Star formation history of the Galactic bulge from deep HST imaging of low reddening windows
尽管在过去的几年里，针对银河系隆起进行了大量的光度和光谱研究，但由于确定单个恒星年龄的复杂性和观测条件的困难，其年龄分布仍然存在争议。利用哈勃空间望远镜（HST）最近公布的4个低红化窗口的非常深的、自行清洁的色星等图（CMD），我们用CMD拟合技术计算了短轴上-2度> b >-4度的球核的恒星形成历史（SFH）。我们发现，超过80%的恒星在8 Gyr之前形成，但相当一部分超太阳金属丰度恒星的年龄小于这个年龄。仅考虑当前一代摄谱仪所能观测到的恒星（即V < 21），我们发现10%的核球恒星年龄小于5 Gyr，而在富金属峰中这一比例上升到20- 25%。年龄-金属丰度关系可用线性拟合很好地参数化，表明富集速率为dZ/dt ~ 0.005 Gyr $^{-1}$。我们的金属丰度分布函数准确地再现了Baade窗口的几次光谱调查所观察到的结果，大部分恒星的金属含量在[Fe/H] ~ -0.7到0.6的范围内，还有一个稀疏的尾巴，金属丰度要低得多。
2018-04-12 astro-ph.GA
The Chemical Composition of the Galactic Bulge and Implications for its Evolution
在巴德窗中，平均凸起[Fe/H]和[Mg/H]分别为+0.06和+0.17 dex，比薄盘高约0.2 dex，比局部厚盘金属丰度高约0.7 dex。这表明在隆起处有更高的有效产额，也许是由于超新星喷出物更有效的保留。隆起的垂直[Fe/H]梯度约为0.5 dex/kpc，似乎是由于亚种群（接近+0.3 dex和-0.3 dex，还有一个可能接近-0.7 dex）随纬度变化而产生的。相对于太阳，O、Mg、Si、Ca、Ti和Al的凸起增强，在[Fe/H]=0.0 dex时[alpha/Fe]=+0.15 dex。在[Fe/H]~-0.5 dex以下，凸起和局部厚盘的成分非常相似，但相对于厚盘来说，小的[Mg/Fe]和可能的[<SiCaTi>/Fe]增强，低的[La/Eu]比值和大的[Cu/Fe]表明凸起中的SFR略高。然而，这些组成差异可能仅仅是由于测量误差和非LTE效应。不幸的是，与太阳附近的厚盘比较[Fe/H]遭受相当大的混乱，由于当地厚盘的识别不良。[Cu/Fe]和[Na/Fe]丰度的“之”字形变化趋势表明，在Ia型超新星的时间延迟情景中，核合成主要由核坍缩超新星控制，其产额与金属丰度有关。因此，凸起的子种群组成类似于当地的薄盘和厚盘，但在更高的[Fe/H]，这表明在薄盘和厚盘中的径向[Fe/H]梯度，在太阳圈内，接近-0.04至-0.05 dex/kpc。如果隆起是通过一个酒吧内…
2016-07-22 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar populations in the Galactic Bulge (review)
直到最近，我们对银河系膨胀区恒星星族的了解都是基于对几个低消光窗口的研究。大规模的光度和光谱测量正在进行中，以绘制大面积的凸起。他们探测了几个复杂的结构，这些结构仍然有待充分表征，以及它们与内盘、厚盘和内晕的联系。我将回顾我们目前迅速增长的关于核球恒星星族的知识，以及对盖亚时代的新认识，以解开银河系内部区域的形成历史。
2012-10-08 astro-ph.GA
Limits on the growth rate of supermassive black holes at early cosmic epochs
研究活动星系核风反馈对超大质量黑洞（SMBH）吸积速率和质量演化的影响。它表明，在合理的假设下，气体可以提供给SMBH在一个年轻的星系中心的速率，是有限的$\sim 20 (σ/350~ {\rm km ~s^{-1}})^4~M_\odot/yr$（其中$σ$是主机鼓的速度色散）的相互作用的风从吸积流的最里面的区域与气体的鼓。这个速率与黑洞的质量无关，但对宿主核球的性质很敏感。它进一步认为，风和流入的气体在隆起的相互作用，可以强烈地影响在超爱丁顿制度的吸积流的结构，可能导致高度超爱丁顿吸积到SMBH。在吸积阶段开始后约3亿年，活动星系核风将所有气体从核球中驱逐出去，吸积速率受到强烈抑制。这一假设与最近的观测结果非常一致，因为它（i）揭示了观测到的最大吸积速率的起源，（ii）解释了在高红移处推测的SMBH增长速率（独立于它们的初始种子质量），（iii）阐明了在较低的红移吸积率下降，和（iv）解释之间的关系$σ$和中央SMBH的质量$M_{BH}$，在本地宇宙中测量。
2017-09-13 astro-ph.GA
HERBS II: Detailed chemical compositions of Galactic bulge stars
