Self-Regulated Star Formation in Galaxies via Momentum Input from Massive Stars
来自大质量恒星的反馈被认为在塑造星系质量函数、星际介质结构和恒星形成的低效率方面起着关键作用，但反馈的确切形式还不确定。在本文中，第一次在一个系列中，我们提出并测试一种新的数值实现恒星反馈的辐射，超新星，恒星风的动量传递到ISM。我们采用了一个现实的冷却功能，并发现大部分的气体冷却到<100 K，使ISM变得高度不均匀。尽管如此，我们模拟的星系达到了一个近似的稳定状态，在这个状态下，气体引力坍缩形成巨大的分子云（GMC），致密的团块和恒星;随后，恒星反馈分散了GMC，重新填充了弥漫的ISM。这种坍缩和扩散循环在SMC型矮星、Milky-Way和z~2星团盘类似物模型中可见。模拟的全球恒星形成效率与观测到的Kennicutt-Schmidt关系是一致的。此外，恒星形成率几乎是独立的数值强加的高密度恒星形成效率，密度阈值，和密度标度。这是一个事实的结果，在我们的模拟中，恒星的形成是由恒星反馈控制的，限制了可用于形成恒星的非常致密的气体的数量。相比之下，在没有恒星反馈的模拟中，即在只有重力和引力诱导的湍流的作用下，ISM经历失控坍缩到非常高的密度。在这些没有反馈的模拟中，全球恒星形成速率超过观测到的星系恒星形成速率1-2个数量级，表明恒星反馈对星系中恒星形成的调节至关重要。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytic Solution for Self-regulated Collective Escape of Cosmic Rays from their Acceleration Sites
超新星遗迹（SNRs）是银河宇宙射线（CR）的主要贡献者，无论它们以何种方式向星际介质（ISM）释放CR，都能通过扩散激波加速（DSA）维持平均CR谱。然而，CRs与附近气体云的相互作用关键取决于释放机制。我们提出了两个方面的问题，一个流行的范例的CR注入ISM，根据他们被动和各向同性扩散规定的磁波动作为测试粒子。首先，我们对待逃逸CR和阿尔芬波激发他们在平等的基础上。第二，我们采用场对准的CR逃逸源外，那里的波变得很弱。一个精确的解析自相似解的CR“云”由一个昏暗的加速器释放强烈偏离测试粒子的结果。对于足够高的场线积分CR分压$Π$，CR扩散系数$D_{NL}$与其背景ISM值$D_{ISM}$：$D_{NL}\sim D_{ISM}\exp(-Π)<< D_{ISM}$相比受到强烈抑制。当$Π>>1$时，CR足够有效地驱动阿尔芬波，以建立强烈减少泄漏的传输屏障。该解在$p=p_{br}$处有一个谱突变，其中$p_{br}$满足以下方程$D_{NL}(p_{br})\simeq z^{2}/t$。
2013-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova-regulated ISM: the effects of radiative cooling and thermal conductivity on the multi-phase structure
研究了超新星加热和随机扰动下星际介质的流体力学状态。我们使用一个三维非理想的流体动力学ISM模型在一个域中延伸0.5 × 0.5千秒差距水平和2千秒差距垂直探索多相，湍流ISM的各种物理和数值效应的相对重要性。我们包括I型和II型SNe，后者只发生在密集地区。首先，我们调查的热不稳定性在300-6100 K的温度范围内的作用，比较两种不同的冷却功能，一个容易受到不稳定性，其他稳定的结果。系统中热不稳定性的存在主要表现为气体避免相关温度范围的趋势，因为它快速地朝着更冷或更热的相发展。然而，这两种冷却功能的致密结构的形成似乎是由膨胀和碰撞的超新星遗迹主导的，而不是由热不稳定性主导的。由于我们需要包括一个有限的热传导系数来解决我们的均匀网格的热不稳定性，我们也探讨了改变普朗特数对系统的影响。纯粹的发散SN强迫被发现产生显着的涡量。相对涡度约为0.6-0.7的最高普朗特数的探索，Pr=40，并观察到减少几乎由一个因素的两倍，最低普朗特数的研究，Pr=1。旋转规律与角速度减少或增加向外的调查，使我们能够分开的贡献，由于旋转和剪切的动力学螺旋度。当角速度向外减小时，这两种贡献部分相互抵消，导致净螺旋度较小。
2013-12-03 astro-ph.GA
The Type Ia Supernova and Asymptotic Giant Branch Stellar Ejecta-regulated Interstellar Medium of Massive Galaxies
通过3D流体动力学模拟研究大质量星系中心，发现SNIa加热与AGB星风调控的ISM稳态轮廓取决于CGM压力和加热冷却比，连接了CGM与星系尺度并影响黑洞反馈，且分辨SNIa遗迹对模拟至关重要。
2025-08-13 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. I. The multi-phase structure
我们模拟了多相星际介质随机加热和搅拌的超新星，重力，微分旋转和其他参数的太阳邻域。在这里，我们详细描述了该模型的数值和物理方面，包括注入的热和动能的SN爆炸，辐射冷却，光电加热和各种运输过程。三维区域水平延伸1 kpc ^2，垂直延伸2 kpc，该模型通常涵盖气体数密度10^-5 ~ 10^2 cm^-3，温度10-10^8 K，局部速度高达10^3 km s^-1（马赫数高达25）。通过对气体数密度和温度的联合概率密度的检验，对模型化ISM的热结构进行了分类。我们证实，大部分的复杂性可以用三个阶段来描述，它们被大约10^3 K和5x10^5 K的温度边界所分隔。各相内气体密度的概率分布近似为对数正态分布。我们澄清相的分数体积和它的各种代理之间的连接，并推导出体积分数和填充因子定义的体积和概率平均值之间的确切关系。这些结果进行了讨论，在观测和计算的背景下。随机流的相关尺度是从速度自相关函数计算的，它是100 pc的顺序，并往往随着距离中平面的增长。我们使用两个不同的参数化的辐射冷却表明，气体的多相结构是强大的，因为它不依赖于这个选择显着。
2013-04-02 astro-ph.GA
Simulations of magnetized multiphase galactic disk regulated by supernovae explosions
