Star Formation and Metal Production as a Function of Redshift: The Role of the Multi-Phase ISM
我们提出了模型的宇宙学恒星形成和金属生产历史的（原）星系具有不同的轴比。更大质量和/或大致球形的系统达到过渡到多相星际介质的阈值金属丰度比质量较小，更扁平的系统更早。因此，更扁平、质量更低的系统开始以更小的红移活跃地形成恒星。一个自然的解释是发现在整体的鲁棒性的星际介质对完全驱逐（吹走）在高的总质量，并在防止金属富集在外部地区由于轴向外流沿对称轴的非球形原星系（吹出）。我们认为，在高红移观测到的球状系统的优势，例如在哈勃深场，是由于这种效应：在z>2，圆形（原）星系与总（暗+重子）质量为~ 10 ^11 M_o和/或类似质量的扁平系统的内部球状核维持着多相星际介质，因此恒星形成率很高，其大小取决于系统中重子物质的比例。相反，在z~1-2处观测到的宇宙学金属生产率的峰值与低质量球状体的恒星形成时期以及大质量原星系盘的恒星形成时期相吻合。
1997-03-18 astro-ph
High Resolution Simulations of the Global and Local ISM
我们提出了第一个迄今为止的高分辨率计算的ISM下降到0.625 PC的全球和本地ISM的规模。模拟显示了不同ISM阶段的形态和结构，并再现了在银河系和其他星系中观察到的许多特征。特别是，他们表明，即使在没有磁场的情况下，热气体具有适度低的体积填充因子（~20%）。此外，冷气体主要集中在垂直于中平面的沉积结构中，在10-12百万年内形成和消散。压缩是它们形成的主要过程，但热不稳定性也起作用。此外，局部气泡的演化是由多超新星爆炸模拟的;计算出的扩展后，~ 1300万年的匹配观测。
2003-03-14 astro-ph
ISM dust feedback from low to high mass stars
星际介质中的尘埃成分在过去的几十年中得到了广泛的研究。晚型星被认为是ISM尘埃的主要来源，但最近的观测表明超新星遗迹可能在ISM尘埃反馈中起作用。在这项工作中，我研究的重要性，低和高质量的恒星，以及它们的演化阶段，对ISM尘埃反馈过程。我还确定了不同的质量分布函数和恒星形成历史的变化所获得的结果。我们描述了一个半经验计算的相对重要性，每个恒星在每个演化阶段的尘埃喷射到ISM。我比较了两个恒星质量分布函数，经典的Salpeter初始质量函数和现在的质量函数所获得的结果。我使用了每个恒星质量的演化轨迹模型，以及经验的质量损失率和尘埃与气体的比率。每个恒星质量的相对贡献取决于所使用的分布。来自大质量恒星的喷出物是使用Salpeter IMF进行ISM尘埃补充的最重要对象。另一方面，对于今天的质量函数，低质量和中等质量的恒星占主导地位。晚型巨星和超巨星在我们实际的银河系中主导着ISM尘埃反馈，但这可能不是经历高恒星形成率或高红移的星系的情况。在这些情况下，SNe在粉尘反馈过程中占主导地位。
2007-10-26 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 astro-ph
Effects of Stellar-Mass and the ISM on the Evolving Morphologies of Planetary Nebulae
探索行星状星云（PN）与恒星演化之间的关系，将使我们对PN形成的理解向前迈进一大步。特别是，恒星的初始质量起着至关重要的作用，因为它决定了演化的时间尺度，气体的密度结构和注入星云的能量。在这里，我们总结了我们的研究恒星质量的影响PN的形成。我们的数值模拟包括恒星风的演化不同的初始祖质量和ISM的影响。我们还研究了恒星相对于周围介质的系统速度如何影响PN的形成。我们发现，除非恒星是移动的，PN祖失去的大部分质量可以发现在低表面亮度扩展晕，在那里的恒星喷出物与ISM材料混合。对于一个移动的中心恒星，与ISM的相互作用大大减少了质量的拱星信封在AGB和PN阶段，由于冲压压力剥离。
2003-10-24 astro-ph
3D HD and MHD Adaptive Mesh Refinement Simulations of the Global and Local ISM
