Possible Molecular Spiral Arms in the Protoplanetary Disk of AB Aur
在斯巴鲁望远镜获得的近红外图像中，发现赫比格Ae星AB Aur的拱星尘埃盘呈现出复杂的螺旋状结构。我们目前的地图，在12 CO（3-2）和尘埃连续在345 GHz的SMA在角分辨率为1.0“× 0.7”（144 AU × 100 AU）的磁盘。连续谱的发射跟踪一个尘埃盘与中心的抑郁症和最大的总尺寸为450 AU（FWHM）。这个尘埃盘显示出几个明显的峰值，似乎与近红外图像中的明亮特征相吻合，特别是最明亮的内旋臂。CO排放追踪到一个大小为530 AU x 330 AU的旋转气体盘，在450 AU处的最大速度为2.8 km/s。与尘埃盘相反，气体盘在恒星位置处呈现出强度峰值。此外，在几个速度通道的CO排放跟踪最里面的螺旋臂看到近红外。我们比较观察到的空间运动结构的CO排放的一个简单的模型中的磁盘开普勒旋转，并发现，只有排放跟踪的主要螺旋臂明确位于我们的模型的范围之外。与模型预测的主旋臂位置处的径向速度相比，这种发射具有净向外径向运动。因此，AB Aur的圆盘与许多赫比格Ae恒星周围的开普勒圆盘完全不同。我们在12 CO（3-2）中发现的具有非开普勒运动的盘的螺旋状结构，以及尘埃盘的中心凹陷，可以解释为可能存在一颗巨行星形成于盘中。
2006-03-16 astro-ph
Spiral shocks in the accretion disc of IP Peg during outburst maximum
针对我们最近发现的IP Peg在上升到爆发期间的吸积盘中的螺旋臂，我们获得了IP Peg在爆发最大期间的时间分辨分光光度法。特别是，间接成像的HeII 4686，使用多普勒断层扫描，显示一个双臂螺旋图案的光盘图像，这证实了重复性在不同的爆发。HeII强度（两倍以上）和速度（~200- 300 km/s）的跳跃澄清了螺旋结构的冲击性质。HeII激波的方位角范围约为90度，发射率为V^{-1}，张角上限为30度，通量贡献为总盘发射的15%。我们讨论的结果，鉴于最近的模拟吸积盘表明，螺旋激波可以提高吸积盘的第二颗星。
1999-03-30 astro-ph
Searching evidences for spiral shocks in the quiescent accretion disk of U Gem
我们发现铀宝石的静态吸积盘具有复杂的结构。沿着起源于气流和圆盘粒子之间相互作用区域的亮点，也有螺旋激波的明确迹象。多普勒图和发射谱线的峰分离的变化是指示性的。
2004-02-02 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
Numerical simulation of accretion discs in close binary systems and discovery of spiral shocks
回顾了密近双星系统中吸积盘的流体动力学数值模拟的历史，重点介绍了：1986年，包括本文作者之一在内的研究人员在数值上发现了螺旋激波，1997年，Steeghs等人在飞马座IP中发现了螺旋结构。总结了近年来三维数值模拟的研究成果，并与观测结果进行了比较。
2000-02-04 astro-ph
Accelerated planetesimal growth in self-gravitating protoplanetary discs
在本文中，我们考虑的小星子在边缘稳定，自引力原行星盘的演变。圆盘气体和嵌入的微行星之间的拖曳力通常会导致微行星以取决于颗粒大小的速率向内漂移通过圆盘。然而，在一个边缘稳定的自引力盘中，微行星受到引力不稳定性增长所导致的非轴对称螺旋结构的显著影响。对于与圆盘气体强耦合的小颗粒，以及对于基本上与圆盘气体解耦的大颗粒，效果不是特别显著。然而，通常具有最大径向漂移速率的中等尺寸的颗粒在螺旋臂的峰值处变得显著集中。这些高密度区域可以持续一个轨道周期，并且可以达到与盘状气体相当的密度。虽然在模拟结束时，只有约25%的微行星粒子位于密度增强的区域，但在模拟过程中，至少75%的微行星粒子在某个阶段处于这样的区域。我们发现，螺旋臂中的粒子浓度导致碰撞率增加，这种效应可能会显着加速微行星的生长。通过直接的引力坍缩，密度的增加也可能足以使微行星生长。因此，小微行星和自引力螺旋结构之间的相互作用可能在大微行星的形成中发挥重要作用，这些大微行星最终将凝结形成类地行星或气体/冰巨行星的核心。
2004-08-21 astro-ph
Instabilities of Spiral Shocks -- II. A quasi-steady State in the multi-phase inhomogeneous ISM
