Feedback in Clouds II: UV Photoionisation and the first supernova in a massive cloud
分子云的结构受到恒星反馈的各种形式的调节。两个最重要的反馈过程是紫外光电离和来自大质量恒星的超新星。然而，云对这些过程的精确响应以及它们之间的相互作用仍然是一个悬而未决的问题。特别是，我们希望知道在什么条件下云可以被反馈分散，这反过来又可以给我们关于反馈如何调节云内恒星形成的提示。我们进行了一套辐射磁流体动力学模拟的10^5太阳质量云与嵌入源的电离辐射和超新星，包括多个超新星和超超新星模型。一个相当于星云质量10%的紫外线源需要驱散星云，这表明恒星形成效率应该在10%左右。单个超新星无法显着影响云的演变。然而，高能超新星和多颗超新星能够为云增加大量的动量，每10^{51}尔格的超新星能量大约有10^{43} g cm/s的动量。这是在其他工作中估计的较低范围内，因为仍然嵌入HII区域内的致密气体团导致超新星爆炸中的快速冷却。我们认为，超新星本身是无法调节恒星形成的分子云，并认为强大的前超新星反馈是必要的，让超新星爆炸波有效地传播到星际介质
2016-07-19 astro-ph.GA
Validating the CROCODILE model within the AGORA galaxy simulation framework
The University of Osaka（大阪大学）；Zhejiang University（浙江大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）
在AGORA框架内验证CROCODILE模型，通过系统比较展示其在恒星反馈和星系际介质建模上的改进与校准。
2026-02-27 astro-ph.GA
Efficient early stellar feedback can suppress galactic outflows by reducing supernova clustering
我们提出了一套新的恒星反馈模型，实现了移动网格代码Arepo，设计用于星系形成模拟与近秒差距（或更好）的分辨率。这些措施包括明确采样的恒星从国际货币基金组织，允许反馈被链接到个人的大质量恒星，改进的方法H II地区的建模，光电加热从空间变化的FUV场和超新星反馈。为了研究不同反馈通道的非线性耦合，我们对32个孤立的$M_\mathrm{vir} = 10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$星系进行了模拟，重子质量分辨率为$20\,\mathrm{M_\odot}$。我们发现，光电离和超新星反馈都能够独立地调节恒星形成到同一水平，而光电加热是低效的。光致电离产生的恒星形成历史比超新星要平滑得多。当所有的反馈通道相结合，恒星形成率的额外抑制是轻微的。然而，相对于只模拟超新星，外流率大大降低。我们表明，这是直接造成的抑制超新星集群的光电离反馈，破坏恒星形成云之前的第一个超新星。我们表明，我们的结果是强大的变化，我们的恒星形成处方，反馈模型和气体部分的磁盘。我们的研究结果还意味着，恒星形成的突发性和流出的质量负载可能会被高估，如果采用的恒星粒子质量是相当大的比单个恒星的质量，因为这规定了一个最小的集群大小。
2021-08-20 astro-ph.GA
Supernova Feedback on the Interstellar Medium and Star Formation
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，我们回顾了研究的复杂性的发展，旨在了解超新星及其释放的热气与恒星形成的分子云之间的交换。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。
2010-12-19 astro-ph.GA
Supernovae and photoionizing feedback in spiral arm molecular clouds
我们探讨超新星和它们的祖先在恒星形成区的电离辐射之间的相互作用。这些恒星反馈过程的相对贡献还没有得到很好的理解，特别是在大于单个恒星形成云的尺度上。我们主要关注它们如何影响星际介质。我们重新模拟了先前工作中包含光电离和超新星的500 pc^2区域。在1000万年的时间里，该地区发生了500多颗超新星。超新星遗迹在没有早期光电离的情况下冷却得非常快，但当光电离存在时，会形成更大更球形的热泡。总的来说，光致电离对气体形态和恒星形成的位置有更大的影响。然而，这两个过程是可比的，当看它们对速度分散的影响。当结合起来，这两个反馈过程增加的速度分散超过其部分的总和，特别是在5 pc以上的规模。
2022-04-26 astro-ph.GA
Cosmological Galaxy Evolution with Superbubble Feedback II: The Limits of Supernovae
我们探索超新星何时可以（不能）调节恒星的形成和星系的基础上的样本18个模拟星系的隆起的增长。模拟包括关键物理，如蒸发和传导，在以前的工作中被忽视，并需要正确建模由恒星反馈产生的超级气泡。我们表明，对于具有维里质量$>10^{12}\;M_\odot$的星系，超新星本身不能阻止过多的恒星形成。这种故障是由于银河风的关闭而发生的，风的质量载荷从$η\sim10$下降到$η<1$。在更大质量的系统中，这种重子向环星系介质的转移在早期就开始动摇，星系与观测到的星系标度关系和形态显著不同。效率降低仅仅是由于防止气体逸出的加深的潜在井。这意味着非超新星反馈机制必须成为主导的星系与恒星质量大于$\sim4\times10^{10}\;M_\odot$。与黑洞增长密切相关的中央恒星核球的失控增长表明，来自活动星系核的反馈是可能的机制。在这个质量以下，超新星本身就能够产生真实的恒星质量分数，恒星形成历史和圆盘形态。
2016-04-29 astro-ph.GA
The impact of pre-supernova feedback and its dependence on environment
积分场单元能够对整个附近星系的大量恒星形成区域进行解析研究，提供关于气体转化为恒星的洞察力，以及在空间尺度、恒星形成区域属性和环境方面前所未有的动态范围内新兴恒星星族的反馈。我们使用VLT/MUSE遗留的数据集，覆盖中央$35$弧分钟$^{2}$（${\sim}12$千秒差距$^{2}$）附近的星系NGC 300的量化的影响，恒星反馈作为当地的银河系环境的函数。我们从树状图中识别的发射线区域提取光谱，结合发射线比率和线宽来区分HII区域，行星状星云和超新星遗迹，并计算它们的电离气体性质，气相氧丰度和反馈相关的压力项。对于HII区域，我们发现直接辐射压力（$P_\mathrm{dir}$）和电离气体压力（$P_{HII}$）朝着更大的银河系中心半径，即沿着星系的（负）丰度和（正）消光梯度微弱地增加。虽然随着银河中心半径的增加，$P_{HII}$可能是由于更高的光子通量较低的金属量恒星星族，我们发现，增加的$P_\mathrm{dir}$可能是由更高的光子通量和增强的尘埃含量在较大的银河中心半径的组合驱动。鉴于上述情况，我们研究了在较大的银河系中心距离（较低的金属丰度和增加的尘埃质量表面密度）增加超新星前反馈对ISM的影响，发现较低金属丰度的超新星扩展到较低密度的环境中，从而增强了超新星反馈的影响。
