Ion densities of cold clouds driven by galactic outflows
本研究针对星系周介质多相相互作用问题，开展冷云穿行热CGM的云粉碎模拟分析离子分布与模拟光谱，发现多相吸收特征，但无法解释高电离离子与低电离离子共存的观测现象。
2025-05-21 astro-ph.GA
Multiphase Gas and the Fractal Nature of Radiative Turbulent Mixing Layers
银河系和星系际气体的一种常见情况是冷的致密气体相对于热的扩散气体运动。Kelvin-Helmholtz不稳定性产生湍流混合层，并填充中温相，其通常快速冷却。冷却损失的能量通过热的高焓气体平流进入混合层来平衡，导致冷相的增长和加速。这一过程可能在决定星际介质和环银河介质的相结构，以及加速银河风和宇宙细丝中的冷气体方面发挥重要作用。在这些混合层中的冷却发生在薄波纹板中，我们认为该波纹板具有分形维数为$D=5/2$的区域和调整以匹配热相混合时间与冷却时间的厚度。这些冷却片的性质形成了一个新的模型的基础上的冷却速率和热气体流入速度如何取决于尺寸$L$，冷却时间$t_{\rm cool}$，相对速度$v_{\rm rel}$，和密度对比度$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的系统。在具有短$t_{\rm cool}$、大$v_{\rm rel}$和大$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的环境中，预计夹带将得到增强。使用一个大套件的三维流体动力学模拟，我们证明，这种分形冷却层模型准确地捕捉能量和湍流界面的演变，因此可以作为理解强辐射冷却多相混合的基础。
2020-03-18 astro-ph.GA
Gas Stripping in Simulated Galaxies with a Multiphase ISM
通过团内介质（ICM）运动的星系团星系，预计将失去一些星际介质（ISM）通过ISM-ICM的相互作用。我们进行高分辨率（40 pc）的三维流体动力学模拟的星系进行冲压压力剥离，包括辐射冷却，以调查剥离的多相介质。的cluberous，多相ISM是自洽产生的列入辐射冷却，并跨越六个数量级的气体密度。我们发现，无论是否涉及冷却，损失的气体量都没有大的变化，尽管多相星系中的气体被剥离得更快，半径也更小。我们还看到剥离的磁盘形态的显着差异。这是因为多相介质自然地包括设置在较低密度区域内的高密度云。我们发现，低密度气体从星系的任何半径迅速剥离，然后高密度气体可以被烧蚀。如果高密度云幸存下来，通过与ICM的相互作用，它们失去了足够的角动量，向星系中心漂移，在那里它们不再被剥离。最后，我们发现低冲压压力值将气体压缩成高密度云，这可能会导致恒星形成增强，而高冲压压力会导致更少量的高密度气体。
2009-01-14 astro-ph.GA
Cavity-driven Gas Transport in Cool-Core Clusters: Implications for Multiphase Gas Cooling
University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；ICRAR, Perth, Western Australia（西澳大利亚珀斯 ICRAR）；Harvard-Smithsonian center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本研究通过24个冷核星系团样本，量化空腔抬升气体的参数空间，发现分子气体质量与空腔置换质量线性相关，支持反复AGN爆发抬升气体促进低熵气体凝结并构建分子储库的机制。
2026-09-24 astro-ph.GA
Hydrodynamic shielding in radiative multicloud outflows within multiphase galactic winds
本文通过3D流体动力学模拟，研究了超音速星系风与辐射性及绝热多云系统的相互作用，发现流体动力学屏蔽和再凝结机制能有效维持多相星系风中的冷气体存活。
2024-02-13 astro-ph.GA
The (Limited) Effect of Viscosity in Multiphase Turbulent Mixing
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森天体物理中心）；Heidelberg University（海德堡大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
通过理想化数值模拟研究黏性对湍流辐射混合层中冷却效率、湍流演化和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的影响，发现强冷却条件下黏性作用有限，系统表现为无黏性行为。
2026-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiphase condensation in cluster halos: interplay of cooling, buoyancy and mixing
本研究通过高分辨率流体动力学模拟探究星系团晕中多相凝结的影响因素，分析多个时标比值、熵剖面、湍流驱动等的作用，提出了判定多相状态的新标准。
2023-08-29 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. I. Cloud-crushing and Post-processed Grain Sputtering
我们调查通过流体动力学模拟的破坏新形成的尘埃颗粒溅射在超新星遗迹的反向冲击。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。然后，我们对模拟输出进行后处理，以计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。我们探索适合这个问题的参数空间，通过改变喷出物团块的过密度和反向冲击的速度。由于辐射冷却可以降低尘埃嵌入的介质的温度，并通过减缓或停止晶粒溅射来保护尘埃，因此我们研究了不同冷却方法在模拟时间尺度上的影响。在一般情况下，我们的研究结果表明，晶粒半径小于0.1微米溅射到更小的半径，往往完全摧毁，而较大的晶粒生存与反向冲击波的相互作用。我们还发现，对于高喷出物密度，存活的尘埃的百分比是强烈依赖于团块和反向冲击之间的相对速度，造成高达50%以上的破坏最高速度的冲击。不同谷物种类的粉尘破坏比例差异很大，从Al 2 O3颗粒的完全破坏到Fe颗粒的最小破坏（在最极端的情况下仅破坏20%）。C和SiO2晶粒也表现出中等到较强的溅射，质量损失分别为38%和80%。早期超新星形成的颗粒的存活率对于决定它们是否可以作为解释高红移尘埃所需的“尘埃工厂”至关重要。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
