Heating the intra-cluster medium by jet-inflated bubbles
我们研究了由喷流膨胀的气泡加热冷却流星系团的团内介质（ICM），并得出结论，热气泡气体与ICM的混合比湍流加热和冲击加热更重要。我们使用的PLUTO流体动力学代码在全三维适当占的膨胀的气泡和多个涡流引起的射流和气泡。涡流混合一些热冲击射流气体与ICM。对于我们所用的参数，混合过程所占的热量大约是ICM中动能（即湍流和声波）所占热量的四倍。我们的结论是，湍流加热起着较小的作用比混合。通过震动加热的效率更低。
2015-10-29 astro-ph.GA
Self-Sealing Shells: Blowouts and Blisters on the Surfaces of Leaky Wind-Blown-Bubbles and Supernova Remnants
当封闭高温高压气体的致密外壳破裂时，可能发生井喷。排出的气体使外壳表面上的气泡膨胀。在这里，我们研究的增长，这样的水泡的表面上的风吹气泡（WBBs）和超新星遗迹（SNRs）由于壳破裂所造成的Vishniac不稳定性。在WBB上，发现气泡的最大相对尺寸（R_bstall/R）随时间线性增长，但在许多情况下，气泡半径不会超过气泡半径的20%。因此，由Vishniac不稳定性引发的井喷不太可能对泡沫的全球动力学和性质产生重大影响。SNR上的气泡的相对尺寸甚至比WBB上的更小，其中气泡仅生长到与SNR的冷壳的厚度相当的半径。然而，小尺寸的SNR井喷是，在良好的协议与观察船帆座SNR水泡。WBB和SNR气泡之间的相对尺寸差异是由于气体从WBB排出的速度高得多，这通过来自给定压力的内部气体的给定尺寸的破裂转化为更大的能量通量。如果髋臼杯破裂大于预期，则可能出现更大的水泡。我们预计观察到的SNR外壳的速度结构将受到气泡存在的影响，直到外壳不再容易破裂，因为气泡的初始膨胀比外壳的持续膨胀更快。
2013-08-15 astro-ph.GA
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
Supernova-blast waves in wind-blown bubbles, turbulent, and power-law ambient media
超新星爆炸波向星际介质注入能量和动量，控制着星际介质的湍流多相结构和星系外流的产生。因此，精确模拟冲击波的演化是ISM和星系形成模拟的关键。我们提出了一个有效的方法来计算输入的动量，热能，和冲击加速气体的速度分布的环境介质均匀（和恒星风吹气泡），幂律，和湍流密度分布。假设太阳金属冷却，爆炸波的演变是遵循的动量守恒扫雪阶段的开始。该模型恢复均匀的环境介质以前的结果。当冲击波撞击风壳时，风吹气泡中的动量注入取决于上扫质量和冷却效率。对于具有$n(r) \sim$ $r^{-2}$的幂律密度分布（对于$n(r) > n_{_{\rm floor}}$），动量注入量仅由背景密度$n_{_{\rm floor}}$调节，并与$n_{_{\rm uni}}$ = $n_{_{\rm floor}}$相比较。然而，在具有对数正态密度分布的湍流环境介质中，对于高马赫数，动量输入可以增加2倍（与均匀情况相比）。平均动量增强可以近似为$p_{_{\rm turb}}/\mathrm{p_{_{0}}}\ =23.07\, \left(\frac{n_{_{0,\rm turb}}}{1\,{\rm cm}^{-3}}\right)^{-0.12} + 0.82 (\ln(1+b^{2}\mathcal{M}^{2}))^{1.49}\left(\frac{n_{_{0,\rm turb}}}{1\,{…
2016-04-15 astro-ph.GA
Geometry, Dissipation, Cooling, and the Dynamical Evolution of Wind-Blown Bubbles
本文研究天体物理风致气泡的动力学演化，揭示界面几何与热输运决定冷却耗散和做功能力，并用分形模型解释流体与磁流体模拟收敛差异，推导出高效冷却解下的动量-半径关系。
2024-05-03 astro-ph.GA
IRAS 18153-1651: an H II region with a possible wind bubble blown by a young main-sequence B star
