Polarised radio filaments outside the Galactic plane
我们使用的数据从\wmap卫星在23，33和41 GHz的研究扩散极化发射在整个天空。发射主要来源于有序磁场的超导结构。其中一些结构在射电连续谱图中已经存在了几十年。它们的起源尚不清楚，有许多细丝是第一次看到的。我们已经确定并研究了11根细丝。它们中的一些的极化分数可以高达40\%，这是良好有序的磁场的特征。在天空中18个区域的平均偏振光谱指数为$β= -3.06 \pm 0.02$，与同步辐射一致。天空中的$β$（$Δβ\approx0.2$）有显著的变化。我们使用太阳附近膨胀壳的模型来探索大规模暗条与局部ISM之间的联系。我们比较观察到的偏振角与模型的预测，发现很好的协议。这有力地表明，许多大规模的细丝和环是附近的结构。这在银河系磁场的背景下很重要，因为这些结构通常包括在全球模型中，忽略了它们可能是局部的事实。我们还研究了由扩散灯丝添加到CMB偏振功率谱的污染水平。我们的结论是，即使这些灯丝目前低的射电亮度，一个小心的删除将是必要的，为未来的全天CMB偏振分析。
2015-06-12 astro-ph.GA
QUIJOTE Scientific Results. II. Polarisation Measurements of the Microwave Emission in the Galactic molecular complexes W43 and W47 and supernova remnant W44
我们目前的Q-U-I JOint TENERIFE（QUIJOTE）的强度和偏振图，在10-20 GHz的覆盖区域沿银河系平面24<1 <45度，|b| <8度。这些图由210小时的数据得到，具有~40 μ K/束的偏振灵敏度和~1度的角分辨率。我们的强度数据对于确认两个分子复合物W 43（22 σ）和W 47（8 σ）的异常微波发射（AME）的存在至关重要。我们还检测到与W 44相关的高显著性（6 σ）AME，这是对SNR的首次明确检测。新的QUIJOTE偏振数据与WMAP相结合，对于以下方面至关重要：i）确定W 44中同步辐射的光谱指数，beta_sync =-0.62 +/-0.03，一旦在拟合中包括自由-自由分量，则与从强度光谱推断的值非常一致。ii）用旋转测量值-404 +/-49 rad/m2在W 44方向上跟踪与法拉第旋转相关的偏振角的变化。和iii）设定Pi_AME <0.39%（95% C.L.）的W 43的极化的上限。从QUIJOTE 17 GHz的数据，和<0.22%，从WMAP 41 GHz的数据，这是最严格的限制有史以来获得的极化分数的AME。对于典型的物理条件（晶粒温度和磁场强度），并在晶粒和磁场之间的完美对齐的情况下，电或磁偶极子发射的模型预测较高的极化分数。
2016-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the Polarisation of Microwave Foreground Emission on Large Angular Scales
通过对银河系磁场（GMF）进行大尺度模拟，得到了与宇宙微波背景（CMB）极化实验相关的频率上银河系前景极化辐射的模板。这项工作扩展了O'Dea等人的结果，包括偏振同步辐射作为前景发射源。该计算中的偏振方向和分数仅基于GMF模型的基本选择，因此在大尺度上提供了对偏振信号的独立预测。当预测有效的实验灵敏度时，极化前景的模板可能有用。反过来，随着对大部分天空中CMB偏振的测量成为常规，该模型将允许数据约束GMF形式中的参数，但尚未得到很好的理解。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Sino-German 6cm polarisation survey of the Galactic plane - VIII. Small-diameter sources
利用乌鲁木齐25米望远镜进行的中德银河面6厘米偏振巡天，提取了小直径源的信息。我们进行了二维椭圆高斯拟合的6cm的地图，以获得一个列表的源与总强度和偏振通量密度。源列表包含3832个源，其拟合直径小于16弧分，峰值通量密度超过30 mJy，因此约为总强度数据均方根噪声的5倍。累积源计数指示通量密度超过约60 mJy的完整性。我们确定了125线性极化源在6厘米的峰值极化通量密度大于10毫焦耳，所以约3倍的均方根噪声，极化强度数据。尽管缺乏紧凑的陡谱源，6厘米星表列出的源比埃费尔斯堡21厘米星表多20%，在相同的角分辨率和相同的区域。大多数微弱的6厘米源必须有一个平坦的光谱，并且是HII区域或河外的。与绿岸6cm（GB 6）星表相比，我们获得了更高的通量密度的一些复杂结构的扩展源。偏振6cm源密度在银河系纬度上均匀分布。它们的数量密度向银河系内部递减。超过80%的极化源最有可能是河外的。除了少数例外，光源在6厘米处的偏振百分比高于21厘米处的偏振百分比。去极化似乎主要发生在源内，银河系前景发射的贡献很小。
2013-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
POLAMI: Polarimetric Monitoring of Active Galactic Nuclei at Millimetre Wavelengths. II. Widespread circular polarisation
我们分析了在POLAMI项目的前7年中积累的圆偏振数据，该项目在随附的论文中介绍（Agudo等人）。在3mm波段，我们获得了2600多个观测结果，除了37个样本源中的一个外，所有样本源都被探测到，其中大多数都被探测了几次。对于大多数源，观察到的圆偏振度分布比未偏振校准品的圆偏振度分布更宽，表明大部分时间存在弱（<0.5%）圆偏振。我们的探测率和最大偏振度为2.0%，与以前的调查相当，都是在更长的波长下进行的。我们认为，产生圆偏振的过程必须不强烈的波长依赖性，我们提出，在我们的短波长样品的圆偏振占主导地位的耀变体的广泛存在，主要是由于法拉第转换的螺旋磁场的射流的线性偏振同步辐射。圆极化是可变的，最明显的是在与我们的中值采样间隔<1个月相当或更短的时间尺度上。偶尔也会探测到约一年的较长时间尺度，但受到信号微弱的严重限制。在与一些较长的波长调查的差异，我们发现，圆偏振的符号在大多数源的变化，而只有7个源，包括3个已知的，有一个强烈的偏好一个符号。圆偏振度和线偏振度没有显示出任何系统相关性。然而，我们确实发现了一个特殊的事件，其中两个偏振度在0.9年的时间跨度内同步变化。本文还介绍了一种新的方法来校准圆偏振观测的符号。
