The Razor's Edge of Collapse: The Transition Point from Lognormal to Powerlaw in Molecular Cloud PDFs
我们推导了恒星形成分子云中对数正态和幂律概率分布函数之间的过渡柱密度值（$s_t$）的解析表达式。我们的$s_t$表达式取决于平均列密度、PDF对数正态部分的方差和PDF幂律部分的斜率。我们表明，$s_t$可以与物理量，如音速马赫数的流动和幂律指数的自引力等温球。这意味着对数正态密度和幂律密度/柱密度PDF之间的过渡点代表湍流和热压平衡的临界密度，即所谓的“激波后密度”。“我们使用文献中报道的尘埃PDF观测结果以及Enzo代码对自引力超音速湍流的数值MHD模拟来测试我们对过渡柱密度的分析预测。我们发现之间的解析$s_t$和测量值的数值模拟和观测（在1.5 A $_V$）的良好协议。我们讨论了我们的表达式的实用程序，用于确定未解决的低密度材料在尘埃观测的PDF的属性，用于估计冲击后的密度，并确定HI-H $_2$过渡云。
2016-09-14 astro-ph.GA
Power-law tails in probability density functions of molecular cloud column density
幂律尾常出现在分子云柱密度的概率密度函数（PDF）中，并被归因于重力的影响。我们表明，消光PDF的一个样本的五个分子云在几十秒差距的分辨率，探测到A $_{\mathrm{V}}$ $\sim$ 10个量级，是非常好地描述了对数正态函数的字段选择是严格限制的冷，分子区和噪声和前景污染适当占。一般来说，除了冷的分子材料之外，还包含温暖的扩散材料的场选择将显示明显的核心+尾部PDF。然而，最好把明显的拖尾理解为对数正态概率密度函数的高消光部分，它是由云的冷分子部分产生的。我们还描述了噪声和前景/背景污染对PDF结构的影响，并表明，这些可以，如果不适当占，诱导虚假的尾巴或放大任何真正存在的。
2015-03-04 astro-ph.GA
Effects of low resolution on the column density PDF of molecular clouds
Shanghai Normal University（上海师范大学）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Universidad de Chile（智利大学）
研究低分辨率对分子云柱密度概率分布函数影响，通过模拟观测量化截断效应，提出无参数模型预测截断柱密度，开发反向方法，发现N-PDF形状与形态关联，为校正分辨率效应提供框架，增强恒星形成理论约束。
2026-07-10 astro-ph.GA
The reliability of observational measurements of column density probability distribution functions
柱密度的概率分布函数（PDF）是一个既定的工具来表征星际云的演化状态。使用模拟，我们展示了在何种程度上他们的决心是受噪声，视线污染，现场选择，和不完整的采样干涉测量。我们解决的积分，描述了云PDF与污染源的卷积，并研究缺失的信息对测得的列密度PDF的影响。如果噪声的均方根（rms）是已知的，则可以容易地估计和校正观测噪声的影响。对于低于典型云柱密度$N_{peak}$ 40%的$σ_{noise}$值，这几乎不涉及PDF参数精度的降低。对于更高的噪声水平和窄的云PDF，PDF的宽度变得越来越不确定。如果污染物的PDF在较低的柱处达到峰值或比观测到的云的PDF窄，则可以将湍流前景或背景云的污染物作为恒定屏蔽去除。云边界的清晰度主要影响PDF的低柱密度部分和平均密度。只要覆盖了超过50%的云，对PDF参数的影响就可以忽略不计。与此相反，在干涉测量观测的紫外线平面的不完整采样导致不可校正的失真的PDF的产生的地图。扩展ALMA的能力将使我们能够恢复PDF的高柱密度尾部，但我们发现没有办法测量干涉观测中底层云PDF的中间和低柱密度部分。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Understanding star formation in molecular clouds IV. Column density PDFs from quiescent to massive molecular clouds
