Precessing jets and X-ray bubbles from NGC1275 (3C84) in the Perseus galaxy cluster: a view from 3D numerical simulations
英仙座星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，在射电波长上也有千秒差距尺度的扭曲喷流;这两种形态都表明活动星系核喷流是受岁差影响的。在这项工作中，我们进行了3D流体动力学模拟的进动AGN喷流和温暖的团内介质等离子体之间的相互作用，动力学耦合到NFW暗物质引力势。活动星系核的喷流使空洞膨胀，空洞变得非常不稳定，并从星系团核心升起。我们发现，在某些情况下，岁差可以产生多对泡沫。对于英仙座星系团的物理条件，在喷流进动张开角> 40度的情况下，获得了多对气泡，至少作用了三个进动周期，很好地再现了射电和X射线图。在此基础上，假设Bardeen-Peterson效应占主导地位，我们研究了该系统的进动张开角的演化。我们能够限制吸积盘和黑洞角动量之间的比值为0.7 - 1.4。我们还能够将目前的岁差角限制在30 - 40度，以及膨胀气泡的近似年龄为1亿至1亿5千万年。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Using head-tail galaxies to constrain the intracluster magnetic field: an in-depth study of PKS J0334-3900
本文对位于Abell 3135中心的射电星系PKS J 0334 -3900进行了多波长研究。光谱偏振射电观测结合光谱光学和X射线数据来说明使用的头-尾射电星系，以揭示集群内介质的属性。ATCA观测在1.4，2.5，4.6和8.6 GHz的形态和光谱指数给出的物理参数，以约束星系的动力学历史的详细分析。使用这些约束条件，我们产生的PKS J 0334 -3900的模拟。我们发现，这种头-尾形态可以通过结合轨道运动，由于一个双同伴和相对运动通过ICM。本文给出了A3135的新的Chandra象，从中我们得到了团簇电子密度n_（e，0）=（1.06 +/- 0.11 x 10^（-3）cm^（-3）），全球温度为2.4 ^（+0.51）_（-0.38）keV，PKS J 0334 -3900的射电喷流功率下限为1.6 x 10^（44）erg/s。根据现有光谱数据对星系团的新红移分析显示，A3135由0.058 < z < 0.066的星系组成，并给出了一个新的平均星系团红移为0.06228 +/- 0.00015。我们还发现了0.066 < z < 0.070之间的背景亚组。使用Abell 3135的斯托克斯Q和U数据来获得沿PKS J 0334 -3900的视线的旋转测量值。使用我们的模拟，我们能够推断出喷气机之间的距离为154 +/- 16千秒差距，这与喷气机之间的旋转测量的差异…
2013-04-05 astro-ph.CO
Three-Dimensional Simulations of Bi-Directed Magnetohydrodynamic Jets Interacting with Cluster Environments
我们报告了在磁化星系团的现实模型中对活动星系核（AGN）喷流传播的一系列三维磁流体动力学模拟。我们主要感兴趣的是喷流和团内介质（ICM）之间的能量转移的细节，以帮助澄清什么样的作用，这样的流量可能在集群核心的再加热。我们的模拟射流具有一系列的不稳定性行为，包括周期性打开和关闭的间歇性射流，以及一个完全关闭的模型射流，自然产生一个遗迹羽流。这些喷流传播进入的ICM结合了纠缠的磁场几何形状和密度子结构，旨在模拟真实星系团的一些可能特征。我们发现，我们的喷气式飞机是典型的至少60%的效率在传递热能的ICM。然而，不可逆的热能不是均匀分布的，而是优先驻留在非常靠近射流/茧边界的区域中。虽然不稳定性会影响这种能量如何、何时以及在何处沉积的细节，但我们所有的模型通常都无法均匀地加热集群核心。ICM中的详细密度结构和名义上的弱磁场在扰动流动中起着有趣的作用，特别是当射流是非定常的。尽管如此，这种扰动是永远不足以各向同性的喷射能量沉积，这表明一些其他成分是需要AGN喷流成功地重新加热集群核心。