这项工作探讨了银河系隆起的详细化学使用的HERMES光谱仪的英澳望远镜。本文给出了832颗红巨星分支星和团簇星在纬度$b=-10^{\circ}, -7.5$和$-5^{\circ}$的13种元素的丰度比。我们的研究结果表明，没有丰度比随纬度变化显着。我们还观察到{ \color{red}盘状} [Na/Fe]丰度比，这表明凸起不包含氦增强的人口中观察到的一些球状星团。因此，氦增强并不是在隆起中观察到的双红团的可能解释。我们确认，主要是遵循在磁盘中观察到的丰度趋势的凸起星。然而，这种相似性并没有在所有元素和金属丰度制度中得到证实。在[Fe/H] $\lesssim -0.8$的更多贫金属的凸起人口是增强的核心塌陷超新星（SNeII）相关的元素。此外，[La/Eu]丰度比表明更高的$r$ -过程的贡献，并可能更高的恒星形成相比，磁盘的凸起。这突出了凸起的复杂演变，这应该进一步研究，无论是在建模方面，还是在银河系内部的额外观测中。
2019-04-03 astro-ph.GA
Supernovae within Pre-existing Wind-Blown Bubbles: Dust Injection vs. Ambient Dust Destruction
通过三维流体动力学模拟，在这里，我们评估的影响，超新星爆炸发生在风驱动的气泡上的生存或破坏的尘埃颗粒。我们考虑这两种情况，喷出物内产生的尘埃和尘埃最初存在于周围的气体中，后来锁定在周围的风驱动的外壳。超新星爆炸波与风驱动的壳层的碰撞导致一个传输的冲击波进入壳层，并将反射的冲击波带入喷出物。传递的冲击波能够摧毁大量的灰尘锁在壳，但只有当风驱动的壳的质量很小，小于几十个喷射的质量。相反地，质量数倍于喷出质量的大质量风驱动壳层，在相互作用时导致强烈的辐射冷却，这抑制了Sedov-Taylor相并削弱了传输的激波，使其无法穿过风驱动壳层。在这种情况下，环境灰尘的破坏/破坏在很大程度上被抑制。另一方面，在被恒星风挖掘的非常稀薄的区域中，SNR迅速增长，因此在喷出物中产生的大部分尘埃不能被超新星反向激波有效地破坏，也不能被反射激波破坏。我们的计算倾向于这样一种情况，即在足够大的风力驱动的外壳内的核心坍缩超新星向ISM提供的灰尘比它们能够摧毁的更多。
2019-11-12 astro-ph.GA
The SILCC project: III. Regulation of star formation and outflows by stellar winds and supernovae
利用三维流体动力学模拟软件FLASH研究了恒星风和超新星对多相星际介质的影响。选定的银盘区域大小为（500 pc）$^2$ x $\pm$ 5 kpc，气体表面密度为10 M $_{\odot}$ /pc $^2$。这些模拟包括外部恒星势和气体自引力、辐射冷却和扩散加热、代表星团的下沉粒子、来自这些星团的恒星风（这些恒星风通过跟踪它们的演化轨迹结合了来自单个大质量恒星的恒星风）以及随后的超新星爆炸。粉尘和气体（自）屏蔽后，计算化学网络的气体的化学状态。我们发现恒星风可以调节恒星（星团）的形成。由于风在星系团形成后不久就抑制了新鲜气体的吸积，因此它们导致了平均质量较低的星系团（10 $^2$ - 10 $^{4.3}$ M $_{\odot}$）和形成时间较短的星系团（10 $^{-3}$ - 10 Myr）。特别是，我们发现一个反相关的集群质量和吸积时间尺度。在没有风的情况下，星团很容易成长到更大的质量，直到第一颗超新星爆炸。总的来说，质量最大的恒星提供了最多的风能输入，而开始演化为B型恒星的物体则贡献了大部分超新星能量输入。如果盘中平面附近超过50%的体积可以被加热到T > 3 × 10 $^5$ K，则可以通过热气体压力从盘中产生显著的流出（质量负载$\gtrsim$ 1，1 kpc）。单靠恒星风无法形成一个热的体积填充阶段。与观测到的恒星形成率最一致的模型驱动没有流出或弱流出…
2016-06-16 astro-ph.GA
Two-Component Galactic Bulge Probed with Renewed Galactic Chemical Evolution Model
最近对银河系核球的观测结果要求我们放弃一个简单的关于它形成的图像，即核球中存在两个恒星星族，由两个恒星金属丰度分布峰（Eg）表示。为了评估这个问题，我们构建了银河系化学演化模型，已在两个方面进行了更新：第一，延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia）最近揭示了广泛的SNIa调查纳入模型。其次，核合成时钟，在渐近巨星分支（AGB）星的s-处理，仔细考虑在这项研究中。这个新的模型首次表明，银河系的功能标记的关键元素，镁，铁，钡的隆起以及薄和厚盘是兼容的一个短延迟的超新星Ia。我们提出了一个成功的模型的两个组成部分的隆起，包括的Mg/Fe]和[Ba/Mg]的演变，并揭示其起源如下。贫金属组分（<[Fe/H]>~ 0.5）以~1 Gyr的相对短的时间尺度形成。这些特性与太阳附近厚盘的特性相同。随后，从其剩余的气体与气体流从磁盘以外的隆起，一个富金属的组件（<[Fe/H]>~+0.3）形成了一个较长的时间尺度（~4 Gyr）与头重脚轻的初始质量函数，可能与薄盘组件内的隆起。
