Thermal damping of Weak Magnetosonic Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个通用的机制，压缩波的热阻尼在星际介质（ISM），由于辐射冷却发生。我们解决了磁声波的色散关系在两个流体（离子中性）系统中，密度和温度相关的加热和冷却机制。我们使用这种色散关系，除了非线性湍流级联的解析近似，弱磁声湍流模型耗散。我们表明，在某些ISM条件下，磁声湍流的截止波长变得几十到几百倍大时，热阻尼被添加到定期的离子中性阻尼。我们还进行了数值模拟，证实了这种效果有显着的影响级联压缩波模式。
2021-11-11 astro-ph.GA
Dust growth by accretion of molecules in supersonic interstellar turbulence
我们发现，尘埃颗粒的增长率在冷分子云的湍流，稀释气体的高度可压缩性增强。通过高分辨率（10243）数值模拟，我们证实了空间平均增长率与气体密度方差成正比的理论。这也会导致晶粒尺寸分布（GSD）由于晶粒生长速率的双折射引起的变化而变宽。我们表明，第一次在一个详细的数值模拟的流体动力学湍流，GSD演变的形状，这是一个反映的气体密度分布，无论初始分布。也就是说，在等温旋转强迫湍流的情况下，GSD趋于对数正态分布。我们还表明，在高超音速湍流，气体和尘埃的去耦变得重要，这导致了进一步加速晶粒生长。
2020-08-31 astro-ph.GA
Radio Synchrotron Fluctuation Statistics as a Probe of Magnetized Interstellar Turbulence
我们研究如何观测同步辐射强度波动可以用来探测星际湍流的音速和阿尔夫文马赫数，基于模拟观测进行磁流体动力学湍流的模拟。我们发现，结构函数的斜率，和诊断的各向异性，我们称之为集成四极比模量，都依赖于Alfvénic马赫数。然而，这些统计数据还取决于同步辐射区域内平均磁场相对于我们视线的方向，这就产生了一种简并性，这种简并性不能仅仅通过同步辐射强度的观测来打破。我们的结论是，同步辐射的偏振可以分析，以打破这种简并，并建议这将是可能的平方公里阵列。
2016-03-09 astro-ph.GA
Studying Interstellar Turbulence Driving Scales using the Bispectrum
我们证明了双谱，傅立叶三点关联函数，用于研究磁流体动力学（MHD）湍流的驱动尺度在星际介质的实用程序。我们计算的双谱通过实施并行化的蒙特卡罗直接测量方法，我们已经公开。在以前的工作中，双谱已被用来识别非线性标度相关性和打破退化的低阶统计，如功率谱。我们发现，双相干，一个相关的统计，测量相位耦合的傅立叶模式，识别湍流驱动尺度使用密度和列密度场。特别是，它表明，驱动尺度是相位耦合到湍流级联中存在的尺度。我们还发现，与纯流体动力学情况相比，大尺度有序磁场的存在增强了相位耦合。因此，我们建议双谱和双相干作为工具，寻找非局部性的波相互作用的MHD湍流。
2022-03-24 astro-ph.GA
The onset of large scale turbulence in the interstellar medium of spiral galaxies
湍流在银河系和其他旋涡星系的星际介质中普遍存在。这种湍流的能量来源一直有很多争论，提出了许多可能的起源。湍流的普遍性，其报告的大规模驱动，它也发生在无星分子云，挑战模型调用任何恒星源。需要一个更一般的过程来解释观察结果。在这项工作中，我们研究银河系旋臂的作用。这是通过三维流体动力学模拟来实现的，该模拟遵循星际弥漫云（100 cm-3）与螺旋图案的重力位场相互作用的动力学演化。我们发现，云的臂势的潮汐效应导致内部涡度，破碎和流体动力学不稳定性。触发的湍流导致大规模的驱动，在ISM不均匀性的大小，即大到100 pc，和转换势能为湍流的效率在10%至25%的范围内，每个臂交叉。这种效率比以前的模型高得多。在我们的模拟湍流的统计是惊人的相似，所观察到的功率谱和Larson标度关系的分子云和一般ISM。不同模型的相关性表明，ISM湍流主要与局部旋臂特性有关，如旋臂的质量密度和宽度。这种相关性似乎与最近对旋涡星系的高角分辨率观测相一致，例如M51和M33。
2014-10-10 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Plasma turbulence in the interstellar medium
星际介质是一种多相、磁化和高度湍流的介质。在这篇论文中，我们讨论了星际介质中等离子体湍流的理论和观测两个方面。我们先后考虑了无线电波通过等离子体的传播和无线电极化发射。对于每一个，我们首先提供了一个理论框架的形式，几个基本方程，使我们能够定义有用的诊断工具的等离子体湍流，然后我们展示了如何利用这些工具来检测和解释观测等离子体湍流的签名，以及天文学家从他们那里学到的关于性质，来源，和耗散的湍流在星际介质。
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of Turbulence in the Very Local Interstellar Clouds
我们已经研究了非常局部星际云中的湍流与日冕和太阳风中高度研究的湍流相似的程度。局部云的湍流诊断是沿着32条视线到附近恒星测量的吸收线宽，产生53个吸收分量的测量结果（Redfield和Linsky 2004）。我们已经测试了本地云湍流是否具有日冕或太阳风中湍流的以下特性：（a）主要垂直于平均磁场的速度波动，（b）垂直温度大于平行温度的温度各向异性（或至少相对于预期增强），以及（c）取决于离子拉莫尔半径的离子温度，在这个意义上，质量越大的离子具有越高的温度。我们对数据的分析并没有显示出令人信服的证据，表明这些属性在本地云湍流，可能与日光层等离子体的差异。在速度波动各向异性的情况下，虽然没有看到预期的观测特征，但我们不能排除相对高程度的各向异性（各向异性参数$ε\sim 0.50 - 0.70$）的可能性，如果局部云中的某些其他过程导致湍流线宽从一条视线到另一条视线的变化。我们简要地考虑了日冕和太阳风湍流与本地云湍流之间差异的可能原因。
2011-05-25 astro-ph.GA
The Origin of Interstellar Turbulence in M33
