Magnetized Gas Clouds can Survive Acceleration by a Hot Wind
我们提出了三维磁流体动力学模拟的磁化气体云加速热风。我们初始化的气体云与纠结的内部磁场，并表明，这个字段抑制云的破坏：而不是混合到热的风中发现在流体动力学模拟，云碎片最终共同移动，并与周围环境的压力平衡。我们还证明了热风中的磁场使云的阻力增加了1倍~（1+v_A^2/v_wind^2）$，其中v_A是风中的阿尔芬速度，v_wind 2测量云和风之间的相对速度。我们将这一结果应用于气体云在几个天体物理背景下，包括星系团，星系风，银河系中心，和郊区的星系晕。我们的结果可以解释冷气体在星系风和星系晕中的普遍存在，以及这些冷气体如何在与热的星系风/星系晕气体相互作用的情况下生存下来。我们还预测，阻力可以导致偏离开普勒轨道的G2云在银河系中心。
2014-09-23 astro-ph.GA
Weak Galactic Winds in Active Galactic Nuclei Post-starburst Host Galaxies at z ~ 0.1
星暴后星系（PSB）可能处于从恒星形成到静止的快速转变中，是约束活动星系核（AGN）反馈模型的理想候选者。我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中560个AGN PSB和一个恒星形成星系控制样本的叠加光谱中的星系风。使用一个两个组成部分（星际+风）的\ion{Na}{i}双重吸收线模型，并占恒星光球吸收后，我们发现，活动星系核PSB的质心风速移动$-252^{+64}_{-57}$ km s $^{-1}$和最大蓝移速度$-678^{+54}_{-53}$ km s $^{-1}$。相比之下，控制样本，这是匹配的活动星系核PSB的红移，恒星质量，轴比，4000年的破裂指数，巴耳末衰减，和WISE 12 $μ$ m到4.6 $μ$ m的流量比，有一个质心风速移动$-119^{+33}_{-41}$ km s $^{-1}$和$-406^{+51}_{-61}$ km s $^{-1}$。在两个样本中，由风引起的等效宽度是相似的：活动星系核PSB的$0.36^{+0.10}_{-0.07}$宽度和控制样本的$0.24^{+0.07}_{-0.06} $宽度。尽管有更高的速度，在AGN PSB中观测到的风仍然没有强大到足以将大量的气体从宿主星系的晕中扫出。我们还检测到类似的速度风的叠加光谱的冲击和淬火的PSB。
2017-06-28 astro-ph.GA
Galactic Wind in NGC 4460: New Observations
NGC 4460是一个孤立的透镜星系，其中的星系风在早期被发现是与恒星形成的环核区域相关的气体外流。利用SAO RAS 6-m望远镜上的扫描法布里-珀罗干涉仪在H α线上的观测结果，我们研究了该星系电离气体的运动学。在一个简单的几何模型内，对银盘平面的气体外流参数进行了修正。我们表明，这是不可能的风的特征由一个固定的速度值。特征出流速度在30.. 80公里/秒，它们不足以使被扫出的物质最终离开星系。
2015-11-24 astro-ph.GA
Starburst Driven Galactic Superbubbles Radiating to 10 K
我们的三维流体动力学模拟的星爆检查形成的超级气泡在一系列的驱动光度和质量负载，确定超级气泡的增长和风速。由此，我们确定了星系风的速度和星暴的能量之间的关系。我们找到了风的形成阈值，在该阈值以上，风速不受网格分辨率或辐射冷却的温度下限的影响。我们调查的效果，两个不同的温度地板在我们的辐射冷却处方风的运动学和内容。我们发现，冷却到$10$ K而不是$10^4$ K增加了银河风中冷中性和热X射线气体的质量分数，而在温暖的H $α$中则减少了一半。我们的模拟表明，冷气体的质量输送到低晕不依赖于星暴的强度。光学上明亮的细丝形成于合并的超级气泡的边缘，或者是寒冷的密集云被风破坏的地方。如果锚定在恒星形成复合体上，由合并超级气泡形成的细丝将持续存在并长到$>400$ pc长。嵌入炽热星系风中的丝状体包含冷暖气体，其移动速度比周围的风慢$300-1200$ km s $^{-1}$，最冷的气体几乎不相对于星系移动。星系风中的冷物质和热物质表现出与观测结果一致的非对称吸收剖面，在风速上有一个薄的尾巴。
2016-08-18 astro-ph.GA
Constraints on galactic wind models
观测的影响来自两个标准模型的超新星驱动的星系风：一个自由膨胀的稳态风和风来源于一个自相似膨胀的超级气泡，包括热传导。结果表明，对于稳定状态的风，匹配测量的软X射线光度和恒星形成率的星暴星系之间的相关性相当于产生一个缩放的风质量负载因子相对于恒星形成率为0.5 - 3，在协议的量推断从金属吸收线测量。这种匹配要求渐近风速v_inf与恒星形成率SFR（以太阳质量/年为单位）成比例，近似为v_inf ~（700 - 1000）km/s SFR^{1/6}。相应的质量注入率接近于银河系圆盘中超级气泡壁的热蒸发自然提供的量，这表明热蒸发可能是质量加载的主要来源。然而，单独从银盘内的热蒸发预测的质量负荷因子要小一些，为0.2 - 2，因此可能需要云消融或蒸发的进一步贡献。这两个模型可以解释1.4GHz的光度未解决的射电源在星爆星系的相对论电子分布的合理参数描述。进一步的观察测试，以区分模型的建议。
2016-04-19 astro-ph.GA
Self-ionizing galactic winds
我们对恒星形成星系的银河风进行了流体动力学模拟，包括非平衡电离和频率相关的辐射转移，这些过程在银河风研究中基本上没有得到解释。我们考虑了来自大质量恒星的辐射，超星系紫外/X射线背景，以及超新星加热气体的自辐射。我们比较我们的结果，经典的银河风的解决方案，并显示我们新纳入的物理过程对观测的离子，如O III，O VI，O VII和O VIII加上可观察到的软X射线光谱的重要性。与平衡溶液相比，非平衡电离反映在过电离气体中，导致高度电离物质的柱密度大大增强。风产生过量的软X射线（$E\gtrsim 100$ eV）辐射，这是几个数量级的高相比，元银河系的背景。这种辐射使较高的离子（如O VII）电离，但对较低的离子（如O III）影响很大。我们预测，可观察到的X射线光谱应该包含这样的非平衡效应的签名，特别是在X射线线，如O VII和O VIII。简单的估计表明，使用简单的平衡模型，风的温度和密度可能被高估了几个到几乎2个数量级的因素。我们的结论是，无论是非平衡电离和风本身的辐射需要考虑适当的建模的光学/UV/X射线发射等离子体在银河风。
