Simulating radiative feedback and star cluster formation in GMCs: I. Dependence on gravitational boundedness
辐射反馈是巨分子云（GMCs）中团簇形成的一个重要结果，新形成的团簇会加热和蒸发周围的气体。团簇形成的过程，以及辐射反馈的作用，在不同的GMC环境中还没有得到充分的探索。我们提出了一系列模拟，探索初始引力束缚和辐射反馈如何影响团簇形成。我们模拟早期演变（$<$ 5百万年）的湍流，10 $^6$ M $_{\odot}$云维里参数范围从0.5到5。为了模拟团簇形成，我们使用团簇汇粒子，再加上一个光线跟踪计划，和一个自定义的亚网格模型，该模型通过采样IMF填充一个团簇，每自由落体时间的效率为20\%。我们发现，辐射反馈只降低了百分之几的团簇粒子的形成效率。初始维里参数在限制团簇形成方面起着更强的作用，对于最不结合的模型到最结合的模型，团簇形成效率的范围为37%到71%。随着初始维里参数的增加，团簇总数增加，而最大质量团簇减少，导致更陡峭的质量分布。我们的星系团粒子中的恒星形成率最初与观测结果一致，但在后期上升到更高的值。这表明，辐射反馈本身并不负责分散的GMC超过第一个500万年的团簇形成。
2016-06-16 astro-ph.GA
AGN-starburst evolutionary connection : a physical interpretation based on radiative feedback
观测结果表明，核星爆、活动星系核（AGN）和外流现象之间存在密切联系。一个演化序列，从尘埃遮蔽的超亮红外星系，并最终导致一个清晰的光学类星体，已提出并在文献中讨论。活动星系核反馈通常被用来在爆发事件中驱逐遮蔽气体和尘埃，但其潜在的物理机制尚不清楚。我们考虑活动星系核反馈驱动的辐射压力的尘埃，直接作用于模糊的尘埃气体。我们得到的辐射反馈可以潜在地破坏致密的气体在红外光学厚制度，并在尘埃-气体分数的增加导致有效爱丁顿比的增加。因此，更多的尘埃气体优先驱逐辐射反馈，和中央活动星系核是倾向于有效地消除自己的模糊尘埃茧。大量的尘埃意味着严重的遮蔽，但也有强大的反馈，这表明尘埃遮蔽和井喷之间的因果关系。在这张图片中，活动星系核反馈和恒星暴现象通过超新星爆炸中产生的尘埃内在地耦合在一起，从而对所观察到的演化路径进行了自然的解释。
2016-09-28 astro-ph.GA
The Interplay of Kinetic and Radiative Feedback in Galaxy Clusters
最近的观测提供了一些证据，证明一些冷核星系团（CCC）在其最明亮的星系团星系（BCGs）中拥有类星体。出于这些发现，我们使用3D辐射流体动力学模拟与代码恩佐探索的共同作用的动力学和辐射反馈的超大质量黑洞（SMBHs）在BCGs。我们实现动力学反馈的亚相对论等离子体流出和辐射反馈模型使用射线跟踪辐射转移或热能注入。在我们的模拟中，中央SMBH之间的辐射效率和辐射效率低下的状态的时间尺度上的几个陀螺仪，作为其吸积率的函数的过渡。这种转变的时间尺度主要取决于分配给每种反馈模式的能量比例，并在较小程度上取决于活动星系核（AGN）的总体反馈光度。具体地说，我们发现（a）动力学反馈必须在低吸积率和高吸积率下都存在，以防止冷却灾难，（b）它的贡献可能占AGN总反馈功率的10%以上，因为低于这个阈值，模拟的BCGs大多数时间倾向于容纳射电大声类星体，与观测明显相反。我们还发现活动星系核的反馈功率与团芯冷气丝的质量之间存在正相关关系，这表明对H $α$丝的观测可以作为活动星系核反馈的一种度量。
2020-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of radiative feedback on the initial mass function of metal-poor stars
通过辐射流体动力学模拟，研究发现金属丰度降低使恒星初始质量函数从萨尔皮特型变为顶部重型，辐射反馈调节恒星形成效率，可解释JWST观测到的早期紫外亮星系。
2023-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating radiative feedback and star cluster formation in GMCs: II. Mass dependence of cloud destruction and cluster properties
巨分子云（GMC）中的辐射反馈过程是通过加热和电离周围气体来限制恒星团簇形成的重要机制。我们探索辐射反馈影响早期（$\lesssim$ 5百万年）团簇形成的GMCs的质量范围从10 $^{4-6}$ M $_{\odot}$使用FLASH代码的程度。相对于流体动力学模拟，包含辐射反馈使团簇形成的效率降低20-50\%。特别是两个模型- 5 $\times$ 10 $^4$和10 $^5$ M $_{\odot}$ -显示出对团簇形成效率的最大抑制，对应于$\sim$ 2的因子。只有这些云，内部能量，辐射反馈注入的能量的测量，超过引力势的显着量的时间。我们发现一个明确的关系，最大的集群质量，M $_{cl,max}$，形成在一个GMC的质量M $_{GMC}$ ; M $_{cl,max}\propto$ M $_{GMC}^{0.81}$。这一比例结果表明，年轻的球状星团在必要的规模$10^6 M_{\odot}$内形成的主机GMC附近的质量$\sim 5 \times 10^7 M_{\odot}$。我们比较模拟集群质量分布观察到的嵌入集群质量函数（$dlog(N)/dlog(M) \propto M^β$，其中$β$ = -1），并找到良好的协议（$β$ = -0.99 $\pm$ 0.14）只有模拟包括辐射反馈，表明这个过程是重要的控制年轻的集群的增长。然而，高的恒星形成效率…
2017-06-01 astro-ph.GA
Feedback from central black holes in elliptical galaxies. I: models with either radiative or mechanical feedback but not both
由于电磁输出、黑洞质量和星系光学光度之间的良好关系，椭圆星系中心SMBH辐射反馈的重要性是毋庸置疑的。此外，由于中央SMBH周围的吸积盘发出的喷流和风的能量的机械和热沉积，预计也会发生反馈。在本文中，我们改进和扩展的吸积和反馈物理在我们以前的论文中探索，也包括一个物理动机的机械反馈。我们研究了一个孤立的椭圆星系的演化与援助的高分辨率的1-D流体动力学代码，其中的冷却和加热功能，包括光电离和康普顿效应，并限制到模型，其中只包括辐射或只机械反馈。我们证实，爱丁顿比高于0.01的吸积和辐射输出的反馈效应被迫在突发模式，因此，预计在早期的强烈的辐射，而在低红移的探索模型的特点是光滑，非常次爱丁顿质量吸积率穿插罕见的爆发。然而，探索的模型总是失败的一些观察测试。如果我们假设高机械效率为10^{-2.3}，我们发现大部分气体都是从星系中喷射出来的，产生的X射线光度远低于通常观察到的，并且几乎没有SMBH生长。但机械效率足够低以适应令人满意的SMBH生长的模型往往会允许太强的冷却流，并使z=0处的星系的E+A光谱比观察到的更频繁。我们的结论是，这两种类型的反馈是必要的。在即将发表的论文中探讨了具有组合反馈的模型。
2009-04-21 astro-ph.GA
Radiative feedback on supermassive star formation: the massive end of the Population III initial mass function
