Intermittent fragmentation and statistical variations during gas collapse in magnetised atomic cooling haloes
观测结果显示，早在大爆炸后的7亿年左右就存在超大质量黑洞（SMBH）。他们的形成路径仍然受到目前的辩论。我们探讨了磁场的影响，这是强烈放大通过湍流小尺度发电机，形成SMBH种子内的直接崩溃的情况。在这项研究中，我们第一次进行宇宙学磁流体大涡模拟，采用未解决的，可压缩的MHD湍流模型。在总共我们进行了36个模拟9晕，每个有两个不同的初始磁场强度，并采用和不采用未解决的湍流模型。我们利用自适应网格细化的方法，以实现一个有效的空间分辨率小于一个适当的天文单位。我们考虑一个制度，其中冷却是由原子氢和分子氢得到离解的强辐射场。我们的主要发现是，在最终输出的晕中的气体性质的大部分主要是由失控的引力坍缩。在所有情况下，湍流都是超音速的和超阿尔夫维尼克的，磁场被放大到近似动态相关的状态。最后，碎裂过程中崩溃是间歇性的，质量吸积率范围从0.2-3 Msun/年。这表明，强烈放大的磁场和湍流的存在在小尺度上提供了额外的压力支持，并使直接坍缩成为在所需环境条件下形成大质量物体的可行方案。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in elliptical galaxies: II. magnetic field effects
利用理想磁流体动力学模拟研究了椭圆星系中磁场和湍流对冲压压力剥离的影响。我们认为弱磁化的星际介质（ISM）的特点是亚音速湍流，和两个方向的磁场在集群内介质（ICM）-平行和垂直于星系运动的方向通过ICM。强湍流增强了冲压压力汽提的质量损失，而磁场则抑制了汽提速率，且平行磁场的抑制作用更强。然而，磁场对质量溶出速率的影响是温和的。然而，剥离尾部的形态显著地取决于ICM磁场的方向。磁场几何形状对尾翼形态的影响比ISM湍流水平的影响要大得多。对于平行场，尾部具有高度准直的形状，而对于垂直场，其在ICM磁场的平面中具有片状形态。尾部的磁场被放大，与ICM场的方向无关。在冲压压力汽提尾料中，由于汽提ISM的浓度较强，预计磁化较强的区域比磁化较弱的区域具有系统性较高的金属丰度。剥离的ISM的形态对磁场的强烈依赖性可潜在地用于约束冲压压力方向和ICM磁场的主导分量的相对取向。
2014-09-11 astro-ph.GA
SHOCKFIND - An algorithm to identify magnetohydrodynamic shock waves in turbulent clouds
恒星的形成发生在星际介质的致密分子云阶段。分子云的观测和数值模拟表明，超音速磁化湍流对恒星的形成起着关键作用。模拟还表明，大部分湍流能量在冲击波中消散。MHD激波的三个族-快、中、慢-明显地压缩和加热分子气体，因此提供了一个重要的探测湍流云内的物理条件。在这里，我们介绍了公开可用的算法，SHOCKFIND，提取和MHD湍流中的激波族的混合。该算法被应用到一个磁化湍流分子云的三维模拟，我们发现，快速和缓慢的MHD冲击存在于模拟。我们给出了这个分子云中的混合物的预测，并给出了它们的不同的音速和阿尔文马赫数分布。使用亚网格一维模型的MHD冲击，我们估计，约0.03%的银河系中的一个典型的分子云的体积将冲击加热超过50 K，在任何时间在云的生命周期。我们讨论了这种冲击加热的分子云的动力学演化的影响。
2016-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulence and its effect on protostellar disk formation
我们分析模拟湍流，磁化分子云核心集中在0级阶段的原恒星盘的形成和周围的物理条件。我们表明，在广泛的初始条件下，开普勒光盘已在0级阶段形成。此外，我们表明，在原恒星盘周围的质量和角动量的吸积发生在一个高度各向异性的方式，通过一些狭窄的吸积通道。圆盘附近的磁场结构是高度无序的，揭示了高达1000 AU距离的磁场反转。这些研究结果表明，只要包括即使是温和的湍流运动，经典的光盘形成的情况下，相干旋转的环境和有序的磁场打破。