2021-09-17 astro-ph.GA
Escape fraction of ionizing photons during reionization: effects due to supernova feedback and runaway OB stars
从星系逃逸到星系际介质中的氢电离光子的比例是再电离理论中的一个关键组成部分。我们使用两个放大的，高分辨率（4 pc），宇宙学辐射流体动力学模拟与自适应网格细化研究两种物理机制（超新星反馈和失控OB星）的逃逸分数（f_esc）在再电离时期（z>7）的影响。我们实现了一个新的，物理动机的超新星反馈模型，可以近似Sedov解决方案在所有阶段（从自由膨胀到扫雪机）。我们发现，有一个显着的时间延迟约1000万年之间的恒星形成的峰值和逃逸分数，由于时间的积累和随后的恒星形成云的超新星反馈破坏。因此，在质量为10^8-10^10.5兆太阳的晕中，矮星系的光子数加权平均逃逸分数约为<fesc>11%，尽管当恒星形成受到超新星爆炸强烈调制时，f_esc>20%的瞬时值是常见的。我们发现，包含失控OB星增加了22%至14%的平均逃逸分数<fesc>。由于逃逸OB星产生的超新星往往发生在密度较低的环境中，与没有逃逸OB星的模型相比，在Mvir>10^9 Msun的晕中，反馈效应得到增强，恒星形成被进一步抑制。虽然我们的两个模型都产生了足够的电离光子，以维持一个完全电离的宇宙在z>7的观察，更高数量的电离光子在z>9似乎有必要容纳高观测电子光学深度推断从宇宙微波背景观测。
2014-05-03 astro-ph.GA
Radiative Supernova Remnants and Supernova Feedback
超新星爆发是通过动量输入调节星系中恒星形成的主要反馈机制。我们回顾了在银河系辐射阶段的SNRs观测，以验证单个SN爆炸的动量/能量注入的理论结果。对于七个SNR，我们可以观察到快速膨胀，原子辐射壳层，我们表明，壳动量推断HI 21厘米线观测的范围是（0.5--4.5）$\times 10^5$ $M_\odot$ km s $^{-1}$。在两个SNR（W 44和IC 443），冲击分子气体的动量与原子SNR壳层已被观察到。我们比较的动量和动能/热能，这七个SNR的结果从一维和三维数值模拟。基于观测的动量和动能符合预期的动量/能量输入从SN爆炸的$\sim 10^{51}$ erg。然而，由于辐射SNR中热/冷界面处的快速冷却和复杂物理，使用热能的数据/模型比较来约束初始爆炸能量要困难得多。我们讨论了观测和理论的不确定性，这些全球性的参数和爆炸能量估计信噪比在复杂的环境。
2020-11-12 astro-ph.GA
The combined effect of AGN and supernovae feedback in launching massive molecular outflows in high-redshift galaxies
我们最近改进了我们的活动星系核（AGN）模型，将超大质量黑洞（SMBH）附加到大质量核星团（NSC）上。在这里，我们研究了这种新模型在大规模的，富含气体的星系与几个不同的反馈配方与流体动力学代码RAMSES模拟的影响。这些模拟与没有任何反馈的参考模拟进行了比较，在参考模拟中，冷却晕气体在恒星形成的爆发中迅速消耗。在强烈的超新星反馈存在下，我们观察到星系喷泉的形成，它在较长的时间内调节恒星的形成，但不会停止它。如果只考虑AGN反馈，一旦SMBH达到临界质量，就会发射出强烈的热气体流出，阻止冷却的晕气体到达盘，从而有效地停止恒星的形成，导致所谓的“淬火”。如果这两种反馈机制同时起作用，我们观察到一种非线性耦合，在这个意义上说，在超新星驱动的星系喷泉中的致密气体是由活动星系核驱动的热外流推动的，其半径比没有活动星系核的大得多。我们认为，这些特殊的外流能够解开致密气体从星系晕，感谢SN和AGN反馈的综合作用。我们推测，这种机制发生在SMBH的快速增长阶段结束时，是在许多大质量高红移星系中观察到的致密分子外流的起源。
2018-01-24 astro-ph.GA
The impact of supernova feedback on the mass-metallicity relations
本研究通过自洽宇宙学化学动力学模拟比较四种超新星反馈方法，发现机械反馈最能匹配至红移z~3的质量-金属丰度关系观测结果。
2023-10-25 astro-ph.GA
Simulations of magnetized multiphase galactic disk regulated by supernovae explosions
究竟是什么控制着银河系中的恒星形成仍然存在争议。特别是，反馈和磁场的作用仍然是部分理解。我们研究了超新星反馈和磁场对恒星形成和银盘结构的影响。我们进行数值模拟的湍流，磁化，自引力，多相，超新星调节ISM内1千秒差距分层盒。我们对超新星实施了各种方案。从以固定速率的随机分布到超新星在空间和时间上与恒星形成相关的分布。为了研究磁场对恒星形成的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们发现超新星反馈对星系演化有很大的影响。超新星的分布起着非常重要的作用。当超新星与恒星形成事件不相关时，它们不会显着改变在没有反馈的情况下获得的非常高的恒星形成率。当超新星跟随吸积时，恒星形成率可以降低30倍。磁场也起着重要作用。它将恒星形成率降低了2-3倍，并将塌陷点的数量减少了约2倍。超新星和致密气体之间的确切相关性似乎对星系盘演化和恒星形成有重要影响。这意味着小规模的研究是必要的，以了解和量化的反馈效率。磁场通过降低恒星形成速率和恒星形成点的数量来影响星系尺度的恒星形成。
2014-05-30 astro-ph.GA
Snap, Crackle, Pop: sub-grid supernova feedback in AMR simulations of disk galaxies
我们比较了超新星（SN）反馈的自适应网格加密（AMR）模拟孤立矮星系和L-星盘星系与20-40 pc分辨率的5个亚网格模型。这些模型是热转储，随机热，“机械”（注入能量或动量取决于分辨率），动力学和延迟冷却反馈。我们专注于每个模型抑制恒星形成和产生外流的能力。我们的最高分辨率运行勉强解决了反馈事件的绝热阶段，这对应于40个SN爆炸，前三个模型产生几乎相同的结果，可能表明动力学和延迟冷却反馈收敛到错误的结果。在较低的分辨率下，所有模型都不同，热转储反馈变得低效。热转储，随机和机械反馈产生多相流出的质量加载因子$β\ll 1$，这是远远低于观察到的。对于随机反馈的情况下，我们比较出版的SPH模拟，并发现更低的流出率。动力学反馈产生快速，热流出与$β\sim 1$，但只有当风是有效的流体动力学解耦的磁盘通过使用一个大的气泡半径。延迟冷却产生寒冷，密集和缓慢的风与$β> 1$，但大量的气体占据区域的温度-密度空间的冷却时间很短。我们的结论是，要么我们的分辨率太低，以保证物理动机的模型SN反馈，反馈机制比SNe是重要的，或其他方面的星系演化，如恒星形成，需要更好的治疗。
