Supersonic turbulence in Giant HII Regions: clues from 30 Doradus
巨HII区的湍流和光度之间的紧密相关性还没有得到很好的理解。虽然光度是由于电离星团中大质量恒星的紫外线辐射，但不清楚是什么驱动了湍流。对本宇宙中两个典型的巨HII区（剑鱼座30和NGC 604）的观测表明，星云气体的部分动能来自最大质量恒星的恒星风--星团风，但不是全部。我们提出了一个研究的基础上档案VLT火焰/GIRAFFE数据和新的高分辨率观测HARPS的运动学的30剑鱼。我们发现，星云的结构和运动学是由一个热的星团风，而不是由个别恒星的恒星风。星云气体的大部分湍流都是由星团风提供的，恒星和气体的引力势也有一个很小但很重要的贡献。我们估计了剑鱼座30的总质量，我们认为该区域不包含大量的中性（HI）气体，并且在投影中靠近星云中心的巨大分子云30 Dor-10实际上是距离电离星团核心R136数十秒差距的膨胀云。我们排除了Kolmogorov型湍流动能叶栅作为大HII区超音速湍流源的可能性。
2021-02-17 astro-ph.GA
A pan-galaxy study of synthetic giant molecular filaments: a turbulence-dominated life cycle
本研究通过高分辨率模拟分析了合成巨分子丝的形成机制，发现湍流主导其生命周期，揭示了湍流驱动的碎裂过程及云-云碰撞对丝状体形态的影响。
2025-12-06 astro-ph.GA
Galaxy to cloud scales
本文综述了从星系到云尺度的数值模拟，揭示引力、旋臂、反馈和磁场如何共同调控分子云形成、寿命与恒星形成，并指出不同尺度上主导物理过程存在差异。
2023-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Examining Turbulence in Galactic Molecular Clouds. II. Turbulence Cascade Beyond the Scale of Giant Molecular Clouds
Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台和射电天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
利用MWISP巡天数据，通过结构函数和功率谱分析，证明分子云嵌入在从约200秒差距到秒差距尺度的统一湍流级联中，连接星系动力学与恒星形成。
2026-09-10 astro-ph.GA
Turbulence in compact to giant H II regions
本研究通过分析9个跨光度与尺度的H II区Hα速度场，提取湍流关键参数，发现速度弥散更优诊断湍流、湍流小尺度驱动等结论，为发射线区湍流动力学研究提供了观测约束。
2023-06-02 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds -- III. The connection between star formation and turbulence in the ISM
超音速气体湍流是星际介质普遍存在的一种性质。湍流的水平，量化的气体速度色散（$σ_{\rm g}$），被观察到增加与恒星形成率（SFR）的星系，但它还没有确定这种趋势是由恒星反馈或引力不稳定性。在这项工作中，我们进行流体动力学模拟的整个盘星系，不同的气体分数，了解的起源SFR- $σ_{\rm g}$关系。我们表明，盘星系达到相同的湍流水平，无论恒星反馈过程的存在，并认为这是一个结果的盘星系调节其引力稳定性的方式。模拟结果表明，在中性氢和分子气体中，SFR- $σ_{\rm g}$关系可达到几十M $_\odot$ yr $^{-1}$和$σ_{\rm g}\sim 50$ km s $^{-1}$的SFR量级，但未能达到文献中报道的快速恒星形成星系的非常大的值（$>100$ km s $^{-1}$）。我们证明，这样高的值$σ_{\rm g}$可以解释为1）不足的光束拖尾修正的意见，和2）恒星反馈耦合到电离的气相跟踪复合线。鉴于所观察到的SFR- $σ_{\rm g}$关系是由高度异质性的数据，与$σ_{\rm g}$在高SFR几乎完全来自H $α$观测高红移星系的复杂形态，我们警告分析模型，试图解释的SFR- $σ_{\rm g}$关系，而不考虑这些影响。
2022-05-18 astro-ph.GA
Improved measurements of turbulence in the hot gaseous atmospheres of nearby giant elliptical galaxies
