Absorption line systems in simulated galaxies fed by cold streams
水文宇宙学模拟显示，高红移的大质量星系是由合并星系的狭长流和较平滑的冷气体组成的。我们对七个高分辨率的模拟星系进行了辐射转移的后处理，研究了星系和星系流中气体的吸收特性，并与观测到的吸收线系统的统计数据进行了比较。我们发现，大部分气流被来自背景和本地恒星源的紫外辐射电离，但仍具有光学厚度（N_HI > 10^17 cm^-2），因此这些气流看起来像是莱曼极限系统（LLS）。在z>3时，流中的中性气体的分数变得不可忽略，也产生阻尼莱曼-α（DLA）吸收器。中心和进入星系的气体大部分是中性的，这是DLA的原因。在一（两）维里半径内，光学厚气体的覆盖因子对于LLS <25%（10%），对于DLA <5%（1%），在宇宙膨胀之后随着时间缓慢下降。然而，在所研究的质量范围内（M_vir = 10^10 - 10^12 Msun）的星系及其冷流占类星体前景中观察到的吸收体的>30%，其余的可能来自较小的星系或星系际介质。流中的平均金属丰度约为太阳的1%，远低于星系。模拟的星系复制Lyalpha吸收等效宽度观察周围莱曼break星系，但他们严重低估了金属线的等效宽度，这表明后者可能产生流出。我们的结论是，所观察到的贫金属LLS可能是预测的冷流的检测。对所观察到的LLS运动学和模拟的修正分析，以及更大规模的流出和流入，可以更清楚地区分各种气体模式的特征。
2011-08-08 astro-ph.CO
Fast Molecular Outflows in Luminous Galaxy Mergers: Evidence for Quasar Feedback from Herschel
本文报道了用Herschel-PACS系统搜索43个邻近星系（z < 0.3）合并样本中的分子（OH-119 μ m）外流的结果，这些星系主要是超亮红外星系（ULIRGs）和类星体。我们发现，OH功能（相对于发射的吸收强度）的字符与9.7微米的硅酸盐功能，在ULIRGs的遮蔽措施。在37个OH探测目标中的26个（70%）中，根据OH吸收剖面的检测，发现分子外流的非生物证据，其中值速度蓝移超过-50 km/sec，表明存在广角（~145度）外流几何形状。相反，分子流入的明确证据，根据检测的OH吸收剖面的中值速度超过+50公里/秒的红移，被认为是在只有4个对象，这表明一个平面或对流几何的流入气体。在几个天体中测得的终端外流速度约为-1000 km/sec，但外流速度中值通常约为-200 km/s^{-1}。虽然流出速度对恒星形成率没有统计上的显著依赖性，但在AGN分数和光度较大的系统中，它们的蓝移明显更明显[log（L_AGN / L_sun）> 11.8 +/- 0.3]。这些系统中的类星体在驱动分子外流方面起着主导作用。相比之下，大多数活动星系核主导的系统，其中OH被视为纯粹的发射，显示相对温和的OH线宽，尽管他们的大活动星系核光度，也许表明分子外流消退，一旦类星体已经清除了一条路径，通过模糊的材料。
2013-08-22 astro-ph.CO
The role of AGN and its obscuration on the position of the host galaxy relative to Main Sequence
利用钱德拉X射线天文台在NDWFS的9.3度$^2$ Bo $\rm \ddot{o}$ tes场观测到的活动星系核（AGN），研究了X射线光度（L $_X$）与主星系在$\rm 0.5<z<2.0$的恒星形成率（SFR）之间是否存在相关性，以及主星系相对于主序星的位置（SFR $_{norm}$）。X射线样本中大约一半的源具有光谱红移。我们还建立了一个参考星系表。对于这两个数据集，我们使用测光数据从光学远红外，编译的帮助项目和应用光谱能量分布（SED）拟合，使用X-CIGALE代码。我们从X射线和参考样品中排除了静态源。我们还占我们的数据集的质量完整性，在不同的红移箱。我们的分析强调了研究SFR-L $_X$关系的重要性，以统一的方式，考虑到系统学和选择效应。我们的研究结果表明，在较小质量的星系（$\rm log\,[M_*(M_\odot)] \sim 11$），活动星系核增强的SFR的主机星系相比，非活动星系核系统的$\sim 50\%$。对于质量最大的星系，观测到一个平坦的关系。SFR $_{norm}$不随红移演化。结果，虽然是暂时的，是一致的情况下，在较小的质量系统，活动星系核和恒星形成（SF）的饲料由冷气体，由合并事件提供。在更大质量的星系中，这种扁平关系可以用不同的SMBH燃料机制来解释，该机制与宿主星系的恒星形成（例如热扩散气体）无关。最后，我们比较了X射线吸收源…
