On the Helium fingers in the intracluster medium
本文研究了氦离子浓度梯度不可调的团内介质（弱碰撞磁化非均匀等离子体渗透星系团）中的对流现象。为此，我们建立在一般的机器上，用于研究在海洋中发现的盐指不稳定性。盐指不稳定性是双扩散对流的一种形式，其中两个物理量--热量和盐浓度--的扩散以不同的扩散速率发生。由于热和氦离子（在氢离子和自由电子的海洋中）的磁场介导的各向异性扩散，可能导致团内介质中的类似不稳定性。这两种扩散具有固有的不同扩散速率。因此，由这种不稳定性的开始引起的对流是天体物理学背景下双扩散对流的一个例子。这种不稳定性的结果是形成相对于灯丝的紧邻具有更高浓度的氦离子的垂直外延结构。我们将这些结构称为氦指，类似于盐指不稳定性中发现的盐指。在这里，我们表明，氦指的宽度尺度为超临界状态下的团内介质的内部区域的半径的四分之一功率。我们还确定了明确的数学表达式的标准的发病的热通量驱动的浮力不稳定性修改的存在下，不均匀分布的氦离子。
2017-04-11 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
A Comparative Study of Dust Grain Polarisation Efficiencies in the Interstellar and Intracluster Mediums towards Anti-Center Galaxy
本文利用AIMPOL偏振数据及GMM和DBSCAN聚类算法，比较六个星团中星际介质与星系团内介质的尘埃偏振效率，发现弥散星际介质中的尘埃偏振效率高于年轻星团内介质。
2024-04-01 astro-ph.GA
Evidence for strong intracluster magnetic fields in the early Universe
星系团中磁场的起源仍然是一个有争议的问题。在很宽的红移范围内对团内磁场的观测对于限制磁场起源和演化的可能方案至关重要。（嵌入式双射电源，即主要为Fanaroff-Riley II型射电星系的一对瓣的法拉第旋转测度（RM）的差异，不受银河系内星际介质和射电星系与我们之间的星系际介质的法拉第旋转贡献的影响，从而提供了一种估算星系团内平均磁场的新方法。）我们已经获得了627对的样本，其RM和红移可在最新的RM目录和红移数据库。导出了这两个对的RM差。统计上很大的红移对的RM差异表明团内磁场的强度约为4~ $z>0.9$ G。在宇宙年龄的一半时，团内介质中存在着如此强的磁场，与邻近星系团的团内磁场强度相当，这对宇宙磁场的起源理论提出了挑战。
2021-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas sloshing in Abell 2204: Constraining the properties of the magnetized intracluster medium
富星系团Abell 2204的X射线表面亮度边缘分别位于中心以西和以东的$\sim 65$和$35 {\rm~ kpc}$。这些边缘的存在，被解释为晃动冷锋，意味着集群内的介质最近受到了干扰。我们使用多个钱德拉观测阿贝尔2204分析了集群内介质的属性。我们发现西边缘有一个密度比$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 2.05\pm0.05$和一个温度比$T_{\rm out}/T_{\rm in} = 1.91\pm0.27$（投影，或$1.87\pm0.56$去投影），东边缘有相应的$n_{\rm in}/n_{\rm out} = 1.96\pm0.05$和$T_{\rm out}/T_{\rm in} =1.45\pm0.15$（投影，或$1.25\pm0.26$去投影）。这些数值是星系团中冷锋的典型值。这与在星团核心观察到的螺旋模式一起，支持Abell 2204的晃动场景。沿冷锋表面没有观察到Kelvin-Helmholtz涡，表明它们被某种物理机制有效地抑制了。我们认为，抑制很可能是促进由磁场放大的晃动运动，并推断从测量的气体性质，磁场强度应大于$24\pm6$ $μ$ G和$32\pm8$ $μ$ G沿西部和东部冷锋，分别。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of pressure anisotropy in the turbulent intracluster medium
