An Efficient Numerical Scheme for Simulating Particle Acceleration in Evolving Cosmic-Ray Modified Shocks
我们已经开发了一种新的，非常有效的数值方案来解决CR扩散对流方程，可以应用于研究的非线性时间演化的CR修改冲击任意空间扩散属性。该方案的效率来自于其使用粗粒度的有限动量体积。这种方法使我们能够，使用$\sim 10 - 20$动量箱跨越9个数量级的动量，进行模拟，同意与我们的传统有限差分格式进行修改后的冲击模拟结果需要一个数量级以上的动量点。粗粒度，CGMV计划减少执行时间的一个因素，大约一半的比例的动量仓中使用的两种方法。根据扩散的动量依赖性，在所需的空间和时间分辨率的额外的经济可以被利用在CGMV方案，以及。这些允许在某些情况下至少一个数量级的计算速度。
2005-06-09 astro-ph
Self-Similar Evolution of Cosmic-Ray-Modified Quasi-Parallel Plane Shocks
利用改进的CRASH（Cosmic Ray Acceleration SHock）程序，我们计算了宇宙射线（CR）修正的类玻姆扩散准平行平面激波的时间演化，包括阿尔芬波漂移和耗散的自洽模型，以及CR的热漏注入。新的模拟遵循CR分布演化到比我们以前的研究更高的能量，提供了更好的进化和渐近行为的检查。由于用动量相似变量表示的CR分压的演化是自相似的，所以在快速初始调整后，冲击后CR压力变得恒定。冲击前兆，其规模作为最高能量CR的扩散长度，随后随着时间近似线性地加宽，与扩散模型无关，只要CR继续被加速到更高的能量。这意味着非线性激波结构可以用相似变量x/（u_s t）来近似描述，其中u_s是激波后压力达到近似时间渐近状态时的激波速度。与以前一样，激波马赫数是决定发展和CR加速效率的关键参数，尽管激波前兆中有限的阿尔芬波漂移和波能量耗散减小了CR经历的有效速度变化，从而显著地降低了加速效率，因此，在低和中等马赫数下提供了第二个重要参数。
2007-05-23 astro-ph
Kinetic approaches to particle acceleration at cosmic ray modified shocks
动力学的方法提供了一个有效的描述的过程中，在冲击波阵面的粒子加速，并允许考虑到加速粒子的动力学反应，以及放大的湍流磁场，由于流动的不稳定性。后者反过来又会影响最大可实现的动量，从而影响加速过程本身，这是一个典型的非线性系统的因果链。在这里，我们提供了一个技术说明，这些动力学的方法，并表明，他们基本上导致相同的结论。特别是，我们讨论了冲击修改的加速粒子的光谱形状的影响，对最大动量，对背景流体的热力学性质和逃逸和平流通量的加速粒子。
2008-01-09 astro-ph
On the escape of particles from cosmic ray modified shocks
在非线性状态下，当被加速粒子对激波的动力学反应不可忽略时，激波处粒子加速问题的定态解显示出从激波向上游无穷远逃逸的显著能流。从物理学的角度来看，在所有加速粒子的最大动量$p_{max}$随时间减小的情况下，粒子从激波上游区域逃逸都是可以预料的，就像超新星遗迹壳层膨胀的Sedov-Taylor相的情况一样，此时激波速度和宇宙线感生磁化都减小了。在这种情况下，在每一次$t$，动量大于$p_{max}(t)$的粒子从上游离开系统，如果激波被宇宙射线的存在强烈地改变，则带走大部分能量。这一现象对于解释在地球上探测到的宇宙射线光谱至关重要。在本文中，我们讨论如何出现这种逃逸通量在不同的方法来非线性扩散激波加速，特别是在准定常半解析动力学的。我们将计算结果应用于一个典型超新星遗迹的Sedov-Taylor相，以自洽的方式包括粒子加速、磁场放大以及粒子和场对激波结构的动力学反应。在这个框架内，我们计算的时间演化的最大能量达到的加速粒子和逃逸通量向上游无穷大。后一个量与在地球上探测到的宇宙射线光谱直接相关。
2009-02-02 astro-ph
Dynamical effects of self-generated magnetic fields in cosmic ray modified shocks