质量为$M_\ast \simeq 10^4$ -$10^5~{\rm M_\odot}$的超大质量恒星（SMS）被认为是高红移超大质量黑洞的可能种子，但它们的原恒星是否确实通过气体吸积克服辐射反馈获得足够的质量仍然存在争议。我们调查原恒星的生长动态加热的原子冷却晕（ACH）在最近的宇宙学模拟中发现，进行三维辐射流体动力学（RHD）模拟，考虑恒星演化下的变质量吸积。我们发现，其中一个ACH饲料中央原恒星的速度超过一个临界值，在此之上的恒星在一个凉爽的膨胀阶段的演变，几乎不产生电离光子。因此，恒星质量达到$M_\ast \gtrsim 10^4~{\rm M_\odot}$，不受辐射反馈的影响。在另一个ACH中，质量供应率较低，恒星大部分时间都是热的主序星，发出强烈的电离辐射。然后，恒星质量的增长被终止周围$500~{\rm M_\odot}$的拱盘的光蒸发。我们的一系列RHD模拟提供了一个公式的最终恒星质量确定无论是恒星反馈或其寿命作为一个函数的质量供应率从母云在没有恒星辐射。结合的统计特性的SMS形成的云在高红移类星体祖晕的结果，我们构建了一个头重脚轻的原始恒星的质量分布在$M_\ast \simeq 100$ - $10^5~{\rm M_\odot}$，近似遵循幂律谱的$\propto M_\ast^{-1.3}$与陡峭的下降在$M_\ast \gtrsim 2 \times…
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaseous Dynamical Friction in Presence of Black Hole Radiative Feedback
动力学摩擦被认为是星系合并后大质量黑洞轨道演化的主要机制，也是引力束缚黑洞双星形成的重要途径。我们使用2D辐射流体动力学模拟研究的效率，在存在辐射反馈的MBH移动通过均匀密度气体的动力学摩擦。我们发现，从MBH的吸积流的最里面的部分出现的电离辐射强烈影响的动态摩擦唤醒，并使动态摩擦效率低下的物理场景的范围。在这种情况下，MBH往往会经历正的净加速度，这意味着它们会加速，这与在没有辐射反馈的情况下气体动力学摩擦的预期相反。然而，这种加速度的幅度小得可以忽略，并且在相关的物理时间尺度上不应显著改变MBH的速度。我们的研究结果表明，抑制动力学摩擦是更严重的MBH频谱的低质量端，与低质量的物体在一般情况下，气体阻力的效率低下，意味着$< 10^7$太阳质量MBH有较少的手段到达合并星系的中心。这些研究结果提供了一个子分辨率模型的动态摩擦MBH辐射反馈的存在下，可以很容易地实现在大规模的模拟制定。
2020-03-23 astro-ph.GA
AGN Feedback Models and AGN Demographics II: Comparing Predictions of Radiative and Total Feedback to Observations
New York University（纽约大学）
研究通过比较EAGLE、SIMBA和TNG100的辐射模式AGN反馈模型预测与观测约束来评估模型，发现模拟与观测的辐射AGN群体不匹配，还比较了EAGLE的$F_{\mathrm{AGN}}$预测与新测量，其总AGN反馈能量与观测大致一致但爱丁顿比率有差异。
2026-07-23 astro-ph.GA
Fervent: Chemistry-coupled, ionising and non-ionising radiative feedback in magnetohydrodynamical simulations
介绍了磁流体自适应网格加密程序FLASH 4的辐射转移程序模块。它耦合到一个有效的化学网络，明确跟踪三个氢物种H，H_2，H+以及C+和CO。该模块是面向模拟大质量恒星的所有相关的热反馈过程，并能够遵循非平衡的时间依赖的热和化学状态的当今星际介质以及致密的分子云。详细描述了所有相关的恒星热反馈机制的实现，即光电、光电离和H_2离解加热以及紫外光子泵浦分子氢。所有包括辐射反馈过程进行了广泛的测试。我们还比较了我们的模块专用的光子占主导地位的区域（PDR）的代码，并找到了很好的协议，在我们的建模氢物种，一旦我们的辐射转移解决方案达到平衡。此外，我们表明，实现的辐射反馈物理是不敏感的空间分辨率的代码，并显示在何种条件下，有可能获得良好的收敛演化的时间。最后，我们简要地探讨了我们的计划治疗电离和非电离辐射相结合的鲁棒性。
2015-03-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
Upper stellar mass limit by radiative feedback at low-metallicities: metallicity and accretion rate dependence
我们研究了不同吸积率和金属丰度的形成中恒星辐射反馈所设定的恒星质量上限。为此，我们数值求解结构的原恒星和它周围的吸积信封假设一个球对称和稳定的流动。尘埃茧是吸积包层的尘埃部分，其光学深度在来自恒星光球层的直射光和作为尘埃热辐射重新发射的漫射光之间是不同的。因此，改变金属丰度定性地改变了辐射反馈抑制吸积流的方式。在固定的吸积速率$10^{-3}M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$的情况下，直射光和漫射光两者共同操作以防止在$Z \gtrsim 10^{-1}Z_{\odot}$处的质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-1}Z_{\odot}$，漫射光不再有效，直射光仅限制质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-3}Z_{\odot}$，HII区的形成在吸积终止中起着重要作用。所得的质量上限随着金属量的降低而增加，从几个$\times~10~M_\odot$到$\sim 10^3~M_\odot$超过$Z = 1Z_{\odot} - 10^{-4}~Z_\odot$。我们还说明了大质量恒星形成核心的辐射光谱如何随着金属丰度的降低而变化。首先，位于$1Z_{\odot}$处的$30 μ{\rm m}$周围的光谱的峰值波长移动到$Z \lesssim 0.1 Z_\odot$处的$< 3 μ{\rm m}$。第二，由于无定形硅酸盐带，$10 μ\rm{m}$处的…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPRAI: Coupling of radiative feedback and primordial chemistry in moving mesh hydrodynamics
本文介绍了一个新的辐射转移程序SPRAI（SimplePhotonRadiationintheArepo Implementation）。这种方法最初只用于后处理，现在直接集成到Arepo代码中，并利用其自适应非结构化网格。辐射光子从源通过特定立体角内的一系列Voronoi气室传输。从光子衰减，我们得到相应的光子通量和电离率，并将它们馈送到原始化学模块。这为我们研究原生气体中电离源引起的动力学和化学过程提供了一种自洽的方法。由于SimpleX方法的计算成本不直接与源的数量成比例，因此它便于研究可能形成多个电离源的原始恒星形成晕等系统。
2017-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
AGN feedback in an isolated elliptical galaxy: the effect of strong radiative feedback in the kinetic mode
基于二维高分辨率流体动力学数值模拟，研究了孤立椭圆星系的中心活动星系核对宇宙演化的力学和辐射反馈效应。物理过程，如恒星形成和超新星被认为是。模拟区域的内边界被仔细地选择，使得基准Bondi半径被解析，并且黑洞的吸积率被自洽地确定。与以前的工作类似，我们假设星系的比角动量很低。当吸积率较高和较低时，活动星系核处于冷吸积模式和热吸积模式，分别对应于辐射反馈模式和动力学反馈模式。根据先前的理论工作，热吸积流的发射光谱比冷吸积流的发射光谱更硬，这可能导致更高的康普顿温度伴随着更有效的辐射加热。这两种反馈模式之间的康普顿温度的差异，本研究的重点，在以前的工作中被忽略。动力学反馈模式的显着差异被发现作为一个结果，更强的康普顿加热和吸积变得更加混乱。更重要的是，如果我们约束模型以正确预测宇宙演化后的黑洞生长和活动星系核占空比，我们发现有利的模型参数受到约束：机械反馈效率随着亮度的减小而减小（最大效率为$\simeq 10^{-3.5}$）和X射线康普顿温度随着光度的降低而增加，尽管具有固定机械效率和康普顿温度的模型也是令人满意的。我们的结论是，在动力学模式中的辐射反馈比以前认为的更重要。