2022-10-11 astro-ph.GA
Powering galactic super-winds with small-scale AGN winds
我们提出了一个新的实现活动星系核（AGN）的反馈，通过小尺度，超快风的动网格流体动力学程序AREPO。根据现有的吸积盘风的约束条件，通过规定以超大质量黑洞为中心的球形边界上的质量、动量和能量通量来注入风。在清扫了与自己相等的质量后，小尺度风热化，为能量驱动的外流提供动力，结构和冷却特性与分析风的解决方案非常一致。动量驱动的解不容易出现，因为康普顿冷却半径通常比小尺度风的自由膨胀半径小得多。通过各种收敛性测试，我们表明，我们的实现产生风的解决方案，以及收敛到宇宙学模拟中实现的典型分辨率。我们测试我们的模型在孤立的银河系质量的星系的流体动力学模拟。在活动星系核的临界光度之上，最初的球形小尺度风为双极的能量驱动的超级风提供动力，这些超级风从星系核中爆发出来，以$> 1000 \rm \, km \, s^{-1}$的速度流向$\sim 10 \, \rm kpc$。这些能量驱动的外流导致恒星形成的温和但长期的减少，这在更高的AGN光度和更快的小尺度风中变得更加明显。恒星形成的抑制通过快速模式进行，包括去除密度最高的核气体，并通过一个缓慢的模式，有效地阻止晕气体吸积。我们的新实现使得有可能模拟活动星系核驱动的风在物理上有意义的和验证的方式在模拟星系演化，星际介质和黑洞吸积流。
2020-08-04 astro-ph.GA
Radio filaments as Z-pinched Galactic center wind
本文提出银河系中心风吹扫磁场结构时，不同荷质比的电子和离子偏转产生电流，经Z箍缩形成射电丝状结构，并伴随产生加速电子的电场及稳定结构的轴向磁场。
2024-12-20 astro-ph.GA
Simulated Observations of Multiphase Galactic Winds
超新星驱动的星系风是多相的气体流，经常被观察到以一定的速度从星系中的恒星形成区域流出。在这项研究中，我们使用高分辨率的三维模拟多相银河风建模与流体动力学代码Cholla调查数值研究和观测之间的联系。使用热$T\sim 10^{7}\,\rm K$超新星驱动的风和星际物质的冷$T\sim 10^{4}\,\rm K$云之间的模拟相互作用，我们创建模拟观测，包括光学深度和覆盖率的六个常见的离子（硅II，C II，硅IV，C IV，NV，和O VI）作为气体速度的函数。我们比较我们的模拟观测银河风的调查在文献中，找到很好的协议与速度和配置文件的低离子。然后，我们计算“经验”值的光学深度和覆盖率以下的观测技术，并将它们直接从模拟数据计算的值。我们发现，经验计算值往往低估的“真实”值的$τ$的离子具有高的光学深度，高估的“真实”值的$τ$的离子具有低的光学深度，相对于模拟数据。
2020-12-03 astro-ph.GA
Evidence of Early Enrichment of the Galactic Disk by Large-Scale Winds
对银河系恒星的大规模均匀调查可能表明，元素丰度梯度随着宇宙时间而演变，这是现有的银河系化学演化模型（GCE）中没有预见到的现象。如果这一现象在未来的研究中得到证实，我们将表明，这种效应至少在一定程度上是由于大规模的风，曾经丰富了磁盘。这就形成了内盘的陡丰度梯度（R <14 kpc）。在风阶段结束时，通过从晕到盘的贫金属物质吸积的化学富集逐渐减少了内部区域的金属丰度，而金属丰度的缓慢增加超出了太阳圈。我们的“风+落”模型解释了内盘丰度梯度的平坦化，与观测结果吻合得很好。因此，我们提出，富集大规模的风是一个关键因素的化学演变的磁盘。我们预计，快速平坦的丰度梯度是显著的中央隆起盘星系的标志。
2010-02-16 astro-ph.GA
Galactic outflows and the chemical evolution of dwarf galaxies
矮星系中的星系风是由超新星爆炸释放的能量驱动的，恒星形成后的恒星风产生了一个超压的热气腔。虽然恒星形成阶段的光度和星系的质量在决定星系风的发生和新产生的金属的命运方面起着关键作用，但其他参数也起着同样重要的作用。在这方面的贡献，我们解决了以下问题：（一）什么是超级气泡的后期演变和超级气泡腔的最终命运是什么？(ii)ISM的多相性，特别是热气体与嵌入云的共存，如何影响星系风的发展？(iii)星系的扁平化和两极星系风的发展之间有什么关系？
2009-01-14 astro-ph.GA
Supernova feedback in a local vertically stratified medium: interstellar turbulence and galactic winds
我们使用本地笛卡尔模拟与垂直引力势研究超新星（SN）反馈分层星系盘驱动湍流和发射星系风。我们的分析包括三个圆盘模型的气体表面密度范围从银河系类星系到富含气体的超亮红外星系（ULIRGs），和两个不同的SN驱动方案（随机和相关的本地气体密度）。为了隔离SN反馈的物理，我们不包括额外的反馈过程。我们发现，在这些本地框计算，SN反馈激发相对较低的质量加权气体湍流速度色散~3-7公里/秒和低风质量加载因子< 1在我们研究的所有情况下。低湍流速度和风质量负载因子预测我们的本地框计算显着低于那些建议的观测富含气体和快速恒星形成的星系，他们也在紧张局势与全球模拟的盘星系调节恒星反馈。使用数值试验和分析参数相结合，我们认为，当地的笛卡尔框不能预测银河风的属性，因为他们没有捕捉到正确的全球几何和星系的引力势。实际上，在局部模拟中，风质量载荷因子并没有得到很好的定义，因为它们随着箱高度的增加而显著下降。物理上更真实的计算（例如，包括一个全球性的银河系的潜力和光盘旋转）将可能需要充分了解光盘湍流和银河外流，即使是由SNe单独反馈的理想情况。
2016-04-05 astro-ph.GA
