Fountain-driven gas accretion feeding star formation over the disc of NGC 2403
利用星系喷泉动力学模型研究了邻近旋涡星系NGC 2403中的中性面外气体。我们已经模拟的EPG作为一个组合的物质从光盘喷出的恒星反馈（即银河喷泉）和气体吸积从内环星系介质（CGM）。这种吸积预计会发生，因为喷泉触发的热CGM（日冕）的冷却/冷凝。我们的动力学模型再现了NGC 2403中EPG H $\mathrm{\scriptsize{I}}$发射的分布和运动学，并建议总EPG质量为$4.7^{+1.2}_{-0.9}\times10^8\mathrm{M}_\odot$，典型的尺度高度约为1 kpc，旋转速度的垂直梯度为$-10.0\pm2.7\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$。最佳拟合模型要求特征流出速度为$50\pm10\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。流出的气体开始时大部分是电离的，只有在轨迹的后期才变成中性。由该模型推断的内部热CGM凝聚的吸积率为0.8 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$，近似等于该星系的恒星形成率（0.6 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）。我们表明，吸积的配置文件，峰值在半径约4.5 $\,$千秒差距，预测光盘的增长率与观察值兼容。我们的研究结果表明，喷泉驱动的日冕凝聚是一个可能的机制，以维持恒星的形成，以及在本地盘星系的…
2023-01-09 astro-ph.GA
Magnetic fields in the Galactic halo restrict fountain-driven recycling and accretion
星系晕包含了一个复杂的生态系统，由多相的中速和高速气体云组成，其起源至今仍没有明确的解释。它们通常被认为参与了整个银河系的循环过程，要么通过吸积流，要么通过大规模的喷泉流，或者两者兼而有之。我们研究这些云的演变，根据最近的说法，他们可能会触发凝结的气体从银河日冕，因为他们通过it. We测量凝结沿云的尾流，有和没有环境磁场的存在下，使用两个（2D）和三维（3D），高分辨率的模拟。我们发现，3D模拟是必不可少的正确捕捉在所有情况下的冷凝。磁场显著地抑制了$t \gtrsim 25$ Myr云尾流中的凝结，防止了以前非磁性研究中看到的冷气团的急剧上升。磁场抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性，该不稳定性导致云与晕气体的烧蚀和随后的混合，从而驱动冷凝。这种效应在不同的云属性（密度、金属丰度、速度）和磁场属性（强度和方向）之间是普遍存在的。简单的收敛测试表明，解决逐步缩小规模的气体导致更少的冷凝。虽然冷凝仍然发生在所有情况下，我们的研究结果表明，周围的磁场大大降低了效率的喷泉驱动的吸积，也可能吸积从冷凝周围的高速云。这些较低的特定吸积率与3D非磁性模拟相比与观测约束更好地一致。
2018-08-31 astro-ph.GA
The Galactic fountain as an origin for the Smith Cloud
最近发现的史密斯高速HI云（SC）的金属丰度丰富的支持银河系起源这个系统。我们使用的银河喷泉的动力学模型来再现所观察到的SC的属性。在我们的模型中，喷泉云从盘旋臂的区域喷出，并通过与预先存在的热日冕相互作用的晕移动。我们发现，一个简单的模型，其中冷气体垂直流出英仙座旋臂再现运动学和SC的距离，但不同意云的彗星形态，如果这是由环境气体的冲压压力剥离。为了解释云的形态，我们探索了两种情况：a）外流相对于垂直方向倾斜; b）云被逃离底层超级气泡的快速风夹带。两种情况下都可以找到与所有观测约束相一致的解，前者要求出流角>40度，而后者要求风速>1000 km/s。所有情景都预测SC处于其轨道的上升阶段，并且具有大的-但并非不可信的-能量需求。
2016-09-20 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
The Effects of radial inflow of gas and galactic fountains on the chemical evolution of M31
星系喷泉和径向气流是模拟星系盘化学演化的重要组成部分。我们的目标是研究星系喷泉和径向气流对M31盘化学演化的影响。我们采用弹道方法研究了星系喷泉对M31盘化学富集的影响。我们发现M31中喷泉的着陆坐标距离起始点不超过1kpc，因此对盘的化学演化的影响可以忽略不计。我们发现，在富集过程中，由于喷泉的延迟时间不超过1亿年，这个时标也产生可以忽略不计的影响的结果。然后，我们计算了M31盘的化学演化与径向气体流所产生的河外物质和喷泉的流入。我们发现，一个温和的内向外形成的磁盘加上径向流动的变速可以很好地再现所观察到的梯度。我们还讨论了其他参数的影响，如恒星形成的气体密度阈值和恒星形成的效率随银河系半径的变化。我们的结论是，在创建磁盘梯度的最重要的物理过程是由内而外的形成和径向气流。需要更多的本地和高红移丰度梯度数据来证实这一结论。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic fountains and the rotation of disc-galaxy coronae
在像银河系这样的星系中，由恒星活动从盘中喷射出的冷气体（~ 10^4 K）（所谓的银河喷泉气体）预计会与日冕的维里温度（~ 10^6 K）气体相互作用。冷气体和热气体之间的相关动量传递对两种气体相的动力学具有重要影响。我们量化这样的相互作用的影响，使用流体动力学模拟冷云通过热介质在不同的相对速度。我们的主要发现是，云和日冕之间存在一个速度阈值，约为75 km/s，低于该阈值，热气体停止从冷云吸收动量。因此，在像银河系这样的盘状星系中，静止的日冕会被迅速加速：日冕预计会旋转，并且在内部区域相对于冷盘滞后约80-120 km/s。我们还展示了如何存在这个速度阈值可以解释所观察到的运动学的冷平面外气体。
2011-05-09 astro-ph.GA
Galactic fountains and outflows in star forming dwarf galaxies: ISM expulsion and chemical enrichment
