The metallic winds in dwarf galaxies
我们目前的结果从模型的银河风驱动的能量注入核（在银河系中心）和非核星爆。星暴的总能量是由非常大质量的年轻星团提供的，它们可以推动银河系的星际介质，产生一个重要的外流。这种外流可以是良好的，或部分混合的风，或高度金属风。我们已经进行了绝热三维N体/光滑粒子流体动力学模拟银河风使用GADGET-2代码。数值模型涵盖了广泛的参数，不同的星系浓度指数，星系盘的气体分数，和星暴的径向距离。我们表明，在矮星系的偏心星暴是最有效的机制，产生显着的金属损失（材料从星暴本身）。与此同时，非核的星暴产生高效率的金属损失，尽管有一个中等至低的质量损失率。
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of M82-like starburst winds revisited: 3D radiative cooling hydrodynamical simulations
在这项研究中，我们提出了三维辐射冷却流体动力学模拟的星系风特别是在M82星暴星系。我们已经考虑了间歇性的风引起的SNe爆炸内的超级星团随机分布在银河系的中心区域，并能够重现所观察到的M82风的条件下，其复杂的形态流出结构。我们发现，在最近的过去，在磁盘的环境条件是至关重要的，以确定风是否会发展一个大规模的丰富的沉积结构，如在M82风，或没有。此外，SN喷出物的数值演变，使我们能够获得超过第一个3千秒差距的风延伸的丰度分布，我们已经发现，SNe爆炸显着改变的金属丰度只有热，低密度风组件。此外，我们还发现SN驱动的风将大量的能量、动量和气体输送到盘外，但更大质量的高密度分量只到达小于1.5 kpc的中间高度。因此，没有大量的气体质量损失的IGM和星系的质量演化是没有太大的影响发生在核区域的星暴事件。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving The Generation of Starburst Winds in Galaxy Mergers
我们研究星系超级风驱动的主要合并，使用PC分辨率模拟与详细的模型，恒星反馈，可以自我一致地遵循GMCs的形成/破坏和风的产生。这些模型包括分子冷却、GMC中高密度恒星的形成、SNe（I&II）的气体再循环和反馈、恒星风和辐射压。我们研究了从类SMC矮星和银河系类似物到z~2星爆盘的系统合并。在所有通道中产生多相超级风，流出率高达~1000 M_sun/yr。然而，风的质量负载效率（流出率除以SFR）与每次合并的孤立星系类似：它更多地取决于整体星系的属性（质量，大小，逃逸速度）而不是合并的动力学状态。风往往是双极或单极，但多个“事件”建立了复杂的形态与重叠，不同方向的气泡/壳在一定范围的半径。风具有复杂的速度和相位结构，材料的速度范围高达~1000 km/s，以及分子，电离和热气的混合物，取决于星系的性质和不同的反馈机制。这些模拟解决了一些“子网格”模型中的问题，其中简单的风处方可以显着抑制合并引起的星爆。但是，尽管在风中有大的质量载荷因子（>~10），峰值SFR与“无风”模拟中的峰值SFR相当。风的加速作用并不相等，因此冷的致密气体仍然可以失去角动量并形成恒星，同时吹出最初不会参与恒星暴增的气体。相当多的风物质并没有被束缚，并在合并后的晚些时候回落到盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。这可能需要AGN反馈来解释星系淬火。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Optical Structure of the Starburst Galaxy M82. II. Nebular Properties of the Disk and Inner-Wind
本文介绍了Gemini-North GMOS-IFU和WIYN DensePak IFU对M82星暴和内风区的光学光谱观测结果，重点是T~10^4 K电离星际介质的状态。我们的电子密度图显示了几个1000 cm-3的峰值，局部小的空间尺度变化，以及在短轴方向上的下降。我们讨论了这些结果的影响方面的条件/位置，可能有利于个别集群风逃逸。我们的研究结果表明，星暴环境是高度碎片化的，从小的/致密的团块，低填充因子（<1 pc，n_e>10^4 cm-3）到较大的填充因子，较低密度的气体。在整个星暴过程中，~10^4 K气体的电离态几乎保持不变，这可以解释为云的尺寸很小，这使得气体条件能够对任何变化做出快速反应。我们已经更详细地研究了在论文I中发现的与气云上湍流混合层的辐射有关的宽谱线分量（FWHM 150-350 km/s）和在内风中识别的离散外流通道。通道表现为长度>120 pc和宽度35-50 pc的连贯的膨胀圆柱形结构，并且壁保持约60 km/s的近似恒定（但亚音速）膨胀速度。我们使用的通道，以进一步研究之间的关系，狭窄和广泛的组成部分发射气体内风。在星爆能量注入区，我们发现，湍流运动（跟踪广泛的组成部分）似乎发挥越来越大的作用与高度。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectropolarimetry of the superwind filaments of the starburst galaxy M82 II: kinematics of the dust surrounding the nuclear starburst
我们进行了深光谱偏振观测的原型星暴星系M82与斯巴鲁望远镜，以研究尘埃外流的运动学。在锥形外流风（超风）中，沿三个位置角获得了距星系核$\sim$ 4~kpc的光学偏振发射线谱。超风中的H $α$发射线具有强的偏振性，偏振图样显示了中心光源的尘埃散射，与前人的工作一致。H-$α$谱线的强度加权偏振度最大可达$\sim$ 30%.在星系的中心区域至少有两个光源;其中一个位于近红外核心，另一个位于3毫米射电和分子气体发射的峰值之一。外层（> 1 kpc）的尘埃被前者照亮，而内层的尘埃则散射后者发出的光。我们还从偏振H $α$发射线的速度场研究了尘埃的运动。尘埃在核的西北侧加速向外移动。一个简单的双锥尘埃外流模型表明，在距核$\sim 4$ kpc处，尘埃的外流速度达到$\gtrsim 300-450$ km/s，这表明部分尘埃逃离了M82的引力势，进入星系际空间。在东南侧的某些区域，特别是沿着138 $^\circ$的位置角，尘埃的径向速度比星系的系统速度慢，显然表明向核的流入运动。这些成分在空间上与分子气流的一部分一致，分子气流在运动学上与流出气体无关，因此尘埃的表观流入运动反映了与分子气流相关的流动运动。
2019-05-28 astro-ph.GA
3D Integral Field Observations of Ten Galactic Winds - I. Extended phase (>10 Myr) of mass/energy injection before the wind blows
