Turbulent power spectrum in warm and cold neutral medium using the Galactic HI 21 cm emission
星际介质中不同示踪剂的小尺度涨落可以用来研究天体物理尺度上湍流的性质。其中，“连续”发射跟踪沿视线积分的波动，而谱线示踪剂也给出沿不同速度通道的信息。最近，Miville-Deschênes等人（2016）测量了连续尘埃发射的强度波动功率谱，并发现了我们银河系一个区域的幂律指数为$-2.9 \pm 0.1$的幂律行为。在这里，我们研究了同一地区使用高速分辨率21厘米的排放从弥漫中性介质，并估计在不同的光谱通道的功率谱。测得的21厘米功率谱也遵循幂律，但是，我们看到一个显着的变化，幂律指数与速度。从积分图中估计的不同组分的幂律指数的值是相当不同的，这表明湍流的不同性质取决于温度，密度和电离分数。我们还测量功率谱后，平滑的21厘米发射速度分辨率范围从$1.03$到$13.39~{\rm km~s^{-1}}$，但功率谱保持不变的误差范围内。这表明观测到的波动主要是由于密度波动，我们只能限制$0.0 \pm 1.1$的速度结构函数的幂律指数，这与预测的Kolmogorov湍流$(γ=2/3)$和激波主导的介质$(γ=1.0)$是一致的。
2018-12-05 astro-ph.GA
Are supernovae driving turbulence in the solar neighborhood?
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Vienna（维也纳大学）；ENS de Lyon（里昂高等师范学校）；Universite Claude Bernard Lyon 1（里昂第一大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure（巴黎高等师范学院物理实验室）；ENS（巴黎高等师范学院）；Université PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）
研究通过比较观测数据与数值模拟，探讨超新星反馈是否能维持太阳邻域的HI湍流，发现超新星驱动模拟未能解释观测到的湍流速度分散度。
2026-03-31 astro-ph.GA
Turbulent dynamo in the two-phase interstellar medium
磁场是恒星形成星系中湍流星际介质的重要动力学组成部分。这些磁场是由于发电机作用，发电机作用是将湍流动能转换为磁能的过程。在小于湍流驱动尺度的尺度上起作用的发电机称为湍流发电机。ISM是一种多相介质，观测表明磁场的性质随相位而异。在这里，我们的目标是研究如何的湍流发电机的属性取决于相位。我们模拟了两相介质中的非等温湍流发电机（大多数以前的工作假设等温气体）。我们发现，热相（$T\ge10^3~{\rm K}$）是跨音速和冷相（$T<10^3~{\rm K}$）是超音速。我们发现磁场在指数增长阶段的增长率在两个阶段是相似的。我们计算的条款负责的涡度的放大和破坏，并表明，在这两个阶段涡度放大由于湍流运动，进一步放大的斜压项在温暖的阶段，和破坏的长期粘性相互作用中存在的对数密度梯度在冷相。我们发现，由于较强的洛伦兹力的最终比例的磁场湍流动能是较低的冷相。我们发现，非等温湍流发电机是显着不同的等温对应，这表明需要研究的湍流发电机在多相介质中。
2022-05-17 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Turbulent Dynamo and Magnetic Fields in the Multiphase Interstellar Medium
针对星际介质多相结构中磁场差异未知的问题，研究通过数值模拟探究多相ISM对磁场的塑造作用，讨论其对星系偏振观测的启示，为理解星系演化中磁场的作用及利用下一代射电数据奠定基础。
2024-10-07 astro-ph.GA
Density Power Spectrum in Turbulent Thermally Bi-stable Flows
本文用数值方法研究了热湍流中密度功率谱的行为。我们分析了一组五个三维模拟湍流随机驱动傅立叶空间中在一个固定的波数和不同的马赫数M（相对于温暖的介质）范围从0.2到4.5。密度功率谱随着M的增加而变浅，柱密度功率谱也是如此。这一趋势被解释为同时湍流压缩，热不稳定性产生的密度波动，并在扩散气体中的热压力的减弱的结果。这种行为与观测确定的光谱在不同区域表现出不同的斜率的事实是一致的。模拟得到的谱指数值与观测值一致。我们也探讨了速度功率谱的行为，随着M的增加，速度功率谱变得更陡。谱指数从M=0.2时比柯尔莫哥洛夫谱指数浅得多的值到M=4.5时比柯尔莫哥洛夫谱指数陡得多的值。
