Metallicity Gradients in Modern Cosmological Simulations II: The Role of Bursty Versus Smooth Feedback at High-Redshift
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）
研究通过不同反馈模式的模拟探讨高红移下金属丰度梯度形成机制，发现爆发式反馈使梯度更平缓，而平滑反馈保持陡峭梯度，观测显示多数梯度可能由爆发式反馈主导。
2026-04-07 astro-ph.GA
Rapid disc settling and the transition from bursty to steady star formation in Milky Way-mass galaxies
最近的观测和模拟表明，随着时间的推移，星系的性质发生了实质性的演变，其中旋转支撑和稳定的薄盘（就像在本地宇宙中经常观察到的那样）从星系中出现，这些星系是不规则的，不规则的，并具有爆发性的恒星形成率（SFR）。为了更好地了解本地盘星系的祖先，我们进行了分析的三个消防-2模拟星系的质量类似于银河系在红移z=0。我们发现，所有三个星系从爆发过渡到稳定的SFR在红移之间的z=0.5和z=0.8，这一转变与快速（<1 Gyr）的旋转支撑的星际介质（ISM）的出现，在稳定SFR的后期阶段，旋转能量占ISM中动能+热能的90%以上，大约是引力能的一半相比之下，在爆发性恒星形成的早期阶段，ISM具有准球状形态，其能量预算主要由准各向同性流，包括湍流和相干流入/流出。这一结果，即旋转的支持是次主导的早期，挑战了平衡盘模型的高红移类银河系星系的祖先的共同应用。我们进一步发现，旋转支持的ISM的形成与热能支持的内环星系介质（CGM）的形成是一致的。在此转变之前，内部CGM也受到湍流和相干流的支持，这表明在早期ISM和内部CGM之间没有明确的边界。
2022-03-08 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows I: Hydrodynamic Interactions with Radiative Cooling
为了更好地理解在流出星系中发现的多相物质的性质，我们研究了嵌入在热和快速物质流中的冷云的演化。使用一套自适应网格细化模拟，包括辐射冷却，我们调查云的质量损失和云加速下观察到的星系外流的全方位条件。模拟的目的是跟踪云的质心，使我们能够研究云的演变在很长的中断时间。对于超音速流动，在云周围形成马赫锥，这抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性，但也建立了将云拉伸开的流向压力梯度。如果时间表示的云粉碎时间的单位，云的寿命和云的加速率是独立的云半径，我们发现这些量作为外部介质的马赫数的函数的简单缩放。分辨率的研究表明，我们的模拟有足够的分辨率，准确地描述了冷云的演变，在没有热传导和磁场，物理过程，其作用将在即将发表的论文进行研究。
2015-03-23 astro-ph.GA
Catastrophic Cooling in Superwinds: Line Emission and Non-equilibrium Ionization
外流是星暴星系中超星团（SSC）力学反馈的一个普遍特征，在星系演化中起着重要作用。观测现在开始证实，外流可以经历灾难性的冷却，抑制绝热超级风。在这里，我们提出了一套一维的，流体动力学模拟，研究这些流出的电离结构和由此产生的线发射所产生的冷却气体。我们使用MAIHEM中的非平衡原子化学包，这是我们修改后的FLASH版本，它可以计算气体的电离状态，并在逐个离子的基础上计算总冷却速率。我们发现，灾难性的冷却模型产生强烈的星云线发射相比，绝热流出。我们还表明，这样的模型表现出非平衡条件，从而产生更多的高度电离态比等效的平衡模型。当包括来自母SSC的光电离时，灾难性冷却模型显示出强的C IV λ1549和O VI λ1037发射。对于密度束缚光电离，He II λ1640，λ4686，C III] λ1908，Si IV λ1206和Si III λ1400也被强烈增强。这些谱线出现在可能发生灾难性冷却的极端恒星暴中，这表明它们可以作为这种情况的诊断。这些流动产生的较高的电离可能有助于解释线发射，不能单独归因于SSC光电离。
2019-10-28 astro-ph.GA
The Characteristic Momentum of Radiatively Cooling Energy-Driven Galactic Winds
超新星的能量注入可能会在快速形成恒星的星系中驱动炽热的超音速星系风，将富含金属的气体驱动到环星系介质中，并可能加速冷气体。如果有足够的质量负载，这种流动在风驱动区域内变得辐射，降低了宿主星系的整体质量流出率。我们表明，这套最大的总流出动量热能量驱动的风。对于由连续恒星形成驱动的太阳金属丰度的球形风，$\dot p_\rm{max} \simeq 1.9\times10^4\ M_\odot/\rm{yr\ km/s}\ (α/0.9)^{0.86}(R_\star/300\ \rm{pc})^{0.14}(\dot M_\star/20\ M_\odot/\rm{yr})^{0.86}$，其中$α$是使风热化的超新星能量的分数，$\dot M_\star$和$R_\star$是恒星形成速率和风驱动区域的半径。这种最大动量的热风也可以适用于通常在星暴星系中观察到的冷的电离外流，如果热风经历了大量的辐射冷却，或者如果热风将质量和动量转移到流中的冷云。我们表明，需要热风进行大规模的单相冷却设置的总流出动量率的最小值。这些最大和最小流出动量具有相似的值，设定了热星系风的特征动量率，可以在大尺度上成为辐射。我们发现，大多数观测的光电离外流风动量低于理论最大值，因此可能是冷却热流的签名。另一方面，许多系统低于整体冷却所需的最小动量，这表明可能观察到的冷材料已经被夹带在热流中或与热流混合。
2021-04-15 astro-ph.GA
Bursty star formation during the Cosmic Dawn driven by delayed stellar feedback
近年来，几个分析模型已经证明，关于晕生长和反馈调节恒星形成的简单假设可以与z>6的星系（有限的）现有观测数据相匹配。通过扩展这样的模型，我们证明了对恒星反馈施加时间延迟（在超新星爆炸的情况下不可避免地发生）会导致小星系的爆发。虽然超新星的祖先有很短的寿命（约5-30百万年），但延迟超过了在如此高的红移下星系的动力学时间。因此，恒星形成过程不受反馈的影响，持续了几个周期，并“超过”了反馈调节的恒星形成模型的预期。我们发现，即使在z>6时质量高达~10^10.5 Msun的原子冷却晕中，也会出现这种过冲。然而，这些爆发周期在大质量星系中很快就消失了，因为大的晕对反馈的抵抗力更强，所以保持了持续的气体供应。小星系中的爆发--很大程度上超出了现有观测的范围--会导致这些晕的光度分散（约1等），并将时间平均的恒星形成效率提高一个数量级。这种爆发可能对恒星形成和再电离的早期阶段产生重大影响。
2021-09-09 astro-ph.GA
Catastrophic Cooling in Superwinds. II. Exploring the Parameter Space
由超级星团（SSC）的机械反馈驱动的超级风和超级气泡是许多恒星形成星系的共同特征。虽然绝热流体模型可以很好地描述超级风的动力学，但对星暴星系的几次观测揭示了存在具有抑制超级风和强烈辐射冷却的致密区域，即，灾难性的冷却在本研究中，我们采用的非平衡原子化学和冷却包MAIHEM，建立在FLASH流体动力学代码，生成网格的模型调查的金属丰度，SSC流出参数和环境密度的冷却模式的依赖关系。虽然气体金属含量起着重要的作用，灾难性的冷却是更敏感的高质量负载和降低动力学加热效率。我们的流体动力学模拟表明，热超级气泡的存在并不一定意味着绝热流出，反之亦然。使用云光电离模型，我们预测紫外线和光学线发射的绝热和灾难性的冷却外流，辐射约束和部分密度约束的模型。虽然我们的辐射约束模型预测的线比与恒星形成星系的观测结果吻合得很好，但它们并不能提供明确区分灾难性冷却流的参数空间的诊断。与观测结果的比较表明，较小的密度约束，非平衡电离，和/或观测偏差的可能性，对中央流出区。
2021-11-04 astro-ph.GA
How Many Bursts Does it Take to Form a Core at the Center of a Galaxy?
