压缩驱动星际turbulence的数值模拟：I.等温气体

星系螺旋激波驱动的星际Turbulence

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。

磁化星际云的结构和动力学：超阿尔文Turbulence？

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。

非等温重力湍流碎裂的恒星质量谱

The stellar mass spectrum from non-isothermal gravoturbulent fragmentation

确定恒星初始质量函数（IMF）的过程是恒星形成理论中的一个基本问题。其中一个主要的不确定性是恒星形成气体的确切化学状态及其对动力学演化的影响。大多数恒星形成星团的模拟使用等温状态方程（EOS）。然而，理论预测和观测表明，在EOS中的有效多变指数γ随密度而变化。我们解决这些问题，并研究了一个分段多变的状态方程的形成的星团在湍流，自引力分子云使用三维，平滑粒子流体动力学模拟的效果。为了近似已发表的坍缩云热行为预测结果，我们在选定的密度n_c下，将多变指数γ从0.7增加到1.1。在n_c处的热力学状态的变化选择了碎裂的特征质量标度M_ch，我们将其与所观察到的IMF峰联系起来。我们的研究基本上支持这样一种观点，即恒星质量的分布主要取决于恒星形成气体的热力学状态。星际气体的热力学状态是加热和冷却过程之间平衡的结果，而加热和冷却过程又由基本原子和分子物理学以及化学丰度决定。在已知丰度的情况下，特征恒星质量的推导可以基于普适的量和常数。

关于星际氢原子的湍流结构。一、物理特性

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。

银河系中平衡星际介质的压力

The Pressure of an Equilibrium Interstellar Medium in Galactic Disks

基于一个轴对称银盘模型，我们估计了几个星系（MW，M33，M51，M81，M100，M101，M106和SMC）的盘平面平衡气体压力P/k作为银河中心距离R的函数。为了这个目的，我们解决了自洽系统的方程，考虑到气体的自引力和存在的黑暗伪等温晕。我们假设原子和分子气体的湍流速度色散是固定的，旧恒星盘的速度色散对应于其边缘稳定性（除了银河系和SMC）。我们还考虑了一个模型与一个恒定的磁盘厚度。在列出的星系中，SMC和M51在给定的相对半径R/R_25处具有最高的压力，而M81具有最低的压力。相对分子气体分数的压力依赖性证实了这些量之间存在正相关，但它不像以前非常粗略地估计压力时得到的那样明显。这种依赖性在M81和M106的内部区域被打破，可能是因为在隆起区域的气体压力被低估了。我们讨论了可能的影响因素以外的压力影响分子气体的相对含量在考虑中的星系。

L1251区星际物质的星计数分析

Star count analysis of the interstellar matter in the region of L1251

利用光学星计数研究了恒星形成云L1251内部和周围的ISM分布。用基于极大似然的统计方法进行仔细计算，从恒星计数图中得到B、V、R、I消光分布。得出的距离为330+/-30 pc。灭绝图显示了一个细长的密集云，在其东侧有弓形激波。我们估算了弓形激波的马赫数为M~2。检测到表观尘埃性质的变化，即Rv=Av/E{B-V}总消光比与选择性消光比在3至5.5之间变化，在L1251的散射部分处达到峰值。L1251头部的空间结构用Schuster球（即n=5多变球）很好地建模。观测到的质量径向分布与模型的拟合精度很高，距离假定中心2.5pc。出乎意料的是，NH3 1.3厘米线宽的分布也很好地匹配舒斯特解决方案，即使在云的尾部。由于L1251的细长头尾结构远离球对称，尾部线宽的良好拟合使得可以合理地假设目前的云结构是由等温收缩形成的。

MHD的密度研究：统计矩、相关和双谱

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。

自引力对星际介质分形结构的解释

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。

正常椭圆星系III中的热星际介质：气体的热结构

The Hot Interstellar Medium in Normal Elliptical Galaxies III: The Thermal Structure of the Gas

