The flaring HI disk of the nearby spiral galaxy NGC 2683
本文报道了对大倾角近邻旋涡星系NGC 2683的新的深VLA-D阵列HI观测。档案C阵列数据进行了处理，并添加到新的观察。为了研究原子气盘的三维结构，我们制作了不同的三维模型，并制作了模型HI数据立方体。我们的最佳拟合模型的主要成分是：（i）倾斜80度的薄盘;（ii）通过气体盘的椭圆形表面密度分布对螺旋和/或棒结构的粗略近似;（iii）轻微的倾斜;（iv）指数耀斑;和（v）低表面密度气体环。NGC 2683的耀斑的斜率与之相当，但比其他螺旋星系的耀斑要陡一些。NGC 2683的最大耀斑高度也与其他星系相当。另一方面，耀斑的饱和只在NGC 2683中观察到。基于高分辨率模型与观测结果的比较，我们排除了在光学薄气盘周围存在扩展的原子气晕的可能性。在垂向流体静力平衡的假设下，导出了气体的垂向速度频散。耀斑中的高湍流速度色散可以解释为能量注入（i）超新星，（ii）磁旋转不稳定性，（iii）ISM搅拌的暗物质子结构，或（iv）外部气体吸积。复杂的大尺度翘曲和不对称性的存在有利于外部气体吸积作为驱动外部气体盘中湍流的主要能量来源之一。我们提出了一个方案，这种外部吸积导致湍流绝热压缩，增强湍流速度色散，并可能淬熄恒星形成的外部气体盘的NGC 2683。
2015-12-22 astro-ph.GA
The formation of regular interarm magnetic fields in spiral galaxies
对附近几个星系中规则磁场的观测揭示了位于物质臂之间的磁臂。这些磁臂的性质是一个积极辩论的话题。以前我们发现了一个暗示，考虑到注入产生的小规模磁场的影响，例如，通过湍流发电机的作用，进入大规模的银河发电机可以导致磁臂的形成。我们现在调查的联合作用的臂/interarm湍流扩散率的对比度和注入的小规模磁场的大规模磁场（“磁臂”）在interarm区域的形成。我们使用相对简单的“无$z$“模型来描述银河发电机。这涉及到的方位角和径向磁场分量的银河赤道平面上的投影;场分量的银河平面正交估计从螺线管条件。我们发现，除了扩散率梯度的磁场注射的效果，使磁臂更加明显。特别是，规则的磁场组件变得更大的臂间空间相比，在材料arms.The湍流扩散率对比度和小规模的磁场注入（与先前建议的其他影响的可能参与）的联合行动似乎是一个合理的解释磁臂的现象。
2015-05-18 astro-ph.GA
Probes of turbulent driving mechanisms in molecular clouds from fluctuations in synchrotron intensity
先前的研究表明，恒星的形成依赖于分子云湍流的驱动，而驱动的差异可以产生恒星形成速率的数量级差异。湍流驱动的特征是参数$ζ$，其中$ζ=0$代表压缩、无旋驱动（例如吸积或超新星爆炸），$ζ=1$代表螺线管、无发散驱动（例如银河剪切）。在这里，我们开发了一种新的方法来测量$ζ$从分子云同步辐射的观测。我们计算统计模拟同步辐射强度图像产生的磁流体动力学模拟的分子云，其中的驱动控制产生不同的值的$ζ$。我们发现，平均值和标准偏差的对数归一化同步辐射强度是敏感的$ζ$，$ζ$之间的$0$（无卷曲驱动）和$0.5$（自然混合驱动）的值。我们量化了zeta对相对于视线的磁场方向的依赖性。我们提供了最佳拟合公式$ζ$的同步辐射强度的对数归一化的平均值和标准偏差，其中$ζ$可以确定的分子云，具有类似的Alfvénic马赫数，我们的模拟。这些公式与音速马赫数无关。应用这些公式需要信噪比大于$5$，角分辨率小于云直径的$5\%$。虽然没有明确的探测到分子云的同步辐射，但通过结合绿岸望远镜和甚大阵列观测，应该有可能探测到分子云的同步辐射，从而限制了$ζ$的值。
2016-12-16 astro-ph.GA
Turbulence and Star Formation in a Sample of Spiral Galaxies
