New composition dependent cooling and heating curves for galaxy evolution simulations
本文提出了一种新的计算低密度气体成分依赖的辐射冷却和加热曲线的方法，主要用于星系形成和演化的数值模拟。这些曲线仅取决于五个参数：温度、密度、红移、[Fe/H]和[Mg/Fe]。它们很容易制成表格，并且可以在模拟过程中有效地进行插值。考虑到碰撞电离和辐射电离，通过宇宙紫外背景和星际辐射场以及电荷转移反应，确定了14种关键元素在温度为10 K ~ 10^9 K、密度为100 amu/cm ^3时的电离平衡。这些元素，从氢到镍，是SNIa、SNII和中等质量恒星产生和/或释放最丰富的元素。在高密度下，中性氢对气体的自屏蔽作用可以通过指数抑制HI密度高于阈值密度n_HI（crit=0.007 cm^-3）时宇宙紫外背景中的H电离部分来近似考虑。我们讨论了如何电离平衡，冷却和加热曲线取决于气体的物理性质。这里提出的工作的主要优点是，在一个定义明确的化学演化模型的范围内，并采用电离平衡近似，它提供了准确的冷却和加热曲线的广泛的物理和化学气体性质，包括自屏蔽的影响。后者是解决适合星系模拟中恒星形成的冷、中性、高密度云形成的关键。
2013-06-20 astro-ph.CO
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
Cosmic ray heating in cool core clusters - I. Diversity of steady state solutions
冷核心星团中没有大的冷却流似乎需要活动星系核（AGN）的自我调节能量反馈，但确切的加热机制尚未确定。在这里，我们分析宇宙射线（CR）加热和热传导的组合是否可以抵消辐射冷却。为此，我们编译了一个大样本的39个冷核心集群和确定的流体动力学方程耦合到CR能量方程的稳态解。我们找到的解决方案，匹配所观察到的密度和温度分布以及我们所有的集群。辐射冷却是平衡的CR加热在集群中心和热传导在更大的尺度上，从而证明了这两种加热机制的相关性。我们的质量沉积速率相差三个数量级，并且与观测到的恒星形成速率呈线性相关。具有大质量沉积速率的团簇显示出更大的冷却半径，并且需要更大的CR注入功能的径向范围。有趣的是，我们的样本显示了冷却特性的连续序列：在我们的样本中，拥有无线电迷你晕的集群的特征是最大的冷却半径，恒星形成和质量沉积速率，因此表明存在更高的冷却活动。稳定状态的解决方案支持集群之间的结构差异托管无线电迷你晕和那些不。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
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
Do radio mini-halos and gas heating in cool-core clusters have a common origin?
在这封信中，我们提出了一个研究的中心区域的冷核心集群托管无线电迷你晕，这是扩散的同步辐射源扩展到集群规模周围的无线电响亮最亮的集群星系。我们的目标是调查的热和非热组件之间的相互作用，在集群内的介质，以获得更多的洞察这些射电源，其性质仍然不清楚。最近有人提出，湍流对加热冷核中的气体起作用。通过假设迷你晕由相同的湍流提供动力，我们预计迷你晕的综合射电光度$νP_ν$取决于冷却流功率$P_{\rm CF}$，这反过来又限制了冷核区域中非热成分和发射的可用能量。我们进行了一个均匀的重新分析的X射线钱德拉数据的最大样本的冷核心集群托管无线电迷你晕目前可用（$\sim$ 20对象），发现一个准线性相关，$νP_ν \propto P_{\rm CF}^{0.8}$。我们表明，一个共同的起源的无线电迷你晕和气体加热的冷核心集群的情况下，积极可行的，提供迷你晕跟踪区域的磁场强度是$B \gg 0.5\, μ$ G。
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cooling and Heating Functions of Photoionized Gas
宇宙气体的冷却和加热功能是任何星际和星系间介质中气体动力学和热力学研究的重要组成部分。因此，在碰撞电离平衡的假设下，它们在过去已经被广泛研究。然而，对于广泛的应用，局部辐射场对冷却和加热功能引入了不可忽视的、通常是主导的修改。在最一般的情况下，这些变化不能用简单的术语来描述，并且需要使用辐射转移代码（例如，众所周知的代码Cloudy）对大量化学物质进行详细计算。然而，我们表明，对于一个足够普遍的变化的光谱形状和强度的入射辐射场，冷却和加热功能可以近似为仅取决于几个光电离率，这可以被认为是代表性的样品的整体辐射场。这种依赖性很容易在宇宙学或银河系尺度的模拟中制表和实现，因此在宇宙气体演化中经济地解释了一个重要但很少被包括在内的因素。我们还展示了一些辐射环境有很大影响的例子，其中最壮观的是一个类星体，它抑制了宿主晕中的气体冷却，而没有任何机械或非辐射热反馈。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the connection between radio mini-halos and gas heating in cool core clusters