Fast Winds Drive Slow Shells: A Model for the Circumgalactic Medium as Galactic Wind-Driven Bubbles
成功的低红移环星系介质（CGM）模型必须考虑到（1）大量的气体，（2）相对较慢的气体速度，（3）高度的金属富集，（4）恒星形成星系和被动星系周围相似的吸收特性，以及（5）观测推断的CGM气体的温度和密度。我们表明，星系风驱动的气泡可以解释这些观察到的属性。我们开发了一个模型，描述了由超新星能量注入的热，快的星系风特性驱动的气泡运动。气泡大小在$5-10$ Gyr上缓慢增长到数百千秒差距。对于高的恒星形成率或高的风质量负载$\dot M_w/\dot M_\star$，自由流动的热风，在气泡内部的冲击热风，和吹扫的晕气体内的气泡壳都可以辐射冷却，并有助于低电离状态的金属线吸收。我们证实，如果自由流动的风冷却，冲击风也一样。当气泡扫入CGM时，我们发现了$(M_w+M_\mathrm{swept})/M_\star\sim5-12$的有效质量载荷因子。我们预测冷气体质量，速度，柱密度，金属含量，和吸收线速度和线宽的气泡的参数选择范围。这张照片可以重现许多COS-Halos和Keeney等人（2017）对恒星形成和被动星系周围低电离态金属吸收线的观测。
2018-09-03 astro-ph.GA
The Structure of Multiphase Galactic Winds
我们提出了一个新的分析框架来模拟多相星系风的稳态结构，包括一个热的，体积填充组件和一个冷的，cloudness组件。我们首先推导出任意质量，动量和能源项的热相结构的一般表达式。接下来，通过最近的模拟，我们参数化了云-风的质量传递速率，这是由湍流混合和辐射冷却之间的竞争。这使我们能够将云-风相互作用作为热相的源项，从而同时解决这两个阶段的演变，充分考虑它们的双向影响。有了这个模型，我们探索银河风的性质在广泛的条件。我们发现：（i）通过现实的参数选择，我们自然地产生热的、低密度的风，其在输送能量的同时夹带冷云的显著通量，（ii）混合主导冷云加速并且使热风减速，（iii）在混合期间，相对动能的热化提供显著的加热，（iv）热相质量负荷因子和/或恒星形成率低的系统可以维持较高的初始冷相质量负荷因子，但云很快被撕碎，和（v）具有大的热相质量加载因子和/或恒星形成速率的系统不能维持大的初始冷相质量加载因子，但云倾向于随着半径而增长。我们的研究结果强调了在物理和观测上解释星系风多相结构的必要性，并对星系系统的反馈具有重要意义。
2021-08-11 astro-ph.GA
Survival and synthetic observables of neutral atomic hydrogen in galactic wind simulations
本研究通过星系风数值模拟探究中性氢的演化与合成观测特征，发现多相流再凝结可产生大量中性氢，磁场影响其形态与谱线，为银河系核风高速中性氢的起源提供了解释。
2024-12-11 astro-ph.GA
Feedback by AGN Jets and Wide-Angle Winds on a Galactic Scale
为了研究主星系上射电强和射电静的活动星系核（AGN）的机械反馈的差异，我们对一个大质量、富含气体、红移为2-3的单个盘星系上不同倾角的广角射电静风进行了3D AMR流体动力学模拟。我们将我们的结果与同一星系的流体动力学模拟进行比较，但有一个喷流。喷流的倾角为0度（垂直于银道面），风的倾角为0度、45度和90度。我们分析了对主机的气体，恒星形成和环银河系介质的影响。我们发现喷流反馈是能量驱动的，风反馈是动量驱动的。在所有的模拟中，喷流或风在恒星形成被淬灭的核区域中产生了一个几乎没有致密气体的空腔，但是我们在所有半径大于3 kpc的模拟中发现了强烈的正反馈。所有四个模拟都有类似的SFR和恒星速度与大的径向和垂直分量。然而，90度倾角的风通过冲压压力创造了最高密度的区域，并产生了最高的恒星形成率，这是由于它与银道面的致密气体持续的强相互作用。随着风的倾斜度增加，我们发现气体分布和恒星形成的不对称性更大。我们的模型产生了一个触发恒星形成的膨胀环，其典型速度为圆速度的1/3，叠加在较老的恒星星族上。这将导致在kpc尺度下恒星吸收特征中潜在的可检测的蓝色不对称。
2016-08-03 astro-ph.GA
Galactic Superbubbles in 3D: Wind Formation and Cloud Shielding
本研究通过两种空间尺度的流体动力学模拟，揭示大尺度超级气泡并合形成星系风的过程及湍流参数的影响，同时阐明小尺度下云团排布对气体演化的作用，完善了星系风调控星系演化的认知。
2024-07-15 astro-ph.GA
Spatially Extended NaI D Resonant Emission and Absorption in the Galactic Wind of the Nearby Infrared-Luminous Quasar F05189-2524
金属共振线的发射最近成为一个潜在的强有力的探测器在低和高红移的星系风的结构。在这项工作中，我们目前只有第二个例子的空间分辨观测的NaI D发射从附近星系的星系风（和第一个3D观测在任何红移）。F05189-2524是一个由类星体提供能量的近红外超亮星系（z=0.043），在双子座北的双子座多目标摄谱仪（GMOS）上用积分场装置观测到。在系统中的NaI D吸收跟踪尘埃丝的近侧的扩展，活动星系核驱动的星系风（预计速度高达2000公里/秒）。这些暗条（A_V < 4）和N（H）< 10^22 cm^-2）同时遮蔽了恒星的连续谱和NaI D发射线。NaI D发射线作为风的补充探测器;它们在前景遮蔽度低的区域最强，并延伸到视场的极限（银河中心半径为4 kpc）。一个方位角对称Sersic模型由相同的前景屏幕作为恒星连续再现的NaI D发射线表面亮度分布，除了在风的内部区域，在那里可能会发生一些吸收线的发射线填充。F05189-2524中可检测到的NaID发射的存在可能是由于其在NaID的静止波长处的高连续表面亮度。这些数据独特地限制了当前银河风中冷气体的模型，并作为未来观测和模型的基准。
2015-02-02 astro-ph.GA
Entrainment in Trouble: Cool Cloud Acceleration and Destruction in Hot Supernova-Driven Galactic Winds
