Limits on the ions temperature anisotropy in turbulent intracluster medium
弱碰撞星系团内介质（ICM）中的湍流能够在离子中产生强的热速度各向异性（相对于局部磁场方向），如果粒子的磁矩在没有库仑碰撞的情况下是守恒的。在这种情况下，各向异性压力磁流体动力学（AMHD）湍流显示出非常不同的统计行为，从标准的MHD之一，是无法放大种子磁场，在与以前的宇宙学MHD模拟是成功地解释所观察到的磁场在ICM不一致。另一方面，温度各向异性也可以驱动等离子体不稳定性，这可以放松各向异性。这项工作的目的是比较弛豫率与增长率的各向异性驱动的湍流。我们采用准线性理论来估计离子散射率，由于平行的消防水龙带，镜子，和离子回旋不稳定性，从AMHD模拟的湍流ICM产生的一组等离子体参数。我们发现，ICM湍流只能维持非常接近不稳定性阈值的各向异性水平。我们认为，AMHD模型的边界的各向异性在边缘稳定性水平可以描述的阿尔芬湍流级联的ICM。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-Thermal Pressure due to Gas Motions in the Intracluster Medium: Confronting XRISM/Resolve with TNG-Cluster Simulations
Nara Women’s University（奈良女子大学）；Argelander-Institut für Astronomie (AIfA), Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所）；Yale University（耶鲁大学）
本研究对比XRISM观测与TNG-Cluster模拟，发现方位角变化和投影效应可部分解释非热压力占比不足，但Abell 2029的极低值仍需罕见动力学条件或缺失物理过程说明。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Features of collisionless turbulence in the intracluster medium from simulated Faraday rotation maps II: the effects of instabilities feedback
对星系团团内介质（ICM）的法拉第旋转测量（RM）图进行统计分析，为评价ICM内磁场的某些空间特征提供了一个独特的工具。它与磁流体动力学（MHD）湍流的数值模拟相结合，可以诊断ICM湍流。由于ICM等离子体是弱碰撞的，粒子的热速度分布由于大尺度运动和带电粒子的磁矩守恒而自然地呈现各向异性。以前的一项研究（论文I）分析了大尺度热各向异性对湍流模拟合成的RM地图统计数据的影响;这些模拟采用了无碰撞MHD模型，该模型考虑了具有均匀各向异性的张量压力。在目前的工作中，我们扩展到一个无碰撞的MHD模型的分析，其中的热各向异性的发展，根据守恒的热粒子的磁矩。我们还考虑了微尺度镜和消防水龙带不稳定性引起的各向异性弛豫效应。我们表明，如果弛豫速率足够快，以保持各向异性限制的阈值的不稳定性，RM映射的色散和功率谱是不可区分的从碰撞MHD。否则，有一个减少的分散和陡峭的RM地图的功率谱（碰撞的情况下相比）。考虑到第一种情况，在ICM中使用碰撞MHD模拟来模拟RM统计变得更合理。
2016-11-27 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Shock Waves and Energy Dissipation in Magnetohydrodynamic Turbulence
激波在湍流天体物理介质中起着重要的作用，它压缩气体并将湍流能量耗散为热能。在这里，我们研究冲击磁流体动力学湍流使用高分辨率模拟。考虑了$\mathcal{M}_\text{turb}=0.5-7$的湍流马赫数和等离子体β $β_0=0.1 - 10$的初始磁场，目标是星际和团内介质中的湍流。具体来说，我们提出的统计数据的快速和缓慢的冲击，如冲击马赫数（$M_\text{s}$）和能量耗散的分布在冲击，根据其量化的改进方法。虽然大多数冲击的形式与低$M_\text{s}$，强烈的冲击遵循指数下降分布的$M_\text{s}$。对于较大的$\mathcal{M}_\text{turb}$和较大的$β_0$，出现更多的冲击。如果是$β_0\gg1$，则快速电击群占主导地位，而在$β\lesssim1$的情况下，则会出现大量的缓慢电击群，即，强背景场湍流能量的激波耗散优先发生在$M_\text{s}\lesssim$较少的快激波上，而在强激波上的耗散则表现为$M_\text{s}$的指数递减函数。冲击时的能量耗散（归一化为能量注入$ε_\text{shock}/ε_\text{inj}$）估计在$\sim0.1-0.5$的范围内，但$\mathcal{M}_\text{turb}=0.5$和$β_0=0.1$的情况除外，其中冲击耗散可忽略不计。随着$\mathcal{M}_\text{tu…
2019-03-18 astro-ph.HE
Evolution and feedback of AGN Jets of different Cosmic-ray Composition
来自活动星系核的喷流反馈是抑制冷核星系团冷却流的最有希望的机制之一。然而，活动星系核喷流和气泡的组成仍然不确定;它们可能是热主导的，或者是由宇宙射线质子（CRp）、宇宙射线电子（CRe）或磁能主导的。在这项工作中，我们调查的CRp和CRe占主导地位的喷流的演化和反馈效应进行三维磁流体动力学模拟AGN喷流膨胀气泡在团内介质中使用FLASH代码。我们提出了它们的能量，动力学和加热的演变，并模拟其预期的腔功率与射电光度关系（$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
