The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows I: Hydrodynamic Interactions with Radiative Cooling
为了更好地理解在流出星系中发现的多相物质的性质，我们研究了嵌入在热和快速物质流中的冷云的演化。使用一套自适应网格细化模拟，包括辐射冷却，我们调查云的质量损失和云加速下观察到的星系外流的全方位条件。模拟的目的是跟踪云的质心，使我们能够研究云的演变在很长的中断时间。对于超音速流动，在云周围形成马赫锥，这抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性，但也建立了将云拉伸开的流向压力梯度。如果时间表示的云粉碎时间的单位，云的寿命和云的加速率是独立的云半径，我们发现这些量作为外部介质的马赫数的函数的简单缩放。分辨率的研究表明，我们的模拟有足够的分辨率，准确地描述了冷云的演变，在没有热传导和磁场，物理过程，其作用将在即将发表的论文进行研究。
2015-03-23 astro-ph.GA
Hydrodynamic Shielding and the Survival of Cold Streams
热介质中的冷云很快被压碎、撕碎，然后由于它们与背景气体的相互作用而被加速。冷云在恶劣环境中以相当大的速度持续移动是许多天体物理系统的一个常见但令人困惑的特征，从探测星系晕的类星体吸收线到经过Sgr $A^*$附近的尘埃云。在这里，我们运行一组理想化的数值实验，使一系列相互分离的冷云线经受热背景风。我们发现，这种云流能够通过加速热背景物质来保护自己免受流体动力学破坏，从而创造出一个共同运动的气体保护层。我们写下一个简单的扩散方程，再现的模拟行为，我们讨论的宇宙学气体吸积和G2的影响。
2018-10-30 astro-ph.GA
Hydrodynamic simulations of mechanical stellar feedback in a molecular cloud formed by thermal instability
我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行3D流体动力学模拟与恒星的自重力反馈的球形cluerous分子云形成的热不稳定性的行动。我们模拟的相互作用的机械能输入从15 Msun，40 Msun，60 Msun和120 Msun的恒星到一个100 pc直径16,500 Msun的云与随机分布的高密度凝聚的大致球形形态。星风的引入使用适当的非旋转日内瓦恒星演化模型。在15 Msun恒星的情况下，风的影响很小，在被云坍塌淹没之前，它会在几个相邻的团块周围传播。相比之下，在40 Msun、60 Msun和120 Msun恒星的情况下，更强大的恒星风会产生大的空腔，并在云中切割出通道，在风阶段爆发到周围的稀薄介质中，大大改变了云的结构。分别在4.97百万年、3.97百万年和3.01百万年后，大质量恒星爆炸为超新星（SNe）。风雕刻的环境大大影响了这些SN事件的演变，因为它们都沿着风雕刻的通道逃离云，并清扫剩余的云/风物质团块。作为相干结构的“云”在这些恒星中的任何一颗的SN中都无法存活，但只有在120 Msun的情况下，冷分子物质才完全不稳定，并返回到不稳定的热相。在40 Msun和60 Msun的情况下，SN从云中喷射出冷物质的相干团块，可能能够进一步形成恒星。
2017-06-06 astro-ph.GA
Observational Diagnostics for Two-Fluid Turbulence in Molecular Clouds As Suggested by Simulations
我们提出了分辨率高达512^3的双流体（离子中性）MHD湍流的高分辨率模拟。模拟是超音速和轻度亚阿尔夫文的，与分子云中存在的条件一致。这种湍流被认为会影响分子云中的恒星形成过程，因为典型的核心形成的长度尺度与离子中这种湍流的耗散尺度相当。模拟的动机是最近的研究发现，在分子云中的等光度线的线宽尺寸关系的中性和离子物种的显着差异的事实。本文的目标是解释这些观察使用模拟和分析理论，提出了一套新的基于密度的诊断，借鉴类似的诊断，已通过研究单流体湍流，并表明，我们的双流体模拟在调和恒星形成的替代模型中发挥着至关重要的作用。速度依赖诊断显示与密度依赖诊断的互补性。我们发现，线宽尺寸的关系显示出显着的差异时，离子和中性的视线是正交的平均场。这是因为离子中的MHD波不同于中性粒子中的流体动力学波。我们还发现当视线平行于平均场时，离子和中性粒子的密度概率分布函数（PDF）表现出显著的差异。这是因为离子中的速度波动倾向于沿着场线产生柱密度波动。当磁场与视线成一个角度时，两个可观察到的差异应该是可见的。这些诊断应该很容易被观察者测试。该分析假设光学细线和云内方向均匀的平均磁场。
2013-07-18 astro-ph.GA
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
Hydrodynamic simulations of an isolated star-forming gas cloud in the Virgo cluster
