Testing Global ISM Models: A Detailed Comparison of Ovi Column Densities with FUSE and Copernicus Data
我们研究了ovi在空间和时间上的分布在银河系盘的一个代表性的部分通过3D自适应网格加密HD和MHD模拟的ISM，包括盘晕盘环流。模拟描述了一个超新星驱动的ISM在大（10千秒差距）和小（1.25秒差距）尺度在一个足够大的时间尺度（400百万年），以建立一个全球动力学平衡。Ovi柱密度N（Ovi）通过在模拟盘中的不同位置处的视线测量来监测。其中一个被故意选择在一个热气泡内，就像我们自己的本地气泡一样，而其他位置是随机的。我们得到的N（Ovi）和距离之间的相关性，这是独立的观察者的有利位置在磁盘上。特别是，观察者在热气泡内的位置对相关性没有任何影响，因为单个气泡（典型的延伸为100 pc）的贡献小得可以忽略不计。我们发现Ovi柱密度（作为距离的函数）和平均Ovi密度（~ 1.8 × 10 ^{-8} $ cm$ ^{-3}$）之间的显着一致性，从我们的模拟和哥白尼和FUSE观察到的值。我们的结果有力地支持了湍流混合在ISM中Ovi团分布中的重要作用。由于ISM中的剪切运动，超新星引起的湍流是相当强烈和不可避免的，并且在很大的尺度范围内运行。
2005-10-10 astro-ph
A Dusty Disk Around WD1150-153: Explaining the Metals in White Dwarfs by Accretion from the Interstellar Medium versus Debris Disks
我们报道了富金属DAV白矮星WD 1150 -153的K波段过量辐射的发现。我们的近红外光谱观测表明，多余的辐射不能用（亚）恒星伴星来解释，很可能是由类似于其他DAZ白矮星的碎片盘造成的。我们发现，DAZ白矮星的碎片盘可检测的分数是至少14%。我们还重新讨论了用星际介质（ISM）吸积来解释白矮星光球中金属的问题。我们使用观测到的星际柱密度接近恒星的角度接近和类似的距离DAZ白矮星，以限制从ISM吸积的贡献。我们发现，在DAZ中观察到的金属所需的吸积密度与在其星际环境中观察到的密度之间没有相关性，这表明ISM吸积本身不能解释附近DAZ白矮星中金属的存在。虽然ISM吸积肯定会有所贡献，但我们的分析表明，它不是大多数DAZ白矮星的主要金属来源。相反，DAZ周围越来越多的星周碎片盘表明，星周物质可能在污染白矮星大气层方面发挥更主要的作用。
2007-01-18 astro-ph
Spitzer's View of Edge-on Spirals
边缘上的螺旋星系提供了一个独特的视角。人们可以精确地确定恒星的高度分布，ISM和视线积分允许研究微弱的结构。斯皮策IRAC相机是研究ISM和附近星系恒星结构的理想工具;它的两个通道跟踪几乎没有消光的旧恒星盘，8微米的通道主要是最小的尘埃颗粒（多环芳烃，PAH）。Dalcanton等人（2004）探索了尘埃带的出现与盘稳定性之间的联系。在一个没有膨胀的圆盘样本中，他们展示了在大质量圆盘中，ISM是如何坍缩成典型的薄尘埃带的。质量较小的盘在引力作用下是稳定的，它们的尘埃形态是破碎的。对于无凸起的盘，转变发生在120 km/s。在这里，我们报告我们的斯皮策/IRAC调查的结果附近的边缘上的螺旋和它的第一个结果的近红外塔利-费舍尔关系，和ISM磁盘的稳定性。
2008-01-18 astro-ph
Spitzer's View of Edge-on Spirals
边缘上的螺旋星系提供了一个独特的视角。人们可以精确地确定恒星的高度分布，ISM和视线积分允许研究微弱的结构。斯皮策IRAC相机是研究ISM和附近星系恒星结构的理想工具;它的两个通道跟踪几乎没有消光的旧恒星盘，8微米的通道主要是最小的尘埃颗粒（多环芳烃，PAH）。Dalcanton等人（2004）探索了尘埃带的出现与盘稳定性之间的联系。在一个没有膨胀的圆盘样本中，他们展示了在大质量圆盘中，ISM是如何坍缩成典型的薄尘埃带的。质量较小的盘在引力作用下是稳定的，它们的尘埃形态是破碎的。对于无凸起的盘，转变发生在120 km/s。在这里，我们报告我们的斯皮策/IRAC调查的结果附近的边缘上的螺旋和它的第一个结果的近红外塔利-费舍尔关系，和ISM磁盘的稳定性。
2007-10-19 astro-ph
Simulating High-Redshift Disk Galaxies: Applications to Long Duration Gamma-Ray Burst Hosts
恒星形成的效率决定了宇宙学星系群的许多可观测的性质，然而目前的许多星系形成模型在很大程度上忽略了恒星形成和星际介质（ISM）的重要物理学。使用盘星系的流体动力学模拟，包括分子ISM和分子云中的恒星形成（Robertson & Kravtsov 2008），我们研究了恒星形成效率和分子氢丰度对高红移星系种群性质的影响。在这项工作中，我们专注于一个低质量，恒星形成星系在1<~z<~2，可能主机长时间的伽马射线暴（GRB）的模型。对伽玛射线暴宿主的观测揭示了一群具有恒星形成特性的暗淡系统，它们通常不同于莱曼破裂星系（LBG）和更明亮的高红移场星系。观测到的伽玛射线暴视线缺乏分子氢，但目前还不清楚这种缺乏在多大程度上归因于星系的内在属性或伽玛射线暴对其环境的影响。我们发现，在高红移下低恒星质量系统的流体动力学模拟可以再现观测到的恒星形成率和GRB宿主星系在红移1<~z<~2的效率。我们表明，低质量的高红移伽玛暴主机的紧凑结构可能会导致分子ISM分数的十分之几，远高于在个别伽玛暴视线观察。然而，观测到的GRB宿主星系的恒星形成率意味着分子气体质量为10^8 - 10^9 M_sun，这与模拟中产生的结果相似，因此可能意味着它们的ISM中有相当大的平均H_2分数。
2008-08-07 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 astro-ph
Simulating the formation and evolution of galaxies: Multi-phase description of the interstellar medium, star formation, and energy feedback
我们提出了一个多相位表示的ISM在NB-TSPH模拟的星系形成和演化，特别注意的情况下，早型星系。冷气体云由所谓的粘性粒子算法描述。它们可以在热的ISM介质中自由移动;恒星在这些云内形成，三个重子相（热气、冷云、恒星）之间的质量交换受辐射和康普顿冷却以及超新星爆炸、恒星风和紫外辐射的能量反馈控制。我们还考虑了热传导、云-云碰撞和化学富集。我们的模型与以前的研究相同的主题，并改进。恒星形成率的结果是非常有希望的，并同意最近的观测数据的早期类型的星系。这些模型进一步支持了修正后的星系形成的整体方案，该方案最近也得到了高红移数据的加强，导致了所谓的缩小和自上而下的方案。
2007-06-22 astro-ph
