Depolarization canals and interstellar turbulence
最近的无线电极化观测揭示了极化银河无线电背景中大量意想不到的特征，这些特征是由随机（湍流）星际介质中的传播效应引起的。运河在其中尤其引人注目，一个非常黑暗的随机网络，狭窄的区域在明亮的偏振银河同步加速器背景下从许多方向清晰可见。在ISM中没有明显的物理结构可能导致这些运河，因此它们被称为法拉第鬼。它们显然携带着关于星际湍流的信息，但直到现在才清楚如何提取这些信息。关于运河的起源，有两种理论被提出，两者都将运河归因于法拉第旋转，但一种是在天空平面中（特别是在前景法拉第屏幕中）调用法拉第旋转的强梯度，另一种则只依赖于视线效应（差分法拉第旋转）。在这篇综述中，我们讨论了运河的物理性质，以及如何利用它们来探索星际湍流的统计特性。这为磁化星际湍流的研究开辟了新的分析方法，如等值线统计和计算几何学和拓扑学的相关技术。特别是，我们可以希望测量泰勒微尺度和星际MHD湍流的有效磁雷诺数等难以捉摸的量。
2006-04-20 astro-ph
Scaling Relations for Turbulence in the Multiphase Interstellar Medium
我们采用的She & Leveque模型的推广研究速度标度关系的基础上，我们的模拟热不稳定性引起的湍流。作为星际相变的副产品，这种多相湍流往往比可压缩等温湍流更间歇。由于辐射冷却会促进超音速流中的非线性不稳定性，最奇异耗散结构的Hausdorff维数D可高达2.3，而在超音速等温湍流中，激波耗散将D限制为D < 2。我们还表明，单相速度统计进行多相介质中的湍流级联的不完整信息。我们简要地讨论了这些结果的分子云的层次结构和恒星形成的可能影响。
2004-03-24 astro-ph
The Relation between Interstellar Turbulence and Star Formation
了解星系中恒星的形成是现代天体物理学的核心。本文综述了星际湍流与恒星形成的关系。超音速湍流可以在全球范围内提供对引力坍缩的支持，同时它会产生局部密度增强，从而允许小尺度上的坍缩。银河系气体云中恒星诞生的效率和时间尺度强烈依赖于星际湍流速度场的性质，缓慢、低效、孤立的恒星形成是湍流支持的标志，而快速、高效、成团的恒星形成则是在没有湍流支持的情况下发生的。星系尺度上的恒星形成被认为是由引力和湍流之间的平衡控制的，就像单个星际气体云尺度上的恒星形成一样，但可能会受到冷却和差异旋转等额外效应的影响。在星系盘的恒星形成区域，驱动星际湍流的主要机制似乎是超新星爆炸。在我们银河系的外盘或低表面亮度的星系中，通过磁场或重力将旋转与气体耦合可能变得很重要。
2004-02-27 astro-ph
Constraints on Interstellar Plasma Turbulence Spectrum from Pulsar Observations at the Ooty Radio Telescope
折射星际闪烁（RISS）对脉冲星信号的影响是区分星际介质中等离子体密度起伏功率谱的不同模型的有力手段。光谱的性质被认为是理解星际等离子体湍流的基本机制的主要输入。利用Ooty射电望远镜（ORT）327 MHz脉冲星闪烁观测数据，研究了本地星际介质的光谱性质。出现的图片是，频谱是柯尔莫哥洛夫样（$ β\approx 11/3 $）的空间尺度范围$\sim 10^6$ m到$\sim 10^{11}$ m，并有证据表明，在更大的空间尺度（$ \sim 10^12 - 10^13 $ m）的过剩功率。
1999-12-25 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
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
Magnetic field amplification by SN-driven interstellar turbulence
在星际介质中，超新星被认为是驱动湍流的主要因素。直到最近，它们对盘状星系中磁场放大的影响仍然不确定。基于非相关系综方法的分析模型预测，任何产生的场在被显著放大之前都会被从盘中驱逐。通过对超新星驱动湍流的直接模拟，我们证明了情况并非如此。考虑到银河系的差异旋转和垂直分层，我们发现在数亿年的时间尺度上平均场呈指数放大。我们特别强调了旋转的重要性，在产生螺旋度的基础上，通过显示一个类似的机制，笛卡尔剪切不会导致持续放大的平均磁场。