究竟是什么控制着银河系中的恒星形成仍然存在争议。特别是，反馈和磁场的作用仍然是部分理解。我们研究了超新星反馈和磁场对恒星形成和银盘结构的影响。我们进行数值模拟的湍流，磁化，自引力，多相，超新星调节ISM内1千秒差距分层盒。我们对超新星实施了各种方案。从以固定速率的随机分布到超新星在空间和时间上与恒星形成相关的分布。为了研究磁场对恒星形成的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们发现超新星反馈对星系演化有很大的影响。超新星的分布起着非常重要的作用。当超新星与恒星形成事件不相关时，它们不会显着改变在没有反馈的情况下获得的非常高的恒星形成率。当超新星跟随吸积时，恒星形成率可以降低30倍。磁场也起着重要作用。它将恒星形成率降低了2-3倍，并将塌陷点的数量减少了约2倍。超新星和致密气体之间的确切相关性似乎对星系盘演化和恒星形成有重要影响。这意味着小规模的研究是必要的，以了解和量化的反馈效率。磁场通过降低恒星形成速率和恒星形成点的数量来影响星系尺度的恒星形成。
2014-05-30 astro-ph.GA
The Supernova-ISM/Star formation Interplay
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了调查的复杂性，旨在了解超新星爆炸与恒星形成分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2014-02-01 astro-ph.GA
OVI Emission From the Supernovae-regulated Interstellar Medium: Simulation Vs Observation
OVI $λλ$ 1032、1038双谱线发射跟踪具有$T\approx 10^{5.5}$ K的碰撞电离气体，其中冷却曲线峰值为金属富集等离子体。在多相星际介质（ISM）的数值模拟中，这种温热相通常不能很好地分辨，但可以对发射的能量的很大一部分负责。因此，将模拟的OVI排放与观测结果进行比较是一个有价值的测试，可以验证模拟是否预测了该阶段的合理冷却速率。我们计算OVI $λ$ 1032氘发射，假设碰撞电离平衡，为我们的小盒子模拟的分层ISM监管的超新星。我们发现，协议是非常好的，我们的太阳邻域模型，无论是在排放通量和平均OVI密度吸收。我们探索运行更高的表面密度，并发现，在我们的模拟中，从磁盘的OVI排放规模大致线性与恒星形成率。OVI辐射的观测对于外部星系来说是罕见的，但我们的结果并没有显示出与现有数据明显的不一致。假设太阳的金属丰度，我们模拟的星系盘的OVI辐射大约占超新星加热的0.5%。
2017-01-06 astro-ph.GA
MHD lensing in inhomogeneous ISM for qualitative understanding of the morphology of supernova remnants
本文通过将非均匀星际介质中的云团视为磁流体动力学波的透镜，定性解释了壳型超新星遗迹的纤维、弧、环等复杂形态。
2024-08-01 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. IV. A comparison of simulated polarization with Planck observations
将尘埃偏振测量结果与MHD模型的合成观测结果进行比较的努力以前集中在分子云的尺度上。在这里，我们扩展到千秒差距尺度的模型比较，考虑到热冲击气体产生的超新星，和一个不均匀的发电机产生的磁场在大，小尺度下到4 pc的空间分辨率。辐射转移的计算被用来模拟尘埃排放和极化的MHD模拟的顶部。我们计算合成地图的列密度$N_H$，极化分数$p$，和偏振角色散$S$，并研究它们的依赖性的重要性质的MHD模拟。这些包括大尺度磁场及其方向，小尺度磁场，和超新星驱动的冲击。在我们的合成结果中，可以看到类似于普朗克全天空图中所见的$S$的类顺时针结构，尽管我们的图中没有最小尺度的结构。超新星驱动的激波阵面和$S$没有显示出显著的相关性。相反，$S$可以清楚地归因于小尺度磁场的分布。我们还发现，大尺度磁场的影响极化特性，这样，对于一个给定的磁场波动强度，一个强大的天空平面的平均场削弱所观察到的$S$，而加强$p$。$p$和$S$的线性关系以及$p$作为$N_H$的函数的递减关系在所有合成观测中是一致的。磁波动遵循指数分布，而不是高斯分布，具有间歇性重复冲击的流动特征。所观察到的偏振特性和列密度是敏感的视线的发射集成的距离。
2018-06-14 astro-ph.GA
Studying the small scale ISM structure with supernovae
目标。在这项工作中，我们探讨了使用快速膨胀的Ia型超新星光球检测银河系外ISM柱密度变化的空间尺度上的~100 AU的时间尺度上的几个月的可能性。方法.我们建立了一个简单的模型，它描述了扩大的photodisk和补丁星际云的影响，所观察到的Na I D线的等效宽度。利用这个模型，我们推导出的行为的等效宽度作为时间，空间尺度和柱密度波动幅度的函数。结果计算表明，Na I柱密度超过10^11 cm^-2的孤立的小云团（小于100 AU）很容易被探测到。相比之下，在一小部分情况下，更真实的、斑片状的ISM的影响是可以测量的，并且在1000天文单位的尺度上，峰-峰变化大于~10^12 cm^-2。结论.该技术提供了一种独特的方法来探测河外小尺度结构，这是迄今为止使用的任何方法都无法达到的。同样的工具也可以应用于研究亚AU银河ISM结构。
2010-03-03 astro-ph.GA
Inferring Properties of the ISM from Supernova Remnant Size Distributions
我们模拟超新星遗迹的大小分布来推断周围的ISM密度。使用简单的，但标准的SNR演变模型，我们发现，环境密度的分布是非常狭窄的，无论是标准的假设SNR演变是错误的，或可观察到的SNR偏置到一个狭窄的范围内的环境密度。我们发现，大小分布是一致的对数正态分布，这严重限制了在任何SNR人口合成模型的模型参数的数量。简单的蒙特卡罗模拟表明，当SNR样本量小于600时，粒度分布与对数正态分布无法区分。这意味着这些SNR分布仅提供关于均值和方差的信息，仅当样本量大于$\sim{600}$ SNR时才产生附加信息。为了推断环境密度的参数，我们使用贝叶斯统计推断的假设下，SNR的演变是由Sedov相位占主导地位。特别地，我们使用SNR大小和爆炸能量来估计SNR祖细胞周围环境介质的均值和方差。我们发现SNR样本周围的平均ISM粒子密度为$μ_{\log{n}} = -1.33$，单位为每立方厘米粒子的$\log_{10}$，方差为$σ^2_{\log{n}} = 0.49$。如果从表面上解释，这意味着大多数SNR是由超新星在温暖的电离介质中传播造成的。然而，也有可能是SNR演变不是由简单的Sedov演变或SNR样本偏于温暖的电离介质（WIM）的主导。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The supernova-regulated ISM. III. Generation of vorticity, helicity and mean flows
