Dynamical stability of a thermally stratified intracluster medium with anisotropic momentum and heat transport
在弱碰撞等离子体中，如团内介质（ICM），热量和动量输运相对于局部磁场方向变得各向异性。各向异性热传导导致慢磁声波在重力方向温度升高时发生磁热不稳定性（MTI），在重力方向温度降低时发生热流驱动浮力不稳定性（HBI）。伴随这些不稳定性的磁场强度的局部变化引起压力各向异性，其对平行于磁场的运动进行粘性阻尼。在本文中，我们采用了线性稳定性分析，以阐明各向异性粘度（即布拉金斯基压力各向异性）的MTI和HBI的影响。通过抑制磁场线的会聚/发散，压力各向异性显著影响ICM如何与温度梯度相互作用。依赖于磁场线的会聚/发散产生不稳定浮力运动（HBI）的不稳定性在大部分波数空间上被抑制，而那些以其他方式被场线会聚/发散（MTI）阻碍的不稳定性被加强。因此，HBI在ICM中基本上未被抑制的波数具有太小的平行分量，不能严格地被认为是局部的。当磁场变得越来越与温度梯度正交时，这一点尤其正确。相反，增长最快的MTI模式不受各向异性粘度的影响。然而，我们发现，各向异性的粘度夫妇慢，阿尔芬波在这样一种方式，以不稳定的阿尔芬波动时，温度在重力的方向上增加。因此，许多以前被认为是MTI稳定或缓慢增长的波数实际上是最不稳定的。（节略）
2011-06-20 astro-ph.HE
The interaction between rising bubbles and cold fronts in cool core clusters
我们调查是否在英仙座星系团的核心旋转冷锋影响了外部浮力气泡，起源于中央星系NGC1275的活动星系核的射流。内部气泡和外部南方气泡位于通过核的南北轴上，而外部北方气泡似乎与该轴旋转了约45度。详细的相互作用的数值模拟表明，外北方气泡可能已被推动顺时针占其目前的位置。考虑到冷核心集群中冷锋的常见情况，我们提出了这样一种可能性，即在这种环境中缺乏许多清晰的外部气泡可能是由于冷锋的破坏。
2021-06-07 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
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
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
Intracluster Medium reheating by relativistic jets
星系喷流是重新加热星系团内部介质的强大能量源。它们在宇宙之谜中的关键作用是由观测激发的，已经通过大量的数值模拟建立起来，这些模拟忽略了这些喷流的相对论性质。我们提出了第一个相对论模拟非常长期的现实银河系喷流的演变。出乎意料的是，我们的结果显示没有浮力气泡，但大茧区与所观察到的X射线腔兼容。再加热比以前的方案更有效，更快，它是由喷流驱动的冲击波产生的，它存活了几百万年。因此，由强大的相对论喷流产生的星团中的X射线空洞将在极长的时间内被微弱的冲击所限制，其检测可能是一个观测挑战。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Structure of magnetic fields in intracluster cavities
对星系团的观测显示，X射线空洞无处不在，推测是由活动星系核喷流吹出的。我们考虑这些腔的磁场结构。稳定性要求它们包含环形和极向磁场，而实际的配置应该在边界上有消失的磁场。对于非磁化等离子体中的轴对称结构，磁泡表面极向和环向磁场分量的连续性需要求解具有狄利克雷和诺依曼边界条件的椭圆梯度-沙夫诺夫方程。这导致了一个双本征值问题，与压力梯度和环形磁场的气泡的半径。我们已经找到了完全解析的稳定解。这一结果得到了数值模拟的证实。我们提出了合成的X射线图像和同步辐射发射轮廓，并评估辐射穿过气泡的旋转措施。
2010-08-31 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cosmic-ray confinement in radio bubbles by micromirrors
本文提出利用 ICM 中微镜增强宇宙射线散射，解释射电气泡长距离浮力上升时仍能约束高能宇宙射线并维持其形态。
2024-04-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Parametric Study of Flow Patterns behind the Standing Accretion Shock Wave for Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们进行三维流体动力学模拟系统地调查吸积激波，通常形成在核心坍缩超新星的反弹后阶段后面的流动模式。添加小扰动的球对称，稳定，冲击吸积流，我们计算随后的演变，找到什么样的流型出现的流体动力学不稳定性，如对流和站立吸积激波不稳定性（SASI）的结果，为不同的中微子光度和质量吸积率。根据这两个控制参数，确实实现了各种流型。我们将它们分为三种基本模式和两种中间模式：前者包括晃动运动（SL），螺旋运动（SP）和多浮泡形成（BB）;后者包括螺旋运动与气泡形成（SPB）和螺旋运动与脉动变化的旋转速度（SPP）。虽然冲击后的流动是高度混乱的，但在图案实现中有明显的趋势。晃动和螺旋运动往往是占主导地位的高吸积率和低中微子光度，和多个浮力气泡占主导地位的低吸积率和高中微子光度。有趣的是，在临界光度附近的半非线性和非线性相位之间的主导模式并不总是相同的;在后一种情况下实现了中间情况。运行几个不同的随机扰动的模拟，我们确认，在大多数情况下，流动模式的实现是强大的。
