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
The efficiency of ionising photon production and the radiation energy balance in compact star-forming galaxies
本研究通过分析低红移致密恒星形成星系的多波段数据，约束紫外消光定律，验证辐射能量平衡，推导电离光子产生效率，发现高等值宽度星系的电离效率极高，或为宇宙再电离候选体。
2017-02-08 astro-ph.GA
On the compressive nature of turbulence driven by ionising feedback in the pillars of the Carina Nebula
大质量恒星的电离辐射将周围的中性气体塑造成柱状结构。在这些结构中，通常在它们的尖端，可以观察到通过外流和喷流形成恒星的直接特征。最近的数值模拟表明，这种恒星的形成可能是由光电离辐射引发的，从而驱动了柱中的湍流压缩模式。在这项研究中，我们使用最近的高分辨率ALMA观测$^{12}\mathrm{CO}$，$^{13}\mathrm{CO}$，和$\mathrm{C}^{18} \mathrm{O}, \; J = 2-1$发射来测试这一假设的支柱船底座星云。我们分析了柱密度和强度加权速度图，并减去天空平面中的任何大规模整体运动，以隔离湍流运动。然后，通过计算湍流驱动参数$b$，我们重建了支柱中的主导湍流驱动模式，其特征在于密度对比度$σ_{ρ/ρ_0}$（具有气体密度$ρ$及其平均$ρ_0$）的标准偏差与湍流马赫数$\mathcal{M}$之间的关系$σ_{ρ/ρ_0} = b \mathcal{M}$。我们发现的值\mbox{$b\sim0.7$--$1.0$}的大部分支柱，这表明主要是压缩模式的湍流驱动的支柱的电离辐射附近的大质量恒星。我们发现，这一范围内的$b$值可以产生恒星形成率的支柱是一个因素$\sim 3$大于与$b \sim 0.5$，一个典型的平均值$b$的螺旋臂分子云。我们的研究结果提供了进一步的证据，潜在的触发恒星形成的支柱，通过压缩湍流运动。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the hardness of the ionising radiation with the infrared softness diagram. I. Similar effective temperature scales for starbursts and (ultra)luminous infrared galaxies
本文利用红外软度参数和软度图研究星暴星系及（超）亮红外星系的电离辐射硬度，通过光致电离模型和贝叶斯式代码发现两类天体具有相似的等效有效温度标度，表明其电离均可由大质量恒星解释，无需更硬电离源。
2024-01-18 astro-ph.GA
SILCC VI -- Multi-phase ISM structure, stellar clustering, and outflows with supernovae, stellar winds, ionising radiation and cosmic rays
我们提出了模拟的多相星际介质（ISM）在太阳附近的条件下，包括热和非热ISM过程，团簇形成，并从大质量恒星的反馈：恒星风，氢电离辐射计算与新的TreeRay辐射转移方法，超新星（SN），和注入的宇宙射线（CR）。N体动力学计算与四阶Hermite积分。我们系统地研究了恒星反馈对磁场、CR平流和扩散以及非平衡化学演化的自引力ISM的影响。SN-唯一的反馈结果在非常高的星团质量，双峰分布的环境SN密度，和低体积填充因子（VFF）的温暖的气体，通常与当地条件不一致的强烈集群的恒星形成。早期的辐射反馈阻止了最初的星暴，减少了星团质量和外流率。此外，恒星形成率表面密度的$Σ_{\dot{M}_\star} = 1.4-5.9 \times 10^{-3}$ $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，VFF $_\mathrm{warm} = 60-80$百分比以及热，动力学，磁，宇宙射线能量密度的模型，包括所有的反馈机制，符合观测的限制。在短，1亿年，这里研究的时间尺度，CR只有适度的影响，恒星的形成和多相气体结构，并导致较冷的流出，如果存在。我们的模型表明，在低气体表面密度SN-唯一的反馈只捕捉到一些特点的恒星形成ISM和流出/流入有关调节恒星的形成。相反，恒星的形成在星团尺度上受到来自星团中大质量恒星的辐射和风的调节，…
2021-03-29 astro-ph.GA
Radiation hydrodynamic simulations of massive star formation via gravitationally trapped HII regions - Spherically symmetric ionised accretion flows
本文研究了利用辐射流体动力学模拟稳态分析预测的HII区的引力捕获。我们提出了理想化的球对称辐射流体动力学模拟的早期演变的HII地区，包括重力的中心源。与解析稳态解的球对称电离邦迪吸积流，我们发现引力被困的HII地区的吸积通过电离前到源。我们发现，对于一个恒定的电离光度，电离前沿的波动是不稳定的。这种不稳定性只发生在这种球对称的吸积几何。在大质量恒星形成的背景下，电离的光度随着源吸积质量的时间而增加。HII区域的最大半径在吸积时间尺度上增加，直到它达到音速半径，其中下落速度等于电离气体的声速，之后它进入压力驱动的膨胀阶段。这种膨胀阻止了气体通过电离前沿的吸积，恒星上的吸积率降低到零，并且它停止从吸积中生长。由于通过吸积恒星质量和光度的任何显着变化所需的时间，我们的模拟保持质量和光度不变，并遵循从捕获到膨胀的分段方式的演变。HII区域的这种演化的影响包括在恒星开始发射电离辐射后的一段时间内，物质继续吸积到正在形成的恒星上，以及超紧凑HII区域的寿命延长。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionising Feedback Effects on Star Formation in Globular Clusters with Multiple Stellar Populations
利用3D辐射流体动力学模拟，我们研究了电离辐射对具有多个恒星星族的球状星团中第二代恒星形成的影响。特别是，我们专注于大规模（$10^7 \mathrm{M}_{\odot}$）和年轻（40-Myr岁）GC。我们认为恒星风从渐近巨星分支（AGB）恒星，冲压压力，气体吸积到集群，和光电离反馈的双星。我们发现，恒星的光度是强大的，足以温暖和电离的集群内的介质，但它不会导致一个显着的气体驱逐。因此，星团可以保留AGB恒星的喷出物和吸积的原始气体。此外，在$50 \mathrm{Myr}$内的星团中心区域，从第一代恒星的形成开始就发生了有效的冷却，导致SG恒星的形成。我们的研究结果表明，列入光电离不抑制SG的形成，而是延迟约$\sim10 \mathrm{Myr}$。延迟时间取决于原始气体的密度，因此密度较大的介质在恒星形成中的延迟时间较短。此外，光电离导致的总SG质量适度减少，相比没有它的模型。
