Black hole feeding and feedback: the physics inside the "subgrid"
黑洞被认为是星系形成的关键因素。然而，银河系-BH的相互作用是具有挑战性的研究，由于大的动力学范围和复杂的物理参与。因此，流体动力学宇宙学模拟通常采用亚网格模型来跟踪未解决的物理过程，特别是BH吸积;通常BH主导流体动力学过程的空间尺度（邦迪半径）是未解决的，近似的邦迪-霍伊尔吸积率被用来估计BH的增长。通过比较流体动力学模拟在不同的分辨率（300，30，3 pc）使用Bondi-Hoyle近似子秒差距运行与非参数化吸积，我们的目的是探索如何近似Bondi吸积是能够捕获BH吸积物理和随后的反馈星系。我们分析了一个孤立的星系模拟，包括冷却，恒星形成，Ia型和II型超新星，BH吸积和AGN反馈（辐射压，康普顿加热/冷却）的质量，动量和能量通过锥形风沉积在星际介质。我们发现，平均而言，近似的邦迪形式主义可能会导致过高和过低估计的BH增长，这取决于分辨率和如何进入邦迪-霍伊尔形式主义的变量计算。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Conditions for Super-Eddington Accretion onto the First Black Holes
本文通过包含热反馈的高分辨率宇宙学模拟，研究了第一代黑洞在原星系环境中的超爱丁顿吸积条件，发现特定质量和反馈参数下持续超爱丁顿增长是可能的。
2025-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar and Quasar Feedback in Concert: Effects on AGN Accretion, Obscuration, and Outflows
我们研究的反馈活动星系核（AGN）和多相星际介质（ISM）的相互作用，在模拟包括明确的恒星反馈，多相冷却，吸积盘风，康普顿加热。我们研究半径约0.1-100 pc的黑洞（BH），吸积率到BH的确定和活动星系核动力的风和辐射耦合到ISM。结果表明：（1）黑洞吸积速率是由引力不稳定性中气体与恒星之间的角动量交换决定的。这产生的吸积速率约为0.03-1 Msun/yr，足以为活动星系核提供能量。(2)星系核的气体盘经历了恒星形成的初始爆发，随后是几个百万年的恒星反馈抑制了恒星形成率（SFR）。(3)在小半径注入的活动星系核风的动量通量~L/c有效地耦合到ISM，并在~100秒差距内对ISM的性质有显着的影响。活动星系核风抑制核SFR约10-30倍，BH吸积率约3-30倍。它们使从核心流出的速率增加了约10倍，这与星系尺度活动星系核驱动流出的观测证据一致。(4)在活动星系核反馈的情况下，对黑洞柱密度分布的预测与观测结果是一致的。没有活动星系核的反馈，黑洞是各向同性的模糊，没有足够的光学薄的视线来解释I型活动星系核。一个“环面状”的几何形状出现自洽AGN反馈疏散气体在极地地区。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole growth and AGN feedback under clumpy accretion
对孤立星系中超大质量黑洞的高分辨率模拟表明，黑洞与宿主内部大质量致密云之间的相互作用导致了短暂（约1000万年）的快速吸积。这种云的吸积可能是高z星系中黑洞增长的主要来源，但在宇宙学模拟中仍然没有解决。使用高分辨率孤立星系模拟校准的随机次网格模型，我们调查的影响，黑洞吸积率的变化对黑洞的增长和宿主星系的演化。我们发现这种星团吸积能更有效地促进高红移黑洞的生长。这种增加的质量允许更快的吸积，即使在没有高密度团块的情况下，复合效应并导致整体黑洞增长更快。这种增加的增长使黑洞能够有效地从星系中心区域疏散气体，驱动高达约2500公里/秒的强风，产生比平滑吸积情况强约10倍的外流，抑制气体流入宿主星系，并抑制星系内的恒星形成多达两倍。这表明，在黑洞和它们的宿主之间的共同进化中，适当地纳入可变性是一个关键因素。
2017-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The self-regulated AGN feedback loop: the role of chaotic cold accretion
超大质量黑洞的吸积和反馈在星系、星系团和星系团的演化过程中起着重要的作用。我回顾活动星系核的反馈是如何紧密耦合的多相气体的形成和新探测的混沌冷吸积（CCA）。在湍流和加热的大气中，冷云和kpc尺度的细丝通过热不稳定性从等离子体中凝结出来，并朝着黑洞下雨。在原子核中，冷云、暗条和中央环面之间经常发生的混沌碰撞促进了角动量的抵消或混合，使吸积速率达到邦迪速率的100倍。快速的变化触发了强大的活动星系核外流，这熄灭了冷却流和恒星的形成，而不会破坏冷核心。活动星系核的加热抑制了多相气体和吸积的形成，反馈减弱，热晕再次冷却，重新开始新的循环。最终，CCA通过紧密的自我调节反馈在黑洞和整个宿主之间建立了一种共生联系，使气体晕在整个宇宙时间内保持全球热平衡。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The MandelZoom project II: the impact of stellar feedback on black hole accretion through an $α$-disc in dwarf galaxies with a resolved interstellar medium
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Centre for Astrophysics Research, Department of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire（赫特福德大学物理、天文与数学系天体物理研究中心）；St Catharine’s College, University of Cambridge（剑桥大学圣凯瑟琳学院）
研究不同恒星反馈渠道如何调节矮星系中核星团宿主中央中等质量黑洞的增长，通过α盘的自洽形成环核盘并影响黑洞吸积。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blossoms from black hole seeds: properties and early growth regulated by supernova feedback
大质量黑洞（BH）存在于本地星系中，包括银河系和一些矮星系。黑洞的形成发生在宇宙早期，必须解释今天星系中黑洞的性质，特别是为什么有些星系拥有黑洞，而另一些星系没有。我们调查的形成，分布和生长的BH“种子”使用自适应网格加密代码Ramses。我们开发了一个实现BH形成在密集，低金属含量的环境中，所倡导的模型调用的第一代恒星的崩溃，或致密的核星团。种子质量是根据恒星形成速率和恒星初始质量函数逐个计算的。这种自洽的方法种子黑洞使我们能够研究黑洞在宇宙学背景下的分布及其随宇宙时间的演化。我们发现，所有高质量的星系往往是一个主机的BH，而低质量的同行有一个较低的概率托管BH。在BH形成时代结束后，这种概率受到星系生长的调制。模拟的黑洞连接到低红移观测样本，并跨越了类似的范围内的吸积性质的莱曼-破裂类似物。低质量星系中黑洞的生长受到强烈的超新星反馈的阻碍。因此，矮星系中黑洞的性质仍然是黑洞形成的实验平台。模拟与强大的超新星反馈，这是能够淬火BH吸积浅势阱，产生星系和BH更好地符合观测约束。
2017-07-26 astro-ph.GA
Accretion and Feedback in Star Cluster Formation
