文|史说百家

编辑|史说百家

构建星系形成和演化的整体方案，需要整合宏观和微观过程的信息。我们在实现这一目标时面临的技术障碍之一是解决星系内部和外部各种组件之间的多通道反馈过程，这些组件本身存在于随宇宙时间演化的广泛环境中。

尽管进展迅速，我们目前对星系反馈的理解仍处于婴儿阶段。迄今为止，大多数现有的工作都是现象学的，它主要关注热机械效应和辐射效应。

热机械反馈研究的一个例子是超新星爆炸能量的研究，其输入基于理论和数值模拟，并根据观察测量值进行衡量。

那么，辐射反馈在早期宇宙中发挥了哪些作用？又是否影响了恒星形成过程的模式和效率？

星系中的反馈动力学本质上是复杂的，它们超越了SN爆炸和恒星或AGN活动所驱动的效应，这些活动本质上是星系内部或周围的内部过程。

一个更完整的设想应该包括所有能够促进能量和动量交换的因素所带来的影响，包括星系、其邻居和周围环境之间的共享过程。宇宙射线(CRs)很好地服务于这个目的，它们在穿越母星系时储存能量和动量，能量和动量传递给邻近的星系及其周围的环境。

CRs与星系的磁场和辐射场相互作用，并参与亚原子强子和轻子过程，它们在星系中的存在通过电磁波谱的观测信号是显而易见的。

这些Cr包含大量的能量，它们对典型星系能量收支的贡献与辐射、磁场和热气所包含的相当。因此，它们是典型星系中的重要成分，当CR加速器丰富时，它们的存在不仅改变了恒星形成星系的流出，而且在更广泛的银河系生态系统中推动全球反馈过程。

保留所有基本物理方面的铬转运的简单规定可以用转运方程式表示:

其中CR物质的不同颗粒密度X每单位动量p被写成X。ΓX是一个源术语，描述物种的CRs注入X。这可能包括在源群体中加速的初级铬，或由亲核相互作用产生的次级铬。

ΛXX是一个吸收术语，它描述了导致粒子破坏或吸收的随机相互作用事件。它也可以用来描述灾难性的能量损失，即一个粒子的大部分能量在一次相互作用中损失掉了。

引入到方程中每一项的精确物理学取决于所考虑的铬种类，X，以及本地介质的确切配置。

在星系的背景下，通常只考虑CR质子和电子就足够了，远离铬源的扩散性再加速过程也常常被忽略。此外，星际介质(ISM)的某些部分不会受到大量平流或强湍流的影响，这些因素使得输运方程大大简化。

在许多情况下，解析或半数值解往往可以构建，提供了一个有意义的描述占主导地位的物理。在需要更复杂的方法来正确捕捉CR传输的细微细节的情况下，使用更复杂的数值CR传播和相互作用代码来求解方程，而不调用某些假设。

这些代码处理的许多微妙影响不在本文的讨论范围之内，而那些对于星系的全球演化是必不可少的因素将在下面的章节中讨论。

在自由空间中，CRs以接近光速的速度传播c。然而，在磁化、电离的介质中，它们被MHD波散射。

当CRs流的速度超过本地阿尔芬速度时，MHD波变得不稳定。对应于通过CRs的陀螺半径的谐振波模式被迅速放大。这是CR流动不稳定性的共振模式，它增强了CR散射效应，导致高度非线性和局部各向同性的CR传播。

CRs被减慢到局部阿尔夫文速度并被有效地限制，还建立了CRs和它们的背景等离子体之间的动态耦合，其中介质可以被与CRs相关的非热压梯度改变。它也可以被转移到MHD模式的铬能量加热，然后经受阻尼。

在银河背景下，共振铬流不稳定性已被证明产生观察到的铬光谱中断，而自约束效应可以设定星系内的CR输运物理，CR输运的另一种模型也被考虑过，称为非本征湍流图。

这决定了铬散射和限制的强度，并设定了铬迁移的有效扩散速度，自约束和单个阻尼过程的有效性取决于局部条件和CR能量。

在ISM中，通常考虑的主要阻尼机制是非线性阻尼和离子中性阻尼。在非线性阻尼中，波-波相互作用形成湍流级联，导致小尺度耗散。

离子中性阻尼是由半离子化介质中的中性粒子与耦合到MHD波的离子之间的碰撞产生的。单个碰撞将动能从离子转移到中性粒子，从而抑制了MHD波，并将它们的能量热能化到背景介质中。