我们目前的3D光谱观测的样本附近的10个星系的AAOmega-SPIRAL积分场摄谱仪的3.9米AAT，迄今为止最大的调查。双光束摄谱仪提供光谱诊断范围内的空间图：[OIII] 5007、H-beta、Mg-b、NaD、[OI] 6300、H-alpha、[NII] 6583、[SII] 6717、6731。在我们的调查中，所有的物体都显示出沿着短轴的广泛的风力驱动的方向，除了大规模的磁盘旋转。我们的样本可以分为星暴星系或活动星系核（AGN），尽管有些物体似乎是这些的组合。这两类星系的总电离光子预算足以电离所有的大半径风吹反射。然而，我们发现，虽然活动星系核光电离总是占主导地位的风丝，这是不是在星爆星系的情况下，冲击电离占主导地位。这清楚地表明，在恒星形成开始后，在星暴风形成之前有一个相当大的延迟（> 1000万年）。我们表明为什么这种行为是预期通过推导“电离”和动态的时间尺度AGN和星爆。我们建立了一系列导致银河风开始的事件。电离时间尺度提供的清晰信号可以说是迄今为止最有力的证据，证明恒星暴增现象是一个脉冲事件。一个定义明确的电离时间尺度是不期望在星系与一个漫长的历史的环核恒星形成。我们的三维数据提供了重要的模板与高红移星系的比较。[摘要]
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starburst Driven Galactic Superbubbles Radiating to 10 K
我们的三维流体动力学模拟的星爆检查形成的超级气泡在一系列的驱动光度和质量负载，确定超级气泡的增长和风速。由此，我们确定了星系风的速度和星暴的能量之间的关系。我们找到了风的形成阈值，在该阈值以上，风速不受网格分辨率或辐射冷却的温度下限的影响。我们调查的效果，两个不同的温度地板在我们的辐射冷却处方风的运动学和内容。我们发现，冷却到$10$ K而不是$10^4$ K增加了银河风中冷中性和热X射线气体的质量分数，而在温暖的H $α$中则减少了一半。我们的模拟表明，冷气体的质量输送到低晕不依赖于星暴的强度。光学上明亮的细丝形成于合并的超级气泡的边缘，或者是寒冷的密集云被风破坏的地方。如果锚定在恒星形成复合体上，由合并超级气泡形成的细丝将持续存在并长到$>400$ pc长。嵌入炽热星系风中的丝状体包含冷暖气体，其移动速度比周围的风慢$300-1200$ km s $^{-1}$，最冷的气体几乎不相对于星系移动。星系风中的冷物质和热物质表现出与观测结果一致的非对称吸收剖面，在风速上有一个薄的尾巴。
2016-08-18 astro-ph.GA
Accelerating Galaxy Winds During the Big Bang of Starbursts
我们开发了一种新的方法来推断星系外流的时间，几何和能量特性，结合恒星光谱模型来推断星爆年龄，吸收线来测量速度。如果在星暴事件中风随时间加速，那么这两个测量使我们能够求解风半径，类似于大爆炸宇宙学中的长度尺度和哈勃参数。风半径是风物理学中重要但难以约束的参数。我们使用z=0.05-0.44的87个星暴星系的光谱演示了该方法，发现在整个星暴阶段，风加速，并在~ 1000万年内增长到~1 kpc的典型半径。质量流率随时间迅速增加，质量负载因子在大约1000万年时超过1--当仍然被加速时，气体可能会从局部势能中释放出来，并使环星系介质富集。我们模拟了恒星风和超新星的机械能，并估计在早期的冷流出中占了微不足道的量。然而，能量沉积迅速增加，约10%的预算占在10万年的冷流，类似于最近的一些流体动力学模拟。我们将讨论如何开发这个模型，特别是高红移星系。
2022-10-20 astro-ph.GA
Ionization Parameter as a Diagnostic of Radiation and Wind Pressures in H II Regions and Starburst Galaxies
电离参数U对于测量来自大质量星团的辐射压力反馈是潜在有用的，因为它反映了辐射与气体压力的比率，并且很容易从中红外线比率导出。我们考虑几种影响，确定在HII地区和星系的U的表观值。上限由辐射压力对气体的压缩设定。对于给定的辐射强度，来自恒星风的压力和中性团块的存在都会降低U。辐射最强烈的区域被电离光子的内部尘埃吸收而选择性地变暗，导致星系尺度上的观测偏差。我们探索这些影响的分析和数值，并用它们来解释以前的观测结果。我们发现，辐射约束设置的上限log_10 U = -1在个别地区看到。未分辨的星爆显示的最大值约为-2.3。虽然较低，但这也与其HII区域的大部分以辐射为主相一致，考虑到用于解释未解决区域的不同技术，并考虑到尘埃吸收造成的偏差。我们推断，许多个别的，强烈的照明区域不能由恒星风占主导地位，即使在银河系尺度上平均，冲击风压不可能比辐射压力大。因此，绝大多数HII区不可能是绝热风泡。我们的模型意味着金属丰度的物理结构和尘埃衰减的辐射为主的地区，这两者都应该有很大的变化，在一个临界金属丰度约二十分之一的太阳。
2012-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fermi Bubbles as Starburst Wind Termination Shocks
在银河系内部100 pc的增强型恒星形成过程中，发射了一个类似M82的参数为1600 km/s $^{-1}$的超级风。与更强大的星暴风相比，风的冲压压力非常低。我表明，晕气体停止风几千秒差距的银河系中心。我认为，终止激波加速了宇宙射线，由此产生的逆康普顿伽马射线就是可见的费米泡。这些气泡是风的气泡，恒星暴可以在1000万年内膨胀。只要星暴持续，它们就能保持稳定状态。冲击波可以加速PeV电子和EeV质子。气泡可能是星系际介质中星系风终止激波的类似物。我讨论了这种模式的优点和存在的问题。我注意到，任何来自Sgr A* 的喷流在到达晕气体之前都必须穿过星暴风泡，这可能会影响这种喷流的早期演化。
2014-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The triggering of starbursts in low-mass galaxies
星系中恒星形成的强烈爆发可能由内部或外部机制触发。我们研究的HI气体的分布和运动学在18个附近的星暴矮星系，有准确的恒星形成历史的HST观测解决恒星星族的外部区域。我们发现，星暴矮星表现出各种HI形态，从严重干扰HI分布与主要的不对称性，长灯丝，和/或HI恒星偏移，不平衡的HI分布与轻微的不对称性。我们量化的外部HI不对称性，我们的样本和控制样本的典型矮不规则。星暴矮星比典型的不规则星有更多不对称的外HI形态，这表明一些外部机制触发了星暴。此外，拥有一个老爆发（> 1亿年）的星系比拥有一个年轻爆发（<1亿年）的星系有更多对称的HI形态，这表明前者可能有足够的时间来调整它们的外部HI分布。我们还研究了这些星暴矮星的附近环境，发现它们中的大多数（$\sim$ 80 $\%$）在投影距离<200 kpc处至少有一个潜在的扰动。我们的研究结果表明，恒星爆发是由过去的相互作用/合并之间的气体丰富的矮星或直接气体从IGM的下降。
2014-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Wind in the Nearby Starburst Galaxy NGC 253 Observed with the Kyoto3DII Fabry-Perot Mode
