Effects of Supernova Feedback on the Formation of Galaxies
我们在Lambda CDM宇宙学中利用流体动力学模拟研究了超新星反馈对星系形成的影响。我们使用扩展版本的代码GADGET-2，其中包括化学富集和能量反馈的II型和Ia型SN，金属依赖的冷却和气体成分的多相模型。我们重点讨论了SN反馈对恒星形成过程、星系形态、比角动量演化和化学性质的影响。我们发现SN反馈在星系演化中起着重要作用，产生了恒星形成的自我调节周期，防止了气体的早期消耗，并允许盘在后期形成。SN反馈模型能够再现预期的依赖于维里质量，质量较小的系统受到更强烈的影响。
2008-08-21 astro-ph
Turbulent viscosity in clumpy accretion disks II supernova driven turbulence in the Galaxy
本文提出了一个由超新星能量输入维持湍流的凝块气盘的分析模型。作为Toomre参数$Q$，云大小和湍流驱动长度尺度之间的比率$δ$，在磁盘内的质量吸积率$\dot{M}$，分子形成常数$α$，磁盘半径，角速度，和它的径向导数的函数的磁盘参数，全球填充因子，分子分数，和恒星形成率的表达式。两种不同的情况下进行了研究：占主导地位的恒星盘和自引力气体盘在$z$方向。在第一种方法中，湍流驱动波长由能量通量守恒确定，即超新星能量输入通过湍流传输到较小尺度，在较小尺度上耗散。结果进行了比较，一个完全引力模型。对于Q=1和$δ=1$，两个模型彼此一致。在第二种方法中，驱动长度尺度直接由超新星遗迹的大小决定。这两种模型都适用于银河系，并可以再现其综合和本地的气体属性。研究了热压力和磁压力对盘结构的影响。我们推断银河系的$Q \sim 1$和$\dot{M} \sim 0.05 - 0.1 M_{\odot} yr ^{-1}$。
2003-03-24 astro-ph
Star Formation, Supernovae Feedback and the Angular Momentum Problem in Numerical CDM Cosmogony: Half Way There?
我们提出了一个平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，再现了一个星系，这是一个温和的传真观察。以前的磁盘形成，即过度运输的角动量从气体到暗物质的模拟的主要失败点，是改善列入超新星反馈算法，允许能量持续在模型ISM的一段时间对应的恒星协会的寿命。包含反馈导致一个红移为$z=0.52$的圆盘，其特定的角动量含量在符合观测所需值的10%以内。一个指数拟合的磁盘重子表面密度给出的标度长度在17%的理论值。没有反馈的引力波，无论有没有恒星形成，都表现出在其他地方观察到的剧烈的角动量传输。
2001-06-04 astro-ph
Regulation of the X-ray luminosity of clusters of galaxies by cooling and supernova feedback
星系团被认为含有大约十倍于重子物质的暗物质。因此暗成分主导了星系团的引力势，而被这种势限制的重子辐射出的X射线的亮度主要取决于星系团核心的气体密度。然而，基于团簇形成模型对X射线性质的预测与观测结果并不一致。如果模型忽略了冷却气体凝结成恒星和来自相关超新星的反馈，他们就会高估X射线的光度，因为核心气体的密度太高了。早期的均匀分布的超新星反馈可以通过加热未凝聚的气体来纠正这一点，从而使其更难压缩到核心中，但这样的过程似乎需要大量的超新星。在这里，我们展示了星系际气体的辐射冷却和随后的超新星加热如何合谋消除星团内介质中的高度可压缩的低熵气体。这使得星团的核心熵和X射线光度与观测结果相一致，在某种程度上，它几乎不依赖于早期宇宙中超新星加热的效率。
2001-11-22 astro-ph
Supernova outflows in galaxy formation
