The complex interplay of AGN jet-inflated bubbles and the intracluster medium
使用SWIFT代码模拟AGN喷流气泡与ICM的相互作用，发现晚期能量以引力势能为主，反馈主要通过气体位移和抬升低熵细丝降低中心密度并延迟冷却。
2023-03-13 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
Heating the intra-cluster medium by jet-inflated bubbles
我们研究了由喷流膨胀的气泡加热冷却流星系团的团内介质（ICM），并得出结论，热气泡气体与ICM的混合比湍流加热和冲击加热更重要。我们使用的PLUTO流体动力学代码在全三维适当占的膨胀的气泡和多个涡流引起的射流和气泡。涡流混合一些热冲击射流气体与ICM。对于我们所用的参数，混合过程所占的热量大约是ICM中动能（即湍流和声波）所占热量的四倍。我们的结论是，湍流加热起着较小的作用比混合。通过震动加热的效率更低。
2015-10-29 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
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
Two-temperature Magnetohydrodynamic simulations for sub-relativistic AGN jets:Dependence on the fraction of the electron heating
我们提出了两个温度的磁流体动力学模拟的活动星系核的亚相对论喷流的传播的结果。电子和离子的温度分布的依赖性上的电子加热铁在冲击波前的分数进行了研究，为Fe=0，0.05，和0.2。数值结果表明，在亚相对论性、稀薄喷流中，穿过终端激波的喷流等离子体形成热的双温等离子体，其中离子温度高于电子温度。双温等离子体膨胀并形成被称为茧的回流，其中离子温度保持高于电子温度超过1亿年。茧中的电子通过库仑碰撞被离子持续加热，因此茧中的电子温度保持在Te > 10^9 K。由于电子数密度较低，蚕茧的X射线辐射很弱。与此同时，软X射线从围绕茧的受冲击的团内介质中发射出来。混合射流等离子体和冲击的intracluster介质通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性在界面处增强周围的茧和冲击intracluster介质之间的接触不连续性的X射线发射。
2020-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence in the intracluster medium: simulations, observables & thermodynamics
我们进行了两种均匀的各向同性湍流模拟相关的集群内介质（ICM）：（i）纯湍流运行没有辐射冷却;（ii）湍流加热$+$辐射冷却运行与全球热平衡。对于亚音速范围内的纯紊流，均方根密度和表面亮度（SB）波动随均方根马赫数（$\mathcal{M}_{\text{rms}}$）的平方变化。然而，在热平衡的情况下，密度和SB波动$(δSB/SB)$要大得多。这些缩放的影响，翻译SB波动成湍流速度，特别是冷的核心。对于具有大（团簇核心）尺度驱动的热平衡运行，气体的热相和冷相都是超音速的。对于小尺度（比团簇核小一个数量级）驱动，多相气体在长得多的时间尺度上形成，但$\mathcal{M}_{\text{rms}}$较小。无论是小规模还是大规模的驱动运行，其速度都大于英仙座星团的Hitomi结果。因此，如果假设多相气体从ICM冷凝出来，则排除了湍流加热作为冷团簇核心中的主要加热源。接下来，我们执行热平衡运行，其中我们将输入能量划分为热和湍流部分，并调整它们的相对大小。湍流加热的贡献必须是$\lesssim 10\%$，以便湍流速度与Hitomi观测相匹配。如果多相气体的主要来源不是来自ICM的冷却（而是来自中央星系的抬升），那么湍流加热的重要性就不能排除。
2019-02-07 astro-ph.GA
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 astro-ph.GA
Uplifted cool gas and heating by mixing in cooling flows