我们用京都三维摄谱仪II（Kyoto 3DII）的法布里-珀罗模观测了邻近星暴星系NGC 253的中心区域，以研究其星系风的性质。由于这个星系有很大的倾角，所以很容易观察到它的星系风。我们制作了Ha、[N II]6583和[S II] 6716、6731图像，以及这些线比率图。在银盘中，银风区的[N II]/Ha比值大于H II区。[N II]/Ha比值在东南暗条（银河风的一部分）中最大，约为1.5。这些大的[N II]/Ha比解释由冲击电离/激发。利用[S II]/Ha比值图，我们在空间上将星系风区与星暴区分离开来。银河风的动能可以由银河系中心星暴区的超新星提供。星系风的形状和线比图关于星系短轴是非轴对称的，这在M82中也可以看到。在[N II]6583/[S II] 6716，6731图中，比率较大的位置与哈勃太空望远镜（HST）观测中发现的星团位置一致。这意味着强烈的恒星形成会导致这些区域的氮富集。我们独特的数据线比地图，包括[S II]线已经证明了它们的有效性，明确区分冲击气体区域和星爆区域，确定银河风的程度和它的质量和动能，并发现区域与增强氮丰度。
2009-07-12 astro-ph.GA
Scaling Relations of Starburst-Driven Galactic Winds
使用合成吸收线产生的三维流体动力学模拟，我们探讨了如何与恒星形成率（SFR）和SFR密度的恒星爆发驱动的星系风的速度。我们发现强烈的相关性，直到缩放关系突然变平在一个点设置的质量负荷的恒星暴。在这一点以下，标度关系取决于由吸收线探测的温度状态，而不是质量负载。精确的比例关系取决于是否使用吸收线的最大速度或平均速度。我们发现中性气体的流出速度比最热气体的平均速度低四到五倍，中性气体和电离气体之间的速度差随着气体电离而增加。因此，中性或低电离气体的吸收线将低估热气体的流出速度，严重低估流出能量。
2016-08-18 astro-ph.GA
COS-Burst: Observations of the Impact of Starburst-Driven Winds on the Properties of the Circum-Galactic Medium
我们报告的观测与宇宙起源光谱仪（COS）的哈勃太空望远镜（HST）使用背景类星体探测环银河系介质（CGM）周围的17个低红移星系正在经历或最近经历了一个强大的星暴（COS突发计划）。视线延伸到星系晕的维里半径。我们从COS/HST档案中构建了正常恒星形成的低红移星系的控制样本，这些样本在星系恒星质量和碰撞参量方面与星爆相匹配。我们发现了明确的证据表明，与控制星系相比，恒星暴增周围的CGM系统地不同。Ly $α$、Si III、C IV和可能的O VI吸收线随碰撞参量的变化而变强，C IV/Ly $α$和Si III/Ly $α$的等效宽度比都大于正常的恒星形成星系。我们还发现，Ly $α$吸收线的宽度和速度偏移（相对于$v_{sys}$）在恒星暴增的CGM中明显更大，这意味着吸收材料的速度大约是晕维里速度的两倍。我们表明，这些属性可以理解为一个恒星暴驱动的风和预先存在的CGM之间的相互作用的结果。这些结果强调了强烈恒星形成星系驱动的风在帮助推动星系和星系际介质演化方面的重要性。他们还提供了一个新的探索性质的恒星暴驱动的风和CGM本身。
2017-07-19 astro-ph.GA
Starburst--driven galactic outflows
我们提出了一个模型的恒星暴驱动的星系外流，其动力学依赖于辐射和热压力。热压力驱动风的标准模型无法解释在低和高红移星系外流的一些关键观测。我们讨论一个场景，其中来自恒星星族中大质量恒星的辐射压力驱动气体和尘埃壳层。随后的超新星（SN）爆炸从这个群体中最大的恒星，然后驱动恒星喷出物在稀薄的介质中向外，使其与辐射压力驱动的壳层碰撞。碰撞给壳层带来了新的动量，由此产生的再加速使壳层瑞利-泰勒不稳定，使壳层破碎。我们表明，这些弹道碎片的速度可以解释一些最近观察到的风速，红化和恒星形成率之间的相关性在莱曼break星系。
2009-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio filaments as Z-pinched Galactic center wind
本文提出银河系中心风吹扫磁场结构时，不同荷质比的电子和离子偏转产生电流，经Z箍缩形成射电丝状结构，并伴随产生加速电子的电场及稳定结构的轴向磁场。
2024-12-20 astro-ph.GA
Science with an ngVLA: The Sunyaev-Zeldovich Effect from Quasar and Starburst Winds
Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）可以用来探测星系际介质中由活动星系核（AGN）和星暴的高能风吹出的热泡。通过直接限制外流的动力学光度、年龄和总能量，它提供了极大地增加我们对风反馈对星系演化影响的理解的希望。在这些风中检测SZE是非常具有挑战性的，在使用现有设施的边缘。然而，信号的尺度（10-100千秒差距）与用于z~1处的物体的在mm波长下操作的干涉仪很好地匹配。因此，这可能成为ngVLA的一个主要科学领域，特别是如果核心的设计在90 GHz频段内对>1 arcsec的角标度进行优化。
2018-11-21 astro-ph.GA
ALMA CO(3-2) Observations of Star-Forming Filaments in a Gas-Poor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文报道了贫气体矮星系NGC 5253中$^{12}$ CO（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）的ALMA观测结果。这些0.3”（5.5 pc）分辨率的图像揭示了小而致密的分子气体云，它们位于运动学上不同的延伸细丝中。一些细丝似乎正在落入星系，并可能为其当前的恒星形成提供燃料。最强烈的CO（3-2）发射来自中央的$\sim$ 100 pc区域，该区域位于被称为超级星云的明亮的无线电红外HII区域的中心。在$\sim$ 5 pc尺度上，爆发区内的CO（3-2）团簇与H $α$反相关，而与射电自由-自由辐射相关良好。围绕着这个超级星云的D1云，有很高的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO比值，就像在中央100 pc星暴区域的另一个云一样，可能是因为这些云很热。单独的CO（3-2）辐射不允许确定云量，因为分子气体温度和柱密度在观测亮度下是简并的，除非与其他谱线如$^{13}$ CO结合。
2017-10-27 astro-ph.GA
A ring-shaped starburst as a galactic wind-generating mechanism: Morphology, emission, and mass ejection
LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台卢瑟福宇宙学联合实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）
本研究针对星系核区环形星暴现象，以NGC 253为对象，用AMRVAC模拟不同垂直位置环形星暴的星系风，揭示其复杂风结构、Hα纤维形成及位置对质量通量的短时不对称影响，为理解星系风机制提供支撑。
2025-11-12 astro-ph.GA
The Systematic Properties of the Warm Phase of Starburst-Driven Galactic Winds
