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
Turbulence in the Star-forming Interstellar Medium: Steps toward Constraining Theories with Observations
现在正在开发越来越复杂的观测工具和技术来探测星际湍流的性质。与此同时，在理解湍流的性质及其对ISM结构和恒星形成的影响方面的理论进展正在快速发展，部分得益于数值模拟。这两方面能力的提高为加强观测和理论之间的联系以及对两者进行有意义的比较提供了新的机会。
2003-10-29 astro-ph
Interstellar Bubbles in Two Young HII Regions
大质量恒星被认为会在星际介质中产生由风吹出的气泡;然而，在主序星O星周围很少看到环状星云，这表明气泡的存在。为了寻找主序O星周围的风吹气泡，我们获得了大麦云星云中两个原始HII区N11 B和N180 B的高分辨率哈勃空间望远镜WFPC 2图像和高色散阶梯光谱。这些HII区域被仍然包含O3星的OB星协电离，这表明HII区域是年轻的，没有发生过任何超新星爆炸。我们的观察结果表明，风吹气泡在这些HII地区可以检测到运动学，但不能形态，因为他们的膨胀速度是可比的，或仅略高于等温声速在HII地区。在大质量恒星、单个O型星、甚至是一颗演化的红超巨星（化石气泡）的聚集周围都能探测到气泡。观测到的气泡动力学和模型预测之间的比较表明，来自气泡观测和模型的恒星风光度和来自恒星风的观测之间有很大的差异（1- 2个数量级）。N11 B和N180 B中气泡的数量和分布不同，这可以用这两个HII区之间恒星含量丰富度的差异来解释。在N11 B和N180 B中观察到的大多数气泡都显示出气泡结构，这表明恒星是在稠密的云层表面形成的。在这些HII区域中发现了许多类似于博克球状体或象鼻的小尘埃云，其中至少有一个正在进行恒星形成。
2001-06-18 astro-ph
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
Turbulence in Wind-Blown Bubbles around Massive Stars
来自大质量恒星（大于8个太阳质量）的恒星风会在这些恒星周围形成风吹的“气泡”。在本文中，我们研究，通过二维数值流体动力学模拟，在这些风吹“气泡”的形成和演变过程中的湍流的发生和增长。我们的模拟揭示了在主序列阶段的演变过程中形成的涡卷，和瑞利-泰勒不稳定性在随后的阶段，由于加速和/或减速风吹壳。在恒星死亡之前，气泡内部呈现出一种非常动荡的状态，相当大比例的内能消耗在非径向运动上。这将影响随后的超新星冲击波的演化。我们讨论了这些结果的影响，显示如何在径向与非径向运动的动能的比例在整个演变的变化，并讨论这些结果将如何结转到三维。
2008-10-23 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
Plasma Turbulence in the Local Bubble
局部气泡中的湍流可能在那里的气体热力学中扮演重要角色。测量天体物理等离子体中湍流的最佳天文技术是无线电闪烁。Philips和Clegg在1992年对附近脉冲星B 0950 +08的散射水平进行的测量表明，视线平均湍流强度参数$<C_N^2>$的值明显低于对其他脉冲星观测到的值，这与无线电波通过高度稀薄等离子体的传播相一致。在本文中，我们讨论了自那时以来所取得的观测进展。目前，有四个观察者（B 0950 +08，B1133+16，J 0437 -4715和B 0809 +74）的视线似乎主要位于本地泡沫内。星际磁场沿这些视线的平均密度和视线分量都小于恒星的标称值，但没有预期的那么多。四颗星中的三颗也有星际闪烁的测量。参数$<C_N^2>$的值对于其中两个小于正常值，但是对于第三个完全是标称值。这种不确定的状况可以通过测量和分析恒星“次级光谱”中的“弧”来改善。
2008-06-05 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
A Study of the Vertical Motion of Supernova Remnant Bubbles in the Interstellar Medium Drawn from the Results of Three-Dimensional MHD Simulations
为了确定孤立的SNRs能够上升并富集厚盘和星系晕的情况，用FLASH磁流体动力学程序对超新星遗迹进行了模拟。我们进行了星际磁场平行于或垂直于银道面的模拟，以及没有磁场的模拟。周围的气体密度分布和引力势是基于对我们星系的观测。我们将这些残留物进化到大约1000万年的年龄。对于我们的模拟没有磁场，我们比较了热气泡的速度的演变从浮力和阻力加速度计算的速度演变。我们发现了令人惊讶的小垂直速度的热气体，从我们估计的阻力系数为10的非磁性模拟。虽然我们发现在残骸的寿命期间，热气体几乎没有浮力运动，但我们发现在残骸寿命接近尾声时，相关的冷致密气体有快速的垂直运动。这种运动使残骸变形成蘑菇云结构，类似于以前的模拟中发现的结构。在模拟中，我们有一个4微高斯的磁场平行于银河系中平面显示了一个显着拉长的气泡平行于磁场。磁场固定住超新星遗迹，阻止它上升。在具有垂直于中平面的4微高斯磁场的模拟中，热气泡上升得更多，这表明具有与重力方向相同的磁场增强了气泡的上升。
2007-07-20 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
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