2012-01-04 astro-ph.GA
Entrainment in Trouble: Cool Cloud Acceleration and Destruction in Hot Supernova-Driven Galactic Winds
在恒星形成的星系中，重叠的超新星的有效热化可能会产生一种超新星加热的流体，这种流体驱动着星系风。对于从高分辨率模拟（忽略磁场）云粉碎的时间尺度的基准假设，我们表明，从$T_{c}\sim 10^{2}-10^{4}$ K的温度在银河风的发射和吸收看到的冷云不能被加速到观测速度的冲压压力的热风。考虑到径向结构的热流和重力，我们表明，这一结论适用于广泛的星系，云，和热风的属性。这一发现质疑了流行的图片，即在银河风中看到的冷原子气体被热流夹带和加速。考虑到冲压压力加速的这些困难，我们讨论了高速冷气体流出的起源的替代模型。另一种可能性是，冷云中的磁场非常重要，可以延长云的寿命。对于$T_{c}=10^{3}$ \，K和$10^{4}$ \，K云，我们表明，如果传导蒸发可以忽略不计，云粉碎的时间尺度必须分别为$\sim15$和5倍长，从流体动力学模拟的值，以冷云的速度，以达到观察到的。
2017-03-31 astro-ph.GA
Before the first supernova: combined effects of HII regions and winds on molecular clouds
我们模拟的光电离和动量驱动的风从O-星分子云跨越初始条件的参数空间的综合影响。风的动力学影响是非常温和的。然而，在质量较低的云中，它们通过产生10 pc尺度的中心空腔来影响HII区域的形态。模型GMC的不均匀结构使它们对光子、电离气体和超新星喷出物具有高度的渗透性，特别是电离气体的泄漏强烈影响它们的演化，降低了反馈的有效性。尽管如此，反馈还是能够将较低的逃逸速度云的大部分质量排出。它对恒星形成的影响比较温和，最终恒星形成效率降低了10- 20 $\%$，每自由落体时间恒星形成效率的变化率约为三分之一。然而，云仍然比观测到的GMC更快地形成恒星。
2014-04-24 astro-ph.GA
The Deepest Radio Study of the Pulsar Wind Nebula G21.5-0.9: Still No Evidence for the Supernova Shell
我们报告了由PSR J1833-1034提供动力的脉冲星风星云G21.5-0.9及其周围的灵敏的1.4 GHz VLA射电观测。我们的观测目标是寻找X射线中脉冲星风星云周围壳状结构的射电对应物。一些这样的无线电发射可能是预期的，因为从<1000年的超新星喷出物膨胀并与周围的介质相互作用。然而，我们没有发现壳层的射电辐射，并且可以将其1 GHz表面亮度的保守3 σ上限定为7 x 10^-22 W/m^2/Hz/sr，这与其他脉冲风星云周围壳层射电辐射的最低限值相当。我们的宽场无线电图像还显示了两个低表面亮度的扩展物体的存在。我们重新检查了以前的327 MHz图像，在这些图像上，两个新物体都是可见的。第一个G21.64-0.84是一个新的壳层型超新星遗迹，直径约为13'，具有不寻常的双壳层结构。第二个，G21.45-0.59，直径约1'，可能是HII区。
2010-09-08 astro-ph.GA
Supernovae and the Galactic Ecosystem
超新星是恒星反馈的主要来源，对星系形成和演化起着重要的调节作用。虽然这种反馈过程仍然很不确定，但它可能不是由于通常观察到的单个超新星遗迹。大多数超新星可能发生在低密度的热气体环境中，如超级气泡和星系凸起，并且通常不会产生持久的明亮残留物。我回顾了最近的观测和理论工作，这种超新星对星系生态系统的影响，特别是在超级气泡和星系球状体的热气。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the dearth of C-enhanced metal-poor stars in the Galactic bulge
本研究通过统计分析与$Λ$CDM模型预测，揭示银心凸起中CEMP星匮乏源于其高恒星形成率引发双不稳定性超新星爆发，抹除了原初暗弱超新星印记，并提出利用该现象限制首批恒星质量分布的新方法。
2023-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae Driven Winds Impede Lyman Continuum Escape from Dwarf Galaxies in First 10 Myr
