Cas A周围星际介质的结构

银河系正电子湮没辐射&正电子在星际介质中的传播

The Galactic Positron Annihilation Radiation & The Propagation of Positrons in the Interstellar Medium

我们考虑了正电子在星际介质中的传播，并表明银河系超新星中产生的放射性核Ni-56，Ti-44和Al-26的β +衰变链中的正电子可以完全解释INTEGRAL/SPI观测到的银河系511 keV弥散湮灭辐射的所有特征。我们还预测了额外的可测量的功能，可以进一步测试正电子的起源，并提供新的信息的性质的星际介质。

局域星际介质的内禀性质

The intrinsic properties of the local interstellar medium

我们提出了一种新的方法来约束围绕太阳系的星际云的实际状态。利用Voyager UVS Lyman-alpha天图和强有力的不变性原理，我们推导出了沿航天器路径的H分布，并在现有的太阳风和星际风界面模型的基础上，将该分布外推到离太阳更远的地方，以自洽的方式推断出当地云的关键参数。

星际和太阳风电离氦对太阳风与局部星际介质相互作用的影响

Effects of interstellar and solar wind ionized helium on the interaction of the solar wind with the local interstellar medium

太阳正以$\sim$ 26 km/s的速度穿过温暖的（$\sim$ 6500 K）和部分电离的本地星际云（LIC）。最近对LIC电离的测量（Wolff等人，1999年）提出，在太阳附近的星际氦是30- 40%电离的，而星际氢的电离程度较低。因此，星际氦离子贡献了电离星际成分总动压的50%。到目前为止，星际氦离子一直被忽略在现有的模型的日光层界面。在本文中，我们提出了一个新的模型的太阳风与星际介质，其中考虑到星际氦离子的相互作用的结果。利用这个模型的结果，我们发现，日球顶，终止和弓激波更接近太阳时，忽略$He$离子的模型结果相比。星际氦离子的影响被太阳风α粒子部分补偿，这在我们的新模型中也被考虑在内。最后，我们应用我们的新模型来限制终止冲击的合理位置。

关于湍流星际介质统计性质的注记

Remarks on Statistical Properties of the Turbulent Interstellar Medium

恒星形成星系中由超新星驱动的星际介质的雷诺数为$10^{6}$或更大。我们研究，通过自适应网格细化水和磁流体动力学模拟，涵盖了整个可用范围（从10千秒差距到亚秒差距）尺度，湍流星际气体的统计特性和最耗散结构的尺寸。的结构函数的比例是一致的对数泊松统计的超音速湍流的能量主要是通过冲击耗散。

现代数值流体力学与致密星际介质的演化

Modern Numerical Hydrodynamics and the Evolution of Dense Interstellar Medium

讨论了与稠密星际介质数值流体力学有关的一些典型问题。介绍了一种新开发的基于自适应网格加密技术的流体动力学程序，并将其应用于高密度介质中超新星遗迹演化的数值模拟。这种新方法的优势，比较常用的流体动力学方法进行了简要讨论。

银河系的星际介质

The Interstellar Medium of our Galaxy

回顾了我们对星际介质气体成分认识的发展。在20世纪，我们对太空中弥散物质的认识已经从一个简单的孤立云与恒星辐射场处于热平衡的模型发展到一个具有广泛物理性质和形态的材料的丰富多样的复合模型。太阳系与这种动态的星际介质相互作用，而星际介质支配着行星际环境的性质。光学，无线电和紫外天文学使我们能够研究形成太阳银河系环境的云。盘和晕中星际云的组成和分布告诉我们银河系元素形成的历史，以及太阳系过去和未来的环境。

局域星际介质中氘和氧丰度的变化

On the Variation of Deuterium and Oxygen Abundances in the Local Interstellar Medium

利用远紫外光谱探测器（FUSE）对本地星际介质（LISM）中的氘和氧进行的首次观测可用于寻找本地丰度的变化。虽然这些第一批数据的非常有限的样本可能与没有变化一致，但它们确实提供了D/H和O/H之间的反相关变化的暗示。如果得到更多数据的证实（这需要独立测定的、精确的HI柱密度），这些暗示表明，对太阳附近几千秒差距内的星际气体的观测，将揭示氘丰度从那时（大爆炸）到现在（银河系的本地星际介质）演化的清晰迹象。

