Local and Global Radiative Feedback from Population III Star Formation
我们提出了一个概述，最近的工作，重点是了解辐射反馈过程中，可能是重要的第三人口恒星形成。具体来说，我们研究的莱曼-沃纳（光解离）背景的原始恒星形成的早期阶段，这有助于延迟在一个给定的晕恒星形成的发病，但从来没有完全抑制它的效果。我们还研究了附近恒星系统中I-锋的光离解和电离辐射对原始原恒星云形成的影响。根据入射辐射场的强度和晕的中心密度，Pop III恒星的形成可以被抑制，不受影响，甚至增强。理解这些和其他效应对于模拟第三星族恒星形成和建立宇宙中最早的几代星系至关重要。
2010-09-01 astro-ph.CO
Radiative and Kinetic Feedback by Low-Mass Primordial Stars
电离紫外辐射和超新星在高红移的小晕中的流动控制了宇宙中第一批恒星星族的形成。以前的研究已经解决了非常巨大的原始恒星对附近晕坍缩成新恒星的影响，但是在古老的贫金属恒星中没有对不稳定超新星的奇偶核合成特征表明，第三星族恒星可能小于100 M $_{\odot}$。我们扩大我们的早期调查本地紫外线反馈恒星形成的25 - 80 M $_{\odot}$星，包括动力学反馈的超新星为25 - 40 M $_{\odot}$星。我们发现辐射反馈在这个质量范围内是相对均匀的，主要是因为质量更大的恒星的较大通量被它们较短的寿命所抵消。我们的模型表明，在全球紫外线背景上升之前，来自附近恒星的莱曼-沃纳光子不能阻止晕形成新的恒星。这些计算也揭示了剧烈的动力学不稳定性可以在包裹着原始晕的紫外辐射阵面中爆发，但它们最终对恒星的形成没有影响。最后，我们的模拟表明，遗迹H II地区周围的部分蒸发晕可能会驱逐莱曼-维尔纳背景在较低的红移，使恒星的形成，以前被抑制。我们提供适合辐射和动力学反馈恒星形成的半解析模型和数值模拟中使用。
2010-01-15 astro-ph.CO
Low-mass galaxy assembly in simulations: regulation of early star formation by radiation from massive stars
尽管最近在形成现实的现代星系方面取得了成功，但模拟仍然比观测表明的更早形成了它们的大部分恒星。本文研究了低质量场星系、矮星系和典型旋涡星系中恒星的质量聚集过程，着重研究了年轻星团辐射对恒星形成（SF）历史的影响。我们实现了一个新的模型SF与确定性的低效率，每自由落体时间，观察分子云。恒星反馈是基于对恒星形成区的观测，包括来自大质量恒星的辐射压力、H II区的光加热、超新星和恒星风。我们发现，恒星辐射对低质量星系的形成有很强的影响，特别是在z > 1时，它通过分散冷而致密的气体有效地抑制了SF，防止了恒星成分的失控增长。这种行为在各种观测中都很明显，但迄今为止，没有辐射反馈的分析和数值模型都无法解释。与单独的超新星相比，在z < 2时，辐射反馈使SF率降低了约100倍，产生了不断上升的SF历史，重现了最近对本群矮星的观测。恒星辐射也会产生无膨胀的螺旋星系，可能是造成恒星盘过度增厚的原因。星系的旋转曲线和重子分数也与当前的数据非常吻合。最后，矮星系显示了一个非常缓慢的减少中央暗物质密度所造成的辐射反馈宇宙演化的最后~7 Gyr。
2015-01-12 astro-ph.CO
The impact of ISM turbulence, clustered star formation and feedback on galaxy mass assembly through cold flows and mergers
星系质量聚集的两个主要通道是冷流（通过宇宙网的细丝提供的冷气）和合并。在宇宙学背景下，这些过程如何结合在一起，在低和高红移下，产生我们观察到的整个星系动物园，这在很大程度上是未知的。事实上，关于每一个孤立过程的详细物理原理，还有很多东西需要了解。虽然这些形成通道已经研究了使用流体动力学模拟，在这里，我们研究它们对气体性质和恒星形成（SF）的影响，一些第一次模拟捕捉多相，多云性质的星际介质（ISM），凭借其高空间分辨率（和相应的低温阈值）。在这一制度中，我们研究了冷流和超新星（SNe）驱动的流出在一个非常高红移星系（z { \approx } 9）之间的竞争，并研究了等质量星系合并在低和高红移的演变，重点是诱导SF。我们发现，SNe驱动的外流不能减少冷吸积在z { \approx } 9和SF实际上是增强由于随之而来的金属富集。我们演示了如何最近的几个观测结果的星系人口（例如，增强HCN/CO比在ULIRGs，一个单独的Kennicutt施密特（KS）序列的星爆和人口的紧凑的早期型星系（ETGs）在高红移）可以解释与星系合并模拟中捕获的机制，只要ISM的多相性得到解决。
2011-02-21 astro-ph.CO
The Interplay of Kinetic and Radiative Feedback in Galaxy Clusters
最近的观测提供了一些证据，证明一些冷核星系团（CCC）在其最明亮的星系团星系（BCGs）中拥有类星体。出于这些发现，我们使用3D辐射流体动力学模拟与代码恩佐探索的共同作用的动力学和辐射反馈的超大质量黑洞（SMBHs）在BCGs。我们实现动力学反馈的亚相对论等离子体流出和辐射反馈模型使用射线跟踪辐射转移或热能注入。在我们的模拟中，中央SMBH之间的辐射效率和辐射效率低下的状态的时间尺度上的几个陀螺仪，作为其吸积率的函数的过渡。这种转变的时间尺度主要取决于分配给每种反馈模式的能量比例，并在较小程度上取决于活动星系核（AGN）的总体反馈光度。具体地说，我们发现（a）动力学反馈必须在低吸积率和高吸积率下都存在，以防止冷却灾难，（b）它的贡献可能占AGN总反馈功率的10%以上，因为低于这个阈值，模拟的BCGs大多数时间倾向于容纳射电大声类星体，与观测明显相反。我们还发现活动星系核的反馈功率与团芯冷气丝的质量之间存在正相关关系，这表明对H $α$丝的观测可以作为活动星系核反馈的一种度量。
