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
Turbulent Combustion in Type Ia Supernova Models
我们回顾了Ia型超新星爆炸的天体物理模型，并描述了实现这些事件的数值模拟的数值方法。这种模拟的一些结果进行了讨论。
2006-09-15 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
The Temperature of Interstellar Clouds from Turbulent Heating
为了评估湍流加热在星际云热平衡中的作用，我们将对数泊松湍流模型扩展到超音速湍流。该模型依赖于一个参数，d，解释为最耗散结构的尺寸。通过比较模型与超音速和超阿尔芬湍流模拟中湍流耗散率的概率分布，我们发现最佳拟合值d=1.64。我们应用这个不透明度模型的分子云，高质量恒星形成的核心，冷弥漫HI云的气体温度的质量加权概率分布的计算。我们的主要结果是：i）分子云中的平均气体温度可以解释为湍流加热的单独效应，而宇宙射线加热可能只在湍流加热低的区域占主导地位; ii）高质量恒星形成核心的平均气体温度，典型的半高宽为~6 km/s（对应于2.5 km/s的1D rms速度）可能完全由湍流加热控制，其预测平均值约为36 K，比没有湍流加热时的平均气体温度大2 - 3倍; iii）湍流加热的不稳定性可以在冷扩散HI云中产生足够的热区来解释观测到的CH+丰度，如果在1 pc尺度上的均方根速度至少为3 km/s，与以前基于不可压缩湍流的结果一致。由于它在分子云和高质量恒星形成核心的热平衡中的重要性，湍流加热过程可能是确定特征恒星质量和调节分子化学反应的核心。
2008-10-22 astro-ph
The Interstellar Environment of Filled-Center Supernova Remnants: II. G63.7+1.1
对候选超新星遗迹G63.7+1.1及其周围的星际介质进行了多波长观测。根据射电连续谱数据，我们得出结论，该天体是一个充满中心的超新星遗迹，可能正在成为一个复合遗迹。残骸的形态，以及HI，12 CO和高分辨率IRAS数据表明，G63.7+1.1直接与ISM相互作用，而不是位于ISM的低密度区。这反过来又有力地表明，被探测到的星云并没有被超新星喷出物的看不见的光环所包围。SNR与HI和CO特征在切点附近之间的关联意味着G63.7+1.1的运动学距离为3.8 +/- 1.5 kpc。
1997-08-15 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
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. II. The 2-D modelling of the evolution and X-ray emission of supernova remnant RCW86
给出了超新星遗迹RCW 86的二维模拟结果。该残余物的模型，这是第一次解释的绝热SNR在星际介质的演化的结果，具有大规模的密度梯度的表面亮度的各向异性，被认为是。本文对RCW 86及其周围介质的基本特性进行了估计，结果表明，RCW 86的观测表面亮度分布可以用迄今为止提出的两种不同的初始假设（一种是关于185年超新星爆发的假设，另一种是关于OB-asossiation的假设）得到。为了获得表面亮度的观测对比度，如果RCW 86的年龄为1800年，则必须有一个不均匀性特征尺度为11秒差距的介质，如果信噪比为2.8千秒差距，则必须有一个不均匀性特征尺度为20-25秒差距的介质。RCW 86西南部和东北部震前的密度差在3.5-4.5之间。
1999-01-25 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
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
Model for Synchrotron Emission from Shell Supernova Remnants in Nonuniform Interstellar Medium and Nonuniform Magnetic Field
