Modeling the Warm Ionized Interstellar Medium and Its Impact on Elemental Abundance Studies
我们提出的模型计算的元素在温暖的（log T = 4），低密度光电离的星际介质（WIM）的银河系的电离分数。我们将WIM建模为具有n（HII）/n（H）> 0.8的重叠低激发H II区域的组合。我们的标准模型包含了一个内在的元素丰度模式，类似于银河系中温暖的中性云，并包括星际尘埃颗粒的影响。辐射场的特征是T~35，000 K和电离参数log（q）~-4.0的恒星电离谱。出射谱线强度与观测到的银河系WIM中的[SII]/H α、[NII]/H α、[SII]/[NII]、[OI]/H α、[OIII]/H α和He I/H α比值一致。虽然禁发射线强度强烈依赖于输入的模型参数，在这项工作中研究的20个元素的电离分数是强大的在广泛的物理条件下考虑的模型。这些电离分数直接关系到银河系和其他晚型星系中温暖中性和电离气体中元素丰度的吸收线测定。我们展示了一种方法来估计WIM的贡献，所观察到的单和双电离原子的柱密度，用于获得在温暖的中性气体的丰度。我们采用这种方法来研究的暖星际云朝向晕星HD 93521的气相丰度。
1999-08-05 astro-ph
Parsec-scale Constraints on the Ionized Interstellar Medium with the Terzan 5 Pulsars
在过去的两年里，我们使用了一系列的GBT观测，在位于银河系凸起的球状星团Terzan 5中发现了至少33个毫秒级的恒星。我们现在有32个时间的解决方案，为我们提供了精确的位置和分散措施（DM），并表明DM是由沿略有不同的视线到的恒星的综合电子密度的变化占主导地位。在~8.7 kpc的距离上，双星之间的角距范围为0.4”-100”，对应于0.01-4 pc的投影物理距离，为我们提供了在这些尺度上对电离ISM性质的独特探索。我们的测量DM结构功能对泰山5是不一致的Kolmogorov样的电子密度波动在ISM的规模范围从至少0.2-2 pc。
2006-11-21 astro-ph
Interstellar abundances in the neutral and ionized gas of NGC604
本文给出了旋涡星系M33中巨大HII区NGC604的FUSE谱。化学丰度来自远紫外吸收线，并与来自光发射线的化学丰度进行比较。我们推导出HI，NI，OI，SiII，PII，ArI和FeII的柱密度，用单个组分或几个组分拟合线轮廓。我们的净结果，假设一个单一的组成部分，表明N，O，Si和Ar显然是不足的中性相的一个因素的10个或更多的电离相，而Fe是相同的。然而，我们讨论的可能性，吸收线是由个别未解决的组件，并发现，只有PII，ArI和FeII线不应该受到隐藏的饱和组件的存在下，而NI，OI和SiII可能会受到更大的影响。如果N、O和Si在NGC604的中性气体中相对于电离气体来说实际上是不丰富的，这将证实早期对蓝色致密矮星的结果。然而，对P、Ar和Fe的深入分析减轻了上述结论，并表明中性气体和电离气体可能具有相似的丰度。
2006-08-21 astro-ph
Small Ionized and Neutral Structures: A Theoretical Review
关于星际介质中的小型电离和中性结构的讲习班的特点是，对造成“微小尺度原子结构"和"极端散射事件”的物体的理论作出了许多贡献。对理论的主要要求是解释那些具有观测所需的高密度和小尺寸的物体，但也要持续足够长的时间才能被观测到。一个被广泛讨论的机制是在温暖的星际介质中跨音速湍流的压缩，随后是导致更大压缩状态的热不稳定性。在讨论对超压但持久性物体的要求时，讲习班参加者还讨论了星际介质物理学中的基本专题，如冷的稠密云蒸发的时间尺度、物理学上界定的ISM各阶段的相关性、磁场的影响、统计效应以及星际过程带来的长度和时间尺度。
2007-01-16 astro-ph
GHRS and ORFEUS-II Observations of the Highly Ionized Interstellar Medium Toward ESO141-055
我们目前的戈达德高分辨率摄谱仪和ORFEUS-II测量硅IV，CIV，NV，和OVI吸收的星际介质的银河系盘和晕朝向赛弗特星系ESO 141 -055的核心。高电离吸收很强，谱线强度与“银河喷泉”或含有导电界面和湍流混合层混合物的非均匀介质中的热（log T = 5-6）碰撞电离气体的预期光谱特征一致。log N ~ 15的总OVI柱密度表明，该方向OVI的标度高度较大（>3 kpc）。高离子柱密度与其他视线测量的比较表明，高度电离的气体分布是不均匀的。在迄今为止研究的完整晕视线中，垂直于银河平面的O VI量至少有~4倍的变化。除了高离子吸收，低电离物质的谱线也存在于光谱中。除了Ar I可能有一个例外，它可能具有低于预期的丰度，这是由于沿着视线的气体的部分光电离造成的，吸收强度是典型的温暖的中性星际介质的预期。视线拦截一个冷分子云，log N（H2）~ 19。在IRAS的100微米发射图中，这片云有一个可识别的对应物。我们在z = 0.03492处检测到与ESO 141 -055相关的Ly-alpha吸收剂。这项研究提出了一个诱人的一瞥星际和星系间的吸收模式，将观察到高光谱分辨率的远紫外光谱探测器。
1999-05-26 astro-ph
Black hole mass measurements using ionized gas discs: systematic dust effects
在真实的星系核模型中使用详细的Monte Carlo辐射转移模拟，我们研究了电离气体盘中星际尘埃对旋转曲线和由此产生的黑洞质量测量的影响。我们发现，吸收和散射的星际尘埃离开的旋转曲线的形状基本不变，但略有降低旋转曲线的中心斜率。因此，“观测到的”黑洞质量被系统地低估了约10%至20%的实际光学深度。因此，我们认为，系统的尘埃衰减的影响时，应考虑估计SMBH质量使用电离气体运动学。
2008-09-08 astro-ph
Probing Interstellar Turbulence in the Warm Ionized Medium using Emission Lines
利用光发射谱线的Fabry-Perot光谱可以研究星际介质（WIM）中暖电离组分的湍流性质。H-α强度提供了沿视线的发射测量（EM），它与散射测量，旋转测量和色散测量一起用于研究星际湍流。在高光谱分辨率（10公里/秒）的观测允许测量的整体径向速度结构的排放气体和调查的热和非热（湍流）通过线宽加宽机制。通过测量H-α谱线和来自较重原子的发射谱线（例如[S II] 6716谱线）的宽度，人们可以将对谱线宽度的热贡献和非热贡献分开。使用这种方法的初步研究表明，H-α谱线宽度的大范围（通常为15 - 50 km/s）主要是由于宽度的非热分量的差异，并且沿着许多视线，该分量占主导地位。威斯康星H-阿尔法制图仪正在制作一幅非常灵敏的北半球天空H-阿尔法动态图，其角分辨率为一度，光谱分辨率为12公里/秒。WHAM还绘制了来自硫和氮等较重原子的发射线，用于选定的天空区域。该数据集将提供有关WIM湍流的独特新信息。