当CRs流通过等离子体时，非共振流动不稳定性(NRSI)出现。使它们的电流产生磁扰，将一个力传递到背景磁场中。

这些驱动速度波动并感应电场。电场放大了磁扰，产生了一个反馈环，导致MHD波增长，受影响最大的波长通常比CR陀螺半径短得多。

在某些情况下，特别是当铬的速度或丰度很高或磁场很强时，它们的生长率可能很高。然而，当有效波峰速度低于临界值时，波浪不会增长，NR=B/CR，其中B和CR分别是磁场和CRs的能量密度。

CRs是由原子核、裸重子和介子、轻子以及中微子等极端相对论粒子组成的不均匀粒子集合。这是因为它们携带最大的能量密度和动量，并且最强烈地参与星系中的反馈过程。

轻子Cr主要由电子和正电子组成。由于电子和正电子都经历相似的相互作用，为了方便起见，我们在下文中将它们统称为“电子”。

在银河环境中，电子在光子和磁场中经历碰撞电离相互作用、自由-自由冷却和辐射冷却过程。通常情况下，电子会迅速失去能量，很少参与整个星系生态系统的运输。相反，它们在调节能量沉积过程中更重要，如热化。

强子CRs主要是质子，尽管也存在更重的原子核。银河生态系统中重核的主要交互作用机制与质子的基本相同。在几百兆电子伏以下的低能量下，碰撞和电离过程是相互作用的主要通道。

而在GeV能量及以上，p(质子-光子)和pp(质子-质子)过程会变得很重要。这些过程通过π介子的形成导致电子、中微子和高能光子的快速产生，它们在通过二次CR电子的形成和热化将能量从非热强子CRs转移到热气体中起作用。

CR质子和重子之间的pp相互作用导致以下主要的π介子产生通道:

这些通道的分支比率为99.9%，出现的时间跨度为2.6×10−8，在这些衰变过程中，大约3/4的能量被中微子继承，剩余部分转移到二次电子。

在pp相互作用中的总非弹性截面和次级产物的形成已经被广泛研究。开发了蒙特卡罗事件发生器，模拟高能碰撞事件，根据新的加速器数据，包括来自大型强子对撞机(LHC)的数据，精确描述强子相互作用。

为了减少计算需求，还开发了基于pp交互MC事件发生器的参数化。这些提供了关键量的分析描述，如总非弹性截面和-射线产生光谱。

虽然这些参数化适用于广泛的天体物理环境，并且不需要对pp碰撞进行密集的数值计算，但它们也有固有的局限性。

特别是，它们在相互作用和衰变链中整合出中间粒子，因此不能准确地捕捉快速随时间变化的系统或条件导致次级中间粒子显著冷却的情况。因此，应仔细考虑这些参数在更极端或高度瞬态情况下的适用性。

p流程不太容易建模，在许多天体物理环境中，目标光子场对总相互作用能量的贡献是不可忽略的。

因此，p相互作用的计算取决于相互作用中涉及的CR质子的能量，以及目标光子场的能量分布，p相互作用可以分为光π产生和Bethe-heit ler会产生相互作用。

与pp相互作用类似，光π介子的产生可以产生各种强子，包括带电和中性π介子、中子和质子。

另一方面，光对的产生主要导致电子-正电子对的形成。它还能产生更高能量的轻子对，如μ子和反μ子。这些质量较大的轻子对随后会衰变为电子和正电子，并附带产生中微子。

当入射质子与辐射场的光子碰撞时，就会产生光π介子。光π产生中的主要相互作用是共振单π产生、直接单π产生和多π产生。虽然会出现衍射散射等其他过程，但它们通常不太重要。

因此，光子产生的总截面是这三种主要相互作用的截面之和。共振单π介子的产生是通过Δ+粒子。

这些衰变通过两个主要渠道产生带电和中性π介子:

分支比为1/3Δ0→−通道，和2/3的Δ0→0渠道[81].当考虑剩余相互作用中产生的额外带电π介子时(包括p→Δ++−,Δ0+)，每一种π介子都以大致相等的比例产生。

图一。（左边的)在代表热离子化介质(HIM)的条件下，根据有效相互作用路径长度的CR质子损失。

银河系内部和周围的CRs分布可以用-射线，获得高质量的全天数据费密-LAT现在允许构建星系内CR参与的详细视图。

最引人注目的签名之一的射线天就是银道面本身，追踪气体分布的复杂发射结构呈现为明亮的扩散发射。这覆盖了整个星系，而不太明亮的扩展发射达到平面上下几度。

强子CRs被星际磁场包含在银河系中，它们通过非弹性pp碰撞与ISM气体相互作用，在这些交互作用中产生的中性π介子的衰变产生了观测到的辐射，发射强度与局部气体密度和CR密度的乘积成比例。