Non-linear saturation and energy transport in global simulations of magneto-thermal turbulence in the stratified intracluster medium
本研究通过IDFIX代码进行2D和3D数值模拟，探讨了星系团介质中磁热不稳定性（MTI）湍流的饱和机制与能量传输，发现MTI通过势能注入与耗散平衡实现饱和，并能在ICM外围提供约15%的非热压支撑。
2024-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suppression of electron thermal conduction by whistler turbulence in a sustained thermal gradient
利用粒子模拟方法研究了在环境磁场中存在温度梯度时弱磁化无碰撞等离子体的动力学行为。两个不同温度的热库驱动电子热通量，使偏角哨声型模式不稳定。哨声增长到大振幅，$δB / B_{0} \simeq 1$，并共振散射电子，显着降低热通量。令人惊讶的是，所得到的稳态热通量在很大程度上与热梯度无关。相反，热传导的速率由哨声的有限传播速度控制，哨声充当对流热储层的热能的移动散射中心。这些结果与高$β$天体物理等离子体中的热输运有关，如热吸积流和星系团的团内介质。
2017-12-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Effective Viscosity in the Intracluster Medium During Magnetic Field Amplification via Turbulent Dynamo
本研究通过CGL-MHD等三维模拟探究星系团内介质湍流磁场放大中的黏度演化，发现黏度随时间降低呈双峰分布，验证了各向异性黏度模型对ICM过程研究的必要性。
2025-06-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Observations and Simulations of Radio Emission and Magnetic Fields in Minkowski's Object
我们结合新的数据，从卡尔G。Jansky甚大阵列与以前的射电观测，以创建一个更完整的图片之间的正在进行的相互作用的无线电喷流从星系NGC 541和恒星形成系统称为闵可夫斯基的对象（MO）。然后，我们将这些观测结果与合成无线电数据进行比较，这些数据是根据MO参数专门定制的一组新的喷流-云相互作用的磁流体动力学模拟生成的。无线电强度，偏振和光谱指数测量的组合都令人信服地支持相互作用的情况下，并提供额外的约束本地动态状态的集群内介质和时间，因为喷云相互作用第一次开始。特别是，我们表明，只有一个弯曲的无线电喷流的模拟可以重现的意见。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-inhibiting thermal conduction in high-beta, whistler-unstable plasma
在低碰撞度的高$β$等离子体中，热通量触发哨声不稳定性。准线性理论预测饱和的不稳定性在一个边缘状态，其特征在于由一个热通量，完全由电子散射磁扰动控制。该边缘热通量不依赖于温度梯度，并按$1/β$标度。我们证实了这一理论预测进行数值粒子模拟的不稳定性。我们进一步计算了磁扰动的饱和水平和电子散射率作为$β$和温度梯度的函数，以确定准线性的饱和机制。热通量的抑制是由斜哨声与磁能密度分布在一个广泛的传播角度。这一结果可以应用于高$β$天体物理等离子体，如集群内介质，在急剧的温度梯度沿磁场线的热传导可以显着抑制。我们提供了一个方便的表达式的抑制量的热通量相对于经典的斯皮策值作为温度梯度和$β$的函数。对于湍流等离子体，镜不稳定性的额外独立抑制能够在具有强温度梯度的区域中产生大的总抑制因子（在星系团中为几十个）。
2018-04-17 astro-ph.HE
Cosmic ray feedback heating of the intracluster medium
在星系团冷核中的活动星系核反馈在解决几十年来的冷却流问题中起着核心作用，但一个主要问题仍然没有解决-活动星系核能量如何在ICM中热化，以及在现实系统中有效的黑洞馈送率是多少？我们进行了一套三维MHD AMR模拟活动星系核的反馈在一个冷的核心集群，包括宇宙线（CR）物理。CR通过准直AGN喷流提供给ICM，随后通过流动分散在磁化ICM中，并通过强子，库仑和流动不稳定性加热与ICM相互作用。我们发现，CR运输是一个必不可少的模型成分需要AGN反馈自我调节，至少在这里考虑的物理模型的上下文中。当CR流被忽略时，通过磁场抑制CR与ICM的混合显著降低了ICM加热，这导致冷却灾难。在相反的情况下，CR与周围的ICM接触并有效地加热它，这导致全球稳定的大气。此外，当CR流存在时，活动星系核的动力学状态和活动星系核的透明度也发生了显著的变化。我们发现，CR流加热占主导地位的加热，由于库仑和强子过程。重要的是，在包括CR流的模拟中，中央100 kpc的CR压力支持非常低，并且没有明显违反观测约束。相反，当CR流被忽略时，CR能量不会花费在ICM加热上，并且CR压力增加到与数据不一致的水平。总的来说，我们的模型表明，CR加热是一个可行的通道热化AGN的能量在集群中，也可能在椭圆星系，和CR起着重要的作用，在确定AGN的不稳定性和冷的核心大气的动力学状态。
2017-01-25 astro-ph.HE
