Study Turbulence and Probe Magnetic Field Using Gradients Technique: Application to HI-to-H2 Transition Regions
在过去的几十年里，人们通过解析和数值模拟研究了光解区的原子-分子（HI-to-H $_2$）跃迁。然而，经典的PDR模型通常假设均匀密度的气体，忽略了星际介质的湍流性质。最近，Bialy等人（2017 b，2019）提出了一个理论框架，用于研究具有非均匀密度结构的现实湍流介质中的HI到H $_2$。在这里，我们扩展了这些磁致化学模型，探索可能性的跟踪磁场方向的湍流PDR使用磁致技术。我们利用亚音速和超音速磁流体动力学数值模拟化学HI/H $_2$平衡计算。我们证实了湍流引起的密度涨落可以分散H $_2$和HI分数的分布。我们发现，随着音速马赫数MS的增加，力矩图的能谱变浅。我们探讨的能力，在磁场跟踪梯度的高阶速度质心，并比较其性能与传统的速度质心梯度（VCG）和强度梯度（IG）。我们发现，二阶质心（VC $_2$ GS）的速度梯度比VCG和IG在探测磁场方向更准确。
2020-10-22 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy as a Diagnostic of the Magnetization of the Interstellar Medium and Molecular clouds
我们使用一套磁流体力学（MHD）模拟充分发展（驱动）湍流研究的各向异性的速度场，是由存在的磁场。在我们的模型中，我们研究了以音速马赫数M_s（0.7 ~ 7.5）和Alfven马赫数M_A（0.4 ~ 7.7）为特征的湍流。这些用于产生分析的合成观测（质心图）。为了研究大尺度密度涨落和白噪声的影响，我们修改了密度场，得到了新的质心图，并进行了分析。我们表明，限制测量各向异性的尺度范围使该方法对这种波动具有鲁棒性。我们表明，各向异性的结构函数的地图揭示了磁场的方向为M_A \lesssim 1.5，无论音速马赫数。我们发现，各向异性的程度可以用来确定磁化的程度（即M_A）为M_A \lesssim 1.5。要做到这一点，人们需要一个额外的措施的音速马赫数和LOS磁场的估计，这两个可行的其他技术，提供了一个新的机会来研究的磁化状态的星际介质。
2011-08-02 astro-ph.GA
Tracing interstellar magnetic field using velocity gradient technique: Application to Atomic Hydrogen data
我们对MHD湍流理解的进步为开发探测磁场的新技术开辟了道路。在MHD湍流中，速度梯度被期望垂直于磁场，Gonsalvez-Casanova和Lazarian利用这一事实引入了一种利用速度质心梯度跟踪磁场的新技术。后者可以从光谱观测中获得。我们将该技术应用于GALFA HI测量数据，并将用我们的技术获得的磁场方向与用普朗克极化获得的磁场方向进行比较。我们发现这两种方式的磁场跟踪，这是显而易见的，通过视觉比较，并通过测量统计的磁场波动与极化数据和我们的技术。这表明，速度质心梯度可以提供一种可靠的方法来测量前景磁场波动，从而提供一种新的方法来分离前景和CMB极化信号。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Mapping of the structure of the galactic magnetic field with velocity gradients: Test using star light polarization
我们应用速度通道矢量（VChGs）和约化速度质心矢量（RVCG）的H I数据（LAB调查），获得的天空平面分量（POS）的磁场作为相对速度的函数。假设有一条银河系自转曲线，我们将相对速度转换为距离，构建了天球上每一点的POS磁场随距离变化的第一张图。为了测试我们的3D分布的准确性，我们使用了一组距离恒星偏振目录已知距离的恒星。我们比较了我们得到的VChGs和RVCG对星光偏振方向的偏振方向。我们发现推导的磁场和测量的偏振方向之间有很好的对应关系，这证明了这种新的方法探测三维银河系POS磁场结构的准确性。
2019-06-11 astro-ph.GA
Connecting optical and X-ray tracers of galaxy cluster relaxation