我们研究了超新星反馈在富含气体的矮星系中的影响，这些矮星系经历了低到中等的恒星形成率，这是恒星爆发之间相对静止的典型阶段。我们使用三维流体动力学模拟计算了ISM和富含金属的SN喷出物的长期演化，其中反馈能量由SNeII在不同的OB协会中爆炸沉积。我们发现，一个循环流类似于银河喷泉一般成立，与一些ISM解除在银河平面以上的高度为一到几个千秒差距。这些气体形成了一个额外的平面层，一旦恒星形成停止，大约在$10^8$ yr后会回落到平面上。对于所考虑的SFR，很少或没有ISM被驱逐出星系系统，即使在最强大的模型中，SN能量与气体结合能相当。富含金属的SN喷出物反而更容易受到反馈的影响，我们发现，即使对于低SN率（$7\times 10^{-5}$ - $7\times 10^{-4}$ yr $^{-1}$），也有相当一部分（25-80\%）在星系际介质中排出。银河系保留的金属大约有一半位于远离银道面的地方（$z >$ 500 pc）。此外，我们的模型表明，富含金属的气体从银河系盘出来和回到银河系盘的循环不能消除（集中的）SN爆炸留下的化学梯度。
2014-09-26 astro-ph.GA
The Evolution of Gas Clouds Falling in the Magnetized Galactic Halo: High Velocity Clouds (HVCs) Originated in the Galactic Fountain
在银河喷泉的假设中，超新星和/或恒星风将物质推进星系晕。当物质冷却时，它凝结成云。利用FLASH三维磁流体动力学模拟，我们模拟和研究了这些气体云形成并开始向银道面下落后的动力学演化。在我们的模拟中，我们假设气体云在银河系中平面上方z=5 kpc的高度形成，然后开始从静止状态下降。我们调查云的演化，动力学，和相互作用的星际介质（ISM）的云的初始质量的影响。我们发现，云与足够大的初始密度（> 0.1氢原子每立方厘米）充分加速，并保持足够大的柱密度被观察到，并确定为高速云（HVC），即使ISM是弱磁化（1.3微高斯）。我们还研究了各种可能的磁场配置的影响。正如预期的那样，当磁场很强并且垂直于云的运动时，ISM的阻力最大。在磁场与银河平面成对角线的情况下，云的轨迹由磁场线引导。模型云模拟表明，云和ISM之间的相互作用可以理解通过类比的激波管问题，其中涉及冲击和稀疏波。我们还讨论了加速的环境气体，从云烧蚀的材料的流光，和云的演变从一个球形的磁盘或雪茄形状的对象。
2009-06-02 astro-ph.GA
Radiation-driven Fountain and Origin of Torus around Active Galactic Nuclei
我们提出了一个合理的机制来解释形成所谓的“模糊环面”周围的活动星系核（AGN）的三维流体动力学模拟的基础上，包括从中央源的辐射反馈。用射线追踪法计算了X射线对气体的加热和辐射压力。这种辐射反馈驱动着一个“喷泉”，也就是说，在中央几到几十秒差距的垂直气体循环。非定常流出和流入之间的相互作用导致形成具有内部湍流运动的几何厚环面。结果，活动星系核在很宽的立体角范围内被遮蔽。在准稳态下，对于爱丁顿光度为10%和1%的活动星系核，柱密度向小于10^23 cm^-2的黑洞的张开角分别约为+-30度和+-50度。通过环的质量流入与流出和内部湍流运动共存，到中心秒差距区域的平均质量吸积速率为2 × 10 ^-4 ~ 10^-3，M_sun/yr，这比维持活动星系核光度所需的吸积速率小约10倍。这意味着相对明亮的活动星系核活动本质上是间歇性的，或者有其他机制，如恒星能量反馈，增强了质量吸积到中心。
2012-08-27 astro-ph.GA
Gas accretion and galactic fountain flows in the Auriga cosmological simulations: angular momentum and metal re-distribution
利用一组15个高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟银河系的形成，我们调查的起源重子物质中发现的恒星在红移为零。我们发现，大约一半的这种材料来自subhalo/卫星系统和一半是顺利地从星系间介质（IGM）吸积。在所有物质中，大约有$90 \%$至少有一次在星系风中被喷射和重新吸积。绝大多数顺利吸积的气体进入银河系喷泉，延伸到银河系中心距离中位数为$\sim 20$ kpc，再循环时间中位数为$\sim 500$ Myr。我们证明，在大多数情况下，银河喷泉获得角动量通过混合低角动量，风回收气体与高角动量气体在环银河介质（CGM）。顺行合并通过帮助调整圆盘和CGM旋转轴来促进这种活动，而逆行合并导致喷泉失去角动量。喷泉流，促进角动量的增长是有利于顺利的轨道上的演化准平行于光盘序列的恒星质量特定的角动量平面，而逆行的未成年人合并，主要合并和酒吧驱动的长期演化移动星系的膨胀序列。最后，我们证明了喷泉流的作用，扁平化和缩小的径向金属丰度梯度和金属丰度分散盘星，分别。因此，星系喷泉的演化强烈地依赖于宇宙学的合并历史，并且对于银河系大小的盘状星系的化学动力学演化至关重要。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Obscuring Fraction of Active Galactic Nuclei: Implications from Radiation-driven Fountain Models
活动星系核（AGN）被一个光学厚的“环面”所掩盖，它覆盖了核的大部分立体角。然而，环面的物理起源和活动星系核之间环面的差异尚不清楚。在之前的一篇基于三维辐射流体动力学计算的论文中，我们提出了一种基于物理的遮蔽机制，称为“辐射驱动喷泉”，其中由中心辐射驱动的气体循环自然形成了一个厚盘，部分遮蔽了核发射。在这里，我们扩展了这一机制，并进行了一系列的模拟，以探讨如何遮蔽取决于活动星系核的属性。我们发现，对于给定的柱密度，对活动星系核的遮蔽分数f_obs的变化依赖于活动星系核的光度和黑洞质量。特别是，N_H \geq 10 ^22 cm^-2的f_obs在10^{42-44}尔格/秒范围内随X射线光度L_X的变化而从~0.2增加到~0.6，但在光度（~10^{45}尔格/秒）以上f_obs变小（~0.4）。fobs的行为可以通过一个简单的解析模型来理解，并提供了对暗度红移演化的深入了解。模拟还表明，对于给定的L_AGN，当柱密度较大（N_H \geq 10 ^23 cm^-2）时，f_obs总是较小（~0.2-0.3）。我们还发现，超过70%的立体角可以覆盖的喷泉流的情况下。
2019-02-06 astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Testing Galactic Fountain Models' X-ray Emission
我们测试的X射线发射预测银河系的热晕发射的XMM-牛顿测量银河喷泉模型。这些测量来自110条视线，覆盖了银河系的全部范围。我们发现，磁流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质，其特点是从磁盘的热气体流的晕，再现的温度，但显着低估0.5-2.0千电子伏的表面亮度的晕（两个数量级，如果我们比较的中位数预测值和观测值）。这对于有和没有星际磁场的模型版本都是正确的。我们考虑不同的原因模型预测和观察之间的差异。我们发现，考虑到过电离冷却晕等离子体，这可能在原则上提高预测的X射线发射，是不太可能在实践中使预测与观察一致。我们还发现，包括热传导，这将倾向于增加表面亮度的冷热气体之间的界面，将无法克服表面亮度不足。然而，电荷交换排放从这样的接口，不包括在当前的模型，可能是显着的。模型的模糊也可能是由于缺乏宇宙射线驱动，这意味着模型可能低估了从盘到晕的物质数量。此外，一个扩展的热晕的吸积材料可能是重要的，通过提供热电子，可以提高发射的材料驱动出磁盘。需要额外的模型预测来测试这些过程在解释所观察到的晕发射中的相对重要性。