2014-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Coronal Properties of Low-mass Population III Stars and the Radiative Feedback in the Early Universe
我们通过磁流体动力学模拟系统地研究了具有不同恒星质量和磁场的无金属恒星上日冕环的加热。结果表明，日冕磁场强度$B_{\rm c}$对阿尔夫文波的非线性差异有影响，因此日冕性质与日冕磁场强度有关。较弱的$B_{\rm c}$导致较冷和较低密度的日冕，因为大部分输入波耗散在低层大气中，由于较大的非线性。因此，EUV和X射线光度也与$B_{\rm c}$相关，同时它们在宽范围的场强中发射。最后，我们扩展我们的结果，以评估从低质量的第三类日冕的宇宙再电离的贡献。在有限的磁场和环长参数范围内，极紫外和X射线辐射对高红移气体的电离和加热影响很小。然而，仍然有可能的贡献，再电离的高能耀斑涉及长的磁环。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Evolution with Radiative Feedback in AGN Disks
本文通过MESA模拟研究AGN盘中恒星的吸积与辐射反馈，揭示“不朽”与“变质”两类演化轨迹，并表明嵌入恒星可解释宽线区高金属丰度且避免过度氦富集。
2025-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Galaxy formation with radiative and chemical feedback
在这里，我们介绍GAMESH，一种新的管道，实现自洽的辐射和化学反馈的计算模型的星系形成。通过将宇宙学化学演化模型GAMETE与辐射转移程序CRASH相结合，GAMESH可以对描述形成中星系红移演化的N体模拟的真实输出进行后处理。在介绍了GAMESH的实现及其特点后，我们将该代码应用于银河系形成的低分辨率N体模拟，并研究了自洽辐射和化学反馈的综合效应。许多物理性质，可以直接与银河系及其周围卫星的观测结果进行比较，预测的代码沿着合并树组装。由此产生的红移演化的本地组恒星形成率，再电离和金属富集以及预测的金属丰度分布函数的晕星与观测进行了严格的比较。我们讨论了GAMESH的第一个版本的优点和局限性，也开辟了新的方向，充分实施反馈过程中的星系形成模型相结合的半解析和数值方法。
2015-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does feedback help or hinder star formation? The effect of photoionisation on star formation in Giant Molecular Clouds
我们研究了湍流恒星形成云内的光电离反馈的影响，比较了理想化的配置文件和更现实的云结构从全球星系模拟得出的恒星形成。我们进行了一系列的数值模拟，比较了单独的恒星形成，光电离和光电离加上超新星反馈的影响。在理想的星云中，光电离抑制了早期的气体分裂，导致形成更大质量的恒星，并提高了恒星形成效率。在稍后的时间，稠密气体的扩散导致辐射反馈效应从正转换为负，因为恒星形成效率下降。在从全球模拟中提取的云中，初始云在恒星反馈开始之前就已经严重碎片化，并且在很大程度上不受辐射能量后期注入的结构影响。结果是抑制了恒星的形成。我们的结论是，反馈的效率在很大程度上取决于气体的结构，负反馈占主导地位时，密度高。
2016-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the Influence of Radiative Feedback in Bright-Rimmed Cloud 44
本文通过多波段观测和光谱分析，研究亮缘云BRC 44中辐射反馈对恒星形成的影响，发现云处于压缩阶段，大质量恒星可能促进年轻嵌入恒星的形成。
2025-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative AGN feedback on a moving mesh: the impact of the galactic disc and dust physics on outflow properties
来自吸积超大质量黑洞的反馈，即活动星系核（AGN），现在是星系形成模型的基石。在这项工作中，我们提出了辐射AGN反馈的辐射流体动力学模拟使用新的Arepo-RT。一个中央黑洞发出辐射在一个恒定的光度和驱动器通过辐射压力尘埃颗粒外流。利用一个孤立的NFW晕，我们验证我们的设置在单散射和多散射制度，与模拟的冲击波阵面传播与预期的分析结果非常吻合。对于一个球对称的NFW晕，辐射反馈产生的模拟流出特性的检查表明，他们是低于通常观察到在一个固定的活动星系核光度，无论辐射的准直。然后，我们探讨了一个中心盘星系和假设的尘埃模型上的外流属性的影响。在星系形成过程中光环的收缩和模拟尘埃颗粒的产生导致光环的光学深度增加了$100$倍。然后，辐射能够更有效地将动量耦合到气体，驱动更强的激波并产生质量加载的$\sim10^{3}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$流出，速度为$\sim2000\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，与观测结果一致。然而，包括灰尘破坏机制，如热溅射，导致流出物内的灰尘颗粒的快速破坏，降低其性能低于通常观察到的值。我们的结论是，辐射AGN反馈可以驱动外流，但需要一个彻底的数值和物理处理，以评估其真正的影响。
2018-12-04 astro-ph.GA
Dynamical evolution of massive black hole pairs in the presence of spin-dependent radiative feedback
大质量黑洞（MBH）在星系中心的普遍存在，以及沿着宇宙历史的结构形成的分级过程，都必然意味着宇宙中存在大量的MBH双星。这样的系统被认为是兆赫频率的引力波的最大声源，下一个激光干涉仪空间天线（LISA）将探测这种频率。有人提出，MBH配对然后结合形成双星的速率关键取决于MBH对周围气体环境施加的反馈。使用公开可用的代码GIZMO，我们进行了一套模拟，旨在研究嵌入在100 pc规模的气体盘的MBH对的动力学。通过专用的模块，我们遵循MBH的动力学在不同的自旋相关的辐射反馈模型的存在下，并比较结果的基准情况下，没有反馈。我们的主要发现是，反馈导致次级MBH缩小其轨道在一个减少的步伐，当与模型相比，反馈是不存在的。此外，这种较慢的螺旋发生在偏心轨道上，因为反馈具有阻碍圆化过程的净效应。虽然在许多方面理想化，我们的研究强调和量化的重要性，包括自旋相关的反馈配方在流体动力学模拟的MBH对，并最终在评估宇宙学聚结率的这种系统，鉴于他们的检测通过引力波。
2022-12-16 astro-ph.GA
The structure of young embedded protostellar discs
年轻的原恒星盘为行星形成提供了初始条件。这些光盘的属性可能是不同的后期（金牛座T）光盘由于不断下降的信封和原恒星的变化造成的不规则的气体吸积。我们使用一组流体动力学模拟来确定在坍缩分子云中形成的盘的结构。我们研究如何从主机原恒星的辐射反馈影响光盘的属性，通过检查三个制度：没有辐射反馈，连续的辐射反馈和情节反馈，类似于FU Ori-type爆发。我们发现，径向表面密度和温度分布的变化显着的磁盘吸积气体从下降信封。这些配置文件是敏感的螺旋结构的存在下，引起的引力不稳定性，以及由原恒星提供的辐射反馈，特别是在这种情况下，当反馈是情节。我们还调查是否从位置-速度（PV）图的质量估计是准确的早期阶段光盘。我们发现，原恒星系统的质量（即原恒星和它的光盘的质量）被低估了20%，由于气体上的径向压力梯度增强的影响。早期星盘的质量是原恒星质量的一个重要部分，因此位置-速度图不能准确地提供原恒星的质量。在年轻圆盘中预期的增强的径向压力梯度可能会导致由于气体阻力而导致的粉尘消耗速率增加，从而导致粉尘-气体比降低。
2017-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Radiative Feedback and Supernova Induced Turbulence on Early Galaxies
