Gravitational fragmentation caught in the act: the filamentary Musca molecular cloud
丝状结构在分子云中很常见。解释它们如何分裂成致密的核心是理解它们在恒星形成中的作用所缺少的一步。我们进行了一个案例研究，低质量的细丝是否接近流体静力学之前，他们的碎片，以及他们的碎片是否同意重力碎片模型。为此，我们研究了6.5 pc长的苍蝇分子云，这是一个理想的候选人在早期阶段的碎片的灯丝。我们采用尘埃消光映射结合近红外数据从NEWFIRM仪器，和870微米尘埃连续排放数据从LABOCA仪器，估计列密度。我们使用这些数据来识别来自云的碎片，并确定其附属部分的径向密度分布。我们比较了云的形态与13 CO和C18 O线发射观测的APEX/SHeFI仪器。Musca云的两端明显是碎片状的，但在其中心区域有一个非常清晰的1.6 pc长的细丝。灯丝的线质量为21-31 Ms pc^-1，半高宽为0.07 pc。它的径向轮廓可以与具有2.6 \pm 11%的幂指数的Plummer轮廓拟合，比无限流体静力学长丝更平坦。该轮廓也可以装配有由外部压力截断的静压缸。这些模型表明中心密度为5-10 x 10^4 cm^-3。云中的碎片平均分离为0.4 pc，与引力碎裂一致。这些特性，再加上云的亚音速和速度一致性，表明一种最初的流体静力云目前正在重力破碎的情况。碎片化开始于百万年前，从云的末端开始，留下了它的中心，但相对来说没有碎片化，可能是因为引力集中在有限的几何形状中。
2015-07-14 astro-ph.GA
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 astro-ph.GA
Fragmentation of Filamentary Cloud Permeated by Perpendicular Magnetic Field
研究了垂直磁场作用下等温超导云的线性稳定性。我们的模型云被假定为支持的气体压力对自引力在未扰动状态。为简单起见，假设密度分布围绕轴对称。同样为了简单起见，假设初始磁场是均匀的，并且不考虑湍流。摄动方程被配制成一个特征值问题。得到了晶体生长速率随轴向碎裂波数和磁场强度的变化关系。增长率主要取决于外部边界。如果位移在离云轴很远的区域（固定边界）消失，云的碎裂被中等的磁场抑制，这意味着等离子体β在云轴上低于1.67。如果在离云很远的区域内，沿着磁场的位移是恒定的，那么即使在磁场无限强的情况下，云也是不稳定的。云在垂直于磁场的平面内由于环流而变形。不稳定的模式是不太可能引起动力学崩溃，因为它是激发，即使整个云是磁亚临界。对于这两种边界条件，磁场都会增加最不稳定模式的波长。我们发现，特别是在低密度区，磁力抑制压缩垂直于磁场。
2017-09-15 astro-ph.GA
Turbulent fragmentation as the primary driver of core formation in Polaris Flare and Lupus I
本文利用Herschel柱密度图识别北极星耀斑和豺狼座I中的致密云核，发现其质量与间距符合声波尺度且密度分布呈对数正态，证明湍流碎裂而非引力碎裂是低质量恒星形成区云核形成的主要机制。
2025-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Filamentary Cloud Permeated by Perpendicular Magnetic Field II. Dependence on the Initial Density Profile
本文研究了垂直磁场渗透的超导云的线性稳定性。初始磁场被假定为均匀的并且垂直于云轴。模型云被假定为具有类似Plummer的密度分布，并由湍流支持以对抗自重力。湍流的影响是通过提高低密度气体的有效压力来考虑的。从流体静力平衡的条件出发，导出了有效压力与密度的函数关系。结果表明，径向密度梯度越小，模式云越不稳定。当磁场稍强时，径向塌陷被抑制。如果位移在离云轴很远的区域消失，则模型云完全被弱磁场稳定。如果允许磁通量管的重新排列，即使在磁场非常强的情况下，模型云也是不稳定的。稳定性取决于外边界条件的等温云的情况下。径向密度梯度越小，重排模式的增长率越小。
2019-07-08 astro-ph.GA
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Turbulent-Entropic Instability and the Fragmentation of Star-Forming Clouds
星际云内超音速湍流的动能通过激波和随后的线辐射的耗散而冷却。因此，云容易受到由特定熵控制的凝结过程的影响。在类似于热力学熵的形式中，超音速湍流的熵与平均湍流速度和尺度的乘积的对数成比例。我们推导出一个分散关系的增长熵不稳定性在一个球形的自引力云，并发现有一个临界的最大耗散时间尺度，约等于交叉时间，允许碎片和随后的恒星形成。然而，湍流能量损失的时间尺度可以更短或更长，例如在快速热冷却或注入机械能的情况下。不同恒星形成区域能量损失的时间尺度差异可能导致结果的差异，例如初始质量函数。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the structure and fragmentation of a highly filamentary IRDC