2015-01-02 astro-ph.GA
Intermediate- and high-velocity clouds in the Milky Way II: evidence for a Galactic fountain with collimated outflows and diffuse inflows
我们模拟的运动学的高速和中速云（HVC和IVC）的吸收观测到的样本的55个银河系晕星与精确的距离测量。我们采用了一个简单的模型，其主要的自由参数是气体的方位角，径向和垂直速度（$v_ϕ$，$v_{\rm R}$和$v_{\rm z}$）的厚盘，并将其应用到数据充分考虑到所观察到的功能在距离-速度空间的分布。我们发现至少需要两个单独的组件来重现数据。HVC和IVC被视为不同的种群的情况下，只提供了部分的数据描述，这表明，一个纯粹的基于速度的分离可能会给出一个有偏见的看法的气体物理在银河系的盘晕界面。相反，数据最好由流入和流出分量的组合来描述，两者的特征都是旋转，$v_ϕ$与盘的旋转相当，$v_{\rm z}$为50-100 km/s。与入流有关的特征似乎在天空中扩散，而与出流有关的特征大多局限在指向（$l\!=\!220^{\circ}$，$b\!=\!+40^{\circ}$）和（$l\!=\!40^{\circ}$，$b\!=\!-40^{\circ}$）的双锥内。我们的研究结果表明，较低的（$|z|\!\lesssim\!10$ kpc）银河系晕是由扩散流入的气体和准直流出的物质的混合物，这可能是一个星系范围内的气体循环的恒星反馈，即银河喷泉触发的表现。
2022-02-11 astro-ph.GA
Multi-phase Nature of a Radiation-Driven Fountain with Nuclear Starburst in a Low-mass Active Galactic Nucleus
利用三维辐射流体动力学模拟方法研究了低光度活动星系核（AGN）和小（$2\times 10^6 M_\odot$）黑洞周围分子、原子和电离气体的结构和动力学。我们首次研究了具有超新星反馈的“辐射驱动喷泉”（Wada 2012）中X射线主导区域的非平衡化学。一个双空心锥结构是自然形成的，而不需要假设一个厚的“环面”围绕着一个中心源。圆锥体中充满了不均匀的、扩散的电离气体，并被几何厚度（$h/r \gtrsim 1$）的原子气体包围。密集的分子气体分布在赤道面附近，来自超新星的能量反馈增强了它们的尺度高度。分子氢存在于热相（> 1000 K）以及冷（< 100 K）、致密（> $10^3$ cm $^{-3}$）相中。H $_2$在垂直方向上的速度色散与自转速度相当，这与附近Seyfert星系的近红外观测结果一致。使用3D辐射传输计算的尘埃排放，我们发现极性发射在中红外波段（12 $μm$），这是与双极外流，建议在最近的附近活动星系核的干涉观测。当观察角大于75 °时，该模型的光谱能量分布（~ 2 - 60 $μm$）与圆规星系的光谱能量分布一致。还讨论了在光学/红外和X射线观测中观测到的多相星际介质。
2016-08-25 astro-ph.GA
Investigating Galactic Fountains in M101: Insights from Ionized, UV emissions and Neutral Gas
Observatoire de Paris, LUX, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台、LUX、法国国家科学研究中心、巴黎文理研究大学、索邦大学）
本研究针对正向近邻星系M101，结合多波段高分辨率观测数据识别HI空洞，分析星系喷泉特征，量化了恒星反馈对星系气体盘的刻蚀作用与气体抛射的恒星形成抑制效应。
2025-07-14 astro-ph.GA
The origin of the high-velocity cloud complex C
高速云是由冷气体组成的，这些冷气体看起来像是从晕上雨点般落向银河系的圆盘。在过去的50年里，有两种相互竞争的观点认为它们的起源要么是来自银河系外的气体吸积，要么是来自超新星反馈驱动的银河系圆盘的气体循环（银河喷泉）。在这里，我们表明，这两种机制同时在工作。我们使用一个新的银河喷泉模型结合高分辨率流体动力学模拟。我们专注于原型云复合体C，并表明它是由大约1.5亿年前发生在天鹅座外旋臂的爆炸产生的。喷出的物质引发了大部分环星系介质的凝结，并导致其随后在圆盘上的吸积。这种喷泉驱动的低银河系日冕冷却提供了低金属含量的气体所需的化学演化模型的银河系的磁盘。
2014-11-14 astro-ph.GA
New Analytic Solutions for Galaxy Evolution II: Wind Recycling, Galactic Fountains and Late-Type Galaxies
我们推广了Pantoni等人（2019）提出的解析解，包括对风循环和星系喷泉的简单而有效的描述，目的是自洽地研究圆盘主导的晚型星系（LTG）中气体，恒星，金属和尘埃含量的空间平均时间演化。我们的解析解，当补充了参数设置的具体规定和来自$N-$体模拟的晕吸积率时，可以用来再现局部LTG所遵循的主要统计关系;这些包括，作为恒星质量的函数，恒星形成效率，气体质量分数，气体/恒星金属丰度，尘埃质量，恒星形成速率，比角动量，和总质量/金属预算。我们的分析解决方案可以很容易地解开统治星系形成的主要物理过程中的LTG的不同角色，特别是，我们强调风循环和星系喷泉的关键相关性，有效地重新装修的气体质量，延长恒星形成的时间尺度，并提高气体和恒星中的金属富集。总而言之，我们的分析解决方案构成了一个透明的，方便的，快速的工具，可以提供一个基础，为改善（亚网格）物理配方目前实施更复杂的半解析模型和数值模拟，并可以提供一个基准解释和预测当前和未来的空间平均观测本地和高红移LTG。
2020-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains
在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Galaxy-Scale Fountain of Cold Molecular Gas Pumped by a Black Hole