Bar-mode instability suppression in magnetized relativistic stars
我们表明，磁场强度大于约$10^{15}$ G是能够抑制相对论恒星的流体动力学棒模不稳定性的发展。这种抑制是由于静止质量密度和角速度分布的变化，这是由于环形分量的形成和线性增长迅速克服了原始极向分量，导致总磁能的放大。该研究是在完全广义相对论中进行三维理想磁流体动力学模拟，将$10^{14}-10^{16}$ G范围内的纯极向磁场叠加到初始（物质）平衡配置。当种子场是$10^{15}$ G或更高的几个部分时，所有演化的模型都显示出围绕恒星的低密度包层的形成。对于弱得多的磁场，没有观察到对物质演化的影响，而刚好低于抑制阈值的磁场被观察到减缓不稳定性的增长率。
2013-09-25 astro-ph.HE gr-qc
CR Driven Multi-phase Gas Formed via Thermal Instability
宇宙射线是环星系介质中的重要能量来源，它对环星系介质中多相气体的结构和动力学有重要影响。我们进行二维CR-磁流体动力学模拟研究CR在加速通过热不稳定性形成的多相气体中的作用。我们比较了由CR驱动的外流与由具有相等动量的热风驱动的外流。我们发现，由于非热压力的支持，CRs驱动的外流在冷气体和热气体之间产生较低的密度对比度，并产生更典型的云形态。虽然由于有效的冷却，热风中的夹带可以导致冷气体增加，但CR倾向于抑制冷气体的增长。这种抑制的机制取决于磁场强度，CRs通过不同的加速度来减少冷却或撕碎云层。尽管抑制了冷气体的增长，CR能够将冷云发射到观测到的速度而不会迅速破坏。CRs与多相气体之间的动力学相互作用对磁场强度也很敏感。在相对较强的场中，CR对于向冷气体的直接动量输入更为重要。在相对较弱的领域，CR主要通过加热来影响气体，这改变了气体压力。
2022-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical modelling of the lobes of radio galaxies in cluster environments II: Magnetic field configuration and observability
我们描述了三维磁流体动力学建模的强大的射电星系在现实的贫穷的集群环境。这种建模扩展了我们早期的工作作为其集群环境的函数的射电星系的流体力学考虑的磁场配置的叶片和其观测的后果，使用一个现实的模型的磁场在集群内介质，非常高的密度对比度的叶片和高的数值分辨率。我们确认，现在与一个现实的磁场模型，波瓣的无线电功率/线性尺寸图，强烈依赖于他们的环境有特征的轨迹。我们调查的详细演变的极化发射，显示出的瓣演变从最初的有序的场配置所施加的边界条件的纵向场来占主导地位。我们获得了偏振的模拟观测结果，其性质与观测结果定量一致。高度空间间歇性的磁场也再现了观察结果，即来自瓣的逆康普顿发射比同步加速器的要平滑得多。我们的模拟使我们能够研究外部介质对波瓣的去极化效应，从而证明我们所考虑的环境类型的法拉第去极化可以再现大样本的积分分数极化特性和所观察到的退波瓣的优先去极化。
2014-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Kinetic-MHD simulations of gyroresonance instability driven by CR pressure anisotropy
宇宙射线（CR）的传输对于理解几乎所有的高能现象都是至关重要的。既有大尺度磁流体动力学（MHD）湍流，也有通过等离子体不稳定性产生的局部湍流，这两种湍流对CR在天体物理介质中的传播都很重要。由CR压力各向异性触发的共振不稳定性在调节低能CR（$\lesssim 100$ GeV）在星际和星系团内介质（ISM和ICM）中的平行空间扩散中的潜在作用已经在以前的理论工作中被证明。本文旨在通过直接数值模拟研究陀螺共振不稳定性，以定量地获得波粒散射率。为此，我们采用一维PIC-MHD代码来跟踪陀螺共振不稳定性的增长和饱和。我们从模拟中提取的俯仰角扩散系数$D_{μμ}$产生的不稳定性在线性和饱和阶段，和一个非常好的协议（3倍内）被发现与准线性理论（QLT）预测的值。我们的研究结果支持QLT的适用性建模的低能量CRs的散射的回旋共振不稳定性，这种不稳定性和大规模的MHD湍流之间的复杂的相互作用。
2018-02-02 astro-ph.HE
Statistics of Gas Density, Velocity, and Magnetic Fields in Cool-Core Galaxy Clusters
本研究通过三维磁流体动力学模拟探究冷核星系团中心区域气体密度、速度与磁场的统计特性，发现速度涨落的标度关系及磁场调控的各向异性，并验证了SIG方法追踪磁场的有效性。
2025-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence Dynamo in Galaxy Clusters
通过对同步辐射和法拉第旋转的观测，已经证实了星系团中微高斯磁场的存在。它们是由团内介质（ICM）中的湍流运动通过小尺度发电机产生的。另一方面，一些巨大的射电遗迹显示了同步辐射偏振矢量的结构，在$\sim$ Mpc的尺度上组织，挑战集群磁场的湍流起源。与星际介质中的湍流不同，ICM中的湍流是亚音速的。在高度分层的背景下，当集群的分层形成过程中发生重大合并时，它会偶尔被驱动。为了定量地研究这种ICM环境中湍流发电机的特性，我们使用高阶精度的磁流体动力学（MHD）程序进行了一组湍流模拟。我们发现，如果把ICM的MHD描述扩展到$\sim$ kpc尺度，湍流发电机可以在宇宙年龄内从$10^{-15}$ G左右的原始种子场产生观测水平的团簇磁场。然而，极化矢量的高度有组织的结构，例如在香肠遗迹中观察到的那些，很难通过由磁场产生的磁场的冲击压缩来再现。这意味着巨型射电遗迹的建模可能需要在$\sim$ Mpc尺度上组织的预先存在的磁场。