我们提出了一套三维的，高分辨率的流体动力学模拟，遵循一个巨大的（10^7 M_sun）的压力限制，恒星形成的中性气体云通过一个热的星团内介质（ICM）的演变。分析的主要目的是从理论上了解恒星系统的寿命和演化，例如最近在室女星系团中发现的恒星形成云SECCO~1，但它可能对研究在冲压压力剥离星系尾部观察到的恒星形成气体团具有普遍意义。基于先前的简单模拟，我们探索了云的不同相对速度和ICM的较大温度的影响，以及云的自重力的影响。此外，我们进行了模拟，包括恒星形成和恒星反馈，允许第一次直接比较观察到的系统中的恒星的属性。模拟云中冷气的生存能力是在1 Gyr量级的时间尺度上获得的，最终冷气分数通常为$>0.75$。在所有情况下，模拟系统最终，经过1 Gyr的演变，对称云的压力平衡与外部热气体。我们还证实，在最大尺度上的云的演变重力发挥了微不足道的作用。在我们的模拟中，恒星的形成是立即开始的，它在最早的时候达到峰值，并随着时间单调下降。不均匀的超新星爆炸是气体云形状不对称的原因，促进了不稳定性的发展和冷气体部分的减少。
2020-10-19 astro-ph.GA
APEX telescope observations of new molecular ions
氢化物是星际化学的关键成分，因为它们是化学网络的初始产物，导致形成更复杂的分子。光的基本转动跃迁在亚毫米波长范围。使用APEX望远镜，我们观察到了长期以来一直在寻找的Sagittarius B2（M）强连续源吸收中的SH+和OH+。这两个，从银河系中心的气体吸收，以及从弥漫的云干预螺旋臂在一个大的速度范围内观察。在视线上检测到的连续速度范围的吸收表明这些云是漫射云的丰富组成部分。此外，我们使用了最强的亚毫米尘埃连续源在银河系内部作为背景蜡烛的系统普查，我们的银河系和初步调查结果的弥漫云和大质量的恒星形成区域的这些尘埃。
2011-02-14 astro-ph.GA
Spatially resolved images of reactive ions in the Orion Bar
我们报告高角分辨率（4.9”x 3.0”）的图像的活性离子SH+，HOC+，SO+对猎户座酒吧光解区（PDR）。我们使用ALMA-ACA映射几个旋转线在0.8毫米，补充与IRAM 30米望远镜获得的多线观测。SH+和HOC+发射被限制在振动激发的H2^* 发射之后的2英寸至10英寸宽的窄层（约800至4000 AU，取决于假设的PDR几何形状）。这两种离子都有效地形成在非常接近H/H2过渡区的地方，在A_V < 1等的深度进入中性云，在那里大量的C+，S+和H2^* 共存。SO+的峰值稍微深入云层。所观察到的离子具有较低的转动温度（T_rot~10-30 K << T_k）和较窄的谱线宽度（~2-3 km/s），比较轻的活性离子CH ~+的谱线宽度窄约2倍。这与CH+比重离子更高的反应性和更快的辐射泵浦速率相一致，重离子通过弹性碰撞被相对更快地驱动向更小的速度色散，并且通过非弹性碰撞被相对更快地驱动向更低的T_rot。我们根据非LTE激发模型（n（H2）~10^5-10^6 cm^-3，n（e^-）~10 cm^-3，T_k~200 K）估算了柱密度和平均物理条件。不管激发的细节，SH+和HOC+清楚地跟踪紫外线照射的分子云表面的最暴露的层，而SO+产生从稍微屏蔽层。
2017-04-27 astro-ph.GA
The cosmic ray ionization rate in the Galactic disk, as determined from observations of molecular ions
我们已经获得了宇宙射线电离率（CRIR）在银河系盘的估计，使用一个详细的模型的物理和化学的弥漫星际气体云来解释先前发表的测量丰度的四个分子离子：ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和H $_3^+$。对于银河系中心距离在$R_g \sim 4 - 9$ kpc范围内的弥散$atomic$云，对ArH $^+$、OH $^+$和H $_2$ O $^+$的观测意味着平均初级CRIR为每个氢原子$(2.2 \pm 0.3) \exp [(R_0-R_g)/4.7\,\rm{kpc}] \times 10^{-16} \rm \, s^{-1}$，其中$R_0=8.5$ kpc。在扩散$molecular$云观测到的恒星在太阳附近，H $_3^+$和H $_2$的测量意味着一个主要的CRIR $(2.3 \pm 0.6) \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1}$每个H原子，对应的总电离率每个H $_2$分子的$(5.3 \pm 1.1) \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1},$与以前的估计很好地符合。这些估计也是在良好的协议与重新推导，这里提出的CRIR暗示最近的观测碳和氢的无线电复合线沿视线Cas A。这里，我们对初级CRIR的最佳拟合估计是每个H原子的$2.9 \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1}…
2017-04-12 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds II. Validation of Theory with Hydrodynamic Simulations
在一篇配套论文中，我们发展了一个理论，恒星风驱动的气泡在密集的，湍流的云的演变。该理论提出，在分形泡壳界面处的湍流混合导致高效冷却，其中绝大多数输入风能被辐射走。这种能量损失使得大部分气泡演化是动量驱动的而不是能量驱动的，膨胀速度和压力的数量级低于经典Weaver 77解决方案。在本文中，我们验证了我们的理论与三维，流体动力学模拟。我们表明，极端冷却不仅是可能的，但在超过三个数量级的密度湍流云恒星形成是通用的。我们量化的几个自由参数在我们的理论，并表明，动量超过风输入率只有一个因素~ 1.2-4。我们验证了气泡/云界面是一个分形维数~ 2.5-2.7。在界面附近的热气体中测得的湍流振幅（v_t ~ 200-400 km/s）与湍流扩散的理论要求相一致，以有效地混合和辐射大部分风能。冷却后剩余的能量分数仅为1-Θ~ 0.1-0.01，随时间减少，解释了低热气含量和恒星风动力学效应弱的观测结果。
