Interaction of a cold cloud with a hot wind: the regimes of cloud growth and destruction and the impact of magnetic fields
多相星系风，通过星系晕的冷气体吸积，以及从水母星系中剥离的气体是冷和热气相之间相互作用的例子。在这种制度中有两个重要的制度。由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性，一个足够小的冷云会被热风破坏，它会将云粉碎成小块，最终混合并溶解在热风中。相反，从大云团剥离的冷气体与热风混合到中间温度，然后变得热不稳定并冷却，导致热气体净吸积到冷尾。使用磁流体动力学代码AREPO，我们进行云破碎模拟和测试分析标准之间的过渡增长和破坏制度，以澄清目前的争论在文献中。我们发现，热风冷却时间设置的过渡半径，而不是冷却时间的混合相。磁场改变了风云之间的相互作用。风磁场的披覆增强了云上游的场，并且流体不稳定性被强磁化风抑制，超出了对于具有均匀磁场的风所看到的。我们进一步预测水母星系有有序的磁场与它们的尾巴对齐。最后，我们讨论了如何理想化的模拟结果可以用来提供输入到亚网格模型在宇宙（磁）流体动力学模拟，它不能解决详细的小尺度结构的冷气云在环银河系介质。
2020-10-12 astro-ph.GA
Mach Number Dependence of Turbulent Magnetic Field Amplification: Solenoidal versus Compressive Flows
我们研究的增长率和饱和度的湍流发电机在磁流体动力学模拟的湍流，驱动螺线管（发散自由）或压缩（卷曲自由）迫使。对于马赫数范围从0.02到20的模型，我们发现明显不同的磁场几何形状、放大率和饱和水平，由于激波的发展，在从亚音速流到超音速流的过渡处强烈地降低。两种极端类型的湍流强迫都驱动发电机，但螺线管强迫更有效，因为它产生更多的涡度。
2011-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Inefficient star formation in high Mach number environments II. Numerical simulations and comparison with analytical models
本文通过流体动力学模拟研究不同湍流状态对恒星形成率的影响，发现高马赫数下恒星形成率显著低于现有解析模型预测，并提出更新模型以解释致密湍流环境中的低效恒星形成。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field and Faraday Rotation Measure in the Turbulent Warm Ionized Medium
Wu等人（2009年）提出了一个经验关系式，即在均方根音速马赫数为$M_s \simeq 1$的湍流介质中，沿视线（LOS）的磁场强度与法拉第旋转测量（RM）分布的色散之间的关系。在本文中，我们扩展的工作，纳入马赫数的依赖。介质与$\sim 0.5 < M_s < \sim 2$被认为是覆盖马赫数范围内的温暖电离介质（WIM）的银河系。三维，磁流体动力学等温湍流模拟与螺线管强迫。我们提出了一个新的关系LOS磁场强度，RM分布的色散，和马赫数，近似代表的关系Alfvénic扰动。此外，我们还提出了马赫数与排放量（EM）对数正态分布的离散度之间的关系，它基本上是马赫数与密度离散度之间的关系。该关系可用于快速粗略估计湍流WIM中的LOS磁场强度。
2014-02-28 astro-ph.GA
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Properties of Critical Cores
本文通过数值模拟量化了湍流云中处于坍缩边缘的“临界核”性质，发现其密度和湍流速度径向分布符合湍流平衡球（TESs）模型，核在跨声速状态下于由局部声速尺度决定的一系列密度下坍缩，并强调了在临界时刻构建核质量函数以测试引力湍流碎裂理论的重要性。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent dynamo with advective magnetic helicity flux
