Simba: Cosmological Simulations with Black Hole Growth and Feedback
我们介绍了辛巴模拟，下一代的木法萨宇宙学星系形成模拟运行Gizmo的无网格有限质量流体力学。Simba包括对Mufasa的次分辨率恒星形成和反馈处方的更新，并通过Anglés-Alcázar等人（2017）的扭矩限制吸积模型介绍了黑洞的增长。在高爱丁顿比时，喷射速度约为10^3 km/s，在爱丁顿比低于2%时，喷射速度增加到约8000 km/s，恒定动量输入为20 L/c。Simba还包括一个动态粉尘产生、增长和破坏模型。我们的Simba运行（100 Mpc/h）^3和1024^3气体元素再现了大量的观测数据，包括z=0-6时的星系恒星质量函数、恒星质量-恒星形成率主序、HI和H2分数、z=0和z=2时的质量-金属丰度关系、恒星形成星系的大小、大质量晕中的热气分数以及z=0时的星系尘埃性质。然而，辛巴也产生了一个不够尖锐的截断z=0的质量函数，和太大的尺寸为低质量淬火星系。我们表明，辛巴的喷射反馈是主要负责淬火大质量星系。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super-Eddington accretion in high-redshift quasar hosts: Black-hole driven outflows, galaxy quenching, and the nature of little red dots
INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INAF, Osservatorio Astronomico di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）
本研究通过高分辨率宇宙学模拟发现，超埃德顿吸积驱动的黑洞增长可导致星系淬火和小红点的形成，揭示了高红移星系生命周期中的短暂相变过程。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super-Eddington accretion in protogalactic cores
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；University of Zurich（苏黎世大学）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马大学高等研究院）；Como Lake Center for Astrophysics, DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因斯布鲁克大学DiSAT科莫湖天体物理学中心）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）
研究通过高分辨率模拟探讨了在红移z≈15的气体丰富、金属贫乏的原初星系中，超埃德蒙顿吸积对黑洞种子快速生长的影响，发现即使在强反馈下，超埃德蒙顿吸积仍能使黑洞质量增长至10^5 M_sun，且反馈调节过程不影响其增长效率。
2026-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Assessing Radiation Pressure as a Feedback Mechanism in Star-Forming Galaxies
尘埃颗粒对星光的吸收和散射产生的辐射压可能是调节恒星形成星系的重要反馈机制。我们编译的数据从文献上的星团，恒星形成的子区域，正常的恒星形成的星系，和星爆的重要性评估辐射压力的尘埃作为一种反馈机制，通过比较这些系统的光度和通量的尘埃爱丁顿限制。这项工作激发了施密特定律，LIR-L 'CO相关性，和LIR-L' HCN相关性的新的解释。特别是，线性LIR-L 'HCN相关性是辐射压力调节恒星形成的自然预测。总的来说，我们发现爱丁顿极限为任何恒星形成区域的光度设定了一个严格的上限。然而，重要的是，许多正常的恒星形成星系的光度明显低于爱丁顿极限。我们探讨了这种差异的几种解释，特别是在正常的螺旋的作用，“不稳定性”的倾向，只有一个小数目的子区域内的星系积极形成恒星在任何时候，因为时间依赖性的反馈过程和光度演化的恒星星族。如果辐射压力调节恒星在致密气体中的形成，那么气体耗尽的时间尺度是600万年，与致密恒星爆发的观测结果非常一致。最后，我们强调观测不确定性的重要性-即，尘埃-气体比和CO-H2和HCN-H2转换因子-在确定性评估辐射压力作为恒星形成星系的反馈机制之前必须了解。
