Exponential profiles from stellar scattering off interstellar clumps and holes in dwarf galaxy discs
矮不规则星系星际气体中的空洞和团块是引力散射中心，它们加热场星并改变它们的径向和垂直分布。由于气体结构是扩展的，每颗恒星的散射相对较弱，恒星轨道保持接近圆形，净效应随着时间的推移缓慢积累。我们用理想化模型计算了散射星的径向轮廓，发现它接近一个指数的平衡形状，类似于观测到的星系盘形状。我们的模型只处理散射，没有棒或旋臂，因此结果主要适用于矮不规则星系，那里没有其他明显的散射过程。当恒星星族比气体层更厚时，气体扰动引起的恒星散射会减慢。一个吸积的星系与不断增长的薄气体层可以形成多个恒星的指数分布从内到外，保存在一个不断延长和变薄的恒星子盘序列的每个Gyr间隔的残余。
2017-04-12 astro-ph.GA
The connection between the peaks in velocity dispersion and star-forming clumps of turbulent galaxies
我们提出了Keck/OSIRIS自适应光学观测与150-400 pc的空间采样的7个湍流，clusiveddisc星系从CASTO样本（$0.07<z<0.2$）。DYNAMO星系此前已被证明在性质上与$z\sim1.5$的主序星星系非常匹配。积分场光谱观测使用自适应光学受到一些系统，包括一个可变的PSF和空间采样，我们在我们的分析占。我们目前的气体速度色散图校正这些影响，并确认，即使在高空间采样的星系有高的气体速度色散（$σ=40-80$ \kms）。我们发现7个星系中有6个具有统计学意义的结构。最常见的速度弥散峰和发射线峰之间的距离是$\sim0.5$ ~kpc，我们注意到这与用HST H $α$图测量的团块的平均尺寸非常相似。这可能表明，在星系团的速度色散的峰值可能会出现由于一些相互作用之间的团块和周围的ISM星系，虽然我们的观察不能区分流出，流入或速度剪切。需要对更大范围的星系进行观测来证实这一结果。
2017-10-25 astro-ph.GA
Optical properties and dust temperatures in clumpy diffuse medium
在这项研究中，我们探讨的空间分布的星际尘埃的空间尺度上的$\le1$金离子遮蔽力的光学性质的扩散星际介质（ISM）以及尘埃温度的影响。我们表明，最近提出的可能性，星际尘埃颗粒在弥漫ISM中的球形云（团块）分组可能会显着影响所观察到的光学性质的弥漫ISM相比，普遍接受的假设下计算的均匀的尘埃/气体混合物，如果团块的大小$\gtrsim0.1$ au。我们发现，一个任意区域的弥漫ISM的不透明度迅速下降的尘埃团块的增长。我们还研究了尘埃团内部的不透明度和尘埃温度对它们的大小的依赖关系。我们发现，大于0.1金的团块是不透明的远紫外辐射。尘埃温度表现出梯度内的一个团块，从边缘到中心下降了几度的大小为0.1 AU和更大的团块。我们认为，尘埃温度和高不透明度内大于0.1 AU的团块可能会促进一些更有效的合成分子的表面上的星际颗粒在弥漫ISM比以前预期的。另一方面，与均匀的灰尘/气体混合物的情况相比，尺寸低于0.1 AU的团块的存在对漫射ISM的光学性质的影响很小或可以忽略不计。
2020-05-26 astro-ph.GA
A statistical study of gaseous environment of Spitzer interstellar bubbles
星际气泡的膨胀被认为是触发物质积累和恒星形成的重要机制。在这项工作中，我们研究了大样本气泡的气体环境，旨在从统计意义上探索触发气体积累和恒星形成的可能证据。通过对来自银河系计划（MWP）的6124个斯皮策气泡和2500多个银河系HII区域的交叉匹配，我们获得了818个MWP气泡的速度信息。为了研究星际气泡的气体环境并尽可能地消除投影效应，我们对气泡与银河环巡天（GRS）中13CO（1 - 0）辐射的速度差进行了约束。三种方法：采用了13 CO辐射的平均方位平均径向分布、分子团的表面数密度以及MWP气泡和GRS分子团的角交叉关联函数。发现气泡边缘附近有明显的分子气体密度过高现象。研究发现，60%的气泡具有相关的分子团。通过比较团缔合和团不缔合的MWP泡，我们发现，在协会的泡沫往往是更大，更厚的物理尺寸。我们推测，一些泡沫相关的团块来自泡沫的膨胀。在考虑投影效应后，与MWP气泡相关的分子团的分数估计为约20%。对于泡团复合体，我们发现与大质量年轻恒星天体（MYSO（s））相关的复合体中的泡具有较大的物理尺寸，因此复合体往往更古老。我们建议，一个进化序列可能存在于相对年轻的MYSO-无关联的泡团复合物和MYSO-相关的复合物之间。
2013-11-20 astro-ph.GA
Lyman-alpha line and continuum radiative transfer in a clumpy interstellar medium
目的：我们的目标是研究非均匀星际介质（ISM）对星暴星系中莱曼α（Lya）线的强度和形状的影响。研究方法：利用我们的三维Monte Carlo Lya辐射传输程序，研究了Lya、紫外和光学连续谱光子在中性氢和尘埃的均匀壳层和团壳层中围绕中心源的辐射转移。我们的模拟预测的Lya和连续逃逸分数，Lya等效宽度EW（Lya），Lya线的轮廓和它们的依赖于气体的几何形状和主要的输入物理参数。结果如下：ISM的块状被发现有强烈的影响Lya线辐射转移，需要一个强烈的依赖性Lya线的紧急功能（逃逸分数，EW（Lya））的ISM形态。虽然cloudies和灰尘ISM出现更透明的辐射（线和连续）相比，一个相等的均匀ISM的相等的灰尘光学深度，我们发现，Lya光子，在一般情况下，仍然比紫外线连续辐射衰减。因此，观察到的Lya等效宽度（EWobs（Lya））是低于本征的（EWint（Lya）），几乎所有的clusionism配置考虑。然而，在特殊条件下，Lya光子比连续体更容易逃逸，从而导致增强的EWobs（Lya）。要实现这一点，需要ISM几乎是静止的（星系外流速度小于200 km/s），极其稠密（在HI中，星系团和星系团间介质的密度差大于10^7），并且尘埃非常多（E（B-V）> 0.30）。当满足这些条件时，出现的Lya线轮廓显示没有速度移动和小的不对称性。考虑到不对称性和速度的变化，通常观察到的…
2013-05-15 astro-ph.GA
