Interstellar Turbulence and Star Formation
我们提供了一个简要的概述最近的进展和突出的问题，在星际湍流模拟，包括等温模型的内部结构的分子云和大规模的多相模型，旨在模拟分子云的形成。我们展示了如何在多相ISM中高度可压缩磁化湍流中的自组织可以在简单的数值模型中被利用来生成真实的恒星形成初始条件。
2010-11-09 astro-ph.GA
On the magnetic quenching of mean-field effects in supersonic interstellar turbulence
用湍流发电机解释了在弥散星际介质中观测到的大尺度磁场的出现。基本的输运系数先前已从数值模拟中提取。到目前为止，这仅限于运动学制度，但我们的目标是扩展我们的分析领域的动态重要领域。这标志着一个重要的一步，导出的平均场模型依赖于解释观测到的均分强度场。在以前的工作中，我们诊断湍流输运系数的测试场方法。我们推导出的发电机α效应，抗磁泵浦，和湍流扩散，这是与理论预期的猝灭函数。在晚些时候，我们观察到垂直风的抑制。由于这可能会影响小尺度磁螺旋度的去除，新的问题出现规避在高磁雷诺数下的磁螺旋度守恒所施加的约束。虽然目前的结果不能安全地排除这种可能性，但这个问题只在后期阶段变得重要，当发电机被风本身熄灭时就不存在了。
2012-10-10 astro-ph.GA
Thermal and nonthermal dust sputtering in hydrodynamical simulations of the multiphase interstellar medium
我们使用三维流体动力学模拟研究了超新星（SN）冲击中星际尘埃通过溅射的破坏。一个新的数值框架，我们遵循溅射和尘埃动力学直接碰撞，等离子体阻力和电子感应加速器加速。不包括颗粒之间的碰撞，并且假设粒度分布是固定的。每个SN销毁的粉尘量是量化的环境密度和拟合公式的范围很广。集成的晶粒尺寸分布，非热（惯性）溅射占主导地位的热溅射典型的环境密度。我们提出的第一个模拟，明确遵循尘埃溅射在湍流多相星际介质。我们发现，尘埃破坏的时间尺度$τ$是0.35 Gyr的硅酸盐尘埃和0.44 Gyr的碳尘埃在太阳附近的条件。SN环境对$τ$有重要影响。在预先存在的气泡中发生的SNe破坏较少的灰尘，因为破坏受到冲击气体中灰尘数量的限制。这使得$τ$比基于单个SN爆炸结果的估计长约2.5倍。我们研究了尘气质量比（DGR）的演变，发现当尺度小于10 pc时，空间不均匀性为$\sim$ 14\%。它局部正相关的气体密度，但负相关的气体温度，即使在外部的气泡，由于不完全的气体混合。这导致填充暖气体的体积中的DGR比稠密云中的DGR低$\sim$ 30\%。
2019-05-29 astro-ph.GA
Bimodal Behavior and Convergence Requirement in Macroscopic Properties of the Multiphase Interstellar Medium Formed by Atomic Converging Flows
为了计算冷中性介质（CNM）的形成，我们对20 km/s的暖中性介质（WNM）的会聚流进行了系统的流体力学模拟，特别关注了多相星际介质（ISM）的平均性质，如10 pc尺度上的平均激波阵面位置和平均密度。我们的研究结果表明，在这些平均属性的收敛需要0.02 pc的空间分辨率，解决了冷却长度的热不稳定中性介质（UNM）遵循动态冷凝从WNM到CNM。我们还发现，两个不同的激波后状态出现的平均属性取决于上游WNM密度波动的振幅（= sqrt（<drho^2>）/rho_0）。当振幅> 10%时，激波和密度不均匀性之间的相互作用导致了大于3 km s^-1的激波后湍流的强烈驱动，它主导了激波压缩层中的能量收支。湍流通过冷却和随后的CNM形成阻止动态冷凝，并且CNM质量分数保持为~ 45%。相比之下，当振幅<= 10%时，激波阵面保持几乎直的几何形状，CNM形成有效地进行，导致CNM质量分数约为70%。速度弥散被限制在2 ~ 3 km s^-1的热不稳定性介导水平，并且该层由湍流能和热能相等地支持。我们还提出了一个有效的状态方程，模型的多相ISM形成的WNM收敛流作为一个单相ISM。
2020-10-23 astro-ph.GA
On the spatial and temporal non-locality of dynamo mean-field effects in supersonic interstellar turbulence
银河系的星际介质和附近的盘状星系拥有大规模的微高斯强度的相干磁场，这可以通过平均场发电机的作用来解释。在我们以前的工作中，我们的目标是量化发电机的影响，是自洽出现在现实的直接磁流体动力学模拟，但我们概括了我们的方法的情况下，非本地（非瞬时）封闭关系，在空间（时间）的卷积积分。为此，我们利用我们的全面模拟框架的超新星调节湍流多相星际介质。通过引入空间（时间）调制的平均场，我们将以前使用的测试场方法扩展到频谱领域-提供卷积核的傅立叶表示。由此产生的发电机平均场系数，我们得到广泛匹配的期望，并允许严格限制在银河系发电机的尺度分离的程度。一个令人惊讶的结果被发现的抗磁泵浦项，其幅度增加时，去较小的规模。我们的研究结果是迄今为止银河系中发电机平均场效应的最全面的描述。调查相关的参数空间和淬火行为，这将最终使发展的无反射子网格处方，否则未解决的全球星系模拟。
2020-03-05 astro-ph.GA
Introducing TIGRESS-NCR: I. Co-Regulation of the Multiphase Interstellar Medium and Star Formation Rates
