Supernova Driving. II. Compressive Ratio in Molecular-Cloud Turbulence
分子云湍流的可压缩性在恒星形成模型中起着至关重要的作用，因为它控制着密度波动的幅度和分布。压缩比（压缩运动和螺线管运动的功率比）和湍流统计之间的关系以前仅在具有随机外力的理想化模拟中被系统地研究过。在这项工作中，我们分析了模拟的大规模湍流（250 pc）驱动的超新星（SN）爆炸，已被证明产生现实的MC属性。我们表明，SN驱动结果在MC湍流与广泛的对数正态分布的压缩比，平均值$\approx 0.3$，低于平衡值的$\approx 0.5$发现在惯性范围内的等温模拟与随机螺线管驱动。我们还发现，湍流的可压缩性是不明显的重力影响，也不是平均云径向（膨胀或收缩）和固体旋转速度。此外，云的均方根密度和均方根马赫数之间的一般关系与超音速等温湍流相似，尽管有很大的散射，它们的平均气体密度PDF可用对数正态分布来描述，当包括自重力时，还增加了一个高密度幂律尾部。
2016-05-19 astro-ph.GA
The Turbulence Velocity Power Spectrum of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）方法计算小麦哲伦云（SMC）湍流速度功率谱的结果。我们得到的速度谱指数为-3.85和2.3kpc的注入规模。谱指数比Kolmogorov指数更陡，这是预期的激波为主的湍流，这是在SMC气体动力学与过去的作品。2.3千秒差距的注入尺度表明，与大麦云云的潮汐相互作用是这个矮星系湍流的主要驱动力。这意味着星系中的湍流除了超新星注入外，还可能受到多种机制的驱动，星系-星系相互作用可能起着重要作用。
2015-06-10 astro-ph.GA
Saturation level of turbulence in collapsing gas clouds
我们研究了决定坍缩气体云中湍流饱和度的物理机制。我们进行了一套高分辨率的数值模拟与各种有效多变指数$γ_{\rm eff}$，初始马赫数$\mathcal{M}_0$，和初始湍流种子的湍流气体云崩溃。通过将能量注入率与湍流耗散率进行等效，得到了湍流饱和度的解析表达式，并与数值计算结果进行了比较。因此，数值结果很好地描述了解析模型，给定的湍流驱动尺度在坍缩的气体云是1/3的金斯长度的坍缩的核心。这些结果表明，在早期宇宙/现代恒星形成过程中的第一个核心形成的湍流强度可以单独由$γ_{\rm eff}$估计。
2022-10-19 astro-ph.GA
Properties of Turbulence in the Very Local Interstellar Clouds
我们已经研究了非常局部星际云中的湍流与日冕和太阳风中高度研究的湍流相似的程度。局部云的湍流诊断是沿着32条视线到附近恒星测量的吸收线宽，产生53个吸收分量的测量结果（Redfield和Linsky 2004）。我们已经测试了本地云湍流是否具有日冕或太阳风中湍流的以下特性：（a）主要垂直于平均磁场的速度波动，（b）垂直温度大于平行温度的温度各向异性（或至少相对于预期增强），以及（c）取决于离子拉莫尔半径的离子温度，在这个意义上，质量越大的离子具有越高的温度。我们对数据的分析并没有显示出令人信服的证据，表明这些属性在本地云湍流，可能与日光层等离子体的差异。在速度波动各向异性的情况下，虽然没有看到预期的观测特征，但我们不能排除相对高程度的各向异性（各向异性参数$ε\sim 0.50 - 0.70$）的可能性，如果局部云中的某些其他过程导致湍流线宽从一条视线到另一条视线的变化。我们简要地考虑了日冕和太阳风湍流与本地云湍流之间差异的可能原因。
2011-05-25 astro-ph.GA
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
Do Lognormal Column-Density Distributions in Molecular Clouds Imply Supersonic Turbulence?