2020-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of Radiative Feedbacks for Resonant Transitions during Cosmological Recombination
半解析地考虑了由于宇宙学红移而引起的HI $n\to 1$线对HI $(n+1)\to 1$光子的延迟共振重吸收对HI总$n\leftrightarrow 1$跃迁速率的抑制。提出了在简单的三能级近似复合模型框架下考虑这种效应的方法。它被证实，共振反馈影响电离分数在约0.2%的水平上的最后一次散射的时代。提供了氦的HeI $2^1P\leftrightarrow 1^1S$ $\Rightarrow$ HeI $2^3P\leftrightarrow 1^1S$反馈的类似考虑。据证实，允许这种反馈导致预测的自由电子分数增加0.12%，在$z\simeq 2300$。结果表明，考虑到吸收和热化的$2^1P\leftrightarrow 1^1S$共振超平衡光子（在其红移到HeIPDMATHABMR频率）由少量的中性氢（$10^{\rm -7} - 10^{\rm -4}$的总数量的氢原子和离子）存在于氦复合时期是重要的，正确考虑这种氦反馈。
2009-12-30 astro-ph.CO
Optimized Multi-Frequency Spectra for Applications in Radiative Feedback and Cosmological Reionization
近年来，辐射转移算法在许多流体力学程序中的应用，使得对各种天体物理环境中反馈的研究有了显著的改进。然而，由于方法的限制和计算费用，辐射源的光谱通常仅以几个均匀间隔的离散发射频率进行采样。使用一维辐射转移计算，我们调查的差异，周围的气体性质的模型恒星和吸积黑洞所产生的完全是由于光谱离散。我们发现，即使在理想化的情况下，一个静态的和均匀的密度场，常用的离散化方案引起的中性分数和温度的误差的因素平均为2至3，并超过一个数量级在某些列密度制度。在大尺度、密集气体团和由多种化学物质组成的介质上运行的辐射反馈的后果是最严重的。我们已经开发了一种方法，用于优化构建离散光谱，并表明，对于两个测试用例的兴趣，精心选择的四箱光谱可以消除与频率分辨率的高精度的错误。将这些发现应用于早期宇宙的全三维辐射流体动力学模拟，我们发现原始恒星周围的HII区域在大小和形态上都发生了重大变化，证实了一维预测，即离散光谱能量分布可能导致介质物理性质的相当大的不准确性，因此，随后的演变和嵌入其中的物体的可观察特征。
2012-07-23 astro-ph.CO
Consequences of Mechanical and Radiative Feedback from Black Holes in Disc Galaxy Mergers
我们研究了活动星系核的机械反馈和辐射反馈对盘星系合并形成球控星系的影响。合并星系的质量比为1：1至6：1，并包括预先存在的热气晕，以适当地解释AGN反馈的全球影响。利用光滑粒子流体动力学模拟程序（GADGET-3）比较了三种不同活动星系核反馈模型：（1）无黑洞和无活动星系核反馈模型;（2）热活动星系核反馈模型;（3）机械和辐射活动星系核反馈模型。最后一个模型是由宽线类星体的观测所激发的，宽线类星体显示出初始速度为$v_w \ge$ 10，000 km/s的风，以及与活动星系核中心X射线辐射相关的加热。由于机械AGN反馈的气体性质的主要变化是较低的热X射线光度从最后的星系-在更好的协议与观测-和星系外流更高的速度$\sim 1000$公里/秒类似于最近的直接观测附近的合并残留物。流出气体的动能比在热反馈情况下高$\sim$ 20倍。所有的合并残留物的动量为基础的活动星系核反馈$v_w \sim 10,000$公里/秒和$ε_w=2 \times 10^{-3}$，独立于他们的祖先质量比，再现恒星速度色散和黑洞质量（$M_{\rm bh} - σ$）和X射线光度（$L_X - σ$）与$10^{37.5}$尔格/秒$\lesssim L_X (0.3-8~{\rm keV}) \lesssim 10^{39.2}$尔格/秒的速度色散范围内的120公里/秒$\lesssim σ\less…
2014-03-10 astro-ph.CO
Reionization and feedback in overdense regions at high redshift
在高红移下对星系光度函数的观测通常集中在有限大小的视场上，这些视场优先包含明亮的光源。这些区域可能过密，因此相对于全局平均区域有偏差。使用基于Choudhury & Ferrara（2006）的半解析模型，该模型经过校准以匹配大范围的观测，我们研究了过密区域宇宙的再电离和热历史。计算结果表明：（1）由于源数的增加和辐射反馈的增加，在有偏区的再电离和热历史与平均值有明显的不同。(ii)有偏差区域的星系光度函数与平均区域的光度函数有明显的不同。特别是，宇宙再电离产生的辐射反馈效应在更明亮的光度下是可见的。(iii)由于过密区域内的辐射反馈增强，在这些区域的光度函数比平均区域对再电离历史更敏感。反馈效应对于绝对AB星等$M_{AB} \gtrsim -17$在$z=8$是可见的，几乎在现今观测的范围之内，并且肯定会被JWST探测到。这可能作为辐射反馈的额外探测器，从而在高红移下再电离。