我们已经进行了高分辨率的3D模拟与自适应网格细化，在小（<1 pc）和大（>10 kpc）尺度上的恒星形成星系的ISM演化之后，使我们能够跟踪冷却冲击压缩区域以及整个银河喷泉流的结构。在磁流体实验中发现，大尺度圆盘平行磁场不抑制后一种现象。喷泉在限制热气体的体积填充因子方面起着至关重要的作用。与经典模型相反，在100 K和8000 K之间的大多数气体是热不稳定的。在超气泡的尺度上，我们发现内部温度结构对于像我们的局部气泡这样的旧物体是相当不均匀的，导致低OVI柱密度，与观测结果一致。
2004-02-18 astro-ph
Simulating the ISM in Global Disk Galaxies
直到最近，对整个星系进行模拟的模拟还局限于等温或固定的两相或三相星际介质（ISM）。这掩盖了ISM在塑造观测到的银河系尺度恒星形成关系中的全部作用。特别是肯尼柯特关系表明，恒星的形成速率以一种简单的方式依赖于全球星系的数量，如平均气体质量表面密度和动力学时间。与此相反，对附近恒星形成区域的观测，包括斯皮策望远镜的图像，表明一直到"局部尺度“（$\sim$秒差距）的恒星形成是一个高度聚集的过程，气体以广泛的密度和多相存在，似乎与大尺度星系脱钩。许多不同的物理过程似乎都在影响恒星的形成速率，包括气体的加热和冷却、外流的“惰性”能量注入、风和超新星爆炸波、电离和磁场支持。在这里，我们提出的结果，从全球模拟盘星系恒星形成，包括一个完全多相ISM和比较简单的等温模型。我们还研究了背景加热的影响。我们讨论了巨大的分子云形成的过程中的一个可能的联系银河系和地方尺度的恒星形成。
2008-02-27 astro-ph
MHD Turbulence, Cloud Formation and Star Formation in the ISM
我们讨论了湍流在云和恒星形成中的作用，正如在星际介质的数值模拟中所观察到的那样。碰撞气流界面处的湍流压缩导致了中间云（$\simlt 100$ pc）和小云（几十pc）的形成，尽管最小的云也可以由恒星加热中心周围的膨胀壳的碎片形成。最大的云复合体（几百pc）似乎是由缓慢的、引力不稳定性驱动的单个云的合并形成的，这实际上可以被描述为由于重力而不是云碰撞导致的流动的大规模均匀化趋势。这些机制在存在磁场和旋转的情况下也起作用，尽管可压缩性和云形态存在轻微变化，这取决于磁场的强度和拓扑结构。总之，湍流在云的生命周期中的作用似乎是双重的：小尺度模式有助于云的支持，而大尺度模式可以形成或破坏云。
1996-02-01 astro-ph
Self-Gravity Driven Instabilities in the ISM
为了理解恒星的形成，理解星际介质（ISM）中原子和分子云的动力学是很重要的。非线性流体动力学流动是ISM的关键组成部分。非线性流动产生的一条途径是界面不稳定性的发生和发展。界面不稳定性用于改变不同密度和温度下气体组分之间的界面。这样的界面可能会受到许多不稳定性的影响，包括瑞利-泰勒不稳定性、开尔文-亥姆霍兹不稳定性和里希特迈尔-梅什科夫不稳定性。最近，一个新的密度界面不稳定性被确定。这种自重力界面不稳定性（SGI）导致界面的任何位移在大致自由落体时间尺度上增长，即使当扰动波长远小于Jeans长度时也是如此。在以前的工作中，我们使用数值模拟来确认线性理论的预期，并检查SGI的非线性演化。现在，我们继续我们的研究，通过推广我们的初始条件，使由于自引力的加速度在界面上不为零。我们还考虑了行为的SGI的Jeans波长附近的扰动波长。我们的结论是，自引力的行动在整个密度接口可能会发挥重要的作用，在ISM无论是通过助长新的不稳定性的增长或修改现有的不稳定性的演变。
2006-03-29 astro-ph
Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants I : Numerics and the Evolution of Remnants
