N2H+ and N2D+ in interstellar molecular clouds. II- Observations
F. Daniel, J. Cernicharo, E. Roueff, M. Gerin, M. -L. Dubernet
我们观测到了N $_2$ H $^+$和N $_2$ D $^+$的$J$ =1- 0、2- 1和3- 2转动跃迁。用非局部辐射转移模型对数据进行了解释。
We present observations of the $J$=1--0, 2--1, and 3--2 rotational transitions of N$_2$H$^+$ and N$_2$D$^+$ towards a sample of prototypical dark clouds. The data have been interpreted using non--local radiative transfer models.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Local Interstellar Matter: The Apex Cloud
几个附近的个人低柱密度星际云已被确定的基础上，在太阳附近的高分辨率CaII观测明显的运动学特征。其中一个小云团，“天鹰座蛇夫座”云，位于太阳顶点方向，距离太阳不到5 pc。这个顶点云的速度矢量被重新评估，在这个速度的组件被发现朝向17颗恒星，距离1- 60秒差距，主要位于银河系的中心半球。顶点云是太阳最有可能遇到的“下一个”星际云的候选者。
Jeans instability of interstellar gas clouds in the background of weakly interacting massive particles
重新讨论了与强相互作用大质量粒子引力耦合的星际气体云的金斯不稳定性判据。已经确定的是，暗物质的存在总是减小了星际气体云的金斯长度，进而减小了金斯质量。这种效应的天体物理意义进行了讨论。
Physical conditions in CaFe interstellar clouds
显示出强Ca I和Fe I线的星际云被称为CaFe云。用电离平衡方程模拟了CaFe云中Ca Ⅱ、Ca Ⅰ、K Ⅰ、Na Ⅰ、Fe Ⅰ和Ti Ⅱ的柱密度。CaFe云的化学成分与太阳系相同，没有发现元素耗尽到尘埃颗粒上。CaFe云具有高电子密度n=1 cm^-3，这导致中性Ca和Fe的柱密度很高。
Is the Sun Embedded in a Typical Interstellar Cloud?
太阳附近部分电离的星际物质的物理性质和运动学是太阳附近典型的温暖弥漫云。在日光层的星际磁场和附近的云的运动学自然解释的S1超气泡壳。太阳的星际辐射场似乎比电离周围弥漫气体的场更硬，这可能是日光层周围微小云的低不透明度的结果。本地气泡的空间背景与我们在猎户座支线的位置一致。
Models of the Solar Wind Interaction with Local Interstellar Cloud
本文综述了太阳风与本地星际云（LIC）相互作用的理论方法和现有模型。所讨论的模型考虑到了太阳风和局部星际介质的多成分性质。的建模和它们可能的应用空间实验的解释的基本结果进行了总结。讨论了太阳风/LIC相互作用全球模拟的开放性问题和未来前景。
The Thermal Pressure of the Hot Interstellar Medium derived from Cloud Shadows in the Extreme Ultraviolet
我们利用EUVE的深度巡天望远镜研究了星际介质中云在漫射EUV/软X射线背景下的阴影。我们证实了先前报道的阴影的存在，并提供了两个新的阴影的证据。我们使用IRAS数据来识别产生这些阴影的云，并确定它们对EUV辐射的光学深度。EUV吸收云在EUV中是光学厚的，并且在这些阴影的方向上检测到的所有EUV发射必须由云前面的材料产生。我们获得了新的光学数据来确定这些云的距离。我们使用一种新的差分云技术来获得星际介质的压力。这些结果不依赖于数据的任何零水平校准。我们的研究结果提供了证据表明，在当地的星际介质中，热星际气体的压力在三个不同的方向上是相同的，并且至少比我们太阳周围的当地云高出8倍。这提供了新的证据，在本地ISM大的热压不平衡，并直接矛盾的基本假设的热压平衡中使用的几乎所有现有的星际介质模型。
Carbon Chemistry in interstellar clouds
我们讨论星际化学的新发展，特别强调碳化学。我们证实，碳链和循环是普遍存在的ISM和密切的化学关系，彼此，碳。对屏蔽和紫外线照射气体中碳收支的研究表明，星际分子的清单并不完整，必须存在具有4个或更多碳原子的更复杂的分子。最后，我们讨论了云的演变的后果，并得出结论，无处不在的碳链和循环的存在是不是一个非常年轻的星际云的必然结果。
An Origin of Supersonic Motions in Interstellar Clouds
采用二维流体动力学数值计算方法，研究了激波在星际介质中的传播过程。我们提出的高分辨率的二维计算结果，遵循破碎由于在冲击压缩层的热不稳定性。我们发现在激波阵面后面的几何薄的冷却层碎裂成小的云团。在温暖的中性介质中，碎片以冷凝结的形式嵌入其中，这些云团具有超音速弥散。碎片往往会合并成更大的云。
Properties of the thinnest cold HI clouds in the diffuse interstellar medium
我们已经获得了22个连续源方向的深HI观测，而没有先前检测到的冷中性介质（CNM）。探测到18个具有典型HI柱密度$3\times10^{18}$ cm $^{-2}$的CNM云。我们惊人的高检测率表明，低HI柱密度的云在星际介质中是很常见的。这些云似乎代表了传统CNM云人口的扩展，但规模在数百到数千AU之间。我们提出了新检测到的CNM样品的属性，并讨论了几个重要的理论途径，了解这些云的生产机制。
Six Myths on the Virial Theorem for Interstellar Clouds
人们很少或根本没有注意到湍流碎裂对维里定理（VT）的至少六个常见假设的有效性的影响，这六个假设是：（i）云内湍流运动的唯一作用是提供对坍缩的支持，（ii）表面项与体积项相比可以忽略不计，（iii）重力项是云的束缚源，（iv）转动惯量的二阶导数的符号决定了云是收缩还是膨胀，（v）星际云处于维里平衡（VE），（vi）Larson（1981）的关系式是云处于VE的观测证据。然而，星际云不能满足这些假设，因为湍流碎裂将导致云与其环境之间的质量，力矩和能量的流动，并将有利于局部坍缩，同时可能在动力学时间尺度内破坏云。有人认为，尽管观测和数值证据表明星际云不在VE中，但所谓的“维里质量”估计（实际上应该称为“能量均分质量”估计）是对星际云实际质量的良好数量级估计，因为观测调查往往会检测到星际云似乎接近能量均分。然而，由于云实际上在VE之外，如不对称的线轮廓所示，它们应该是瞬态实体。这些结果与基于观测的快速恒星形成的估计是一致的。并对基于云在虚拟环境中的恒星形成效率模型提出了质疑。
