The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
A Semi-Analytical Line Transfer (SALT) Model III: Galactic Inflows
我们提出了计算的紫外光谱所产生的散射光子的气体落在各向同性辐射源。该模型基于Scarlata & Panagia（2015）的半分析线转移（SALT）代码的改编，旨在解释部分电离星系流入光谱中观察到的逆P-Cygni轮廓。除了呈现模型之外，我们还探索了流入SALT模型的参数空间，并重新创建了各种物理动机的场景，包括球形流入，覆盖分数小于1的流入和银河喷泉（即，银河系的流入和流出的组成部分）。由此产生的光谱从流入的气体显示的光谱特征，可能被误解为ISM功能在低分辨率光谱（$σ\approx 120$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$），这表明，总数量的星系系统的流入被低估。我们的模型表明，可以用8米级望远镜获得的中等分辨率（$R = 6000$或$σ\approx 50$ $\rm{km }$ $\rm{s}^{-1}$）的观测将能够解决识别流入所需的特征性逆天鹅座P剖面。
2022-09-29 astro-ph.GA
The Direct Detection of Cool, Metal-Enriched Gas Accretion onto Galaxies at z ~ 0.5
我们报告的发现冷气体流入到六个恒星形成星系的红移z ~ 0.35 - 1。在Keck/LRIS光谱中对该样品的MgII和FeII共振线吸收的分析显示，在六个物体中的五个中，速度变化为80 - 200 km/s，流入气体的等效宽度>~ 0.6 Ang。宿主星系的恒星形成率范围很广（SFR ~ 1 - 40 Msun/yr），恒星质量与银河系相近（log M */Msun ~ 9.6 - 10.5）。哈勃太空望远镜高级巡天照相机的图像显示，六个星系中有五个具有高度倾斜（i > 55度）的盘状形态。这些数据代表了第一次明确的检测流入孤立的，恒星形成星系在遥远的宇宙。我们认为，流入是由于从矮卫星和/或星系内的星系喷泉的富集材料的下落。假设物质已富集到0.1Z_sun，其物理范围近似等于星系的物理范围，我们推断其中四个系统的质量流入率为dM_in/dt >~ 0.2 - 3M_sun/yr。最后，从比较这些吸收线的Mg II和Fe II的吸收在一个更大的光谱样本的约100个对象的配置文件，我们测量的覆盖率至少为6%的冷流入，但不能排除存在的丰富的infall到这些星系多达40。
2011-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the physical properties of gas accreting to haloes in the EAGLE simulations
宇宙气体流入晕，虽然具有直接观察和量化的挑战，但在星系的重子循环中起着重要作用。使用EAGLE套件的流体动力学模拟，我们提出了一个彻底的探索气体吸积到晕的物理特性-即，它的空间特征，密度，温度和金属丰度。基于$10^{5.5}{\rm K}$的温度切割将吸积分为“热”或"冷“，我们发现冷模吸积气体的覆盖分数（$f_{\rm cov}$）明显低于热模，$z=0$ $f_{\rm cov}$值分别为$\approx 50\%$和$\approx 80\%$。EAGLE中的活动星系核（AGN）反馈使流入的$f_{\rm cov}$值减少了$\approx 10\%$，流出减少了吸积流可用的立体角。分类流入的粒子的历史，我们发现，气体上的第一次落入到晕是金属贫化的$\approx 2$ ~dex相比，预处理的气体，我们发现模仿环银河系介质（CGM）的金属含量。我们还表明，高（低）晕尺度气体吸积率与金属贫（富）CGM在$10^{12}M_{\odot}$以下的晕，晕尺度气体吸积率的变化可能提供一个物理解释的增强散射在低（$\lesssim10^{9}M_{\odot}$）和高（$\gtrsim10^{10}M_{\odot}$）恒星质量的恒星形成的主序列。我们的研究结果强调了气体流入如何影响几个晕和星系尺度的属性，以及需要结合运动学和化学数据，以自信地打破CGM观测中吸积和传出气体之间的简并…
2021-04-13 astro-ph.GA
Resolving 3D Disk Orientation using High-Resolution Images: New Constraints on Circumgalactic Gas Inflows
我们约束气体流入速度在恒星形成的星系与颜色梯度一致，由内而外的磁盘增长。我们的方法结合了新的测量盘取向与先前描述的环星系吸收背景类星体光谱。两个量，一个位置角和一个轴比，描述了每个星系盘在天空中的投影形状，留下了一个关于短轴的哪一边向观测者倾斜的模糊性。关于盘的3D取向的这种简并性已经损害了先前测量气体流入速度的努力。我们提出了HST和凯克/LGSAO成像，解决了在红移$z\approx0.2$在五个星系的螺旋结构。我们确定了四个星系的磁盘倾角的符号，假设旋臂的旋转轨迹。我们的项目模型，在磁盘平面和圆形轨道上的每个类星体的视线径向下降。我们比较所得的视线速度观测到的速度范围内的Mg II吸收光谱的背景类星体，相交的磁盘平面在半径69和115千秒差距之间。对于两条视线，我们将最大径向流入速度限制为30-40 km s $^{-1}$。我们还排除了在一个视线径向流入的速度分量，这表明这些增长的磁盘结构的供应气体没有统一的覆盖因子。我们建议适当的选择标准，以建立更大的样本的星系-类星体对，产生的方向敏感的约束流入属性。
2019-11-18 astro-ph.GA
Galactic inflow and wind recycling rates in the EAGLE simulations