2010-11-26 astro-ph.CO
Galaxy assembly, stellar feedback and metal enrichment: the view from the GAEA model
当前星系形成理论模型的一个主要问题是它们无法再现星系集合的明显“反等级”演化：大质量星系似乎自$z\sim 3$以来就存在，而低质量星系的数量密度随着红移的减小而显著增加。在这项工作中，我们进行了系统的分析，不同的恒星反馈计划的影响，进行了GAEA的框架，一个新的半解析模型的星系形成。它包括气体，金属和能量回收的时间，以及化学产率的自洽处理。我们表明，这是至关重要的，使用观测测量的金属丰度作为独立的和强大的约束所采用的反馈方案。所观察到的趋势可以在强排斥性或预防性反馈模型的框架内重现。在前一种情况下，气体喷射率必须随宇宙时间显著降低（如宇宙学“FIRE”模拟的参数化所示）。无论使用的反馈方案，我们成功的模型总是意味着高达60- 70%的重子驻留在一个'喷射'水库，是不可用的冷却高红移。同样的方案预测模型星系的物理性质（例如气体含量，颜色，年龄和金属丰度），与观测数据比我们的基准模型更吻合。被动星系的总体比例主要由内部物理过程决定，环境起次要作用。
2016-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
MMTF Discovery of Giant Ionization Cones in MR 2251-178: Implications for Quasar Radiative Feedback
利用Baade-Magellan 6.5米望远镜上的Maryland-Magellan可调谐滤波器（MMTF）获得的[O III] 5007/H-beta和[N II] 6583/H-alpha深通量比图，在类星体MR 2251-178周围的140 kpc星云中发现了巨大的电离锥。这些锥与在较小尺度（<30 kpc）上观察到的弱双叶射电源对齐。它们的开度角约为120度+/-10度，对向约为4pi球面度的65-90%，其中较大的不确定性考虑了可能的投影效应。外层电离锥中的物质是物质束缚的，这表明所有通过电离锥发射的电离光子都从系统中逃逸。尽管在[O III]中星云的几何形状很大程度上是对称的，但在这些锥体之外，类星体的电离通量要暗2-3倍。总的来说，把锥体内外的贡献加起来，我们发现大约65-95%的类星体电离辐射会离开系统。这些结果强调需要线比地图量化逃逸分数的电离辐射从类星体和星系际介质上的类星体辐射反馈的重要性。
2013-06-24 astro-ph.CO
The impact of black hole feedback on the UV luminosity and stellar mass assembly of high-redshift galaxies
我们采用德尔菲半解析模型研究了黑洞生长对高红移星系的影响，包括观测到的紫外光度和恒星形成率。要做到这一点，首先，我们评估的贡献AGN的总星系紫外光度的恒星质量和红移的函数。我们发现，对于$M_{UV} < -24$ MAG和$z \approx 5 - 6$的星系的黑洞紫外光度超过恒星的紫外辐射成为大多数，我们估计他们的占空比。其次，我们研究了活动星系核和恒星光度函数（LF）的演化，发现它是由它们的特征光度（即星系固有亮度的演化）和它们的归一化（即星系数密度的演化）的变化驱动的，取决于所考虑的光度范围。最后，我们遵循质量组装的历史，为三个不同的晕质量仓，发现活动星系核驱动的外流的大小取决于主机晕质量。我们表明，AGN反馈是最有效的吸积黑洞发射的能量是约$1\%$的晕结合能，并满足这个条件在星系中的晕与$M_h \sim 10^{11.75} M_\odot$在$z=4$。在这种情况下，活动星系核的反馈可以驱动比SN驱动的外流能量高出100倍的外流，并且恒星形成率比没有黑洞活动的相同质量的星系低三倍。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Regulation of Population III Star Formation
我们探讨紫外线（UV）辐射的影响，从大规模的第三族（Pop III）的恒星25，40，80，和120 M_太阳对随后的Pop III恒星的形成。本文特别关注辐射反馈对源Pop III星质量的依赖性。来自源星的紫外线辐射可以通过光加热和光解离过程阻碍次级恒星的形成。最近，Susa & Umemura（2006）的研究表明，在120$M_sun的PopIII星中，电离辐射可以抵消H_2离解辐射的负效应，因为电离锋前形成的H_2壳层可以有效地屏蔽H_2离解辐射。另一方面，当源星质量较小时，由于H_2离解光子数与电离光子数的比值变大，H_2离解辐射的负反馈可能占主导地位。为了研究小质量恒星的辐射反馈效应，我们进行了三维辐射流体动力学模拟，包括电离辐射和H_2离解辐射的辐射转移效应。结果表明，当源星质量小于~25M_sun时，电离辐射不能抑制H_2离解辐射的负反馈。因此，这些质量较小的恒星周围的云的命运完全取决于来自源星的H_2离解辐射通量。通过对H_2壳层的形成及其屏蔽效应的解析估计，导出了辐射流体动力学反馈依赖于源星质量的判据。
2009-02-16 astro-ph.CO
How does radiative feedback from a UV background impact reionization?