2008-11-04 astro-ph
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。
2006-11-15 astro-ph
Recent Results on Interstellar Turbulence
利用三维高分辨率HD和MHD数值模拟方法研究了SN驱动的ISM星际湍流的统计特性。它被发现，纵向和横向湍流长度尺度的时间平均（超过50万年）的比率为0.5-0.6，几乎类似于各向同性均匀湍流的预期。大涡的平均特征尺度约为75 pc。此外，在模拟盘中测量的结构函数的标度显示出与Kolmogorv（1941）模型的明确偏离，这与超音速湍流的最新不稳定性研究（Politano & Pouquet 1995; Boldyrev 2002）是一致的。我们的结果是独立的分辨率，表明收敛已经达到，并且未解决的较小的耗散尺度不反馈较大的。
2006-01-11 astro-ph
Coherence and Intermittency of Electron Density in Small-Scale Interstellar Turbulence
研究了衰减动力学阿尔芬波湍流的空间不稳定性，以确定它是否在星际介质中产生非高斯密度涨落。非高斯密度波动已从脉冲星闪烁标度中推断出来。动力学Alfven波湍流表征了磁湍流中离子回旋半径附近尺度的密度演化。结果表明，强烈的本地化电流丝在尾部的初始高斯概率分布函数具有剪切磁场，强烈折射的随机动力学阿尔芬波负责湍流去相关。折射将湍流局部化到灯丝周边，因此避免了湍流的混合。随着湍流的衰减，这些长寿命的细丝产生了非高斯尾。与暗条场的切变有关的条件决定了哪些涨落成为相干涨落，哪些涨落作为随机涨落衰减。折射也在电子密度中产生相干结构。这些结构不是局部的。它们的空间包络映射成一个概率分布，该概率分布以密度的-3次方衰减。密度的空间包络在密度梯度中产生Levy分布。
2007-03-19 astro-ph
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。
2007-07-31 astro-ph
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。
2008-08-20 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
MHD Turbulence in Star-Forming Regions and the Interstellar Medium
MHD湍流在恒星形成分子云和星际介质的物理学中发挥着核心作用。我在这里表明，分子云中的MHD湍流必须被驱动，以解释在云中观察到的超音速运动，因为即使是强磁化湍流也会迅速衰减。然后，我表明，驱动MHD湍流可以支持全球重力不稳定的地区，但不可避免地发生局部崩溃。驱动强度和气体密度的差异可能解释了在不同星系中观察到的恒星形成速率的差异。湍流的驱动机制可能是星系盘恒星形成部分的场超新星，以及外盘和低表面亮度星系的磁旋转不稳定性的组合。超新星驱动的湍流具有广泛的压力范围，大致呈对数正态分布。即使在没有自引力的情况下，也可以形成高压寒冷的区域。
2002-09-23 astro-ph
Characterizing the structure of interstellar turbulence
对分子云结构的建模依赖于良好的方法来对模拟与观测进行统计比较，以约束模型。在这里，我们描述了一套流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟超音速湍流使用平均小波变换，三角洲方差，已成功地用于表征观测。我们发现，与数值分辨率和耗散无关，只有那些高超声速马赫数大于M ~ 4的模型才能产生无标度、幂律的Δ方差谱，而较慢的超声速湍流则倾向于显示特征标度并产生非幂律谱。磁场对这一趋势的影响很小，尽管它们往往会降低湍流的无标度性质，并增加从大尺度到小尺度的能量传递。在超音速湍流中看到的特征长度尺度的演变完全遵循最近对动能衰减率的研究所预言的t^{1/2}幂律。
1999-06-21 astro-ph
Dissipation of Hydromagnetic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