Search for Turbulent Gas through Interstellar Scintillation
星星闪烁是因为它们的光在大气层中传播。当遥远恒星的光穿过星系盘或晕折射介质（如分子云）时，预期会出现同样的现象。
2012-08-31 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. III. Across the mass spectrum
本文基于 Turbulent Clump 模型模拟跨越 300–30,000 $M_\odot$ 质量谱及不同云面密度的星团形成，揭示质量与密度如何影响束缚比例、双星演化、质量分层和速逃星产生。
2023-06-07 astro-ph.GA
Simulating radially outward winds within a turbulent gas clump
通过使用粒子程序Gadget2，我们跟踪了气体团簇的演化过程，在这个过程中，气体团簇最初会产生引力坍缩。代表气体团的颗粒最初具有根据在64个$^3$网格元素的傅立叶空间中建立的湍流谱的速度。在团块演化的早期阶段，一组代表风的气体粒子突然从团块中心向外移动。我们认为只有两种风，即：一个球对称和第二个是一个双极准直射流。为了评估由于与风的相互作用而导致的团块的动态变化，我们显示了所有模拟的等速度和等密度图。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumpiness of the interstellar medium in the central parsec of the Galaxy from H2 flux extinction correlation
银河系的中央秒差距包含一个年轻的星团，它嵌在复杂的星际介质中。后者主要由一个致密的团块和分子气体流（环核盘，CND）包围电离气体流（迷你旋）的环面组成。在这种复杂的环境中，了解局部影响每个特征的局部灭绝对于正确研究和解开它们至关重要。我们以前研究了分子气体在这一地区，并推断从两个H2线的消光图。灭绝似乎与视野中几个相邻区域的去红通量相关。在这里，我们讨论这种局部相关性的起源。我们用一个简单的辐射转移模型来模拟所观察到的效应。H2排放来自团块的表面（即，壳）暴露于环境紫外（UV）辐射场。我们考虑壳层在一个发射团的表面。壳层的光学深度是变化的，在壳层的前面有一层灰尘，从一条视线到另一条视线，光学深度是不同的，这可能是因为不同的灰尘团的消光系数不同，也可能是因为视线上相同的灰尘团的数量不同。在这两种情况下，该模型准确地再现了分子气体排放和灭绝的依赖性。这种相关性的原因是，在中央秒差距，分子气体与尘埃的混合无处不在，局部影响所观察到的气体排放。此外，还有由于前景（屏幕）灰尘的消光。这种分析倾向于一种情况，即中央秒差距充满了尘埃和分子气体的团块。将前景与局部消光分离允许探测局部条件（H2与灰尘混合），并且还可以限制研究对象的三维（3D）位置。
2018-11-12 astro-ph.GA
Search for hidden turbulent gas through interstellar scintillation
星星闪烁是因为它们的光在大气层中传播。当遥远恒星的光穿过银河系盘或晕折射介质（如分子云）时，也会出现同样的现象。我们提出了有希望的结果进行的测试与ESO-NTT和检测的前景。
2013-08-29 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation in Turbulent, Magnetized Dense Clumps with Radiative and Outflow Feedback
我们提出了三个猎户座模拟恒星团簇形成在1000 Msun，湍流分子云团，包括辐射转移的影响，原恒星流出，和磁场。我们的模拟都使用自洽的湍流初始条件和不同的平均质量流量比相对于临界值超过2，10，和无穷大，以衡量磁场对恒星团簇形成的影响。我们发现，在良好的协议与以前的研究，通常观察到的强度的磁场降低恒星形成率的一个因素的2.4和减少的碎片量的一个因素2相对于零场的情况。我们还发现，该领域增加的特征下沉粒子质量，再次由2.4的一个因素。在我们的模拟中，磁场也增加了聚集的程度，使得强场情况下的最大恒星密度比其他情况高出2倍。这种集群往往鼓励形成多个系统，这是更常见的rad-MHD运行比rad-Hydro运行。在我们的模拟中的同伴频率是一致的，在I类源，特别是对于强场的情况下的多重性的观察。最后，我们在模拟中发现了原始质量分离的证据，这让人想起在猎户座星云团等星团中观察到的情况。
2014-01-27 astro-ph.GA
Synthetic observations of highly clumped formation of CO and CI clouds in the turbulent interstellar medium; Implications on the seed CO clouds and the CO-dark H$_{2}$ gas
我们进行了合成观测的理论模型的星际碳在CO，C I和C II，包括H2的形成。本研究采用了基于Inoue & Inutsuka（2012）的H I气体以20 km/s速度会聚的数值模拟的理论模型。气体模型是湍流的，在磁场的作用下是不均匀的，这与高b处的局部气体观测结果是一致的。我们专注于稀有物种的演变，CO，C I和C II从0.3百万年到9百万年以来的会聚流碰撞。在100万年前的早期阶段，亚pc尺度的冷中性介质（CNM）团簇是H2、CO和CI的形成场所，在300万年至900万年的晚期阶段，CNM团簇合并形成pc尺度的分子云。结果表明，C I和CO在pc尺度上混合良好，并标志着一个显着的分歧与经典的图片，预测分层的C I和CO分布根据AV。我们认为，在Oph北（Tachihara等人，2012）和飞马座环（Yamamoto等人，2006）微弱的CO云是这样的小CO云有希望的候选人。局域ISM的总质量预算表明，H1的分数约为70%，CO暗H2很小，小于百分之几，与通常的假设相反。
2018-11-06 astro-ph.GA
ATLASGAL -- Relationship between dense star forming clumps and interstellar masers