我们提出了N-PDF的29个银河系地区获得的赫歇尔成像在高角分辨率，包括弥漫和静止的云，和那些显示低，中，高质量的恒星形成（SF），并使用三角洲方差工具的云结构的特点。N-PDF在低柱密度下呈双对数正态分布，在高柱密度下显示一个或两个幂律尾（PLT）。对于弥漫，静止，低质量的SF云，我们建议，这两个对数法线产生的原子和分子阶段，分别。对于大规模的云，我们建议，第一个对数正态是建立了由有害的混合H2和第二个压缩（通过恒星反馈）分子气体。几乎所有的云都有两个PLT，其斜率与自重力一致，其中第二个可能比第一个更平坦或更陡峭。更平坦的PLT可能是由恒星反馈或其他物理过程引起的，这些过程减缓了坍缩并减少了质量向更高密度的流动。如果磁场的取向垂直于LOS柱密度分布，则可能出现更陡的斜率。第一个偏离点（DP），其中N-PDF从对数正态转变为PLT，示出了围绕2-5左右的AV（DP 1）的视觉消光值的聚类。定义两个PLT之间的断裂的第二DP变化很大。使用Δ方差，我们观察到AV值，其中斜率在第一和第二PLT之间变化，随着方差谱中的特征尺寸尺度而增加。我们的结论是，在低柱密度，原子和分子的气体是有害的混合，而在高柱密度，气体是完全分子和占主导地位的自引力。因此，分子云的最佳拟合模型N-PDF是具有对数正态低柱密度分布的模型，其次是一个或两个PLT。
2022-07-29 astro-ph.GA
Evolution of column density distributions within Orion~A
我们比较了猎户座A不同区域的恒星形成分子云的结构，以确定柱密度概率分布函数（N-PDF）如何随环境条件（如年轻原恒星的比例）而变化。N-PDF斜率和0类原恒星分数之间的相关性先前已被观察到在低质量恒星形成区（英仙座）由Sadavoy，在这里，我们测试，如果一个类似的相关性是在高质量恒星形成区观察。我们使用赫歇尔数据导出猎户座A的柱密度图。我们使用赫歇尔猎户座原恒星巡天目录准确识别和分类的猎户座A年轻恒星对象（YSO）的内容，包括短命的0类原恒星（与$\sim$ 0.14百万年的寿命）。我们将猎户座A分成8个独立的13.5 pc $^2$区域;在每个区域中，我们用幂律拟合N-PDF分布，并测量0类原恒星的比例。我们使用极大似然方法来测量N-PDF幂律指数，而不进行分箱。我们发现，0级分数是较高的区域，具有平坦的列密度分布。我们测试的不完整性，YSO错误分类，分辨率和像素尺度的影响。我们表明，这些影响不能解释所观察到的趋势。我们的观察表明，幂律N-PDF的斜率与猎户座A内的0级分数之间存在关联。各种解释进行了讨论，包括基于0类原恒星分数的时间尺度假设一个恒定的恒星形成率。观察到的关系表明，N-PDF可以与气体的“演化状态”有关。如果普遍的，这样的关系允许从N-PDF幂律指数在更大的距离比那些accesble与原恒星计数的进化状态的评估。（节略）
2015-04-20 astro-ph.GA
Gas Column Density Distribution of Molecular Clouds in the Third Quadrant of the Milky Way
我们已经获得了一个公正的样本的120个分子云在银河系中平面（b $\le |5|^{\circ}$）的第三象限内的银河系经度范围从195 $^{\circ}$到225 $^{\circ}$的列密度图，使用高灵敏度的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的数据从银河系成像卷轴画（MWISP）项目。用对数正态（LN）函数和对数正态加幂律（LN+PL）函数拟合了云的氢分子柱密度的概率密度函数（N-PDF）。根据N-PDF的形状，将分子云分为三类，即，LN、LN+PL和UN（不清楚）。约72%的分子云属于LN类，LN+PL类和UN类分别占18%和10%。在N-PDF的宽度$σ_s$和分子云的平均柱密度$N_{H_2}$之间存在幂律标度关系$σ_s\propto N_{H_2}^{0.44}$。然而，$σ_s$显示与云的质量无关。发现分子云的归一化柱密度的色散$σ_{N/\rm <N>}$和音速马赫数$\mathcal{M}$之间存在相关性。总体而言，正如数值模拟预测的那样，具有活跃恒星形成活动的分子云的N-PDF往往具有幂律高密度尾部的N-PDF。
2022-06-08 astro-ph.GA
On the link between column density distribution and density scaling relation in star formation regions