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
POLAMI: Polarimetric Monitoring of Active Galactic Nuclei at Millimetre Wavelengths. I. The program, calibration, and calibrators data products
本文介绍了用IRAM 30米望远镜在3.5和1.3毫米波段对一个明亮的射电强活动星系核样品的全部四个斯托克斯参数进行监测的POLAMI计划。该计划于2006年10月开始，直到2014年8月，累积了2300个3.5毫米的观测值，实现了37个源样本的中位数时间采样间隔为22天。这第一篇论文解释了源的选择，主要是耀变体，观测策略和数据校准，并给出了仪器偏振校正的细节。在3.5mm处达到的灵敏度（1sigma）为0.5%（线偏振度）、4.7 °（偏振度）。（偏振角）和0.23%（圆偏振），而在1.3mm处的相应值为1.7%，9.9 °，和0.72%。我们的校准器Mars和Uranus的时间序列证明了数据质量。对于类星体3C286，广泛使用的线性偏振校准器，我们给它的线性偏振的改进估计，并首次显示偶尔检测到其弱圆偏振，这表明在毫米波长的源的可变性小的水平。
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Galactic foreground contributions to the WMAP5 maps
我们计算交叉相关的强度和偏振从5年的WMAP数据在不同的天空区域相对于模板地图同步辐射，灰尘，和自由的排放。我们得出的频率依赖性和偏振分数的所有三个组件在48个不同的天空区域的HEALPix（Nside=2）像素化。在K（23 GHz）和Ka（33 GHz）WMAP波段上，整个天空都清晰地检测到与尘埃相关的异常发射强度，并发现在b=-40和b=+10之间的低银河纬度处是主要的前景。从全天空分析的K和Ka WMAP波段获得的同步加速器光谱指数为：强度为-3.32 \pm 0.12，偏振强度为-3.01 \pm 0.03。同步加速器的极化率在频率上是恒定的，并且随着纬度的增加而增加，从银河平面附近的~5%增加到高纬度某些地区的~40%; |b| <20的平均值为8.6 \pm 1.7（stat）\pm 0.5（sys）%，而|b| >20的平均值为19.3 \pm 0.8（stat）\pm 0.5（sys）%。异常尘埃和自由-自由发射似乎相对非极化。[摘要]. K波段尘埃相关辐射的平均偏振分数为3.2 \pm 0.9（stat）\pm 1.5（sys）%，或在95%置信度下小于5%。当将真实数据与模拟进行比较时，8个区域显示出在没有输入前景偏振的情况下检测到的偏振高于来自模拟的分布的第99百分位数，其中6个区域在2 σ以上检测到并且显示偏振分数在2.6%和7.2%之间，除了一个异常区域…
2011-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding active galactic nuclei using near-infrared high angular resolution polarimetry I : MontAGN - stokes comparison
在这第一个研究报告的一系列的两个，我们提出了两个蒙特卡罗辐射转移代码之间的比较：MontAGN和斯托克斯。两者都是为了更好地理解活动星系核（AGN）的观测偏振而开发的。我们的最终目标是使用这些辐射转移代码来模拟一个原型的2型射电宁静活动星系核的偏振图在很宽的波长范围内，从红外波段与MontAGN的X射线能量与STOKES。这样做，我们的目标是深入分析最近的SPHERE/IRDIS偏振观测NGC 1068。为了验证程序的有效性并获得初步结果，我们为两个程序设置了一个通用的简单活动星系核模型，并比较了它们的极化成像结果。
2016-10-17 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
POLAMI: Polarimetric Monitoring of Active Galactic Nuclei at Millimetre Wavelengths. III. Characterisation of total flux density and polarisation variability of relativistic jets
我们报告的POLAMI计划的第一个结果，同时3.5和1.3毫米全斯托克斯偏振监测的样本36个最明亮的活动星系核在北方天空的IRAM 30米望远镜。通过对2006年10月（1.3mm观测值为2009年12月）至2014年8月的数据进行系统的统计研究，分析了总通量密度和线偏振的变化。我们发现，样品中的所有源在3.5和1.3mm处的总通量密度以及光谱指数都是高度可变的，这被认为是光学薄的。总的通量密度变化在1.3毫米被发现，在一般情况下，是更快的，有更大的幅度和更平坦的PSD斜率比3.5毫米。偏振度在1.3mm处平均比在3.5mm处大2.6倍。线性偏振度的变化比总通量密度的变化更快，并且具有更高的分数振幅，其中突出偏振峰期间的典型时间尺度在1.3mm处比在3.5mm处显著更快。在3.5和1.3mm处的偏振角是高度可变的。大多数源显示一个或两个>180度的偏移。在我们的观察过程中，时间尺度从几周到大约一年。3.5和1.3 mm偏振角演变彼此相当好地遵循，尽管1.3 mm数据在短时间尺度（即，数周）上显示出对更显著变化的明显偏好。这些数据是兼容的多区模型的锥形射流涉及较小的发射区域的最短波长发射网站。这种较小的发射区域在激发粒子群方面也应该更有效。数据还支持1.3 mm处的积分发射具有比3.5 mm处更好的有序磁场。
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The strength and structure of the magnetic field in the galactic outflow of M82