在恒星形成的星系中，重叠的超新星的有效热化可能会产生一种超新星加热的流体，这种流体驱动着星系风。对于从高分辨率模拟（忽略磁场）云粉碎的时间尺度的基准假设，我们表明，从$T_{c}\sim 10^{2}-10^{4}$ K的温度在银河风的发射和吸收看到的冷云不能被加速到观测速度的冲压压力的热风。考虑到径向结构的热流和重力，我们表明，这一结论适用于广泛的星系，云，和热风的属性。这一发现质疑了流行的图片，即在银河风中看到的冷原子气体被热流夹带和加速。考虑到冲压压力加速的这些困难，我们讨论了高速冷气体流出的起源的替代模型。另一种可能性是，冷云中的磁场非常重要，可以延长云的寿命。对于$T_{c}=10^{3}$ \，K和$10^{4}$ \，K云，我们表明，如果传导蒸发可以忽略不计，云粉碎的时间尺度必须分别为$\sim15$和5倍长，从流体动力学模拟的值，以冷云的速度，以达到观察到的。
2017-03-31 astro-ph.GA
Absorption spectra from galactic wind models: a framework to link PLUTO simulations to TRIDENT
星系风探测反馈如何调节星系的质量和金属丰度。银河风中有冷气体，主要通过吸收线和发射线观测到。理论上研究吸收线是如何产生的需要数值模拟和真实的星暴紫外背景。我们使用一套3D PLUTO模拟风云相互作用的输出，首先估计柱密度和温度。然后，为了创建合成光谱，我们开发了一个python接口，通过YT包基础设施将我们的PLUTO模拟链接到TRIDENT。首先，我们产生紫外背景占恒星形成率的星爆。为此，我们使用STARBURST99生成的通量，然后通过CLOUDY处理以创建定制的离子表。这些表格随后被读入TRIDENT以生成吸收光谱。我们解释了各种软件包和工具如何相互通信，以创建与星爆系统的光谱能量分布一致的离子光谱。
2022-05-05 astro-ph.GA
Hydrodynamical Coupling of Mass and Momentum in Multiphase Galactic Winds
使用一组高分辨率的流体动力学模拟运行的Cholla代码，我们调查如何质量和动量耦合到银河风的多相分量。这些模拟模拟了超新星爆炸驱动的热风与星际或环星系介质的较冷、较密集的云之间的相互作用。通过解决尺度的$Δx<0.1$ pc超过$>100$ pc的距离，我们的计算捕获云的破坏如何导致密度和温度的分布在所产生的多相流出，并量化的质量和动量与每个阶段。我们发现，多相风在从热风（$n \approx 10^{-2.5}$ $\mathrm{cm}^{-3}$、$T \approx 10^{6.5}$ K）到最冷成分（$n \approx 10^2$ $\mathrm{cm}^{-3}$、$T \approx 10^2$ K）的广泛密度和温度范围内包含相当的质量和动量。我们进一步发现，动量分布大致成比例的质量在每个阶段，和质量加载的热相的冷，致密的材料的破坏是一个有效的过程。这些结果提供了新的洞察所观察到的多相星系外流的物理起源，并告知星系形成模型，包括星系风的粗糙处理。我们的研究结果证实，冷气体观察流出在大的距离从星系（$\gtrsim1$千秒差距）可能并不起源于通过夹带附近的中央星暴冷物质。
2016-09-22 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
Transonic galactic wind model including stellar feedbacks and application to outflows in high/low-$z$ galaxies
本研究构建了纳入超新星反馈的跨声速星系风模型，分类其引力势下的跨声速解，应用于星系外流观测发现质量负载率与星系质量、恒星形成率负相关，小质量星系星际介质抛射更高效。
2023-10-04 astro-ph.GA
Quokka-based understanding of outflows (QED) -- II. X-ray metallicity gradients as a signature of galactic wind metal loading
本研究通过后处理QED模拟生成合成X射线光谱，发现部分混合的星系风在侧向观测时呈现金属丰度梯度，并提供了定量模型和信噪比要求，以诊断风与星际介质的混合程度。
2025-04-25 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
The Impact of Galactic Winds on the Angular Momentum of Disk Galaxies in the Illustris Simulation
观测到的星系盘具有特定的角动量，类似于$Λ$ CDM中典型暗物质晕的预期。宇宙流体动力学模拟最近通过纳入强银河风在大型星系样本中再现了这种相似性，但实现这一点的确切机制尚不清楚。在这里，我们提出了一个分析的关键方面，有助于这种关系：角动量的选择和拉格朗日质量元素的演变，因为它们吸积到暗物质晕，凝聚成银河系尺度的星系，并加入$z=0$恒星阶段。我们对比这种演变的Illustris模拟与模拟中没有银河风，其中的$z=0$角动量是$\approx0.6$德克斯低。我们发现，风诱导这些模拟之间的差异，在几个方面：增加角动量，防止角动量损失，并导致$z=0$明星采样的吸积时间重子的角动量分布在一个有偏见的方式。在这两个模拟中，气体在吸积到晕和第一次吸积到中央星系之间平均损失$\approx0.4$ dex。在Illustris中，这之后是$\approx0.2$ dex在“银河风喷泉”中的增益，并且没有进一步的净演化超过最终的星系吸积。没有反馈，$\approx0.2$ dex的进一步损失发生在星系内的气相中。另一个$\approx0.15$ dex差异来自于反馈，在吸积时通过排出排列不良的气体而优先选择较高角动量的气体。这些和其他类似的大小的影响进行了讨论，提出了一个复杂的起源之间的相似性的特定角动量的星系盘和典型的晕。
2017-04-18 astro-ph.GA
When are galactic winds molecular?
