The Energy and Dynamics of Trapped Radiative Feedback with Stellar Winds
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探究恒星风对H ii区的非线性影响，揭示了风泡俘获辐射、能量混合损失及“热香槟”等新现象，完善了恒星反馈机制的相关认知。
2024-02-01 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Multi-wavelength view of feedback-driven bubbles (The Phantom Voids) across NGC 628
我们呈现了幻影星系（NGC 628）内气泡的高分辨率视图;附近（~ 10 Mpc），恒星形成（~ 2 Msun/年），正面（i~9deg）的大设计螺旋星系。作为PHANGS-JWST财政部计划的一部分，我们对两个感兴趣的区域进行了详细的案例研究，其中一个包含星系中最大和最突出的气泡（幻影虚空;直径超过1 kpc），另一个是一个较小的区域，可能是这样一个大气泡的前身（前身幻影虚空）。当与哈勃太空望远镜（HST）的Halpha观测结果进行比较时，我们看到电离气体在两个气泡的外壳中最明亮，并且与最年轻（~ 100万年）和最大质量（~100，000 Msun）的恒星协会一致。我们还发现了一个老一代（~ 2000万年）的恒星协会存在于幻影虚空的气泡中。根据我们对幻影虚空中HI，H2（CO）和HII气体的运动学分析，我们推断出大约15至50公里/秒的高膨胀速度。Phantom Void的大尺寸和高膨胀速度表明，驱动机制是由于多种机制而持续的恒星反馈，早期反馈首先清除了一个气泡（正如我们现在在The Precursor Phantom Void中观察到的那样），从那时起，SNe一直在空腔内爆炸，并加速了壳层。最后，与模拟的比较显示出与我们的JWST观测惊人的相似之处，并表明这种大规模的恒星反馈驱动的气泡在其他星系中应该很常见。
2022-12-01 astro-ph.GA
Exploring Stellar Cluster and Feedback-driven Star Formation in Galactic Mid-infrared Bubble [HKS2019] E70
本研究通过多波段分析银河系中红外泡E70，发现泡内小星团及其中O9V型亮星M1，证实M1的正反馈驱动分子物质扫集形成该泡，揭示了反馈驱动的恒星形成过程。
2023-06-15 astro-ph.GA
Stellar feedback and triggered star formation in the prototypical bubble RCW 120
大质量恒星的辐射和机械反馈调节恒星形成和星系演化。正反馈通过收集致密的气体壳层来触发新恒星的形成，而负反馈则通过粉碎分子云来破坏恒星的形成。虽然是理解恒星形成的关键，但它们的相对重要性尚不清楚。在这里，我们报告了SOFIA（平流层红外天文台）遗留项目FEEDBACK在[CII] 1.9-THz精细结构线中对大质量恒星形成区域RCW 120的速度分辨观测，揭示了一个以15 km/s膨胀的气体壳。补充APEX（阿塔卡马探路者实验）CO J=3-2 345-GHz的观测显示出分子气体的环状结构，分裂成正在积极形成恒星的团块。我们的观察表明，触发恒星形成的时间尺度比迄今为止认为的要短得多（<15万年），这表明正反馈在短时间内起作用。
2021-04-09 astro-ph.GA
Bursting Bubbles: Feedback from Clustered SNe and the Trade-off Between Turbulence and Outflows
我们提出了一个分析模型的星系盘中的超新星（SNe）的反馈，将空间重叠SNe残余物形成的超级气泡的动力学演化。我们提出了两个现实的结果，在银河系磁盘的超级气泡的演变：（1）激波阵面的膨胀速度低于星系盘中ISM的湍流速度色散，于是超级气泡失速并碎裂，将其动量完全沉积在星系盘内，或者（2）超级气泡的尺寸增长到气体尺度高度，爆发出星系盘并驱动星系外流/喷泉。在这两种情况下，我们发现，超级气泡的解体/突破几乎总是发生在最近形成的星团的最后一个II型SN（$\lesssim$ 40百万年）之前，假设一个标准的高端IMF斜率，恒星寿命和质量之间的缩放。这两种情况之间的阈值意味着在驱动星系内湍流的反馈的有效强度上的突破，以及由此导致的尺度变化，例如，恒星形成率与气体表面密度（Kennicutt-Schmidt关系）和星系盘中的恒星形成效率。
2022-05-02 astro-ph.GA
Fermi bubble simulations: black hole feedback in the Milky Way
$Fermi$伽马射线望远镜在银河系中心发现了一对气泡。这些结构在空间上与WMAP和普朗克卫星探测到的微波辐射相关。这些气泡很可能是由银河系中心一个超大质量黑洞附近发射的喷流膨胀而成的。使用MHD模拟，其中自洽包括宇宙射线和磁场之间的相互作用，我们建立模型的超音速喷流传播，宇宙射线运输，磁场放大内的$Fermi$气泡。我们的主要发现是：（1）基于我们模拟的合成$Fermi$伽马射线和WMAP微波光谱与观测结果一致，表明宇宙线轻子的单一种群可以同时解释光子能量范围内的发射;（2）如果模型中包含第二个更近的嵌入$Fermi$气泡中的喷流，则模型符合观测到的中心峰值微波发射。这与Su & Finkbeiner（2012）提出的基于观测的建议一致;（3）由于细长湍流涡旋引起的相对高水平的场有序，预计气泡的无线电发射将被强烈极化。这种效应是由喷流驱动的激波与预先存在的星际介质湍流的相互作用引起的;（4）在激波压缩区，气泡附近可能存在一层增强的旋转测度，但这种增强的程度取决于磁拓扑的细节。
