Supernova dust destruction in the magnetized turbulent ISM
本研究通过包含磁场效应的真实星际介质动力学模拟，揭示非均匀性和磁场可显著抑制超新星导致的尘埃摧毁。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Supernova-ISM/Star formation Interplay
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了调查的复杂性，旨在了解超新星爆炸与恒星形成分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2014-02-01 astro-ph.GA
Estimating stellar birth radii and the time evolution of the Milky Way's ISM metallicity gradient
我们提出了一个半经验的，很大程度上独立于模型的方法来估计银河系的诞生半径，r_出生，银河系盘星。该技术依赖于一个合理的假设，即在星际介质（ISM）中存在的大部分磁盘寿命的负径向金属丰度梯度。根据观测导出的年龄和[Fe/H]，不需要运动学信息，将恒星投影回它们的出生位置。应用我们的方法对AMBRE：HARPS和HARPS-GTO局部样本，我们表明，我们可以约束ISM金属丰度演化与银河系半径和宇宙时间，[Fe/H]_ISM（r，t），通过要求一个物理上有意义的r_出生分布。我们发现，这些数据与ISM径向金属丰度梯度一致，该梯度随时间变化，从盘形成开始时的~-0.15 dex/kpc，到现在的测量值（-0.07 dex/kpc）。本文给出了单胎种群的几种化学运动学关系。一个值得注意的结果是，运动学上最热的恒星可能是在本地或在外盘中诞生的，这与单年龄种群的嵌套耀斑和宇宙学模拟的预测一致。这种现象也可以在观测到的年龄-速度色散关系中看到，因为它的上边界由出生在较大半径的恒星所主导。我们还发现，局部年龄-金属丰度关系（AMR）的平坦性是单出生人口的AMR叠加的结果，每个都有一个明确的负斜率。太阳的诞生半径估计为7.3 +-0.6 kpc，而目前银河系的半径为8 kpc。
2018-07-26 astro-ph.GA
A dense, solar metallicity ISM in the z=4.2 dusty star-forming galaxy SPT0418-47
本文对z=4.225的尘埃透镜恒星形成星系SPT 0418 -47的6条远红外精细结构线进行了研究，以探讨其星际介质（ISM）的物理条件。特别是，我们报告了Atacama Pathfinder EXperiment（APEX）对[OI] 145 μ m和[OIII] 88 μ m线的探测以及Atacama Compact Array（ACA）对[NII]122和205 μ m线的探测。[OI] 145 um/ [CII] 158 um的线比比本地星系的平均值高出约5倍。我们解释这作为证据，ISM是占主导地位的高气体密度的光解离区域。谱线比值，特别是[OIII] 88 μ m和[NII] 122 μ m的谱线比值意味着SPT 0418 -47中的ISM已经在化学上富集到接近太阳金属丰度。虽然APEX需要强大的引力放大来探测这些谱线，但阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以观测到更大的样本，并且应该可以确定所观测到的致密太阳金属丰度ISM是否在这些高度恒星形成的星系中很常见。
2019-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distance and Evolutionary States of Supernova Remnant G18.9-1.1 and Candidate G28.6+0.0
分析了超新星遗迹G18.9-1.1和超新星遗迹候选者G28.6+0.0的HI谱。我们比较了光谱$^{13}$ CO发射光谱和光谱的HII地区在该地区，以确定运动学距离。G18.9-1.1距离太阳2.1 $\pm$ 0.4 kpc，G28.6+0.0距离太阳9.0 $\pm$ 0.3 kpc。利用已发表的G18.9-1.1的X射线谱，我们应用超新星遗迹模型计算了激波ISM温度和辐射。我们发现，G18.9-1.1具有低的，但不是典型的，爆炸能量为$\simeq$ 3 $\times$ 10 $^{50}$ erg，并且处于ISM的低密度区域，$\simeq$ 0.1 cm $^{-3}$。如果喷出物质量为1.4 M $_{\odot}$（典型的Ia型SN），则其年龄为$\simeq$ 3700 yr;如果喷出物质量为5 M $_{\odot}$（典型的核塌陷SN），则其年龄为$\simeq$ 4700 yr。候选G28.6+0.0没有报告的X射线发射，所以我们应用基本的Sedov模型。如果ISM密度为1 cm $^{-3}$，则Sedov年龄为$\simeq$ 600 yr，但如果ISM密度高达100 cm $^{-3}$，则Sedov年龄可能为$\simeq$ 6000 yr。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The supernova-regulated ISM -- VI. Magnetic effects on the structure of the interstellar medium
我们探讨了磁场对超新星驱动的星际介质（ISM）的垂直分布和多相结构的影响，在模拟承认发电机行动。当磁场被放大到动态显著时，气体变得更冷，并且其在盘中的分布变得更均匀。我们把这归因于垂直速度的磁猝灭，这导致热气体的冷却长度减小。大尺度磁场强度的非单调垂直分布（最大值在|z| $\approx$ 300 pc处）导致低于最大值的向下压力梯度，该压力梯度作用于SN爆炸驱动的外流，同时提供高于最大值的压力支持。
2019-09-24 astro-ph.GA
MHD lensing in inhomogeneous ISM for qualitative understanding of the morphology of supernova remnants
本文通过将非均匀星际介质中的云团视为磁流体动力学波的透镜，定性解释了壳型超新星遗迹的纤维、弧、环等复杂形态。
2024-08-01 astro-ph.GA
Metallicity, ionization parameter, and pressure variations of HII regions in the TYPHOON spiral galaxies
我们提出了一个空间分辨的HII区域的气相金属丰度，电离参数，和ISM压力图的6个本地恒星形成和面对的螺旋星系的台风计划的研究。自洽的金属丰度，电离参数，和压力地图计算同时通过一个迭代过程，以提供有用的措施，当地的化学丰度和本地化ISM属性的关系。我们通过测量减去径向金属丰度曲线的线性拟合后的剩余金属丰度偏移量$Δ$（O/H）来限制金属丰度方位角变化的存在。然而，我们发现在大多数星系的方位角变化的微弱证据，与小（平均0.03德克斯）散射。相反，星系揭示了HII区域的增强和减少的丰度被发现分布在整个磁盘。虽然螺旋图案在组织ISM中发挥了作用，但它本身并不能建立我们观察到的相对均匀的方位角变化。金属丰度的差异更可能是由与当地物理条件的强相关性驱动的。我们发现一个强大的和正相关的电离参数和当地的丰度测量的相对金属丰度偏移$Δ$（O/H），表明当地的物理条件和本地化的ISM富集之间的紧密关系。此外，我们证明了未解决的观测结果对测量的ISM属性的影响，通过重组数据立方体来模拟低分辨率（1 kpc）的观测结果，这是典型的大型IFU调查。我们发现，电离参数和ISM压力诊断的影响，分辨率的损失，使他们的测量值是相对于亚HII区域尺度上的测量值更大。
