Fast-growing SMBHs in Fast-growing Galaxies, at High Redshifts: the Role of Major Mergers as Revealed by ALMA
我们提出了一个长期的，多波长的项目，以了解最大质量的黑洞的最快增长的时代，通过使用40个发光类星体的样本在z~4.8。这些类星体具有相当一致的性质，具有典型的吸积速率和黑洞质量，L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。该样品由先前Herschel/SPIRE探测到的“FIR-bright”源（SFR > 1000 Msol/yr）和“FIR-faint”源（Herschel叠加分析表明典型的SFR约为400 Msol/yr）组成。ALMA在[CII]λ157.74 μ m谱线发射和相邻的150 μ m静止坐标系中观测了其中的6个类星体，以研究尘埃冷ISM。ALMA探测到了伴星，光谱证实了三个源的亚毫米星系（SMG）-一个明亮的FIR和两个微弱的FIR。伴星与类星体宿主的距离约为14-45千秒差距，我们将它们解释为主要的星系相互作用。因此，我们的ALMA数据清楚地支持这样一种观点，即重大合并可能是SMBH快速早期增长的重要驱动力。然而，并非所有高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG，以及ALMA观察到的有序气体运动学，这一事实表明其他过程可能为这些系统提供燃料。因此，我们的分析表明，与早期和快速SMBH增长的宿主星系的性质和气体吸积机制的多样性。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Merger Shock in Abell 2034
我们提出了一个$250\,$ KS钱德拉观测的集群合并A2034的目的是了解性质的尖锐的边缘，以前的特点是冷锋。新的数据显示，边缘在更大的张开角上是连贯的，并且比以前认为的更明显是弓形激波形状。在关于边缘对称轴的$\sim 27\,$度内，密度、温度和压力分别以$1.83^{+0.09}_{-0.08}$、$1.85^{+0.41}_{-0.41}$和$3.4^{+0.8}_{-0.7}$的因子突然下降。这与冷锋所预期的压力平衡不一致，我们得出结论，边缘是一个冲击锋。我们测量了马赫数$M = 1.59^{+0.06}_{-0.07}$和相应的激波速度$v_{\rm shock}\simeq 2057\,$ km/s。使用在MMT与Hectospec多目标摄谱仪收集的光谱，我们确定328光谱确认集群成员。值得注意的是，我们发现了一个局部峰值的投影星系密度与一个明亮的星系团星系，这是位于前面的鼻子的冲击。这些数据与在天空平面的$\sim 23\,$度范围内观察到的合并一致。合并中的子星系团在经过一个小的碰撞参量核心通道后，现在正沿着南北轴大约$0.3\,$ Gyr分开。驱动冲击波的次级子星系团的气体核心似乎已经被合并所破坏。如果没有一个驱动的“活塞”，我们推测冲击波正在消亡。最后，我们提出，在冲击附近的弥漫性无线电发射是由于复苏的预先存在的无线电等离子体已被超越的冲击。
2013-11-21 astro-ph.CO
Encounters of Merger and Accretion Shocks in Galaxy Clusters and their Effects on Intracluster Medium
在星系团的形成和演化过程中，自然会出现几种类型的激波。其中一类是与下落重子减速有关的吸积激波。这样的冲击，其特点是一个非常高的马赫数，是目前甚至在一维模型的集群演变。另一类是由“失控的合并冲击”组成的，当合并冲击被一个足够大的下沉子星系团驱动，传播远离主星系团中心时，就会出现这种情况。我们认为，当合并冲击超越吸积冲击，一个新的长寿冲击形成，传播到大的距离从主集群（远远超出其维里半径）影响集群周围的冷气体。本文将这些结构称为合并加速吸积冲击（MA冲击）。我们展示了这样的MA-冲击在1D和3D模拟的例子，并讨论其特性。特别是，（1）MA冲击形成了将热的团内介质（ICM）与未受冲击的气体分开的边界，使该边界具有“花状”形态。在3D中，MA冲击占据了密集的吸积细丝之间的空间。(2)MA激波的演化高度依赖于逃逸合并激波的马赫数和团簇的质量吸积率参数。(3)MA冲击可能会导致ICM边界和回溅半径的错位。
2020-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of cluster mergers and travelling shocks in shaping the H$α$ luminosity function at $\bf z\sim0.2$: `sausage' and `toothbrush' clusters
