Cosmic-ray Particles in the Galactic Center: Blowing in the Wind
最近的结果从多波长观测的内部几百pc的银河系中心增加了两个新的特点，ISM在这个独特的区域。一个是由H $_3^+$测量得到的宇宙线电离率比银河系盘中的电离率至少高两个数量级。另一个是来自该地区的双极热X射线和同步辐射，表明过去活动的遗迹。我们建议，高宇宙射线压力驱动大规模的风远离银河平面，并产生双极发射以及H $_3^+$吸收研究中检测到的高蓝移扩散气体。然后，我们讨论的相互作用的大尺度风与一些对象，如云和恒星风气泡，解释不寻常的特点，ISM在这一地区，包括非热射电灯丝。这种情况的一个含义是，外流风驱动的气体移动可能会调节恒星的形成或黑洞的吸积。
2019-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The galactic bubbles of starburst galaxies The influence of galactic large-scale magnetic fields
本研究通过磁流体动力学模拟探究大尺度磁场对星暴星系风泡演化的影响，发现磁场会改变泡的结构但无法单独解释M82等星系的观测特征，同时指出风终止激波是高能粒子加速的潜在位点。
2024-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Winds and the Role Played by Massive Stars
来自恒星形成星系的星系风在星系和星系间介质的演化中起着关键作用。它们将金属运出星系，使星系间介质化学富集，并改变星系的化学演化。它们影响周围的星际和环星系介质，从而通过气体吸积和恒星形成影响星系的生长。在这篇文章中，我们首先总结了大质量恒星和相关超新星的动量和能量输出可以驱动星系风的物理机制。我们用M82的原型例子来说明星系风的多相性。然后，我们描述了如何从数据中推导出星系风的基本性质，并总结了星系风的性质如何随发射它们的星系的性质而系统地变化。最后，我们简要讨论了银河风的广泛影响。
2019-11-02 astro-ph.GA
The role of failed accretion disk winds in active galactic nuclei
观测和理论证据都指出，活动星系核（AGN）的基本成分是源自吸积盘的外流。这些外流可具有一个以上的分量，例如无约束超音速风和失效风（FW）。后者是对辐射驱动的盘外流的模拟的预测，该模拟表明，前者伴随着内部故障组件，在该组件中，流努力逃离超大质量黑洞的强引力。这一FW分量为解释活动星系核的各种唯象分量提供了一个物理框架。在这里，我们简要地讨论其中的几个：宽线区，X射线遮光剂，和X射线日冕。
2020-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A 60-kpc Galactic Wind Cone in NGC 3079
银河风与强烈的恒星形成和活动星系核有关。根据它们的形成机制和速度，它们可能会从宿主星系中移除相当一部分气体，从而抑制恒星形成，丰富星系际介质，并塑造环星系气体。然而，这些风的长期演变仍然是未知的。我们报告了从NGC 3079到星系至少60 kpc的风的检测。我们探测到的风在远紫外线发射到60千秒差距（从宽的远紫外线过滤器在GALEX推断），并在X射线至少30千秒差距。其形态、光度、温度和密度表明，X射线的发射来自于受冲击的物质，而O/Fe的比值则意味着X射线的发射气体是由II型超新星富集的。如果是这样的话，从简单的冲击模型推断的速度约为500公里/秒，这足以逃离星系。然而，从可见分量推断的风中的动能远小于典型的热超级风模型。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-dependent galactic winds I. Structure and evolution of galactic outflows accompanied by cosmic ray acceleration
宇宙射线通过沿磁场线的扩散和平流以及自激磁流体动力学波的共振散射被传送出星系。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。银河系的大部分CR都是由SNR中产生的冲击波加速的，其中很大一部分发生在OB星协中，时间尺度为$10^7$年。我们研究了由于连续SN爆炸流出的银河风的基础上改变边界条件的效果。因此，压力波将变陡为冲击波，导致GCR的原位后加速。我们进行了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随着与自生MHD波的能量交换。我们的时间相关的CR流体动力学模拟确认存在的时间渐近流出的解决方案（恒定的边界条件）。它还发现，从银河系逃逸的高能粒子，并具有类似于银河系的能量（$\propto E^{-2.7}$）的幂律分布，在$\sim 10^{15}$ eV的上限能量截止受到有效和快速的SNR后加速在较低的星系晕的能量高达$10^{17} - 10^{18}$ eV的多个冲击波传播通过晕。粒子可以在距离银道面小于$3\,$ kpc的范围内获得能量，对应的流动时间小于$5\cdot 10^6\,$年。这里描述的机制提供了一个自然的解决方案来解释CR在“膝盖”和“脚踝”之间的幂律分布。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在“膝盖”和“脚踝”之间的幂律分布。
