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
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
Cooling Time, Freefall Time, and Precipitation in the Cores of ACCEPT Galaxy Clusters
宇宙中最大的星系-位于星系团中心的星系-的恒星形成主要取决于其热气体大气的热力学状态。具有低熵、高密度大气层的中央星系经常包含多相恒星形成气体，而具有高熵、低密度大气层的中央星系则永远不会。这两个种群在中心熵上的分界线，以及因此在中心冷却时间上的分界线，是惊人的尖锐。人们提出了两个假设来解释这种二分法。一种是指出热传导可以阻止分界线以上的簇芯的辐射冷却。另一种观点认为，分界线以下的核心受到热不稳定性的影响，通过冷反馈机制为中心活动星系核提供燃料。在这里，我们探索这些假设与H-α属性的分析接受星系团。我们发现，这两个假设可能是互补的。我们的研究结果支持这样一种观点，即冷云不可避免地从星团核心沉淀出来，在这种情况下，冷却胜过热传导，并降落在中央黑洞上，导致活动星系核反馈，稳定了星团核心。特别是，所观察到的冷却时间与自由落体时间比的分布几乎与在模拟这种冷反馈过程中所看到的相同，这意味着冷相吸积，而不是热相气体的邦迪吸积，是负责AGN反馈，调节大星系中的恒星形成。
2014-09-04 astro-ph.GA
Star Formation, Nebulae, and Active Galactic Nuclei in CLASH Brightest Cluster Galaxies. I. Dependence on Core Entropy of Intracluster Medium
本研究基于CLASH的25个星系团，考察BCG恒星形成、星云与AGN对ICM核心熵K$_{0}$的依赖，发现低核心熵、短冷却时间更有利于恒星形成、星云和明亮射电AGN。
2024-08-05 astro-ph.GA
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
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
Precessing AGN Jets, Bubbles and Cooling Flows
已知有几个星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，以及在无线电波长上扭曲的千秒差距尺度的喷流。这表明活动星系核的旋进喷流在错位气泡的形成中起了一定的作用。此外，X射线光谱显示，通常这些系统也能够抑制冷却流，理论上预测。多年来，星系团中没有冷却流一直是一个谜，因为数值模拟和分析研究表明，活动星系核喷流具有很高的能量，但无法将其重新分配到各个方向。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。考虑了辐射冷却，研究了冷却流动问题。我们发现，岁差是负责多对泡沫，如观察到的。错位的气泡上升到数十千秒差距的尺度，在那里，由射流释放的热能被重新分配。在$\sim 150$ Myrs之后，空腔内气体的温度保持在$\sim 10^7$ K的量级，而在中心区域的团内介质的密度更大的等离子体达到$T \sim 10^5$ K。多个气泡的存在，在不同的方向上，导致沿视线的积分温度比非旋进射流的模拟大得多。这一结果与观测结果一致。模拟结果表明，活动星系核喷流启动后，冷却流的强度达到了$\sim 50 - 70$ Myr。
2011-02-01 astro-ph.GA
A Multi-Wavelength Photometric Census of AGN and Star Formation Activity in the Brightest Cluster Galaxies of X-ray Selected Clusters
尽管它们被称为“红色和死亡”，但布里渊星系团（BCGs）所居住的独特环境往往会导致辐射冷却的星系团内气体和恒星形成之间的自我调节反馈循环，以及BCG中的AGN活动。然而，“活跃”的BCGs的流行率以及所涉及的反馈的细节仍然不确定。我们对ROSAT全天巡天中选取的981个0.03 < z < 0.5的星团进行了光学、紫外和中红外光度分析。使用泛星PS1 3 PI，GALEX和WISE的调查数据，我们寻找与光度颜色偏离的被动BCGs的大部分人口的BCGs -活动星系核和/或恒星形成活动的指示内的BCG。我们发现，虽然大多数的BCGs是一致的被动，至少有14%的BCGs显示出显着的颜色偏移，从被动在至少一个颜色指数。而且，在可用的情况下，补充光谱显示这些特定的BCGs中的大多数显示出强的光学发射线。在比较BCG的“活动”与主机集群的X射线亮度，我们发现，BCGs显示的颜色偏移优先发现在更X射线发光集群，指示BCG的“活动”和集群内介质之间的连接。
2016-06-03 astro-ph.GA
A Global Model For Circumgalactic and Cluster-Core Precipitation