利用M33的多波长数据研究了其星际介质中湍流的起源。我们发现8 kpc内的HI湍流能量面密度为$\sim1-3~\times~10^{46}$ erg pc $^{-2}$，并且由于HI面密度和HI速度弥散没有变化，对银河系中心半径没有很强的依赖性。然后，我们考虑了超新星注入的能量（SNe），磁旋转不稳定性（MRI），以及来自吸积物质的引力驱动的湍流作为湍流能量的来源。对于一个恒定的湍流耗散时间，SNe能量可以维持$\sim 4$ kpc半径内的湍流（相当于$\sim 0.5~R_{25}$），而MRI能量总是小于8 kpc半径内的湍流能量。然而，当我们让耗散时间等于湍流穿过HI标度高度的时间时，SNe能量足以将湍流维持到7 kpc半径，并且SNe和MRI能量之和能够将湍流维持到8 kpc半径。由于通过M33盘的质量吸积速率缺乏约束，我们不能排除吸积驱动的湍流作为一种可能的能源。此外，通过对M33中单个巨分子云的解析，我们还证明了SNe能量可以维持单个分子云内部的湍流，并具有$\sim 1\%$的耦合效率。这一结果加强了恒星反馈是维持附近星系湍流的重要能量来源的命题。
2018-11-30 astro-ph.GA
Parameters of the Supernova-Driven Interstellar Turbulence
银河发电机模型将星际湍流的某些参数作为输入，最重要的是相关时间$τ$、均方根湍流速度$u$和相关尺度$l$。然而，这些量很难直接观测到，或者在$τ$的情况下，不可能直接观测到，理论家们大多依赖于数量级的估计。在这里，我们提出了一个分析模型来推导这些数量的一个小的更容易获得的参数。在我们的模型中，湍流被假定为同时驱动孤立的超新星（SNe）和超级气泡（SB），但集群的SNe形成SB可以关闭，如果需要的话，这减少了约一半的模型参数的数量。在一般情况下，我们发现，孤立的SNe和SBs可以注入相当数量的湍流能量到星际介质，但SBs这样做的效率较低。这导致SN能量到$\sim1$ - $3\%$的湍流能量的相当低的总转化率。$l$，$u$和$τ$的模型参数值代表的太阳附近得到的结果是一致的，从直接数值模拟确定的。我们的分析模型可以与现有的发电机模型相结合，更直接地预测附近星系的磁场属性或宇宙学模型中的星系统计种群。
2020-08-15 astro-ph.GA
Nature of supersonic turbulence and density distribution function in the multiphase interstellar medium
星际介质中的超音速流动被认为是分子云形成和演化的关键驱动力。在分子云的性质中，螺旋湍流和压缩湍流模式之间的比率在决定恒星形成效率方面起着重要作用。我们使用数值模拟的超音速收敛流的温暖的中性介质（WNM）解决的热不稳定性计算的早期阶段的分子云的形成，并调查的湍流结构和密度概率分布函数（密度PDF）的多相ISM。我们发现，螺线管和压缩模式的功率谱相似的Kolmogorov谱。螺线管（压缩）模态占总湍流功率的80%以上（<20%）。当我们同时考虑冷中性介质（CNM）和热不稳定中性介质（UNM）时，密度PDF服从对数正态分布，其宽度σ_s可用等温湍流的已知关系式σ_s = ln很好地解释（1 + b^2 * M^2）（其中b是表示湍流模式比的参数，M是湍流马赫数）。然而，单独的CNM组分（T <= 50 K）的密度PDF表现出约2倍的更窄的sigma_s。这些结果表明，基于CNM密度PDF的b的观测估计需要每个CNM团块内的内部湍流，而不是团块间的相对速度，后者由WNM/UNM湍流提供动力。
2022-03-01 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观测无处不在的星际密度丝和磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导下。星际湍流塑造了观测到的密度结构。垂直湍流混合是MHD湍流的基本动力学过程，它必然导致扩散介质和分子云中出现平行细丝。最小宽度由部分电离介质中的垂直中性离子去耦尺度确定。相应地，密集的垂直细丝出现在高超音速湍流中的MC作为激波压缩的结果。它们的宽度具体取决于湍流特性。我们证明，不同的取向的灯丝相对于磁场起源于不同的湍流特性的多相星际介质。
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Interstellar Turbulence from Gradients of Linear Radio Polarization Maps
线偏振无线电信号的法拉第旋转提供了一个非常灵敏的探测星际磁场和电离气体密度的波动所产生的磁流体动力学（MHD）湍流。我们使用了一套统计工具来分析图像的空间梯度的线性偏振无线电发射（$|\nabla \textbf{P}|$）从ISM的观测数据从测试图像的南银河平面调查（SGPS）和等温模拟的MHD湍流。我们比较了观测数据与三维湍流模拟得到的合成观测结果。从视觉上看，在这两个数据集中，可以看到一个复杂的结构网络。我们的分析表明，在梯度中的细丝可以产生的冲击，以及随机波动的MHD湍流的不可微领域的特点。后者主要用于亚音速湍流，而前者主要用于超音速湍流。为了定量地描述这些差异，我们使用拓扑工具，称为属曲线以及图像分布的时刻。我们发现，较高的值的时刻对应的情况下，$|\nabla \textbf{P}|$具有较大的马赫数，但强度的依赖关系连接到望远镜的角分辨率。在拓扑结构方面，在$|\nabla \textbf{P}|$中观察到的超音速细丝具有正的亏格偏移，这表明“瑞士”样拓扑结构，而亚音速情况显示负亏格，表明“丛”样拓扑结构。在属的情况下，对望远镜分辨率的依赖性不那么强。SGPS试验区数据的分布和形态与亚音速到跨音速紊流相匹配，这独立地证实了WIM目前的预期。
2011-11-15 astro-ph.GA
Kinematics of the molecular interstellar medium probed by Gaia: steep velocity dispersion-size relation, isotropic turbulence, and location-dependent energy dissipation
