Cold gas bubble inflated by a low-luminosity radio jet
本研究通过NOEMA CO(2-1)观测发现低光度射电源B2 0258+35的喷流驱动了高速膨胀的冷气体泡，影响气体运动学与物理条件，表明低光度射电源也能显著反馈宿主星系。
2025-01-21 astro-ph.GA
Evolution and feedback of AGN Jets of different Cosmic-ray Composition
来自活动星系核的喷流反馈是抑制冷核星系团冷却流的最有希望的机制之一。然而，活动星系核喷流和气泡的组成仍然不确定;它们可能是热主导的，或者是由宇宙射线质子（CRp）、宇宙射线电子（CRe）或磁能主导的。在这项工作中，我们调查的CRp和CRe占主导地位的喷流的演化和反馈效应进行三维磁流体动力学模拟AGN喷流膨胀气泡在团内介质中使用FLASH代码。我们提出了它们的能量，动力学和加热的演变，并模拟其预期的腔功率与射电光度关系（$P_{\rm cav}-L_R$）。我们发现，气泡膨胀的CRe为主的射流遵循非常相似的动力学演化CRp为主的气泡，即使CRe内的气泡遭受显着更强的同步加速器和逆康普顿冷却。这是因为，当CRe失去能量时，喷射膨胀的气泡迅速在$\sim 30$ Myr中变成热主导。它们的总能量随着CR能量的增加而停止下降，并且与CRp主导的气泡类似地演化。CRe和CRp占主导地位的气泡加热团内介质的能力也是相当的;通过局部热不稳定性形成的冷气在这两种情况下都得到了很好的抑制。在$P_{\rm cav}-L_R$平面上，CRp和CRe气泡遵循不同的演化轨迹，但其值与FRI源的观测范围大致一致。我们还讨论了观测技术，有可能约束AGN喷流和气泡的组成。
2023-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the requirement for mixing-heating to utilize bubble cosmic rays to heat the intracluster medium
我进行简单的分析估计，并得出结论，混合的漩涡是一个更有效的过程，以转移宇宙射线能量的喷气膨胀的气泡的集群内介质（ICM）比流的宇宙射线沿磁场线。喷流和它们膨胀的气泡在星系团和星系中的冷却流中将热量传递给周围的气体。喷射膨胀的气泡的内能由非常热的热气体和/或宇宙射线支配。宇宙射线沿着连接气泡和ICM的磁场线流动，当它们的能量在那里消散时，宇宙射线加热ICM。我发现大约一半的宇宙射线能量都消散在气泡本身。我还发现，宇宙射线流过程加热的ICM体积只有气泡体积的五倍左右。仅通过流动加热的结果是宇宙射线形成一个充满非常热的热气体的更大的气泡。因此，需要一种更有效的方法来将气泡的内能传递到ICM。我认为这个过程是通过混合加热的，它对宇宙射线和气泡内非常热的热气体都很有效。这使得混合加热成为冷却流的主要加热过程。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hitomi observations of Perseus support heating by mixing
我们比较的速度色散的英仙座星系团的星团内介质（ICM）的Hitomi X射线望远镜观察到我们的三维流体动力学模拟的喷射膨胀气泡在集群冷却流，并得出结论，观察支持的ICM的混合加热机制。在混合加热机制中，ICM通过热气泡气体与ICM的混合来加热。这种混合是由气泡膨胀过程中形成的涡流引起的。声波和湍流也被涡旋激发，但它们对ICM加热的贡献不到20%。由喷流激发的冲击贡献更小。
2016-11-08 astro-ph.GA
Extended X-ray emission in the IC 2497 - Hanny's Voorwerp system: energy injection in the gas around a fading AGN