我们提供了一个分析框架来解释多相环银河气体的观测结果，该框架在很大程度上受到最近对冷核星系团中热不稳定性和降水的数值模拟的影响。我们首先考虑通过两种不同模式形成多相气体所需的局部条件：（1）银河系外流对周围气体的抬升，以及（2）在分层静止介质中的冷凝，其中显式地保持热平衡。这两种模式的分析探索提供了对冷却和自由落体时间尺度的局部比率之间的关系的见解（即，t_cool / t_ff）、比熵的大尺度梯度、环星系气体中沉淀和多相介质的发展。然后，我们使用这些分析结果来解释最近的环星系气体的模拟，其中全球热平衡保持。我们发现，长期的气体配置与5 < t_cool / t_ff < 20和径向熵轮廓类似的本地冷核星系团核心的观察是一个自然的结果，沉淀调节反馈。最后，我们从这些模型得出一些观察预测。这项工作主要集中在星系团核心的降水和活动星系核反馈，因为那里是星系周围多相气体观测最完整的地方。然而，在这些环境中控制凝聚的许多物理原理适用于所有质量星系周围的环星系气体。
2017-07-01 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
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
Precipitation possible: turbulence-driven thermal instability with constrained entropy profiles
该研究通过600余个含冷却的分层湍流三维流体模拟，探究受约束熵剖面下湍流驱动的热不稳定性，发现冷气体降水依赖湍流驱动类型，纯垂直驱动下冷却自由下落时间比≲5时易形成冷气体，比为10时无降水。
2024-10-04 astro-ph.GA
X-ray Cavity Dynamics and their Role in the Gas Precipitation in Planck Sunyaev-Zeldovich (SZ) Selected Clusters
本研究利用钱德拉观测分析Planck SZ选近邻星系团的AGN反馈，发现弛豫与扰动星系团的空腔特性存在差异，结合MUSE数据证实AGN反馈对暖气体纤维形成的作用，同时指出部分系统存在其他驱动机制或时间延迟。
2023-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A General Precipitation-Limited L_X-T-R Relation Among Early-Type Galaxies
大质量星系X射线光度（LX）与周围气体温度（T）的关系是观测宇宙学和星系演化模型的重要基础。在质量最大的星系团中，这种关系主要取决于宇宙结构的形成。在质量较小的系统中，它主要反映了环星系气体辐射冷却的反馈响应。在这里，我们提出了一个简单而强大的模型的L_X-T关系的函数的物理孔径R内，这些测量。该模型是基于AGN反馈的沉淀框架，并假设环银河系介质是沉淀调节在小半径和宇宙结构的形成在大半径的限制。我们将该模型与许多不同的数据集进行了比较，结果表明，它成功地再现了从~0.2 keV到>10 keV温度范围内L_X-T-R关系的斜率和上包络。我们的研究结果强烈表明，负责调节单个大质量星系中恒星形成的反馈机制与调节星系团核心的沉淀触发反馈有很多共同之处。
2017-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
An Assessment of the In-Situ Growth of the Intracluster Light in the High Redshift Galaxy Cluster SpARCS1049+56
在星系团核心内恒星质量的形成是一个知之甚少的过程。它的特点是冷却流，AGN反馈，恒星形成等复杂的物理。在这里，我们研究了恒星质量的增长在附近的Brilliant星团星系（BCG）在z = 1.7集群，SpARCS 1049 +56。我们合成现有的HST成像，先前公布的恒星形成率的测量，和新的无线电分子气体光谱的结果的再分析。这些分析分别代表了这个系统中过去、现在和未来的恒星形成。我们发现，大量的恒星质量-之间的$(2.2 \pm 0.5) \times 10^{10} \: M_\odot$和$(6.6 \pm 1.2) \times 10^{10}\: M_\odot$取决于数据处理-存在于一个长的和cluerical尾巴状的结构，位于大约12千秒差距的BCG。与这个恒星质量在空间上一致的是一个类似的大质量分子气体库（$(1.0 \pm 0.7) \times 10^{11} \: M_\odot$），我们认为它是红外观测所测得的$860 \pm 130 \: M_\odot$ /年的巨大恒星形成率的燃料。Hlavacek-Larrondo等人（2021）推测，热的星团内X射线气体的大量失控冷却正在为恒星的形成提供动力，这是一个在高红移之前从未观察到的过程。根据燃料和当前恒星的数量，我们得出结论，这种事件在星团的生命周期中可能是罕见的，一次性产生大约15%到21%的团内光（ICL…
2022-03-25 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
Observable consequences of kinetic and thermal AGN feedback in elliptical galaxies and galaxy clusters
我们建立了活动星系核反馈的解析模型，并研究了它对椭圆星系和星系团的意义。结果表明，当动量注入超过临界值时，低质量椭圆星系中的物质将被喷射出来，并产生X射线光度$L_{\rm X}$，即$\propto$ $σ^{8-10}$，这取决于活动星系核的加燃料机制，其中$σ$是热气体的速度色散。这一结果与观测结果和半解析模型吻合得很好。在更大质量的椭圆星系和星系团中，活动星系核外流很快变成浮力主导的。这必然意味着，由中心星系团活动星系核加热的星系团内介质（ICM）重新分布，使得在冷却半径内的热气体质量应该是$ \propto L_{\rm X}(<r_{\rm cool})/[g(r_{\rm cool})σ]$，其中$g(r_{\rm cool})$是冷却半径处的重力加速度。这一预测得到了证实，使用七个集群的观察。同样的机制也定义了$\sim 0.5$ Gyr的临界ICM冷却时间，这与最近的观测结果相一致，表明恒星形成和活动星系核活动在低于通用冷却时间阈值时被触发。
