Cloud-to-cloud velocity dispersions across a Local arm segment
基于MWISP巡天9617个分子云，测量局部臂段云际速度弥散，发现小云弥散更大，并据此推断分子云为频繁相互作用的瞬变动力学结构。
2025-06-16 astro-ph.GA
Shear-gravity transition determines the steep velocity dispersion-size relation in molecular clouds: confronting analytical formula with observations
该研究提出结合自引力与银河剪切的双组分模型，解释数秒差距以上分子云中观测到的陡峭速度弥散—尺度关系及其约100 pc转变尺度。
2025-05-13 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
Hydrodynamics of Clustered Clouds: Drafting, Survival, Condensation, and Ablation
对于等人，谁编目麦哲伦流（MS）云，建议有大量的大规模湍流在MS。在这里，我们跟进了一系列的FLASH模拟，模拟云对彼此的流体动力学效应。这套模拟包括一系列的云分离距离和密度。环境条件类似于MS周围的环境条件，但也与环星系介质和星系际介质有关。十个模拟，其中八个模型集群云和两个模型孤立的云。孤立的云被用作与多云模拟进行比较的对照。我们发现，如果云最初是彼此接近，然后流体动力学起草帮助尾随云赶上领先的云和混合在一起。我们提出了测量的加速度，由于起草和发现，低密度的云在低密度的环境中经历更多的加速度，由于起草比他们更密集的同伙。我们发现云的聚集也增加了周围物质的凝结，影响寿命。我们用单分量法和多分量分解法分析了云的速度频散。我们发现，第二个云的存在下，在某些时候增加了后面的拖尾云的速度色散。我们发现，在我们的模拟中，由于气体运动引起的速度色散明显小于For等人观察到的实际色散，表明热分量在MS中必须占主导地位。
2022-02-10 astro-ph.GA
Internal dynamics of the Large Magellanic Cloud from Gaia DR2
我们使用自行（PM）的50万颗红巨星在大麦云测量盖亚构建一个二维运动学地图的平均PM和它的分散在整个星系，从它的中心到7千秒差距。然后，我们探索了一系列的动力学模型和测量的旋转曲线，平均方位角速度，速度色散曲线，和星系的方向。我们发现，在5千秒差距的圆速度达到90公里/秒，速度色散范围从30-40公里/秒的星系中心，15-20公里/秒的7千秒差距。
2018-09-20 astro-ph.GA
An ATCA Survey of Sagittarius~B2 at 7~mm: Chemical Complexity Meets Broadband Interferometry
我们提出了一个30 - 50 GHz的调查人马座B2（N）进行的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）与5 - 10角秒的分辨率。这项工作发布的调查数据，并演示了脚本的实用程序，执行自动谱线拟合的宽带线数据。我们描述了线拟合过程，评估该方法的性能，并提供访问所有数据和脚本。脚本被用来表征的光谱在三个HII区域的位置，每个与复合线发射和分子线吸收。对最线密集的三个地区的特点，在这项工作中，我们检测到~500谱线组件，其中~ 90%是自信地分配给H和他的重组线和53种分子及其同位素。数据显示，极端亚热激发的分子气体吸收对连续背景下的两个主要的速度分量。基于全光谱的线辐射，吸收成分中的分子丰度和线激发似乎朝着不同的位置发生了很大的变化，这可能表明这两个气体云位于恒星形成核心附近，而不是在Sgr B2的包络内。此外，包括CS、OCS、SiO和HNCO的物种的空间分布表明吸收气体组分可能具有高UV通量。最后，这些数据包含了在银河系中心、酒吧和居间旋臂云的半透明气体中观察到的$\sim$ 15分子的视线吸收，揭示了这种气体的复杂化学和cluberous结构。甲酰胺（NH $_2$ CHO）首次在半透明云中被检测到。
2015-08-10 astro-ph.GA
Clumpy shocks as the driver of velocity dispersion in molecular clouds: the effects of self-gravity and magnetic fields
