NIHAO XIX: How supernova feedback shapes the galaxy baryon cycle
我们使用NIHAO模拟来探索超新星（SNe）如何影响星系中的恒星形成。我们发现，SN反馈操作的所有尺度从星际介质（ISM）的几个维里半径。SNe通过阻止HI凝结成H $_2$和将冷的中性气体移动到热的HII相来调节恒星的形成。第一个效应解释了为什么矮星系中的冷中性气体不能有效地形成恒星。第二个维持了大质量星系的热ISM（HII在较低质量处喷出）。在$v_{\rm vir}\simeq 67{\rm\,km\,s}^{-1}$，流出速率遵循以下关系：$\dot{M}_{\rm out}=23\,(v_{\rm vir}/67{\rm\,km\,s}^{-1})^{-4.6}\,{\rm SFR}$。从星系喷出的气体的$20\%$到$70\%$从晕中逃逸（喷射反馈），但流出的气体主要是冷扫气，其中大部分在$\sim 1\,$ Gyr时间尺度上落回星系。这种“喷泉反馈”将星系的质量减少了2到4倍，因为气体在喷泉中花费了一半到四分之三的时间。不到$10\%$的喷射气体与热的环星系介质混合，这些气体通常不会再吸积。在像$6r_{\rm vir}$这样大的尺度上，星系风将进入的气体从宇宙细丝中转移，并阻止它在星系上吸积（先发制人的反馈）。这一过程是超矮星重子含量低的主要原因。
2019-02-11 astro-ph.GA
Galactic Winds in Low-Mass Galaxies
恒星反馈驱动的外流被预测在低质量星系的重子循环中起着重要的作用。然而，观测附近矮星系风的限制是有限的，因为外流是短暂的，本质上是低表面亮度的特征，因此难以检测。利用哈法深空观测，我们在附近12颗矮星（M_* ~ 10^7 - 10^9.3 Msun）中寻找风，这些矮星是正在发生或最近发生的恒星爆发的宿主。我们检测到的功能，我们归类为风在6个星系，喷泉候选人在5个星系，扩散ISM在1个系统。风是发现优先在星系中心集中的恒星形成，而喷泉被发现在星系空间分布的恒星形成。我们认为，恒星形成的浓度是一个预测是否低质量星系将发展风。所有探测到的电离气体的空间范围是有限的（<1/10维里半径），并且仍然被宇宙学模拟认为是ISM。我们的观测表明，从矮星中排出的大部分物质并没有逃逸到星系际介质中，而是留在晕中，并可能再循环到星系中。导出的质量加载因子范围为0.2-7（对圆速度或恒星质量的依赖性很弱），在模拟中需要更高的值来重现真实的低质量星系并解决与LambdaCDM的差异。该样本是全色STARBurst IRegular Dwarf Survey（STARBIRDS）的一部分，旨在描述矮星系中的星暴现象。我们还报告了一个以前未编目的邻近星系（J1118+7913）。
2019-10-09 astro-ph.GA
Relativistic jet feedback in high-redshift galaxies I: Dynamics
我们给出了活动星系核喷流与稠密湍流两相星际介质相互作用的三维相对论流体动力学模拟结果。我们描述了射流对湍流ISM密度演化的影响。射流驱动的能量气泡影响气体到距离注入区域高达几千秒差距的距离。这种相互作用产生的冲击产生了多相ISM和径向外流。这项工作的一个显著结果是，低功率喷流（P_jet < 10^{43} erg/s）虽然加速云的效率较低，但被困在ISM中的时间较长，因此影响ISM的体积较大。更高功率的射流相对容易钻穿。虽然相对论喷流发射强烈的外流，有很小的净质量喷射到非常大的距离，支持本地反馈星系喷泉的情况。
2016-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Nature of Ionized Gas in the Milky Way Galactic Fountain