最极端的星系团合并会导致大规模的星系团范围的旅行冲击波。CIZA J2242.8+5301（“香肠”）和1RXS J0603.3+4213（“牙刷”）星团（$z\sim0.2$）拥有巨大的无线电发射激波，具有简单的几何形状。我们研究了合并和冲击在塑造H PDMATHAMN光度函数中的作用，我们测量了每个星团的$\sim0.28$ deg $^2$，并在“香肠”中发现了$181$线发射体（$z=0.1945$时H $α$的$3.371\times10^3$ Mpc $^3$体积）和“牙刷”中的$141$（$4.546\times10^3$ Mpc $^3$用于$z=0.225$的H $α$），其中$49$（“香肠”）和$30$（“牙刷”）预期为H $α$。我们建立光度函数的视场下降到平均极限恒星形成率的$0.14$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，找到很好的协议与现场光度函数在$z=0.2$，但显着差异的形状的光度函数的两个集群。我们发现扩展，千帕宽的H $α$晕在星系附近的遗迹，这可能是由冲击波的通道中断。通过比较“香肠”集群与空白领域和其他集群，我们还发现了一个数量级的提升（在$9σ$水平）在归一化$ϕ^*$的亮度功能的遗迹地区。我们的研究结果表明，通过激波诱导恒星形成，星系团合并可能在星系团的演化中发挥重要作用。
2013-11-26 astro-ph.CO
Optical IFU Observations of the Brightest Cluster Galaxy NGC 4696: The Case for a Minor Merger and Shock-excited Filaments
利用澳大利亚国立大学Siding Spring天文台2.3米望远镜的宽视场光谱仪（WiFeS）对半人马座星系团核心附近（z ~ 0.01）最亮的星系团星系NGC 4696进行了深光学积分场光谱观测。我们调查的形态，运动学和激发的发射线丝，并讨论这些在一个未成年人合并模型的背景下。我们认为，在这个对象中的发射线细丝有其起源于吸积的气体丰富的星系，他们被激发的v ~100-200公里/秒的冲击驱动到冷的细丝气体的冲压压力的跨音速通道的合并系统通过热晕气体的NGC 4696。
2010-09-16 astro-ph.CO
Chandra View of the Ultra-Steep Spectrum Radio Source in Abell 2443: Merger Shock-Induced Compression of Fossil Radio Plasma?
我们提出了一个新的钱德拉X射线观测团内介质的星系团阿贝尔2443，托管一个超陡谱射电源。数据显示，集群内的介质是高度扰动。地核中的热气体沿西北-东南轴向伸长，在北面有一个冷尾。我们还检测到两个X射线表面亮度边缘附近的集群核心。边缘似乎与核心东北部的内部冷锋和核心东南部的外部冲击锋一致。东南边缘与射电遗迹的位置相一致，正如预期的冲击（再）加速或化石相对论电子的绝热压缩。
2013-06-17 astro-ph.CO
Properties of Merger Shocks in Merging Galaxy Clusters
在星团外围探测到的X射线激波和射电遗迹通常被解释为子星团合并引起的激波。利用一套宇宙学模拟宇宙大尺度结构形成的方法，研究了合并星系团中合并激波的性质。作为一个代表性的情况下，我们在这里集中在模拟集群进行几乎正面碰撞的质量比$\sim2$。由于团内介质的湍流性质，激波表面并不光滑，而是由不同马赫数的激波组成。当合并激波从核心向外扩展到外围时，平均马赫数$\left<M_s\right>$随时间增加。我们认为，沿合并轴传播的冲击波可以表现为X射线冲击波和/或射电遗迹。冲击波的动能$F_ϕ$在其初始发射后在$\sim1$陀螺处达到峰值，或在距核心$\sim1-2$ Mpc处达到峰值。由于这里采用的宇宙射线（CR）加速效率与马赫数有关的模型，与动能加权马赫数$\left<M_s\right>_ϕ\sim2-3$相比，它们的CR能量加权马赫数$\left< M_s \right>_{\rm CR}\sim3-4$更高。大多数高能激波位于较轻的暗物质（DM）团的前面，而较重的DM团位于星系团的对面。虽然我们的研究仅限于合并的情况下考虑，如冲击特性的手段和变化及其时间演变的结果可以与合并冲击的观察到的特征进行比较，限制相关的观察解释。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger and non-merger galaxy clusters in cosmological AMR simulations
目的：讨论激波、宇宙射线加速和湍流对宿主团动力学状态的依赖性。方法：我们使用网格代码ENZO 1.5进行宇宙学模拟，并采用了专门针对团簇体积中产生的高分辨率冲击和湍流而定制的网格细化方案。结果如下：当一些重要的属性，连接到集群中的非热活动，合并后，合并和放松系统进行比较时，发现相当大的差异。
2011-01-13 astro-ph.CO
ALMA Observations of Lyman-alpha Blob 1: Multiple major-mergers and widely distributed interstellar media