2022-03-04 astro-ph.GA
The chemical evolution of local star forming galaxies: Radial profiles of ISM metallicity, gas mass, and stellar mass and constraints on galactic accretion and winds
本文利用一个假定星系风质量损失和吸积质量增加与恒星形成速率之比为常数的分析化学演化模型，研究了20个盘状星系的ISM和年轻恒星星族的径向平均金属丰度分布。基于这个模型，观测到的金属丰度及其梯度可以用恒星质量与ISM气体质量之比的径向平均分布来描述。观测到的和模型预测的金属丰度之间的比较被用来约束质量损失率通过星系风和吸积增益单位的恒星形成率。发现了三组星系：要么大部分是风，只有微弱的吸积，要么大部分是吸积，只有微弱的风，和星系的风大致平衡的吸积。这三组气体盘的性质是不同的。质量损失率和吸积增益率近似相等的星系具有低金属丰度，原子氢占主导地位的气体盘具有平坦的空间轮廓。另外两组的气体盘由分子氢主导，等照度半径为0.5至0.7，并显示出径向指数下降，这是平均陡峭的星系与小吸积率。吸积率（<1.0 x SFR）和外流率（<2.4 x SFR）相对较低。后者依赖于使用HII区强发射线对金属丰度测定的零点进行校准。
2015-03-05 astro-ph.GA
Ultraviolet ISM Diagnostics for Star-Forming Galaxies I. Tracers of Metallicity and Extinction
利用哈勃太空望远镜的宇宙起源摄谱仪在静止系远紫外波段（$\sim1150-2200 Å$）观测了14个邻近的（$z \sim 0.03$）恒星形成的蓝色致密星系。我们还产生了一个网格的恒星星族合成模型，使用Starburst99进化的合成代码，使我们能够比较观测和理论预测的SiIV_1400和CIV_1550紫外线指数，两者都是由恒星风和星际线的混合物，并已被提议作为金属丰度诊断在紫外线。我们的模型和观测结果都表明，有一个积极的线性相关性与金属丰度的两个指数，我们发现我们的观测和Starburst99模型的预测之间的一般良好的协议。通过结合我们的蓝色紧凑星系样本的静止框架紫外观测与现有的静止框架光学分光光度法，我们还直接比较了两个波长范围内的金属丰度和消光诊断的预测。这种比较揭示了紫外吸收和光学强线诊断之间的相关性，提供了直接比较不同的休息帧制度确定的ISM属性的第一种手段。最后，使用我们的Starburst 99模型网格，我们确定的短波长紫外连续斜率，$β_{18}$，可用于确定恒星形成星系的静止帧紫外光谱消光的理论值。我们认为这些结果的影响，并讨论了未来的工作，旨在参数化这些和其他环境的诊断在紫外线以及ISM诊断之间的发展强大的比较在一个广泛的波长基线。
2015-03-31 astro-ph.GA
The Relationship Between Galaxy ISM and Circumgalactic Gas Metallicities
我们给出了与孤立成星星系（=0.28）相关的25个吸收系统的ISM和CGM金属丰度<z>，其中9.4<log（M*/Msun）<10.9，并且在200 kpc内检测到吸收。利用Keck/ESI谱的Ha/[NII]发射线测量了星系ISM金属丰度。CGM单相低电离金属丰度的建模使用MCMC和多云的HST/COS和Keck/HIRES或VLT/UVES类星体光谱的吸收分析。我们发现，恒星形成星系ISM的金属丰度遵循所观察到的恒星质量金属丰度关系（散射0.19dex）。CGM金属丰度与恒星质量无关，并表现出~2dex的散射。所有CGM的金属丰度都低于星系ISM的金属丰度，并偏移log（dZ）=-1.17+/-0.11。没有明显的金属丰度梯度作为碰撞参量或维里半径（<2.3 sigma）的函数。星系的相对金属丰度与方位角之间没有关系。我们发现沿长轴和短轴的平均金属丰度差异分别为-1.13+/-0.18和-1.23+/-0.11。无论我们用低/高倾角或低/高碰撞参量或低/高N（HI）来检验我们的样本，我们都没有发现任何与相对CGM星系金属丰度和方位角的显著关系。我们发现10/15的低柱密度系统（logN（HI）<17.2）位于星系长轴上，而高柱密度系统（logN（HI）>17.2）位于短轴上。这表明N（HI）可能是一个有用的指标的吸积/流出。我们的结论是，CGM没…
2019-10-10 astro-ph.GA
Testing the Momentum-driven Supernova Feedback Paradigm in M31
来自孤立超新星遗迹（SNRs）的动量反馈越来越多地被现代宇宙学模拟认为是一种独立于分辨率的手段，可以在星系中实现反馈效应，如湍流和风。然而，由于SN成团和星际介质（ISM）不均匀性的影响，SNR的综合动量产额是不确定的。在本文中，我们使用的M31突出的10千秒差距恒星形成环的空间分辨观测测试模型的质量加权ISM湍流驱动的动量反馈，从孤立的，非重叠的信噪比。我们使用一个详细的恒星年龄分布（SAD）地图从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查，观测约束SN延迟时间分布，和地图的原子和分子氢估计的质量加权速度色散使用Martizzi等人。ISM湍流模型。我们的估计是在一个因素的2观察到的质量加权速度分散在大多数环，但超过观察密度$\lesssim 0.2$厘米$^{-3}$和SN率$>2.1\times 10^{-4}$ SN年$^{-1}$千分之$^{-2}$，即使在占合理的变化在恒星年龄分布模型和ISM尺度高度假设。我们的结论是，在高SN率沉积的动量是最有可能抑制SN集群的非线性效应，而在低密度，SNRs达到压力平衡之前的冷却阶段。这些修正应在动量驱动反馈和ISM湍流模型中引入。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interstellar medium in young supernova remnants: key to the production of cosmic X-rays and $γ$-rays
我们回顾了最近的进展，阐明高能辐射和星际介质（ISM）之间的关系，在年轻的超新星遗迹（SNRs）的年龄为$\sim$ 2000年，特别是集中在RX J1713.7 $-$ 3946和RCW 86。这两个SNR都发射出强烈的非热X射线和TeV的$γ$射线，它们包含了星际气体的聚集分布，其中包括原子和分子氢。我们发现，冲击云的相互作用提供了一个可行的解释之间的空间相关性的X射线和ISM。在这些相互作用中，超新星冲击波击中了典型的pc级致密核心，产生了高度湍流的速度场，将磁场放大到0.1-1 mG。这种放大会导致团簇周围的非热同步辐射增强，而宇宙射线电子不会穿透团簇。因此，非热X射线在pc尺度上表现出与ISM相似的空间分布，而在亚pc尺度上它们是负相关的。这些结果预示了强子$γ$射线可以从致密核中发射出来，导致了$γ$射线和ISM之间的空间对应。目前的pc尺度分辨率的$γ$射线观测是太低，解决这种对应关系。未来使用切伦科夫望远镜阵列进行的$γ$射线观测将能够解析亚pc尺度的$γ$射线分布，并为这些宇宙$γ$射线的起源提供线索。