我们解决的空间尺度，电离结构，质量和金属含量的气体在银河系盘晕界面检测到的吸收在前景中的7个紧密间隔，高纬度晕蓝水平支星（BHB）的高度z = 3 - 14千秒差距。我们检测到跟踪多个电离态（例如CaII，FeII，SiIV，CIV）的跃迁，其柱密度随距离磁盘的高度保持不变，表明气体最有可能位于z < 3.4 kpc范围内。由CIV和SiIV追踪的中间电离态气体在我们的视线探测的整个横向分离范围内是强相关的，表明尺寸大于1千秒差距的大的相干结构。低电离状态的材料跟踪钙和铁II不表现出相关性与N $_{\rm HI}$或横向分离，这意味着在小于10 pc的尺度上的微云或块状。我们发现，在光电离或碰撞电离的假设下，观测到的log（N_SiIV/ N_CIV）的中值为-0.69 ± 0.04，对电离气体的总碳含量敏感。光致电离气体的唯一自洽解决方案要求Si相对于太阳Si/C比以0.35 dex耗尽到尘埃上，类似于DLAs和银河系ISM中的Si耗尽水平。在盘-晕界面上，温暖的电离气体的面积质量下降率的允许值范围是0.0003 < dM_gas / dtdA [M_sun kpc^-2 yr^-] < 0.006。我们的数据支持一个物理场景，其中银河系是由复杂的，多相的过程在其盘晕界面，涉及千磅级电离信封或流包含pc级，冷团块。
2019-11-18 astro-ph.GA
The changing ISM of massive elliptical galaxies and cosmic evolution of radio galaxies and quasars
最近发现的大质量椭圆星系的有效半径从$z \simeq 2$到$z \simeq 0.1$的明显的急剧膨胀被解释为星系合并或由于活动星系核反馈导致的冷气体的快速损失。在检查后一种情况下，我们已经量化了膨胀的程度，这是不确定的观测，在恒星形成参数和时间的驱逐冷气。在任何一种情况下，恒星密度的大幅度下降都应该转化为ISM密度和压力的大幅度下降，以及这些数量随着宇宙时代的急剧径向下降。这些宇宙学的变化预计将有一个重大影响的气体吸积模式，这将从'冷'薄盘吸积在高红移向'热'邦迪美联储ADAF吸积在低红移。角动量流入的下降将导致黑洞的自旋下降，我们已经计算了更精确的时间尺度;大约0.2 Gyr的值是$10^9 M_\odot$中心黑洞的典型值。这些结果对强射电星系和弱射电星系的光度函数的不同宇宙演化模式具有启示意义。
2009-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A galactic-scale origin for stellar clustering
我们最近提出了一个团簇形成效率（CFE）的模型，即恒星形成的分数发生在绑定星团。它利用了恒星和星团的形成发生在ISM密度的连续谱上的想法。束缚的星团自然产生于密度谱的高密度端。由于自由落体时间短，这些高密度区域可以实现高恒星形成效率（SFE），并且可以不受气体排出的影响。低密度区域保持富含气体和亚结构，并且在气体排出时不受约束。该模型使CFE计算使用银河系尺度的观测。我提出了一个简短的总结模型的物理，假设和警告，并表明，它同意与观察。用于计算CFE的Fortran和IDL例程可在http://www.mpa-garching.mpg.de/cfe上公开获得。
2012-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
FRAMEx IV: Mechanical Feedback from the Active Galactic Nucleus in NGC 3079
本研究通过甚长基线阵列观测NGC 3079的AGN射电成分，验证其运动速率恒定并符合与星际介质相互作用的特征，计算两种情形下的机械反馈能量，得出喷流模式机械反馈在局域宇宙AGN能量学中作用可忽略的结论。
2023-10-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
After The Fall: Resolving the Molecular Gas in Post-Starburst Galaxies