我们提出了一个巨大的莱曼α斑点在SSA 22原星系团在z=3.1，SSA 22-LAB 1，采取了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的意见。在LAB 1中探测到尘埃连续体、[C II] 158 um和CO（4-3）谱线发射，显示出跨越~100 kpc中心区域的复杂形态学和运动学。在[C II]和尘埃连续辐射中识别出周围z=3.0987-3.1016的七个星系，其中两个可能是与最大质量星系相关的伴星或潮汐结构。广泛分布介质的空间分辨[C II]和红外光度比（L[C II]/LIR~0.01-0.001）表明，观测到的扩展星际介质很可能起源于恒星形成活动，冲击气体的贡献可能不占主导地位。发现LAB 1含有总分子气体质量Mmol=（8.7+/-2.0）e+10 Msun，集中在Ly-alpha发射区的核心区域。虽然LAB 1核心中的恒星形成活动（主要是被遮蔽的）是Ly-alpha发射最合理的动力源之一，但核心中发现的多个主要合并也可能在使LAB 1异常明亮和延长Ly-alpha中发挥作用，这是引力相互作用引起的冷却辐射的结果。
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of a Pre-Merger Shock in Colliding Clusters of Galaxies
星系团是宇宙中已知的最大的引力束缚结构。当星系团碰撞时，它们会产生宇宙尺度的合并冲击，将星系团气体晕携带的大部分动能转化为热量。对合并冲击的观测提供了合并动力学的关键信息，并使人们能够深入了解大尺度结构的形成和热历史。几乎所有的合并冲击都是在集群已经碰撞的系统中发现的，在合并前阶段的冲击知识是一个关键的缺失因素。在这里，我们报告发现一个独特的冲击在一个集群对1E 2216和1E 2215。这两个集群在主要合并的早期阶段被观察到。与在合并轴上普遍观察到的所有已知的合并激波相反，新的激波沿着合并的赤道面向外传播。这一发现揭示了大质量星系团形成的一个重要时期，当时星系团对的快速接近导致气体沿着合并轴强烈压缩。目前的理论模型预测，大部分的冲击能量可能会消散在星系团之外，并最终转化为星系团周围空间中原始气体的热量。
2019-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA Observations Show Major Mergers Among the Host Galaxies of Fast-growing, High-redshift Supermassive Black Holes
我们提供了一个z~4.8的六个发光类星体样本的ALMA波段7的新数据，这些类星体由快速增长的超大质量黑洞（SMBH）提供动力，这些黑洞具有相当一致的性质：典型的吸积速率和黑洞质量为L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。我们的样本包括三个“FIR亮”源和三个“FIR暗”源，前者在以前的Herschel/SPIRE观测中被单独探测到，其恒星形成速率大于1000 M_sol/yr，后者的Herschel叠加分析表明其典型的SFR约为400 M_sol/yr。在ALMA数据中清晰地探测到了所有六个类星体宿主中的尘埃星际介质，并在~ 2kpc尺度上分辨出了连续谱（λ_rest ~150 μ m）和[C II]157.74 μ m谱线发射。连续辐射与Herschel数据的预期非常一致，证实了类星体宿主中强烈的SF活动。重要的是，我们探测到三个源的伴亚毫米星系（SMG）-一个FIR明亮和两个FIR微弱，与类星体宿主相隔约14-45 kpc和<450 km/s。基于[C II]的相互作用SMG的动力学质量估计在类星体宿主质量的~3倍之内，而连续辐射意味着SFR（类星体）~（2-11）xSFR（SMG）。因此，我们的ALMA数据清楚地支持了这样一种观点，即重大合并是SMBH早期快速增长的重要驱动力。然而，并非所有的高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG和ALMA观察到的气体运动…
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Emission-Line Spectra of Major Mergers: Evidence for Shocked Outflows
使用光谱分解技术（Soto & Martin 2012，以下简称论文I），我们研究了39个富含气体的超亮红外星系（ULIRG）合并样本中高速发射线气体的物理起源。在两个运动学上不同的制度，其特征在于宽（$σ>$ 150 \kms）和窄线宽与冲击样的激发区域被确定。在这里，我们调查的物理起源的高速（宽）发射与冲击线比。考虑到这些星系中大量的灭绝，宽发射的蓝移表明起源于星系的近端，因此解释为星系外流。大的空间范围内的广泛，冲击发射分量一般是不一致的起源在窄线区域的活动星系核，所以我们的结论是，由星爆提供的能量和动量驱动这些外流。新的数据被用来检查超新星能量辐射的冲击和质量损失率在温暖的电离阶段的风。我们表明，银河系外流产生的冲击，可以识别在中等高分辨率，这些附近的，超亮的恒星爆发的综合光谱。因此，论文I中介绍的光谱拟合技术可以用来提高高红移星系红外光谱物理性质测量的精度。