2021-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Nuclear Stellar Disk in Andromeda: A Fossil from the Era of Black Hole Growth
从星系尺度（~10-100 pc）到更小半径的角动量输运物理是我们理解超大质量黑洞（BH）形成和演化的突出问题之一。看似不相关的观测发现，在M31中有一个不明来源的不平衡恒星盘围绕着BH，可能还有许多其他系统。我们表明，这些名义上独立的难题，实际上是密切相关的。从银河系到BH尺度的气体流入的多尺度模拟表明，当足够的气体被推向BH时，引力不稳定性形成一个不平衡的偏心盘，从更大的半径向内传播。不平衡的恒星盘对剩余的气体施加了强大的扭矩，驱动流入，为BH的增长提供燃料，并产生类星体级别的亮度。同一个盘可以产生沿许多视线的显着的模糊，因此可能是假定的'环面'调用来解释模糊的活动星系核和宇宙X射线背景。这个圆盘的恒星遗迹是长寿的，并保留了偏心的图案。模拟产生类星体水平的吸积率产生的遗迹恒星盘的运动学，偏心模式，岁差率和表面密度分布在合理的协议与观测M31。因此，观测到的恒星核盘的性质可以用来限制超大质量黑洞的形成历史。
2010-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Growing supermassive black holes in the late stages of galaxy mergers are heavily obscured
星系的合并被认为会导致大量的气体流入内部秒差距，这可以激活超大质量黑洞（SMBH）的快速吸积，从而产生活动星系核（AGN）。在这一过程的很大一部分，SMBH预计将被气体和尘埃笼罩。在硬X射线波段，辐射受吸收的影响较小，在不同的合并阶段，研究52个星系核中的红外选择的本地发光和超亮红外星系，我们发现，在合并的最后阶段，SMBHs周围的材料量增加。我们发现，在合并晚期星系中，康普顿厚度（CT，$N_{\rm\,H}\geq 10^{24}\rm\,cm^{-2}$）活动星系核所占的比例（$f_{\rm\,CT}=65^{+12}_{-13}\%$）比局域硬X射线选择活动星系核（$f_{\rm\,CT}=27\pm 4\%$）高，并且当两个合并星系的核处于$D_{12}\simeq0.4-10.8$千秒差距（$f_{\rm\,CT}=77_{-17}^{+13}\%$）的投影距离时，暗度达到最大值。我们还发现，在我们的样本中，所有的晚期合并星系的活动星系核都有$N_{\rm\,H}> 10^{23}\rm\,cm^{-2}$，这意味着遮蔽物质覆盖了X射线源的$95^{+4}_{-8}\%$。这些观测结果表明，在星系合并的后期阶段，物质从星系尺度到几十秒差距内是最有效的漏斗，并且高级合并中的SMBHs的封闭环境相对于孤立星系中的SMBHs更富含气体和尘埃，并且不能用经典的AGN统一模型来解…
2017-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The starburst-AGN connection: the role of young stellar populations in fueling supermassive black holes
追踪环核区（CNR）的恒星形成历史是理解恒星暴增与活动星系核联系的关键一步。然而，明亮的核心比整个宿主星系更亮，这阻碍了对I型活动星系核周围CNR的恒星星族的分析。中央环面对星系核的遮蔽为研究活动星系核宿主星系的恒星星族提供了一个独特的机会。我们收集了斯隆数字巡天第四版数据中的10848个红移范围为$0.03\le z\le 0.08$的II型活动星系核样本，并测量了过去1亿年中中心$\sim1-2$ kpc的平均比恒星形成率（SSFR）。我们发现中央黑洞（BH）的爱丁顿比（$λ$）和平均SSFR之间存在紧密的相关性，强烈暗示超新星爆炸（SNexp）在气体向星系中心的运输中发挥了作用。我们概述了一个模型，这种连接占SNexp的CNRs的动态中的作用。在我们的模型中，由SNexp激发的湍流的粘性增强，因此角动量可以有效地传输，驱动流入星系中心。我们的模型解释了观测到的$λ\propto \rm SSFR^{1.5-2.0}$关系，表明活动星系核是由CNRs中的SNexp触发的。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Streaming Motions towards the Nucleus of M81