我们已经使用了几个银河平面调查和专门的观测目录，以调查各种脉泽物种和银河系恒星形成团块之间的关系，如ATLASGAL调查所确定的。我们感兴趣的脉泽跃迁是6.7&12.2GHz甲醇脉泽、22.2GHz水脉泽和羟基四个基态超精细结构脉泽。在银河经度60° > $l$ > -60°范围内，水、氢氧和甲醇脉泽的团簇缔合率分别为56%、39%和82%。我们调查的差异之间的物理参数的脉泽相关的团块和完整的ATLASGAL样品，并发现符合脉泽发射的团块更紧凑的密度和光度增加。然而，我们发现不同种类的脉泽团簇内部的物理条件是相似的。在我们以前的研究中发现的6.7 GHz甲醇脉泽的体积密度阈值$n$（H $_{2}$）> 10 $^{4.1}$ cm $^{-3}$对所有的脉泽物种是一致的。我们发现，所需的生产脉泽发射的限制是500 L $_{\odot}$和6 M $_{\odot}$分别。利用与脉泽发射相一致的团块的L/M比研究了脉泽相关团块的演化阶段，无论相关跃迁如何，这些团块都具有相似的L/M范围（~10 $^{0.2}$ - 10 $^{2.7}$ L $_{\odot}$ /M $_{\odot}$）。这意味着产生脉泽辐射所需的条件只发生在恒星演化过程中相对较窄的时期。每个脉泽物种的统计寿命的下限，从~0.4 - 2 × 10 $^{4}$ yrs，并在良好的协议与“稻草人”的进化模型先…
2020-09-30 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumping and the Interpretation of kpc-Scale Maps of the Interstellar Medium: Smooth HI and Clumpy, Variable H2 Surface Density
许多最近的模型考虑了单个星际介质（ISM）云的结构，作为解释大部分星系观测的一种方式。为了将这些模型与观测结果进行比较，必须了解如何在大尺度（~kpc）上平均观测到的表面密度与模型处理的单个云尺度（~pc尺度）上的表面密度之间进行转换。我们定义了一个“聚集因子”，它将这种转换捕获为质量加权表面密度（通常是物理感兴趣的量）与观察到的面积加权表面密度的比率。我们使用高空间分辨率（次千秒差距）的地图CO和HI发射附近的星系来测量原子和分子气体的聚集因子。分子和原子ISM表现出明显不同的聚集程度。因此，在~kpc分辨率下测得的H2/HI比值不能简单地解释为云尺度的表面密度比。HI发射看起来非常平滑，聚集因子仅为~1.3。基于可用的稀缺和异质高分辨率数据，CO排放更加聚集，具有广泛可变的聚集因子，对于我们的异质数据，中值约为7。我们的测量并没有提供证据证明分子气体的普遍质量加权表面密度，但也不能最终排除这种情况。我们建议，一个更复杂的治疗分子ISM结构，一个通知高空间分辨率CO地图，需要将云尺度模型的星系kpc尺度的观测。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of a compressive velocity pulse on a collapsing turbulent clump
高分辨率的流体动力学模拟遵循引力坍缩的均匀湍流块，其中一个纯粹的径向压缩速度脉冲被激活在中间的演变的块，当它的湍流状态已充分发展。速度脉冲的形状基本上由两个自由参数确定：速度$V_0$和初始径向位置$r_0$。在本文中，考虑的模型中，速度$V_0$取团块$c_0$声速的2倍、5倍、10倍、20倍和50倍的值，而$r_0$对于所有模型都是固定的。含$2 \, c_0$的模型由于速度脉冲的作用而崩溃得更快，而孤立团簇中心区域形成的团簇基本保持不变。在具有更大速度$V_0$的模型中，孤立团块的演化发生了显著变化，因此在$r_0$周围形成了致密的气体壳，并径向向内移动。计算了气体密壳层的密度、速度和质量的径向分布，发现：（1）速度$V_0$越大，密壳层所含质量越少;（ii）在$10 \, c_0$附近存在脉冲的临界速度，使得对于具有较低速度的冲击模型，在被壳包围的激波团中将存在明确限定的致密中心区域。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent universal galactic Kolmogorov velocity cascade over 6 decades
我们报告的证据存在的普遍的，连续的湍流级联的速度波动与Kolmogorov -5/3斜率跨越6个数量级的长度尺度，从$10^4$ pc到$10^{-2}$ pc。这是通过应用我们的创新技术，分离密度和速度波动，以一组光谱调查具有各种银河谱线。这个统一的速度级联涉及不同的星际阶段，从弥漫的银河系介质到致密的自引力云，并持续存在，尽管星际相变。然而，湍流密度涨落并不表现出这种普遍性，因为光谱斜率的值在不同的星际相位的变化。这与可压缩湍流理论的预期一致，并表明密度只是星际湍流的间接示踪物。我们报告说，云和细丝，优先平行于磁场的密度波动表现出的光谱斜率为-2。在我们的论文中建立的通用的大湍流速度级联的关键星系的物理过程，包括恒星形成，宇宙射线传输等，我们预计我们的结果是一个起点，在体外模型的多相星际湍流的研究具有显着的影响螺旋星系的建模。
2022-04-28 astro-ph.GA
Turbulent Dynamo and Magnetic Fields in the Multiphase Interstellar Medium
针对星际介质多相结构中磁场差异未知的问题，研究通过数值模拟探究多相ISM对磁场的塑造作用，讨论其对星系偏振观测的启示，为理解星系演化中磁场的作用及利用下一代射电数据奠定基础。
2024-10-07 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
Non-thermal X-rays and interstellar gas toward the γ-ray supernova remnant RX J1713.7-3946: Evidence for X-ray enhancement around CO and HI clumps
RX J1713.7-3946是最引人注目的甚高能γ射线超新星遗迹，它发射的同步辐射X射线没有热特征。为了更好地理解X射线与分子和原子气体之间的关系，我们对CO、HI和X射线进行了比较研究。结果表明，X射线增强周围的CO和HI团块的pc尺度上，但在0.1 pc尺度上的团块内减少。激波与分子和原子气体相互作用的磁流体动力学数值模拟表明，激波与团块之间的相互作用激发了湍流，从而放大了团块周围的磁场（Inoue等人，2012年）。我们认为，CO和HI团簇周围的放大磁场增强了同步加速器X射线，并可能加速宇宙射线电子。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Photoionisation and Heating of a Supernova Driven, Turbulent, Interstellar Medium
