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arXiv 0910.22162009-10-12astro-ph.GA

ISM的NEI模型-湍流耗散和Hausdorff维数

NEI Modelling of the ISM - Turbulent Dissipation & Hausdorff Dimension

Miguel A. de Avillez, Dieter Breitschwerdt

备注：: 2 pages, 1 figure. Invited talk to the Joint Discussion 15 "Magnetic Fields in Diffuse Media". To appear in Highlights of Astronomy, Vol. 15, Proc. of the XXVIIth IAU General Assembly, Rio de Janeiro, Brazil, August 2009, eds. E. G. Dal Pino & A. Lazarian, Cambridge University Press
DOI：: 10.1017/S1743921310010318

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摘要：

对湍流磁化ISM进行了高分辨率非理想磁流体动力学模拟，包括自引力和非平衡电离（NEI），考虑了H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的电离结构随时间的演化.这些运行覆盖了广泛的范围（从千秒差距到亚秒差距）的尺度，提供分辨率独立的信息，注入规模，扩展自相似性和最耗散结构的分形维数。

英文摘要：

High-resolution non-ideal magnetohydrodynamical simulations of the turbulent magnetized ISM, powered by supernovae types Ia and II at Galactic rate, including self-gravity and non-equilibriuim ionization (NEI), taking into account the time evolution of the ionization structure of H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S and Fe, were carried out. These runs cover a wide range (from kpc to sub-parsec) of scales, providing resolution independent information on the injection scale, extended self-similarity and the fractal dmension of the most dissipative structures.

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The MOSDEF Survey: Neon as a Probe of ISM Physical Conditions at High Redshift

我们提出的结果氖发射的$z\sim2$恒星形成星系的MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查。在61个星系中的$\geq3σ$处探测到双电离氖（[NeIII]3869），相当于在类似红移处探测到的H $α$、H $β$和[OIII] $5007$的MOSDEF样本的$\sim$的25%。我们认为，氖发射线的属性与[NeIII]3869检测和复合$z\sim2$光谱的恒星质量的两个单独的星系。由于不需要[NeIII]3869检测，后者提供了MOSDEF样品中氖发射线特性的更具代表性的图片。正如基于质量-金属丰度关系所预期的那样，[NeIII]3869/[OII]3727比率（Ne 3 O2）与$z\sim2$星系中的恒星质量反相关。它还与[OIII] $5007$ /[OII] $3727$比值（O ~（32））呈正相关，但与本星系和单个H~II区相比，在O ~（32）固定时，$z\sim2$线比值向高Ne ~ 3 O ~ 2方向偏移。尽管在$z\sim2$的固定O32下向较高的Ne 3 O2偏移，但推断的基于Ne 3 O2的金属丰度的偏差很小。因此，Ne 3 O2可以作为一个重要的金属丰度指标深入到再电离时代。通过分析其他的静止-光学谱线比，包括[NeIII] $3869$ /[OIII] $5007$（Ne 3 O3）和[OIII] $5007$ /H $β$（O3 H $β$…

2020-09-24astro-ph.GA

SILCC VI --多相ISM结构、恒星集群、超新星外流、恒星风、电离辐射和宇宙射线

SILCC VI -- Multi-phase ISM structure, stellar clustering, and outflows with supernovae, stellar winds, ionising radiation and cosmic rays

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2021-03-29astro-ph.GA

银河系多相ISM模拟的X_CO转换因子

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CO（J=1-0）谱线发射是一种被广泛应用的分子气体观测示踪剂，它使得将CO光度转换为H_2质量的XCO因子成为必不可少的。我们使用数值模拟来研究XCO如何依赖于数值分辨率，非稳态化学，物理环境，和观测光束的大小。我们的研究采用三维磁流体动力学（MHD）模拟银河系盘与太阳附近的条件下，恒星形成和三相星际介质（ISM）的自洽调节重力和恒星反馈。合成CO地图是通过后处理的化学和辐射传输的MHD模拟。我们发现CO只是H_2的近似示踪剂。在秒差距尺度上，W_CO更基本上是质量加权体积密度的量度，而不是H_2柱密度。然而，$\langle X_\mathrm{CO} \rangle=0.7-1.0\times10^{20}~\mathrm{cm^{-2}K^{-1}km^{-1}s}$与观察一致，不敏感的进化ISM状态或辐射场强度，如果稳态化学假设。由于非稳态化学作用，较年轻的分子云比较老的分子云具有稍低的XCO和较平坦的XCO-消光曲线。CO暗H_2含量为26- 79%，与平均消光率呈反相关。当观测光束尺寸从1 pc增加到100 pc时，X_CO增加了~ 2倍。在太阳邻域条件下，分子云中的XCO收敛到2 pc的数值分辨率。然而，总的CO丰度和光度不收敛，即使在1 pc的数值分辨率。我们的模拟成功地再现了观测到的X_CO在秒差距尺度上的变化，以及X_CO对消光和CO激发温度的依赖性。