最近发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜有望在我们对第一批恒星和星系的理解方面取得无与伦比的进步，但要实现这一潜力，需要宇宙学模拟来捕捉影响这些物体的关键物理过程。在这里，我们表明，辐射转移和亚网格湍流混合是两个这样的过程。通过比较模拟有和没有辐射转移，但具有完全相同的物理参数和亚网格湍流混合模型，我们发现，跟踪辐射转移抑制人口III（Pop III）恒星形成密度的一个因素约为4。在这两个模拟中，Pop III恒星的$\gtrsim 90\%$都被发现在我们的次网格模型跟踪的未解决的原始区域中，该模型在模拟原星系核心周围的区域方面做得更好，在这些区域中，来自超新星的金属需要数十万年才能完全混合。与此同时，辐射转移抑制了Pop III恒星的形成，通过电离气泡的发展，减缓了这些区域的气体吸积，并导致紧凑的高红移星系被孤立的低质量卫星所包围。因此，湍流混合和辐射转移都是必须包括在内的基本过程，以准确地模拟原始星系的形态，成分和生长。
2022-07-14 astro-ph.GA
Star cluster formation and cloud dispersal by radiative feedback: dependence on metallicity and compactness
通过一系列三维辐射流体力学模拟，我们研究了在不同金属丰度和柱密度的环境中恒星团簇形成的过程。我们发现，来自大质量恒星的光电离反馈控制着恒星形成云中的恒星形成效率（SFE），其影响敏感地依赖于气体金属丰度$Z$和初始云面密度$Σ$ .在$Z=1~Z_{\odot}$下，SFE按幂律从$Σ= 10~M_{\odot}{\rm pc^{-2}}$下的0.03增加到$Σ= 300~M_{\odot}{\rm pc^{-2}}$下的0.3。在低金属量的情况下，$10^{-2}- 10^{-1} Z_{\odot}$，星团是由原子温暖的气体形成的，因为分子的形成时间相对于冷却或动力学时间来说不够短。此外，整个云更容易被扩展的H{ \sc ii}气泡破坏，这些气泡由于冷却效率较低而具有较高的温度。尘埃衰减越小，来自附近大质量恒星的电离辐射反馈就越强，并以密集的团块终止恒星的形成。这些效应导致低金属丰度环境中恒星形成效率低下：与$Z=1~Z_{\odot}$的结果相比，SFE在$Z=10^{-2}~Z_{\odot}$处下降了一个$\sim 3$的因子，而不管$Σ$。新生星团的引力束缚也较小。我们进一步开发了一个新的半解析模型，可以很好地再现模拟结果，特别是所观察到的依赖关系的SFE云表面密度和金属丰度。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
How magnetic field and stellar radiative feedback influences the collapse and the stellar mass spectrum of a massive star forming clump
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。我们的目标是了解各种物理过程，如辐射恒星反馈，磁场和非理想磁流体力学的IMF的影响。考虑辐射反馈和磁场，我们提出了一系列的数值模拟塌陷1000 M $_\odot$团块的空间分辨率下降到1 AU。理想和非理想的MHD运行，并考虑各种辐射反馈效率。我们还开发了分析模型，我们面对的数值结果。计算中的恒星所产生的光度的总和，它比较以及与大质量恒星形成团块的观测报告的热光度。温度，速度和密度也被发现与最近的观测结果吻合得很好。一般来说，模拟推断的恒星质量谱并不严格通用，特别是随着磁场强度的变化而变化。它还受到辐射反馈效率的选择的影响。在所有的模拟中，发现恒星分布在大约$M_{min} \simeq$ 0.1 M $_\odot$处急剧下降，这很可能是高密度尘埃不透明度引起的绝热行为的结果。因此，当磁性和热载体的组合不太大时，质量分布呈现位于0.3-0.5 M $_\odot$处的峰。当磁性和热支持很大时，质量分布更好地描述为平台，即$d N / d \log M \propto M^{-Γ}$，$Γ\simeq 0$。删节
2022-10-22 astro-ph.GA
Simulating star formation in Ophiuchus
我们已经模拟恒星形成的星前核心，使用SPH和初始条件的观察蛇夫座的核心。由于观测仅限于两个空间维度加上径向速度，我们无法推断特定核心坍缩的初始条件。然而，最低限度的假设（各向同性湍流与幂律谱，压缩和螺线管模式的热混合，临界Bonnor-Ebert密度分布），我们可以生成初始条件，在统计意义上，质量分布相匹配，投影大小和纵横比，热和非热一维速度色散，观察到蛇夫座。蛇夫座的核心与核心碰撞之间的时间足够长，我们可以模拟单个核心的演化是孤立的，因此我们能够解决远低于不透明度限制的质量。我们生成一个100个核心的系综，并在没有来自恒星的辐射反馈的情况下演化它们，然后是连续的辐射反馈，最后是偶发的辐射反馈。在没有反馈的情况下，模拟产生了太多的褐矮星，而在持续反馈的情况下，模拟产生的褐矮星太少了。在有辐射反馈的情况下，原恒星质量函数的峰值（在~ 0.2Msun处）和H-燃烧星与褐矮星的比值与观测结果一致。恒星的质量与它形成的核心质量没有很大的关系。低质量的核心（M ~ 0.1 M_sun）倾向于坍缩成单个物体，而高质量的核心（1 > M_sun）通常分裂成几个质量范围很广的物体。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGN radiative feedback in the early growth of massive black holes
越来越多的观测证据证实了大质量黑洞（$M_{BH} \sim 10^9 M_{\odot}$）的存在，在早期宇宙中以接近爱丁顿极限的速率吸积，具有非常高的红移（$z \gtrsim 6-7$）。最近的观测表明，第一类类星体的宿主星系是化学演化的系统，含有大量的尘埃。这种高亮度和大量尘埃含量的组合应该形成辐射尘埃反馈的有利物理条件。我们探讨了由尘埃辐射压力驱动的活动星系核（AGN）反馈对大质量黑洞早期生长的影响。假设Eddington限制指数黑洞增长，我们发现，动力学和能量的辐射压力驱动的外流也遵循指数趋势在后期。我们得到适度的流出能量（动量通量$\dot{p} \lesssim L/c$和动能功率$\dot{E}_{k} \lesssim 10^{-3} L$），与现有的观测类星体驱动的流出在非常高的红移，但显着低于通常观察到的本地类星体和预测的风能驱动的模型。活动星系核的辐射尘埃反馈因此可能在早期宇宙中第一类类星体的星系外流中发挥重要作用。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative Supernova Remnants and Supernova Feedback
超新星爆发是通过动量输入调节星系中恒星形成的主要反馈机制。我们回顾了在银河系辐射阶段的SNRs观测，以验证单个SN爆炸的动量/能量注入的理论结果。对于七个SNR，我们可以观察到快速膨胀，原子辐射壳层，我们表明，壳动量推断HI 21厘米线观测的范围是（0.5--4.5）$\times 10^5$ $M_\odot$ km s $^{-1}$。在两个SNR（W 44和IC 443），冲击分子气体的动量与原子SNR壳层已被观察到。我们比较的动量和动能/热能，这七个SNR的结果从一维和三维数值模拟。基于观测的动量和动能符合预期的动量/能量输入从SN爆炸的$\sim 10^{51}$ erg。然而，由于辐射SNR中热/冷界面处的快速冷却和复杂物理，使用热能的数据/模型比较来约束初始爆炸能量要困难得多。我们讨论了观测和理论的不确定性，这些全球性的参数和爆炸能量估计信噪比在复杂的环境。
2020-11-12 astro-ph.GA
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is the role of stellar radiative feedback in setting the stellar mass spectrum?