2010-11-19 astro-ph.CO
Growth of Light-Seed Black Holes in Gas-Rich Galaxies at High Redshift
本研究针对高红移富气星系中轻种子黑洞的增长问题，利用Arepo代码追踪相关恒星与黑洞形成，发现无反馈时黑洞10^4年可增至10^5 M⊙，超新星反馈使活跃增长黑洞数减一个量级但仍有1%呈超高爱丁顿吸积，为后续研究奠定基础。
2024-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A redline starburst: CO(2-1) observations of an Eddington-limited galaxy reveal star formation at its most extreme
本文报道了一个z=0.6的致密星暴星系SDSSJ 1506 +54的CO（2-1）辐射观测结果。SDSSJ 1506 +54似乎正在形成接近恒星辐射压力反馈模型所允许的极限的恒星：测量的L_IR/L '_CO 1500是任何星系中测量到的最高值之一。由于其紧凑的光学形态，但扩展的低表面亮度包络，星暴后的光谱特征，高红外光度（L_IR>10^12.5 L_Sun），低气体分数（M_H2/M_stars~15%）和短气体耗尽时间（数十万年），我们推测这是一个反馈限制的中央星暴插曲，在一个主要的合并结束。因此，SDSSJ 1504 +54集中体现了一个经典的星系增长模型的短暂结束阶段：我们正在目睹一个关键组成部分的球状体形成期间，我们称之为“红线”星暴。
2013-02-25 astro-ph.CO
Co-evolution of Galaxies and Central Black Holes: Observational Evidence on the Trigger of AGN Feedback
对类星体周围的扩展发射线区（EELR）进行了全面的分析。新的Subaru/Suprime-Cam观测与文献检索相结合，导致汇编了81个EELR测量的类型1和类型2类星体与相关的活动星系核（AGN）和宿主星系的属性。发现EELR现象与爱丁顿比有明显的相关性，爱丁顿比将EELR与活动星系核辐射相关性的主成分1（PC 1）或特征向量1联系起来。我们还发现，EELR是优先与富含气体，大质量的蓝色星系。它支持的想法，EELR创建的主要决定因素是气体的可用性和气体可能带来的星系合并触发当前的恒星形成以及活动星系核活动，也给出了一个解释的事实，即最明亮的EELR周围发现的射电大声源与低爱丁顿比。综合所有的观测结果，我们认为EELR类星体在星系颜色-恒星质量图上占据了绿色山谷的蓝色角落，即活动星系核区域。一旦一个星系被推到这个角落，激活的活动星系核将通过能量注入星际气体而产生EELR，并最终将其吹走，导致恒星形成淬火。研究结果为活动星系核反馈过程的存在提供了证据，该反馈过程可能在星系和中心超大质量黑洞的共同演化中起主导作用。
2012-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dust-to-Gas Ratio and the Role of Radiation Pressure in Luminous, Obscured Quasars
在中等光度活动星系核的局部（$z\lesssim0.1$）样品中，没有高爱丁顿比、被遮蔽的活动星系核（AGN），一般被解释为是由于尘埃气体上的辐射压力控制了核（$\lesssim10$ pc）遮蔽的水平。然而，非常高的吸积率经常报告在遮蔽类星体在更高的光度，可能需要一个不同的反馈机制。我们编译的X射线，光学，红外，和submm选定的活动星系核在类星体光度的样本的遮蔽和爱丁顿比的约束。在局部宇宙中，中等亮度、被遮蔽的活动星系核有一系列较低的爱丁顿比（$f_{\rm Edd} \sim 0.001-0.1$），而在$z\sim3$之外，最明亮的（$L_{\rm bol} \gtrsim 10^{46} $ erg s $^{-1}$）红外/亚毫米亮、被遮蔽的类星体通常有很高的爱丁顿比（$f_{\rm Edd} \sim 0.1-1$）。这种明显缺乏辐射压力反馈的发光遮蔽类星体很可能与AGN的时间尺度相结合，这样，由于类星体最明亮的时间尺度很短，所以可以看到更高比例的发光遮蔽类星体。采用类星体演化的情况下，扩展（$\sim10^{2-3}$ pc）的遮蔽可能会与较短的时间尺度一起工作，以解释所观察到的部分模糊，发光的类星体，而辐射压力驱动的外流将慢慢清除这种材料在AGN的寿命。
