Better Together: The Complex Interplay Between Radiative Cooling and Magnetic Draping
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探究星系风中辐射冷却与磁包覆的相互作用，发现二者结合可大幅提升冷云团存活率，解释观测到的快速外流冷气体及星系晕冷物质高覆盖分数现象。
2023-11-05 astro-ph.GA
The formation of secondary stellar generations in massive young star clusters from rapidly cooling shocked stellar winds
我们研究了一个模型，快速冷却冲击恒星风在年轻的大规模集群和估计的情况下，二次恒星形成，从第一代恒星（1G）的重新插入的风，是可能的。我们使用了两种实现的模型：一个高度理想化的计算成本低廉的球对称半解析模型，和一个复杂的三维辐射流体动力学模拟，他们是在一个很好的相互协议。结果证实了我们以前的发现，在一个质量为1G的$10^7$ M $_\odot$和半质量半径为$2.38$ pc的星团中，受冲击的恒星风变得热不稳定，坍缩成致密的气体结构，部分积累在星团内部，自我屏蔽电离恒星辐射，形成第二代（2G）恒星。我们使用半解析模型来探索参数空间的一个子集，该子集覆盖了广泛的观测约束较差的参数：加热效率$η_\mathrm{he}$和质量负载$η_\mathrm{ml}$。结果表明，如果观测结果表明1G星风的质量分数为$η_\mathrm{he} \lesssim 10$ %，则1G星风在星团内的累积分数可以大于$50$ %。此外，对于低$η_\mathrm{he}$，该模型提供了一个自洽的机制，预测2G星只形成在星团的中心地带。最后，我们计算了H30 $α$复合线的累积暖气体辐射，分析了其速度分布，并估算了相互作用星系NGC 4038/9（星系团）中超星团的暖气体辐射强度，表明用ALMA可以探测到暖气体。
2016-12-15 astro-ph.GA
The growth and entrainment of cold gas in a hot wind
吸收线和发射线的研究都表明，星系周围的冷气体通常以几百公里$\,\textrm{s}^{-1}$的速度流出。这一观测事实对我们的星系演化理论模型提出了严峻的挑战，因为大多数反馈机制（例如，超新星反馈）加速热气体，并且通过热风加速冷气体团所需的时间尺度远远大于摧毁团所需的时间。我们重新审视这个长期存在的问题，使用三维流体动力学模拟与辐射冷却。我们的研究结果证实了先前的发现，即冷却通常不足以防止冷气体的破坏。然而，我们也确定区域的参数空间的混合，“温暖”的气体的冷却效率是足够大的，以贡献新的共动冷气体，可以显着超过原来的冷气体质量。每当$t_{\mathrm{cool, mix}}/t_{\mathrm{cc}} < 1$时，就会发生这种情况，其中$t_{\mathrm{cool,mix}}$是混合暖气体的冷却时间，$t_{\mathrm{cc}}$是云破碎时间。对于足够大的云，这个标准总是满足的。冷却将汽提后的物质“集中”到尾部，在那里发生混合并形成新的冷气。一个足够大的模拟域对于捕捉这种行为至关重要。
2018-07-24 astro-ph.GA
Evolution of M82-like starburst winds revisited: 3D radiative cooling hydrodynamical simulations
在这项研究中，我们提出了三维辐射冷却流体动力学模拟的星系风特别是在M82星暴星系。我们已经考虑了间歇性的风引起的SNe爆炸内的超级星团随机分布在银河系的中心区域，并能够重现所观察到的M82风的条件下，其复杂的形态流出结构。我们发现，在最近的过去，在磁盘的环境条件是至关重要的，以确定风是否会发展一个大规模的丰富的沉积结构，如在M82风，或没有。此外，SN喷出物的数值演变，使我们能够获得超过第一个3千秒差距的风延伸的丰度分布，我们已经发现，SNe爆炸显着改变的金属丰度只有热，低密度风组件。此外，我们还发现SN驱动的风将大量的能量、动量和气体输送到盘外，但更大质量的高密度分量只到达小于1.5 kpc的中间高度。因此，没有大量的气体质量损失的IGM和星系的质量演化是没有太大的影响发生在核区域的星暴事件。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Origin for Multi-Phase Gas in Galactic Winds and Halos