最近对分子云中柱密度的观测发现对数正态分布具有幂律高密度尾部。这些结果通常被解释为超音速湍流主导所观察到的云的动力学的迹象。我们计算并提出了三个云的列密度分布，建模与非常不同的技术，其中没有一个是占主导地位的超音速湍流。第一个恒星形成云是用光滑粒子流体力学（SPH）模拟的;在这种情况下，重力，只与热压力相反，驱动着演化。第二个云是磁亚临界与亚音速湍流，模拟使用非理想MHD，在这种情况下的演变是由于重力驱动的双极扩散。第三种云是等温的，自引力的，具有平滑的密度分布，用解析法近似，具有均匀的内部区域和较大半径处的r^-2分布。我们表明，在所有三种情况下的列密度分布是对数正态分布。幂律尾只在晚些时候（或者，在光滑解析剖面的情况下，对于强中心集中的构型），当引力支配所有相反的力时才形成。因此，对数正态柱密度分布是不同模式云的一般特征，不应解释为超音速湍流的结果。
2010-06-14 astro-ph.GA
A measurement of the turbulence-driven density distribution in a non-star-forming molecular cloud
分子云是超音速湍流。这种湍流控制着初始质量函数和恒星形成速率。因此，为了了解恒星形成的细节，必须了解湍流的性质，特别是湍流云中密度的概率分布。我们提出了甲醛体积密度测量的非恒星形成云沿视线对W49A。我们使用这些测量结合总质量估计从13 CO推断的密度概率分布函数的形状。这种方法是互补的湍流通过柱密度分布的测量，并应适用于任何分子云检测CO。我们表明，在这种云湍流可能是压缩驱动，与压缩总马赫数比$b = \mathcal{M}_C/\mathcal{M}>0.4$。我们测量密度分布的标准差，将其限制在$1.5 < σ_s < 1.9$的范围内，假设密度是对数正态分布的。这种测量代表了恒星形成定律的重要输入。在不同激发条件下求平均值以产生湍流云发射模型的方法一般适用于光学细线观测。
2013-10-04 astro-ph.GA
The Density Distribution of Compressively-Forced Supersonic Turbulence Depends on the Driving Correlation Time
本研究通过高分辨率模拟发现，驱动相关时间对压缩驱动超音速湍流的密度分布有强烈影响，当其与涡旋翻转时间相近时会形成低密度空腔并改变密度统计特性，而超新星驱动湍流中该时间可能显著更短。
2025-05-29 astro-ph.GA
On the turbulence driving mode of expanding HII regions
研究了大质量恒星电离辐射对周围星际介质的湍流驱动模。我们运行一个湍流云的流体动力学模拟的平面平行电离前的冲击。我们发现，电离辐射形成的中性气体柱让人想起那些在观察中看到的。我们通过计算驱动参数$b$来量化中性气体中湍流的驱动模式，其特征在于对数密度对比$σ_s^2$的方差（其中$s = \ln({ρ/ρ_0})$与气体密度$ρ$及其平均$ρ_0$）与湍流马赫数$\mathcal{M}$之间的关系$σ_s^2 = \ln({1+b^2\mathcal{M}^2})$。先前的研究表明，$b\sim1/3$表示螺线管（无发散）驱动，$b\sim1$表示压缩（无卷曲）驱动，$b\sim1$产生的恒星形成率比$b\sim1/3$高出10倍。在我们的研究中，$b$的时间变化允许我们推断电离辐射本质上是一个压缩湍流驱动源，具有时间平均的$b\sim 0.76 \pm 0.08$。我们还调查的价值$b$的支柱，在那里恒星形成预计会发生，并发现支柱的特点是自然混合物的螺线管和压缩湍流模式（$b\sim0.4$）时，他们的形式，后来演变成一个更压缩的湍流状态与$b\sim0.5$ - $0.6$。支柱区域的维里参数分析支持这一结论。这表明来自大质量恒星的电离辐射可能能够通过在柱中产生主要是压缩湍流气体来触发恒星形成。
2020-02-20 astro-ph.GA
The turbulence driving mode in NGC7793 and NGC1313
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）
研究通过ALMA观测揭示NGC7793和NGC1313中湍流驱动模式的系统性变化，发现其驱动机制随银河环境变化，且存在局部压缩驱动区域。
2026-02-24 astro-ph.GA
Star Cluster Formation in Clouds with Externally Driven Turbulence
已知星团是在动荡的分子云中形成的。分子云中的湍流是如何驱动的，以及这对恒星形成的影响仍然不清楚。我们比较了一个模拟设置与湍流驱动无处不在一个周期性的盒子与设置湍流只驱动周围的盒子。我们分析了由此产生的气体分布，运动学，以及从云形成的恒星的人口。这两种设置都成功地产生了具有幂律结构函数的湍流速度场，外部驱动的云具有更中心的、整体的团块，而完全驱动的云具有许多更小的、更分散的团块。恒星的形成遵循云的形态，产生大的星团，在外部驱动的模拟中具有高的恒星形成效率，在完全驱动的情况下，稀疏的单个恒星形成效率要低得多。我们的结论是，外部驱动的方法，这类似于一个全球层次崩溃（GHC）的情况下，产生的星团，更紧密地匹配的观测。
2022-08-10 astro-ph.GA
Impeding Turbulence Decay in Self-gravitating Cloud Cores
本研究发现分子云致密云核能维持接近零的湍流衰减率，这得益于云核形成时释放的引力势能，从而阐明了自引力在阻碍湍流衰减中的作用。
2025-06-18 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Molecular Clouds -- Observation and Interpretation