2016-11-24 astro-ph.GA
Where Did the Outskirts Go? Outer Stellar Haloes as a Sensitive Probe of Supernova Feedback
最近Merritt等人（2020）对模拟和观测的银河系质量星系进行了比较，发现模拟和观测星系中恒星晕的外围（$r>20\kpc$）之间存在显著的张力。利用蜻蜓望远镜的观测结果和来自Illustris-TNG 100项目的模拟星系，Merritt等人2020发现模拟星系中恒星晕的外围具有比观测星系更高的表面密度$1-2$ dex。在本文中，我们比较了两套15个模拟银河系的星系，每个从相同的初始条件下绘制，模拟相同的流体动力学代码，但有两个不同的模型从超新星的反馈。我们发现，MUGS模拟，使用一个较老的“延迟冷却”模型的反馈，也产生了太多的恒星质量在外围的光环，与中位数的表面密度远高于观测限制。MUGS 2模拟，而不是使用一个新的，物理动机的"超级气泡“模型的恒星反馈，有$1-2$指数较低的外部恒星晕质量和表面密度。MUGS 2模拟一般匹配的中位数表面密度分布，以及在恒星晕表面密度分布的分散观察到的恒星晕。我们的结论是，在宇宙学模拟中没有“失踪的外围”的问题，只要超新星反馈的建模方式，使其能够有效地调节恒星形成的低质量的恒星晕外围祖环境。
2022-10-27 astro-ph.GA
Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
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
Supernova feedback in numerical simulations of galaxy formation: separating physics from numerics
虽然来自大质量恒星爆炸为超新星（SNe）的反馈被认为是调节星系形成的关键因素之一，但理论上仍然不清楚可用能量如何耦合到星际介质以及星系尺度的外流如何启动。我们提出了一种新的实施方案，6个子网格SN反馈计划的移动网格代码Arepo，包括注入热和/或动能，延迟冷却反馈和“机械”反馈计划，注入正确的动量取决于解决的SN残留物的相关规模的两个参数。所有方案都使用单独的时间分辨SN事件。采用不同分辨率的孤立盘星系设置，最高分辨率运行合理地解决了SN的Sedov-Taylor相位，我们的目标是找到一个物理动机的方案，尽可能少的可调参数。正如预期的那样，简单的能量注入除了最高分辨率外，根本不会冷却。我们的延迟冷却方案导致过强的反馈，破坏磁盘。机械反馈方案是有效的抑制恒星形成，同意以及与Kennicutt-Schmidt关系，并导致收敛的恒星形成率和星系的形态与分辨率增加，无需微调任何参数。然而，我们发现很难产生足够高的质量负载因子的流出，但在所有的最高分辨率，这表明我们过度简化了未解决的SN残留物的演变，需要其他恒星的反馈过程被包括在内，需要一个更好的恒星形成处方或最有可能的一些组合这些问题。
2018-04-26 astro-ph.GA
Evidence for supernova feedback sustaining gas turbulence in nearby star-forming galaxies
本研究通过考虑气盘厚度和增厚增加湍流耗散时间尺度，发现仅需约1%的超新星反馈能量即可维持星系冷气体湍流，解决了长期存在的能量来源难题。
2022-11-29 astro-ph.GA
Bursting Bubbles: Clustered Supernova Feedback in Local and High-redshift Galaxies
我们比较了超新星驱动的超级气泡的演化与本地和高红移星系的观测分析模型，以及本地恒星形成星系中完整的HI壳的性质。我们的模型正确地预测了本地恒星形成星系中超级风的存在（例如，NGC 253）和$z \sim 2$附近流出的普遍性。我们发现，高红移星系可以在致密的ISM中“捕获”20- 50%的反馈动量（其余部分逃逸到附近的CGM中），而局域星系可能包含来自中央星暴的反馈动量的$\lesssim$ 10%。使用方位角平均星系的属性，我们预测，大多数超级气泡失速和片段\emph{within}的ISM，这发生在，或接近，气体尺度的高度。我们发现一个一致的解释，在所观察到的HI气泡的半径和速度，并预测，大多数将在ISM内的碎片，而那些能够突破起源于短的动态时间区域（其中的动态时间短于反馈时间尺度）。此外，我们证明了模型与恒定的团簇形成效率每Toomre质量是不一致的发生流出高$z$星爆和当地的环核地区。
2022-01-21 astro-ph.GA
Supernova Sweeping and Black-Hole Feedback in Elliptical Galaxies
宇宙中大多数巨大的椭圆星系在数十亿年前就停止了恒星的形成，尽管仍有大量的热气体可供恒星形成。在这里，我们提出了令人信服的证据表明，淬火的恒星形成取决于两个黑洞反馈和Ia型超新星加热。我们分析了钱德拉X射线观测的10个大规模的椭圆，5个扩展，潜在的恒星形成的多相气体和5个单相椭圆没有恒星形成。在1- 10 kpc的多相星系中，冷却时间与自由落体时间之比为tc/tff ~10，表明降水驱动的反馈限制了冷却，但并没有消除凝聚。在单相星系的同一区域，气体熵的径向分布与热稳定（tc/tff > 20）的超新星驱动的外流一致，该外流将恒星喷出物扫出星系。然而，在其中一个单相椭圆星系（NGC 4261）中，我们发现tc/tff在< 300 pc时< 10。值得注意的是，它的喷流比其他九个椭圆星系的喷流强约50倍，这与模型一致，该模型表明黑洞附近的降水应该将其燃料模式从邦迪式吸积切换到冷混沌吸积。我们的结论是，假设特别强烈的黑洞爆发可以通过提高热气体的熵并将系统翻转到超新星席卷状态来关闭大质量椭圆星系中的恒星形成。
2015-03-10 astro-ph.GA
Supernova feedback in a local vertically stratified medium: interstellar turbulence and galactic winds
我们使用本地笛卡尔模拟与垂直引力势研究超新星（SN）反馈分层星系盘驱动湍流和发射星系风。我们的分析包括三个圆盘模型的气体表面密度范围从银河系类星系到富含气体的超亮红外星系（ULIRGs），和两个不同的SN驱动方案（随机和相关的本地气体密度）。为了隔离SN反馈的物理，我们不包括额外的反馈过程。我们发现，在这些本地框计算，SN反馈激发相对较低的质量加权气体湍流速度色散~3-7公里/秒和低风质量加载因子< 1在我们研究的所有情况下。低湍流速度和风质量负载因子预测我们的本地框计算显着低于那些建议的观测富含气体和快速恒星形成的星系，他们也在紧张局势与全球模拟的盘星系调节恒星反馈。使用数值试验和分析参数相结合，我们认为，当地的笛卡尔框不能预测银河风的属性，因为他们没有捕捉到正确的全球几何和星系的引力势。实际上，在局部模拟中，风质量载荷因子并没有得到很好的定义，因为它们随着箱高度的增加而显著下降。物理上更真实的计算（例如，包括一个全球性的银河系的潜力和光盘旋转）将可能需要充分了解光盘湍流和银河外流，即使是由SNe单独反馈的理想情况。