在星系风中看到的高速冷气体的物理来源仍然未知。根据Wang（1995）的观点，我们认为在初始热驱动外流中的辐射冷却可以产生快速的中性原子和光电离冷气体。流的初始温度为10^7- 10^8 K，绝热冷却是不可避免的，T<10^7 K时的冷却函数的形状意味着，热气体质量损失率相对于恒星形成率β =Mdot_hot/Mdot_star > 0.5的流出流在能量注入区到几十kpc的尺度上辐射冷却。我们突出的β和恒星形成率的柱密度，排放措施，辐射效率和速度的表面密度的依赖。在r_cool，气体产生X射线，然后UV/光学线发射，总功率限制为10^{-2} L_star，如果流是由具有光度L_star的稳态恒星形成提供动力的话。风在r_cool处是热不稳定的，可能导致多相介质。冷却的风在星系扩展的引力势中显著减速。从热流出物中沉淀出来的冷气体可以解释它在星系晕中的普遍存在。我们提出了一个图片的风，冷云最初加速的冲压压力的热流，但迅速粉碎流体动力学不稳定性，从而增加β，播种辐射和热不稳定性，冷气体再生。如果冷却的风在扫过环银河系介质时发生冲击，它的冷却时间很短，从而将冷气体沉积到遥远的晕中。最后，传导可以主导低β热风中的能量传输，导致比预期更平坦的温度分布，这可能与一些星暴的X射线观测结果一致。
2015-12-08 astro-ph.GA
How cold gas continuously entrains mass and momentum from a hot wind
在星系风中普遍观察到的快速移动的冷气体的存在在理论上是令人困惑的，因为冷气体的破坏时间远远小于其加速时间。在以前的工作中，我们发现，如果混合气体的辐射冷却时间短于云的破坏时间，冷气体可以加速到风速并增加质量。在这里，我们更详细地研究了这个过程，并在各种场景中发现了非常强大的云加速和增长。辐射冷却，而不是开尔文-亥姆霍兹不稳定性，能够通过冷却引起的压力梯度将热气体自持夹带到云上。事实上，当云几乎同步移动时，增长就会达到峰值。卷吸速度是冷气体声速的数量级，并且增长伴随着云脉动。增长对背景风和初始云的几何形状也是稳健的。例如，在绝热Chevalier-Clegg型风中，质量增长率是恒定的。虽然增长率与磁场相似，云的形态发生了显着变化，低密度，磁支持的细丝，具有小的质量分数，但占主导地位的体积。这可能会使吸收线观测产生偏差。云的增长，从夹带和冷却热气体可以潜在地占冷气含量的CGM。它也可以在星系盘中形成恒星，因为在星系喷泉中循环的冷气体会吸积并冷却晕气体。我们推测，一旦${\rm N} \sim 10^{18} \ {\rm cm^{-2}}$的云柱密度得到解决，星系尺度的模拟应该收敛于冷气团。
2019-12-09 astro-ph.GA
Starburst Driven Galactic Superbubbles Radiating to 10 K
我们的三维流体动力学模拟的星爆检查形成的超级气泡在一系列的驱动光度和质量负载，确定超级气泡的增长和风速。由此，我们确定了星系风的速度和星暴的能量之间的关系。我们找到了风的形成阈值，在该阈值以上，风速不受网格分辨率或辐射冷却的温度下限的影响。我们调查的效果，两个不同的温度地板在我们的辐射冷却处方风的运动学和内容。我们发现，冷却到$10$ K而不是$10^4$ K增加了银河风中冷中性和热X射线气体的质量分数，而在温暖的H $α$中则减少了一半。我们的模拟表明，冷气体的质量输送到低晕不依赖于星暴的强度。光学上明亮的细丝形成于合并的超级气泡的边缘，或者是寒冷的密集云被风破坏的地方。如果锚定在恒星形成复合体上，由合并超级气泡形成的细丝将持续存在并长到$>400$ pc长。嵌入炽热星系风中的丝状体包含冷暖气体，其移动速度比周围的风慢$300-1200$ km s $^{-1}$，最冷的气体几乎不相对于星系移动。星系风中的冷物质和热物质表现出与观测结果一致的非对称吸收剖面，在风速上有一个薄的尾巴。
2016-08-18 astro-ph.GA
