Iron abundances in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
用流体动力学SPH方法模拟了星系团中金属的富集。根据数值分辨率和一些模型参数，最终的模拟集群的金属丰度。对于一组基准的模型处方的模拟结果表明，铁的丰度与数据广泛一致。最终X射线特性对ICM的加热不敏感。这支持了冷星系团的ICM演化是由辐射冷却驱动的情景。
2002-11-06 astro-ph
On the supernovae heating of intergalactic medium
我们目前的估计能量输入超新星（SNe）到星系际介质使用（i）最近测量的硅和铁丰度在星系团内介质（ICM）和（ii）自洽的气体动力学星系形成模拟，包括冷却过程，恒星形成，SNe反馈，和多相模型的星际介质。我们使用两种不同的假设来估计观测丰度的能量输入：（i）ICM中金属丰度的空间均匀性和（ii）径向丰度梯度。我们表明，这两种情况下导致的能量输入估计是不同的数量级，突出了大规模的丰度梯度集群观测数据的需要。对星系形成结果的分析和对观测到的Fe和Si丰度的估计表明，只有当ICM丰度均匀并且SN爆炸对气体加热的效率接近100%（这意味着爆炸的所有初始动能都用于加热ICM）时，SNe能量输入才能对加热整个ICM（每个粒子提供约1 keV的能量）起重要作用。我们的结论是，除非这些最有利的条件得到满足，SNe单独是不可能提供足够的能量输入，以加热所有的集群ICM，可能需要补充，甚至取代一些其他的加热过程（ES）。（节录）
2000-04-24 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Galaxies in High-Redshift Clusters and Influence of ICM Heating
我们已经调查了在不同的红移和在集群的祖先星系团的磁盘星系的冲压压力剥离，集群的层次聚类方案上长大。我们考虑一个径向下落的星系，其初始位置和速度由结构形成的球形坍缩模型给出。此外，由于观测结果表明，附近星系团的团内介质（ICM）是非引力加热的，我们研究了非引力加热对冲压压力剥离的影响。对于给定的红移，我们发现在质量较大的星系团中，冲压压力剥离对星系的影响更大。另一方面，对于给定的质量，它对红移较高的星系团中的星系有更大的影响。特别是，我们预测在z ~> 1的富星系团中，大多数星系都受到冲压压力剥离的影响。虽然非引力加热显著降低了质量小于1-5 × 10 ^13 M_sun的星系团中的冲压压力剥离的影响，但它并不影响更丰富的星系团的影响。如果在z>>1处对ICM进行非重力加热，则在0 ~< z ~< 0.5处观察到的团簇祖细胞中，在z ~ 1-2处不会发生冲压压力剥离，因为热量使团簇祖细胞的ICM分数变小。另一方面，如果ICM第一次在z ~ 0处非重力加热，则即使在z ~ 3处也会发生冲压压力剥离。我们比较的结果与星系团在不同的红移观测。
2000-12-12 astro-ph
Heating of Intracluster Gas by Jet Activities of AGN: Is the "Preheating" Scenario Realistic?
我们假设气体在团簇形成（“预热”）之前被加热，研究了星系团（团内介质; ICM）中热气体的非引力加热。我们研究了作为ICM中过剩能量来源的射电星系喷流活动，以及喷流终端激波产生的热电子对宇宙微波背景的变形（Sunyaev-Zel'dovich效应）。我们发现，只有当喷注加热发生在相对小的红移（$z\lesssim 3$）时，观测到的ICM的过剩熵和康普顿$y$参数的{ \sl COBE/FIRAS}上限才是相容的。由于这一结果与“预热”的假设相矛盾，它表明加热与团簇形成同时发生或发生在团簇形成之后。
2001-05-07 astro-ph
Suppressing cluster cooling flows by self-regulated heating from spatially distributed population of AGNs
现有的模型引用活动星系核活动来解决星系团中的冷却流难题，只关注中央星系的作用。这种模型需要微调高度不确定的微观传输特性，以分布在整个集群冷却核心的热。我们建议，ICM，而不是加热多个，空间分布的活动星系核。有越来越多的观测证据表明，在集群环境中存在多个活动星系核。活动的活动星系核驱使气泡进入ICM。我们确定了气泡和ICM之间的三种不同的相互作用：（1）注入后，气泡迅速膨胀，达到与周围环境的压力平衡，产生的冲击和波的耗散是ICM加热的主要来源。(2)一旦膨胀，气泡就以与粘性阻力平衡的速度迅速上升，这本身会导致一些额外的加热。(3)上升的气泡膨胀并压缩周围的环境。这个过程是绝热的，不会产生任何额外的热量;相反，由于压缩而增加的ICM密度增强了冷却。我们的模型通过依赖空间分布的星系来加热星系团核心，从而回避了“运输”问题。我们在我们的模型中包括自我调节，通过链接AGN活动在星系周围ICM的冷却特性。我们使用一个球对称的一维流体动力学代码进行初步研究，说明该模型的有效性。我们的自我调节方案预测，应该有增强的活动星系核活动的星系内部的冷却区域相比，星系团的外部部分。这一预测有待观察来证实或反驳。
2006-11-15 astro-ph
Radio Source Heating in the ICM: The Example of Cygnus A
其中最有前途的解决方案的冷却流问题涉及从中央AGN的能量注入。然而，目前还不清楚准直喷流如何能够在大尺度上加热ICM，并且当它们与周围的星团气体进入压力平衡时，关于射电瓣膨胀的影响知之甚少。天鹅座A是附近强大射电星系的最佳例子之一，它的同步辐射等离子体和热辐射星团内介质可以被精细地绘制出来，以前的观测已经推断出茧所在位置可能存在激波结构。我们使用新的XMM-牛顿观测天鹅座A，结合深钱德拉观测，测量膨胀的无线电腔周围的集群内介质的温度。我们调查如何膨胀的空腔可能与冲击加热的集群内的气体，以及这样的机制是否足以提供足够的能量来抵消冷却到观察到的程度。
2007-09-23 astro-ph
Feedback from Intra-Cluster Supernovae on the ICM in Cooling Flow Galaxy Clusters
研究了星系间超新星（SNe）的加热和金属富集对星系团内介质（ICM）的影响。最近的观测表明，在星系团中，相当一部分（~ 20%）的Ia型超新星母恒星星族是星系际的。通过考虑它们对冷却流簇的松弛祖细胞的影响，我们提出簇内SNe可以作为一个分布式热源，这可能会影响冷却流形成的初始阶段。我们调查的增加冷却时间作为一个函数的能量输入提供SNe和他们假设的空间分布，并得出结论，集群内SNe代表一个热源，在某些集群可以导致延迟的冷却流的形成。这意味着一些冷却流比以前认为的要年轻。我们还讨论了一个大的人口集群内SNe可能对冷却流集群的ICM的化学演化的影响。