年轻的大质量恒星是维持星际介质（ISM）中多相结构和湍流的主要能量来源，如果没有这种“反馈”，恒星形成率（SFR）将比观测到的要高得多。快速的能量损失在ISM和有效的能量回收恒星反馈导致共同调节的SFR和ISM状态。这个问题的现实方法应该解决ISM的动力学演化，包括恒星的形成，以及自洽和准确的反馈能量的输入。在这里，我们提出了TIGRESS-NCR的数值框架，其中的紫外辐射，超新星，冷却和加热过程，和引力坍缩明确建模。我们使用自适应的射线跟踪方法的紫外辐射传输的星团代表的下沉粒子，占尘埃和气体的衰减。我们求解光子驱动的化学方程，以确定H（时间依赖性）和C/O轴承物种（稳态）的丰度，然后自洽地设置冷却和加热速率。应用这些方法，我们提出了高分辨率的磁流体动力学模拟差分旋转本地星系盘附近的恒星形成星系的典型条件。我们分析了ISM属性和相位分布，并与现有的多波长星系观测显示出良好的一致性。我们测量中面压力分量（湍流，热和磁）和重量，表明垂直动态平衡。我们量化的比例的压力分量的SFR表面密度，我们称之为反馈产量。TIGRESS-NCR框架将允许进行广泛的参数勘探，包括低金属丰度系统。
2023-03-27 astro-ph.GA
Thermal Instability and Multiphase Gas in the Simulated Interstellar Medium with Conduction, Viscosity and Magnetic Fields
热不稳定性（TI）在星际介质（ISM）中多相结构的形成及其动力学过程中起着至关重要的作用，是各种天体物理环境中冷云产生的主要理论。在本文中，我们使用二维（2D）模拟研究各种初始条件和物理过程的影响下的热不稳定性。我们的实验与高斯随机场（GRF）密度扰动不同的初始功率谱。我们还登记在各向同性流体动力学和各向异性磁流体动力学（MHD）模拟的热传导和物理粘度。我们发现，初始GRF谱指数$α$对热不稳定性的纯流体动力发展有显著影响，影响云的大小、数量和运动。云碎片化的发生有两种机制：撕裂和收缩反弹。在各向同性传导和粘性的运行中，云的结构和动力学由非线性区域的蒸发和凝结流动决定，流速受粘性调节。云中断是由Darrieus-Landau不稳定性（DLI）引起的。虽然在很晚的时候，所有单独的云合并成一个冷结构在所有的水动力运行。在MHD情况下，云的结构由初始扰动和初始磁场强度决定。在高$β$运行中，各向异性传导导致致密细丝与局部磁场对齐，并且场方向可以重新取向。强磁场抑制交叉场收缩，冷丝可以沿着或垂直于初始场形成。
2021-08-21 astro-ph.GA
The atomic multiphase interstellar medium of galaxies in the COLIBRE simulations
University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）；University of Hull（赫尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
本研究分析COLIBRE模拟中星系的中性星际介质，发现多相结构依赖于金属丰度，且热压力对加权方案敏感，观测示踪剂偏向高压区域。
2026-09-11 astro-ph.GA
A supersonic turbulence origin of Larson's laws
我们重温拉尔森的标度定律描述的分子云的结构和运动学的起源。我们的分析是基于最近的观测测量和数据，从一套六个模拟的星际介质，包括自引力，湍流，磁场的影响，和多相热力学。等温超音速湍流的模拟再现了线宽-尺寸和质量-尺寸关系中观察到的斜率。无论是否包括自重力，线宽-尺寸关系保持不变。相反，星前核开始形成时，质量与大小的关系基本上低于音速。我们的多相模型与磁场和域大小200 pc复制缩放和归一化的第一拉森定律。模拟支持一个动荡的解释拉森的关系。这种解释意味着：（i）线宽尺寸和质量尺寸相关性的斜率由惯性级联决定;（ii）三个拉森定律都不是基本定律;（iii）相反，如果已知一个定律，则另外两个定律来自动能传递速率的标度不变性。这并不意味着重力在动力学上是不重要的。由于在音速尺度附近引力不稳定性的发展，在恒星形成云中湍流破裂所建立的结构的自相似性。这种不稳定性导致星前核的形成，其特征质量由声波尺度决定。标度关系预测的核心质量函数的高端斜率与Salpeter幂律指数一致。
2013-10-09 astro-ph.GA
First look at the multiphase interstellar medium with synthetic observations of low-frequency Faraday tomography
来自LOFAR的200 MHz以下的射电偏振数据的法拉第层析成像为我们提供了一个新的视角，对扩散和磁化的星际介质（ISM）。特别令人感兴趣的是法拉第旋转同步加速器偏振与中性气体的发现，如氢原子（HI）和尘埃。在这里，我们提出了这些LOFAR结果的第一个深入的数值研究。我们生产和分析综合综合观测低频同步辐射偏振MHD模拟碰撞的超级壳层在多相ISM。我们定义了五个不同的气相超过四个数量级的气体温度和密度，从热，温暖，完全电离的气体冷中性介质。我们专注于每个气相的贡献，旋转测量和同步极化强度低于200 MHz的合成观测。我们还调查了后者和光学薄HI气体的合成观测之间的联系。我们发现，不仅完全电离的气体，而且温暖的部分电离和中性相位强烈贡献的总旋转措施和偏振强度。然而，每个阶段的可观的贡献强烈地依赖于积分轴的选择和相对于壳碰撞轴的平均磁场的方向。在垂直于平均磁场方向的视线上，得到了HI合成数据和同步辐射偏振强度之间的强相关性，这让人想起LOFAR结果。我们的研究表明，MHD过程的多相建模是必要的，以解释观测的无线电天空中的低频。这项工作是理解低频同步辐射复杂性的第一步，很快将通过LOFAR和SKA的大规模调查而彻底改变。
2022-04-15 astro-ph.GA
Evolving Supernova Remnants in Multiphase Interstellar Media
利用三维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹在湍流中性原子星际介质中的演化。作为背景使用的介质与太阳邻域具有相同的特征，SNR的质量和能量与Ia型天体相似。我们的初始条件由稀释介质中的稠密云组成，模拟之间的主要差异是磁场的平均大小。我们测量了多达34个$\%$的磁能放大率，并生成了合成地图，说明了当通过不同的视线观察时，同一物体如何显示不同的表观几何形状和物理特性。