PRISM: A Non-Equilibrium, Multiphase Interstellar Medium Model for Radiation Hydrodynamics Simulations of Galaxies
介绍了PRISM星际介质（ISM）热化学模型及其在RAMSES-RTZ程序中的实现。该模型包括一个非平衡原始，金属和分子化学网络耦合到115个物种的飞行多频辐射传输。PRISM精确地解释了低密度区（即$ρ<10^5\ {\rm cm^{-3}}$）中占主导地位的ISM冷却和加热过程，包括光加热、光电加热、H $_2$加热/冷却、宇宙射线加热、H/He冷却、金属线冷却、CO冷却和尘埃冷却（复合和气体-颗粒碰撞）。我们验证了该模型通过比较1D平衡模拟在六个dex金属丰度现有的1D ISM模型在文献中。我们应用PRISM高分辨率（4.5 pc）孤立的矮星系模拟，包括国家的最先进的模型，恒星形成和恒星反馈，采取库存的冷却和加热过程占主导地位的每个不同的气相的星系，并了解非平衡效应的重要性。我们发现，大多数的ISM气体要么接近热平衡或表现出轻微的冷却不稳定性，而从化学的角度来看，非平衡电子分数往往是高于或低于平衡值的三倍以上，这会影响冷却，加热和可观察到的发射线。电子增强归因于复合滞后，而赤字被证明是由于快速的宇宙射线加热。PRISM模型及其与RAMSES-RTZ的耦合适用于各种天体物理场景，从宇宙学模拟到孤立的巨型分子云，并且对于理解ISM物理的变化如何影响可观测的量（如金属发射线）特别有用。
2022-11-09 astro-ph.GA
The Survival of Multiphase Dusty Clouds in Hot Winds
最近在加速$\sim10^{4}$ \，K云以解释环星系介质的吸收线测量和星系风的暖原子相方面取得了很大进展。然而，银河风中冷分子相的起源却很少受到理论上的关注。对$\sim10^{4}$ \，K云存活的研究表明，有效的辐射冷却可能使从星系盘喷出的物质得以存活。或者，比10 $^4$ \，K更冷的气体可以在流出物内形成，如果尘埃在加速过程中幸存，则包括分子。我们探讨了生存的尘埃云在热风与三维流体动力学模拟，包括辐射冷却和尘埃示踪粒子建模。我们发现，冷的$\sim10^{3}$，K气体可以被破坏、存活或完全转化为$\sim 10^4\,$ K气体.我们建立分析标准区分这三个结果比较特征冷却时间系统的“云粉碎”时间。与通常研究的$\sim10^{4}$ \，K云相反，由于有效的混合，较冷的云被夹带得比拖曳时间快。我们发现，虽然灰尘可以在原则上生存嵌入在加速云，生存分数取决于关键的时间灰尘花费在热阶段和有效的阈值温度上的破坏。我们讨论了我们的研究结果的背景下，污染的环星系介质与灰尘和金属，以及理解的意见表明快速加速的分子星系风和冲压压力剥离尾巴的水母星系。
2021-11-22 astro-ph.GA
Photochemistry and Heating/Cooling of the Multiphase Interstellar Medium with UV Radiative Transfer for Magnetohydrodynamic Simulations
本文提出了一种有效的化学和紫外辐射转移的加热/冷却方法，可应用于星际介质（ISM）的数值模拟。我们遵循氢物种（H $_2$，H，H $^+$）的随时间变化的演化，假设碳/氧物种（C，C $^+$，CO，O和O $^+$）在给定的非稳态氢丰度下处于形成-破坏平衡，并包括捕获所有ISM相的热力学所需的必要加热/冷却过程。从离散点源和漫射背景的紫外辐射是通过自适应射线跟踪和六射线近似，分别允许H $_2$自屏蔽;宇宙射线（CR）加热和电离也包括在内。为了验证我们的方法并证明它们在密度、金属丰度和辐射场范围内的应用，我们进行了一系列的测试，包括热压力与密度的平衡曲线、光解离区的化学和热结构、H I到H $_2$跃迁以及H II区和辐射超新星遗迹的膨胀。仔细处理光化学和CR电离对于ISM物理学的许多方面都是必不可少的，包括确定冷中性相和暖中性相共存的热压力。我们要提醒的是，目前在星系形成模拟中使用的许多加热和冷却处理方法不能在中性ISM中再现正确的热压和电离分数。我们的新模型是实现在MHD代码雅典娜和纳入TIGRESS模拟框架，用于研究恒星形成ISM在广泛的环境。
2022-10-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Pairing of Accreting Massive Black Holes in Multiphase Circumnuclear Disks: the Interplay between Radiative Cooling, Star Formation, and Feedback Processes
利用环核盘流体动力学模拟方法，在辐射冷却、恒星形成、超新星反馈、黑洞吸积和反馈等次网格物理交替存在的情况下，研究了一对质量为5 × 10^5和10^7 Msun的大质量黑洞的轨道衰变.如果没有这样的过程，次级黑洞的轨道会在约1000万年的时间尺度内衰减到初级黑洞所在的CND中心。当强耗散作用在CND中时，会发生碎裂，碎裂成巨大分子云大小的质量物体，密度在10^4 ~ 10^7 amu /cm ^3之间，产生随机力矩和撞击，从而将次级BH从中平面弹射出去。在平面外，低密度介质仅提供弱阻力，BH返回由低效的动力学摩擦控制。在极少数情况下，团-BH相互作用可导致更快的衰变。反馈过程导致流出，但不会显著改变CND中板的整体密度。然而，与球形分布的BH反馈的热气泡产生的次级，这几乎关闭动态摩擦，我们称之为“尾流疏散”的现象，导致可能的~0.3 Gyr的衰减延迟。我们讨论了非平凡的影响，发现空间的eLISA望远镜。我们的研究结果表明，预测BH合并率的最大不确定性在于潜在的各种各样的星系宿主系统，具有不同程度的气体耗散和加热，产生衰变时间尺度从~10 ~~300百万年。
2017-02-16 astro-ph.GA
Characterising the turbulent multiphase halos with periodic box simulations
团内介质（ICM）中的湍流是由活动星系核（AGN）喷流、并合和下落星系尾流驱动的。它不仅支配着气体运动，而且在ICM热力学中起着关键作用。湍流可以通过产生密度波动来帮助产生热不稳定性，并将热相和冷相混合在一起以产生具有短冷却时间的中间温度气体（$10^4$-$10^7$ $\mathrm{K}$）。我们进行高分辨率（$384^3$ - $768^3$分辨率元素）理想化模拟的多相ICM和研究湍流强度的影响，其特征在于$f_{\mathrm{turb}}$（$0.001$- $1.0$），湍流强迫功率的净辐射冷却率的比率。我们分析了密度和温度分布，气体扰动的幅度和性质，以及跨温度阶段的过渡概率。我们还研究了质量和体积加权的热加热和弱ICM磁场的影响。对于低$f_{\mathrm{turb}}$，气体在热相和冷相之间的分布是双峰的。随着$f_{\mathrm{turb}}$的增加，不同相之间的混合变得更有效，产生更大量的中温气体。强湍流（$f_{\mathrm{turb}}\geq0.5$）产生更大的密度波动和更快的冷却。均方根对数压力波动与马赫数$σ_{\ln{\bar{P}}}^2\approx\ln(1+b^2γ^2\mathcal{M}^4)$的比例关系不受热不稳定性的影响，与水湍流相同。相比之下，由$σ_s^2$表征的密度波动大得多，尤其是对于$\mathcal{M}\less…