分子星际介质的演化受湍流、引力、恒星反馈和银河剪切等过程控制。AL的ISM-6D https://gxli.github.io/ISM-6D/项目的一部分，使用盖亚天体测量对一个样本的年轻恒星物体（YSO），我们研究的形态和运动学结构的相关分子气体。我们确定了150个YSO与距离$d \lesssim 3 \;\rm kpc$的关联。YSO星群是细长的，中位纵横比为1.97，并平行于星盘中平面定向，中位角为30 $^{\circ}$。由YSO探测的分子云中的湍流是各向同性的，并且通过$σ_{v,{\rm 2D}} = 0.74\;(r/{\rm pc})^{0.67} \;({\rm km/s})\;$将速度色散与尺寸相关。坡度较陡，但与以前的测量结果一致。湍流$\dotε = σ_{v,{\rm 3D}}^3 /L$的能量耗散率随着银心距离的增加而减小，其梯度为0.2 $\rm dex \; kpc^{-1}$，这可以解释为湍流是由云碰撞驱动的。在这种情况下，位于银河系内部的云有更高的机会吸积较小的云，并且更加动荡。虽然复合物的密度结构是各向异性的，但湍流与各向同性一致。如果密度结构和银河圆盘中面之间的对齐是由于剪切，我们期待$t_{\rm cloud} \gtrsim t_{\rm shear}\approx 30\; \rm Myr$。这种云的寿命比湍流穿越时间长，并且需要连…
2022-03-30 astro-ph.GA
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。
2013-05-15 astro-ph.GA
Is Turbulence in the Interstellar Medium Driven by Feedback or Gravity? An Observational Test
银河系的星际介质（ISM）被观察到是超音速湍流，但驱动湍流运动的最终动力源仍然不确定。两个主要的模型是，湍流是由恒星形成反馈驱动的和/或它是由气体中的引力不稳定性产生的。在这里，我们表明，虽然这两个模型预测，星系的ISM速度色散将与它们的恒星形成率呈正相关，这两个模型预测的相关性的形式是微妙的，但可测量的不同。一个反馈驱动的起源的湍流预测的速度色散，更急剧上升的恒星形成率，并不依赖于气体分数（即$\dot{M}_* \propto σ^2$），而重力驱动的模型产生一个浅的上升和强烈的依赖气体分数（即$\dot{M}_* \propto f_g^2 σ$）。我们比较的模型收集的本地和高红移星系的数据从文献中挑选，并表明，重力驱动的湍流的相关性预期是一个更好的匹配比反馈驱动的模型的观测。这表明引力是ISM湍流的最终来源，至少在快速恒星形成的高速色散星系中，我们的测试是最有效的。最后，我们讨论了目前的数据集的局限性，以及未来的测量，使一个更明确的测试这两个模型的前景。
2016-02-22 astro-ph.GA
Turbulence in the Interstellar Medium
湍流是星际介质中普遍存在的现象，在致密结构和恒星的形成、分子云的稳定、磁场的放大以及宇宙射线的再加速和扩散等过程中起着重要作用。尽管星际湍流很重要，但它和一般的湍流一样，还远未被完全理解。在这篇综述中，我们介绍了湍流物理学的基础知识，重点是其结构和能量级联的统计。我们探讨可压缩和不可压缩的湍流的物理，以及磁化的情况下。最相关的观测技术，提供定量的见解星际湍流也提出。我们还讨论了从这些观测中发展星际湍流三维视图的主要困难。最后，简要介绍了星际介质中湍流的主要来源。
2014-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.plasm-ph
Measuring magnetization with rotation measures and velocity centroids in supersonic MHD turbulence
星际湍流是磁化的，因此各向异性。湍流磁场和速度的各向异性被印刻在相关的可观测量、旋转度量（RM）和速度质心（VC）中。这种各向异性提供了关于磁场的方向和强度的有价值的信息。然而，它的测量是困难的，特别是在高超声速湍流在冷星际阶段，由于各向同性密度波动的扭曲。通过对超声速和亚Alfvénic磁流体动力学（MHD）湍流的三维模拟，我们发现，当我们选择性地对超声速MHD湍流中的体积填充低密度区域进行采样时，这个问题可以得到缓解。结果表明，在这些低密度区，RM和VC涨落的各向异性与Alfvénic马赫数的关系为$\rm M_A^{-4/3}$ .这种各向异性- $\rm M_A$关系在理论上是亚阿尔夫文型MHD湍流所期望的，并被我们对$^{12}$ CO发射的综合观测所证实。为测量星际冷相的天平面磁场提供了一种新的方法。
2021-02-10 astro-ph.GA
Statistical Tools of ISM turbulence
磁流体动力学湍流是恒星形成、粒子输运、磁重联和ISM演化的当前范例的关键组成部分，仅举几例。在这个困难的问题上的进展是通过数值模拟和观测研究，但为了连接这两个，统计方法是必需的。这就要求开发新的统计工具，以便研究星际介质中的湍流。在这里，我们简要地回顾了一些最近开发的统计数据，重点是表征气体的压缩性和磁化及其使用星际研究。
2011-03-03 astro-ph.GA
Small-Scale Dynamo in Supernova-Driven Interstellar Turbulence
即使在宇宙学的早期，磁场也迅速增长，这表明在星系的星际介质中有一个小尺度发电机（SSD）的作用。许多研究都集中在SSD的理想化湍流驱动。在这里，我们模拟更真实的超新星驱动的湍流，以确定它是否可以驱动SSD。在我们的模型中发生的磁场增长似乎与磁场的简单缠结不一致，但与SSD作用一致，再现并确认了Balsara等人（2004）的模型，该模型不包括物理电阻率$η$。我们改变$η$，以及数值分辨率和超新星速率，$\dotσ$，描绘的制度，SSD发生。对于一个给定的$\dotσ$，我们发现收敛的SSD增长率与分辨率的秒差距。对于$\dotσ\simeq\dotσ_{\rm sn}$，以$\dotσ_{\rm sn}$为太阳邻域速率，SSD发生的临界电阻率为$0.005>η_{\rm crit}>0.001\,\rm kpc^{-1}\,\rm km s^{-1}$，并且随着超新星速率的增加而增加。在0.5- 4 pc分辨率的模拟范围内，我们发现对于$η<η_{\rm crit}$，SSD在动能均分约5%时饱和，与生长速率无关。在$0.2\dotσ_{\rm sn}\leq \dotσ\leq8\dotσ_{\rm sn}$范围内，生长速率随$\dotσ$增加。在超新星驱动的星际介质中，SSD通常表现出不稳定的增长。
2021-03-12 astro-ph.GA
Projected velocity statistics of interstellar turbulence
速度统计是对星际湍流动力学的直接探索。由于密度和速度之间的卷积以及投影效应，其观测测量非常具有挑战性。我们介绍了投影速度结构函数，它可以普遍适用于统计研究的亚音速和超音速湍流在不同的星际阶段。它从不同区域的速度场投影中恢复湍流速度谱，当云的厚度小于湍流驱动尺度时，它还可以用来确定云的厚度和湍流驱动尺度。通过将其应用到现有的金牛座云的核心速度色散测量，我们发现从Kolmogorov到Burgers标度的湍流速度与长度尺度减小的过渡，分别对应于大规模的螺线管运动和小规模的压缩运动。后者占据了体积的一小部分，可以选择性地采样的核心集群与典型的集群大小表示的过渡规模。