Interstellar Matter and the Boundary Conditions of the Heliosphere
围绕太阳系的星际云调节着太阳的银河系环境，并决定着日光层的边界条件。太阳和星际云都在太空中移动，因此这些边界条件会随着时间而变化。现在的数据和理论模型支持太阳系周围云的密度为n（HI）=0.22+/-0.06 cm^-3，n（e-）~0.1 cm-3，考虑到辐射转移，n（HI）的值可以更大。由UNODC和极紫外线探测器HeI卫星的数据得到的云温度为6,400 K。附近的星际气体似乎是结构化的和不均匀的。星际气体在当地的绒毛云复杂的元素丰度模式，其中耐火元素的增强在冷盘气体中发现的耗尽丰度。在太阳的几个秒差距内，发现了Mg II和Fe II气相丰度2- 5变化因子的非决定性证据，为可变颗粒破坏提供了证据。观测到的日球层前端的氢堆积与日球层相对于周围星际云的亚音速运动是一致的。围绕太阳系的云的速度矢量的不确定性表明，太阳和α Cen是否沉浸在同一个星际云中是不确定的。
The lambda Bootis phenomenon: interaction between a star and a diffuse interstellar cloud
牧夫座λ星是一组B型晚期到F型早期的I族恒星，其表面丰度类似于星际介质中的一般金属耗尽模式。最近的结果，这些奇特的恒星的基本参数不同，在任何方面从正常的恒星的比较样本的启发，恒星和弥漫的星际云之间的相互作用的假设被认为是一个可能的解释奇特的丰度模式。结果发现，这样的情况是能够解释选择性吸积的星际气体耗尽的可凝聚元素，以及光谱范围的λ Bootis现象。
Irregular Magnetic Fields in Interstellar Clouds and the Linear Polarization of Starlight
计算了当星光穿过具有不规则磁场的介质时，由于排列的尘埃颗粒的消光而引起的星光的线偏振。这种介质是用来代表星际云的光学厚成分，这些成分被观察到对星光的偏振几乎没有贡献。与观测结果一致，我们发现星光的偏振特性-平均分数偏振和位置角色散-可以基本保持不变。为此，不规则分量的均方根必须大于平均磁场，这反过来又意味着这些星际云中的湍流速度是超阿尔文的。
The Origins and Physical Properties of the Complex of Local Interstellar Clouds
局部星际云复合体（CLIC）是一个相对紧密的低密度、温暖、部分电离的云群，位于太阳系约15 pc的范围内。本地星际云（Local Interstellar Cloud，LIC）是在大多数视线上观察到的云，可能是直接围绕我们太阳系的云，其属性设置了日光层的外边界条件。利用邻近恒星的吸收线数据、太阳系航天器上流入星际气体的现场观测以及星际辐射场和辐射转移的理论模型，我们可以推断出LIC的许多特征。我们发现LIC是部分电离的，电子密度适中，n（e）约为0.07 cm^-3。它的温度和电离的组合有利于光电离/热平衡的非平衡冷却云图。LIC中的丰度表明硅酸盐粉尘的中度粉尘破坏，但碳质颗粒的完全破坏。LIC的起源似乎可能是周围介质中的密度增强，而周围介质已经被冲击超越，而它远离Sco-Cen协会的速度表明可能与该区域和Loop I气泡有关。
High Resolution Mapping of Interstellar Clouds by Near--IR Scattering
我们讨论的可能性映射星际云在前所未有的高空间分辨率的散射光的近红外成像。本文用模拟超音速湍流得到的云模型计算星际辐射场的散射。散射光的合成地图计算在J，H和K波段，并发现允许列密度的准确估计，在1和20之间的幅度的视觉消光范围。我们提供了一种形式主义，将这些近红外波段的散射光强度转换为总的气体柱密度。我们还表明，这种新的星际云测绘方法是在现有的近红外设施，它可以实现高达~ 0.1弧秒的空间分辨率的能力。这为在非常小的尺度上研究星际尘埃和气体结构开辟了新的视角。Foster & Goodman（2005）获得的英仙座地区的非凡图像最近证明了该方法的有效性，这激发了这项调查。
The Spectral Energy Distribution of Self-gravitating Interstellar Clouds I. Spheres
本文导出了由星际辐射场加热的、等温的、自引力的、稳定的、球形的尘埃云的光谱能量分布。对于给定的辐射场和尘埃性质，辐射转移问题由周围介质的压力和云质量决定，云质量表示为最大稳定云质量的一部分，超过该部分云质量，云就变得重力不稳定。为了解决辐射转移问题，使用射线跟踪代码来精确地导出云内部的光分布。该程序考虑了尘埃颗粒上的非各向同性散射和多次散射事件。云内的尘埃性质被认为与我们银河系中弥漫的星际介质相同。我们分析的压力，临界质量分数，和ISRF上的SED和目前的亮度分布在可见光，IR/FIR和submm/mm政权的散射发射和热发射的PAH分子和尘埃颗粒的焦点。
GMRT Observations of Interstellar Clouds in the 21cm line of Atomic Hydrogen
具有高随机速度（|v| >/= 10 km/s）的附近星际云虽然在NaI和CaII谱线上很容易探测到，但迄今为止在HI 21 cm谱线上还没有探测到（发射或吸收）。在这里，我们描述了深巨米波射电望远镜（GMRT）HI吸收观测到的无线电源与明亮的O和B星的光谱显示存在的高随机速度钙吸收云的小角间距。在搜索的14个方向中的5个方向上，我们从这些云中检测到HI 21 cm吸收特征。这些探测的平均光学深度为~ 0.09，半高宽为~ 10 km/s，与CNM云的吸收一致。
The Polytropic Equation of State of Interstellar Gas Clouds
模型提出了多方状态方程的自引力，静止的星际气体云。详细的分析，包括化学，热平衡，和辐射转移，气体的物理状态作为密度，金属丰度，速度场和背景辐射场的函数进行。结果表明，状态方程的刚度强烈依赖于所有这些物理参数，绝热指数在0.2 - 1.4之间变化。恒星形成的影响，特别是在高红移和星暴星系，和初始恒星质量函数进行了讨论。
The thinnest cold HI clouds in the diffuse interstellar medium?