大量的努力一直致力于确定理想的代理量化的星系团中的热团内介质的形态。这些基于X射线发射的代用指标通常需要昂贵的高质量X射线观测，这使得它们难以应用于对群体和集群的大规模调查。在这里，我们比较光学弛豫代理与X射线不对称性和质心位移的SDSS集群与高品质的，档案X射线数据从钱德拉和XMM-牛顿的样本。考虑的三个光学弛豫措施是：成员星系投影速度分布的形状-测量的安德森-达林（AD）统计，恒星质量之间的差距最大的和第二大质量的星系团星系，和最大质量的星系（MMG）的位置和光度加权的集群中心之间的偏移。AD统计量和恒星质量间隙与X射线弛豫代理显著相关，其中AD统计量的相关性更强。相反，我们没有发现X射线不对称性或质心偏移与MMG偏移之间相关性的证据。高质量的集群（$M_\mathrm{halo} > 10^{14.5}\,\mathrm{M_\odot}$）在这个样本中有X射线的不对称性，质心位移，和安德森-达林统计系统大于低质量的系统。最后，考虑到高斯和非高斯集群的二分法（AD测试测量），我们表明，是一个非高斯集群的概率与X射线不对称性显着相关，但只显示了边缘的相关性与质心位移。这些结果证实了径向速度分布的形状作为一个有用的代理集群松弛，然后可以应用于大红移调查缺乏广泛的X射线覆盖。
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Advancing the Velocity Gradient Technique: Using Gradient Amplitudes and handling thermal broadening
速度梯度技术的最新发展允许观察者使用速度梯度的方向来绘制磁场方向和磁化强度。除了方向之外，速度梯度的幅值还包含关于磁流体动力学（MHD）湍流的潜在性质的有价值的信息。在本文中，我们将探讨包含在速度梯度的振幅的物理信息，并讨论如何使用这些信息来诊断扩散和自引力星际介质中的湍流特性。确定了强度梯度和速度重心梯度的幅值与音速马赫数$M_s$之间的关系，它们与理论预测是一致的。我们测试了该方法的鲁棒性，并讨论了如何利用梯度的幅度到自引力介质。为了扩展速度梯度技术，我们还讨论了使用振幅方法的位置-位置速度（PPV）空间作为一种可能的方式来检索的速度通道地图之前的污染的热加宽。我们讨论了速度梯度技术与这些进步可能会给一个显着更准确的统计洞察磁化湍流的属性。
2020-05-13 astro-ph.GA
Effects of dust absorption on spectroscopic studies of turbulence
利用速度通道分析（VCA）、速度坐标谱（VCA）和速度质心，研究了尘埃吸收对磁流体动力学湍流恢复速度谱、密度谱以及各向异性的影响。尘埃将体积限制在一个统一的光学深度。我们表明，在发射率成正比的情况下，随机密度的影响得到抑制强尘埃吸收强度的变化所产生的速度波动。然而，对于与密度平方成比例的发射率，密度和速度波动都会影响观测到的强度。我们预测了一个新的渐近制度的大尺度超过物理深度的单位光学深度的波动谱。在这种状态下，光谱通过统一变得更浅。另外，尘埃的吸收消除了Lazarian \& Pogosyan报道的自吸收介质强度涨落的普适$K^{-3}$谱中的简并.结果表明，预测结果与现有的HII区发射数据是一致的。我们发现，对于亚阿尔夫文和跨阿尔夫文湍流，我们可以同时得到关于磁场方向和构成MHD湍流的基本阿尔夫文、快模和慢模的信息。
2017-08-09 astro-ph.GA
Intermittency of interstellar turbulence: Parsec-scale coherent structure of intense velocity-shear
在湍流的二元性（随机与相干）的指导下，我们在分子云的湍流速度场中寻找相干结构，预测它们在云演化中的重要性。我们分析了在12 CO（2-1）线上用HERA多波束接收器（IRAM-30米望远镜）以前所未有的空间（11”）和光谱（0.05 km/s）分辨率在北极星耀斑的高纬度云中获得的大地图（40'乘20'）。我们发现两个秒差距尺度的速度分量相差约2 km/s，共享一个狭窄的界面（$<0.15$ pc），该界面表现为一个细长的强烈速度剪切结构，约15至30 km/s/pc。该场中的线质心速度增量（E-CVI）极值的轨迹遵循这种强剪切结构以及12 CO（2-1）高速线翼的轨迹。两个秒差距尺度分量的投影中的微小空间重叠意味着它们是CO排放片，并且在强烈速度剪切的位置处发生气体性质（CO富集和/或气体密度增加）的不连续性。这些结果揭示了小至0.03秒差距尺度和秒差距尺度之间的空间和运动学相干性。他们证实，偏离高斯的概率密度函数的E-CVIs是一个强大的统计示踪剂的湍流的不稳定性。他们揭示了大尺度湍流、其间歇性耗散率和低质量致密核心形成之间的联系。