2019-11-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing Turbulence in the Interstellar Medium of Galaxies
星际介质HI强度起伏的功率谱携带着星际介质中湍流动力学的信息。本文提出了一种利用射电干涉观测估算HI强度起伏功率谱的方法。该方法涉及在不同基线处使u-v平面中的振动频率相关。这种方法特别适用于计算暗矮星系的功率谱.我们将这种方法应用于3个旋涡星系和5个矮星系。测得的功率谱似乎遵循幂律P_HI（U）= A U^α，表明湍流是可操作的。此外，根据功率谱的斜率，我们预计在这些星系中存在2D和3D湍流。
2009-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust-polarization maps for local interstellar turbulence
我们表明，在多相星际介质中的磁流体动力学湍流的模拟产生的$E/B$比率与最近的$Planck$测量广泛的协议，从银河系尘埃的偏振发射。此外，$B$模式的光谱显示的尺度依赖性，这是一致的尺度范围内解决的模拟观察。模拟提供了一个机会，以了解物理起源的$E/B$的比例，和一个起点，更精细的模型，银河系的排放使用的当前和未来的CMB实验。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the injection scale of the turbulence in the partially ionized very local interstellar medium
在部分电离的星际介质中，磁流体动力学（MHD）湍流级联受到离子中性碰撞阻尼和中性粘性阻尼的影响。通过研究在温暖的和部分电离的本地星际介质的阻尼效应，我们发现，星际湍流阻尼中性粘度在$\sim 261$ au和不能解释的湍流磁场波动探测到的旅行者1号和2号。Voyager在VLISM（very local星际介质）中测量到的MHD湍流应该在离子与中性粒子解耦的区域中局部注入，以使其级联在阻尼效应中幸存下来。在离子中性退耦条件和观测到的Kolmogorov磁能谱的强湍流条件下，我们发现VLISM中的湍流是亚Alfvénic的，其最大可能的注入尺度是$\sim 194$ au.
2022-11-08 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Polarization Gradient Study of Interstellar Medium Turbulence Using The Canadian Galactic Plane Survey
我们利用加拿大银道面巡天（CGPS）的复射电极化矢量的空间梯度研究了星际介质中的磁离子湍流。CGPS数据覆盖1300平方度，在${53^{\circ}}\leq{\ell}\leq{192^{\circ}}$、${-3^{\circ}}\leq{b}\leq{5^{\circ}}$范围内，${b}={17.5^{\circ}}$的扩展在${101^{\circ}}\leq{\ell}\leq{116^{\circ}}$范围内，角分分辨率为1420 MHz。以前的研究发现偏振梯度的偏度和峰度与湍流的马赫数之间存在相关性，或者假设这种相关性来推断所观察到的湍流区域的马赫数。我们提出了整个CGPS数据集的极化梯度图像，并分析这些图像的依赖角分辨率。极化梯度是丝状的，这些细丝的长度在银河系反中心最大，在银河系内部最小。这可能意味着小尺度湍流在银河系内部更强，或者我们在低银河系中观察到更遥远的特征。对于每一个分辨率的研究，偏度的偏振梯度的影响，明亮的偏振梯度区域，这是不相关的湍流所揭示的偏振梯度的边缘。我们还发现，偏度的偏振梯度是敏感的盒子的大小来计算偏度，但不敏感的银河经度，这意味着偏度只探测盒子内的不均匀性的数量和幅度。我们的结论是偏度和峰度的极化梯度是不理想的统计探测自然磁离子湍流。
2016-12-13 astro-ph.GA
Effects of Forcing on Shocks and Energy Dissipation in Interstellar and Intracluster Turbulences
观测表明，星际介质（ISM）中的湍流是超音速的（$M_{\rm turb}\gg1$）和强磁化的（$β\sim0.01-1$），而在团内介质（ICM）中，它是亚音速的（$M_{\rm turb}\lesssim1$）和弱磁化的（$β\sim100$）。这里，$M_{\rm turb}$是湍流马赫数，$β$是等离子体β。我们研究的属性，在这些不同的环境中诱导的冲击，包括分布的冲击马赫数，$M_s$，和耗散的湍流能量在冲击，通过数值模拟使用高阶精确的代码的基础上WENO计划。特别是，我们调查不同模式的强迫驱动湍流的影响：螺线管，压缩，和两者的混合物。在ISM湍流中，虽然密度分布看起来与不同的强迫不同，速度功率谱，$P_v$，在小尺度上表现出弱的依赖性。因此，冲击的统计数据对强迫的依赖性很弱。在具有$M_{\rm turb}\approx10$和$β\sim0.1$的ISM模式中，在激波处耗散的湍流能量的分数估计为$\sim15~\%$，对强迫模态不敏感。相反，在ICM湍流中，PDMATHAMT以及密度分布显示出强烈的强迫依赖性。压缩强迫下的激波频率和平均马赫数大于螺线管强迫下的激波频率和平均马赫数，能量耗散也大于螺线管强迫下的激波频率和平均马赫数。在带有$M_{\rm turb}\approx0.5$和$β\sim10^6$的ICM模型中，随后的冲击消散分数在$\sim10-35~\%…
2021-12-08 astro-ph.GA
The structure and statistics of interstellar turbulence
我们探索的结构和统计的多相，磁化ISM湍流在本地银河系的驱动周期盒数值MHD模拟。利用高阶精度局部模板分段抛物方法（PPML），在固定均方根速度观测值的同时，改变平均磁场强度和密度，进行小参数观测。我们量化了瞬态和稳态湍流的许多特性，包括其热力学和相结构，动能和磁能功率谱，结构函数，密度，柱密度，压力和磁场强度的分布函数。模拟再现了许多可观的本地ISM，包括分子云，如湍流的比例，平均磁场在100 pc的规模，热稳定HI的质量和体积分数，对数正态分布的柱密度，质量加权分布的热压力，和线宽-尺寸的关系分子云。我们的模型预测的磁场概率密度函数（PDF），这是强非高斯的形状，和相对对齐的磁场和密度结构。最后，我们的模型显示了所观察到的每自由落体时间恒星形成的低速率是如何由多相热力学和大尺度湍流控制的。
