Self-gravity as an explanation of the fractal structure of the interstellar medium
星际介质的气体云具有分形结构，其起源一般被认为是湍流。湍流的能量可能来自大尺度的星系旋转，然后级联下来，在小尺度上被粘性耗散;有人认为这种湍流有助于防止大质量分子云因自身引力而坍缩。在这里，我们表明，相反，自引力本身可能是在使云分形的主导因素。我们开发了一个领域理论的方法来云的结构，假设它们是等温的，只有重力相互作用，我们发现，所观察到的云的分形维数自然产生从这种方法。虽然这一结果并不意味着湍流不重要，但它确实表明，没有湍流也可以理解分形结构。
1996-08-30 astro-ph cond-mat gr-qc
Determining the grain composition of the interstellar medium with high resolution X-ray spectroscopy
我们研究了高分辨率X射线光谱直接探测星际介质颗粒成分的能力。使用铁K-边缘实验数据可能ISM灰尘候选人在布鲁克海文国家实验室的国家同步加速器光源和先进的光子源在阿贡国家实验室，我们探讨了确定天体物理尘埃的化学成分的前景，并讨论了这样做的技术。我们重点关注AstroE 2 XRS微量热仪的功能，评估光谱分辨率和噪声对在含有尘埃的天体物理环境中检测显着的X射线吸收精细结构信号的限制影响。我们发现，如果有足够的信号，XRS的分辨率将使我们能够明确区分气体和尘埃相吸收以及某些化学成分。
2004-12-15 astro-ph
Fractal Structures Driven by Self-Gravity: Molecular clouds and the Universe
在星际介质中，以及在宇宙中，观察到大的密度波动，服从幂律密度分布和关联函数。这些结构是分层的、混乱的、动荡的，但也是自组织的。明显的无序不是随机噪声，而是可以用分形来描述，具有确定性的分形维数。我们讨论了先进的理论来描述这些分形结构，特别是一个新的理论的自引力热力学，可以解释它们的存在，并预测其分形维数。服从标度律的介质可以被认为是临界的，例如在二阶相变中。
1998-04-05 astro-ph
Getting the Red Out: A Stellar Approach to Determining Spatial Variations of Interstellar Dust
利用两种不同的光谱技术，我们绘制出了球状星团M4特有的ISM尘埃消光图。我们得出的平均E（B-V）红化为0.33 +/- 0.01和R = 3.4 +/- 0.4，都与以前的研究M4很好的协议。对于M4最严重红化区域的个别恒星，我们发现E（B-V）值明显高于星际气体研究所推断的值;对于严重红化区域，在柱密度测量中测量的气体可能不完全跟踪尘埃。
2000-05-31 astro-ph
Hierarchy of Interstellar and Stellar Structures and the Case of the Orion Star-Forming Region
从星团，分组，协会和恒星复合体的层次结构进行了讨论的背景下，猎户座恒星分组及其起源。气体云的类似结构也进行了审查，重点是一般的分形性质和质量分布函数。云，集群，和恒星质量函数之间的区别进行了讨论，在不同的采样统计层次结构的块在云中与interclump介质。
1998-01-09 astro-ph
Fractal Structure in Galactic Star Fields
利用kpc尺度星场中恒星聚集体的尺寸分布函数，研究了盘状星系大尺度恒星形成的分形结构。对10个星系的HST图像进行高斯平滑以定义聚集体，并将这些聚集体的计数与平滑尺度进行比较以给出分形维数。分形和泊松模型证实了这一过程。所有星系中恒星形成的分维都是~2.3。这与银河系和附近星系中星际气体的分形维数相同，表明恒星形成是由自引力和湍流定义的气体结构的被动示踪剂。像昂宿星团这样的致密星团形成在结构层次的底部，在那里原恒星气体是致密的。如果大多数恒星都形成于这样的星团中，那么分形就来自于它们位置的空间分布，从连续的星团分裂中得到分散的恒星场。致密星团的质量上限应该随着压力的增加而增加，从太阳附近的1000 Msun到恒星爆发的100万Msun。
2000-12-08 astro-ph