2021-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular and Atomic Clouds Associated with the Gamma-Ray Supernova Remnant Puppis A
利用NANTEN CO和ATCA HI数据对超新星壳状遗迹SNR Puppis A的星际介质进行了研究。我们合成了一个全面的图片SNR辐射相结合的ISM数据与伽马射线和X射线分布。ISM是一种高密度、高凝聚性的原子气体和分子气体，分布在SNR的周围，但主要分布在东北部。CO分布显示CO（$J$ = 2-1）/（$J$ = 1-0）跃迁的谱线强度比增强以及CO谱线增宽，这表明冲击加热/加速。结果支持船尾座A位于1.4kpc的局部臂上，与SNR相互作用的ISM具有大量的$\sim$ 10 $^{4}$ $M_{\odot}$，主要由HI控制，与Fermi-LAT γ射线图像显示出良好的空间对应性。这支持了伽马射线的强子起源，同时也不排除轻子分量的额外贡献。壳内的X射线电离时标的分布表明，冲击波前电离的ISM的各个部分在几个到十个1000年的时代。因此，我们认为，SNR的年龄约为10 $^{4}$年的最大电离时标。我们估计宇宙线总能量$W_{\rm p}$为10 $^{47}$尔格，这是很好地放置在宇宙线逃逸阶段的年龄- $W_{\rm p}$图，包括十多个SNR。
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Feedback and the Hot Gas Filling Fraction of the Interstellar Medium
超新星（SN）是能量最高的恒星反馈机制，对调节星际介质（ISM）和发射星系风至关重要。我们探讨如何超新星遗迹（SNRs）创建一个多相介质进行三维流体动力学模拟在不同的SN率，$S$，ISM平均密度，$\bar{n}$。自洽产生的三相ISM中的SNR的演化与均匀或两相温/冷介质中的SNR的演化有质的不同。通过在低密度热相中更快和更远地行进，SNR的域增加了$>10^{2.5}$。改变$\bar{n}$和$S$，我们发现，只有当热气体体积分数$f_{\rm{V,hot}}\lesssim 0.6 \pm 0.1 $。在该水平之上，重叠的SNR呈现热气体的连接拓扑，并且ISM经受热失控。光电加热（PEH）对$f_{\rm{V,hot}}$具有令人惊讶的强烈影响。对于$\bar{n}\gtrsim 3 \cm-3 $，合理的PEH率能够抑制热失控。总之，我们确定热失控开始的临界SN率为$S_{\rm{crit}} = 200 (\bar{n}/1\cm-3)^k (E_{\rm{SN}}/10^{51}\erg)^{-1} \kpc^{-3} \myr-1$，其中$k = (1.2,2.7)$分别为$\bar{n} \leq 1$和$> 1\cm-3 $。给出了ISM压力的拟合公式（$P(\bar{n}$、$S$），该公式可作为宇宙学模拟中有效的状态方程。尽管$(\bar{n},S)$有5…
2015-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Inferring Properties of the ISM from Supernova Remnant Size Distributions
我们模拟超新星遗迹的大小分布来推断周围的ISM密度。使用简单的，但标准的SNR演变模型，我们发现，环境密度的分布是非常狭窄的，无论是标准的假设SNR演变是错误的，或可观察到的SNR偏置到一个狭窄的范围内的环境密度。我们发现，大小分布是一致的对数正态分布，这严重限制了在任何SNR人口合成模型的模型参数的数量。简单的蒙特卡罗模拟表明，当SNR样本量小于600时，粒度分布与对数正态分布无法区分。这意味着这些SNR分布仅提供关于均值和方差的信息，仅当样本量大于$\sim{600}$ SNR时才产生附加信息。为了推断环境密度的参数，我们使用贝叶斯统计推断的假设下，SNR的演变是由Sedov相位占主导地位。特别地，我们使用SNR大小和爆炸能量来估计SNR祖细胞周围环境介质的均值和方差。我们发现SNR样本周围的平均ISM粒子密度为$μ_{\log{n}} = -1.33$，单位为每立方厘米粒子的$\log_{10}$，方差为$σ^2_{\log{n}} = 0.49$。如果从表面上解释，这意味着大多数SNR是由超新星在温暖的电离介质中传播造成的。然而，也有可能是SNR演变不是由简单的Sedov演变或SNR样本偏于温暖的电离介质（WIM）的主导。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Reliability and limitations of inferring birth radii in the Milky Way disk
恢复银河系中观测到的恒星的诞生半径是银河系考古学的最终目标之一。一种推断ISM金属丰度的诞生半径和演化的方法假设在任何给定的回顾时间ISM金属丰度与半径之间的线性关系。在这里，我们测试了这一假设的可靠性，通过使用4放大宇宙流体动力学模拟从NIHAO-UHD项目。我们发现，只有当恒星盘开始形成时，才能推断出精确的诞生半径，对于我们模拟的星系来说，这发生在~ 10 Gyr之前，与最近对银河系的估计一致。在稍后的时间，ISM金属丰度和半径之间的线性相关性增加，因为恒星运动变得更加有序，ISM金属丰度的方位角变化开始下降。中心棒的形成和合并的扰动可以分别增加内外盘的不确定性。
2022-05-03 astro-ph.GA
The Herschel Dwarf Galaxy Survey: I. Properties of the low-metallicity ISM from PACS spectroscopy
远红外线是星际介质物理条件的关键示踪剂，并正在成为整个宇宙星系的主力诊断。我们的目标是解释的差异和趋势，观察到的FIR线发射的矮星系相比，更富含金属的星系。我们目前的Herschel PACS光谱观测的CII 157 μ m，OI 63和145 μ m，OIII 88 μ m，NII 122和205 μ m，和NIII 57 μ m的精细结构冷却线在一个样本的48个低金属丰度恒星形成星系的保证时间关键计划矮星系巡天。我们将PACS线比率和线到LTIR比率与LTIR、LTIR/LB、金属丰度和FIR颜色相关联，并用多云辐射转移模型解释ISM条件和相填充因子方面观察到的趋势。我们发现，FIR线一起占高达3%的LTIR和恒星形成区主导的整体发射矮星系。与富含金属的星系相比，OIII/NII 122和NIII/NII 122的比值很高，表明辐射场很硬。在光解离区（PDR），CII/OI 63比略高于富金属星系，随着金属丰度的增加而略有增加，OI 145/OI 63比通常低于0.1，表明光学深度效应在探测尺度上应该很小。OIII/OI 63的比值可以作为电离气体/PDR填充因子的指标，在矮星系中发现比富含金属的星系高4倍。高CII/LTIR，OI/LTIR，和OIII/LTIR的比例，随着LTIR和LTIR/LB的增加而降低，被解释为中等FUV场和低PDR覆盖因子的组合。低金属丰度矮星系的I…