2022-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Radiation-magnetohydrodynamic simulations of HII regions and their associated PDRs in turbulent molecular clouds
我们提出的HII区域和周围的光解离区域的扩展的辐射磁流体动力学模拟的结果在湍流，磁化，分子云的尺度高达4秒差距，包括电离和非电离紫外线辐射和x射线的影响，从年轻的星团。我们发现，HII区域的扩展减少了无序的B字段的组成部分，施加一个大规模的秩序在其边界附近的字段。中性气体中的场沿着电离前沿分布，而电离气体中的场往往垂直于电离前沿。最高压力的压缩中性/分子气体被驱动朝向热/磁/湍流能量密度之间的近似均分，而较低压力的中性/分子气体分成静止的、磁性主导的区域，以及另一方面，湍流的、退磁的区域。电离气体显示出近似的热/湍流均分，但具有低1至3个数量级的磁能密度。在整个模拟过程中，电离气体中保持了高速色散（约8 km/s），尽管平均膨胀速度明显较低。在我们的模拟中，B场在长度和时间尺度上并没有显著地阻止HII区的膨胀，但它确实倾向于抑制中性/分子气体的小尺度碎裂和辐射驱动的内爆，这些气体在HII区的边缘形成小球和柱子。然而，电离辐射和非电离辐射的相对亮度比B场的存在或不存在有更大的影响。当辐射场相对较软时（如在较低质量的星团中，最早的光谱类型为B0.5），则碎片化不那么剧烈，并且形成厚的，相对光滑的PDR。电影可在http://youtube.com/user/divBequals0
2011-02-10 astro-ph.GA
Lyman continuum leaking from the compact star-forming dwarf galaxy J0925+1403
观测宇宙学中的一个关键问题是确定宇宙黑暗时代后宇宙电离的来源，当时重子物质是中性的。目前确认的遥远星系不足以使宇宙完全再电离，红移z~6，但低质量的恒星形成星系被认为是电离辐射的主要来源。由于各种原因，直接观测高红移是困难的，一个解决方案是识别这个星系群的本地代理。然而，在低红移的星暴星系通常是不透明的电离辐射。这种逃逸率为1-3%的辐射只在三个低红移星系中被直接探测到。在这里，我们提出了一个附近的低质量恒星形成星系，J 0925 +1403，选择其紧凑性和高激发的远紫外线观测。该星系正在泄漏电离辐射，逃逸率约为8%。在星暴阶段发射的光子总数足以覆盖星系间的中等物质，这些物质的质量大约是银河系恒星质量的40倍。
2016-01-12 astro-ph.GA
SILCC -- VIII: The impact of far-ultraviolet radiation on star formation and the interstellar medium
本文在 SILCC 框架中自洽模拟变化 FUV 辐射，发现其对恒星形成率影响有限，但会提高光电加热效率、增加冷中性介质体积占比并促进冷弥散分子气体形成。
2025-05-10 astro-ph.GA
DUSTiER (DUST in the Epoch of Reionization): dusty galaxies in cosmological radiation-hydrodynamical simulations of the Epoch of Reionization with RAMSES-CUDATON
近年来，星际尘埃已成为高红移宇宙和甚高红移宇宙研究中的一个重要课题。证据表明，在再电离时期，大质量恒星形成星系中已经存在高尘埃质量，可能影响电离光子逃逸到星系际介质中。此外，正确估计紫外波长处的尘埃消光对于精确的紫外光度函数（UVLF）预测和解释至关重要。本文研究了尘埃对高红移星系观测性质的影响，以及宇宙再电离。为此，我们耦合的物理模型尘埃生产的完全耦合的辐射流体动力学宇宙学模拟代码RAMSES-CUDATON，并执行$16^3$，$2048^3$，模拟，我们称之为DUSTiER的尘埃在再电离时代。它产生的星系与尘埃质量和紫外线斜率兼容的限制在z $\geq 5$。我们发现，消光对UVLF的亮端有着巨大的影响，甚至早在$\rm z=8$，我们的尘埃UVLF比无尘UVLF更符合观测。在$\rm z=5$中，被遮蔽的恒星形成的比例上升到45%，与ALMA的一些最新结果一致。最后，我们发现尘埃减少了质量比$10^{10} M_\odot$（比$\approx -18$ MAB 1600亮）大的星系的电离光子逃逸> 10%，对于我们最大的星系可能高达80-90%。然而，我们发现电离逃逸分数首先是由星系中的中性氢决定的，因为后者产生的传输比单独通过尘埃小100倍。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bottling the Champagne: Dynamics and Radiation Trapping of Wind-Driven Bubbles around Massive Stars
在本文中，我们使用分析理论对年轻大质量恒星周围的风泡行为进行了预测。我们这样做，以确定为什么有一个理论模型，预测风应该发挥次要作用的光电离在HII地区的动态之间的差异，和年轻的HII地区的观察，似乎建议风的驱动作用。特别是，像猎户座M42这样的区域有中性氢壳层，这表明电离辐射被困在更靠近恒星的地方。我们首先推导出非均匀密度场中风泡演化的公式，着重于幂律指数为-2的奇异等温球密度场。我们发现，一个经典的“韦弗”式膨胀速度成为常数，在这样的密度分布。然后，我们计算出这些风泡周围的光电离壳层的结构，并确定壳层中的质量在什么时候不能吸收恒星发出的所有电离光子，从而导致电离辐射的“溢出”。我们还估计了来自冷却、重力、磁场和不稳定性的扰动，我们认为所有这些都是这里研究的条件的次级效应。我们的风力驱动模型提供了一个一致的解释M42的行为，在观测研究给出的误差范围内。我们发现，在相对密集的分子云环境\around单一的年轻恒星源，香槟流是不太可能的，直到风壳打破了由于湍流或结块的云。
2021-12-22 astro-ph.GA
Influence of protostellar jets and HII regions on the formation and evolution of stellar clusters
上下文了解恒星和星团形成的条件是非常重要的。特别是恒星反馈可能发挥的作用仍然受到很大的不确定性的阻碍。目标。本文研究了电离辐射和原恒星外流在星团形成和演化过程中所起的作用。为了自洽地考虑气体吸积，我们从数十秒差距大小的团块开始。方法.使用自适应网格细化代码，我们运行磁流体动力学数值模拟，旨在描述大规模团块的崩溃，无论是没有恒星反馈或考虑电离辐射和/或原恒星喷流。结果恒星反馈在几个方面大大改变了原恒星团的性质。我们确认，原恒星外流减少恒星形成率的几个因素，虽然外流不停止吸积和可能不够不修改最终的集群质量。另一方面，一旦足够大质量的恒星形成，电离辐射就会有效地排出剩余的气体，并将最终的星团质量减少几倍。我们发现，虽然HII辐射和射流几乎没有改变高密度气体的分布，后者增加，在几个地方，致密气体的速度分散再次由几个因素。当我们从一个相对较大的尺度开始时，我们发现质量和大小分别为几个1000 M和几分之一秒差距的星系团呈现出显著的旋转水平。此外，我们还发现，模拟恒星本身的下沉粒子的旋转轴往往与星团的大尺度旋转一致。最后，计算用于量化星团结构的经典Q参数，我们推断，当计算中包括喷流时，[.]
