Shocks and Molecules in Diffuse Interstellar Cloud Pairs
弥漫的星际介质是动态的，它的化学和演化是由冲击波阵面以及光解决定的。激波是由超音速运动和速度弥散所隐含的，在统计学上通常称为“湍流”。我们比较模型的磁流体动力学（MHD）冲击，速度典型的云运动通过ISM（3-25 km/s）和冷中性气体的典型密度（~ 100 cm-3），氢原子21 cm线的气体运动学、尘埃质量的远红外发射和高分辨率形态的中红外发射的档案观测，以确定三个高纬度云对中的激波锋面，这些云对的质量为50个太阳。这些云有“头”和延伸的“尾”，高分辨率图像显示“头”前缘的弧形，可能是单独的激波。HI显示由于激波加速材料，在前缘有高速气体。对于两个云对，一个云有一个活跃的冲击表示广泛和偏移HI，而另一个云已经震惊，主要是“CO-暗”分子氢。平行于磁场的激波对云的二维MHD模拟显示出显着的相似性，观察到的云的功能，包括合并的“尾巴”，由于对齐的流和磁场，这导致横向约束下游。磁场和气流之间的平行排列可导致小分子云的形成。
2021-01-06 astro-ph.GA
The persistence of high altitude non-equilibrium diffuse ionized gas in simulations of star forming galaxies
该研究通过纳入超新星与光电离反馈并追踪低密度气体的非平衡电离复合，解释了高海拔弥散电离气体的长期持续及其Hα与脉冲星色散观测差异。
2024-04-09 astro-ph.GA
Diffuse Ionized Gas in Simulations of Multiphase, Star-Forming Galactic Disks
有人假设，来自年轻的大质量星团的光子负责维持银河系和其他盘状星系中弥漫的温暖电离气体的电离。对于热电离介质（WIM）的理论研究，求解辐射传输方程是至关重要的，其中ISM和团簇是自洽建模的。为此，我们采用太阳邻域模型TIGRESS，磁流体动力学模拟的多相，恒星形成ISM，和后处理的模拟与自适应射线跟踪方法转移紫外线辐射的星团。我们发现WIM体积填充因子是高度可变的，并且对电离光子产生速率和ISM结构敏感。在|z|约1 kpc时，平均WIM体积填充因子上升至约0.15。大约一半的电离光子被气体吸收，一半被尘埃吸收;累积电离光子逃逸分数为1.1%。我们的时间平均合成H $α$线轮廓匹配WHAM观测的红移（流出）侧，但蓝移侧的强度不足。我们的模拟匹配的Dickey-Lockman中性密度分布以及，但只有一小部分的快照具有高海拔WIM密度与雷诺层估计一致。我们计算了一个聚集校正因子C = <n_e>/sqrt<n_e^2>~0.2，它随离中平面的距离和时间的变化而显著恒定，这可以用来改进从观测到的边缘星系H $α$表面亮度轮廓对电离气体质量和平均电子密度的估计。
2020-06-11 astro-ph.GA
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
3D chemical structure of diffuse turbulent ISM. I. Statistics of the HI-to-H$_2$ transition
我们研究了统计特性的HI到H $_2$过渡中观察到的吸收在当地的扩散和多相ISM，以确定物理过程控制的发生概率的任何视线。湍流扩散ISM使用RAMSES代码建模，其中包括磁流体动力学、气体热演化和H $_2$化学的详细处理。紫外辐射场，平均密度，湍流强迫，积分尺度，磁场和重力对气体分子含量的影响进行了探讨，通过参数研究，涵盖了广泛的物理条件。HI到H $_2$过渡的统计数据通过分析处方进行解释，并使用修改后的和强大的版本的Kolmogorov-Smirnov检验与观察结果进行比较。一个模拟的结果，与观测样本的距离分布卷积，能够解释大多数的统计特性的HI到H $_2$过渡中观察到的本地ISM。最紧密的协议是获得一个中性的扩散气体建模超过200 pc，平均密度为$1-2$厘米$^{-3}$，照明的标准星际紫外辐射场，并搅拌了大规模的压缩湍流强迫。在这种配置中，H和H $_2$的柱密度的2D概率直方图是非常稳定的，并且几乎不受重力、湍流强迫的强度、模拟的分辨率或磁场$B_x$的强度的影响。分辨率的弱影响和我们的分析公式表明，HI的柱密度可能建立在大规模的WNM和CNM结构的密度相关的~20 pc和~10 pc，分别，而那些的H $_2$建立在CNM结构之间的~3 pc和~10 pc。
2020-10-25 astro-ph.GA
Photoionisation and Heating of a Supernova Driven, Turbulent, Interstellar Medium