2014-03-19 astro-ph.HE
Effects of the variability of the nucleus of NGC1275 on X-ray observations of the surrounding intracluster medium
活动星系NGC 1275位于英仙座星系团的中心，英仙座星系团是天空中最明亮的X射线星系团。在过去的几十年里，原子核显示出很大的变化。我们编制了一个光变曲线的X射线发射覆盖约40年，并表明明亮的阶段，1980年左右解释了为什么内部的X射线泡没有看到在与爱因斯坦天文台拍摄的图像。到1992年，当ROSAT HRI的图像导致他们的发现时，通量已经大大下降。自2000年钱德拉首次拍摄到照片以来，该星系核显示出缓慢的X射线上升。如果它变亮到1990年以前的水平，那么ASTRO-H的X射线吸收光谱可以揭示内部气泡周围受冲击气体的速度结构。
2015-05-14 astro-ph.HE
The splash beneath the largest radio bubble in a cluster core
School of Physics & Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学学院）；ICRAR, University of Western Australia（西澳大利亚大学ICRAR）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马普地外物理研究所）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论物理与天体物理学系）
研究通过XRISM观测Ophiuchus星团，发现最大无线电气泡后方的湍流和整体运动，揭示了气泡轨迹倾斜及湍流能不足以阻止快速冷却的现象。
2026-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
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
Energetics of AGN Feedback
School of Natural Sciences, University of Tasmania（塔斯马尼亚大学自然科学学院）；International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）
本研究针对将AGN反馈纳入宇宙学模拟的计算难题，基于RAiSE模型提出分析框架，揭示两种反馈机制的空间分布差异，发现其加热率可抵消多数星系团的辐射冷却，为下一代模拟提供基础。
2026-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Confinement and diffusion time-scales of CR hadrons in AGN-inflated bubbles
虽然富星系团是X射线的强大来源，但这些大型宇宙结构的伽马射线发射尚未被探测到。在松弛的星系团的中心区域，X射线辐射能量的损失是如此之强，以至于人们需要考虑特殊的能量来源，可能是活动星系核的反馈，以抑制气体的灾难性冷却。我们考虑一个活动星系核的反馈模型，假设活动星系核通过膨胀相对论等离子体的气泡向气体提供能量，其能量含量主要由宇宙射线（CR）强子决定。如果这些强子中的大多数都能迅速逃离气泡，那么CRs与团内介质（ICM）中的热质子的碰撞应该会导致强烈的伽马射线发射，除非CRs的快速扩散将它们从团中移除。因此，缺乏现代伽马射线望远镜的探测限制了CR强子在气泡中的约束时间和ICM中的CR扩散传播。
2017-07-17 astro-ph.HE
Precessing jets and X-ray bubbles from NGC1275 (3C84) in the Perseus galaxy cluster: a view from 3D numerical simulations
英仙座星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，在射电波长上也有千秒差距尺度的扭曲喷流;这两种形态都表明活动星系核喷流是受岁差影响的。在这项工作中，我们进行了3D流体动力学模拟的进动AGN喷流和温暖的团内介质等离子体之间的相互作用，动力学耦合到NFW暗物质引力势。活动星系核的喷流使空洞膨胀，空洞变得非常不稳定，并从星系团核心升起。我们发现，在某些情况下，岁差可以产生多对泡沫。对于英仙座星系团的物理条件，在喷流进动张开角> 40度的情况下，获得了多对气泡，至少作用了三个进动周期，很好地再现了射电和X射线图。在此基础上，假设Bardeen-Peterson效应占主导地位，我们研究了该系统的进动张开角的演化。我们能够限制吸积盘和黑洞角动量之间的比值为0.7 - 1.4。我们还能够将目前的岁差角限制在30 - 40度，以及膨胀气泡的近似年龄为1亿至1亿5千万年。