在低密度等离子体环境中，如团内介质（ICM），拉莫尔频率远大于离子-离子碰撞频率。在这种情况下，热压相对于磁场取向变得各向异性，并且通过动力学方法更正确地描述湍流气体的演化。一个可能的描述，这些无碰撞的情况下，给出了所谓的动力学磁流体动力学（KMHD）形式主义，其中粒子自由流沿场线，而在垂直方向上移动的场线。以这种方式，在垂直平面中恢复了类似流体的行为。在这项工作中，我们研究了快速增长的最小尺度的磁波动的无碰撞等离子体填充ICM。特别是，我们专注于一个特定的压力各向异性的演化的影响和它的影响下，在ICM的条件下盛行的湍流动力学的观测。我们目前的数值模拟结果和比较的结果，使用MHD形式主义。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Free-floating molecular clumps and gas mixing: hydrodynamic aftermaths of the intracluster$-$interstellar medium interaction
富含气体的星系与星系团的团内介质（ICM）的相互作用对星系团的演化有显著的影响，主要是由于与此过程相关的气体损失。在这项工作中，我们使用一个理想化的，高分辨率的模拟室女座状的集群，运行与RAMSES和动力学再现的变焦宇宙学模拟，调查的相互作用的星系与ICM坠落。我们发现，冲压压力剥离星系的尾巴产生的人口多达一百多块的分子气体潜伏在集群。这些团块的数量随着时间的推移而变化很大--它们最好是在一个大星系穿过星系团时产生的（M $_{200c} > 10^{12}$ M $_\odot$），它们的寿命（$\lesssim 300$ Myr）与星系团的年龄相比很小。我们计算了与发生在这些星系团内的恒星形成相关的团内光度，发现在所有星系尾中形成的恒星对团内光的贡献无关。令人惊讶的是，在我们的模拟中，我们还发现ICM气体显着改变了星系气体盘的组成：在穿过星系团一次后，通常仍在这些盘中的冷气体的20%来自ICM。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamic Simulations of a Relativistic Jet Interacting with the Intracluster Medium: Application to Cygnus A
Fanaroff-Riley II类射电星系天鹅座A的喷流产生射电发射、X射线空腔、茧状激波和X射线热点，喷流与ICM相互作用。一个热点周围有一个独特的“洞”特征，表现为X射线发射的缺陷。我们使用相对论流体动力学模拟的准直射流相互作用与倾斜的界面之间的瓣和集群等离子体建模的基本过程，可能会导致这样的功能。我们发现，喷流反射的接口到一个广泛的，湍流返回到瓣，这是由气体剥离的接口在第一次和从集群内介质本身在以后的时间。我们制作了ICM、热点和反射喷流的X射线发射的简单模型，以表明在天鹅座A中看到的热点周围的发射孔可能是由观察者看到的反射喷流的发射的多普勒去增强产生的，观察者的视线几乎沿着出射物质的轴线。
2023-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Unraveling the Imprints of Fluctuation-dynamo on the Intracluster Medium with the SKA
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
通过模拟涨落发电机产生的合成图，研究SKA-Low和Mid探测星系团内介质极化同步辐射的能力，揭示磁场形态和相干尺度。
2026-06-29 astro-ph.GA
How do atomic code uncertainties affect abundance measurements in the intracluster medium?
对遍布大质量星系、星系群和星系团的X射线发射大气的准确化学丰度测量提供了有关这些大尺度结构的恒星形成和化学富集历史的重要信息。虽然碰撞电离的性质的集群内介质（ICM），使这些丰度测量相对容易得到，潜在的光谱模型可以依赖于不同的原子代码，这带来了额外的不确定性的推断丰度。在这里，我们提供了一个简单的，但全面的比较代码SPEXACT v3.0.5（cie模型）和AtomDB v3.0.9（vapec模型）的情况下，中等，CCD一样的分辨率光谱。我们发现，在冷等离子体（$kT \lesssim 2$千电子伏），系统差异高达$\sim$ 20%的Fe丰度和$\sim$ 45%的O/Fe，Mg/Fe，Si/Fe和S/Fe的比例可能仍然会发生。重要的是，这些差异也被发现是仪器依赖性的，至少对于绝对铁丰度。今后有必要改进这两个守则，以更好地解决关于信息和通信技术充实的问题。