2019-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the interstellar medium and stellar feedback on a moving mesh: Implementation and isolated galaxies
本文介绍了GaLaxiEs中的恒星和多相气体-- SMUGGLE模型，这是一个显式的、全面的恒星反馈模型。这种新的亚分辨率模型解决了多相气体结构的星际介质和自洽产生的气体流出。该模型实现了恒星反馈的关键方面，包括光电离，辐射压力，能量和动量注入恒星风和超新星。我们探索这个模型在高分辨率孤立模拟银河系盘状星系。恒星反馈将恒星形成调节到观测水平，并自然地捕获肯尼库特-施密特关系的建立。这一结果的实现独立的数值质量和空间分辨率的模拟。气体流出产生的平均质量加载因子的顺序统一。强烈的外流活动与星系恒星形成历史的峰值相关，有证据表明大多数喷出的气体最终以星系喷泉流的形式降落到圆盘上，维持后期的恒星形成。最后，银河系中的星际气体呈现出明显的多相分布，冷、暖、热三相共存。
2019-09-02 astro-ph.GA
Local Turbulence Simulations for the Multiphase ISM
本文给出了星际介质湍流的数值模拟结果。这些结果是用高马赫数双曲方程的Riemann无解数值格式得到的。在这里，我们特别关注ISM的物理特性。也就是说，我们不提出湍流模拟修剪适用于星际介质。这些模拟是基于对星际气体相关参数的物理估计。应用我们的代码来模拟一个典型的星际分子云内的湍流等离子体运动，我们调查不同的状态方程（等温和绝热）的湍流结构的统计特性的影响。我们发现略有不同的密度功率谱和色散图，而这两种情况下产生定性相似的耗散结构，并表现出偏离经典的Kolmogorov的情况下所描述的She-Leveque模型的缩放。求解全能量方程与现实的加热/冷却项适合于弥漫的星际气体，我们能够再现一个现实的冷，暖等离子体的两相分布。当从我们的模拟数据中提取偏振强度的地图时，我们发现与实际观测结果具有令人鼓舞的相似性。最后，我们比较实际的磁场强度，我们的模拟，其值推断的旋转措施。我们发现，这些是系统的不同，约1.5倍，从而突出了经常被低估的影响，不同的视线粒子密度的磁场强度来自观察到的旋转措施。
2009-01-28 astro-ph.GA
Segmenting Superbubbles in a Simulated Multiphase Interstellar Medium using Computer Vision
University of British Columbia, Okanagan Campus（不列颠哥伦比亚大学奥肯那根校区）；Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Research Centre for Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究中心自治领射电天体物理观测台）；University of Western Ontario（西安大略大学）；University of Calgary（卡尔加里大学）
本文提出了一种基于计算机视觉的方法，用于在磁流体动力学模拟中精确分割和追踪超气泡，通过3D变换器模型捕捉其复杂形态和动态演变，展示了在超新星爆炸驱动下的超气泡与周围介质相互作用的分析结果。
2026-03-29 astro-ph.GA cs.CV
High resolution X-ray spectroscopy of the multiphase interstellar medium toward Cyg X-2
High resolution X-ray absorption spectroscopy is a powerful diagnostic tool for probing chemical and physical properties of the interstellar medium (ISM) at various phases. We present detections of K transition absorption lines from the low ionization ions of OI, OII, NeI, NeII, and NeIII, and the high ionization ones of OVI, OVII, OVIII, NeIX, and MgXI, as well as details of neutral absorption edges from Mg, Ne, and O in an unprecedented high quality spectrum of the low mass X-ray binary Cyg X-2. These absorption features trace the intervening interstellar medium which is indicated by the uns…
2009-02-16 astro-ph.GA
Origin of the Multi-Phase Interstellar Medium: the Effects of Turbulence and Magnetic Field
本文通过三维流体动力学与磁流体动力学湍流模拟，揭示湍流混合产生并维持不稳定中性介质，而磁场通过各向异性级联和小尺度涨落共同调控多相星际介质。
2025-05-12 astro-ph.GA
Compressible turbulence in the interstellar medium: New insights from a high-resolution supersonic turbulence simulation