2010-03-11 astro-ph.CO 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
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
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
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
Partitioning the Outburst Energy of a Low Eddington Accretion Rate AGN at the Center of an Elliptical Galaxy: the Recent 12 Myr History of the Supermassive Black Hole in M87
M87是室女星系团中心的活跃星系，是研究超大质量黑洞（SMBH）与高温、富含气体环境相互作用的理想对象。钱德拉对M87的深层观测显示出一个近似圆形的激波阵面（投影半径为13 kpc），它是由中心空腔（填充有相对论性射电发射等离子体的SMBH）的膨胀驱动的，投影半径为$\sim$ 1.9 kpc。我们结合X射线和无线电观测M87的冲击模型的约束，推导出的属性的爆发，创造了13千秒差距的冲击。该模型的主要约束条件是：1）测得的马赫数（$M$ $\sim$ 1.2），2）13 kpc激波的半径，3）作为活塞驱动激波的中心空腔/气泡（射电明亮茧）的观测尺寸。我们发现一个大约1200万年前开始并持续了$\sim$ 200万年的$\sim$ 5 $\times$ $10^{57}$尔格的爆发符合所有的约束条件。在这个模型中，$\sim$ 22%的能量在激波膨胀时由激波携带。剩余的$\sim$ 80%的突出能量可用于加热核心气体。超过一半的总爆发能量最初进入中央气泡的焓，无线电茧。当浮力气泡上升时，它的大部分能量被转移到周围的热气体中。对于一个重复率约为1200万年（爆发的年龄）的爆发，80%的爆发能量足以平衡辐射冷却。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
A diffuse bubble-like radio-halo source MRC 0116+111: imprint of AGN feedback in a low-mass cluster of galaxies
我们提出了详细的观测MRC 0116+111，揭示了一个明亮的，迷你无线电晕的直径约240千秒差距位于中心的星系团在红移z = 0.131。我们的光学和多波长GMRT和VLA射电观测揭示了一个非常不寻常的射电源：显示了一对巨大的（直径约100 kpc）气泡状漫射结构，这比在M87中观察到的类似扩展射电发射大三倍-M87是室女星系团中占主导地位的中央射电星系。然而，在MRC 0116+111中，我们没有探测到任何正在进行的活动星系核（AGN）活动，例如致密的核心或活跃的射电喷流为等离子体气泡提供能量。射电发射相对论粒子和磁场很可能是由一对起源于中央cD星系活动星系核的射电喷流在过去播下的种子。位于离星团中心约100千秒差距的西北方气泡的高频无线电频谱非常陡峭，表明辐射损失，可能是因为已经分离，它正在迅速上升并远离假定的热星团内介质。另一个气泡，更接近星团中心，显示出正在进行的粒子再加速的迹象。我们估计，使这两个气泡膨胀的射电喷流也可能向星团内介质提供了足够的能量，以创造一个巨大的空腔和激波阵面系统，并从活动星系核中驱动大量外流，这可能会抵消甚至淬灭冷却流。因此，这个来源提供了一个很好的机会，了解在热集群大气中的无线电射流膨胀等离子体气泡的能量和动力学演化。
2009-07-09 astro-ph.CO 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
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
Re-Acceleration of Fossil Electrons by Shocks Encountering Hot Bubbles in the Outskirts of Galaxy Clusters
已知星系团中存在许多具有射电喷流的活动星系，这些射电喷流可以在团内介质（ICM）中膨胀形成具有相对论电子的射电泡。有人认为，化石相对论电子包含在残余泡沫从灭绝的射电星系可以重新加速到无线电发射能量的合并驱动的冲击通过扩散冲击加速（DSA），导致诞生的射电遗迹中检测到的集群。在这项研究中，我们假设这样的气泡主要包括从周围介质中夹带的热气体和动态无关紧要的相对论电子量。我们还考虑了几个现实的模型，在集群外围的磁场，包括ICM领域的规模与气体密度为$B_{\rm ICM}\propto n_{\rm ICM}^{0.5}$。然后，我们进行时间相关的DSA模拟的球形冲击，运行到一个较低的密度，但较高的温度气泡的比例$n_{\rm b}/n_{\rm ICM} \approx T_{\rm ICM}/T_{\rm b}\approx 0.5$。我们发现，在所考虑的情况下，气泡内部的激波速度增加了约20%，而马赫数减小了约15%。在这个再加速模型中，观测到的射电遗迹的性质，如射电通量，光谱指数，和综合频谱将主要取决于种子相对论电子和磁场轮廓以及冲击动力学的存在。因此，了解活动星系核如何在ICM中沉积化石电子，以及激波后下游磁场如何演化，对射电遗迹的详细模拟至关重要。
