Sub-parsec resolution cosmological simulations of star-forming clumps at high redshift with feedback of individual stars
我们介绍了一套新的放大宇宙学模拟亚pc分辨率，旨在模拟极其微弱，高度放大的恒星形成恒星团，在z=6.14检测到由于引力透镜。模拟包括来自单个大质量恒星（在超新星爆发前和超新星阶段）的反馈，这些反馈是通过对恒星初始质量函数的随机直接采样产生的。我们采用了一种改进的“延迟冷却”反馈方案，专门用于防止由非常致密的气体（n~10^3-10^5 cm^{-3}）中的单个恒星注入的能量的人为辐射损失。恒星形成点燃点的最大密度为10^5 cm^{-3}量级，引力压力P/k>10^7 K/cm ^3，这与致密恒星聚集体形成的局部湍流区的值相对应。z=6.14时的恒星总质量为3.4x10^7 M_sun，与观测到的恒星质量相吻合。最大质量的团块质量约为10^6太阳质量，半质量大小约为100 pc。这些尺寸比观测到的要大，包括其他透镜高红移团块的样本，意味着平均密度比观测到的低一个数量级。在大小质量平面中，我们的团块填充的序列是观察到的高红移团块和本地dSph星系之间的中间。
2022-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forming Early-Type Galaxies in LambdaCDM Simulations -I. Assembly histories
我们从LambdaCDM初始条件出发，给出了质量范围为M_vir=7x10^11-4x10^12 M_sun的9个高分辨率宇宙学模拟样本.我们的模拟包括原始辐射冷却，光电离，恒星形成，超新星II反馈，但不包括超新星驱动的风和AGN反馈。模拟的星系聚集在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑（r<r_eff）在原位恒星形成的冷，低熵气体流的燃料，导致一个非常相似的平均组装红移z_{f,ins} ~2.5的所有星系中的原位恒星成分。后期的增长主要是由在主星系（r>r_eff）外的子星系中形成的老恒星吸积所主导，导致了z_{f,acc} ~0.5-1.5的组装红移和更大的散射。我们发现吸积恒星的比例和我们星系的最终质量之间存在正相关。我们发现，引力反馈强烈抑制了大质量星系中的恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰。恒星物质的吸积也是观测到的早型星系尺寸增长的原因。此外，我们还发现恒星半质量半径范围内的暗物质分数从z = 3时的fDM ~0.05到z=0时的fDM ~0.1-0.3，向低红移方向连续增加。此外，总密度分布的对数斜率在现今（γ ′ ~ 1.9-2.2）几乎是等温的。最后，引力加热的输入降低了星系中心的暗物质密度，与没有超新星反馈的模拟相比，这种影响较小。
2012-06-01 astro-ph.CO
How does radiative feedback from a UV background impact reionization?
电离紫外线背景（UVB）抑制气体吸积，并使气体从小型矮星系的浅势阱中光蒸发。在宇宙学再电离过程中，这种效应会导致负反馈：抑制HII区域内的恒星形成，从而阻碍它们的继续生长。由于涉及的尺度范围很大，很难对这一过程进行建模。我们解决这个问题，使用分层的方法：结合参数化的结果，从单晕崩溃模拟与大规模的再电离模型。在所得到的再电离模型中，星系的电离发射率依赖于再电离红移和UVB强度的局部值。我们提出了一个基于物理动机的恒星形成星系的平均最小质量的解析表达式，它可以很容易地用于模拟星系形成。我们发现UVB反馈：（i）延迟再电离的结束阶段，红移小于0.5;（ii）导致HII区域的更均匀分布，在较小的尺度上达到峰值（大尺度电离功率被抑制了几十个百分点）;（iii）在再电离结束时，每个重子的整体光电离率被抑制了< 2倍。然而，这种影响是适度的，因为气体对UVB的流体动力学响应发生在与再电离相当的时间尺度上。特别是，流行的方法建模UVB反馈与恒星形成星系的最小质量的瞬时过渡，大大高估了它的重要性。UVB反馈不会显著影响再电离，除非：（i）分子冷却的星系对再电离有显著贡献;或（ii）早期宇宙中的内部反馈过程与UVB反馈强烈耦合。由于两者都被认为是不太可能的，我们得出结论，有没有显着的再电离UVB反馈的自我调节。
2013-01-28 astro-ph.CO
