盘星系中旋涡不稳定性的饱和

盘状星系的不稳定性：从噪音到沟槽再到螺旋

Instabilities in disc galaxies: from noise to grooves to spirals

使用线性化玻尔兹曼方程，我们研究如何刻在半质量Mestel盘的相空间中的凹槽可以触发双臂螺旋本征模的蓬勃发展。这样的凹槽是由于受到有限N散粒噪声影响的圆盘的碰撞动力学造成的，因为摆动放大的噪声模式将恒星推向林德布拉德内半径处的较低角动量轨道。补充的线性理论与分析参数，我们表明，占主导地位的螺旋模式是一个腔模式与反射的禁戒区周围的共转和关闭的最深的凹槽。其他次主导模式被识别为凹槽模式。我们提供的证据表明，近圆轨道的耗尽，而不是径向轨道的增加，是导致这些新的本征模的关键物理成分。因此，一个孤立的、线性稳定的恒星盘有可能通过有限N动力学自诱导形成相空间凹槽而自发地变得线性不稳定。这些结果可能有助于解释真实盘星系中螺旋图案的生长和维持。

螺旋臂中的恒星形成

Star Formation in Spiral Arms

本文综述了旋臂的起源和类型，并着重讨论了旋臂与恒星形成的关系。絮状的旋臂很可能是气体中瞬时不稳定性的结果，这些不稳定性促进了稠密云的形成、恒星的形成和湍流的产生。长的不规则旋臂通常是由恒星的引力不稳定性引发的，而气体会促进和跟随这些不稳定性，并在气体中形成恒星。由全球扰动（如星系相互作用）触发的全球螺旋臂可以是波在内部区域反射的波模。在非线性效应下退化为高阶模之前，它们可能会增长并支配盘的几个旋转。星际气体流过这些球臂，也流过更短暂的恒星螺旋臂，在那里它可以达到高密度和低剪切，从而促进自引力不稳定性。结果是形成了巨大的旋臂云复合体，其中形成了致密的分子云，并变成了恒星。来自这些云的分子碎片和碎片似乎存活了很长一段时间，可能在1亿年或更长的时间内通过臂间区域漂移，并在仍然处于高压边缘的旧HII区域附近的碎片中延迟自发恒星形成和触发恒星形成。

作为叠加不稳定性的瞬态螺旋

Transient spirals as superposed instabilities

我们提出的证据表明，经常性的螺旋活动，长期表现在模拟盘星系，结果从几个瞬态螺旋模式的叠加。每个模式在其振幅最大的共转半径处持续5到10圈。每一波衰减时恒星的散射都发生在角动量的狭窄范围内，导致圆盘对后续行波的阻抗发生突变。波在这些新创建的特征处的部分反射允许新的驻波不稳定性出现，这些不稳定性依次饱和和衰减，在新的位置散射粒子，从而创建重复循环。螺旋活动导致随机运动的总体水平上升，逐渐降低了盘支持进一步活动的能力，除非盘包含耗散气体成分，恒星在近圆形轨道上形成。我们还表明，这种解释是一致的，在其他最近的模拟低质量磁盘的行为。

共振宇宙线驱动不稳定性的理论——单模的增长与饱和

The theory of resonant cosmic ray-driven instabilities -- Growth and saturation of single modes

本文从第一性原理出发构建宇宙线驱动不稳定性的单模增长与饱和理论，揭示回旋相位聚束、波超越阻尼及摆运动反作用机制，并利用fluid-SHARP代码验证了Alfvén波和whistler波模式。

壳层分布下宇宙线流不稳定性饱和机制

Saturation Mechanism of Cosmic Ray Streaming Instabilities with a Shell Distribution

