Forming an Early O-type Star Through Gas Accretion?
我们提出了高角分辨率（$\sim$ 3 $''$）和敏感的1.3毫米连续，氰（CN）和乙烯基氰（C $_2$ H $_3$ CN）线观测与亚毫米阵列（SMA）对最高度模糊的对象之一的W51 IRS 2区域，W51北。我们发现CN线具有明显的逆P-Cygni轮廓，表明分子气体以4和7 $\times$ 10 $^{-2}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量吸积率向内下落。的C $_2$ H $_3$ CN跟踪一个东西旋转的分子信封，围绕着一个单一的模糊（原）星与40 M $_{\odot}$的运动质量或一个小的中央集群的B型恒星，这是与一个紧凑的高速双极流出跟踪H $_2$ O脉泽和SiO分子发射。因此，我们确认，W51北地区是越来越多的年轻的大质量恒星形成的地区，已与下落运动和大质量吸积率（$\sim$ 10 $^{-2}$ - 10 $^{-4}$），加强大质量恒星形成的证据非常高的吸积率足以淬火形成的UCHII地区。
2007-12-03 astro-ph
Hot and cold gas accretion and feedback in radio-loud active galaxies
我们最近表明，X射线观测人口的“低激发”射电星系，其中包括大多数低功率，Fanaroff-莱利I类源以及一些更强大的Fanaroff-莱利II类对象，是一致的模型，这些对象的活动核在任何波段都没有辐射效率。在最近的另一篇论文中，艾伦等人表明，星系际介质（IGM）的热X射线发射相的邦迪吸积足以为位于星系团中心的几个附近的低功率射电星系的喷流提供动力。在本文中，我们结合这些想法，并建议吸积的热相的IGM是足够的电源所有低激发射电源，而高激发源是由吸积的冷气体，这是在一般情况下无关的热IGM。这个模型解释了射电强活动星系群的一些性质，并对射电强活动星系核进入IGM热相的能量输入具有重要意义：强大的高激发源的能量供应与热相没有直接联系。
2007-01-30 astro-ph
Feeding the black hole with condensing accretion flows: radiatively efficient and radiatively inefficient cases
研究了在薄冷吸积盘存在下被黑洞引力捕获的热气体的吸积流。这种几何排列在活动星系核（AGN）和星系X射线双星系统中是可以预期的，因为在黑洞附近存在热和冷气体。以前的天体物理学文献集中在经典热传导极限下冷盘的蒸发。这里我们考虑逆过程，即热气体凝结到冷盘上。我们发现两个不同的冷凝制度。(i)在经典的热传导极限下，热气体本身的辐射冷却迫使凝结超过一定的临界吸积率。在这种情况下，大部分流动能量作为X射线辐射重新发射。(ii)在某一最小吸积率以下，热电子是无碰撞的，经典的热通量描述变得无效。我们使用的“非本地”热通量的方法借用地球激光加热等离子体实验。由于其非常大的平均自由程，热粒子深入到冷盘中，在那里辐射损失足够大，以使冷凝。在这种情况下，热流能量在许多UV和特别是光学复合线（例如，Ly $α$、$Hα$、H $β$）以及经由光学厚盘发射。我们推导出一个近似的解析解的动态热冷凝流。如果冷盘是不活跃的，即为未来的吸积爆发积累质量，那么两相流就显得辐射效率低下。这些凝聚解可能与\sgra、低光度活动星系核和静止的瞬态双星吸积系统有关。
2004-02-19 astro-ph
The Role of Cold Flows in the Assembly of Galaxy Disks
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟来证明，冷流气体吸积，特别是沿灯丝，修改的标准图片的气体吸积和冷却到星系盘。在标准图中，所有气体在进入维里半径时，最初都被加热到星系的维里温度。低质量星系则是由远低于维里温度的气体吸积所主导，即使在更大质量的星系中能够形成热晕，也存在着致密的细丝，这些细丝穿透维里半径并将冷气体输送到中央星系。对于~L* 的星系，这种冷的吸积气体一直是盘中恒星形成的原因。即使对于质量更大的星系，在早期，冷流也主导着盘的生长。在这个修改后的图片中，星系能够吸积大量的冷气体，较低的初始气体温度导致更短的冷却时间到达磁盘。虽然恒星在星盘中的形成被超新星的反馈所减缓，但短的冷却时间允许恒星盘在比标准模型预测的更高的红移下生长。