使用紫外线吸收线，我们分析了在39个低红移的对象，跨越广泛的范围内的星爆和星系的性质的样本中的星暴驱动的风的温暖的电离相的系统特性。流出液的总柱密度为$\sim$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$。外流速度（v $_{out}$）与星系恒星质量（M $_*$）或圆周速度（v $_{cir}$）的相关性很弱，但与SFR和SFR/面积的相关性很强。标准化流出速度（v $_{out}/v_{cir}$）与SFR/面积和SFR/M $_*$两者良好相关。估计的暖电离气体流出率（$\dot{M}$）为SFR的1 ~ 4倍，比值$\dot{M}/SFR$与v $_{out}$无关。我们表明，人口的云加速的重力和动量通量的综合力量从星爆的模型匹配的数据。我们找到了一个阈值的比率的动量通量提供的恒星暴的临界动量通量所需的风克服重力作用在云（$R_{crit}$）。对于$R_{crit} >$ 10（强外流），外流动量通量类似于来自星暴的总动量通量，外流速度超过星系逃逸速度。弱流出（$R_{crit} <$ 10）也不是这种情况。对于弱外流，数据严重不同意在星系演化的数值模拟或半解析模型的许多规定。该协议对强流出者更好，我们主张使用$R_{crit}$来指导未来的处方。
2015-07-20 astro-ph.GA
A hydrodynamical study of outflows in starburst galaxies with different driving mechanisms
星暴星系的外流可以由热压、辐射和宇宙射线驱动。我们提出了一个分析的唯象模型，占这些贡献，同时调查它们对流出的流体动力学性质的影响。我们评估的影响，能量注入，风的不透明度，磁场强度和质量的宿主星系上的流速，温度，密度和压力分布。对于类似M82的风，热主导的驱动机制被发现提供最快和最热的风。在典型的星暴星系结构中，辐射驱动的风无法达到与热和宇宙射线驱动的系统相关的更高的流速和温度，导致更高的风密度，这将更容易在较低的高度冷却和碎裂。高不透明度的风对辐射驱动更敏感，但终端流速仍然低于现实不透明度下其他驱动机制所实现的速度。我们证明了外流磁场的变化可以影响它与宇宙射线的耦合，在那里，更强的磁场使更大的流，但更少的驱动附近的流动的基础，而不是与宇宙射线重定向其驱动的影响到更高的高度。在类似M82的风结构中，重力势不太重要，气流剖面的实质性变化只出现在高海拔的大规模晕中。这个模型提供了一个更普遍的方法来检查各种各样的星爆星系的大尺度流体动力学性质。
2020-01-13 astro-ph.GA
Galactic Outflows, Star Formation Histories, and Timescales in Starburst Dwarf Galaxies from STARBIRDS
据预测，风在低质量、活跃的恒星形成星系中无处不在。从观测上看，在相对较少的本地矮星系中检测到风，对它们的时间尺度的限制更少。在这里，我们比较星系外流跟踪弥漫，软X射线发射钱德拉太空望远镜档案观测的恒星形成的历史，来自哈勃太空望远镜成像的解决恒星星族在六个星暴矮星。我们限制风的寿命有一个上限为2500万年的星系的星暴活动已经下降的基础上，虽然需要一个更大的样本来证实这一结果。我们发现，平均16%的效率转换恒星反馈的机械能热，软X射线发射的25万年的时间尺度上，略高于模拟预测。外流很可能持续了与星爆持续时间相当的时间尺度（即，100万年），考虑到风的发展和停止的时间。风的时间尺度意味着物质在环银河系介质中被驱动到比假设短的5-10百万年的星暴持续时间所估计的更大的距离，并且在短时间尺度上更少的物质被回收到宿主星系。在检测到的流出，排出的热气体显示出各种形态，这是不符合一个简单的双锥流出结构。样本和分析是一个更大的计划的一部分，STARBurst不规则矮调查（STARBIRDS），旨在了解低质量系统中星暴活动的生命周期和影响。
2018-03-29 astro-ph.GA
Galactic winds and bubbles from nuclear starburst rings
从局部星暴星系流出的星系流通常呈现出分层的几何形状，冷的$10^4\,$ K流包裹着较热的$10^7\,$ K，圆柱形准直的X射线发射等离子体。在这里，我们认为，风驱动的能量注入在一个环形的几何形状可以产生这种独特的大规模多相形态。环状结构的动机是观察到大质量的年轻星团通常分布在宿主星系内部林德布拉德共振的环中，在那里大规模的螺旋臂结构终止。我们提出了参数化的三维辐射流体动力学模拟，遵循的出现和动力学的能量驱动的热风从星暴环。在这封信中，我们表明，在内环孔内的流动冲击本身，保持高$10^7$ \，K温度，而从风驱动环畅通无阻的流动可以经历快速批量冷却到$10^4\,$ K，产生一个快速的热双锥形流出封闭的鞘冷却器几乎共同移动的材料没有冲压压力加速。即使没有来自银盘或磁场的压力限制，热流也会沿着环轴准直。在膨胀的早期阶段，出现的风形成一个类似于银河系的eROSITA和费米气泡的气泡形状，并且可以达到通常与活动星系核驱动的风相关的速度。我们讨论的物理环配置，辐射体冷却的条件，以及未来的X射线观测的影响。
2022-08-04 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 astro-ph.GA
Winds of change: reionization by starburst galaxies
我们利用EAGLE（Evolution and Assembly of Galeries and their environments）宇宙流体动力学模拟研究了导致宇宙再电离的星系的性质以及宇宙再电离的历史。假设当恒星形成的局域表面密度大于$0.1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$时，星系风产生的通道使20%的光子逃逸，我们得到了星系中电离光子逃逸分数的演化.观察到这种风的产生阈值行为，具有如此高的恒星形成表面密度的罕见局部物体表现出$\sim 10$ %的高逃逸分数。在我们的模型中，亮度加权平均逃逸分数随红移的增加而增加，在$z>3$处为$\bar f_{\rm esc}=0.045~((1+z)/4)^{1.1}$，星系数加权平均值为$\langle f_{\rm esc} \rangle=2.2\times10^{-3}~((1+z)/4)^4$，在红移$z>10$处为常数$\approx0.2$。逃逸分数的演变，作为一个越来越大的部分恒星形成以上的临界表面密度的恒星形成在较早的时候。这种演变的逃逸分数，结合从EAGLE的恒星形成率密度，再现推断的电离区域的填充因子的演变过程中的再电离时代（$6<z<8$），后再电离（$0\leq z<6$）的氢光电离率的演变，和光学深度由于汤姆逊散射的宇宙微波背景光子测量的普朗克卫星。
2017-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. I. Spherical clouds in uniform magnetic fields
