Negative feedback effects on star formation history and cosmic reionization
在考虑了负反馈对恒星形成过程的影响后，通过研究超新星的机械反馈和发光天体的辐射反馈如何调节恒星形成速率，从而影响宇宙再电离，探讨了恒星形成过程与负反馈之间的关系.我们在λ冷暗物质模型的框架下构造了一个解析模型。在一定的参数范围内，我们的模型可以很好地解释一些观测结果。在大晕中（T_vir>10000 K），机械反馈和辐射反馈都有类似的行为：负反馈的相对强度随着红移的减小而减小。相比之下，在小晕（T_vir<10000 K$），被认为是在早期孕育第一批恒星，辐射反馈变得更强时，红移减少。而这些小晕中的恒星形成速率对恒星形成效率的依赖非常微弱。我们的研究结果表明，辐射反馈是重要的早期世代的恒星。它可以极大地抑制恒星形成率。但是SNe爆炸的机械反馈并不能显著影响早期的恒星形成。小晕天体的早期恒星形成可能是自我调节的。辐射和机械反馈一直主导着PopII/I星的恒星形成速率。第一代明星的反馈非常强烈，不应该被忽视。然而，它们对宇宙再电离的影响并不显著，这导致汤姆逊散射的光学厚度的贡献很小。
2008-12-22 astro-ph
Extended multiwavelength fuzz around red quasars: observational appearance of radiative feedback in action
红色类星体是一个群体，其特征是在紫外线下显著的消光，这可以通过在几kpc尺度上吸收尘埃气体来解释。我们表明，增强的辐射压力驱动的尘埃气体超音速膨胀，并产生冲击。冲击通过第一费米加速使电子成为相对论性的。作为冲击波加速、同步辐射和逆康普顿散射的平衡，电子的最大洛伦兹因子为$\sim 10^6$。受冲击的星际介质表现为扩展的多波长模糊，其中电子的同步辐射在近红外或紫外波段达到峰值，逆康普顿散射在1.0 GeV $-$ 0.1 TeV左右。如果红色类星体可能是星系演化链中的某个阶段，那么未来的模糊多波长图像将为研究辐射反馈的细节提供新的线索。
2008-06-09 astro-ph
Radiative feedback from quasars and the growth of massive black holes in stellar spheroids
讨论了光电离和康普顿加热反馈对球状星系中心大质量黑洞及其恒星和气体成分共同演化的重要性。我们首先评估了一个典型的类星体对周围星际介质的辐射反馈的能量学。然后，我们证明，所观察到的Mbh-σ关系可以建立以下的椭圆形祖星的大部分气体转换成恒星，特别是当气体-恒星质量比在中心区域已经下降到一个低水平~0.01或更低，使气体冷却不再能够跟上不断增长的中央MBH的辐射加热。相当数量的剩余气体将被排出，MBH吸积和恒星形成将在此后以显着降低的速率进行，这与当今椭圆星系的观测结果一致。我们找到了进一步的支持这种情况下，通过在一个相当于哈勃时间演变一个简单的，基于物理的玩具模型，另外考虑到质量和能量回报的球体不断发展的恒星星族，一个物理成分往往被忽视，在类似的方法。
2004-11-03 astro-ph
A New Algorithm for Radiative Feedback and its Application to the Formation of Massive Stars
我们发展了一种处理尘埃流辐射加速的简化方法。该方法保留了粉尘破坏半径处的尖锐脉冲，这是频率相关辐射转移的特征，同时对计算资源的要求最小。因此，它适合包含在流体动力学代码中。我们已经将这种方法应用于球形几何中大质量恒星的形成，并发现可以吸积到中心恒星上的云的分数是云的Jeans数和密度分布的强函数。大质量恒星的形成受到寒冷的均匀条件的支持，这可能导致气体被某些外部触发剂席卷的区域。我们发现（与以前的作者相比），大质量恒星的形成并不需要一个耗尽的尘埃混合物，虽然在典型的星际丰度的尘埃的使用减少了最终的恒星质量相比，从耗尽的混合物形成的核心。
2002-10-15 astro-ph
Detectable Signatures of Cosmic Radiative Feedback