考虑了银河系宇宙射线（CR）的扩散。预计非线性MHD级联将湍流的幂律谱从主尺度100 pc设置为更小的尺度。我们发现，由于与高能粒子的共振相互作用的波的耗散可能会终止级联在小于1.e13厘米。CR扩散系数的形状，发现可以解释所观察到的峰值在几个GeV/n的次级到初级核的比率。
2003-06-18 astro-ph
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。
1998-09-19 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
A galaxy dynamo by supernova-driven interstellar turbulence
超新星是驱动星际等离子体湍流的主要能量来源。直到最近，它们对盘状星系中磁场放大的影响仍然是一个猜测的问题。通过对超新星驱动的湍流的自洽模拟，我们发现在数亿年的时间尺度上，平均磁场呈指数放大。所观察到的快速发电机的鲁棒性检查在不同的磁雷诺数，我们发现持续发电机行动在中等Rm。这表明，该机制可能确实与真正的ISM有关。通过被动示踪场的检测，我们推断SNe产生的湍流α效应与准线性理论的预测是一致的。为了为全局平均场模型奠定基础，我们的目标是探索发电机张量相对于我们模拟的关键参数的缩放。在这里，我们给第一个帐户的变化与超新星的速度。
2008-12-21 astro-ph
Variability of GRB Afterglows Due to Interstellar Turbulence
伽马射线暴（GRB）余辉通常被解释为在周围介质（可能是星系的星际介质）中发生点爆炸产生的相对论性冲击波的同步辐射。我们计算了由于周围介质的不均匀性，余辉光变曲线中通量波动的幅度。这种不均匀性是星际湍流不可避免的结果，但也可能是由伽玛射线暴前身风的可变性和各向异性产生的。探测它们的性质可以为伽玛暴源的环境提供重要线索。我们将我们的计算应用于GRB 990510，在余辉的第一天，在0.1- 2小时的时间尺度上观察到2%的光通量波动的均方根散射，这与它完全是由于光度噪声（Stanek等人，1999）。GRB 990510源周围20-200 AU尺度上的密度波动上限低于银河系星际介质中类似尺度上的推断波动幅度。因此，对未来光学余辉的每小时监测可能会揭示出百分之几水平的分数通量波动。
1999-10-26 astro-ph
Interplanetary and interstellar plasma turbulence
本文综述了无碰撞和弱碰撞天体物理等离子体中低频磁化湍流的理论研究方法。对这些等离子体进行分析描述的正确起点是动力学理论，而不是流体方程。湍流的各向异性被用来系统地导出一系列简化的分析模型。在离子陀螺仪上方，我们严格地证明了阿尔芬波与电子密度和磁场强度的涨落是解耦的，并且满足约化的MHD方程。密度和场强波动（慢波和流体极限中的熵模式），动力学确定，被动混合的阿尔芬波。由此产生的混合流体动力学描述的低频湍流是有效的独立的碰撞。在离子陀螺仪下方，湍流级联部分地转换成在电子陀螺仪处阻尼的动力学阿尔芬波的级联。这种级联由一对流体方程描述，这是电子MHD的简化版本。对太阳风和星际介质中湍流的观测激发了这些理论模型的发展。在后一种情况下，湍流是空间不均匀的和各向异性的Alfvenic湍流在一个强的平均场的存在下，可能会与各向同性的MHD湍流，没有平均场共存。
2006-10-26 astro-ph
The Generation and Dissipation of Interstellar Turbulence - Results from Large Scale High Resolution Simulations
我们研究，通过自适应网格细化水和磁流体动力学模拟，涵盖了广泛的尺度（从千秒差距到亚秒差距），最耗散结构的尺寸和注入尺度的湍流星际气体，我们发现约75秒差距，与观测结果一致。然而，这小于超级气泡的平均尺寸，但与ISM中的显著密度和压力变化一致，这导致气泡局部破裂，从而导致湍流的注入。结构函数的标度与超音速湍流的log-Poisson统计相一致，其中能量主要通过激波耗散。我们的模拟是不同于以前的其他作者，（一）我们不假设一个等温气体，但有几个数量级的温度变化，（二）我们没有人为的强迫流体与一些特设傅立叶频谱，但驱动湍流恒星爆炸银河系的速度，自我调节的密度和温度阈值施加在ISM气体。
2007-07-12 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
