Revisiting the dust destruction efficiency of supernovae
超新星对尘埃的破坏是从星际介质中去除尘埃的主要过程之一。这个过程的效率的估计，无论是理论上的还是观测上的，通常都假设冲击波传播到均匀介质中，而ISM在现实中具有重要的子结构。我们自洽模型的尘埃和气体性质的冲击ISM在三个超新星遗迹（SNR），结合相应的发射模型，使用X射线和红外（IR）数据。来自X射线观测的气体的碰撞加热产生的尘埃温度太高，以适应每个SNR的远红外通量。需要额外的较冷尘埃成分，其最小质量比被X射线发射气体加热的热尘埃大几个数量级。尘埃与气体的质量比表明，X射线发射材料中的大部分尘埃已经被破坏，而冷组分中幸存的尘埃的比例可能接近于1。由于冷成分几乎构成了所有的尘埃总质量，基于均质模型的销毁时间尺度，不能解释冲击气体和尘埃的多个阶段，可能会大大高估实际的尘埃销毁效率，从而低估颗粒寿命。
2020-11-02 astro-ph.GA
Multiphase gas in elliptical galaxies: the role of Type Ia supernovae
本研究通过高分辨率流体动力学模拟，探究Ia型超新星对大质量椭圆星系星际介质的作用，揭示其驱动的湍流触发多相气体冷凝的机制及热风效应，补充了椭圆星系多相气体演化的理论认知。
2024-04-12 astro-ph.GA
Hot phase generation by supernovae: resolution, chemistry and thermal conduction
超新星（SN）在星际介质（ISM）中产生热气体，帮助设置ISM结构并支持外流的驱动。在真实的多相ISM中，解决太阳质量和亚秒差距分辨率下的星系形成模拟中的热气体生成问题是非常重要的。我们测试分辨率要求，模拟SN爆炸波在三个金属丰度（$Z = 0.01, 0.1$和$1 Z_{\odot}$），六个密度和各自的平衡化学成分（$n=0.001$厘米$^{-3}$ - $100$厘米$^{-3}$），和四个质量分辨率（$0.1$ - $100$ M $_{\odot}$），在三维。我们包括非平衡冷却和化学，一个均匀的星际辐射场，屏蔽与现代压力能量平滑粒子流体动力学（SPH）方法，包括各向同性热传导和无网格有限质量（MFM）求解器。我们发现更强的分辨率要求化学和热相生成比动量生成。虽然在$10$ M $_{\odot}$中，Sedov相结束时的径向动量开始收敛，但热相生成和化学需要更高的分辨率来正确表示Sedov相结束时的中性氢到电离氢的部分。热传导通常使热相减少$0.2$ dex，并且对化学组成几乎没有影响。在一般情况下，我们的$1$，和$0.1$ M $_{\odot}$的结果同意与以前的数值和分析估计。我们的结论是，对于这里提出的热能注入SN模型，需要高于$10$ M $_{\odot}$的分辨率来模拟多相ISM中的化学、动量和热相生成。
2020-03-27 astro-ph.GA
The global gas and dust budget of the Large Magellanic Cloud: AGB stars and supernovae, and the impact on the ISM evolution
本文分析了大麦云（LMC）星际介质（ISM）中气体和尘埃的收支。斯皮策太空望远镜最近的观测使我们能够研究大麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）恒星的中红外尘埃过剩。这是我们第一次能够完全基于观测，定量评估来自AGB恒星的气体和尘埃输入到一个完整的星系中。LMC中所有中等和高质量损失率的富碳AGB候选者的综合质量损失率为每年8.5 × 10 ^-3太阳质量，最高可达每年2.1 × 10 ^-2太阳质量。如果把富氧恒星包括在内，这个数字可以增加到每年2.7 × 10 ^-2太阳质量。考虑到这些低质量和中等质量恒星形成时的恒星形成率以及初始质量函数，这与理论预期总体上是一致的。AGB星是大麦哲伦星系中最重要的气体来源之一，其超新星（SNe）每年产生约2- 4x 10 ^-2太阳质量。目前，恒星的形成速度超过了来自大麦哲伦星系中AGB星和SNe的气体反馈，而目前的恒星形成取决于ISM中已经存在的气体。这表明，随着ISM中的气体耗尽，LMC中的恒星形成率最终会下降，除非外部提供气体。我们的估计表明，在大麦哲伦星云中存在“一个缺失的尘埃质量问题”，这在高z星系中也有类似的发现：在尘埃寿命期间（400- 800 Myrs），来自AGB星和可能的SNe的累积尘埃质量明显小于ISM中的尘埃质量。还需要另一个尘埃源，可能与恒星形成区有关。
2009-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
OVI Emission From the Supernovae-regulated Interstellar Medium: Simulation Vs Observation
OVI $λλ$ 1032、1038双谱线发射跟踪具有$T\approx 10^{5.5}$ K的碰撞电离气体，其中冷却曲线峰值为金属富集等离子体。在多相星际介质（ISM）的数值模拟中，这种温热相通常不能很好地分辨，但可以对发射的能量的很大一部分负责。因此，将模拟的OVI排放与观测结果进行比较是一个有价值的测试，可以验证模拟是否预测了该阶段的合理冷却速率。我们计算OVI $λ$ 1032氘发射，假设碰撞电离平衡，为我们的小盒子模拟的分层ISM监管的超新星。我们发现，协议是非常好的，我们的太阳邻域模型，无论是在排放通量和平均OVI密度吸收。我们探索运行更高的表面密度，并发现，在我们的模拟中，从磁盘的OVI排放规模大致线性与恒星形成率。OVI辐射的观测对于外部星系来说是罕见的，但我们的结果并没有显示出与现有数据明显的不一致。假设太阳的金属丰度，我们模拟的星系盘的OVI辐射大约占超新星加热的0.5%。
2017-01-06 astro-ph.GA
Stellar feedback efficiencies: supernovae versus stellar winds