2019-08-12 astro-ph.HE
Role of Cosmic Ray Streaming and Turbulent Damping in Driving Galactic Winds
由恒星反馈驱动的大规模星系风是影响星系动力学和化学演化的一种现象，在整个环星系介质中重新分配物质。来自银河系宇宙射线（CR）的非热反馈-超新星和年轻恒星中加速的高能带电粒子-可以影响风驱动的效率。流动的不稳定性限制了它们逃逸的速度。然而，在存在湍流的情况下，流动不稳定性受到抑制，这取决于由其Alfvén马赫数给出的湍流的磁化。虽然以前的模拟，依赖于一个简化的模型的CR运输表明，超阿尔夫文流的CR增强银河风，在本文中，我们考虑到一个现实的模型流抑制。我们进行三维磁流体动力学模拟的一段星系盘，发现湍流阻尼依赖于本地磁化的湍流星际介质（ISM）导致更多的空间扩展的气体和CR分布相比，早期的流计算，这些分布的尺度高度增加更强的湍流。我们的研究结果表明，恒星形成率的增加与ISM中的湍流水平。我们还发现，瞬时风的质量负载是敏感的本地流物理与质量负载显着下降的湍流强度的增加。
2019-09-12 astro-ph.HE
The XMAGNET exascale MHD simulations of SMBH feedback in galaxy groups and clusters: Overview and preliminary cluster results
本研究利用Frontier超算上的AthenaPK代码开展了高分辨率3D磁流体动力学模拟，探讨了冷气体触发的磁化AGN喷流反馈对星系团的自调节作用，发现强磁场能促进冷气体形成并影响湍流能谱。
2025-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Parameter Space Exploration of Galaxy Cluster Mergers II: Effects of Magnetic Fields
星系团中炽热的团内等离子体是弱磁化的。团簇之间的合并产生气体压缩和运动，这可以增加磁场强度。在这项工作中，我们进行高分辨率的非辐射磁流体动力学模拟的双星系团合并的磁场，检查这些运动的磁场配置和强度的影响，以及对气体本身的影响。我们的模拟样本的初始质量比和碰撞参量的参数空间。在合并的第一个核心通道期间，磁能通过气体压缩而增加。在此之后，剪切流产生暂时的，Mpc级的，强场的“细丝”结构。最后，磁场通过湍流而变得更强。磁场放大对于低质量比的合并是最有效的，但是具有大碰撞参量的合并可以通过剪切运动更多地增加磁能。磁场的放大在每次团簇合并的前两个核心通道之间最为有效。在第二次堆芯通过之后，该区域的磁能逐渐减小。一般来说，从气体运动到磁场的能量转移不足以对气体混合产生实质性影响，并因此导致团簇核心中出现熵的随后增加。在没有辐射冷却的情况下，这导致团簇核心中的磁场强度的总体降低。在这些区域中，最终的磁场是各向同性的，而在更大的半径处它可以是显著切向的。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Effects of Viscosity on Sloshing Cold Fronts in Galaxy Clusters
National Tsing Hua University（国立清华大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究通过模拟星系团合并过程，探讨粘性和磁场对冷前缘波动稳定性的影响，发现粘性和磁场共同抑制Kelvin-Helmholtz不稳定性，从而稳定冷前缘。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Unravelling Turbulence and Magnetic Fields in Galaxy Clusters with SKA and XRISM
Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan（水泽VLBI观测站，日本国立天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（天文学与天体物理学院，澳大利亚国立大学）；Department of Physics, Nagoya University（物理学系，名古屋大学）
该研究提出框架定量研究星系团ICM非热成分，利用XRISM测热ICM速度特性、SKA观测非热成分与磁结构，二者协同可直接多波长比较湍流与磁场特性，验证模拟预测，理解相关共同演化。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical modelling of the lobes of radio galaxies in cluster environments - III. Powerful relativistic and nonrelativistic jets
我们提出了两套强大的射电星系在恶劣的集群环境中的模拟结果，重点是射电瓣的形成和演变。一套模型使用相对论流体力学，另一套使用相对论磁流体力学;这两套模型都是为了涵盖一系列的喷气功率和速度。叶片的动力学被证明是在良好的协议与分析模型和以前的数值模型，确认在相对论制度，观察到的无线电波瓣的宽度可以解释，如果它们是由非常轻的射流。无论喷射功率、喷射速度或模拟类型如何，存储在射电波瓣中的能量与投入到星团内气体中的能量的比率都是相同的，这表明我们对这种类型的射电源对环境气体所做的工作有了很好的理解。对于最强大的喷流，我们有时会发现磁场的能量放大高达两倍，但大多数情况下，波瓣中的磁能与注入的磁能一致。我们证实了我们早先的结果，射流与环形注入的磁场，在叶中的字段主要是对准射流轴一旦叶是发达的，这将导致无线电通量的各向异性高达约两个成熟的来源的一个因素。我们重现151 MHz的光度和喷流功率之间的关系，在文献中分析确定。