2008-11-29 astro-ph
A Lyman-alpha blob in the GOODS South field: evidence for cold accretion onto a dark matter halo
我们报告的z = 3.16莱曼α发射斑点的发现，在南领域的货物。这个斑点的总Ly-alpha光度为~ 10^（43）erg s^（-1），直径大于60 kpc。GOODS领域现有的多波长数据包括从X射线（钱德拉）到红外线（斯皮策）的13个波段。与其他发现的Ly-alpha斑点不同，这个斑点在任何宽带中都没有明显的连续对应部分。特别地，在可用的深HST/ACS成像中没有发现光学对应物。对于以前发表的斑点，AGN（活动星系核）或“超级风”模型已被发现提供最佳匹配的数据。我们在这里认为，最有可能的起源扩展Ly-alpha发射的斑点在南领域的货物是冷吸积到一个暗物质晕。
2006-04-25 astro-ph
Bimodal gas accretion in the Horizon-MareNostrum galaxy formation simulation
利用大型宇宙学模拟程序，在MareNostrum超级计算平台上，利用RAMSES程序，研究了z=2 ~ z=5.4的原星系中扩散气体吸积的物理过程以及冷、热吸积模式的性质.银河风，化学富集，紫外背景加热和辐射冷却考虑在这个非常高的分辨率模拟。利用吸积加权温度直方图，我们对吸积到中心星系的气体的热状态进行了两种不同的测量。第一次测量，使用吸积加权直方图上的半径为0.2 Rvir的球形表面上集中的致密气体结构附近的晕中心的质量，是一个很好的指标存在的吸积冲击附近的银盘。我们定义的热激波质量，Mshock，作为典型的晕质量分离冷为主的热为主的吸积在星系附近。第二次测量是通过在0.2 Rvir和Rvir之间径向平均直方图来进行的，以检测径向延伸的结构，如气体细丝：这是检测向中央星系输送的冷流的一个很好的代表。我们将Mstream定义为外晕中分离冷为主吸积和热为主吸积的过渡质量，标志着这些冷流的消失。我们发现热激波跃迁质量为Mshock=10^{11.6} Msun（暗物质），没有明显的红移演化。相反，我们发现Mstream随着z急剧增加。我们的测量结果与Birnboim & Dekel（2003）和Dekel & Birnboim（2006）的分析预测一致，如果我们通过假设细丝的金属丰度较低（< 10^{-3} Zsun）来修正他们的模型，与我们的测量结果相对应。
2008-08-07 astro-ph
Stars Form By Gravitational Collapse, Not Competitive Accretion
关于恒星的形成，目前有两种主要的模型：引力坍缩理论认为，恒星形成的分子团，通常是数百到数千个太阳质量，分裂成气体核心，随后坍缩成单个恒星或小型多系统。相比之下，竞争吸积理论认为，所有恒星在诞生时都比典型的恒星质量小得多（约0.5太阳质量），最终的恒星质量是由随后从团中吸积的未结合气体决定的。竞争性吸积模型解释了褐矮星和自由浮动的行星，因为在吸积大量质量之前，原恒星从恒星形成的团块中喷射出来，预测它们应该没有盘，具有高速分散，并且更频繁地形成更密集的团块。他们还预测，平均恒星质量应该在银河系内变化。在这里，我们得出一个简单的估计竞争吸积率作为恒星形成环境的函数，部分基于模拟，并确定在什么类型的环境竞争吸积可以发生。我们发现，没有观察到的恒星形成区域产生显着的竞争性吸积，并显示竞争性吸积的模拟这样做，因为它们的性质不同于由观察确定的。我们的结果表明，恒星是通过引力坍缩形成的，并解释了为什么观测未能证实竞争吸积情景的预测。
2005-10-13 astro-ph
X-Ray Nuclei in Radio Galaxies: Exploring the Roles of Hot and Cold Gas Accretion