主要由超新星爆炸驱动的星际湍流的强迫在本质上是无旋的，但有报道称，伴随着大规模发电机作用，出现了大量的涡度和螺旋度。几个早期的调查研究涡的产生在较简单的系统，在这里所有相关的过程可以同时考虑。我们还研究了系统中净螺旋度和大尺度流动的产生机制。我们使用一个三维的，分层的，旋转和剪切的本地模拟域的大小为1x 1x 2千秒差距$^3$，被迫与SN爆炸发生在银河系中的太阳附近的典型速率。除了使用真实的银河系参数进行标称模拟外，我们还改变了旋转和剪切速率，但保持其比值的绝对值不变。反转剪切与旋转的符号可以使我们分离旋转和剪切产生的贡献。在早期的研究中，我们发现大量的涡的产生，平均65%的动能是在旋转模式。涡度的产生与流的斜压性有关，特别是在热的、稀的成团超新星泡区域。在这些区域中，涡的伸展起着涡量汇的作用。由旋转和剪切产生的净螺旋度是相反的符号物理动机的旋转规律，与太阳附近的参数导致总净螺旋度的近取消。我们还发现振荡平均流的激励，其强度和振荡周期取决于科里奥利和剪切参数，我们解释这些作为签名的各向异性动力学（AKA）效应。我们用矩量法拟合了湍流输运系数，得到了3-5 km/s量级的$α_{\rm AKA}$值。
2017-10-19 astro-ph.GA
The impact of magnetic fields on the chemical evolution of the supernova-driven ISM
我们提出了三维磁流体动力学模拟的自引力星际介质（ISM）在一个周期性的（256 pc）$^3$盒的平均数密度为0.5厘米$^{-3}$。在固定的超新星爆发速率下，我们研究了不同初始磁场强度（0，$6\times 10^{-3}$，0.3，3 $μ$ G）下的多相ISM结构，H $_{2}$分子的形成和密度-磁场标度.所有的磁流在质量加权场强为$\sim$ 1 $-$ 3 $μ$ G时饱和，但ISM结构明显不同。随着初始场强的增加（从$6\times 10^{-3}$到3 $μ$ G）模拟开发了具有更均匀密度和温度结构的ISM，随着质量的增加（从5%到85%）和体积填充分数（从4%到85%）温暖（300 K $<$ T $<$ 8000 K）气体，随着热气体的体积填充分数（VFF）从$\sim$ 35%降低到$\sim$ 12%（T $> 10^5$ K）和H $_{2}$质量分数降低（从70%到$<$ 1%）。同时，其中磁压力占主导地位的气体的质量分数增加了10倍，从0.07（对于$6\times 10^{-3}$ $μ$ G的初始场）到0.7（对于3 $μ$ G的初始场）。在所有的模拟，但最高的初始场强的自重力促进致密气体和H $_{2}$的形成，但不改变任何其他趋势。我们得出结论，磁场的ISM的多相，化学和热结构上有显着的影响，并讨论了潜在的影响和模型的局限性。
2016-11-02 astro-ph.GA
Planet formation regulated by galactic-scale interstellar turbulence
研究用excursion set方法与BHL吸积及盘演化模型表明，星系尺度星际湍流导致的晚期ISM吸积可解释原行星盘关键性质，并可能调控行星形成。
2024-08-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Classifying structures in the ISM with Support Vector Machines: the G16.05-0.57 supernova remnant
我们应用支持向量机-机器学习算法-在星际介质的结构分类的任务。作为一个案例研究，我们提出了一个位置-位置的速度数据立方体的12 CO J=3- 2的排放对G16.05-0.57，超新星遗迹，背后的M17分子云。尽管这两个物体在位置-位置-速度空间中部分重叠，但这两个结构可以很容易地通过眼睛基于其不同的形态来区分。支持向量机算法能够推断出这些形态上的区别，并以>90%的准确度将单个像素与每个对象相关联。这个案例研究表明，类似的技术可能适用于分类ISM中的其他结构-一个任务，迄今为止已被证明是难以自动化。
2011-07-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Pressure Regulated Formation of Molecular Clouds and Stars: The case of the Milky Way
本研究提出银河系分子云与恒星形成的压力调控稳态解析模型，明确其两步形成轨迹，量化了恒星形成率面密度与效率的数值范围。
2025-10-03 astro-ph.GA
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
Dust origin in late-type dwarf galaxies: ISM growth vs. type II supernovae
我们重新评估的作用，不同的尘埃源在尘埃生产中作为晚型矮星系的金属丰度的函数，了解尘埃含量和金属丰度之间的关系的目标。本文用多组分尘埃演化模型研究了具有幕式恒星形成的晚型矮星系的尘埃含量，该模型包括AGB星的尘埃输入、II型超新星和ISM中气体吸积引起的尘埃质量增长。在0.1 -几个Gyrs的时间尺度上，ISM中的尘埃增长成为矮星系中重要的尘埃源。它在爆发后的演化过程中增加了尘气比（DGR），不像II型SNe，它只在恒星爆发期间将颗粒喷射到ISM中。在ISM中的尘埃增长超过尘埃生产之前，AGB星可能是贫金属矮星系中尘埃的主要来源。我们的模型再现DGR和氧丰度之间的关系，来自一个大样本的矮星系的观测。在低O值的DGR急剧下降的解释是相对较低的效率，在恒星尘埃凝聚。在较高的O值观察到的分散主要是由不同的临界金属丰度的过渡星尘到ISM增长为主的尘埃生产，这取决于恒星形成的历史。在星系中的情节恒星形成，额外的分散在DGR引入的颗粒破坏在星爆，其次是增加的尘埃质量，由于在ISM中的尘埃生长在爆发后的演变。我们发现，碳硅酸盐的比例发生了显着变化，当ISM增长成为主要的灰尘来源，因此这个比例可以作为一个指标的过渡。在矮星系中观察到的DGR-O关系有利于II型SNe中的低凝结效率，以及通过ISM中的尘埃生长增加的总尘埃质量。
2014-03-03 astro-ph.GA
Near-infrared [FeII] and H2 line mapping of the supernova remnant IC443 with the IRSF/SIRIUS
利用IRSF/SIRIUS的近红外[FeII]和H2线映射结果，研究了银河系超新星遗迹IC 443周围激波与星际介质相互作用的性质.在目前的研究中，我们新进行了H2 1-0 S（1）和2-1 S（1）线映射与窄带滤波器调整这些线，覆盖整个残余（30'x35'）。结合[Fe II]线图，我们的结果表明，H2线发射在南部区域明显，而[Fe II]线发射则遍布整个遗迹，这表明慢震和快震分别通过南部区域和整个遗迹传播。特别是，H2线的发射是相对较强的[Fe II]线的发射在西南地区，其中TeV的伽马射线发射检测。由于强烈的H2线发射表明致密的ISM占据主导地位，因此这一结果支持了伽马射线发射可能是通过宇宙射线质子与西南壳致密的ISM之间的强烈相互作用产生的假设。我们还发现，H2和[Fe Ⅱ]线的排放量在同一地区显示出反相关的空间分布，这表明存在cluphilism。IC 443周围ISM的这种团簇形态可能有助于宇宙射线质子与大量ISM质子有效地相互作用。