电离紫外线背景（UVB）抑制气体吸积，并使气体从小型矮星系的浅势阱中光蒸发。在宇宙学再电离过程中，这种效应会导致负反馈：抑制HII区域内的恒星形成，从而阻碍它们的继续生长。由于涉及的尺度范围很大，很难对这一过程进行建模。我们解决这个问题，使用分层的方法：结合参数化的结果，从单晕崩溃模拟与大规模的再电离模型。在所得到的再电离模型中，星系的电离发射率依赖于再电离红移和UVB强度的局部值。我们提出了一个基于物理动机的恒星形成星系的平均最小质量的解析表达式，它可以很容易地用于模拟星系形成。我们发现UVB反馈：（i）延迟再电离的结束阶段，红移小于0.5;（ii）导致HII区域的更均匀分布，在较小的尺度上达到峰值（大尺度电离功率被抑制了几十个百分点）;（iii）在再电离结束时，每个重子的整体光电离率被抑制了< 2倍。然而，这种影响是适度的，因为气体对UVB的流体动力学响应发生在与再电离相当的时间尺度上。特别是，流行的方法建模UVB反馈与恒星形成星系的最小质量的瞬时过渡，大大高估了它的重要性。UVB反馈不会显著影响再电离，除非：（i）分子冷却的星系对再电离有显著贡献;或（ii）早期宇宙中的内部反馈过程与UVB反馈强烈耦合。由于两者都被认为是不太可能的，我们得出结论，有没有显着的再电离UVB反馈的自我调节。
2013-01-28 astro-ph.CO
Low-Metallicity Protostars and the Maximum Stellar Mass Resulting from Radiative Feedback
新生恒星的最终质量被设定在恒星上的质量吸积终止的时期。我们研究了吸积原恒星的演化和低金属丰度环境中吸积的极限。通过星前核不同金属丰度的温度演化，估算了原恒星的吸积速率。导出的速率随金属丰度的降低而增加，从Z = Z_sun时的10^-6 M_sun/yr增加到Z = 0时的10^-3 M_sun/yr。利用导出的吸积率，数值计算了原恒星的演化。我们发现，在较低的金属丰度，原恒星有一个较大的半径，并达到零年龄主序（ZAMS）在较高的恒星质量。利用这一原恒星的演化，我们评估了辐射反馈阻碍质量吸积的恒星质量上限。我们考虑了辐射压力对吸积包络的影响，以及HII区的膨胀。当Z > 10^-3 Z_sun时，物质吸积最终被作用在包层中尘埃颗粒上的辐射压力所终止，而当金属量较低时，物质吸积最终被HII区的膨胀所终止。这些效应的质量极限随着金属丰度的降低而增加，从Z = Z_sun时的10 M_sun增加到Z = 10^-6 Z_sun时的300 M_sun。吸积的终止发生在所有金属丰度的中心恒星到达ZAMS之后，这使得我们在讨论恒星反馈的质量上限时可以忽略原恒星演化的影响。在低金属丰度的云中，由线冷却引起的碎裂产生质量足够大的星前核，最终的恒星质量由反馈效应决定。
2009-06-08 astro-ph.CO
Assembly Histories and Observational Properties of Simulated Early-type Galaxies
我们表明，大规模的模拟星系组装在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑的原位恒星形成，而后期的增长主要是由吸积的老恒星形成的亚基以外的主星系。我们还表明：1）引力反馈强烈抑制了大质量星系中的晚期恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰性; 2）观察到的星系缩小可以在两相模型中自然地解释; 3）大质量星系的组装历史的细节与它们观察到的运动学性质直接相关。
2012-10-24 astro-ph.CO
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
Galaxy formation with radiative and chemical feedback
在这里，我们介绍GAMESH，一种新的管道，实现自洽的辐射和化学反馈的计算模型的星系形成。通过将宇宙学化学演化模型GAMETE与辐射转移程序CRASH相结合，GAMESH可以对描述形成中星系红移演化的N体模拟的真实输出进行后处理。在介绍了GAMESH的实现及其特点后，我们将该代码应用于银河系形成的低分辨率N体模拟，并研究了自洽辐射和化学反馈的综合效应。许多物理性质，可以直接与银河系及其周围卫星的观测结果进行比较，预测的代码沿着合并树组装。由此产生的红移演化的本地组恒星形成率，再电离和金属富集以及预测的金属丰度分布函数的晕星与观测进行了严格的比较。我们讨论了GAMESH的第一个版本的优点和局限性，也开辟了新的方向，充分实施反馈过程中的星系形成模型相结合的半解析和数值方法。
2015-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Feedback from high mass X-ray binaries on the formation of the first galaxies and early reionization
最近的研究表明，第一代恒星，即所谓的第三星族（PopIII），可能主要是在双星系统中形成的，或者是作为小型多重系统的成员。在这里，我们调查的影响，X射线反馈的高质量X射线双星（HMXB）留在恒星双星系统后，主要形成一个黑洞（BH），吸积气体在一个高的速度从同伴，一个过程，被认为是有利的低金属特征的高红移气体。由于它们的大平均自由程，X射线能够在宇宙的再电离完成之前很久就预电离和预热星系际介质（IGM）和晕中的气体，因此可能强烈地影响了随后几代恒星的形成以及再电离。我们已经进行了放大的流体动力学宇宙学模拟的minihaloes，占形成的Pop III星和他们的崩溃成BH和HMXB，以及相关的辐射流体动力学反馈的UV和X射线光子。我们没有发现强有力的净反馈HMXBs的模拟恒星形成的历史。另一方面，预热的IGM的HMXB导致一个强大的抑制小规模的结构，并显着降低在IGM的重组率，从而产生一个净的正反馈再电离。我们进一步表明，HMXB的X射线反馈可以增强来自Pop III祖星的电离反馈，以抑制第一批BH上的气体吸积，限制它们成长为超大质量BH。最后，我们表明，X射线电离的HMXB留下不同的签名的性质的高红移氢，可能会在即将到来的观测的红移21厘米自旋翻转线探测。