2016-06-10 astro-ph.HE
Effects of Anisotropic Viscosity on the Evolution of Active Galactic Nuclei Bubbles in Galaxy Clusters
活动星系核喷流与星系团内介质的相互作用是制约超大质量黑洞对星系团内介质的反馈和供给的关键因素。关于活动星系核反馈的许多认识是从纯流体动力学模型中获得的，然而，这种近似是否适用于磁化的、弱碰撞的ICM需要严格地检验。例如，在流体动力学模拟中，活动星系核吹出的气泡很容易被流体不稳定性破坏，这使得很难解释观测到的气泡（如英仙座西北部的幽灵气泡）的一致性。为了研究磁张力和粘性在现实条件下是否可以保持气泡的完整性，我们进行了第一次Braginskii磁流体动力学模拟射流膨胀气泡在介质中与纠缠的磁场。我们发现，单独的磁张力是不够的，以防止气泡变形，由于大的速度剪切在早期阶段的演变。尽管在缠结磁场中未抑制的各向异性粘度可以具有与各向同性粘度类似的效果，但是当压力各向异性受到微观等离子体不稳定性的限制时，粘度的水平基本上受到限制，从而不能防止气泡变形，如在无粘性情况下。我们的研究结果表明，Braginskii粘度是不太可能的主要机制，抑制AGN气泡的流体不稳定性，它仍然是一个具有挑战性的任务，重现所观察到的平滑和连贯的气泡。由于ICM的动力学影响和加热严重依赖于气泡的形态，我们的研究突出了“微观物理”对AGN反馈过程的宏观性质的基本作用。
2019-09-16 astro-ph.HE
The Sunyaev-Zel'dovich effect of simulated jet-inflated bubbles in clusters
活动星系核的反馈对于调节星系团中心低熵气体的快速辐射冷却和降低中心椭圆星系的恒星形成率是必不可少的。自我调节的细节关键取决于AGN膨胀气泡的未知内容。活动星系核泡的Sunyaev-Zeldovich（SZ）信号的观测为我们提供了直接测量给定泡形态的波瓣电子压力的能力。在这里，我们计算SZ信号的射流膨胀的气泡在三维磁流体动力学模拟的星系团MS 0735.6 +7421的Arepo代码，并比较我们的合成SZ的结果与流行的建模方法得到的推论。我们发现，从一个双β压力剖面中切出椭球形气泡只与模拟中的内气泡边缘相匹配，并且不能解释气泡外的激波增强压力茧的排放。这一额外的贡献显著地提高了切割方法对于相对于视线具有小倾角的射流的精度。此外，动力学SZ效应的气泡，以前被忽视的贡献，成为相关的在这些较小的倾角，由于夹带和混合的集群内介质与低密度射流材料。幸运的是，在相反的波瓣中的动力学SZ信号的不同符号允许对这种效应进行建模。我们提出了一种近似的方法来确定射流倾角，它结合了射流功率和寿命估计，射流头和弓形激波之间的距离，以及动力学SZ效应，从而有助于正确推断气泡含量。
2018-12-17 astro-ph.HE
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part II: The Effectiveness of Anisotropic Thermal Conduction and Survival of Stripped Galactic Tails
模拟了团星系团内介质（ICM）与热日冕星际介质（ISM）气体之间的各向异性热传导。在早期的论文I（Vijayaraghavan & Sarazin 2017a）中，我们模拟了由于ISM和ICM之间的各向同性（可能饱和）传导导致的热ISM的蒸发。我们发现，热电晕蒸发$\sim 10^2$ Myr的时间尺度，显着短于$\sim 10^3$ Myr气体损失时间，由于冲压压力剥离。没有汽提气体的尾部形成。这与观察到的紧凑X射线日冕和剥离的ISM尾部的普遍存在和隐含的寿命相矛盾，并且需要抑制蒸发，这可能是由于磁场和各向异性传导。我们进行了一系列类似于论文I的风洞模拟，现在包括ISM和ICM磁场。我们模拟了一系列极端磁场配置的各向异性传导的效果：平行和垂直于ICM风，以及ISM和ICM之间的连续和完全不相交。我们发现，当传导是各向异性的，由于蒸发的气体损失是严重减少，整体气体损失率与各向异性的传导和没有不超过$10 - 20\%$不同。磁场还通过屏蔽防止被剥离的尾部在ICM中蒸发，并且为ICM和ISM之间的热传输提供很少的路径。星系尾流和尾流中的剥离尾和磁场形态对初始磁场位形很敏感。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Chandra observation and numerical studies of the nearest cluster cold front in the sky
我们提出了一个非常深的（500千秒）钱德拉观测的结果，随着定制的数值模拟，最近的，最好的解决集群冷锋在天空中，这是90千秒差距（19弧分）西北的M 87。锋面的北部看起来最尖锐，宽度小于2.5千秒差距（1.5库仑平均自由路径;置信度为99%）。沿着锋面的每一处，温度不连续性都窄于4-8 kpc，金属丰度梯度窄于6 kpc，表明扩散、传导和混合在界面上受到抑制。这样的传输过程可以被与冷锋对齐的磁场自然地抑制。有趣的是，磁流体动力学模拟的比较表明，为了保持所观察到的尖锐的密度和温度的不连续性，传导也必须抑制沿磁场线。然而，冷锋的西北部被观察到有一个非零的宽度。虽然其他的解释是可能的，扩大是与存在的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的长度尺度上的几个千秒差距一致。基于与模拟的比较，KHI的存在将意味着集群内介质的有效粘度被抑制超过一个数量级的各向同性斯皮策式温度依赖性粘度。在冷锋下，我们观察到比周围气体亮约10%的准线性特征，并且在投影中彼此分离约15 kpc。与定制的数值模拟的比较表明，观察到的现象可能是由于气体在冷锋下方的宽层中晃动而放大了磁场，其中磁压达到热压力的约5- 10%，从而降低了明亮特征之间的气体密度。