我们调查的背景下，SPH宇宙学模拟的超新星反馈的银河系外流的产生。我们使用的代码GADGET-2的修改版本，其中包括化学富集和能量反馈的超新星。我们发现，能量反馈在星系的演化中起着至关重要的作用，它加热了晕中心的冷物质，并引发了有效地将气体从中心输送到星系外围的外流。反馈的影响被发现依赖于系统的维里质量与较小的系统，如矮星系，受到更强烈的影响。流出有助于建立一个自我调节的恒星形成过程，并将大量的金属输送到晕中，甚至从系统中排出。根据我们的研究结果，超新星的能量反馈可能是星系际介质化学富集的机制。
2005-09-15 astro-ph
Non-LTE Models for Neutron Star Atmospheres and Supernova-Fallback Disks
我们描述了我们最近在模拟超新星回退盘和中子星（NS）大气的进展。我们提出了第一个详细的光谱合成计算的SN回退磁盘组成的铁。我们假设一个薄盘的径向结构所描述的α盘模型。通过求解结构方程和辐射传输方程，自洽地计算了非LTE条件下的垂直结构和发射光谱。我们描述了一个特定的圆盘模型的性质，并讨论了各种影响的出射UV/光谱。我们研究了康普顿散射对纳米结构热谱的影响。此外，我们还为NS构建了新一代金属线覆盖的非LTE模型大气。它与EXO 0748 -676的X射线暴谱进行了比较。从吸收线推导出的引力红移（z=0.24）可能比迄今为止假设的（z=0.35）要低。因此，这将导致NS质量和半径的下限M> 1.63 Msun和R>13.8 km。
2006-12-15 astro-ph
A Model of Supernovae Feedback in Galaxy Formation
提出了一个盘状星系形成过程中超新星反馈的模型。该模型结合了冷却气体从晕的流入和热气体从多相星际介质的流出以及恒星形成的自调节模型。热气体是由超新星遗迹中冷气体云的热蒸发产生的，并推导出估计热组分特征温度和密度的标准，从而得到净质量流出率。一些改进的模型进行了研究，包括一个简单的模型的星系喷泉，冷分量的热气体的压力，压力诱导的恒星形成和化学演化的响应。这篇论文的主要结论是，恒星形成的低速率可以从矮星系中排出很大一部分气体。因此，有效的反馈可以在静止模式下发生，不需要恒星形成的强烈爆发。讨论了星系形成和阻尼Ly α系统的结果。
2000-02-11 astro-ph
A Search for Fallback Disks in Four Young Supernova Remnants
我们报告了我们在四个年轻超新星遗迹中寻找中央致密天体的光学/红外对应物：Pup A，PKS 1209-52，RCW 103和Cas A。这些超新星遗迹中的X射线点源是探测超新星后备盘存在的极好目标，因为中心X射线源照射盘会导致红外过量。我们使用地基光学和近红外成像和斯皮策太空望远镜中红外成像，以搜索光学/红外对应的钱德拉X射线天文台测量的X射线点源位置。我们没有检测到任何对应物，因此没有发现任何这些来源周围的备用磁盘的证据。在PKS 1209-52中，我们能够排除附近的光学/红外候选对应物。在RCW 103中，在X射线源位置的3颗暗淡恒星的混合使我们无法获得有用的限制。对于其它靶，红外/X射线通量比的上限为（1.0--1.7）$\times 10^{-4}$。将这些极限与4U 0142+61（最近发现的一颗年轻脉冲星，具有X射线辐射尘埃盘）测量的$\approx 6\times10^{-5}$比率进行比较，我们得出结论，在这里研究的年轻中子星周围未检测到任何尘埃盘与它们相对较低的X射线光度是一致的，尽管我们注意到，在Pup A中的中子星周围的类似尘埃盘应该可以通过更深的红外观测来检测。
2006-10-04 astro-ph
The Nature of the Compact X-ray Source in Supernova Remnant RCW 103
与超新星遗迹RCW 103有关的X射线源1 E 161348-5055的6.67小时周期性的发现，对X射线源的性质提出了有趣的建议。在这里，我们认为，无论是在吸积中子星或磁星模型，超新星后备磁盘可能是一个关键因素的理论解释1 E 161348-5055。我们进一步强调了后备盘对年轻致密天体演化的各种影响，并认为即使是SS 433也可能由后备盘吸积过程提供动力。
2007-08-01 astro-ph
Non-LTE modeling of supernova-fallback disks