Geometry, Dissipation, Cooling, and the Dynamical Evolution of Wind-Blown Bubbles
本文研究天体物理风致气泡的动力学演化，揭示界面几何与热输运决定冷却耗散和做功能力，并用分形模型解释流体与磁流体模拟收敛差异，推导出高效冷却解下的动量-半径关系。
2024-05-03 astro-ph.GA
The complex effect of gas cooling and turbulence on AGN-driven outflow properties
本文通过理想化流体动力学模拟研究了湍流与冷却对千秒差距尺度AGN风驱动外流的影响，发现冷却显著降低外流能量率，且冷却与湍流的相互作用依赖于AGN光度，同时指出使用可观测性质会低估参数。
2024-09-26 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds II. Validation of Theory with Hydrodynamic Simulations
在一篇配套论文中，我们发展了一个理论，恒星风驱动的气泡在密集的，湍流的云的演变。该理论提出，在分形泡壳界面处的湍流混合导致高效冷却，其中绝大多数输入风能被辐射走。这种能量损失使得大部分气泡演化是动量驱动的而不是能量驱动的，膨胀速度和压力的数量级低于经典Weaver 77解决方案。在本文中，我们验证了我们的理论与三维，流体动力学模拟。我们表明，极端冷却不仅是可能的，但在超过三个数量级的密度湍流云恒星形成是通用的。我们量化的几个自由参数在我们的理论，并表明，动量超过风输入率只有一个因素~ 1.2-4。我们验证了气泡/云界面是一个分形维数~ 2.5-2.7。在界面附近的热气体中测得的湍流振幅（v_t ~ 200-400 km/s）与湍流扩散的理论要求相一致，以有效地混合和辐射大部分风能。冷却后剩余的能量分数仅为1-Θ~ 0.1-0.01，随时间减少，解释了低热气含量和恒星风动力学效应弱的观测结果。
2021-04-15 astro-ph.GA
An analytic resolution to the competition between Lyman-Werner radiation and metal winds in direct collapse black hole hosts
一个接近恒星形成星系的原始原子冷却晕提供了一个形成大质量直接坍缩黑洞（DCBH）种子的天然途径，这些种子可能是$z>6$红移类星体的祖先。晕的紧密接近使得足够的莱曼-维尔纳通量能够有效地解离原子冷却晕的核心中的H $_2$。一个温和的背景也可能需要延迟恒星形成的原子冷却晕，往往归因于遥远的背景星系。在这封信中，我们调查的影响，金属富集的背景星系和密切的恒星形成星系在极其不利的条件下，如瞬时金属混合。我们发现在DCBH形成的时间窗口内，富集水平从未超过临界阈值（Z $_{cr} \sim 1 \times 10^{-5} \ \rm Z_{\odot})$），并达到最大金属丰度Z $\sim 2 \times 10^{-6} \ \rm Z_{\odot}$。随着系统的发展，金属丰度最终超过临界阈值，在DCBH形成很久之后。
2017-03-23 astro-ph.GA
Taming the TuRMoiL: The Temperature Dependence of Turbulence in Cloud-Wind Interactions
本研究通过ENZO-E模拟探究云-风相互作用中湍流的温度依赖性，发现湍流速度随温度变化、受相对速度驱动、与冷却时间比相关，并揭示解析长度尺度对云形态的影响。
2023-06-20 astro-ph.GA
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Powering galactic super-winds with small-scale AGN winds
