Galactic fountains and the rotation of disc-galaxy coronae
在像银河系这样的星系中，由恒星活动从盘中喷射出的冷气体（~ 10^4 K）（所谓的银河喷泉气体）预计会与日冕的维里温度（~ 10^6 K）气体相互作用。冷气体和热气体之间的相关动量传递对两种气体相的动力学具有重要影响。我们量化这样的相互作用的影响，使用流体动力学模拟冷云通过热介质在不同的相对速度。我们的主要发现是，云和日冕之间存在一个速度阈值，约为75 km/s，低于该阈值，热气体停止从冷云吸收动量。因此，在像银河系这样的盘状星系中，静止的日冕会被迅速加速：日冕预计会旋转，并且在内部区域相对于冷盘滞后约80-120 km/s。我们还展示了如何存在这个速度阈值可以解释所观察到的运动学的冷平面外气体。
2011-05-09 astro-ph.GA
Dust in the Smith Cloud? A UV Investigation into the Smith Cloud's Gas-Phase Abundance Patterns
本文利用HST/COS紫外吸收线和GBT射电观测研究Smith Cloud的气相化学耗损，发现硅耗损证据表明其存在尘埃，指出该云可能源于星系喷泉回流或穿过星系平面的矮星系。
2025-04-29 astro-ph.GA
Galactic fountains and outflows in star forming dwarf galaxies: ISM expulsion and chemical enrichment
我们研究了超新星反馈在富含气体的矮星系中的影响，这些矮星系经历了低到中等的恒星形成率，这是恒星爆发之间相对静止的典型阶段。我们使用三维流体动力学模拟计算了ISM和富含金属的SN喷出物的长期演化，其中反馈能量由SNeII在不同的OB协会中爆炸沉积。我们发现，一个循环流类似于银河喷泉一般成立，与一些ISM解除在银河平面以上的高度为一到几个千秒差距。这些气体形成了一个额外的平面层，一旦恒星形成停止，大约在$10^8$ yr后会回落到平面上。对于所考虑的SFR，很少或没有ISM被驱逐出星系系统，即使在最强大的模型中，SN能量与气体结合能相当。富含金属的SN喷出物反而更容易受到反馈的影响，我们发现，即使对于低SN率（$7\times 10^{-5}$ - $7\times 10^{-4}$ yr $^{-1}$），也有相当一部分（25-80\%）在星系际介质中排出。银河系保留的金属大约有一半位于远离银道面的地方（$z >$ 500 pc）。此外，我们的模型表明，富含金属的气体从银河系盘出来和回到银河系盘的循环不能消除（集中的）SN爆炸留下的化学梯度。
2014-09-26 astro-ph.GA
The Evolution of Gas Clouds Falling in the Magnetized Galactic Halo: High Velocity Clouds (HVCs) Originated in the Galactic Fountain
在银河喷泉的假设中，超新星和/或恒星风将物质推进星系晕。当物质冷却时，它凝结成云。利用FLASH三维磁流体动力学模拟，我们模拟和研究了这些气体云形成并开始向银道面下落后的动力学演化。在我们的模拟中，我们假设气体云在银河系中平面上方z=5 kpc的高度形成，然后开始从静止状态下降。我们调查云的演化，动力学，和相互作用的星际介质（ISM）的云的初始质量的影响。我们发现，云与足够大的初始密度（> 0.1氢原子每立方厘米）充分加速，并保持足够大的柱密度被观察到，并确定为高速云（HVC），即使ISM是弱磁化（1.3微高斯）。我们还研究了各种可能的磁场配置的影响。正如预期的那样，当磁场很强并且垂直于云的运动时，ISM的阻力最大。在磁场与银河平面成对角线的情况下，云的轨迹由磁场线引导。模型云模拟表明，云和ISM之间的相互作用可以理解通过类比的激波管问题，其中涉及冲击和稀疏波。我们还讨论了加速的环境气体，从云烧蚀的材料的流光，和云的演变从一个球形的磁盘或雪茄形状的对象。
2009-06-02 astro-ph.GA
Magnetic fields in the Galactic halo restrict fountain-driven recycling and accretion
星系晕包含了一个复杂的生态系统，由多相的中速和高速气体云组成，其起源至今仍没有明确的解释。它们通常被认为参与了整个银河系的循环过程，要么通过吸积流，要么通过大规模的喷泉流，或者两者兼而有之。我们研究这些云的演变，根据最近的说法，他们可能会触发凝结的气体从银河日冕，因为他们通过it. We测量凝结沿云的尾流，有和没有环境磁场的存在下，使用两个（2D）和三维（3D），高分辨率的模拟。我们发现，3D模拟是必不可少的正确捕捉在所有情况下的冷凝。磁场显著地抑制了$t \gtrsim 25$ Myr云尾流中的凝结，防止了以前非磁性研究中看到的冷气团的急剧上升。磁场抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性，该不稳定性导致云与晕气体的烧蚀和随后的混合，从而驱动冷凝。这种效应在不同的云属性（密度、金属丰度、速度）和磁场属性（强度和方向）之间是普遍存在的。简单的收敛测试表明，解决逐步缩小规模的气体导致更少的冷凝。虽然冷凝仍然发生在所有情况下，我们的研究结果表明，周围的磁场大大降低了效率的喷泉驱动的吸积，也可能吸积从冷凝周围的高速云。这些较低的特定吸积率与3D非磁性模拟相比与观测约束更好地一致。
2018-08-31 astro-ph.GA
Radiation-driven Fountain and Origin of Torus around Active Galactic Nuclei
我们提出了一个合理的机制来解释形成所谓的“模糊环面”周围的活动星系核（AGN）的三维流体动力学模拟的基础上，包括从中央源的辐射反馈。用射线追踪法计算了X射线对气体的加热和辐射压力。这种辐射反馈驱动着一个“喷泉”，也就是说，在中央几到几十秒差距的垂直气体循环。非定常流出和流入之间的相互作用导致形成具有内部湍流运动的几何厚环面。结果，活动星系核在很宽的立体角范围内被遮蔽。在准稳态下，对于爱丁顿光度为10%和1%的活动星系核，柱密度向小于10^23 cm^-2的黑洞的张开角分别约为+-30度和+-50度。通过环的质量流入与流出和内部湍流运动共存，到中心秒差距区域的平均质量吸积速率为2 × 10 ^-4 ~ 10^-3，M_sun/yr，这比维持活动星系核光度所需的吸积速率小约10倍。这意味着相对明亮的活动星系核活动本质上是间歇性的，或者有其他机制，如恒星能量反馈，增强了质量吸积到中心。
2012-08-27 astro-ph.GA
