The Role of Radiation Pressure in the Narrow Line Regions of Seyfert Host Galaxies
利用Siding Spring Southern Seyfert光谱快照巡天（S7）的积分场数据，研究了4个Seyfert星系扩展窄线区（ENLR）中辐射压和气体压的相对意义。我们证明了在ENLR的标准发射线诊断图上存在两种不同类型的星爆-活动星系核混合曲线，它们反映了ENLR中气体压力和辐射压力之间的平衡。其中两个星系的ENLR始终以辐射压为主，电离参数保持恒定（log U ~ 0）。在另外两个星系中，辐射压最初是重要的，但随着ENLR中的电离参数从log U ~ 0减小到-3.4 <= log U <=-3.2，气体压力变得占主导地位。在辐射压占主导地位的地方，活动星系核在千秒差距尺度上调节星际介质的密度，因此可能对恒星形成活动和/或宿主星系外流的发生率产生直接影响，其影响范围远远超出黑洞的影响范围。我们发现，辐射压力为主和气体压力为主的ENLR是动态活跃的流出的证据，表明辐射压力可能是活动星系核反馈的一个重要来源，即使它不是占主导地位的整个ENLR。
2016-04-20 astro-ph.GA
The Kelvin-Helmholtz instability in the Orion nebula: The effect of radiation pressure
最近对猎户座分子云表面波纹结构的观测（Berné等人，2010年）被归因于开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。主要在恒星形成区附近看到的波状结构发生在被大质量恒星电离的热扩散气体和冷的致密分子云之间的界面上。大质量恒星和星团的辐射压是云动力学中经常考虑的重要问题之一。在这里，我们调查的辐射压力的影响，从著名的梯形星团在猎户座星云，KH不稳定性的演变。本文用线性微扰分析方法研究了在一定波长范围内辐射压存在时HII区与分子云界面的稳定性。线性分析表明，辐射压的加入使KH模的增长率增大，从而使不稳定性的e倍时间尺度减小。另一方面，不稳定性的域被扩展并且包括更多的波长，由更小的波长组成，而不是当不考虑辐射压力的影响时的情况。结果表明，对于$λ_{\rm KH}>0.15\rm pc$，KH不稳定性的增长率与辐射压强无关。基于我们的研究结果，辐射压力是大质量恒星附近分子云中KH不稳定性发展和随后湍流子结构形成的触发机制。还研究了辐射压力存在时磁场的作用，结果表明，磁场抑制了辐射压力引起的效应。
2017-05-25 astro-ph.GA
Background X-ray Radiation Fields Produced by Young Embedded Star Clusters
我们银河系中大多数恒星的形成都发生在嵌入式星团中，这些背景环境会影响其中发生的恒星和行星形成过程。反过来，年轻的恒星成员可以塑造背景环境，从而提供反馈机制。这项工作探讨了恒星反馈的一个方面，通过量化年轻恒星物体产生的背景X射线辐射场。具体地说，由集群环境产生的X射线亮度和X射线通量的分布被构造为集群成员大小$N$的函数。对于给定的团簇大小分布$N$，还构造了复合通量分布。由此产生的分布是广泛的，X射线辐射场是中等强度的，预期的通量水平超过宇宙和银河X射线背景的$\sim10-1000$的因素（能量为0.2 - 15千电子伏）。对于几何上薄而光学上厚的拱星盘，来自背景星团的X射线通量占主导地位，由一个典型的中心恒星在外盘，其中$r \ga 9 - 14$ AU提供。此外，由团簇X射线背景提供的电离率的期望值为$ζ_X\sim8\times10^{-17}$ s $^{-1}$，约为宇宙射线电离率的正则值的4 ~ 8倍。星团中这些升高的通量水平表明，X射线可以影响星周盘和年轻恒星物体之间的物质的电离，化学和加热。
2012-08-23 astro-ph.GA
The Dynamics of Radiation Pressure-Dominated HII Regions