我们提出的结果，钱德拉和XMM牛顿光谱观测的z<0.5射电星系和类星体的核3CRR目录，并详细检查在低和高激发射电星系的性质的二分法。低激发源的X射线光谱（具有弱或不存在光学发射线的那些）由来自秒差距尺度喷流的未吸收发射主导，没有来自吸积相关发射的贡献。这些来源没有显示出一个模糊的环面的证据，很可能是在一个辐射效率低下的方式吸积。另一方面，高激发源（具有突出的光学发射线的那些）显示出来自辐射有效的吸积盘的显著贡献，当它们相对于观察者接近边缘时，吸积盘在X射线中被大量吸收。然而，低激发/高激发分区并不对应于FRI/FRII分区：因此，Fanaroff-Riley二分法仍然是射流与其传播所通过的热气环境之间相互作用的结果。最后，我们认为，IGM的热阶段的吸积是足够的动力所有低激发射电源，而高激发源需要一个额外的贡献，从冷气体，从而形成冷盘和环面。该模型解释了射电强活动星系群的一些性质，并对活动星系核的反馈机制有重要意义。
2007-08-02 astro-ph
Magnetized accretion-ejection structures IV. Magnetically-driven jets from resistive, viscous, Keplerian discs
我们提出了自相似磁化吸积盘驱动冷，绝热，非相对论喷流的稳态计算。第一次，由于射流和湍流的“粘性”扭矩的磁扭矩被考虑在内。后者的扭矩允许耗散的吸积功率作为辐射在光盘表面，而前者主要提供动力射流。这些结构的参数空间进行了探索。它的特点是四个自由参数，即磁盘的纵横比和三个MHD湍流参数，有关的反常磁扩散率和粘度。事实证明，从薄的耗散盘发射冷射流意味着各向异性的湍流耗散。渐近达到高Alfvenic马赫数的喷流仅由弱耗散盘产生。我们得到了一般的分析关系盘和射流量，必须履行任何稳态模型的冷射流，从一个大的径向延伸薄盘发射。我们还表明，这样的光盘不能有一个占主导地位的粘性扭矩。这是因为所选择的几何形状强加了阿尔芬曲面的轨迹。本文还简要讨论了这些冷磁化吸积-抛射结构的观测结果。
1999-11-25 astro-ph
Evidence for Cold Accretion onto a Massive Galaxy at High Redshift?
在这封信中，我们报告的发现z=2.83莱曼α斑点（LAB）发现在我们的宽视场窄带调查斯皮策第一次看调查区域内。这个斑点延伸了至少95 kpc，总的莱曼α光度为2.1 x 10^44 erg/s。这是已知的第六个LAB（> 50 kpc），并且与g '，R，i'，K和4.5 μ m波段的嵌入式连续源有关。实验室的光谱显示出团簇结构，并在Ly-alpha发射线内显示出尖锐的红色截止和剪切的诱人暗示。LAB的表面亮度分布和连续对应的光谱能量分布（SED）的研究表明，丰富的莱曼α发射是一致的，由冷气体吸积到一个巨大的暗物质晕。
2007-04-30 astro-ph
Core instability models of giant planet accretion II: forming planetary systems
我们发展了一个简单的模型计算行星形成的基础上的核心不稳定性模型的气体吸积和寡头增长制度的固体核心的吸积。在这个模型中，几个行星可以同时在盘中形成，这一事实具有重要的意义，特别是对星子的动态变化和核心的增长，因为我们认为它们之间的碰撞是潜在增长的来源。此外，还考虑了胚胎的I型和II型迁移以及由于与气盘相互作用而引起的星子迁移。在这个模型中，我们考虑不同的初始条件来产生各种行星系统，并对它们进行统计分析。我们探讨了使用不同的I型迁移率对每个行星系统形成的行星的最终数量的影响，例如对太阳系外行星的质量和半长轴的分布，我们还分析了考虑不同气体吸积率的影响。一个特别有趣的结果是，当气体吸积速率和I型迁移较慢时，会产生更多的宜居行星。
2008-10-09 astro-ph
Hard X-ray emitting black hole fed by accretion of low angular momentum matter
活动星系核（AGN）和银河系中发光X射线双星的观测光谱表明，热（~10^9 K）和冷（~10^6 K）等离子体成分都存在于靠近中心吸积黑洞的地方。光谱的硬X射线分量通常由热电子对光学厚冷等离子体的光学/UV光子的康普顿上散射来解释。观测还表明，其中一些物体在将吸积物质的引力能转化为辐射方面非常有效。现有的理论模型难以解释等离子体的两种成分和高强度的硬X射线。大多数的模型假设热的成分从冷的成分中出现是由于某种不稳定性，但没有人对此提供令人满意的物理解释。在这里，我们提出了一个解决这些困难的方案，扭转了以前的想象：在我们的模型中，热组分首先形成，然后冷却形成冷组分。在我们的模型中，吸积流最初有一个小的角动量，因此它有一个准球形的几何形状在大半径。在靠近黑洞的地方，由于离心力的作用，吸积物质在冲击中被加热。激波后的热物质通过低能光子的康普顿化作用被非常有效地冷却下来，并凝结成一个薄而冷的吸积盘。薄盘发射低能量光子，其冷却热部件。
