Influence of AGN jets on the magnetized ICM
星系团是最大的结构，有观测证据表明它是磁化介质。中央核心似乎主机强磁场范围从几个0.1 microG到几个10 microG的冷却流集群。许多星系团的中心都有强大的活动星系核，这些活动星系核被认为阻止了某些星系团中的冷却流。这种反馈对磁场的影响仍然不清楚：活动星系核引起的湍流是否补偿了冷核内磁放大的损失？这种湍流是如何持续几个陀螺的？利用高分辨率的磁流体动力学模拟的辐射冷却集群的自我调节，我们研究的磁场在一个强大的活动星系核喷流的存在下，在中央核心的演变。看来，喷流引起的湍流强烈地放大了核心中的磁振幅，超过了在星团的引力场中纯压缩所放大的程度。活动星系核产生一个不冷却的核心，并增加了磁场的振幅，与microG场的观测结果吻合得很好。
2009-12-22 astro-ph.CO
Solving the Cooling Flow Problem through Mechanical AGN Feedback
等离子体的非相对辐射冷却将导致冷却灾难，即大量的冷凝气体流入星系、星系团和星系团的核心。上一代X射线望远镜钱德拉和XMM从根本上改变了我们对重子的看法，表明AGN加热是冷却的平衡对应物。这项工作回顾了我们对自调节加热的广泛研究。我们认为，机械反馈，大量的亚相对论外流的基础上，是解决冷却流问题的关键，即显着淬火的冷却速率为几个陀螺，而不破坏冷芯结构。使用修改后的版本的三维水代码FLASH，我们表明，双极活动星系核流出可以进一步再现基本的观察功能，如浮力气泡，弱冲击，金属疏浚，和湍流。后者是驱动非线性热不稳定性的基本成分，这会导致形成扩展的冷气，淬火冷却流的残余物，以及后来的反馈发动机燃料。与星系团相比，星系团和星系需要更温和的机械反馈，以避免灾难性的过热。我们突出了一个现实的活动星系核反馈的基本特征，强调观测的一致性。
2012-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the properties of AGN feedback in hot atmospheres triggered by cooling-induced gravitational collapse
辐射冷却可能会导致大质量星系或星系团中心的热气体在引力作用下变得不稳定。这种气体随后在动力学时间尺度上的坍缩可以为AGN加热和恒星形成提供丰富的燃料来源。因此，这种机制提供了一种将活动星系核吸积速率与周围冷却流的全球性质联系起来的方法，但没有隐含的假设，即吸积物质必须从10千秒差距外流向黑洞。结果表明，这种燃料机制，自然导致活动星系核加热和热，X射线发射晕的辐射冷却率之间的密切平衡。此外，由冷却引起的引力不稳定性提供能量的活动星系核将表现出特征占空比（delta），这与最近的观测结果相似：delta与L_X/sigma_{*} ^{3}成正比，其中L_X是热大气的X射线光度，sigma_{*}是宿主星系的中心恒星速度色散。结合这一结果与众所周知的标度关系，我们推导出一个占空比无线电活动星系核在椭圆星系，大约是成正比的M_{BH} ^{1.5}，其中M_{BH}是中央黑洞的质量。给出了爆发持续时间和爱丁顿比。基于这些研究结果，我们认为引力不稳定性可能是大质量星系和星系团活动星系核提供燃料的重要机制，值得进一步研究。
2011-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Average Heating Rate of Hot Atmospheres in Distant Clusters by Radio AGN: Evidence for Continuous AGN Heating
我们研究大气加热的放射性活动星系核（AGN）在遥远的X射线集群交叉相关的集群从400平方度（400 SD）的X射线集群调查与射电源在NRAO VLA巡天。大约30%的星团在250千秒差距的投影半径内显示出超过3毫焦耳的通量阈值的射电辐射。无线电辐射可能与最明亮的星团星系有关。每个射电源的机械喷流功率是使用无线电功率和腔（机械）功率之间的比例关系确定的附近的集群，集团和星系的热大气中含有X射线腔。中心射电活动星系核的平均喷流功率约为$2\times 10^{44}$ \ergs。我们发现，无线电功率之间没有显着的相关性，因此机械喷流功率，和X射线光度的红移范围0.1 - 0.6的集群。这意味着每个粒子的机械加热速率在质量较低、X射线光度较低的星系团中更高。在样品上平均的射流功率对应于R $_{500}$内每个粒子约0.2 keV的大气加热。假设目前活动星系核的加热速率没有演化，而是保持不变，红移为2，那么每个粒子的加热速率将增加两倍。我们发现，从射电活动星系核注入的能量大大有助于在热大气中需要打破集群标度关系的自相似性的过剩熵。射电活动星系核的探测频率与400 SD星系团中强冷却流的存在不一致，但并不排除弱冷却流。目前还不清楚400 SD星系团的活动星系核是否是由冷却流底部的反馈维持的。射电活动星系核对大气的加热可能在早期延缓强冷却流的发展。
2011-08-16 astro-ph.CO
Modeling AGN Feedback in Cool-Core Clusters: The Balance between Heating and Cooling
利用三维高分辨率（60 pc）自适应网格加密（AMR）模拟方法研究了动量驱动活动星系核反馈影响下理想冷核星系团的长期演化.动量驱动活动星系核的反馈是用一对旋进喷流来模拟的，喷流功率是根据超大质量黑洞（SMBH）附近冷气体的吸积率来计算的. ICM首先沿活动星系核喷流的传播方向冷却成团。随着喷流功率的增加，气体凝结发生各向同性，形成空间延伸（高达几十kpc）的结构，类似于观察到的$\rm Hα$长丝英仙座和许多其他冷核心集群。喷射加热提高了气体熵和冷却时间，阻止了团块的形成。没有吸积到SMBH上的冷气体沉降到$\sim 10^{11}$ M $_{\odot}$的旋转盘中。热气体直接冷却到冷盘上，而SMBH从盘的最内部区域吸积，为AGN提供动力，使其在几个Gyr内保持热平衡的稳定状态。在7 Gyr内的平均质量冷却速率为$\sim 30$ M $_{\odot}$ /yr，比经典的冷却流量值（我们在没有活动星系核的情况下得到的）低一个数量级。中等分辨率的模拟也得到了类似的结果，但当分辨率低于0.5千秒差距时，星系团经历了气体凝结和活动星系核爆发的循环。由于活动星系核反馈的自调节机制，它可以在很宽的模型参数范围内成功地平衡冷却。除了抑制冷却，我们的模型在早期阶段（高达$\sim 2$陀螺仪），是在很好的协议与观测产生冷结构。然而，长寿命的大质量冷盘是不现实的，这表明仍然需要额外的物理过程…
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical properties of simulated galaxy populations at z=2 - I. Effect of metal-line cooling and feedback from star formation and AGN
我们使用流体动力学模拟从OWLS项目调查的依赖性的星系人口的物理性质在红移2金属线冷却和反馈恒星形成和活动星系核（AGN）。我们发现，如果从恒星形成的子网格反馈动力学实施，反馈是有效的，如果初始风速超过一个临界值。这个临界速度随着星系质量的增加而增加，如果包括金属线冷却也是如此。这表明，如果风的初速度太低，辐射损失会使风熄灭。如果反馈是有效的，那么恒星形成率与每单位恒星质量所注入的能量成反比（这与固定风速的初始质量负载成正比）。这可以理解，如果恒星形成是自我调节的，即如果恒星形成速率（以及因此气体分数）增加，直到流出速率平衡流入速率。来自活动星系核的反馈在高质量时是有效的，而增加初始风速与气体压力或晕质量允许一个在所有质量产生星系范围的外流。匹配观测到的星系质量函数需要有效的反馈。特别是，预测的弱端斜率太陡，除非我们对低质量物体采用高质量负载风。来自低质量星系（M *<< 10^10 Msun）的这种有效反馈也减少了与观测到的特定恒星形成率的差异，除非反馈在观测到的恒星质量范围之下从高效转变为低效，否则特定恒星形成率高于预测。