超音速湍流在构造星际介质（ISM）中的作用仍然是一个悬而未决的问题。在这里，这个问题是使用一个新的精确的可压缩等温流体动力学湍流定律，它涉及到物理空间中的两点相关。新的法律被证明有一个紧凑的表达，包含一个单一的通量项，让人想起不可压缩的情况下，一个源项与一个简单的表达，其符号是由速度的发散。然后，该法律被用来调查这样一个整体的马赫数$4$产生的大规模的数值模拟网格分辨率为$10,048^3$点的湍流的属性。通量（resp.源）术语被发现具有阳性（分别为，负）对总能量级联率的贡献，这被解释为通过压缩放大的直接级联，而它们的总和在惯性范围内是恒定的。使用本地（在空间）分析表明，源主要是由对流结构，其中的通量是可以忽略不计的。采取积极的定义的相关性揭示了存在不同的湍流制度分开的声波尺度，这决定了规模超过不可忽略的源修改缩放的通量。我们的研究为超音速星际湍流的动力学和结构提供了新的见解。
2023-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Absorption variability as a probe of the multiphase interstellar media surrounding active galaxies
我们研究了一个模型的变量自由和中性氢吸收推断对一些紧凑的射电星系的核心，在其中的空间波动介质漂移在前面的源。我们与吸收引起的强度波动的统计基础的不透明度波动。我们调查模型中的吸收介质包括离散云或幂律谱的不透明度波动。我们研究的变化特性的介质组成的高斯形的云，其中的中性和电离的物质是共同定位的，其中的云包括球形的恒定密度的中性核心包围电离鞘。互功率谱反映了中性物质和电离物质之间的空间关系，并区分了两种模型，高斯模型中的功率呈无特征的幂律下降，而电离鞘层模型中的功率则在正负值之间振荡。我们展示了HI和自由-自由功率谱的比较如何揭示介质的电离和中性分数的信息。背景源作为底层不透明度功率谱的低通滤波器，其将时间波动限制在频率$ω< \dotθ_v / θ_{\rm src}$，其中$\dotθ_v$是源前面的物质的角漂移速度，并且其在小于源大小$θ_{\rm src}$的尺度上淬灭不透明度结构的可观测性。对于漂移速度的$\sim 10^3\,$公里的$^{-1}$和源亮度温度$\sim 10^{12}\,$ K，这种限制的时间不透明度波动的时间尺度为几个月到几十年。
2016-05-13 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
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
Diffusion of PeV Cosmic Rays in the Turbulent and Multiphase Interstellar Medium
Institute for Advanced Study（高等研究院）
研究高能宇宙射线在多相星际介质中的传输机制，发现相变诱导的磁场梯度增强跨场扩散，但整体散射系数低于等温介质，导致扩散系数显著提高。
2026-04-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cloud Atlas: Navigating the Multiphase Landscape of Tempestuous Galactic Winds
本文通过三维磁流体高盒模拟研究超新星驱动星系风中冷云的起源与性质，并用湍流辐射混合层理论解释其增长。
2023-12-07 astro-ph.GA
Multiphase Neutral Interstellar Medium: Analyzing Simulation with H I 21cm Observational Data Analysis Techniques
本研究通过3D磁流体模拟生成H I 21cm光谱，评估了亮温度-光学深度相关性与高斯分解等推断星际介质性质的技术，发现观测中热不稳定气体过多的现象并非分析伪影，揭示了观测与模拟之间的张力。
2023-11-23 astro-ph.GA
Magnetic fields in the multiphase interstellar medium of the Milky Way: turbulent kinetic and magnetic energy density relation
本研究利用塞曼和脉冲星观测数据，在银河系多相星际介质中建立了湍流动能与磁能密度之间的比例关系，并揭示磁场涨落受密度和湍流速度共同控制。
2025-03-31 astro-ph.GA physics.plasm-ph
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
Modeling Multiphase Galactic Outflows: A Multifluid Moving Mesh Approach
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文提出一种多流体移动网格方法，用于高效模拟多相银河喷流，通过分析拖拽和混合项模拟冷相与热相的相互作用，揭示喷流形成机制及混合强度对喷流特性的影响。
2025-08-23 astro-ph.GA
Cosmic Ray Transport, Energy Loss, and Influence in the Multiphase Interstellar Medium
GeV能量的宇宙射线的整体传播速度受到磁流体波频繁散射的限制。大多数解释这种限制的星系演化模拟都假设气体是完全电离的，宇宙射线与阿尔芬波耦合良好;然而，在星系演化模拟中经常无法分辨的多相密度不均匀性会导致宇宙射线碰撞和由宇宙射线解耦和部分中性气体中的流速度升高驱动的电离依赖的传输。宇宙射线是如何导航和影响这样一种介质的，我们能用观测来约束这种传输吗？在本文中，我们模拟宇宙射线正面撞击理想化，部分中性云和对数正态分布的团块，有和没有电离依赖的运输。有了这些高分辨率的模拟，我们确定云界面的关键区域，宇宙射线的前锋可以发展一个阶梯式的压力梯度足以无碰撞地产生波，克服离子中性阻尼，并施加力的云。我们发现，冷云的加速是阻碍了只有一个因素的几个电离相关的运输时，包括额外的依赖于磁场强度和云的维数。我们还探讨了宇宙射线如何对背景气体进行采样并量化碰撞损失。当包含电离依赖的输运时，强子伽马射线发射图在性质上是不同的，但总体光度变化只有一个很小的因素，因为宇宙射线在冷云中的短停留时间被宇宙射线采样的较高密度所抵消。