2019-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar splashback: the edge of the intracluster light
我们研究的郊区的星系团在C-EAGLE模拟量化的恒星和暗物质分布的“边缘”。暗物质中最陡的斜坡半径，通常被用作回溅半径的替代，位于~ r_200 m;这一特征的强度和位置取决于最近的质量吸积速率，与以前的工作很好地吻合。有趣的是，恒星的分布（或团内光，ICL）也有一个明确的边缘，这与晕的溅回半径直接相关。因此，检测ICL的边缘可以提供一个独立的测量晕的物理边界，和最近的质量吸积率。我们表明，这些焦散也可以看到在投影密度分布，但必须注意考虑到子结构和其他非扩散材料，这可能会导致偏置和/或削弱最陡的斜率的信号的影响。这对于恒星物质来说尤其重要，因为恒星物质比暗物质有更高的比例被束缚在暗晕中。最后，我们指出，“恒星回溅”特征的位置超出了ICL目前的观测限制，但这些大的投影距离（>> 1 Mpc）和低的表面亮度（mu >> 32 mag/arcsec ^[2]）可以通过即将到来的观测设施（如维拉C.鲁宾天文台，南希格雷斯罗马太空望远镜和欧几里得。
2020-11-29 astro-ph.GA
Jet-Intracluster Medium interaction in Hydra A. I Estimates of jet velocity from inner knots
我们提出的第一阶段的调查的相互作用的喷流在射电星系长蛇座A与集群内的介质。我们考虑喷流动能，星系和星团大气，以及射电源的内部结构。通过分析Taylor等人（1990）对Hydra A内叶的射电观测，我们证实了Wise等人（2007）从X射线腔的动力学分析中得出的喷流功率估计约为1 e45 ergs/s。有了这个结果和星系晕的模型，我们探索的射流内集群介质的相互作用发生在一个规模为10千秒差距，使用二维，轴对称，相对论纯流体动力学模拟。一个关键的特点是，我们确定了三个明亮的结在北方的射流作为双锥约束冲击，这导致当一个过压射流开始进入平衡与银河系大气。通过对参数空间的研究，我们推断出在距离黑洞0.5千秒差距处喷流的速度约为0.8摄氏度。喷流功率、沿喷流观察到的喷流半径剖面以及估计的喷流压力和喷流速度的组合约束意味着北喷流的喷流密度参数值约为13。我们发现，对于喷流速度= 0.8c和喷流和视线之间的角度= 42度，在北部和南部喷流的发射率的内在不对称性是需要一个一致的亮度比约7估计从6厘米VLA图像的水螅A。
2014-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of the Stellar Intracluster Medium in Perseus (Abell 426)
哈勃太空望远镜的ACS/WFC和WFPC 2照相机的测光被用来探测和测量富英仙座星系团中心区域的球状星团（GC）。一个可检测的人口的星系内GC被发现延伸到至少500千秒差距从集群中心。这些天体的光度和颜色（金属丰度）分布对于GC群体来说是完全正常的。从有限的HST领域的空间覆盖范围外推，我们非常粗略地估计，整个英仙座集群应该包含~50000或更多的IGCs，但一个有针对性的广泛领域的调查将需要一个更明确的答案。分别介绍了英仙座两个最大的椭圆星系NGC 1272和NGC 1275中富GC系统的简要结果。对于NGC 1272，我们发现一个特定的频率S_N = 8，而对于中心巨星NGC 1275，S_N ~ 12。在这两个巨大的星系中，GC的颜色与双峰分布很好地匹配，其中大多数是蓝色（贫金属）成分。这项初步研究表明，英仙座是一个更全面的银河系内GC深成像调查的主要目标。
2017-03-29 astro-ph.GA
Witnessing the intracluster medium assembly at the cosmic noon in JKCS041
本研究利用MUSTANG-2的28小时SZ观测，分析了z=1.803星系团JKCS041的星系团内介质，发现其SZ信号微弱且峰值偏移，揭示了其正处于合并组装早期阶段，并预测其压力剖面将在未来10 Gyr显著增长。
2023-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Resolved magnetic dynamo action in the simulated intracluster medium