我们使用半解析模型来研究再电离和相关的辐射反馈对星系形成的影响。两个反馈模型已被认为是：（一）一个标准的处方，根据该恒星形成完全抑制在星系的圆速度低于临界阈值（模型CF 06）和（二）的特征的基础上的过滤尺度（模型G 00），允许逐渐减少的气体可用于恒星形成的低质量星系。在模型CF 06中，再电离在z ~ 15-20处开始，到z ~ 10时完成85%;在相同z处，模型G 00中的电离分数为16%。模型匹配SDSS约束的中性氢分数的演变在z < 7，但预测不同的汤姆逊光学深度，τ_e = 0.1017（CF 06），和0.0631（G 00）;这些值是在1西格玛的WMAP 3年的测定。这两个模型是在显着良好的协议与其他现有的数据（莱曼极限系统的演化，宇宙恒星形成的历史，高Z星系计数，IGM热历史），因此不能用于区分不同的反馈模型。当考虑到预期的HI 21 cm背景信号时，出现了辐射反馈处方之间的偏差，其中在75-100 MHz范围内的~ 15 mK吸收特征存在于模型G 00中，并且在同一模型中发生了再电离之前朝向更大频率的发射特征的全局移位。用现有或即将使用的低频射电望远镜进行单碟观测可以达到mK的灵敏度，只要能准确地减去前景，就可以识别这些特征。
2007-12-04 astro-ph
Local radiative feedback in the formation of the first protogalaxies
第一个星系的形成受到第一代恒星辐射反馈的影响。这种反馈表现为位于第一颗恒星周围的H II区域内的气体的加热和电离，以及围绕这些源的较大莱曼-沃纳（LW）气泡内的氢分子的光解。在三维宇宙学模拟中使用射线追踪方法，我们自洽地跟踪原星系形成过程中单个恒星的形成和辐射反馈。我们详细计算这些源的H II区域，以及受其分子离解辐射影响的区域。我们跟随原始气体的热，化学和动力学演化，因为它成为纳入原星系。虽然IGM通常仅在红移z < 20时在大于30 kpc的物理距离上对LW光子具有光学厚度，但是在残留H II区域中建立的高分子部分及其增加的体积填充部分使得即使局部IGM在几千秒秒量级的物理距离上对LW光子也具有光学厚度。我们发现，有效的吸积到第三族遗迹黑洞上可能发生在它们形成后约6000万年后，到那时，光加热的遗迹H II区气体可以冷却并重新坍缩成容纳黑洞的10^6 M的太阳微晕。此外，Pop II.5恒星，假设有10 M太阳的数量级的质量，可能会形成从这个再塌缩遗迹H II区域气体。总的来说，我们发现，从第一代恒星的本地辐射反馈抑制恒星形成率只有一个因素，最多，几个。
2007-04-24 astro-ph
Radiative pressure feedback by a quasar in a galactic bulge
我们表明，爱丁顿有限的黑洞的光度可以足够耗尽通过辐射压力的气体的星系凸起，当电离状态的气体和尘埃的存在被适当地考虑。一旦反馈开始有效，它就可以持续地将整个星系中的所有气体驱逐出去。我们估计辐射压力对含尘气体的影响提高了爱丁顿极限中所涉及的质量，并讨论了气体喷出时的预期柱密度。文中给出了一个例子，它显示了在增长的早期阶段结束时，当剩余的柱密度为NH ~ f * 1 e24 cm^-2时，预测观测到的系统核谱，其中f是隆起中的气体分数。
2006-08-22 astro-ph
CMB polarization constraints on radiative feedback
我们计算留下的印记的CMB的两个宇宙再电离模型与目前的观测一致，但其特征在于替代辐射反馈处方（抑制和过滤），导致不同的抑制低质量晕恒星形成。这些模型意味着不同的电离和热历史和21厘米的背景信号。导出的康普顿化，u，和自由-自由失真，y_B，参数低于目前的观测极限的两个模型。然而，抑制（滤波）模型的u = 1.69 * 10^-7（9.65 * 10^-8）值在下一代CMB光谱实验的可探测范围内。通过专门的玻尔兹曼代码CMBFAST，修改，包括上述电离的历史，我们计算的CMB角功率谱（APS）的TT，TE和EE模式。对于EE模式，这些模型之间的差异显着大于多极范围l = 5-15内的宇宙和采样方差，这为即将到来的/未来的CMB极化实验区分这些反馈机制留下了很好的机会。主要的限制来自前景污染：它应该在百分之一的APS水平上被减去，这一结果可能通过新的成分分离技术和银河系前景的映射来实现。