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。特别关键的是什么决定了分布的峰值。为了研究这个问题，我们进行高分辨率的数值模拟与辐射反馈探索特别是恒星和吸积光度的作用。我们还进行了模拟与一个简单的有效状态方程（eos），我们调查了1000太阳质量团分别具有0.1和0.4 pc的初始半径。我们发现，大多数运行，无论是与辐射转移或eos，目前类似的质谱峰大致位于0.3-0.5 M $_\odot$和幂律样的质量分布在更高的质量。然而，当考虑到吸积光度时，最致密的团块的质谱往往是中等头重脚轻的。对于不太紧凑的一个，其效果仍然有限，总体上仍然较冷。我们的研究结果支持的想法，而不是辐射恒星反馈，这是从等温到绝热制度的过渡，这发生在气体密度约为10 $^{10}$ cm $^{-3}$，这是负责设置初始质量函数的峰值。这是因为$i)$非常致密的团块，吸积光度对其有显著影响，这是非常罕见的，而$ii)$是因为光度问题，这表明有效吸积光度可能比预期的要弱。
2020-10-07 astro-ph.GA
Triggering star formation by both radiative and mechanical active galactic nucleus feedback
我们进行了二维流体动力学数值模拟研究的积极活动星系核反馈触发，而不是抑制，恒星形成。最近，Nayakshin等人和Ishibashi等人分别指出，当冷的星际介质受到质量外流或辐射压力的挤压时，恒星就会形成。在这种天体物理学背景下，物质外流是普遍存在的，如果活动星系核是发光的，辐射压力也很重要。在这个主题中，我们第一次将质量流出反馈和辐射反馈纳入我们的模型。因此，ISM在活动星系核的反馈作用下被冲击成壳层，而这些壳层很快由于瑞利-泰勒不稳定性和热不稳定性而碎裂成团块和细丝。我们有两个主要发现：（1）在团块和丝状体中，恒星的形成率确实非常大。然而，与以前的工作相比，得到的恒星形成率密度太大，这主要是因为我们忽略了一个事实，即大多数形成的恒星在远离银河系中心时会被破坏。(2)虽然辐射压力反馈的影响有限，但当质量流出反馈也包括在内时，它们相互加强。具体而言，在气体贫乏的情况下，质量流出总是反馈的主要贡献者。
2013-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative and Momentum Based Mechanical AGN Feedback in a 3-Dimensional Galaxy Evolution Code
我们研究的黑洞（BH）在星系中的生长使用三维光滑粒子流体动力学模拟与新的实现的动量机械反馈，和限制的吸积元素的引力约束的BH。我们还包括BH发射的X射线辐射的反馈，该辐射加热了宿主星系中周围的气体，并为流体增加了径向动量。我们进行孤立星系和合并星系的模拟和测试各种反馈模型的新处理的邦迪半径标准。我们发现，整体BH增长是类似的早期工人使用Springel，Di Matteo和Hernquist算法。然而，与标准的热反馈模式（v_w ~ 50-100 km/s）相比，外流风速和风释放的机械能要高得多（v_w ~ 1000-3000 km/s）。虽然热反馈模型仅释放出BH在风中释放的能量的0.1%，但动量反馈模型释放出BH在风中释放的总能量的30%以上。在动量反馈模型中，辐射和风输出的波动程度比标准处理大得多。我们检查的BH质量吸积的新模型与标准的Bondi问题的解析结果一致。
2012-07-03 astro-ph.GA
Supermassive star formation via episodic accretion: protostellar disc instability and radiative feedback efficiency
SMSs的形成是在早期宇宙中播种SMBHs的潜在途径。恒星紫外线反馈是形成太阳系小天体的关键，它可以通过吸积来限制恒星质量的增长。在本文中，我们研究了一个吸积SMS和它的紫外发射率的条件下，现实的可变吸积从一个自引力拱星盘的演变。首先，我们进行了二维流体动力学模拟，以跟踪长期的原恒星吸积，直到恒星质量超过$10^4~M_\odot$。由于引力不稳定，圆盘碎片，产生许多小团块，迅速向内迁移，落在恒星上。由此产生的吸积的历史，因此高度依赖于时间：短的情节吸积爆发之后，较长的，相对静止的阶段。我们发现，所谓的直接坍缩模型的拱星盘是更不稳定的，并产生更大的变化在较短的时间尺度比正常的流行III的情况下。利用所得到的吸积历史进行了后过程恒星演化计算。我们的研究结果表明，无论吸积率的强烈变化，恒星半径单调增加，几乎恒定的有效温度在$T_{\rm eff} \simeq 5000$ K作为恒星质量的增加。由此产生的紫外反馈太弱，阻碍质量吸积由于恒星紫外光子的低通量，从而验证了我们的隐式假设没有恒星反馈的流体动力学模拟。恒星演化对可变吸积的不敏感性归因于这样一个事实，即典型的变率时间尺度，$\lesssim 10^3$年，太短而不足以影响恒星结构。我们认为，这种演化将继续下去，直到SMS最终崩溃后，恒星质量达到$\gtrsim 10^5~M_\odot$的广义相对论不稳定性产生一个巨大的黑洞。
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Feedback in Population III Protostellar Growth: HI Shielding and HII Region Trapping
Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立大学罗格斯分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Leiden University（莱顿大学）；UCLA（加州大学洛杉矶分校）；The University of Tokyo（东京大学）
研究原初恒星形成中辐射反馈的影响，通过模拟探讨HI屏蔽对吸积过程的抑制作用，发现屏蔽可增强吸积率并提高最终恒星质量。
2026-09-17 astro-ph.GA
AGN anisotropic radiative feedback set by black hole spin
研究了各向异性辐射对活动星系核辐射尘埃反馈的影响。由吸积盘产生的辐射图案由中心黑洞（BH）自旋决定。在这里，我们分析如何BH自旋引起的角度依赖性影响的动力学和能量的辐射压力驱动的外流，以及活动星系核遮蔽和BH吸积。此外，我们探讨了空间上变化的灰尘与气体的流出传播比的效果。我们得到了两个不同的趋势，高自旋和低自旋的对象，提供了一个直接的各向异性反馈和BH自旋之间的联系。在最大自旋的情况下，强大的准球形外流可以在大尺度上传播，在所有的倾斜角相当均匀的能量。相反，在零自旋的情况下，只有较弱的双极外流可以驱动极方向。因此，高BH自旋可以有效地清除来自大多数方向的遮蔽气体，而低BH自旋只能从极区清除尘埃气体，因此也决定了整个活动星系核的遮蔽几何形状。由于这种各向异性反馈，高BH自旋可以防止气体从大多数方向（除了赤道平面）吸积，而低BH自旋允许流入从更广泛的方向进行。这可能对早期宇宙中BH的增长具有重要意义。各向异性辐射尘埃反馈，统治的BH自旋，因此可能发挥重要作用，在塑造活动星系核的演化在宇宙时间。