1998-11-19 astro-ph
PAH Strength and the Interstellar Radiation Field around the Massive Young Cluster NGC3603
我们目前的空间分布的多环芳烃和电离气体在银河系巨大的HII区域NGC 3603。利用Spitzer空间望远镜上的IRS仪器，我们特别研究了~5.7，6.2，7.7，8.6和11.3 μ m的PAH发射特征，以及[ArII] 6.99 μ m，[NeII] 12.81 μ m，[ArIII] 8.99 μ m和[SIV] 10.51 μ m的禁戒发射线。观测探测电离区和光解离区。硅酸盐发射被检测到接近中央集群，而硅酸盐吸收被视为进一步远离。我们发现在整个区域的PAH电离分数没有显着的变化。非常小的颗粒的排放比多环芳烃的排放更接近中央星团。PAH/VSG比值与星际辐射场的硬度有关，表明电离气体中分子的破坏机制，如Madden等人（2006）对低金属量星系的研究所示。
2007-04-18 astro-ph
The Spectacular Ionized Interstellar Medium of NGC55
我们提供了位于附近的玉夫座星系群中的高度倾斜的、活跃的恒星形成SBm星系NGC 55的深Halalpha +[NII]、[SII]（6716，6731 A）和[OII]（3726，3729 A）图像。由于它的接近，NGC 55提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究晚型星系中的盘-晕界面。我们的图像揭示了一个壮观的各种电离气体的功能，从巨大的HII区复合体，超巨星的星系和壳的功能，非常微弱的扩散发射补丁。这些特征中的许多突出于星系平面之上，包括一个非常微弱的碎片发射壳，在盘上方2.6 kpc处可见。我们确定的候选人'烟囱'延伸出磁盘，这可能是导管到周围的磁盘恒星形成区域的热气体的光环，也可以提供低密度路径的紫外线光子从磁盘的光环。几个已确认的烟囱状星云被电离气体团“覆盖”，其中一个位于盘面上方1.5千秒差距处，似乎是最近恒星形成的地点。发射线比（[OII]/Halpha+[NII]，[SII]/Halpha+[NII]）约束的气体的电离机制，我们的图像允许的[OII]/Halpha+[NII]的第一次测量在额外的平面扩散电离气体。扩散气体的特征在于发射线比，其平均增强了两个因素相比，明亮的HII区域。从HII区的核心，通过HII区的晕，进入扩散电离气体，每个线比率的值平滑地增加。这样一个连续的趋势是预测的模型，其中扩散的气体是电离的光子产生的大质量恒星在HII地区。
1996-09-18 astro-ph
The Multi-Phase Medium in the Interstellar Complex N44
我们获得了大麦云云中最大的HII复合体之一N44的高分辨率HI观测。HI气体的分布和内部运动显示了快速恒星风和超新星爆炸的动力学效应。检测到许多HI孔，其中最突出的两个对应于光学识别的超级气泡壳1和壳2。与壳层1有关的HI气体显示出与电离气体壳层相似的膨胀模式，但HI壳层的质量和动能是电离气体壳层的3- 7倍。壳层1的中性和电离气体的总动能仍然比压力驱动的超级气泡中的预期低5倍以上。这是可能的，中央OB协会形成的分子云和一个可见的超级气泡没有完全发展，直到周围的分子气体已经解离和清除。这一假设得到了N44附近分子云的存在以及超级气泡壳层1的表观动力学年龄远小于其OB缔合LH 47的年龄的事实的支持。在超新星遗迹0523-679中检测到加速的HI气体。相关HI气体中的质量和动能也远高于0523-679的电离气体中的质量和动能。星际气体动力学的研究仅使用电离气体显然是不够的;中性气体成分必须包括在内。
1998-08-19 astro-ph
The Diffuse Interstellar Clouds toward 23 Orionis
用哈勃空间望远镜GHRS获得的光谱与哥白尼的高分辨率光谱和紫外光谱相结合，以研究沿着恒星23 Ori的视线看到的弥漫星际云的丰度和物理条件。在+20 km/s <v <+26 km/s时，各种中性和单电离物质都有很强的低速（SLV）吸收，这是由于冷的、中等密度的中性气体造成的，约占总N（H I）的92%。较弱的低速吸收，可能主要是由于较温暖的中性气体，主要是在0 km/s <v <+30 km/s的各种单电离物质中观察到的。在-108 km/s <v <-83 km/s处可以看到一些单电离和双电离物质的吸收，可能是由于辐射冲击。在中等速度（-43 km/s <v <-4 km/s）下可以看到来自电离气体的弱吸收成分。由SLV气体中的9对中性和单电离物种独立导出的n_e的大范围（从0.04 cm ^{-3}到0.95 cm ^{-3}）表明，除了简单的光电离和辐射复合外，还有其他过程影响电离平衡。所采用的SLV平均电子密度n_e = 0.15 +/-0.05 cm ^{-3}，意味着相对较大的n_e/n_H~0.01，因此在这些主要为中性的组分中有一些氢离子化。将SLV的损耗和n_H与朝向Oph ζ的强"B分量"（v~-14 km/s）混合所发现的损耗和n_H进行比较，暗示了相对较冷的星际云的损耗和局部密度之间可能存在的关系。在温暖的低密度气体中，钙的贫化似乎比一般所认为的要严重。一…
1999-05-18 astro-ph
Characteristics of the Galactic magneto-ionized ISM from Faraday rotation
法拉第旋转测量极化河外源探测银河磁化，电离星际介质。这些来源背后的银河系内平面的旋转措施被用来探索在旋臂和臂间区域的结构特征。旋臂的结构只有几个秒差距的外部尺度，而旋臂间的结构通常可以达到几百个秒差距的尺度。数据表明，在螺旋臂中，磁场的随机分量在规则场上占主导地位，但在臂间区域中，随机场分量和规则场分量可以是相当的，并且比螺旋臂中的随机磁场弱几倍。
2006-11-02 astro-ph
Radio polarimetric imaging of the interstellar medium: magnetic field and diffuse ionized gas structure near the W3/W4/W5/HB3 complex