这是一系列分析钱德拉观测到的54个正常椭圆星系样本中热星际介质的X射线发射的第三篇论文，重点关注36个星系，这些星系具有足够的信号来计算径向温度分布。我们区分四种不同类型的配置文件：正梯度（向外上升），负梯度（下降），准等温（平坦）和混合（在小半径下降，然后上升）。我们测量了两个径向区域的平均对数温度梯度：从0- 2 $J$ -带有效半径$R_J$（不包括中心点源），和从2- $4R_J$。我们发现外部梯度与宿主星系的内在属性无关，但受到环境的强烈影响：低密度环境中的星系往往表现出负的外部梯度，而高密度环境中的星系则表现出正的外部梯度，这表明环星系热气体的影响。内部温度梯度不受环境的影响，但与宿主星系的内在特征密切相关：负的内部梯度更常见于较小，光学暗淡，低射电光度的星系，而正的梯度则存在于具有较强射电源的明亮星系中。没有证据表明内部或外部梯度的分布具有双峰性。我们提出了三种解释内部温度梯度的方案：（1）弱活动星系核局部加热ISM，高光度活动星系核通过喷流膨胀较大半径的空洞加热系统：（2）负内部温度梯度的出现表明活动星系核加热相对于其他加热源（如压缩加热或超新星）的重要性下降;（3）温度分布的变化是随时间变化的流动的不同阶段的快照。

Dependence of Interstellar Turbulent Pressure on Supernova Rate

Feedback from massive stars is one of the least understood aspects of galaxy formation. We perform a suite of vertically stratified local interstellar medium (ISM) simulations in which supernova rates and vertical gas column densities are systematically varied based on the Schmidt-Kennicutt law. Our simulations have a sufficiently high spatial resolution (1.95 pc) to follow the hydrodynamic interactions among multiple supernovae that structure the ISM. At a given supernova rate, we find that the mean mass-weighted sound speed and velocity dispersion decrease as the inverse square root of gas d…

星际气体层激波的引力不稳定性

Gravitational Instability of Shocked Interstellar Gas Layers

本文用线性分析方法研究了冲击气体层的引力不稳定性。未扰动状态是一个自引力等温层，它通过云-云碰撞引起的激波前沿的气体吸积而随时间增长。由于未微扰状态不是静态的，并且不能用自相似解描述，因此我们数值求解微扰方程并直接将其随时间积分。我们考虑了物理量沿厚度的分布。线性化的Rankine-Hugoniot关系作为边界条件施加在激波阵面上。非定常线性分析结果表明：扰动初始以振荡模式发展，并在某一时刻开始增长。最快增长模式的波数由$k=2\sqrt{2πGρ_\mathrm{E} {\cal M\mit}}/c_\mathrm{s}$给出，其中$ρ_\mathrm{E}, c_\mathrm{s}$和$\cal M\mit$分别是母云的密度、声速和碰撞速度的马赫数。对于这种模式，从振荡到增长模式的过渡时期由$t_g = 1.2/\sqrt{2πGρ_\mathrm{E} {\cal M\mit}}$给出。最快增长模式变为非线性的时期由$2.4δ_0^{-0.1}/\sqrt{2πG ρ_\mathrm{E}{\cal M\mit}}$给出，其中$δ_0$是柱密度扰动的初始幅度。作为我们的线性分析的应用程序，我们调查的碰撞诱导碎裂的标准。碰撞引发的碎裂只有在母云是冷的或$α_0=5c_\mathrm{s}^2 R/2G M < 1$时才会发生，其中$R$和$M$分别是母云的半径和质量。

在全局磁盘Galerkin中模拟ISM

Simulating the ISM in Global Disk Galaxies

直到最近，对整个星系进行模拟的模拟还局限于等温或固定的两相或三相星际介质（ISM）。这掩盖了ISM在塑造观测到的银河系尺度恒星形成关系中的全部作用。特别是肯尼柯特关系表明，恒星的形成速率以一种简单的方式依赖于全球星系的数量，如平均气体质量表面密度和动力学时间。与此相反，对附近恒星形成区域的观测，包括斯皮策望远镜的图像，表明一直到"局部尺度“（$\sim$秒差距）的恒星形成是一个高度聚集的过程，气体以广泛的密度和多相存在，似乎与大尺度星系脱钩。许多不同的物理过程似乎都在影响恒星的形成速率，包括气体的加热和冷却、外流的“惰性”能量注入、风和超新星爆炸波、电离和磁场支持。在这里，我们提出的结果，从全球模拟盘星系恒星形成，包括一个完全多相ISM和比较简单的等温模型。我们还研究了背景加热的影响。我们讨论了巨大的分子云形成的过程中的一个可能的联系银河系和地方尺度的恒星形成。

