Formation of Cavities, Filaments, and Clumps by the Non-linear Development of Thermal and Gravitational Instabilities in the Interstellar Medium under Stellar Feedback
基于我们的高分辨率，二维流体动力学模拟，我们提出，大腔可能形成的非线性发展的热和引力不稳定性相结合，而不需要恒星能量注入星系建模的大麦云（LMC）。我们的恒星形成的数值模型，使我们能够遵循由于超新星在不均匀，多相，和类似的介质自洽的爆炸波的演变。kpc尺度不均匀性的形成，如大麦哲伦星云的HI图所观察到的空洞，被频繁的超新星抑制（整个盘的平均超新星速率约为0.001/年）。而对于热组分（T_g > 10^{6-7} K），则需要超新星爆发.位置-速度图显示，在没有恒星能量反馈的模型中，通过非线性演化形成的kpc尺度的壳/弧具有与爆炸现象（如超新星）相似的运动学。我们还发现，由于多噬菌体ISM的非线性演化的自然结果，形成了致密的团块和网状结构。虽然ISM在小范围内看起来是暂时的，但ISM的全局结构是准稳定的。我们比较了大麦哲伦星系的HI和分子气体的观测与数值计算得到的HI和CO图。数值HI和CO地图的形态和统计特性进行了讨论。
2000-05-16 astro-ph
The Hot Interstellar Medium in Normal Elliptical Galaxies. II. Morphological Evidence for AGN Feedback
本文报道了在正常椭圆星系中X射线气体形态与射电和X射线活动星系核光度之间的一种新的定量关系。这是第二篇论文在一系列使用数据的54个对象从钱德拉公共档案馆和建立在论文I的发现，这表明，流体静力平衡在椭圆星系举行，充其量，只有近似和形状的X射线等照度线是无关的形状的引力势。相反，气体几乎总是受到不对称的扰动。在本文中，我们量化的不对称性的数量，并研究其与其他星系属性的相关性。我们还确定无线电功率，并得出我们的星系样本的X射线活动星系核光度。我们发现，在气体中的不对称性的量与活动星系核活动的两个措施，在这个意义上说，热气体是更高的无线电和X射线活动星系核光度的干扰。我们没有发现证据表明星系密度对气体形态有显着影响。然而，我们发现的证据之间的相关性气体的不对称性和热的环境气体的存在下，我们解释为一个签名的流体动力学与外部环境介质的相互作用。令人惊讶的是，活动星系核形态的联系一直持续到最弱的活动星系核光度在相当X射线微弱的星系。这是强有力的形态学证据，支持AGN反馈的普遍重要性，即使在正常的椭圆星系。
2008-02-08 astro-ph
Simulating Galaxy Evolution
对星系形成和演化的研究是非常有力的，但有几个问题没有得到解答。其中最重要的是磁盘的起源。一个向后的方法是能够提供一个更现实的治疗恒星的形成和反馈，并提供了一个实用的指南，最终补充星系形成从头开始。
1998-12-17 astro-ph
AGN feedback from Jet-ISM/IGM interactions
我们研究的相对论性喷流的传播起源于AGN内的星际/星系际介质的宿主星系，并用它来建立一个模型的膨胀茧内的恒星形成的抑制。
2007-10-02 astro-ph
Simulating Supernovae Remnants in Gas Clouds
水螅$N$ -身体流体动力学代码已被修改为模型，从结束的Sedov阶段，超新星对周围介质的影响。其动机是研究能量反馈到星际/星系间介质。我们比较我们的结果超新星遗迹（SNRs）在一个统一的介质中以前的详细工作的后期演变的SNRs。该代码被发现再现的SNR的体积特性。结果上的影响，一个单一的中央信噪比普卢默云。动能的反馈和质量损失百分比可以以简单的方式用云质量和特征半径来参数化。从SNR返回到ISM的动能分数为$<3$ %。由于云势能的降低，气体从冷密相的去除和能量的增加至少与离开云的动能一样重要，如果不是更重要的话。