我们提出了一个新的实现活动星系核（AGN）的反馈，通过小尺度，超快风的动网格流体动力学程序AREPO。根据现有的吸积盘风的约束条件，通过规定以超大质量黑洞为中心的球形边界上的质量、动量和能量通量来注入风。在清扫了与自己相等的质量后，小尺度风热化，为能量驱动的外流提供动力，结构和冷却特性与分析风的解决方案非常一致。动量驱动的解不容易出现，因为康普顿冷却半径通常比小尺度风的自由膨胀半径小得多。通过各种收敛性测试，我们表明，我们的实现产生风的解决方案，以及收敛到宇宙学模拟中实现的典型分辨率。我们测试我们的模型在孤立的银河系质量的星系的流体动力学模拟。在活动星系核的临界光度之上，最初的球形小尺度风为双极的能量驱动的超级风提供动力，这些超级风从星系核中爆发出来，以$> 1000 \rm \, km \, s^{-1}$的速度流向$\sim 10 \, \rm kpc$。这些能量驱动的外流导致恒星形成的温和但长期的减少，这在更高的AGN光度和更快的小尺度风中变得更加明显。恒星形成的抑制通过快速模式进行，包括去除密度最高的核气体，并通过一个缓慢的模式，有效地阻止晕气体吸积。我们的新实现使得有可能模拟活动星系核驱动的风在物理上有意义的和验证的方式在模拟星系演化，星际介质和黑洞吸积流。
2020-08-04 astro-ph.GA
The physics of galactic winds driven by active galactic nuclei
活动星系核（AGN）在其宿主星系的星际介质中驱动快速风。一般认为，星系核中的高密度和强辐射场意味着冷却时间短，因此使外流动量守恒。我们发现，在AGN的高速，冲击风的冷却实际上是在很大范围的情况下，包括超亮红外星系（ULIRGs）的相关条件下，在节能外流效率低下。我们进一步表明，快速节能外流可以容忍大量的混合与冷却气体之前，辐射损失变得重要。对于初速度v_in>~ 10，000 km·s^-1的风，正如紫外线和X射线吸收所观察到的那样，激波形成了一种双温结构。虽然大部分的热压支持是由质子提供的，但冷却过程只直接作用于电子。这显著减慢了逆康普顿冷却，而自由冷却可以忽略不计。v_in约为1，000 km s^-1的低速风，例如可能由尘埃上的辐射压力驱动的低速风，也可以经历能量守恒阶段，但条件更为严格。在能量守恒阶段，激波后热气体的做功使外流的动量通量增加了~v_in/2v_s，其中v_s是后掠物质的速度。因此，由快速活动星系核风（v_in~0.1c）驱动的能量守恒外流可以解释最近在亮类星体和ULIRGs中测量到的星系尺度外流的动量通量Pdot>>L_AGN/c。冲击风泡在星系盘的法线方向上膨胀，也可以解释在某些系统中观察到的大规模双极结构，包括银河系中心周围，并且可以产生显著的无线电，X射线和伽马射线发射。[删节]
2012-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
TuRMoiL of Survival: A Unified Survival Criterion for Cloud-Wind Interactions
本文提出统一的云-风相互作用生存判据，将动力学时间尺度与热相流体穿越云的时间尺度相联系，并用ENZO-E模拟验证，解释了先前判据分歧的来源。
2023-07-06 astro-ph.GA
Gas expulsion vs gas retention in young stellar clusters II: effects of cooling and mass segregation
气体驱逐或气体滞留是大多数球状星团中多恒星星族和轻元素反相关模型的核心问题。剩余物质的成功驱逐或保留在年轻的星团中，对于理解恒星形成如何在现代和古代恒星形成星系中进行以及具有多个恒星星族的原球状星团是否在现代形成也具有根本的重要性。通常认为，要么是残余气体被恒星风和超新星爆炸从恒星形成云中迅速喷出，要么是残余气体的富集和第二代恒星的形成发生得如此之快，以至于恒星的负反馈并不显著。在这里，我们继续我们的研究在极端环境中的星团的早期发展，并讨论了限制，强辐射冷却和恒星质量分离提供的气体从致密的恒星形成云驱逐。讨论了恒星形成云的大量物理初始条件，包括恒星形成云的质量、致密性、气体金属丰度、恒星形成效率和大质量恒星分离的影响。它表明，在足够大的质量和紧凑的集群热冲击风个别大质量恒星周围可能会冷却之前与他们的邻居合并。这极大地减少了负的恒星反馈，防止了全球星团风的发展，并将残余和处理过的物质驱逐到周围的星际介质中。获得了分离气体排出和气体保留区域的临界线。
2018-05-23 astro-ph.GA
The Effect of Galactic Feedback on Gas Accretion and Wind Recycling