2021-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Pumping Iron: How turbulent metal diffusion impacts multiphase galactic outflows
本研究通过高分辨率模拟，探究湍流金属扩散对矮星系多相外流的影响，发现其显著影响热相冷却与声速，但对载荷因子影响微弱。
2024-07-19 astro-ph.GA
Enhanced Multiphase Circumgalactic Medium and Gas Cycling in Galaxy Mergers
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理中心及物理系）；Key Laboratory of Nuclear Physics and Ion-Beam Application (MOE), Fudan University（复旦大学核物理与离子束应用教育部重点实验室）；Department of Astrophysics, University of Zurich（苏黎世大学天体物理系）；Department of Physics and Astronomy, Pomona College（波莫纳学院物理与天文学系）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, California State Polytechnic University, Pomona（加州州立理工大学波莫纳分校物理与天文学系）
研究星系并合对环状星系际介质的影响，发现并合显著改变CGM属性，通过加速气体循环提升气体转移率，增强冷/凉气体含量并影响离子物种柱密度。
2026-11-11 astro-ph.GA
The Impact of Type Ia Supernovae in Quiescent Galaxies: I. Formation of the Multiphase Interstellar medium
星际介质的冷相在许多巨大的椭圆星系中被观测到，但其起源仍然不清楚。我们认为Ia型超新星（SNe Ia）的不均匀加热，加上辐射冷却，可以导致冷相的形成。其基本思想是，由于超新星Ia的爆炸是随机的，没有被超新星激波直接加热的气体包将冷却，形成多相气体。我们运行了一系列理想化的高分辨率数值模拟，发现冷气体的发展，即使当整体SNe加热速率$H$超过冷却速率$C$的一个大到1.4倍。我们还发现，多相气体发展的时间取决于气体温度。当介质的温度为$T = 3\times 10^6$ K时，冷相在一个冷却时间\tc内形成;然而，对于更高的温度，冷相的形成被延迟到\tc \的几倍。延迟的主要原因是湍流混合。以这种方式形成的冷气体的金属丰度自然会低于热介质的金属丰度。对于恒定的$H/C$，对于更高温度的气体，存在更多的湍流混合。我们注意到，这种产生冷气体的机制不能在宇宙学模拟中捕获，这通常无法解决单个SN残留物。
2020-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Strength in numbers: A multiphase wind model with multiple cloud populations
本文构建含多个冷云种群、真实源项和时变冷却面积的多相星系外流风模型，揭示多云群对风演化和速度弥散的显著影响，但冷却亮度不足以解释 Lyman-α 晕。
2024-05-02 astro-ph.GA
Cool and gusty, with a chance of rain: Dynamics of multiphase CGM around massive galaxies in the Romulus simulations
本研究利用Romulus模拟揭示大质量星系周围CGM的多相动态特性，识别七种演化模式，指出冷却凝结受扰动驱动且阈值判据不足，强调需考虑并合与卫星影响。
2023-09-01 astro-ph.GA
Velocity structure functions in multiphase turbulence: interpreting kinematics of H$α$ filaments in cool core clusters
冷核星系团的中心区域含有多相气体，气体温度从$10$ $\mathrm{K}$- $10^7$ $\mathrm{K}$。来自活动星系核（AGN）喷流的反馈阻止了气体经历灾难性的冷却流。然而，这种反馈能量输入的确切机制是未知的，主要是由于缺乏热相气体的速度测量。然而，最近的观测测量了较冷分子（$\sim10$ $\mathrm{K}$）和H $α$丝（$\sim10^4$ $\mathrm{K}$）的速度结构函数（$\mathrm{VSF}$ s），并使用它们来间接估计热相的运动。在本研究的第一部分，我们进行高分辨率（$384^3$ - $1536^3$分辨率元素）模拟均匀各向同性亚音速湍流，没有辐射冷却。我们分析了二阶速度结构函数（$\mathrm{VSF}_2$）在这些模拟和研究的影响，不同的空间分辨率，磁场的引入，以及沿视线（LOS）上的投影效果。在研究的第二部分，我们分析高分辨率的（$768^3$分辨率元素）对Mohapatra等人2021年的团内介质（ICM）中的多相湍流进行了理想化模拟。我们比较了热（$T\sim10^7$ $\mathrm{K}$）和冷（$T\sim10^4$ $\mathrm{K}$）相的$\mathrm{VSF}_2$，发现它们的幅度取决于相之间的密度对比。它们具有类似的分离标度，但是引入磁场仅使冷相的$\mathrm{VSF}_2$变陡。我们还发…
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
Testing the Limits of AGN Feedback and the Onset of Thermal Instability in the Most Rapidly Star Forming Brightest Cluster Galaxies