2007-12-12 astro-ph
UV Radiative Feedback During the Advanced Stages of Reionization
再电离过程中的电离紫外线背景（UVB）可以抑制低质量星系的气体含量，即使是那些能够有效的原子冷却，从而导致延长再电离时期。在这项工作中，我们探讨了在再电离的中期和后期阶段，负紫外辐射反馈对Tvir> 10^4 K晕的重要性。我们不试图自洽模型再电离，相反，我们探索一个大的参数空间，试图得出一般的，强大的结论。我们使用分层的方法来做到这一点。使用1-D流体动力学模拟，我们模型的气体塌陷到各种质量的各种强度的UVB下的晕。然后，我们生成现实的，参数化的地图的不均匀的UVB，使用大规模的半数值模拟。通过结合这些结果，我们发现，在所有合理的保守的情况下，紫外线反馈原子冷却晕是不够强，显着延迟大部分的再电离。只有当z> 10源的电离效率比z~6数据似乎暗示的高得多（~两个数量级）时，这种延迟才有可能。我们还发现，反馈是非常强烈地依赖于晕质量。我们的结果表明，再电离的自然时间尺度是Tvir> 10^4 K晕中包含的整体坍缩部分的增长。最后，我们的研究结果强调了在模拟再电离时考虑扩展动力学范围的重要性。
2008-06-19 astro-ph
Inhomogeneous Reionization Regulated by Radiative and Stellar Feedbacks
我们研究了在临界密度CDM宇宙中由于恒星源（包括星族III天体）引起的非均匀再电离。源的空间分布是从高分辨率数值N体模拟。我们计算的源属性考虑到辐射（即电离和H2 -光解光子）和恒星（即SN爆炸）反馈调节的大质量恒星的自洽处理。这使我们能够描述的拓扑结构的电离和解离区域在不同的宇宙时代，并推导出的H，He和H2填充因子，软紫外背景，宇宙恒星形成率和电离对象的最终命运的演变。主要结果如下：（i）星系对IGM的折射率为z~10（与气体聚集因子有关的一些不确定性），而H2在z~25时已经完全解离;（ii）再电离主要是由于相对大质量的物体通过H线冷却而坍缩，而其形成仅依赖于H2冷却的物体不足以实现这一目标;（iii）当z<15时，漫射的软UV背景是辐射反馈效应的主要来源;当z更高时，来自邻近物体的直接通量占主导地位;（四）计算出的宇宙恒星形成历史与在较低红移下观察到的宇宙恒星形成历史相匹配，表明重子转化成恒星的效率~1%;（v）我们发现，在z~8时，存在着一个非常大的未能形成恒星的暗天体群体。我们讨论和比较我们的结果与以前类似的研究。
1999-07-14 astro-ph
Simulations of Pregalactic Structure Formation with Radiative Feedback
我们提出的结果从三维流体动力学模拟高红移崩溃的银河系前云，包括反馈效应从软H2光解紫外辐射场。模拟使用欧拉自适应网格细化技术，遵循非平衡化学的9种化学物质与宇宙学的初始条件从一个流行的拉姆达主导的冷暗物质模型。结果证实，软紫外背景可以延迟小晕（~10^6 Msun）的冷却和坍缩。对于合理的光解离通量值，H2分数在我们模拟的大多数物体中处于平衡状态。我们确定的软紫外通量的范围内崩溃的质量阈值，并推导出一个简单的解析表达式。在初始坍缩点之后继续模拟表明，可以冷却的气体部分主要取决于晕的维里质量和软紫外线通量的量，散射非常小。我们参数化这种关系，用于半解析模型。
2000-07-14 astro-ph
Radiative feedback from massive black holes in elliptical galaxies. AGN flaring and central starburst fueled by recycled gas