"银河系冲击“\citep{fujimoto68,roberts69}的研究使用一个完整的三维流体动力学模拟，考虑到自引力的ISM，辐射冷却，恒星形成，然后从超新星的能量反馈。这是一个重要的进展，从以前的数值模型，其中二维等温，非自引力气体假设。我们发现，经典的星系冲击出现是不稳定的和短暂的，它转移到一个全球准定常的，不均匀的图案，由于在磁盘中的不稳定性的非线性发展。螺旋状结构由许多类似GMC的致密凝聚体组成，但这些局部结构并不稳定，它们在臂间区域演化为不规则的毛刺。超新星的能量反馈并不破坏准定常旋臂，但它主要对ISM的垂直运动和结构有贡献。
2007-10-26 astro-ph
Spiral shock detection on eclipse maps: Simulations and Observations
我们进行模拟，以揭示观测和物理参数的影响重建的螺旋结构的吸积盘，使用日食映射技术。我们表明，一个模型的螺旋结构被涂抹到一个“蝴蝶”形的结构，因为该技术的方位角平滑效果。我们隔离的相位分辨率，信噪比和准确的日食中心在零相位的影响。我们进一步探讨磁盘发射率的因素，如稀释的螺旋结构的磁盘光和相对螺旋臂的差异。我们得出结论，在相位分辨率的吸积盘食图中，螺旋结构可以得到满意的恢复|Δϕ| < 0.01，S/N>25，零相位不确定度|Δϕ| < 0.005，假设两个旋臂具有相似的亮度并且对总盘光贡献> 30%。根据模拟结果，我们给出了1994年8月爆发期间，由发射线和连续谱的食光曲线重建的IP Peg吸积盘的食光图，在多普勒层析成像的帮助下探测到了螺旋激波（Morales-Rueda等，2000）。我们讨论了如何检测螺旋冲击与日食映射的速度分辨日食光变曲线，其中不包括任何污染的低速排放的使用得到改善。
2004-01-09 astro-ph
Spiral Shocks in 3D Accretion Discs
我们用光滑粒子流体动力学方法对密近双星系统中的吸积盘进行了三维数值模拟。我们的结果表明，与以前的说法相反，3D盘确实存在，即使当气体的比热比是大的伽玛=1.2。虽然在这种情况下，圆盘在z方向上比在准等温情况下明显地更分散，但圆盘高度与流体静力平衡方程是相容的。我们的数值模拟与伽玛=1.2还表明，螺旋激波存在于三维盘。因此，这些结果证实了先前的2D模拟。
1997-07-23 astro-ph
On possible observational evidences of spiral shocks in accretion disks of CVs
本文给出了带螺旋激波的双星质量传递的三维数值模拟结果。结果表明，传质速率的变化扰动了吸积盘的平衡态，导致了液滴的形成。这个密集的结构在圆盘上以可变的速度移动。我们的模拟结果表明，斑点的寿命足够长，并保持其主要特征的时间为几十个轨道周期的顺序。分析结果表明，耗散的行动是可以忽略不计的，在这些时间尺度和斑点涂抹出由于差分旋转的磁盘停止其相互作用与螺旋冲击。一些CV的光变曲线显示出周期性或准周期性的光度调制，典型周期为0.1-0.2P_orb。我们建议考虑形成的二进制与螺旋冲击作为一个可能的原因，这些调制的斑点。这种机制的效率证实了良好的定性（和部分定量）协议之间的结果，我们的模拟和观测的二进制IP Peg和EX Dra。
2001-05-23 astro-ph
Spiral shocks, triggering of star formation and the velocity dispersion in Giant Molecular Clouds
我们提出了通过星系螺旋激波和巨分子云（GMCs）的形成的气体通道的数值模拟。螺旋激波在消散动能的同时形成致密的云，产生局部引力束缚的区域，并坍缩形成恒星。当气体通过激波时，气体的结块效应会在气体中产生混乱的内部运动。发现这些运动的运动学与在恒星形成区域中观察到的速度色散/尺寸关系相一致。在标准的图片中，连续驱动的湍流在恒星形成云中产生密度不均匀性，与此相反，我们在这里发现，当星际气体穿过螺旋激波并启动恒星形成过程时，正是星际气体的团块产生了混沌运动。速度分散可以理解为是由于团块在螺旋激波中会聚时的随机质量载荷。在这个模型中，不需要任何内部或外部的连续驱动机制来实现“连续性”。云的内部运动学与外部触发的形成的耦合消除了云自引力的需要。事实上，虽然云的某些部分显然是自引力的，能够形成恒星，但大多数分子物质仍然没有引力。这可以为恒星形成的低效率提供一个简单的解释。
2005-09-27 astro-ph
The formation of molecular clouds in spiral galaxies