2010-01-11 astro-ph.CO
On the extragalactic jet asymmetry and composition, and the production of high energy cosmic rays
我们探讨了相对论外流到千秒差距尺度喷流在宇宙射线传播和加速中的方向不对称性的作用。我们的示例包含托管密集集群环境的强大AGN。我们试图彻底描述超高能宇宙线的产生和加速发生在哪里和何时，也使用大尺度结构的活动星系核的射电观测和活动星系核所在的热致密气体的X射线数据。就宇宙射线原色而言，相对论质子或温和相对论电子/正电子的存在对喷流的能量预算有很大贡献，使它们能够有效地加热团内气体。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The Shape of X-ray Cavities in Galaxy Clusters: Probing Jet Properties and Viscosity
对星系团的X射线观测发现了大量的X射线空洞，它们是由活动星系核喷流与团内介质（ICM）相互作用演化而来的，为喷流模式活动星系核反馈的重要性提供了令人信服的证据。在这里，我们认为，我们的特点与两个几何参数：径向伸长率$τ$和顶部宽度$b$的腔形状的物理重要性。通过对两个典型团簇的16个流体动力学射流模拟，研究了空洞的形状，发现年轻空洞的形状主要取决于不同的射流特性。我们的模拟成功地再现了两种观察到的类型的年轻腔沿射流（$τ>1$ ; II型）或垂直（$τ\leq1$ ; I型）方向拉长。底部宽的I型空腔是由非常轻的内部亚音速射流产生的，而顶部宽的II型空腔是由较重的内部超音速射流产生的，如果射流只是略微超音速的话，也可能产生带有$τ\sim 1$的中心宽空腔。底部宽的II型空腔可以由具有非常长的持续时间的非常轻的射流产生，并且圆柱形空腔可以由非常轻的内部超音速射流产生。虽然没有明显影响年轻的空腔的形状，粘度显着影响长期的空腔演变，抑制界面不稳定性和形成的环面状形态。我们鼓励观测者分别研究年轻和老X射线腔的形状，前者探测活动星系核喷流的性质，后者可能探测ICM的粘性水平。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Ray-Dominated AGN Jets and the Formation of X-ray Cavities in Galaxy Clusters
活动星系核的反馈在星系团和星系团气体演化中起着关键作用，这一观点已被广泛接受。明确的证据来自于在星团中心附近观测到的准球形X射线空洞，这些空洞的大小从几千秒差距到几十千秒差距不等，有些还含有射电辐射。空洞显然是活动星系核喷流与团内介质相互作用的结果。然而，在数值模拟中，很难从狭窄的射流中产生这样的脂肪腔。由动能主导的超热热射流通常深入ICM，在大半径处形成径向细长的空腔，这与观察到的不同。在这里，我们研究了非常轻的喷流占主导地位的相对论宇宙射线（CR）与轴对称流体动力学模拟，调查喷流演化时，他们是活跃的，当他们后来被关闭。我们发现，当CR主导的喷流中的热气体密度足够低时，喷流具有相应的低惯性，因此在ICM中快速减速。此外，CR压力导致射流横向扩张，遇到并取代更多减速ICM气体，自然产生类似于观察到的簇中心附近的脂肪腔。我们对空洞形成的计算表明，活动星系核中负责产生胖X射线空洞（射电泡）的喷流是非常轻的，并且主要由CR控制。这种情况是一致的Fanaroff-Riley I喷流，似乎减速迅速，产生强烈的同步辐射和扩大通常在几个kpc的距离从中央活动星系核的无线电观测。
2010-12-20 astro-ph.CO
The Moderate Cooling Flow Model and Feedback in Galaxy Formation
