Dynamics and Morphology of Cold Gas in Fast, Radiatively Cooling Outflows: Constraining AGN Energetics with Horseshoes
在星系和星系团中，通常可以观测到速度超过$100\,{\rm km\,s}^{-1}$的暖电离流和冷中性流。然而，理论研究表明，冲压压力从热风，驱动的中央活动星系核（AGN）或恒星爆发，不能加速现有的冷气体到如此高的速度而不破坏it.In这项工作中，我们探讨了一个不同的情况下，冷气体形式的快速，辐射冷却流出的温度$T\lesssim 10^7\,{\rm K}$。使用3D流体动力学模拟，我们证明了冷气体不断碎片的冷却流出，形成细长的对流结构延伸数十千秒差距。对于一系列物理上相关的温度和速度配置，垂直于运动方向的冷气环在流出中形成。这自然解释了英仙座星系团中横向冷气体细丝的形成，如蓝色环和马蹄形细丝。根据我们的研究结果，我们估计，活动星系核爆发负责形成这两个功能驱动双极外流速度$>2,000\,{\rm km\,s}^{-1}$和总动能$>8\times10^{57}\,{\rm erg}$约$\sim10$万年前。我们还研究了冷热气体混合层中的连续冷却，发现辐射冷却仅占总质量冷却速率的$\sim10\%$，表明软X射线和FUV辐射观测可能大大低估了星系团冷却流中冷气体的增长。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal and Chemical Evolution of Collapsing Filaments
星系际细丝构成了将星系连接在一起的宇宙网的基础，并为星系的生长和吸积提供了重要的气体储存库。在这里，我们提出了非常高分辨率的二维模拟的热和化学演变的这种细丝，利用32种化学网络，跟踪从氢，氧和碳形成的关键分子的演变。我们研究了在很宽的参数范围内，包括初始密度，初始温度，强度的离解紫外线背景，和金属的细丝的演变。在低红移的$Z \approx 0.1 Z_\odot $细丝中，演化完全由初始冷却时间决定。如果这足够短，细丝的中心总是塌陷，形成含有大量分子的致密冷核。在高红移的$Z=10^{-3} Z_\odot$纤维中，坍缩进行得慢得多。这主要是由于较低的初始温度，这导致在达到原子冷却极限之前密度的增加要温和得多，使得随后的分子冷却效率低得多。最后，我们研究了附近矮星系的引力势如何影响暗条的坍缩，并将其与NGC 5253进行了比较，NGC 5253是一个附近的恒星爆发矮星系，被认为是由暗条气体的吸积提供燃料。与我们的基准情况相反，在电势的中心形成了大量的密度峰。由于化学物质形成和冷却发生的速率增加，该峰比灯丝的其余部分发展得更快。我们发现，我们实现了与NGC 5253相似的吸积率，但我们的二维模拟没有恢复射电观测中看到的巨大分子云的形成。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas filamentary structures in galaxy clusters
最近用ALMA和NOEMA对几个布里渊星系团星系（BCG）进行的分子谱线观测揭示了冷核星系团中心的大尺度结构。这些细丝延伸超过20- 100 kpc，它们与电离气体（H $α$，[NII]）发射密切相关，并且具有特征形状：或者是放射状和直线状，或者也显示出U形转弯，像马蹄形结构。运动学是相当规则和层流，推导的下落时间是远远长于自由落体的时间。细丝延伸到半径处，在半径处冷却时间变得大于下落时间。细丝可以被BCG在其集群中的晃动所扰动，并且已经观察到壮观的冷却尾流。丝状体往往出现在活动星系核射电喷流驱动的X射线气体空腔的边界。冷核心集群的观测支持热不稳定性的情况下，占多相介质在BCG的上层大气，在加热和冷却之间达到正确的平衡，并发生混乱的冷气吸积。分子细丝也被认为与丰富的星系团中的冲压压力剥离的螺旋星系有关，并在喷流诱导的恒星形成中，这表明即使在恶劣的星系团环境中也有非常有效的分子云形成。
2018-07-18 astro-ph.GA
The Presence of Thermally Unstable X-ray Filaments and the Production of Cold Gas in the NGC 5044 Group
我们提出的X射线明亮，中等冷却流组NGC 5044的深钱德拉观测结果，随着观察到的电离，原子和分子气体在这个系统中的相关性。钱德拉的观测结果表明，在过去的1亿年中，活动星系核中心经历了两次爆发，这是基于两对近双极X射线空洞的存在。分子气体和尘埃在中央2千秒差距是对齐的内部双极X射线腔的方向，这表明最近的活动星系核爆发的分子气体的动力学影响。NGC 5044在中心8 kpc内也有许多X射线细丝，但在X射线和H $α$细丝以及在之前的活动星系核爆发期间膨胀的更扩展的X射线空腔之间没有明显的联系。使用的混合Fe-L线复杂的线宽作为诊断多相气体，我们发现，大多数的多相，热不稳定的气体在NGC 5044被限制在X射线丝。虽然X射线灯丝内气体的冷却时间和熵非常相似，但并非所有灯丝都显示出气体冷却或与Ha发射相关的证据。我们认为，所观察到的各种性质的X射线灯丝是暗示一个进化序列，热不稳定的气体开始冷却，成为多相，开发哈发射等离子体，并最终产生冷气体。
2017-06-09 astro-ph.GA
A very deep Chandra observation of Abell 1795: The Cold Front and Cooling Wake