塞曼效应和尘埃颗粒排列是探测分子云中磁场（B场）的两种主要方法，主要是由恒星形成的研究激发的，因为B场可以调节引力收缩和通道湍流速度。这篇综述总结了我们在过去十年中对B场的观察，以及我们的解释。银河系B场将分子云锚定到云核，其尺度约为0.1 pc，密度为10^4-5 H_2/cc。在核心内，湍流可以稍微超阿尔夫文，而大量的母云是次阿尔夫文。观察到的后果，这些很大程度上有序的云B-字段上的碎片和恒星形成。上面的范例与本世纪前十年普遍接受的理论有很大的不同，当时云湍流被认为是高度超阿尔夫文的。因此，湍流各向异性和双极扩散的诱导也重新审视。
2021-06-15 astro-ph.GA
Theory of Feedback in Clusters and Molecular Cloud Turbulence
我回顾了最近的数值和分析工作的反馈，从低质量和高质量的星团恒星到他们的气体环境。主要结论是：（1）外流驱动似乎能够维持秒差距大小的团簇的湍流，并延缓它们的自由落体坍缩，尽管在分子云中也存在着一些区域，甚至是一些不活跃形成恒星的整体云的例子，但它们也同样是湍流的，因此需要一种更普遍的湍流驱动机制; ii）外流驱动的湍流具有特定的光谱特征，可以通过观测进行测试; iii）反馈在降低恒星形成率方面发挥着重要作用; iv）然而，数值模拟表明，反馈不能完全阻止云和团块的净收缩运动。因此，一个吸引人的来源驱动的湍流无处不在的GMC是吸积从环境中，在所有的尺度。在这种情况下，反馈最重要的作用可能是阻止一小部分离新形成的恒星最近的气体到达它们，从而降低恒星形成的效率。
2010-10-25 astro-ph.GA
Connection between dense gas mass fraction, turbulence driving, and star formation efficiency of molecular clouds
我们研究的物理参数，影响气体在分子云中的积累，以高柱密度的恒星的形成发生。特别是，我们分析了致密气体的质量分数（DGMF）在一组自引力，等温，磁流体动力学湍流模拟，包括下沉粒子模型恒星形成。我们发现，模拟预测在柱密度范围N（H2）= 3-25 x 10^{21} cm^{-2}内接近指数DGMF，可以通过例如，粉尘消光测量。指数斜率与湍流驱动的类型以及恒星形成效率相关。它们几乎与音速马赫数和磁场强度无关。云演化的早期阶段比后期阶段的斜率更陡。这些预测与观测结果的比较表明，只有相对非压缩驱动（b ~< 0.4）的模拟符合附近分子云的DGMF。大量的红外暗云可以显示与更多压缩驱动一致的DGMF。分子云的DGMF可以显著地受湍流的平均压缩程度的影响。压缩水平的变化可能会导致DGMF斜坡的分散，并且确实需要一些变化来解释观察到的DGMF斜坡的分散。观测到的DGMF斜率也会受到云的恒星形成活动和云与云之间统计变化的影响。
2013-04-18 astro-ph.GA
Relationship between turbulence energy and density variance in the Solar neighbourhood molecular clouds
本文测定了太阳附近15个分子云的湍流能量与气体密度方差的关系。我们使用CO分子的线宽作为湍流能量（音速马赫数，$\cal{M}_\mathrm{s}$）的探针，并使用三维模型重建了使用近红外消光和赫歇尔尘埃发射数据推导的云的密度概率分布函数（$ρ$-PDF），作为密度方差（$σ_\mathrm{s}$）的探针。我们发现在所研究的云之间$\cal{M}_\mathrm{s}$和$σ_\mathrm{s}$之间没有显著的相关性，然而，我们也不能排除弱相关性。在双折射率占主导地位的气体的情况下，$\cal{M}_\mathrm{s}$和$σ_\mathrm{s}$值的范围与模型预测相对应。数据不能约束是否湍流驱动参数，$b$，和/或热磁压力比，$β$，样品云之间的变化。大多数云与比$β\lesssim 0.05$给出的场强更强的场强不一致。具有$b^2 β/ (β+1) = 0.30 \pm 0.06$的模型提供了对云样本整体的充分拟合。当考虑样品的平均行为时，我们可以排除三种状态：（i）强压缩结合弱磁场（$b \gtrsim 0.7$和$β\gtrsim 3$），（ii）弱压缩（$b \lesssim 0.35$）和（iii）强磁场（$β\lesssim 0.1$）。包括独立的磁场强度估计的分析，数据排除螺线管驱动（$b < 0.4$）的大多数太阳附近的云。然而，大多数云的$b$参数大…
2017-11-05 astro-ph.GA
Driven Multifluid MHD Molecular Cloud Turbulence
据信，湍流可能对恒星的形成以及发生这种情况的分子云的动力学和演化产生重大影响。还已知非理想磁流体动力学效应影响这种湍流的性质。本文给出了四流体MHD湍流的数值研究结果，其中包括电子、离子、带电尘埃颗粒和中性粒子的动力学以及它们之间的相互作用。描述被模拟流体的参数直接基于分子云的观测。我们发现，速度和磁场功率谱的强烈影响，多流体效应的长度尺度至少为0.05 pc。在系统中的各种物种的PDF都被发现是接近对数正态分布，与带电的物种有一个稍微少platykurtic（平坦）的分布比中性。我们发现，多流体效应的引入不会显着改变质心速度增量的结构函数。
2012-06-25 astro-ph.GA
The driving scale -- density decorrelation scale relation in a turbulent medium