2018-03-26astro-ph.GA

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2016-06-07astro-ph.GA

用显式多相ISM模型模拟孤立星系和合并星系中的黑洞加燃料

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2022-03-28astro-ph.GA

银盘中的电子分布--来自ISM非平衡电离模型的结果

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使用三维非平衡电离（NEI）流体动力学模拟的星际介质（ISM），我们研究的电子密度，$n_{e}$，在银河系盘和比较它与来自分散措施对恒星与已知的距离位于银河系中平面的两侧高达200 pc的值。模拟结果与观测结果一致，可以概括如下：（i）模拟盘中的DM位于观测值的最大值和最小值之间;（ii）<n_e>从穿过模拟盘的视线导出的对数服从以μ=-1.4为中心的高斯分布，色散σ=0.21，因此，银河系中平面<n_e>=0.04 \pm 0.01 $ cm$ ^{-3}$（iii）最高电子质量浓度（高达80%）处于热不稳定区域（200<T<10^{3.9} K），（iv）热电离介质的体积占有率为4.9- 6%，以及（v）电子沿视线具有团簇分布。

2012-04-06astro-ph.GAastro-ph.HE

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星际介质驱动的轨道传输 -- I. 径向加热与迁移

Interstellar Medium-Driven Orbital Transport -- I. Radial Heating and Migration

Princeton University（普林斯顿大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of Toronto（多伦多大学）

本文研究星际介质通过引力扰动驱动恒星轨道加热和迁移的过程，采用更真实的星际介质密度波动模型，揭示了径向加热与迁移的非传统尺度关系及低加热-迁移比。

2026-05-20astro-ph.GA

SILCC（模拟分子云的LifeCycle）项目- II。超新星驱动的ISM的动力学演化和外流的发射

The SILCC (SImulating the LifeCycle of molecular Clouds) project - II. Dynamical evolution of the supernova-driven ISM and the launching of outflows

SILCC项目（模拟分子云的生命周期）旨在对小尺度上的星际介质及其与星系演化的联系有更加自洽的理解。我们提出了三维（磁）流体动力学模拟的ISM在一个垂直分层的盒子，包括自引力，由于银河系盘的恒星组件的外部潜力，和恒星反馈的形式的星际辐射场和超新星（SNe）。气体的冷却基于化学网络，该化学网络遵循H+、H、H2、C+和CO的丰度，并始终考虑屏蔽。我们通过比较不同的SN速率、聚类和不同的定位来改变SN反馈，特别是在密度峰值和随机位置处的SN反馈，这对动力学具有重大影响。仅对于随机SN位置，在足够低密度的环境中注入能量以减少能量损失并增强SNe与气体的有效动力学耦合。这导致更真实的速度弥散（σ_HI ~ 0.8σ_（300- 8000 K）~ 10- 20 km/s，σ_Hα~ 0.6σ_（8000- 3e 5 K）~ 20- 30 km/s），以及即使在太阳邻域条件下质量负荷因子也高达10的强外流。与单个SNe相比，集群SNe会助长资金外流，但不会影响净流出率。流出物不含任何分子气体，主要由原子氢组成。流出的物质大部分是致密的（ρ~ 1 e-25- 1 e-24 g/cc）和缓慢的（v ~ 20- 40 km/s），但有一个高达v ~ 500 km/s的高速尾部，ρ~ 1 e-28- 1 e-27 g/cc。

2015-12-11astro-ph.GA

超新星调节的ISM。I.多相结构

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我们模拟了多相星际介质随机加热和搅拌的超新星，重力，微分旋转和其他参数的太阳邻域。在这里，我们详细描述了该模型的数值和物理方面，包括注入的热和动能的SN爆炸，辐射冷却，光电加热和各种运输过程。三维区域水平延伸1 kpc ^2，垂直延伸2 kpc，该模型通常涵盖气体数密度10^-5 ~ 10^2 cm^-3，温度10-10^8 K，局部速度高达10^3 km s^-1（马赫数高达25）。通过对气体数密度和温度的联合概率密度的检验，对模型化ISM的热结构进行了分类。我们证实，大部分的复杂性可以用三个阶段来描述，它们被大约10^3 K和5x10^5 K的温度边界所分隔。各相内气体密度的概率分布近似为对数正态分布。我们澄清相的分数体积和它的各种代理之间的连接，并推导出体积分数和填充因子定义的体积和概率平均值之间的确切关系。这些结果进行了讨论，在观测和计算的背景下。随机流的相关尺度是从速度自相关函数计算的，它是100 pc的顺序，并往往随着距离中平面的增长。我们使用两个不同的参数化的辐射冷却表明，气体的多相结构是强大的，因为它不依赖于这个选择显着。