Overview of the ISM Phases: Evolution of Large and Small Scale Structures in 3D high resolution HD and MHD simulations
我们回顾了最近的三维高分辨率数值HD和MHD研究的多组分和多相ISM。计算网格在圆盘中选择得足够大，以代表典型的ISM气体模式，在光环中选择得足够大，以包括银河喷泉的全部范围。ISM的演化是由所有类型的超新星驱动的，并持续了4亿年，足够长的时间来消除初始分布的记忆效应。结果与以前的经典分析模型有很大的不同，并且需要：（i）ISM气体的分布非常不均匀，（ii）超新星驱动的湍流水平很高，（iii）活跃的银河喷泉流，在盘的两侧达到约5 kpc，（iv）热气体的体积填充因子约为20%，（v）当n < 100 cm^-3时，磁场与气体密度n之间的相关性非常弱;（vi）当n < 100 cm^-3时，约50%的气盘质量处于经典的热不稳定温度状态。
2005-04-11 astro-ph
Modeling the Infrared Bow Shock at delta Velorum: Implications for Studies of Debris Disks and lambda Bootis Stars
我们已经发现了一个弓形激波形状的中红外多余的区域在三角洲Velorum使用24微米的观测获得的多波段成像光度计斯皮策（MIPS）。根据以前的红外观测，多余的部分被归类为碎片盘。虽然弓形激波形态仅在24微米观测中被检测到，但其过量也在70微米处被解决。我们表明，恒星加热的环境星际介质（ISM）云可以产生测量流量。由于Velorum三角洲以前被归类为碎片盘星，我们的发现可能会对其他恒星的相同分类提出质疑。我们模拟了恒星和ISM的相互作用，产生的图像显示出与观察到的相同的几何形状和表面亮度。相对于平均局部气泡值，模型化的ISM是15倍的过密，考虑到Velorum三角洲的紧密接近（24 pc），这是令人惊讶的。牧夫座λ星的丰度异常以前被解释为是由与ISM相同类型的恒星相互作用引起的。Velorum三角洲的低分辨率光谱显示它不属于这类恒星。因此，这颗恒星是一个有趣的测试平台，为ISM吸积理论的lambda Bootis现象。
2007-09-26 astro-ph
Star formation and turbulent dissipation in models of disk galaxy evolution
盘星系湍流ISM中的动能耗散率是星系演化模型中的一个关键因素，因为它决定了大尺度恒星形成（SF）反馈的有效性。使用磁流体动力学模拟，我们发现，ISM有效地消散了恒星性质的源注入的湍流动能。因此，SF过程可以仅在磁盘ISM的级别上通过能量平衡来自调节。在星系演化模型中使用的自调节SF机制，其中磁盘内形成不断增长的冷暗物质晕，允许预测的SF历史的磁盘星系，包括银河系和太阳附近，以及整个人口的盘星系的宇宙SF历史的贡献。结果令人鼓舞。
2003-03-31 astro-ph
Magnetohydrodynamic Density Waves in a Composite Disk System of Interstellar Medium and Cosmic-Ray Gas
从射电到大尺度星系螺旋结构的软X射线波段的多波长观测提供了附近盘星系的综合和全面的视图。在存在大质量暗物质晕的情况下，星系尺度上的密度波动力学涉及恒星盘、星际介质气盘（ISM）、磁场和宇宙射线气体（CRG）。在本文中，我们探讨了磁化ISM磁盘和CRG磁盘之间的动态和电磁相互作用，使结构和诊断功能的光学，红外和同步辐射连续辐射的螺旋星系可以物理理解。在银河系密度波的时间尺度上，宇宙射线可以被看作是一种相对热的稀薄气体流体，它在横向整体运动中与大尺度平均磁场联系在一起，但在其他方面沿着相对于ISM的磁场运动。对于磁化ISM和CRG复合盘系统中的快、慢磁流体密度波，CRG质量密度的微小增强相对于平行磁场的增强有相移。由于宇宙射线的数量非常少，大规模的磁场增强占主导地位的同步辐射连续辐射（好像CRG几乎是未受干扰）的螺旋结构的表现。除了快、慢磁流体密度波外，还存在一种超温磁流体波模式，CRG通过这种模式进行自我调节，使超温声速接近光速c。
2003-07-27 astro-ph
Global Dynamical Evolution of the ISM in Star Forming Galaxies - I. High Resolution 3D HD and MHD Simulations: Effect of the Magnetic Field
在形成恒星的盘星系中，恒星和星际气体之间的物质循环，特别是随机和成团超新星爆炸的能量输入，决定了ISM的动力学和化学演化，从而决定了整个星系的动力学和化学演化。本文利用一个三维MHD程序，研究了气体盘与周围星系晕之间磁化物质循环的作用。特别强调了磁场对ISM不同“相”的体积和质量分数的影响，RAM、热压力和磁压力的相对重要性，以及磁场是否能阻止物质从盘运输到晕中。模拟是在一个网格上进行的，网格面积为1千秒差距$^{2}$，以太阳圈为中心，垂直于银河系盘延伸$\pm 10$千秒差距，分辨率高达1.25秒差距。模拟运行的时间尺度为4亿年，足够长，以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定的能量输入率的情况下达到全球动态平衡。(...)我们发现，在一般的气体运输到晕在3D中是不阻止由初始磁盘平行磁场，但只有最初延迟，只要它是需要冲孔到厚磁化气体磁盘。盘中热相的平均体积填充因子在HD和MHD（后者的总场强为4.4 $μ$ G）运行中相似，相当于银河系超新星速率的$\sim 17-21%$。
2005-02-16 astro-ph
From Large to Small Scales: Global Models of the ISM
我们审查大规模建模的ISM强调的重要性，包括磁盘晕盘占空比，并使用动态细化的网格（在该地区的密度和压力发生急剧变化）的ISM的一个现实的建模。我们还讨论了收敛的必要性，通过比较0.625，1.25和2.5 pc分辨率的模拟结果，并表明，1.25 pc的最小网格分辨率是定量可靠的结果所需的，因为有一个快速收敛的三角洲x \leq 1.1 pc。
2003-10-27 astro-ph
Accretion Disks Around Young Objects. II. Tests of Well-Mixed Models with Ism Dust
我们构造了金牛座T星周围均匀混合有星际介质尘埃和气体的辐射吸积盘的详细垂直结构模型。使用这些模型的结构和发射性质的依赖关系的质量吸积率，粘度参数，和磁盘半径进行了探讨。理论的光谱能量分布（SED）和图像的所有倾角进行了比较与观察的整个人口的经典金牛座T星（CTTS）和I类对象在金牛座。特别是，我们发现，中位近红外通量可以解释的错误与最近的值为中位吸积率CTTS。我们进一步表明，金牛座的大多数I类源不能是II类源，因为它们太亮了，而且它们的颜色与只在狭窄的倾角范围内看到的圆盘一致。我们的模型在大半径处似乎过于几何厚，这是由以下因素所暗示的：（a）远红外盘发射比金牛座T星的典型SED更大;（b）模型图像中的暗尘埃带比HH 30和HK Tau/c的图像更宽;以及（c）被边缘盘包围的恒星的预测数量比目前的调查一致。模型的厚度很大是假设尘埃和气体混合良好的结果，这表明可能需要一定程度的尘埃沉降来解释观测结果。