我们已经使用偏振成像来研究银河系的磁离子介质，在W3/W 4/W5/HB 3 HII区域周围超过40平方度的天空上获得角分辨率为1“的1420 MHz图像，通过对前景电离气体中产生的法拉第旋转对线偏振的银河系同步加速器背景辐射的偏振角特征进行了研究具有低至1 cm^{-6} pc的发射测量值。已经确定了几个新的显着现象，包括：由磁离子屏幕中的随机波动引起的斑驳极化，我们认为这是英仙座臂中的介质，可能在HII区域附近;由非常高的旋转测量引起的去极化。（数倍于10^3 rad m^{-2}）和旋转测量由于HII区域的密集湍流环境而产生的梯度;高度有序的特征跨越几度;以及HII区域的影响超出了早期观测所定义的边界。特别是，一个扩展的，低密度的电离晕周围的HII区W 4的影响是显而易见的，可能是一个例子，扩展的HII信封假设为起源的弱复合线发射检测到的银河山脊。我们的极化观测结果可以理解，如果在这个包络中的均匀磁场分量与电子密度的平方根成比例，并且在W 4周围的去极化区域的边缘处为20 microG，尽管这可能是过高的估计，因为随机场分量将具有显著的影响。
1998-12-08 astro-ph
ISO observations of the Galactic center Interstellar Medium: ionized gas
（摘要）我们目前的精细结构和复合线的电离气体对位于300 pc的银河系中心（GC）的18个源的样本观测。在16个源中检测到[NII]和[SIII]的精细结构谱线。在10个源中，我们甚至检测到[OIII] 88 $μ$ m线。测量的N、S和Ne丰度与5 kpc环HII区域和星暴星系核中测量的丰度相似。测量的所有源的精细结构线比率可以用有效温度为32000-37000 K和电离参数为$U$的光电离来解释。最高的激发被发现在射电弧区域，但必须有更多的电离源分布在银河系中心比已知的大质量恒星集群。大多数云位于远离突出的连续复合体（Sgr C，B......）。然而，云有可能被从这些复合物中逃逸的光子电离。在GC中测得的激发比、有效温度和电离参数与某些低激发星暴星系中的结果相似。在GC源中测量的[NeIII]/[NeII]谱线比值与Thornely等人（2000）的模型结果一致，该模型适用于不到800万年前的大质量恒星形成的短爆发。我们还发现GC源的[NeII] 13 $μ$ m ~与远红外连续谱的比值与外部星系的相似，支持Sturm等人（2002）的观点，即活动星系核中的远红外连续谱主要由恒星辐射加热的尘埃而不是活动星系核控制。
2004-09-14 astro-ph
Three-Dimensional Studies of the Warm Ionized Medium in the Milky Way using WHAM
Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM）是一个高通量的Fabry-Perot设备，专门用于以高光谱分辨率探测和探索星际介质中温暖的电离成分。它于1997年开始在亚利桑那州的基特峰运行，最近完成了WHAM北方巡天（WHAM-NSS），提供了银河系中温暖弥漫的H II分布和运动学的第一个全球视图。这次H-α巡天揭示了温暖电离介质中复杂的空间和运动学结构，为研究气体的温度和电离状态、电离辐射的光谱和强度及其与星际介质其他成分的关系以及银河系盘和晕内电离和加热源提供了基础。关于卫生保健和医疗保健调查的更多信息可在http://www.astro.wisc.edu/wham/上找到。
2002-01-23 astro-ph
Scattering of Cosmic Rays by Magnetohydrodynamic Interstellar Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展要求我们对宇宙线输运的理解进行实质性的修正。本文利用最近得到的磁流体模的回旋共振标度律计算了宇宙射线在ISM中的散射频率。我们考虑了磁流体模式（Alfvenic，慢和快）和渡越时间阻尼（TTD）的快模式的陀螺谐振。我们的结论是，与快模式的回旋共振是占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型星际条件。与以前的研究相比，我们发现Alfvenic和慢模式是低效的，因为它们远离通常假设的各向同性。
2002-11-22 astro-ph
Photoelectric Emission from Interstellar Dust: Grain Charging and Gas Heating
我们模拟了星际尘埃的光电发射和充电，并获得了光电气体加热效率作为晶粒尺寸和相关环境条件的函数。使用真实的粒度分布，我们评估了各种星际环境的净气体加热率，并发现R_V=5.5的致密区域比R_V=3.1的扩散区域加热更少。我们提供拟合函数，再现我们的数值结果为广泛的星际条件下的光电加热和复合冷却。在另一篇论文中，我们将研究这些结果对星际介质热结构的影响。最后，我们调查光电加热的H II地区，包括温暖的电离介质的潜在重要性。我们发现，光电加热可以媲美或超过加热由于光电离的H的辐射强度的气体密度的高比率。我们还发现，光电加热的尘埃可以解释所观察到的变化的温度与距离银河中平面在温暖的电离介质。
2000-08-14 astro-ph
Interstellar Turbulence II: Implications and Effects
星际湍流对元素的扩散和混合、云化学、宇宙射线散射和无线电波通过电离介质的传播都有影响。本文综述了这些影响的观察和理论。总结了金属丰度波动，并回顾了被动示踪剂的湍流输运理论。模拟方法，尘埃颗粒的湍流浓度，和径向丰度梯度的湍流冲刷进行了讨论。星际化学是受湍流运输的各种物质之间的环境具有不同的物理性质和湍流加热的冲击，涡耗散区，增强双极扩散的局部地区。宇宙射线在湍流的磁波和冲击中被散射和加速，它们产生的湍流与它们的回旋半径成正比。无线电波闪烁是电离介质中小尺度湍流的一种重要诊断手段，它提供了有关波动功率谱和幅度的信息。回顾了衍射和折射的理论，以及主要的观测结果和闪烁区。
2004-04-22 astro-ph
SPEAR far UV spectral imaging of highly ionized emission from the North Galactic Pole Region
我们目前的远紫外（FUV：912 - 1750 AA）光谱成像观测记录与星际OVI（1032 AA），CIV（1550 AA），SiIV（1394 AA），SiII*（1533 AA）和Al II（1671 AA）发射线起源于一个60 × 30度的矩形区域靠近北银河系极点的SPRAND卫星。这些数据代表了第一个大面积，中等空间分辨率的地图，起源于高电离介质（HIM）和暖电离介质（WIM）在银河系高纬度地区的紫外线光谱线发射的分布。
2007-06-06 astro-ph
What is the Reynolds number of the Reynolds' Layer?