许多天体都具有磁场，人们认为这些磁场是由发电机过程维持的。然而，有人认为，生产的大规模磁场的平均场发电机行动强烈抑制在大的磁雷诺数，由于磁螺旋守恒。这种现象被称为{ \it灾难性淬灭}。恒星风和银河风将磁场向外边界平流，并远离发电机，预计会减轻这种猝灭。在这里，我们将探讨平流和湍流的相对作用-扩散通量的磁螺旋发电机。特别是，我们研究发电机是如何影响平流。我们这样做是通过执行直接的数值模拟的湍流发电机的$α^2$型驱动的强制湍流在笛卡尔域中的存在下，远离赤道的螺旋度改变的迹象。我们的结果表明，在平流的存在下，发电机，否则固定，成为振荡。我们证实了较早的结果，湍流扩散磁螺旋通量，小磁雷诺数（$\Rm\lesssim 100...200$，基于波数的能量携带的漩涡）的磁螺旋通量规模不那么强烈的磁雷诺数（$\Rm^{-1/2}$）比长期描述磁螺旋破坏电阻率（$\Rm^{-1}$）。我们的新结果现在表明，对于较大的$\Rm$，前者变得近似独立于$\Rm$，而后者下降得更慢。我们首次表明，无论是弱风和强风，磁螺旋度通量项成为可比的电阻项$\Rm\gtrsim 1000$，这是必要的，以减轻灾难性的淬火。
2012-11-13 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Turbulent Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces II: Radiation-Gas Interactions and Outflows
来自年轻大质量恒星的辐射压力所产生的动量沉积，可能有助于破坏分子云，并通过驱动大规模外流来解开星团。我们扩展了我们以前的数值辐射流体动力学研究湍流，恒星形成的云，分析非电离紫外辐射和云材料之间的详细相互作用。我们的模拟跟踪气体和恒星粒子的演化，通过自引力坍缩，恒星形成和云破坏通过辐射驱动的外流。这些模型是理想化的，因为我们只包括辐射反馈，并采用等温状态方程。湍流产生了一个由密集的细丝和大洞组成的结构，辐射通过这些结构逃逸，因此只有约50%的辐射（累积）在恒星形成结束时被吸收。由中心簇所看到的按质量计的气体的表面密度分布大致为对数正态分布，其中sigma_ln（Sigma）= 1.3-1.7，类似于外部投影的表面密度分布。这允许低表面密度区域被向外驱动到其初始逃逸速度v_esc的近10倍。虽然流出的速度分布被对数正态表面密度分布加宽，但是由于大部分辐射逃逸，动量注入到气体云的总体效率降低。平均出流速度约为从初始云半径逃逸速度的两倍。我们的研究结果也为理解银河系尺度的辐射驱动风，特别是速度和表面密度之间的关系，为个别外流结构，以及由此产生的速度和质量分布所产生的湍流源。
2017-11-17 astro-ph.GA
Bar formation and destruction in the FIRE-2 simulations
本文基于FIRE-2宇宙学模拟研究13个银河系质量星系，发现棒形成受潮汐相互作用、恒星与暗物质质量比及盘运动学温度影响，冷盘更易形成强而长寿的棒，而高中心气体比例和剧烈恒星形成则倾向产生较弱棒。
2024-10-23 astro-ph.GA
The relation between the turbulent Mach number and observed fractal dimensions of turbulent clouds
超音速湍流是控制分子云结构和恒星形成潜力的关键因素。三维（3D）湍流马赫数，$\mathcal{M}$，使我们能够预测恒星形成的速率。然而，在观测中确定马赫数是具有挑战性的，因为它需要精确测量速度分散。此外，观测仅限于MC的二维（2D）投影，并且通常只能获得视线分量的速度信息。在这里，我们提出了一种新的方法，使我们能够估计$\mathcal{M}$从二维列密度，$Σ$，通过分析分形维数，$\mathcal{D}$。我们通过计算六个模拟的$\mathcal{D}$来做到这一点，范围在$\mathcal{M}$中的$1$和$100$之间。从该数据中，我们能够构建经验关系式，$\log\mathcal{M}(\mathcal{D}) = ξ_1(\text{erfc}^{-1} [(\mathcal{D}-\mathcal{D}_{\text{min}})/Ω] + ξ_2),$，其中$\text{erfc}^{-1}$是逆互补误差函数，$\mathcal{D}_{\text{min}} = 1.55 \pm 0.13$是$Σ$、$Ω= 0.22 \pm 0.07$、$ξ_1 = 0.9 \pm 0.1$和$ξ_2 = 0.2 \pm 0.2$的最小分形维数。我们测试的准确性，这种新的关系列密度图$Herschel$观测的两个静止的子区域在北极耀斑MC，“萨克斯管”和“安静”。我们分别测…