2013-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Global Star-Formation Law by Supernova Feedback
我们解决了一个简单的模型，其中的肯尼卡特施密特（KS）之间的恒星形成率（SFR，$ρ_{\rm sfr}$）和气体（$n$）在星系盘的宏观密度的关系出现的SFR通过超新星反馈的自我调节。它起源于超新星气泡的物理学，对微观SFR配方不敏感，也不明显依赖于重力。关键是SFR抑制的超新星气泡的填充因子自我调节为常数$f\sim 0.5$。用$n$表示气泡的衰落半径和时间，填充因子为$f \propto S\,n^{-s}$和$s\sim 1.5$，其中$S$是超新星速率密度。因此，恒定的$f$指的是$ρ_{\rm sfr} \propto n^{1.5}$，其具有与密度无关的每自由下落时间的SFR效率$\sim 0.01$。在宇宙学和孤立星系模拟中，使用不同的代码和配方的自我调节$f \sim 0.5$和收敛到KS关系独立的本地SFR配方证明。与此同时，气泡演化的球形分析推广到集群超新星，分析和通过模拟，产生$s \simeq 1.5 \pm 0.5$。对前超新星恒星的光电离泡的分析产生了一系列的KS斜率，但KS关系主要由超新星泡决定。超级泡沫的破灭可能会导致另一种通过流出和再循环的自我调节。虽然该模型过于简化，但它在模拟中的简单性和有效性可能会证明它抓住了KS关系的起源。
2019-03-03 astro-ph.GA
Supernovae feedback propagation: the role of turbulence
模拟超新星（SN）气泡的传播，在能量，动量和空间范围，是至关重要的模拟星系演化，不捕捉这些尺度。迄今为止，SN反馈的小尺度模型预测上述量的演变可以仅由周围气体的平均量（例如密度）参数化。然而，这些研究大多忽略了这种介质的湍流运动。在本文中，我们研究的传播和演化的湍流环境中的SNe。我们确认，注入的能量和动量的时间演化的平均密度可以表征。然而，星际介质密度结构的细节对气泡的空间范围起着至关重要的作用，即使在给定的平均密度下。我们表明，SN气泡的球对称模型不建模以及它们的空间范围，因此不能用于设计亚网格模型的SNe反馈在银河系和宇宙尺度。
2019-03-08 astro-ph.GA
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
In a hot bubble: why does superbubble feedback work, but isolated supernovae do not?
使用理想化的1-D欧拉流体动力学模拟，我们对比孤立的超新星的行为与多个，并置超新星驱动的超级气泡。连续的能量注入通过连续的超新星在热/稀泡内爆炸，保持了强烈的终止激波。这种强烈的冲击使超级气泡保持超压，并在外部冲击变得具有辐射性之后驱动外部冲击。与此相反，孤立的超新星，没有进一步的能量注入，变得辐射相当早（$\lesssim 0.1$百万年，10秒pc），并停止在尺度$\lesssim 100$ pc。我们发现，孤立的超新星失去了几乎所有的机械能的百万年，但超级气泡可以保留高达$\sim 40\%$的输入能量的形式机械能在整个星团的寿命（几十亿年）。这些结论甚至在存在真实的磁场和热传导的情况下也成立。我们还比较了各种食谱实施超新星反馈的数值模拟。对于各种反馈处方，我们得出的空间尺度下，能量需要存放它耦合到星际介质（ISM）。我们发现，一个稳定的热风内的超级气泡出现只有大量的超新星（$\gtrsim 10^4$）。对于较小的星系团，我们预计会有多个内部激波，而不是平滑、密集的热化风。
2014-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA observations of massive molecular gas filaments encasing radio bubbles in the Phoenix cluster
我们报道了凤凰星系团中央星系$2.1\pm0.3\times10^{10}\rm\thinspace M_{\odot}$分子气库CO（3-2）谱线发射的ALMA新观测结果。冷分子气体以$500-800\rm\thinspace M_{\odot}\rm\; yr^{-1}$的速度推动着一场剧烈的恒星爆发，并以强烈的类星体辐射和射电喷流的形式推动着强大的黑洞活动。射电喷流使充满相对论等离子体的巨大气泡膨胀到宿主星系周围炽热的X射线大气中。ALMA的观测结果显示，沿着射电泡的外围，有分子气体的延伸细丝，每个$10-20\rm\; kpc$长，质量为几十亿太阳质量。沿着每根细丝的平滑的速度梯度和狭窄的线宽揭示了每个气泡周围大量有序的分子气体流动，这与重力自由落体不一致。分子云是由射电泡直接抬升的，或者是由射电泡上升气流中低熵气体引起的热不稳定性形成的。这些新数据为射电泡和冷气体之间的紧密耦合提供了令人信服的证据，这对于解释反馈的自我调节至关重要。加热热大气层和抑制恒星形成的反馈机制也可能矛盾地刺激大质量星系中维持反馈所需的冷气体的产生。
2016-12-15 astro-ph.GA
The jet feedback mechanism (JFM): from supernovae to clusters of galaxies