Institute for Advanced Study in Physics（高等研究院物理学院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Williams College（威廉姆斯学院）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所（西班牙国家研究委员会））；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
研究紫外线明亮紧凑恒星形成星系中LyC逃逸效率等相关问题，利用六个本地星系中分辨率光谱，直接追踪多相星风演化及测量LyC逃逸率，发现早期LyC逃逸峰值及超新星对其后期抑制，强调宇宙学模拟需纳入早期反馈。
2026-07-08 astro-ph.GA
The Habitability of the Galactic Bulge
我们提出了一个新的调查银河系隆起的可居住性，扩大了以前的研究银河系宜居带。我们讨论了现有的知识，在凸起，金属丰度和岩石行星，轨道稳定性和遭遇的可能频率的丰富的行星，以及行星周围的中央超大质量黑洞的可能性。我们专注于两个方面，可以提出实质性的差异，相对于在磁盘中的环境：（一）电离辐射环境，由于中央黑洞的存在和最高速率的超新星爆炸和（ii）推定的lithopanspermia机制恒星系统之间的生命扩散的效率。我们使用分析模型的恒星密度在隆起提供估计的灾难性事件的发生率和扩散的时间尺度的生命在星际距离。
2020-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
Iron-peak elements Sc, V, Mn, Cu and Zn in Galactic bulge globular clusters
球状星团是早期银河系恒星形成和化学富集历史的示踪物。它们的丰度模式有助于了解它们的化学富集过程。特别是，到目前为止，对银河系核球中的铁峰元素的研究相对较少。计算了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星、厚盘星进行了比较。我们计算了5个球状星团（NGC 6528，NGC 6553，NGC 6522，NGC 6558，HP 1）和参考星团Tuccenda 47（NGC 104）的铁峰元素Sc，V，Mn，Cu和Zn的丰度。多年来，甚大望远镜的UVES摄谱仪获得了高分辨率的光谱。样本球状星团研究跨度金属丰度范围为-1.2<Fe/H]<0.0。V和Sc似乎与Fe同步变化，表明它们与Fe是在同一超新星中产生的。我们发现，锰是缺乏金属贫星，确认它是生产不足的大质量恒星;锰超过铁稳步增加在较高的金属丰度，由于金属丰度依赖富集Ia型超新星。铜的行为作为一个次要元素，表明它的生产在一个弱s过程中的大质量恒星。Zn在低金属丰度时具有类似α的行为，这可以用超新星的核合成来解释。在富金属端，Zn随着金属量的增加而减少，类似于α-元素。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae: A VERITAS Key Science Project
超新星遗迹和脉冲星风星云的研究是VERITAS观测头两年的重点科学项目之一。VERITAS是位于亚利桑那州南部惠普尔天文台的四个切伦科夫成像望远镜阵列。超新星遗迹被广泛认为是膝盖以下宇宙射线最强的候选源，其能量约为10 ^15 eV。脉冲星风星云是由年轻的高能脉冲星向下自旋提供动力的同步加速器星云，是最多的甚高能量伽马射线源之一。这张海报将总结这次观察计划的结果。
2009-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulations of momentum feedback by black hole winds
观测到的超大质量黑洞（SMBH）的质量-星系速度色散（$M_{\rm bh} - σ$）的相关性可以建立时，风/流出的SMBH驱动气体的经典隆起的势阱。在这里，我们提出了这个过程中的静态等温势的数值模拟。爱丁顿光度下SMBH反馈的简单球对称模型可以成功地解释$M_{\rm bh} - σ$和核星团质量$M_{\rm NC}-σ$的相关性，以及为什么较大的凸起拥有SMBH，而较小的凸起拥有核星团。然而，这些模型并没有具体说明SMBH是如何以下落的气体为食，同时产生反馈，将气体赶出星系的。具有旋转和/或各向异性反馈的更复杂的模型允许SMBH通过不暴露于SMBH风的圆盘或区域馈送，但是在这些更现实的情况下，不清楚为什么应该建立稳健的$M_{\rm bh} - σ$关系。事实上，一些模型预测与观察结果相矛盾。例如，各向同性SMBH风冲击在纵横比为$H/R \ll 1$的圆盘（而不是壳体）上，要求SMBH质量大$\sim R/H$倍，这与观察到的情况相反。我们的结论是，了解SMBH如何饲料是重要的一块拼图，了解其反馈如何影响其宿主星系。最后，我们注意到，在非球面的情况下，SMBH流出诱导的微分运动的隆起。这可能会产生湍流，而湍流会阻碍恒星形成区域的恒星形成。因此，SMBH反馈不仅可以将气体赶出核球，还可以减少气体转化为恒星的比例。