我们提出了一个新的分析非常深的钱德拉观测的星系团阿贝尔1795。利用近750千秒的净ACIS成像，我们能够解决的热力学结构的集群内介质（ICM）的长度尺度为1千秒差距附近的冷核心。我们发现了几个以前未解决的结构，包括一个高压功能的BCG北部，似乎是从阿贝尔1795年的冷核心的批量运动。在冷核心的南部，我们发现低温（~ 3千电子伏），扩散ICM气体延伸的距离为~ 50千秒差距空间上与先前确定的灯丝的H-α发射相一致。在没有任何H-α发射的邻近区域中也检测到类似温度的气体。与H-α灯丝重合的X射线气体在光谱上的冷却速率约为1太阳质量/年，这与从紫外线观测推断的该区域恒星形成速率的测量结果一致，表明根据其H $α$和紫外线辐射推断的该灯丝中的恒星形成可以追溯到致密的X射线发射气体的快速冷却。然而，H-α灯丝并不是较冷ICM的唯一位置，因为在H-α灯丝的西边观察到了与H $α$发射不共空间的相似温度和更高金属丰度的ICM，这表明它可能是被Abell 1795的中央活动星系抬升的。冷核晃动和活动星系核反馈相互协同作用的进一步模拟将是必要的，以了解这样一个动态的冷核区域可能是如何产生的，以及为什么尽管有灾难性冷却流的证据，H-α发射相对于冷X射线气体如此局部化。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
FAST drift scan survey for HI intensity mapping: simulation on hunting HI filament with pairwise stacking
本文利用TNG模拟和星系成对叠加方法，证明FAST HI强度映射巡天能够从热噪声和背景变化中有效提取微弱纤维HI信号，为下一代巡天探测宇宙网纤维冷气体提供了可行路线图。
2025-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST-COS Spectroscopy of the Cooling Flow in Abell 1795 - Evidence for Inefficient Star Formation in Condensing Intracluster Gas
我们目前的远紫外光谱从宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜的一个冷，恒星形成的灯丝在核心的阿贝尔1795。这些数据涵盖了1025 A-1700 A，可以同时模拟年轻的恒星星族和该暗条中的中温（10^5.5 K）气体，该暗条远离（约30 kpc）活动星系核的直接影响。结合使用紫外线吸收线指数和恒星星族合成模型，我们发现了正在进行的恒星形成的证据，最年轻的恒星年龄为7.5 +/- 2.0百万年，金属丰度为0.4 +/- 0.2 Zsun。后者与团内介质的局部金属丰度一致。我们探测到了O VI（1038）线，测得的通量为4.0 +/- 0.9 x 10^-17 erg s^-1 cm^-2。O VI（1032）线是红移的，因此它与一个强的银河系H2吸收特征重合，并且没有被探测到。假设冷却过程是等容的，在~10^5.5 K时，测得的O VI（1038）通量对应于0.85 +/- 0.2（stat）+/- 0.15（sys）Msun/yr的冷却速率，这与同一区域经典X射线光度导出的冷却速率一致。我们从紫外线连续谱中测量到的恒星形成速率为0.11 +/- 0.02 Msun/yr，这表明恒星形成的效率为13 +/- 3%。我们建议，这种低效的恒星形成代表了较大规模的冷却流问题的重大贡献。
2014-07-16 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
Formation of an ultra-diffuse galaxy in the stellar filaments of NGC3314A: caught in act?
VEGAS对长蛇座I星系团的成像观测揭示了螺旋星系NGC 3314 A西南部的恒星细丝延伸网络。在这些细丝中，在距离星系约40 kpc的投影距离处，我们发现了一个超漫射星系（UDG），其中心表面亮度为$μ_{0,g}\sim26$等角秒$^{-2}$，有效半径为$R_e\sim3.8$ kpc。这个UDG被命名为UDG 32，是Hydra~I星系团中最暗、最弥散的低表面亮度星系之一。根据现有的数据，我们不能排除这个物体只是在恒星细丝顶部的投影中看到的，因此它是星团中的前景或背景UDG。然而，UDG 32与NGC 3314 A的恒星细丝在空间上的一致性表明，它可能是由细丝中的物质形成的，成为一个分离的引力束缚系统。在这种情况下，UDG 32的起源取决于NGC 3314 A中恒星细丝的性质，这仍然是未知的。它们可能是由冲压压力剥离或潮汐引起的。在这封信中，我们集中在恒星细丝和UDG 32的观测性质的比较，并推测它们可能的起源。UDG相对红色（$g-r=0.54 \pm 0.14$ ~等），类似于NGC 3314 A的圆盘，结合年龄超过1 Gyr，以及可能存在的一些紧凑恒星系统，都指向UDG 32的潮汐形成场景。
2021-07-09 astro-ph.GA
Ubiquitous cold and massive filaments in cool core clusters
