AGN feedback from Jet-ISM/IGM interactions
V. Antonuccio-Delogu, J. Silk
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。
We study the propagation of relativistic jets originating from AGNs within the Interstellar/Intergalactic Medium of their host galaxies, and use it to build a model for the suppression of stellar formation within the expanding cocoon.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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GRB Afterglows as a New Probe of the ISM and IGM at High Redshift
我们总结了两个雨燕爆发，GRB 050730在z=3.968和GRB 051111在z=1.549的宿主环境中的金属丰度，相对丰度，气体密度和致密介质运动学的研究结果。这两个伽玛射线暴主机表现出强烈的吸收功能，从激发的Si+和Fe+离子，表明一个极端的ISM环境，这是类似于周围的大质量恒星，如发光蓝变星（LBV）和沃尔夫-拉叶星。在本征宇宙之外的类星体吸收线系统中，从未观察到极端的ISM性质。
IRAS 0421+0400: jets crossing an ISM/IGM interface?
活动星系IRAS 0421+0400中的发射线显示，在位于扩展射电瓣开始处的射电热点位置处，速度传播急剧增加（~ 900 km/s）。我们研究了一个模型，它解释了这种现象的结果，通过星际和星系间介质之间的边界出现的射流。类似的场景以前曾被建议作为广角尾射电源（WATS）的解释。基于我们的模型，我们模拟了这些区域的长缝谱，并将结果与观测结果进行了比较，发现它可以解释观测到的长缝谱中的大部分细节。
Three-dimensional simulations of the interstellar medium in dwarf galaxies - II. Galactic wind
研究了盘状矮星系在星系际介质中运动时星系风的流体动力学演化。与以前的调查，我们发现，当冲压压力剥离不扰乱ISM，它通常有一个可以忽略不计的影响，银河风动力学。只有当IGM冲压压力与中心ISM热压力相当时，汽提和超风才相互影响，从而提高气体去除率。在这种情况下，有几个参数调节ISM喷射过程，如ISM的原始分布和IGM-星系相互作用的几何形状。当ISM没有被冲压压力或风移除时，它会失去对星爆事件的记忆，并在50-200万年的时间尺度内恢复几乎其爆发前的分布。在这段时间之后，另一个恒星形成事件原则上是可能的。显然，星系风与周期性爆发的恒星形成历史是一致的。与ISM含量相反，星系保留的富含金属的喷出物的量对冲压压力作用更敏感。部分喷出物首先被困在IGM-ISM相互作用产生的低密度面外气体中，然后被推回星系盘。运动星系中捕获的金属数量可能是静止星系中捕获金属数量的三倍。这一预测可以通过比较附近贫星系团或星系群（如室女座或天炉座）中矮星系的金属丰度与场对应星系的金属丰度来检验。金属捕获效率对相互作用几何形状的敏感性可以解释矮星系金属度-光度关系中观测到的部分散射。
AGN Feedback Causes Downsizing
研究活动星系核驱动的外流对星系形成的影响。流出物进入周围的星系际介质（IGM），并将其加热到足以防止其凝聚到星系上。在密集的高红移IGM中，这种反馈需要由大活动星系核驱动的高能外流。然而，在更稀薄的低红移IGM中，能量较低的风（因此是较小的星系）可以实现同样强的反馈。使用一个简单的分析模型，我们表明，这将导致反层次淬火的恒星形成在大星系，与目前的观测结果一致。在大活动星系核形成之前的红移中，星系形成是分等级的，并跟随着暗物质晕的生长。这两个区域之间的转换发生在活动星系核活动的z ~ 2峰处。