我们提出了一种方法来获得的密度标度关系$\langle n\rangle \propto L^{-α}$在恒星形成的区域或在其湍流附近的直接装箱的列密度分布（$N$ -pdf）。该方法的结果进行了研究，为三种类型的$N$ -pdf：幂律（$7/5\leα\le5/3$），对数正态（$0.7\lesssimα\lesssim1.4$）和对数正态组合。在最后一种情况下，Stanchev等人的方法也被应用于比较。（2015）发现了非常弱（或接近于零）的相关性。我们得出结论，所考虑的“分箱方法”反映了$N$ -pdf的局部形态，而没有参考所考虑区域的物理条件。推导出的斜率与广泛采用的Larson（1981）值$α\sim1.1$的大致一致性表明，分子云中的密度-尺寸关系确实是观测到的$N$ -pdf的一个伪影。
2017-05-18 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
2015-03-13 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
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
What determines the density structure of molecular clouds ? A case study of Orion B with Herschel
描述所有恒星形成过程的关键参数是气体的密度结构。在这封信中，我们利用概率分布函数（PDF）的赫歇尔柱密度图的猎户座B，天鹰座，北极星，获得了赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。我们的目标是了解哪些物理过程影响PDF形状，以及哪些签名。猎户座B（天鹰座）的概率密度函数在Av 3（6）之前显示出低柱密度的对数正态分布，而在高柱密度的情况下显示出幂律尾部，这与等效球形密度分布的ρ r^-2分布相一致。猎户座B的PDF由于附近OB恒星聚集体的外部压缩而变宽。一个静止的子区域的非恒星形成的北极星云的PDF接近对数正态分布，表明超音速湍流支配的密度分布。但我们也观察到，在Av>1时，北极星的一个亚区域（包括一个突出的暗条）偏离对数正态形状。我们的结论是：（i）偏离对数正态形式的PDF点并不跟踪恒星形成的普遍AV阈值，（ii）统计密度波动，不稳定性和磁场可以导致在早期云形成阶段超过对数正态PDF，（iii）核心形成和/或全球崩溃的细丝和非等温气体分布导致幂律尾，和（iv）外部压缩拓宽了柱密度PDF，与数值模拟一致。
2013-04-01 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: I. Column density and star formation from sub-pc to kpc scales
描述星际介质的性质如何在不同的尺度上结合起来，对于理解恒星形成的比例律和连接银河系和河外分子云的数据至关重要。我们描述了云的统计结构，以及它与恒星形成的联系，在银河系盘内的一个完整区域中从亚秒差距到千秒差距尺度的变化。我们建立了一个人口普查的分子云在2千秒差距从太阳使用文献。我们研究尘埃为基础的柱密度概率分布（N-PDF）的云和它们的关系，以年轻的恒星天体（YSO）跟踪恒星形成。然后，我们检查我们的调查区域从外面，在不同大小的光圈，并描述如何N-PDF和它们的关系，恒星形成的大小尺度的变化。云的N-PDF不能很好地由任何单一的简单模型描述;使用任何单一的模型可能会使N-PDF的解释产生偏差。N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，并且这种相关性随着银河系环境（旋臂/旋臂间区域）而变化。我们发现，云的密度对比度可能比致密气体的质量分数更密切地联系到恒星的形成。孔径平均的N-PDF随尺寸尺度而变化，并且对于更大的孔径更头重脚轻。孔径N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，大小约为0.5 kpc，取决于环境。我们的研究结果表明，云结构和恒星形成之间的关系是环境特异性的，最好通过相对量（例如，密度对比度）。最后，我们展示了如何单独的云的密度结构引起的kpc规模的肯尼库特-施密特的关系作为一个组合的采样效果和不同的银河系环境的混合。
2021-09-02 astro-ph.GA
Probing the evolution of molecular cloud structure: From quiescence to birth
