Spatially-resolved UV diagnostics of AGN feedback: radiation pressure dominates in a prototypical quasar-driven superwind
在星系演化模型中，由活动星系核（AGN）驱动的星系尺度风经常被用来抑制恒星的形成，但驱动这些外流的机制一直存在激烈的争论。活动星系核的两个关键反馈模型是（1）辐射压力加速冷气体和（2）携带ISM的热外流风。高度电离的发射线诊断代表了区分这些情况的一种强有力的手段，因为它们对热风对ISM云的预期压缩很敏感。在这里，我们报告的第一个空间分辨紫外发射光谱的原型（无线电安静）类星体驱动的超风周围的模糊类星体SDSSJ 1356 +1026在z=0.123。我们观察到的OVI/CIV，NV/CIV和CIV/HeII的比率是非常相似的流出气体云<100 pc和~10 kpc的核。活动星系核辐射压占主导地位的动力学的云，预计这种相似性。将观测到的线辐射与辐射压和/或热风平衡的云模型进行比较，我们排除了动力学上重要的热风的存在，并将热气体压力与辐射压之比限制在P_hot/P_rad<0.25，在<100 pc和~10 kpc处都是如此。此外，最适合观测到的紫外线比的辐射压约束云模型的预测与观测到的漫射X射线光谱是一致的。这些结果表明，这个活动星系核超级风是由辐射压力驱动的，或者是由一股热风驱动的，尽管活动星系核正在进行活动，但热风已经消散。
2020-02-06 astro-ph.GA
Radiation pressure in super star cluster formation
恒星形成的物理学在其极端，在原子核和宇宙中最大质量的星团-潜在的大质量黑洞托儿所-几十年来一直逃避审查。这些系统的光谱一直很稀少，而理论论据表明，尘埃颗粒上的辐射压力在某种程度上抑制了恒星的形成。在这里，我们利用加速蒙特卡罗辐射输运计划报告的辐射流体动力学模拟的超级明星团簇形成的湍流云。我们发现，辐射压力使全球恒星形成效率降低30- 35%，恒星形成率降低15- 50%，两者都是相对于无辐射的控制运行。总的来说，辐射压力并没有终止恒星形成的气体供应，最大质量星团的最终恒星质量是$\sim 1.3\times10^6\,M_\odot$。与理想化的理论模型相比，有限的影响归因于超音速湍流，引力坍缩介质中的辐射物质反相关。在大质量星团外的孤立区域，气体分布受到的干扰较少，辐射压在限制恒星形成方面更有效。星团核心的恒星密度为$\ge 10^{8}\,M_{\odot}\,\textrm{pc}^{-3}$，恒星速度色散为$\gtrsim 70\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$。我们的结论是，超星团核有利于通过动力学核坍缩和恒星合并形成超大质量恒星。我们推测，非常大质量的恒星可能会避免声称的灾难性的质量损失，继续吸积致密气体冷凝从引力限制电离阶段。
2017-11-26 astro-ph.GA
Binary AGN simulations with radiation pressure reveal a new duty cycle, and a reduction of gravitational torque, through 'minitori' structures
我们产生了第一套双活动星系核的辐射流体力学模拟在秒差距尺度分离的尺度模型模拟。我们使用SPH的流体动力学，和光线跟踪计算光学深度和辐射压力从两个活动星系核。我们证实，没有辐射压力，引力矩的符号是敏感的二进制参数，虽然在我们的两个轨道配置的二进制应合并在一个时间尺度为$<10^9$年。然而，辐射压力迅速破坏每个SMBH周围的“minitori”，大大减少了引力矩和吸积，并大大增加了合并的时间尺度。我们的模拟提出了一个新的“minitorus”占空比，时间尺度为~10个双星周期（当将我们的模型缩放到总双星质量为$2\times10^7\,M_\odot$时，为~ $10^6$年）。的增长和井喷阶段的'minitori'是类似的时间尺度，因此，我们预计约有一半的观测到的二进制SMBHs是活跃的，在至少一个组件。“微型”结构提供了可以通过红外干涉测量法观察到的不对称性。
2022-01-03 astro-ph.GA