对超新星遗迹的高能同步辐射（X射线和γ射线）进行建模是现代天文学和天体物理学的一项重要任务，因为它可能是最近从一些SNRs中观察到的非热X射线和TeV γ射线的原因。这种发射允许在SNR冲击和产生宇宙射线的粒子加速过程中进行观察。本文提出了非均匀星际介质和非均匀磁场中壳层信噪比同步辐射的模型。该模型是Reynolds和Chevalier为均匀介质和均匀磁场中的球形SNR开发的模型的推广。该模型将用于研究不同星际磁场配置下非球形信噪比的热和非热X射线图像和光谱。
2002-06-27 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
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
Inverse Compton Emission from Galactic Supernova Remnants: Effect of the Interstellar Radiation Field
超新星壳层中粒子加速的证据来自于电子，它们的同步辐射在无线电和X射线中被观察到。HESS仪器最近的观测显示，超新星遗迹也发射TeV的伽马射线;期待已久的实验证据表明，超新星遗迹可以加速宇宙射线到"膝盖“的能量。然而，这些伽马射线究竟是由电子通过逆康普顿散射产生的，还是由质子通过中性π介子衰变产生的，仍然存在着不确定性。超新星遗迹的多波长光谱可以用这两种机制来拟合，尽管由于在非常高的能量下的光谱形状，中性π介子衰变经常被优先考虑。最近对星际辐射场的研究表明，它的能量密度，特别是在银河系内部，比以前认为的要高。在本文中，我们评估的影响，星际辐射场的逆康普顿发射的电子加速在超新星遗迹位于不同距离的银河系中心。结果表明，可见光和红外光子对逆康普顿辐射的贡献可能超过宇宙微波背景的贡献，并在某些情况下展宽了γ射线谱。此外，我们表明，如果超新星遗迹位于靠近银河系中心的伽马射线光谱将表现出一个“通用”截止在非常高的能量，由于克莱因-西科效应，而不是由于截止的电子光谱。作为一个例子，我们应用我们的计算超新星遗迹RX J1713.7-3946和G 0.9 +0.1最近观察到的HESS。
2006-07-15 astro-ph
Two-Dimensional MHD Numerical Simulations of Magnetic Reconnection Triggered by A Supernova Shock in Interstellar Medium, Generation of X-Ray Gas in Galaxy
通过高空间分辨率的二维电阻磁流体动力学（MHD）数值模拟，研究了星际介质中超新星（或点爆炸）引发的磁重联.我们发现磁重联在超新星激波（快模MHD激波）通过电流片后很久就开始了。电流片的演化过程如下：（i）超新星激波激发撕裂模不稳定性，电流片在非线性阶段变薄。(ii)当电流片厚度变得与Sweet-Parker电流片厚度相当时，电流片减薄饱和。之后，Sweet-Parker型重联开始，电流片长度增加。(iii)“二次撕裂模不稳定性”发生在薄的斯威特-帕克电流片中。(iv)结果，由于电流片中的气体密度降低，电流片进一步变薄并出现异常电阻率。Petschek型重联开始并加热星际气体。在Petschek型重联过程中，磁岛在电流片中移动时，磁能迅速释放。释放的磁能取决于星际磁场强度，而不是初始爆炸的能量或距离爆炸。我们认为磁重联是银河系产生X射线气体的一种可能机制。
2000-09-07 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
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
Turbulent viscosity in clumpy accretion disks II supernova driven turbulence in the Galaxy