我们提出了3.7弧秒（~0.05秒差距）分辨率3.2毫米尘埃连续观测从IRAM PdBI，目的是研究的结构和破碎的间接红外暗云G035.39-00.33。连续辐射被分割成一系列13个准规则间隔（~0.18pc）的核心，沿着IRDC的主轴。我们比较的核心的空间分布与理论工作描述的流体动力学流体圆柱体的破碎预测，发现两者之间的显着差异（~8）。我们的观察结果与分子云运动学研究的结果一致，表明核心是在一个复杂的独立子丝网络中。这一结果强调了在任何碎裂分析中考虑基本物理结构和潜在的、动态重要的磁场的重要性。所识别的核表现出（峰值）射束平均柱密度（$3.6{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}<N_{H,c}<8.0{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}$）、质量（$8.1M_{\odot}<M_{c}<26.1M_{\odot}$）和数密度（$6.1{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}<n_{H, c, eq}<14.7{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}$）的范围。其中两个核心，在中红外线暗，集中，单片（在我们的PdBI分辨率下没有可追踪的子结构），估计质量约为20-25 $M_{\odot}$，是中等到高质量恒星的祖先的良好候选者。维里参数跨越范围$0.2<α_{\rm vir}<1.3$。如果没有额外的支持，可能来自强度…
2016-08-15 astro-ph.GA
Chemical Tracers of Pre-Brown Dwarf Cores Formed Through Turbulent Fragmentation
本文用一个含气粒时间的化学程序UCLCHEM研究了用化学示踪剂区分褐矮星形成机制的可能性。在这项工作中，我们通过湍流碎片的形成一个前褐矮星核心模型，通过与等温冲击和随后的自由落体崩溃，一旦产生绑定的核心密度的阶跃变化的分子云的深度依赖性化学。在恒星形成的核心中通常观察到的分子丰度分数的趋势，然后探索找到一个诊断识别通过湍流形成的褐矮星质量核心。我们发现，我们的模型产生的核心将是明亮的CO和NH $_3$，而不是在HCO $^+$。这将它们与纯粹使用自由落体坍缩的模型区分开来，因为这些模型产生的核心将具有来自所有三个分子的可检测跃迁。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Feedback in Turbulent Fragmentation: Consequences for Stellar Clustering and Multiplicity
恒星在大尺度（~pc）和小尺度（~双星）上都有很强的聚集性，但对于恒星的关联函数和多重性却几乎没有解析甚至半解析的理论。在本文中，我们提出了这样一个理论，基于我们最近开发的半解析框架称为MISFIT，模型重力湍流碎片，包括抑制碎片的原恒星辐射反馈。我们比较的结果，包括反馈的控制模型中，它被省略。我们表明，这两类模型鲁棒地再现恒星关联函数在>0.01 pc尺度，这是很好的近似幂律，一般遵循无标度物理（湍流加重力）在大尺度上。在较小的尺度上，原恒星盘的碎裂比普通的核心碎裂更占主导地位，导致关联函数变陡。多重性是更敏感的反馈：我们发现，一个模型与原恒星加热再现所观察到的多重性分数和质量比分布的太阳和太阳质量恒星（特别是棕矮星沙漠），而没有反馈的模型不能这样做。具有反馈的模型也产生与从观测推断的一致的形成期分布。然而，它无法产生短距离的双星低于原恒星盘的长度尺度。我们认为，这样的近距离双星主要是由磁盘碎片，并通过轨道衰变进一步减少他们的分离。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
Formation of the first star clusters and massive star binaries by fragmentation of filamentary primordial gas clouds
我们进行了一系列包含重子流运动的早期结构形成的宇宙学模拟。我们提出了一种情况下，一个显着拉长的气体云与$\sim\!10^4\,$太阳质量（${\rm M_\odot}$）形成的前银河系（$\sim\!10^7\,{\rm M_\odot}$）暗晕。流入光环的气体压缩并加热了大量的对流云，使其温度达到$\sim\!10,000\,$开尔文。气体云通过原子氢冷却迅速冷却，然后通过分子氢冷却到$\sim\!400\,$开尔文。温度的迅速下降和金斯质量的迅速下降触发了暗条的碎裂，产生了数百个太阳质量的多个气体团。我们估计的原始恒星的质量形成在每个片段通过采用一个分析模型的基础上的一个大的辐射流体动力学模拟的原恒星演化。由此得到的恒星质量在$\sim\!50$ - $120\,{\rm M_\odot}$的范围内。大质量的恒星相互吸引，形成一个紧凑的星团。我们使用混合$N$体模拟遵循星团的动力学。我们表明，大质量的恒星双星是在几百万年内形成的，通过在集群中心的多体相互作用。残余黑洞的最终形成将留下一个巨大的黑洞双星，这可能是强引力波源的祖先，类似于最近由高级激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到的。