后星暴（PSB），或“E+ A”，星系代表了一个快速过渡阶段之间的主要，丰富的气体合并和气体贫乏，静止的早期类型的星系。令人惊讶的是，许多PSB已经被证明拥有重要的星际介质（ISM），尽管理论预测大多数恒星形成气体应该在活动星系核或恒星爆发驱动的外流中排出。到目前为止，这个幸存的ISM的解析属性仍然未知。我们提出了高分辨率的ALMA连续和CO（2 $-$ 1）的观测在6个气体和灰尘丰富的PSB，揭示了第一次的空间和运动学结构的ISM次千秒差距尺度。我们发现了非常紧凑的分子库，尘埃和气体的表面密度与（超）明亮的红外星系中发现的密度相媲美。我们观察到的空间和运动学的干扰，在所有的来源，有些还显示盘状运动。气体内部的湍流压力估计超过正常恒星形成盘至少2个数量级，并与在局部相互作用星系（如银河系）中发现的湍流气体相媲美。虽然这种高湍流压力的来源仍然不确定，我们认为，在PSB的潮汐中断事件（TDEs）的高发病率可能发挥作用。这些PSB的湍流中央分子库中的恒星形成受到抑制，形成恒星的效率仅为具有类似气体表面密度的星暴星系的10%。在这些星系中，恒星形成的“下降”并不是由于完全的气体排出或重新分布而促成的。相反，这张高分辨率的PSB ISM视图表明，它们剩余的致密气体储层中的恒星形成受到显着湍流加热的抑制。
2022-03-10 astro-ph.GA
Feedback first: the surprisingly weak effects of magnetic fields, viscosity, conduction, and metal diffusion on galaxy formation
使用高分辨率模拟与显式处理的恒星反馈物理的基础上的火（反馈在现实环境中）项目，我们研究了星系形成和星际介质（ISM）的影响磁场，各向异性Spitzer-Braginskii传导和粘度，和亚网格金属扩散未解决的湍流。我们认为孤立的（非宇宙）星系的控制模拟，但也有一套有限的宇宙“放大”模拟。虽然模拟已经显示出这些物理学的显着效果与弱或不存在恒星反馈，效果比恒星反馈时，后者是明确建模弱得多。额外的物理对星系恒星形成率（SFR）没有系统的影响。相反，去除恒星反馈导致SFR被$\sim 10 -100$的因子过度预测。如果没有反馈，星系风和充满热相气体的体积都不存在，盘倾向于失控坍缩到超薄的尺度高度，在星系中心聚集非物理密度的团块。与恒星反馈，一个多相，湍流介质与银河喷泉和风建立。在目前可实现的分辨率和调查晕质量范围$10^{10}-10^{13} M_{\odot}$，额外的物理研究这里（MHD，传导，粘度，金属扩散）只有弱（$\sim10\%$ -水平）的影响，调节SFR和改变相的平衡，流出，或在ISM湍流的能量，符合简单的均分参数。我们的结论是，银河系的恒星形成和ISM主要是由湍流，引力不稳定性和反馈的组合。我们补充说明，活动星系核的反馈不包括在目前的工作。
2017-06-22 astro-ph.GA
Understanding inverse metallicity gradients in galactic discs as a consequence of inside-out formation
星系演化的早期阶段会在其金属丰度分布上留下印记。我们讨论的起源和演变的径向金属丰度梯度的旋涡星系盘使用分析化学演化模型。我们解释了如何径向金属丰度梯度在恒星星族是由三个因素：径向金属丰度配置文件的恒星形成ISM，径向变化的恒星形成的历史（特别是内向外形成），和径向混合的恒星。在合理的假设下，由内而外的形成使负的ISM金属丰度梯度变陡，但对恒星金属丰度梯度有积极的贡献，直到将金属丰度剖面反转为正的d[Fe/H]/dR。这使得一些高红移星系中陡峭的负d[Fe/H]/dR与局部观测中通常较平坦的梯度相一致。我们讨论了在高红移下逆径向金属丰度梯度（正d[X/H]/dR）的证据，以及银河系厚盘中恒星的方位角速度与金属丰度（正dV_（？）/d[Fe/H]）之间的逆关系。前者可以通过高的中心气体损失率和再分布过程来实现，例如浓缩物质的再吸积与由内而外的形成，以及近盘星系喷泉。对于银河系厚盘，我们表明，积极的dV_（？）/d[Fe/H]相关点可比的时间尺度内向外形成，初始金属富集和SNIa富集。我们认为，可以通过来自α增强种群的高金属丰度尾部的更好数据来推断原始的ISM金属丰度梯度。在我们的模型中包括由内而外的形成，改变了当地的垂直金属丰度梯度约-0.2dex/kpc，与当地的测量。