恒星形成与初始质量函数

Star Formation and the Initial Mass Function

超音速湍流将星际介质破碎成致密的片、丝、核和大的低密度空隙。湍流是在大尺度上驱动的，可能主要由超新星驱动。用一种新的解析理论较好地描述了超声速湍流的标度特性。原恒星核心质量的分布主要取决于湍流的功率谱，以及磁化气体中近等温激波的跳跃条件。对于预测的速度功率谱指数β =1.74，与超音速湍流的数值实验结果以及Larson的速度-尺寸关系相一致，通过标度参数得到了密度核的幂律质量分布，其斜率等于3/（4-β）= 1.33，与Salpeter恒星初始质量函数（IMF）的斜率相一致。数值模拟的结果证实了这种缩放。恒星IMF的分析模型及其数值估计都表明，湍流碎裂也可以解释褐矮星的起源。

极冷气体与暗物质

Very Cold Gas and Dark Matter

我们最近提出了一个新的候选重子暗物质：非常冷的分子气体，在2.73 K的宇宙背景辐射的近等温平衡。具有准原始丰度的冷气体以分形结构凝聚，类似于探测到的星际介质的层次结构。我们提出了一些直接或间接探测这种非常冷的气体的观点。H $_2$分子具有“超细”结构，这是由于旋转诱导的磁矩与核自旋之间的相互作用。但是这些线落在km域中，并且非常弱。最好的机会可能是类星体前面的H $_2$的紫外吸收。COBE/FIRAS的亚毫米测量结果显示，意外的冷尘埃成分也可能是由于这种非常冷的H $_2$气体，通过碰撞感应辐射，或固体H $_2$颗粒或雪花。$γ$射线的分布，比在宇宙射线加速的起源处的超新星更加径向延伸，也指向延伸的气体分布。

折叠场作为银河系中心极端无线电波散射源

Folded Fields as the Source of Extreme Radio-Wave Scattering in the Galactic Center

一个强有力的例子是，来自银河系中心大约半度范围内的源的无线电波经历了极端的衍射散射。然而，当采用电子密度波动的标准（"Kolmogorov“）模型来解释散射与自由-自由无线电发射的观测结果时，就会出现问题。具体地说，电子密度波动的柯尔莫哥洛夫谱的外尺度被限制得很小，以至于很难确定合适的天文设置。此外，不可接受的高湍流加热率的结果，如果外部规模的速度场与密度波动相一致。我们提出了一个替代模型的基础上折叠磁场结构，已在小型发电机的数值模拟报告。几乎等温的密度变化薄电流片足以解释的散射。不存在过度湍流加热的问题，因为速度波动的外部尺度比电流片的宽度大得多。我们推测，星际磁场可能具有反映其起源的几何形状：由银河发电机维持的磁场可能具有较大的相关长度，而由局部高能事件引起的磁场可能呈现折叠结构。

Turbulence作为ISM中的组织代理

Turbulence as an Organizing Agent in the ISM

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云中的速度色散-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稠密云，这表明低柱密度云，这是最难观察到的，是湍流瞬态。然后，我们探讨了一些性质的高度可压缩多方湍流，在一个和几个维度，适用于分子云尺度。在多变指数$γ$较低的情况下，湍流可能会引起线性稳定云的引力坍缩，除非它们是磁次临界的。在高马赫数极限下的密度涨落的性质取决于$γ$，而在任何情况下都不类似于由伯格斯湍流引起的密度涨落。在等温（$γ=1$）情况下，$\ln (ρ)$的色散与湍流的马赫数相似。后一种情况是奇异的对数正态密度pdf，而幂律尾部在高（分别）发展。低）密度的$γ<1$（分别为$γ>1$）。

Multi-Phase Gas Dynamics in a Weak Barred Potential

The structure of the interstellar medium in the central kpc region of a galaxy with a weak bar-like potential is investigated taking into account realistic cooling and heating processes and the self-gravity of the gas. Using high resolution hydrodynamical simulations, it is revealed that the resonant structures (e.g. smooth spiral shocks and a nuclear ring) are very different from those seen in past numerical models where simple models of the ISM, i.e. non-self-gravitating, isothermal gas were assumed. We find that the pc-scale filaments and clumps form large scale spirals, which resemble thos…