我们介绍了ALMA和MUSE对Abell 2597中最亮星系团的观测，Abell 2597是附近（z=0.0821）的冷核心星系团。这些数据描绘了一个30亿太阳质量的星云的运动学，它跨越了星系核心最里面的30千秒差距。其温暖的电离和冷分子成分都是同空间和共动的，这与光学星云追踪许多冷分子云的温暖包络的假设一致，这些冷分子云在热X射线大气的速度场中漂移。这些云并不处于动力学平衡状态，相反，它们显示出有证据表明，有气流流入中心的超大质量黑洞，沿着它发射的喷流流出，并被这些喷流膨胀起来的浮力热泡抬升。因此，整个场景与跨越星系的“喷泉”一致，其中冷气云流入黑洞吸积水库，为喷射和气泡提供动力，提升低熵多相气体的冷却羽流，这可能会刺激额外的冷却和吸积，作为自我调节反馈回路的一部分。所有的速度都低于从星系逃逸的速度，所以这些云应该会像下雨一样回到它们来的星系中心，使喷泉长寿。这些数据与混沌冷吸积，沉淀和刺激反馈模型的主要预测是一致的，并可能在所有质量尺度上跟踪星系演化的基本过程。
2018-08-01 astro-ph.GA
On the Kinematics of Cold, Metal-enriched Galactic Fountain Flows in Nearby Star-forming Galaxies
利用中等分辨率的Keck/Echellette摄谱仪和成像光谱仪研究了21个前景恒星形成星系的星际/环星系介质中的冷气体CaII 3934，3969和NaI 5891，5897的吸收，红移为0.03 < z < 0.20，恒星质量为7.4 < log M */Msun < 10.6。类星体-星系对是从斯隆数字巡天类星体光谱的一个独特样本中提取的，其中有星云辐射，因此具有非常接近的碰撞参量（R_perp < 13 kpc）。这条线发射的强度意味着星系的恒星形成率（SFR）范围很广，有几个远远高于恒星形成序列。我们使用Voigt剖面模型推导出每个吸收体的柱密度和组分速度，发现柱密度N（CaII）> 10^12.5 cm^-2（N（NaI）> 10^12.0 cm^-2）的发生率f_C（CaII）= 0.63^+0.10_-0.11（f_C（NaI）= 0.57^+0.10_-0.11）。我们没有发现f_C或静止框架等效宽度W_r（CaIIK）或W_r（NaI 5891）依赖于R_perp或M_* 的证据。相反，W_r（CaII K）与局部SFR在>3sigma的显著性相关，表明CaII跟踪恒星形成驱动的外流。虽然大多数吸收体的速度在宿主红移的+/-50 km/s范围内，但它们的速度宽度（以Delta v_90表示）普遍比星际物质速度的倾斜环模型所暗示的大30-177 km/s。这些运动…
2022-08-09 astro-ph.GA
Gas circulation and galaxy evolution
星系团必须通过从星系际环境中获取气体来形成和演化，然而这种气体吸积发生的方式仍然知之甚少。恒星形成星系被多相晕所包围，这些晕似乎主要是由内部过程产生的，例如，银河喷泉然而，一小部分的晕气体显示出指向外部起源的特征。对局部宇宙中的晕气吸积速率的估计始终给出的值远低于以观测到的速率维持恒星形成所需的值。因此，大部分的气体吸积必须是“隐藏的”，不能直接看到。我讨论了可能的机制，可以导致星系际气体冷却，并加入恒星形成星系盘。一种可能性是，气体吸积是由银河喷泉过程通过喷泉气体与日冕低金属含量气体的湍流混合驱动的。
2010-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficiency of gas cooling and accretion at the disc-corona interface
在恒星形成的星系中，恒星反馈对环星系介质有双重影响，既抑制又刺激气体吸积。气体吸积的触发可能是由盘物质以喷泉云的形式喷射到晕中以及与周围热日冕的相互作用引起的。事实上，在盘-日冕界面处，冷的/富含金属的盘气体（T <~ 10^4 K）和热的日冕气体（T >~ 10^6 K）之间的混合可以显著减少日冕部分的冷却时间，并产生其凝聚和吸积。我们通过秒差距尺度的流体动力学模拟研究了不同星系环境中喷泉云和日冕之间的相互作用，包括热传导的存在，这是影响气体凝结的关键机制。我们的模拟表明，日冕气体凝结强烈地依赖于星系环境，特别是它对于增加星系所在的晕的维里温度/质量的效率较低，并且对于维里质量大于10^13 Msun的物体完全无效。这一结果意味着，日冕气体在中低维里质量（Mvir <~ 3 x 10^12 Msun）的晕中迅速冷却，但从晚型到早型盘星系冷却日冕的能力降低，可能导致吸积关闭和大质量系统中恒星形成的淬灭。
2016-08-22 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Water Fountain Pre-Planetary Nebula IRAS 16342-3814: High-velocity bipolar jets and an Expanding Torus
我们绘制了“喷泉”双极行星前星云IRAS 16342-3814的~0.“35分辨率使用ALMA。我们发现：（i）两个高速的、多节的、类似喷流的分子外流;（ii）一个中心的高密度（>几个x 10 ^6 cm^{-3}）、直径为1300天文单位的膨胀环面;（iii）前身AGB的拱星包层，它是在过去的~455年里，由于质量损失率突然大幅增加到>3.5 x 10^{-4} Msun/yr而产生的。如果是由热辐射尘埃引起的，则在中心源（690 mJy）0.89 mm处的强连续辐射意味着大量（0.017 Msun）非常大（~ mm尺寸）的颗粒。测得的膨胀年龄的上述结构组件意味着环（年龄~160年）和年轻的高速流出（年龄~110年）后不久，在AGB的质量损失率急剧增加。假设IRAS 16342中的喷流是一个二元模型，IRAS 16342中占主导地位的喷流的高动量率意味着一个高的最小吸积率，排除了标准的邦迪-霍伊尔-利特尔顿风吸积和风洛希瓣溢出（RLOF）模型与白矮星或主序星。最有可能的是，需要从共同的包络演化内运行的主要或吸积模式增强RLOF。
2016-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Nature of Ionized Gas in the Milky Way Galactic Fountain
我们解决的空间尺度，电离结构，质量和金属含量的气体在银河系盘晕界面检测到的吸收在前景中的7个紧密间隔，高纬度晕蓝水平支星（BHB）的高度z = 3 - 14千秒差距。我们检测到跟踪多个电离态（例如CaII，FeII，SiIV，CIV）的跃迁，其柱密度随距离磁盘的高度保持不变，表明气体最有可能位于z < 3.4 kpc范围内。由CIV和SiIV追踪的中间电离态气体在我们的视线探测的整个横向分离范围内是强相关的，表明尺寸大于1千秒差距的大的相干结构。低电离状态的材料跟踪钙和铁II不表现出相关性与N $_{\rm HI}$或横向分离，这意味着在小于10 pc的尺度上的微云或块状。我们发现，在光电离或碰撞电离的假设下，观测到的log（N_SiIV/ N_CIV）的中值为-0.69 ± 0.04，对电离气体的总碳含量敏感。光致电离气体的唯一自洽解决方案要求Si相对于太阳Si/C比以0.35 dex耗尽到尘埃上，类似于DLAs和银河系ISM中的Si耗尽水平。在盘-晕界面上，温暖的电离气体的面积质量下降率的允许值范围是0.0003 < dM_gas / dtdA [M_sun kpc^-2 yr^-] < 0.006。我们的数据支持一个物理场景，其中银河系是由复杂的，多相的过程在其盘晕界面，涉及千磅级电离信封或流包含pc级，冷团块。