我们提出了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟分子云形成的旋涡星系。这些模拟模拟了非自引力气体盘对星系势的响应。螺旋激波导致气体中的高密度，以及螺旋臂中的相当大的结构，我们将其确定为分子云。我们认为这些结构的形成是由于撞击流的动力学，它扰动了通过旋臂的气体流动。此外，螺旋激波诱导大的速度分散在螺旋臂，与分子云中观察到的速度分散的幅度。我们估计分子氢的形成，通过后处理我们的结果，并假设气体是等温的。如果气体是冷的（$T\le100$ K），气体在螺旋激波中被充分压缩，以便在致密的螺旋臂团中形成分子氢。这些分子云大部分被限制在旋臂中，因为大多数分子气体在离开旋臂时被光解为氢原子。
2006-07-14 astro-ph
3D Finite Volume Simulation of Accretion Discs with Spiral Shocks
我们使用简化通量矢量分裂（SFS）有限体积法对密近双星系统中的吸积盘进行了二维和三维的数值模拟。在我们的计算中，假设气体是理想气体，我们计算了伽马=1.01，1.05，1.1和1.2的情况。失去质量的恒星与质量增加的恒星的质量比是1。结果表明，在所有情况下，吸积盘上都形成了螺旋激波。在二维计算中，我们发现γ越小，螺旋缠绕越紧密。我们在3D计算中也观察到了这种趋势，但意义较弱。
1998-07-31 astro-ph
Eclipse maps of spiral shocks in the accretion disc of IP Pegasi in outburst
用日食测绘技术分析了1996年11月爆发期间矮新星IP Peg的日食光变曲线，以限制多普勒断层图像中观察到的螺旋激波的位置并研究其空间结构（Harlaftis等，1999）。在蓝色连续谱和CIII+NIII 4650发射谱线中的日食图显示了两个不对称的\sim弧，其方位角为90度，从中间圆盘区域延伸到外部圆盘区域（R \simeq 0.2 - 0.6 R_{L1}，其中R_{L1}是从圆盘中心到内拉格朗日点的距离），这被解释为在多普勒断层图像中看到的螺旋激波。HeII 4686日食图也显示了两个被中心亮度源稀释的不对称弧。中心源可能对应于多普勒断层图像中看到的低速分量，并被理解为从圆盘内部发出的风中的气体流出。我们估计，螺旋贡献约16%和30%的总线通量，分别为HeII和CIII+NIII线。多普勒和日食图之间的比较表明，开普勒速度来自径向位置的冲击系统大于从多普勒层析成像推断，表明在螺旋冲击的气体具有子开普勒速度。我们进行模拟的目的是调查的影响，文物的螺旋结构的图像重建。
2000-02-08 astro-ph
The ISM in spiral galaxies: can cooling in spiral shocks produce molecular clouds?
通过对螺旋星系的数值模拟，我们研究了ISM的热力学和分子氢的形成。该模型遵循的化学，热和动力学响应的光盘外部螺旋电位。不包括自重和磁场。计算表明，气体可以迅速冷却时，受到螺旋激波。螺旋臂中的分子云是由螺旋激波和轨道拥挤对ISM的压缩共同产生的。这些结果强调了局部自引力不需要形成分子云。自屏蔽提供了急剧的转变密度，低于该转变密度的气体基本上是原子的，并且高于该转变密度的气体分子分数>0.001。气体在这些区域之间移动的时间尺度非常快（<~ 100万年）。从这一阶段开始，大部分气体通常需要10 - 20 Myr以获得高H $_{2}$级分（> 50%）。虽然我们的计算无法解决尺度小于旋臂的湍流运动，并且不包括自引力。因此，预计真正的云形成时间尺度甚至更短。盘的质量预算主要由螺旋臂中的冷气体决定。这种气体的50%至75%处于原子相。当这些气体离开旋臂并下降到自屏蔽极限以下时，它被银河辐射场加热。因此，臂间区域的大部分体积充满了温暖的原子气体。然而，一些冷刺和团块可以在臂间区域存活与臂间通道时间尺度相当的时间。根据计算的表面密度，我们的圆盘中总共有7%到40%的气体是分子的，大约20%的分子表面密度与太阳附近相当。
2008-06-26 astro-ph
Potential Vorticity Evolution of a Protoplanetary Disk with An Embedded Protoplanet
我们提出了二维无粘流体动力学模拟的原行星盘嵌入行星，强调位涡的演变（涡度密度比）和它的依赖于数值分辨率。通过分析行星产生的螺旋激波的结构，我们发现螺旋激波引起的位涡的渐进变化最终导致了次级不稳定性的激发。我们还表明，需要非常高的数值分辨率，既遵循位涡的变化，并确定第一次激发的二次不稳定的位置。低分辨率的结果显示出错误的位置。我们建立了二次不稳定性的鲁棒性及其对行星扭矩的影响。在不稳定性饱和之后，盘表现出大尺度的非轴对称性，导致行星上的扭矩以大幅度振荡。振荡扭矩对原行星迁移的影响仍有待研究。
2005-03-18 astro-ph