星系中的弥漫电离气体（DIG）追踪来自大质量恒星的光电离反馈。通过三维光电离模拟，我们研究了电离光子的传播，光电离加热和由此产生的电离和中性气体的分布在磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质的快照。我们还研究了非光电离加热对所观察到的光发射线比的影响。包含一个加热项，它与电子密度的比例比光电离小，需要产生类似于威斯康星Hα Mapper观察到的诊断发射线比。一旦这些加热项被包括在内，我们也能够产生类似于从DIG的观测中推断出的温度，在|z| > 1千秒差距的高度处温度增加到15000 K以上。我们发现，电离光子通过低密度区域接近模拟的中平面，而通过扩散的低密度区域在大的高度。大多数光子的传播距离很短（<100秒差距），但也有一些光子的传播距离为千秒差距，并使DIG电离。
2014-03-13 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
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
Ubiquitous argonium (ArH$^+$) in the diffuse interstellar medium -- a molecular tracer of almost purely atomic gas
我们描述了一个以前未识别的星际吸收线ArH $^+$的分配，并讨论其相关性的背景下，氢化物吸收扩散气体中具有低H $_2$分数。在化学模型的框架下，确定并讨论了沿几条视线的柱密度。ArH $^+$的柱密度进行比较，与其他物种，跟踪星际介质（ISM）组件与不同的H $^+$丰度。考虑到紫外辐射和宇宙射线电离，建立了化学模型。由于检测到两种同位素体，$^{36}$ ArH $^+$和$^{38}$ ArH $^+$，我们对ArH $^+$的载体分配有信心。未检出NeH $^+$，限度为[NeH $^+$ ]/[ArH $^+$ ] $\le$ 0.1。导出的柱密度与化学模型的预测吻合得很好。ArH $^+$是一种独特的气体示踪剂，其HPDMATHABMN丰度分数为$10^{-4}- 10^{-3}$，与HPDMATHABMN O $^+$几乎没有相关性，后者示踪HPDMATHABMN丰度分数为$\approx $ 0.1的气体。仔细分析的ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和HF柱密度的变化有望成为一个忠实的示踪剂的H $_2$分数丰度的分布，提供了独特的信息，在星际物质的周期中，其过渡从原子扩散气体到致密的分子气体跟踪CO排放。这些物种的丰度对星际介质的磁流体动力学（MHD）模拟提出了强有力的观测约束，并可能演变成一种工具来表征ISM。有利的是，ArH $^+…
2014-04-14 astro-ph.GA
3D chemical structure of the diffuse turbulent ISM II -- Origin of CH$^+$, 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
Hall-MHD small-scale dynamos
我们对发电机机制的理解取得了很大进展，在磁流体力学（MHD）的理论框架内。然而，对于充分扩散的介质，霍尔效应最终变得不可忽略。我们提出的结果从三维模拟霍尔MHD方程进行随机非螺旋强迫。我们研究了霍尔效应在发电机效率的霍尔参数的不同值的作用，使用伪谱码，以实现指数快速收敛。我们还研究了空间尺度之间的能量转移率，以确定发电机过程和能量级联中各种非线性效应的相对重要性。霍尔效应在比霍尔尺度更大的尺度上产生直接能量级联的减少，因此导致更小的能量耗散率。最后，我们提出的结果源于模拟在大磁普朗特数，这是相关的制度，在炎热和弥漫的介质，如星际介质。
2010-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
Advanced Diagnostics for the Study of Linearly Polarized Emission. II: Application to Diffuse Interstellar Radio Synchrotron Emission