2013-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic-Ray Spectra and Metal Budget Regulated by the Galactic Wind
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（宇宙线研究所，东京大学）
研究银河风对局部宇宙射线谱的影响，通过速度分布模拟出宇宙射线谱的硬化和软化，并讨论银河风对银河金属丰度和恒星核素生产率的影响。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A test of the failed disk wind scenario for the origin of the broad line region in active galactic nuclei
最近有人提出，活动星系核中的宽线区起源于由辐射压驱动的吸积盘中的尘埃云，在距离黑洞一定距离处，吸积盘的温度低于尘埃升华温度。我们测试这种情况下，通过检查独立的宽线区域和吸积盘混响测量的一致性，为11个样本的研究活跃的星系核。我们表明，在Hβ半径T[R（Hβ）]=1670（231）K时，独立的盘和宽线区混响映射测量与普适盘温度是一致的，这接近于典型的尘埃升华温度。
2013-08-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Active Galactic Nucleus Feedback in an Elliptical Galaxy. IV. The Importance of the Jet Wind Coupling
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；ShanghaiTech University（上海科技大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Fudan University（复旦大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文研究了喷流反馈对椭圆星系演化的影响，通过三种模型比较发现喷流反馈效率低于风反馈，因喷流开角小且动量低，非线性耦合导致更强的抑制效应。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The effects of drift and winds on the propagation of Galactic cosmic rays
本文研究了漂移运动和银河风平流对银河系中宇宙射线传播的影响。我们采用一个简化的磁场模型，基于（和类似）的詹森-法拉模型的银河系磁场。允许扩散是各向异性的。相关方程数值求解，使用一组随机微分方程。包括漂移和银河风显着缩短了宇宙射线的停留时间，即使是中等风速
2021-06-13 astro-ph.GA
Cosmic-ray driven outflow from the galactic center and the origin of magnetized radio filaments
对银河系中心内部几百秒的无线电、X射线和红外观测凸显了ISM的两个特征。来自分子离子（如H $^+_3$）的宇宙射线电离率至少比银河系圆盘高出两到三个数量级。另一种是远离银河平面的双极X射线和无线电发射。这些特征与高宇宙射线压力驱使大规模风远离银河平面的情景一致。这样的风与恒星风气泡的相互作用可以解释在银河系中心发现的高能非热射电细丝。这种情况的一些影响是去除气体驱动的外流风，作为一种反馈，以减少恒星的形成率在中央分子区（CMZ），和扭曲的方位角磁场线在CMZ的垂直方向远离平面。风和垂直磁场的综合效应可以解释为什么大多数磁化细丝垂直于银河平面。这幅图像表明，我们的银河系核心最近经历了星暴或黑洞活动，正如最近的无线电和X射线观测所表明的那样。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Review of the Theory of Galactic Winds Driven by Stellar Feedback
来自恒星形成星系的星系风在星系形成和演化过程中起着至关重要的作用，它调节恒星的形成，塑造恒星质量函数和质量-金属丰度关系，并使星系际介质富集金属。与恒星反馈相关的银河风可能是由重叠的超新星爆炸、星光对尘埃颗粒的辐射压力和宇宙射线驱动的。星系风是多相的，越来越多的观测到大量星系中冷分子、冷原子、电离的温热外流气体的发射和吸收尚未完全了解。在这篇综述文章中，我总结了可能的机制与恒星发射星系风，并审查多维流体动力学，辐射流体动力学和磁流体动力学模拟风的各种算法的基础上。我也简要地讨论了理论上的挑战和未来可能的研究方向。
2018-11-01 astro-ph.GA