Detection of two-armed spiral shocks on the accretion disk of the eclipsing fast nova V1494 Aquilae
我们模拟了天鹰座V1494（Nova Aquilae 1999 No.2）异常的轨道光变曲线，发现当吸积盘上存在双臂螺旋激波时，这种异常的轨道光变曲线可以再现。V1494 Aql是一颗快速的经典新星，在新星爆发的晚期发现了一个轨道周期为0.1346138天的食系统。它的轨道光变曲线在轨道相位为0.2时有一个小的凸起，在0.3时有一个小的凹陷，有时在0.4时有一个小的凸起，在0.6-0.7时有一个大的凸起。这样的双波或三波模式在日食之外从未被观察到，尽管整体模式看起来像一些超软X射线源或日食极。计算了热白矮星对吸积盘和伴星的辐射效应。当我们假设吸积盘上有双臂螺旋激波时，这些不寻常的模式就可以重现。特别地，自然地获得三波图案。这一结果有力地表明，在新星爆发的后期阶段，吸积盘上存在双臂螺旋激波。
2004-03-25 astro-ph
Planetary Torques as the Viscosity of Protoplanetary Disks
我们重新审视了行星密度波尾流驱动原恒星盘吸积的想法。许多小行星的影响可以表示为粘度，如果尾流阻尼局部，但粘度是成比例的阻尼长度。即使对于地球质量的行星，阻尼也主要是通过冲击发生的。尾流的激励遵循包括扭矩截止的标准线性理论。我们使用这作为输入的近似，但定量的非线性理论的基础上，伯格方程的后续传播和冲击。冲击阻尼确实是局部的，但很弱。如果在一个最小质量的太阳星云中所有的金属都被投入到几个地球质量的行星中，那么就会产生dex（-4）到dex（-3）量级的无量纲粘度[alpha]。我们将其与观测约束进行比较。这样的小行星在径向速度测量中不会被发现，并且可能无处不在。如果是这样的话，那么观测到的金牛座T盘的寿命与理论上组装一颗岩石行星的时间尺度的相似性可能是命运而不是巧合。
2000-10-27 astro-ph
Spiral shocks and the formation of molecular clouds in a two phase medium
我们扩展最近的数值结果（多布斯等。2006年）的螺旋星系中的分子云的形成，包括一个多相介质。热相气体的添加增强了冷气体中的结构，并且显著增加了当冷气体通过螺旋激波时形成的分子氢的分数。结构上的差异反映在分子云的质量功率谱中，对于多相计算，其更陡峭。分子气体的增加是由于热相的加入导致冷气体的密度更高而发生的。特别是，冷气被限制在螺旋臂之间的团块中，并保留较高的分子分数。与单相结果不同，多相介质的臂间区域存在分子云。然而，臂间分子氢的密度通常低于可以从CO测量可靠地确定的密度。因此，我们预测，对于一个多相介质，将有低密度云包含冷原子和分子氢，这是潜在的进入旋臂。
2007-01-29 astro-ph
Gravitational instability in binary protoplanetary disks; new constraints on giant planet formation
我们使用高分辨率的三维SPH模拟研究了自引力双星原行星盘的演化。包括震动加热和冷却。我们考虑不同的轨道间距和质量的磁盘和中心的恒星。孤立的大质量盘（$M \sim 0.1 M_{ødot}$）由于重力不稳定而分裂成原行星，冷却时间与轨道时间相当。碎片不会发生在分离约60 AU的二元系统中。这是因为潮汐引起的强烈螺旋激波产生的有效加热抑制了任何密度过高。由此产生的温度超过200 K，会使外盘中的水冰蒸发，甚至对另一种巨型行星形成模型--核心吸积--也构成了问题。光盘（$M \sim 0.01 M_{\odot}$）不会碎裂，但会保持低温，因为它们的低自重会抑制强烈的冲击。在后者中，地核吸积不会受到阻碍。在大约120 AU的分离度时，由盘不稳定性引起的碎裂效率上升并接近于孤立系中的碎裂效率。如果盘的不稳定性是巨行星的主要形成机制，那么针对双星系统的持续调查应该会在距离低于100 AU的系统中发现相当少的行星。
2004-05-25 astro-ph
Spiral arm triggering of star formation
我们提出了通过星系螺旋激波，巨分子云（GMCs）的后续形成和恒星形成的触发的clusific气体的通道的数值模拟。螺旋激波在消散动能的同时形成致密的云，产生局部引力束缚的区域，并坍缩形成恒星。除了触发恒星形成过程外，通过激波的分子云气体自然产生了观测到的分子云速度色散尺寸关系。在这种情况下，GMC的内部运动本质上不需要是湍流的。云的内部运动学与外部触发的形成的耦合消除了云自引力的需要。全球未束缚的分子云提供了一个简单的解释恒星形成的低效率。当激波中的致密区域被束缚并坍缩形成恒星时，大部分气体在离开螺旋臂时分散开。