2004-05-25 astro-ph
Modelling Shock Heating in Cluster Mergers: I. Moving Beyond the Spherical Accretion Model
团内介质（ICM）的热历史是复杂的。来自星系团合并、活动星系核和星系风的热量输入抵消了ICM的冷却，甚至可能使ICM的冷却停止。因此，决定ICM性质的过程在决定星系如何形成方面起着关键作用。在本文中，我们专注于在集群合并的ICM的冲击加热，最终的目的是将这种机制的半解析模型的星系形成。我们使用一套流体动力学模拟跟踪理想的两体合并的ICM的演变。我们发现，通过考虑气体熵在合并过程中的演化，可以相对简单地理解ICM的加热。我们研究产生熵的过程，以了解为什么以前的分析冲击加热模型失败。我们发现：（1）在碰撞中被热化的能量大大超过了系统第一次接触时可用的动能。较小的系统在被破坏之前深入到势阱中。(2)对于质量不等的合并，大部分能量在质量更大的部分中被热化。较小系统的加热较小，其气体下沉到最终系统的中心。(3)大部分熵的产生发生在两个不同的事件中。第一幕发生在核心碰撞之后，当产生从中心向外传播的冲击波时。这导致组合系统迅速膨胀并超过流体静力平衡。第二个情节发生在这种材料在重新坍塌时受到冲击加热。这个修正的熵产生模型大大提高了我们对宇宙气体模拟的物理理解。
2007-01-11 astro-ph
Evolution of the metal content of the intra-cluster medium with hydrodynamical simulations
我们提出了一个比较模拟结果和X射线观测数据的演化的金属丰度的集群内介质（ICM）。对星系团的模拟是用Tree-SPH Gadget 2程序进行的，该程序包括一个详细的化学演化模型，并假设三种不同形状的恒星初始质量函数（IMF），即Salpeter（1955）、Kroupa（2001）和Arimoto-Yoshii（1987）IMF。我们的模拟预测显着的径向梯度的铁丰度，延伸到整个集群维里化区域。在更大的半径，我们没有检测到任何平坦的金属丰度轮廓。至于ICM金属（铁）丰度到z=1的演化，我们发现它是由（i）已经富集的气体下沉，（ii）星系中正在进行的金属生产和（iii）ICM金属锁定在新生恒星中的综合作用决定的。因此，在z=1时停止恒星的形成，并不能抑制金属丰度的演化，反而会导致发射加权ICM金属丰度演化过快，在低红移时数值过高。最后，我们将模拟结果与观测到的每单位B波段光度的Ia型超新星发生率（SnU_B）进行比较。我们发现，我们的模拟集群不再现SnU_B的下降趋势，在低红移，除非恒星形成截断z=1。
2008-02-15 astro-ph
Heating of the Hot Intergalactic Medium by Powerful Radio Galaxies and Associated High Energy Gamma-Ray Emission
越来越多的证据表明，除了引力激波加热之外，一些加热机制对星系团和星系群内的热气体也很重要，正如它们观测到的X射线标度特性所表明的那样。虽然超新星是最明显的候选热源，但最近的一些研究表明，它们的能量可能不足。在这里，我们考虑高功率，FRII射电星系和冲击加热的团内介质（ICM，包括星系际介质之前的情况下，团簇形成）由他们的大尺度喷流。根据观测到的星系团中射电星系的统计及其演化，在最合理的假设下，表明它们能为ICM提供1- 2 keV/粒子的超额比能，主要是在红移区间$z \sim 1-3$。这自然符合要求的集群演化模型与非引力反馈占观测到的偏差的X射线光度-温度关系。与超新星相反，这种大规模的喷流将能量直接沉积到星系外的低密度ICM中，并且不太容易受到辐射损失的影响。作为一个明确的和潜在的决定性的测试，这种情况下，我们建议的观测“提示”高能伽马射线发射的冲击加速，非热电子在ICM加热的射电星系，这可能是可行的{ \it GLAST}卫星的时代。最近检测到的过量的硬X射线组的影响进行了讨论。
2001-08-01 astro-ph
Feedback in AGN heating of galaxy clusters
活动星系核加热团内介质（ICM）模型面临的挑战之一是活动星系核的机械光度如何与ICM的辐射损失相协调。在这里，我们实现了一个简单的一维模型的反馈机制，链接的活动星系核的吸积率的光度。我们演示了这个简单的反馈机制如何导致一个广泛的参数范围的准稳态。此外，在这个反馈模型中，我们研究了热传导的影响，发现它的相对重要性强烈依赖于集群质量。
2004-05-21 astro-ph
The heating of the cooling flow (The feedback effervescent heating model)
标准的冷却流模型已经预测了星系团中大量的冷气体。钱德拉和XXM-牛顿望远镜未能探测到星系团中的冷却气体（低于1-2 keV），这表明必须有某种加热过程来抑制冷却。最有可能的热源是活动星系核的加热。加热机制有很多种，但我们将采用活动星系核膨胀的气泡与团内介质（ICM）相互作用的结果的加热模型。使用FLASH代码，我们已经进行了时间相关的模拟，以调查的效果上的抑制冷却流团的冷却加热。我们发现，对流加热模型不能平衡辐射冷却，它是一个人工模型。此外，对流加热是ICM压力梯度的函数，但冷却与气体密度平方和气体温度的平方根成比例。
2007-10-13 astro-ph
Heating groups and clusters of galaxies: the role of AGN jets
对星系团和星系团的X射线观测表明，星系团核心的团内介质（ICM）比团簇形成的宇宙学数值模拟（包括恒星形成、辐射冷却和SN反馈）所预期的要热。我们使用轴对称流体动力学数值模拟研究了超音速AGN喷流注入ICM的影响。ICM的一个简单的模型，描述的气体的径向性质和引力势的宇宙学N-体+SPH模拟的一个集群和三个星系群在红移z=0，得到并用于设置环境中的喷注。我们改变了射流的动力学功率和ICM的发射加权X射线温度。喷流主要通过其终端激波的作用将能量传递给ICM。高比例的注入能量可以通过不可逆过程沉积在团簇气体中，在我们的模拟中高达75%。我们展示了如何一个单一的，强大的射流可以调和预测的X射线性质的小团体，例如Lx-Tx关系，与观察。我们认为活动星系核喷流与星系群和星系团大气之间的相互作用是一种可行的反馈机制。
2004-08-30 astro-ph
Thermal Balance in the Intracluster Medium: Is AGN Feedback Necessary?