2021-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The physics of multiphase gas flows: fragmentation of a radiatively cooling gas cloud in a hot wind
银河风呈现出由热扩散相和冷密集相组成的多相结构。在这里，我们提出了高分辨率的理想化模拟的热超音速风与冷云的相互作用与移动网格代码arepo在设置有和没有辐射冷却。我们证明，冷却导致云的大小大于冷却长度的片段在二维和三维模拟（2D和3D）。我们确认了McCourt等人2018年的早期2D模拟，并强调了暴露在热风中的3D云的破碎过程的差异。碎裂过程是量化的朋友的朋友分析破碎的云和密度功率谱。结果表明，当云的初始半径大于冷却长度时，辐射冷却使功率谱指数逐渐增大，并随着时间的增加而增大，直至云完全溶解在热风中。需要大约1 pc的分辨率来揭示100 pc流出云的冷却诱导碎片的影响。因此，国家的最先进的宇宙学变焦模拟环星系介质（CGM）的数量级从解决这个分裂过程的不足。然而，这种物理学是必要的，可靠地模拟观测到的列密度和覆盖部分的莱曼- $α$晕，高速云，和宽线区域的活动星系核。
2018-11-07 astro-ph.GA
Statistics of Centroids of Velocity
我们回顾了利用速度质心统计从观测中恢复星际湍流信息。很长一段时间以来，速度质心一直被用来获取有关星际介质中湍流速度场标度特性的信息。我们表明，虽然他们是有用的研究亚音速湍流，他们不跟踪统计的速度在超音速湍流，因为它们是高度的密度波动的影响。我们还表明，亚Alfvénic湍流（超音速和亚音速）的两点统计（例如关联函数或功率谱）是各向异性的。这种各向异性可以用来确定平均磁场在天空平面上的投影方向。
2009-01-13 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
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
A Unified Magnetohydrodynamic Scaling Relation for the Multiphase Interstellar Medium
Nanjing University（南京大学）；Yunnan University（云南大学）
该研究通过统一脉冲星和塞曼观测数据，提出星际介质磁场-密度关系可用连续演化描述，由阿尔芬马赫数控制，分段幂律仅为近似。
2026-09-09 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
An Observational Method to Measure the Relative Fractions of Solenoidal and Compressible Modes in Interstellar Clouds
本文介绍了一种新的方法，用于观测估计分子云中螺线管模（即$\nabla \cdot ρ{\mathbf{v}} = 0$）所含的动量密度分数（$ρ{\mathbf{v}}$）功率。该方法成功地测试了超音速湍流的数值模拟，产生全范围的可能的螺线管/可压缩分数。目前，该方法假设统计各向同性，并且不考虑由（例如）磁场。我们还介绍了一个框架，用于统计描述湍流云的密度-速度相关。
2014-05-06 astro-ph.GA
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 benchmark for extreme conditions of the multiphase interstellar medium in the most luminous hot dust-obscured galaxy at z = 4.6
本研究利用 ALMA 多波段观测了红移 4.6 处最明亮的热尘埃遮蔽星系 W2246-0526，通过 Cloudy 模型分析发现其核区存在高密度、高消光、极端电离的 X 射线主导区，揭示了多波段红外观测在表征高红移类星体多相气体中的重要性。
2024-01-03 astro-ph.GA
On the Density Distribution in Star-forming Interstellar Clouds
本文采用深度自适应网格加密方法模拟了等温自引力超声速湍流，研究了重力对分子云中质量密度分布的影响。模拟结果表明，自引力云的密度分布在通常的对数正态分布之上，在高密度时发展出一个扩展的幂律尾部。我们将尾部的起源与自相似坍缩解联系起来，并预测了在-7/4到-3/2范围内的幂指数值，这与恒星形成分子云的模拟和观测结果一致。
2011-01-03 astro-ph.GA
The structure and statistics of interstellar turbulence
我们探索的结构和统计的多相，磁化ISM湍流在本地银河系的驱动周期盒数值MHD模拟。利用高阶精度局部模板分段抛物方法（PPML），在固定均方根速度观测值的同时，改变平均磁场强度和密度，进行小参数观测。我们量化了瞬态和稳态湍流的许多特性，包括其热力学和相结构，动能和磁能功率谱，结构函数，密度，柱密度，压力和磁场强度的分布函数。模拟再现了许多可观的本地ISM，包括分子云，如湍流的比例，平均磁场在100 pc的规模，热稳定HI的质量和体积分数，对数正态分布的柱密度，质量加权分布的热压力，和线宽-尺寸的关系分子云。我们的模型预测的磁场概率密度函数（PDF），这是强非高斯的形状，和相对对齐的磁场和密度结构。最后，我们的模型显示了所观察到的每自由落体时间恒星形成的低速率是如何由多相热力学和大尺度湍流控制的。