布里渊星系团星系核周围的多相结构可能是活动星系核反馈的关键步骤。我们在3个冷星系团核心：半人马座，Abell S1101和RXJ1539.5中观察到分子气体，并收集了其他12个星系团的ALMA和MUSE数据。这些观测结果表明，聚集的、大质量的、长的、3- 25 kpc的分子细丝，优先位于由活动星系核（活动星系核）膨胀的射电泡周围。两个物体显示了核分子盘。光学星云当然是在追踪冷分子细丝的温暖封套。令人惊讶的是，H $α$ /CO通量比的径向分布对于大多数物体来说大致是恒定的，这表明（i）可能存在1.2到7倍的冷气体，以及（ii）局部过程必须负责激发。预计速度在100- 400 km/s $^{-1}$之间，具有扰动的运动学和有时相干的梯度。这可能是由于几个细的未分辨细丝在投影中的混合。速度场可以被气泡、射流或合并引起的晃动引起的湍流搅动。速度和弥散度都很低，低于逃逸速度。冷云最终会回落并为活动星系核提供燃料。我们比较灯丝的径向范围，r $_{fil}$，与X射线气体可能变得热不稳定的区域。细丝总是在低熵和短冷却时间区域内，其中t $_{cool}$ /t $_{ff}$ <20（13个源中的9个）。在r $_{fil}$处的t $_{cool}$ /t $_{ff}$的范围为8-23，可能是由于（i）影响自由下落时间的更复杂的重力势（例如，晃动，合并）;（ii）ICM中存在不均匀性或…
2019-02-25 astro-ph.GA
The energy source of the filaments around the giant galaxy NGC1275
英仙座星系团附近最明亮的星系NGC1275被一个丝状网络包围着。它们最初是通过它们的H α发射被观测到的，但现在已知它们有一个大分子成分，总质量接近10^11兆太阳能。这些细丝嵌入在炽热的团内气体中，延伸超过80千秒差距。它们有一个不寻常的低激发光谱，这是很好地模拟碰撞加热和电离的次级电子。在这里，我们注意到，从外部细丝的表面辐射通量是接近的能量通量影响他们从热气体中的粒子。我们提出，冷灯丝内的次级电子，激发所观察到的亚毫米通过UV发射，是由于周围的热气体有效地穿透冷气体通过重连扩散。从灯丝中看到的一些软X射线发射是由于电荷交换，尽管这不足以解释所有观测到的X射线通量。纤维是复杂的多相气体。冷热气体的相互渗透导致了细丝的质量增长，速度高达100 Msunpyr。在冷的核心星系团中缺乏软X射线冷却发射是由于热气体与中心星系周围和内部的冷气体混合时的非辐射冷却。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chasing ICM cooling and AGN feedback from the macro to the meso scales in the galaxy cluster ZwCl 235
ZwCl 235是一个具有高X射线通量的星系团，是一个扩展的中央射电星系，其中心存在多相气体。利用钱德拉望远镜，VLASS调查，LOTSS调查和VLBA望远镜的档案数据，我们进行了完整的研究ZwCl 235，解剖ICM的动力学，中心气体的热力学状态，和BCG的属性。通过径向剖面和二维谱图，我们测量了ICM的温度、熵和冷却时间，并比较了中央射电星系与周围介质的形态。我们发现的证据表明，ZwCl 235是一个晃动的冷核心集群，其中中央星系的活动已经挖掘出一对空腔，并可能提升富集气体的高度约30千秒差距。在星系团核心，最低熵ICM优先被发现在一个20 kpc长的丝状体相切的南部射电瓣的活动星系核。我们认为，所观察到的冷（~1.3 keV）灯丝可能是由晃动和刺激ICM冷却的组合产生的，这可能是中央超大质量黑洞的燃料。此外，我们确定的BCG的X射线发射起源于一个~1.4 keV的等离子体内核，半径为5 kpc的延伸，并具有较短的冷却时间（~240百万年），并可以代表BCG的热电晕。总体而言，我们提出，几个来源（大规模ICM，低熵丝和~1.4 keV内核）的冷物质目前正在喂养中央AGN，ICM冷却循环的预期是满足从宏观尺度（5 - 100 kpc）到中尺度（<5 kpc）的AGN反馈。
2022-11-16 astro-ph.GA
On the environment of Low Surface Brightness galaxies at different scales
我们选择了一个由SDSS-DR 7得到的有限体积的星系样本来研究不同尺度下低表面亮度（LSB）星系的环境，以及样本中LSB星系所处的暗物质晕的一些物理性质。为了描述环境的特征，我们利用了一些公开的增值星系目录。我们发现一个轻微的偏好LSB星系被发现在灯丝，而不是集群，其平均距离最近的灯丝通常大于高表面亮度（HSB）星系。孤立的中心LSB星系的比例高于HSB星系，其局部环境的密度较低。采用四种不同的估计方法得到的HSB星系的星晕质量比最高可达$\sim$ 20%。LSB中央星系目前更近的组装时间相比，他们的HSB同行。关于$λ$自旋参数，使用六种不同的代理估计，我们发现LSB星系呈现系统的$λ$值比HSB星系样本，并构建一个控制样本与直接的运动学信息从ALOKFA，我们确认LSB星系的自旋参数是1.6至2倍大的估计为他们的HSB同行。
2019-10-07 astro-ph.GA
Three low surface brightness dwarfs discovered around NGC 4631
我们报告发现的三个低表面亮度的同伴的螺旋星系NGC 4631，与小型业余望远镜。假设它们的距离为7.4 Mpc，与NGC 4631的距离相同，则它们的绝对星等和线直径分别在[-12.5，-9.6]等和[4.7 - 1.3] kpc之间。这三颗新的矮星，加上我们发现的被称为“桥”的弥散结构，看起来像是指向NGC 4656的潮汐细丝的一部分，总延伸超过100 kpc。
2014-01-13 astro-ph.GA
Growing galaxies via superbubble-driven accretion flows