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unravelling the structure of magnetised molecular clouds with SILCC-Zoom: sheets, filaments and fragmentation
本研究利用SILCC-Zoom模拟探究磁场对分子云碎裂的影响，发现磁场会促进纤维结构形成、推迟云演化碎裂约1 Myr，且对低密度原子结构有动力学约束作用。
2023-07-17 astro-ph.GA
On the fragmentation boundary in magnetised self-gravitating discs
我们调查的作用，磁场的碎片的自引力盘使用三维全球理想磁流体动力学模拟进行的“幻影”平滑粒子流体动力学代码。对于最初的环形场，我们发现两个制度。在第一种情况下，冷却时间大于动力学时间的五倍，磁场降低螺旋密度波振幅，这反过来又抑制了碎裂。即使磁压力只有热压力的十分之一，情况也是如此。当冷却时间足够短以致于磁场不能阻止碎裂时，发生第二种状态。我们发现，磁化光盘产生更多的大规模的碎片，由于这两个额外的压力施加的磁场，和额外的角动量输运诱导麦克斯韦应力。碎片被限制在一个较窄的范围内的初始半长轴比那些在未磁化的磁盘。未磁化和磁化的圆盘碎片的轨道偏心率和倾角分布是相似的。我们的研究结果表明，破碎边界可能是在冷却时间的一个因素，两个低于纯流体动力学模型预测。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Global dynamics of the interstellar medium in magnetised disc galaxies
磁场是星系中星际介质的基本组成部分。然而，它们对星系中气体动力学和恒星形成的影响仍然存在争议。我们利用一套孤立盘星系的全球磁流体动力学模拟来研究磁场对盘星系中弥散和致密气体的影响。我们发现磁场以多种方式起作用。由于帕克不稳定性的增长时间较短，较强的磁化盘碎片较早。由于帕克不稳定性的磁化光盘，我们也发现冷（$T<50\,\mathrm{K}$）和密集（$n\sim10^3-10^4\,\mathrm{cm}^{-3}$）气体几百pc以上/以下的中平面没有任何形式的恒星反馈。此外，磁场改变了碎裂模式。而在流体动力学的情况下，磁盘分裂成环状结构，磁化磁盘显示出在方位角和径向方向上延伸的连续实体的形成。这些kpc尺度的细丝很快就变成磁（超）临界的，并允许快速形成巨大的巨型分子云。我们的模拟表明，由于不同的磁化强度，星系中恒星形成的行为可能会出现重大差异。
2019-09-04 astro-ph.GA
A new star formation recipe for magneto-hydrodynamics simulations of galaxy formation
提出一种依赖磁场的亚网格恒星形成新配方，通过RAMSES模拟发现其能将初始星暴抑制两倍并使后期恒星形成率趋于恒定，表明磁场在恒星与星系形成中具有非平凡作用。
2023-11-22 astro-ph.GA
Ionisation in Turbulent Magnetic Molecular Clouds I. Effect on Density and Mass-to-Flux Ratio Structures
先前的研究表明，一个区域的物理结构和运动学显著依赖于电离分数。在本文中，我们扩展我们以前的研究电离分数对恒星形成的影响，包括非理想磁流体力学和湍流云。我们的目标是量化的重要性，治疗的电离分数在动荡的磁化介质和研究的影响，形成恒星之前，塑造的云和细丝的湍流。特别是，我们调查的结构，质量和宽度的附属结构依赖于电离介质中的湍流量和初始的质量流量比。我们比较了由此产生的密度和质量-通量比结构，定性和定量通过灯丝和核心质量和灯丝拟合技术（高斯和普卢默配置文件）。我们发现即使在几乎没有湍流的情况下，湍流结构仍然存在。模拟结果的比较表明，对于大于2的湍流马赫数，类阶梯（SL）电离模型和仅宇宙射线电离模型之间的结构差异很小，而低于此阈值时，电离结构会显著影响细丝的形成。对芯和细丝内的质量的分析表明，随着湍流程度的增加，质量减少。最后，金牛座L1495/B213复杂内观察到的细丝最好由超临界质量流量比和/或至少温和的超音速湍流模型再现，然而，我们的模型表明，金牛座内观察到的无菌纤维可能发生在高度电离的亚临界环境中。基于此，我们认为，与肥沃的纤维的区域可能表明该区域内的反或超临界的质量流量比，而无菌纤维可能是亚临界和瞬态的。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The turbulence driving parameter of molecular clouds in disc galaxies