2018-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles II: Impact of superbubbles and galactic dynamics on filament formation and fragmentation
McMaster University（麦克马斯特大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本文研究了银河剪切、超新星和磁场对丝状体形成和碎裂的影响，发现丝状体稳定性与磁场密切相关，且外盘区域的丝状体更易被剪切耗散。
2026-02-25 astro-ph.GA
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: Multifractal microcanonical analysis: II. Sparse filtering of Herschel observation maps and visualization of filamentary structures at different length scales
本文提出一种l^2-l^p型稀疏滤波与去卷积方法，用于Herschel观测图降噪及消除仪器波束效应，成功突显了分子云中的细微丝状结构，并利用模拟数据验证了去卷积质量。
2024-06-05 astro-ph.GA
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation via the Collapse of Subvirial and Virialized Turbulent Massive Cores
与低质量恒星类似，大质量恒星可能是通过星前分子核心的坍缩形成的。最近的观察表明，大多数大质量的核心是亚维里（即，不受湍流支持），因此可能不稳定到引力坍缩。在这里，我们进行辐射流体动力学模拟遵循的崩溃湍流大规模的前恒星核心的亚维里和维里化的初始条件，以探索他们的动态状态如何影响大质量恒星的形成和核心碎裂成伴星。我们发现，亚维里核心进行快速的单片崩溃，导致在早期的吸积率较高的维里化的核心，具有相同的物理性质的崩溃相比。相比之下，我们发现，维里化的核心经历了一个缓慢的，逐渐崩溃和显着的湍流碎片在早期导致众多的伴星。在没有强磁场和原恒星外流的情况下，我们发现，出生于次维里核的大质量恒星的生长速度更快，导致核的辐射加热增加，从而进一步抑制在早期的碎片时，湍流碎片发生的维里化核。无论初始条件如何，我们发现大质量恒星周围形成的大质量吸积盘在晚期主导了吸积流到恒星上，并最终变得引力不稳定，并在晚期碎裂形成伴星。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation in turbulent primordial gas
我们报告的结果，从数值模拟的恒星形成在早期宇宙中，重点是亚音速湍流的作用，并调查它是否可以诱导分裂的气体。我们发现，致密的原始气体是非常容易破碎，即使均方根湍流速度分散低至初始声速的20%。产生的碎片质量超过两个数量级，从0.1到40个太阳质量不等。然而，我们的研究结果表明，碎片的细节取决于当地的湍流速度场的属性，因此，我们预计在不同的晕产生的恒星质量谱相当大的变化。
2010-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Random fragmentation of turbulent molecular clouds lying in the central region of giant galaxies
本文建立了一个分子云破碎的随机模型，用以研究初始质量函数（IMF），其中碎片的数目、碎片发生的间隔时间、碎片的质量和速度均为随机变量。在这里，两个湍流模式的碎片的速度已被认为是，即高斯和伽玛分布。研究发现，对于高斯分布的湍流速度，IMF是浅的，在一般情况下相比，萨尔彼得质量函数。相反，湍流速度的偏态分布导致IMF更接近Salpeter质量函数。上述结果可能是由于这样一个事实，即强烈的驱动机制，例如冲击，产生于发生在星系中心的大爆炸，或者由于大量的超新星爆炸同时发生在大质量的母云中，在嵌入其中的星团演化过程中，负责从云中剥离大部分气体。这抑制了大质量恒星的形成，使质量函数变得更陡峭。
2020-06-10 astro-ph.GA
Gravitational instability of filamentary molecular clouds, including ambipolar diffusion
研究了非理想磁流体力学中粘性分子云的引力不稳定性。假设细丝处于流体静力平衡。我们将双极扩散效应加到沿其轴向被初始均匀轴向磁场穿过的灯丝上。我们在柱坐标系下写出流体方程，并进行线性摄动分析。我们整合所得的微分方程，然后推导出数值色散关系。我们发现，一个更有效的双极扩散导致最不稳定的模式的增长的增强，并增加的分裂尺度的灯丝。
2016-11-01 astro-ph.GA