星系中的弥漫电离气体（DIG）追踪来自大质量恒星的光电离反馈。通过三维光电离模拟，我们研究了电离光子的传播，光电离加热和由此产生的电离和中性气体的分布在磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质的快照。我们还研究了非光电离加热对所观察到的光发射线比的影响。包含一个加热项，它与电子密度的比例比光电离小，需要产生类似于威斯康星Hα Mapper观察到的诊断发射线比。一旦这些加热项被包括在内，我们也能够产生类似于从DIG的观测中推断出的温度，在|z| > 1千秒差距的高度处温度增加到15000 K以上。我们发现，电离光子通过低密度区域接近模拟的中平面，而通过扩散的低密度区域在大的高度。大多数光子的传播距离很短（<100秒差距），但也有一些光子的传播距离为千秒差距，并使DIG电离。
2014-03-13 astro-ph.GA
The Column Density Variance in Turbulent Interstellar Media: A Fractal Model Approach
利用分数布朗运动（fBm）结构研究了湍流星际介质中柱密度方差（σ_{\ln N}^2）对三维密度方差（σ_{ \ln ρ}^2）和密度功率谱的幂律斜率的依赖性。我们提供了定量的表达式来推断的三维密度方差，这是不能直接观察到的，从可观察的列密度方差和光谱斜率。我们还调查了列密度方差和音速马赫数（Ms）之间的关系，在流体动力学（HD）制度假设的频谱斜率和密度方差的函数的音速马赫数，从HD湍流模拟。它们由表达式σ_{ \ln N}^2 = Aσ_{ \ln ρ}^2 = Aln（1+b^2M^2）联系起来，这是伯克哈特和拉扎里安在磁流体力学（MHD）情况下提出的。当湍流强迫参数b从1/3（纯螺线管强迫）增加到1（纯压缩强迫）时，HD区的比例常数A从~ 0.2变化到~ 0.4。还讨论了在存在磁场的情况下，参数A降低。
2012-11-13 astro-ph.GA
From Clumps to Sheets: Geometry Controls the Temperature PDF of Multi-Phase Gas
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究通过比较不同几何结构下的模拟结果，揭示几何形态对多相气体温度概率分布函数的影响，发现形态决定PDF的宽广性及中间温度质量分数。
2026-08-06 astro-ph.GA
Identification of a Fundamental Transition in a Turbulently-Supported Interstellar Medium
恒星形成星系中的星际介质是一种多相气体，其中湍流支持至少与热压力一样重要。维持这种配置需要持续的辐射冷却，使得总体平均冷却速率与湍流能量进入介质的衰减速率相匹配。在这里，我们进行了一组分层的数值模拟，强烈搅拌，辐射冷却介质，揭示了一个基本的转变，在一个临界的一维湍流速度为35公里/秒。在湍流速度低于~35 km/s时，对应于低于300，000 K的温度，介质是稳定的，因为气体冷却的时间作为温度的函数大致恒定。另一方面，在湍流速度超过临界值时，气体被冲击到不稳定的状态，其中冷却时间随温度强烈增加，这意味着星际介质的很大一部分无法在湍流耗散时间尺度上冷却。这自然会导致失控的加热和喷射气体从任何分层介质的一维湍流速度超过~35 km/s，这一结果对所有红移的星系演化都有影响。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观测无处不在的星际密度丝和磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导下。星际湍流塑造了观测到的密度结构。垂直湍流混合是MHD湍流的基本动力学过程，它必然导致扩散介质和分子云中出现平行细丝。最小宽度由部分电离介质中的垂直中性离子去耦尺度确定。相应地，密集的垂直细丝出现在高超音速湍流中的MC作为激波压缩的结果。它们的宽度具体取决于湍流特性。我们证明，不同的取向的灯丝相对于磁场起源于不同的湍流特性的多相星际介质。
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
Feeding vs. Falling: The growth and collapse of molecular clouds in a turbulent interstellar medium
为了了解观测到的分子云特性的起源，关键是要了解云在其形成，生长和崩溃期间如何与环境相互作用。有人认为，吸积驱动的湍流可以保持云在一个高度湍流的状态，防止失控崩溃，并解释所观察到的非热速度色散。我们提出了一个千分之一秒尺度的，分层的，超新星驱动的，自引力，星际介质，包括扩散加热和辐射冷却的3D，AMR，MHD模拟。这些模拟模拟了在湍流星际介质中分子云种群的形成和演化。我们使用放大技术，专注于质量吸积的动力学及其历史的个别分子云。我们发现，到分子云的质量吸积收益的结合湍流和近自由落体吸积的引力约束信封。附近的超新星爆炸有双重作用，压缩包层，增加吸积质量，但也会破坏部分包层并侵蚀云表面的质量。看来，从超新星爆炸到云的动能流入率不足以解释云动能的净电荷率。在缺乏自洽恒星形成的情况下，在收缩过程中引力势转化为动能似乎是云内非热运动的主要驱动力。我们的结论是，虽然云强烈地与它们的环境相互作用，束缚云总是处于引力收缩的状态，接近失控，它们的性质是这种崩溃的自然结果。
2018-12-19 astro-ph.GA
Dynamo saturation in direct simulations of the multi-phase turbulent interstellar medium