2010-09-07 astro-ph.GA
Cosmic Ray Heating of the Warm Ionized Medium
在银河系温暖的电离介质（WIM）中对线比率的观测表明，光电离并不是唯一的加热机制。对于解释这种差异的额外加热，它对气体密度的依赖性必须比对冷却速率$Λn_e^2$的依赖性弱。\cite{reynolds99}建议湍流耗散或磁场重联作为可能的加热源。我们在这里调查的可行性MHD波介导的宇宙射线加热作为补充热源。这个加热速率取决于气体密度，只是通过它与阿尔文速度的线性关系，阿尔文速度为$n_e^{-1/2}$。我们表明，宇宙射线能量密度的适当值，宇宙射线加热可以显着。此外，这种加热对扰动是稳定的。这些结果也应该适用于其他星系中温暖的电离气体。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
3D chemical structure of the diffuse turbulent ISM II -- Origin of CH$^+$, new solution to an 80 years mystery
目的：CH $^+$在弥漫星际介质中的大量存在是我们认识气体的化学和物理状态的一个长期问题。我们调查，在这里，形成CH+在湍流和多相环境中，加热的气体几乎完全由光电效应驱动。研究方法：扩散ISM的模拟使用磁流体动力学（MHD）代码RAMSES的自洽计算的动态和热演化的气体随着时间的变化的丰度的H $^+$，H，和H $_2$。其余的化学性质，包括CH $^+$的丰度，在平衡时，在H $^+$、H和H $_2$的非平衡约束下，在后处理中计算。与观测结果进行比较时，考虑到一个经常被忽视但至关重要的信息，即沿观测视线截取的扩散物质的长度。结果如下：CH $^+$的质量的准整体起源于不稳定气体，在动力学温度大于600 K的环境中，密度范围在0.6和10 cm $^{-3}$之间，电子分数范围在3 x 10 $^{-4}$和6 x 10 $^{-3}$之间，并且分子分数小于0.4。它的形成是由温暖的和不平衡的H $_2$驱动的，最初形成于冷中性介质（CNM），并通过平流和热不稳定的组合注入更扩散的环境，甚至是温暖的中性介质（WNM）。模拟显示最紧密的协议与HI到H $_2$过渡和在太阳附近观察到的热压力分布被发现自然重现CH $^+$的观测丰度，观测的分散，发生的概率的视线，CH $^+$的非检测的分数，和它的线轮廓的分布。CH $^+$的量和模拟视线的统计特性由富含H $_2$的不稳定气体…
2022-09-21 astro-ph.GA
CLOUDY view of the warm corona
明亮的活动星系显示出一系列的性质，但其中许多性质是相关的，这导致了类星体主序星的概念。我们测试我们目前对类星体结构的理解是否允许再现在由H $β$的运动学线宽和Fe II光发射的相对重要性形成的光学平面中观察到的图案。我们进行了模拟的H $β$和Fe II生产使用代码云和合理的假设有关的宽带光谱，发射线区域的距离，和云的属性。我们表明，温暖的电晕的存在是一个重要的元素，减少了依赖于爱丁顿比的相对铁II发射率的宽带光谱，并允许重现罕见的情况下，特别是强的铁II发射器。结果是敏感的云的距离，和强烈的Fe II发射可以通过采用强超太阳的金属丰度，或更短的距离比传统的混响映射获得。我们以类似的方式模拟了由Mg II线和Fe II UV伪连续体定义的UV平面，但在这里，我们的方法不太成功，通常过度产生Fe II强度。我们发现，Fe II的光学和UV发射率取决于在不同的方式上的湍流速度和金属丰度，和最好的扩展模型，以涵盖两个平面是允许非常大的湍流速度在宽线区域云。
2019-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effect of the heating rate on the stability of the three-phase interstellar medium