该研究通过解析模型发现，星系风外流的分子含量主要由广义爱丁顿比和类电离参数两个无量纲数决定，强星暴外流会由分子主导，而正常恒星形成星系中的分子会在近盘处被破坏。
2024-04-22 astro-ph.GA
Synchrotron Constraints on a Hybrid Cosmic-Ray and Thermally-Driven Galactic Wind
宇宙射线和磁场可以对大规模星系风的发射产生重大影响。许多研究人员已经研究了宇宙射线的作用;我们的小组以前表明，宇宙射线和热驱动风可以解释软X射线发射到银河系中心。在本文中，我们计算的同步辐射从我们原来的风模型，并将其与观测结果进行比较;同步数据表明，早期的假设发射条件的风必须改变：我们需要改善早期的模型，限制发射区域的内部“分子环”的域，并通过降低磁场强度从先前假设的最大强度。有了这些物理动机的修改，我们发现，风模型可以同时适合无线电同步加速器和X射线发射，虽然该模型需要有一个更高的气体压力和密度比以前的模型，以重现所观察到的X射线发射措施在较小的“足迹”。磁场的下降也降低了宇宙射线加热的效果，需要比以前的模型更高的风底部温度。
2010-01-13 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way Nuclear Wind with 21cm Atomic Hydrogen Emission
在21厘米HI辐射中有证据表明，在银河系平面的上方和下方，大约以银河系中心为中心的几千秒差距大小的空洞。这些似乎描绘了银河系核风的边界。对HI在切点的分析表明，在银河系半径$R\lesssim 2.4$ kpc处，从银河系盘的大部分区域所特有的扩展中性气体层急剧过渡到半高宽为$\sim 125$ pc的薄高斯层。在$10^{\circ} \leq |b| \leq 20^{\circ}$纬度上，HI和$γ$射线辐射之间的反相关表明，扩展HI层的边界标志着费米泡的壁。利用HI，我们能够追踪从$|z| > 2$ kpc到$z\approx0$的空隙边缘，其中它们具有半径$\sim 2$ kpc。扩展的HI层可能是由盘中恒星形成引起的，这在很大程度上限于$R \gtrsim 3$ kpc，因此风可能会扩展到HI相对较小的区域。由于HI运动学可以区分银河系中心的气体和前景物质，21 cm HI发射可能是探测银河系平面附近核风范围的最佳探针。
2016-05-04 astro-ph.GA
High N/O ratio at high redshift as a result of a strong burst of star formation and differential galactic winds
本研究通过结合高恒星形成率、正常初始质量函数与差异性星系风的化学演化模型，解释了 JWST 观测到的高红移星系高 N/O 比、低金属丰度及年龄，无需特殊恒星核合成。
2025-04-28 astro-ph.GA
Modeling Emission-Line Surface Brightness in a Multiphase Galactic Wind: An O VI Case Study
University of California at Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文提出一种快速稳健的分析框架，用于预测银河风中发射线表面亮度随半径的变化，揭示多相结构对O VI发射线特征的影响，为未来观测提供指导。
2026-03-27 astro-ph.GA
The dependence of cosmic ray driven galactic winds on halo mass
星系风调节着盘状星系中恒星的形成，并有助于丰富环星系介质。因此，它们对于星系形成至关重要，但它们的驱动机制仍然知之甚少。最近的研究表明，宇宙射线（CR）可以驱动外流，如果考虑主动CR传输。利用流体动力学模拟的孤立星系的维里质量之间的$10^{10}$和$10^{13}\mathrm{~M_\odot}$，我们研究了如何依赖于晕质量的CR驱动风的属性。CR处理在两个流体近似和他们的运输是通过各向同性或各向异性扩散建模。我们发现，CR只能驱动质量加载风超过维里半径的质量低于$10^{12}\mathrm{~M_\odot}$的晕。对于我们最低的晕质量，风大致是球形的，速度为$\sim20\mathrm{~km\;s^{-1}}$。随着光环质量的增加，风变成双锥形，可以达到十倍的速度。质量加载因子随维里质量迅速下降，这种依赖关系近似遵循幂律，斜率介于$-1$和$-2$之间。这个比例比观测推论略陡，也比宇宙学模拟中常用的风反馈处方陡。该斜率对CR注入效率或CR扩散系数的变化相当稳健。与质量负载相反，能量负载对晕质量没有显著的依赖性。虽然这些缩放接近成功的启发式模型的风反馈，CR驱动的风在我们目前的模型还没有强大到足以充分考虑所需的反馈强度。
2017-12-13 astro-ph.GA
Introducing CGOLS: The Cholla Galactic OutfLow Simulation Suite
我们提出的Cholla银河系出流模拟（CGOLS）套件，一组极高分辨率的孤立盘星系的全球模拟，旨在澄清星系风的多相结构的性质。使用基于GPU的代码Cholla，我们在这些模拟中实现了前所未有的分辨率，以5 pc的恒定分辨率在20 kpc区域内对星系进行建模。这些模拟包括一个反馈模型，旨在测试不同的质量和能量加载因素对千秒差距尺度上的星系外流的影响。除了详细描述的模拟方法，我们还提出了绝热模拟的结果，测试经常采用的分析银河风模型的骑士和克莱格。我们的结果表明，Chevalier & Clegg模型是一个很好的拟合核星暴风的参数空间的非辐射区域。最后，我们研究了分辨率和收敛在多相银河风大规模模拟中的作用。虽然我们最大规模的模拟确实显示了软X射线发射等可观测特征的收敛，但我们的测试表明，分辨率大于10 pc的这种模拟尚未收敛，这证实了需要极端分辨率来研究风的结构及其对环银河系介质的影响。
2018-06-25 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: extraplanar gas, galactic winds, and their association with star formation history