Radiation pressure driving of a dusty atmosphere
辐射压力在恒星形成环境中，如超亮红外和亚毫米星系中，具有重要的动力学意义。辐射是否以及如何驱动恒星形成地点的湍流和大量外流仍然不清楚。不确定性部分反映了目前用于模拟辐射传输和辐射-气体耦合的直接数值方案的局限性。一个理想化的设置，其中辐射是在一个引力场的尘埃大气层的基础上引入的，最近已成为标准的测试辐射流体动力学方法在恒星形成的背景下。一系列的治疗功能的通量限制扩散近似以及短特征跟踪和M1封闭的变量爱丁顿张量近似，我们在这里添加另一种治疗，是基于隐式蒙特卡罗辐射传输计划。与之前所有的处理一致，大气经历了瑞利-泰勒不稳定性，并重新调整到一个接近爱丁顿极限的状态。我们检测到晚时间的净加速度，其中湍流速度色散与先前报道的基于短特征的辐射传输闭合相匹配，这是前三种治疗方法中最准确的。我们的技术结果表明，准确的辐射传输的辐射反馈模拟的重要性。
2015-07-24 astro-ph.GA
The Role of Non-ionizing Radiation Pressure in Star Formation: The Stability of Cores and Filaments
当分子云中的细丝和致密核心由于自引力而碎裂和坍塌时，恒星就形成了。在引力稳定性的最基本分析中，自引力和热压力之间的竞争决定了球体的临界（即最大稳定）质量和圆柱体的临界线密度。先前的工作已经考虑了来自磁场和湍流的额外支持。在这里，我们考虑非电离辐射的影响，特别是向内辐射压力，作用于嵌入在各向同性辐射场中的致密结构。使用流体静力学，等温模型，我们发现，辐射降低了引力坍缩的临界质量和线密度，因此可以作为恒星形成的触发器。对于具有中等中心密度（$\sim10^3$ cm $^{-3}$）的结构，太阳附近的星际辐射场对稳定性阈值有一个统一的影响。对于中心密度更高的演化天体，稳定性阈值的显著降低需要更强的辐射，因为可以在更靠近银河系中心或恒星协会附近找到。即使在没有或没有强电离辐射源的情况下，我们的研究表明，星际辐射也会显著影响恒星的形成过程。
2016-06-07 astro-ph.GA
The Disruption of Giant Molecular Clouds by Radiation Pressure and the Efficiency of Star Formation in Galaxies
恒星的形成是缓慢的，因为气体的消耗时间比动力学时间长得多。它也是低效的;基本上所有的恒星形成都发生在巨大的分子云（GMC）中，但GMC转化为恒星的比例非常小，约为5%。在最明亮的恒星爆发中，GMC的寿命甚至比最大质量恒星的主序星寿命要短，因此超新星在GMC的破坏中没有任何作用。我们调查了大范围的星系，从正常的螺旋到密集的星爆GMCs的中断，我们考虑到HII气体压力，冲击恒星风，原恒星喷流，和辐射压力产生的星光的吸收和散射尘埃颗粒的影响。在银河系中，我们发现三种机制的组合，射流，HII气体压力和辐射压力，扰乱了云。在恒星形成速度更快的星系中，如高红移的“团块”星系、超亮红外星系和亚毫米星系，辐射压主导着出生云的分布。我们预测在Arp 220这样的局部超红外星系中存在10-20个质量约为10^7 Msun的星系团，在高红移星系团中存在类似数量的质量约为10^8 Msun的星系团;亚毫米星系将有更大质量的星系团。我们发现，最终形成恒星的GMC质量分数是星系气体表面密度的增函数，在最明亮的星暴中达到~35%。此外，辐射压力对气泡的破坏会搅动星际介质，使其在正常星系中达到约10 km/s的速度，而在像Arp 220这样的ULIRG中达到约100 km/s的速度，这与观测结果一致。因此，辐射压可能在恒星形成星系的ISM中起主导作用。
2009-06-29 astro-ph.GA
Radiation pressure and absorption in AGN: results from a complete unbiased sample from Swift