恒星团簇形成不太可能是一个突然的事件：相反，物质会在很长一段时间内流向团簇的形成地点，即使恒星形成并向该地区注入能量。星系团的气态前身必须在吸积和反馈的竞争影响下持续几个交叉时间，因为恒星的形成是一个缓慢的过程。因此，新生的星团应该保留着这场竞争的记忆。使用解析近似，我们评估的气体，映射制度，其中各种类型的反馈是弱或强的动态状态。原恒星外流，辐射压力，电离气体压力占。与观测结果的比较表明，反馈通常不能在更大的、快速吸积的星系团中排出气体，但反馈可能会通过作用于更大的尺度来饿死吸积。
2017-12-05 astro-ph.GA
The impact of feedback and the hot halo on the rates of gas accretion onto galaxies
我们调查的物理驱动气体吸积率到星系中心的暗物质晕使用EAGLE套件的流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在红移$z{\le}2$的吸积率增加到星系的晕质量范围$10^{10}-10^{11.7}M_{\odot}$的晕质量，之间的晕质量$10^{11.7}-10^{12.7}M_{\odot}$，并再次增加更高质量的晕。然而，星系气体吸积不平坦的中间晕质量时，活动星系核反馈关闭。为了更好地理解这些趋势，我们开发了一个物理驱动的星系气体吸积的半解析模型。我们表明，扁平化是由热晕的气体冷却速率。冷却半径与维里半径之比并不像一般认为的那样随晕质量的增加而连续减小。虽然它减少到${\sim}10^{13}M_{\odot}$晕，它增加更高的晕质量，导致星系气体吸积率上升。这可能表明，在高质量晕AGN反馈是不够有效的。当没有活动星系核反馈时，热晕的密度较高，冷却半径与维里半径的比值减小幅度较小，冷却速率较高。恒星反馈效率的变化也可以增加或减少星系的吸积率。这种趋势可以用前体星系喷射出的气体的再吸积和恒星反馈对黑洞生长的抑制来解释。
2018-04-04 astro-ph.GA
The interplay between feedback, accretion, transport and winds in setting gas-phase metal distribution in galaxies
本研究通过建模分析恒星形成反馈、气体传输、宇宙气体吸积与星系风在设定星系质量-金属丰度梯度关系（MZGR）中的相对作用，发现金属质量载荷与金属混合对重现观测MZGR至关重要，且星系风与金属传输主导低质量星系金属丰度梯度，而反馈与吸积主导大质量星系。
2024-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion powered AGN feedback in the cores of galaxy clusters
从星系团中的稀热等离子体中检测到大量的X射线发射，表明相当大一部分的中央星系团内介质（ICM）在比哈勃时间快得多的时间尺度上辐射冷却。理论模型预测冷却速率高达每年几百到几千个太阳质量，然后可以在这些星团的核心形成新的恒星。然而，对这些星团核心的系统研究未能发现预期的冷却气体库。因此，星系团核心的气体正在以X射线的形式损失大量的能量，但并没有冷却。这反过来又指向著名的冷却流悖论，因此需要一些间歇性加热来平衡如此长时间的冷却。有几个来源已经被建议抵消对ICM的冷却，然而，活动星系核的反馈似乎是最有前途的和足够的能量源，以抵抗在这样的集群的核心ICM的冷却。在这篇演讲中，我将提供一个简短的概述反馈过程中所涉及的核心的星系团的活动星系核的反馈和可观察到的签名的重点。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Accretion Feedback on Stellar Evolution in AGN Disks
Institute for Advanced Study（高等研究院）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究吸积反馈对恒星演化的影响，通过半解析模型发现反馈限制了吸积速率，改变恒星属性及盘内化学丰度预测。
2026-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion Does Not Drive the Turbulence in Galactic Disks
冷气体的快速吸积在气体进入星系中起着至关重要的作用。有人认为，这种吸积沿着狭窄的气流进行，也可能直接驱动星系气体的湍流，动力学扰动和隆起的形成。然而，在宇宙学模拟中，不可能将吸积效应与内部不稳定性和合并分离开来。此外，在大多数宇宙学模拟中，由恒星反馈引起的ISM中的相结构和湍流被以亚网格方式处理，因此反馈不能产生ISM湍流。因此，在本文中，我们测试冷流的影响，否则孤立的星系盘使用详细的模型恒星形成和反馈的极高分辨率的模拟，然后我们包括或排除模拟冷流落在星系的吸积率，速度和几何设置，以最大限度地提高其对磁盘的影响。我们发现：（1）无论有无冷流，气体圆盘中的湍流速度弥散都是相同的;由冷流注入的能量在与圆盘相遇的地方耗散掉。(2)在没有恒星反馈的运行中，冷流的存在对失控的局部坍缩基本上没有影响，导致恒星形成率（SFR）太大。(3)带反馈的冷流运行，冷流具有更高的SFR，但仅在它们具有更多气体的情况下。(4)由于流动相对于盘是延伸的，它们不会触发强共振响应，因此引起弱形态扰动（通过不稳定性的凸起形成不会加速）。(5)然而，流动可以通过面外流的直接贡献来破坏盘。我们的结论是，虽然流入是至关重要的宇宙学时间尺度，以确定供应和角动量的气体盘，它们对星系的瞬时动力学效应弱。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the accretion and feedback of supermassive black hole binaries in gas-rich galaxy mergers
我们引入了一个新的模型的吸积和反馈的超大质量黑洞（SMBH）的二进制文件的KETJU代码，这使我们能够解决的演变SMBH二进制文件的分离几十个史瓦西半径的富气体星系合并。我们的亚网格二进制吸积模型扩展了广泛使用的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积到二进制阶段，并采用优惠的质量吸积到二次SMBH，这是出于小规模的流体动力学circumbinary光盘模拟的结果。我们使用纯热或纯动力学活动星系核（AGN）反馈进行理想化的富气盘星系合并模拟。我们的双星吸积模型提供了更多的物理动机SMBH质量比，这是计算引力波（GW）引起的反冲速度的关键参数之一。我们模拟的SMBH双星的合并时间尺度在$t_{\rm merge}{\sim} 10$ - $400$ Myr范围内。等质量的星系合并导致最短的合并时间尺度，因为它们经历了最强烈的恒星爆发，随之而来的高恒星密度导致了快速的SMBH合并。与热AGN反馈相比，动力学AGN反馈预测更长的合并时间尺度，并导致更多的核心恒星轮廓，因为它更有效地从星系中心去除气体和淬灭恒星形成。这表明活动星系核反馈的实现在模拟SMBH聚结中起着至关重要的作用。我们的模型将有助于改善模拟SMBH合并在富含气体的星系，即将到来的LISA GW天文台的主要目标。
2023-02-18 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
The Role of Cold Flows and Reservoirs in Galaxy Formation With Strong Feedback