在最近的四年里，我们一直在研究反馈加热冷却流（CF）集群活动星系核活动，膨胀气泡的喷流，这简短的贡献，会议总结了我们的主要结果。为了实现我们的结果，我们必须用喷射器自我膨胀气泡，而不是人工注入它们。主要结果如下：（1）基于Bondi吸积的反馈机制失效。相反，中心超大质量黑洞（SMBH）的吸积是以从扩展区域落入的冷密度团块的形式。(2)慢质量宽（SMW）射流，或快速旋进射流，可以膨胀气泡类似于CF集群中观察到的。(3)与文献中的一些说法相反，膨胀的气泡在相对长的时间内是稳定的，仅在稍后的时间变得不稳定。(4)一个单一的泡沫膨胀事件激发多个声波和冲击。然后，这些可以加热集群内介质（ICM）。(5)气泡材料与ICM的混合是有效的，并且可以用作主要加热通道。(6)加热过程是全方位的，可以解释星系团和星系CF中ICM的加热。
2009-09-01 astro-ph.CO
Self-regulated AGN feedback of light jets in cool-core galaxy clusters
来自活动星系核（AGN）的热量被认为是稳定冷核星团，限制恒星形成和冷却流。我们采用辐射磁流体动力学（MHD）模拟轻AGN喷流反馈不同的吸积模式（邦迪-霍伊尔-Lyttleton和冷吸积）在一个理想的英仙座星系团。独立的探测吸积模型，吸积效率，喷流密度和分辨率，集群自我调节与中央熵和冷却时间与观察到的冷核集群在这个非宇宙学的设置。我们发现，提高喷气效率导致更多的间歇性喷气功率和增强的恒星形成率。我们的基准低密度射流可以很容易地偏转轨道冷气体细丝，重新分配角动量，并导致更广泛的冷气体分布和各向同性气泡分布。与我们的基准低动量密度射流相比，高动量密度射流加热效率较低，并且能够形成垂直于中心受限射流的持久冷气盘。从我们的模拟测量腔光度一般反映冷却光度的团内介质（ICM），并对应于平均喷流功率，是相对不敏感的短时期的低光度喷注。在我们的MHD模拟低动量密度射流冷气结构一般表现出各种形态，从盘状非常扩展的非线性结构。特别是，磁场是至关重要的，以抑制形成不切实际的大量冷气盘之间的热，冷相位重新分配角动量，并通过促进形成细长的冷丝，由磁压力的支持。
2023-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct Evidence for Outflow of Metal-enriched Gas Along the Radio Jets of Hydra A
使用深钱德拉观测的长蛇座A星系团，我们研究的金属丰度结构附近的中央星系和沿其强大的无线电源。我们发现，金属丰度的集群内介质的增强了高达0.2德克斯沿无线电射流和叶相比，金属丰度的未受干扰的气体。增强从中心星系20 kpc的半径延伸到~ 120 kpc的距离。我们估计，从中央星系中输送出来的总铁质量在2 x 10^7 M_sun和7 x 10^7 M_sun之间，占中央星系中铁质量的10% - 20%。提升这些气体所需的能量大约是活动星系核总能量输出的1%到5%。显然，九头蛇A强大的射电源能够重新分配富含金属的低熵气体，遍布星系团的核心。短的再富集时间尺度< 10^9年意味着从中央星系损失的金属将很快得到补充。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Isotropic Heating of Galaxy Cluster Cores via Rapidly Reorienting AGN Jets
活动星系核喷流携带的能量足以避免冷核星系团核心内的团内介质（ICM）发生灾难性的冷却。然而，为了防止灾难性的冷却，ICM必须以近各向同性的方式加热，而具有$P_{\rm jet}=10^{44-45}$ erg/s的窄双极喷流（典型的星团中心的射电活动星系核）在横向加热喷流的气体方面效率低下。我们认为，由于集群核心的存在条件，SMBHs将，除了通过辐射效率低的流量吸积气体，通过薄盘增强吸积经历短期随机发作。一般来说，这些吸积盘的方向将与黑洞的旋转轴不一致，随之而来的扭矩将导致黑洞的旋转轴（因此，喷流轴）旋转并迅速改变方向。这个模型不仅解释了最近观测到的在相对于星系团中心的角度方向上相互偏移的单个冷核星系团中连续产生的喷射波瓣泡，而且还表明活动星系核喷流{ \it}可以在气体冷却时间尺度上几乎各向同性地加热星系团核心。我们的模型{ \it}要求冷核团簇中心的SMBH旋转相对较慢。来自单个错位圆盘的扭矩对于使快速旋转的黑洞倾斜几度以上是无效的。此外，由于承载薄吸积盘的SMBH将表现为类星体，我们预测$z<0.5$内大约1- 2个富星系团的中心应该有类星体。