Three Dimensional Molecular Line Transfer Study of Extragalactic ISM : AGN/Starburst Connection
星系外分子气体是星系形成的观测和理论研究中的一个重要课题。活动星系核周围的致密分子气体被认为是活动星系核和/或核星暴的能量收支。最近的观测研究表明，毫米和亚毫米波段的谱线比可能是一个很好的工具，以揭示长期存在的问题的活动起源- AGN或核星暴。我们已经建立了一个强大的“望远镜”的理论，三维nonLTE线传输代码，高分辨率和灵敏度的观测，如ALMA之前。
AGN Outflows in a Cosmological Context
我们结合宇宙学模拟活动星系核光度函数约束的光学调查，以创建一个现实的活动星系核分布模型活动星系核流出。流出模拟与假设球对称和能量守恒。我们研究了活动星系核流出物的动力学亮度在确定充满流出物的IGM体积分数中的重要性，作为红移的函数。我们发现，动力学光度< 10%的热光度是必需的，否则整个IGM将充满流出在z=0。我们还研究了不同的AGN的寿命和偏置参数，它描述了如何紧密相关的AGN的高密度区域的影响。我们发现，较长的寿命（tau_{AGN} ~ 1 Gyr），以及小的偏置参数增加填充分数。
Tracing jet--ISM interaction in young AGN: correlations between [OIII] 5007 and 5-GHz emission
* 目标：利用电离气体和射电辐射研究年轻活动星系核与宿主星系的相互作用，并分析其对射电星系演化的可能意义。* 方法：[OIII] 5007线和5-GHz无线电特性在GPS和CSS的大型代表性样本上进行比较和研究（即，年轻）类星体和射电星系以及大规模的来源使用[OIII] 5007线和5-GHz的无线电数据从文献和我们的观察。* 结果：发现[OIII] 5007线与5GHz射电辐射之间存在几种相关性，主要结果是[OIII] 5007辐射与GPS/CSS源的大小密切相关，这表明[OIII] 5007辐射明显地被通过寄主星系ISM的喷流膨胀所增强。激波是最有可能的增强机制，尽管喷流引发的恒星形成也可能是[OIII] 5007发射的部分原因。这些数据还表明，随着喷气式飞机的增长，它可能会减速。然而，在这种情况下，相关性很弱。
Gas in the central region of AGNs: ISM and supermassive gaseous objects
这是今后对星系核早期演化阶段进行更详细研究的起点。我们把港口的恒星吸积到一个超大质量的气体物体在一个活动星系核，这是以前解决的半解析中心区域的演化研究。为此目的，我们使用的气体模型的放松密集的恒星系统，其方程数值求解。该模型是简短的描述和一些第一模型计算的特定情况下，黑洞质量增长的时间。类似的概念将应用在未来的工作中，在一个系统中，有一个致密的星际介质作为一个可能的祖先的黑洞在银河系的中心。
Herschel and Galaxies/AGN
Herschel将代表附近富含气体和缺乏气体星系研究的突破，因为它将首次允许在FIR-submm波长范围内对其ISM进行成像光度和光谱观测。赫歇尔前所未有的灵敏度和角分辨率将进一步为我们对遥远星系和活动星系核的理解带来突破，因为它们的气体和尘埃--无论是ISM--还是与活动星系核有关的--将首次触手可及。毫无疑问，赫歇尔将产生关于星系中宇宙演化的气体和尘埃性质的重大发现，可以追溯到非常早期的时代。
Symbiotic starburst-black hole AGN -- I. Isothermal hydrodynamics of the mass-loaded ISM