在椭圆星系中心的大质量黑洞的辐射反馈的重要性是毫无疑问的，给出了电磁输出，黑洞质量和星系光学光度之间的良好关系。我们展示了活动星系核的辐射输出如何影响一个孤立的椭圆星系的热ISM的高分辨率流体动力学代码的帮助下，其中的冷却和加热功能包括光电离加康普顿加热。我们发现，辐射加热是大质量黑洞及其宿主星系自我调节共同演化的关键因素，并且1）中心黑洞积累的质量受到反馈的限制，只能维持在目前观测到的范围内，以及2）发生弛豫不稳定性，使得占空比足够小（~0.03）来解释当吸积光度接近爱丁顿光度时，观测到的处于“开”-类星体阶段的大质量椭圆星系的很小一部分。在星系中心膨胀的热泡的占空比在主要的吸积插曲是0.1-0.4的顺序。由正常恒星演化产生的循环气体中的冷却流引起的主要吸积事件触发了与活动星系核耀斑同时发生的核星爆。在这样的事件中，中心源经常被遮蔽;但总体而言，在爆发阶段（1<z<3），黑洞在其“开”阶段的占空比是平行分量的数量级，并且大约有三分之一的时间是不被遮蔽的。非相对论性气体风输出的机械能积分为2.3 × 10^{59}尔格，其中大部分是由宽线活动星系核外流造成的。[删节]
2007-05-10 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. I. Self-Consistent Cosmological Simulations with Radiative Transfer
在冷暗物质（CDM）宇宙演化中，低质量天体在宇宙演化中扮演着重要角色。它们不仅是在先前黑暗的宇宙中第一个发光的天体，而且，如果它们的形成不受自身反馈的抑制，它们将主导星系质量函数，直到红移z \sim 5。在本文中，我们提出并讨论了一个3D宇宙学代码，其中包括大部分所需的物理模拟的形成和演化的第一个星系与辐射反馈的自洽治疗的实施。模拟包括采用“光学薄可变爱丁顿张量”（OTVET）近似的连续辐射转移和背景辐射的H_2 Lyman-Werner带的线辐射转移。我们包括详细的化学H_2的形成/破坏，分子和原子的冷却/加热过程，电离的次级电子，和加热的Lyα共振散射。我们发现，第一个星系（“小晕”）的特点是爆发的恒星形成，自我调节的反馈过程，作用于宇宙尺度。它们的形成不受反馈过程的抑制;因此，它们对宇宙演化的影响不容忽视。本文的主要重点是模拟的方法，我们只简要介绍了一些结果。一个广泛的讨论的结果和反馈机制的性质是一个配套文件的重点。
2002-04-09 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. II. Effects of Radiative Feedback
我们利用三维宇宙学方法，结合辐射转移，研究了LCDM宇宙学中第一批星系的形成和演化。我们发现，第一个发光的物体（“小晕”）的特点是由一个爆裂的恒星形成（SF），这是自我调节的反馈过程作用于宇宙学，而不是银河系尺度。全局恒星形成历史受每个源逃逸电离光子的平均数ε_{UV} \fesc的调节。它几乎与假设的恒星形成效率参数ε * 和离解背景强度无关。调节SF的主要反馈过程是H_2在HII区前和残留HII区内的再形成。HII区仍然局限在细丝内，通过H_2的循环破坏/重组，在过密区最大限度地产生H_2。当ε_{UV} \fesc > 10^{-8}/ε_* 时，SF是自调节的，“小晕”天体的光蒸发是低密度IGM金属污染的主要原因，生成金属的质量仅取决于\fesc。如果ε_{UV} \fesc \simlt 10^{-8}/ε_*，正反馈占主导地位，“小晕”天体构成恒星和金属的大部分质量，至少直到红移z \sim 10。“小晕”天体不能使宇宙回复，因为反馈机制将HII区限制在大尺度结构细丝内。与大质量的物体相比，小晕物体只能部分地覆盖致密的细丝，而大部分的空隙是中性的。
2002-04-09 astro-ph
Generalized sqrt(epsilon)-law. The role of unphysical source terms in resonance line polarization transfer and its importance as an additional test of NLTE radiative transfer codes