恒星风和大质量恒星的超新星爆炸（“恒星反馈”）在星际介质（ISM）中产生气泡，并将新产生的重元素和动能注入周围环境，可能会驱动湍流。大部分能量被热化，并通过辐射冷却立即从ISM中移除。其余部分可用于驱动ISM动态。在这项工作中，我们估计的反馈能量的量保留为动能时，气泡壁已减速到周围介质的声速。我们表明，最大质量的恒星的反馈超过了反馈质量较低的恒星。对于质量为1e5太阳质量的巨分子云（如猎户座巨分子云）和8%的恒星形成效率，初始质量函数预测最大质量的恒星约为60太阳质量。对于这个恒星演化模型，我们测试的保留动能的冷GMC气体上包含恒星风的依赖性。在我们的模型中，风插入了SN能量的2.34倍，并产生了作为压力储存器的恒星风气泡。我们发现，在压力驱动阶段的气泡演化的辐射损失峰值附近的接触不连续性（CD），因此，保留的能量依赖于整个CD的混合过程的尺度至关重要。考虑到大质量恒星的风，沉积在冷ISM中的动能的量从反馈能量的0.1%增加到几个百分点。
2015-11-18 astro-ph.GA
The momentum budget of clustered supernova feedback in a 3D, magnetised medium
虽然许多作者已经研究了由成团超新星驱动的超级气泡的演化，但由此产生的径向动量产额是不确定的，其数量级取决于计算方法和周围星际介质（ISM）的假设性质。在这项工作中，我们研究这些差异的起源，并寻求确定一个均匀的ISM正确的动量预算。我们进行了3D流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）模拟集群超新星爆炸，使用拉格朗日方法和检查收敛的分辨率。我们发现，由集群超新星驱动的壳的终端动量主要是由热，冷阶段之间的接触不连续的混合率，这种能量混合率是由数值扩散，即使在最高的分辨率，我们可以完成，0.03 $M_\odot$占主导地位。磁场也降低了混合率，因此在相同的分辨率下，MHD模拟产生的动量比HD模拟更高。因此，我们只得到了一个较低的限制，从集群超新星的动量产量。结合我们以前的一维结果，它提供了一个上限，因为他们几乎不允许跨接触不连续混合，我们得出的结论是，在一个均匀的ISM从集群超新星每个超新星的动量产额之间的界限$2\times 10^5$和$3\times 10^6$ $M_\odot$公里秒$^{-1}$。简单同质ISM的收敛值仍然难以捉摸。
2019-02-06 astro-ph.GA
Supernovae Driven Turbulence In The Interstellar Medium
我的模型的多相星际介质（ISM）随机加热和冲击的超新星，重力，微分旋转和其他参数，我们知道是典型的太阳附近。这些模拟是3D的，水平延伸1 x 1 kpc平方，垂直延伸2 kpc，关于银河系中平面对称。他们通常跨度气体数密度1/10000至100每立方厘米，温度100至100 MK，速度高达10000公里/秒和马赫数高达25。辐射冷却应用于两个广泛采用的参数化，并直接比较，以评估结果的敏感性冷却。有强有力的证据表明，ISM包括明确定义的冷、暖、热区，在统计上接近热力和总压平衡。该结果对这里考虑的参数的选择不敏感。在每一个内的气体密度的分布可以鲁棒地建模为对数正态分布。需要适当区分超新星活动中面的气体性质和该区域外更均匀的相。阐明了相的分数体积与其各种代理之间的联系。一个确切的关系，然后推导出体积分数和填充因子定义的体积和概率平均值。这些结果进行了讨论，在观测和计算的背景下。随机流的相关尺度是从速度自相关函数计算的，它是100 pc的顺序，并往往随着距离中平面的增长。在非理想MHD模拟中，还研究了ISM中磁场的起源和结构。具有大约4 nG的体积平均值的种子磁场呈指数增长以在1.6 Gyr内达到统计稳定状态。
2017-03-08 astro-ph.GA
NEI Modelling of the ISM - Turbulent Dissipation & Hausdorff Dimension
对湍流磁化ISM进行了高分辨率非理想磁流体动力学模拟，包括自引力和非平衡电离（NEI），考虑了H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的电离结构随时间的演化.这些运行覆盖了广泛的范围（从千秒差距到亚秒差距）的尺度，提供分辨率独立的信息，注入规模，扩展自相似性和最耗散结构的分形维数。
2009-10-12 astro-ph.GA
SISSI: Supernovae in a stratified, shearing interstellar medium -- I. The geometry of supernova remnants
本文提出SISSI放大模拟套件，研究30个在旋转、引力和湍流塑造的分层剪切ISM中演化的SNR几何形态，并与Local Bubble比较。
2025-08-07 astro-ph.GA
Numerical studies on the link between radioisotopic signatures on Earth and the formation of the Local Bubble. I. 60Fe transport to the solar system by turbulent mixing of ejecta from nearby supernovae into a locally homogeneous ISM
在深海地壳和沉积物中发现半衰期为百万年的放射性核素，如Fe 60，为确定附近超新星的日期和位置提供了独特的可能性。我们想定量地确定，60 Fe的增强是几颗超新星的结果，这些超新星也是我们银河系栖息地本地气泡形成的原因。我们进行了三维流体动力学自适应网格细化模拟（分辨率下降到subparsec尺度）的本地气泡和相邻的循环I超级气泡在不同的均匀，自引力环境。为了建立局部和圈I超泡，我们考虑了产生核心坍缩超新星爆炸的时间序列和位置，这些爆炸是从某些恒星运动群的死亡成员的质谱中得出的。60 Fe的释放及其随后的超级气泡空腔内的湍流混合过程是通过被动标量，其中衰变的放射性同位素的产率根据最近的恒星演化计算进行调整。该模型能够再现的时间和强度的60 Fe过剩观察到相当高的精度，提供的外部密度不超过0.3 cm-3的平均值。因此，这里提出的两个最佳拟合模型是用模仿经典的热电离和热中性介质的背景介质获得的。我们还发现，（凝结在尘埃颗粒上）可以通过两种物理机制传递到地球：要么是通过单个快节奏的超新星爆炸波，由于局部气泡外壳的反射，这些爆炸波有时甚至会穿过地球轨道两次，要么是通过局部气泡本身的超壳，一次性注入所有以前超新星的60 Fe含量，但是在更长的时间范围内。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Supernova-ISM/Star formation Interplay
