Hierarchical Bayesian analysis of the velocity power spectrum in supersonic turbulence
湍流是天体物理环境中几乎所有尺度的气流的主要特征。因此，准确地估计这种流动的统计特性是必要的，以发展一个全面的理解湍流。我们开发并采用分层贝叶斯拟合方法来估计参数描述的超声速湍流的速度功率谱的标度关系。我们证明了这种技术的准确性和其他优点相比，普通的线性回归方法。使用合成功率谱，我们表明，贝叶斯方法提供了准确的参数和误差估计。常用的正态线性回归方法可以提供无法恢复基础斜率的估计，高达70%的情况下，即使考虑2std.dev。不确定性此外，我们还应用贝叶斯方法分析了三维数值模拟中可压缩湍流的统计特性。我们在高超声速区域M~15中用均方根马赫数模拟了驱动的等温湍流。我们研究的影响，纯螺线管（发散自由）和纯压缩（卷曲自由）迫使功率谱的标度指数。在螺线管强迫和1024^3分辨率的模拟中，我们的结果表明，不存在具有恒定标度指数的扩展惯性范围。瓶颈效应的结果在弯曲的功率谱在所有的波数和更明显的横向模式相比，纵向模式。因此，与压缩流相比，螺线管强迫驱动的静止湍流中的这种效应更强。压缩强迫驱动的纵向谱是唯一具有恒定标度指数z =-1.94 +-0.01的谱，对应于比Burger预测的略浅的斜率。
2014-11-24 astro-ph.SR
The driving mode of shock-driven turbulence
星际介质中的湍流在恒星形成过程中起着至关重要的作用。超新星爆炸、喷流、大质量恒星辐射或星系旋臂动力学产生的冲击是ISM中最常见的湍流驱动因素。然而，人们还没有完全理解激波是如何驱动湍流的，特别是激波驱动是更螺线管（旋转，无发散）还是更压缩（潜在的，无卷曲）的驱动湍流模式。湍流驱动模式对恒星形成有深远的影响，压缩驱动产生三倍大的密度色散，恒星形成率比螺线管驱动高一个数量级。在这里，我们使用流体动力学模拟的冲击诱导湍流运动的结构化，多相介质。这是在激光诱导冲击的背景下进行的，传播到泡沫材料中，为在国家点火装置（NIF）进行的实验做准备。具体地说，我们分析了激波湍流介质中的密度和速度分布，并利用密度色散$σ_{ρ/ \langle ρ\rangle}$、湍流马赫数$\mathcal{M}$和多变指数$Γ$测量了湍流驱动参数$b=(σ^{2 Γ}_{ρ/\langle ρ\rangle}-1)^{1/2} (1-σ_{ρ\langle ρ\rangle}^{-2})^{-1/2}\mathcal{M}^{-1}Γ^{-1/2}$。纯螺线管驱动和纯压缩驱动分别对应于$b \sim 1/3$和$b \sim 1$。使用模拟中，冲击驱动到一个多相介质的结构不同的大小和$Γ< 1$，我们发现$b \sim 1$的所有情况下，表明冲击驱动的湍流是一致的强压缩驱动。
2022-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
The link between solenoidal turbulence and slow star formation in G0.253+0.016
星系盘中的恒星形成主要受重力、湍流和磁场控制。目前尚不清楚这是否也适用于银河系中心附近的恒星形成。在这里，我们确定的湍流和恒星形成的CMZ云G0.253+0.016。利用ALMA获得的3mm粉尘排放图和HNCO强度加权速度图，测量了体积密度方差$σ_{ρ/ρ_0} = 1.3 \pm 0.5$和湍流马赫数$\mathcal{M} = 11 \pm 3$。结合湍流模拟来约束等离子体$β= 0.34 \pm 0.35$，我们重建了G0.253+0.016中的湍流驱动参数$b = 0.22 \pm 0.12$。$b$的这一低值表明G0.253+0.016中湍流的螺线管（无发散）驱动。相比之下，银河系盘和旋臂中的典型云具有显著的压缩（无卷曲）驱动分量（$b > 0.4$）。我们推测剪切导致G0.253+0.016中的螺线管驱动，并表明这可能会使恒星形成率降低7倍。