University of Florida（佛罗里达大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
该研究通过模拟探讨了单次爆发是否能形成矮星系中心核心，发现需多次爆发才能有效形成核心。
2025-10-14 astro-ph.GA
Unraveling Chemical Enrichment in Extreme Emission-Line Galaxies: A Multi-Element Bayesian View of Bursty Star Formation and Galaxy Evolution in DESI
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
研究通过多元素贝叶斯模型分析极端发射线星系的化学演化，揭示了爆发性恒星形成和星系演化中的气体循环过程，重点探讨了金属丰度与恒星形成效率的关系。
2026-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of Cool Gas in Thermally-Driven Outflows
银河系外流通常包含多相气体，其物理起源需要解释。利用CGOLS（Cholla Galactic OutfLow Simulations）的高分辨率孤立星系模型套件，我们证明了快速辐射冷却作为快速移动（$v \sim 1000$ km/s）、冷（$10^4$ K）气体源的可行性，这些气体是在一些恒星形成星系的外流的吸收线研究中观测到的。通过改变模拟风的质量负载和几何形状，我们确定了一个区域的参数空间，导致冷气体流出。特别是，当使用一个分析动机的中央反馈模型，我们发现，冷却流可以产生合理的质量加载率（$\dot{M}_{wind} / \dot{M}_{SFR} \sim 0.5$），提供恒星形成率表面密度高。当一个更现实的集群反馈模型被应用，高密度云附近的磁盘和不同的流出区域之间的相互作用的破坏表明，较低的质量加载速率的反馈区域内的热气体可能仍然会产生多相流出。这些结果表明，流出的快速移动的冷气体的起源，不依赖于直接加速冷气体从星际介质。这些冷却流可能另外提供了一个解释的多相气体无处不在的恒星形成星系在低红移的晕观察。
2018-08-07 astro-ph.GA
Reversing cooling flows with AGN jets: shock waves, rarefaction waves, and trailing outflows
冷却流问题是星系团的核心问题之一，而活动星系核（AGN）反馈被认为在抵消冷却中起着关键作用。然而，活动星系核喷流如何加热和抑制冷却流仍然存在很大的争议。使用一个理想化的模拟冷核心集群，我们研究了中央冷却灾难的发展，以及如何随后强大的活动星系核喷流事件避免冷却流，重点是复杂的气体动力学过程。我们发现，射流驱动弓激波，这逆转冷却流入和过热的内部冷核心区域。受冲击的气体以稀疏波的形式向外移动，这使致密的核心变得稀薄，并将相当大一部分加热的能量以热的方式输送到外部区域。当稀疏波传播离开时，星系团核心的气流继续流入，但活动星系核气泡抬升了尾随的外流，阻止了中心区域的气体积聚和灾难性的冷却。流入和尾随流出构成了集群核心区的非对称循环。在稍后的时间，尾随外流回落到集群中心，触发中央冷却灾难和潜在的新一代活动星系核反馈。因此，我们设想一个图片的冷集群核心通过冷却引起的收缩和活动星系核引起的膨胀的周期。这幅图自然地预测了冷核的气体分数（或X射线光度）与中心气体熵之间的反相关性，这可以通过X射线观测来检验。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics and Morphology of Cold Gas in Fast, Radiatively Cooling Outflows: Constraining AGN Energetics with Horseshoes
在星系和星系团中，通常可以观测到速度超过$100\,{\rm km\,s}^{-1}$的暖电离流和冷中性流。然而，理论研究表明，冲压压力从热风，驱动的中央活动星系核（AGN）或恒星爆发，不能加速现有的冷气体到如此高的速度而不破坏it.In这项工作中，我们探讨了一个不同的情况下，冷气体形式的快速，辐射冷却流出的温度$T\lesssim 10^7\,{\rm K}$。使用3D流体动力学模拟，我们证明了冷气体不断碎片的冷却流出，形成细长的对流结构延伸数十千秒差距。对于一系列物理上相关的温度和速度配置，垂直于运动方向的冷气环在流出中形成。这自然解释了英仙座星系团中横向冷气体细丝的形成，如蓝色环和马蹄形细丝。根据我们的研究结果，我们估计，活动星系核爆发负责形成这两个功能驱动双极外流速度$>2,000\,{\rm km\,s}^{-1}$和总动能$>8\times10^{57}\,{\rm erg}$约$\sim10$万年前。我们还研究了冷热气体混合层中的连续冷却，发现辐射冷却仅占总质量冷却速率的$\sim10\%$，表明软X射线和FUV辐射观测可能大大低估了星系团冷却流中冷气体的增长。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
UV Cooling via O VI Emission in the Superwind of M82 Observed with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)
本研究利用FUSE档案数据在星暴星系M82南部的流出区发现了O VI发射线，揭示了暖热气体的辐射冷却过程，并指出该星系流出介质由具有不同温度和运动学的多相气体组成。
2024-06-03 astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy-wide outflows: cold gas and star formation at high speeds
几个活跃星系显示出快速（$v_{\rm out} \sim 1000~{\rm km\,s}^{-1}$）大质量（$\dot{M} =$几个$\times 1000~\msun\,{\rm yr}^{-1}$）气体外流的强有力证据。一旦中心超大质量黑洞达到由$M - σ$关系设定的质量，理论上就可以预期这种外流，并且可能是使星系变红和死亡的原因。尽管它们的速度很高，这意味着温度远高于分子解离所需的温度，但流出物含有大量的分子气体。为了理解这一令人惊讶的结果，我们研究了气体冷却，并表明流出物不能稳定地持续在高温状态。相反，流出的气体形成两相介质，如观察到的，冷的致密分子团与热的稀薄气体混合。我们还表明，有效的冷却导致恒星的形成，提供了一个可观察到的外流签名。如果中心黑洞仍然在强烈地吸积，流出物的中心部分可以是本质上发光的伽马射线源。我们还注意到，这些外流可以持续$\sim 10^8$ ~年后，中央活动星系核已经关闭，所以许多观察到的外流（特别是高速），否则假设是由恒星爆发驱动的也可能是这种类型。
2014-01-02 astro-ph.GA
Non-equilibrium Photoionization and Hydrodynamic Simulations of Starburst-driven Outflows