2019-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-organization in Turbulent Molecular Clouds: Compressional versus Solenoidal Modes
我们使用三维数值模拟来研究分子云中超声速湍流的自组织。我们的数值实验描述了衰减和驱动湍流与等温状态方程，音速马赫数从2到10，和不同程度的磁化。我们专注于性能的速度场，特别是在其潜在的水平（湍流）组件作为一个功能的湍流马赫数，磁场强度，和规模。我们展示了如何极端的选择，无论是纯粹的螺线管或纯粹的潜在的强迫可以减少的范围内的惯性范围内的周期性盒模型的分子云湍流。我们建议一个优化的强迫，以最大限度地提高数值模型中的有效雷诺数。
2009-12-03 astro-ph.GA
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
Amplification of turbulence in contracting prestellar cores in primordial minihalos
我们调查的放大湍流通过引力收缩的原始气体在微晕。我们进行数值模拟，以遵循云崩溃，假设多方状态方程为不同的初始湍流马赫数和分辨率。我们发现，湍流速度仅由引力收缩放大，并最终变得与声速相当，即使对于小的初始湍流马赫数（${\cal M}_0 \gtrsim 0.05$）。本文导出了坍缩云中湍流速度放大的解析公式，并发现数值计算结果与该公式一致。这些结果表明，在一般情况下，湍流在云的坍缩中起着重要的作用。
2021-05-17 astro-ph.GA
Filaments and striations: anisotropies in observed, supersonic, highly-magnetised turbulent clouds
恒星形成于高度磁化的超音速湍流分子云中。我们用来进行恒星形成研究的许多工具和模型都依赖于云各向同性的假设。然而，在磁场存在下的高密度细丝和磁声条纹等结构将各向异性引入云中。在这项研究中，我们使用的二维（2D）功率谱进行系统的分析列密度的各向异性的阿尔文马赫数（$\mathcal{M}_A=0.1$ - $10$）和湍流马赫数（$\mathcal{M}=2$ - $20$）的范围内，与20高分辨率，三维（3D）湍流磁流体动力学模拟。我们发现，对于一个强的磁引导场的情况下，对应于$\mathcal{M}_A<1$，和$\mathcal{M}\lesssim 4$，在列密度的各向异性是由薄条纹与磁场对齐为主，而对于$\mathcal{M}\gtrsim 4$的各向异性是由高密度的细丝，形成垂直于磁引导场显着改变。实际上，磁场的强度控制着各向异性的程度以及是否存在任何各向异性，但正是由$\mathcal{M}$控制的湍流运动决定了哪种各向异性支配着云的形态。
2019-11-29 astro-ph.GA
Estimation of Magnetic Field Strength in the Turbulent Warm Ionized Medium
采用等温磁流体动力学湍流模拟方法，研究了均方根马赫数为1的湍流介质中的法拉第旋转测度。考虑了4例初始血浆β值不同的病例。我们的主要发现如下。(1)磁场强度的起伏与气体密度之间没有很强的相关性。因此，使用RM/DM（DM是分散度量）估计的磁场强度正确表示沿视线的磁场的真实平均强度。(2)RM的频率分布很好地拟合高斯分布。此外，RM/ $\bar{\rm RM}$（$\bar{\rm RM}$是RM的平均值）的分布宽度与沿视线的规则场的强度之间存在良好的关系;场强越强，宽度越窄。我们讨论了我们的研究结果的影响，在温暖的电离介质中的马赫数的湍流运动是围绕1。
2009-10-02 astro-ph.GA
The interaction of a magnetohydrodynamical shock with a filament