我们研究了旋涡星系中的湍流气体运动及其对远外盘恒星形成的重要性，在远外盘中，柱密度通常远低于自发引力坍缩的临界值。遵循Burkhart等人（2010）关于小麦哲伦云的方法，我们使用第三和第四统计矩作为湍流引起的结构的指标，来检查从HI附近星系调查（THINGS，Walter et al. 2008）中选择的螺旋星系样本的中性氢（HI）柱密度。我们应用统计矩在三种不同的方法-星系作为一个整体，分为半径的函数，然后到网格。我们为每个星系创建单独的峰度网格图。为了研究这些时刻和恒星形成之间的关系，我们将这些地图与银河演化探测器（GALEX）卫星拍摄的远紫外图像进行了比较。我们发现，在整个星系的时刻是很大程度上是均匀的，其中的变化似乎没有跟踪任何恒星形成区。然而，这可能是由于我们分析的空间分辨率，这可能会限制湍流运动的规模，我们对大于700 pc的湍流运动敏感。通过比较这些时刻本身，我们发现在我们采样的星系中，气体运动在很大程度上是超音速的。这项分析也显示Burkhart等人（2010）的方法不仅可以应用于矮星系，也可以应用于正常的旋涡星系。
2016-08-08 astro-ph.GA
CHANG-ES XXII: Coherent Magnetic Fields in the Halos of Spiral Galaxies
上下文螺旋星系中的磁场已知具有沿银盘的大尺度螺旋结构，并且在某些星系的晕中被观测为X形。虽然盘场可以很好地解释发电机作用，晕场的三维结构和它的物理性质仍然不清楚。目标。作为理解晕场的第一步，我们想弄清楚所观察到的X形场是否是螺旋星系晕中的一个广泛分布的图案，以及这些晕场是否只是由压缩或剪切（各向异性湍流场）排序的湍流场，或者具有大尺度的规则结构。方法.磁晕中法拉第旋转的分析是从大尺度磁场中分辨各向异性湍流场的工具。然而，直到最近，这一直是一个挑战，因为在线性偏振微弱的晕发射。我们对35个螺旋星系的C波段和L波段的VLA宽带观测（称为CHANG-ES）使我们能够在它们的晕中进行RM合成并分析结果。在此基础上，我们对28个CHANG-ES星系的C波段偏振图进行了叠加。结果虽然堆叠的边缘星系具有不同的哈勃类型，恒星形成和相互作用活动，但堆叠的图像清楚地显示了X形的表观磁场结构。我们检测到一个大规模的（相干）晕场在所有16个星系，在他们的晕扩展偏振强度。我们在他们所有的光环中都检测到了大规模的磁场反转。在六个星系中，它们沿着垂直于银河系中平面（垂直RMTL）的线，间距约为2 kpc。只有在NGC 3044和可能在NGC 3448中，我们观察到了类似于最近在NGC 4631中发现的垂直巨磁绳（GMR）。
2020-04-29 astro-ph.GA
Hot gas heating via magnetic arms in spiral galaxies. The case of M 83
重联加热被认为是星际介质加热的一个潜在来源。在一些星系中，在旋臂之间发现了显著的偏振射电辐射。这种发射有一种类似于星系螺旋结构的“磁臂”形式。重联效应可以将湍流磁场的部分能量转化为周围介质的热能，留下更有序的磁场，正如在磁臂中观察到的那样。灵敏的无线电和X射线数据的大设计的螺旋星系M 83用于详细分析磁场与热气体的可能的相互作用，包括气体加热的磁重联效应的签名搜索。磁场强度和来自无线电发射的能量进行了比较，从模型计算的热气体的参数适合敏感的X射线光谱的热气体发射。现有的X射线数据使我们能够区分两个热的组成部分晕的M 83。我们发现在臂间区域的热气体的平均温度略高，这导致每个粒子的能量更高，并伴随着磁场的能量密度的降低。观测到的旋臂和臂间区域之间能量收支的差异表明，与另一个螺旋星系NGC 6946的情况类似，我们可能在臂间区域观察到气体因磁重联效应而加热的迹象。这些效应对磁场的湍流分量作用更有效，预计在螺旋臂中更强。然而，根据目前的数据，只能在臂间区域追踪它们，那里的恒星形成和由此产生的湍流很低。
2020-06-16 astro-ph.GA
The Physics of turbulent and dynamically unstable Herbig-Haro jets