1999-02-17 astro-ph
Submillimeter mapping and analysis of cold dust condensations in the Orion M42 star forming complex
我们在这里提出的连续亚毫米波的分子云周围的猎户座地区的M42星云的地图。这些是用ProNaOS 2米球载望远镜在四个波段（200、260、360和580微米）获得的。覆盖的区域宽7秒差距（在470秒差距的距离上为50弧分），空间分辨率约为0.4秒差距。由于对微弱的表面亮度梯度的高灵敏度，我们已经发现了几个温度从12到17 K的冷凝结，在密集脊的3秒差距内。温度和光谱指数空间分布的统计分析表明，这两个参数之间的负相关性的证据。在IRAS 100微米的调查中看不到，一些冷云很可能是未来恒星形成活动的种子。我们估计了它们的质量，并证明了其中两个的质量高于它们的金斯质量，并且可能是引力不稳定的。
2001-02-23 astro-ph
A turbulent MHD model for molecular clouds and a new method of accretion on to star-forming cores
我们描述了一系列的模拟结果的引力坍缩在一个动荡的磁化区域。选择的参数是分子云材料的代表。我们发现形成了几个密度高于平均密度的原恒星核心和纤维结构。细丝将高密度芯相互连接。此外，发现磁场强度与密度正相关，与最近的观测结果一致。我们的模拟合成通道地图，并表明，材料吸积到核心是沿着磁化的间接结构。这与S106最近的观测结果进行了比较，并与这些数据相一致。我们假设，这种沿着细丝吸积的机制可能为分子云核心提供了一种手段，使其增长到引力不稳定并坍塌形成恒星的程度。
2001-05-18 astro-ph
On the origin of cold dark matter halo density profiles
N-体模拟预测CDM晕组装发生在两个阶段：1）快速吸积阶段，具有快速加深的势阱;和2）缓慢吸积阶段，其特征在于温和的质量添加到外部晕，内部势阱几乎没有变化。我们证明，使用一维模拟，这两个阶段的吸积导致CDM晕的NFW形式，并提供物理洞察的质量吸积的历史，影响最终的配置文件的属性。假设CDM粒子的速度在快速吸积阶段由于引力势的涨落而有效地各向同性，我们证明了在这个阶段的引力坍缩导致了内部轮廓rho（r）~ r^{-1}.在已建立的势阱上的缓慢吸积导致具有rho（r）~ r^{-3}的外部轮廓。晕的浓度取决于在快速吸积阶段吸积的质量分数。使用真实的质量吸积历史的合奏，我们表明，模型预测的依赖性晕浓度晕形成时间，因此依赖性晕浓度晕质量，和晕浓度的分布都匹配宇宙学N体模拟中发现的。使用一个简单的分析模型，捕捉了许多重要的物理，我们表明，内r^{-1}配置文件的CDM晕是一个自然的结果，分级质量组装与快速吸积的初始阶段。
2006-03-03 astro-ph
The Role of Accretion in Forming the Galactic Halo
如果银河系是通过较小的卫星星系的吸积而分层形成的，我们可能希望在晕的相空间分布中找到这种迹象。我回顾理论上的想法，这些签名应该采取什么形式，特别是集中在碎片的特点，从潮汐破坏的卫星小于大小的大麦云云和距离大于10千秒差距。在这种情况下，潮汐碎片可以在银河系的整个生命周期中保持在靠近卫星原始轨道的恒星流中，我们可以通过分析来了解其结构的演变。这种理解在观测中有许多应用，我将讨论几个例子：从碎片中重建一个长期死亡卫星的属性;通过潮汐外恒星的密度测量银河系卫星的质量损失率;以及使用潮汐流恒星运动的观测来测量银河系的质量和大小。
1998-10-26 astro-ph
Accretion and Emission Processes in AGN: the UV-X Connection
本文综述了射电宁静活动星系核在紫外和X射线波段的平均光谱的主要特征，并在吸积盘模型，特别是“辐照冷相对论盘”模型的框架内讨论了活动星系核的辐射机制。它表明，出现了一些问题，在面对模型的预测的观察。我们提出了一个替代模型中的一个热盘周围的冷康普顿厚介质。最后，我们提到的问题与偏远地区的吸积盘。
2000-03-08 astro-ph