我们重新审视了另一种解释的湍流性质的分子云-即，速度分散相匹配的驱动湍流的经典预测，可以产生的clusterian材料通过冲击。虽然以前的工作表明，这种机制可以重现观察到的速度色散和尺寸尺度之间的拉森关系（$σ\propto L^Γ$与$Γ\approx 0.5$），自重力和磁场的影响没有考虑。我们进行了一系列的平滑粒子磁流体力学实验，在自引力和磁场的组合存在下，使凝块气体通过激波。我们发现整个$σ$和$L$之间的幂律关系，指数范围从$Γ=0.3-1.2$。这些结果对磁场的强度和几何形状相对不敏感，只要冲击相对较强。$Γ$对气体的整体速度和冲击波阵面之间的角度以及冲击波强度（与冲击波前气体的引力束缚相比）非常敏感。如果$σ-L$关系的起源是在星系激波中，偏离标准Larson关系约束旋涡星系激波的强度和行为。
2018-09-18 astro-ph.GA
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
Dispersion of Magnetic Fields in Molecular Clouds. III
我们应用我们的技术在分子云中的磁场的分散高空间分辨率的亚毫米阵列偏振数据猎户座KL在OMC-1，IRAS 16293，和NGC 1333 IRAS 4A。我们展示了如何可以利用这样的高分辨率数据来表征磁化湍流功率谱的惯性和耗散范围。对于猎户座KL，我们确定在惯性范围内，光谱可以近似地符合幂律k^-（2.9 \pm 0.9），我们报告λ_AD的值为9.9 mpc，这可能是由于湍流双极扩散造成的高空间频率截止。对于相同的参数，我们得到NGC 1333 IRAS 4A的\sim k^-（1.4 \pm 0.4）和λ_AD \simeq 2.2 mpc的暂定值，以及IRAS 16293的\sim k^-（1.8 \pm 0.3）和λ_AD < 1.8 mpc的上限。我们还讨论了应用该技术的干涉测量和固有的空间滤波过程的结果的解释的影响。
2011-03-24 astro-ph.GA
Transition from Coherent Cores to Surrounding Cloud in L1688
恒星形成于冷而致密的核心，表现出亚音速的速度分散。母体分子云显示出较高的温度和超音速弥散。从核心到云的转变已经在速度分散中观察到，但温度和丰度的变化是未知的。我们的目标是研究过渡从核心到环境云的温度和速度的分散使用一个单一的示踪剂。我们使用来自Green Bank Ammonia Survey的L1688中的NH3（1，1）和（2，2）图，平滑到1 '，并从拟合中确定物理性质。我们确定的相干核心和研究的温度和速度的变化，从核心到周围的云分散。我们得到了一个动力学温度图跟踪扩展云，改进以前的地图跟踪主要是核心。云是4-6 K比核心温暖，并显示出较大的速度色散（差异。= 0.15-0.25 km/s）。与基于Herschel的测量相比，我们发现核心显示动力学温度$\approx$ 1.8 K低于尘埃温度，而气体温度高于尘埃温度在云中。我们发现一个平均p-NH3分数丰度（相对于H2）的$(4.2\pm0.2) \times 10^{-9}$对连贯的核心，和$(1.4\pm0.1) \times 10^{-9}$以外的核心边界。使用堆叠的光谱，我们检测到两个组件，一个窄，一个宽，对核心和他们的邻居。我们发现在窄的组件中的湍流与结构的大小相关（Pearson-r=0.54）。与这些未解决的区域测量，我们得到了$σ_{v,NT}\propto r^{0.5}$，类似于以前的研究结果，使用多种示…
2021-02-12 astro-ph.GA
High-precision star formation efficiency measurements in nearby clouds
平均而言，分子云在每一次自由落体时间内只将其质量的一小部分转化为恒星，但不同的恒星形成理论对这种低平均效率是如何实现的提出了截然不同的主张。为了验证这些理论，我们需要精确测量平均值和散射的平均值，但高精度的测量一直很困难，因为它们需要确定云的体积密度，我们可以从中计算自由落体时间。直到最近，大多数密度估计都假设云是均匀的球体，而它们的真实结构通常是不规则的和高度不均匀的，从而在云密度估计中产生系统误差，并模糊了真实的云与云之间的变化。我们最近开发了一种理论模型，通过使用云中的柱密度分布来减少这种误差，以产生更准确的体积密度估计。在这封信中，我们将这个模型应用到最近对附近12个分子云的观测中。与早期的分析相比，我们的方法减少了典型的分散体内的个别云从0.35 dex到0.31 dex，并降低了所有云的平均值从~ 0.02到~ 0.01。然而，我们没有发现在~ 0.2 dex的云到云的色散的dex_ff的显着变化，这表明所测量的色散反映了真正的云之间的结构差异。
2021-09-10 astro-ph.GA