2012-05-01 astro-ph.CO
The structure of cluster merger shocks: turbulent width and the electron heating timescale
我们对Abell 2146星系团合并进行了新的2 Ms Chandra观测，该星系团合并有两个巨大的M~2激波阵面，每个阵面的宽度约为500 kpc。本文首次解决并度量了集群并购冲击的宽度。弓形激波的最佳拟合宽度为17+/-1 kpc，上游激波的最佳拟合宽度为10.7+/-0.3 kpc。如果一个窄的无碰撞激波的光滑形状被局部气体运动所扭曲，那么它在投影上将显得更宽。我们表明，这两个冲击波宽度是一致的，与无碰撞冲击模糊的本地气体运动的290+/-30公里/秒。上游激波比弓形激波形成得晚，因此预计要窄得多。从弓形激波后的电子温度分布，我们测量了电子和离子回到热平衡的时间尺度。我们排除了快速热平衡的电子与冲击加热的离子在6西格玛水平。相反，观察到的温度分布有利于碰撞平衡。对于这些集群合并的冲击，它具有低的音速马赫数和传播通过一个高$β$等离子体，我们没有发现任何证据的电子加热超过绝热压缩产生的。我们的研究结果预计是有效的无碰撞冲击在其他环境中具有类似的参数，并支持现有的图片从太阳风和超新星遗迹。上游激波与这一结果一致，但具有更复杂的结构，包括在激波前约50 kpc的温度增加约2 keV。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Accretion Shocks in Clusters of Galaxies and their SZ Signature from Cosmological Simulations
冷暗物质（CDM）分级结构形成模型预测存在大规模吸积冲击的维里和周转半径的星系团。Kocsis等人（2005年）认为，与这种冲击相关的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号可能会被下一代射电干涉仪ALMA观测到。利用自适应网格加密（AMR）和光滑粒子流体动力学（SPH）方法对暗能量主导的CDM（LCDM）模型进行模拟，研究了星系团周围吸积激波的三维分布.在松弛的集群中，我们发现两组不同的冲击。一组（“维里激波”），马赫数为2.5-4，位于半径为0.9-1.3 Rvir处，其中Rvir是对维里半径的球面估计，覆盖了这些半径处星系团周围总表面积的40-50%。另一组较强的激波（“外部激波”）位于更远的地方，大约3 Rvir，具有大的马赫数（~100），覆盖大约40-60%的表面积。我们模拟了由高分辨率AMR运行绘制的弛豫大质量星系团的SZ表面亮度图，并得出ALMA应该能够探测大质量星系团中的维里激波的结论。需要进行更多的模拟，以改进对天体物理噪声的估计，并确定最佳观测策略。
2009-02-19 astro-ph.CO
Galaxy-Wide Shocks in Late-Merger Stage Luminous Infrared Galaxies
我们提出了一个积分场光谱研究的两个附近的发光红外星系（LIRGs），表现出广泛的冲击激发的证据，正在进行的合并活动，IC 1623和NGC 3256。我们显示了仔细分离的重要性，由于冲击与激励HII地区和有用的IFU数据在解释LIRGs的复杂过程。我们的分析主要集中在发射线气体，这是广泛的两个系统，是由于丰富的正在进行的恒星形成，以及广泛的班轮一样的激发冲击。我们使用发射线比地图，线运动学，线比诊断和新的模型作为区分和分析这些系统中的冲击气体的方法。我们讨论了我们的研究结果如何通知合并序列与本地U/LIRGs和广泛的冲击激发的影响，对解释发射线光谱和导出量的本地和高红移星系。
2011-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A merger mystery: no extended radio emission in the merging cluster Abell 2146
本文报道了合并星系团Abell 2146的400 ksChandra X射线观测和325 MHz的GMRT射电观测。钱德拉的观测揭示了与主要合并事件相关的详细结构，包括位于致密子团核心前方的M=2.1+/-0.2弓形激波和第一个已知的上游激波（M=1.6+/-0.1）。令人惊讶的是，在325 MHz的深GMRT观测没有检测到任何与冲击波阵面相关的扩展无线电发射。所有其他合并的星系团，包括子弹星系团、Abell 520、Abell 754和Abell 2744，以及具有候选激波锋面的星系团，都探测到了与激波一致的射电遗迹或射电晕边缘。我们考虑了几个可能影响射电遗迹形成的因素，包括冲击强度和存在的预先存在的电子人口，但没有找到一个有利的解释这一结果。我们计算了一个3 σ上限为13 mJy的扩展无线电发射，这是显着低于预期的无线电功率所观察到的P_{radio} - L_{X}相关合并系统。Abell 2146中没有扩展的射电晕可能是由于相对于大多数合并的星系团而言，星系团的质量较低。