2013-04-02astro-ph.GA

原子ISM中的密度-磁场关系

The Density-Magnetic Field Relation in the Atomic ISM

本文通过数值实验研究了冷原子星际介质中磁场强度$B$和密度$n$之间的相关性。我们分析了24个磁流体动力学模型与不同的初始磁场强度（$B_0=$ 0.4，2.1，4.2，和8.3 $μ$ G）和/或平均密度（2，3，和4厘米$^{-3}$），在驱动和衰减湍流的存在下，有和没有自重力，在一个立方计算域与100个PC侧。我们的主要发现是：i）对于强制模拟，它再现了在太阳附近的CNM的主要观测物理条件，对于所有的$B_0$值，$B$和$n$之间的正相关性发展。ii）这种相关性变得显著时的密度（$\lesssim 30$ cm $^{-3}$）取决于$B_0$，但对自重的存在不敏感。iii）自重力的影响，当明显的，包括在高密度产生较浅的相关性，这表明，在所研究的制度，自重力诱导沿场线的运动。iv）自引力衰减模型，其中CNM为亚音速和亚阿尔夫温型，具有$β\lesssim 1$，形成高密度正相关，其斜率与常数$β(n)$一致。（v）低密度的CNM是亚音速和亚阿尔夫文型的衰减模型，带有$β>1$，在中等密度时显示负相关，然后是高密度的正相关。

2018-04-30astro-ph.GA

扩散湍流ISM II的三维化学结构--CH $^+$的起源，80年之谜的新解决方案

3D chemical structure of the diffuse turbulent ISM II -- Origin of CH$^+$, new solution to an 80 years mystery

目的：CH $^+$在弥漫星际介质中的大量存在是我们认识气体的化学和物理状态的一个长期问题。我们调查，在这里，形成CH+在湍流和多相环境中，加热的气体几乎完全由光电效应驱动。研究方法：扩散ISM的模拟使用磁流体动力学（MHD）代码RAMSES的自洽计算的动态和热演化的气体随着时间的变化的丰度的H $^+$，H，和H $_2$。其余的化学性质，包括CH $^+$的丰度，在平衡时，在H $^+$、H和H $_2$的非平衡约束下，在后处理中计算。与观测结果进行比较时，考虑到一个经常被忽视但至关重要的信息，即沿观测视线截取的扩散物质的长度。结果如下：CH $^+$的质量的准整体起源于不稳定气体，在动力学温度大于600 K的环境中，密度范围在0.6和10 cm $^{-3}$之间，电子分数范围在3 x 10 $^{-4}$和6 x 10 $^{-3}$之间，并且分子分数小于0.4。它的形成是由温暖的和不平衡的H $_2$驱动的，最初形成于冷中性介质（CNM），并通过平流和热不稳定的组合注入更扩散的环境，甚至是温暖的中性介质（WNM）。模拟显示最紧密的协议与HI到H $_2$过渡和在太阳附近观察到的热压力分布被发现自然重现CH $^+$的观测丰度，观测的分散，发生的概率的视线，CH $^+$的非检测的分数，和它的线轮廓的分布。CH $^+$的量和模拟视线的统计特性由富含H $_2$的不稳定气体…

2022-09-21astro-ph.GA

银河系地震学：盖亚“相位螺旋”能否与团块状湍流星际介质共存？

Galactic seismology: can the Gaia 'phase spiral' co-exist with a clumpy, turbulent interstellar medium?

