超新星和活动星系核向星系注入的能量中，有相当一部分由宇宙线携带。宇宙线冷却缓慢，又与磁化气体耦合，因此能把能量带到远离加速源的区域，驱动星系风，抑制恒星形成。这些作用有多强，取决于一个微观物理量：宇宙线被磁场涨落散射的频率。散射频率决定了宇宙线相对于气体的传播速度，以及它们在多大程度上推动气体。
目前，星系尺度的模型通常需要人为设定散射频率。我希望从微观物理出发，分别计算两种极端环境中的散射频率。银河系中大多数宇宙线所处的条件介于两者之间。在源区附近，宇宙线密度足够高，可以放大能使自身发生散射的磁场涨落。在远离源区的冷气体中，气体只部分电离；离子与中性粒子的碰撞会阻尼原本能散射宇宙线的波。这时，宇宙线轨迹的偏转取决于磁场本身的几何结构。
我在两种环境下都使用 Athena++ 的 MHD-PIC 方法，用磁流体力学描述背景等离子体，同时追踪高能粒子。直接从粒子轨迹测出沿磁场方向的扩散系数，就能以相同的标准比较这两种输运环境。