The Effects of Metallicity and Abundance Pattern of the ISM on Supernova Feedback
超新星反馈在星系演化中起着至关重要的作用。虽然现代宇宙学模拟捕捉星系内的主要结构，但它们很难提供足够的分辨率来研究小尺度的恒星反馈，例如SN残余物的详细演化。因此，通常的做法是假设很少扩展到低金属丰度的亚网格模型，并且通常使用标准的太阳丰度模式。借助1-D流体动力学模拟，我们扩展这些模型，考虑低金属丰度和非太阳丰度模式来自银河系恒星的光谱。为此，开发了一个简单而有效的框架来生成非太阳丰度模式冷却函数。我们发现，以前的治疗显着过度预测SN反馈在低金属丰度，并显示不可忽略的变化，在SN残余的$\approx 50\%$在$cooling\; mass$和$\approx 27\%$在$momentum\; injection\; from\; SN\; remnants$的演变产生的非太阳丰度模式。我们使用我们的模拟来量化这些结果作为金属丰度和丰度模式变化的函数，并提出分析公式来准确地描述趋势。这些公式已被设计为宇宙流体动力学模拟中SN反馈的亚网格模型。
2021-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar and AGN feedback in isolated early-type galaxies: the role in regulating star formation and ISM properties
了解星系如何维持恒星形成的物理自洽模型的效率是星系演化的核心问题。尽管近几十年来提出了许多理论模型，但争论仍然存在。通过高分辨率的二维流体动力学模拟，研究了恒星风加热、SNe反馈和活动星系核反馈抑制恒星形成活动对不同质量早型星系演化的影响。基于\citet{Yuan2018}更新活动星系核反馈模型。在我们的大多数模型中，气体来源完全来自垂死的低质量恒星的质量损失。我们发现，SNe反馈可以保持在一个显着低的水平，低质量的椭圆星系的宇宙演化时间的恒星形成。对于高质量星系，活动星系核反馈可以有效地抵消辐射冷却，从而调节恒星形成活动。这种恒星形成的抑制在星系的内部区域非常有效。AGB加热不能解释低质量和高质量星系的这种抑制。在考虑有效反馈过程的情况下，热等离子体的X射线温度$T_{\rm X}$和亮度$L_{\rm X}$与观测值符合较好。因此，这些结果表明，我们可以使用$T_{\rm X}$和$L_{\rm X}$来探测不同反馈过程的作用。附加气体源的加入可以使SNe和活动星系核之间的质量尺度减小到几个$10^{10}~M_{\odot}$的观测推断值。
2018-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Conference Summary: Stellar Feedback in the ISM: Celebrating the Life and Work of You-Hua Chu
会议总结回顾了与朱有花的合作及超级气泡X射线发现，探讨了恒星风与星际介质相互作用对恒星反馈的影响，并综述了行星形成、超新星遗迹、星团及观测技术等领域成果。
2024-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent magnetic field amplification driven by cosmic-ray pressure gradients
对几个超新星遗迹的非热辐射的观测表明，爆炸波附近的磁场要比通过星际介质（ISM）对磁场进行简单的冲击压缩而天真地预期的强得多。我们提出了一个简单的模型，这是能够实现足够的磁场放大解释的意见。我们建议，宇宙射线压力梯度作用于不均匀ISM上游的超新星爆炸波诱导强烈的湍流上游的超新星爆炸波。湍流是通过上游ISM的差加速度产生的，这是ISM中密度不均匀的结果。然后，这种湍流放大了预先存在的磁场。数值模拟表明，放大系数为20或更高的是很容易实现的，当合理的参数为ISM和超新星爆炸波的这种机制。发生这种放大的长度尺度是最高能量非热粒子的扩散长度。
2012-09-11 astro-ph.HE
Diagnostics of magnetohydrodynamic modes in the ISM through synchrotron polarization statistics
针对星际介质MHD湍流模式识别难题，基于MHD湍流统计规律修正SPA方法，提出SPA+拟合分类判据与快模式不对称识别法，且验证其不受法拉第旋转影响。