丝状结构在星际介质中普遍存在，但其形成、内部结构和寿命尚未得到详细研究。我们报告的结果，从一个全面的数值研究，调查的特点，形成和演变的细丝所产生的超音速风和密集的云之间的磁流体动力学相互作用。在这里，我们利用更清晰的密度对比和更高的数值分辨率，以前的模拟改进。通过跟踪多密度示踪剂，我们发现，在云的信封中的材料被删除，并沉积下游形成对流的尾巴，而云的核心作为脚点和这些尾巴的后期外层。展弦比>12，亚音速的风速分散~0.1-0.3，和磁场放大~100被认为是这些细丝的特征。我们还报告了不同的磁场强度和方向的影响。磁场强度调节涡量的产生：在非磁性环境中会出现弯曲的涡旋塔，而强磁场会抑制边界层的小尺度扰动，使尾部湍流减少。与流动方向对齐的磁场分量有利于在尾部内部形成压力限制的通量绳，而横向分量倾向于形成电流片。将状态方程软化到近等温，可以抑制动力学不稳定性，并进一步准直尾部。在演化的最后阶段，我们发现小的云团和扭曲的细丝在云的破碎中幸存下来，并被风夹带，达到风速的0.1。
2015-10-19 astro-ph.GA
SMA Observations of Haro 2: Molecular Gas around a Hot Superbubble
哈罗2，一个附近的矮恒星暴矮星系，具有强烈的Ly α发射，拥有一个恒星暴，创造了外流和细丝。星系外流的明确证据使其成为研究反馈对矮星系中分子气体影响的理想候选者。我们在亚毫米波阵上观测了Haro 2中的CO（2-1），并绘制了速度分辨率为4.1km/s，空间分辨率为2.0 × 1.6”的分子辐射图。与以前的测量相比，分辨率有了显着的提高，我们看到分子气体包括两个组成部分：与星爆的嵌入星团相关的明亮团块，以及星爆区域以东较暗的扩展发射。扩展的发射与X射线泡一致，并且具有以+-35 km/s的速度膨胀的壳或泡的运动学特征。我们认为，星暴风，创造了X射线泡夹带分子气体，并在光度轴上的视速度梯度是一个文物造成的外流。分子和X射线活动在星系的东面，电离外流和光学细丝在西面，它们之间的关系尚不清楚。
2020-03-04 astro-ph.GA
Search for extraplanar radio emission in a sample of edge-on starburst galaxies
本文针对三个侧向星暴星系，介绍其射电波段银道面外辐射候选体的样本选取标准与星风探测软件开发，并展望后续研究。
2024-07-31 astro-ph.GA
Formation of Cold Filamentary Structure from Wind Blown Superbubbles
对两个风吹超气泡的膨胀和碰撞进行了数值研究。我们的模型超越了以前的模拟分子云的形成，从收敛的气体流动探索这个过程与现实的流动参数，大小和时间尺度。这些超级气泡是由随时间变化的风和超新星爆炸吹出的，这些都是根据人口合成模型计算出来的。它们扩展成均匀或湍流的扩散介质。我们发现在两个超气泡的压缩碰撞区自然形成了致密的冷气体团和细丝。它们的形状类似于所观察到的冷分子气体细丝和团块的拉长的、不规则的结构。在模拟结束时，我们的模拟箱中65%到80%的总气体质量包含在这些结构中。团块被发现处于各种物理状态，从与周围介质的压力平衡到具有大的不规则内部运动和旋转支撑结构的高度欠压团块。
2010-11-26 astro-ph.GA
Dynamics of hot galactic winds launched from spherically-stratified starburst cores
Chevalier和Clegg在1985年（CC 85）导出的银河风解析模型假设了星暴星系核内的$\textit{uniform}$能量和质量注入。然而，核星团、凸起和恒星形成结的结构是不均匀的。我们推广到球对称的能量/质量注入的情况下，规模为$r^{-Δ}$内的星爆体积$R$，$Δ= 0$，1/2，1，3/2，和2提供解决方案。与CC 85模型（$Δ=0$），它预测零速度在中心，为一个奇异的等温球剖面（$Δ=2$），我们发现，流动保持在整个体积的$\textit{constant}$马赫数$\mathcal{M}=\sqrt{3/5} \simeq 0.77$。快速内部流可写作$v_{r < R} = (\dot{E}_T/3\dot{M}_T)^{1/2} \simeq 0.41 \, v_\infty$，其中$v_\infty$是渐近速度，$\dot{E}_T$和$\dot{M}_T$是总能量和质量注入速率。对于$v_\infty \simeq 2000 \, \mathrm{km \, s^{-1}}$，$v_{r<R} \simeq 820 \, \mathrm{km\, s^{-1}}$在整个风力驱动区域。非均匀模型的温度和密度分布对于解释星暴核的空间分辨图可能是重要的。我们计算速度分辨谱来对比$Δ=0$（CC 85）和$Δ=2$模型。下一代X射线太空望远镜，如XRIS…
2022-11-08 astro-ph.GA
MUSE Reveals a Recent Merger in the Post-starburst Host Galaxy of the TDE ASASSN-14li
我们目前的MUSE积分场光谱观测的宿主星系（PGC 043234）的一个最近的（$z=0.0206$，$D\simeq 90$ Mpc）和最好的研究潮汐破裂事件（TDE），ASASSN-14里。MUSE的积分场数据揭示了从ASASSN-14 li星暴后的宿主星系延伸到$\gtrsim 10$ kpc的不对称和非对称结构。这些结构只能通过强的星云[O III] $λ$ 5007、[N II] $λ$ 6584和H $α$发射线来追踪。离核[O III] $λ$ 5007的总光度为$4.7\times 10^{39}$ erg s $^{-1}$，电离H质量为$\rm \sim 10^4(500/n_e)\,M_{\odot}$。根据BPT图，星云辐射可以由活动星系核的光电离或激波激发驱动，活动星系核的光电离有利于窄的本征线宽。发射线比率和空间分布非常类似于衰退活动星系核周围的电离星云，如IC 2497（Hanny's Voorwerp）和塞弗特2核周围的电离“锥”。发射线细丝的形态强烈表明，PGC 043234是最近的合并，这可能引发了强烈的星暴和活动星系核活动，导致了星暴后的光谱特征和我们今天看到的扩展星云发射线特征。我们简要地讨论了这些意见的背景下观察到的强烈增强TDE率在后星爆星系和它们的连接增强理论TDE率产生的超大质量黑洞双星的影响。
2016-10-04 astro-ph.GA
Absorption spectra from galactic wind models: a framework to link PLUTO simulations to TRIDENT
星系风探测反馈如何调节星系的质量和金属丰度。银河风中有冷气体，主要通过吸收线和发射线观测到。理论上研究吸收线是如何产生的需要数值模拟和真实的星暴紫外背景。我们使用一套3D PLUTO模拟风云相互作用的输出，首先估计柱密度和温度。然后，为了创建合成光谱，我们开发了一个python接口，通过YT包基础设施将我们的PLUTO模拟链接到TRIDENT。首先，我们产生紫外背景占恒星形成率的星爆。为此，我们使用STARBURST99生成的通量，然后通过CLOUDY处理以创建定制的离子表。这些表格随后被读入TRIDENT以生成吸收光谱。我们解释了各种软件包和工具如何相互通信，以创建与星爆系统的光谱能量分布一致的离子光谱。
2022-05-05 astro-ph.GA