2015-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Alfven number for the Richtmyer-Meshkov instability in magnetized plasmas
用二维MHD模拟研究了Richtmyer-Meshkov不稳定性（RMI）的磁流体动力学演化。RMI被强磁场抑制，而如果种子场弱，则RMI将环境磁场放大许多数量级。我们已经发现，抑制和放大过程可以随着阿尔文数$R_A$的幅度连续地进行评估，阿尔文数的幅度被定义为RMI的线性增长速度与界面处的阿尔文速度的比率。当Alfvén数小于1时，作用在流体上的洛伦兹力显著减轻了RMI的不稳定运动，界面在此极限下稳定振荡。另一方面，如果是$R_A \gtrsim 1$，则表面调制由于RMI的生长而增加。磁场的最大强度增强到$R_A$的一个因子。这一临界特性是普遍的，与入射激波的初始马赫数、阿特伍德数、激波振幅甚至初始磁场的方向无关。
2021-07-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Fluctuation Dynamo in a Collisionless, Weakly Magnetized Plasma
本文给出了无碰撞、弱磁化等离子体中涨落发电机的数值研究结果。这个发电机和它的磁流体动力学（MHD）对应物之间的关键区别是由一个弱种子场的放大磁场对齐的压力各向异性的绝热生产。这反过来又驱动了离子拉莫尔尺度上的动力学不稳定性-也就是消防管和镜子-切断了热压力和磁压力之间的绝热联系，从而允许发电机继续运转。在由这些不稳定性驱动的快速增长的初始阶段之后，磁能呈指数增长，并表现出在电阻标度附近达到峰值的$k^{3/2}$谱，类似于大磁普朗特数（$\mathrm{Pm}\gg{1}$）MHD发电机。磁场自组织成一个折叠的片状拓扑结构，方向反转的电阻规模和磁场线弯曲的平行规模的流动。有效的$\mathrm{Pm}$取决于离子拉莫尔标度是高于还是低于场反转标度：在前一种情况下，粒子经历玻姆样扩散;在后一种情况下，粒子主要散射离开位于磁褶皱末端的消防水管波动，粘度变得各向异性。磁场最终在动力学强度下饱和，其谱峰向更大尺度迁移。这个特征，加上磁场强度和磁力线曲率的反相关性，以及磁片逐渐变薄成带状，类似于大型$\mathrm{Pm}$发电机的饱和状态，主要区别体现在消防水管/镜像不稳定区域。这些结果对磁场在弱碰撞的星系团内介质中的增长具有一定的意义。
2018-07-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Anisotropic Thermal Conduction as a Driver of Jet Collimation and Magnetic Field Amplification on Cold Fronts
Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（SOKENDAI 高级研究研究生院）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）
研究通过二维MHD模拟探讨了各向异性热传导如何影响喷流形态和磁场结构，发现热传导可增强喷流聚焦并放大磁场，为理解团块合并环境中的喷流和磁场提供新视角。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sloshing of the Magnetized Cool Gas in the Cores of Galaxy Clusters
对许多星系团的X射线观测揭示了表面亮度和温度的边缘，即所谓的“冷锋”。在具有冷核心的松弛星系团中，这些边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这些边缘的光滑度被解释为“覆盖”在前表面周围的磁场的稳定效果的证据。为了验证这一假设，我们进行了高分辨率的磁流体力学模拟磁化气体晃动的星系团开始遇到子团。我们超越了以前的工作模拟冷锋在一个磁化的团内介质模拟他们的形成在现实的，理想的合并与高分辨率（Δx ~ 2 kpc）。我们的模拟样本的参数空间的合理的初始磁场强度和磁场配置。在模拟中，我们观察到强大的速度剪切与冷锋放大沿冷锋表面的磁场，增加这些层的磁场强度的数量级，并提高磁压在某些情况下接近均分与热压力。在这些层中，磁场变得足够强大，以稳定冷锋对开尔文-亥姆霍兹不稳定性，导致尖锐，平滑的前锋，在观察真正的集群。这些磁场也导致了对集群中高熵和低熵气体混合的强烈抑制，这在我们对没有磁场的合并的模拟中可以看到。因此，由于晃动而对核心的加热是非常适度的，并且无法避免冷却灾难。
2011-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Turbulent dynamo in a collisionless plasma