我们调查的远紫外（FUV）加热率的稳定性的三相星际介质使用三维模拟的$1$ kpc $^2$，垂直扩展域的影响。FUV加热速率设定了冷（$\sim10^2$ K）和暖（$\sim10^4$ K）中性介质（CNM和WNM）可以平衡共存的热压范围。即使没有一个变星形成率来调节FUV加热率，气体物理学也会将压力保持在两相区：因为辐射加热和冷却过程发生的时间尺度比声波传播要短，湍流压缩往往会在很宽的加热率范围内将星际介质保持在CNM-WNM压力区。热压力主要由加热速率设定，流体静力学的影响很小。垂直速度分散根据需要进行调整，以提供给定热压力的流体静力学支持：当湍流压力$\langleρ\rangleσ_z^2$在尺度$\gtrsim500$ pc上计算时，热压力加上湍流压力约等于气体的重量。热气体体积填充分数是$0.2<f_w<0.8$，其加热速率小于3倍，其中$f_w$在较高加热速率下接近1，在较低加热速率下接近0。我们建议，宇宙学模拟不解决的CNM应保持星际热压力内的两相制度。
2018-07-05 astro-ph.GA
The Spatial Power Spectrum and Derived Turbulent Properties of Isolated Galaxies
在河外背景下，能量谱中的间断被解释为对盘尺度高度的限制，这标志着从二维盘状运动到三维运动的转变。然而，这种解释最近受到质疑时，占工具的影响。我们使用数值模拟来研究孤立星系的空间功率谱和调查的起源的突破规模。我们将气体分成不同的相，并分析了功率谱特征的时间演化，如斜率和破裂尺度。我们发现，破裂尺度是相位相关的。由破裂尺度追踪的物理学也不同：在温暖的气体中，它标志着从2D（盘状）到3D（各向同性）湍流的过渡。在冷气体中，破裂尺度跟踪分子云的典型尺寸。我们进一步表明，突破规模几乎从来没有跟踪光盘规模的高度。我们研究的ISM的湍流特性表明，在中断规模跟踪过渡到各向同性湍流的情况下，所需的吸积能量的分数，以维持在ISM湍流运动显着增加。最后，我们通过模拟观测表明，为了准确地恢复真实观测中的破裂尺度，考虑观测效应（如光束和仪器噪声）至关重要。
2021-05-13 astro-ph.GA
Are There Phases in the ISM?
星际介质（ISM）一方面会受到加热和冷却过程的影响，由于热不稳定性（TI），这些过程往往会将其分离成不同的相，另一方面，会受到湍流驱动机制的影响，这些机制往往会产生强烈的非线性波动所有热力学变量。在这一区域中，稳定的暖中性介质（WNM）中的大尺度湍流压缩主导了块体的形成过程，而不是TI的线性发展。由这种机制形成的冷团块通常由尖锐的密度和温度不连续性所限制，然而，这不是经典的2相模型中的接触不连续性，而是“相变前沿”，跨越该前沿存在从WNM到团块的净质量和动量通量。团块的生长主要是通过边界的吸积，与周围环境处于热和冲压压力平衡，内部也是湍流的，因此内部也有显着的密度波动。由于湍流压力的波动，相变前沿周围的冷气体和暖气体的温度和密度随时间和位置而波动。此外，激波压缩的扩散不稳定气体在经历向冷相的相变之前，可以保持在不稳定区域达几百万年。这些过程填充了经典禁止的密度和温度范围。由于气体在所有温度下似乎都存在于双稳态或三稳态湍流中，因此我们得出结论，“相”一词仅适用于局部，围绕气体中的相变位点。在全球范围内，“相”这个词必须放松其含义，仅表示一定的温度或密度范围。
2009-02-04 astro-ph.GA
The turbulent life of dust grains in the supernova-driven, multi-phase interstellar medium
尘埃颗粒是星系星际介质的重要组成部分。我们提出了第一个直接测量的星际尘埃在不同的ISM阶段的停留时间，这些阶段之间的过渡率，在现实的流体动力学模拟的多相ISM。我们的模拟包括一个随时间变化的化学网络，该网络遵循H^+、H、H_2、C^+和CO的丰度，并使用基于树的辐射传输方法考虑气体和尘埃的自屏蔽。超新星爆炸要么在随机位置注入，要么在密度峰值注入，要么作为两者的混合物注入。对于每一个模拟，我们调查如何在ISM阶段之间的物质循环，并找到更大的过渡比在文献中考虑简单的质量交换计划。在ISM阶段的衍生停留时间的特点是广泛的分布，特别是分子，温暖和热介质。最现实的模拟与随机和混合驱动的分子，冷，暖，热相的中位数停留时间约17，7，44和1百万年，分别。在随机驱动运行中测得的过渡率是在一个简单的耗尽模型中的温暖和冷相的Ti气相耗尽的观察，在良好的协议，虽然在分子阶段的耗尽是根据预测。基于化学丰度而不是温度切割的ISM相定义在物理上更有意义，但是导致显著不同的转变速率和停留时间，因为两个定义之间没有直接对应。
2016-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
The Dense Warm Ionized Medium in the Inner Galaxy