2021-04-15 astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of a compact source scenario for the Galactic Center cloud G2
在银河系中心发现的致密气体云G2的起源（Gillessen et al. 2012）仍然是一个有争议的谜。G2可能是一个弥漫的云或从一个看不见的恒星嵌入it. We目前流体动力学模拟嵌入在G2的恒星物体的不同球对称风的演变的结果。我们发现，与环境介质的相互作用，并在银河系中心的超大质量黑洞的极端引力场必须考虑到这样的源方案。热而稠密的大气层的热压力限制了风，而其冲压压力则通过沿轨道剥离来塑造风，具体情况取决于风参数。潮汐力挤压近心点附近的风，使其变成细长的细丝。我们还发现，在这种情况下，Brγ的大部分亮度来自风的密质部分，它具有高度的非线性结构和低的填充因子。观测结果与质量外流率Mdot，w=8.8 x 10^{-8} Msun/yr和风速vw = 50 km/s最匹配。这些值与年轻的金牛座T星风相一致，正如Scoville & Burkert 2013所建议的那样。
2013-09-19 astro-ph.GA
On the evolution of gas clouds exposed to AGN radiation. I. Three-dimensional radiation hydrodynamic simulations
我们对活动星系核（AGN）照射的均匀尘埃气体云进行了三维辐射流体动力学模拟，以研究云的演化对电离参数$\mathcal{U}$和Str{ö}mgren数$\mathcal{N}_{S}$的依赖性。我们发现，演变可以分为两种情况下，根据$\mathcal{U}$。在低$\mathcal{U}$病例（$\mathcal{U}\approx 10^{-2}$）中，演变主要由光蒸发驱动。从被照射面发射速度为$100\operatorname{-}150\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的近似球对称的蒸发流。云被D型激波压缩，由于光蒸发而失去质量，最后被$t\lesssim 1.5t_{\mathrm{sc}}$转变为致密的暗条。在高$\mathcal{U}$病例（$\mathcal{U}\approx 5\times 10^{-2}$）中，辐射压力抑制了从被照射面的中心部分的光蒸发，降低了光蒸发速率。由于尘埃上的辐射压力，来自被照射面外围的蒸发流转变成高速（$\lesssim 500\;\mathrm{km\;s^{-1}}$）气体风。云被辐射压力驱动的激波扫过，并被$t\approx t_{\mathrm{sweep}}$变成致密的气体盘。对于$\mathcal{U}$的两种情况，在这些致密区域中预期都有恒星形成。讨论了活动星系核辐射对日冕的影响。一个简单的估计表明，这些团块被…
2014-06-25 astro-ph.GA
Modelling of ionising feedback with Smoothed Particle Hydrodynamics and Monte Carlo Radiative Transfer on a Voronoi grid
众所周知，年轻大质量恒星的电离反馈会影响诞生环境的动力学，因此在调节分子云中的恒星形成过程中起着重要作用。出于这个原因，现代流体动力学代码采用了各种各样的技术来解释这些辐射效应。阻碍这些努力的一个关键问题是，流体动力学通常使用光滑粒子流体动力学（SPH）解决，而辐射转移通常在网格上解决。在这里，我们提出了一个辐射流体动力学（RHD）计划相结合的SPH程序Phantom和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的代码CMacIonize，使用粒子分布构建一个Voronoi网格上进行MCRT。我们证明，该计划成功地再现了良好的研究问题的D-型H II区的扩展在均匀密度介质。此外，我们使用这个模拟设置来研究RHD码的鲁棒性与不同的选择的网格结构，密度映射方法，质量和时间分辨率。为了在更现实的条件下测试该方案，我们将其应用于模拟的恒星形成云，以估计单个源可以产生的电离物质的量。我们发现，需要几个$10^3~\rm{M_{\odot}}$的恒星星族显着电离云。根据我们的研究结果，我们制定了一套建议，以指导未来更复杂的模拟恒星形成云的数值设置。
2021-09-28 astro-ph.GA
The multiphase circumgalactic medium traced by low metal ions in EAGLE zoom simulations