各种物理加热机制相结合的辐射冷却探索，通过一维流体动力学模拟，预期的热性能的簇内介质（ICM）的背景下的冷却流问题。能量注入Ia型超新星，热传导，和动力学摩擦（DF）从轨道卫星星系被认为是。这项工作的新颖之处在于探索了每个加热过程的各种效率。虽然后两者可以提供大量的能量，但单独运行的机制都不能在宇宙学时间尺度上产生或维持ICM的热平衡，这与观测形成鲜明对比。对于具有初始等温温度分布的模拟团簇，这两种机制的共同作用导致了ICM温度范围和中心电子密度小于n_e~0.02 cm^-3时的长期热平衡;在更大的密度下，灾难性的冷却总是发生。此外，这些加热机制既不能产生也不能维持在中心区域具有下降温度分布的簇，这意味着所观察到的具有这种下降温度分布的“冷却核”簇不能单独用这些机制来维持。因此，虽然似乎有充足的能量供应能够加热团簇中的ICM，但要使ICM在宇宙学时间尺度上保持热平衡，能量沉积是极其困难的。这些结果强烈地表明，一个更动态的加热过程，如从中央黑洞的反馈，需要产生所观察到的集群内介质的属性。（简略）
2008-03-10 astro-ph
Heating and Turbulence Driving by Galaxy Motions in Galaxy Clusters
利用三维流体动力学模拟方法，研究了星系团中星系轨道运动对团内介质（ICM）加热和湍流的驱动作用。我们认为Ng成员星系的等温和各向同性的轨道通过ICM典型的丰富的集群。星系的引入立即产生引力尾流，提供可能通过与背景气体的共振相互作用而增长的扰动。当Ng^{1/2}Mg_11 < 100时（其中Mg_11是每个星系的质量，单位为10^{11} Msun），扰动处于线性区域，重力波的共振激发有效地在ICM中产生动能，导致速度色散σ_v ~ 2.2 Ng^{1/2}Mg_11 km/s。另一方面，当Ng^{1/2}Mg_11 > 100时，背景ICM的非线性涨落破坏了星系尾流，从而使共振激发减弱或消失。在这种情况下，动能在对应于sigma_v ~ 220 km/s的水平处饱和。在我们的模型中驱动的湍流的角平均速度功率谱的斜率在-3.7到-4.3的范围内。由于共振激发的非线性饱和，没有一个冷却模型能够阻止冷却灾难，这表明星系运动本身不太可能解决冷却流问题。
2007-07-30 astro-ph
The flip-side of galaxy formation: A combined model of Galaxy Formation and Cluster Heating
宇宙中只有约10%的重子以恒星的形式存在，然而大多数发光结构形成的模型都集中在发光恒星物质的性质上。在本文中，我们专注于"另一面"的星系形成和调查的性质的材料，目前没有锁定在星系。这种"副产品"的星系形成可以观察到的X射线发射等离子体（内集群介质，以下ICM）的团体和集群，我们提出了一个版本的达勒姆半解析星系形成模型GALFORM，使我们能够调查的ICM的属性。正如我们所期望的引力标度参数的基础上，以前的模型（在鲍尔等人2006年）未能再现甚至最基本的观测到的ICM的属性;然而，我们提出了一个简单的修改模型，允许从活动星系核的“无线电模式”反馈到ICM的热输入。这种加热的作用是从主晕的X射线发光中心区域排出气体。通过这种修正，模型再现了观测到的气体质量分数和集团和集团的光温关系。将加热过程引入模型需要改变一些模型参数，以保持与观测到的星系特性的良好匹配。使用修正的参数，最佳拟合光度函数与Bower等人（2006）中提出的光度函数相当。新模型向前迈出了根本性的一步，提供了星系和星系团ICM形成的统一模型。然而，与数据的详细比较并不完全令人满意，我们强调了需要改进的关键领域。
2008-09-26 astro-ph
Entropy "floor" and effervescent heating of intracluster gas
最近对星系团的X射线观测表明，即使在半径为维里半径一半的情况下，团内介质（ICM）的熵也高于仅从引力过程中预期的熵。这被认为是非引力过程影响ICM物理状态的结果。在本文中，我们调查是否加热中心活动星系核可以解释分布的过剩熵作为半径的函数。活动星系核被假定为向ICM注入浮力气泡，这些气泡在上升和膨胀时通过做pdV功加热周围介质。几位作者认为，这种“沸腾加热”机制可以使星系团的中心区域避免“冷却灾难”。在这里，我们研究在大半径的对流加热的效果。我们的计算表明，这样的加热机制是能够解决熵的问题。模型中唯一的自由参数是活动星系核的时间平均光度和寿命。结果主要对注入团簇的总能量敏感。我们的模型预测，总能量注入活动星系核应该大致成正比的集群质量。预期的相关性与中心黑洞质量和星团质量之间的线性关系一致，这让人想起黑洞和凸起质量之间的Magorrian关系。
2004-07-08 astro-ph
Interaction of Galaxies with the ICM
近年来，大量的数据和详细的流体动力学模拟显示了ICM和星系之间相互作用的影响。单碟观测表明，星系团的HI含量不足2阿贝尔半径。缺乏的星系倾向于在径向轨道上。在个别星系的HI分布的成像显示了显着的趋势，HI程度与在集群中的位置。这些趋势可以在ICM使用SPH和3D流体代码的冲压压力剥离模拟中再现。个别星系的详细成像显示，在某些情况下，未受干扰的旧恒星盘，截断的气体盘比恒星盘小得多，中心不对称的面外气体和增强的中心恒星形成。这些现象都已被流体动力学模拟预测。光学成像和光谱调查表明，小HI磁盘一起截断恒星形成磁盘，HI缺乏与抑制恒星形成率和HI缺乏的空间范围内的集群相匹配，甚至超过了减少恒星形成率的程度。最近的体积有限的HI成像调查的集群在当地的宇宙显示，大多数富含气体的星系位于集团和子块，但必须落入集群。在这些群体中，我们看到了富含气体的星系之间相互作用的大量证据。
2003-08-12 astro-ph
On the Nature of Feedback Heating in Cooling Flow Clusters
本文研究了冷流星系和星系团中团内介质加热和冷却之间的反馈。我们采用了流行的观点，即加热是由于一个活动星系核（AGN），即中央黑洞吸积质量和发射喷流和/或风。我们认为反馈发生在整个冷的内部区域（r <~ 5-30 kpc），在那里，密度对比度>~2的非线性过密气体团快速冷却，并在经历下一个主要的活动星系核加热事件之前从ICM中移除。我们称这种情况为“冷反馈”。其中一些斑点冷却并向中央黑洞下沉，而另一些则可能形成恒星和冷分子云。我们推导出了由微扰形成的致密团块可能冷却到低温（T <~ 10^4 K）并为黑洞提供能量的条件。主要条件是：（1）必须防止高密度团块在ICM中达到平衡位置，因此它必须快速冷却，周围气体的密度分布必须较浅：（2）必须有非线性扰动，它们可能主要是由活动星系核活动形成的;（3）这些非线性扰动的冷却时间应该很短，相对于连续活动星系核爆发之间典型间隔的几倍。(4)为了不被热传导蒸发，这些斑点应该与它们的周围环境磁性断开。