我们研究了来自麦克马斯特无偏星系模拟（Stinson et al. 2010）的代表性星系中的气体吸积和随后的恒星形成。吸积气体是双峰的，在$10^5$ K处具有自然的温度划分，接近冷却曲线的峰值。冷模吸积在早期占主导地位，在红移z=2-4处产生总吸积的峰值，并在z $\sim$ 2以下呈指数下降。热模吸积在z=1-2附近达到峰值并逐渐下降。热模式超过冷模式吸积z $\sim$ 1.8的所有四个星系，而不是当星系达到一个特征质量。冷模吸积可以为恒星的形成提供燃料，而热模吸积则优先在晕中建立一个大型的热气库。晚期恒星的形成依赖于2-8 Gyr之前的储层气体。因此，该储层允许恒星形成速率超过当前的总体气体吸积速率。恒星反馈循环气体从星际介质回到热储层。更强的反馈导致更多的气体循环，气体在星系外流中的去除和更少的恒星形成，使模拟能够与观察到的恒星形成历史相匹配。特别是对于较低质量的星系，强反馈可以将恒星形成峰从z=2-4的吸积峰延迟到z=1-2。
2014-07-21 astro-ph.GA
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
Episodic accretion, radiative feedback, and their role in low-mass star formation
据推测，物质在年轻原恒星上的吸积是偶发性的。我们提出了一种计算方法，包括情节吸积恒星形成的辐射流体动力学模拟的影响。我们发现，在吸积事件的原恒星是“打开”，加热和稳定周围的磁盘。然而，这些事件通常只持续几百年，而它们之间的间隔可能持续几千年。在这些间隔期间，原恒星被有效地“关闭”，使引力不稳定性在它们的圆盘中发展并引起碎片化。因此，幕式吸积促进了盘的碎裂，使低质量恒星、棕矮星和行星质量天体得以形成。幕式吸积事件的频率和持续时间可能是造成IMF低质量端的原因，即超过60%的恒星。
2011-09-13 astro-ph.GA
A New Framework for AGN Accretion and Jet Feedback in Numerical Simulations
针对星系团冷核问题中AGN反馈建模需求，提出基于吸积粒子算法的亚网格新框架，通过控制面测吸积、双极喷流实现反馈，经测试验证了可靠性并明确分辨率要求，为自洽确定反馈效率提供基础。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Gas Accretion onto a Supermassive Black Hole: a step to model AGN feedback
利用三维SPH程序GADGET-3，在0.1-200 pc尺度上研究了气体在超大质量黑洞（SMBH）上的吸积.首先，我们测试我们的代码与球对称，绝热邦迪吸积问题。我们发现，我们的模拟可以重现预期的邦迪吸积流非常好的时间有限，直到外边界的影响开始可见。我们还发现，由于人工粘性的SPH的内吸积边界附近的气体的人工加热。其次，我们实现辐射冷却和加热由于X射线，并检查由中央X射线源的热反馈的影响。当中心X射线亮度较低时，吸积流基本上遵循Bondi解，但当中心X射线亮度较大时，吸积流由于热不稳定性而开始出现非球形碎裂，当中心X射线亮度较大时，吸积流出现较强的整体外流。冷气体发展出落入中央SMBH的对流结构，而热气体则试图通过冷细丝之间的通道逃逸。这种吸积气体的分裂可以帮助活动星系核周围云的形成，诱导恒星的形成，并有助于观测到的窄线区域的变化。
2012-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN cool feedback and analogy with X-ray binaries: from radiation pressure to cosmic ray driven outflows
冷外流现在在星系中很常见，但它们的物理起源和驱动机制仍然不清楚。活动星系核（AGN）反馈可能通过宇宙射线（CR）和尘埃上的辐射压力加速冷星系外流。在这里，我们调查的CR和辐射反馈的活动星系核的相对重要性，我们分析的物理条件流出发射作为一个功能的黑洞吸积流模式。我们假设从活动星系核喷流起源的CR，并考虑与银河系X射线双星的类比，从而喷流是突出的低吸积率（硬态）和淬火在高吸积率（软态）。我们发现，CR驱动的外流可以在低吸积率和大半径供电，而辐射压力驱动的外流占主导地位，在高吸积率和小半径。因此，两个AGN反馈机制-CR和辐射压力的尘埃-可能发挥互补作用，在驱动冷外流星系尺度。从辐射压力驱动的外流在较高的吸积率的CR驱动的外流在较低的吸积率的过渡可能对应于在宇宙时间的基础吸积流模式的过渡（从一个辐射有效的吸积盘辐射效率低下的射流为主的流量）。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rapid Black Hole Growth under Anisotropic Radiation Feedback
高红移（z > 6）超大质量黑洞（BH）的发现可能表明快速（或超爱丁顿）气体吸积有助于它们的快速增长。在这里，我们研究了这种快速吸积的原始气体的中等质量（10^2 - 10^5 M_sun）BH下各向异性辐射反馈。我们进行二维辐射流体动力学模拟，解决整个邦迪半径的流动结构，从远处的邦迪半径下降到一个中心部分，这是大于一个环BH吸积盘。在考虑自遮蔽效应的情况下，建立了解析模型。我们发现，流进入一个稳定的状态，其中的流动结构由两个不同的部分组成：（1）双极电离流出区域，在那里的气体被热气体压力和超爱丁顿辐射压力向外推，和（2）赤道中性流入区域，在那里的气体下降到中央BH不受辐射反馈的影响。由此产生的吸积率是远远高于在各向同性辐射的情况下，远远超过爱丁顿限制的速度达到一个值略低于邦迪之一。赤道流入区的张角由中心辐射的光度和方向依赖性决定。我们发现，光蒸发从其表面设置的临界开角约为10度以下的吸积到BH淬火。我们认为，阴影效应甚至允许恒星残骸黑洞迅速成长到足以成为高红移超大质量黑洞。
2018-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of the First Quasars. I. The Black Hole Seeds, Accretion and Feedback Models
$\sim 10^9\, M_\odot$的超大质量黑洞（SMBH）通常被认为是在$z\gtrsim6$观测到的发光类星体的中心引擎，但它们的天体物理起源仍然难以捉摸。$z\gtrsim$类星体存在于罕见的密度峰值中，这对均匀的流体动力学模拟提出了一些挑战。为了研究这些遥远的类星体的形成，我们对一个有利的晕进行了一系列放大模拟，该晕在$z = 6$上的质量为$\sim 10^{13}\, M_\odot$，并且有多次重大合并的历史，非常适合BH的生长。我们测试BH种子的$10 - 10^6\, M_\odot$，和各种吸积和反馈模型，包括薄盘和薄盘吸积。我们发现，与以前的研究相反，即使在超临界吸积下，$\lesssim 10^3\, M_\odot$的光种子也不能通过$z\sim 6$生长到$10^8\, M_\odot$;由于更强的反馈，超爱丁顿模式导致比爱丁顿限制情况更低的吸积速率，导致BH显著小两个数量级;并且，虽然超临界模型促进了低自旋BH的生长，但对于高自旋BH，由于增加的辐射反馈，质量可能会减少。我们的模拟表明，第一个$10^8 - 10^9\, M_\odot$ SMBH可能是从$\gtrsim 10^4\, M_\odot$的重种子通过爱丁顿有限或温和的超临界吸积，由富含气体的合并和反馈的自我调节促进，它们与它们的宿主星系共同进化，产生明亮的类星体，如$z\sim$…
2020-12-02 astro-ph.GA
Numerical simulations of AGN wind feedback on black hole accretion: probing down to scales within the sphere of influence