我们提出了深钱德拉X射线观测的核心IC 2497，星系与汉尼的Voorwerp和托管衰落AGN。我们发现扩展的软X射线发射从热气体周围的低本征光度（未遮蔽）活动星系核（$L_{\rm bol} \sim 10^{42}-10^{44}$ erg s $^{-1}$）。热气体中的温度结构表明在衰落的活动星系核周围存在气泡或空腔（$\mbox{E$ _{ \rm bub} $} \sim 10^{54} - 10^{55}$ erg）。一种可能的情况是，这个泡沫膨胀的衰落AGN，改变吸积状态后，现在在一个动力学模式。其他的可能性是，气泡已经被过去的发光类星体（$L_{\rm bol} \sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$）膨胀了，或者温度梯度是活动星系核驱动的超级风的激波前沿的指示。我们讨论了可能的方案和活动星系核宿主星系的相互作用的影响，以及活动星系核和X射线双星生命周期之间的类比。我们的结论是，活动星系核可以注入机械能到宿主星系在其生命周期的结束，从而提供了一个源的机械反馈，以类似的方式观察到的X射线双星。
2016-01-27 astro-ph.GA
The jet feedback mechanism (JFM): from supernovae to clusters of galaxies
我们使用二维和三维流体动力学数值模拟研究了几个完全不同的天体物理系统中喷流-介质相互作用的相似性，发现了许多相似之处。这些系统包括冷却流（CF）星系团，核心坍缩超新星（CCSNe），行星状星云（PNe）和共同包络（CE）演化。相似之处包括由双极结构中的射流膨胀的热气泡、射流侧面的涡流、膨胀气泡内部的涡流、气泡破碎成两个或更多个气泡以及气泡的浮力。在许多情况下，这种活动受到负反馈机制的调节。也就是说，更高的吸积速率导致更强的喷流活动，反过来抑制吸积过程。在喷流功率降低后，吸积恢复，循环重新开始。在星系和星系团中CF的情况下，我们还研究了吸积过程，这很可能是通过冷团块，即，冷反馈机制在CF团簇中，我们发现团簇内介质（ICM）的加热是通过热冲击射流气体与ICM的混合来完成的，而不是通过冲击。我们的研究结果加强了喷流反馈机制（JFM）作为一个共同的过程，在许多天体物理对象。
2012-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA observations of massive molecular gas filaments encasing radio bubbles in the Phoenix cluster
我们报道了凤凰星系团中央星系$2.1\pm0.3\times10^{10}\rm\thinspace M_{\odot}$分子气库CO（3-2）谱线发射的ALMA新观测结果。冷分子气体以$500-800\rm\thinspace M_{\odot}\rm\; yr^{-1}$的速度推动着一场剧烈的恒星爆发，并以强烈的类星体辐射和射电喷流的形式推动着强大的黑洞活动。射电喷流使充满相对论等离子体的巨大气泡膨胀到宿主星系周围炽热的X射线大气中。ALMA的观测结果显示，沿着射电泡的外围，有分子气体的延伸细丝，每个$10-20\rm\; kpc$长，质量为几十亿太阳质量。沿着每根细丝的平滑的速度梯度和狭窄的线宽揭示了每个气泡周围大量有序的分子气体流动，这与重力自由落体不一致。分子云是由射电泡直接抬升的，或者是由射电泡上升气流中低熵气体引起的热不稳定性形成的。这些新数据为射电泡和冷气体之间的紧密耦合提供了令人信服的证据，这对于解释反馈的自我调节至关重要。加热热大气层和抑制恒星形成的反馈机制也可能矛盾地刺激大质量星系中维持反馈所需的冷气体的产生。
2016-12-15 astro-ph.GA
Kinematics of filaments in cooling flow clusters and heating by mixing
我们比较了最近的一项研究的光学细丝在三个冷却流星系团的运动学与以前的数值模拟的喷气膨胀的热气泡，并得出结论，细丝的速度结构函数更好地适合直接激发的射流比湍流级联从最大的湍流涡旋。观察到的速度结构函数的光学纤维在三个集群是陡峭的比从一个经典的级联湍流耗散的预期。我们的三维（3D）流体动力学模拟表明，作为喷流膨胀的气泡在集群内介质（ICM），他们形成的漩涡在很大范围内的尺度。这些涡旋可能驱动ICM湍流，其涡旋的大小超过一个数量级。由射流形成的涡流直接激发湍流和缓慢的湍流耗散意味着通过与热气泡混合来加热ICM比通过湍流耗散来加热更有效。