Gas accretion and galactic fountain flows in the Auriga cosmological simulations: angular momentum and metal re-distribution
利用一组15个高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟银河系的形成，我们调查的起源重子物质中发现的恒星在红移为零。我们发现，大约一半的这种材料来自subhalo/卫星系统和一半是顺利地从星系间介质（IGM）吸积。在所有物质中，大约有$90 \%$至少有一次在星系风中被喷射和重新吸积。绝大多数顺利吸积的气体进入银河系喷泉，延伸到银河系中心距离中位数为$\sim 20$ kpc，再循环时间中位数为$\sim 500$ Myr。我们证明，在大多数情况下，银河喷泉获得角动量通过混合低角动量，风回收气体与高角动量气体在环银河介质（CGM）。顺行合并通过帮助调整圆盘和CGM旋转轴来促进这种活动，而逆行合并导致喷泉失去角动量。喷泉流，促进角动量的增长是有利于顺利的轨道上的演化准平行于光盘序列的恒星质量特定的角动量平面，而逆行的未成年人合并，主要合并和酒吧驱动的长期演化移动星系的膨胀序列。最后，我们证明了喷泉流的作用，扁平化和缩小的径向金属丰度梯度和金属丰度分散盘星，分别。因此，星系喷泉的演化强烈地依赖于宇宙学的合并历史，并且对于银河系大小的盘状星系的化学动力学演化至关重要。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Obscuring Fraction of Active Galactic Nuclei: Implications from Radiation-driven Fountain Models
活动星系核（AGN）被一个光学厚的“环面”所掩盖，它覆盖了核的大部分立体角。然而，环面的物理起源和活动星系核之间环面的差异尚不清楚。在之前的一篇基于三维辐射流体动力学计算的论文中，我们提出了一种基于物理的遮蔽机制，称为“辐射驱动喷泉”，其中由中心辐射驱动的气体循环自然形成了一个厚盘，部分遮蔽了核发射。在这里，我们扩展了这一机制，并进行了一系列的模拟，以探讨如何遮蔽取决于活动星系核的属性。我们发现，对于给定的柱密度，对活动星系核的遮蔽分数f_obs的变化依赖于活动星系核的光度和黑洞质量。特别是，N_H \geq 10 ^22 cm^-2的f_obs在10^{42-44}尔格/秒范围内随X射线光度L_X的变化而从~0.2增加到~0.6，但在光度（~10^{45}尔格/秒）以上f_obs变小（~0.4）。fobs的行为可以通过一个简单的解析模型来理解，并提供了对暗度红移演化的深入了解。模拟还表明，对于给定的L_AGN，当柱密度较大（N_H \geq 10 ^23 cm^-2）时，f_obs总是较小（~0.2-0.3）。我们还发现，超过70%的立体角可以覆盖的喷泉流的情况下。
2019-02-06 astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Testing Galactic Fountain Models' X-ray Emission
我们测试的X射线发射预测银河系的热晕发射的XMM-牛顿测量银河喷泉模型。这些测量来自110条视线，覆盖了银河系的全部范围。我们发现，磁流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质，其特点是从磁盘的热气体流的晕，再现的温度，但显着低估0.5-2.0千电子伏的表面亮度的晕（两个数量级，如果我们比较的中位数预测值和观测值）。这对于有和没有星际磁场的模型版本都是正确的。我们考虑不同的原因模型预测和观察之间的差异。我们发现，考虑到过电离冷却晕等离子体，这可能在原则上提高预测的X射线发射，是不太可能在实践中使预测与观察一致。我们还发现，包括热传导，这将倾向于增加表面亮度的冷热气体之间的界面，将无法克服表面亮度不足。然而，电荷交换排放从这样的接口，不包括在当前的模型，可能是显着的。模型的模糊也可能是由于缺乏宇宙射线驱动，这意味着模型可能低估了从盘到晕的物质数量。此外，一个扩展的热晕的吸积材料可能是重要的，通过提供热电子，可以提高发射的材料驱动出磁盘。需要额外的模型预测来测试这些过程在解释所观察到的晕发射中的相对重要性。
2015-01-02 astro-ph.GA
A Component of the Smith High Velocity Cloud Now Crossing the Galactic Plane
我们已经在银河系中发现了一个新的结构：史密斯高速云的一个主要组成部分，现在正穿过经度25度附近的银河平面。使用来自绿岸望远镜（GBT）的新的21厘米HI数据，我们测量了几十个云的特性，这些云是这个结构的一部分。它们的运动学与史密斯云的运动学一致，其VLSR超过了在其方向上的圆周旋转所允许的。主导分量中的大多数云显示出它们与盘状气体相互作用的证据，从而可以估计相互作用的位置。主导分量在距离太阳9.5 kpc处穿过银河平面，距离银河中心约4.5 kpc。它的HI质量可能高达10^6太阳质量，与史密斯云的中性成分质量相当，但只有一小部分包含在GBT数据中解析的云中。像史密斯云一样，主导成分似乎正在给银河系内部的ISM增加质量和角动量。我们认为史密斯云不是一个孤立的物体，而是一个结构的一部分，它在天空中延伸超过40度（约7 kpc），分为两部分，间隔约1 kpc。
2022-11-29 astro-ph.GA
Intermediate- and high-velocity clouds in the Milky Way II: evidence for a Galactic fountain with collimated outflows and diffuse inflows
我们模拟的运动学的高速和中速云（HVC和IVC）的吸收观测到的样本的55个银河系晕星与精确的距离测量。我们采用了一个简单的模型，其主要的自由参数是气体的方位角，径向和垂直速度（$v_ϕ$，$v_{\rm R}$和$v_{\rm z}$）的厚盘，并将其应用到数据充分考虑到所观察到的功能在距离-速度空间的分布。我们发现至少需要两个单独的组件来重现数据。HVC和IVC被视为不同的种群的情况下，只提供了部分的数据描述，这表明，一个纯粹的基于速度的分离可能会给出一个有偏见的看法的气体物理在银河系的盘晕界面。相反，数据最好由流入和流出分量的组合来描述，两者的特征都是旋转，$v_ϕ$与盘的旋转相当，$v_{\rm z}$为50-100 km/s。与入流有关的特征似乎在天空中扩散，而与出流有关的特征大多局限在指向（$l\!=\!220^{\circ}$，$b\!=\!+40^{\circ}$）和（$l\!=\!40^{\circ}$，$b\!=\!-40^{\circ}$）的双锥内。我们的研究结果表明，较低的（$|z|\!\lesssim\!10$ kpc）银河系晕是由扩散流入的气体和准直流出的物质的混合物，这可能是一个星系范围内的气体循环的恒星反馈，即银河喷泉触发的表现。