2020-06-15 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
Modelling the supernova-driven ISM in different environments
我们使用流体动力学模拟在一个$(256\;{\rm pc})^3$周期盒模型的影响，超新星（SN）爆炸的多相星际介质（ISM）的初始密度$n = 0.5-30$ cm $^{-3}$和SN率$1-720$ Myr $^{-1}$。我们包括辐射冷却，扩散加热，和使用化学网络的分子气体的形成。SNe在随机位置爆炸，在密度峰值爆炸，或两者兼而有之。我们进一步提出了一个模型，结合热能的解决和未解决的SNe的动量输入。在高SN速率下的随机驱动导致热气体（$T\gtrsim 10^6$ K）填充体积的$> 90$ %。这种气体达到高压（$10^4 < P/k_\mathrm{B} < 10^7$ K cm $^{-3}$），这是由于热的低密度介质中的SN爆炸和周期盒中的限制的组合。这些压力使气体从两相平衡移动到单相，冷却曲线的冷分支。分子氢占质量（$>50$ %）的主导地位，存在于小而致密的团块中。这样的模型可能类似于高红移星系中的致密ISM。峰值驱动导致巨大的辐射损失，产生几乎没有热气体和小分子氢质量分数（$\ll 1$ %）的非稳态ISM。改变峰值与随机SNe的比率产生两个极端之间的ISM特性，对于相等的贡献具有急剧的过渡。在所有情况下，HI中的速度弥散保持为$\lesssim 10$ km s $^{-1}$。对于峰值驱动的速度分散在H $_α$可以高达$70$公里秒$^{-1}$由于年…
2015-03-08 astro-ph.GA
Blossoms from black hole seeds: properties and early growth regulated by supernova feedback
大质量黑洞（BH）存在于本地星系中，包括银河系和一些矮星系。黑洞的形成发生在宇宙早期，必须解释今天星系中黑洞的性质，特别是为什么有些星系拥有黑洞，而另一些星系没有。我们调查的形成，分布和生长的BH“种子”使用自适应网格加密代码Ramses。我们开发了一个实现BH形成在密集，低金属含量的环境中，所倡导的模型调用的第一代恒星的崩溃，或致密的核星团。种子质量是根据恒星形成速率和恒星初始质量函数逐个计算的。这种自洽的方法种子黑洞使我们能够研究黑洞在宇宙学背景下的分布及其随宇宙时间的演化。我们发现，所有高质量的星系往往是一个主机的BH，而低质量的同行有一个较低的概率托管BH。在BH形成时代结束后，这种概率受到星系生长的调制。模拟的黑洞连接到低红移观测样本，并跨越了类似的范围内的吸积性质的莱曼-破裂类似物。低质量星系中黑洞的生长受到强烈的超新星反馈的阻碍。因此，矮星系中黑洞的性质仍然是黑洞形成的实验平台。模拟与强大的超新星反馈，这是能够淬火BH吸积浅势阱，产生星系和BH更好地符合观测约束。
2017-07-26 astro-ph.GA
Dust evolution in a supernova interacting with the ISM
利用三维多流体流体动力学模拟区分超新星注入尘埃与星际原有尘埃，研究其在不同环境密度下的破坏，并约束大颗粒尘埃向星际介质的输送质量。
2023-12-08 astro-ph.GA
Emission Measures and Emission-measure-weighted Temperatures of Shocked ISM and Ejecta in Supernova Remnants
超新星遗迹演化模型的一个目标是将超新星爆炸和祖星的基本参数与超新星遗迹的当前状态联系起来。SNR热等离子体的特征在于其所观察到的X射线谱，其中产生电子温度，发射测量和丰度。根据它们的亮度，可以测量由SNR正向冲击、反向冲击或两者加热的等离子体的性质。目前的工作利用的模型是球对称的。一维流体动力学模拟进行SNR的演变之前，发病的辐射损失。从这些，我们得到无量纲的排放措施和排放措施加权温度，我们提出这些量的函数缩放SNR时间的拟合公式。这些模型允许一个推断SNR爆炸能量，拱星介质密度，年龄，喷出物质量和喷出物密度分布从SNR观测。新的结果被纳入SNR建模代码SNRPy。该代码被证明与应用程序的三个历史信噪比：开普勒，第谷和SN 1006。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of gamma-ray emission of Tycho's supernova remnant
研究了最近探测到的第谷超新星遗迹（SNR）的HE和VHE γ射线辐射的性质。考虑到周围星际介质（ISM）可能是致密的，利用超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的非线性动力学理论，研究了Tycho的SNR特性及其与现有实验数据的对应关系.它表明，整体陡峭的伽马射线光谱观察到的可以被解释为两个光谱的叠加所产生的CR质子组件在两个不同的ISM阶段：第一个伽马射线组件，延伸到约$10^{14}$ eV，起源于稀释的温暖的ISM，而第二个组件，延伸到100 GeV，来自许多密集的，小规模的云嵌入在这个温暖的ISM。考虑到加速理论和Tycho SNR的非热辐射观测特性之间的一致性，建立了Tycho SNR中核CR的非常有效的产生。在Ia型超新星中，由于云的贡献超过了纯均匀ISM中预期的水平，因此不可避免地会产生GeV的伽马射线辐射。
2012-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-thermal radio supernova remnants of exiled Wolf-Rayet stars