2020-05-06 astro-ph.GA
The Impact of Radio AGN Bubble Composition on the Dynamics and Thermal Balance of the Intracluster Medium
活动星系核（AGN）的馈送和反馈是理解星系团核心内团内介质（ICM）动力学和热力学的关键。虽然活动星系核喷流膨胀的射电泡可能受到宇宙射线（CR）的动力支持，但CR主导的喷流的影响还没有得到很好的理解。在这项工作中，我们进行三维模拟的CR-射流反馈在一个孤立的集群大气中，我们发现CR射流影响的多相气体不同的射流为主的动能。特别地，CR气泡可以更有效地提升团簇气体并引起热ICM的向外膨胀。由于膨胀产生的绝热冷却和CR气泡直接混合产生的加热效率较低，ICM更容易发生局部热不稳定性，这将增强活动星系核上的混沌冷吸积。在气泡形成过程中形成的冷气量及其后期演化敏感地取决于是否包括CR输运过程。我们还发现，低级别，亚音速驱动的湍流AGN喷气机举行的动能和CR喷气机，然而，运动学是一致的瞳测量。最后，我们仔细讨论了每个气泡模型的关键可观察到的签名，专注于伽马射线发射（和费米相关的比较），以及热Sunyaev-Zel'dovich约束。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Generation of Internal Waves by Buoyant Bubbles in Galaxy Clusters and Heating of Intracluster Medium
星系团核心的相对论性等离子体中的浮力气泡可能在将能量从超大质量黑洞传递到星系团内介质（ICM）的过程中起着关键作用，这一过程被称为射电模式AGN反馈。能量守恒保证了气泡在跨越几个压力标度高度后将其大部分能量损失给ICM。然而，负责将能量转移到ICM的实际过程仍在争论中。一个有吸引力的可能性是激发内波，内波被困在星系团的核心，最终消散。在这里，我们表明，这些波在分层集群大气中的有效激发的充分条件是扁平的气泡在径向方向。在我们的数值模拟中，我们模型的气泡现象作为刚体conventantly在分层集群大气中上升。我们发现扁平气泡的终极速度足够小，以至于Froude数${\rm Fr}\lesssim 1$。分层效应对平衡浮力的总阻力起主要作用。特别是，在模拟中可以看到明显的内波迹象。这些波从上升的气泡水平向下传播，将其能量传播到ICM的大体积上。如果将我们的发现与英仙座星系团的条件进行对比，那么在星系团核心附近，预期的终极速度为$\sim100-200{\,\rm km\,s^{-1}}$，这与Hitomi卫星的直接测量结果基本一致。
2018-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Three-dimensional simulations of X-ray cavities inflated by radio galaxies
星系际介质中的巨大空洞是由射电星系挖掘出来的。这些空洞之所以在X射线影像中出现，是因为外部介质被扫过，在射电瓣周围留下了一个热而低密度的气泡。在这里，我们探讨了预测的热X射线发射从一个大的高分辨率的三维模拟的射电星系的超音速喷流驱动。我们假设绝热非相对论流体动力学与喷射直和旋进射流的超音速气体从喷嘴发射。X射线韧致辐射图像在软keV波段倾向于产生椭圆形空腔，在硬X射线中倾向于产生弓形结构。然而，空腔形状对射流-环境密度对比敏感，从$η= 0.1$处的凹形变化到$η= 0.0001$处的凸形，其中$η$是射流/环境密度比。我们在某些情况下发现软X射线中的侧肋，并提出这作为对天鹅座附近检测到的侧肋的解释。在双瓣或X形源中，以及在弯曲或偏转射流中，最强的X射线发射与热点无关，而是与残余瓣或偏转位置有关。这是因为热的高压和致密的高压缩区域不重合。朝向观察者，空腔变成一个深圆孔，周围环绕着圆形波纹。在占空比为10%的短射电模式爆发中，团内介质在低马赫数冲击下沸腾，在活跃喷流事件之间广泛地消散喷流能量。
2021-01-10 astro-ph.GA