2022-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation Efficiency and Dispersal of Giant Molecular Clouds with UV Radiation Feedback: Dependence on Gravitational Boundedness and Magnetic Fields
分子云由湍流和磁场支撑，但量化它们对云生命周期和恒星形成效率（SFE）的影响仍然是一个悬而未决的问题。我们进行辐射MHD模拟恒星形成的巨分子云（GMC）与紫外辐射反馈，其中通过射线追踪的紫外辐射的传播耦合到氢的光化学。我们考虑了10个GMC模型，这些模型的初始维里参数（$1\leα_{v,0}\le 5$）或无量纲质磁比（0.5-8和$\infty$）不同;初始质量$10^5M_{\odot}$和半径20 pc是固定的。每个模型运行五个不同的初始湍流实现。在大多数模型中，恒星形成的持续时间和分子气体移除的时间尺度（主要是通过光蒸发）是400 - 800万年。强湍流和磁场均降低了最终SFE（$ε_*$）和每自由落体时间的时间平均SFE（$ε_{ff}$）。中位$ε_*$范围为2.1%至9.5%。$ε_{ff}$的中位数范围在1.0%和8.0%之间，并且与$α_{v,0}$相关，与先前的分析理论和模拟定性一致。然而，时间依赖的$α_{v}(t)$和$ε_{ff,obs}(t)$的基础上的瞬时气体性质和集群光度的正相关，由于快速的演变，使恒星形成理论的观测验证困难。我们的中位$ε_{ff,obs}(t)\approx$ 2%与观察值相似。我们发现，传统的维里参数估计的真正的引力有界性平均在2倍之内，但忽略磁支持和速度各向异性有时会产生很大的偏差。磁次临界GMC不太可能代表大质量恒星形成的…
2021-02-22 astro-ph.GA
Feedback from an O star formed in a filament
我们探索了一个简单的半解析模型，当一个O型星（或O型星团）在一个孤立的星云中形成时会发生什么。该模型的特点是由三个配置参数：半径的灯丝，R_FIL，在灯丝中的H_2的平均密度，n_FIL，和O星发射电离光子的速率，Ndot_LyC。我们表明，对于这些配置参数的范围很广，电离辐射从O星迅速侵蚀的灯丝，和电离气体从灯丝分散到周围环境。在这种情况下，从O星到电离锋（IF）的距离近似为L ~ 5.2 pc [R_FIL/0.2pc]^-1/6 [n_FIL/10^4cm^-3]^-1/3 [Ndot_LyC/10^49s^-1]^1/6 [t/Myr]^2/3，我们还推导出了其他量的类似的简单幂律表达式，例如电离气体从灯丝蒸发的速率，以及在IF后面被扫过的冲击压缩层（SCL）的质量。我们表明，一个非常小的一部分的电离辐射消耗本地，和相当少量的分子气体电离和分散。我们讨论了一些更现实的模型的功能，以及在何种程度上，他们可能会修改或无效的预测，这个理想化的模型。特别是，我们表明，对于非常大的R_FIL和/或大的n_FIL和/或低Ndot_LyC，继续吸积到灯丝上可能会捕获来自O星的电离辐射，进一步减缓灯丝的侵蚀。
2021-04-30 astro-ph.GA
Observational constraints on stellar feedback in dwarf galaxies
电离辐射、恒星风和超新星对星际介质的反馈是调节星系中恒星形成的核心。由于矮星系的质量较低（$M_{*} < 10^{9}$ \，M $_\odot$），它们特别容易受到这种过程的影响，使它们成为研究反馈的详细物理学的理想场所。从这个角度来看，我们总结了来自恒星形成区域反馈的最新观测证据，以及这如何推动“超级气泡”和星系风的形成。我们讨论了外部电离辐射的重要作用-“再电离”-最小的星系。并且，我们讨论的观测证据表明，这种反馈直接影响星系的性质，如恒星形成的历史，金属含量，颜色，大小，形态，甚至其内部的暗物质密度。最后，我们展望了未来，总结了关键的问题，仍然没有答案，并列出了一些悬而未决的挑战星系形成理论。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Trapping of HII regions in Population III star formation
来自大质量第三星族（Pop III）恒星的辐射反馈以电离和光解离光子的形式被广泛认为在关闭这些恒星的吸积方面发挥着核心作用。了解这是否以及如何发生对于预测这些恒星达到的最终质量以及Pop III恒星初始质量函数的形式至关重要。为了帮助我们更好地了解大质量Pop III恒星的紫外线辐射对周围气体的影响，我们进行了高分辨率的模拟这些恒星的形成和早期演化，使用AREPO移动网格代码加上创新的辐射转移模块SPRAI。与大多数以前的结果相反，我们发现，这些恒星的电离辐射被困在密集的吸积盘周围。因此，包括辐射反馈没有显着的影响，无论是数量或总质量的原恒星形成在20 kyr期间，我们模拟。我们表明，我们得到定性不同的结果，从以前的研究波普III恒星反馈的原因在于如何将辐射注入模拟。只有当光子注入的尺度小于吸积盘的局部尺度高度时，才会发生HII区域捕获，这一标准在以前的3D模拟中没有得到满足。最后，我们推测是否外流驱动的磁场或莱曼α辐射压力可能能够清除足够的气体远离恒星，让HII区逃离磁盘。
2022-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating ionising sources and the complex interstellar medium of GHZ2 at $z=12.3$
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Università di Firenze, Dipartimento di Fisica e Astronomia（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；INAF – Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Space, Earth, & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院IPAC）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
通过深空NIRSpec PRISM观测，研究GHZ2的离子源和星际介质特性，发现N/O比为太阳值的2倍，并表明存在活跃核区，多区光离子模型显示星际介质分层，星形成与AGN可能共存。
2026-04-08 astro-ph.GA
Star cluster formation and cloud dispersal by radiative feedback: dependence on metallicity and compactness
