Can supermassive black hole seeds form in galaxy mergers?
最近有人提出，z = 5-6的超大质量黑洞可能是由银河系大小的星系合并产生的不稳定的大质量核气体盘中的超快（\dot M > 10^4 Msun/yr）吸积形成的。有趣的是，这种机制也适用于富含太阳金属的气体。这些结果是基于一个理想化的多方状态方程的假设，基本上防止气体冷却。我们表明，在更现实的条件下，磁盘迅速（< 1年）冷却，吸积率下降，中央核心只能增长到\approx 100 Msun。此外，在大约100年的时间里，大部分的盘变得重力不稳定，进一步淬灭了吸积。我们的结论是，这一设想遇到了一些困难，可能使其站不住脚。
2013-06-27 astro-ph.CO
Fountains and storms: The role of AGN and mergers in disrupting the cool-core in the RomulusC simulation
团内介质（ICM）是一个多相环境，受活动星系核（AGN）、星系在其中的运动以及与其他星系团的合并等动态调节。活动星系核作为一个中心热源是防止冷却流失控的关键，但在宇宙学背景下，它们在加热核心方面的作用仍然知之甚少。活动星系核的活动与恒星的形成密切相关，特别是在布里渊星系团（BCG）中，可能是因为两者都依赖于冷相气体。因此，一个自洽的活动星系核和星系团中恒星形成的模型需要宇宙学背景、更高的分辨率和仔细的冷却和加热平衡模型。在本文中，我们使用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟的RomulusC星系团的活动星系核和一个主要的，迎面合并在塑造集群核心的作用进行了详细的研究。RomulusC模拟的前所未有的分辨率捕获了ICM的多相结构。通过非常小规模的热注入，湍流扩散和混合的改进建模以及模拟的粒子性质，使我们能够仔细分离不同的加热通道。我们发现活动星系核的活动，而有效地调节恒星的形成，是无法摧毁的CC。相反，这一过程是由正面的，1：8的质量比合并促进。合并产生的散装和湍流运动，这反过来又混合高熵气体所产生的活动星系核和合并驱动的冲击，湍流耗散和晃动的ICM下降的子结构。虽然中心冷却时间仍然比哈勃时间短，但由于在较大半径处的降水率降低，恢复CC变得更加困难，强调AGN-ICM连接确实是一个多尺度问题。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are black holes big enough to quench cooling in cluster cool cores?
总能量参数（例如，Fabian等人（2002年）提出，黑洞的质量需要大大超过经典黑洞质量-速度弥散关系（M-sigma）的预测，以便抵消巨大冷核心星系团中的冷却损失。这表明黑洞可能太小，无法为这样的星系团提供能量。然而，Lauer等人（2007）认为，黑洞质量-膨胀光度关系是高光度星系中黑洞质量的更好预测，并且这种关系预测了BCGs中更高的质量。他们发现，与亮度较低的星系相比，BCGs中的速度色散随着亮度的增加而缓慢增加，有效半径随着亮度的增加而迅速增加。受这些结果和Boylan-Kolchin等人（2006）关于孤立合并的理论工作的启发，我们对千禧年运行中确定的大质量星系团中的干合并进行了高分辨率的宇宙学模拟，包括合并星系的暗物质晕和恒星隆起。我们证明了BCG明显地偏离了由较小星系定义的大小-光度关系（即，关系弯曲），并且我们还看到亮度-σ关系中的弯曲。由于黑洞质量与BCGs（如果它们主要是在无耗散合并中形成的）的恒星隆起的质量和光度成正比，我们的发现与Lauer等人（2007）在定性水平上的结果一致，并表明BCGs中的黑洞可能确实比标准M-sigma关系预测的质量更大。
2009-11-27 astro-ph.CO
A Joint Chandra and XMM-Newton View of Abell 3158: Massive Off-Centre Cool Gas Clump As A Robust Diagnostic of Merger Stage
通过分析钱德拉和XMM牛顿存档的数据附近的星系团阿贝尔3158，据报道，拥有一个相对规则的，放松的形态在X射线波段在以前的工作中，我们确定了一个弓形边缘形状的不连续性的X射线表面亮度分布在约$120h_{71}^{-1}$ kpc的X射线峰值以西。这个特征被发现与一个巨大的、偏离中心的冷气体团有关，实际上形成了冷气体团的西边界。我们发现冷气体团在天平面上以约700 km/s的亚音速向西移动。由于热传导对$\sim 0.3$ Gyr时间尺度的有效性，我们排除了这个冷团是由团内介质中局部不均匀辐射冷却形成的可能性。由于在Abell 3158中没有发现活动星系核中心活动的证据，而且这个冷团与其他合并星系团中发现的偏离中心的冷气体团在质量、大小、位置和热性质方面有许多相似之处（例如，与环境相比，温度较低，丰度较高），我们推测Abell 3158中的冷团是由合并事件引起的，它是主星团或正在下沉的子星团的原始中央冷核的残余。这一观点不仅得到了星系团成员星系视线速度分布研究的支持，而且得到了气体熵-温度关联研究的支持。这个例子表明，这种大质量的、偏离中心的冷气体团的出现可以用来诊断星系团的动力学状态，特别是在没有显著的激波和冷锋的情况下。
