Profiles of heating in turbulent coronal magnetic loops
内容：日冕加热在磁环中的位置一直是一个长期争论的主题：它是否主要发生在环脚点，在顶部，它是随机的，还是平均轮廓均匀？目的：我们试图解决这个问题，在模型回路与MHD湍流和密度和/或磁场沿回路的轮廓。研究方法：我们使用Buchlin和Velli（2006）中描述的ShellAtm MHD湍流加热模型，并通过HydRad模型（Bradshaw和Mason 2003）获得静态质量密度分层。这假定在动态加热之后没有任何流动或热传导。结果如下：加热的平均轮廓是准均匀的，除非存在通量管的膨胀（不均匀的轴向磁场）或考虑动力学和磁扩散系数随温度的变化：在第一种情况下，加热在足点处增强，而在第二种情况下，加热在主导扩散系数增强的地方增强。结论：这些模拟揭示了在非均匀湍流日冕环中所涉及的物理效应之间的复杂相互作用对加热剖面的影响。
2007-02-28 astro-ph
Turbulent Mixing in the Interstellar Medium -- an application for Lagrangian Tracer Particles
本文采用三维数值模拟的方法，结合拉格朗日示踪粒子，研究了星际云中氢分子的混合过程。示踪粒子用于表示冲击压缩的致密气体，其与H2相关。我们将示踪粒子沉积在密度对比超过平均密度十倍的区域。根据它们的轨迹和概率分布函数，我们发现了H2混合时间尺度的上限，这是为了0.3百万年。这是显着小于分子云的寿命，这表明的重要性，湍流混合的氢作为一个初步阶段，以恒星的形成。
2008-05-02 astro-ph
The Temperature Distribution in Turbulent Interstellar Gas
我们讨论了银河系盘内冷热气体的二维热不稳定数值模拟中的温度分布，包括磁场、自引力、科氏力、恒星能量注入和一个现实的冷却函数。我们发现，约50%的湍流气体质量的温度将是热不稳定的范围内，如果热不稳定被认为是单独的。这似乎是一个结果，有许多其他的力量在发挥作用，而不仅仅是热压力。我们还指出，双峰温度pdf是星际冷却函数的形式的一个简单的后果，并不一定是不连续的相变的签名。
2001-05-23 astro-ph
Turbulent Structure of the Interstellar Medium
湍流如何影响致密星际介质（ISM）的形成和结构？分子云是高密度的高压物体。通常认为，重力约束导致了高压，云是由磁压和湍流压与重力之间的平衡支撑的（磁）流体静力学。然而，磁压似乎太弱了，磁流体动力学湍流支持不仅需要驱动，而且会导致持续的引力坍缩，正如现在已经在512 ^3带的模拟中所证明的那样。超新星驱动的磁化湍流模型很容易形成瞬态，高压，密集的区域，可能形成分子云。它们不是被自身重力所限制，而是被来自更大流量的湍流冲压压力所限制。表面上的男性化实际上可能是一种几何效应。湍流云不太可能处于流体静力平衡状态，而是坍缩或膨胀，尽管它们可能与投影的平衡波诺-埃伯特球很好地拟合。坍缩的云可能有效地形成恒星，而膨胀的云仍然可以通过湍流压缩形成恒星，但效率很低。
2003-11-03 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
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。
2004-04-02 astro-ph
The Turbulent Interstellar Medium: Generalizing to a Scale-dependent Phase Continuum
我们讨论了ISM中可能的湍流源，并明确地计算了详细的大源函数的传统来源的湍流超新星，超级气泡，恒星风和HII地区。我们发现，由于巨源函数的湍流抽运是宽带的，从而扩大了叶栅的惯性范围。我们调查的湍流光谱的一般性质，使用一个简单的方法的基础上，从流体动力学Kovasznay近似的光谱传输方程。本文的主要研究结果有两个：一.湍流压力由大源函数II计算。由于湍流级联的尺度依赖性能量耗散，多相介质的概念可以推广到一个更自然的连续描述，其中密度和温度是尺度的函数。近似幂律行为被认为是在一个大的动态范围。我们讨论了ISM模型的一些影响，特别是解决温暖的中性阶段的能量平衡。