2013-08-07 astro-ph.CO
On the origin and acceleration of cosmic rays: Cooling flow clusters and AGN hosts
我们正在星系团的X射线选定样本中寻找射电“遗迹”和“晕”。这些射电特征不是活动星系核（AGN）机制的产物，而更有可能与过去的星系团合并事件有关。活动星系核的冷却流团的主机包含粒子泡，显示非热无线电发射。如果这些气泡能够有效地限制宇宙射线，它们就可以解释射电遗迹和光环的存在。团内磁场和团环境可以揭示宇宙射线的加速机制。使用无线电/X射线数据和分析方法，我们检查三个活动星系核主机出我们的70个集群，即武仙座A，3C 310和3C 388。我们发现这些星团中没有一个包含遗迹和/或光环。
2011-09-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
3D Numerical Simulations of AGN Outflows in Clusters and Groups
我们计算了从活动星系核中心流出的喷流的三维气体动力学模型，这些喷流携带质量和能量到星系团和星系群中的热气体。这些流动有许多有吸引力的属性，解决冷却流问题：为什么热气体的温度和密度分布类似于冷却流，但没有显示出冷却到低温的光谱证据。亚相对论射流，描述了几个参数，被认为是激活时，气体流向或冷却附近的中央SMBH。使用富聚类（A1795）的近似模型，（2A 0336+096）和一组（NGC 5044），我们表明，中等机械效率的质量携带射流（$\sim10^{-3}$）可以将许多Gyr的整体冷却速率降低到X-光谱所暗示的低值或以下，同时保持$T$和$ρ$分布与观察到的分布相似，至少在集群中。集团更敏感的活动星系核加热和极端的时间变化，在这两个配置文件。最后，反馈的不稳定性产生了多代X射线腔，类似于英仙座星系团和其他地方观察到的。因此，我们还研究了ICM中浮力气泡和弱冲击的形成，以及SNIa和恒星风注入金属。
2009-09-07 astro-ph.CO
Accretion powered AGN feedback in the cores of galaxy clusters
从星系团中的稀热等离子体中检测到大量的X射线发射，表明相当大一部分的中央星系团内介质（ICM）在比哈勃时间快得多的时间尺度上辐射冷却。理论模型预测冷却速率高达每年几百到几千个太阳质量，然后可以在这些星团的核心形成新的恒星。然而，对这些星团核心的系统研究未能发现预期的冷却气体库。因此，星系团核心的气体正在以X射线的形式损失大量的能量，但并没有冷却。这反过来又指向著名的冷却流悖论，因此需要一些间歇性加热来平衡如此长时间的冷却。有几个来源已经被建议抵消对ICM的冷却，然而，活动星系核的反馈似乎是最有前途的和足够的能量源，以抵抗在这样的集群的核心ICM的冷却。在这篇演讲中，我将提供一个简短的概述反馈过程中所涉及的核心的星系团的活动星系核的反馈和可观察到的签名的重点。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Fields in Cooling Flow Clusters: A Critical View
在钱德拉和XMM-牛顿的第一个结果出现后不久，该领域的许多研究人员放弃了“冷却流团簇”这个术语，而改用“冷核团簇”这个名称。我认为，这种变化一直在造成损害，因为它促进了这样一种观点，即这些星团中没有实质性的冷却。在这篇文章中，我讨论了以下几点，重点是最后一点，涉及磁场在冷却流团。(1)活动星系核反馈和热气冷却形成恒星都发生在星系形成和冷却流团中。忽略冷却的内部星系团介质，如“冷核”一词所暗示的，并不鼓励比较研究活动星系核反馈冷却流团与星系形成。(2)认为没有冷却的思路可能会导致错误的问题和研究方向。(3)在冷却流团和星系形成过程中的一个关键问题是超大质量黑洞（SMBH）的吸积模式。当冷却被忽略时，只剩下热相的吸积。来自热相的吸积，例如邦迪吸积，遭受一些严重的问题。(4)当人们接受适量的气体正在冷却时，很明显，全球热传导必须得到实质性的抑制。这不利于全局有序的磁场。同时，它也使全球热传导失去吸引力。
2010-12-28 astro-ph.CO
A Model for the Offsets between X-ray and Radio Emission from Large Scale AGN Jets
我们研究了由加速电子的能量依赖冷却和相对论运动源的光走时效应引起的活动星系核千秒差距尺度喷流的表观内部结构。用一个简单的圆柱壳模型，我们发现，在许多情况下观测到的X射线、光学和射电亮度分布的峰值之间的偏移基本上可以用这个模型来解释。假设移动壳层中的电子被瞬间加速，X射线发射的时间尺度较短，并在靠近核的一侧观察到，而无线电发射由于冷却时间较长而继续到核的远侧。由于光的传播时间效应，所得到的偏移量是射流直径的数量级。
2009-05-20 astro-ph.CO
The Dance of Heating and Cooling in Galaxy Clusters: 3D Simulations of Self-Regulated AGN Outflows
现在人们普遍认为，加热过程在星系团中起着根本性的作用，与它的对手辐射冷却在一场复杂而迷人的"舞蹈"中挣扎。上一代的观测，特别是X射线，正在给我们关于这场无尽芭蕾的音符的微小提示。空洞、激波、湍流和宽吸收线表明中心活动核正在向团内介质注入巨大的能量。然而，哪一个才是自我调节供暖的真正主导引擎？我们提出的模型之一是大规模的亚相对论外流，可能是由风盘产生的，或者只是快速射电喷流在kpc尺度上夹带的结果。使用AMR代码FLASH 3.2的修改版本，我们探索了几种自我调节机械功率的反馈机制。两个是最好的方案，回答我们的主要问题，id est淬火冷却流，并在同一时间保持一个冷的核心外观的长期演变（7 Gyr）：一个更多的爆炸（与效率0.005 - 0.01），由中央冷却气体触发，和其他温和的，点燃的热气邦迪吸积（与效率0.1）。这些三维模拟表明，注入的总能量不是关键方面，但结果强烈依赖于如何将能量提供给ICM。我们遵循最佳模型（温度，密度，SB地图和配置文件）的动态，并产生许多可观察到的预测：浮力气泡，涟漪，湍流，铁丰度图和流体静力学平衡偏差。我们提出了一个深入的讨论，我们所有的模型的优点和缺陷，对观测一致性的批判性的眼光。
2010-09-14 astro-ph.CO
The duty cycle of radio-mode feedback in complete samples of clusters
钱德拉X射线天文台已经在许多附近的冷却流团的团内介质（ICM）中发现了X射线气泡。气泡追踪反馈，被认为是耦合中央活动星系核（AGN）到ICM，帮助稳定冷却流和管理大质量星系的演化。然而，这种活动星系核爆发的普遍性和占空比并没有很好的理解。为此，我们研究冷却是如何平衡的气泡加热完整的样本的集群（Brilliant 55星系团，以下B55，和最高的X射线通量星系团样品，HIFLUGCS）。我们发现，在冷却流星系团中，中央星系的射电光度仅超过2.5 x 10^30 erg s^-1 Hz^-1。这一结果意味着中央射电源和ICM之间的连接，正如预期的那样，如果活动星系核反馈正在运作。此外，我们发现无线电模式反馈的占空比，即系统拥有由其中央无线电源膨胀的气泡的时间比例，B55的占空比> 69%，HIFLUGCS的占空比> 63%。这些占空比是下限，因为现有图像中可能会遗漏一些气泡。我们使用模拟来限制可能存在的气泡功率，并且在没有检测到气泡的冷却流系统中保持未检测到。在这些系统中，几乎所有系统都可能具有显著的泡沫能力。因此，我们的研究结果意味着，活动星系核爆发的占空比与潜在的冷却流团显着加热气体至少为60%，可能接近100%。