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了调查的复杂性，旨在了解超新星爆炸与恒星形成分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2014-02-01 astro-ph.GA
Studying the ISM at $\sim$10 pc scale in NGC 7793 with MUSE -- II. Constraints on the oxygen abundance and ionising radiation escape
我们用MUSE/AO研究了NGC 7793的电离ISM，空间分辨率为$\sim$ 10 pc.这些数据与HST和ALMA观测到的年轻星团（YSC），O星和GMC进行了补充。使用一个强线的方法，我们发现一个中位数$12 + \log(O/H) \sim 8.37$的分散度为0.25 dex，与以前的估计。丰度图中有丰富的子结构、周围的星团和大质量恒星，尽管存在明显的光电离简并。我们确定观测到的电离光子的总量，$Q(H^0)$，从消光校正H $α$光度，并将其与预期的$Q(H^0)$通过求和的贡献的YSC和大质量的恒星，以获得逃逸分数（$f_{esc}$）。总的来说，我们发现$f_{esc, HII} = 0.67_{-0.12}^{+0.08}$的人口HII地区。我们还得出结论，在FoV内观察到的电离源足以解释在该星系区域观察到的弥漫电离气体的量。在一般情况下，我们发现，位于HII区域的YSC有更高的概率是年轻的，质量较小，并发出更多的电离光子比集群在其余领域。最后，我们研究了[SII]/[OIII]追踪的区域的光学深度，发现所得到的电离结构和$f_{esc}$之间没有系统的趋势。[删节]
2021-04-16 astro-ph.GA
Studying the YMC population of M83: how long clusters remain embedded, their interaction with the ISM and implications for GC formation theories
对年轻大质量星团的研究可以为球状星团的形成提供关键信息，因为它们通常被认为是类似物。目前在这个领域的一个悬而未决的问题是，这些大质量的星团在它们的出生气体中保持嵌入多长时间，这对用于解释在球状星团中观察到的现象的多个种群的形成具有重要意义。我们提出了一个分析的年龄和质量的年轻的大规模集群人口的M83。通过对这些集群进行目视检查，并比较它们的SED和颜色空间中的位置，这些集群都暴露（不再嵌入）了<400万年，很可能更少，这表明目前提出的年龄在较老的集群中不太可能传播。我们还提出了几种方法来限制非常年轻的大质量星系团的年龄。这通常很难使用SED拟合，因为缺乏信息来解开年龄灭绝退化和用于拟合的模型中可能不准确的假设。每个星系团周围的Halpha的个体形态对测量的通量有显著影响，这导致使用SED拟合对年龄小于1000万年的星系团进行年龄估计的不准确性。这是由于模型的不确定性和孔径效应。我们的方法，以帮助限制年龄的年轻集群包括使用近红外和光谱特征，如沃尔夫-拉叶星。
2015-02-12 astro-ph.GA
Variable interstellar radiation fields in simulated dwarf galaxies: supernovae versus photoelectric heating
我们提出了高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系，包括自引力，非平衡冷却和化学，星际辐射场（IRSF）和屏蔽，恒星形成和恒星反馈。这包括空间和时间变化的光电（PE）加热，光电离，解决超新星（SN）爆炸波和金属富集。一种新的灵活的方法来采样恒星的初始质量函数，使我们能够遵循的贡献，ISRF，金属输出和SN延迟时间的个别大质量恒星。我们发现SNe在调节全球恒星形成速率、塑造多相星际介质（ISM）和驱动星系外流等方面起着主导作用。流出率（与质量加载因子的几个）和热气体馏分的ISM增加与SNe在低密度的环境中，辐射能量损失低爆炸的数量。虽然PE加热单独可以抑制恒星形成比SNe单独可以做的稍微多（几个因素），但它无法驱动外流并再现当SNe被包括时自然出现的多相ISM。这些结果与Forbes等人最近的结果相冲突，他们得出结论，PE加热是抑制矮星恒星形成的主要过程，比SNe高出一个数量级。这种差异的潜在起源进行了讨论。在没有SNe和光致电离（驱散密集云的机制）的情况下，由于密集气体与辐射源的（不切实际的）接近，PE加热的影响被高度高估。这导致了大量的紫外线照射的尘埃和远红外线的连续比太低的观测相比，红外连续发射的提升。虽然ISRF在调节恒星形成方面处于次要地位，但它通过光解控制分子氢的丰度。
2017-01-30 astro-ph.GA
Iron: A Key Element for Understanding the Origin and Evolution of Interstellar Dust
铁的起源和消耗不同于构成星际尘埃的所有其他丰富的难熔元素。铁主要在Ia型超新星（SNe Ia）和核心坍缩超新星（CCSN）中合成，并存在于AGB恒星的流出物中。只有后两者被观测到是星际尘埃的来源，因为对超新星Ia中尘埃的搜索提供了强有力的证据，证明它们的喷出物中没有任何明显的尘埃质量。因此，超过65%的铁以气态形式注入ISM中。然而，在ISM中沿着许多视线进行的紫外线和X射线观测表明，与预期的太阳丰度相比，铁在气相中严重耗尽。丢失的铁，占总量的90%左右，被认为被锁定在星际尘埃中。这表明，大部分缺失的铁必须通过冷吸积从ISM气体中沉淀到预先存在的硅酸盐，碳或复合颗粒上。因此，铁是唯一一种需要大部分生长发生在传统恒星凝聚源之外的元素。这是一个强有力的声明，不依赖于我们对ISM中粉尘破坏效率的不断发展的理解。将这些复合颗粒的物理、光学和化学性质与它们的许多观测表现结合起来，是理解星际尘埃的性质和起源的一个重大挑战。