Interplay of CR-driven galactic wind, magnetic field, and galactic dynamo in spiral galaxies
从我们对不同哈勃类型和恒星形成率（SFR）的螺旋星系的磁场强度和大尺度图案的射电观测中，我们得出结论：尽管盘中的高SFR增加了盘和晕中的总磁场强度，但SFR并不改变全球场的结构，也不影响射电辐射的全球尺度高度。相似的尺度高度表明，总磁场调节银河风的速度。银河风本身可能是一个有效的发电机行动所必不可少的。
2009-01-07 astro-ph.GA
The physics of galactic winds driven by active galactic nuclei
活动星系核（AGN）在其宿主星系的星际介质中驱动快速风。一般认为，星系核中的高密度和强辐射场意味着冷却时间短，因此使外流动量守恒。我们发现，在AGN的高速，冲击风的冷却实际上是在很大范围的情况下，包括超亮红外星系（ULIRGs）的相关条件下，在节能外流效率低下。我们进一步表明，快速节能外流可以容忍大量的混合与冷却气体之前，辐射损失变得重要。对于初速度v_in>~ 10，000 km·s^-1的风，正如紫外线和X射线吸收所观察到的那样，激波形成了一种双温结构。虽然大部分的热压支持是由质子提供的，但冷却过程只直接作用于电子。这显著减慢了逆康普顿冷却，而自由冷却可以忽略不计。v_in约为1，000 km s^-1的低速风，例如可能由尘埃上的辐射压力驱动的低速风，也可以经历能量守恒阶段，但条件更为严格。在能量守恒阶段，激波后热气体的做功使外流的动量通量增加了~v_in/2v_s，其中v_s是后掠物质的速度。因此，由快速活动星系核风（v_in~0.1c）驱动的能量守恒外流可以解释最近在亮类星体和ULIRGs中测量到的星系尺度外流的动量通量Pdot>>L_AGN/c。冲击风泡在星系盘的法线方向上膨胀，也可以解释在某些系统中观察到的大规模双极结构，包括银河系中心周围，并且可以产生显著的无线电，X射线和伽马射线发射。[删节]
2012-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An Energetic Hot Wind from the Low-luminosity Active Galactic Nucleus M81*
在它们生命的大部分时间里，通常在星系核中发现的超大质量黑洞（SMBH）以远低于爱丁顿极限的速率从环境中获得质量，这是由辐射效率低下的热吸积流介导的。理论和数值模拟都预测，在这样的热吸积流中一定存在强风。风是特别感兴趣的，不仅是因为它是吸积不可或缺的成分，但也许更重要的是，它被认为是通过所谓的动力学模式AGN反馈在宿主星系的演化中起着至关重要的作用。然而，这种风的观测证据仍然稀少和间接。在这里，我们报告的低光度活动星系核在M81的热流出的检测，基于{ \it钱德拉}高分辨率X射线光谱。流出是由一对Fe XXVI Ly $α$线红移和蓝移的体积线的视线速度为$\pm2.8\times10^3 \rm~km~s^{-1}$和高的Fe XXVI Ly $α$ -到-Fe XXV K $α$线比暗示$1.3\times10^8$开尔文的等离子体温度。这种高速、高温等离子体不能由恒星活动或吸积流入SMBH产生。我们的磁流体动力学模拟表明，相反，它是自然解释的风从热吸积流，传播到$\gtrsim10^6$倍的引力半径的SMBH。这种风的动能和动量可以显著地影响环核环境和更远环境的演变。
2021-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
A New Model For Including Galactic Winds in Simulations of Galaxy Formation I: Introducing the Physically Evolved Winds (PhEW) Model
冷星系风在星系晕中的传播和演化是星系形成模型的关键。然而，由于缺乏数值分辨率，在星系形成的流体动力学模拟中对这一过程的建模过于简化，并且常常忽略关键的物理过程，如流体动力学不稳定性和热传导。我们提出了一个分析模型，物理演变的风（PhEW），计算个别云的演变超音速移动通过一个统一的环境介质。我们的模型再现了非常高分辨率的云破碎模拟，包括在广泛的物理条件下的各向同性热传导的预测。我们讨论了这个模型的实施到宇宙学流体动力学模拟的星系形成作为一个子网格处方模型星系风更强大的物理和数值。
2022-02-23 astro-ph.GA
Revisiting Disk Winds in Active Galactic Nuclei as an Origin of Cosmic Gamma-ray and Neutrino Backgrounds
The University of Osaka（大阪大学）；Shibaura Institute of Technology（芝浦工业大学）；RIKEN（理化学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）
通过校准的轻子-强子盘风模型和AGN种群合成，发现盘风对10 GeV以上宇宙伽马射线背景贡献≤5%，对100 TeV中微子背景贡献≤10%，不占主导。