在恒星形成星系中，恒星爆发驱动的星系外流被观测到包含复杂的热结构和发射线特征，这些特征很难用绝热流体模型和光电离平衡（PIE）和碰撞电离平衡（CIE）下的等离子体来解释。我们以前进行流体动力学模拟的星爆驱动的外流使用MAIHEM模块的非平衡原子化学和辐射冷却功能的流体动力学代码FLASH，并计算发射线在CIE和PIE条件相结合。在本研究中，我们考虑时间相关的非平衡电离（NEI）状态产生我们的MAIHEM模拟。通过广泛的云计算与NEI状态从我们的流体动力学模拟，我们预测的紫外线和光发射线轮廓的恒星爆发驱动的外流随时间变化的非平衡光电离条件。我们的流体动力学的结果表明，非平衡辐射冷却的H II地区的星爆星系托管冷流出的应用。
2021-11-03 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows III: The Influence of Magnetic Fields
受外流星系观测的启发，我们研究了磁场和辐射冷却对嵌入在热风中的冷云演化的综合影响。我们进行了一系列的三维自适应网格细化，磁流体动力学模拟，跨越两个分辨率，并包括对齐和横向于即将到来的，超Alfvénic材料的领域。在非磁化的情况下，对齐的场对云的整体寿命几乎没有影响，尽管它们确实增加了风和云材料之间的混合，增加了$\approx 3.$的系数。横向场导致磁悬垂，这将云隔离，但它们也会在垂直于磁力线的方向上挤压材料，这会导致快速的质量损失。分辨率研究表明，磁化模拟比非磁化模拟具有更好的收敛性能，并且每个云半径64个区域的分辨率足以准确描述这些相互作用。我们的结论是，辐射冷却和磁场的组合效应依赖于磁场的方向，但不太可能提高云的寿命超过单独的辐射冷却的效果。
2020-02-18 astro-ph.GA
Catastrophic Cooling in Superwinds. III. Non-equilibrium Photoionization
对一些恒星爆发驱动的星系超级风的观测表明，强烈的辐射冷却可能在反馈的性质以及恒星形成星系中恒星和分子气体的形成中发挥关键作用。这些灾难性的冷却超级风是不充分描述的绝热流体模型，但它们可以通过将非平衡辐射冷却功能到流体模型中再现。在这项工作中，我们采用了原子和冷却模块MAIHEM实现的FLASH流体动力学代码的框架来模拟形成的辐射冷却的超级风，以及其相应的非平衡电离（NEI）状态的各种流出参数，气体金属丰度，和环境密度。我们采用光电离程序云预测辐射和密度约束的光电离这些辐射冷却的超级风，我们预测紫外线和光学线发射。我们的非平衡光电离模型与NEI国家建立证明增强的C IV，特别是在富含金属，灾难性的冷却流出，和O VI在贫金属的。
2022-08-24 astro-ph.GA
VALES VIII: Weak ionized gas outflows in star-forming galaxies at $z \sim 0.15$ traced with VLT/MUSE
利用MUSE积分场光谱和GAMA光度宽带数据，对瓦尔帕莱索ALMA线发射巡天（VALES）子样本中的15个低红移恒星形成星系的电离气体外流进行了表征。我们测量的发射线光谱拟合的双组分的配置文件，与第二个和更广泛的组件有关的流出的气体。这种解释与观测到的恒星形成率表面密度（$Σ_{\mathrm{SFR}}$）和第二分量速度色散（$σ_{\mathrm{2nd}}$）之间的相关性一致，这是在跟踪反馈分量时所预期的。通过模拟的宽带光谱与光谱能量分布（SED）拟合和获得恒星形成的历史的样品，我们观察到一个小的减少SFR之间的100和10百万年的星系时，流出H $α$光度的贡献增加，表明反馈在一定程度上抑制了这些时间尺度内的恒星形成。所观察到的发射线比最好的再现光电离模型相比，冲击电离，表明年轻的恒星人口的辐射是占主导地位的，似乎是一个连续的恒星形成活动，而不是一个突发事件的后果。流出特性，如质量流出率（$\sim 0.1\,$ M $_\odot$ yr $^{-1}$），流出动力学功率（$\sim 5.2 \times 10^{-4}\% L_{\mathrm{bol}}$）和质量负载因子（$\sim 0.12$）指向一个场景中测量的反馈是不强，并在一般的星系演化的影响很小。
2021-08-05 astro-ph.GA
Bursty or heavy? The surprise of bright Population III systems in the Reionization era
针对JWST在再电离时代发现的明亮Pop III源，提出两类模型（大质量原子冷却暗晕或高爆发式恒星形成）解释观测，挑战传统形成位点假设。
2025-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN-ZOOM project: clumpiness of high-redshift galaxies and its connection to bursty star formation
Peking University（北京大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli 天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；York University（约克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文所）；The University of Texas at Dallas（得克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究依托THESAN-ZOOM模拟，提出基于功率谱的星系成团性量化方法，发现高红移星系成团性与恒星反馈处理及爆发式恒星形成周期相关，可作为早期宇宙爆发式恒星形成的互补探测手段。
2026-08-21 astro-ph.GA
Boosting galactic outflows with enhanced resolution
通过新的AMR策略提高矮星系外流模拟中冷却长度的分辨率，显著增强外流能量，质量与金属负载因子增两倍，能量负载因子增五倍。
2024-02-11 astro-ph.GA
Shock-multicloud interactions in galactic outflows -- II. Radiative fractal clouds and cold gas thermodynamics
星系风对宇宙物质循环至关重要，它将物质从星系的致密区域中输送出来。观测表明，在这样的风中，不同的温度相共存，这是不容易解释的。我们提出了一套三维冲击多云模拟，占辐射加热和冷却温度之间的$10^2\,\rm K$和$10^7\,\rm K$。冲击加热，动力学不稳定性，湍流，辐射加热和冷却之间的相互作用产生了一个复杂的多相流与雨状形态。云气碎裂并不断被侵蚀，变得有效地混合和质量加载。然后，产生的温暖的混合气体冷却下来，沉淀成新的致密的云团，重复这个过程。因此，辐射冷却能够通过帮助热云和热风中的气体凝结来维持快速移动的致密气体。在随后的流出物中，具有温度$\gtrsim 10^6\,\rm K$的热气体从温相和冷相中出来，温相和冷相分别在$\approx 10^4\,\rm K$和$\approx 10^2\,\rm K$附近达到热平衡。虽然热气体的体积填充因子在流出中较高，但大部分质量集中在具有这些温度的致密气体云和细丝中。多孔性更强的多云层导致更垂直延伸的流出，并且致密气体在更致密的层中更有效地产生。冷相不是由冲压压力加速的，而是从离开热平衡的温暖的混合气体中析出。这个循环可以解释银河系中心流出物中存在的具有$N_{\rm H\,{\scriptstyle I}}=10^{19-21}\,\rm cm^{-2}$和$Δv_{\rm FWHM}\lesssim37\,\rm km\,s…