1999-07-23 astro-ph
The ISM of Low Surface Brightness Galaxies
利用Monte Carlo辐射转移技术，我们模拟了边缘低表面亮度（LSB）星系UGC 7321的尘埃含量，并探讨了尘埃对其盘色梯度的影响。尘埃本身不能解释在这个星系中观察到的大径向盘颜色梯度，我们发现UGC 7321中的尘埃的显着部分（~50%）似乎包含在一个聚集的介质中，这表明至少有一些LSB星系可以支持适度的多相ISM结构。此外，我们报告的一些分子气体（CO）在LSB星系的第一次直接检测。
2000-09-01 astro-ph
HI Clouds Beyond the Galactic Disk
最近用绿岸望远镜在21厘米谱线上的观测从几个方面改变了我们对中性星际介质（ISM）的看法。新的数据表明，在银河系内部，盘晕界面由许多离散的HI云组成。这些云位于一个超过一千秒差距厚的层中，并遵循银河系的旋转。它们的起源和进化是未知的。在银河系外，新的数据显示，高速云复合体H很可能是一颗逆行轨道上的卫星，与银河系ISM的一些扩展组件相互作用。这些观测结果对ISM模型提出了新的限制，并与Don Cox和Ron Reynolds的工作直接相关。
2003-11-03 astro-ph
The Effect of the Interstellar Model on Star Formation Properties in Galactic Disks
我们通过考虑三种不同的ISM模型研究了星际气体条件对全球星系模拟的影响。我们的第一个模型只包括辐射冷却到300 K，我们的第二个模型增加了一个额外的背景加热项，由于光电加热，我们的第三个模型使用了一个等温状态方程，温度为10^4 K，没有显式加热或冷却。在每一种情况下，都有两种常见的恒星形成方法。第一种是基于宇宙学模拟，恒星形成的门槛很低，但效率也很低。第二种假设恒星仅在高密度区域形成，但效率更高。我们还探讨了包括来自II型超新星的反馈的影响。我们发现，不同的ISM类型产生显着的差异，在磁盘的结构和温度阶段存在于气体中，虽然列入反馈在很大程度上主导这些效果。特别是，恒星形成的团块的大小增加了背景加热和强制执行等温ISM。我们还研究了一维轮廓，发现对数正态PDF在密度的几个数量级上为我们所有的模拟提供了很好的拟合。总的来说，尽管有明显的结构差异，但盘中的恒星形成特性在很大程度上对ISM类型不敏感，并且与观测结果相当吻合。
2007-09-12 astro-ph
Gas disks to gas giants: Simulating the birth of planetary systems
现在发现的250多个行星系统的集合显示了广泛的质量，轨道和多个系统中的动力学相互作用。这些代表了一系列复杂事件的终点，其中整个原恒星盘将自己转化为少量的行星体。在这里，我们提出了自洽的数值模拟这个过程中，产生的结果与观察到的一些关键趋势的系外行星的属性。类似于我们太阳系的行星似乎并不常见，它们起源于贫瘠和（巨大）行星形成边界附近的圆盘。
2008-08-11 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: I. The HI Disk
利用最新的HI巡天数据立方体和旋转曲线，导出了银河系中HI气体的三维分布。HI气体的距离通过使用旋转曲线的运动学距离来确定。我们通过引入垂直HI分布模型的拟合方法解决了内星系的远近问题。在我们的合成图中，我们可以追踪到三条突出的旋臂：人马座-船底座旋臂、英仙座旋臂和外旋臂，这三条旋臂都是对数旋臂。人马座-船底座、英仙座和外臂的俯仰角估计分别约为$11\arcdeg$、$18\arcdeg$和$7\arcdeg$。太阳位于人马座-船底座臂和英仙座臂之间的一个富含HI气体的区域。HI盘在外盘表现出大而不对称的翘曲：HI盘在北半球上升到银河平面上方约1.5 kpc，在南半球下降到约1 kpc，这意味着不对称的翘曲。内HI盘也是倾斜的。HI盘的半径约为17 kpc，在此半径内的HI质量估计为$2.5 \times 10^9$ M $_\odot$，相当于从旋转曲线预测的动力学质量的1.5%。我们还发现，HI外围在第四象限大部分膨胀，因此银河系明显不平衡。HI层的尺度高度随半径的增大而增大，并与HI层质心处的HI体密度相关。
2003-04-18 astro-ph
Simulating planet migration in globally evolving disks
行星-盘相互作用的数值模拟通常使用流体代码进行-因为它们只考虑盘的环形，在2D网格上-不能考虑盘的全球演化。然而，后者控制着II型行星迁移，因此行星演化的准确性可能受到质疑。为了开发一种算法，模拟当地的行星盘的相互作用与全球粘性的磁盘的演变，我们围绕通常的2D网格与1D网格范围内的磁盘的实际扩展。1D和2D网格通过鬼环在它们的共同边界处耦合，特别注意界面处的通量，特别是波携带的角动量通量。计算是在以质心为中心的坐标系中进行的，以确保角动量守恒。该算法能很好地描述盘的全局演化和局部行星-盘相互作用，并能研究其中一个对另一个的反馈，相对于通常的算法，其额外的计算代价可以忽略不计。
2006-08-30 astro-ph
Dust Attenuation in Late-Type Galaxies. I. Effects on Bulge and Disk Components
我们提出了新的Monte Carlo计算的结果与恒星的辐射转移的DIRTY代码和散射辐射的尘埃巨大的晚型星系，如银河系，这说明了由内部尘埃的恒星光的衰减的效果上的综合测光的个别隆起和磁盘组件。在这里，我们专注于衰减函数的行为，颜色过剩，和散射或直接向外部观察者传输的光的分数作为尘埃总量和星系倾角的函数，以及尘埃星际介质（ISM）的磁盘的结构。我们确认，尘埃衰减产生定性和定量不同的影响，无论波长的整体光度的凸起和磁盘。此外，我们发现尘埃ISM的结构比观测到的球和盘的颜色更敏感地影响观测到的星等。最后，我们表明，由外部观察者接收的总单色光的散射辐射的贡献是显着的，特别是在紫外波长，即使是两相，cloudly，灰尘ISM。因此，了解尘埃散射特性是解释河外观测的基础。
2004-09-08 astro-ph
The Formation of Dust Lanes: Implications for Galaxy Evolution