通过偏振同步辐射在邻近盘星系中观测到的有序磁场可以用弥散星际介质（ISM）中的平均场发电机来解释。此外，垂直通量的初始条件可能会影响这个发电机通过发生的磁旋转不稳定性（MRI）。我们的目的是研究不同的初始场配置的平均场发电机的饱和状态的影响。这是由先前对不同超新星速率获得不同饱和行为的观察所激发的。我们进行直接数值模拟（DNS）的垂直分层，湍流星际介质的三维本地盒，采用水平剪切周期性边界条件。与我们以前的工作不同，我们还施加了垂直种子磁场。我们运行模拟，直到磁能的增长变得可以忽略不计。此外，我们进行模拟等效的1D发电机模型，与代数淬火机制的发电机系数。我们比较了DNS中磁场的饱和与平均场发电机的代数淬火。在直接模拟中发现的最终磁场强度与淬火的$αΩ$ ~发电机非常一致。对于代表银河系的超新星速率，通过银河风的场损失可能是饱和的原因。我们的结论是，在旋涡星系的湍流和规则的磁场的相对强度可能取决于星系的恒星形成率。我们建议，一个平均场的方法与代数淬火可以作为一个简单的亚网格尺度模型的星系演化模拟，包括一个规定的反馈磁场。
2015-10-14 astro-ph.GA
Effects of turbulent dust grain motion to interstellar chemistry
理论研究表明，尘埃颗粒通常在湍流的星际气体中快速移动，这可能通过改变颗粒吸积对星际化学产生重大影响。在这项工作的基础上的数值气体-颗粒化学模拟的影响进行了研究。在典型的暗云环境中，颗粒运动效应的主要特征可概括为：1）气相含量减少（中性和离子）丰度和表面丰度增加了2-3个数量级; 2）现有的化学跳跃向气相物种的早期演化年龄和向表面物种的晚期演化年龄移动了约10倍;（3）在少数例外情况下，某些物种对这种效应不敏感，而另一些物种则表现出相反的行为。这些效应通常从大约10^5年的典型DC模型年龄开始出现。在典型的冷中性介质（CNM）中，颗粒的运动可以帮助克服库仑排斥势垒，使阳离子能够有效地吸积到带正电的颗粒上。因此，晶粒运动大大提高了一些气相和表面物种的丰度的因素高达2-6个或更多的数量级的CNM模型。在典型的分子云（MC）中，颗粒运动效应介于DC和CNM模型之间，但强度较弱。在典型星际介质的化学模拟中，颗粒的运动是一个需要考虑的重要因素。
2015-12-08 astro-ph.GA
Studying Magnetic Fields in Star Formation and the Turbulent Interstellar Medium
了解恒星如何形成的物理学是现代天体物理学的一个高度优先的目标，部分原因是恒星的形成与大尺度上的星系动力学和小尺度上的行星形成有关。众所周知，恒星是由分子云的引力坍缩形成的，而分子云又是由湍流的星际介质形成的。恒星的形成是非常低效的，其中一个可能的罪魁祸首是由磁场提供的防止引力坍缩的调节。测量星际尘埃颗粒的偏振发射，这些尘埃颗粒与磁场部分对齐，为理解这些磁场在恒星形成过程中的作用提供了一个关键工具。在过去的十年中，最新一代的偏振计在波长范围（从光谱的远红外到毫米部分）和角分辨率范围（从小于角秒到几度）上取得了很大的进展。未来发展的仪器灵敏度地面，机载和星载偏振计在空间尺度范围内工作的关键，使革命性的步骤，在我们的理解从恒星形成的磁化湍流。
2019-03-20 astro-ph.GA
On the Structure of the Turbulent Interstellar Clouds
{It星际氢原子充满了星系，并构成了分子云的基石。{To为了了解分子云的形成和演化，有必要研究湍流、热对流和正压流的动力学。{We执行高分辨率的三维流体动力学模拟的2相，等温和多方流动。} {We比较各种模拟中的密度PDF和马赫数密度关系，并得出结论，两相流的行为与多方流的行为相当不同。我们还提取了团块，并研究了它们的统计性质，如质谱，质量-尺寸关系和内部速度色散。在每一种情况下，它被发现的行为是很好地代表了一个简单的幂律。虽然所推断的各种指数对于2相、等温和多变流动是非常相似的，但是我们仍然发现显著的差异，例如内部速度分散对于2相流动是较小的。{The结构统计与观测结果非常相似，特别是质量谱、质量-尺寸关系和速度弥散-尺寸关系都是幂律的，其指数与观测值吻合得很好。我们的研究结果表明，尽管各种统计是相似的2相和多变的流动，他们仍然提出了显着的差异，强调有必要考虑适当的热结构的星际原子氢计算其动力学以及分子云的形成。
2009-11-04 astro-ph.GA
Synthetic Observations of 21cm HI Line Profiles from Inhomogeneous Turbulent Interstellar HI Gas with Magnetic Field
我们利用Inoue和Inutsuka（2012）对非均匀湍流星际介质（ISM）的磁流体动力学数值模拟，在21 cm波长处对星际原子氢进行了合成观测。冷中性介质（CNM）表现出明显的团块状分布，其体积填充因子较小，为3.5%;而暖中性介质（WNM）表现出明显不同的光滑分布，其体积填充因子较大，为96.5%。在天空投影中，CNM呈现出亚pc宽度的高度连续分布，而WNM呈现出平滑的扩展分布。在HI光学深度中，CNM占主导地位，WNM的贡献小得可以忽略。CNM的投影面积覆盖率为30%，而WNM的覆盖率为70%。这导致对射电连续致密源的发射-吸收测量倾向于以70%的概率对WNM进行采样，从而产生比块状HI气体更小的HI光学深度和更小的HI柱密度。的发射-吸收测量，这是显着的小规模的大波动的CNM属性的影响，是不适合的散装HI气体的特征。更大的光束发射测量，能够充分采样的HI气体将提供一个更好的工具，用于此目的，如果一个可靠的代理氢柱密度，可能的灰尘光学厚度和伽马射线，是可用的。
2018-05-15 astro-ph.GA
Resolution criteria to avoid artificial clumping in Lagrangian hydrodynamic simulations with a multi-phase interstellar medium
本文研究了星际介质模拟中引力软化导致经典Jeans判据失效的问题，重新推导了软化引力下的判据，定义了数值失控坍缩条件，并提出通过调整引力和流体动力学分辨率来避免人工结块。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Models of turbulent dissipation regions in the diffuse interstellar medium