2000-01-11 astro-ph
A Multi-Wavelength Study of the Young Star Clusters and Interstellar Medium in the Antennae Galaxies (NGC 4038/9)
我们报告了一个多波长研究的年轻星团之间的关系，在银河系（NGC 4038/9）和他们的星际环境，了解合并星系的恒星团的形成和反馈效应的目标。这是第一次有可能，因为在过去几年中已经有了各种新的观测（从X射线到无线电波长）。通过计算两点关联函数，对星团（分为三个年龄组）的位置和星际介质的性质进行了定量比较。我们发现年轻的星团以集群的方式分布。最年轻的星团与分子云复合体有关，其特征半径约为1千秒差距。此外，有一个弱的趋势，他们被发现在具有较高的HI速度分散的区域。没有主导的触发机制被确定为大多数的集群中的一个小行星。年轻亮团簇复合体的反馈显示出大的H_α泡和复合体周围壳层中的H_α速度梯度。我们估计目前的恒星形成率为20太阳质量/年，气体消耗时间尺度为7亿年。后者与合并时间尺度相当，表明恒星的形成已被合并事件所增强。最后，我们发现Schmidt定律，指数N=-1.4，也是一个很好的描述的团簇形成的合并触发的电子束。有一些证据表明，反馈效应可能会修改施密特定律在规模低于1千秒差距。
2001-09-28 astro-ph
Simulating the metal enrichment of the ICM
我们目前的结果从树+SPH模拟的星系团，旨在研究金属富集的内-团簇介质（ICM）。模拟代码包括一个相当先进的处理恒星形成，以及释放的能量反馈和详细的产量从II型和Ia型超新星，也准确地占不同的恒星星族的寿命。我们对维里质量为~ 3.9 × 10^14 Msun的星系团进行了模拟，以研究改变反馈强度和恒星初始质量函数（IMF）的影响。虽然大多数模型都能够产生可接受的铁质量，我们发现，铁丰度的配置文件总是比观察到的陡峭。在R >~ 0.1R200处，[O/Fe]比为-0.2，而在中心区域，由于最近的恒星形成，[O/Fe]比增加到超太阳值。使用一个顶部-较重的国际货币基金组织给出了一个较大的[O/Fe]在整个集群，在与观察的差异。另一方面，采用可变IMF（其在z>2时变得顶部较重）提供大致太阳能[O/Fe]比。我们的结果表明，我们的模拟仍然缺乏一个反馈机制，应该淬火恒星形成在低红移和运输金属远离恒星形成区。
2004-01-27 astro-ph
HI as a Probe of Structure in the Interstellar Medium of External Galaxies
本文综述了近年来对星系外中性ISM结构的研究进展。HI是银河系重子物质的基本探测器，它的结构和分布提供了驱动恒星形成和星系演化的动力学和演化过程的重要特征。新的，高分辨率的HI数据立方体的外部星系，现在揭示了整个中性ISM的功能和拓扑结构，在这里被认为是在10 - 1000 pc的规模。我专注于两个主要候选人HI结构，机械反馈从大质量恒星和湍流，其他机制也被认为是，特别是相对于超巨星壳。虽然存在机械反馈和湍流过程的确认，但仍不清楚这些机制如何产生所观察到的全局，稳态，无标度HI特性。理解骨骼结构的形成可能是解决这些难题的关键。对邻近星系的新的HI调查，加上进一步的理论研究，有望继续取得重要进展。
2001-12-10 astro-ph
The Effect of the Interstellar Model on Star Formation Properties in Galactic Disks