我们发现，盘星系显示出一个尖锐的，质量依赖的过渡，其尘埃ISM的结构。尘埃带是V_rot> 120 km/s的大质量盘的一个普遍特征，但在V_rot<120 km/s的星系中完全不存在。这种转变反映了低质量星系中冷ISM尺度高度的增加，这是由支持气体层的更大湍流速度驱动的，而不是气体表面密度的急剧下降。在高质量星系中，我们确定了Vrot = 120 km/s的跃迁是引力不稳定性的开始。这种不稳定性导致了沿着旋臂的碎裂和引力坍缩，更小的气体尺度高度，更低的湍流速度，从而使尘埃带变窄。速度色散的下降可能是由于湍流驱动机制的转换，或者是由于ISM坍缩成致密层后ISM对超新星的反应发生了变化。由此产生的较小的气体尺度的高度可以导致显着增加的恒星形成率时，磁盘的不稳定性是存在的，并可能解释肯尼库特表面密度阈值恒星形成。我们的数据表明，在V_c<120 km/s的低质量盘中，恒星形成的效率将系统地降低，导致恒星形成的时间尺度大于气体吸积的时间尺度。这种效应可以抑制低质量盘的金属丰度和核合成产率，从而解释了盘的质量-金属丰度关系，而无需调用银河SN驱动的外流。盘稳定性、尘埃结构和/或恒星形成效率的转变也可能是Tully-Fisher关系的斜率变化、矮星系盘厚度急剧增加以及Vrot> 120 km/s的星系开始膨胀的原因。（节录）
2004-02-19 astro-ph
A Method For Determining Two-Dimensional Orbits In Galactic Disks
我们提出了一种方法来确定的二维轨道的星际物质（ISM）在银盘使用观测到的视线速度场。虽然确定二维轨道需要四个分量，包括两个位置分量和两个速度分量，但垂直于视线的速度很难通过观测确定。我们证明了ISM轨道可以近似地通过假设（1）沿每个轨道的角动量守恒，（2）所有轨道在单个旋转坐标系中闭合，以及（3）系统通过原点对称来确定。由于可以在圆盘的长轴上估计角动量，因此可以根据角动量守恒确定垂直于视线的速度，从而获得速度的两个分量。当给定一定的方向图速度时，通过求解二维速度场所给出的微分方程，可以计算出ISM轨道。根据我们对模拟速度场的测试计算，与正确轨道的典型偏差小于观测分辨率。我们将这种方法应用于NGC 4569的观测数据，得到了该星系的可能轨道。此外，我们计算了质量分布使用我们的结果。
2005-01-04 astro-ph
Gravity-driven Turbulence in Galactic Disks
采用高分辨率、大动态范围的二维流体动力学模拟方法研究了银盘中星际介质的湍流性质。模拟是全球性的，其中考虑了ISM的自引力，现实的辐射冷却和银河系的旋转。在这里进行的分析中，忽略了来自恒星能源的反馈过程。我们发现，在一个非线性相位的磁盘的速度场显示出稳定的幂律能量谱超过三个数量级的波数。这意味着随机速度场可以被建模为完全发展的、稳定的湍流。在星系自转的影响下，引力和热不稳定性有助于形成湍流速度场。在非线性阶段，Toomre有效Q值的变化范围很大，盘内存在着斑块状的引力稳定区和不稳定区。这些结果表明，大规模的星系旋转加上气体的自引力可能是维持本地ISM湍流的最终能源。我们发现，我们的湍流旋转盘模型是一致的扩展HI盘在矮星系，NGC 2915，那里没有突出的活跃的恒星形成的速度色散。数值模拟表明，NGC 2915中的恒星棒增强了速度色散，并驱动了HI盘中观察到的旋臂。
2002-07-30 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
The Formation of a Disk Galaxy within a Growing Dark Halo
我们提出了一个动力学模型的大规模磁盘星系的形成和演化，在一个不断增长的黑暗晕，其质量的演变根据宇宙学模拟的结构形成。利用一个新的三维化学动力学程序，包括暗物质、恒星和多相ISM，模拟了星系演化。模拟从红移z=4.85开始，在LCDM宇宙中有一个小的暗晕，我们一直跟踪到现在。大质量恒星和SNe释放的能量阻止了重子物质的快速坍缩，并将最大的恒星形成推迟到z=1。星系从内向外呈放射状，从晕到盘呈垂直状。首先形成的星系成分是晕，其次是凸起，盘-晕过渡区和盘。在z=1时，开始形成一个条形，后来变成一个三轴凸起。低金属量的盘星明显缺乏，这是由于ISM盘被来自凸起和内部盘的富含金属的气体预先富集（G矮星问题）。所有恒星的平均自转和轨道偏心率的分布作为金属丰度的函数，与在太阳附近观测到的没有很大的不同，这表明均匀坍缩模型过于简化。这里提出的方法提供了一个详细的描述的形成和演化的孤立的盘星系在LCDM宇宙，产生新的信息的运动学和化学的历史的恒星和ISM，而且有关的光度，颜色和形态的盘星系的演变。
2003-01-24 astro-ph
MHD Simulations of the ISM: The Importance of the Galactic Magnetic Field on the ISM "Phases"
我们已经进行了1.25 pc分辨率的磁流体力学模拟的ISM，在一个笛卡尔网格的$0 \leq (x,y) \leq 1$ kpc大小的银道面和$-10 \leq z \leq 10$ kpc到晕，从而能够充分跟踪随时间变化的银河喷泉的演变。模拟结果表明，大规模的气体流出现，由SN爆炸，这是负责的冲击压缩层的形成和破坏的驱动。冲击气体的密度可高达800 cm $^{-3}$，寿命可达1500万年。冷气体分布成细丝，由于银河磁场引起的流动的各向异性，细丝倾向于显示出优选取向。在不稳定支管$10^{2}<$ T $\leq 10^{3.9}$ K中，冲压压力占主导地位，而对于T $\leq 100$ K（稳定支管），磁压力占主导地位。超新星附近的热压力和冲压压力决定了流动的动力学。高达80%的磁盘中的质量集中在热不稳定的制度$10^{2}<$ T $\leq 10^{3.9}$ K与$\sim30%$的磁盘质量封闭在T $\leq 10^{3}$ K气体。相反，热气体由热压力控制，因为磁场线扫向致密的压缩壁。
2003-10-30 astro-ph
Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster
我们讨论了HI和光学证据正在进行的ICM-ISM相互作用在6个HI缺乏室女星系团螺旋星系。最明显的例子之一是高度倾斜的室女座星系NGC 4522，它有一个正常的恒星盘，但有一个截断的气体盘，在气体截断半径附近有大量的面外气体。异常强烈的HI，H-α和无线电连续辐射都是从面外气体中检测到的。射电连续偏振通量和光谱指数峰值在面外气体的对面，表明ICM正在进行压力。其他四个缺乏HI的边对室女座螺旋显示出平面外ISM气体的证据，或者在其盘HI分布中表现出不对称性，但包含的平面外HI比NGC 4522少得多。与最近的模拟比较表明，这种差异可能是进化的，大面外气体的表面密度只在早期阶段的ICM-ISM相互作用。在NGC 4569中，H-alpha图像显示了ICM压力对ISM星系的两种影响。HII区域的异常臂，可能是平面外的，出现在截断的H-α盘的边缘。这类似于在模拟中看到的由风压加上旋转的组合效应形成的手臂。在短轴附近的一个扩展的星云，也在西北部，被解释为一个星爆外流气泡ICM风压扰动。
2004-03-04 astro-ph
On the Crystallinity of Silicate Dust in the Interstellar Medium