超音速湍流在星系中分子云和恒星的形成过程中起着关键作用。然而，很少有人知道如何压缩和螺线管模式的速度场的分数随时间的推移而演变，以及它如何取决于分子云或银河系环境的属性。在这项工作中，我们进行了盘星系的磁流体动力学模拟和研究的云系综的湍流驱动参数的时间演化。我们发现，时间平均湍流驱动参数是不敏感的星系内的云的位置。整体平均驱动参数被发现是相当压缩与$b\sim0.5-0.7$，表明几乎与时间无关的全球恒星形成的属性。然而，每个单独的云显示出高度波动的驱动参数，这将强烈影响云的恒星形成率。我们发现，湍流驱动模式可以迅速改变，只有几个百万年内，无论是从螺线管压缩，反之亦然。我们将这些变化归因于云的碰撞和潮汐与云的相互作用或环境中的密度过高。最后，我们没有发现流体动力学和初始强磁化星系之间的平均驱动参数的显着差异。然而，磁场倾向于减少驱动参数的总体波动。平均驾驶，以及它的不确定性被认为是在最近的限制太阳附近的云湍流驾驶模式的协议。
2020-07-06 astro-ph.GA
Turbulence driving in a star-forming Milky-Way-type galaxy
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
研究银河系类似星系中湍流驱动机制，通过模拟发现湍流驱动参数b随时间波动，并与恒星形成活动存在时间依赖性关联。
2026-01-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Disc formation in turbulent cloud cores: Circumventing the magnetic braking catastrophe
我们目前的崩溃模拟强磁化，100 M_太阳，湍流云核。在坍缩过程中形成的原恒星周围，开普勒圆盘的典型大小高达100 AU，与以前忽略湍流的模拟形成对比。通过分析凝聚形成的圆盘，我们发现磁通量损失不足以解释开普勒圆盘的形成。平均磁场强烈地倾向于盘，这可能降低磁制动效率。然而，磁制动效率降低的主要原因是盘周围的高度无序的磁场。此外，由于在盘的湍流环境中缺乏相干旋转结构，所以不能建立角动量提取所需的环形磁场。同时，由于湍流运动产生的局部剪切流，角动量流入保持较高。我们认为，“磁制动灾难”是一个理想化的非湍流的初始条件和湍流提供了一个自然的机制来规避这个问题的人工制品。
2012-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Filamentary Star Forming Clouds in Magnetised Galaxies
观测表明，星系和它们的星际介质中弥漫着强磁场，其中扩散分量的能量至少与热能量相当，甚至与湍流能量一样大或更大。如此强的磁场阻止了恒星的形成，因为星际介质的碎片是磁亚临界的。在这里，我们提出的结果，从全球数值模拟的强磁化和自引力星系盘，这表明，浮力的磁场由于帕克不稳定性导致在第一次形成的巨大的星系区域。这些对流结构在引力作用下变得不稳定，分裂成$\sim10^5 M_{\odot}$云，吸引kpc长的连贯对流，形成GMC。因此，我们的研究结果提供了一个长期存在的问题，如何从次过渡到超临界区域的星际介质的收益。
2018-05-22 astro-ph.GA
Accreting strongly magnetised neutron stars: X-ray Pulsars
本文综述吸积强磁化中子星即X射线脉冲星的观测与理论进展，强调其作为极端条件下基础物理研究独特实验室的价值。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field fluctuations in anisotropic, supersonic turbulence