通过PIC和FPIC模拟发现，壳层分布宇宙线驱动的流不稳定性由陀螺相位聚束饱和，非线性朗道阻尼并非主导机制，且饱和振幅具有局部性。

N体模拟中的螺旋不稳定性I：噪声的出现

Spiral Instabilities in N-body Simulations I: Emergence from Noise

星系中螺旋图案的起源仍然没有完全弄清楚。类似的特征也很容易在孤立的冷的、无碰撞的盘的N体模拟中发展出来，但即使在这里，机制也还有待解释。在这一系列的论文中，我提出了一个详细的研究，在模拟中的螺旋活动的起源，希望机制，导致的模式也负责这些功能星系。在这第一篇论文中，我使用了一套高度理想化的模拟线性稳定的磁盘，采用越来越多的粒子。虽然初始非轴对称特征的振幅作为所采用的粒子数量的平方根的倒数缩放，但是图案的最终振幅与粒子数量无关。我发现，非轴对称扰动的振幅增长在两个不同的阶段：缓慢增长时发生的相对过密度低于~ 2%，但高于此水平的振幅上升得更快。我表明，所有的功能，即使是非常低的振幅，分散粒子在内部Lindblad共振，改变粒子在磁盘中的分布，以这样一种方式，以促进持续增长。更强的散射较大的振幅波挑起一个有力的不稳定性，这是一个真正的线性模式的修改磁盘。

活动星系核宽线区的旋臂。II。松散缠绕情况：混响特性

Spiral Arms in Broad-line Regions of Active Galactic Nuclei. II. Loosely Wound Cases: Reverberation Properties

近年来，越来越多的证据表明，活动星系核中的宽线区（BLR）具有规则的子结构，如旋臂，这一证据得到了RM观测所测得的BLR半径与吸积盘的自引力区基本一致的事实的支持。我们在论文Ⅰ中已经指出，在某些盘状超宽带共振器中，可能存在由这些区域的引力不稳定性激发的旋臂。作为该系列的第二篇论文，我们研究了盘状BLR中由引力不稳定性激发的松散缠绕的螺旋臂，并给出了它们的观测特征。遵循Adams等人（1989）的处理，我们用矩阵格式求解了控制积分-微分方程。计算了BLR旋臂的发射线轮廓、速度延迟图和速度分辨延迟。我们发现旋臂可以解释观测中的一些现象：（1）平均谱和均方根谱中的发射线轮廓具有不同的不对称性，（2）一些速度延迟图，如，NGC 5548的发射谱线具有复杂的子特征（不完整的椭圆），（3）发射谱线轮廓（均方根谱）的非对称性变化的时间尺度很短。这些功能是有吸引力的建模所观察到的线轮廓和混响的属性，并揭示BLR的几何和运动学的细节。

类原太阳盘III中的引力不稳定性：分子线探测和灵敏度

Gravitational instabilities in a protosolar-like disc III: molecular line detection and sensitivities

在形成时，原行星盘可能包含与其宿主原恒星相当的质量。因此，引力不稳定性（GI）预计将在盘演化的早期阶段发挥关键作用。然而，由于这些年轻的物体被大量嵌入，地理标志的确认仍然难以捉摸。因此，我们使用辐射转移程序LIME来产生一个$0.17\,\mathrm{M}_{\odot}$自引力类原太阳盘的线图像。我们注意到使用LIME的局限性，并探索改进默认网格的方法。我们合成无噪声观测，以确定所需的灵敏度来检测螺旋通量，并发现线通量分布并不一定相关的丰度密度分布，因此执行辐射转移计算是必要的。此外，由于GI加热的中平面和高消光，在吸收中看到螺旋特征，这可能指示GI活动。如果使用一个小的光束尺寸和适当的分子线，然后空间分辨螺旋在一个原太阳像光盘应该是可能的ALMA源时间为30小时。光谱分辨非轴对称结构只需要十分之一的时间为一个合理的噪音水平，但归因于这种结构GI引起的活动将是试探性的。最后，我们发现，识别手指状功能PV图的近边缘上的光盘，这是一个直接的指标的螺旋，是可行的源时间为19小时，因此可能提供了最有前途的手段，确认GI驱动的螺旋结构在年轻的，嵌入式原行星盘。