准确了解星际介质中硅酸盐尘埃的矿物学（化学成分和晶体结构）对于了解其在演化恒星中的起源、星际介质中的物理和化学过程以及随后并入原恒星星云、原行星盘和彗星核中进行进一步处理至关重要。虽然在演化的恒星中，在前主序星周围的原行星盘中，在主序星周围的碎片盘中，以及在彗星核中，硅酸盐尘埃的一个可观的部分被发现是晶体形式，但最近对沿着银河系中心源Sgr A* 的视线的尘埃的红外光谱研究将硅酸盐晶体部分的上限定为~1.1%，远低于先前根据观察到的局部ISM对Cyg OB 2 No.12的10微米吸收曲线得出的约5%或约60%的估计值。由于SgrA的视线包含分子云材料，如3.1和6.0微米的水冰吸收特征的检测所揭示的，我们认为，通过考虑硅酸盐芯上的冰幔的存在，ISM中硅酸盐结晶度的上限增加到~3- 5%。
2008-08-29 astro-ph
Pressure Relations and Vertical Equilibrium in the Turbulent, Multiphase ISM
我们使用的湍流，多相，自引力气体模型盘星系轨道的数值模拟研究压力，垂直气体分布，和密度扩散气体的比例之间的关系。我们表明，磁盘的高度和平均中面压力是一致的有效流体静力平衡，提供了湍流的垂直速度色散和气体自重。质量加权压力比中平面压力高一个数量级，因为自重力集中了气体并增加了云中的压力。我们还研究了Rmol=M（H2）/M（H1）的比值。Blitz和Rosolowsky（2006）表明，Rmol与估计的中平面压力成正比。对于模型系列中的周转频率，卡帕，和气体表面密度，西格玛，成比例，我们恢复的经验关系。对于kappa和Sigma独立的其他模型系列，中平面压力和Rmol相关性不好。我们的结论是，分子分数-和恒星形成率-星系盘固有地取决于它的旋转状态，而不仅仅是本地值的西格玛和恒星密度ρ *。Rmol和中平面压力之间的经验相关性意味着“环境参数”Kappa，Sigma和rho* 在真实星系中是相互依赖的，可能是由于Toomre Q接近统一的状态演变的结果。我们注意到，Rmol在静态模型中远远超过我们的湍流模拟和观测值的值，这意味着湍流是至关重要的，以获得一个现实的分子分数在ISM。
2008-12-10 astro-ph
Properties of the warm magnetized ISM, as inferred from WSRT polarimetric imaging
我们描述了第一次尝试，从多频偏振观测弥漫银河系同步加速器背景的规则和湍流银河系磁场的属性。建立了一个单胞大小的薄银盘模型，其中包括随机和规则的磁场和热电子和相对论电子。圆盘从后面照射，背景是均匀的部分偏振的。来自背景和薄圆盘的辐射在通过介质传播时被法拉第旋转和去偏振。模型参数估计从350 MHz的观测在两个地区在中纬度与Westerbork合成射电望远镜进行比较。我们得到了两个地区的随机和规则磁场强度和典型结构尺度的估计之间的良好的一致性。发现的规则磁场强度为几微高斯，随机与规则磁场强度的比值为0.7 +/- 0.5，随机分量的典型尺度为15 +/- 10 pc。此外，规则磁场几乎垂直于视线。这个模型是一个潜在的强大的方法来估计银河系磁场的结构，特别是当更多的偏振观测中纬度地区的扩散同步加速器背景变得可用。
2004-06-24 astro-ph
Modelling the Interstellar Medium of Low Surface Brightness Galaxies: Constraining Internal Extinction, Disk Color Gradients, and Intrinsic Rotation Curve Shapes
我们使用三维蒙特卡罗辐射转移技术和多波长（BRHK，H α）成像数据相结合，调查的星际介质（ISM）的性质在边缘上，低表面亮度（LSB）星系UGC 7321。使用现实的模型，将多重散射效应和聚集的恒星和星际物质，我们探索的星际物质（气体+尘埃）的分布和不透明度，其对观测到的恒星盘光度分布，颜色梯度和旋转曲线形状的影响。我们发现UGC 7321在其ISM中含有一个很小但不可忽略的尘埃成分，产生了从盘边缘到盘中心的B波段光学厚度τ_e，B~4.0。在UGC 7321最内层区域的星际物质中，有相当大的一部分（约50+/-10%）似乎包含在一种星云介质中，这表明LSB星系可以支持一种适度的多相ISM结构。尽管存在明确的尘埃，我们得出结论，在UGC 7321和其他类似的LSB螺旋星系中观察到的大径向光学颜色梯度不能占尘埃，必须主要来自显着的恒星星族和/或金属丰度梯度。我们表明，现实的光学深度效应将有很小的影响所观察到的边缘盘星系的旋转曲线，并不能解释线性，缓慢上升的旋转曲线中看到的一些边缘LSB螺旋。投影效应在恢复星系在倾角i>85度时的真实旋转曲线形状时产生了更大的不确定性。
2000-10-02 astro-ph
A Large Scale Energy Source For Feeding ISM Turbulence in Spiral Galaxies
一个新发现的旋涡星系长期动力学演化过程（Zhang 1996，1998，1999）的重要结果之一是，轨道盘物质在每次穿越旋涡密度波峰时都接受能量注入。这种能量注入已被证明能够定量解释观测到的太阳附近恒星的年龄-速度-色散关系。我们在本文中证明，类似的能量注入到星际介质可以作为大规模的能源，持续不断的动力所观察到的星际湍流，并抵消其向下级联的趋势。
2003-02-03 astro-ph
Simulating Star Formation and Feedback in Galactic Disk Models
本文采用高分辨率的网格流体力学方法模拟了银河系大小的静止盘状星系中的多相星际介质。这些模型是全球性的和三维的，包括恒星形成和反馈的处理。我们研究了引力不稳定性的形成，并表明Toomre不稳定性判据的一种形式可以成功地预测恒星形成的位置。研究了恒星形成的两个常见处方。第一种是基于宇宙学模拟，恒星形成的门槛相对较低，但效率也相对较低。第二种方法只允许数密度大于1000 cm^-3的恒星形成，但效率很高。我们表明，这两种方法都可以重现所观察到的恒星形成和气体表面密度之间的关系的斜率（虽然在太高的速率为我们所采用的参数）。一个包含来自II型超新星反馈的运行成功地将气体赶出平面，其中大部分落回盘上。这种反馈也大大降低了恒星的形成速率。最后，我们研究了ISM的密度和压力分布，并表明在盘中存在粗略的压力平衡，但是在给定位置处具有宽范围的压力（对于包括反馈的情况甚至更宽
2005-12-01 astro-ph
Modelling Galaxies with a 3d Multi-Phase ISM