Weak Galactic Winds in Active Galactic Nuclei Post-starburst Host Galaxies at z ~ 0.1
星暴后星系（PSB）可能处于从恒星形成到静止的快速转变中，是约束活动星系核（AGN）反馈模型的理想候选者。我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中560个AGN PSB和一个恒星形成星系控制样本的叠加光谱中的星系风。使用一个两个组成部分（星际+风）的\ion{Na}{i}双重吸收线模型，并占恒星光球吸收后，我们发现，活动星系核PSB的质心风速移动$-252^{+64}_{-57}$ km s $^{-1}$和最大蓝移速度$-678^{+54}_{-53}$ km s $^{-1}$。相比之下，控制样本，这是匹配的活动星系核PSB的红移，恒星质量，轴比，4000年的破裂指数，巴耳末衰减，和WISE 12 $μ$ m到4.6 $μ$ m的流量比，有一个质心风速移动$-119^{+33}_{-41}$ km s $^{-1}$和$-406^{+51}_{-61}$ km s $^{-1}$。在两个样本中，由风引起的等效宽度是相似的：活动星系核PSB的$0.36^{+0.10}_{-0.07}$宽度和控制样本的$0.24^{+0.07}_{-0.06} $宽度。尽管有更高的速度，在AGN PSB中观测到的风仍然没有强大到足以将大量的气体从宿主星系的晕中扫出。我们还检测到类似的速度风的叠加光谱的冲击和淬火的PSB。
2017-06-28 astro-ph.GA
X-ray emission from star cluster winds in starburst galaxies
受最近在绿豌豆星系中探测到的过量软X射线辐射的启发，我们模拟了来自星团风的热气体的软X射线辐射（0.5 - 2.0 keV）。通过结合单个星团，我们估计了星爆星系中典型的未分辨的弥漫热气体预期的软X射线发射，没有来自例如，AGN或其他未解决的点源。我们使用太阳下的金属丰度（0.02 $Z_{\odot}$和0.4 $Z_{\odot}$）的恒星模型，并考虑到大质量恒星的超新星爆炸。对于较低的金属丰度，我们发现，恒星风并没有显着的贡献（$\lesssim 3$ %的机械能）所观察到的软X射线发射的正常恒星形成星系。对于更高的金属丰度，也可能为更大比例的大质量星团在模拟的星爆星系，我们重现以及恒星形成率和X射线光度之间的相关性观察到的文献报道。然而，我们发现，没有组合的模型假设是能够再现大量的软X射线发射观察到的绿豌豆星系，表明其他发射机制（即异常大量的高/低质量X射线双星，超亮X射线源，修改的初始质量函数，中等质量黑洞，或AGN）更有可能是负责的X射线过剩。
2022-01-28 astro-ph.GA
The optical structure of the starburst galaxy M82 - I: Dynamics of the disk and inner-wind
[摘要]我们提出了Gemini-N GMOS-IFU对M82中心星暴团块和内部风的观测，以及WIYN DensePak IFU对磁盘内部2x0.9kpc的观测。这些覆盖H $α$、[NII]、[SII]和[SIII]的发射谱线。我们能够准确地将发射线轮廓分解为叠加在宽（FWHM 150- 350 kms）特征上的多个窄分量（FWHM~30- 130 kms）。本文是一系列的第一个检查M82的磁盘和内部风的光学结构，在这里，我们专注于电离气体和恒星动力学，并提出相关的发射线特性的地图。我们的观测结果表明，M82星暴核心的电离气体动力学是复杂的。在狭窄的部分中，局部谱线分裂高达100公里，这与压缩、冷却、光电离气体的膨胀壳层有关。我们已经能够关联的一些内风气体与一个独特的外流通道，其特征在于其动力学和气体密度模式，我们讨论了这一发现的发展风外流的后果。观察到宽光发射线分量沿着流出通道向外移动变得越来越重要，并且通常随着平面上方/下方的高度增加。根据我们最近对这一成分起源的研究，我们将其与风团界面层中的湍流气体联系起来，从而与质量加载的位置联系起来，这意味着较冷气体与流出的热气体的湍流混合随着高度的增加而变得越来越重要，并为在大的空间扩展区域内存在质量加载提供了有力的直接证据。
2009-01-31 astro-ph.GA
Evolution of Starburst Galaxies in the Illustris Simulation
在文献中有一个共识，即星暴星系是由相互作用事件触发的。然而，它仍然是一个悬而未决的问题，在何种程度上合并和非合并的相互作用在触发恒星爆发？在这项研究中，我们利用的Illustris模拟测试不同的触发机制可以影响星爆事件。我们研究恒星形成率，颜色和星暴星系的环境，以确定这是否可能是为什么我们在观测研究中目睹了星暴后种群的双峰性。此外，我们简要地测试淬火的程度，由于活动星系核反馈。从插图，我们选择了196个星暴星系在z = 0.15，并将它们分为合并后和合并前/骚扰驱动的星暴样本。我们发现，55%的样本没有经历合并在过去的2 Gyr。我们的两个样本都位于宇宙网的细丝区域内的低密度环境中，但是我们发现合并前/骚扰驱动的星爆比合并后驱动的星爆处于更高密度的环境中。我们还发现，合并前/骚扰星爆比合并后的星爆更红，这可能是由环境影响。然而，两者都产生强度相当的核恒星爆发。
2018-06-05 astro-ph.GA
Warm ionized gas in the blue compact galaxy Haro 14 viewed by MUSE. The diverse ionization mechanisms acting in low-mass starbursts
利用MUSE/VLT积分场光谱观测研究了蓝色致密星系Haro 14中的暖电离气体。MUSE的大视场和其前所未有的灵敏度使观测星系星云发射到大的银河系中心距离。这使我们能够跟踪电离气体形态和电离结构到千秒差距尺度，并首次准确地调查在一个典型的BCG郊区的激发机制。强度图和诊断图揭示了电离气体至少有两个高度不同的组成部分：明亮的中心区域，主要由单个团块组成，以及一个微弱的组成部分，它延伸到千秒差距尺度，由广泛的漫射发射，轮廓分明的附属结构和微弱的结组成。值得注意的是两个向西南方向延伸至2和2.3千秒差距的曲线形细丝，它们可能是由银河系外流驱动的超巨星膨胀气泡的边缘。我们发现，虽然在Haro 14的中央团块是HII区的复合物，整个低表面亮度组件的形态和线比是不兼容的恒星形成光电离。在空间分辨的发射线比诊断图中，位于最大星暴线上方的spaxels占大多数。此外，我们的研究结果表明，不止一种替代机制正在电离星系外区域。扩散分量的性质与稀释辐射电离一致，大的细丝和壳最有可能是气泡边缘的冲击区。在星系外围观察到的微弱的单个团块的电离机制更难评估。这些团块可能是破碎的外壳或在极端条件下进行恒星形成的区域的冲击碎片。
2022-06-06 astro-ph.GA
Direct evidence of AGN-feedback: a post starburst galaxy stripped of its gas by AGN-driven winds
