Vertical Structure of Magnetized Accretion Disks around Young Stars
我们模型的磁化吸积盘的垂直结构受到粘性和电阻加热，和辐射的中心恒星。我们应用我们的形式主义的磁化吸积盘的径向结构，由极向磁场牵引过程中的恒星形成的舒和同事开发。我们认为磁盘周围的低质量原恒星，金牛座T，和FU猎户座恒星。我们考虑两个级别的磁盘磁化，$λ_{sys} = 4$（强磁化磁盘），和$λ_{sys} = 12$（弱磁化磁盘）。强磁化圆盘的自转速率与开普勒自转有很大的偏差。在这些模型中，电阻加热占主导地位的FU Ori磁盘的热结构。金牛座T的盘非常薄和冷，因为它被磁压强烈压缩;与观测相比，它可能太薄了。相反，在弱磁化的磁盘，旋转速度接近开普勒，和电阻加热总是小于粘性加热的7%。在这些模型中，金牛座T盘具有更大的长宽比，与从观测中推断的一致。所有的磁盘具有空间上扩展的热气氛中的辐射通量被吸收，虽然大部分的质量（$\sim 90-95$ \%）是在磁盘中平面。随着ALMA的出现，人们期望直接测量磁盘尺度的磁场及其形态。这样就有可能确定年轻恒星周围磁化吸积盘的质量-通量比，这是其结构和演化的一个基本参数。我们的模型有助于理解这些磁盘的垂直结构和排放。
2015-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectrum of magnetized turbulence in the interstellar medium
本研究通过超高分辨率模拟磁化可压缩星际湍流，发现动能存在2和3/2两种共存能谱，并识别出9/5磁能级联，为观测检验ISM湍流维持机制提供依据。
2025-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR nlin.CD
Global galactic dynamo driven by cosmic-rays and exploding magnetized stars
我们报告的第一个全球银河系规模的CR-MHD模拟宇宙射线驱动的发电机的第一个结果。研究了与宇宙射线气体动力学耦合的磁化星际介质的动力学。我们假设，爆炸的恒星沉积小规模，随机取向，偶极磁场到差分旋转ISM，连同一部分的宇宙射线，在超新星冲击加速。我们进行数值模拟的援助下，一个新的并行MHD程序PIERNIK。我们发现，爆炸的磁化恒星对银河系盘的初始磁化为宇宙线驱动发电机形成了有利的条件。我们证明，偶极磁场提供小SN残留规模，可以被放大指数，由CR驱动的发电机，到目前的均分值，并同时转化为大的银河系规模。在演化星系中产生的磁场结构在正面视图中呈螺旋形，在侧面视图中显示出所谓的X形结构。
2009-11-05 astro-ph.GA
Structure distribution and turbulence in self-consistently supernova-driven ISM of multiphase magnetized galactic discs
星系演化和恒星形成是两个紧密相连的多尺度问题。为了理解触发星系演化的星际循环，有必要同时描述由反馈过程广泛引起的大尺度演化和通过引力坍缩控制恒星形成过程的气体动力学的细节。我们进行了一组三维高分辨率数值模拟的湍流，自引力和磁化星际介质内的$1\ \mathrm{kpc}$分层盒超新星反馈与恒星形成区域。特别是，我们专注于所扮演的角色的磁场和反馈的银河系的垂直结构，恒星形成率（SFR）和流动动力学。为此，我们改变它们各自的强度。我们提取的湍流运动所产生的稠密云的属性和计算功率谱的各种量。利用与致密气体充分相关的超新星分布，我们发现超新星爆炸可以再现观测到的SFR，特别是如果磁场是在几个$μG$的量级上。垂直结构，这是从动力学和能量平衡的结果是很好地再现了一个简单的分析模型，这使我们能够估计气体和超新星之间的耦合。我们发现耦合相当低，大约为1.5 $\%$。强磁场可有助于将该耦合增加约2-3倍。为了描述流的特征，我们计算了3D中各种量的功率谱，但也计算了2D中的功率谱，以解释星系盘的分层。
2017-03-30 astro-ph.GA
On the statistics of the polarized submillimetre emission maps from thermal dust in the turbulent, magnetized, diffuse ISM
星际介质现在被广泛认为显示出归因于磁化湍流的特征。随着普朗克数据的公开发布以及目前的球载和地基实验，越来越多的数据追踪了亚毫米级银河尘埃的偏振热辐射，为限制这种磁化湍流的性质提供了选择诊断。我们的目标是约束这些属性的统计方式，特别是集中在星际磁场的湍流分量的功率谱指数在一个弥漫的分子云，北极星耀斑。我们提出了一个分析框架，这是基于模拟偏振热尘埃排放地图，使用模型尘埃密度（气体密度成比例）和磁场立方体，沿视线集成，并将这些统计数据与实际数据进行比较。模型场来自fBm过程，其允许精确控制其一点和两点统计。我们通过MCMC分析探索这些模型的九维参数空间，从而获得最佳拟合参数和相关的不确定性。我们发现，在北极星耀斑分子云的磁场湍流分量的功率谱标度与波数的幂律谱指数$2.8\pm 0.2$。它补充了一个统一的领域，其规范的POS约两倍的湍流分量的波动的规范。密度场是一个对数正态分布的场，其平均气体密度为$40\,\mathrm{cm}^{-3}$，功率谱为谱指数$1.7^{+0.4}_{-0.3}$。普朗克数据和模拟地图之间的协议，这些最佳拟合参数量化的$χ^2$值，仅略大于1。
2018-02-23 astro-ph.GA
The Evolution of Gas Clouds Falling in the Magnetized Galactic Halo: High Velocity Clouds (HVCs) Originated in the Galactic Fountain
在银河喷泉的假设中，超新星和/或恒星风将物质推进星系晕。当物质冷却时，它凝结成云。利用FLASH三维磁流体动力学模拟，我们模拟和研究了这些气体云形成并开始向银道面下落后的动力学演化。在我们的模拟中，我们假设气体云在银河系中平面上方z=5 kpc的高度形成，然后开始从静止状态下降。我们调查云的演化，动力学，和相互作用的星际介质（ISM）的云的初始质量的影响。我们发现，云与足够大的初始密度（> 0.1氢原子每立方厘米）充分加速，并保持足够大的柱密度被观察到，并确定为高速云（HVC），即使ISM是弱磁化（1.3微高斯）。我们还研究了各种可能的磁场配置的影响。正如预期的那样，当磁场很强并且垂直于云的运动时，ISM的阻力最大。在磁场与银河平面成对角线的情况下，云的轨迹由磁场线引导。模型云模拟表明，云和ISM之间的相互作用可以理解通过类比的激波管问题，其中涉及冲击和稀疏波。我们还讨论了加速的环境气体，从云烧蚀的材料的流光，和云的演变从一个球形的磁盘或雪茄形状的对象。