Infrared and millimetre-wavelength evidence for cold accretion within a z = 2.83 Lyman-alpha blob
本文讨论了Smith和Jarvis发现的Lyman α团的红外和毫米波长观测，它是Fardal等人和Dijkstra等人讨论的冷吸积方案电离的候选者。我们用斯皮策太空望远镜使用IRAC 3.6，4.5，5.8和8.0微米和MIPS 24微米波段，以及使用马克斯普朗克毫米辐射热计阵列在1.2毫米波长与IRAM 30米望远镜。这些观测探测了大于95 kpc的莱曼α晕中是否存在被遮蔽的活动星系核成分，或者是否存在这些神秘物体的其他电离模型所引用的恒星形成的剧烈时期。24微米的观测结果表明，一个被遮蔽的活动星系核的亮度不足以覆盖晕，而且晕内的恒星形成率可能低至<140兆太阳/年，这取决于所使用的SED模型。我们使用MAMBO-2在1.2mm处的观测结果加强了这一点，从我们的未检测到0.86 mJy/束的3 σ通量极限，得出SFR <550 Msolar/yr的上限。没有发现活动星系核或广泛的恒星形成的证据，我们得出结论，这晕是电离的冷吸积过程。我们推导出了宿主星系的模型SED，并使用Bruzual & Charlot和Maraston库来证明该星系可以很好地描述为总质量为3.42 +/- 0.13 x 10^11 Msolar或4.35 +/- 0.16 x 10^11 Msolar的复合恒星星族，这取决于所使用的模型SED。
2008-06-26 astro-ph
Inertial Instability of Accretion Disks with Relativistic Electrons
我们表明，吸积盘与相对论热电子耦合到冷离子是受到惯性型的不稳定性，其中电子和离子之间的运动阻力产生径向加速的电子。
2000-05-23 astro-ph
Different Methods of Forming Cold Fronts in Non-Merging Clusters
X射线表面亮度的尖锐边缘和持续的气体压力称为冷锋，经常在像阿贝尔496这样的松弛星系团中发现。模型解释冷锋作为幸存的核心头上的子集群合并不工作，以及这些集群和竞争模型，涉及气体晃动最近提出。在这里，我们测试一些具体的预测，这些模型的密度，温度，金属丰度和丰度比在深钱德拉曝光阿贝尔496的综合分析。我们确认，在这个集群中发现的化学不连续性是不一致的核心合并残留的情况。然而，我们发现在星团中心以北73千秒差距处发现了一个螺旋形“臂”，与星团中主要冷锋的尖锐边缘重合。尽管在这个星团的冷却半径内发现了Ia型超新星铁的质量分数占主导地位，但从硅和铁的丰度确定的沿着臂的金属富集与较低的Ia型超新星铁的质量分数（51% +- 14%）相一致，而在周围区域测量的（85% +- 14%）。“臂”也比周围环境冷0.5-1.6 keV。这个冷臂从星系团中心周围的一个四方形的较冷区域延伸出来，在那里发现了另外两个冷锋。这个冷臂是目前高分辨率数值模拟的预测，是偏离中心遇到质量较小的纯暗物质晕的结果，我们认为A496中的冷锋为这种模型提供了第一个明确的证实。最近的一次遭遇发生在大约0.5 Gyr前。我们还认为，一个可能的候选人暗物质晕负责的冷锋在郊区的A496。
2007-07-26 astro-ph
The Active Nucleus of IC4970: A Nearby Example of Merger-Induced Cold-Gas Accretion
我们目前的结果，钱德拉X射线和斯皮策中红外观测的相互作用星系对NGC 6872/IC 4970的孔雀星系群，并表明，较小的同伴星系IC 4970主机一个高度模糊的活动星系核（AGN）。0.5-10 keV的X射线光度是可变的，在~100 ks的时间尺度上增加了2.9到1.7 x 10^{42} erg/s（亮态）。在γ = 1.5-2.0的幂律模型中，Fe的X射线谱被强烈吸收（N_H = 3 × 10^{23} cm^{-2}），并显示出清晰的6.4 keV Fe K α线，等效宽度为144-195 eV。从钱德拉X射线数据的IC 4970的漫发射的限制表明，可用的功率从邦迪吸积热星际气体可能是一个数量级太小，以动力的活动星系核。斯皮策的图像显示，8微米的非恒星辐射集中在IC 4970的中心1千秒差距，这与该区域的高遮蔽一致。原子核的中红外颜色与高度模糊的活动星系核的预期颜色一致。综合这些数据表明，IC 4970的核心是一个塞弗特2，触发和燃料的冷材料提供给中央超大质量黑洞的结果，离轴碰撞的IC 4970与冷气丰富的螺旋星系NGC 6872。