在明亮的活动星系核（AGN）附近，外辐射压力可以超过气体云向内的引力。这就在观测到的柱密度-爱丁顿分数平面上为长寿命的尘埃云创造了一个禁区。(The爱丁顿分数lambda_Edd是活动星系核的辐射热光度与其黑洞质量的爱丁顿极限的比值。Swift/BAT星表是迄今为止最完整的活动星系核硬X射线选择样本，包含97个低红移活动星系核，并给出了它们的柱密度N_H和黑洞质量的计算结果。利用最近的辐射热校正得到了源的爱丁顿分数，并将源标绘在N_H -λ_Edd平面上。只有一个源位于禁带中，由于电离的热吸收体，它具有大的N_H值，从而降低了辐射压。源粒子数的有效爱丁顿极限表明，在更明亮的天体中，高密度的云位于内部的几个pc内，中心的黑洞提供至少一半的质量。我们的结果表明，辐射压确实影响了星系内部核球中气体云的存在。我们简要地讨论了如何N_H -λ_Edd平面可能演变到更高的红移时，由于辐射压力的反馈可能已经很强。
2009-01-02 astro-ph.GA
The effect of radiation pressure on spatial distribution of dust inside HII regions
利用一维辐射流体动力学模拟研究了辐射压对H $_\mathrm{II}$区域内尘埃空间分布的影响，包括尘埃对光子的吸收和再发射.为了研究颗粒尺寸的影响，以及，我们引入了两个额外的流体组件描述大，小尘埃颗粒的模拟。尘埃和气体之间的相对速度强烈地依赖于拖曳力。我们包括碰撞阻力和库仑阻力。我们发现，在一个紧凑的H $_\mathrm{II}$区域，尘埃腔区是由辐射压力。由此产生的尘埃腔大小（约0.2 pc）与观测估计相当吻合。由于H $_\mathrm{II}$区域内的尘埃是强带电的，尘埃和气体之间的相对速度主要由库仑拖曳力决定。库仑拖曳力的强度比碰撞拖曳力的强度大2个数量级。此外，在大量的$10^5$ $M_{\odot}$云，我们发现，辐射压力的变化H $_\mathrm{II}$区域内的晶粒尺寸分布。由于大的（0.1 $\mathrm{μm}$）尘埃颗粒比小的（0.01 $\mathrm{μm}$）颗粒更有效地被加速，所以与初始的颗粒质量比相比，大颗粒与小颗粒的质量比减小了一个数量级。由此产生的尘埃大小分布取决于辐射源的光度。当辐射源较强时，由于尘埃粒子电荷较大，库仑拖曳力也较强，因此大、小粒子的偏析较弱。
2017-11-20 astro-ph.GA
The Dynamics of Radiation Pressure-Dominated HII Regions
我们评估的作用，辐射压力的动力学的HII地区。我们首先确定在什么条件下，辐射压力是显着的气体压力相比，并表明，虽然辐射压力一般是不重要的HII地区驱动的少数大质量恒星，它是占主导地位的大规模星团产生的大规模HII地区附近的银河系中心和星暴环境。然后，我们提供了一个解决方案的问题时，辐射压力影响他们的行为的HII区域如何扩大。最后，我们比较辐射为主的HII区域的恒星反馈的其他来源，并认为HII区域可能是调节大质量星团形成的主要机制。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the impact of radiation pressure on the dynamics and inner structure of dusty wind-driven shells
大质量的年轻星团是辐射和机械能的强源。它们强大的风和辐射压力将星际气体扫入膨胀的薄壳中，这些薄壳捕获了中心星团产生的电离辐射，影响了其电离气体的动力学和分布。在这里，我们继续我们的比较星团风和辐射压力对年轻的大质量星团周围的壳层动力学的影响。我们计算的影响，辐射压力等壳内的物质和热压力的分布，以及密度加权电离参数$U_w$，并把我们的结果诊断图，它允许一个区分风为主和辐射为主的制度。我们发现，模型预测值的电离参数同意与典型的本地星爆星系中发现的值。辐射压力可能会影响内部结构和动力学的风驱动的外壳，只有在最早的阶段的演变，或者如果一个大部分的星团机械光度消散或辐射的星团体积内，因此星团机械能输出显着小于星团合成模型预测。然而，即使在这些情况下，辐射主导的风动力压力，只有当令人兴奋的集群是嵌入到一个高密度的环境介质。
2014-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
3D Radiation Hydrodynamic Simulations of Gravitational Instability in AGN Accretion Disks: Effects of Radiation Pressure