2021-06-29 astro-ph.GA
Radiative cooling of swept up gas in AGN-driven galactic winds and its implications for molecular outflows
我们最近使用水化学模拟来证明，在发光类星体中观察到的分子流出可以通过活动星系核风中的分子形成来解释。然而，这些模拟覆盖有限的参数空间，由于其计算成本。因此，我们已经开发了一个分析模型来跟踪冷却的活动星系核风的冲击ISM层。我们探讨了不同的环境密度（$1-10^{4} \, \rm{cm}^{-3}$），密度剖面斜率（$0-1.5$），活动星系核光度（$10^{44}-10^{47} \, \rm{erg} \, \rm{s}^{-1}$），和金属丰度（$0.1-3 \rm{Z}_{\odot}$）。被扫起的气体大部分在~1 Myr内冷却。根据我们以前的模拟，我们预测这种气体将产生可观察到的分子流出。瞬时动量增加最初随着外流减速而增加。然而，由于对引力势所做的功，它达到最大值$\approx$ 20。预测的时间平均观测估计的分子外流动量增加达到最大值$\approx1-2$，部分原因是我们假设的分子分数，0.2，但也因为瞬时和观测，时间平均的定义是不等价的。因此，最近观测估计的秩序统一动量提升并不一定排除能量驱动的外流。最后，我们发现，尘埃颗粒很可能重新形成的金属吸积后，冲击ISM层已经冷却，假设一小部分的尘埃颗粒席卷后，这层已经冷却能够混合到冷相，并假设晶粒生长仍然有效的存在下，强AGN辐射场。这将使快速分子形成，正如我们的模型所假设的那样。
2018-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Formation of Molecular Clumps in QSO Outflows
我们研究了最近在CO和HCN排放中发现的类星体流出物中冷分子团的起源。我们首先描述了这种辐射驱动的外流的物理性质，并表明，从动量到能量驱动的流的过渡必须发生在R ~ 0.25千秒差距的径向距离。在这种转变过程中，由于瑞利-泰勒不稳定性，被扫起的物质碎片的外壳，但这些团块几乎没有质量，并且很可能被浸入其中的热气快速烧蚀。然后，我们探索了另一种情况，其中团块形成的热不稳定性在R >~ 1千秒差距，可能含有足够的灰尘，催化分子的形成。我们用三维双流体（气体+尘埃）数值模拟了kpc ^3的外流斑块，包括原子和尘埃冷却、热传导、尘埃溅射和来自类星体辐射场的光电离，研究了这一过程。在所有情况下，尘埃颗粒在大约10，000年内迅速被破坏;虽然一些冷团块在稍后形成，但它们只是作为短暂的特征存在，随着冷却变得更加广泛而消失。事实上，如果我们人为地将类星体辐射场增强100倍，我们只能找到一个稳定的具有致密团块的两相介质。这一结果，再加上尘埃颗粒的完全破坏，使分子外流的解释成为一个非常具有挑战性的问题。
2016-09-08 astro-ph.GA
Snap, Crackle, Pop: sub-grid supernova feedback in AMR simulations of disk galaxies
我们比较了超新星（SN）反馈的自适应网格加密（AMR）模拟孤立矮星系和L-星盘星系与20-40 pc分辨率的5个亚网格模型。这些模型是热转储，随机热，“机械”（注入能量或动量取决于分辨率），动力学和延迟冷却反馈。我们专注于每个模型抑制恒星形成和产生外流的能力。我们的最高分辨率运行勉强解决了反馈事件的绝热阶段，这对应于40个SN爆炸，前三个模型产生几乎相同的结果，可能表明动力学和延迟冷却反馈收敛到错误的结果。在较低的分辨率下，所有模型都不同，热转储反馈变得低效。热转储，随机和机械反馈产生多相流出的质量加载因子$β\ll 1$，这是远远低于观察到的。对于随机反馈的情况下，我们比较出版的SPH模拟，并发现更低的流出率。动力学反馈产生快速，热流出与$β\sim 1$，但只有当风是有效的流体动力学解耦的磁盘通过使用一个大的气泡半径。延迟冷却产生寒冷，密集和缓慢的风与$β> 1$，但大量的气体占据区域的温度-密度空间的冷却时间很短。我们的结论是，要么我们的分辨率太低，以保证物理动机的模型SN反馈，反馈机制比SNe是重要的，或其他方面的星系演化，如恒星形成，需要更好的治疗。
2016-11-24 astro-ph.GA
Pumping Iron: How turbulent metal diffusion impacts multiphase galactic outflows
本研究通过高分辨率模拟，探究湍流金属扩散对矮星系多相外流的影响，发现其显著影响热相冷却与声速，但对载荷因子影响微弱。
2024-07-19 astro-ph.GA
Detection of gas inflow during the onset of a starburst in a low-mass galaxy at z=2.45
本文通过光谱分析在z=2.45的低质量星系中探测到气体内流特征，发现其处于爆发性恒星形成初期，为研究高红移星系形成阶段的完整重子循环提供了重要途径。
2024-11-17 astro-ph.GA
Water cooling of shocks in protostellar outflows: Herschel-PACS map of L1157
在Herschel星形成区水（WISH）关键计划的框架下，获得了几颗年轻恒星外流的水线图，以研究激波中水的产生及其在外流冷却中的作用。本文报告了该计划的第一个结果，提出了一个PACS地图的o-H2O 179微米过渡到年轻的流出L1157。179微米的地图进行比较与其他重要的冲击示踪剂，并与以前的单点ISO，SWAS，和奥丁水观测的同一来源，使我们能够限制水的丰度和总冷却。强的H2O峰定位在两个冲击发射节点和中心源位置。的H2O 179微米的排放空间相关的H2旋转线，激发在冲击导致显着增强的水丰度的排放。沿流出的水排放峰值也与其他冲击产生的分子物种，如SiO和NH3的峰值相关。在原恒星的位置也观察到一个强烈的H2O峰，在那里没有其他分子有显着的发射。179 um的绝对强度及其与Odin/SWAS先前观测到的H2O 557 GHz谱线的强度比表明，水的发射起源于温暖的致密团块，PACS无法在空间上分辨，H2O丰度为10^-4。这证明团块已经被加热足够长的时间以允许几乎所有可用的气相氧转化为水。总的水冷却量约为10^-1 Lo，约占H2冷却量的40%，占沿L1157外流的激波释放的总能量的23%。
2010-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows I: Nonequillibrium Coolant Formation