我们在分子云中观察到的丰富结构是由于强磁场和超音速（湍流）速度波动之间的相互作用。速度波动与磁场相互作用，导致磁场也波动。使用数值模拟，我们探索了这种磁场波动的性质，$\vec{δB}$，在很宽的湍流马赫数范围内，$\mathcal{M} = 2 - 20$（即，从弱压缩性到强压缩性），以及Alfvén马赫数，$\mathcal{M}_{\text{A}0} = 0.1 - 100$（即，从强到弱的平均磁场，$B_0$）。从磁流体动力学（MHD）方程出发，导出了一个可压缩准静态波动模型，并证明了平行于平均磁场的速度梯度在亚Alfvénic流中会产生可压缩模式，从而阻止了流场的二维化，而不可压缩MHD湍流就是这种情况。然后，我们概括了一个分析模型的磁波动的大小，包括$\mathcal{M}$，并找到$|\vec{δB}| = δB = c_s\sqrt{πρ_0}\mathcal{M}\mathcal{M}_{\text{A}0}$，其中$c_s$是声速和$ρ_0$是气体的平均密度。这种新的关系很好地适合在强$B$场制度。我们继续研究垂直（$ B_{\perp}$）和平行（$ B_{\parallel}$）波动和平均归一化波动之间的各向异性，我们发现遵循通用的标度关系，不变量的$\mathcal{M}$。我们提供了一个详细的分析形态的$δB_{\perp}$和$δB_{\parall…
2020-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
A magnetised Galactic halo from inner Galaxy outflows
本研究通过偏振射电和伽马射线观测，识别出银河系磁晕中的千秒差距尺度结构，其与eROSITA气泡的X射线发射重合，表明它们由银盘恒星形成区驱动的外流共同形成，揭示了星系磁晕与恒星形成活动的关联。
2025-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Energy balance and Alfvén Mach numbers in compressible magnetohydrodynamic turbulence with a large-scale magnetic field
能量均分是理解天体物理等离子体的有力理论工具。例如，它被用来测量星际介质（ISM）中的磁场，作为小尺度湍流发电机作用的证据，并且通常用于估计恒星形成分子云的能量预算。在这项研究中，我们激励和探索的体积平均均方根（rms）之间的湍流，$δ\mathbf{B}$和大规模，$\mathbf{B}_0$领域，$\left< (δ\mathbf{B}\cdot\mathbf{B}_0)^{2} \right>^{1/2}_{\mathcal{V}}$的磁耦合项的作用。通过考虑能量平衡方程的二阶矩，我们证明了在亚Alfvénic大尺度湍流场中，均方根耦合项与体均湍流动能能量均分。在这些条款之间的准确的能量均分的假设下，我们推导出的磁性和耦合项波动，这提供了良好的，无参数的协议与时间平均的数据从280可压缩MHD湍流的数值模拟的关系。此外，我们还研究了湍流马赫数、平均场马赫数和总Alfvén马赫数之间的关系，并证明了亚Alfvénic湍流只能通过强的大尺度磁场发展，而强磁场支持极端的超Alfvénic湍流磁场.这意味着，磁场波动显着次主导的亚阿尔夫文大尺度场制度的速度波动。在整个研究中，我们广泛讨论了观测磁场和理解磁化ISM中的动态的影响。
2022-07-24 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Kiloparsec-Scale Simulations of Magnetised Molecular Clouds in Disk Galaxies
我们提出了模拟的自引力致密气体的演变千分之一秒尺度的星系盘，旨在研究从巨分子云（GMCs）的致密团块的形成。这些密集的团块被认为是星团的前身，这个过程可能是肯尼库特-施密特关系所描述的星系系统中控制恒星形成速率的限速步骤。这些模拟的GMC和团块的演化是由湍流压力支持和大尺度星系切变平衡的自引力决定的。虽然云的结构和密度显着变化，在其演变过程中，他们大致保持在维里平衡的时间尺度超过GMC的自由落体时间，表明能量从星系剪切不断级联。我们以每局部自由落体时间2%的缓慢，低效的速率实现恒星形成，但由于致密气体的过度产生，这产生了比观察到的Kennicutt-Schmidt关系大两个数量级以上的全球恒星形成速率。为了解释这种差异，我们预计磁场提供额外的支持。低分辨率的模拟确实表明，磁场降低了恒星的形成率。