本文提出了一个由超新星能量输入维持湍流的凝块气盘的分析模型。作为Toomre参数$Q$，云大小和湍流驱动长度尺度之间的比率$δ$，在磁盘内的质量吸积率$\dot{M}$，分子形成常数$α$，磁盘半径，角速度，和它的径向导数的函数的磁盘参数，全球填充因子，分子分数，和恒星形成率的表达式。两种不同的情况下进行了研究：占主导地位的恒星盘和自引力气体盘在$z$方向。在第一种方法中，湍流驱动波长由能量通量守恒确定，即超新星能量输入通过湍流传输到较小尺度，在较小尺度上耗散。结果进行了比较，一个完全引力模型。对于Q=1和$δ=1$，两个模型彼此一致。在第二种方法中，驱动长度尺度直接由超新星遗迹的大小决定。这两种模型都适用于银河系，并可以再现其综合和本地的气体属性。研究了热压力和磁压力对盘结构的影响。我们推断银河系的$Q \sim 1$和$\dot{M} \sim 0.05 - 0.1 M_{\odot} yr ^{-1}$。
2003-03-24 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
The Evolution of Adiabatic Supernova Remnants in a Turbulent, Magnetized Medium
本文用Balsara的RIEMANN框架对均匀和湍流星际介质中绝热超新星遗迹的MHD演化进行了三维计算。在均匀的情况下，它包含一个初始均匀的磁场，壳的密度结构保持在很大程度上是球形的，而磁压力和同步辐射率沿垂直于磁场方向的平面增强。这在同步辐射中对于某些视角产生双边或桶型形态。然后，我们考虑一个情况下，湍流的外部介质在Balsara和Pouquet，其特征在于$v_{A}(rms)/c_{s}=2$。几个重要的变化被发现。首先，尽管存在一个均匀的字段，整体同步辐射率变得近似球对称，在整体上，但非常不规则和随时间变化，闪烁的顺序上的几个计算时间步长。我们认为，在早期阶段SNR演变的时间和空间变化的排放提供了信息的湍流介质周围的残骸。激波-湍流相互作用也被证明是一个强大的源的螺旋生成，因此，有重要的后果磁场生成。我们比较我们的计算Sedov阶段的演变，并讨论如何SNR的发射特性可以提供一个诊断的性质，在前超新星环境中的湍流。
2001-07-18 astro-ph
Type Ia Supernova: Burning and Detonation in the Distributed Regime
一个简单的，半解析表示开发的核燃烧在Ia型超新星的特殊情况下，湍流涡完全破坏火焰。的速度和宽度的“分布式”的火焰前锋。对于所考虑的条件，燃烧锋可以被认为是一个湍流火焰刷组成的波纹片混合良好的火焰。这些火焰被假定为具有类似于层流火焰结构的准稳态结构，但由湍流扩散控制。爆炸不会出现在系统中，只要分布式火焰仍然是准稳态的，但这个条件被违反时，分布式火焰宽度变得比得上最大的湍流涡流的大小。当这种情况发生时，可能会发生向爆炸的转变。就目前对湍流能量的最佳估计而言，最有可能的爆轰转变密度在0.5 - 1.5 x 10^7 g cm^{-3}范围内。
2007-09-26 astro-ph
Type Ia Supernova: Calculations of Turbulent Flames Using the Linear Eddy Model
探讨了Ia型超新星中碳燃烧火焰与柯尔莫哥洛夫湍流相互作用的性质。利用Kerstein（1991）的线性涡模型进行的一维计算阐明了湍流燃烧的三种状态。在最简单的情况下，大尺度湍流使薄层火焰发生折叠和变形，产生总燃烧率近似为积分尺度上湍流脉动速度U_L的火焰刷。这是超新星爆炸开始的区域，也是爆炸前大部分燃烧发生的区域。随着密度的下降，湍流开始撕裂单个火焰，使更广泛的结构移动得更快。在很短的时间内，这些湍流火焰与它们的间距相比仍然很窄，并且以U_L的总速度移动的火焰刷的概念仍然有效。然而，由其周转时间等于其燃烧时间的条件给出的单个火焰的典型宽度随着密度的下降而继续增加。最终，几乎与积分尺度本身一样大的混合区域瞬时形成。在这一点上，可以发生向爆炸的过渡。对这种转变的条件进行了数值研究，估计在1 × 10**7 g/cm**3附近的密度下，如果积分尺度上的湍流速度超过约15%音速，就会发生这种转变。计算实例显示了实际发生爆炸的细节。
2008-11-21 astro-ph