我们使用高分辨率的三维自适应网格细化模拟研究高红移星系外流与原始组成的低质量维里化云的相互作用。虽然原子冷却允许维里温度高于$10^4$ K的天体形成恒星，但低于这个阈值的“迷你晕”通常无法自行形成恒星。然而，这些天体非常容易受到邻近高红移星暴星系外流的影响而引发恒星形成。在这里，我们进行了研究，这些相互作用，通过非平衡分子氢（H $_2$）和氘化氢（HD）的形成冷却的重点。跟踪非平衡化学和冷却的14个物种，包括解离背景的存在下，我们表明，冲击相互作用可以将minihaloes到非常紧凑的集群的同时代的恒星。此外，这些星团都小于$\approx 10^6 M_\odot,$，它们是从它们的母暗物质晕中被喷射出来的：这些性质与旧的球状星团非常相似。
2010-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outflowing [OII] Nebulae of Compact Starburst Galaxies at z $\sim$ 0.5
本研究利用Keck/KCWI积分场光谱观测z~0.5处12个致密大质量星暴星系的[OII]星云，发现其延展至10-40kpc且存在多期高速外流，外流运动学与星暴历史相关，早期外流已减速并与星系周介质混合。
2024-09-16 astro-ph.GA
The combined effect of AGN and supernovae feedback in launching massive molecular outflows in high-redshift galaxies
我们最近改进了我们的活动星系核（AGN）模型，将超大质量黑洞（SMBH）附加到大质量核星团（NSC）上。在这里，我们研究了这种新模型在大规模的，富含气体的星系与几个不同的反馈配方与流体动力学代码RAMSES模拟的影响。这些模拟与没有任何反馈的参考模拟进行了比较，在参考模拟中，冷却晕气体在恒星形成的爆发中迅速消耗。在强烈的超新星反馈存在下，我们观察到星系喷泉的形成，它在较长的时间内调节恒星的形成，但不会停止它。如果只考虑AGN反馈，一旦SMBH达到临界质量，就会发射出强烈的热气体流出，阻止冷却的晕气体到达盘，从而有效地停止恒星的形成，导致所谓的“淬火”。如果这两种反馈机制同时起作用，我们观察到一种非线性耦合，在这个意义上说，在超新星驱动的星系喷泉中的致密气体是由活动星系核驱动的热外流推动的，其半径比没有活动星系核的大得多。我们认为，这些特殊的外流能够解开致密气体从星系晕，感谢SN和AGN反馈的综合作用。我们推测，这种机制发生在SMBH的快速增长阶段结束时，是在许多大质量高红移星系中观察到的致密分子外流的起源。
2018-01-24 astro-ph.GA
The fast molecular outflow in the Seyfert galaxy IC5063 as seen by ALMA
我们使用高分辨率（0.5角秒）CO（2-1）的观测与ALMA跟踪的运动学的塞弗特2星系IC 5063的分子气体。分子气体的快速外流沿着整个射电喷流延伸，在W瓣中较亮的热点位置，离核约0.5kpc的最高外流速度。数据显示，除了早先在温暖的H2，HI和电离气体中检测到的一个外，还存在速度高达650 km/s的冷分子气体的大量快速流出。活动星系核中心和射电喷流都能有力地驱动外流。然而，流出气体的特征表明无线电射流是主要的驱动力。这一点很重要，因为IC 5063虽然是最强大的塞弗特星系之一，但却是一个相对较弱的射电源（P = 3x10^23 W/Hz）。所有观测到的特征都可以用这样一个场景来描述：一个射电等离子体喷流膨胀到一个云团介质中，直接与云团相互作用，并膨胀成一个茧，驱动一个侧向外流进入星际介质。该模型与最近的模拟（例如Wagner等人的模拟）获得的结果一致。一个更强的，直接的喷流和气体云之间的相互作用是目前在较亮的W瓣的位置。即使假设CO到H2的转换因子为最保守的值，流出气体的质量也在1.9到4.8x10^7 Msun之间。这些量远大于暖气体（分子和电离的）流出的量，也略大于HI流出的量。这表明，大多数观察到的冷分子外流是由于受到冲击后快速冷却。这种气体是冷却过程的最终产物。我们的CO观测表明，分子气体的快速外流可以由相对论喷流驱动。
2015-05-27 astro-ph.GA
Feedback from Active Galactic Nuclei: Energy- versus momentum-driving
我们采用流体动力学模拟使用移动网格代码AREPO调查的作用，从活动星系核（AGN）的能量和动量输入驱动大规模的星系外流。我们首先再现的能量和动量驱动的外流壳层的解析解在流体静力平衡和无辐射冷却的气体模拟的球形孤立的暗物质潜力。我们确认，对于这个简化的设置，星系外流驱动的动量输入率的顺序L_Edd/c可以建立一个M_BH -西格玛关系的斜率和归一化类似的观察。我们表明，动量输入的速率L_Edd/c，但是不足以驱动有效的外流，一旦冷却和气体流入的宇宙学模拟预测在解决尺度考虑在内。我们认为，所观察到的大规模活动星系核驱动的外流，而不是可能是能量驱动的，并表明，这种外流可以达到超过10 L_Edd/c的星系最里面的10千秒差距内的动量通量。流出是高度各向异性的，流出率和速度结构被发现是不充分的球形流出模型描述。我们验证了热能量驱动的流出气体预计会受到金属线冷却的强烈影响，导致大量（>10^9 Msun）的夹带冷气体。
2015-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the formation of NGC 2915 with MUSE: A counter-rotating stellar disk embedded in a disordered gaseous environment
NGC 2915是一个独特的邻近星系，根据其光学外观被归类为孤立的蓝色致密矮星，但有一个极其扩展的H i气盘，具有突出的Sd型螺旋臂。为了揭开NGC 2915的恒星爆发触发之谜，我们对深VLT/MUSE积分场光谱观测进行了全面分析，这些观测覆盖了星系中央千秒差距的恒星形成区域。我们发现，爆发性恒星形成的事件在整个中心区域的不同位置反复出现，最近的一次在大约5000万年前达到顶峰。爆发性恒星的形成显著扰乱了电离气体的运动学，但中性原子气体却没有，这意味着两种气相在视线上在很大程度上是空间解耦的。经典的线比诊断图没有发现活动星系核的证据。电离气体金属丰度具有正的径向梯度，这证实了以前的研究的基础上，几个单独的H ii区域，并可能归因于恒星反馈驱动的流出和贫金属气体流入。贫金属气体的证据包括不同金属丰度的气体云之间的高速碰撞，局部气体金属丰度下降以及气体和恒星之间异常小的金属丰度差异。中央恒星盘似乎是反向旋转相对于扩展的H i盘，这意味着最近的突发恒星形成的事件已经持续的外部吸积气体。
2022-12-22 astro-ph.GA
Cold vs. Hot Gas Accretion and Angular Momentum in FIRE Simulations: From Halo to Galaxy Scales
Northwestern University（西北大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
利用高分辨率FIRE宇宙学模拟，系统研究星系周介质中的气体吸积和角动量，发现内CGM的维里化与入流气体温度相关，冷入流主导前维里化晕，热入流主导维里化晕，且冷入流比暗物质和热气体具有更高比角动量，但爆裂星系中冷入流未圆化，稳态星系中热入流圆化冷却形成盘状恒星。
2026-06-11 astro-ph.GA