2016-04-05 astro-ph.GA
Pre-supernova feedback sets the star cluster mass function to a power law and reduces the cluster formation efficiency
本研究通过矮星系流体动力学模拟发现，包含电离辐射和恒星风的早期恒星反馈能将星团质量函数设定为幂律分布并降低星团形成效率，揭示了反馈时机对星团形成的关键作用。
2023-08-23 astro-ph.GA
NIHAO XIX: How supernova feedback shapes the galaxy baryon cycle
我们使用NIHAO模拟来探索超新星（SNe）如何影响星系中的恒星形成。我们发现，SN反馈操作的所有尺度从星际介质（ISM）的几个维里半径。SNe通过阻止HI凝结成H $_2$和将冷的中性气体移动到热的HII相来调节恒星的形成。第一个效应解释了为什么矮星系中的冷中性气体不能有效地形成恒星。第二个维持了大质量星系的热ISM（HII在较低质量处喷出）。在$v_{\rm vir}\simeq 67{\rm\,km\,s}^{-1}$，流出速率遵循以下关系：$\dot{M}_{\rm out}=23\,(v_{\rm vir}/67{\rm\,km\,s}^{-1})^{-4.6}\,{\rm SFR}$。从星系喷出的气体的$20\%$到$70\%$从晕中逃逸（喷射反馈），但流出的气体主要是冷扫气，其中大部分在$\sim 1\,$ Gyr时间尺度上落回星系。这种“喷泉反馈”将星系的质量减少了2到4倍，因为气体在喷泉中花费了一半到四分之三的时间。不到$10\%$的喷射气体与热的环星系介质混合，这些气体通常不会再吸积。在像$6r_{\rm vir}$这样大的尺度上，星系风将进入的气体从宇宙细丝中转移，并阻止它在星系上吸积（先发制人的反馈）。这一过程是超矮星重子含量低的主要原因。
2019-02-11 astro-ph.GA
Kinetic energy from supernova feedback in high-resolution galaxy simulations
本文提出了一种通过直接改变网格单元的质量和速度来增加给定量的动能的新方法。该方法的背景下，超新星反馈的高分辨率（$\sim 10$ PC）流体动力学模拟的星系形成。分辨率依赖性是一个主要的考虑因素，在我们的应用程序的方法和模拟孤立的爆炸（在不同的分辨率进行）激励分辨率依赖的缩放比例的动能，我们适用于宇宙学模拟的$10^9$ Msun矮晕的注入部分。我们发现，在高密度介质（$\gtrsim$ 50厘米$^{-3}$）与粗分辨率（$\gtrsim 4$ pc每细胞），结果是敏感的初始动能分数由于早期和快速冷却。在我们的星系模拟中，以动力学形式沉积的少量超新星能量（仅为1%）对系统的演化产生了巨大的影响，导致恒星质量的数量级抑制。在我们进行的两个最高分辨率的模拟中，星系的整体行为似乎是收敛的。我们讨论了由此产生的恒星金属丰度的分布，一个可观察到的星系风属性的敏感性，并发现，虽然新的方法表明与观测系统的一致性增加，仍然存在显着的差异，可能是由于简单的假设，忽略了Ia型超新星和恒星风的贡献。
2015-06-26 astro-ph.GA
Pre-supernova stellar feedback in nearby starburst dwarf galaxies
本研究利用 VLT/MUSE 光谱和 SLUG 分析三个近邻低金属丰度矮星暴星系的 30 个 HII 区，量化超新星前辐射压与光电离反馈，揭示其随区域尺度和金属丰度的变化。
2024-05-09 astro-ph.GA
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
Probing Feedback via IGM tomography and Ly$α$ forest with Subaru PFS, TMT/ELT, and JWST
在斯巴鲁总理焦点光谱仪（PFS）调查和其他大型未来望远镜，如TMT/ELT/GMT的IGM层析成像研究的准备工作中，我们提出了我们的试点研究的结果Ly $α$森林和IGM层析成像统计使用GADGET 3-OSAKA宇宙学光滑粒子流体动力学模拟。我们的模拟包括恒星形成和超新星反馈的模型，这使得星系，中性氢（HI）和环星系和星系间介质中的金属之间的交叉相关研究更加真实。我们创建一个光锥数据集在$z=2-3$从我们的模拟和生成模拟LY $α$森林数据。作为第一步，本文着重研究了HI和星系的分布，给出了一维通量PDF、一维功率谱、通量对比度与碰撞参数、HI $-$星系互相关的统计结果。我们的研究结果与当前的观测数据总体一致，在小尺度上存在一些有趣的差异，这些差异是由于反馈效应或不同的观测条件。我们的模拟结果表明，较强的HI吸收与星系的横向距离减小。我们发现，具有$M_\star \ge 10^{10}\,M_\odot$的大质量星系对通量衬度信号有很强的贡献，而具有$M_\star \sim 10^8-10^{10}\,M_\odot$的低质量星系往往会稀释来自大质量星系的通量衬度信号。在大尺度上，平均通量反差平滑地连接到IGM水平，支持和谐$Λ$冷暗物质模型。我们还发现了一个增加HI吸收对中心的原星系团。
2021-07-07 astro-ph.GA
Blossoms from black hole seeds: properties and early growth regulated by supernova feedback
大质量黑洞（BH）存在于本地星系中，包括银河系和一些矮星系。黑洞的形成发生在宇宙早期，必须解释今天星系中黑洞的性质，特别是为什么有些星系拥有黑洞，而另一些星系没有。我们调查的形成，分布和生长的BH“种子”使用自适应网格加密代码Ramses。我们开发了一个实现BH形成在密集，低金属含量的环境中，所倡导的模型调用的第一代恒星的崩溃，或致密的核星团。种子质量是根据恒星形成速率和恒星初始质量函数逐个计算的。这种自洽的方法种子黑洞使我们能够研究黑洞在宇宙学背景下的分布及其随宇宙时间的演化。我们发现，所有高质量的星系往往是一个主机的BH，而低质量的同行有一个较低的概率托管BH。在BH形成时代结束后，这种概率受到星系生长的调制。模拟的黑洞连接到低红移观测样本，并跨越了类似的范围内的吸积性质的莱曼-破裂类似物。低质量星系中黑洞的生长受到强烈的超新星反馈的阻碍。因此，矮星系中黑洞的性质仍然是黑洞形成的实验平台。模拟与强大的超新星反馈，这是能够淬火BH吸积浅势阱，产生星系和BH更好地符合观测约束。
2017-07-26 astro-ph.GA
Galaxy formation physics behind bar formation: A view from cosmological hydrodynamical simulations