2005-07-19 astro-ph
AGN heating and ICM cooling in the HIFLUGCS sample of galaxy clusters
我们对活动星系核加热-ICM冷却网络进行了深入的研究，将HIFLUGCS样品的各种团簇参数与活动星系核中心的积分射电光度L_R（定义为10 MHz ~ 15 GHz的同步辐射总功率）进行了比较。我们采用中心冷却时间t_cool作为判断团簇冷却性质的标准，将t_cool < 1 Gyr的团簇划分为强冷却核（SCC）团簇，1 Gyr < t_cool <7.7 Gyr的团簇划分为弱冷却核（WCC）团簇，t_cool > 7.7 Gyr的团簇划分为非冷却核（NCC）团簇.在64个星团中，有48个星团（75%）含有与X射线峰值辐射同空间或在50 h^{-1}_{71} kpc以内的星团中心射电源（CCRS）。此外，我们发现，发现一个CCRS的概率从45%增加到67%到100%，分别为NCC，WCC和SCC集群，这表明在SCC集群的AGN反馈机制，调节冷却的中心区域。我们发现SCC星系团的L_R强烈地依赖于星系团的尺度，使得更大质量的星系团具有更强的射电活动星系核。在SCC和部分WCC团簇中，L-R和经典的质量沉积速率MDR之间也有相同的趋势，尽管前者比后者强得多。我们还对最亮的星系团L_BCG的2 MASS K波段光度与L_R和星系团参数进行了关联。我们调用L_BCG和黑洞质量M_BH之间的关系，发现SCC集团的M_BH和L_R之间惊人的紧密相关。我们也发现了一个很好的相关性L_BCG与M…
2009-01-26 astro-ph
Radiative cooling, heating and thermal conduction in M87
钱德拉和XMM-牛顿观测星系团所带来的标准冷却流模型的危机，导致了几个模型的发展，探讨不同的加热过程，以评估他们是否可以淬火冷却流。其中最吸引人的机制是通过活动星系核沉积在ICM中的浮力气体进行热传导和加热。我们结合Virgo/M87对三颗卫星（Chandra、XMM-Newton和Beppo-SAX）的观测来检查星系团中心ICM的动态。使用光谱解投影技术，我们推导出描述ICM的物理量，并确定平衡冷却流所需的额外加热，假设热传导在斯皮策值的固定分数下工作。我们假设额外加热是由于浮力气体，我们使用Ruszkowski和Begelman（2002）开发的模型拟合数据。我们导出了$\sim 5$ kpc模型的尺度半径，它与M87活动星系核喷流扩展相当，以及一个$few \times 10^{42}$ erg s $^{-1}$的活动星系核所需的光度，它与观测到的活动星系核光度相当。我们讨论了一种情况下，浮力气泡充满相对论粒子和磁场负责无线电发射的M87。活动星系核被认为是间歇性的，并通过一系列的爆发注入浮力气泡群。我们还研究了在射电叶中检测到的X射线冷分量，并认为它是结构化的斑点，这些斑点与射电浮泡有关。
2004-04-05 astro-ph
Hydrodynamical simulations of cluster formation with central AGN heating
分析了活动星系核对团内中央介质（ICM）周期性加热的流体动力学模拟模型。除了暗物质和气体成分的自引力外，我们的方法还包括气体的辐射冷却和光加热，以及恒星形成和超新星反馈的亚分辨率多相模型。此外，我们将定期加热机制的形式热，浮力气泡，注入到星系内介质（IGM）的吸积中心活动星系核的活动阶段。我们使用不同质量的孤立的集群晕模拟研究的气泡动力学和热输运到IGM。我们也将我们的模型应用于自洽的宇宙学模拟的质量范围内的星系团的形成。我们的数值方案探讨了各种不同的假设的空间配置的活动星系核驱动的气泡，为他们的占空比和能量注入机制，以获得更好的约束基础的物理图片。我们认为，活动星系核加热可以大大影响星系团的恒星和气体成分的属性。最重要的是，它改变了中央主导（cD）星系的性质，降低了ICM中新鲜冷却气体的质量沉积速率，从而为冷却流问题提供了一个能量合理的解决方案。与此同时，这导致中央cD星系中恒星形成的减少或消除，使其具有观察到的红色恒星颜色。
2005-12-19 astro-ph
The Heating of the Intra Cluster Medium
X射线观测表明，非引力过程在决定星系团（ICM）中弥漫的X射线发射气体的分布方面起着关键作用。非引力过程的影响在ICM中作为熵最小值而被铭记。预热模型假设宇宙重子在坍缩之前就存在熵极小值。另一方面，对Ly_alpha云中重子的观测只显示出适度的额外加热，排除了在大部分高z的低密度重子中存在这种熵平台的可能性。这个问题在内部加热的情况下是避免的，其中加热只发生在维里化结构内部。然而，对于内部加热，建立熵最小值所需的能量超过每个粒子1 keV。目前还不清楚哪种源可以加热重子：SNae的效率似乎是3倍或更多。这种能源危机必须通过其他来源（如活动星系核）来解决，除非我们遗漏了加热机制的某些关键方面。未来几年的主要问题将是：过剩熵是何时何地产生的，以及通过何种机制产生的？
2001-07-09 astro-ph
AGN Feedback and Cooling Flows: Problems with Simple Hydrodynamical Models
近年来，活动星系核，特别是射电星系，对大尺度结构和星系形成的影响越来越明显。原则上，射电星系的能量足以阻止星系团内部区域的维里化团内介质（ICM）的冷却，解决了冷却流问题，并解释了星系光度函数的高质量截断。我们通过一系列高分辨率的三维流体动力学模拟来探索这一过程，这些模拟是对ICM大气层中冷却介导的吸积的反应。我们发现，我们的模型是无法产生一个长期的加热和冷却的平衡，灾难性的冷却可以延迟的喷射行动，但不可避免地采取了。这些模型失败的核心是形成了一个低密度通道，射流可以自由流动，将其能量带出冷却核心。这种失败可能是由于对快速喷射的过度简化处理（这可能低估了“牙医钻”的效果）。然而，似乎需要额外的复杂性（大角度射流进动或ICM湍流）或额外的物理学（磁流体动力学效应和等离子体传输过程）来产生可以防止灾难性冷却的射流加热的空间分布。这项工作还强调了在任何反馈模型中包括射流动力学的重要性，而不是在以前的一些作品中采取的各向同性膨胀气泡的方法。
2006-03-07 astro-ph