2019-11-18 astro-ph.GA
All-sky census of Galactic high-latitude molecular intermediate-velocity clouds
银河系的HI晕云，特别是中速云（IVC），被认为与银河系的喷泉过程有关。观测喷泉云对于理解物质循环和吸积到银河系盘上的作用以及随后的恒星形成非常重要。在这里，我们量化了星系晕中分子气体的数量。我们专注于罕见的一类分子IVC（MIVC）和寻找新的对象。HI-FIR相关性在银河系纬度$|b|>20^\circ$的整个银河系南北半球进行了研究，以确定IVC中分子气体的数量和分布。我们使用了最新的大规模HI和FIR数据，Effelsberg Bonn-HI巡天，Parkes银河系全天巡天和Planck FIR巡天。我们提出了一个目录的239个MIVC候选人在银河系的南北半球。在这些候选者中，除了一个单一的源之外，所有先前已知的MIVC都被恢复。候选者的频率在银河系南北半球之间以及负LSR速度和正LSR速度之间存在显着差异。在我们的方法中，我们分析了当地的银河系环境。将我们的结果外推到整个银河系，原子和分子IVC气体到银河系的全球流入可能占维持当前银河系恒星形成速率所需的气体质量的主要部分。
2016-10-27 astro-ph.GA
Supernova-driven gas accretion in the Milky Way
我们使用银河喷泉模型来模拟银河系中性氢的发射。该模型的开发是为了考虑敏感的HI数据的外部星系的数据。对于适当的参数值，该模型再现以及在中速观测到的HI排放。最佳参数意味着冷气体被电离，因为它被炸出的磁盘，但成为中性时，其垂直速度已减少了~ 30%.The参数还意味着，冷却的喷泉云的尾流中的日冕气体转移气体从维里温度日冕盘在~2 Mo/yr。这个速率与维持银河系恒星形成所需的吸积速率的不确定性一致，而不会耗尽星际气体的供应。我们预测的径向轮廓的吸积，这是一个重要的输入模型的银河系化学演化。该模型所需的参数值，以适应银河系的HI数据与外部星系和云日冕相互作用的流体动力学研究的估计值非常一致。我们的模型没有再现所观察到的HI发射在高速，一致的高速云是河外起源。如果我们的模型是正确的，那么银河系外部HI盘的结构与以前用来推断银河系外围暗物质分布的结构有很大的不同。
2011-09-05 astro-ph.GA
Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
The mode of gas accretion onto star-forming galaxies
有人认为，像我们这样的星系通过将气体从广泛的日冕转移到恒星形成盘来维持恒星的形成。这种转移受到银河喷泉的影响--从飞机上喷射到飞机上方千秒差距高度的冷云。开尔文-亥姆霍兹不稳定性从这些云中剥离气体。如果日冕的压力和金属含量足够高，剥离的气体会导致类似质量的日冕气体在云的尾流中凝结。云-日冕相互作用的流体动力学模拟。这些证实了存在一个临界消融率，在此之上日冕被凝聚，并意味着，对于银河系日冕的可能参数，该速率接近云的实际消融率。在外部星系中，单个云后面的HI尾迹将无法检测到，尽管所有这些尾迹的综合发射应该是显着的。构成银河系喷泉的云的部分痕迹应该是可观测的，并且可以解释对单个高速云的21厘米观测和银河系HI发射的调查中的特征。考虑到已知的下降，在可用的冷下降与宇宙时间和晕质量的增加，提出的机制提供了一个有希望的解释之间的蓝色云的红色序列的颜色-光度平面的星系的分工。
2010-01-14 astro-ph.GA
Sensitive CO and 13CO survey of water fountain stars. Detections towards IRAS 18460-0151 and IRAS 18596+0315
喷泉星代表了渐近巨星分支（AGB）和行星状星云阶段之间的一个阶段，当质量损失从球形变为双极时。这些类型的演变对象的特点是在22 GHz的水脉泽发射高速射流。利用位于Pico Veleta的30 m IRAM射电望远镜观测了1 - 0颗喷泉星的CO和13 CO的J=1-0和2-1谱线，测量了它们的CO和13 CO谱线发射。所有从天文台可见的喷泉都被调查过。大部分的线发射来自前景或背景银河系云，我们必须彻底分析光谱，以揭示与恒星相关的速度分量。在IRAS 18460-0151和IRAS 18596+0315两个源中，我们发现了以恒星速度为中心的宽速度分量，宽度为35-40 km/s。这些宽的组成部分可以与祖先星的前AGB包层相关联。第三种情况，IRAS 18286-0959，被报道为暂定的;在这种情况下，一对狭窄的速度分量，对称地位于相对于恒星速度，已被发现。我们还模拟了线发射使用LVG代码，并得出了一些全球性的物理参数，这使我们能够讨论这种气体的可能起源与已知的双极流出。对于IRAS 18460-0151和IRAS 18596+0315，我们得出的分子质量接近0.2个太阳质量，平均密度为10^4 cm^{-3}，质量损失率为10^{-4} M_sun/yr。的动力学温度是相当低的，在10和50 K之间，在这两种情况下，这表明CO排放是由外部和较冷的区域的信封。IRAS 18286-0…
2013-10-09 astro-ph.GA
Galactic coronae in Milky Way-like galaxies: the role of stellar feedback in gas accretion
本研究通过高分辨率流体动力学N体模拟探究类银河系星系盘与星系冕的气体循环，发现星系冕气体是恒星形成的主要燃料，恒星反馈驱动的星系喷泉与冕气体混合形成正反馈，提升冕气体吸积速率。
2023-06-20 astro-ph.GA
IRAS 18113-2503: the water fountain with the fastest jet?
我们目前的扩展甚大阵（EVLA）水脉泽观测在22 GHz的源IRAS 18113-2503。脉泽成分跨越了~500 km/s的非常高的速度范围，是银河系脉泽中发现的第二大，仅次于高质量恒星形成区W 49 N。脉泽成分被分成一个蓝移和一个红移的星团，两个星团之间的距离为0.12”。进一步的中红外和射电数据表明，IRAS 18113-2503是一颗后AGB星，因此是罕见的“喷泉”类的新成员。它是水脉泽中总速度扩散最大的演化天体，并且在其红移和蓝移瓣（~170 km/s）内具有最高的速度色散。大的总速度范围可能表明IRAS 18113-2503在已知的喷泉星中具有最快的喷流。另一方面，每个波瓣内的显著高速度分散可以解释为由质量喷射事件产生的激波，其速度增加到非常高的值，或者，由具有大开度角和/或旋进运动的射流中的投影效应产生的激波。