2009-05-04 astro-ph.GA
Effects of the magnetic field direction on the Tsallis statistic
我们扩展使用的Tsallis统计测量的差异，在气体动力学相对于平均磁场存在于磁流体动力学（MHD）湍流的自然涡型运动。在气体动力学的变化估计使用Tsallis参数的增量概率分布函数的可压缩MHD模拟获得的可观的（强度和速度质心）。我们发现Tsallis统计量对磁场产生的各向异性很敏感，即使各向异性为%，Tsallis统计量也可以用来确定MHD参数，如音速马赫数。我们使用决定系数来衡量气体动力学的差异，以验证Tsallis参数的优良性。这些参数也决定了介质的磁化强度和可压缩性。为了进一步模拟真实的光谱观测数据，我们引入了平滑，噪声和云边界的MHD模拟。
2019-06-11 astro-ph.GA
Tracing interstellar magnetic field using the velocity gradient technique in shock and self-gravitating media
本研究继续发展的技术，采用速度梯度，确定在（\cite{GL17}，以下简称GL 17）作为一种手段，探测星际介质中的磁场。我们展示了一些实用的方法来提高跟踪磁场在星际介质中的速度质心梯度（VCG）的精度。针对超阿尔文湍流中的磁场追踪问题，本文介绍了一种滤除低空间频率的方法，该方法使磁场追踪能够在湍流等离子体的动能占主导地位的情况下进行。我们提出了协同的方式使用VCG连同强度梯度（IG），同步辐射强度梯度（SIG）以及尘埃偏振。我们发现，虽然IG跟踪磁场比VCG差，IG和VCG之间的角度的偏差跟踪的冲击在扩散介质中。类似地，垂直定向的VCG和SIG或尘埃偏振测量数据跟踪引力坍缩的区域。我们证明了效用相结合的VCG，IG和旋光使用GALFA HI和普朗克旋光数据。我们还提供了一个例子的协同作用的VCG和SIG使用HI4PI全天HI调查与普朗克同步加速器的强度数据。
2017-05-23 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy in Self-Gravitating Molecular Clouds. I: Simulation
湍流、磁场和自引力之间复杂的相互作用导致了扩散星际介质（ISM）中分子云的形成。研究这种相互作用的一个途径是通过分析来自观测的统计特征，通过与数值模拟的比较，大大促进了对这些特征的解释。在这里，我们专注于统计各向异性存在于合成地图的速度质心数据，我们来自三维磁流体动力学模拟的湍流，磁化，自引力补丁的ISM。我们研究了速度各向异性的方向和大小如何与磁场和引力坍缩产生的结构相关。最近的观测约束的动机，我们的模拟集中在超音速（音速马赫数$\mathcal{M} \approx 2 - 17$），但子trans-alfvenic（alfvenic马赫数$\mathcal{M}_A \approx 0.2 - 1.2$）湍流制度，我们认为云几乎没有轻度磁超临界（质量流量比等于一次或两次的临界值）。此外，我们还探讨了湍流驱动机制（螺线管或压缩）对速度各向异性的影响。虽然我们证实了以前的研究结果，即速度各向异性一般与天空磁场的平面对齐，我们列入的自重力的影响表明，在较高的列密度的区域，速度各向异性可能会被破坏，甚至重新取向，以配合重力形成的结构。我们提供的证据表明，这种效果不一定是由于高密度区域内的$\mathcal{M}_A$的增加。
2017-01-07 astro-ph.GA
Velocity Gradients as a Tracer for Magnetic Fields
强阿尔夫文湍流发展出垂直于局部磁场方向的涡旋状运动。该局部对准引起垂直于磁场的局部方向的速度梯度。利用这一事实，我们提出了一种新的技术，研究方向的磁场的观察，速度梯度技术。我们测试我们的想法，采用合成的意见，通过三维MHD数值模拟不同的音速和阿尔文马赫数。我们使用速度质心计算速度梯度$\mathbfΩ$。我们发现，$\mathbfΩ$跟踪投影磁场最好的合成地图与子Alfvénic模拟提供良好的逐点对应的磁场方向和$\mathbfΩ$。所报道的对准比密度梯度和磁场之间的对准好得多，并且我们证明了它可以用于使用Prachasekhar-Fermi方法来找到磁场强度。我们的研究为利用光谱数据研究磁场开辟了一条新的途径。