超声速湍流产生的密度涨落对天体物理化学模型具有重要意义。这些密度涨落的一个性质是两点关联函数随尺度分离的增加而减小。密度去相关长度尺度（$L_{\rm dec}$）和湍流驱动尺度（$L_{\rm drive}$）之间的关系决定了湍流如何影响星际介质（ISM）中的密度和化学结构，并且是利用原子和分子示踪剂的观测来约束湍流性质的关键组成部分。我们运行了一组超音速磁流体动力学湍流的数值模拟，具有不同的音速马赫数（$\mathcal{M}_s=4.5, 7$），并在不同的尺度（1/2.5，1/5，1/7）的盒子长度驱动。我们推导出了$L_{\rm dec}-L_{\rm drive}$关系作为马赫数、驱动尺度和视线（LOS）相对于磁场的方向的函数。我们发现，平均比$L_{\rm dec}/L_{\rm drive} = 0.19 \pm 0.10$，当平均快照，马赫数，驾驶长度，和三个损失。对于平行于磁场的LOS，密度结构在统计上更小，$L_{\rm dec}-L_{\rm drive}$关系更紧密，具有$L_{\rm dec}/L_{\rm drive} = 0.112 \pm 0.024$。我们讨论了我们的研究结果的背景下，使用化学示踪剂的观察，以限制占主导地位的湍流驱动尺度的ISM。
2020-04-23 astro-ph.GA
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
Turbulent Driving Scales in Molecular Clouds
分子云中的超音速湍流是一种主导因素，强烈影响着分子云的演化和恒星形成活动。湍流的形成和维持可能是由许多物理尺度范围很广的过程引起的。通过研究分子云的动力学状态，可以评估湍流能量如何注入的主要候选者。本文的目的是限制在分子星际介质湍流驱动的尺度，通过比较模拟分子谱线观测的数值磁流体动力学（MHD）模型和分子谱线观测的真实分子云。我们使用主成分分析，适用于模型和观测数据，提取湍流驱动尺度的定量测量。我们发现，只有在大尺度（相当于或超过云的大小）驱动的模型与观测结果一致。这一结果也适用于内部恒星形成活动很少或没有的云。作用于大尺度的天体物理过程，包括超新星驱动的湍流、磁旋转不稳定性或螺旋激波强迫，是产生和维持分子云湍流的可行候选者。分子云内部的小尺度驱动源，如外流，在小尺度上可能很重要，但不能复制在分子星际介质中观察到的大尺度速度波动。
2009-10-02 astro-ph.GA
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
A technique for constraining the driving scale of turbulence and a modified Chandrasekhar-Fermi method
磁-费米方法是一种估算投影在天空平面上的平均磁场强度的强大技术。在本文中，我们提出了一种技术，以改善的Escherasekhar-Fermi方法，其中我们考虑到沿视线的独立涡所产生的平均效应。在传统的磁感应强度-费米方法中，脉动磁场的强度除以$\sqrt{4 π\barρ}$，其中$\barρ$是平均密度，被假定为与视线速度色散相当。然而，当湍流的驱动尺度$L_f$（即湍流的外部尺度）小于沿着视线$L_{los}$的系统的尺寸时，这是不正确的。事实上，传统的费米子方法高估了平均天平面磁场的强度，高估了$\sim \sqrt{ L_{los}/L_f}$倍。我们表明，质心速度的标准偏差除以平均视线速度色散是一个很好的措施，$\sqrt{ L_{los}/L_f}$，这使我们能够提出一个修改后的Erasekhar-Fermi方法。
2016-03-28 astro-ph.GA
Turbulence Cascade in Cygnus X Revealed by Multi-point VDF Method
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学与天体物理重点实验室（南京大学））
本研究利用多点速度色散函数（VDF）方法分析天鹅座X分子云数据，识别出10个子结构，发现约2-5秒差距的湍流相关尺度，并表明VDF能更稳健地约束该尺度。
2026-09-09 astro-ph.GA
Examining Turbulence in Galactic Molecular Clouds -- I: A Statistical Analysis of Velocity Structures
本研究通过分析167个银河分子云的速度结构函数，发现60%呈幂律分布，支持外部驱动湍流，但局部环境影响不可忽略，且引力主导尺度仍需探索。
2025-01-21 astro-ph.GA
Toward Understanding the Origin of Turbulence in Molecular Clouds: Small Scale Structures as Units of Dynamical Multi-Phase Interstellar Medium
为了研究星际湍流的起源，在分子云与HII区的相互作用区，对CO J=1- 0和3- 2谱线进行了详细的观测。结果，探测到了几个1,000到10,000 AU尺度的速度分散度很小的云团，它们的系统速度有几公里/秒的相对较大的分散度。结果表明，该云团是由小尺度的密集冷结构组成，它们的叠加作用使其整体上看起来是一个湍流实体。这一图象有力地支持了先前提出的热不稳定性驱动的湍流介质两相模型。在目前的云表面，湍流很可能是由电离冲击压缩和紫外线照射后的热不稳定性驱动的。线宽约为0.6km/s的小尺度结构具有较高的CO线比，J=3- 2 ~ 1- 0，1 < R（3-2/1-0）< 2。大速度梯度分析表明，0.6 km/s宽的分量云的平均密度为10^{3-4} cm^{-3}，这在云边缘相对较高，但它们的质量仅< 0.05 M_{sun}。
2012-05-22 astro-ph.GA
The signature of large scale turbulence driving on the structure of the interstellar medium
本研究通过数值模拟和柱密度图分析，探讨了星际介质湍流的两种驱动机制，发现仅靠常规恒星反馈无法解释大尺度ISM结构，需引入额外的大尺度驱动机制。
2022-06-01 astro-ph.GA