2006-11-07 astro-ph
Resonance Related Spiral Substructure in a Galactic Gaseous Disk
我们使用高分辨率的二维流体动力学模拟来研究星系气体盘中螺旋子结构的形成。所获得的气体响应是由一个自洽的非轴对称的潜力从一个强加的螺旋质量分布。我们强调的重要性，超谐波共振产生这些功能。系统的时间演化与并行ZEUS-MP代码，我们遵循的螺旋势引起的扰动的陡峭化，直到大规模的冲击出现。这些激波表现出从气体臂突出的分叉，并继续变陡，直到新的激波形成。当螺旋势相对于轴对称背景的贡献从我们的默认值增加时，在气体盘旋转几圈后，从主臂突出的毛刺。这些刺激叠加在上述冲击之上。这些结果支持的假设，一个复杂的气体响应可以共存于一个有序的螺旋势项，在这个意义上说，潜在的背景电位可以是平滑的，但驱动的气体响应，是空间上复杂得多。
2007-10-25 astro-ph
Gravitational Instabilities in Gaseous Protoplanetary Disks and Implications for Giant Planet Formation
原行星气盘在其演化的某个阶段可能会经历引力不稳定性（GI）。不稳定盘中的密度扰动在动态时间尺度上发展成螺旋臂，通过引力矩产生有效的角动量向外转移和质量向内转移。在一个冷却足够快的冷盘中，不稳定盘中的旋臂形成自引力团块。气体巨星原行星是否可以形成这样的磁盘不稳定性过程是主要的问题，解决这一审查。我们讨论了我们自己和其他人使用各种数值技术进行的广泛的计算，我们报告了一个大的多代码合作的初步结果。其他主题包括--GI的触发机制，磁盘加热和冷却，致密团块的轨道生存，固体与GI驱动的波和冲击的相互作用，以及GI促进核心吸积的混合方案。审查结束时，如何以及磁盘不稳定性和核心吸积票价在满足观测约束的讨论。
2006-03-08 astro-ph
Cold HI in Turbulent Eddies and Galactic Spiral Shocks
HI 21厘米线自吸收（HISA）揭示了银盘中冷原子云的形状和分布。许多这样的云缺乏相应的CO排放，尽管在平衡模型中比纯原子气体更冷。HISA需要以相同速度的背景线发射，因此可以产生这样的背景的机制。弱的，小规模的，和广泛的吸收可能会产生湍流涡旋，而强大的，大规模的吸收出现在云复合体沿螺旋臂冲击组织。在后者中，气体可能在恒星形成之前从原子状态演化为分子状态，这可以解释HISA-CO协议的不完整性。
2007-03-03 astro-ph
The Formation of Crystalline Dust in AGB Winds from Binary Induced Spiral Shocks
当恒星沿着渐近巨星分支演化时，强烈的风从外层被驱赶出来。这些风形成了一个壳，最终可能成为行星状星云。许多行星状星云是高度不对称的，暗示着双星伴星的存在。一些后渐近巨枝天体被结晶尘埃的鸟居所包围，但没有普遍接受的机制将风中的无定形颗粒退火为晶体。在这封信中，我们证明了双星伴星对风的塑造很可能导致双星轨道平面内结晶尘埃的形成。
2007-09-14 astro-ph
Physical structure of the protoplanetary nebula CRL618. I. Optical long-slit spectroscopy and imaging
在本文中（文件I），我们提出的光学长缝光谱和成像的原行星状星云CRL 618。CRL 618的光学波瓣由激波激发的气体和尘埃组成，激波激发的气体发射出许多复合和禁戒线，尘埃散射来自最内部区域的光。从散射的H α辐射的分析中，我们导出星云倾角i = 24 ± 6 °。东叶最内侧的光谱（在Halpha HST图像中靠近恒星的明亮致密星云）与激波叶的光谱明显不同，但与内部HII区域的光谱相似，这表明该区域代表了后者的最外侧部分。我们发现一个非线性径向变化的气体速度沿叶。最大的投影LSR速度（~80 km/s）是在叶尖测量的，直接图像显示存在紧凑的弓形结构。根据地震诊断线比和地震线剖面，CRL 618中的地震速度在75 - 200 km/s之间。我们报告了在过去的10年中[OIII] 5007AA（[OI] 6300AA）的增亮（减弱），这可能表明最近令人兴奋的冲击速度的增加。从分析的星云消光的空间变化，我们发现一个大的密度之间的对比的叶片内的材料和超越他们：光学叶似乎是“空腔”挖掘的AGB信封的相互作用与更脆弱的后AGB风。电子密度的平均值为n_e~5E3 - 1E4cm-3，显示出明显的波动，但沿波瓣没有系统的下降，这与大多数线发射产生于受冲击物质的薄壳（波瓣壁）而不是充满波瓣内部的AGB后风相一致。(...)