各向异性热传导在各种天体物理系统中起着重要的作用。最严格的热传导测试之一可以在超新星遗迹中找到。本文研究了各向异性热传导问题，考察了经典极限和饱和极限下热传导通量的物理性质。我们还提出了一个时间上二阶精度的隐-显格式，用于数值MHD格式中热传导项的时间更新。几个模拟超新星遗迹的ISM参数范围。热传导的作用，在这样的残余物进行了研究。我们发现，热传导产生较低的温度和较高的密度在热气泡中形成的残留物。热传导在改变热气泡的热特性中的作用随着残余物通过更密集的ISM传播而增加。在更密集的ISM中，残留物的演变被证明可以更快地过渡到中心明亮的X射线形态，硬X射线中出现的趋势比软X射线中出现的更早。
2007-11-14 astro-ph
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}$）之间的显着一致性，从我们的模拟和哥白尼和FUSE观察到的值。我们的结果有力地支持了湍流混合在ISM中Ovi团分布中的重要作用。由于ISM中的剪切运动，超新星引起的湍流是相当强烈和不可避免的，并且在很大的尺度范围内运行。
2005-10-10 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
Warm-Dense Molecular Gas in the ISM of Starbursts, LIRGs and ULIRGs
恒星形成在明亮和超亮红外星系中的作用是一个激烈争论的问题：虽然很明显，恒星爆发在这些星系的红外光度中发挥了很大的作用，但可能被遮蔽的活动星系核的相对重要性是未知的。因此，更好地理解恒星形成气体在红外明亮星系中对红外光度的贡献是很重要的。12 CO的J=3能级位于地面以上33 K处，临界密度约为1.5 × 10^4 cm^-3。~（12）CO（J=3-2）谱线是由活跃的恒星形成加热的暖密分子气体的有效示踪剂。本文报道了我们用海因里希·赫兹亚毫米波望远镜对17个星暴螺旋、LIRGs和ULIRGs的~（12）CO（J=3-2）观测结果。格雷厄姆，亚利桑那州。我们的主要结果如下：1.我们发现红外光度与热密分子气体之间存在近似线性关系，即红外光度随热密分子气体的增加而增加，其幂次为0.92;我们认为这与Gao & Solomon（2004 a，b）的最新结果基本一致。2.使用标准的CO-H2转换因子3 × 10^20 cm^-2（K km s^-1）^-1，我们发现L_IR/M_H2的比值在~10 ~~128 L_sun/M_sun之间。如果这个转换因子比我们的小一个数量级，就像最近的统计调查（Yao et al.2003）所建议的那样，那么我们的2-3个天体可能对尘埃覆盖的活动星系核的L_IR有重要贡献。
2005-04-19 astro-ph
Microwave Emission by Dust: Mechanisms, Properties and Prospects for ISM Studies
我回顾了我和布鲁斯·德莱恩在微波频率（3厘米-3毫米）下的尘埃发射率方面的工作。这种发射率解释了最近探测到的银河系前景发射的“异常”成分。小颗粒（α <0.001微米）和大颗粒都有助于这种发射。小颗粒具有电偶极矩，并在旋转时发射;大颗粒的微波发射主要是由于磁偶极子辐射。最有效的磁偶极发射器是强磁性材料，例如亚铁磁或铁磁材料。这两种机制的相对作用可以通过观测乌云的微波发射率来确定。新的微波窗口是星际研究的机会之窗。通过微波极化可以成功地研究乌云内部的磁场。微波发射率限制了强磁性物质的丰度。例如，在90 GHz的可用数据表明，不超过5%的星际铁是以金属铁颗粒或夹杂物的形式存在的（例如，在"GEMS“中）。未来的任务，如MAP和普朗克，将带来丰富的微波数据，可以成功地用于研究ISM。这样的研究将受到宇宙学家的赞赏，他们疯狂地试图从他们的数据中删除所有前景。
1998-11-03 astro-ph
The Role of Stellar Feedback and Dark Matter in the Evolution of Dwarf Galaxies