银河系中相当一部分大质量恒星（> 8 Mo）从它们的母星团中被抛射出来，并以超音速方式穿过星际介质（ISM）离开。这些快速移动的恒星的风吹出不对称的气泡，从而创造了一个星周环境，在这种环境中，恒星最终会随着超新星爆炸而死亡。由此产生的残骸的形态在很大程度上取决于已不复存在的祖星的星周介质。在本文中，我们提出了2D磁流体动力学模拟调查的ISM磁场的形状上的超新星遗迹的35 Mo星演变通过沃尔夫-拉叶阶段和运行速度分别为20和40公里/秒的影响。7 microG的环境磁场足以改变膨胀的超新星冲击波阵面的性质，特别是可以防止膨胀结构的形成。在超新星爆发之前，星周介质中的压缩磁场稳定了风泡尾部的风/ISM接触不连续性。其结果是，在超新星冲击波传播的遗迹内部区域，喷出物和风物质的混合效率降低。同步辐射的辐射转移计算表明，非热射电辐射具有反映Wolf-Rayet前身星核坍缩超新星遗迹不对称性的特征。我们的模型是定性一致的几个残留的高质量的祖先，即双边G296.5+10.0和壳型残留CTB 109和Kes 17，分别无线电外观。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-phase Interstellar medium in Galaxies Resolving Evolution with Star formation and Supernova feedback (TIGRESS): Algorithms, Fiducial model, and Convergence
我们介绍了TIGRESS，一个新的框架，多物理场数值模拟的恒星形成的星际介质（ISM）的雅典娜MHD代码实现。TIGRESS的算法旨在空间和时间上解决关键的物理特征，包括：（1）气体的引力坍缩和持续的吸积导致了星团中的恒星形成，（2）超新星（SNe）的爆炸既发生在它们的祖先诞生地附近，也发生在失控的OB星上，相对于恒星形成的时间延迟由星族合成决定，（3）在冷却开始之前SN残留物的显式演化，这导致了热ISM的产生，（4）ISM的暖相和冷相的光电加热，其跟踪来自年轻星团人口的随时间变化的环境FUV场，（5）大尺度星系差异旋转，这导致行星运动并剪切出过密结构，限制了大规模的引力坍缩，（6）磁场的精确演化，这对于ISM盘的垂直支撑以及角动量输运是重要的。我们提出了新实现的物理模块的测试，并展示了TIGRESS在代表太阳邻域环境的基准模型中的应用。我们使用分辨率的研究，以证明收敛和评估所需的最低分辨率dx正确恢复几个ISM属性，包括恒星形成率，风的质量损失率，磁盘规模的高度，湍流和Alfvenic速度色散，和体积分数的温暖和热的阶段。对于太阳邻域模型，所有这些ISM属性都收敛于dx <= 8pc。
2017-08-08 astro-ph.GA
The momentum budget of clustered supernova feedback in a 3D, magnetised medium
虽然许多作者已经研究了由成团超新星驱动的超级气泡的演化，但由此产生的径向动量产额是不确定的，其数量级取决于计算方法和周围星际介质（ISM）的假设性质。在这项工作中，我们研究这些差异的起源，并寻求确定一个均匀的ISM正确的动量预算。我们进行了3D流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）模拟集群超新星爆炸，使用拉格朗日方法和检查收敛的分辨率。我们发现，由集群超新星驱动的壳的终端动量主要是由热，冷阶段之间的接触不连续的混合率，这种能量混合率是由数值扩散，即使在最高的分辨率，我们可以完成，0.03 $M_\odot$占主导地位。磁场也降低了混合率，因此在相同的分辨率下，MHD模拟产生的动量比HD模拟更高。因此，我们只得到了一个较低的限制，从集群超新星的动量产量。结合我们以前的一维结果，它提供了一个上限，因为他们几乎不允许跨接触不连续混合，我们得出的结论是，在一个均匀的ISM从集群超新星每个超新星的动量产额之间的界限$2\times 10^5$和$3\times 10^6$ $M_\odot$公里秒$^{-1}$。简单同质ISM的收敛值仍然难以捉摸。
2019-02-06 astro-ph.GA
Supernova Feedback in an Inhomogeneous Interstellar Medium
超新星反馈是形成星系星际介质的关键过程之一。SNe有助于（在某些情况下可能占主导地位）驱动ISM中的湍流和加速银河风。现代宇宙学模拟有足够的分辨率来捕捉星系ISM中的主要结构，但通常仍然无法明确解决所有的小尺度恒星反馈过程，包括超新星遗迹（SNRs）的膨胀。我们进行了一系列的控制三维流体动力学（自适应网格细化）模拟的单个SNR扩展在一个不均匀的密度场与统计的湍流ISM的动机。我们用这些来量化的动量和热能注入SNe作为空间尺度和密度，金属丰度和周围介质的结构的函数。我们开发了一系列的分析公式，我们适合模拟。这些公式可以作为一个更有预测性的亚分辨率模型的基础上SN反馈星系形成模拟。然后，我们使用多个，随机驱动的SNE，解决SNR的关键阶段的模拟测试的次分辨率模型，并表明它准确地捕捉湍流动能和热能在ISM。相比之下，在文献中提出的SN反馈模型的基础上“延迟冷却”显着overpredict晚的时间热能和动量的SNR。
2016-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The turbulent life of dust grains in the supernova-driven, multi-phase interstellar medium
尘埃颗粒是星系星际介质的重要组成部分。我们提出了第一个直接测量的星际尘埃在不同的ISM阶段的停留时间，这些阶段之间的过渡率，在现实的流体动力学模拟的多相ISM。我们的模拟包括一个随时间变化的化学网络，该网络遵循H^+、H、H_2、C^+和CO的丰度，并使用基于树的辐射传输方法考虑气体和尘埃的自屏蔽。超新星爆炸要么在随机位置注入，要么在密度峰值注入，要么作为两者的混合物注入。对于每一个模拟，我们调查如何在ISM阶段之间的物质循环，并找到更大的过渡比在文献中考虑简单的质量交换计划。在ISM阶段的衍生停留时间的特点是广泛的分布，特别是分子，温暖和热介质。最现实的模拟与随机和混合驱动的分子，冷，暖，热相的中位数停留时间约17，7，44和1百万年，分别。在随机驱动运行中测得的过渡率是在一个简单的耗尽模型中的温暖和冷相的Ti气相耗尽的观察，在良好的协议，虽然在分子阶段的耗尽是根据预测。基于化学丰度而不是温度切割的ISM相定义在物理上更有意义，但是导致显著不同的转变速率和停留时间，因为两个定义之间没有直接对应。
2016-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Black hole evolution: I. Supernova-regulated black hole growth
一个超大质量黑洞（BH）的成长取决于宿主星系能够供给它多少气体，这反过来又受到宇宙环境的控制，通过星系合并和宇宙流的吸积，星系如何获得它们的气体，但也受到星系内部过程的控制，例如恒星形成和来自恒星和BH本身的反馈。在本文中，我们通过一个高分辨率的放大宇宙学模拟--赛斯模拟，研究了一个10^12 Msun的晕在z=2时的生长，它是al星系群在z=0时的祖先，以及它的中心BH的生长。我们研究了银河系中冷气体吸积驱动的黑洞演化，并探讨了超新星反馈（SNe）的效率。对于来自SNe的相对低效的能量输入，BH从早期开始以爱丁顿速率增长，并且一旦它足够大就达到自我调节。我们发现，在早期宇宙时间z>3.5时，来自SNe的有效反馈阻止了沉降盘的形成以及BH附近稠密冷气体的积累，并使中心致密物体挨饿。随着星系及其晕的质量积累，它们能够限制重大合并提供的核流入，并且黑洞以持续的接近埃丁顿吸积率的速度增长。我们认为这种机制应该在低质量星系中普遍存在，对应于我们模拟中恒星质量低于10^9 Msun的星系。