通过一系列三维辐射流体力学模拟，我们研究了在不同金属丰度和柱密度的环境中恒星团簇形成的过程。我们发现，来自大质量恒星的光电离反馈控制着恒星形成云中的恒星形成效率（SFE），其影响敏感地依赖于气体金属丰度$Z$和初始云面密度$Σ$ .在$Z=1~Z_{\odot}$下，SFE按幂律从$Σ= 10~M_{\odot}{\rm pc^{-2}}$下的0.03增加到$Σ= 300~M_{\odot}{\rm pc^{-2}}$下的0.3。在低金属量的情况下，$10^{-2}- 10^{-1} Z_{\odot}$，星团是由原子温暖的气体形成的，因为分子的形成时间相对于冷却或动力学时间来说不够短。此外，整个云更容易被扩展的H{ \sc ii}气泡破坏，这些气泡由于冷却效率较低而具有较高的温度。尘埃衰减越小，来自附近大质量恒星的电离辐射反馈就越强，并以密集的团块终止恒星的形成。这些效应导致低金属丰度环境中恒星形成效率低下：与$Z=1~Z_{\odot}$的结果相比，SFE在$Z=10^{-2}~Z_{\odot}$处下降了一个$\sim 3$的因子，而不管$Σ$。新生星团的引力束缚也较小。我们进一步开发了一个新的半解析模型，可以很好地再现模拟结果，特别是所观察到的依赖关系的SFE云表面密度和金属丰度。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamics of Green Pea galaxies -- I. Outflows and turbulence driving the escape of ionising photons and chemical enrichment
我们研究了SDSS $J$ 142947的电离气体运动学、物理性质和化学丰度。SDSS $J$ 142947是一个红移z $\sim$ 0.17的绿豌豆星系，具有强的双峰Ly $α$发射和莱曼连续统（LyC）泄漏的间接证据。使用高色散光谱，我们进行多组分分析的发射线的配置文件。我们的模型始终适合所有线作为一个狭窄的组件与固有的速度色散$σ\sim$ 40公里的$^{-1}$，和两个更广泛的蓝移组件与$σ\sim$ 90公里的$^{-1}$和$\sim$ 250公里的$^{-1}$。我们发现电子密度和温度，电离条件，和直接的O/H和N/O丰度为每个组件。一个高度电离的、贫金属的、年轻而紧凑的星暴主导着窄辐射，显示出硬辐射场和N/O升高的证据。蓝移的更广泛的组件是一致的高度湍流，可能clustrialionised气体在一个强大的光电离流出，占$\gtrsim$ 50%的综合排放线通量的基础。外流是密集和金属富集的HII区域相比，与膨胀速度大于从标准假设下的紫外星际吸收线。这些金属中的一些可能能够逃逸，流出负载因子与类似SFR/Area的高$z$星系中发现的相似。我们的研究结果描绘了一个两阶段的星爆图片，硬辐射场从年轻的星团照亮了湍流和clupholism已被侵蚀SNe反馈。虽然UV数据表明具有高平均HI柱密度的扩展的Ly $α$晕，但LyC光子只能在ISM接近密度边界的条件下通过低H…
2020-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of photoionising feedback on the shaping of hierarchically-forming stellar clusters
我们使用两个流体动力学模拟（有和没有光电离反馈）的自洽演化的分子云（MC）进行全球分级崩溃（GHC），研究的结构和运动学性质的气体和星团在云中形成的反馈的效果。在这个早期阶段，两个模拟的演化非常相似（这意味着来自低质量恒星的反馈不会显着影响云尺度的演化），恒星形成区域的吸积速度比它将气体转化为恒星的速度快，导致即使在没有显着反馈的情况下，瞬时测量的恒星形成效率（SFE）仍然很低。之后，电离反馈首先破坏了恒星形成中心的辅助供应，并最终从其中移除气体，因此首先减少了恒星形成（SF），最终停止了它。电离反馈还影响了形成恒星的初始运动学和空间分布，因为被分散的气体继续形成恒星，这些恒星继承了它的运动。在非反馈模拟中，基团保持高度紧凑并且不混合，而在具有反馈的运行中，气体扩散导致每个基团膨胀，因此簇膨胀由基团的组合膨胀组成。主枢纽周围的大多数次级恒星形成地点也存在于非反馈运行中，这意味着原始而不是触发性质。我们确实发现了一个例子，一个外围恒星形成的网站，只出现在反馈运行，因此有一个触发的起源。然而，这似乎是例外，而不是规则，虽然这可能是我们的简化辐射转移方案的人工制品。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The energy and momentum input of supernova explosions in structured and ionised molecular clouds
我们研究了早期的影响，单一和双超新星（SN）爆炸致密的气体云的三维，高分辨率，流体动力学模拟。测试了云结构、辐射冷却和来自祖星的电离辐射对向星际介质（ISM）净输入动能（f_kin=E_kin/E_SN）、热能（f_therm=E_therm/E_SN）和气体动量（f_P=P/P_SN）的影响。对于n=100 cm^{-3}的云，动量产生的Sedov和压力驱动的雪犁阶段提前终止（~ 0.01百万年），辐射冷却将耦合限制在f_therm ~ 0.01，f_kin ~ 0.05和f_P ~ 9，明显低于没有冷却的情况。对于预电离云，这些数字仅增加约50%，与云结构无关。这仅足以将约5%的云加速到径向速度> 30 km/s。第二个SN可能会进一步提高耦合效率，如果延迟过去的Sedov阶段的第一次爆炸。这种非常低的耦合效率对许多超新星反馈的星系尺度次分辨率模型产生了怀疑，其中大多数是通过星系性质与观测的定性一致来验证的。电离辐射似乎并没有显着增强SNe与周围气体的直接耦合，因为它将ISM驱动到惰性致密壳层和冷团块中，这是一个在星系尺度模拟中无法解决的过程。我们的研究结果支持以前的结论，即超新星可能只会驱动风，如果一个显着的部分在低密度环境中爆炸，或者如果它们是由电离辐射以外的过程支持。
2014-09-30 astro-ph.GA
Modelling of ionising feedback with Smoothed Particle Hydrodynamics and Monte Carlo Radiative Transfer on a Voronoi grid
众所周知，年轻大质量恒星的电离反馈会影响诞生环境的动力学，因此在调节分子云中的恒星形成过程中起着重要作用。出于这个原因，现代流体动力学代码采用了各种各样的技术来解释这些辐射效应。阻碍这些努力的一个关键问题是，流体动力学通常使用光滑粒子流体动力学（SPH）解决，而辐射转移通常在网格上解决。在这里，我们提出了一个辐射流体动力学（RHD）计划相结合的SPH程序Phantom和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的代码CMacIonize，使用粒子分布构建一个Voronoi网格上进行MCRT。我们证明，该计划成功地再现了良好的研究问题的D-型H II区的扩展在均匀密度介质。此外，我们使用这个模拟设置来研究RHD码的鲁棒性与不同的选择的网格结构，密度映射方法，质量和时间分辨率。为了在更现实的条件下测试该方案，我们将其应用于模拟的恒星形成云，以估计单个源可以产生的电离物质的量。我们发现，需要几个$10^3~\rm{M_{\odot}}$的恒星星族显着电离云。根据我们的研究结果，我们制定了一套建议，以指导未来更复杂的模拟恒星形成云的数值设置。