2024-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cosmic Ray-Driven Galactic Winds with Resolved ISM and Ion-Neutral Damping
本研究通过高分辨率磁流体力学模拟，探究不同宇宙射线输运模型及离子-中性阻尼对星系风、恒星形成的影响，发现离子-中性阻尼虽削弱宇宙射线对恒星形成的作用，但仍允许其提供有效反馈。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mirror diffusion of cosmic rays in highly compressible turbulence near supernova remnants
最近的γ射线观测揭示了宇宙射线在星际介质中的不均匀扩散。这是预期的，因为CR的扩散取决于湍流的性质，而湍流的性质在多相ISM中可能变化很大。我们专注于镜像扩散所产生的高度可压缩的湍流分子云（MC）周围的超新星遗迹（SNRs），磁镜像效应的结果在显着抑制CR源附近的CR扩散。由于慢扩散，通过质子-质子相互作用的显著能量损失使低能CR谱变陡，而由于镜像扩散对CR能量的强烈依赖，使高能CR谱变陡。由此产生的CR的破幂律谱与从SNR/MC系统观察到的伽马射线谱很好地匹配，例如，IC 443和W 44。
2021-10-15 astro-ph.HE
Damping of MHD turbulence in partially ionized plasma: implications for cosmic ray propagation
研究了部分电离介质中不可压缩和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的中性离子碰撞阻尼。我们从线性分析的MHD波应用单流体和双流体处理。由线性分析得到的阻尼率可用于确定MHD湍流的阻尼尺度。研究了磁流体湍流阻尼尺度与线性磁流体波截止边界之间的物理联系。我们的分析结果表明，适用于各种部分电离的星际介质（ISM）相和太阳色球。作为一个重要的天体物理应用，我们将阻尼效应引入部分电离ISM中宇宙射线的传播。湍流阻尼在渡越时间阻尼和陀螺共振中的重要作用。
2015-06-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Resolving Star Cluster Formation in Galaxy Simulations with Cosmic Ray Feedback
University of Michigan（密歇根大学）；Leibniz Institute for Astrophysics, Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼兹天体物理研究所）
本研究在移动网格代码AREPO中实现CRISP模型，首次模拟了动态耦合宇宙线、近单个恒星粒子和反馈调节星际介质的星团形成，发现宇宙线同时降低恒星形成率、星团质量函数幂律斜率和形成效率。
2026-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Positive and negative feedback by AGN jets in high-redshift galaxies
以往对活动星系核喷流反馈的模拟主要集中在星系团的环星系核介质或团内介质的大尺度相互作用上。只是在最近几年，模拟包括喷流与高度不均匀介质的相互作用，这是多相星际介质（ISM）所要求的。与此同时，活动星系核的反馈已经成为星系演化的宇宙学模拟的一个共同组成部分，以形成与观测相符的大质量星系。我将介绍我们最近的一些结果，并将把它们放到其他反馈模拟的进一步背景中，以及如何根据ISM的不同性质来理解喷流的正反馈和负反馈的相反影响。
2014-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence-induced magnetic fields in shock precursors
银河系的宇宙射线被认为主要是在超新星冲击中被加速的。然而，星际磁场太弱，无法有效地将银河宇宙射线加速到最高能量，即$10^{15}$ eV。冲击前区域的较强磁场可提供所需的效率。贝尔的宇宙射线非共振流不稳定性被认为是前体磁场放大的原因。然而，有人提出了另一种机制，即宇宙射线压力梯度形成激波前兆并驱动湍流，通过小尺度发电机放大磁场。该机制运行的一个关键因素是星际介质（ISM）中存在的不均匀性。这些不均匀性是湍流的结果。在这项工作中，我们探讨了磁场放大在不同的ISM条件下，通过三维MHD数值模拟。
