주변 은하 매질의 주요 물리적 과정

풍부한 다파장 관측에 의해 촉발되고, 우주론적에서 서브파섹 규모에 이르는 새로운 시뮬레이션에 의해 가능해지면서, 지난 10년간 주변 은하 매질(CGM)에 대한 이론적 이해가 크게 발전하였다. 우리는 CGM의 주요 물리적 과정을 검토한다. 우리의 결론은 다음과 같다: ▪ CGM의 속성은 중력에 의한 낙하와 가스 냉각 간의 경쟁에 따라 달라진다. 냉각이 자유 낙하에 비해 느릴 때, 가스는 뜨겁고(대략적인 비리얼 온도), 냉각이 빠를 때는 가스가 차가워진다(T ∼ 104 K). ▪ 가스 유입과 유출은 중요하며, 우주론적 환경도 마찬가지이다. 대규모 구조는 차가운 흐름을 집속시키고 각운동량을 제공한다. 위성 은하들은 바람과 가스 진공을 통해 CGM에 기여한다. ▪ 다상 가스에서 뜨거운 상과 차가운 상은 지속적으로 질량, 에너지 및 모멘트를 교환한다. 난류 혼합과 복사 냉각 간의 상호작용이 중요하다. 서브파섹 규모에 이르는 다양한 차가운 가스 구조는 분열, 응집, 그리고 가스 구름으로의 응결에서 발생한다. ▪ 자기장, 열전도, 그리고 우주선은 차가운 상과 뜨거운 상의 상호작용을 상당히 수정할 수 있지만, 미세물리적 불확실성이 현재로서는 크다. 향후 연구를 위한 주요 개방 질문은 소규모 구조와 대규모 역학 간의 상호작용과 CGM이 은하의 진화에 미치는 영향이다.