我们使用一套冷却晕模拟来研究热晕气体快速吸积到恒星形成星系上的新机制。相关的超新星事件在晕圈气体中产生了会聚的“超级气泡”。当它们碰撞时，密度增加，驱动低金属性气体的冷却细丝进入圆盘。在我们目前的数值分辨率（20 pc）下，我们只能解决最戏剧性的事件;这些事件可能是在最大规模的富含气体的合并完成后（z < 1）星系盘形成的原因。当我们增加数值分辨率时，我们发现细丝持续的时间更长，推动了持续的晚期恒星形成。这表明SNe驱动的吸积可以作为一种有效的机制，从热晕中提取冷气体，驱动盘星系中的晚期恒星形成。我们发现，这种灯丝喂养导致$\sim 3$ M $_{\rm sun}$年$^{-1}$的峰值恒星形成率（SFR），与银河系的估计一致。相比之下，直接冷却从热晕（“热模式”吸积，不存在于模拟显示灯丝喂养）下降到SNe驱动的SFR的3-4倍，并在较短的时间内持续。我们分辨的细丝延伸到$\sim$ 50 kpc，达到$\sim 10^{18}$ cm $^{-2}$的柱密度。我们发现，这样的结构可以解释广泛的分散在镁II吸收看到沿视线类星体。我们的研究结果表明，恒星反馈在星系形成的双重作用，抑制热模吸积，同时促进冷模吸积沿细丝。这最终导致更多的恒星形成，表明积极的反馈效应超过了消极的反馈效应。最后，由于附加气体具有更高的角动量比来自热模吸积，我们表明，这将导致形成大得多的气体盘。
2014-10-14 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
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
The Rise of Ionized Gas Filaments in Early-Type Galaxies
University of Kentucky（肯塔基大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）
研究发现非中心早期型星系中存在电离气体丝状体，其形成可能与恒星质量损失及冷却过程有关，且与冷却核心团簇存在差异。
2026-02-25 astro-ph.GA
Candidates of Halpha emitting regions in Magellanic Stream IV cloud
根据Hα窄带观测，我们在麦哲伦流IV（MS IV）方向确定了三个Hα发射区。它们由三个平行的细丝组成，宽度为2弧分，长度为6 - 30弧分，间隔为12弧分。它们的平均表面亮度为$\sim 2 \times 10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。由于它们的表面亮度较低，在以前的Hα巡天中没有探测到。在HI图中，这些细丝的位置与MS重叠，表明它们是MS的一部分，但也存在局部HI结构。如果细丝与MS相关，则尺寸为30 pc $\times$ 100 - 500 pc。细丝位于下游云的前缘，这支持了电离源的激波加热及其传播（激波级联）模型。另一方面，如果它们是本地天体，则可能是由两颗以上恒星组成的斯特伦格伦遗迹化石，其大小为0.1 pc $\times$ 0.3 - 1.5 pc，距离为180 pc。这封信中给出的Hα细丝的位置信息使我们能够在未来的光谱观测中澄清它们的性质。
2012-03-25 astro-ph.GA
Exploring the Possibility of Identifying Hydride and Hydroxyl Cations of Noble Gas Species in the Crab Nebula Filament
第一次在蟹状星云超新星遗迹中发现氩离子（ArH+）是由赫歇尔在亚毫米和远红外领域宣布的。最近，利用SOFIA在行星状星云（NGC 7027）中发现了氢氦阳离子（HeH+）。氖的元素丰度比氩高得多。然而，在太空中是否存在氘离子（NeH+）还有待证实。尽管羟基自由基（OH）以中性或阳离子形式非常丰富，但这种稀有气体的羟基阳离子（即，ArOH+，NeOH+和HeOH+）尚未在太空中被识别。在这里，我们采用光谱合成代码来检查的氢化物和羟基阳离子的各种同位素的Ar，Ne，和He在蟹状星云灯丝的化学演化，并计算其线发射率和内在的线表面亮度。我们成功地解释了所观察到的ArH+（617和1234 GHz），OH+（971 GHz）和H2（2.12微米）的一个过渡过渡的两个过渡的表面亮度。我们还解释了所观察到的各种分子和原子的跃迁之间的表面亮度比。我们发现，当氢数密度为~10^4-10^6 cm^-3，每H2的宇宙射线电离率为~10^-11-10^-10 s^-1时，我们的模型再现了观测到的总体特征。我们讨论了检测一些氢化物和羟基阳离子在螃蟹和弥漫的云环境的可能性。这些分子的一些过渡突出未来的天文探测。
2020-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal instabilities in cooling galactic coronae: fuelling star formation in galactic discs
我们调查的手段，冷气体可以吸积到银河系质量星系从一个热的气体日冕，使用一个新的平滑粒子流体动力学代码，“SPHS”。我们发现，在许多经典的SPH模拟在文献中看到的“冷块”不存在于我们的SPHS模拟。相反，冷气体从晕中沿着细丝凝结，细丝形成于超新星驱动的气泡的交叉点，这些气泡来自恒星形成的早期阶段。这种正反馈将冷气体直接输送到星系盘，进一步推动恒星的形成。在SPH和SPHS模拟中得到的星系在形态、气相图和恒星含量上有很大的不同。我们发现，经典的SPH冷团是由于冷气体无法在热晕中混合而引起的数值热不稳定性。SPHS中混合的改进处理抑制了这种不稳定性，导致显著不同的物理结果。在我们最高分辨率的SPHS模拟中，我们发现冷丝分裂成形成恒星的束缚团块。与周围的气体相比，细丝的密度是10-100倍，这表明碎片是由密度过大驱动的物理非线性不稳定性造成的。这种盘状星系生长的“分裂细丝”模式对星系形成有着重要的意义，特别是恒星形成在将冷气体带入盘状星系中的作用。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Limits of AGN Feedback and the Onset of Thermal Instability in the Most Rapidly Star Forming Brightest Cluster Galaxies