星系风循环的作用是星系演化中最大的未知数之一，因为循环对星系生长的任何贡献在很大程度上都随着第一次下落物质的流入率以及流出的气体和金属被赶出星系的速度而退化。我们目前的EAGLE宇宙学模拟项目的风回收效率的测量，利用大容量模拟，再现一个现实的星系人口的统计能力。我们研究风循环在晕尺度，即气体已被喷射超过晕维里半径，并在星系尺度，即气体已被喷射从ISM至少$\approx 10 \, \%$的维里半径（因此排除较小规模的星系喷泉）。银河系尺度的风循环通常是低效的，其特征返回时间尺度与哈勃时间相当或更长，并且其效率在$M_{200} = 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$的特征晕质量处明显达到峰值。相应地，EAGLE星系中被吸积的大多数气体是第一次坠落。在晕尺度上，再循环到晕上的效率与半解析星系形成模型所假设的值相差几个数量级。风力循环与其他流体动力学模拟的效率差异目前难以评估，但可能较小。我们能够表明，在EAGLE中，风循环对星系生长的贡献比其他一些模拟小。我们发现，累积的第一时间气体吸积率在维里半径减少相对于暗物质吸积的质量，$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$，表明有效的预防性反馈晕尺度的晕的期望。
2020-08-07 astro-ph.GA
The chemodynamical signature of coherent metal-poor inflow and enriched recycled accretion in the cool circumgalactic medium
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
研究通过结合逐云电离建模与星系旋转运动学，探讨星系际介质中金属丰度与方位角和角动量的关系，发现其金属丰度、运动学和电离特征与贫金属流入及再循环吸积有关，揭示重子循环对金属丰度和角动量的印记及CGM气体起源。
2026-07-17 astro-ph.GA
How Gas Accretion Feeds Galactic Disks
大量的观测表明，星系需要持续的气体供应来为恒星的形成提供燃料，并解释恒星形成的历史。然而，气体吸积的直接观测证据仍然很少。利用EAGLE宇宙流体动力学模拟软件包，我们研究了星系对冷气体的吸积以及冷气体运动学的观测特征。对于z=0.27的EAGLE星系，我们发现冷气体吸积到星系上的各向异性与典型的流入速度之间的20公里s $^{-1}$和60公里s $^{-1}$。这些星系中的大多数都有类似的质量流入率和恒星形成率，这意味着冷的流入气体可以解释维持星系恒星形成活动的原因。作为未来将冷气运动学与类星体视线观测测量结果进行比较的动力，我们选择了一个具有扩展冷气盘的EAGLE星系，并使用模拟类星体视线探测冷气。我们证明，通过观察盘的边缘，视线在方位角低于10 $^{\circ}$和碰撞参量到60 pkpc可以检测到冷气体，与星系盘共转。这个例子表明，延伸到光盘之外的冷气盘可能解释了在星系主轴附近检测到共转冷气的视线观测。
2019-03-15 astro-ph.GA
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Kanagawa University（神奈川大学）
该研究通过三维磁流体动力学模拟，展示了恒星盘中因磁场扭曲导致的非对称质量吸积现象，揭示了无需外部扰动即可形成复杂吸积结构的自然过程。
2026-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stochastic modelling of star-formation histories II: star-formation variability from molecular clouds and gas inflow
星系演化的一个关键不确定性是调节恒星形成的物理学，从与星系内分子云生命周期有关的小尺度过程到星系气体吸积等大尺度过程。我们研究的印记，这样的过程中的时间变化的恒星形成的分析方法跟踪星系的气体质量（“调节器模型”）。具体来说，我们量化的强度波动的恒星形成率（SFR）在不同的时间尺度上，即功率谱密度（PSD）的恒星形成的历史，并连接到气体流入和分子云的生命周期。我们表明，在一般情况下的PSD的SFR有三个突破，对应的相关时间的流入率，平衡的星系的气体库的时间尺度，和平均寿命的单个分子云。在长时间和中等时间尺度上（相对于星系的动力学时间尺度），PSD通常由流入速率的变化以及流出和气体耗尽之间的相互作用来确定。在短时间尺度上，PSD显示了与分子云的生命周期相关的附加分量，其可以由在高频率下具有$β\approx2$的幂律斜率的阻尼随机游走来描述，在平均云寿命附近具有中断。我们讨论了恒星形成的“突发性”在广泛的星系制度，研究星系的演化的主要序列脊线，并探讨我们的方法的适用性，了解恒星形成过程的云尺度上的星系集成测量。
2020-07-06 astro-ph.GA
An Introduction to Gas Accretion onto Galaxies
在整个宇宙中都可以找到气体吸积到星系上的证据。在本章中，我总结了这一过程的直接和间接特征，并讨论了主要来源。气体吸积的证据包括恒星形成率和星系的金属丰度，宇宙中冷气体含量随时间的演化，单个星系的许多间接指标，以及一些直接检测到的流入。星系际介质、卫星气体和反馈物质是气体吸积的主要来源。这些来源都得到了观测和模拟的支持，但燃料最终形成恒星的方法仍然模糊不清。
2016-12-01 astro-ph.GA
Satellite Infall and Mass Deposition on the Galactic Centre
我们模拟了一个2e5 Msun卫星星系落入我们银河系内部200秒差距的情况，以测试卫星是否会扰动先前在中央分子区（CMZ）稳定轨道上的气体，正如Lang等人（2013）所提出的那样。这个过程在大约1000万年前驱动了大量的气体流入，这是解释过去超大质量黑洞的高吸积率以及银河系内部秒差距内年轻恒星存在的必要条件。我们的流体动力学模拟显示，气体流入量要小得多，不足以产生上述效果。
2016-11-16 astro-ph.GA
Fueling AGN II: Spatially Resolved Molecular Inflows and Outflows
我们分析的2维分布和运动学的恒星，以及分子和电离气体在中央几百秒差距的5个活跃和5个匹配的不活跃的星系。Br-γ线的等效宽度表明它们的核中没有正在形成的恒星，尽管在活动星系中可能有最近（终止）的星爆。恒星的速度场没有表现出非圆运动的迹象，而1- 0 S（1）H_2运动学表现出明显偏离简单的圆旋转。在活动星系中，H_2运动学揭示了盘旋转叠加的流入和流出。在三个活动星系核中都观察到了稳态的环核流入，流体动力学模型表明环核流入可以由大尺度杆驱动。在五个活动星系核中的三个中，分子外流是空间分辨的。流出物被定向成使得它们与盘相交或具有靠近盘的边缘-这可能是流出物中的分子气体的来源。相对较低的速度意味着气体会落回盘上;并且在中等的流出速率下，它们只会对宿主星系产生局部影响。在两个不活跃星系中探测到H_2。这些表现出混乱的环核尘埃形态，并具有相对于主要气体成分反向旋转的分子结构，这可能导致在不久的将来气体流入。在我们的样本中，所有四个星系与混乱的尘埃形态在环核区域存在于中等密度的群体与10-15名成员的剥离气体吸积可以很容易地发生。