是什么驱动了附近恒星形成螺旋中的引力不稳定性？CO和HI速度分散的影响

What drives gravitational instability in nearby star-forming spirals? The impact of CO and HI velocity dispersions

冷星际气体的速度色散σ是影响星系盘引力不稳定性的最根本的量之一，也是稳定性分析中最接近的量。在这里，我们分析了附近的恒星形成螺旋处理分子气体，原子气体和恒星作为三个不同的组成部分，并使用来自HERACLES和THINGS观测的sigma_CO和sigma_HI的径向配置文件的大样本的稳定性。我们发现，径向变化的sigma_CO和sigma_HI有一个微弱的影响的局部稳定性水平的星系盘，它仍然非常平坦，远高于团结，但足够低，以确保（边际）对非轴对称扰动和气体耗散不稳定。更重要的是，sigma_CO的径向变化对引力不稳定性发展区域的大小有很大的影响，并导致特征不稳定尺度比分子气体的Toomre长度大一个数量级。事实上，盘的不稳定性是由kpc尺度的恒星的自引力驱动的。在样本中的每个星系的整个光盘上都是如此，只有少数例外。在盘不稳定过程的线性阶段，恒星和分子气体强烈耦合，正是这种耦合最终触发了分子气体的局部引力坍缩/碎裂。

具有气体耗散的双组分星系团的引力不稳定性

Gravitational Instabilities in Two-Component Galaxy Disks with Gas Dissipation

在厚盘的气体和恒星的引力不稳定性的增长率确定的湍流气体，消散在当地的交叉时间。刻度高度是由垂直平衡得出的。通常的厚度校正的精度，1/（1+kH），是优于6%的增长率相比，在磁盘中的重力加速度的精确积分。气体耗散将不稳定性扩展到小尺度，消除了最小金斯长度。这使得无限薄的磁盘不稳定的所有托姆雷-Q值，和合理厚磁盘稳定在高Q值主要是因为厚度的影响。传统的气体+恒星的阈值，Qtot从~1没有耗散增加到2或3时，耗散有一个等于跨越率在扰动尺度。对Qtot~2-3的观测和超音速湍流的存在表明，盘在很宽的尺度范围内是不稳定的。这种不稳定性驱动螺旋结构，如果有剪切和cluberous结构，如果剪切是弱的，他们可能会主导湍流的产生。Qtot的反馈调节是复杂的，因为恒星组件不冷却;从多臂到絮状星系的螺旋强度范围表明反馈很弱。引力不稳定性可能与恒星的形成有关，即使恒星的形成率与分子质量成正比，因为不稳定性会将分散的气体返回到分子云中，完成云的形成和破坏的循环。由不稳定性导致的稠密云的质量流可以是恒星形成速率的10倍。

S4G星系尘埃带中的嵌入恒星形成

Embedded Star Formation in S4G Galaxy Dust Lanes

在斯隆数字巡天（SDSS）的u、g、r、i、z波段中，在3.6微米和H α波段可以看到恒星形成区，但在5个附近的旋涡星系中测量到的这些区域，平均光度约为3.8等，恒星质量平均约为5 × 10^4 Msun。这些区域显然是年轻的恒星复合体，嵌在与旋臂相连的暗对流激波阵面中。相关的云量约为10^7 Msun。探索了制造这种复合物所需的条件，包括螺旋激波气体中的引力不稳定性和入射云的压缩。我们发现，不稳定性对于观察到的螺旋细丝的完全崩溃来说太慢了，但它们可能导致致密部分的恒星形成。入射云的压缩可以产生更快的坍缩，但很难解释沿臂的某些区域的半规则间距。如果包含引力不稳定性，那么凝聚体就有局域的金斯质量。同样在这种情况下，几乎同时出现的等间距复合体表明，尘埃带，也许还有臂，相对年轻。