超新星遗迹中各向异性热传导的模拟及其对星际介质的影响

Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants, Implications for the Interstellar Medium

我们提出了大量的二维半模拟超新星遗迹扩展到星际介质具有一定范围的密度，温度和磁场强度。产生的热气体的体积强烈地依赖于热传导和磁场的包含。热气体的四个体积和三个区域已经被编目，它们对星际参数的依赖性也被记录下来。超新星喷出的放射性物质的模拟线宽也被编入目录。

由云影推算极紫外热星际介质的热压力

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。

确定星际介质的分形维数

Determining the Fractal Dimension of the Interstellar Medium

星际介质似乎有一个潜在的分形结构，它可以通过其分形维数（Df）的特点。然而，几个因素可能影响Df的确定，例如由于投影引起的失真、低图像分辨率、云的不透明度和低信噪比。在这里，我们使用模拟的云和真实的分子云图来研究这些影响，以便以可靠的方式估计Df。结果表明，星际介质的分形维数在2.6 < Df < 2.8之间，明显高于文献中通常假设的Df = 2.3。

日内光变与0917+624附近的星际介质

Intra-Day Variability and the Interstellar Medium Towards 0917+624

日内变量源0917+624在其变化的时间尺度上显示了年度变化。这是解释的闪烁模型，其中的变化时间尺度的变化是由于在相对速度的闪烁图案的变化，因为地球绕太阳运行。(see也称为astro-ph/0102050）

本地星际介质

The Local Interstellar Medium

本地星际介质领域的重大进展主要是由于最近发射的空间飞行任务，主要是在紫外线和X射线领域，但也由于地面观测，主要是高分辨率光谱学。然而，在丰富的新数据和理论理解之间似乎仍然存在明显的差距。本文概述了一些观察方面，没有试图完整或公正地对待所有参与该领域的人。由于进展很少沿着直线发展，我们可以预期，我们目前对太阳系周围环境的描述并不确定。

中微子衰变与星际介质的热化学平衡

Neutrino decay and the thermochemical equilibrium of the interstellar medium

我们计算了扩散星际介质的热化学平衡，包括中微子衰变产生的光子流F_{nu}的电离。考虑的主要加热机制是来自谷物和多环芳烃的光电子。对于研究范围内的F_{nu}值，总是存在两个区域的稳定性（一个温暖的和一个冷的阶段），可以共存的平衡，如果热星际压力之间的最大值P_{max}和最小值P_{min}。只有当更有效的热源加热气体时，高的F_{nu}值（~10^4-10^5 cm^{-2} s^{-1}）才能与观测到的星际压力相一致。它表明，中微子通量的增加（由于，例如，在超新星爆炸率的增加）可能会刺激冷凝的冷气体减少P_{max}低于星际压力值。

X射线在星际介质中的吸收

On the Absorption of X-rays in the Interstellar Medium

我们提出了一个改进的模型，用于在ISM中的X射线的吸收，旨在与来自未来的X射线任务的数据，具有更大的有效面积和增加的能量分辨率，如钱德拉和XMM，在100 eV以上的能量范围。与以前的工作相比，我们的形式主义包括最近更新的光电离截面和修订的丰度的星际介质，以及星际颗粒和H2分子的治疗。我们回顾了这些更新背后的理论和观测动机，并提供了一个子程序的X射线光谱分析程序XSPEC，结合我们的模型。

星际介质中的Turbulence：能量学和驱动机制

Turbulence in the Interstellar Medium: Energetics and Driving Mechanisms

在没有持续能量输入的情况下，星际湍流预计会迅速消散。我研究的能量可用于驱动湍流从六个可能的机制：磁旋转不稳定性，引力不稳定性，原恒星外流，H II区域膨胀，恒星风，超新星。我的结论是，超新星贡献的能量远远超过其他机制，因此形成了最有可能的驱动机制。

矮星形成星系中性星际介质中的金属

Metals in the Neutral Interstellar Medium of Dwarf Star-Forming Galaxies

矮恒星形成星系中性星际介质中金属丰度的测定是理解其物理和化学演化的关键步骤。由于FUSE，这种类型的调查在过去5年中成为可能。我们将通过介绍我们在这一天体物理学领域正在进行的工作来介绍所涉及的问题。