2014-07-09 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. I: Inflow, Star Formation, and Winds
我们提出了一个研究的气体循环和恒星形成的历史，在中央500 pc的银河系，被称为中央分子区（CMZ）。通过对我们银河系内部4.5千秒差距的流体动力学模拟，我们以完全自洽的方式跟踪气体循环，从由于银河系棒的气体径向流入开始，将这种气体引导到距离银河系中心约200 - 300秒差距的致密恒星形成环/流中，以及由恒星反馈提供动力的银河系外流。我们发现，在CMZ的恒星形成活动经历振荡爆发/淬火周期，与几十到几百万年，其特征是大致恒定的气体质量，但在恒星形成率的数量级变化。与目前观测到的CMZ恒星形成率相比，我们目前接近这个周期的最小值。恒星反馈驱动着银河系圆盘上主要是两相的风。暖相主导质量通量，并携带100 - 200%的气体质量转化为恒星。然而，这些气体中的大部分进入一个喷泉，并回落到光盘，而不是逃离银河系。热相携带大部分能量，时间平均能量流出率为超新星能量预算的10 - 20%。
2019-10-10 astro-ph.GA
Fast Inflow Directly Feeding Black Hole Accretion Disk in Quasars
类星体是高光度的活动星系核，被认为是由星际物质吸积到其中的超大质量黑洞（SMBH）上而提供动力的。观测到的大部分能量都释放在围绕SMBH的吸入气体的吸积盘中。预计将有大量燃料材料向内运输。然而，关于吸积盘是否以及如何被供给外部气体的基本问题仍然没有答案，因为迄今为止还没有清楚地观察到供给吸积盘的流入。在这里，我们报告的发现高度红移宽吸收线所产生的中性氢和氦原子在一个小样本的类星体。它们的吸收槽显示出从零开始连续向内延伸到高达$\sim 5,000$ km s $^{-1}$的宽范围的多普勒速度。因此，我们看到冷气流以径向向内的速度分量移动，跨越巨大的梯度-中央SMBH的重力加速度的结果。对原型天体SDSS J103516.20+142200.6的广泛的光电离建模表明，流入的气体是致密的、厚的和适度电离的，到SMBH的特征距离为$\sim 1,000$引力半径，可能与外部吸积盘重叠或接近。我们的研究结果提出了第一个令人信服的证据，证明长期寻求的流入直接喂养类星体的吸积盘与外部材料，可能来自尘埃环在秒差距尺度。我们的方法提供了一种新的工具来探测类星体中迄今为止难以捉摸的燃料流入。他们的研究可能有助于解决有关吸积物理，类星体活动的开始和维持以及大多数星系中心SMBH增长的一些基本问题。
2019-09-17 astro-ph.GA
Cold vs. Hot Gas Accretion and Angular Momentum in FIRE Simulations: From Halo to Galaxy Scales
Northwestern University（西北大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
利用高分辨率FIRE宇宙学模拟，系统研究星系周介质中的气体吸积和角动量，发现内CGM的维里化与入流气体温度相关，冷入流主导前维里化晕，热入流主导维里化晕，且冷入流比暗物质和热气体具有更高比角动量，但爆裂星系中冷入流未圆化，稳态星系中热入流圆化冷却形成盘状恒星。
2026-06-11 astro-ph.GA
GASP. VII. Gas accretion onto an isolated galaxy
理论上，流入的气体细丝是星系成长的主要原因之一。尽管如此，从观测上讲，探测正在进行的气体吸积是具有挑战性的。作为气体剥离现象的星系与MUSE（GASP）计划的一部分，我们提出了一个螺旋星系在z=0.04648的分析，其特征确实是一致的情况下，气体吸积起着重要作用。支持这一观点的最突出的间接证据是：1）星系是孤立的，它的位置排除了在稠密环境中预期的机制。2)它表现出明显的向西延伸的不平衡性。根据空间分辨的恒星形成历史，这个组成部分形成于小于6x10^8年前。3)它有许多大而细长的HII区域，这是由于磁盘不稳定而导致的碎片化的迹象。4)恒星和气体的运动学是围绕同一轴对称的，但在气体中，负速度的轨迹向东凸出，好像新的气体以不同的方向和速度下落。5)金属丰度分布是不均匀的，从中心到郊区，特别是在西南侧，显示出异常陡峭的梯度。6)亮度加权年龄一般较低（~8 Gyr），特别是沿着从西南向北穿过星系的轨迹（<7 Gyr）。它可能会追踪到吸积气体的路径。这些发现表明，气体流入可能来自银河系的西南侧。
2018-02-20 astro-ph.GA
Gas accretion onto galaxies and Kelvin-Helmholtz turbulence
在星系的生命周期中持续不断的恒星形成表明，低金属性气体正从环星系介质中稳定地流入。此外，大尺度结构形成的宇宙学模拟表明，气体是从星系形成的晕中吸积到星系上的。直接观测是困难的，但在最近几年的观测表明，气体流入从环星系介质。在这里，我们建议一个间接的观测探测：寻找大规模（超过几个千秒差距）的吸积造成的湍流。作为一个具体的例子，我们考虑吸积流与星系盘共面，并认为开尔文-亥姆霍兹湍流将产生。我们采用半解析模型的湍流，并推导出预期的湍流功率谱。后者被证明是一个独特的形状，可以与观测功率谱。作为一个说明性的例子，我们使用银河系的参数。
2022-07-18 astro-ph.GA
Understanding the Baryon Cycle: Fueling Star Formation via Inflows in Milky Way-like Galaxies
本研究利用 Arepo 与 SMUGGLE 模拟 9 个类银河系星系，揭示恒星反馈驱动的重子循环如何通过 CGM 气体垂直吸积与径向输送维持恒星形成。
2025-04-01 astro-ph.GA
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
Accretion onto supermassive and intermediate mass black holes in cosmological simulations