我们提出了三维磁流体动力学数值模拟的绝热相互作用的激波与致密，对流云。我们研究了不同灯丝长度和方向对使用不同方向的磁场的相互作用的影响，并改变了激波的马赫数，灯丝的密度对比度和等离子体β，以确定它们对灯丝的演化和寿命的影响。我们发现，在一个平行的磁场细丝有更长的寿命，如果他们是面向更多的'宽边'的冲击波阵面，并在密度对比度的增加加速云的破坏，在修改后的云粉碎的时间尺度，TCS。温和的冲击和垂直或倾斜的磁场的组合为延长灯丝的寿命提供了最佳条件，其中一些灯丝能够几乎无限期地存活，因为它们被磁场茧化。在垂直场或斜场情况下，密度对比度的高值不会引发大的湍流不稳定性，而是将细丝拉成最终可能碎裂的长卷须。此外，磁绳仅在平行的磁场中形成。然而，细丝的长度对于细丝的演化和破坏并不重要。
2016-07-13 astro-ph.GA
The Density Distribution in Turbulent Bi-stable Flows
我们数值研究的体积密度的概率分布函数（n-PDF）和列密度的概率分布函数（Sigma-PDF）的热膨胀湍流产生。我们分析了三维流体动力学模型在周期性框100 pc的侧，其中湍流是在傅立叶空间中驱动的波数对应于50 pc。在低密度（n <= 0.6 cm ^-3）下，平均局部马赫数在~0.2到~5.5范围内，n-PDF可以用对数正态分布很好地描述。由于热不稳定性（TI）的非线性发展，扩散气体分布的对数方差随M的增加比在众所周知的等温情况下更快。稠密气体（n ≥ 7.1 cm ^-3）的平均局部马赫数从~1.1变化到~16.9，n-PDF的高密度区形状从低马赫数时的幂律变化到高M值时的对数正态。在后一种情况下，分布的宽度小于等温情况，并且随着M的增加而缓慢增长。在高柱密度下，对于我们考虑的所有马赫数，Sigma-PDF都可用对数正态分布来描述，由于TI的存在，分布的宽度系统地大于等温情况，但随着M的增加，分布的性质类似。虽然在上述每一种情况下都能找到分布宽度与M之间的关系，但这些关系与等温情况下的关系不同。
2013-01-18 astro-ph.GA
Woven by the Whirls: The growth and entrainment of cold clouds in turbulent hot winds
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）
研究湍流热风中冷云的生存机制，发现湍流可促进冷云增长，并改变吸收线特征。
2025-10-03 astro-ph.GA
High star formation rates in turbulent atomic-dominated gas in the interacting galaxies IC 2163 and NGC 2207
本文结合对相互作用星系IC 2163和NGC 2207的CO观测，以及HI、H α和24 μ m的观测，研究了恒星形成率（SFR）面密度与气体面密度的函数关系。超过一半的高SFR区域是HI主导的。当与其他星系相比，这些HI占主导地位的地区有多余的SFR相对于他们的分子气体表面密度，但正常的SFR相对于他们的总气体表面密度。HI主导区主要位于NGC 2207的外部，那里的HI速度频散很高，为40 - 50 km/s。我们认为，在这些地区的恒星形成云的信封在较低的密度比正常的，使他们主要是原子，和核心在较高的密度比正常的，因为高湍流马赫数。这与压缩、高马赫数紊流的密度概率分布函数变平的理论预测是一致的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Hot and Turbulent Gas in Clusters
星系团中的气体通过吸积（外激波）和合并（内激波）被激波压缩加热。这些过程还产生湍流。为了分析在非绝热过程的影响下气体的热和湍流能量之间的关系，我们进行了宇宙结构形成的数值模拟，在一个盒子中的152 Mpc与辐射冷却，紫外线背景，和亚网格尺度模型的数值未解决的湍流。通过平滑的气体速度与自适应卡尔曼滤波器，我们能够估计批量流向集群核心。这使我们能够推断出与相对于整体流的湍流波动相关的速度分散。对于质量大于$10^{13}\,M_\odot$的晕，我们发现在温暖-热的星系际介质（WHIM）和团内介质（ICM）上平均的湍流速度色散近似地由平均气体温度的幂给出，其指数在0.5左右，对应于湍流和热能与跨音速马赫数之间的大致线性关系。然而，湍流只是弱相关的晕质量。由于WHIM的幂律关系较硬，湍流马赫数往往随WHIM的平均温度而增加。这可以归因于增强的湍流产生相对于耗散在特别热和湍流集群。