行星状星云NGC 40与星际介质的早期相互作用

The Early Interaction of the Planetary Nebula NGC 40 with the Interstellar Medium

我们报告的检测的Halalpha发射线结构的上游侧的行星状星云NGC 40，这是预测的数值模拟，这是由于瑞利-泰勒不稳定性。这样的瑞利-泰勒不稳定性预计会发生在星际介质（ISM）和快速移动的行星状星云之间的相互作用过程的早期阶段，就像NGC 40的情况一样。我们解决了瑞利-泰勒不稳定性的“舌头”，以及“舌头”周围的星云的平坦度，这是由ISM减速的结果。

星际介质中是否存在微小尺度的原子结构？

Does tiny-scale atomic structure exist in the interstellar medium ?

我们报告了最近使用Arecibo望远镜对B 0823 +26，B1133+16和B2016+28三颗恒星进行的多历元中性氢吸收测量的初步结果。在0.3年和9- 10年的周期内，或在10- 20和70- 85 AU的空间尺度上，我们没有发现光学深度剖面的显著变化。大量的未检测到的微小尺度的原子结构表明，AU大小的结构是不是普遍存在于星际介质，可能是一个非常罕见的现象。

弥漫星际介质中最薄冷HI云的特性

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。

星际密度和磁场涨落的动力学理论。星际密度与磁场涨落的关系

Kinetic theory of interstellar density and magnetic field fluctuations. Relations between interstellar density and magnetic field fluctuations

本文用线性动力学等离子体理论导出了均匀磁场中任意温度麦克斯韦背景分布函数的低频等离子体波的电子密度与磁场涨落的关系。通过采取非相对论性的温度限制，这种关系计算在我们的银河系中的扩散云间介质。在无线电波传播、色散和旋转测量研究中，云间弥散介质是星际介质的主要相。建立并讨论了线性动力学理论中电子密度与磁场涨落关系与经典MHD理论的区别。

星际介质中电离多环芳烃的直接光谱证据

Direct spectroscopic evidence for ionized PAHs in the interstellar medium

NGC 1333 SVS周围星云的长缝8-13 μ m光谱揭示了可能由多环芳烃（PAHs）产生的发射特征的强度和形状的空间变化。在接近SVS 3时，11.2 μ m特征在~10.8-11.0 μ m处形成过量，并且在~10 μ m处出现特征。这些功能消失，从中央源的距离增加，他们表现出惊人的相似性，最近的实验室数据的多环芳烃阳离子，提供了第一个识别的排放特征所产生的具体电离多环芳烃在星际介质。

局域星际介质中的~（26）Al

26Al in the local interstellar medium

我们估计了1.8MeV的Sco-Cen星协的光度，这是由于26 Al放射性衰变到（4-15）10 e-5 ph cm**-2s **-1。我们提出了一个低的表面亮度，临边增亮气泡的1.8兆电子伏的强度分布。这种分布与现有的伽玛射线望远镜的探测能力进行了讨论。

湍流的星际介质

The Turbulent Interstellar Medium

概述了星际介质的主要性质。证据总结表明，星际介质是高度湍流，驱动不同的长度尺度上的各种能量过程。大尺度湍流决定了弥散星际介质中丝状和壳状结构的形成。它还调节了密集、寒冷的分子云的形成。分子云现在被认为是瞬态物体，在HI气体被压缩和冷却的区域形成，时间尺度为1 e7年。在压缩HI板中的超音速湍流是由流体动力学不稳定性与冷却相结合而产生的。湍流耗散由流入的动能输入补偿。当板片的表面密度达到1 e 21 cm^-2的阈值时，最终形成了氢分子，此时进一步冷却会触发恒星形成的开始，这是由于引力坍缩。几百万年后，新形成的恒星和由此产生的超新星将分散它们的分子周围，并产生新的膨胀壳，再次驱动扩散气体中的湍流，并引发下一代冷云的形成。虽然星际介质动力学和恒星形成的一致方案正在出现，但许多细节仍然不清楚，需要对微物理过程进行更详细的研究，并更好地了解超音速可压缩湍流。