Photon Feedback: Screening and the Eddington Limit
明亮的恒星形成星系的辐射远低于其爱丁顿极限。通量平均不透明度的值，介导的辐射力对物质的数量级小于紫外线或光学尘埃不透明度。在经验的基础上，它表明，高红移ULIRGs辐射在两个数量级低于他们的爱丁顿极限，而当地的恒星爆发M82和Arp 220辐射在百分之几的爱丁顿极限。本文考虑了一个简单的模型，用于描述富尘环境中紫外光和可见光的辐射转移。尘埃上的辐射压力不会对恒星形成星系的大尺度气体动力学产生很大影响。
2013-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay between chemical and mechanical feedback from the first generation of stars
我们研究早期结构形成的宇宙学模拟，包括非平衡态分子化学，恒星演化的金属污染，从人口III（popIII）到人口II（popII）恒星形成的过渡，由给定的临界金属丰度调节，和反馈效应。我们研究了早期金属从不同恒星星族扩散的性质及其与原始分子气体的相互作用。我们发现，独立于有关popIII建模的细节，在恒星形成开始后，富集在临界水平以下的区域大多是在孤立的环境中发现的，而popII恒星形成区域则更加聚集。典型的恒星形成晕显示，在富集气体中，平均SN驱动的流出速率高达10^{-4} Msun/yr，最初使原始恒星形成区域几乎没有金属。这些被污染的物质，在10^7年的时间尺度上，通过引力作用被纳入过密环境中，大部分来自外部，附近的恒星形成地点（“引力富集”）。同时，原始气体流入速率在10^{-3} - 10^{-1} Msun/年之间。然而，来自SN的热反馈会产生湍流并破坏原始气体中的分子，只有通过重力浓缩合并的污染物质才能在足够短的时间尺度上通过原子金属精细结构跃迁继续冷却，从而在不到10^8年的时间内结束初始的popIII状态。
2011-02-04 astro-ph.CO
Protostellar Feedback Processes and the Mass of the First Stars
我们回顾人口III.1恒星形成的理论模型，专注于原恒星的反馈过程，预计终止吸积，从而设置这些恒星的质量。我们讨论如何暗物质湮灭可能会修改这个标准的反馈方案。然后，假设暗物质湮灭是不重要的，我们预测的质量形成的恒星在12个宇宙学的迷你晕产生的独立的数值模拟。这使我们能够对Pop III.1的初始质量函数以及它如何随红移而演化做出简单的估计。
2010-08-18 astro-ph.CO
Dwarf Galaxies with Ionizing Radiation Feedback. I: Escape of Ionizing Photons
我们描述了一种新的方法来模拟电离辐射和超新星反馈的类似物的低红移星系盘。在这种方法中，我们称之为恒星形成分子云（SFMC）粒子，我们使用射线跟踪技术来解决辐射转移方程的紫外光子发射的数千个不同的粒子在飞行中。结合3.8pc的高数值分辨率，对恒星反馈的真实描述有助于自我调节恒星的形成。这种新的反馈方案也使我们能够研究电离光子从恒星形成团和星系中的逃逸，并研究恒星形成气体团的演化环境。通过模拟2.3e11Msun晕中的银盘，我们发现在2000万年的时间里，旋臂上所有辐射源（不包括中心2.5kpc）的平均逃逸分数在0.08%~ 5.9%之间波动，平均值为1.1%。从这些源逃逸的光子通量并不强烈，但表现出一个大的开角超过60度的银根极。此外，我们研究了每个SFMC粒子的逃逸分数f_esc（i），以及它如何随着粒子年龄的变化而演变。我们发现，平均逃逸分数f_esc由少数具有高f_esc（i）的SFMC粒子控制。平均而言，SFMC粒子的逃逸分数从其诞生时的0.27%上升到粒子寿命结束时的2.1%，6百万年。这是因为SFMC粒子从它们诞生的致密气体团中漂移出来，并且因为恒星形成团周围的气体被电离辐射和超新星反馈分散。在这项研究中建立的框架带来了更深入的了解光子逃逸分数的物理从一个单独的恒星形成的团块，从星系盘。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of the Interstellar Medium of Star Forming Galaxies