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filamentary Hierarchies and Superbubbles I: Characterizing filament properties across a simulated spiral galaxy
本文利用多尺度星系MHD模拟提取500余条丝状结构，发现其质量与长度呈幂律分布，且质量幂律指数与巨分子云质量函数一致，揭示巨分子云性质继承自宿主丝状结构，并阐明了不同尺度上丝状碎裂的临界线质量条件。
2025-08-19 astro-ph.GA
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
核心和附属结构是恒星的主要诞生地，在恒星形成过程中起着关键作用。多尺度源和暗条提取方法以及利用$Herschel$多波长观测资料制作高分辨率柱密度图的最新进展，使我们能够探测高度复杂分子云环境中的有序网络结构。物理参数的统计结果表明，核心质量与核心尘埃温度密切相关，$M/L$与$M/T$密切相关，这与黑体辐射的预测一致，可用于追踪从无束缚星核到坚固星前核的演化序列。冠状结构的柱密度与单位长度质量（$M_{\rm line}$）明显相关，但与宽度的三个数量级（从$\sim 10^{20}$到$\sim 10^{22}$ $ \rm cm^{-2}$）无关。半高宽的中值为0.15 pc，与以往研究报道的典型的层状结构的内宽0.1 pc相一致。我们发现70%（135/199）的坚固星前核包埋在含有$\sim $的超临界细丝中，这意味着引力束缚核来自超临界细丝的碎裂。根据观测证据，英仙座南部的概率分布函数（PDF）呈幂律分布，比北部平坦，YSO数显著小于北部，尘埃温度差异显著。我们推断南区比北区更受重力束缚。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field Topology and Star Formation in the Cepheus B Filamentary cloud under External Feedback
Indian Institute of Science Education and Research Tirupati（印度科学教育研究所提鲁帕蒂分校）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所穆扎法拉布尔分校）；Physical Research Laboratory (PRL)（物理研究实验室）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球行星科学系）；East Asian Observatory（东亚天文台）；Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）
利用JCMT的亚毫米尘埃偏振和$^{13}$CO谱线观测，研究Cep B分子云中磁场形态、纤维结构及其对恒星形成的影响，发现磁场在全局上支撑云团抵抗坍缩，而局部引力驱动碎裂和恒星形成，外部反馈塑造了云团形态和恒星形成活动。
2026-05-26 astro-ph.GA
Structure and Stability of Filamentary Clouds Supported by Lateral Magnetic Field
本文建立了两种主要由磁张力支持的等温对流云的解析模型。第一个描述了一个孤立的云，而第二个考虑周期性间隔的云。这两个模型都假定对流云是高度扁平的。证明了前者是后者的渐近极限，其中每个平行云远小于到相邻暗条的距离。我们发现，这些模型再现了Tomisaka（2014）的二维平衡模型的主要特征，用于垂直磁场穿过的对流云。计算还表明，云的临界质量通量比为$ M /Φ= (2 π\sqrt{G}) ^{-1} $，其中$ M $、$ Φ$和$ G $分别表示云的质量、云的总磁通量和引力常量.这个上界与极向磁场支持的轴对称云的上界一致。我们应用变分原理研究了第一模型的Jeans不稳定性。我们的模型云是不稳定的，对破碎以及由纵向磁场穿云。增长最快的模式的波长是云直径的几倍。第二个模型描述了双极扩散作用下粘性分子云的准静态演化。
2015-01-30 astro-ph.GA
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 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
The Bridge: a transient phenomenon of forming stellar multiples
用赫歇尔等现代仪器进行的观测表明，恒星形成于巨大分子云中约1 pc长的旋臂内。在较小的尺度上（~1000 au），例如，IRAS 16293- 2422显示出在其诞生环境中连接年轻原恒星的附属“桥梁”结构的迹象。我们调查的形成，一个深深嵌入的三重原恒星系统，并描述其连接到GMC尺度上的附属结构。利用磁流体动力学程序RAMSES，我们从巨分子云尺度出发，对低质量恒星的形成过程进行了放大模拟。碰撞的气体流在惯性臂诱导形成两个原恒星的同伴在距离约1000 au的主要。在它们诞生后，伴星很快（约10 kyr）接近主恒星，并在偏心轨道上运行，距离约100 au。碰撞流引起的瞬态结构持续了几个10 kyr连接两个形成的原恒星物体，运动学上静止沿视线。碰撞流压缩气体，并通过湍流碎裂触发恒星同伴的形成。我们的研究结果表明，原恒星的同伴形成与广泛的分离~1000金。较小的分离（~100 au或更少）是后续迁移和捕获的结果。与同伴的形成阶段，湍流环境诱导弧和桥状结构。当碰撞流的速度分量相互消除时，这些桥可以变得运动学上静止。然而，气体桥仍然有助于恒星吸积以后。结果表明：桥状结构是恒星多重形成的一种瞬态现象。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The fragmentation and stability of hierarchical structure in Serpens South