2002-06-12 astro-ph
Constraining corotation from shocks in tightly-wound spiral galaxies
通过分析由势臂（P臂）和由尘埃臂（D臂）追踪的旋臂之间的偏移量的径向变化，提出了一种估算紧缠绕旋涡星系共转半径的新方法.我们已经通过流体动力学模拟验证了半解析理论的预测，并研究了可以通过这种方法推导出的银河系参数的唯一性。我们发现，如果在一个星系的不同半径测量的角度偏移的范围大于π/4左右，它是可能的定位共转半径在~ 25%。我们认为，P-和D-臂的相对位置提供了更强大的约束银河系的参数比可以推断出的增强型恒星形成（SF-武器）的地区，因为后者的解释涉及到由于红化和假设的恒星形成法的不确定性。因此，我们强调的重要性，螺旋星系的K波段研究。
2003-12-20 astro-ph
Effects of Rotation on Standing Accretion Shock Instability in Nonlinear Phase for Core-Collapse Supernovae
通过三维流体力学模拟，研究了旋转对静止吸积激波不稳定性（SASI）的影响。考虑到实际的物态方程和中微子的加热/冷却，我们制备了一个球对称的、稳定的吸积流，通过驻激波作用于原中子星（PNS）。当SASI进入非线性阶段时，我们对从铁核外边界平流的流施加均匀旋转，其特定角动量被假定为与最近的恒星演化模型一致。利用空间上的球谐函数和时间上的傅里叶分解，我们对非球形变形激波进行了模态分析，观察了非线性相位中旋转对SASI的影响。我们发现，旋转施加在轴对称SASI没有任何螺旋模式，几乎没有影响晃动模式，除了稳态l=2，m=0模式。与此相反，施加在非轴对称流的旋转增加了螺旋模式的振幅，使一些螺旋流吸积的PNS更清楚地形成内的冲击波比没有旋转。螺旋波振幅随旋转方向的增加而显著增加。
2008-11-05 astro-ph
Central mass accumulation in nuclear spirals
在非轴对称星系的中心区域，高分辨率的流体动力学模拟表明存在螺旋激波，能够将气体向内输送。在较小的半径下，传输效率较低，因此并非所有气体都落在银河系中心，而是在激波下游的气体核螺旋中形成了大致均匀的高密度气体分布，并且那里的气体剪切力非常低。这是恒星形成的绝佳条件。这种机制可能有助于（假）凸起形成的过程。
2007-09-25 astro-ph
The Formation of Fragments at Corotation in Isothermal Protoplanetary Disks
数值流体力学模拟表明，当Toomre稳定性参数$Q$足够低时，在局部等温条件下演化的盘会由于引力不稳定性而碎裂成小的致密团块。由于通过盘不稳定性的碎裂被认为是气体巨星行星形成的机制，因此尽可能彻底地理解这一过程背后的物理学是很重要的。在本文中，我们提供了分析参数，为什么在低$Q$，碎片最有可能形成第一个在增长的螺旋模式的共旋半径，我们支持这些参数与三维流体动力学模拟的结果。
2007-09-10 astro-ph
Large-scale molecular shocks in galaxies: the SiO interferometer map of IC342
（摘要）我们提出了第一个高分辨率（5.6“x5.1”）的图像，在附近的螺旋IC 342的一氧化硅（SiO）的排放，获得了IRAM高原德布尔干涉仪。我们绘制了IC 342核周围0.9kpcx1.3kpc区域内的SiO（2-1）和H13 CO+（1-0）线发射图。大部分线发射来自290 pc旋臂和r~ 80 pc核环。SiO云的分布主要与87 GHz的连续辐射有关，以热自由韧致辐射为主。SiO/H13 CO+的强度比从核环到旋臂增加一个数量级，在旋臂上SiO和H13 CO+的气体运动学表现出明显的差异，其中SiO的线宽是H13 CO+的2倍.在r~ 320 pc的内部SiO的平均丰度，X（SiO）> 2 × 10 ^{-10}，证明在IC 342中有冲击化学的作用。我们比较了排放的SiO与另一种示踪剂的分子冲击：甲醇（CH 3OH）的排放。螺旋臂（~ 10^{-9}）和核环（~10^{-10}）之间测量的X（SiO）的显著差异并没有被SiO/CH 3OH强度比的可比变化所反映。这意味着两个区域的典型激波速度应该是相似的。相比之下，与核环相比，螺旋臂中受冲击的分子气体的分数应该大5-7倍（高达臂区域上可用分子气体质量的~10%）。我们的结论是，IC 342的SiO图揭示的大规模冲击大多与恒星形成无关，而是发生在星爆前阶段。激波是由沿着IC 342条势阱的云-云碰撞驱动的。目前的理解星系演…
2005-10-10 astro-ph
Galactic Spiral Shocks with Thermal Instability