2017-06-15 astro-ph.GA
Galactic interstellar turbulence in the southern sky seen through spatial gradients of the polarization vector
银河系的射电同步辐射偏振图可以用来推断弥漫性暖电离介质（WIM）中星际湍流的性质。在本文中，我们调查的空间梯度的线偏振同步辐射（$|\nabla\textbf{P}|/|\textbf{P}|$）作为一种示踪剂的湍流，梯度的关系，声波马赫数的WIM，和变化的形态梯度作为银河系在南部天空中的位置的函数。利用S波段偏振全天巡天（S-PASS）的数据，对整个南天$2.3$ ~GHz的线偏振同步辐射（$|\nabla \textbf{P}|/|\textbf{P}|$）的空间梯度进行了成像。线性极化的空间梯度揭示了由于磁湍流作为银河系位置的函数，在WIM中的密度和磁波动的快速变化;我们将这些数据与理想的MHD数值模拟进行了比较。为了限制音速马赫数（$M_{s}$），我们应用高阶矩分析的观察和模拟的扩散，等温ISM与理想的磁流体动力学湍流。我们发现，偏振梯度图揭示了细长的结构，我们与ISM中的湍流。我们的分析证实了跨音速区$M_{s}\lesssim 2$中湍流WIM的观点。纤维状结构的典型宽度下降到角分辨率，观察到的形态与数值模拟密切匹配，在某些情况下H $α$轮廓。发现$|\nabla \textbf{P}|/|\textbf{P}|$强度近似为对数正态分布。没有系统的变化的音速马赫数观察到作为银河系坐标的函数，这是一致的湍流在WIM推断的H $α$数据的分析。
2014-04-24 astro-ph.GA
On the magnetic quenching of mean-field effects in supersonic interstellar turbulence
用湍流发电机解释了在弥散星际介质中观测到的大尺度磁场的出现。基本的输运系数先前已从数值模拟中提取。到目前为止，这仅限于运动学制度，但我们的目标是扩展我们的分析领域的动态重要领域。这标志着一个重要的一步，导出的平均场模型依赖于解释观测到的均分强度场。在以前的工作中，我们诊断湍流输运系数的测试场方法。我们推导出的发电机α效应，抗磁泵浦，和湍流扩散，这是与理论预期的猝灭函数。在晚些时候，我们观察到垂直风的抑制。由于这可能会影响小尺度磁螺旋度的去除，新的问题出现规避在高磁雷诺数下的磁螺旋度守恒所施加的约束。虽然目前的结果不能安全地排除这种可能性，但这个问题只在后期阶段变得重要，当发电机被风本身熄灭时就不存在了。
2012-10-10 astro-ph.GA
Toward Understanding the Origin of Turbulence in Molecular Clouds: Small Scale Structures as Units of Dynamical Multi-Phase Interstellar Medium
为了研究星际湍流的起源，在分子云与HII区的相互作用区，对CO J=1- 0和3- 2谱线进行了详细的观测。结果，探测到了几个1,000到10,000 AU尺度的速度分散度很小的云团，它们的系统速度有几公里/秒的相对较大的分散度。结果表明，该云团是由小尺度的密集冷结构组成，它们的叠加作用使其整体上看起来是一个湍流实体。这一图象有力地支持了先前提出的热不稳定性驱动的湍流介质两相模型。在目前的云表面，湍流很可能是由电离冲击压缩和紫外线照射后的热不稳定性驱动的。线宽约为0.6km/s的小尺度结构具有较高的CO线比，J=3- 2 ~ 1- 0，1 < R（3-2/1-0）< 2。大速度梯度分析表明，0.6 km/s宽的分量云的平均密度为10^{3-4} cm^{-3}，这在云边缘相对较高，但它们的质量仅< 0.05 M_{sun}。
2012-05-22 astro-ph.GA
What does it mean to take the mean? The effect of the averaging scale on the characterization of interstellar turbulence
University of Crete（克里特大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊基础与研究基金会天体物理研究所）
研究不同初始磁场形态的银河系中，平均尺度对磁场和动能湍流测量与表征的影响，发现湍流强度依赖于平均尺度而非初始条件。
2026-02-17 astro-ph.GA
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。
2009-01-28 astro-ph.GA
The presence of interstellar turbulence could explain the velocity flattening in galaxies
扩展我们以前关于湍流涡旋的工作[1]，我们发现了强涡旋所共有的相似性中的相似性。使用新的信息，我们压缩成一个不同的涡流的切向速度分布，从而确定那些属于同一属。本文通过对几个热带气旋的激光多普勒测风仪（LDA）测得的机械涡和雷达资料的分析，发现切向速度的抬升和压扁效应是湍流的结果。通过类比推理，我们得出结论，星际介质中的湍流确实可以在银河系旋转曲线中引入平坦效应。
2010-12-07 astro-ph.GA physics.ao-ph physics.flu-dyn
On the spatial and temporal non-locality of dynamo mean-field effects in supersonic interstellar turbulence
银河系的星际介质和附近的盘状星系拥有大规模的微高斯强度的相干磁场，这可以通过平均场发电机的作用来解释。在我们以前的工作中，我们的目标是量化发电机的影响，是自洽出现在现实的直接磁流体动力学模拟，但我们概括了我们的方法的情况下，非本地（非瞬时）封闭关系，在空间（时间）的卷积积分。为此，我们利用我们的全面模拟框架的超新星调节湍流多相星际介质。通过引入空间（时间）调制的平均场，我们将以前使用的测试场方法扩展到频谱领域-提供卷积核的傅立叶表示。由此产生的发电机平均场系数，我们得到广泛匹配的期望，并允许严格限制在银河系发电机的尺度分离的程度。一个令人惊讶的结果被发现的抗磁泵浦项，其幅度增加时，去较小的规模。我们的研究结果是迄今为止银河系中发电机平均场效应的最全面的描述。调查相关的参数空间和淬火行为，这将最终使发展的无反射子网格处方，否则未解决的全球星系模拟。