有几个过程可能限制超大质量黑洞（SMBH）的吸积速率。通常考虑的两个过程（例如，次网格处方）是邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积和爱丁顿限制。第三个是活动星系核风反馈。长期以来，人们一直认为，这样的风反馈调节最终SMBH质量，然而，最近已经表明，活动星系核风也可以调节平均吸积率在一个符合高红移活动星系核的观测水平。在本文中，我们研究风反馈的吸积率的影响，使用二维，高分辨率的流体动力学模拟，将自洽风注入计划，并解决SMBH球的影响。两种不同的情况下进行了探索和比较：一个在初始气体密度是均匀的，和一个在其中它有一个等温的球体轮廓。我们还比较了有和没有冷却的模拟。我们的主要发现是，对于合理的参数，活动星系核反馈总是限制吸积率远低于邦迪-霍伊尔-利特尔顿限制。对于典型的风参数和一个统一的ISM密度的顺序$1 {cm}^{-3}$，吸积率被发现是几个数量级小于在大样本的高红移活动星系核推断。另一方面，吸积率获得的初始等温密度分布被发现是一致的观察，特别是当冷却。此外，它大致与$σ^{5}$的速度分散的隆起，符合$M-σ$关系。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of major mergers in triggering super-Eddington accretion
Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INFN, Sezione Roma1（罗马第一国家核物理研究所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；Como Lake Center for Astrophysics, DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学迪萨特科莫湖天体物理学中心）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（米兰比可卡国家核物理研究所）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚空间天体物理学与科学天文台）
利用高分辨率宇宙学zoom-in模拟，研究高红移低质量晕的主要并合能否触发持续的超爱丁顿吸积，发现黑洞反馈（尤其是动能反馈）有效抑制了吸积，并合本身不足以触发持续的超爱丁顿吸积。
2026-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Anatomy of galactic star formation history: Roles of different modes of gas accretion, feedback, and recycling
本研究通过三种气体吸积方案的星系演化模型，揭示大质量冷模式吸积与气体循环是重现观测到的恒星形成历史及星系下缩效应的关键，同时指出活动星系核反馈、星系并合等缺失物理过程的潜在作用。
2023-04-23 astro-ph.GA
The Role of Outflow Feedback on Accretion of Compact Objects in Accretion Disk of Active Galactic Nuclei
本文研究了活动星系核盘中致密天体的吸积过程，发现超爱丁顿吸积产生的外流反馈会间歇性截断吸积，显著降低黑洞和中子星的质量增长率，使AGN盘免受剧烈吸积破坏。
2023-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole foraging: feedback drives feeding
我们提出了星系中心超大质量黑洞生长的新图象。来自吸积黑洞的动量驱动反馈给周围的气体提供了显著的轨道能量，但几乎没有角动量。一旦中心吸积下降，反馈减弱，被扫起的气体在近抛物线轨道上落回SMBH。它们在黑洞附近相交，具有部分相反的特定角动量，导致进一步的坍缩，最终形成小尺度的吸积盘。进入圆盘的进料速率通常超过爱丁顿的几个因素，在萨尔彼得时间尺度上生长孔并刺激进一步的反馈。这一现象的自然后果包括：（一）在黑洞附近形成并维持模糊物质的大致环形分布;（二）连续的吸积盘事件的随机方向;（三）SMBH快速增长的可能性;（四）恒星和由下落气体形成的近距离双星的潮汐破裂，导致可见的耀斑和超高速恒星的抛射;（v）超太阳丰度的物质吸积到SMBH;（vi）较低的中央暗物质密度，因此湮灭信号，比绝热SMBH增长意味着。我们还提出了一个简单的子网格配方，实现这个过程中的数值模拟。
2013-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion and Feedback from the First Massive Seed Black Holes
超级爱丁顿吸积到大质量黑洞种子上可能在早期宇宙中很常见，那里存在快速吸积的条件。直接坍缩黑洞常被认为是再电离前宇宙中超大质量黑洞观测的一种可能的解决方案。我们在这里调查如何反馈，主要是双极射流的形式，从超级爱丁顿吸积种子黑洞将影响其随后的增长。我们发现，几乎独立的双极射流的质量负载，由射流产生的暴力外流疏散周围的黑洞种子约0.1 pc的区域。然而，喷流无法摆脱晕，它们的影响仅限于黑洞附近。外流抑制任何吸积约一个动态的时间。然后气体冷却，重新组合并回落到中心，在那里再次观察到高吸积率。总体效果是产生有效的吸积率，其值在爱丁顿率的0.1至0.5倍之间。如果这种偶然的吸积率保持5亿年，那么黑洞的质量将增加3到300倍，但远远低于在$z>6$观测到的种子变成SMBH所需的$10^4$倍。因此，直接坍缩的黑洞诞生于原子冷却晕，并经历强烈的负机械反馈，需要外部影响（例如与其他晕的快速大合并）来促进有效的吸积，并在数亿年内达到SMBH质量。
2019-04-11 astro-ph.GA
A refined sub-grid model for black hole accretion and AGN feedback in large cosmological simulations
在大尺度宇宙学流体动力学模拟中，通常采用简化的亚网格模型来模拟气体对黑洞的吸积和活动星系核的反馈。这种模型通常依赖于各种自由参数，这些参数没有很好的约束。我们提出了一个新的先进的模型，其中包含更详细的描述AGN反馈，这些参数反映了最近的观测结果。该模型考虑了这些参数对黑洞性质的依赖性，并描述了在所谓的无线电模式和类星体模式中作用的反馈过程之间的连续过渡。此外，我们实现了更详细的描述气体吸积到黑洞通过区分热和冷气体吸积。我们的新实现防止黑洞获得太多的质量，特别是在低红移，使我们的模拟现在非常成功地再现所观察到的当今黑洞质量函数。我们的新模型还比许多最先进的模型更有效地抑制了大质量星系中的恒星形成。因此，与最近的观测结果相比，包括我们新实现的模拟产生了更真实的静止和恒星形成星系群，即使存在一些差异。此外，在我们的模拟重子转换效率-除了高质量端-与文献中提出的意见一致，在我们的模拟解决的质量范围。最后，我们讨论了反馈模型对活动星系核光度函数低光度端的重要影响。
2015-02-24 astro-ph.GA
The Assembly of the First Massive Black Holes
在宇宙形成的第一个十亿年中，$\approx$ 10^9 Msun的超大质量黑洞（SMBHs）的存在激发了许多关于黑洞在早期宇宙中迅速形成和快速增长的想法。在这里，我们回顾了大质量黑洞的种子最初可能是如何组装的，它们如何随后增长到$\approx$ 10^9 Msun的质量，以及多信使观测如何区分不同的SMBH组装场景。我们得出以下结论：（1）超罕见的$\approx$ 10^9 Msun SMBH仅代表冰山一角。早期的黑洞很可能填充了恒星质量的连续体（大约）。10 Msun）到超大质量（$\approx$ 10^9 Msun）区域，反映了一系列初始质量和增长历史。(2)恒星质量的黑洞可能是由第一代恒星在红移高达z=30时留下的，但它们的初始生长通常由于宿主星系的浅势阱而受到阻碍。(3)一些较大的贫金属星系的条件很快变得有利于通过气体吸积和密集星团的合并快速形成和增长大质量的“种子”洞。(4)黑洞的质量取决于周围的环境（例如附近辐射源的数量和性质以及当地的重子流速度），以及宿主星系的金属富集和组装历史。(5)区分组装机制将是困难的，但LISA（通过合并探测大规模BH生长）和深多波长电磁观测（通过气体吸积探测生长）的组合观测特别有前途。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin evolution and feedback of supermassive black holes in cosmological simulations