2016-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the universality of supersonic turbulence
可压缩湍流塑造了我们银河系星际介质的结构，并且在早期宇宙的结构形成过程中也可能发挥重要作用。这种可压缩的超音速湍流的密度PDF和功率谱是恒星形成理论的关键成分。然而，PDF和频谱仍然是一个有争议的问题，因为理论预测是有限的，超音速湍流的模拟需要巨大的分辨率来捕捉惯性范围缩放。为了提高我们有限的知识，可压缩湍流，我们在这里提出和分析世界上最大的模拟超音速湍流。我们比较了具有256^3-4096^3网格点的数值分辨率和两种不同驱动机制（螺线管（无发散）驱动和压缩（无卷曲）驱动）的流体动力学模型。我们发现收敛的密度PDF，压缩驱动表现出更广泛和更间歇的密度分布比螺线管驱动。通过分析湍流的功率谱，我们发现在马赫数为17的流体动力学模拟中，两种驱动模式的纯速度标度都接近于Burgers湍流，P（v）k^（-2）。然而，密度加权速度ρ ^（1/3）v的谱并不能提供先前提出的超音速湍流的普遍标度。我们发现，功率谱P（rho^（1/3）v）与波数成比例，对于螺线管驱动，k^（-1.74）接近不可压缩柯尔莫哥洛夫湍流，k^（-5/3），但对于压缩驱动，k^（-2.10）明显更陡。我们表明，这与最近的可压缩湍流理论模型是一致的，该模型预测了在存在由压缩驱动产生的强div（v）分量的情况下P（rho^（1/3）v）k^（-19/9），并且在整个超音速湍流叶栅中保持显著恒定。
2013-09-24 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
A new method for spatially resolving the turbulence driving mixture in the ISM with application to the Small Magellanic Cloud
本文提出一种利用滑动核从柱密度和质心速度图恢复湍流驱动参数的新方法，应用于小麦哲伦云GASKAP-HI观测，发现其中值b≈0.51，表明湍流总体更偏向压缩驱动，且b与HI或Hα强度无相关性。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Star Formation Rate of Turbulent Magnetized Clouds: Comparing Theory, Simulations, and Observations
我们推导并比较了六个理论模型的恒星形成率（SFR）-Krumholz和麦基（KM），Padoan和Nordlund（PN），和Hennebelle和Chabrier（HC）模型，和三个多自由落体版本，这些建议HC -所有的基础上积分的对数正态分布的湍流气体。我们将所有的理论扩展到包括磁场，并表明SFR取决于四个基本参数：（1）维里参数α_vir;（2）音速马赫数M;（3）湍流强迫参数b，它是压缩模驱动能量的分数的度量;（4）等离子体β =2（M_A/M）^2，具有阿尔芬马赫数M_A。我们将所有六种理论与MHD模拟进行了比较，模拟范围包括300到4 × 10^6太阳质量的云，马赫数M = 3到50，M_A = 1到无穷大，螺线管强迫（b=1/3），混合强迫（b=0.4）和压缩湍流强迫（b=1）。我们发现，SFR增加了4倍之间的M=5和50的压缩强迫和alpha_vir~1。比较强迫参数，我们看到，在马赫数为10的模拟中，压缩强迫的SFR比螺线管强迫高出10倍以上。SFR和碎片都减少了两个因素，在强磁化，trans-Alfvenic湍流相比，流体动力学湍流。所有的模拟同时适合多自由落体KM和多自由落体PN理论在一个因素的两个以上的两个数量级的SFR。模拟的SFR涵盖的范围和相关性的SFR柱密度与气体柱密度在银河系云中观察到的，并同意良好的恒星形成效率SFE = 1%至10%和本地效率的…