通过3D辐射流体动力学模拟，发现辐射压增强使AGN吸积盘更易引力碎裂，显著降低临界粘滞参数并限制湍流水平，表明高爱丁顿吸积率下盘外区必然碎裂成恒星或黑洞。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ionization Parameter as a Diagnostic of Radiation and Wind Pressures in H II Regions and Starburst Galaxies
电离参数U对于测量来自大质量星团的辐射压力反馈是潜在有用的，因为它反映了辐射与气体压力的比率，并且很容易从中红外线比率导出。我们考虑几种影响，确定在HII地区和星系的U的表观值。上限由辐射压力对气体的压缩设定。对于给定的辐射强度，来自恒星风的压力和中性团块的存在都会降低U。辐射最强烈的区域被电离光子的内部尘埃吸收而选择性地变暗，导致星系尺度上的观测偏差。我们探索这些影响的分析和数值，并用它们来解释以前的观测结果。我们发现，辐射约束设置的上限log_10 U = -1在个别地区看到。未分辨的星爆显示的最大值约为-2.3。虽然较低，但这也与其HII区域的大部分以辐射为主相一致，考虑到用于解释未解决区域的不同技术，并考虑到尘埃吸收造成的偏差。我们推断，许多个别的，强烈的照明区域不能由恒星风占主导地位，即使在银河系尺度上平均，冲击风压不可能比辐射压力大。因此，绝大多数HII区不可能是绝热风泡。我们的模型意味着金属丰度的物理结构和尘埃衰减的辐射为主的地区，这两者都应该有很大的变化，在一个临界金属丰度约二十分之一的太阳。
2012-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Influences of Radiation Pressures on Mass Estimates of Supermassive Black Holes in AGNs
本文研究了40个具有高吸积率的活动星系核（AGN）中心引擎的两个连续辐射压对黑洞质量估计的影响。这两种通常被认为可以忽略或不考虑的连续辐射压力来自自由电子汤姆逊散射以及氢离子的复合和再电离，氢离子继续吸收电离光子以补偿复合。由两个辐射压抵消的质量$M_{\rm{RP}}$敏感地依赖于云$β$中电离氢的百分比，并且与从混响映射方法估计的黑洞维里质量$M_{\rm{RM}}$相比，对于这些活动星系核是不可比拟的。随着$β$增加，$M_{\rm{RP}}$也增加。对于某些在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核，黑洞质量$M_{\rm{\bullet}}$至少可以被低估30- 40%，而不管源$z$的红移如何。在$M_{\rm{RP}}$和$M_{\rm{RM}}$的图中，$z < 0.3$上的一些活动星系核和$z \ga 6.0$上的类星体具有相同的行为。当AGN与$M_{\rm{RP}}\ga 0.3 M_{\rm{RM}}$匹配时，由于两个连续辐射压的存在，整个辐射压将被相加。与$M_{\rm{RM}}$相比，如果考虑到在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核的完全辐射压，则可能会大大低估$M_{\rm{\bullet}}$。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Water masers in bowshocks: Addressing the radiation pressure problem of massive star formation
利用22 GHz水脉泽的VLBI多历元观测研究了S255 IR-SMA 1和AFGL 5142的喷射活动，追踪了准直喷流的弓形激波。由3D脉泽运动所揭示并由文献所补充的喷射历史表明，这些大质量恒星是由幕式吸积形成的，通过吸积-喷射连接推断。这一贡献集中在幕式吸积在克服大质量恒星形成的辐射压力问题中的作用上，脉泽VLBI和单碟观测提供了重要的观测工具。
2018-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
How Significant is Radiation Pressure in the Dynamics of the Gas Around Young Stellar Clusters?