我们评估的作用，辐射压力的动力学的HII地区。我们首先确定在什么条件下，辐射压力是显着的气体压力相比，并表明，虽然辐射压力一般是不重要的HII地区驱动的少数大质量恒星，它是占主导地位的大规模星团产生的大规模HII地区附近的银河系中心和星暴环境。然后，我们提供了一个解决方案的问题时，辐射压力影响他们的行为的HII区域如何扩大。最后，我们比较辐射为主的HII区域的恒星反馈的其他来源，并认为HII区域可能是调节大质量星团形成的主要机制。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relative Importance of Thermal Gas, Radiation, and Magnetic Pressures Around Star-Forming Regions in Normal Galaxies and Dusty Starbursts
本文研究了在一个邻近的正常和亮红外星系样本中，围绕$\approx$ 200恒星形成区的热气体、辐射和（最小能量）磁压的相对重要性。由于星系距离的范围，压力估计的空间尺度跨越$\sim$ 0.1 $-3$千秒差距。热气体辐射压力的比率似乎并不显着依赖于恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}$），但表现出稳定的下降，增加物理尺寸的光圈，在该数量进行测量。磁-辐射压力比作为$Σ_{\rm SFR}$的函数似乎相对平坦，并且在核和非核区域的值相似，但与热气体-辐射压力比不同，随着孔径尺寸的增加，磁-辐射压力比呈现稳定的增加。此外，似乎磁压通常弱于亚千秒差距尺度上的辐射压力，并且仅在几千秒差距尺度上开始发挥重要作用。当内压项相加时，它们与（$Σ_{\rm SFR}$ -推断的）kpc尺度动态平衡压力估计值的比率大致恒定。因此，看起来星系盘的物理区域，而不一定是环境（例如，核与双核区域）或恒星形成活动，可能在确定哪个压力项在恒星形成区域周围最活跃方面发挥主导作用。这些结果是一致的，在这种情况下，主要作用于不同的物理尺度的过程的组合共同工作，以调节星系盘中的恒星形成过程。
2022-08-02 astro-ph.GA
Nonthermal Radiation of Young Supernova Remnants
一个新的数值代码，设计了详细的非线性扩散激波加速的数值处理，用于年轻超新星遗迹的粒子加速和辐射的模拟。该模型是基于球对称流体动力学方程补充相对论粒子的输运方程。首次通过详细的数值计算研究了电子和质子在正向和反向冲击下的加速问题。我们模拟了年轻超新星遗迹RX J1713.7-3946的非热辐射的能谱和空间分布，并将计算结果与从射电到极高能伽马射线的宽能带中获得的该物体的光谱和形态特性进行了比较。我们讨论了所谓的强子和轻子模型的优点和缺点，假设所观察到的TeV伽马射线发射产生的加速质子和电子，分别。我们还讨论了一个“复合”的情况下，从壳的主要部分的伽马射线通量具有逆康普顿起源，但与强子起源与壳相互作用的致密云的不可忽略的贡献。
2009-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Driving gas shells with radiation pressure on dust in radiation-hydrodynamic simulations
我们提出了辐射驱动的气体壳层发射明亮的活动星系核（AGN）在孤立的暗物质晕的辐射流体动力学模拟。我们的目标是（1）调查活动星系核辐射压力的尘埃发射星系外流的能力和（2）限制红外（IR）多重散射的效率，提高外流加速。我们的模拟进行了辐射流体动力学代码RAMSES-RT，包括单散射和多散射的辐射压力从AGN，辐射冷却和自引力。由于流出的壳层最终对入射辐射场总是透明的，所以即使在高AGN光度下，吹扫所有介入气体的流出物也可能保持与它们的晕的引力束缚。流出壳的膨胀是很好地描述了简单的分析模型，只要壳是温和的光学厚度的红外辐射。在这种情况下，通过IR多次散射的壳的加速度的增强如预测的那样发生，即力dP/dt = tau_IR L/c施加在气体上。然而，对于高光学深度τ_IR > 50，即使辐射被有效地限制，流出的光学厚气体和IR辐射之间的动量传递也被迅速抑制。在高τ_IR处，特征流动时间变得比IR辐射的所需捕获时间短，使得动量通量dP/dt <<τ_IR L/c。我们认为，虽然不太可能解开大规模的星系气体晕，活动星系核辐射压力的尘埃可以发挥重要作用，在调节恒星的形成和黑洞吸积在大规模的紧凑星系的核在高红移。
2018-05-24 astro-ph.GA
Inclusion of the effect of radiation pressure on the accretion phenomena in astrophysics