2017-06-15 astro-ph.GA
Topological models to infer multiphase interstellar medium properties
高红移星系的光谱观测慢慢揭示了星际介质（ISM）的复杂性，正如从附近星系的解析观测中所预期的那样。虽然提供了丰富的诊断，这种高z光谱往往是无法解决的，推断可靠的诊断代表了一个主要的障碍。明亮的，附近的，未解决的星系提供了许多限制设计方法来推断ISM属性，但他们迄今为止已被限制到确定性的方法和/或简单的拓扑假设。多组分ISM模型将足够复杂的物质和相的分布与足够简单的拓扑描述相关联，以便用概率框架进行约束。我们的目标是提供一个灵活的统计框架，是不可知的模型网格，并考虑由其参数值和/或参数的统计分布定义的几个离散组件。在这项研究中，我们提出了一个MULTIGRIS框架，并用它来模拟一套谱线的贫金属矮星系IZw 18的恒星形成区域。我们能够计算出金属丰度、电离光子数、电离氢和中性氢的质量以及尘埃质量和尘埃与气体质量比的精确值。我们发现了相对适量的H $_2$，它主要是CO-暗的，并且由C $^+$而不是C $^0$示踪。然而，超过$90$ %的[CII]发射与中性原子气体有关。我们的模型证实了考虑X射线源的必要性。最后，我们研究了不同能量范围的电离光子的逃逸分数。虽然逃逸分数的主要HII区域位于$50-65$ %左右，我们表明，大多数的软X射线光子能够逃逸，并可能发挥作用的环星系或星系际介质的电离和加热。
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
The supernova-regulated ISM -- VI. Magnetic effects on the structure of the interstellar medium
我们探讨了磁场对超新星驱动的星际介质（ISM）的垂直分布和多相结构的影响，在模拟承认发电机行动。当磁场被放大到动态显著时，气体变得更冷，并且其在盘中的分布变得更均匀。我们把这归因于垂直速度的磁猝灭，这导致热气体的冷却长度减小。大尺度磁场强度的非单调垂直分布（最大值在|z| $\approx$ 300 pc处）导致低于最大值的向下压力梯度，该压力梯度作用于SN爆炸驱动的外流，同时提供高于最大值的压力支持。
2019-09-24 astro-ph.GA
Energy-Dependent Transport of Cosmic Rays in the Multiphase, Dynamic Interstellar Medium
本文使用双矩CR流体求解器结合TIGRESS MHD模拟，研究了多相动态星际介质中1-100 GeV宇宙射线质子的传输，发现平流与动量依赖扩散共同作用产生与观测一致的谱型，并建立双区域解析模型揭示低动量由平流主导、高动量平流与扩散共同作用的传输机制。
2025-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Phases of the Neutral Atomic Interstellar Medium -- from Solar Metallicity to Primordial Gas
我们研究了中性原子（H { \small I}）星际介质的热结构，在很宽的金属丰度范围内，从超太阳到消失的金属丰度，以及不同的紫外线强度和宇宙射线电离率。我们计算自洽的气体温度和物种丰度（特别关注残留H $_2$），假设热和化学稳态。对于太阳金属丰度，$Z' \equiv 1$，我们恢复了已知的结果，存在一个压力范围内的气体是多相的，与温暖的（$\sim 10^4$ K，WNM）和冷（$\sim 100$ K，CNM）相共存在相同的压力。在金属度为$Z' \approx 0.1$时，由于光电加热效率降低，CNM更冷（与$Z'=1$相比）。对于$Z' \lesssim 0.1$，宇宙射线电离成为主要的加热机制，随着金属丰度的降低，WNM到CNM的转变向不断增加的压力/密度转变。对于金属丰度$Z' \lesssim 0.01$，H $_2$冷却变得重要，降低WNM的温度（降至$\approx 600$ K），并消除多相现象。当金属丰度消失时，H-$_2$加热变得有效，多相现象完全消失。我们推导出解析表达式的临界密度的暖到冷相变在不同的制度，和H $_2$冷却和加热的临界金属丰度。我们讨论了星系的恒星形成率和自我调节理论的潜在影响。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The multiphase interstellar medium as a common origin for magnetic misalignment and TB parity violation
LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切里天文台）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Department of Physics, California Institute of Technology（加州理工学院物理系）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院理论天体物理学与相对论研究中心）
通过分析Planck数据，发现HI纤维结构与磁场错位和正TB相关均主要产生于大角尺度，提出多相几何模型解释为投影效应，无需局部错位。
2026-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-Fluid MHD Simulations of Converging Hi Flows in the Interstellar Medium. II: Are Molecular Clouds Generated Directly from Warm Neutral Medium?