我们提出了一个新的粒子代码模拟星系的演化。该代码是基于多相描述的星际介质（ISM）。我们包括恒星形成（SF），恒星反馈的大质量恒星和行星状星云，相变和气体云和周围的扩散气体之间的相互作用，即冷凝，蒸发，阻力和能量耗散。后者是通过辐射冷却和非弹性云-云碰撞实现的。我们提出了新的计划SF和恒星反馈。它们包括一个一致的计算的恒星形成效率（SFE）的基础上ISM属性，以及详细的再分配到不同的ISM阶段的反馈能量。作为第一个测试的例子，我们展示了一个模型的演变，目前的银河系。虽然该模型表现出一个准静态的行为，在全球性的性质，如质量分数或表面密度，ISM的演变是当地强烈的变化取决于当地的SF和恒星的反馈。我们开始只有两个不同的阶段，但很快形成了一个三相ISM冷分子云，温暖的气体盘和热气晕组成。伴随着II型超新星的爆炸，盘中的气泡中也发现了热气。恒星形成率（SFR）平均约为1.6Msun/年，由于气体的消耗，随着时间的推移缓慢下降。为了保持恒定的SFR气体补充，例如通过吸入，需要大约1M_sun/年。我们的模型与Kennicutt（1998）的SF定律（包括截止值约为10 M_sun/pc ^2）完全一致。具有恒定SFE的模型，即没有对SF的反馈，不能再现肯尼柯特定律。
2005-11-28 astro-ph
Gas Properties and Implications for Galactic Star Formation in Numerical Models of the Turbulent, Multiphase ISM
通过对星系盘的数值模拟，研究了由恒星形成反馈驱动的多相ISM湍流的动力学性质。我们专注于HII区域的影响，通过在密集的，自引力区域施加强烈的加热。我们的模型是通过盘的二维径向-垂直切片，包括剪切背景旋转，垂直分层，加热和冷却产生温度T~10-10^4K，和热传导。我们分别改变气体的表面密度σ，恒星的体积密度rho_*，和本地角旋转速率Ω探索环境的依赖性，并分析每个模型的稳态特性。在其他统计数据中，我们评估湍流振幅，维里比，Toomre Q参数，包括湍流，以及在不同密度的质量分数。我们发现稠密气体（n>100 cm^-3）的湍流水平与观测到的GMC相似，维里比约为1-2。稠密气体中的Toomre Q参数达到接近1，表明通过湍流反馈进行自我调节。我们还测试了恒星形成率Sigma_SFR如何依赖于Sigma，rho_* 和Omega。假设恒星形成速率与密度大于n_th时的质量除以该阈值时的自由落体时间成正比，我们发现当n_th=10^2或10^3 cm^-3时，Sigma_SFR随Sigma^（1+p）变化，其中1+p ~ 1.2-1.4，这与观测结果一致。然而，基于大尺度性质（轨道时间、金斯时间或垂直平均密度下的自由落体时间）的估计恒星形成率与使用稠密气体质量计算的速率不同，这表明在<<H尺度下解析星系盘中的ISM结构对于准确预测恒星形成率是必要的。
2008-12-10 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
Density structure of the interstellar medium and the star formation rate in galactic disks
讨论了银盘中ISM密度的概率分布函数和全球恒星形成率。三维流体动力学模拟表明，在全球稳定的，不均匀的ISM星系盘的PDF很好地拟合一个单一的对数正态函数在一个很宽的密度范围。对数正态PDF（LN-PDF）的分散性是更大的气体丰富的系统，而LN-PDF的特征密度，其中的体积分数成为最大值，并不显着依赖于初始条件。在特征密度下，由于湍流运动引起的热压力和动力学压力是相当的，并且材料在统计上停滞在湍流中。假设星系ISM是由LN-PDF的特征，我们给出了一个全球的恒星形成率（SFR）作为平均气体密度，恒星形成的临界局域密度，和恒星形成效率的函数。我们发现，观测到的SFR是很好的拟合的理论SFR的全球气体密度（$10 - 10^4 M_\odot$ pc $^{-2}$）的范围内。高密度气体的恒星形成效率（$n > 10^3$ cm $^{-3}$）对正常旋涡星系是SFE $= 0.001 - 0.01$，对星暴星系是SFE $= 0.01 - 0.1$。本文提出的LN-PDF和SFR方法可用于kpc尺度的星系恒星形成模拟或数值模拟星系形成，但数值分辨率不足以描述局部恒星形成。
2007-01-21 astro-ph
We describe hydrodynamical simulations of galaxy formation in a Lambda cold dark matter (CDM) cosmology performed using a subresolution model for star formation and feedback in a multiphase interstellar medium (ISM). In particular, we demonstrate the formation of a well-resolved disk galaxy. The surface brightness profile of the galaxy is exponential, with a B-band central surface brightness of 21.0 mag arcsec^-2 and a scale-length of R_d = 2.0 h^-1 kpc. We find no evidence for a significant bulge component. The simulated galaxy falls within the I-band Tully-Fisher relation, with an absolute m…
2004-01-13 astro-ph
Simulating the boundary layer between a white dwarf and its accretion disc
本文描述了对非磁性白矮星（WD）表面与吸积盘之间的边界层（BL）在不同粘度下的动力学的数值模拟结果，这些粘度对应于矮新星爆发周期的不同阶段。模拟涵盖了吸积盘的内部，BL，和高层大气的恒星。高粘度的情况下，这对应于一个矮新星爆发，显示了光学厚的BL后，一个开普勒旋转周期（t_K= 19秒）延伸超过30度的磁盘平面的两侧。BL在光学上很厚，因此遮蔽了恒星的一部分。低粘度的情况下，这对应于一个矮新星在宁静，也显示了BL，但它是光学薄。
2005-10-26 astro-ph
Scaling Laws in Self-Gravitating Disks
星际介质（ISM）在各个尺度上都表现出强烈的非均匀结构。这些结构看起来并不完全随机，因为它们遵循一定的幂律。拉森定律（\citeyear{Larson81}）$σ\propto R^δ$和维里平衡的合理假设证明了分形是ISM的一种可能的描述。接下来我们研究了自引力、微分自转和耗散对星系中物质分布的影响。为此，我们已经进行了3D模拟嵌入在一个更大的磁盘的自引力本地盒，扩展Toomre和Kalnajs（\citeyear{Toomre91}）和智慧和Tremaine（\citeyear{Wisdom88}）的2D方法。我们的模拟得出的结论是，引力，剪切和耗散可以主要负责维持一个不均匀的，并最终分形分布的问题。
1999-04-16 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