研究吸积现象是了解大多数天体的窗口，从恒星的诞生到活动星系核（AGN）。在吸积现象中，我们将采用降低吸积率M的辐射压力的作用。盘吸积的Shakura-Sunyaev $α$ -盘模型可以作为ADAF的一个很好的候选理论。吸积物质角速度的减小导致吸积盘光度和表面温度的降低，这实质上意味着标准吸积盘模型从C_2向ADAF的转变。
2023-01-02 astro-ph.GA
Spatially-resolved UV diagnostics of AGN feedback: radiation pressure dominates in a prototypical quasar-driven superwind
在星系演化模型中，由活动星系核（AGN）驱动的星系尺度风经常被用来抑制恒星的形成，但驱动这些外流的机制一直存在激烈的争论。活动星系核的两个关键反馈模型是（1）辐射压力加速冷气体和（2）携带ISM的热外流风。高度电离的发射线诊断代表了区分这些情况的一种强有力的手段，因为它们对热风对ISM云的预期压缩很敏感。在这里，我们报告的第一个空间分辨紫外发射光谱的原型（无线电安静）类星体驱动的超风周围的模糊类星体SDSSJ 1356 +1026在z=0.123。我们观察到的OVI/CIV，NV/CIV和CIV/HeII的比率是非常相似的流出气体云<100 pc和~10 kpc的核。活动星系核辐射压占主导地位的动力学的云，预计这种相似性。将观测到的线辐射与辐射压和/或热风平衡的云模型进行比较，我们排除了动力学上重要的热风的存在，并将热气体压力与辐射压之比限制在P_hot/P_rad<0.25，在<100 pc和~10 kpc处都是如此。此外，最适合观测到的紫外线比的辐射压约束云模型的预测与观测到的漫射X射线光谱是一致的。这些结果表明，这个活动星系核超级风是由辐射压力驱动的，或者是由一股热风驱动的，尽管活动星系核正在进行活动，但热风已经消散。
2020-02-06 astro-ph.GA
Radiation pressure in super star cluster formation
恒星形成的物理学在其极端，在原子核和宇宙中最大质量的星团-潜在的大质量黑洞托儿所-几十年来一直逃避审查。这些系统的光谱一直很稀少，而理论论据表明，尘埃颗粒上的辐射压力在某种程度上抑制了恒星的形成。在这里，我们利用加速蒙特卡罗辐射输运计划报告的辐射流体动力学模拟的超级明星团簇形成的湍流云。我们发现，辐射压力使全球恒星形成效率降低30- 35%，恒星形成率降低15- 50%，两者都是相对于无辐射的控制运行。总的来说，辐射压力并没有终止恒星形成的气体供应，最大质量星团的最终恒星质量是$\sim 1.3\times10^6\,M_\odot$。与理想化的理论模型相比，有限的影响归因于超音速湍流，引力坍缩介质中的辐射物质反相关。在大质量星团外的孤立区域，气体分布受到的干扰较少，辐射压在限制恒星形成方面更有效。星团核心的恒星密度为$\ge 10^{8}\,M_{\odot}\,\textrm{pc}^{-3}$，恒星速度色散为$\gtrsim 70\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$。我们的结论是，超星团核有利于通过动力学核坍缩和恒星合并形成超大质量恒星。我们推测，非常大质量的恒星可能会避免声称的灾难性的质量损失，继续吸积致密气体冷凝从引力限制电离阶段。
2017-11-26 astro-ph.GA
Hydrides in Young Stellar Objects: Radiation tracers in a protostar-disk-outflow system
最丰富的重元素的氢化物是宇宙化学中的基本分子。其中一些是紫外线或X射线照射的痕量气体。目的：我们探索W3 IRS 5，一个高质量恒星形成的原型区域的主要恒星的丰度。方法：利用Herschel空间天文台的HIFI对W3 IRS 5进行8个波段的深积分（约2500 s）观测。结果：检测到CH、NH、H3 O+等靶线，以及新分子SH+、H2O+、OH+。H2O+和OH+ J=1-0谱线主要出现在吸收中，但也表现出弱的发射（P-Cyg样）。发射需要高密度，因此最有可能起源于原恒星附近。这是证实了线位移相对于年轻的恒星对象（YSO）的情况下。此外，H2O+和OH+也包含相对于W3 IRS 5移动的速度的强吸收分量，这归因于前景云。结论：来自观测的分子柱密度与一个模型的预测，假设主要的发射区域是在流出的墙壁，加热和照射的原恒星紫外线辐射。
2010-07-20 astro-ph.GA