采用两种湍流射流模型，解释了Herbig-Haro天体的中心线速度、速度的横向分布、质量流和能量流等总体性质。赫比格-哈罗天体的复杂形状，如HH 34中的弧形，可以通过引入不同运动学效应的组合来解释，如沿喷流主方向的速度行为和恒星在星际介质中的速度。在三种不同的情况下，发射线的强度或亮度的行为进行了探讨：横向一维切割，纵向一维切割和二维地图。通过对环面几何特性的仔细分析，给出了一种解析解释，解释了通常由弓形激波模拟的强度或亮度的增强。
2009-12-24 astro-ph.GA
Multiscale magnetic fields in spiral galaxies: evolution and reversals
附近恒星形成星系的磁场揭示了大尺度模式和小尺度结构。大规模的场反转可能存在于银河系中，但迄今为止在外部星系中还没有观察到这样的反转。在建立星系磁场演化模型时，需要考虑星系恒星形成区的影响，然后将其与未来的射电偏振观测进行比较。大规模磁场反转的原因也需要澄清。我们的孤立盘星系的场演化模型包括一个标准的平均场发电机和连续注入的湍流场（超新星爆炸的影响）在离散的恒星形成区域的隐式小尺度发电机行动。计算了射电同步辐射和法拉第旋转测量的合成图。一个大规模的发电机是必不可少的，以获得规则的大规模螺旋磁场，在许多星系中观察到。这些出现在kpc尺度上，在1-2 Gyr（红移4-3）之后，与湍流接近能量平衡。湍流场注入产生小尺度场结构。根据模型参数，大规模的场反转可能会持续许多陀螺仪，并可以生存到目前的时代。来自年轻星系的显著偏振射电同步辐射预计在红移小于4。法拉第旋转测量（RM）是检测场反转的关键。在红移小于3的情况下，可以观察到大尺度的旋转模式。我们的模型可以解释一般形式的轴对称螺旋领域与许多地方的扭曲，在附近的星系中观察到的。对于一个稍微不同的参数选择，大规模的场反转可以持续整个星系的生命周期。将我们的合成地图与计划中的平方公里阵列（SKA）对遥远星系的未来观测进行比较，将使模型更加精确。
2011-09-19 astro-ph.GA
Low Angular Momentum in Clumpy, Turbulent Disk Galaxies
我们测量了恒星的比角动量jstar=Jstar/Mstar（z~0.1）盘星系，在星系质量函数的折点M* 附近具有恒星质量Mstar，但在z~2处看起来像典型的恒星形成盘，其稳定性（Q~1）低，团簇，高电离气体色散（40-50 km/s），高分子气体部分（20-30%）和快速恒星形成（~20 Msun/yr）。结合高分辨率（OSIRIS）和大半径（Gemini-GMOS）的光谱图，只有在低z，我们发现，这些目标有大约三倍少的恒星角动量比典型的本地螺旋星系等恒星质量和凸起分数。理论分析表明，角动量的不足是导致其稳定性低的主要原因，而高气体分数起着补充作用。有趣的是，我们的目标的低jstar值类似于在较高z处的M*-总体中从固定Mstar处的近似理论标度jstar~（1+z）^（-1/2）中预期的值。这表明，由宇宙膨胀驱动的角动量的变化，是高z的clueros M* 盘（可能演化成早期类型的星系）和质量匹配的局部螺旋之间显着差异的主要原因。
2015-11-16 astro-ph.GA
Thermal-Instability-Driven Turbulent Mixing in Galactic Disks: I. Effective Mixing of Metals
观测表明，盘状星系的径向金属丰度梯度相对较浅，如果不是平坦的，特别是在大的银河系中心距离和高红移宇宙中的星系。由于恒星的形成和金属的生产都集中在中心，这就需要一种重新分配金属的机制。然而，人们对这一机制的性质知之甚少，更不用说量化了。为了解决这个问题，我们进行磁流体动力学模拟薄，热不稳定，气体磁盘驱动的背景恒星螺旋势，包括金属建模为被动标量场的本地剪切片。与气体盘的简单α公式所暗示的相反，我们发现热不稳定性驱动的湍流在混合金属方面非常有效，无论是否存在恒星螺旋势或磁场。随机分布的金属的时间尺度与盘中的局部轨道时间相当或更短。这意味着金属的湍流混合是盘状星系化学演化史上的一个重要过程。
