Pressure Relations and Vertical Equilibrium in the Turbulent, Multiphase ISM
我们使用的湍流，多相，自引力气体模型盘星系轨道的数值模拟研究压力，垂直气体分布，和密度扩散气体的比例之间的关系。我们表明，磁盘的高度和平均中面压力是一致的有效流体静力平衡，提供了湍流的垂直速度色散和气体自重。质量加权压力比中平面压力高一个数量级，因为自重力集中了气体并增加了云中的压力。我们还研究了Rmol=M（H2）/M（H1）的比值。Blitz和Rosolowsky（2006）表明，Rmol与估计的中平面压力成正比。对于模型系列中的周转频率，卡帕，和气体表面密度，西格玛，成比例，我们恢复的经验关系。对于kappa和Sigma独立的其他模型系列，中平面压力和Rmol相关性不好。我们的结论是，分子分数-和恒星形成率-星系盘固有地取决于它的旋转状态，而不仅仅是本地值的西格玛和恒星密度ρ *。Rmol和中平面压力之间的经验相关性意味着“环境参数”Kappa，Sigma和rho* 在真实星系中是相互依赖的，可能是由于Toomre Q接近统一的状态演变的结果。我们注意到，Rmol在静态模型中远远超过我们的湍流模拟和观测值的值，这意味着湍流是至关重要的，以获得一个现实的分子分数在ISM。
2008-12-10 astro-ph
Velocity Structure of the ISM as Seen by the Spectral Correlation Function
我们使用被称为“光谱关联函数“[SCF]的统计工具来比较原子星际介质的模拟和观测。所考虑的模拟模拟三组不同的物理条件。其中之一（运行“ISM”）旨在代表冷和热原子气体的混合物，并包括自重力和磁场。对于每个模拟，H I谱线地图的合成和相互比较，彼此之间，并与观测，使用SCF。我们发现，当热展宽是大的相比，精细尺度湍流速度结构，它掩盖了合成光谱中的亚热速度子结构。我们在这里用于比较的H I观测是北天极（NCP）环。没有一个模拟与NCP Loop数据非常匹配。最真实的线条轮廓和SCF统计数据集来自人工重新缩放运行ISM的速度轴。在没有重新标度的情况下，几乎所有的速度结构都被热展宽所模糊。然而，如果将速度轴扩展6倍，则运行ISM和NCP Loop的SCF分布匹配得相当好。这意味着ISM运行中的热压力与湍流压力之比太大，并且模拟缺乏湍流能量。这是运行ISM不包括超新星影响的结果。我们的结论是，SCF是一个有用的工具，用于理解和微调模拟星际气体，特别是现实的模拟原子ISM需要包括高能恒星风（如超新星）的影响，以热湍流压力的比率，给光谱代表观察到的星际介质在我们的银河系。
2002-04-04 astro-ph
Star formation and turbulent dissipation in models of disk galaxy evolution
盘星系湍流ISM中的动能耗散率是星系演化模型中的一个关键因素，因为它决定了大尺度恒星形成（SF）反馈的有效性。使用磁流体动力学模拟，我们发现，ISM有效地消散了恒星性质的源注入的湍流动能。因此，SF过程可以仅在磁盘ISM的级别上通过能量平衡来自调节。在星系演化模型中使用的自调节SF机制，其中磁盘内形成不断增长的冷暗物质晕，允许预测的SF历史的磁盘星系，包括银河系和太阳附近，以及整个人口的盘星系的宇宙SF历史的贡献。结果令人鼓舞。
2003-03-31 astro-ph
Generation of Magnetic Fields in the Multi-phase ISM with Supernova-Driven Turbulence
几条证据表明，原银河系和银河系环境设法非常迅速地增长磁场。这使得在这样的环境中实现磁场的快速增长的理论问题变得困难。继Balsara，Benjamin和Cox（2001）之后，我们证明了由超新星爆炸的实际能量输入主导的多相ISM将自然地成为具有大的流体螺旋度正值和负值的强烈湍流介质。由此产生的星际湍流似乎具有快速发电机的一些基本特征。本文研究了这种湍流发电机中的磁场增长。结果表明，该领域经历了一个线性阶段的演变，它有一个时间的增长，是可比的涡流翻转时间。本文研究了湍流发电机的能量学、功率谱、统计和结构。结果表明，尽管事实上，ISM是由压缩运动驱动的，在这个高马赫数流的动能主要集中在螺线管运动，而不是压缩运动。
2004-08-23 astro-ph
Gas Properties and Implications for Galactic Star Formation in Numerical Models of the Turbulent, Multiphase ISM