Binary AGN simulations with radiation pressure reveal a new duty cycle, and a reduction of gravitational torque, through 'minitori' structures
我们产生了第一套双活动星系核的辐射流体力学模拟在秒差距尺度分离的尺度模型模拟。我们使用SPH的流体动力学，和光线跟踪计算光学深度和辐射压力从两个活动星系核。我们证实，没有辐射压力，引力矩的符号是敏感的二进制参数，虽然在我们的两个轨道配置的二进制应合并在一个时间尺度为$<10^9$年。然而，辐射压力迅速破坏每个SMBH周围的“minitori”，大大减少了引力矩和吸积，并大大增加了合并的时间尺度。我们的模拟提出了一个新的“minitorus”占空比，时间尺度为~10个双星周期（当将我们的模型缩放到总双星质量为$2\times10^7\,M_\odot$时，为~ $10^6$年）。的增长和井喷阶段的'minitori'是类似的时间尺度，因此，我们预计约有一半的观测到的二进制SMBHs是活跃的，在至少一个组件。“微型”结构提供了可以通过红外干涉测量法观察到的不对称性。
2022-01-03 astro-ph.GA
Radiation-Driven Warping of Circumbinary Disks Around Eccentric Young Star Binaries
本文研究了在偏心轨道上年轻双星周围的非自引力环双星盘的翘曲不稳定性。这样一个盘是受潮汐扭矩由于时间相关的二元潜在的和辐射扭矩由于辐射从每个恒星发出。环双星盘平面和双星轨道平面之间的倾角被假定为非常小。我们发现，有一个半径内/超过该环双星磁盘是不稳定的辐射驱动的翘曲，这取决于磁盘密度和温度梯度指数。这种边缘稳定的翘曲半径对粘度参数、基准盘半径和在那里测量的温度、恒星光度以及盘表面密度非常敏感，在该半径处，盘从光学厚变为薄，用于来自中心恒星的照射。另一方面，它对轨道偏心率和双星辐射参数不敏感，而双星辐射参数是双星质量比和光度的函数。由于潮汐力矩可以抑制环双星盘内部的翘曲，盘的外部开始翘曲。虽然环联星盘最有可能受到辐射驱动的弯曲，但对于亮度大于10^4 Lsun的年轻大质量恒星的联星来说，这种弯曲在天文单位到千天文单位的尺度上都是存在的，而对于那些亮度与太阳亮度相当的年轻联星来说，这种弯曲就不起作用了。
2014-10-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Pressure Limits on the Star Formation Efficiency and Surface Density of Compact Stellar Systems
在年轻、大质量的星团中，大量的尘埃气体柱包围着恒星的形成，并为恒星的形成提供了燃料，这可能使这些系统在光学上变厚，以至于辐射到红外线。这提出了这样的前景，即由离开恒星表面的光子吸收产生的“直接”辐射压力和由尘埃颗粒吸收然后重新发射的光子产生的“间接”辐射压力可能是此类系统中反馈的重要来源。在这里，我们评估这种可能性，推导出的条件下，一个球状的，自引力，混合气体恒星云可以避免灾难性的破坏的直接和间接辐射压力的综合影响。我们发现，辐射压力设置一个最大的团簇形成效率的$ε_{\rm max} \sim 0.9$在（非常大的）气体表面密度的$\sim 10^5 M_\odot$ PC $^{-2} (Z_\odot/Z) \simeq 20$克厘米$^{-2} (Z_\odot/Z)$，但气体云超过这个限制进行显着的辐射驱动的膨胀在恒星形成过程中，导致最大恒星表面密度非常接近这个值的所有星团。致密恒星系统中心表面质量密度的数据，虽然稀疏和部分混淆的动力学效应，是广泛一致的金属依赖的上限比这个值的存在。我们的结果意味着，这个限制可能会妨碍形成的祖先的中等质量黑洞的系统与$Z \gtrsim 0.2 Z_\odot$。
2018-10-05 astro-ph.GA
3D Radiation Hydrodynamic Simulations of Gravitational Instability in AGN Accretion Disks: Effects of Radiation Pressure
通过3D辐射流体动力学模拟，发现辐射压增强使AGN吸积盘更易引力碎裂，显著降低临界粘滞参数并限制湍流水平，表明高爱丁顿吸积率下盘外区必然碎裂成恒星或黑洞。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation pressure driving of a dusty atmosphere