Models of the ICM with Heating and Cooling: Explaining the Global and Structural X-ray Properties of Clusters
只包含引力驱动过程的理论模型无法与观察到的星系团的平均X射线性质相匹配。因此，最近有越来越多的兴趣，在模型中，无论是辐射冷却或熵注入发挥核心作用，在调解的性质的集群内介质。这两套模型给出了合理的适合的平均性质的集群，但冷却模型的结果在超过观测建立的限制和最简单的熵注入模型的冷重子的分数不治疗“冷却核心”结构存在于许多集群和不能占熵档案揭示了最近的X射线观测。我们考虑的模型，结合辐射冷却与熵注入，并面对最新的X射线数据的大规模集群的全球和结构特性的模型预测。该模型成功地，同时重现所观察到的L-T和L-M关系，产生详细的熵，表面亮度和温度分布与观测结果非常一致，并预测冷却气体的分数，是符合观测约束。该模型还提供了一个可能的解释显着的内在分散存在于L-T和L-M关系，并提供了一个自然的方式区分集群经典识别为“冷却流”集群和动态松弛的“非冷却流”集群。前者对应的系统只有轻度的熵注入（< 300 keV cm ^2），而后者被认为是具有更高熵注入的系统。这是证明了从钱德拉和XMM-牛顿的熵配置文件。
2004-06-14 astro-ph
An axisymmetric, hydrodynamical model for the torus wind in AGN
我们报告的时间依赖轴对称模拟的X射线激发流从秒差距尺度，旋转，冷环面周围的活动星系核。我们的模拟考虑了辐射加热和冷却以及辐射压力。模拟遵循的发展，主要是由X射线加热引起的一个广泛的双锥形流出。我们计算合成光谱预测我们的模拟。风的特性和光谱支持的假设，旋转支持环面可以作为风的来源，这是负责在许多塞弗特星系的X射线光谱中观察到的温暖的吸收气体。
2008-01-09 astro-ph
Turbulence Generation by Substructure Motion in Clusters of Galaxies
星系团是通过合并和/或吸收较小的星系团而形成的。事实上，{\it Chandra}发现了一些与移动子结构有关的特征结构，如冷锋。预计移动的子结构会在团内介质（ICM）中产生湍流。这种湍流在气体能量和重元素的混合、传输以及粒子加速等方面可能起着至关重要的作用。计划于2005年发射的{\it Astro-E2}卫星将探测由于湍流运动而加宽的谱线。为了探索上述问题，研究ICM湍流的生成过程和结构是非常重要的。本文利用三维流体动力学模拟研究了运动子结构内部及周围ICM的动力学演化。通过Kelvin-Helmholtz不稳定性，在子结构和周围ICM之间的边界附近形成涡状结构。由于这些结构，特征图案出现在ICM的视线速度分布。
2005-01-24 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
Cold Feedback in Cooling-Flow Galaxy Clusters
提出了冷流星系和星系团中团内介质加热与冷却之间的Bondi驱动反馈的另一种观点。我们采用了流行的观点，即加热是由于一个活动星系核（AGN），即中央黑洞吸积质量和发射喷流和/或风。我们建议，反馈发生在整个冷的内部区域（5-30千秒差距）。这里确实存在一个适度的冷却流，非线性的过密气体团快速冷却，并在经历下一个主要的活动星系核加热事件之前从ICM中移除。其中一些斑点可能不会在中央黑洞上吸积，但可能会形成恒星和冷分子云。我们讨论的条件下，密集的斑点可能会冷却到低温和饲料的黑洞。
2006-11-07 astro-ph
Gravo-thermodynamics of the Intracluster Medium: negative heat capacity and dilation of cooling time scales
引力束缚的气态团内介质（ICM）冷却的时间尺度不仅仅由辐射过程决定。如果ICM在暗物质晕的固定引力场中处于准流体静力学平衡，那么由气体的引力势能引起的能量损失也应该考虑在内。这种“引力加热”已经知道了一段时间，使用显式解的运动方程。在这里，我们通过将维里定理应用于在外部引力场中处于准流体静力平衡的气体，忽略气体的引力，重新审视这种效应。对于一个标准的NFW形式的晕配置文件和有限的气体密度，气体温度的总能量的变化的响应显着延迟。在晕的尺度半径（$\rs$）内，有效冷却时间可以延长一个数量级以上。气体位于两倍于刻度半径的距离处，具有负热容，使得温度由于能量损失而升高。虽然外部加热（例如活动星系核活动）仍然需要解释缺乏冷ICM中心附近，这里的分析可能会规避加热的需要在更远的地区，有效的冷却时间可以延长，成为大于集群年龄，也解释了温度的增加，半径在这些地区。
2008-09-29 astro-ph
Dissipation in intercluster plasma
讨论了星系团中强旋向性、近无碰撞等离子体中的耗散过程。首先，我们指出，Braginsky理论，它假设碰撞更频繁的系统的动力学时间尺度，是不适用于快速，亚粘性ICM运动。最重要的是，电子对碰撞磁粘滞性的贡献占主导地位的短尺度Alfvenic运动的离子。因此，如果一个湍流级联在ICM中发展并向下传播到$\leq 1$ kpc的尺度，它不是在离子上，而是在电子上受到碰撞阻尼。其次，在ICM的高β等离子体中，磁场强度的相对值$\sim 1/β$的微小变化导致各向异性压力不稳定性的发展（消防管，镜子和回旋）。不稳定的波模式可以提供粒子的额外共振散射，有效地将等离子体保持在边缘稳定状态。我们表明，在这种情况下，一个层流，亚音速，不可压缩流的耗散率尺度等离子体β参数的倒数。我们讨论的ICM加热问题的应用。
2007-09-11 astro-ph
The Source of Mass Accreted by the Central Black Hole in Cooling Flow Clusters
本文报道了冷流团冷反馈加热的研究。在冷反馈模型中，中心黑洞吸积的质量来源于存在于扩展区域（r ~ 5-30 kpc）的非线性过密气体团;这些团最初是热的，但随后比它们的环境冷却得更快，并向中心下沉。簇内介质（ICM）熵分布必须很浅，以便斑点作为冷斑点到达中心。我建立了一个玩具模型，以探索冷反馈机制中的熵分布和密集斑点人口的作用。中心黑洞的质量吸积速率取决于ICM的冷却时间、熵分布和不均匀性的存在。质量吸积率决定了黑洞注入ICM的能量。这些活动星系核（AGN）的爆发不仅加热了ICM，而且改变了星团中的熵分布，并导致了不均匀性，这些不均匀性是未来密集团块的种子。因此，除了ICM温度（或能量）之外，ICM熵分布和ICM不均匀性也是反馈机制中的成分。