2009-06-02 astro-ph.GA
Molecular cloud formation by compression of magnetized turbulent gas subjected to radiative cooling
在星际介质中，磁化气体的复杂湍流运动是普遍存在的。然而，这种动荡的根源仍然知之甚少。先前的研究表明，超新星冲击波、重力或云碰撞造成的压缩可能会在一定程度上驱动湍流。在这项工作中，我们提出了三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟收缩湍流，磁化云从温暖的中性介质（WNM）的ISM冷致密分子云的形成，包括辐射加热和冷却。我们研究了不同的收缩率，发现观察到的分子云的性质，如温度，密度，马赫数，和磁场强度，以及它们各自的标度关系，最好的再现时，收缩率等于湍流周转率。相反，如果收缩率明显大于（小于）周转率，则压缩驱动太多（太少）湍流，产生不切实际的云特性。我们发现，密度概率分布函数的演变从双对数正态表示的两个阶段的ISM，一个歪斜的，单对数正态的密集，冷相。对于纯流体动力学模拟，我们发现收缩云湍流的有效驱动参数是自然到轻度压缩（\mbox{$b\sim0.4$--$0.5$}），而对于MHD湍流，我们发现\mbox{$b\sim0.3$--$0.4$}，即，螺管形到自然混合。总的来说，模拟云的物理性质，合同的速度等于湍流周转率，表明大规模的收缩可以解释的起源和演变的湍流在ISM。
2020-02-13 astro-ph.GA
Starlight-polarization-based tomography of the magnetized interstellar medium: PASIPHAE's line-of-sight inversion method
我们提出了第一个贝叶斯方法层析分解的平面的天空方向的磁场与使用恒星偏振和距离。这种独立的层析反演方法提出了一个重要的一步，在重建磁化星际介质（ISM）在3D尘埃区域。我们开发了一个模型，在该模型中，从磁化和尘埃ISM的偏振信号描述的薄层在不同的距离。我们的建模使得有可能推断的平均偏振（振幅和方向）引起的个别尘埃云和占的相干性引起的散射在一个通用的方式。我们提出了一个似然函数，明确占偏振和视差的不确定性。我们开发了一个框架，通过最大化的对数似然使用嵌套抽样方法重建磁化ISM。我们测试我们的贝叶斯反演方法的模拟数据考虑到现实的不确定性从盖亚和预期的光学偏振调查PASIPHAE根据目前计划的观测策略。我们表明，我们的方法是有效的恢复云的属性，只要云的背景恒星引起的偏振高于$\sim 0.1\%$的调查曝光时间和水平的系统不确定性。我们的方法不仅可以恢复平均偏振特性，而且还可以表征固有散射，从而创建新的方法来表征ISM湍流和磁场强度。最后，我们将我们的方法应用到现有的星光偏振数据集与已知的视线分解，证明与以前的结果和云属性的不确定性的改进量化协议。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multiphase and magnetized neutral hydrogen seen by LOFAR
低频偏振观测法拉第层析成像是一种基于法拉第深度研究磁离子星际介质结构的独特工具。200兆赫以下的LOFAR数据揭示了极化的大量特征，其起源仍然未知。先前的研究强调了这些特征与磁化中性ISM的示踪剂（如星际尘埃和原子氢（HI））的显着关联。然而，负责磁离子和中性介质之间的相关性的物理条件还有待澄清。在这封信中，我们进一步研究LOFAR数据和来自Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）的21厘米HI观测之间的相关性。我们专注于HI气体的多相特性。我们提出了第一个统计研究的形态之间的相关性LOFAR层析数据和冷（CNM），温热（LNM），和暖（WNM）HI阶段，分别。我们使用正则化优化超光谱分析（ROHSA）的方法来分解HI相位的基础上的高斯分解的HI光谱。在至少两个视场中--视场3C 196和A --四个视场中--视场B和C --我们发现使用定向折射率直方图（HOG）的LOFAR和EBHIS数据之间存在显著相关性。场B和C中相关性的缺乏是由偏振中的低信噪比引起的。场3C 196和A中观察到的HOG相关性与所有HI相关联，并且令人惊讶地在CNM和LNM相中占主导地位。我们讨论了可能的机制，将解释CNM，LNM，和WNM之间的相关性，在法拉第深度高达10拉德米$^{-2}$的偏振发射。我们的研究结果表明，LOFAR数据所看到的离子介质的复杂结构是如何密切相关的相变中的扩散和磁…
2020-11-18 astro-ph.GA
Regulating star formation in a magnetized disk galaxy
通过高分辨率 MHD 模拟研究磁化盘状星系中磁场与恒星形成的协同演化，发现弱初始磁场可增长产生现实模型，而典型初始强度则不行。
2024-06-04 astro-ph.GA
NEI Modelling of the ISM - Turbulent Dissipation & Hausdorff Dimension
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。
2009-10-12 astro-ph.GA
Vertical Equilibrium, Energetics, and Star Formation Rates in Magnetized Galactic Disks Regulated by Momentum Feedback from Supernovae
最近的流体动力学（HD）模拟表明，星系盘演化达到定义明确的统计平衡态。恒星形成率（SFR）自我调节，直到恒星形成反馈的能量注入平衡星际介质（ISM）中的耗散和冷却，并提供垂直压力支持以平衡重力。在本文中，我们扩展了我们以前的模型，允许一系列的初始磁场强度和配置，利用三维，磁流体动力学（MHD）模拟。我们表明，准稳态平衡态的建立迅速的MHD HD模型，除非初始磁场是非常强或非常弱，这需要更多的时间达到饱和。值得注意的是，初始磁能变化两个数量级的模型接近相同的渐近状态。在基准模型的完全饱和状态下，积分能量比例E_kin：E_th：E_mag，t：E_mag，o为0.35：0.39：0.15：0.11，而中平面支撑的比例P_turb：P_th：E_mag，t：E_mag，o为0.49：0.18：0.18：0.15。总有效压力的垂向分布满足与各高度总气体重量的垂向动力平衡。我们测量了每个压力分量的“反馈产额”η_c=P_c/η_th_SFR（适当的单位），发现η_turb~4和η_th~1与以前的HD模拟相同，而η_mag，t~1。这些收益率可以用来预测的平衡SFR的一个局部地区的星系的基础上，它观察到的气体和恒星的表面密度和速度色散。当ISM重量（或动态平衡压力）固定时，湍流磁场导致的$η$增加会使预测的HMF_SFR相对于HD情况降低约25%。