辐射压力在恒星形成环境中，如超亮红外和亚毫米星系中，具有重要的动力学意义。辐射是否以及如何驱动恒星形成地点的湍流和大量外流仍然不清楚。不确定性部分反映了目前用于模拟辐射传输和辐射-气体耦合的直接数值方案的局限性。一个理想化的设置，其中辐射是在一个引力场的尘埃大气层的基础上引入的，最近已成为标准的测试辐射流体动力学方法在恒星形成的背景下。一系列的治疗功能的通量限制扩散近似以及短特征跟踪和M1封闭的变量爱丁顿张量近似，我们在这里添加另一种治疗，是基于隐式蒙特卡罗辐射传输计划。与之前所有的处理一致，大气经历了瑞利-泰勒不稳定性，并重新调整到一个接近爱丁顿极限的状态。我们检测到晚时间的净加速度，其中湍流速度色散与先前报道的基于短特征的辐射传输闭合相匹配，这是前三种治疗方法中最准确的。我们的技术结果表明，准确的辐射传输的辐射反馈模拟的重要性。
2015-07-24 astro-ph.GA
The Role of Non-ionizing Radiation Pressure in Star Formation: The Stability of Cores and Filaments
当分子云中的细丝和致密核心由于自引力而碎裂和坍塌时，恒星就形成了。在引力稳定性的最基本分析中，自引力和热压力之间的竞争决定了球体的临界（即最大稳定）质量和圆柱体的临界线密度。先前的工作已经考虑了来自磁场和湍流的额外支持。在这里，我们考虑非电离辐射的影响，特别是向内辐射压力，作用于嵌入在各向同性辐射场中的致密结构。使用流体静力学，等温模型，我们发现，辐射降低了引力坍缩的临界质量和线密度，因此可以作为恒星形成的触发器。对于具有中等中心密度（$\sim10^3$ cm $^{-3}$）的结构，太阳附近的星际辐射场对稳定性阈值有一个统一的影响。对于中心密度更高的演化天体，稳定性阈值的显著降低需要更强的辐射，因为可以在更靠近银河系中心或恒星协会附近找到。即使在没有或没有强电离辐射源的情况下，我们的研究表明，星际辐射也会显著影响恒星的形成过程。
2016-06-07 astro-ph.GA
Water masers in bowshocks: Addressing the radiation pressure problem of massive star formation
利用22 GHz水脉泽的VLBI多历元观测研究了S255 IR-SMA 1和AFGL 5142的喷射活动，追踪了准直喷流的弓形激波。由3D脉泽运动所揭示并由文献所补充的喷射历史表明，这些大质量恒星是由幕式吸积形成的，通过吸积-喷射连接推断。这一贡献集中在幕式吸积在克服大质量恒星形成的辐射压力问题中的作用上，脉泽VLBI和单碟观测提供了重要的观测工具。
2018-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Disruption of Giant Molecular Clouds by Radiation Pressure and the Efficiency of Star Formation in Galaxies
恒星的形成是缓慢的，因为气体的消耗时间比动力学时间长得多。它也是低效的;基本上所有的恒星形成都发生在巨大的分子云（GMC）中，但GMC转化为恒星的比例非常小，约为5%。在最明亮的恒星爆发中，GMC的寿命甚至比最大质量恒星的主序星寿命要短，因此超新星在GMC的破坏中没有任何作用。我们调查了大范围的星系，从正常的螺旋到密集的星爆GMCs的中断，我们考虑到HII气体压力，冲击恒星风，原恒星喷流，和辐射压力产生的星光的吸收和散射尘埃颗粒的影响。在银河系中，我们发现三种机制的组合，射流，HII气体压力和辐射压力，扰乱了云。在恒星形成速度更快的星系中，如高红移的“团块”星系、超亮红外星系和亚毫米星系，辐射压主导着出生云的分布。我们预测在Arp 220这样的局部超红外星系中存在10-20个质量约为10^7 Msun的星系团，在高红移星系团中存在类似数量的质量约为10^8 Msun的星系团;亚毫米星系将有更大质量的星系团。我们发现，最终形成恒星的GMC质量分数是星系气体表面密度的增函数，在最明亮的星暴中达到~35%。此外，辐射压力对气泡的破坏会搅动星际介质，使其在正常星系中达到约10 km/s的速度，而在像Arp 220这样的ULIRG中达到约100 km/s的速度，这与观测结果一致。因此，辐射压可能在恒星形成星系的ISM中起主导作用。
2009-06-29 astro-ph.GA
