M82 超级风中的尘埃散射与辐射压力

尘埃颗粒上的辐射压力可能是驱动快速恒星形成星系中星系尺度超级风的重要物理机制。我们计算了典型超级风 M82 的尘埃与气体combined爱丁顿比率（$\Gamma$）。通过结合归档的 GALEX 数据、标准尘埃模型、蒙特卡洛尘埃散射计算以及 Herschel 绘制的尘埃面密度分布图，外流中观测到的 FUV/NUV 表面亮度限制了沿星暴短轴逃逸的总紫外光度（$L_{*, UV}$）和通量平均不透明度，从而允许计算$\Gamma$。我们发现$L_{(*, UV)} \sim 1\text{-}6\times10^{42}$ ergs s$^{-1}$，约为我们从视线方向观测到的紫外光度的 2-12 倍。在 M82 平面上方 1-3 kpc 的尺度上，我们发现$\Gamma \sim 0.01 - 0.06$。在更小的尺度（~0.25-0.5 kpc）上，由于包络质量减小，我们对$L_{(*, UV)}$的计算表明$\Gamma \sim 0.1$，存在几倍的不确定性。在星暴本身内部，我们估计单次散射爱丁顿比率约为 unity。因此，尽管在 M82 平面上方 kpc 尺度上辐射压力相对于引力较弱，但它对于启动观测到的外流可能仍然重要。我们讨论了计算中的主要不确定性、$\Gamma$对尘埃颗粒尺寸分布的敏感性，以及 M82 近期星暴事件后风的时间演化。