最近观测到的超新星激波周围极大放大的磁场（$δB/B\sim 100$）与粒子加速非线性理论（NLT）的预测是一致的，如果该场是由宇宙射线诱导的流动不稳定性在激波上游产生的。然而，NLT预测的高加速效率和大的激波修正需要减轻以对抗观测，这通常被认为是通过某种形式的湍流加热来实现的。我们在这里表明，磁场的强度推断，从观测有一个重要的动力学作用的冲击，并意味着冲击修改大幅减少相对于天真的未磁化的情况下。当湍流磁场中的压力与热气体的压力相当时，这种效应就出现了。这种不可避免的影响和鲜为人知的湍流加热的相对重要性进行了评估。更具体地说，我们的结论是，即使在湍流加热可能是一些重要的情况下，该领域的动力学反应不能被忽略，而不是在大多数目前的计算通常这样做。
2008-04-17 astro-ph
On the plasma temperature in supernova remnants with cosmic-ray modified shocks
内容：超新星遗迹的多波长观测可以在扩散激波加速理论的框架内得到解释，该理论允许爆炸能量有效地转化为宇宙射线。虽然非线性冲击模型相当好地描述了发射的非热成分，但某些问题，包括热等离子体的加热和相关的X射线发射，仍然没有解决。目的：探讨前向激波处强粒子加速对超新星遗迹演化和结构的影响。方法：结合物理过程的详细讨论分析估计。结果如下：整体动态被证明是相对不敏感的粒子加速量，但冲击后气体温度可以降低到一个相对较小的倍数，甚至小到六倍，环境温度与冲击速度的依赖性非常弱。这与纯气体模型形成鲜明对比，在纯气体模型中，温度对环境温度不敏感，并且由激波速度的平方确定。因此，似乎有可能通过强粒子加速来有效地抑制来自遗迹的热X射线发射。这可能为理解TeV明亮超新星遗迹RX J1713.7-3946缺乏热X射线提供线索。
2009-01-07 astro-ph
Extended multiwavelength fuzz around red quasars: observational appearance of radiative feedback in action
红色类星体是一个群体，其特征是在紫外线下显著的消光，这可以通过在几kpc尺度上吸收尘埃气体来解释。我们表明，增强的辐射压力驱动的尘埃气体超音速膨胀，并产生冲击。冲击通过第一费米加速使电子成为相对论性的。作为冲击波加速、同步辐射和逆康普顿散射的平衡，电子的最大洛伦兹因子为$\sim 10^6$。受冲击的星际介质表现为扩展的多波长模糊，其中电子的同步辐射在近红外或紫外波段达到峰值，逆康普顿散射在1.0 GeV $-$ 0.1 TeV左右。如果红色类星体可能是星系演化链中的某个阶段，那么未来的模糊多波长图像将为研究辐射反馈的细节提供新的线索。
2008-06-09 astro-ph
Ion injection and acceleration at modified shocks
扩散粒子加速理论解释了宇宙射线的光谱特性，其能量低于约。10^6 GeV，是超新星遗迹（SNR's）中的强烈冲击产生的。为了提供观测到的宇宙射线通量，超新星释放的能量中有很大一部分必须转化为宇宙射线。SNR产生宇宙射线的效率问题的关键是热能的注入过程。自洽模型必须考虑到被加速粒子与磁流体动力学波的相互作用，磁流体动力学波产生粒子扩散，这是加速过程的必要条件。这种湍流背景等离子体的非线性模型最近已经发展起来（Malkov，1998，Phys.Rev.E58，4911）。我们使用这个模型的第一个数值处理的气体动力学和扩散对流方程在一个准平行的强冲击，其中包括一个等离子体物理注入模型来调查宇宙线的生产。
1999-06-07 astro-ph
Exact Expressions for the Critical Mach Numbers in the Two-Fluid Model of Cosmic-Ray Modified Shocks
相对论性粒子在冲击波中的重复散射所产生的加速仍然是高能宇宙射线产生的最有吸引力的模型。在过去的二十年里，人们使用扩散冲击加速的“双流体”模型对这一过程进行了广泛的分析。众所周知，根据上游参数，可以找到1、2或3个不同的流动结构解。描述激波转变的数量和特征的临界条件的精确性质仍然不清楚，这主要是由于在确定上游边界条件时所用的参数选择不当。我们推导出精确的临界条件，重新制定的上游边界条件的两个单独的马赫数定义的宇宙射线和气体声速，分别。气体和宇宙射线的绝热指数被假定为在整个流动中保持恒定，尽管它们可能具有任意的、独立的值。我们的研究结果首次提供了一个完整的，分析分类的参数空间中的两流体模型的冲击转变。当多个解决方案是可能的，我们建议使用相关的熵分布作为一种手段，用于识别最稳定的配置。
2001-01-16 astro-ph