令人信服的证据将活动星系的核与大规模的恒星爆发联系在一起。一个致密的核星爆星团和一个大质量黑洞之间的共生关系可以自洽地解释活动核的性质。年轻的星团通过其引力，以及通过恒星风、超新星和恒星碰撞的质量注入，对活动星系最重要的可观测性质产生深远的影响。质量注入产生核ISM，其在引力和辐射力下流动，直到其离开核或被吸积到黑洞或吸积盘上。黑洞-吸积盘辐射场所施加的辐射力不是球对称的。这导致复杂的流动，其中流入区域可以与高马赫数流出风和流体动力射流共存。我们提出了这样的nISM流，这是非常复杂的和随时间变化的二维流体动力学模型。产生了激波壳、喷流和爆炸性气泡，两极风从原子核中吹出。我们的研究结果以图形方式说明了为什么宽发射线研究一直未能确定任何简单的，全球流动的几何形状。流动的真正结构不可避免地更加复杂。
Magnetic Energy of the Intergalactic Medium from Galactic Black Holes
两个放射源样品具有相反的极端环境气体密度的定量分析导致重要的新的结论，在IGM的磁能。我们得出结论，在稀薄IGM环境中的巨源，其磁能E_B ~ 10 ^60 -61尔格，可以看作是黑洞（BH）吸积盘系统注入IGM的最小能量的重要“量热计”.与黑洞吸积释放的辐射能量相反，大部分磁能最初被“捕获”在宿主星系周围的体积中，最大可达~10^73 cm ^3。但是，由于这些大的，Mpc规模的射电瓣仍然在活动星系核阶段后超压，他们随后的膨胀和扩散将磁化整个IGM的大部分。这表明，储存在星系际磁场中的能量将对随后形成的星系的演化产生重大的、迄今被低估的影响。与第二个样品，在150 kpc的丰富的集群核心的源组成的比较表明，最小的磁能E_B可以是一个强烈的变化的部分推断吸积能量E_acc，它取决于周围的IGM环境。活动星系核注入了大量的能量，因为PdV对热ICM气体起作用，它们的磁能，即使忽略恒星和星暴流出的贡献，也足以解释最近在星系团内核之外发现的磁能。在波瓣扩展过程中的其他损失过程被认为是。我们的结论是，来自纯粹的银河系黑洞，因为第一个时代的显着星系BH形成的总IGM的磁能是足够大的，它将有一个重要的影响的过程中的星系和可见结构的形成规模高达~ 1 Mpc。
The Impact of Star Formation and Active Nuclei on the Interstellar Medium in Ultraluminous Infrared Galaxies
在超铝红外探测器（ULIRGs）中，输入到星际介质中的能量是巨大的，无论电源的性质如何。我讨论了一些重大后果的ISM在这些星系的结构和能量。在观测上，ULIRG的核心区域的柱密度是非常高的，这使得区分星暴和活动星系核非常困难。能量和动量注入的水平意味着ISM中的压力必须非常高，至少比当地的ISM或典型的巨型分子云大3 - 4个数量级。这也意味着ULIRGs中的GMC的亮度必须非常高，因为它们必须在其寿命内辐射许多倍于其结合能的辐射。我简要地回顾了X射线辐照对活动星系核动力ULIRGs中ISM的影响。最后，我表明，在ULIRGs中的PAH功能的存在并不意味着他们必须是星爆为主，因为在列的密度和压力典型的ISM ULIRGs中的多环芳烃可以生存，即使在几十秒差距的距离从活动星系核。
Measuring the Sources of the Intergalactic Ionizing Flux
我们使用一个宽场（0.9平方度）的X射线样品与光学和GALEX紫外观测测量活动星系核（AGN）的电离通量的红移的函数的贡献。我们的分析表明，活动星系核的贡献的metagalactic电离背景峰附近z=2。活动星系核电离背景的测量值低于以前的估计，并确认活动星系核的电离不足以维持观测到的z>3的星系际介质（IGM）电离。我们发现，只有在其光谱宽线的来源有可检测的电离通量和活动星系核中看到的电离通量是不相关的，其X射线的颜色。我们还使用GALEX观测的GOODS-N区域放置的平均电离分数fnu（700 A）/fnu（1500 A）在红移范围z=0.9-1.4的626紫外选定星系的2-sigma上限为0.008。然后，我们使用这个限制，以估计在红移范围z=0-5的星系贡献的上限。如果z~1.15的电离分数适合于高红移星系，那么来自星系群体的贡献也太低，无法解释最高红移（z>4）的IGM电离。
Is AGN feedback necessary to form red elliptical galaxies?