我们提出了新的，深，窄，宽带哈勃太空望远镜观测的七个最恒星形成最明亮的星系团（BCGs）。连续扣除的[O II]图揭示了这些BCGs中温暖（$T \sim 10^4$ K）电离气体细丝的详细复杂结构，使我们能够测量空间分辨的恒星形成率（SFR）约为60-600 Msun/年。我们将这些系统和文献中的其他系统中的SFR与其簇内介质（ICM）冷却速率（dM/dt）进行了比较，从存档的Chandra X射线数据中测量，发现log（SFR）=（1.67+/-0.17）log（dM/dt）+（-3.25+/-0.38）的最佳拟合关系为0.39+/-0.09 dex。这个比单位斜率更陡的斜率意味着随着dM/dt的增加，热的（$T \sim 10^7$ K）气体转化成年轻恒星的效率越来越高，或者相反，在最强的冷核中活动星系核反馈的有效性逐渐降低。我们还试图了解我们在集群核心中观察到的这些多相细丝的物理范围。我们表明，对于第一次，多相气体的平均程度总是小于半径，在该半径处的冷却时间达到1 Gyr，tcool/tff的配置文件，并观察到X射线腔。这意味着多相细丝、冷却核心的热力学和X射线气泡的动力学之间存在密切联系。有趣的是，我们发现一个一对一的相关性之间的平均程度冷多相丝和半径在冷却时间达到0.5 Gyr，这可能是一个普遍的凝聚时标在集群核心的指示。
2022-07-04 astro-ph.GA
Production of Cool Gas in Thermally-Driven Outflows
银河系外流通常包含多相气体，其物理起源需要解释。利用CGOLS（Cholla Galactic OutfLow Simulations）的高分辨率孤立星系模型套件，我们证明了快速辐射冷却作为快速移动（$v \sim 1000$ km/s）、冷（$10^4$ K）气体源的可行性，这些气体是在一些恒星形成星系的外流的吸收线研究中观测到的。通过改变模拟风的质量负载和几何形状，我们确定了一个区域的参数空间，导致冷气体流出。特别是，当使用一个分析动机的中央反馈模型，我们发现，冷却流可以产生合理的质量加载率（$\dot{M}_{wind} / \dot{M}_{SFR} \sim 0.5$），提供恒星形成率表面密度高。当一个更现实的集群反馈模型被应用，高密度云附近的磁盘和不同的流出区域之间的相互作用的破坏表明，较低的质量加载速率的反馈区域内的热气体可能仍然会产生多相流出。这些结果表明，流出的快速移动的冷气体的起源，不依赖于直接加速冷气体从星际介质。这些冷却流可能另外提供了一个解释的多相气体无处不在的恒星形成星系在低红移的晕观察。
2018-08-07 astro-ph.GA
The Case for Hot-Mode Accretion in Abell 2029
Cardiff University（卡迪夫大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
本文通过高分辨率模拟表明，Abell 2029的超大黑洞通过热吸积产生反馈能量，抵消辐射冷却，从而自我调节而不产生多相气体。
2025-12-02 astro-ph.GA
Survival and mass growth of cold gas in a turbulent, multiphase medium
天体物理气体通常是多相的，并且是高度湍流的。在这项工作中，我们调查的生存和增长的冷气体在这样一个湍流，多相介质中使用三维流体动力学模拟。类似于以前的工作模拟相干流（风），我们发现，冷气生存，如果混合气体的冷却时间比冷气团的开尔文-亥姆霍兹时间短（与一些弱的额外的马赫数的依赖性）。然而，两者之间存在着重要的区别。在生存阈值附近，长期演化是高度随机的，并且受到足够大的团块的存在的影响。在湍流中，冷气体不断碎裂，从而增加其表面积。这导致指数质量增长，增长时间由冷却和混合时间的几何平均值给出。碎片化过程导致大量的小液滴，其遵循无标度$\mathrm{d} N/\mathrm{d} m \propto m^{-2}$质量分布，并且主导面积覆盖分数。因此，虽然存活取决于大的“云”的存在，但这些云反过来又产生与热相紧密耦合的较小液滴的“雾”，其通过吸收线光谱法进行探测。我们表明，借助蒙特卡罗模拟，模拟的质量分布自然出现由于成比例的质量增长和凝结的液滴。我们讨论了我们的结果的收敛标准的环星系介质的大规模模拟和观测的影响。
2022-01-10 astro-ph.GA
Multiphase gas in elliptical galaxies: the role of Type Ia supernovae
本研究通过高分辨率流体动力学模拟，探究Ia型超新星对大质量椭圆星系星际介质的作用，揭示其驱动的湍流触发多相气体冷凝的机制及热风效应，补充了椭圆星系多相气体演化的理论认知。
2024-04-12 astro-ph.GA
Is Multiphase Gas Cloudy or Misty?
冷$T \sim 10^{4}$ K气体形态可以跨越从大的离散云到热介质中的细“雾”的光谱。这有无数的含义，包括动力学和生存，辐射转移，以及宇宙学模拟的分辨率要求。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来研究压力驱动的冷却气体的破碎。这是一个复杂的多阶段过程，最初的瑞利-泰勒不稳定的收缩阶段，种子扰动，随后是一个快速，激烈的膨胀，导致分散的小冷气体“液滴”附近的气体云。最后，由于湍流运动和冷却，这些液滴可能凝结。我们的研究结果表明，气体云“粉碎”，如果它是充分扰动的压力平衡（$δP/P\sim 1$），并有一个大的最终超密度$χ_{\mathrm{f}}\gtrsim 300$，只有一个弱的云大小的依赖。否则，液滴会重新组合成更大的碎片。我们讨论我们的结果的背景下，热不稳定性，和嵌入在冲击加热环境的云。
2020-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiphase gas in the circumgalactic medium: relative role of $t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$ and density fluctuations
我们进行了一套模拟与现实的重力和热平衡壳量化的作用的冷却时间比的自由落体时间（$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$）和密度扰动的幅度（$δρ/ρ$）在环银河系介质（CGM）中的多相气体的生产。以前的理想化模拟，集中在小振幅扰动的团内介质（ICM），发现冷气体可以冷凝出热ICM在全球热平衡时，背景$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} \lesssim 10$。最近的观测表明，即使在背景剖面具有较大的${t_{\rm cool}/t_{\rm ff}}$值时，也存在冷气体。这在一定程度上促使人们更好地理解其他因素，如大的密度扰动，即使在背景${t_{\rm cool}/t_{\rm ff}}$很高的情况下，也会增强冷却和冷凝的倾向。如此大的密度反差可能是由星系尾流或致密的宇宙细丝所引发的。根据我们的模拟，我们在$(δρ/ρ)$ $(t_{\rm cool}/t_{\rm ff})$空间中引入了冷凝曲线，其定义了CGM中多相气体冷凝的阈值。我们表明，这种冷凝曲线对应于${(t_{\rm cool}/t_{\rm ff})}_{\rm blob} \lesssim 10$适用于过密的斑点，而不是背景的$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$可以更高。我们还研究了通过变熵分层对凝聚曲线的修正。更陡的（正）熵梯度将凝聚曲线移动到更高的扰动幅度（即，使冷凝困难…