针对宇宙学模拟中黑洞吸积建模的动态范围和理论不确定性问题，提出简单灵活的参数化方法，结合贝叶斯正向建模，更新吸积处方并添加未解析吸积盘模型，揭示不同质量黑洞吸积差异及合并特征。
2025-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Overlapping Inflow Events as Catalysts for Supermassive Black Hole Growth
在模拟黑洞燃料的最大问题之一是我们缺乏对气体失去角动量并从星系尺度下降到核区域的过程的理解，在核区域形成吸积盘，随后引导气体流入黑洞视界。令人担心的是，在较大尺度下的气体可能仍然保持足够的角动量，并沉降到一个更大尺度的盘中，只有非常低的或没有流入来形成或补充内部吸积盘（在~0.01 pc尺度上）。在本文中，我们报告的流体动力学模拟的旋转下落的气体壳层的冲击在一个预先存在的，原始的大规模（~10 pc）盘周围的超大质量黑洞在不同的角度。目的是探索壳和盘之间的相互作用如何在接近黑洞影响范围的尺度上重新分配角动量。通过流体动力学冲击的角动量重新分布导致气体穿过内边界流入，使流入速率提高2-3个数量级以上。在所有的情况下，气体流入率的内部秒差距是高于在没有相互作用，和该区域中的流动的角动量的方向随着时间的变化，由于气体混合。翘曲圆盘或嵌套错位环的形成取决于下落的壳体相对于圆盘的角动量含量。在壳体几乎反向旋转的情况下，所产生的流的一部分沉降到内部致密盘中，该内部致密盘变得更容易受到质量传递的影响。
2013-12-22 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Constraining the high redshift formation of black hole seeds in nuclear star clusters with gas inflows
在本文中，我们探讨了黑洞种子形成的一种可能的途径，呼吁戴维斯，米勒和Bellovary谁认为的情况下，一个致密的恒星黑洞集群的动态崩溃的气体流入的模型。在这里，我们在广泛的宇宙学背景下探讨这个案例。工作假设是：（i）核星团在高红移下形成于暗物质晕中的前星系盘中，为恒星黑洞在其核心中的形成提供了合适的环境，（ii）由于生长盘中的不稳定性和/或与其他富含气体的晕合并，主要的中心气体流入这些星团，以及（iii）流入之后，由于势阱变陡，核心中的恒星黑洞避免了抛射，导致核心坍缩并形成$<~ 1000\, \rm M_\odot$的大质量种子。我们模拟了一个追踪暗物质晕和其中嵌入的重子的建立的宇宙学盒子，并用半解析模型探讨了星系团的演化。我们表明，这条路线是可行的，峰值在红移$z <~ 10$，并发生在伴随着形成的种子从其他渠道。该通道是竞争相对于其他的，是独立的母集群的金属含量。这种气体驱动核心坍缩的机制需要质量至少是母星团质量十倍的流入，发生的时间尺度要短于恒星黑洞从核心蒸发/喷出的时间。在这方面，结果提供了该过程的频率上限。
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
What drives the evolution of gas kinematics in star-forming galaxies?
最近的大型积分场摄谱仪（IFS）观测的一个重要结果是，由恒星形成气体追踪的星系的内禀速度色散随红移而增加。在z~2处已经存在大量的旋转主导盘，但它们在动力学上比本地宇宙中的螺旋星系更热。虽然已经提出了几种可能的机制来提高速度色散（例如恒星形成反馈，提高气体供应或更频繁的星系相互作用），但在高红移下速度色散增强的根本驱动力仍然不清楚。我们调查的起源，这种运动学的演变，使用一套宇宙学模拟的火（反馈在现实环境中）项目。虽然IFS的调查一般涵盖了更广泛的恒星质量比在这些模拟，模拟星系的内在速度色散，SFR和红移之间的趋势与观测一致。在观测和模拟的星系中，内禀速度色散与SFR呈正相关。内禀速度色散随红移的增大而增大，直到z~1，然后再增大.在FIRE模拟中，内在速度弥散在<1亿年的时间尺度上变化很大。这些变化密切反映了SFR和气体流入速率的时间演变。通过互相关对固有速度色散，气体流入率，和SFR，我们表明，增加气体流入导致随后增强的恒星形成，和增强的固有速度色散往往在时间上一致的气体流入率和SFR的增加。
2018-06-11 astro-ph.GA
Hyper-Eddington accretion flows onto black holes accompanied by powerful outflows
我们进行二维辐射流体动力学模拟吸积流到黑洞（BH）在原星系核，并研究的影响，机械和辐射反馈的快速增长的黑洞。流出物将质量、动量和能量沉积到周围介质中，并防止质量吸积到BH上，导致辐射输出减少。我们发现，当BH是嵌入在一个致密的气体核心，电离辐射衰减低效率的BH饲料由于机械反馈几乎不影响的气体动力学在BH引力球的影响，从中性气体的强烈流入发生在速率大大超过爱丁顿限制，而不受光电离和加热。由于快速吸积BH驱动的外流的机械功率足够强，双极外流完全抽空了极地地区周围的气体，但通过赤道地区的质量流入保持BH吸积率高达$\sim 300-10^3~\dot{M}_{\rm Edd}$，这是由一个数量级的辐射反馈单独。此外，我们发现，快速吸积所需的临界气体密度降低了$\sim 3$的一个因素几乎独立的BH质量，当考虑机械反馈。通过研究流出模型参数（例如，张角，质量加载程度到流出，速度），我们得出结论，与天真的期望相反，更强的流出的存在导致更有效地过渡到快速吸积阶段。快速成长的黑洞将机械能与辐射光度的$\sim 0.1-1\%$一起注入到它们的宿主星系尺度中，这被用于宇宙学模拟。
2020-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quenching of star formation from a lack of inflowing gas to galaxies
在宇宙30亿岁的时候，一半大星系中的恒星形成被熄灭了。至少在某些情况下，极少量的分子气体似乎对此负责，尽管在其他情况下，形态气体稳定化，激波加热或与中心超大质量黑洞吸积相关的活动被调用。最近对气体耗尽猝灭的研究是基于上限，这些上限不够敏感，无法确定这种鲁棒性或堆叠排放及其平均问题。在这里，我们报告1.3毫米观测尘埃排放从六个强透镜星系的恒星形成已淬火，放大倍数高达30倍。六个星系中有四个未探测到尘埃排放，估计尘埃质量的上限为恒星质量的0.0001倍，而通过替代（假设银河系分子气体与尘埃的比例），分子气体为恒星质量的0.01倍。这是两个数量级的分子气体每单位恒星质量比看到的恒星形成星系在类似的红移。从这些小样本中推断仍然很困难，但这些观测确定了气体耗尽是导致高红移星系中某些部分停止恒星形成的原因。