超新星和多重超新星事件调节着矮星系的一些结构性质。特别是，它们支配着ISM的金属富集和能量收支;它们可能导致部分（井喷）或全部（井喷）气体从星系中移除;银河系气态体的形态。大量的暗物质可能扮演着同样重要的角色：暗物质的引力势倾向于将重子集中到中心，从而提高恒星形成率和金属产量。此外，ISM的动力学性质，以及井喷或blowaway的发生被证明是由暗物质内容。我们提出了详细的分析/数值模型描述的演变矮不规则星系，包括上述和其他影响。主要结果如下：（i）总质量为$M\simlt 5\times 10^6 M_\odot$的矮星被吹走;气体质量达到$\simeq 10^9 M_\odot$的矮星在外流中失去质量;（ii）发现金属丰度与暗物质含量密切相关，并且与暗物质与可见物质质量比$ϕ\approx 0-30$的范围一致，样品中约65%的矮星具有$ϕ\approx 0-10$ ;（iii）我们预测$12+log(O/H)\approx 7.2$的氧丰度的dIs下限;（iv）流出不是特别重要的矮星系的金属丰度演化和肯定低于恒星形成的气体消耗，然而，气体质量很少$\times 10^8 M_\odot$的矮星被证明是IGM的主要污染物;（v）ISM HI速度色散与金属丰度和独立的暗物质，规模为$Z^{3.5}$。（节录）
1999-05-21 astro-ph
WSRT Faraday tomography of the Galactic ISM at λ~ 0.86 m
我们调查的银河系ISM的属性，通过应用法拉第层析成像的射电偏振数据集的银河系反中心的方向。我们解决了数据中缺少大尺度结构的问题，并表明这对我们提出的结果并不起重要作用。在我们的数据集中，法拉第深度谱的主峰在8%的视线范围内无法测量。一个未分辨的峰表示法拉第旋转和同步辐射区域之间的分离。然而，宇宙射线遍布ISM，因此在法拉第旋转的地方也会产生同步辐射。我们认为，磁场的方向可以分开这两种效果。通过模拟热电子对法拉第深度的贡献，我们绘制了沿视线的磁场分量的强度。在我们的数据集中的偏振点源的旋转措施，是在我们的数据中的漫射发射的法拉第深度相媲美。我们的法拉第深度图显示了低极化强度的狭窄通道。我们的结论是，望远镜光束的去偏振至少会产生一些这样的运河。最后，我们调查的一个显着的区域在这个数据集中的属性，并认为它是由减少视线去极化相比，其周围环境。
2008-10-23 astro-ph
Multidimensional Hydrodynamical Simulations of radiative cooling SNRs-clouds interactions: an application to Starburst Environments
在这项工作中，我们有兴趣研究的副产品的SNR云的星爆（SB）系统。这些相互作用可以在物质从云到ISM的再循环中发挥重要作用，反之亦然。在目前的工作中，我们已经把我们的注意力集中在云和SN冲击波之间的相互作用在ISM的SB环境的全球影响，并进行了3-D辐射冷却流体动力学模拟与自适应YGUAZU网格代码。我们还考虑了由于来自热恒星和超新星（SNe）的大量紫外光子的存在而导致的光蒸发效应。结果表明，在辐射冷却的存在下，而不是一个有效的气体与扩散ISM混合，相互作用导致的云分裂成更小的。结果还表明，SNR云的相互作用是不太有效的产生大量的质量损失，从云的弥漫ISM比机制，如光蒸发所造成的紫外线通量从热的恒星。
2005-08-10 astro-ph
Gas in Galaxies
星际介质（ISM）可以被认为是充满恒星之间空间的银河系大气。当ISM中的云层崩溃时，恒星诞生了。当恒星死亡时，它们将物质返回周围的气体。因此ISM在星系演化中起着至关重要的作用。这种介质包括星光、气体、尘埃、行星、彗星、小行星、快速移动的带电粒子（宇宙射线）和磁场。气体可以进一步分为热、暖和冷的成分，每种成分似乎都存在于一定的密度范围内，因此压力也不同。值得注意的是，不同的气体成分、宇宙射线、磁场和星光都具有非常大致相同的能量密度，约为1 eV cm $^{-3}$。星际介质的所有主要成分（或相态）现在似乎都已被确定，尽管在距离太阳几千秒差距之外进行完整的多相态研究是极其困难的。星际介质是一个高度复杂的环境，不适合简单的分析。然而，这并没有阻止天体物理学家建立ISM的基本模型，以便理解来自地面望远镜和卫星的大量数据。
2000-06-05 astro-ph
Gas stripping in galaxy clusters: a new SPH simulation approach