电离星际气体是星际介质及其生命周期的重要组成部分。最近的证据表明，一个广泛分布的高度电离的温暖的星际气体的密度介于温暖的电离介质（WIM）和紧凑的HII区域之间，这表明我们对星际气体的理解存在重大差距。在这里，我们调查了银河系中稠密的温暖电离介质（D-WIM）的性质，使用光谱分辨SOFIA GREAT [NII] 205微米线发射和绿岸望远镜氢射电复合线（RRL）数据，补充Herschel PACS [NII] 122微米数据，和光谱分辨12 CO。我们在银道面20度<1度<30度区域观测到8条视线。我们从[NII]和RRL线宽推导出动力学温度，以及热和湍流速度色散。[NII] 205微米发射的区域的特征在于电子密度，n（e）~ 10至35 cm（-3），温度为3400至8500 K，柱密度N（N+）~ 7 e16至3e 17 cm（-2）。电离氢柱密度范围为6 e20 ~ 1.7e21 cm（-2），氮离子丰度分数x（N+）~1 ~ 3e-4，这意味着在距银河系中心约4.3kpc处氮丰度有所增加。[NII] 205微米的发射与CO的发射相吻合，尽管经常有速度上的偏移，这表明D-WIM气体位于或靠近恒星形成区域，这些区域本身与分子气体有关。发现这些密集的电离区对沿这些LOS观测到的[CII]强度的贡献> 50%。我们得到的动力学温度太低，无法解释N+的存在，导致电子碰撞电离和/或质…
2021-05-14 astro-ph.GA
Synthetic Observations of 21cm HI Line Profiles from Inhomogeneous Turbulent Interstellar HI Gas with Magnetic Field
我们利用Inoue和Inutsuka（2012）对非均匀湍流星际介质（ISM）的磁流体动力学数值模拟，在21 cm波长处对星际原子氢进行了合成观测。冷中性介质（CNM）表现出明显的团块状分布，其体积填充因子较小，为3.5%;而暖中性介质（WNM）表现出明显不同的光滑分布，其体积填充因子较大，为96.5%。在天空投影中，CNM呈现出亚pc宽度的高度连续分布，而WNM呈现出平滑的扩展分布。在HI光学深度中，CNM占主导地位，WNM的贡献小得可以忽略。CNM的投影面积覆盖率为30%，而WNM的覆盖率为70%。这导致对射电连续致密源的发射-吸收测量倾向于以70%的概率对WNM进行采样，从而产生比块状HI气体更小的HI光学深度和更小的HI柱密度。的发射-吸收测量，这是显着的小规模的大波动的CNM属性的影响，是不适合的散装HI气体的特征。更大的光束发射测量，能够充分采样的HI气体将提供一个更好的工具，用于此目的，如果一个可靠的代理氢柱密度，可能的灰尘光学厚度和伽马射线，是可用的。
2018-05-15 astro-ph.GA
Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Vertical structure of a supernova-driven turbulent magnetized ISM
恒星的反馈驱动着物质从圆盘到星系晕的循环。我们进行三维磁流体动力学模拟的一个垂直列的星际介质与初始条件的典型的太阳圈中，超新星驱动湍流，并确定介质的垂直分层。模拟运行使用一个稳定的，积极的保护计划的理想MHD实现的FLASH代码。我们发现大部分（\approx 90%）的质量包含在冷分子和原子气体（T < 200 K）或热原子和电离气体（5000 K < T < 10^{4.2} K）的热稳定温度区中，在冷区和热区的温度概率分布函数中都有很强的峰值。200 - 10^{4.2} K的气体填充了平面附近体积的50- 60%，与超新星遗迹（30- 40%）和嵌入其中的冷云（<10%）相关的较热气体。在|z| ~ 1-2 kpc时，转变温度（10^5 K）气体占大部分质量和体积，而在|z| > 3 kpc时，热气体占主导地位。在我们的模型中的磁场没有显着的影响，在每个温度制度的气体的标度高度;磁张力近似等于和相反的磁压力，所以添加的字段不会显着影响气体的垂直支持。加入磁场确实减少了冷态（< 200 K）气体的比例，相应地增加了暖态（~ 10^4 K）气体的比例。然而，我们的模型缺乏旋转剪切，因此没有大规模的发电机，与现实相比，这降低了场在模型中的作用。超新星驱动了晕气体垂直分布的振荡，振荡周期从T < 200 K气体的约3000万年到10^6 K气体的约10000万年不等，与沃尔特斯和考…
2012-02-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar MHD Turbulence and Star Formation