The Evolution of Galaxy Disks in Dense Environments - Lessons from Compact Galaxy Groups
致密星系群中的盘星系与孤立的螺旋星系和松散星系群中的螺旋星系相比，中性氢明显不足，但这种HI不足的起源仍不清楚。基于一个样本的高度HI缺乏紧凑的星系群，在这里更新，还包括HCG 58和HCG 93，我们总结了第一个结果的多波长运动，旨在了解负责修改HI内容的过程中，在这些环境中的星系盘。虽然潮汐剥离，冲压压力剥离热intragroup气体，和恒星形成引起的绞窄可能个别影响ISM在一些组成员，这些过程都面临着特定的困难，在解释推断的HI的样品作为一个整体。因此，一个完整的图片驱动ISM的演化机制，在这些群体的盘星系尚未出现，但有前途的途径，在这一领域的进一步进展的基础上，本样本进行了简要讨论。
2008-09-01 astro-ph
Towards simulating star formation in the interstellar medium
作为第一步，以更完整地了解当地的物理过程，确定恒星形成率（SFR）在星际介质（ISM），我们进行了控制的数值实验，包括流体动力学模拟的千秒差距尺度，周期性，高超音速和“湍流”的三维流。使用简单但物理动机的配方来识别恒星形成区域，我们将气体转化为恒星，当它们通过超新星和恒星风影响周围环境时，我们会自我一致地遵循恒星。我们调查各种过程（湍流，辐射冷却，自引力，超新星反馈）结构的ISM，确定其能量，从而影响其SFR。我们发现概率密度函数（PDF）所捕获的单点统计测量对模拟物理是敏感的。除了对介质密度结构的影响外，包括自引力和/或超新星反馈通过停止动能的衰减来改变介质的动力学。由于我们发现，SFR最强烈地依赖于底层的速度场，SFR下降的运行缺乏一种手段，以维持动能，和随后的高密度约束。这种对气体速度分散的强烈依赖性与Silk的SFR公式（Silk 2001）一致，该公式也将热气孔隙率和平均气体密度作为重要参数。测量与超新星反馈运行的热气体的孔隙度，我们比较丝绸的SFR模型，我们测得的SFR，并找到协议优于一个因素2。
2004-11-14 astro-ph
Interaction of Jets with the ISM of Radio Galaxies
我们提出了三维模拟的相互作用的光高超声速射流与不均匀的热和磁支持的磁盘在椭圆星系，包括无线电和多波段X射线可视化。这些模拟适用于一些河外射电源的GPS/CSS阶段。我们确定了四个通用的阶段，在这样一个喷流与星际介质的演变。第一个阶段是"洪水和通道"阶段，主要是复杂的射流与靠近核的稠密多云介质的相互作用。一个球形的，能量驱动的，气泡相，其中气泡大于磁盘规模，但射流仍然完全中断接近核。然后，在一个快速的射流爆发阶段，射流从最后一个阻挡的稠密云层中挣脱出来，变得准直并穿透或多或少的球形气泡。在最后的经典阶段，射流传播的动量占主导地位的方式类似于单组分热晕射流，导致经典的射流-茧-弓激波结构。
2007-07-25 astro-ph
The Molecular ISM of Low Surface Brightness Spiral Galaxies
我总结了Matthews等人（2005）最近对晚型低表面亮度（LSB）螺旋星系的CO巡天的一些结果。我们现在已经检测到CO排放6晚型，LSB螺旋，表明，尽管其典型的低金属丰度和低的平均气体表面密度，一些LSB星系包含的分子介质，是由CO跟踪。我们发现，CO检测LSB螺旋坚持相同的M_H2-FIR相关的明亮的星系。我们还发现，在Vrot <~90 km/s的中低表面亮度星系中，CO的可探测性显著下降，这表明ISM的物理条件随着盘质量的减小而发生了根本性的变化。
2005-09-15 astro-ph
The Multiphase Halo of NGC 891: WIYN H-alpha and BVI Imaging
我们提出了新的，深光学图像（BVI+ H-α）的星际介质（ISM）远高于NGC 891的平面。这些亚弧秒图像提供了这个星系厚星际盘的两个物理上不同的“相”的直接视觉视图。在我们的BVI图像中观察到厚盘ISM的致密相，作为对星系恒星光的高度结构化的尘埃云。这些结构可追溯到距中平面|z| =2 kpc的高度。在|z| >2千秒差距时，几乎没有高度结构化的尘埃特征。更突出的尘埃结构中，气体质量超过10^5太阳质量，每个结构的视反射率都远远超过1。一个温暖的电离阶段的高z ISM观察到通过其良好的研究H-α发射。我们对扩散电离介质的研究，迄今为止对NGC 891中ISM这一阶段的最高分辨率观测，显示它是相对平滑的分布，在这个平滑的背景上叠加了一些平行结构。在H-α发射材料和吸收尘埃结构之间几乎没有对应关系。多相高z ISM的这两个相在物理上是不同的。在许多地方，H-α辐射被密集的含尘介质严重减弱。我们的H-α观测结果表明，在距离中平面很远的地方（到|z| =2 kpc）存在几个离散的H II区域。在NGC 891的厚盘中存在这些H II区域表明，正在进行的恒星形成可能存在于我们图像中可见的一些致密的高z云中。（摘要）
1999-10-14 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
Chemical Evolution of the Galaxy Based on the Oscillatory Star Formation History
我们结合一个陷落模型和一个星际介质的极限环模型来模拟恒星的形成历史（SFH）和银河系盘的化学演化。最近的观测表明，银河系盘的SFH剧烈变化或振荡。我们模拟的基础上的ISM的三个组件的分数质量的极限环行为的振荡SFH。在自然参数范围内再现了观察到的振荡周期（$\sim 1$ Gyr）。这意味着我们可以将振荡的SFH解释为ISM的极限环行为。然后，我们测试的极限环模型的框架内的恒星和气体的化学演化，因为SFH的振荡行为可能会导致金属丰度的振荡演化。然而，我们发现，金属丰度的振荡行为并不突出，因为金属丰度反映了过去的综合SFH。这表明，金属丰度不能用来区分一个振荡的SFH从一个没有振荡。
2001-01-30 astro-ph
Simulating Supernovae Remnants in Gas Clouds
水螅$N$ -身体流体动力学代码已被修改为模型，从结束的Sedov阶段，超新星对周围介质的影响。其动机是研究能量反馈到星际/星系间介质。我们比较我们的结果超新星遗迹（SNRs）在一个统一的介质中以前的详细工作的后期演变的SNRs。该代码被发现再现的SNR的体积特性。结果上的影响，一个单一的中央信噪比普卢默云。动能的反馈和质量损失百分比可以以简单的方式用云质量和特征半径来参数化。从SNR返回到ISM的动能分数为$<3$ %。由于云势能的降低，气体从冷密相的去除和能量的增加至少与离开云的动能一样重要，如果不是更重要的话。
2000-01-11 astro-ph
Infrared Emission by Dust Around lambda Bootis Stars: Debris Disks or Thermally Emitting Nebulae?