法拉第旋转和河外射电源的同步辐射提供了证据的存在磁场延伸超过~Mpc尺度。然而，这些领域的起源仍然难以捉摸。利用新的高分辨率网格模拟，我们研究了大质量星系团中磁场的增长，该星系团在几个方面与后发座星系团相似。我们研究的模型中，磁场起源于原始种子场与0.1 nG的红移z=30。模拟显示了显著的磁场放大的证据。在最好的空间分辨率（3.95千秒差距），我们能够解决的规模，磁张力平衡的磁力线弯曲的湍流。这使我们能够观察到小规模发电机的最后生长阶段。据我们所知，这是第一次在星系团内介质的宇宙学模拟中看到。我们的模拟观测法拉第旋转提供了一个很好的匹配观察后发座星系团。然而，磁场的分布显示出强烈的偏离一个简单的麦克斯韦分布，这表明在真正的集群磁场的三维结构可能是显着不同的，通常假设时推断磁场值从旋转测量观测。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Populations of Magnetized Filaments in the Intracluster Medium and the Galactic Center
在我们银河系内部的几百个pc中发现了大量的磁化无线电细丝。在理解这群细丝的过程中进展缓慢，部分原因是在银河系或外部星系的其他地方缺乏探测。最近对星系团中的射电星系进行的高灵敏度射电连续观测揭示了ICM中与射电喷流、尾和叶有关的显著孤立的射电结构。这类细丝的起源也不清楚。在这里，我们认为，负责创建的两个人口的基本物理机制是相同的，因为它们的相似性，在形态，灯丝之间的间距，纵横比，磁能密度的介质的热压力，这两个人口都经历了同步加速器老化。这些相似之处提供了一个机会，调查的物理过程中的ISM和ICM的第一次。我们认为GC和ICM中的暗条起源于大尺度风与云的相互作用，或者是弱磁化介质中湍流对磁力线的拉伸和聚集。我们研究这些想法对四个射电星系灯丝与四个射电星系IC 40 B，IC 4496，J1333-3141，ESO 137 -006，并认为，很多可以理解在未来通过比较这两个群体的细丝。
2022-10-10 astro-ph.GA
Life cycle of cosmic-ray electrons in the intracluster medium
模拟了中心射电星系注入小星系团介质中的相对论电子的演化过程，研究了初始喷流功率对射电等离子体扩散和辐射特性的影响。通过将被动示踪粒子耦合到自适应网格宇宙学MHD模拟中，我们研究了宇宙射线电子如何作为输入喷流功率的函数分散。我们还研究了后者如何影响的热和非热性质的集群内介质，与差异可辨别的$\sim$陀螺仪开始后的射流。我们发展了宇宙射线电子的能谱，受到同步加速器和逆康普顿发射以及通过冲击波和湍流再加速的能量增益为主的能量损失。我们发现，在没有重大合并的情况下，宇宙射线电子经历的再加速量不足以产生长寿命的可检测的无线电发射。然而，对于所有的模拟，再加速过程的作用是至关重要的，以保持一个显着的和体积填充水库的化石电子（$γ\sim 10^3$）的几个陀螺后，第一次注入射流。这对解释最近发现的星系团的辐射和其他射电现象很重要。
2022-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
Intragroup and Intracluster Light
宇宙中最大的恒星晕存在于大质量的星系团中，星系的相互作用和合并，以及星系团的潮汐场，都可以将恒星从其宿主星系中剥离出来，并为最亮的星系团（BCGs）提供漫射的团内光（ICL）和扩展的晕。对附近室女室女星系团的研究揭示了其ICL的形态和恒星星族中各种各样的吸积特征。虽然模拟表明ICL应该随着时间的推移而增长，但由于各种观测和定义问题，试图在跨越质量和红移范围的星系团中跟踪这种演变已经被证明是困难的。与此同时，对附近星系群的研究揭示了ICL形成的最早阶段：在星系群环境中的相互作用过程中形成了极其分散的潮汐流。
2015-10-07 astro-ph.GA
Bent Radio Jets Reveal a Stripped Interstellar Medium in NGC 1272
我们报道了在英仙座星系团的成员椭圆星系NGC 1272中发现的弯曲双喷流。喷流的曲率半径约为2千秒差距，远小于星系的半光半径约11千秒差距。这种弯曲很可能是冲压压力的结果，并表明星团内气体进入星系深处，NGC 1272的星际介质已经被显著移除。对周围星系团内介质的X射线观测使我们能够限制喷流内的压力。我们发现，通常用于解释其他射流的均分的标准假设低估了射流中的压力的一个因素~30。
2014-05-26 astro-ph.GA
Enrichment of the hot intracluster medium: numerical simulations