2016-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation efficiency in turbulent clouds
在这里，我们提出了一个简单的，但尽管如此，指导模型的恒星形成效率在湍流分子云。该模型基于反映星际介质湍流特性的对数正态密度分布假设。再加上云核的数量计数，它遵循Salpeter-like核心质量函数（CMF），和最小质量的崩溃的个别云核，由当地的牛仔裤质量，我们能够推导出的SFE云作为其牛仔裤质量的函数。我们发现一个非常通用的幂律，SFE \propto（M_cloud/M_J）^{-0.26}和最大SFE_max \sim 1/3的Salpeter情况。这个结果与紊流马赫数无关，但对CMF的变化相当敏感。
2014-09-26 astro-ph.GA
Mixing in Magnetized Turbulent Media
湍流运动对于夹带流体的混合是必不可少的，并且还能够通过小尺度发电机作用来放大弱的初始磁场。在这里，我们进行了系统的研究湍流混合在磁化介质中，使用三维磁流体动力学模拟，包括标量浓度场。我们重点讨论了混合如何依赖于磁普朗特数，Pm，从1到4和马赫数，M}，从0.3到2.4。对于所有亚音速流，我们发现在运动学早期阶段速度功率谱的斜率为k^-5/3，但随着磁场饱和，由于磁反作用，速度功率谱变陡。另一方面，标量功率谱在后期与k^-5/3相比，则更小，这与奥布科霍夫-科尔森关于混合为级联过程的描述一致。在较高的马赫数下，由于激波的存在，速度功率谱也变陡，标量功率谱也相应地变陡。在亚音速湍流中，标量结构比速度结构更具有间歇性，而在超音速湍流中，速度结构仅在运动学阶段比标量结构更具有间歇性。独立的马赫数的流动，标量结构被安排在片中的运动和饱和阶段的磁场演变。对于亚音速湍流，标量耗散在强磁场区域受阻，可能是由于洛伦兹力抑制标量梯度的建立，而对于超音速湍流，标量耗散随着磁场强度的增加而单调增加。在所有的马赫数，混合显着减慢的存在下，动力学上重要的小尺度磁场，这意味着在星际介质和星系团的混合是不太有效的流体动力学模拟模型。
2014-02-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Density Variance--Mach Number Relation in Supersonic Turbulence: I. Isothermal, magnetised gas
人们普遍认为，超音速的磁化湍流对分子云中的恒星形成起着重要作用。它产生了最初的致密气体种子，新的恒星可以从中形成。然而，气体压缩、湍流马赫数和磁场强度之间的确切关系仍然知之甚少。在这里，我们介绍和测试的密度方差和均方根马赫数在超音速，等温，磁化湍流之间的关系的分析预测。我们将星际介质的密度和速度结构近似为激波的叠加。我们得到的密度对比度考虑的动量方程为一个单一的磁化冲击，并将此结果外推到整个云。根据场的几何形状，我们根据观测和理论约束做出三个不同的假设：B与密度无关，B与密度的平方根成正比，B与密度成正比。我们测试解析推导的密度方差-马赫数与数值模拟的关系，并发现，对于B成正比的密度的平方根，对数密度对比度，$σ_{\ln ρ/ρ_0}^2=\ln[1+b^2\mathscr{M}^2β_0/(β_0+1)]$的方差，非常适合模拟数据与湍流强迫参数b=0.4时，气体是super-Alfvénic。然而，当湍流变成trans-Alfvénic或sub-Alfvénic时，这个结果就不成立了，因为在这种状态下，湍流变得高度各向异性。我们的密度方差-马赫数关系简化为纯粹的流体动力学的关系，因为热磁压力比$β_0$接近无穷大。
2012-04-11 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$\sim10-35~\%…
2021-12-08 astro-ph.GA
Energy balance and Alfvén Mach numbers in compressible magnetohydrodynamic turbulence with a large-scale magnetic field