2018-12-14 astro-ph.HE
The nature and energetics of AGN-driven perturbations in the hot gas in the Perseus Cluster
松弛的星系团的核心经常受到活动星系核的扰动。他们的钱德拉观测揭示了丰富的结构引起的冲击，亚音速气体运动，气泡的相对论等离子体，在本文中，我们确定的性质和能量含量的气体波动英仙座核心探测的统计特性的发射率波动印在软，硬波段X射线图像。内区~ 8-70 kpc尺度扰动总方差的80%左右具有等压性质，即，与处于与周围介质压力平衡的气体的缓慢位移一致。观测到的方差转化为非热能与热能的比值，约为13%。在弱“涟漪”为主的区域，约一半的总方差也与尺度约为几十千秒差距的等压扰动有关。如果这些等压扰动是由气泡的上升引起的，那么这些结果表明，活动星系核注入的大部分能量应该首先进入气泡，而不是进入激波。通过对英仙座大气中激波传播的模拟，我们发现，再现中心激波观测特征的模型具有与气泡焓相关的活动星系核注入能量的50%以上，只有约20%被激波带走。这样的能量分配是一致的活动星系核反馈模型，介导的相对论等离子体气泡，并支持气体加热和辐射冷却之间的平衡湍流的重要性。
2016-01-11 astro-ph.HE
AGN jet feedback on a moving mesh: lobe energetics and X-ray properties in a realistic cluster environment
来自最亮星系团中活动星系核的喷流反馈在调节团内介质的冷却过程中起着重要作用。虽然观测和理论表明喷流叶内的能量平衡了ICM的辐射损失，但与ICM的能量通信方式仍不清楚。我们提出了非常高的分辨率活动星系核驱动的喷气发动机在一个活的，宇宙学的星系团，在移动网格代码AREPO的模拟。当喷流通过ICM传播时，它的大部分能量，最初是以动能的形式，通过内部激波迅速热化，并使非常热的气体膨胀。喷流有效地加热了星团核心，$PdV$功和天气辅助的混合是从叶瓣到ICM的能量传递的主要通道，而强激波和湍流是次要的。我们还提出了详细的模拟X射线地图在不同阶段的演变，揭示了明确的腔周围的X射线明亮的轮辋，与叶可检测到长达$\sim 10^8$年，即使当磁披覆是无效的。我们发现，在集群中的批量运动可以显着影响波瓣传播，抵消他们从射流方向，并赋予批量速度，可以占主导地位的conventantly上升的运动。
2019-10-16 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
What fraction of the density fluctuations in the Perseus cluster core is due to gas sloshing rather than AGN feedback?
钱德拉对英仙座星系团核心的深层观测显示了过多的复杂结构。已经发现，当观测到的团内介质的密度波动被转换为对活动星系核诱导的湍流的约束时，所产生的湍流加热率足以平衡整个中心220kpc的局部冷却。然而，虽然活动星系核反馈的特征（膨胀的气泡）在X射线图像中占主导地位的中心60千秒差距，超过这个半径，团内介质越来越多地受到气体晃动的影响，这也会产生X射线表面亮度的微妙变化。我们使用模拟钱德拉观察气体晃动模拟调查所观察到的密度波动的英仙座星系团的核心部分可能源于晃动，而不是AGN诱导的反馈。在60kpc外，我们发现所观察到的密度波动水平与仅由晃动产生的密度波动水平大致一致。如果是这样的话，活动星系核产生的湍流很可能不足以对抗60千秒差距以外的冷却。
2018-08-30 astro-ph.HE
Explaining the Energetic AGN Outburst of MS0735+7421 with Massive Slow Jets
通过进行轴对称流体动力学数值模拟（2.5维代码），我们表明，缓慢，大规模，宽射流可以重现星系团MS 0735 +7421中的巨大的X射线缺陷气泡对的形态。由气泡对和冲击波中的能量组成的射流的总能量被McNamara等人（2009）进行的观测限制为~10^{62}erg。我们发现，两个相对的喷流是活跃的~ 100 Myr，每个发射半开角~70度，初始速度~0.1c，和两个喷流的总质量损失率~100 Mo/年，可以解释所观察到的形态。可以使用快速旋进的窄射流来代替宽射流。在我们的模型中，星团在大约1亿年前遭受了一次冷却灾难。大部分被冷却的质量，~10^{10} Mo，被AGN活动驱逐回团内介质（ICM），现在在气泡内，~10%形成恒星，~10%的冷气体被中心黑洞吸积，是爆发能量的来源。这种类型的活动类似于预期在星系形成中发生的活动。
2009-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
A radio bubble shredded by gas sloshing?