我们利用双子座北望远镜上的GMOS积分场摄谱仪以10 pc的空间分辨率获得的光谱，给出了Liner/Seyfert 1星系M81内部120 × 250 pc ^2的恒星和气体运动学。恒星的速度场显示出圆旋转，但观察到的偏差接近短轴，这可以归因于恒星的运动可能与核棒。根据M_BH-sigma关系，球核的恒星速度色散为162 km/s，导致黑洞的质量为M_BH= 5.5 × 10^7 M_sun。气体的运动学主要是非圆运动，减去恒星速度场后，发现星系远端的蓝移约为-100 km/s，而近端则有少量的红移。如果气体在平面内，这些特征可以解释为流向中心。根据观测到的流动速度和几何形状，我们估计电离气体的质量流入速率约为4.0 × 10 ^-3 M太阳/年，这与为M81 LINER核提供能量所需的吸积速率相当。我们还应用了主成分分析（PCA）的技术，我们的数据，这揭示了存在一个旋转的核气体盘内的~ 50 pc的核和紧凑的流出，近似垂直于磁盘。PCA结合观测到的气体速度场表明，核盘是由星系平面内循环的气体供给的。外流的存在是由一个紧凑的喷流在无线电观测中看到在一个类似的方向，以及由增强的[OI] \Halpha线比，可能是由于由无线电喷流的环核气体的冲击激发。通过这些观测，我们解决了供给-通过核盘和观测到的气体流入，以及反馈-通过流出，围绕M81的核。
2010-12-14 astro-ph.CO
Feeding compact bulges and supermassive black holes with low angular-momentum cosmic gas at high redshift
我们使用宇宙流体动力学模拟表明，一个显着的一部分气体在高红移罕见的大质量晕几乎径向下降到他们的中心在极短的时间尺度。这一过程导致了非常致密的膨胀的形成，其特定的角动量是5-30 $smaller than the average angular momentum of the baryons in the whole halo. Such low angular momentum originates both from segregation and effective cancellation when the gas flows to the centre of the halo along well defined cold filamentary streams. These filaments penetrate deep inside the halo and connect to the bulge from multiple rapidly changing directions. Structures falling in along the filaments (satellite galaxies) or formed by gravitational instabilities triggered by the inflow (star clusters)…
2012-04-23 astro-ph.CO
The evolution of high-redshift massive black holes
大质量黑洞（MBH）现在被认为是星系演化的组成部分。MBH和星系质量之间的近似比例，以及预期的重要性，反馈活动MBH在调节恒星形成在其宿主星系点之间的强烈相互作用MBH和星系。MBH必须在第一个星系中形成，并由这些星系中的气体提供，连续或间歇的流入，有时可能大于爱丁顿速率。来自超新星和MBH本身的反馈调节了第一个MBH的生长。虽然目前的观测数据只探测了最大质量和最明亮的MBH，冰山一角，但我们很快就能够在更“正常”的MBH上测试MBH演化的理论模型：MBH确实与我们在本地星系中观察到的人口有关，包括我们自己的银河系。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Early formation of massive, compact, spheroidal galaxies with classical profiles by violent disc instability or mergers
我们使用一套AMR流体宇宙学模拟解决了红移$z=4$和1之间的大质量恒星球状体的形成。球状体形成为凸起，球状体质量的增长部分是由剧烈的盘不稳定性（VIM）和部分合并驱动的。对圆盘和球体的运动学分解得出，球体中的质量分数在50%到90%之间，并且在时间上大致恒定，这与从宇宙网连续馈送的圆盘的宇宙学稳态一致。球状体的密度分布通常是“经典的”，具有Sersic指数$n = 4.5\pm 1$，与其是否通过合并或合并生长无关，也与反馈强度无关。圆盘的特征是$n=1.5\pm 0.5$，整个星系的特征是$n=3\pm 1$。由于气体的耗散流入和高的宇宙密度，高红移椭球体是紧凑的。在每个星系的有效半径内，恒星的表面密度在其演化过程中在第一次增长后大致保持不变。对于恒星质量固定的星系，表面密度在红移越高时越高。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The changing ISM of massive elliptical galaxies and cosmic evolution of radio galaxies and quasars