2020-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
Numerical Modeling of Galactic Superwinds with Time-evolving Stellar Feedback
本研究通过流体动力学模拟结合时间相关恒星种群与辐射效率，探讨了星暴驱动超级风与气泡的形成条件，并预测了非平衡电离下的发射线轮廓，揭示了电离结构随时间的演化特征。
2024-06-25 astro-ph.GA
Thermal and radiative AGN feedback : weak impact on star formation in high-redshift disk galaxy simulations
活动星系核（AGN）在其宿主星系中释放出巨大的能量，如果耦合足够，这些能量可以影响星际介质（ISM）。我们使用一个高分辨率的模拟（$\sim6$ pc）的z $\sim2$恒星形成星系托管活动星系，研究这种尚未得到很好理解的耦合。除了经常被认为是小规模的热能沉积的活动星系核，这是在模拟中实现的，我们的远程光电离活动星系核辐射模型在后处理，并量化的影响活动星系核反馈的气体形成恒星的能力。令人惊讶的是，即使活动星系核产生强大的外流，活动星系核加热和光电离对瞬时恒星形成的影响很弱：即使在类星体区（$L_{bol}=10^{46.5}$ erg s $^{-1}$），恒星形成率最多也会降低几个百分点。此外，预计在1亿至2亿万年时间尺度上形成恒星的原子气体库也受到轻微影响。因此，虽然活动星系核驱动的外流可以在长期内去除大量的气体，但活动星系核反馈对高红移星系ISM中恒星形成效率的影响是微不足道的，即使考虑到长距离辐射效应。
2014-10-24 astro-ph.GA
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
AGN radiative feedback in dusty quasar populations
最近在星系形成的高峰期（$z \sim 2-3$）附近发现了新的超亮、尘埃遮蔽的类星体群，此外还有在较低红移处发现的类似源。这种尘埃类星体通常被解释为“过渡”的来源，从尘埃笼罩的星爆到清晰明亮的类星体，沿着进化序列。在这里，我们考虑的活动星系核（AGN）的辐射反馈的作用，驱动的辐射压力尘埃，在高亮度，尘埃遮蔽的来源。我们分析了辐射压力驱动的尘埃壳模型，不同的壳质量配置，可能适用于不同的人口的尘埃类星体在最近的观测报告。我们发现，膨胀的壳层，从周围环境中扫起物质，可能是尘埃类星体长期遮蔽的原因，例如，对于中心光度为$L \sim 10^{47}$ erg/s的类星体，典型的遮蔽阶段（在$A_{V} \sim 1-10$ mags范围内消光）可能持续几个$\sim 10^6$ yr。另一方面，固定质量的壳层，加上高的尘埃与气体的比例，可能解释最近在高红移的红色类星体中发现的极端外流。我们讨论了活动星系核的辐射反馈和环境介质之间的相互作用，在不同的时间阶段的演化序列可能有助于塑造的观测外观的尘埃类星体人口。
2017-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolution Requirements and Resolution Problems in Simulations of Radiative Feedback in Dusty Gas
近年来，一些作者引入了模拟辐射压力反馈对星际和星系间气体流动影响的方法，并假设恒星辐射输出所施加的力是一种重要的反馈机制，能够阻止吸积，从而调节恒星的形成。然而，数值模拟得出了广泛不同的结论，这种反馈的有效性。在本文中，我表明，在文献中的分歧是一个结果，未能遵守一个重要的分辨率标准：辐射反馈是否能够扭转吸积流的规模确定可比的尘埃破坏半径，这是$\lesssim 1000$ AU即使是最明亮的恒星源。无法解决这个尺度的模拟可能会产生非物理的结果，在许多情况下会导致对辐射反馈有效性的严重高估。大多数已发表的分子云和星系尺度上的辐射反馈模拟都不能满足这个条件。我展示了如何通过引入一个新的亚网格模型，明确占未解决的尺度上的动量平衡，可以安全地模拟尘埃吸积流，即使在低分辨率的问题可以绕过。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Simulating protostellar evolution and radiative feedback in the cluster environment
辐射反馈是分子云内部恒星形成的最重要的结果之一。在恒星形成的初期，来自大质量恒星的辐射加热了周围的气体，这抑制了许多低质量恒星的形成。在模拟前主序星时，它们的恒星性质必须用星前模型来定义。星前建模的不同方法可能会产生数量上不同的结果。在本文中，我们比较了两个现有的星前模型在相同的初始条件下，以衡量模型的选择是否有任何显着的影响，最终的恒星人口。第一个模型处理恒星半径和光度与ZAMS模型，而单独估计吸积光度通过插值公布的星前轨道。第二，更准确的星前模型自洽地演变的半径和光度的每颗恒星在高度可变的吸积条件。每个都耦合到一个基于射线追踪的辐射反馈代码，也处理电离。自洽模型的影响是在恒星形成的早期阶段电离辐射和加热较少。这可能会影响最终的质量分布。我们注意到，在进化模型中，相对于轨道拟合模型，峰值恒星质量从47.3 Msun减少了8%到43.5 Msun。此外，在每种情况下，两颗最大恒星之间的质量差从14兆太阳减少到7.5兆太阳。由这些大质量恒星产生的HII区域也被认为在时间尺度上闪烁，直到我们的时间步长（< 560年）所施加的限制，大小和形状迅速变化，证实了之前使用ZAMS估计星前电离通量的星团模拟。
2012-01-05 astro-ph.GA
The Pairing of Accreting Massive Black Holes in Multiphase Circumnuclear Disks: the Interplay between Radiative Cooling, Star Formation, and Feedback Processes
利用环核盘流体动力学模拟方法，在辐射冷却、恒星形成、超新星反馈、黑洞吸积和反馈等次网格物理交替存在的情况下，研究了一对质量为5 × 10^5和10^7 Msun的大质量黑洞的轨道衰变.如果没有这样的过程，次级黑洞的轨道会在约1000万年的时间尺度内衰减到初级黑洞所在的CND中心。当强耗散作用在CND中时，会发生碎裂，碎裂成巨大分子云大小的质量物体，密度在10^4 ~ 10^7 amu /cm ^3之间，产生随机力矩和撞击，从而将次级BH从中平面弹射出去。在平面外，低密度介质仅提供弱阻力，BH返回由低效的动力学摩擦控制。在极少数情况下，团-BH相互作用可导致更快的衰变。反馈过程导致流出，但不会显著改变CND中板的整体密度。然而，与球形分布的BH反馈的热气泡产生的次级，这几乎关闭动态摩擦，我们称之为“尾流疏散”的现象，导致可能的~0.3 Gyr的衰减延迟。我们讨论了非平凡的影响，发现空间的eLISA望远镜。我们的研究结果表明，预测BH合并率的最大不确定性在于潜在的各种各样的星系宿主系统，具有不同程度的气体耗散和加热，产生衰变时间尺度从~10 ~~300百万年。