我们确认和讨论最近发现的冷HI云柱密度最低的检测。3C 286和3C 287附近的冷中性介质（CNM）的柱密度约为10^18 cm^-2，低于观测下限，也低于VLBI和时变剖面观测到的小尺度原子云。这些柱密度接近热蒸发所施加的最小值。3C 286和3C 287的CNM相对于总HI的分数分别为约4%和<2%。我们讨论的CNM馏分和CNM云的几个理论模型。
The Structure of the Local Interstellar Medium IV: Dynamics, Morphology, Physical Properties, and Implications of Cloud-Cloud Interactions
我们提出了一个经验动力学模型的本地星际介质的基础上270径向速度测量157视线对附近的恒星。物理参数测量（即，温度、湍流速度、损耗）可用于90种成分，或三分之一的样品，从而能够对LISM云的物理特性进行初步表征。该模型包括15个位于太阳15 pc范围内的暖云，每个云具有不同的速度矢量。我们推导出所有云的投影形态，并估计LISM中温暖的部分电离物质的体积填充因子在~5.5%和19%之间。潜在相互作用云的相对速度通常是超音速的，与加热，湍流和金属耗尽特性相一致。云与云的碰撞可能是造成约1/3 LISM云的结构形态、云沿两个最近云（LIC和G）边界的分布、Mic云的详细形状和加热、附近无线电闪烁屏的位置以及LISM冷云的位置的原因。与先前的说法相反，太阳似乎位于LIC和G云之间的过渡区。
Gas stripping by radiation drag from an interstellar cloud
本文对均匀辐射场中星际云的辐射阻力汽提进行了二维流体动力学模拟。为了适当地考虑相对论辐射阻力，辐射流体动力学方程的求解考虑了云的光学厚度对辐射场的稀释。结果发现，光学薄的表面层被有效地剥离的辐射阻力从光学厚的气体云，同时剥离的气体失去动量。动量损失的时间尺度被发现是$10^{8}$年的数量级下，预计在星系演化的早期阶段的强辐射场。目前的结果表明，辐射阻力是从星际介质中提取角动量并使其吸积到银河系中心的有效机制。辐射拖曳驱动的质量吸积可能导致中心超大质量黑洞的形成。
Energy Dissipation in Interstellar Cloud Collisions
本文研究了星际云碰撞中的动能能量耗散。主要目的是了解弹性（定义为云的最终动能与初始动能之比）对碰撞云的速度和质量比、磁场强度和迎头碰撞气体金属丰度的依赖性。这个问题已经研究了分析和通过数值模拟。我们已经推导出方便的解析关系，很好地近似类似的数值结果。主要结果是：（1）云碰撞的动能能量耗散最小（即碰撞弹性最大）对于云相对速度$v_r \simeq 30 km s^{-1}$ ;（ii）上述最小值与$Z L_c^2$成比例，其中$Z$是金属丰度，$L_c$是云大小：$Z L_c^2$越大，耗散性越强（即非弹性）的碰撞将是;（iii）在一般情况下，我们发现，能量耗散时，磁场强度，云的质量比增加和金属丰度降低，分别减少。我们简要地讨论了这项研究的相关性的全球结构的星际介质和星系形成和演化。
Local Interstellar Medium Kinematics towards the Southern Coalsack and Chamaeleon-Musca dark clouds
本文介绍了一项旨在研究局部星际介质成分向南煤袋和变色龙-苍蝇暗云运动学的光谱方案的结果。分析是基于高分辨率（R ~ 60，000）的恒星间NaI D吸收线光谱，这些吸收线指向63颗B型恒星（d < 500 pc），这些恒星被选择来覆盖这些云和由银河系坐标定义的连接区域：308 > l > 294和-22 < b < 5。径向速度，柱密度，速度色散，色余和光度距离的恒星被用来了解星际云组件的运动学和分布。分析表明，星际气体分布在两个延伸的片状结构中，一个在距离太阳d < 60 pc处，另一个在距离太阳120-150 pc处。120-150 pc附近的尘埃和气体特征似乎是类似运动学性质的扩展大尺度特征的一部分，据推测与局部和Loop I气泡的相互作用区有关。
The chemistry of fluorine-bearing molecules in diffuse and dense interstellar gas clouds
我们提出了一个理论研究的含氟分子在弥漫和致密的星际气体云的化学。星际氟的化学性质与其他任何元素的化学性质都不同，因为-与在扩散或密集分子云中发现的任何其他元素的中性原子不同-原子氟与分子氢发生放热反应。在星际气体云内获得的各种条件下，该反应的产物-氟化氢-被预测为星际氟核的主要气相储存器。我们的模型预测了暗云中HF柱的密度约为1.E+13 cm-2，而在总视反射率小至0.1 mag.的弥漫星际气体云中，HF柱的密度可达1.E-11 cm-2。这种弥漫云可通过平流层红外天文台在243.2微米处J = 1 - 0跃迁的吸收谱线光谱进行探测（Herschel Space Observatory（HSO）CF+离子被预测是第二丰富的含氟分子，其典型的柱密度比HF低约100倍;其最低的两个旋转跃迁在毫米波光谱区域，CF+可以从地面观测站检测到。类星体光谱中的HF吸收是高红移分子气体的潜在探测器，在能够探测低柱密度系统中的H2的紫外/光学观测与探测高消光和大分子分数的介入分子云的射电/毫米波观测之间提供了可能的桥梁;当红移超过~ 0.3时，HF有可能在几个大气传输窗口中被地基亚毫米波观测站探测到。
The interstellar clouds of Adams and Blaauw revisited: an HI absorption study - I
这项研究的目的是澄清在明亮的O和B星的吸收中看到的星际气体的性质。为此，我们已经获得了第一次HI吸收光谱对射电源非常接近的视线对25个明亮的恒星以前研究。在本文中，我们描述的选择标准，关于我们的观察的细节，最后提出的吸收光谱。在所附文件中，我们分析了结果并得出结论。
Evolution of Interstellar Clouds in Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies in the Context of Their Star Formation Histories