我们通过考虑三种不同的ISM模型研究了星际气体条件对全球星系模拟的影响。我们的第一个模型只包括辐射冷却到300 K，我们的第二个模型增加了一个额外的背景加热项，由于光电加热，我们的第三个模型使用了一个等温状态方程，温度为10^4 K，没有显式加热或冷却。在每一种情况下，都有两种常见的恒星形成方法。第一种是基于宇宙学模拟，恒星形成的门槛很低，但效率也很低。第二种假设恒星仅在高密度区域形成，但效率更高。我们还探讨了包括来自II型超新星的反馈的影响。我们发现，不同的ISM类型产生显着的差异，在磁盘的结构和温度阶段存在于气体中，虽然列入反馈在很大程度上主导这些效果。特别是，恒星形成的团块的大小增加了背景加热和强制执行等温ISM。我们还研究了一维轮廓，发现对数正态PDF在密度的几个数量级上为我们所有的模拟提供了很好的拟合。总的来说，尽管有明显的结构差异，但盘中的恒星形成特性在很大程度上对ISM类型不敏感，并且与观测结果相当吻合。
2007-09-12 astro-ph
Feedback, Disk Self-regulation and Galaxy Formation
圆盘中恒星形成的自我调节由两个无量纲参数控制：引力不稳定性的Toomre参数和超新星残余加热气体的星际介质的孔隙度。这些之间的相互作用，导致表达的气体分数和恒星形成效率的磁盘，并可能解释塔利-费舍尔关系。我进一步发展的反馈参数所产生的影响，大规模的恒星形成和死亡的原星系，以占一个星系的特征光度和早期的风形成球状体。
1996-12-12 astro-ph
Simulating the Mass-Metallicity Relation from z=1
我们使用112 N-体/流体动力学模拟在标准的冷暗物质宇宙中，遵循星系大小的晕的形成，并调查化学富集的恒星成分和星际介质的星系，与恒星质量大于1 e9 Msun。模拟星系的化学性质与观测结果大致一致。预测的平均金属丰度和星系恒星质量的恒星和气体成分在z=0的关系与当地观察到的关系是一致的。这些关系的预测分散，这是追溯到不同的合并历史之间的模拟星系具有类似的最终质量，是类似的观察。从目前的时代到z=1，我们的模拟样本中的星系的总质量和恒星质量之间的预测相关性同意与观测。恒星质量与金属丰度的关系及其相关的散射再现的模拟结果的气体转化成恒星质量的恒星的效率不断提高，和不同的合并历史之间的星系具有类似的质量。模拟的低质量星系在z=0时的老年龄，以及大质量星系化学演化的弱水平表明，我们对超新星反馈的建模可能是不完整的，或者其他反馈过程被忽略了。（节录）
2008-01-16 astro-ph
The supernova rate-velocity dispersion relation in the interstellar medium
我们研究了ISM中气体速度色散与SN率和反馈效率之间的关系。我们探讨了在~6-8 km/s时星系盘外部速度色散剖面的恒定性，以及向星暴区的过渡。我们的结果表明：a）SN驱动导致总气体的恒定速度色散为sig~6 km s^-1，HI气体的恒定速度色散为sigHI~3 km s^-1，与SN速率无关，速率值在0.01-0.5银河速率R_{G}之间，b）模拟中观测到的在SFR/面积约为5*10^-3-10^-2 M_sol yr^-1 kpc^-2时向星暴区过渡的位置与观测中向星暴区过渡的位置吻合得很好，c）对于高SN速率，在模拟箱中不存在HI气体，然而，对于总气体速度色散，在模型和观测之间存在良好的一致性，d）在中间SN速率R/ R_{G} ~0.5-1处，考虑HI线的热加宽有助于在模型和观测之间在该区域中达到良好的一致性，e）对于R/ R_{G} <0.5，sig和sigHI低于观察值约2倍。然而，一组具有不同α值的模拟表明，对于较大的超新星反馈效率值，可以获得5-6 km s^{-1}量级的HI气体的速度色散，与观测结果更接近。当R/ R_{G} <0.5时，HI气体速度弥散比观测值小约2倍，这一事实可能是由于我们可能低估了SN反馈效率。这也可能是一个迹象，其他物理过程耦合到恒星反馈，以产生观测水平的湍流在星系盘。
2005-10-16 astro-ph
Simulating the Hot X-ray Emitting Gas in Elliptical Galaxies