通过对星系盘的数值模拟，研究了由恒星形成反馈驱动的多相ISM湍流的动力学性质。我们专注于HII区域的影响，通过在密集的，自引力区域施加强烈的加热。我们的模型是通过盘的二维径向-垂直切片，包括剪切背景旋转，垂直分层，加热和冷却产生温度T~10-10^4K，和热传导。我们分别改变气体的表面密度σ，恒星的体积密度rho_*，和本地角旋转速率Ω探索环境的依赖性，并分析每个模型的稳态特性。在其他统计数据中，我们评估湍流振幅，维里比，Toomre Q参数，包括湍流，以及在不同密度的质量分数。我们发现稠密气体（n>100 cm^-3）的湍流水平与观测到的GMC相似，维里比约为1-2。稠密气体中的Toomre Q参数达到接近1，表明通过湍流反馈进行自我调节。我们还测试了恒星形成率Sigma_SFR如何依赖于Sigma，rho_* 和Omega。假设恒星形成速率与密度大于n_th时的质量除以该阈值时的自由落体时间成正比，我们发现当n_th=10^2或10^3 cm^-3时，Sigma_SFR随Sigma^（1+p）变化，其中1+p ~ 1.2-1.4，这与观测结果一致。然而，基于大尺度性质（轨道时间、金斯时间或垂直平均密度下的自由落体时间）的估计恒星形成率与使用稠密气体质量计算的速率不同，这表明在<<H尺度下解析星系盘中的ISM结构对于准确预测恒星形成率是必要的。
2008-12-10 astro-ph
Broad Band Optical Polarimetric Study of IC 1805
本文报道了年轻疏散星团IC 1805的51颗恒星的BVR宽带偏振观测结果。随着从文献中的光度数据，我们已经建模，并减去前景灰尘的贡献，从最大偏振（P_{max}）和颜色过剩（E_{B-V}）。团内中等和前景的P_（max）平均值分别为5.008 ± 0.005%和4.865 ± 0.022%。此外，最大偏振波长（lambda_{max}）的平均值为0.541 +/- 0.003微米，这是非常类似的一般星际介质（ISM）。由此产生的星团内尘埃成分被发现有可以忽略不计的偏振效率相比，星际尘埃。在IC 1805中观测到的一些恒星在它们的测量中显示出了内在偏振的迹象。
2007-03-22 astro-ph
Dynamo coefficients from local simulations of the turbulent ISM
偏振辐射观测揭示了大范围旋涡星系中存在大尺度相干磁场。射电偏振数据表明，这些领域是强烈倾向于径向方向，与俯仰角高达$35\degr$，因此不能单独用差分旋转解释。全球发电机模型描述了通过所谓的$α$效应从底层湍流产生径向磁场。然而，这些全球模式仍然依赖于对小尺度湍流的粗略假设。为了克服这些限制，我们进行全动力学MHD模拟的星际湍流驱动的超新星爆炸。从我们的模拟中，我们提取的发电机$α$张量作为银河系高度的函数的贡献对角线元素的配置文件。我们还测量了描述垂直泵送的系数，发现这两种效应之间的比率$\hatγ$在早期的分析工作中被高估了，发电机的作用似乎是不可能的。与这些基于孤立残余物的模型相反，我们总是发现泵吸是向内的。此外，我们观察到，$\hatγ$取决于是否考虑到超级气泡方面的聚类。最后，我们应用一个测试场的方法来推导出一个定量的测量湍流磁扩散率，我们确定为~ 2千秒差距公里。
2008-05-16 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
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$γ>1$）。
1998-05-04 astro-ph
Turbulent Ambipolar Diffusion: Numerical Studies in 2D
在理想的磁流体动力学条件下，磁场强度应与星际介质（ISM）的密度相关。然而，观察表明，这种相关性很弱。双极扩散可以降低弱电离介质中的通量质量比;然而，除了在致密分子云中，它通常被认为太慢而不能在ISM中发挥重要作用。在天体物理学问题中，湍流经常被用来增加运动理论所预测的（非常慢的）层流值之上的传输速率。我们描述了一系列的数值实验，解决弱电离气体中的磁场湍流输运问题。我们表明，受到各种几何和物理的限制，在弱电离介质中的湍流迅速扩散的磁通量质量比，通过建立可观的离子中性漂移小尺度。这些结果适用于ISM中的场强-密度关联，以及原恒星和吸积盘场或原恒星喷流等通量系统与周围物质的合并，以及银河系磁场的垂直输运。
2003-09-10 astro-ph