2012-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - I. Cloud Evolution and Morphology
我们提出了一个详细的参数研究崩溃的湍流云核，不同的初始密度分布和初始湍流速度场。我们系统地研究了不同初始条件对恒星形成过程的影响，主要集中在碎片化，形成的恒星的数量，以及由此产生的质量分布。我们的研究比较了四种不同的密度分布（均匀，Bonnor-Ebert型，$ρ\propto r^{-1.5}$，和$ρ\propto r^{-2}$），结合六种不同的超音速湍流速度场（压缩，混合，和螺线管，初始化与两个不同的随机种子每个）在三维模拟中使用自适应网格细化，流体动力学代码FLASH。模拟显示，具有扁平核心的密度分布产生了数百颗低质量恒星，这些恒星要么分布在整个星云中，要么分布在子星团中，这取决于初始湍流。密集的密度分布总是导致在云的中心形成一颗大质量的恒星，如果有的话，中心恒星周围会有低质量的恒星。在均匀和Bonnor-Ebert型密度分布中，压缩初始湍流导致局部崩溃比螺线管湍流早约25%。然而，在陡峭的幂律分布的中心崩溃是太快的湍流有任何显着的影响。我们的结论是：（I）初始密度分布和湍流主要决定云的演化和集群的形成，（II）初始质量函数（IMF）是不通用的所有设置，和（III），大质量恒星是不太可能形成在平坦的密度分布。在均匀和Bonnor-Ebert型密度剖面中得到的IMF与观测到的IMF更一致，但向较低质量偏移。
2011-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decaying turbulence in molecular clouds: how does it affect filament networks and star formation?
本文使用AREPO代码模拟分子云，研究衰减湍流模式和位力比对演化、丝状网络及恒星形成的影响，发现压缩模式促进早期恒星形成，过束缚云产生更多丝状结构且汇聚枢纽利于恒星形成。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulence driving in a star-forming Milky-Way-type galaxy
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
研究银河系类似星系中湍流驱动机制，通过模拟发现湍流驱动参数b随时间波动，并与恒星形成活动存在时间依赖性关联。
2026-01-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Statistical properties of supersonic turbulence in the Lagrangian and Eulerian frameworks
我们提出了一个系统的研究不同的强迫类型的影响，超音速，等温湍流的统计特性的拉格朗日和欧拉框架。我们分析了一系列的高分辨率，流体动力学网格模拟与拉格朗日示踪粒子和检查螺线管（发散自由）和压缩（卷曲自由）迫使结构功能，其标度指数，和气体密度和速度增量的概率密度函数的影响。压缩驱动的模拟表明，在相同的均方根马赫数下，大部分耗散结构的密度对比度明显更大，更间歇的行为和更大的分形维数。我们证明了在积分范围内各阶拉格朗日和欧拉结构函数的绝对值只是均方根马赫数的函数，而与强迫无关。随着高斯分布的概率密度函数的速度增量在大尺度上的假设，我们推导出一个模型，描述这种行为。
2011-11-22 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Does turbulence determine the initial mass function?