2016-05-06 astro-ph.GA
Studying the ISM at ~10 pc scale in NGC 7793 with MUSE -- I. Data description and properties of the ionised gas
利用MUSE AO观测数据，以$\sim$ 10 pc的空间分辨率探测了本星系NGC 7793的ISM.我们确定了HII区域，并编制了超新星遗迹（SNRs），行星状星云（PNE）和沃尔夫拉叶星（WR）的目录。我们从[SII]6716/6731和[SIII]6312/9069线比计算电子密度和温度。我们用BPT图结合气体速度色散研究了电离气体的性质。我们光谱确认2以前检测到的WR星和SNR，并报告发现7 WR，1 SNR，和2 PNe。扩散电离气体（DIG）分数在$\sim$ 27和42%之间，这取决于用于限定HII区域边界的方法。与以前的研究一致，我们发现，DIG表现出增强的[SII]/H $α$和[NII]/H $α$的比例和中值温度是$\sim$ 3000 K高于在HII地区。我们还观察到温度和H $α$表面亮度之间存在明显的负相关关系。总体而言，观察到的[SII]6716/6731比值在1 $σ$内与$n_e$ < 30 cm $^{-3}$一致，DIG和HII区域的分布几乎相同。电离气体的速度分散表明，DIG具有比HII区域更高的湍流度。与光电离和冲击模型的比较表明，扩散组件只能部分地解释通过冲击，它是最有可能与光子泄漏的密度有界的HII区域或辐射从演化场星一致。[删节]
2020-02-20 astro-ph.GA
Enhanced Momentum Feedback from Clustered Supernovae
年轻的恒星通常形成于星团中，因此它们产生的超新星（SNe）在空间和时间上聚集在一起。这种SNe的聚集可能会通过影响局部星际介质（ISM）密度来改变沉积在ISM中的每个SN的动量，这反过来又会影响冷却速率。我们使用理想化的一维流体动力学模拟，探索了一个大的参数空间的SNe的数量，以及背景气体密度和金属丰度的多个SNe的影响。结果以表格和解析拟合公式的形式提供。我们发现，对于具有高达~100 SNe的集群，渐近动量与SNe的数量成超线性比例，导致每个SN的动量可以比单个SN大一个数量级，对于具有10-100 SNe的集群具有最大效率。我们认为，额外的物理过程不包括在我们的模拟-自引力，突破从星系盘，和星系剪切-可以稍微减少集群的动量增强，但平均每个SN的平均动量仍然是一个因素4大于孤立的SN值时，平均超过一个现实的集群质量函数的恒星形成星系。最后，我们讨论了可能的作用，热，冷气体之间的混合，诱导多维不稳定性或预先存在的密度变化，作为一个限制因素，在集结的势头聚集SNE，并建议未来的数值实验来探索这些影响。
2016-11-23 astro-ph.GA
Studying the Intermittency of Magnetized Interstellar Medium by Synchrotron Polarization Intensity and its Gradient
School of Physics and Electronic Information, Guangxi Minzu University（广西民族大学物理与电子信息学院）；Department of Physics, Xiangtan University（湘潭大学物理系）；Key Laboratory of Stars and Interstellar Medium, Xiangtan University（湘潭大学恒星与星际介质重点实验室）
本文通过同步辐射偏振强度及其梯度研究磁化星际介质的间歇性，发现其受磁化与可压缩性调制，并依赖电子谱指数，SPG可识别精细三维分形结构，协同应用提高探测可靠性。
2026-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Structure distribution and turbulence in self-consistently supernova-driven ISM of multiphase magnetized galactic discs
星系演化和恒星形成是两个紧密相连的多尺度问题。为了理解触发星系演化的星际循环，有必要同时描述由反馈过程广泛引起的大尺度演化和通过引力坍缩控制恒星形成过程的气体动力学的细节。我们进行了一组三维高分辨率数值模拟的湍流，自引力和磁化星际介质内的$1\ \mathrm{kpc}$分层盒超新星反馈与恒星形成区域。特别是，我们专注于所扮演的角色的磁场和反馈的银河系的垂直结构，恒星形成率（SFR）和流动动力学。为此，我们改变它们各自的强度。我们提取的湍流运动所产生的稠密云的属性和计算功率谱的各种量。利用与致密气体充分相关的超新星分布，我们发现超新星爆炸可以再现观测到的SFR，特别是如果磁场是在几个$μG$的量级上。垂直结构，这是从动力学和能量平衡的结果是很好地再现了一个简单的分析模型，这使我们能够估计气体和超新星之间的耦合。我们发现耦合相当低，大约为1.5 $\%$。强磁场可有助于将该耦合增加约2-3倍。为了描述流的特征，我们计算了3D中各种量的功率谱，但也计算了2D中的功率谱，以解释星系盘的分层。
2017-03-30 astro-ph.GA
Imaging of Four Galactic Supernovae Remnants in the Mid-Infrared, and their Interaction with the Interstellar Medium
