Numerical and semi-analytic core mass distributions in supersonic isothermal turbulence
我们调查的湍流强迫的质量分布的重力不稳定的核心后处理数据的非自引力等温超音速湍流模拟不同分辨率的影响。在一组模拟螺线管强迫应用，而第二组使用纯粹的压缩强迫激发湍流运动。从由此产生的密度场，我们计算的质量分布的重力不稳定的核心，通过一个集群发现算法。利用质量密度的时间平均概率密度函数，从解析理论计算半解析质量分布。我们应用的稳定性标准是基于Bonnor-Ebert质量产生的热压力和从热和湍流压力的总和。虽然有不确定性的应用程序中的集群发现算法，我们发现系统的差异，从螺线管和压缩强迫获得的质量分布。在高质量的幂律制度相比，螺线管强迫压缩迫使产生一个较浅的斜率。质量分布还取决于计算箱中质量的选择所产生的Jeans长度，这对于非自引力等温湍流是可自由缩放的。提供的所有核心的数值解决，大多数核心是小的强迫的长度尺度相比，归一化的核心质量分布被发现是接近半解析模型。特别是对于高质量的尾翼，Hennebelle-Chabrier理论意味着由于湍流压力的附加支持是重要的。
2010-02-12 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
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
2016-05-18 astro-ph.SR
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
Investigations of Protostellar Outflow Launching and Gas Entrainment: Hydrodynamic Simulations and Molecular Emission
我们调查原恒星外流演化，气体夹带，恒星形成效率使用辐射流体动力学模拟孤立，湍流低质量的核心。我们采用X风发射模型，其中的流出速率耦合到瞬时的原恒星吸积速率和演化。我们改变流出准直角从$θ$ =0.01-0.1，并发现，即使是很好的准直流出有效地扫过和夹带显着的核心质量。第0阶段的寿命范围为0.14-0.19百万年，这与观察到的0级寿命相似。核心的恒星形成效率介于0.41-0.51之间。在所有情况下，流出物在周围材料中驱动强烈的湍流。虽然最初的核心湍流是纯粹的螺线管的建设，模拟收敛到螺线管和压缩运动之间的近似均分，由于外流驱动和崩溃的组合。当一个集群的原恒星，这不是引力集中凝聚的模拟相比，我们发现，外流驱动器的运动，主要是螺线管。最后的湍流速度分散的核心的初始值的两倍左右，表明一个单独的外流是很容易能够补充湍流运动的次秒差距尺度。我们后处理的模拟，以产生合成的分子线发射图的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O和评估如何以及这些示踪剂重现的基础质量和速度结构。
2014-01-16 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
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
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
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
Mach number study of supersonic turbulence: The properties of the density field
我们的模型驱动，可压缩，等温，湍流的马赫数范围从亚音速（$\mathcal{M} \approx 0.65$）的高度超音速制度（$\mathcal{M}\approx 16 $）。强迫方案包括螺线管（横向）和压缩（纵向）模式在相等的部分。用$\mathrm{b} = 0.457 \pm 0.007$得到了马赫数与对数密度标准差之间的关系式$σ_{s}^2 = \mathrm{b}\log{(1+\mathrm{b}^2\mathcal{M}^2)}$。密度谱遵循$\mathcal{D}(k,\,\mathcal{M}) \propto k^{ζ(\mathcal{M})}$，标度指数取决于马赫数。我们发现$ζ(\mathcal{M}) = α\mathcal{M}^β$的系数$α$略有不同的分辨率，而$β$的变化系统。我们外推到无限分辨率的极限，找到了$α= -1.91 \pm 0.01,\, β=-0.30\pm 0.03$。标度指数对马赫数的依赖性意味着分形维数$D=2+0.96 \mathcal{M}^{-0.30}$。我们确定如何标度参数依赖于波数，并发现密度谱略有弯曲。随着马赫数的增加，这种曲率变得更加明显。我们提出了一个物理驱动的拟合公式$\mathcal{D}(k) = \mathcal{D}_0 k^{ζk^η}$通过使用简单的缩放参数。拟合将光谱行为再现到尺度$k…
2015-06-11 astro-ph.SR