Mixing Time Scales in a Supernova-Driven Interstellar Medium
本文研究了星际介质中化学组分的混合。最近的观察表明，在ISM中的氘等物质的分布可能远非均匀。这就提出了一个问题，即在ISM中消除不均匀性需要多长时间，以及这如何取决于不均匀性的长度尺度。我们在Avillez（2000）的三维超新星驱动ISM模型中加入了示踪场，以研究不同超新星（SN）速率和不同不均匀长度尺度下ISM的千秒差距模拟中的混合和扩散。我们发现了一些令人惊讶的结果。经典的混合长度理论不能预测混合时间对长度尺度的非常弱的依赖性，我们发现在25- 500 pc的尺度上。导出的扩散系数随时间呈指数增加，而不是保持不变。成分的变化呈指数下降，时间常数为几十万年，所以大的差异比小的差异消失得更快。时间常数取决于超新星爆发速率的平方根倒数。这些结果的一个主要原因是，即使数值扩散超过物理值，气体也不会在热区域和冷区域之间快速混合。
2002-08-23 astro-ph
Three-dimensional Combustion in Type Ia Supernovae
湍流燃烧是三维的。Ia型超新星中的湍流是由燃烧产物的浮力在大尺度上驱动的。湍流级联渗透到很小的尺度，使爆燃速率与微观物理无关。湍流级联与恒星膨胀引起的湍流运动冻结之间的竞争决定了参与级联的最大尺度。这决定了超新星爆燃的整体速率。冻结限制了爆燃的整体速率，使强大的爆炸成为不可能。二维模拟无法捕捉湍流燃烧的这些基本要素，即使在原则上。如果燃烧转变为爆炸，则可能发生强大的延迟爆炸。爆燃转爆轰（DDT）可以发生在一层由冷燃料和热燃烧产物混合而成的层中，这层燃烧产物可以是在一个活跃的湍流燃烧区内由高强度的湍流产生的，也可以是在恒星的全球脉动期间由冷燃料与死爆燃锋的灰烬混合产生的，也可以是两者兼而有之。
1996-01-07 astro-ph
The Distribution of Pressures in a Supernova-Driven Interstellar Medium. I. Magnetized Medium
观测表明，即使在50 pc以下的尺度上，银河系平面内的星际介质（ISM）也会严重偏离压力平衡。然而，ISM的多相模型至少假设局部等压气体。然后，压力决定了气体冷却到稳定的热平衡所达到的密度。我们使用磁化ISM的数值模型来研究超新星驱动星际压力的后果。在本文中，我们研究了由磁场穿过的（200 pc）^3周期畴。在不同压力下的单个气体块在热平衡曲线上达到的点变化很大：没有发现唯一的相集，而是一个动态确定的密度和温度连续体。相当大一部分气体仍然完全处于热平衡之外。我们的结果似乎与星际压力的观测结果一致。他们还认为，在分子云中观察到的高压可能是由于除了重力之外的冲压压力。在我们的模型中，大部分气体的热压力和磁压力远未达到均分，其比值从0.1到$10^4$不等，均匀磁场与波动磁场的比值为0.5- 1。我们的模型显示了广泛的压力概率分布函数与对数正态函数形式产生的冲击和稀疏波，而不是幂律分布产生的孤立的超新星遗迹。分布的宽度可以用Padoan，Nordlund，& Jones（1997）的公式定量描述。
2005-01-27 astro-ph
Metal Enrichment of The Primordial Interstellar Medium through 3-D Hydrodynamical Evolution of The First Supernova Remnant
计算了具有非均匀结构的原始星际介质中超新星遗迹的长期演化，研究了原始气体中金属的富集。为此，我们已经建立了一个并行的三维流体动力学程序，包括辐射冷却和自重力。自引力和辐射冷却发展的非均匀结构的ISM从一个小的扰动与幂律谱。所得密度范围为0.5 cm $^{-3}$至10 $^6$ cm $^{-3}$。作为我们一系列研究的第一步，对一颗母星质量为20太阳质量的超新星进行了计算。结果表明，单个超新星将新合成的重元素分布到ISM的致密丝中，其密度范围为100 ~ 10 $^4$ cm $^{-3}$，取决于超新星爆发的位置。因此，被SN喷出物污染的致密细丝的金属度[Mg/H]变为$-2.7\pm0.5$。从这些细丝中，第一批星族II恒星将形成。该值与之前的分析工作（Shigeyama & Tsujimoto 1998）一致，准确度为$\sim 0.3$ dex。