高红移星系中通过盘不稳定性的膨胀增长

Bulge growth through disk instabilities in high-redshift galaxies

在低红移的邻近宇宙中，人们长期以来一直在研究盘状星系内部区域的膨胀中，盘状不稳定性（如棒和旋臂）以及相关的共振的作用。在那里，人们长期以来一直在观察它，特别是通过花生状的凸起。在现代盘星系中，这种长期的膨胀是由弱的非轴对称不稳定性驱动的：它主要以缓慢的速度和长的恒星形成时间尺度产生伪膨胀。在中等质量到大质量星系（10^10到几个10^11兆太阳的恒星）中，高红移（z>1）时的盘不稳定性与现代旋涡星系中发现的盘不稳定性非常不同。高红移盘在全局上是不稳定的，会碎裂成巨大的团块，每个团块包含10^8-10^9兆太阳质量的气体和恒星，这导致了高度不规则星系的形态。与剧烈的不稳定性相关的团块和其他特征通过各种机制在短时间尺度上驱动盘的演化和凸起生长。巨大的团块可以向内迁移，并在几个10^8年内合并成隆起。在非常动荡的介质中的不稳定性驱动强烈的气体流入到隆起和核区域。由于剧烈的不稳定性，厚盘和超大质量黑洞可以同时生长。本章回顾了高红移盘不稳定性的性质，巨团块的演化和其他与不稳定性相关的特征，以及由此产生的膨胀和相关的次星系成分的增长。

Suppression of gravitational instabilities by dominant dark matter halo in low surface brightness galaxies

The low surface brightness galaxies are gas-rich and yet have a low star formation rate, this is a well-known puzzle. The spiral features in these galaxies are weak and difficult to trace, although this aspect has not been studied much. These galaxies are known to be dominated by the dark matter halo from the innermost regions. Here we do a stability analysis for the galactic disc of UGC 7321, a low surface brightness, superthin galaxy, for which the various observational input parameters are available. We show that the disc is stable against local, linear axisymmetric and non-axisymmetric per…

Dawes评论4：盘状Galerkin中的螺旋结构

Dawes Review 4: Spiral Structures in Disc Galaxies

大多数天体物理学都涉及对螺旋星系以及其中恒星和行星的研究，但星系中螺旋臂的形成和演化仍然是一个基本问题。这一领域的重大进展主要是在1960年代和1970年代初取得的，但自那时以来，没有关于这一领域状况的全面最新资料。在这篇评论中，我们讨论了理论上的进展，特别是数值计算，这与20世纪60年代和70年代不同，现在是司空见惯的，以及最近的观测发展。我们阐述了螺旋臂形成的不同方案的现状，它们诱导的螺旋臂的性质，以及不同类型的螺旋星系中气体动力学和恒星形成的后果。我们认为，可能的例外棒星系，旋臂是短暂的，经常性的，并开始摆动放大不稳定性的光盘。我们假设，unbarbed m = 2的螺旋图案是由潮汐相互作用引起的，并随着时间的推移慢慢结束。然而，产生螺旋结构的机制似乎对星系中的恒星形成没有显着的影响。

星系中的恒星形成：旋臂的作用

Star formation in galaxies: the role of spiral arms

研究旋臂中的恒星形成不仅可以告诉我们恒星形成的演化和分子云，还可以告诉我们星系中螺旋结构的本质。我将使用最近的模拟和观察结果来解决这两个问题。银河系尺度的模拟开始详细研究GMC的演变，因为它们形成螺旋臂，然后通过恒星反馈或剪切分散。这一过程的总时间尺度似乎与GMC的穿越时间相当，$10^5$ M $_{\odot}$云的穿越时间为几百万年，更大质量的GMC的穿越时间为2000万年左右。模拟和观测都表明，在螺旋臂中发现了大量的云，可能是云与云碰撞的结果。包括恒星在内的模拟也应该告诉我们GMC中的恒星年龄分布，以及螺旋臂上的恒星年龄分布。更普遍的是，最近对螺旋星系的研究表明，螺旋臂中气体流动的动力学在长寿命和短暂的螺旋臂中是不同的，导致恒星的年龄模式不同。这样的结果可以用来帮助建立银河系螺旋结构的主要驱动力（图姆雷不稳定性，酒吧，或附近的同伴星系）与未来的调查。