我们提出了第一个详细的光谱合成计算的超新星回落盘组成的铁。我们假设一个几何薄盘的径向结构所描述的经典α-磁盘模型。圆盘由同心环表示，呈平面平行板状辐射。在非LTE条件下，通过同时求解结构方程和辐射传输方程，以完全自洽的方式计算了每个环的垂直结构和发射光谱。我们描述了一个特定的圆盘模型的性质，并讨论了各种影响的出射UV/光谱。我们发现，强大的铁线覆盖导致广泛的吸收功能在整个光谱范围内。临边变暗改变了光谱分布的四个因素，这取决于倾斜角。因此，这种差异也发生在黑体光谱和我们的模型之间。只要铁是主要物质，整体光谱形状与确切的化学成分无关。纯铁成分不能与烧硅灰区分开来。非LTE效应很小，并且仅限于很少的频谱特征。
2006-08-24 astro-ph
Hydrodynamical simulations of galaxy formation: effects of supernova feedback
我们数值模拟了星系形成中一些最关键的物理过程：超新星反馈，结合气体动力学和重力，在确定星系如何出现在大尺度结构模型的背景下起着至关重要的作用。我们的治疗结合了星际介质的多相模型，包括冷却，加热和金属富集超新星的影响，和冷云的蒸发。恒星形成发生在冷气体云内部，这些气体云是通过热不稳定性产生的。我们用标准偏置CDM模型模拟了在2- 20 $h^{-1}$ kpc范围内的各种参数和分辨率下的星系形成。在我们的图片中，超新星反馈调节了气体成分的演化和恒星的形成。超新星云蒸发的效率强烈地影响着恒星的形成速率。这种反馈导致了大星系（质量大于$2-3x10^{11}\Msun$）中恒星形成的稳定速率，对于$z<3$，其速率为$(1-10)\Msun\yr$。超新星反馈对矮星系的演化有更强的影响，其中大多数都有一小部分恒星和极低的光度：$M_R>-15$。在大星系和小星系的情况下，发光物质（恒星）的分布相对于暗物质有很大的偏差。我们发现一个近似的偏置措施的形式$ρ_{lum}= (ρ_{dm}/133)^{1.7}$的z=0和overdensities超过1000。偏离这种关系（系数2-3）取决于环境。对于质量超过$2x10^{10}\Msun$的晕，绝对星等对总质量的依赖关系可以近似为$M_V=-18.5-4\log(M_{tot}/10^{11}\Msun)$，离散度小于0.5等。
1996-05-30 astro-ph
The origin of short-lived radionuclides and the astrophysical environment of solar system formation
根据早期太阳系中短寿命放射性核素（SR）的丰度，如$^{26}$ Al（T $_{1/2} = 0.74$ Myr）和$^{60}$ Fe（T $_{1/2} = 1.5$ Myr），人们经常断言太阳诞生于一个大星团中，其中一颗大质量恒星在超新星爆炸中用新合成的同位素污染了原行星盘。为了解释推测的太阳系初期短寿命放射性核素的丰度，这颗超新星必须接近年轻的（$\leqslant$ 1百万年）原行星盘（$\sim$ 0.3 pc）。在这里，我们表明，大质量恒星演化的时间尺度太长，相比嵌入式集群中恒星形成的典型时间尺度，它们在附近磁盘的寿命内爆炸为超新星。这在猎户座星云团（ONC）类型的背景下尤其如此，在那里，最大质量的恒星将在恒星形成开始后的$\sim$ 500万年爆炸为超新星，而附近的圆盘已经遭受了大量的光蒸发和/或形成了大的星子。我们量化的概率{ \it任何}原行星盘接收SR从附近的超新星在早期太阳系中观察到的水平。我们估计的关键限制是：（1）SR必须注入到一个新形成的（$\leqslant$ 100万年）磁盘，（2）磁盘必须生存紫外光蒸发，（3）原行星盘必须位于富集区，允许SR注入在太阳系水平没有磁盘中断。在最有利的情况下，超新星喷出物污染原行星盘的概率为3 $\times$ 10 $^{-3}$。
2008-05-05 astro-ph
Self-regulating galaxy formation as an explanation for the Tully-Fisher relation