由星爆驱动的星系外流可以改变星系磁场，使它们远离星系平面。在这里，我们量化这些领域可能磁化星系际介质。我们估计的强度和结构的恒星爆发星系M82使用热偏振发射观测SOFIA/HAWC+和太阳物理学中常用的潜在的场外推。我们修改了Davis-Ehrasekhar-Fermi方法，以考虑大尺度流动和湍流场。结果表明，所观察到的磁场产生的组合的大规模有序的位场与流出和小规模的湍流场与弓形激波的功能。在中心$900$ pc半径内，大尺度磁场占观测到的湍流磁能的$53\pm4$ %，中值场强为$305\pm15$ $μ$ G，而小尺度湍流磁场占剩余的$40\pm5$ %，中值场强为$222\pm19$ $μ$ G。我们估计，湍流动能和湍流磁能接近均分高达$\sim2$ kpc（测量），而湍流动能占主导地位的$\sim7$ kpc（外推）。我们的结论是，该领域冻结到电离流出介质和驱动离开动力学。M82星系风中的磁场线是“开放的”，在星暴核心和星系际介质之间提供了一个直接的通道。我们的新方法提供了量化外流对星系磁场的影响以及它们对星系际介质和高能粒子演化的影响所需的工具。
2021-04-15 astro-ph.GA
Dynamic Localised Turbulent Diffusion and its Impact on the Galactic Ecosystem
由于星系环境中湍流的普遍存在，所有星系演化模拟都需要对热能、动量和金属的湍流扩散进行建模。最常用的扩散模型，Smagorinsky模型，被认为是过度扩散，由于其强烈的依赖于流体速度剪切。我们提出了一种方法，用于动态计算一个更准确的，本地适当的，湍流扩散：动态本地化Smagorinsky模型。我们调查了一组标准的天体物理学相关的流体动力学测试，并证明了动态模型抑制过度扩散的非湍流剪切流，并提高了密度对比度在我们的驱动湍流实验。在星系盘中，我们发现动力学模型通过防止过多的角动量输运来保持盘的稳定性，并增加了星际介质中的金属混合时间尺度。在我们孤立的银河系和宇宙学模拟中，我们发现星际和环星系介质对湍流扩散的处理特别敏感。我们还研究了我们的宇宙学模拟中的全球气体富集分数，以衡量对第III族恒星和超大质量黑洞的形成地点和人口统计的潜在影响，因为它们理论上对它们形成的气体的金属含量很敏感。然而，这个动力学模型并不只是用于星系演化研究。它可以应用于所有天体物理流体动力学模拟，包括模拟恒星内部，行星形成和恒星形成。
2018-12-10 astro-ph.GA
QUIJOTE scientific results -- V. The microwave intensity and polarisation spectra of the Galactic regions W49, W51 and IC443
我们提出了新的强度和偏振图获得的QUIJOTE实验对银河系区域W 49，W51和IC 443，覆盖频率范围从10到20 GHz，在$\sim$ 1度角分辨率，在35-79 $μ$ K/光束的总强度和13-23 $μ$ K/光束的偏振范围内的灵敏度。对于每个区域，我们结合QUIJOTE地图与辅助数据的频率范围从0.4到3000 GHz，重建光谱能量分布和模型与已知的前景相结合。我们在4.7 $σ$和4.0 $σ$的W 49和W51中检测到总强度的异常微波发射（AME），峰值频率分别为$ν_{AME}$ =（20.0 $\pm$ 1.4）GHz和$ν_{AME}$ =（17.7 $\pm$ 3.6）GHz;这是首次检测到AME朝向W51。超致密HII区域对剩余AME通量密度的污染估计在W 49中为10%，在W51中为5%，并且不排除AME检测。偏振的SED揭示了同步辐射的贡献，光谱指数$α_s$ = -0.67 $\pm$ 0.10在W 49和$α_s$ = -0.51 $\pm$ 0.07在W51，分别归因于弥漫的银河系发射和本地超新星遗迹。对于IC 443的总强度，我们测量了截止频率为$ν_{0,s}$ =（114 $\pm$ 73）GHz的破幂律同步加速器光谱，与以前的研究一致;然而，我们的分析排除了以前声称对IC 443的任何AME贡献。在本研究中未检测到极化AME发射的证据。
2023-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Modeling of Multiphase, Turbulent Galactic Disks with Star Formation Feedback
恒星的形成是通过其反馈来自我调节的，反馈驱动湍流并加热气体。在平衡状态下，如果能量平衡和垂直动力学平衡同时保持的话，恒星形成率（SFR）应该直接与总的（热的加上湍流的）中面压力有关，因此也与扩散气体的总重量有关。为了定量地研究这一点，我们利用数值流体动力学模拟集中在外盘扩散原子气体占主导地位的区域。通过对饱和气体性质的分析，得到了湍流驱动率、湍流耗散率、湍流加热率、湍流冷却率、总中面压力与气体总质量、SFR与总中面压力之间的关系。我们发现SFR和中平面压力之间的近似线性关系与理论预测一致。
2012-11-21 astro-ph.GA
M82 - A radio continuum and polarisation study II. Polarisation and rotation measures
星暴星系中星际介质的组成和形态已经得到了很好的研究，但其磁场性质仍不确定。附近的星爆星系M82提供了一个独特的机会来研究导致湍流和规则磁场放大和减少的机制。可能的情况下的磁场的恒星形成率的贡献进行了评估。将来自VLA和WSRT的存档数据合并并重新简化，以覆盖3cm和22 cm之间的波长范围。所有的观测结果都显示在星系内部有偏振辐射，而距离盘2kpc的偏振辐射只在18厘米和22厘米处被探测到。观测结果暗示在星系内部存在一个磁化棒。我们计算出由于磁应力棒的质量流入率为每年7.1个太阳质量，这对M82的恒星形成率大约是每年13个太阳质量的显着贡献。晕显示出偏振辐射，这可能是一个规则的磁盘场的残余。提供了流出锥内部螺旋场的指示。中心磁场的相干长度与巨大分子云的大小相似。利用极化谱进一步证明了电离气体与磁场的紧密耦合以及两相磁场拓扑结构，晕中的电子密度与银河系中的电子密度相似。磁场形态与附近其他星暴星系相似，晕中可能存在大规模的磁环，外流锥内可能存在螺旋状磁场。磁棒和环核环的特殊组合能够通过磁制动显着提高该星系的恒星形成率。
2017-10-11 astro-ph.GA
Are turbulent spheres suitable initial conditions for star-forming clouds?