2022-02-11 astro-ph.GA
Multi-phase Nature of a Radiation-Driven Fountain with Nuclear Starburst in a Low-mass Active Galactic Nucleus
利用三维辐射流体动力学模拟方法研究了低光度活动星系核（AGN）和小（$2\times 10^6 M_\odot$）黑洞周围分子、原子和电离气体的结构和动力学。我们首次研究了具有超新星反馈的“辐射驱动喷泉”（Wada 2012）中X射线主导区域的非平衡化学。一个双空心锥结构是自然形成的，而不需要假设一个厚的“环面”围绕着一个中心源。圆锥体中充满了不均匀的、扩散的电离气体，并被几何厚度（$h/r \gtrsim 1$）的原子气体包围。密集的分子气体分布在赤道面附近，来自超新星的能量反馈增强了它们的尺度高度。分子氢存在于热相（> 1000 K）以及冷（< 100 K）、致密（> $10^3$ cm $^{-3}$）相中。H $_2$在垂直方向上的速度色散与自转速度相当，这与附近Seyfert星系的近红外观测结果一致。使用3D辐射传输计算的尘埃排放，我们发现极性发射在中红外波段（12 $μm$），这是与双极外流，建议在最近的附近活动星系核的干涉观测。当观察角大于75 °时，该模型的光谱能量分布（~ 2 - 60 $μm$）与圆规星系的光谱能量分布一致。还讨论了在光学/红外和X射线观测中观测到的多相星际介质。
2016-08-25 astro-ph.GA
Investigating Galactic Fountains in M101: Insights from Ionized, UV emissions and Neutral Gas
Observatoire de Paris, LUX, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台、LUX、法国国家科学研究中心、巴黎文理研究大学、索邦大学）
本研究针对正向近邻星系M101，结合多波段高分辨率观测数据识别HI空洞，分析星系喷泉特征，量化了恒星反馈对星系气体盘的刻蚀作用与气体抛射的恒星形成抑制效应。
2025-07-14 astro-ph.GA
Collisions between Dark Matter Confined High Velocity Clouds and Magnetized Galactic Disks: The Smith Cloud
银河系的高速云（HVC）可能包括一个被暗物质迷你晕限制并向银河系盘下落的子群。本文首次对以暗物质为主的HVC与弱磁化星系盘碰撞进行了磁流体动力学模拟研究。我们的HVC的重子质量为$5 \times 10^6\,$ M $_{\odot}$，暗物质微晕质量为0、$3 \times 10^8$或$1 \times 10^9\,$ M $_{\odot}$。它们是以史密斯云为模型的，据说史密斯云在7000万年前与圆盘相撞。我们发现，在所有情况下，云与星系盘的碰撞都会在星系盘上产生一个洞，完全分散云，并在星系盘的远端形成一个气泡状结构。相反，当存在时，暗物质微晕继续沿着其轨迹畅通无阻。之后，随着微晕穿过气泡结构和星系晕，它在重子物质中吸积到$6.0 \times 10^5\,$ M $_{\odot}$，这取决于磁场和微晕引力的强度。这些模拟表明，如果史密斯云与一个暗物质微晕有关，并与银河系盘碰撞，那么微晕已经吸积了观测到的气体。然而，如果史密斯云是暗物质自由的，它是第一次接近磁盘。这些模拟还表明，根据磁场的强度，暗物质要么集中在云的头部，要么集中在云的附近，这一点可以为间接的暗物质搜索提供信息。
2015-11-18 astro-ph.GA
The origin of the high-velocity cloud complex C
高速云是由冷气体组成的，这些冷气体看起来像是从晕上雨点般落向银河系的圆盘。在过去的50年里，有两种相互竞争的观点认为它们的起源要么是来自银河系外的气体吸积，要么是来自超新星反馈驱动的银河系圆盘的气体循环（银河喷泉）。在这里，我们表明，这两种机制同时在工作。我们使用一个新的银河喷泉模型结合高分辨率流体动力学模拟。我们专注于原型云复合体C，并表明它是由大约1.5亿年前发生在天鹅座外旋臂的爆炸产生的。喷出的物质引发了大部分环星系介质的凝结，并导致其随后在圆盘上的吸积。这种喷泉驱动的低银河系日冕冷却提供了低金属含量的气体所需的化学演化模型的银河系的磁盘。
2014-11-14 astro-ph.GA
The Smith Cloud: surviving a high speed transit of the Galactic disc
史密斯高速HI云的起源和存活至今仍无法解释。这个天体有几个显著的特性：（i）它的反重力轨道比银河系的自转快约100 km/s;（ii）它的总气体质量（$\gtrsim 4 \times 10^6 ~{\rm M}_{\odot}$）超过麦哲伦流之外所有其他高速云的质量;（iii）它的头尾形态延伸到银河系HI盘，表明存在某种相互作用。史密斯云的动能排除了基于圆盘弹射的模型。我们构建了一个动态自洽的，多相模型的银河系，以探索史密斯云是否可以理解的一个下降，紧凑的HVC，已通过银河系盘。我们表明，虽然暗物质（DM）免费HVC足够的质量和密度可以达到光盘，它不会生存的过境。在凌日期间生存的最重要的因素是云周围的DM次晕;辐射气体冷却和高空间分辨率（$\lesssim$ 10 pc）也是必不可少的。在我们的模型中，云在其第一次盘交叉前后约1000万年内发展出头尾形态;事件发生后，尾部被留下并在约40000万年内吸积到盘上。在我们的解释中，史密斯云对应于一个气体“流光”，分离，回落和褪色后，DM subhalo，扭曲的磁盘通道，已经movedon. We得出结论，subhalo与${\rm M}_{\rm DM} \lesssim 10^9 ~{\rm M}_{\odot}$吸积$\sim10^9 ~{\rm M}_{\odot}$的气体进入银河系在宇宙时间-一个小部分的总重子预算。
2017-10-12 astro-ph.GA
Fountain-driven gas accretion feeding star formation over the disc of NGC 2403