Structure of the interstellar medium around Cas A
我们提出了一个为期三年的系列观测在24微米的斯皮策太空望远镜的星际物质在一个200 × 200弧分平方面积为中心的仙后座A。星际尘埃被超新星爆炸产生的向外光脉冲加热，以紧凑、移动的形式发射出来。它们的连续向外运动使我们能够研究仙后座A后面和附近的星际介质（ISM）的复杂三维结构。ISM由片和丝组成，在秒差距或更小的尺度上有许多结构。ISM的空间功率谱似乎与光谱指数为3.5的分形相似。空间波数k ~ 0.5 crips/pc以上的小结构的填充因子仅为~ 0.4%。
2008-01-21 astro-ph
Effects of the X-ray emission from young stars on the ionization level of a fractal star forming cloud
我们提出了一项研究的初步结果，旨在计算的全球影响的X射线电离，由于年轻的恒星内的分子云，形成一个标准的货币基金组织的速度随着时间的推移加速。我们将云的气体分布建模为维数为2.3的分形。我们引入了“伦琴球”的概念，作为每个PMS恒星周围的区域，由于恒星X射线的电离率超过由于星际宇宙射线。利用金牛座T星典型的X射线光度值，我们发现在伦琴半径内，平均电离率相对于从宇宙射线获得的值增加了4到20倍。
2000-11-27 astro-ph
Properties of the Interstellar Medium and the Propagation of Cosmic Rays in the Galaxy
在能量低于能谱中所谓的“膝”（约3*10 $^6$ GeV）的超新星爆炸产生的激波中宇宙射线的起源问题得到了解决，特别注意粒子通过不均匀星际介质的传播以及解释最近各向异性结果的必要性，[1]。结果表明，物质密度和磁场分布的分形特征导致宇宙线能谱空间涨落的大幅度增加。而宇宙射线在其源附近的空间分布（如。在银河系盘内的辐射源（在银河系盘内）并不太依赖于传播的性质，而在很大程度上取决于它们的源的分布，在离银河系盘很远的距离上的分布强烈地取决于传播的性质。特别是，ISM的分形特征导致了所谓的“异常扩散”，这种扩散有助于我们理解宇宙线晕的形成。异常扩散可以解释最近查卡尔塔亚广泛空气簇射实验的重要结果[1]，即外星系宇宙射线强度的银河平面增强，这在所谓的“正常”扩散情况下是不存在的。所有这些效应只有一个原因：反常扩散强调了局部现象在我们银河系和其他地方宇宙射线特征形成中的作用。
2002-09-24 astro-ph
The Dynamical Interstellar Medium: Insights from Numerical Models
动态星际介质的数值模型表明，在决定ISM的行为方面，超新星遗迹和超级气泡等结构之间的相互作用比结构本身更重要。我回顾了最近的全球模型的技术和结论，重点是他们告诉我们关于恒星形成的巨大分子云的形成。
2000-06-22 astro-ph
Fractal Dimensions and Scaling Laws in the Interstellar Medium: a new Field Theory approach
我们发展了一种冷星际介质的场论方法。我们证明了一个处于热平衡的非相对论性自引力气体，其原子数或碎片数是可变的，它与单个标量场的场论完全等价（{ \vec x}）的自相互作用.我们通过重整化群方法对这个场论进行了微扰和非微扰分析.我们发现了标度行为（临界）温度和其他物理参数的连续范围。在这个框架中，我们推导出尺寸为R的区域上质量的标度关系Δ M（R）\sim R^{d_H}，以及速度色散的标度关系Δ v \sim R^q，其中q =（d_H-1）/2。对于密度-密度关联，我们发现大距离\sim的幂律行为|{ \vec r_1} -{ \vec r_2}|^{2 d_H-6}.分形维数d_H与关联长度的临界指数nu之间的关系为d_H = 1/nu。三维单分量标量场的重整化群方法指出，长距离临界行为由（非微扰）伊辛不动点控制.标度指数的对应值为nu = 0.631. d_H = 1.585... q = 0.293……平均场论给出了标度指数nu =1/2，d_H = 2和q = 1/2的结果。Ising和平均场值都与目前的ISM观测数据一致：1.4 \leq d_H \leq 2，0.3 \leq q \leq 0.6。作为临界现象的典型，ISM的标度行为和临界指数可以在不考虑动力学（与时间有关）行为的情况下获得。作者在1996年9月5日致《自然》的一封信中强调了自我引力的相关作用。