我们使用二维和三维流体动力学数值模拟研究了几个完全不同的天体物理系统中喷流-介质相互作用的相似性，发现了许多相似之处。这些系统包括冷却流（CF）星系团，核心坍缩超新星（CCSNe），行星状星云（PNe）和共同包络（CE）演化。相似之处包括由双极结构中的射流膨胀的热气泡、射流侧面的涡流、膨胀气泡内部的涡流、气泡破碎成两个或更多个气泡以及气泡的浮力。在许多情况下，这种活动受到负反馈机制的调节。也就是说，更高的吸积速率导致更强的喷流活动，反过来抑制吸积过程。在喷流功率降低后，吸积恢复，循环重新开始。在星系和星系团中CF的情况下，我们还研究了吸积过程，这很可能是通过冷团块，即，冷反馈机制在CF团簇中，我们发现团簇内介质（ICM）的加热是通过热冲击射流气体与ICM的混合来完成的，而不是通过冲击。我们的研究结果加强了喷流反馈机制（JFM）作为一个共同的过程，在许多天体物理对象。
2012-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Beyond Strömgren Spheres and Wind-Blown Bubbles: An Observational Perspective on H II Region Feedback
大质量恒星产生大量的紫外线辐射，超过莱曼极限，光致电离的星际介质（ISM）和产生H II区。作为强的复合和禁止线发射，红外连续谱和热（自由）无线电连续谱的来源，H II区域作为银河系和外部星系中大质量恒星形成的容易观测的信标。与超新星一样，H II区域是恒星形成星系的主要反馈源，将辐射和机械光度注入ISM。H II区域可能比超新星更重要，因为它是通过冷云核心的局部压缩而形成恒星的触发器。在这篇评论中，我给了一个广泛的概述H II区域的结构和时间演化，强调并发症的多波长观测揭示的理论图片。我讨论了最近的争议，围绕占主导地位的反馈机制30剑鱼座，最明亮的H II区域的本地组。我总结了来自银河系计划（MWP）的第一批结果，该计划通过招募> 35，000名“公民科学家”搜索斯皮策太空望远镜的气泡状结构调查图像，产生了数千个候选银河系H II区域的新目录。MWP和类似的大型星表使经验研究银河系H II区域的演化在整个范围内的光度和触发恒星形成的统计研究。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar feedback efficiencies: supernovae versus stellar winds
恒星风和大质量恒星的超新星爆炸（“恒星反馈”）在星际介质（ISM）中产生气泡，并将新产生的重元素和动能注入周围环境，可能会驱动湍流。大部分能量被热化，并通过辐射冷却立即从ISM中移除。其余部分可用于驱动ISM动态。在这项工作中，我们估计的反馈能量的量保留为动能时，气泡壁已减速到周围介质的声速。我们表明，最大质量的恒星的反馈超过了反馈质量较低的恒星。对于质量为1e5太阳质量的巨分子云（如猎户座巨分子云）和8%的恒星形成效率，初始质量函数预测最大质量的恒星约为60太阳质量。对于这个恒星演化模型，我们测试的保留动能的冷GMC气体上包含恒星风的依赖性。在我们的模型中，风插入了SN能量的2.34倍，并产生了作为压力储存器的恒星风气泡。我们发现，在压力驱动阶段的气泡演化的辐射损失峰值附近的接触不连续性（CD），因此，保留的能量依赖于整个CD的混合过程的尺度至关重要。考虑到大质量恒星的风，沉积在冷ISM中的动能的量从反馈能量的0.1%增加到几个百分点。
2015-11-18 astro-ph.GA
Numerical Modeling of Galactic Superwinds with Time-evolving Stellar Feedback
本研究通过流体动力学模拟结合时间相关恒星种群与辐射效率，探讨了星暴驱动超级风与气泡的形成条件，并预测了非平衡电离下的发射线轮廓，揭示了电离结构随时间的演化特征。
2024-06-25 astro-ph.GA
Direct Detection of Quasar Feedback Via the Sunyaev-Zeldovich Effect
类星体中热风反馈的性质和能量可以通过观测类星体风吹进星系际介质的热等离子体气泡引起的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）来约束。在这封信中，我们提出了证据，证明我们已经首次探测到这样一个气泡，与超亮类星体HE 0515 -4414有关。SZE探测通过与风处于相同位置角的延伸发射线气体的存在得到证实。我们的检测只出现在类星体的一侧，与热和动力学贡献相结合所产生的SZE信号一致。对风的能量的估计使我们能够将风的光度限制在理论预测的低端，约为类星体热光度的0.01%。然而，我们估计气泡的年龄约为0.1 Gyr，冷却时间约为0.6 Gyr，这意味着这些气泡可能有效地在类星体活动爆发之间提供反馈。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
What's in a Fermi Bubble: a quasar episode in the Galactic centre
费米泡是最近在银河系两侧观测到的巨大（约10 kpc高）伽马射线发射叶（Su et al. 2010），在形态上与银河系中心相连，因此提供了一个机会来测试几种超大质量黑洞（SMBH）演化、反馈及其与宿主星系的关系。我们使用物理反馈模型（King 2003，2010）和新的数值技术（Nayakshin et al. 2009）来模拟Sgr A*（银河系中央SMBH）的短爆发活动，大约600万年前，与中央秒差距的恒星形成事件在时间上一致。我们能够再现气泡形态和能量分析（Zubovas等人2011）和数值（Zubovas & Nayakshin，准备）。这些结果为该模型提供了强有力的支持，该模型也用于模拟更极端的环境（Nayakshin & Power 2010）。
2012-01-17 astro-ph.GA
Fermi Bubbles in the Milky Way: the closest AGN feedback laboratory courtesy of Sgr A*?