2021-09-28 astro-ph.GA
Dynamical Models for the Formation of Elephant Trunks in H II Regions
用流体力学数值模拟方法研究了H II区边界稠密气体柱的形成，包括点源电离辐射。我们表明，阴影的电离辐射的非均匀密度场是能够形成所谓的象鼻（柱的致密气体，如在例如M16）没有自引力的帮助下，或电离锋和冷却不稳定性。对包含随机生成的气体团簇的密度场进行的大型模拟显示，自然生成具有某些团簇配置的象鼻。这些配置是孤立地模拟和详细分析，以显示形成机制，并确定可能的观测签名。柱形成的阴影机制示出了具有相当不同的速度分布取决于初始气体配置，但不对称性意味着，该配置文件也显着不同的角度，限制了他们的能力，以区分地层的情况。中性和分子气体冷却显示出对这些结果有很强的影响。
2010-06-10 astro-ph.GA
Structure and Expansion Law of HII Regions in structured Molecular Clouds
我们提出了辐射磁流体动力学模拟，旨在研究的H\，{\normalsize II}地区的湍流，磁化，并在温暖的中性介质中会聚流形成的分子云塌缩的演化特性。我们专注于这些区域的结构，动力学和扩展规律。一旦一颗大质量恒星在我们高度结构化的星云中形成，它的电离辐射最终会阻止大质量恒星形成区域的吸积（通过细丝）。新的超压H1 {\normalsize II}区域推开了致密气体，从而破坏了更大规模的塌陷中心。此外，由于云中复杂的密度结构，H1 {\normalsize II}区域以混合方式膨胀：它们实际上不向致密区域（核心）膨胀，而根据经典分析结果，它们向云的其余部分膨胀，并且以加速的方式，作为泡状区域，向扩散介质膨胀。因此，电离区域各向异性地生长，电离星通常出现在偏离区域中心的地方。最后，我们发现标准H\，{\normalsize II}-区域扩展模型中假设的条件（完全嵌入区域、泡罩型或密度梯度中的膨胀）同时应用于我们模拟的H\{\normalsize II}区域的不同部分，产生净膨胀定律（$R \propto t^α$，$α$在0.93 - 1.47的范围内，平均值为$1.2 \pm 0.17$），其不同于任何标准模型。
2019-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionising the Intergalactic Medium by Star Clusters: The first empirical evidence
我们提出了一个VLT/X-Shooter光谱的莱曼连续体（LyC）发射星系'离子2'在z=3.2121，并将其与最近发现的强透镜LyC发射器在z=2.37，被称为'朝阳'弧。从X-Shooter光谱中得到三个主要结果：（a）Lya有三个明显的峰，中心峰位于系统红移处，表明Lya和LyC辐射都通过一个电离隧道逃逸;（b）O32氧指数大（[OIII]4959-5007 / [OII]3727-3729），9.18（-1.32/+1.82）与局域（z~0.4）LyC泄漏源的测量结果一致;（c）存在窄的星云高电离金属线，σ_v < 20 km/s，这证实了年轻的热大质量恒星的存在。HeII 1640看起来很宽，与包括沃尔夫-拉叶星在内的年轻恒星组成一致。同样，朝阳LyC发射器显示了一个三峰的Lya配置文件和VLT/MUSE光谱的存在下产生的年轻的热和大质量的恒星的光谱特征。强烈的透镜放大率（μ> 20）表明，这个特殊的天体是在宇宙学距离上观测到的引力束缚星团，恒星质量M <~ 10^7 Msun，有效半径小于20 pc。有趣的是，像朝阳这样的光源，如果没有透镜放大，可能会出现像Ion 2一样的星系，其中未解析的大质量星团主导了紫外线发射。这项工作支持了这样一种观点，即致密的年轻星团可以通过恒星反馈产生的洞来促进IGM的电离。
2019-09-06 astro-ph.GA
The multi-epoch X-ray tale of I Zwicky 1 outflows
窄线塞弗特1星系I Zwicky 1显示了一个独特而复杂系统，它由超高速风和双组分暖吸收体组成。在过去的二十年里，XMM-牛顿多次监测源，使各种流出的长期变化的研究。与电离源处于光电离平衡的等离子体响应于电离光度的任何变化并相应地变化。然而，过去的RGS数据的详细建模显示，等离子体电离状态和电离连续体之间没有相关性，揭示了复杂的多相温吸收剂的长期变化。在这里，我们提出了XMM-牛顿在2020年初对I Zwicky 1的新观测，其特征是较低的X射线通量状态。来自RGS的软X射线光谱揭示了具有$\log ξ\sim -1.0$和$\log ξ\sim 1.7$的热吸收体的两种组分。将我们的结果与以前的观察结果进行比较，两种吸收气体成分的电离状态不断变化，遵循相同的不可预测的行为。新的结果加强了这样一种情况，即热吸收体的电离状态是由气体的密度而不是电离光度驱动的。特别是，辐射驱动的，不均匀的cluerous外流的存在下，可以解释电离的变化，在整个岁月和线锁定N-V系统中观察到的UV波段。最后，EPIC-pn谱揭示了一个超快的风与流出速度的$\sim 0.26c$和电离参数的$\log ξ\sim 3.8$。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Variability of the coronal line region in NGC 4151
我们提出了第一个广泛的研究日冕线的变化在一个活跃的星系。我们的数据集附近的源NGC 4151包括六个时期的准同步光学和近红外光谱跨越约8年的时间和五个时期的X射线光谱重叠与它。没有一个日冕线显示的变化行为观察到的宽发射线和热尘埃排放。一般来说，日冕线的变化很微弱，如果有的话。利用光学[Fe VII]和X射线O VII发射谱线，我们估计日冕线气体具有相对较低的密度（n~10^3 cm^-3）和相对较高的电离参数（log U~1）。日冕线气体离电离源的距离约为两光年，这使得这个区域远远超出了模糊的尘埃环的热内表面。高电离参数意味着日冕线区域是一个独立的实体，而不是连接宽和窄发射线区域的连续气体分布的一部分。我们提出了初步的证据，X射线加热风的情况下，码头和Voit。我们发现，电离辐射的增加，加热尘埃环也增加了日冕线气体的冷却效率，最有可能是由于更强的绝热膨胀。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of diffuse ionised gas in star-forming galaxies