利用高分辨率宇宙学模拟研究了椭圆星系及其热X射线发射气体的化学动力学演化。我们的树N体/SPH代码包括辐射冷却，恒星形成，超新星反馈和化学富集的自洽处理。我们提出了一系列的LCDM宇宙学模拟跟踪的空间和时间演化的星系的恒星和气体成分的重元素丰度模式。通过使用vmekal等离子体模型构造热气体的X射线谱，并使用具有XMM EPN响应函数的XSPEC进行分析。在X射线和光学区域，模拟的最终产物与观测数据进行了定量比较。我们发现，辐射冷却是重要的解释所观察到的X射线光度，温度和金属丰度的星际介质的椭圆星系。然而，这种冷却的气体也会导致在低红移下过多的恒星形成，因此导致底层的银河系恒星星族相对于观测来说太蓝了。
2002-11-18 astro-ph
Stellar Feedback in Dwarf Galaxy Formation
矮星系对宇宙学模型提出了重大挑战。特别是，目前的模型预测的暗物质密度是发散的中心，与观察表明一个近似恒定的中心密度的核心形成鲜明对比。来自超新星爆炸和恒星风的能量反馈被认为是形成矮星系演化的主要因素。我们提出了详细的宇宙学模拟，有足够的分辨率来模拟相关的物理过程，并直接评估恒星反馈对矮星系可观测性质的影响。我们表明，反馈驱动大规模的，大量的星际气体运动，导致显着的引力势波动和随之而来的减少中心物质密度，使理论预测与观测一致。
2007-11-29 astro-ph
Modeling the Disk (three-phase) Interstellar Medium
星系盘从早期阶段的演化主要受气体动力学效应的影响，如气体流入、星系喷泉和星系外流等。这些过程的影响只有在不同的气相的框架中才能理解，这些气相的热能、动力学和元素丰度不同。因此，为了追踪星系盘的时间和化学演化，必须尽可能详细地模拟星际气体动力学与恒星动力学、气相之间的相互作用以及恒星-气体质量和能量交换。本文综述了Smooth-Particle和网格流体动力学等最新数值方法的潜力，以及恒星形成准则和反馈、恒星能量沉积和金属富集以及气相相互作用对银河系气体动力学和化学的影响等内在过程。
2008-10-18 astro-ph
Spitzer Observations of Transient, Extended Dust in Two Elliptical Galaxies: New Evidence of Recent Feedback Energy Release in Galactic Cores
斯皮策望远镜对两个光学正常的椭圆星系中扩展尘埃的观测提供了一个新的证据，证实了这些星系周围热气大气中的浮力反馈外流。AGN的反馈能量是防止大规模冷却和恒星形成所必需的。在NGC 5044中，我们观察到8微米至约5 kpc的星际（可能是PAH）发射。NGC 5044和NGC 4636都有70微米的冷尘埃辐射，超过了恒星质量损失的预期。这些尘埃在~ 1 keV的星际气体中的溅射寿命延长了~10^7年，这就确定了尘埃第一次进入热气体的时间。显然，扩展的尘埃起源于尘埃盘或云，通常在椭圆星系核心观察到，这些尘埃盘或云被破坏，加热并向外输送。NGC 5044和NGC 4636中幸存的中心尘埃已经分裂成许多小的丝状物。值得注意的是，NGC 5044中不对称扩展的8微米发射与来自暖气体的H α +[NII]发射在空间上是一致的。计算表明，从星系核心向外移动的热气体在尘埃的辅助下冷却，大约在10^7年内可以冷却到几千秒差距，这解释了观测到的光学线发射。两个星系的X射线图像都受到了干扰。瞬时活动的所有时间尺度--热气体平衡和浮力传输的恢复、幸存尘埃碎片的动力学以及尘埃溅射--都与大约10^7年前两个星系中反馈能量的中心释放相一致。
2007-07-25 astro-ph
Feedback and Formation of Massive Star Clusters in Giant Molecular Clouds