2009-03-02 astro-ph.GA
A Multi-wavelength Survey of AGN in Massive Clusters: AGN Distribution and Host Galaxy Properties
通过在大质量星系团中识别活动星系核所在的星系以及它们周围的场，研究了环境对活动星系核的存在和供给的影响。我们已经通过光变（178）、X射线发射（74）和中红外SEDs（64）在多波长巡天中识别了活动星系核候选者，这些巡天覆盖了以12个星系团为中心的区域，红移为0.5 < z < 0.9。在本文中，我们提出的径向分布的活动星系核在集群研究如何本地环境的影响，活动星系核和它的宿主星系的存在。虽然星系核的径向分布随星系团的不同而不同，但我们发现活动星系核的径向分布一般不同于正常星系。活动星系核的宿主星系也显示出与正常星系不同的颜色分布，许多活动星系核的宿主星系在红色序列和蓝色恒星形成的正常星系之间的“绿色山谷”中显示星系颜色。这一结果与在实地星系研究中发现的结果相似。AGN主机的颜色分布是更明显的干扰集群的小合并，星系骚扰，并与集群子结构的相互作用可能会继续促使恒星形成的主机。然而，我们发现没有主机星系的颜色和星系团半径之间的关系活动星系核主机。这可能表明，与吸积超大质量黑洞相关的过程对宿主星系的恒星形成特性的影响比团内介质和/或局部星系环境更大。
2014-07-28 astro-ph.GA
The birth of the intracluster medium: the evolution of multiphase gas and Lyman-$α$ haloes in a simulated $z\sim3$ protocluster
University of Nottingham（诺丁汉大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究通过高分辨率模拟探讨原星团中多相气体和Lyman-α晕的演化过程，揭示了从CGM到ICM的过渡机制及关键影响因素。
2026-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMAGNET -- Stir before serving: a Lagrangian perspective on mixing-driven condensation in the intracluster medium
Universität Hamburg, Hamburger Sternwarte（汉堡大学，汉堡天文台）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Cardiff University（卡迪夫大学）
研究通过蒙特卡洛追踪粒子算法，分析团簇核心中凝结的热力学和动力学条件，并评估磁场的作用。结果显示，磁场显著影响冷相的组装历史和运动学特性。
2026-07-29 astro-ph.GA
The Relationship Between Brightest Cluster Galaxy Star Formation and the Intracluster Medium in CLASH
我们研究了11个CLASH最亮的星系团（BCGs）中的反馈机制的性质，这些星系团具有扩展的紫外线和星云线发射特征。我们估计恒星形成率（SFR），尘埃质量和星爆持续时间使用贝叶斯光度拟合技术，该技术考虑了从紫外线到远红外线的恒星和尘埃发射。通过将这些量与来自X射线观测和星团质量分布的透镜估计的星团内介质（ICM）冷却时间和自由落体时间进行比较，我们发现BCG SFR和ICM冷却时间与自由下落时间的比率$t_{cool}/t_{ff}$之间存在紧密关系，其固有散射的上限为0.15 dex。此外，在半径为$0.025R_{500}$处，恒星暴持续时间可能与ICM冷却时间相关，并且这两个量在达到Gyr区域时收敛。我们的研究结果提供了一个直接的观测之间的联系，ICM的结晶状态和BCG恒星形成活动的强度和持续时间，并出现一致的情况下，活动星系核（AGN）诱导凝结的热不稳定ICM超密度燃料长时间（$>$ 1 Gyr）BCG星爆。这种情况可以解释（a）如何在不引起冷却流的情况下耗尽具有低冷却时间的气体，以及（b）SFR和$t_{cool}/t_{ff}$之间的缩放关系。我们还发现，SFR和尘埃质量的BCGs与SFR $<100$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$之间的标度关系是类似的恒星形成场星系; BCGs与大（$>100$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）SFR的…
2017-07-20 astro-ph.GA
Triggering Active Galactic Nuclei in galaxy clusters