2012-10-26 astro-ph.CO
Gas expulsion by quasar-driven winds as a solution to the over-cooling problem in galaxy groups and clusters
星系群并不是大质量星系团的缩小版本-星系群中的热气体（称为群内介质，简称IGrM）平均来说比星系团内介质密度小，这意味着一个或多个非引力过程（例如，辐射冷却、恒星形成和/或反馈）对群体具有相对较大的影响。在本研究中，我们比较了一些宇宙学流体动力学模拟，这些模拟构成了超大模拟项目的一部分，以隔离和量化超新星（SNe）和活动星系核（AGN）对气体的冷却和反馈的影响。这是通过比较拉格朗日热历史的气体在不同的运行，这都是从相同的初始条件。虽然辐射冷却，恒星形成和SN反馈都是必要的成分，但只有包含AGN反馈的运行才能够成功地再现集团和低质量星系团的光学和X射线特性。我们分离如何，何时，以及究竟是什么气体被AGN加热。有趣的是，我们发现构成今天IGRM的气体是没有被活动星系核强烈加热的气体。相反，现今星系群中气体的低中位密度/高中位熵是通过从高红移（主要是2 < z < 4）的低质量祖先星系喷射出低熵气体来实现的。这对应于超大质量黑洞吸积大部分质量的时期，通常以接近爱丁顿极限的速率（即，当黑洞处于“类星体模式”时）。
2010-11-23 astro-ph.CO
The Chandra Deep Protocluster Survey: Ly-alpha Blobs are powered by heating, not cooling
本文介绍了在SSA 22场中对z=3.09的原星系团中的29个扩展Ly-alpha发射星云（Ly-alpha Blobs，LAB）进行的400 ksChandra巡天观测的结果。我们在5个LAB中探测到了明亮的X射线对应物，这意味着LAB中存在着大量的活动星系核（AGN），fAGN = 17%，低至L_2- 32 keV ~ 10^44erg/s。所有活动星系核似乎都被严重遮蔽，光谱指数表明N_H > 10^23 cm^-2的柱密度被遮蔽。活动星系核的分数应该被认为是一个下限，因为还有几个没有被钱德拉探测到的LAB在它们的中红外辐射中显示出活动星系核的特征。我们表明，活动星系核的紫外光光度很容易通过光电离单独供电的扩展Ly-alpha发射。当结合来自星暴分量的紫外通量和机械反馈沉积的能量时，我们证明中央源的“加热”而不是重力冷却是LAB最有可能的动力源。我们认为，所有的LABs可以以这种方式供电，但发光的宿主星系往往只是低于目前仪器的灵敏度限制，或严重模糊。没有单个LAB显示出X射线发射延长的证据，并且相当于平均LAB> 9 Ms暴露的堆叠也没有产生漫射X射线分量的统计检测。由此产生的漫射X射线/Ly-alpha光度极限意味着在这些晕中不存在热（T>10^7 K）气体成分，也排除了宇宙微波背景光子或本地远红外光子的逆康普顿散射作为LAB的可行能源。
2009-06-23 astro-ph.CO
Prospects of High-Resolution X-ray Spectroscopy for AGN Feedback in Galaxy Clusters
钱德拉时代的遗产之一是在几乎所有冷核星系团中发现了活动星系核膨胀的X射线空腔，其机械光度与星系团冷却速率相当或更大，这表明活动星系核可能是加热星系团的原因。这一发现提出了一系列新的问题，这些问题不能仅仅通过X射线成像或模型来解决：活动星系核是否真的负责停止冷却流？活动星系核的能量是如何转化为热能的？观察到的加热和冷却之间的平衡有多紧？使用数值模拟和一个新的虚拟X射线天文台工具，我们证明，高分辨率，高通量的X射线光谱可以解决这些问题，国际X射线天文台\ixo将有必要的能力，提供这些测量。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
A multi-wavelength view of cooling vs. AGN heating in the X-ray luminous cool-core of Abell 3581
本文报道了对附近星系群Abell 3581（z=0.0218）的多波长研究结果。这个系统拥有附近任何星系群中最明亮的冷核，并展示了来自其最明亮星系群IC 4374中超大质量黑洞的活跃射电模式反馈。最明亮的星系遭受了多次活动星系核爆发，向周围的热气体中吹出气泡，导致冷电离气体上升到周围的热群内介质中。高速度，指示外流，被观察到接近核和一致的无线电喷流。稀薄的尘埃丝伴随着上升的电离气体。没有观测到扩展的恒星形成，然而，在核心的北部发现了一个年轻的星团。气泡的上升方向在爆发之间发生了变化。这种方向变化可能是由于群内介质的晃动运动。这些晃动的运动似乎也在积极地剥离X射线冷核，如高金属含量、低温、低熵气体的螺旋冷锋所示。
2013-07-25 astro-ph.CO
Active Galactic Nuclei - the Physics of Individual Sources and the Cosmic History of Formation and Evolution
本文对活动星系核的天体物理作了简要的评述。在对活动星系核的研究动机作了一般性的介绍之后，我们讨论了我们目前对中心引擎内部工作的理解，最有可能的是吸积质量在100万到100亿太阳质量之间的黑洞。我们强调最近的结果有关的射流（准直流出）的活动星系核来自X射线观测（钱德拉）的千帕尺度的射流和伽马射线观测的活动星系核（费米，切伦科夫望远镜）与射流密切对准的视线（耀变体），并讨论这些意见的解释。随后，我们总结了我们对活动星系核形成和演化的宇宙历史的认识。最后，我们描述了即将到来的观测机会。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating the Cooling Flow of Cool-Core Clusters
我们进行了高分辨率的自适应网格细化模拟的一个很酷的核心集群，解决了流量从Mpc规模下降到PC规模。我们（还）没有包括任何活动星系核的加热，而是专注于冷却，以了解气体如何到达星系团中心的超大质量黑洞（SMBH）。我们发现，随着气体冷却，集群开发一个非常平坦的温度分布，只在中央10-100 pc的集群进行冷却灾难。在该区域之外，流动是平滑的，没有局部冷却不稳定性，并且自然产生非常少的低温气体（低于几keV），与观测结果一致。星系团中心的气体冷却迅速形成一个薄的吸积盘。在活动星系核的中心产生的冷气体的数量迅速增长，直到对活动星系核加热速率的合理估计（假设即使是中等的吸积效率）将压倒冷却。我们认为，这自然会产生一个恒温器，它将100千秒差距的气体冷却与中央100千秒差距的冷气体吸积联系起来，可能会关闭冷却和加热之间的循环。各向同性热传导并不影响结果显着，但我们表明，包括最亮的星系团星系的势阱是必要的，以获得正确的结果。此外，我们发现，结果是敏感的分辨率，需要非常高的质量分辨率，正确地再现小过渡半径。
2011-12-12 astro-ph.CO
Jet-regulated cooling catastrophe
在自适应网格细化（AMR）宇宙学再模拟的星系团中，首次实现了活动星系核（AGN）反馈的动量驱动喷流形式。这些喷气式飞机的动力来自超大质量黑洞（SMBH）上的气体吸积，而黑洞也会通过合并而增长。在整个形成过程中，集群经历了不同的动力学状态：无论是在早期的形态扰动时代和放松的状态，在晚些时候，让我们研究不同模式的BH增长和相关的活动星系核喷流反馈。黑洞在高红移（z>2）时有效地吸积气体，显著地预热原星系团晕。在高红移时，富含气体的合并也会激发强烈的、幕式的喷流活动，将气体从原星系团核心输送到外围区域。在稍后的时间，当星团松弛时，向黑洞提供的冷气减少，导致喷流活动降低。虽然星系团仍然被这种活动加热，因为声波从核心传播到维里半径，喷流无效地向外重新分配气体，并形成了一个小的冷却流，以及类似于X射线观测中发现的低压空腔。总的来说，我们的AGN反馈喷流实现淬火恒星的形成相当有效，减少了3倍，没有AGN的情况下相比，中央星系团星系的恒星含量。它还极大地改变了气体密度分布的形状，使其与观测所青睐的β模型非常一致，在这个过程中产生了一个相当等温的星系团。然而，它仍然不符合低于普遍重子分数，这似乎是常见的观察星系团。