2019-07-04 astro-ph.GA
The growth and entrainment of cold gas in a hot wind
吸收线和发射线的研究都表明，星系周围的冷气体通常以几百公里$\,\textrm{s}^{-1}$的速度流出。这一观测事实对我们的星系演化理论模型提出了严峻的挑战，因为大多数反馈机制（例如，超新星反馈）加速热气体，并且通过热风加速冷气体团所需的时间尺度远远大于摧毁团所需的时间。我们重新审视这个长期存在的问题，使用三维流体动力学模拟与辐射冷却。我们的研究结果证实了先前的发现，即冷却通常不足以防止冷气体的破坏。然而，我们也确定区域的参数空间的混合，“温暖”的气体的冷却效率是足够大的，以贡献新的共动冷气体，可以显着超过原来的冷气体质量。每当$t_{\mathrm{cool, mix}}/t_{\mathrm{cc}} < 1$时，就会发生这种情况，其中$t_{\mathrm{cool,mix}}$是混合暖气体的冷却时间，$t_{\mathrm{cc}}$是云破碎时间。对于足够大的云，这个标准总是满足的。冷却将汽提后的物质“集中”到尾部，在那里发生混合并形成新的冷气。一个足够大的模拟域对于捕捉这种行为至关重要。
2018-07-24 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
Evolution of Supernova Remnants in a Cloudy Multiphase Interstellar Medium
本文通过高分辨率三维流体模拟研究超新星遗迹在双相云状介质中的演化，揭示冷云质量加载与能量汇的关键作用，并提出改进的一维模型以更准确描述其结构。
2024-11-19 astro-ph.GA
The Presence of Thermally Unstable X-ray Filaments and the Production of Cold Gas in the NGC 5044 Group
我们提出的X射线明亮，中等冷却流组NGC 5044的深钱德拉观测结果，随着观察到的电离，原子和分子气体在这个系统中的相关性。钱德拉的观测结果表明，在过去的1亿年中，活动星系核中心经历了两次爆发，这是基于两对近双极X射线空洞的存在。分子气体和尘埃在中央2千秒差距是对齐的内部双极X射线腔的方向，这表明最近的活动星系核爆发的分子气体的动力学影响。NGC 5044在中心8 kpc内也有许多X射线细丝，但在X射线和H $α$细丝以及在之前的活动星系核爆发期间膨胀的更扩展的X射线空腔之间没有明显的联系。使用的混合Fe-L线复杂的线宽作为诊断多相气体，我们发现，大多数的多相，热不稳定的气体在NGC 5044被限制在X射线丝。虽然X射线灯丝内气体的冷却时间和熵非常相似，但并非所有灯丝都显示出气体冷却或与Ha发射相关的证据。我们认为，所观察到的各种性质的X射线灯丝是暗示一个进化序列，热不稳定的气体开始冷却，成为多相，开发哈发射等离子体，并最终产生冷气体。
2017-06-09 astro-ph.GA
Multiphase gas in Circumgalactic cloud complexes: Insights from kiloparsec-scale Magnetohydrodynamic Turbulence Simulations
Princeton University（普林斯顿大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Indian Institute of Science（印度科学学院）
研究星系际介质中多相气体质量分布，通过高分辨率磁流体动力学模拟，解析冷却长度追踪冷气体演化，发现不同密度环境下冷气体状态不同，确定关键标度关系，指出简单子采样会影响冷气体存活预测，揭示小尺度冷气体来源区域。
2026-07-09 astro-ph.GA
Multiphase turbulence in galactic halos: effect of the driving
超新星爆发、活动星系核喷流、星系间相互作用和星系团合并等都可以驱动环星系介质（CGM）和星系团内介质（ICM）中的湍流。然而，由这些源强迫的湍流的确切性质及其对CGM/ICM的不同统计特性及其全局热力学的影响仍然不清楚。为了研究不同类型的强迫的影响，我们进行高分辨率（$1008^3$分辨率元素）理想化的流体动力学模拟与纯螺线管（无发散）强迫，纯压缩（无卷曲）强迫，和自然的混合强迫（两个组件的等分数）。模拟还包括辐射冷却。我们研究了三种不同的强迫模式（sol、comp、mix）对气体形态、温度和密度分布、涡度拟能的源和汇的影响，螺线管运动，以及热（$\sim10^7~\mathrm{K}$）X射线发射气体和冷（$\sim10^4~\mathrm{K}$）H $α$发射气体的运动学。我们发现，压缩迫使导致更强的变化，密度和温度的气体相比，螺线管强迫。冷相气体形成大规模的压缩强迫和雾状，小规模的螺线管强迫云的对流结构。冷相气体具有较强的大尺度压缩强迫速度。自然混合强迫的运动学和气体分布介于两个极端之间，冷相气体既有大尺度的丝状云，也有小尺度的雾状云。
2022-06-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Anatomy of a Cooling Flow: The Feedback Response to Pure Cooling in the Core of the Phoenix Cluster
我们提出了新的，从钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜，和卡尔Jansky甚大阵列的凤凰星系团的深度观测。这些数据提供了一个数量级的改善，在深度和/或角分辨率在X射线，光学和无线电波长，产生了前所未有的看法的核心凤凰星系团。我们发现，一维的温度和熵分布是一致的纯冷却流体动力学模拟和均匀的，稳态的冷却流模型的分析描述的期望。在内部~10 kpc，冷却时间比任何其他已知的集群短一个数量级，而冷却时间与自由落体时间的比率接近统一，这表明ICM无法抵抗kpc尺度上的多相冷凝。当我们考虑二维的热力学分布时，我们发现冷却是高度不对称的。在内部~20 kpc的大部分冷却被限制在从中央星系向北延伸的低熵灯丝。我们探测到大量的冷（10^4 K）气体（由[OII]双峰追踪），这与低熵丝相一致。这种冷气体的大部分覆盖在一对X射线腔的周围和后面，推测是由无线电喷流膨胀的气泡，这是首次在千秒差距尺度上检测到。这些数据支持这样一种观点，即活动星系核反馈通过有序的浮力抬升和局部增强的湍流相结合，促进了多相介质的形成。这些过程应该抵消浮力抑制凝结的趋势，导致沿射流轴线的快速冷却。最近的机械爆发有足够的能量来抵消冷却，并且似乎通过茧状激波与ICM耦合，在与射电喷流正交的方向上增加了熵。