本章回顾了银河系星际介质（ISM）中湍流的性质及其与恒星形成（SF）过程的联系。ISM是湍流的，磁化的，自引力的，并且受到控制其热力学行为的加热和冷却过程的影响。ISM的温暖和热电离成分中的湍流似乎是跨音速或亚音速的，因此表现得几乎不可压缩。然而，中性的热和冷的成分是高度可压缩的，这是由于原子气体中的热不稳定性和大致等温的冷原子和分子成分中的中到强超音速运动。在此范围内，我们讨论了：（1）在等温和多变介质中湍流密度涨落的产生和统计分布;（2）由热不稳定性产生的团块的性质，并指出，与经典观点相反，它们一般从环境中吸积质量; iii）密度-磁场相关性（或没有）湍流密度波动，作为湍流中不同波模式叠加的结果;（iv）在动力压缩作用下，密度波动中质量-磁通量比（MFR）的演变;（v）在热不稳定性的帮助下，形成冷而稠密的云; vi）预期恒星形成的分子云可能正在经历全球引力收缩，而不是接近平衡，vii）通过恒星反馈来调节这种引力收缩云中的恒星形成率（SFR），这种反馈不是阻止云坍塌，而是在云坍塌时使它们蒸发和分散。
2014-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the properties of warm and cold atomic hydrogen in the Taurus and Gemini regions
我们报告阿雷西博21厘米的吸收-发射观测，以确定中性氢（HI）的物理性质，在附近的五个巨大的分子云（GMC）：金牛座，加利福尼亚州，玫瑰，蒙OB 1，和NGC 2264。在~ 60 x20平方度区域中，对所有79个背景连续源检测到强HI吸收。高斯分解进行估计的温度，光学厚度和柱密度的冷和暖中性介质（CNM，WNM）。个别CNM组件的属性是类似于先前观察到的随机银河视线和GMC附近，这表明冷HI属性的普遍性。CNM自旋温度（Ts）直方图在~ 50 K处达到峰值。CNM的湍流马赫数变化很大，典型值约为4，表明它们的运动是超声速的。约60%的HI气体是WNM，其中近40%的WNM处于500- 5000 K的热不稳定区。所观察到的CNM分数在GMCs周围比在扩散区域中更高，并且随着柱密度（NHI）的增加而增加到最大值~ 75%。平均而言，光学薄近似（N*（HI））低估了总N（HI）约21%，但我们发现N（HI）和所需的校正因子f=N（HI）/N*（HI）之间的关系存在很大的区域差异。我们研究了两种不同的方法（线性拟合的f与log 10（N*（HI））和均匀Ts），以纠正不透明度的影响，使用GALFA-HI调查的发射数据。我们更喜欢统一的Ts方法，因为线性关系并不能对所有子区域产生令人信服的拟合。
2019-06-17 astro-ph.GA
Spitzer Observations of the Oldest White Dwarfs in the Solar Neighborhood
本文报道了一颗冷白矮星的Spitzer 5-15微米光谱和51颗冷白矮星的3.6-8微米光度测量结果。我们的大多数目标都有精确的BVRIJHK测光和三角视差测量，这使我们能够使用其光学，近红外和中红外测光与最先进的模型大气进行详细的模型大气分析。我们证明了冷白矮星的光学和红外光谱能量分布很好地再现了我们的网格模型。我们的最佳拟合模型与所有滤波器中的观察结果在5%内一致，除了IRAC 8微米波段，其具有最低的信噪比光度测定。除了超冷的白矮星，我们样本中没有一颗恒星显示出明显的中红外线通量不足或过剩。在我们的2-9 Gyr老目标周围没有检测到中红外过量通量，这将具有温暖碎片盘的冷白矮星的比例限制在0.8%（+1.5% -0.8%）。
2009-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical studies on the link between radioisotopic signatures on Earth and the formation of the Local Bubble. I. 60Fe transport to the solar system by turbulent mixing of ejecta from nearby supernovae into a locally homogeneous ISM