偏振辐射的诊断为我们提供了关于银河磁场和星际介质中湍流状态的有价值的信息，这些信息不能单独从同步辐射强度中获得。在论文I（Herron等人，2017 b）中，我们推导出了在$Q$-$U$平面中旋转和旋转不变的偏振诊断，类似于偏振梯度。在本文中，我们应用这些诊断模拟的理想磁流体动力学湍流，有一个范围内的声波和Alfvénic马赫数。我们为这些模拟生成斯托克斯$Q$和$U$的合成图像，对于湍流被均匀偏振发射从后面照亮的情况，以及偏振发射源自湍流体积内的情况。从这些模拟图像中，我们计算的偏振诊断文件I中得出的，对于不同的视线相对于平均磁场，并为一系列的频率。对于我们所有的模拟，我们发现，极化梯度是非常相似的广义极化梯度，并且都跟踪空间变化的情况下，发射起源于湍流体积内的磁离子介质，只要介质不是超音速。我们提出了一种方法来区分的情况下，从后面或在一个湍流，法拉第旋转介质的发射，和一种方法来部分映射的旋转测量的观察区域。我们还推测这些诊断的统计数据，可以让我们约束所观察到的湍流区域的物理特性。
2018-02-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Interpreting the Star Formation Efficiency of Molecular Clouds with Ionising Feedback
我们调查的起源观察到的本地恒星形成的关系，使用辐射磁流体动力学模拟自洽恒星形成和电离辐射。我们将这些云与当地恒星形成云的密度分布进行比较，发现最弥散的模拟云与观测到的云相匹配。然后，我们计算这些模拟云的观测动机和理论动机的恒星形成效率（SFE）。通过包括电离辐射，我们可以在与附近的银河系云最相似的云中重现观察到的SFE。对于密度较大的云，SFE可以接近统一。这些观测到的SFE通常比“总”SFE大3到10倍，即初始云质量转化为恒星的分数。将观察到的转换为总SFE是不平凡的。我们建议这样做的一些技术，虽然估计高达10倍的转换误差。
2017-06-23 astro-ph.GA
Structure and Expansion Law of HII Regions in structured Molecular Clouds
我们提出了辐射磁流体动力学模拟，旨在研究的H\，{\normalsize II}地区的湍流，磁化，并在温暖的中性介质中会聚流形成的分子云塌缩的演化特性。我们专注于这些区域的结构，动力学和扩展规律。一旦一颗大质量恒星在我们高度结构化的星云中形成，它的电离辐射最终会阻止大质量恒星形成区域的吸积（通过细丝）。新的超压H1 {\normalsize II}区域推开了致密气体，从而破坏了更大规模的塌陷中心。此外，由于云中复杂的密度结构，H1 {\normalsize II}区域以混合方式膨胀：它们实际上不向致密区域（核心）膨胀，而根据经典分析结果，它们向云的其余部分膨胀，并且以加速的方式，作为泡状区域，向扩散介质膨胀。因此，电离区域各向异性地生长，电离星通常出现在偏离区域中心的地方。最后，我们发现标准H\，{\normalsize II}-区域扩展模型中假设的条件（完全嵌入区域、泡罩型或密度梯度中的膨胀）同时应用于我们模拟的H\{\normalsize II}区域的不同部分，产生净膨胀定律（$R \propto t^α$，$α$在0.93 - 1.47的范围内，平均值为$1.2 \pm 0.17$），其不同于任何标准模型。
2019-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoionization of High Altitude Gas in a Supernova-Driven Turbulent Interstellar Medium
我们研究了星系中广泛弥漫的电离气体的光电离模型。特别是，我们解决了长期存在的问题，莱曼连续光子的渗透从接近银河系中平面的大高度的星系晕的来源。我们发现，最近的流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质有低密度的路径和空隙，使电离光子从中面OB星到达和气体的许多kiloparsecs以上的中面。我们发现整个模拟网格的电离通量大于一维平板模型的预测，从而允许在银河系中的低海拔中性云的O星的光电离，也在Halalpha中检测到。在以前的研究中，这种云的光电离方案已被拒绝，并已被归因于增强宇宙射线电离或散射光从中面H II区域。我们确实发现，在我们的模拟中的发射测量分布比来自银河系中的Halpha观测。此外，在流体动力学模型中的气体密度的水平平均高度依赖性低于推断在银河系。这些差异可能是由于没有磁场的流体动力学模拟，我们讨论如何磁流体动力学效应可能会协调模型和观测。然而，我们预计，列入磁场的动力学模拟不会改变我们的主要发现，即中平面OB星能够产生高海拔弥漫电离气体在一个现实的三维星际介质。
2010-07-29 astro-ph.GA
Is molecular cloud turbulence driven by external supernova explosions?