2021-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington accretion; flow regimes and conditions in high-z galaxies
我们回顾和讨论的理论研究解决气体吸积到黑洞发生的速度超过爱丁顿限制的可能性。我们的重点是在高红移黑洞种子生长中的应用。首先介绍了超爱丁顿吸积的一般概念，然后总结了研究这种机制的不同模型和数值模拟。我们认为光学厚流在吸积盘以及在球对称信封，并特别注意广泛采用的模型的基础上SLIM盘解决方案。虽然SLIM磁盘解决方案的吸引力，其简单性，是由最新一代的三维辐射（磁）流体动力学模拟，其中辐射损失可以是一个数量级更高的挑战，和辐射传输的机制是更复杂的比直平流，因为它发生在一个复杂的湍流制度。然后，我们讨论了气体供应率的次pc尺度吸积盘或信封从更大的尺度，重温气体流入率在各种条件下的原星系。我们的结论是，在致密的气体核的高Z星系的超爱丁顿吸积制度，如高光学深度和高气体供应率从大尺度的发病所需的条件，应该自然满足。根据吸积盘中超临界流的辐射磁流体动力学模拟结果，来自生长中的BH种子的反馈不应显著改变这种条件。此外，基于所需的核气体流入率和恒星反馈的趋势，以有效地消除气体在低质量的晕，我们认为，超临界吸积将更容易实现相对较大的晕，维里质量$M_{\rm vir} > 10^{10}$ M $_{\odot}$，这变得更常见的$z < 15$。
2018-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation pressure, absorption and AGN feedback in the Chandra Deep Fields
活动星系核（AGN）中央引擎周围存在吸收气体是这些天体的共同特征。最近的工作着眼于气体的尘埃成分的影响，以及它如何提高辐射压力，使含尘气体可以有一个较低的有效爱丁顿限制比电离气体。在这项工作中，我们使用多波长的数据和X射线光谱从2毫秒曝光的钱德拉深场北和钱德拉深场南调查，以确定活动星系核的爱丁顿比和氢柱密度。它们的分布进行比较，当考虑到尘埃和气体之间的耦合预测。我们的最终样本包括来自两个领域的234个对象，最大和最深的AGN样本，这种比较已经取得了最新的。我们发现，样本中的活动星系核大多倾向于在低爱丁顿比（通常在1 e-4和1 e-1之间）和高柱密度（> 1 e 22 cm^-2）下发现，而黑洞的质量在~ 1 e 8和1 e 9太阳质量之间。它们的分布与增强辐射压力模型的预期一致，避开了我们预测存在外流的区域。我们还研究了活动星系核辐射压力和引力势之间的平衡如何影响星系核球中云的行为，并描述了一种增强的辐射压力可以导致黑洞/星系标度关系的基本平面的情况。
2010-06-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
The environment of bright QSOs at z ~ 6: Star forming galaxies and X-ray emission
我们利用宇宙流体动力学模拟研究了驱动发光z~6类星体的超大质量黑洞从大质量种子中生长的模型。我们模拟在高分辨率18场采样区域的密度范围从平均宇宙密度一直到最高的西格玛峰值在千年模拟量。只有在质量最大的晕中，黑洞才能在不引起超爱丁顿吸积的情况下增长到z~6时的质量约为10^9 Msun。最大质量黑洞的吸积受到z~9 - 8的活动星系核热反馈的限制，进一步的黑洞生长在短的埃丁顿有限爆发中进行。我们的模型表明，目前的通量有限的调查类星体在高红移优先检测对象在其峰值光度，因此错过了大量的类星体人口的动力类似的大规模的BH，但低吸积率。为了检验所需的宿主晕质量是否与观测到的z~6类星体的星系环境相一致，我们制作了模拟星系的真实静止帧紫外图像。如果没有强烈的恒星反馈，我们的模拟预测的明亮星系的数量比观察到的大十倍或更多。超新星驱动的星系风将预测的数字降低到与观测一致的水平，表明恒星反馈在高红移时已经非常有效。我们进一步研究了活动星系核的热反馈对周围气体的影响。我们采用的活动星系核反馈处方驱动器主要是能量驱动的高度各向异性的外流气体速度>= 1000公里/秒的距离>= 10千秒差距与观测一致。空间扩展的热X射线发射周围明亮的类星体供电的这些流出可以超过大的因素，预计没有活动星系核反馈的发射，是一个重要的诊断机制，活动星系核反馈能量耦合到周围的气体。