正电子在星际介质中的输运

Transport of positrons in the interstellar medium

本文研究了低能正电子在星际介质（ISM）中的输运问题。我们认为共振阈值以上的磁流体动力学波的共振相互作用。在阈值以下，碰撞接管并使正电子在平行于磁场线的运动中偏转。使用蒙特卡罗模拟，我们模拟的传播和能量损失的正电子在ISM的不同阶段，直到他们湮灭。我们认为，由初始动能低于1 MeV的古老恒星群体在盘中产生的正电子，在盘的螺旋磁场中传播，可能无法穿透银河系的凸起。

非均匀星际介质和非均匀磁场中壳层超新星遗迹的同步辐射模型

Model for Synchrotron Emission from Shell Supernova Remnants in Nonuniform Interstellar Medium and Nonuniform Magnetic Field

对超新星遗迹的高能同步辐射（X射线和γ射线）进行建模是现代天文学和天体物理学的一项重要任务，因为它可能是最近从一些SNRs中观察到的非热X射线和TeV γ射线的原因。这种发射允许在SNR冲击和产生宇宙射线的粒子加速过程中进行观察。本文提出了非均匀星际介质和非均匀磁场中壳层信噪比同步辐射的模型。该模型是Reynolds和Chevalier为均匀介质和均匀磁场中的球形SNR开发的模型的推广。该模型将用于研究不同星际磁场配置下非球形信噪比的热和非热X射线图像和光谱。

扩散星际介质中多环芳烃的脱氢

Dehydrogenation of polycyclic aromatic hydrocarbons in the diffuse interstellar medium

本文提出了一个多环芳烃（PAHs）在弥漫星际介质中氢化状态的模型。首先，我们研究了由于光电离、星际紫外光场的光解离、电子复合以及PAH阳离子与H或H_2之间的化学反应而导致的氢化丰度和多环芳烃的电荷态。对于PAH阳离子，我们发现脱氢作用占主导地位。多环芳烃的氢化状态强烈地依赖于氢密度、分子大小和紫外光场。在低氢密度和正常紫外辐射的扩散云中，含有低于40 C的多环芳烃完全或强烈脱氢，而在高氢密度下，它们通常被氢化。在中等密度的云中，部分脱氢的物种占主导地位。40 ℃以上的多环芳烃是相当稳定的，并且是完全氢化的，这将有利于它们在星际弥散带（DIB）的近红外探测中的光谱搜索。

星团星际介质中电离前沿驱动的turbulence

Ionization front-driven turbulence in the clumpy interstellar medium

我们提出了三维辐射气体动力学模拟的电离前运行到一个密集的团块。在我们的实验装置中，B 0星辐射的超密度是在10 pc的距离，并模拟为超临界100 M_sol的Bonnor-Ebert球。来自恒星的辐射加热了气体，并产生了一个冲击波阵面，膨胀到星际介质中。当电离辐射加热块状物质时，冲击压缩了它。这种“云粉碎”过程的结果是在团块的尾流中形成完全湍流的气体。最后，这团物质完全溶解。我们认为这种机制在大质量恒星附近产生短暂的超音速湍流是非常有效的。

恒星形成星际介质中的Turbulence：用观测约束理论的步骤

Turbulence in the Star-forming Interstellar Medium: Steps toward Constraining Theories with Observations

现在正在开发越来越复杂的观测工具和技术来探测星际湍流的性质。与此同时，在理解湍流的性质及其对ISM结构和恒星形成的影响方面的理论进展正在快速发展，部分得益于数值模拟。这两方面能力的提高为加强观测和理论之间的联系以及对两者进行有意义的比较提供了新的机会。

星际介质对行星状星云形成的影响

Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae

ISM与PNe演化的相互作用进行了研究的情况下，有一个大的相对速度ISM和中心恒星之间，例如高自行PNe。在这种情况下，ISM风已经与AGB风强烈相互作用，并导致广泛的PN不对称。