2019-04-18 astro-ph.GA
Kinematics and Dynamics of Multiphase Outflows in Simulations of the Star-Forming Galactic ISM
由恒星反馈产生的星系外流在本质上是多相的。观测和模拟都表明，在银河系盘中面的几千秒差距内的物质是由嵌入在热风中的暖云组成的。从理论上理解外流现象，包括风和喷泉流，需要研究热相之间的相互作用。我们开发了一种方法来量化这些相互作用，通过测量的质量，动量和能量通量交换使用时间和空间平均量和守恒定律。我们将这种方法应用于恒星形成ISM MHD模拟的基础上TIGRESS框架，太阳邻域条件。为了评估阶段之间的相互作用的程度，我们首先检查"弹道模型“的有效性，该模型预测了被视为非相互作用云的暖相（$5050\,\rm{K}<T<2\times10^4\,\rm{K}$）的轨迹。该模型在中等垂直速度（$ 50$ km s $^{-1}$ $\lesssim |v_z| \lesssim 100 $ km s $^{-1}$）下是成功的，但在较高速度下，我们观察到与弹道模型相比，模拟的温暖流出量过多。高速中温（$2\times10^4\,\rm{K}<T<5\times10^5\,\rm{K}$）气体的冷却不能完全解释这种差异。通过考察质量、动量和能量的通量，我们得出结论，热相通过中间相的冷却获得质量，而动量从热相（$T>5\times10^5\,\rm{K}$）转移到热相。来自热流出的大的能量通量被转移到温暖和中间阶段，并迅速辐射出去。一个简单的相互作用模式意味着喷泉流中的有效暖云尺寸为几个100…
2019-11-18 astro-ph.GA
Cooling in the X-ray halo of the rotating, massive early-type galaxy NGC 7049
物理过程的相对重要性，塑造热气体渗透旋转，大质量的早期型星系的热力学预计将不同于非旋转系统。在这里，我们报告了对大质量透镜状星系NGC 7049的XMM-Newton数据的分析结果。这个星系拥有一个由冷气体组成的尘埃盘，并被一个扩展的热X射线发射气体大气所包围，该气体大气具有异常高的中心熵。在冷尘埃盘的旋转平面中的热气体具有多温度结构，与正在进行的冷却一致。我们的结论是，旋转的热气体的支持是可能能够改变的多相冷凝的$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$比，这是在这里相对较高，$\sim 40$。然而，测得的冷却时间和涡流周转时间的比率（$C$ -比率$\approx 1$）约为1意味着显着的冷凝，在同一时间，旋转速度和速度色散（湍流泰勒数）的约束比率${\rm Ta_t} > 1$表明，冷凝气体应遵循非径向轨道形成一个磁盘，而不是长丝。这与流体动力学模拟的大规模旋转星系预测类似的扩展多相盘。
2019-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Are Cosmological Gas Accretion Streams Multiphase and Turbulent?
对宇宙学的吸积作用的模拟揭示了温暖气体~ $10^4$ K的流动（“流”），它能有效地将气体带入星系。我们提出了一个现象学的情况下，气体在这样的流动-如果它是冲击，因为它进入晕，因为我们假设-成为两相，因此，湍流。我们考虑的是一股平行的暖气流，它从宇宙网的一条过密的细丝流入晕圈。冲击波后的流动气体会膨胀，因为它的压力比周围的光晕气体高，并在冷却时碎裂。破碎的气流形成了一个两相介质：一个温暖的多云相嵌入在热的冲击后气体中。我们认为，热相维持吸积激波。下落气体的初始动能的一小部分被转换成暖云之间和暖云内部的湍流。激波后气体的热力学演化在很大程度上取决于几个过程的相对时间尺度--冷却、激波后气体的膨胀、云中湍流的数量和晕动力学。当冷却时间和动力学时间处于同一数量级时，我们预计气体将变成多相。在这个框架中，我们表明，这发生在重要的质量范围内的~ $10^{11}$到$10^{13}$ M $_\odot$，其中大部分的恒星形成的星系。沿着宇宙网细丝吸积的气体最终可能会失去相干性，并与周围的晕气体混合。通过相分离和流的“破裂”，在晕动力学时间内星系的吸积效率降低。去准直流使得星系反馈和吸积流之间的直接相互作用更有可能，从而进一步降低了整体吸积效率。通过这些机制调节气体吸积效率可能有助于减轻理论星系形成中的一些重大挑战。
2017-09-04 astro-ph.GA
Multiphase Circumnuclear Gas in a Low-$β$ Disk: Turbulence and Magnetic Field Reversals
利用全球三维磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了超大质量黑洞周围秒差距尺度上磁化多相气体的磁场结构和动力学行为。我们考虑了活动星系核（AGN）的辐射冷却和X射线加热效应。气盘由多相气体组成，该多相气体具有（1）冷（$\leq 10^3$ K）和薄组分，以及（2）温（$\sim 10^4$ K）和具有宽范围数密度的厚组分。最大湍流磁能与湍流运动中的热能和湍流动能相当。我们证实了暖气体在周围冷气体中的湍流速度是由磁对流不稳定性引起的。湍流磁场由于磁旋转不稳定性（MRI）的发展，但平均环形磁场占主导地位，并支持在准稳态，其中等离子体- $β$，气体压力和磁压力之间的比率，是低的（$β< 1$）。正如在绝热MHD模拟旋转圆盘中经常看到的那样，即使在多相气体结构中，平均环向场的方向也会随时间周期性地反转。方向反转是由磁通量垂直逃离磁盘和MRI和帕克不稳定性的组合。
2020-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shattering and growth of cold clouds in galaxy clusters: the role of radiative cooling, magnetic fields and thermal conduction
在星系团中，热的团内介质（ICM）可以在最亮的星系团周围形成引人注目的多相结构。人们已经做了很多工作来了解这个中央星云的起源，但很少有人研究它在最初的结构被分解成单个的冷团块后的最终命运。在本文中，我们进行了一套30（磁）kpc尺度的冷云的流体动力学模拟与典型的参数发现的星系团模拟，以了解云是否混合回热ICM或可以持续。我们研究了辐射冷却、小尺度加热、磁场和（各向异性）热传导对云的长期演化的影响。我们发现，细丝碎片冷却的时间尺度短于破碎的时间尺度，下降的压力平衡与热介质，粉碎，形成较小的团块。这些作为进一步冷凝的成核点，并通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合，导致冷气体质量在7500万年内翻倍。云的增长取决于密度，以及局部加热过程，这决定了云是否经历烧蚀或破碎驱动的演变。磁场会减慢但不会阻止云的生长，冷相和暖相的演变都对磁场拓扑结构敏感。与直觉相反，与非传导性云相比，各向异性热传导增加了冷气体的生长速率，也导致了更大量的暖相。我们的结论是，在研究星系团的长期冷却流演化时，$500$ pc或更大尺度上的致密团块是不可忽略的。