我们根据银河遗产红外中面巡天非凡计划（GLIMPSE）得出的数据，提供银河系超新星遗迹（SNR）G001.0-00.1、G355.9-02.5、G355.6-00.0和W28的中红外（MIR）成像、测光和轮廓。所有的来源都显示了与星际介质（ISM）相互作用的证据，导致ISM中弯曲的锋面结构和明显的空洞。分析的光谱能量分布（SED）的I类年轻恒星对象（YSO）的西北相互作用区域内的W28，和SNR的边界内的恒星的密度，表明其中许多可能已被触发的SN事件。二维辐射转移模型允许我们约束的物理参数的来源。还值得注意的是，I类YSO的位置在G001.0-00.1的周边，靠近与SNR G355.9-02.5相关的额弧，表明恒星的形成也可能是由这些SNR触发的。最后，它被发现，MIR颜色的锋面结构出现一致的冲击激发的v = 0->0跃迁的H2，虽然它是可以想象的，多环芳烃（PAHs）的排放也可能发挥作用。如果后一种机制是相关的，那么它是可能的排放来自破碎较大的颗粒在正面地区，导致体积密度增加的PAH携带颗粒。
2010-06-22 astro-ph.GA
Cascading from the winds to the disk: the universality of supernovae-driven turbulence in different galactic interstellar media
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究发现超新星驱动的湍流在不同银河环境中具有普遍的级联结构，且压缩湍流模式决定了银河盘的体积填充相结构。
2026-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Hot Interstellar Medium of the Interacting Galaxy NGC 4490
利用Chandra ACIS-S的~ 100 ks观测数据，分析了旋涡星系NGC 4490与不规则星系NGC 4485相互作用过程中的热星际介质（ISM）。钱德拉的高角分辨率使我们能够去除离散源，并对恒星形成区域和相关流出物进行空间分辨光谱分析，使我们能够观察热ISM的物理特性，如温度，氢柱密度和金属丰度在这些星系中的变化。我们发现温度>0.41 keV和0.85 ± 0.59/-0.12 keV，电子密度>1.87 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3）和0.21 ± 0.03/-0.04 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3），在NGC 4490的平面和晕中，热气体质量分别大于1.1 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}和~3.7 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}，其中eta是热气体的填充因子。发现Ne、Mg和Si相对于Fe的丰度比与II型超新星理论模型预测的结果一致。热ISM中的热能约占超新星输入的总机械能的5%，因此很可能热ISM已被II型超新星富集和加热。X射线辐射与H-α和中红外辐射相关，这表明热气体被较冷的电离氢与温暖的尘埃混合的细丝所束缚。
2010-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Transonic galactic wind model including stellar feedbacks and application to outflows in high/low-$z$ galaxies
本研究构建了纳入超新星反馈的跨声速星系风模型，分类其引力势下的跨声速解，应用于星系外流观测发现质量负载率与星系质量、恒星形成率负相关，小质量星系星际介质抛射更高效。
2023-10-04 astro-ph.GA
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can supernova shells feed supermassive black holes in galactic nuclei?
模拟了超新星在星系核区的星际介质中膨胀形成的壳层，分析了超新星相对于星系中心的位置、星际物质密度、星系核区的温度、星系核区的温度、星系核区以及核星团（NSC）和超大质量黑洞（SMBH）的引力合力我们采用了简化的流体动力学模拟，在3D中使用无限小薄层近似（代码RING），并确定壳膨胀是否以及在何处可能将新的气体带入SMBH周围的内秒差距。模拟结果表明，超新星发生在一个圆锥形区域内的旋转轴的星系可以养活中央吸积盘周围的SMBH。对于10 $^3$和10 $^5$ cm $^{-3}$之间的环境密度，单个超新星沉积到中央秒差距的平均质量在10到1000太阳质量之间变化，这取决于环境密度和超新星事件的空间分布。在银河系中心附近发生的恒星暴增事件之后的超新星可以提供两到三个数量级的质量到中央秒差距，这取决于恒星暴增的大小。沉积的物质通常会遇到并加入一个吸积盘。然后，该质量的命运在SMBH的增长和从盘的能量驱动流出之间分配。
2020-10-29 astro-ph.GA
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 astro-ph.GA
Simulations of magnetized multiphase galactic disk regulated by supernovae explosions
究竟是什么控制着银河系中的恒星形成仍然存在争议。特别是，反馈和磁场的作用仍然是部分理解。我们研究了超新星反馈和磁场对恒星形成和银盘结构的影响。我们进行数值模拟的湍流，磁化，自引力，多相，超新星调节ISM内1千秒差距分层盒。我们对超新星实施了各种方案。从以固定速率的随机分布到超新星在空间和时间上与恒星形成相关的分布。为了研究磁场对恒星形成的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们发现超新星反馈对星系演化有很大的影响。超新星的分布起着非常重要的作用。当超新星与恒星形成事件不相关时，它们不会显着改变在没有反馈的情况下获得的非常高的恒星形成率。当超新星跟随吸积时，恒星形成率可以降低30倍。磁场也起着重要作用。它将恒星形成率降低了2-3倍，并将塌陷点的数量减少了约2倍。超新星和致密气体之间的确切相关性似乎对星系盘演化和恒星形成有重要影响。这意味着小规模的研究是必要的，以了解和量化的反馈效率。磁场通过降低恒星形成速率和恒星形成点的数量来影响星系尺度的恒星形成。