本文用半解析的星系形成模型SAGE（？）模拟了活动星系核（AGN）在星系团中的触发过程.我们规定触发方法的基础上冲压压力星系的经验，因为它们在整个集群内的介质，这是假设触发恒星形成和活动星系核活动。这些模型产生的模拟活动星系的团心半径和速度分布进行了比较与AGN和激烈的恒星形成的星系从一个样本的低红移，放松的集群从斯隆数字巡天。冲压压力触发模型，最好地解释了这些观察到的星系团的半径和速度分布的AGN和恒星形成触发，如果$2.5\times10^{-14} < P_{ram} < 2.5\times10^{-13}$ Pa和$P_{ram} > 2P_{internal}$，这是一致的流体动力学模拟冲压压力诱导恒星形成的预期。我们的研究结果表明，冲压压力可能是一个重要的机制，触发恒星形成和活动星系核的活动。
2017-11-20 astro-ph.GA
"Beads on a String" Star Formation Tied to one of the most Powerful AGN Outbursts Observed in a Cool Core Galaxy Cluster
本研究以星系团SDSS J1531+3414为对象，结合多波段观测揭示其巨型X射线超腔与高能AGN爆发遗迹，提出多相气体起源及“串珠”恒星形成的潮汐触发机制。
2023-12-13 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
Triggering and Delivery Algorithms for AGN Feedback
我们比较了几种常见的活动星系核反馈的子网格实现，重点是不同的触发机制和热反馈和动力学反馈之间的差异的影响。我们的主要结果是，纯粹的热反馈，集中注入的行为不同的反馈，即使是一个小的动力学组件。特别是，纯粹的热反馈导致过度冷凝和窒息的活动星系核的冷气体，因为反馈能量没有传播到足够大的半径。只要空间分辨率足够高，我们没有看到不同触发机制的实现之间有很大的差异，这可能是因为这里测试的所有实现都在类似条件下触发了强烈的活动星系核反馈。为了评估分辨率的作用，我们改变了“吸积区”的大小，在其中测量属性，以确定活动星系核的吸积率和由此产生的反馈功率。我们发现，一个更大的吸积区的结果在喷流，但也可以允许太多的冷气体冷凝模拟与邦迪触发算法。我们还改变了喷流进动的开口角，发现较大的进动角会导致更多的喷流能量在更靠近活动星系核的地方热化，从而产生类似于纯热反馈的结果。我们的模拟证实活动星系核可以调节冷核星系团的热状态，并使核心维持在一种对热不稳定性和沉淀几乎不敏感的状态。
2016-03-11 astro-ph.GA
Do sound waves transport the AGN energy in the Perseus Cluster?
用Hitomi软X射线谱仪以164 +/- 10 km/s的速度测量了英仙座星团核心半径为20 - 60 kpc的团内气体的随机运动水平。因此，在该尺度上的湍流运动中的最大能量密度是低的。如果以热量的形式消散，湍流能量将在不到8000万年的时间内辐射出去，并且不能在整个核心中传播。需要更高的速度来防止冷却崩溃。重力波在径向上传播得太慢。在这里，我们研究声波的能量传播。能量以大约1000公里/秒的速度传播，可以在冷却时间内穿过核心。我们表明，所需的气体进行功率的位移速度振幅是一致的瞳的结果，推断的密度和温度的变化是一致的钱德拉观测。
2016-08-25 astro-ph.GA
Intracluster light is a biased tracer of the dark matter distribution in clusters
本研究基于Horizon-AGN模拟发现，尽管团内光（ICL）形态与暗物质晕相似，但其恒星平均比能更低、速度分布更慢且轨道更偏径向，因此ICL是暗物质的有偏示踪剂。
2025-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the AGN-ram pressure stripping connection in local clusters
团内介质的冲压压力剥离是影响星系团性质的一个重要机制。最近一项基于小样本的研究发现，许多显示出强烈冲压压力剥离特征的星系也拥有活动星系核，这表明这两种现象之间可能存在相关性。这一结果尚未得到后续研究的证实。在以前的研究结果的基础上，在这里，我们结合MUSE观测GASP计划和文献的一般调查进行了鲁棒性测量AGN部分在集群的冲压压力剥离星系使用BPT发射线图。考虑一个115个恒星质量为$\geq 10^9 \, M_{\odot}$的冲压压力剥离星系的样本，我们发现了一个$\sim27\%$的活动星系核部分。这一比例强烈地依赖于恒星质量：当只考虑质量为$M_* \geq 10^{10} \, M_{\odot}$的冲压压力剥离星系时，它上升到51%。然后，我们调查活动星系核的发病率是否超过冲压压力剥离的星系相比，非剥离的星系，作为比较，使用的调查MaNGA观察到的非星系团星系的样本。考虑到质量匹配的样品，我们发现，活动星系核活动的发生率显着较高（在置信水平$>99.95\%$）时，冲压压力剥离是对的行为，支持的假设活动星系核冲压压力连接。
2021-11-16 astro-ph.GA
Two striking head-tail galaxies in the galaxy cluster IIZW108: insights into transition to turbulence, magnetic fields and particle re-acceleration