我们调查了一个样本的40个本地，主序星，边缘盘星系使用积分场光谱与悉尼-AAO多目标积分场光谱仪（SAMI）星系巡天，以了解属性的面外气体和它们的宿主星系之间的联系。面外气体的运动学性质，包括速度不对称性和增加的色散，被用来区分星系托管大规模的星系风从那些占主导地位的扩展弥漫电离气体。我们发现，而不是弥漫的气体为主，以风为主的星系存在的光谱。风主导星系的恒星形成率（$-1 \lesssim \log({\rm SFR/M_{\odot} yr^{-1}}) \lesssim 0.5$）跨越了样本的整个恒星质量范围（$8.5 \lesssim \log({\rm M_{*}/M_{\odot}}) \lesssim 11$）。风星系的SFR表面密度（$10^{-3} \textrm{--} 10^{-1.5}\rm~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$）也有很大的范围，远低于$\rm0.1~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$的正则阈值。风星系的平均SFR表面密度和$\rm Hδ_A$值都比没有强风特征的高。增强的$\rm Hδ_A$表明，最近的恒星形成爆发是驱动大规模星系风的必要条件。我们证明了与斯隆数字巡天数据，具有高SFR表面密度的星系经历了恒星形成的爆发在最近的过去。我们的研究结果表明，我们的研究中揭示的星系风确实是由恒星形成的爆发驱动…
2016-01-23 astro-ph.GA
The Effect of Galactic Feedback on Gas Accretion and Wind Recycling
在没有星系风的情况下，气体在星系上的吸积速率取决于引力势和辐射冷却。然而，由超新星和活动星系核驱动的外流不仅会从星系中喷出气体，而且会首先阻止气体的吸积。此外，先前从星系喷出的气体可以重新吸积到（相同或不同的）星系上。由于这种气体具有高金属性，其冷却速率相对较高，这将增加其重新吸积的机会。本章将讨论气体流入和流出之间的这种复杂的相互作用。风循环被发现是一个重要的过程，燃料星系在晚些时候和回收的气体有不同的性质比气体吸积的第一次。然而，定量的结论在不同的研究之间存在差异，因为风回收的数量取决于反馈模型的细节。我们讨论这些差异，已知的警告，并在理解星系如何在低红移喂养的方式取得进展。
2016-12-02 astro-ph.GA
The role of galactic winds fueling central starbursts and quasars in the FIRE cosmological simulations
University of Connecticut（康涅狄格大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；University of Hull（赫尔大学）；Pomona College（波莫纳学院）；Northwestern University（西北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等科学研究院）
该研究基于FIRE模拟提出星系风堆积机制：最后一次强星系风在CGM堆积气体，随后以高流入率回灌星系，为中央星暴和类星体提供燃料。
2025-10-22 astro-ph.GA
A spectacular galactic scale magnetohydrodynamic powered wind in ESO 320-G030
本文利用高分辨率ALMA观测ESO 320-G030，排除了星暴风和AGN风机制，首次揭示星系核区的分子磁流体动力风，表明星系核演化与SMBH增长可由核环面引力坍缩驱动的MHD风在无反馈条件下部分自我调控。
2024-03-25 astro-ph.GA
Survival is not Enough: Dust Sputtering, Growth, and H$_2$ Formation in Galactic Winds
National Taiwan University（国立台湾大学）；Heidelberg University（海德堡大学）
研究星系晕尘埃起源及星系风中分子气体探测难题，通过云团破碎模拟发现，尘埃生长与否影响其在风中存活及分子氢形成，“原位”尘埃生长对解释星系晕尘埃丰度和分子气体至关重要。
2026-07-08 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
The metallicity of galactic winds
星系丰度的演化关键取决于星际介质中金属的混合、新气体的流入和富集气体的流出之间的平衡。我们研究这些过程中的气体柱垂直于星系盘使用分秒差距分辨率模拟跟踪恒星喷出物与Flash代码。我们模拟一个简化的星际介质搅拌和丰富的超新星和他们的祖先。我们改变的气体柱的密度分布，并整合我们的结果在指数盘预测风和ISM富集盘星系的属性。我们发现，来自更大质量星系的风更热，更高浓度，与星系形成模型中通常假设的形成鲜明对比。我们使用这些发现在一个简单的模型中的星系富集演化，其中形成星系的金属丰度是吸积的结果，几乎原始的气体和流出的富集气体沿平衡序列。我们将这些预测与观测到的质量-金属丰度关系进行了比较，并展示了星系的气体分数是如何成为一个关键的控制参数。这就解释了在更高的恒星质量下所观察到的质量-金属丰度关系的平坦化。
2014-10-27 astro-ph.GA
Not gone with the Wind: Survival of High-Velocity Molecular Clouds in the Galactic center
本研究通过三维数值模拟揭示，磁场在星系风中保护并加速分子云，使其达到与观测一致的高速，从而解释了银河系中心高速分子云在星暴环境中存续的机制。
2023-07-06 astro-ph.GA
The Prevalence of Turbulence-Regulated Multiphase Galactic Winds in Star-Forming Galaxies
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Northwestern University（西北大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究发现恒星形成星系中湍流调控的多相银河风普遍存在，恒星反馈通过驱动湍流和整体流出维持CGM的能量预算。