到目前为止，大多数分子云和恒星形成的数值模拟，假设一个均匀密度的球体或盒子与强加的湍流速度场。在这项工作中，我们选择分子云从星系尺度模拟作为初始条件，提高其分辨率，并重新模拟他们使用SPH代码Gadget2。我们的方法提供了云的形态，内部结构和运动学，构成更一致和现实的初始条件模拟恒星形成。我们进行分子云来自银河系的模拟，和类似的尺寸，质量和速度色散的湍流气体球体之间的比较。我们专注于云的性质，如它们的密度，速度结构和恒星形成率。我们发现，银河系云的继承速度结构对恒星形成率和云的演化有显着的影响。我们的研究结果表明，虽然我们可以遵循恒星形成的时间演化在任何模拟云，捕捉整个历史是困难的，因为我们忽略了任何恒星形成之前可能发生的初始化。总的来说，湍流球体与银河系云的复杂性不匹配。
2014-10-07 astro-ph.GA
Characterizing gravitational instability in turbulent multi-component galactic discs
引力不稳定性在星系演化和形成星际介质（ISM）中起着重要作用。ISM被观察到是高度湍流的，这意味着像气体表面密度和速度色散这样的可观测量取决于测量区域的大小。在这项工作中，我们调查，使用模拟的银河系一样的盘星系的分辨率为$\sim 9$ pc，在ISM湍流的性质，以及如何影响星系的引力稳定性。通过在稳定性分析中考虑到测量的密度和速度场的平均湍流标度，我们可以更鲁棒地描述星系稳定性的平均水平作为尺度的函数，并以直接的方式识别易于碎裂的尺度。此外，我们发现，反馈驱动的湍流光盘的稳定性可以很好地描述了“托姆”$Q$稳定性标准在所有尺度上，而经典的$Q$可以正式失去其意义上的小尺度，如果暴力光盘不稳定性发生在缺乏压力支持的模型从恒星反馈。
2015-02-19 astro-ph.GA
Turbulent Pressure Heats Gas and Suppresses Star Formation in Galactic Bar Molecular Clouds
本研究利用ALMA ACA观测20个候选星系棒分子云，发现棒内9个云团中湍流压力抑制恒星形成，且云团在进入CMZ前已具备CMZ-like性质。
2025-02-20 astro-ph.GA
Galactic foreground and CMB emissions randomization due to chaotic/turbulent dynamics of magnetized plasma dominated by magnetic helicity
本文基于数值模拟与WMAP/Planck观测，在分布混沌概念框架下用Kolmogorov-Iroshnikov唯象理论证明磁螺旋度主导的磁化星际介质混沌/湍流动力学使银河系前景辐射随机化程度随频率升高而增强，且背景磁场与CMB随机化程度远低于前景辐射。
2025-06-03 astro-ph.GA
Observational Signatures of Galactic Turbulent Dynamos
我们分析的观测签名的星系磁场的自洽产生的磁流体动力学模拟的星际介质通过湍流驱动的超新星（SN）爆炸和差分旋转。特别是，我们研究的法拉第旋转措施（RM），同步辐射，斯托克斯参数的时间演化的典型结构中形成的观察。为此，我们定义了两个不同的模型，热和宇宙射线（CR）的电子分布。我们的研究结果表明，RM的地图具有剪切和呈现各向异性的差分旋转的结构，它们取决于热电子模型的选择，以及SN率。同步辐射图在性质上类似于沿视线的平均磁场图，结构仅受CR模型的轻微影响。斯托克斯参数和相关的量，如线性偏振的程度，是高度依赖于频率和分辨率的观察。
2022-12-05 astro-ph.GA
Prototype Faraday rotation measure catalogs from the Polarisation Sky Survey of the Universe's Magnetism (POSSUM) pilot observations
本文分析了POSSUM先导观测数据，利用处理流水线生成了原型法拉第旋转量（RM）目录和网格，提出中值滤波法分离前景弥漫发射，并预估全面POSSUM巡天将产生约77.5万至87.7万个RM目录。
2024-03-23 astro-ph.GA
Multiscale Analysis of the Gradient of Linear Polarisation
我们提出了一种新的多尺度方法来计算的线性极化矢量的梯度的幅度，使用基于小波的形式主义。我们证明了这种方法使用的加拿大银河平面调查（CGPS）的领域，并表明，通常看到的线性偏振图的梯度的concretary结构强烈依赖于仪器的分辨率。我们的分析表明，不同的网络的细丝存在于不同的角度尺度。小波形式主义使我们能够计算线性偏振图的梯度中看到的波动的功率谱，并确定这个量的标度行为。发现功率谱遵循伽马~ 2.1的幂律。我们发现在80 < l < 300弧分的尺度之间功率有一个小的下降，这很好地对应于Effelsberg 100-m望远镜和DRAO 26-m望远镜数据之间的u-v平面的重叠。我们认为，这种下降是由于采样不足，目前在26米望远镜的数据。此外，小波系数分布在小尺度上比在大尺度上表现出更高的偏度。这些分布尾部的异常值的空间分布创建了跨多个尺度相关的细丝的相干子集，其跟踪场内偏振矢量P的最急剧变化。我们认为，这些结构可能与介质中的高压缩冲击有关。不包括这些异常值的场的功率谱显示出gamma ~ 2.5的更陡的幂律。
2015-04-23 astro-ph.GA
Turbulent transport coefficients in galactic dynamo simulations using singular value decomposition
盘星系中的相干磁场被认为是由运行在其星际介质中的大尺度（或平均场）发电机产生的。平均磁场增长的一个关键驱动因素是湍流电动势（EMF），它代表了相关的小尺度（或波动）速度和磁场对平均场的影响。电动势通常表示为平均磁场及其导数的线性展开，其中发电机张量作为展开系数。在这里，我们采用奇异值分解（SVD）的方法来直接测量这些湍流输运系数的湍流星际介质，实现了大规模发电机的模拟。具体地说，奇异值分解是用来最小二乘拟合的时间序列数据的EMF与平均场及其衍生物，以确定这些系数。我们证明了从SVD系数重建的EMF的空间分布与直接从模拟中获得的空间分布相匹配。此外，作为一个直接的测试，我们使用的系数来模拟一个1-D平均场发电机模型，并发现发电机模型和直接模拟之间的平均磁场的演变的整体相似性。我们还比较了结果与使用简单回归和以前使用测试场（TF）方法获得的结果，找到合理的定性协议。总的来说，SVD方法提供了一个有效的后处理工具，以确定湍流输运系数的模拟。
2019-09-18 astro-ph.GA
Turbulent diffusion and galactic magnetism
利用球形膨胀波驱动的近无旋湍流的试验场方法，表明湍流磁扩散率随磁雷诺数的增加而增加。其值在湍流均方根速度乘以膨胀波典型半径的几倍处趋于稳定。这一结果进行了讨论的背景下，银河系平均场发电机。