在这项工作中，我们提出了一个研究的中心区域的冷核心集群托管无线电迷你晕，这是DI使用同步辐射源扩展到集群规模周围的无线电大声最亮的星系。我们的目标是调查的热和非热成分之间的相互作用，在集群内的介质，以获得更多的洞察这些射电源，其性质仍然不清楚。最近有人提出，湍流对加热冷核中的气体起作用。微型晕的射电光度$νP_ν$和冷却流功率$P_{\rm CF}$之间的相关性，预计在这种情况下，这种湍流也起着相对论粒子的加速作用。我们进行了一个均匀的重新分析的X射线钱德拉数据的最大样本的冷核心集群托管无线电迷你晕目前可用（$\sim20$对象），发现一个准线性相关，$νP_ν \propto P_{\rm CF}^{0.8}$。我们表明，无线电迷你晕和气体加热的冷核心集群的共同起源的情况下，在积极可行的，只要迷你晕跟踪区域的磁场强度是$B \gg 0.5 μG$。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of Lyman-$α$ emission line heating and cooling on the cosmic dawn 21-cm signal
考虑到增强的Ly $α$光子线发射人口III占主导地位的恒星系统在第一个形成的星系，我们显示在$10<z<30$的21厘米宇宙黎明信号可能会大大不同于标准的情况。如果星系内的HII区域是复合束缚的，那么来自星系的Ly $α$光子的能量传递可能会加热星系际气体，或者如果被晕内部的风变红，那么气体的冷却速度会比绝热膨胀更快。在某些情况下，在$15<z<25$可能会达到接近$-500$ mK的21厘米天线温度差，类似于EDGES 21厘米宇宙黎明实验检测到的特征。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting Star Formation Quenching with Galaxy Structure and Supermassive Black Holes through Gravitational Heating of Cooling Flows
最近的观测表明，星系中恒星形成猝灭与星系结构有关。在这里，我们提出了一个新的机制来解释这种相关性的物理起源。我们假设，虽然静止的星系保持淬火的反馈机制，冷却流的热晕气体仍然可以间歇性地发展。我们研究冷却流在一个大的套件约90流体动力学模拟的一个孤立的星系群，并发现流的发展显着依赖于在中央星系的引力势阱。如果星系的引力不够强，冷却流会导致中心冷却灾难，为星系凸起提供冷气体和恒星形成。当膨胀变得足够突出时，压缩加热开始抵消辐射冷却，并在不产生冷却灾难的情况下维持长期热模式的冷却流。因此，我们的模型描述了一个自我限制的增长通道的星系凸起，并自然地解释了淬火和凸起突出之间的联系。特别是，我们明确表明，$M_{*}/R_{\rm eff}^{1.5}$是一个很好的结构预测淬火。我们进一步发现，从中央超大质量黑洞的重力也影响冷却流的双峰命运，并预测一个更一般的淬火预测是$M_{\rm bh}^{1.6}M_{*}/R_{\rm eff}^{1.5}$，这可能会在未来的观测研究进行测试。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Jet Heating in Galaxy Clusters: Successes and Challenges
我们研究如何喷气机驱动的活动星系核影响英仙座一样的星系团核心的冷却流与理想化的，非相对论，流体动力学模拟与欧拉代码ATHENA使用高分辨率Goddom方法与低数值扩散。我们使用新的分析方法来测量冷却速率，与多种机制相关的加热速率，以及与绝热压缩/膨胀相关的功率。在距中心20 kpc以内的冷却速率和冷却流可通过动力射流实现显著降低。然而，在更大的尺度和远离射流轴，系统放松到冷却流配置。射流反馈是各向异性的，并且主要沿着射流轴线分布，其中冷却速率降低，并且射流功率的很大一部分被转换成加热的流出气体的动能。在远离喷流轴的地方，弱激波加热是主要的加热源。湍流加热仅在星团中心附近才有意义，但在50千秒差距尺度下，它只占总加热率的百分之几。模拟的几个细节取决于为水力求解器所做的选择，这是难以实现该问题的适当数值收敛的结果：当前的物理实现和解决方案不能正确捕获由于热不稳定性而产生的多相气体。这些过程发生在网格尺度上，并使数值解对所选水力求解器的属性敏感。