2026-03-06 astro-ph.GA
Galactic winds and bubbles from nuclear starburst rings
从局部星暴星系流出的星系流通常呈现出分层的几何形状，冷的$10^4\,$ K流包裹着较热的$10^7\,$ K，圆柱形准直的X射线发射等离子体。在这里，我们认为，风驱动的能量注入在一个环形的几何形状可以产生这种独特的大规模多相形态。环状结构的动机是观察到大质量的年轻星团通常分布在宿主星系内部林德布拉德共振的环中，在那里大规模的螺旋臂结构终止。我们提出了参数化的三维辐射流体动力学模拟，遵循的出现和动力学的能量驱动的热风从星暴环。在这封信中，我们表明，在内环孔内的流动冲击本身，保持高$10^7$ \，K温度，而从风驱动环畅通无阻的流动可以经历快速批量冷却到$10^4\,$ K，产生一个快速的热双锥形流出封闭的鞘冷却器几乎共同移动的材料没有冲压压力加速。即使没有来自银盘或磁场的压力限制，热流也会沿着环轴准直。在膨胀的早期阶段，出现的风形成一个类似于银河系的eROSITA和费米气泡的气泡形状，并且可以达到通常与活动星系核驱动的风相关的速度。我们讨论的物理环配置，辐射体冷却的条件，以及未来的X射线观测的影响。
2022-08-04 astro-ph.GA
Scaling Relations of Starburst-Driven Galactic Winds
使用合成吸收线产生的三维流体动力学模拟，我们探讨了如何与恒星形成率（SFR）和SFR密度的恒星爆发驱动的星系风的速度。我们发现强烈的相关性，直到缩放关系突然变平在一个点设置的质量负荷的恒星暴。在这一点以下，标度关系取决于由吸收线探测的温度状态，而不是质量负载。精确的比例关系取决于是否使用吸收线的最大速度或平均速度。我们发现中性气体的流出速度比最热气体的平均速度低四到五倍，中性气体和电离气体之间的速度差随着气体电离而增加。因此，中性或低电离气体的吸收线将低估热气体的流出速度，严重低估流出能量。
2016-08-18 astro-ph.GA
Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
On the dynamics and survival of fractal clouds in galactic winds
最近的观测表明，即使在炽热的星系风中，致密的气体云也能存活下来。在这里，我们表明，包含具有不同统计特性的湍流密度对风扫云的演变具有显着影响。我们研究了对数正态密度场的初始标准差如何影响嵌入超音速风中的准等温云的动力学。我们比较均匀，分形螺线管，分形压缩云模型在3D和2D流体动力学模拟。我们发现，云破裂和稠密气体卷吸过程是云中初始密度分布的函数。分形云比均匀云更早地加速、混合和被破坏。在分形云样本中，压缩云保留了高密度的核，因此它们比螺线管云更受限制，加速更慢，速度色散更低。压缩云也不太容易发生开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性，因此它们比螺线管云存活得更长。通过比较云在破坏时的性质，我们发现，致密气体卷吸是更有效的均匀云比在任何分形云，它是更有效的螺线管比压缩模式。相比之下，在压缩云模型中，风中的质量加载比均匀或螺线管模型更有效。总的来说，广泛的密度分布导致低效的夹带，但他们促进质量加载和有利于非常密集的气体在炎热的银河风的生存。
2019-04-11 astro-ph.GA
A Versatile Family of Galactic Wind Models
我们提出了一个通用的家庭模型星系外流，包括非均匀的质量和能源分布，从一个扩展的质量源的引力势，辐射损失。该模型可以轻松地针对一系列质量负载因子、能量负载因子、星系质量和星系半径生成稳态风解。我们发现，包括辐射损失在内，高质量负载的风必须在高中心温度下驱动，而低质量负载的风可以在冷却曲线的峰值以上的低温下驱动，这意味着即使对于低质量负载因子，辐射损失也会极大地影响风的解决方案。通过包括辐射损失，我们能够表明，亚音速流可以忽略不计作为一种可能的机制，驱逐质量和能量从星系相比，更有效的跨音速解决方案。具体地说，具有低质量载荷和高能量载荷的跨音速解是最有效的。我们的模型还产生了低温，高速风，可以解释在观测到的外流中低温物质的流行。最后，我们表明，我们的模型，不像著名的Chevalier & Clegg（1985）模型，可以重现观测到的风X射线光度和恒星形成率（SFR）之间的线性关系，在一个大范围的SFR从$1-1000$ M $_{\odot}$ /yr假设风的质量负载因子是高的低质量，因此，低SFR星系。我们还限制了允许的质量加载因子，可以适合所观察到的X射线光度与SFR的趋势，进一步表明质量加载和SFR之间的反比关系，在先进的数值模拟中探索。
2016-01-28 astro-ph.GA
Observational Signatures of Galactic Winds Powered by Active Galactic Nuclei
我们预测了活动星系核（AGN）驱动的星系尺度外流的观测特征。大部分辐射是由被驱动进入周围星际介质（ISM）的前向激波产生的，而不是由反向激波产生的。活动星系核提供能量的星系风，其能量由现象学反馈论证所建议，应该产生10^（41-44）erg/s的空间扩展的1-10 keV X射线辐射，显著超过与正常恒星形成星系相关的空间扩展的X射线辐射。这种辐射的存在是对活动星系核流出物是否与其宿主星系的ISM显著相互作用的直接测试。我们进一步表明，即使是无线电安静类星体应该有一个无线电光度相当于或超过正常的恒星形成星系的远红外无线电相关。这种射电辐射直接限制了活动星系核驱动的星系风的总动能通量。来自活动星系核风震的射电辐射也可以解释最近强调的射电光度和射电宁静类星体活动星系核窄线区运动学之间的相关性。
2014-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Effects of Cosmic-Ray Diffusion and Radiative Cooling on the Galactic Wind from the Milky Way