2015-02-10 astro-ph.GA
Radial Distribution Of ISM Gas-phase Metallicity In CLASH Clusters at z~0.35: A New Outlook On Environmental Impact On Galaxy Evolution
我们提出了第一个观察到的星系团规模的径向金属丰度梯度恒星形成的星系。我们使用凯克II望远镜上的DEIMOS摄谱仪观测了两个z~0.35的CLASH星系团：MACS 1115 +0129和RXJ 1532 +3021。基于我们测量的星系团中心半径为2.5 Mpc的恒星形成星系的星际介质（ISM）性质，我们发现星系金属丰度在MACS 1115 +01中作为投影的星系团中心距离（-0.15+/-0.08 dex/Mpc）的函数而减小。在质量-金属丰度关系（MZR）上，在一定的质量范围内，MACS 1115 +01中的恒星形成星系的金属丰度（~ 0.2dex）比本地SDSS星系偏高。相比之下，RXJ 1532 +30的MZR与当地对比样品一致。RXJ 1532 +30表现出双峰径向金属丰度分布，其中一个分支显示出与MACS 1115 +01相似的负梯度（-0.14+/-0.05 dex/Mpc），另一个分支显示出正径向梯度。RXJ 1532 +30中的正梯度分支很可能是由闯入星系或面内合并引起的，这表明星团尺度的丰度梯度探测了星团的子结构，从而探测了星团的动力学状态。最引人注目的是，我们发现，无论是径向金属丰度梯度，也不是从MZR的偏移是由恒星质量。我们将我们的观测结果与Rhapsody-G宇宙学流体动力学放大模拟的松弛星系团进行了比较，发现模拟的星系团也表现出负的丰度梯度，尽管斜率较浅（…
2016-10-11 astro-ph.GA
Large Metallicity Variations in the Galactic Interstellar Medium
星际介质（ISM）包括不同温度和密度的气体，包括电离的、原子的、分子的物质和尘埃颗粒。中性ISM由中性氢主导，电离分数高达8%。比氦重的化学元素的浓度（金属丰度）跨越银河系恒星的数量级，因为它们形成于不同的时间。相反，在传统的化学演化模型中，太阳附近的气体被认为是混合良好的，并且具有太阳的金属丰度。ISM的化学丰度可以准确地测量与紫外吸收线光谱。然而，尘埃贫化的影响，从可观察到的气相中去除部分金属并将其纳入固体颗粒，直到最近，还阻止了对ISM金属丰度的更深入研究。在这里，我们报告的尘埃校正的金属丰度的中性ISM测量对25颗恒星在我们的银河系。我们发现金属丰度的变化超过10倍（平均55 +/- 7%太阳能和标准差0.28 dex），包括许多低金属丰度的地区，低至~17%太阳能，可能更低。原始气体以高速云的形式落在圆盘上，可以引起数十pc尺度上观察到的化学不均匀性。我们的研究结果表明，这种低金属含量的吸积气体不能有效地混合到ISM中，这可能有助于我们了解附近同时代恒星的金属含量偏差。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
LYRA I: Simulating the multi-phase ISM of a dwarf galaxy with variable energy supernovae from individual stars
我们介绍了LYRA项目，一个新的高分辨率星系形成模型的框架内建立的宇宙流体动力学移动网格代码AREPO。该模型可将多相星际介质分解到10 K。它形成了从初始质量函数（IMF）中采样的单个恒星，并单独跟踪它们的寿命和死亡路径。在流体动力学计算中，考虑了单个超新星爆炸波与周围星际介质的相互作用。在本文中，我们提出的方法，并应用该模型的$10^{10} M_{\odot}$孤立晕。我们证明，大多数超新星是Sedov解决在我们的基准气体质量分辨率$4 M_{\odot}$。我们表明，我们的SN反馈处方自洽地产生一个热相内的ISM，驱动显着的外流，降低气体密度和抑制恒星形成。聚集的SN在增强反馈的有效性方面发挥着重要作用，因为大多数爆炸发生在低密度材料中。考虑到SN能量的变化，反馈可以直接响应恒星演化。我们表明，ISM是敏感的空间分布的能量沉积。它强烈地影响外流行为，将质量负载减少2-3倍，从而使星系保留更高比例的质量和金属。LYRA使人们有可能直接在矮星系和更高质量星系的宇宙学（变焦）模拟中使用全面的多物理ISM模型。
2021-02-25 astro-ph.GA
Numerical studies on the link between radioisotopic signatures on Earth and the formation of the Local Bubble. I. 60Fe transport to the solar system by turbulent mixing of ejecta from nearby supernovae into a locally homogeneous ISM
在深海地壳和沉积物中发现半衰期为百万年的放射性核素，如Fe 60，为确定附近超新星的日期和位置提供了独特的可能性。我们想定量地确定，60 Fe的增强是几颗超新星的结果，这些超新星也是我们银河系栖息地本地气泡形成的原因。我们进行了三维流体动力学自适应网格细化模拟（分辨率下降到subparsec尺度）的本地气泡和相邻的循环I超级气泡在不同的均匀，自引力环境。为了建立局部和圈I超泡，我们考虑了产生核心坍缩超新星爆炸的时间序列和位置，这些爆炸是从某些恒星运动群的死亡成员的质谱中得出的。60 Fe的释放及其随后的超级气泡空腔内的湍流混合过程是通过被动标量，其中衰变的放射性同位素的产率根据最近的恒星演化计算进行调整。该模型能够再现的时间和强度的60 Fe过剩观察到相当高的精度，提供的外部密度不超过0.3 cm-3的平均值。因此，这里提出的两个最佳拟合模型是用模仿经典的热电离和热中性介质的背景介质获得的。我们还发现，（凝结在尘埃颗粒上）可以通过两种物理机制传递到地球：要么是通过单个快节奏的超新星爆炸波，由于局部气泡外壳的反射，这些爆炸波有时甚至会穿过地球轨道两次，要么是通过局部气泡本身的超壳，一次性注入所有以前超新星的60 Fe含量，但是在更长的时间范围内。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of the radial ISM metallicity gradient in the Milky Way disk since redshift $\approx 3$
本研究通过修正恒星形成区宽度的时间演化，改进了银河系盘星际介质金属丰度梯度历史的恢复，降低了误差，并揭示了并合事件影响及恒星迁移机制，为选择银河系类似体提供约束。
2024-10-22 astro-ph.GA
Inside-out versus Upside-down: The Origin and Evolution of Metallicity Radial Gradients in FIRE Simulations of Milky Way-mass Galaxies and the Essential Role of Gas Mixing
本研究利用 FIRE-2 模拟解释银河系质量星系金属丰度径向梯度随时间变陡的原因，指出气体金属径向混合减弱及盘的由上而外增长比由内而外增长更关键。
2024-10-28 astro-ph.GA