利用星系喷泉动力学模型研究了邻近旋涡星系NGC 2403中的中性面外气体。我们已经模拟的EPG作为一个组合的物质从光盘喷出的恒星反馈（即银河喷泉）和气体吸积从内环星系介质（CGM）。这种吸积预计会发生，因为喷泉触发的热CGM（日冕）的冷却/冷凝。我们的动力学模型再现了NGC 2403中EPG H $\mathrm{\scriptsize{I}}$发射的分布和运动学，并建议总EPG质量为$4.7^{+1.2}_{-0.9}\times10^8\mathrm{M}_\odot$，典型的尺度高度约为1 kpc，旋转速度的垂直梯度为$-10.0\pm2.7\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$。最佳拟合模型要求特征流出速度为$50\pm10\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。流出的气体开始时大部分是电离的，只有在轨迹的后期才变成中性。由该模型推断的内部热CGM凝聚的吸积率为0.8 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$，近似等于该星系的恒星形成率（0.6 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）。我们表明，吸积的配置文件，峰值在半径约4.5 $\,$千秒差距，预测光盘的增长率与观察值兼容。我们的研究结果表明，喷泉驱动的日冕凝聚是一个可能的机制，以维持恒星的形成，以及在本地盘星系的…
2023-01-09 astro-ph.GA
New Analytic Solutions for Galaxy Evolution II: Wind Recycling, Galactic Fountains and Late-Type Galaxies
我们推广了Pantoni等人（2019）提出的解析解，包括对风循环和星系喷泉的简单而有效的描述，目的是自洽地研究圆盘主导的晚型星系（LTG）中气体，恒星，金属和尘埃含量的空间平均时间演化。我们的解析解，当补充了参数设置的具体规定和来自$N-$体模拟的晕吸积率时，可以用来再现局部LTG所遵循的主要统计关系;这些包括，作为恒星质量的函数，恒星形成效率，气体质量分数，气体/恒星金属丰度，尘埃质量，恒星形成速率，比角动量，和总质量/金属预算。我们的分析解决方案可以很容易地解开统治星系形成的主要物理过程中的LTG的不同角色，特别是，我们强调风循环和星系喷泉的关键相关性，有效地重新装修的气体质量，延长恒星形成的时间尺度，并提高气体和恒星中的金属富集。总而言之，我们的分析解决方案构成了一个透明的，方便的，快速的工具，可以提供一个基础，为改善（亚网格）物理配方目前实施更复杂的半解析模型和数值模拟，并可以提供一个基准解释和预测当前和未来的空间平均观测本地和高红移LTG。
2020-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Limits on the OH Molecule in the Smith High Velocity Cloud
本研究利用绿岸望远镜在史密斯高速云中搜寻OH分子，未探测到信号，得出严格的N(H2)/NHI上限，支持其为低金属丰度弥散云而非银河系喷泉产物的结论。
2024-03-13 astro-ph.GA
Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains
在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fountain-driven gas accretion by the Milky Way
在恒星形成盘星系中，如银河系，为了维持恒星形成速率，必须以~ 1 M_{sun} yr^{-1}的速率吸积新鲜气体。在这项工作中，我们提出了一个新的流体动力学模拟的结果支持的情况下，恒星形成所需的气体是从热日冕，围绕恒星形成盘。特别是，这种热气体的冷却及其在盘上的吸积是由冷的星系喷泉云通过日冕引起的。
2011-10-17 astro-ph.GA
On the Metallicity and Origin of the Smith High-Velocity Cloud
史密斯云是一个处于高级吸积状态的气体高速云（HVC），距离银道面仅2.9千秒差距，是在2700万年前撞击银道盘造成的。它在HVC中是独一无二的，具有已知的距离（12.4+/-1.3 kpc）和严格的三维速度（296 km/s），但它的起源长期以来一直是一个谜。本文利用位于云后的三个活动星系核的HST/COS紫外光谱和绿岸望远镜21厘米同方向的光谱，首次测量了它的金属丰度。使用S II 1250、1253、1259三重态的Voigt轮廓拟合，以及来自光电离模型的电离校正，我们得出了每个方向的硫丰度;三个测量值的加权平均值给出[S/H]=-0.28+/-0.14，或0.53+0.21-0.15太阳金属丰度。史密斯云富含金属的发现支持了这样的假设，即它代表了回收的银河系物质，而不是矮星系的残余物或吸积的星系际气体。云的金属丰度和轨迹都表明起源于外盘。然而，它的大质量和旋转运动学仍有待充分解释。如果云在其喷泉轨道期间从日冕吸积冷却气体，正如最近的理论工作所预测的那样，它目前的质量将高于其发射质量，从而减轻质量问题。
2015-12-15 astro-ph.GA
On the Kinematics of Cold, Metal-enriched Galactic Fountain Flows in Nearby Star-forming Galaxies
利用中等分辨率的Keck/Echellette摄谱仪和成像光谱仪研究了21个前景恒星形成星系的星际/环星系介质中的冷气体CaII 3934，3969和NaI 5891，5897的吸收，红移为0.03 < z < 0.20，恒星质量为7.4 < log M */Msun < 10.6。类星体-星系对是从斯隆数字巡天类星体光谱的一个独特样本中提取的，其中有星云辐射，因此具有非常接近的碰撞参量（R_perp < 13 kpc）。这条线发射的强度意味着星系的恒星形成率（SFR）范围很广，有几个远远高于恒星形成序列。我们使用Voigt剖面模型推导出每个吸收体的柱密度和组分速度，发现柱密度N（CaII）> 10^12.5 cm^-2（N（NaI）> 10^12.0 cm^-2）的发生率f_C（CaII）= 0.63^+0.10_-0.11（f_C（NaI）= 0.57^+0.10_-0.11）。我们没有发现f_C或静止框架等效宽度W_r（CaIIK）或W_r（NaI 5891）依赖于R_perp或M_* 的证据。相反，W_r（CaII K）与局部SFR在>3sigma的显著性相关，表明CaII跟踪恒星形成驱动的外流。虽然大多数吸收体的速度在宿主红移的+/-50 km/s范围内，但它们的速度宽度（以Delta v_90表示）普遍比星际物质速度的倾斜环模型所暗示的大30-177 km/s。这些运动…