2021-09-21 astro-ph.GA
The temporal evolution of gas accretion onto the discs of simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga Project的30个盘星系宇宙学磁流体动力学模拟，探讨银河系质量星系盘气体吸积率随时间的演化，重点分析流入与流出通量及其对盘演化的影响。
2023-06-26 astro-ph.GA
Fuelling the nuclear ring of NGC 1097
本文利用 PHANGS-ALMA 的 CO 数据和几何方法测量了棒旋星系 NGC 1097 中棒驱动气体流入核环的速率，发现流入率约为每年 3 个太阳质量，并因果地调控核环中的恒星形成。
2023-05-23 astro-ph.GA
Tracing the formation of molecular clouds via [CII], [CI] and CO emission
如果我们有一个可靠的观测示踪剂来追踪形成云的气流，那么我们对分子云如何在星际介质（ISM）中形成的理解将大有帮助。单电离和中性碳（[CII]，[CI]）的精细结构发射和CO的旋转线发射都被观察到与分子云。然而，目前还不清楚这些示踪剂是否可以用来研究气体流入到正在聚集的云上，或者它们是否主要追踪已经聚集的云。在本文中，我们解决这个问题的帮助下，高分辨率的分子云的形成，包括一个复杂的化学和热物理的ISM治疗模拟。我们的模拟表明，[CI]和CO排放的痕量气体主要是分子，密度n ~ 500-1000 cm $^{-3}$，远大于流入气体的密度。[CII]追踪早期主要为原子的低密度物质（n ~ 100 cm $^{-3}$）。大部分的[CII]发射跟踪与[CI]或CO发射相同的结构，但一些出现在流入的气体中。不幸的是，这种辐射非常微弱，用现有的观测设施很难探测到，即使是位于星际辐射场升高的区域的云。
2019-05-12 astro-ph.GA
IGM Emission Observations with the Cosmic Web Imager: I. The Circum-QSO Medium of QSO 1549+19, and Evidence for a Filamentary Gas Inflow
Palomar Cosmic Web Imager（PCWI）是一台用于探测和绘制低表面亮度辐射的积分场摄谱仪，它已经获得了类星体HS 1549 +19的环类星体介质（CQM）在红移为2.843处的Ly-alpha成像光谱图。从CQM探测到广泛的扩展发射，与类星体电离和Ly-alpha连续体产生的荧光和泵浦Ly-alpha一致。PCWI光谱图像中存在的许多特征与窄带图像中检测到的特征相匹配。在几种情况下，只要250-400千秒差距，就可以检测到具有窄线轮廓的丝状结构。其中之一是以相对于系统速度红移的速度为中心，并显示出空间准直和运动学冷线轮廓在接近类星体的速度宽度增加。这表明，丝状气体可能是在一个冷的吸积流中落在类星体上。由于强电离通量，中性柱密度低，典型地N（HI）大约为10 E12 - 10 E15/平方厘米，并且线中心光学深度也低（典型地τ 0小于10），不足以显示较高线光学深度的良好分离的双峰发射特性。通过简单的电离和云模型，我们可以非常粗略地估计总气体质量（log M（气体）等于12.5 +/- 0.5）和总质量（log M（总）等于13.3+/- 0.5）。我们还可以从总的谱线轮廓（2x 10 E13 M（太阳））计算运动质量，这与从气体排放估计的质量一致。CQM的强度分级谱显示了与分层结构形成一致的运动学性质的进展。
2014-02-19 astro-ph.GA
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
Low-Redshift Lyman Limit Systems as Diagnostics of Cosmological Inflows and Outflows
我们使用宇宙学流体动力学模拟与恒星反馈的FIRE项目研究的物理性质的莱曼极限系统（LLS）在z<1。在这些低的红移，LLS与星系周围的致密气体结构密切相关，例如星系风，矮卫星和来自星系际介质的冷流入。我们的分析是基于14个放大模拟，覆盖了z=0时晕质量范围M_h~10^9-10^13 Msun，我们将其与暗物质晕质量函数卷积以产生宇宙学统计。我们发现，大多数宇宙学选择的LLS与质量范围为10^10 <Mh < 10^12 Msun的晕相关联。柱10^16.2 < N_HI < 2x10^20 cm^-2的模拟吸收体的入射和HI柱密度分布与观测结果一致。高速外流（径向速度超过晕圈速度的2倍以上）往往具有较高的金属丰度（[X/H] ~ -0.5），而金属丰度非常低（[X/H] < -2）的LLS通常与星系际介质的气体下落有关。然而，大多数LLS占据金属丰度-径向速度空间的中间区域，其中金属丰度和径向运动学之间没有明显的趋势。在FIRE模拟中，由于星系风在低红移时回落到星系中，因此出现了富含金属的流入。总体模拟LLS金属丰度分布的平均值（标准差）[X/H] = -0.9（0.4），没有显示双峰性的显著证据，这与最近的观测研究相反，但与具有广泛质量和金属丰度的晕产生的LLS一致。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Present-day Galactic Evolution: Low-metallicity, Warm, Ionized Gas Inflow Associated with High-Velocity Cloud Complex A
高速云（HVC）复合体A是探测星系晕物理条件的探测器。复合体A的运动学、形态学、距离和金属丰度表明，它代表了新的物质正在星系上增生。我们提出了威斯康星H-α映射器（WHAM）的运动学解析观测复杂的A在速度范围为-250至-50公里/秒的地方标准的休息参考系。这些观测包括复合体A的第一个完整的H-α强度图，横跨（1，b）=（124，18）到（171，53），以及H-α中的深度目标观测，[S II]6716，[N II]6584和[O I]6300，朝向具有高H I柱密度的区域，背景类星体和恒星。H-α数据意味着云中中性和电离物质的质量相似，都大于100万太阳质量。我们发现，Bland-Hawthorn & Maloney（1999，2001）关于银河系附近电离辐射强度的模型与复合体A高纬度部分的已知距离和假定的云几何形状一致，后者将云的低纬度部分置于7至8 kpc的距离。这种兼容性意味着5%的电离光子从银河系盘逃逸分数。我们还提供了氮和硫上丰度的解决方案，一系列的温度，金属丰度，和云配置的纯光电离气体;这些解决方案是一致的，与太阳下的丰度由以前的研究发现，特别是对于温度高于10,000 K或气体与高比例的单离子化氮和硫。