本文通过LOFAR和XMM-Newton数据研究星系团Abell 2657中的分叉射电弧，提出其可能是一个被气体晃动拉伸撕碎的射电气泡，并发现其中嵌有类似非热丝状结构的细窄平行辐射丝。
2023-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Quiescent Intracluster Medium in the Core of the Perseus Cluster
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，并且仍在形成中。因此，它们是宇宙学参数和许多天体物理过程的重要探测器。对弥漫的热气动力学的了解是一个关键的缺失因素，热气在星团中的质量上占主导地位。它可以使新的见解机械能注入的中央超大质量黑洞和使用流体静力学平衡的决定集群质量。来自英仙座星系团核心的X射线是由充满其引力势阱的5000万K弥散热等离子体发射的。中央星系NGC 1275的活动星系核将喷射的能量注入周围的星系团内介质，产生充满相对论等离子体的浮力气泡。这可能会引起星系团内介质的运动，并加热内部气体，防止辐射冷却失控;这一过程被称为活动星系核反馈。在这里，我们报告了Hitomi对英仙座星团核心的X射线观测，它揭示了一个非常安静的大气层，在距离中央核30-60 kpc的区域内，气体的视线速度色散为164+/-10 km/s。在60 kpc的星系团核心图像上发现了150+/-70 km/s的视线速度梯度。气体中的湍流压力支持是热力学压力的4%或更少，大尺度剪切最多是估计的两倍。我们推断，从流体静力平衡在中心区域确定的总集群质量需要很少的湍流压力校正。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spiral flows in cool-core galaxy clusters
我们认为，大量的螺旋流是无处不在的冷核心（CC）的集群和星系群。这种流动是衡量的螺旋功能的热和化学性质的星系团内的介质，由多相性的CC，并通过X射线边缘称为冷锋。我们分析表明，分段螺旋前的观测对CC施加了很强的约束，这意味着存在一个冷的，快速的流动，它传播下面的热，慢流入，分离缓慢旋转，拖尾，准螺旋，切向不连续表面。这导致了接近对数的螺旋图案、两相等离子体、ρ \sim r^{-1}密度（或T \sim r^{0.4}温度）径向轮廓和~ 100 kpc大小，这是CC的特征。通过平流输送热量和混合气体，这种流动可以消除冷却问题，只要反馈机制调节流量。特别是，我们提出了一个准稳态模型的吸积淬火，复合流，其中的快相是流出，调节活动星系核气泡，再现所观察到的低恒星形成率和解释的一些功能，如他们的R_b \propto r大小的气泡。最简单的双组分模型再现了CC的几个关键特性，因此我们建议所有这些核心都具有螺旋流。我们的结果可以在未来几年内直接进行测试，例如ASTRO-H。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Powering of H$α$ filaments by cosmic rays
星系团的冷核具有线状发射丝网络。这些暗条被认为是通过活跃星系核（AGN）气泡从星系团中心抬升冷气体，或通过热的团内介质（ICM）中的局部热不稳定性产生的。因此，这些暗条要么是活动星系核反馈的信号，要么是超大质量黑洞的馈送信号。尽管其特征在于非常短的冷却时间，细丝是显著的H $α$发射体，这表明某些过程连续地为这些结构提供动力。许多冷的核心都有弥漫的射电小晕和活动星系核注入的射电等离子体，这表明宇宙射线和磁场存在于ICM中。我们认为，阿尔文波的激发CR流，CR能量的补充，通过吸积到高等离子体- $β$ ICM的特点是低CR压力支持的细丝，可以提供足够的热量的功率和维持这些细丝的发射。这种机制不需要CR穿透细丝，即使细丝与周围的ICM磁性隔离，并且它可以与细丝是从中心疏浚还是在ICM中原位形成无关地操作。这幅图与冷灯丝中看到的非热谱线比率定性一致。未来对XARM，Lynx或Athena的铁线复合体的X射线观测可以通过对正在冷却和吸积到细丝上的热等离子体中的CR量提供限制来帮助测试这个模型。
2018-03-27 astro-ph.HE