在没有星系风的情况下，气体在星系上的吸积速率取决于引力势和辐射冷却。然而，由超新星和活动星系核驱动的外流不仅会从星系中喷出气体，而且会首先阻止气体的吸积。此外，先前从星系喷出的气体可以重新吸积到（相同或不同的）星系上。由于这种气体具有高金属性，其冷却速率相对较高，这将增加其重新吸积的机会。本章将讨论气体流入和流出之间的这种复杂的相互作用。风循环被发现是一个重要的过程，燃料星系在晚些时候和回收的气体有不同的性质比气体吸积的第一次。然而，定量的结论在不同的研究之间存在差异，因为风回收的数量取决于反馈模型的细节。我们讨论这些差异，已知的警告，并在理解星系如何在低红移喂养的方式取得进展。
2016-12-02 astro-ph.GA
Interaction of a cold cloud with a hot wind: the regimes of cloud growth and destruction and the impact of magnetic fields
多相星系风，通过星系晕的冷气体吸积，以及从水母星系中剥离的气体是冷和热气相之间相互作用的例子。在这种制度中有两个重要的制度。由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性，一个足够小的冷云会被热风破坏，它会将云粉碎成小块，最终混合并溶解在热风中。相反，从大云团剥离的冷气体与热风混合到中间温度，然后变得热不稳定并冷却，导致热气体净吸积到冷尾。使用磁流体动力学代码AREPO，我们进行云破碎模拟和测试分析标准之间的过渡增长和破坏制度，以澄清目前的争论在文献中。我们发现，热风冷却时间设置的过渡半径，而不是冷却时间的混合相。磁场改变了风云之间的相互作用。风磁场的披覆增强了云上游的场，并且流体不稳定性被强磁化风抑制，超出了对于具有均匀磁场的风所看到的。我们进一步预测水母星系有有序的磁场与它们的尾巴对齐。最后，我们讨论了如何理想化的模拟结果可以用来提供输入到亚网格模型在宇宙（磁）流体动力学模拟，它不能解决详细的小尺度结构的冷气云在环银河系介质。
2020-10-12 astro-ph.GA
Strength in numbers: A multiphase wind model with multiple cloud populations
本文构建含多个冷云种群、真实源项和时变冷却面积的多相星系外流风模型，揭示多云群对风演化和速度弥散的显著影响，但冷却亮度不足以解释 Lyman-α 晕。
2024-05-02 astro-ph.GA
Radiative cooling of swept up gas in AGN-driven galactic winds and its implications for molecular outflows
我们最近使用水化学模拟来证明，在发光类星体中观察到的分子流出可以通过活动星系核风中的分子形成来解释。然而，这些模拟覆盖有限的参数空间，由于其计算成本。因此，我们已经开发了一个分析模型来跟踪冷却的活动星系核风的冲击ISM层。我们探讨了不同的环境密度（$1-10^{4} \, \rm{cm}^{-3}$），密度剖面斜率（$0-1.5$），活动星系核光度（$10^{44}-10^{47} \, \rm{erg} \, \rm{s}^{-1}$），和金属丰度（$0.1-3 \rm{Z}_{\odot}$）。被扫起的气体大部分在~1 Myr内冷却。根据我们以前的模拟，我们预测这种气体将产生可观察到的分子流出。瞬时动量增加最初随着外流减速而增加。然而，由于对引力势所做的功，它达到最大值$\approx$ 20。预测的时间平均观测估计的分子外流动量增加达到最大值$\approx1-2$，部分原因是我们假设的分子分数，0.2，但也因为瞬时和观测，时间平均的定义是不等价的。因此，最近观测估计的秩序统一动量提升并不一定排除能量驱动的外流。最后，我们发现，尘埃颗粒很可能重新形成的金属吸积后，冲击ISM层已经冷却，假设一小部分的尘埃颗粒席卷后，这层已经冷却能够混合到冷相，并假设晶粒生长仍然有效的存在下，强AGN辐射场。这将使快速分子形成，正如我们的模型所假设的那样。
2018-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Survival and Entrainment of Molecules and Dust in Galactic Winds