丝状结构在分子云中普遍存在，并且最近被认为通过碎裂和质量吸积在调节嵌入团块的大小和质量方面发挥重要作用。本文通过对绿岸望远镜观测到的NH3（1，1）和（2，2）反转跃迁的宽（~ 4x 4pc）数据的分析，揭示了与巨蛇座南原星系团有关的游离分子气体的动力学状态和碎裂。NH3线的详细建模揭示了团簇和周围细丝的运动学是复杂的。我们确定层次结构，使用树形图分析的NH3排放。嵌入在同一母结构中的相邻结构之间的距离通常大于球形Jeans分析的预期，并且与圆柱形碎裂模型更一致。NH3谱线宽度-尺寸关系是平坦的，并且平均气体运动在所观察到的所有物理尺度上都是亚音速或跨音速的。亚音速区域远远超出了以前在恒星形成核心中确定的典型的0.1 pc尺度。结果表明，在Serpens南部，维里参数随结构质量的增加而减小。我们的数据探测到的最大尺度上极低的维里参数表明，之前观察到的有序磁场不足以支持该区域免受坍缩，这与之前测量到的一些细丝的大径向下落运动一致。然而，稠密气体中更复杂的磁场配置可能能够支撑细丝。
2016-10-31 astro-ph.GA
Ionisation in Turbulent Magnetic Molecular Clouds I. Effect on Density and Mass-to-Flux Ratio Structures
先前的研究表明，一个区域的物理结构和运动学显著依赖于电离分数。在本文中，我们扩展我们以前的研究电离分数对恒星形成的影响，包括非理想磁流体力学和湍流云。我们的目标是量化的重要性，治疗的电离分数在动荡的磁化介质和研究的影响，形成恒星之前，塑造的云和细丝的湍流。特别是，我们调查的结构，质量和宽度的附属结构依赖于电离介质中的湍流量和初始的质量流量比。我们比较了由此产生的密度和质量-通量比结构，定性和定量通过灯丝和核心质量和灯丝拟合技术（高斯和普卢默配置文件）。我们发现即使在几乎没有湍流的情况下，湍流结构仍然存在。模拟结果的比较表明，对于大于2的湍流马赫数，类阶梯（SL）电离模型和仅宇宙射线电离模型之间的结构差异很小，而低于此阈值时，电离结构会显著影响细丝的形成。对芯和细丝内的质量的分析表明，随着湍流程度的增加，质量减少。最后，金牛座L1495/B213复杂内观察到的细丝最好由超临界质量流量比和/或至少温和的超音速湍流模型再现，然而，我们的模型表明，金牛座内观察到的无菌纤维可能发生在高度电离的亚临界环境中。基于此，我们认为，与肥沃的纤维的区域可能表明该区域内的反或超临界的质量流量比，而无菌纤维可能是亚临界和瞬态的。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Filamentary Star Forming Clouds in Magnetised Galaxies
观测表明，星系和它们的星际介质中弥漫着强磁场，其中扩散分量的能量至少与热能量相当，甚至与湍流能量一样大或更大。如此强的磁场阻止了恒星的形成，因为星际介质的碎片是磁亚临界的。在这里，我们提出的结果，从全球数值模拟的强磁化和自引力星系盘，这表明，浮力的磁场由于帕克不稳定性导致在第一次形成的巨大的星系区域。这些对流结构在引力作用下变得不稳定，分裂成$\sim10^5 M_{\odot}$云，吸引kpc长的连贯对流，形成GMC。因此，我们的研究结果提供了一个长期存在的问题，如何从次过渡到超临界区域的星际介质的收益。
2018-05-22 astro-ph.GA
The turbulent fragmentation of the interstellar medium: The impact of metallicity on global star formation
我们研究了气体金属丰度、湍流和非平衡化学对两相星际介质（暖原子相和冷原子相）演化的影响，从而限制了湍流气体中恒星形成的初始条件。我们进行高分辨率的模拟在三个维度，包括一个现实的非平衡处理的电离状态的气体，并检查驱动和衰减湍流。这使我们能够探索金属丰度Z的变化。本文研究了太阳金属丰度Z= Zsun和低金属丰度Z=1d-3 Zsun气体。对于驱动，大规模的湍流，我们发现，在冷气体成分的质量的量的金属的影响是小的。然而，在动荡的条件下，这种情况发生了很大变化。虽然寒冷地区在太阳金属丰度的情况下幸存下来，但它们很快被加热并分散在低金属丰度气体中。这一结果表明，恒星的形成可以在低金属含量的环境中被抑制，除非一个强大的湍流驱动程序是在短于几个湍流穿越时间的时间尺度上起作用。除此之外，这一发现可以解释整体低效的恒星形成以及在贫金属，富含气体的系统中发现的恒星形成的爆发模式，如矮星系。
2011-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The sonic scale does not determine the core separation in turbulent molecular clouds