2017-04-05 astro-ph.GA
The impact of cosmic rays on dynamical balance and disk-halo interaction in Lstar disk galaxies
宇宙射线是星际介质的重要组成部分，但其对盘-晕界面（距盘小于10 kpc）动力学的影响尚不清楚。利用高分辨率的FIRE-2宇宙学模拟，研究了红移为零的晚型L型星系的CRs对盘上气体的影响。我们比较了有和没有CR反馈的运行（恒定各向异性扩散约3e 29 cm^2/s和流）。我们的模拟捕捉相关的磁盘晕的相互作用，包括流出，流入，和银河喷泉。所有运行中的平面外气体满足动态平衡，其中总压力平衡上覆气体的重量。虽然来自非均匀运动（>1-kpc尺度）的动压在中平面中占主导地位，但热压和体压（或CR压力，如果包括在内）在大高度处占主导地位。结果表明：（1）CRs对热气体（1 e4 K）有缓慢的加速作用;（2）热气体（> 5e 5 K）的尺度高度受到抑制;（3）在盘晕界面上，温热（2 e4 - 5e 5 K）介质成为体积填充最多的相.我们开发了一个新的概念模型的近盘气体动力学在低红移L星星系：与CR，盘晕界面充满了CR驱动的暖风和热的超级气泡，传播到CGM与一小部分回落到磁盘。没有CR，大多数从热超级气泡流出的物质都被现有的热晕和引力所捕获，因此它们通常会形成银河喷泉。
2022-08-20 astro-ph.GA
Why are thermally- and cosmic ray-driven galactic winds fundamentally different?
本文通过高分辨率模拟对比超新星热反馈与宇宙线反馈，揭示热驱动星系风效率低而宇宙线驱动风能有效将约80%能量注入环星系介质并加速大质量多相外流，阐明了两种星系风本质区别的物理机制。
2024-05-21 astro-ph.GA
Star formation quenching in simulated group and cluster galaxies: When, how, and why?
恒星的形成被观察到集团和集群星系相比，抑制领域。为了深入了解淬火过程，我们分析了在GIMIC宇宙流体动力学模拟套件中形成的~2000个星系。猝灭的时间从吸积前的约2 Gyr（第一次穿越r200，c）到吸积后的>4 Gyr不等，取决于卫星和宿主的质量。一旦开始，在低质量星系（M* < 10^10 M_Sun）中，淬火是迅速的（>~ 500 Myr），但对于更大质量的卫星来说，淬火的时间要长得多。这些模拟预测了由冲压压力驱动的外流（而不是潮汐力）在从卫星星系中移除恒星形成的星际物质（ISM）方面的重要作用，特别是矮星（M* ~ 10^9 M_Sun），它们占了近三分之二的ISM损失。在猝灭完成之前，即使对于银河系类似物（M* ~ 10^10.5 M_Sun）在群（M_host ~ 10^13.5 M_Sun）中，这一比例也上升到~80%。我们表明，（i）ISM剥离是显着更有效的早期比在z = 0;（ii）大约一半的气体剥离从“银河喷泉”和一半直接从恒星形成盘;（iii）星系经历剥离冲压压力高达~100倍的平均在一个给定的组/集群中心半径，因为它们优先位于过密ICM地区。值得注意的是，剥离导致我们模拟卫星周围的扩展气体晕损失的最多一半。这些结果形成鲜明对比，与目前的图片扼杀-去除ISM通过恒星形成后剥离的热晕-是占主导地位的机制淬火集团和集群卫星。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Outflowing Metals in Simulations of Dwarf and Spiral Galaxies