1996-02-28 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
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
Evidence for the Heating of Atomic Interstellar Gas by PAHs
我们报告了在各种各样的恒星形成星系中，[CII] 158微米冷却线和5-10微米范围内的中红外通量之间的强相关性。中红外线通量主要是芳香特征发射，据认为是由大的多环芳烃分子或“多环芳烃”产生的，通常与最小的星际颗粒有关。[CII]线是大多数星际原子气体区域中占主导地位的气体冷却剂，因此反映了对气体的加热输入。这两个量的比值[CII]/AFE几乎保持不变，IRAS 60微米波段通量与100微米波段通量的比值R（60/100）。这与[CII]/FIR比率随R（60/100）增加而下降形成对比，这表明尘埃温度更高，辐射场更强。我们解释稳定的[CII]/AFE比的证据表明，气体加热主要是由多环芳烃或小颗粒，这也是AFE载体在很宽的范围内的条件。[CII]/FIR随着辐射场的增加而降低的趋势表明，在气体加热和尘埃冷却中，多环芳烃或小颗粒相对于大颗粒的重要性降低。我们总结了观察到的趋势，并提出了两个合理的方案。
2000-11-20 astro-ph
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。
2006-11-29 astro-ph
Turbulent Formation of Interstellar Structures and the Connection Between Simulations and Observations
我回顾最近的结果来自湍流的星际介质（ISM）的数值模拟，特别是关于湍流云的性质和形成，比较模拟和观测中的结构的方法，以及三维结构投影到两个维度上的影响。湍流密度波动形成的云可能不受热压的限制，但它们的形态可能由大尺度速度场决定。此外，它们的寿命可能比通常认为的要短，因为大尺度湍流模式的相关速度比云的内部速度色散更大。结构表征算法已经开始区分最适合的模拟到一个特定的观察，并打开了几个新的问题，如观察到的线宽大小关系的性质和通道图中看到的结构和密度和速度场的真实空间分布之间的关系。速度场显然占主导地位的形态强度通道图中看到的，至少在密度场的功率谱足够陡峭的情况下。此外，选择散射流体包裹沿视线（LOS）的LOS速度固有的光谱数据的建设可能会引入虚假的小尺度结构在高光谱分辨率通道地图。
1999-08-06 astro-ph
Turbulent dissipation in the interstellar medium: implications for galaxy formation and evolution
我们研究湍流耗散的ISM和探索星系形成和演化的一些影响，使用二维MHD数值模拟的可压缩流体。湍流动能E_k由模拟中自洽形成的恒星源注入。在类似ISM的流体中，强迫湍流和衰减湍流共存。在湍流活跃区（强迫区），E_k被局部有效地耗散。在衰减区（远离输入源），E_k（t）衰减~（1+t）^-0.8。剩余的湍流运动可能传播的距离的顺序所观察到的磁盘高度，这表明湍流可能是负责垂直支持和恒星形成的自我调节在磁盘的水平，但不是在整个宇宙晕的水平，将需要在某些模型的星系形成。
2000-04-26 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 Structure of the Local Interstellar Medium. III. Temperature and Turbulence
我们提出了50个单独的测量气体温度和湍流速度在本地星际介质（LISM）在100 pc。通过比较具有不同原子质量的许多离子的吸收线宽度，我们可以满意地区分两种主要的加宽机制，热加宽和宏观非热加宽或湍流加宽。我们发现，成功地使用这种技术需要测量的轻离子，如DI，和至少一样重的MgII离子。然而，对更多线的观测提供了重要的一致性检查，并且还可以提高测量的精度和准确度。LISM暖云中气体温度的加权平均值为6680 K，平均值的离散度为1490 K。湍流速度的加权平均值为2.24 km/s，平均值的色散为1.03 km/s。平均热压力与平均湍流压力之比为P_T/P_xi ~ 26。LISM云的湍流压力不能解释温暖的LISM云和局部气泡周围的热气之间的明显压力不平衡的差异。暖云之间的压力平衡可能是这些云中温度和湍流速度之间适度负相关的原因。然而，观察到温度和湍流速度的显着变化。在LISM的温暖的部分电离云的湍流运动肯定是亚音速的，和加权平均湍流马赫数的云在LISM是0.19，色散为0.11。（节录）