弥漫的星际介质中最薄的冷HI云？

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。

星际介质中相变层的结构与稳定性

Structure and Stability of Phase Transition Layers in the Interstellar Medium

分析了平行平面几何中连接冷中性介质和暖中性介质的过渡层（或锋面）的结构和稳定性。这种锋面出现在最近的热膨胀星际介质的数值模拟中。根据周围的压力，锋面变成蒸发锋面或凝结锋面。在长波长和短波长近似下进行稳定性分析。我们发现，平行于平面的蒸发锋是不稳定的波纹变形下，而凝结锋似乎是稳定的。这种不稳定性类似于燃烧前沿的Darrieus-Landau不稳定性。不稳定性的增长率是成比例的蒸发流的速度和波长远长于厚度的前的模式的λ波数，它被抑制在尺度近似等于厚度的前。不稳定性的时间尺度小于暖中性介质的冷却时间尺度（$\sim 1$ Myr），并且可以与冷中性介质的冷却时间尺度（$\sim 0.01-0.1$ Myr）一样小。因此，这种不稳定性应该是驱动星际湍流的过程之一。

朝向Ara OB1区域的星际介质

The interstellar medium towards the Ara OB1 region

我们提出了高分辨率（R ~ 4 km/s）的吸收测量的NaI和CaII的星际线测量对14个早型恒星的距离123 pc - 1650 pc，位于方向的Ara OB 1星团。谱线轮廓可以大致分为四个不同的吸收组分速度组，我们试图确定这些星际特征的起源和距离。对于吸收速度范围为-10 km/s < V_helio < +10 km/s的气体，我们可以识别出在银河系方向上100 - 485 pc之间的Lupus-Norma星际空腔中的局部气体吸收介质。在距离570-800秒差距的恒星上探测到速度范围为-20 km/s < V_helio < +20 km/s的气体。我们在Vhelio ~ -15 km/s处发现了一个广泛分布的星际特征，其膨胀的HI壳层称为GSH 337+00-05，现在位于~530 pc的距离处。

ISO对SS433喷流与星际介质相互作用的看法

ISO's view of SS433 Jet Interactions with the Interstellar Medium

SS 433是一个喷流发射X射线的双星，被W50射电星云包围。SS 433/W 50系统是研究相对论性喷流与周围星际介质相互作用的一个极好的实验室。在这方面，W50星云的一部分已经用ISOCAM在15微米处绘制出来。我将特别展示W50西瓣上的结果，以及IRAS检测到的2个发射区，这些发射区也在毫米波长（CO（1-0）跃迁）中观察到，其中一个发射区是通过2至200微米之间的ISOLWS和ISOSWS光谱学观察到的。

星际介质与彗星中的生物分子

Biomolecules in the Interstellar Medium and Comets

我们回顾了最近的研究有机分子形成的致密分子云和彗星。我们总结了分子云和最近的彗星，特别是海尔波普已知的有机库存。主要的化学形成途径，涉及气相反应，以及形成颗粒表面的催化反应或通过尘埃碎片，确定为致密的云和彗星彗星。介绍了产生具有已知生物学功能的有机分子、碳链、氘分馏、HNC和含硫化合物的过程。概述了对新的星际有机物的观测搜索，并讨论了观测到的星际有机物与海尔-波普彗星和百武彗星中探测到的星际有机物之间的联系。

Study of the Local Interstellar Medium using Pulsar Scintillation

We present here the results from an extensive scintillation study of twenty pulsars in the dispersion measure (DM) range 3 - 35 pc cm^-3 carried out using the Ooty Radio Telescope, to investigate the distribution of ionized material in the local interstellar medium (LISM). Our analysis reveals several anomalies in the scattering strength, which suggest that the distribution of scattering material in the Solar neighborhood is not uniform. Our model suggests the presence of a low density bubble surrounded by a shell of much higher density fluctuations. We are able to put some constraints on geom…

扩散星际介质中瞬态微结构的化学

The chemistry of transient microstructure in the diffuse interstellar medium

几十年来，人们一直在银河系和河外源观测到弥漫的星际介质中的瞬态微结构，通常是原子和离子线，最近则是分子线。显然，瞬态微观结构中有分子成分。在本文中，我们探讨了可能出现在这样的微观结构的化学。我们使用PDR代码来模拟相对高密度、低温、非常低的视觉消光和非常短的经过时间的条件，这些条件适合于这些对象。我们发现，在参数空间中存在一个明确的区域，在这个区域中可能会发现可探测到的分子种类丰度，最佳匹配模型是那些星际微结构年轻（<100年）、小（~100天文单位）和密集（>10^4 cm^-3）的模型。