我们提出了一个模型，描述恒星红外过度加热的星际尘埃（IS）的热恒星通过弥漫的IS云。这个模型被应用到六个λ牧夫座星红外过剩。IS介质（ISM）密度和云与恒星之间的相对速度的合理值符合过量发射。这一结果是一致的扩散/吸积假说，λ Bootis星（A-F-型恒星与大的铁峰元素的丰度不足）欠他们的特点与ISM的相互作用。这一提议利用恒星的辐射压力来排斥IS尘埃，并在IS云中挖掘出一个抛物面尘埃腔，而贫金属气体则被吸积到恒星光球层上。然而，红外过量的测量也可以通过行星碎片盘模型来拟合。更详细的考虑条件，以产生λ Bootis特征表明，大多数红外过量恒星内的本地泡可能有碎片盘。然而，更遥远的恒星可能经常会因为星际物质的加热而过度，例如在我们的模型中。
2008-12-11 astro-ph
Toward first-principle simulations of galaxy formation: I. How should we choose star formation criteria in high-resolution simulations of disk galaxies?
我们进行了3维N体/SPH模拟研究如何质量分辨率和其他模型参数，如恒星形成效率参数，C* 和阈值密度，n影响银河系的气体/恒星盘在静态银河系的潜力结构。我们使用10^6 - 10^7个粒子来分辨冷的和致密的（T < 100 K & n_H > 100 cm^{-3}）相。我们发现，ISM的结构和年轻恒星的分布是敏感的假设的n。n = 100 cm^{-3}的高n值模型在ISM中产生clusterian多相位特征。年轻恒星分布在一个半质量高度为10 - 30 pc的薄盘中。在n = 0.1 cm^{-3}的低n模型中，发现恒星盘比高n模型厚好几倍，气体盘看起来比高n模型光滑。为了再现气盘的复杂结构，需要高分辨率的数值模拟。当我们调整C* 的值时，低n模型中模型星系的全局性质，如恒星形成历史，与高n模型中的相似，从而再现了表面气体密度和表面恒星形成率密度之间的观测关系。然而，我们强调，高n模型会自动重现关系，而不管C* 的值如何。ISM结构，相位分布，年轻恒星形成区的分布是非常相似的两个运行之间的C* 值相差15倍。我们还发现，从n_H ~1 cm^{-3}到n_H > 100 cm^{-3}的流动时间尺度约为局域动力学时间的5倍，且与C* 值无关。在高分辨率模拟中使用高n标准的恒星形成使得数值模型对恒星形成的建模非常不敏感。（节录）
2008-02-24 astro-ph
The dynamical signature of the ISM in soft X-rays -- I. Diffuse soft X-rays from galaxies
我们提出了第一个动态和热自洽计算快速膨胀的气体流从银河系盘到晕。结果表明，在相对于周围介质具有高过压的热等离子体（T >= 10^6 K）中，动力学时间尺度比本征时间尺度（例如复合、碰撞激发和电离等）短得多。因此，使用碰撞电离平衡（CIE）冷却函数的等离子体演化的动力学模型一般是不正确的。特别是，从非平衡计算得到的发射光谱是完全不同的。我们描述了一种方法来获得自洽的解决方案，使用迭代过程。它表明，软X射线背景发射0.3和1.5千电子伏之间可以很好地解释由线发射和延迟重组的最初热等离子体流远离银河系盘（流出和/或风）的叠加。除了这些本地风，我们还提出了计算全球风的螺旋星系，它起源于一个热的和静止的星系日冕。我们还强调，这是危险的，推导等离子体温度仅仅从线比的电离物种，如NV/OVI，除非等离子体的动力学和热历史是已知的。
1999-02-18 astro-ph
Turbulent dissipation in the ISM: the coexistence of forced and decaying regimes and implications for galaxy formation and evolution
本文用二维MHD非等温数值模拟方法讨论了全球ISM中湍流动能Ek的耗散。我们认为，在二维耗散是在三维的代表，只要它是由冲击，而不是由湍流级联占主导地位。能量在空间中的几个孤立地点注入，规模相对较小，时间较短。这就导致了强制性制度和腐朽性制度在同一流动中的共存。我们发现，ISM类流耗散其湍流能量迅速。在有强迫的模拟中，输入参数是强迫区的半径l_f，每个源沉积到气流中的总动能e_k，以及这些区域的形成速率sfr_OB。整体耗散时间t_d主要取决于l_f。就ISM的可测量性质而言，t_d >= Sigma_g u_rms^2/（e_k sfr_OB），其中Sigma_g是平均气体表面密度，u_rms是均方根速度弥散。对于太阳邻域，t_d >= 1.5x10^7年。整体耗散时间始终小于最大含能尺度的交叉时间。在衰减模拟中，Ek随时间t^-n减小，其中n~0.8-0.9。这表明在混合强制+衰减情况下，距离d的衰减为Ek \propto d^{-2n/（2-n）}。如果适用于垂直方向，我们的研究结果支持模型的星系演化中，恒星能量注入提供了显着的支持的气体盘厚度，但不是模型的星系形成中，这种能量注入应该重新加热内晕介质的距离可达10-20倍的光学星系的大小，作为耗散发生在距离相当于磁盘的高度。
2001-02-03 astro-ph