2014-03-12 astro-ph.CO
Radiative feedback and cosmic molecular gas: the role of different radiative sources
我们目前的结果从多频辐射流体动力学化学模拟解决原始恒星的形成和相关的恒星反馈从不同的人口的恒星，恒星能量分布（SED）和初始质量函数。光谱的大质量恒星，中等质量的恒星和定期太阳类恒星采用了超过150个频率箱的网格，并始终与流体力学，重元素污染和非平衡物种的计算。强大的大质量第III星族恒星被发现能够大量地释放氢，随后释放氦和氦$^+$，导致早期星系际介质中状态方程的反转和金斯质量的增加。辐射对恒星形成率的影响在几倍到1倍之间，取决于SED。辐射过程负责气体加热和光蒸发，虽然软SED的排放影响较小。这些发现对宇宙气体预热、原始直接坍缩黑洞、低质量矮星系等“宇宙化石”的形成、AGNi在再电离过程中的作用、扩展盘的早期形成和角动量灾难都有意义。
2016-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological feedback from a halo assembly perspective
本文从暗晕组装历史角度研究重子反馈对宇宙学探针的影响，发现反馈在暗晕质量约 $10^{12.8} M_\odot$ 时效率最高，并据此提出降低透镜分析敏感性及解释 tSZ 功率偏低的策略。
2025-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The M-Z relation for galaxy groups
恒星质量和金属丰度是星系的基本参数之一。了解这些性质之间的相互作用以及它们对环境的依赖性，将使我们对星系群中正在进行的物理和反馈过程有一个大致的了解。我们研究的恒星质量之间的关系和环境的依赖性，气体金属丰度超过1900星系群的红移0.35使用星系和质量大会（GAMA）的调查。使用超过28，000个恒星形成场星系的对照样本，我们发现了星系群中气体金属丰度减少的证据。
2012-10-10 astro-ph.CO
Dusty torus formation by anisotropic radiative pressure feedback of active galactic nuclei
活动星系核的反馈对于星系的形成和演化具有重要意义。人们已经认识到，由于尘埃的存在，辐射压力反馈可能是一种有效的机制。在这封信中，我们讨论了各向异性辐射压力的影响，这是不可避免的，如果紫外/光发射来自一个吸积盘。由于各向异性吸积盘辐射的影响，尘埃气体的分布也应该是各向异性的，即在吸积盘的正面方向上的尘埃可以相对更容易地被吹出，而在边缘方向上的尘埃可以存活。这一结果可以解释一些具有高爱丁顿比的活动星系核的存在，也可以定量地再现观测到的2型活动星系核的比例随着亮度的增加而减少。在尘埃环的形成、演化和耗尽的背景下，提出了活动星系核形成和演化的顺序。我们的模型预测存在明亮的活动星系核与尘埃环面，但没有宽线区。最后讨论了各向异性辐射对活动星系核光度函数和辐射效率计算的意义。
2011-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
CMB bounds on primordial black holes with dark matter mini-halos: the role of radiative feedback
本文重新考察了CMB对原初黑洞的约束，发现考虑黑洞周围气体辐射反馈后，含暗物质迷你晕的约束被大幅放宽，表明此前分析高估了迷你晕对吸积率的提升作用。
2024-06-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies
我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。
2012-11-16 astro-ph.CO
Astraeus I: The interplay between galaxy formation and reionization
本文介绍了一个新的星系演化和再电离自洽模型ASTRAEUS（semi-numerical辐射转移coupling of星系形成and Reionization in N-body暗物质simulation S），它将最先进的N-body模拟与半解析的星系演化DELPHI和半数值的再电离方案CIFOG相耦合。ASTRAEUS包含了星系形成和演化的所有关键过程（包括吸积、合并、超新星和辐射反馈），并跟踪了星系际介质（IGM）电离区的时间和空间演化。重要的是，它探讨了不同的辐射反馈模型，涵盖了物理上合理的参数空间，范围从一个弱的和延迟到一个强大的和立即减少气体质量可用于恒星形成。从我们的模拟套件，涵盖了不同的辐射反馈处方和电离拓扑结构，我们发现，辐射反馈不断减少恒星形成的星系与$M_h<10^{9.5}M_{\odot}$后，本地再电离;较大的质量晕不受影响，即使是最强的和即时的辐射反馈的情况下，在再电离。由于这个原因，不同辐射反馈情景的电离拓扑结构仅在小于$1-2$ Mpc的尺度上有所不同，并且只有当物理参数（例如电离光子的逃逸分数）根据星系性质改变时才会发现显著的偏差。最后，我们发现观测值（紫外线光度函数，恒星质量函数，再电离的历史和电离拓扑结构）几乎没有受到影响的选择所使用的恒星星族的合成模型，无论是模型单星或双星。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasar Absorption Lines from Radiative Shocks: Implications for Multiphase Outflows and Feedback