超大质量黑洞和其宿主星系的性质通过标度关系相互关联，这是公认的。虽然流体动力学宇宙学模拟已经开始考虑黑洞和星系的共同演化，但它们通常忽略了黑洞的自旋，尽管它可能在调节黑洞的生长和反馈方面发挥重要作用。为了提高BH模型在星系形成模拟中的物理可信度，本文在动网格程序{ \small AREPO}中引入了一种新的BH自旋演化亚网格模型。我们占几个不同的渠道的自旋演化，特别是气体吸积通过Shakura-Sunyaev $α$盘，混沌吸积，BH合并。对于BH反馈，我们扩展了IllustrisTNG模型，该模型考虑了两种不同的BH反馈模式，高吸积态的热类星体模式和低爱丁顿比的动力学模式，自旋相关的辐射效率和反馈强度的自洽会计。我们发现，BH与质量$M_{\rm{bh}}\lesssim 10^{8}\, {\rm M}_\odot$达到高自旋值，因为它们通常在相干气体吸积制度的发展。另一方面，质量为$M_{\rm{bh}}\gtrsim 10^{8}\, {\rm M}_\odot$的黑洞随着黑洞合并的频繁发生而具有较低的自旋，并且它们的吸积盘由于自引力而破碎，从而引起混沌吸积。我们还探讨了类星体和动力学反馈模式之间的转换是由BH盘本身的吸积模式介导的假设，即~当盘进入自重力状态时，激活动力反馈模式。我们发现这种方法和基准TNG模型没有自旋演化的星系和BH人口之间的协议。此外，我们的新方法解释…
2019-02-12 astro-ph.GA
Supermassive star formation via episodic accretion: protostellar disc instability and radiative feedback efficiency
SMSs的形成是在早期宇宙中播种SMBHs的潜在途径。恒星紫外线反馈是形成太阳系小天体的关键，它可以通过吸积来限制恒星质量的增长。在本文中，我们研究了一个吸积SMS和它的紫外发射率的条件下，现实的可变吸积从一个自引力拱星盘的演变。首先，我们进行了二维流体动力学模拟，以跟踪长期的原恒星吸积，直到恒星质量超过$10^4~M_\odot$。由于引力不稳定，圆盘碎片，产生许多小团块，迅速向内迁移，落在恒星上。由此产生的吸积的历史，因此高度依赖于时间：短的情节吸积爆发之后，较长的，相对静止的阶段。我们发现，所谓的直接坍缩模型的拱星盘是更不稳定的，并产生更大的变化在较短的时间尺度比正常的流行III的情况下。利用所得到的吸积历史进行了后过程恒星演化计算。我们的研究结果表明，无论吸积率的强烈变化，恒星半径单调增加，几乎恒定的有效温度在$T_{\rm eff} \simeq 5000$ K作为恒星质量的增加。由此产生的紫外反馈太弱，阻碍质量吸积由于恒星紫外光子的低通量，从而验证了我们的隐式假设没有恒星反馈的流体动力学模拟。恒星演化对可变吸积的不敏感性归因于这样一个事实，即典型的变率时间尺度，$\lesssim 10^3$年，太短而不足以影响恒星结构。我们认为，这种演化将继续下去，直到SMS最终崩溃后，恒星质量达到$\gtrsim 10^5~M_\odot$的广义相对论不稳定性产生一个巨大的黑洞。
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of stellar and AGN feedback on halo-scale baryonic and dark matter accretion in the EAGLE simulations
我们使用的EAGLE套件的流体动力学模拟分析吸积率（及其组成通道的故障）到晕在宇宙时间，比较重子和暗物质（DM）的行为。我们还研究了次网格重子物理对晕尺度流入的影响，特别是模拟辐射冷却的后果，以及来自恒星和活动星系核（AGN）的反馈。我们发现，在固定质量的晕重子分数的变化（特别是他们的环银河系中的气体含量）是非常好的相关性的重子分数的吸积物质的变化，我们表明，在低质量的晕，$M_{\rm halo}\lesssim10^{11.5}M_{\odot}$的恒星反馈严重抑制。分解成第一个入口，回收，转移和合并组件的吸积率，我们表明，重子是更有可能顺利吸积比合并时相比，DM，发现（平均跨晕质量）合并的贡献$\approx6\%$重子，和$\approx15\%$ DM在$z\approx0$。我们还表明，故障流入到不同的渠道是强烈依赖于次网格物理，特别是循环吸积（吸积物质，以前已从祖晕喷射）的贡献。我们的研究结果突出了重子反馈在调节星系和晕演化中的双重作用：（i）直接从晕中去除气体，（ii）抑制气体流入晕。
2020-08-05 astro-ph.GA
Feedback and Recycled Wind Accretion: Assembling the z=0 Galaxy Mass Function
我们分析宇宙学流体动力学模拟，包括观测约束的处方银河系外流。如果这些模拟的风准确地代表了真实宇宙中的风，那么以前在风中喷出的物质为红移z<1的新恒星形成提供了主要的气体流入源。这种循环风吸积，或风模式，提供了第三个物理上不同的吸积通道，除了“热”和“冷”模式强调在最近的理论研究。由于外流和气体之间的相互作用和周围的晕，风材料的再循环时间尺度（t_rec）是更短的质量较高的系统，其中居住在稠密的气体环境。在这些模拟中，这种差异回收在塑造当今的星系恒星质量函数（GSMF）中起着核心作用。如果我们去除所有曾经在风中喷出的粒子，那么预测的GSMF比观察到的要陡得多;星系质量受到气体直接去除和周围环境的流体动力学加热的抑制，这减少了随后的下降。考虑到风的再循环，结合了我们喜欢的动量驱动风定标的模拟再现了恒星质量为10^9 < M < 5x10^10 Msolar时观测到的GSMF。在更高的质量，风循环导致过度的星系质量和过度的恒星形成率相对于观测。在这些大质量系统中，某些猝灭机制必须抑制从恒星形成星系喷出的气体的再吸积。简而言之，正如人们长期以来所预期的那样，GSMF的形式是由外流控制的;这里对我们模拟的风的意想不到的扭曲是，它主要不是物质的喷射，而是喷射物质如何重新吸积来控制GSMF。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The fundamental signature of star formation quenching from AGN feedback: A critical dependence of quiescence on supermassive black hole mass not accretion rate
我们确定了恒星形成淬火对各种银河系和环境参数的内在依赖性，利用随机森林分类的机器学习方法。我们以前已经证明了这种技术的力量，以隔离因果关系，而不仅仅是相关性，在复杂的天文数据。首先，我们分析了三个宇宙学流体动力学模拟（鹰，Illustris，和IllustrisTNG），选择快照跨越大部分的宇宙历史，从漫画中午（$z \sim 2$）到现在的时代，与恒星质量的范围$9 < \log(M_*/M_{\odot}) < 12$。在模拟中，一致发现黑洞质量是所有时期中心星系淬灭的最具预测性的参数。也许令人惊讶的是，发现黑洞吸积率（以及活动星系核的热光度）对淬灭几乎没有预测能力。这一理论结果是重要的星系淬火的观测研究，因为它警告不要使用当前的AGN状态的星系作为一个有用的代理AGN反馈对星系系统的累积影响。后者是由黑洞质量而不是活动星系核光度来追踪的。此外，我们探讨了一个子集的“可观察”的参数，这可以很容易地测量在现存的宽视场星系调查针对$z = 0 - 2$，在$9 < \log(M_*/M_{\odot}) < 12$。所有三个模拟都预测，代替黑洞质量，恒星引力势在预测淬火方面将优于其他参数。我们证实了这一理论预测观测的SDSS（在低红移）和CANDELS（在中，高红移）。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback-Dominated Accretion Flows