2022-08-09 astro-ph.GA
Magnetized Gas in the Smith High Velocity Cloud
我们报告的磁场与史密斯高速云的第一次检测。我们使用法拉第旋转测量史密斯云后面的河外射电源的目录，新的HI观测从绿岸望远镜，和Hα的光谱图从威斯康星州的H-阿尔法映射北方天空调查。旋转量增加了约100 rad m^（-2），这通常与减速的Hα发射有很好的相关性。我们估计沿着减速灯丝的场的视线分量的下限约为8 μG;这是由于我们对几何形状的假设而导致的下限。在史密斯云的速度下，在HI或Hα主导的视线中，没有明显的RM过剩。在史密斯云速度下发射的平滑Hα形态表明银河电离辐射场的光电离是主要的电离机制，而低速磁化电离气体的非线性形态和高（约1瑞利）Hα强度表明与银河星际介质相互作用引起的激波有关的电离过程。磁场的存在可能有助于像史密斯云这样的高速云在从星系晕移动到圆盘时的生存。我们希望这些数据提供一个测试的磁流体动力学模拟的下落气体。
2013-09-11 astro-ph.GA
Shrinking Galaxy Disks with Fountain-Driven Accretion from the Halo
大多数星系中的恒星形成需要宇宙气体吸积，因为与哈勃时间相比，气体消耗时间很短。这种吸积可能来自于卫星碎片、冷流和热晕气体在冷盘界面的凝结，也许还得到了星系喷泉的帮助。一般来说，吸积物的比角动量与接收它的盘的部分不同，即使气体来自附近的晕。然后，随着时间的推移，气盘会膨胀或收缩。在这里，我们表明，在喷泉模型中的恒星形成率成正比的速率的晕气体的冷凝将保持一个初始的形状，如指数，缩小规模的长度，留下一个恒星盘与稍陡的轮廓的年轻恒星附近的中心。对于大多数星系来说，这个过程是缓慢的，产生了难以察觉的径向速度，它可能由其他扭矩主导，但它对蓝色致密矮星来说可能很重要，因为它们的内部恒星盘往往具有大而不规则的气体储存和陡峭的蓝色轮廓。
2014-11-02 astro-ph.GA
Gas Accretion via Condensation and Fountains
在它们生命的大部分时间里，星系都被巨大的热气体日冕所包围，这些日冕构成了巨大的气体吸积库。本章描述了一种机制，使恒星形成盘星系提取气体从他们的日冕。恒星的反馈使气体从盘状物进入晕状物的持续循环（星系喷泉），产生富含金属的盘状物物质和缺乏金属的日冕气体之间的混合。这种混合导致日冕的冷却时间急剧减少，使其冷凝并附着在圆盘上。这个喷泉驱动的吸积模型对盘星系中面外冷/暖气体的运动学做出了明确的预测，与一些独立的观测结果吻合得很好。该模型预测的气体吸积量是维持恒星形成所需的数量级。预计吸积将优先发生在盘的外部，其效率下降，更高的日冕温度。因此，星系能够聚集新的气体，只要它们不变得太大，也不落入大的晕，并保持其恒星形成的气体盘。
2016-12-01 astro-ph.GA
The Smith Cloud and its dark matter halo: Survival of a Galactic disc passage
史密斯云目前的速度表明它至少经历了一次银河系圆盘的通过。使用流体动力学模拟，我们研究了史密斯云的现今结构。我们发现，一个暗物质支持的云是能够再现目前所观察到的中性氢质量，柱密度分布和形态。在这种情况下，暗物质晕由于与银河系盘的潮汐相互作用而被拉长。在忽略了暗物质限制的模型中，云在圆盘通过时被破坏，除非初始云的质量远远超过今天所观察到的。然后，我们确定综合通量上限的伽马射线发射围绕这样一个假设的暗物质核心的史密斯云。在1-300 GeV能量范围内，在95%置信度上限$1.4\times10^{-10}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$下，未检测到统计学显著的核心或扩展伽马射线发射。对于推导出的12.4 kpc的距离，费米上限设置的第一个试探性的约束暗物质的横截面湮灭成$τ^{+}τ^{-}$和$b\bar{b}$的高速云。
2014-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of 3D HI Filaments in the Smith High Velocity Cloud
本研究利用GALFA-HI数据和fil3d算法，在Smith高速云中探测并分析了3D HI纤维结构，发现其属于温中性介质且与磁场不对齐，表明HI纤维结构在多种银河系环境中通过多过程形成。
2025-05-02 astro-ph.GA
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
All-sky census of Galactic high-latitude molecular intermediate-velocity clouds
银河系的HI晕云，特别是中速云（IVC），被认为与银河系的喷泉过程有关。观测喷泉云对于理解物质循环和吸积到银河系盘上的作用以及随后的恒星形成非常重要。在这里，我们量化了星系晕中分子气体的数量。我们专注于罕见的一类分子IVC（MIVC）和寻找新的对象。HI-FIR相关性在银河系纬度$|b|>20^\circ$的整个银河系南北半球进行了研究，以确定IVC中分子气体的数量和分布。我们使用了最新的大规模HI和FIR数据，Effelsberg Bonn-HI巡天，Parkes银河系全天巡天和Planck FIR巡天。我们提出了一个目录的239个MIVC候选人在银河系的南北半球。在这些候选者中，除了一个单一的源之外，所有先前已知的MIVC都被恢复。候选者的频率在银河系南北半球之间以及负LSR速度和正LSR速度之间存在显着差异。在我们的方法中，我们分析了当地的银河系环境。将我们的结果外推到整个银河系，原子和分子IVC气体到银河系的全球流入可能占维持当前银河系恒星形成速率所需的气体质量的主要部分。
2016-10-27 astro-ph.GA
Entropy Driven Winds: Outflows and Fountains Lifted Gently by Buoyancy