我们提出了高分辨率（$\sim$ 0.1 pc），流体动力学和磁流体动力学模拟调查是否可以产生和维持外部超新星（SN）爆炸所观察到的分子云（MC）湍流水平。MC是在大尺度银河系环境中自洽形成的，其形成过程是H $_2$和CO的非平衡形成过程，包括（自）屏蔽和重要的加热和冷却过程。MC从扩散ISM中继承了其初始湍流水平，其中湍流由SN爆炸注入。然而，通过系统地探索个别SNe离开云外的影响，我们发现，在后期阶段，SN驱动湍流的重要性显着降低。这适用于不同的MC质量以及具有和不具有磁场的MC。SN的影响也随着距离的增大而迅速减小。附近的SNe（$d$ $\sim$ 25 pc）将MC的湍流速度分散提高了70%（高达几km s $^{-1}$）。然而，对于$d$ $>$ 50 pc，它们的影响随着$d$的增加而快速降低，几乎可以忽略不计。对于所有探测的距离，速度色散的增益在几十万年内迅速衰减。这明显短于在太阳邻域条件下（$\sim$ 200万年）MC被附近SN撞击的平均时间尺度。因此，在这些条件下，SNe不能维持所观察到的MC湍流水平。然而，在具有高气体表面密度和SN率的环境中，如中央分子区，观察到的升高的MC分散可以由外部SNe触发。
2018-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why is there cold gas inside the Local Bubble?
University of Cologne（科隆大学）；JILA, University of Colorado and NIST（JILA，科罗拉多大学和美国国家标准与技术研究院）
本研究通过\textsc{SILCC}项目的磁流体力学模拟，发现本地泡内的类LLCC冷气体可在反馈驱动环境中原位非绝热冷却形成，无需作为预存冷物质输入，且能存活约2.5百万年。
2026-08-31 astro-ph.GA
A general hybrid radiation transport scheme for star formation simulations on an adaptive grid
辐射反馈在恒星形成过程中起着至关重要的作用。为了模拟星系盘、星系丝和年轻恒星团周围的分子气体的热力学演化，我们需要一种有效而精确的方法来求解辐射传输问题。我们描述了一个混合辐射输运计划的自适应网格为基础的FLASH通用磁流体动力学程序的实现。该混合格式将辐射输运问题分解为光线跟踪和扩散两个步骤。光线跟踪器捕获的第一个吸收事件，因为恒星照射他们的环境，而辐射场的扩散分量的演变是由通量限制扩散（FLD）求解器处理。我们证明了我们的方法的准确性，通过各种基准测试，包括静态磁盘的照射，亚临界和超临界辐射冲击，和热能平衡。我们还展示了我们的方法的能力，在多个恒星源的存在下，用于投射阴影和计算气体和尘埃温度。我们的方法使年轻的恒星物体，原恒星盘，并在磁化，对流环境中的恒星形成集群的辐射流体动力学研究。
2014-10-15 astro-ph.GA
A new method for probing magnetic field strengths from striations in the interstellar medium
最近对分子云的扩散部分的研究揭示了平行的、有序的低密度细丝的存在，称为条纹。沿磁场线的流动、开尔文-亥姆霍兹不稳定性和磁流体波是提出的各种形成机制之一。通过观测，数值和理论分析的协同作用，以前的研究挑选出磁流体波模型作为唯一一个可以解释所观察到的条纹特性。基于该模型的预测，我们在这里开发了一种方法，通过结合分子和尘埃连续观测来测量条纹的时间演化。我们的方法使我们不仅可以探测分子云的时间变化，而且还可以估计投影在天空平面上的磁场的有序和波动分量的强度。我们基准我们的新方法对化学和辐射转移的影响，通过二维磁流体动力学模拟加上非平衡化学建模和非本地热力学平衡线辐射转移。我们发现很好的理论预测，模拟和观察的条纹在金牛座分子云之间的协议。我们发现一个值的$\rm{27 \pm 7} ~\rm{μG}$的平面的天空磁场，与以前的估计通过戴维斯-Ehrasekhar-费米方法，和比值的波动有序分量的磁场的$\sim$ 10\%。
