The roles of radiation and ram pressure in driving galactic winds
我们研究了盘状星系的气体外流驱动的冷气体云的冲压压力和尘埃颗粒上的辐射压力的综合影响。考虑到重力由于磁盘，隆起和暗物质晕，并假设连续的恒星形成的磁盘，我们表明，辐射或冲压压力单独是不足以驱动逃逸风盘星系，这两个过程的贡献。结果表明，在恒星形成率（SFR）和星系自转速度的参数空间中，在自转速度为$v_c\le 200$ km s $^{-1}$和SFR $\le 100$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的星系中，星系风的贡献较大，在SFR较大的高质量星系中，星系盘辐射对星系风的驱动作用较大.风速与圆周速度之比可以近似为${v_w \over v_c} \sim 10^{0.7} \, [{\rm SFR\over 50 \, {\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}}] ^{0.4} \ [{v_c\over 120\, km/s}]^ {-1.25}$。我们发现，这一结论是证实了在低和高红移的星系风和环星系气体的观测。我们还估计了冲压和辐射压力的综合作用下的质量加载因子，并表明，质量损失率的比例SFR的尺度大致为$v_c^{-1} Σ_g^{-1}$，其中$Σ_g$是在磁盘中的气体柱密度。
2012-03-04 astro-ph.CO
Quasar Structure Emerges from the Three Forms of Radiation Pressure
所有类星体的光谱在整个宇宙时间、光度、黑洞质量和吸积速率上，在光学、紫外、近红外和软X射线中显示出相同的原子特征。这是一个谜。在这里，我表明，这是可能的，所有这些原子的功能可以占气体从吸积盘驱动的三种形式的辐射压力：电子散射，线驱动和尘埃驱动。它们成功驱动逃逸风的位置和它们只产生失败风的位置都需要产生观察到的特征。
2012-01-17 astro-ph.CO
On the impact of radiation pressure on the dynamics and inner structure of dusty wind-driven shells
大质量的年轻星团是辐射和机械能的强源。它们强大的风和辐射压力将星际气体扫入膨胀的薄壳中，这些薄壳捕获了中心星团产生的电离辐射，影响了其电离气体的动力学和分布。在这里，我们继续我们的比较星团风和辐射压力对年轻的大质量星团周围的壳层动力学的影响。我们计算的影响，辐射压力等壳内的物质和热压力的分布，以及密度加权电离参数$U_w$，并把我们的结果诊断图，它允许一个区分风为主和辐射为主的制度。我们发现，模型预测值的电离参数同意与典型的本地星爆星系中发现的值。辐射压力可能会影响内部结构和动力学的风驱动的外壳，只有在最早的阶段的演变，或者如果一个大部分的星团机械光度消散或辐射的星团体积内，因此星团机械能输出显着小于星团合成模型预测。然而，即使在这些情况下，辐射主导的风动力压力，只有当令人兴奋的集群是嵌入到一个高密度的环境介质。
2014-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Escape of ionizing radiation from high redshift dwarf galaxies: role of AGN feedback
虽然低质量的恒星形成星系通常被认为是再电离的主要驱动力，但它们对宇宙紫外线背景的实际贡献仍然不确定，主要是因为电离光子的逃逸分数仅受到很差的限制。理论研究表明，有效的超新星反馈是创造电离辐射可以逃逸到星系际介质的路径的必要条件。我们调查的可能性，吸积超大质量黑洞在早期矮星系可能会提供额外的反馈和增强电离辐射泄漏。我们使用一系列高分辨率的宇宙辐射流体动力学模拟，我们隔离不同的反馈源。我们发现超新星反馈阻止了黑洞的增长，从而淬灭了与之相关的反馈。即使在黑洞可以生长的情况下，星际介质的结构也受到超新星反馈的强烈控制。我们的结论是，在矮星系制度，超大质量黑洞似乎并没有发挥重要作用，提高逃逸分数，并在早期的紫外线背景。
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The launching condition of a jet driven by the magnetic field and radiation pressure of an accretion disc