2009-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray spectroscopy of the hot has in the M31 bulge
本文根据Xmm-牛顿反射光栅光谱仪的观测结果，对M31核区进行了X射线光谱研究。所获得的高分辨率光栅光谱清楚地显示了高度电离的铁和氧的单独发射线，这明确地证实了在凸起中存在扩散的热气体，如先前的X射线CCD成像研究所示。我们模拟的光谱与详细的蒙特卡罗模拟，它提供了一个强大的光谱估计的热气体温度$\sim0.29$千电子伏和O/Fe比$\sim0.3$太阳能。结果表明，Ia型超新星的铁喷出物与高温气体部分混合。所观察到的光谱显示在OVII三重态的强度过剩，这最有可能代表在相同的核区域中的热气体和已知的冷气体螺旋之间的界面处的电荷交换的发射。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Dynamical Model for the Evolution of a Pulsar Wind Nebula inside a Non-Radiative Supernova Remnant
超新星遗迹中的脉冲星风星云提供了一个独特的视角，可以深入了解中心中子星的性质，由其旋转能量损失提供动力的相对论风，其前身超新星以及周围环境。在本文中，我们提出了一个新的半解析模型，这样一个脉冲星风星云的演化耦合的动力学和辐射演化的脉冲星风星云，跟踪整个生命周期的超新星遗迹产生的祖先爆炸的脉冲星风星云的演化，并预测在此期间的脉冲星风星云的动力学和辐射特性。我们还讨论了这些参数的一组特定的预期的演变，并显示它再现了许多令人费解的功能，已知的年轻和年老的脉冲星风星云。该模型还预测了其演变的不同阶段的光谱特征，可通过新的无线电和伽马射线观测设施探测到。最后，这个模型的影响，以确定脉冲星风星云可以解释最近的测量宇宙射线正电子分数的PAMELA和宇宙射线轻子谱的ATIC和HESS。
2009-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The soft and hard X-rays thermal emission from star cluster winds with a supernova explosion
巨大的年轻星团包含数十或数百颗大质量恒星，它们以风和超新星爆炸的形式注入机械能，产生外流，膨胀到周围的介质中，使其受到冲击，并形成称为超级气泡的结构。受冲击材料的区域可以具有超过10 $^6$ K的温度，并且主要发射热X射线（软和硬）。这种X射线辐射强烈地受到热传导作用的影响，以及大质量恒星注入的物质的金属含量。我们提出了三维数值模拟探索这两种效果，恒星风和超新星爆炸的金属丰度，以及热传导。
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Supernovae Launch Galactic Winds
我们使用理想化的三维流体动力学模拟的全球星系盘研究发射的星系风超新星（SNe）。模拟解决了大多数超新星遗迹（SNRs）的冷却半径，从而自洽地捕捉SNe如何驱动星系风。我们发现，SNe发射高度超音速风的属性，同意合理以及从分析模型的期望。在我们的模拟风的能量负载（$η_E = \dot{E}_{\rm wind} / \dot{E}_{\rm SN}$）收敛与空间分辨率，而风质量负载（$η_M = \dot{M}_{\rm wind} / \dot{M}_\star$）减少与分辨率在我们实现的分辨率。我们提出了一个简单的分析模型的基础上的概念，即信噪比与冷却半径大于当地规模的高度突破的光盘和电源的风。这个模型成功地解释了$η_E$（并通过扩展$η_M$）对气体表面密度、恒星形成效率、盘半径和SNe聚集的依赖性（或缺乏依赖性）。我们大多数模拟中的风都比现实中预期的要弱，这可能是因为我们优先在密度峰值处播种SNe。在时间和空间上聚集SNe实质上增加了风力。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-compact X-ray binaries in the Galactic Bulge
我们模拟了银河系膨胀区超致密X射线双星（UCXB）的数量和特征。主要目的是将结果与即将从银河系膨胀巡天（GBS）获得的数据进行比较，以了解形成情景，特别是核心坍缩超新星速率，共同包层演变和动力学相互作用，以及二元初始质量函数。我们使用二进制人口合成代码和详细的恒星演化轨迹，结合观测的11个已知的UCXB。我们预测有几百个微弱的UCXB，周期为20-40分钟，可以被GBS探测到。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Conditions for supernovae driven galactic winds