2011-07-11 astro-ph.CO
Merger Shocks in Abell 3667 and the Cygnus~A Cluster
我们提出了新的XMM-牛顿观测的西北（NW）射电遗迹地区的集群阿贝尔3667。我们在射电遗迹的尖锐外缘探测到X射线表面亮度和X射线温度的跳跃，这表明这是一个马赫数约为2的合并激波的位置。将射电辐射与激波性质进行比较，意味着大约0.2%的耗散激波动能进入加速的相对论电子。这比许多银河系超新星遗迹中激波加速的效率小一个数量级，这可能是由于星系团合并激波的马赫数较低。X射线和射电性质表明，射电遗迹中的磁场强度>= 3 μ G，这是一个非常大的场，距离星团中心的投影距离约为2.2 Mpc。射电频谱在冲击波处相对平坦，而在冲击波后随着距离的增加而急剧变陡。这与电子的辐射损失和由X射线性质确定的冲击后速度是一致的。天鹅座A射电源位于一个合并的星系团中。这似乎是一个早期的合并。我们最近的朱雀观测证实了两个子星系团之间存在一个热区，这与预测的冲击区一致。朱雀星上CCD的高光谱分辨率使我们能够测量合并速度的径向分量，Delta v_r \approx 2650 km/s。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Filamentary Baryons and Where to Find Them: A forecast of synchrotron radiation from merger and accretion shocks in the local Cosmic Web
我们产生概率预测的低红移（$z < 0.2$）同步宇宙网的一半北天。特别是，我们预测的贡献，在$ν_\mathrm{obs} = 150\ \mathrm{MHz}$从合并冲击集群和吸积冲击的细丝，这两个产生在大尺度结构形成的特定强度函数。我们假设了一个原始的磁场发生的情况下，但我们的方法是一般性的，足以允许探索替代磁场发生的情况下，甚至替代辐射机制和光谱窗口。在未来，通过比较不同的预测，人们可以从同步加速器宇宙网探测中推断出最合理的物理模型。我们的方法结合了贝叶斯大尺度结构重建，快照的MHD宇宙学模拟，高斯随机场，和射线追踪的方法。研究结果有助于选择深部观测目标，并可用于实际探测实验。我们重点预测的武仙座星系团，后发座星系团，阿贝尔2199，阿贝尔2255，洛克曼洞和大熊座超星系团。在度尺度分辨率下，中值比强度达到$m_{I_ν} \sim 10^{-1}\ ξ_e\ \mathrm{Jy\ deg^{-2}}$，其中$ξ_e$是电子加速效率。
2022-03-10 astro-ph.CO
Probing Merger Shocks in Galaxy Clusters in the SKA Era
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天文中心，塔塔基础研究所）；Centre for Radio Astronomy Techniques and Technologies, Rhodes University（射电天文技术与方法中心，罗德斯大学）；Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（天文研究所，国立清华大学）；Pole Scientific, University Catholic of Lyon（科学系，里昂天主教大学）；Department of Astronomy, Astrophysics and Space Engineering, Indian Institute of Technology Indore（天文学、天体物理学与空间工程系，印度印度理工学院印多尔分校）
利用SKA望远镜的高灵敏度和宽视场，结合X射线观测，研究星系团并合激波及其射电遗迹，揭示粒子加速和磁场演化机制。
2026-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evolution of Splashback Boundaries and Gaseous Outskirts: Insights from Mergers of Self-similar Galaxy Clusters