我们认为在本星系群矮球状星系（dSphs）的背景下，他们观察到的恒星形成历史的星际云的演化。本星系群dSphs通常在其形成时期（$\sim 15$ Gyr ago）经历了恒星形成的初始爆发，这时来自超新星的热气可以使冷的星际云蒸发。我们发现蒸发云的最大尺寸为10 pc。因此，大于10 pc的云可以在最初的恒星形成过程中存活下来。这些幸存的星云可以促进第二次恒星形成，产生“中间年龄”（$\sim$ 3- 10 Gyr ago）的恒星星族。"假设云之间的碰撞导致了恒星的形成，并且第二次恒星形成的时间尺度是几个Gyr，我们估计了云的总质量。总质量约为$10^{4}M_\odot$，比目前dSph的典型恒星质量小1- 3个数量级。这意味着最初的恒星形成比第二次恒星形成占主导地位，这与观测到的恒星形成历史大致一致。然而，dSphs在其恒星形成历史中的多样性表明，环境对dSphs的影响可能很重要。
A Fractal Origin for the Mass Spectrum of Interstellar Clouds: II. Cloud Models and Power Law Slopes
在200**3像素的网格上的三维分形模型是从具有幂律截止的噪声的逆傅立叶变换生成的，指数化以给出密度的对数正态分布。在不同的强度水平上剪切分形，并确定剪切峰及其子峰的质量和尺寸分布函数。这些分布函数类似于云的质量函数，它是根据分形星际介质的地图，使用不同的云定义阈值确定的。模型的质量函数被发现是幂律的权力范围从-1.6到-2.4的线性质量间隔的削波水平增加从0.03到0.3的峰值强度。低裁剪值给出了0.1的云填充因子，应该是分子云调查的一个很好的模型。这个模型的质谱和观测到的云和团块质谱之间的协议表明，一个普遍分形星际介质可以被解释为云/云间介质，如果采取的分形强度分布的峰值是云。它们的质量函数是幂律的，尽管气体中的密度分布函数是对数正态分布。这是因为被裁剪的云的大小分布函数是幂律的，并且通过裁剪，每个云具有大约相同的平均密度。类似的结果也适用于被裁剪的分形投影云，对于幂律质量函数，它给出了几乎恒定的列密度。更高的剪辑值的质量函数的陡峭化表明了星团和OB协会的质量函数的陡峭斜率的部分解释，其中采样星际气体的密度区域。
Photometric investigation of the MBM 12 molecular cloud area in Aries. II. Cloud distance
利用维尔纽斯七色系统中152颗恒星的光电星等和色指数研究了白羊座分子云MBM 12区域的星际消光，该区域与L1454和L1457尘埃云重合。确定了恒星的光谱类型、绝对星等、色超、星际距离和恒星距离。星际消光Av与距离的关系图显示，尘埃云位于距离325 pc处，距离银河平面180 pc，其真实直径约为11 pc。在该地区的星际消光定律被发现是正常的，典型的弥漫尘埃。发现了10颗奇特或未解决的双星和一些严重变红的恒星。
CN and HCN in Dense Interstellar Clouds
本文对致密星际云中CN和HCN分子的形成进行了理论研究。我们研究了气相CN和HCN的生产效率从外部光子主导的区域（PDR）到不透明的宇宙线主导的核心。我们计算的CN和HCN的平衡密度，以及相关的物种C+，C和CO，作为远紫外（FUV）光学深度的函数。我们考虑50 K下的等温气体，氢粒子密度为10^2 ~ 10^6 cm^-3。我们研究暴露于FUV场的云，其强度是平均星际FUV强度的20到2*10^5倍。我们假设宇宙射线H2的电离率从5*10^-17 s^-1到增大后的5*10^-16 s^-1。我们还研究了密度分布对气相硫丰度的敏感性。
Exotic clouds in the local interstellar medium
局域泡（LB）内的中性星际介质（ISM）具有典型的暖中性介质（WNM）性质。然而，最近的几个中性氢（HI）吸收实验表明，至少有几个冷扩散云内或边界的LB的存在的证据，与传统的冷中性介质的属性非常不寻常。这些冷云具有低的HI柱密度和AU尺度大小。由于LB内部冷气体和暖气体的运动学相似，这表明所有这些不同口味的局部ISM可能属于同一星际流。LB内部的温相和冷相的共存是令人兴奋的，因为它可以用来探测LB内部的热压。除了冷云，几个离散的屏幕电离散射材料清楚地位于LB内。LB内部的冷外来云很可能是长寿的，我们预计未来将通过更灵敏的无线电观测发现更多具有类似性质的云。虽然对产生这种云的物理机制仍然知之甚少，但相位转换和/或星际湍流的动态触发可能发挥重要作用。
Interstellar Turbulence, Cloud Formation and Pressure Balance
我们讨论了HD和MHD可压缩湍流作为云的形成和云的结构机制在ISM。大尺度湍流ISM数值模式的结果表明，介质的类相现象、云间介质的密度和磁场强度的典型值以及Larson的速度弥散-尺度关系都可以理解为星际湍流的结果。然而，密度-尺寸关系似乎只适用于密度很大的模拟云，存在大量的小的低密度云，另一方面，它们是最难观测的。然后，我们讨论了几个测试和影响的星际云的一个完全动态的图片。结果表明，云是短暂的，不断形成，扭曲和混乱的湍流速度场，与这些波动的一小部分经历引力坍缩。模拟的谱线剖面和云寿命估计值与观测数据一致。在这种情况下，我们认为这是不太可能的，准流体静力学结构在任何规模上可以形成，云和云间介质之间的近压力平衡是一个偶然的结果，由湍流驱动的密度场，并在适当的冷却的存在下，而不是一个驱动或限制机制。
The Origin of Radio Scintillation In the Local Interstellar Medium
我们研究了三个类星体射电源（B1257-326，B1519-273，和J1819+385），显示大幅度的日内和年闪烁变化所产生的地球的运动相对于位于太阳的几个秒差距内的被动散射屏幕。我们发现，这些源的视线通过部分电离的温暖的星际云的边缘，两个或更多的云可能会相互作用。从这些云的气流矢量，我们发现，这些云的相对径向和横向速度是大的，可以产生的湍流，是负责观察到的闪烁。对于所有三条视线，附近温暖的本地星际云的流速与无线电闪烁信号的横向流动的拟合是一致的。