我们提出了深JVLA观测在1.4 GHz和2.7 GHz（全极化），以及光学OmegaWINGS/WINGS和X射线观测的两个扩展的射电星系在IIZW 108星系团在z = 0.04889。它们显示出一个弯曲的尾巴形态，与落入星团势的射电叶星系一致。这两个星系被发现拥有的属性与{窄角}尾星系在文献中，即使它们是一个低质量的集群的一部分。我们发现一个光谱指数陡化和增加的分数极化通过星系喷流和有序的磁场组件主要对准喷流方向。这很可能是由于星系团内介质和喷流流体的速度差和/或星系团内介质穿过星系喷流的磁披覆造成的剪切。我们发现明确的证据表明，一个来源是显示两个活动星系核（AGN）爆发，我们希望AGN从来没有完全关闭。我们表明，纯标准电子冷却不能解释喷流长度。因此，我们证明，这些星系可以作为一个实验室来研究温和的再加速相对论性电子在星系射流通过从层流到湍流运动的过渡。
2021-10-07 astro-ph.GA
AGN Heating in Simulated Cool-Core Clusters
我们分析加热和冷却过程中的一个理想化的模拟冷核心集群，动量驱动的活动星系核反馈平衡辐射冷却的时间平均意义上。我们发现，平均而言，通过激波的能量耗散几乎是一个数量级高于通过湍流。模拟中的大多数激波都是马赫数小于1. 5的非常弱的激波，但较强的激波虽然很少见，但更有效地耗散能量。我们发现，冲击耗散是一个陡峭的函数的半径，与大部分的能量消散在30千秒差距，而辐射冷却损失面积不集中。然而，绝热过程和（激波后物质和周围气体的）混合能够将热量重新分配到整个核心。活动星系核能量的相当一部分也逃逸出核心区域。在Gyr时间尺度上，星系团经历了活动星系核爆发的周期，伴随着降水增强和恒星形成的周期。星系团核心在每个周期结束时都处于欠热状态，但在活动星系核爆发的高峰期则处于过热状态。在加热占主导地位的阶段，湍流耗散本身往往能够平衡每个半径的辐射冷却，但当这种情况发生时，冲击波不可避免地耗散更多的能量。我们的模拟解释了为什么一些星系团，如阿贝尔2029，是冷却为主，而在其他一些星系团，如英仙座，各种加热机制，包括冲击加热，湍流耗散和气泡混合都可以单独平衡冷却，并一起，过热的核心。
2016-11-16 astro-ph.GA
The impact of relativistic AGN jets on realistic galaxy cluster environments
Universitat de València（瓦伦西亚大学）
本研究通过三维相对论性流体动力学模拟，发现FRI型低功率喷流在真实星系团环境中通过弱激波高效加热星系团内介质，约80%动能转化为内能，为解决冷却流问题提供了可行方案。
2026-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of Metal-Rich, Cool-Warm Gas in the Outskirts of Galaxy Clusters
我们提出了一个紫外类星体的吸收线分析的金属线与三个强干预H I吸收（$N$（H I）$>$ 10 $^{16.5}$ cm $^{-2}$）的外围检测的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应选择的星系团（$z_{\rm cl} \sim 0.4 - 0.5$），在碰撞参数的$\sim$。在最近一组有针对性的远紫外$HST$ /COS光谱观测中发现，这些吸收体具有在星系团外围观测到的最高的H I柱密度，并且还富含金属吸收线。光电离模型产生的气体密度为$n_{H} \sim 10^{-3} - 10^{-4}$ cm $^{-3}$和[X/H] $>$-1.0（从十分之一的太阳到近太阳）的三个吸收剂的单相溶液。探测到的吸收线的宽度表明气体温度为$T \sim 10^4$ K。推断的密度（温度）是显着较高（较低）相比，在集群核心的X射线发射的集群内介质。这些吸收器正在追踪星系团外围星系团内气体的冷相，这些冷相要么与通过外流、潮汐流或冲压压力从星系团中剥离出来的气体有关，要么与星系团内介质中的密度更大的区域有关，这些区域在早期的增强型超新星和活动星系核反馈中化学成分均匀富集。
2019-07-24 astro-ph.GA
The Role of Turbulence in AGN Self-Regulation in Galaxy Clusters
星系团的冷核被认为是由低能量的活动星系核（AGN）加热的，活动星系核的吸积受反馈调节。然而，活动星系核喷出的热气体与周围的团内介质之间的相互作用是非常难以模拟的，因为它涉及到广泛的空间尺度和瑞利-泰勒（RT）不稳定的气体。在这里，我们使用RT驱动的湍流亚网格模型来克服这些问题，并提出了第一个观测一致的流体动力学模拟活动星系核的自我调节星系团。对于广泛的参数选择，在我们的三维模拟集群调节自己至少几个陀螺年。通过一系列爆发，加热平衡冷却，典型的复发时间约为8000万年，时间尺度仅取决于全球集群属性。
2009-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of dusty cold gas filaments from galaxy cluster simulations
星系团是宇宙中质量最大的坍缩结构，其势阱中充满了炽热的、能发射X射线的团内介质。然而，观测显示，相当数量的星团（所谓的冷核星团）在其中心也包含大量的冷气，其中一些是以空间延伸的细丝的形式，跨越数十千秒差距的尺度。这些发现提出了关于冷气体起源的问题，以及它与中央活动星系核（AGN）的关系，AGN的反馈已被确定为此类星系团中普遍存在的特征。在这里，我们报告了一个星系团中活动星系核反馈的辐射流体动力学模拟，其中冷丝的形式从温暖的，活动星系核驱动的流出与温度之间的$10^4$和$10^7$ K，因为他们在集群核心上升。我们的分析揭示了一种新的机制，通过辐射冷却和冲压压力的结合，自然促进流出的冷却时间比上升时间短，从而产生空间延伸的冷气体细丝。我们的结果强烈地表明，在星系团中冷气体的形成和活动星系核的反馈是密不可分的，并揭示了活动星系核的反馈如何耦合到团内介质。