2013-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the dynamics of magnetised jets and cosmic rays in galaxy clusters
星系团中心活动星系核的反馈过程似乎阻止了大规模的冷却流，阻碍了恒星的形成。然而，详细的加热机制仍然不确定。一个有希望的加热方案是利用流动的宇宙射线（CR）产生的阿尔文波的耗散。为了研究这一想法，我们使用三维磁流体动力学模拟与AREPO代码，遵循的演变，充满了CRs在湍流集群大气中的喷气充气气泡。我们发现，一个单一的注射事件产生的CR分布和加热速率所需的一个成功的CR加热模型。随着气泡的急剧上升，聚集的磁场会围绕在前沿界面上，并被放大到平衡冲压压力的强度。与气泡中的螺旋磁场一起，这最初限制了CR并抑制了界面不稳定性的形成。但随着气泡继续上升，气泡尺度的漩涡显着放大径向磁丝在其尾流，并使CR运输从气泡到冷却内集群介质。通过改变射流参数，我们获得了丰富多样的射流和气泡形态，从Fanaroff-Riley I型（FRI）到FRII型射流。我们确定喷流能量作为领先的序参量（保持周围的密度分布固定），而喷流光度是主要负责设置的马赫数的冲击周围FRII类源。我们的模拟还产生了类似FRI的喷流，这些喷流在没有可检测到的冲击的情况下膨胀气泡，并显示出与集群观察一致的形态。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas along the old radio jets of the cluster-central type 2 quasar IRAS 09104+4109
我们展示了z=0.4418的星团中心类星体IRAS 09104+4109的北方扩展毫米波阵列（NOEMA）CO（2-1）图，它追踪了星系内部和周围约4.5x10^10 Msol的分子气体。与许多低红移冷核星团一样，分子气体位于一系列沿着旧射电喷流和叶瓣延伸的团块中。它有一个相对较低的速度色散（336 [+39，-35] km/s FWHM），并没有显示出流出或流入的速度梯度。大约有一半的气体位于星系东北侧的中央团块中，与明亮的电离气体细丝和过量X射线发射的毛刺重叠，这表明这是一个快速冷却的位置。分子气体的范围异常地扩大，半径达到55 kpc，与英仙座星系团中的星云相当，尽管这个系统的红移要高得多。这一范围落在团内介质（ICM）的热不稳定半径范围内，其中t_cool/t_ff<25，t_cool}/t_eddy~1在~70 kpc范围内。NOEMA在159.9 GHz和JCMT SCUBA-2在850微米处的连续测量显示了过量的远红外辐射，我们将其解释为正在进行的星爆产生的自由-自由辐射。这些观测结果表明，ICM冷却并不强烈地受到埋藏的类星体的影响，并且ICM的冷却可以建立足够的气体库来为类星体活动提供燃料，并驱动中央活动星系核的重定向。
2021-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feeding and feedback processes in the Spiderweb proto-intracluster medium
本文结合 Chandra X 射线与 ALMA SZ 观测，首次导出 z>2 蜘蛛网原星系团 ICM 的温度轮廓，揭示其强冷核及高达 250-1000 太阳质量/年的质量沉积流，用于解释中心黑洞供给、恒星形成与即将到来的活动星系核反馈。
2024-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why z > 1 radio-loud galaxies are commonly located in proto-clusters