团内热介质（ICM）中化学元素的分布保留了有关星系团的富集和恒星形成历史以及驱动宇宙重子演化的反馈和动力学过程的有价值的信息。在本研究中，我们回顾了迄今为止在宇宙学背景下ICM化学富集的建模所取得的进展，特别侧重于宇宙学流体动力学模拟。我们将审查嵌入化学演化模型到流体动力学模拟的关键方面，特别注意初始恒星质量函数，恒星寿命和金属产量的关键假设，以及建模的数值限制。在第二阶段，我们将概述在过去几十年中获得的主要模拟结果，并将其与ICM富集模式的X射线观测进行比较。特别是，我们将讨论如何国家的最先进的模拟是能够再现所观察到的径向分布的ICM中的金属，从核心到郊区，化学多样性取决于集群热力学性质，ICM金属丰度的演变和它的依赖性的系统质量从组到集群规模。最后，我们将讨论在现代宇宙学，化学，流体动力学模拟仍然存在的局限性，并在未来改善的星系团的ICM富集的理论建模的前景。
2018-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Efficient Production of Sound Waves by AGN Jets in the Intracluster Medium
研究了活动星系核喷流与星系团团内介质的相互作用。具体来说，我们研究的效率与射流可以驱动声波进入ICM。以前的工作集中在这个问题的模型射流ICM相互作用作为一个球对称爆炸，发现<~ 12.5%的爆炸能量转化为声波，即使是瞬时能量注入。本文提出了一种在流体动力学模拟中测量声波能量的方法，并在模型ICM中测量了超音速射流驱动声波的效率。我们的轴对称基准模拟将>~ 25%的射流能量转化为可以传播到很远距离的强长波长声波。由喷流-ICM相互作用驱动的剧烈不稳定性产生小尺度声波，其相长干涉，形成强大的大尺度波。通过扫描张角、速度和密度的参数空间，我们研究了我们的结果如何取决于喷流性质。高速、广角射流最有效地产生声波，然而声学效率从未超过射流能量的1/3--这表明均分可能限制非线性能量转换过程。我们的工作认为，声波可能包括一个显着的一部分，在集群活动星系核反馈的能量预算，并强调适当处理压缩波耗散的重要性，在弱碰撞，磁化ICM。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Imprints of Mass Accretion History on the Shape of the Intracluster Medium and the $T_X-M$ Relation
我们使用一个统计样本的星系团从一个大的宇宙学$N$体$+$流体动力学模拟研究之间的关系，或形状，X射线发射的团内介质（ICM）和质量吸积历史的星系团。我们发现星系团的质量吸积率（MAR）与ICM的椭圆率相关。这种关联主要是由最后一个$\sim 4.5$ ~Gyr中的吸积物质驱动的，表明了团簇气体弛豫的特征时间尺度。此外，我们发现ICM的外部区域的椭圆率（$R\sim R_{\rm 500c}$）与集群的总体MAR相关，而内部区域的椭圆率（$\lesssim 0.5 R_{\rm 500c}$）对最近的主要合并与质量比$\geq 1:3$敏感。最后，我们研究的X射线观测质量的标度关系的集群质量吸积历史的变化的影响。我们发现，有一个{ \it连续\/}反相关的残差之间的$T_x-M$关系和集群MAR，其中合并和放松集群占据极端的分布，而不是形成两个峰值的双峰分布，因为通常假设以前。我们的研究结果表明，系统的不确定性，在X射线可观测质量关系可以减轻通过使用编码在表观ICM椭圆率的信息。
2019-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
XMAGNET: Velocity structure functions of active galactic nucleus-driven turbulence in the multiphase intracluster medium
本文利用XMAGNET磁流体模拟研究星系团多相介质的速度结构函数，发现热相与冷相行为无明确相关，且投影效应、大气视宁度和观测角度会显著影响观测结果。
2025-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Features of collisionless turbulence in the intracluster medium from simulated Faraday Rotation maps