利用二维双流体磁流体动力学模拟研究了热不稳定性导致的星际云的形成。我们考虑的情况下，收敛，超音速流动的温暖的中性介质中的星际介质，产生一个冲击板的热不稳定的气体云的形式。正如论文I所推测的，我们发现，在冲击板中，磁压占主导地位，热不稳定性在等容冷却的热不稳定板中增长，导致数密度通常为n < 100 cm^-3的HI云的形成，即使磁场和会聚流之间的角度很小。我们还发现，即使有一个很大的分散的磁场，冲击板的演变基本上是由平均磁场和收敛流之间的角度决定。因此，由热中性介质堆积而成的分子云似乎不是典型的分子云形成过程，除非超声速会聚流的方向通过某种机制偏向于平均磁场的方向。然而，当该角度较小时，由于会聚流动而产生的HI壳是块状的，并且可能演化成分子云，前提是块状HI壳中的气体沿着磁场线再次堆积。我们预计，另一个后续的冲击波可以再次堆积气体的大规模壳和生产一个更大的云。因此，我们强调的重要性，多集的收敛流，作为一个典型的形成过程的分子云。
2009-08-25 astro-ph.GA
The C(3P) + NH3 reaction in interstellar chemistry: II. Low temperature rate constants and modeling of NH, NH2 and NH3 abundances in dense interstellar clouds
采用连续超音速流动反应器测定了50 ~ 296 K温度范围内C + NH3反应的速率常数。通过脉冲激光光解CBr 4产生C原子。标题反应的动力学直接遵循真空紫外激光诱导荧光（VUV LIF）的C损失和通过H的形成。实验明确地表明，反应在296 K下是快速的，在较低温度下变得更快，在50 K下达到1.8 10-10 cm 3 molecule-1 s-1的值。由于这种反应目前没有包括在天体化学网络中，它对星际氢化氮丰度的影响是通过一个包括气体-颗粒相互作用的稠密云模型来测试的。特别是，在星际NH3合成中起着至关重要的作用的H2的邻-对比的效果进行检查。
2016-03-24 astro-ph.GA
Structure distribution and turbulence in self-consistently supernova-driven ISM of multiphase magnetized galactic discs
星系演化和恒星形成是两个紧密相连的多尺度问题。为了理解触发星系演化的星际循环，有必要同时描述由反馈过程广泛引起的大尺度演化和通过引力坍缩控制恒星形成过程的气体动力学的细节。我们进行了一组三维高分辨率数值模拟的湍流，自引力和磁化星际介质内的$1\ \mathrm{kpc}$分层盒超新星反馈与恒星形成区域。特别是，我们专注于所扮演的角色的磁场和反馈的银河系的垂直结构，恒星形成率（SFR）和流动动力学。为此，我们改变它们各自的强度。我们提取的湍流运动所产生的稠密云的属性和计算功率谱的各种量。利用与致密气体充分相关的超新星分布，我们发现超新星爆炸可以再现观测到的SFR，特别是如果磁场是在几个$μG$的量级上。垂直结构，这是从动力学和能量平衡的结果是很好地再现了一个简单的分析模型，这使我们能够估计气体和超新星之间的耦合。我们发现耦合相当低，大约为1.5 $\%$。强磁场可有助于将该耦合增加约2-3倍。为了描述流的特征，我们计算了3D中各种量的功率谱，但也计算了2D中的功率谱，以解释星系盘的分层。
2017-03-30 astro-ph.GA
Scatter broadening of pulsars and implications on the interstellar medium turbulence
观测结果表明，在整个弥漫电离星际介质（ISM）和超声速湍流优先位于银河系平面均匀Kolmogorov湍流。相应地，我们认为银河系分布的电子密度波动不仅组成的柯尔莫哥洛夫密度谱，但也短波占主导地位的密度谱的密度结构形成在小尺度上，由于冲击。由此产生的散射展宽时间对色散测量（DM）的依赖性自然地解释了低DM和高DM天体的现有观测数据。根据标准，我们推导出的散射制度的定量测定范围广泛的DMs和频率$ν$，我们发现，低DMs的恒星主要是由Kolmogorov湍流散射，而那些在低银河系纬度高DMs进行更多的增强散射占主导地位的超音速湍流，其中相应的密度谱具有光谱指数$\approx 2.6$。此外，通过将密度结构的体积填充因子与$ν$的依赖关系考虑为超音速湍流中的$\propto ν^{1.4}$，我们的模型还可以解释在具有相对大的DM的湍流中观察到的散射时间的比Kolmogorov标度更浅的$ν$标度。我们的分析结果与散射测量结果的比较，反过来又对大尺度ISM湍流的性质进行了有益的探索，例如，$\sim 100$ pc的注入规模，以及小规模密度结构的特征。
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tsallis statistics as a tool for studying interstellar turbulence
利用磁流体动力学（MHD）模拟星际湍流，研究了密度、速度和磁场增量的概率分布函数（PDF）。我们发现，PDF很好地描述了Tsallis分布，遵循相同的一般趋势，发现在太阳风和电子MHD的研究。我们发现在亚音速和超音速湍流中密度的PDF有很大的不同。为了将这项工作扩展到ISM观测，我们研究了从3D MHD模拟获得的列密度图。从柱密度图中，我们找到了适合Tsallis分布的参数，并证明了这些参数随紊流的音速和阿尔文马赫数而变化。这为使用Tsallis分布来研究星际气体的动力学状态和可能的磁性状态开辟了途径。