目的：我们推导出一个完整的样本的突出分子云复合物的柱密度的概率密度函数（PDF）接近200 pc。研究方法：我们推导出近红外尘埃消光图23分子云复合体，使用“最好的”颜色过剩映射技术和数据从2 MASS档案。消光图然后被用来检查在云中的柱密度PDF。结果：在低柱密度（0.5mag <Av < 3-5 mag）下，大多数分子云的柱密度PDF均符合对数正态函数。然而，在更高的柱密度突出，幂律样的翅膀是常见的。特别是，我们确定了一个趋势的PDF：活跃的恒星形成云总是有突出的非对数正常的翅膀。相比之下，没有活跃的恒星形成的云在整个观测到的柱密度范围内类似于对数正态分布，或者只显示出低的高柱密度。这种趋势也反映在累积PDF中，表明高柱密度物质的比例在恒星形成云中显着更大。这些观察结果与湍流运动是静止云的主要云成形机制的演化趋势一致，但由它们引起的密度增强很快就被重力（和其他机制）所主导，这强烈反映在柱密度PDF的形状上。湍流的主导作用仅限于分子云演化的早期阶段，相当于云中活跃恒星形成的开始。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
2MASS wide field extinction maps: V. Corona Australis
我们提出了一个大的区域（$\sim$ 870度$^2$）覆盖孤立的南冕复杂的分子云的近红外消光图。我们达到了1- $σ$的误差为0.02等的K波段消光分辨率为3弧分在整个地图。我们发现，南冕云是以前的CO和尘埃排放调查所揭示的三倍。该云由一个45 pc长的复杂的对流结构组成，从著名的恒星形成的西端（头部，$N \geq10^{23}$ cm $^{-2}$）到弥散的东端（尾部，$N \leq10^{21}$ cm $^{-2}$）。值得注意的是，大约三分之二的复杂的大小和质量都位于下面的A $_V\sim1$杂志。我们发现，PDF的云不能描述一个单一的对数正态函数。与之前的研究类似，我们发现在高柱密度下显著过量，但对数正态+幂律尾部拟合在低柱密度下不起作用。我们发现，在低柱密度附近的峰值观测PDF，PDF的振幅和形状是由噪声在消光测量，使其不切实际的推导出内在的云PDF低于A $_K <$ 0.15马格。以上$_K \sim 0.15$马格，基本上是云的分子组成部分，PDF似乎是最好的描述指数$-3$的幂律，但也可以描述为在非常低的柱密度处达到峰值的宽且相对低振幅的对数正态PDF的尾部。
2014-01-13 astro-ph.GA
Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A fitting for N-PDF without power-law
本文基于天鹅座X CO巡天数据构建并拟合分子云的N-PDF，发现其可用一至两个对数正态分布描述，且N-PDF形状主要反映密度与湍流结构关系，与恒星形成活动相关性较弱。
2023-05-11 astro-ph.GA
The HI Probability Distribution Function and the Atomic-to-Molecular Transition in Molecular Clouds
我们表征的列密度概率分布函数（PDF）的原子氢气体，HI，与7个银河系分子云（MC）。我们使用21厘米观测莱顿/阿根廷/波恩银河系HI调查得出列密度图和PDF。我们发现HI PDF的峰出现在约1-2 $\times 10^{21}$ cm $^2$（相当于约0.5-1 mag）的柱密度范围内。PDF均匀狭窄，平均色散为$σ_{HI}\approx 10^{20}$ cm $^2$（~0.1 mag）。我们还调查了HI到H的$_2$过渡到云复合物，并估计HI表面密度范围为7-16 $M_\odot$ pc $^{-2}$在过渡。我们建议，HI PDF是一个合适的工具，用于识别银河系MC中的HI到H $_2$过渡柱。
2016-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding star formation in molecular clouds III. Probability distribution functions of molecular lines in Cygnus X