我们提出了显着改进的测量湍流速度在附近的巨型椭圆星系的热气晕。利用深XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）的观测和共振散射和直接线加宽相结合的方法，我们得到了良好的有界约束的13个星系。假设湍流是各向同性的，我们得到的最佳拟合平均一维湍流速度约为110 km/s。这意味着典型的三维马赫数约为0.45，附近大质量星系核心的典型非热压力贡献约为6%。这些值周围的内在散射是适度的-与零一致，尽管具有很大的统计不确定性-暗示了这些物体中速度结构的共同和准连续机制。使用与观测到的湍流运动相关的空间尺度的保守估计，我们发现湍流加热足以抵消这些星系内部区域的辐射冷却（<10 kpc，通常为2-3 kpc）。我们的分析方法的全部潜力将通过未来的X射线微量热仪观测来实现。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Momentum-Regulated Model For Star Formation Efficiency in Giant Molecular Clouds
Hochschule Fresenius Heidelberg（海德堡弗莱森纽斯应用科技大学）
研究巨分子云中恒星形成效率$\epsilon_{\rm ff}$，通过动量平衡建模其时间演化，纳入重力驱动湍流扩展框架。该模型为观测标度关系提供解释，与观测属性相符，突出$\epsilon_{\rm ff}$对云参数弱敏感，简单却捕捉关键相互作用，解释低效率起源与稳健性。
2026-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Giant Clumps in High-$z$ Disc Galaxies by Compressive Turbulence
本研究通过宇宙学模拟发现高红移富气盘中的巨团块可由外部诱发的压缩湍流汇聚运动形成，该机制补充并可能先于 Toomre 引力不稳定性。
2024-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the relative importance of magnetic field, gravity, and turbulence in star formation at the hub of the giant molecular cloud G148.24+00.41
本研究利用高分辨率尘埃偏振观测分析了巨型分子云G148.24+00.41中心枢纽的磁场特性，发现局部重力在驱动气体坍缩中起主导作用，且重力能优于磁能和动能。
2024-01-10 astro-ph.GA
Giants eating giants: Mass loss and giant planets modifying the luminosity of the Tip of the Giant Branch
在红巨星阶段，恒星以自诞生以来最高的速度释放质量。质量损失率并不是固定的，而是在不同的恒星之间变化高达5%，这导致了红巨星分支（TRGB）顶端恒星光度的变化。此外，大多数恒星，在这个阶段，吞没了他们的行星系统的一部分，包括他们的气体巨行星和可能的褐矮星。气体巨行星的质量范围在宿主恒星质量的0.1%到2%之间。它们的气体巨星行星的吞噬可以改变它们在TRGB的光度，即He核简并被去除的点。结果表明，由于气体巨行星的吞噬而导致的恒星质量的增加只会使TRGB处恒星的光度变化小于0.1%，而金属丰度可以使TRGB处恒星的光度变化高达0.5%.然而，恒星对流包络的湍流增加，对恒星的光度有更显着的影响，我们估计可能高达5%。这种效应总是在增加湍流的方向上，从而增加了混合长度，从而使TRGB处恒星的光度系统地降低。我们发现质量损失率的星间变化将主导TRGB的光度变化，其贡献在5%水平。如果恒星间的变化是由环境效应驱动的，那么同样的效应可能会对星系红巨星分支尖端的光度产生环境驱动的平均效应。吞噬褐矮星将产生更戏剧性的效果。最后，我们触及如何推断的频率，并确定吞没，系外行星在低金属量的RGB恒星通过高分辨率光谱，以及如何量化质量损失率分布的形态的水平分支。
2020-09-07 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. VI. Collision-Induced Turbulence
我们研究了巨分子云（GMC）之间的碰撞作为其内部湍流的潜在发电机。使用磁流体动力学（MHD）模拟的自引力，磁化，湍流，GMCs，我们比较运动学和动力学特性的致密气体结构时，这种云碰撞相比，形成在非碰撞云的自引力衰减湍流。我们通过密度分布函数、速度色散、维里参数和动量注入来探索这些结构中湍流的性质。我们发现，GMC碰撞形成的致密团簇具有较高的有效马赫数、较大的总速度弥散、较长时间的近维里平衡态，是湍流动量以高速率注入高密度气体的通道.