2015-07-02 astro-ph.GA
Structure distribution and turbulence in self-consistently supernova-driven ISM of multiphase magnetized galactic discs
星系演化和恒星形成是两个紧密相连的多尺度问题。为了理解触发星系演化的星际循环，有必要同时描述由反馈过程广泛引起的大尺度演化和通过引力坍缩控制恒星形成过程的气体动力学的细节。我们进行了一组三维高分辨率数值模拟的湍流，自引力和磁化星际介质内的$1\ \mathrm{kpc}$分层盒超新星反馈与恒星形成区域。特别是，我们专注于所扮演的角色的磁场和反馈的银河系的垂直结构，恒星形成率（SFR）和流动动力学。为此，我们改变它们各自的强度。我们提取的湍流运动所产生的稠密云的属性和计算功率谱的各种量。利用与致密气体充分相关的超新星分布，我们发现超新星爆炸可以再现观测到的SFR，特别是如果磁场是在几个$μG$的量级上。垂直结构，这是从动力学和能量平衡的结果是很好地再现了一个简单的分析模型，这使我们能够估计气体和超新星之间的耦合。我们发现耦合相当低，大约为1.5 $\%$。强磁场可有助于将该耦合增加约2-3倍。为了描述流的特征，我们计算了3D中各种量的功率谱，但也计算了2D中的功率谱，以解释星系盘的分层。
2017-03-30 astro-ph.GA
Conference Summary: Stellar Feedback in the ISM: Celebrating the Life and Work of You-Hua Chu
会议总结回顾了与朱有花的合作及超级气泡X射线发现，探讨了恒星风与星际介质相互作用对恒星反馈的影响，并综述了行星形成、超新星遗迹、星团及观测技术等领域成果。
2024-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The SILCC (SImulating the LifeCycle of molecular Clouds) project - II. Dynamical evolution of the supernova-driven ISM and the launching of outflows
SILCC项目（模拟分子云的生命周期）旨在对小尺度上的星际介质及其与星系演化的联系有更加自洽的理解。我们提出了三维（磁）流体动力学模拟的ISM在一个垂直分层的盒子，包括自引力，由于银河系盘的恒星组件的外部潜力，和恒星反馈的形式的星际辐射场和超新星（SNe）。气体的冷却基于化学网络，该化学网络遵循H+、H、H2、C+和CO的丰度，并始终考虑屏蔽。我们通过比较不同的SN速率、聚类和不同的定位来改变SN反馈，特别是在密度峰值和随机位置处的SN反馈，这对动力学具有重大影响。仅对于随机SN位置，在足够低密度的环境中注入能量以减少能量损失并增强SNe与气体的有效动力学耦合。这导致更真实的速度弥散（σ_HI ~ 0.8σ_（300- 8000 K）~ 10- 20 km/s，σ_Hα~ 0.6σ_（8000- 3e 5 K）~ 20- 30 km/s），以及即使在太阳邻域条件下质量负荷因子也高达10的强外流。与单个SNe相比，集群SNe会助长资金外流，但不会影响净流出率。流出物不含任何分子气体，主要由原子氢组成。流出的物质大部分是致密的（ρ~ 1 e-25- 1 e-24 g/cc）和缓慢的（v ~ 20- 40 km/s），但有一个高达v ~ 500 km/s的高速尾部，ρ~ 1 e-28- 1 e-27 g/cc。
2015-12-11 astro-ph.GA
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
MHD simulations of a supernova-driven ISM and the warm ionized medium using a positivity preserving ideal MHD scheme
我们提出了新的三维磁流体动力学（MHD）模拟超新星驱动的，分层的星际介质。这些模拟是使用Waagan（2009）的正性保留方案在Flash代码中实现的理想MHD运行的。即使在这个问题中发现的接近100的马赫数，该格式也是稳定的。我们以前已经表明，这些模拟的流体动力学版本产生的密度分布创建低密度路径，通过该路径莱曼连续光子可以旅行到高度|z| > 1 kpc。这自然会产生温暖的电离介质通过光电离主要是由于O星附近的飞机。然而，我们早期的模型重现了峰值，但没有观察到的排放量分布的宽度。在这里，我们检查是否包含磁场和更大的垂直范围的模拟域产生的气体分布，更好地匹配的意见。我们进一步研究了模型中磁能随时间的变化，表明它似乎在几百万年后达到稳定状态，可能是由超新星爆炸驱动的湍流发电机支持的。
2011-10-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
The SILCC (SImulating the LifeCycle of molecular Clouds) project: I. Chemical evolution of the supernova-driven ISM
SILCC项目（模拟分子云的生命周期）旨在对小尺度上的星际介质及其与星系演化的联系有更加自洽的理解。我们模拟的演化的多相ISM在一个500 pc × 500 pc × 10 kpc区域的星系盘，气体表面密度为$Σ_{_{\rm GAS}} = 10 \;{\rm M}_\odot/{\rm pc}^2$。Flash 4.1模拟包括外部电势、自引力、磁场、加热和辐射冷却、考虑（自）屏蔽的H $_2$和CO随时间变化的化学反应以及超新星（SN）反馈。我们探索SN爆炸在不同的（固定）率在高密度区域（峰值），在随机位置（随机），在两者的组合（混合），或在空间和时间上的集群（集群）。只有随机或集群模型与自引力（演变类似）是与观测一致的。分子氢以致密的细丝和团块形式形成，占总质量的20% - 40%，而大部分质量（55% - 75%）是原子氢。电离气体贡献<10%。对于高SN速率（高于Kennicutt-Schmidt 0.5 dex）以及峰值和混合驱动，H $_2$的形成被强烈抑制。同样，在没有自重的情况下，H $_2$分数显著较低（$\sim$ 5%）。大部分体积充满热气体（$\sim$ 90%在$\pm$ 2 kpc范围内）。只有对于随机或集群驱动，原子氢的垂直膨胀温暖的组成部分表明喷泉流。磁场对最终盘结构的影响很小。然而，它们影响致密气体（$n\gtrsim 10\;{\rm cm}^…
2014-12-08 astro-ph.GA