本文详细讨论了辐射压力对年轻星团附近气体动力学的影响。明确计算了辐射随热/冲压压力比的时间演化，并强调了团簇机械能、电离光子通量和激发团簇辐射光度随时间的强演化的重要作用。结果表明，辐射只有一个狭窄的窗口的机会，占主导地位的风驱动壳动力学。这可能只会发生在气泡演化的早期阶段，如果外壳膨胀成尘埃和/或非常密集的原星团介质。在大约300万年后，辐射压力对风驱动壳体的影响总是可以忽略不计。最后，风驱动的模型结果允许一个比较模型预测与来自X射线观测的热压力分布。的热压力分布的形状，然后允许区分的能量和动量占主导地位的制度的膨胀，从而得出结论，无论是辐射损失的能量或热气体从气泡内部的泄漏已显着的气泡演变过程中。
2013-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral shifting strongly constrains molecular cloud disruption by radiation pressure on dust
${\bf Aim:}$验证一个假设，即星团作用于尘埃的辐射压力是破坏最大的恒星形成分子云并因此调节恒星形成过程的主要反馈因素。${\bf Methods:}$我们对质量为$10^4$ - $10^7\,$ M $_{\odot}$的云进行了多频、三维、RT计算，包括散射、吸收和再发射到更长波长，嵌入的星团和恒星形成效率为0.009%-91%，最大颗粒尺寸变化到200 $\,μ$ m。我们计算辐射力和重力之间的比值，以确定辐射压力是否会破坏云。${\bf Results:}$我们发现作用在尘埃上的辐射几乎不会破坏恒星形成云。云层光学厚度大的紫外线和可见光子不会散射太多。相反，它们很快被吸收并在热波长下重新发射。由于云通常是光学薄远红外辐射，它迅速逃脱，沉积很少的动量。由此产生的光谱比相应的普朗克函数具有更窄的峰值，在更长的波长处具有延伸的尾部。由于不透明度在亚毫米级和毫米级上显著下降，因此所产生的辐射力甚至小于相应的单温黑体。无论是在银河系还是在星暴的条件下，辐射压产生的力都比引力的强度低一个数量级或更多。对于不切实际的大的最大颗粒尺寸，和恒星形成效率远远超过50%，我们发现辐射压力的强度可以超过重力。${\bf Conclusions:}$我们的结论是，辐射压力作用于尘埃不会破坏任何本星系群中的恒星形成分子云。因此，辐射压似乎不太可能在局部或全球尺度上调节恒星形成过程。
2017-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ram pressure drag - the effects of ram pressure on dark matter and stellar disk dynamics
我们研究了星系团环境中冲压压力剥离对富气盘星系的影响。冲压压力剥离主要影响盘星系中的原子气体，剥离外盘气体到截断半径。我们证明了截断气体盘上施加的拖曳力通过相互引力传递到恒星盘和周围的暗物质。使用冲压压力剥离的玩具模型，我们表明，这可以拖动恒星盘和暗物质尖点偏离中心内的暗物质晕数千秒。我们提出了一个简单的分析描述这个过程，预测阻力的强度和它的依赖于冲压压力和盘星系的属性，以第一顺序。盘的运动可以导致恒星盘的暂时变形。然而，我们表明，恒星盘加热的关键来源是从磁盘内的气体潜力的去除。这可能导致在富含气体的圆盘中圆盘增厚大约两倍。
2012-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha radiation pressure: an analytical exploration
我们研究辐射压力，由于莱曼α线光子，获得和探索的解析表达式的力乘数，$M_F(N_H, Z) = F_α/(L_α/c)$，作为一个函数的气柱密度，$N_H$，和金属丰度，$Z$，为无尘和多尘介质，采用WKB的方法为后一种情况。还获得了用于模拟以体积速度$v$移动的非静态介质的频率偏移发射的解决方案。我们发现，在静态介质中，Ly $α$压力在很宽的参数范围内（$16 < \log N_H < 23$ ; $-4 < \log[Z/Z_\odot] < 0$）占主导地位的光电离和尘埃介导的紫外辐射压力。例如，在标准（低$Z$）恒星形成云中，它将其他两种力放大10（300）倍。因此，与以前的研究一致，我们得出的结论是，Ly $α$压力起着主导作用的气体周围的发光源的初始加速，必须实施星系形成，演化和外流模型和模拟。