2010-09-10 astro-ph.CO
AGN Feedback and Bimodality in Cluster Core Entropy
我们研究了一系列星系团的稳态模型，其中热的团内气体被有效地加热的活动星系核（AGN）的反馈和热传导，并在其中的质量吸积率大大降低相比，由标准的冷却流模型预测。我们进行了一个全球拉格朗日稳定性分析。我们第一次证明了活动星系核的反馈机制可以抑制冷核团簇的全局径向不稳定性，只要反馈效率超过一个临界下限。此外，我们的分析自然表明，集群可以以两种不同的形式存在。整体稳定的星系团可能有：1）由活动星系核反馈和传导稳定的冷核心，或2）主要由传导稳定的非冷核心。中间的中心温度通常会导致全局不稳定的解决方案。这种双峰性与最近观察到的温度分布的平坦性和活动星系核活动之间的关系（Dunn & Fabian 2008）以及Raffeirs等人（2008）的观察结果一致，即较短的中心冷却时间往往对应于显着年轻的活动星系核X射线空腔。
2009-11-30 astro-ph.CO
Hosts and environments: a (large-scale) radio history of AGN and star-forming galaxies
尽管它们相对稀少，但近年来越来越清楚的是，河外射电源（AGN和恒星形成星系）构成了一个非常有趣的群体组合，不仅因为它们的内在价值，而且因为它们在塑造我们今天看到的宇宙中的基本作用。事实上，放射性活动星系核现在被认为是大质量星系和星系团演化的主要参与者。与此同时，由于可以观测到非常高的红移，射电星系也可以提供关于我们宇宙的恒星形成历史及其大尺度结构特性及其演化的关键信息。根据目前和即将到来的设施，如LOFAR，MeerKAT和SKA，将探测无线电天空前所未有的深度和宽度，这篇评论的目的是提供当前的艺术状态，我们的知识河外射电源与他们的主机，大尺度环境和宇宙学背景。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A first Chandra view of the cool core cluster A1668: offset cooling and AGN feedback cycle
我们提出了一个多波长分析的星系团A1668，通过新的EVLA和钱德拉观测和档案H $α$数据。射电图像显示出一个小的中心源（$\sim$ 14 kpc，1.4 GHz），L $_{\text{1.4 GHz}}$ $\sim$ 6 $\cdot$ 10 $^{23}$ W Hz $^{-1}$。1.4 GHz和5 GHz之间的平均光谱指数为$\sim$-1，与BCG中发现的通常指数一致。冷却区延伸40千秒差距，辐射热X射线光度L $_{\text{cool}} = 1.9\pm 0.1 \cdot$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。我们检测到的偏移量$\sim$ 6 kpc之间的集群BCG和X射线峰，和另一个偏移量$\sim$ 7.6 kpc之间的H $α$和X射线峰。我们讨论了这些偏移的可能原因，这表明最冷的气体不是直接从最低熵的气体冷凝的。特别是，我们认为，冷ICM从核心的晃动，而H $α$丝被推到一边的扩大射电星系叶。我们检测到两个假定的X射线腔，空间上与西射电瓣（腔A）和东射电瓣（腔B）。系统的腔功率和年龄分别为P $_{\text{cav}} \sim$ 9 $\times$ 10 $^{42}$ erg s $^{-1}$和t $_{\text{age}} \sim$ 5.2 Myr。评估A1668在冷却光度腔功率参数空间中的位置，我们发现活动星系核的…
2021-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for AGN-Regulated Cooling in Clusters at $z \sim 1.4$: A Multi-Wavelength View of SPT-CL J0607-4448
本文对位于$z=1.4010\pm0.0028$的南极望远镜（SPT）发现的最遥远的星系团之一SPT-CL J 0607 -4448（SPT 0607）进行了多波长分析。高红移星系团显示出明显的放松迹象，来自最亮的星系团星系（BCG）中活动星系核（AGN）的反馈得到了良好的调节。使用钱德拉X射线数据，我们构建热力学配置文件，并确定集群内介质的属性。冷核心性质的集群是由一个中心的峰值密度分布和低中心熵（$K_0=18_{-9}^{+11}$千电子伏厘米$^2$），我们估计假设一个等温温度分布由于有限的光谱信息给定的距离集群的支持。使用密度分布和气体冷却时间从X射线数据推断，我们发现一个质量冷却率为$\dot{M}_\mathrm{cool}=100_{-60}^{+90}~M_\odot$年$^{-1}$。从[O II]发射线周围的光谱学和光度学，我们估计BCG恒星形成速率为SFR $_\mathrm{[O~II]}=1.7_{-0.6}^{+1.0}~M_\odot$ yr $^{-1}$，比预测的质量冷却速率低大约两个数量级。此外，使用ATCA无线电数据在2.1 GHz，我们测量的$P_\mathrm{cav}=3.2_{-1.3}^{+2.1}\times10^{44}$ erg s $^{-1}$，这是一致的X射线冷却光度（$L_\mathrm{cool}=1.9_{-0.5…
2023-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative cooling of swept up gas in AGN-driven galactic winds and its implications for molecular outflows
我们最近使用水化学模拟来证明，在发光类星体中观察到的分子流出可以通过活动星系核风中的分子形成来解释。然而，这些模拟覆盖有限的参数空间，由于其计算成本。因此，我们已经开发了一个分析模型来跟踪冷却的活动星系核风的冲击ISM层。我们探讨了不同的环境密度（$1-10^{4} \, \rm{cm}^{-3}$），密度剖面斜率（$0-1.5$），活动星系核光度（$10^{44}-10^{47} \, \rm{erg} \, \rm{s}^{-1}$），和金属丰度（$0.1-3 \rm{Z}_{\odot}$）。被扫起的气体大部分在~1 Myr内冷却。根据我们以前的模拟，我们预测这种气体将产生可观察到的分子流出。瞬时动量增加最初随着外流减速而增加。然而，由于对引力势所做的功，它达到最大值$\approx$ 20。预测的时间平均观测估计的分子外流动量增加达到最大值$\approx1-2$，部分原因是我们假设的分子分数，0.2，但也因为瞬时和观测，时间平均的定义是不等价的。因此，最近观测估计的秩序统一动量提升并不一定排除能量驱动的外流。最后，我们发现，尘埃颗粒很可能重新形成的金属吸积后，冲击ISM层已经冷却，假设一小部分的尘埃颗粒席卷后，这层已经冷却能够混合到冷相，并假设晶粒生长仍然有效的存在下，强AGN辐射场。这将使快速分子形成，正如我们的模型所假设的那样。
2018-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic History of Black Hole Growth from Deep Multiwavelength Surveys