2000-07-28 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
Very High Energy Gamma Rays from Supernova Remnants and Constraints on the Galactic Interstellar Radiation Field
大尺度银河系星际辐射场（ISRF）是恒星辐射和尘埃对星光再加工的结果。在ISRF的能量密度高的情况下（例如，银河系中心），个别超新星遗迹（SNRs），如G0.9+0.1，主要的伽马射线发射可能来自逆康普顿（IC）散射的ISRF。ISRF有几种模式。最近的一个，这是由我们计算，预测一个显着更高的ISRF比Mathis，Mezger和Panagia的常用模型。然而，与数据的比较仅限于当地的观察。基于我们目前对ISRF的估计，我们预测了SNRs G0.9+0.1和RXJ 1713中的伽马射线发射，以及G0.9+0.1，J1713-381和J1634-472光谱中20 TeV以上的成对产生吸收特征。我们讨论如何GLAST，以及目前和未来的非常高的能量仪器，可能能够提供上界的大规模ISRF。
2007-04-13 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
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
The Interstellar Environment of Filled-Center Supernova Remnants III: The Crab Nebula
本文利用DRAO综合射电望远镜和Effelsberg 100 m射电望远镜的2.75'和9'分辨率数据研究了蟹状星云的HI环境。没有明确的证据表明螃蟹和周围的HI之间的相互作用，螃蟹可能位于一个大规模的边界内，低密度的HI分布的空隙。确认了蟹状星云附近存在一个风吹HI气泡，并建议为这个气泡提供动力的不明恒星是沿着蟹状星云视线检测到的恒星风物质的原因。
1999-03-26 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
Infrared spectroscopy of young supernova remnants heavily interacting with the interstellar medium
介绍了超新星遗迹RCW 103的ISO光谱观测结果。该天体是相对年轻的残余物的原型，其快速激波与致密的星际介质相互作用。光谱主要由[NeII]，[SiII]，[FeII]和其他低激发物种的突出线，第一次提供了一个简单而可靠的估计的气体丰度的难熔（Si，Fe，Ni）和非难熔（Ne，P，S，Cl，Ar）物种。除镍外，所有衍生的丰度都接近太阳，证实了冲击已经摧毁了所有的尘埃颗粒。像光学镍线，[NiII] 6.64微米产生镍丰度的一个因素~10太阳，我们提出的结果从一个很大的低估计算的Ni+碰撞强度。所观察到的离子线的强度和速度宽度是兼容的，从后冲击区单独的光致电离的前体只有很小的贡献（如果有的话）。这一结果不同意冲击模型预测的前体应该发出强大的线发射，特别是从高度电离的物种。这对塞弗特光谱建模的可能后果进行了简要讨论。
1999-01-19 astro-ph
Energy Input and Mass Redistribution by Supernovae in the Interstellar Medium
本文给出了超新星遗迹演化及其对星系团和球状星团演化影响的数值研究结果。我们发现，诸如环境的密度和金属丰度等参数显着影响遗迹的演化，从而改变其对全球环境的影响（例如，球状星团、星系）作为热能和动能的来源。我们进行了我们的研究，使用一维流体动力学代码，在其中，我们实现了金属丰度依赖的冷却功能。全球时间相关的数量，如总动能和热能和径向范围计算的参数集的网格。计算的量是总能量、动能、热能、径向范围和质量。我们区分了热的、稀薄的气泡和冷的、致密的壳层，因为这两个阶段在气体-恒星系统中的作用是不同的。我们还提出了幂律适合这些数量作为一个功能的环境参数后，广泛的冷却已经停止。幂律拟合使改进的超新星能量输入和物质再分配（包括当地条件的影响）在银河系/球状星团模型中的简单纳入。我们的结果为超新星遗迹的能量在其扩张的后期阶段给出的总能量范围从9 e49至3e 50尔格，与一个典型的情况是1 e50尔格，取决于周围的环境。大约8.5e49尔格的这种能量可以以动能的形式存在。超新星在星际介质的演化中起着重要的作用