Distance and Evolutionary States of Supernova Remnant G18.9-1.1 and Candidate G28.6+0.0
分析了超新星遗迹G18.9-1.1和超新星遗迹候选者G28.6+0.0的HI谱。我们比较了光谱$^{13}$ CO发射光谱和光谱的HII地区在该地区，以确定运动学距离。G18.9-1.1距离太阳2.1 $\pm$ 0.4 kpc，G28.6+0.0距离太阳9.0 $\pm$ 0.3 kpc。利用已发表的G18.9-1.1的X射线谱，我们应用超新星遗迹模型计算了激波ISM温度和辐射。我们发现，G18.9-1.1具有低的，但不是典型的，爆炸能量为$\simeq$ 3 $\times$ 10 $^{50}$ erg，并且处于ISM的低密度区域，$\simeq$ 0.1 cm $^{-3}$。如果喷出物质量为1.4 M $_{\odot}$（典型的Ia型SN），则其年龄为$\simeq$ 3700 yr;如果喷出物质量为5 M $_{\odot}$（典型的核塌陷SN），则其年龄为$\simeq$ 4700 yr。候选G28.6+0.0没有报告的X射线发射，所以我们应用基本的Sedov模型。如果ISM密度为1 cm $^{-3}$，则Sedov年龄为$\simeq$ 600 yr，但如果ISM密度高达100 cm $^{-3}$，则Sedov年龄可能为$\simeq$ 6000 yr。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Metallicity Dependence of Pressure-Regulated Feedback-Modulated Star Formation in the TIGRESS-NCR Simulation Suite
本文基于TIGRESS-NCR模拟套件研究金属丰度对压力调控-反馈调制恒星形成的影响，发现恒星形成率面密度随金属丰度呈$Z'^{0.3}$标度关系，并归因于低金属丰度下紫外衰减减弱导致的热反馈产率增强，为宇宙学模拟提供了新的亚网格恒星形成定标方案。
2024-06-06 astro-ph.GA
Negative and Positive Feedback from a Supernova Remnant with SHREC: A detailed Study of the Shocked Gas in IC443
超新星遗迹（SNRs）对星系的恒星形成和演化起着重要的调节作用.当它们膨胀到星际介质（ISM）中时，它们传递了大量的能量和动量，这些能量和动量取代、压缩和加热了周围的物质。尽管在星系演化模型方面做了大量的工作，但分子ISM在多大程度上受到SNRs相互作用的影响仍有待观测验证。我们利用ESO-ARO公共光谱巡天SHREC的第一批结果，研究了SNR IC 443与邻近分子团簇G之间的激波相互作用。我们使用SHREC获得的高灵敏度SiO（2-1）和H $^{13}$ CO $^+$（1-0）图，以及Yebes天文台40米望远镜获得的SiO（1-0）观测数据。我们发现，大部分的SiO发射是由IC 443和G团之间的激波相互作用引起的。冲击气体显示出良好的有序运动学结构，与速度蓝移相对于SNR的中心速度，类似于观察到的其他SNR云相互作用网站。激波压缩使分子气体密度n（H $_2$）提高到$>$ 10 $^5$ cm $^{-3}$，比周围气体密度高10倍以上，与点燃恒星形成所需的数值相似。最后，我们估计高达50%的由IC 443注入的动量被转移到相互作用的分子材料。因此，分子ISM可能代表了一个重要的动量载体在网站的SNR云的相互作用。
2022-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust destruction by the supernova remnant forward shock in a turbulent interstellar medium
Ghent University（根特大学）；University College London（伦敦大学学院）
研究通过模拟超新星残骸前向激波在湍流星际介质中的尘埃破坏过程，发现高密度介质中尘埃破坏率较高，碳质尘埃更耐破坏，表明大多数超新星残骸是尘埃吸收体。
2026-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
[CII] Emission in a Self-Regulated Interstellar Medium
该研究通过耦合化学、恒星反馈与完整辐射转移的高分辨率 ISM 模拟，刻画 [CII] 发射来源及其与金属丰度、SFR 的关系，证明其在贫金属环境中仍是可靠 SFR 示踪剂。
2024-03-03 astro-ph.GA
How supernova explosions power galactic winds
来自超新星的反馈是星系形成的一个重要方面。为了改进反馈的次网格模型，我们进行了一系列的数值实验，以研究超新星爆炸如何驱动星系风。我们使用Flash流体动力学代码来模拟简化的ISM，包括重力，流体动力学，辐射冷却超过10，000 K，和恒星形成，再现Kennicutt-Schmidt关系。通过模拟一个小补丁的ISM在一个高大的盒子垂直于磁盘，我们获得子秒差距的分辨率，使我们能够解决个别超新星事件，我们调查风的属性取决于那些ISM和星系。我们发现，外流是更有效的磁盘具有较低的表面密度或气体分数。一个简单的模型，其中温暖的多云介质是障碍，限制爆炸波的膨胀再现的流出属性与磁盘参数在高恒星形成率的缩放。我们发现的缩放设置在一个新的立足点上的星系风的调查，提供了一个物理动机的子网格描述风，可以在宇宙学流体动力学模拟和唯象模型。[摘要]
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of mean and fluctuating magnetic fields in the multi-phase ISM
我们探讨了星际介质（ISM）的多相结构对银河系磁场的影响。基于我们对ISM中超新星驱动湍流的可压缩磁流体动力学（MHD）模拟的分析，我们研究了磁场的平均和波动分量的性质。我们发现，平均磁场优先驻留在温暖的阶段，通常是从热阶段缺席。波动的磁场对多相结构没有表现出如此明显的敏感性。
2016-09-28 astro-ph.GA
Effective supernova dust yields from rotating and non-rotating stellar progenitors
INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（国家天体物理研究所罗马天文台）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马第一大学高等研究院）
本文研究了旋转和非旋转恒星前体在反向冲击波作用后剩余尘埃的质量、组成和粒径分布，发现大颗粒更耐冲击波破坏，非旋转前体在ISM密度0.5 cm⁻³时最大残留尘埃质量为0.02 M☉，占初始尘埃质量的4%。