上下文本文导出了带电微扰非热碰撞激发率的广义平方律。目标。本文的目的是找到一个更一般的解析表达式的表面值的源函数，可以用来作为一个额外的工具，验证非LTE的辐射转移的代码。方法.在碰撞近似假设下，在静态、一维、平面平行大气、任意强度和方向的恒定磁场、忽略受激发射和非极化下能级原子模型下，将非物理项引入统计平衡方程，求解相应的非线性积分方程。结果我们推导出一个新的解析条件的源函数分量的表面值表示的基础上不可约球张量。
2007-04-12 astro-ph
The Radiative Feedback of the First Cosmological Objects
在结构形成的分级模型中，早期宇宙紫外线背景（UVB）是由在再电离之前坍缩的小晕（T_vir < 10^4 K）产生的。能量低于13.6eV的UVB通过光分解它们唯一的冷却剂分子H2，抑制了小晕内恒星或黑洞的形成。我们自洽地计算建立的早期UVB的Press-Schechter模型，再加上H2光解离都在星系际介质（IGM），和维里化晕内。我们发现星系际H2对UVB的影响可以忽略不计，这既是因为它的初始光学深度很小（τ <0.1），也是因为它在早期阶段就被光离解了。如果第一个坍缩晕中的紫外线源是恒星，那么它们的紫外线通量会抑制小晕中恒星的进一步形成。这导致UVB的积累暂停，再电离被延迟，直到更大的晕（T_vir> 10^4 K）崩溃。如果小晕中有硬光谱扩展到大约1 keV的小型类星体，那么它们的X射线平衡了UVB的影响，不会发生负反馈，并且小晕可以引起再电离。
1999-03-23 astro-ph
Entropy Limit and the Cold Feedback Mechanism in Cooling Flow Clusters
我提出了一个解释的发现，恒星形成和可见的细丝强的Halpha发射在冷却流集群中发生，只有当最小比熵和辐射冷却时间的集群内介质（ICM），低于一个特定的阈值。这种解释是基于冷反馈机制。在这种机制中，由中心黑洞吸积的质量起源于存在于冷却流区域的扩展区域中的非线性过密气体团。我使用的标准是，反馈循环周期必须长于密集团块的辐射冷却时间，以便大量气体冷却至低温。密度大的液滴的下落时间由下落速度与声速之比来参数化。另一个参数是斑点密度与周围ICM密度的比率。通过采取的冷反馈模型在以前的论文中的参数值，我推导出一个表达式，给出了正确的熵阈值的值。未来的研究将必须更详细地研究这些参数的作用，并表明观察到的集群行为在熵或辐射冷却时间阈值上的急剧变化可以通过模型再现。
2008-07-17 astro-ph
How the First Stars Regulated Local Star Formation I: Radiative Feedback
我们提出了一个120 M的$_\odot$原始恒星如何调节恒星形成附近的宇宙晕在$z \sim$ 20光蒸发的数值模拟。我们的模型包括九种原始化学和自洽的多频保守传输的紫外光子与所有相关的辐射过程。新的恒星是否形成在星族III恒星周围的晕中，最终取决于它们的核心密度和与恒星的接近程度。中心密度低于2 - 3 cm $^{-3}$的弥散晕在星系团的任何地方都完全电离和蒸发。核心密度超过2000 cm $^{-3}$的演化晕在离恒星的大多数距离上都不受电离和莱曼-沃纳通量的影响，并且在没有电离和莱曼-沃纳通量的情况下会迅速坍缩。在中等密度的晕中，恒星的形成可以被促进或抑制，这取决于I-前残余激波如何压缩、变形和使核心富含H $_2$。我们发现，120 M的$_\odot$恒星在星团中的大多数晕中光解H $_2$，但H-的催化作用在恒星死亡后几百万年才恢复，对恒星形成的影响很小。我们的模型表现出显着偏离以前的一维球对称模拟，这是容易出现严重的错误，由于非物理的几何聚焦效应。
2008-02-14 astro-ph
Radiative feedback from an early X-ray background