2012-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of a ~20 kpc coherent magnetic field in the outskirt of merging spirals: the Antennae galaxies
我们提出了一个研究的磁场性质的NGC 4038/9（"银河系“），最近的例子，一个后期合并的两个螺旋星系。宽带偏振观测使用卡尔G。Jansky甚大阵列在2和4 GHz之间。旋转测量综合和法拉第去极化分析进行探测磁场强度和结构的空间分辨率为$\sim1$ kpc。从南部潮汐尾部的高极化发射检测与内在的分数极化接近理论最大值（$0.62\pm0.18$），估计通过拟合法拉第去极化与同步辐射和法拉第旋转包含随机磁场的体积。磁场沿潮汐尾排列得很好，法拉第深度显示出大规模的平滑变化，保持其符号。这表明在天空平面上的场是规则的，高达$\sim20$ kpc，这是在银河系尺度上探测到的最大的规则场结构。潮汐尾中规则场的$\sim8.5~μ$ G的均分场强度在几百万年内达到，可能是由潮汐相互作用期间星系盘场拉伸4- 9倍产生的。在潮汐尾部，规则场强大于湍流场强。研究结果表明，虽然合并体内部的磁场以$\sim20~μ$ G级的强湍流磁场为主，但潮汐相互作用可以在边缘产生大尺度的规则磁场结构。
2016-09-14 astro-ph.GA
Visibility moments and power spectrum of turbulence velocity
在这里，我们介绍了可见度函数的时刻，并讨论如何可以用来估计外部旋涡星系的湍流速度的功率谱。我们进行了数值模拟，以确认该方法的可信度，并发现，对于较低的倾斜角的星系，它的工作很好。这是唯一的方法来估计的湍流速度波动的功率谱的ISM的外部星系。
2015-11-10 astro-ph.GA
Predicting HCN, HCO + , multi-transition CO, and dust emission of star-forming galaxies: Constraining the properties of resolved gas and dust disks of local spiral galaxies
ISM是一个湍流的，多相的，多尺度的介质遵循标度关系。银河系气体盘的分析模型需要考虑到星际介质的多尺度和多相性质。它们可以被描述为在垂直流体静力平衡下的星团恒星形成吸积盘，其中面压力平衡了气体和恒星盘的重力。ISM湍流考虑到应用银河标度关系的冷原子和分子气相。湍流是通过超新星的能量注入来维持的。在给定的空间尺度下，通过确定气体的质量分数，可以计算湍流加热和线冷却之间的平衡气体温度、分子丰度和分子线发射。红外，H{ \sc i}，CO，HCN，和HCO $^+$发射的模型径向配置文件进行比较的东西，赫拉克勒斯，帝国，SINGS，和银河系的17个本地旋涡星系的观测。Toomre参数，衡量恒星形成（云坍缩）的稳定性，在相当数量的星系的内盘中超过了统一。在两个星系中，它也超过了外盘的统一。因此，在旋涡星系中，$Q_{\rm tot}=1$并不是普遍存在的。模型气体速度分散与观察到的H{ \sc i}速度分散一致。在我们的模型中，HCN和HCO $^+$已经在相对低密度的气体（$\sim 1000$ ~cm $^{-3}$）中可检测到。导出了CO和HCN的转化因子和分子气体耗尽时间。这两个转换因子与文献中的值一致。而在大质量星系的粘性时间尺度大大超过恒星形成的时间尺度，粘性时间尺度小于恒星形成的时间尺度内$\rm{R}~\sim~2~\rm{R}_{\rm d}$，盘尺度长度，在低质量星系。
2022-05-15 astro-ph.GA
A new method to estimate local pitch angles in spiral galaxies: Application to spiral arms and feathers in M81 and M51