本研究通过含实时辐射转移的类银河系高分辨率模拟，结合COLT代码分析DIG性质，明确其电子密度阈值与电离源，验证谱线比趋势源于恒星演化导致的辐射场变硬，为恒星相关模型提供检验依据。
2024-03-05 astro-ph.GA
Radiation-MHD models of elephant trunks and globules in H II regions
我们研究的形成和致密气体，被称为象鼻，在H II区域的边界，电离辐射的阴影形成的致密团块的支柱的演变。磁场对这一过程的影响进行了研究，使用三维辐射磁流体力学模拟。对于一个模拟，其中一个初始均匀的磁场强度|B| =50 μ G的定向垂直于辐射传播方向，该领域被扫到与支柱在其动力学演化过程中对齐，在协议的“创造之柱”在M16，和一些彗星球状体的观测。当用18uG的较弱场重新运行模拟时，该效应显著增强。具有|B| =160 μ G的较强场足以完全防止这种演变，也显著影响光电离过程。使用更大的模拟域可以看出，Mackey & Lim（2010）研究的柱体形成模型最终在远离恒星的致密气体缺乏的情况下演化为彗星结构。
2011-04-06 astro-ph.GA
Modelling massive-star feedback with Monte Carlo radiation hydrodynamics: photoionization and radiation pressure in a turbulent cloud
我们模拟了一个自引力，湍流云1000 Msol的光电离和辐射压力反馈从34 Msol的恒星。我们使用一个详细的蒙特卡罗辐射转移计划旁边的流体力学计算光电离和热平衡与尘埃颗粒和多个原子物种。使用这些气体温度，尘埃温度和电离分数，我们产生自洽的合成观测线和连续发射。我们发现，所有的材料是分散的（15.5 pc）$^3$网格内160万年或0.74自由落体时间。质量出口的峰值通量为$2 \times 10^{-3}$ Msol/yr，显示出有效的气体扩散。没有辐射压力的模型在电离突破方面有轻微的延迟，但总体上其影响可以忽略不计。85%的体积和40%的质量被电离-致密的细丝抵抗电离，并被扫成球形核心，其支柱径向指向电离恒星。我们使用20 cm处的自由-自由发射来估计电离光子的产生率。这几乎总是被低估了：在早期阶段被低估了几倍，然后随着质量离开体积而被低估了几个数量级。我们还测试了在450和850微米的尘埃连续表面亮度的比率，以探测尘埃温度。这低估了实际温度的一个以上的系数2在低柱密度或高视线温度分散的地区; HII区腔体特别容易出现这种差异。然而，探头在诸如灯丝的密集位置是准确的。
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the cosmological Lyman-Werner background radiation field in the Early Universe
本文通过后处理高分辨率FiBY模拟，建立了z≥6早期宇宙的莱曼-沃纳背景辐射场精确模型，更新了关键化学反应截面并引入多种星族光谱，揭示了其强度演化和空间不均匀性，可用于调控高红移低质量暗晕中恒星与黑洞种子形成。
2023-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contagion of star-formation: Its origin
在恒星形成之前，就有密集的冷分子气体。在它们的幼年期和演化后期，恒星通过电离辐射或强风的驱动冲击向星际介质注入相当大的能量。星际冲击波扫过通常以超音速传播的致密气体层。在本文中，建议检查致密结构形成的可能性，也许，未来的原恒星形成，在这样的壳层冲击的分子云。在这里，我将讨论一个自引力，三维，高分辨率的模拟使用平滑粒子流体动力学的结果。
2011-12-01 astro-ph.GA
Intense star cluster formation: stellar masses, the mass function, and the fundamental mass scale
本研究针对大质量球状星团形成环境，分析了热反馈、辐射压等对恒星质量函数的影响，提出柱密度升高会使恒星族群顶重化、金属丰度降低可抵消该效应，并通过toy模型验证了辐射压致气体弥散的作用。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the LyC escape fraction from LEGUS star clusters with SIGNALS HII region observations: A pilot study of NGC 628
本研究结合LEGUS星团测光与SIGNALS的HII区观测，提出半新方法估算近邻星系NGC 628的LyC逃逸率，测得样本逃逸率为0.09±0.06，发现高逃逸率HII区多为低Hα光度区，且逃逸率可能与特定发射线比值相关。
2023-06-08 astro-ph.GA
Evidence for Radiation Pressure Compression in the X-ray Narrow Line Region of Seyfert galaxies
在活动星系核（AGN）中观测到的软X射线辐射和窄线区（NLR）之间的空间和运动学重叠提供了令人信服的证据，表明相对低密度的气体与高密度气体在100秒/秒的尺度上共存。这通常被解释为恒定气体压力多相介质的证据，可能是由热不稳定性产生的。或者，辐射压力压缩（RPC）也导致密度分布，因为气体压力（因此密度）梯度必须在每个云内出现，以抵消入射的电离辐射压力。RPC导致一个定义明确的电离分布，和差分发射测量（DEM）的分布与$\sim-0.9$的通用斜率，弱依赖于气体的属性和照明辐射场。与此相反，多相介质不预测的DEM的形式。所观察到的DEM与XMM牛顿RGS光谱（CHRESOS样本）的模糊AGN与预测RPC DEM惊人的一致，提供了一个明确的签名，RPC是在X射线NLR的密度观测范围的主导机制。与恒定气体压力多相介质相比，RPC进一步预测随着电离降低而增加的气体压力，这可以通过使用密度诊断的未来X射线任务来测试。
2019-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Strong variability of the coronal line region in NGC 5548
我们提出了第二个广泛的研究日冕线的变化在一个活跃的星系。我们对赛弗特星系NGC 5548的观测数据集包括五个时期的准同步光学和近红外光谱，时间跨度约为五年，以及三个时期的X射线光谱，时间上与之重叠，宽发射谱线和热尘发射变化不大，而日冕谱线变化很大。然而，观察到的高变异性主要是由于通量减少。利用光学[FeVII]和X射线OVII发射谱线，我们估计日冕线气体具有相对较低的密度（n~10^3/cm^3）和相对较高的电离参数（log U~1）。日冕线气体离电离源的距离约为8光年，这使这个区域远远超出了尘埃环的热内表面。这些结果意味着冠线区域是一个独立的实体。我们再次发现支持Pier & Voit的X射线加热风情景;加热尘埃环的电离辐射增加也增加了日冕线气体的冷却效率，这很可能是由于更强的绝热膨胀。NGC 5548相对于NGC 4151的日冕线变化更强，这也可以在这张照片中得到解释。NGC 5548的日冕线比NGC 4151的日冕线强得多，这表明它有更强的风，在这种情况下，气体的绝热膨胀会更强，因此线发射会减弱。