2004-06-21 astro-ph
Dynamical Evolution of a Supernova Driven Turbulent Interstellar Medium
它表明，一些关键的观测银河ISM可以理解，如果它被视为一个高度可压缩的和湍流的介质主要由超新星爆炸（和恒星风）。我们已经进行了广泛的数值高分辨率三维流体动力学和磁流体动力学模拟与自适应网格细化足够长的时间尺度，以消除记忆效应的初始设置。结果表明，热介质的体积填充因子是适中的（通常低于20%），（ii）由于超音速，全球压力远不均匀（在某种程度上是超阿尔文的）湍流，（三）质量的重要部分（约60%）处于热不稳定区（500 K < T < 5000 K），（iv）OVI的平均吸收数密度为1.81 × 10^{-8} cm^{-3}，与Copernicus和FUSE的数据非常一致，其分布是相当杂乱的，与其测量的色散随距离的变化相一致。
2006-10-22 astro-ph
Optical counterparts of cosmological GRBs due to heating of ISM in the parent galaxy
研究了宇宙学伽玛暴对周围星际介质的影响。结果表明，在距离\sim 10 pc处，来自爆发的γ辐射将星际气体加热到> 10^4 K的温度。对于高密度ISM，可以在Eath上观察到加热气体的光学和紫外辐射，作为GRB的对应物
1999-04-19 astro-ph
Burgulence and Alfven waves heating mechanism of solar corona
磁化湍流等离子体的加热是在Burgers湍流的框架中计算的[A. M. Polyakov，Phys.Rev.E. 52，6183（1995）]。给出了阿尔芬波沿磁场的能流的显式表达式。阿尔芬波被认为是湍流能量和热量之间的中介。导出的结果与日冕加热的一个波道有关。如果我们考虑剪切流对阿尔芬波的放大作用，我们提出的加热模型就可以用来分析吸积盘中缺失的粘性，并揭示为什么类星体是宇宙中最强大的光源。我们认为，Langevin-Burgers方法湍流，我们已经在目前的工作中应用，也可以帮助其他系统，我们有一个随机的湍流系统和波之间的强烈相互作用，并可以用于许多多学科的研究在流体力学和磁流体动力学。
2007-01-16 astro-ph
On the structure of the turbulent interstellar atomic hydrogen. I- Physical characteristics
{We详细研究了湍流两相星际原子气体的统计特性。{We提供星际原子氢的高分辨率二维数值模拟，在空间尺度上描述了3到4个数量级。} {The模拟产生具有大或小柱密度的自然小尺度结构。很容易提出，前者与ISM中观察到的微小尺度结构有关。我们计算了CNM结构的质谱，发现${\cal N}(M) dM \propto M ^{-1.7} dM$与CO团簇的质谱非常相似。我们提出了一个理论解释的基础上的形式主义的启发，从新闻和Schecter（1974年）的方法，并使用的事实，在WNM内的湍流是亚音速。该理论预测2D中的${\cal N}(M) \propto M ^{-5/3}$和3D中的${\cal N}(M) \propto M ^{-16/9}$。我们计算的速度和密度功率谱，并得出结论，虽然后者是相当平坦的，如在超音速等温模拟中观察到的，前者遵循柯尔莫哥洛夫预测，并占主导地位的螺线管组件。这是由于即使当（WNM的）均方根马赫数不大时，也会产生大的密度波动的流动的湍流性质。我们还发现，而在大尺度上的能量主要是在WNM，在较小的尺度上，它是由CNM碎片的动能。
2006-12-29 astro-ph
Dependence of Interstellar Turbulent Pressure on Supernova Rate