遥远的强大射电大声活动星系核（RLAGN）倾向于居住在密集的环境中，通常在z > 1.3的原星系团中发现。我们研究是否会发生这种情况，因为RLAGN主办的大规模星系，优先居住在丰富的环境。我们比较了CARLA巡天中1.3 < z < 3.2的强大RLAGN的环境与质量和红移匹配的射电宁静星系样本。我们发现RLAGN的环境比无线电安静星系的环境密度要大得多，这意味着在这个时代，不超过50%的大质量星系可以容纳强大的无线电大声喷流。这不是一个观测选择效应，因为我们没有发现任何证据表明当星系处于密集环境中时更容易观察到无线电发射。因此，我们认为，密Mpc尺度的环境促进了从活动星系核的射电喷流的形成。我们发现，潜在的RLAGN宿主星系的数量密度与每一个> 10^14太阳质量的星系团在1.3 < z < 3.2期间经历了持续时间约为6000万年的强大射电大声反馈是一致的。这种反馈可以将星系团内的介质加热到每个气体粒子0.5-1 keV的程度，这可能会限制原星系团星系中可用于进一步恒星形成的气体量。
2014-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Powerful AGN Outburst in RBS 797
利用钱德拉X射线天文台的$\sim 50$ ks成像，对RBS 797星系团的团内介质和空腔系统进行了分析。除了星系团核心中两个先前已知的空洞之外，新的更深的X射线图像还揭示了与活动星系核（AGN）有关的其他结构。这两个空洞的表面亮度衰减异常大，并且与靠近我们视线的细长空洞一致。我们估计活动星系核爆发的总能量和平均喷流功率分别为$\approx 3 - 6 \times 10^{60}$尔格和$\approx 3 - 6 \times 10^{45}$尔格s $^{-1}$，取决于假设的几何配置的空腔。因此，RBS 797显然是星团中已知最强大的活动星系核爆发之一。仅靠吸积来驱动活动星系核所需的平均质量吸积速率为$\sim 1 M_{\odot}$/年$^{-1}$。我们表明，在这一水平上的活动星系核的冷气吸积是合理的，但邦迪吸积的热大气可能不是。BCG拥有一个未解析的非热核X射线源，其辐射热光度为$\approx 2 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。核发射可能与快速吸积、辐射效率低的吸积流有关。我们提出的初步证据表明，在BCG的恒星形成是由无线电喷流触发，并建议腔可能是驱动弱冲击（$M \sim 1.5$）到ICM，类似的过程中的星系团MS 0735.6+7421。
2011-03-03 astro-ph.CO
Turbulence and the formation of filaments, loops and shock fronts in NGC 1275 in the Perseus Galaxy Cluster
NGC 1275是英仙座星系团的中心星系，它是由活动星系核喷流膨胀的巨大热双极气泡的宿主，在射电中被观测到为英仙座A。它呈现出一个壮观的$Hα$发射星云围绕着NGC 1275，气体环和细丝延伸到超过50千秒差距。细丝的起源仍然未知，但可能与负责巨大浮力气泡的机制有关。我们提出了2.5和3维MHD模拟的集群的中心区域，其中湍流能量，可能引发的恒星形成和超新星（SNe）爆炸。模拟结果显示，大质量恒星注入的湍流可能是导致丝状物和环状物几乎各向同性分布的原因，这些丝状物和环状物将磁场向上拖曳，正如最近的观测所表明的那样。弱壳状冲击波阵面以100-500 km/s的速度传播到ICM，也类似于观测。湍流的各向同性外流动量减缓了团内介质的注入，从而限制了NGC 1275中进一步的星暴活动。由于湍流在大部分模拟体积上是亚音速的，因此湍流动能不能有效地转化为热量，并且需要额外的加热来抑制团簇核心处的冷却流。结合MHD湍流和活动星系核外流的模拟可以再现NGC 1275周围观测到的温度径向分布。虽然活动星系核机制是主要热源，但超新星对于能量分布的各向同性至关重要。
2009-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