星暴后的E+A星系显示出强烈的星暴突然熄灭的迹象。它们的扰动，凸起为主的形态表明，它们是合并的残余物。更大质量的E+A星系被认为是由活动星系核反馈淬灭的，但对活动星系核驱动的风在这个短暂的阶段知之甚少。我们通过SDSS J003443.68+251020.9的Keck Cosmic Web成像仪在z=0.118处呈现空间分辨IFU光谱。该系统由两个星系组成，其中较大的一个是星暴后的E+A星系，拥有活动星系核。我们的模型表明，一个400百万年的恒星爆发，与120 Msun/年的峰值恒星形成率。观测结果揭示了静止和外流的气体，光电离的中央活动星系核。我们检测到气体流出到距离中央星系17千秒差距的距离，远远超出了恒星的区域（约3千秒差距），在一个圆锥形结构内，开口角为70度。我们构建自洽的光电离和动力学模型的不同气体成分，并表明，星系外的气体形成一个连续的流动，质量流出率约为24 Msun/年。气流中的气体质量，大约是$10^9$ Msun，大于星系内的总气体质量，其中一些也是流出的。流动的连续性使活动星系核反馈持续时间的下限为6000万年。这样的活动星系核能够在一个插曲中从其宿主星系中移除大部分气体，并将富集的物质排入周围的CGM。
2018-04-09 astro-ph.GA
The multiphase starburst-driven galactic wind in NGC 5394
我们提出了一个详细的研究中性和电离的气相在星系风附近的星爆星系NGC 5394的基础上获得的新的积分场光谱的INTEGRAL纤维系统在威廉赫歇尔望远镜。风中的中性气相是通过星际NaI D双重吸收来探测的。在仔细去除恒星对这些谱线的贡献后，在一个约1.75 kpc大小的中心区域中检测到了大量的中性气体（约10^7 Msun）。这种中性气体相对于底层星系的蓝移约为165 km/s。中性气体的质量外流与宿主星系的恒星形成率相当。同时，还分析了几条发射线（Ha，[NII]，[SII]），以寻找风的电离暖相对应物。一个仔细的运动分解的线剖面揭示了存在的一个次要的，更广泛的，运动的组成部分。该组分大致在检测到NaI D吸收的相同区域中发现。它呈现出较高的[NII]/Ha和[SII]/Ha线比在相同的位置比窄的组件，指示的冲击电离的污染。这个次级分量也呈现出蓝移速度，尽管比中性气体的测量值小，平均约为-30 km/s。风的质量和质量流出率由中性气体主导，其中一小部分可能能够逃脱宿主星系的引力势。该系统中的观察结果在双极气流情况下很容易理解。
2016-05-02 astro-ph.GA
Molecular Gas Outflow in the Starburst Galaxy NGC 1482
星系风对于调节星系中恒星的形成是必不可少的。为了研究风中分子气体的分布和动力学，我们利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列以1“（$\approx100$ pc）的分辨率拍摄了附近星暴星系NGC 1482的CO（$J=1\rightarrow0$）图像。分子气体是在一个半径为3千秒差距的近边缘盘和一个从中心1千秒差距星暴出现的双锥流出，并延伸到至少1.5千秒差距垂直于磁盘检测。在外流中，CO气体分布近似为圆柱对称的信封周围的温暖和热的电离气体跟踪H $α$和软X射线。分子流出的速度、质量流出速率和动能分别为$v_\mathrm{w}\sim100~\mathrm{km~s^{-1}}$、$\dot{M}_\mathrm{w}\sim7~M_\odot~\mathrm{yr}^{-1}$和$E_\mathrm{w}\sim7\times10^{54}~\mathrm{erg}$。$\dot{M}_\mathrm{w}$与恒星形成率（$\dot{M}_\mathrm{w}/\mathrm{SFR}\sim2$）相当，$E_\mathrm{w}$是过去恒星反馈释放的总能量的$\sim1\%$，$1\times10^7~\mathrm{yr}$是外流的动力学时标。结果表明，风是星爆驱动的。
2020-08-20 astro-ph.GA
MUSE Illuminates Channels for Lyman Continuum Escape in the Halo of SBS 0335-52E
我们报告了用MUSE积分场摄谱仪积分1.5小时发现的极贫金属致密星暴SBS 0335- 052 E的环星系晕中的电离气体细丝。我们在H $α$和[OIII]发射中检测到这些特征，其表面亮度水平为$5 \times 10^{-19}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。暗条的投影直径为2.1千秒差距，从主恒星向北和西北方向延伸超过9千秒差距。我们还检测到扩展的星云HeII $λ$ 4686发射，在恒星爆发驱动的超壳层边缘向西北方向变亮，暗示了由于冲击而局部增强的紫外辐射场。我们还提出了一个电离气体的速度场。在速度空间中，这些细丝似乎与由壳层引起的运动学扰动无缝连接。类似于高$z$恒星形成星系，这个星系中的电离气体是分散主导的。我们认为，通过反馈的星爆和这些电离结构的光环中创建的灯丝可能作为逃逸通道莱曼连续辐射在这个富含气体的系统。
2017-10-05 astro-ph.GA
The role of galactic winds fueling central starbursts and quasars in the FIRE cosmological simulations
University of Connecticut（康涅狄格大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；University of Hull（赫尔大学）；Pomona College（波莫纳学院）；Northwestern University（西北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等科学研究院）
该研究基于FIRE模拟提出星系风堆积机制：最后一次强星系风在CGM堆积气体，随后以高流入率回灌星系，为中央星暴和类星体提供燃料。
2025-10-22 astro-ph.GA
Self-shielding clumps in starburst clusters
超过临界质量的年轻大质量星团形成热不稳定的团块，局部降低了热的10 $^{7}$ ~K星团风的温度和压力。被恒星重新插入的物质，以及与原始气体相互作用和从蒸发的星周盘中加载的质量，聚集在被大质量恒星产生的光子电离的团块上。我们讨论，如果他们可能成为自屏蔽时，他们到达的集群的中心部分，甚至在它之前，在他们的自由降落到集群中心。在这里，我们探讨恒星风加热效率的重要性。
2016-01-15 astro-ph.GA
JWST Observations of Starbursts: PAHs Closely Trace the Cool Phase of M82's Galactic Wind
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
JWST观测显示，PAHs紧密追踪M82喷射的冷相，揭示了PAHs在喷射中生存并映射冷物质生命周期的机制。
2026-02-11 astro-ph.GA
Not so windy after all: MUSE disentangles AGN-driven winds from merger-induced flows in rapidly-transitioning galaxies