Supersonic turbulence and structure of interstellar molecular clouds
星际介质（ISM）为研究高超声速、驱动流体动力学湍流提供了一个独特的实验室。我们提出了这样的湍流理论，通过数值模拟来证实它，并使用结果来解释星际分子云的观测特性，恒星诞生的区域。
2002-03-25 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
The importance of anisotropic interstellar turbulence and molecular-cloud magnetic mirrors for galactic cosmic-ray propagation
最近的研究表明，当大尺度等离子体激发磁流体动力学（MHD）湍流时，能量从大尺度到小尺度的级联是各向异性的，即小尺度的涨落满足不等式k_parallel << k_perp，其中k_parallel和k_perp分别是涨落波矢中平行于和垂直于背景磁场的分量。这种各向异性的涨落在散射宇宙射线时效率很低。本文给出并解释了基于准线性近似的各向异性MHD湍流对宇宙射线散射的结果。讨论了分子云磁镜在弱散射时对宇宙射线的束缚和各向同性作用。
2000-10-04 astro-ph
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。
1998-10-23 astro-ph
Spectral Properties of Interstellar Turbulence via Velocity Channel Analysis
在这篇演讲中，我们回顾了谱线数据立方体中强度波动的统计与星际介质中湍流的统计特性之间的联系。本文介绍了光学细线速度通道分析的形式及其对自吸收线的推广。我们证明，通过观察足够窄（薄）的速度通道中的冷气体的光学细线，可以恢复从湍流级联的随机速度的标度，特别是，Kolmogorov速度给$K^{-2.7}$贡献的强度功率谱。综合地增加通道厚度分离出气体的潜在密度不均匀性。另一方面，自吸收的影响即使对于积分谱线也能保持速度特征。因此，强度波动倾向于在尺度范围内显示功率$\propto K^{-3}$的普遍但无特征的缩放。
2005-05-28 astro-ph
Interstellar Turbulence Driving by Galactic Spiral Shocks
螺旋激波可能是星际介质中湍流的主要来源。为了定量地解决这个问题，我们使用数值模拟来研究垂直分层，自引力，磁化模型的星系盘的螺旋臂的气体流动。我们的模型是等温的，准轴对称的，并在准径向方向上的本地，而在垂直方向上的全球。我们发现，恒星螺旋势扰动迅速诱导的螺旋激波的气体流。对于垂直分层的气盘，径向-垂直平面内的激波阵面一般是弯曲的，永远不会达到稳定状态。这种行为与二维（薄）圆盘中的螺旋激波形成鲜明对比，后者通常是静止的。在我们的模型中的非定常运动包括大幅准径向扑动的冲击波阵面。这种拍打在垂直圆盘厚度的尺度上提供随机的气体运动，然后级联到更小的尺度。在准稳态的诱导气体的速度色散超过声波的冲击强度的范围内的值，这表明螺旋冲击确实是一个重要的发电机在盘星系的湍流。
2006-08-08 astro-ph
Interstellar Turbulence: I. Retrieval of Velocity Field Statistics
我们证明了Heyer和Schloerb（1997）应用主成分分析（PCA）提取由能谱E（k）= k^-beta测量的星际湍流速度场统计数据的能力。湍流速度和密度场与已知的统计从fBm模拟产生。考虑分子转动能级的激发和辐射转移，这些场被转换到观测域T（x，y，v）。使用PCA以及分别来自特征向量和特征图像的速度和空间尺度的表征，识别描述线轮廓差异的幅度deltav和这些差异发生的尺度L的关系，deltav=L^alpha。从一系列具有不同β值的模型中，我们发现，对于1 <β < 3，α = 0.33 β- 0.05。这提供了基本的校准之间的内在速度场统计的观测措施和诊断的湍流在星际介质。我们还研究了噪声，线不透明度，和有限分辨率对这些结果的影响。
2000-11-09 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
Exploring cloudy gas accretion as a source of interstellar turbulence in the outskirts of disks