2020-03-05 astro-ph.GA
Intermittency of interstellar turbulence: Parsec-scale coherent structure of intense velocity-shear
在湍流的二元性（随机与相干）的指导下，我们在分子云的湍流速度场中寻找相干结构，预测它们在云演化中的重要性。我们分析了在12 CO（2-1）线上用HERA多波束接收器（IRAM-30米望远镜）以前所未有的空间（11”）和光谱（0.05 km/s）分辨率在北极星耀斑的高纬度云中获得的大地图（40'乘20'）。我们发现两个秒差距尺度的速度分量相差约2 km/s，共享一个狭窄的界面（$<0.15$ pc），该界面表现为一个细长的强烈速度剪切结构，约15至30 km/s/pc。该场中的线质心速度增量（E-CVI）极值的轨迹遵循这种强剪切结构以及12 CO（2-1）高速线翼的轨迹。两个秒差距尺度分量的投影中的微小空间重叠意味着它们是CO排放片，并且在强烈速度剪切的位置处发生气体性质（CO富集和/或气体密度增加）的不连续性。这些结果揭示了小至0.03秒差距尺度和秒差距尺度之间的空间和运动学相干性。他们证实，偏离高斯的概率密度函数的E-CVIs是一个强大的统计示踪剂的湍流的不稳定性。他们揭示了大尺度湍流、其间歇性耗散率和低质量致密核心形成之间的联系。
2009-05-04 astro-ph.GA
Strong turbulence and magnetic coherent structures in the interstellar medium
本研究通过分析不同初始磁场下的MHD星系模拟，发现星际介质中存在强磁湍流及分形分布的磁相干结构，挑战了弱磁湍流主导范式，为星系强磁湍流描述奠定基础。
2024-09-25 astro-ph.GA
Observational Tests of the Properties of Turbulence in the Very Local Interstellar Medium
甚局域星际介质（VLISM）包含由部分电离等离子体组成的云。这些云可以通过它们在附近恒星光谱中形成的吸收线的高分辨率光学和紫外光谱有效地诊断。在这些光谱测量提供的信息是均方根速度波动，由于在这些云和离子的温度，这可能是部分由湍流耗散。我们考虑这种湍流是否类似于广泛研究和诊断良好的湍流在太阳风和日冕。发表的意见是用来确定是否主要是横向的速度波动的大规模磁场，是否垂直于大规模的领域的温度大于平行的领域，以及是否具有较大的拉莫尔半径的离子具有较高的温度比较小的gyroradius离子。虽然对数据的彻底调查正在进行中，但对已公布数据的初步检查既没有显示速度波动或温度各向异性的证据，也没有拉莫尔半径相关加热的证据。这些结果表明了太阳风和局地云湍流的不同。
2010-08-06 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Origin of the Multi-Phase Interstellar Medium: the Effects of Turbulence and Magnetic Field
本文通过三维流体动力学与磁流体动力学湍流模拟，揭示湍流混合产生并维持不稳定中性介质，而磁场通过各向异性级联和小尺度涨落共同调控多相星际介质。
2025-05-12 astro-ph.GA
Power spectrum to probe turbulence in Interstellar medium using 21cm line
湍流动力学在螺旋星系和矮星系的星际介质中产生密度和速度的随机波动。观测上，H~{ \sc i} 21-cm辐射提供了对这些随机过程的一个很好的探测，有助于我们进一步了解它们的性质和产生机制。结构函数、自关联函数、功率谱等是这些涨落的统计估计方法，它们的研究有助于理解这些结构的产生机制。在这篇论文中，我们感兴趣的是估计柱密度和速度功率谱的尺度高达10千秒差距，了解与这些结构和强迫的湍流的类型相关联的能量。从观测数据中估计功率谱可以通过直接测量可见度或由可见度重建天空亮度分布（或图像）来完成。通过对一个已知功率谱的模型星系的模拟观测，我们发现基于可见度的估计能再现真实的功率谱。基于图像的估计器具有与干涉仪的基线覆盖的不完整性高度相关的尺度依赖性偏差。有趣的是，我们发现重建图像中的噪声具有零均值，因此从重建图像估计的局部平均量是无偏的。我们实现了Dutta等人（2015）中讨论的可见度矩估计器，并估计了螺旋星系NGC 6946的视线速度波动。我们的结果强烈地表明在旋涡星系中存在大尺度湍流。我们的结论是，我们需要有更高的信噪比H~{ \sc i}观测来明确地评论大尺度湍流的产生机制。
2018-05-28 astro-ph.GA
Diagnosing Turbulence in the Neutral and Molecular Interstellar Medium of Galaxies
磁流体动力学（MHD）湍流是恒星形成、发电机理论、粒子输运、磁重联和星系星际介质（ISM）结构演化等研究范式的重要组成部分。尽管湍流对天体物理流体的重要性，但基于纳维-斯托克斯方程解的完整理论框架仍然是棘手的。观测仅提供关于密度、温度、速度和磁场强度的有限视线信息，因此直接测量ISM中的湍流具有挑战性。统计方法在比较观测、模拟和分析预测方面具有很大的实用性。在这篇评论文章中，我们解决了日益增长的重要性，磁流体湍流在许多领域的天体物理学和审查统计诊断研究星际和行星际湍流。特别是，我们将审查统计诊断和机器学习算法，已开发的观测数据集，以获得有关的湍流级联，流体的可压缩性（音速马赫数）和磁化的流体（Alfvénic马赫数）的信息。这些技术经常在MHD湍流的数值模拟中进行测试，其中可能包括创建合成观测，并且通常根据可压缩磁化湍流的理论预期制定。我们强调使用多种技术，因为这可以提供感兴趣的湍流参数的更准确的指示。最后，我们描述了几个开源工具，天体物理学界使用时，处理湍流。
2021-06-04 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.space-ph
Plasma Diagnostics of the Interstellar Medium with Radio Astronomy