2014-05-30 astro-ph.GA
Vertical Equilibrium, Energetics, and Star Formation Rates in Magnetized Galactic Disks Regulated by Momentum Feedback from Supernovae
最近的流体动力学（HD）模拟表明，星系盘演化达到定义明确的统计平衡态。恒星形成率（SFR）自我调节，直到恒星形成反馈的能量注入平衡星际介质（ISM）中的耗散和冷却，并提供垂直压力支持以平衡重力。在本文中，我们扩展了我们以前的模型，允许一系列的初始磁场强度和配置，利用三维，磁流体动力学（MHD）模拟。我们表明，准稳态平衡态的建立迅速的MHD HD模型，除非初始磁场是非常强或非常弱，这需要更多的时间达到饱和。值得注意的是，初始磁能变化两个数量级的模型接近相同的渐近状态。在基准模型的完全饱和状态下，积分能量比例E_kin：E_th：E_mag，t：E_mag，o为0.35：0.39：0.15：0.11，而中平面支撑的比例P_turb：P_th：E_mag，t：E_mag，o为0.49：0.18：0.18：0.15。总有效压力的垂向分布满足与各高度总气体重量的垂向动力平衡。我们测量了每个压力分量的“反馈产额”η_c=P_c/η_th_SFR（适当的单位），发现η_turb~4和η_th~1与以前的HD模拟相同，而η_mag，t~1。这些收益率可以用来预测的平衡SFR的一个局部地区的星系的基础上，它观察到的气体和恒星的表面密度和速度色散。当ISM重量（或动态平衡压力）固定时，湍流磁场导致的$η$增加会使预测的HMF_SFR相对于HD情况降低约25%。
2015-10-30 astro-ph.GA
A sub-parsec resolution simulation of the Milky Way: Global structure of the ISM and properties of molecular clouds
我们提出了一个自洽流体动力学模拟的银河系类星系，在0.05 pc的分辨率。该模型包括恒星形成和通过光电离，辐射压力和超新星的恒星反馈的新实现。模拟解决了星际介质的结构在subparsec分辨率为几个云的生命周期，并在0.05 pc的云穿越时间。kpc尺度的湍流级联和引力事实上包含在分子云这样的较小结构中。我们表明，形成一个酒吧的影响，通过创建共振的中央~100 pc的动态。在较大的半径，旋臂主持形成规则间隔的云：珠串和马刺。这些不稳定性将湍流能量泵入气体中，通常在超音速状态下。由于不对称漂移，超新星在其气体托儿所外爆炸，这减少了反馈对云结构的影响。因此，云的演变主要是由于破碎和气体消耗，主要由超音速湍流调节。在~2000 cm^-3处的气体密度概率分布函数中检测到了从湍流支持到自引力气体的转变。功率谱密度表明，引力支配着从星系尺度到几个秒差距的结构层次组织。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova-regulated ISM: the effects of radiative cooling and thermal conductivity on the multi-phase structure
研究了超新星加热和随机扰动下星际介质的流体力学状态。我们使用一个三维非理想的流体动力学ISM模型在一个域中延伸0.5 × 0.5千秒差距水平和2千秒差距垂直探索多相，湍流ISM的各种物理和数值效应的相对重要性。我们包括I型和II型SNe，后者只发生在密集地区。首先，我们调查的热不稳定性在300-6100 K的温度范围内的作用，比较两种不同的冷却功能，一个容易受到不稳定性，其他稳定的结果。系统中热不稳定性的存在主要表现为气体避免相关温度范围的趋势，因为它快速地朝着更冷或更热的相发展。然而，这两种冷却功能的致密结构的形成似乎是由膨胀和碰撞的超新星遗迹主导的，而不是由热不稳定性主导的。由于我们需要包括一个有限的热传导系数来解决我们的均匀网格的热不稳定性，我们也探讨了改变普朗特数对系统的影响。纯粹的发散SN强迫被发现产生显着的涡量。相对涡度约为0.6-0.7的最高普朗特数的探索，Pr=40，并观察到减少几乎由一个因素的两倍，最低普朗特数的研究，Pr=1。旋转规律与角速度减少或增加向外的调查，使我们能够分开的贡献，由于旋转和剪切的动力学螺旋度。当角速度向外减小时，这两种贡献部分相互抵消，导致净螺旋度较小。
2013-12-03 astro-ph.GA
Simple Yet Powerful: Hot Galactic Outflows Driven by Supernovae
超新星（SNe）驱动多相的星系外流，影响星系的形成;然而，宇宙学模拟大多使用\textit{ad hoc}反馈模型的外流，使流出相关的预测从第一原理的问题。最近的小盒子模拟解决个别SNe残留在星际介质（ISM），自然驱动外流，并允许确定风的能量加载因子$η_E$，质量$η_m$，和金属$η_Z$。在这封信中，我们汇编了小盒子的结果，并发现热流出比冷流出更强大的共识：（i）热流出通常主导能量通量，（ii）它们的比能$e_{s,h}$比冷流出高10-1000倍。此外，热外流的性质非常简单：$e_{s,h} \propto η_{E,h}/η_{m,h}$在恒星形成表面密度的四个数量级上几乎不变。此外，我们初步发现，$η_{E,h}/η_{Z,h} \sim$ 0.5。如果通过更多的模拟数据证实，这些相关性将三个热相负载因子减少为一个。最后，这一个参数与ISM是否具有“突破”条件密切相关。\esh \的窄范围表明热流出不能以log $M_{\rm{halo}}\ [M_\odot] \gtrsim 12$逃离暗物质晕。这个质量也是星系质量-金属丰度关系达到其平台的地方，这意味着\textit{hot}流出和星系形成之间有着深刻的联系。我们认为，热外流应明确包括在宇宙学模拟和（半）星系形成的分析建模。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Studying the interstellar medium to look for relics of triggered star formation among stellar clusters