The geometry of the gas surrounding the Central Molecular Zone: on the origin of localised molecular clouds with extreme velocity dispersions
银河系中心附近的分子气体观测（$| l | < 10^\circ$，$| b | < 1^\circ$）揭示了一个独特的人口神秘的致密云的存在，其特征是极端的速度分散（$Δv > 100\, \rm km/s$）。这些扩展速度特征（EVF）在数据中心中非常突出，并主导了中央分子区（CMZ）外分子气体的运动学。这种云的典型例子是Bania Clump 2。我们表明，类似的功能自然产生的模拟气流在一个现实的禁止潜在的。我们分析了模拟中获得的特征结构，并以此来解释观测结果。我们发现，这些特征来自于沿着银河系棒的尘埃带快速下落的物质与属于以下两类之一的物质之间的碰撞：（i）在相反一侧的尘埃带下落后“溢出”的物质;（ii）CMZ的一部分。这两种类型的碰撞都涉及到视线速度差异很大的气体，这就是产生观察到的极端速度分散的原因。这两类的例子可以在意见中找到。如果我们的解释是正确的，我们将直接见证（a）相对速度为$\sim 200\, \rm km/s$的云的碰撞和（b）新鲜气体在CMZ上的吸积过程。
2019-06-24 astro-ph.GA
Implication of the velocity dispersion scalings on high-mass star formation in molecular clouds
本文通过分析221个大质量团块并结合多尺度分子云样本，研究σ–R与ℒ–Σ标度关系，揭示大质量恒星形成中湍流向自引力主导的转变。
2024-05-08 astro-ph.GA
Studies of Turbulence Dissipation in Taurus Molecular Cloud with Core Velocity Dispersion (CVD)
湍流耗散是影响恒星诞生地分子云中能量平衡的重要过程。以前，湍流耗散率通常是用模拟的半解析公式来估计的。最近，我们开发了一种称为核心速度色散（CVD）的数据分析技术，该技术首次提供了对金牛座恒星形成云湍流耗散率的直接测量。由此测得的$(0.45\pm 0.05)\times 10^{33} {\rm erg\ s^{-1}}$的耗散率与量纲分析的耗散率相似，并且也与先前基于分子流出和气泡的能量注入率一致。
2018-08-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Turbulence Spectrum of Molecular Clouds in the Galactic Ring Survey: A Density-Dependent PCA Calibration
湍流在分子云的形成和演化中起着重要作用。问题是湍流速度与观测区域的密度卷积。为了纠正这种卷积，我们调查模型云的湍流谱之间的关系，并从主成分分析（PCA）获得的合成观测的统计数据。我们应用PCA从模拟的密度和速度场，从流体动力学模拟超音速湍流，并从分数布朗运动场与不同的速度，密度谱，密度色散产生的谱图。我们研究了PCA结构函数α_PCA的斜率对湍流度、湍流速度（β_v）和密度（β_n）谱指数以及密度色散的依赖性。我们发现PCA对beta_n和对数密度离散σ_s不敏感，只要σ_s为< 2. For sigma_s>2，由于密度场对速度场的间歇采样，alpha_PCA随σ_s增加。PCA校准还取决于双折射率。我们推导了一个基于fBms的σ s<2的PCA定标，并将其应用于银河系环巡天分子云的367张CO光谱图。PCA结构函数的平均斜率<alpha_PCA>=0.62 \pm 0.2，与流体动力学模拟一致，并导致<beta_v>非间歇性低密度弥散流的湍流速度指数=2.06 \pm 0.6。考虑到湍流度和密度色散，GRS云的PCA斜率与水动力模拟结果的一致性表明，β v约为1.9，与Burgers和可压缩间歇湍流一致。
2011-07-22 astro-ph.GA
On the Observed Diversity of Star Formation Efficiencies in Giant Molecular Clouds