2009-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Chandra Observations of Abell 2199: the Interplay between Merger-Induced Gas Motions and Nuclear Outbursts in a Cool Core Cluster
我们提出了新的钱德拉观测阿贝尔2199，显示气体晃动的证据，由于一个小的合并，以及影响的无线电源，3C 338，托管的中央星系，NGC 6166，在集群内的气体。新的数据与之前的证据一致，即距离星团中心100”的马赫数为1.46的激波，尽管仍然没有令人信服的证据来证明预期的温度跃升。对这一特征的其他解释是可能的，但没有一个是完全令人满意的。大尺度的不对称性，包括星团中心西南200”处增强的X射线辐射和中心以北50”处的低熵羽流，是约4亿年前合并子星团的核心通道引起的气体晃动的特征。不寻常的无线电脊和低熵气体之间的关联与这个特征是一致的，它是前无线电喷流的残余物，被气体晃动从活动星系核中扫走。产生100”激波所需的能量与3C 338外部射电瓣的焓之间存在很大差异，这表明这些瓣是由一次较近、较弱的射电爆发形成的。缺乏证据表明，在中央10”的冲击表明，现在的喷流的力量是约两个数量级小于当100”的冲击形成。
2013-07-30 astro-ph.CO
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas infall into atomic cooling haloes: on the formation of protogalactic disks and supermassive black holes at z > 10
利用RAMSES程序对z=10、质量为5E 7 Msun <~M<~ 2 E9 Msun的原子冷却晕进行了宇宙水模拟。我们假设原始气体和H2冷却和先前的恒星形成已经被抑制。我们分析了19晕（气体和DM）的分辨率为10（适当）pc，从总体积的~ 2 E3（共动）Mpc 3。这是最大的统计水模拟。到目前为止，在z>10的ACH研究。我们检查这些晕的形态，角动量（AM），热力学和湍流，以评估磁盘和超大质量黑洞（SMBHs）的流行。我们发现，无论是幅度或方向的AM的气体和它的父母DM晕之间没有相关性。只有3个晕形成旋转支撑的核心。两个最大的晕形成了巨大的、紧凑的、过密的斑点。这些斑点的吸积速率约为0.5 Msun/yr（距离为100 pc），可能是SMBH形成的地点。我们的研究结果表明，旋转支持的程度和晕中气体的命运是由其大规模的环境和合并的历史。特别是，形成斑点的两个晕位于宇宙网的结处，很早就冷却了，并经历了多次合并。在这些晕中的气体是强烈的，高度湍流的，马赫数为N。>~ 5.相比之下，形成旋转支撑核心的晕相对更加孤立，位于沿灯丝的中途，最近冷却，并经历了较少的合并。因此，在这些晕中的气体是不太明亮和不太湍流的（马赫数<~ 4），并且可以保留其大部分AM。其余14个晕具有中间性质。如果在更大的晕样本和额外的物理验证，我们的结果将有影响的最高红移星系和类星体的观测与JWST。
2013-01-23 astro-ph.CO
Turbulence in the ICM from mergers, cool-core sloshing and jets: results from a new multi-scale filtering approach
我们设计了一个简单的多尺度方法，识别湍流运动的流体动力学网格模拟。该方法不采用先验相干尺度来区分层流和湍流。取而代之的是，每个单元周围的局部平均速度场重建与多尺度滤波技术，产生的最大尺度的湍流涡旋的迭代。该方法具有鲁棒性强、速度快、适用范围广等特点。我们在这里提出的应用这项技术的研究空间和光谱性质的湍流内星系团介质，测量湍流扩散和各向异性的湍流速度场的各种驱动机制：a）吸积物质在星系团（用ENZO模拟）; b）冷核周围的晃动（用FLASH模拟）; c）活动星系核的喷流（用FLASH模拟）。在星系团中，物质吸积驱动的湍流速度在内部区域（在星系团维里半径内）主要是切向的，而在靠近维里半径的区域是各向同性的。冷核晃动激发的湍流也是如此，而活动星系核流出的喷流在音速点附近和更远的地方主要驱动径向湍流运动。湍流导致团簇内介质的扩散率在=10^29-10^30 cm ^2/s的范围内。平均而言，在集群内介质中的湍流驱动的能量占主导地位的机制是由集群演化过程中的物质吸积和主要合并。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