本研究通过修改超新星和黑洞反馈的宇宙学模拟，发现超新星反馈延迟或抑制棒形成，而黑洞反馈影响棒强度，并指出现有棒不稳定性判据在弱超新星反馈下失效，强调致密核球的重要性。
2025-04-07 astro-ph.GA
Globular cluster orbital decay in dwarf galaxies with MOND and CDM: Impact of supernova feedback
本研究通过模拟对比牛顿引力与QUMOND MOND框架下矮星系中球状星团的轨道衰减，发现超新星反馈无法阻止MOND中大质量球状星团沉降，该结果更支持牛顿引力，还提出引力势涨落与超新星风对矮星系结构的潜在作用。
2024-07-15 astro-ph.GA
Discrete Effects in Stellar Feedback: Individual Supernovae, Hypernovae, and IMF Sampling in Dwarf Galaxies
利用FIRE-2（Feedback In Realistic Environments）项目的高分辨率模拟，我们研究了恒星反馈过程的离散性对星系演化和星际介质（ISM）性质的影响。我们特别考虑了超新星（SNe）的离散化，包括超新星（HNe），并对初始质量函数（IMF）进行采样。我们研究这些过程中的宇宙学模拟的矮星系与$z=0$恒星质量$M_{\ast}\sim 10^{4}-3\times10^{6}\,M_\odot$（晕质量$\sim 10^{9}-10^{10}\,M_\odot$）。我们表明，个别SNe的离散性质（相对于一个模型，其中他们的能量/动量沉积是连续的，随着时间的推移，类似于恒星风）是至关重要的，在产生一个合理的ISM结构和星系风，并在调节矮恒星质量。然而，一旦SNe离散化，占IMF采样的影响，如辐射反馈和恒星质量损失（而不是采用IMF平均率）的连续机制，对星系尺度的性质有微弱的影响。我们还考虑了能量为$\sim 10^{53}\,{\rm erg}$的稀有HNe事件的影响。HNe的影响类似于SNe的集群爆炸的影响-这已经在我们的默认模拟设置中捕获-并且不会淬灭恒星形成（前提是HNe不主导总SNe能量预算），这表明HNe产量产品应该在今天的超微弱矮星中观察到。
2017-12-07 astro-ph.GA
A study of AGN and supernova feedback in simulations of isolated and merging disc galaxies
我们进行高分辨率的N体+SPH模拟孤立的银河星系和它们之间的主要合并，调查反馈的影响，从一个活动星系核（AGN）和超新星对星系的演化。几个AGN的方法从文献中独立使用，并结合超新星反馈隔离这些反馈过程中最重要的因素。我们发现，在孤立星系中，超新星占主导地位的恒星形成的抑制，但恒星形成率是不受AGN的存在。在合并中，当考虑具有强活动星系核反馈的模型时，情况正好相反，在星暴发生之前关闭了恒星的形成。活动星系核和超新星一起模拟抑制恒星的形成，只比它们单独作用时稍微多一点。反馈过程之间的这种低水平相互作用是由于活动星系核的反馈维持了超新星形成的热气体晕的温度。对于每个反馈过程，加热温度是主导参数，而不是加热事件的总体能量预算或定时。最后，我们发现，黑洞的质量是高度分辨率依赖，与更大的质量黑洞发现在较低的分辨率模拟。
2013-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling supernova feedback in galaxy formation simulations with energy-conserving momentum injection
Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）
本文提出一种能量守恒的动量注入方法，解决高分辨率模拟中动量耦合导致的能量不守恒问题，通过热反馈替代以避免不合理的大尺度动量耦合，验证了该方法在矮星系模拟中的有效性。
2026-04-27 astro-ph.GA
Momentum Injection by Clustered Supernovae: Testing Subgrid Feedback Prescriptions
使用专门设计用于评估来自单个星团的多个时间分辨超新星（SNe）对周围介质的影响的一维拉格朗日代码，我们测试了三种常用的反馈配方：延迟冷却（例如，在GASOLINE-2代码中使用）、动量-能量注入（所使用的动量主导反馈和能量主导反馈之间的分辨率相关的转换，例如，在FIRE-2代码中），以及同时能量注入（例如，在EAGLE模拟中使用）。我们的工作为这些配方提供了一个中间测试：我们分析的设置比许多设计的简化场景更复杂，但比完整的银河系模拟更受控制。特别是，我们测试如何以及这些模型再现增强的动量效率看到的11 SN集群模拟在高分辨率（0.6 PC; 12增强相对于孤立SN的情况下的一个因素），当这些子网格配方实现在低分辨率（20 PC）运行。我们发现：1）延迟冷却模型表现良好--导致基准孤立SN值的动量效率的9倍--当SNe被聚集并且每个SN注入$10^{51}$ erg时，同时在单个SN测试情况下明显地过度预测动量效率; 2）动量-能量模型总是获得良好的结果，动量效率提高5倍;以及3）同时注入来自所有SNe的能量对于防止过冷几乎没有作用，并且大大地不足产生由成簇SNe沉积的动量，导致动量效率平均降低3倍。
2019-12-03 astro-ph.GA
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
The importance of the way in which supernova energy is distributed around young stellar populations in simulations of galaxies
超新星反馈在星系形成的模拟中起着至关重要的作用。由于爆炸波从个人SNe发生在尺度上，在现代宇宙学模拟中仍然没有解决，SN反馈必须实现为一个子网格模型。SN能量耦合到本地星际介质的方式以及防止过度辐射损失的方式的差异导致了不同小组使用的模型的动物园。然而，年轻恒星粒子周围分辨率元素的选择对于SN反馈的重要性在很大程度上被忽视了。在这项工作中，我们研究了各种选择方法使用平滑粒子流体动力学代码SWIFT。我们运行一套孤立的盘星系模拟银河系质量的星系和小宇宙体积，所有的热随机SN反馈模型中使用的EAGLE模拟。我们补充了原来的质量加权的邻居选择一种新的算法，保证SN的能量分布是尽可能接近各向同性。此外，我们考虑的算法，其中的能量注入到最近的，密度最小的，或最密集的邻居。我们发现，不同的邻居选择策略导致恒星形成率，气体密度，风质量加载因子和星系形态的显着变化。各向同性方法比传统的质量加权选择产生更有效的反馈。我们的结论是，反馈能量分布在反馈事件周围的分辨率元素之间的方式与通过几个因子改变能量的量一样重要。
2022-04-22 astro-ph.GA
Does supernova feedback regulate the star formation rate in dwarf galaxies?