本研究借助MUSE/VLT观测五个快速转变的星暴后星系，发现多数宽运动学成分并非AGN驱动风，而更可能来自并合引发的星系尺度流动，并提出NaID P-Cygni轮廓是更可靠的外流示踪剂。
2024-01-17 astro-ph.GA
The magnetized galactic wind and synchrotron halo of the starburst dwarf galaxy IC10
我们的目标是探索是否可以在低质量矮星系中有效地产生强磁场，如果是这样，这些领域是否可以受到星系外流的影响，并扩散到星系际介质（IGM）。我们进行了无线电连续偏振研究IC 10，最近的恒星爆发矮星系，使用多频干涉（VLA）和单碟（Effelsberg）的观测相结合。在1.43 GHz的VLA观测揭示了一个广泛的，几乎是球形的射电晕IC 10的总强度，延长两倍以上的红外发射星系盘。晕被磁化，最外面的部分的磁场强度为7 microG。局部地，磁场在HII复合物中达到约29 microG，变得更加有序，并且在同步加速器超泡中减弱到22 microG，在HI孔内减弱到7-10 microG。在4.86 GHz的较高频率下，我们发现了一个X形形态的大尺度磁场结构，类似于在几个边缘上的螺旋星系中观察到的。X形的磁结构可能是由银河风、恒星风和超新星爆炸注入星际介质的平流磁场造成的。在1.43 GHz的射电连续谱标度高度表明，宇宙射线电子从HII复合体流出的整体速度约为60 km/s，超过了40 km/s的逃逸速度。因此，IC 10中的磁化星系风膨胀了在1.43 GHz可见的广泛的射电晕，并可以用随机和有序的磁场为IGM播种。这些都是强烈的物质反馈到IGM上的特征，预计在早期宇宙的原星系中很普遍。
2016-02-18 astro-ph.GA
Cosmic Rays and Magnetic Fields in the Core and Halo of the Starburst M82: Implications for Galactic Wind Physics
宇宙射线（CR）和磁场在驱动快速恒星形成星系的大规模星系外流方面可能具有重要的动力学意义。我们使用CR传播程序GALPROP构造了局域星暴和超风星系M82的二维轴对称模型。使用规定的气体密度和磁场分布，风廓线，CR注入率，和恒星辐射场，我们同时适合集成的伽马射线发射和空间分辨的多频无线电发射沿M82的短轴延伸。我们探讨由此产生的气体密度，磁场强度，CR能量密度，和假设的CR平流剖面上的约束。与早期的单区研究一致，我们一般发现低中心CR压力，强次级电子/正电子生产，以及相对论性韧致辐射损失在形成同步辐射光谱中的重要作用。我们发现，相对较低的中央CR密度产生的CR压力梯度是弱的重力相比，强烈限制的作用，CRs在驱动M82的快速和质量加载的星系外流。我们的模型需要强磁场和平流速度的顺序~1000公里/秒的千秒差距尺度沿短轴，以再现扩展的无线电发射。退化之间的控制物理参数的模型和警告，这些研究结果进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shockingly Effective: Cluster Winds as Engines of Feedback in Starburst Galaxy VV 114
本研究利用高分辨率光谱和成像观测，揭示星暴星系VV 114中星团风驱动激波并产生星系级超风，证实星团风是反馈的主要引擎。
2025-06-19 astro-ph.GA
Superwind evolution: the young starburst-driven wind galaxy NGC 2782
本文给出了对重要的星暴星系NGC 2782在0.3- 10 keV能量带的30 ksec Chandra观测结果。我们发现了小范围超级风的证据，这可能处于发展的早期阶段。我们发现了一个区域内的半径2 $D_{25}$的星系中心，这是可能与星系共27个X射线点源。其中，13个是ULX（$L_{X}\geq 10^{39}~ erg s ^{-1}$），并且一些可能具有对应物。ULX候选物的X射线光度为$1.2-3.9\times10^{39}~ erg s ^{-1}$。NGC 2782似乎具有异常大量的ULX。中心扩散X射线辐射从核区延伸到~ 3 kpc。我们还发现了一个X射线结构的南部的核，符合Hα丝和一个5 GHz的射电源。我们将其解释为形成超级风的吹出区域。这个X射线泡的总光度（0.3-10 keV）为$5\times10^{39}erg s ^{-1}$（大约是扩展发射的总光度的$15\%$），推断风质量为$1.5\times10^{6}$ M $_\odot$。我们还讨论了NGC 2782中心X射线源的性质，认为它可能是一个低光度活动星系核（LLAGN），其X射线总光度为$L_{X}=6\times10^{40}~erg s ^{-1}$，并伴有6.4 keV的强Fe线发射。
2017-02-10 astro-ph.GA
Starburst heating and synthetic ion column densities in multiphase galactic outflows
本研究利用磁流体动力学模拟探究了磁场强度与UV背景源距离对风-云系统中N V离子产生的影响，发现垂直磁场与50 kpc处的UV辐射能产生更强的N V谱线。
2024-11-13 astro-ph.GA
Highly-mass-loaded hot galactic winds are unstable to cool filament formation
本研究通过微扰分析与三维模拟，揭示热星系风质量负载达到阈值时会因热不稳定性形成冷纤维，解释了星暴超风的观测现象，明确了质量负载分布对纤维运动的影响。
2023-07-21 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Evolution of Gas Flows along the Starburst to Post-Starburst to Quiescent Galaxy Sequence
本文通过分析约8万条SDSS光谱中Na D吸收线的速度偏移，揭示星系风沿星暴—后星暴—宁静星系序列逐渐减弱，并发现后星暴星系的外流可能受活动星系核驱动，而盘状星暴星系的外流主要来自盘面之外。
2024-01-31 astro-ph.GA
Starburst-driven superwinds in quasar host galaxies
在过去的50年里，天文学家一直对强吸收特征的存在感到困惑，这些特征包括在类星体的光学和紫外光谱中观察到的金属线，这些金属线发出相对速度高达数千公里/秒的流入和流出气体风的信号。特别是这些风的位置-靠近类星体，在其宿主星系中更远，或在其直接环境中-以及对周围环境的可能影响一直是激烈讨论和不确定的问题。使用我们的赫歇尔空间天文台的数据，我们报告了一种趋势，这种所谓的相关金属吸收发生在类星体宿主星系中的巨大恒星形成过程中，表明这两种现象可能是相互关联的，气体风可能发生在千秒差距尺度上，然后会对星系的星际介质产生强烈的影响。此外，这种相关性意味着这些类星体中异常高的冷尘埃光度与正在进行的恒星形成有关。鉴于我们没有发现与活动星系核强度的相关性，我们在这些无线电大声物体中建立的风反馈最有可能与它们的宿主恒星形成有关，而不是与它们的黑洞吸积有关。
2017-06-01 astro-ph.GA