The effects of a hot gaseous halo on disc thickening in galaxy minor mergers
我们采用流体动力学模拟研究耗散气体物理的影响，在较小的合并盘星系的垂直加热和增厚。我们第一次提出了一套模拟，其中包括一个扩散，旋转，冷却，热气体晕，宇宙流体动力学模拟以及星系形成模型预测。我们研究了在1：10和1：5合并过程中，这种新的气体成分对类银河系恒星盘垂直结构的影响。对于1：10合并，我们发现没有增加最终薄盘规模的高度相比，孤立的模拟，导致的结论，薄盘可以存在，即使在1：10合并后，如果有合理数量的热气体。其原因是新的冷气体的吸积，导致形成了一个巨大的新的薄恒星盘，主导了表面亮度分布。在以前的研究中，我们只包括冷气在磁盘中，我们表明，冷气的存在减少了增厚的一个小合并相对于无气体的情况。在这里，我们表明，在冷却热晕存在的情况下，天秤高度的演变由新星盘的形成主导。在这种情况下，厚盘是在z> 1的小合并中变厚的旧恒星盘，而薄盘是合并后重新形成的新恒星盘。此外，我们研究了1：5合并过程中尺度高度的演变，发现即使在合并后，只要有足够的热气，也可以存在薄盘。在我们的模拟中，最终的尺度高度取决于热气晕的质量，风的效率和合并质量比。我们发现合并后的值在0.5 <z0 <1.0 kpc的范围内与观测的本地星系的限制。
2011-08-08 astro-ph.CO
Abell 1201: a Minor merger at second core passage
本文对合并星系团Abell~1201的结构和动力学进行了分析。Abell~1201在一个冷却核周围有两个晃动冷锋，在中心西北约500 kpc处有一个偏移的气体核。新的钱德拉和XMM-牛顿数据显示，在偏移核心以东有一个亮度增强的区域，沿其北部和东部边界的表面亮度有中断。这被解释为从偏移岩心剥离的气体的尾部。偏离核心和尾部的气体与距团中心相同距离的其他气体的区别主要在于具有较高的密度，因此具有较低的熵。此外，偏移核心显示略低于周围地区的温度和金属丰度。冷核的金属丰度较高，而在南方冷锋附近金属丰度突然下降。我们解释所观察到的系统的属性，包括冷锋的位置，在一个简单的合并方案的偏移核心和它的尾巴。偏置核心是合并子星团的残余，它首先通过主星团中心东南的近心，现在接近第二个近心通道，移动速度约为1000 km/s。合并激发的晃动产生了两个冷锋，冷锋的分布表明，我们从靠近偏置核轨道的平面观察合并。
2012-05-08 astro-ph.CO
The Mysterious Merger of NGC6868 and NGC6861 in the Telescopium Group
本文利用Chandra X射线对望远镜星系群（AS 0851）中NGC 6868和NGC 6861及其周围的热气体进行了观测，探讨了这两个星系之间的相互作用历史。NGC 6868和NGC 6861的平均表面亮度轮廓都可以用双β模型很好地描述，这表明它们都是即将合并的星系子组中的主导星系。最亮星系团NGC 6868的表面亮度和温度图显示，在北面有一个约23千秒差距的冷锋边缘，在南面有一个0.62千电子伏的螺旋形冷尾。对冷锋两侧的温度和密度的分析表明，NGC 6868和周围气体群之间的相对运动最多为跨音速;而尾部的螺旋形形态强烈表明，冷锋边缘和尾部是由于子群合并引起的气体晃动的结果。NGC 6861较冷的中心区域被东部的热气体鞘和西部和西北部的X射线发射的热分叉尾部所包围。我们讨论了超音速infall的NGC 6861子群，晃动的NGC 6868和NGC 6861子群合并，AGN加热作为可能的解释这些功能，并讨论可能的情况下，可能有助于之间的数量级差异的Margorrian和黑洞质量σ预测其中央黑洞。
2010-01-14 astro-ph.CO
Viscosity, pressure, and support of the gas in simulations of merging cool-core clusters
大合并被认为是团簇中湍流的重要来源。我们进行了数值模拟的一个主要合并事件使用嵌套网格的初始条件，自适应网格细化，辐射冷却的原始气体，和均匀的紫外线背景。通过计算微观粘度的各种理论假设的基础上，估计Kolmogorov长度从湍流耗散率计算的亚网格尺度模型，我们能够证明，大多数的温暖，热的星系际介质可以维持一个完全的湍流状态，只有当磁抑制的粘度是相当大的。接受这一点作为前提，结果表明，湍流和热量的比例在合并过程中变化很小。这证实了早期研究中大样本星系团的平均热能和非热能含量之间的紧密相关性，这可以解释为不同晕质量的自相似性之上的第二自相似性。另一个长期存在的问题是湍流如何以及在多大程度上有助于支持气体对抗重力。从全局的角度来看，湍流和热压力的比例是显着的集群在我们的模拟。另一方面，局部测量由压缩率提供，即流的发散的增长率。特别是对于团内介质，我们发现，对重力的主要贡献来自热压力，而可压缩湍流有效地抵消了支持。由于这个原因，把湍流仅仅看作是热能的一种有效增强似乎过于简单。