2015-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-equilibrium chemistry and cooling in the diffuse interstellar medium - II. Shielded gas
我们扩展了Richings等人（2014）提出的扩散星际气体化学和热演化的非平衡模型。我们衰减的光化学速率的灰尘和气体，包括吸收HI，H2，氦I，氦II和CO在适当的情况下。然后，我们使用这个模型来研究星际气体中占主导地位的冷却和加热过程，因为它成为屏蔽紫外线辐射。我们考虑一个一维的平面平行板的气体照射的星际辐射场，无论是在恒定的密度和温度或在热和压力平衡。主要的热过程倾向于在云中形成三个不同的区域。在低柱密度下，冷却由电离金属如Si II、Fe II、Fe III和CII主导，其通过主要来自HI的光加热来平衡。一旦氢电离辐射被中性氢衰减，光电尘埃加热占主导地位，而CII则成为冷却的主导。最后，灰尘屏蔽触发CO的形成并抑制光电加热。在这个完全屏蔽的区域中占主导地位的冷却剂是H2和CO。我们的模型预测的HI-H2过渡的柱密度在较高的密度（或在较高的压力下的气体云在压力平衡）和较高的金属丰度，在协议与以前的PDR模型。我们还比较了HI-H2过渡在我们的模型中的两个处方的分子氢的形成，已实施的流体动力学模拟。
2014-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative transfer calculations of the diffuse ionised gas in disc galaxies with cosmic ray feedback
盘星系中弥漫电离气体（DIG）的大垂直尺度高度对建模具有挑战性，因为仅包括热反馈的流体动力学模型似乎无法支持这些高度的气体。在本文中，我们使用三维蒙特卡罗辐射传输代码后处理光盘模拟的模拟分子云的生命周期（SILCC）的项目，包括反馈的宇宙射线。我们表明，更广泛的光盘在模拟包括宇宙射线反馈自然导致更大的规模高度的DIG更符合观察到的规模高度。我们还表明，在我们的模型中包括一个基准宇宙射线加热项可以帮助增加温度作为光盘尺度高度的函数，但未能重现观察到的DIG氮和硫的禁谱线强度。我们表明，要重现这些线的排放，我们需要一个加热机制，影响气体在一个更大的密度范围内比宇宙射线加热，这可以通过微调电离源的总光度，以获得一个适当的电离光谱作为标度高度的函数。这一结果揭示了一个新的光之间的关系禁线排放和温度分布的现实DIG气体分布。
2018-02-21 astro-ph.GA
The Star Clusters As Links between galaxy Evolution and Star formation (SCALES) project I: Numerical method
本文提出用汇粒子将星团作为独立恒星形成单元建模的数值方法，通过吸积与并合形成大质量星团，并证明该方法使反馈更高效，是模拟星团与宿主星系相互作用的关键步骤。
2024-08-08 astro-ph.GA
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SOFIA FEEDBACK Legacy Survey: Rapid molecular cloud dispersal in RCW 79
本研究利用SOFIA FEEDBACK巡天的[CII]数据，发现RCW 79中存在高速中性气体从分子云孔洞流出的现象，证实恒星反馈可导致分子云快速弥散。
2023-10-13 astro-ph.GA
On the relative importance of different microphysics on the D-type expansion of galactic HII regions
辐射流体动力学（RHD）模拟被用来研究许多天体物理现象，但它需要使用简化的辐射输运和热处方，以减少计算成本。在本文中，我们提出了一个系统的研究中的微物理过程的重要性，RHD模拟使用的D型HII区扩展的例子。我们比较最简单的氢只有那些模型，包括：电离的H，He，C，N，O，S和Ne，不同的气体金属丰度，非LTE金属线覆盖恒星光谱模型的不同金属丰度，辐射压力，尘埃和治疗的光解区域。这些过程中的每一个都明确地使用现代数值方法，而不是参数化。与预期一致的是，由于电离光子的有效数量或气体的热结构的微观物理变化导致D型膨胀的差异。在一般情况下，我们发现，更现实的计算导致的D型膨胀在较小的半径和较慢的后续膨胀的发病。因此，使用简化的微观物理学模拟恒星形成区域可能高估了辐射反馈的强度。我们发现，气体金属丰度的变化和尘埃的夹杂物都可以影响电离前沿的演变，在500 kyr以上的10- 20%的水平，这可能会大大修改简化的3D模型，包括反馈的结果。恒星金属丰度、辐射压力和包括光解离区都是1%或更低水平的不太重要的影响，因此在模拟HII区的动态演变方面不太重要。
2015-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular cloud dispersal traced by the ionized carbon 158 micron line
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）；University of Maryland, Department of Astronomy（马里兰大学天文学系）；Leiden Observatory（莱顿天文台）；SOFIA Science Center, USRA, NASA Ames Research Center（NASA阿姆斯研究中心USRA SOFIA科学中心）；Astronomisches Rechen-Institut, ZfA Universität Heidelberg（海德堡大学ZfA天体计算研究所）；Center for Gravitational Waves and Cosmology, West Virginia University（西弗吉尼亚大学引力波与宇宙学中心）
利用SOFIA观测的CII 158微米谱线，分析10个高质星形成区，发现高速气体逃逸云团，表明恒星反馈可在2-10百万年内消散分子云并终止恒星形成。
2026-06-23 astro-ph.GA
Galaxy Formation with local photoionisation feedback I. Methods