我们报告了H II区域IRAS 18153-1651的光谱观测和数值建模的结果。我们的研究动机是在IRAS 18153-1651中心附近发现了一个光学弧和两颗光谱类型为B1和B3的主序星。我们解释的弧风泡（吹的B1星），其亮度增强的相互作用与光蒸发流从附近的分子云的边缘。这种解释意味着我们处理的是一个独特的情况，一个年轻的大质量恒星（最近形成的低质量星团中质量最大的成员）在恒星风开始向周围的稠密介质吹出气泡后的数万年内被捕获。我们的二维，辐射流体动力学模拟的风泡和H II区域周围的B1恒星提供了一个合理的匹配观测，无论是在形态和绝对亮度的光学和中红外发射，并验证了年轻的年龄IRAS 18153-1651。总之，我们的研究结果强烈表明，我们已经揭示了第一个由主序星B吹出的风泡的例子。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae within Pre-existing Wind-Blown Bubbles: Dust Injection vs. Ambient Dust Destruction
通过三维流体动力学模拟，在这里，我们评估的影响，超新星爆炸发生在风驱动的气泡上的生存或破坏的尘埃颗粒。我们考虑这两种情况，喷出物内产生的尘埃和尘埃最初存在于周围的气体中，后来锁定在周围的风驱动的外壳。超新星爆炸波与风驱动的壳层的碰撞导致一个传输的冲击波进入壳层，并将反射的冲击波带入喷出物。传递的冲击波能够摧毁大量的灰尘锁在壳，但只有当风驱动的壳的质量很小，小于几十个喷射的质量。相反地，质量数倍于喷出质量的大质量风驱动壳层，在相互作用时导致强烈的辐射冷却，这抑制了Sedov-Taylor相并削弱了传输的激波，使其无法穿过风驱动壳层。在这种情况下，环境灰尘的破坏/破坏在很大程度上被抑制。另一方面，在被恒星风挖掘的非常稀薄的区域中，SNR迅速增长，因此在喷出物中产生的大部分尘埃不能被超新星反向激波有效地破坏，也不能被反射激波破坏。我们的计算倾向于这样一种情况，即在足够大的风力驱动的外壳内的核心坍缩超新星向ISM提供的灰尘比它们能够摧毁的更多。
2019-11-12 astro-ph.GA
The complex interplay of AGN jet-inflated bubbles and the intracluster medium
使用SWIFT代码模拟AGN喷流气泡与ICM的相互作用，发现晚期能量以引力势能为主，反馈主要通过气体位移和抬升低熵细丝降低中心密度并延迟冷却。
2023-03-13 astro-ph.GA
Faraday Rotation Distributions from Stellar Magnetism in Wind-Blown Bubbles
法拉第旋转是探测磁场的重要工具。在这里，该技术被认为是与风吹气泡。在具有方位角或分裂单极恒星磁场几何形状的球形风的背景下，我们推导出穿过投影气泡的线偏振辐射的位置角（PA）旋转分布图。我们发现，分裂的磁场的地图的形态是不同的环形场拓扑结构所产生的，但是，环形的情况下是最有可能被检测到的，因为它的磁场强度与距离恒星下降较慢。我们还考虑了一个重要的情况下，一个气泡的球形子体积，是无场粗略近似的“扫”风之间的相互作用的快速风（或可能是超新星喷出物壳）超过一个较慢的磁化风从先前的状态恒星演化。与方位场，由此产生的PA地图显示两个弧形的功能，相反的旋转措施，类似于观测的超新星遗迹G296.5+10.0。我们说明了如何PA地图可以用来解开法拉第旋转的贡献与气泡的星际介质。虽然我们的模型涉及简化的假设，他们的考虑导致了一些一般的强大的结论，用于无线电测绘数据集的分析。
2013-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Co-Evolution of Stellar Wind-blown Bubbles and Photoionized Gas I: Physical Principles and a Semi-Analytic Model
提出大质量恒星星风与电离辐射同时反馈的新框架，通过参数ζ量化星风泡与光电离区的动力学重要性，并开发半解析协同演化模型（CEM）修正反馈泡动量等属性的预测。
2025-05-28 astro-ph.GA
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a Wind-Blown Bubble Associated with the Supernova Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin of Recombining Plasma