2015-10-30 astro-ph.GA
Rapid, strongly magnetized accretion in the zero-net-vertical-flux shearing box
本文发现零净垂直磁通剪切盒存在两种湍流态，重点研究由强方位角磁场触发的低β态，该态具有强磁化中平面和高效角动量传输，可解释观测与理论矛盾及天体状态转变。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Modeling the magnetized Local Bubble from dust data
太阳被嵌入所谓的局部气泡（LB）中-这是一个由超新星爆炸产生的热等离子体空腔，周围是冷的尘埃气体壳。了解与LB相关的银河系磁场的局部畸变对于在银河系高纬度建立星际极化数据模型至关重要。在这篇论文中，我们涉及的LB尺度上的银河磁场的结构的三维（3D）地图的本地星际介质（ISM）。首先，我们提取的LB壳的几何形状，它的内表面，特别是从3D尘埃消光图的本地ISM。我们扩大了壳内表面的球谐函数，到一个可变的最大多极度，这使我们能够控制复杂的建模表面的水平。接下来，我们将壳中有序磁场的分析模型应用于建模的壳表面。该磁场模型成功地拟合了银河系极冠上空\textit{Planck} 353~GHz尘埃偏振辐射图。对于每个极冠，来自尘埃极化的平均磁场的方向（连同之前的字段指向经度$90^\circ \pm 90^\circ$）被发现是一致的法拉第光谱附近的扩散同步辐射。我们的工作提出了一种新的方法来模拟银河系磁场的局部结构。我们希望我们的方法和我们的研究结果是有用的，在建模本地ISM跟踪其不同的组件和建模的尘埃偏振发射，这是一个期待已久的输入宇宙微波背景的偏振前景的研究。
2020-03-31 astro-ph.GA
Pressure balance in the multiphase ISM of cosmologically simulated disk galaxies
压力平衡在星际介质（ISM）模型中起着核心作用，但在现实的多相ISM中是否以及如何实现压力平衡还没有很好的理解。我们解决这个问题，使用一组消防-2宇宙放大银河系质量盘星系，其中一个多相ISM是自洽的形状重力，冷却和恒星反馈的模拟。我们分析了重力如何决定垂直压力分布以及ISM总压力如何在不同的相和组分（热，分散/湍流和整体流）之间分配。我们表明，平均而言，并与以前更理想化的模拟一致，总ISM压力平衡的重量上覆气体。垂直压力平衡的偏差随着银河系中心半径的增加和平均尺度的减小而增加。不同的阶段是在粗略的总压平衡与彼此，但有很大的偏差，从热的压力平衡，由于在冷，暖阶段，这主导了总压附近的中平面的动力学支持。大流量（例如，流入和喷泉）在几个圆盘尺度高度处是重要的，而来自热气体的热压力在较大高度处占主导地位。总的来说，总的中面压力是很好的预测的磁盘气体的重量，我们表明，它也与恒星形成率表面密度（Sigma_SFR）的线性比例。这些结果支持了Kennicutt-Schmidt关系的出现是因为Sigma_SFR和气体表面密度（Sigma_g）通过ISM中平面压力连接。
2020-11-17 astro-ph.GA
Global simulations of galactic dynamo driven by cosmic-rays and exploding magnetized stars
我们对宇宙线驱动发电机进行了全球星系尺度的磁流体动力学（MHD）模拟。我们假设，爆炸的恒星存款小规模，随机取向，偶极磁场到差分旋转ISM，连同一部分宇宙射线，加速超新星冲击。我们的模拟是在一个新的并行MHD程序PIERNIK的帮助下进行的。我们表明，偶极磁场提供小SN-残余规模，可以被放大指数由CR-驱动发电机到目前的均分值，并同时转化为大银河系-规模的逆级联促进电阻过程。
2008-12-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
MHD simulations of a supernova-driven ISM and the warm ionized medium using a positivity preserving ideal MHD scheme
我们提出了新的三维磁流体动力学（MHD）模拟超新星驱动的，分层的星际介质。这些模拟是使用Waagan（2009）的正性保留方案在Flash代码中实现的理想MHD运行的。即使在这个问题中发现的接近100的马赫数，该格式也是稳定的。我们以前已经表明，这些模拟的流体动力学版本产生的密度分布创建低密度路径，通过该路径莱曼连续光子可以旅行到高度|z| > 1 kpc。这自然会产生温暖的电离介质通过光电离主要是由于O星附近的飞机。然而，我们早期的模型重现了峰值，但没有观察到的排放量分布的宽度。在这里，我们检查是否包含磁场和更大的垂直范围的模拟域产生的气体分布，更好地匹配的意见。我们进一步研究了模型中磁能随时间的变化，表明它似乎在几百万年后达到稳定状态，可能是由超新星爆炸驱动的湍流发电机支持的。
2011-10-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Cosmic-ray driven outflow from the galactic center and the origin of magnetized radio filaments
对银河系中心内部几百秒的无线电、X射线和红外观测凸显了ISM的两个特征。来自分子离子（如H $^+_3$）的宇宙射线电离率至少比银河系圆盘高出两到三个数量级。另一种是远离银河平面的双极X射线和无线电发射。这些特征与高宇宙射线压力驱使大规模风远离银河平面的情景一致。这样的风与恒星风气泡的相互作用可以解释在银河系中心发现的高能非热射电细丝。这种情况的一些影响是去除气体驱动的外流风，作为一种反馈，以减少恒星的形成率在中央分子区（CMZ），和扭曲的方位角磁场线在CMZ的垂直方向远离平面。风和垂直磁场的综合效应可以解释为什么大多数磁化细丝垂直于银河平面。这幅图像表明，我们的银河系核心最近经历了星暴或黑洞活动，正如最近的无线电和X射线观测所表明的那样。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Associating LOFAR Galactic Faraday structures with the warm neutral medium
本文结合LOFAR法拉第层析、FUSE紫外光谱和Planck尘埃偏振数据，估计本地温暖中性介质的旋转量，揭示LOFAR法拉第结构对应位于温暖电离介质前方的磁化WNM薄板，为研究多相星际介质动力学提供新框架。
2024-04-29 astro-ph.GA
Comparisons of the Interstellar Magnetic Field Directions obtained from the IBEX Ribbon and Interstellar Polarizations