Understanding Scintillation of Intraday Variables
河外致密射电源的日内变率可以解释为附近电离星际介质湍流密度涨落引起的猝灭闪烁。我们表明，IDV时间序列的统计分析包含的信息的子结构的源上的几个10微弧秒的尺度和ISM的湍流状态。源结构和ISM属性不能单独使用IDV观测解开。与已知的形态的“本地气泡”和湍流ISM脉冲星观测的比较约束可能的源模型。我们进一步认为，地球轨道合成失败的非平稳相对论源，没有可靠的二维傅立叶重建是可能的。
2002-07-02 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
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
Studies of regular and random magnetic fields in the ISM: statistics of polarization vectors and the Chandrasekhar-Fermi technique
偏振测量是一种广泛应用于跟踪星际磁场在天空平面上投影的工具。此外，还可以基于Escherasekhar-Fermi方法从极化图估计磁场强度。在这项工作中，我们提出的结果湍流，等温，3-D模拟的亚/超音速和亚/超Alfvenic的情况下。与立方体，假设完美的晶粒对齐，我们创建了合成极化地图的平均磁场相对于视线（LOS）的不同方向。我们表明，偏振角的色散依赖于平均磁场的角度，关于LOS和阿尔芬马赫数。然而，偏振角的二阶结构函数遵循关系式$SF \propto l^α$，其中$α$仅取决于Alfvenic马赫数。结果表明，偏振度与柱密度之间存在反相关关系，其指数为$γ\sim -0.5$，与观测结果一致，这可以用偏振角沿LOS方向在密集区域内的色散增加来解释。然而，这种效应只在超音速，但亚Alfvenic，模拟中观察到。对于超阿尔文模型和亚音速模型，极化度与柱密度有关。我们的主要定量结果是CF方法的广义方程，这使我们能够确定磁场强度的极化图与错误$< 20%$。我们还占CF方法的观测分辨率的作用。
2008-01-01 astro-ph
The SMC Super-Shells as Probes of the Turbulent Dynamics of the ISM
在小麦哲伦星云中HI 21 cm强度的空间功率谱（Stanimirovic等，1999）是一个与SMC本身一样大的尺度上的幂律。Goldman（2000）和Stanimirovic & Lazarian（2001）将其解释为由于动荡。问题是功率谱是否确实是动态湍流的结果，或者仅仅是结构化静态密度的结果。在Goldman（2000）的湍流解释中，湍流是由大约0.2 Gyr前LMC最后一次近距离通过的潮汐效应产生的。戈德曼估计湍流的时间尺度为0.4 Gyr，因此湍流还没有衰减。Staveley-Smith等人（1997）在SMC中观察到大约500个HI超级壳层。它们的年龄比湍流年龄小一个数量级以上。因此，如果湍流解释成立，它们观测到的径向速度应该反映了它们形成的气体中的湍流。在目前的工作中，我们分析所观察到的超壳的径向速度。我们发现，速度确实表现出预期的湍流的统计空间相关性。湍流谱与Goldman（2000）的结果一致。
2007-03-30 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
Canals beyond Mars: Beam depolarization in radio continuum maps of the warm ISM
多频射电偏振观测的弥漫银河系同步加速器背景使我们能够通过旋转测量地图来研究弥漫电离气体的结构。然而，去极化将在所得到的旋转测量中引入伪影，最显著的是以窄的、伸长的"去极化通道“的形式。我们使用的非发射法拉第旋转介质的数值模型来研究RM的分布需要创建退偏运河的退偏由于有限的光束宽度，并估计这种退偏机制的影响RM的测定。我们认为，退偏运河确实可以引起的光束退偏，这反过来又是一个自然的结果，当观察湍流介质的分辨率有限。此外，我们估计，光束去极化可以引起约20%的额外误差RM测定，并大大减少在不受去极化运河的区域。
2004-03-30 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
Probing ISM Models with H-alpha observations