在过去的几年里，人们在理解超大质量黑洞如何形成和成长方面取得了重大进展。在本文中，我们首先回顾了活动星系核（AGN）的光谱特征，从射电到硬X射线波长。然后，我们描述了最常用的方法来找到这些来源，包括光学/紫外线，无线电，红外线和X射线发射和光学发射线。然后，我们描述的主要观测特性的模糊和未模糊AGN人口。最后，我们总结了黑洞吸积的宇宙历史，即，在宇宙历史上，超大质量黑洞获得了大部分质量。最后，我们总结了开放性问题，并描述了计划和未来的天文台，这将有助于回答这些问题。
2011-12-01 astro-ph.CO
Residual Cooling and Persistent Star Formation amid AGN Feedback in Abell 2597
新的钱德拉X射线和赫歇尔FIR观测使多波长研究活动星系核（AGN）加热和团内介质（ICM）冷却在最明亮的星系团阿贝尔2597。新的钱德拉观测揭示了中心< 30千秒差距的X射线腔网络比以前认为的更广泛，并且与足够的焓相关联，理论上可以抑制推断的经典冷却流。尽管如此，我们提出了新的证据，与以前的结果一致，适度强的残余冷却流持续在4%-8%的经典预测率在空间结构的方式在反馈驱动的挖掘的X射线腔网络。新的赫歇尔观测被用来估计温暖和寒冷的尘埃质量，下限气体尘埃比，以及与以前测量一致的恒星形成率。环境X射线大气的冷却时间分布被用来映射观测恒星形成熵阈值以及理论热不稳定性阈值的位置。两者都位于X射线空洞所渗透的< 30 kpc中心区域之外，恒星形成以及电离和分子气体都位于两者的内部。年轻的恒星分布在一个拉长的区域，与射电瓣对齐，他们的估计年龄都比X射线腔网络年轻和古老，这表明在当前的活动星系核反馈事件中，既有喷流触发的恒星形成，也有持续的恒星形成。明亮的X射线结与扩展的Ly-alpha和FUV连续体灯丝相一致，激发了对沿着垂直于X射线腔和射电轴的投影轴从环境热大气中进行结构冷却的讨论。我们的结论是，冷却ICM是Abell 2597 BCG中冷气库促进恒星形成和活动星系核活动的主要贡献者。
2012-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Why and when is internally-driven AGN feedback energetically favoured?
活动星系核外流是星系中气体向热力学平衡演化时释放的热量。事实上，虽然活动星系核反馈调节着大质量星系的生长，但它的起源可以被理解为自发的热力学过程，该过程确保系统的吉布斯自由能总是减少，使星系能够达到一个能量更有利的状态。特别是，它表明，反馈加热过程将有利于当一个星系的热大气将有效地获得能量作为冷却的结果。例如，当星系炽热的大气层冷却收缩时，引力所做的功将被热化，一部分气体也被恒星和星系中心的超大质量黑洞捕获。如果这种能量的增加超过了当冷却气体从大气中掉出时发生的能量损失，则系统的吉布斯自由能将整体增加。由于这在能量上是不利的，因此启动反馈加热，其作用是降低大气的净冷却速率，从而防止任何能量的积聚。吉布斯自由能也可以在没有反馈加热的情况下减少，但只有当由于质量从大气中脱落而导致的能量损失超过上述能量增益时。因此，为了确保吉布斯自由能总是减小，星系必然会在这两种状态之间翻转，经历加热和冷却的过程。由于加热和冷却之间的长期密切平衡，星系中的气体将准静态地向热力学平衡演化，这具有星系生长受AGN反馈调节的可观察外观。同样的机制也解释了为什么强活动星系核反馈在冷核星系团中比在非冷核星系团中更频繁地发生。
2012-04-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tests of AGN Feedback Kernels in Simulated Galaxy Clusters
在冷核星系团中，中心冷却时间比哈勃时间短得多，周围中心气体的凝结受到加热机制的调节，可能是活动星系核（AGN）。以前的分析工作表明，某些径向分布的热输入可能会导致收敛到一个准稳态的全球状态，不实质性地改变辐射冷却的时间尺度上，即使加热和冷却不是局部平衡。为了检验这一假设，我们模拟理想化的星系团晕使用\ENZO代码与理想化的，球对称的热输入内核打算模仿。根据核的范围，热能随半径分布，其中总加热被更新以匹配每个$10 ~\text{Myr}$的总冷却。一些加热内核可以保持准稳态的全球配置，但没有内核，我们测试产生一个准稳态的中心熵低，如在冷核集群中观察到的。模拟的一般行为取决于内部$10 ~\text{kpc}$的加热比例，低的中央加热导致中央冷却灾难，高的中央加热产生一个熵梯度相反的中央对流区，中间的中央加热导致一个平坦的中央熵分布，超过观测。我们的模拟晕落入不稳定多相状态的时间尺度与最低熵气体的冷却时间的平方成比例，从而允许更集中的加热保持更持久的稳定状态。
2021-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS LCID project. X. The Star Formation History of IC 1613: Revisiting the Over-Cooling Problem
利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机对本星系群矮不规则星系IC 1613中半光半径附近的一个场进行了恒星形成历史分析。我们的观测达到了最古老的主序列关闭，允许在最古老的年龄~1 Gyr的时间分辨率。我们的分析表明，在IC 1613中观察到的场的SFH与在星系的整个寿命期间保持恒定一致。这些观测结果排除了IC 1613早期恒星形成的主要事件。我们比较了IC 1613的SFH与宇宙学模型的预期。由于大部分的质量是在早期的低质量晕，一个天真的期望是，大部分的恒星形成应该发生在早期。恒星形成遵循质量吸积的模型导致太多的恒星早期形成，而今天的气体质量分数太低（“过冷问题”）。目前对IC 1613测光的深度表明，在~1 Gyr的分辨率下，恒星形成速率是恒定的，即使是在最早的时候，这在恒星形成遵循质量组装的模型中很难实现。
2014-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mechanical AGN Feedback: Controlling the Thermodynamical Evolution of Elliptical Galaxies
目前对星系的理解中的一个基本空白是关于普通重子物质的演化。一方面，辐射发射急剧减少星际等离子体（ISM）的热能含量，导致缓慢的冷却流向中心。另一方面，活动星系核（AGN）为防止失控的冷却灾难而努力，为ISM注入了巨大的能量。本研究旨在深入研究机械AGN反馈在（孤立或大质量）椭圆星系中的作用，扩展和完善测试宇宙环境的质量范围。我们以前成功的反馈模型，在星系团和集团，表明活动星系核流出，自我调节的冷气吸积，能够适当地淬火冷却流，而不破坏冷核心。通过3D流体动力学模拟（FLASH 3.3），也包括恒星演化，我们表明，大规模的机械活动星系核外流确实可以解决整个星系生命的冷却流问题，同时再现典型的观测特征和限制，如浮力密度不足的气泡，椭圆激波茧，声波涟漪，金属的疏浚，亚音速湍流，和延伸的蒸汽或核冷气体。为了避免孤立星系过热和完全清空，与被群内介质包围的更大质量和束缚椭圆星系所需的加热（效率约为1.e-3）相比，活动星系核频繁的机械反馈应该不那么强大和有效（约为1.e-4）。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ICM cooling, AGN feedback and BCG properties of galaxy groups-Five properties where groups differ from clusters