XMM-牛顿第一光图像中的AGN作为LMC中星际介质的探测器

AGN in the XMM-Newton first-light image as probes for the interstellar medium in the LMC

XMM-牛顿第一光图像揭示了X射线点源，显示出严重吸收的幂律谱。光谱指数和最亮源的射电对应物的可能识别表明活动星系核通过大麦云（LMC）的星际气体发光。从X射线谱中得到的柱密度与HI测量相结合，可以得出LMC中HI与H_2比值的结论，并与银道面上的值进行比较。

从远红外到毫米的弥漫星际介质中的尘埃发射：来自WMAP的新约束

Dust emission in the diffuse interstellar medium from far-infrared to millimeter: new constraints from WMAP

本文简要回顾了我们对从远红外到毫米波段漫射天空中尘埃辐射的认识。目前的理解主要是基于COBE数据的分析，结合几个模板的气体示踪剂（HI和Halalpha）。在毫米波段，重点是WMAP在所谓的“异常微波发射”方面的新结果。

用HI吸收和发射探测星际介质向W3 HII区的方向

Probing the Interstellar Medium using HI absorption and emission towards the W3 HII region

本文给出了W3-HII复合体的HI谱，并用它来探测银河系的结构和我们与该区域之间的星际介质状况。光谱的整体形状与双臂螺旋激波模型的预测一致，其中在-40 km/s至-50 km/s范围内发现的气体已经从其旋转曲线速度加速了约20 km/s。自旋温度约为100 K的本地臂气体，低于发现在以前的，类似的研究对DR 7。对于臂间区域，发现300 K量级的值，这意味着冷中性介质的填充因子可以忽略不计（<< 1%）。一些速度接近-40 km/s的吸收气体被证实与HII区有关。

低表面亮度星系中的恒星形成和星际介质。I.低表面亮度盘星系中的氧丰度和丰度梯度

Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. I. Oxygen abundances and abundance gradients in low surface brightness disk galaxies

本文测量了12个LSB星系中64个HII区的氧丰度。我们发现氧气含量很低。没有发现有太阳丰度的区域，大多数区域的氧丰度为$\sim 0.5$到0.1太阳。氧丰度似乎是恒定的半径的函数，支持静态和零星演变的LSB星系的图片。

本地星际介质

The Local Interstellar Medium

本地星际介质（LISM）是一个独特的环境，提供了一个机会，研究一般的星际现象非常详细和三维。特别是，高分辨率的光学和紫外光谱已被证明是强大的工具，用于解决有关的物理条件和三维（3D）形态的这种本地材料的基本问题。在回顾了我们目前对太阳附近气体结构的理解之后，我将讨论LISM对恒星和行星系统的影响，包括LISM尘埃沉积到行星大气上，以及通过天体层对银河宇宙射线的调制-磁化恒星风的向外压力和周围星际介质的向内压力之间的平衡界面。在地球上，银河系宇宙射线可能对臭氧层化学、行星放电频率、生物突变率和气候起着贡献者的作用。由于LISM与几乎所有已知的太阳系外行星、原型碎片盘系统和附近的低质量恒星形成地点具有相同的体积，因此了解LISM的结构以及它们如何影响行星大气将是非常重要的。

致密星际介质中D2H +的探测

Detection of D2H+ in the Dense Interstellar Medium

加州理工大学亚毫米波天文台在16293 E星前核心探测到了D2 H+的692 GHz准基态线。导出的D2 H+丰度与H2 D+的丰度相当，如通过观测ortho-H2 D+的372 GHz线所确定的。这是对最近的理论预测（Roberts，Herbst & Millar 2003）的观测验证，该理论预测是为了解释在与低质量恒星前核和原恒星相关的星际介质的冷、高密度区域中观察到的大氘代率。这一发现证实了H3+的多重氘代形式是早期模型中缺失的因素的预期。包括D2 H+和D3+在模型中导致更高的值的D/H比在气相中的预测。