1997-06-17 astro-ph
Towards Resolving the Evolution of Multi-Supernova Superbubbles
由多颗超新星爆炸产生的星际超级气泡在恒星形成星系中很常见。它们是机械反馈最明显的表现，并且主要负责将热能和动能从大质量恒星群转移到星际介质。然而，当研究单个物体时，这种能量转移的细节仍然令人惊讶地模糊。我将总结我们目前对这些尺度上的候选主导过程的了解。
2007-03-02 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
Simulations of Turbulent Thermonuclear Burning in Type Ia Supernovae
Ia型超新星最近受到了相当大的关注，因为它们似乎可以作为“标准烛光”来测量距离我们数十亿光年的宇宙距离。对Ia型超新星的观测似乎表明，我们生活在一个宇宙中，当它大约是现在年龄的一半时，它开始加速膨胀。这些结论主要依赖于唯象模型，然而，缺乏适当的理论理解，主要是因为爆炸过程，由碳和氧的热核聚变成较重的元素，即使在超级计算机上也很难模拟。在这里，我们研究了一种新的方法来模拟在白矮星中发生Ia型超新星爆炸的湍流热核爆燃锋。我们的方法是基于一个水平集方法，它把前面作为一个数学不连续性，并允许前几何形状和流场之间的充分耦合。本文将此方法应用于Ia型超新星问题，得到了一些新的结果。结果表明，在2-D与高空间分辨率和物理动机的亚网格尺度模型的核火焰数值“收敛”的结果可以得到，但对于大多数初始条件的恒星不爆炸。相比之下，三维模拟确实给出了所需的爆炸和它们的许多性质，如爆炸能量，光变曲线和核合成产物，与观察到的Ia型超新星非常一致。
2004-05-11 astro-ph
On the transition of the adiabatic supernova remnant to the radiative stage in a nonuniform interstellar medium
本文评述了在描述强绝热激波向辐射期转变过程中出现的不同参考时间的估算方法。需要考虑一个额外的过渡子阶段之间的绝热时代的结束和辐射的“压力驱动的雪犁”阶段的开始，在均匀或不均匀介质中运行的冲击强调。这对于研究超新星遗迹（SNRs）与分子云的相互作用，从而了解这种系统中宇宙射线的产生过程可能特别重要。这个子阶段的持续时间-约70%的信噪比年龄在其开始-几乎是独立的密度梯度的介质密度增加，并为更高的超新星爆炸能量和更小的密度在爆炸的地方。它示出，以及，如果周围介质的密度降低，那么冷却过程可以不同于通常接受的情况下的“薄致密辐射壳”的形成。这一性质应在未来的研究，因为它是重要的非球形信噪比的模型，可能只是部分辐射。
2006-04-04 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
Crushing of interstellar gas clouds in supernova remnants. I. The role of thermal conduction and radiative losses
我们模拟了一个演化的超新星遗迹的冲击波与一个小的星际气体云的流体动力学相互作用，就像在天鹅座圈和船帆座SNR中观察到的那样。本文研究了云演化过程中辐射冷却和热传导的相互作用及其对云与周围介质间质量和能量交换的影响。通过对两种不同马赫数的主激波情况的研究，（M = 30和50，分别对应于冲击后温度$T\approx 1.7\times 10^6$ K和$\approx 4.7\times 10^6$ K），我们探索了两种非常不同的物理状态：当M = 30时，辐射损失控制着激波云的演变，激波云碎裂成冷的、致密的，和紧凑的细丝包围的热电晕，这是烧蚀的热传导;相反，M = 50，热传导占主导地位的冲击云，蒸发在几个动态的时间尺度的演变。在这两种情况下，我们发现，热传导是非常有效的抑制流体动力学不稳定性，将发展在云边界。