2021-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
XRISM mock observations of simulated AGN jets in the core of a galaxy cluster
Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）
研究通过XRISM模拟观测揭示喷流方向观测时茧状物膨胀速度与X射线发射的关系，为AGN反馈机制理解提供基础。
2026-01-13 astro-ph.GA
AGN jet evolution simulation with GADGET4-OSAKA
The University of Tokyo（东京大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS（Kavli宇宙起源研究核心理论中心（WPI），UTIAS）；The University of Osaka（大阪大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics（内华达天体物理中心）；Institute for Advanced Study in Physics, Hangzhou（杭州高等研究院）
研究通过GADGET4-OSAKA模拟喷流演化，分析不同参数对喷流生长的影响，发现喷流扩展遵循自相似关系，但受人工粘性影响显著，为喷流-介质相互作用提供新见解。
2026-04-29 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
AGN feedback duty cycle in Planck SZ selected clusters using Chandra observations
我们提出了一个系统的研究X射线腔使用档案钱德拉观测附近的星系团选择他们的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）签名在普朗克调查，它提供了一个几乎无偏的质量选择的样本，探索整个活动星系核反馈占空比。基于X射线图像分析，我们报告说，30的164个集群显示X射线腔，这相当于18%的检测分数。在对空间分辨率进行校正以匹配高- $z$ SPT-SZ样本之后，检测分数下降到9%，与高-z样本一致，暗示活动星系核反馈在几乎8个Gyr内没有演变。我们的发现与冷核团簇分数缺乏演化的结论一致。我们计算了腔功率，P_{\rm cav}，并发现我们的样品中的大多数系统有足够的活动星系核加热，以抵消集群内介质的辐射损失。
2022-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Enhancing AGN efficiency and cool-core formation with anisotropic thermal conduction
了解重子过程如何塑造团内介质（ICM）对下一代星系团巡天具有重要意义。然而，大多数结构形成模型忽略了潜在的重要物理过程，如各向异性热传导（ATC）。在这封信中，我们探讨的影响ATC的流行冷芯（CC）使用12对磁流体动力学星系团模拟，模拟使用的IllustrisTNG模型与ATC。虽然ATC的影响因聚类和CC标准而异，但对于所考虑的所有CC标准，其包含在z = 0时产生向较大CC分数的系统性转变。此外，包含ATC产生了一个平坦的CC分数红移演化，缓解了与观察到的演化的紧张局势。随着ATC的加入，中心黑洞实现自我调节所需的能量减少，团核中的气体分数增加，导致更大的CC分数。ATC使ICM不稳定的扰动和活动星系核的反馈效率的增加表明，它的列入结果在ICM的混合更高的水平。因此，ATC可能是再现ICM热结构的一个重要物理过程。
2018-05-14 astro-ph.GA
Circumnuclear Medium around the Central AGN in a Cool-Core Cluster, Abell 1644-South
本文研究了Abell 1644-South星系中心最亮的团星系（BCG）的环核多相气体性质。A1644-S是一个合并系统中的主星系团，其核心以X射线热气晃动而闻名。A1644-S尖锐的X射线轮廓意味着存在一个强烈冷却的气体核心。在这项研究中，我们分析了ALMA CO（1-0）数据，JVLA HI数据，和KaVA 22 GHz数据的中心区域的A1644-S探测的潜在来源的冷气体和它的作用（重新）供电的中央活动星系核（AGN）。我们发现CO团簇沿着X射线气体晃动呈弧形分布，这表明冷气体和热的团内介质（ICM）之间存在联系。HI和CN在活动星系核连续辐射的吸收中被探测到。在BCG的系统速度下观察到吸收下降，具有延长的红移尾部。根据HI、CN和CO气体的空间和光谱构型，推测冷气体螺旋进入BCG的核心，然后被馈送到中心活动星系核。事实上，我们的KaVA观测揭示了一个秒差距尺度的双极喷流，这意味着这个活动星系核最近可能已经（重新）提供了动力。结合这些，我们认为A1644-S中的一些冷气体可能是由ICM的冷却形成的，在冷核星系团的早期发展中触发了中央活动星系核的活动。
2022-05-09 astro-ph.GA
On the origin of central abundance drops in the intracluster medium of galaxy groups and clusters