2015-02-12 astro-ph.CO
Simulating AGN wind feedback with variable feedback efficiencies in idealised disc galaxies
Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（达勒姆大学物理学院宇宙计算研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡弗里天文与天体物理研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
本研究通过变量反馈效率模型，探讨了AGN风对理想化盘状星系的反馈效应，发现黑洞质量是影响星系和黑洞演化的主要因素，而反馈效率的变化对黑洞增长和出流行为有显著影响。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of momentum feedback by black hole winds
观测到的超大质量黑洞（SMBH）的质量-星系速度色散（$M_{\rm bh} - σ$）的相关性可以建立时，风/流出的SMBH驱动气体的经典隆起的势阱。在这里，我们提出了这个过程中的静态等温势的数值模拟。爱丁顿光度下SMBH反馈的简单球对称模型可以成功地解释$M_{\rm bh} - σ$和核星团质量$M_{\rm NC}-σ$的相关性，以及为什么较大的凸起拥有SMBH，而较小的凸起拥有核星团。然而，这些模型并没有具体说明SMBH是如何以下落的气体为食，同时产生反馈，将气体赶出星系的。具有旋转和/或各向异性反馈的更复杂的模型允许SMBH通过不暴露于SMBH风的圆盘或区域馈送，但是在这些更现实的情况下，不清楚为什么应该建立稳健的$M_{\rm bh} - σ$关系。事实上，一些模型预测与观察结果相矛盾。例如，各向同性SMBH风冲击在纵横比为$H/R \ll 1$的圆盘（而不是壳体）上，要求SMBH质量大$\sim R/H$倍，这与观察到的情况相反。我们的结论是，了解SMBH如何饲料是重要的一块拼图，了解其反馈如何影响其宿主星系。最后，我们注意到，在非球面的情况下，SMBH流出诱导的微分运动的隆起。这可能会产生湍流，而湍流会阻碍恒星形成区域的恒星形成。因此，SMBH反馈不仅可以将气体赶出核球，还可以减少气体转化为恒星的比例。
2009-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct Numerical Simulation of Radiation Pressure-Driven Turbulence and Winds in Star Clusters and Galactic Disks
年轻恒星辐射产生的压力可能是形成星团和星暴星系盘的重要反馈机制。然而，在这些高光学深度环境中，辐射如何有效地耦合到物质上存在很大的不确定性。特别是，目前还不清楚辐射会产生什么程度的湍流，以及被尘埃不透明捕获的红外辐射是否会引起重质量风。在本文中，我们报告了一系列的二维通量限制扩散辐射流体动力学计算与代码ORION中，我们驱动强辐射通量通过列的尘埃物质的重力约束。我们认为这两个系统中的辐射通量是亚爱丁顿整个气柱，并在中面是超爱丁顿，但亚爱丁顿在大气中。在后者中，我们发现，辐射-物质相互作用引起辐射驱动的瑞利-泰勒不稳定性，驱动超声速湍流的水平足以充分解释在银河系原星系团气体云的湍流，并作出重要贡献的湍流观察星爆星系盘。然而，不稳定性也会产生一个通道结构，其中辐射-物质相互作用减少，因为辐射场没有被完全捕获。对于与形成星团和星暴星系相关的天体物理参数，我们发现这种效应使尘埃气体中的净动量沉积率比简单的分析估计降低了2-6倍，并且在稳态下爱丁顿比达到统一，并且没有强风。我们提供了一个近似公式，适用于实施的分析模型和非辐射模拟，在这个制度的红外辐射场所施加的力。
2012-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation Feedback in ULIRGS: Are Photons Movers and Shakers?