我们报告的CO和HI研究的混合形态超新星遗迹（SNR）G346.6 $-$ 0.2。我们发现一个风吹泡沿无线电连续壳的膨胀速度为$\sim10$公里秒$^{-1}$，这可能是由强大的恒星风从高质量的SNR祖。CO/HI泡在$V_\mathrm{LSR} = -82$ - $-59$ km s $^{-1}$的径向速度也与激波激发的1720 MHz OH脉泽的径向速度一致。东北壳层的分子云显示出$\sim60$ K的高动力学温度，表明发生了激波加热。HI吸收研究表明，G346.6 $-$ 0.2位于银河系中心的远侧，SNR的运动学距离为$11.1_{-0.3}^{+0.5}$ kpc。我们发现CO谱线强度与复合等离子体的电子温度没有特定的相关性，这意味着G346.6 $-$ 0.2中的复合等离子体可能是绝热冷却产生的。通过对星际质子密度280 cm $^{-3}$和γ射线光度$< 5.8 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$的估算，得到了加速宇宙线总能量$W_{\rm p} < 9.3 \times 10^{47}$ erg。年龄- $W_{\rm p}$关系与其他SNR的比较表明，G346.6 $-$ 0.2中的大部分加速宇宙射线已经从SNR壳层逃逸。
2021-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
North Polar Spur/Loop I: gigantic outskirt of the Northern Fermi bubble or nearby hot gas cavity blown by supernovae?
本文综合多波段观测、三维尘埃图和恒星表，评估Loop I/NPS源于费米泡或邻近超新星腔两种对立解释，并提出结合近远因素的推测性情景。
2022-03-02 astro-ph.GA
A wind-blown bubble in the Central Molecular Zone cloud G0.253+0.016
G0.253+0.016，通常被称为“砖”，位于中央分子带，是银河系中密度（$\approx10^{3-4}$ cm $^{-3}$）的分子云之一，缺乏广泛的恒星形成的标志。我们开始限制位于云内的弧形分子线发射功能的起源。我们确定，弧，中心在$\{l_{0},b_{0}\}=\{0.248^{\circ}, 0.18^{\circ}\}$，具有$1.3$ PC和运动学的存在下，壳膨胀在$5.2^{+2.7}_{-1.9}$公里的$^{-1}$的半径。扩展的无线电连续发射充满了电弧腔和复合线发射峰值在一个类似的速度电弧，这意味着分子和电离气体的物理相关。推断的莱曼连续统光子速率是$N_{\rm LyC}=10^{46.0}-10^{47.9}$光子s $^{-1}$，与光谱类型为B1-O8.5的恒星一致，对应的质量为$\approx12-20$ M $_{\odot}$。我们探讨了两种情况下的弧的起源：i）一个部分壳席卷了一个闯入者的大质量恒星的风; ii）一个部分壳席卷了恒星的反馈导致原位恒星形成。我们赞成后一种情况，找到合理的（几个因素）协议之间的形态，动力学和能量和那些预测的风驱动的大质量恒星的膨胀泡沫。直接的含义是G0.253+0.016可能不像通常接受的那样静止。我们推测，云可能产生了一个$\lesssim10^{3}$ M $_{\odot}$星团$\gtrsim0.4$…
2021-10-21 astro-ph.GA
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
Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*
{ \it Fermi} LAT揭示了一对巨大的伽马射线泡。本文探讨了它们的形成机理。观测表明，位于银河系中心Sgr A* 的超大质量黑洞的活动比现在强得多。具体地说，一种可能性是，虽然Sgr A* 也处于热吸积状态，但在过去的$\sim 10^7$年中，吸积速率应该是$10^3-10^4$的$10^3-10^4$倍。另一方面，最近的热吸积流的MHD数值模拟明确地显示了强风的存在，并获得了它们的性质。基于这些知识，通过进行三维流体动力学模拟，我们在本文中表明，费米气泡可以膨胀的风发射的“过去”热吸积流在Sgr A*。在我们的模型中，Sgr A* 的活跃期需要持续约1000万年，它在不超过20万年前被淬灭。中央分子带（CMZ）包括在内，它使风的方向对准银河系的两极。粘性抑制瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并导致气泡边缘的平滑。气泡的主要观测特征可以得到很好的解释。具体地说，{ \it ROSAT}的X射线特征被解释的冲击星际介质和风和CMZ气体之间的相互作用区域。在我们的模型中得到的热压力和温度与最近的{ \it朱雀}观测结果有很好的一致性。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Expanding bubbles in Orion A: [CII] observations of M42, M43, and NGC 1977