Energy Budget and the Virial Theorem in Interstellar Clouds
维里定理是从流体的运动方程中获得的数学表达式，它描述了流体中特定区域的能量收支。本课程回顾了维里定理的基本理论，讨论了它的适用性和局限性，然后总结了关于星际云的物理和统计特性的观测结果，这些观测结果通常是根据维里定理来理解的，特别是所谓的“拉森定理”。在所有情况下，标准的概念以及相关的对位。特别是，所产生的困难时，介质是完全湍流进行了讨论。
Optical Emission Lines from Warm Interstellar Clouds - a Decisive Test of the Decaying Neutrino Theory
最近开发的仪器，例如Taurus可调滤光器和WHAM，应该能够检测光发射谱线H $α$、[OI] $λ$ 6300、[SII] $λ$ 6717、[SII] 6717中的一些或全部，来自温暖星际云的[NI] $λ$ 5200和[NII] $λ$ 6584，例如Spitzer $&$ Fitzpatrick（1993）（SF）观测到的那些云沿着光环星HD 93521的视线。这些谱线的强度应该可以解决关于自由电子主要位于云的表面还是内部的争论，而SF认为正是这些自由电子激发了云中的CII。如果自由电子确实主要位于云的内部，那么由SF导出的大量电子密度，以及对于缓慢移动的云，其在云与云之间的恒定性，当结合它们对莱曼连续辐射的不透明度时，为星际介质电离的衰变中微子理论提供了强有力的支持（Sciama 1990，1993 a，b，1997）。如果[OI]和[NI]线相对较强，但[NII]线较弱，那么这将进一步决定性地支持这一理论，因为衰变光子不能电离N，尽管它的电离势仅比H大0.9 eV。
The interstellar C18O/C17O ratio in the solar neighbourhood: The rho Oph cloud
观测了10个一氧化碳（CO和同位素）跃迁，研究了在低质量恒星形成云rho Oph附近（d~ 140 pc）21个位置上的星际C18 O/C17 O比值。图中还显示了部分云的C18 O J=1-0分布图。根据大速度梯度（LVG）计算，12 C18 O/12 C17 O同位素平均比值为4.11 +/- 0.14，反映了18 O/17 O同位素比值。从LTE柱密度，我们得到4.17 +/-0.26的比率。这些计算还表明，动力学温度从云包层中的约30 K降低到云核中的约10 K。这种下降伴随着平均分子氢密度从10^4 cm-3增加到>10^5 cm-3。对于某些视线，C18 O的光学深度达到单位阶的值。
Microstructure of the Local Interstellar Cloud and the Identification of the Hyades Cloud
我们分析了高分辨率的紫外光谱的Mg II的h和k线的毕宿星团的18名成员，研究沿这些接近的视线的不均匀性。这些观测是由哈勃太空望远镜（HST）上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）仪器拍摄的。观察到三个不同的速度分量。所有18条视线都显示出被本地星际云（LIC）吸收，10颗恒星显示出被一个额外的云吸收，我们称之为毕宿星团，还有一颗恒星显示出第三个吸收成分。在比Lallement & Bertin（1992）和Lallement等人（1995）推导的LIC速度矢量预测的径向速度更低的径向速度下观察到LIC吸收（v（预测的LIC）- v（观测的LIC）= 2.9 +/- 0.7 km/s），这可能表明LIC前缘处的压缩或减速。我们提出了一个扩展的毕宿星团云边界的基础上，以前的HST观测其他恒星在一般附近的毕宿星团，以及地面的钙II观测。我们提出了我们适合的星际参数为每个吸收组件。18条类似视线的可用性为研究温暖、部分电离的局部星际介质（LISM）的不均匀性提供了绝佳的机会。我们发现，这些结构大致均匀。测得的Mg II柱密度在< 8度的角分离下变化不超过2倍，这在LIC的外边缘对应于< 0.6 pc的物理分离。
Extended Red Emission in High-Galactic Latitude Interstellar Clouds
银河系高纬度附近的星际云是研究星际尘埃与来自特征明确的星际辐射场的光子相互作用的理想对象。散射和紫外光激发的光致发光在光学波长，以及在中红外和远红外波长的热发射是这种相互作用的可观察的表现。在这里，我们报告的光学薄高银河系纬度云，这是为了研究这些对象的表面亮度，结构和光谱能量分布的光学成像调查的初步结果。本文的主要目的是研究扩展的红色发射（ERE），已报告在银河系高纬度地区的早期调查，这是由于紫外线激发的光致发光的星际尘埃的一个尚未确定的组成部分。我们发现了强有力的证据，证明在光学薄的云层中，尘埃以宽（>1000 A FWHM）的ERE带形式发射，峰值发射波长接近600 nm，峰值强度约为5 × 10 ^-9（erg cm^-2 s^-1 A^-1 sr^-1）。这相当于这些云的总光学表面亮度的30%左右，其余的与灰尘散射光的预期一致。这支持了在银河系弥漫的星际介质中普遍存在ERE载体的说法。我们认为，ERE载体参与辐射处理的尘埃吸收的UV/光学光度的银河系的约20%至30%，与大部分的这种能量被发射在近中红外光谱区域。
Phases and Structures of Interstellar Gas
讨论了星际气体冷组分的热相和化学相。银河系中心半径的变化和星系之间的变化主要是环境星际压力和辐射场变化的结果。星际结构在多云部分是分层的或不规则的，并且在这些云之间有大而相连的空区域，这可能是湍流的结果。这样的结构打开了光盘的OB星光传输到晕，它提供了一个扩散电离的组成部分，逐渐从每个密集的HII区域。分形云结构也可能产生云和团块质量函数，甚至可能产生星团质量函数。
Interstellar Abundances in the Magellanic Clouds