我们使用我们的变量爱丁顿张量（VET）辐射流体动力学代码进行二维模拟，研究辐射力对尘埃和气体组成的大气的影响。我们的设置与Krumholz和Thompson的设置非常接近，假设尘埃和气体是良好耦合的，并且辐射场的特征是温度>~ 80 K的黑体，就像在超亮红外星系中可能发现的那样。与以前的工作相一致，我们发现瑞利-泰勒不稳定性在辐射支持的大气中发展，导致不均匀性，限制辐射和尘埃气体之间的动量交换，并最终提供辐射和引力的接近平衡。然而，气体的速度和空间分布的演变显着不同，从以前的工作，其中使用了不太准确的限流扩散（FLD）方法。我们的VET模拟显示了气体的连续净加速，在模拟结束时没有达到稳态。相比之下，FLD结果显示气体的净加速度很小，并且进入具有低速分散的准稳定湍流状态。这些差异主要是由于FLD无法正确模拟结构周围的辐射场变化，这些结构的光深度小于几个。我们的结论是，辐射反馈仍然是一个可行的机制，驱动高马赫数湍流。我们讨论了对观测系统和反馈的全球数值模拟的影响，但需要更现实的设置来做出强有力的观测预测并评估发射辐射外流的前景。
2014-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion onto Intermediate-mass Seed Black Holes in Primordial Galaxies
超大质量黑洞的起源在很大程度上是未知的，它们为观测到的最遥远的类星体提供动力。一种假设是，它们从第一批恒星留下的中等质量种子（~100 M_sun）迅速成长。然而，一些先前的研究认为，由于辐射反馈的强烈抑制，这些黑洞上的吸积太低，无法建立质量。在这里，我们重新检查这样一个黑洞的吸积过程嵌入在原始气体云，通过考虑广泛的物理和数值参数没有探索过。我们发现，虽然辐射加热和压力确实有效地抑制吸积，气体的自引力最终克服了反馈效应，并在云的一个自由落体时间尺度后将吸积提升到爱丁顿速率。此外，对于给定的黑洞质量，存在一个临界密度，超过该密度，吸积可以达到爱丁顿极限。此外，我们发现黑洞吸积速率与环境气体密度之间存在普遍相关性，这可能是模拟中黑洞生长的现实秘诀。
2011-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
How AGN feedback drives the size growth of the first quasars
$z \,=\, 6$中的类星体是由质量为$M_{\rm BH} \sim 10^9 \rm \, M_{\odot}$的超大质量黑洞吸积提供动力的。它们的快速组装需要有效的气体流入星系核，以接近爱丁顿极限的速度维持黑洞吸积，但也需要高的中心恒星形成率。使用一组宇宙学的"放大"流体动力学模拟与移动网格代码Arepo，我们发现，$z \,=\, 6$类星体宿主星系发展非常紧密结合的恒星凸起的峰值圆速度$300$-$500$公里的$^{-1}$和半质量半径$\approx 0.5 \, \rm kpc$。尽管它们的结合能高，我们发现，这些紧凑的凸起膨胀在$z \, < \, 6$，其半质量半径达到$ \approx 5$ kpc的$z \, = \, 3$。在$z \, \approx \, 3$处，圆速度从初始值下降到$200$-$300$ km s $^{-1}$，并经历一个尖核转变。通过跟踪单个恒星的种群，我们发现恒星成分的逐渐膨胀主要是由爆发性活动星系核反馈引起的引力势波动驱动的。我们还发现，星系大小的增长和核心恒星的发展不会发生，如果AGN反馈是无效的。我们的研究结果表明，活动星系核驱动的外流可能对大质量星系的内部结构有着深远的影响，可能解释了它们的尺寸增长，核心椭圆星系的形成以及在高速色散$σ_{\star}$中看到的$M_{\rm BH}$-$σ_{\star}$的饱和。
2019-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black Holes on FIRE: Stellar Feedback Limits Early Feeding of Galactic Nuclei