碟形镓中螺旋花样的寿命

The Lifetimes of Spiral Patterns in Disc Galaxies

星系盘内部驱动的演化速率受到它们所支持的螺旋模式的寿命的强烈影响。如果螺旋模式是周期性的短暂瞬变，而不是长寿命的准稳定特征，进化会快得多。由于竞争对手的理论仍然主张基于这两个不同的假设，我审查的证据，承担的问题的生命周期的螺旋图案在星系。令人沮丧的是，来自外部星系的观测证据是不确定的，但太阳附近的速度分布与瞬态图像更加一致。我提出了模拟的星系模型，已提出支持准稳定，双臂螺旋模式，实际上演变迅速，由于多臂不稳定性。我还表明，所有的模拟到目前为止表现出短暂的模式，尽管声称相反。因此，瞬态假设是有利的数值结果和速度分布在太阳附近。

螺旋半导体作为赝凸宿主S0s的先驱体

Spiral Galaxies as Progenitors of Pseudobulge Hosting S0s

我们目前的观测pseudobulges在S0和旋涡星系使用的成像数据与斯皮策红阵列相机。我们用二维球盘棒分解方法测定了185个S0星系和31个邻近旋涡星系的结构参数。利用Sersic指数和在Kormendy图上的位置将它们的凸起分为经典的或假的，我们发现25个S0（14%）和24个螺旋（77%）主机pseudoblges。我们在旋涡星系中发现的pseudobulges的分数是一致的，与以前的结果与光学数据，并表明大部分的螺旋的演变是由长期的过程，而不是由主要的合并。我们发现，凸起的有效半径与磁盘尺度长度的伪凸起的S0s和螺旋，预期长期形成的凸起磁盘不稳定性，虽然在S0s的磁盘显着小于那些在螺旋。我们发现，早期型pseudobull托管螺旋可以转化为pseudobull托管S0的简单的气体剥离。然而，简单的气体剥离机制是不足以将晚型pseudobull托管螺旋到pseudobull托管S0。

非线性共振拖曳不稳定性饱和

Nonlinear Saturation of the Acoustic Resonant Drag Instability

研究声学共振拖曳不稳定性在非线性阶段的饱和机制，揭示其与湍流涡旋翻转时间尺度的平衡关系。

絮凝螺旋M33的模拟：是什么驱动了螺旋结构？

Simulations of the flocculent spiral M33: what drives the spiral structure?

我们进行模拟孤立的星系，以调查可能的起源的螺旋结构在M33。在我们的模型中，我们发现恒星和气体中的引力不稳定性能够再现在HI中观察到的M33的螺旋图案和速度场，并且不需要相互作用。我们还发现，最佳模型具有高水平的恒星反馈，这会产生类似于在M33中观察到的大洞，而较低水平的反馈往往会产生大量的小尺度结构，以及不受干扰的高表面密度气体长纤维，在M33盘中几乎检测不到。气体成分似乎在产生这种结构中起着重要的作用，所以如果没有什么反馈，气体和恒星都会组织成清晰的旋臂，这可能是由于较低的组合$Q$（使用气体和恒星），以及冷气体容易经历螺旋冲击的能力。相比之下，具有更高反馈的模型具有更弱的螺旋结构，特别是在恒星部分，与大设计星系相比。然而，我们没有看到$Q_{stars}$在这些模型中的行为有很大的差异，因为$Q_{stars}$保持相对恒定，除非椎间盘更不稳定。我们的模型表明，虽然恒星产生了一些潜在的螺旋结构，这是相对较弱的，气体物理在生产的大尺度结构的絮凝螺旋ISM相当大的作用。