现在有几位作者提出，银河系平面上方的一些星际云与雷诺层相互作用，雷诺层是延伸到银河系平面上方（H~910 pc）的温暖电离气体（Reynolds 1993）。描述这些云与其周围环境之间的相互作用，对于理解星际湍流的一个来源：垂直切变流应该是有用的。本文讨论了如何落云的形态和阻力系数的研究可能会被用来约束雷诺数的流动，从而有效的热电离介质的粘度。如果基于形态的参数是正确的，热电离介质的有效粘度明显高于经典值。提出了解决这一问题的可能途径。
1998-11-01 astro-ph
Estimating the Porosity of the Interstellar Medium from Three-Dimensional Photoionization Modeling of H II Regions
我们应用我们的三维光电离代码模型威斯康星H-α映射观测的H II区域周围的O9.5V星Zeta OPH。我们的模型调查的星际介质周围zeta Oph和三维密度的影响，对H-α表面亮度和变化的[N II]/H-α线比的孔隙度。Zeta Oph H II区域有一个很好的电离源，因此它是扩散电离气体3D模型的一个很好的起点。我们调查各种层次丛生的密度结构，不同的整体光滑度内的聚类算法。通过模拟观测，我们可以估计Zeta Oph附近介质的孔隙度，并发现在我们的分层聚集模型的背景下，大约50%到80%的体积被低密度光滑介质包围的团块占据。我们还得出结论，为了使O型星的弥漫温暖的电离介质，O型星的环境必须比周围的Zeta Oph更多的多孔性，与块占据不到一半的星际体积。我们的cluscular模型具有不规则的边界，类似于观察到的H II区域。然而，在观测到的H II区域，由于广泛分布的暖电离介质的前景和/或背景发射，很难确定边界的精确位置。这使得对均匀密度H II区边缘附近某些发射线比率的预测快速上升的解释变得复杂，并结合星际介质的三维cloudness性质，可以解释H I-H II界面附近明显缺乏独特的发射线比率。
2005-06-15 astro-ph
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。
2008-04-01 astro-ph
Observations of the interstellar medium in the Magellanic Bridge
我们目前的紫外和光学光谱DI 1388，在麦哲伦桥，小和大麦云云之间的气体区域的年轻恒星。这些数据的信噪比为20至45，光谱分辨率为6.5公里/秒。在v_LSR = 200 km/s时，麦哲伦桥的星际吸收在C I、C II、C II*、C IV、N I、O I、Al II、Si II、Si III、Si IV、S II、Ca II、Fe II和Ni II谱线上可见。相对气相丰度的C II，N I，O I，Al II，Si II，Fe II和Ni II相对于S II是相似的发现在星系晕云，尽管显着较低的金属在麦哲伦桥。云中较高的电离物质的柱密度比N（C IV）/N（Si IV）约为1.9，与温度为10^5 K时碰撞电离的银河云界面的推断结果相似。我们在较强的星际线中识别出子结构，在179 km/s处有宽分量（FWHM = 20 km/s），在198 km/s处有尖分量（FWHM = 11 km/s）。对这些云的丰度分析表明，198公里/秒的特征包括低电子密度，主要是中性气体，可能与高度电离气体的界面有关。179公里/秒的云由部分电离的较温暖，较低密度的气体组成。
2001-03-20 astro-ph
The Composition of the Interstellar Medium towards the Lockman Hole. HI, UV and X-ray observations
洛克曼洞是全天空中性氢原子柱密度最低的区域。本文利用ROSAT全天巡天数据对洛克曼洞软X射线背景辐射进行了分析。该数据与莱顿/德文格洛巡天（银河系HI 21厘米线发射）相关联，以便通过同时对ROSAT的四个能带进行辐射转移计算来模拟软X射线背景。结果表明，X射线吸收材料中的一个重要的气体部分，范围在20- 50%之间，并不完全被HI追踪，而是以电离氢的形式。FUSE的远紫外吸收线测量结果与这一发现一致，并支持电离氢成分朝向洛克曼洞。
2003-04-28 astro-ph
X-ray Absorption Spectroscopy of the Multi-phase Interstellar Medium: Oxygen and Neon Abundances
X射线吸收光谱技术为确定星际介质各相态的金属丰度提供了一个潜在的强有力的工具。我们提出了一个案例研究的视线朝向4U 1820-303（银河系坐标l，b=2.79，-7.91和7.6千秒差距），根据钱德拉光栅观测。OI，OII，OIII，OVII，OVIII和NeIX K α吸收线的检测使我们能够通过银河系盘的大部分测量ISM的中性，热电离和热相的原子柱密度。通过与21厘米氢辐射和脉冲星色散测量沿同一视线的比较，我们估计在中性和总电离阶段的平均氧丰度为0.3（0.2，0.6）和2.2（1.1，3.5）Anders & Grevesse（1989）太阳值的单位。这种显着的氧丰度差异显然是分子/尘埃颗粒破坏和最近的金属富集在温暖的电离和热阶段的结果。我们还从氖的吸收边测量了氖的柱密度，得到中性加暖电离气体的Ne/O比为2.1（1.3，3.5）太阳能。考虑到分子和尘埃颗粒中所含的预期氧，Ne/O比将降低约1.5倍。从联合分析的OVII，OVIII，和NeIX线，我们得到的热相的Ne/O丰度比为1.4（0.9，2.1）太阳能，这是不敏感的吸收线建模中假设的准确的温度分布。因此，这些可比较的高温和低温气体的ISM Ne/O比远小于最近从类太阳恒星的日冕发射中推断的值（2.85+-0.07; 1 σ）（Drake & Testa 2005）。（节略）
2005-12-19 astro-ph
Spatial distribution of interstellar gas in the innermost 3 kpc of our Galaxy
我们审查目前的观测知识的空间分布和物理状态的不同（分子，原子和电离）成分的星际气体在最里面的3千秒差距的我们的银河系-一个区域，我们称之为星际银河系的隆起，以区分它从它的恒星对应。我们试图解释最近的星际气体流动的引力势的棒星系的动力学模型的框架内的意见。最后，依赖于相关的观测和理论解释，我们提出了一个模型的星际气体的每个组件在星际银河系隆起的空间平均密度。