柱密度（N）PDF是表征影响分子云结构的物理过程的有力工具。恒星形成云的最佳特征是对数正态分布的低N范围和幂律尾部的高N，通常归因于湍流和自重力和/或压力，分别。我们在这里报告的PDF获得的12 CO，13 CO，C18 O，CS和N2 H+在天鹅座X北地区的观测和比较PDF来自尘埃观测与赫歇尔卫星。对于Av~1-30，12 CO的PDF呈对数正态分布，但由于光学深度效应，Av越高，PDF越小。C18 O和13 CO的PDF对于Av~1-15大部分是对数正态的，其次是过量的，直到Av~40。高于该值，所有CO PDF都会下降，很可能是由于耗尽。高密度示踪剂CS和N_2H ~+仅分别在Av~15和400之间呈现幂律分布。来自灰尘的PDF对于Av~3-15是对数正态的，并且具有高达Av~500的幂律尾部。然而，分子线柱密度的绝对值是相当不确定的，由于丰度和激发温度的变化。根据尘埃的PDF值，我们将CS的分子谱线PDF值与尘埃的PDF值进行“校准”，并确定[CS]/[H2]的丰度为10^-9。CS，N2 H+和尘埃PDF的幂律尾部的斜率与细丝和团块的自由落体坍塌是一致的。一个准静态配置的细丝和团块也可能占所观察到的N-PDF，只要他们有一个充分凝聚的密度结构和外部冲压压力的气体吸积提供。N2 H+和CS的某种程度上更平坦的斜率可以反映在低柱密度下的丰度变化和/或亚热激发。
2016-01-15 astro-ph.GA
The Column Density Probability Density Function of Cygnus-X
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；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（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
研究通过分析Cygnus-X的列密度概率密度函数，揭示了湍流与重力共同作用下分子云的密度结构，并发现其幂律部分随时间变平，表明恒星形成阈值的动态变化。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Column Density Structure of Orion A Depicted by N-PDF
我们利用PMO-13.7 m毫米波望远镜对猎户座A巨分子云（GMC）进行了大视场的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=1-0$发射同步观测，观测范围为$\sim$ 4.4 deg $^2$。本文用柱密度概率分布函数（N-PDF）研究了Orion A GMC中氢分子的分布，由$^{13}$ CO发射得到的H $_2$柱密度在$\sim$ 4 $\times10^{21}$ ~ $\sim$ 1.5 $\times10^{23}$ cm $^{-2}$范围内服从对数正态分布，且在低密度和高密度端都有过剩.过量的低密度端可能是由一个扩展的和低温（$\sim$ 10 K）组件的速度在5 $-$ 8 km s $^{-1}$的范围内。与北部次区域相比，猎户座A GMC的南部次区域在$N_{H_2} > 1.25\times 10^{22}\ \rm{cm}^{-2}$中含有较少的柱密度气体。N-PDF的子区域的分散性被发现与整个猎户座A GMC的云的演化阶段相关。猎户座A GMC的结构层次的探索与DENDRONOMY算法，它被发现，GMC是由两个分支。所有的结构，除了一个在树维里参数小于2，表明自重是重要的空间尺度从$\sim$ 0.3到$\sim$ 4 pc。虽然幂律和偏离对数正态分布被发现在高密度端的N-PDF的活跃的恒星形成区域，在猎户座A GMC…
2019-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characteristic structure of star-forming clouds
本文提出了一种从分子云区柱密度概率密度函数（N-pdf）诊断分子云区成星势的新方法。它给出了具有相同N-pdf的对称细丝的柱密度和质量分布的表达式作为一个附加区域。这种特征性的暗条的中心浓度可以区分区域，并可以量化它们对恒星形成的肥沃程度。对于纯对数正态分布、纯幂律分布或其组合的N-pdf，计算分布。关于奇异多变圆柱体的模型，特征细丝可以是未结合的，结合的，或根据其中心浓度而塌陷。N-pdf气体动力学状态的这种纤维模型比球形坍缩模型与恒星形成区域更相关。一个束缚或坍缩的暗条的恒星形成能力可以用它在径向自由降落时的平均质量吸积率来量化。对于一个给定的单位长度的质量，生育力增加与长丝平均柱密度和其初始浓度。在选定的区域中，它们的特征丝状体的生育能力随着恒星形成的水平而增加。
2015-05-05 astro-ph.GA
A Synergy of the Velocity Gradients Technique and the Probability Density Functions for Identifying Gravitational Collapse in Self-Absorbing Media