我回顾了H $α$观测的能力，以约束当前星际介质模型的某些方面。特别是，它表明，湍流是任何可行的模型的必要成分，因为大部分的超新星爆炸和电离辐射产生的能量存储在ISM中的动力学形式。各种形式的湍流能量耗散，包括云碰撞，进行了分析。另外两个方面，关于银河喷泉的存在和它们与高速云的关系，以及扩展的螺旋星系电离层进行了讨论，一些关键的实验建议。
1997-07-24 astro-ph
Global MHD Modelling of the ISM - From large towards small scale turbulence
数值处理的湍流性质和非线性的物理过程中所涉及的ISM需要使用复杂的数值方案耦合到HD和MHD的数学模型。SNe通过向系统传递动能而成为星际湍流的主要驱动者。这种能量通过冲击（更有效）和分子粘性耗散。我们进行了自适应网格细化模拟（最好的分辨率为0.625 pc）的湍流ISM嵌入在磁场中的平均场分量为2和3 $μ$ G。我们运行的时间尺度是4亿年，足够长以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定能量输入率的情况下达到全球动力学平衡。它被发现，纵向和横向湍流长度尺度有一个时间平均（超过50万年）的比率为0.52-0.6，几乎类似于一个预期的各向同性均匀湍流。在两次试验中，大涡的平均特征尺寸为75 pc。为了检查模拟对观测，我们监测OVI和HI柱密度内的超级气泡所产生的爆炸19 SNe的质量和速度的恒星，爆炸附近的太阳产生本地泡沫。该模型再现了FUSE吸收测量对25个白矮星的\ovi柱密度的函数的距离和\nhi。特别是对于长度小于120 pc的视线，发现N（OVI）和N（HI）之间没有相关性。
2005-05-04 astro-ph
Turbulent Flow-Driven Molecular Cloud Formation: A Solution to the Post-T Tauri Problem?
我们认为，分子云可以在短时间尺度上形成的压缩从大尺度流在星际介质（ISM）。特别是，我们认为，金牛座御夫座复合体，与10-20 pc $\times$ 2-5 pc的细丝，大多数已形成的H I流在$\lesssim 3$百万年，解释没有后T金牛星的年龄$\gtrsim 3$百万年的地区。在金牛座分子气体周围的H I“晕”的21厘米线上的观测显示了我们的MHD数值模拟预测的许多特征（宽的不对称轮廓，H I相对于$^{12}$ CO的速度位移），其中大尺度H I流碰撞产生密集的非线性结构。这种快速演变是可能的，因为产生和破坏云的HI流具有比由碰撞流产生的分子气体中存在的速度高得多的速度（5-10 km）。模拟表明，这种流动可以发生从全球ISM湍流，而不需要一个单一的触发事件，如SN爆炸。
1999-07-05 astro-ph
Compressible MHD Turbulence: Implications for Molecular Cloud and Star Formation
本文综述了近年来星际介质和分子云中MHD湍流的数值模拟和相关模型的研究结果。我们讨论了湍流对云的形成和演化过程的影响，以及云的物理性质的确定。到目前为止，湍流ISM的数值模拟包括磁场、自引力、参数化加热和冷却、模拟恒星形成和其他湍流输入。形成的结构再现良好观察到的速度-尺寸标度特性，同时预测不存在一般的密度-尺寸标度律。总结了湍流压缩形成引力束缚结构的判据。对于具有状态方程$P\propto ρ^γ$的流动，密度场的统计依赖于指数$γ$。数值模拟的强制和衰减MHD可压缩湍流表明，衰减率是可比的非磁性的情况下。对于维里化云，湍流衰减时间比重力自由落体时间短，因此只有通过持续的湍流输入和/或强平均磁场才能防止云的大规模坍缩。最后，展望在这一领域的未来工作进行了简要的讨论。
1999-03-03 astro-ph
Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Two-Dimensional Numerical Simulations
银河系和其他盘状星系中弥漫气体的结构和动力学可能会受到大约1-100 pc尺度上的热不稳定性和磁旋转不稳定性（TI和MRI）的强烈影响。我们开始研究这些过程，使用二维数值流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟与原子星际介质（ISM）的条件。我们证明，与以前的工作相一致，“纯TI”的非线性发展产生了一个网络的灯丝冷凝成冷云在其交叉点，产生一个独特的两相热/冷介质约20万年内。对于均匀的初始P/k=2000 K cm^-3，TI驱动的云湍流运动在亚音速振幅下达到饱和。MRI以前已经在近均匀介质中进行了研究;我们的模拟包括TI+MRI模型，它从均匀密度条件开始，云+MRI模型，它从两相多云介质开始。TI+MRI和云+MRI模型都表明，MRI在几个银河系轨道时间内发展，就像均匀介质一样。云之间的平均间隔可以影响哪个MRI模式主导演变。提供云间的分离不超过一半的MRI波长，我们发现MRI的增长率是类似于相应的均匀介质。这打开了一种可能性，如果低云体积填充因子增加MRI耗散时间相比，在一个均匀的介质中，MRI驱动的运动在ISM中可以达到的幅度与观察到的HI湍流线宽。