2017-05-19 astro-ph.CO
Chandra Observation of 3C288 - Reheating the Cool Core of a 3 keV Cluster from a Nuclear Outburst at z = 0.246
我们目前的结果从一个42 ksChandra/ACIS-S观测的过渡FRI/FRII射电星系3C 288在z = 0.246。我们检测到$\sim$ 3 keV气体延伸到半径$\sim$ 0.5 Mpc的0.5-2.0 keV光度为6.6 $\times$ 10 $^{43}$尔格s $^{-1}$，这意味着3C 288位于一个贫穷的集群的中心。我们发现多个表面亮度不连续的气体指示无论是冲击驱动的膨胀的射电瓣或最近的合并事件。不连续面的温度大致恒定，没有冷核的特征，因此不利于合并冷锋或晃动的情况。因此，我们认为，不连续的冲击，由于超音速膨胀的射电瓣。如果它们是冲击波，则爆发的能量为$\sim$ 10^{60}尔格，或者说，假设这些冲击波是由单一爆发产生的锋面的一部分，则大约是冲击波半径内气体热能的30%。气体的冷却时间为$\sim$ 10 ^8年，因此核爆发所储存的能量可以重新加热并有效地破坏冷却的核心。
2010-09-07 astro-ph.CO
Dark matter merging induced turbulence as an efficient engine for gas cooling
对原始重子气体坍缩到$3\times10^7$ M $_{\odot}$暗物质（DM）晕上的过程进行了宇宙学数值模拟。结果表明，大尺度重子吸积过程和少数$\sim10^6$ M $_{\odot}$ DM晕的合并，由最大晕的引力势触发，足以产生超声波（$\mathcal{M}>10$）激波，形成湍流环境.在这种情况下，后冲击区域能够非常有效地产生H $_2$和HD分子，达到$n_\mathrm{H_2}\sim10^{-2}n_\mathrm{H}$和$n_\mathrm{HD}\sim \mathrm{few}\times10^{-6}n_\mathrm{H}$的最大丰度，足以在某些区域将气体冷却到100 K以下。湍流原始气体的动能谱接近Burgers谱，$\hat{E}_k\propto k^{-2}$，这可能有利于低质量原始恒星的形成。在宽波数范围内，螺线管与总动能之比为$0.65\la R_k\la0.7$;该值接近随机湍流的自然均分能值$R_k\approx 2/3$。这样，湍流和分子冷却似乎共同作用，以在原始环境中产生潜在的恒星形成区域，这些区域是寒冷而致密的气体。我们的结论是，合并和崩溃的过程中的主DM晕提供足够的能量来发展超音速湍流有利于分子冷却剂的形成：这种机制，这可能是普遍的，形成的第一个星系的主要途径，是能够创造潜在的恒星形成区域在高红移。
2011-09-30 astro-ph.CO
Supermodel Analysis of Galaxy Clusters
我们提出了属于冷核和非冷核类别的六个星系团的X射线亮度和温度分布的分析，根据Cavaliere，Lapi和Fusco-Femiano（2009）开发的超级模型（SM）。基于暗物质晕所形成的引力阱，SM直接描述了星系团内等离子体（ICP）的平衡状态，ICP的熵由引力吸积产生的驻波沉积在边界，并由活动星系核合并或爆发产生的向外冲击波注入中心。这里分析的集群集不仅突出了SM在控制径向熵运行的几个ICP参数方面如何简单地代表了主要的二分法冷与非冷核心集群，而且还如何准确地拟合复杂的亮度和温度曲线。对于像A2199和A2597这样的冷核星系团，具有低中心熵的SM直接产生了由向中心下降标记的温度特征峰值曲线，而不需要目前强大的辐射冷却和高质量沉积速率。像A1656这样的非冷核心星团需要一个相当大的中央熵底，而像A2256和更多的A644这样的星团则具有结构化的温度分布，也需要一个明确的底扩展;在这种情况下，SM准确地拟合了观测结果，并表明在这些星团中，ICP只是被合并事件重塑，以残留冷核心的方式。SM还预测，高浓度的暗物质晕应该与外围较平坦的熵分布和较陡的亮度相关;这确实是A1689的情况。
2009-09-23 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
Accretion disks around binary black holes of unequal mass: GRMHD simulations of postdecoupling and merger