超声速湍流是星际介质中超热能的一个巨大储存库。它的消散，因为它在空间和时间上是间歇性的，可以深刻地改变气体的化学性质。我们进一步探索了一种混合方法来计算磁化耗散结构的化学和热演化，在冷中性介质中所观察到的湍流特性所提供的能量约束下。对于第一次，我们考虑到相对于气体的热和化学弛豫时间尺度的突发的相对持续时间模型的随机视线。关键参数是由于环境湍流引起的应变“a”的湍流速率。随着气体密度的增加，它控制着耗散结构的大小，从而控制着爆发的强度。对于一个大范围的应变率和密度，湍流耗散区（TDR）的模型再现CH+柱密度中观察到的扩散介质和它们的相关性与高激发H2。他们这样做，而不会产生过量的CH。作为一个自然的结果，他们再现的丰度比HCO+/OH和HCO+/H2O，和他们的动态范围约一个数量级的扩散气体中观察到。大的C2 H和CO丰度，也与HCO+有关，是TDR模型的另一个结果，与观测值比较好。CN、HCN和HNC的丰度和柱密度计算值比PDR模型预测值高出一个数量级，但仍明显小于观测值。
2009-01-23 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey. IV. Characterizing the magnetic field strength and turbulent dispersion using optical starlight polarization in the diffuse interstellar medium
本文利用 IPS-GI 光学星光偏振与 GASS 的 HI 分解，评估角色散函数在近邻弥漫 ISM 中的适用性，并测绘天空平面磁场、密度及湍流速度弥散。
2024-05-12 astro-ph.GA
A Toomre-like stability criterion for the clumpy and turbulent interstellar medium
我们探讨了块状和湍流气体盘的重力不稳定性，同时考虑到在巨分子云（GMC）和HI中观察到的拉尔森型标度律以及更一般的标度关系。这个自由度是特别感兴趣的，鉴于即将到来的高Z ISM调查，因此是潜在的重要了解在星系演化的各个时期的湍流的动力学效应。我们的分析表明，湍流对盘的引力不稳定性有很深的影响。它激发了丰富多样的稳定机制，其中一些没有经典的对应。在其他诊断中，我们提供了两个有用的工具，为观察者和模拟器：（1）湍流的稳定性地图，它说明了我们的稳定性方案，并将其与星际湍流的现象学：GMC/HI观测，模拟和模型;（2）Toomre一样的稳定性标准，$Q\geq\bar{Q}$，适用于一大类cluidian/湍流盘。我们对GMC和冷HI湍流做出了具体的预测，并指出了我们的分析对高Z星系调查的影响。
2010-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. I. The Fast Formation Limit
我们调查的恒星集群的形成和早期演化，假设它们形成从一个动荡的无星集群内的父自引力分子云，其特征在于一个特定的质量表面密度的给定质量的边界。作为第一步，我们假设瞬时恒星团簇形成和气体排出。我们从观测到的无星团块的性质得出我们的初始条件。我们遵循的早期演化的集群高达20万年，调查不同的恒星形成效率，原始二进制分数和偏心率和原始质量分离水平的影响。我们调查团与初始质量的$M_{\rm cl}=3000\:{\rm M}_\odot$嵌入周围的云环境中的质量表面密度，$Σ_{\rm cloud}=0.1$和$1\:{\rm g\:cm^{-2}}$。我们表明，这些模型的快速恒星团簇形成的结果，在基准的情况下，在集群迅速扩大，即使只考虑绑定成员。从较高的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群往往会更快地扩展，因此很快就会比从较低的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群更大。为了形成一个给定年龄、恒星质量和质量表面密度的年轻星团，这些模型需要假设一个密度高出许多倍的母分子团，这与观测到的系统相比是不现实的。我们还表明，在这些模型中，初始二元属性仅被相互作用稍微修改，这意味着二元属性，例如，在2000万年前，它们与出生时非常相似。通过这项研究，我们建立了未来工作的基础，我们将调查更现实的恒星形成模型相比，这个瞬时的，基线的情况。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiphase turbulent interstellar medium: some recent results from radio astronomy
氢原子的射频1.4GHz跃迁是弥散中性星际介质的重要示踪剂之一。射电天文学对这种转变的观测，无论是使用单碟望远镜还是阵列干涉仪，都揭示了星际介质的不同性质。这种观测对于研究星际气体中的多相性质和湍流特别有用。最近使用多个射电望远镜进行观测，以更详细地研究这两个密切相关的方面。利用各种观测技术，发现银河系星际介质的密度和速度涨落具有类似于Kolmogorov的幂律功率谱。所观察到的湍流速度色散与长度尺度的幂律标度可以用来导出介质的真实温度分布。一个正在进行的大型氢原子吸收谱线测量的观测结果也被用来研究不同温度下气体的分布。热稳态模型预测，中性气体在温度低于200 K和高于5000 K时分别以冷相和暖相存在。然而，这些观测清楚地表明，在中间不稳定相中存在大部分气体。这些结果对标准模型的有效性提出了严重质疑，并强调了替代理论模型的必要性。有趣的是，数值模拟表明，一些观测结果可以解释一致，包括湍流的多相介质模型的影响。本文简要介绍了射电天文观测和数据分析的一些基本思想，总结了最近的观测结果，并讨论了结果的可能影响。
2015-02-03 astro-ph.GA
Free-floating molecular clumps and gas mixing: hydrodynamic aftermaths of the intracluster$-$interstellar medium interaction