2006-05-10 astro-ph
Sound Waves Excitation by Jet-Inflated Bubbles in Clusters of Galaxies
我们发现，重复的声波在群内介质（ICM）可以激发由一个单一的膨胀事件的相对气泡对。为了在数值模拟中重现这种行为，气泡应该通过射流膨胀，而不是人工注入。多个声波由气泡-ICM边界的运动激发，该运动由膨胀气泡内的涡流和ICM在气泡周围的回流（“茧”）引起。这些声波形成了一种结构，可以解释在英仙座冷却气流簇中观察到的波纹。我们使用缓慢的大规模喷射来膨胀气泡，要么有一个大的开放角度，要么是进动。喷流是慢的，因为它们是高度亚相对论的，$v_j \sim 0.01c-0.1c$，并且它们是大质量的，因为这对气泡将大部分冷却质量带回ICM，即，$\sim 1-50 M_\odot \yr^{-1}$。我们使用二维轴对称（简称为2.5D）流体动力学数值代码（VH-1）。
2008-08-17 astro-ph
An axisymmetric hydrodynamical model for the torus wind in AGN. II: X-ray excited funnel flow
本文计算了活动星系核（AGN）中来自遮蔽环的一系列外流模型。我们的模型假设旋转支撑环面的内表面被来自内部吸积盘和黑洞的强烈X射线照射和加热。由于这种加热的结果，在我们的模拟中观察到一个强大的双锥流出。我们计算三维流体力学模型，假设轴对称，并包括X射线加热，电离和辐射压力的影响。我们讨论了一个大家庭的这些模型的行为，他们的速度场，质量通量和温度，作为函数的环面属性和X射线通量。合成温暖的吸收光谱计算，假设纯吸收，样品模型在不同的倾角和观察时间。我们表明，这些模型的质量通量和流速，这是从塞弗特1温暖的吸收器的观测推断出的那些相媲美，他们可以产生丰富的吸收线光谱。
2008-06-23 astro-ph
X-ray Measurement of Dark Matter "Temperature" in Abell 1795
我们提出了一种方法，从一个星系团的X射线观测测量径向轮廓的暗物质速度色散，西格玛DM，并比较暗物质“温度”定义为μ m_p西格玛DM**2 / k_B与气体温度。将该方法应用于Abell 1795的XMM-牛顿观测。暗物质的比能与团内介质比能之比（可定义为β DM，与β spec类似）在0.3 ~ 0.8范围内处处小于1。换句话说，即使在辐射冷却时间很短的中心区域，ICM的温度也高于暗物质的“温度”。小于1的β_DM值可以最自然地通过ICM的加热来解释。ICM的过剩能量估计为每个粒子约1-3 keV。
2004-04-26 astro-ph
Rotation and Turbulence of the Hot ICM in Galaxy Clusters
星系团的宇宙学模拟通常发现，在给定半径的星系团的重量并不完全由热ICM的热气体压力平衡，理论研究强调随机湍流运动的作用，以提供必要的额外压力支持。使用一组高分辨率，流体动力学模拟的星系团，包括辐射冷却和恒星的形成，我们发现，而不是在最轻松的集群旋转支持超过随机湍流运动半径为0.1 - 0.5 r_500，和观察到的集群比模拟的更圆，松弛的集群内~ 0.4 r_500。此外，虽然所观察到的集群显示的平均椭圆率分布，不随半径显着变化，放松CDM集群的椭圆率随半径的增加显着下降，这表明所观察到的集群的ICM旋转速度低于放松CDM集群到~ 0.6 r_500。我们还发现，没有辐射冷却的模拟集群的椭圆率分布与观测结果吻合得更好，这意味着过冷对气体动力学和形态产生了重大影响，比以前认识到的更大的半径。它还表明，10%-20%的系统误差，从非热气体压力支持模拟集群质量报告，从拟合模拟X射线数据在大的径向范围内r_500，可能需要向下修订。这些结果表明，实用的X射线椭圆率配置文件作为探针的ICM旋转和过冷，这应该用来约束未来的宇宙学集群模拟。
2008-08-08 astro-ph
SZ scaling relations in Galaxy Clusters: results from hydrodynamical N-body simulations
SZ效应的观测构成了研究星系团和约束宇宙学参数的一个强有力的新工具。特别感兴趣的是调查如何SZ信号与其他集群属性，如质量，温度和X射线光度。在这篇演讲中，我们量化这些关系的集群中发现的流体动力学模拟的大尺度结构，并研究其依赖于辐射冷却和预热的影响。
2004-03-23 astro-ph
Simulating galaxy clusters -- I. Thermal and chemical properties of the intra-cluster medium
我们已经进行了一系列的N-体/流体动力学（TreeSPH）模拟的星系团和星系群，从宇宙学N-体模拟中选择的$Λ$ CDM框架内：这些对象已重新模拟在更高的分辨率$z$ =0，为了遵循也从星系内的恒星星族ICM的动力学，热和化学输入。模拟包括金属依赖的辐射冷却，根据不同的IMF的恒星形成，能量反馈作为强大的恒星爆发驱动的银河系超级风，化学演化与非瞬时再循环的气体和重元素，一个元银河系的紫外线场和热传导的影响在ICM。在本文中，我们主要在$z=0$得到了ICM的温度和熵分布、它的X射线光度、星团冷分量（冷分数以及质光比）以及ICM与恒星之间的金属分布的结果。在一般情况下，模型与有效的超级风，随着头重脚轻的恒星IMF，能够相当好地再现所观察到的$L_X-T$关系，熵的配置文件和冷分数。除了$r\sim$ ~0.1 $R_{\rm{vir}}$内部的温度逐渐下降外，观测到的ICM径向温度分布可以匹配。ICM的金属富集导致内部的铁梯度有些陡峭;然而，在对冷却流底部形成的恒星进行校正后，全球的富集水平与观测估计值相当;恒星和ICM之间的金属分配也与观测结果非常一致。
2006-09-08 astro-ph
The Interaction of 3C401 with the Surrounding Intracluster Medium
利用钱德拉X射线天文台对射电星系3C 401及其宿主星系团周围的团内介质（ICM）进行了观测。这个明亮的射电星系是值得注意的，因为它具有介于FRI和FRII形态之间的特征。我们清楚地探测到与3C 401射电核心一致的点状发射，尽管即使是钱德拉的空间分辨率在3C 401（z=0.201）的距离上也只有2kpc，因此仍然有可能这是一个位于ICM大气中心的致密（快速冷却）热气体核心。在ICM中心10- 20 kpc的强烈球对称偏离清楚地表明ICM和3C 401的射电叶之间的相互作用。一个中央的X射线棒可能是由于扩张的射电瓣排空了两个ICM腔。在这些中心区域之外，该星团拥有比许多质量相当的星团更平坦的轮廓，这表明3C 401的ICM加热和熵注入的重要性。在100 kpc尺度上，我们在ICM中发现了一个有趣的十字形结构。我们推测，这可能是一个无线电星系引起的干扰对应的时间时，3C 401是大大更强大。一个特别令人兴奋的可能性是，这种十字形结构对应于一个大规模的全球g模式振荡激发过去爆发的3C 401。