我们研究$8μ$ m IRAC图像的宏伟设计双臂螺旋星系M81和M51使用一种新的方法，即俯仰角局部确定为尺度和位置的函数，在传统的傅里叶变换光谱分析，适合整个星系的平均俯仰角。新的分析是基于$(\ln R, θ)$空间圆形窗口中星系碎片与具有不同螺距角的对数螺旋之间的相关性。窗口的直径是不同的，以研究不同的尺度。结果是螺旋结构的最佳拟合螺距角作为位置和尺度的函数，或者螺距角的分布函数作为给定银河区域或面积的尺度的函数。我们应用该方法来确定这两个星系的臂和臂间区域的俯仰角的分布。在武器，该方法再现了已知的螺距角的主要螺旋在一个大规模的，但也显示出较高的螺距角较小的规模所造成的灰尘羽毛。对于臂间，有一个广泛的分布的螺旋臂羽毛的螺旋角代表的延续和演变的流动移动到臂间区域。我们的方法显示了不同尺度上的螺旋结构的多样性，从气体流动过程中的引力，湍流和剪切星际介质的预期。我们还提出了M81使用经典的1D和2D傅立叶变换的结果，连同一个新的相关方法，这表明与传统的2D傅立叶变换良好的协议。
2014-08-15 astro-ph.GA
Magnetic field constraint in the outskirts of spiral galaxies
利用公开的CO（2-1）数据，研究了NGC 2841、NGC 3077、NGC 3184、NGC 3351旋涡星系的一氧化氧气体激发条件和磁场强度。对于他们的星系外围，我们发现的动力学温度的范围内的$35 - 38 ~K$，CO柱密度$10^{15} - 10^{16} ~cm^{-2}$和H2质量的$4 ~10^6 - 6 ~ 10^8 M_\odot$。H2密度1 $0^3 cm^{-3}$适合于解释CO（2-1）线强度的2 σ上限。我们约束的磁场强度为我们的样本的螺旋星系和他们的郊区，评估的磁流体动力学方程的简化表达式。我们的估计提供了$6-31 ~μG$量级的磁场强度值。
2018-10-31 astro-ph.GA
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
Radio broadband visualization of global three-dimensional magneto-hydrodynamical simulations of spiral galaxies II. Faraday Depolarization from 100MHz to 10GHz
银河系磁场的观测研究受到投影观测量的限制。与数值模拟结果的比较有助于理解真实结构，数值模拟数据的观测可视化是一项重要的任务。Machida等人（2018）报告了从数值模拟中获得的法拉第深度图。结果表明，方位角和法拉第深度之间的关系取决于倾角。本文利用全球三维磁流体动力学模拟的数据，研究了旋涡星系100 MHz到10 GHz的射电同步辐射。我们在小尺度上模拟内部和外部法拉第去极化，并假设频率无关的去极化。结果表明，在圆盘内部，内外法拉第退偏变得相当，法拉第深度色散分别为4 rad/m2和40 rad/m2。内部去极化在晕中变得无效。由于圆盘内部的磁湍流，与频率无关的去极化效果很好，在高频处极化度为0.3。当观测频率在100 MHz波段时，偏振强度在盘中消失，而来自晕的偏振强度可以被观测到。由于晕中偏振强度的剩余分量很弱，偏振度约为百分之几，因此很难观测到该分量。这些结果表明，如果实现像平方公里阵列那样的宽带偏振测量，就可以阐明旋涡星系的全球磁场结构。
2018-11-07 astro-ph.GA
Local Simulations of Spiral Galaxies with the TIGRESS Framework: I. Star Formation and Arm Spurs/Feathers