第一代恒星（通常称为第三星族）预计将在低质量的原星系中形成，其中分子氢是主要的冷却剂。来自这些恒星的辐射将迅速建立能够光解H2的河外紫外线背景，人们普遍认为这种背景将抑制低质量系统中进一步的恒星形成。然而，恒星形成也会产生河外X射线背景。这种X射线背景，通过增加原星系气体的部分电离，促进了H2的形成，并降低了紫外线反馈的有效性。在本文中，我们研究这些背景中的哪一个具有主导作用。使用一个简单的模型的紫外线和X射线背景的增长，连同一个详细的一维模型的原星系化学演化，我们研究的X射线背景产生的一些可能的源模型的影响。我们表明，在几种情况下，由此产生的X射线背景是强大的，足以抵消紫外光解离在大型氢冷却原星系。另一方面，小的原星系（维里温度T_vir < 2000K）仍然占主导地位的紫外背景下，我们检查的所有模型。我们还简要地探讨了X射线背景对扩散IGM的热演化和化学演化的影响。
2002-12-15 astro-ph
The Formation of the First Stars II. Radiative Feedback Processes and Implications for the Initial Mass Function
我们考虑了第一批恒星形成过程中的辐射反馈过程，包括H_2的光离解、Ly-alpha辐射压、HII区的形成和膨胀以及星盘的光蒸发。一旦恒星质量达到临界值，这些过程可能会抑制持续的吸积，我们分别评估每个过程的质量。光解的H_2在本地暗物质minihalo发生相对较早的原恒星的生长，但我们认为这并不影响随后的吸积，因为到这个时候的深度的潜力是大到足以吸积介导的原子冷却。然而，邻近的无星小晕可能会受到影响。电离在吸积盘的上方和下方的下落包层中产生了一个HII区。当恒星达到20- 30 Msun时，作用在HII区边界的Ly-alpha辐射压可以有效地逆转从窄极方向的入轨，但不能阻止从其他方向的入轨。HII区的膨胀超过电离气体的引力逃逸半径，发生在质量约为50- 100 Msun，这取决于吸积速率和流入的角动量。然而，同样，来自赤道区域的吸积可以继续，因为中性吸积盘具有有限的厚度，并且屏蔽了吸积包层的相当大一部分，使其不受直接电离通量的影响。在较高的恒星质量下，在基准情况下约为140 Msun，吸积率下降和光蒸发驱动的质量损失增加的组合有效地阻止了原恒星质量的增加。我们认为这个过程是终止第三星族恒星生长的机制。（节略）
2008-07-03 astro-ph
Evolution of X-ray cluster scaling relations in simulations with radiative cooling and non-gravitational heating
我们调查的红移依赖性的X射线集群标度关系得出三个流体动力学模拟的LCDM宇宙学：辐射模型，包括辐射冷却的气体，预热模型，另外加热气体均匀高红移，和反馈模型，自洽加热冷气体的比例，其当地的恒星形成率。虽然所有三个模型都能够再现所观察到的局部Lx-Tx关系，但它们在高红移（z=1.5）下预测了实质上不同的结果，其中辐射，预热和反馈模型分别预测了强正，轻度正和轻度负的演化。这些差异的物理解释在于星团内介质的结构。所有这三个模型预测显着的温度波动，在任何给定的半径，由于存在冷子块，并在反馈模拟的情况下，再加热的气体。在z=0时，所有模型的平均气体温度都高于晕的动力学温度，但在较高的红移下，辐射模型的平均气体温度在z=1.5时最低。我们还没有试图模拟尺度关系的方式，模仿观测选择效应，也没有一个一致的观测图片尚未出现。然而，标度关系的演化有望成为团簇中熵产生物理的一个强有力的探索。第一个迹象是，早期，广泛的加热是有利于在一个延长的加热期，这是与星系形成。
2006-05-25 astro-ph
UV Radiative Feedback on High-Redshift Proto-Galaxies