本文对扩展HI银盘中的凝块气体持续注入效应进行了高分辨率2D-MHD数值模拟。给定一定的吸积率，盘的响应取决于其表面气体密度和温度。对于银河系在~20 kpc的银河系中心距离的条件下，和质量吸积率符合目前的经验和理论测定在银河系中，雨的紧凑的高速云到磁盘上可以维持跨音速湍流运动在温暖的阶段（~2500 K）的HI。因此，HI线宽预计为~6.5 km/s的气体层在2500 K，如果下降是唯一的驱动湍流的机制。这封信中给出了由此产生的强迫流的一些统计特性。还讨论了气体速度弥散的径向依赖性。
2007-05-07 astro-ph
Interstellar Plasma Turbulence Spectrum Toward the Pulsars PSR B0809+74 and B0950+08
利用低频（41、62、89和112 MHz）观测研究了双星PSR B 0809 +74和B 0950 +08的星际振动。在这些频率的衍射衍射的特征时间和频率尺度已被确定。综合分析的频率和时间结构函数减少到相同的频率表明，星际等离子体的频谱不均匀性向两个恒星的幂律描述。朝向PSR B 0950 +08（n = 3.00 +-0.05）的星际等离子体不均匀性的波动谱的指数与柯尔莫哥洛夫指数明显不同。对于PSR B 0809 +74，频谱为幂律，指数n = 3.7 +- 0.1。已检测到朝向PSR B 0950 +08的强烈角折射。沿视线的不均匀性的分布进行了分析，它已被证明，PSR B 0950 +08发生的湍流层与增强的电子密度，这是本地化在约10 pc的观察者。对于PSR B 0809 +74，不均匀性的分布是准均匀的。我们估计了四个非均匀体上电子密度的均方涨落，其特征尺度为rho_0 = 10^7 m。在这个尺度上，10-pc层中的局部湍流水平比导致PSR B 0809 +74湍流的扩展区域高20倍。
2008-10-07 astro-ph
Thermal Instability-Induced Interstellar Turbulence
本文采用三维流体力学数值模拟方法研究了星际介质中的相变动力学。我们使用一个现实的冷却功能和通用的非平衡初始条件，详细跟踪在重力的情况下，多相介质的形成历史。我们概述了这个过程中的一些定性不同的阶段，包括线性等压演变，过渡到等容制度，形成的细丝和空隙（也称为“热”煎饼），超音速湍流的发展和衰减，接近压力平衡，最终放松的多相介质。我们发现，在一个冷却时间内，1%-2%的初始热能转化为气体运动。然后，速度场随机化为湍流，湍流在动力学时间尺度E_k~t ^-n（1 <n <2）上衰减。虽然不是所有的初始条件产生一个稳定的两相介质，我们详细研究这样的情况。我们发现，这两个阶段是很好地混合与冷云拥有一个细粒度的结构，我们的数值分辨率极限附近。中间不稳定相中的气体量大致随均方根湍流马赫数变化，当M_rms~8时达到峰值25%，当M_rms~0.4时下降到11%。
2002-03-28 astro-ph
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。
2006-05-03 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
Amplification of Interstellar Magnetic Fields and Turbulent Mixing by Supernova-Driven Turbulence Part II - The Role of Dynamical Chaos
在本文中，我们进一步推进了在星际介质中的磁场放大的研究，开始在Balsara等人（2004年，论文I）。我们表明，磁通量的增长率是可比的磁能增长率发现在文件I。我们还证明了场放大中的不稳定性的作用。密度显示双峰PDF，与所使用的冷却曲线一致。磁场的PDF显示了一个高端的尾部，提供了一个小规模发电机运行的信号。磁场强度与密度呈正相关。结果，场放大在温度较低、密度较大的气体中发生得更剧烈。对模拟湍流中的拉格朗日混沌进行了详细的研究。结果表明，材料线的拉伸率以及李雅普诺夫指数可以用来获得重要的见解磁场的增长。导出了小尺度超新星驱动发电机的抵消指数，并指出发电机中场线的相长折叠是非常低效的。我们还表明，我们的拉格朗日方法可以产生实际的措施，在模拟ISM的湍流扩散。湍流扩散系数提供了宏观尺度上超新星喷出物中元素混合的见解。星际湍流中的高速率谱线拉伸表明，元素在分子水平上的最终扩散是非常有效的。这里提出的许多湍流诊断方法可以用来在模拟和观测之间建立直接联系。