2017-11-03 astro-ph.GA
AGN feedback can produce metal enrichment on galaxy scales
本研究通过VLT MUSE光谱观测Teacup类星体的巨型星云，证实AGN驱动的外流能在星系尺度（最远10 kpc）提升气体金属丰度，揭示了AGN反馈在星系金属增丰中的作用。
2024-09-16 astro-ph.GA
Molecular Tracers of Turbulent Shocks in Giant Molecular Clouds
巨大的分子云包含超音速湍流和磁流体动力学湍流的模拟表明，这些超音速运动衰减在大致的交叉时间，这是小于分子云的估计寿命。这种情况需要大量的能量释放。我们运行了C型激波以几km / s的速度传播到密度约为10^3 cm^（-3）的气体中的模型，该模型适合于分子云内部的环境条件，以确定哪些种类和跃迁主导了与湍流分子云的激波冷却相关的冷却和辐射能量释放。我们发现，这些冲击耗散其能量主要是通过CO旋转过渡和压缩预先存在的磁场。我们提出了这些激波的模型谱，并将这些模型与湍流能量耗散率的估计相结合，我们表明，对于CO的中高旋转跃迁（J >5），激波辐射应占主导地位。我们还发现，湍流能量耗散率大致相当于宇宙线加热率，双极扩散加热率可能是显着的。特别是在冲击气体中。
2012-01-25 astro-ph.GA
Star Formation Efficiency and Dispersal of Giant Molecular Clouds with UV Radiation Feedback: Dependence on Gravitational Boundedness and Magnetic Fields
分子云由湍流和磁场支撑，但量化它们对云生命周期和恒星形成效率（SFE）的影响仍然是一个悬而未决的问题。我们进行辐射MHD模拟恒星形成的巨分子云（GMC）与紫外辐射反馈，其中通过射线追踪的紫外辐射的传播耦合到氢的光化学。我们考虑了10个GMC模型，这些模型的初始维里参数（$1\leα_{v,0}\le 5$）或无量纲质磁比（0.5-8和$\infty$）不同;初始质量$10^5M_{\odot}$和半径20 pc是固定的。每个模型运行五个不同的初始湍流实现。在大多数模型中，恒星形成的持续时间和分子气体移除的时间尺度（主要是通过光蒸发）是400 - 800万年。强湍流和磁场均降低了最终SFE（$ε_*$）和每自由落体时间的时间平均SFE（$ε_{ff}$）。中位$ε_*$范围为2.1%至9.5%。$ε_{ff}$的中位数范围在1.0%和8.0%之间，并且与$α_{v,0}$相关，与先前的分析理论和模拟定性一致。然而，时间依赖的$α_{v}(t)$和$ε_{ff,obs}(t)$的基础上的瞬时气体性质和集群光度的正相关，由于快速的演变，使恒星形成理论的观测验证困难。我们的中位$ε_{ff,obs}(t)\approx$ 2%与观察值相似。我们发现，传统的维里参数估计的真正的引力有界性平均在2倍之内，但忽略磁支持和速度各向异性有时会产生很大的偏差。磁次临界GMC不太可能代表大质量恒星形成的…
2021-02-22 astro-ph.GA
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 astro-ph.GA
The Dense Filamentary Giant Molecular Cloud G23.0-0.4: Birthplace of Ongoing Massive Star Formation
我们目前的观测1.5平方度的12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）的排放对超新星遗迹（SNR）W 41和SNR G22.7-0.2的复杂区域的地图。在这两个SNR附近发现了一个质量巨大（约5E 5 Msun）、体积庞大（约84 x15 pc）、密度高（约10 E3 cm^-3）的巨型分子云（GMC），G23.0-0.4，VLSR约为77 km/s。GMC显示出一个近似沿着银河平面的行星结构。用C_（18）O（J=1-0）辐射示踪的致密分子气体的连续谱结构也与尘埃连续谱辐射在该方向上的分布很好地吻合。与77 km/s的GMC G23.0-0.4有关的两个致密的大质量MC团块、两个6.7GHz的甲醇脉泽和一个HII/SNR复合体沿巨暗条排列，表明GMC内有恒星形成活动。这些源沿巨暗条的周期投影间距为0.18- 0.26 °，与理论预测的0.22 °一致。这表明湍流在大尺度上似乎主导了稠密气丝的碎裂过程。GMC的4.4kpc距离和C18 O辐射追踪到的长而致密的暗条，以及附近区域丰富的大质量恒星形成群，表明G23.0-0.4可能位于盾牌座-半人马座臂的近侧第一象限。考虑到银河系的大尺度和沿银道面的伸长结构，我们推测致密的银河系巨磁物质与银河系的螺旋密度波有关。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compression of turbulent magnetized gas in Giant Molecular Clouds