人们普遍认为，在银河系内部秒差距内沉积了一个巨大的（$10^4$到$10^5 \msun$）巨分子云（GMC），可以解释$\sim 6$几百万年前在那里诞生的一百多颗异常巨大的年轻恒星的起源。这种气体的一个未知部分可能是由银河系的超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 吸积的。最近有人提出，两个观测到的从银河系中心发出的$γ$射线气泡，是由于Sgr A* 的这种假定活动而膨胀的。我们运行了一套数值模拟来测试所观察到的气泡形态是否可能是由于盘状中央分子区（CMZ）对Sgr A* 的广角流出的准直，CMZ是中央$\sim 200$ pc中众所周知的大量分子气体储存库。我们发现，一个爱丁顿限制爆发的Sgr A* 持久$\simeq 1$ Myr需要重现的{ \it费米}泡的形态，这表明GMC质量是$\sim 10^5 \msun$，它主要是吸积的Sgr A*，而不是用来制造恒星。我们还发现，从Sgr A* 的流出在CMZ盘中强制执行强角动量混合，将其有力地雕刻成一个更窄的结构-环-也许与最近报道的“赫歇尔环”同义。此外，我们发现，Sgr A* 外流很可能已诱导形成的大质量恒星形成的GMC中的CMZ。在这种情况下，拱门和五重星团，两个观察到的年轻星团在中央几十秒差距的银河系，以及GMC，如Sgr B2，欠他们的存在，以最近的Sgr A* 活动。
2012-03-14 astro-ph.GA
A snapshot of the oldest AGN feedback phases
活动星系核（AGN）向其宿主星系和周围环境注入大量能量，塑造了它们的性质和演化。特别是活动星系核喷流使宇宙射线瓣膨胀，它们可以在周围介质中以轻“气泡”的形式迅速上升，取代和加热遇到的热气体，从而停止其自发冷却。这些气泡已经在广泛的系统中被发现。然而，由于电子的同步加速器寿命很短，它们演化的最高级阶段在观测上仍然不受约束，这使得我们无法完全理解它们与外部介质的耦合，从而无法完全理解活动星系核的反馈。简单的亚音速流体动力学模型预测，压力梯度，自然存在于周围的螺旋上升的气泡，把它们变成环形结构，类似于蘑菇云在分层的大气。这些环面最终破裂的方式和时间尺度取决于各种因素，包括磁场和等离子体粘度。在这里，我们报告LOFAR观测低于200兆赫，敏感的最古老的无线电发射粒子，显示了宇宙射线AGN气泡在星系群中的晚期演化，具有前所未有的细节水平。气泡的浮力可以有效地抵消群内介质的辐射冷却。然而，气泡仍然没有与热气体彻底混合，经过数亿年，可能是在磁场的作用下。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
PHANGS-JWST First Results: A statistical view on bubble evolution in NGC628
JWST对附近星系的第一次观测揭示了大量的气泡，这些气泡追踪了负责它们产生的恒星反馈机制。因此，研究这些气泡使我们能够绘制恒星反馈和星际介质之间的相互作用，以及调节全球恒星形成过程所需的更大的星系流。我们提出了NGC 628中的第一个气泡目录，使用MIRI F770 W PHANGS-JWST观测进行视觉识别，并使用它们来统计评估气泡特性。我们将1694个结构归类为半径在6-552 pc之间的气泡。其中，31%的恒星边缘至少有一个较小的气泡，这表明前几代恒星的形成对新恒星的形成有局部影响。在大尺度上，大多数气泡位于螺旋臂附近，与上游相比，它们的半径在下游增加。此外，气泡在与旋臂脊线相似的方向上被拉长。这些方位角的趋势表明，恒星的形成与旋臂通道密切相关。最后，气泡尺寸分布遵循指数$p=-2.2\pm0.1$的幂律，其比不包括气泡合并的理论值略浅1-3.5 $σ$。在较大气泡的壳内识别的气泡的分数表明气泡合并是一个常见的过程。因此，我们的分析使我们能够量化受前一代影响的恒星形成区域的数量，以及反馈过程在设定全球恒星形成率方面的作用。有了完整的PHANGS-JWST样本，我们可以为更多的星系做这件事。
2022-12-01 astro-ph.GA
Discovery of a New Molecular Bubble-Outflow Structure in the Taurus B18 Cloud
恒星的形成会产生气泡和外流，这是恒星反馈的结果。外流和气泡将动量和能量注入周围的星际介质，因此与分子云的整体能量平衡有关。分子泡可以通过更高分辨率的射电望远镜来解析，以量化恒星形成对分子云的影响。我们在这里报告的一个新的分子泡与外流，和赫比格哈罗对象，HH 319，位于气泡中心的识别。多波长数据已被用来研究其空间结构，能量注入，和动力学的时间尺度。这个气泡的动能为$\rm 5.8 \times 10^{43}$ erg，在金牛座气泡的最小半径范围内，为0.077 pc。气泡形成于7万年前的$\sim$。根据$Gaia$ EDR 3观测到的原恒星自行速度，位于气泡西南边缘的金牛座T双星（FY Tau和FZ Tau）可能产生了流出气泡结构。这是在低质量和中等质量恒星形成区发现的一种不寻常的新结构。只有V380 Ori驱动的猎户座A中的气泡具有类似的结构。气泡外流结构为金牛座T星的恒星风理论提供了额外的观测证据。它增强了我们对恒星反馈如何作用于分子云的理解。
2023-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Semi-confined supernova feedback in HII region bubbles
针对星系尺度模拟中超新星反馈子网格模型的一维局限性，提出半受限超新星理论模型并结合三维模拟，揭示其能量释放的不对称性增强外流动力学影响、延长耦合时标并放大湍流强度。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Analytical Framework for Expanding Bubbles in a Hot Circumgalactic Medium
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本文提出分析框架，研究反馈驱动气泡在热 circumgalactic 媒介中的演化，探讨压力限制和跨音速过渡对演化结束的影响，并讨论AGN反馈与超新星反馈的动力学差异。
2026-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Unraveling the Feedback-Regulated Star Formation Activities around the Expanding Galactic MIR Bubble [HKS2019] E71
本文通过多波段观测研究银河系中红外气泡 E71，发现中心大质量恒星的反馈驱动分子气体膨胀并形成弧形结构，支持“收集与坍缩”机制解释其周围的恒星形成活动。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of Feedback in the Spectacular Extended Emission Region of NGC 5972