2013-08-05 astro-ph.GA
Rigging dark halos: why is hierarchical galaxy formation consistent with the inside-out build-up of thin discs?
最先进的流体动力学模拟表明，通过暗物质晕维里球的气体流入是集中的（即具有优选的流入方向）、一致的（即其方向在时间上是稳定的）和放大的（即其平流比角动量的幅度随时间增加）。我们解释这是一个结果的动力学的宇宙网络附近的晕，它产生稳定的，角动量丰富的冷气体的对流流入。在大尺度上，邻近斑块内的动力学将物质从周围的空隙中驱逐出来，进入墙壁和细丝，然后最终被吸积到维里化的暗物质晕上。由于这些壁/细丝构成了不对称空隙的边界，它们获得了净横向运动，这解释了来自更远处的后来的下落的角动量丰富的性质。我们推测，这种大规模的驱动一致性解释了为什么冷流是如此有效地建立高红移薄盘从内到外。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Biconical-dominated Accretion Flow onto Seed Black Holes in a Hyper-accretion Regime
当气体流入黑洞（BH）的速率很高，以至于辐射反馈不能逆转吸积流时，就会发生超吸积。这种极端的过程是早期宇宙中种子黑洞快速生长的一种有希望的机制，它可以解释由数十亿太阳质量的黑洞提供动力的高红移类星体。在理论模型中，球对称通常采用超吸积流，然而，这种结构的可持续性对应的BH增长的时间尺度上还没有得到解决。在这里，我们表明，从BH和非均匀吸积流的电离辐射之间的随机相互作用，可以导致在BH周围的旋转气体盘的形成。一旦盘的形式，气体的供应BH优先发生通过双锥为主的吸积流垂直的磁盘，避免了离心障碍的磁盘。来自相反方向的双锥为主的吸积流在BH附近碰撞，提供高密度，低角动量的气体到BH，而大多数具有不可忽略的角动量的气体被偏转到旋转支撑的流出decretion盘。随着越来越多的质量从双锥流转移到盘上，盘逐渐得到加强，并且一些从盘流出的气体通过双锥结构被重定向到双锥吸积漏斗。这种轴对称的流体动力学结构的双锥为主的吸积流和递减盘继续提供不间断的高密度气体流的BH。
2020-11-25 astro-ph.GA
WISDOM Project -- XIII. Feeding molecular gas to the supermassive black hole in the starburst AGN-host galaxy Fairall 49
暗天体质量的毫米波干涉测量（WISDOM）正在通过分子气体动力学探测哈勃序列中星系中的超大质量黑洞。我们提出了第一个WISDOM研究的亮红外星系与活动星系核（AGN）：费尔奥尔49。我们使用新的ALMA观测CO（2-1）线的空间分辨率约为80 pc的辅助HST成像。结果表明：（1）CO的运动学可以很好地描述为一个规则旋转的径向流入的气体盘，说明活动星系核和星暴活动对冷气体的反馈都很弱;（2）动态推断的SMBH质量为1.6 +/- 0.4（rnd）+/- 0.8（sys）x 10^8 Msun，假设我们已经精确地减去了活动星系核和星暴光的贡献，它们的光度约为10^9 Lsun;（3）SMBH质量与SMBH-恒星质量关系一致，但比以前根据X射线变化估计的高出约50倍;（4）分子气体质量比采用银河系CO-H_2转换因子（X_CO）计算的结果小30倍，表明X_CO值较低;（5）分子气体流入速率随半径增加而稳定增加，可能高达5 Msun/yr。这项工作突出了使用高分辨率CO数据估计，除了SMBH质量，X_CO因子和气体流入率在附近的星系的潜力。
2022-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Connecting cosmological accretion to strong Lyman-alpha absorbers
我们提出了一个分析模型的宇宙吸积气体到暗物质晕，适用于球形系统的相似性解决方案的基础上。执行简化的辐射传输，我们计算如何吸积气体变成越来越中性，因为它自屏蔽电离背景，并获得列密度，$N_{\rm HI}$，作为碰撞参量的函数。得到的柱密度分布函数（CDDF）与观测结果非常吻合。这个解析表达式解释了（1）为什么在很大的质量范围内，晕对CDDF的贡献几乎相等，以及（2）为什么CDDF在$z=2\rightarrow 5$范围内的红移演化如此之小。我们表明，该模型还预测合理的DLA线宽（$v_{90}$），偏置和分子分数。在CDDF上积分得到中性气体的质量密度$Ω_{\rm HI}$，它与观测结果吻合得很好。即使到晕上的吸积速率不断变化，$Ω_{\rm HI}(z)$也几乎是恒定的。我们表明，这是因为流入的气体是中性的时间的分数取决于动态的时间的晕，这是成反比的吸积率。封装从宇宙学模拟的结果，简单的模型表明，大多数莱曼极限系统和阻尼莱曼α吸收体与宇宙吸积气体到晕。
2020-10-29 astro-ph.GA
Two distinct molecular cloud populations detected in massive galaxies
本研究利用ALMA新观测及存档数据，在8个大质量星系中识别出两类不同分子云族群，为星系中心冷吸积供能活动星系核提供了观测证据，并解释了CO线比值差异的成因。
2024-03-06 astro-ph.GA
ATOMS-QUARKS survey: Inflow and infall in massive protocluster G318.049+00.086: Evidence of competitive accretion
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；S.N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台南美天文中心）
通过研究G318.049+00.086原星团，发现气体流入中心枢纽并支持竞争吸积模型，表明物质从引力较弱的核心向引力有利位置的核心汇聚。