2018-10-03 astro-ph.GA
Makemake + Sedna: A Continuum Radiation Transport and Photoionization Framework for Astrophysical Newtonian Fluid Dynamics
天体物理学的流体流动研究往往包括一个广泛的物理过程，以考虑系统的复杂性。除了重力，通过连续辐射传输和/或光电离的热力学过程的适当治疗正在成为国家的art. We提出了我们的连续辐射传输模块，MAKEMAKE，和一个新开发的模块光电离，SEDNA，耦合到磁流体动力学代码PLUTO的重大更新。这些扩展目前还没有公开;可以根据具体情况授予访问权限。我们解释的理论背景的方程求解，阐述了数值布局，并提出了一个全面的测试套件辐射电离流体力学。基于网格的辐射和电离模块支持笛卡尔、圆柱和球面坐标中的静态一维、二维和三维网格。每个模块将辐射场分为两个分量，一个直接源自点源-使用射线跟踪方案求解-和漫射分量-使用三维通量限制扩散（FLD）求解器求解。用于连续辐射输运的FLD求解器利用平衡单温度方法或线性化双温度方法。用于光电离模块的FLD求解器能够考虑从自由电子直接复合到氢的基态的辐射场的时间演化，作为现场近似的替代方案。简要概述了已完成和正在进行的科学研究，明确说明了数字框架的多用途性质。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dust growth in molecular cloud envelopes: a numerical approach
在星际介质（ISM）中，由于颗粒生长和破坏，颗粒尺寸分布的变化是可以预期的。在这项工作中，我们提出了一个尘埃碰撞模型内实现磁流体动力学（MHD）的代码，考虑到颗粒生长和破碎的带电尘埃颗粒的一个给定的组合物（硅酸盐或石墨）。我们将此模型的MHD代码雅典娜，并建立在以前的实施在同一代码中的动态带电尘埃颗粒。为了证明该凝聚模型的性能，我们研究了在2D MHD模拟过程中形成的几个尘埃丝内半径为0.05 $μ$ m的单一大小的尘埃种群的粒度分布的变化。我们还考虑了一个现实的灰尘分布的尺寸范围从50 μ m到0.25 $μ$ m，并分析了石墨和硅酸盐的尺寸分布的变化，以及远紫外消光曲线。从所得到的结果，我们得出结论，这里提出的方法，基于带电粒子的运动方程的MHD演化，是最佳的研究在扩散制度，如分子云信封带电尘埃颗粒的凝聚。在观测上，这些尘埃尺寸分布的变化转化为远紫外消光曲线的变化，它们主要是由小的石墨尘埃颗粒引起的。
2021-03-09 astro-ph.GA
On the model of the circumgalactic mist: the implications of cloud sizes in galactic winds and halos
星系周围冷/暖气体的普遍探测表明，环星系介质（CGM）是多相的和动态的。最近最先进的宇宙学星系模拟一般都低估了冷晕气体的柱密度。我们认为，这可能是由于在环银河系空间的空间分辨率和相关的物理尺度的冷气体操作的不匹配。利用半解析计算和一组磁流体动力学（MHD）模拟，我们提出了一个多相模型的气体晕周围的星系，环星系雾（CGm）。CGm模型基于这样的想法，即观测到的冷晕气体可能是嵌入热扩散晕中的冷、致密和小的云团的复合物，类似于陆地上的云和雾。我们表明，由此产生的冷气体从热不稳定性符合$N_{\rm H}\approx 10^{17}\rm{cm^{-2}}$的特征柱密度的预测由$c_s t_{\rm cool}$的分析。该模型揭示了内星系晕中存在大量的冷团块，它们的体积填充因子很小，但覆盖率很大。该模型还自然地产生了冷、暖、热气体的空间范围和差异覆盖分数。为了自洽地模拟星系内CGM和恒星形成的共同演化，未来的模拟必须解决空间分辨率和冷气体特征尺度的不匹配问题。