我们探讨环星系的金属含量跟踪常见的低离子吸收剂，包括C II，硅II，硅III，硅IV，镁II。我们使用一组宇宙学流体动力学变焦模拟运行的EAGLE模型，包括一个非平衡电离和冷却模块，以下136个离子。z~0.2 L* 的模拟（M_200=10^11.7-10^12.3 Msol）的晕，包含恒星形成星系和群大小的星系（M_200=10^12.7-10^13.3 Msol）主要承载被动星系的晕再现了COS-Halos巡天观测到的关键趋势--低离子柱密度显示：1）对星系特定恒星形成率的依赖性很小，2）片状覆盖率表明10^4 K云的体积填充因子很小，3）随着碰撞参量从20-160 kpc增加，覆盖率下降。模拟的Si II，Si III，Si IV，C II和C III柱密度与观测结果吻合良好，而Mg II预测不足。低离子追踪到一个重要的金属库，约10^8 Msol，主要位于恒星形成和被动中心星系的10-100 kpc处。这些云倾向于向内流动，大部分将在接下来的几个Gyr内吸积到中央星系，而一小部分则被夹带在强烈的外流中。两相结构描述了内部CGM（<0.5 R_200），其中低离子金属云被热环境介质包围。COS-Halos观测到的OVI是由外CGM（> 0.5R_200）追踪L* 星系周围维里温度气体产生的。从标准的光电离建模所观察到的柱密度（如对齐的硅II/硅III吸收）的物理参数进行验…
2017-09-22 astro-ph.GA
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Lyman Radiation Hydrodynamics of Turbulent H II Regions in Molecular Clouds: A Physical Origin of LyC Leakage and the Associated Ly$α$ Spectra
我们研究莱曼连续体（LyC）泄漏通过H II区域调节的湍流和辐射反馈在一个巨大的分子云的背景下，完全耦合的辐射流体力学（RHD）。用RAMSES-RT进行的一系列RHD湍流模拟研究了LyC逃逸与H I覆盖分数、运动学、光谱硬度和出现的Lyman- $α$（Ly $α$）线轮廓的物理关系。的LyC光子逃逸，通过双折射产生的低柱密度通道，这是有效地疏散辐射反馈通过光热诱导的冲击横跨D型电离前沿。Ly $α$光子沿着LyC逃逸的路径通过光电离通道漏斗，导致不同的Ly $α$光谱形态，包括窄的双峰轮廓。Ly $α$峰分离由通道的残余H I柱密度控制，并且线不对称性与H II区域的孔隙度和多相结构相关。这种机制通过湍流H Ⅱ区可以自然地再现某些LyC泄漏星系的观测到的Ly $α$光谱特征。这个RHD的双折射起源提供了一个有吸引力的假设，可以解释在本地宇宙中发现的非常年轻的（$\sim3$ Myr）恒星形成星系的高LyC泄漏，而不需要极端的星系流出或超新星反馈。我们讨论了其他星云的发射线和可能的观测测试与麦哲伦星系和本地蓝色紧凑矮星系的再电离时代系统的类似物的湍流H II区域的影响。
2019-05-07 astro-ph.GA
Radiation hydrodynamics simulations of massive star cluster formation in giant molecular clouds
通过三维辐射流体动力学模拟，研究了表面密度从$Σ_{\rm cl} = 80$到$3200~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$的年轻大质量星团（YMC，$M_{*}>10^4~M_{\odot}$）的形成过程。我们发现，光电离反馈抑制恒星形成显着的云与低表面密度。对于具有$M_{\rm cl}=10^{6}~M_{\odot}$和$Z= Z_{\odot}$的云，一旦初始表面密度超过$\sim 100~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$，大部分气体转化为恒星，因为光电离反馈在深引力势中效率低下。在这种情况下，星团是巨大的，引力束缚为YMC。过渡区表面密度随金属丰度的降低而增加，对于$Z=10^{-2}~Z_{\odot}$，过渡区表面密度为$\sim 350~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$。我们发现，超过10%的恒星形成效率（SFE）需要保持一个星团的引力约束，即使在云的破坏。此外，我们开发了一个半解析模型再现在我们的模拟中获得的SFE。我们发现，SFE符合幂律函数的依赖性$\propto Σ_{\rm cl}^{1/2}$低表面密度和迅速增加的过渡表面密度。表面密度和金属丰度的条件与最近在附近星系中观测到的形成YMC的巨大分子云相匹配。
2021-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters induced by external ultraviolet radiation II: Three-dimensional radiation hydrodynamics simulations
我们探讨了在紫外背景辐射下形成球状星团的可能性。长谷川等人的一维球对称辐射流体动力学（RHD）模拟表明，暴露在强烈紫外线辐射下的低质量（10^6-10^7太阳质量）气体云的坍缩，如果气体云以超音速的速度收缩，可能会导致像球状星团（GC）这样的致密星团的形成。然而，三维效应，如背景辐射的各向异性和气体云中的不均匀性，迄今为止还没有研究。在本文中，我们在半宇宙学的背景下进行三维RHD模拟，并重新考虑在强紫外辐射场中致密星团的形成。因此，我们发现，虽然各向异性的辐射场带来了一个细长的阴影中性气体，几乎球形的紧凑星团可以从“超音速下降”云产生，因为光离解辐射抑制形成的氢分子在阴影区域和该地区被压缩的紫外线加热的环境气体。由此产生的星团的性质与GC的性质相匹配。另一方面，在弱紫外辐射场中，由于电离光子的自屏蔽效应和正反馈作用，形成了以暗物质为主的低密度星团。因此，我们得出结论，在强紫外背景下的“超音速降落”是一个潜在的机制，形成GC。
2016-09-08 astro-ph.GA
On the chemistry of hydrides of N atoms and O$^+$ ions