我们提出了新的，深，窄，宽带哈勃太空望远镜观测的七个最恒星形成最明亮的星系团（BCGs）。连续扣除的[O II]图揭示了这些BCGs中温暖（$T \sim 10^4$ K）电离气体细丝的详细复杂结构，使我们能够测量空间分辨的恒星形成率（SFR）约为60-600 Msun/年。我们将这些系统和文献中的其他系统中的SFR与其簇内介质（ICM）冷却速率（dM/dt）进行了比较，从存档的Chandra X射线数据中测量，发现log（SFR）=（1.67+/-0.17）log（dM/dt）+（-3.25+/-0.38）的最佳拟合关系为0.39+/-0.09 dex。这个比单位斜率更陡的斜率意味着随着dM/dt的增加，热的（$T \sim 10^7$ K）气体转化成年轻恒星的效率越来越高，或者相反，在最强的冷核中活动星系核反馈的有效性逐渐降低。我们还试图了解我们在集群核心中观察到的这些多相细丝的物理范围。我们表明，对于第一次，多相气体的平均程度总是小于半径，在该半径处的冷却时间达到1 Gyr，tcool/tff的配置文件，并观察到X射线腔。这意味着多相细丝、冷却核心的热力学和X射线气泡的动力学之间存在密切联系。有趣的是，我们发现一个一对一的相关性之间的平均程度冷多相丝和半径在冷却时间达到0.5 Gyr，这可能是一个普遍的凝聚时标在集群核心的指示。
2022-07-04 astro-ph.GA
Impact of the large-scale cosmic web on the X-ray emitting circumgalactic medium
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Yale University（耶鲁大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
研究大尺度宇宙环境如何影响星系际介质的X射线表面亮度分布，发现位于纤维中的星系比空洞中的星系更亮，揭示了环境对热介质X射线发射的影响。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas Perturbations in Hot Smooth Atmospheres X-ray Surface Brightness Fluctuations in Smooth Galaxy Cluster Atmospheres
本文通过Chandra X射线表面亮度起伏测量五个光滑星系团核心的气体密度扰动，估计气体运动速度并发现湍流加热率与辐射冷却率相当，表明大气晃动和湍流可能辅助射电喷流稳定冷却。
2025-03-11 astro-ph.GA
The large-scale environment of low surface brightness galaxies
导致低表面亮度星系（LSB）存在的确切形成场景和演化过程尚未完全了解。由于LSB的环境以前只在小尺度（低于2 Mpc）上进行过研究，因此在更大尺度上研究LSB星系附近的星系内容可以为我们对这类星系起源的理解增加很多。我们使用SDSS DR 4的光谱主星系样本来研究LSB星系的环境星系密度，并与高表面亮度星系（HSB）附近的星系密度进行比较。环境研究，分为两个红移箱，表明低质量和更大质量的LSB都拥有比HSB更低的星系密度的环境。在2和5百万秒差距之间的尺度上，集团和细丝的尺度上，LSB和HSB之间的星系密度的差异是显着的。为了量化这一点，我们首次推出了LSB-HSB抗偏置器件。得到的LSB-HSB抗偏参数值为10%~ 15%。从这些结果中，我们得出结论，LSB形成于初始宇宙的低密度区域，直到现在一直漂移到大尺度结构的细丝和壁的外部。此外，我们的研究结果以及实际的宇宙学模拟表明，LSB是由先天和后天的混合造成的。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Galaxies in the Disc Central Surface Brightness Gap
中等表面亮度（ISB）星系的数量少于高表面亮度和低表面亮度（HSB和LSB）星系。从S4 G巡天的一个样品（M_B=-16）中研究ISB特征，发现它们具有中等质量的恒星、气体和重子质量，平均气体量与恒星相当。它们位于HSB和LSB之间的（重子）塔利-费舍尔关系上，尽管它们比后者具有更高的散射。它们的恒星质量与重子质量之比是中间值，不像它们的凝聚重子分数。通过比较它们的环境，如通过局部约束模拟的速度剪切张量的特征值分类的，ISB相对于HSB和LSB具有5-10%的更高（更小）的概率处于片（丝）中。此外，对于丝状星系（与近邻星系），质量和μ_0的相关性比片状星系高2.5（2）sigma。ISBs生活在速度场的发散小于HSB和LSB生活的区域，结果超过50%的显着性。ISB可以作为LSB和HSB之间的不稳定过渡态存在，低流动活性环境最大程度地促进它们的形成。在这些密度较低的环境中，改变中心重子分数的相互作用事件可能以较低的速率发生，而在密度较高的环境中，LSB主要是卫星星系，其吸积受到足够的限制，无法将它们提升为HSB。
2015-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anatomy of a Cooling Flow: The Feedback Response to Pure Cooling in the Core of the Phoenix Cluster