使用3D流体动力学模拟的星系形成与超新星反馈和多相介质，我们推导出类似于所观察到的Tully-Fisher（TF）关系在各种光度带的理论关系。本文研究了在CDM、ΛCDM和BSI（破标不变性）三种宇宙学情景下，超新星反馈等自调节机制对星系光度的影响以及TF关系。从流体动力学模拟得到的星系星表在理论TF关系中有一个可接受的小散射，在I波段为ΔM =0.2-0.4，从I波段到B波段增加0.1等。我们的研究结果提供了强有力的证据，紧密的TF关系不能单独归因于超新星反馈。然而，尽管消除超新星反馈几乎不影响散射，但它确实非常敏感地影响TF关系的斜率。有超新星反馈时，L \propto V_c^{3-3.5}（取决于超新星反馈的强度）。没有它，L \propto V_c^{2}就像维里定理所预测的那样，M/L是常数。在B和K波段的光度函数是相当敏感的超新星反馈在这里研究的暗端。我们发现B波段光度函数的暗端（-18 \leq M_B \leq -15）的斜率比Stromlo-APM估计的要陡，但与最近ESO切片项目的估计大致一致。
1998-08-25 astro-ph
Impact of Supernova Explosions on Galaxy Formation
研究了超新星反馈对盘星系形成的影响。为此目的，我们运行模拟使用扩展版本的代码GADGET-2，其中包括治疗的化学和能量反馈SN爆炸。我们发现，我们的模型成功地建立了一个自我调节的恒星形成过程，因为来自晕中心的冷气体的重要部分被有效地加热并向外输送。SN反馈对星系系统的影响也被发现依赖于维里质量：较小的系统更强烈地影响恒星形成的历史中，几个星爆可以发展。我们的SN反馈的实施也成功地产生了化学富集材料的剧烈流出。
2006-03-07 astro-ph
Resolving the Formation of Protogalaxies. III. Feedback from the First Stars
越来越多的数值模拟表明，第一批恒星形成于质量约为10^6太阳质量的暗物质晕中。来自这些恒星的辐射反馈将大部分气体从其周围暗物质晕的浅势阱中排出。我们使用宇宙学自适应网格细化模拟，包括自洽的人口III恒星形成和反馈，以检查组装早期矮星系的属性。精确的辐射传输模型与自适应射线追踪。我们包括超新星爆炸，并遵循星系际介质的金属富集。计算的重点是几个矮星系及其祖先的形成。在这些晕中，10^8太阳质量晕中的重子分数在恒星反馈的情况下减少2倍，在超新星爆炸的情况下减少3倍。我们发现，辐射反馈和超新星爆炸增加气体自旋参数高达4倍，并随时间变化。恒星反馈、超新星爆炸和H_2冷却产生了一种复杂的多相星际介质，其密度和温度在给定半径上可以跨越6个数量级。只有星族III星的对不稳定超新星使晕富集，维里温度为10^4 K，太阳金属丰度约为10^{-3}。我们发现，40%的重元素驻留在星系际介质（IGM）在我们的计算结束。最高金属丰度的气体存在于超新星遗迹和IGM的非常稀薄的区域。
2008-06-12 astro-ph
Stability and Evolution of Supernova Fallback Disks
我们证明了由碳或氧构成的薄吸积盘与氢和氦盘一样具有热电离不稳定性。我们认为，不稳定性适用于任何金属含量的磁盘。不稳定性与超新星回退盘的相关性可能意味着当它们第一次变成中性时，它们的幂律演化就破裂了。我们建立了简单的分析模型来描述后备盘的粘性演化，以表明这些盘在年轻（年龄只有几个10^3 ~ 10^4年）、尺寸紧凑（几个10^9 cm ~ 10^11 cm）、通常以亚爱丁顿速率（Mdot ~几个10^14 ~ 10^18 g/s）吸积时，有可能变成中性的。根据最近的结果在磁盘的密近双星的粘度的性质，我们认为，这个时候也可能对应于磁盘活动期的结束。事实上，在中性阶段没有显著的粘性来源的情况下，整个盘将可能变成灰尘并变得被动。我们讨论了演化模型的各种应用，包括异常X射线双星和年轻射电双星。我们的分析表明，围绕新生中子星和黑洞的富含金属的回退盘通常在行星的潮汐截断半径（洛希极限）10 ^11 cm处变得中性。因此，在这种情况下，行星形成过程的效率将主要取决于所产生的岩石盘通过碰撞扩散超过洛希极限的能力。无论是大质量白矮星还是中子星，双简并双星的合并产物似乎更容易拥有行星，因为它可以在变成中性之前扩散到罗氏极限之外。[摘要]