我们提出了一个新的理论框架，利用熵来理解超新星驱动的外流如何从盘星系中发射：通过环银河系介质（CGM）的连续浮力加速。当年轻的星团在星系的星际介质（ISM）中引爆超新星时，它们会产生热的、弥漫的气泡，这些气泡会推动周围的ISM，并将ISM蒸发到它们的内部。当这些气泡达到ISM的刻度高度时，它们从圆盘中破裂出来，上升到CGM中。一旦这些泡沫破裂，如果它们有足够高的熵，它们就会感受到一个向上的加速度，这是由于局部浮力。这种向上的力将加速这些气泡，将它们驱动到高的银河中心半径，使它们保持在$>\Gyr$的CGM中，即使它们的初始速度远低于局部逃逸速度。我们推导出一个运动方程，这些熵驱动的风，连接ISM属性，晕质量和CGM配置文件的星系的反馈驱动的风的最终演变。我们探索这些方程的参数空间，并展示了这种新的框架可以解释恒星形成和星系外流的自洽模拟以及CGM运动学观测的新财富。我们表明，这些熵驱动的风可以产生很长的风回收时间，同时仍然携带大量的质量。模拟和观测结果的比较表明，熵驱动风令人信服地解释了银河系外流的运动学。
2020-02-06 astro-ph.GA
Simulating the impact of the Smith Cloud
我们调查的史密斯云的未来演变进行流体动力学模拟云的影响到气态银河系星系盘。我们假设云的起源是本地的，因此不包括暗物质成分来稳定它。我们的主要焦点是云对银河系的本地和全球恒星形成率（SFR）的影响，以及它是否会导致在遥远的未来可观测到的事件。我们的模型假设史密斯云的质量有两个极端，质量上限为10 $^7$ M $_{\odot}$，质量下限为10 $^6$ M $_{\odot}$，而观测值只有几个10 $^6$ M $_{\odot}$。此外，我们还作了一个保守的假设，即扩展的史密斯云的整个云质量集中在云的尖端。我们发现，低质量云的影响产生没有显着的变化，无论是全球SFR，也没有本地SFR在云的影响网站内的星系盘。对于高质量云，我们发现全球SFR的短期（大约500万年）增加高达1 M $_{\odot}$年$^{-1}$，这几乎是正常银河系SFR的两倍。这种高度局部化的星暴应该是可以观测到的。
2019-01-07 astro-ph.GA
Synchrotron Emission from Dark Matter in Galactic Subhalos. A Look into the Smith Cloud
WIMP范式对暗物质（DM）的关键预测之一是DM粒子可以湮灭为带电粒子。这些湮灭将在例如银河系的暗晕中进行，如矮银河系或最近指出的高速云，如“史密斯云”。在这篇笔记中，我们集中在与DM湮灭成电子和正电子发生在史密斯云的无线电发射。这种排放的现象进行了相当详细的讨论。我们认为，传播中的不确定性可以捕获的典型的扩散损失长度参数（Syrovatskii变量），但角度积分的无线电通量是独立的传播。我们的结论是，如果史密斯云确实是由DM主导，从DM湮灭的无线电信号脱颖而出，在其他信使。此外，低频（例如由低频阵列（LOFAR）和下一代平方公里阵列（SKA）观察到的低频）对于在史密斯云中搜索DM是最佳的。作为一个实际应用，我们设置保守的约束暗物质湮灭截面使用的数据，从银河系在22 MHz和1.4 GHz的连续无线电发射。更强的约束可以通过背景减除，利用假定的DM信号的轮廓和频率依赖性来达到。我们使用绿岸望远镜和LOFAR灵敏度的亮度温度中值噪声设置了更强但暂定的限制。
2016-11-02 astro-ph.GA hep-ph
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
Gas circulation and galaxy evolution
星系团必须通过从星系际环境中获取气体来形成和演化，然而这种气体吸积发生的方式仍然知之甚少。恒星形成星系被多相晕所包围，这些晕似乎主要是由内部过程产生的，例如，银河喷泉然而，一小部分的晕气体显示出指向外部起源的特征。对局部宇宙中的晕气吸积速率的估计始终给出的值远低于以观测到的速率维持恒星形成所需的值。因此，大部分的气体吸积必须是“隐藏的”，不能直接看到。我讨论了可能的机制，可以导致星系际气体冷却，并加入恒星形成星系盘。一种可能性是，气体吸积是由银河喷泉过程通过喷泉气体与日冕低金属含量气体的湍流混合驱动的。
2010-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ionized Gas in the Smith Cloud
我们目前威斯康星州的H-阿尔法映射观测电离气体在史密斯云，一个高速云，洛克曼等人最近提出的是与银河系盘相互作用。我们的H-α图显示了最亮的H-α发射，0.43 \pm 0.04 R，与最亮的H I一致，而在H I强度小于最亮H I的0.1倍的区域中观察到稍微暗淡的H-α发射（0.25 \pm 0.02 R）。我们推导出电离质量为\gtrsim 3 \times 10^6 M_ \odot，与H I质量相当，H^+质量分布的面积比H I大得多。估计的银河系灭绝校正可以将这些值向上调整40%。H-α和[S II]线宽朝向最亮的发射区域限制气体的电子温度在8000 K和23000 K之间。在同一方向探测到[N II] λ6583，谱线比[N II] / H-alpha = 0.32 \pm 0.05，限制了云的金属丰度：对于典型的光电离温度8000-12000 K，氮丰度是太阳的0.15-0.44倍。这些结果进一步支持了史密斯云是新物质吸积到银河系上的说法。
2009-08-12 astro-ph.GA
Constraining the Magnetic Field of the Smith High Velocity Cloud using Faraday rotation
史密斯云是一种高速云（HVC），其轨道表明它至少穿过银河系盘一次。在这个云周围发现的磁场被认为在它穿过星系晕时提供了额外的稳定性。我们使用卡尔G。Jansky甚大阵列测量法拉第旋转措施（RM）对1105河外背景点源后面和旁边的史密斯云，以限制其详细的几何形状和强度的磁场。穿过云的RM图案给出了磁场结构的详细形态，该结构表明场覆盖在电离气体上并在云的头部被压缩。我们将峰值视线磁场强度限制为> +5 μ G，并创建了一个磁场模型，以证明覆盖配置可以定性地解释所观察到的RM的形态。
2018-12-14 astro-ph.GA
The Effect of Mixing on the Observed Metallicity of the Smith Cloud
对高速云的金属丰度的测量提供了关于它们起源的重要线索，从而确定它们是否在促进银河系中正在进行的恒星形成中发挥了作用。然而，这些测量结果的准确解释需要补偿已经混合到云中的银河系物质。为了确定这种混合导致金属丰度的变化，我们对一个实例云进行了三维风洞式流体动力学模拟。我们的模型云是以史密斯云为模式的，史密斯云是一种特别被研究得很好的质量$\sim 5 \times 10^6~M_\odot$云。我们计算了来自星系晕$F_\mathrm{h}$的高速物质的比例，通过我们的模型云的各种视线。我们发现，$F_\mathrm{h}$一般增加与云的头部的距离，达到$\sim$ 0.5的云的尾部。原始云$Z_\mathrm{cl}$和晕$Z_\mathrm{h}$的金属丰度（相对于太阳）分别在$0.1 \lesssim Z_\mathrm{cl} \lesssim 0.3$和$0.7 \lesssim Z_\mathrm{h} \lesssim 1.0$的近似范围内的模型与观测结果大致一致。带有$Z_\mathrm{h} \sim 0.1$和$Z_\mathrm{cl} \gtrsim 0.5$的模型也与观测结果大致一致，但如此低的晕金属丰度与最近的独立测量结果不一致。我们的结论是，史密斯云的观测金属丰度可能不是其原始金属丰度的真实反映，云的最终起源仍然不确定。