Universidad Nacional Autónoma de México. Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学射电天文与天体物理研究所）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574, ENS de Lyon, Univ. Lyon1, CNRS, Université de Lyon（里昂天体物理研究中心（UMR5574），里昂高等师范学院，里昂第一大学，法国国家科学研究中心，里昂大学）
研究通过模拟测试恒星反馈如何调节密集气体供应及恒星形成率，发现恒星反馈并非主要抑制密集气体坍缩，而是限制扩散气体转化为密集气体。
2026-09-28 astro-ph.GA
Suppression of star formation in dwarf galaxies by grain photoelectric feedback
光电加热一直被认为是中性星际介质的主要热源。对螺旋星系的模拟发现了一些迹象，表明光电加热可以抑制恒星的形成。然而，包括光电加热的模拟通常发现，它对螺旋星系或矮星中恒星形成的速率几乎没有影响，这表明超新星而不是光电加热负责设定星系中的恒星形成定律。这一结果与最近的工作表明，恒星形成的法律，取决于星系金属，预期光电加热，但不是超新星，再现了当今的星系人口比金属独立的一个更好。在这里，我们报告了一系列的模拟矮星系，其中光电加热和超新星的影响预计是最强的。我们同时包括空间和时间相关的光电加热，我们解决了每个超新星爆炸波的Sedov阶段，使我们能够直接测量超新星和尘埃加热的动量注入的相对重要性远紫外（FUV）光子在抑制恒星形成。我们发现，超新星是无法解释的长期观察到的气体耗尽时间在矮星系。相反，普通的光电加热是矮星系在任何给定时间调节恒星形成速率的主要手段，相对于只有超新星的模拟，恒星形成速率被抑制了一个数量级以上。
2016-05-02 astro-ph.GA
Most of the cool CGM of star-forming galaxies is not produced by supernova feedback
大量的气体驻留在星系晕，所谓的环星系介质（CGM）的特性，是至关重要的理解宇宙时间的星系演化。在这里，我们专注于冷却（$T\sim10^4$ K）阶段的这种介质周围的恒星形成星系在本地宇宙中，其属性和动力学知之甚少。我们开发了半解析参数模型来描述冷CGM作为从中央星系流出的气体云，由于超新星爆炸的光盘（星系风）。星云的运动是由星系的引力和与高温（$T\sim10^6$ K）日冕气体的相互作用驱动的。通过一个babetical分析，我们比较了我们的模型的预测与COS-Halos和COS-GASS调查的数据，它提供了准确的运动学信息的冷CGM周围的40多个低红移恒星形成的星系，探测距离到星系维里半径。我们的研究结果清楚地表明，超新星驱动的外流模型是不适合描述冷环星系气体的动力学。事实上，为了重现这些数据，我们需要极端的场景，初始流出速度和质量加载因子将导致超新星与气体之间的非物理高能量耦合，并且超新星效率大大超过1。这强烈地表明，由于流出不能再现大部分的冷气体吸收，后者可能是宇宙流入的结果，在外部星系晕，类似于我们以前发现的早期类型的星系。
2020-12-01 astro-ph.GA
Pre-supernova feedback mechanisms drive the destruction of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
这是一个主要的悬而未决的问题，物理过程停止气体吸积到巨分子云（GMC），并限制气体转化为恒星的效率在这些GMC。虽然超新星爆炸的反馈一直是星系形成和演化模拟中常用的反馈机制，但恒星风、光电离和辐射压力等“早期”反馈机制预计将在恒星形成开始后的气体扩散中发挥重要作用。这些反馈过程通常发生在小尺度上（$\sim 10-100$ pc），因此它们的影响很难在银河系以外的环境中受到限制。我们应用一种新的统计方法，以$\sim 1$的分辨率地图的CO和Ha的排放在9个附近的盘星系的样本，以测量的时间超过GMC被分散的反馈，从年轻的，高质量的恒星，作为一个函数的星系环境。我们发现，GMCs通常分散在$\sim$ 3百万年后出现的未嵌入的高质量的恒星，与银河系中心半径没有显着的趋势。与分析预测的比较表明，独立的环境，早期的反馈机制（特别是光电离和恒星风）在分散GMC和限制其在附近星系的恒星形成效率发挥了至关重要的作用。最后，我们表明，这些早期反馈机制注入的能量与母GMC耦合的效率是相对较低的（百分之几十），这样的年轻恒星星族发出的绝大多数动量和能量逃脱母GMC。
2020-10-26 astro-ph.GA
On the early evolution of Local Group dwarf galaxy types: star formation and supernova feedback
根据恒星形成历史（SFH），本星系群矮星系可以大致分为两类：一类是在$z=2$之前形成大部分恒星的星系（${\it fast}$），另一类是SFH较长的星系（${\it slow}$）。最精确的SFH通常来自深但空间扩展不太大的光度数据;当存在年龄梯度时，这可能会改变年老恒星与年轻恒星的比例。在这里，我们校正了这种影响，并推导出质量形成的恒星$z=2$的16个本群矮星系的样本。我们探讨了${\it fast}$和${\it slow}$矮星之间的早期差异，并评估了超新星（SN）内部反馈对矮星的重子和暗物质（DM）成分的影响。${\it Fast}$矮星在早期聚集了更多的恒星质量，并且在半光半径内比${\it slow}$矮星有更多的DM。通过规定${\it slow}$矮星不可能因$z=2$而失去气体，我们将SN反馈到气体和DM的最大耦合效率限制为$\sim$ 10%。我们发现，内部反馈似乎不足以淬灭SFH的${\it fast}$矮星的气体剥夺，特别是对于较暗的系统。尽管如此，SN反馈可以相对容易地使DM晕圈密度分布成核，以非常低的效率产生$z=2$比${\it fast}$矮的半光半径大小的核。在“经典”银河系卫星中，我们预测最小的核心应该在Draco和Ursa Minor中找到，而Sculptor和Fornax应该拥有最大的核心。