2022-11-30 astro-ph.GA
Non-equilibrium ionization in the multiphase circumgalactic medium -- impact on quasar absorption-line analyses
本文提出含时（时间相关）光致电离模型框架，研究环星系介质中快速冷却气体的非平衡电离，发现UVB设定和初始温度显著影响离子丰度比，并重新约束了高金属丰度C IV吸收系统的密度与元素丰度。
2025-07-21 astro-ph.GA
The Structure of Multiphase Galactic Winds
我们提出了一个新的分析框架来模拟多相星系风的稳态结构，包括一个热的，体积填充组件和一个冷的，cloudness组件。我们首先推导出任意质量，动量和能源项的热相结构的一般表达式。接下来，通过最近的模拟，我们参数化了云-风的质量传递速率，这是由湍流混合和辐射冷却之间的竞争。这使我们能够将云-风相互作用作为热相的源项，从而同时解决这两个阶段的演变，充分考虑它们的双向影响。有了这个模型，我们探索银河风的性质在广泛的条件。我们发现：（i）通过现实的参数选择，我们自然地产生热的、低密度的风，其在输送能量的同时夹带冷云的显著通量，（ii）混合主导冷云加速并且使热风减速，（iii）在混合期间，相对动能的热化提供显著的加热，（iv）热相质量负荷因子和/或恒星形成率低的系统可以维持较高的初始冷相质量负荷因子，但云很快被撕碎，和（v）具有大的热相质量加载因子和/或恒星形成速率的系统不能维持大的初始冷相质量加载因子，但云倾向于随着半径而增长。我们的研究结果强调了在物理和观测上解释星系风多相结构的必要性，并对星系系统的反馈具有重要意义。
2021-08-11 astro-ph.GA
Radiative Mixing Layers: Insights from Turbulent Combustion
辐射混合层出现在多相气体、剪切和辐射冷却存在的地方。模拟表明，在稳态下，来自热相的热平流平衡了辐射冷却。然而，许多特征令人困惑。例如，热气体卷吸似乎是数值收敛，尽管无标度，分形结构的这样的前线尚未解决。此外，热气体热通量具有特征速度$v_{\rm in} \approx c_{\rm s,cold} (t_{\rm cool}/t_{\rm sc,cold})^{-1/4}$，其强度和标度不是直观的。我们在1D和3D流体动力学模拟中重新审视这些问题。我们发现，过冷只发生在数值扩散占主导地位的热传输;收敛仍然是可能的，即使当字段长度是未解决的。利用混合层与湍流燃烧之间的相似性可以对辐射锋有更深的物理理解，这一相似性具有成熟的理论和丰富的实验数据。一个关键参数是达姆科勒数${\rm Da} = τ_{\rm turb}/t_{\rm cool}$，即外部涡流周转时间与冷却时间之比。一旦形成${\rm Da} > 1$，前缘就分裂成多相介质。正如标量混合一样，涡的周转时间决定了混合速率，与小尺度扩散无关。因此，热传导的影响通常有限。我们表明，$v_{\rm in}$和有效的发射率可以通过调整燃烧理论缩放详细了解。平均密度和温度分布也可以很好地再现混合长度理论。这些结果对许多环境中冷气体的结构和生存以及大尺度星系模拟的分辨率要求都有影响。
2021-07-09 astro-ph.GA
Probing the Outflowing Multiphase Gas ~1 kpc Below the Galactic Center
LS 4825是一颗B1 Ib-II型恒星，距离太阳d=21+/-5 kpc，l = 1.67 deg，b = -6.63 deg，通过比较其紫外光谱中的ISM吸收，以及对一颗d < 7.0+/-1.7 kpc的前景恒星的ISM吸收，我们可以分离和研究与银河系核风有关的气体。来自太空望远镜成像光谱仪（STIS）的光谱显示出低离子吸收，直到d < 7 kpc（例如，O I，C II，Mg II，Si II，Fe II，S II）的吸收仅在0和40 km/s之间，而在d > 7 kpc，银道面以下约1 kpc处的吸收是复杂的，跨越-290到+ 94 km/ s。在-283 ~107 km/ s范围内，中、高能离子Si III、C IV、Si IV和N V表现出极强的吸收，并具有多个分量，这意味着在银河系中心以下约1 kpc的ISM中存在大量的等离子体，并且比在z = 0 kpc的船底座OB 1星协中含有更多的C IV和N V气体。许多吸收组分的丰度和物理条件。高离子吸收的痕迹可能是由流出的热气体驱动的冷却转变温度等离子体，而在-114 km/s的吸收组分中非常大的热压力（p/k ~ 10^5 cm^-3 K^-1）可能是由流出的热气体的冲压压力引起的。的意见是一致的流动，其电离结构的高离子可以通过非平衡辐射冷却和湍流混合的组合来理解。
2017-11-01 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
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
Long-Term Evolution of Decaying MHD Turbulence in the Multiphase ISM
星际介质中的超声速湍流被认为在流交叉时间内迅速衰减，而与磁化程度无关。然而，这种普遍的共识，衰减磁流体动力学（MHD）湍流依赖于局部等温模拟，这是无法考虑到全球结构的磁场和ISM的作用。利用包含星际冷却和加热的三维MHD数值模拟，研究了嵌入暖中性介质中的冷中性介质片中的衰减MHD湍流。湍流动能的早期演化与衰减可压缩MHD湍流的先前结果一致，其特征在于能量快速衰减，具有$E\propto t^{-1}$的幂律形式，并且与流交叉时间相比衰减时间较短。然而，如果初始磁场很强且垂直于薄片，动能的长期演化表明，即使对于具有周期性边界条件的模型，在10次流交叉之后，仍然存在大量的湍流能量（$\sim 0.2E_0$）。衰减率也大大减少，因为这样的初始和边界条件的场强增加，但不是如果边界条件是一个完全孤立的片。我们分析剩余湍流的速度功率谱表明，在平面内，不可压缩的运动平行于表占主导地位，在以后的时间。
2013-09-19 astro-ph.GA
Cloud-by-cloud Multiphase Investigation of the Circumgalactic Medium of Low-redshift Galaxies
本文通过逐云多相电离建模分析47个低红移星系周介质，发现云金属丰度与方位角无关但与双极外流和平面吸积模型不符，而视线上的云数量在主轴附近显著增多，表明外流与吸积共同贡献于CGM云群体。