在深海地壳和沉积物中发现半衰期为百万年的放射性核素，如Fe 60，为确定附近超新星的日期和位置提供了独特的可能性。我们想定量地确定，60 Fe的增强是几颗超新星的结果，这些超新星也是我们银河系栖息地本地气泡形成的原因。我们进行了三维流体动力学自适应网格细化模拟（分辨率下降到subparsec尺度）的本地气泡和相邻的循环I超级气泡在不同的均匀，自引力环境。为了建立局部和圈I超泡，我们考虑了产生核心坍缩超新星爆炸的时间序列和位置，这些爆炸是从某些恒星运动群的死亡成员的质谱中得出的。60 Fe的释放及其随后的超级气泡空腔内的湍流混合过程是通过被动标量，其中衰变的放射性同位素的产率根据最近的恒星演化计算进行调整。该模型能够再现的时间和强度的60 Fe过剩观察到相当高的精度，提供的外部密度不超过0.3 cm-3的平均值。因此，这里提出的两个最佳拟合模型是用模仿经典的热电离和热中性介质的背景介质获得的。我们还发现，（凝结在尘埃颗粒上）可以通过两种物理机制传递到地球：要么是通过单个快节奏的超新星爆炸波，由于局部气泡外壳的反射，这些爆炸波有时甚至会穿过地球轨道两次，要么是通过局部气泡本身的超壳，一次性注入所有以前超新星的60 Fe含量，但是在更长的时间范围内。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
You Shall Not Pass! The propagation of low/moderate powered jets through a turbulent interstellar medium
本研究通过模拟低/中等功率喷流在湍流星际介质中的传播，发现中等功率喷流仅填充空洞，低功率喷流可驱动热相外流，为AGN反馈模拟提供新依据。
2025-01-23 astro-ph.GA
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
A dense plasma globule in the solar neighborhood
射电源J1819+3845在大约1999年至2007年之间经历了一段极端的星际闪烁。导致这种闪烁的等离子体结构被确定为距离太阳系仅为$1$ - $3\,$ pc，密度为$n_e\sim 10^2\,$ cm $^{-3}$，比周围星际密度高三个数量级（de Bruyn & Macquart 2015）。在这里，我们提出了无线电偏振图像的字段对J1819+3845在0.2，0.92和2 $\,$ m的波长。我们检测到一个椭圆形的等离子体球的近似大小$1^\circ \times \gtrsim 2^\circ$（长轴位置角的$\approx -40^\circ$），通过其法拉第旋转印记（$\approx 15\,$ rad $\,$ m $^{-2}$）的弥漫银河同步辐射。J1819+3845的极端闪烁最有可能是在球状体的湍流边界处引起的（J1819+3845目前被球状体遮蔽）。球状体的起源和确切性质仍然未知。我们的观察是第一次直接成像可能导致极端闪烁的等离子体结构。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wide binary stars formed in the turbulent interstellar medium
该研究提出宽距双星源于湍流星际介质中的恒星形成，并推导任意相对速度分布下的偏心率分布，解释了太阳系邻近宽距双星的超热偏心率观测。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-eddy simulations of isolated disc galaxies with thermal and turbulent feedback
我们提出了一个亚网格尺度模型的多相星际介质，恒星形成，和湍流（MIST），并探讨其行为的孤立盘星系的高分辨率大涡模拟。MIST遵循体积元内气体的冷的聚集和热的扩散分量的演化，其通过各种冷却、加热和混合过程交换质量和能量。恒星形成率是根据冷相气体的状态动态计算的。MIST的一个重要特征是处理两个阶段中未解决的湍流及其与恒星形成和超新星反馈的相互作用。这使得MIST成为星系模拟中特别适合星际介质的模型。我们进行了一套模拟不同的基本参数，我们的反馈实现。模拟结果再现了银河系恒星形成的一些观测特性，如平均恒星形成效率约为1%，恒星形成区典型的速度色散约为10 km/s，以及恒星形成柱密度与致密分子气体之间几乎呈线性关系。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The turbulent fragmentation of the interstellar medium: The impact of metallicity on global star formation