本文介绍了钱德拉X射线天文台对19个Voorwerpjes星系之一的NGC 5972的观测和空间望远镜成像光谱。这个星系包含一个扩展发射线区（EELR）和一个弧秒尺度的核泡。NGC 5972是一个褪色的活动星系核，其EELR光度表明在过去的$\sim5\times10^{4}$年中，L $_{\textrm{bol}}$减少了2.1 dex。我们研究了活动星系核反馈在激发EELR和气泡中的作用，给出了长期的变化和潜在的吸积状态变化。我们检测到宽带（0.3-8千电子伏）核X射线发射符合[OIII]气泡，以及扩散软X射线发射符合EELR。软核（0.5-1.5 keV）发射在空间上扩展，并且光谱与两个APEC热布居（$\sim$ 0.80，$\sim$ 0.10 keV）一致。我们发现一个泡沫年龄> 220万年，表明形成之前，目前的变化。我们发现的证据，有效的反馈与L $_{\textrm{kin}}/L_{\textrm{bol}}\sim0.8\%$，这可能是高估了最近的L $_{\textrm{bol}}$的变化。Kinetics建议流出300 km s的$^{-1}$高电离[OIII]发射气体，这可能是$\sim$ 780 km s的$^{-1}$热X射线流出的视线组件，能够驱动强烈的冲击，可以phototherapy的前体材料。我们探讨的可能性，以解释整体射流，无线电波瓣和EE…
2022-08-11 astro-ph.GA
Connecting stellar and galactic scales: Energetic feedback from stellar wind bubbles to supernova remnants
本研究通过高分辨率一维辐射流体动力学模拟，量化大质量恒星超新星前后各阶段的能量反馈，揭示其尺度、成分与影响因素，为星系大尺度模拟提供子网格模型。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Radio AGN Bubble Composition on the Dynamics and Thermal Balance of the Intracluster Medium
活动星系核（AGN）的馈送和反馈是理解星系团核心内团内介质（ICM）动力学和热力学的关键。虽然活动星系核喷流膨胀的射电泡可能受到宇宙射线（CR）的动力支持，但CR主导的喷流的影响还没有得到很好的理解。在这项工作中，我们进行三维模拟的CR-射流反馈在一个孤立的集群大气中，我们发现CR射流影响的多相气体不同的射流为主的动能。特别地，CR气泡可以更有效地提升团簇气体并引起热ICM的向外膨胀。由于膨胀产生的绝热冷却和CR气泡直接混合产生的加热效率较低，ICM更容易发生局部热不稳定性，这将增强活动星系核上的混沌冷吸积。在气泡形成过程中形成的冷气量及其后期演化敏感地取决于是否包括CR输运过程。我们还发现，低级别，亚音速驱动的湍流AGN喷气机举行的动能和CR喷气机，然而，运动学是一致的瞳测量。最后，我们仔细讨论了每个气泡模型的关键可观察到的签名，专注于伽马射线发射（和费米相关的比较），以及热Sunyaev-Zel'dovich约束。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ages of the resolved stellar populations inside the JWST/MIRI bubbles in NGC 628
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（墨西哥国家天体物理学、光学和电子学研究所）；SISSA（国际高等研究学院）；Osservatorio Astronomico di Padova—INAF（帕多瓦天文台-意大利国家天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía – Consejo Superior de Investigaciones Científicas (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙最高科学研究委员会）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）
利用JWST/NIRCam数据解析NGC 628中MIRI气泡内的星族，发现多代年轻星族（<100 Myr），较新恒星靠近气泡壳层，而较老恒星分布更均匀，表明气泡由低质量星团或OB星协驱动。
2026-06-18 astro-ph.GA
Bubbles and outflows: the novel JWST/NIRSpec view of the z=1.59 obscured quasar XID2028
本文利用JWST/NIRSpec对z=1.59遮蔽类星体XID2028进行高分辨率观测，揭示星系星际介质与类星体外流及射电喷流相互作用形成膨胀气泡，证实低光度射电喷流在AGN反馈中的关键作用。
2023-03-20 astro-ph.GA
How to inflate a wind-blown bubble
恒星风是大质量恒星影响局部和星系尺度恒星形成过程的几种方式之一。在本文中，我们调查所需的数值分辨率膨胀的能量驱动的恒星风气泡在外部介质。我们发现，风注入区域的半径，$r_{\rm inj}$，必须低于一个最大值，$r_{\rm inj,max}$，为了产生一个气泡，但必须显着低于这个值，如果气泡的属性是密切同意与分析预测。如果$χ= r_{\rm inj}/r_{\rm inj,max}$ = 0.1，则最终气泡动量在较高分辨率参考模型值的25%以内。我们的工作具有重要意义的径向动量的量，风吹气泡可以赋予周围介质的模拟，从而对恒星风反馈的相对重要性。
2021-09-17 astro-ph.GA
RAD@home citizen science discovery of an AGN spewing a large unipolar radio bubble onto its merging companion galaxy
活动星系核在星系合并过程中的反馈是解释黑洞-星系协同演化的最受欢迎的模型。然而，活动星系核驱动的喷流/风/辐射如何与合并星系的气体相结合，导致正反馈，瞬间增强恒星形成，随后是负反馈，恒星形成下降，人们对此知之甚少。只有少数情况下是已知的喷流和伴星星系的相互作用导致轻微的离轴扭曲的喷流和增强恒星形成的气体丰富的小同伴。在这里，我们简要地报告一个非凡的情况下，RAD 12，发现RAD@home公民科学合作实验室，其中第一次显示出对称反射的无线电射流驱动的气泡~137 kpc的碰撞后，传入的星系，这不是一个富含气体的小，但在一个主要的合并气体贫乏的早型星系。令人惊讶的是，既没有正反馈，也没有任何无线电波瓣的反喷流侧，如果有的话，被检测到。令人困惑的是，RAD 12是一个真正的单侧喷流，还是一个在合并过程中被激波捕获、压缩和重新加速的射电瓣。这是RAD 12的首次成像研究，采用GMRT、存档MeerKAT无线电数据和CFHT光学数据进行随访。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Mechanism for Stimulating AGN Feedback by Lifting Gas in Massive Galaxies