2005-08-30 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant IC443: I. soft X-ray emission from shocked interstellar medium
IC 443周围受冲击的星际介质在软能带（E<1.5 keV）产生强的X射线辐射。我们提出了一个分析，这样的发射所观察到的EPIC MOS相机上的XMM-Newotn天文台，目的是找到明确的签名与星际介质（ISM）的相互作用在X射线波段，这可能会补充在其他波长的结果。我们发现，巨大的分子云映射在CO排放位于前景，并给出了一个明显的签名，在X射线的吸收。该云团可能呈圆环状，圆环与IC 443激波相互作用的部分在东南部产生2 MASS-K辐射。测量到的发射X射线的冲击等离子体的密度朝着东北翼增加，在那里残骸与原子云相互作用。我们发现在0.3-0.5千电子伏波段的发射和明亮的光学/无线电灯丝在大空间尺度上有很好的相关性。因此，在这条谱带中看到的部分壳层结构可以追溯到与原子云的相遇。
2006-06-13 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
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
TeV Gamma Rays Expected from Supernova Remnants in Different Uniform Interstellar Media
计算了在均匀星际介质中演化的超新星遗迹在核碰撞中由加速宇宙射线产生的TeV $γ$射线辐射。目的是研究$γ$射线产生对物理参数集的敏感性。除了与N_H成正比外，还表明$γ$射线的产生主要取决于CR扩散系数$κ$与一个临界值$κ_{crit}=10(B_0/5 μ{G})(N_H/0.3 {cm}^{-3})^{-1/3}κ_B$的比值，其中B_0和N_H为ISM的磁场和氢数密度，$κ_B$为玻姆扩散系数.如果$κ$的数量级与$κ_{crit}$相同或更低，那么在Sedov演化阶段，峰值TeV $γ$射线通量（归一化为1 kpc的距离）约为10^{-10}（N_H/0.3 {cm}^{-3}）光子cm^{-2} s^{-1}。对于CR扩散系数明显大于$κ_{crit}$的情况，CR截止能量小于10 TeV，并且预期的1 TeV处的$γ$射线通量远低于目前可检测的10^{-12}光子cm^{-2} s^{-1}水平。当然，对于稀疏的所谓热ISM中的SNR也是如此。
2000-04-26 astro-ph
The Distribution of Pressures in a Supernova-Driven Interstellar Medium
观测表明，即使在50 pc以下的尺度上，银河系平面内的星际介质（ISM）也会严重偏离压力平衡。然而，ISM的多相模型至少假设局部等压气体。然后，压力决定了气体冷却到稳定的热平衡所达到的密度。我们使用两套不同的ISM数值模型来研究超新星驱动星际压力的后果。第一组模型是流体动力学的，并使用自适应网格细化，允许计算的分层星系盘的1 × 1 × 20千秒差距部分。第二套模型是磁流体力学，使用一个独立的代码框架，并检查一个200 pc立方周期域线程的磁场。这两个模型都显示了广泛的压力分布与大致对数正态函数形式产生的冲击波和稀疏波，而不是以前的工作预测的幂律分布，而尖锐的热压力梯度。log T < 3.9的气体中压力log的分布宽度与该气体中的均方根马赫数成比例，而较热气体中的分布更宽，但不像该气体中的马赫数所预测的那样宽。气体的单个包裹体在热平衡曲线上达到了变化很大的点：没有发现唯一的相，而是一个动态确定的密度和温度的连续体。此外，相当大一部分气体完全保持在热平衡之外。我们的结果似乎与星际压力的观测结果一致，并建议在分子云中观察到的压力可能是由于冲压压力，而不是引力约束。
2001-06-27 astro-ph