The Shocking Properties of Supersonic Flows: Dependence of the Thermal Overstability on M, alpha, and T_c/T_0
本文研究了激波辐射超稳定性的马赫数依赖性。我们发现辐射激波的稳定性随马赫数的减小而增加，结果表明M=2的激波需要冷却指数< -1.2才能过稳定。基本模式的振荡频率具有很强的马赫数依赖性。我们发现，冷却区和下游冷密层（CDL）之间的反馈是马赫数的函数，在较低的马赫数下，CDL和冷却区之间的边界有较强的反馈和振荡。这种反馈可以用声波的反射系数来量化。一个有趣的发现是，如果受冲击的气体能够冷却到低于冲击前值的温度，那么低马赫数冲击的稳定性特性会发生显著的改变，而且低马赫数天体物理冲击在各种情况下都可能是过稳定的。这项工作的结果与低马赫数的天体物理冲击有关，例如浸没在热星际介质中的超新星遗迹（SNR）（例如，在恒星爆发区域内），以及分子云中的冲击，其中时间依赖的化学物质可能导致超稳定性。（节录）
2005-04-28 astro-ph
The First Supernova Explosions: Energetics, Feedback, and Chemical Enrichment
在真实的宇宙学背景下，利用三维光滑粒子流体动力学模拟研究了高红移宇宙中一颗200 M太阳对不稳定超新星的膨胀、反馈和化学富集性质.我们发现，SN残留物在z = 20的哈勃时间内传播到最终质量加权平均激波半径为2.5 kpc（正常），大约是HII区域大小的一半，在这个过程中，扫过的气体总质量为2.5*10^5 M_sun。冲击波的形态变得高度各向异性，一旦它离开宿主晕，遇到细丝和邻近的minihalos，而大部分的冲击波传播到星系际介质的空隙。SN完全破坏了宿主晕，并终止了至少2亿年的进一步恒星形成，而在我们的特定情况下，它通过冲击压缩其核心对邻近的迷你晕施加了积极的机械反馈。相比之下，我们没有观察到致密壳层中通过引力破碎形成的次级恒星，这是由于祖先恒星先前的光加热。我们发现，由金属线冷却是不重要的SN残留物的整个演变，而富含金属的，内部气泡膨胀到由冲击产生的空腔，并最终进入空隙，最大程度上类似于最终的质量加权平均冲击半径。最后，我们得出结论，至少M_vir > 10^8 M_sun的暗物质晕必须被组装起来才能吸收扫掠气体的所有成分。
2009-10-20 astro-ph
Artificial viscosity is needed in Smooth Particle Hydrodynamics to prevent interparticle penetration, to allow shocks to form and to damp post shock oscillations. Artificial viscosity may, however, lead to problems such as unwanted heating and unphysical solutions. A modification of the standard artificial viscosity recipe is proposed which reduces these problems. Some test cases discussed.
1996-12-12 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
The collision velocity of the bullet cluster in conventional and modified dynamics
我们认为，子弹状星系团1 E 0657-56的轨道在CDM和MOND使用精确的质量模型，以确定最大的合理碰撞速度。撞击速度与冲击波速度（~ 4700 km/s）一致，在MOND中自然发生。CDM可以产生最大约3800 km/s的碰撞速度，并且只有在激波速度被流体动力学效应显著增强的情况下才与数据一致。
2007-09-02 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Cosmic Shocks
非热粒子可以产生由于不完全热化在无碰撞冲击和进一步加速到非常高的能量通过扩散冲击加速。在以前的研究中，我们探讨了宇宙射线（CR）加速宇宙冲击通过CR修改，准平行冲击在一维平面平行几何的物理参数相关的冲击出现在宇宙的大尺度结构形成的数值模拟（康和琼斯2002年）。为了考虑CR加速度冲击更广泛的物理性质，在这方面的贡献，我们提出了额外的模拟。对于给定的马赫数，速度越高的激波加速CR越快，颗粒数越多。然而，当用扩散长度和时间尺度表示结果时，具有相同马赫数但具有不同激波速度的两个激波在性质上是相似的。因此，激波动能转化为压缩比的时间渐近值主要由激波马赫数而不是激波速度控制。我们提出了"CR能量比"的冲击参数范围广，并为$ε=0.2-0.3$在终端时间，我们的模拟。我们建议，这些值可以被认为是CR加速效率的时间渐近值，因为CR修改冲击的时间依赖性演化在终端时间之前已经变得近似自相似。