猎户座分子云是最近的猎户座恒星形成区。大质量恒星由于其强大的辐射场和星风，对其环境产生了深远的影响。[CII] $158\,μ\mathrm{m}$精细结构线的速度分辨观测使我们能够研究UV照射气体的运动学。在这里，我们展示了由SOFIA上的upGREAT仪器获得的猎户座星云复合体的[CII]发射的平方度大小的地图，涵盖了整个猎户座星云（M42）和M43以及星云NGC 1973，1975和1977。我们比较这三个地区的恒星特性与周围的膨胀气泡的运动学。猎户座星云中的O 7 V恒星$θ^1$ Ori C吹出的气泡迅速膨胀，在$13\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。简单的分析模型再现了热的内部气体和这个风吹气泡的中性壳的特性，并给我们一个估计的膨胀时间的$0.2\,\mathrm{Myr}$。拥有B 0.5 V恒星NU Ori的M43也呈现出膨胀的气泡结构，膨胀速度为$6\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。通过与压力驱动的H\，{ \sc ii}区膨胀的分析模型的比较，给出了$0.02\,\mathrm{Myr}$的年龄估计。NGC 1973、1975和1977周围的气泡以$1.5\,\mathrm{km\,s^{-1}}$膨胀，可能是由于电离气体的超压，就像M43一样。我们推导出这个结构的年龄为$0.4\,\mathrm{Myr}$。我们的结论是猎户座星云的气泡…
2020-05-08 astro-ph.GA
On the requirement for mixing-heating to utilize bubble cosmic rays to heat the intracluster medium
我进行简单的分析估计，并得出结论，混合的漩涡是一个更有效的过程，以转移宇宙射线能量的喷气膨胀的气泡的集群内介质（ICM）比流的宇宙射线沿磁场线。喷流和它们膨胀的气泡在星系团和星系中的冷却流中将热量传递给周围的气体。喷射膨胀的气泡的内能由非常热的热气体和/或宇宙射线支配。宇宙射线沿着连接气泡和ICM的磁场线流动，当它们的能量在那里消散时，宇宙射线加热ICM。我发现大约一半的宇宙射线能量都消散在气泡本身。我还发现，宇宙射线流过程加热的ICM体积只有气泡体积的五倍左右。仅通过流动加热的结果是宇宙射线形成一个充满非常热的热气体的更大的气泡。因此，需要一种更有效的方法来将气泡的内能传递到ICM。我认为这个过程是通过混合加热的，它对宇宙射线和气泡内非常热的热气体都很有效。这使得混合加热成为冷却流的主要加热过程。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A hydrodynamical model of the circumstellar bubble created by two massive stars
大质量恒星风吹气泡的数值模型通常只考虑单个恒星的风。然而，由于大质量恒星通常是在星团中形成的，因此跟踪由几颗恒星形成的气泡的演化会更现实。我们开发了一个二维（2D）模型的两个大质量的恒星，一个40太阳质量的恒星和一个25太阳质量的恒星，并遵循它的演化。恒星之间的距离约为16 pc，被密度为每立方厘米20个粒子的冷介质包围。我们使用MPI-AMRVAC流体动力学代码来解决一个二维圆柱形网格上的流体动力学守恒方程，使用随时间变化的模型的风参数的两颗星。在恒星演化结束时（40和25太阳质量恒星分别为450万年和700万年），我们模拟了每颗恒星的超新星爆炸。每颗恒星最初都会产生自己的气泡。然而，当气泡膨胀时，它们合并，形成一个组合的非球面气泡。合并后的气泡随着时间的推移而演变，受到恒星风和超新星爆炸的影响。由两颗恒星产生的风吹气泡的演化与单颗恒星周围的气泡的演化不同。特别是，一旦其中一颗恒星爆炸，气泡太大，其余恒星的风无法维持，外壳开始解体。气泡内部缺乏热压力也改变了靠近剩余恒星的星周特征的行为。超新星包含在气泡内，气泡将部分能量反射回星周介质。