我们测试的假设，即初始质量函数（IMF）的密度概率分布函数（PDF）所产生的超音速湍流。我们比较了14个模拟恒星团簇形成在50个太阳质量的分子云核心的初始湍流包含纯螺线管或纯压缩模式，在每种情况下解决碎片的不透明度限制，以确定由此产生的IMF。我们发现统计上无法区分的IMF之间的两套计算，尽管一个因素的两个差异的恒星形成率和标准偏差的$\log(ρ)$。这表明密度PDF虽然决定了恒星形成率，但并不是IMF的主要驱动力。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new density variance - Mach number relation for subsonic and supersonic, isothermal turbulence
采用分辨率高达1024^3单元的流体动力学网格模拟系统，分析了亚音速和超音速等温驱动湍流中气体密度的概率密度函数（PDF）。我们进行了一系列的数值实验与均方根（r.m.s.）马赫数M范围从几乎不可压缩的亚音速（M=0.1）到高度可压缩的超音速（M=15）状态。我们研究了两种极端情况下的驱动机制的影响，通过施加一个纯粹的螺线管（发散自由）和一个纯粹的压缩（卷曲自由）强迫场来驱动湍流。我们发现，我们的测量符合线性关系的r.m.s.马赫数和密度分布的标准偏差在一个很宽的马赫数范围内，其中比例常数取决于强迫的类型。此外，我们提出了一个新的线性关系之间的标准偏差的密度分布和标准偏差的速度在可压缩模式，即可压缩分量的r.m.s.马赫数。在这种关系中的强迫的影响显着减少，这表明在可压缩模式的密度分布的标准偏差和速度的标准偏差之间的线性关系，独立的强迫，范围从亚音速到超音速制度。
2012-06-20 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
First extragalactic measurement of the turbulence driving parameter: ALMA observations of the star-forming region N159E in the Large Magellanic Cloud
研究湍流的驱动模式对于描述湍流在各种天体物理环境中的影响具有重要意义。湍流的驱动模式由$b$参数化，它将气体密度PDF的宽度与湍流马赫数联系起来; $b\approx 1/3$、$1$和$0.4$分别对应于螺线管驱动、压缩驱动和自然混合驱动。在这项工作中，我们使用高分辨率（亚pc）ALMA $^{12}$ CO（$J$ = $2-1$），$^{13}$ CO（$J$ = $2-1$），和C $^{18}$ O（$J$ = $2-1$）对恒星形成区N159 E中的气态分子云的观测（Papillon星云）在大麦云云（LMC）提供了第一次测量湍流驱动参数在河外地区。我们使用的CO同位素的非局部热力学平衡（NLTE）分析，以构建气体密度PDF，我们发现这在很大程度上是对数正态的形状与一些间歇性的功能，表明偏离对数正态。我们发现密度PDF的对数正态部分的宽度与超音速湍流马赫数相当，从而得到$b \approx 0.9$。这意味着N159 E中湍流的驱动模式主要是压缩的。我们推测，压缩湍流可能已经供电的重力湍流碎片的分子气体，或由于压缩供电的H I流，导致ALMA观察到的分子丝在该地区的发展。我们的分析可以很容易地应用于研究本地以及高红移宇宙中的恒星形成区域的湍流驱动的性质。
2021-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in cloud cores -- simulations and observations of dense molecular cores and the formation of solar mass stars
恒星的形成是低效的。分子云数值模拟和理论模型的最新进展表明，星际湍流、磁场和恒星反馈的综合作用可以解释恒星形成的低效率。恒星的形成率对湍流的驱动模式非常敏感。螺线管驱动可能是更重要的中央分子区，相比更多的压缩驱动剂在螺旋上午云。理论和观测工作都在进行中，以确定不同银河系环境中湍流的主导驱动模式。ALMA与CARMA、JCMT和SMA等其他仪器相结合的新观测开始揭示致密核心和原恒星盘的磁场结构，显示出具有有序和湍流场分量的高度复杂的场几何结构。这种复杂的磁场可以在致密的核心和原恒星吸积盘中产生一定范围的恒星质量和喷流/外流效率。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The link between turbulence, magnetic fields, filaments, and star formation in the Central Molecular Zone cloud G0.253+0.016