观测表明，巨大星系中的星云辐射、分子气体和年轻恒星都与由核黑洞发射的无线电喷流膨胀的上升X射线气泡有关。我们提出了一个模型，其中分子云凝聚从低熵气体捕获上升的X射线气泡的上升气流。当低熵气体被提升到一定高度时，它变得热不稳定，在那里它的冷却时间比下降到星系中平衡位置所需的时间要短，即，t_c/t_I < 1。云的下落速度受其自由下落速度和终端速度中较小者的限制，因此此处的下落时间可以超过自由下落时间一个显著的因子。这一机制的动机是ALMA观测揭示了分子云位于上升的X射线气泡的尾迹中，其速度远低于其自由落体速度。我们的机制将提供为反馈回路提供燃料所需的冷气体，同时在更大范围内稳定大气。观测到的冷却时间阈值约为5 × 10^8年，这是热不稳定性的明确标志，也是星云发射和恒星形成的开始，这可能是由于射电泡将低熵气体提升到热不稳定性可能随之发生的高度的能力有限。流出的分子云不太可能逃逸，而是以循环流的方式返回中央星系。我们将我们的机制与降水模型进行了对比，发现在降水模型中，最小值t_c/t_ff < 10触发热不稳定性，这与观测结果不一致。
2016-08-17 astro-ph.GA
Feedback by massive stars and the emergence of superbubbles I. Energy efficiency & Vishniac instabilities
采用标准ISM热力学（光学薄辐射冷却和光电加热）和时间相关的能量和质量输入，根据恒星演化轨迹，通过三维流体动力学模拟，研究了密度为10 mp /ccm的均匀背景介质中三颗恒星（25、32和60 M \odot）的孤立和合并星际气泡的演化.我们改变了三颗恒星相对于彼此的位置，以比较孤立，合并和最初的同空间气泡的情况下的能量响应。主要由于Vishniac不稳定性，我们模拟的气泡发展厚壳和柱状密度的非线性内部结构。壳宽达到外气泡半径的百分之几十，这与观测结果相比是有利的。在ISM中，更多的能量被保留在更紧密的群体中，最多可达三倍，通常在第一颗超新星爆发后的中间时间为两倍。一旦超级气泡形成，所包含恒星的不同位置对能量轨迹的影响很小。对于我们的三颗大质量恒星的情况，恒星之间的距离达到约30 pc时，能量沉积变化很小。超新星注入的能量在大约100万年的时间尺度上完全消散在超级气泡中，随着爆炸时超级气泡的大小略有增加。Vishniac不稳定性可能是导致星际气泡壳层变宽的原因。大质量恒星风在能量上是重要的，因为它们-从长远来看-更有效，稳定的能量注入，因为它们疏散了大质量恒星周围的空间。对于更大规模的模拟，紧密的恒星群或星团的反馈效应可以被归入一个有效的能量输入，而能量精度的损失微不足道。
2012-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Complex AGN feedback in the Teacup galaxy. A powerful ionised galactic outflow, jet-ISM interaction, and evidence for AGN-triggered star formation in a giant bubble
该研究利用VLT/MUSE观测茶杯星系，发现电离外流与喷流共同作用，产生负反馈抑制恒星形成，同时在气泡边缘触发年轻恒星形成，展现正反馈，表明活动星系核反馈具有双重效应。
2023-09-05 astro-ph.GA
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Breaking Orion's Veil bubble with fossil outflows
反馈在恒星形成的自我调节中的作用是天体物理学中的一个基本问题。猎户座星云是最近的正在进行和最近的大质量恒星形成的地点。这是一个研究恒星反馈的独特实验室。最近的SOFIA [CII] 158 $μ$ m观测揭示了一个膨胀的气泡，面纱壳，由恒星风和电离反馈提供动力。我们已经确定了猎户座面纱外壳西北部的一个类似于猎户座的子结构，这可能表明了高度定向的额外反馈机制。我们的目标是通过量化其可能的驱动机制来研究突起的起源。我们使用SOFIA上的upGREAT仪器获得的猎户座星云[CII] 158 $μ$ m图。观测的光谱和空间分辨率分别为0.3 km/s和16 arcsec。我们认为这一突出的三种可能的起源：化石外流腔产生的喷流/流出在原恒星吸积阶段，预先存在的块状的OMC-1核心，恒星风在主序星阶段。基于能量学和形态学，我们得出结论，西北部的预先存在的云是局部扰动的外流喷出的大规模原恒星在梯形星团。这表明面纱的突出是机械反馈而不是辐射反馈的结果。此外，我们认为，该位置的突起是一个合适的地方，打破猎户座面纱，由于光烧蚀从壁的突起。我们的结论是，大质量原恒星的外流可以影响未来的\hii \，区域的形态，甚至导致在电离前沿的破裂。具体来说，主序星的恒星风与原恒星喷流预处理的分子核心的相互作用是重要的。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Co-Evolution of Stellar Wind-blown Bubbles and Photoionized Gas II: 3D RMHD Simulations and Tests of Semi-Analytic Models
本文通过三维RMHD模拟测试了星风与电离辐射共同演化模型（CEM），发现CEM在关键参数上与模拟一致性在25%内，并揭示了背景不均匀性和动量增强导致偏差，光电离气体减小表面积增强动力学影响。
2025-05-28 astro-ph.GA
Identifying the principal mechanism of star formation feedback
Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, CAS（中国科学院紫金山天文台和射电天文重点实验室）；National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯尔比天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理学与天文学院）；Zhejiang Lab（浙江实验室）
本研究通过FAST对猎户座的HI巡天，发现恒星风贡献的动能与辐射相当，打破了经典理论中辐射主导恒星形成反馈的结论。
2026-10-14 astro-ph.GA
Hyenas: X-ray Bubbles and Cavities in the Intra-Group Medium
本研究利用Hyenas宇宙学缩放模拟套件，结合Simba反馈模型研究IGrM中的X射线空腔，通过模拟观测验证其与真实观测的吻合性，并首次证明此类模拟可用于约束宇宙学反馈模型。
2024-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal and chemical properties of the eROSITA bubbles from Suzaku observations