星际介质电离

Cosmic ray ionization of the interstellar medium

我们认为宇宙射线谱是一个幂律的动量下降到一个截止，并推导出一个较低的截止对应于$E_{kin} \sim (30-60)$兆电子伏从附近的扩散云观测到的电离率。虽然真正的宇宙射线的光谱可能不是那么简单，我们认为，一个预期的光谱在这样的能量和，在第一近似，一个较低的截止功率定律谱是适当的实质性变化。这种对星际介质中宇宙射线的描述不仅在理论上比文献中使用的光谱更有吸引力，而且也得到了最近观测的支持。

分子星际介质中的Turbulence

Turbulence in the Molecular Interstellar Medium

总结了星际介质分子气相湍流的观测记录。我们简要回顾了用于从光谱成像恢复速度结构函数的分析方法以及这些工具在云数据集上的应用。这些研究确定了一个接近不变的速度结构函数，是独立于当地的环境和恒星形成活动。这种普遍性解释了Larson（1981）发现的分子云的整体线宽和大小之间的云与云的比例律，并限制了超音速湍流调节恒星形成的程度。此外，还总结了维持超音速流动所必需的大尺度驱动源的证据。

扩散星际介质中硅酸盐超微粒子的研究

On Ultrasmall Silicate Grains in the Diffuse Interstellar Medium

在非常小的颗粒中的无定形和结晶硅酸盐的丰度受到在扩散ISM中未检测到10微米硅酸盐发射特征的事实的限制。基于所观察到的漫反射ISM的IR发射光谱、所观察到的紫外消光曲线和10微米硅酸盐吸收曲线，我们获得了超小（α < 15埃）无定形和结晶硅酸盐颗粒的丰度上限。与以前的工作相反，在不违反观测约束的情况下，大约20%的星际硅可能存在于< 15埃的硅酸盐颗粒中。不超过~5%的Si可以在结晶硅酸盐（任何尺寸）中。

随机费米加速在确定星际介质中turbulence耗散标度中的作用

On the role of stochastic Fermi acceleration in setting the dissipation scale of turbulence in the interstellar medium

本文研究了星际介质雷诺层中磁声湍流的费米加速耗散。级联中的尺度，在该尺度下，通过随机费米加速（STFA）的电子加速变得与湍流的进一步级联相当，定义了内部尺度。对于任何等于或小于Goldreich-Sridhar的磁湍流谱，这是$\ge 10^{12}$ cm，这比在无线电闪烁测量中观察到的最短长度尺度大得多。虽然STFA为这样的光谱，然后矛盾的闪烁模型，呼吁直接扩展，连续的湍流级联，这种分离的尺度是一致的\citet{Boldyrev2}和\citet{Boldyrev3}最近的工作表明，星际闪烁可能会导致通过无线电波通过银河系分布的薄电离边界面的HII地区，而不是从级联湍流的密度变化。STFA耗散的存在也为星际介质\citep{Reynolds}雷诺层中观测到的非电离热源提供了一种机制。STFA提供适当的加热功率，输入能量在低密度雷诺层等离子体中迅速热化。

弥散多相星际介质湍流碳线的合成观测

Synthetic Observations of Carbon Lines of Turbulent Flows in Diffuse Multiphase Interstellar Medium

我们研究观测特性的多相湍流在弥漫星际介质（ISM）使用合成辐射场的原子和分子线。我们考虑了在具有中等可见消光度$A_V\sim 1$的紫外光子照射下，由热不稳定性形成的多相ISM。辐射场地图的C $^{+}$，C $^0$，和CO线的排放产生的计算非本地热力学平衡（nonLTE）水平的人口从扩散ISM模型的高分辨率流体动力学模拟的结果。通过对[ \ion{C}{2} ] 158 $μ$ m、[ \ion{C}{1} ] $^3P_2-^3P_1$（809 GHz）、$^3P_1-^3P_0$（492 GHz）碳谱线和CO转动跃迁的合成辐射场分析，发现在弥散多相星际介质中，高激发能谱线和低激发能谱线之间有很高的比值。这表明，同时观测冷暖气体示踪线将有助于研究热结构，从而研究弥漫的星际云的起源。