能量均分是理解天体物理等离子体的有力理论工具。例如，它被用来测量星际介质（ISM）中的磁场，作为小尺度湍流发电机作用的证据，并且通常用于估计恒星形成分子云的能量预算。在这项研究中，我们激励和探索的体积平均均方根（rms）之间的湍流，$δ\mathbf{B}$和大规模，$\mathbf{B}_0$领域，$\left< (δ\mathbf{B}\cdot\mathbf{B}_0)^{2} \right>^{1/2}_{\mathcal{V}}$的磁耦合项的作用。通过考虑能量平衡方程的二阶矩，我们证明了在亚Alfvénic大尺度湍流场中，均方根耦合项与体均湍流动能能量均分。在这些条款之间的准确的能量均分的假设下，我们推导出的磁性和耦合项波动，这提供了良好的，无参数的协议与时间平均的数据从280可压缩MHD湍流的数值模拟的关系。此外，我们还研究了湍流马赫数、平均场马赫数和总Alfvén马赫数之间的关系，并证明了亚Alfvénic湍流只能通过强的大尺度磁场发展，而强磁场支持极端的超Alfvénic湍流磁场.这意味着，磁场波动显着次主导的亚阿尔夫文大尺度场制度的速度波动。在整个研究中，我们广泛讨论了观测磁场和理解磁化ISM中的动态的影响。
2022-07-24 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Turbulent Disks are Never Stable: Fragmentation and Turbulence-Promoted Planet Formation
在我们对盘的理解中，一个基本的假设是，当托姆雷Q>>1时，盘是稳定的，不会分裂成自引力物体（因此不能通过直接坍缩形成行星）。但是如果圆盘是湍流的，这就忽略了随机密度波动的频谱，这种波动可以产生罕见的高密度质量集中。在这里，我们使用最近开发的分析框架来预测这些波动的统计数据，即在湍流开普勒盘中形成的碎片的碎片和质谱的速率。湍流磁盘从来没有完全稳定的：我们计算（总是有限的）概率形成自引力结构通过随机湍流密度波动在这样的磁盘。马赫数~0.1以上的适度亚音速湍流，即使Q>>1且冷却缓慢（t_cool>>t_orbit），也能在~Myr的时间尺度上产生一些随机碎裂或“直接坍缩”事件。在跨音速湍流中，这一数值可扩展到Q~100。我们推导出抑制这种事件所需的真实Q准则，它与马赫数成指数关系。我们指定由MRI，对流，或螺旋波驱动的湍流，并推导出等效标准的Q和冷却时间。可能需要>~50*t_dyn的冷却时间以完全抑制碎裂。这些重力湍流事件产生的质量谱峰值接近~M_disk*（Q*M_disk/M_star）^[2]（岩石到巨行星质量，随着与恒星的距离增加）。我们将其应用于原行星盘模型，并表明，即使是最小质量的太阳星云可以经历随机崩溃事件，提供了一个动荡的来源。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
A General Theory of Turbulent Fragmentation
我们开发了一个分析框架，以了解在动荡的，自引力介质的碎片。在此之前，我们已经证明了湍流的一些性质可以用湍流集形式主义来预测。在这里，我们推广到完全依赖于时间的重力湍流破碎和崩溃。我们表明，湍流系统总是引力不稳定（在概率意义上）。碎裂质谱、尺寸/质量关系、关联函数、碎裂发生的尺度范围和随时间变化的碎裂速率是可预测的。我们展示了这是如何依赖于整体湍流特性（马赫数和功率谱）。我们还概括到包括旋转，复杂的状态方程，坍缩/膨胀背景，磁场，不稳定性，和非正常统计。我们推导出如何抑制碎片与“更硬”的状态方程或不同的驱动机制。抑制出现在马赫数（R，rho）~1的“有效音速尺度”。当多变伽马>4/3时，气体在低于这个尺度时变得稳定，但在更大的尺度上仍然会发生碎裂。湍流和重力的无标度性质一般驱动质谱和关联函数朝向通用形状，对介质的许多性质具有弱依赖性。相关的波动结构，非高斯密度分布，和不稳定性的碎裂过程中的影响令人惊讶的小。这是因为小尺度上的碎片级联被“冻结”时，大尺度模式推动的“父”区域以上的崩溃阈值，虽然他们崩溃，他们的统计数据只有微弱的修改崩溃过程。与热的支持，结构开发“自上而下”的时间通过碎片级联，但强大的旋转支持扭转这一“自下而上”的增长，通过合并和引入一个最大的不稳定规模不同的Toomre规模。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