我们提出了新的，从钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜，和卡尔Jansky甚大阵列的凤凰星系团的深度观测。这些数据提供了一个数量级的改善，在深度和/或角分辨率在X射线，光学和无线电波长，产生了前所未有的看法的核心凤凰星系团。我们发现，一维的温度和熵分布是一致的纯冷却流体动力学模拟和均匀的，稳态的冷却流模型的分析描述的期望。在内部~10 kpc，冷却时间比任何其他已知的集群短一个数量级，而冷却时间与自由落体时间的比率接近统一，这表明ICM无法抵抗kpc尺度上的多相冷凝。当我们考虑二维的热力学分布时，我们发现冷却是高度不对称的。在内部~20 kpc的大部分冷却被限制在从中央星系向北延伸的低熵灯丝。我们探测到大量的冷（10^4 K）气体（由[OII]双峰追踪），这与低熵丝相一致。这种冷气体的大部分覆盖在一对X射线腔的周围和后面，推测是由无线电喷流膨胀的气泡，这是首次在千秒差距尺度上检测到。这些数据支持这样一种观点，即活动星系核反馈通过有序的浮力抬升和局部增强的湍流相结合，促进了多相介质的形成。这些过程应该抵消浮力抑制凝结的趋势，导致沿射流轴线的快速冷却。最近的机械爆发有足够的能量来抵消冷却，并且似乎通过茧状激波与ICM耦合，在与射电喷流正交的方向上增加了熵。
2019-04-18 astro-ph.GA
Far Ultraviolet Morphology of Star Forming Filaments in Cool Core Brightest Cluster Galaxies
本文对16个低红移冷核最亮星系团（$z<0.3$）中央（$< 50$ kpc）区域的恒星形成云和丝状体进行了多波长形态学分析。新的哈勃太空望远镜（HST）对年轻（$\sim 10$ Myr）大质量（$> 5$ \Msol）恒星远紫外连续辐射的成像揭示了恒星和星团的形态，我们通过结构指数对其进行了量化。的FUV数据进行了比较，X射线，LY $α$，窄带H $α$，宽带光学/IR，和无线电地图，提供了一个高空间分辨率的地图集的恒星形成场所相对于环境热（$\sim10^{7-8}$ K）和温暖的电离（$\sim 10^4$ K）的气体相，以及老恒星的人口和无线电明亮的活动星系核流出。近一半的样本拥有kpc级的灯丝，在投影中，延伸到和周围的无线电波瓣和/或X射线腔。这些丝状体可能是被传播的喷流或漂浮的X射线泡抬升的，也可能是在射电瓣的界面处的云坍缩或在空洞的压缩壳层中的快速冷却而形成的{ \it in situ}。几乎整个FUV样本的形态多样性再现最近的流体动力学模拟中，AGN的权力的自我调节雨的热不稳定的恒星形成的云，沉淀从炎热的大气。在该模型中，当冷却与自由落体时间比为$t_{\mathrm{cool}}/t_{\mathrm{ff}}\sim 10$时，降水触发。这个条件大致满足在maxmial投影FUV半径超过一半的样本，和集群约这个比例是更强的恒星形成率较高的来源。
2015-05-13 astro-ph.GA
Discovery of a >13 Mpc long X-ray filament between two galaxy clusters beyond three times their virial radii
利用SRG/eROSITA全天巡天数据，在星系团Abell 3667和Abell 3651之间发现了一条长度超过13 Mpc的X射线纤维状结构，超出位力半径三倍，并估算其三维长度、总流量、气体质量和中心重子超密度。
2024-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shattering and growth of cold clouds in galaxy clusters: the role of radiative cooling, magnetic fields and thermal conduction
在星系团中，热的团内介质（ICM）可以在最亮的星系团周围形成引人注目的多相结构。人们已经做了很多工作来了解这个中央星云的起源，但很少有人研究它在最初的结构被分解成单个的冷团块后的最终命运。在本文中，我们进行了一套30（磁）kpc尺度的冷云的流体动力学模拟与典型的参数发现的星系团模拟，以了解云是否混合回热ICM或可以持续。我们研究了辐射冷却、小尺度加热、磁场和（各向异性）热传导对云的长期演化的影响。我们发现，细丝碎片冷却的时间尺度短于破碎的时间尺度，下降的压力平衡与热介质，粉碎，形成较小的团块。这些作为进一步冷凝的成核点，并通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合，导致冷气体质量在7500万年内翻倍。云的增长取决于密度，以及局部加热过程，这决定了云是否经历烧蚀或破碎驱动的演变。磁场会减慢但不会阻止云的生长，冷相和暖相的演变都对磁场拓扑结构敏感。与直觉相反，与非传导性云相比，各向异性热传导增加了冷气体的生长速率，也导致了更大量的暖相。我们的结论是，在研究星系团的长期冷却流演化时，$500$ pc或更大尺度上的致密团块是不可忽略的。
2022-11-30 astro-ph.GA
On the SEDs of passively heated condensed cores