我们报告的结果，从放松磁盘初始数据开始，在广义相对论的磁化磁盘吸积合并黑洞二进制的模拟。模拟的特点是一个有效的，快速的辐射冷却计划作为未来治疗的限制情况下，辐射转移。在这里，我们通过螺旋和合并来演化双星-盘解耦后的系统，并用$q\equiv m_{\rm bh}/M_{\rm BH}=1,1/2,$和$1/4$来分析双星质量比对系统演化的依赖性。我们发现与局部冷却相关的光度大于与物质动力学流出相关的光度，而与磁场能量的整体传输相关的电磁（坡印廷）光度最小。合并时冷却的光度只比单个非旋转黑洞的光度小一点点。初始喷流的发射与质量比无关，而同一初始盘在单个非旋转黑洞上吸积并不像预期的那样导致喷流。对于所有的质量比，我们看到一个短暂的行为，在准直，磁化流出持续$2-5 ( M/10^8M_\odot ) \rm days$合并后：流出变得越来越磁主导和加速到更高的速度，提高坡印廷光度。这些突然的变化可以改变整个喷流的电磁辐射，并可能有助于区分活动星系核中的黑洞合并，从单吸积黑洞喷流形态的基础上。
2014-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
What Drives Cluster Cool-Core Transformations? A Population Level Analysis of TNG-Cluster
基于 TNG-Cluster 的352个大质量星系团，本文分析冷核与非冷核状态转变，发现并合与AGN反馈共同影响核熵演化，且向非冷核转变占主导。
2025-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A giant radio halo in the cool core cluster CL1821+643
巨型射电晕是在某些正在合并的星系团中发现的百万pc大小的源。同步辐射电子被认为是由两个大质量团簇合并引起的等离子体湍流加速的。冷核星系团有一个低温的核心，这可能表明最近没有发生重大的合并。CL1821+643是迄今为止已知的最强冷核星系团之一。令人惊讶的是，我们发现一个巨大的无线电晕的最大线性尺寸为$\sim$ 1.1兆秒差距。我们讨论了集群的无线电和X射线性质的框架内提出的巨型无线电晕模型。如果一个合并是导致无线电发射，尽管存在一个冷的核心，我们建议它应该离轴，或在早期阶段，或一个小的。
2014-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The bow shock, cold fronts and disintegrating cool core in the merging galaxy group RXJ0751.3+5012
本文报道了对离轴星系团合并RXJ0751.3+5012的Chandra X射线观测。两个碰撞星系团的炽热大气层因合并而显得高度扭曲。这些图像揭示了每个群核心周围的弧形冷锋，由通过周围介质的运动产生，以及第一次检测到群合并冲击波阵面。我们探测到一个明显的密度和温度跃变，它与北群前面的一个马赫数M=1.9+/-0.4的弓形激波有关。利用星系红移和1100+/-300 km/s的激波速度，我们估计合并轴距离天空平面只有10度。从90千秒差距的预测群间隔来看，这对应于距离最近点0.1 Gyr的时间。北群拥有一个致密、凉爽的核心，有一个延伸100千秒差距的冲压压力剥离的气体尾部。这条尾巴被剪切的侧面由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性而显得扭曲和加宽。我们使用这种子结构的存在下放置的磁场强度的上限，并为斯皮策式粘度，表明这些结构的发展是一致的临界扰动长度以上的不稳定性可以在组内介质中生长。北星系群的核心还拥有一对星系UGC 4052，周围有一个直径为40 kpc的红外和近紫外环。这个环可能是由UGC 4052对一个较小星系的潮汐剥离产生的，也可能是两个大星系近距离相遇产生的碰撞环。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Motions, Turbulence and Conduction in Clusters of Galaxies
星系团中的非相对辐射冷却导致了过度的质量沉积速率。然而，星系团的冷核由于较小的合并或星系围绕星系团中心运动而被热传导和湍流热扩散持续加热。这些过程可以减少活动星系核加热冷核所需的能量，或者可以完全防止过冷。我们进行3D MHD模拟，包括场对准的热传导和自引力粒子来详细模拟这一点。湍流并不局限于星系的尾流，而是由于大尺度g模的激发而充满体积。我们系统地探讨了星系质量和数量的参数空间。对于广泛的观测动机的星系参数，磁场随机搅拌运动，恢复传导热流的核心。冷却灾难要么没有发生，要么延迟到足以让群集经历一次可能重置群集内介质条件的重大合并。虽然湍流运动的耗散作为热源可以忽略不计，但湍流热扩散是极其重要的;它在星团中心占主导地位。然而，热传导在较大半径处变得重要，并且没有热传导的模拟遭受冷却灾难。传导作为热源和减少稳定浮力都很重要，从而实现更有效的扩散。湍流促成传导，传导促成湍流。在这些模拟中，气体涡度-这是一个很好的指示被困g模式-随着时间的推移而增加。涡量的增长近似地反映了磁场的增长，而磁场的增长又被湍流放大。
2010-08-30 astro-ph.CO
The return of the merging galaxy subclusters of El Gordo?