最近发现的大质量椭圆星系的有效半径从$z \simeq 2$到$z \simeq 0.1$的明显的急剧膨胀被解释为星系合并或由于活动星系核反馈导致的冷气体的快速损失。在检查后一种情况下，我们已经量化了膨胀的程度，这是不确定的观测，在恒星形成参数和时间的驱逐冷气。在任何一种情况下，恒星密度的大幅度下降都应该转化为ISM密度和压力的大幅度下降，以及这些数量随着宇宙时代的急剧径向下降。这些宇宙学的变化预计将有一个重大影响的气体吸积模式，这将从'冷'薄盘吸积在高红移向'热'邦迪美联储ADAF吸积在低红移。角动量流入的下降将导致黑洞的自旋下降，我们已经计算了更精确的时间尺度;大约0.2 Gyr的值是$10^9 M_\odot$中心黑洞的典型值。这些结果对强射电星系和弱射电星系的光度函数的不同宇宙演化模式具有启示意义。
2009-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blowing cold flows away: the impact of early AGN activity on the formation of a brightest cluster galaxy progenitor
超大质量黑洞（BH）是强大的能量来源，在宇宙的早期（z=6）就已经存在。利用流体动力学模拟方法，研究了在z=6时形成质量为5 × 10^11 M_sun的星系晕（在z=0时质量为2 × 10^15 M_sun的星系团的最大祖先）的过程，讨论了活动星系核（AGN）对星系质量含量、BH自调节和晕内气体分布的影响.我们发现SN反馈对恒星结构的影响很小，而对大尺度质量分布没有影响。相比之下，活动星系核的反馈单独能够显着改变恒星隆起的质量含量淬火恒星形成时，BH是自我调节，并通过耗尽在星系中心的冷气库。BH的增长首先通过一个由直接冷对流入流提供的快速Eddington有限期进行。当活动星系核所提供的能量足够大，可以使核球的冷气体脱离束缚时，气体在黑洞上的吸积就可以通过平滑的气体流入和由合并引起的扭矩所触发的星系盘中的团块迁移来维持。来自活动星系核的反馈也对晕内的重子质量含量产生了严重的影响，产生了大规模的热超级风，能够吹走一些来自中心的冷物质，并将晕维里半径内的重子分数减少30%以上。因此，在非常年轻的宇宙中，活动星系核反馈可能是一个关键过程，塑造了大质量星系的性质。
2012-10-15 astro-ph.CO
Evolution of violent gravitational disc instability in galaxies: Late stabilization by transition from gas to stellar dominance
我们解决宇宙学的演化剧烈的引力不稳定性在高红移，大质量，恒星形成星系盘。为了这个目的，我们整合的时间的质量和能量守恒方程下的自我调节的不稳定性的两个组成部分的磁盘的气体和恒星。假设圆盘以宇宙学的平均速率被不断地注入冷气体。气体形成恒星，部分被恒星反馈赶走。气体和恒星由于向外驱动角动量的扭矩而向内流过圆盘到达中心凸起。质量流入沿引力电势梯度释放的引力能驱动盘湍流，维持盘的不稳定性（Toomre不稳定性参数Q~1），补偿气体湍流的耗散损失，提高恒星速度色散。我们遵循恒星和气体的速度色散，因为它们分别加热和冷却，并寻找光盘“稳定”，以低气体速度色散相当于声速~10公里/秒为标志。我们改变模型参数，表征吸积气体分数，湍流耗散率，恒星形成率，和恒星反馈。我们发现，只要气体输入大致遵循平均宇宙学速率，在红移到z~1处，由于强烈的宇宙吸积导致的高表面密度和高气体分数，盘不稳定性是一个鲁棒的现象。对于一个广泛的模型参数值范围内，光盘往往“稳定”在z~0-0.5，因为他们成为热恒星为主。当模型参数被推到极值时，圆盘可能早在z~2处就稳定了，强流出的气体损失是主要的稳定因素。
2011-10-11 astro-ph.CO
The close environments of accreting massive black holes are shaped by radiative feedback