分析了被动加热凝聚核的尘埃发射光谱和亮度剖面与其天体物理环境的关系。核心被建模为临界稳定的自引力球嵌入在中心的自引力丝，假设是球形或圆柱形的形状。灯丝由各向同性星际辐射场（ISRF）加热。这些计算是基于一个随机加热的弥漫星际尘埃颗粒的物理尘埃模型。的光谱能量分布（SED）的核心计算使用射线追踪技术，散射发射和再加热的尘埃颗粒的影响被准确地考虑在内。为了与观测研究相比较，尘埃再发射光谱用修正的黑体函数和高斯源的亮度轮廓近似。一个简化的单区模型的核心，包括衍生的发射率的基础上，一阶近似的SED。较冷的尘埃温度与核心质量无关，与灯丝内部和周围的较高压力有关。对于给定的外部压力的压力-温度关系被发现是在很大程度上独立的长丝的真实形状。计算表明，辐射转移导致在250微米处较低的发射系数，并且在远红外亚毫米区域中导致通常β <1.8的较平坦的发射率定律。这些影响导致核心质量被低估了2倍以上的基础上使用的典型假设在观测程序。预计高压区域的不确定性更大。
2010-11-13 astro-ph.GA
Excitation mechanisms in the intracluster filaments surrounding Brightest Cluster Galaxies
在冷核星系团（又称BCG（最亮星系团））中心，围绕着巨大椭圆星系的气态结构的激发，是我们理解活动星系核反馈以及环境和局部效应对恒星形成影响的关键。我们调查的贡献的热辐射从周围的冷却流BCGs的灯丝的激发。我们探讨了小级别的额外加热（湍流），和金属，对光学和红外线的影响。使用云代码，我们模拟的光电离和光解的气体板的光学深度AV{ \leq } 30 mag在恒定压力下，为了计算自洽所有的气相，从电离气体分子气体。电离源是由冷却气体发射的EUV和软X射线辐射。我们测试这些模型比较他们的预测丰富的多波长观测，从光学亚毫米。这些模型再现了在BCGs周围星云中观测到的大部分多波长光谱，不仅有LINER类光学诊断：[O iii]λ 5007/H \b{eta}，[N ii]λ 6583/Hα和（[S ii]λ 6716 +[S ii] λ 6731）/Hα，而且还有原子气体的红外发射线。模拟的ro-vib H2线也与观测结果相匹配，这表明近红外和中红外H2线主要是由H2分子和次级电子之间的碰撞激发的，这些次级电子是由X射线和灯丝中的冷气体之间的相互作用在云中自然产生的。然而，电离线示踪剂和分子线示踪剂（即CO）之间仍然存在一定的张力，这需要优化云结构和分子区的密度。
2021-03-17 astro-ph.GA
Discovery of a diffuse optical line emitting halo in the core of the Centaurus cluster of galaxies: Line emission outside the protection of the filaments
我们提出了在半人马座星系团中发现的漫射光学线发射与MUSE IFU。MUSE无与伦比的灵敏度使我们能够检测到来自这些结构的微弱发射，这些结构远远超出了先前已知的细丝的界限。在星团核心星云的许多典型谱线中检测到弥散结构（围绕着灯丝的发射、北壳和扩展的晕）（[NII] $_{λ6548\&6583}$、[SII] $_{λ6716\&6731}$、[OI] $_{λ6300}$、[OIII] $_{λ4959\&5007}$等）。但比暗条暗一个数量级以上，只有通过光谱中最亮的线才能检测到微弱的晕（[NII] $_{λ6583}$）。这些结构被证明是不同于中央星系中的恒星的运动学，并具有不同的物理和激发状态的灯丝。可能的起源依次讨论了每个结构，我们得出结论，冲击和/或压力不平衡导致气体分散在整个集群核心，从任何中断的灯丝或直接冷却，这是不局限于明亮的灯丝形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are we seeing accretion flows in a 250kpc-sized Ly-alpha halo at z=3?
在ESO-VLT上使用MUSE，我们获得了z=3.12的射电星系MRC 0316 -257的4小时曝光。我们探测到的特征低至~10^-19 erg/s/cm^2/arcsec^2，最高表面亮度区域高出100倍以上。在活动星系核（AGN）的投影中，我们发现Ly-alpha辐射达~250 kpc。发射显示出在150-250 kpc处从核投影产生的弧形形态，其连接的外延结构向下延伸到核周围区域。最远的弧偏移700公里/秒相对于环核HeII 1640的排放，我们假设是在系统速度。当我们探测离核更近的辐射时，附加辐射在天空中的投影变窄，相对速度降低到~250 km/s，线的半峰全宽范围从300-700 km/s。从紫外线的比例，10秒kpc的尺度上的辐射从核沿一个广角的方向的射电喷流，清楚地激发的射电喷流和电离辐射的活动星系核。假设电离平衡，在射流方向的轴之外的更扩展的发射将需要100%或更多的照明来解释观察到的表面亮度。高速（>300 km/s）冲击稀有气体将提供足够高的表面亮度。我们讨论了Ly-alpha发射弧代表吸积冲击和附加发射代表气体流入晕的可能性，并将我们的结果与气体吸积模拟进行了比较。
2017-05-19 astro-ph.GA
Radio properties of the low surface brightness SNR G65.2+5.7