1996-10-08 astro-ph gr-qc hep-th
The Fractal Distribution of HII Regions in Disk Galaxies
据了解，气体具有分形结构在一个广泛的空间尺度与分形维数，似乎是一个常数左右Df = 2.7。人们期望从这种分形介质中形成的恒星表现出类似的分形图案。在这里，我们通过量化恒星形成事件聚集的程度来解决这个问题。我们开发，测试，并应用一个精确和准确的技术来计算的关联维数Dc的分布在一个样本的盘星系的HII区域。我们发现，Dc的确定受到HII区域数量的限制，因为如果有< 100个区域可用，则会产生倾向于低估维度的偏差。可靠的结果分布在1.5 < Dc < 2.0的范围内，平均值Dc = 1.81。这对应于Df = 2.73的三维尺寸，非常类似于在星际云中测量的值。然而，我们得到显着的变化，星系之间的分形维数，相反，有时在文献中声称的普遍图片。分维与绝对星等有微弱但显著的相关性，在较小程度上与银河半径也有相关性。最暗的星系倾向于将它们的HII区域分布在更聚集（不太均匀）的模式中。同一星系中最亮的HII区域的分形维数似乎小于最暗的区域，这表明了某种进化效应，但如果只考虑最亮的区域，所获得的相关性保持不变。
2008-04-29 astro-ph
Fractal Dimensions and Scaling Laws in the Interstellar Medium and Galaxy Distributions: a new Field Theory Approach
我们发展了一种场论方法来研究冷的星际介质和宇宙的大结构。我们证明了具有可变原子数或碎片数的热平衡非相对论性自引力气体与具有指数自相互作用的标量场的场论是完全等价的。我们通过重整化群（RG）对这个场论进行微扰和非微扰分析，得到了在温度等物理参数连续范围内的标度行为（临界）。在这个框架中，我们导出了尺寸为R的区域上质量的标度关系M（R）\sim R^{d_H}，以及速度弥散的标度关系Δ v PDMATHAMM R^ \frac 12（d_H-1）。对于密度-密度关联，我们发现大距离\sim的幂律行为|r_1 - r_2| ^{2D - 6}.分维D与临界指数ν之间存在着D = 1/ ν的关系。平均场论得出ν= 1/2，D = 2。伊辛和平均场值都与目前的ISM观测数据兼容：1.4 \leq D \leq 2。我们发展了一种在准热平衡下，考虑FRW背景下自引力质量气体的星系分布的场论方法。我们表明，它具有标度行为的RG方法。在不假设同质性的情况下计算星系的相关性。我们发现<ρ（{ \vec r_0}）ρ（{ \vec r_0} + { \vec r}）> \sim r^{D-3} $. The theory allows to compute the three and higher density correlators without any assumption.We find t…
1998-02-06 astro-ph cond-mat gr-qc
Interstellar cloud structure: The statistics of centroid velocities
线质心地图的统计性质的调查已经使用了近50年，但仍然没有普遍的协议，他们的解释。我们试图量化的基本湍流速度场的属性，可以从质心速度图，我们测试的条件下，质心速度的缩放行为匹配的三维速度场的缩放。本文利用分形云模型，系统地研究了三维密度场和速度场之间的关系以及所产生的线质心图的统计特性。我们把特别注意的情况下，类似于超音速星际湍流的大密度波动。从三角洲方差分析，我们推导出一个新的工具来计算的缩放行为的三维速度场从观察到的强度和质心速度图。我们提供了两个标准，以决定是否从质心速度的信息直接反映了底层速度场的属性。应用这些标准可以理解不同的结果，发现到目前为止，在文献中的速度质心的统计解释。一个新的迭代方案可以用来从任意密度和速度场的质心速度图中导出三维速度标度，但它需要所考虑的星际云的平均密度的准确知识。
2006-02-12 astro-ph
Structure and Dynamics of Magnetized Interstellar Clouds: Super-Alfvenic Turbulence?