本研究通过无温度下限的3D风洞模拟发现，混合形成的原子气体能保护冷分子云免受破坏，使其得以在星系风中存活、夹带并促进尘埃生长。
2024-04-22 astro-ph.GA
Supernova-driven winds in simulated dwarf galaxies
我们调查的星系风驱动的超新星（SN）爆炸在一个孤立的矮星系使用高分辨率（粒子质量$m_{\rm gas} = 1{\rm M_\odot}$，邻居$N_{\rm ngb} = 100$的数量）平滑粒子流体动力学模拟，包括非平衡冷却和化学，个别恒星形成，恒星反馈和金属富集。膨胀的SNe导致超级气泡的形成，这些超级气泡从圆盘中破裂并排出热气，从而引发风。我们发现的风比宇宙学模拟在这个质量尺度上通常采用的风要弱得多。在维里半径处，质量、动量和能量的时均加载因子分别为3、1和0.05，金属富集因子为1.5。逃离光环的风由两种不同的发射温度组成。热气体在发射时获得足够的动能以逃逸，而热气体则不能。然而，热气体可以通过随后发射的热气体的冲压压力进一步加速并最终逃逸。不同温度阶段之间的强相互作用突出了基于其局部条件（例如伯努利参数）将暖气体的性质外推到大距离的警告。我们的收敛性研究发现，当单个SNe的冷却质量被解析时，风的性质收敛，这对应于$m_{\rm gas}=5 {\rm M_\odot}$与$500 {\rm M_\odot}$的注入质量。一旦超新星消失，风就会急剧减弱。我们证明，注入终端动量的SNe，一个流行的亚网格模型在文献中，未能捕获SN风，无论列入剩余热能。
2018-11-27 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
Catastrophic Cooling in Superwinds. III. Non-equilibrium Photoionization
对一些恒星爆发驱动的星系超级风的观测表明，强烈的辐射冷却可能在反馈的性质以及恒星形成星系中恒星和分子气体的形成中发挥关键作用。这些灾难性的冷却超级风是不充分描述的绝热流体模型，但它们可以通过将非平衡辐射冷却功能到流体模型中再现。在这项工作中，我们采用了原子和冷却模块MAIHEM实现的FLASH流体动力学代码的框架来模拟形成的辐射冷却的超级风，以及其相应的非平衡电离（NEI）状态的各种流出参数，气体金属丰度，和环境密度。我们采用光电离程序云预测辐射和密度约束的光电离这些辐射冷却的超级风，我们预测紫外线和光学线发射。我们的非平衡光电离模型与NEI国家建立证明增强的C IV，特别是在富含金属，灾难性的冷却流出，和O VI在贫金属的。
2022-08-24 astro-ph.GA
Suppressing hot gas accretion to supermassive black holes by stellar winds
我们认为，Bondi吸积过程的基本假设之一，吸积对象有零压力，可能不成立，在许多星系，因为恒星的恒星风所施加的压力，中央超大质量黑洞（SMBH）。因此，Bondi吸积不能用在这些情况下，例如NGC 3115星系。这些高速恒星的风被冲击到高于星系维里温度的温度，导致在中心附近形成一个大小约为0.1-10 pc的热泡。这种热气泡可以大大降低SMBH的质量吸积速率。如果热气泡的密度低于星际介质（ISM）的密度，则形成密度反转层。随着气体在X射线辐射中失去能量，最终更多的冷却冲击恒星风将被吸积到SMBH中。这一吸积将是冷团块。因此，经过数百万年的活动星系核低活动期后，活动星系核将发生更强的活动，这将加热并排出气体，就像冷却流团一样。除了Bondi过程的其他问题外，我们的研究结果还表明Bondi吸积与星系和小星系群中冷却流以及星系形成过程中AGN的反馈无关。
2013-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal wind from hot accretion flows at large radii