我们研究了气体金属丰度、湍流和非平衡化学对两相星际介质（暖原子相和冷原子相）演化的影响，从而限制了湍流气体中恒星形成的初始条件。我们进行高分辨率的模拟在三个维度，包括一个现实的非平衡处理的电离状态的气体，并检查驱动和衰减湍流。这使我们能够探索金属丰度Z的变化。本文研究了太阳金属丰度Z= Zsun和低金属丰度Z=1d-3 Zsun气体。对于驱动，大规模的湍流，我们发现，在冷气体成分的质量的量的金属的影响是小的。然而，在动荡的条件下，这种情况发生了很大变化。虽然寒冷地区在太阳金属丰度的情况下幸存下来，但它们很快被加热并分散在低金属丰度气体中。这一结果表明，恒星的形成可以在低金属含量的环境中被抑制，除非一个强大的湍流驱动程序是在短于几个湍流穿越时间的时间尺度上起作用。除此之外，这一发现可以解释整体低效的恒星形成以及在贫金属，富含气体的系统中发现的恒星形成的爆发模式，如矮星系。
2011-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Plasmoid Instability in the Multiphase Interstellar Medium
通过高分辨率三维磁流体动力学模拟，发现热不稳定湍流星际介质中普遍形成等离子体团介导重联，揭示了其对磁场各向异性、相结构及宇宙射线传输的影响。
2024-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A semi-analytic model of the turbulent multi-phase interstellar medium
我们提出了一个半解析模型的星际介质，认为当地的过程和结构的湍流恒星形成气体。一个体积元素的星际介质被描述为一个多相系统，包括一个冷的和一个温暖的气体相在有效的（热加湍流）压力平衡，和恒星组件。由于湍流对气相的形状、分子氢的产生和恒星的形成有着至关重要的影响，因此对湍流能量--未解决运动的动能--的一致处理是我们模型的一个重要的新特征。除了超新星和冷却不稳定性产生的湍流外，我们还考虑了大尺度运动的强迫。我们制定了一套常微分方程，统计描述恒星的形成和不同的预算之间的质量和能量的交换在一个区域的星际介质与给定的平均密度，大小，金属丰度和外部湍流强迫。通过探索解的行为，我们发现了平衡态，在平衡态中恒星形成效率与观测结果一致。Kennicutt-Schmidt关系自然产生于平衡解，而传统的恒星形成模型在数值模拟中将这种关系与观测到的效率参数作为唯象校准。除了半解析的方法，一个潜在的应用是一个完整的亚网格尺度模型的未解决的多相结构，恒星的形成和湍流的模拟星系或宇宙学模拟。本文中提出的公式结合了专注于特定过程的各种模型，但可以用于特定应用，这取决于解析长度尺度的范围。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of AGN feedback modes onto the turbulent properties of the multiphase ICM
本文通过ENZO模拟冷核星系团中多种AGN反馈模式，比较其多相ICM湍流、速度弥散与VSF特征，为XRISM观测约束AGN循环提供预测。
2024-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Abundance of Molecular Hydrogen and its Correlation with Midplane Pressure in Galaxies: Non-Equilibrium, Turbulent, Chemical Models
对旋涡星系的观测表明，氢分子与氢原子的表面密度比R_mol与中面压力之间存在很强的线性相关。为了解释这一点，我们模拟了三维磁化湍流，包括非平衡化学的简化处理和解离辐射的传播，以跟踪冷原子气体形成H_2的过程。H_2的形成时间尺度足够长，在分子云的20-30百万年寿命内不会达到平衡。尘埃颗粒上的辐射离解和H_2生成之间的平衡不能预测我们发现的随时间变化的分子分数。一个简单的、随时间变化的H_2形成模型可以再现总体的行为，尽管湍流密度扰动使分子分数增加了几个因子。与平衡模型相反，由于H_2的有效自屏蔽，在我们的模型中，分子的辐射解离对强度小于太阳邻域的十倍的漫射辐射场起不了什么作用。如果银盘冷中性介质中的有效温度大致恒定，则观测到的Rmol与压力的相关性对应于与局域气体密度的相关性。我们确实发现了这种R_mol与密度的相关性。如果我们在我们的局部模型中检查在其平均密度下自由落体时间后的R_mol值，正如对大尺度引力不稳定性形成分子云的模型所预期的那样，我们的模型再现了在超过一个数量级的密度范围内观察到的相关性。
2011-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