宇宙中绝大多数吸积的超大质量黑洞都被巨大的气体和尘埃柱所掩盖。在过去的几十年里，这种模糊材料的位置和演变一直是激烈研究的主题，并且仍然存在高度争议。通过对整个电磁波谱进行的研究发现，随着吸积率的增加，环核物质的覆盖因子会减小。这种趋势的起源被认为是由尘埃升华导致的具有入射光度的遮蔽材料的内半径的增加、由黑洞的引力势、由辐射反馈或由流出和流入之间的相互作用驱动的。然而，由于缺乏一个大的、无偏见的和完整的吸积黑洞样本，以及关于气柱密度、光度和质量的可靠信息，导致调节遮蔽的主要物理机制尚不清楚。通过对硬X射线选择的黑洞进行系统的多波长测量，我们发现尘埃气体上的辐射压力确实是调节环核物质分布的主要物理机制。我们的结果意味着这些物体中的大部分模糊的尘埃和气体位于黑洞的影响范围内（即，几秒差距到几十秒差距），并且即使在低辐射输出率下，它也可以被扫走。因此，造成暗吸积黑洞与非暗吸积黑洞之间差异的主要物理驱动因素是它们的质量归一化吸积率。
2017-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The birth of the intracluster medium: the evolution of multiphase gas and Lyman-$α$ haloes in a simulated $z\sim3$ protocluster
University of Nottingham（诺丁汉大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究通过高分辨率模拟探讨原星团中多相气体和Lyman-α晕的演化过程，揭示了从CGM到ICM的过渡机制及关键影响因素。
2026-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central region of M83: Massive star formation, kinematics, and the location and origin of the nucleus
我们报告新的近红外积分场光谱的中央星暴区域的棒旋星系M83获得与CIRPASS双子座-S，我们分析结合GHaFaS法布里-珀罗数据，AAT IRIS 2 KS波段图像，近和中红外成像的哈勃和斯皮策太空望远镜。目前的恒星形成活动的大部分被尘埃消光从光学视野中隐藏起来，但可以在核北部的近红外和中红外看到。这一区域由通过M83棒的气体流入提供，由从北部进入环核区域的突出尘埃带追踪。对恒星年龄的分析证实，最年轻的恒星确实在西北部。逐渐的年龄梯度，较老的恒星在更南边，是M83中心区域著名的恒星形成弧的特征。对Pa β电离气体运动学和近红外成像的详细分析证实，运动学中心与M83的光度中心重合，并且这些中心与星系的可见核有大约3角秒或60 pc的明显偏移。我们讨论了两种可能的选择，其中第一个假设的运动学和光度中心跟踪隐藏的大量的尘埃消光的星系核，在A_V=3-10马格的范围内。通过结合这些信息与运动学的结果，并使用从文献中的参数，我们得出结论，这样的情况是，然而，不太可能的，因为是存在的其他“隐藏”的核在M83。因此，我们同意最近的作者，并赞成第二种选择，其中星系的核心是从它的运动和光度中心偏移。这大概是过去某些相互作用的结果，可能与星系外盘扰动起源的事件有关。（节录）
2010-06-14 astro-ph.CO
Gravity-driven Lyman-alpha blobs from cold streams into galaxies
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学AMR模拟预测的La排放的冷气流，美联储在大规模的星系晕在高红移的特点。在我们的模拟中，La光度是由气体从星系际介质流入晕势阱时释放的引力能提供动力的。UV背景对气体加热的贡献仅<20%。La的发射率主要是由于气体中~2x10^4K的电子碰撞激发冷却辐射。我们计算的La发射率假设碰撞电离平衡（CIE）在所有气体温度。模拟流是自屏蔽的紫外线背景下，所以光电离和重组有助于可以忽略不计的La线的形成。我们产生的La表面亮度的理论地图，假设~85%的La光子是直接观察到的。我们发现，在z~3处，质量为Mv~10^12-13 Msun的典型晕发射为亮度为10^43-44 erg/s的La团（LAB）。大部分的La来自延伸的狭窄的，部分cluerous的，流入的冷流，为成长中的星系提供食物。因此，预测的LAB形态是不规则的，具有密集的团块和细长的延伸部。线宽预计在10^2到10^3 km/s之间，变化很大。典型的La表面亮度分布与r^-1.2成正比，其中r是到晕中心的距离。我们模拟的LABs在光度、形态和范围上与观测到的LABs相似，具有明显的运动学特征。预测的La光度函数与观测值一致，预测的面积和线宽大致恢复了观测到的标度关系。这种产生LABs的机制在许多高z星系中似乎是不可避免的。因此，一些LAB可能被认为是在高z下驱动星系演化的冷流的直接探测。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