暗物质晕在旋涡星系非定常盘演化中的作用

The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies

本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。

星系螺旋结构在HST COSMOS场中的演化

Evolution of the spiral structure of galaxies from the HST COSMOS field

基于HST COSMOS场102个正面星系的样本，研究发现旋臂俯仰角随红移减小，支持低红移星系旋臂多由潮汐或瞬态不稳定性产生的观点。

由棒分数的宇宙演化追踪的旋涡星系的两相形成历史

The two-phase formation history of spiral galaxies traced by the cosmic evolution of the bar fraction

我们研究了星系棒的演化和与磁盘和球体形成的放大宇宙学模拟的样本中的链接。我们的模拟样本集中在现今恒星质量在10^10-10^11兆太阳范围内的星系，在场和松散的群环境中，具有各种各样的质量增长历史。在我们的模型中，在z>1.5时，现在螺旋的祖先几乎不存在条形，它们仍然很罕见，而且通常太弱而无法观察到z~1。在这一特征时期之后，可观测到的强条的比例迅速上升，80%的旋涡星系中存在条，其中三分之二在z<0.5时很容易观测到。这与观测到的棒分数的红移演化是定量一致的。我们的模型预测，随着红移的增加，酒吧分数的减少应该继续与可观察到的酒吧1的分数<10-15% in disk galaxies at z>。我们的模型还预测了较低质量星系中稍后的酒吧形成，与现有数据一致。我们发现，酒吧形成的特征时代，即红移z~0.8-1，对应的时代，今天的螺旋获得其磁盘为主的形态。在更高的红移，盘倾向于被合并和引力不稳定性迅速破坏，很少发展出明显的棒。棒形成时期对应于螺旋星系形成的早期“剧烈”阶段（z&gt;1）和晚期“长期”阶段（z&lt;0.8）之间的过渡。在长期阶段，酒吧的存在大大有助于增长的隆起，但隆起的质量预算仍然占主导地位的合并，相互作用和磁盘的不稳定性在高红移的贡献。z&gt;1时的早期棒通常是短暂的，而z&lt;1时形成的大多数棒一直持续到z=0，晚期宇宙学气体的注入是维持其中一些棒的必要条…

从巨团块到云I：气体分数演化对星系盘稳定性的影响

From giant clumps to clouds I: the impact of gas fraction evolution on the stability of galactic discs

在红移~1-3的富气盘状星系的形态主要是由几个大质量的团块。这些团块的形成或聚集过程，以及它们与当代螺旋星系中分子云的关系，仍然是未知的。利用孤立盘星系的模拟，我们研究了如何改变气体分数时的星际介质的结构和光盘的稳定性制度的变化。在所有星系中，恒星成分是不稳定性的主要驱动力。然而，分子气体在富气体情况下的团簇间介质中起着不可忽视的作用，因此在大质量团簇的组装中起着不可忽视的作用。在尺度小于几个100 pc，托姆类盘不稳定性被另一个政权所取代，特别是在富含气体的星系。我们发现，在低气体分数（10%）的星系站在远离光盘更多的气体，所有共享类似的属性几乎所有我们探索的方面。对于气体分数低于约20%，集团规模的制度的不稳定性消失，只留下大规模的磁盘驱动制度。当将气体分数的变化转化为星系的宇宙演化时，这种转变标志着盘星系的cloudite阶段的结束，并允许开始出现螺旋结构，就像在本地宇宙中常见的那样。