观测发现，银河系巨分子云（GMC）中每自由落体时间的恒星形成效率中位数为$ε_{\rm ff}\sim 1\%$，色散为$\sim0.5\,{\rm dex}$。这种分散在$ε_{\rm ff}$的起源仍然是有争议的，很难再现与分析模型。我们跟踪的形成，演化和破坏的GMCs在一个银河系的类星系的流体动力学模拟，并通过推导云的性质在一个观测动机的方式，测量的恒星形成效率的分布是非常符合观测。我们发现$ε_{\rm ff}$和任何测量的全球性质的GMCs（如气体质量，速度色散）之间没有显着的联系。相反，在整个参数空间中存在广泛的效率。从云的演化轨迹，我们发现，每个云遵循一个\emph{unique}的演化路径，从而引起了广泛的多样性，在所有的属性。我们认为，正是这种云的性质的多样性，高于一切，在分散的$ε_{\rm ff}$的结果。
2019-04-30 astro-ph.GA
Cloud Properties and Star Formation in M31
Cardiff University（卡迪夫大学）；Observatorio Astronómico de Quito, Observatorio Astronómico Nacional, Escuela Politécnica Nacional（基多天文台，国家天文台，国立理工大学）
研究M31中分子云的属性及其与恒星形成的关系，发现云的大小-速度分散度和大小-质量关系，以及云与恒星形成率峰值的偏移，支持了KS定律在解析尺度上的应用。
2025-12-27 astro-ph.GA
Dynamical model of an obscuring clumpy torus in AGNs: I. Velocity and velocity dispersion maps for interpretation of ALMA observations
本文建立了活动星系核（AGN）中星团的动力学模型，并与最近的ALMA观测结果进行了比较。我们提出了$N$体模拟的环面领域的超大质量黑洞（SMBH），由高达$N=10^5$引力相互作用的云。作为初始条件，我们选择的云的轨道要素的随机分布与切断的倾斜，以模仿在早期AGN阶段产生的风锥的存在。当环面达到平衡时，它具有甜甜圈形状。我们讨论了箱轨道的存在。然后，我们已经构建了速度和速度色散图使用的云在平衡时的分布。并分析了云面倾角和云的大小对云的影响。我们讨论了使用光线跟踪模拟匹配的模型地图ALMA分辨率的云的遮蔽效果。通过与NGC 1068的观测图比较，我们发现在环面倾角$45^\circ - 60^\circ$的范围内，SMBH的质量为$M_\text{smbh}=5\times 10^6 M_\odot$。我们还构造了NGC 1326和NGC 1672的速度色散图。结果表明，ALMA色散图中的峰值与环喉的发射有关。最后，我们得到的温度分布图的参数，对应于我们的模型速度图的NGC 1068。它们在温度分布上显示出分层现象，高温区的形状与VLTI/VLBI图相同。
2021-02-24 astro-ph.GA
Do gas clouds in narrow-line regions of Seyfert galaxies come from their nuclei?
窄线区由活动星系核强辐射电离的气体云组成，分布在活动星系核宿主星系的空间尺度上。NLR的强发射线对诊断活动星系核宿主星系中星际介质的物理和化学性质是有用的。然而，NLR的起源尚不清楚，NLR中的气体云可能最初存在于宿主中并被活动星系核辐射光电离，或者它们可能是由活动星系核驱动的外流从核中转移出来的。为了研究NLR的起源，我们利用斯隆数字巡天的大量光谱数据，系统地研究了NLR气体云的气体密度和速度色散。测量了9,571个2型塞弗特星系和110个2型塞弗特星系的[S II]发射线通量比和[O III]速度宽度，041恒星形成星系的NLR云的气体密度和速度色散表明，（ne ~ 194 cm-3和sigma（[O III]）~ 147 km s-1）系统地大于恒星形成星系H II区的云（ne ~ 29 cm-3，σ（[O III]）~ 58 km s-1）。有趣的是，NLR气体云的电子密度和速度色散对于具有较高[O III]/Hbeta通量比的Seyfert星系更大，即，更活跃的活动星系核我们还调查了电离气体云的空间分辨运动学的映射附近Galerkin在阿帕奇点天文台（MANGA）的调查数据为90个塞弗特星系和801恒星形成星系。我们发现，在一个固定的恒星质量的赛弗特星系的NLR气体云的速度色散大于恒星形成星系，在中心和偏离中心的区域。这些结果表明，在NLR的气体云来自核，可能通过活动星系…
2021-06-26 astro-ph.GA
Emission Line Velocity, Metallicity and Extinction Maps of the Large Magellanic Cloud
本文利用ANU 2.3米望远镜与WiFeS观测LMC发射线，构建金属丰度、消光、Hα速度及弥散图，揭示复杂金属丰度结构及HI气体异常运动。