对星系团中团内介质的观测表明存在湍流，并通过法拉第旋转和同步辐射观测证实了磁场的存在。ICM也被认为是由稀薄的弱碰撞等离子体填充的。在这项工作中，我们研究了法拉第旋转地图上的无碰撞不稳定性可能留下的签名。为了这个目的，我们使用的数值方法来调查的动力学的湍流在无碰撞等离子体的基础上的磁流体动力学（MHD）的形式主义，考虑到不同层次的压力各向异性。我们考虑覆盖亚/超Alfvénic和跨/超音速制度的模型，其中一个代表的基准条件对应的ICM。从模拟模型中，我们计算法拉第旋转映射和分析几个统计指标，以表征磁场结构和比较所获得的结果与无碰撞模型，使用标准的碰撞MHD框架。我们发现，压力各向异性的重要印记普遍存在于磁场，也体现在相关的法拉第旋转图，证据较小的相关长度在无碰撞的MHD的情况下。对于模仿ICM中普遍存在的条件的情况，这些点是非常值得注意的。然而，在这项研究中，我们忽略了压力各向异性的下降，由于反馈的不稳定性，自然出现在小尺度的无碰撞等离子体。这种减少可能不会影响上述统计印记差异，但应在其他地方进行检查。
2015-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray spectrum of the cooling-flow quasar H1821+643 : A massive black hole feeding off the intracluster medium
我们提出了一个深朱雀观测H1821+643，一个非常罕见的例子，一个强大的类星体托管的中央大质量星系的丰富的冷却核心星系团。通过以前的钱德拉星系团的研究，我们实现了从活动星系核（AGN）和星系团内介质（ICM）的发射光谱分离。有了高度的信心，我们确定的X射线反射/后处理的冷和缓慢移动的物质在活动星系核的直接环境的签名。这种物质的铁丰度被发现是显著低于太阳（Z~0.4Zsun），这对于强大的活动星系核来说是一个不寻常的发现，但与这个类星体是通过康普顿诱导的冷却流从ICM馈送的想法一致。我们还发现了一个微妙的软过剩，可以描述为现象学（与额外的黑体组件）或电离X射线反射的内部区域的高倾角（i=57度）吸积盘周围的旋转（a>0.4）黑洞。我们描述了如何电离状态的吸积盘可以用来限制爱丁顿分数的源。将这些参数应用到我们的光谱中，意味着爱丁顿分数为0.25-0.5，与之相关的黑洞质量为3- 6 × 10^9兆太阳。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suppression of electron thermal conduction in the high $β$ intracluster medium of galaxy clusters
了解星系团中热团内介质（ICM）的热力学状态需要了解等离子体输运过程，特别是热传导过程。然而，在类似ICM的条件下，等离子体中热传导的基本物理学还有待阐明。我们使用粒子在细胞模拟和分析模型，探索动力学的ICM等离子体（小gyroradius，大的平均自由程，和强烈的次主导磁压力）驱动的扩散热通量与热传导。线性理论揭示了哨声波是由不稳定的电子热通量驱动的，即使在热通量很弱的情况下。电子与这些波的共振相互作用在散射电子和抑制热通量方面起着关键作用。在一维模型中，只有平行于磁场的哨声模式被捕获，只有共振电子在相反的方向上移动的热通量和电子热通量抑制是小的。在2D或更高的空间中，斜哨声模式也会与沿热通量方向移动的电子共振。共振的重叠导致电子分布函数的有效对称化和热通量的强烈抑制。结果表明，在ICM的热传导可能会受到强烈的抑制，可能可以忽略不计的水平。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring the relation between turbulent velocity and density fluctuations in the stratified intracluster medium
团内介质（ICM）的动力学过程受到星系团合并、吸积和活动星系核反馈等过程驱动的湍流的影响。X射线表面亮度波动已经被用来限制星系团中的湍流。在这里，我们使用模拟进一步研究气体密度和湍流速度波动之间的关系，重点是ICM的分层的效果。在这项工作中，我们通过分析一个用宇宙学程序ENZO模拟的星系团样本来研究由分级吸积驱动的湍流。我们使用固定尺度的滤波方法来分离层流和湍流。在动态扰动的星系团中，我们发现了密度和速度波动的均方根之间的关系，尽管与以前报道的斜率不同。Richardson数是一个参数，代表湍流和浮力之间的比例，我们发现，这个变量有很强的依赖于过滤尺度。然而，我们无法检测到理查森数和对数密度波动之间的任何强关系，最近和更理想化的模拟结果相反。特别是，我们发现一个强大的影响，径向吸积，这似乎是气体波动的主要驱动程序。普遍存在的径向偏差的动态ICM表明，均匀性和各向同性并不总是有效的假设，即使湍流谱遵循柯尔莫哥洛夫的标度。最后，我们发现速度和密度谱的斜率是独立的集群中心半径。