2007-02-20 astro-ph
Kinematics of ionized gas associated with the radio nucleus and lobes in the active galaxy IRAS 04210+0400
我们用高分辨长缝光谱研究了活动星系IRAS 04210+0400的电离气体及其与射电结构的关系。我们认为，两个电离成分与中央双射电源，并观察到这些组件的相对位置不同的发射线。这两个结果都与代表从星系中心出现的一对喷流的工作表面的射电分量一致。在这种情况下，中心的光辐射产生于星际介质中的喷流产生的弓形激波之后。发射线被检测到，并显示出在无线电波瓣热点位置处的速度的戏剧性（~ 900 km/s）传播。我们提出了一个模型，解释这种现象的结果，通过星际和星系间介质之间的边界出现的射流头。类似的情况以前曾被建议作为一个模型来解释广角尾射电源（WAT）。基于这个模型，我们模拟了这些区域的长缝谱，并与观测结果进行了比较。
1995-10-02 astro-ph
Dissipation of Magnetohydrodynamic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
讨论了银河宇宙射线在星际介质中扩散的物理过程。本文研究了非线性MHD级联产生湍流的幂律谱的可能性。我们发现，由于与宇宙线粒子的共振相互作用而引起的波的耗散可能会终止波长低于10^13 cm的Kraichnan型级联。这种波耗散的效果已被纳入GALPROP数值传播代码，以评估可测量的天体物理数据的影响。在由此产生的自洽模型中发现的宇宙射线扩散系数的能量依赖性可以解释在大约1 GeV/核子处观察到的次级与初级核比率的峰值。
2006-01-21 astro-ph
Evidence for an Additional Heat Source in the Warm Ionized Medium of Galaxies
在银河系和其它星系的气体晕中观测到的[S II]/H-Alpha和[N II]/H-Alpha谱线强度比的空间变化与纯光电离模型不一致。它们似乎需要一个补充的加热机制，以增加电子温度在低密度n_e。这就意味着，除了单位体积的加热速率与n_e ^2成正比的光致电离之外，还存在另一种热源，其单位体积的加热速率与n_e的较低次方成正比。一种可能的机制是星际等离子体湍流的耗散，根据Minter和Spangler（1997）的研究，这种湍流以约1 × 10 ^-25 n_e ergs cm^-3 s^-1的速率加热银河系中电离的星际介质。如果存在这样一个源，那么在n_e < 0.1 cm^-3的区域，它将在光电离加热中占据主导地位，从而导致在距离银河系中平面较远的地方观测到的[S II]/H-α和[N II]/H-α强度比的增加，同时也解释了[S II]/[N II]的恒定性，而这是纯光电离无法解释的。其他补充热源，如磁重联、宇宙射线或小颗粒的光电发射，也可以解释这些观测结果，只要它们能为银河系盘面上每平方厘米约10^-5尔格·s^-1的温暖电离介质提供热量。
1999-11-03 astro-ph
Peering Through the Muck: Notes on the Influence of the Galactic Interstellar Medium on Extragalactic Observations
本文讨论了前景银河系气体对河外天体辐射的影响，着重讨论了用21厘米线测定总N（HI）的方法。一般来说，21厘米线的不透明性使得不可能通过简单地将公式应用于观测到的发射来推导出N（HI）的准确值，除非在星际物质很少的方向上。21厘米的线可以用来估计在特定方向上存在大量分子氢的可能性，但很少或没有关于电离气体量的信息，这可能是前景效应的主要来源。相当多的讨论是专门的小尺度角结构在HI的重要性，与其他因素（如电离气体的影响）相比，它很少会显着贡献的总误差在银河系高纬度的河外视线。哈勃/钱德拉深场北的方向被用作即使在没有不透明度或分子气体的情况下也可能发生的复杂性的一个例子。
2003-11-17 astro-ph
Grain Dynamics In Magnetized Interstellar Gas
星际介质是湍流的，这导致尘埃颗粒的相对运动。本文计算了部分电离磁化气体中带电粒子的相对速度。我们考虑了磁流体动力学（MHD）湍流的各向异性，颗粒与磁场的耦合，以及双极阻力引起的湍流截止。我们得到的颗粒速度与HI和暗云中的参数一致的湍流。这些速度小于在早期的文件，其中MHD效应被忽略。最后，我们比较晶粒速度所产生的光电发射，辐射压力和推力分子氢形成。我们的结论是，湍流应防止不同尺寸的晶粒偏析。
2002-01-16 astro-ph
Kelvin-Helmholtz Instability in a Weakly Ionized Medium
由于剪切流的不稳定性，周围的星际物质可能会夹带在大质量恒星的外流中。本文研究了部分电离介质中剪切流不稳定性的最简单例子--开尔文-亥姆霍兹不稳定性的线性理论。我们模拟的相互作用作为一个两个流体系统（带电和中性）在一个平面几何。我们的主要结果是，对于大部分的相关参数空间，中性粒子和离子是充分去耦的中性粒子是不稳定的，而离子被磁场保持在适当的位置。因此，我们预测，应该有一个可检测的较窄的线轮廓跟踪流出的离子化物种与中性物种相比，因为离子化物种不参与与环境ISM的湍流界面。由于磁场冻结在等离子体上，所以它不会被边界层中的湍流纠缠。
2004-01-13 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopy of the Intergalactic and Interstellar Absorption Toward 3C 273