来自大质量恒星的反馈是星系形成最不为人所知的方面之一。我们进行了一套垂直分层的本地星际介质（ISM）的模拟，其中超新星率和垂直气柱密度系统地根据施密特-肯尼库特定律变化。我们的模拟有足够高的空间分辨率（1.95 pc），以遵循多个超新星之间的流体动力学相互作用，结构的ISM。在给定的超新星爆发率下，平均质量加权声速和速度色散随气体密度的平方根倒数而减小，表明在中平面内热压力和湍流压力几乎是常数，因此有效状态方程是等压的.相比之下，在我们的四个模型中，超新星速率的范围从银河系超新星速率的1倍到512倍，质量加权速度色散保持在4-6 km/s的范围内。因此，气体平均超过约100 pc区域遵循一个有效的状态方程，接近等温。模拟的H I发射线的宽度为10-18 km/s，与观测值相当。在我们的最高超新星爆发率模型中，超气泡会发生破裂，大尺度上的湍流压力比热压力高4倍以上。我们发现了一个紧密的相关性之间的热和湍流压力平均超过100个PC区域中的每个模型的中平面，以及在四个ISM模型。我们构建了一个亚网格模型的湍流压力的分析参数的基础上，并明确校准它对我们分层ISM模拟。亚网格模型提供了一种简单而又物理上有动机的方法，将超新星反馈纳入宇宙学模拟中。
2009-07-28 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
A Dynamic Interstellar Medium: Recent Numerical Simulations
最近的数值模拟的星际介质驱动的能量输入从超新星和恒星风表明，HI云可以形成的冲击波压缩和碰撞湍流流没有任何帮助的热和引力不稳定性。这些模型中热相的填充系数在中平面处不超过20-40%。热气体在|z| <1-3 kpc处参与系统性垂直外流，类似于银河喷泉的预期，而温暖的成分可能保持流体静力平衡。根据其中一个模拟，在较暖的阶段，湍流速度较大，在冷、暖和热阶段分别为3、10和40 km/s。这些模型显示出总动能、热能和恒星形成率在（0.4-4）x10^8年周期内的全球变化。目前的模型仍然无法重现发电机行动的星际气体，我们简要讨论的发电机理论的影响，湍流星际磁场。
2000-12-20 astro-ph
Interstellar Turbulence I: Observations and Processes
这两部分综述总结了星际湍流及其影响。第一部分从诊断和能源开始。湍流理论被认为是详细的，包括基本的流体方程，螺线管和可压缩模式，全球无粘二次不变量，标度参数，能量传递和级联，速度概率分布，和湍流压力。本文讨论了磁流体动力学湍流的理论，包括无碰撞的MHD湍流，强调了各种能谱的建议。回顾了星际湍流的各种数值模拟方法。模型已经再现了许多观测到的标度关系的基本特征，预测了超音速MHD湍流的快速衰减率，并导出了密度的概率分布函数。在湍流介质中，热不稳定性和热相有了新的解释。具有各种自引力、磁场、超新星和恒星形成组合的大尺度模型在形态和统计特性上开始与观测到的星际介质相似。自引力在湍流气体中的作用得到澄清，从而为星团的形成、恒星质量函数、恒星自转和双星的起源以及磁场的影响提供了新的范例。
2004-04-22 astro-ph
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。
2000-01-15 astro-ph
Turbulent Structure of a Stratified Supernova-Driven Interstellar Medium
为了研究超新星反馈如何构造湍流星际介质，我们构建了离散超新星爆炸搅动的垂直分层气体的三维模型，包括垂直引力场和参数化的加热和冷却。这些模型再现了银河系的许多观测特征，如气体的全球循环（即，银河喷泉）和银盘中冷密云的存在。全球量的模型，如温暖和热的气体填充因子中面，热不稳定气体的质量分数，平均垂直密度分布直接与现有的观测结果进行比较，并显示出广泛的一致性。我们发现，能量注入发生在一个广泛的尺度。与不可压缩湍流理想模型的通常假设不同，没有单一的有效驱动尺度。然而，总动能的>90%包含在200 pc的波长短距离内。动能谱的形状与速度功率谱的形状有很大不同，这意味着速度结构随气体密度而变化。速度结构函数表明，Boldyrev提出的唯象理论适用于介质。我们表明，它可以是误导预测的物理性质，如恒星的初始质量函数的基础上的数值模拟，不包括气体的自引力。即使我们的模拟中所有的气体都假设在局部自由落体时间内坍缩并形成恒星，最终的总坍缩率也明显低于与输入超新星速率一致的值。超新星驱动的湍流在全球范围内抑制恒星形成，而不是引发它。