星际介质中分子氢的形成

Molecular hydrogen formation in the interstellar medium

我们已经开发了一个模型，在天体物理学相关的条件下分子氢的形成。该模型充分考虑了表面上物理吸附和化学吸附位点的存在，允许量子力学扩散以及吸收的H-原子的热跳跃，并已与最近的实验室实验H2形成硅酸盐表面上的基准。结果表明，在星际介质中，直到300 K左右，H2在晶粒表面的形成是有效的。在低温（<100 K）下，H2的形成由物理吸附的H与化学吸附的H的反应控制。在较高的温度下，H2的形成通过两个化学吸附的H原子之间的反应进行。我们提出了简单的解析表达式H2的形成，可以通过各种各样的表面，一旦他们的表面特性已被实验确定。

局域星际介质中射电闪烁的起源

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。

超新星驱动的星际介质中的压力分布。I.磁化介质

The Distribution of Pressures in a Supernova-Driven Interstellar Medium. I. Magnetized Medium

观测表明，即使在50 pc以下的尺度上，银河系平面内的星际介质（ISM）也会严重偏离压力平衡。然而，ISM的多相模型至少假设局部等压气体。然后，压力决定了气体冷却到稳定的热平衡所达到的密度。我们使用磁化ISM的数值模型来研究超新星驱动星际压力的后果。在本文中，我们研究了由磁场穿过的（200 pc）^3周期畴。在不同压力下的单个气体块在热平衡曲线上达到的点变化很大：没有发现唯一的相集，而是一个动态确定的密度和温度连续体。相当大一部分气体仍然完全处于热平衡之外。我们的结果似乎与星际压力的观测结果一致。他们还认为，在分子云中观察到的高压可能是由于除了重力之外的冲压压力。在我们的模型中，大部分气体的热压力和磁压力远未达到均分，其比值从0.1到$10^4$不等，均匀磁场与波动磁场的比值为0.5- 1。我们的模型显示了广泛的压力概率分布函数与对数正态函数形式产生的冲击和稀疏波，而不是幂律分布产生的孤立的超新星遗迹。分布的宽度可以用Padoan，Nordlund，& Jones（1997）的公式定量描述。

NGC 185和NGC 205中性星际介质的性质

Properties of the Neutral Interstellar Medium in NGC 185 and NGC 205

本文描述了M31的两个伴星系NGC185和NGC205中中性气体的性质和运动学。HI的运动学表明，气体的内部起源（即恒星质量损失）应该被考虑，至少在NGC 185的情况下。这些矮椭圆星系中的分子云在许多方面与银河系的巨型分子云相似。然而，矮椭圆星系中的HI柱密度出奇地低。较低的星际紫外线场可能使矮椭圆星系比太阳附近更容易形成和保留分子气体。

SNR RCW 103周围星际介质的原子分子研究

An Atomic and Molecular Study of the Interstellar Medium Around the SNR RCW 103

我们报告的检测HCO+和12 CO排放的旋转过渡J=1-0附近的冲击波前在南部边界的超新星遗迹RCW 103，在以前的红外观测表明与分子云的相互作用。这些观测是用设在莫普拉的澳大利亚毫米射电望远镜进行的。我们观察到超新星激波前沿后面的HCO+耗尽。此外，我们研究了星际介质在一个扩展的区域对RCW 103的基础上档案21厘米HI线观测从澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和帕克斯望远镜。在发射中没有观察到与分子特征一致的原子气体。这种缺失被解释为自我吸收过程。

星际介质的组成

Composition of the Interstellar Medium

本文分析了63颗恒星的Fe Ⅱ、Ge Ⅱ、Mg Ⅰ、Mg Ⅱ、S Ⅰ、S Ⅱ、Si Ⅱ和Zn Ⅱ星际线。Mg II、S II、Si II和Zn II的柱密度与距离有很好的相关性。然而，在估计到OB星的距离时，应小心使用柱密度-距离关系。对于具有大$f(H_2)$的恒星，这种关系会导致对距离的过高估计。氢--Mg II、Si II和Ge II（我们最大的数据样本）的标准化柱密度随着星际红化E（B-V）而下降，正如并入尘埃颗粒的元素所预期的那样。Ge II丰度（Ge II/H）在密集的分子云中较低。所有分析元素的丰度一般都低于其太阳系值。

对南煤袋和变色龙-苍蝇座暗云的局部星际介质动能

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。