2009-12-09 astro-ph.GA
Revisiting the interpretation of HI Zeeman measurements in the diffuse interstellar medium
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所——阿切特里天文台）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎高等师范学院，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎大学）
该研究通过合成观测和解析模型，发现HI塞曼测量实际追踪的是光学深度加权磁场而非密度加权磁场，热双稳态导致两者在低柱密度区显著偏离，有助于解释磁场-柱密度关系的宽分布与表观平坦化。
2026-09-18 astro-ph.GA
The sonic scale revealed by the world's largest supersonic turbulence simulation
了解湍流的物理特性对于许多应用至关重要，包括天气，工业和天体物理学。在星际介质（ISM）中，超声速湍流对控制气体密度和速度结构以及最终恒星的诞生起着至关重要的作用。在这里，我们用10048^3网格分辨率模拟星际湍流，这使我们能够确定音速尺度（l_s）的位置和宽度-从超音速到亚音速湍流的过渡。模拟同时求解超音速和亚音速叶栅v（l）~ l^p，其中我们分别测量p_sup = 0.49 +/- 0.01和p_sub = 0.39 +/- 0.02。我们发现l_s符合l_s / L = phi_sMach ^（-1/p_sup）的关系式，其中Mach是三维马赫数，L是湍流的驱动尺度或分子云的直径。如果L是驱动尺度，我们测得φ_s = 0.42（+0.12）（-0.09），这主要是因为驱动尺度和超音速叶栅的起始点之间存在分离。对于延伸到云尺度之外的超音速叶栅，我们得到φ_s = 0.91（+0.25）（-0.20）。在这两种情况下，φ_s < 1，因为我们发现超音速叶栅平滑地过渡到亚音速叶栅，而不是急剧过渡。我们的测量提供了定量输入的双折射调节模型的灯丝结构和恒星形成的分子云。
2020-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
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
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Properties of Interstellar Turbulence from Gradients of Linear Radio Polarization Maps
线偏振无线电信号的法拉第旋转提供了一个非常灵敏的探测星际磁场和电离气体密度的波动所产生的磁流体动力学（MHD）湍流。我们使用了一套统计工具来分析图像的空间梯度的线性偏振无线电发射（$|\nabla \textbf{P}|$）从ISM的观测数据从测试图像的南银河平面调查（SGPS）和等温模拟的MHD湍流。我们比较了观测数据与三维湍流模拟得到的合成观测结果。从视觉上看，在这两个数据集中，可以看到一个复杂的结构网络。我们的分析表明，在梯度中的细丝可以产生的冲击，以及随机波动的MHD湍流的不可微领域的特点。后者主要用于亚音速湍流，而前者主要用于超音速湍流。为了定量地描述这些差异，我们使用拓扑工具，称为属曲线以及图像分布的时刻。我们发现，较高的值的时刻对应的情况下，$|\nabla \textbf{P}|$具有较大的马赫数，但强度的依赖关系连接到望远镜的角分辨率。在拓扑结构方面，在$|\nabla \textbf{P}|$中观察到的超音速细丝具有正的亏格偏移，这表明“瑞士”样拓扑结构，而亚音速情况显示负亏格，表明“丛”样拓扑结构。在属的情况下，对望远镜分辨率的依赖性不那么强。SGPS试验区数据的分布和形态与亚音速到跨音速紊流相匹配，这独立地证实了WIM目前的预期。
2011-11-15 astro-ph.GA
The small-scale dynamo in a multiphase supernova-driven medium
即使在宇宙学的早期，磁场也迅速增长，这表明在星系的星际介质（ISM）中有一个小尺度发电机（SSD）的作用。许多研究都集中在理想化的，各向同性的，均匀的，湍流驱动的SSD。在这里，我们分析了超新星驱动的湍流的更真实的模拟，以了解它如何驱动SSD。我们发现，SSD的增长率是间歇性变化的结果，不断发展的多阶段ISM结构。磁场中的快速生长通常发生在热气体中，当热气体的体积分数大时，发生最高的总生长速率。SSD增长率与涡度和流体雷诺数相关性最强，这两者也与气体温度密切相关。旋转能量超过无旋能量在所有阶段，但特别是在热阶段，而SSD的增长是最迅速的。超新星（SN）的速率并没有显着影响ISM平均动能密度。相反，与高SN率相关的较高温度倾向于增加SSD生长速率。SSD在总磁能密度与动能密度均分的5%左右时饱和，并随磁普朗特数略有增加。虽然当SSD增长最快时，热气体中的磁能密度可以超过其他相的磁能密度，但是在热气体中，它饱和到低于动能均分的5%，而在冷气体中，它达到100%。磁场的快速间歇性增长似乎是SN驱动的多相湍流的特征行为。
2022-12-06 astro-ph.GA