2007-11-14 astro-ph
Star-forming accretion flows and the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies
与薄盘以邦迪速率吸积到黑洞的模型相比，附近椭圆星系中心的光度非常低，通常是每年太阳质量的百分之几到十分之几。这激发了低效率辐射吸积模型，调用弱电子-离子热耦合，和/或由于对流或外流抑制吸积率。在这里，我们指出，即使这样的过程正在运作，一个显着的吸积气体的一部分被阻止到达中央黑洞，因为它凝聚成恒星在一个引力不稳定的磁盘。恒星的形成发生在邦迪半径内（在巨型椭圆星系中通常约为100 pc），但就史瓦西半径而言，仍然相对远离黑洞。恒星的形成耗尽并加热了气体盘，最终导致一个稍微稳定但大大减少的吸积流流向黑洞。我们预测存在冷（~ 100 K），尘埃气体盘，包含集群的H-α发射和偶尔的II型超新星，这两个都是由于存在大质量恒星。恒星的形成解释了M87系统的几个特征：在100 pc的尺度上观察到一个薄的圆盘，由H-α辐射追踪，其特征让人想起螺旋臂和尘埃带;从H-α辐射强度推断的恒星形成率与系统的邦迪吸积率一致。因此，恒星的形成可能有助于抑制大质量椭圆星系中央引擎的吸积。我们还讨论了银河系中心和类星体的燃料的一些影响。
2005-07-25 astro-ph
A quasi-spherical inner accretion flow in Seyfert galaxies ?
研究了Seyfert星系连续辐射的唯象模型。在这种准球形吸积的情况下，中央的X射线源是由一个热的球形等离子体区域周围的球形分布的冷稠密的云。冷材料与热的热等离子体辐射耦合。在能量平衡的假设下，计算了硬X射线谱斜率γ和反射振幅R。这个简单的模型能够再现所观察到的硬X射线光谱斜率的范围和反射振幅R。它还预测了R和Gamma之间的相关性，这与观察到的非常接近。大多数观测到的光谱变化，从源到源，将是由于云覆盖分数的差异。如果一些内部耗散过程是活跃的冷云，暗化效应可以提供一个简单的解释所观察到的反射振幅，光谱斜率，紫外线和X射线通量比的分布。
2001-04-17 astro-ph
Infall and accretion
气体的注入和吸积在星系形成中起着重要的作用。特别地，冷吸积可以在一定程度上解决盘形成中的角动量问题，而合并则加剧了这一问题。气体吸积是长期演化的主要因素之一：它需要解释经常性的酒吧形成，并解释形成的隆起和黑洞的反馈循环，与相关的质量。恒星的形成过程也是有规律的，几乎是静止的。当气体吸积通过剥离被抑制时，星系团中的恒星形成被淬灭。然而，中央较亮的中央星系可以通过冷却流受益于气体吸积，由AGN反馈调节。热和冷反馈的情况下，可以考虑，占一个固定的冷却流，并解释了间接CO和Halpha观察到的结构。
2007-07-09 astro-ph
Galaxies in a simulated $Λ$CDM Universe I: cold mode and hot cores
我们在一个（50 Mpc/h）^3的宇宙学模拟（2 × 288^3个粒子）中研究星系的形成，这个模拟是用熵守恒的SPH程序Gadget-2演化的。在所有质量的星系中，大多数重子质量最初是通过气体的间接“冷模”吸积获得的，这些气体从未被冲击加热到其晕维里温度，这证实了我们早期用不同的SPH代码获得的结果的关键特征（Keres et al. 2005）。在~2.5e11 Msun以上的晕中，热的维里化气体的大气层发展，过渡质量从z=3到z=0几乎是恒定的。冷吸积在过渡质量以上的晕中持续存在，特别是在z>=2时。它在任何时候都控制着低质量晕中星系的生长，是宇宙恒星形成历史的主要驱动力。卫星星系在高红移时的吸积率与相同重子质量的中心星系相似，但在低红移时，它们的吸积率比类似的中心星系要少。相对于我们早期的结果，Gadget-2模拟预测从大质量晕的维里化气体成分中的“热模式”吸积速率要低得多。在z<=1时，即使我们的模拟不包括活动星系核加热或其他形式的“预防性”反馈，在5e 12 Msun以上的晕中，典型的热吸积速率也低于1 Msun/年。在这些晕中的热气体的内部密度分布是浅的，与长的相关冷却时间。半解析模型中通常使用的冷却方法可能会高估这些晕中的吸积率，因此这些模型可能会过分强调预防性反馈在产生观测到的星系质量和颜色方面的作用。一小部分的大规模晕发展尖形轮廓和显着的冷却速率之间的z=1和z…