2005-04-04 astro-ph
The Properties of Molecular Hydrogen toward the Orion Belt Stars from Observations by the Interstellar Medium Absorption Profile Spectrograph
利用波长分辨能力R= 80，000的星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS）在δ Ori和δ Ori谱中记录了星际氢分子的Lyman和Werner带的吸收特征。目的是发现和研究更多的例子，一个不寻常的现象，发现一个速度分量的H2在zeta Ori的频谱由詹金斯和Peimbert（1997年）。具体来说，他们检测到速度的逐渐变化和逐渐变宽的特征，这些特征是由逐渐变高的旋转激发J产生的。在δ和Zeta Ori的光谱中，没有原子物质以大的负速度存在（它在Zeta Ori中的存在），这支持了Jenkins和Peimbert的一个提议，即Zeta的视线拦截了一个背向我们的弓形激波，可能是由风状物质与一些前景障碍物的碰撞产生的。对于这两颗恒星，H2吸收特征被分成两个速度分量。朝向delta和epsilon Ori的总H2柱密度分别为5.5e14和1.9e16 cm^-2。J > 2的分子朝向猎户座的旋转温度表明，气体通常位于恒星附近，这些恒星发出的紫外线通量能够旋转地泵浦分子。对于最强的组成部分的H2对三角洲的猎户座，泵送率较低，并符合一般的紫外线通量水平的平面的银河系。
2000-03-09 astro-ph
A Large Scale Energy Source For Feeding ISM Turbulence in Spiral Galaxies
一个新发现的旋涡星系长期动力学演化过程（Zhang 1996，1998，1999）的重要结果之一是，轨道盘物质在每次穿越旋涡密度波峰时都接受能量注入。这种能量注入已被证明能够定量解释观测到的太阳附近恒星的年龄-速度-色散关系。我们在本文中证明，类似的能量注入到星际介质可以作为大规模的能源，持续不断的动力所观察到的星际湍流，并抵消其向下级联的趋势。
2003-02-03 astro-ph
Numerical simulations of compressively driven interstellar turbulence: I. Isothermal gas
我们使用静态网格和有效分辨率为N= 768 ^[3]的自适应网格加密，对主要由压缩性大尺度强迫驱动的超音速等温湍流进行了数值模拟。在由激波主导的瞬态阶段之后，湍流发展到RMS马赫数约为2.5的稳定状态，在该稳定状态中，高密度气体的云状结构被高度稀薄的气体包围。在激波占主导地位的阶段，湍流能谱函数的指数β = 2.0。当流动接近统计平衡时，频谱发生变化，β = 1.9。对于均方根速度起伏的标度指数，我们从二阶速度结构函数得到γ = 0.43。这些结果都在分子云中速度弥散的标度特性范围内。计算p=1，...，5，我们发现所有的标度指数显着偏离Kolmogorov-Burgers模型提出的Boldyrev。我们的结果是很好地描述了一个一般的log-Poisson模型具有较高程度的不稳定性，这意味着影响的强迫的标度性质。与以往的等温湍流的数值结果相反，我们得到了一个歪斜的概率密度函数的质量密度波动，这是不符合对数正态统计，并需要一个显着更高的分数的质量在密度峰值比暗示的Padoan-Nordlund关系之间的方差的密度波动和马赫数。总之，似乎有必要解释解释ISM中湍流的产生机制。
2008-09-08 astro-ph
Density Studies of MHD Interstellar Turbulence: Statistical Moments, Correlations and Bispectrum