磁场遍布整个宇宙，影响着从宇宙到行星尺度的天体物理系统的形成和演化。银河系外磁场的产生和动力学放大贯穿宇宙时间，达到附近星系团报告的$μ$高斯水平，接近等离子体运动的动能均分，尺度至少为数十千秒差距，这是一个主要的难题，基本上不受观测的约束。在这种情况下，经常会引用发电机效应将动能转化为磁能，然而河外等离子体是弱碰撞的（与磁流体力学流体相反），并且在这种等离子体中是否可能通过有效的湍流发电机不稳定性来实现磁场增长和维持还没有确定。在六维相空间中的弗拉索夫方程的完全动力学数值模拟回答这个问题所必需的，直到最近仍然超出计算能力。在这里，我们通过这样的模拟表明，磁场放大通过发电机不稳定性发生在随机驱动的，非相对论性的亚音速流最初未磁化的无碰撞等离子体。我们还发现，发电机自加速，并成为纠缠与动力学不稳定性的磁化强度增加。结果表明，这样的等离子体发电机可能在实验室实验中实现，支持的想法，即集群内介质（ICM）湍流可能显着有助于放大集群磁场近均分水平的时间尺度短于哈勃时间，并强调多尺度动力学物理在高能天体物理等离子体的关键作用。
2016-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.flu-dyn
Fluctuation dynamo in a weakly collisional plasma
宇宙磁场的湍流放大取决于宿主等离子体的材料性质。在许多热的、稀薄的天体物理系统中，如星系团的团内介质（ICM），粒子间碰撞的罕见性使得偏离局部热力学平衡。这些偏离对等离子体运动施加各向异性粘性应力，抑制其拉伸磁场线的能力。本文利用磁流体力学（MHD）方程组，考虑场平行粘性（Braginskii）应力，对弱碰撞等离子体中的涨落发电机进行了数值研究。当应力被限制在与由消防水管和镜像不稳定性调节的压力各向异性相一致的值时，Braginskiii-MHD发电机在很大程度上类似于它的MHD对应物。相反，如果平行的粘性应力保持不变--这种情况与最近波动发电机的动力学模拟和磁化ICM中发电机的早期阶段有关--发电机改变其特性，放大磁场，同时表现出大普朗特数（${\rm Pm}\gtrsim{1}$）MHD发电机饱和状态的许多特性。我们构建了一个分析模型的Braginskiii-MHD发电机在这个政权，成功地匹配磁能谱。这个模型的预测，证实了我们的模拟，是一个Braginskiii-MHD等离子体没有压力各向异性限制器将不支持发电机，如果垂直和平行的粘度的比例太小。该比率反映了场线拉伸和混合的相对允许速率，后者促进了磁场的电阻耗散。在所有的情况下，确实表现出发电机，所产生的磁场被组织成褶皱，坚持到饱和状态和偏置的混沌流，以获得尺度相关的光谱各向异性。
2020-07-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the Efficiency of Thermal Conduction in Galaxy Clusters
星系团拥有一个大型的扩散等离子体库，具有径向变化的温度分布。由于湍流和磁场的存在，团簇内介质（ICM）的热传导效率变得非常复杂。以往的研究表明，在星系团的外部区域发展的磁热不稳定性将驱动磁场线优先径向，导致沿径向方向的有效传导。使用一系列球对称模拟，在这里，我们研究了热传导对三个大质量星系团外部区域温度分布的影响，发现热传导大大改变了ICM温度分布。在3 Gyr内，典型半径$0.3r_{500}$处的气体温度通常下降约10 - 20%，并且$0.3r_{500}$和$r_{500}$之间的平均温度斜率下降约30 - 40%，这表明在存在热传导的情况下，观察到的ICM不会保持在长期平衡态。然而，X射线观测表明，大质量星团的外部区域具有非常相似的径向下降温度分布，这表明它们应该是相当稳定的。因此，我们的研究表明，沿径向方向的有效传导率必须被抑制低于斯皮策值的10倍或更多，除非额外的热源抵消传导冷却，并保持所观察到的温度分布。我们的研究为动力镜或哨声不稳定性抑制低碰撞等离子体中沿磁场线的平行传导提供了确凿的证据。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Effect of Anisotropic Viscosity on Cold Fronts in Galaxy Clusters
冷锋-星系团的团内介质（ICM）中的接触不连续性-由于相关的剪切速度，应该被开尔文-亥姆霍兹（K-H）不稳定性破坏。然而，许多观测到的冷锋似乎稳定。这开启了对稳定它们的微物理机制（例如ICM粘度和/或磁场）施加约束的可能性。我们进行了探索性的高分辨率模拟冷锋所产生的亚音速气体晃动在集群核心使用网格为基础的雅典娜MHD代码，比较各向同性斯皮策和各向异性Braginskii粘度（预计在磁化等离子体）的影响。磁化模拟与全Braginskii粘度或各向同性Spitzer粘度减少了一个因子f~0.1都在定性与观测的抑制K-H不稳定性。晃动区域内的湍流的RMS速度仅适度地被Braginskii粘度减小。我们还进行了非磁化模拟和无粘性，发现磁场的冷锋的外观有很大的影响，即使初始场是弱的，粘度是相同的。这表明，通过与模拟的比较，从X射线观测（例如粘性或磁场）确定给定冷锋的主要抑制机制并不简单。最后，我们进行了模拟，包括各向异性的热传导，并发现，包括Braginskii粘度在这些模拟中不会显着影响冷锋的演变，他们迅速涂抹的热传导，在无粘的情况下。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the origin of the scatter broadening of fast radio burst pulses and astrophysical implications