许多作者以前的工作表明，Herschel/HIFI沿着G10.6-0.4（W31 C）的低密度视线探测到的氮同位素不能用气相化学模型来解释。在本文中，我们调查的尘埃颗粒在扩散区的表面反应的作用，我们发现，形成的尘埃颗粒的表面反应的效率相媲美的H $_2$形成调和模型与观察的氮的氮。然而，类似的表面反应并没有显着贡献的O $^+$离子的Herschel/HIFI检测沿银河系中的许多视线。O $^+$的衰变可以用常规的气相化学来解释，无论是在具有正常宇宙射线通量的非常低密度的扩散云中，还是在具有高宇宙射线通量的稍微密集的扩散云中。在稠密的暗云中，氢化物化学似乎是由气相离子分子反应主导的。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tales of Tension: Magnetized Infalling Clouds and Cold Streams in the CGM
本研究通过三维磁流体动力学模拟，发现磁场显著影响星系晕中下落云和冷流的动力学，横向磁场产生磁曳力减缓下落并促进质量增长，而流在真实势场中具有稳健性。
2025-02-24 astro-ph.GA
Probing the Turbulence Dissipation Range and Magnetic Field Strengths in Molecular Clouds. II. Directly Probing the Ion-neutral Decoupling Scale
已经观察到离子的线宽系统地比分子云中共存的中性粒子的线宽窄（Houde et al. 2000），并且被解释为中性湍流与部分电离介质中的磁场解耦的特征（Li & Houde 2008;论文I，下文）。作为论文I的续篇，在这里，我们提出了进一步的观测证据，支持这些早期的建议与速度坐标谱分析（Lazarian & Pogosyan 2006）。我们恢复了NGC 6334中无星分子丝中HCN和HCO+（4-3）的湍流能谱，其中磁场在动力学上起着重要作用（Li et al. 2015）。我们的分析表明，中性光谱符合柯尔莫哥洛夫型（k^-5/3，其中k是波数），而离子的光谱在大尺度上是相同的，但在小于0.404 pc的尺度上更陡（k^-2）。我们仔细排除了光谱差异可能源于离子和中性光学深度以及超精细结构的差异。
2019-01-18 astro-ph.GA
Outflows Driven by Quasars in High-Redshift Galaxies with Radiation Hydrodynamics
高红移宇宙中活动星系核（AGN）的类星体模式通常在富含气体的星系中与大规模活动星系核驱动的风一起观测到。了解活动星系核中心源发出的光子如何与周围的星际介质耦合，从而引发大规模外流是至关重要的。通过对理想星系盘的辐射流体动力学模拟，我们研究了光子与多相星系气体的耦合，以及它如何随气体云的大小而变化，以及模拟中包含的辐射波段，包括紫外线（UV），光学和红外线（IR）。我们展示了一个光度为$10^{46}$ erg/s的类星体如何驱动速度为$10^2-10^3$ km/s的大尺度风，并在数百万年的时间内以$10^3$ M $_\odot$ /yr的质量流出率。红外辐射是必要的，以有效地转移动量的气体通过多散射的尘埃在密集的云层。然而，尽管红外多重散射在早期非常重要，但随着中心气体云的膨胀和破裂，红外多重散射迅速下降，从而使辐射通过低气体密度通道逸出。对于一个红外光子来说，典型的多次散射事件的数量大约只有云中心平均光学深度的四分之一。我们的模型解释了观测到的$\sim$ 500-1000 M $_\odot$ /yr的外流率和$\sim 10^3$ km/s的高速度，有利于通过极快的核外流能量驱动的风，在这里解释为IR辐射驱动的风。
2016-06-20 astro-ph.GA
Molecular ions in the protostellar shock L1157-B1
我们进行了一个完整的人口普查的分子离子丰度大于1e-10的原恒星激波L1157-B1通过一个公正的高灵敏度的调查与IRAM-30米和Herschel/HIFI。利用LVG辐射转移程序导出了气体物理条件和分子离子丰度。后者进行了比较与估计的稳态丰度在云和它们的演变计算的冲击与化学模型Astrochem。我们检测到HCO+，H13CO+，N2H+，HCS+的排放，并首次在冲击，HOCO+，SO+。大部分发射峰的蓝移速度约为0.5 - 3 km/s，宽度约为4 - 8 km/s，与外流空腔有关（T_kin~20 - 70 K，n（H2）~1e~5 cm~（-3））。观测到的HCO+和N2H+丰度与云中的稳态丰度以及它们在宇宙射线电离率Z = 3e-16 s-1的冲击波中压缩和加热气体中的演化一致。相反，观测到的HOCO+、SO+和HCS+丰度比云中预测的大1 - 2个数量级;另一方面，如果CO2、S或H2S和OCS从激波中的尘埃颗粒上溅射下来，它们在短于激波年龄（~2000年）的时间尺度上会强烈增强。分析表明，HCO+和N2H+是流出腔中震前气体的化石记录，而HOCO+、SO+和HCS+是有效的震前示踪剂，可用于推断震前尘幔释放的CO2和含硫物质的量。HCS+（和CS）丰度的观测表明，OCS应该是一个主要的硫载体上的粮食地幔。然而，所需的外大陆架丰度，以适应观察是1 - 2个数量级大于观…
2014-02-10 astro-ph.GA
Triggered star formation by shocks