可压缩MHD Turbulence的密度涨落问题

Aspects of Density Fluctuations in Compressible MHD Turbulence

利用分辨率为512 $^3$的数值模拟研究了可压缩等温强磁化湍流的标度关系。我们发现我们的结果与Fleck（1996）可压缩流体动力学湍流模型有很好的一致性。特别是，我们发现Kritsuk等人（2007）提出的密度加权速度，即$\boldsymbol{u} \equiv ρ^{1/3} \boldsymbol{v}$，服从Kolmogorov标度，即高马赫数湍流的${\cal E}_{u}(k)\sim k^{-5/3}$。同样，我们发现$\boldsymbol{u}$的三阶结构函数的指数保持等于所有马赫数研究的单位。高阶关联的标度性服从She-Lévêque（1994）的二维耗散结构标度性，且不随马赫数变化。与平行于和垂直于局部磁场表现出不同标度的速度$\boldsymbol{v}$相比，$\boldsymbol{u}$的标度在两个方向上是相似的。此外，我们发现，密度的峰值产生了一个层次，其中物理和列密度都随着规模的减少，根据弗莱克（1996年）的预测。这种层次结构可以与星际气体中普遍存在的小的电离和中性结构（ESTs）联系起来。我们认为，研究的统计列密度峰值可以提供一致性检查的湍流速度的研究和洞察超音速湍流，当速度信息是不可用的。

基于数值MHD Turbulence和非LTE辐射转移的分子云冷却速率

Cooling Rates of Molecular Clouds Based on Numerical MHD Turbulence and non-LTE Radiative Transfer

我们计算了星际分子云模型中主要冷却组分的线发射冷却率。该模型是基于超音速磁流体动力学（MHD）湍流的数值模拟。非LTE的辐射转移计算已被执行，以适当地考虑复杂的密度和速度结构的MHD模拟。使用了三种模型。两个模型是基于不同的磁场强度的MHD模拟和第三个包括计算的自重（在超阿尔文制度的湍流）。模拟中的密度场和速度场由超音速湍流动力学自洽地确定。这些模型旨在代表线性大小为L~6 pc、平均密度为<n>~300 cm^-3的分子云，致密核的密度超过10^4 cm^-3。本文给出了动力学温度为10- 80 K的等温云中~（12）CO、~（13）CO、~（18）C、O_2、OI、Cl和H_2 O的冷却速率。解析近似推导出的冷却速率。模型的不均匀性减少了光子捕获，增强了云致密部分的冷却。与早期的模型相比，冷却速率受光学深度效应的影响较小，因此更高。然而，主要的影响来自密度变化，因为冷却效率随着密度而增加。这对于整个云层的冷却非常重要，因为大多数冷却是由密度高于平均值的气体提供的。

螺旋星系势的流体动力学模拟

Exploring spiral galaxy potentials with hydrodynamical simulations

我们研究如何以及复杂的气体速度场诱导的大规模的螺旋臂的流体动力学模拟，我们用来约束附近的螺旋星系的暗物质分数（Kranz等，2001年，2003年）。更具体地说，我们探索的依赖关系的位置和振幅的功能在气体流的温度上的星际介质（假设表现为一个单组分等温流体），非轴对称盘贡献的银河系的潜力，图案的速度，欧米茄_p，最后的数值分辨率的模拟。我们认为，在约束模式的速度相当好地匹配所观察到的螺旋臂形态的模拟，振幅的非轴对称扰动（磁盘分数）是左作为主要参数确定的气体动力学。然而，由于模型参数的冲击的位置的敏感性，一个必须谨慎的定量比较时，模拟观察。特别是，我们表明，全球最小二乘分析是不是最佳的方法来区分不同的模型，因为它往往稍微有利于低磁盘分数模型。然而，我们的结论是，由于观测数据的合理高的空间分辨率和准确的冲击解决水代码这种方法紧紧地限制了螺旋星系内的暗物质含量。我们进一步认为，即使螺旋臂引起的扰动弱于强酒吧，他们更适合这种分析，因为螺旋臂延伸到更大的半径，如流入的影响，由于数值粘度和形态依赖于气体声速是一个关注的问题比他们在磁盘的中心。