本文用定态近似研究了宇宙线扩散和辐射冷却对银河风结构的影响。众所周知，现实的冷却过程抑制了风的发射。宇宙射线扩散的影响也被认为不利于风的发射。这两种效应还没有在风的稳态近似下同时研究过。我们找到了327，254个稳态银河风的解，并证实：宇宙线压力的影响取决于Alfv{é}n马赫数，风携带的质量通量不直接取决于宇宙线压力（但取决于热压力），在银河系中发现的典型条件可能对应于在距盘$\sim300$ ~kpc高度处提供金属污染物质的风解。
2021-12-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Supernovae Launch Galactic Winds
我们使用理想化的三维流体动力学模拟的全球星系盘研究发射的星系风超新星（SNe）。模拟解决了大多数超新星遗迹（SNRs）的冷却半径，从而自洽地捕捉SNe如何驱动星系风。我们发现，SNe发射高度超音速风的属性，同意合理以及从分析模型的期望。在我们的模拟风的能量负载（$η_E = \dot{E}_{\rm wind} / \dot{E}_{\rm SN}$）收敛与空间分辨率，而风质量负载（$η_M = \dot{M}_{\rm wind} / \dot{M}_\star$）减少与分辨率在我们实现的分辨率。我们提出了一个简单的分析模型的基础上的概念，即信噪比与冷却半径大于当地规模的高度突破的光盘和电源的风。这个模型成功地解释了$η_E$（并通过扩展$η_M$）对气体表面密度、恒星形成效率、盘半径和SNe聚集的依赖性（或缺乏依赖性）。我们大多数模拟中的风都比现实中预期的要弱，这可能是因为我们优先在密度峰值处播种SNe。在时间和空间上聚集SNe实质上增加了风力。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) IV: A two sightline tomography of a galactic wind
人们认为银河系外流会将重子喷射回环银河系介质（CGM）。基于背景类星体光谱中的金属吸收线（特别是MgII）的研究表明，气体是各向异性喷出的，星系风可能以垂直于星系盘的双圆锥流离开宿主。在本文中，我们提出了一个详细的分析流出的z = 0.7“绿谷”星系（log（$M_*$ / $\mathrm{M}_\odot$）= 9.9; SFR = 0.5 $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）探测的两个背景源的MUSE气流和风（MEGAFLOW）调查的一部分。多亏了一个偶然的配置与背景类星体（SDSSJ 1358 +1145）和明亮的背景星系在$z = 1.4$，无论是在$\approx 15\,\mathrm{kpc}$的碰撞参量，我们可以-第一次-探测两个后退和接近的组成部分，一个遥远的星系周围的假定的星系外流。我们测量的MgII吸收从两个视线（$84\pm17\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$），这是符合我们的简单的基准风模型的预期，可能结合扩展磁盘的贡献之间的显着速度变化。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Time-dependent galactic winds
宇宙射线（CR）通过沿磁场线的扩散和平流以及自激磁流体动力学（MHD）波的共振散射被输送出星系。因此，动量通过冻结的波传递到等离子体，作为一种媒介，帮助驱动银河风的热压。星系CRs（GCRs）被超新星遗迹（SNRs）中产生的冲击波加速，并从圆盘传播到晕中。因此，在晕中的CR加速度强烈地依赖于内盘边界条件。我们进行了流体动力学模拟的星系风的通量管几何形状适合盘星系，描述CR扩散平流运输的流体动力学的方式（通过采取适当的时刻的福克-普朗克方程），以及与自生MHD波的能量交换。我们的时间相关的CR流体动力学模拟证实，反馈的星系风的演化依赖于星系晕的结构。在风结构晕的情况下，风在最后一颗超新星（SN）爆炸后分解。这里描述的机制提供了一个自然和优雅的解决方案来解释CR的幂律分布之间的“膝盖”和“脚踝”。这种过渡自然是平滑的，因为在SN激波处加速的银河CRs将被内边界处产生的激波和穿过晕的激波“后加速”。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reacceleration of Galactic Cosmic Rays Beyond the Knee at the Termination Shock of a Cosmic-Ray-Driven Galactic Wind
本文提出星系风模型，研究银河宇宙线在约200 kpc处星系风终端激波上的扩散激波再加速机制，发现可获得10-40 PV刚度并解释IceCube/IceTop质子能谱的一半，同时指出逃逸粒子可被星系际激波进一步加速。
2023-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Physics of Galactic Winds Driven by Cosmic Rays I: Diffusion
宇宙线（CR）传输的物理学仍然是评估CR是否能产生与观测一致的星系尺度外流的关键不确定性。在本文中，我们阐明了CR驱动的星系风的物理CR输运占主导地位的扩散。一个配套文件认为CR流。我们使用的解析估计验证时间依赖的球对称模拟推导出表达式的质量损失率，动量通量和速度的CR驱动的星系风，适合宇宙尺度或半解析模型的星系形成。对于CR扩散系数$κ\gtrsim r_0 c_i$，其中$r_0$是风的基半径，$c_i$是等温气体声速，渐近风能通量与提供给CR的风能通量相当，流出物迅速加速到超音速。相比之下，对于$κ\lesssim r_0 c_i$，CR驱动的风加速得更慢，并且将大部分能量损失给重力，这是光子疲劳恒星风的CR模拟。鉴于CR扩散系数估计费米伽玛射线观测π衰变，我们预测质量损失率在CR驱动的星系风的顺序的恒星形成率的矮星系和盘星系。与调和恒星和暗物质晕质量函数所需的质量载荷相比，矮星系的质量损失率很小。对于核星爆（例如，M82，Arp 220），CR扩散和π介子损失抑制了银河系中的CR压力和CR驱动风的强度。我们讨论了我们的结果的影响，解释观测星系风和CR的作用在星系形成。
2021-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