2004-11-29 astro-ph
Morphology of flows and buoyant bubbles in the Virgo cluster
越来越多的证据表明，星系团中与中央椭圆星系相关的活动星系核（AGN）在团内介质（ICM）和星系团自身的演化中起着重要的作用。我们使用高分辨率的三维模拟来研究活动星系核外流（气泡）与周围ICM所产生的空腔的相互作用。利用观测到的室女星系团的温度和密度分布模拟了星系团的引力势。我们证明了流体动力学的库塔-Zhukovsky力与涡环结构的气泡的重要性，并讨论了扩散过程对它们的演变可能产生的影响。
2007-10-23 astro-ph
3D Simulations of Galactic Winds in Dwarf Galaxies
我们提出了3D流体动力学模拟的星系风在矮，富含气体的星系。该星系正以v=200 km/s的速度穿过一个小星系群的ICM。冲压压力在大半径处移除星系气体，但不会强烈影响中心附近的ISM。星暴会产生银河风。新产生的金属在ICM中被排出，并被冲压压力带到离星系很远的地方。在恒星暴增后的5亿年，只有百分之几的重元素存在于矮星系的中心区域。大量的冲压压力+风模型将在即将发表的论文中介绍。
2002-12-19 astro-ph
The long-term effect of radio sources on the ICM
我们已经进行了三维流体动力学模拟FR-II射电源在β剖面冷却流集群。团簇气体的冷却效应被纳入ZEUS-MP代码的修改版本中。这些模拟不仅跟踪射电源的活动阶段，而且跟踪射电源的喷流关闭后长达2 Gyr的长期行为。我们发现，正如预期的那样，射电源有一个显着的影响，而它是活跃的冷却流，但我们也发现，对集群的射电源的影响是长期存在的。当射电源的残余物通过星系团上升，从星系团核心拖曳物质时，建立了浮力驱动的对流。虽然中央Mpc的集群恢复到有一个冷却流，这种不对称的对流是能够消除冷气体聚集在集群核心，确实有一个净流出持续的时间尺度约一个数量级长于源是活跃的时间或更长。对流也可以提供一种机制，以提高在大的集群半径的集群气体的金属性。
2002-09-07 astro-ph
Starbursts from strong compression of galactic molecular clouds due to the high pressure of the intracluster medium
我们证明了热的团内介质（ICM）的高压可以触发螺旋星系中分子云的崩溃，导致云中恒星形成的爆发。我们的流体动力学模拟表明，ICM的高气体（冲压压力和静态热）压力在短时间尺度（$\sim$ $10^{7}$ yr）内强烈压缩自引力气体云，大大增加了中心气体密度，从而导致云内有效的恒星形成。星云中的恒星形成了一个紧密的、受引力束缚的星团。在这样一个云的恒星形成效率被发现依赖于ICM的温度和密度和相对于它的星系的相对速度。基于这些结果，我们讨论了在遥远的星系团中观察到的星暴/poststarburst人口的起源，恒星形成的星系合并集群的增强，和孤立的紧凑的HII区最近发现的室女星系团。
2003-08-15 astro-ph
The role of the Initial Mass Function in modelling the Intra-Cluster Medium
团内介质（ICM）的预期金属富集以及金属在团星系和热ICM之间的分配取决于恒星的初始质量函数（IMF）。在集群模拟的IMF的选择也有重要的后果的“冷分数”，这是一个基本的集群物理约束。我们讨论的化学富集和冷分数的集群预测与不同的IMF，通过一个简单的方法，在很大程度上是独立的化学演化模型或模拟的细节。我们建议这种简单的方法作为指导方针，以选择输入参数和解释更复杂的模型和流体动力学模拟的结果。
2004-02-20 astro-ph
The Imprint of Galaxy Formation on X-ray Clusters
人们普遍认为，宇宙的结构是分层进化的，因为原始的密度波动，被引力放大，崩溃和合并，形成越来越大的系统。然而，X射线星系团的结构和演化，似乎与这种结构形成的层次结构不一致。贫穷的星系团和星系群，以及迄今为止探测到的最遥远的星系团，比这些模型预测的光度、温度和红移之间的紧密关系所预期的要暗得多。在这里，我们表明，这些差异的出现是因为，在中心附近，热的，弥漫的团内介质（ICM）的熵高于$ achievable through gravitational collapse, indicating substantial non-gravitational heating of the ICM. We estimate this excess entropy for the first time, and argue that it represents a relic of the energetic winds through which forming galaxies polluted the ICM with metals. Energetically, this is onl$可能的，如果ICM被加热在适度的红移（$z \ltsim 2$），但之前的集群崩溃，表明星系的形成之前，集群和大多数集群已经组装最近。
1998-10-22 astro-ph
A Heating Model for the Millennium Gas Run
对星系团热力学性质的观测与理论预测的比较表明，非引力加热需要加入到模型中。我们在GADGET-2中实现了一个内部自洽的加热方案，用于千禧年气体计划的第三次（和第四次）运行（Pearce等人正在准备中），这是一组四个流体动力学宇宙学模拟，N=2（5 × 10^8）个粒子，体积（L=500 h-1 Mpc）和结构与N体千禧年模拟（Springel等人，2005）相同。我们的目标是再现观测到的星系团的热力学性质。
2006-11-22 astro-ph
The phase-diagram of the IGM and the entropy floor of groups and clusters: are clusters born warm?