我们用GADGET 2模拟了质量为3 × 10^12 M_Sun/h的宇宙学暗物质晕中椭圆星系的形成。利用恒星星族合成模型，我们可以计算星等、颜色和表面亮度分布。我们已经包括了一个模型，以遵循一个中央黑洞的增长，我们比较了有和没有从活动星系核反馈的模拟结果。我们研究了冷气体吸积和合并在星系形态发展中的相互作用、颜色和形态演化之间的联系、活动星系核反馈对早期星系测光的影响、类星体宿主性质的红移演化以及活动星系核风对星系际介质化学富集的影响。我们发现，星系形成的早期阶段是由冷对流的吸积驱动的，冷对流在暗物质晕的中心形成一个圆盘。当暗物质晕的质量足以支持稳定激波的传播时，冷吸积被关闭，恒星形成率开始下降。合并将盘转变成椭圆星系，但也将气体带入星系。如果没有一种机制从合并残余物中去除气体，星系最终会呈现蓝色，这对于其椭圆形态来说是不典型的。AGN反馈可以解决这个问题，即使在相当低的加热效率。我们还证明了活动星系核风对IGM的金属富集具有潜在的重要性。（节略）
Probing the nature of the ISM in Active Galactic Nuclei through HI absorption
围绕活动星系核（AGN）的气体的物理和运动学条件为理解核周围几千秒差距内发生的过程提供了关键的诊断。中性氢可以对这些区域提供重要的见解。除了探测在相对稳定的条件下（即环核盘/环面）气体的存在外，它还可以追踪极端外流的存在。简要介绍了这些现象的一些例子。对于活动星系核周围中性氢的研究，VLBI提供的高分辨率是至关重要的，以便定位发生吸收的区域，并详细研究气体的运动学。这里讨论了最近的VLBI结果。
In-depth Chandra study of the AGN feedback in Virgo elliptical galaxy M84
利用对M84的深Chandra观测，我们研究了这个早型星系中黑洞与星际介质相互作用的能量学。我们进行了详细的二维重建的X射线发射气体的属性，使用约束Voronoi曲面细分方法，确定的平均趋势，并进行波动分析的热ISM的物理性质。除了与气泡膨胀相关的PV工作，我们确定和测量与轻度超音速气泡膨胀相关的波能。我们发现，根据年龄的空腔和相关的波，波可以有一个实质性的贡献，从活动星系核的总能量释放。波浪中耗散的能量倾向于集中在M84中心附近和垂直于气泡流出的方向上，这可能是由于南北气泡膨胀产生的波浪的干扰。我们还发现直接证据的逃逸的无线电等离子体从ISM的宿主星系到星系际介质。
The Evolution of the Interstellar Medium Around Young Stellar Clusters
ISM和大质量恒星之间的相互作用形成的集群，更普遍的是，在最近的事件中的恒星形成审查通过全球的影响，每个对其他。预先存在的环境会影响大质量恒星的性质、恒星形成事件的持续时间，并可能影响IMF。恒星风和超新星爆炸的集体效应通过形成气泡、超壳层，以及在更极端的情况下，通过诱导大规模的气体外流，创造了一个结构化的ISM。气体/尘埃的去除可能会抑制年轻星团中恒星的形成。相反，超新星驱动的冲击可能会触发围绕星团的分子云中的恒星形成。来自大质量恒星的金属喷射是造成ISM污染的原因，如果富含金属的气体能够逃离星系的引力势，那么也是造成IGM污染的原因。星团形成的环境是由漫射的恒星星族组成的，它们贡献了总紫外线的50%到80%。漫射紫外光的性质的调查是采用HST STIS光谱，其初步结果的研究的主题，并简要讨论。
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
The Compact, Conical, Accretion-Disk Warm Absorber of the Seyfert 1 Galaxy NGC 4051 and its Implications for IGM-Galaxy Feedback Processes
