銀河群と銀河団のシミュレーションにおけるAGNフィードバックと星団内媒質の沈殿の相互作用

銀河団の高解像度流体力学的シミュレーションを用いて、最も明るい星団銀河、その超大質量ブラックホール(BH)、および星団内媒質(ICM)との相互作用を研究します。ICMが銀河の重力ポテンシャルとNFWダークマター halo内で静水圧平衡にある初期条件を作成します。熱力学的プロファイルに関連する2つの自由パラメータが、星団ガスの比率と中心温度を決定し、後者はクールコアまたは非クールコアシステムを作成するために使用できます。私たちのシミュレーションには、放射冷却、星形成、BHの accretion、そして恒星と活動銀河核(AGN)のフィードバックが含まれています。AGNフィードバックのエネルギーは熱的かつ各方向に注入されますが、それは異方性の外部流出と浮力のあるバブルを引き起こします。BHのaccumulation rate (BHAR)は非常に変動し、星形成率(SFR)およびICMと強く相関するのは、1~Myr以上の平均を取ったときのみです。一般に理論的な沈殿フレームワークと良い一致を示します。10^13~M_ハローでは、AGNフィードバックが中心銀河を減衰させ、クールコアシステムを非クールコアシステムに変換します。それに対して、より高質量のクールコア団は周期的に進化します。高いBHARのエピソードはICMのエントロピーを上昇させ、冷却時間と局所的動的時間の比がt ₂₎₋/t ₃ₘ₍ > 10となる半径まで広がるため、凝縮を抑制し、遅延の後、BHARを抑制します。対応するAGNフィードバックの減少は、ICMが冷却し、沈殿に対して不安定になることを許し、新たな高SFRおよびBHARのエピソードを開始します。