快速射电暴（FRB）被认为是河外源，它可以探测星系际介质（IGM）及其宿主星系的湍流。为了解释所观察到的毫秒脉冲所造成的散射加宽，我们研究了各种可能的模型，在IGM和宿主星系介质中的电子密度波动。我们发现，短波占主导地位的幂律谱的密度，这可能会出现在高度超音速湍流与显着的本地致密结构的冲击压缩气体在主机星际介质（ISM），可以产生所需的密度增强在足够小的尺度来解释的散射时间尺度的FRB。这意味着，一个居住在一个星系中的FRB与有效的恒星形成的行动往往有一个加宽的脉冲。在不同的湍流和散射状态下，主星系中散射时间与色散测度（DM）的标度是不同的。宿主星系可能是散射增宽的主要来源，但只占总DM的一小部分。我们还发现，片状结构的密度在主机ISM与折叠磁场在粘性为主的制度磁流体动力学（MHD）湍流不能引起强散射。此外，IGM湍流的密度和磁场的详细空间结构，可以从观察到的FRB的散射时间尺度的有价值的见解。我们的结果有利于抑制微等离子体不稳定性和碰撞MHD描述的湍流性质的有效性在无碰撞IGM。
2016-10-02 astro-ph.HE
Constraining turbulence and conduction in the hot ICM through density perturbations
使用3D高分辨率的流体动力学模拟，跟踪电子和离子，我们研究了湍流和传导的影响，在热的团内介质。我们展示了如何的气体密度扰动的功率谱可以准确地约束这两个过程。当A（k）_max = 0.25 M时，密度扰动的特征振幅与湍流强度（即三维马赫数）呈线性关系。A（k）的斜率反过来反映了传导水平。在非导电介质中，亚音速搅拌运动平流密度与类似的近Kolmogorov级联。增加传导（通过磁抑制f = 0.001-1）逐渐陡峭的频谱向汉堡样制度。湍流普朗特数定义了流动的动力学相似性;在Pt < 100的尺度下，频谱出现显著衰减。对于高度抑制的传导，f < 0.001，过渡是温和的，而在相反的状态下是尖锐的。对于强导电性（f > 0.1），Pt ~ 100出现在大于注入尺度的空间尺度上。速度谱反而不太受传导的影响。f > 0.1区域影响X射线图像的外观，其中Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor卷和细丝被洗掉。在分层系统中，弱/强湍流诱导较高的等压/绝热波动，而传导力的两种模式朝向中间等温制度。我们提供了一个一般的解析拟合适用于新的深钱德拉观测后发座。所观察到的光谱与强烈抑制的有效各向同性传导（f = 0.001）和轻度亚音速湍流（M = 0.45）（注入约250 kpc）最一致。低传导率证实了ICM中尖锐特征（冷锋、细丝、气泡）的存在，并表明冷却流可能无法通过传导平衡。
2013-10-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of the type 2 QSO in the central galaxy of the Phoenix cluster
本文报道了\Suzaku /XIS和HXD以及\Chandra /ACIS-Ⅰ对凤凰星系团在$z=0.596$红移处X射线谱的计算结果。利用低温等离子体（$\sim3.0$ \，keV和$\sim0.76$ \，solar）和高温等离子体（$\sim11$ \，keV和$\sim0.33$ \，solar）的辐射，很好地再现了团内介质（ICM）的光谱，前者局限于团核，而后者则分布在团的整个区域.除了这些ICM的排放量，强烈吸收的幂律成分被发现，这是由于在集群中心的活动星系核（AGN）。活动星系核的吸收柱密度为$\sim3.2\times10^{23}$，cm $^{-2}$，亮光度为$\sim4.7\times10^{45}$，ergs，s $^{-1}$（2- 10 keV）。此外，首次发现了中性铁（\ion{Fe}{1}）K壳层线，其在静止坐标系下的等效宽度（EW）为$\sim150$ \，eV. \ion{Fe}{1}线的柱密度和EW对于这样高光度的活动星系核来说是非常大的，因此活动星系核被归类为2型类星体（QSO）。我们推测，ICM冷却气体的重要部分将消耗维持环面和激活2型类星体。凤凰星团在中央星系有一个巨大的恒星暴增，表明冷却流的抑制效果不太好。这可能是因为最近活动星系核反馈的开始是最近发生的，它还没有生效。或者，活动星系核的反馈主要是在辐射模式，而不是在动力学模式和环面…
2013-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Models of magnetic-field evolution and effective viscosity in weakly collisional extragalactic plasmas
在弱碰撞的河外等离子体中，如团内介质，粘性应力和磁场强度的变化率与局部压力各向异性成正比，因此受到压力各向异性驱动镜和消防水龙带不稳定性的约束，并由局部瞬时等离子体β控制。这种等离子体的动力学与传统的MHD流体截然不同。等离子体预计将保持在局部的边缘状态相对于不稳定性，但它如何做到这一点是一个悬而未决的问题。研究了两种磁场演化模型。在第一种情况下，通过抑制场的变化率来实现边缘性。在第二种情况下，不稳定性引起异常碰撞，将压力各向异性降低到边缘-同时降低粘度，从而增加湍流应变率。这些模型的影响进行了研究，在一个简化的0 D设置。在第一个模型中，该领域的爆炸性增长，但在一个时间尺度上的规模与初始β，而在第二，动态场强可以达到一个大规模的湍流翻转时间，无论初始种子。这两种模型都产生非常间歇的磁场。两者的适用性都受到很大的限制：对于典型的团核条件，流体运动和微尺度波动之间的尺度分离在β ~10^5-10^4之间破裂。在较大的β（较弱的领域），一个完全无碰撞的等离子体发电机理论是必要的，以证明从一个微小的原始种子场的增长。然而，这里讨论的模型是适当的研究目前观察到的字段的结构，以及大规模的动力学和热力学的磁化ICM或类似的稀释天体物理等离子体。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE nlin.CD