The origin of cold gas in the Circumgalactic Medium
本研究通过SPH宇宙学模拟Eris2k追踪气体粒子，发现星系周介质中冷气体的起源随红移转变：z>2时主要来自冷吸积，低z时则主要源于外流和就地冷却。
2024-02-13 astro-ph.GA
No cores in dark matter-dominated dwarf galaxies with bursty star formation histories
矮星系自转曲线的测量通常被解释为需要一个中心密度恒定的核心，这与$N$ -冷暗物质（CDM）晕体模拟预测的“尖形”内部轮廓不一致。有人认为，这种冲突可以通过恒星形成爆发后气体周期性移动引起的内部引力势波动来解决。早期的研究表明，核心的形成需要一个爆发和延长的恒星形成历史（SFH）。本文研究了在APOSTLE（A Project of Simulating the Local Environment）和AURIGA宇宙学流体动力学模拟中形成的矮星系CDM晕（$M_{\rm DM} \sim 10^9-5\times10^{10}\,{\rm M}_\odot$）的结构。我们的模拟具有可比或更好的分辨率比其他人，使核心（$M_{\rm gas} \sim 10^4\,{\rm M}_\odot$，重力软化$\sim 150$ pc）。然而，我们没有发现在{ \it any}质量下形成核心的证据，也没有发现DM密度分布的内斜率与SFH的时间变化之间的任何相关性。APOSTLE和AURIGA矮星在其累积SFH中显示出与本地群矮星的可用数据相似的多样性。在这两个模拟中的矮人是DM占主导地位的所有解决尺度在任何时候，可能限制的能力，气体流出，以改变显着的中心密度分布的晕。我们的结论是，经常爆发的恒星形成不足以导致核心的形成，重子也必须满足其他条件才能修改中央DM尖点。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating Supersonic Turbulence in Galaxy Outflows
我们提出了三维的，自适应网格模拟的矮星系流出的超音速湍流驱动。在这里，我们开发了一个亚网格模型，不仅跟踪热和体积的气体速度，而且其湍流速度和长度尺度。这使我们能够将超新星的能量直接存入超音速湍流中，这种湍流的尺度比粒子平均自由程大得多，但比解析的大尺度流动小得多。与以前的方法不同，我们能够模拟一个以NGC 1569为模型的恒星爆发星系，在整个模拟过程中具有真实的辐射冷却。单个OB关联周围的热扩散气体袋扫过由于冷却不稳定而持续很长时间的厚壳材料。高压、稀薄区域的重叠导致了一个集体的中心外流，通过湍流混合吞噬外部气体，而不是将其聚集成一个薄而不稳定的壳层，从而逃离星系。超音速的湍流气体自然会避开湍流衰减快、冷却时间短的稠密区域，这进一步增强了整个星系的密度对比-导致了NGC 1569和其他流出的恒星爆发中观察到的复杂、混乱的气泡、环和细丝分布。
2010-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and spatial distribution of hypervelocity stars in AGN outflows
我们研究了由活动星系核（AGN）驱动的外流中的恒星形成，作为超高速恒星（HVS）的一个新来源。最近的观测显示，在银河系外流中有活跃的恒星形成，形成速率为$\sim 15\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$。我们验证了壳层被活动星系核流出物扫过，能够通过热不稳定性冷却并碎裂成嵌入热稀薄气体中的冷团块。我们发现$\sim 10^3\,M_{\odot}$的冷团簇在$\sim 10^5$年内形成，因此，恒星沿着外流路径产生，并在其形成地点被赋予外流速度。这些HVS穿过星系晕，最终逃逸到星系际介质中。流出物内部恒星形成的预期瞬时速率是$\sim 4-5$数量级，大于先前提出的产生HVS的机制的平均速率，例如希尔斯机制和恒星与黑洞双星之间的三体相互作用。我们预测了活动星系核外流中形成的HVS的空间分布，为今后的观测探测提供了依据。
2018-03-06 astro-ph.GA
High Velocity-dispersion Cold Gas in ULIRG Outflows. I: Direct Simulations
观测显示，在超亮红外星系（ULIRGs）的热流出物中存在速度色散很大（~300 km/s）的冷气体。这种气体可以追溯其起源到超级气泡的瑞利-泰勒（RT）碎裂，也可以在较小的尺度上出现。我们在两个尺度上模拟ULIRG外流，使用FLASH在三维流体动力学模拟中重现这种气体。虽然分辨率是有限的，这些模型成功地产生了冷气体的流出大的速度分散。我们的小尺度模型通过超气泡壁的RT碎裂产生这种冷气体，但是大尺度模型在热气泡将圆盘的气体碎裂成冷云之后产生冷气体，然后通过热压加速，并通过流出物内的冷却补充。我们制作了简单的模拟光谱，将这些模拟与观测到的吸收光谱进行比较，发现线宽约为250 km/s，与观测结果的下限一致。
2014-03-06 astro-ph.GA
Better Together: The Complex Interplay Between Radiative Cooling and Magnetic Draping
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探究星系风中辐射冷却与磁包覆的相互作用，发现二者结合可大幅提升冷云团存活率，解释观测到的快速外流冷气体及星系晕冷物质高覆盖分数现象。
2023-11-05 astro-ph.GA
Bipolar Planetary Nebulae from Outflow Collimation by Common Envelope Evolution
双极行星状星云（PNe）的形态可以归因于来自中央发动机的快速风与共同包层（CE）演化留下的致密环形喷出物之间的相互作用。在这里，我们使用的3-D流体动力AMR代码AstroBEAR研究的可能性，双极PN流出可以出现准直，甚至从一个未准直的球形风在CE事件的后果。通过SPH代码PHANTOM的单个CE模拟的输出用作初始条件。四个案件的风，都有足够高的动量占观察到的高动量行星际前星云流出，被注入到喷出物的CE二进制残留区域的球形。我们比较的情况下，两种不同的动量和情况下，没有辐射冷却与应用程序的光学薄发射通过冷却曲线的流出。我们的模拟结果表明，在所有情况下，高度准直的双极流出的结果，通过与CE喷出物的相互作用的球形风偏转。在所有情况下，都可以看到顶叶和底叶之间的显著不对称。辐射冷却的低动量情况下的不对称性最强。虽然真正的CE后风可能是非球面的，我们的模型表明，通过“惯性约束”准直将足够强大，甚至开始与最大的非准直驱动器创建射流一样的外流。我们的模拟揭示了详细的冲击聚焦惯性约束（SFIC）模型中的冲击结构，并开发了一个透镜形的内部冲击，这是一个新的功能SFIC驱动的双极叶。
2020-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-equilibrium Ionization States Within Galactic Outflows: Explaining Their O VI and N V Column Densities