速度矢量技术（VGT）和质量密度的概率密度函数（PDF）是研究分子云中湍流、磁场和自引力的工具。然而，自吸收可以显着地使观察到的强度不同于柱密度结构。在本工作中，我们利用CO同位素$^{12}$ CO（1-0），$^{13}$ CO（1 - 0）和C $^{18}$ O（1-0）的三条合成发射线研究了自吸收对VGT和强度PDF的影响。我们证实VGT的性能对辐射转移效应不敏感。我们数值计算表明，通过VGT构建三维磁场层析成像的可能性。我们发现，强度PDF改变其形状从纯对数正态分布，表现出幂律尾取决于光学深度的超音速湍流。结果表明，CO同位素密度函数的变化与自引力无关，这使得密度函数在识别引力坍缩区时的可靠性降低。我们计算了恒星形成区NGC 1333的强度PDF，发现强度PDF在观测中的变化与我们的数值结果一致。VGT和柱密度PDF的协同作用证实了自引力气体在NGC 1333中占据了很大的体积。
2021-01-05 astro-ph.GA
Estimating the dense gas mass of molecular clouds using spatially unresolved 3 mm line observations
本文提出结合参数化柱密度PDF模型与Beetroots贝叶斯反演算法的方法，利用3毫米未分辨谱线观测反推分子云致密气体质量，在M51星系观测中验证了方法有效性并发现致密气体质量与24μm面亮度线性相关。
2025-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
A $Herschel-SPIRE$ Survey of the Mon R2 Giant Molecular Cloud: Analysis of the Gas Column Density Probability Density Function
我们提出了一个远红外调查的整个Mon R2 GMC与$Herschel-SPIRE$交叉校准与$Planck-HFI$数据。我们用灰体函数和最佳β值1.8拟合每个像素的SED。我们发现，从远红外尘埃发射和近红外消光得到的中程柱密度是一致的。对于整个GMC，我们发现柱密度直方图或N-PDF在$\sim$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$以下为对数正态分布。高于该值时，分布采用指数为-2.16的幂律形式。我们分析了气体的几何形状，N-PDF的形状，和YSO内容的选择在云中的子区域。我们没有发现纯对数正态N-PDF的区域。对数正态和一个幂律N-PDF的组合区域具有YSO团簇和相应的中心集中的气体团簇。具有对数正态和两个幂律N-PDF的组合的区域具有显著数量的通常较年轻的YSO，但没有突出的YSO集群。这些区域由紧密间隔的气体细丝的聚集体组成，没有集中的致密气体团。我们发现，对于我们的固定尺度区域，YSO计数大致与N-PDF幂律指数相关。相关性出现陡峭的单一的幂律区域相对于两个幂律区域与高柱密度截止，作为一个更大的致密气体的质量分数是在前者实现。在我们的区域中，发现嵌入的YSO计数和致密气体质量之间有较强的相关性。
2016-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization compression impact on dense gas distribution and star formation, Probability density functions around H ii regions as seen by Herschel
电离反馈应该影响电离气体周围的柱密度的概率分布函数（PDF）。我们的目标是量化这种影响，并讨论其潜在的联系的核心和初始质量函数（CMF/IMF）。我们使用了一个系统的方式赫歇尔柱密度图的几个地区内观察到的HOBYS的关键程序：M16，玫瑰花和船帆座C分子云，和RCW 120 H ii区域。我们用两个对数正态分布拟合了所有云的柱密度PDF，因为它们在PDF中呈现双峰或放大的形状。我们的解释是，柱密度分布的最低部分描述了湍流分子气体，而第二个峰值对应于由电离气体膨胀成湍流分子云引起的压缩区。在电离气体边缘的凝聚有一个陡峭的压缩径向轮廓，有时可以在幂律尾的平坦化中识别出来。这可能会导致一个明确的标准，能够解开触发从预先存在的恒星形成。在CMF/IMF起源的重力湍流情景的背景下，PDF的双峰/放大形状可能会影响CMF/IMF低质量和高质量端的物体的形成。特别是重力湍流方案需要一个更宽的PDF，以使IMF与分子云合理的初始马赫数适当拟合。由于其他物理过程（例如状态方程和堆芯性质之间的变化）已经被提出来扩大PDF，不同效应的相对重要性仍然是一个悬而未决的问题。