2003-03-18 astro-ph
Efficiency of Nonlinear Particle Acceleration at Cosmic Structure Shocks
通过对一维准平行平面激波中的扩散激波加速度（DSA）的数值模拟，计算了宇宙线（CR）修正的天体物理激波在较宽的激波马赫数和激波速度范围内的演化。模拟包括种子CR的热泄漏注入，以及预先存在的上游CR群体。Bohm扩散假设。我们模拟的冲击类似于那些预期周围的宇宙结构煎饼，以及其他吸积冲击驱动的上游气体温度范围$T_0=10^4-10^{7.6}$ K和冲击马赫数跨越$M_s=2.4-133$的流量。我们表明，CR修改冲击演化到时间渐近状态的时间注入粒子被加速到适度的相对论能量（$p/mc \gsim 1$），并具有相同的马赫数，但具有不同的冲击速度的两个冲击，定性相似的结果时，提出的特征扩散长度和扩散时间。对于这些模型，CR加速效率的时间渐近值主要由激波马赫数控制。模拟的高马赫数激波都朝着效率$\sim 50$ %的方向发展，而与上游CR压力无关。另一方面，上游CR压力增加了中等强度冲击（$M_s \sim {\rm a few}$）中的整体CR能量。（节略）
2004-10-29 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
Numerical Studies of Cosmic Ray Injection and Acceleration
一个数值方案，结合了热泄漏注入模型到一个组合的气体动力学和宇宙射线（CR，以下简称）扩散对流代码已经开发。粒子注入后，根据速度依赖的透明度函数，控制泄漏粒子的分数过滤的超热粒子的扩散通量的上游区域的冲击数值。我们研究了在较宽的初始激波马赫数$M_0$范围内，假定类Bohm扩散系数时，CR修正平面激波演化过程中的CR喷射和加速效率。当次激波很强时，注入过程是非常有效的，导致激波结构的快速和显著的修改。随着CR压力的增加，亚激波减弱，注入率相应降低，因此亚激波不会消失。虽然在演化早期注入的粒子的一部分继续被加速到更高的能量，但由于新鲜注入/加速和CR粒子远离冲击的平流/扩散之间的平衡，冲击后CR压力达到近似的时间渐近值。我们的结论是，强平行冲击的注入率足以导致快速的非线性修改的冲击结构和自洽的注入和时间依赖的模拟是至关重要的理解CR修改冲击的非线性演化。
2002-07-19 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at Relativistic Shocks
本文综述了相对论激波下一级费米过程中宇宙线粒子加速的理论研究。在开始部分，我们讨论了作用在温和相对论冲击波上的加速过程。讨论了斜场位形和场扰动在形成粒子能谱和改变加速时间尺度中的重要作用。然后，我们报告试图考虑粒子加速在超相对论冲击，往往会产生一个渐近谱指数σ = 2.2在大冲击洛伦兹因子。我们解释了为什么这一结果是有限的情况下，高度动荡的条件附近的冲击。我们的结论是，我们目前的知识，在相对论冲击作用的加速过程是不够的，让现实的模拟真正的冲击。本综述是Ostrowski（1999）的修改、扩展和更新版本。
2003-10-29 astro-ph
Observations of Chemically Enriched QSO Absorbers near z ~ 2.3 Galaxies: Galaxy-Formation Feedback Signatures in the IGM