2011-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalous HI in NGC 2997
我们提出了深HI观测的中度倾斜的螺旋星系，NGC 2997。这些观测的目标是在NGC 2997附近寻找类似于银河系高速云的HI云，并深入了解它们的起源。我们发现的证据存在的星系喷泉以及星系内物质的吸积，但我们没有发现任何大型云HI远离星系盘。NGC 2997有一个厚而滞后的HI盘，其垂直速度梯度为18-31 km/s/kpc。质量为10^7兆太阳的反常速度HI云不能用银河喷泉模型来解释，因此我们可以估计河外气体吸积的下限为1.2兆太阳/年。这些云的数量和质量对大尺度结构的宇宙学模拟和暗物质晕的存在有影响。我们使用文献中的值来估计恒星形成率为5 +/- 1 Msun/yr，并使用已发表的Tully-Fisher关系推导出NGC 2997的新距离为12.2 +/- 0.9 Mpc。
2009-04-22 astro-ph.GA
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
The combined effect of AGN and supernovae feedback in launching massive molecular outflows in high-redshift galaxies
我们最近改进了我们的活动星系核（AGN）模型，将超大质量黑洞（SMBH）附加到大质量核星团（NSC）上。在这里，我们研究了这种新模型在大规模的，富含气体的星系与几个不同的反馈配方与流体动力学代码RAMSES模拟的影响。这些模拟与没有任何反馈的参考模拟进行了比较，在参考模拟中，冷却晕气体在恒星形成的爆发中迅速消耗。在强烈的超新星反馈存在下，我们观察到星系喷泉的形成，它在较长的时间内调节恒星的形成，但不会停止它。如果只考虑AGN反馈，一旦SMBH达到临界质量，就会发射出强烈的热气体流出，阻止冷却的晕气体到达盘，从而有效地停止恒星的形成，导致所谓的“淬火”。如果这两种反馈机制同时起作用，我们观察到一种非线性耦合，在这个意义上说，在超新星驱动的星系喷泉中的致密气体是由活动星系核驱动的热外流推动的，其半径比没有活动星系核的大得多。我们认为，这些特殊的外流能够解开致密气体从星系晕，感谢SN和AGN反馈的综合作用。我们推测，这种机制发生在SMBH的快速增长阶段结束时，是在许多大质量高红移星系中观察到的致密分子外流的起源。
2018-01-24 astro-ph.GA
Galactic disk winds driven by cosmic ray pressure
宇宙射线压力梯度将能量和动量传递给盘星系中的面外气体，这可能会导致星系风的重大质量损失。这对于发射“冷”（T < 10^4 K）气体的高速流出可能特别重要。我们使用简化的半解析模型研究宇宙射线驱动的盘风，假设流线遵循大尺度引力电势梯度。我们考虑了标度的类银河势，包括盘、球和晕，晕的速度范围为V_H = 50-300 km/s，在盘的半径为R_0=1-16 kpc，高度为1 kpc的流线足点。我们的解决方案涵盖了广泛的足点气体速度u_0，磁宇宙射线的压力比，气体宇宙射线的压力比，和角动量。阿尔文速度的宇宙射线流使有效声速C_eff从足点增加到临界点C_eff，c = u_c ~ V_H;这与C_eff向外减小的热成风不同。典型的临界点位于距盘1-6 kpc的高度，随V_H的增大而增大，渐近风速超过晕的逃逸速度。质量损失率对磁场和角动量的足点值不敏感。除了数值参数空间探索，我们开发和比较解析标度关系。我们证明了风的单位面积质量损失率高达~ Pi_0 V_H^-5/3 u_0^2/3，其中Pi_0是宇宙线压力的足点，u_0由星系喷泉的上涌所决定。当V_H < 200 km/s，u_0 = 50 km/s时，风的质量损失率超过了恒星形成率。
2018-01-19 astro-ph.GA
Galactic Winds in Low-Mass Galaxies
恒星反馈驱动的外流被预测在低质量星系的重子循环中起着重要的作用。然而，观测附近矮星系风的限制是有限的，因为外流是短暂的，本质上是低表面亮度的特征，因此难以检测。利用哈法深空观测，我们在附近12颗矮星（M_* ~ 10^7 - 10^9.3 Msun）中寻找风，这些矮星是正在发生或最近发生的恒星爆发的宿主。我们检测到的功能，我们归类为风在6个星系，喷泉候选人在5个星系，扩散ISM在1个系统。风是发现优先在星系中心集中的恒星形成，而喷泉被发现在星系空间分布的恒星形成。我们认为，恒星形成的浓度是一个预测是否低质量星系将发展风。所有探测到的电离气体的空间范围是有限的（<1/10维里半径），并且仍然被宇宙学模拟认为是ISM。我们的观测表明，从矮星中排出的大部分物质并没有逃逸到星系际介质中，而是留在晕中，并可能再循环到星系中。导出的质量加载因子范围为0.2-7（对圆速度或恒星质量的依赖性很弱），在模拟中需要更高的值来重现真实的低质量星系并解决与LambdaCDM的差异。该样本是全色STARBurst IRegular Dwarf Survey（STARBIRDS）的一部分，旨在描述矮星系中的星暴现象。我们还报告了一个以前未编目的邻近星系（J1118+7913）。
2019-10-09 astro-ph.GA
Kinematics and Dynamics of Multiphase Outflows in Simulations of the Star-Forming Galactic ISM
由恒星反馈产生的星系外流在本质上是多相的。观测和模拟都表明，在银河系盘中面的几千秒差距内的物质是由嵌入在热风中的暖云组成的。从理论上理解外流现象，包括风和喷泉流，需要研究热相之间的相互作用。我们开发了一种方法来量化这些相互作用，通过测量的质量，动量和能量通量交换使用时间和空间平均量和守恒定律。我们将这种方法应用于恒星形成ISM MHD模拟的基础上TIGRESS框架，太阳邻域条件。为了评估阶段之间的相互作用的程度，我们首先检查"弹道模型“的有效性，该模型预测了被视为非相互作用云的暖相（$5050\,\rm{K}<T<2\times10^4\,\rm{K}$）的轨迹。该模型在中等垂直速度（$ 50$ km s $^{-1}$ $\lesssim |v_z| \lesssim 100 $ km s $^{-1}$）下是成功的，但在较高速度下，我们观察到与弹道模型相比，模拟的温暖流出量过多。高速中温（$2\times10^4\,\rm{K}<T<5\times10^5\,\rm{K}$）气体的冷却不能完全解释这种差异。通过考察质量、动量和能量的通量，我们得出结论，热相通过中间相的冷却获得质量，而动量从热相（$T>5\times10^5\,\rm{K}$）转移到热相。来自热流出的大的能量通量被转移到温暖和中间阶段，并迅速辐射出去。一个简单的相互作用模式意味着喷泉流中的有效暖云尺寸为几个100…
2019-11-18 astro-ph.GA
The Fate of Supernova-Heated Gas in Star-Forming Regions of the LMC: Lessons for Galaxy Formation?