我们使用Chandra数据对26个星系群的样本进行了限制，限制了ICM的中心冷却时间（CCT），并根据其中心冷却时间将这些星系群分为强冷核（SCC）、弱冷核（WCC）和非冷核（NCC）。最亮的星团星系（BCG）的总射电光度是使用射电目录数据和文献获得的，并与CCT进行比较，以了解气体冷却和射电输出之间的联系。我们用2 MASS数据确定了BCG的K波段光度，并用它来约束SMBH的质量，然后将其与射电输出进行比较。我们还测试了BCG光度与整体X射线光度和该组质量之间的相关性。所观察到的冷芯/非冷芯分数组是可比的集群。然而，可以看到显著的差异。对于群集，所有SCC都具有中心温度下降，但对于组，情况并非如此，因为某些SCC具有中心上升的温度曲线。虽然对于集群样本，所有SCC集群都有一个中央无线电源，而只有45%的NCC，对于组样本，所有NCC组都有一个中央无线电源，而SCC组只有77%。对于星系团，有迹象表明射电光度和CCT之间存在着一种负相关的趋势，而这在星系团中是不存在的。在SCC星团中观察到的射电光度与黑洞质量的趋势的迹象是不存在的群体。BCG光度与星团X射线光度/星团质量之间的强相关性对于组而言显著减弱。我们的结论是，有重要的区别集群和集团内的ICM冷却/活动星系核反馈范例。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
A BCG with offset cooling: is the AGN feedback cycle broken in A2495?
我们提出了一个结合无线电/X射线分析的星系团阿贝尔2495（z=0.07923）的基础上新的EVLA和钱德拉数据。我们还分析和讨论了从文献中检索到的H α发射和光学连续谱数据。我们发现星团BCG（MCG+02-58-021）和X射线发射峰值之间有6 kpc的偏移，这表明冷却过程没有发生在中央星系核上。我们认为ICM的晃动可能是造成这种分离的原因。此外，我们检测到的第二个，4千秒差距之间的H α发射和X射线发射的峰值偏移。光学图像突出了星团BCG中延伸至6千秒差距的尘埃细丝的存在，并使我们能够估计中心7千秒差距内的尘埃质量为1.7e+5 Msun。利用尘气比和L_Halpha-M_mol关系，我们认为在这个星团的BCG中应该存在大量的分子气体（高达10^9 Msun）。我们还研究了ICM凹陷的存在，发现两个假定的空洞系统;内部的一对特征在于t年龄= 1800万年和P cav = 1.2e+43 erg/s，外部的一个t年龄= 5300万年和P cav = 5.6e+42 erg/s。他们的年龄差异似乎是一致的自由落体时间的中央冷却气体和偏移的时间尺度估计的Halalpha运动学数据，这表明晃动可能在这种环境中发挥了关键作用。此外，空洞的功率分析表明，活动星系核的能量注入能够维持反馈循环，尽管冷却被抵消从BCG核。
2019-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Study of High-redshift AGN Feedback in SZ Cluster Samples
利用从南极望远镜和阿塔卡马宇宙学望远镜巡天中选取的星系团样本，研究了在高红移（$0.3<z<1.2$）下活动星系核的反馈。在附近的系统的研究相比，我们没有发现冷却流集群和非冷却流集群之间的分离的基础上的中央射电源的射电光度。这种缺乏可能是由于在较高的红移，触发AGN活动的星系星系合并的发生率增加。为了支持这种情况，我们发现了中央射电源的射电光度函数演化的证据：虽然低光度源没有太多的演化，但高光度源在更高的红移处出现的频率强烈增加。我们解释这一演变为在$z>0.6$大质量星系团中的高激发射电星系（HERG）的增加，这意味着从HERG模式吸积过渡到低功率低激发射电星系（LERG）模式吸积在中等红移。此外，我们使用本地无线电到喷气功率缩放关系来估计反馈功率，并发现在我们的样本中，一半的冷却流系统可能有足够的热量来平衡冷却。然而，我们假设，当地的关系可能不太适合预测反馈功率在高光度的HERG，因为它们是来自主要由低光度LERG的样本。
2017-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cool-Core Cycles and Phoenix
最近的观测表明，{ \it Phoenix}星团中央星系的恒星形成率（SFR）为$\sim 500$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。尽管{ \it Phoenix}是一个大质量星团（$M_{200} \approx 2.0\times 10^{15}$ M $_\odot$ ; $z\approx 0.6$），但在来自活动星系核（AGN）的反馈使星团内介质（ICM）保持大致热平衡的情况下，这样高的中心SFR是不可能的。有人认为，要么活动星系核的反馈在非常大质量的星系团中饱和，要么中心超大质量黑洞（SMBH）太小，无法产生足够的动力学反馈，因此无法淬灭灾难性的冷却。在这项工作中，我们提出了一个替代方案，其中强烈的短暂冷却和恒星形成阶段，其次是强烈的活动星系核爆发的活动星系核反馈回路的一部分。使用的结果从一个标准的冷核心集群（$M_{200}\sim 7\times10^{14}$ M $_\odot$ ; $z=0$），缩放到占质量和红移的差异，从三维流体动力学模拟，我们认为，{ \it凤凰}是在一个冷却阶段的结束，活动星系核爆发已经开始，但尚未逮捕核心冷却。这种高冷却速率和恒星形成的状态预计将在{ \it Phoenix}中持续$\lesssim$ 1亿年。
2020-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Active galactic nucleus feedback in clusters of galaxies
钱德拉X射线天文台在过去十年中的观测，使人们对星系团中心的冷却气体和活动星系核（AGN）加热的作用有了更多的了解。在星系团中心的热的团内介质的冷却可以为在主导星系团星系核中发现的超大质量黑洞提供能量，导致AGN爆发，这可以重新加热气体，抑制冷却和大量的恒星形成。活动星系核的加热可以以冲击波的形式出现，由射电瓣膨胀的剧烈上升的气泡，以及声波的消散。
2010-04-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shaping the X-ray spectrum of galaxy clusters with AGN feedback and turbulence
充满星系团的热等离子体发出丰富的X射线辐射。经典的未加热和未扰动的冷却流模型预测戏剧性的冷却速率和等压X射线光谱与恒定的微分光度分布。观察到的星团（和星团）的核心反而显示出软X射线发射的强烈缺陷：$dL_{\rm x}/dT \propto (T/T_{\rm hot})^{α=2\pm1}$。使用三维流体动力学模拟，我们表明，这种赤字产生于紧密的自我调节之间的热不稳定性冷凝和活动星系核流出注入：冷凝云提高活动星系核流出，淬火冷却，因为它们热化通过核心。所得平均分布斜率为$α\simeq 2$，在观测到的$1<α<3$内振荡。在没有热不稳定性的情况下，X射线光谱保持等温（$α> 8$），而无对抗冷却驱动太浅的斜率，$α<1$。活动星系核流出物将其能量由内向外沉积，在内部较冷的阶段释放更多的热量;仅径向分布的加热就引起了下降的光谱$1<α<2$。湍流进一步使频谱变陡并增加散射：热相的湍流马赫数为亚音速，而在较冷相则变为跨音速，使扰动偏离等压模式。这种$d\ln P/d\ln T$的增加导致$α\approx3$。活动星系核流出反馈的自调节可以通过加热和湍流的相互作用解决软X射线问题。
2015-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Highly-luminous cool core clusters of galaxies: mechanically-driven or radiatively-driven AGN?