提出了活动星系核中吸积盘的新的双流体模型，旨在解决活动星系核外围长期存在的Toomre不稳定性问题。根据Sirko和Goodman等人早期研究的精神，我们认为Toomre不稳定性最终是通过碎片化及其后果产生的反馈进行自我调节的。与过去的半解析模型不同，（i）采用局部处方将恒星形成率与热反馈联系起来，（ii）假设活动星系核盘自我调节到恒星形成稳态（Toomre参数Q=1），我们发现反馈过程在时间和空间上都是非局部的。许多嵌入活动星系核气体中的恒星质量黑洞（BH）的积累最终取代了大质量恒星的辐射、风和超新星，成为主要的反馈源。反馈加热的非定域性，加上需要热量来有效地混合整个气体，产生了稳态活动星系核解决方案，可以有Q>>1，没有正在进行的恒星形成。我们发现自洽的定态解在大部分的参数空间的活动星系核的质量和吸积率。这些解决方案包含了大量的嵌入式紧凑的对象，可能会在AGN的寿命，包括进入较低和较高的质量差距的几个因素的质量增长。这些反馈主导的活动星系核盘在结构上与通常使用的一维盘模型有很大的不同，这对活动星系核内部引力波源的形成有着广泛的意义。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The balance of power: accretion and feedback in stellar mass black holes
在这篇评论中，我们讨论了人口的恒星质量黑洞在我们的星系和超越，这是极端的端点大质量恒星的演化。特别是，我们专注于我们如何可以尝试平衡可用的吸积能量与反馈到环境中通过辐射，喷气机和风，也考虑可能的贡献，从黑洞自旋和平流的能量平衡。我们定量地回顾了用于估计这些量的方法，而不管接近黑洞的天体物理学的细节。一旦这些方法已经概述，我们的工作通过一个黑洞X射线双星系统的爆发，估计通过不同的吸积速率和状态的质量和能量流。虽然我们专注于反馈恒星质量黑洞在X射线双星系统，我们也认为我们所学到的超大质量黑洞在活动星系核的适用性。作为一个重要的控制样本，我们还审查了中子星吸积和反馈之间的耦合，并表明它是非常相似的观察到的黑洞，这强烈限制了有多少天体物理学的反馈可以是独特的黑洞。
2015-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Cosmic-Ray Feedback on Accretion and Chemistry in Circumstellar Disks
我们使用的气体颗粒化学代码UCLCHEM探索宇宙射线反馈的化学拱盘的影响。我们模拟宇宙射线从恒星向外传播时的衰减和能量损失，并考虑恒星辐射和放射性核素引起的电离。对于吸积率典型的年轻恒星，$\dot M_* \sim 10^{-9}-10^{-6}$ M_PDMATHABMN年$^{-1}$，我们表明，宇宙射线加速恒星吸积冲击产生的宇宙射线电离率在磁盘表面$ζ\gtrsim 10^{-15}$ s $^{-1}$，至少一个数量级高于电离率与银河系宇宙射线背景。入射的宇宙射线通量增强了磁盘电离在中间到高表面密度（$Σ> 10$ g cm $^{-2}$），特别是在10 AU的恒星。我们发现，在磁盘表面层的主要离子是C $^+$，S $^+$和Mg $^+$，而H $_3^+$离子占主导地位的表面密度大于1.0 g cm $^{-2}$。我们预测的半径和列密度的磁旋转不稳定性（MRI）是活跃在T金牛座磁盘和宇宙射线反馈的电离扩展的MRI活动区域向磁盘中平面。然而，磁共振成像只有在最小质量太阳星云盘的中平面才是活跃的，如果宇宙射线扩散（$ζ\propto r^{-1}$）远离恒星。加速宇宙射线的吸积、衰减宇宙射线的密集吸积柱和促进吸积的MRI之间的关系，创建了一个介导吸积的宇宙射线反馈回路，并可能产生光度变化。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating black hole accretion and feedback self-regulation in Seyfert galaxies using the FIRE-3 cosmological hydrodynamic simulations
University of Connecticut（康涅狄格大学）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等研究院）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)-Observatorio de Madrid（国家天文台（OAN-IGN）马德里天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学乔德雷尔银行天体物理学中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
利用FIRE-3模拟研究塞弗特星系中黑洞吸积与反馈的循环过程，发现AGN反馈在~10-500pc尺度上调节气体流入，但未再现观测到的气体浓度与AGN亮度之间的反相关。
2026-06-25 astro-ph.GA
AGN feedback in an isolated elliptical galaxy: the effect of strong radiative feedback in the kinetic mode
基于二维高分辨率流体动力学数值模拟，研究了孤立椭圆星系的中心活动星系核对宇宙演化的力学和辐射反馈效应。物理过程，如恒星形成和超新星被认为是。模拟区域的内边界被仔细地选择，使得基准Bondi半径被解析，并且黑洞的吸积率被自洽地确定。与以前的工作类似，我们假设星系的比角动量很低。当吸积率较高和较低时，活动星系核处于冷吸积模式和热吸积模式，分别对应于辐射反馈模式和动力学反馈模式。根据先前的理论工作，热吸积流的发射光谱比冷吸积流的发射光谱更硬，这可能导致更高的康普顿温度伴随着更有效的辐射加热。这两种反馈模式之间的康普顿温度的差异，本研究的重点，在以前的工作中被忽略。动力学反馈模式的显着差异被发现作为一个结果，更强的康普顿加热和吸积变得更加混乱。更重要的是，如果我们约束模型以正确预测宇宙演化后的黑洞生长和活动星系核占空比，我们发现有利的模型参数受到约束：机械反馈效率随着亮度的减小而减小（最大效率为$\simeq 10^{-3.5}$）和X射线康普顿温度随着光度的降低而增加，尽管具有固定机械效率和康普顿温度的模型也是令人满意的。我们的结论是，在动力学模式中的辐射反馈比以前认为的更重要。
2014-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
First hydrodynamics simulations of radiation forces and photoionization feedback in massive star formation