2017-02-02 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
Magnetic Spiral Arms and Galactic Outflows
在一些旋涡星系的气体臂之间已经观察到了星系磁臂，它们的起源仍然不清楚。我们认为，磁旋臂可以自然地产生在臂间区域，因为银河喷泉流或风很可能是弱于臂。银河系外流导致两个抵消效应：小尺度磁螺旋度的消除，这有助于避免发电机的灾难性熄灭，以及大尺度磁场的平流，这抑制了发电机的行动。对于现实的银河系参数，净后果的外流更强的气体武器是更高的饱和大规模的场强在臂间区域相比，在武器。通过将相当现实的螺旋结构和进化模型纳入我们的发电机模型，可以产生磁臂和气体臂的交错图案。
2014-09-17 astro-ph.GA
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 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
Galactic disk winds driven by cosmic ray pressure
宇宙射线压力梯度将能量和动量传递给盘星系中的面外气体，这可能会导致星系风的重大质量损失。这对于发射“冷”（T < 10^4 K）气体的高速流出可能特别重要。我们使用简化的半解析模型研究宇宙射线驱动的盘风，假设流线遵循大尺度引力电势梯度。我们考虑了标度的类银河势，包括盘、球和晕，晕的速度范围为V_H = 50-300 km/s，在盘的半径为R_0=1-16 kpc，高度为1 kpc的流线足点。我们的解决方案涵盖了广泛的足点气体速度u_0，磁宇宙射线的压力比，气体宇宙射线的压力比，和角动量。阿尔文速度的宇宙射线流使有效声速C_eff从足点增加到临界点C_eff，c = u_c ~ V_H;这与C_eff向外减小的热成风不同。典型的临界点位于距盘1-6 kpc的高度，随V_H的增大而增大，渐近风速超过晕的逃逸速度。质量损失率对磁场和角动量的足点值不敏感。除了数值参数空间探索，我们开发和比较解析标度关系。我们证明了风的单位面积质量损失率高达~ Pi_0 V_H^-5/3 u_0^2/3，其中Pi_0是宇宙线压力的足点，u_0由星系喷泉的上涌所决定。当V_H < 200 km/s，u_0 = 50 km/s时，风的质量损失率超过了恒星形成率。
2018-01-19 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
An Intermediate Velocity HI Cloud Falling to the Galactic Disk; Possible Evidence for Low Metallicity HI Gas Originated Outside the Galactic Disk
我们发现一个中等速度云（IVC）IVC 86-36在HI 21 cm的发射中，向银道面方向呈头尾分布，并有明显的平行带状流光，在天空中延伸40度以上。根据光谱学的测定，IVC 86-36与背景星的吸收距离被限制为小于~3 kpc。IVC和本地ISM之间存在速度桥特征，速度分离约为50 km s-1，这可能表明IVC与盘的动力学相互作用。如果相互作用是正确的，IVC的距离估计d的范围从200 pc到3 kpc，IVC头部的质量估计为7 × 103（d/1 kpc）2 Msol。IVC与位于12 kpc的史密斯云具有相似的特性，包括头尾分布、拖缆和桥特征，而IVC的质量小于史密斯云的约0.1。HI和Planck/IRAS尘埃辐射之间的比较表明，尽管IVC 86-36的HI柱密度为2 × 10^20 cm-2，但其尘埃辐射是不可探测的，这表明IVC 86-36的金属度比太阳邻居低约0.2倍。我们的结论是，IVC 86-38是一个下降云，可能起源于低金属环境的星系晕或麦哲伦星系。
2018-10-05 astro-ph.GA
The mode of gas accretion onto star-forming galaxies
有人认为，像我们这样的星系通过将气体从广泛的日冕转移到恒星形成盘来维持恒星的形成。这种转移受到银河喷泉的影响--从飞机上喷射到飞机上方千秒差距高度的冷云。开尔文-亥姆霍兹不稳定性从这些云中剥离气体。如果日冕的压力和金属含量足够高，剥离的气体会导致类似质量的日冕气体在云的尾流中凝结。云-日冕相互作用的流体动力学模拟。这些证实了存在一个临界消融率，在此之上日冕被凝聚，并意味着，对于银河系日冕的可能参数，该速率接近云的实际消融率。在外部星系中，单个云后面的HI尾迹将无法检测到，尽管所有这些尾迹的综合发射应该是显着的。构成银河系喷泉的云的部分痕迹应该是可观测的，并且可以解释对单个高速云的21厘米观测和银河系HI发射的调查中的特征。考虑到已知的下降，在可用的冷下降与宇宙时间和晕质量的增加，提出的机制提供了一个有希望的解释之间的蓝色云的红色序列的颜色-光度平面的星系的分工。
2010-01-14 astro-ph.GA
Anomalous HI in NGC 2997
我们提出了深HI观测的中度倾斜的螺旋星系，NGC 2997。这些观测的目标是在NGC 2997附近寻找类似于银河系高速云的HI云，并深入了解它们的起源。我们发现的证据存在的星系喷泉以及星系内物质的吸积，但我们没有发现任何大型云HI远离星系盘。NGC 2997有一个厚而滞后的HI盘，其垂直速度梯度为18-31 km/s/kpc。质量为10^7兆太阳的反常速度HI云不能用银河喷泉模型来解释，因此我们可以估计河外气体吸积的下限为1.2兆太阳/年。这些云的数量和质量对大尺度结构的宇宙学模拟和暗物质晕的存在有影响。我们使用文献中的值来估计恒星形成率为5 +/- 1 Msun/yr，并使用已发表的Tully-Fisher关系推导出NGC 2997的新距离为12.2 +/- 0.9 Mpc。
2009-04-22 astro-ph.GA
The Fate of Supernova-Heated Gas in Star-Forming Regions of the LMC: Lessons for Galaxy Formation?