我们提出了一些统计工具，获得研究分子云和弥漫的星际介质湍流。在我们的试验中，我们采用了三维512立方可压缩MHD等温模拟，对不同的音速和Alfvenic马赫数进行了模拟。我们介绍的双谱，一个新的工具，统计研究的星际介质，不同于普通的功率谱的湍流，保留的相位信息的随机场。我们表明，3D随机密度场和列密度，可从观测的双谱是相似的。我们使用双谱技术来定义的湍流能量级联中的非线性波-波相互作用的作用。我们还得到了密度和柱密度随磁场强度变化的双谱函数。较大的音速马赫数值导致不同波数模态的相关性增加。这种效应随着磁场强度的增加而变得更加明显。除了双谱，我们还计算了密度和柱密度的第三和第四统计矩，即偏度和峰度。我们发现偏度和峰度与音速马赫数有很强的相关性。特别地，随着该数量的增加，密度分布的不对称性也增加。研究了二维柱密度与速度色散和磁场的关系，以及三维柱密度与磁场能、动能和Alfven马赫数的关系。结果表明，在高音速马赫数下，柱密度与磁场呈线性关系。这种趋势与湍流动能无关，可以用来表征ISM中低密度团块的物理性质的不均匀性。
2008-11-05 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
Dust Dynamics in Compressible MHD Turbulence
计算了星际磁流体动力学（MHD）湍流引起的颗粒-颗粒相对运动。MHD湍流包括流体运动和磁场涨落。当流体运动通过流体阻力加速颗粒时，电磁波动通过共振相互作用加速颗粒。我们考虑不可压缩（Alfvén）和压缩（快和慢）MHD模式，并使用Cho & Lazarian（2002）中获得的MHD湍流描述。颗粒相对运动的计算是现实的颗粒充电和星际湍流是一致的扩散气体中观察到的速度分散，包括切断各种阻尼过程的湍流。我们发现，快模式占主导地位的粮食加速，并可以驱动粮食超音速。颗粒也会被回旋共振相互作用散射，但对于以亚阿尔夫文速度运动的颗粒来说，散射不如加速度重要。由于晶粒优先以大的俯仰角加速，因此超声晶粒将与垂直于磁场的长轴对齐。我们比较了磁流体湍流产生的颗粒速度与光电发射、辐射压力和H $_{2}$推力产生的颗粒速度。我们发现，对于典型的星际条件下，湍流应该防止这些机制分离的小颗粒和大颗粒。最后，回转共振加速必然会使在冲击中进一步加速的颗粒预加速。冲击波中的颗粒间碰撞可能会导致银河系宇宙射线中难熔元素的过剩。
2004-08-10 astro-ph
Shattering and coagulation of dust grains in interstellar turbulence
本文研究了尘埃颗粒在湍流星际介质中的破碎和凝聚。基于可压缩磁流体动力学湍流中的颗粒动力学理论，计算了不同ISM相下尘埃颗粒的典型速度随颗粒尺寸的变化。在本文中，我们开发了一个方案的颗粒破碎和凝聚，并将其应用到湍流ISM通过使用上述湍流理论预测的颗粒速度。由于大颗粒倾向于获得大的速度分散，如早期的研究所示，大颗粒倾向于破碎。对于半径为$a\ga 10^{-6}$ cm的颗粒，在几百万年内的温暖电离介质（WIM）中确实观察到了大的破碎效应。我们还表明，在温暖的中性介质（WNM）粉碎可以限制ISM（$a\sim 2\times 10^{-5} \mathrm{cm}$）的最大晶粒尺寸。另一方面，凝结倾向于修改小颗粒，因为它只发生在颗粒速度足够小时。凝结显着修改了密集的云（DC），其中大部分的颗粒与$a<10^{-6}$厘米凝结在10百万年的粒度分布。事实上，观测到的银河系消光曲线中的$R_V$、碳凸强度和紫外斜率之间的相关性可以用DC中的凝聚来解释。银河系中的粒度分布可能是由上述所有破碎和凝聚效应的组合决定的。考虑到如果尘气比通常大于银河值的$\sim 1/10$，则湍流中的破碎和凝聚是有效的，贫金属和富金属环境的粒度分布的调节机制应该是不同的。
2008-12-18 astro-ph
Interstellar Scintillation of PSR J0437-4715
在我们的观测和前人报道的基础上，我们研究了PSR J 0437 -4715方向的局部星际等离子体湍流谱。我们结合这些数据，形成一个结构函数的相位变化沿视线的脉冲星。对于没有报告它们的观测，我们从理论模型中推断调制指数。我们发现，所有的观测符合幂律谱的湍流指数n=3.46+/-0.20。我们认为，这颗脉冲星的闪烁带宽和时标的报道值之间的差异引起的观测参数的差异。我们认为，折射效应占主导地位的视线，折射角约两倍的衍射角在330 MHz的观测频率。我们认为这颗脉冲星的散射位于一层增强的湍流中，距离太阳约10 pc。我们认为河外源PKS 0405-385的流量变化产生于同一散射层。
2006-03-17 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
The outer scale of turbulence in the magneto-ionized Galactic interstellar medium