利用一维流体动力学模拟，包括星际加热，冷却和热传导，我们调查的非线性演化的气体流动通过星系旋臂。我们的气体模型作为一个非自引力，非磁化流体，并遵循其相互作用与恒星螺旋势在一个本地框架与恒星图案。由于热不稳定性（TI），最初均匀的气体迅速分离成温相和冷相，并且还形成促使相变的准稳态激波。饱和后，流量遵循一个循环：温暖和冷的阶段在臂间区域的冲击，并立即冷却，成为一个更密集的冷介质的手臂;冲击后膨胀减少了平均密度的过渡区和TI随后介导的不稳定制度的演变回到温暖和冷的臂间阶段。对于我们的标准模型，n_0 = 2 cm^-3，气体分别在14%、22%和64%的臂-臂交叉时间内停留在致密臂、热不稳定过渡区和臂间区域。这些区域分别占臂间距离的1%、16%和83%。中等温度下的气体占总质量的约25-30%，与HI观测估计的分数相似。尽管有瞬态特征和多相结构，时间平均激波剖面可以与温度为1,000 K和“粒子”平均自由程l_0 = 100 pc的扩散等温介质的时间平均激波剖面相匹配。最后，我们量化数值电导率与网格上的相分离气体的平移运动，并表明数值结果的收敛性要求数值电导率是可比的或小于物理电导率。（节录）
2008-04-02 astro-ph
Nuclear spirals in galaxies: gas response to asymmetric potential. II. Hydrodynamical models
核螺旋是气体对星系势中非轴对称性的响应，即使这种非对称性的程度很小。线性波动理论很好地描述了弱核螺旋，但由势中更强的不对称性引起的螺旋显然超出了线性范围。流体动力学模型表明，在后一种情况下，螺旋冲击，这取决于螺旋如何相交的x2轨道，要么得到阻尼，导致形成的核环，或得到加强，并向星系中心传播。足够质量的中心大质量黑洞可以允许螺旋激波一直延伸到其附近，并产生高达0.03 M_sun/yr的气体流入，这与为发光的局部活动星系核提供动力所需的吸积率相吻合。
2004-08-05 astro-ph
The Evolution of Protoplanetary Disk Edges
我们研究了在低盘粘性极限下，行星在圆轨道上形成的气态原恒星盘隙。这种状态可能适用于行星形成时期之后的老化盘。我们发现行星到间隙外边界的距离可以在$m=2$和$m=1$外Lindblad共振的位置之间。这个距离与行星的质量和盘的粘性有微弱的关系。我们发现，磁盘边缘的演变发生在两个时间尺度上。第一个时间尺度是由行星驱动的螺旋密度波设定的。第二个时间尺度取决于磁盘的粘度。盘接近一个状态，其中由盘粘性引起的向外的角动量通量通过在Lindblad共振处驱动的螺旋密度波的耗散来平衡。然而，由于行星附近的气体密度极低，这一过程效率很低。我们发现行星和盘外缘的峰值密度之间的距离仅弱地依赖于粘度和行星质量，然而行星附近的气体密度与盘中的气体密度之比（或沿盘边缘的密度斜率）强烈地依赖于这两个量。我们发现，磁盘密度分布沿边缘尺度约与磁盘粘度除以行星质量的平方。我们用一个简单的方案来解释这种行为，在这个方案中，螺旋密度波的角动量耗散与盘的陡峭边缘的扩散相平衡。
2005-07-22 astro-ph
Nuclear spirals: gas in asymmetric galactic potential with a massive black hole
核螺旋能提供盘星系核势的丰富信息。它们自然地形成为气体对引力势中的非轴对称的响应，即使这种不对称的程度非常小。线性波理论很好地描述了弱核螺旋，但更强的不对称性的潜在诱导波超出线性制度，这似乎是螺旋冲击。如果中心存在大质量黑洞（MBH），螺旋激波可以一直延伸到其附近，并产生高达0.03兆太阳/年的气体流入。这与当地活动星系核所需的吸积率相吻合。
2004-08-02 astro-ph
Protoplanetary disk fragmentation with varying radiative physics, initial conditions and numerical techniques
我们回顾了最近的结果SPH模拟的引力不稳定性的气体原行星盘，强调热力学的作用，在孤立和二元系统。在文献中出现的相互矛盾的结果，关于磁盘碎片在几十个AU的中心恒星可能是由于辐射物理的不同处理，以及反映不同的初始条件。要想在这方面取得进一步进展，就需要在不同的规范之间进行广泛的比较，并要求采用相同的初始条件。它讨论了如何在最近的SPH模拟在$R < 25$ AU进行破碎的磁盘的本地条件与分析模型的预测大致一致，与小的差异可能有关的分析模型无法解释三维螺旋冲击的动力学和热力学。我们报告说，从根本上不同的自适应流体动力学代码，SPH和自适应网格细化（AMR），在一个简单的情况下，等温状态方程在可比的分辨率磁盘碎片产生非常相似的结果。AMR代码中的大量细化是必要的，但不足以正确地跟踪碎片，而是网格的初始分辨率足够高，以捕获最强螺旋模式的波长，当它们仍然几乎是非线性的是必不可少的。这些测试代表了一个有用的基准，并为即将到来的代码与现实的辐射物理比较的起点。
2007-10-19 astro-ph
Spirals and the size of the disk in EX Dra