2009-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Sino-German 6cm polarisation survey of the Galactic plane IX. HII regions
大规模的无线电连续测量提供了数据，以深入了解无线电源的物理特性。HII区是年轻大质量恒星周围电离气体热辐射产生的主要射电源。本文对中德银河面6厘米偏振巡天中的HII区进行了识别和分析。具有平坦的射电连续谱以及红外和/或Halpha发射的物体被确定为HII区域。对于小视尺寸的HII区，我们将6cm小直径源目录与Paladini编制的射电HII区目录和基于WISE数据的红外HII区目录进行交叉匹配。通过将Paladini和WISE HII区域叠加到6cm测量图像上以进行重合，用肉眼识别扩展的HII区域。采用TT图法进行光谱指数验证。利用中德6cm巡天资料，共识别出401个HII区，并确定了它们的通量密度。在所调查的地区，发现有76对源在Paladini HII区星表中重复，这主要是由于以前的观测没有区分不同的角分辨率，其星表中有78个物体被错误地归类为HII区，实际上是行星状星云、超新星遗迹或具有陡峭光谱的河外源。我们的6cm调查数据中有30多个HII区和HII候选区，特别是扩展区，在WISE HII区目录中没有对应的区域，其中9个是首次确定的。根据新获得的射电连续谱和红外辐射的证据，我们认为先前发现的G11.1 - 1.0、G20.4 + 0.1和G16.4 - 0.5三个信噪比区是HII区。
2019-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dust Polarisation and Magnetic Field Structure in the Centre of NGC253 with ALMA
本研究利用ALMA Band 4和7的全偏振数据，绘制了NGC253中心星暴区秒差距尺度的尘埃偏振与B场结构图，揭示了B场与多相外流的耦合，并分析了偏振分数与柱密度、SSC分布及去偏振机制的关系。
2025-03-05 astro-ph.GA
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT VII: Polarisation properties of pulsars in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云是已知的唯一拥有射电望远镜的外部星系。对星云中恒星的分散和旋转的测量有助于理解它们的结构，而对恒星本身的研究可以指出它们与银河系对应恒星之间的电势差。我们利用MeerKAT望远镜的高灵敏度观测了小麦哲伦云和大麦云云中的17颗恒星以及5颗前景（银河系）恒星。我们提供了18个这些卫星的偏振配置文件，改进测量其色散和旋转措施，并推导出平均平行磁场沿视线。结果与大麦哲伦云和小麦哲伦云中磁场的结构和强度的预期大致一致。麦哲伦星云的恒星轮廓比预期的周期宽度关系窄，我们表明这是由于脉冲星调查中的选择效应，而不是银河系和麦哲伦天体之间的任何固有差异。
2021-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Polarized synchrotron data and the structure of the Galactic magnetic field
针对C-BASS偏振数据与宇宙射线传播对银河系磁场湍流强度要求的矛盾，提出由湍流盘、规则晕和延伸湍流晕三成分构成的银河系磁场模型。
2025-03-25 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
Turbulent Magnetic Dynamos with Halo Lags, Winds, and Jets
本文基于经典方程提出了尺度不变/自相似星系磁发电机模型，并将其与最近观测到的边缘旋涡星系磁场进行了定性比较。我们根据轴对称发电机磁场的分离源、平流通量和亚尺度湍流对轴对称发电机磁场进行分类。在合理的物理条件下，我们忽略扩散项。存在由全局守恒量确定的时间依赖性。我们发现，磁标度的高度增加半径和风速。基于次尺度涡度增加的发电机作用，我们认为活动星系核外流是大尺度星系发电机的一个重要组成部分。这使我们{ \it predict}相干星系磁场的形态（即扩展的极化通量）和活动星系核的存在之间的相关性。
2021-07-22 astro-ph.GA
Faraday Rotation of Extended Emission as a Probe of the Large-Scale Galactic Magnetic Field
银河系磁场是星际介质（ISM）的一个组成部分，了解它的结构对理解银河系动力学至关重要。河外（EG）源的自转测度（RM）是建立银河系磁场综合模型的基础。偏振扩展发射（XE）也可以沿着银河系圆盘的视线看到，也显示了法拉第旋转的影响。我们的目的是调查和了解EG和XE RM之间的关系，在银河系平面附近，并确定如何的XE RM，迄今未使用的资源，可以被用来作为一个大规模的银河系磁场的探针。我们使用的偏振数据从加拿大银河平面调查（CGPS），观察附近1420兆赫的自治领射电天体物理观测站（DRAO）合成望远镜。我们计算RM从一个线性拟合的偏振角作为波长平方的函数在四个频率通道，EG源和XE。在整个CGPS区域$55^{\circ} < {\ell} <193^{\circ}, -3^{\circ} < b < 5^{\circ}$，XE的RM紧密跟踪EG源的RM，其中XE RM大约是EG源RM值的一半。例外的地方，大的本地HII复合物严重去极化更遥远的发射。我们得出结论，XE RM数据集中有价值的信息。两种类型的RM值之间的系数2接近ISM的Burn板模型的预期值。这一结果表明，至少在外星系，EG和XE源可能探测类似的深度，法拉第旋转介质和同步辐射介质具有类似的变化与银河系中心距离。
2019-03-27 astro-ph.GA
Ghost of a Shell: Magnetic Fields of Galactic Supershell GSH 006$-$15$+$7
我们确定了一个对应的银河系超壳在弥漫性无线电极化，并使用它来确定与此对象相关的磁场。GSH 006 $-$ 15 $+$ 7扰动了2.3 $\,$ GHz的偏振发射，正如在S波段偏振全天巡天（S-PASS）中所观察到的那样，它起到了法拉第屏的作用。我们在壳上模拟法拉第旋转，并在整个区域产生法拉第深度图。这样的模型需要关于屏幕后面的偏振发射的信息，我们从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）获得，从23 $\,$ GHz到2.3 $\,$ GHz，以估计GSH 006 $-$ 15 $+$ 7后面的同步加速器背景。使用模型化的法拉第厚度，我们确定的幅度和平面的天空结构的视线磁场的外壳。我们发现峰值视线场强为$|B_\parallel|_\text{peak} = 2.0\substack{+0.01 \\ -0.7}\,μ$ G。我们的测量探头弱磁场在低密度制度（数密度$\sim0.4\,$厘米$^{-3}$）的ISM，从而提供了重要的信息，磁场在部分电离阶段。