我们分析了我们早期的三维流体动力学数值模拟的射流膨胀气泡在冷却流团，并发现，致密的气体，没有被加热的射流的活动和周围的热射流膨胀的气泡可以被确定为抬升的气体中观察到的一些集群。在热气泡周围稠密气体的形成过程中，热气泡气体与团内介质（ICM）的其他区域的混合加热了ICM。将ICM与热气泡气体混合的涡流也激发冲击波、声波和湍流。声波，冲击，湍流和上升的气体，可能比混合过程更容易检测，因此吸引更多的注意力，但我们认为，这些过程的贡献ICM加热不加起来的混合加热过程的贡献水平。
2018-04-11 astro-ph.GA
Jet-Intracluster Medium interaction in Hydra A. II The Effect of Jet Precession
我们提出了三维相对论流体动力学模拟的旋进射流与集群内介质的相互作用，并比较模拟的射流结构与观测到的结构的水螅A北喷。对于模拟，我们使用在本系列第一篇论文的参数空间研究中获得的射流参数，并探测不同的进动周期和进动角值。我们发现，对于一个进动周期P = 100万年和进动角= 20度的模型再现i）射流的曲率，ii）在大约正确的位置在20千秒差距内的正确数量的亮节，和iii）射流的湍流过渡到羽流。前进的弓形激波的马赫数为1.85，这表明活动星系核活动的早期阶段，星系团的大气加热是温和的。
2016-02-09 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
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
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
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
Modeling Gas Evacuation Mechanisms in Present-Day Globular Clusters: Stellar Winds from Evolved Stars and Pulsar Heating
我们采用流体动力学模拟来研究球状星团中气体和尘埃的低水平的潜在机制。我们的模型研究了球状星团47、M15、NGC 6440和NGC 6752的演化恒星星族的各种组成部分的能量和质量供应的竞争效应。忽略所有其他气体疏散过程，我们发现，最近关闭主序的恒星的能量输出能够有效地清除演化的恒星喷出物，并产生符合当前观测约束的星团内气体密度。这一结果区分了一个可行的气体和尘埃疏散机制，是无处不在的球状星团。此外，我们扩展我们的分析，探讨脉冲星风反馈的效率在球状星团。在47~ Tuccott中探测到的团内电离气体使我们能够对脉冲星风热化效率进行特别严格的限制，为了符合观测到的密度限制，脉冲星风热化效率在星团的核心必须非常低。
2019-12-14 astro-ph.GA
The effect of the quasar H1821+643 on the surrounding intracluster medium: revealing the underlying cooling flow
我们提出了一个详细的研究的热力学性质的唯一的低红移星系团，包含一个高亮度的类星体，H1821+643的团内介质。这个星团是一个质量很大、很冷的核心星团。我们发现，类星体周围的ICM熵显着低于其他类似的大规模强冷核心集群内的中央80 kpc，和熵位于显着低于外推的基线熵分布从分层结构的形成。通过比较标度温度分布与其他类似总质量的强冷核心星系团的温度分布，我们看到熵不足是由于中心温度显着降低。这表明H1821+643核心的类星体对周围的团内介质产生了显著的冷却效应，我们发现，如果类星体过去更亮，那么类星体辐射的康普顿冷却可能导致了类星体周围ICM的低熵和低温度水平。奇怪的是，陡峭的中心温度和熵下降的梯度与恒定压力冷却流的预期轮廓合理一致。有可能这个系统已经被锁定在康普顿冷却的反馈循环中，这阻止了黑洞释放的能量加热气体，足以关闭它，导致形成一个巨大的（~3x10^10太阳质量）超大质量黑洞。
2014-05-29 astro-ph.GA 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
The evolution of intracluster medium in stellar clusters