2001-05-30 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
P-Process Nucleosynthesis inside Supernova-Driven Supercritical Accretion Disks
利用光学厚平流主导流的自相似解，研究了1.4 M太阳系致密天体周围超临界吸积盘中的p过程核合成.超临界吸积预计会发生在超新星中，备用物质会吸积到新生的致密物体上。当吸积率m_dot = M_dot c^2/（16 L_Edd）>10^5时，在超新星驱动的超临界吸积盘（SSAD）中，通过p-过程合成了相当数量的p-核，其中L_Edd为爱丁顿光度.当远离致密天体的回落气体的丰度是原始超新星中氧/氖层的丰度时，从SSAD中喷出的p核的Abstract剖面具有与II型超新星中氧/氖层的Abstract剖面相似的特征。总体丰度分布与太阳系的丰度分布一致。一些p型核，如Mo、Ru、Sn和La，在SSAD中和II型超新星一样，生产不足。如果在爆炸过程中，备用气体通过瑞利-泰勒不稳定性与一小部分质子混合，则在SSAD内产生大量的Mo 92。虽然P核的总体丰度分布与太阳系有很大的不同，但当回落气体中含有丰富的质子时，也会产生Ru 96和La 138。SSAD中的p-过程核合成有助于p-核的化学演化，特别是Mo 92，如果通过喷流和/或风喷射出几个后备物质的话。
2002-11-08 astro-ph
Termination of star formation by BH feedback in equal- and unequal-mass mergers of disk and elliptical galaxies
我们提出了二元星系合并模拟的气体丰富的磁盘（SP-SP），早期型星系和磁盘（E-SP，混合合并），合并早期型星系（E-E，干合并）具有不同的质量比和不同的祖形态。模拟包括辐射冷却、恒星形成和黑洞吸积以及相关的反馈过程。我们发现，对于Sp-Sp合并，随着母体质量比的增大，恒星形成速率和BH吸积速率的峰值减小，中心黑洞和新形成恒星的生长时间尺度增大.在盘合并中，BH反馈导致的恒星形成的终止对于更高的祖先质量比（例如3：1或更高）来说是不那么重要的。此外，BH反馈的加入有效地抑制了干E-E合并和混合E-Sp合并中的恒星形成。
2008-09-19 astro-ph
Feedback Processes in the Early Universe
反馈效应，由于大质量的恒星和超新星在第一个对象被示出强烈调节星系形成/演化和再电离过程。在这里，我们详细回顾了最重要的几个。我们讨论了如何II型超新星可以被用来作为示踪剂的第一个对象和NGST检测，我们预测超新星数量计数，包括引力透镜的影响。本文还介绍了在原始成分的超新星喷出物中形成尘埃的初步结果。最后，我们转向考虑由于原始恒星源的非均匀再电离过程的高分辨率数值模拟的手段，允许上述反馈过程的自洽处理。这些模拟使我们能够得出结论的演变和时代的再电离和再电离对象的命运。我们的结论是，大部分（约99%）的坍缩天体在红移约为8时必须是暗的。
2000-01-03 astro-ph
Including star formation and supernova feedback within cosmological simulations of galaxy formation
我们研究了N体/SPH模拟星系形成中恒星形成和超新星反馈的唯象模型。首先，我们比较了文献中忽略反馈效应将冷气体转化为恒星的不同处方。我们发现，大多数处方给出了大致相似的结果：在最终的星系中，冷气体与恒星的比例主要由气体密度范围控制，在该范围内，恒星形成被允许有效地进行。在没有反馈的情况下，冷却的气体比例太高，导致例如K波段光度函数比观察到的要亮得多。这个问题可以通过包括一个反馈模型来改善，该模型要么对银河系气体施加径向动力学扰动，要么直接重新加热这种物质，并防止它在一定时间内冷却。在这两个模型中，相当一部分冷气体被加热并从晕中排出，其效率与晕圆速度成反比。增加模拟的分辨率可以使质量的动态范围更宽，但解析星系群的平均特性基本上不受影响。然而，随着分辨率的提高，越来越多的气体被小星系重新加热;我们的研究结果表明，收敛需要解决星系的全部质量范围。