Magnetohydrodynamic relaxation of AGN ejecta: radio bubbles in the intracluster medium
星系团的X射线图像经常显示出密度不足的气泡，这些气泡显然是由活动星系核流出而膨胀起来的。我认为这样的气泡内的磁场的演变，使用解析和数值方法的混合。据发现，该领域放宽到一个平衡填充整个体积的气泡。发生这种情况的时间尺度主要取决于流出的磁化强度和螺旋度以及周围ICM的性质。如果外流被强磁化，磁场在短时间尺度上经历重联，磁能被转化为热量，同时磁场的特征长度尺度上升;当达到全局平衡时，这个过程停止。平衡场的强度取决于活动星系核注入磁泡的磁螺旋度：如果外流具有一致的净通量，因此具有大的螺旋度，那么全球平衡将在短时间尺度上达到，而低螺旋度外流导致没有达到全球平衡，并且在观测时重联将继续进行。然而，局部磁通管平衡将形成。另一方面，如果流出物的磁化强度很弱，则不会发生重联，气泡内的磁场保持小尺度和被动。这些结果对气泡的内部组成，它们与ICM的相互作用-特别是解释气泡如何在ICM中移动很大的距离而不破裂-以及一般的冷却流问题具有影响。此外，气泡中的重连点可能是高能粒子的方便来源，避免了同步辐射器的寿命比它们所居住的气泡的年龄短的问题。
2010-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Jet Density on Intracluster Medium Heating in Self-Regulated AGN Feedback Simulations
National Taiwan University（国立台湾大学）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究通过三维水动力模拟探讨喷流密度对团内介质加热的影响，发现轻喷流更易被冷气体偏转，但加热效率较低，需更高功率维持自调节，强调喷流密度在AGN反馈中的关键作用。
2025-10-20 astro-ph.GA
Cold Filaments Formed in Hot Wake Flows Uplifted by Active Galactic Nucleus Bubbles in Galaxy Clusters
通过流体动力学模拟，发现星系团中冷纤维可由AGN气泡抬升的热尾流凝聚形成，且其性质受喷流能量类型和参数显著影响。
2024-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Hyenas: X-ray Bubbles and Cavities in the Intra-Group Medium
本研究利用Hyenas宇宙学缩放模拟套件，结合Simba反馈模型研究IGrM中的X射线空腔，通过模拟观测验证其与真实观测的吻合性，并首次证明此类模拟可用于约束宇宙学反馈模型。
2024-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comment on "A snapshot of the oldest AGN feedback phases"
我们对最近的一个基于新的LOFAR射电观测的说法提出了异议，即混合不会加热星系群Nest200047的群内介质。我们认为，相反，即主要的加热过程是混合，通过显示，在这个星系群中的灯丝的无线电形态是定性地再现了过去的三维流体动力学模拟，也表明，主要的加热过程是通过混合的热气体从喷气膨胀的气泡与intracluster（或intracgroup）介质。
2021-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suppression of AGN-Driven Turbulence by Magnetic Fields in a Magnetohydrodynamic Model of the Intracluster Medium