球状星团中的恒星通过缓慢的恒星风失去质量，这些恒星风被星团保留下来，并随着时间的推移形成了不可忽视的星团内介质。然而，到目前为止，所有的观察都只发现GC中的气体量可以忽略不计。我们建议在这里测试不同的机制，如冲压压力剥离的GC在星系晕介质中的运动和电离源的列入，以解释缺乏气体的GC。我们使用全三维流体动力学模拟，考虑到恒星风，电离辐射，辐射加热和辐射压力。我们发现，冲压压力和电离的组合效应能够解释在中等质量和大质量GC的核心中观察到的气体量可以忽略不计。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing viscosity of the intracluster medium using ram-pressure stripping
National Tsing Hua University（国立清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Purdue University Fort Wayne（普渡大学韦恩堡分校）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究通过FLASH代码开展三维Braginskii磁流体动力学模拟，探究四种不同ICM黏度模型对星系冲压剥离过程的影响，发现ICM等离子体物理性质显著调控剥离尾迹形态、混合程度与黏性加热。
2025-10-09 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
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
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
Turbulent Heating in Galaxy Clusters Brightest in X-rays
炽热的X射线发射的团内介质（ICM）是星系团的主要重子成分。在许多星系团的核心，ICM的辐射能量损失发生在比系统年龄短得多的时间尺度上。如果不加以控制，这种冷却将导致大量冷气体的积累和活跃的恒星形成，这与观测结果相矛盾。人们已经提出了各种能够补偿这些冷却损失的能源，最有希望的是通过相对论等离子体气泡的膨胀，由中央星系中的超大质量黑洞加热。不管最初的能量来源是什么，这种能量如何转移到ICM的问题仍然没有解决。在这里，我们提出了一个合理的解决方案，这个问题的基础上深钱德拉X射线天文台的数据和一个新的数据分析方法，使我们能够直接评估ICM加热率由于湍流耗散。我们发现湍流加热足以抵消辐射冷却，并且确实似乎在每个半径处局部平衡了它-因此，它可能是解决星系团核心以及更普遍的X射线大气中气体冷却问题的关键因素富系统。
2014-10-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Role of intracluster supernovae in radio mini-halos in galaxy clusters
讨论了在团内介质（ICM）中Ia型超新星（SNIa）遗迹中产生加速的宇宙射线粒子群的可能性。目前限制主机在集群SNIa率被发现足以填补几百千秒差距的区域内的宇宙射线电子在其典型的同步加速器寿命为1亿年。SNIa已经被认为是冷核星系团中过量Fe丰度、ICM中分布加热和湍流的潜在来源。来自小晕的总射电功率的一个很好的部分可以来源于储存在ICM中的SNIa能量，所需的能量转换效率<1%。在估计的不确定性范围内，根据SNIa残余物中的低马赫数激波加速度估计的射电功率与观测结果一致。射电小晕的一些观测性质与SNIa情景大致一致。也有人推测，无线电功率和可能检测到的迷你晕与恒星形成和合并的历史集群。
2019-02-08 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
Simulating the evolution of optically dark HI clouds in the Virgo cluster : will no-one rid me of this turbulent sphere ?
大多数在低红移处检测到的中性原子氢（HI）与光学明亮的星系有关。然而，少数HI云是已知的，它们看起来是光学黑暗的，附近没有潜在的祖先星系，这使得潮汐碎片不太可能解释。特别是，由阿雷西博星系环境调查确定的6个云是有趣的，因为它们的小尺寸，隔离，特别是它们的宽线宽与其他此类云不典型。最近的一个建议是，这些云存在于压力平衡与集群内的介质，与线宽度所产生的湍流内部运动。在这里，我们探索的可能性，使用FLASH代码执行一系列的三维水力模拟。我们的云是使用球形高斯密度分布模型，嵌入在一个热的，低密度的气体代表团内介质。模拟考虑了气体的加热和冷却，我们改变了它们内部运动的结构和强度。我们创建合成HI光谱，并发现我们的模拟重现所观察到的云参数超过约1亿年：云要么崩溃，分散，或经历快速加热，这将导致电离，使他们无法检测到HI调查。虽然解释高线宽所需的湍流运动产生的结构似乎是固有的不稳定，使这是一个不太可能的解释所观察到的云，这些模拟表明，包括在任何试图解释这些对象的存在模型的集群内介质的重要性。