恒星的形成可以通过冲击波的压缩来触发。在这项研究中，我们研究了流体动力冲击波与Bonnor-Ebert球的相互作用，使用三维流体动力学模拟与自引力。我们的模拟表明，云的演化主要取决于两个参数：激波速度和初始云半径。更强的冲击波可以更有效地压缩云，当中心区域变得重力不稳定时，冲击波会触发云的收缩。然而，如果它过于强大，它会更猛烈地撕碎云，云就会被摧毁。从简单的理论考虑出发，推导出了触发引力坍缩的条件，与模拟结果一致。引入汇粒子，我们跟踪了恒星形成后的进一步演化。由于更强的冲击倾向于更有效地粉碎云物质，冲击越强，形成的恒星的最终（渐近）质量越小（即，粒子（粒子）变成。此外，激波加速了星云，促进了激波加速的星际介质气体的混合。结果，下沉粒子和激波云中心之间的分离和它们的相对速度随时间增加。我们还研究了云湍流对激波-云相互作用的影响。我们观察到，云湍流阻止快速云收缩，因此，湍流云被破坏得比热支持云更快。因此，形成的恒星质量变得越来越小。我们的模拟可以提供一个一般性的指导致密的核心和博克球的冲击冲击的演化过程。
2021-08-12 astro-ph.GA
The Emergence of Multiple Populations in Radiation Hydrodynamics Simulations of Cluster Formation
我们提出了一种新的方法来了解恒星之间的氦丰度变化的球状星团。我们开始详细的辐射流体动力学模拟的团簇形成在巨大的分子云，并调查的条件下，可以创建多个种群。随着团簇的组装，化学富集动态发生。我们测试了两种极端的机制，在集群内注入富集气体，并发现，现实的多个人口可以形成在这两种机制。随机的团簇形成历史是由小团簇形成的时间和位置的固有随机性决定的，小团簇快速合并以建立更大的团簇，并结合来自云的气体的持续增积。这些团簇形成的历史自然地产生了丰富的模式在整个大规模的集群人口的多样性。我们的结论是，多人口是一个自然的结果，典型的恒星团簇形成的模式。
2019-07-25 astro-ph.GA
The Turbulence Spectrum of Molecular Clouds in the Galactic Ring Survey: A Density-Dependent PCA Calibration
湍流在分子云的形成和演化中起着重要作用。问题是湍流速度与观测区域的密度卷积。为了纠正这种卷积，我们调查模型云的湍流谱之间的关系，并从主成分分析（PCA）获得的合成观测的统计数据。我们应用PCA从模拟的密度和速度场，从流体动力学模拟超音速湍流，并从分数布朗运动场与不同的速度，密度谱，密度色散产生的谱图。我们研究了PCA结构函数α_PCA的斜率对湍流度、湍流速度（β_v）和密度（β_n）谱指数以及密度色散的依赖性。我们发现PCA对beta_n和对数密度离散σ_s不敏感，只要σ_s为< 2. For sigma_s>2，由于密度场对速度场的间歇采样，alpha_PCA随σ_s增加。PCA校准还取决于双折射率。我们推导了一个基于fBms的σ s<2的PCA定标，并将其应用于银河系环巡天分子云的367张CO光谱图。PCA结构函数的平均斜率<alpha_PCA>=0.62 \pm 0.2，与流体动力学模拟一致，并导致<beta_v>非间歇性低密度弥散流的湍流速度指数=2.06 \pm 0.6。考虑到湍流度和密度色散，GRS云的PCA斜率与水动力模拟结果的一致性表明，β v约为1.9，与Burgers和可压缩间歇湍流一致。
2011-07-22 astro-ph.GA
The survival of gas clouds in the Circumgalactic Medium of Milky Way-like galaxies
观测证据表明，低红移星系被多相气体的扩展晕所包围，即所谓的“环星系介质”（CGM）。为了研究CGM中相对较冷气体（T < 10^5 K）的生存，我们对穿过热（T = 2x 10^6 K）和低密度（n = 10^-4 cm^-3）日冕介质的冷（T = 10^4 K）中性气体云进行了一组流体动力学模拟，这种介质是大银河系距离（~ 50-150 kpc）的类银河系的典型。我们探讨了不同的相对速度和云半径的初始值的影响。我们的模拟是在一个二维网格上进行的，网格尺寸为2 pc，包括辐射冷却，光电离加热和热传导。我们发现，对于大的云（半径大于250 pc），冷气体存活了很长时间（大于2.5亿年）：尽管它们在轨道上部分被破坏并分裂成较小的云团，但冷气体的总质量以非常低的速率减少。我们发现，热传导起着重要的作用：它的作用是阻碍形成的流体动力学不稳定性的云日冕界面，保持云紧凑，因此更难以破坏。从我们的模拟中提取的柱密度分布与低温离子（例如SiII和SiIII）和高温离子（OVI）观察到的分布是相容的，一旦我们考虑到OVI覆盖的区域比冷气体更广泛，因此，它更有可能沿着通用视线被检测到。
2017-05-19 astro-ph.GA
Galaxy formation hydrodynamics: From cosmic flows to star-forming clouds
在过去的几年里，在理解宇宙尺度上的流体动力学过程方面取得了重大进展，特别是星系如何获得重子。越来越多的人认识到，大部分重子都是平滑地吸积到星系上的，内部演化过程在星系的形成中起着重要作用-合并不一定是主导过程。然而，各种组装机制的预测仍然与附近宇宙中星系的观测特性存在很大分歧。小尺度过程对哈勃时间内星系的全球演化有重大影响，通常的亚网格模型以一种非常不确定的方式解释它们。了解星系何时、何地以及以何种速度形成它们的恒星，对于理解星系群的形成至关重要。我讨论了最近的改进和目前的局限性，在“解决”恒星形成的建模，旨在明确捕捉恒星形成的不稳定性，在宇宙学和星系大小的模拟。这样的模型需要在ISM中发展三维湍流，这需要在红移为零时的秒差距尺度分辨率。