由超新星加热的气体驱动的星系风和喷泉在重新分配星系中的气体，在环星系介质（CGM）中沉积金属和淬灭恒星形成方面发挥着不可或缺的作用。由于星系在周围介质中的运动，这些流出物和冲压压力剥离之间的相互作用可能会通过将喷泉流转化为排出的气体来增强这些效果。在本文中，我们提出了控制，3D模拟冲压压力剥离结合热驱动，当地流出的超新星集群在孤立的磁盘星系仿照大麦云云（LMC），银河系的矮卫星在其第一次降落。观测证据表明，LMC中的超巨星壳层和HI气体的尾丝（没有明显的主导臂对应物）产生了局部外流，这可能是这一过程的一个完美例子。我们的模拟提出了一个概念验证，冲压压力可以转换喷泉流到排出的气体。我们发现，喷泉附近发射的大麦哲伦星系的恒星形成的高峰时间可以包括尾流的大麦哲伦星系的灯丝的一部分，但较低的柱密度比观察到的。从LMC的更大、更多的流出是可能的，并且可以贡献更多的质量，但是更高的惯性气体将延长该气体被冲压压力扫走的时间尺度。鉴于高分辨率的观测，增加知识的恒星形成的历史，和越来越多的证据，多相，电离外流，大麦哲伦星云是一个理想的测试平台，为未来的风模型。
2018-07-03 astro-ph.GA
Making massive stars in the Galactic Centre via accretion onto low-mass stars within an accretion disc
在银河系中心超大质量黑洞的$\sim 0.4$ pc内观测到的超大质量恒星的起源是一个谜。来自黑洞的潮汐力可能会抑制{ \it in situ}恒星的形成，而年轻的大质量恒星似乎会排除在其他地方形成，然后（以某种方式）进入银河系中心。在这里，我们考虑第三种方法来产生这些大质量的恒星，从低质量的恒星包含在核星团，围绕着超大质量黑洞。一个经过的气体云可以被超大质量黑洞潮汐般撕碎，在黑洞周围形成一个吸积盘。嵌入吸积盘中的恒星会通过邦迪-霍伊尔吸积从盘中吸积气体，其中吸积速率为$\dot{M}_\star \propto M_\star^2$。这种超指数增长的吸积可以导致恒星质量的急剧增加，在某些情况下达到所需的40-50 M $_\odot$。质量增长率敏感地依赖于恒星的轨道偏心率及其倾角。当恒星被圆盘捕获时，轨道倾角和/或它们的偏心率的演变，以及它们的轨道被圆化，将增加产生的大质量恒星的数量。因此，吸积到低质量恒星上会导致银河系中心和其他星系核的超重恒星质量函数。产生的大质量恒星将通过超新星爆炸污染环境，并可能产生紧凑的双星，其合并可能被LIGO-VIRGO引力波天文台检测到。
2020-08-23 astro-ph.GA
MAUVE: Cold neutral gas in the outflow of NGC 4383 and evidence for a fountain flow
International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；University of Kentucky（肯塔基大学）；National Research Council of Canada, Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天体物理学研究中心）；University of Victoria（维多利亚大学）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心，拉格朗日天体物理实验室）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
MAUVE研究揭示NGC 4383出流中的冷中性气体及喷泉现象，表明原子相主导冷出流，而非逃逸风。
2026-02-02 astro-ph.GA
Experimental Indicators of Accretion Processes in Active Galactic Nuclei
明亮的活动星系核是由宿主星系中心的超大质量黑洞的质量吸积提供动力的。对于较暗的天体，恒星的形成可能对光度有很大的贡献。总结了活动星系核吸积过程的实验指标，即：可观察到的活动指标，使我们能够得出结论的性质，吸积。银河系中心是最近的星系核，可以以前所未有的角分辨率和灵敏度进行研究。因此，本文还介绍了人马座A* 的最新观测结果和中央星团恒星形成的条件。我们覆盖整个电磁波谱的结果，并发现人马座A*（SgrA*）系统是有序的相对于其几何方向和它的发射过程，我们假设，以反映吸积过程到超大质量黑洞。
2017-12-19 astro-ph.GA
A Semi-Analytical Line Transfer (SALT) Model III: Galactic Inflows
我们提出了计算的紫外光谱所产生的散射光子的气体落在各向同性辐射源。该模型基于Scarlata & Panagia（2015）的半分析线转移（SALT）代码的改编，旨在解释部分电离星系流入光谱中观察到的逆P-Cygni轮廓。除了呈现模型之外，我们还探索了流入SALT模型的参数空间，并重新创建了各种物理动机的场景，包括球形流入，覆盖分数小于1的流入和银河喷泉（即，银河系的流入和流出的组成部分）。由此产生的光谱从流入的气体显示的光谱特征，可能被误解为ISM功能在低分辨率光谱（$σ\approx 120$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$），这表明，总数量的星系系统的流入被低估。我们的模型表明，可以用8米级望远镜获得的中等分辨率（$R = 6000$或$σ\approx 50$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$）的观测将能够解决识别流入所需的特征性逆天鹅座P剖面。
2022-09-29 astro-ph.GA
Tracing gas accretion in the Galactic center using isotopic ratios
Ams：我们研究了中心分子带盘和晕中的12 C/13 C同位素比值，以追踪银河系中心区域的气体吸积。研究方法：利用IRAM 30 m望远镜观测了HCO+、HCN、HNC的J=1-0转动跃迁及其13 C同位素取代，从而测量了12 C/13 C同位素比值。我们观察了整个银河系中心区域选定的9个位置，包括高纬度的云;与禁止势相关的X1和X2轨道预计相交的位置;以及典型的银河系中心分子云。结果如下：我们发现，在星系晕和X1轨道上，12 C/13 C同位素比率（>40）比银河系中心分子云（20-25）更高。我们的研究结果指出，分子气体已经经历了不同程度的核处理比观察到的气体朝向银河系内部中心区域。结论：高同位素比率与来自晕和银河系盘外围的气体吸积一致。
2010-08-11 astro-ph.GA
The angular momentum structure of cosmic ray driven galactic outflows triggered by stream accretion
我们调查的气体吸积流盘星系的演化的影响，使用磁流体动力学模拟，包括对流和各向异性扩散的宇宙射线产生的超新星作为唯一的反馈源。流吸积已被认为是宇宙学模拟中一个重要的星系生长机制，我们改变它们的方向和角动量在理想的设置。我们发现，吸积流触发银河系环的形成和增强恒星的形成。低角动量吸积流的恒星形成率和宇宙射线驱动的外流率更高，这也导致了更紧凑，更低的角动量盘。宇宙射线产生的外流显示出一种特征性的结构。在低流出速度（< 50 km/s）下，角动量分布类似于圆盘，并且气体处于喷泉流中。气体以高流出速度（> 200 km/s）穿透到晕的深处，角动量接近于零，并且来自星系的中心。由于宇宙射线驱动的外流的质量负载因子是为了统一和更高，我们得出结论，这一过程是重要的低角动量气体从发展中的盘星系和运输，潜在的金属富集，材料从银河系中心远到星系晕。
2021-09-25 astro-ph.GA
Velocities of warm galactic outflows from synthetic Hα observations of star-forming galaxies
Hα发射线剖面中的速度结构包含了有关星系外流的有价值的信息。使用一组z=2的星系的高分辨率放大宇宙学模拟，我们生成Hα发射线轮廓，考虑到温度依赖的Hα发射率，以及尘埃消光。Hα线可以被描述为两个高斯的和，就像通常的观测一样。在一般情况下，它的属性是在很好的协议与当地孤立的星系中观察到类似的质量和恒星形成率，假设一个空间恒定的聚集因子c=24。蓝移流出在样本中非常常见。它们在星系盘上方延伸了几千秒差距。它们也分布在光盘的整个范围内。然而，在小半径的情况下，高速的物质倾向于被限制在一个厚的圆盘中，作为银河喷泉或湍流介质的一部分，最可能是由于星系中心更深的引力势。
2016-05-30 astro-ph.GA