这种信噪比的许多物理特性，如频谱和极化，只能通过无线电观测来研究。分别用Effelsberg 100 m和乌鲁木齐25 m望远镜对$λ$ 11 cm和$λ$ 6 cm连续谱和偏振谱进行了观测，信噪比为G65.2+5.7，研究了积分谱、谱指数分布和磁场特性。还使用了来自Effelsberg 100米望远镜的$λ$ 21厘米档案数据。G65.2+5.7在$λ11$ cm和$λ6$ cm处的积分通量密度分别为$21.9\pm3.1$ Jy和16.8 $\pm$ 1.8 Jy。从83 MHz到4.8 GHz的幂律谱（$S\simν^α$）与$α= -0.58\pm0.07$拟合良好。空间光谱变化很小。沿北壳层在两个波长处都观察到强去极化。SNR G65.2+5.7的南半球壳层在$λ6$ cm处的偏振度高达54%。在$λ11$ cm处有明显的去极化现象，并与弥漫极化的银河辐射相混淆。利用均分原理，我们估计了南大陆壳的磁场强度约为20 $μ$ G（填充因子1）~ 50 $μ$ G（填充因子0.1）。微弱的HI壳可能与SNR相关联。尽管它的X射线和光学发射异常强烈，表面亮度非常低，但SNR G65.2+5.7的射电性质被认为是典型的演化壳型SNR。SNR G65.2+5.7可能在预吹腔中膨胀，如HI气体不足和可能的HI壳所示。
2009-06-19 astro-ph.GA
Detecting the Cosmic Web: Lyα Emission from Simulated Filaments at z=3
标准宇宙学模型（$Λ$ CDM）预测了宇宙网的存在：物质分布成连接大质量晕的薄片和细丝。然而，观测证据一直难以捉摸，由于低表面亮度的灯丝。最近的深MUSE/VLT数据和即将到来的观测为Ly $α$检测提供了一个有希望的途径，激发了现代理论预测的发展。我们使用流体动力学宇宙学模拟运行的AREPO代码来调查潜在的大规模的细丝，不包括嵌入其中的晕的贡献的可探测性。我们专注于细丝连接大规模（$M_{200c}\sim(1-3)\times10^{12} M_\odot$）晕在z=3，并比较不同的模拟分辨率，反馈水平，和模拟图像的像素大小。我们发现，尽管内部灯丝结构的内在增强，增加模拟分辨率并没有实质性地提高可探测性。相比之下，对于31小时的MUSE积分，与没有反馈的模拟相比，包括反馈使可检测区域平均增加了$\simeq$ 5.5倍，这意味着即使细丝的非结合组分也对反馈具有相当大的敏感性。将图像分辨率从每像素（0.2”）$^2$的原生MUSE标度降低到（5.3”）$^2$孔径具有最强的效果，将可检测区域增加了中值因子$\simeq$ 200，并且当像素的大小大致匹配灯丝的宽度时最有效。最后，我们发现大部分的赖氨酸$α$发射是由于电子碰撞碰撞激发，而不是辐射复合。
2020-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrogen tails, plumes, clouds and filaments
在这里，我提出了一个简短的审查与扩展的低表面亮度（LSB）的氢尾和类似的结构相互作用的星系系统。通常在合并对、星系群和星系团中发现，星系周围的HI特征可以跨越数百kpc，追踪星系之间的引力相互作用和通过星系群/星系团内部介质移动的冲压压力。即将进行的大型HI调查，例如，利用澳大利亚SKA探路者（ASKAP）上的宽视场（FOV = 30平方度）相控阵馈电，将提供本地宇宙中LSB结构的普查。通过记录和比较特性（长度、形状、HI质量等），对于这些观测到的结构和与之相关的星系，我们可以通过数值模拟来尝试建立它们的起源和演化路径。
2020-02-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
UGC 1378 -- a Milky Way-sized galaxy embedded in a giant low-surface brightness disc
星系中巨大的气体盘和恒星盘的形成和寿命的主要物理过程仍然存在争议。尽管它们很罕见（目前已确认的不到10个），但巨大的低表面亮度（gLSB）盘状星系由于其极端的性质而提供了有趣的见解。我们描述了UGC 1378的观测，包括俄罗斯6米望远镜的深光谱和MMT的Binospec多波段成像。银河系UGC 1378既有高表面亮度，也有一个扩展的低表面亮度圆盘。我们的恒星速度色散数据的高表面亮度，银河系大小，光盘出现不一致，最近的主要合并，一个广泛讨论的形成场景非常广泛的低表面亮度光盘。我们估计恒星形成率（SFR）档案广域红外巡天探测器数据。LSB盘中的SFR表面密度相对于其气体密度较低，与最近的气体吸积一致。我们认为，UGC 1378盘的异常大的尺寸可能是丰富的气体储存（例如宇宙细丝）和隔离环境的产物，这些环境保存了巨大的盘。
2019-08-29 astro-ph.CO 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
Self-regulated AGN feedback of light jets in cool-core galaxy clusters
来自活动星系核（AGN）的热量被认为是稳定冷核星团，限制恒星形成和冷却流。我们采用辐射磁流体动力学（MHD）模拟轻AGN喷流反馈不同的吸积模式（邦迪-霍伊尔-Lyttleton和冷吸积）在一个理想的英仙座星系团。独立的探测吸积模型，吸积效率，喷流密度和分辨率，集群自我调节与中央熵和冷却时间与观察到的冷核集群在这个非宇宙学的设置。我们发现，提高喷气效率导致更多的间歇性喷气功率和增强的恒星形成率。我们的基准低密度射流可以很容易地偏转轨道冷气体细丝，重新分配角动量，并导致更广泛的冷气体分布和各向同性气泡分布。与我们的基准低动量密度射流相比，高动量密度射流加热效率较低，并且能够形成垂直于中心受限射流的持久冷气盘。从我们的模拟测量腔光度一般反映冷却光度的团内介质（ICM），并对应于平均喷流功率，是相对不敏感的短时期的低光度喷注。在我们的MHD模拟低动量密度射流冷气结构一般表现出各种形态，从盘状非常扩展的非线性结构。特别是，磁场是至关重要的，以抑制形成不切实际的大量冷气盘之间的热，冷相位重新分配角动量，并通过促进形成细长的冷丝，由磁压力的支持。
2023-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