合并星系团与无线电遗迹提供了罕见的见解合并动力学的遗迹是由暴力合并过程中产生的。我们展示了第一次使用的无线电遗物的属性，以减少动力学变量的不确定性，并确定3D配置的集群合并，ACT-CL J 0102 -4915，绰号El戈多。根据双射电遗迹观测和由冷核运动引起的彗星状气体形态的X射线观测，人们普遍认为El Gordo是在子星系团第一次通过核后不久被观测到的。我们采用了蒙特卡罗模拟研究的三维（3D）的配置和动力学的埃尔戈多。利用射电遗迹的极化率，我们将天空平面和合并轴之间的角度估计约束为$α= 21~{\rm degree} \pm^9_{11}$。我们发现El Gordo的相对3D合并速度在近心处为$2400\pm^{400}_{200}~{\rm km}~{\rm s}^{-1}$。对于外出和返回场景，自近心点起时间的两种可能估计分别为$0.46\pm^{0.09}_{0.16}$ Gyr和$0.91\pm^{0.22}_{0.39}$ Gyr。我们把我们的时间，因为近心的上下文中的估计表明，如果时间平均的冲击波速度近似等于或小于在质心框架中的相应的子集群的近心速度，这两个子集群更有可能是朝着，而不是远离，从对方，后远心。我们比较和对比的合并方案的埃尔戈多与子弹星系团，并表明，这种后期合并的情况下，解释了为什么东南暗物质透镜峰的埃尔戈多是更接近合并中心比东南冷核心。
2015-07-28 astro-ph.CO
Closing Pandora's Box -- The deepest X-ray observations of Abell 2744 and a multi-wavelength merger picture
本文利用 Chandra 超深 X 射线观测结合并合模拟，揭示 Abell 2744 中三个次团冷核的瓦解与西北激波，排除了西北次团的引力弹弓情景，提出南北正面并合后西北次团首次落入的演化图景，并指出大尺度超密度区域对观测的贡献。
2024-07-03 astro-ph.CO
Deep Chandra observations of PLCKG287.0+32.9: a clear detection of a shock front in a heated former cool core
本文利用200 ks Chandra观测研究并合星系团PLCKG287，发现M~1.3激波、冷锋及X射线空腔，指出其冷核曾被并合与AGN反馈共同再加热。
2025-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The growth of the galaxy cluster Abell 85: mergers, shocks, stripping and seeding of clumping
我们提出的结果深钱德拉，XMM-牛顿和朱雀观测附近的星系团阿贝尔85，这是目前正在进行至少两个合并，此外还显示了气体晃动的证据，延伸到r ~ 600千秒差距。其中一个在主星团中心的南面，有一个密集的X射线明亮的冷核心和一个向东南延伸的尾部。在200 kpc的长度上，这个尾巴的北部边缘是非常平滑和尖锐的（比环境气体的库仑平均自由程窄），而朝向西南方向，尾巴的边界是模糊和弯曲的，表明这两个边缘之间的等离子体输运性质的差异。尾部的热力学结构强烈支持整体向西北方向运动。我们提出，晃动引起的切向，环境，相干气流是弯曲的尾巴向东。这个子星系团中最明亮的星系位于致密核心的前缘，并被剥离气体的尾部所跟踪，这表明子星系团的冷核心在达到目前半径r ~ 500 kpc时几乎完全被摧毁。的表面亮度过剩，可能与气体剥离从下落的南部子集群，向东南方向延伸到至少r_500的主集群，表明剥离下落的子集群可能种子气体的不均匀性。第二个合并的子星系团似乎是一个弥漫的非冷核心系统。它的合并可能是超音速的，马赫数约为1.4。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra observations of the Abell S0295 cluster
我们提出了深（$205 \rm ks$），\Chandra观测的\ab 295二进制合并集群（$z=0.30$）。在X射线图像中，次级成分作为表面亮度峰值清晰可见，而初级团簇具有更平坦的分布。我们发现冷气体（$\sim 6 \rm keV$）与第二，而主的中心温度并没有偏离的平均温度的集群$\sim 9.5 \rm keV$显着。在主星的核心附近，我们发现了星团中最热的区域，伴随着表面亮度的不连续性。我们认为这一区域对应于激波，我们估计其马赫数为$1.24_{-0.22}^{+0.30}$。我们还发现了其他的合并特征，如从主星团中出现的冷气体羽流和冷锋以及可能的弓形激波（马赫数为$1.74_{-0.74}^{+1.02}$）。基于观测到的性能比较，从文献中的二进制合并模拟，我们提出了\ab 295低质量比，离轴合并的情况下，与第二接近第一远心。比较我们的结果与强透镜观测的\ab 295从\cite{Cibirka2018}显示之间的总质量峰值和大部分的气体分布在主集群的偏移。合并的性质和质量峰与气体之间的偏移的存在使\ab 295成为研究涉及非冷核团簇合并和暗物质性质的有希望的候选者。
