星际Turbulence的统计工具：弥合数值与观测之间的差距

测量星际云中螺线管模和可压缩模相对分数的观测方法

An Observational Method to Measure the Relative Fractions of Solenoidal and Compressible Modes in Interstellar Clouds

本文介绍了一种新的方法，用于观测估计分子云中螺线管模（即$\nabla \cdot ρ{\mathbf{v}} = 0$）所含的动量密度分数（$ρ{\mathbf{v}}$）功率。该方法成功地测试了超音速湍流的数值模拟，产生全范围的可能的螺线管/可压缩分数。目前，该方法假设统计各向同性，并且不考虑由（例如）磁场。我们还介绍了一个框架，用于统计描述湍流云的密度-速度相关。

Thermal damping of Weak Magnetosonic Turbulence in the Interstellar Medium

We present a generic mechanism for the thermal damping of compressive waves in the interstellar medium (ISM), occurring due to radiative cooling. We solve for the dispersion relation of magnetosonic waves in a two-fluid (ion-neutral) system in which density- and temperature-dependent heating and cooling mechanisms are present. We use this dispersion relation, in addition to an analytic approximation for the nonlinear turbulent cascade, to model dissipation of weak magnetosonic turbulence. We show that in some ISM conditions, the cutoff wavelength for magnetosonic turbulence becomes tens to hun…

星际Turbulence

Interstellar Turbulence

星际介质（ISM）是一个复杂的多相系统，恒星的历史发生在这里。恒星的诞生和死亡过程与ISM的动力学密切相关。观察到的气体的混沌和扩散运动表征其湍流性质。理解湍流对于理解恒星形成过程和演化恒星的能量质量反馈至关重要。还观察到穿过ISM的磁场，这使得这项工作更加困难。在这项工作中，我简要地回顾了主要的意见和表征湍流从这些可观察到的数量。接下来，我将对磁化湍流的物理学进行回顾。最后，我将展示理论和数值模拟的主要结果，这些结果可用于重建可观测的量，并将这些预测与观测结果进行比较。

光学厚星际云中的Turbulence功率谱

The Turbulence Power Spectrum in Optically Thick Interstellar Clouds

傅立叶功率谱是分析星际介质中磁流体动力学湍流性质的最常用的统计工具之一。Lazarian & Pogosyan（2004）预测，对于光学厚度的介质，光谱斜率应该饱和到-3，并且有许多观测结果支持他们的预测。然而，迄今为止还没有任何数值研究来检验这些结果。我们分析了MHD模拟的空间功率谱，其中包括$^{13}$ CO跃迁的辐射转移效应。我们在数值上证实了Lazarian和Pogosyan（2004）的预测，即光学厚介质的线强度图的光谱斜率饱和到-3。此外，对于非常光学薄的超音速CO气体，密度或CO丰度值太低，激发发射，但致密冲击压缩气体，我们发现，光谱斜率比预期的柱密度浅。最后，我们发现，混合光学薄/厚CO气体，它具有统一的顺序的平均光学深度，表现出混合的行为：对于超Alfvénic湍流，积分强度功率谱斜率通常遵循相同的趋势与声波马赫数作为真正的柱密度功率谱斜率。然而，对于亚阿尔夫文湍流，光谱斜率更陡，值接近-3，这与非常光学厚的区域相似。

超新星在星际介质中的动量注入

Momentum Injection by Supernovae in the Interstellar Medium

超新星爆发在其环境中储存了巨大的能量和动量，前者调节多相热结构，后者调节星际介质（ISM）中的湍流和恒星形成速率。然而，系统的研究量化SNe在现实的非均匀ISM条件下的影响一直缺乏。使用三维流体动力学模拟，我们调查的依赖径向动量注入的物理条件（考虑范围的平均密度n=0.1-100）和数值参数。我们的非均匀模拟采用了原子气体中热不稳定性导致的两相背景态。虽然SNR形态变得非常复杂的非均匀背景，径向动量注入是非常不敏感的环境细节。对于我们的两相模拟，单个SN产生的最终动量为2.8*10^5 M_sun*km/s n^{-0.17}。这仅比具有相同平均密度的均匀环境的动量注入小5%，并且仅比壳形成时的动量大30%。热气体中的最大质量对环境的不均匀性相当不敏感。强磁场在很晚的时候改变了热气体质量，但动量注入保持不变。多个空间相关的SNe的初始实验显示，每个事件的动量几乎与单SN情况一样大。我们还提出了一个完整的数值参数研究，以评估收敛要求。对于动量和其他量的收敛，我们发现数值分辨率dx和SNR的初始大小r_init必须满足dx，r_init<r_sf/3，其中壳形成半径对于两相模型由r_sf = 30 pc n^{-0.46}给出（或对于均匀介质小30%）。

星系中恒星形成过程中引力下沉对分子云质量组装的贡献：一项星际介质数值模拟的案例研究

What is the contribution of gravitational infall on the mass assembly of star-forming clouds? A case study in a numerical simulation of the interstellar medium

研究通过数值模拟探讨引力下沉对分子云质量组装的影响，发现重力驱动气体在特定尺度上贡献显著，但对线宽影响微弱，主要驱动因素为超新星驱动的湍流。

多相ISM的局部Turbulence模拟

Local Turbulence Simulations for the Multiphase ISM

本文给出了星际介质湍流的数值模拟结果。这些结果是用高马赫数双曲方程的Riemann无解数值格式得到的。在这里，我们特别关注ISM的物理特性。也就是说，我们不提出湍流模拟修剪适用于星际介质。这些模拟是基于对星际气体相关参数的物理估计。应用我们的代码来模拟一个典型的星际分子云内的湍流等离子体运动，我们调查不同的状态方程（等温和绝热）的湍流结构的统计特性的影响。我们发现略有不同的密度功率谱和色散图，而这两种情况下产生定性相似的耗散结构，并表现出偏离经典的Kolmogorov的情况下所描述的She-Leveque模型的缩放。求解全能量方程与现实的加热/冷却项适合于弥漫的星际气体，我们能够再现一个现实的冷，暖等离子体的两相分布。当从我们的模拟数据中提取偏振强度的地图时，我们发现与实际观测结果具有令人鼓舞的相似性。最后，我们比较实际的磁场强度，我们的模拟，其值推断的旋转措施。我们发现，这些是系统的不同，约1.5倍，从而突出了经常被低估的影响，不同的视线粒子密度的磁场强度来自观察到的旋转措施。

超新星遗迹在云状星际介质中演化的数值模拟

Numerical Simulations of Supernova Remnant Evolution in a Cloudy Interstellar Medium

超新星遗迹的混合形态类具有中心峰值X射线发射以及射电发射的壳状形态。怀特和朗提出，这些残留物是在多云介质中演化的，其中云一旦被膨胀的冲击波淹没，就会通过热传导蒸发。他们的分析模型对温度、密度和发射轮廓以及冲击演化进行了详细的预测。我们提出了二维和三维的数值流体动力学模型，包括热传导，测试的白色和长模型，并提出结果的演变和排放的残余物在多云介质中演变。我们发现，虽然White & Long模型的某些一般结果成立，例如残余物扩展的方式和X射线表面亮度分布的平坦化，但在细节上存在实质性差异。特别是，我们发现，X射线的光度是由早期的冲击云气体的排放为主，导致一个明亮的峰值，然后下降，蒸发变得更加重要。此外，云间气体的热传导效应（不包括在White & Long模型中）是重要的，并导致X射线亮度分布进一步平坦化以及X射线发射温度降低。