2009-02-24 astro-ph
The spiral galaxy M33 mapped in the FIR by ISOPHOT: A spatially resolved study of the warm and cold dust
Sc星系M33已经用ISOPHOT在60、100和170 mue的远红外波段绘制了地图。这些FIR图的空间分辨率允许分离螺旋臂和臂间区域，并隔离大量的恒星形成区域。FIR中的光谱能量分布表明两个分量的叠加，一个是来自尘埃的~ 45 K的暖分量，另一个是来自尘埃的~ 16 K的冷分量。温暖的成分集中在旋臂和恒星形成区，可能是由OB星的紫外辐射加热的。冷分量在盘面上的分布更加平滑，并被弥漫的星际辐射加热。对于检测到的大约60个恒星形成区域，H-alpha/FIR通量比随着距离星系中心的距离显着增加，可能是由于消光的减少。F_Ha/F_60与F_170的反相关表明，内禀消光与冷尘埃表面亮度的关系为A_V/S_170~0.03mag/MJy* sr。对于单个恒星形成区域，从光学和FIR导出的SFR之间的一致性仅需要局部吸收一部分UV辐射。个别恒星形成区也显示出局部无线电FIR相关性。然而，这种局部相关性是由于完全不同的组件比那些导致众所周知的全球无线电FIR相关的整个星系。
2003-06-26 astro-ph
Accretion and Dynamical Interactions in Small-N Star-Forming Clusters: I. N=5 case
我们目前的结果，从高分辨率流体动力学模拟探索小规模集群在恒星形成区域的影响。一个大的合奏小N集群与5恒星种子已建模和由此产生的恒星和褐矮星的属性统计推导和观测数据进行比较。原恒星和竞争吸积驱动的云崩溃之间的密切动力学相互作用，产生的最终质量分布是双峰，大部分的质量驻留在二进制组件。当卷积与一个合适的核心质量函数，最终的质量分布类似于所观察到的IMF，无论是在恒星和亚恒星政权。双星和单星被发现构成了两个运动学上不同的群体，其中大约一半的单星达到了> 2 km/s的速度，这可能会在几次交叉中剥夺低质量恒星形成区最轻的成员。的偏心率分布的二进制文件和多次被发现遵循的分布类似于所观察到的长周期（uncircularized）的二进制文件。我们预测，许多近距离双星应该有宽棕矮星的同伴。棕矮星和一般的低质量恒星，作为纯双星伴星是很罕见的。双星的比例应该是一个主质量的递减函数，低质量或亚恒星的主质量是稀缺的。在这种双星存在的地方，它们要么足够接近（半长轴~ 10天文单位），能够与更大质量的双星发生强相互作用，要么诞生于非常小的分子云核心。
2003-04-04 astro-ph
Fueling Low-Level AGN Activity Through the Stochastic Accretion of Cold Gas
通过对黑洞（BH）生长反馈的简单描述，建立了低光度活动星系核（AGN）的Seyferts燃料供给及其与宿主星系、爱丁顿比分布和宇宙演化关系的解析模型。我们推导出一个反馈驱动的冲击波中吸积率演化的解，适用于星系合并中明亮类星体、低光度活动星系核和超新星遗迹中黑洞的大规模外流。假设冷气体随机吸积到一个中央SMBH的气体动力学设置的速率，我们的解决方案确定的塞弗特光变曲线的演变。我们用它来预测的塞弗特光度函数（LF），占空比，寿命，和主机的形态，爱丁顿比，和作为AGN的光度和质量的函数的遮蔽的分布，并找到在z=0的观测协议。我们认为，从这和恒星风吸积和合并驱动的活动的贡献的分解。我们对Seyfert LF随红移的弱演化（非合并驱动活动的LF）以及低M_BH时M_BH-sigma关系的斜率和散射的变化进行了具体的预测。在z=0时，静止的燃料供给在很宽的光度范围内占主导地位（-14 > M_B > -22），在S 0和Sa/b星系中，BH的增长主要发生在M_BH~10^7 M_sun附近。然而，来自富含气体的合并的类星体活动随着红移的变化而发展得更快，并且在z=1时，静止的燃料补给只有在低于LF突变一个数量级或更多的光度下才是重要的。虽然非并合驱动的燃料是重要的BH的增长和M_BH σ关系在低M_BH，它并没有显着的总BH质量密度或宇宙学背景。
2006-03-07 astro-ph
How Do Galaxies Get Their Gas?