我们提出了第一个模拟的形成和反馈的大质量恒星占辐射力以及光电离反馈（随着原恒星外流）。在两个不同的吸积方案建模，我们确定这些反馈组件的相对强度，并得出的水库的大小，形成恒星获得他们的质量。我们发现，原恒星外流只限制恒星质量增长的吸积方案与有限的质量水库，当包括吸积和冲压压力从大尺度（> 0.1 pc），原恒星外流不限制恒星质量增长。光致电离和HII区域仅在稍后的时间并且仅在大尺度上主导反馈阶梯。具体来说，光电离产生的双极流出腔的扩大和重力下降约50%的动量减少，但不限制恒星质量吸积。另一方面，我们发现辐射力抑制了引力向星周盘的下落，影响了盘外缘的引力-离心平衡，并最终完全关闭了恒星吸积。在模拟中形成的最大质量恒星在盘毁灭之前吸积了95个太阳质量;这个质量是从大约240个太阳质量和0.24 pc半径的吸积库中抽取的。在超大质量恒星的情况下，这些恒星的最终质量是由它们自己的辐射力反馈控制的。
2018-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Host galaxies of high-redshift quasars: supermassive black hole growth and feedback
类星体宿主星系的性质可能由其超大质量（SMBH，$10^{8-10}$ M $_{\odot}$）黑洞的生长和反馈决定。我们调查这样的连接与一套宇宙学模拟的大规模（晕质量$\approx 10^{12}$ M $_{\odot}$）星系在$z\simeq 6$，其中包括一个详细的亚网格多相气体和吸积模型。初始质量为$10^5$ M $_{\odot}$的BH种子主要通过气体吸积生长，并且通过$z=6$设置在所观察到的$M_{\rm BH} - M_{\star}$关系上而不需要增强因子而变成SMBH。虽然类星体反馈对SMBH的增长起着关键性的控制作用，但它对$z=6$中宿主星系性质的影响可以忽略不计。在我们的模型中，类星体活动既可以淬灭（通过气体加热），也可以增强（通过ISM过压）恒星的形成。然而，我们发现，恒星形成的历史是不敏感的调制，因为它在很大程度上占主导地位，至少在$z>6$，冷气体吸积的环境，不能阻碍类星体的能量沉积。虽然类星体驱动的外流可以达到$> 1000~\rm km~s^{-1}$的速度，但实际上只有$\approx 4$ %的外流气体质量可以从宿主星系逃逸。这些发现只是受到现有数据的松散限制，但可以指导观测活动在早期星系中寻找类星体反馈的签名。
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive star formation via torus accretion: the effect of photoionization feedback
大质量恒星的形成是一个长期存在的问题。虽然存在许多大质量恒星形成的理论，但这些想法似乎都集中在盘介导的吸积场景上。在这里，我们提出了辐射流体动力学模拟的恒星吸积质量通过磁盘嵌入在环面。我们使用基于蒙特卡罗的辐射流体动力学代码来研究电离辐射对环面的影响。在环面中平面的电离区域被发现是引力捕获或压力驱动的膨胀取决于电离区域的大小是否超过临界半径。在环面中被困的Hii区域允许吸积的进展，而扩大的Hii区域破坏吸积环面，阻止中心恒星聚集更多的质量，从而设定恒星的最终质量。我们得到的亮度和环面密度，导致这两种情况下的约束。
2019-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Upper stellar mass limit by radiative feedback at low-metallicities: metallicity and accretion rate dependence
我们研究了不同吸积率和金属丰度的形成中恒星辐射反馈所设定的恒星质量上限。为此，我们数值求解结构的原恒星和它周围的吸积信封假设一个球对称和稳定的流动。尘埃茧是吸积包层的尘埃部分，其光学深度在来自恒星光球层的直射光和作为尘埃热辐射重新发射的漫射光之间是不同的。因此，改变金属丰度定性地改变了辐射反馈抑制吸积流的方式。在固定的吸积速率$10^{-3}M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$的情况下，直射光和漫射光两者共同操作以防止在$Z \gtrsim 10^{-1}Z_{\odot}$处的质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-1}Z_{\odot}$，漫射光不再有效，直射光仅限制质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-3}Z_{\odot}$，HII区的形成在吸积终止中起着重要作用。所得的质量上限随着金属量的降低而增加，从几个$\times~10~M_\odot$到$\sim 10^3~M_\odot$超过$Z = 1Z_{\odot} - 10^{-4}~Z_\odot$。我们还说明了大质量恒星形成核心的辐射光谱如何随着金属丰度的降低而变化。首先，位于$1Z_{\odot}$处的$30 μ{\rm m}$周围的光谱的峰值波长移动到$Z \lesssim 0.1 Z_\odot$处的$< 3 μ{\rm m}$。第二，由于无定形硅酸盐带，$10 μ\rm{m}$处的…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of turbulent galactic discs: gravitational instability, feedback and accretion
利用解析的“浴缸”模型，研究了不同质量、不同时期的盘状星系中湍流的驱动。气体和恒星的圆盘被假定处于边缘托姆雷不稳定性。湍流被假定为通过其耗散和三个同时的能量源之间的能量平衡来维持。这些是恒星反馈，向内运输由于光盘不稳定和clueros吸积通过流。输运率计算与两种不同的形式主义，具有类似的结果。为了实现能量平衡，圆盘自我调节团块中的质量分数或湍流粘性扭矩参数。在该模型版本中，气流动能转换为湍流的效率是一个自由参数$ξ_a$。我们发现，这三个能源的贡献是在同一个球场，在一个因素的$\sim\!2$在所有光盘在任何时候。在通过$z=0$（$z\!\sim\!2$上的$\leq 10^{11.5}\,\Msun$）进化成大量$\leq 10^{12}\,\Msun$的晕中，反馈是贯穿其生命周期的主要驱动力。在这个质量以上，主要的驱动力要么是运输或吸积非常低或非常高的值的$ξ_a$，分别。对于一个假设的$ξ_a(t)$下降的时间，星系的晕与现在的质量$>\!10^{12}$ M $_\odot$过渡从吸积到运输优势在中等红移，$z\! \sim\!3$，当他们的质量是$\geq\!10^{11.5}\,\Msun$。预测的恒星形成率和气体速度色散之间的关系与观测结果是一致的。
2022-05-07 astro-ph.GA
Reionization with galaxies and active galactic nuclei
在这项工作中，我们调查的性质的来源，再电离的星系际介质（IGM）在高红移宇宙。使用半解析模型，旨在再现星系和黑洞在宇宙的第一个1.5 Gyr，我们重新审视恒星形成和黑洞吸积在产生电离光子，可以逃到IGM的相对作用。恒星的形成和黑洞的吸积都受到超新星反馈的调节，导致黑洞吸积在低质量晕中受阻。我们探讨了电离光子逃逸分数的各种组合（红移依赖，常数和恒星质量的标度）从两个恒星形成（$\langle f_{\rm esc}^{\rm sf} \rangle$）和活动星系核（$f_{\rm esc}^{\rm bh}$）查找：（i）电离收支主要是来自低质量恒星的恒星辐射具有活动星系核贡献的$z>6$的（$M_*<10^9 {\rm M_\odot}$）星系（由$M_* > 10^9 {\rm M_\odot}$星系中的$M_{bh}>10^6 {\rm M_\odot}$黑洞驱动）在较低的红移处占主导地位;（ii）活动星系核只对符合观测再电离约束的模型贡献$10-25\%$到累积电离发射率的$z=4$;（iii）如果$\langle f_{\rm esc}^{\rm sf} \rangle$对恒星质量的依赖性比$f_{\rm esc}^{\rm bh}$浅，则在$z<7$处存在一个过渡恒星质量，在该质量以上，活动星系核支配逃逸电离光子产生率;（iv）过渡恒星质量随红移减小而减小。当活动星系核在…