在大的空间尺度上，涉及星团的触发恒星形成的证据很少。我们调查了银河系的一个区域（l=130.0，b=0.35），该区域由几个开放的星团组成，根据最新的GAIA数据，这些星团位于距离约2.9 kpc的地方。通过分析红外、厘米和毫米波长的星际介质（ISM），我们发现了一个在相同距离处大小约为2度的物质壳。我们认为，壳层，主要观察到在12微米和在21厘米的Hi发射，是由属于集群伯克利7和UBC 414，位于其中心的大质量恒星的行动。五个星团（MWSC 0152，Czernik 6，Czernik 7，Berkeley 6，NGC 663和NGC 654）位于这个壳层的边界。从发现的Hi壳层的动力学时间和这些星团中恒星星族年龄的分析之间的比较，我们得出结论，壳层的膨胀可能在过去触发了其中一些星团中恒星的形成。我们指出，为了找到支持星团之间遗传联系的物理证据，不仅需要研究单个星团及其恒星星族，而且还需要在大空间尺度上研究它们周围的ISM。
2021-06-03 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. I. The multi-phase structure
我们模拟了多相星际介质随机加热和搅拌的超新星，重力，微分旋转和其他参数的太阳邻域。在这里，我们详细描述了该模型的数值和物理方面，包括注入的热和动能的SN爆炸，辐射冷却，光电加热和各种运输过程。三维区域水平延伸1 kpc ^2，垂直延伸2 kpc，该模型通常涵盖气体数密度10^-5 ~ 10^2 cm^-3，温度10-10^8 K，局部速度高达10^3 km s^-1（马赫数高达25）。通过对气体数密度和温度的联合概率密度的检验，对模型化ISM的热结构进行了分类。我们证实，大部分的复杂性可以用三个阶段来描述，它们被大约10^3 K和5x10^5 K的温度边界所分隔。各相内气体密度的概率分布近似为对数正态分布。我们澄清相的分数体积和它的各种代理之间的连接，并推导出体积分数和填充因子定义的体积和概率平均值之间的确切关系。这些结果进行了讨论，在观测和计算的背景下。随机流的相关尺度是从速度自相关函数计算的，它是100 pc的顺序，并往往随着距离中平面的增长。我们使用两个不同的参数化的辐射冷却表明，气体的多相结构是强大的，因为它不依赖于这个选择显着。
2013-04-02 astro-ph.GA
Superbubbles in the Multiphase ISM and the Loading of Galactic Winds
我们使用数值模拟来分析超气泡（SB）的演化和属性，由多个超新星（SNe），传播到两相（暖/冷），多云星际介质（ISM）。我们考虑平均背景密度n_avg=0.1-10 cm^{-3}的范围和SNe dt_sn=0.01- 100万年的间隔，并跟踪每个SB直到半径达到（1-2）H，其中H是ISM盘的特征厚度。除了嵌入的稠密云，每个SB都是热的，直到时间t_sf，m，当外部锋的冲击暖气体冷却并形成过密壳。随后，SB内部的扩散气体保持在T_h 10^6- 10^7 K，膨胀速度v_h约为10^2- 10^3 km/s（在低dt_sn时均为最高）。在晚期，暖壳层气体的速度为几十到~ 100 km/s。虽然壳层速度太低，无法从大质量星系中逃逸，但它们足够高，可以从矮星中移除大量质量。密集的云也被加速，达到几到几十公里/秒。我们测量了每个SN的热气体质量M_h/N_SN和每个SN的气泡总径向动量p_b/N_SN。在t_sf，m之后，M_h/N_SN为10-100M_sun（低n_avg时最高），而p_b/N_SN为0.7- 3 × 10^5M_sun km/s（高dt_sn时最高）。如果大质量星系中的星系风被SBs中的热气所加载，我们得出结论，质量损失率通常低于恒星形成率。只有当SN的节奏比星系盘中的典型情况高得多时，就像核星爆可能发生的那样，SB才能在高温时爆发，并排出高达10倍于恒星中锁定的…
2016-10-10 astro-ph.GA
Tsallis statistics as a tool for studying interstellar turbulence
利用磁流体动力学（MHD）模拟星际湍流，研究了密度、速度和磁场增量的概率分布函数（PDF）。我们发现，PDF很好地描述了Tsallis分布，遵循相同的一般趋势，发现在太阳风和电子MHD的研究。我们发现在亚音速和超音速湍流中密度的PDF有很大的不同。为了将这项工作扩展到ISM观测，我们研究了从3D MHD模拟获得的列密度图。从柱密度图中，我们找到了适合Tsallis分布的参数，并证明了这些参数随紊流的音速和阿尔文马赫数而变化。这为使用Tsallis分布来研究星际气体的动力学状态和可能的磁性状态开辟了途径。
2009-12-09 astro-ph.GA
The molecular emission from old supernova remnants
超新星是星际介质的重要能量来源。在这篇简短的评论中，我们专注于他们的最新阶段的演变，超新星遗迹（SNRs）。我们提出了三个旧的SNR的观察，已经达到了他们与周围的ISM相互作用的阶段：W28，IC443和3C391。我们表明，这样的对象组成了清洁的实验室，以限制在分子冲击环境中工作的物理和化学过程。随后，我们的研究使我们能够量化信噪比对环境的质量，动量和能量耗散方面的影响。反过来，它们对星系能量平衡的贡献可以被评估。它们触发下一代恒星形成的潜力也可以被研究。最后，我们的研究提供了强有力的支持解释的伽玛射线发射的信噪比，一个关键的一步，以回答有关的问题，宇宙射线人口和加速。
2014-03-24 astro-ph.GA
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A path towards constraining the evolution of the interstellar medium and outflows in the Milky Way using APOGEE