一个自相似的球形坍缩模型预测了暗物质（DM）的溅回和吸积激波在星系团的外围，而错过了结构形成的一个关键因素-与合并相关的过程。为了填补这一空白，我们进行了模拟合并自相似集群和研究他们的DM和气体演化在一个理想化的宇宙学背景。我们的模拟结果表明，集团迅速收缩，在主要合并和回溅半径$r_{\rm sp}$减少，接近维里半径$r_{\rm vir}$。虽然$r_{\rm sp}$与自相似模型中的平滑质量吸积率（MAR）参数$Γ_{\rm s}$相关，但我们的模拟显示出与总MAR $Γ_{\rm vir}$（包括合并和$Γ_{\rm s}$）相似的趋势。$Γ_{\rm vir}-r_{\rm sp}/r_{\rm vir}$关系的分散性表明在宇宙学模拟中星系团的$Γ_{\rm s}\sim1$一般较低。与DM相反，当失控的合并激波超过外部吸积激波时，形成的合并加速（MA-）激波使热气体大气显著膨胀。在一次大合并之后，MA激波半径比$r_{\rm sp}$大，对于$Γ_{\rm s}\lesssim1$，MA激波半径是$\sim1.7$的一个因子，对于$Γ_{\rm s}\gtrsim3$，MA激波半径是$\sim r_{\rm sp}$。这意味着（1）合并可以很容易地产生在宇宙学模拟中测量到的MA-激波-回溅偏移，（2）在远离MA-激波所在的细丝的区域，平滑MAR很小。我们进一步讨论了在合…
2021-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Composite Spectra in Merging U/LIRGs Caused by Shocks
我们提出了一个关键的结果，从我们的光学积分场光谱调查的27个附近的超亮和亮红外星系（U/LIRG）从大天文台全天LIRG调查。使用空间分辨的多组分发射线拟合跟踪的发射线比和速度色散的电离气体，我们量化的第一次广泛的冲击电离在气体丰富的合并U/LIRGs。我们的研究结果表明，总观测到的\Ha通量从辐射冲击增加百分之几，在早期合并阶段的观测到的光发射线通量的60%以上，在后期合并的分数贡献。我们比较我们的解决光谱的核光谱，发现我们的样本中的3/4的星系，将被归类为“复合”的基础上光学光谱的主要特点是恒星形成和合并驱动的冲击相结合。我们的研究结果具有重要意义的解释“复合”的休息帧光谱的U/LIRGs的星暴+活动星系核，作为冲击辐射与恒星形成相结合，可以模仿“复合”的光谱在没有任何贡献的活动星系核。
2013-10-13 astro-ph.CO
Spectral and morphological signatures of cluster merger shocks: CIZA J2242.8+5301
CIZA J2242.8+5301星系团拥有一个非常狭窄的，Mpc宽的，弥散的无线电辐射跟踪旅行冲击波，称为遗迹。我们对集群进行多波长观测。我们发现，无线电频谱陡峭和增加的冲击下游地区的光谱曲率，指示由光谱老化的电子产生的排放，以下的JP老化模型。向$16$ GHz弯曲的积分频谱挑战了有利的遗迹形成模型。此外，我们发现一个提升的数密度的H $α$发射体的一个因素的$10$，可能是由星系的相互作用与冲击波。
2014-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A merger in the dusty, $z=7.5$ galaxy A1689-zD1?
引力透镜星系A1689-zD 1是光谱学证实的最遥远的来源之一（$z=7.5$）。它是已知最早探测到星际介质（ISM）的星系;阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）探测到尘埃排放。A1689-zD 1在高红移尘埃发射体中也是不寻常的，因为它是一个亚L * 星系，因此在这个红移的更典型星系中检测气态ISM是一个很好的前景。我们用ALMA在6和7波段观测了A1689-zD 1，用绿岸望远镜（GBT）在$Q$波段观测了A1689-zD 1。为了研究A1689-zD 1的结构，我们绘制了毫米热尘埃发射图，发现了两个大小约为$0.4-1.7$ \，kpc（透镜校正）的空间分量。粗略的空间形态与{ \it HST}在近红外中观察到的相似，并指向扰动的动力学状态，可能表明早期形成的主要合并或圆盘。ALMA光度测定法用于限制远红外光谱能量分布，产生尘埃温度（$T_{\rm dust} \sim 35$ -$45$ \，$β= 1.5-2$的K）。在GBT数据中没有检测到CO（3-2）线，其95%的上限为0.3mJ γ。在ALMA ~6波段220.9GHz处发现了一个微弱的过剩辐射.如果这种过量是真实的，则可能是由于[CII] 158.8\，$μ$ m线在$z_{\rm [CII]} = 7.603$处的发射。[CII]/ $L_{\rm FIR}$光度比的严格上限表明[CII]赤字类似于几个明亮的类星…
2017-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel-ATLAS and ALMA: HATLAS J142935.3-002836, a lensed major merger at redshift 1.027