我们讨论无线电传播测量诊断条件的电离气体的星际介质（ISM）的程度。感兴趣的无线电波的“信号发生器”是河外射电源（类星体和射电星系），以及银河系源，主要是类星体。银河系非热辐射的偏振同步辐射也用于探测ISM，包括发射区和太阳系之间的空间。无线电传播测量提供关于ISM中的湍流以及平均等离子体特性（诸如密度和磁场强度）的独特信息。无线电传播观测可以提供输入的ISM湍流的性质，如它的耗散机制和负责产生的大空间尺度上的湍流的过程的主要当代问题。通过法拉第旋转测量大尺度银河系磁场，为银河系磁场产生的理论提供了独特的观测输入。
2013-08-26 astro-ph.GA
Statistical signatures of interstellar turbulence in dust polarization maps
本文通过高分辨率星际湍流模拟重现了Planck观测到的尘埃偏振统计特征，揭示了E/B不对称性和正TE信号的物理起源，为改进银河系尘埃模型提供支持。
2025-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Measurements of the 4-Point Correlation Function of Magnetohydrodynamic Turbulence as a Novel Probe of the Interstellar Medium
针对星际介质中湍流非线性非高斯相关性无法被传统统计量捕捉的问题，首次将四点相关函数应用于MHD湍流测量，分离其纯非高斯部分并揭示其几何依赖特性，为ISM条件诊断提供新工具并公开相关数据。
2024-12-05 astro-ph.GA
The Phase Coherence of Interstellar Density Fluctuations
对MHD湍流的研究通常通过研究傅立叶功率谱来提供有关湍流级联性质的信息。然而，傅立叶功率谱仅包含傅立叶振幅，并且拒绝关于傅立叶相位的所有信息。在这里，我们调查两个统计诊断的实用程序恢复信息的傅立叶相位在ISM密度数据：平均幅度的双谱和相位相干指数（PCI），一个新的相位技术的ISM。我们创建三维密度和二维列密度图使用一组等温理想MHD湍流的模拟与广泛的音速和Alfvénic马赫数。我们发现，沿不同角度的平均值相对于$k_1$或$k_2$轴的双谱主要是敏感的音速马赫数，而平均值的双谱振幅在不同的环是敏感的音速和Alfvénic马赫数。密度的PCI表明，最相关的阶段发生在超音速亚Alfvénic湍流，也接近数值耗散制度。这表明，非线性相互作用与相关的相位是最强的冲击为主的地区，从太阳风的结果一致。此外，我们的研究结果是特别令人鼓舞的，因为它们表明包含在双谱和PCI的相位信息可以用来找到参数的湍流列密度图。
2015-11-11 astro-ph.GA
Compressible turbulence in the interstellar medium: New insights from a high-resolution supersonic turbulence simulation
超音速湍流在构造星际介质（ISM）中的作用仍然是一个悬而未决的问题。在这里，这个问题是使用一个新的精确的可压缩等温流体动力学湍流定律，它涉及到物理空间中的两点相关。新的法律被证明有一个紧凑的表达，包含一个单一的通量项，让人想起不可压缩的情况下，一个源项与一个简单的表达，其符号是由速度的发散。然后，该法律被用来调查这样一个整体的马赫数$4$产生的大规模的数值模拟网格分辨率为$10,048^3$点的湍流的属性。通量（resp.源）术语被发现具有阳性（分别为，负）对总能量级联率的贡献，这被解释为通过压缩放大的直接级联，而它们的总和在惯性范围内是恒定的。使用本地（在空间）分析表明，源主要是由对流结构，其中的通量是可以忽略不计的。采取积极的定义的相关性揭示了存在不同的湍流制度分开的声波尺度，这决定了规模超过不可忽略的源修改缩放的通量。我们的研究为超音速星际湍流的动力学和结构提供了新的见解。
2023-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Direct VLBI Detection of Interstellar Turbulence Imprint on a Quasar: TXS 2005+403
Harvard University（哈佛大学）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
通过地面VLBI观测TXS 2005+403，首次发现活动星系核中由湍流引起的折射亚结构，揭示了星际湍流对射电波传播的影响，为研究银河系湍流提供了新途径。
2026-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Intermittency of interstellar turbulence: extreme velocity-shears and CO emission on milliparsec scale
扩散气体凝结成分子云的速率主要受湍流耗散的驱动。这一过程仍然需要在行动中加以捕捉和描述。利用IRAM-PdB干涉仪在两个低质量致密核的半透明环境中观测到CO（1-0）谱线上的13个场的镶嵌。与分辨率（4弧秒）相比，马赛克的大尺寸在扩散分子气体的小尺度结构的研究中是前所未有的。发现了8个弱的细长结构，其厚度小至3 mpc（600 AU），长度可达70 mpc。这些不是细丝，因为一旦与短间距数据合并，它们就像大尺度结构的尖锐边缘。八个中的六个以不同的速度和不同的位置角形成准平行对。这不可能是偶然对齐的结果。这三对星系的速度切变估计值是在远离恒星形成区的地方测得的最高值（780 km/s/pc）。因为大尺度结构具有尖锐的边缘，几乎没有或没有重叠，所以它们必须是薄的CO层。它们的边缘标志着富含CO的成分和CO线中未检测到的气体之间的急剧过渡，因为其CO丰度低，可能是冷的中性介质。我们认为，这些尖锐的边缘是星际湍流不稳定性的第一个直接检测到的表现。大的速度剪切揭示了一个强烈的应变场，负责当地的耗散率几个数量级以上的平均水平，可能在薄CO层的起源。
2009-10-09 astro-ph.GA
The signature of large scale turbulence driving on the structure of the interstellar medium
本研究通过数值模拟和柱密度图分析，探讨了星际介质湍流的两种驱动机制，发现仅靠常规恒星反馈无法解释大尺度ISM结构，需引入额外的大尺度驱动机制。
2022-06-01 astro-ph.GA