富含气体的星系与星系团的团内介质（ICM）的相互作用对星系团的演化有显著的影响，主要是由于与此过程相关的气体损失。在这项工作中，我们使用一个理想化的，高分辨率的模拟室女座状的集群，运行与RAMSES和动力学再现的变焦宇宙学模拟，调查的相互作用的星系与ICM坠落。我们发现，冲压压力剥离星系的尾巴产生的人口多达一百多块的分子气体潜伏在集群。这些团块的数量随着时间的推移而变化很大--它们最好是在一个大星系穿过星系团时产生的（M $_{200c} > 10^{12}$ M $_\odot$），它们的寿命（$\lesssim 300$ Myr）与星系团的年龄相比很小。我们计算了与发生在这些星系团内的恒星形成相关的团内光度，发现在所有星系尾中形成的恒星对团内光的贡献无关。令人惊讶的是，在我们的模拟中，我们还发现ICM气体显着改变了星系气体盘的组成：在穿过星系团一次后，通常仍在这些盘中的冷气体的20%来自ICM。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Neutral Hydrogen (HI) 21 cm as a probe: Investigating Spatial Variations in Interstellar Turbulent Properties
本研究利用GALFA-HI巡天数据计算银河系中性氢柱密度的空间功率谱，发现其斜率分布相对均匀，表明大尺度湍流驱动是塑造银河系HI结构的主导机制，且本星系泡内的超新星爆炸局部改变了HI的湍流状态。
2023-10-21 astro-ph.GA
Inferring Interstellar Medium Density, Temperature, and Metallicity from Turbulent H II Regions
University of Chicago（芝加哥大学）；Sub-department of Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理亚系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究通过模拟湍流H II区域，发现湍流影响发射线比值，导致金属度推断偏差，强调需更全面的模型以解释观测光谱。
2026-02-03 astro-ph.GA
Extracting interstellar diffuse absorption bands from cool star spectra: Application to bulge clump giants in Baade's window
星际漫射带通常是从热星光谱中提取的，因为它们具有光滑连续谱的特征。它对可用目标的数量进行了严格的限制，并减少了对IS问题的潜在研究和对云映射的选择的使用。我们发展了一种新的自动拟合方法，适用于具有恒星大气参数的冷星光谱中的星际吸收。我们将此方法应用于红团簇星核球的高分辨率VLT FLAMES/GIRAFFE光谱中三个DIB的提取。结合所有恒星合成光谱、HITRAN-LBLRTM大气透射光谱和漫射带经验吸收剖面，确定了219颗目标星的6196、6204和6284 A DIB强度，并讨论了不确定性的来源。为了测试的DIB提取的灵敏度，我们相互比较的三个结果，并比较的DIB等效宽度与来自一个独立的消光图的基础上OGLE光度数据的变红。恒星、大气和星际混合模型可以很好地再现大多数恒星的光谱。对于宽而强的6284 A DIB，EW的测量不确定度较小，约为10- 15%。正如预期的那样，两个狭窄和较弱的DIB上的Underwear较大，并且发现从一个目标到另一个目标的变化很大。它们强烈地依赖于恒星的径向速度。三个频带之间的DIB-DIB相关性表明提取了有意义的信号。对于6284和6204 A DIB，等效宽度（EW）的恒星间变化也反映了OGLE消光图的特征。
2012-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Extremely broad Lyman-alpha line emission from the molecular intra-group medium in Stephan's Quintet: evidence for a turbulent cascade in a highly clumpy multi-phase medium?
利用哈勃空间望远镜宇宙起源摄谱仪（COS）紫外谱线和积分场单元（IFU）观测了斯蒂芬五重星系（SQ）中的群内介质。SQ拥有一个30 kpc长的激波脊，由星系以1000 km/s的相对速度碰撞触发，其中大量的分子气体与热的X射线发射等离子体共存。COS光谱在五个位置采样的SQ组内介质的不同环境揭示了非常广泛的（2000公里/秒）的Ly $α$线发射与复杂的线形。Ly $α$谱线轮廓与H $β$、[CII] $\lambda157.7μ$ m和CO~（1-0）发射谱线轮廓相似或宽得多。与H $β$相比，Ly $α$发射的极端宽度意味着观察到的结构内的共振散射。散射表明，群内介质中的中性气体是cluxide，具有显着的表面覆盖因子。我们观察到的位置和速度分量之间的LY $α$ /H $β$通量比的显着变化。从位置和速度上平均的平均线比，我们估计Ly $α$光子的有效逃逸分数为10- 30%。值得注意的是，在超过四个数量级的温度下，X射线辐射的功率，Ly $α$，H $_2$，[CII]在几个因素之内是相当的，假设在整个冲击组内介质中Ly $α$与H $_2$通量的比率与在这五个位置观察到的一致。激波和混合层都有助于与湍流能量级联相关的能量耗散。我们的结果可能是相关的冷却气体在高红移，金属含量低于在这个本地系统，和高振幅的湍流是更常见的。
2021-10-20 astro-ph.GA
On the magnetic quenching of mean-field effects in supersonic interstellar turbulence
用湍流发电机解释了在弥散星际介质中观测到的大尺度磁场的出现。基本的输运系数先前已从数值模拟中提取。到目前为止，这仅限于运动学制度，但我们的目标是扩展我们的分析领域的动态重要领域。这标志着一个重要的一步，导出的平均场模型依赖于解释观测到的均分强度场。在以前的工作中，我们诊断湍流输运系数的测试场方法。我们推导出的发电机α效应，抗磁泵浦，和湍流扩散，这是与理论预期的猝灭函数。在晚些时候，我们观察到垂直风的抑制。由于这可能会影响小尺度磁螺旋度的去除，新的问题出现规避在高磁雷诺数下的磁螺旋度守恒所施加的约束。虽然目前的结果不能安全地排除这种可能性，但这个问题只在后期阶段变得重要，当发电机被风本身熄灭时就不存在了。
2012-10-10 astro-ph.GA
Formation of Turbulent and Magnetized Molecular Clouds via Accretion Flows of HI Clouds