旋臂对盘状星系的气体流动和恒星形成有很大影响。我们使用本地三维模拟的垂直分层，自引力，差分旋转，星际介质（ISM）受到恒星螺旋势研究的影响，螺旋臂对恒星的形成和形成的臂刺/羽毛。我们采用Kim & Ostriker（2017）的TIGRESS框架来处理辐射加热和冷却，恒星形成以及随后的超新星（SN）反馈。我们发现，超过90%的恒星形成发生在螺旋臂，但全球恒星形成率（SFR）的模型与螺旋臂相比，增加了不到2倍。这是由于SFR表面密度Sigma_SFR和气体表面密度Sigma之间的准线性关系，并支持旋臂不会引发恒星形成而是集中恒星形成区域的观点。相关的SN反馈产生气态的马刺/羽毛下游的磁化和非磁化模型的武器。这些马刺/羽毛是短暂的，并具有平行于其长度的磁场，与由引力不稳定性引起的具有垂直磁场的较长寿命特征形成对比。SN反馈驱动磁场的湍流分量，总磁场强度与Sigma成次线性比例。总的中平面压力在臂和臂间区域之间变化约10倍，但局部与总垂直ISM重量一致，而Sigma_SFR局部与压力调节、反馈调制理论的预测一致。
2020-06-10 astro-ph.GA
Modelling CO emission from hydrodynamic simulations of nearby spirals, starbursting mergers, and high-redshift galaxies
我们对CO分子的发射线强度进行了建模，其基础是对具有非常高分辨率（3 pc和10^3 Msun）的螺旋星系、合并星系和高红移星系的流体动力学模拟，以及星际气体相空间结构的详细模型，包括激波加热、恒星反馈过程和星系风。模拟分析与大速度梯度（LVG）模型计算本地发射在各个分子线在每个分辨率元素，辐射传输和不透明度的影响，以及从星系出现的强度，产生合成光谱的CO分子的各种转变。该模型再现了已知的CO光谱和CO到H2的转换因子在附近的螺旋和星爆主要合并的属性。合并中CO谱线的高激发主要由过量的高密度气体控制，并且产生这种致密气体过量的高湍流速度和压缩导致宽线宽和低CO强度与H2质量比。当应用于高红移的富含气体的盘星系时，同样的模型预测它们的CO到H2的转换因子几乎和附近的螺旋星系一样高，并且比恒星爆炸合并中的高得多。高红移盘状星系包含巨大的恒星形成团，其中包含与空间集中的恒星反馈源加热的气体相关的高激发成分，尽管CO（1-0）到CO（3-2）的发射总体上由致密团周围的低激发气体主导。这些结果总体上突出了CO激发和CO到H2的转换因子对星系类型的强烈依赖性，即使在类似的恒星形成速率或密度。底层过程是由星际介质结构和湍流及其对恒星反馈的响应驱动的，这取决于全球星系结构，反过来又影响CO排放特性。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reviewing the observational evidence against long-lived spiral arms in galaxies
我们回顾了Foyle等人（2011）以前的结果，通过将傅立叶强度相位方法应用于9个星系样本。发现其中两个天体（NGC 628和NGC 5194）具有强烈的双臂图案，为长寿的螺旋提供了积极的证据。只有一个天体（NGC 3627）显示了相反的证据。通过对解析质量图的分析确定，其余物体不能包括在分析中，因为它们属于絮状和多臂类型的螺旋臂，这不是密度波理论所描述的。
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A CO J=3-2 map of M51 with HARP-B: Radial properties of the spiral structure
我们提出了第一个完整的CO J=3-2附近的大设计的螺旋星系M51（NGC 5194）的地图，在空间分辨率为600 pc，获得的HARP-B仪器的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。这张图覆盖了整个光学星系盘，直到伴星NGC 5195，在~ 9 'x6'（~ 21 x14 kpc）的区域内检测到CO J=3-2的发射。我们描述了CO J=3-2的积分强度图，并将我们的结果与CO J=2-1，CO J=1-0的积分强度图和文献中的其他数据相结合，在亚千秒差距尺度上研究了M51分子气体，原子气体和多环芳烃（PAH）性质随螺旋结构距离的变化.