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
Long-Term Evolution of Supernova Remnants in Magnetized Interstellar Medium
利用轴对称二维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹的演化，特别关注了磁场的影响。在绝热Sedov阶段，磁信噪比的演化与非磁信噪比的演化相同。在薄壳形成之后，壳由热的内部气体（气泡）的压力驱动。在压力驱动的雪犁阶段的演变是很大的影响磁场。扫过磁场线的壳由于磁压力而变厚。在$5\times 10^5{\rm yr}$ - $2\times 10^6{\rm yr}$之后，厚壳的内边界开始收缩。这径向压缩热气泡并保持其热压。因此，由于气泡在平行于$B_0 \gtrsim 3μ{\rm G}$的磁场的方向上膨胀，因此气泡形成长球形并且变得越来越薄。最后，泡沫收缩了。考虑到磁场的影响，减小了ISM中热低密度气体的孔隙率。
2005-07-19 astro-ph
Subgrid Modeling of AGN-Driven Turbulence in Galaxy Clusters
由活动星系核（AGN）提供动力的热而密度不足的气泡可能在阻止冷核星系团中心的灾难性冷却方面发挥关键作用。我们提出了三维模拟，捕捉这种气泡的演变，使用自适应网格流体动力学代码，FLASH 3，我们已经添加了一个亚网格模型的湍流和混合。虽然纯水模拟表明，AGN气泡被打乱到分辨率依赖的口袋中的密度不足的气体，适当的亚网格湍流建模表明，这是一个很差的近似湍流级联，继续远远超出分辨率限制。相反，瑞利-泰勒不稳定性有效地将加热区域与其周围环境混合，同时将其保留为相干结构，与观测结果一致。因此，当气泡在流体静力学的团内介质（ICM）中向外移动时，它们就变成了混合物质的热云，就像大型空中爆炸在地球的流体静力学大气中上升时会导致独特的“蘑菇云”结构一样。正确地捕捉这些云的演变对许多ICM属性具有重要意义。特别是，它显着改变了活动星系核对熵和金属在冷核集群，如英仙座的分布的影响。
2008-06-19 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
Relic gravitational waves from colliding bubbles and cosmic turbulence
在宇宙学一阶相变过程中，至少有两种不同的机制可以产生引力波的随机背景：真实真空泡的碰撞和宇宙流体中的湍流。我比较这两个贡献，分析它们的相对重要性为一个通用的相变。特别是，一阶电弱相变预计将产生一个引力波信号，其峰值频率今天正好落在计划中的空间干涉仪LISA的频带内。对于这种过渡，我找到了相关参数的约束，以产生一个信号的灵敏度范围内的LISA。结果是跃迁必须是强一阶跃迁，α> 0.2。在这种情况下，来自湍流的信号比来自碰撞气泡的信号占主导地位。
2003-03-21 astro-ph gr-qc hep-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
We present here the results from an extensive scintillation study of twenty pulsars in the dispersion measure (DM) range 3 - 35 pc cm^-3 carried out using the Ooty Radio Telescope, to investigate the distribution of ionized material in the local interstellar medium (LISM). Our analysis reveals several anomalies in the scattering strength, which suggest that the distribution of scattering material in the Solar neighborhood is not uniform. Our model suggests the presence of a low density bubble surrounded by a shell of much higher density fluctuations. We are able to put some constraints on geom…
1998-02-14 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
The Orion OB1 Association II. The Orion-Eridanus Bubble
对猎户座OB 1星协附近的星际介质的观测显示，它有一个充满热电离气体的空洞，周围是一个不断膨胀的中性氢壳层（猎户座-波江座气泡）。在本文中，我们研究这个空腔和周围的气泡的数据的帮助下，莱顿/Dwingeloo HI调查。我们目前的中性氢地图的猎户座波江座地区，允许识别HI丝和弧描绘的气泡和推导其膨胀速度。将HI数据与X射线、CO和IRAS 100微米数据进行比较。使用模型的风吹气泡，考虑到银河系HI层的密度分层，我们表明，恒星风和超新星从恒星在猎户座OB 1可以占的大小以及HI壳的膨胀速度。然而，在周围的星际介质的密度不均匀性导致我们的模型和观察到的壳层之间的显着差异。
1995-03-03 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
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