我们分析了矮星系和旋涡星系中的金属积累，以下的金属富集和流出的历史，在一套20个高分辨率的模拟星系。这些模拟与观测到的恒星和气相质量-金属丰度关系一致，该关系依赖于大部分产生的金属逃逸到CGM中。例如，在Mvir ~ 1e9.5 - 1 e10太阳质量的星系中，我们发现大约85%的可用金属在z = 0的星系盘之外，尽管在银河系质量的星系中这一比例下降到不到一半。在许多情况下，这些金属的扩散远远超过维里半径。我们分析了金属赤字内的ISM和恒星的背景下，以前的工作跟踪流入和流出的重子。外流在整个质量范围内普遍存在，再吸积也是如此。我们发现，从银盘中移除的所有金属中有40%到80%后来被重新吸积。流出物本身是金属富集相对于ISM的0.2倍，因为金属富集和流出的网站之间的对应关系。因此，金属质量加载因子的比例为eta_metals \propto v_circ^-0.91，比总质量加载因子的比例稍浅。我们分析模拟星系的分析化学演化模型的背景下，通过确定其净金属驱逐效率，封装的金属损失和再吸积率。我们讨论了这些结果的流入和流出的性质，必要的再现质量金属丰度关系。
2018-08-23 astro-ph.GA
Galactic coronae in Milky Way-like galaxies: the role of stellar feedback in gas accretion
本研究通过高分辨率流体动力学N体模拟探究类银河系星系盘与星系冕的气体循环，发现星系冕气体是恒星形成的主要燃料，恒星反馈驱动的星系喷泉与冕气体混合形成正反馈，提升冕气体吸积速率。
2023-06-20 astro-ph.GA
A Semi-Analytical Line Transfer (SALT) Model III: Galactic Inflows
我们提出了计算的紫外光谱所产生的散射光子的气体落在各向同性辐射源。该模型基于Scarlata & Panagia（2015）的半分析线转移（SALT）代码的改编，旨在解释部分电离星系流入光谱中观察到的逆P-Cygni轮廓。除了呈现模型之外，我们还探索了流入SALT模型的参数空间，并重新创建了各种物理动机的场景，包括球形流入，覆盖分数小于1的流入和银河喷泉（即，银河系的流入和流出的组成部分）。由此产生的光谱从流入的气体显示的光谱特征，可能被误解为ISM功能在低分辨率光谱（$σ\approx 120$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$），这表明，总数量的星系系统的流入被低估。我们的模型表明，可以用8米级望远镜获得的中等分辨率（$R = 6000$或$σ\approx 50$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$）的观测将能够解决识别流入所需的特征性逆天鹅座P剖面。
2022-09-29 astro-ph.GA
Bursting Bubbles: Feedback from Clustered SNe and the Trade-off Between Turbulence and Outflows
我们提出了一个分析模型的星系盘中的超新星（SNe）的反馈，将空间重叠SNe残余物形成的超级气泡的动力学演化。我们提出了两个现实的结果，在银河系磁盘的超级气泡的演变：（1）激波阵面的膨胀速度低于星系盘中ISM的湍流速度色散，于是超级气泡失速并碎裂，将其动量完全沉积在星系盘内，或者（2）超级气泡的尺寸增长到气体尺度高度，爆发出星系盘并驱动星系外流/喷泉。在这两种情况下，我们发现，超级气泡的解体/突破几乎总是发生在最近形成的星团的最后一个II型SN（$\lesssim$ 40百万年）之前，假设一个标准的高端IMF斜率，恒星寿命和质量之间的缩放。这两种情况之间的阈值意味着在驱动星系内湍流的反馈的有效强度上的突破，以及由此导致的尺度变化，例如，恒星形成率与气体表面密度（Kennicutt-Schmidt关系）和星系盘中的恒星形成效率。
2022-05-02 astro-ph.GA
Diffuse Hot Plasma in the Interstellar Medium and Galactic Outflows