我们在真实环境反馈项目中引入了大质量黑洞（BH），并对类星体质量晕（$M_{\rm halo}(z=2) \approx 10^{12.5}\,\rm{M}_{\odot}$）进行了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，直到$z=1$。这些模拟模型恒星反馈超新星，恒星风，辐射，BH增长使用的引力矩为基础的处方绑定到解决性质的星系核。我们不包括BH反馈。我们发现，早期BH增长发生通过短（$\lesssim 1\,$ MYR）吸积插曲，可以达到甚至超过爱丁顿率。在这个制度中，BH的增长是有限的爆发性恒星反馈不断疏散气体从星系核，和BH保持下质量相对于当地的$M_{\rm BH}$ - $M_{\rm bulge}$关系。BH的增长在以后的时间更有效，当核恒星势保持一个重要的气体库，恒星形成变得不那么突发，星系进入一个更有序的状态，与BH迅速收敛到标度关系时，主机达到$M_{\rm bulge} \sim 10^{10}\,\rm{M}_{\odot}$。我们的结果是不敏感的吸积模型的细节，只要BH的增长是绑定到BH的$\sim 100\,$ pc内的气体含量。我们的模拟表明，爆发性恒星反馈对BH和AGN的人口统计有很强的影响，特别是在早期宇宙和低质量星系。
2017-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray properties expected from AGN feedback in elliptical galaxies
椭圆星系的ISM演化经历的反馈吸积到一个中心的黑洞最近进行了研究与高分辨率的一维流体动力学模拟，包括辐射加热和压力的影响，RIAF的辐射效率，机械输入AGN风，和吸积驱动的星爆。在这里，我们专注于观测性质的模型在X射线波段（核光度;热ISM光度和温度;温度和亮度的轮廓在平静和爆发期间）。核爆发持续约10^7年，占空比为几个X（10^-3-10^-2）;目前的辐射热核发射非常亚爱丁顿。ISM热光度\lx与核光度同相振荡;这有助于在统计上再现观测到的大的\lx变化。在静止时，温度分布有一个负梯度;由于过去的爆发，亮度分布没有流入模式的典型陡峭形状。爆发在这些剖面中产生扰动。最重要的是，在星系中心，受到冲击的热气体膨胀成一个热气泡;气泡的形状是圆锥形的，并显示出无线电发射。在~ 2亿年的时间尺度上，ISM恢复了平滑的外观; ISM中扰动的占空比为5- 10%。从目前的分析，额外的输入物理是很重要的ISM-黑洞共同进化，充分考虑到真正的星系的属性，作为一个封闭的外部介质和喷流。喷流将进一步减少可用于吸积的质量（然后减少爱丁顿比$l$），并可能有助于与外部压力一起产生平坦或正的温度梯度分布（在高密度环境中观察到）。或者，如果从高到低辐射效率的转换发生在比常规假设的更大的$l$处，则可以减小$l$。
2011-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Relativistic Jet Feedback in Evolving Galaxies
在宇宙时间里，星系通过较小星系的分层合并而成长。然而，星系光度函数的亮区与最简单的等级合并理论不相容，认为来自宿主星系中心黑洞的反馈减少了亮星系的数量，并调节了黑洞和宿主星系的共同演化。许多星系演化的模拟都试图包含这种反馈的物理效应，其分辨率通常超过千秒差距。然而，喷流和星际介质之间的相互作用涉及的过程发生在小于千秒差距的尺度上。为了进一步了解发生在这样的尺度上的过程，我们提出了一套模拟的相对论射流与分形两相星际介质的分辨率为2秒差距和一个千秒差距的最大规模。能量和动量向星际介质的转移是相当可观的，我们发现，功率在10^43-10^46尔格·s^-1范围内的喷流可以通过分散星系核心的致密气体来抑制恒星的形成。我们确定这个过程的有效性作为一个函数的比率的喷流功率的爱丁顿光度的黑洞，的压力的星际介质和致密气体的孔隙度。