2018-06-27 astro-ph.GA
Gravity Versus Magnetic Fields in Forming Molecular Clouds
磁场在弥漫的星际介质中具有重要的动力学意义。要了解引力束缚下的恒星云是如何形成的，就需要在一个自洽的、超新星驱动的、湍流的、磁化的、分层的圆盘中对这些场进行建模。我们采用FLASH磁流体动力学的代码来跟踪云的形成和早期演变，最终质量为3-8 $\times 10^3 M_{\odot}$在这样的模拟。我们使用代码的自适应网格细化功能，集中在放大区域覆盖单一的云的数值分辨率，使我们能够调查在一致的背景介质中的个别自引力云的详细动力学和场结构。我们的目标是测试的假设，致密的云动态演变的对象远离磁流体静力平衡。我们发现，云的信封是磁性的支持与平行的密度梯度和流速的磁力线，如相对取向和其他统计措施的直方图所示。相比之下，云的致密核心是重力主导的，重力能超过内部能量、动能或磁能，重力加速度超过磁压梯度或热压梯度。在这些区域中，场方向变化很大，略微倾向于垂直于密度梯度，如相对取向的三维直方图所示。
2021-11-17 astro-ph.GA
Reflection and dissipation of Alfvén waves in interstellar clouds
背景：分子云中的超音速非热运动通常被解释为长寿命的磁流体动力学（MHD）波。这些波的传播和振幅受局部物理特性的影响，最重要的是气体密度和电离分数。目的：我们研究了阿尔文波在分子云中的传播、反射和耗散，导出了可观测量的行为，如速度波动的幅度和能量耗散的速率。研究方法：我们用Elsässer变量描述了一维非均匀介质中横向MHD波的传播问题，包括离子和中性粒子碰撞引起的耗散以及唯象处理的非线性湍流级联。我们考虑了稳态和时间依赖的情况下，并解决了问题的数值方程的迭代方法和Lax-Wendroff计划，分别。结果如下：阿尔文波入射到过密区域，其密度分布是典型的嵌入扩散气体中的云核，在密度梯度最陡的区域反射增强，在核心内部耗散很强。当波长介于传播的临界波长和密度梯度的典型尺度之间时，这些效应尤其显著。对于更大的波幅和/或更陡的输入谱，垂直湍流级联的影响导致紧密围绕致密核心的区域中更强的能量耗散。结论：这些结果有助于解释在低质量云核环境中观测到的几种分子跃迁谱线宽度的急剧减小。
2012-07-18 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy in Self-Gravitating Molecular Clouds. I: Simulation
湍流、磁场和自引力之间复杂的相互作用导致了扩散星际介质（ISM）中分子云的形成。研究这种相互作用的一个途径是通过分析来自观测的统计特征，通过与数值模拟的比较，大大促进了对这些特征的解释。在这里，我们专注于统计各向异性存在于合成地图的速度质心数据，我们来自三维磁流体动力学模拟的湍流，磁化，自引力补丁的ISM。我们研究了速度各向异性的方向和大小如何与磁场和引力坍缩产生的结构相关。最近的观测约束的动机，我们的模拟集中在超音速（音速马赫数$\mathcal{M} \approx 2 - 17$），但子trans-alfvenic（alfvenic马赫数$\mathcal{M}_A \approx 0.2 - 1.2$）湍流制度，我们认为云几乎没有轻度磁超临界（质量流量比等于一次或两次的临界值）。此外，我们还探讨了湍流驱动机制（螺线管或压缩）对速度各向异性的影响。虽然我们证实了以前的研究结果，即速度各向异性一般与天空磁场的平面对齐，我们列入的自重力的影响表明，在较高的列密度的区域，速度各向异性可能会被破坏，甚至重新取向，以配合重力形成的结构。我们提供的证据表明，这种效果不一定是由于高密度区域内的$\mathcal{M}_A$的增加。