2016-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic alignment statistics of density and velocity fields at large scales: Formulation, modeling, and baryon acoustic oscillation features
运动学的Sunyaev-Zel'dovich效应使我们能够直接探测密度加权速度场，直到非常大的宇宙尺度。我们调查的暗物质晕形状的内在排列（IA）的宇宙密度和速度场在这样的大尺度上的影响。在文献中，已经检测到的IA到$\sim 100~h^{-1}{\rm Mpc}$使用重力剪切内禀椭圆相关和对齐关联函数。在本文中，我们介绍了相应的各种速度统计：（密度加权）的速度固有的椭圆相关性，以及对齐成对下落动量，动量关联函数，和密度加权成对速度色散。我们推导出这些速度对齐统计的理论表达式的基础上，第一次的假设，密度波动是一个高斯随机场。使用大体积，高分辨率的$N$体模拟，我们测量的密度和速度场的对齐统计。在速度统计中的IA的行为是类似的密度统计中的那些，除了晕取向与速度场对齐的尺度比与密度场对齐的尺度大，$r\gg 100~h^{-1}{\rm Mpc}$，因为在傅立叶空间中的密度和速度场之间的线性关系中的波数的因子，$v\propto δ/k$。我们发现，检测到的IA的速度场可以很好地预测的线性对准模型。我们还证明了重子声学振荡的特征可以在常规和排列速度统计中检测到。我们的研究结果表明，在大尺度上的速度场的观测IA可以提供额外的信息的宇宙学模型，补充那些与密度场。
2019-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Projected velocity statistics of interstellar turbulence
速度统计是对星际湍流动力学的直接探索。由于密度和速度之间的卷积以及投影效应，其观测测量非常具有挑战性。我们介绍了投影速度结构函数，它可以普遍适用于统计研究的亚音速和超音速湍流在不同的星际阶段。它从不同区域的速度场投影中恢复湍流速度谱，当云的厚度小于湍流驱动尺度时，它还可以用来确定云的厚度和湍流驱动尺度。通过将其应用到现有的金牛座云的核心速度色散测量，我们发现从Kolmogorov到Burgers标度的湍流速度与长度尺度减小的过渡，分别对应于大规模的螺线管运动和小规模的压缩运动。后者占据了体积的一小部分，可以选择性地采样的核心集群与典型的集群大小表示的过渡规模。
2019-11-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Obtaining magnetic field strength using differential measure approach and velocity channel maps
本文介绍了两种同时利用光谱多普勒频移谱线和磁场方向信息获得天平面（POS）磁场强度的新方法。后者可以通过偏振测量或使用速度梯度技术来获得。我们的技术相比，传统的Davis-Davrasekhar-Fermi（DCF）技术的观测估计磁场强度的优势。我们详细描述的第一种技术采用的结构函数的速度质心和斯托克斯参数的结构函数。我们提供了从观测数据中获得磁场强度的解析表达式。我们成功地测试我们的结果使用合成观测MHD湍流模拟的结果。我们测量速度和磁场波动在小尺度上使用两个，三个和四个点的结构函数，并比较这些工具的性能。我们表明，与DCF不同，我们的技术能够提供POS磁场的详细分布，它可以测量磁场强度中存在的速度和磁场扭曲所产生的外部剪切和自重。第二种方法将速度梯度技术应用于速度通道图，以获得阿尔芬马赫数，并利用梯度的幅值获得音速马赫数。这两个马赫数的比率提供了通道图中对发射有贡献的区域中的磁场的强度。我们对该技术进行了测试，并讨论了用该技术获取POS星系磁场的三维分布，讨论了第二种技术在同步辐射数据中的应用。
2020-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