2012-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles
本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionization-Gasdynamic Simulations of Wind-Blown Nebulae around Massive Stars
使用的代码，采用了自洽的方法计算光电离对拱星气体动力学的影响，我们模拟风驱动的大质量恒星周围的星云的形成。我们考虑到恒星性质的变化和质量损失超过恒星的演变。我们的模拟显示了各种属性，如密度和电离分数，在恒星的整个演化过程中如何变化。多维模拟揭示了强电离锋不稳定性的存在下，在主序星阶段，类似于银河系电离锋。界面处的流体动力学不稳定性导致细丝和团块的形成，这些细丝和团块不断地被剥离并与低密度内部混合。尽管风开始时完全是径向的，但球对称很快就被破坏了，激波区域明显是不对称的。模拟表明，重要的是要包括来自恒星的光致电离光子的影响，不包括这一点的模拟可能无法再现观测到的大质量恒星周围风吹气泡的密度分布和电离结构。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Thermal emission from bow shocks I: 2D Hydrodynamic Models of the Bubble Nebula
气泡星云（或NGC 7635）是一个秒差距尺度的看似球形的风吹气泡，围绕着相对未演化的O型恒星BD+60 $^\circ$ 2522。小的星云动力学年龄和显著的恒星空间速度表明，气泡星云可能是一个弓形激波。我们已经运行了2D流体动力学模拟，模拟中央恒星风与星际介质（ISM）的相互作用。这些模型涵盖了一系列可能的ISM数密度为$n=50-200 {\rm cm}^{-3}$和恒星速度为$v_{\star}=20-40$ km s $^{-1}$。合成H $α$和24 $μ$ m发射图预测相同的表观球形气泡形状与定量性质类似的观测。合成图还预测了一个与观测结果相似的最大亮度，并同意最大亮度位于弓形激波的顶点。最佳匹配模拟将$v_{\star}\approx20$ km s $^{-1}$转换为具有$n\sim100 {\rm cm}^{-3}$的ISM，相对于视线成60 ° $^\circ$。软（$0.3-2$ keV）和硬（$2-10$ keV）X射线辐射的合成图显示，最亮的区域是在恒星后面的尾流中，而不是在弓形激波本身。未被吸收的软X射线具有亮度$\sim10^{32}-10^{33}$ erg s $^{-1}$。硬X射线是微弱的，亮度$\sim 10^{30} - 10^{31}$ erg s $^{-1}$，可能太微弱，目前的X射线仪器成功地观察。我们的研究结果表明，O型星在…
2019-03-13 astro-ph.GA
The Fermi Bubbles as Starburst Wind Termination Shocks
在银河系内部100 pc的增强型恒星形成过程中，发射了一个类似M82的参数为1600 km/s $^{-1}$的超级风。与更强大的星暴风相比，风的冲压压力非常低。我表明，晕气体停止风几千秒差距的银河系中心。我认为，终止激波加速了宇宙射线，由此产生的逆康普顿伽马射线就是可见的费米泡。这些气泡是风的气泡，恒星暴可以在1000万年内膨胀。只要星暴持续，它们就能保持稳定状态。冲击波可以加速PeV电子和EeV质子。气泡可能是星系际介质中星系风终止激波的类似物。我讨论了这种模式的优点和存在的问题。我注意到，任何来自Sgr A* 的喷流在到达晕气体之前都必须穿过星暴风泡，这可能会影响这种喷流的早期演化。
2014-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Winds in Star Clusters Drive Kolmogorov Turbulence
中等质量和大质量的恒星驱动快速而强大的各向同性风，与星团和周围星际介质（ISM）中邻近恒星的风相互作用。风-ISM碰撞在这些恒星周围产生了含有热的$T\sim 10^7$ K气体的天体层，这些气体会膨胀。随着单个气泡的膨胀和碰撞，它们变得不稳定，可能会驱动星团中的湍流。在本文中，我们使用流体动力学模拟模拟一个人口稠密的年轻星团内的均匀云研究恒星风碰撞与周围的ISM。我们模拟了一个由20颗B型年轻主序星组成的质量分离星团，它们的质量范围从3- 17 $M_{\odot}$。我们发展风$\sim$ 11 kyrs，并表明风ISM碰撞和重叠的风吹气泡周围的B星混合的热气体和ISM材料产生小尺度的Kolmogorov样湍流在其演变的早期。我们讨论了恒星风驱动的湍流如何影响星团中随后一代恒星的形成