采用基于N体SPH/tree程序GADGET的新方法研究了时变冲压压力对星系团中旋涡星系的影响。我们已经调整了代码来描述两个不同的气相，扩散热的团内介质（ICM）和更密集和更冷的星际介质（ISM）的相互作用。ICM和ISM组分都作为SPH粒子引入。当一个星系从外围到达星系团中心的高度径向轨道时，它会穿过ICM密度峰值，并经历随时间变化的风。根据ISM-ICM相互作用的持续时间和强度，发现具有大或小ICM分布的星系团中的早型和晚型星系表现出不同的剥离效率、面外ISM的再吸积量和最终质量。我们比较了不同复杂度的解析近似的数值结果，并指出了Gunn & Gott简单剥离公式的局限性。我们的研究强调了银河系轨道历史对剥离量的作用。我们讨论了冲压压力剥离的贡献ICM的起源和它的金属丰度。我们建议像尾巴，细丝，或波纹的气体积累负责剥离在整体ICM发生率低的地区。
2007-06-25 astro-ph
Cosmological Implications of the First Measurement of the Local ISM Abundance of $^3$He
氘在测试大爆炸核合成中起着至关重要的作用。它的化学演化虽然简单（它被燃烧成$^3$ He），但与$^3$ He的更复杂演化交织在一起。Gloeckler \& Geiss对$^3$ He丰度的新测量和HST对D的测量，都是在今天的本地ISM中进行的，可以与太阳前星云的D和$^3$ He丰度进行比较。在不确定度范围内，D + $^3$ He相对于氢的总和不变。这在一定程度上证实了Yang等人（1984）首先提出的D + $^3$ He的宇宙学效用，并进一步表明，在过去的4.5 Gyr中，恒星最多产生了适度的$^3$ He，这与恒星模型相矛盾，或者适度的恒星毁灭$^3$ He，这与一些“太阳勺”相矛盾。"虽然早期的D + $^3$ He星系演化不能被直接限制，但预计它将由大质量恒星主导，这些恒星耗尽它们的$^3$ He并产生金属。基于银河系金属丰度和过去4.5 Gyr中D + $^3$ He的恒定性，我们导出了一个更基于经验的宇宙学重子密度下界，它与Yang等（1984）基于D + $^3$ He的原始下界没有显著不同，但它解释了大爆炸$^4$ He丰度与D和$^3$ He丰度之间的某些宇宙张力。
1996-02-10 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
Warm molecular gas in the Galactic center region
本文介绍了银河系中心区（GCR）星际介质（ISM）的物理和化学性质的最新研究成果。大尺度冲击的背景下，一个酒吧的潜力可以发挥作用，在解释所观察到的属性，至少在某些特定地区。或者，我们提出，观察到的属性（不均匀性，高温的分子气体，丰富的化学，.）可能是最近（$10^6-10^7$年前）在GCR形成大质量恒星的结果。
2002-06-07 astro-ph
Turbulent Ambipolar Diffusion: Numerical Studies in 2D
在理想的磁流体动力学条件下，磁场强度应与星际介质（ISM）的密度相关。然而，观察表明，这种相关性很弱。双极扩散可以降低弱电离介质中的通量质量比;然而，除了在致密分子云中，它通常被认为太慢而不能在ISM中发挥重要作用。在天体物理学问题中，湍流经常被用来增加运动理论所预测的（非常慢的）层流值之上的传输速率。我们描述了一系列的数值实验，解决弱电离气体中的磁场湍流输运问题。我们表明，受到各种几何和物理的限制，在弱电离介质中的湍流迅速扩散的磁通量质量比，通过建立可观的离子中性漂移小尺度。这些结果适用于ISM中的场强-密度关联，以及原恒星和吸积盘场或原恒星喷流等通量系统与周围物质的合并，以及银河系磁场的垂直输运。
2003-09-10 astro-ph
The Galactic Center Interstellar Medium: from ISO to FIRST
红外空间天文台（ISO）已经展示了银河系中心（GC）星际介质（ISM）的复杂性，不仅检测到温暖分子气体（H2）的大柱密度，而且还检测到中性原子和低电离势离子（CII，OI，SiII，......）的发射。这应该出现在休克或光子主导的地区（PDR）。此外，ISO还检测到了来自SIII、NeII、ArII或NII等离子的发射（在某些云中，我们甚至检测到了NeIII和OIII），这些离子应该来自HII区域，由于没有检测到氢复合线，这些区域以前没有被怀疑。在这里，我们回顾了一些ISO的大尺度研究的GC ISM的结果，特别是在云的加热机制。虽然冲击应该在GC ISM的物理和化学方面发挥重要作用，但ISO表明，不能用尘埃温度低于气体温度的简单论点来排除辐射对气体加热的影响。