Taming the TuRMoiL: The Temperature Dependence of Turbulence in Cloud-Wind Interactions
本研究通过ENZO-E模拟探究云-风相互作用中湍流的温度依赖性，发现湍流速度随温度变化、受相对速度驱动、与冷却时间比相关，并揭示解析长度尺度对云形态的影响。
2023-06-20 astro-ph.GA
Simulating Supersonic Turbulence in Magnetized Molecular Clouds
我们提出了弱磁化超声速湍流的大尺度三维模拟结果，网格分辨率高达1024^3个单元。我们的数值实验是在局部条件下用分段抛物方法进行的，并假设了一个等温状态方程。湍流是由一个大规模的各向同性螺线管力在一个周期性的计算域和充分发展，在几个流动交叉时间。然后，我们发展的流量为一些流量交叉的时间和分析各种统计特性的饱和湍流状态。我们发现，在惯性范围内的尺度的能量传递率是令人惊讶的接近一个常数，表明柯尔莫哥洛夫的不可压缩湍流现象可以扩展到磁化超音速流。我们还讨论了网格分辨率从256^3细化到1024^3时不同湍流诊断的数值耗散效应和收敛性。
2009-08-04 astro-ph.GA
Molecular cloud formation by compression of magnetized turbulent gas subjected to radiative cooling
在星际介质中，磁化气体的复杂湍流运动是普遍存在的。然而，这种动荡的根源仍然知之甚少。先前的研究表明，超新星冲击波、重力或云碰撞造成的压缩可能会在一定程度上驱动湍流。在这项工作中，我们提出了三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟收缩湍流，磁化云从温暖的中性介质（WNM）的ISM冷致密分子云的形成，包括辐射加热和冷却。我们研究了不同的收缩率，发现观察到的分子云的性质，如温度，密度，马赫数，和磁场强度，以及它们各自的标度关系，最好的再现时，收缩率等于湍流周转率。相反，如果收缩率明显大于（小于）周转率，则压缩驱动太多（太少）湍流，产生不切实际的云特性。我们发现，密度概率分布函数的演变从双对数正态表示的两个阶段的ISM，一个歪斜的，单对数正态的密集，冷相。对于纯流体动力学模拟，我们发现收缩云湍流的有效驱动参数是自然到轻度压缩（\mbox{$b\sim0.4$--$0.5$}），而对于MHD湍流，我们发现\mbox{$b\sim0.3$--$0.4$}，即，螺管形到自然混合。总的来说，模拟云的物理性质，合同的速度等于湍流周转率，表明大规模的收缩可以解释的起源和演变的湍流在ISM。
2020-02-13 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
Turbulence in a self-gravitating molecular cloud core
外部驱动的星际湍流在形成分子云中的密度结构中起着重要的作用。在这里，我们研究的动力学作用的内部驱动的湍流在自引力分子云的核心。根据初始条件和演化阶段，我们发现，在重力驱动的湍流的存在下，自引力核心可以经历恒定的，减速的，和加速的下落，从而具有各种径向速度分布。在重力主导的中心区域，更高水平的湍流导致更低的下落速度，更高的密度和更低的质量吸积率。作为这项研究的一个重要意义，有效的重联扩散的磁场对重力阻力自然发生由于重力驱动的湍流，而不调用外部驱动的湍流。
2020-01-21 astro-ph.GA physics.flu-dyn
What role of gravity, turbulence and magnetic fields in high-mass star formation clouds?
本研究通过跨0.01–100 pc尺度的观测标度关系和湍流能谱分析，揭示引力、湍流及可能的磁场共同维持大质量恒星形成云的多尺度平衡。
2024-05-08 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
Formation of Turbulent and Magnetized Molecular Clouds via Accretion Flows of HI Clouds
利用三维MHD模拟，考虑了辐射冷却/加热、化学反应和热传导的影响，研究了ISM中分子云的形成。我们认为分子云的形成是由HI云吸积的建议，在最近的观测。模拟结果表明，初始HI介质在吸积流诱导的激波后被压缩堆积。由于初始介质是高度不均匀的热不稳定性的结果，形成的分子云变得非常动荡，由于发展的Richtmyer-Meshkov不稳定性。激波后区域的结构由稠密的冷气体（T<100 K）和弥散的暖气体（T> 1，000 K）组成，由于湍流，它们在空间上混合良好。由于湍流的能量来源是吸积流，因此湍流是高度各向异性的，偏向于吸积流的方向。湍流的动能在1千万年的演化过程中占主导地位，热能、磁能和引力能占主导地位。然而，通过使用CO分数加权密度测量的动能与其他能量相当。这表明，在分子云作为一个洞的湍流的真正动能可以远远大于动能估计的分子发射线宽的湍流动能。分子云中的团块显示出统计上均匀的演化，如下所示：团块的典型等离子体β大致恒定为<beta>~ 0.4。粒径-速度色散关系显示dv ~ 1.5 km s^{-1}（l/1 pc）^{0.5}，与密度无关。团块向磁超临界、重力不稳定的核心演化。团块似乎演化成满足分裂成二进制的条件的核心。这些统计性质可能提供恒星形成的初始条件。
2012-08-31 astro-ph.GA
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
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
Turbulence and star formation efficiency in molecular clouds: solenoidal versus compressive motions in Orion B