2010-12-06 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
Simulations of galaxy formation with radiative transfer: Hydrogen reionization and radiative feedback
我们进行流体动力学模拟的星系形成，同时遵循氢电离光子的辐射转移，基于光学薄变量爱丁顿张量近似的{ \small GADGET}代码中实现。我们只考虑恒星形成的星系作为源，并检查在多大程度上，他们可以产生一个合理的再电离历史和星系际介质的热状态在红移周围$z\sim 3$。这为我们模拟星系形成和再电离的自洽方法提供了一个重要的基准，并为未来通过考虑其他来源和其他波长范围进行改进提供了参考。我们发现，恒星的形成本身就足以使宇宙产生$z\sim6$红移。对于逃逸分数和加热效率的适当选择，我们的模型近似能够同时考虑Lyman- $α$森林的一点函数和功率谱。在我们的模拟中，辐射场对恒星形成率密度有重要影响，并显着降低了低质量暗物质晕中的气体和恒星分数。因此，我们的结果直接证明了辐射反馈对星系形成的重要性。这种效应的空间和时间的重要性可以用这里探索的建模技术精确地研究，从而更忠实地模拟星系形成。
2011-07-19 astro-ph.CO
The First Galaxies: Assembly with Black Hole Feedback
我们研究了第一个星系是如何组装的反馈下，从吸积到一个中央黑洞（BH），这是留下的第一代无金属恒星通过自洽，宇宙学模拟。来自第三星族（Pop III）恒星的BH残留物上的气体吸积，或来自高质量X射线双星（HMXB）的X射线辐射，也涉及Pop III恒星，影响第二代恒星的形成模式。我们跟踪的黑洞吸积率和相关的X射线反馈的演变开始与死亡的波普III祖星内的minihalo和随后的演变的黑洞的minihalo增长成为一个原子冷却星系。我们发现，从恒星质量BH的X射线光电离加热是能够淬火进一步恒星形成的主机晕在任何时候之前，晕进入原子冷却阶段。来自HMXB的X射线辐射，假设光度接近爱丁顿值，对恒星形成产生更强，更多样化的反馈。它会对主晕内的气体进行光加热，但也会促进星系际介质和附近迷你晕中分子氢的形成和气体的冷却，导致早期形成的恒星数量的净增加。我们的模拟进一步表明，从第一个黑洞的辐射反馈可能会强烈抑制早期黑洞的增长，从而约束超大质量黑洞形成的模型。
2012-04-26 astro-ph.CO
The rapid evolution of AGN feedback in brightest cluster galaxies: switching from quasar-mode to radio-mode feedback
本文分析了最亮星系团中活动星系核的2-10 keV X射线辐射。我们的样品由32个位于高X射线发光星系团（L_X射线（0.1-2.4 keV）> 3*10^44 erg/s）中的BCGs组成，在这些星系团中，活动星系核的喷流产生并维持着清晰的X射线空腔。我们的样本覆盖了0 < z < 0.6的红移范围，揭示了核X射线光度的强烈演化，使得这些系统中的黑洞在过去的5个Gyrs中平均至少变暗了10倍。考虑到潜在的选择效应，我们提出了两种可能的情况来解释我们的结果：1）在具有X射线腔的BCGs中的活动星系核正在稳定地变得更暗，或者更有可能，2）这些具有辐射有效核的BCGs的比例随着时间的推移从z=0.6时的大约60%下降到z=0.1时的30%。基于这种强烈的演化，我们预测，在z=1的集群中，很大一部分BCGs可能在它们的中心拥有类星体，这可能会使在高红移下寻找这样的集群变得复杂。在类比与黑洞双星和我们的源观测到的爱丁顿比的基础上，我们进一步提出，不断变化的活动星系核人口的BCGs与X射线腔可能是从一个典型的低/硬态，类似的X射线双星，到一个静态的最后5个Gyrs。
2013-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