本文提出结合ISM模型与恒星盘模型的新化学演化模型，利用APOGEE红团簇星数据约束银河系过去60亿年的ISM与外流性质，发现外流需适度氧增丰且ISM湍流增强。
2024-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The global gas and dust budget of the Small Magellanic Cloud
为了了解星系星际介质（ISM）的演化，我们分析了小麦哲伦云（SMC）的气体和尘埃收支。我们使用斯皮策太空望远镜测量了SMC中渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）恒星的整体气体质量损失率，得到的速率为1.4x10^-3 Msun yr-1。这比II型超新星（SNe）的气体喷射速率（2- 4x 10 ^-2 Msun yr-1）要小得多。在过去的1200万年里，SMC经历了恒星形成率的增加，因此该星系目前具有相对较高的SN率。因此，在SMC中，SNe是比AGB星更重要的气体源。从恒星源输入到ISM的气体总量为2- 4x 10 ^-2 Msun yr-1。这略小于恒星形成过程中消耗的ISM气体（~ 8x 10 ^-2 Msun yr-1）。SMC中的恒星形成依赖于ISM中的气体库，但最终该星系的恒星形成率将下降，除非气体从外部来源流入ISM。AGB和RSG候选者的尘埃注入速率为1 × 10 ^-5 Msun yr-1。SN e的尘埃注入量在0.2- 11 x10 ^-4 Msun yr-1之间，尽管SN的贡献相当不确定。恒星源对于SMC中的ISM尘埃（3x10^5 Msun yr-1）可能是重要的，如果尘埃寿命约为1.4 Gyrs。我们发现，在ISM中的多环芳烃（PAH）的存在不能完全解释富碳AGB星。富碳的AGB星最多只能注入7 × 10 ^-9兆太阳年-1的多环芳烃，在一个…
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
So long Kolmogorov: the forward and backward turbulence cascades in a supernovae-driven, multiphase interstellar medium
本研究利用高分辨率模拟探究超新星驱动多相星际介质的湍流级联，发现不可压缩模式存在高度非局部级联与反向级联，揭示了其与传统 Kolmogorov 模型的显著偏差。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Vertical structure of a supernova-driven turbulent magnetized ISM
恒星的反馈驱动着物质从圆盘到星系晕的循环。我们进行三维磁流体动力学模拟的一个垂直列的星际介质与初始条件的典型的太阳圈中，超新星驱动湍流，并确定介质的垂直分层。模拟运行使用一个稳定的，积极的保护计划的理想MHD实现的FLASH代码。我们发现大部分（\approx 90%）的质量包含在冷分子和原子气体（T < 200 K）或热原子和电离气体（5000 K < T < 10^{4.2} K）的热稳定温度区中，在冷区和热区的温度概率分布函数中都有很强的峰值。200 - 10^{4.2} K的气体填充了平面附近体积的50- 60%，与超新星遗迹（30- 40%）和嵌入其中的冷云（<10%）相关的较热气体。在|z| ~ 1-2 kpc时，转变温度（10^5 K）气体占大部分质量和体积，而在|z| > 3 kpc时，热气体占主导地位。在我们的模型中的磁场没有显着的影响，在每个温度制度的气体的标度高度;磁张力近似等于和相反的磁压力，所以添加的字段不会显着影响气体的垂直支持。加入磁场确实减少了冷态（< 200 K）气体的比例，相应地增加了暖态（~ 10^4 K）气体的比例。然而，我们的模型缺乏旋转剪切，因此没有大规模的发电机，与现实相比，这降低了场在模型中的作用。超新星驱动了晕气体垂直分布的振荡，振荡周期从T < 200 K气体的约3000万年到10^6 K气体的约10000万年不等，与沃尔特斯和考…
2012-02-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Studying the multi-phase interstellar medium in the Large Magellanic Cloud with SRG/eROSITA -- I. Analysis of diffuse X-ray emission
本文利用 SRG/eROSITA 全天巡天数据对大麦哲伦云弥散 X 射线热气体进行空间分辨光谱分析，结合多波长数据揭示热 ISM 的分布、物理状态和化学组成，并发现 X 射线支脉具有 α 元素亏损和潮汐驱动碰撞导致的压力峰值。
2025-06-30 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
Distribution and kinematics of 26Al in the Galactic disc
铝26是一种短寿命的放射性同位素，被认为是由大质量恒星风和超新星注入到星际介质中的。然而，26Al辐射的全天分布图显示了比大质量恒星或冷ISM更大的尺度高度和更快的旋转速度。我们调查这种差异的起源使用N体+流体动力学模拟银河系，自洽包括自引力，恒星形成，恒星反馈，和26铝生产。我们没有发现银河系螺旋结构解释26Al异常的证据。恒星和它们产生的26Al气泡沿着螺旋臂形成，但是，由于我们的模拟产生自发产生的物质臂，而不是由外部电势强迫的传播臂，恒星形成发生在臂中心而不是前缘。结果发现，26Al的标度高度和旋转速度与冷ISM相似。然而，我们还表明，一个合成的26铝发射地图产生的一个可能的太阳位置在一个大的26铝泡沫的边缘恢复了许多主要的定性特征观察到的26铝天空。这表明观察到的异常26 Al分布是附近最近超新星产生的26 Al前景发射的产物。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