冷的核心星系团需要来自其中心活动星系核的强烈反馈来抵消冷却。本文研究了强冷核、高亮度（大部分L_x > 10^（45）erg/s）星系团，这些星系团的中心活动星系核喷流的平均功率必须很高，但没有发现中心点X射线源。利用Chandra独特的空间分辨率，分析了13个星团的样本，包括A1835，A2204和最大的冷核星团之一RXCJ 1504.1 -0248。所有的中央星系都有一个射电源，表明有一个活跃的核，没有明显的X射线点源。对于样本中的所有星系团，原子核的X射线辐射光度低于整个星系团的2%。我们研究了这些集群如何能够有如此强的X射线光度，短的辐射冷却时间的内部气体需要强大的能量反馈来抵消冷却，但有这样的辐射效率低的核心，平均，Lkin/Lnuc超过200。这个谜题的解释对喷流的起源和运行，以及建立星系及其周围介质演化的动力学反馈的重要性具有重要意义。
2011-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: AKARI reveals both
了解红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段往往被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，在低和高红移下探测这一点。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了所有天空调查，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量局部宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。
2015-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fountains and storms: The role of AGN and mergers in disrupting the cool-core in the RomulusC simulation
团内介质（ICM）是一个多相环境，受活动星系核（AGN）、星系在其中的运动以及与其他星系团的合并等动态调节。活动星系核作为一个中心热源是防止冷却流失控的关键，但在宇宙学背景下，它们在加热核心方面的作用仍然知之甚少。活动星系核的活动与恒星的形成密切相关，特别是在布里渊星系团（BCG）中，可能是因为两者都依赖于冷相气体。因此，一个自洽的活动星系核和星系团中恒星形成的模型需要宇宙学背景、更高的分辨率和仔细的冷却和加热平衡模型。在本文中，我们使用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟的RomulusC星系团的活动星系核和一个主要的，迎面合并在塑造集群核心的作用进行了详细的研究。RomulusC模拟的前所未有的分辨率捕获了ICM的多相结构。通过非常小规模的热注入，湍流扩散和混合的改进建模以及模拟的粒子性质，使我们能够仔细分离不同的加热通道。我们发现活动星系核的活动，而有效地调节恒星的形成，是无法摧毁的CC。相反，这一过程是由正面的，1：8的质量比合并促进。合并产生的散装和湍流运动，这反过来又混合高熵气体所产生的活动星系核和合并驱动的冲击，湍流耗散和晃动的ICM下降的子结构。虽然中心冷却时间仍然比哈勃时间短，但由于在较大半径处的降水率降低，恢复CC变得更加困难，强调AGN-ICM连接确实是一个多尺度问题。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gentle heating by mixing in cooling flow clusters
我们分析了三维流体动力学模拟的相互作用的射流和气泡，他们膨胀的内集群介质（ICM），并表明，加热的ICM混合热气泡气体与ICM操作超过数千万年，因此可以平滑的零星活动的射流。热气泡在传播射流的作用下膨胀形成许多旋涡，这些旋涡将热气泡气体与ICM混合。混合，因此ICM的加热，在喷流发射后立即开始，但持续了数千万年。我们认为，活动星系核活动星系核（AGN）的零星活动的长寿命的涡旋平滑解释了最近发现的一个温和的能量耦合之间的活动星系核加热和ICM。
2017-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks and Bubbles in a Deep Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出的结果，从深钱德拉观察阿贝尔2052。A2052是一个明亮的，邻近的，冷却的星团，红移z=0.035。同心表面亮度的不连续性显示在集群的中心，这些功能是一致的冲击驱动的活动星系核，两者的马赫数约为1.2。A2052的南部空洞现在似乎被分成两个空洞，最南端的空洞可能是早期射电活动的幽灵泡。在星团中心的西北方向似乎也有一个幽灵气泡。用激波分离法或气泡上升时间法测得的射电源的周期时间约为2 × 10^7年。射电源所储存的能量，包括直接的冲击加热和活动星系核膨胀的气泡所产生的加热，可以抵消星系团核心的冷却。
2009-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio mini-halos and AGN heating in cool core clusters of galaxies
在大多数松弛的冷核星系团中，最亮的星系团（BCG）是射电大声的，显示了中央活动星系核（AGN）喷出的非热射电喷流和裂片。这种相对论性等离子体已经明确地显示出与周围的热团簇内介质（ICM）相互作用，这要归功于壮观的图像，其中观察到波瓣无线电发射填充了X射线发射气体中的空腔。这种“无线电模式活动星系核反馈”现象被认为会使冷却流淬灭，这种现象很普遍，对于理解星系团内部区域的物理学和中心BCG的性质至关重要。同时，强机械力的活动星系核很可能驱动ICM中心的湍流，这可能有助于气体加热，也对团尺度上非热辐射的起源起作用。在一些冷的核心星团中观察到了弥散的非热辐射，其形式是围绕在射电大声的BCG周围的射电迷你晕，其尺度与冷却区相当。这篇文章概述了关于这些主题的谈话所涵盖的要点。特别是，在总结了活动星系核加热的冷却流调节和冷核心星团的非热发射后，我们提出了一个最近的研究，最大的收集已知的小晕集群（~ 20个对象），其中调查了无线电小晕和气体加热的共同起源的情况。我们进一步讨论了未来的无线电调查提供的前景与平方公里阵列（SKA）建设大型（>> 100对象），无偏见的迷你晕样本，同时探测在同一时间的存在下，无线电活动星系核反馈的主机集群。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cause and Effect of Feedback: Multiphase Gas in Cluster Cores Heated by AGN Jets
多波长数据表明，在星系团核心的X射线发射等离子体不是灾难性的冷却。在很大程度上，冷却被活动星系核（AGN）通过喷流加热所抵消。冷核团簇具有较冷/较密集的等离子体，显示出多相气体和核心冷却的迹象。这些观测结果表明，冷核是局部热不稳定的，同时保持全球热平衡。使用高分辨率的三维模拟，我们研究了被高度准直的双极活动星系核喷流加热的星系团核心中多相气体的形成。我们的关键结论是，只有当瞬时的热不稳定性和自由落体时间尺度（t_TI/t_ff）低于\approx 10的临界阈值时，空间扩展的多相细丝形成。当这种情况发生时，稠密的冷气体从热的ICM相分离，并产生不均匀和空间延伸的H α细丝。这些冷的气体团和细丝“下雨”到核心的中心区域，形成一个冷的旋转环面，并部分地为超大质量黑洞提供能量。因此，自调节反馈增强了活动星系核的加热，并且核心返回到更高的熵水平，其中t_TI/t_ff > 10。最后，核心达到准稳定的全球热平衡，冷丝冷凝出热ICM每当t_TI/t_ff \lesssim 10。尽管活动星系核喷流的能量是以高度各向异性的方式提供给核心的，但这种情况还是发生了。热量的有效空间再分配部分是由自由下落的冷丝尾流中的湍流运动实现的。活动星系核活动的增强可以局部逆转冷气体流，将冷对流气体发射出星系团中心。我们的空间扩展的冷气体的冷凝的标准是与观察和以前的理想化模拟。