我们提出了包括恒星反馈在星系尺度模拟的数值方法。我们包括SNe（I和II）加热，气体回收和冲击加热O星和AGB风，HII光电离，和恒星光子的辐射压力。能量学和时间依赖性直接取自恒星演化模型。我们实现这些在模拟与pc尺度的分辨率，模拟星系SMC类矮星和MW类似物的大规模z~2星爆盘。在没有反馈的情况下，气体会无限冷却和坍缩。通过反馈，ISM达到多相稳态，其中GMC连续形成、分散和重新形成。我们的主要结果包括：（1）成星星系在Toomre Q~1处一般都是自调节的。大部分的体积是在弥漫的热气体中，大部分的质量是在致密的GMC复合物中。相结构和气体质量在高密度下是恒星反馈物理比积分量（Toomre Q或气体速度色散）更敏感的探针。(2)不同的反馈机制作用于不同的尺度：辐射和HII压力是防止GMC中致密气体失控坍缩的关键。SNe和恒星风主导着充满体积的热气的动力学;然而，这主要是从盘中排出。(3)星系平均的SFR由反馈决定。对于给定的反馈效率，限制恒星形成分子气体或修改冷却函数几乎没有影响;但改变反馈机制直接转化为偏离肯尼卡特-施密特关系。(4)自引力导致了质量函数为~M^-2，截止值为金斯质量的边缘束缚巨星系;它们在被恒星反馈破坏之前存在了几个动力学时间，并将其质量的约1-10%转化为恒星（从矮星到星暴星系不断增加）。低质量GMC优先未结合。
2012-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Survival of Star-Forming Giant Clumps in High-Redshift Galaxies
我们研究了在星系形成的最活跃阶段，来自恒星的辐射压力对高红移大质量盘状星系中恒星形成巨块生存的影响。这些团块通常质量约为10^8-10^9兆太阳能，半径约为0.5 ~ 1，它们是由剧烈的引力不稳定性在湍流的富气盘中形成的，然后在约10个动力学时间内迁移到中心隆起。我们表明，这些团块的生存或破坏恒星反馈的影响下，关键取决于它们形成恒星的速度。如果它们在每个自由落体时间内将其气体质量的百分之几转化为恒星，就像所有局部恒星形成系统所观察到的那样，并由肯尼库特-施密特定律所暗示，它们就不会被破坏。只有当团块在几次自由落体中将大部分质量转化为恒星时，反馈才能产生显著的气体排出。我们考虑这种快速的恒星形成是否可能在高红移巨星团。
2010-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The $Iκεα$ model of feedback-regulated galaxy formation
我们提出了星系形成的$Iκεα$模型，在该模型中，星系的恒星形成率是由大质量恒星反馈注入的能量和由于宇宙吸积而导致宿主暗物质晕的潜力加深而损失的能量之间的平衡所决定的。这种平衡是长期稳定的，只要恒星形成速率随着恒星形成气体中的压力而增加。$Iκεα$模型有四个参数，它们共同控制着恒星形成的反馈和到晕上的宇宙吸积速率。$Iκεα$精确地再现了恒星形成率作为晕质量和红移的函数在鹰流体动力学模拟，即使当所有四个参数保持不变。它预测了一个恒星形成的主要序列的出现，沿着该序列，特定的恒星形成率弱依赖于恒星质量，其幅度随红移迅速增加。我们简要地讨论了新兴的质量金属丰度关系，星系恒星质量函数的演变，和扩展的模型，包括从活动星系核（AGN）的反馈。这些自我调节的结果是独立的恒星形成规律和星系的气体含量。相反，恒星形成星系是由恒星反馈和宇宙吸积之间的平衡塑造的，准确地解释与反馈相关的能量损失是一个关键因素。
2019-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
EDGE: From quiescent to gas-rich to star-forming low-mass dwarf galaxies
利用宇宙学高分辨率（$3 \, \text{pc}$）流体动力学模拟研究了低质量场矮星系（$10^5 \leq M_{\star} \leq 10^6 \, \text{M}_{\odot}$）中恒星形成的规律。宇宙再电离淬灭了我们模拟的所有矮星中的恒星形成，但最终动力学质量为$3 \times 10^{9} \,\text{M}_{\odot}$的三个星系随后能够通过缓慢吸积气体来补充它们的星际介质。其中两个星系以平均$10^{-5} \, \text{M}_{\odot} \, \text{yr}^{-1}$的速率重新点燃并维持恒星形成，直到今天，这让人非常想起观察到的低质量恒星形成矮不规则星，如Leo T。由于恒星风和Ia型超新星的残余反馈，恒星形成的恢复被推迟了数十亿年;即使在$z=0$，第三个星系仍然处于暂时的平衡状态，有大量的气体含量，但没有任何正在进行的恒星形成。使用“遗传修饰”的方法，我们创建一个替代的质量增长的历史，这个富含气体的静止矮星，并显示如何一个小的$(0.2\,\mathrm{dex})$增加动态质量可以克服残余的恒星反馈，重新点燃恒星形成。反馈和质量积累之间的相互作用产生了低质量矮星的恒星年龄和气体含量的多样性，这将通过结合下一代HI和成像调查进行探测。