在SPH模拟中，我们研究了星系形成过程中气体吸积的温度历史。大约一半的气体激波在冷却、凝聚和形成恒星之前加热到大约星系势能的维里温度，但另一半在更低的温度下辐射其获得的引力能，通常T<10^5 K，最大气体温度的直方图明显是双峰的。对于低质量星系（M_重子< 10^{10.3}Msun或M_晕< 10^{11.4}Msun），气体吸积的“冷模式”占主导地位，而对于高质量星系，传统的“热模式”占主导地位。冷的吸积通常是沿着丝状体，使星系能够有效地从很远的距离吸引气体，而热的吸积是准球形的。星系和晕的质量依赖导致红移和环境依赖的冷和热吸积率，冷模式占主导地位，在高红移和低密度区域的今天，和热模式占主导地位的集团和集群环境中的低红移。恒星形成率密切跟踪吸积率，我们讨论了背后的物理观测环境和红移依赖的星系尺度恒星形成。如果我们允许热吸积被传导或活动星系核反馈所抑制，那么模拟预测将以有趣的方式发生变化，也许会解决与椭圆星系颜色和星系光度函数截止值的冲突。M_h ~ 10^{11.4}Msun的冷吸积和热吸积之间的转变与Birnboim & Dekel（2003）利用一维模拟和分析论证发现的相似。相应的重子质量非常接近考夫曼等人（2003）发现的星系性质显著变化的尺度。我们推测这些理论和观测的过渡之间的联系。
2005-07-20 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
Accretion of Cold and Hot Dark Matter onto Cosmic String Filaments
利用Zeldovich近似研究了热、冷暗物质在运动长弦上的吸积。据推测，这样的缺陷进行了大量的小尺度结构，从而作为一个牛顿线源，其影响占主导地位的速度扰动引力。推导了回转曲面的解析表达式，并计算了回转曲面内部的质量。估计的红移依赖性的$Ω_{nl}$，在非线性物体的质量分数。根据参数，可以在当前时间获得$Ω_{nl} = 1$。即使是热的暗物质，第一个非线性的非线性结构在红移接近100时形成，并且有足够的非线性质量来解释观测到的大量高红移类星体和阻尼莱曼α系统。这些结果表明，在宇宙弦模型中，具有小尺度结构的运动弦是产生大质量非线性天体的最有效的种子。
1996-07-12 astro-ph hep-ph
High-Resolution Analysis of Cold and Hot Dark Matter in Cosmic String Wakes
我们利用高分辨率数值模拟研究了冷、热暗物质在宇宙弦尾流上的吸积。我们验证以前的分析计算预测的半径周围的尾迹和流入速度的暗物质，以及假设的自相似性的解决方案。在冷唤醒，我们表明，自相似性接近后，快速“绑定”过渡。一旦自由流动的“压力”降到临界值以下，热尾流就迅速接近自相似性，并开始吸积。我们还分析计算了冷暗物质尾流中的过密度的大小，并将结果与模拟结果进行了比较。我们注意到，所得结果可用于检验非线性区域的引力数值代码。
1997-02-04 astro-ph gr-qc
Secondary Perturbation Effects in Keplerian Accretion Disks: Elliptical Instability
在冷的吸积盘中，特别是在3D中，湍流的起源是一个很大的谜团，人们预计它是流体动力学的，而不是磁流体动力学的。虽然流动必须表现出一些湍流，以支持向内的质量和向外的角动量的转移，但根据线性扰动理论，它应该总是稳定的。我们证明，三维二次扰动的主要扰动盘，表现出椭圆形涡到系统解决了这个问题。这一结果基本上适用于活动星系核中吸积盘的外部区域，那里的气体是非常冷的，电荷是中性的，磁雷诺数小于10 ^4。
2007-03-09 astro-ph cond-mat.other cond-mat.soft