SILCC -- IX. The multi-phase interstellar medium at low metallicity
本研究通过FLASH代码开展磁流体动力学模拟，探究不同金属丰度下星际介质的性质，发现金属丰度降低会显著改变恒星形成率、气体相态分布等，明确了气相金属丰度对恒星形成星际介质的重要作用。
2025-07-10 astro-ph.GA
ISM excitation and metallicity of star-forming galaxies at z~3.3 from near-IR spectroscopy
我们研究了$3 \lesssim z \lesssim 3.7$上41个正常恒星形成星系的恒星质量、恒星形成率（SFR）、电离态和气相金属丰度之间的关系。气相氧丰度，电离参数，电离气体的电子密度来自与Keck/MOSFIRE获得的近红外光谱上测量的静止帧光学强发射线。通过光谱能量分布拟合，我们去除了宽带通量中这些强发射线的影响来计算恒星质量，而SFR来自于尘埃校正的紫外光度。电离参数与特定的SFR弱相关，但电离参数和电子密度与其他全球星系性质，如恒星质量，SFR和金属丰度不相关。$z\simeq3.3$的质量-金属丰度关系（MZR）表明，在相同的恒星质量下，其金属丰度比$z=0$低$\simeq 0.7$ dex。我们的样本显示了从局部定义的质量-金属丰度-SFR关系中偏移了$\simeq 0.3$ dex，这表明简单地将这种关系外推到更高的红移可能会预测MZR的不正确演化。此外，在不确定性，我们发现没有SFR金属丰度的相关性，这表明SFR在控制金属丰度在高红移的作用不太重要。最后，我们使用Lilly等人（2013）的模型研究了MZR的红移演化，发现观测到的从$z=0$到$z\simeq3.3$的演化可以通过假设恒星形成效率的弱红移演化的模型来解释。
2016-02-08 astro-ph.GA
3D MHD simulations of the supernova remnant CTB 109
我们研究的超新星遗迹（SNR）CTB109使用三维磁流体动力学模拟的演变和排放。信噪比在介质中的演化被一个平面界面分为两种不同的密度和压力平衡的介质。结果表明，当超新星爆发发生在低密度介质中，且星际磁场（ISMF）几乎均匀时，会形成具有CTB 109特征的超新星遗迹。最后，我们得出结论，准平行机制可以解释亮度同步辐射和投影ISMF的位置角在以前的工作中报道。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity Measurements of Gamma-Ray Burst and Supernova Explosion Sites: Lessons from HII regions in M31
我们研究了如何小尺度（$<$ \，kpc）变化的金属丰度在一个星系内，这是在附近的星系中发现的，影响的观测估计的金属丰度在爆炸现场的瞬态事件，如核心坍缩超新星（CC SNe）和伽马射线暴（GRB）。假设\ion{H}{ii} \区域（以下简称HIIR）的亮度、金属丰度和空间分布与M31中观测到的相同，我们计算出当目标区域的光谱与周围HIIR的光谱在典型空间分辨率的长度尺度内混合时，我们将获得的表观金属丰度。当光谱学的空间分辨率为$\lesssim$ 0. 5\，kpc时，我们发现表观金属丰度反映了目标区域的金属丰度，但在某些情况下存在显著的系统不确定性。当空间分辨率为$\gtrsim$ 1.0 kpc时，无论目标区域（其金属丰度范围很宽，M31 HIIR的金属丰度范围为$\sim$ 0.6 dex）如何，我们总是获得与M31 HIIR的平均金属丰度相似的表观金属丰度。考虑到用$\gtrsim$ \，kpc尺度分辨率测量的表观金属丰度并不一定反映恒星爆炸的直接环境，目前对某些长GRB宿主星系的高金属丰度的观测估计不排除长GRB只诞生于低金属丰度环境的假设。
2015-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Does Metallicity Affect the Gas and Dust Properties of Galaxies?
比较大范围的贫金属星系与正常的富金属星系的ISM特性，揭示了显着的差异。我们发现，低尘埃丰度和活跃的恒星形成相结合，导致一个非常多孔的ISM充满硬光子，加热矮星系中的尘埃整体温度高于其金属丰富的同行。这导致分子云的光解离到更大的深度，留下相对较大的PDR信封和难以检测的CO核心。从详细的建模的低金属ISM，我们发现显着的分数的CO-暗H2 -一个水库的分子气体不跟踪CO，但目前在[CII]和[CI]发射信封。对中性和电离气体诊断以及尘埃SED的自洽分析是揭示星系多相结构的必要途径
2016-03-15 astro-ph.GA
Supernova-regulated ISM -- V. Space- and time-correlations
我们将相关分析应用于超新星驱动的星际介质（ISM）中的随机场的数值模拟与发电机作用产生的磁场。我们解决的热磁流体动力学（MHD）方程的剪切，笛卡尔框代表的ISM的局部区域，受到热量和动能注入超新星爆炸，和参数化的光学薄辐射冷却。我们分别考虑ISM的冷、暖和热相;分析主要考虑热气体，它占据了该域的大部分。不同的物理变量在暖相有不同的相关长度：$40 pc$、$50 pc$和$60 pc$分别对应于中平面上的随机磁场、密度和速度。随机速度的相关时间与涡流周转时间相当，大约为$10^7 yr$，尽管在恒星形成率较高的区域可能会更短。随机磁场是各向异性的，其分量$b_x/b_y/b_z$的标准偏差在中平面中具有近似的比率$0.5/0.6/0.6$。这种各向异性是由于星系差异自转引起的整体速度剪切和星系晕的局部不均匀外流造成的。法拉第深度沿$z$轴的相关长度$120 pc$大于电子密度$60 - 90 pc$和垂直磁场$60 pc$的相关长度.这种比较可能对视线的取向敏感。同步辐射强度结构函数的不对称性随尺度的增大而迅速增大。这一特征隐藏在功率谱分析中，这可能会破坏功率谱对星际湍流详细研究的有用性。
2017-10-25 astro-ph.GA
Modeling molecular hydrogen in low metallicity galaxies
本文通过含辐射转移和非平衡H$_2$模型的星际介质模拟，揭示了低金属丰度下分子氢形成受抑制的规律，并提出了更精确的$f_\mathrm{H_2}$拟合公式，可用于矮星系和高红移星系的分子气体建模。
2023-10-16 astro-ph.GA
The impact of magnetic fields on the chemical evolution of the supernova-driven ISM
我们提出了三维磁流体动力学模拟的自引力星际介质（ISM）在一个周期性的（256 pc）$^3$盒的平均数密度为0.5厘米$^{-3}$。在固定的超新星爆发速率下，我们研究了不同初始磁场强度（0，$6\times 10^{-3}$，0.3，3 $μ$ G）下的多相ISM结构，H $_{2}$分子的形成和密度-磁场标度.所有的磁流在质量加权场强为$\sim$ 1 $-$ 3 $μ$ G时饱和，但ISM结构明显不同。随着初始场强的增加（从$6\times 10^{-3}$到3 $μ$ G）模拟开发了具有更均匀密度和温度结构的ISM，随着质量的增加（从5%到85%）和体积填充分数（从4%到85%）温暖（300 K $<$ T $<$ 8000 K）气体，随着热气体的体积填充分数（VFF）从$\sim$ 35%降低到$\sim$ 12%（T $> 10^5$ K）和H $_{2}$质量分数降低（从70%到$<$ 1%）。同时，其中磁压力占主导地位的气体的质量分数增加了10倍，从0.07（对于$6\times 10^{-3}$ $μ$ G的初始场）到0.7（对于3 $μ$ G的初始场）。在所有的模拟，但最高的初始场强的自重力促进致密气体和H $_{2}$的形成，但不改变任何其他趋势。我们得出结论，磁场的ISM的多相，化学和热结构上有显着的影响，并讨论了潜在的影响和模型的局限性。