2020-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing galaxy feedback models with the first resolved profiles of the circumgalactic medium
环星系介质（CGM）的热（$>10^6$ K）相在星系中含有大量的重子。它还保留了塑造星系的过程的特征，例如来自活动星系核（AGN）和超新星的反馈，并提供了一种独特的强大方法来约束反馈的理论模型。然而，它是出了名的难以检测。通过堆叠2643光学选定的星系在eROSITA最终赤道深度调查（eFEDS），我们提出了空间分辨的扩展CGM在恒星形成和静止星系跨越一个数量级的恒星质量的属性。我们掩盖了解决点源和星系群/集群和模型的贡献，从X射线双星和热ISM，产生准确的径向配置文件。我们比较的配置文件，模拟X射线观测星系堆栈在IllustrisTNG 100（TNG）和EAGLE宇宙学模拟。我们检测到扩展发射从高质量（$10.7<\log(M_*/M_\odot)<11.2$）和低质量（$10.2<\log(M_*/M_\odot)<10.7$）星系堆栈。如果星系质量更大或形成恒星，则在$10-100$ ~kpc之间的星系有更明亮的CGM。然而，光度随着恒星质量的增加比模拟中预测的要慢。模拟的淬灭星系比观测到的要暗得多，这表明它们过于依赖CGM喷射来淬灭。恒星形成的星系被观察到比模拟更平坦和更扩展的轮廓，这表明效率低下的恒星反馈模型。我们的研究结果强调需要修改未来的处方星系反馈模型。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The physical origin of long gas depletion times in galaxies
我们提出了一个模型，解释了为什么星系形成恒星的时间尺度显着长于星际气体演化过程的时间尺度。我们表明，气体演化从非恒星形成的恒星形成的状态在一个相对较短的时间尺度，因此，这种演变的速度并不限制恒星的形成率。相反，恒星形成速率是有限的，因为只有一小部分恒星形成气体在恒星形成区域被反馈和动力学过程分散之前转化为恒星。因此，气体多次循环进入和离开恒星形成状态，这导致星系将气体转化为恒星的时间尺度很长。我们的模型不依赖于平衡的假设，可以用来解释与观测星系的性质和恒星形成和反馈配方的模拟参数的耗尽时间的趋势。特别是，该模型解释了反馈如何在模拟中自我调节恒星形成速率，并使其对局部恒星形成效率不敏感。我们使用孤立的$L_*$大小的星系模拟的结果来说明我们的模型，该模拟再现了分子和原子气体的观察到的肯尼卡特-施密特关系。有趣的是，分子气体的关系在千秒差距尺度上几乎是线性的，尽管在模拟单元中采用了非线性关系。我们讨论了如何从非自相似缩放的气体密度PDF与平均气体表面密度的线性关系出现。
2017-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Signatures of Black Hole Feedback: Hot Galactic Atmospheres in IllustrisTNG and X-ray Observations
热气体大气渗透星系并远远超出其恒星分布，在那里它们通常被称为环星系介质（CGM），印记有关反馈过程的重要信息，这些反馈过程由星系的恒星群及其中心超大质量黑洞（SMBH）提供动力。在这项工作中，我们研究了这种热X射线发射介质的使用IllustrisTNG宇宙学模拟的属性。我们分析了它们的模拟X射线谱，从扩散和富含金属的气体在TNG 100和TNG 50，并比较结果与附近的早型星系的X射线观测。模拟再现了观测到的X射线光度（$L_{\rm X}$）和温度（$T_{\rm X})$）在小（$<R_{\rm e}$）和中间（$<5R_{\rm e}$）半径相当不错。我们发现，低质量星系的X射线性质依赖于它们的恒星形成率。特别是，在恒星形成和淬火人口重叠的星等范围内，$M_{\rm K}\sim-24$ $ (M_*\sim10^{10.7}M_\odot)$，我们发现，恒星形成星系的X射线光度平均约一个数量级高于淬火对应物。我们表明，这种多样性在$L_{\rm X}$是一个直接的表现形式的淬火机制的模拟，在那里的星系淬火由于气体驱逐驱动SMBH动力学反馈。因此，在$L_{\rm X}$中观察到的二分法是在最先进的宇宙学模拟中实现的基于SMBH反馈的猝灭机制的重要可观察预测。虽然目前对恒星形成星系的X射线观测与模拟的预测大致一致，但观测到的样本很小，预计将从eROSITA进行的灵敏的全天空X…