2018-06-20 astro-ph.GA
Chemical evolution of elliptical galaxies I: supernovae and AGN feedback
我们研究椭圆星系的形成和演化，以及它们如何抑制恒星的形成并保持其熄灭。采用了一个单区化学模型，该模型详细描述了主动和被动演化过程中气体质量及其化学丰度的时间演化。该模型包括气体流入和流出以及详细的恒星核合成。椭圆星系与不同的质量下降，在恒星形成的情况下，被认为是缩小。在化学演化模拟中，我们包括一个新的计算的反馈过程。我们包括恒星风加热、核心坍缩SNe、Ia型SNe（通常在星系形成模拟中不突出显示）和活动星系核反馈。活动星系核反馈是这类模型中的一个新现象，它是通过考虑中心超大质量黑洞的Bondi-Eddington有限吸积来计算的。我们成功地再现了几个观测特征，如[ $α$ /Fe]比值随星系质量增加，质量金属丰度，$\rm M_{BH}-σ$和$\rm M_{BH}-M_{*}$关系。此外，我们表明，恒星的反馈，特别是Ia型超新星，有一个主要的作用，在维持淬火的恒星形成后，发生的主要星系风，特别是在低质量的椭圆。对于较大的系统，活动星系核对气体热能的贡献似乎是必要的。然而，除非假设活动星系核效率不合理或恒星反馈极低，否则活动星系核对主银河风发展的影响可以忽略不计。我们强调了Ia型超新星在早型星系能量收支中所起的重要作用。
2022-10-21 astro-ph.GA
Towards simulating star formation in turbulent high-z galaxies with mechanical supernova feedback
超新星的反馈对于理解星系中恒星形成的自我调节至关重要。然而，在宇宙学的背景下，由于在冲击波传播过程中过度的辐射损失，该过程的功效仍然不清楚。为了更好地了解SN爆炸对星系演化的影响，我们进行了一套高分辨率（12 pc），放大宇宙学模拟银河系的星系在z=3与自适应网格细化。我们发现超新星爆发可以有效地调节恒星的形成，使得恒星的质量和金属丰度在z~3处与观测到的质量-金属丰度关系和恒星质量-晕质量关系相一致。这是通过对经典反馈方案进行三个重要改变来实现的：i）通过在每个阶段注入预期的径向动量直接模拟SN爆炸波的不同阶段，ii）SNe的实际时间延迟，早在300万年开始，需要在失控坍缩之前通过气体团合并在星系中心分散非常密集的气体，以及iii）在SN爆炸的单元的计算网格尺度以下考虑ISM的非均匀密度分布。最后一个条件的动机是这样一个事实，即我们的模拟仍然没有解决的详细结构的湍流ISM中的快速外流可以沿低密度通道传播。SN反馈模型模拟的星系显示出强烈的外流，其质量大约是恒星形成速率的十倍，以及平稳上升的圆周速度。其他不满足这三个条件的反馈模型会形成太多的恒星，产生一个峰值旋转曲线。我们的研究结果表明，了解结构的动荡ISM可能是至关重要的评估SN和其他反馈过程中的作用星系形成理论。
2015-06-03 astro-ph.GA
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Ab initio Simulations of a Supernova Driven Galactic Dynamo in an Isolated Disk Galaxy
利用孤立银河系质量星系形成模拟和磁流体动力学（MHD）超新星反馈的新处方，我们研究了孤立螺旋星系的磁场演化。我们的主要结果是，一个星系发电机可以播种和驱动超新星爆炸，导致磁场的强度和形态是与观测一致。在我们的模型中，超新星提供热能，和低水平的磁场以及它们的喷出物。热膨胀驱动了湍流，湍流具有双重作用，既能有效地将磁场混入星际介质，又能通过湍流发电机将其放大。MHD超新星反馈的计算处方已在公开可用的ENZO代码中实现，并在本文中进行了充分的描述。这改进了ENZO现有的来自恒星和活动星系的流体动力学反馈模块。我们发现，该领域达到$μG$ -水平超过GYR时间尺度在整个磁盘。磁场还发展出大尺度结构，这似乎与盘的旋臂密度结构有关。我们发现，播种的银河发电机超新星喷出物预测气体金属丰度和磁场强度之间的持久相关性。我们还生成全天空地图的法拉第旋转措施从模拟预测的磁场，并提出了一个直接与观测比较。
2017-06-28 astro-ph.GA
The Effect of Radiation and Supernovae Feedback on LyC Escape in Local Star-forming Galaxies
本研究通过建模 LzLCS 29个星系的 Mg II 线并结合多相风与 SED 拟合，揭示强 LyC 泄漏由辐射反馈主导，而超新星反馈星系泄漏较弱。
2024-09-08 astro-ph.GA
The Effects of Radiative Feedback and Supernova Induced Turbulence on Early Galaxies
最近发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜有望在我们对第一批恒星和星系的理解方面取得无与伦比的进步，但要实现这一潜力，需要宇宙学模拟来捕捉影响这些物体的关键物理过程。在这里，我们表明，辐射转移和亚网格湍流混合是两个这样的过程。通过比较模拟有和没有辐射转移，但具有完全相同的物理参数和亚网格湍流混合模型，我们发现，跟踪辐射转移抑制人口III（Pop III）恒星形成密度的一个因素约为4。在这两个模拟中，Pop III恒星的$\gtrsim 90\%$都被发现在我们的次网格模型跟踪的未解决的原始区域中，该模型在模拟原星系核心周围的区域方面做得更好，在这些区域中，来自超新星的金属需要数十万年才能完全混合。与此同时，辐射转移抑制了Pop III恒星的形成，通过电离气泡的发展，减缓了这些区域的气体吸积，并导致紧凑的高红移星系被孤立的低质量卫星所包围。因此，湍流混合和辐射转移都是必须包括在内的基本过程，以准确地模拟原始星系的形态，成分和生长。
2022-07-14 astro-ph.GA
The impact of supernova feedback on metallicity-gradient evolution in cosmological simulations