太阳附近星际磁场（ISMF）空间结构的变化可以通过比较从星际边界探测器（IBEX）观测到的太阳层高能中性原子（ENA）“带”的ISMF方向，与从~40 pc内恒星的光学偏振数据得出的ISMF方向来约束。利用对日球鼻90度范围内30颗邻近恒星的星际偏振观测，我们发现，当磁极指向黄道坐标λ，β 263度，37度时，偏振位置角的拟合最好（或银河系坐标L，B 38度，23度），不确定度为+/- 35度，基于最佳拟合的最小值和数据质量范围。该磁极与ENA带弧中心所定义的磁极成33度。IBEX ENA带状物在垂直于ISMF的视线中被看到，因为它覆盖在日光层上。局部ISMF的偏振方向和带状方向的相似性表明，局部场在几十秒差距的尺度上是相干的。ISMF矢量方向几乎垂直于当地ISM通过当地标准的休息，支持一个可能的本地ISM起源有关的发展扩大磁化壳。当地ISMF方向被发现有一个奇怪的几何相对于宇宙微波背景偶极矩。
2010-09-26 astro-ph.GA
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。
2026-05-20 astro-ph.GA
Probing the cold magnetized Universe with SPICA-POL (B-BOP)
低温红外空间望远镜SPICA是最近预选用于“A阶段”概念研究的低温红外空间望远镜，是欧空局第五次中型（M5）飞行任务的三个剩余候选望远镜之一，预计将包括一个远红外偏振成像仪（SPICA-POL，现称为B-BOP），这将为解决我们在了解附近的冷磁化宇宙方面的主要问题提供一个独特的机会。本文概述了B-BOP的主要科学驱动因素，包括我们银河系和附近星系中冷星际介质（ISM）的高动态范围偏振成像。由于采用了冷却式望远镜，B-BOP将提供斯托克斯Q和U方向线性偏振尘埃辐射的宽视场100-350微米图像，其分辨率、信噪比以及强度和空间动态范围与冷ISM（斯托克斯I）的赫歇尔图像的总强度相当。B-BOP 200微米图像的分辨率也将比普朗克偏振数据高出约30倍。这将使B-BOP成为一种独特的工具，用于表征磁化星际介质的统计特性，并探测磁场在星际尘埃分子丝网的形成和演化中的作用，这些尘埃分子丝网孕育了我们银河系中的大多数恒星。B-BOP也将是一个强大的工具，用于研究附近星系的磁性和测试星系发电机模型，限制尘埃颗粒排列的物理学，为宇宙射线与分子云的相互作用问题提供信息，追踪原行星盘内层的磁场，并监测嵌入原恒星的吸积爆发。
2019-05-09 astro-ph.GA
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。
2013-08-14 astro-ph.GA
Radiation Magneto-hydrodynamic Simulations of MRI with Zero-Net-Vertical-Flux: Necessity of Resolving the Thermal Scale For Strongly Magnetized Initial Conditions
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，平顿研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，发现强磁化初始条件下，解析热尺度高度对获得收敛的MRI模拟结果至关重要，否则会导致非物理的失控冷却状态。
2026-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
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$\sim10-35~\%…
2021-12-08 astro-ph.GA
Modeling the Mass Distribution and Gravitational Potential of Nearby Disk Galaxies: Implications for the ISM Dynamical Equilibrium
本研究基于PHANGS样本的17个邻近大质量盘状星系，结合CO和HI数据构建恒星、气体与暗物质质量模型，计算引力势下的气体标高与ISM重量，揭示了其径向变化规律及对恒星盘标高的依赖，并验证了其与恒星形成面密度的关系。
2025-06-27 astro-ph.GA
VALES VII: Molecular and ionized gas properties in pressure balanced interstellar medium of starburst galaxies at z ~ 0.15
上下文电离气体和分子气体的空间分辨观测对于理解星系中控制星际介质（ISM）的物理过程至关重要。目标。研究$z = 0.12-0.17$上三个尘埃星暴星系中电离气体和分子气体的形态运动学性质，探讨分子ISM气相动力学与恒星形成活动的关系。方法.我们分析了$\sim$ kpc尺度的ALMA CO（1- 0），并看到有限的SINFONI Paschen- $α$观测。我们使用一个动态质量模型，它占光束拖尾效应，约束CO到H $_2$转换因子。结果一个星暴星系显示出不规则的形态，这可能表明一个重大的合并，而其他两个系统显示出盘状的形态运动学。这两个盘状星爆显示的分子气体速度色散值与当地LIRG/ULIRGs中看到的相当，但在ISM中的分子气体分数和表面密度值与当地恒星形成星系的报告一致。这些分子气体速度分散值可以通过假设垂直压力平衡来解释。恒星形成活动与分子气体含量相关，表明耗尽时间为$\sim 0.1-1$ Gyr。恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}$）与由自重力（$P_{\rm grav}$）设定的ISM压力相关，遵循幂律，指数接近0.8。结论.在尘埃盘状星暴星系，我们的数据支持的情况下，分子气体速度色散值的驱动ISM压力设置的自引力，负责维持垂直压力平衡。$Σ_{\rm SFR}$和$P_{\rm grav}$之间的相关性表明，在这些尘埃星爆星系中，恒星形成活动是ISM压力…
2020-09-17 astro-ph.GA
Dynamics of an ensemble of clumps embedded in a magnetized ADAF
我们研究了全球磁场对磁化对流为主的吸积流中团块系综动力学的影响，忽略团块之间的相互作用，然后求解无碰撞Boltzman方程。在强耦合极限下，团簇的平均径向速度和旋转速度服从ADAF动力学方程，对不同的磁场配置，解析计算团簇的平均径向速度平方。团簇的平均径向速度平方的值随着磁场的径向或垂直分量的强度的增加而增加。但是，一个纯粹的环形磁场的几何形状，导致减少的平均径向速度平方的值在内部的部分与增加这个组件的强度。此外，团块的动力学强烈地依赖于平流能量的量，使得团块的平均径向速度平方的值在全球磁场的存在下随着流动变得更加平流而增加。