2003-10-17 astro-ph
Multiwaveband Polarimetric Observations of 15 Active Galactic Nuclei at High Frequencies: Correlated Polarization Behavior
本文报道了对15个含有高度相对论喷流的活动星系核的多频线偏振监测，这些喷流的视速度从$\sim$ 4 $c$到$>40c$。在光学、1 mm和3 mm波长处以及在7 mm处使用甚长基线阵列获得测量值。数据显示，在源之间的线性偏振度的范围很广，从$<$ 1%到$>$ 30%，以及在个别源的日间偏振变化。偏振特性表明，样品分为三组，在7 mm处的岩心中具有低、中和高偏振变化性：分别为LVP、IVP和HVP。这些星系群部分与活动星系核的共同分类有关，如射电星系和低光学偏振类星体（LVP），BL Lacertae天体（IVP）和高光学偏振类星体（HVP）。我们的研究调查之间的相关性总通量，分数偏振，偏振位置角在不同的波长。我们通过弱激波压缩射流中湍流等离子体的模型解释了样品中源的偏振特性。源相对于观测者的取向、喷流运动学和喷流外部靠近核心的热物质丰度的差异可以解释偏振特性的多样性。结果提供了强有力的证据，光学偏振发射起源于冲击，最有可能位于3毫米和7毫米VLBI核心之间。他们还支持的想法，1毫米的核心在于之间的过渡区的边缘的电磁主导和湍流流体动力学部分的射流。
2007-05-29 astro-ph
WSRT Faraday tomography of the Galactic ISM at λ\sim 0.86 m
本文研究了银河系ISM中法拉第旋转区和同步辐射区在银河系反中心方向上的分布和性质。我们应用法拉第层析成像的无线电极化数据集，我们获得了与WSRT。我们开发了一种新的方法来计算周期性数据的线性拟合，我们用它来确定我们的偏振角数据的旋转措施。从法拉第屏+噪声的模拟中，我们可以确定数据与法拉第屏的兼容性。在我们的数据集中，14%的视线中有一个出乎意料的大部分显示了法拉第深度谱中未解决的主要成分。对于视线与一个单一的未解决的组件，我们证明，法拉第屏幕前面的同步辐射区域，其中包含一个湍流磁场组件可以解释的数据。
2007-06-18 astro-ph
Is Thermal Instability Significant in Turbulent Galactic Gas?
我们调查数值的热不稳定性（TI）作为一个发电机的星际介质（ISM）的密度结构的作用，无论是通过本身和在全球范围内的湍流介质。仅对不稳定性的模拟就表明，形成致密相（"云“）的凝聚过程是高度动态的，云的边界是吸积激波，而不是静态的密度不连续性。这些运行的密度直方图（PDF）表现出双峰形状或在低密度下的单峰加上在高密度下的斜率变化。最终的静态情况可能会建立，但平衡是非常脆弱的：在温暖阶段的小密度波动需要在冷相的密度大的变化，可能会诱发冲击到云中。这一结果表明，这种配置是极不可能的。包括湍流强迫在内的模拟表明，大尺度强迫不能消除密度PDF中的TI特征，但小尺度、类恒星强迫会消除不稳定性特征。然而，这些模拟并没有达到稳定的制度，TI驱动不断增加的恒星形成率。包括磁场、自引力和科里奥利力在内的模拟结果表明，稳定和不稳定情况下的PDF没有显著差异，并达到了稳定状态，这表明恒星强迫和磁场和科里奥利力提供的额外有效压力的组合压倒了TI作为ISM中密度结构生成器的作用。我们强调，多模态温度PDF不一定是多相介质的指示，多相介质必须包含明显不同的热平衡相。
2000-01-04 astro-ph
Gravity-driven Turbulence in Galactic Disks