2011-10-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: from AKARI to SPICA
红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段经常被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，以探测低和高红移的这些。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了全天观测，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量本地宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。下一代空间红外望远镜，SPICA，将彻底改变我们对红外宇宙的看法，具有冷却的3米空间望远镜的超高灵敏度。最后，我们的调查建议和未来的前景与SPICA。
2015-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Feedback from Active Galactic Nuclei in Galaxy Groups
超大质量黑洞和它们的环境之间的共同演化最直接地被暗物质晕的热大气层所追踪。热大气的冷却为中心区域提供了新鲜气体，点燃了具有长占空比的活动星系核（AGN）。中央发动机的流出物与周围的气态介质紧密耦合，并提供主要的热源，通过雕刻空腔和驱动介质上的冲击来防止失控的冷却。活动星系核反馈环是所有现代星系演化模型的关键特征。在这里，我们回顾我们的知识的活动星系核反馈过程中的特定背景下的星系群。星系群是唯一适合约束控制冷热平衡的机制。与更大质量的晕不同，活动星系核中心提供给热的群内介质的能量可以超过晕气体粒子的引力结合能。我们报告的状态的最先进的反馈现象的观测和星系群中的加热-冷却平衡的理论模型。我们还描述了我们的知识的活动星系核反馈过程的影响星系演化模型和大规模的重子分布。最后，我们将讨论新的仪器将如何回答关键的开放问题的主题。
2021-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing Gauged $U(1)$ Sub-GeV Dark Matter via Cosmic Ray Cooling in Active Galactic Nuclei
本研究利用活动星系核中宇宙射线与暗物质相互作用的冷却效应，对规范U(1)亚GeV暗物质粒子进行了约束，发现该机制对DM-电子和DM-质子弹性散射截面的限制比现有直接探测更严格。
2025-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The X-ray spectrum of the cooling-flow quasar H1821+643 : A massive black hole feeding off the intracluster medium
我们提出了一个深朱雀观测H1821+643，一个非常罕见的例子，一个强大的类星体托管的中央大质量星系的丰富的冷却核心星系团。通过以前的钱德拉星系团的研究，我们实现了从活动星系核（AGN）和星系团内介质（ICM）的发射光谱分离。有了高度的信心，我们确定的X射线反射/后处理的冷和缓慢移动的物质在活动星系核的直接环境的签名。这种物质的铁丰度被发现是显著低于太阳（Z~0.4Zsun），这对于强大的活动星系核来说是一个不寻常的发现，但与这个类星体是通过康普顿诱导的冷却流从ICM馈送的想法一致。我们还发现了一个微妙的软过剩，可以描述为现象学（与额外的黑体组件）或电离X射线反射的内部区域的高倾角（i=57度）吸积盘周围的旋转（a>0.4）黑洞。我们描述了如何电离状态的吸积盘可以用来限制爱丁顿分数的源。将这些参数应用到我们的光谱中，意味着爱丁顿分数为0.25-0.5，与之相关的黑洞质量为3- 6 × 10^9兆太阳。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy groups as the ultimate probe of AGN feedback
本文探讨了AGN反馈在星系群热大气层中的作用，指出星系群是约束冷却-加热平衡机制的理想探针，并介绍了旨在为星系演化模型提供精确基准的XMM星系群AGN项目（X-GAP）。
2024-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray heating in cool core clusters - II. Self-regulation cycle and non-thermal emission
活动星系核（AGN）的自我调节反馈在平衡星系团中心低熵气体的辐射冷却和调节中央星系的恒星形成方面似乎是至关重要的。在配套文件中，我们发现了稳态的流体动力学方程，耦合到CR能量方程的一个大的集群样本的解决方案。在这些解决方案中，中心区域的辐射冷却通过共振产生的Alfv{é}n波的产生和耗散以及大半径处的热传导来平衡。在这里，我们证明了预测的非热发射强子CR相互作用在集群内介质超过观测无线电（和伽马射线）数据的一个子样本的集群主机无线电迷你晕（RMH）。相比之下，预测的非热辐射远低于没有RMH的冷却星系团的观测数据。这些特征是异常大的活动星系核的无线电通量，表明高CR收益率和相关的CR加热率。我们提出了一个活动星系核反馈的自我调节循环，在这个循环中，非RMH星系团被均匀分布在整个中央冷却区的CRs流加热。我们预测{ \em无线电微晕}周围的活动星系核的CR加热的集群，其中主要的发射可能占主导地位的强子产生的发射。一旦CR人口流动得足够远并失去足够的能量，冷却速率就会增加，这就解释了拥有RMH的星系团中恒星形成速率的增加。这些可以由先前加热过集群核心的CR提供强子动力。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Very Deep Chandra Observation of the Galaxy Group NGC 5813: AGN Shocks, Feedback, and Outburst History
我们目前的结果从一个非常深（650 ks）的钱德拉X射线观测星系群NGC~5813，最深的钱德拉观测星系群的日期。早期的观测显示，两对空洞大致共线分布，每对空洞都与椭圆形的冲击波阵面有关。新的观测结果证实了第三对外腔，与其他对共线，并揭示了一个相关的外部爆发冲击在~30千秒差距。因此，这个系统是独特的，在展示三个腔对，每个都与一个明确的活动星系核爆发冲击波阵面。每一次爆发所隐含的平均动力学功率大致相同，这表明活动星系核的平均动力学光度可以在很长的时间尺度（~ 5000万年）内保持稳定。与最年轻的爆发相比，这两个较老的爆发具有更大的，大致相等的总能量，这意味着最年轻的爆发正在进行中。我们发现，辐射冷却率和平均冲击加热率的气体是很好的平衡，在每个冲击前，这表明活动星系核爆发冲击加热单独足以抵消冷却，并建立活动星系核/ICM反馈至少在中央30千秒差距。这种加热大致各向同性地发生，并且在小半径处最强烈，这是反馈操作所需的。我们认为，冲击加热可能发挥重要作用，在活动星系核反馈在较小的半径在其他系统中，弱冲击更难以检测。我们发现非零的冲击波前的宽度太大，无法用粒子扩散来解释。相反，所有测得的宽度是一致的激波增宽，由于通过一个湍流ICM的平均湍流速度约70公里/秒的传播。最后，我们对腔体内任何体积填充热气体的温度设置下限，以平衡内部腔体压力与外部ICM。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