2018-07-16 astro-ph.GA
Statistical properties of galactic CMB foregrounds: dust and synchrotron
最近的普朗克观测揭示了同步加速器和尘埃极化的一些重要统计特性，即$B$到$E$模式的功率和温度- $E$（TE）模式的互相关。在本文中，我们扩展了我们在Kandel等人（2017）中的分析，该分析研究了偏振尘埃发射的$B$与$E$模式功率比，以包括TE互相关，并开发了同步信号的类似形式，所有这些都使用了磁流体动力学（MHD）湍流的现实模型。我们的研究结果表明，如果银河系中的湍流足够亚阿尔夫维纳，则可以理解同步加速器和尘埃偏振的普朗克结果。我们还展示了如何$B$，$E$比以及TE互相关可以用来研究介质的磁化强度，可压缩性，和密度-磁场相关性的水平。
2018-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solenoidal turbulent modes and star formation efficiency in Galactic-plane molecular clouds
据推测，在螺旋臂分子云中观察到的高恒星形成效率与压缩（无卷曲）湍流模式的流行有关，而剪切驱动的螺线管（无发散）模式似乎是中央分子区低恒星形成效率的主要原因。同样，对猎户座B分子云的分析证实，尽管湍流模式在云内局部和不同尺度上有所不同，但占主导地位的螺线管湍流与其低恒星形成率是相容的。这一证据表明，云内和云间的螺线管模式波动是恒星形成效率变化的一个因素。本文对\ce{^{13}CO} / \ce{C^{18}O}（$J=3\rightarrow 2$）外差内银河系平面巡天（CHIMPS）中的大样本平面分子云中湍流螺线管模动量密度的相对分数进行了定量估算。我们发现螺线管分数和恒星形成效率之间呈负相关。这一特征与螺线管模式阻止或减缓致密核坍缩的假设是一致的。此外，在湍流的螺线管模式（螺线管部分）的相对功率似乎更高的内星系下降与浅梯度增加银心距离。在内星系外，缓慢而单调下降的值表明螺线管部分不受旋臂的影响。
2022-06-28 astro-ph.GA
The Prevalence of Turbulence-Regulated Multiphase Galactic Winds in Star-Forming Galaxies
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Northwestern University（西北大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究发现恒星形成星系中湍流调控的多相银河风普遍存在，恒星反馈通过驱动湍流和整体流出维持CGM的能量预算。
2026-03-06 astro-ph.GA
Modeling the Emission from Turbulent Relativistic Jets in Active Galactic Nuclei
我们提出了一个数值模型，用来计算观测到的活动星系核中的相对论喷流通量。每个湍流涡流的观测通量取决于其可变的多普勒增强因子，计算作为一个函数的相对论性总和的个别涡流和批量射流速度和我们的视角射流。通过对湍流谱上的涡旋辐射积分，得到了观测到的总通量。我们认为射流包含湍流涡，有标准的柯尔莫哥洛夫或最近推导出的相对论湍流谱。我们还考虑到由于它们在射流中的不同模拟位置以及由于它们翻转时的不同光束方向而导致的接收涡流发射的时间延迟。我们研究这些理论的光变曲线和计算功率谱密度（PSD）的视角范围内，批量的射流速度，和湍流速度。这些PSD斜率显著依赖于湍流速度，并且基本上与视角和体积速度无关。在模拟中所产生的通量变化的参数测试的现实值是一致的无线电响亮AGN中观察到的变化类型，例如，最近测量的开普勒卫星，只要湍流速度不是太高。
2015-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparing Polarised Synchrotron and Thermal Dust Emission in the Galactic Plane
作为改进的大尺度银河系磁场模型的下一步，我们提出了一个简单的比较偏振同步辐射和热尘埃辐射的银河平面。我们发现，在我们以前的模型，再现极化同步加速器的场配置是不兼容的WMAP 94 GHz的极化发射数据。特别是，外星系尘埃的高度极化（90度< l <270度）意味着尘埃发射区的场比同步辐射区的平均场更有序。这些新的尘埃信息使我们能够限制外部星系中相干和随机磁场分量的空间混合。内部星系的极化程度不同，显然需要一个比我们目前的模型更复杂的场景。在每个星际分量（包括场和现在的尘埃）都遵循螺旋臂调制的情况下，正如在外部星系中观察到的那样，尘埃发射区域中场的有序程度的变化可能意味着尘埃臂和场分量臂发生了移动作为银河系中心半径的变化函数。我们讨论的影响如何螺旋臂压缩影响的磁化星际介质的各个组成部分，但得出的结论是，改进的数据，如预期从普朗克卫星将需要进行彻底的分析。
2018-02-20 astro-ph.GA
Highly ordered magnetic fields in the tail of the jellyfish galaxy JO206
水母星系有长长的气体尾巴，由于星系在星系团的团内介质中运动，气体尾巴被冲压压力从盘上剥离。我们提出了第一次测量的磁场强度和方向内的磁盘和（90 $\,$千pc长）$\rm Hα$发射尾的水母星系JO206。尾部有一个大尺度的磁场（$>4.1\,μ$ G），陡峭的无线电频谱指数（$α\sim -2.0$），表明从恒星形成区域传播的电子的老化，以及极高的分数极化（$>50\,$ %），表明低湍流运动。磁场矢量与电离气体尾部的方向和剥离方向对齐（平行）。高分辨率模拟的一个大的，冷的气体云，暴露在一个热的，磁化的湍流风表明，高分数极化和有序的磁场可以解释为吸积的披着磁化等离子体从热风凝聚到外层的尾巴，在那里它是热压缩和剪切。有序的磁场阻止了热量和动量的交换，这可能是在尾巴中原位形成恒星的关键因素。
2020-10-26 astro-ph.GA
Absolutely calibrated radio polarimetry of the inner Galaxy at 2.3 GHz and 4.8 GHz
本文给出了S波段Parkes全天巡天和中德银河面6 cm偏振巡天在2.3 GHz和4.8 GHz的高灵敏度和绝对定标的漫射射电偏振图像，分辨率约为10弧分，覆盖10 ° <1 <34 °和|b| <5 °的范围。在2.3 GHz处，银河平面附近出现了强去极化现象，这与强的H α辐射有关。我们归因于空间法拉第旋转测量波动约65拉德/平方米的尺度小于6-9 pc的去极化。我们认为，大多数（约90%）的极化发射在4.8 GHz的起源于距离3-4千秒差距的盾牌臂和随机磁场占主导地位的规则场。从4.8 GHz的偏振图像可以识别出从北极支线向低纬度延伸的分支，但仅部分来自2.3 GHz的偏振图像，这意味着分支的距离大于2-3 kpc。我们表明，比较复杂的偏振强度与偏振强度的结构函数，可以表明所观察到的偏振结构是固有的或由法拉第屏幕引起的。在2.3 GHz的极化图像的梯度的概率分布函数表明，在温暖的电离介质中的湍流是跨音速的。