我们提出了一套一维球对称流体动力学模拟研究星系外流的原子电离结构。我们跟踪与非平衡原子化学网络，包括光电离，光加热，和离子的离子冷却的流出气体的电离状态。每一个模拟描述了一个稳态外流，它是由其质量和能量输入率，声波半径，金属丰度，紫外线通量从宿主星系和元星系背景定义的。我们发现，对于一个大范围的参数选择，材料的电离状态强烈偏离它将在光电离平衡，在冲突与通常假设的分析观察。此外，几乎所有的模型再现低N V到O VI柱密度比和相对较高的O VI柱密度观察。
2019-03-14 astro-ph.GA
Kinematics and Dynamics of Multiphase Outflows in Simulations of the Star-Forming Galactic ISM
由恒星反馈产生的星系外流在本质上是多相的。观测和模拟都表明，在银河系盘中面的几千秒差距内的物质是由嵌入在热风中的暖云组成的。从理论上理解外流现象，包括风和喷泉流，需要研究热相之间的相互作用。我们开发了一种方法来量化这些相互作用，通过测量的质量，动量和能量通量交换使用时间和空间平均量和守恒定律。我们将这种方法应用于恒星形成ISM MHD模拟的基础上TIGRESS框架，太阳邻域条件。为了评估阶段之间的相互作用的程度，我们首先检查"弹道模型“的有效性，该模型预测了被视为非相互作用云的暖相（$5050\,\rm{K}<T<2\times10^4\,\rm{K}$）的轨迹。该模型在中等垂直速度（$ 50$ km s $^{-1}$ $\lesssim |v_z| \lesssim 100 $ km s $^{-1}$）下是成功的，但在较高速度下，我们观察到与弹道模型相比，模拟的温暖流出量过多。高速中温（$2\times10^4\,\rm{K}<T<5\times10^5\,\rm{K}$）气体的冷却不能完全解释这种差异。通过考察质量、动量和能量的通量，我们得出结论，热相通过中间相的冷却获得质量，而动量从热相（$T>5\times10^5\,\rm{K}$）转移到热相。来自热流出的大的能量通量被转移到温暖和中间阶段，并迅速辐射出去。一个简单的相互作用模式意味着喷泉流中的有效暖云尺寸为几个100…
2019-11-18 astro-ph.GA
Simple relations from complex outflows: How the $M-σ$ relation emerges in a multi-phase environment
Center for Physical Sciences and Technology（物理科学与技术中心）；Astronomical Observatory, Vilnius University（维尔纽斯大学天文台）
本研究通过多相湍流星系核球的流体动力学模拟，发现AGN外流在真实辐射冷却且守恒受激风能量的条件下，仍能通过动量驱动机制建立$M-σ$关系，验证了该范式在非理想化系统中的适用性。
2025-11-19 astro-ph.GA
Hot Outflows in Galaxy Clusters
本文利用钱德拉X射线天文台（\it Chandra X-ray Observatory）的观测资料，分析了29个星系团热大气的气相金属丰度分布。所有最亮的星系团（BCGs）都拥有由射电AGN产生的X射线空腔系统。我们发现高元素丰度投影优先沿腔的16个集群。富含金属的等离子体显然是随着X射线空洞（气泡）的上升而被提升到20到几百千秒差距之间的高度。发现了上升气体的最大投射高度（“铁半径”）与喷流功率之间的关系，其形式为$R_{\rm Fe} \propto P_{\rm jet}^{0.45}$。据估计，流出速率通常为每年几十个太阳质量，但在最强大的活动星系核中超过了$100 ~\rm M_\odot ~yr^{-1}$。流出速率是冷却速率的10%至20%，因此单独不能抵消冷却流入。然而，热外流有效地重新分配冷却气体，并可能发挥重要作用，在调节恒星形成和活动星系核的活动在BCGs和可能在巨大的椭圆星系。金属丰度分布总体上可能是复杂的，可能是由于富含金属的气体在循环流中返回或在热大气中被吹来吹去。大约有15%的空洞所做的功被用来提升富含金属的气体，这意味着它们的核黑洞的质量至少增加了$\sim 10^7$ M $_\odot$到$10^9$ M $_\odot$。最后，我们表明，热外流可以占广泛的，气相金属丰度分布相比，恒星光剖面的BCGs，我们认为热外流和冷分子气流之间的可能联系，发…
2015-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN-stimulated Cooling of Hot Gas in Elliptical Galaxies
本文研究了活动星系核相对较弱的反馈对中等质量椭圆星系的星际介质的影响。我们发现，活动星系核的活动，而全球加热的ISM，自然刺激一定程度的热气体冷却的尺度上的几个千秒差距。这个过程产生了持续存在的冷ISM阶段，与质量范围之间的10 $^4$和$\gtrsim$ 5 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$，其中后者的价值是适当的集团为中心，大质量星系。广泛的冷却发生在活动星系核反馈激活前的冷却与自由落体时间之比满足$t_{cool}/t_{ff} \lesssim 70$的地方，也就是说，我们找到了一个比文献中通常引用的限制性更小的阈值。这个过程有助于解释椭圆星系中的冷气体（电离和中性/分子）的观测结果，也许还可以解释在许多早期星系中检测到的残余恒星形成。偏心冷气的数量和分布随时间无规律地变化。冷ISM速度场是不规则的，最初共享（流出）湍流热气体运动。冷气体的典型速度分散在100-200 km/s的范围内。新产生的冷气体通常会形成一个冷的外流，并可能出现相对于恒星的运动学错位。我们还跟踪了尘埃在热气体和冷气体中的演化。我们发现，内部产生的冷ISM有一个非常低的粉尘含量，与代表性的值为10 $^{-4}$ - 10 $^{-5}$的灰尘气体比。因此，这种冷气体在传统的灰尘吸收图中可以逃脱检测。
2015-05-05 astro-ph.GA
Radio Jets Clearing theWay Through a Galaxy: Watching Feedback in Action in the Seyfert galaxy IC 5063
用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列进行的高分辨率（0.5角秒）CO（2-1）观测已被用来追踪Seyfert 2星系{IC~5063}中分子气体的运动学。IC~5063虽然是最强的射电源之一，但它是一个相对较弱的射电源（P_1.4GHz = 3 × 10^23 W Hz^-1）。数据显示，气体的运动学是非常复杂的。分子气体的快速外流沿着整个射电喷流（~ 1 kpc）延伸，在W瓣中较亮的热点位置，最高的外流速度约为核的0.5 kpc。所有观测到的特征都可以用这样一个场景来描述：一个射电等离子体喷流膨胀到一个云团介质中，直接与云团相互作用，并膨胀成一个茧，驱动一个侧向外流进入星际介质。这表明，大多数观察到的冷分子外流是由于激波通过后气体的快速冷却，它是冷却过程的最终产物。
2015-04-18 astro-ph.GA
What Causes The Formation of Disks and End of Bursty Star Formation?