星际气体云通常是高度磁化和超音速湍流，速度分散由驱动和耗散之间的竞争决定。这种平衡已经在具有恒定平均密度的气体的背景下被广泛研究。然而，许多天体物理系统在外部压力或重力的影响下正在收缩，而在收缩的磁化介质中驱动和耗散之间的平衡还有待研究。在本文中，我们提出了三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟压缩在一个湍流，磁化介质，类似的物理条件内的分子云。我们发现，在某些情况下，压缩和磁场的组合导致的湍流耗散率远远低于在非磁化气体中观察到的，或在非压缩磁化气体。结果，压缩的磁化气体达到的平衡速度色散比流体动力学或非压缩情况下预期的要大得多。我们使用模拟结果来构建一个分析模型，给出了一个有效的状态方程的粗颗粒包裹的气体，在一个理想的状态方程的形式与多变的指数，取决于耗散和能量之间的磁性和湍流组件的传输速率。我们认为，减少耗散率和较大的平衡速度色散产生的压缩，磁化湍流的驱动和维持分子云中的湍流，并为敏感的冲击和耗散的化学和辐射过程的速率具有重要意义。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 astro-ph.GA
Pre-supernova feedback mechanisms drive the destruction of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
这是一个主要的悬而未决的问题，物理过程停止气体吸积到巨分子云（GMC），并限制气体转化为恒星的效率在这些GMC。虽然超新星爆炸的反馈一直是星系形成和演化模拟中常用的反馈机制，但恒星风、光电离和辐射压力等“早期”反馈机制预计将在恒星形成开始后的气体扩散中发挥重要作用。这些反馈过程通常发生在小尺度上（$\sim 10-100$ pc），因此它们的影响很难在银河系以外的环境中受到限制。我们应用一种新的统计方法，以$\sim 1$的分辨率地图的CO和Ha的排放在9个附近的盘星系的样本，以测量的时间超过GMC被分散的反馈，从年轻的，高质量的恒星，作为一个函数的星系环境。我们发现，GMCs通常分散在$\sim$ 3百万年后出现的未嵌入的高质量的恒星，与银河系中心半径没有显着的趋势。与分析预测的比较表明，独立的环境，早期的反馈机制（特别是光电离和恒星风）在分散GMC和限制其在附近星系的恒星形成效率发挥了至关重要的作用。最后，我们表明，这些早期反馈机制注入的能量与母GMC耦合的效率是相对较低的（百分之几十），这样的年轻恒星星族发出的绝大多数动量和能量逃脱母GMC。
2020-10-26 astro-ph.GA
Molecular Clouds: Internal Properties, Turbulence, Star Formation and Feedback
所有的恒星都诞生于分子云中，并且大多数诞生于巨分子云中，这决定了星系的恒星形成活动。我们首先回顾了它们的观测性质，包括质量表面密度σ和质量M的测量。我们讨论了云动力学，结论大多数GMC引力约束。恒星形成在GMC中高度聚集，但总体上非常低效。我们比较了恒星形成团与年轻星团（YSC）的性质。YSC的高中心密度可能是由于已经形成的恒星在团簇形成期间和之后的动力学演化。我们讨论了GMC演化的理论模型，特别是解决如何保持湍流，并强调GMC碰撞的重要性。我们描述了如何反馈限制总恒星形成效率，α，在团块。湍流和团簇介质允许更高的湍流度，即使逃逸速度小于电离气体的声速，也允许形成束缚的团簇。
2012-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the role of gravity, turbulence, and the magnetic field in angular momentum transfer within molecular clouds
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（无线电天文学与天体物理研究所）；Scottish Universities Physics Alliance (SUPA), School of Physics and Astronomy, University of St. Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学院）
研究通过SPH模拟探讨重力、湍流和磁场如何影响分子云中角动量转移的尺度关系，发现磁场抑制湍流从而改变角动量分布。
2026-04-20 astro-ph.GA
The evolution of molecular clouds: turbulence-regulated global radial collapse