2018-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stability Analysis for Cosmic-Ray Heating of Cool Cores in Galaxy Clusters
研究了由中央活动星系核加速的宇宙线对星系团冷核的加热。我们特别关注加热的稳定性。CRs与Alfvén波一起在团内介质（ICM）中流动并加热ICM。首先，假设加热和辐射冷却是平衡的，我们通过求解边值问题来寻找团簇ICM和CR轮廓的稳态解。边界条件的设置，使解决方案是一致的观察集群。如果磁场足够强，并且磁场与ICM之间的关联相对较弱，则可以找到稳态解。然后，我们通过拉格朗日摄动分析的解的稳定性，并发现该解决方案是全局稳定的。我们通过数值模拟证实了这一结果。使用的稳态解作为初始条件，我们遵循的演变为100 Gyr的配置文件。我们发现，配置文件不演变的时间尺度远大于集群的寿命。这些结果，以及与无线电小晕观测的一致性，表明CR加热是一个有前途的机制，以解决所谓的“冷却流问题”。
2013-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Turbulence and cooling in galaxy cluster cores
我们研究了冷星系团核心的理想化模型中湍流加热、混合和辐射冷却之间的相互作用。活动星系核（AGN）喷流预计会驱动湍流和加热星系团核心。团内介质的冷却和活动星系核喷流的搅动是紧密耦合的反馈回路。我们通过平衡辐射冷却和湍流加热来施加反馈回路。除了加热等离子体，湍流也会混合等离子体，抑制小尺度冷气体的形成。在这方面，湍流的影响类似于热传导。对于热平衡（湍流加热平衡辐射冷却）的均匀等离子体，只有当冷却时间短于混合时间时，冷气体才会冷凝。这个条件要求湍流动能是等离子体内能的$\gtrsim$;在冷核中如此高的速度被观测排除了。与现实的磁场和热传导的结果是定性相似的流体动力学模拟。由于{ \em混合}与热的ICM，冷堆芯的失控冷却被阻止，模拟表明即使有亚音速湍流，冷气体也与观测结果一致。因此，湍流混合可能是活动星系核喷流加热星系团核心的机制。在湍流模拟中观察到的热不稳定性增长率与团簇核心冷气体的局部热不稳定性解释是一致的。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Could AGN Outbursts Transform Cool Core Clusters?
团簇核心熵双峰性的起源至今仍不清楚。同时，最近的研究表明，团簇中的热传导可能是一种随时间变化的现象。我们认为，如果随时间变化的传导和活动星系核爆发可能是负责冷芯（CC），非冷芯（NCC）二分法。我们发现，强烈的活动星系核加热可以使一个CC集团的NCC状态，这可以稳定地维持从集群外围的传导加热。另一方面，如果传导被热流驱动的浮力不稳定性关闭，那么星系团将再次冷却到CC状态，在那里它被低层活动星系核加热稳定下来。因此，群集在CC和NCC状态之间循环。与大规模的集群相比，我们预测的CC/NCC双峰应该消失的群体，由于传导加热的作用较小。我们发现初步的支持，从群体中的中心熵的分布，虽然坚定的结论需要一个更大的样本仔细控制的选择效果。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A thermally stable heating mechanism for the intracluster medium: turbulence, magnetic fields and plasma instabilities
我们考虑的问题，自我调节加热和冷却的星系团和集群磁场和湍流的影响。弱碰撞磁化等离子体的粘性加热由相对于局部磁场方向的压力各向异性来调节。团内介质是高β等离子体，其中由湍流应力引起的压力各向异性以及随之而来的磁场的局部变化将触发非常快速的微尺度不稳定性。我们认为，这些不稳定性的净效应将是钉在一个边际水平的压力各向异性，控制等离子体β参数。这就产生了与辐射冷却率相当的局部加热率。此外，我们表明，这种加热和韧致辐射冷却之间的平衡是热稳定的，不像冷却和热传导之间的平衡经常被破坏。如果有足够的（可能是自我调节的）湍流能量供应，这就提供了一种减轻冷却流和防止集群核心崩溃的物理机制。对于观测到的密度和温度分布，假设的粘性加热和辐射冷却的平衡使我们能够预测磁场强度，湍流速度和湍流尺度的函数，从中心的距离。具体的预测和观察比较给出了几个不同的集群。我们的预测可以通过未来对星团磁场和湍流速度的观测来进一步检验。
2010-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