我们研究活动星系核反馈在星系团湍流加热中的作用。具体来说，我们分析了产生的g模式的湍流的超音速膨胀和浮力上升的活动星系核驱动的气泡。先前忽略磁场的研究表明，这一过程效率低下，只有不到1%的注入能量最终形成湍流。这种低效率主要是由于气泡在它们能够激发足够强的g模式之前被流体动力学不稳定性撕碎的事实。使用ICM和3D理想MHD模拟的平面平行模型，我们研究了大规模磁场的作用，该磁场能够覆盖在这些上升的气泡周围，使它们免受流体动力学不稳定性的影响。我们发现，虽然磁披覆似乎能够更好地保存活动星系核驱动的气泡，g模式的驱动和由此产生的湍流仍然是低效的。磁张力防止g模式过渡到非线性区域，抑制我们的模型ICM中的湍流。我们的工作突出的方式，理想的MHD是一个不充分的描述集群反馈过程中，我们讨论了未来的工作，如列入各向异性粘度作为一种手段，模拟高$β$等离子体动力学效应。这些结果表明，其他机制的加热ICM等离子体，如声波或宇宙射线可能是负责观察到的反馈在星系团的假设。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jets, Bubbles, and Heat Pumps in Galaxy Clusters
来自活动星系核喷流的反馈已经被提出来抵消许多星系团的灾难性冷却。然而，目前还不清楚是哪些物理过程将双向喷流的能量耦合到ICM。我们使用MHD模拟研究了由活动星系核喷流膨胀的上升气泡的长期演化。在气泡上升的尾流中，大量的低熵气体与热的团簇气体接触。我们评估了上升气体的能量预算，并发现它与喷气机注入的总能量相当。虽然我们的模拟不包括显式的热传导，我们发现，对于合理的假设的传导系数，速率是足够快的，大部分上升的气体可能会热化之前，它下沉回核心。因此，我们建议活动星系核可以像热泵一样将低熵气体从星系团核心移动到热源，并且能够比单独从喷流直接传递能量更有效地加热内部星系团。我们表明，这种机制的最大效率，即传导热能和提升气体所需的功之间的比率，$ξ_{\mathrm{max}}$可以超过100%。而在现实情况下，$ξ$ < $ξ_{\mathrm{max}}$，活动星系核引起的热传导有可能显著提高活动星系核的热冷效率。核心集群和转换成一个平稳和持久的加热过程的活动星系核的活动。
2019-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rescuing the intracluster medium of NGC 5813
我们使用最近的X射线观测的星系群NGC 5813的ICM（ICM）的ICM热演化的理论研究与新派生的ICM属性。我们认为，冷却流星系群NGC 5813的ICM更有可能被加热的混合后冲击喷流的气体驻留在热气泡与ICM，而不是冲击或被动加热。激波只在冷却流的内部区域热化一小部分能量;为了充分加热ICM的内部，它们会使外部区域过热很大一部分，导致ICM从群中喷出。通过混合加热，这被发现是更有效的比被动加热和冲击加热，因此，拯救NGC 5813的外部ICM从其预定的命运根据冷却流反馈方案，是基于加热的冲击。
2016-02-25 astro-ph.GA
Exploring the origin of a large cavity in Abell 1795 using deep Chandra observations
我们检查深堆叠钱德拉观测的星系团阿贝尔1795（超过700千秒差距），深入研究一个大的（34千秒差距半径）腔的X射线发射。奇怪的是，尽管形成这个空洞需要很大的能量（4PV= 4 × 10^60 erg），但在星团的另一侧并没有明显的空洞对应物，如果它是由于中心活动星系核的喷流膨胀气泡而形成的话，这是可以预期的。也没有与空洞相关的无线电发射，并且在它和BCG之间没有金属增强或细丝，这通常是在从核心升起的活动星系核膨胀的气泡中发现的。一种可能性是，这是一个古老的鬼腔，气体晃动控制了核心周围的金属分布。投影效应，特别是东南方向的长X射线亮丝，可能会阻止我们看到星系团核心对面的伴气泡。我们计算出，这样一个伴气泡很容易就能将南部暗条中的气体从核心中提升出来。有趣的是，最近人们发现，在这个空腔内有一个高度可变的X射线点源，与一个小矮星系重合。考虑到这个点源和X射线腔的显着空间相关性，我们探讨了过去这个矮星系爆发可能导致腔形成的可能性，但发现这是一个不太可能的情况。
2014-09-23 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