我们总结了最近的研究，主要是中性气体的麦哲伦云（MC），基于高分辨率的光学光谱和紫外光谱与IUE，HST，和FUSE获得的组合。银河系和MC视线中相对气相丰度的相似性相对较低的N（H）表明，在三个星系中的耗尽模式可能是相似的-至少在耗尽相对温和的地方。然而，一个更高的N（H）SMC视线的新STIS光谱显示出显着的差异，相对于银河系的模式，SMC云的特点是更严重的消耗。
Fractal dimension of interstellar clouds: opacity and noise effects
有观测证据表明，星际介质在广泛的空间尺度上具有分形结构。测量星际云的分形维数（Df）是表征这种分形结构的一种简单方法，但有几个因素，无论是固有的云和观测，可能有助于影响所获得的值。在这项工作中，我们研究的影响，不透明度和噪音的确定Df。我们专注于两种不同的分形维数估计：周长面积为基础的维（Dper）和质量大小维（Dm）。我们首先使用模拟分形云显示，不透明度不影响Dper的估计。然而，Dm倾向于随着不透明度的增加而增加，并且当应用于光学厚区域时，该估计器失败。此外，非常嘈杂的地图可能严重影响Dper和Dm的估计，降低Df的最终估计。我们将这些方法应用于蛇夫座、英仙座和猎户座分子云在不同分子谱线上的辐射图，得到这些区域的分维总是在2.6 < Df < 2.8的范围内。这些结果支持了星际介质具有相对较高（> 2.3）的平均分维的观点，因为不同的化学物质可以追踪到这些分维。
Condensation and Evaporation of Interstellar Clouds in Chemodynamical Models of Galaxies
研究了用于星际介质化学动力学模拟的热气体、冷云、大质量恒星和恒星遗迹之间相互作用的网络解的类型。在物理上一致的公式，在冷凝过程中的能量转移，振荡由于冷凝和蒸发之间的循环切换从来没有发生。一个封闭的盒子系统在一系列平衡中演化：云气的热平衡，由于大质量恒星加热云气而自我调节的恒星形成，以及冷凝和蒸发的平衡。除了最初的过渡阶段外，金属丰度的演化与简单模型的演化非常接近。对于具有高初始密度的星系，或者如果凝结速率低，则即使在具有低气体分数的演化系统中，恒星产生的金属也可能保持在热气相中。
Evolution of Collapse Nonuniformity for Rotating Magnetic Interstellar Clouds
研究了旋转磁星际云等温坍缩非均匀性的形成和演化。初始和边界条件对应于从与外部介质的压力平衡的均匀云收缩的问题的陈述。初始均匀磁场与角速度共线。快和慢磁声稀疏波的形成和传播从云的边界向其中心在早期的崩溃阶段。快速稀疏波的波前将气体质量分成两部分。密度、角速度和磁场在内部区域中保持均匀，而在外部区域中具有不均匀的轮廓。根据初始角速度和磁场之间的关系，稀疏波沿旋转轴可以采取长扁和扁扁两种形状。我们推导出一个标准，分离的两个政权的稀疏波动力学与电磁力和离心力的主导作用。基于解析估计和数值计算，我们讨论了旋转磁星际云坍缩非均匀性演化的可能情形。
HI 21cm-line observations with the GMRT towards interstellar clouds previously seen in optical absorption
我们已经取得了HI 21厘米线吸收测量使用GMRT对15个方向的银河系中，这是已知的高随机速度云中看到的光学吸收线的CaII和NaI。对于第一次，在这15个方向中的6个，我们检测到HI吸收功能对应的高随机速度的光学吸收线。这些检测的平均光学深度约为0.08。
Interstellar extinction in the direction of the Aquila Rift
利用维尔纽斯测光系统观测到的473颗恒星，研究了天鹰座裂谷方向上的星际消光的距离依赖性。该地区的乌云前缘为225 $\pm$ 55 pc，云系厚度约为80 pc。云中的最大消光A_V接近3.0等，发现了两颗消光较大的恒星，并进行了讨论。由于新的云的距离大于以前接受的距离，云系质量应增加到2.7 × 10^5 M_sun，这接近于由CO速度色散估计的维里质量。另外的论据支持巨蛇座和天蝎座蛇夫座乌云之间的遗传关系。
Interstellar Polarization in the Taurus Dark Clouds, Wavelength Dependent Position Angles and Cloud Structure Near TMC-1
我们使用偏振观测的两颗恒星（HD29647，HD283809）在TMC-1的总方向在金牛座暗云调查在这个地区的颗粒特性和云结构。我们显示的数据是一致的一个简单的两个组件模型，其中一般的星际极化金牛座云产生的广泛分布的云组件具有相对均匀的磁场方向;从靠近TMC-1的恒星的光遭受额外的偏振产生在一个（或多个）子云（S）具有较大的平均晶粒尺寸和不同的磁场方向相比，一般的趋势。特别是对HD 29647，我们表明，异常低的视觉偏振度相对于灭绝是由于存在明显不同的磁场方向的视线中的不同的云组件。斯托克斯参数的计算使我们能够分离出各个组件的偏振特性。结果与Serkowski经验公式拟合，确定了最大偏振度和波长。在广泛分布的物质中，λ_max值与弥漫星际介质的平均值（0.55 μ m）相似，而在我们研究中最严重的红化恒星HD~283809的视线中的子云的λ_max约为0.55 μ m。0.73 μ m，表明存在比该平均值大约30%的晶粒。我们的模型还预测了HD~29647和HD~283809的圆偏振的可检测水平。
The interstellar clouds of Adams and Blaauw revisited: an HI absorption study - II
在前一份文件（文件I），我们提出了HI吸收光谱对射电源非常接近的视线对25个明亮的恒星对光学吸收光谱已获得较早。本文对结果进行了分析并得出了一些结论。简而言之，在大多数情况下，我们发现HI吸收的速度与光学吸收特征相对应，前提是速度< 10 km/s。在较高的速度，我们没有检测到任何HI吸收下降到光学深度限制为0.1（除了在四种情况下，我们归因于气体在系统运动，而不是云在随机运动）。在讨论了各种情况之后，我们认为这种趋势也许应该从高速星际云被膨胀的超新星遗迹加速、加热和烧蚀的角度来理解。