2010-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Astrochemical Impact of Cosmic Rays in Protoclusters I: Molecular Cloud Chemistry
我们提出了天体化学光解离区模型，其中宇宙射线衰减已完全耦合到气体的化学演化。我们模拟的天体化学影响的宇宙射线，包括那些加速的原恒星吸积冲击，分子云托管原星团。我们的模型与嵌入的原恒星再现观察到的电离率。我们研究了不同表面宇宙线谱和不同恒星形成效率的模型中宇宙线衰减对离子的影响。我们发现丰度，特别是离子，对宇宙射线的处理很敏感。我们表明，离子的柱密度下预测的“经典”治疗的宇宙射线的数量级。我们还测试了两种常见的化学近似用于推断电离率。我们的结论是，H $_3^+$丰度的基础上的近似预测电离率下，除了在宇宙射线占主导地位的化学区域。我们的模型表明，致密气体中的化学物质将受到电离率增加的显著影响，导致NH $_3$等分子减少，并导致富含H $_2$的气体变得[C II]明亮。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical evolution during the process of proto-star formation by considering a two dimensional hydrodynamic model
分子云的化学成分对云的物理性质非常敏感。为了获得恒星形成区周围的化学成分，我们对原恒星的坍缩阶段进行了二维流体动力学模拟。采用总变差递减格式（TVD）求解流体动力学方程组。这种流体动力学代码能够模拟原恒星形成过程中物理性质的演变。我们耦合我们的相当大的气体颗粒化学网络，研究化学演化过程中的坍缩阶段的原恒星。为了对生物分子在星际介质中的丰度有一个现实的估计，我们将最近计算的几种星际生物分子形成的速率系数纳入我们的气相网络。通过在整个模拟过程中保持谷物在恒定温度下以及通过使用从流体动力学模型获得的温度变化来详细研究化学演化。通过考虑一个大的气体颗粒网络与复杂的流体动力学模型更现实的丰度预测。我们发现，化学成分是高度敏感的动力学行为的坍缩云，特别是对密度和温度分布。
2013-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Massive and Wide First-star Binaries in Radiation Hydrodynamics Simulations
本文通过辐射流体动力学模拟三个宇宙学初始云核，发现Pop III恒星形成质量大于30 M☉、间距大于2000 au的大质量宽双星或多星系统，并揭示其性质与初始云核相关。
2024-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Rayleigh-Taylor instability in an ionized medium
本文研究了由离子和中性粒子组成的系统中磁化瑞利-泰勒不稳定性的线性理论。这两个分量都受到均匀垂直引力场的影响。我们认为离子和中性粒子是两个独立的流体系统，它们可以通过碰撞交换动量。然而，离子与磁场线有直接的相互作用，而中性粒子不直接受场的影响。我们的两个流体模型的方程线性化，并通过施加一组适当的边界条件，一般的色散关系推导出我们的两个叠加的流体分离的水平边界。我们发现了两个不稳定的波数范围内的模式。似乎其中一个不稳定模对应于离子，另一个不稳定模对应于中性粒子。这两种模式都随着粒子碰撞率和电离分数的增加而减少。我们发现，如果考虑两流体的性质，RT不稳定性不会被抑制，也表明，增长时间的扰动增加。作为一个例子，我们将我们的分析应用于本地云，这似乎是因为RT不稳定性而出现的。假设云是部分电离的，我们发现，这些云的增长率增加相比，完全电离的情况下。
2013-05-11 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Modelling massive-star feedback with Monte Carlo radiation hydrodynamics: photoionization and radiation pressure in a turbulent cloud
我们模拟了一个自引力，湍流云1000 Msol的光电离和辐射压力反馈从34 Msol的恒星。我们使用一个详细的蒙特卡罗辐射转移计划旁边的流体力学计算光电离和热平衡与尘埃颗粒和多个原子物种。使用这些气体温度，尘埃温度和电离分数，我们产生自洽的合成观测线和连续发射。我们发现，所有的材料是分散的（15.5 pc）$^3$网格内160万年或0.74自由落体时间。质量出口的峰值通量为$2 \times 10^{-3}$ Msol/yr，显示出有效的气体扩散。没有辐射压力的模型在电离突破方面有轻微的延迟，但总体上其影响可以忽略不计。85%的体积和40%的质量被电离-致密的细丝抵抗电离，并被扫成球形核心，其支柱径向指向电离恒星。我们使用20 cm处的自由-自由发射来估计电离光子的产生率。这几乎总是被低估了：在早期阶段被低估了几倍，然后随着质量离开体积而被低估了几个数量级。我们还测试了在450和850微米的尘埃连续表面亮度的比率，以探测尘埃温度。这低估了实际温度的一个以上的系数2在低柱密度或高视线温度分散的地区; HII区腔体特别容易出现这种差异。然而，探头在诸如灯丝的密集位置是准确的。
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation and Destruction of Molecular Clouds and Galactic Star Formation