AGN cool feedback and analogy with X-ray binaries: from radiation pressure to cosmic ray driven outflows
冷外流现在在星系中很常见，但它们的物理起源和驱动机制仍然不清楚。活动星系核（AGN）反馈可能通过宇宙射线（CR）和尘埃上的辐射压力加速冷星系外流。在这里，我们调查的CR和辐射反馈的活动星系核的相对重要性，我们分析的物理条件流出发射作为一个功能的黑洞吸积流模式。我们假设从活动星系核喷流起源的CR，并考虑与银河系X射线双星的类比，从而喷流是突出的低吸积率（硬态）和淬火在高吸积率（软态）。我们发现，CR驱动的外流可以在低吸积率和大半径供电，而辐射压力驱动的外流占主导地位，在高吸积率和小半径。因此，两个AGN反馈机制-CR和辐射压力的尘埃-可能发挥互补作用，在驱动冷外流星系尺度。从辐射压力驱动的外流在较高的吸积率的CR驱动的外流在较低的吸积率的过渡可能对应于在宇宙时间的基础吸积流模式的过渡（从一个辐射有效的吸积盘辐射效率低下的射流为主的流量）。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation pressure and absorption in AGN: results from a complete unbiased sample from Swift
在明亮的活动星系核（AGN）附近，外辐射压力可以超过气体云向内的引力。这就在观测到的柱密度-爱丁顿分数平面上为长寿命的尘埃云创造了一个禁区。(The爱丁顿分数lambda_Edd是活动星系核的辐射热光度与其黑洞质量的爱丁顿极限的比值。Swift/BAT星表是迄今为止最完整的活动星系核硬X射线选择样本，包含97个低红移活动星系核，并给出了它们的柱密度N_H和黑洞质量的计算结果。利用最近的辐射热校正得到了源的爱丁顿分数，并将源标绘在N_H -λ_Edd平面上。只有一个源位于禁带中，由于电离的热吸收体，它具有大的N_H值，从而降低了辐射压。源粒子数的有效爱丁顿极限表明，在更明亮的天体中，高密度的云位于内部的几个pc内，中心的黑洞提供至少一半的质量。我们的结果表明，辐射压确实影响了星系内部核球中气体云的存在。我们简要地讨论了如何N_H -λ_Edd平面可能演变到更高的红移时，由于辐射压力的反馈可能已经很强。
2009-01-02 astro-ph.GA
Spectral shifting strongly constrains molecular cloud disruption by radiation pressure on dust
${\bf Aim:}$验证一个假设，即星团作用于尘埃的辐射压力是破坏最大的恒星形成分子云并因此调节恒星形成过程的主要反馈因素。${\bf Methods:}$我们对质量为$10^4$ - $10^7\,$ M $_{\odot}$的云进行了多频、三维、RT计算，包括散射、吸收和再发射到更长波长，嵌入的星团和恒星形成效率为0.009%-91%，最大颗粒尺寸变化到200 $\,μ$ m。我们计算辐射力和重力之间的比值，以确定辐射压力是否会破坏云。${\bf Results:}$我们发现作用在尘埃上的辐射几乎不会破坏恒星形成云。云层光学厚度大的紫外线和可见光子不会散射太多。相反，它们很快被吸收并在热波长下重新发射。由于云通常是光学薄远红外辐射，它迅速逃脱，沉积很少的动量。由此产生的光谱比相应的普朗克函数具有更窄的峰值，在更长的波长处具有延伸的尾部。由于不透明度在亚毫米级和毫米级上显著下降，因此所产生的辐射力甚至小于相应的单温黑体。无论是在银河系还是在星暴的条件下，辐射压产生的力都比引力的强度低一个数量级或更多。对于不切实际的大的最大颗粒尺寸，和恒星形成效率远远超过50%，我们发现辐射压力的强度可以超过重力。${\bf Conclusions:}$我们的结论是，辐射压力作用于尘埃不会破坏任何本星系群中的恒星形成分子云。因此，辐射压似乎不太可能在局部或全球尺度上调节恒星形成过程。
2017-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended relativistic non-equilibrium thermostatics of stellar structures with radiation pressure