2019-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Megaparsec-scale Gas-sloshing Spiral in the Remnant Cool Core Cluster Abell 1763
本文对红移z = 0.231的大质量星系团Abell 1763进行了多波长研究。对19.6 ks钱德拉存档观测的图像分析显示，在团内介质（ICM）中，团簇范围内的螺旋状表面亮度增强。虽然这样的螺旋被理解为形成具有晃动强冷芯（SCC）的簇，但包括螺旋顶点的气体具有中等熵（$\sim$ 110 keV cm $^{2}$）和冷却时间（$\sim$ 6.8 Gyr），表明在整个螺旋形成过程中发生芯破裂。两个由系统中第二和第三等级的星系主导的子星系团沿着一条平行于主星系团ICM的伸长轴的线。这两个子系统似乎都是沿着先前发现的星系团间的灯丝下降的，并且都被认为是负责启动破坏性核心晃动的扰动者的候选者。动力学分析表明，正在发生的相对径向速度为$\sim$ 1800 km s $^{-1}$。Abell 1763星系团中最明亮的星系团具有高的视向速度（v $_{pec}$ $\sim$ 650 km s $^{-1}$），并拥有一个强大的（P $_{1.4}$ $\sim$ 10 $^{26}$ W Hz $^{-1}$）弯曲双叶射电源，可能是由合并中诱导的相对大体积ICM流形成的。SCC破坏的集群合并模型调用低碰撞参量作为核心转换所需的条件。与此相反，在阿贝尔1763年发生的高角动量事件表明，离轴合并在建立非冷核心集群人口比以前假设的发挥更大的作用。
2018-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stirring Up the Pot: Can Cooling Flows In Galaxy Clusters Be Quenched By Gas Sloshing?
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，这些通常观察到的边缘被解释为核心气体在星系团引力势中“晃动”的证据。这种晃动可以通过将来自簇外围的热气体与冷的核心气体混合来向簇核心提供热源。使用高分辨率的$N$体/欧拉流体动力学模拟，我们模拟气体晃动的星系团发起的合并与子集群。模拟包括合并的情况下，充满气体和无气体的子集群。还探讨了改变簇内介质粘度的影响。我们发现，晃动可以促进热量流入集群核心，只要有足够强的扰动。在绝热模拟中，我们发现晃动可以提高近一个数量级的最强的情况下，集群核心的熵地板。如果ICM是粘性的，则具有不同熵的气体的混合减少，因此到核心的热通量减少。在包括辐射冷却的模拟中，我们发现，虽然最终冷却流的发展，晃动可以防止显着积累的冷气体在核心的时间上的顺序陀螺仪的小扰动和几个陀螺仪的大的。如果与合并子团的反复相遇维持中心核心气体的晃动，这一过程可以为核心提供相对稳定的热源，这有助于防止显着的冷却流。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mpc-scale diffuse radio emission in two massive cool-core clusters of galaxies
射电晕是在星系团合并中发现的~1 Mpc尺度的弥散同步辐射源，被认为是由合并驱动的湍流重新加速的电子提供动力。我们目前的测量扩展无线电发射在类似的大尺度上在两个星系团托管冷核心：阿贝尔2390和阿贝尔2261。分析是基于干涉成像与JVLA，VLA和GMRT。我们提出了详细的无线电图像的目标，减去紧凑的发射组件，并测量光谱指数的扩散组件。A2390的无线电辐射超出了已知的晃动状亮度不连续性，并且在1.5 GHz处具有非常陡峭的带内光谱斜率，类似于一些已知的超陡峭频谱无线电晕。A2261中的漫射信号比A2390中的漫射信号更宽，但亮度较低。来自XMM-牛顿X射线数据的X射线形态指标将这些星系团归类为松弛或规则系统，尽管在X射线亮度图像中可以看到一些可以指示过去较小合并的不对称特征。如果这两个Mpc尺度的射电源被归类为巨大的无线电晕，他们质疑的共同假设，无线电晕只发生在集群进行激烈的合并活动，除了常用的标准，在区分无线电晕和迷你晕。
2016-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Pre-Merger Stage Galaxy Cluster: Abell 3733
星系团Abell 3733（A3733）是研究星系团合并动力学过程的一个非常合适的候选者。本研究显示了基于X射线和光学数据的A3733（z = 0.038）的结构分析结果。根据X射线光度图，A3733拥有两个在天空中相隔$\sim$ 0.25 Mpc的子结构，并且两个不同的团块位于东（A3733 E）和西（A3733 W）方向。这两个子结构都集中在两个不同的最亮的星系团（BCGs）上，两个BCGs的X射线和光学质心基本上彼此重合。子结构的团内介质（ICM）温度估计为2.79 keV的A3733 E和3.28 keV的A3733 W。发现这两个子结构都是由较热气体（kT $\sim $ 3.0-3.5 keV）包围的冷中心气体（kT $ \sim $ 1.5-2.5 keV）。此外，X射线浓度参数被发现是c $\sim $ 0.3的每个子结构。这些结果表明，两个子结构的冷中心的存在。光密度图显示了A3733 W附近拥挤的星系群。A3733的高或然率（% 88.2）动力学结合模型表明，各子结构核的三维分离度为0.27 Mpc，碰撞时间为0.14 Gyr，相对下落速度为1936 km/s $^{-1}$ .最后，本研究证明了A3733系统处于并购前状态的一些证据。