2015-05-28 astro-ph.GA
Cosmic ray and plasma coupling for isothermal supersonic turbulence in the magnetized interstellar medium
本文利用双矩宇宙线磁流体动力学模型研究冷星际介质中宇宙线扩散与流动对磁化湍流等离子体的影响，通过定义普朗特数划分耦合与退耦合状态，揭示耦合状态下宇宙线改变声速、降低湍流马赫数并促进长期加热的机制。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Launching cosmic-ray-driven outflows from the magnetized interstellar medium
我们提出了一个流体动力学模拟的湍流，磁化，超新星（SN）驱动的星际介质（ISM）在一个分层的盒子，动态耦合的注入和演化的宇宙射线（CR）和自洽的演化的化学成分。在对流-扩散近似下，CRs被视为相对论流体。使用化学网络计算气体的热力学演化，该化学网络遵循H+、H、H2、CO、C+和自由电子的丰度，并且包括气体和尘埃的（自）屏蔽。我们发现，CRs可感知地包裹着圆盘，其中90%（70%）封闭质量的高度达到~1.5 kpc（~0.2 kpc）。模拟表明，即使在太阳邻域条件下，CR单独可以发射和维持原子和电离气体的强烈外流，质量加载因子为1阶，每个SN的CR能量注入为10^50 erg，SN基准热能的10%。CR驱动的外流在接近中平面（~100 km/s）处具有中等的发射速度，并且比（热）SN驱动的风密度更大（ρ~ 1 e-24 - 1 e-26 g/cm^3）、更平稳、更冷。模拟支持的重要性，CR设置垂直结构的磁盘，以及风的驱动。
2016-01-06 astro-ph.GA
Supernova-regulated ISM -- V. Space- and time-correlations
我们将相关分析应用于超新星驱动的星际介质（ISM）中的随机场的数值模拟与发电机作用产生的磁场。我们解决的热磁流体动力学（MHD）方程的剪切，笛卡尔框代表的ISM的局部区域，受到热量和动能注入超新星爆炸，和参数化的光学薄辐射冷却。我们分别考虑ISM的冷、暖和热相;分析主要考虑热气体，它占据了该域的大部分。不同的物理变量在暖相有不同的相关长度：$40 pc$、$50 pc$和$60 pc$分别对应于中平面上的随机磁场、密度和速度。随机速度的相关时间与涡流周转时间相当，大约为$10^7 yr$，尽管在恒星形成率较高的区域可能会更短。随机磁场是各向异性的，其分量$b_x/b_y/b_z$的标准偏差在中平面中具有近似的比率$0.5/0.6/0.6$。这种各向异性是由于星系差异自转引起的整体速度剪切和星系晕的局部不均匀外流造成的。法拉第深度沿$z$轴的相关长度$120 pc$大于电子密度$60 - 90 pc$和垂直磁场$60 pc$的相关长度.这种比较可能对视线的取向敏感。同步辐射强度结构函数的不对称性随尺度的增大而迅速增大。这一特征隐藏在功率谱分析中，这可能会破坏功率谱对星际湍流详细研究的有用性。
2017-10-25 astro-ph.GA
Magnetic Field Tomography in Nearby Galaxies with the Square Kilometre Array
磁场在塑造星系的星际介质（ISM）的结构和演化中起着重要作用，但这种关系的细节仍不清楚。SKA1将揭示银河系磁场的三维结构及其与恒星形成的联系。磁电离ISM内部结构的高灵敏度探测是来自体积内部的同步辐射的部分去偏振。在望远镜的分辨元件内，磁场和电离气体的不同配置导致所观察到的偏振度随频率而变化。光谱偏振观测的结果通过与详细建模的比较与ISM中的物理结构联系在一起，并补充使用正在社区内积极开发和研究的新分析技术，如旋转测量合成。SKA将使这一领域进入自己的领域，并开始研究附近星系样本中磁化ISM的详细结构，这要归功于其非凡的宽带能力，以及出色的表面亮度灵敏度和角分辨率的结合。
2015-01-02 astro-ph.GA
The Effect of Anisotropic Conduction on the Thermal Instability in the Interstellar Medium
热不稳定性（TI）对银河系和盘星系中星际介质（ISM）的结构和动力学有着重要的影响。热传导通过稳定小尺度和限制最小冷凝物的尺寸在TI中起着重要作用。然而，在磁化的ISM中，热是各向异性地传导的（主要沿着磁场线）。我们调查的各向异性热传导的非线性制度的TI进行二维磁流体动力学模拟的影响。我们提出了不同的初始几何形状和强度的磁场的模型，并将它们与各向同性传导的流体动力学模型进行比较。我们发现各向异性传导并没有显着改变整体的密度和温度统计在饱和状态的TI。然而，它可以强烈地影响由TI形成的冷云的形状和大小。例如，对于均匀的初始场，会产生冷气体的长细丝，这让人想起一些观察到的HI云。对于初始缠结的场，不会产生这样的细丝。我们还表明，各向异性传导抑制从冷斑点的表面，这可能有影响的驱动机制，在ISM中的湍流的蒸发流所产生的湍流。
2011-12-20 astro-ph.GA
Idealized Global Models of Accretion Disks with Strong Toroidal Magnetic Fields
Princeton University（普林斯顿大学）；University of Otago（奥塔哥大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Institute for Advanced Study（高等研究院）
本文通过全球磁流体力学模拟研究了强螺线磁场吸积盘的形成与演化，发现磁化盘在垂直方向持续逃逸但通过局部发电机补充，角动量输运水平与矮星团爆发观测一致。
2026-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unveiling the roles of thermal and nonthermal processes in the ISM & IGM structure formation and evolution of galaxies with SKAO
Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, CAS（中国科学院新疆天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Groningen（格罗宁根大学）；SKA Observatory（平方公里阵列望远镜观测站）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Hamburg（汉堡大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文通过模拟和先导观测，研究星际介质和星系际介质中的热与非热过程（如磁场和宇宙线）对星系演化的影响，并展示SKAO将如何追踪高红移星系中的这些过程。