本文建立了描述静态球对称相对论非平衡恒星系统的扩展形式，其中辐射压起着关键作用。这种扩展形式主义的主要概念继承了Israel-Stewart因果热力学的基础思想，但现在除了单位类时介质速度四矢量之外，还利用了单位类空四矢量（由导演一词表示）。被认为是一个应用程序的扩展形式主义，我们分析的非平衡压力和温度作为唯象引入的指导参数的函数的配置文件。
2021-12-02 astro-ph.GA gr-qc
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Radiation pressure acting on the neutral He atoms in the Heliosphere
本文使用WTPM模拟日球层中星际中性氦分布，发现辐射压对IBEX-Lo通量影响约1-4%，但对更灵敏的IMAP-Lo可达9%，故未来IMAP-Lo分析应纳入辐射压。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outflows Driven by Direct and Reprocessed Radiation Pressure in Massive Star Clusters
我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟研究直接紫外（UV）和尘埃再处理红外（IR）辐射压力的综合作用下的大质量星团的形成。我们探索了广泛的质量表面密度$Σ\sim 10^2$ - $10^5 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$，跨越典型的弱恒星形成星系的极端系统，如云形成超级星团，辐射压力预计是占主导地位的反馈机制的值。我们发现，恒星的形成只能调节辐射压力的$Σ\lesssim 10^3 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$，但云与$Σ\lesssim 10^5 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$成为超级爱丁顿一旦高恒星形成效率（$\sim 80 \%$）达到，因此发射剩余的气体在一个稳定的外流。这些外流达到质量加权径向速度$\sim 15$ - $30 \,\mathrm{km} \, \mathrm{s}^{-1}$，这是$\sim 0.5$ - $2.0$乘以云逃逸速度。这表明辐射压是解释最近在附近星暴星系的年轻超级星团中发现的分子外流的一个强有力的候选者。我们量化的相对重要性，紫外线和红外辐射压力在不同的制度，并推断，这两个是同样重要的$Σ\sim 10^3 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{p…
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tree-based solvers for adaptive mesh refinement code FLASH -- III: a novel scheme for radiation pressure on dust and gas and radiative transfer from diffuse sources
辐射是星际介质能量学的重要贡献者，然而其输运难以数值求解。本文提出了一种新的通过后向射线追踪求解漫射源辐射转移的方法。本文着重研究了红外辐射的辐射转移和尘埃的辐射压力。新的模块\textsc{TreeRay/RadPressure}是在基于网格的MHD代码{ \sc Flash}中实现的新型辐射转移方法\textsc{TreeRay}的扩展。在\textsc{TreeRay/RadPressure}中，每一个细胞和每一个恒星粒子都是红外辐射源。我们还描述了气体，尘埃和辐射是如何通过化学网络耦合的。这使我们能够计算当地的尘埃温度在热平衡，导致显着改善了经典的灰色近似。在几个测试中，我们表明，该计划产生正确的辐射强度以及正确的动量输入的辐射压力。随后，我们应用我们的新方案来模拟大质量恒星的形成，从一个崩溃的，动荡的核心150 ${\rm M}_\odot$。我们包括电离辐射和红外辐射对核心动力学的影响。我们发现，新生的大质量恒星防止其附近的碎片由于辐射加热。随着时间的推移，灰尘和辐射温度相等，而气体温度可能由于冲击加热而更热，或者由于灰尘-气体耦合不足而更冷。与引力相比，辐射压对模拟时间尺度上恒星质量的影响并不显著。
2023-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