2019-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Parameter Space Exploration of Galaxy Cluster Mergers I: Gas Mixing and the Generation of Cluster Entropy
我们提出了一个高分辨率的绝热双星星系团合并的FLASH模拟。这些是迄今为止使用AMR网格为基础的代码与欧拉流体动力学的最高分辨率的模拟。在这一系列的第一篇论文中，我们研究了合并对热的团内气体熵的影响，特别是关于合并加热和破坏团簇“冷核”的能力。“我们发现，与最近的工作一致，在基于网格的代码中得到很好解决的流体不稳定性的影响是显着混合两个集群的气体，并显着增加最终合并残余物的气体熵。这一结果是在初始质量比和碰撞参量范围内的合并的特征。与此相一致，我们发现，与随机运动相关的动能在我们的合并残留物中较高，这些残留物具有高熵层，表明运动有效地混合了气体，并加热了具有初始高熵的气体的团簇核心。我们研究的影响，这一结果的维护高熵地板中心的星系团和推导的暗物质的X射线发射气体的热性质。
2011-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Merger of galactic cores made of ultralight bosonic dark matter
我们通过求解Gross-Pitaevskii-Poisson方程组研究了超轻玻色暗物质核的二元合并。分析集中在弛豫过程的动力学和合并产生的配置的行为，包括重力冷却及其相应的质量和角动量的发射。的密度和最终配置的大小的振荡的特征在于，表明对于相同的质量的情况下，这些振荡的振幅和频率的依赖性的碰撞参量的合并前配置是线性的。这些振荡的幅度变化的两个或更多的因素，表明最终的配置不接近一个明确的稳态，即使它周围的维里化状态振荡。对于不等质量的情况下，全球量也表明，最终的配置周围的维里化状态振荡，虽然密度没有显示出主导的振荡模式。分析了所有情况下合并前后角动量的演化。
2019-07-18 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Simulations of solitonic core mergers in ultra-light axion dark matter cosmologies
使用三维模拟，我们研究合并孤子核心的动力学和最终结构预测形成超轻轴子暗物质晕。自引力标量场的经典牛顿运动方程可以用薛定谔-泊松方程来描述。我们调查合并的基态（玻色子星）的配置与不同的质量比，相对相位，轨道角动量和初始分离的主要目标，以了解新兴的核心引力冷却的质量损失。证实了以前的结果表明，最终的密度分布有孤子的核心和NFW样的尾巴。在二元并合中，最终的核心质量不依赖于初始相位差或角动量，而只依赖于系统的质量比、总初始质量和总能量。对于非零角动量，原本球形的核变成旋转的椭圆体。多核合并的结果是定性相同的。
2017-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The merging galaxy cluster A520 --- a broken-up cool core, a dark subcluster, and an X-ray channel
我们提出的结果，从深钱德拉X射线观测的合并星系团A520。一张高分辨率的气体温度图，在减去星系团尺度的辐射后，揭示了一条长的密集的冷星系团的踪迹-显然是一个冷核心的碎片，它已经被冲压压力从下落的子星系团中完全剥离出来。在这种情况下，我们可以假设团块仍然由磁场线连接。所观察到的温度变化意味着热导率在磁场的假定方向上被抑制了100倍以上（如在其他集群中发现的），并且沿着场线也被抑制了几倍。在弱透镜质量图和X射线图像中可以看到，A520外围的两个大质量团块在合并过程中显然已经完全剥离了气体，但随后在离开星团时重新吸积了周围的高熵气体。其中一个团块（具有简单几何形状）的X射线流体静力学质量估计与透镜质量一致。它目前的气体质量占总质量的比例非常低，只有1.5- 3%，这使它成为一个“暗子星系团”。我们还发现了一个奇怪的低X射线亮度通道（在投影中可能是一个低密度片）沿着一个明显的二次合并的方向穿过星团。该沟道可由放大磁场（具有等离子体$β\sim 10-20$）的区域中的等离子体耗尽引起。A520中的激波将在另一篇论文中研究。
2017-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