利用NGC 4051的100 ksXMM-牛顿曝光，我们表明，响应于快速和高度可变的X射线连续谱的X射线吸收体的电离态的时间演化限制了活动星系核暖吸收体风的所有主要物理和几何性质。吸收器由两个不同的电离组件组成。通过跟踪每个组分中气体的不透明度对电离连续谱变化的响应，我们能够约束系统的电子密度。测量的密度要求NGC 4051的高、低电离吸收组分必须是致密的，距离连续谱源的距离分别为0.5- 1. 0 l-d（2200 - 4400 Rs）和<3. 5l-d（<15800 Rs）。这就排除了尘埃模糊环的起源，因为尘埃升华半径至少大了一个数量级（>12 l-d）。强烈建议的暖吸收风的吸积盘起源，并与高电离，HeII发射，广泛的发射线区域（半径<2 l-d）的协会是可能的。检测到的两相与压力平衡一致，这表明吸收器由两相介质组成。球形几何中的径向流是不可能的，并且锥形风几何是优选的。这股风所隐含的质量外流率可以很好地加以限制，并且是质量吸积率的2-5%。如果质量流出率与吸积率的比例关系代表了所有类星体，我们的结果意味着强大类星体中的温暖吸收体不太可能对它们的大环境产生重要的进化影响，除非我们在它们完全加速之前观察风。只有在这种情况下，活动星系核风才能对宇宙反馈起重要作用。
Radio Lobe Dynamics and the Environment of Microquasars
我们认为，在动力学方面相比，AGN，微类星体被发现在低密度，低压环境。使用一个简单的分析模型，我们讨论了无线电波瓣动力学和发射。对GRS 1915+105和GRO J1655-40的动力学考虑表明，它们位于远低于规范n_ISM ~ 1 cm^{-3}的ISM密度中，除非喷流异常狭窄或比目前认为的更强大。
The Low-z Intergalactic Medium. II. LyB, OVI, and CIII Forest
本文介绍了在低红移（z<0.3）星系际介质（IGM）中对HI、OVI和CIII吸收线的大规模观测结果。我们首先用哈勃空间望远镜研究了活动星系核31条视线中的171条强Lyalpha吸收线（W>80 mA），并用FUSE测量了高阶Lyman线的相应吸收。高阶莱曼线用于通过生长曲线（COG）分析准确地确定N_HI和b_HI。我们发现每个柱密度仓中HI吸收体的数量呈幂律分布，dN/dN_HI=N^-beta，其中beta_HI=1.68+-0.11。在129个和148个潜在的吸收体中，我们分别检测到40个OVI 1032、1038和30个CIII 977。CIII吸收剂的柱密度分布具有β_CIII=1.68+-0.04，类似于β_HI，但不像β_OVI=2.1+-0.1那样陡峭。从吸收线频率dN_C_III/dz=12^+3_-2（W（C_III）>30 mA）计算了典型的IGM吸收体尺寸r_0 ~400 kpc。COG导出的b值表明，HI样品的材料温度<10^5 K，与热IGM相不相容。通过计算一个网格的云模型的IGM吸收剂的碰撞和光电离参数的范围内，我们发现很难同时占OVI和CIII的观测与一个单一的阶段。观测需要一个多相IGM，其中HI和CIII出现在光电离区域，而OVI主要是通过冲击产生的。根据多相比N_HI/N_CIII，我们推断IGM金属丰度Z_C=0.12 Z_sun，与我…
The Physical Conditions and Metal Enrichment of Low-Redshift Interstellar and Intergalactic Media: The Benefits of High-Resolution Ultraviolet Spectra
为了强调低z类星体吸收线研究的高光谱分辨率的价值，我们简要介绍了空间望远镜成像光谱仪中阶梯光栅数据，演示了如何增加分辨率导致显着改善线测量。我们表明，即使R = lambda/Delta lambda = 20，000是不够的一些测量。分辨率越高越好，但是R ~ 50，000对于许多关于IGM和星系ISM的悬而未决的问题是足够的，这些问题可以使用类星体吸收线来探测。
The interplay between radio jets and ISM in sub-kpc radio sources
本文综述了中小尺度射电源中射电喷流与环境相互作用的证据。对气体（中性氢和电离气体）的观测表明，存在快速（> 1000 km/s）的外流，可能源于这种相互作用。这些活动星系核驱动外流的特征（例如质量外流率）表明，它们可能对宿主星系的演化产生相关影响。我们还报告了附近紧凑的射电源的主机星系周围发现的大型HI磁盘的检测。到目前为止，在大型射电源周围还没有发现类似的结构。这些结构的存在与年轻的致密射电源的演变进行了讨论。
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