本研究提出湍流调控的分子云整体径向坍缩模型，明确坍缩速度与密度分布、初始质径比的关系，据此估算巨分子云寿命等参数，预测的银河系恒星形成效率和速率与观测一致。
2025-02-22 astro-ph.GA
The ALMA carbon monoxide supernova (ACOS) survey II. Turbulent giant molecular clouds at the positions of core-collapse supernovae
Adam Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕卢纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）；University of Costa Rica（哥斯达黎加大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
该研究通过ALMA观测33个邻近核心坍缩超新星位置的一氧化碳谱线，发现这类超新星偏好高速度弥散的分子气体区域，为其前身星的性质提供了观测约束。
2026-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The link between molecular cloud structure and turbulence
我们的目标是更好地了解分子云的空间结构是如何由湍流控制的。为此，我们研究了低密度分子气体的大尺度空间分布，寻找特征尺度。我们利用天鹅座X的35平方度~（13）CO 1-0分子谱线巡天和17个银河系云系的视消光图，用Δ方差法分析了空间结构。这个样本包含大量不同的分子云类型，具有不同的恒星形成活动。由A_V图得到的δ方差谱显示了低质量恒星形成云（SF）和大质量巨分子云（GMC）在谱的形状和幂律指数β方面的差异。低质量SF云具有双峰结构，其特征尺寸尺度约为1 pc（尽管在此值附近有很大的分散）和4 pc。GMC在A_V图中没有显示出特征尺度，这可以部分归因于由于较大的视线（LOS）混淆而导致的距离效应。天鹅座的δ方差，从13 CO调查确定，显示在4 pc和40 pc的特征尺度，要么反映灯丝结构和大尺度湍流强迫或-为4 pc尺度-的规模低于13 CO 1-0线变得光学厚。虽然有不同的过程可以引入特征尺度，即几何、衰减湍流、从超音速到亚音速湍流的过渡尺度（声波尺度），视线效应和能量注入，由于膨胀的超新星壳，外流，HII区，以及这些效应的相对贡献强烈变化，从云到云，值得注意的是，由此产生的分子云湍流结构显示出类似的特征。
2010-12-23 astro-ph.GA
ML in Astrophysical Turbulence I: Predicting Prestellar Cores in Magnetized Molecular Clouds using eXtreme Gradient Boosting
Florida State University（佛罗里达州立大学）
利用极端梯度提升预测磁化分子云中原恒星核心的演化，通过数据驱动方法提高恒星形成模拟的效率和精度。
2026-10-22 astro-ph.GA
The molecular cloud lifecycle
巨分子云（GMC）和它们的恒星后代是星系的基石。GMC的物理特性及其演化与星系演化密切相关。星际介质的宏观性质传播到GMC的性质中，例如银河系和GMC尺度气体压力，表面密度和体积密度之间的相关性。这样，银河系环境就为GMC内的恒星形成设定了初始条件。在大质量恒星形成开始后，来自例如光电离、恒星风和超新星的恒星反馈最终有助于分散母云，将能量、动量和金属沉积到周围介质中，从而改变星系的性质。因此，这种由恒星形成和反馈控制的气体和恒星之间的物质循环是星系演化的主要驱动力。最近的大部分争论都集中在构成星系周期的各个演化阶段的持续时间上，以及这些阶段可以告诉我们驱动周期的物理机制。我们回顾了观测，理论和数值计算工作的结果，以建立一个动态的图片GMC演化，恒星形成和星系中的反馈的演化生命周期。
2020-04-13 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way
我们使用的13个最明亮的WMAP银河系自由-自由源，负责33%的银河系的自由-自由发射的样本，调查恒星的形成。该样本包含40个恒星形成复合物，我们结合这个样本与巨分子云（GMC）目录在文献中，以确定主机GMC的32个复合物。我们估计了恒星形成效率和每自由落体时间的恒星形成率。我们发现，GMC的范围从0.002到0.2，电离光度加权平均GMC = 0.08，相比之下，银河系的平均值= 0.005。转到每自由落体时间的恒星形成率，我们发现值的范围高达1。通过电离光度加权，我们发现，平均值为0.16 - 0.24取决于系统的年龄估计。这又一次比银河系范围内的平均值0.008大得多。我们表明，在我们的样本中发现的平均质量的巨大分子云的寿命是17 ± 4百万年，大约两个自由落体的时间。拥有最明亮的星团的GMC正在被这些星团破坏。因此，我们解释的范围内的时间变化的变星形成率的结果，恒星形成率的主机分子云的年龄增加，直到恒星破坏云。这些结果与银河系GMC中恒星形成率由超音速湍流性质决定的观点不一致