2026-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength features of Fermi Bubbles as signatures of a Galactic wind
使用流体动力学模拟，我们第一次表明，在银河系中心的恒星形成的插曲，与恒星形成率（SFR）$\sim 0.5$ M $_\odot$年$^{-1}$为$\sim 30$万年，可以产生类似于费米泡（FB）的泡沫，当从太阳的位置。FB的形态，范围和多波长观测，特别是X射线，限制了各种物理参数，如SFR，年龄和环银河系介质（CGM）密度。我们表明，CGM与银河风驱动的恒星形成在中心区域的相互作用可以解释所观察到的表面亮度和形态特征的X射线与费米泡。此外，假设宇宙射线电子通过冲击和/或湍流被加速{ \it in situ}，可以解释伽马射线发射的亮度和形态以及微波雾。在我们的模型中，冷团和暖团的运动学也与最近通过气泡观察到的吸收线相匹配。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Wind in the Nearby Starburst Galaxy NGC 253 Observed with the Kyoto3DII Fabry-Perot Mode
我们用京都三维摄谱仪II（Kyoto 3DII）的法布里-珀罗模观测了邻近星暴星系NGC 253的中心区域，以研究其星系风的性质。由于这个星系有很大的倾角，所以很容易观察到它的星系风。我们制作了Ha、[N II]6583和[S II] 6716、6731图像，以及这些线比率图。在银盘中，银风区的[N II]/Ha比值大于H II区。[N II]/Ha比值在东南暗条（银河风的一部分）中最大，约为1.5。这些大的[N II]/Ha比解释由冲击电离/激发。利用[S II]/Ha比值图，我们在空间上将星系风区与星暴区分离开来。银河风的动能可以由银河系中心星暴区的超新星提供。星系风的形状和线比图关于星系短轴是非轴对称的，这在M82中也可以看到。在[N II]6583/[S II] 6716，6731图中，比率较大的位置与哈勃太空望远镜（HST）观测中发现的星团位置一致。这意味着强烈的恒星形成会导致这些区域的氮富集。我们独特的数据线比地图，包括[S II]线已经证明了它们的有效性，明确区分冲击气体区域和星爆区域，确定银河风的程度和它的质量和动能，并发现区域与增强氮丰度。
2009-07-12 astro-ph.GA
Cosmic Ray-Driven Galactic Winds with Resolved ISM and Ion-Neutral Damping
本研究通过高分辨率磁流体力学模拟，探究不同宇宙射线输运模型及离子-中性阻尼对星系风、恒星形成的影响，发现离子-中性阻尼虽削弱宇宙射线对恒星形成的作用，但仍允许其提供有效反馈。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust entrainment in galactic winds
恒星反馈驱动的风是银河系生态系统的重要组成部分，也是低质量星系调节恒星形成的主要机制。这些风通常被观察到是多相的，并检测到夹带的中性和分子气体。它们也被认为用金属和尘埃丰富了星系周围的环星系介质。这些喷射出的尘埃编码了关于星系的恒星形成和外流历史的信息。因此，重要的是要了解有多少尘埃被银河风夹带和驱逐出光盘。在这里，我们证明了恒星反馈是有效的驱动富含尘埃的风和喷射足够的材料来解释在附近星系中观察到的面外尘埃的数量。风中尘埃的数量取决于它们发射的地点，尘埃越多的星系发射出更多富含尘埃的外流。此外，流出的冷密度气体比填充热稀薄物质的体积更富含尘埃，自然再现了在附近星系中观察到的流出风的复杂多相结构。这些结果提供了一个重要的新见解的动力学，结构和组成的星系风和它们的作用，在确定星系中的河外气体的尘埃含量。
2020-02-05 astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Qwind code release: a non-hydrodynamical approach to modelling line-driven winds in active galactic nuclei
紫外线驱动的风可能是活动星系核反馈过程的重要组成部分，但了解它们的影响是由辐射流体力学的复杂性阻碍。相反，我们采用了Risaliti和Elvis开创的方法，仅根据辐射力和重力计算弹道轨迹，但忽略了气体压力。我们已经完全重写了他们的QWIND代码，使用更强大的算法，现在可以快速模拟这些风的加速阶段的任何AGN光谱能量分布跨越紫外线和X射线波段。我们证明了代码使用活动星系核黑洞质量$10^8\, M_\odot$发射的一半爱丁顿率，并表明，这可以有效地喷出风的速度$\simeq (0.1-0.2)\, c$。质量损失率可以高达每年$\simeq 0.3 M_\odot$，符合更昂贵的计算流体动力学模拟，虽然我们强调的重要性，未来改进辐射传输沿多个不同的视线照亮风。该代码是完全公开的，可以用来快速探索AGN反馈可以由吸积盘风主导的条件。
2020-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