2016-11-02 astro-ph.GA
Classifying structures in the ISM with Support Vector Machines: the G16.05-0.57 supernova remnant
我们应用支持向量机-机器学习算法-在星际介质的结构分类的任务。作为一个案例研究，我们提出了一个位置-位置的速度数据立方体的12 CO J=3- 2的排放对G16.05-0.57，超新星遗迹，背后的M17分子云。尽管这两个物体在位置-位置-速度空间中部分重叠，但这两个结构可以很容易地通过眼睛基于其不同的形态来区分。支持向量机算法能够推断出这些形态上的区别，并以>90%的准确度将单个像素与每个对象相关联。这个案例研究表明，类似的技术可能适用于分类ISM中的其他结构-一个任务，迄今为止已被证明是难以自动化。
2011-07-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Size distribution of supernova remnants and the interstellar medium: the case of M33
超新星遗迹（SNRs）的大小分布可以帮助澄清其演化和与星际介质（ISM）相互作用的各个方面。由于观测到的SNR样本是在ISM的不同条件下演化的具有非常不同的年龄和起源的对象的集合，因此可以使用统计蒙特卡罗方法来模拟它们的统计分布。基于非常一般的假设的演变，我们模拟了样本的信噪比在不同的初始和环境条件下，然后与观察到的集合的信噪比进行比较。在SNR的演变中，考虑了ISM的压力，这决定了它们的最大尺寸和寿命。在比较模拟分布和观测分布时，具有不受选择效应影响的同质观测数据是非常重要的。我们发现，如果我们选择硬度比在有限值范围内的X射线SNR，则最近发表的M33中SNR的集合（Long等人，2010，ApJS，187，495）满足这一要求。对于$\sim\ 90%$的M33中ISM（含$n_{\rm H}\sim 0.2-0.5~ \rm {cm}^{-3}; T \sim 8000-10000~K $的部分电离气体）暖相的体积填充因子，SNR的这一子集的分布与建模SNR的子集的分布之间达到了极好的一致。用这种方法构造的统计分布实际上再现了观测到的信噪比的所有统计特性，使我们能够获得M33的一个重要参数：出生率是每$ {140} - {150}$年一个信噪比，激波马赫数为$M_{s} \geq 2$的信噪比的总数大于$\sim 1000$。
2013-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
The impact of cosmic ray heating on the cooling of the low-metallicity interstellar medium
本研究通过磁流体动力学模拟发现，在低金属丰度星际介质中，宇宙射线加热可主导光电加热，均匀CR电离率会抑制或延迟恒星形成，而可变CR电离率下恒星主要形成于低加热率的原始区域。
2025-01-30 astro-ph.GA
Supernova-regulated ISM: the effects of radiative cooling and thermal conductivity on the multi-phase structure
研究了超新星加热和随机扰动下星际介质的流体力学状态。我们使用一个三维非理想的流体动力学ISM模型在一个域中延伸0.5 × 0.5千秒差距水平和2千秒差距垂直探索多相，湍流ISM的各种物理和数值效应的相对重要性。我们包括I型和II型SNe，后者只发生在密集地区。首先，我们调查的热不稳定性在300-6100 K的温度范围内的作用，比较两种不同的冷却功能，一个容易受到不稳定性，其他稳定的结果。系统中热不稳定性的存在主要表现为气体避免相关温度范围的趋势，因为它快速地朝着更冷或更热的相发展。然而，这两种冷却功能的致密结构的形成似乎是由膨胀和碰撞的超新星遗迹主导的，而不是由热不稳定性主导的。由于我们需要包括一个有限的热传导系数来解决我们的均匀网格的热不稳定性，我们也探讨了改变普朗特数对系统的影响。纯粹的发散SN强迫被发现产生显着的涡量。相对涡度约为0.6-0.7的最高普朗特数的探索，Pr=40，并观察到减少几乎由一个因素的两倍，最低普朗特数的研究，Pr=1。旋转规律与角速度减少或增加向外的调查，使我们能够分开的贡献，由于旋转和剪切的动力学螺旋度。当角速度向外减小时，这两种贡献部分相互抵消，导致净螺旋度较小。
2013-12-03 astro-ph.GA
Near-infrared [FeII] and H2 line mapping of the supernova remnant IC443 with the IRSF/SIRIUS
利用IRSF/SIRIUS的近红外[FeII]和H2线映射结果，研究了银河系超新星遗迹IC 443周围激波与星际介质相互作用的性质.在目前的研究中，我们新进行了H2 1-0 S（1）和2-1 S（1）线映射与窄带滤波器调整这些线，覆盖整个残余（30'x35'）。结合[Fe II]线图，我们的结果表明，H2线发射在南部区域明显，而[Fe II]线发射则遍布整个遗迹，这表明慢震和快震分别通过南部区域和整个遗迹传播。特别是，H2线的发射是相对较强的[Fe II]线的发射在西南地区，其中TeV的伽马射线发射检测。由于强烈的H2线发射表明致密的ISM占据主导地位，因此这一结果支持了伽马射线发射可能是通过宇宙射线质子与西南壳致密的ISM之间的强烈相互作用产生的假设。我们还发现，H2和[Fe Ⅱ]线的排放量在同一地区显示出反相关的空间分布，这表明存在cluphilism。IC 443周围ISM的这种团簇形态可能有助于宇宙射线质子与大量ISM质子有效地相互作用。
2020-06-15 astro-ph.GA
Absorption line abundances in the SMC-like galaxy UGC 5282: evidence for ISM dilution from inflows on kiloparsec scales
本文给出了类星体SDSS J095109.12+330745.8（$z_{em} = 0.645$）的HST宇宙起源摄谱仪（COS）谱，它的视线穿过了类SMC矮星系UGC 5282（$M_B = -16.0$，$cz = 1577$ km s $^{-1}$），从该星系中央HII区投影1.2 kpc.在UGC 5282的红移处检测到阻尼的Ly $α$（DLA）吸收，其中$\log$ [ $N$（HI）cm $^{-2}\:$ ] = 20.89 $^{+0.12}_{-0.21}\:\:$。对伴随的SII、PII和OI金属线进行分析，得到中性气体金属丰度$Z_{HI}$为[S/H] $\simeq$ [P/H] $= -0.80\pm0.24$。来自中央HII区的电离气体$Z_{HII}\:$的金属度，从其发射线测量为[O/H] $= -0.37\pm0.10$，与$Z_{HI}\:$相差$+0.43\pm 0.26$。这种差异$δ$与其他恒星形成星系中的HII区域一致，并支持恒星形成区域附近的电离气体系统性地显示出比星系中性星际介质（ISM）其余部分更高的金属丰度。在UGC 5282（和其他恒星形成星系）中发现的$δ$正值可能是由于来自星系际介质的低金属量气体与星系的ISM混合在kpc尺度上。该模型也是一致的，与广泛的Ly $α$发射检测到在底部的DLA吸收，偏移$\sim 12…