2026-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Line emission from filaments in molecular clouds
本研究针对分子云纤维形成模型能否复现运动学特征的问题，结合多物理模拟预测其多条转动谱线的辐射特性，证实模型与观测一致，指出动力学形成的纤维无法用平衡态分析，预设纤维存在的模拟结果不真实。
2023-04-24 astro-ph.GA
Kinematic analysis of nuclear spirals: feeding the black hole in NGC1097
我们提出了一个谐波扩展的观测线的视线速度场的方法来恢复和调查的螺旋结构的核区域的星系。我们将其应用到NGC 1097的环核恒星形成环内的发射线速度场，获得了与GMOS-IFU摄谱仪。三次谐波项的径向变化可以用对数螺旋线来描述，由此我们解释了引力势受到螺旋角为52+/-4度的双臂螺旋密度波的弱扰动。这种解释预测了表面亮度的双臂螺旋扭曲，正如NGC 1097中央图像中的尘埃结构所暗示的那样，并预测了速度场中的单臂和三臂螺旋结构，正如该星系环核区域内电离气体的非圆形运动所揭示的那样。接下来，我们使用一个简单的螺旋扰动模型来约束所测量的非圆形运动，这是由于径向流入的分数。我们结合产生的流入速度与气体密度的螺旋臂，推断从发射线的比率，估计质量流入率作为半径的函数，达到约0.011兆太阳/年，在距离中心70 pc。这个值相当于大约4.2 x 10^{-3}的爱丁顿质量吸积率的一小部分，吸积到这个LINER/Seyfert 1星系的中心黑洞上。我们的结论是，视线速度不仅可以提供一个更干净的核螺旋比相关的尘埃，但所提出的方法也允许定量研究这些可能重要的链接在燃料的星系中心，包括提供一个处理的质量流入率作为半径的函数。
2010-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Galactic Feedback on Gas Accretion and Wind Recycling
在没有星系风的情况下，气体在星系上的吸积速率取决于引力势和辐射冷却。然而，由超新星和活动星系核驱动的外流不仅会从星系中喷出气体，而且会首先阻止气体的吸积。此外，先前从星系喷出的气体可以重新吸积到（相同或不同的）星系上。由于这种气体具有高金属性，其冷却速率相对较高，这将增加其重新吸积的机会。本章将讨论气体流入和流出之间的这种复杂的相互作用。风循环被发现是一个重要的过程，燃料星系在晚些时候和回收的气体有不同的性质比气体吸积的第一次。然而，定量的结论在不同的研究之间存在差异，因为风回收的数量取决于反馈模型的细节。我们讨论这些差异，已知的警告，并在理解星系如何在低红移喂养的方式取得进展。
2016-12-02 astro-ph.GA
Milky Way Supermassive Black Hole: Dynamical Feeding from the Circumnuclear Environment
银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 被一个半径为1.5-4 pc的分子环核盘（CND）所包围。CND的不规则结构和团块状结构，表明动力学演化和气体向中央SMBH的幕式供给。来自SMA和GBT的新的敏感数据揭示了几个>5-10 pc规模的分子臂，其直接连接到CND，或者可以渗透到CND内部。CND似乎是大尺度气体流的最内部部分的会聚，它们响应于中心引力势阱。CND不是一个准静止结构，而是可以动态演变，通过拖缆并入流入，并向中心输送气体。
2012-07-26 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
Measuring Mass Accretion Rate onto the Supermassive Black Hole in M 87 Using Faraday Rotation Measure with the Submillimeter Array
本文给出了M 87原子核在亚毫米波段法拉第旋转测度的第一个约束。通过拟合SMA在$\sim$ 230 GHz附近的四个独立频率下观测到的偏振位置角（$χ$），并将$χ$的变化解释为与吸积流相关的\emph{external}法拉第旋转的结果，我们确定M 87核心的旋转测量值介于$-$ 7.5 $\times$ 10 $^{5}$和3.4 $\times$ 10 $^{5}$ rad/m $^{2}$之间。假设吸积流的密度分布遵循幂律分布，磁场是有序的、径向的且具有均分强度，则旋转测量的限制将质量吸积率$\dot{M}$限制在9.2 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$距离中心黑洞21 Schwarzchild半径。这个值是至少两个数量级小于邦迪吸积率，这表明吸积流的内部区域的吸积率显着抑制。因此，我们的结果不赞成经典的\emph{advection dominated accretion flow}（ADAF），而更喜欢\emph{adiabatic inflow-outflow solution}（ADIOS）或\emph{convection-dominated accretion flow}（CCENTRAL）的热吸积流在M 87。
2014-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The case for super-critical accretion onto massive black holes at high redshift
超临界（super-Eddington）增长的短暂间歇阶段，加上通过正反馈形成的恒星，可以解释大质量黑洞（MBH）的早期增长及其与宿主球体的共同进化。我们估计可能的增长率和占空比，这些情节，既假设苗条的吸积盘的解决方案，并采用最近的数值模拟的结果。加入吸积盘的气体的角动量决定了吸积事件的长度，以及MBH可以达到的最终质量。后者可能与气体的速度色散有关，并且在具有低角动量气体的星系中，MBH可以达到更高的质量。当宿主星系能够维持1-100 msunyr的流入速率时，补充和循环导致一系列短的（~ 1 e4 - 1 e7年），严重模糊的吸积事件，增加了增长率，相对于爱丁顿有限的情况下，几个数量级。我们的模型预测，MBH吸积率的恒星形成率的比例是1 e 2或更高，导致，在早期的时代，MBH恒星质量的比例高于“规范”值~ 1 e-3，与目前的观测结果一致。我们的模型作出了具体的预测，长寿命的超临界吸积只发生在星系丰富的低角动量气体，在这种情况下，MBH是更大的固定速度色散。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suppressed accretion onto massive black hole binaries surrounded by thin disks