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a complete accounting of energy and momentum from stellar feedback in galaxy formation simulations
恒星反馈在星系形成中起着关键作用，它通过调节恒星的形成、驱动星际湍流和产生星系尺度的外流。虽然现代星系形成的模拟可以分辨10-100 pc的尺度，但恒星的形成和反馈作用在更小的“亚网格”尺度上。因此，为了正确考虑反馈对全球星系演化的影响，应该非常小心。我们调查的动量和能量收支的反馈在不同阶段的恒星演化，并研究其对星际介质的影响，使用模拟本地恒星形成区和星系盘在现代宇宙学放大模拟负担得起的分辨率。特别是，我们提出了一种新的亚网格模型的动量注入由于辐射压力和恒星风从大质量的恒星在早期，前超新星的年轻星团的演化阶段。早期的动量注入会清除恒星形成区域的致密气体，从而限制恒星的形成。降低的气体密度减轻了后续超新星爆炸产生的热反馈能量的辐射损失，从而提高了恒星反馈的整体效率。恒星反馈的详细影响敏感地取决于参数的实施和选择。有些令人惊讶的是，我们发现，实现反馈是有效的，导致近似自我调节的全球恒星形成效率。我们比较模拟结果，使用我们的反馈实现其他唯象反馈方法，其中热反馈能量被允许耗散超过正式的气体冷却时间的时间尺度。我们发现，模拟与最大动量注入抑制恒星形成的相似程度，发现在模拟采用绝热热反馈。
2012-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
High-redshift Galaxy Formation with Self-consistently Modeled Stars and Massive Black Holes: Stellar Feedback and Quasar Growth
随着现代宇宙学模拟的计算分辨率越来越接近于解决星系中单个恒星形成的团块，对星系尺度模拟的“分辨率适当”物理学的需求从未如此之大。为此，我们引入了一个自洽的数值框架，其中包括明确的治疗反馈恒星形成的分子云（SFMCs）和大质量黑洞（MBHs）。除了来自SFMC粒子的热超新星反馈外，SFMC和MBH的光致电离辐射通过全三维射线追踪进行跟踪。还考虑了来自MBH的机械反馈通道。使用我们的框架，我们执行一个国家的最先进的宇宙学模拟的类星体的宿主星系在z~7.5为~25百万年与所有相关的星系成分，如暗物质，气体，SFMCs，和嵌入MBH种子的~> 1 e6 MS。我们发现，SFMCs和吸积MBH的反馈抑制失控的恒星形成本地在银河系核心区域。新纳入的SFMCs的辐射反馈，结合MBH的反馈，通过保留最终吸积到MBH上的气体，帮助MBH更快地生长。我们的实验表明，以前未讨论过的气体，SFMCs和MBH之间的相互作用类型可能拥有关于类星体及其宿主星系在高红移宇宙中的生长和反馈的重要线索。
2019-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar Feedback & Bulge Formation in Clumpy Disks
我们利用孤立星系的数值模拟研究恒星反馈对高红移、富含气体的星系中巨大恒星形成气体“团块”的形成和演化的影响。这样的星系盘是不稳定的，无法形成富含束缚气体的团块，这些团块的性质最初只取决于全球盘的性质，而不是反馈的微观物理。在没有恒星反馈的模拟中，团块将其质量的一个单位阶分数转化为恒星并下沉到中心，形成一个巨大的凸起，并将大多数恒星踢到一个更扩展的恒星包络中。相比之下，强烈的辐射恒星反馈甚至会破坏最大质量的团块，在大约10-100万年的时间尺度内，它们将质量的10-20%转化为恒星，将一些物质喷射到超级风中，并将其余的气体再循环到弥漫的ISM中。这抑制了几个因素的直接“团块聚结”的隆起形成率。然而，在没有合并的情况下，星系盘确实经历了显着的内部演化：团块的形成和连续的分裂，并将气体扭向星系中心。由此产生的演变是定性类似的酒吧/螺旋演变模拟更均匀的ISM。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