2006-01-20 astro-ph
Ambipolar Drift in a Turbulent Medium
星际磁场强度和气体密度之间存在着一定的相关性，但这种相关性存在着较大的离散性。特别地，经常观察到磁场比预期的弱。通常假设场被冻结在气体中，除了在非常低的电离分数下，在这种情况下，离子中性漂移或双极扩散导致场的明显滑移，并趋于使其更均匀。我们表明，湍流增强双极漂移的速率，这可能解释了令人惊讶的低场强有时看到在致密的星际气体。
2001-11-15 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. I. Stochastic Heating of Small Grains
我们提出了一种方法来计算从人口的尘埃颗粒星光加热，包括非常小的颗粒，随机加热星光光子的结果在高温瞬态的红外辐射。由于状态到状态的转换率一般是不可用的复杂分子，我们认为模型PAH，石墨，硅酸盐晶粒与现实的振动模式光谱和现实的辐射特性。振动态密度用于发射过程的物理力学描述。与以前的治疗方法不同，我们的方法完全结合了多光子加热效应，这对大颗粒或强辐射场很重要。我们讨论了晶粒的“温度”与其振动能的关系。通过与发射过程的“精确”统计计算的比较，我们确定了“热”近似和“连续冷却”近似可用于计算发射光谱的条件。我们目前的结果为红外发射光谱的PAH颗粒的各种大小的星光加热。我们展示了6.2，7.7和11.3um特征的相对强度如何取决于晶粒尺寸，星光光谱和强度以及晶粒充电条件。我们显示的结果在“冷中性介质”，“温暖的电离介质”，并在光解离区域的代表性条件的晶粒。我们的模型结果进行了比较，观察到的反射星云和光解区，银河系，正常的螺旋星系，和星爆星系的发射特征的比率。
2000-11-16 astro-ph
Structure Function Studies for Turbulent Interstellar Medium
为了提取星际介质（ISM）的涨落信息，我们研究了加拿大银道面巡天（CGPS）区域和北银道极（NGP）区域自转测度的结构函数。CGPS数据分为三个经度间隔：$82^\circ<l<96^\circ$（CGPS 1）、$115^\circ<l<130^\circ$（CGPS 2）和$130^\circ<l<146^\circ$（CGPS 3）。当角间距小于$δθ\approx 1^\circ$时，三个区域的结构函数都具有较大的不确定性。$δθ>1^\circ$的结构函数可用幂律拟合。从CGPS 1到CGPS 3，幂律指数变小，振幅减小。大尺度场和电子密度的变化对结构函数的影响可以忽略不计，因此不能解释这些变化，这表明银河系ISM的湍流性质本质上是依赖于能量的。电子密度或磁场的类Kolmogorov涨落谱应产生指数为5/3或2/3的幂律结构函数，这与我们在三个亚CGPS区的小指数结果都不一致。对于NGP区域，结构函数是平坦的，表明旋转措施主要是固有的河外源，和ISM是非常随机的，在我们的银河系的一部分。通过比较NGP区和CGPS区的结果，可以看出ISM的波动具有明显的纬度相关性。
2004-02-08 astro-ph
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。
2008-04-30 astro-ph
Self-regulating supernova heating in interstellar medium simulations
采用三维非线性磁流体力学剪切盒模型，对多相星际介质进行了数值模拟，模拟中考虑了超新星爆炸驱动的随机运动。这些计算包含了3D中磁场和旋转的影响;这些在星系中扮演着重要的动力学角色，但在许多其他模拟中被忽略了。驱动运动的超新星并不是任意施加的，而是发生在气体聚集成冷的、致密的云的地方;它们的实现使用了一个物理驱动的模型来描述这种云的演化。这个过程是自我调节的，并产生平均超新星速率作为解决方案的一部分。不同平均密度的模拟显示超新星速率和密度之间的幂律关系，指数为1.7;这个值在观测建议的范围内（以恒星形成速率作为超新星速率的代理）。超新星驱动的介质的全球结构强烈影响的存在下的磁场，例如，对于一个解决方案的填充因子的热气体被发现从0.19（没有字段）到0.12（与初始中面场B_0=6 μ G）。