2021-11-05 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
Radiation-pressure-driven dust waves inside bursting interstellar bubbles
大质量恒星通过它们的辐射能和机械能输入来驱动星际介质的演化。诞生后，它们形成被致密外壳包围的热气泡。传统上，气泡的形成是通过强大的恒星风的输入来解释的，尽管缺乏支持这种情况的直接证据。在这里，我们探讨了斯皮策和赫歇尔太空望远镜所看到的星际气泡的可能性，这些气泡是由log（L/L_sun）< 5.2的恒星吹出的，由于伴随着周围气体电离的热压而形成和膨胀。我们表明，密度梯度的出生云或穿刺扫壳导致电离气体流通过气泡进入一般的星际介质，这是由附近的恒星尘埃波跟踪，表明在这一阶段的辐射压力的重要性。尘埃波为H II气泡内尘埃的存在提供了一个自然的解释，提供了一种新的方法来研究H II区域的尘埃，并提供了直接的证据，表明气泡通过香槟流将压力释放到ISM中，作为大质量恒星与周围环境辐射相互作用的探针。我们创建了一个参数空间连接的环境密度，电离源的光度，和尘埃波的位置，同时使用研究的H II气泡RCW 120和RCW 82作为我们的模型的基准。最后，我们简要地研究了我们的研究的影响，在超亮红星系团（ULIRGs），合并星系和早期宇宙，这发生在非常明亮和密集的环境中，辐射压力预计将占主导地位的动力学演化形成的超级星团的环境。
2014-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Probing hadronic gamma-ray and high-energy neutrino emission from Gaia DR2 star clusters
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（国家天体物理研究所，阿切特里天文台）；Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Roma（国家核物理研究所，罗马分部）；Instituto de Astrofìsica de Andalucìa, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙高等科学研究理事会）；Erlangen Centre for Astroparticle Physics（埃尔朗根高能粒子物理中心）
本文研究了Gaia DR2星团作为银河宇宙射线源的潜力，通过模拟星团风终止激波和超新星残骸激波处的宇宙射线加速过程，预测伽马射线和中微子发射的二次通量，并探讨了未来观测的可能性。
2026-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Magnetohydrodynamic relaxation of AGN ejecta: radio bubbles in the intracluster medium
星系团的X射线图像经常显示出密度不足的气泡，这些气泡显然是由活动星系核流出而膨胀起来的。我认为这样的气泡内的磁场的演变，使用解析和数值方法的混合。据发现，该领域放宽到一个平衡填充整个体积的气泡。发生这种情况的时间尺度主要取决于流出的磁化强度和螺旋度以及周围ICM的性质。如果外流被强磁化，磁场在短时间尺度上经历重联，磁能被转化为热量，同时磁场的特征长度尺度上升;当达到全局平衡时，这个过程停止。平衡场的强度取决于活动星系核注入磁泡的磁螺旋度：如果外流具有一致的净通量，因此具有大的螺旋度，那么全球平衡将在短时间尺度上达到，而低螺旋度外流导致没有达到全球平衡，并且在观测时重联将继续进行。然而，局部磁通管平衡将形成。另一方面，如果流出物的磁化强度很弱，则不会发生重联，气泡内的磁场保持小尺度和被动。这些结果对气泡的内部组成，它们与ICM的相互作用-特别是解释气泡如何在ICM中移动很大的距离而不破裂-以及一般的冷却流问题具有影响。此外，气泡中的重连点可能是高能粒子的方便来源，避免了同步辐射器的寿命比它们所居住的气泡的年龄短的问题。
2010-03-24 astro-ph.CO 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