对类星体中某些低电离宽吸收线的光电离建模表明，这些吸收体非常紧凑（Δ R~ 0. 01 pc），星系尺度（R kpc）吸收体蓝移了几千km/s。虽然这些可能是类星体外流的特征，但这种紧凑的吸收体的寿命太短，不可能是核风的直接喷出物。相反，我认为，吸收云必须是短暂的，并在原地创建。根据Faucher-Giguere，Quataert和Murray（2011）详细描述的论点，我证明了一个模型，其中当类星体冲击波沿着视线撞击星际云时，冷吸收体形成辐射冲击，成功地解释了关键的观测特性。利用这个辐射激波模型，估算了三个亮类星体的外流动力学光度为Edot，k~2-5% L_AGN（对应的动量通量Pdot~2-15 L_AGN/c），与M-σ关系的反馈模型一致。这些能量是类似的，最近推断的分子外流在当地的超亮红外星系和post-starburt风，这表明活动星系核（AGN）是能够驱动这样的外流。辐射冲击可能会影响在一系列其他系统，包括更窄和更高的电离类星体吸收线，和紧凑的星系际吸收喷出的恒星形成和活动星系核活动的外流的多相结构。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hidden satellites of massive galaxies and quasars at high-redshift
使用宇宙学，辐射流体动力学模拟针对一个罕见的$\approx \, 2 \times 10^{12} \, \rm M_\odot$晕在$z \, = \, 6$，我们表明，大量的晕内的卫星星系的数量计数和内部属性的灵敏度调节相结合的本地恒星辐射反馈和强大的潮汐力。在第一次超新星爆发之前，辐射反馈就开始起作用，并导致星系的束缚不那么紧密。因此，当它们附着在主要的祖先上时，更容易受到潮汐剥离的影响，并且在明显较短的时间尺度上被潮汐破坏。因此，在母系统的维里半径内具有$M_{\rm \star} > 10^{7} \, \rm M_\odot$的卫星的数量相对于在没有恒星辐射反馈的情况下执行的相同模拟下降了多达$60 \%$。辐射反馈也会影响中央星系，其有效半径增加了一个因素$\lesssim 3$由于存在一个更广泛和扩散的恒星成分。我们认为，在大质量高红移星系附近的卫星的数量是恒星辐射反馈的强度的一个指标，并可以在极端的宇宙环境中的高红移类星体低得惊人。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion onto Intermediate Mass Black Holes Regulated by Radiative Feedback I. Parametric Study for Spherically Symmetric Accretion
利用流体动力学程序ZEUS-MP和辐射转移算法研究了辐射反馈对中等质量黑洞吸积的影响。在本文中，第一个系列，我们假设吸积从一个均匀致密的气体具有零角动量和极低的金属。我们的一维和二维模拟探索了黑洞附近发射的X射线和紫外线辐射如何从大尺度上调节气体供应。1D和2D模拟显示了相似的吸积速率和吸积峰值之间的周期，这意味着在2D模拟中开发的流体不稳定性不会影响平均流特性。我们提出了一套模拟探索吸积在一个大的参数空间，包括不同的辐射效率和辐射光谱，黑洞的质量，密度和温度，$T_\infty$，邻近的气体。在协议与以前的研究中，我们发现定期的振荡行为的吸积率，占空比$\sim 6%$，平均吸积率的3% $(T_{\infty}/10^4 {\rm K})^{2.5}$的邦迪率和峰值吸积$\sim 10$倍的平均值为$T_{\infty}$范围在3000 K和15000 K之间。我们推导出参数公式的爆发之间的周期，平均吸积率和峰值光度的爆发，从而提供了一个配方的反馈调节吸积如何运作。热电离气体的温度分布是决定吸积率的关键，而爆发的周期与斯特伦格伦球的平均大小成正比，我们发现在高密度与低密度制度的吸积定性不同的模式。我们还发现，较软的辐射光谱产生较高的平均吸积率。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Feedback from central black holes in elliptical galaxies. III: models with both radiative and mechanical feedback
我们发现，从高分辨率的水模拟，风从活动星系核有效地加热椭圆星系的内部（~100 pc），减少中央SMBH的下降;和辐射（光电离和X射线）加热减少冷却流量在千秒差距尺度。包括两种类型的反馈，其（峰值）效率分别为3 × 10^{-4} <λ_mech < 10^{-3}和λ_rad ~10^{-1.3}，产生的系统具有与大质量椭圆系统的广泛现代观测相一致的占空比、中心SMBH质量、X射线光度、光学光剖面和E+A光谱。我们的主要结论是，机械反馈（包括所有三个能量，动量和质量）是必要的，但效率，基于几个独立的参数必须是一个因素的10比通常假设的低。爆发在z>1时很频繁，随着能量和富含金属的气体从星系中被驱逐到周围的介质中，爆发的频率在目前的时代下降。对于一个最终恒星质量为3 × 10^{11} Msun的典型星系，自z~2以来，大约有3 × 10^{10} Msun的再循环气体被添加到ISM中，其中大约63%被驱逐出星系，19%在中心几百秒差距内转化为新的富含金属的恒星，2%被添加到中心SMBH中，剩下的16%以热X射线发射ISM的形式存在。爆发占据了大约1.7亿年的总时间，大约是可用时间的1.4%。此时，中央SMBH将分别在约45%和约71$%的时间内被视为UV或光源。限制到最后的8.5 Gyr，爆发占据约44 Myr，对应于约5 × 10^{-3}的基准占空比。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
nIFTy galaxy cluster simulations II: radiative models