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学，射电天文学与天体物理研究所）
本研究通过湍流模拟发现，分子云中核心分离不受声学尺度影响，质疑了湍流碎片化理论中声学尺度的预测作用。
2025-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of HI Clouds in Shock-compressed Interstellar Medium: Physical Origin of Angular Correlation Between Filamentary Structure and Magnetic Field
最近对中性银河系星际介质的观测表明，HI云的边界结构与星际磁场成一直线。在此基础上提出了许多有趣的应用，如通过Escherasekhar-Fermi方法测量磁场强度，去除偏振前景尘埃辐射，探测宇宙微波背景辐射中的暴胀偏振辐射等。然而，这种排列的物理起源仍有待解释。为了了解对齐机制，我们研究形成HI云触发的冲击压缩的扩散温暖的中性介质使用三维磁流体动力学模拟光学薄冷却和加热的影响。我们发现，密度为n~1 cm^-3的激波压缩扩散星际介质通过冷却驱动的热不稳定性演化为典型密度为n~50 cm^-3的HI云，这与以前的研究结果一致。我们应用克拉克等人开发的机器视觉变换。（2014）与通过模拟获得的所得柱密度结构相关联，以便测量HI云的对流结构与磁场之间的角度相关性。我们发现，HI细丝的取向依赖于环境湍流速度场，特别是在磁场的方向上的剪切应变的强度，这是由冲击波传播方向和上游磁场之间的角度控制。当沿磁场方向的应变较弱时，HI云的附加分量基本上垂直于磁场。然而，如果我们沿着磁场增强湍流应变，或者如果我们在震前介质中设置湍流，细丝就会与磁场对齐。
2016-09-19 astro-ph.GA
Impact of Turbulent Magnetic Fields on Disk Formation and Fragmentation in First Star Formation
本研究通过三维理想磁流体动力学模拟，发现湍流磁场在达到均分水平时可稳定吸积盘、减少碎裂并驱动喷流，从而显著影响第一代恒星的多星系统形成与初始质量函数。
2024-05-23 astro-ph.GA
Observational signatures of end-dominated collapse in the S242 filamentary structure
利用OSO-20 m望远镜对S242星形成区的一个细长的星系结构（长约30 pc）进行了新的CO（~（13）CO（1-0）和C_（18）O（1-0））和CS（2-1）线观测。其中一个暗条的末端是S242 HII区，而另一端则是普朗克冷团。在灯丝中识别出几个子区域，并且是超音速的，马赫数为2.7-4.0。动力学状态的研究表明，超临界性质的子区域（除中央部分），这不能支持的组合的热和湍流运动。年轻的恒星物体在整个暗条上都可以看到，但在暗条的末端更集中。致密的分子核心主要朝向细丝末端观察，并且接近维里平衡。位置-速度图跟踪速度梯度（~1 km/s/pc）向两端。还观察到朝向细丝的速度振荡模式，表明其断裂。暗条的崩溃时间尺度计算为约350万年。利用~（1-3）CO观测资料，发现暗条的速度结构函数与Musca云的速度结构函数非常相似，滞后约1-3秒差距，偏离Larson速度-尺寸关系。在较高的滞后结构函数中观察到的振荡模式表明存在大规模和有序的速度梯度，以及通过沿灯丝吸积的碎片化过程。考虑到所有观测到的结果及其不确定性，S242暗条是端部主导坍缩的一个很好的例子。
2019-04-16 astro-ph.GA
Gravity or turbulence? -III. Evidence of pure thermal Jeans fragmentation at ~0.1 pc scale
我们结合以前发表的干涉和单碟相对附近的大规模密集的核心，积极形成恒星的数据，以测试他们的“碎片水平”是否控制湍流或热支持。我们发现，没有明确的相关性之间的破碎水平和速度分散，也没有观察到的碎片数量和预期的碎片数量时，重力不稳定的质量计算，包括各种处方的“湍流支持”。另一方面，最好的相关性被发现的情况下，纯热金斯碎片，我们推断的核心形成效率约为13%，与以前的作品。我们的结论是，决定在0.1 pc尺度的恒星形成的大规模致密的核心的碎片化水平的主导因素似乎是热金斯碎片。
2015-10-13 astro-ph.GA
Brown Dwarf Formation: Theory
我们排练的物理和理论的考虑，定义棕矮星的性质，特别是棕矮星的最大质量（由氢燃烧限制设置）和棕矮星的最小质量（由不透明度限制设置）。然后，我们回顾了一系列的机制，已被调用来解释褐矮星的形成和它们的统计特性。这些包括湍流碎裂，丝状体和盘的碎裂，恒星胚胎的动力学抛射，以及光蚀。主要的竞争者似乎是湍流碎裂和盘碎裂，评估它们的相对重要性所需的观测可能很快就可以得到。
2018-11-16 astro-ph.GA
The Role of Turbulence and Magnetic Fields in Simulated Filamentary Structure