[摘要]目的：这项工作的重点是一个透镜系统，HATLAS J142935.3-002836（H1429-0028），在赫歇尔-ATLAS领域选择。收集丰富的多波长数据集，我们的目标是确认透镜假设，并对背景源的形态和动力学进行建模，以及提供完整的物理特性。方法：利用多波长高分辨率数据来评估系统的性质。采用同时拟合不同波段的透镜分析算法对透镜进行了优化。通过重建ALMA CO（J：4-3）跃迁的三维源面，研究了背景星系的动力学信息。来自HST和HSK-AO的近红外成像允许独立地约束前景和背景系统的静止帧光学测光。物理参数（如恒星和尘埃质量）估计通过建模的光谱能量分布考虑到源混合，前景遮蔽，和微分放大。结果如下：该系统包括一个边缘在盘状星系（z_sp=0.218）周围有一个几乎完整的爱因斯坦环，背景源（z_sp=1.027）被放大了8-10倍，这取决于波长。它由两个组成部分和一个数十kpc长的潮汐尾巴组成，类似于潮汐合并。该系统是一个质量为1.32[-0.41，+0.63] x1 E11 Mo的大质量恒星系统，其恒星形成速率为394 ± 90 Mo/年，并具有重要的气藏M_ISM = 4.6 ± 1.7x1E10Mo。因此，它的耗尽时间仅由恒星形成引起，预计为tau_SF=M_ISM/SFR=117+-51Myr。其中一个成分的动力学质量估计为5.8+-1.7 x1 E10 Mo，加上光…
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Simulations of Hot Halo Gas in Galaxy Mergers
星系合并模拟已经探索了星系盘内气体的行为，但星系晕内热气的动力学却被忽视了。我们报告的结果，高分辨率的流体动力学模拟碰撞星系热晕气体。我们探索了一系列的质量比，气体分数和轨道配置，以约束内的冲击和气体动力学的祖晕。我们发现：（i）在第一次通过之前，星系晕中产生了强烈的激波，使气体温度增加了近一个数量级，达到$T\sim 10^{6.3}$ K。(ii)激波的X射线光度强烈地依赖于气体分数;当晕气体分数大于10%时，它是$\gtrsim 10^{39}$ erg/s。(iii)模拟中的热扩散气体产生的X射线光度高达$10^{42}$ erg/s。这对宇宙中的总X射线背景有贡献。(iv)我们发现一个解析拟合的最大X射线光度的冲击合并参数的函数。这种拟合可用于星系形成的半解析公式，以估计合并星系中激波的总X射线辐射。(v)对于等质量合并，初始气体质量的$\sim$ 10-20%从星系中释放出来，而对于3：1和10：1合并，气体质量的$3-5%$被释放出来。这种未结合的气体最终远离星系，可以成为一种可行的机制，使IGM富含金属。
2009-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
How merger-driven gas motions in galaxy clusters can turn AGN bubbles into radio relics
星系团中的射电遗迹是宇宙射线电子在$μ$ G磁场中产生的扩展同步辐射源。许多遗迹被发现在集群的外围，并有集群为中心，狭窄的弧形形状，这表明电子被加速或再加速的合并冲击波前向外传播的集群内等离子体。在X射线中，一些遗迹确实在遗迹所在的位置显示出这种冲击，但许多遗迹没有。我们探讨的可能性，无线电遗迹痕迹不是冲击波的前锋，但种子相对论电子的基本分布的形状，照亮了最近的冲击通道。我们使用磁流体动力学模拟集群合并，包括从中央活动星系核或从一个偏离中心的射电星系喷射注入的相对论电子气泡。我们发现，合并驱动的气体运动（a）可以平流的气泡宇宙射线非常大的半径，和（b）传播的相对论种子电子优先在切向方向-沿引力等势面-生产扩展，非连续性或片状区域的团内等离子体富含老化宇宙射线，这类似于无线电遗迹。一旦激波阵面穿过这样的区域，尖锐的射电辐射边缘将追踪这些富集区的尖锐边界，而不是前锋。我们还表明，这些拉长的宇宙射线的功能是自然与磁场沿其长轴切向拉伸，这可能有助于解释文物的高极化。
2021-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Standoff Distance of Bow Shocks in Galaxy Clusters as Proxy for Mach Number
对合并星团的X射线观测提供了许多弓形激波引导合并子星团的例子。虽然激波的马赫数可以用朗肯-雨果尼奥条件从观测到的密度跳跃中估算出来，但它只反映了激波本身的速度，通常不等于下落的子团暗物质晕的速度，也不等于分离两个子团的气态大气的接触不连续的速度。在这里，我们系统地分析额外的信息，可以通过测量的间隔距离，即之间的距离的冲击和接触不连续性，驱动这个冲击的前缘。间隔距离受到许多其他效应的影响，例如（1）主星团的引力（导致下落的子星团加速/减速），（2）主星团中大气的密度和压力梯度，（3）子星团的非球形形状，以及（4）投影效应。前两种效应倾向于使离距偏向同一方向，在合并前（后）阶段推动弓形激波更接近（远离）子团。特别是，在合并后的阶段，激波可能比在均匀介质中以恒定速度运动的物体模型所预测的更远离子集群。这就意味着，将偏离距离与密度/温度跃变的马赫数测量值结合起来，可以提供关于合并的重要信息，例如，区分合并前和合并后阶段。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can cluster merger shocks reproduce the luminosity and shape distribution of radio relics?