我们指出，通常假设的条件，星系外流，超新星（SNe）加热是有效的，在中心地区的星暴星系，遭受无效的假设。我们表明，一个大的填充因子的热（$\ge 10^6$ K）气体是很难实现通过SNe加热，无论初始气体的温度和密度，它是均匀的或cluberous。相反，我们认为，如果分子表面密度为$> 10^3$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，则来自中心区域分子云中OB协会的相关超新星可以驱动强大的外流。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental abundances in AGB stars and the formation of the Galactic bulge
我们获得了45颗位于银河系核球的AGB星的高分辨率近红外光谱。该项目的目的是确定这些恒星中的关键元素丰度，以帮助限制凸起的形成历史。另一个目标是将光球丰度与恒星风中发现的尘埃种类联系起来。在这里，我们提出了光谱分析的进展报告。
2011-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
How does the stellar wind influence the radio morphology of a supernova remnant?
基于三维磁流体动力学模型，模拟了银河系中大质量逃逸恒星的星风和超新星遗迹（SNR）的演化.考虑到恒星风，我们可以解释许多超新星遗迹的射电形态。影响形态的主要因素是运动速度方向、磁场方向和视线方向。如果速度垂直于磁场，则仿真将给出两个不同的单侧SNR和双侧对称SNR。如果速度平行于磁场，我们可以得到一个双边非对称的SNR和准圆形的SNR。我们的模拟表明，恒星风在信噪比的无线电演化中起着关键作用，这意味着银河系的全球密度和磁场分布在塑造信噪比中起着次要作用。
2018-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
How supernova explosions power galactic winds
来自超新星的反馈是星系形成的一个重要方面。为了改进反馈的次网格模型，我们进行了一系列的数值实验，以研究超新星爆炸如何驱动星系风。我们使用Flash流体动力学代码来模拟简化的ISM，包括重力，流体动力学，辐射冷却超过10，000 K，和恒星形成，再现Kennicutt-Schmidt关系。通过模拟一个小补丁的ISM在一个高大的盒子垂直于磁盘，我们获得子秒差距的分辨率，使我们能够解决个别超新星事件，我们调查风的属性取决于那些ISM和星系。我们发现，外流是更有效的磁盘具有较低的表面密度或气体分数。一个简单的模型，其中温暖的多云介质是障碍，限制爆炸波的膨胀再现的流出属性与磁盘参数在高恒星形成率的缩放。我们发现的缩放设置在一个新的立足点上的星系风的调查，提供了一个物理动机的子网格描述风，可以在宇宙学流体动力学模拟和唯象模型。[摘要]
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wind nebulae and supernova remnants of very massive stars
一小部分（逃逸）大质量恒星的质量超过$60$ - $70\, \rm M_{\odot}$，并被预测在以核心坍缩超新星的形式结束生命之前，会演化为明亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。我们的2D轴对称流体动力学模拟探讨如何快速风（$2000\, \rm km\, \rm s^{-1}$）和高质量损失率（$10^{-5}\, \rm M_{\odot}\, \rm yr^{-1}$）可以影响的形态拱星介质。它的形状是100 pc尺度的风星云，当它以超音速速度$20$ - $40\, \rm km\, \rm s^{-1}$穿过银河平面的星际介质（ISM）时，可以被驱动星穿透。这种逃逸恒星的运动将超新星爆炸的位置移出了它们的弓形激波星云，对最终的激波膨胀造成了不对称性，并产生了天鹅座环状的超新星遗迹。我们的结论是，大小（超过$200\, \rm pc$）的对流风腔中的化学富集的超新星喷出物扩大，有效地混合风和ISM材料的数密度至少$10\%$，可以被用来作为一个非常大的祖先，这种$0.1\, \rm Myr$老遗迹的失控性质的示踪剂。我们的研究结果激发了进一步的观测活动，致力于非常大质量的恒星BD+43 3654的弓激波和同步辐射发射沃尔夫-拉叶壳G2.4+1.4的密切环境。