2003-10-26 astro-ph
Dust Attenuation caused by Isothermal Turbulent Media
我们校正星系观测测光的能力取决于我们对星际介质中尘埃产生的光衰减的了解。我们将提出一个基于等温湍流中局部密度统计特性的模型，该模型可能适合于计算通过漫射星际介质的辐射输运。该模型将被应用于研究由一个遥远的前景屏幕和一个非散射板的源混合在湍流介质中所造成的衰减。将显示湍流结构如何影响衰减曲线以及衰减曲线如何随前景屏幕的厚度而变化。
2004-12-16 astro-ph
A Turbulent Interstellar Medium Origin of the Binary Period Distribution
本文提出了一个孤立双星形成的半经验模型。该模型考虑了气体初始状态的湍流效应，并具有与观测一致的双轨道参数。我们的基本假设是双星系统的角动量直接与母分子云核中湍流引起的净角动量有关。该模型的主要结果如下。(i)双星周期分布初始宽度的定量预测（恒星形成效率在$ε_* = 0.1 - 0.9$范围内的$σ_{\log {P}_d} = 1.6 - 2.1$）。(ii)双星周期与质量比的一个稳健的负相关关系。(iii)双星周期和偏心率之间的强正相关。(iv)一个强有力的预测，即低质量系统的二元分离应该比太阳质量或更大的系统更紧密地分离。这些预测与周期为$P > 10^3$ d的PMS双星系统的观测结果吻合得很好，这些双星系统占所有双星的大多数。最后，我们简要讨论了我们的研究结果的影响，多星形成的观测和理论研究。
2003-03-13 astro-ph
The Effect of the Interstellar Model on Star Formation Properties in Galactic Disks
我们通过考虑三种不同的ISM模型研究了星际气体条件对全球星系模拟的影响。我们的第一个模型只包括辐射冷却到300 K，我们的第二个模型增加了一个额外的背景加热项，由于光电加热，我们的第三个模型使用了一个等温状态方程，温度为10^4 K，没有显式加热或冷却。在每一种情况下，都有两种常见的恒星形成方法。第一种是基于宇宙学模拟，恒星形成的门槛很低，但效率也很低。第二种假设恒星仅在高密度区域形成，但效率更高。我们还探讨了包括来自II型超新星的反馈的影响。我们发现，不同的ISM类型产生显着的差异，在磁盘的结构和温度阶段存在于气体中，虽然列入反馈在很大程度上主导这些效果。特别是，恒星形成的团块的大小增加了背景加热和强制执行等温ISM。我们还研究了一维轮廓，发现对数正态PDF在密度的几个数量级上为我们所有的模拟提供了很好的拟合。总的来说，尽管有明显的结构差异，但盘中的恒星形成特性在很大程度上对ISM类型不敏感，并且与观测结果相当吻合。
2007-09-12 astro-ph
Interaction of Nanoparticles with Radiation
星际颗粒的尺寸范围很广，从几埃到几微米。星际介质中纳米级或更小颗粒的存在直接由星际远紫外（UV）消光、无处不在的3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 $\mum$多环芳烃（PAH）发射特征、IRAS 12和25 $\mum$带以及COBE-DIRBE 3.5中看到的近红外和中红外宽带发射指示，4.9、12和25 $\mum$波段，10- 100 $\GHz$银河系前景微波发射，并间接由星际气体加热。对于在星际条件下的纳米颗粒，UV/可见光光子吸收是主要的激发过程。由于热容小于或相当于高能恒星光子的能量，纳米粒子受到单光子加热，随后是振动弛豫，光电离和光破坏。半导体纳米粒子由于受激电子的空间限制，有望高效发光。本文综述了纳米粒子的光物理学，重点是星际PAH分子的随机加热和振动激发，以及光致发光的激发，特别注意硅纳米粒子。
2003-11-04 astro-ph
Turbulent Compressibilty of Protogalactic Gas