盘星系中强旋臂驱动赝核球的长期增长

Strong spiral arms drive secular growth of pseudo bulges in disk galaxies

螺旋驱动的不稳定性可能会驱动气体流入，以加强盘状星系中心恒星的形成。我们使用斯隆数字巡天（SDSS）在2779个附近的无棒恒星形成的主序星旋涡星系的样本调查这一假设。螺旋臂的强度通过其相对于轴对称盘的平均傅立叶振幅来量化。由SDSS谱导出了中心1 - 3，kpc区的恒星形成性质。我们发现，具有较强的螺旋臂的星系不仅往往有更强烈的中央特定的恒星形成率（sSFR），更大的巴耳末吸收线指数，和较低的4000-ε break强度，但也有增强的中央sSFR相对于整个星系测量的sSFR。这种联系与红移、恒星质量、表面密度和浓度无关。缺乏证据表明强旋臂与相当一部分星暴或星暴后星系有关，这意味着螺旋诱导的中心恒星形成可能是连续的而不是突发的。我们还表明，更强的螺旋臂往往有一个增加的比例的伪凸起，一个相对不变的比例的恒星形成的经典凸起，和一个减少的比例淬火的经典凸起。此外，星系托管伪隆起的浓度温和地增加与更强大的螺旋臂，这意味着螺旋帮助伪隆起的增长。螺旋和凸起类型之间的联系部分归因于经典凸起对螺旋的抑制，部分归因于螺旋驱动的中心恒星形成的增强。我们解释了我们的结果在图片中，螺旋臂运输冷气体向内触发连续的中央恒星形成，这有利于建立伪凸起。因此，螺旋臂在盘状星系的长期演化中起着一定的作用。

旋涡星系NGC 5236中大尺度能量级联的证据

Evidence of large scale energy cascade in the spiral galaxy NGC 5236

湍流在星系的结构和动力学中起着重要的作用，并影响其中的各种过程，包括恒星的形成。在这项工作中，我们研究了外部旋涡星系NGC 5236的大尺度湍流性质。我们结合VLA多配置档案数据与新的GMRT观测，以估计该星系在近二十年的长度尺度上的柱密度和视线速度波动功率谱。ISM湍流的能量输入尺度约为$6$ kpc。星系盘中二维湍流的功率谱遵循幂律，柱密度的斜率为$-1.23\pm0.06$，视线速度的斜率为$-1.91\pm0.08$。测得的功率谱斜率强烈地表明，在一个稳定的能量输入$\sim 7 \times 10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ sec $^{-1}$的压缩强迫。我们的结论是，这些起源于引力不稳定性和自引力盘。这是第一次也是最全面的研究湍流统计的任何外部螺旋星系。

螺旋臂的羽状不稳定性。一、问题的表述

Feathering Instability of Spiral Arms. I: Formulation of the Problem

本文通过考虑扰动气体对螺旋激波的响应，研究了沿旋臂的羽化亚结构。羽状物是从螺旋臂突出到臂间区域的密度波动，其节距角由双周期结构的量子数给出。在局部渐近近似下，除了不均匀性发生在空间而不是时间上，我们推导出了具有湍流星际气体、冻结磁场和气体自引力的超薄圆盘的线性化扰动方程。除了模态量子数，系统的各个正常模式依赖于七个无量纲的量，其特征在于基本的时间无关的轴对称状态加上其稳定的，非线性的，双臂螺旋冲击（TASS）响应于一个假设的背景密度波支持的星系盘星。我们发现，这些正常模式有积极的增长率。它们在激波后区域的过密度轮廓非常令人联想到在全磁流体动力学（MHD）模拟中观察到的羽化子结构。羽状子结构是系统固有的寄生不稳定性，因此，他们的研究不仅提供了潜在的诊断的重要参数，表征外部星系的星际介质，但也产生了更深层次的理解的基本机制，驱动形成的巨大分子云（GMC）和OB星的轮廓所观察到的大设计螺旋。

用UVIT观测比较邻近螺旋星系NGC 628、NGC 5457和NGC 6946的内部和外部恒星形成复合体

Comparing the Inner and Outer Star Forming Complexes in the Nearby Spiral Galaxies NGC 628, NGC 5457 and NGC 6946 using UVIT Observations