2013-10-30 astro-ph.GA
Magnetic buoyancy in simulated galactic discs with a realistic circum galactic medium
我们提出了孤立的盘星系在一个现实的环境中进行模拟与树SPMHD代码小工具-3。我们的模拟包括一个球形环银河系介质（CGM）周围的星系盘，由观测和宇宙学模拟的结果的动机。我们提出了三个星系模型，不同的晕质量之间的10 e10 Msol和10 e12 Msol，对于每一个，我们使用两种不同的方法来播种的磁场，以及控制模拟没有磁场。我们发现，放大的磁场在光盘的中心导致一个双锥形的磁流出的气体磁化CGM。与没有磁场的模拟相比，这种双锥形的磁场外流使星系的恒星形成率（SFR）降低了大约40%。作为我们模拟的关键方面，我们发现，小尺度湍流运动的气体在磁盘导致的磁场放大高达几十个10 e-6 G，只要磁场强度是低的。对于较强的磁场，湍流运动不会导致显著的放大，而是被α-ω发电机所取代。通过磁功率谱和磁力线曲率分析，可以看出小尺度湍流发电机的存在。根据最近的观察，我们发现在气体密度和磁场中的螺旋结构之间的反相关，由于扩散项添加到感应方程。
2018-08-29 astro-ph.GA
Pumping Iron: How turbulent metal diffusion impacts multiphase galactic outflows
本研究通过高分辨率模拟，探究湍流金属扩散对矮星系多相外流的影响，发现其显著影响热相冷却与声速，但对载荷因子影响微弱。
2024-07-19 astro-ph.GA
The impact of turbulent mixing on the galactic r-process enrichment by binary neutron star mergers
研究了双中子星（BNS）合并产生的快速中子俘获（r-过程）元素对星际介质的富集作用。我们使用半解析模型来描述星系演化，BNS合并的合并率和时延分布与最新的种群合成模型一致。为了研究r-过程元素和铁的相对丰度的分散，我们采用了湍流混合方案，其中新鲜合成的元素逐渐分散在星际介质中。我们表明，在我们的模型中，在银河系恒星中观察到的丰度，特别是在低金属丰度的散射，可以完全解释BNS合并。我们的研究结果表明，双星中子星合并可能是银河系中r过程元素的主要来源。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Modeling the Galactic Magnetic Field using Rotation Measure Observations in the Galactic Disk from the CGPS, SGPS, and the VLA
星际磁场在许多天体物理过程中起着关键作用。然而，尽管它们很重要，我们对银河系磁场的了解仍然有限。对于银河系内的磁场，我们所知道的大部分来自于对河外源和星系的偏振和法拉第旋转测量（RM）的观测。需要在银河系的几个关键区域进行高角度密度的RM测量，以澄清银河系磁场结构。使用与VLA的观测，我们已经确定了RM的来源在地区的银河平面不包括加拿大银河平面调查（CGPS）和南方银河平面调查（SGPS）。我们将这些新的RM与CGPS和SGPS确定的RM相结合，产生了一个新的银盘磁场模型。
2010-12-14 astro-ph.GA
BRAiSE: synthetic polarisation in RMHD AGN jet simulations
本文提出BRAiSE方法，直接利用三维RMHD模拟的磁场和示踪粒子计算射电AGN的Stokes I、Q、U及合成偏振，成功再现瓣缘高偏振、视角依赖和Laing-Garrington效应。
2025-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The evolution of turbulent galactic discs: gravitational instability, feedback and accretion
利用解析的“浴缸”模型，研究了不同质量、不同时期的盘状星系中湍流的驱动。气体和恒星的圆盘被假定处于边缘托姆雷不稳定性。湍流被假定为通过其耗散和三个同时的能量源之间的能量平衡来维持。这些是恒星反馈，向内运输由于光盘不稳定和clueros吸积通过流。输运率计算与两种不同的形式主义，具有类似的结果。为了实现能量平衡，圆盘自我调节团块中的质量分数或湍流粘性扭矩参数。在该模型版本中，气流动能转换为湍流的效率是一个自由参数$ξ_a$。我们发现，这三个能源的贡献是在同一个球场，在一个因素的$\sim\!2$在所有光盘在任何时候。在通过$z=0$（$z\!\sim\!2$上的$\leq 10^{11.5}\,\Msun$）进化成大量$\leq 10^{12}\,\Msun$的晕中，反馈是贯穿其生命周期的主要驱动力。在这个质量以上，主要的驱动力要么是运输或吸积非常低或非常高的值的$ξ_a$，分别。对于一个假设的$ξ_a(t)$下降的时间，星系的晕与现在的质量$>\!10^{12}$ M $_\odot$过渡从吸积到运输优势在中等红移，$z\! \sim\!3$，当他们的质量是$\geq\!10^{11.5}\,\Msun$。预测的恒星形成率和气体速度色散之间的关系与观测结果是一致的。
2022-05-07 astro-ph.GA
Some consequences of shear on galactic dynamos with helicity fluxes
由超新星（SN）驱动的湍流和差分旋转维持的银河发电机模型揭示了大尺度场的维持需要小尺度磁螺旋度的通量才能维持。在这里，我们概括了一个最低限度的分析版本，这样的银河发电机探索一些迄今未包括的贡献剪切的总湍流能量和湍流相关时间，与螺旋度通量保持风，扩散，或磁浮力。我们构建了一个分析框架，模拟湍流能量和相关时间作为SN速率和剪切的函数。我们比较我们的处方与以前的方法，只包括旋转。该解决方案分别取决于旋转周期和涡流周转时间，而不仅仅是在他们的比率（罗斯比数）。我们认为，这两个时间尺度是允许独立的模型，也是一种情况下，它们是相互依赖的半径时，一个径向依赖SN速率模型被调用。对于一个固定的旋转周期（或固定的半径）的情况下，我们表明，剪切的影响是戏剧性的低Rossby数，减少湍流的相关时间，这反过来又大大降低了发电机的饱和值相比的情况下，剪切被忽略。我们还表明，即使在没有风或扩散通量，磁浮力可能能够维持足够的螺旋度通量，以避免淬火。
2017-04-11 astro-ph.GA
SILCC-Zoom: Polarisation and depolarisation in molecular clouds