我们指出，观测宇宙学的两个问题，i）在z=0时，宇宙中超过60%的重子含量没有被观测到，ii）小星系团的性质与简单的期望不一致，可能是密切相关的。最近的研究表明，与形成大尺度结构有关的激波加热加热了星系际介质，并导致气体的“暖星系际介质”成分。本着同样的精神，我们认为团内介质（ICM）是星系循环的、富含金属的气体和星系际气体的混合物，由大得多的尺度的坍缩所加热。这可以通过两个过程来实现：1）来自外部温暖IGM的晚期下落气体在晕内有效地混合并带来一些额外的熵，或者2）由更大的非线性尺度产生的冲击也存在于星团内并可以加热ICM。我们证明，如果假设（1）成立，由温暖的IGM带来的熵是足够的解释观察到的集群的性质，特别是熵地板和LX-T关系。另一方面，我们简要地指出，情况（2）将需要更强的冲击加热，因为与细丝相比，ICM的密度更大。我们关于星系团“生而温暖”的设想可以通过预测的熵底红移演化来检验。
2003-09-29 astro-ph
Spectroscopic Deprojection-Analysis of 3C 129
我们报告的光谱成像观测附近的（z=0.022）星系团3C 129进行的钱德拉X射线天文台上的ACIS探测器。应用解投影分析，充分考虑到空间分辨的X射线能谱，我们调查的径向变化的温度和粒子密度的团内介质（ICM）。虽然早期的数据显示了一个弱的冷却流和一个冷的星系团核心，但钱德拉的数据表明，核心比星系团的其他部分更热：在中心，我们推断出（7.9+4.4-2.4）keV，而所有其他ICM壳层的平均温度为（5.1+-0.3）keV（所有误差均在90%置信水平上）。基于径向熵分布，我们讨论了ICM在星团中心激波加热的证据。我们讨论的可能性，使用成像光谱数据更经常集群提取地图的引力暗物质潜力。
2002-03-04 astro-ph
Hydrodynamical adaptive mesh refinement simulations of turbulent flows - II. Cosmological simulations of galaxy clusters
利用自适应网格加密（AMR）宇宙学模拟方法研究了团内介质和星系团核心湍流气体流动的发展。进行了一系列的六次运行，采用相同的模拟参数，但不同的标准触发网格细化。特别是，两种不同的AMR策略，分别基于流量控制变量的区域变化和子块的过密。我们表明，这两种方法，虽然有不同的结果，是有用的，以获得一个更好的解决方案的湍流在ICM。涡度被用作湍流的诊断，表明湍流不是高度的体积填充，但具有大的面积覆盖因子，与以前的理论预期一致。在团芯测得的湍流速度大于200 km/s，湍流压力对团流体静力平衡的贡献水平通过使用改进的AMR准则得到提高。
2008-07-01 astro-ph
Adding Environmental Gas Physics to the Semi-Analytic Method for Galaxy Formation: Gravitational Heating
我们目前的结果，试图包括更详细的气体物理学的流体动力学模拟内的半解析模型（SAM）的星系形成，专注于环境的影响发挥的作用。与以前的SAM的主要区别是，我们包括“重力”加热的集群内介质（ICM）的净盈余的重力势能释放的气体已被剥离从坠落的卫星。引力加热似乎是一个有效的热源，能够防止在对应于暗物质晕比$\sim 10^{13} $ M $_{\odot}$更大质量的环境中冷却。在大质量星系中，引力加热释放的能量可以与活动星系核反馈释放的能量相匹配，在最大质量的星系中可以超过它。然而，这两个过程的运作方式有着根本的区别。引力加热在晚期变得重要，当活动星系核的活动高峰已经结束时，它非常依赖于质量。这种质量依赖性和时间行为给出了正确的趋势，以恢复大质量星系恒星形成率的缩小。节录...
2008-02-12 astro-ph
Buoyant Bubbles in a Cooling Intracluster Medium I. Hydrodynamic Bubbles
在过去的几年里，在所谓的“冷核”星系团中观察到了许多X射线腔与射电源重合的例子。受这些观测的启发，我们探索了冷却的团内介质（ICM）上的空腔的演化和效果的数值，逐步增加相关的物理。在本文中，我们提出了第一套流体动力学，高分辨率（1024^3有效网格元素），三维模拟，连同二维测试用例。模拟遵循无线电腔的演变，模拟为相对论等离子体填充的气泡，在集群大气中，而ICM是受冷却。我们发现，气泡的上升，通过诱导ICM中的运动，反复取代在核心中的材料，延缓了冷却流的发展。即使最初设置的气泡距离群集中心很远，也会影响冷却流，尽管比模拟开始时晚得多。然而，效果是适度的：冷却时间最多仅增加25%。正如预期的那样，纯流体动力气泡的整体演化与观测结果不一致，这表明必须考虑一些额外的物理学才能与数据相匹配。
2006-11-14 astro-ph
Cosmological simulations of the intracluster medium
我们研究了在\LambdaCDM宇宙学中星系团的N体/流体动力学模拟中形成的团内介质（ICM）的性质。当辐射冷却和银河反馈的一个简单模型被包括在内时，我们的星系团的X射线光度和温度与观测到的系统非常一致，证明了它们的核心所需的过剩熵。更一般地，冷却和反馈增加了ICM各处的熵，尽管在大半径处没有显著影响轮廓的斜率（S prop. to r）。ICM的温度仅因这些过程而适度增加，预计的温度分布与观测结果相当一致。然而，在我们的模拟中，恒星/星系形成仍然过于有效，因此我们的气体质量分数约为r_{2500}观测值的60%。最后，我们研究的可靠性，使用流体静力平衡方程来估计集群质量，并发现它低估了我们的集群的真实质量高达20%，由于不完全热化的气体。然而，反馈减少了这种差异，估计数精确到r_{500}的10%以内。
2004-09-10 astro-ph
3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-ph
Metal Enrichment of the ICM: a 3-D Picture of Chemical and Dynamical Properties
我们开发了一个模型的金属富集的星系团内介质（ICM），结合了宇宙学的非辐射流体动力学N体/SPH模拟的星系团，和半解析模型的星系形成。我们的混合模型的新特点是，在底层模拟的扩散气体的化学性质是动态和一致的产生从星系中的恒星。我们遵循生产的几种化学元素，提供了低和中等质量的恒星，核心崩溃和Ia型超新星。我们分析了ICM中金属的空间分布，研究了化学富集的进行方式，并使用铁发射率作为气体运动的示踪剂。在最后一个Gyr，由于富集气体团向团中心汇聚，Fe和O的径向丰度分布在100 h^-1 kpc的内部得到增强。我们的研究结果支持这样一种假设，即部分团内气体来自红移范围在z~0.2 ~0.5的气体团，这些气体团已经富集到太阳值，并且距离团中心很远（从~1 ~6 h^-1 Mpc），以非常高的速度（从~1300 ~~2500 km s^-1）移动。团簇内部的湍流气体运动起源于团簇组装过程中的非均匀气体流入，在发射加权速度图中可以看到，在几百kpc的距离上，其梯度可以达到~1000 km·s^-1。在沿着通过星团中心的视线的速度分布中也可以看到这种量级的动量。多普勒频移和加宽所遭受的铁K 6.7千电子伏的发射线沿这样的视线可以用来探测这些气体的大规模运动时，他们是在一个区域内产生的特点是高铁线发射率。
2006-03-10 astro-ph