2017-01-07 astro-ph.GA
Chemical Abundances in a Turbulent Medium -- H$_2$, OH$^+$, H$_2$O$^+$, ArH$^+$
超声速湍流在星际介质中产生强烈的密度涨落，从而对星际介质的化学结构产生深刻的影响。扩散ISM的特别有用的探针是ArH $^+$、OH $^+$、H $_2$ O $^+$分子离子，它们对密度和H $_2$丰度的波动高度敏感。我们使用等温磁流体动力学（MHD）模拟的各种音速马赫数，$\mathcal{M}_s$，和密度去相关尺度，$y_{\rm dec}$，模拟湍流密度场。我们用化学模型对模拟进行后处理，得到H $_2$、ArH $^+$、OH $^+$和H $_2$ O $^+$丰度的概率密度函数（PDF）。我们发现，PDF色散增加与增加$\mathcal{M}_s$和$y_{\rm dec}$，作为密度波动的幅度增加，并作为他们变得更加连贯。湍流也影响中位丰度：当$\mathcal{M}_s$和$y_{\rm dec}$高时，具有低H $_2$丰度的低密度区域变得普遍，导致ArH $^+$与OH $^+$和H $_2$ O $^+$相比增强。我们比较我们的模型与赫歇尔观测。在所观察到的丰度，以及高观察到的ArH $^+$ /OH $^+$和ArH $^+$ /H $_2$ O $^+$的比例大的散射自然再现我们的超音速$(\mathcal{M}_s=4.5)$，大的去相关规模$(y_{\rm dec}=0.8)$模型，支持一个大规模的湍流驱动的情况。的丰度也取决于紫外线强度，CR…
2019-10-09 astro-ph.GA
3D Relativistic MHD numerical simulations of X-shaped radio sources
相当一部分的扩展射电源呈现出一种特殊的X形射电形态：除了经典的双叶结构外，还观察到沿对称性第二轴的射电发射，其形式为弥散翼或尾部。在以前的调查中，我们表明存在的无线电形态和宿主星系的属性之间的连接。出于这种联系，我们进行了二维数值模拟表明，X形射电源可能会自然形成的射流沿长轴传播的高度椭圆形的密度分布，因为茧沿短轴的分布的快速膨胀。我们打算通过进行三维数值模拟来扩展我们的分析，并研究不同参数的作用是确定X形形态的形成。这个问题是解决的数值手段，进行三维相对论性磁流体动力学模拟的双向射流传播的三轴密度分布。我们表明，只有与功率$\lesssim 10^{44}$ erg s $^{-1}$的射流可以给起源的X形的形态和射流轴和长轴的密度分布之间的不对准的$30^o$仍然有利于这种形态的形成。此外，我们计算合成无线电发射地图和极化地图。在我们的X形射电源的形成方案中，只有低功率FRII可以给出这种形态的起源。我们的合成发射图表明，X形源的不同观测形态可能是在不同视角下观察到的相似结构的结果。
2017-06-28 astro-ph.GA
The CO-to-H2 Conversion Factor across the Perseus Molecular Cloud