Ultraviolet observations of Sirius A and Sirius B with HST-GHRS; An interstellar cloud with a possible low deuterium abundance
我们提出了新的观测的二进制天狼星A /天狼星B执行HST-GHRS。在这条视线上探测到两个星际云，其中一个被确定为本地星际云（LIC）。这条视线的星际结构受到物种OI、NI、SiII、CII、Fe II和Mg II的高光谱分辨率数据的限制。莱曼α星际线也被观测到朝向这两颗恒星。但是，在LIC中很好地检测到氘莱曼α线，其丰度与Linsky等人（1993 & 1995）获得的一致，而在另一个云中没有检测到明显的DI线。然而，朝向天狼星A和天狼星B的莱曼α谱线并不是微不足道的。在天狼星A莱曼α线的蓝翼中可以看到过量的吸收，并解释为来自天狼星A的风。在它的白矮星伴星中，红翼被发现有过量的吸收，并被解释为天狼星B光球层莱曼α线的核心。尽管如此，还是可以构建一个复合莱曼α分布图，并允许测量第二个云团中的氘丰度0 < D/H_ISM < 1.6 10^-5，这与林斯基等人（1993 & 1995）的值略有一致。因此，该视线似乎是低D/H_ISM的良好候选。
Detection of C$_{3}$ in Diffuse Interstellar Clouds
最小的多原子碳链C-$_{3}$，在蛇夫座$ζ$、天鹰座20和英仙座$ζ$附近的星际云（A-$_{v}\sim$ 1等）中，通过探测其$A^{1}Π_{u}-X^{1}Σ^{+}_{g}$电子跃迁的原始带，在4052附近被确认。个别旋转线解决了$J$ =30，使旋转水平列密度和温度分布被确定。总柱密度的推断极限（$\sim$ 1至2 $\times10^{12}$ cm $^{-2}$）为实验室和天体物理学寻找更长的碳链提供了强有力的激励。对C $_2^{+}$、C $_2^{-}$和C $_3^{-}$的同时检索结果为阴性，但提供了其最大柱密度的灵敏估计值。
Formation of molecular hydrogen on analogues of interstellar dust grains: experiments and modelling
分子氢在恒星形成的早期阶段以及在星际介质中发现的许多其他分子的产生中起着重要作用。在这篇评论中，我们表明，它现在是可能的，以研究在模拟天体物理环境中的分子氢的形成。由于分子氢的形成被认为是发生在尘埃颗粒，我们表明，表面科学技术，如热解吸和飞行时间可以用来测量的重组效率，反应动力学和解吸动力学。使用速率方程的实验结果的分析提供了有用的洞察力的反应机制和收益率值的参数，用于星际云化学的理论模型。
Hydrocarbon anions in interstellar clouds and circumstellar envelopes
最近在星际介质中发现的碳氢阴离子C6 H-使我们开始研究碳氢阴离子在各种星际和星周环境中的合成。我们发现，阴离子/中性丰度比可以是相当大的，在至少百分之几的顺序，一旦中性有超过五个碳原子。详细的模拟表明，IRC+10216和TMC-1中观察到的C6 H-柱密度可以重现。我们的计算还预测，其他碳氢化合物阴离子，如C4 H-和C8 H-，是可行的候选人在IRC+10216，TMC-1和光子为主的地区，如马头星云检测。
Infrared emission from interstellar dust cloud with two embedded sources: IRAS 19181+1349
许多银河系恒星形成区的中红外和远红外图显示了多个非常接近的峰值，这意味着嵌入的能量源不止一个。为了更好地理解这种星际云，本研究模拟了两个嵌入源的情况。本文发展了一个辐射转移方案来处理圆柱形的均匀密度尘埃云，它除了包括发射和吸收过程外，还包括各向同性散射。该方案已被应用于与IRAS 19181+1349相关的银河系恒星形成区，该区域显示了两个嵌入式能源的观测证据。采用了两种独立的建模方法，即，以最佳地拟合所观察到的光谱能量分布（SED）;或者以最佳地拟合作为波长的函数的各种径向轮廓。这两个模型都包含了非常相似的物理参数。
High Rydberg State Carbon Recombination Lines from Interstellar Clouds
我们报告的碳复合线附近的34.5 MHz（qunatum数n=578）和325 MHz（n=272）向Cas A，银河系的中心和大约十个其他方向在银道面的观测。线形成区域的物理条件的约束来自这些和其他现有的观测。产生低频线的CII区域最有可能与ISM的中性HI分量相关联。
A Dynamical Study of the Non-Star Forming Translucent Molecular Cloud MBM16: Evidence for Shear Driven Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个高纬度云MBM16的速度相关研究的结果，使用一个完全采样的$^{12}$ CO地图，补充新的$^{13}$ CO数据。我们发现相关长度为0.4 pc。这与我们先前研究中描述的甲醛团块大小相似。我们将这种相关运动与湍流内的相干结构联系起来。这种结构是由自由剪切流产生的。它们出现在这个非恒星形成的星云中，表明动能是由外部剪切流提供给内部湍流的。这种长时间的大尺度驱动是解决分子云湍流耗散问题的一种可能途径。
Evaporation and condensation of spherical interstellar clouds. Self-consistent models with saturated heat conduction and cooling