2010-07-19 astro-ph.GA
The Structure of Molecular Clouds: III - A link between cloud structure and star formation mode
我们分析了附近的巨型分子云的消光图，以建立湍流驱动过程和恒星形成模式之间的联系。我们的研究重点是柱密度范围内的云结构，该范围高于1 mag Av的自屏蔽阈值，低于恒星形成阈值--预计湍流将占主导地位的区域。我们确定云与浅质量分布的集群形成。以不太密集或孤立的方式形成恒星的云显示出更陡峭的质量分布。结构函数被证明不足以区分不同恒星形成模式的云。然而，它们可能表明，平均云中的湍流是由螺线管强迫控制的。使用Delta方差分析也发现了同样的结果，这也表明具有恒星形成的集群模式的云在湍流场中显示出增强的压缩驱动分量。因此，虽然恒星的形成发生在每个云，独立的湍流驱动机制，压缩力似乎与星团的形成。
2011-05-10 astro-ph.GA
Tidal stability of giant molecular clouds in the Large Magellanic Cloud
直到巨大分子云内部发生引力坍缩，恒星才会形成。然而，引发云坍缩和调节恒星形成过程的条件仍然知之甚少。诸如湍流和磁场之类的局部过程可以起到促进或防止塌缩的作用。在更大的尺度上，银河势也可以影响云的稳定性，传统上是通过潮汐和切变效应来评估的。本文利用Magellanic Mopra Assessment（MAGMA）的CO资料和文献中的自转曲线资料，研究了大麦云（LMC）中巨分子云（GMCs）在切变和银河潮汐作用下的稳定性。我们计算的潮汐加速度所经历的个别GMC和确定所需的潮汐稳定性的最小云量。我们还计算了剪切参数，这是一个云的敏感性，通过在银盘剪切力中断的措施。我们研究是否有相关性的性质和恒星形成活动的GMCs和他们的稳定性对剪切和潮汐破坏。我们发现，在LMC的GMC近似潮汐平衡，剪切是不太可能影响他们的进一步发展。GMCs的质量接近最小稳定质量对潮汐中断是不寻常的，在他们的质量，位置，或CO亮度，但我们注意到，GMCs与大的速度色散往往是更敏感的潮汐不稳定。我们还注意到，具有较小半径的GMCs（代表我们样本的大部分）往往更强烈地抵抗潮汐和剪切破坏。我们的研究结果表明，在大麦哲伦星系的恒星形成是不抑制潮汐或剪切不稳定性。
2013-10-24 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Giant Filaments Probed by the Velocity Gradient Technique: Regular Magnetic Field interrupted by Magnetization Gaps
本研究利用速度梯度技术分析13CO光谱数据，探测银河系6个巨型纤维的磁场结构，发现多数纤维磁场与星系盘中平面对齐，湍流难以破坏规则磁场，部分纤维的磁场不连续性或由纤维重组等过程导致。
2023-11-06 astro-ph.GA
Lyman Radiation Hydrodynamics of Turbulent H II Regions in Molecular Clouds: A Physical Origin of LyC Leakage and the Associated Ly$α$ Spectra
我们研究莱曼连续体（LyC）泄漏通过H II区域调节的湍流和辐射反馈在一个巨大的分子云的背景下，完全耦合的辐射流体力学（RHD）。用RAMSES-RT进行的一系列RHD湍流模拟研究了LyC逃逸与H I覆盖分数、运动学、光谱硬度和出现的Lyman- $α$（Ly $α$）线轮廓的物理关系。的LyC光子逃逸，通过双折射产生的低柱密度通道，这是有效地疏散辐射反馈通过光热诱导的冲击横跨D型电离前沿。Ly $α$光子沿着LyC逃逸的路径通过光电离通道漏斗，导致不同的Ly $α$光谱形态，包括窄的双峰轮廓。Ly $α$峰分离由通道的残余H I柱密度控制，并且线不对称性与H II区域的孔隙度和多相结构相关。这种机制通过湍流H Ⅱ区可以自然地再现某些LyC泄漏星系的观测到的Ly $α$光谱特征。这个RHD的双折射起源提供了一个有吸引力的假设，可以解释在本地宇宙中发现的非常年轻的（$\sim3$ Myr）恒星形成星系的高LyC泄漏，而不需要极端的星系流出或超新星反馈。我们讨论了其他星云的发射线和可能的观测测试与麦哲伦星系和本地蓝色紧凑矮星系的再电离时代系统的类似物的湍流H II区域的影响。
2019-05-07 astro-ph.GA