2001-10-23 astro-ph
The Impact of Feedback on Disk Galaxy Scaling Relations
我们使用一个盘状星系演化模型来研究质量外流（也称为星系演化）的影响。反馈）的盘星系的标度关系。我们的模型遵循的吸积，冷却，恒星形成和喷射的重子质量内增长的暗物质晕，宇宙学动机的特定角动量分布。没有反馈的模型产生的圆盘太小，旋转太快。反馈减少了星系的重子质量，导致更大的圆盘具有更低的旋转速度。有反馈的模型可以再现旋转速度、恒星质量和盘大小之间标度关系的零点，但仅在没有绝热收缩的情况下。我们的反馈机制在排出质量方面是最有效的，但我们成功的模型需要25%的SN能量或100%的SN动量来驱动外流。这种高效率是否现实，还有待观察。我们的能量和动量驱动的风模型导致不同的斜率的各种标度关系，如大小恒星质量，恒星质量晕质量，和金属丰度恒星质量。在恒星质量低于10^{10.5} Msun时，观测结果支持能量驱动风，但在高质量时，动量驱动风模型。在我们的模型中，重子的比角动量与晕的比角动量之比（j_gal/m_gal）并不一致。然而，这是盘状星系形成模型的标准假设。反馈优先蒸发低角动量物质，因为恒星形成在较小的星系半径更有效。这导致（j_gal/m_gal）随着晕质量的减小而增大。这种效应有助于解决矮星系观测到的高自旋参数与LCDM预测的低自旋参数之间的差异。[删节]
2009-05-04 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
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations - II. A multiphase model with supernova energy feedback
在星系形成的光滑粒子流体动力学模拟中，我们提出了一种新的处理多相星际介质的方案。该方案可以表示冷和热ISM分量的共空间混合，并且没有尺度相关参数。因此，它特别适合于宇宙学结构形成的研究，其中具有广泛质量的星系同时形成。我们还提出了新的算法的能量和重元素注入超新星，并表明，这些计划可以重现几个重要的观察到的星系演化的影响。在坍缩系统和静止星系中，我们的代码都可以再现气体表面密度和恒星形成表面密度之间的肯尼库特关系。在这两种情况下产生强烈的金属增强风的质量损失的比率，恒星形成这是类似的观察。这导致了恒星形成活动的自我调节周期。反馈的总体影响取决于星系质量。在大质量星系中，恒星的形成最多被抑制几个因素，但在低质量系统中，这种影响可能要大得多，使恒星的形成具有偶发性和突发性。假设反馈中可用的能量分数越大，流出的质量越大，最终恒星质量越低。来自形成盘的风垂直于盘平面准直，达到1000 km/s的速度，并有效地将金属运输出星系。在我们理想化的星系中，从最小质量到最大质量，渐近未束缚的重子比例从> 95%下降到~ 30%，但所有金属的比例都超过60%，无论质量如何。这样的风可能会使星系间介质浓缩到可观测的水平。
2006-08-23 astro-ph
A Debris Disk Around An Isolated Young Neutron Star
脉冲星是旋转、磁化的中子星，它们在大质量恒星核心坍缩后的超新星爆炸中诞生。如果一些爆炸喷出物未能逃逸，它可能会落回中子星上，或者它可能拥有足够的角动量形成一个圆盘。这种“后退”既是当前超新星模型的一般预测，也是如果物质推动中子星超过其稳定极限，黑洞形成的可能模式。回退磁盘可能会极大地影响早期的演化，但对于是否会发生重大回退，甚至这种磁盘的实际存在，几乎没有观测约束。在这里，我们报告发现中红外线发射从一个孤立的年轻的X射线脉冲星周围的冷盘。圆盘并不为脉冲星的X射线发射提供动力，而是被动地被这些X射线照射。盘的估计质量约为10个地球质量，其寿命（至少100万年）大大超过了脉冲星的自旋下降年龄，支持超新星的回落起源。该盘类似于在普通年轻恒星周围看到的原行星盘，这表明在年轻的中子星周围可能有行星形成。
2006-04-04 astro-ph
Feedback From the First Supernovae in Protogalaxies:The Fate of the Generated Metals