2026-06-29 astro-ph.GA
Simulations of magnetized multiphase galactic disk regulated by supernovae explosions
究竟是什么控制着银河系中的恒星形成仍然存在争议。特别是，反馈和磁场的作用仍然是部分理解。我们研究了超新星反馈和磁场对恒星形成和银盘结构的影响。我们进行数值模拟的湍流，磁化，自引力，多相，超新星调节ISM内1千秒差距分层盒。我们对超新星实施了各种方案。从以固定速率的随机分布到超新星在空间和时间上与恒星形成相关的分布。为了研究磁场对恒星形成的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们发现超新星反馈对星系演化有很大的影响。超新星的分布起着非常重要的作用。当超新星与恒星形成事件不相关时，它们不会显着改变在没有反馈的情况下获得的非常高的恒星形成率。当超新星跟随吸积时，恒星形成率可以降低30倍。磁场也起着重要作用。它将恒星形成率降低了2-3倍，并将塌陷点的数量减少了约2倍。超新星和致密气体之间的确切相关性似乎对星系盘演化和恒星形成有重要影响。这意味着小规模的研究是必要的，以了解和量化的反馈效率。磁场通过降低恒星形成速率和恒星形成点的数量来影响星系尺度的恒星形成。
2014-05-30 astro-ph.GA
Protostellar disks in their natural habitat -- the formation of protostars and their accretion disks in the turbulent and magnetized interstellar medium
本研究通过不同磁场条件的高分辨率模拟，揭示了湍流星际介质中磁场与非理想磁流体动力学对原恒星盘形成、尺寸及结构的关键调控作用。
2025-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-phase Interstellar medium in Galaxies Resolving Evolution with Star formation and Supernova feedback (TIGRESS): Algorithms, Fiducial model, and Convergence
我们介绍了TIGRESS，一个新的框架，多物理场数值模拟的恒星形成的星际介质（ISM）的雅典娜MHD代码实现。TIGRESS的算法旨在空间和时间上解决关键的物理特征，包括：（1）气体的引力坍缩和持续的吸积导致了星团中的恒星形成，（2）超新星（SNe）的爆炸既发生在它们的祖先诞生地附近，也发生在失控的OB星上，相对于恒星形成的时间延迟由星族合成决定，（3）在冷却开始之前SN残留物的显式演化，这导致了热ISM的产生，（4）ISM的暖相和冷相的光电加热，其跟踪来自年轻星团人口的随时间变化的环境FUV场，（5）大尺度星系差异旋转，这导致行星运动并剪切出过密结构，限制了大规模的引力坍缩，（6）磁场的精确演化，这对于ISM盘的垂直支撑以及角动量输运是重要的。我们提出了新实现的物理模块的测试，并展示了TIGRESS在代表太阳邻域环境的基准模型中的应用。我们使用分辨率的研究，以证明收敛和评估所需的最低分辨率dx正确恢复几个ISM属性，包括恒星形成率，风的质量损失率，磁盘规模的高度，湍流和Alfvenic速度色散，和体积分数的温暖和热的阶段。对于太阳邻域模型，所有这些ISM属性都收敛于dx <= 8pc。
2017-08-08 astro-ph.GA
3D ISM structure challenges the Serkowski relation
本研究通过解析模型和恒星偏振数据，首次证明磁化星际介质的三维结构常导致Serkowski关系失效，并提供了多云拟合方法，强调三维效应是解释偏振数据的关键。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova-regulated ISM: the effects of radiative cooling and thermal conductivity on the multi-phase structure
研究了超新星加热和随机扰动下星际介质的流体力学状态。我们使用一个三维非理想的流体动力学ISM模型在一个域中延伸0.5 × 0.5千秒差距水平和2千秒差距垂直探索多相，湍流ISM的各种物理和数值效应的相对重要性。我们包括I型和II型SNe，后者只发生在密集地区。首先，我们调查的热不稳定性在300-6100 K的温度范围内的作用，比较两种不同的冷却功能，一个容易受到不稳定性，其他稳定的结果。系统中热不稳定性的存在主要表现为气体避免相关温度范围的趋势，因为它快速地朝着更冷或更热的相发展。然而，这两种冷却功能的致密结构的形成似乎是由膨胀和碰撞的超新星遗迹主导的，而不是由热不稳定性主导的。由于我们需要包括一个有限的热传导系数来解决我们的均匀网格的热不稳定性，我们也探讨了改变普朗特数对系统的影响。纯粹的发散SN强迫被发现产生显着的涡量。相对涡度约为0.6-0.7的最高普朗特数的探索，Pr=40，并观察到减少几乎由一个因素的两倍，最低普朗特数的研究，Pr=1。旋转规律与角速度减少或增加向外的调查，使我们能够分开的贡献，由于旋转和剪切的动力学螺旋度。当角速度向外减小时，这两种贡献部分相互抵消，导致净螺旋度较小。
2013-12-03 astro-ph.GA
Corrugated velocity patterns in the spiral galaxies: NGC 278, NGC 1058, NGC 2500 \& UGC 3574
我们解决的\Ha \垂直速度场的研究在一个样本的四个近面对面的星系使用长缝光谱与ISIS摄谱仪连接到WHT在罗克德洛斯Muchachos天文台（西班牙）。速度垂直分量的空间结构显示出具有更高或在{1}千秒差距量级内的空间尺度的径向波纹图案。气体主要被高能光子电离：只有在NGC~278和NGC~1058的某些位置有一些低速激波电离的证据，在NGC~278的情况下，这可能是由于较小的合并。在大多数观察到的情况下，螺旋臂附近的气体行为符合所谓的水力钻孔机制的预测，其中厚磁化盘遇到螺旋密度扰动。结果表明，{如果没有磁化的厚银盘，就很难解释\Ha \大尺度速度场}。需要更大的样本和星系盘的空间覆盖，以进一步了解这个问题。
2015-09-23 astro-ph.GA