2020-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cusps and Cores in the presence of galactic bulges
在本文中，我们研究如何在星系中的隆起形成的影响，其内部的密度分布，通过一个扩展版本的Del Popolo（2009）的半解析模型。与Del Popolo（2009）一样，该模型考虑了重子绝热收缩、有序和随机角动量、动力学摩擦的影响，并在之前的模型基础上增加了气体冷却、恒星形成、超新星反馈和再电离的影响。我们的模型表明，矮星系是无凸起的，与观测结果一致，其中绝大多数没有恒星凸起，其特点是由一个平坦的轮廓很好地描述了Burkert配置文件。{We然后研究了添加到{cored} DM晕圈中的凸起对密度分布的影响}。对于质量为$10^{11} M_{\odot}$的星系，内部密度剖面的斜率为$α\simeq 0.65$，而星系的隆起为$4.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，如果不考虑隆起的形成，则斜率为$α\simeq 0.55$。如果凸起较大，则为$6.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，斜率为$α\simeq 0.7$。在具有$10^{12} M_{\odot}$的较大星系的情况下，斜率为$α\simeq 0.85$，而在没有凸起的情况下，斜率为$α\simeq 0.75$。最后，我们研究了内斜率$α$如何随隆起质量而变化，并发现了这两个量之间的相关性。结果表明，凸起的形成在塑造内部DM密度分布中具有重要作用，与Inoue & Saitoh（201…
2014-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outer Shock of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Evidence for the Interaction with the Stellar Winds from its Massive Progenitor
利用钱德拉X射线天文台的深空观测资料，研究了富氧超新星遗迹G292.0+1.8的外激波结构。我们测量径向变化的电子温度和排放量，我们确定为外部冲击传播到介质中的径向密度递减的配置文件。推断出的环境密度结构是一致的，而不是一个统一的星际介质的一个大质量的祖星的星周风模型。在残骸目前的外半径（~7.7 pc）处，估计的风密度n_H = 0.1 ~ 0.3 cm^-3）与来自红超巨星（RSG）的慢风一致。风的总质量估计约为15 - 40太阳质量（取决于估计的密度范围），假设风向下延伸到祖星的表面附近。G292.0+1.8的整体运动学与残留物通过RSG风扩张的情况一致。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Why do Black Holes Trace Bulges (& Central Surface Densities), Instead of Galaxies as a Whole?
以往对星系核中的黑洞（BH）的研究认为（在~0.01- 1000 pc的尺度上）吸积是动态的，其流入速率$\dot{M}\simη\,M_{\rm gas}/t_{\rm dyn}$表示为气体质量$M_{\rm gas}$、动态时间$t_{\rm dyn}$和某些$η$。但是这些模型通常忽略了恒星反馈的气体驱逐，或者考虑了极高的密度，而驱逐是无效的。然而，对恒星形成的研究表明，在亚千秒差距尺度上，驱逐效率$f_{\rm wind}=M_{\rm ejected}/M_{\rm total}$与引力加速度成比例，即$(1-f_{\rm wind})/f_{\rm wind}\sim\bar{a}_{\rm grav}/\langle\dot{p}/m_{\ast}\rangle\sim Σ_{\rm eff}/Σ_{\rm crit}$，其中$\bar{a}_{\rm grav}\equiv G\,M_{\rm tot}(<r)/r^{2}$和$\langle\dot{p}/m_{\ast}\rangle$是年轻恒星的动量注入率。采用此作为对恒星反馈的最简单的校正，即$η\rightarrow η\,(1-f_{\rm wind})$，我们表明这提供了对低密度恒星反馈模拟的更准确描述。这具有直接的后果，例如预测$M-σ$和$M-M_{\rm bulge}$关系、$L_{\rm AGN…
2022-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can pre-supernova winds from massive stars enrich the interstellar medium with nitrogen at high redshift?