2017-02-16 astro-ph.GA
Episodic accretion, radiative feedback, and their role in low-mass star formation
据推测，物质在年轻原恒星上的吸积是偶发性的。我们提出了一种计算方法，包括情节吸积恒星形成的辐射流体动力学模拟的影响。我们发现，在吸积事件的原恒星是“打开”，加热和稳定周围的磁盘。然而，这些事件通常只持续几百年，而它们之间的间隔可能持续几千年。在这些间隔期间，原恒星被有效地“关闭”，使引力不稳定性在它们的圆盘中发展并引起碎片化。因此，幕式吸积促进了盘的碎裂，使低质量恒星、棕矮星和行星质量天体得以形成。幕式吸积事件的频率和持续时间可能是造成IMF低质量端的原因，即超过60%的恒星。
2011-09-13 astro-ph.GA
Obscuring fraction of active galactic nuclei implied by supernova and radiative feedbacks
通过考虑核星暴的超新星反馈和活动星系核辐射压力的各向异性效应，研究了环核盘的遮蔽结构。我们假设中心超大质量黑洞（SMBH）的质量吸积是由CND内部SN驱动的湍流触发的，并探讨了CND的结构如何依赖于BH质量（$M_{\rm BH}$）和活动星系核亮度（$L_{\rm AGN}$）.我们发现，遮蔽分数（$f_{\rm obs}$）在爱丁顿光度（$L_{\rm Edd}$）的$\sim10\%$处达到峰值，对于质量较小的SMBH（例如，$M_{\rm BH} < 10^{8}M_{\odot}$）。这是因为对于较小的$L_{\rm AGN}$，CNDs的标度高度由SN驱动的吸积决定，而CNDs中的尘埃分子气体则被超过临界光度的活动星系核的辐射压吹走.另一方面，对于大规模SMBH（例如，$M_{\rm BH} > 10^{8}M_{\odot}$），$f_{\rm obs}$总是小于$0.2$，并且几乎与$L_{\rm AGN}$无关，因为CND的标度高度主要由CND的最大恒星形成效率（$C_{\rm *, max}$）控制。通过与活动星系核的中红外观测结果的比较，SN+辐射反馈模型与$C_{\rm *, max} = 10^{-7}\, {\rm yr}^{-1}$模型较好地再现了$M_\mathrm{BH} = 10^8 M_\odot$的观测结果。我们还发现，强烈的星暴或CND内无…
2019-12-05 astro-ph.GA
Astraeus I: The interplay between galaxy formation and reionization
本文介绍了一个新的星系演化和再电离自洽模型ASTRAEUS（semi-numerical辐射转移coupling of星系形成and Reionization in N-body暗物质simulation S），它将最先进的N-body模拟与半解析的星系演化DELPHI和半数值的再电离方案CIFOG相耦合。ASTRAEUS包含了星系形成和演化的所有关键过程（包括吸积、合并、超新星和辐射反馈），并跟踪了星系际介质（IGM）电离区的时间和空间演化。重要的是，它探讨了不同的辐射反馈模型，涵盖了物理上合理的参数空间，范围从一个弱的和延迟到一个强大的和立即减少气体质量可用于恒星形成。从我们的模拟套件，涵盖了不同的辐射反馈处方和电离拓扑结构，我们发现，辐射反馈不断减少恒星形成的星系与$M_h<10^{9.5}M_{\odot}$后，本地再电离;较大的质量晕不受影响，即使是最强的和即时的辐射反馈的情况下，在再电离。由于这个原因，不同辐射反馈情景的电离拓扑结构仅在小于$1-2$ Mpc的尺度上有所不同，并且只有当物理参数（例如电离光子的逃逸分数）根据星系性质改变时才会发现显著的偏差。最后，我们发现观测值（紫外线光度函数，恒星质量函数，再电离的历史和电离拓扑结构）几乎没有受到影响的选择所使用的恒星星族的合成模型，无论是模型单星或双星。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling of ionising feedback with Smoothed Particle Hydrodynamics and Monte Carlo Radiative Transfer on a Voronoi grid
众所周知，年轻大质量恒星的电离反馈会影响诞生环境的动力学，因此在调节分子云中的恒星形成过程中起着重要作用。出于这个原因，现代流体动力学代码采用了各种各样的技术来解释这些辐射效应。阻碍这些努力的一个关键问题是，流体动力学通常使用光滑粒子流体动力学（SPH）解决，而辐射转移通常在网格上解决。在这里，我们提出了一个辐射流体动力学（RHD）计划相结合的SPH程序Phantom和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的代码CMacIonize，使用粒子分布构建一个Voronoi网格上进行MCRT。我们证明，该计划成功地再现了良好的研究问题的D-型H II区的扩展在均匀密度介质。此外，我们使用这个模拟设置来研究RHD码的鲁棒性与不同的选择的网格结构，密度映射方法，质量和时间分辨率。为了在更现实的条件下测试该方案，我们将其应用于模拟的恒星形成云，以估计单个源可以产生的电离物质的量。我们发现，需要几个$10^3~\rm{M_{\odot}}$的恒星星族显着电离云。根据我们的研究结果，我们制定了一套建议，以指导未来更复杂的模拟恒星形成云的数值设置。
2021-09-28 astro-ph.GA
Radiative transfer calculations of the diffuse ionised gas in disc galaxies with cosmic ray feedback
盘星系中弥漫电离气体（DIG）的大垂直尺度高度对建模具有挑战性，因为仅包括热反馈的流体动力学模型似乎无法支持这些高度的气体。在本文中，我们使用三维蒙特卡罗辐射传输代码后处理光盘模拟的模拟分子云的生命周期（SILCC）的项目，包括反馈的宇宙射线。我们表明，更广泛的光盘在模拟包括宇宙射线反馈自然导致更大的规模高度的DIG更符合观察到的规模高度。我们还表明，在我们的模型中包括一个基准宇宙射线加热项可以帮助增加温度作为光盘尺度高度的函数，但未能重现观察到的DIG氮和硫的禁谱线强度。我们表明，要重现这些线的排放，我们需要一个加热机制，影响气体在一个更大的密度范围内比宇宙射线加热，这可以通过微调电离源的总光度，以获得一个适当的电离光谱作为标度高度的函数。这一结果揭示了一个新的光之间的关系禁线排放和温度分布的现实DIG气体分布。
2018-02-21 astro-ph.GA
Quasar Absorption Lines from Radiative Shocks: Implications for Multiphase Outflows and Feedback