研究了低光度活动星系核辐射下秒差距和亚秒差距尺度的慢旋转吸积流。我们考虑了康普顿加热，中心X射线的光电离加热。还包括韧致辐射冷却、复合和线冷却。我们发现，由于康普顿加热，风可以热驱动。风的功率在$(10^{-6}-10^{-3}) L_{\rm Edd}$范围内，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度。风的质量通量在$(0.01-1) \dot M_{\rm Edd}$范围内（$\dot M_{\rm Edd}= L_{\rm Edd}/0.1c^2$是爱丁顿吸积率，$c$是光速）。我们将风力发电效率定义为$ε= P_W/\dot {M}_{\rm BH}c^2$，其中$P_W$是风力，$\dot M_{\rm BH}$是黑洞的质量吸积率。$ε$在愤怒中$10^{-4}-1.18$。风力发电效率随着质量增长率的增加而降低。简要讨论了热驱动风在活动星系反馈中的可能作用。
2018-01-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Supernovae Launch Galactic Winds
我们使用理想化的三维流体动力学模拟的全球星系盘研究发射的星系风超新星（SNe）。模拟解决了大多数超新星遗迹（SNRs）的冷却半径，从而自洽地捕捉SNe如何驱动星系风。我们发现，SNe发射高度超音速风的属性，同意合理以及从分析模型的期望。在我们的模拟风的能量负载（$η_E = \dot{E}_{\rm wind} / \dot{E}_{\rm SN}$）收敛与空间分辨率，而风质量负载（$η_M = \dot{M}_{\rm wind} / \dot{M}_\star$）减少与分辨率在我们实现的分辨率。我们提出了一个简单的分析模型的基础上的概念，即信噪比与冷却半径大于当地规模的高度突破的光盘和电源的风。这个模型成功地解释了$η_E$（并通过扩展$η_M$）对气体表面密度、恒星形成效率、盘半径和SNe聚集的依赖性（或缺乏依赖性）。我们大多数模拟中的风都比现实中预期的要弱，这可能是因为我们优先在密度峰值处播种SNe。在时间和空间上聚集SNe实质上增加了风力。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic-Ray Driven Galactic Winds from the Warm Interstellar Medium
本文通过球对称含时模拟研究温暖星际介质中宇宙线驱动的星系风，揭示冷却与宇宙线加热的热不稳定性导致多相风和双临界点结构，并给出质量外流率、风速和风功率等标度关系，表明该条件下宇宙线预防性反馈效率较低。
2023-08-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comment on the paper "Calorimetric Dark Matter Detection with Galactic Center Gas Clouds"
论文“Calorimetric暗物质Detection with Galactic Center Gas Clouds”（Bhoonah et al. 2018）旨在通过要求DM相互作用引起的热传递小于天体物理冷却，使用银河系高温高速核外流风（$T_{wind} \sim 10^{6-7}$ K，$V_{wind} \sim$ 330 km/s）中的云来推导暗物质相互作用的限制。我们认为，在这样一个极端的环境中的云不能被认为是稳定的，在很长的时间尺度与他们的辐射冷却率。此外，Bhoonah等人（2018）使用了不正确的云参数。
2020-01-27 astro-ph.GA hep-ph
Bipolar Planetary Nebulae from Outflow Collimation by Common Envelope Evolution
双极行星状星云（PNe）的形态可以归因于来自中央发动机的快速风与共同包层（CE）演化留下的致密环形喷出物之间的相互作用。在这里，我们使用的3-D流体动力AMR代码AstroBEAR研究的可能性，双极PN流出可以出现准直，甚至从一个未准直的球形风在CE事件的后果。通过SPH代码PHANTOM的单个CE模拟的输出用作初始条件。四个案件的风，都有足够高的动量占观察到的高动量行星际前星云流出，被注入到喷出物的CE二进制残留区域的球形。我们比较的情况下，两种不同的动量和情况下，没有辐射冷却与应用程序的光学薄发射通过冷却曲线的流出。我们的模拟结果表明，在所有情况下，高度准直的双极流出的结果，通过与CE喷出物的相互作用的球形风偏转。在所有情况下，都可以看到顶叶和底叶之间的显著不对称。辐射冷却的低动量情况下的不对称性最强。虽然真正的CE后风可能是非球面的，我们的模型表明，通过“惯性约束”准直将足够强大，甚至开始与最大的非准直驱动器创建射流一样的外流。我们的模拟揭示了详细的冲击聚焦惯性约束（SFIC）模型中的冲击结构，并开发了一个透镜形的内部冲击，这是一个新的功能SFIC驱动的双极叶。