我们利用三维流体动力学模拟的非均匀星际介质下至秒差距尺度的原始星系中心区域的多个超新星爆炸的化学动力学效应。我们发现，最终的原星系结构和金属分布强烈依赖于SNe的数量。具体来说，1）恒星形成瞬间爆发后，1000 SN的能量足以将这些系统中的气体几乎完全吹走，而2）100 SN的爆炸会引发原星系云的坍缩，导致形成一个冷而致密的星团盘（n > 300 cm^-3），其金属丰度为Z = 4 10^-4 Z_sun。这些结果意味着“第二代”恒星的金属丰度可能为Z ~ 10^-4 Z_sun，并且在Z=0恒星形成的第一次爆发之后，原星系中形成无金属恒星的环境可能相对较快地消失（< 10^7年）。最近发现的超贫金属恒星（Christlieb et al. 2002）可能代表了这种第二代恒星形成的幸存成员。
2003-04-04 astro-ph
Consequences of feedback from early supernovae for disk assembly
在这封信中，我们将研究第一颗超新星在原星系中的作用，它们在反馈中的作用以及对盘组装的影响。扩展Dekel和Silk（1986）提出的图像，我们认为高能超新星风可以以不同程度的效率从所有原星系中驱逐重子。因此，保留下来的重子的分数，因此可以组装成重子盘，是晕的中心速度色散的函数。这种重子分量与暗晕的耦合导致了以下有趣的结果，预测塔利-费舍尔关系的零点的弱标度，或者替代地，质光比与晕的中心速度色散。在应用到银河系晕的情况下，这种反馈机制意味着：（i）银河系晕失去了大约10%的原始气体含量;（ii）在推断的红移的形成$z_f$的范围，和本地重子分数$f_b$的银河系，取决于初始自旋参数的晕。我们发现，对于低自旋晕- $z_f < 1$，$f_b \sim 2%$ ;对于中自旋晕- $z_f \sim 1 - 2.5$，$f_b \sim 5%$ ;对于高自旋晕- $z_f \sim 4 - 8$，$f_b \sim 20%$。观测确定的银河系中最古老的盘星的年龄似乎排除了自旋参数的低值。考虑到在N体模拟中获得的晕的自旋分布的形状，虽然自旋参数的高值不是很可能，但有趣的是注意到，如果银河系晕确实是这种情况，那么反馈过程可以导致局部重子分数与普适值显着不同。
1998-12-11 astro-ph
Simulating Star Formation and Feedback in Galactic Disk Models
本文采用高分辨率的网格流体力学方法模拟了银河系大小的静止盘状星系中的多相星际介质。这些模型是全球性的和三维的，包括恒星形成和反馈的处理。我们研究了引力不稳定性的形成，并表明Toomre不稳定性判据的一种形式可以成功地预测恒星形成的位置。研究了恒星形成的两个常见处方。第一种是基于宇宙学模拟，恒星形成的门槛相对较低，但效率也相对较低。第二种方法只允许数密度大于1000 cm^-3的恒星形成，但效率很高。我们表明，这两种方法都可以重现所观察到的恒星形成和气体表面密度之间的关系的斜率（虽然在太高的速率为我们所采用的参数）。一个包含来自II型超新星反馈的运行成功地将气体赶出平面，其中大部分落回盘上。这种反馈也大大降低了恒星的形成速率。最后，我们研究了ISM的密度和压力分布，并表明在盘中存在粗略的压力平衡，但是在给定位置处具有宽范围的压力（对于包括反馈的情况甚至更宽
2005-12-01 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
Supernova Neutrinos: The Accretion Disk Scenario
核心坍缩超新星的中微子可以从围绕黑洞的快速吸积盘中发射出来，而不是从典型的原始中子星中发射出来。对于银河系事件，探测器计数率是相当可观的，事实上，超级神冈的计数率可以达到数千。据预测，这些吸积盘在银河系中的出现速率大约为10^-5 yr^-1，但几乎没有观测证据能够提供它们形成速率的上限。因此，区分原中子星产生的中微子和吸积盘产生的中微子是有用的。为了区分这两种情况，可以考虑中微子光度的时间分布或不同中微子味道的相对通量。有一些信号可以清楚地指出一种情况或另一种情况。
2006-05-12 astro-ph hep-ph nucl-th