星系团中的射电遗迹被认为是合并激波前沿的踪迹。如果宇宙结构的形成决定了射电遗迹的亮度、大小和形状分布，那么合并激波就需要以均匀的方式被照亮。我们调查，如果一个模拟的遗物样本，从放大的星系团模拟，是能够匹配的NRAO VLA巡天（NVSS）测量的文物的属性。我们编制了一份清单，所有的无线电文物已知的日期和均匀测量其参数在所有NVSS图像和应用相同的程序在我们的模拟文物。在模拟文物样本的数量增加更陡峭的文物通量密度较低，这表明NVSS在这一制度的不完整性。总的来说，我们发现NVSS和模拟样本显示出相似的属性。然而，大型模拟遗迹往往比观测到的要小一些，而且更靠近星团中心。除此之外，模拟样品再现了非常著名的无线电文物的相关性，特别是那些与最大线性尺寸和X射线光度的无线电光度。我们发现，这些相关性在很大程度上是由NVSS观测的灵敏度。模拟文物显示出类似的方向相对于集群中心的方向作为NVSS样本。此外，我们发现，它们的最大射电光度大致与集群质量，虽然显示了一个大的散射。NVSS和模拟样本之间的整体良好的协议表明，无线电文物的属性确实是由合并冲击波阵面，在一个均匀的方式发射。我们的研究表明，模拟观测和即将到来的无线电调查的数据相结合，将允许阐明无线电遗迹的起源和集群内介质的性质。
2017-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intergalactic shock fronts
当星系团碰撞时，它们会在炽热的星系团内介质中产生激波阵面。对这些冲击波的观测可以提供有关星系团等离子体中的合并动力学和物理条件的有价值的信息，甚至有助于限制暗物质的性质。为了研究激波锋面，人们需要一台具有高角分辨率的X射线望远镜（如钱德拉），并且幸运地在正确的角度和正确的时刻看到合并。截至本文撰写之时，只有少数合并激波前沿被发现并使用X射线成像和气体温度数据证实-1 E0657 -56，A520，A754和A2146中的两个前沿。还有一些是可能的冲击，等待温度剖面确认-那些在A521，RXJ 1314 -25，A3667，A2744和昏迷。最高马赫数在1 E0657 -56中为3，其余均为M=1.6-2。有趣的是，所有这些相对较弱的X射线冲击都与其宿主星系团的同步加速器射电晕的尖锐边缘相吻合（除了A3667，它与独特的射电遗迹相吻合，以及A2146，它还没有射电数据）。这与弱冲击是低效的粒子加速器的常识相反，并且可能揭示天体物理等离子体中相对论电子产生的机制。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Three Hundred project: Radio luminosity evolution from merger-induced shock fronts in simulated galaxy clusters
本研究基于The Three Hundred项目模拟星系团并合，发现射电遗迹光度光变曲线呈偏态高斯分布，峰值射电光度与星系团质量显著正相关，证明星系团质量是射电中位光度的主要驱动因素。
2024-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Active Galactic Nucleus and Extended Starbursts in a Mid-stage Merger VV114
高分辨率（0.4角秒）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对HCO+（4-3）和HCN（4-3）的第0周期观测朝向中期红外明亮合并VV 114，揭示了致密核（<200 pc）和扩展（3 - 4 kpc）稠密气体分布在星系对的东部。我们发现在VV 114的东核中发现了一个未分辨的致密而宽的（290 km/s）成分，其中HCN（4-3）的发射显著增强，我们认为在活动星系核（AGN）周围存在着与周围物质有关的致密气体，其质量上限小于4 x 10^8 Msun。扩展的致密气体沿着一个平行结构分布，其致密气体浓度（230 pc; 10^6 Msun）被平均600 pc的投影距离分开，其中许多与Pa α辐射追踪到的恒星形成位置基本一致。辐射转移计算表明，在整个发射区平均存在中等密度（10^5 - 10^6 cm^-3）的气体。这些新的ALMA观测结果表明，即使在局部宇宙中最尘埃笼罩的环境中，稠密气体示踪剂在识别星系合并中的活动星系核和恒星形成活动方面的实力。
2013-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation Measure Analysis of Shocks and Sloshing Fronts in a Galaxy Cluster Merger Simulation
本研究针对Fornax星系团兆秒差距尺度消偏振现象，通过FLASH模拟与偏振辐射转移计算，分析了激波和晃荡冷前沿的旋转量特征及消偏振机制，揭示了星系团内介质磁场与气体运动对背景源偏振的影响。
2025-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold Fronts by Merging of Shocks
冷锋（CF）存在于大多数星系团，以及一些星系和星系群中。我们提出，一些CF的遗迹合并在同一方向上传播的两个冲击。这种激波合并通常会导致密度和温度的准球形、因子约1.4-2.7的不连续性。这些CF可能会被发现远维里冲击，不像在其他CF形成模型的预期。作为这种效果的演示，我们使用一维模拟集群，并表明，冲击诱导冷锋的形式时，如爆炸或合并发生在集群的中心附近的扰动。在星系团的核心扰动诱导维里激波和传出的次级激波之间的周期性合并。这些碰撞产生一个独特的，同心的，几何序列的CF跟踪维里冲击的扩张。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