分子云中湍流的性质是控制恒星形成效率的关键参数之一：压缩运动，而不是螺线管运动，可以触发核心的崩溃，或标志着Hii区域的扩张。我们试图从观测上推导出猎户座B分子云中螺线管和压缩湍流模式所含的动量密度分数（$ρv$），并将这些分数与云中的恒星形成效率联系起来。Brunt & Federrath（2014）开发的统计方法应用于IRAM-30 m望远镜获得的$^{13}$ CO（J=1-0）数据立方体，使我们能够从观测提供的投影量中检索三维量，从而估计云的各个区域的压缩与螺线管比。尽管猎户座B分子云是高度超音速的（平均马赫数$\sim$ 6），但每种模式下的运动分数都明显偏离均分。星云的运动平均而言大多是螺线管（相对于均分超过8%），这与其低的恒星形成率相一致。另一方面，围绕主要恒星形成区（NGC 2023和NGC 2024）的运动被证明是强压缩的。我们已经成功地应用到观测数据的方法，到目前为止，只测试模拟，并已表明，可以有一个强大的云内的压缩和螺线管部分的变化，这些分数反过来与恒星形成效率。这为星系分子云中的恒星形成诊断开辟了新的可能性。
2017-01-04 astro-ph.GA
X-ray embedded stars as driving sources of outflow-driven turbulence in OMC1-S
来自非常年轻的恒星的外流会影响它们的周围环境，并影响母核中的恒星形成。在猎户座观测到多个分子外流和赫比格-哈罗（HH）天体，其中许多来自被称为OMC 1-S的嵌入式大质量恒星形成区。外流驱动源的检测通常是困难的，因为它们仍然隐藏在大消光之后，阻止了它们在光学甚至近红外和中红外波长的直接观察。为了更好地识别OMC 1-S中检测到的多个外流的驱动源，我们使用了深X射线观测提供的目录，这些观测揭示了前主序星的嵌入式种群。我们比较了钱德拉猎户座超深项目（COUP）在OMC 1-S中观察到的恒星的位置与分子流出的形态和HH光学物体测量的自行方向。我们发现，在OMC 1-S中报道的7个分子外流中，有6个（检测率为86%）具有位于驱动源预期位置处的被捕获的X射线COUP星。在一些情况下，X射线首次发现了可能的驱动源。钱德拉揭示的这一集群嵌入人口非常年轻，估计平均年龄只有10^{5}岁。它也可能负责多个HH对象，这是从云产生的流动的光学对应。我们发现，由OMC 1-S集群的成员驱动的分子外流可以解释在核心尺度上观察到的湍流，并调节恒星形成效率。我们讨论了流出反馈在大质量恒星形成中的作用，得出的结论是，在OMC 1-S注入湍流是兼容的竞争吸积的情况。
2013-07-19 astro-ph.GA
Gravity or turbulence? II. Evolving column density PDFs in molecular clouds
最近的研究表明，分子云的柱密度概率分布函数（Npdf）并不具有唯一的形状。相反，没有恒星形成的云似乎具有对数正态分布，而具有活跃恒星形成的云在高柱密度下形成幂律尾。对数正态行为的Npdf已被解释为湍流运动主导的动力学的云，而幂律行为发生时，云是由重力为主。在目前的贡献，我们使用热双稳态数值模拟云的形成和演变表明，事实上，这两个制度可以理解的分子云的形成和演变：一个非常窄的对数正态制度出现时，云正在组装。然而，随着全球引力收缩的发生，初始密度波动增强，首先导致更宽的对数正态Npdf，然后导致幂律Npdf。因此，我们认为所观察到的分子云的Npdf是其全球引力收缩状态的表现。我们还表明，与最近的建议相反，幂律斜率的确切值是不唯一的，因为它取决于云被观察到的投影。
2011-05-26 astro-ph.GA
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
Apparent Stability in Self-Gravitating Turbulence and the Evolution of Molecular Clouds
Harvard University（哈佛大学）
研究自引力湍流中分子云的稳定性矛盾，通过动态系统模型发现平衡点在力平衡方向稳定但在能量平衡方向不稳定，导致云团在平衡附近形成局部过密度。
2026-08-26 astro-ph.GA
Observational Diagnostics for Two-Fluid Turbulence in Molecular Clouds As Suggested by Simulations
我们提出了分辨率高达512^3的双流体（离子中性）MHD湍流的高分辨率模拟。模拟是超音速和轻度亚阿尔夫文的，与分子云中存在的条件一致。这种湍流被认为会影响分子云中的恒星形成过程，因为典型的核心形成的长度尺度与离子中这种湍流的耗散尺度相当。模拟的动机是最近的研究发现，在分子云中的等光度线的线宽尺寸关系的中性和离子物种的显着差异的事实。本文的目标是解释这些观察使用模拟和分析理论，提出了一套新的基于密度的诊断，借鉴类似的诊断，已通过研究单流体湍流，并表明，我们的双流体模拟在调和恒星形成的替代模型中发挥着至关重要的作用。速度依赖诊断显示与密度依赖诊断的互补性。我们发现，线宽尺寸的关系显示出显着的差异时，离子和中性的视线是正交的平均场。这是因为离子中的MHD波不同于中性粒子中的流体动力学波。我们还发现当视线平行于平均场时，离子和中性粒子的密度概率分布函数（PDF）表现出显著的差异。这是因为离子中的速度波动倾向于沿着场线产生柱密度波动。当磁场与视线成一个角度时，两个可观察到的差异应该是可见的。这些诊断应该很容易被观察者测试。该分析假设光学细线和云内方向均匀的平均磁场。
2013-07-18 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 Power Spectrum of Turbulence in NGC 1333: Outflows or Large-Scale Driving?