2012-11-28 astro-ph.GA
Simulations of Magnetised Stellar-Wind Bubbles
最初的结果是从三维MHD模拟的星风气泡周围的O星超音速移动通过ISM。我们描述的算法更新，使高分辨率的三维MHD模拟在合理的计算成本。我们应用这些方法模拟了在两种不同恒星磁场强度（10 G和100 G）下，以30 km/s速度运动的旋转大质量恒星在弥漫星际介质中的天体层。流中的功能进行了描述，并与日光层的类似模型进行了比较。受冲击的星际介质由于包含了与恒星运动方向不一致的磁场而变得不对称，并产生了可观察到的后果。当风的阿尔文马赫数为$\leq$ 10时，恒星的磁场开始影响风泡的结构，与恒星磁轴相关的特征在秒差距尺度上变得可见。展望了非热辐射的预测和测量。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Efficiency of Thermal Conduction in a Magnetised Circumgalactic Medium
星系周围的冷气体云和它们穿过的热晕之间的巨大温差表明，热传导可能在环星系介质中发挥重要作用。然而，存在磁场时的热传导是高度各向异性的，在垂直于磁场线的方向上被强烈抑制。这通常通过使用简单的公式来建模，该公式假设热传导在一定的效率$f<1$下是各向同性的，但其精确值在很大程度上是不受约束的。我们调查的热传导的效率，通过比较冷云移动通过热介质的三维流体动力学（HD）模拟的演变，使用人工抑制各向同性热传导（与$f$），对三维磁流体动力学（MHD）模拟（真）各向异性热传导。我们的主要诊断是代表较低（接近光盘）环星系介质的银河系类星系的条件下的冷气量的时间演化。我们发现，在几乎每一个HD和MHD运行，冷气体的量随时间的推移而增加，表明热气体冷凝是一个重要的现象，可以有助于气体吸积到星系。对于磁场相对于云运动的最实际的方向，我们发现$f$在0.03 - 0.15的范围内。因此，热传导总是受到高度抑制，但它对云演化的影响通常是不可忽略的。
2021-01-28 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 astro-ph.GA
MHD simulations of the formation and propagation of protostellar jets to observational length scales
我们提出了2.5-D的全球性，理想的磁流体动力学模拟的磁驱动和旋转驱动的原恒星喷流从开普勒吸积盘，其中只有初始磁场强度在光盘的内半径，$B_{\rm i}$，是不同的。使用AMR-MHD代码AZEUS，我们自洽地遵循喷流演变到观测制度（$>10^3\,\mathrm{AU}$）与空间动态范围$\sim6.5\times10^5$。模拟揭示了三个组成部分的流出：1）热，密集，超快和高度磁化的“射流核心”; 2）冷，稀薄，trans-fast和高度磁化的“鞘”围绕射流核心，并延伸到切向不连续性;和3）温暖，密集，trans-slow和弱磁化的冲击周围介质夹带的推进弓激波。模拟揭示了$B_{\rm i}$和射流推进速度，$v_{\rm jet}$，平均射流旋转速度，$\langle v_φ\rangle$，以及质量，动量和动能通量之间的幂律关系。不依赖于$B_{\rm i}$的电子包括被输送物质的等离子体- $β$，在所有情况下，其似乎渐近于阶数1。喷气式飞机是由“磁塔”和“线上珠”机制的组合发射的，前者占了大部分的喷气式飞机加速-即使是在强磁场下-并继续远远超过快磁音速点。在任何时候都没有领先的弓激波离开域，因此，这些模拟产生大规模的喷流，再现许多原恒星喷流，包括其特征速度和传输通量的观察到的属性。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The global structure of magnetic fields and gas in simulated Milky Way-analogue galaxies