2020-04-21 astro-ph.GA
Cool core cycles: Cold gas and AGN jet feedback in cluster cores
使用球形几何中的高分辨率3-D和2-D（轴对称）流体动力学模拟，我们研究了由反馈驱动的双极活动星系核（AGN）喷流加热的冷星系团核心的演化。活动星系核的反馈需要冷气体的凝结和随之而来的增强的吸积来平衡辐射冷却和合理的效率，并与观测到的冷核特性相匹配。与纯冷却流相比，小至$5 \times 10^{-5}$的反馈效率（机械光度$\approx ε\dot{M}_{\rm acc} c^2$ ;其中$\dot{M}_{\rm acc}$是1 kpc时的质量吸积速率）足以将冷却/吸积速率降低$\sim 10$。这个值比之前考虑的值要小，并且与喷流效率和只有一小部分1 kpc的气体被吸积到超大质量黑洞（SMBH）上的事实相一致。我们发现在我们所有的模拟与冷模式反馈的滞后循环：{ \em冷凝}的冷气体时，冷却时间的比例的自由落体时间（$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$）是$\lesssim 10$导致吸积速率的突然增强;大的吸积速率导致强烈的喷流和热ICM的{ \em过热}，使得$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} > 10$ ;冷气体的进一步冷凝被抑制，并且吸积速率下降，导致核心的缓慢冷却和冷气体的冷凝，重新开始循环。因此，对于相同的核心熵值或$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$，核心特性，如喷流功率、吸积率，会有一个扩展。对于更高的效率和更低的质…
2015-09-24 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
Momentum-driven Winds from Radiatively Efficient Black Hole Accretion and Their Impact on Galaxies
我们探讨了动量驱动风的影响，代表辐射压力驱动的流出吸积到超大质量黑洞在一组数值流体动力学模拟。我们探索了两组匹配的宇宙学放大运行的24晕与质量~ $10^{12.0}-10^{13.4}$ M_sun运行与两种不同的反馈模型。我们的“NoAGN”模型包括通过紫外线加热、恒星风和超新星、光电加热和来自元星系背景的宇宙X射线背景加热的恒星反馈。我们的基准“MrAGN”模型是相同的，除了它还包括一个模型的黑洞播种和吸积，以及加热和动量注入与辐射从黑洞吸积。我们的MrAGN模型发射星系外流，导致“喷射”反馈-外流本身将气体赶出星系-和“预防”反馈，抑制新的和再循环气体的流入。多达80%的流出星系气体可以被排出，与NoAGN运行相比，MrAGN运行中的吸积可以被抑制多达30倍。NoAGN星系的历史是循环主导的，大约70%离开星系的物质最终会返回，大多数流出的气体在没有AGN反馈的情况下在1 Gyr时间尺度上重新吸积。MrAGN中的外流气体具有更高的特征速度（500 - 1，000 km/s，而NoAGN外流气体的速度为100-300 km/s），并且可以传播到几个Mpcs。在MrAGN星系中，只有约10%的喷射物质被重新吸积。
2018-05-02 astro-ph.GA
Feedback from central black holes in elliptical galaxies. I: models with either radiative or mechanical feedback but not both
由于电磁输出、黑洞质量和星系光学光度之间的良好关系，椭圆星系中心SMBH辐射反馈的重要性是毋庸置疑的。此外，由于中央SMBH周围的吸积盘发出的喷流和风的能量的机械和热沉积，预计也会发生反馈。在本文中，我们改进和扩展的吸积和反馈物理在我们以前的论文中探索，也包括一个物理动机的机械反馈。我们研究了一个孤立的椭圆星系的演化与援助的高分辨率的1-D流体动力学代码，其中的冷却和加热功能，包括光电离和康普顿效应，并限制到模型，其中只包括辐射或只机械反馈。我们证实，爱丁顿比高于0.01的吸积和辐射输出的反馈效应被迫在突发模式，因此，预计在早期的强烈的辐射，而在低红移的探索模型的特点是光滑，非常次爱丁顿质量吸积率穿插罕见的爆发。然而，探索的模型总是失败的一些观察测试。如果我们假设高机械效率为10^{-2.3}，我们发现大部分气体都是从星系中喷射出来的，产生的X射线光度远低于通常观察到的，并且几乎没有SMBH生长。但机械效率足够低以适应令人满意的SMBH生长的模型往往会允许太强的冷却流，并使z=0处的星系的E+A光谱比观察到的更频繁。我们的结论是，这两种类型的反馈是必要的。在即将发表的论文中探讨了具有组合反馈的模型。
2009-04-21 astro-ph.GA
Qwind3: UV line-driven accretion disc wind models for AGN feedback
活动星系核（AGN）中的紫外（UV）亮吸积盘应该引起线驱动，产生强大的风，这可能在AGN反馈以及产生宽线区等结构中起重要作用。然而，耦合辐射流体动力学代码是复杂和昂贵的，所以我们计算风，而不是使用非流体动力学的方法（Qwind框架）。原始的Qwind模型假设风中的初始条件，并且只有简单的辐射传输。在这里，我们提出了一个改进的版本，推导出风的初始条件，并已显着改善射线跟踪计算风吸收自一致的紫外线辐射的扩展性质。我们还校正了相对论效应的辐射通量，并评估了这对风速的影响。这些变化意味着模型更加物理化，因此其预测更加稳健。我们发现，即使考虑相对论效应，风可以定期达到速度$\simeq$（0.1-0.5）$c$，并进行质量损失率可以高达30%的吸积质量的黑洞质量的$10^{7-9}$ $\mathrm{M}_\odot$，和50%的爱丁顿率的质量吸积率。总的来说，风的功率与黑洞的质量吸积率成幂律关系，这与目前包含活动星系核反馈的宇宙学模拟中普遍假设的较弱的尺度关系不同。更新后的代码Qwind 3在GitHub上公开提供
2021-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring supermassive black hole physics and galaxy quenching across halo mass in FIRE cosmological zoom simulations
来自吸积超大质量黑洞（SMBH）的反馈被认为是大质量星系淬灭的主要驱动力，但将SMBH物理学应用于星系形成模拟的最佳方法仍然不明确。作为真实环境中的反馈（FIRE）项目的一部分，我们在一套$\sim500$宇宙学放大模拟中探索了不同建模选择对SMBH吸积和反馈的影响，这些模拟涵盖了大范围的晕质量（10^10-10^13 Msun）。在套件中，我们不同的BH吸积和反馈，吸积效率，和强度的机械，辐射和宇宙射线反馈的数值方案独立。然后，我们将结果与观测到的星系尺度关系进行比较。我们发现几个模型，满足观测约束条件，并在不同的反馈通道的能量是物理上合理的。有趣的是，被SMBH加速的宇宙射线在许多成功的模型中扮演着重要的角色。然而，它是不平凡的复制跨晕质量的标度关系，许多模型的变化产生定性不正确的结果，无论参数的选择。恒星和黑洞质量的增长是密切相关的：例如，过大质量的黑洞倾向于过度淬灭星系。BH质量在高质量晕中受吸积效率选择的影响最大，但在低质量晕中受反馈效率的影响最大。在低质量晕中，SMBH反馈对恒星形成的抑制量主要取决于时间积分反馈能量。对于大质量星系，模型的“响应性”（即黑洞对可供吸积的气体的响应速度和强度）是淬灭的另一个重要因素。
2022-03-11 astro-ph.GA