2025-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling of the Vela complex including the Vela supernova remnant, the binary system gamma2 Velorum, and the Gum nebula
我们研究了船帆座复合体的几何和动力学，包括船帆座超新星遗迹（SNR），双星系统gamma 2 Velorum和Gum星云。我们表明，船帆座SNR属于一个子类的非Sedov绝热残余物在多云的星际介质（ISM），其动力学是由ISM云的加热和蒸发。我们解释了船帆座SNR的可观测特征，即在ISM的阶梯状边界附近发生了一次能量为1.4 × 10^50尔格的SN爆炸，云间密度较低（~ 10^{-3} cm^{-3}），东北部（NE）的激波蒸发云的体积平均密度大约是西南部（SW）的4倍。船帆座SNR的东北部和西南部之间观察到的不对称性可以解释为存在一个恒星风气泡（SWB）吹离地球最近的沃尔夫-拉叶星（WR）在伽玛2 Velorum系统。结果表明，γ 2 Velorum SWB的大小和运动学与数值计算对M_ini = 35 M * 星SWB演化的预测是一致的。在船帆座γ 2中WR星的低初始质量意味着由船帆座γ 2产生的26 Al核线的光度低于现有伽马射线望远镜的灵敏度。
2010-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the Momentum-driven Supernova Feedback Paradigm in M31
来自孤立超新星遗迹（SNRs）的动量反馈越来越多地被现代宇宙学模拟认为是一种独立于分辨率的手段，可以在星系中实现反馈效应，如湍流和风。然而，由于SN成团和星际介质（ISM）不均匀性的影响，SNR的综合动量产额是不确定的。在本文中，我们使用的M31突出的10千秒差距恒星形成环的空间分辨观测测试模型的质量加权ISM湍流驱动的动量反馈，从孤立的，非重叠的信噪比。我们使用一个详细的恒星年龄分布（SAD）地图从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查，观测约束SN延迟时间分布，和地图的原子和分子氢估计的质量加权速度色散使用Martizzi等人。ISM湍流模型。我们的估计是在一个因素的2观察到的质量加权速度分散在大多数环，但超过观察密度$\lesssim 0.2$厘米$^{-3}$和SN率$>2.1\times 10^{-4}$ SN年$^{-1}$千分之$^{-2}$，即使在占合理的变化在恒星年龄分布模型和ISM尺度高度假设。我们的结论是，在高SN率沉积的动量是最有可能抑制SN集群的非线性效应，而在低密度，SNRs达到压力平衡之前的冷却阶段。这些修正应在动量驱动反馈和ISM湍流模型中引入。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The interstellar medium in young supernova remnants: key to the production of cosmic X-rays and $γ$-rays
我们回顾了最近的进展，阐明高能辐射和星际介质（ISM）之间的关系，在年轻的超新星遗迹（SNRs）的年龄为$\sim$ 2000年，特别是集中在RX J1713.7 $-$ 3946和RCW 86。这两个SNR都发射出强烈的非热X射线和TeV的$γ$射线，它们包含了星际气体的聚集分布，其中包括原子和分子氢。我们发现，冲击云的相互作用提供了一个可行的解释之间的空间相关性的X射线和ISM。在这些相互作用中，超新星冲击波击中了典型的pc级致密核心，产生了高度湍流的速度场，将磁场放大到0.1-1 mG。这种放大会导致团簇周围的非热同步辐射增强，而宇宙射线电子不会穿透团簇。因此，非热X射线在pc尺度上表现出与ISM相似的空间分布，而在亚pc尺度上它们是负相关的。这些结果预示了强子$γ$射线可以从致密核中发射出来，导致了$γ$射线和ISM之间的空间对应。目前的pc尺度分辨率的$γ$射线观测是太低，解决这种对应关系。未来使用切伦科夫望远镜阵列进行的$γ$射线观测将能够解析亚pc尺度的$γ$射线分布，并为这些宇宙$γ$射线的起源提供线索。
2021-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bursting Bubbles: Clustered Supernova Feedback in Local and High-redshift Galaxies
我们比较了超新星驱动的超级气泡的演化与本地和高红移星系的观测分析模型，以及本地恒星形成星系中完整的HI壳的性质。我们的模型正确地预测了本地恒星形成星系中超级风的存在（例如，NGC 253）和$z \sim 2$附近流出的普遍性。我们发现，高红移星系可以在致密的ISM中“捕获”20- 50%的反馈动量（其余部分逃逸到附近的CGM中），而局域星系可能包含来自中央星暴的反馈动量的$\lesssim$ 10%。使用方位角平均星系的属性，我们预测，大多数超级气泡失速和片段\emph{within}的ISM，这发生在，或接近，气体尺度的高度。我们发现一个一致的解释，在所观察到的HI气泡的半径和速度，并预测，大多数将在ISM内的碎片，而那些能够突破起源于短的动态时间区域（其中的动态时间短于反馈时间尺度）。此外，我们证明了模型与恒定的团簇形成效率每Toomre质量是不一致的发生流出高$z$星爆和当地的环核地区。
2022-01-21 astro-ph.GA
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 astro-ph.GA
SISSI: Supernovae in a stratified, shearing interstellar medium -- I. The geometry of supernova remnants
本文提出SISSI放大模拟套件，研究30个在旋转、引力和湍流塑造的分层剪切ISM中演化的SNR几何形态，并与Local Bubble比较。
2025-08-07 astro-ph.GA
Magnetic field effects on the ISM structure and galactic outflows
利用磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了磁场在多相星际介质（ISM）中的作用，包括超新星（SN）爆炸的能量注入和发电机作用。除了为气体层提供额外的压力支持外，磁场还降低了暖气相和热气相之间的密度对比，并抑制银河系外流。发电机产生的自洽大尺度磁场对ISM的影响不同于人工施加的单向磁场。
2018-10-02 astro-ph.GA