我们用10个不同的程序（RAMSES，2个AREPO和7个GADGET的化身）模拟了$Λ$ CDM宇宙中大质量星系团（M $_{200}^{\rm crit}$ = 1.1 $\times$ 10 $^{15}h^{-1}M_{\odot}$）的形成，用全辐射次网格物理模拟了流体动力学。这些代码包括光滑粒子流体动力学（SPH），跨越传统和先进的SPH计划，自适应网格和移动网格代码。我们的目标是研究不同的辐射物理实现模拟集群之间的一致性-如冷却，恒星形成和活动星系核反馈。我们比较图像的集群在$z=0$，全球性的性质，如质量，径向配置文件的各种动力学和化学量。我们发现，相对于非辐射模拟，暗物质更集中，程度不简单地取决于活动星系核反馈的存在/不存在。全球数量的散射比非辐射运行高得多。有趣的是，增加辐射物理似乎已经消除了Sembolini et al.（2015）中非辐射模拟的熵分布中存在的基于代码的显著差异：辐射物理+经典SPH可以产生熵核。此外，包含/不包含活动星系核反馈并不是一个代码是否产生不切实际的温度反演和中心熵下降的分界线--就像描述恒星内容的情况一样。然而，活动星系核的反馈确实强烈地影响了整个恒星的分布，限制了过冷的影响，并明显地减少了恒星的分数。
2015-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative feedback and the low efficiency of galaxy formation in low-mass haloes at high redshift
任何成功的星系形成模型都需要解释今天星系的小祖先中恒星形成的低速率。这种低效率是必要的复制低恒星维里质量分数，建议目前的丰度匹配模型。这种低效率的一个可能的驱动因素是来自大质量恒星的电离光子所施加的辐射压力。在宇宙学中，放大星系形成模拟辐射压力的影响被建模为一个非热压力，只在致密和光学厚恒星形成区域的行为。我们还包括大质量恒星的光致电离和光致加热。氢的完全光电离减少了$10^{4-4.5}$ K区域的辐射冷却。辐射压力的主要作用是调节和限制气体密度的高值和可用于恒星形成的气体量。这使得质量约为$z\simeq3$的$10^{11} \ {M_\odot}$的晕中的$\sim 1 \ {\rm M_\odot} \ {\rm yr}^{-1}$恒星形成率较低。红外捕获和光电离/光加热过程是在这个质量范围内的次级效应。居住在这些低质量晕中的星系只包含恒星总维里质量的$\sim0.6\%$，与丰度匹配大致一致。辐射反馈维持着一个具有上升圆速度剖面的扩展星系。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative feedback and cosmic molecular gas: numerical method
利用GADGET程序，采用多频辐射转移方案和非平衡态分子化学方法，对13种原初粒子（e-，H，H+，H-，He，He+，He++，H2，H2+，D，D+，HD，HeH+）的宇宙结构形成进行了自洽三维数值模拟.我们描述了我们的实现和显示测试电离球膨胀在一个静态和动态的密度场周围的一个中央辐射源，以及宇宙学的丰度演化加上宇宙微波背景辐射。作为辐射反馈在分子气体中的示范应用，我们还在~ 1 Mpc大小的盒子中进行了早期结构形成的宇宙学模拟。我们的测试与分析和数值预期一致。与其他工作一致，我们发现来自中心源的电离锋可以提高激波压缩气体中的H2分数。对H2的紧密依赖也导致HD分数的相应提高。我们看到典型的分子丰度强烈降低到几个数量级，这部分阻碍了原始中性气体的进一步气体崩溃，并清楚地表明需要再电离气体或金属冷却以形成下一代结构。
2012-02-27 astro-ph.CO math-ph math.MP
SPH Simulations of Black Hole Accretion: A Step to Model Black Hole Feedback in Galaxies
（摘要）我们测试如何准确地平滑粒子流体动力学（SPH）数值技术可以遵循球对称的邦迪吸积。利用三维SPH程序GADGET-3，模拟了质量为10^8 M_sun的中心超大质量黑洞（SMBH）在径向0.1 - 200 pc范围内的气体吸积过程.我们进行模拟，没有和辐射加热的中央X射线电晕和辐射冷却。对于绝热情况，流体动力学性质的径向轮廓匹配Bondi解，除了计算区域的内半径和外半径附近。我们发现，绝热的邦迪吸积可以在邦迪半径的几个动力学时间的持续时间，并为更长的时间，如果外半径增加。在辐射加热和冷却的情况下，球形吸积气体需要比绝热Bondi吸积运行更长的时间才能达到稳态，并且在某些情况下甚至在几百个动力学时间内也不会达到稳态。我们发现，在GADGET代码中的人工粘度导致过度加热的内半径附近，使气体的热性质与物理解决方案不一致。这种过热通常只发生在气流的超音速部分，因此它不会影响质量吸积率。我们看到，增加X射线光度产生较低的中心质量流入率，这意味着由于辐射加热的反馈在我们的模拟中是可操作的。在足够高的X射线光度下，流入的气体被辐射加热，并形成外流。我们的结论是，SPH模拟可以捕捉到研究辐射反馈所需的气体动力学提供人工粘性改变只有高超声速部分的流入。
2011-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Formation and Radiative Feedback of First Objects and First Galaxies
首先，形成的第一个物体驱动的暗物质的高分辨率流体动力学模拟重温。结果表明，在暗物质尖点的帮助下，~ 10^4 M_sun的暗物质晕可以产生第一发光体。因此，第一个物体的质量比之前的预测小了大约两个数量级。这意味着在早期宇宙中形成的Pop III恒星的数量可能比迄今为止认为的要大得多。第二，利用辐射流体动力学模拟研究了第一类天体中光电离和光解离光子的反馈，证明了在10^5M_2太阳晕中可以形成多颗恒星。第三，利用光离解反馈研究了原始原恒星周围吸积盘的碎裂。结果表明，光解离能降低原恒星的质量吸积率。此外，小至0.8 M_sun的原恒星也可能在保持质量的情况下被抛射并演化，这可能是星系晕中的“真正的第一颗星”。最后，最先进的辐射流体动力学模拟进行调查的第一星系的内部电离和逃逸的电离光子。我们发现，即使在质量大于6* 10^9 M_sun的晕中，通过形成大质量恒星的紫外反馈也会提高逃逸分数，同时显著降低恒星形成率。这可能对宇宙再电离产生重大影响。
2012-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Highly-luminous cool core clusters of galaxies: mechanically-driven or radiatively-driven AGN?