采用高分辨率、大动态范围的二维流体动力学模拟方法研究了银盘中星际介质的湍流性质。模拟是全球性的，其中考虑了ISM的自引力，现实的辐射冷却和银河系的旋转。在这里进行的分析中，忽略了来自恒星能源的反馈过程。我们发现，在一个非线性相位的磁盘的速度场显示出稳定的幂律能量谱超过三个数量级的波数。这意味着随机速度场可以被建模为完全发展的、稳定的湍流。在星系自转的影响下，引力和热不稳定性有助于形成湍流速度场。在非线性阶段，Toomre有效Q值的变化范围很大，盘内存在着斑块状的引力稳定区和不稳定区。这些结果表明，大规模的星系旋转加上气体的自引力可能是维持本地ISM湍流的最终能源。我们发现，我们的湍流旋转盘模型是一致的扩展HI盘在矮星系，NGC 2915，那里没有突出的活跃的恒星形成的速度色散。数值模拟表明，NGC 2915中的恒星棒增强了速度色散，并驱动了HI盘中观察到的旋臂。
2002-07-30 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
Radio polarimetric imaging of the interstellar medium: magnetic field and diffuse ionized gas structure near the W3/W4/W5/HB3 complex
我们已经使用偏振成像来研究银河系的磁离子介质，在W3/W 4/W5/HB 3 HII区域周围超过40平方度的天空上获得角分辨率为1“的1420 MHz图像，通过对前景电离气体中产生的法拉第旋转对线偏振的银河系同步加速器背景辐射的偏振角特征进行了研究具有低至1 cm^{-6} pc的发射测量值。已经确定了几个新的显着现象，包括：由磁离子屏幕中的随机波动引起的斑驳极化，我们认为这是英仙座臂中的介质，可能在HII区域附近;由非常高的旋转测量引起的去极化。（数倍于10^3 rad m^{-2}）和旋转测量由于HII区域的密集湍流环境而产生的梯度;高度有序的特征跨越几度;以及HII区域的影响超出了早期观测所定义的边界。特别是，一个扩展的，低密度的电离晕周围的HII区W 4的影响是显而易见的，可能是一个例子，扩展的HII信封假设为起源的弱复合线发射检测到的银河山脊。我们的极化观测结果可以理解，如果在这个包络中的均匀磁场分量与电子密度的平方根成比例，并且在W 4周围的去极化区域的边缘处为20 microG，尽管这可能是过高的估计，因为随机场分量将具有显著的影响。
1998-12-08 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
Scaling of ISM Turbulence: Implications for HI
银河系HI是一种气体，由于其部分电离而与磁场耦合。HI的许多性质都受到湍流的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是该主题历史上第一次，我们有一个由数值模拟支持的缩放模型。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们还讨论了新的制度下发生的MHD湍流的尺度下，传统的湍流运动得到阻尼的粘性。在HI的情况下，中性粒子产生粘性，并在秒差距尺度上截断湍流级联。我们表明，在这个尺度下，磁波动与浅谱持续存在，并指出一种可能性的MHD级联离子和中性粒子去耦后恢复。我们讨论了宇宙线输运和晶粒动力学的新见解MHD湍流的影响。
2001-12-15 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Initial Magnetization of Galaxies by Exploding, Magnetized Stars
对爆炸恒星扰动下磁化星际介质的磁流体动力学（MHD）进行了一系列模拟。每颗恒星都在ISM中形成一个随机取向的偶极磁场。模拟是在一个与银河系圆盘共转的参考系中的笛卡尔盒子中进行的。介质是由垂直星系重力分层。由此产生的湍流状态的ISM磁化的恒星爆炸处理的傅立叶分析的帮助下。结果导致的结论是，输入的磁能从爆炸的恒星是额外的乘以差分旋转。由此产生的磁场似乎在小尺度分量中增长，而总磁通量仍然有限。我们的研究结果表明，起源于爆炸的恒星的磁场可以是一个源的初始磁场为随后的发电机过程。
2007-12-14 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
Scattering polarization of hydrogen lines in the presence of turbulent electric fields
本文研究各向同性湍流电场对氢谱线散射偏振的影响，发现其降低线偏振但可增强磁场诱导的净圆偏振，并指出以往太阳 Balmer 谱线磁诊断需修正。
2007-05-30 astro-ph astro-ph.SR physics.atom-ph