Rotation measure and synchrotron emission signatures in simulations of magnetized galactic discs
我们分析了观测签名的磁场的模拟银河般的磁盘与超新星驱动的星际湍流和自洽的化学过程。特别是，我们后处理的两个模拟数据集的SILCC项目的两个初始振幅的磁场，$B_0 = $ 3和6 $μ$ G，研究法拉第旋转措施（RM）和同步辐射光度的演变。为了计算RM，考虑了三种不同的电子密度模型$n_e$。一个恒定的电子密度，和两个估计的基础上的电离物种的密度和总气体的分数，分别。我们的研究结果表明，RM配置文件是非常敏感的$n_e$模型，评估的重要性，准确的电子分布观测/估计的磁场探测使用法拉第RM。作为磁场的第二个观测，我们使用半解析宇宙线模型来估计模拟中的同步辐射光度。我们发现，同步辐射亮度随时间的推移，这是连接到模拟中的磁能衰减。磁场、宇宙射线和热能密度之间的比值表明，对于ISM的大多数区域，均分假设并不成立。特别是对于宇宙线与磁能的比值，等分假设可能导致对观测到的同步辐射的错误解释。
2022-03-28 astro-ph.GA
Dynamics of magnetized accretion disks of young stars
研究了具有古大尺度磁场的年轻恒星吸积盘的动力学。本文推广了作者提出的吸积盘的磁流体力学（MHD）模型，考虑了磁场对吸积盘气体旋转速度和垂直结构的动力学影响。利用改进的MHD模型，模拟了太阳质量T的金牛星在不同吸积率$\dot{M}$和尘埃颗粒尺寸$a_d$下吸积盘的结构.对圆盘径向结构的模拟表明，圆盘中的磁场是运动的，对于典型值$\dot{M}=10^{-8}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$和$a_d=0.1 μ$ m，电磁力不影响气体的旋转速度.在大的尘埃颗粒的情况下，$a_d\geq 1$毫米，磁场被冻结到气体中，并在距离恒星$r\gtrsim 30$ au径向距离处产生动态强磁场，其张力使旋转速度减慢开普勒速度的$\lesssim 1.5$ %。这种效应与径向气压梯度的贡献相当，并能导致尘埃颗粒在吸积盘中径向漂移速度的增加。在高吸积率的情况下，$\dot{M}\geq 10^{-7}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$，磁场也是动态强的磁盘，$r<0.2$ au的内部区域。对盘的垂直结构的模拟表明，根据盘表面的条件，磁压力的垂直梯度可以导致盘的特征厚度与流体静力学的相比减小或增加5- 20%。磁盘的厚度的变化发生在低电离分数和有效的磁扩散（“死”区），从$r=0.3$ $20$金在典型的参数延伸的区域之外。
2022-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Jet--ISM Interactions in Gaseous Disks: Simulating Kinetic Feedback in the Radio Galaxy 3C 326 N
Zhejiang University（浙江大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Savitribai Phule Pune University（萨维特里拜·普勒浦那大学）；Université de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leibniz Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）
利用三维相对论流体动力学模拟研究非均匀气体盘中喷流-星际介质耦合，探索不同云配置等参数空间，发现其受云配置强烈影响，结果能重现3C 326 N观测特性。
2026-07-07 astro-ph.GA
The Rhythm of the ISM: Tracing the Timescales of Gas Evolution and Star Formation across Galactic Environments
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究揭示了银河系中恒星形成时间尺度与星际介质湍流及气体状态的相互作用，显示气体循环和恒星形成过程在不同环境下的变化规律。
2026-02-02 astro-ph.GA
Magnetic fields on a wide range of scales in star-forming galaxies
星系演化的一个关键因素是恒星形成周期。磁场研究的最新进展揭示了恒星形成与其对磁化星际介质（ISM）小尺度结构的影响之间的密切联系。在这篇文章中，我们描述了现代一代的射电望远镜是如何被用来探测物理的ISM通过敏感的气体和磁场的多波长调查，从内部恒星形成盘和向外到星系的郊区，大规模的磁场也可能发挥关键作用。我们强调独特的开拓性努力，以执行和科学地利用SKA将定期进行的大规模调查。展望未来，我们描述了计划使用平方公里阵列（SKA）和它的探路者，以获得重要的新的见解，星系演化的宇宙历史。
2016-03-23 astro-ph.GA
Hydrodynamical wind on magnetized Accretion Flows with Convection
热吸积流内区外流和磁场的存在已被观测和磁流体动力学数值模拟（MHD）所证实。我们提出了在外流和全球磁场存在下黑洞周围辐射无效吸积流（RIAF）的自相似解。采用与质量吸积率有关的半径方程$ \dot{M} = \dot{M}_{0}(r/r_{0})^{s} $和$ s > 0 $来考虑外流的影响。同时，我们考虑对流通过一个混合长度形式来计算对流参数$ α_{con} $。此外，我们还考虑了附加磁场参数$ β_{r,φ,z}\big[= c^2_{r,φ,z}/(2 c^2_{s}) \big] $，其中$ c^2_{r,φ,z} $是柱坐标系下三个方向上的Alfv $\acute{e}$ n声速。数值结果表明，随着磁场各分量的增加，圆盘的表面密度和旋转速度增加，而圆盘的声速和径向下落速度减小。另外，我们还发现风的存在会导致表面密度和旋转速度的降低。在辐射低效吸积流中，当外流变得重要时，圆盘的径向速度、声速、平流参数和垂直厚度都将增加。
2012-06-14 astro-ph.GA
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。
2015-12-11 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. I. The multi-phase structure
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。
2013-04-02 astro-ph.GA