2016-02-09 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)$有5…
2015-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar and Quasar Feedback in Concert: Effects on AGN Accretion, Obscuration, and Outflows
我们研究的反馈活动星系核（AGN）和多相星际介质（ISM）的相互作用，在模拟包括明确的恒星反馈，多相冷却，吸积盘风，康普顿加热。我们研究半径约0.1-100 pc的黑洞（BH），吸积率到BH的确定和活动星系核动力的风和辐射耦合到ISM。结果表明：（1）黑洞吸积速率是由引力不稳定性中气体与恒星之间的角动量交换决定的。这产生的吸积速率约为0.03-1 Msun/yr，足以为活动星系核提供能量。(2)星系核的气体盘经历了恒星形成的初始爆发，随后是几个百万年的恒星反馈抑制了恒星形成率（SFR）。(3)在小半径注入的活动星系核风的动量通量~L/c有效地耦合到ISM，并在~100秒差距内对ISM的性质有显着的影响。活动星系核风抑制核SFR约10-30倍，BH吸积率约3-30倍。它们使从核心流出的速率增加了约10倍，这与星系尺度活动星系核驱动流出的观测证据一致。(4)在活动星系核反馈的情况下，对黑洞柱密度分布的预测与观测结果是一致的。没有活动星系核的反馈，黑洞是各向同性的模糊，没有足够的光学薄的视线来解释I型活动星系核。一个“环面状”的几何形状出现自洽AGN反馈疏散气体在极地地区。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetohydrodynamic turbulence and propagation of cosmic rays: theory confronted with observations
宇宙线的传播是由星际湍流的性质决定的。星际介质的多相性和驱动机制的多样性导致了湍流特性的空间变化。与此同时，精密的天体粒子实验对传统的宇宙射线（CR）均匀和各向同性输运理论提出了挑战。在粒子输运和星际湍流研究相互碰撞的背景下，我们为CR传播研究开辟了一个新的领域。在这里，我们回顾了我们最近的发展的理解磁流体动力学（MHD）湍流及其连接的基本过程，宇宙射线传播，粒子输运的不同制度，这是增强与观测发现和分析，从多波长观测。
2021-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
X-ray properties expected from AGN feedback in elliptical galaxies
椭圆星系的ISM演化经历的反馈吸积到一个中心的黑洞最近进行了研究与高分辨率的一维流体动力学模拟，包括辐射加热和压力的影响，RIAF的辐射效率，机械输入AGN风，和吸积驱动的星爆。在这里，我们专注于观测性质的模型在X射线波段（核光度;热ISM光度和温度;温度和亮度的轮廓在平静和爆发期间）。核爆发持续约10^7年，占空比为几个X（10^-3-10^-2）;目前的辐射热核发射非常亚爱丁顿。ISM热光度\lx与核光度同相振荡;这有助于在统计上再现观测到的大的\lx变化。在静止时，温度分布有一个负梯度;由于过去的爆发，亮度分布没有流入模式的典型陡峭形状。爆发在这些剖面中产生扰动。最重要的是，在星系中心，受到冲击的热气体膨胀成一个热气泡;气泡的形状是圆锥形的，并显示出无线电发射。在~ 2亿年的时间尺度上，ISM恢复了平滑的外观; ISM中扰动的占空比为5- 10%。从目前的分析，额外的输入物理是很重要的ISM-黑洞共同进化，充分考虑到真正的星系的属性，作为一个封闭的外部介质和喷流。喷流将进一步减少可用于吸积的质量（然后减少爱丁顿比$l$），并可能有助于与外部压力一起产生平坦或正的温度梯度分布（在高密度环境中观察到）。或者，如果从高到低辐射效率的转换发生在比常规假设的更大的$l$处，则可以减小$l$。
2011-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating AGN feedback in galaxy clusters with pre-existing turbulence
Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究英仙座星系团中AGN反馈与已有湍流的关系，通过三维流体动力学模拟发现，虽速度场由已有湍流主导，但AGN加热仍显著，且湍流加热率小于辐射冷却率，为XRISM观测提供见解，表明湍流加热无法抵消CC星系团辐射冷却。
2026-07-14 astro-ph.HE