2020-03-30 astro-ph.GA
SILCC VI -- Multi-phase ISM structure, stellar clustering, and outflows with supernovae, stellar winds, ionising radiation and cosmic rays
我们提出了模拟的多相星际介质（ISM）在太阳附近的条件下，包括热和非热ISM过程，团簇形成，并从大质量恒星的反馈：恒星风，氢电离辐射计算与新的TreeRay辐射转移方法，超新星（SN），和注入的宇宙射线（CR）。N体动力学计算与四阶Hermite积分。我们系统地研究了恒星反馈对磁场、CR平流和扩散以及非平衡化学演化的自引力ISM的影响。SN-唯一的反馈结果在非常高的星团质量，双峰分布的环境SN密度，和低体积填充因子（VFF）的温暖的气体，通常与当地条件不一致的强烈集群的恒星形成。早期的辐射反馈阻止了最初的星暴，减少了星团质量和外流率。此外，恒星形成率表面密度的$Σ_{\dot{M}_\star} = 1.4-5.9 \times 10^{-3}$ $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，VFF $_\mathrm{warm} = 60-80$百分比以及热，动力学，磁，宇宙射线能量密度的模型，包括所有的反馈机制，符合观测的限制。在短，1亿年，这里研究的时间尺度，CR只有适度的影响，恒星的形成和多相气体结构，并导致较冷的流出，如果存在。我们的模型表明，在低气体表面密度SN-唯一的反馈只捕捉到一些特点的恒星形成ISM和流出/流入有关调节恒星的形成。相反，恒星的形成在星团尺度上受到来自星团中大质量恒星的辐射和风的调节，…
2021-03-29 astro-ph.GA
New ALMA constraints on the star-forming ISM at low metallicity: A 50 pc view of the blue compact dwarf galaxy SBS0335-052
低金属量星系的冷星际介质的性质并不为人所知，这是因为它们的辐射微弱且尺度极小。我们提出了深ALMA波段6（230 GHz）附近，低金属量（12 + log（O/H）= 7.25）的蓝色致密矮星系SBS 0335 -052的观测，在前所未有的分辨率为0.2角秒（52 pc）。未探测到12 CO J=2-1谱线，我们报告LCO（2-1）的3 σ上限为3.6x10^4 K km/s pc ^2。假设分子气体在给定的耗尽时间（范围为0.02 ~ 2 Gyr）内转化为恒星，我们发现CO转化为H2的转换因子α_CO的下限在10^2-10^4 Msun pc^-2（K km/s）^-1之间。在两个主要的超级星团上探测到并分辨出连续辐射。重新分析的红外无线电光谱能量分布表明，毫米通量不仅是自由的自由发射，但最有可能也与一个冷的尘埃成分与最亮的集群的位置相一致。根据标准的尘埃性质，我们估计它的质量高达10^5兆太阳。线和连续体的结果表明，存在一个大型的冷气藏看不见的CO，即使与ALMA。
2017-04-07 astro-ph.GA
Modelling the supernova-driven ISM in different environments
我们使用流体动力学模拟在一个$(256\;{\rm pc})^3$周期盒模型的影响，超新星（SN）爆炸的多相星际介质（ISM）的初始密度$n = 0.5-30$ cm $^{-3}$和SN率$1-720$ Myr $^{-1}$。我们包括辐射冷却，扩散加热，和使用化学网络的分子气体的形成。SNe在随机位置爆炸，在密度峰值爆炸，或两者兼而有之。我们进一步提出了一个模型，结合热能的解决和未解决的SNe的动量输入。在高SN速率下的随机驱动导致热气体（$T\gtrsim 10^6$ K）填充体积的$> 90$ %。这种气体达到高压（$10^4 < P/k_\mathrm{B} < 10^7$ K cm $^{-3}$），这是由于热的低密度介质中的SN爆炸和周期盒中的限制的组合。这些压力使气体从两相平衡移动到单相，冷却曲线的冷分支。分子氢占质量（$>50$ %）的主导地位，存在于小而致密的团块中。这样的模型可能类似于高红移星系中的致密ISM。峰值驱动导致巨大的辐射损失，产生几乎没有热气体和小分子氢质量分数（$\ll 1$ %）的非稳态ISM。改变峰值与随机SNe的比率产生两个极端之间的ISM特性，对于相等的贡献具有急剧的过渡。在所有情况下，HI中的速度弥散保持为$\lesssim 10$ km s $^{-1}$。对于峰值驱动的速度分散在H $_α$可以高达$70$公里秒$^{-1}$由于年…
2015-03-08 astro-ph.GA
Dust evolution in a supernova interacting with the ISM
利用三维多流体流体动力学模拟区分超新星注入尘埃与星际原有尘埃，研究其在不同环境密度下的破坏，并约束大颗粒尘埃向星际介质的输送质量。
2023-12-08 astro-ph.GA
Three-phase Interstellar medium in Galaxies Resolving Evolution with Star formation and Supernova feedback (TIGRESS): Algorithms, Fiducial model, and Convergence
我们介绍了TIGRESS，一个新的框架，多物理场数值模拟的恒星形成的星际介质（ISM）的雅典娜MHD代码实现。TIGRESS的算法旨在空间和时间上解决关键的物理特征，包括：（1）气体的引力坍缩和持续的吸积导致了星团中的恒星形成，（2）超新星（SNe）的爆炸既发生在它们的祖先诞生地附近，也发生在失控的OB星上，相对于恒星形成的时间延迟由星族合成决定，（3）在冷却开始之前SN残留物的显式演化，这导致了热ISM的产生，（4）ISM的暖相和冷相的光电加热，其跟踪来自年轻星团人口的随时间变化的环境FUV场，（5）大尺度星系差异旋转，这导致行星运动并剪切出过密结构，限制了大规模的引力坍缩，（6）磁场的精确演化，这对于ISM盘的垂直支撑以及角动量输运是重要的。我们提出了新实现的物理模块的测试，并展示了TIGRESS在代表太阳邻域环境的基准模型中的应用。我们使用分辨率的研究，以证明收敛和评估所需的最低分辨率dx正确恢复几个ISM属性，包括恒星形成率，风的质量损失率，磁盘规模的高度，湍流和Alfvenic速度色散，和体积分数的温暖和热的阶段。对于太阳邻域模型，所有这些ISM属性都收敛于dx <= 8pc。
2017-08-08 astro-ph.GA
Non-thermal radio supernova remnants of exiled Wolf-Rayet stars