本文通过网格流体动力学模拟发现，冷薄环双星盘在轨道马赫数超过约40时会抑制黑洞双星吸积并形成质量环，从而解释系统变暗及合并后重新增亮。
2025-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic gas accretion from filaments onto galaxy clusters using the IllustrisTNG simulation
Université Paris-Saclay（巴黎-萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université de Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）
研究通过IllustrisTNG-300模拟分析415个星系团，探讨丝状结构在驱动各向异性吸积和热力学性质中的作用，发现不同距离范围内气体吸积特征差异显著。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward Horizon-scale Accretion Onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies
本文以M87* 为例，采用高分辨率的三维流体动力学模拟方法，研究了星系尺度上湍流介质对椭圆星系中超大质量黑洞的填充作用.模拟使用了Athena++ AMR代码的新GPU加速版本，半径跨越了6个数量级以上，达到了类似于黑洞视界的尺度。关键的物理成分是辐射冷却和唯象加热模型。我们发现，吸积流的多相气体的形式在半径小于约一个千秒差距。冷气体吸积包括两个动态不同的阶段：典型的磁盘阶段，其中冷气体驻留在旋转支撑的磁盘和相对罕见的混沌阶段（$\lesssim 10\%$的时间），其中冷气体通过混沌流流入。虽然冷气体吸积主导的时间平均吸积率在中等半径，吸积在最小半径的热维里化气体在大多数时候占主导地位。当热气体占主导地位时，吸积率随半径的变化规律为$\dot{M}\propto r^{1/2}$，我们在事件视界附近得到了$\dot{M}\simeq10^\mathrm{-4}-10^\mathrm{-3}\,M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$，这与EHT观测结果相似。冷气盘的方向在不同的空间尺度上可以有很大的不同。我们提出了一个亚网格模型的吸积在较低分辨率的模拟，其中的热气吸积率被抑制相对于邦迪率的$\sim (r_\mathrm{g}/r_{\rm Bondi})^{1/2}$。我们的结果也为在事件视界尺度上模拟黑洞吸积提供了更符合实际的初始条件。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Origins of AGN Obscuration: The 'Torus' as a Dynamical, Unstable Driver of Accretion
多尺度模拟使得有可能跟踪从星系尺度到吸积盘流入大质量黑洞的气体。当足够的气体被推向黑洞时，引力不稳定性通常会形成向内传播的偏心盘。不平衡的恒星盘在气体盘上施加了强大的扭矩，推动了流入，推动了BH的快速增长。在这里，我们调查是否相同的气体盘是'环面'调用来解释模糊AGN。盘一般是厚的，具有特征性的~1-10 pc大小和质量，类似于环面所需的大小和质量。即使没有强大的恒星反馈提供垂直支持，预测的鸟居的刻度高度和模糊分数也是相当大的。相反，它们可以通过强弯曲模式和由流入产生的不稳定性激发的翘曲来维持。其他属性通常归因于反馈过程可以解释的动力学效应：环面和宿主星系之间的错位，本地SFR和湍流气体速度之间的相关性，以及活动星系核光度或SFR的模糊分数的依赖性。我们比较了预测的环面性质与观测的气体表面密度分布，运动学，标度高度，和SFR密度活动星系核，发现它们是一致的。我们认为，如果没有凝块气体分布，就不可能重现这些观测结果和观测到的柱密度（N_H）分布，但考虑到小尺度上的凝块，预测的N_H分布与10 ^20 -27 cm^-2范围内的观测结果吻合得很好。我们研究了N_H如何与星系和活动星系核的性质成比例，发现活动星系核的反馈可能是必要的，以解释一些趋势与光度和/或红移。环面不仅仅是吸积的旁观者或被动燃料源，它本身也是驱动吸积的机制。
2011-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation hydrodynamic simulations for the origin of quasi-periodic oscillations for accretion onto supermassive black holes
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Computing Power Network and Information Security, Ministry of Education, Shandong Computer Science Center (National Supercomputing Center in Jinan), Qilu University of Technology (Shandong Academy of Sciences)（教育部计算网络与信息科学重点实验室，山东省计算中心（国家超级计算济南中心），齐鲁工业大学（山东省科学院））；Jinan Institute of Supercomputing Technology（济南超算技术研究所）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文学系）
本文通过辐射水动力学模拟研究了超大质量黑洞吸积过程中准周期振荡的起源，发现临界半径处的径向环状频率可作为观测到的准周期振荡频率的代理。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