本研究通过大量数值模拟探究星系从暴胀式恒星形成的椭球形态向平滑恒星形成的盘状形态转变的成因，发现二者均由引力势驱动但机制不同，明确了质量分布集中度和逃逸速度分别对盘形成与恒星形成模式转变的关键作用。
2023-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An Origin for Multi-Phase Gas in Galactic Winds and Halos
在星系风中看到的高速冷气体的物理来源仍然未知。根据Wang（1995）的观点，我们认为在初始热驱动外流中的辐射冷却可以产生快速的中性原子和光电离冷气体。流的初始温度为10^7- 10^8 K，绝热冷却是不可避免的，T<10^7 K时的冷却函数的形状意味着，热气体质量损失率相对于恒星形成率β =Mdot_hot/Mdot_star > 0.5的流出流在能量注入区到几十kpc的尺度上辐射冷却。我们突出的β和恒星形成率的柱密度，排放措施，辐射效率和速度的表面密度的依赖。在r_cool，气体产生X射线，然后UV/光学线发射，总功率限制为10^{-2} L_star，如果流是由具有光度L_star的稳态恒星形成提供动力的话。风在r_cool处是热不稳定的，可能导致多相介质。冷却的风在星系扩展的引力势中显著减速。从热流出物中沉淀出来的冷气体可以解释它在星系晕中的普遍存在。我们提出了一个图片的风，冷云最初加速的冲压压力的热流，但迅速粉碎流体动力学不稳定性，从而增加β，播种辐射和热不稳定性，冷气体再生。如果冷却的风在扫过环银河系介质时发生冲击，它的冷却时间很短，从而将冷气体沉积到遥远的晕中。最后，传导可以主导低β热风中的能量传输，导致比预期更平坦的温度分布，这可能与一些星暴的X射线观测结果一致。
2015-12-08 astro-ph.GA
Outflows and extended [CII] halos in high redshift galaxies
最近堆积的ALMA观测显示，$z\approx 6$的正常恒星形成星系被扩展的（$\approx 10\,\mathrm{kpc}$）[CII]发射晕所包围，这是最先进的放大模拟所无法预测的。我们提出了一个模型，其中这些晕是超新星驱动的冷却外流的结果。我们的模型包含两个自由参数，外流质量加载因子，$η$，和母星系暗物质晕圆速度，$v_c$。外流模型成功地匹配所观察到的[CII]表面亮度轮廓，如果$η= 3.20 \pm 0.10$和$v_c = 170 \pm 10{\,\rm km\,s^{-1}}$，对应于一个动态质量的$\approx 10^{11}\, \mathrm{M}_\odot$。预测的流出率和流速范围分别为$128 \pm 5 \,\mathrm{M}_\odot {\rm yr}^{-1}$和$300-500 {\,\rm km\,s^{-1}}$。我们的结论是：（a）扩展晕可以由冷却流出产生;（b）大的$η$值与恒星爆发驱动的流出勉强一致，但它可能表明来自活动星系核的额外能量输入;（c）[CII]晕的存在需要星系$f_{\rm esc} \ll 1$的电离光子逃逸分数。该模型也可以很容易地应用到个别高$z$星系，如观察到的，例如，ALMA ALPINE的调查已经开始。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physics of galactic winds driven by active galactic nuclei
活动星系核（AGN）在其宿主星系的星际介质中驱动快速风。一般认为，星系核中的高密度和强辐射场意味着冷却时间短，因此使外流动量守恒。我们发现，在AGN的高速，冲击风的冷却实际上是在很大范围的情况下，包括超亮红外星系（ULIRGs）的相关条件下，在节能外流效率低下。我们进一步表明，快速节能外流可以容忍大量的混合与冷却气体之前，辐射损失变得重要。对于初速度v_in>~ 10，000 km·s^-1的风，正如紫外线和X射线吸收所观察到的那样，激波形成了一种双温结构。虽然大部分的热压支持是由质子提供的，但冷却过程只直接作用于电子。这显著减慢了逆康普顿冷却，而自由冷却可以忽略不计。v_in约为1，000 km s^-1的低速风，例如可能由尘埃上的辐射压力驱动的低速风，也可以经历能量守恒阶段，但条件更为严格。在能量守恒阶段，激波后热气体的做功使外流的动量通量增加了~v_in/2v_s，其中v_s是后掠物质的速度。因此，由快速活动星系核风（v_in~0.1c）驱动的能量守恒外流可以解释最近在亮类星体和ULIRGs中测量到的星系尺度外流的动量通量Pdot>>L_AGN/c。冲击风泡在星系盘的法线方向上膨胀，也可以解释在某些系统中观察到的大规模双极结构，包括银河系中心周围，并且可以产生显著的无线电，X射线和伽马射线发射。[删节]
2012-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-phase environment of compact galactic nuclei: the role of the Nuclear Star Cluster
我们研究了致密星系核最内层区域热不稳定性的发生条件，其中星际环境的性质是由准球形吸积到超大质量黑洞（SMBH）上和致密核星团中气体的加热/冷却过程的相互作用决定的.恒星风是辐射效率低（准球形，非磁化）流入/流出到中央SMBH，其中一个停滞点内的邦迪型吸积的材料来源。我们研究了局部热平衡，以确定允许冷相和热相相互接触共存的参数空间。我们包括机械加热恒星风和辐射冷却/加热的稠密星团的环境场的影响。我们考虑两个例子：银河系中心区域的核星团（NSC）（包括气态的小螺旋星系Sgr~A*）和超致密矮星系M60-UCD 1。我们发现，这两个系统的行为在不同的方式，因为它们被放置在不同的区域的参数空间的不稳定性图：气体温度与动态电离参数。在Sgr~A* 的情况下，恒星加热阻止了冷云的自发形成。来自恒星风的等离子体加入热X射线发射阶段，形成外流。在M60-UCD 1中，我们的模型预测了星系内部冷云的自发形成。这些冷云可以存活，因为冷却时间尺度比流入/流出时间尺度短。
2016-09-28 astro-ph.GA