利用紫外成像望远镜（UVIT）对三个邻近星系的恒星形成复合体（SFC）进行了远紫外（FUV）研究。这些星系接近正面，并显示出显着的外盘恒星形成。其中两个是孤立的（NGC 628，NGC 6946），一个是与遥远的同伴（NGC 5457）相互作用。我们比较了光学半径（R $_{25}$）内外的SFC的性质。我们估计的大小，恒星形成率（SFR），金属丰度，和Toomre Q参数的SFC。我们发现，外盘SFC的面积至少是内盘的10倍。两个区域的单位面积SFR（$Σ_{SFR}$）具有相似的平均值，但外部SFC具有小得多的$Σ_{SFR}$范围。与内盘SFC相比，它们也是金属贫乏的。FUV发射与中性氢气（\HI）分布很好地相关，并且在几个\HI ~孔内和附近被检测到。我们对这两个孤立星系外盘Q参数的估计表明，它们的外盘是稳定的（Q $>$ 1）。然而，他们的FUV图像表明，在这些地区正在进行恒星形成。这表明在它们的外盘中可能存在一些不发光的物质或暗物质，这增加了盘面密度，支持了局部引力不稳定性的形成。在相互作用星系NGC 5457中，重子表面密度（Q $<$ 1）足以触发外盘的局部盘不稳定性。

类原太阳盘II中的引力不稳定性：连续辐射和质量估算

Gravitational instabilities in a protosolar-like disc II: continuum emission and mass estimates

引力不稳定性（GI）很可能是原行星盘形成早期的一个基本过程。最近，在年轻的嵌入式物体中检测到了螺旋特征，这些特征与GI驱动的结构一致。关键是要进行流体动力学和辐射转移模拟的引力不稳定盘，以评估在这样的对象的地理信息系统的有效性，并限制未来的观测的最佳目标。我们利用辐射转移代码石灰产生连续辐射图的$0.17\,\mathrm{M}_{\odot}$自引力类原太阳光盘。我们注意到使用LIME的局限性，并探索改进默认网格的方法。我们使用CASA产生的270个连续辐射图在不同的频率，倾角和尘埃不透明度的合成观测。我们发现，我们的类原太阳盘模型的螺旋结构是可区分的，在我们的参数空间的大部分1小时的观察后，特别是在230 $\,$ GHz由于角分辨率和灵敏度的有利组合突出。从观测中得出的圆盘质量对假定的尘埃不透明度和温度很敏感，因此在850 $\,$ GHz时至少可以低估30倍，在90 $\,$ GHz时至少可以低估2.5倍。因此，这种效应可以回顾性地验证以前被认为质量不足以引力不稳定的圆盘中的GI，这可能对理解原行星盘的形成和演化产生重大影响。

旋涡星系星际介质中大尺度turbulence的发生

The onset of large scale turbulence in the interstellar medium of spiral galaxies

湍流在银河系和其他旋涡星系的星际介质中普遍存在。这种湍流的能量来源一直有很多争论，提出了许多可能的起源。湍流的普遍性，其报告的大规模驱动，它也发生在无星分子云，挑战模型调用任何恒星源。需要一个更一般的过程来解释观察结果。在这项工作中，我们研究银河系旋臂的作用。这是通过三维流体动力学模拟来实现的，该模拟遵循星际弥漫云（100 cm-3）与螺旋图案的重力位场相互作用的动力学演化。我们发现，云的臂势的潮汐效应导致内部涡度，破碎和流体动力学不稳定性。触发的湍流导致大规模的驱动，在ISM不均匀性的大小，即大到100 pc，和转换势能为湍流的效率在10%至25%的范围内，每个臂交叉。这种效率比以前的模型高得多。在我们的模拟湍流的统计是惊人的相似，所观察到的功率谱和Larson标度关系的分子云和一般ISM。不同模型的相关性表明，ISM湍流主要与局部旋臂特性有关，如旋臂的质量密度和宽度。这种相关性似乎与最近对旋涡星系的高角分辨率观测相一致，例如M51和M33。

沿形态序列的星系稳定性

Stability of galaxies across morphological sequence

本文比较近邻盘星系与z=4.5星系的稳定性参数、恒星形成率、气体占比及不稳定性增长时间尺度，发现恒星盘主导并自调节稳定性，暗物质贡献移除后中位稳定性不变。