我们分析了银河系外射电点源在内银道面方向的法拉第旋转和去极化，以确定旋转测量功率谱的外尺度和幅度。结构函数的旋转措施显示较低的幅度比预期外推电子密度波动到大尺度假设柯尔莫哥洛夫谱指数。这意味着这些波动的外部尺度大约是秒差距，比通常假设的要小得多。点源的部分去极化的分析独立地表明一个小的外部尺度的柯尔莫哥洛夫功率谱。在银河系的旋臂中，没有测量到超过几个秒差距尺度的旋转测量波动。在臂间区域的波动在更大的尺度上比在螺旋臂，并表现出幂律行为与浅谱。这些结果表明，在旋臂恒星源，如恒星风或原恒星外流占主导地位的能量注入的湍流能量级联的秒差距尺度上，而在旋臂间区域超新星和超级气泡爆炸是主要的能量来源的尺度上的顺序为100秒差距。
2008-02-20 astro-ph
Magnetized Turbulence
本文综述了磁化湍流理论在恒星形成和星际介质中的应用。与热不稳定性占主导地位的介质相比，描述了湍流星际介质中的密度、压力和温度分布。流体动力学和MHD湍流的能量谱的经验理论的推导概述，并给出磁化情况下的数值模型的比较。接下来讨论的是密度波动如何修改线质心中速度波动的观测结果，巧合地抵消了投影平滑的影响。速度结构函数作为耗散结构的维数的函数的解析描述。最后讨论了湍流是否能抵抗引力坍缩的问题。湍流既能防止又能促进坍缩，但它的净效应是抑制坍缩，因此它不会在任何意义上触发恒星形成。
2004-12-01 astro-ph
Star Formation in Turbulent Interstellar Gas
理解恒星形成过程是现代天体物理学的核心。几十年来，人们一直认为恒星的诞生主要是由引力和静磁支持之间的相互作用控制的，并受到双极扩散的调制。然而，最近，观测和数值计算工作都开始表明，控制恒星形成的是超音速星际湍流，而不是磁场。超音速湍流可以在全球范围内提供对引力坍缩的支持，同时它会产生局部密度增强，从而允许小尺度上的坍缩。银河系分子云中恒星诞生的效率和时间尺度强烈依赖于星际湍流速度场的性质，缓慢、低效、孤立的恒星形成是湍流支持的标志，而快速、高效、成团的恒星形成则是在没有湍流支持的情况下发生的。
2003-01-19 astro-ph
The Universality of Turbulence in Galactic Molecular Clouds
通过对27个巨分子云结构函数的观测和Monte Carlo模拟，考察了星际湍流的普遍性。我们表明，结构函数，dv=v0 l^gamma，来自宽场成像的CO J=1-0发射从个别云描述的一个狭窄的范围内的标度指数，伽玛，和标度系数，v0。湍流结构函数的相似性强调了分子星际介质中湍流的普遍性，并解释了Larson（1981）最初确定的云与云的尺寸-线宽关系。湍流普遍性的程度是量化的蒙特卡罗模拟，再现所观察到的云与云的关系的均方速度残差。分子云的标度振幅和标度指数变化的上限约为10- 20%。测得的不变性的湍流分子云有很大的不同的大小，环境和恒星形成活动表明一个共同的形成机制，如收敛湍流内的扩散ISM和有限的贡献，从云内的能源相对于大规模的驱动机制。
2004-09-17 astro-ph
Conversion of relativistic pair energy into radiation in the jets of active galactic nuclei
一般认为活动星系核（AGN）的非热辐射是由相对论性喷流驱动的。这些喷流的组成--轻子喷流还是强子喷流--仍在争论之中。本文研究了相对论性平行对外流中动能通过与周围星际介质相互作用转化为辐射的微物理过程。从与电子对流出同步运动的坐标系上看，星际质子和电子代表了在电子对等离子体中以相对论速度传播的质子-电子束。我们表明，该光束激发静电和低频磁流体Alfvin型波通过双流不稳定性对背景等离子体，我们计算的时间演化的光束粒子的分布函数和产生的等离子体波湍流功率谱。对于标准AGN喷流和环境参数，我们表明，星际质子和电子的初始束流分布迅速放松到平台分布的平行动量，从而转移到电场波动的静电湍流的初始能量密度的束粒子的一半。在相当长的时间尺度上，稳定的星际电子和质子将通过它们自身产生的横向湍流而各向同性，从而在流出对等离子体中被拾取。这些较长的时间尺度也是从平台电子和质子的横向磁流体湍流的发展的特征。这种上游和下游的磁流体湍流对于扩散激波加速在与对流出相关的外部或内部激波下操作是至关重要的。
2002-07-02 astro-ph
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