我们发现，对于CO J=3-2和CO J=2-1跃迁，臂和臂间辐射随半径的变化有明显的差别，臂间辐射随半径的变化相对恒定，臂和臂间辐射的对比度随半径的变化而减小.对于CO J=1-0和HI，臂和臂间区域随半径的变化显示出类似的趋势，臂间对比度随半径相对恒定。我们研究了CO谱线比（J=3-2/2-1，J=2-1/1-0和J=3-2/1-0）随沿螺旋结构距离的变化。线比与文献中其他附近星系的典型值范围是一致的。最高的CO J=3-2/2-1线比出现在中心~1 kpc和旋臂中，最低的线比出现在旋臂间区域，我们没有发现旋臂有随半径变化的趋势，但在旋臂间区域，所有CO线比似乎都有随半径增加的趋势。我们发现CO J=3-2强度与恒星连续减去8亩PAH表面亮度的比值之间存…
2013-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spirals and Vertical Motions in the Planet-Forming Disk around HD 100546. A multi-line study of its gas kinematics
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Leiden University（莱顿大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Michigan（密歇根大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合观测站）
HD100546行星形成盘中发现螺旋结构和垂直运动，通过多线研究揭示气体动力学特征及潜在伴星存在。
2025-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Large-scale turbulent driving regulates star formation in high-redshift gas-rich galaxies II: Influence of the magnetic field and the turbulent compressive fraction
本文通过反馈调控的星际介质数值模拟，研究大尺度湍流驱动、磁场及压缩性对高红移富气体星系恒星形成率的影响，发现强湍流为匹配Schmidt-Kennicutt关系所必需，且磁场可降低所需驱动能量。
2023-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Onset of Spiral Structure in the Universe
星系中螺旋结构的出现似乎发生在红移1.4和1.8之间，此时盘已经发展出一种冷的恒星成分，旋转在气体中的湍流运动中占主导地位，大质量团块变得不那么频繁。在从clusterian到螺旋盘的过渡过程中，在哈勃超深空中发现了两种不寻常的螺旋，它们像它们的前身clusterian盘一样巨大，clusterian和不规则，但像它们的后代一样螺旋状或剪切。一种类型是“毛茸茸的”，在整个磁盘上都有大量的cloudsparms，并且在相同的红移下比其他磁盘星系更亮，而另一种类型具有不规则的多臂，具有高俯仰角，恒星形成结，并且没有像今天的多臂星系那样的内部对称性。在z~1附近的红移范围内，也存在着一些常见的螺旋结构类型，即两个对称臂的大结构、内部对称的多臂结构和外部细长臂的多臂结构，以及短而不规则的片状结构，这些结构大多来自恒星的形成。在UDF中，正常的多臂星系只比z~0.6更近。大设计星系最远延伸到z~1.8，大概是因为相互作用可以驱动盘中的双臂螺旋，否则会有更不规则的结构。这些类型之间的差异是可以理解的，在气体和恒星的通常稳定性参数，以及速度色散与旋转速度的比值。
2013-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