2024-04-05 astro-ph.GA
JWST reveals how black holes are fed: kiloparsec-scale multiphase filaments feed sub-kiloparsec circumnuclear disks
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Institut Trottier de recherche sur les exoplanètes（特鲁瓦耶系外行星研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）
利用JWST NIRSpec对NGC 4696的观测，发现电离气体旋涡是一个旋转的多相环核盘，与更大尺度的纤维丝网络物理和运动学相连，为千秒差距尺度冷却流与黑洞吸积之间的缺失环节提供了证据，并通过磁流体动力学模拟得到验证。
2026-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A simple model for mixing and cooling in cloud-wind interactions
我们引入了一个简单的基于熵的形式主义来描述压力平衡多相云混合的作用，并使用恩佐-E（磁）流体动力学模拟演示示例应用程序。在这种形式下，高维描述的系统的状态在一个给定的时间被简化为联合分布的质量超压（$P$）和熵（$K=P/ρ^γ$）。因此，这种方法提供了一种方法（经验和分析）量化不同的初始条件和物理集合对系统演化的影响。我们发现，混合主要改变沿$K$方向的分布，并说明如何可以使用的形式主义来模拟混合和冷却的流体元素起源于云。我们进一步确认和推广以前提出的标准，云增长的辐射冷却的存在下，并证明冷却曲线的形状，特别是在低温端，可以发挥重要的作用，在控制冷凝。此外，我们还讨论了我们的方法的能力，推广这样的标准适用于其他物理集，并建立直观的影响微妙的高阶效应不直接解决的标准。
2021-01-25 astro-ph.GA
AGN-driven outflows in clumpy media: multiphase structure and scaling relations
本研究通过数值模拟探究团块星际介质中AGN驱动外流的多相结构，发现团块介质下冷相热相性质差异显著，冷相动量通量低易被误判为动量驱动，并给出标度关系预测与观测约束挑战。
2024-08-16 astro-ph.GA
Cooling Time, Freefall Time, and Precipitation in the Cores of ACCEPT Galaxy Clusters
宇宙中最大的星系-位于星系团中心的星系-的恒星形成主要取决于其热气体大气的热力学状态。具有低熵、高密度大气层的中央星系经常包含多相恒星形成气体，而具有高熵、低密度大气层的中央星系则永远不会。这两个种群在中心熵上的分界线，以及因此在中心冷却时间上的分界线，是惊人的尖锐。人们提出了两个假设来解释这种二分法。一种是指出热传导可以阻止分界线以上的簇芯的辐射冷却。另一种观点认为，分界线以下的核心受到热不稳定性的影响，通过冷反馈机制为中心活动星系核提供燃料。在这里，我们探索这些假设与H-α属性的分析接受星系团。我们发现，这两个假设可能是互补的。我们的研究结果支持这样一种观点，即冷云不可避免地从星团核心沉淀出来，在这种情况下，冷却胜过热传导，并降落在中央黑洞上，导致活动星系核反馈，稳定了星团核心。特别是，所观察到的冷却时间与自由落体时间比的分布几乎与在模拟这种冷反馈过程中所看到的相同，这意味着冷相吸积，而不是热相气体的邦迪吸积，是负责AGN反馈，调节大星系中的恒星形成。
2014-09-04 astro-ph.GA
Orbital Decay of Supermassive Black Hole Binaries in Clumpy Multiphase Merger Remnants
我们模拟了两个银河系大小的星系盘的等质量合并，中等气体分数在秒差距尺度的分辨率，包括一个新的模型辐射冷却和加热的多相介质，以及恒星形成和超新星的反馈。这两个圆盘最初有一个$2.6\times10^6\mathrm{~M_{\odot}}$超大质量黑洞（SMBH）嵌入它们的中心。随着合并的完成，两个星系核心合并，SMBH形成一对，间隔几百pc，逐渐衰减。由于合并后系统的随机性质，双星的轨道平面受到显著的扰动。此外，由于强烈的星爆，来自中心区域的气体被完全抽空，需要$\sim10$ ~Myr来重建核盘。最重要的是，星际介质的cluerous性质对SMBH对的动力学演化有重大影响，SMBH对经历与大质量气体云的引力相遇以及由云中的云和盘中的螺旋模式随机扭转。这些效应结合起来，大大延迟了两个SMBH的衰减到几个秒差距的分离，与以前的工作相比，几乎两个数量级，$\sim 10^8$ yr。在气体更丰富的星系合并中，在高红移的随机扭矩将更加明显，并可能导致更强的轨道衰变调制。这表明，在任何红移中，几十秒差距的SMBH对应该是相对常见的。
2014-06-17 astro-ph.GA
Evidence for Late-Time Feedback from the Discovery of Multiphase Gas in a Massive Elliptical at $z=0.4$
我们报告的第一个检测多相气体在一个静止的星系超越$z\approx0$。观测使用双透镜类星体HE 0047 $-$ 1756的较亮图像来探测位于$z_\mathrm{gal}=0.408$的大质量（$M_{\rm star}\approx 10^{11} \mathrm{M_\odot}$）椭圆透镜星系的ISM。利用哈勃空间望远镜的宇宙起源摄谱仪（COS），我们获得了透镜类星体的中分辨率FUV光谱，并在投影距离$d=4.6$ kpc处识别出透镜ISM中$\mathrm{H_2}$的大量吸收特征。$\mathrm{H_2}$柱密度为$\log N(\mathrm{H_2})/\mathrm{cm^{-2}}=17.8^{+0.1}_{-0.3}$，分子气体分数为$f_\mathrm{H_2}=2-5\%$，与某些局部静止星系大致一致。新的COS光谱还揭示了运动学复杂的吸收功能，从高度电离的物种O VI和N V的柱密度日志$N(\mathrm{O VI})/\mathrm{cm^{-2}} =15.2\pm0.1$和日志$N(\mathrm{N V})/\mathrm{cm^{-2}} =14.6\pm0.1$，其中已知的最高的外部星系。假设高电离吸收功能起源于一个短暂的温暖（$T\sim10^5\,$ K）阶段进行辐射冷却从周围的星系热晕，我们推断质量吸积率$\sim 0.5-1.5…
2020-10-27 astro-ph.GA
Cooling driven coagulation
本文通过二维和三维流体动力学模拟及解析模型，揭示受扰冷气云的冷却脉动与热气体裹挟如何驱动冷滴并合，并提出以表面积为“单极子”的类引力平方反比相互作用。
2023-07-17 astro-ph.GA