利用三维MHD模拟，考虑了辐射冷却/加热、化学反应和热传导的影响，研究了ISM中分子云的形成。我们认为分子云的形成是由HI云吸积的建议，在最近的观测。模拟结果表明，初始HI介质在吸积流诱导的激波后被压缩堆积。由于初始介质是高度不均匀的热不稳定性的结果，形成的分子云变得非常动荡，由于发展的Richtmyer-Meshkov不稳定性。激波后区域的结构由稠密的冷气体（T<100 K）和弥散的暖气体（T> 1，000 K）组成，由于湍流，它们在空间上混合良好。由于湍流的能量来源是吸积流，因此湍流是高度各向异性的，偏向于吸积流的方向。湍流的动能在1千万年的演化过程中占主导地位，热能、磁能和引力能占主导地位。然而，通过使用CO分数加权密度测量的动能与其他能量相当。这表明，在分子云作为一个洞的湍流的真正动能可以远远大于动能估计的分子发射线宽的湍流动能。分子云中的团块显示出统计上均匀的演化，如下所示：团块的典型等离子体β大致恒定为<beta>~ 0.4。粒径-速度色散关系显示dv ~ 1.5 km s^{-1}（l/1 pc）^{0.5}，与密度无关。团块向磁超临界、重力不稳定的核心演化。团块似乎演化成满足分裂成二进制的条件的核心。这些统计性质可能提供恒星形成的初始条件。
2012-08-31 astro-ph.GA
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。
2025-08-20 astro-ph.GA
Dissipation of AGN jets in a clumpy interstellar medium
本研究提出包含致密云团影响的AGN喷流模型，首次获得喷流在茧内耗散的解析条件并经模拟验证，为星系形成模拟提供了次网格模型。
2023-12-31 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Parameters of the Supernova-Driven Interstellar Turbulence
银河发电机模型将星际湍流的某些参数作为输入，最重要的是相关时间$τ$、均方根湍流速度$u$和相关尺度$l$。然而，这些量很难直接观测到，或者在$τ$的情况下，不可能直接观测到，理论家们大多依赖于数量级的估计。在这里，我们提出了一个分析模型来推导这些数量的一个小的更容易获得的参数。在我们的模型中，湍流被假定为同时驱动孤立的超新星（SNe）和超级气泡（SB），但集群的SNe形成SB可以关闭，如果需要的话，这减少了约一半的模型参数的数量。在一般情况下，我们发现，孤立的SNe和SBs可以注入相当数量的湍流能量到星际介质，但SBs这样做的效率较低。这导致SN能量到$\sim1$ - $3\%$的湍流能量的相当低的总转化率。$l$，$u$和$τ$的模型参数值代表的太阳附近得到的结果是一致的，从直接数值模拟确定的。我们的分析模型可以与现有的发电机模型相结合，更直接地预测附近星系的磁场属性或宇宙学模型中的星系统计种群。
2020-08-15 astro-ph.GA
Effects of Forcing on Shocks and Energy Dissipation in Interstellar and Intracluster Turbulences
观测表明，星际介质（ISM）中的湍流是超音速的（$M_{\rm turb}\gg1$）和强磁化的（$β\sim0.01-1$），而在团内介质（ICM）中，它是亚音速的（$M_{\rm turb}\lesssim1$）和弱磁化的（$β\sim100$）。这里，$M_{\rm turb}$是湍流马赫数，$β$是等离子体β。我们研究的属性，在这些不同的环境中诱导的冲击，包括分布的冲击马赫数，$M_s$，和耗散的湍流能量在冲击，通过数值模拟使用高阶精确的代码的基础上WENO计划。特别是，我们调查不同模式的强迫驱动湍流的影响：螺线管，压缩，和两者的混合物。在ISM湍流中，虽然密度分布看起来与不同的强迫不同，速度功率谱，$P_v$，在小尺度上表现出弱的依赖性。因此，冲击的统计数据对强迫的依赖性很弱。在具有$M_{\rm turb}\approx10$和$β\sim0.1$的ISM模式中，在激波处耗散的湍流能量的分数估计为$\sim15~\%$，对强迫模态不敏感。相反，在ICM湍流中，PDMATHAMT以及密度分布显示出强烈的强迫依赖性。压缩强迫下的激波频率和平均马赫数大于螺线管强迫下的激波频率和平均马赫数，能量耗散也大于螺线管强迫下的激波频率和平均马赫数。在带有$M_{\rm turb}\approx0.5$和$β\sim10^6$的ICM模型中，随后的冲击消散分数在$\sim10-35~\%…
2021-12-08 astro-ph.GA
Wide binary stars formed in the turbulent interstellar medium
该研究提出宽距双星源于湍流星际介质中的恒星形成，并推导任意相对速度分布下的偏心率分布，解释了太阳系邻近宽距双星的超热偏心率观测。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center IV: J, H, and Ks Bands from VVV Red Clump Stars
我们已经从$|l|\lesssim2^\circ.0$和$0^\circ.5\lesssim|b|\lesssim1^\circ.0$区域的恒星的VVV（Vía Láctea中的VISTA变星）孔径测光中确定了近红外波段（$J$、$H$、$K_{\mathrm S}$）中朝向银河系中心的消光的波长依赖性;该区域由12个VVV瓦片组成。我们已经发现了显着的系统差异$\sim0.1$等之间的恒星星等重叠的VVV瓦的相同的恒星。然而，通过仔细地使用红团簇星在色星等图中的位置作为消光和变红的示踪物，我们能够确定总消光与选择性消光之比的平均值为$A(K_{\mathrm S})/E(H-K_{\mathrm S})=1.44\pm0.04$，$A(K_{\mathrm S})/E(J-K_{\mathrm S})=0.423\pm0.024$，$A(H)/E(J-H)=1.25\pm0.04$;从这些比值中，估计出一个陡峭的幂律$A(λ)\proptoλ^{-α}$，其指数$α$在$J,H,K_{\mathrm S}$波长范围内为$\sim2.0-2.3$。所获得的波长依赖性是一致的，与MKO测光系统所获得的SIRIUS相机连接到IRSF望远镜在以前的研究。这种向较长波长的灭绝急剧下降也符合最近基于深度成像调查的结果。确定的消光定律似乎是可变的VVV瓷砖瓷砖，它是不清楚有多少这是由于真实的视…
2019-08-11 astro-ph.GA