本文利用宇宙学化学动力学模拟，比较热能、随机和机械三种超新星反馈模型，研究星系恒星与星际介质径向金属丰度梯度的演化，发现机械反馈在 $z=0$ 与观测最吻合，并揭示了梯度随质量与红移的演化规律及内向外生长模式。
2025-10-12 astro-ph.GA
Roles of Supernova and Active Galactic Nucleus Feedback in Shaping the Baryonic Content in a Wide Range of Dark Matter Halo Masses
本文扩展 FEGA25 半解析模型，引入两种 AGN 热气体抛射方案并结合 MCMC 校准，揭示超新星与 AGN 反馈在不同暗物质晕质量中的分工及其对重子循环的影响。
2025-09-30 astro-ph.GA
A Detailed Study of Feedback from a Massive Star
我们提出了一个15太阳质量的恒星在一套理想的环境中，以量化的能量传输到星际介质（ISM）的数值模拟。我们包括恒星风，紫外光电离和随后的超新星的理论模型和观测的基础上的恒星演化模型。该系统是在3D模拟使用RAMSES-RT，自适应网格细化辐射流体动力学代码。我们发现，恒星风有一个可以忽略不计的影响，由于其相对较低的光度相比，其他过程的系统。光致电离的主要影响是降低超新星爆炸所进入的介质的密度，从而降低后续超新星的辐射冷却速率。最后，我们提出了一个网格的模型量化的能量和动量的系统，可用于激励模拟的反馈在ISM无法完全解决在这项工作中讨论的过程。
2015-02-05 astro-ph.GA
Obscuring fraction of active galactic nuclei implied by supernova and radiative feedbacks
通过考虑核星暴的超新星反馈和活动星系核辐射压力的各向异性效应，研究了环核盘的遮蔽结构。我们假设中心超大质量黑洞（SMBH）的质量吸积是由CND内部SN驱动的湍流触发的，并探讨了CND的结构如何依赖于BH质量（$M_{\rm BH}$）和活动星系核亮度（$L_{\rm AGN}$）.我们发现，遮蔽分数（$f_{\rm obs}$）在爱丁顿光度（$L_{\rm Edd}$）的$\sim10\%$处达到峰值，对于质量较小的SMBH（例如，$M_{\rm BH} < 10^{8}M_{\odot}$）。这是因为对于较小的$L_{\rm AGN}$，CNDs的标度高度由SN驱动的吸积决定，而CNDs中的尘埃分子气体则被超过临界光度的活动星系核的辐射压吹走.另一方面，对于大规模SMBH（例如，$M_{\rm BH} > 10^{8}M_{\odot}$），$f_{\rm obs}$总是小于$0.2$，并且几乎与$L_{\rm AGN}$无关，因为CND的标度高度主要由CND的最大恒星形成效率（$C_{\rm *, max}$）控制。通过与活动星系核的中红外观测结果的比较，SN+辐射反馈模型与$C_{\rm *, max} = 10^{-7}\, {\rm yr}^{-1}$模型较好地再现了$M_\mathrm{BH} = 10^8 M_\odot$的观测结果。我们还发现，强烈的星暴或CND内无…
2019-12-05 astro-ph.GA
The mass-dependent interplay of active galacitc nuclei and supernova feedback in shaping the $L_{\rm X}$--$T$ relation of early-type galaxies
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理中心及物理系）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本研究通过MACER3D框架的3D流体模拟，揭示早型星系L_X-T关系的调控机制随星系质量变化，AGN与SN反馈的耦合作用对塑造该关系有关键影响。
2026-08-05 astro-ph.GA
Kinematic signatures of impulsive supernova feedback in dwarf galaxies
脉冲超新星反馈和非标准的暗物质模型，如自相互作用暗物质（SIDM），是矮星系尺度下主导核心形成机制的两个主要竞争者。在这里，我们表明，脉冲超新星周期爆发的恒星形成的情节留下了独特的功能，在恒星的分布函数：集团的恒星具有相似的年龄和金属丰度发展过密壳相空间。如果核心是通过超新星反馈形成的，我们预测在恒星形成的矮星系与核心的主机晕存在这样的功能。它们的系统性缺失将有利于替代的暗物质模型，如SIDM，作为主导的核心形成机制。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
Degeneracies Between Self-interacting Dark Matter and Supernova Feedback as cusp-core transformation mechanisms
我们提出了一套16个高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系（气体和恒星盘加上恒星凸起）在最初的尖状暗物质（DM）晕，包括DM粒子之间的自相互作用（SIDM），以及随机恒星形成和随后的超新星反馈（SNF），使用恒星反馈模型SMUGGLE实施。模拟从相同的初始条件，我们调节SIDM和SNF的强度，通过系统地改变SIDM动量传递截面和气体密度阈值恒星形成。对于这两个参数的几种组合，DM晕形成具有相似尺寸和形状的恒定密度核。由于SIDM（绝热尖芯变换）形成的核心晕的速度色散曲线比由于SNF在突发恒星形成（脉冲尖芯变换）模拟中形成的核心晕的速度色散曲线更接近等温。脉冲SNF可以产生正的恒星年龄梯度，并增加星系中心气体的随机运动。模拟的星系在晕与核心，形成的螺旋在空间上更广泛，与恒星的金属丰度梯度是浅（在后期）比其他模拟的星系。气体和恒星的这种可观测的性质，表明引力势的绝热或脉冲演化，可以用来确定DM晕中观察到的核心是通过DM粒子之间的自相互作用形成的，还是响应于脉冲SNF。
2022-04-06 astro-ph.GA