在几个冷核团簇中，观测到ICM Fe丰度的中心下降。有人提出，这种丰度下降可能是由于，至少部分地，在中央，高密度区域的尘埃颗粒的铁耗尽。根据这种情况，惰性气体元素如Ar和Ne预计不会耗尽成尘埃，因此不应该显示任何下降，而是随着金属丰度的普遍增加而向中心移动。在这项工作中，我们测试这种情况下，通过测量与{ \sl钱德拉}数据的径向分布的Ar和Ne在12组和集群的样品中，已检测到的Fe丰度的中心下降。我们证实了在12个簇中的10个簇中存在超过2 $σ$ c.l.的Fe下降，和4 Ar滴具有相似的意义。我们还发现4 Ne下降，与警告，Ne丰度测量CCD光谱遭受系统学不完全控制。我们的研究结果与这三种元素共同的丰度下降是一致的。当比较的配置文件，我们发现，平均而言，Ar和Ne的丰度配置文件显着高于Fe和陡峭的中心，而他们都逐渐成为一致的太阳成分在$r\geq 0.05r_{500}$。我们还检查了Si和S的轮廓与Fe基本一致。这一结果证实了这样一种情况，即一部分Fe被耗尽到内部区域的尘埃颗粒中，尽管全球中心丰度下降主要是由于机械过程，例如富含金属的ICM从中心移动到更大的半径由活动星系核驱动的反馈。最后，我们报告了在$z=0.543$的星系团MACSJ 1423.8 +2404中检测到Fe下降，表明这一特征在冷核星系团中很早就出现了。
2019-04-09 astro-ph.GA
Signature of Supersonic Turbulence in Galaxy Clusters Revealed by AGN-driven H$α$ Filaments
热的团内介质（ICM）被认为是静止的，观测到的速度色散很低。ICM的表面亮度波动也表明，它的湍流是亚音速的Kolmogorov标度关系，表明粘度被抑制和动能级联到小尺度毫发无损。然而，最近对星系团中冷气丝的观测发现，标度关系比热等离子体的标度关系更陡，这表明动能损失和超音速流的存在。在这项工作中，我们使用高分辨率的模拟来探索在星系团的核心冷丝湍流的速度结构。我们的研究结果表明，超声速湍流结构可以“冻结”在冷气体冷却和碎片的快速，$10^7$ K外流驱动的中央活动星系核（AGN），当辐射冷却时间短于动力学的声音穿越时间。然而，在冷气体形成之后，速度结构函数（VSF）的斜率在1000万年的短时间尺度上显著地减小。在对H $α$细丝的观测中，缺乏平坦的VSF，这表明星系团中冷气体的H $α$发射相是短暂的。另一方面，观察到的细丝揭示了超音速湍流的普遍性，这强烈表明超音速外流是活动星系核-ICM相互作用的一个组成部分，活动星系核活动在驱动星系团的湍流中起着至关重要的作用。
2022-04-21 astro-ph.GA
A Consistent Comparison of Intracluster Light Assembly in Simulations I. Redshift Evolution and Progenitor Galaxies
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）
利用四种流体动力学模拟和统一ICL识别框架，发现ICL质量分数在z≈0时约为0.1-0.2，且平均ICL质量分数随红移无显著演化，但绝对ICL分数对定义敏感；大部分ICL恒星来自落入恒星质量>10^10 M⊙的卫星星系。
2026-10-30 astro-ph.GA
From Stellar Halos to Intracluster Light: the physics of the Intra-Halo Stellar Component in cosmological hydrodynamical simulations
在视界-活动星系核宇宙流体动力学模拟中，我们研究了从银河系质量系统到星系团的晕内恒星成分。我们确定IHSC使用改进的相空间星系发现者算法，该算法提供了一个自适应的，物理动机和形状独立的定义，这个恒星组成部分，可以应用于任意质量的晕。我们探讨了IHSC质量分数-总晕的恒星质量，$f_{M*,IHSC}-M*$，关系和它的散射的物理驱动程序。我们发现，平均而言，$f_{M*,IHSC}$随着$M_{*,tot}$的增加而增加，随着质量的增加，分散度从$M_{*,tot}\sim10^{11}M_\odot$的2 dex强烈降低到组质量的0.3 dex。在高质量时，$M_{*,tot}>10^{11.5}M_\odot$、$f_{M*,IHSC}$随子结构的数量增加而增加，并随中央星系与最大卫星星系之间的质量比而增加，在固定的$M_{*,tot}$。在中等大小的星系群和低于$M_{*,tot}<10^{12}M_\odot$的星系中，我们发现在所有探测到的星系和晕的性质中，中央星系的恒星自转-色散速度比V/σ在固定的$M_{*,tot}$下与$f_{M*,IHSC}$的相关性最强，从高V/σ的$f_{M*,IHSC}$ <0.1%过渡到低V/σ的$f_{M*,IHSC}\sim5$ %。通过研究$f_{M*,IHSC}$的时间演化，我们发现，在前者，合并并不总是发生，但如果他们这样做，他…
2019-08-08 astro-ph.GA
XXL-HSC: Host properties of X-ray detected AGNs in XXL clusters
本研究利用XXL巡天数据，发现星系团中并合或扰动星系宿主X射线活动星系核的比例更高，且外围尤甚，表明星系并合与相互作用是触发和遮蔽活动星系核活动的关键机制。
2025-05-27 astro-ph.GA
Introducing the TNG-Cluster Simulation: overview and physical properties of the gaseous intracluster medium