银河系中相当一部分大质量恒星（> 8 Mo）从它们的母星团中被抛射出来，并以超音速方式穿过星际介质（ISM）离开。这些快速移动的恒星的风吹出不对称的气泡，从而创造了一个星周环境，在这种环境中，恒星最终会随着超新星爆炸而死亡。由此产生的残骸的形态在很大程度上取决于已不复存在的祖星的星周介质。在本文中，我们提出了2D磁流体动力学模拟调查的ISM磁场的形状上的超新星遗迹的35 Mo星演变通过沃尔夫-拉叶阶段和运行速度分别为20和40公里/秒的影响。7 microG的环境磁场足以改变膨胀的超新星冲击波阵面的性质，特别是可以防止膨胀结构的形成。在超新星爆发之前，星周介质中的压缩磁场稳定了风泡尾部的风/ISM接触不连续性。其结果是，在超新星冲击波传播的遗迹内部区域，喷出物和风物质的混合效率降低。同步辐射的辐射转移计算表明，非热射电辐射具有反映Wolf-Rayet前身星核坍缩超新星遗迹不对称性的特征。我们的模型是定性一致的几个残留的高质量的祖先，即双边G296.5+10.0和壳型残留CTB 109和Kes 17，分别无线电外观。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Superluminous supernova progenitors have a half-solar metallicity threshold
宿主星系的性质对超亮超新星的恒星祖先提供了强有力的限制。通过比较19个低红移（z < 0.3）超亮超新星宿主与本地宇宙中星系群的样本，我们发现亚太阳金属丰度似乎是一个要求。所有的超亮超新星在高测量气相金属丰度的主机被发现在大的银河中心半径爆炸，这表明在爆炸现场的金属丰度可能低于综合主机值。我们发现，超亮超新星宿主的恒星形成率并不总是高于相同质量的典型恒星形成星系。然而，我们确认，高的绝对比恒星形成率是超亮超新星宿主星系的一个特征，但解释这仅仅是一个结果的反相关性气相金属丰度和特定的恒星形成率和正在进行的恒星形成的要求，以产生年轻的，大质量的恒星大于~ 10-20 M_sol。基于我们的样本，我们提出了形成超亮超新星祖先的上限为~ 0.5 Z_sol（假设N2金属丰度诊断和太阳氧丰度为8.69）。最后，我们表明，如果磁星供电的极端亮度的来源，那么所需的初始自旋似乎与宿主星系的金属丰度。这种相关性需要进一步的研究，但如果它成立，它将是超新星参数和祖先人口性质之间的有力联系。
2017-05-23 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. II. The mean magnetic field
利用三维非理想可压缩MHD模拟方法研究了旋涡星系星际介质中磁场的起源和结构，包括星系重力场的分层、差异旋转和辐射冷却。一个大小为1x 1x 2 kpc^{3}的矩形区域横跨银河系中面的两侧。超新星爆炸驱动跨音速湍流。种子磁场以指数方式增长以在1.6 Gyr内达到统计稳定状态。在Germano（1992）之后，我们使用具有高斯核的体积平均来将磁场分离成平均场和波动。这样的平均并不满足所有的雷诺法则，但允许平均场论的公式化.这样得到的平均场在空间和时间上都是变化的。平均场和涨落场的增长率不同，两个元素之间有明显的尺度分离，其积分尺度分别约为0.7 kpc和0.3 kpc。
2012-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The momentum budget of clustered supernova feedback in a 3D, magnetised medium
虽然许多作者已经研究了由成团超新星驱动的超级气泡的演化，但由此产生的径向动量产额是不确定的，其数量级取决于计算方法和周围星际介质（ISM）的假设性质。在这项工作中，我们研究这些差异的起源，并寻求确定一个均匀的ISM正确的动量预算。我们进行了3D流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）模拟集群超新星爆炸，使用拉格朗日方法和检查收敛的分辨率。我们发现，由集群超新星驱动的壳的终端动量主要是由热，冷阶段之间的接触不连续的混合率，这种能量混合率是由数值扩散，即使在最高的分辨率，我们可以完成，0.03 $M_\odot$占主导地位。磁场也降低了混合率，因此在相同的分辨率下，MHD模拟产生的动量比HD模拟更高。因此，我们只得到了一个较低的限制，从集群超新星的动量产量。结合我们以前的一维结果，它提供了一个上限，因为他们几乎不允许跨接触不连续混合，我们得出的结论是，在一个均匀的ISM从集群超新星每个超新星的动量产额之间的界限$2\times 10^5$和$3\times 10^6$ $M_\odot$公里秒$^{-1}$。简单同质ISM的收敛值仍然难以捉摸。
2019-02-06 astro-ph.GA
Supernova Feedback in an Inhomogeneous Interstellar Medium
超新星反馈是形成星系星际介质的关键过程之一。SNe有助于（在某些情况下可能占主导地位）驱动ISM中的湍流和加速银河风。现代宇宙学模拟有足够的分辨率来捕捉星系ISM中的主要结构，但通常仍然无法明确解决所有的小尺度恒星反馈过程，包括超新星遗迹（SNRs）的膨胀。我们进行了一系列的控制三维流体动力学（自适应网格细化）模拟的单个SNR扩展在一个不均匀的密度场与统计的湍流ISM的动机。我们用这些来量化的动量和热能注入SNe作为空间尺度和密度，金属丰度和周围介质的结构的函数。我们开发了一系列的分析公式，我们适合模拟。这些公式可以作为一个更有预测性的亚分辨率模型的基础上SN反馈星系形成模拟。然后，我们使用多个，随机驱动的SNE，解决SNR的关键阶段的模拟测试的次分辨率模型，并表明它准确地捕捉湍流动能和热能在ISM。相比之下，在文献中提出的SN反馈模型的基础上“延迟冷却”显着overpredict晚的时间热能和动量的SNR。
2016-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
α-element enhancements in the Magellanic Interstellar Medium: evidence for recent star formation
本文通过分析大、小麦哲伦云中性星际介质中多种离子的柱密度，发现普遍存在α元素增强和Mn低丰度，表明约1 Gyr内的恒星形成爆发通过核坍缩超新星富集了星际介质，并测定了与热星基本一致的中性气体金属丰度。
2024-01-15 astro-ph.GA
Spectrum of the Supernova Relic Neutrino Background and Metallicity Evolution of Galaxies
计算了过去恒星坍缩（包括黑洞形成）中超新星遗迹中微子（SRN）背景谱。在星系金属丰度演化的基础上，考虑了黑洞形成率与红移的关系。假设失败的超新星祖先的质量和金属丰度的范围内，它们对SRN的贡献是定量估计的第一次。利用该模型，研究了宇宙星形成率密度、激波恢复时间和状态方程对SRN的影响。激波恢复时间作为一个参数，应取决于仍然未知的核心坍缩超新星的爆炸机制。研究了超新星破裂对状态方程的依赖性，超新星的坍缩动力学和中微子发射都受到影响。研究发现，SRN的低能谱主要由宇宙恒星形成率密度决定。这些低能量事件将在超级神冈实验中观察到钆负载水。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