本文介绍了矮新星EX Dra爆发的高光谱和时间分辨率观测结果。通过多普勒层析成像重建的He I线中的圆盘显示出清晰的双臂螺旋图案，指向圆盘中的螺旋激波。巴尔末和He II地图也为螺旋的存在提供了证据。在红色连续光谱中看到的日食表明盘半径为轨道间距的0.31倍，这可能足以解释通过次级潮汐场的激发观察到的螺旋激波。在我们的观测中，巴尔末线轮廓中的日食被很好地分辨出来，表明盘的大小有点小（0.25）。我们讨论的可能性，这是有关的光学深度效应的线路。
2000-03-15 astro-ph
Effect of Rotation on the Stability of a Stalled Cylindrical Shock and its Consequences for Core-Collapse Supernovae
为了更好地理解坍缩核中含有角动量的超新星爆炸，利用微扰分析方法，在一个简单的玩具模型中研究了旋转对稳定吸积激波（SASI）不稳定性的影响.为了简单起见，选择圆柱形几何形状。即使当离心力很小，旋转可以有很强的影响，通过增加的螺旋模式的增长率在同一方向旋转的稳定流的非轴对称模式。反向旋转螺旋模式受到显着阻尼，而轴对称模式几乎不受旋转的影响。螺旋模的增长率与流体的角动量比成近似线性关系。基本单臂螺旋模式（m=1）有利于小的旋转速率，而更强的旋转速率有利于模式m=2。高次谐波的WKB分析表明，与螺旋模式相关的对流声学循环的效率受到旋转的强烈影响，与低频模式相同，而纯声学循环是稳定的。这些结果表明，旋转核心坍缩超新星中SASI的线性相位自然选择了与流动方向相同的螺旋模式，正如Blondin & Mezzacappa（2007）的3D数值模拟所观察到的那样。这强调了在得出爆炸机制和脉冲星反冲的结论之前，需要一个旋转核心坍缩的3D方法。
2008-02-20 astro-ph
ISO spectroscopy of gas and dust: from molecular clouds to protoplanetary disks
回顾了红外空间天文台上的光谱仪在2.4-200微米范围内对星际气相和固态物质的观测。线和带由于冰，多环芳烃，硅酸盐和气相原子和分子（特别是H2，CO，H2O，OH和CO2）的总结和说明其诊断能力。结果进行了讨论的背景下，恒星形成的地区，包括光子占主导地位的地区，冲击，原恒星的信封和磁盘周围的年轻恒星的物理和化学演化。
2004-03-02 astro-ph
IP Pegasi: Investigation of the accretion disk structure. Searching evidences for spiral shocks in the quiescent accretion disk
本文介绍了激变变星IP Peg在静止期的光谱研究结果。用多普勒层析成像和相位模拟技术分析了在特殊天体物理观测台（俄罗斯）的6米望远镜和在德国-西班牙天文中心（西班牙Calar Alto）的3.5米望远镜上获得的光谱。由此我们得出结论，IP Peg的静态吸积盘具有复杂的结构。也有明确的迹象表明，存在螺旋式冲击。多普勒图和发射线的峰分离的变化证实了这一解释。我们已经发现，所有的发射线显示出相当大的不对称性，它们的翅膀随时间而变化。机翼的不对称性表现出准周期调制，其周期比轨道周期短得多。这表明在与双星系统不同步旋转的双星中存在发射源。我们还发现，在一个轨道周期内，亮点的亮度变化很大。这个光点在下合点变得最亮，而当它位于吸积盘远处的一半时，几乎看不见。这种现象可能是由于亮斑的各向异性辐射和亮斑被吸积盘的外缘所遮挡。
2002-07-19 astro-ph
The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks II. Extended Simulations with Varied Cooling Rates
为了研究质量输运和行星形成的引力不稳定性（GI），我们扩展了我们的三维流体动力学模拟的原行星盘从以前的文件。我们的目标是确定地理标志的渐近行为，以及它是如何受到不同的恒定冷却时间。最初，Rdisk = 40 AU，Mdisk = 0.07 Mo，M* = 0.5 Mo，Qmin = 1.8。持续冷却，tcool = 2 orps（外旋转周期，1 orp ~ 250 yrs），驱动磁盘不稳定的约4 orps。这一计算是按照23.5 orps。在12 orps之后，盘进入准稳态，具有持续的非线性不稳定性，在外盘上的平均Q = 1.44，明确的幂律σ（r），以及大致稳定的Mdot ~ 5（-7）Mo/yr。输运由全局低阶螺旋模驱动。我们在tcool = 1和1/4 orp的11.2 orp处重新开始计算。后一种情况也以高方位分辨率运行。我们发现，较短的冷却时间导致增加Mdots，更密集和更薄的螺旋结构，和更激烈的动力学行为。渐近总内能和方位平均Q（r）对tcool不敏感。只有在高分辨率tcool = 1/4 orp的情况下才会发生碎裂;然而，没有任何碎片能够在四分之一的轨道上存活下来。在GI活动区和非活动区之间的边界附近出现并生长环状密度增强。我们讨论了这些环对气态巨行星形成的可能影响。
2004-07-01 astro-ph