星团形成区域的湍流是由恒星外流内部驱动的，还是大尺度湍流级联的结果？我们通过研究NGC 1333的湍流能谱来解决这个问题。使用合成的13 CO地图计算的超音速湍流模拟的快照，我们表明，Lazarian和Pogosyan的方法提供了一个准确的估计湍流能谱。然后，我们将这种方法应用于从COMPRESSOR数据库中的NGC 1333的13 CO图。我们发现，湍流能谱在尺度0.06 pc < ell < 1.5 pc范围内是一个幂律E（k）k^-beta，斜率beta=1.85 \pm 0.04。NGC 1333恒星外流的能量注入尺度估计为ellinj 0.3 pc，与观测结果一致。没有证据表明，在外流驱动的模拟和分析模型预测的尺度ell_inj以上的能谱平坦化。积分强度的功率谱在0.16 pc < ell < 7.9 pc的尺度范围内也是一个接近完美的幂律，在ell_inj以上没有特征。我们的结论是，在NGC 1333中观察到的湍流似乎并不主要是由恒星外流驱动的。
2009-11-18 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
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
Are supernovae driving turbulence in the solar neighborhood?
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Vienna（维也纳大学）；ENS de Lyon（里昂高等师范学校）；Universite Claude Bernard Lyon 1（里昂第一大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure（巴黎高等师范学院物理实验室）；ENS（巴黎高等师范学院）；Université PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）
研究通过比较观测数据与数值模拟，探讨超新星反馈是否能维持太阳邻域的HI湍流，发现超新星驱动模拟未能解释观测到的湍流速度分散度。
2026-03-31 astro-ph.GA
Effects of multiple-scale driving on turbulence statistics
湍流在天体物理流体如星际介质（ISM）和团内介质（ICM）中普遍存在。在湍流研究中，通常假设流体在单一尺度上被驱动。然而，在天体物理流体中，可能有许多不同的驱动机制作用于不同的尺度。当存在多个能量注入尺度时，能量级联和湍流发电机的过程将不同于单一能量注入尺度的情况。在这项工作中，我们进行三维不可压缩/可压缩磁流体（MHD）湍流模拟。我们在两个波数范围内驱动傅立叶空间中的湍流，2\$ \leq k \leq \sqrt{12} \$（大尺度）和15 \$ \lesssim k \lesssim 26（小尺度）。我们通过改变区域内强迫的幅度，在每个区域内注入不同的能量。我们提出的动能和磁能密度的时间演化，并讨论在两个尺度的能量注入的存在下的湍流发电机。我们展示了动力学，磁和密度谱的影响，两个尺度的能量注入，我们讨论了观测的影响。在ε L < ε S的情况下，ε L和ε S分别为大尺度和小尺度下的能量注入率，我们的结果表明，即使是很少量的大尺度能量注入也能显著地改变湍流的性质.而当ε_L为\gtrsim ε_S时，小尺度驱动对湍流统计的影响不大，除非ε_L为\sim ε_S。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dancing with the stars: Stirring up extraordinary turbulence in Galactic center clouds
在中央分子带（CMZ）的分子云被观察到具有明显更高的湍流线宽，并且与云的大小相比，比银河系的其他部分更陡峭。在同一个银河系区域，恒星密度也比银河系的其他区域高得多，并且恒星的垂直速度色散很大，这意味着即使是年轻的恒星也可能在它们的一生中穿过CMZ的整个垂直范围。在这里，我们调查是否CMZ分子云与交叉恒星的相互作用可以解释在银河系的这一部分观察到的湍流的非凡特性。我们计算了恒星穿越CMZ云的能量沉积率，这是由于（a）恒星风和（b）动力学摩擦，并将其与湍流衰减率进行了比较。在每种情况下，我们计算了湍流线宽与云大小的预测比例。我们发现，能量沉积的恒星风穿越大质量恒星可以解释的水平和缩放的CMZ云湍流与云的大小。我们还发现，该机制停止有效的银河系中心的距离相当于CMZ的程度。另一方面，我们发现，动力学摩擦交叉恒星并不构成一个显着的驱动程序的湍流CMZ云。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The onset of large scale turbulence in the interstellar medium of spiral galaxies