我们目前的远紫外光谱探测器（FUSE）观测的分子，中性原子，弱电离和高度电离的星际和星系间物质的成分对类星体3C 273。我们确定Ly-beta吸收在8个已知的星系际Ly-alpha吸收器沿视线与休息帧等效宽度大于50毫安。给出了云的H I柱密度和多普勒参数（b）的精确估计。我们发现b = 16-46 km/s的范围。我们在1590 km/s的Virgo吸收器中检测到多条H I线（Ly-beta - Ly-theta），并估计log N（H I）= 15.85，比沿视线的所有其他吸收器中的H I总和高10倍。该吸收体的多普勒宽度b约为16 km/s，意味着T <15，000 K。我们检测到O VI吸收在1015公里/秒的2-3西格玛水平，可能与热，X射线发射气体的室女星系团。我们在z=0.12007处的IGM中检测到弱的C III和O VI吸收;该吸收体主要是电离的并且具有N（H+）/N（H I）> 4000/Z，其中Z是金属丰度。在-100到+100 km/s之间存在着强的银河系星际O VI，在+100到+240 km/s之间存在着一个额外的高速翼，包含了大约13%的O VI。宽阔的O VI吸收翼可能是热气体从银河系盘中被驱逐到晕中的痕迹。在视线外3.5弧分处的O VI扩散发射量的极限，结合观测到的朝向3C 273的O VI柱密度，意味着在假定温度为3 × 10^5 K时，n_e…
2001-08-02 astro-ph
The Ionization of the Local Interstellar Medium, as Revealed by FUSE Observations of N, O and Ar toward White Dwarf Stars
白矮星G191-B2 B、GD 394、WD 2211-495和WD 2331-475的FUSE光谱覆盖了N I、N II、N III、O I和Ar I基态在远紫外区的吸收特征，为研究局域星际介质（LISM）的部分电离起源提供了新的认识。环绕太阳系的星际云。对于这些目标，Ar I的星际丰度，有时是N I，明显低于它们相对于H I的宇宙丰度。在弥漫的星际介质中，这些元素不太可能耗尽到尘埃颗粒上。通常，我们预期Ar应该比H（以及O和N，其电离通过电荷交换反应耦合到H的电离）更强地电离，因为Ar I的光电离的截面非常高。我们发现Ar I/H I很低，这可能有助于解释其他研究者在LISM中发现的令人惊讶的高电离化He。我们的结果有利于解释，当地介质的电离是由附近的恒星和热气体的强EUV通量维持的，而不是从过去的不完全恢复，更高的电离条件。
2000-04-28 astro-ph
Diffuse Ionized Gas Toward Beta Canis Majoris
本文介绍了对β CMa的星际介质的研究，β CMa是一个以其低中性气体密度而闻名的圆盘视线。这项研究使用高，中分辨率HST-GHRS光谱，包括线从许多物种。瞄准β CMa（153 pc）的视线主要由两个速度差为10 km/s的电离区控制。它们的气相丰度表明，它们的消耗很低，特别是对于两个云中电离程度较高的云。要详细讨论云的电离机制，需要两颗极紫外过剩恒星β CMa和β CMa的特殊光电离模型;不过，它们的电离比在20 000 K左右的温度下与碰撞电离大致一致，这大大高于由谱线宽度得出的动力学温度。它们的特征表明，这些云可能是在受到一些剧烈事件的冲击和电离后冷却和重组的过程中，可能与局部气泡的形成有关。
1998-06-12 astro-ph
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。
2007-11-07 astro-ph
The Impact of Star Formation on the Interstellar Medium in Dwarf Galaxies: II. The Formation of Galactic Winds
利用14个矮星系和M82的\Ha辐射的图像和长缝中阶梯光栅光谱，确定了电离气体的膨胀壳层。超壳层（半径为$>~300$ pc）在其中12颗矮星中被发现。测量的外壳尺寸和膨胀速度限制了气泡的年龄和功率要求。大气泡的动力学年龄通常约为1000万年，电离壳层年龄超过2000万年的情况很少见。在此期间，需要相当于100到10，000次超新星爆炸的能量来驱动冲击波阵面扫出空腔。目前的恒星形成率足以满足这些能量需求。许多炮弹会突破HI周围层的逃逸速度下限。一些壳层物质可能会永久地从少数星系中逃逸出来，比如NGC1569。无论是否与星系结合，这些外流可能在调节恒星形成速率方面发挥重要作用，并有望显着影响星系的化学演化。壳层将气体从盘中提升出来的速度与当前银河系恒星形成的速度相当，甚至更高。如果它们的工作周期比圆盘的旋转周期长得多，它们只会取代星际气体的相当一部分。
1998-04-16 astro-ph
Study of the Local Interstellar Medium using Pulsar Scintillation
为了研究电离物质在局部星际介质（LISM）中的分布，我们利用Ooty射电望远镜对20颗色散测量（DM）范围为3 ~ 35 pc cm^-3的恒星进行了广泛的闪烁研究，在此给出了研究结果。我们的分析揭示了散射强度的几个异常，这表明散射材料在太阳附近的分布是不均匀的。我们的模型表明，存在一个低密度的气泡周围的壳密度波动高得多。我们能够把这样的结构的几何和散射特性的一些限制，并发现它是形态相似的本地气泡从其他研究。
1998-02-14 astro-ph
Hot Gas in the Local Group and Low-Redshift Intergalactic Medium
越来越多的观测证据表明，炽热的、高度电离的星际和星系间气体在本地宇宙的星系演化中起着重要作用。暖热星际/星系间介质的主要光谱诊断是O VI和O VII的紫外线和X射线吸收线。本文综述了近年来本星系群和低红移宇宙中热气体光谱研究的一些热点。这些亮点包括调查的重子内容的低z O VI吸收剂，热的银河系日冕或本星系群介质的证据，并发现一个高度电离的高速云系统周围的银河系。
2003-11-04 astro-ph
Far Infrared Spectroscopy of Normal Galaxies: Physical Conditions in the Interstellar Medium
中性星际介质（ISM）最重要的冷却线位于远红外区（FIR）。我们目前的测量红外空间天文台长波长光谱仪的7条线从中性和电离ISM的60个正常的，恒星形成的星系。该星系样本涵盖了一系列性质，如形态，FIR颜色（指示尘埃温度）和FIR/Blue比率（指示恒星形成活动和光学深度）。在这个样本中的三分之二的星系中，[CII]线与FIR尘埃连续体成比例。另外三分之一显示[CII]/FIR随着F60/F100和FIR/B的增加而平稳下降，范围超过50倍。两个星系，在温暖和活跃的极端范围内有[CII]/FIR <2 \times 10 ^{-4}（3西格玛上限）。这是由于在更温暖和更活跃的星系中增加了正颗粒电荷，这导致来自尘埃颗粒的光电子加热效率降低。两个主要光解区（PDR）冷却线的比值[CII]/[OI]与F60/F100有很好的相关性，表明气体和尘埃温度共同升高。我们从电离气体中推导出[NII]和[CII]之间的理论标度，并使用它将[CII]发射从中性PDR和电离气体中分离出来。将Kaufman等人（1999年）的PDR模型与观测到的（a）[OI]/[CII]和（[CII]+[OI]）/FIR以及（b）[OI]/FIR和F60/F100的比值进行比较，得出远紫外通量G0和气体密度n。导出的G0按n的1.4次幂缩放。我们解释这种相关性所产生的斯特龙格伦球标度，如果大部分的线和连续光度出现附近的恒…