2021-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extended relativistic non-equilibrium thermostatics of stellar structures with radiation pressure
本文建立了描述静态球对称相对论非平衡恒星系统的扩展形式，其中辐射压起着关键作用。这种扩展形式主义的主要概念继承了Israel-Stewart因果热力学的基础思想，但现在除了单位类时介质速度四矢量之外，还利用了单位类空四矢量（由导演一词表示）。被认为是一个应用程序的扩展形式主义，我们分析的非平衡压力和温度作为唯象引入的指导参数的函数的配置文件。
2021-12-02 astro-ph.GA gr-qc
Constraining the dynamical importance of hot gas and radiation pressure in quasar outflows using emission line ratios
类星体反馈模型经常预测一个膨胀的热气泡，它驱动着星系尺度的外流。在许多情况下，这种热气体辐射效率低，因此难以直接观察。我们提出了一个间接的方法来检测一个热气泡的存在，使用流体静力学光电离计算的冷（~10^4 K）线发射气体。我们比较我们的计算与观测的宽线区域，内面的环面，窄线区域（NLR），和扩展的NLR，从而限制热气体压力在距离0.1 pc - 10千秒差距的中心。我们发现，在平均类星体光谱中观察到的发射线比是一致的辐射压力占主导地位的模型在所有尺度上。在小于40 pc的尺度上，排除了动态显著的热气体压力，而在更大的尺度上，热气体压力不能超过局部辐射压力的六倍。在单个类星体中，约25%的类星体表现出与辐射压力主导模型不一致的NLR比，尽管在这些物体中，热气体压力也不太可能超过辐射压力一个数量级或更多。导出的高温气体压力上限意味着作用于星系尺度外流的瞬时气体压力力低于解释星系尺度外流的大动量通量\dot{p} L_AGN/c所需的时间平均力。如果光学类星体以前经历过一个被掩埋的、完全遮蔽的阶段，在这个阶段中，热气泡被更有效地限制，星系风加速发生，那么这种明显的差异就可以得到调和。
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Radiation Pressure Compression in the X-ray Narrow Line Region of Seyfert galaxies
在活动星系核（AGN）中观测到的软X射线辐射和窄线区（NLR）之间的空间和运动学重叠提供了令人信服的证据，表明相对低密度的气体与高密度气体在100秒/秒的尺度上共存。这通常被解释为恒定气体压力多相介质的证据，可能是由热不稳定性产生的。或者，辐射压力压缩（RPC）也导致密度分布，因为气体压力（因此密度）梯度必须在每个云内出现，以抵消入射的电离辐射压力。RPC导致一个定义明确的电离分布，和差分发射测量（DEM）的分布与$\sim-0.9$的通用斜率，弱依赖于气体的属性和照明辐射场。与此相反，多相介质不预测的DEM的形式。所观察到的DEM与XMM牛顿RGS光谱（CHRESOS样本）的模糊AGN与预测RPC DEM惊人的一致，提供了一个明确的签名，RPC是在X射线NLR的密度观测范围的主导机制。与恒定气体压力多相介质相比，RPC进一步预测随着电离降低而增加的气体压力，这可以通过使用密度诊断的未来X射线任务来测试。
2019-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation pressure acting on the neutral He atoms in the Heliosphere
本文使用WTPM模拟日球层中星际中性氦分布，发现辐射压对IBEX-Lo通量影响约1-4%，但对更灵敏的IMAP-Lo可达9%，故未来IMAP-Lo分析应纳入辐射压。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outflows Driven by Direct and Reprocessed Radiation Pressure in Massive Star Clusters