ESA Voyage 2050 white paper: A complete census of the gas phases in and around galaxies, far-UV spectropolarimetry as a prime tool for understanding galaxy evolution and star formation
远紫外波长范围（912- 2000 A）提供了对许多物质（星际介质（ISM）、环星系介质（CGM）和星系间介质）的原子和分子跃迁的访问，这些物质在跨越电离、密度、温度和分子气体分数的广泛范围内的相位内。远紫外空间望远镜已经能够详细研究银河系中的ISM，这要归功于热恒星紫外光谱中出现的吸收特征，并对ISM所有阶段的组成和物理特性以及影响它们的过程产生了基本的见解。然而，我们还没有设计出一种光谱仪，它能够在分辨率R> 10 ^5、信噪比SNR>500的情况下观察整个UV域。这样的分辨率是必要的，以解决线从冷分子氢和暖金属离子的湍流速度约为1公里s-1，并区分不同的速度分量。未来的紫外光谱研究的银河系ISM必须彻底改变我们的理解ISM作为一个动态的，不稳定的，磁化介质，并上升到目前的理论所带来的挑战。另一个有趣的前景是将银河系的细节水平转移到外部星系的ISM中，特别是在贫金属星系中，ISM的化学成分，物理条件和拓扑结构发生了显着变化，对恒星形成特性产生了显着影响。最后，我们需要能够进行统计分析的背景类星体视线相交的CGM星系在不同的红移和理解气体交换和流动的星系演化的作用。
2019-09-06 astro-ph.GA
First results from SMAUG: Insights into star formation conditions from spatially-resolved ISM properties in TNG50
星际介质（ISM）在亚银河（$\sim$ kpc）尺度上的物理和化学性质在控制气体形成恒星的能力方面起着不可或缺的作用。作为SMAUG（Simulating Multiscale Astrophysics to Understand Galerkin）项目的一部分，本文利用TNG 50宇宙学模拟探索了恒星形成区域中8个解析ISM性质的物理参数空间，以限制大多数恒星形成环境存在的超空间区域。我们解构我们的模拟星系跨越广泛的质量（M $_\star = 10^{7-11}$ M $_\odot$）和红移（$0 \leq z \leq 3$）到千磅级大小的区域，并统计分析的气体/恒星表面密度，气体金属丰度，垂直恒星速度色散，周转频率和暗物质的体积密度代表每个区域的背景下，他们的恒星形成活动和银河系环境（径向银河系中心位置）。通过研究这些属性的恒星形成率（SFR）加权分布，我们表明，恒星主要形成在两个空间上不同的环境制度，这是由一个基本的双组分径向SFR表面密度分布在星系。我们研究这两个制度的相对突出取决于宿主星系的质量和宇宙时间。我们还比较了我们的研究结果与积分场光谱观测，并取得了良好的整体协议。此外，使用降维，我们对上述超空间进行分析，揭示了ISM属性之间关系的高度多重共线性，这些属性驱动了kpc尺度的恒星形成分布。在此基础上，我们证明了由多变量半径关系支撑的简化3D表示足以捕获原始8…
2020-10-22 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: III. The Total Neutral Gas Disk
本文给出了新近获得的银河系三维气体图：HI、H $_2$和总气体（HI + H $_2$）图，它们是由HI和$^{12}$ CO（$J=1$ --0）观测数据和基于运动学距离的旋转曲线导出的。HI和H $_2$正面图表明，HI盘的半径为15- 20 kpc，其外围与银心不对称，而H $_2$气体大部分分布在太阳圈内。半径30 kpc范围内的总气体质量为$8.0\times 10^9$ M $_\odot$，其中HI和H $_2$分别占89%和11%。垂直切片显示外HI盘强烈翘曲，内HI盘和H $_2$盘呈波纹状。总气体图有利于从内到外盘追踪螺旋结构。螺旋结构，如诺玛-天鹅座，英仙座，人马座-船底座，盾牌-十字座，猎户座臂在总气体图中比以往任何时候都更清晰。所有的螺旋臂都可以用螺距角为$11\degree$ -- $15\degree$的对数螺旋臂很好地解释。分子分数的总气体是高的银河系中心附近，并减少与银心距离。与臂间区域相比，螺旋臂处的分子分数也局部增强。
2015-11-28 astro-ph.GA
Transport of charged dust grains into the galactic halo
我们开发了一个三维动力学模型的尘埃流出星系盘。外流是由多个SN爆炸的磁化星际介质（ISM）的重力分层密度分布。尘埃颗粒被视为细胞中的粒子与气体发生碰撞相互作用，并受到恒星辐射和洛伦兹力的影响。我们表明，磁场在加速带电尘埃颗粒并将它们排出盘外方面发挥着至关重要的作用：在10- 20万年内，它们可以被提升到距银道面10千秒差距的距离处。沿垂直气流，流出介质中的尘气比在$5 \cdot 10^{-4} - 5 \cdot 10^{-2}$范围内变化。总的来说，粉尘质量损失率取决于ISM的参数，可能达到$3\times 10^{-2}$ ~ \Msun ~yr $^{-1}$
2014-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ubiquitous Instabilities of Dust Moving in Magnetized Gas
Squire & Hopkins（2017）表明，耦合的尘埃-气体混合物通常会受到“共振阻力不稳定性”（RDI）的影响，这会导致两者的波动剧烈增长。但是磁场和带电尘埃的作用还没有被研究过。因此，我们探讨了服从理想MHD的气体中的RDI，并通过洛伦兹力和阻力与尘埃耦合，并具有外部加速度（例如，重力、辐射）驱动尘埃漂移通过气体。我们表明，这是总是不稳定的，在所有的波长和非零值的尘埃-气体比，漂移速度，尘埃电荷，“停止时间”或阻力系数（任何阻力法），或场强，而且增长率只依赖于弱（次线性）对这些参数。尘埃电荷和磁场不能抑制不稳定性，但会产生大量新的不稳定性“家族”，每个家族都有不同的行为。的“MHD波”（磁声或阿尔芬）RDIs表现出最大的增长沿“共振”的角度，其中的模式有相速度匹配相应的MHD波，增长率增加没有限制的波数。“陀螺仪”RDI由漂移和拉莫尔频率之间的共振驱动，使生长率在特定波长处急剧上升。其他不稳定性包括“声学”和“无压力”模式（以前研究过），以及一个类似于宇宙射线不稳定性的家族，当洛伦兹力很强并且尘埃流沿着场线超阿尔文时出现。我们讨论了天体物理的应用在温暖的ISM，CGM/IGM，HII地区，SNe喷出物/遗迹，日冕，冷星风，GMC，和AGN。
2018-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