Scatter broadening of pulsars and implications on the interstellar medium turbulence
观测结果表明，在整个弥漫电离星际介质（ISM）和超声速湍流优先位于银河系平面均匀Kolmogorov湍流。相应地，我们认为银河系分布的电子密度波动不仅组成的柯尔莫哥洛夫密度谱，但也短波占主导地位的密度谱的密度结构形成在小尺度上，由于冲击。由此产生的散射展宽时间对色散测量（DM）的依赖性自然地解释了低DM和高DM天体的现有观测数据。根据标准，我们推导出的散射制度的定量测定范围广泛的DMs和频率$ν$，我们发现，低DMs的恒星主要是由Kolmogorov湍流散射，而那些在低银河系纬度高DMs进行更多的增强散射占主导地位的超音速湍流，其中相应的密度谱具有光谱指数$\approx 2.6$。此外，通过将密度结构的体积填充因子与$ν$的依赖关系考虑为超音速湍流中的$\propto ν^{1.4}$，我们的模型还可以解释在具有相对大的DM的湍流中观察到的散射时间的比Kolmogorov标度更浅的$ν$标度。我们的分析结果与散射测量结果的比较，反过来又对大尺度ISM湍流的性质进行了有益的探索，例如，$\sim 100$ pc的注入规模，以及小规模密度结构的特征。
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonuniversal interstellar density spectra probed by pulsars
银河系星际湍流影响着星系的密度分布和恒星的形成。介绍了一种利用大样本恒星的色散测度测量星际湍流密度谱的新方法。不需要调用多个示踪剂，我们得到了非普适的密度谱在多相星际介质在不同的长度尺度范围。通过比较不同区域DMs的解析结构函数和观测结构函数，发现冷星际相的密度谱是由超声速湍流引起的，而暖电离相的密度谱是由Kolmogorov型密度谱引起的.这两个光谱都延伸到几百pc。在更大的尺度上，我们第一次确定了一个陡峭的密度谱在弥漫WIM延伸到几个千秒差距。我们的研究结果表明，双星的DM可以提供独特的新信息的星际湍流。
2020-11-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
Supernova feedback in a local vertically stratified medium: interstellar turbulence and galactic winds
我们使用本地笛卡尔模拟与垂直引力势研究超新星（SN）反馈分层星系盘驱动湍流和发射星系风。我们的分析包括三个圆盘模型的气体表面密度范围从银河系类星系到富含气体的超亮红外星系（ULIRGs），和两个不同的SN驱动方案（随机和相关的本地气体密度）。为了隔离SN反馈的物理，我们不包括额外的反馈过程。我们发现，在这些本地框计算，SN反馈激发相对较低的质量加权气体湍流速度色散~3-7公里/秒和低风质量加载因子< 1在我们研究的所有情况下。低湍流速度和风质量负载因子预测我们的本地框计算显着低于那些建议的观测富含气体和快速恒星形成的星系，他们也在紧张局势与全球模拟的盘星系调节恒星反馈。使用数值试验和分析参数相结合，我们认为，当地的笛卡尔框不能预测银河风的属性，因为他们没有捕捉到正确的全球几何和星系的引力势。实际上，在局部模拟中，风质量载荷因子并没有得到很好的定义，因为它们随着箱高度的增加而显著下降。物理上更真实的计算（例如，包括一个全球性的银河系的潜力和光盘旋转）将可能需要充分了解光盘湍流和银河外流，即使是由SNe单独反馈的理想情况。
2016-04-05 astro-ph.GA
Low-Mach-number turbulence in interstellar gas revealed by radio polarization gradients
银河系的星际介质是多相、磁化和湍流的。星际介质中的湍流产生了一个随机气体运动的全球级联，跨越的尺度从100秒差距到1000公里。星际湍流的基本参数，如音速马赫数（声速）一直难以确定，因为观测缺乏灵敏度和分辨率，无法直接对与湍流运动有关的小尺度结构进行成像。对银河系射电辐射中的线偏振和法拉第旋转的观测已经发现了不寻常的偏振结构，这些结构在总辐射强度或其他波长上通常没有对应物，其物理意义尚不清楚。在这里，我们报告的斯托克斯矢量（Q，U）的梯度，其中Q和U是描述辐射的偏振态的参数，提供了一个图像的磁化湍流在扩散电离气体，表现为一个复杂的连续网络的不连续性的气体密度和磁场。通过与模拟结果的比较，我们发现热电离介质中的湍流具有相对较低的音速马赫数，M_s <~ 2。极化梯度分析统计工具的发展将允许在广泛的条件下精确确定星际湍流中的马赫数、雷诺数和磁场强度。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Statistics of Centroids of Velocity
我们回顾了利用速度质心统计从观测中恢复星际湍流信息。很长一段时间以来，速度质心一直被用来获取有关星际介质中湍流速度场标度特性的信息。我们表明，虽然他们是有用的研究亚音速湍流，他们不跟踪统计的速度在超音速湍流，因为它们是高度的密度波动的影响。我们还表明，亚Alfvénic湍流（超音速和亚音速）的两点统计（例如关联函数或功率谱）是各向异性的。这种各向异性可以用来确定平均磁场在天空平面上的投影方向。
2009-01-13 astro-ph.GA
Self-Sustained Turbulence without Dynamical Forcing: A Two-Dimensional Study of a Bistable Interstellar Medium
在本文中，一个非线性演化双稳态星际介质的研究使用二维模拟与现实的冷却速率，热传导，和物理粘性。计算使用周期性的边界条件，没有任何外部动力强迫。作为初始条件，考虑空间均匀的不稳定气体在热平衡。在初始阶段，不稳定气体迅速分离成冷中性介质（CNM）和暖中性介质（WNM）两相。然后，观察到速度色散为$0.1-0.2\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的自持湍流，其中CNM在WNM中移动。我们发现，界面介质（IFM）之间的CNM和WNM起着重要的作用，在维持湍流。自我维持机制可分为两个步骤。首先，热传导驱动快速流动流入凹CNM表面朝向WNM。通过相变，IFM中快流的动能被并入CNM中。第二，CNM内部的湍流使界面变形并形成其他凹CNM表面，导致IFM中的快速流动。这又推动了第一步，并建立了一个循环，通过这个循环，湍流运动是自我维持的。
2014-04-02 astro-ph.GA nlin.PS