星系中的恒星形成率应该与能够达到足以发生引力坍缩的密度的气体比例有关。在具有湍流星际介质的星系中，这一比例由测量湍流可压缩性的有效正压指数$gamma = dlog P/dlog (rho)$控制。当冷却时间尺度小于动力学时间尺度时，可以使用热平衡条件从冷却和加热函数的导数来计算γ。本文计算了金属丰度很小的原星系的γ辐射，其中H_2和HD冷却占主导地位。对于与温度无关且与密度的一次幂成比例的加热速率，湍流气体在大密度下是相对“硬”的，具有$gamma >= 1$，但在低于大约$10^4 cm^(-3)$的密度下是适度“软”的，$gamma <= 0.8$。在低温下，密度概率分布应迅速下降的密度大于这个值，这对应于物理上的临界密度在碰撞和辐射去激发率HD是相等的。因此，在动荡的原星系中达到的密度取决于我们宇宙中相对较大的氘丰度。我们期望在具有不同冷却剂的较高金属丰度气体中发生相同的物理效应。绝热（压缩）加热由于云塌缩占主导地位的情况下，也进行了讨论，并提出了一个标准的最大质量的第III族恒星。
2001-11-09 astro-ph
On the structure of the turbulent interstellar atomic hydrogen. II- First comparison between observation and theory
{It为了理解原子气体的动力学，使用复杂的模型，并在理论模型和观测之间进行详细的比较，这是必要的。{In作为配套论文，我们提出了星际氢原子的高分辨率二维数值模拟。在这里，我们进一步描述了这些模拟，并将我们的结果与各种观察结果进行了比较。{We给出了沿视线的柱密度和速度的统计数据，并表明它们与高纬度视线的观测结果相比是有利的。我们计算合成HI光谱和定性讨论的信息，可以推断，如果观察到这些光谱。最后，我们提取CNM云，并研究其物理特性，发现与真实云有很强的相似性。特别是，我们发现，云遵循拉尔森型关系，即$M \propto L^γ$，其中$γ\simeq 1.7$（我们推测，在3D，$γ\simeq 2.5$）和$\sqrt{<δv^2>} \propto L^{0.4}$。我们还发现，在模拟中形成的CNM结构的柱密度$N$的分布${\cal N}(N)$遵循${\cal N}(N) \propto N^{-1.2}$，这与Heiles & Troland（2005）获得的观测结果略有一致。从质量-尺寸关系和质谱，我们推导出柱密度分布的指数，该指数接近于数值模拟中获得的值。{We得出的结论是，模拟相当好地再现了各种观测特征。
2006-12-29 astro-ph
Astrophysics of Dust in Cold Clouds
九个讲座回顾星际云中尘埃的天体物理学。主题包括：（1）关于星际尘埃的观测证据摘要：宽带消光、星光散射、星光偏振、尘埃光谱、红外和远红外辐射以及颗粒形成元素的损耗。(2)星际尘埃颗粒的光学：非导电和导电材料的介电函数，计算技术，在瑞利极限有效的公式，Kramers-Kronig关系，微波发射机制和X射线散射。(3)红外和远红外发射：星际尘埃的加热，包括单光子加热，以及由此产生的红外发射光谱。(4)尘埃粒子的充电：碰撞充电，光电发射，以及由此产生的电荷分布函数。(5)动力学：气体阻力、洛伦兹力、各向异性辐射力以及由此产生的漂移速度。(6)转动动力学：布朗转动、超热转动和星光力矩的影响。(7)星际尘埃的排列：观测与理论。(8)颗粒群的演化：外流中的尘埃形成，ISM中的颗粒生长，光解吸，以及冲击波中的颗粒破坏。(9)尘埃颗粒的影响：光电加热、H2形成、离子复合、气体与磁场的耦合以及作为磁场方向指示器的尘埃颗粒。
2003-04-28 astro-ph
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。
2006-08-03 astro-ph
Turbulent coronal heating and the distribution of nanoflares
我们进行直接数值模拟的外部驱动的二维磁流体动力学系统在较长的时间内模拟的一个太阳日冕环的横截面的动态。施加一个固定的和大规模的磁场强迫，模拟光球运动的磁环脚点。达到湍流稳定制度，这对应于能量耗散率与日冕环的加热要求一致。诸如能量耗散率之类的量的时间行为显示出明显的非线性指示，这完全是由于系统的强非线性。我们尝试将这些磁能量耗散的脉冲事件与所谓的纳米片联系起来。这些事件的统计分析产生一个幂律分布作为其能量的函数，负斜率为1.5，这是一致的，从X射线观测报告的耀斑能量分布。
1997-05-07 adap-org astro-ph nlin.AO