我们发现，当辐射压主导的吸积盘的角速度大于一个临界值时，冷气体可以在辐射压的作用下从吸积盘表面磁发射出去，该临界值随吸积盘厚度H/R（辐射压）的增大而减小.这表明来自圆盘的辐射所施加的力确实有助于发射外流。圆盘中气体的旋转速度取决于穿过圆盘的磁场的强度和磁力线在圆盘表面的倾角B_z/B_r。冷气在磁盘表面的发射条件设定了磁场强度的上限，该上限是磁力线倾角B_z/B_r和磁盘厚度H/R的函数。这意味着一个更严格的约束，最大喷流功率可以从辐射压力占主导地位的吸积盘比传统的均分假设。
2012-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Influences of Radiation Pressures on Mass Estimates of Supermassive Black Holes in AGNs
本文研究了40个具有高吸积率的活动星系核（AGN）中心引擎的两个连续辐射压对黑洞质量估计的影响。这两种通常被认为可以忽略或不考虑的连续辐射压力来自自由电子汤姆逊散射以及氢离子的复合和再电离，氢离子继续吸收电离光子以补偿复合。由两个辐射压抵消的质量$M_{\rm{RP}}$敏感地依赖于云$β$中电离氢的百分比，并且与从混响映射方法估计的黑洞维里质量$M_{\rm{RM}}$相比，对于这些活动星系核是不可比拟的。随着$β$增加，$M_{\rm{RP}}$也增加。对于某些在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核，黑洞质量$M_{\rm{\bullet}}$至少可以被低估30- 40%，而不管源$z$的红移如何。在$M_{\rm{RP}}$和$M_{\rm{RM}}$的图中，$z < 0.3$上的一些活动星系核和$z \ga 6.0$上的类星体具有相同的行为。当AGN与$M_{\rm{RP}}\ga 0.3 M_{\rm{RM}}$匹配时，由于两个连续辐射压的存在，整个辐射压将被相加。与$M_{\rm{RM}}$相比，如果考虑到在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核的完全辐射压，则可能会大大低估$M_{\rm{\bullet}}$。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Significant is Radiation Pressure in the Dynamics of the Gas Around Young Stellar Clusters?
本文详细讨论了辐射压力对年轻星团附近气体动力学的影响。明确计算了辐射随热/冲压压力比的时间演化，并强调了团簇机械能、电离光子通量和激发团簇辐射光度随时间的强演化的重要作用。结果表明，辐射只有一个狭窄的窗口的机会，占主导地位的风驱动壳动力学。这可能只会发生在气泡演化的早期阶段，如果外壳膨胀成尘埃和/或非常密集的原星团介质。在大约300万年后，辐射压力对风驱动壳体的影响总是可以忽略不计。最后，风驱动的模型结果允许一个比较模型预测与来自X射线观测的热压力分布。的热压力分布的形状，然后允许区分的能量和动量占主导地位的制度的膨胀，从而得出结论，无论是辐射损失的能量或热气体从气泡内部的泄漏已显着的气泡演变过程中。
2013-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha radiation pressure: an analytical exploration
我们研究辐射压力，由于莱曼α线光子，获得和探索的解析表达式的力乘数，$M_F(N_H, Z) = F_α/(L_α/c)$，作为一个函数的气柱密度，$N_H$，和金属丰度，$Z$，为无尘和多尘介质，采用WKB的方法为后一种情况。还获得了用于模拟以体积速度$v$移动的非静态介质的频率偏移发射的解决方案。我们发现，在静态介质中，Ly $α$压力在很宽的参数范围内（$16 < \log N_H < 23$ ; $-4 < \log[Z/Z_\odot] < 0$）占主导地位的光电离和尘埃介导的紫外辐射压力。例如，在标准（低$Z$）恒星形成云中，它将其他两种力放大10（300）倍。因此，与以前的研究一致，我们得出的结论是，Ly $α$压力起着主导作用的气体周围的发光源的初始加速，必须实施星系形成，演化和外流模型和模拟。