2001-06-27 astro-ph
Propagation of Magnetized Neutron Stars Through the Interstellar Medium
本文研究了磁化孤立老中子星在星际介质中的传播。利用轴对称非相对论磁流体动力学（MHD）方法模拟了非旋转恒星在具有与其速度一致的偶极磁场的情况下通过星际介质（ISM）的传播。旋转的影响将在随后的工作中讨论。我们考虑两种情况：（1）吸积半径$R_{acc}$与磁距或阿尔文半径$R_A$相当，引力聚焦很重要;（2）$R_{acc}<< R_A$和磁化恒星与ISM相互作用，就像“磁犁”，没有明显的引力聚焦。对于第一种情况，在低马赫数${\cal M}=3$下对磁场值范围$B_*$进行了模拟。对于第二种情况，模拟是在较高马赫数下进行的，即${\cal M}=10,$ 30和50。在这两种情况下，恒星的磁层都是流动的障碍，恒星前面会有激波。磁场线从恒星的顺风方向延伸，形成一个中空的细长磁尾。在尾部观察到磁场的重联，这可能导致粒子加速。据估计，在弓形激波和磁尾中也会释放类似的能量。然而，估计功率低于目前的检测限。我们的模拟结果可以应用到其他强磁化星，如白矮星和磁性Ap星。未来更敏感的观测可能会揭示磁化恒星穿过ISM的长磁尾。
2001-05-23 astro-ph
Magnetohydrodynamic Density Waves in a Composite Disk System of Interstellar Medium and Cosmic-Ray Gas
从射电到大尺度星系螺旋结构的软X射线波段的多波长观测提供了附近盘星系的综合和全面的视图。在存在大质量暗物质晕的情况下，星系尺度上的密度波动力学涉及恒星盘、星际介质气盘（ISM）、磁场和宇宙射线气体（CRG）。在本文中，我们探讨了磁化ISM磁盘和CRG磁盘之间的动态和电磁相互作用，使结构和诊断功能的光学，红外和同步辐射连续辐射的螺旋星系可以物理理解。在银河系密度波的时间尺度上，宇宙射线可以被看作是一种相对热的稀薄气体流体，它在横向整体运动中与大尺度平均磁场联系在一起，但在其他方面沿着相对于ISM的磁场运动。对于磁化ISM和CRG复合盘系统中的快、慢磁流体密度波，CRG质量密度的微小增强相对于平行磁场的增强有相移。由于宇宙射线的数量非常少，大规模的磁场增强占主导地位的同步辐射连续辐射（好像CRG几乎是未受干扰）的螺旋结构的表现。除了快、慢磁流体密度波外，还存在一种超温磁流体波模式，CRG通过这种模式进行自我调节，使超温声速接近光速c。
2003-07-27 astro-ph
Faraday Rotation and Depolarization of Galactic Radio Emission
本文采用具有法拉第旋转的N个均匀同步加速器层模型，考虑了星际介质中深度退偏和带宽退偏的联合作用。带宽退偏振可用于银河系漫射同步辐射的多频偏振观测，以研究星际电离介质和磁场在已知距离的法拉第厚物体的方向。
2004-02-16 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Interstellar Medium: Structure at the Oxygen Absorption Edge
（简称）利用钱德拉星载HETGS高分辨率光谱仪对7颗X射线双星的氧K壳层星际吸收边进行了测量。利用最亮光源作为模板，我们找到了2个吸收边和5条高斯吸收线的最佳拟合模型。所有这些特征都可以用最近对中性和电离的原子氧的K壳层吸收的预测来解释。我们确定的K α和K β吸收线从中性氧，以及S=3/2的吸收边。由于与仪器特征重叠，在这些数据中未检测到预期的S=1/2边缘。我们还确定了单和双电离氧的K α吸收线。OI K α吸收线被用作基准，以调整绝对波长尺度的吸收截面的理论预测。我们发现，需要30-50 mA的移位，与之前注意到的理论与实验室测量的比较差异一致。在以前的研究中建议，从灰尘或分子成分的显着的氧功能，不需要我们的HETGS光谱。有了这些光谱，我们就可以开始测量ISM的大尺度性质。我们将中性线的速度色散限制在<200 km s^{-1}，这与其他波长的测量结果一致。我们还首次在ISM中测量了氧的电离分数。我们将OII/OI的星际比限制为~0.1，OIII/OI的比限制为<0.1。
2004-05-21 astro-ph
Magnetohydrodynamics of Cloud Collisions in a Multi-phase Interstellar Medium
我们通过二维磁流体动力学（MHD）数值模拟开始研究磁场的作用，扩展了以前的星际云碰撞物理学研究。我们研究等质量，轻度超音速扩散云之间的正面碰撞。我们包括一个温和的磁场和两个限制场的几何形状，与平行（对齐）和垂直（横向）碰撞云运动的磁力线。我们探讨了绝热和辐射的情况下，以及对称和非对称的。我们还计算了云之间的碰撞，通过事先在云间介质中的运动，并与未演变的情况下进行比较。我们发现：在（i）对齐的情况下，绝热碰撞，像他们的HD同行，是非常破坏性的，独立的云对称性。然而，当考虑到辐射过程，部分聚结发生，即使在不对称的情况下，不像HD计算。在（ii）横向的情况下，最初相邻的未演变的云之间的碰撞几乎不受磁场。然而，在碰撞前的演化过程中，与磁化的云间气体的相互作用在云的前面产生了一个非常高的磁能区域。在具有横向场几何形状的演化云之间的碰撞中，这个区域就像一个“缓冲器”，阻止云之间的直接接触，并最终使它们的运动反向。在我们考虑的情况下，"弹性“，定义为每个云的最终动能与初始动能之比，约为0.5-0.6。这种行为在绝热和辐射的情况下都被发现。
1998-08-17 astro-ph
Diffuse ionized gas in spiral galaxies and the disk-halo interaction