我们对z=2.73的类星体HS 1700 +6416的星系和星系际气体进行了研究，探讨了星系形成反馈对星系际运动的影响。我们的观测和电离模拟表明，高红移星系在100-200 h_71^{-1}物理千秒差距的体积内包含着非常小的、致密的、富含金属的吸收线区。这些系统通常包含OVI中看到的冲击加热气体，并且可能表现出[Si/C]丰度的增强，暗示II型超新星富集。我们认为，吸收器类似于薄片或气泡，其物理性质可以解释一个简单的模型，辐射有效的冲击传播通过IGM。它们的高金属丰度表明，这些冲击波是从恒星形成的星系中排出的，而不是落入恒星形成的星系中。当星系碰撞参量超过~300 kpc时，IGM气体密度会下降，这可能会追踪到星系所在气体结构的边界。当地的重元素增强覆盖100-200千秒差距，超过这一点，观察到的丰度融入一般IGM。超新星驱动的风或星际气体的动力剥离似乎会影响大质量星系附近的IGM，即使在R>~100 kpc。然而，这些反馈系统只代表了百分之几的Lya森林质量在z~2.5。如果更多的贫金属CIV系统在>~200 kpc是非常强大的风的温和残余，那么它们的质量可能更大。根据目前的观测结果，还不清楚这种情况是否比z>~6的较小星系的预富集更有利。
2005-08-03 astro-ph
Cosmic ray feedback in hydrodynamical simulations of galaxy formation
众所周知，宇宙射线对银河系内星际介质的压力有着重要的贡献，这表明宇宙线在星系形成和演化过程中对恒星的形成起着重要的调节作用。在这里，我们讨论了一种新的数值处理的物理CR及其实施的并行光滑粒子流体动力学代码GADGET-2。在我们的方法中，每个气态流体元素的非热CR人口近似由一个简单的粒子动量的幂律谱，其特征在于由振幅，截止和固定的斜率。绝热压缩，和一些物理源和汇项的模型修改CR压力的每个粒子。考虑的最重要的来源是注入超新星和扩散冲击加速，而主要的汇是由库仑相互作用的热化，和强子相互作用的灾难性损失。我们还包括CR的扩散。我们的计划使我们能够进行第一次宇宙学结构的形成模拟，自洽占CR物理。在孤立星系的模拟中，我们发现，CR可以显着降低小星系的恒星形成效率，维里速度低于80 km/s，这种影响变得越来越强，对低质量尺度。在高红移的宇宙学模拟中，小晕的总质光比和光度函数的暗端受到强烈的影响。当激波中的CR加速也被跟踪时，在z~3-6处，结构形成激波中耗散的能量中高达~40%可以作为CR压力出现，但是当激波分布越来越被较低的马赫数所控制时，在低红移处，这一比例下降到~10%。（节略）
2006-03-19 astro-ph
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
2008-09-04 astro-ph
Does Radiative Feedback by the First Stars Promote or Prevent Second Generation Star Formation?
我们研究了第一批恒星的星光对附近其他小晕形成额外恒星的能力的影响。这些目标微晕暴露在Pop III恒星的电离和解离星光下的动力学后果是什么，需要进行全面的辐射流体动力学计算。为此，我们进行了一系列详细的，一维，辐射流体动力学模拟。我们改变了到源的距离（因此也改变了通量）以及目标晕的质量和演化阶段，以量化这种影响。我们发现：（1）I波阵面的俘获及其由R型向D型的转变，并伴随着激波阵面;（2）电离气体的光蒸发（3）在部分光电离的激发下，H_2前体壳层的形成导致了I前沿的形成;（4）当激波加速并使气体部分电离时，在微晕中性核中激波诱导H_2的形成。中性核心的命运主要取决于核心对冲击波阵面的反应，这会导致分子冷却和坍缩，与没有外部辐射的相同晕相比，要么：（a）加速，（b）延迟，（c）不变，要么（d）逆转或阻止，这取决于通量（即到源的距离）和晕质量和演化阶段。粗略地说，大多数在没有外部辐射的情况下注定要冷却、坍缩并形成恒星的晕，即使暴露在邻近的第一颗Pop III星下，也会这样做，而那些不会这样做的晕仍然不能。（节略）
2006-11-28 astro-ph
Disk Galaxies as Cosmological Benchmarks: Cold Dark Matter versus Modified Newtonian Dynamics
我们讨论了在由冷暗物质（CDM）主导的宇宙和由修正的牛顿动力学（MOND）给出的力定律中形成盘星系的模型的比较。我们的主要目的是解决McGaugh和de Blok提出的CDM存在严重的微调问题的问题，这些问题在MOND下被规避。正如我们所示，CDM确实需要一定量的反馈效率的调整，以获得塔利-费舍尔关系（TFR）的陡峭观察。然而，同样的模型与各种各样的额外观察结果非常一致。因此，所需的适度反馈量不应被视为微调问题。相反，它的要求应被认为是一个通用的预测CDM，这可能是测试与未来的观察和反馈过程的详细建模。我们还表明，在MOND宇宙中的星系形成不能同时再现TFR和缺乏高表面亮度的矮星系。因此，我们得出结论，CDM是比MOND更可行的盘星系形成理论。
2000-07-10 astro-ph