2018-05-09 astro-ph.GA
Metal enrichment of the intracluster medium: SN-driven galactic winds
我们研究了超新星驱动的星系风在团内介质化学富集中的作用。星系尺度上的这种外流起源于巨大的恒星形成区，并将富含金属的物质从星系中驱逐到周围，例如在附近的星暴星系NGC 253中观察到的。当OB-associations中的大质量恒星相继爆炸时，冲击波被驱动到星系的星际介质中并合并，形成超级气泡（SB）。这些SB沿着ISM的密度梯度在垂直于盘平面的方向上扩展。我们使用Kompaneets（1960）的二维解析近似来模拟指数分层ISM中SB的扩展。这是修改，以描述SN爆炸的序列作为一个时间依赖的过程，考虑到SN-祖先的主序星的寿命，并使用初始质量函数，以获得每个质量间隔的大质量恒星的数量。解析计算了气泡在空间和时间上的演化，由此可以确定壳体中瑞利-泰勒不稳定性的发生。在其进一步的演化过程中，壳层将破裂，高金属含量的气体将被喷射到星系的晕中，甚至进入ICM。我们推导出的恒星数量需要井喷取决于规模的高度和密度的环境介质，以及分数的α和铁峰元素包含在热气体。最后，银河系型星系注入ICM的金属量的计算证实了这一富集过程的重要性。
2009-08-10 astro-ph.GA
Feedback from Reorienting AGN Jets
目的：在一个中心冷却时间较短的星系团环境中，我们测试了来自活动星系核（AGN）的重定向喷流对团内介质的影响。我们调查的外观和性能所产生的空腔，并提供近各向同性加热的冷却集群核心的射流的效率。方法：我们使用数值模拟来探索在几个活跃/不活跃的周期射流的四种模式。我们保持喷射功率和持续时间固定，仅改变喷射角度处方。我们跟踪的总能量的团内介质（ICM）在集群核心随着时间的推移，和喷射能量转移到ICM的分数，注意的能量沉积。我们还比较了模拟集群的合成X射线图像与实际观测。结果如下：重新定向最小的射流（$\lesssim 20^{\circ}$）通常会产生相互连接的空腔的锥形结构，锥体的张角为$\sim 15-20^{\circ}$，从集群中心延伸至$\sim 300$ kpc。这样的喷流将大约$60\%$的能量转移到ICM，但是它们在加热团核时不是很有效，因为喷流能量沉积在更远处。通过$\gtrsim 20^{\circ}$重新定向的射流通常产生多对分离的空腔。这些空腔虽然较小，但在中心50 kpc内膨胀，并且更加各向同性分布，从而更有效地加热核心。这样的喷流，超过几百万年，可以在需要的地方沉积高达$80\%$的能量。因此，这些模型最接近加热/冷却平衡，并减轻核心的失控冷却，即使所有模型具有相同的功率/持续时间曲线。此外，相应的合成X射线图像显示出与真实冷核星系团中所见非常相似的结构。
2018-08-17 astro-ph.GA
The complex intracluster medium of Abell 1569 and its interaction with central radio galaxies
我们提出了第一次深入研究的X射线发射从附近的（$z\sim0.0784$）星系团阿贝尔1569使用档案$Chandra$的观察。A1569由两个未结合的子团$-$组成，一个是北部的子团（A1569 N），中心有一个双叶射电星系1233+169，另一个是南部的子团（A1569 S），中心有一个广角尾（WAT）射电源1233+168。来自A1569 N和A1569 S的X射线发射分别延伸到半径$r\sim248$ kpc和$r\sim370$ kpc，表明这两个气体团是群尺度系统。这两个子团具有低X射线光度（$\sim10^{42-43}$ erg s $^{-1}$），平均元素丰度$\sim$ 1/4 Z $_\odot$，低平均温度（$\sim2$ keV），并且缺乏与团内气体相关的大（$r\gtrsim40-50$ kpc）冷核。我们在A1569 N中探测到一对与1233+169射电瓣重合的空洞。与腔对相关的总机械功率是一个数量级大于X射线辐射损失的空腔占据的区域，提供了确凿的证据，空腔诱导加热的组内气体在A1569 N。A1569 S可能是小规模的星团-子星团合并的证据，如它的高中心熵，以及在1233+168的弯曲射电尾之间存在局部气体伸长和密度不连续。不连续性表明存在马赫数为$M\sim1.7$的弱合并激波。对于正在进行的相互作用，最合理的几何形状是A1569 S和一个从西边…