众所周知，在星系的星际介质中，来自大质量恒星的能量输入支配着典型区域的热和机械加热。这些效应在年轻的大质量星团的直接环境中被极大地放大，这些星团可能包含数千颗O和B星。我们提出的恒星团簇形成模型，试图解释反馈和自引力之间的相互作用，形成集群，与应用程序的系统，从猎户座星云团，银河系中心集群，如拱门，和超级星团。
2004-03-20 astro-ph
Estimating the Porosity of the Interstellar Medium from Three-Dimensional Photoionization Modeling of H II Regions
我们应用我们的三维光电离代码模型威斯康星H-α映射观测的H II区域周围的O9.5V星Zeta OPH。我们的模型调查的星际介质周围zeta Oph和三维密度的影响，对H-α表面亮度和变化的[N II]/H-α线比的孔隙度。Zeta Oph H II区域有一个很好的电离源，因此它是扩散电离气体3D模型的一个很好的起点。我们调查各种层次丛生的密度结构，不同的整体光滑度内的聚类算法。通过模拟观测，我们可以估计Zeta Oph附近介质的孔隙度，并发现在我们的分层聚集模型的背景下，大约50%到80%的体积被低密度光滑介质包围的团块占据。我们还得出结论，为了使O型星的弥漫温暖的电离介质，O型星的环境必须比周围的Zeta Oph更多的多孔性，与块占据不到一半的星际体积。我们的cluscular模型具有不规则的边界，类似于观察到的H II区域。然而，在观测到的H II区域，由于广泛分布的暖电离介质的前景和/或背景发射，很难确定边界的精确位置。这使得对均匀密度H II区边缘附近某些发射线比率的预测快速上升的解释变得复杂，并结合星际介质的三维cloudness性质，可以解释H I-H II界面附近明显缺乏独特的发射线比率。
2005-06-15 astro-ph
Feedback Processes in Early-Type Galaxies
我们提出了一个早期型星系反馈的唯象模型，它跟踪了星际介质气体质量、金属丰度和温度的演化。模拟恒星形成率作为施密特定律与温度相关的效率，我们发现，恒星形成的间歇性发作是常见的中等大小的椭圆。我们的模型是适用的情况下，热化时间从SN是足够长的空间变化是相对不重要的，适当的假设，这里采用的经验参数。从被动演化的标准方案的偏离意味着显着年轻的亮度加权年龄的低质量星系的恒星星族在中等红移，即使更有物理意义的质量加权年龄只有轻微的变化。恒星形成的二次爆发也导致了一个自然的解释，在中等红移的集群中观察到的NUV光学关系的大散射和占人口的E+A星系，显示一个球状形态。由于在我们的模型中，恒星的后期形成是由于星际介质的逐渐冷却，它被超新星的初始爆发加热到~1 keV的温度，我们的结论不依赖于任何环境效应或外部机制。此外，对该超新星加热气体的X射线辐射进行了简单的估算，得到了与观测值符合较好的L_X与L_B关系式。因此，反馈过程可能是必不可少的，以了解所观察到的早期类型的星系从光学到X射线的属性。
2002-07-24 astro-ph
Simulating the ISM in Global Disk Galaxies
直到最近，对整个星系进行模拟的模拟还局限于等温或固定的两相或三相星际介质（ISM）。这掩盖了ISM在塑造观测到的银河系尺度恒星形成关系中的全部作用。特别是肯尼柯特关系表明，恒星的形成速率以一种简单的方式依赖于全球星系的数量，如平均气体质量表面密度和动力学时间。与此相反，对附近恒星形成区域的观测，包括斯皮策望远镜的图像，表明一直到"局部尺度“（$\sim$秒差距）的恒星形成是一个高度聚集的过程，气体以广泛的密度和多相存在，似乎与大尺度星系脱钩。许多不同的物理过程似乎都在影响恒星的形成速率，包括气体的加热和冷却、外流的“惰性”能量注入、风和超新星爆炸波、电离和磁场支持。在这里，我们提出的结果，从全球模拟盘星系恒星形成，包括一个完全多相ISM和比较简单的等温模型。我们还研究了背景加热的影响。我们讨论了巨大的分子云形成的过程中的一个可能的联系银河系和地方尺度的恒星形成。