The chemical evolution of local star forming galaxies: Radial profiles of ISM metallicity, gas mass, and stellar mass and constraints on galactic accretion and winds
本文利用一个假定星系风质量损失和吸积质量增加与恒星形成速率之比为常数的分析化学演化模型，研究了20个盘状星系的ISM和年轻恒星星族的径向平均金属丰度分布。基于这个模型，观测到的金属丰度及其梯度可以用恒星质量与ISM气体质量之比的径向平均分布来描述。观测到的和模型预测的金属丰度之间的比较被用来约束质量损失率通过星系风和吸积增益单位的恒星形成率。发现了三组星系：要么大部分是风，只有微弱的吸积，要么大部分是吸积，只有微弱的风，和星系的风大致平衡的吸积。这三组气体盘的性质是不同的。质量损失率和吸积增益率近似相等的星系具有低金属丰度，原子氢占主导地位的气体盘具有平坦的空间轮廓。另外两组的气体盘由分子氢主导，等照度半径为0.5至0.7，并显示出径向指数下降，这是平均陡峭的星系与小吸积率。吸积率（<1.0 x SFR）和外流率（<2.4 x SFR）相对较低。后者依赖于使用HII区强发射线对金属丰度测定的零点进行校准。
2015-03-05 astro-ph.GA
Accretion Disk Reverberation Mapping of Active Galactic Nuclei at Wise Observatory
我们已经开始使用以色列怀斯天文台的46厘米望远镜对活动星系核进行自动光度监测。该望远镜特别配备了窄带滤光片，以便对V < 17等的源（z ~ 0.1）中的吸积盘进行高保真度的光度混响测绘。在这里，我们描述了实验的能力和准确性，并提出了第一个科学验证数据获得的塞弗特1星系Mrk 279。在两个多月的亚昼夜采样和$1\%$的典型通量测量不确定性下，我们能够测量整个光学范围内高达2天的带间时间延迟。
2018-07-07 astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Confronting Models with XMM-Newton Observations
我们比较了三个物理模型的预测热晕气体的起源与观测到的晕X射线发射，来自26个高纬度XMM-牛顿观测之间的软X射线背景$l=120\degr$和$l=240\degr$。这些观测结果是从一组大得多的观测结果中选出的，因为它们预计受到太阳风电荷交换排放的污染最小。我们用单温等离子体模型描述了XMM-牛顿带的晕发射。我们发现，观测到的晕温度在整个天空中相当恒定（~1.8e6-2.3e6 K），而晕发射测量值变化了一个数量级（~0.0005-0.006 cm^-6 pc）。当我们将我们的观测结果与模型预测进行比较时，我们发现XMM-牛顿观测到的大部分热气并不存在于孤立的面外超新星遗迹中-这个模型预测的发射量太微弱了。超新星驱动的星际介质的模型，包括从磁盘到晕在银河喷泉的热气流，给出了很好的协议与观察到的0.4-2.0 keV的表面亮度。该模型高估了晕X射线温度约2倍，但对于这种差异有几种可能的解释。因此，我们得出结论，一个主要的（可能是占主导地位的）贡献者的晕X射线发射观察到的XMM-牛顿是一个喷泉的热气驱动到晕盘超新星。然而，我们不能排除的可能性，扩展的热晕吸积物质的磁盘星系形成模型预测也有助于发射。
2010-09-08 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
Accretion Disk Size Measurements of Active Galactic Nuclei Monitored by the Zwicky Transient Facility
利用Zwicky瞬变实验室的存档数据，利用$gri$光度学光变曲线，对92个z<0.75的活动星系核（AGN）进行了采样，并通过连续混响映射测量了吸积盘的大小。我们采用蒙特卡罗模拟试验来评估数据采样和宽发射线的影响，并选择出具有足够高的采样频率（平均间隔3天）和最小的宽发射线污染的样品。利用内插的互关联函数计算了活动星系核的带间时间延迟，然后用广义吸积盘模型拟合了这些延迟，其中带间时间延迟是波长、黑洞质量和光度的幂函数.采用马尔可夫链蒙特卡罗方法确定最佳参数值。总体而言，带间的时间延迟可以拟合与$τ\ \propto λ^{4/3}$关系预测从一个稳定的状态，光学厚，几何薄吸积盘，然而，产生的磁盘大小系统大于预期的，虽然测量到的理论磁盘大小的比率取决于使用的发射率-或响应-加权磁盘半径。这些结果与以前的研究大体一致，所有这些都提出了一个关于“标准”吸积盘模型的难题。
2022-01-21 astro-ph.GA
Origin of the Galactic Halo: accretion vs. in situ formation
我们测试的假设，我们的银河系的经典和超微弱的矮球状卫星的星系晕的积木通过比较他们的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与观察到的星系晕恒星。当[Fe/H] > -2 dex时，[O/Fe]比与观测到的星系晕星丰度比有很大的偏差，而当金属丰度较低时，两者有重叠。另一方面，对于中子俘获元素，这种差异在所有金属丰度上都有所扩大，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。我们提出了一个模型的结果，考虑到从矮卫星剥离的富集气体的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于所采用的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-07-25 astro-ph.GA
Bolometric luminosity black-hole growth time and slim accretion discs in active galactic nuclei
我们研究了大样本活动星系核中的吸积率、热光度、黑洞（BH）生长时间和BH自旋，假设所有这些物体都是通过薄或细长的吸积盘（AD）提供能量的。我们使用直接估计的质量吸积率，Mdot，表明许多目前使用的Lbol和Ledd值要么估计不足或估计过高，因为它们是基于热校正因子，调整到适度吸积的活动星系核（AGN）的属性，并没有考虑到BH质量，自旋和吸积率的正确组合。AD物理的一致应用，我们的样本斯隆数字巡天（SDSS）AGN导致以下结果：1。即使是最保守的假设，快速吸积BH的辐射效率表明，许多这些来源必须包含超薄AD。我们说明这一点，估计在不同的红移的分数，这样的对象。2.许多先前估计的BH生长时间与AD理论不一致。特别是，最快的吸积黑洞的增长时间在过去被高估的大因素，活动星系核的演化具有重要的后果。3.目前使用的低吸积率非常大的SDSS黑洞的热辐射校正因子，不符合AD理论。将AD假设应用于这些物体，结合宽发射线的标准光电离计算，得出结论，许多这样的物体必须包含快速旋转的BH。
2013-11-17 astro-ph.GA
Supermassive Black Holes with High Accretion Rates in Active Galactic Nuclei. IX 10 New Observations of Reverberation Mapping and Shortened H$β$ Lags
作为报告活动星系核（AGN）中超级爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBHs）的大型混响映射活动的系列论文之一，我们介绍了2015-2017年期间光谱监测的10个SEAMBHs的结果。其中6颗是首次观测到的，它们的5100流明光度通常高于我们在2012年至2015年期间监测到的SEAMBH;其余4颗是重复观测，以检查它们以前的滞后是否发生变化。与以前的SEAMBH类似，新观测到的天体的H $β$时间滞后比亚爱丁顿活动星系核的正则$R_{\mathrm{Hβ}}$ - $L_{5100}$关系所预测的值短，短了$\sim2-6$倍，取决于吸积速率。先前观测到的四个物体的滞后与先前的测量结果一致。我们提供了线性回归的$R_{\mathrm{Hβ}}$ - $L_{5100}$关系，仅为SEAMBH样品和低吸积活动星系核。我们发现Fe Ⅱ的相对强度和H $β$发射线的轮廓可以作为吸积率的代用指标，表明H $β$滞后的缩短依赖于吸积率。最近SDSS-RM在低吸积率活动星系核中发现了缩短的H $β$滞后，这为黑洞的逆行吸积提供了令人信服的证据。这些证据表明，正则$R_{\mathrm{Hβ}}$ - $L_{5100}$关系只在吸积率适中的活动星系核中成立。在低吸积率下，它应该被修正以包括黑洞自旋的影响，而在高吸积率下，吸积率本身成为一个关键因素。
2018-02-08 astro-ph.GA