2021-12-01 astro-ph.CO 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
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
The history of chemical enrichment in the intracluster medium from cosmological simulations
金属在星系团团内介质（ICM）中的分布为研究其形成和演化、与宇宙恒星形成的关系以及不同气体过程的影响提供了有价值的信息。通过分析一个模拟的星系团样本，我们研究了ICM的化学富集，它的演化，以及它与模拟中的物理过程和核心的热性质的关系。这些模拟，包括重新模拟的29个拉格朗日区域进行了升级版本的SPH GADGET-3代码，已经运行，包括两个不同的重子物理：一个帐户的辐射冷却，恒星形成，金属富集和超新星（SN）的反馈，另一个进一步包括反馈的影响，从活动星系核（AGN）。与观测结果相一致，我们发现了熵和金属丰度之间的反相关性在集群核心，和类似的径向分布的重元素丰度和丰度比大集群中心的距离（~R180）。在外围，即~0.2R180之外，我们发现金属丰度分布非常均匀，由SNIa或SNII产生的元素几乎是平坦的。我们研究了这一现象的起源，发现这是由于早期（z>2-3）活动星系核强烈爆发对小的高红移晕的作用，广泛地置换了富金属气体。我们的研究结果还表明，该样品的热气体的固有金属丰度在整个径向范围内，在z=2和z=0之间平均一致，没有演变。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Whistler-regulated MHD: Transport equations for electron thermal conduction in the high $β$ intracluster medium of galaxy clusters
建立了考虑经典碰撞和自生哨声波散射的高$β_e$团内介质（ICM）中电子热能的输运方程。计算采用了扩展的动力学电子方程沿周围的磁场在强散射的限制，并假设哨声波与低相速度$V_w\sim{v}_{te}/β_e\ll{v}_{te}$占主导地位的湍流谱，与$v_{te}$的电子热速度和$β_e\gg1$的电子热磁压力的比例。我们发现：（1）当$L_c>L/β_e$时，温度梯度驱动的哨声主导经典散射，其中$L_c$是经典电子平均自由程，$L$是电子温度标度长度;（2）在哨声主导的区域，电子热通量受$V_w$处的平流和可比扩散项的控制。研究结果表明，哨声限制了ICM大区域的电子热通量，包括等压凝结不稳定的位置。后果包括：（1）场长度减小，将热不稳定性的范围扩展到更小的长度尺度，（2）热通量温度依赖性从$T_e^{7/2}/L$变为$V_wnT_e\sim{T}_e^{1/2}$，（3）磁热和热通量驱动的浮力不稳定性被削弱或完全抑制，以及（4）ICM中的声波传播更远的距离，如从观测中推断的。这种热输运的描述可以用于大尺度ICM模式。
2021-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Co-Evolution of a Magnetized Intracluster Medium and Hot Galactic Coronae: Magnetic Field Amplification and Turbulence Generation
利用自适应网格磁流体动力学模拟方法研究了磁场对星系团内介质（ICM）冲压压力剥离的影响。虽然典型星系团中的磁压不足以影响星系的气体质量损失率，但磁场可以影响剥离星系的形态。ICM磁场覆盖在轨道星系周围，并与它们剥离的尾巴对齐。磁场抑制了星系-ICM界面的剪切不稳定性，磁化尾比Vijayaraghavan和Ricker（2015）中可比的流体动力学模拟中的尾更光滑和更窄。轨道星系拉伸和放大ICM磁场，放大$10 - 100$ kpc尺度的磁功率谱。Galerkin通过其湍流尾流和$g$ -波向ICM注入湍流动能。ICM中的磁能和动能增加到演化的$1.5 - 2$ Gyr，之后星系被剥离了大部分气体，并且没有足够大的气体横截面来进一步放大磁场和注入湍流动能。由于星系剥离和产生$g$ -波的湍流压力的增加导致ICM的湍流体积分数的增加。这种湍流动能对整个ICM能量预算不是显著贡献者，但极大地影响ICM磁场的演变。此外，星系对磁场的影响可以在高分辨率法拉第旋转测量（RM）地图中观察到RM结构中的小尺度波动。
2017-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