这篇评论总结了分子云被湍流，最有可能是超阿尔文湍流为主的论点。五行的观测证据：分子线宽和线形，非平衡化学丰度，分形云的形状，测量分散的尘埃消光通过云，和塞曼测量的场强。Padoan和Nordlund最近的模型进行了总结，表明超Alfvenic湍流似乎与这些观察一致。然后，我介绍了我自己最近的计算，数值分辨率高达256^3个带，证实了帕多安和诺德隆德提出的基本图像，但表明他们引用的衰变时间尺度实际上太长了。我的计算表明，无论湍流是亚音速的，超音速的，等温的，绝热的，未磁化的或磁化的，衰减的湍流损失其动能与时间的~1/t的依赖性。最后，讨论了恒星形成和湍流理论的影响。
1997-11-28 astro-ph
On the properties of fractal cloud complexes
我们研究了具有分形结构的星际云复合体的物理性质。我们首先生成具有给定分形维数的分形云，并将每个团块与所得密度场中的最大值相关联。然后，我们讨论的效果，不同的标准块的选择上导出的整体性能。我们计算了团块的质量、大小和平均密度作为分形维数（D_f）和团块占总质量的分数（ψ）的函数。一般来说，团簇质量不满足M_cl ~（R_cl）**（gamma）类型的简单幂律，而是幂从小尺寸的gamma ~ 3变化到大尺寸的gamma<3。在相对较大的质量范围内，每对数质量区间内的团簇数可用幂律N_cl ~（M_cl）**（-alpha_M）拟合，相应的大粒径分布为N_cl ~（R_cl）**（-alpha_R）。当所有的质量都形成团块时（φ =1），我们得到，随着D_f从2增加到3，α_M从~0.3增加到~0.6，α_R从~1.0增加到~2.1。与观测值的比较表明，D_f ~ 2.6与ISM的平均性质基本一致。另一方面，随着团块中质量分数的减小（α <1），α_M增大而α_R减小。当只有~10%的复合体质量以致密团块的形式存在时，当D_f=2.6时，我们得到α_M ~ 1.2（与Salpeter值1.35相差不大），表明这可能是恒星初始质量函数与分子云复合体内部结构之间的联系。
2005-12-09 astro-ph
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。
1999-11-10 astro-ph
Interstellar Turbulence: II. Energy Spectra of Molecular Regions in the Outer Galaxy
主成分分析（PCA）的多元工具，适用于23个领域的FCRAO CO调查的外星系。PCA使识别线轮廓的差异，这是假设从湍流速度场内的波动产生的。在分子区域内，这些速度差随空间尺度的变化由奇异幂律Δ v= c L^alpha描述，该幂律可用作湍流运动的有力诊断。对于23个场的系综，我们发现平均值α = 0.62 +-0.11。根据最近使用分形布朗运动模拟对该方法进行的校准（Brunt & Heyer 2001），测得的速度差-尺寸关系对应于能谱E（k），其随k^-beta变化，其中beta = 2.17 +- 0.31。我们比较我们的结果，衰减和强迫流体动力学模拟湍流。我们的结论是，能量必须不断注入到该地区，以补充损失的耗散过程，如冲击。在目标区域内没有大的、广泛分布的冲击，这表明能量是在小于几个pc的空间尺度上注入的。
2001-10-05 astro-ph
Multifractal Scaling, Geometrical Diversity, and Hierarchical Structure in the Cool Interstellar Medium