因此，在使用适当示踪剂的高分辨率气体图可用的情况下，可以恢复CRs的分布，一些更可靠的稠密气体示踪剂是铯和尘埃。但是，它们并不总是一致的，也不能保证提供相同的关于精确的ISM气体分布的信息，这可能导致推断的CR分布估计值的显著差异。

图8。看到的整个天空费密-在12年的观测中能量高于1 GeV的纬度(锤子投影)。

银道面上的γ射线发射特征在GC周围特别强烈。CMZ位于中央明亮的山峰中间。这个的由来-射线发射不清楚。虽然强子和轻子很可能同时存在，但是它们的相对重要性还不确定。

这个地区观测到了强烈的无线电辐射，有人认为这主要是由强GC磁场中的轻子初级CRs引起的，这些CRs还可以极大地有助于通过逆康普顿散射的射线发射。

在这种情况下，CRs在单区三相ISM中经历冷却和平流损失，包括扩散、热气、电离气体和致密分子气体。这可以为CMZ的TeV发射提供一个合理的解释，并解释一次和二次CR电子通过同步辐射的射电发射。

而GeV-这种情况下的射线发射是不确定的，并且更难与观测相一致。这表明需要一个额外的CR组件，或未解决的群体-射线源，CMZ排放的确切细节需要进一步调查。

很明显，该地区有大量的天主教救济会成员。它们可能是由一个隐藏的脉冲星群体提供的(正如最近几项研究提出的，包括脉冲星风星云、与Sgr A*超大质量黑洞有关的过程，或由于局部恒星形成率升高而产生的SN残余。

现有的观测已经提供了重要的见解，允许在银河晕有效的铬运输模型受到限制。而像切伦科夫望远镜阵列(CTA)这样灵敏度更高的仪器将能够探测到更多的HVC、IVC和晕气体-射线。

有了从这些下一代仪器中获得的数据，就有可能在CGM中对CR运输模型进行更彻底的测试。人们已经开始努力在CGM环境中更严格地模拟CR扩散，以便放宽与有效运输处理相关的近似值。

CRs是星系中恒星形成的必然结果，与潜在的源类型或加速机制无关，因此，星爆星系富含铬。

这些CRs分散在银河磁场中，并且通常经历扩散传播方式。它们被它们的宿主星系所限制，并通过扩散和平流的结合逐渐泄漏，或者在它们能够逃逸之前经历衰减和/或通过冷却完全能量损失。

在恒星暴增的星系中，CR禁闭的情况会迅速发展。它由ISM的磁化控制，这被认为是在其演化的早期出现的。

有人提出，星系中磁场的增长可能与它们的恒星形成活动密切相关。在这种情况下，饱和的如果由湍流发电机机制驱动，在恒星形成开始后的几兆焦耳内就能产生磁场。

这与观测结果一致，观测结果表明星系中存在早期磁场增长。特别是，高红移星系通常被发现拥有强度与本地星系相当的成熟ISM磁场。

一个星系实际上可以达到的铬限制程度是由几个因素决定的。在一些星系中，铬被完全吸收，或者在逃离之前失去所有能量，可以达到量热极限。这导致非常高比例的CR能量转化为ISM加热或非热辐射和中微子。

量热法的程度随着铬的能量和种类而变化，电子量热法通常比质子量热法更容易实现。虽然主序或相对静止的星系如银河系可能具有较低的热量比例，但像NGC 253、Arp 220或M82这样的恒星暴增可以表现出非常高的热量，这是因为它们的强磁场和致密内部在容纳、冷却和/或吸收CRs方面非常有效。

通过采用多尺度视角，我们探索了星系中CRs的重要性，特别关注它们的起源、包容、反馈影响和可观测的特征。

我们已经确定了存在重大挑战的几个领域，如果我们要显著提高对CR反馈效应的理解，克服这些挑战是很重要的。我们还强调了即将到来的观测机会和新兴的理论进展，这些都表明有望在近期内支持应对这些挑战的进展。

这些机遇和进步有能力提升我们对星系中CR过程的理解，使其超越当前的成熟水平，并有可能在未来几年指导未来的研究方向。

参考文献：

1、清水岛；k .托多洛基；矢岛，h；大阪反馈模型:孤立的盘状星系模拟

2、奥库，y；TomidaNagamine清水岛；大阪反馈模型。二。基于高分辨率模拟模拟超新星反馈。天体物理学

3、奥斯特里克尔，E.C盘状星系中压力调节、反馈调节的恒星形成。天体物理学

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