本研究推出TNG-Cluster模拟项目，通过重模拟352个大体积星系团区域，在保留原有物理模型与分辨率的前提下，大幅扩充大质量星系团样本，为星系团相关多领域研究提供新的模拟数据支撑。
2024-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Massive, Clumpy Molecular Gas Distribution and Displaced AGN in Zw 3146
本文报道了最近在Zw 3146星系团（$z=0.2906$）中央星系中观测到的CO（1-0）谱线发射。我们还提出了更新的X射线腔测量档案钱德拉观测。分子气体的$5\times 10^{10}\,M_{\odot}$供应，这是局限于中央4千秒差距，被边缘分解成三个延伸，这是在类似的系统中观察到的细丝的回忆。没有观察到指示有序运动的速度结构。这三个分子延伸都尾随着X射线空腔，并且可能是由上升气泡尾流中提升的团内气体凝结而形成的。需要许多反馈循环来解释整个分子气体储层。分子气体和连续谱源相互偏移2.6 kpc，没有检测到与连续谱源一致的线发射。位于最亮星系团引力中心的是分子气体，而不是连续源。由于最明亮的星系团包含可能的潮汐特征，位移的连续源可能对应于合并星系的核心。我们还讨论了一个引力波反冲后的黑洞合并可能占位移的可能性。
2021-02-03 astro-ph.GA
Anisotropic Metal-enriched Outflows Driven by AGN in Clusters of Galaxies
本文利用钱德拉X射线天文台的深空观测资料分析了十个星系团中富金属气体的空间分布。最明亮的星系团星系经历了最近的活动星系核活动的形式，明亮的无线电发射，空腔，和冲击波前嵌入在热大气。重元素分布各向异性，并与大规模的无线电和腔轴对齐。它们显然是从最明亮的星系团的晕中被传送到星系团内的介质中，沿着由射电喷流驱动的大规模外流。发现富含金属的流出物的径向范围与射流功率成比例，R_Fe ~ P_jet ^[0.42]，离散度仅为0.5 dex。重元素的运输超出了所有集群的内腔的范围，这表明这是一个长期持续的影响，持续了多代的爆发。BCGs中的黑洞将很难喷射出超过1 Mpc的金属富集气体，除非它们的质量大大超过10^9 M_sun。
2011-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): LOFAR view of brightest cluster galaxies and AGN feedback
在SRG/eROSITA望远镜的性能验证阶段，进行了eROSITA最终赤道深度测量。它涵盖位于右道126号$^\circ <$的140度$^2$场。$< 146^\circ$和$^\circ <$ Dec. $< +6^\circ$，标称暴露在2.2 ks的磁场中。在该场中检测到542个候选团簇，在0.5 - 2 keV频带中低至通量极限$F_X \sim 10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。为了理解星系团中的射电模式反馈，我们研究了eFEDS星系团中最亮的星系团星系的射电发射，并将其与宿主星系团的X射线性质联系起来。使用LOFAR，我们确定了227个射电星系托管在BCGs的542星系团和集团在eFEDS检测。我们把未检测到的信号当作无线电的上限。分析了射电星系的红移、光度分布、离星系团中心的距离、最大线径和射电功率等性质。我们研究了它们与宿主星系团内介质的关系。我们进行统计检验，以处理无线电光度的上限。具有射电强活动星系核的BCGs比射电弱的BCGs更可能位于星系团中心附近。星团的X射线光度和BCG的射电功率之间有着明确的关系。统计检验表明，这种相关性不是由无线电波段的选择效应产生的。我们没有看到射电星系的最大线性尺寸和主星系团的中心密度之间有明显的联系。将射电光度转换为动力学光度，我们发现团内介质的辐射损失与活动星系核中心提供的加热处于总体平衡…
2021-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift evolution of the hot intracluster gas metallicity in the C-EAGLE cluster simulations
金属在星系团中的丰度和分布包含了有关其化学历史和演化的宝贵信息。通过观察金属丰度如何随着红移而演变，有可能限制不同的金属生产渠道。我们使用的C-EAGLE集群，一个样本的30个高分辨率（$m_{gas} \simeq 1.8\times 10^{6}$ M $_{\odot}$）集群变焦模拟，研究红移的金属丰度的演变，特别是对集群的外围。早期的富集模型，其中大部分的金属产生在核心的集群祖先在高红移，表明在集群外围的金属没有显着的演变，因为$z=2$。对于C-EAGLE样品，我们发现与早期富集模型的合理一致性，因为在整个样品的大半径处金属丰度的分散性非常小，至少达到$z=2$。唯一的例外是铁，它的金属丰度的径向依赖性被发现在低红移处演化，这是因为它主要是由Ia型超新星产生的，而Ia型超新星比核心坍缩超新星更有可能在较晚的时间形成。我们还发现了相当大的红移演化的金属丰度在核心的C-EAGLE集群，这还没有看到在其他模拟或基于观测的金属丰度研究。由于我们发现这种演化是由低金属丰度气体的吸积驱动的，这表明外流的活动星系核加热物质与周围气体之间的相互作用对于确定星系团核心丰度是重要的。
2020-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