我们提出了合成尘埃极化图的三维磁流体动力学模拟的分子云开始之前的恒星反馈。这些云在SILCC-Zoom项目中建模，并嵌入其银河系环境中。辐射传输是用POLARIS进行的，波长从70 $μ$ m到3 mm，分辨率为0.12 pc，包括自洽计算的辐射扭矩对准效率。我们探讨了在分子云中心观察到的去极化的原因：我们发现，即使在高密度（$n$ $>$ 10 $^3$ cm $^{-3}$）和视觉反射（$A_\text{V}$ $>$ 1）的尘埃颗粒仍然保持良好的排列。相反，去极化是由湍流运动引起的磁场方向沿LOS的强烈变化引起的。因此，所观察到的磁场结构最类似于质量加权的视线平均场结构。此外，对于不同的波长，它仅相差几个1 $^\circ$，并且几乎不受合成观测的空间分辨率的影响。可以通过卷积图像来减少噪声影响。这样做，对于$λ$ $\gtrsim$ 160 $μ$ m，观察到的磁场可靠地跟踪强度$I$ $\gtrsim$是噪声水平的2倍且列密度高于1 M $_\text{sun}$ pc $^{-2}$的区域中的基础场。此处，典型偏差为$\lesssim$ 10 $^\circ$。所观察到的结构是不太可靠的区域中具有低偏振度，并可能在区域中具有大的列密度梯度。最后，我们表明，一个简化的和广泛使用的方法，没有自洽的灰尘对齐效率可以提供一个很好的代表性的可观察到的偏振结构的偏差低于5 $^\c…
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Radio Polarisation Study of Magnetic Fields in the Small Magellanic Cloud
观测低质量相互作用星系的磁场，可以告诉我们它们是如何在宇宙时间内演化的，以及它们在星系演化中的重要性。我们用澳大利亚CSIRO望远镜紧凑阵（ATCA）测量了小麦哲伦云（SMC）后80个河外射电源的法拉第旋转，频率范围为1.4 - 3.0GHz。无论是我们的观测灵敏度和源密度是一个数量级的改进，以前的法拉第旋转测量这个星系。SMC一般产生负旋转措施（RM）后，占银河系前景的贡献，表明它有一个平均相干视线磁场强度$-0.3\pm0.1μ$ G，与以前的研究结果一致。我们探测到了从SMC沙洲南北延伸的磁场的特征。SMC磁场的随机分量具有$\sim 5μ$ G的强度，具有磁离子湍流$< 250$ pc的特征尺寸尺度，使得SMC像其他低质量相互作用星系一样。SMC和麦哲伦桥的磁场在方向和强度上看起来相似，暗示这两个磁场之间的联系是假设的“泛麦哲伦”磁场的一部分。
2021-12-07 astro-ph.GA
Constraints on the frequency and mass content of r-process events derived from turbulent mixing in galactic disks
本研究通过小尺度星系模拟探究核心坍缩超新星驱动的湍流混合对r过程丰度扩散的影响，推导了银河系r过程元素产率的新约束，缩小了参数空间，且结果与独立估计一致。
2023-04-03 astro-ph.GA
Imaging galactic diffuse clouds: CO emission, reddening and turbulent flow in the gas around Zeta Oph
研究方法：12 CO排放成像的位置和位置-速度空间进行统计分析，然后与地图的总红化和模型的C+ - CO过渡在含H2的扩散云。结果如下：在Zeta Oph附近，12 CO辐射出现在两个不同的红化区间，中心位于EBV = 0.4和0.65等附近，其中< 0.2等是背景物质。在这两个时间段内，12 CO的综合强度变化高达6-12 K-km/s，而在Zeta Oph方向为1.5 K-km/s。近80%的单个剖面的速度弥散小于0.6 km/s，在从H2到Zeta Oph（55 K）的动力学温度下为亚音速。部分结果是，12 CO排放暴露了内部，湍流，超音速（1-3公里/秒）的气体流动，特别清晰的核心强线。流动表现为在狭窄的，亚音速加宽的线芯分辨速度梯度。结论：在全球范围内，对明亮恒星的CO吸收线调查中，N（CO）和EBV之间的散射存在于Zeta Oph周围的气体中，反映了N（12 CO）对环境条件的极端敏感性。天卫座Zeta Oph的光学吸收的双成分性质是巧合的，并且恒星被具有复杂内部结构的单个气体体所掩盖，而不是被两个不同的云所掩盖。扩散气体中非常明亮的12 CO谱线出现在N（H2）~ 10^21/cm ^2处，在中等密度的n（H）~ 200-500/cc区域，C+-CO转化更完全。考虑到前景气体中的各种结构，很明显，只有对吸收视线的大规模调查才有希望捕捉扩散气体的内在行为。
2009-01-08 astro-ph.GA
Galactic Dust Polarization in Turbulent Multiphase ISM: On the Origin of the $EE/BB$ Asymmetry
Institute for Advanced Study（高等研究院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与宇宙学研究所）；Korea University of Science and Technology（韩国科学技术院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
研究银河尘埃极化受多相星际介质中湍流与磁场相互作用影响，通过三维磁流体动力学模拟及合成尘埃极化图量化各相特性，发现不同相有不同动力学差异及对极化功率谱的影响，指出不稳定中性介质尘埃或为重要极化前景贡献者。
2026-07-07 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
Polarised emission from aligned dust grains in nearby galaxies: predictions from the Auriga simulations
在这项工作中，我们预测的远红外偏振信号发出的非球形尘埃颗粒在附近的星系。我们确定的角分辨率和灵敏度需要研究这些星系的磁场配置。（方法）我们后处理一组来自御夫座项目的类银河系星系，假设由球状尘埃颗粒组成的尘埃混合物与模型磁场部分对齐。我们约束我们的尘埃模型使用普朗克353 GHz观测银河系。这个模型，然后外推到较短的波长，覆盖星际尘埃排放的峰值和观测任意取向的附近的银河系像星系。（结果）假设一个内在的线性偏振分数，不随波长的波长变化显着的波长大于50微米，我们预测的线性偏振分数的最大值$10-15\%$和中值$\approx{}7\%$的正面星系和$\approx{}3\%$的边缘星系。极化分数与视线密度和表示垂直于视线的磁场的大尺度阶的角色散函数反相关。最大线性极化分数同意以及与尘埃模型的固有特性。当真实磁场取向沿视线相干时，其可沿低密度视线追踪。这些结果也适用于附近的星系，在一个相干的磁场结构是在不同的宽带范围内恢复。（结论）非球形尘埃粒子的偏振辐射精确地跟踪了类银河系中星系磁场的大尺度结构，预期最大线偏振分数为$10-15\%$。为了解决这个最大值，需要至少1 kpc的空间分辨率。
2021-07-05 astro-ph.GA