2001-01-19 astro-ph
Numerical Models of the ISM
我回顾了最近的结果，从数值模拟的结构和动力学的ISM，并试图把一个连贯的动力学方案。特别是，我讨论的结果1）的空间分布的气体成分，表明合理的协议之间的模拟和观测存在，但注意到，在大多数模型的组件简单地定义为温度区间，因为不同的热力学"相“不出现; 2）物理场的一些统计问题，如密度场的一点统计对气体有效状态方程的依赖性，磁场强度与密度的相关性较差，弱可压缩和高可压缩情况下的能谱，以及速度场的单点统计; 3）光谱观测对物理结构和模拟合成观测结果的影响; 4）几个动力学和物理学问题，例如热不稳定性在形成和限制云中的作用，"相“之间的连续而不是突然的转变，这反过来可能是动力学的结果，而不是控制它的因素，短时间尺度的可能性（$\sim $几百万年）的分子云形成，和恒星气体的连接，提到模型通常表现出自传播恒星和团簇形成，而恒星可能驱动中小尺度的气体运动，“恒星形成不稳定性”可能导致恒星形成率的局部混沌行为。最后，我总结了一个观点，并讨论了未来需要做的工作。
2002-01-06 astro-ph
Studies of regular and random magnetic fields in the ISM: statistics of polarization vectors and the Chandrasekhar-Fermi technique
偏振测量是一种广泛应用于跟踪星际磁场在天空平面上投影的工具。此外，还可以基于Escherasekhar-Fermi方法从极化图估计磁场强度。在这项工作中，我们提出的结果湍流，等温，3-D模拟的亚/超音速和亚/超Alfvenic的情况下。与立方体，假设完美的晶粒对齐，我们创建了合成极化地图的平均磁场相对于视线（LOS）的不同方向。我们表明，偏振角的色散依赖于平均磁场的角度，关于LOS和阿尔芬马赫数。然而，偏振角的二阶结构函数遵循关系式$SF \propto l^α$，其中$α$仅取决于Alfvenic马赫数。结果表明，偏振度与柱密度之间存在反相关关系，其指数为$γ\sim -0.5$，与观测结果一致，这可以用偏振角沿LOS方向在密集区域内的色散增加来解释。然而，这种效应只在超音速，但亚Alfvenic，模拟中观察到。对于超阿尔文模型和亚音速模型，极化度与柱密度有关。我们的主要定量结果是CF方法的广义方程，这使我们能够确定磁场强度的极化图与错误$< 20%$。我们还占CF方法的观测分辨率的作用。
2008-01-01 astro-ph
Massive elliptical galaxies in X-rays: the role of late gas accretion
我们提出了一个新的化学演化模型，这意味着在椭圆星系的光学和X射线性质的自洽研究的第一步。详细的冷却和加热过程中的星际介质考虑到使用单相一区治疗，它允许一个更可靠的模拟银河风制度相对于以前的工作。采用Pipino & Matteucci（2004）对气体坍缩和恒星形成时标的描述，该模型成功地同时再现了质量-金属丰度、颜色-星等、L_X-L_B和L_X-T关系，以及观测到的[Mg/Fe]比随σ的变化趋势。我们发现，来自环境的气体的晚期二次吸积在驱动L_X-L_B和L_X-T关系中起着根本性的作用，并且可以解释它们的大的观测散射。铁的差异，即太高的预测铁丰度的X射线晕的椭圆相比，观测，仍然存在。另一方面，我们预测的[O/Fe]在ISM这是在最近的观测结果很好的协议。我们提出了可能的机制，在银河系的规模，这可能会解决铁的差异。特别是，活动星系核驱动的气体混合可能会保持气体质量（从而保持X射线亮度），同时稀释铁的丰度。新的预测量的铁，氧和能量喷射到团内介质（ICM），我们得出的结论是Ia型超新星（SNe Ia）在ICM富集中发挥了重要作用。事实上，超新星Ia活动可能会在相当长的银河系寿命中持续为银河风提供动力，即使在每个超新星Ia事件的能量转移到ISM的效率小于1的情况下。
2005-01-10 astro-ph