Mid-J CO observations of Perseus B1-East 5: evidence for turbulent dissipation via low-velocity shocks
巨大的分子云包含超音速湍流，磁流体动力学模拟预测这种湍流会迅速衰减。这种湍流耗散有可能在分子云内产生温暖的（T ~100 K）气体成分。我们目前的观测CO J = 5-4和6-5过渡，采取与赫歇尔空间天文台，对英仙座B1-东5区。我们结合这些新的观察与档案测量较低的旋转转换和拟合光解区域模型的数据。我们发现英仙座B1-E5有一个巨大的CO J = 6-5的综合强度，与该地区存在的温暖的气体成分一致。这种过量的排放是一致的，由于在低速冲击与冲击的体积填充因子为0.15%.We发现，B1-E的湍流能量耗散率为3.5 × 10 $^{32}$ erg / s和耗散时间尺度，这是只有一个因素的3大于流交叉时间尺度的耗散激波加热的预测。
2015-03-06 astro-ph.GA
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
The size-velocity dispersion relationship of Galactic HII regions
The Key Laboratory of Cosmic Rays (Xizang University), Ministry of Education（西藏大学宇宙射线教育部重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究发现小尺寸HII区域遵循与巨型HII区域相同的大小-速度分散关系，并揭示年轻与年长HII区域在湍流机制上的演化转变。
2026-02-25 astro-ph.GA
The Giant Molecular Cloud Environments of Infrared Dark Clouds
利用银河系环巡天的$^{13}$ CO（1-0）辐射，研究了1 - 0个红外暗云（IRDC）周围的巨分子云（GMC）环境。我们测量这些IRDC/GMCs的物理特性的范围内的尺度延伸到半径，R，30 pc。通过比较不同的方法来定义云的边界和推导质量的表面密度和速度分散，我们解决了一个首选的“CE，$τ$，G”的方法“连接提取”在位置-速度空间加高斯拟合不透明度校正线轮廓的速度分散和质量估计。我们研究云的定义如何影响测量的幅度和方向的视线速度梯度和速度分散，包括相关的依赖关系的大小规模。CE、$τ$、G定义的GMC显示速度弥散与尺寸关系$σ\propto{s}^{1/2}$，这与湍流引起的大尺度梯度一致。然而，IRDC的速度分散度比这个比例关系预测的要高。我们研究的动力学状态的云发现平均维里参数$\barα_{\rm{vir}}\simeq 1.0$的GMCs和1.6的IRDC，大致符合磁化维里化的压力限制多变云的模型，但可能表明，IRDC有更多的扰动运动学。CE、$τ$、G定义的云表现出$σ/R^{1/2}\proptoΣ^n$的紧密相关性，其中GMC的$n\simeq0.7$为$n\simeq0.7$，IRDC的$n\simeq0.7$为1.3（参见，对于维里化云的群体预期值为0.5）。我们的结论是，虽然GMCs在一系列尺度上显示出男性化的证据，IRDC可能是适度的超级男性化。或者…
2015-06-18 astro-ph.GA
Can magnetized turbulence set the mass scale of stars?
理解自引力、等温、磁化气体的演化对于恒星形成至关重要，因为这些物理过程已经被假设为设定初始质量函数（IMF）。我们提出了一套等温磁流体动力学（MHD）模拟使用GIZMO代码，解决了巨大的分子云（GMCs）中的单个恒星的形成，跨越在观察到的GMCs马赫数的范围。在过去的工作中，平均和中值恒星质量是敏感的数值分辨率，因为它们是敏感的低质量的恒星，贡献了一个消失的分数的整体恒星质量。一旦湍流碎裂得到很好的分辨，{ \em质量加权}中值恒星质量$M_\mathrm{50}$就变得对分辨率不敏感。在没有施加Larson标度律的情况下，我们的模拟发现了GMC质量$M_\mathrm{0}$、音速马赫数$\mathcal{M}$、维里参数$α_\mathrm{turb}$和恒星形成效率$\mathrm{SFE}=M_\mathrm{\star}/M_\mathrm{0}$的$M_\mathrm{50} \propto M_\mathrm{0} \mathcal{M}^{-3} α_\mathrm{turb} \mathrm{SFE}^{1/3}$。这一拟合与RAMSES、ORION 2和SphNG码的IMF结果吻合得很好。虽然$M_\mathrm{50}$在云尺度上对磁场强度没有显著的依赖性，但MHD对于防止导致非会聚恒星质量的碎片级联是必要的。对于初始条件和SFE类似于我们银河系中的恒星形成G…
2020-10-26 astro-ph.GA