本文总结了星系星际介质三相气体的观测与认知，指出热等离子体主要存在于恒星泡、超级泡和星系外流中，并强调星系核区黑洞吸积引发的恒星形成增强、外流、加热及宇宙线加速等额外扰动。
2022-07-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Circumnuclear Multi-phase Gas in Circinus Galaxy I: Non-LTE calculations of CO lines
在这项研究中，我们基于我们以前的“辐射驱动喷泉模型”（Wada 2016）研究了冷分子气体的线发射，该模型可靠地解释了最近的2型塞弗特星系（Circinus星系）的光谱能量分布。使用中心r < 16 pc的最佳拟合辐射流体动力学模型的快照，其中解决了非平衡X射线主导的区域化学，我们对CO线进行了后处理的非局部热力学平衡辐射传输模拟。我们得到了一个谱线能量分布，其峰值在J=6附近，其分布表明谱线没有热化。然而，对于给定的视线，光学深度分布在$τ\ll 1$和$τ\gg 1$之间高度不均匀。CO到H2的转换因子（X_CO）不是一个常数，它强烈依赖于积分强度，并且与局部目标的基准值不同。X_CO具有一个数量级以上的大色散，反映了“环面”的非均匀内部结构。“我们还发现，沿着观察到的视线，网格单元之间的物理条件在几个秒差距的尺度上存在差异;因此，特定的观察线比并不一定代表ISM的单一物理状态。
2017-11-28 astro-ph.GA
First large scale spatial and velocity patterns of local metal-rich stars in the Milky Way
该研究利用Gaia数据筛选出数百万本地富金属恒星（LMR），分析其运动学和年龄分布，发现其更年老、需迁移时间，且证实搅动未显著加热银盘、银喷泉非其起源，旋臂影响其偏心率和年龄。
2025-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of low metallicity globular clusters in dwarf galaxy mergers
我们提出了一个流体动力学模拟在亚秒差距和几个太阳质量的分辨率之间的合并两个富含气体的矮星系。我们的模拟包括多相星际介质（ISM）的详细模型，并且能够跟踪空间分辨的星团的整个形成历史，包括来自单个大质量恒星的反馈。合并后不久，我们发现一个人口的$\sim 900$恒星星团的质量以上$10^{2.5}\; \rm{M_\odot}$和集群质量函数（CMF），这是很好地拟合幂律与斜率$α=-1.70\pm0.08$。我们在这里详细描述了三个最大质量的集群（M $_{*} \gtrsim 10^5$ M $_\odot$），其中填充的CMF的高质量端的形成。模拟的团簇在稠密气体会聚流中以$6$ - $8$ Myr的时间尺度迅速形成。嵌入合并阶段具有极高的恒星形成率表面密度$Σ_\mathrm{SFR}>10\; \mathrm{M}_\odot\; \mathrm{yr}^{-1}\; \mathrm{kpc}^{-2}$和热气体压力超过$P_{\rm th}\sim10^7 \; \mathrm{k}_{\rm B}\;(\rm K\;\mathrm{cm}^{-3})^{-1}$。第一代超新星驱动的快速气体排出终止了形成过程，之后星团中心放松，它们的结构和运动学变得与观察到的局部球状星团难以区分。这里提出的模拟提供了一个一般的模型，形成的金属贫球状星团在化学未进化的低质量矮星系，这是常…
2019-06-17 astro-ph.GA
Galactic inflow and wind recycling rates in the EAGLE simulations