恒星的形成主要受重力、湍流和磁场之间的相互作用控制。然而，银河系中心附近的分子云中的湍流和磁场可能与旋臂云有很大的不同。本文测定了中心分子带云G_（0.253 +0.016）的物理参数、湍流度、磁场和对流结构。使用列密度图的基础上尘埃连续排放观测ALMA+赫歇尔，我们确定丝，并表明，至少有一个致密的核心位于沿他们。我们测量了湍流的细丝宽度W_fil=0.17 $\pm$ 0.08 pc和声速尺度λ_sonic=0.15 $\pm$ 0.11 pc，并发现W_fil~λ_sonic。在用ALMA+Mopra获得的HNCO强度加权速度图中可以看到很强的速度梯度，这可能是由G0.253+0.016的大规模剪切引起的，产生了宽的双峰速度PDF。在减去梯度以隔离湍流运动之后，我们发现湍流的典型近似高斯速度PDF。我们测量了总速度色散和湍流速度色散，分别为8.8 $\pm$ 0.2km/s和3.9 $\pm$ 0.1km/s。利用磁流体动力学模拟，我们发现G0.253+0.016的湍流磁场B_turb=130 $\pm$ 50 $μ$ G仅为有序场分量的1/10。结合这些测量结果，我们重建了G0.253+0.016中的主导湍流驱动模式，并发现驱动参数b=0.22 $\pm$ 0.12，表明螺线管（无发散）驱动。我们将其与螺旋臂云进行比较，螺旋臂云通常具有显著的压缩（无卷曲）驱动分量（b>0.4…
2016-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale turbulent driving regulates star formation in high-redshift gas-rich galaxies II: Influence of the magnetic field and the turbulent compressive fraction
本文通过反馈调控的星际介质数值模拟，研究大尺度湍流驱动、磁场及压缩性对高红移富气体星系恒星形成率的影响，发现强湍流为匹配Schmidt-Kennicutt关系所必需，且磁场可降低所需驱动能量。
2023-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating star formation in Ophiuchus
我们已经模拟恒星形成的星前核心，使用SPH和初始条件的观察蛇夫座的核心。由于观测仅限于两个空间维度加上径向速度，我们无法推断特定核心坍缩的初始条件。然而，最低限度的假设（各向同性湍流与幂律谱，压缩和螺线管模式的热混合，临界Bonnor-Ebert密度分布），我们可以生成初始条件，在统计意义上，质量分布相匹配，投影大小和纵横比，热和非热一维速度色散，观察到蛇夫座。蛇夫座的核心与核心碰撞之间的时间足够长，我们可以模拟单个核心的演化是孤立的，因此我们能够解决远低于不透明度限制的质量。我们生成一个100个核心的系综，并在没有来自恒星的辐射反馈的情况下演化它们，然后是连续的辐射反馈，最后是偶发的辐射反馈。在没有反馈的情况下，模拟产生了太多的褐矮星，而在持续反馈的情况下，模拟产生的褐矮星太少了。在有辐射反馈的情况下，原恒星质量函数的峰值（在~ 0.2Msun处）和H-燃烧星与褐矮星的比值与观测结果一致。恒星的质量与它形成的核心质量没有很大的关系。低质量的核心（M ~ 0.1 M_sun）倾向于坍缩成单个物体，而高质量的核心（1 > M_sun）通常分裂成几个质量范围很广的物体。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Star Formation Efficiency of Turbulent Magnetized Clouds
我们研究了恒星形成效率（SFE）的湍流，磁化，分子云的模拟和观测。我们发现，在我们的模拟与螺线管，混合，和压缩强迫的湍流，3-50的音速马赫数，和磁场在超trans-Alfvenic制度的密度和柱密度的概率密度函数（PDF），所有开发的幂律尾部的平坦斜率与SFE的增加。PDF的高密度尾部与等效径向密度分布一致，rho ~ r^（-kappa）与kappa ~ 1.5-2.5，与观测结果一致。通过研究速度尺度，我们发现所有的模拟结果都与超声速湍流的v ~ l^（1/2）尺度相一致，并且在v ~ l^（1/3）尺度下更接近Kolmogorov湍流。然而，速度-尺寸缩放在很大程度上独立于SFE。与此相反，密度-尺寸和柱密度-尺寸标度对恒星形成高度敏感。我们发现，密度功率谱P（rho，k）~ k^alpha的幂律斜率alpha，或者等价地，列密度的Δ方差谱DV（Sigma，l）~ l^（-alpha），将符号从SFE ~ 0时的alpha < 0切换到恒星形成过程（SFE > 0）时的alpha > 0。我们提供了一个关系计算的SFE从测量的α。通过研究文献，我们发现，在从大尺度原子介质、冷分子云到致密恒星形成核心的观测中，α值的范围从-1.6到+1.6不等。从这些α值，我们推断SFE和找到良好的协议与独立的测量的基础上年轻的恒星对象（YSO）计数，在可用的。我们的SFE-alpha关系提…
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