我们提出了第一个研究的影响，本地光电离辐射的气体冷却的光滑粒子流体动力学模拟的星系形成。我们探讨了年轻和年老恒星星族电离辐射的综合效应。该方法使用与重力相同的树算法计算多个辐射源的影响，因此计算效率高，分辨率好。该方法放弃计算吸收和散射有利于一个恒定的逃逸分数的年轻恒星，以保持足够的计算效率，以模拟整个星系的演化在宇宙学的背景下，到目前为止。这使我们能够通过星系形成的整个历史来量化局部光电离反馈的影响。使用局部光电离模型模拟的类银河系星系比只包括标准均匀背景UV场的模拟少形成约40%的恒星。局部光电离模型通过增加晕中气体的冷却时间和增加盘中致密气体的平衡温度来减少恒星的形成。将局部辐射场耦合到来自晕的气体冷却提供了一种预防性反馈机制，该机制保持中心盘光并产生缓慢上升的旋转曲线，而无需诉诸极端反馈机制。这些初步结果表明，局域光电离源的影响是显着的，不应该被忽略的星系形成的模型。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Simulations of Turbulent, Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces I: Star Formation Rate and Efficiency
来自星团的辐射反馈被认为是决定巨分子云（GMC）中恒星形成速率和效率的关键因素。为了研究辐射力如何影响现实的湍流系统，我们进行了一系列的数值模拟，采用{ \it}辐射流体动力学求解器，考虑的制度，是光学厚的紫外线（UV）和光学薄的红外线（IR）辐射。我们的模型云覆盖初始表面密度之间的$Σ_{\rm cl,0} \sim 10-300~M_{\odot}~{\rm pc^{-2}}$，不同的初始湍流。我们跟随他们通过湍流，自引力崩溃，星团的形成，以及恒星辐射的云分散。所有的模型都显示了气体表面密度$Σ$的对数正态分布;对于初始维里参数$α_{\rm vir,0} = 2$，对数正态标准差为$σ_{\rm ln Σ} = 1-1.5$和恒星形成速率系数$\varepsilon_{\rm ff,\barρ} = 0.3-0.5$，这两个参数对湍流敏感，但对辐射反馈不敏感。净恒星形成效率$\varepsilon_\mathrm{final}$随着$Σ_{\rm cl,0}$的增加而增加，随着$α_{\rm vir,0}$的减少而减少。我们通过一个简单的概念框架来解释这些结果，即稳定的恒星形成增加了辐射力，从而使局部气体补丁在连续更高的$Σ$变得不受约束。基于这种形式（固定$σ_{\rm ln Σ}$），我们提供了一个解析上界的$\varepsilon_\mathrm{final}$，这是很…
2016-08-16 astro-ph.GA
The dynamics and outcome of star formation with jets, radiation, winds, and supernovae in concert
我们分析了第一个巨大的分子云（GMC）的模拟，以遵循个别恒星的形成和他们的反馈，从喷流，辐射，风和超新星，使用STARFORGE框架的GIZMO代码。我们发展的GMC为$\sim 9 \rm Myr$，从最初的湍流崩溃分散反馈。原恒星喷流最初主导反馈动量，但辐射和风导致$\sim 8\%$恒星形成效率（SFE）的云中断，而$8.3 \rm Myr$的第一颗超新星来得太晚，无法显著影响恒星形成。每次自由落体的SFE是动态的，在快速下降到<1%之前从0加速到$\sim 18\%$，但是YSO计数的估计将其压缩到更窄的范围。主星团形成等级，并凝聚成一个简短的（$\sim 1\,\mathrm{Myr}$）紧凑（$\sim 1 \rm pc$）阶段，但在云分散之前不会维里化，恒星最终成为一个无约束的膨胀星协。初始质量函数类似于Chabrier（2005）的形式，具有高质量斜率$α=-2$和最大质量$55 M_\odot$。恒星吸积平均需要$\sim 400 \rm kyr$，但$>10 M_\odot$恒星需要$\gtrsim 1\rm Myr$，因此大质量恒星最晚完成生长。正如观测到的那样，恒星在倍数中所占的比例随着初始质量的增加而增加。总的来说，与完全忽略不同反馈物理的变体相比，模拟更接近现实。但是，更详细的比较与合成观测是必要的，以限制理论的不确定性。
2022-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A tale of two DIGs: The relative role of HII regions and low-mass hot evolved stars in powering the diffuse ionised gas (DIG) in PHANGS-MUSE galaxies
我们使用积分场光谱从PHANGS-MUSE调查，解决电离星际介质在${\sim}50$ pc分辨率在19个附近的螺旋星系，研究扩散电离气体（DIG）的起源。我们检查的物理条件的扩散气体首先删除形态定义的HII区域，然后装箱的低表面亮度区域，以实现显着的检测的关键星云线。一个简单的模型的泄漏和传播的电离辐射从HII地区是能够重现所观察到的分布的H $α$在DIG。从HII区域泄漏的辐射也解释了所观察到的低电离物质（[SII]/H $α$，[NII]/H $α$和[OI]/H $α$）的线比随着H $α$表面亮度（$Σ_{Hα}$）的增加而降低。然而，来自低质量热演化恒星的辐射需要解释：（1）在某些星系中心区域观测到的增强的低电离线比;（2）观测到的[OIII]/H $β$与$Σ_{Hα}$的平坦或减小的趋势;（3）在Baldwin-Phillips-Terlevich（BPT）图中，某些DIG区与HII区的轨迹存在偏移，低电离（核）发射线区域（LI[N] ER）。热的低质量演化恒星对DIG的能量预算有很小的贡献（占星系整体H $α$发射的2%），但它们更硬的光谱使它们成为[OIII]发射的基本贡献者。DIG可能是由两种成分叠加而成的，一种是年轻恒星的主要能量贡献，另一种是来自老恒星的更难电离的光子。这个统一的框架将银河系DIG的观测与在附近星系凸起中观察到的LI（N）ER样发射联系起…
2022-02-13 astro-ph.GA
The depletion of star-forming gas by AGN activity in radio sources
本研究通过分析z>0.1的HI吸收数据，发现AGN光致电离主导射电源宿主星系中HI吸收探测率，并证实高柱密度系统自旋温度接近银河系，而高电离率下气体高度电离。
2024-01-01 astro-ph.GA
The hydrodynamical response of cold circumgalactic clouds to quasar radiation
Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学开普天文学研究所）；Osaka University（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）
本文研究了冷星系际介质对类星体辐射的流体动力学响应，提出新的辐射屏蔽阈值，发现三种演化路径，指出弱类星体周围冷星系际介质可能经历火箭效应。
2026-04-17 astro-ph.GA