本研究探讨盖亚卫星发现的银河系相位螺旋（PS）能否与团块状湍流星际介质共存，通过含真实ISM的高分辨率模拟发现，ISM的湍流和结构会影响PS的存在与分布，为星-气动力学研究提供关键参考。

2025-08-20astro-ph.GA

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Three Dimensional Hydrodynamic Simulations of Multiphase Galactic Disks with Star Formation Feedback: I. Regulation of Star Formation Rates

来自年轻恒星的能量和动量反馈对星际介质（ISM）有着深远的影响，包括加热和驱动中性气体中的湍流，为未来的恒星形成提供燃料。最近的理论认为，这会导致一个准平衡的自我调节状态，并为外部原子占主导地位的磁盘的结果，在表面密度的恒星形成$Σ_{SFR}$变化近似线性的重量ISM（或中平面湍流+热压力）。我们使用三维数值流体动力学模拟来测试热，湍流和垂直动力学平衡的理论预测，以及隐含的功能依赖的$Σ_{SFR}$对本地磁盘属性。我们的模型表明，所有的平衡迅速建立，并适用于预期的平均热和湍流压力和$Σ_{SFR}$之间的比例。对于外盘区域，这导致$Σ_{SFR} \propto Σ\sqrt{ρ_{sd}}$，其中$Σ$是总气体表面密度，$ρ_{sd}$是恒星盘（加上暗物质）的中面密度。这个标度律的出现是因为$ρ_{sd}$在我们的模型中设置了垂直动力学时间（通常是外盘区域）。恒星形成定律中的系数与大质量恒星的比能量和动量成反比。我们发现的比例温暖和寒冷的原子气体，顺应热压力，和平均速度分散与太阳附近和其他外盘的意见是一致的。这项研究证实了先前一组模拟的结论，这些模拟采用了相同的物理处理，但仅限于通过ISM的径向垂直切片。

2013-08-14astro-ph.GA

恒星星族和气体覆盖率对高红移星系的Lyman α发射的影响

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我们对红移1.85<z<3.49的恒星形成星系的复合静止框架远紫外（FUV）光谱和光学光谱进行了联合建模，以推断大质量恒星、电离ISM和中性ISM的关键性质，目的是研究影响Ly-alpha（Lya）光子产生和逃逸的主要因素。我们的样本由136个星系组成，其深Keck/LRIS和MOSFIRE光谱分别覆盖Ly-beta到CIII] 1907，1909;以及[OII]，[NeIII]，H-beta，[OIII]，H-alpha，[NII]和[SII]。光谱和光电离模型表明，星系是一致的恒星星族合成模型，包括恒星双星的影响。在我们的样本的动态范围内，恒星和星云的丰度与Lya等效宽度W（Lya）的变化很小，年龄和W（Lya）之间只有一个边缘的反相关。电离光谱形状的推断范围不足以单独解释W（Lya）的变化。相反，覆盖部分的光学厚HI似乎是调制逃逸的Lya的主要因素，与大多数的Lya光子在下桶观测星系逃逸通过低柱密度或电离通道的ISM。我们的分析表明，一个高的恒星形成率表面密度，西格玛_SFR，特别是当与一个低星系势（即，低恒星质量），可以帮助减少覆盖分数和减轻Lya光子的逃逸。最后，我们讨论的影响，我们的研究结果的逃逸电离辐射在高红移。

2021-11-20astro-ph.GA

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Numerical studies on the link between radioisotopic signatures on Earth and the formation of the Local Bubble. I. 60Fe transport to the solar system by turbulent mixing of ejecta from nearby supernovae into a locally homogeneous ISM

在深海地壳和沉积物中发现半衰期为百万年的放射性核素，如Fe 60，为确定附近超新星的日期和位置提供了独特的可能性。我们想定量地确定，60 Fe的增强是几颗超新星的结果，这些超新星也是我们银河系栖息地本地气泡形成的原因。我们进行了三维流体动力学自适应网格细化模拟（分辨率下降到subparsec尺度）的本地气泡和相邻的循环I超级气泡在不同的均匀，自引力环境。为了建立局部和圈I超泡，我们考虑了产生核心坍缩超新星爆炸的时间序列和位置，这些爆炸是从某些恒星运动群的死亡成员的质谱中得出的。60 Fe的释放及其随后的超级气泡空腔内的湍流混合过程是通过被动标量，其中衰变的放射性同位素的产率根据最近的恒星演化计算进行调整。该模型能够再现的时间和强度的60 Fe过剩观察到相当高的精度，提供的外部密度不超过0.3 cm-3的平均值。因此，这里提出的两个最佳拟合模型是用模仿经典的热电离和热中性介质的背景介质获得的。我们还发现，（凝结在尘埃颗粒上）可以通过两种物理机制传递到地球：要么是通过单个快节奏的超新星爆炸波，由于局部气泡外壳的反射，这些爆炸波有时甚至会穿过地球轨道两次，要么是通过局部气泡本身的超壳，一次性注入所有以前超新星的60 Fe含量，但是在更长的时间范围内。

2017-04-26astro-ph.GAastro-ph.HE