湍流在银河系和其他旋涡星系的星际介质中普遍存在。这种湍流的能量来源一直有很多争论，提出了许多可能的起源。湍流的普遍性，其报告的大规模驱动，它也发生在无星分子云，挑战模型调用任何恒星源。需要一个更一般的过程来解释观察结果。在这项工作中，我们研究银河系旋臂的作用。这是通过三维流体动力学模拟来实现的，该模拟遵循星际弥漫云（100 cm-3）与螺旋图案的重力位场相互作用的动力学演化。我们发现，云的臂势的潮汐效应导致内部涡度，破碎和流体动力学不稳定性。触发的湍流导致大规模的驱动，在ISM不均匀性的大小，即大到100 pc，和转换势能为湍流的效率在10%至25%的范围内，每个臂交叉。这种效率比以前的模型高得多。在我们的模拟湍流的统计是惊人的相似，所观察到的功率谱和Larson标度关系的分子云和一般ISM。不同模型的相关性表明，ISM湍流主要与局部旋臂特性有关，如旋臂的质量密度和宽度。这种相关性似乎与最近对旋涡星系的高角分辨率观测相一致，例如M51和M33。
2014-10-10 astro-ph.GA
Non-adiabatic turbulence driving during gravitational collapse
我们研究了湍流球核星前引力收缩过程中湍流的产生。我们定义了一维湍流速度色散的比值$g$，$σ_\mathrm{1D}$与引力速度$v_g$，然后在以下假设下分析估计$g$：a）引力（$E_g$）和湍流动能（$E_\mathrm{turb}$）之间的均分或维里平衡，b）从引力到湍流能量的转移的平稳性（意味着$E_\mathrm{turb}/E_g=$ cst）。在均分和维里的情况下，我们发现$g=\sqrt{1/3}\approx0.58$和$g=\sqrt{1/6}\approx0.41$，分别在静止的情况下，我们发现$g=\langle v_\mathrm{rad}\rangle L_d/(4π\sqrt{3}ηRv_g)$，其中$η$是一个效率因子，$L_d$是湍流的能量注入尺度，$R$是核心的半径。接下来，我们进行AMR模拟的星前崩溃的等温，跨音速湍流核心在两个不同的分辨率，和非湍流控制模拟。我们发现，湍流模拟崩溃的速度与非湍流的速度相同，所以湍流的产生并没有显着减缓崩溃。我们还发现，a）模拟接近崩溃和湍流耗散的能量注入率之间的平衡; b）$g\approx0.395\pm0.035$，接近“维里”值（湍流是非热线宽的$\sim35-40\%$）; c）注入尺度是$L_d\lesssim R$，和d）“湍流压力”$ρσ_\mathrm{1D}^2$尺度为$\simρ^{1.6…
2020-09-26 astro-ph.GA
Kinematics of Galactic Centre clouds shaped by shear-seeded solenoidal turbulence
本文通过云尺度流体动力学模拟研究CMZ云the Brick，表明银河系剪切与云引力坍缩共同产生以螺线管模式为主的湍流，从而塑造其运动学并抑制恒星形成率。
2023-08-01 astro-ph.GA
Gravity or Turbulence? The velocity dispersion-size relation
我们讨论了分子云的速度色散与尺寸关系的性质。特别是，我们添加到以前的观测结果表明，在分子云和核心的速度分散不纯粹是空间尺度的函数，但涉及表面气体密度以及。我们强调，流体动力学湍流需要在祖介质中产生第一次冷凝。然而，随着云的形成，它也变得束缚，重力加速度主导了运动。在这种情况下，能量守恒意味着$|E_g| \sim E_k$，与观测数据一致，并提供了两个最近的观测结果的解释：在$δv-R$平面的散射，并依赖于表面密度${δv^2/ R} \propto Σ$的速度色散。我们认为，观测数据是一致的分子云在分级引力坍缩的状态，即，在整个星云中形成局部的坍缩中心，而星云本身也在坍缩，使得在真正的恒星形成之前的所有阶段都不需要平衡。最后，我们讨论了如何这种机制不需要与观察到的恒星形成率相冲突。
2010-09-08 astro-ph.GA
TIMES II: Investigating the Relation Between Turbulence and Star-forming Environments in Molecular Clouds
我们使用主成分分析（PCA）研究恒星形成对猎户座A和蛇夫座星云湍流的影响。我们通过对$^{13}$ CO、C $^{18}$ O、HCO $^+$ $J=$ 1 $-$ 0和CS $J=$ 2 $-$ 1中的谱图应用PCA来测量湍流的属性。首先，从主成分分析得到的$^{13}$ CO图的标度关系表明，对于给定的空间尺度（$L$）的速度差（$δv$）是最高的整体成形细丝（ISF）和L1688，其中最活跃的恒星形成发生在两个云。$δv$随子区中原恒星的数密度和总辐射光度的增加而增加。第二，在ISF和L1688区，$^{18}$-O、HCO-$^+$和CS的$δv$普遍高于$^{13}$-CO，这意味着在恒星形成区致密气体比弥散气体更湍流;恒星形成于稠密的气体中，与恒星形成相关的动力学活动，如喷流和外流，可以向周围的气体提供能量以增强湍流运动。
2021-07-28 astro-ph.GA