2014-01-28 astro-ph.GA
Filaments and ridges in Vela C revealed by Herschel: from low-mass to high-mass star-forming sites
我们提出了第一个赫歇尔PACS和SPIRE结果船帆座C分子复合物在远红外和亚毫米制度在70，160，250，350，和500微米，跨越冷星前或原恒星核心的发射峰值。柱密度和多分辨率分析（MRA）区分船帆座C复杂成五个不同的子区域。每个次区域的柱密度和温度概率分布函数都有差异，特别是“中脊”和“南巢”次区域的概率分布函数形成鲜明对比。中央脊显示双峰温度PDF代表HII区域RCW 36周围的热气体和冷的邻近细丝，而南巢主要是冷的对流结构。中央脊的柱密度PDF比南巢平坦，具有高柱密度尾部，与通过大规模流动形成和自重调节一致。在小到中等规模的MRA表明，中央脊的浓度是南巢的两倍，而在更大的规模上，南巢中的气体的更大部分是由湍流比中央脊占主导地位。在船帆座C中，大质量恒星似乎优先形成在脊中，即，占优势的高柱密度细丝。
2011-08-03 astro-ph.GA
Multiple power-law tails in the density and column-density distribution in contracting star-forming clumps
本研究通过数值模拟探讨了原初气体收缩星形成团块中（柱）密度分布的多重幂律尾演化，发现其斜率特征与经典坍缩模型、原恒星引力及吸积盘形成相关，并得到观测数据支持。
2024-01-04 astro-ph.GA
Relationship between the column density distribution and evolutionary class of molecular clouds as viewed by ATLASGAL
我们提出了第一个研究的列密度分布的分子云附近的银河系的旋臂和它们的演化状态之间的关系，从它们的恒星含量测量。我们分析了195个分子云的样本位于距离低于5.5千秒差距，确定从ATLASGAL 870微米的数据。我们定义了三个进化类在这个样本：无星团块，恒星形成云与相关的年轻恒星物体，云与HII地区。我们发现这三类天体的N（H2）概率密度函数（N-PDF）是明显不同的：无星团块的N-PDF是偏西的，形状接近对数正态分布，而恒星形成云和HII区域在很宽的柱密度范围内表现出幂律形状，只有在低柱密度时才表现出对数正态分布。我们使用的N-PDF估计的进化时间尺度的三类对象的基础上一个简单的分析模型从文献中。最后，我们表明，N-PDF的积分，致密气体的质量分数，取决于ATLASGAL测量的区域的总质量：更大质量的云包含更大的相对量的致密气体在所有的进化类。
2015-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tsallis statistics as a tool for studying interstellar turbulence
利用磁流体动力学（MHD）模拟星际湍流，研究了密度、速度和磁场增量的概率分布函数（PDF）。我们发现，PDF很好地描述了Tsallis分布，遵循相同的一般趋势，发现在太阳风和电子MHD的研究。我们发现在亚音速和超音速湍流中密度的PDF有很大的不同。为了将这项工作扩展到ISM观测，我们研究了从3D MHD模拟获得的列密度图。从柱密度图中，我们找到了适合Tsallis分布的参数，并证明了这些参数随紊流的音速和阿尔文马赫数而变化。这为使用Tsallis分布来研究星际气体的动力学状态和可能的磁性状态开辟了途径。
2009-12-09 astro-ph.GA
The Column Density Variance-Sonic Mach Number Relationship
虽然有大量的分子和弥漫星际介质的柱密度示踪剂，有很少的观测研究调查之间的关系的密度方差（$σ^2$）和音速马赫数（${\cal M}_s$）。这部分是由于$σ^2$ - ${\cal M}_s$关系是通过MHD模拟仅针对3D密度变化导出的，这不是直接可观察的。我们研究了使用螺线管驱动的等温MHD模拟的2D柱密度$σ_{Σ/Σ_0}^2$ - ${\cal M}_s$关系的效用，发现最佳拟合紧密地遵循3D密度$σ_{ρ/ρ_0}^2$ - ${\cal M}_s$趋势的形式，但包括缩放参数$A$，使得：$σ_{ln(Σ/Σ_0)}^2=A\times ln(1+b^2{\cal M}_s^2)$，其中$A=0.11$和$b=1/3$。这一关系与金牛座和IC 5146分子云的观测数据是一致的，分别具有$b=0.5$和$A=0.16$以及$b=0.5$和$A=0.12$。这些结果开辟了使用$σ^2$的二维柱密度值的可能性，除了现有的PDF音速马赫数关系的研究之间的关系的音速马赫数和PDF方差。