2024-03-04 astro-ph.GA
A new method for measuring the 3D turbulent velocity dispersion of molecular clouds
分子云的结构和恒星形成活动从根本上与其内部湍流有关。然而，由于投影效应和观测限制，如望远镜分辨率，准确测量湍流速度色散是具有挑战性的，特别是对于包括非湍流运动的云，如大尺度旋转。在这里，我们开发了一种新的方法来恢复三维（3D）湍流速度色散（$σ_{v,3D}$）从位置-位置-速度（PPV）数据。我们模拟了一个旋转的、湍流的、坍缩的分子云，并将其固有的$σ_{v,3D}$与PPV空间中可访问的三种不同的速度色散测量进行了比较：1）二阶矩图的空间平均值$σ_i$，2）梯度/旋转校正的一阶矩图的标准差$σ_{(c-grad)}$，以及3）1）和2）的组合，称之为“梯度校正的原始速度弥散”，$σ_{(p-grad)}=(σ^2_i+σ^2_{(c-grad)})^{1/2}$。我们表明，梯度校正是至关重要的，以恢复纯粹的湍流运动的云，独立的云的方向相对于视线（LOS）。我们发现，通过对矩图应用合适的校正因子和合适的过滤器，所有三种统计数据都可以用于恢复$σ_{v,3D}$，其中方法3是最鲁棒和最可靠的。我们确定的校正因子作为望远镜光束大小的函数为不同级别的云旋转，并发现，对于光束FWHM $f$和云半径$R$，三维湍流速度色散可以最好地恢复从梯度校正的母速度色散通过$σ_{v,3D}=[(-0.29\pm0.26)f/R+1.93\pm0.15]σ_{(p-grad)}$为$f/R<1$，…
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gravity or turbulence V: Star forming regions undergoing violent relaxation
利用分子云内星团的形成和演化的数值模拟，我们表明，在坍缩的分子云团块内形成的星团中的恒星表现出恒定的速度色散，无论其质量如何，正如预期的那样，在一个激烈的弛豫过程。相比之下，形成于双折射占主导地位的环境中的星团表现出{ \it逆}质量分离的速度色散，其中大质量恒星表现出比低质量核心更大的速度色散，这与形成于大质量团块中的大质量恒星相一致，而大质量团块又是通过强烈的冲击形成的。我们进一步使用盖亚EDR 3表明，猎户座星云星团中的恒星表现出恒定的速度色散作为质量的函数，这表明它是由其母云的一个自由落体时间内的崩溃形成的，而不是在一个受支撑的云的许多自由落体时间内的连续性主导的环境中。此外，我们还讨论了一些对坍缩恒星形成区模型的批评：即ONC的年龄分布，恒星年龄与形成它的气体自由落体时间的比较，恒星形成效率，以及云的质量密度与星团的质量密度，这表明观测和数值数据与云中形成的星团经历了一个全球性的，分层的和混乱的崩溃过程相一致，而不是由湍流支持的。
2022-01-27 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 Dynamics of Dense Cores in the Perseus Molecular Cloud II: The Relationship Between Dense Cores and the Cloud
我们利用广泛的数据集可用于英仙座分子云的小规模密集的核心和较大的结构，它们嵌入的运动学之间的关系进行分析。这里提出的运动学措施可以与我们以前的工作中讨论的那些结合使用，作为强观测约束，恒星形成的数值模拟（或分析模型）应该匹配。我们发现，致密的核心有小的运动相对于13 CO气体，约三分之一的13 CO速度分散沿同一视线。在每个消光区内，核心到核心的速度色散约为该区域中所见的总（13 CO）速度色散的一半。大尺度速度梯度约占每个区域总速度弥散的一半，这与根据功率谱P（k）~ k^{-4}的大尺度湍流模式预测的结果相似。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding biases in measurements of molecular cloud kinematics using line emission