我们使用三维流体动力学模拟来研究瞬态光致电离紫外线（UV）通量对星系前云的坍缩和冷却的影响。这些云的质量在10^5 - 10^7太阳质量之间，形成于高红移（z>18），被认为位于第一代恒星周围的短暂宇宙学HII区域内。此外，我们还研究了这种瞬态紫外通量和持久的莱曼-沃纳（LW）背景从遥远的来源的综合影响。在没有LW背景的情况下，我们发现J_UV的临界比强度约为0.1 x 10^-21尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1，这标志着晕粒子数从净负反馈到正反馈的转变。较弱的紫外辐射通过增加H_2分子丰度，促进了化石HII区内恒星的形成。较强的紫外线通量通过降低气体密度和增加坍缩晕中心的冷却时间而显着延迟恒星形成。在固定的J_UV下，反馈的符号也强烈地依赖于UV照射时的气体密度。不管反馈是正的还是负的，我们发现一旦紫外线通量被关闭，它的撞击恒星在哈勃时间的30%之后就会减少。在更现实的情况下，当存在LW背景时，J_LW > 0.01 x 10^-21尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1，在我们的模拟中，强抑制一直持续到最低红移（z=18）。最后，我们发现，瞬态紫外通量的加热和光蒸发使化石HII区中的~10^6 M_日晕更容易受到LW背景下H_2光解的影响。
2006-04-07 astro-ph
Cosmological evolution of supermassive black holes and AGN: a synthesis model for accretion and feedback
超大质量黑洞（SMBH）通过吸积的增长伴随着大量能量的释放，这些能量可以像类星体那样被辐射出去，平流进入黑洞，或者像在射电星系中观察到的那样通过强大的喷流以动力学形式被处理掉。在这里，我将提出新的限制SMBH的质量函数和爱丁顿比分布的演变，从活动星系核光度函数的研究，旨在占辐射和动能输出的活动星系核在一个系统的方式。首先，我讨论了如何细化Soltan参数导致联合约束的质量加权平均自旋SMBH和总质量密度的高红移（z~5）和“流浪”黑洞。然后，我将展示如何描述的缩小趋势中观察到的活动星系核人口的宇宙学演化的物理量（黑洞质量，吸积率，辐射和动能输出）。最后，简要讨论了活动星系核动力学反馈的红移演化，并与演化中的SMBH种群的辐射输出进行了比较，从而为活动星系核结构形成中的反馈唯象模型提供了一个强有力的物理框架。
2008-08-01 astro-ph
Feedback from supercritical disk accretion flows; Two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of stable and unstable disks with radiatively driven outflows
基于二维辐射流体动力学模拟，研究了具有辐射驱动外流的超临界盘吸积流，其质量输入率为$\dot{M}_{\rm input}$，即单位时间内从外部区域向盘提供的质量.粘度采用$α$ -处方。我们使用$α=0.5$，以及$α=0.1$用于$\dot{M}_{\rm input}\ge 3\times 10^2L_{\rm E}/c^2$和仅$α=0.5$用于$\dot{M}_{\rm input}\le 10^2L_{\rm E}/c^2$，其中$L_{\rm E}$是爱丁顿光度，$c$是光速。当质量输入速率大大超过临界速率$\dot{M}_{\rm input}>3\times 10^2 L_{\rm E}/c^2$时，准定常盘和辐射驱动外流形成。然后，盘光度以及流出的动能输出率超过爱丁顿光度。中度超临界盘，$\dot{M}_{\rm input}\sim 10-10^2 L_{\rm E}/c^2$，表现出极限环振荡。盘状光度在爱丁顿光度区上下波动，辐射驱动的外流间歇性出现。随着质量输入率的增加，时间平均的质量、动量和动能输出率以及盘的光度都增加，$α=0.5$的为$\propto \dot{M}_{\rm input}^{0.7-1.0}$，$α=0.1$的为$\propto \dot{M}_{\rm input}^{0.4-0.6}$.我们的数值模拟表明，当$\dot{M}_{…
2007-03-06 astro-ph
Primordial Galaxy Formation and IGM Reionization
在这次演讲中，我将提出一个原始星系形成的模型。特别地，我将回顾调节该过程的反馈效应：（i）辐射（即电离和H_2-光解光子）和（ii）恒星（即SN爆炸）反馈产生的大质量恒星。我将展示一个星系形成和IGM再电离模型的结果，其中包括对上述反馈效应的自洽处理。最后，我将描述电离光子通过IGM的辐射转移的蒙特卡罗方法，并讨论其应用于IGM再电离问题。