厚层的温暖、低密度的电离氢（即，旋涡星系中的温暖电离介质（WIM）为盘和晕之间的相互作用提供了直接证据。广泛分布的电离意味着O型星的莱曼连续谱光子中有相当一部分主要产生于中平面附近的孤立恒星形成区域，并且通常被中性氢的不透明云包围，不知何故能够通过盘传播很长的距离并进入晕。此外，即使O型星的电离源，温度和电离状态的WIM显着不同的是在经典的O型星H II区观察到的。因此，WIM的存在及其性质的观测提供了有关星际介质的结构和远离中平面的能量传输的信息，并对模型进行了重要的限制。
2008-12-22 astro-ph
The Sun's Journey Through the Local Interstellar Medium: The PaleoLISM and Paleoheliosphere
在最近的过去，太阳的银河系环境与今天有很大的不同。在过去约130，000年的某个时候，也可能是最近的约56，000年前，太阳进入了现在流过太阳的稀薄的微温的部分电离的星际物质。在此之前，太阳处于局部气泡的低密度内部。当太阳进入本地ISM流时，我们短暂地通过了某种类型的接口区域。现在围绕太阳系的云的低柱密度表明，当太阳穿过云时，日光层边界条件将从单独的不透明度考虑变化。太阳周围星际物质的这些变化影响了古日光层。
2006-06-30 astro-ph
The Warm Ionized Medium in Spiral Galaxies: A View from Above
暖电离介质（WIM），也被称为弥漫电离气体，包含大部分电离形式的星际介质质量，占太阳附近总原子气体质量的30%。CCD的出现使人们能够在外部星系中对这种介质进行前所未有的研究，探测各种环境。特别是，我们可以推导出WIM的形态，它在磁盘上的分布，以及与其他人口I材料的相关性。WIM的光谱使得测试各种电离模型成为可能。我将在这里回顾我们目前对旋涡星系中WIM性质的理解。一个可能出乎意料的结果是，来自WIM的H-α辐射贡献了大约40%的螺旋星系的H-α光度。这对可能的电离源提出了严格的限制，因为只有OB星的光电离才能满足这一要求。禁戒线强度的光谱测量出现在合理的协议与光电离模型。目前还不清楚，如果莱曼连续体的光子主要来自位于传统的HII区域内的OB星，或来自场OB星。
1997-07-25 astro-ph
Sh2-205: I. The surrounding interstellar medium
我们提出了一个研究的HII区域Sh 2 -205及其周围地区，从CGPS，12 CO观测和MSX数据获得的数据的基础上。我们发现，Sh 2 -205可以分为三个独立的光学结构：SH 149.25-0.0，SH 148.83-0.67，和LBN 148.11-0.45。导出的光谱指数显示SH 148.83-0.67和LBN 148.11-0.45的热性质。SH 148.83-0.67的光学和无线电数据以及能量需求表明，该特征是由HD 24431（O 9 III）的紫外光子驱动的星际气泡。LBN 148.11-0.45具有典型的Al HII区的形态，它们的电离源仍然不确定。发现尘埃和分子气体与LBN 148.11- 0.45有关。特别地，在电离区和分子区之间的界面处检测到一个光解区。如果HD 24094是一颗O 8-O 9类型的恒星，就像它的近红外颜色所暗示的那样，它的紫外光子通量就足以解释星云的电离。光学，无线电连续谱和21厘米线数据使我们能够得出结论，SH 148.83-0.67是一个由HD 24431的能量驱动的星际气泡。相关的中性原子和电离质量分别为180 Mo和300 Mo。SH 149.25-0.0的发射太微弱，无法导出尘埃和气体参数。还鉴定了以（l，b）=（149.0，1.5）为中心的HI壳层。它在形态上与分子气体排放相关。中性的原子质量和分子质量分别为1600 Mo和2…
2008-02-20 astro-ph
Compressible MHD Turbulence in Interstellar Plasmas
无线电波闪烁观测揭示了电离星际介质中密度涨落的近似柯尔莫哥洛夫谱。虽然这个密度谱暗示着湍流，但没有相关的理论来解释它。本文将Goldreich & Sridhar的不可压缩MHD湍流理论推广到包含可压缩性和粒子输运的影响，计算了湍流磁化等离子体中的密度谱。我们最重要的结果如下。(1)密度涨落是由于慢模式和熵模式。这两种模式被动混合的剪切阿尔芬波的级联。由于剪切阿尔芬波具有柯尔莫哥洛夫谱，因此密度起伏也具有柯尔莫哥洛夫谱。(2)所观察到的密度波动幅度意味着要么是磁和气体压力是可比的，或者是湍流的外尺度是非常小的。(3)级联需要高度的电离才能在中性粒子的阻尼下存活下来，从而延伸到小的长度尺度。未充分电离的区域只在大于中性阻尼尺度的长度尺度上产生密度涨落。这些区域可以解释在大尺度上发现的功率过剩。(4)熵模式和慢模式都是阻尼的长度尺度低于质子可以扩散穿过涡流在涡流的周转时间。因此，沿磁场的范围小于质子碰撞平均自由程的涡旋对密度谱没有贡献。然而，在MHD湍流中，涡流沿着磁场高度拉长。从观测的角度来看，相关的长度尺度是横向于磁场的尺度。因此，密度波动的截止长度尺度明显小于质子的平均自由程。
2001-06-22 astro-ph
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。
2002-11-27 astro-ph
Non-Gaussian Radio-Wave Scattering in the Interstellar Medium
Boldyrev和Gwinn最近提出，如果导致无线电脉冲时间展宽的星际电子密度波动服从非高斯统计，那么来自遥远恒星的无线电脉冲的特性就能得到最好的理解。在这幅图中，密度波动被推断为在非常小的尺度（$\sim 10^8-10^{10} {cm}$）上很强。我们认为，这样的密度结构可以对应于电离的分子区域（云）的边界，并表明，幂律分布的散射角，这是需要匹配的观察自然产生的预期交叉点，我们的视线与随机分布，薄，近似球形电离壳的这种类型。我们发现，所观察到的脉冲星色散措施$\lesssim 30 {\rm pc} {\rm cm}^{-3}$的时间展宽行为的变化是一致的一般ISM湍流，这应该占主导地位的散射附近的恒星的预期效果。我们还指出，如果云被附近的恒星电离，那么它们的边界可能会成为动荡的电离锋不稳定的帐户。这种湍流可能是推断出的密度结构的另一种原因。在这种情况下，可能有助于小尺度波动强度的另一个效应是，当涡流大小接近质子陀螺时，湍流密度谱会变平。
2006-02-05 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