我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟研究直接紫外（UV）和尘埃再处理红外（IR）辐射压力的综合作用下的大质量星团的形成。我们探索了广泛的质量表面密度$Σ\sim 10^2$ - $10^5 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$，跨越典型的弱恒星形成星系的极端系统，如云形成超级星团，辐射压力预计是占主导地位的反馈机制的值。我们发现，恒星的形成只能调节辐射压力的$Σ\lesssim 10^3 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$，但云与$Σ\lesssim 10^5 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$成为超级爱丁顿一旦高恒星形成效率（$\sim 80 \%$）达到，因此发射剩余的气体在一个稳定的外流。这些外流达到质量加权径向速度$\sim 15$ - $30 \,\mathrm{km} \, \mathrm{s}^{-1}$，这是$\sim 0.5$ - $2.0$乘以云逃逸速度。这表明辐射压是解释最近在附近星暴星系的年轻超级星团中发现的分子外流的一个强有力的候选者。我们量化的相对重要性，紫外线和红外辐射压力在不同的制度，并推断，这两个是同样重要的$Σ\sim 10^3 \, \mathrm{M}_{\odot} \, \mathrm{p…
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation pressure in galactic disks: stability, turbulence, and winds in the single-scattering limit
尘埃颗粒上的辐射力可能在驱动快速恒星形成星系的湍流和外流方面具有重要的动力学意义。最近的研究集中在与密集的超亮星系和超级星团相关的高光学厚度极限上，其中再处理的红外光子提供了电磁动量的主要来源。然而，即使是在星暴星系中，绝大多数都处于所谓的“单散射”极限，即系统对入射星光的光学厚度，但对再辐射的红外线的光学厚度。在本文中，我们提出了一个稳定性分析和多维辐射流体动力学模拟探索的稳定性和动力学的等温含尘气体柱在这个政权。我们描述了我们的算法的全角度依赖的辐射输运的基础上间断伽辽金有限元方法。对于一个范围内的近爱丁顿通量，我们表明，介质是不稳定的，产生对流样的运动在湍流大气中的尺度高度显着膨胀相比，气体压力的尺度高度和质量加权湍流能量密度的$\sim 0.01-0.1$的中面辐射能量密度，对应于质量加权速度色散的马赫数$\sim 0.5-2$。将我们的结果外推到$10^3$的光学厚度意味着最大湍流马赫数为$\sim20$。将我们的结果与星系平均观测值进行比较，并根据我们计算的近似值，我们发现辐射压力对恒星形成盘中的有效超音速压力支持没有显著贡献，而恒星形成盘通常基本上是亚爱丁顿的。我们进一步研究的时间平均的垂直密度分布的动态平衡和评论的影响辐射压力驱动的星系风。
2018-01-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Tree-based solvers for adaptive mesh refinement code FLASH -- III: a novel scheme for radiation pressure on dust and gas and radiative transfer from diffuse sources
辐射是星际介质能量学的重要贡献者，然而其输运难以数值求解。本文提出了一种新的通过后向射线追踪求解漫射源辐射转移的方法。本文着重研究了红外辐射的辐射转移和尘埃的辐射压力。新的模块\textsc{TreeRay/RadPressure}是在基于网格的MHD代码{ \sc Flash}中实现的新型辐射转移方法\textsc{TreeRay}的扩展。在\textsc{TreeRay/RadPressure}中，每一个细胞和每一个恒星粒子都是红外辐射源。我们还描述了气体，尘埃和辐射是如何通过化学网络耦合的。这使我们能够计算当地的尘埃温度在热平衡，导致显着改善了经典的灰色近似。在几个测试中，我们表明，该计划产生正确的辐射强度以及正确的动量输入的辐射压力。随后，我们应用我们的新方案来模拟大质量恒星的形成，从一个崩溃的，动荡的核心150 ${\rm M}_\odot$。我们包括电离辐射和红外辐射对核心动力学的影响。我们发现，新生的大质量恒星防止其附近的碎片由于辐射加热。随着时间的推移，灰尘和辐射温度相等，而气体温度可能由于冲击加热而更热，或者由于灰尘-气体耦合不足而更冷。与引力相比，辐射压对模拟时间尺度上恒星质量的影响并不显著。
2023-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