星系风循环的作用是星系演化中最大的未知数之一，因为循环对星系生长的任何贡献在很大程度上都随着第一次下落物质的流入率以及流出的气体和金属被赶出星系的速度而退化。我们目前的EAGLE宇宙学模拟项目的风回收效率的测量，利用大容量模拟，再现一个现实的星系人口的统计能力。我们研究风循环在晕尺度，即气体已被喷射超过晕维里半径，并在星系尺度，即气体已被喷射从ISM至少$\approx 10 \, \%$的维里半径（因此排除较小规模的星系喷泉）。银河系尺度的风循环通常是低效的，其特征返回时间尺度与哈勃时间相当或更长，并且其效率在$M_{200} = 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$的特征晕质量处明显达到峰值。相应地，EAGLE星系中被吸积的大多数气体是第一次坠落。在晕尺度上，再循环到晕上的效率与半解析星系形成模型所假设的值相差几个数量级。风力循环与其他流体动力学模拟的效率差异目前难以评估，但可能较小。我们能够表明，在EAGLE中，风循环对星系生长的贡献比其他一些模拟小。我们发现，累积的第一时间气体吸积率在维里半径减少相对于暗物质吸积的质量，$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$，表明有效的预防性反馈晕尺度的晕的期望。
2020-08-07 astro-ph.GA
Cosmic-Ray Transport in Varying Galactic Environments
我们研究了具有典型邻近盘星系条件的多相星际介质环境中的温和相对论宇宙射线（CR）的传播。我们采用Armillotta+21开发的技术后处理三个高分辨率的TIGRESS磁流体动力学模拟建模本地补丁的恒星形成星系盘。总之，这三个模拟涵盖了广泛的气体表面密度，引力势和恒星形成率（SFR）。我们的处方CR传播包括平流的影响，由背景气体，沿磁场流在本地离子阿尔文速度，和扩散相对于阿尔文波，与扩散系数设置的平衡之间的流驱动阿尔文波激发和阻尼介导的本地气体属性。我们发现，组合传输过程是更有效的环境中具有较高的SFR。这些环境的特征是高速的热流出（由成簇的超新星产生），快速地将CR平流远离银道面。因此，中平面CR压力与中平面气体压力的比率随着SFR的增加而减小。我们还使用后处理的模拟来预测CR的潜在动力学影响。中平面附近相对平坦的CR压力剖面表明，它们不会为大部分ISM质量提供显著的重力支撑。然而，CR的压力梯度大于其他压力梯度在平面外的区域（|z| >0.5千秒差距），这表明CR可能会影响银河喷泉和/或风的动力学。在SFR较低的环境中，这种影响的程度预计会增加。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulations of the formation and evolution of isolated dwarf galaxies - II. Angular momentum as a second parameter
我们显示的结果的基础上的一个大型套件的N体/SPH模拟孤立的，扁平的矮星系，旋转和非旋转。主要目标是研究可能的机制来解释观测到的矮星系径向恒星金属丰度分布的二分法：矮不规则星系（dIrr）和平坦的旋转矮椭圆星系（dE）通常具有平坦的金属丰度分布，而圆形和非旋转的dE显示出强烈的负金属丰度梯度。这些模拟表明，旋转变平是重现扁平矮星系观察到的特征的关键，证明在消除金属丰度梯度方面特别有效。我们提出了一个“离心屏障机制”作为替代先前建议的“喷泉机制”，用于解释平坦的金属丰度分布的dIrrs和平坦的，旋转的dEs。虽然只是使暗物质晕变平几乎没有影响，但角动量的增加减缓了气体的下降，因此恒星形成（SF）和随后的反馈不那么集中，而是在整个星系范围内发生。此外，这通过防止SFR中的大尺度振荡（“呼吸”）而导致更连续的SFH，并在ISM中产生低密度空穴，与dIrrs的观测结果一致。我们的总体结论是，旋转有一个显着的影响，矮星系的演化和外观，我们建议角动量作为第二个参数（后星系质量作为主导参数）在矮星系的演化。角动量区分SF模式，使我们的快速旋转模型定性类似dIrrs，这似乎不可能没有旋转。
2011-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