冷的核心星系团需要来自其中心活动星系核的强烈反馈来抵消冷却。本文研究了强冷核、高亮度（大部分L_x > 10^（45）erg/s）星系团，这些星系团的中心活动星系核喷流的平均功率必须很高，但没有发现中心点X射线源。利用Chandra独特的空间分辨率，分析了13个星团的样本，包括A1835，A2204和最大的冷核星团之一RXCJ 1504.1 -0248。所有的中央星系都有一个射电源，表明有一个活跃的核，没有明显的X射线点源。对于样本中的所有星系团，原子核的X射线辐射光度低于整个星系团的2%。我们研究了这些集群如何能够有如此强的X射线光度，短的辐射冷却时间的内部气体需要强大的能量反馈来抵消冷却，但有这样的辐射效率低的核心，平均，Lkin/Lnuc超过200。这个谜题的解释对喷流的起源和运行，以及建立星系及其周围介质演化的动力学反馈的重要性具有重要意义。
2011-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radiative Stellar Feedback in Galaxy Formation: Methods and Physics
来自恒星的辐射反馈（RFB）在星系中起着关键作用，但仍然知之甚少。我们探索这一点，使用高分辨率，多频辐射流体动力学（RHD）模拟反馈在现实环境（FIRE）项目。我们通过银河系质量尺度研究超暗矮星，包括H+He光电离;光电，莱曼沃纳，康普顿和尘埃加热;和单次+多次散射辐射压力（RP）。我们比较了不同的数值算法：基于光线的LEBRON（光学薄时精确）和基于矩的M1（光学厚时精确）。星系尺度上最重要的RFB通道是光电离加热和单散射RP：在所有星系中，大多数电离/远紫外光度（约1/2的寿命积分测辐射热）被吸收。在矮星中，最重要的作用是来自抑制吸积的紫外背景的光电离加热。在MW质量星系中，元星系背景的影响可以忽略不计，但局域光电离和单次散射RP有助于调节星系恒星形成效率和降低中心密度。如果没有一些RFB（或其他“快速”FB），解析的GMC转换成恒星的效率太高，使星系由超密度的束缚星团主导。这使得当SNe在这些超集群天体中爆炸时，恒星的形成更加暴力和“突发”：因此，包括RFB“平滑”SFH。这些结论对RHD方法是稳健的，但M1产生更强的影响。像在以前的FIRE模拟，红外多重散射是罕见的（可忽略不计的矮星，~10%的RP在大质量星系）：吸收主要发生在'正常' GMC与A_v~1。
2020-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Quasar Radiative Feedback May Suppress Galaxy Growth on Intergalactic Scales at $z = 6.3$
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Augustana Campus, University of Alberta（阿尔伯塔大学奥古斯都校区）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）；Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Division of Particle and Astrophysical Science, Nagoya University（名古屋大学粒子与天体物理科学分部）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory - Astrophysics Group, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室天体物理组）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；AURA for the European Space Agency (ESA), Space Telescope Science Institute（欧洲航天局（ESA）授权机构AURA，太空望远镜科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文系）
研究发现类星体辐射抑制了附近星系的近期恒星形成，表明快速H2光解离可能解释了其辐射反馈作用。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of disk galaxies in preheated media: a preventative feedback model
我们介绍了一个半解析的星系形成模型实现了自洽处理热晕气体配置和组装的中心盘。使用该模型，我们探讨了一个预防性的反馈模型，在该模型中，环晕介质被假定为预热到一定的熵水平的早期星爆或其他过程，并比较它与一个喷射反馈模型，在该模型中，重子是第一次吸积到暗物质晕，随后弹出的反馈。该模型表明，当介质被预热到与晕维里熵相当的熵时，重子吸积可以大大减少和延迟。此外，预热的介质可以建立一个扩展的低密度气体晕时，它吸积到暗物质晕，并导致在一个特定的角动量的冷却气体大到足以形成中心磁盘作为延长所观察到的。结合模拟的晕组装的历史，预防性反馈模型可以重现显着良好的观测的标度关系。这些包括冷重子（恒星加上冷气体）质量分数晕质量关系，恒星形成历史，磁盘大小恒星质量关系及其演化，以及作为红移的函数的低质量星系的数量密度。相比之下，传统的喷射反馈模型未能再现这些观察到的趋势。使用该模型，我们表明，盘星系的属性是密切相关的热晕气体的热状态，甚至可能的环晕介质，这表明，观测数据的盘属性和环星系热/暖介质可能共同提供有趣的限制星系形成模型。
2014-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
3-D Radiative Transfer Calculations of Radiation Feedback from Massive Black Holes: Outflow of Mass from the Dusty "Torus"
观测和理论论证表明，活动星系核的质量外流中携带的动量可以达到L / c的几倍，相当于每年数百个太阳质量的外流率。单靠管线上的辐射压力可能不足以提供这种动量沉积，而尘埃核气体中再处理的红外辐射的转移被假定可以提供额外的增强。然而，这种机制的功效将对多维效应敏感，例如，再处理的辐射优先沿着低柱密度的视线逃逸的趋势。本文用Monte Carlo辐射转移方法计算了在离吸积超大质量黑洞约10秒差距范围内的尘埃气体所受的辐射力。我们计算的净速率的动量沉积在周围的气体和估计的质量损失率在由此产生的外流作为立体角的函数不同的黑洞亮度，视线平均柱密度，聚集参数，和开角的尘埃气体。我们发现，这些尘埃驱动的风携带1-5倍L / c的动量通量，对应于一个10^8太阳质量的黑洞在爱丁顿极限或其附近辐射时每年10-100个太阳质量的质量损失率。这些结果有助于解释超高速星系团中高速分子和原子外流的起源，并为包括活动星系核反馈在内的星系演化的数值模拟提供信息。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