对类星体中某些低电离宽吸收线的光电离建模表明，这些吸收体非常紧凑（Δ R~ 0. 01 pc），星系尺度（R kpc）吸收体蓝移了几千km/s。虽然这些可能是类星体外流的特征，但这种紧凑的吸收体的寿命太短，不可能是核风的直接喷出物。相反，我认为，吸收云必须是短暂的，并在原地创建。根据Faucher-Giguere，Quataert和Murray（2011）详细描述的论点，我证明了一个模型，其中当类星体冲击波沿着视线撞击星际云时，冷吸收体形成辐射冲击，成功地解释了关键的观测特性。利用这个辐射激波模型，估算了三个亮类星体的外流动力学光度为Edot，k~2-5% L_AGN（对应的动量通量Pdot~2-15 L_AGN/c），与M-σ关系的反馈模型一致。这些能量是类似的，最近推断的分子外流在当地的超亮红外星系和post-starburt风，这表明活动星系核（AGN）是能够驱动这样的外流。辐射冲击可能会影响在一系列其他系统，包括更窄和更高的电离类星体吸收线，和紧凑的星系际吸收喷出的恒星形成和活动星系核活动的外流的多相结构。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hidden satellites of massive galaxies and quasars at high-redshift
使用宇宙学，辐射流体动力学模拟针对一个罕见的$\approx \, 2 \times 10^{12} \, \rm M_\odot$晕在$z \, = \, 6$，我们表明，大量的晕内的卫星星系的数量计数和内部属性的灵敏度调节相结合的本地恒星辐射反馈和强大的潮汐力。在第一次超新星爆发之前，辐射反馈就开始起作用，并导致星系的束缚不那么紧密。因此，当它们附着在主要的祖先上时，更容易受到潮汐剥离的影响，并且在明显较短的时间尺度上被潮汐破坏。因此，在母系统的维里半径内具有$M_{\rm \star} > 10^{7} \, \rm M_\odot$的卫星的数量相对于在没有恒星辐射反馈的情况下执行的相同模拟下降了多达$60 \%$。辐射反馈也会影响中央星系，其有效半径增加了一个因素$\lesssim 3$由于存在一个更广泛和扩散的恒星成分。我们认为，在大质量高红移星系附近的卫星的数量是恒星辐射反馈的强度的一个指标，并可以在极端的宇宙环境中的高红移类星体低得惊人。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaseous dynamical friction under radiative feedback: do intermediate-mass black holes speed up or down?
中等质量黑洞（IMBHs）通过动力学摩擦向银河系中心迁移的结果可能有助于超大质量黑洞的形成。在这里，我们重新调查的气体动力学摩擦，这是声称是低效的辐射反馈从BH在文献中，通过执行3D辐射流体动力学模拟，解决在BH附近的流动结构。本文考虑一个以速度$V_{\rm flow}$运动的$10^4~M_\odot$ BH在金属度$Z$在$0-0.1~Z_\odot$和密度$n_{\infty}$范围内的均匀介质中的运动。我们证明，如果$n_{\infty} \lesssim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$和$V_{\rm flow} \lesssim 60~{\rm km~s^{-1}}$，BH是加速前进，因为从一个致密的壳层周围的电离泡前面的重力拉，无论$Z$的值。然而，如果是$n_{\infty} \gtrsim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$，我们的模拟显示了相反的结果。电离气泡和相关的壳层暂时出现，但立即向下游流动的显着冲压压力。它们最终汇聚成一个巨大的下游尾流，在重力作用下将BH向后拖曳。黑洞减速的时间尺度为$\sim 0.01$ ~Myr，比星系盘的动力学时间尺度短得多。我们的研究结果表明，IMBH遇到稠密的云迅速迁移到银河系中心，在那里他们可能与他人合并。
2020-02-19 astro-ph.GA
Radiative feedback for supermassive star formation in a massive cloud with H2 molecules in an atomic-cooling halo
最近对原星系形成的三维宇宙学模拟表明，超大质量恒星（SMS）可以在气体云中形成，其中H $_2$冷却在原子冷却激活之前被动态加热抑制（Wise et al. 2019），但它们在中央原恒星的后续生长中停止。在这里，我们研究是否吸积的原恒星核心在这个云是足够快的，在面对的辐射反馈，产生SMS。我们直接采用Wise等人（2019）的云属性作为初始条件，对具有非平衡化学反应的热塌陷云进行一维辐射流体动力学模拟。我们发现来自SMS的恒星Lyman-Werner（LW）辐射使气体流内部区域的H $_2$解离，增加气体温度和热压，并暂时停止吸积。然而，当自重和较大尺度的向内冲压压力将气体向内推动时，这种负反馈停止。中央的原恒星由于密度高而无法扩张成HII区域，并生长成质量为$\gtrsim10^5\,{{\rm M}_\odot}$的物质。我们的研究结果表明，成功形成的SMS，并由此产生的大规模（$\sim10^5\,{{\rm M}_\odot}$）残留黑洞在云中，但需要在二维或三维模拟证实。
2020-10-13 astro-ph.GA
Another view into JWST-discovered X-ray weak AGNs via radiative dusty feedback
本研究通过辐射性尘埃反馈模型，解释JWST发现的早期低光度活动星系核X射线弱发射现象，指出低金属丰度贫尘埃气体导致长期吸收与遮蔽，金属丰度是关键参数。
2025-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
nIFTy galaxy cluster simulations II: radiative models
我们用10个不同的程序（RAMSES，2个AREPO和7个GADGET的化身）模拟了$Λ$ CDM宇宙中大质量星系团（M $_{200}^{\rm crit}$ = 1.1 $\times$ 10 $^{15}h^{-1}M_{\odot}$）的形成，用全辐射次网格物理模拟了流体动力学。这些代码包括光滑粒子流体动力学（SPH），跨越传统和先进的SPH计划，自适应网格和移动网格代码。我们的目标是研究不同的辐射物理实现模拟集群之间的一致性-如冷却，恒星形成和活动星系核反馈。我们比较图像的集群在$z=0$，全球性的性质，如质量，径向配置文件的各种动力学和化学量。我们发现，相对于非辐射模拟，暗物质更集中，程度不简单地取决于活动星系核反馈的存在/不存在。全球数量的散射比非辐射运行高得多。有趣的是，增加辐射物理似乎已经消除了Sembolini et al.（2015）中非辐射模拟的熵分布中存在的基于代码的显著差异：辐射物理+经典SPH可以产生熵核。此外，包含/不包含活动星系核反馈并不是一个代码是否产生不切实际的温度反演和中心熵下降的分界线--就像描述恒星内容的情况一样。然而，活动星系核的反馈确实强烈地影响了整个恒星的分布，限制了过冷的影响，并明显地减少了恒星的分数。
2015-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