了解氮的核合成起源和星际介质中N/O比的演化对于在高红移下全面了解星系化学演化至关重要，因为大多数观测金属丰度（O/H）估计都隐含地依赖于N/O比。观测到的N/O在高红移显示出与O/H的总体恒定性，尽管有很大的散射。我们发现，这些迄今无法解释的功能可以解释的超新星前风产额从旋转的大质量恒星（M $\gtrsim 10 \, \mathrm{M}_\odot$，$v/v_{\rm{crit}} \gtrsim 0.4$）。我们的模型自然地产生了观察到的N/O平台，以及在低O/H的散射。我们发现散射产生不同的恒星形成效率。然而，以超新星为主的模型在低O/H时产生的N/O与观测值的拟合较差。这种特殊的丰度模式在低O/H表明，矮星系是最有可能是缺乏SNe产量，主要是丰富的前超新星风丰度。
2022-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The sculpting of rectangular and jet-like morphologies in supernova remnants by anisotropic equatorially-confined progenitor stellar winds
热核和核心坍缩超新星遗迹（SNRs）是已不存在的恒星的星云残留物。它们的形态和发射特性为了解祖星的演化历史提供了线索。但是，虽然一些SNR是球形的，正如从点状爆炸扩展到大致均匀的介质中所预期的那样，但许多其他SNR表现出复杂的非球形形态，这些形态通常不容易解释。在这项工作中，我们使用三维磁流体动力学模拟表明，矩形和射流状的形态可以解释超新星（SNe），无论是Ia型或II型，在各向异性，双极恒星风气泡驱动的祖星内膨胀。星风具有各向异性的密度分布，根据各向异性的特点，不同的渠道SN喷出物。我们计算合成的热（X射线）和非热（同步辐射）的发射图，从我们的数值模拟与观测比较。我们发现，当恒星风有一个高的质量损失率，并在赤道地区形成一个密集的，狭窄的磁盘时，产生矩形的形态。相反，当恒星风形成一个宽而密的圆盘时，就会得到类似喷流或耳朵的形态。低质量损失率的恒星风不会强烈影响SNR形态。最后，我们针对高质量损失率情况的合成同步加速器和X射线图在定性上与SNR G332.5-5.6和G290.1-0.8的观测结果一致。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Realistic modeling of wind and supernovae shocks in star clusters: addressing ${\rm ^{22}Ne/^{20}Ne}$ and other problems in Galactic cosmic rays
宇宙线（CR）源在CR的同位素丰度中留下签名。目前的银河系CRs模型认为超新星（SNe）冲击作为粒子加速的主要场所，不能令人满意地解释较高的${\rm ^{22}Ne/^{20}Ne}$比CRs相比，星际介质。虽然已经调用了来自大质量恒星的恒星风，但它们相对于SNe喷出物的贡献一直被视为自由参数。在这里，我们提出了一个理论计算的相对贡献的风终止冲击（WTS）和SNe冲击的超级气泡，基于流体动力学的风在集群中，标准的恒星质量函数，恒星演化理论。我们发现，WTS对总CR生产的贡献至少是$25\%$，这上升到$\gtrsim 50\%$年轻（$\lesssim 10$ Myr）集群，并解释了观察到的$^{22}{\rm Ne}/^{20} {\rm Ne}$比。我们认为，由于显然孤立的超新星遗迹（SNRs）的祖先出生在大规模的星团，无论是WTS和SNe冲击可以集成到一个组合的情况下，CR被加速在大规模的集群。这种情况是一致的观测比率的SNRs $γ$ -射线亮（$L_γ\gtrsim 10^{35}$ erg s $^{-1}$）星团，作为预测的星团质量函数。此外，WTS可以将CR加速到PeV能量，并解决CR加速标准超新星范式的其他长期问题。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