本研究利用Suzaku卫星观测分析eROSITA泡，发现其壳层X射线辐射符合双温热模型，亮源因为气体密度更高而非温度更高，排除绝热激波假说，且化学元素比支持恒星反馈起源模型。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular Bubble and Outflow in S Mon Revealed by Multiband Datasets
本研究利用多波段数据在S Mon区发现分子泡与外向流，重新测定其距离，证实大质量双星15 Mon的恒星风驱动分子泡并维持区域湍流，明确了大质量恒星风对周边环境的作用。
2024-01-31 astro-ph.GA
Assessing the Performance of a Machine Learning Algorithm in Identifying Bubbles in Dust Emission
由大质量恒星的辐射和风产生的恒星反馈在分子云的物理和化学演化中起着重要作用。这种能量和动量会留下一个可识别的信号（“气泡”），影响云的动力学和结构。大多数气泡搜索都是“通过眼睛”进行的，这通常是耗时的，主观的，难以校准。基于机器学习的自动分类使得对气泡进行系统的、可量化的和可重复的搜索成为可能。我们采用了以前开发的机器学习算法，Brut，并定量评估其性能，在识别气泡使用合成粉尘观测。我们采用磁流体动力学模拟，它模拟恒星风在湍流分子云内发射，作为生成合成图像的输入。我们使用一个公开可用的三维尘埃连续蒙特卡罗辐射转移代码，hypap，生成合成图像的气泡在三个斯皮策波段（4.5微米，8微米和24微米）。我们将一半的合成气泡指定为训练集，我们用它来训练布鲁特，以及来自银河系项目的公民科学数据。然后，我们评估布鲁特的准确性使用剩余的合成观测。我们发现，重新训练后，布鲁特的性能显着增加，它能够识别黄色的气泡，这可能与B型恒星。Brut继续在先前识别的高分气泡上表现良好，超过10%的银河系项目气泡被重新分类为高置信度气泡，这些气泡在银河系项目数据中以前是边缘或模糊的检测。我们还研究了训练集的大小、尘埃模型、演化阶段和背景噪声对气泡识别的影响。
2017-11-09 astro-ph.GA
The Star Formation Factory revisited I. The impact of metallicity on collapsing star-forming clouds
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学物理学院）；Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子研究所）
研究探讨恒星风和超新星如何影响不同金属licity、质量和大小的坍缩气体云中的星形成，发现金属licity在调节反馈中起关键作用，影响星形成效率和持续时间。
2026-03-31 astro-ph.GA
Suppression of AGN-Driven Turbulence by Magnetic Fields in a Magnetohydrodynamic Model of the Intracluster Medium
我们研究活动星系核反馈在星系团湍流加热中的作用。具体来说，我们分析了产生的g模式的湍流的超音速膨胀和浮力上升的活动星系核驱动的气泡。先前忽略磁场的研究表明，这一过程效率低下，只有不到1%的注入能量最终形成湍流。这种低效率主要是由于气泡在它们能够激发足够强的g模式之前被流体动力学不稳定性撕碎的事实。使用ICM和3D理想MHD模拟的平面平行模型，我们研究了大规模磁场的作用，该磁场能够覆盖在这些上升的气泡周围，使它们免受流体动力学不稳定性的影响。我们发现，虽然磁披覆似乎能够更好地保存活动星系核驱动的气泡，g模式的驱动和由此产生的湍流仍然是低效的。磁张力防止g模式过渡到非线性区域，抑制我们的模型ICM中的湍流。我们的工作突出的方式，理想的MHD是一个不充分的描述集群反馈过程中，我们讨论了未来的工作，如列入各向异性粘度作为一种手段，模拟高$β$等离子体动力学效应。这些结果表明，其他机制的加热ICM等离子体，如声波或宇宙射线可能是负责观察到的反馈在星系团的假设。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
FEEDBACK from the NGC7538 HII region
背景：不断扩大的HII区域如何与其环境云相互作用？这是推动SOFIA遗留项目FEEDBACK的核心问题之一。在这里，我们提出了一个案例研究的原型H{ \sc ii}区域NGC 7538。方法：使用SOFIA，我们在1.9 THz的[CII]线中绘制了NGC 7538周围约210 '^2的区域。将补充观测到的原子碳[CI]和高J CO（8-7）数据以及档案NIR/FIR、cm连续谱、CO（3-2）和HI数据合并到分析中。结果如下：虽然整体[CII]形态遵循一般电离气体，但通道图显示多个气泡状结构，尺寸约为80-100”（约1.0-1.28pc）。虽然它们中的至少一个可能是由该区域的主要激发源驱动的单个反馈气泡，但其他气泡形态也可能是由于HII区域的固有多孔结构。对10 km s^{-1}附近膨胀速度的分析表明，热膨胀是不够的，但需要来自中央O型星的风驱动。最蓝移的[CII]组分几乎没有任何分子或原子对应物。在与分子云的界面处，我们发现了一个典型的光子主导区（PDR）。电离的，原子和分子的碳显示在这个PDR的层状结构。PDR中的碳主要是其电离形式，原子质量和分子质量分别为~0.45+-0.1 M_{\odot}和~1.2+-0.1 M_{\odot}，而电离碳的范围为3.6-9.7 M_{\odot}。结论：NGC 7538 HII区域呈现出一组不同的子结构，这些子结构彼此相互作用，并…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulation and Completeness Survey of Bubbles in the Taurus and Perseus Molecular Clouds
先前的研究分析了由于分子泡而注入星际物质的能量。他们发现，气泡的总动能与外流的动能相当，甚至更大，但仍低于宿主云的重力势能和湍流能量。我们研究了以前的研究由于无法检测到暗淡或不完整的气泡而低估了能量注入的可能性。我们模拟了典型的分子泡，并将它们插入到$^{13}$ CO五学院射电天文台金牛座和英仙座分子云的地图中。我们确定了泡沫识别的完整性，通过应用相同的程序，模拟和真实的数据集。我们提出了一个检测功能的金牛座和英仙座分子云的基础上的多元方法。在金牛座中，动能小于~ $1 \times 10^{44}$ erg的气泡很可能被忽略。我们发现，金牛座中的总丢失的动能是小于一对$10^{44}$尔格，这只占约0.2%的总动能的识别泡沫。在英仙座中，动能小于~ $2 \times 10^{44}$ erg的气泡很可能被忽略。我们发现，在英仙座的总丢失的动能是小于$10^{45}$尔格，这只占约1%的总动能的识别泡沫。因此，我们的结论是，以前的手动气泡识别程序中使用的金牛座和英仙座可以被认为是精力充沛的完成。因此，我们确认，能量注入的动态结构，即流出和气泡，产生的恒星形成反馈足以维持湍流的空间尺度从~0.1到~2.8 pc。
2019-11-11 astro-ph.GA
Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds
我们扩展了我们以前的SPH参数研究的光电离从O-星恒星形成的云的影响，包括最初未绑定的云。我们生成了一组模型云的质量范围$10^{4}-10^{6}$ M $_{\odot}$初始维里比$E_{\rm kin}/E_{\rm pot}$ =2.3，让他们形成恒星，并研究的光电离辐射产生的大质量恒星的影响。我们发现，在300万年的时间尺度之前，超新星预计开始引爆，电离反馈排出的质量分数是一个非常强大的功能的云逃逸速度。高质量的云在很大程度上不受动态影响，而低质量的云在这个时间尺度上排出了大部分的气体储备。然而，恒星质量的未束缚部分是适度的，并且大部分未束缚的恒星之所以如此，只是因为云本身最初是部分未束缚的。我们发现，电离是更能够创建良好的清除气泡在未绑定的云，由于其固有的膨胀，但这种气泡的存在并不一定表明，一个给定的云已强烈影响反馈。我们还发现，与我们早期工作中的束缚云一样，这里模拟的许多系统对于光子和超新星喷出物来说都是高度多孔的，并且它们中的大多数可能会在第一次超新星爆炸中幸存下来。
2012-12-10 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
Unveiling Stellar Feedback and Cloud Structure in the $ρ$ Ophiuchi A Region with ALMA and JWST: Discovery of Substellar Cores, C$^{18}$O Striations, and Protostellar Outflows
利用ALMA和JWST高分辨率数据研究蛇夫座Oph A区的云结构与恒星反馈，新发现7个亚恒星核、多个原恒星外流及C18O条纹，揭示恒星反馈对云结构的显著塑造作用。
2025-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wild is the wind from low-luminosity AGN: A jet-driven gas bubble blowing out a massive CO-dark outflow in ESO 420-G13
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Unidad Asociada CEFCA–IAA, CEFCA, Unidad Asociada al CSIC por el IAA y el IFCA（CEFCA-IAA联合单位，CEFCA，IAA和IFCA附属CSIC的联合单位）；Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF–IAPS)（空间天体物理学研究所（意大利国家天体物理研究所-空间天体物理研究所））；Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA–CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；INAF–Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）
研究通过JWST/MIRI和ALMA观测揭示ESO 420-G13中低亮度AGN驱动的分子和电离气体喷流，发现其喷流耦合效率为3.8%，揭示了AGN反馈机制。
2026-09-21 astro-ph.GA
The Geometry and Dynamical Role of Stellar Wind Bubbles in Photoionised HII Regions
来自年轻大质量恒星的风为它们的宿主分子云提供了大量的能量。这对恒星形成云的动力学和可观测结构产生了影响。在本文中，我们提出了辐射磁流体动力学模拟的湍流分子云，形成30，60和120太阳质量的个别恒星发射风和紫外线辐射以下现实的恒星演化轨道。我们发现，风有助于总的径向动量所携带的恒星周围的光电离反馈的水平的10%的膨胀星云，并只有一个小的影响星云的径向膨胀。辐射压力在这里研究的系统中基本上可以忽略不计。风泡的3D几何形状和演变是高度非球面和混乱的，其特征是快速移动的“烟囱”和热驱动的“羽流”。这些羽流有时会由于云中的致密气体流动而与恒星源断开。我们的研究结果与文献中的相关模拟，分析模型和观测结果相比，同时表明需要完整的3D模拟，包括恒星风。然而，需要更有针对性的模拟来更好地理解观察性研究的结果。
2020-12-07 astro-ph.GA
Infrared dust bubble CS51 and its interaction with the surrounding interstellar medium
本文对南方红外尘埃泡CS51进行了多波长观测。我们探测相关的电离、冷尘埃、分子和恒星成分。无线电连续辐射映射在610和1300兆赫，使用巨型米波射电望远镜，印度，揭示了存在的三个紧凑的发射组件（A，B和C）除了大规模的扩散发射内的气泡内部。射电谱指数图显示热辐射和非热辐射成分共存。使用Herschel PACS和SPIRE数据对热尘埃发射进行修改黑体拟合，以生成尘埃温度和柱密度图。我们发现了与CS 51相关的五个尘埃团，其质量和半径分别在810 - 4600 M{ \sun }和1.0 - 1.9 pc范围内。我们进一步构建了周围冷尘埃的柱密度概率分布函数，显示了来自大质量恒星的电离反馈的影响。估计的动力学和破碎的时间尺度表明收集和崩溃机制的可能性在发挥泡沫边界。从MALT 90调查的分子线发射是用来了解两个团块的性质，其中显示CS51的扩展签名。
2017-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Storm in a "Teacup": a radio-quiet quasar with ~10kpc radio-emitting bubbles and extreme gas kinematics
本文报道了一个z=0.085的射电宁静2型类星体（L（1.4GHz）~ 5e 23 W/Hz，L（AGN）~ 2 e45 erg/s）的多频（1-8 GHz）VLA数据，结合VIMOS IFU数据和HST成像。由于其发射线区域的形态，在文献中，该目标（J1430+1339）被称为茶杯活动星系核。我们确定的“泡沫”的无线电发射，是延长10-12千秒差距的东部和西部的核。明亮的东方气泡的边缘与发光的电离气体弧是同空间的。我们还表明，茶杯活动星系核主机一个紧凑的无线电结构，位于约0.8千秒差距的核心位置，在东部泡沫的基础。这个射电结构与电离外流是同空间的，观测到的速度为v=-740 km/s。这很可能对应于一个喷流，或者可能是一个类星体风，在这个位置与星际介质相互作用。大尺度的射电泡似乎是由活动星系核膨胀而成的，这表明活动星系核也可以在>~10 kpc尺度上与气体相互作用。我们的研究强调，即使类星体在形式上是“无线电安静”的，无线电发射也可以非常有效地观察活动星系核反馈的影响。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