我们使用数值模拟的湍流集群形成区域研究的性质，在恒星形成致密的对流结构。使用四个流体动力学和磁流体动力学模拟选择相匹配的意见，我们确定在由此产生的列密度图细丝，并分析其属性。我们计算每0.05百万年的长丝的径向列密度分布，并与修改后的等温和压力限制等温圆柱模型，找到合理的适合任何一个模型的配置文件。在模拟中形成的细丝具有与观察到的那些相似的径向柱密度分布。磁场为细丝提供了额外的压力支持，使“蓬松”细丝比纯流体动力学情况下更不容易碎裂，后者继续以较慢的速度凝聚。在密度较高的模拟中，由于重力的重要性增加，细丝生长得更快。并不是所有在模拟中识别的细丝都将演变成恒星：有些会膨胀和分散。在这些不同的暗条演化路径下，暗条整体宽度随时间、磁场强度强度或密度变化的趋势是微弱的，所有这些情况都与在不同恒星形成区域中暗条宽度恒定的发现相一致。在模拟中，对于所有时间和初始条件，平均半高宽在0.06和0.26 pc之间，大多数在0.1到0.15 pc之间;然而，半高宽的范围大于典型的赫歇尔分析。最后，细丝显示了丰富的子结构，类似于最近在金牛座发现的细丝束。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A statistical approach for interpreting polarized dust emission of the filamentary molecular clouds toward the estimate of 3D magnetic field structure
本研究通过三维MHD模拟生成合成观测，验证了Doi et al. (2021)提出的$R_{\rm{FWHM}}$方法，发现其均值和方差可有效量化丝状分子云中磁场相对于天平面的倾角。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational fragmentation in turbulent primordial gas and the initial mass function of Population III stars
我们报告了早期宇宙中恒星形成的数值模拟结果，重点是在不同的初始和环境条件下的无金属气体的动力学行为。特别是，我们调查的湍流，这被认为是无处不在的伴随着高红移晕崩溃的作用。我们区分了两种主要的情况：第III.1星族恒星的诞生-那些形成在原始晕中不受先前恒星形成的影响-和第III.2星族恒星的形成-那些形成在气体仍然不含金属但电离分数增加的晕中。后一种情况可能是由于暴露于邻近晕中恒星源的强烈紫外线辐射，或者是由于与大质量晕形成相关的高维里温度，即质量大于1 e8太阳质量的晕。我们发现，在这两种情况下，湍流原始气体是非常容易破碎，即使在亚音速区的湍流，即均方根速度分散低至20%的声速。与我们最初的预期相反，与电离前相比，原始晕中的碎片化更强烈，更广泛。因此，我们预测Pop III.1恒星的平均质量比Pop III.2恒星要低，并且形成更大的群体。我们发现，碎片质量覆盖超过两个数量级，表明由此产生的人口III初始质量函数的质量显着扩展以及。这就需要对暗物质微晕的形成进行大规模、高分辨率的研究，以解决重子自引力时气体中的湍流。这将有助于确定我们的研究中提出的初始条件中的哪些（如果有的话）在自然界中实现。
2010-12-16 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
An Origin for the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores: a Prediction from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成中起着关键作用，因为它直接关系到新生恒星的外流和喷流，并最终导致原行星盘的形成。然而，核心旋转的起源和它的时间演化还没有得到很好的理解。最近的观测表明，分子云表现出无处不在的致密结构，恒星形成的核心与致密细丝有关。由于这些结果表明，致密的核心形成主要是在长丝，从长丝碎片的核心形成的机制应该解释这些核心的角动量的分布。本文分析了近平衡状态下沿暗条的速度涨落与沿其顶点形成的核的角动量之间的关系。我们首先发现，一个各向同性的速度波动，遵循三维Kolmogorov谱不再现所观察到的角动量的分子云核心。然后，我们确定需要一个大的功率在小尺度和研究三个功率谱模型的效果。我们证明了具有-5/3斜率的一维Kolmogorov功率谱和具有合理参数的各向异性模型与观测结果是一致的。我们的研究结果强调了更详细和系统的观测沿丝的速度结构和分子云核的角动量分布的重要性，以确定核心形成的机制的有效性从非常规分子云。
2019-05-20 astro-ph.GA
Collapse, outflows and fragmentation of massive, turbulent and magnetized prestellar barotropic cores