2001-12-07 astro-ph
Fully Threaded Transport Engine: New Method for Multi-Scale Radiative Transfer
本文提出了一种新的计算任意高角分辨率的全螺纹网格三维辐射转移的快速方法。该方法使用完全细胞为基础的离散化，是理想的适合于扩散背景辐射的问题，经常遇到的宇宙学和恒星形成模型。我们发现，准确的星系际Ly-alpha吸收线的统计研究需要的顺序几百个角离散元素，即使没有辐射反馈的模型，从恒星形成星系。
2005-05-09 astro-ph
Feedback and the fudamental line of low-luminosity LSB/dwarf galaxies
我们用简单的术语研究了反馈在建立低表面亮度星系和恒星质量在6 × 10^5 <M*<3 × 10^10 Msun范围内的矮星系的标度关系中的作用。根据SDSS和本星系群的测量，这些星系的内部速度、金属丰度和表面亮度（或半径）与M* 有紧密的相关性。它们定义了一条基本线，将它们与表面亮度和金属丰度高的较亮星系区分开来。理想化模型假设CDM晕的球形崩溃维里平衡和角动量守恒。通过假设M* 是晕质量M的一个常数，再现了亮星系的关系。低光度LSB的上限与超新星反馈能显著抑制恒星形成的晕的维里速度一致，V<100 km/s（Dekel & Silk 1986）。我们认为，尽管存在辐射损失，但供给气体的能量服从E_sn \prop M*，并将其与气体的结合能等同，得到M*/M \prop V ^2。这个理想化的模型提供了令人惊讶的良好拟合低光度LSB和矮星的标度关系，这表明超新星反馈在确定基本线方面发挥了主要作用。星系在V~ 10 km/s处的视下限可能是由于T~ 10^4K处的冷却势垒。由于邻近星系的超新星风或z_ion处宇宙学再电离后的辐射反馈将气体完全清除，部分暗晕可能没有恒星。辐射反馈也可以解释矮椭球体（dE）和不规则星（dI）的区别，其中V<30 km/s的dE在z_ion之前形成恒星，然后被清除气体，而V> 30 km/s的dI保留了富含气体的盘，具有反馈调节的恒星形成。
2003-12-12 astro-ph
Cosmological Simulations of X-ray Clusters: The Quest for Higher Resolution and Essential Physics
我回顾宇宙学模拟的X射线集群。模拟的分辨率显著提高，辐射冷却、恒星形成反馈和化学富集对ICM的影响也在模拟之中。非辐射X射线团簇的结构和演化现在已经得到很好的表征。这些模型不能再现所观察到的L_x-T关系，这意味着需要额外的物理。增加辐射冷却的模拟会产生太多的冷气体和不合理的高X射线亮度。包括恒星形成和反馈的模拟似乎更有希望，但需要进一步完善。在这方面，新的意见应有所帮助。
2004-03-02 astro-ph
Dark Matter Annihilation Signals: The Importance of Radiative Corrections
能够安全地区分天体物理和潜在的暗物质（DM）湮灭信号对于间接DM搜索至关重要。为此，人们必须依靠独特的-和独特的-光谱特征来寻找。内韧致辐射（IB），不可避免的带电湮灭产物的存在下，提供了这样一个签名。事实上，由于它一般占主导地位的伽马射线谱预计从DM湮灭，在高能量，它很可能是更重要的间接DM搜索比传统上寻找线信号。如在一些细节中所示，IB签名的观察甚至将允许区分不同的DM候选者或显著地约束例如中性伴子DM因此，这里报告的伽马射线贡献对已经发射的费米/GLAST卫星和即将到来的新一代空气切伦科夫望远镜系统（如CTA）非常感兴趣，这些系统在这些效应特别重要的高能量下最敏感。最后，辐射修正甚至可能显著改变DM湮灭的正电子谱; PAMELA卫星最近发现的一个有趣的正电子过剩可能是这种情况下预期的特殊谱特征的指示。
2008-10-29 astro-ph hep-ph