多重分形标度（MFS）是指可以被描述为交织的分形子集的集合的结构，这些分形子集表现出幂律空间标度行为，具有一系列标度指数（浓度或奇异性，强度）和维度。MFS的存在意味着一个潜在的乘法（或层次，或级联）过程。全景柱密度图像的几个附近的恒星形成的云复合体，构造从IRAS数据和证明在附录中，显示出这样的多重分形标度，我们解释为间接的，但定量的证据嵌套的层次结构。子集的维数和它们的浓度强度之间的关系（“多重分形谱”）似乎令人满意地将观察到的区域按照存在的几何形状的混合物进行排序：强点状浓度、线状细丝或前沿以及空间填充扩散结构。这种多重分形谱是所研究区域的一种全局性质，并且不依赖于“云”的任何操作定义。"在所研究的区域中多重分形谱的形式范围意味着，与不可压缩湍流中的速度和被动标量场的指示相反，柱密度结构不形成普适性类，这提供了另一个指示，即高度可压缩星际气体动力学的物理学与不可压缩湍流有根本的不同。（摘要截短）
2001-03-29 astro-ph
Recent X-ray Observations of Disk Galaxies: Tracing the Dynamic Interstellar Medium
我回顾最近的结果，从我们的深ROSAT和钱德拉观测两个星系，M101和NGC 4631，在领域的异常低的银河系灭绝。在这些星系中探测到大量的发射X射线的气体。这种气体主要产生于大质量恒星形成区，其平均特征温度是$10^6$ K的几倍。较冷的气体（$\sim 10^6$ K）通常在星系盘外发现，可能代表了从爆裂的超级气泡流出。恒星形成的传播，由热气体的膨胀驱动，似乎是在巨大的HII复合体中运作。在这种复合物中，相当大一部分光蒸发气体可能被大量装载到热气体中，这解释了它们的大X射线发光度。这些过程可能在决定星际介质的整体性质，特别是盘/晕相互作用方面起着重要的作用。
2000-08-18 astro-ph
N-body simulations of self-gravitating gas in stationary fragmented state
观测到的星际介质具有几个数量级的分级分形结构。为了了解这种结构的起源，我们进行了分子云碎裂的数值模拟，考虑到自引力，耗散和能量输入。自重是通过树代码计算的，具有完全或准周期性边界条件。能量耗散是通过云-云非伸缩碰撞引入的。几个方案进行了测试的能量输入。看来，来自星系切变的能量输入允许气体达到稳定的聚集状态，避免最终的坍缩。当建立一个稳定的湍流叶栅，它是可能的数据，如质量分布的分形维数得到有意义的统计研究。
2000-07-10 astro-ph
The Galactic Shock Pump: A Source of Supersonic Internal Motions in the Cool Interstellar Medium
我们提出，银河系冲击通过星际密度波动传播提供了一种机制，间歇性的补充，或“抽水”的超音速运动和内部密度增强普遍观察到的冷原子和分子星际结构，而不一定需要存在的自引力，磁场，或年轻的恒星。这些冲击被认为是由于一系列尺度上的各种星系源。本文在假定马赫数不至于使云破裂的条件下，忽略激波曲率和云畸变，导出了激波通过径向分层二维等压模型云时所产生的运动学涡量的解析结果。采用二维格子气体流体动力学数值模拟方法，在适当的马赫数下验证了分析结果。诱导的内部速度最初是激波速度除以密度对比的平方根的一个重要部分，占观测到的线宽振幅和明显的云到云的线宽密度标度。线宽-尺寸关系可以用众所周知的冲击系统的功率谱来解释。诱导的涡能应迅速转换为可压缩和MHD模式，因此很难直接观察到，即使它仍然是其他模式的动力源。因此，激波泵产生密度结构，而不需要任何形式的不稳定性。我们认为，冲击泵应导致嵌套的冲击诱导的结构，提供了一个级联机制的超音速“湍流”和冷的星际介质的分形结构的物理解释。