Jittering jets in cooling flow clusters
我提出了一个场景，在星系和星系团的冷却流中，喷射驱动的抖动喷射。通过将冷气体从集群射流中心抬升，它们膨胀的气泡导致后来的射流方向发生实质性变化。一些上升的冷团块回落到活动星系核，这被称为冷反馈机制，但其平均角动量在很大程度上倾向于原始喷流的角动量。建议的抖动射流的情况下，允许在冷却时间内的群内介质（ICM），加热的混合热射流膨胀气泡气体与ICM在所有方向上操作。所提出的方案进一步支持ICM的混合加热机制。ICM的反馈加热机制主要是能量循环。冷反馈机制引入了质量作为反馈循环的另一个成分，因为未来活动循环的质量增长取决于当前活动循环的扰动形成。我在这里提出的抖动喷流方案，使角动量成为反馈循环的另一个成分。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bubble-driven Gas Uplift in Galaxy Clusters and its Velocity Features
相对论性等离子体的浮力气泡是星系团中活动星系核反馈、搅动和加热团内介质（ICM）的关键。观察表明，这些上升的气泡保持其完整性和尖锐的边缘比流体动力学模拟预测的时间长得多。在这项研究中，我们假设气泡可以被建模为刚体，并证明完整的气泡及其与周围ICM的长期相互作用在塑造气体运动学，形成薄的气体结构（例如，H $α$细丝），并在簇芯中产生内波。我们发现，发达的漩涡形成后，一个积极上升的气泡，这是这些漩涡，而不是达尔文漂移，是负责大部分的气体质量隆起。由于大气层的强烈密度分层，涡旋沿着气泡的运动方向逐渐拉长，最终脱离气泡，迅速演变成高速喷流，向星团中心传播。这张照片很自然地解释了英仙座星系团中长而直的马蹄形H $α$细丝的存在，气体的向内和向外运动，以及Hitomi观察到的西北气泡附近的X射线加权气体速度分布。我们的模型再现了所观察到的H $α$速度结构函数的细丝，提供了一个简单的解释，其陡峭的缩放和归一化：层流气体流动和大涡驱动的完整的气泡，而不是空间均匀的小尺度湍流细丝内，足以产生一个结构函数与观察一致。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
How AGN Jets Heat the Intracluster Medium -- Insights from Hydrodynamic Simulations
来自活动星系核（AGN）的反馈被认为可以防止星系团的灾难性冷却。然而，反馈能量如何转化为热量，以及活动星系核喷流如何各向同性地加热团内介质（ICM），仍然是一个谜。在这项工作中，我们获得的见解不同的加热机制的相对重要性，使用三维流体动力学模拟，包括冷气体吸积和动量驱动的喷流反馈，这是迄今为止最成功的模型在复制冷核心的属性。我们发现，有净加热内的两个“射流锥”（在〜 30度的射流进动的轴），ICM获得熵的冲击加热和混合与热的热气体内的气泡。在喷流锥外，周围的气体被弱激波加热，但不足以克服辐射冷却，因此形成了一个“减少”的冷却流。因此，星系团的核心在数十亿年的时间里处于“温和循环”的过程中。在射流锥内，当气体被急剧上升的气泡提升时，存在显著的绝热冷却;在锥外，能量由来自射流锥的已经加热的气体的流入以及气体向中心移动时的绝热压缩提供。换句话说，流体动力学自我调节，以补偿和传输活动星系核提供的热量，因此不需要对任何过程的加热曲线进行微调。在整个团簇演化过程中，湍流能量与气体热能相比仅处于百分比水平，因此湍流加热不是我们模拟中的主要加热源。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the interaction of jets with the intra-cluster medium