利用多种示踪剂进行分子谱线观测，常被用来研究分子云的运动学结构。然而，即使在同一地区，用不同的谱线测量云的速度频散，也往往产生不一致的结果。这种分歧的原因并不完全清楚，因为分子线观测受到许多偏见的影响。在本文中，我们解开和调查的各种因素，驱动线宽测量偏差，通过构建合成的位置，位置，速度立方体的各种示踪剂从一套自引力磁流体动力学模拟的分子云。我们比较线宽来自这些数据立方体的合成观测的真实值的模拟。我们发现，由不同的示踪剂测量的线宽的差异是由密度相关的激发，从而示踪剂，是敏感的密度较高的样品较小的区域具有较小的速度色散，不透明度扩大，特别是对于高度光学厚示踪剂，如CO，有限的分辨率和灵敏度，抑制发射线的翅膀的组合驱动。我们发现，在固定的信噪比下，三种常用的示踪剂，CO的J=4->3线，C^{18}O的J=1->0线和NH_3的（1，1）反转跃迁，通常提供了这些竞争偏置之间的最佳折衷，并产生速度色散的估计，以反映分子云的真实运动学，精度约为10%。而不管云磁场强度、演化状态或视线相对于磁场的取向。
2020-07-27 astro-ph.GA
Effect of kappa-modified polarization force on Jeans instability in nonthermal EiBI-gravitating dust clouds
本文开发半解析模型研究kappa分布较轻组分及kappa修正极化力对尘埃分子云中Jeans不稳定性的影响，发现kappa修正极化力和负EiBI引力参数具有不稳定化作用，为致密DMCs超紧凑HII区域小天体结构形成提供新见解。
2025-04-25 astro-ph.GA
On the Structure of the Turbulent Interstellar Clouds
{It星际氢原子充满了星系，并构成了分子云的基石。{To为了了解分子云的形成和演化，有必要研究湍流、热对流和正压流的动力学。{We执行高分辨率的三维流体动力学模拟的2相，等温和多方流动。} {We比较各种模拟中的密度PDF和马赫数密度关系，并得出结论，两相流的行为与多方流的行为相当不同。我们还提取了团块，并研究了它们的统计性质，如质谱，质量-尺寸关系和内部速度色散。在每一种情况下，它被发现的行为是很好地代表了一个简单的幂律。虽然所推断的各种指数对于2相、等温和多变流动是非常相似的，但是我们仍然发现显著的差异，例如内部速度分散对于2相流动是较小的。{The结构统计与观测结果非常相似，特别是质量谱、质量-尺寸关系和速度弥散-尺寸关系都是幂律的，其指数与观测值吻合得很好。我们的研究结果表明，尽管各种统计是相似的2相和多变的流动，他们仍然提出了显着的差异，强调有必要考虑适当的热结构的星际原子氢计算其动力学以及分子云的形成。
2009-11-04 astro-ph.GA
Effects of CO-dark Gas on Measurements of Molecular Cloud Stability and the Size-Linewidth Relationship
恒星是在分子云中形成的，因此表征分子云的物理状态是理解恒星形成过程的关键。云的结构和稳定性经常使用维里参数和Larson（1981）云半径、速度弥散和表面密度之间的标度关系来评估。在低金属丰度环境中，已经观察到了这些量之间典型的银河系关系。在这些条件下，在没有相应CO排放的云层中H $_2$气体的量预计会很高;因此，这种“CO暗”气体可能是观测到的云特性变化的原因。我们推导出简单的修正，可以应用到经验的团块属性（质量，半径，速度色散，表面密度，维里参数），以考虑到CO-暗气体的团块以下幂律和普卢默质量密度分布。我们发现，CO-暗气体是不太可能的原因，从拉尔森的关系在低金属丰度地区的偏离，但维里参数可能被系统高估。我们证明，校正CO-暗气体对于准确比较不同环境中分子云的动力学状态和演化至关重要。
2022-05-26 astro-ph.GA
Star formation in turbulent molecular clouds with colliding flow
利用自引力流体动力学数值模拟方法，研究了高密度湍流分子云在碰撞流作用下的演化过程。湍流引起的激波相互作用产生了宽度小于秒差距的薄对流云网络。碰撞流将对流云聚集成片状云，并促进最初高密度云的活跃恒星形成。有碰撞流的云比没有碰撞流的云表现出更精细的对流网络。对于无碰撞流的云，密度和柱密度的概率分布函数（PDF）可以用对数正态函数拟合。当初始湍流较弱时，柱密度PDF在高柱密度时具有幂律翼。碰撞流使PDF显著变形，使得PDF呈现双峰。当初始云密度较大时，模拟的质量分布与经典的初始质量函数一致，其幂律指数为$-1.35$。恒星速度的分布与气体速度的分布一致，对于没有碰撞流的云，气体速度的分布可以用高斯函数拟合。对于具有碰撞流的云，气体的速度色散往往大于恒星的速度色散。碰撞流和湍流的特征出现在从模拟数据重建的通道图中。没有碰撞流的云由于湍流而表现出云尺度的速度切变。与此相反，云与碰撞流显示出显着的反相关分布的薄丝之间的不同的速度通道，这表明碰撞云之间的碰撞。
2015-03-06 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