2020-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A HIFI view on circumstellar H2O in M-type AGB stars: radiative transfer, velocity profiles, and H2O line cooling
我们的目标是约束的温度和速度结构，和H2O丰度的风的一个样本的M型AGB星。我们进一步的目的是确定水线冷却的影响，在内部拱星信封的能量平衡。我们使用两个辐射转移代码模型的CO和H2O的分子发射线对四个M型AGB星。我们专注于从HIFI的CO和H2O的光谱分辨观测。观测得到了地面CO观测和PAC光谱未分辨CO和H2O观测的补充。观测到的线轮廓约束整个拱星包络（CSE）的速度结构，而CO强度约束的温度结构中的CSE。H2O观测结果限制了o-H2O和p-H2O相对于H2的丰度。最后，辐射传递建模允许解决CSE中的能量平衡，原则上还包括H2O管线冷却。线配置文件的拟合只设置适度的速度配置文件的约束，表明浅的加速度配置文件中的风的M型AGB星比动力学模型预测的，而CO观测有效地约束温度结构。在能量平衡中包括H2O管线冷却仅可能用于样品中的低质量损失率物体，并且需要对粉尘速度分布进行特别调整，以抵消内部CSE中的极端冷却。因此，模型中排除了H2O管线冷却。然而，CO线对温度分布的限制使我们能够推导出H2O丰度。推导出的H2O丰度证实了以前的估计，并与化学模型相一致。然而，推导出的丰度的不确定性相对较大，特别是p-H2O，因此推导出的o/p-H2O比没有得到很好的约束。
2016-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of Lyman-$α$ emission line heating and cooling on the cosmic dawn 21-cm signal
考虑到增强的Ly $α$光子线发射人口III占主导地位的恒星系统在第一个形成的星系，我们显示在$10<z<30$的21厘米宇宙黎明信号可能会大大不同于标准的情况。如果星系内的HII区域是复合束缚的，那么来自星系的Ly $α$光子的能量传递可能会加热星系际气体，或者如果被晕内部的风变红，那么气体的冷却速度会比绝热膨胀更快。在某些情况下，在$15<z<25$可能会达到接近$-500$ mK的21厘米天线温度差，类似于EDGES 21厘米宇宙黎明实验检测到的特征。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dusty supernovae running the thermodynamics of the matter reinserted within young and massive super stellar clusters
根据观测和理论证据表明，在核心坍缩超新星的主要生产者的尘埃，在这里，我们计算的流体动力学的物质重新插入年轻和大质量的超级星团的气体和尘埃辐射冷却的假设下。预计在大规模集群的大超新星率允许持续补充的灰尘沉浸在高温热化重新插入的物质，并保证在II型超新星时代的集群体积内的尘埃的固定存在。我们首先表明，这样的平衡决定的范围内的粉尘气体的质量比，这是粉尘冷却法。然后，我们搜索的临界线，分离固定集群风的双峰情况下，在集群机械光度（或集群质量）与集群大小参数空间。在后者中，强烈的辐射冷却大大减少了集群风机械能输出，特别是影响集群中心区域，导致频繁的热不稳定性，减少压力，抑制出口的重新插入的物质。相反，物质在那里积累，预计最终会导致引力不稳定性，并通过以前的大质量恒星重新插入物质进一步形成恒星。计算的主要结果是，临界线几乎是两个数量级或更多，取决于绝热风终端速度的假设值，低于仅应用气体辐射冷却时。因此，许多大质量星系团被预测将进入双峰区。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