来自星系团中心的超大质量黑洞的喷流是一个潜在的候选者，可以通过在星系团内部气体中沉积能量来减缓气体冷却和随后的恒星形成。在这项工作中，我们使用移动网格磁流体动力学程序Arepo模拟射流内集群介质的相互作用。我们的模型在星系团中心注入超音速、低密度、准直和磁化的外流，然后被周围的气体阻止，热化和膨胀充满宇宙射线的低密度空腔。我们进行高分辨率，非辐射模拟的波瓣创建，膨胀和中断，并发现其动态演化是在定性协议与模拟的理想化的低密度腔，主要是由一个大规模的瑞利-泰勒不稳定性。浮升的叶不创建积极的显着的小规模的混乱运动中的体积填充的方式，而是一个系统的向上运动，在叶和相应的回流垂直于it. We发现，总体而言，50%的注入的能量最终在材料中，这是不是叶的一部分，约25%仍然在内部100千秒差距。我们的结论是，喷气膨胀，convently上升的空腔驱动系统的气体运动，在加热中心区域发挥了重要作用，而混合的叶材料是次主导。令人鼓舞的是，在未来的星系团高分辨率宇宙学模拟中，这种能量沉积的主要机制已经可以以可达到的分辨率进行建模。
2017-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep Chandra View of Abell 2597: Bubbles, Shocks, Cold Fueling, and a Plasma Depletion Layer
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；Tata Institute for Fundamental Research（塔塔基础研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；ICRAR, University of Western Australia（西澳大利亚大学星际计算与相对论天体物理研究中心）；Ashoka University（阿肖卡大学）
本研究结合钱德拉深度X射线及多波段存档数据，分析冷核星系团阿贝尔2597的AGN反馈过程，发现反复射电爆发特征与等离子体耗尽层，证实混沌冷吸积支撑自调节反馈循环。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turning AGN bubbles into radio relics with sloshing: modeling CR transport with realistic physics
射电遗迹是位于星系团外围的弧形同步辐射源，由$μ$ G磁场中的宇宙射线电子产生，被认为是由合并激波锋（重新）加速的。然而，并不是所有的遗迹都出现在与X射线中看到的冲击相同的位置。在以前的工作中，我们建议，一些遗迹的形状可能会导致从预先存在的宇宙射线电子的空间分布，并测试了这一假设，使用模拟发射AGN喷流到一个集群大气与晃动气体运动产生的先前的合并事件。我们发现，这些运动可以将活动星系核气泡中富含宇宙射线的物质输送到大半径，并在切向方向拉伸它，产生类似于射电遗迹的非对称形状。在这项工作中，我们通过将宇宙射线建模为经历扩散和阿尔文损失的单独流体来改进我们对宇宙射线的物理描述。我们发现，包括这个额外的宇宙射线物理显着减少了这些额外的功能的外观，表明我们原来的假设是敏感的宇宙射线物理在集群内介质的建模。
2021-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A snapshot of the oldest AGN feedback phases
活动星系核（AGN）向其宿主星系和周围环境注入大量能量，塑造了它们的性质和演化。特别是活动星系核喷流使宇宙射线瓣膨胀，它们可以在周围介质中以轻“气泡”的形式迅速上升，取代和加热遇到的热气体，从而停止其自发冷却。这些气泡已经在广泛的系统中被发现。然而，由于电子的同步加速器寿命很短，它们演化的最高级阶段在观测上仍然不受约束，这使得我们无法完全理解它们与外部介质的耦合，从而无法完全理解活动星系核的反馈。简单的亚音速流体动力学模型预测，压力梯度，自然存在于周围的螺旋上升的气泡，把它们变成环形结构，类似于蘑菇云在分层的大气。这些环面最终破裂的方式和时间尺度取决于各种因素，包括磁场和等离子体粘度。在这里，我们报告LOFAR观测低于200兆赫，敏感的最古老的无线电发射粒子，显示了宇宙射线AGN气泡在星系群中的晚期演化，具有前所未有的细节水平。气泡的浮力可以有效地抵消群内介质的辐射冷却。然而，气泡仍然没有与热气体彻底混合，经过数亿年，可能是在磁场的作用下。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