我们模拟一个孤立的，磁化的银河系一样的盘星系使用自洽模型的未解决的恒星形成和反馈，不断发展的系统，直到它达到统计稳定状态。我们发现，准稳态结构是明显分层的银河系中心高度$z$，具有可比的气体和磁压力（等离子体β $β\sim 1$），最外层的区域具有主导的气体压力（$β\gg 1$），和$300$ PC $\lesssim |z| \lesssim 3$ KPC之间的中间区域动态主导的磁场（$β\ll 1$）。我们发现磁场强度，气体表面密度，和恒星形成率，以及在银河系中心和太阳附近观察到的一致。磁场对盘的全局性质的最显著的动力学效应是相对于未磁化的控制模拟的1.5-2倍的恒星形成率的减少。在固定的恒星形成率下，磁化和非磁化模拟之间的质量流出率或轮廓没有显着差异。我们的全球结构的磁场的宇宙射线驱动的风和宇宙射线在银河系中传播的模型有显着的影响，并可以测试对即将到来的平方公里阵列和其他设施的观测。最后，我们报告发现中性气体加热和冷却在流行的GIZMO代码，这可能会导致定性不正确的相结构，如果不纠正的实施中的物理错误。
2021-05-10 astro-ph.GA
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating radio synchrotron emission in star-forming galaxies: small-scale magnetic dynamo and the origin of the far infrared-radio correlation
在恒星形成星系中，远红外（FIR）和射电连续谱光度在很大的恒星形成率（SFR）范围内服从紧密的经验关系。我们研究磁流体动力学星系模拟与宇宙射线（CR），占其平流和各向异性扩散运输。我们发现原星系的引力坍缩产生了一个波纹状的吸积激波，它注入了湍流并驱动了一个小尺度的磁发电机。作为冲击向外传播和相关的湍流衰减，大的速度剪切之间的超音速旋转的冷盘相对于（部分）压力支持的热环星系介质激发开尔文-亥姆霍兹表面和身体模式。这些粒子注入湍流并驱动多个小型发电机，以指数方式放大磁场。它们的规模增长，达到均分与银河系质量的星系中的热和CR能量。在小星系中，磁场能量在湍流能量处饱和，而与热能和CR能量不能达到均分。我们解决了CR质子，次级电子/正电子从强子CR质子与星际介质的相互作用，并在超新星初级冲击加速电子的稳态光谱。无线电同步辐射主要是由初级电子，照射我们模拟的银河系质量的星系的磁化盘，凸起和气泡状的磁加载流出。我们的恒星形成和恒星爆发的饱和磁场的星系匹配的全球FIR无线电相关（FRC）在四个数量级。它的内在散射是由于（i）不同的种子磁场导致的不同的磁饱和水平，（ii）在固定的SFR下不同的特定SFR的不同射电同步辐射光度和（iii）随银河系倾角变化的射电强度。（节略）
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The properties of magnetised cold filaments in a cool-core galaxy cluster
本研究通过GPU加速的3D磁流体动力学模拟，结合自调节AGN反馈模型，揭示了冷核星系团中磁化冷丝的形态、形成机制及对AGN喷流传播的影响，发现其质量分布遵循幂律且形成途径多样。
2025-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of ISM turbulence on the gravitational instability of galactic discs
我们研究星系盘的引力不稳定性，把恒星和冷星际气体作为两个不同的组成部分，并考虑到在星际介质（ISM）中的湍流现象，即在分子和原子气体中观察到的Larson型标度关系。除了推导此类系统的一般属性外，我们还分析了HI近邻星系巡天（THINGS）中的大量星系样本，并详细展示了星际湍流如何影响恒星形成螺旋中的盘不稳定性。我们发现，湍流有一个显着的影响上的内部和外部区域的光盘。特别是，它驱动内部的气体盘之间的过渡制度的两个不稳定的阶段，使外盘更倾向于恒星主导的不稳定性。
2012-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