2021-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the dynamical importance of hot gas and radiation pressure in quasar outflows using emission line ratios
类星体反馈模型经常预测一个膨胀的热气泡，它驱动着星系尺度的外流。在许多情况下，这种热气体辐射效率低，因此难以直接观察。我们提出了一个间接的方法来检测一个热气泡的存在，使用流体静力学光电离计算的冷（~10^4 K）线发射气体。我们比较我们的计算与观测的宽线区域，内面的环面，窄线区域（NLR），和扩展的NLR，从而限制热气体压力在距离0.1 pc - 10千秒差距的中心。我们发现，在平均类星体光谱中观察到的发射线比是一致的辐射压力占主导地位的模型在所有尺度上。在小于40 pc的尺度上，排除了动态显著的热气体压力，而在更大的尺度上，热气体压力不能超过局部辐射压力的六倍。在单个类星体中，约25%的类星体表现出与辐射压力主导模型不一致的NLR比，尽管在这些物体中，热气体压力也不太可能超过辐射压力一个数量级或更多。导出的高温气体压力上限意味着作用于星系尺度外流的瞬时气体压力力低于解释星系尺度外流的大动量通量\dot{p} L_AGN/c所需的时间平均力。如果光学类星体以前经历过一个被掩埋的、完全遮蔽的阶段，在这个阶段中，热气泡被更有效地限制，星系风加速发生，那么这种明显的差异就可以得到调和。
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation Feedback in ULIRGS: Are Photons Movers and Shakers?
我们使用我们的变量爱丁顿张量（VET）辐射流体动力学代码进行二维模拟，研究辐射力对尘埃和气体组成的大气的影响。我们的设置与Krumholz和Thompson的设置非常接近，假设尘埃和气体是良好耦合的，并且辐射场的特征是温度>~ 80 K的黑体，就像在超亮红外星系中可能发现的那样。与以前的工作相一致，我们发现瑞利-泰勒不稳定性在辐射支持的大气中发展，导致不均匀性，限制辐射和尘埃气体之间的动量交换，并最终提供辐射和引力的接近平衡。然而，气体的速度和空间分布的演变显着不同，从以前的工作，其中使用了不太准确的限流扩散（FLD）方法。我们的VET模拟显示了气体的连续净加速，在模拟结束时没有达到稳态。相比之下，FLD结果显示气体的净加速度很小，并且进入具有低速分散的准稳定湍流状态。这些差异主要是由于FLD无法正确模拟结构周围的辐射场变化，这些结构的光深度小于几个。我们的结论是，辐射反馈仍然是一个可行的机制，驱动高马赫数湍流。我们讨论了对观测系统和反馈的全球数值模拟的影响，但需要更现实的设置来做出强有力的观测预测并评估发射辐射外流的前景。
2014-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the observed distributions of black hole masses and Eddington ratios from radiation pressure corrected virial indicators
应用维里定理的宽线区域的活动星系核允许黑洞质量估计的大样本的对象在所有的红移。在最近的一篇论文中，我们表明，电离辐射压力到BLR云影响维里BH质量估计，我们提供了经验校准的校正。最近，辐射力的重要性的一个新的测试已被提出：MBH-西格玛关系已被用来估计MBH的2型活动星系核的样本和维里关系（有和没有辐射压力）的1型活动星系核的样本从同一个父人口提取。所观察到的L/LEdd分布的维里BH质量的基础上是在很好的协议与MBH-西格玛的基础上，只有当辐射压力的影响是可以忽略不计的，否则观察到显着的差异。在本文中，我们调查的影响相关的维里关系提供MBH的固有色散，我们表明，它们解释了所观察到的L/LEdd分布的类型-1和类型-2活动星系核之间的差异。L/LEdd分布中的这些差异是存在的，而不管辐射力的一般重要性，这必须是可以忽略不计的，只有一小部分的源与大L/LEdd。平均辐射压力校正，然后应适用于维里MBH估计，直到他们的依赖于观测源的物理性质已被完全校准。最后，MBH和L/LEdd分布之间的比较来自sigma为基础的和维里估计可以约束AGN的BLR物理性质的方差。
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