我们描述了一个星系级恒星形成的全貌。最近对具有冷却/加热和热传导的双流体动力学的高分辨率磁流体动力学模拟表明，分子云的形成需要多次超音速压缩。这一发现使我们能够创造一个场景，在这个场景中，分子云形成在星系尺度上相互作用的壳或气泡中。首先，我们估计分子云在大于一百万年的时间尺度上的总体平均增长率。接下来，我们进行辐射流体动力学模拟，以评估由恒星FUV辐射的磁化分子云的破坏率。我们还研究了云内恒星的形成效率，如果我们采用幂律指数-2.5来描述云内恒星的质量分布，那么云内的恒星形成效率将是一个很低的值（几个百分点）。最后，我们描述了分子云质量函数在一个长时间尺度（> 100万年）上的时间演化，并讨论了在不同环境下的幂律斜率的稳态指数。
2015-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
ISM properties in hydrodynamic galaxy simulations: Turbulence cascades, cloud formation, role of gravity and feedback
我们研究了分辨率高达0.8 pc和5 × 10^3 Msun的流体动力学（AMR）星系模拟中ISM子结构和湍流的性质。我们分析了密度分布的功率谱，以及速度场的各个分量。我们发现，磁盘的厚度约为平均金斯尺度长度，主要是由引力不稳定性。从这个尺度的能量注入，湍流级联向小尺度观察到，几乎各向同性的小尺度运动。在大于圆盘厚度的尺度上，可以观察到密度波，但也有一个完整的子结构，具有混沌和强非各向同性的气体速度色散。在一个LMC大小的模型中的涡度的功率谱表明，湍流的逆级联可能存在，虽然在耦合的气体+恒星流体在很宽的尺度范围内的能量输入也可以解释这种准2D制度的尺度大于磁盘尺度高度。在具有高气体分数的大质量高红移圆盘中也发现了类似的气体湍流机制。磁盘的属性和ISM湍流似乎主要是由重力过程，无论是在大尺度上和密集的云。恒星形成的反馈是必不可少的，但保持ISM在一个稳定的状态，通过平衡系统的气体消散成密集和小团块。我们的星系模拟采用了基于正压状态方程（EoS）的热模型，旨在模拟各种加热和冷却过程之间的气体平衡。在这种方法中，密度较大的气体通常较冷，这表明它可以正确地再现恒星形成，湍流，不稳定和多云的ISM的密度结构，直到几个秒差距的尺度。
2010-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Radiation hydrodynamics simulations of the formation of direct-collapse supermassive stellar systems
质量约为10^4 Msun的超大质量恒星（SMSs）的形成是早期宇宙中形成超大质量黑洞的一个有希望的途径。所谓的直接坍缩（DC）模型假设这样的SMS形成于附近恒星形成星系照射的热气云中。我们研究了DC SMS的形成在一个完全宇宙学的背景下，使用三维辐射流体动力学模拟。我们使用Chon等人（2016）的宇宙学模拟的输出来初始化我们的模拟，其中识别出两个DC气体云。从胚胎原恒星的形成到它们的生长到SMSs，经历了十多万年的长期演化。我们表明，附近星系的潮汐力的强度决定了形成的恒星的多样性，并影响原恒星的生长。在一种情况下，一个坍缩的云被强大的潮汐力显著拉伸，多个星盘系统通过细丝碎裂形成。每个拱星盘都发生了小规模的碎裂，最终形成了10多颗质量为10^3 M太阳的数倍的恒星。有趣的是，它们中大约有一半是大质量双星。在另一种情况下，气体云在相对较弱的潮汐场下坍缩成近似球形，并形成单个星盘系统。经过10万年的演化，只有少数质量约为10^4 Msun的小质量黑洞被发现，预计小质量黑洞将通过气体吸积进一步增长，并在生命结束时留下大质量黑洞。
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dimming events of evolved stars due to clouds of molecular gas. Scenarios based on 3D radiation-hydrodynamics simulations with CO5BOLD
针对参宿四调光事件揭示的大质量恒星演化认知缺口，通过CO5BOLD三维辐射流体模拟提出三种分子气体云遮挡情景，解释暗斑形成与调光机制，为超巨星调光事件提供理论依据。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling multi-phase gases in cosmological simulations using compressible multi-fluid hydrodynamics
星系内部和周围的扩散介质可以以多相状态存在：小而冷的气体云对嵌入压力平衡中的总质量有显着贡献，而更热，更扩散的体积填充成分。在宇宙学模拟中对这种多相态进行建模是一个重大的挑战，因为需要在空间上分辨云以及相之间的相互作用。在本文中，我们提出了一种新的方法来模拟这种气体状态的宇宙流体动力学模拟。我们使用移动网格有限体积法求解可压缩双流体流体动力学方程，并定义质量，动量和能量交换项之间的阶段作为运营商分裂源项。使用分层流模型，我们的实现是能够保持在压力平衡的体积分数不连续性，以机器精度，允许解决和未解决的多相流体的治疗。求解器在光滑流体动力学问题上保持二阶精度。我们使用现有的星际介质的两相模型的源和汇项，以证明这种类型的方法在模拟星系形成的价值，比较它的有效状态方程的实现，并讨论其优势，在未来的大规模模拟星系形成。
2022-12-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