恒星，特别是大质量恒星，对星系的演化有着巨大的影响。然而，它们形成和崩溃的条件仍然没有完全理解。特别是，磁场对大质量团块坍缩的影响相对未被探索，因此在大质量恒星形成的背景下，研究其影响具有重要意义。我们进行高分辨率，MHD模拟崩溃的数百个太阳质量，湍流和磁化云，使用自适应网格加密代码RAMSES。我们计算了坍缩核内的质量分布、磁场和角动量等各种物理量，并研究了坍缩过程中的幕式外流和碎裂。磁场对云的演化有很大的影响。我们发现，磁制动是能够大大减少在坍缩云的内部部分的角动量。快速和间歇性的外流正在以3-5 km/s $^{-1}$的典型速度发射，尽管最高速度可高达30-40 km/s $^{-1}$。与流体动力云相比，几个物体的碎片在基本磁化云中减少了1.5-2倍。我们的结论是，磁场有一个显着的影响，大规模的团块的演变。结合辐射，磁场在很大程度上决定了大质量核心坍缩的结果。我们强调，MHD崩溃的数值收敛是一个具有挑战性的问题。特别是，数值扩散在高密度下似乎很重要，因此可能导致对碎片数量的高估。
2011-02-21 astro-ph.GA
Limiting Accretion onto Massive Stars by Fragmentation-Induced Starvation
大质量恒星通过辐射、风和超新星爆炸影响周围环境，这与它们的数量远远不成比例。然而，启动和管理大质量恒星诞生的物理过程仍然知之甚少。两个被广泛讨论的模型是分子云核的整体坍塌和竞争吸积。为了了解更多关于大质量恒星形成的信息，我们使用FLASH自适应网格细化代码对旋转的大质量云核的坍缩进行了模拟，包括非电离辐射和电离辐射的辐射加热。这些模拟显示，在建立大质量恒星所需的极密集的吸积流中，引力不稳定性导致了碎片化。次级恒星在这些流动中迅速形成，并增加了原本会被中心大质量恒星消耗的质量，我们称之为碎片诱导饥饿。这就解释了为什么大质量恒星通常被发现是高阶恒星系统的成员，而高阶恒星系统本身又属于包含所有质量恒星的大型星团。辐射加热并不能阻止碎片化，但确实会导致更高的金斯质量，从而导致比没有加热时更少和更多的大质量恒星。这个机制再现了观察到的星团中恒星总质量与最大恒星质量之间的关系。它预测了在坍缩核心中心的强烈的聚集和沉积结构，正如最近观察到的那样。我们推测，在原始恒星形成过程中也会有类似的机制。
2010-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On turbulent fragmentation and the origin of the stellar IMF
恒星初始质量函数（IMF）的两种形式，Kroupa和Chabrier IMF在过去十年中出现，以解释观测到的恒星质量分布。恒星IMF的普遍性质的可能性使我们看到了恒星形成的普遍模式的有趣前景。众所周知，气体在星际介质中的湍流碎裂产生对数正态密度分布，这进一步反映在低质量和中等质量的团块的质量函数中。恒星是由不稳定的团块凝聚而成的，这是一系列动力学过程之间复杂的相互作用，在追踪恒星IMF的起源时必须考虑到这一点。在目前的工作中，应用引力碎裂理论，我们首先推导出质量函数（MF）的团块。然后，核心质量函数（CMF）是通过允许块的碎片，使每一个受到随机选择的气体温度。最后，通过对每个CMF应用5%-15%范围内的随机核-星转换效率$ε$来导出恒星IMF。我们得到了一个幂律的国际货币基金组织，在Kropua国际货币基金组织的误差酒吧内的指数。这派生IMF之前，类似的核心质量函数，这表明，gravoturbulent碎片起着关键作用，在组装必要的条件，涉及两个质量函数。在这个意义上，恒星的形成过程，至少在气体冷却有效的低红移下，可能是普遍的。我们认为，在CMF和恒星IMF中观察到的膝盖可以替代地解释在潜在的恒星形成云的气体可能被发现的特征温度。我们的研究结果还表明，在恒星形成云的湍流可能是驱动大的空间尺度上的功率谱比Kolmogorov型陡峭。
2012-05-24 astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interaction Between the Supernova Remnant W41 and the Filamentary Infrared Dark Cloud G23.33-0.30
G23.33-0.30是600 $M_{\odot}$红外暗分子灯丝，其表现出大的NH $_3$速度色散（$σ\sim 8 \ \rm{km \ s^{-1}}$）和明亮的窄NH $_3$（3，3）线发射。我们在$<0.1$ pc尺度上探测了G23.33-0.30，证实了窄的NH-$_3$（3，3）谱线是由四个稀有的NH-$_3$（3，3）脉泽发射的，它们是由大尺度激波撞击暗条激发的。G23.33-0.30还显示出沿其长度方向的速度梯度，沿其宽度方向的速度不连续性，激波跟踪SiO（5-4）辐射延伸到整个暗条，NH $_3$（1，1）到（6，6），CS（5-4）和SiO（5-4）中的宽湍流线宽，以及增加的NH $_3$旋转温度（$T_{\rm{rot}}$）和速度色散（$σ$）与冲击，蓝移组件。$T_{\rm{rot}}$、$σ$和$V_{\rm{LSR}}$之间的相关性意味着激波正在加速、加热并向丝状气体增加湍流能量。考虑到G23.33-0.30在巨大分子云G23.0-0.4中的位置，我们推测激波和NH $_3$（3，3）脉泽起源于超新星遗迹W 41，它展示了与G23.0-0.4相互作用的额外证据。我们还检测到了1.3毫米的尘埃连续发射，从至少三个嵌入的分子核心与G23.33-0.30。虽然核心有中等的气体质量（$M = 7-10$ M $_{\odot}$），但它们的大维里参数（…
2019-10-29 astro-ph.GA