通过将尘埃N（H2）数据与COMPLESSORVEY巡天的I_CO数据相结合，得到了次秒差距尺度上英仙座分子云的CO-H2转换因子X_CO = N（H2）/I_CO。我们估计出X_CO的平均值约为3 x 10^19 cm^-2 K^-1 km^-1 s，并发现英仙座5个子区域之间的X_CO变化系数约为3。在单个区域内，X_CO变化约为100倍，表明X_CO强烈依赖于星际介质中的局部条件。我们发现X_CO在Av = 3 mag时急剧减小< 3 mag but gradually increases at Av >，在Av处发生跃迁，此时I_CO变得光学厚.我们比较了N（HI），N（H2），I_CO和X_CO的分布与两种分子气体形成模型，一维光解离区（PDR）模型和三维磁流体动力学（MHD）模型，这两种模型同时跟踪气体的动力学和化学演化。基于稳态和平衡化学的PDR模型很好地再现了我们的数据，但需要一个扩散晕来匹配所观察到的N（HI）和I_CO分布。MHD模型通常与我们的数据很好地匹配，这表明对H2和CO形成的时间依赖性影响对于英仙座这样的进化分子云来说是微不足道的。然而，我们发现有趣的差异，包括更广泛的N（HI），可能低估了I_CO，和一个大的分散的I_CO在小Av。这些差异可能是由于MHD模型中的强压缩/稀疏和密度波动造成的。
2014-01-20 astro-ph.GA
The Early Stage of Molecular Cloud Formation by Compression of Two-phase Atomic Gases
我们利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成，包括非平衡化学反应和加热/冷却过程。我们认为超阿尔夫文原子气体的迎面碰撞流具有两相结构，由HI云和周围温暖的扩散气体。我们研究了分子云的形成如何依赖于上游流和平均磁场之间的角度$θ$。我们发现存在一个临界角$θ_\mathrm{cr}$，在这个临界角以上，激波放大的磁场控制激波后气体动力学。如果原子气体几乎沿着平均磁场（$θ\llθ_\mathrm{cr}$）被压缩，那么高度不均匀的上游原子气体的吸积将维持超阿尔夫文各向异性湍流。其结果是，一个大大扩展的连续性为主的后冲击层的产生。在$θ\sim θ_\mathrm{cr}$周围，激波放大的磁场减弱了激波后湍流，导致了致密的激波后层。对于$θ\gg θ_\mathrm{cr}$，强磁压抑制了冷密云的形成。如果$θ$小于$θ_\mathrm{cr}$的几倍，则预期有效的分子云形成。通过建立解析模型和参数测量，得到了临界角与上游原子气体的平均密度、碰撞速度和场强的关系式。发现只要场强大于$1~μ$ G，临界角就小于$\sim 15^\circ$，这表明如果冲击波来自各个方向，则发生与$θ<θ_\mathrm{cr}$压缩的概率是有限的。
2019-04-15 astro-ph.GA
Investigating the role of magnetic fields in the formation and evolution of striations in interstellar clouds with PRIMA
本文提出利用 PRIMA/PRIMAger 高灵敏红外观测，对三个邻近分子云的条纹进行偏振测绘，以检验磁流体波和磁场在其形成及早期恒星形成中的作用。
2025-09-01 astro-ph.GA
Chemical Evolution during Molecular Cloud Formation Triggered by an Interstellar Shock Wave: Dependence on Shock Parameters and Comparison with Molecular Absorption Lines
本文通过三维磁流体动力学模拟与气体-尘埃化学网络后处理，研究星际激波压缩层中分子云形成初期的化学演化，揭示碳链、CN、HCN等分子丰度对激波参数和消光的依赖，并与弥漫云和半透明云的分子吸收线观测进行对比验证。
2024-11-19 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