由超新星加热的气体驱动的星系风和喷泉在重新分配星系中的气体，在环星系介质（CGM）中沉积金属和淬灭恒星形成方面发挥着不可或缺的作用。由于星系在周围介质中的运动，这些流出物和冲压压力剥离之间的相互作用可能会通过将喷泉流转化为排出的气体来增强这些效果。在本文中，我们提出了控制，3D模拟冲压压力剥离结合热驱动，当地流出的超新星集群在孤立的磁盘星系仿照大麦云云（LMC），银河系的矮卫星在其第一次降落。观测证据表明，LMC中的超巨星壳层和HI气体的尾丝（没有明显的主导臂对应物）产生了局部外流，这可能是这一过程的一个完美例子。我们的模拟提出了一个概念验证，冲压压力可以转换喷泉流到排出的气体。我们发现，喷泉附近发射的大麦哲伦星系的恒星形成的高峰时间可以包括尾流的大麦哲伦星系的灯丝的一部分，但较低的柱密度比观察到的。从LMC的更大、更多的流出是可能的，并且可以贡献更多的质量，但是更高的惯性气体将延长该气体被冲压压力扫走的时间尺度。鉴于高分辨率的观测，增加知识的恒星形成的历史，和越来越多的证据，多相，电离外流，大麦哲伦星云是一个理想的测试平台，为未来的风模型。
2018-07-03 astro-ph.GA
MAUVE: Cold neutral gas in the outflow of NGC 4383 and evidence for a fountain flow
International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；University of Kentucky（肯塔基大学）；National Research Council of Canada, Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天体物理学研究中心）；University of Victoria（维多利亚大学）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心，拉格朗日天体物理实验室）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
MAUVE研究揭示NGC 4383出流中的冷中性气体及喷泉现象，表明原子相主导冷出流，而非逃逸风。
2026-02-02 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
Velocities of warm galactic outflows from synthetic Hα observations of star-forming galaxies
Hα发射线剖面中的速度结构包含了有关星系外流的有价值的信息。使用一组z=2的星系的高分辨率放大宇宙学模拟，我们生成Hα发射线轮廓，考虑到温度依赖的Hα发射率，以及尘埃消光。Hα线可以被描述为两个高斯的和，就像通常的观测一样。在一般情况下，它的属性是在很好的协议与当地孤立的星系中观察到类似的质量和恒星形成率，假设一个空间恒定的聚集因子c=24。蓝移流出在样本中非常常见。它们在星系盘上方延伸了几千秒差距。它们也分布在光盘的整个范围内。然而，在小半径的情况下，高速的物质倾向于被限制在一个厚的圆盘中，作为银河喷泉或湍流介质的一部分，最可能是由于星系中心更深的引力势。
2016-05-30 astro-ph.GA
Supernova-driven gas accretion in the Milky Way
我们使用银河喷泉模型来模拟银河系中性氢的发射。该模型的开发是为了考虑敏感的HI数据的外部星系的数据。对于适当的参数值，该模型再现以及在中速观测到的HI排放。最佳参数意味着冷气体被电离，因为它被炸出的磁盘，但成为中性时，其垂直速度已减少了~ 30%.The参数还意味着，冷却的喷泉云的尾流中的日冕气体转移气体从维里温度日冕盘在~2 Mo/yr。这个速率与维持银河系恒星形成所需的吸积速率的不确定性一致，而不会耗尽星际气体的供应。我们预测的径向轮廓的吸积，这是一个重要的输入模型的银河系化学演化。该模型所需的参数值，以适应银河系的HI数据与外部星系和云日冕相互作用的流体动力学研究的估计值非常一致。我们的模型没有再现所观察到的HI发射在高速，一致的高速云是河外起源。如果我们的模型是正确的，那么银河系外部HI盘的结构与以前用来推断银河系外围暗物质分布的结构有很大的不同。
2011-09-05 astro-ph.GA
The Smith Cloud: high-velocity accretion and dark-matter confinement
史密斯云是一个由贫金属中性电离气体（M_gas >= 2 × 10^6 M_sun）组成的大质量系统，目前相对于银河系以高速（V_GSR ~300 km s^-1）运动，距离太阳12 kpc。星云的彗星尾巴的运动学表明，气体是在吸积到银河系的过程中，首先由洛克曼等人（2008）讨论。在这里，我们重新调查云的轨道，考虑云是由暗物质晕限制的可能性。这是必要的云生存通过银河日冕。我们考虑三种可能的模型的暗物质晕（NFW，Einasto，Burkert），包括潮汐破坏和冲压压力剥离的影响，在云的下落到通过银河系盘。对于NFW和Einasto的暗物质模型，我们能够确定合理的初始条件的史密斯云，虽然这是只有轻微的可能与Burkert模型。对于这三种模型，其前身的初始质量（气体+暗物质）比今天推断的要高出一个数量级。与Lockman等人（2008）的观点一致，云似乎在大约7000万年前穿过了磁盘。对于我们最成功的模型，重子与暗物质的比例在轨道周期内相当恒定，但在穿过圆盘后下降了2-5倍。这片云似乎只在凌日过程中勉强幸存下来，在下一次凌日过程中不太可能保持完整性，大约从现在开始的3000万年。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Confronting Models with XMM-Newton Observations
我们比较了三个物理模型的预测热晕气体的起源与观测到的晕X射线发射，来自26个高纬度XMM-牛顿观测之间的软X射线背景$l=120\degr$和$l=240\degr$。这些观测结果是从一组大得多的观测结果中选出的，因为它们预计受到太阳风电荷交换排放的污染最小。我们用单温等离子体模型描述了XMM-牛顿带的晕发射。我们发现，观测到的晕温度在整个天空中相当恒定（~1.8e6-2.3e6 K），而晕发射测量值变化了一个数量级（~0.0005-0.006 cm^-6 pc）。当我们将我们的观测结果与模型预测进行比较时，我们发现XMM-牛顿观测到的大部分热气并不存在于孤立的面外超新星遗迹中-这个模型预测的发射量太微弱了。超新星驱动的星际介质的模型，包括从磁盘到晕在银河喷泉的热气流，给出了很好的协议与观察到的0.4-2.0 keV的表面亮度。该模型高估了晕X射线温度约2倍，但对于这种差异有几种可能的解释。因此，我们得出结论，一个主要的（可能是占主导地位的）贡献者的晕X射线发射观察到的XMM-牛顿是一个喷泉的热气驱动到晕盘超新星。然而，我们不能排除的可能性，扩展的热晕吸积物质的磁盘星系形成模型预测也有助于发射。
2010-09-08 astro-ph.GA