缩短版本：嵌入热稀薄介质中的IS云的命运取决于云是否会蒸发或物质是否会凝结在上面。Cowie和McKee（1977）推导出了嵌入热稀薄气体中的孤立球形云的蒸发质量损失率的解析解。为了检验分析结果对更真实的IS条件的有效性，必须处理完整的流体动力学方程。因此，2D数值模拟的IS云%的演变进行了不同的内部密度结构和周围的热等离子体水库。增加了自引力、星际加热和冷却效应以及电子的热传导。考虑了完全电离氢等离子体的经典热导率和饱和热流。利用纯流体力学和经典热通量，我们可以重现分析结果。热通量饱和使蒸发率比分析值低一个数量级。当星际加热和冷却效应使自引力稳定时，演化完全改变为更现实的条件。蒸发然后变成冷凝，因为通过热传导的额外能量可以从界面传输出去，并从云的内部有效地辐射出去。也就是说，饱和热通量的考虑是不可避免的嵌入热稀薄气体的IS云。各种后果进行了讨论的文件。
Local Interstellar Matter: The view from Paris
对邻近恒星和太阳系内的星际气体和尘埃的观测表明，太阳嵌入在一个温暖的弥漫的部分电离云中。这个云是星际物质流（ISM）通过我们银河系邻居的前沿。星际物质决定了太阳系外行星系统的日光层和天体层的边界条件。此外，这些系统中的行星际区域对流入的ISM很敏感。
Diffuse interstellar medium and the formation of molecular clouds
从弥漫的星际气体中形成分子云（MC）似乎是恒星形成的必要步骤，因为年轻恒星总是出现在其中。然而，控制MCs形成的机制仍然存在争议。在这方面的贡献，我们专注于他们的形成在压缩流驱动的星际湍流和大尺度引力不稳定性。由超新星驱动的湍流压缩似乎不足以解释云和恒星的形成。相反，重力在所有尺度上都很重要，它驱动着形成云和核心的压缩流。冷却和热不稳定性允许在温暖的扩散气体中的适度的跨音速压缩形成致密气体，并将湍流驱动到致密云中。MCs可能是由超过原子气体的冷相和暖相之间的热压力平衡的过冲产生的，这是由压缩的冲压压力和压缩气体的自重的某种组合引起的。在这种情况下，云的性质，如质量、质量与磁通量比、总动能和引力能，一般都是随时间变化的量。MC可能永远不会进入准平衡态或维里平衡态，而是不断坍缩成恒星。
Structure analysis of interstellar clouds: II. Applying the Delta-variance method to interstellar turbulence
Delta方差分析是测量天文图中星际湍流结构标度行为的有效工具。在论文I中，我们对Delta方差分析提出了必要的改进。在本文中，我们应用改进的Delta方差分析i）流体动力学湍流模拟与突出的密度和速度结构，ii）观测到的强度地图rho Oph与不规则的边界和变量的不确定性的不同的数据点，和iii）地图的湍流速度结构的影响，在北极星耀斑的强度依赖于质心速度的确定。测试证实了改进的Delta方差分析的扩展能力。突出的空间尺度被准确地确定，并从数据的可变可靠性的文物被删除。流体动力学模拟的分析表明，湍流速度结构的注入产生了最突出的密度结构，其规模略低于注入规模。对rho Oph连续谱图的新分析揭示了分子云演化的中间阶段，显示了典型分子云标度行为的特征和凝聚核的形成。在分析北极星耀斑的速度结构时，我们发现，一个普遍的幂律连接尺度从0.03 pc到3 pc。然而，约5 pc的Δ方差谱中的平台表明，可见的大尺度速度梯度没有直接转化为湍流级联。
Dust heating by the interstellar radiation field in models of turbulent molecular clouds
计算了湍流分子云数值模式的辐射场、尘埃颗粒温度和远红外发射率。与平均光学厚度相同的均匀云相比，湍流云内部的大部分体积更亮，但大部分质量更暗。从中心到边缘几乎没有平均衰减，并且聚集导致辐射场稍微更蓝。所有量相对于它们的平均值也有很大的离散度，通常相差几个数量级。然而，尽管有散射，850微米的发射图与表面密度很好地相关。作为强度函数的质量分数可以通过密度结构的简单分级模型再现。
Deuterated molecules as a probe of ionization fraction in dense interstellar clouds
氘在分子离子中的分馏，特别是HCO+，已被广泛用于估计分子云的电离程度。本文综述了近年来关于均匀云电离度的研究工作。我们将证明，N（DCO+）/N（HCO+）柱密度比仅在CO没有明显贫化的区域，即在稠密云核的外缘，才能超过x（e）的测量值。为了探测云层深处的x（e），人们必须测量分子离子中的氘增强，而母体物质不受耗尽的影响（例如N2 H+），并依赖于考虑云层密度结构的化学模型。与N（DCO+）/N（HCO+）不同的是，N（N2 D+）/N（N2 H+）柱密度比预计会随着核心的演化（和/或CO的消耗量）而显著增加，在即将形成恒星的云核中达到很大的值（> 0.2）。
Formation and loss of hierarchical structure in two-dimensional MHD simulations of wave-driven turbulence in interstellar clouds
二维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟运行20个交叉时间在一个800 × 640的网格与两个稳定的热状态显示持久的分层密度结构和Kolmogorov湍流运动之间的相互作用区传入的非线性阿尔芬波。这些结构和运动与通常在弱自引力星际云中观察到的相似，这表明这些云的分形结构来自于云间介质中产生的非线性磁波;不需要湍流能量的内部来源。由于磁耗散和压缩加热的作用，模拟云中的团簇比团簇间介质略热。因此，interclump介质具有比团块更低的压力，这表明团块的存在是由于瞬态压缩运动，而不是压力限制。团簇寿命随尺寸增加而增加，并且大约是一个声音穿越时间。两个具体的问题得到解决。我们发现，分子云中的低电离分数不一定会导致云平滑度的增加，但在自引力云密度的增加，因为外部波的自屏蔽。因此，大块云的自引力可能会促进相对静止的气体池中的恒星形成，这些气体池包含热金斯质量或更多。
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