2008-02-27 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
Dependence of Interstellar Turbulent Pressure on Supernova Rate
来自大质量恒星的反馈是星系形成最不为人所知的方面之一。我们进行了一套垂直分层的本地星际介质（ISM）的模拟，其中超新星率和垂直气柱密度系统地根据施密特-肯尼库特定律变化。我们的模拟有足够高的空间分辨率（1.95 pc），以遵循多个超新星之间的流体动力学相互作用，结构的ISM。在给定的超新星爆发率下，平均质量加权声速和速度色散随气体密度的平方根倒数而减小，表明在中平面内热压力和湍流压力几乎是常数，因此有效状态方程是等压的.相比之下，在我们的四个模型中，超新星速率的范围从银河系超新星速率的1倍到512倍，质量加权速度色散保持在4-6 km/s的范围内。因此，气体平均超过约100 pc区域遵循一个有效的状态方程，接近等温。模拟的H I发射线的宽度为10-18 km/s，与观测值相当。在我们的最高超新星爆发率模型中，超气泡会发生破裂，大尺度上的湍流压力比热压力高4倍以上。我们发现了一个紧密的相关性之间的热和湍流压力平均超过100个PC区域中的每个模型的中平面，以及在四个ISM模型。我们构建了一个亚网格模型的湍流压力的分析参数的基础上，并明确校准它对我们分层ISM模拟。亚网格模型提供了一种简单而又物理上有动机的方法，将超新星反馈纳入宇宙学模拟中。
2009-07-28 astro-ph
Simulating the formation of a proto-cluster at z~2
我们提出了两个高分辨率的流体动力学模拟的原团簇区域在z~2.1的结果。的模拟已被称为蜘蛛网星系系统的观测结果进行了比较，一个假定的原星系团区域的核心在z = 2.16，发现周围的射电星系。选择模拟区域，以便在z = 0时形成M200~10^14 h-1 Msun（C1）的贫星系团和M200~2x10^15 h-1 Msun（C2）的富星系团。模拟的原星系团显示了一个占主导地位的中央星系正在进行组装的证据。C2星系中最亮的星团星系（BCG）的恒星质量超过了蛛网星系的观测估计，总恒星形成率也大于观测值。我们发现C2星系团中星系的投影速度与观测结果一致，而对于较差的星系团C1测量的速度与观测到的速度相比太低。我们认为，蜘蛛网复合体类似于一个丰富的星系团的高红移祖先。我们的研究结果表明，包括超新星反馈是不足以抑制在这些系统中的恒星形成，支持需要引入活动星系核反馈。根据我们的模拟，处于流体静力学平衡的热气体的弥漫大气应该已经存在于这个红移处，并且富集到与附近的星系团相当的水平。这种气体的存在应该可以通过未来的深层X射线观测来检测。
2008-10-15 astro-ph
Simulating the Formation of Galaxy Clusters
利用自适应网格精细化N-body+气体动力学方法模拟LCDM宇宙中星系团的形成过程，研究了辐射冷却、恒星形成和恒星反馈对星系团性质和演化的影响.冷却导致星系团内部区域的气体凝结，这反过来又导致暗物质轮廓变陡。冷却气体被来自外部区域的高熵气体所取代，这提高了团簇核心气体的熵和温度。在目前的模拟中，这些效应的大小可能被高估了，因为它们受到过冷问题的困扰：重子中以冷气体和恒星形式存在的比例比观察到的要大得多。我们发现，热恒星反馈本身并不能解决这个问题。额外的临时预热可以降低冷气体的量，但简单的均匀预热会导致错误的恒星形成历史，因为它会延迟大部分恒星的形成，直到z<1。我们的分析表明，星系团整体的过冷实际上是中心星系及其高红移祖先星系的过冷。这表明，需要一个额外的加热机制，可以连续加热的气体在集群核心再现所观察到的集群性能。活动星系核的能量注入，可能提供这种加热，因此可能是当前团簇形成理论模型中缺失的重要成分。
2004-04-19 astro-ph