2021-10-29 astro-ph.GA
Merger-Driven Turbulence and Coherent Transport in the Intracluster Medium
本研究通过Omega500模拟的示踪粒子重模拟，系统分析了星系团内介质（ICM）的传输机制，发现主要并合事件通过相干传输与强湍流共同主导粒子传输，并揭示了其与星系团动力学状态的紧密联系。
2025-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-rays and hard UV radiation From the First Galaxies: Ionization Bubbles and 21 cm Observations
第一批恒星和类星体是宇宙最初10亿年中已知的硬电离辐射源。我们研究的联合效应的X射线和硬紫外线辐射从这样的第一光源上的星系际介质（IGM）的氢和氦再电离的早期，以及相关的加热。我们研究的增长和演化的个别HII，HeII和HeIII地区周围的早期星系的第一个恒星和/或类星体人口。我们发现，在氦电离辐射的存在下，X射线在红移z = 10-20时可能并不主导IGM的电离和热历史，对IGM电离的贡献相对较小，并在IGM温度下加热到约10^3- 10^5 K。我们还计算了21厘米的信号，预计从一些情况下，无金属星暴和类星体在这些红移。在这种情况下，自旋温度的峰值达到约10^4 ~ 10^5 K。21 cm亮度温度的最大值在发射中约为30-40 mK，而21 cm吸收信号的净值在0.01-1 Mpc的尺度上从约几mK到60 mK。我们发现，21厘米签名的X射线与紫外线电离可能是不同的，与预期的发射信号单独从X射线发生在较小的尺度比从紫外线辐射，从固有的不同的空间尺度，在X射线和紫外线电离/加热的表现。这种差异是时间依赖性的，并且随着X射线对总电离光子产生的贡献的增加而变得更难区分。因此，这种不同的尺度依赖的贡献，从X射线和紫外光子可能会“模糊”的21厘米签名周围的早期晕（取决于是否建立了宇宙X射线或紫外线背景）的电离气泡的渗透，并影响21厘米数据的解释约束再电离。
2011-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heating Galaxy Clusters with Interacting Dark Matter
本研究提出利用星系团内介质重子与暗物质子组分的散射加热冷核星系团，结合观测约束与能量需求确定了可解决冷却流问题的稳定参数空间。
2024-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The role of massive stars in the turbulent infancy of Galactic globular clusters: Feedback on the intracluster medium, and detailed timeline
一个重大的范式转变最近彻底改变了我们对球状星团（GC）的看法，长期以来，这些球状星团被认为是由同质物质产生的同时代恒星组成的简单系统。事实上，用8- 10米级望远镜对GC长寿低质量恒星进行的详细丰度研究，以及用HST对银河系GC进行的高精度测光，已经为单个GC中存在多个恒星星族提供了令人信服的线索。这些恒星亚群可以通过它们不同的化学性质（更准确地说，是通过从碳到铝的轻元素丰度的差异，见《布拉加利亚》，本卷）和颜色-星等图中多峰序列的出现（见《皮奥托》，本卷）来识别。这严重影响了我们对GC早期演化的理解，特别是大质量恒星在塑造星团内介质（ICM）和诱导次级恒星形成中可能发挥的作用。在这里，我们总结了详细的时间轴，我们最近提出的第一个40个百万年的典型GC的生命周期后，我们所谓的“快速旋转的大质量恒星的情况”（FRMS，Decressin等，2007年b）的一般思想，并考虑到星际气泡的动力学产生的恒星风和超新星。更多细节可参见Krause et al.（2012，2013）。
2013-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