2000-02-15 astro-ph
The Turbulent Interstellar Medium: Insights and Questions from Numerical Models
“数值模型的目的不是数字，而是洞察力。“（汉明）本着这句格言的精神，以及唐·考克斯的科学演讲方法，我们讨论了最新一代星际介质数值模型提出的问题，至少对我们来说是这样。星际湍流的能量来源仍在讨论中。我们回顾了超新星在恒星形成区占主导地位的论点。磁旋转不稳定性被认为是将圆盘剪切与湍流耦合的一种方式。模型表明，与热不稳定波长相比，不稳定波长非常长，这对外星系和低表面亮度盘中的恒星形成有影响。决定SN驱动介质中热气体填充因子的因素的常年问题仍然是开放的，特别是因为在模型中看到的热腔的边界处意外地强烈的湍流混合。对湍流中分子云的形成也知之甚少。即使在没有自引力的情况下，适合云形成的致密区域也明显形成，尽管它们的最终演化仍有待计算。
2003-10-29 astro-ph
Which thermal physics for gravitationally unstable media?
我们提醒大家，天文学家们普遍采用的关于用来描述稀薄宇宙气体的物理学的假设往往没有理由，这主要是因为引力的长程作用使经典热物理学的使用失效。反过来，没有足够好的局部热平衡，宏观量，如温度和压力，没有定义和基本假设，局部的介质是平滑的“分子混沌”，以证明使用微分方程是不允许的。星际气体高度不均匀的分形状态可能是现有理论工具之间巨大差异的一个明显症状，预测几次声音交叉后的局部均匀性，和现实。这种基本问题开始出现在光学薄介质中，如恒星大气，但在星际介质、冷却流和后复合气体中变得更加严重，特别是当引力在能量上占主导地位时，当介质是牛仔裤不稳定。
1998-06-10 astro-ph
High Velocity Rain: The Terminal Velocity of Model of Galactic Infall
本文提出了一个通过测量云速度和云柱密度并假定银河系星际介质垂直密度分布模型来确定星际云在星系晕中下落距离的模型。结果表明，与$N(H I) < \sim 10^{19} cm^{-2}$下降的云可能会减速到终极速度，这增加了以上的银河平面的高度。这个终极速度模型正确地预测了到高速云复合体M和其他几个先前确定距离的星际结构的距离。它演示了如何星际吸收光谱单独可以用来预测的云产生的吸收的距离。如果到云的距离是已知的，我们演示了如何使用该模型来确定ISM的垂直密度结构。导出的密度分布是一致的温暖的电离介质，其特征在于雷诺的预期密度分布。也有证据表明，对于$z >\sim 0.4 kpc$，会出现以下一种或多种情况：（1）云的中性部分减少到$\sim 31 \pm 14%$，（2）密度下降速度比雷诺数所表征的速度快，或（3）阻力系数随z的增加而系统地减少。
1996-12-18 astro-ph
The ROSAT-HRI X-Ray Survey of the Cygnus Loop
我们描述和报告的进展，美国和德国的联合运动映射的X射线发射从整个天鹅座圈超新星遗迹与ROSAT高分辨率成像仪。天鹅座圈是超新星遗迹的原型，超新星遗迹与星际介质的相互作用占主导地位，并为形成星际介质的基本机制提供了基本的物理信息。这些高分辨率观测提供的全球观点强调了星际介质的不均匀性以及云-冲击波相互作用在确定超新星遗迹的X射线形态方面的关键性质。在研究冲击波演化细节的同时，我们还描述了天鹅座圈附近的星际介质，这是祖先星处理过的。虽然我们不希望X射线观测在1997年9月之前完成，但不完整的数据与深H $α$图像相结合，提供了明确的证据，表明天鹅座环是由预先存在的空腔内的爆炸形成的。
1997-03-13 astro-ph