2012-06-22 astro-ph.GA
The HI-to-H2 transition in the Draco cloud
该研究通过赫歇尔和埃费尔斯贝格数据，确定天龙座云HI到H2转变发生在Av=0.33处，并揭示湍流主导该转变过程。
2025-07-08 astro-ph.GA
The HI-to-H2 Transition in a Turbulent Medium
本文用解析和数值方法研究了湍流引起的密度涨落对光解离区HI/H $_2$结构的影响。我们对亚音速和超音速湍流气体进行了磁流体动力学数值模拟，并进行了化学HI/H $_2$平衡计算。我们推导出原子到分子的密度分布和HI柱密度概率密度函数（PDF）假设化学平衡。我们发现，虽然HI/H $_2$密度分布在湍流气体中受到强烈扰动，但平均HI柱密度很好地近似于Sternberg等人（2014）的均匀密度解析公式。PDF宽度取决于（a）辐射强度与平均密度之比，（b）音速马赫数和（c）湍流去相关尺度或驱动尺度。我们推导出一个解析模型的HI PDF和演示我们的模型，结合21厘米的观测，可以用来约束的马赫数和驱动尺度的湍流气体。作为一个例子，我们应用我们的模型在英仙座分子云HI的观测。我们发现，一个狭窄的观察HI PDF可能意味着小尺度的去相关，指出潜在的重要性，亚云尺度湍流驱动。
2017-06-07 astro-ph.GA
The Probability Distribution Function of Gas Surface Density in M33
M33的原子，分子和总气体表面密度的概率分布函数（PDF）的分辨率约为50 pc的区域，共享相干的形态属性，揭示了自引力指纹整个恒星形成盘。从中心区域到恒星形成盘边缘的大部分总气体PDF都很好地拟合了对数正态函数，其宽度径向向外减小。由于HI速度分散在整个盘上近似恒定，PDF宽度的减小与湍流ISM的较低马赫数一致，在大的银河中心半径处，HI的较高分数处于暖相。原子气体主要在面柱密度低于N $_{H}^{lim}$ =2.5 × 10 $^{21}$ ~cm $^{-2}$时被发现，N $_{H}^{lim}$具有小的径向变化。分子气体的PDF不显示强烈的偏离对数正态函数的分子分数高的中心区域。在这里，恒星形成的高压力和速率将PDF塑造为对数正态函数，在空间分辨的所有柱密度下分散具有强烈反馈的自引力复合物。在N $_H^{lim}$附近和上方，在定义明确的南旋臂和在较大的银河系中心半径处延伸的连续致密细丝中，发现了分子的幂律PDF;这在沿着恒星形成周期的不同演化阶段的云样本中很明显。在灯丝中，近一半的分子气体偏离对数正态概率密度函数，在恒星形成前的分子复合物中也观察到幂律。幂律的斜率在-1和-2之间。这个斜率，结合显示幂律PDF的不同部分来自哪里的地图，表明分子云复合物内的密度呈幂律分层，这与自引力的主导作用一致。
2018-06-30 astro-ph.GA
HP2 survey: III The California Molecular Cloud--A Sleeping Giant Revisited
我们提出了新的高分辨率和动态范围的尘埃柱密度和温度图的加州分子云来自普朗克和赫歇尔尘埃排放图的组合，和2 MASS近红外尘埃消光图。我们使用这些数据来确定2.2微米消光系数与850微米不透明度的比率，发现该值接近猎户座B和英仙座云的类似研究中发现的值，但高于猎户座A云的特征，表明尘埃的基本光学特性可能存在于局部云之间。我们表明，在很大范围的灭绝，云的列密度概率分布函数（PDF $_N$）可以很好地描述了一个简单的幂律与指数，表示一个陡峭的下降与列密度比发现在类似的研究猎户座和英仙座云。只使用原恒星人口的云和我们的灭绝地图，我们调查施密特关系内的云。我们表明，原恒星的表面密度，$Σ_*$，是成正比的比例的原恒星和云的PDF。我们使用原恒星的累积分布来推断$Σ_*$和PDF $_*$的函数形式。我们发现，$Σ_*$是最好的描述两个幂律函数与陡峭的指数比发现在其他地方GMCs。我们发现，原恒星的pdf是一个衰减函数的灭绝也最好的两个幂律，其行为的镜像$Σ_*$。我们的观察表明，施密特关系的斜率和GMC之间的原恒星种群的大小的变化主要是由云PDF的斜率的变化驱动的。这证实了早期的研究表明，云结构在设定GMC中的全球恒星形成率方面起着重要作用。
2017-09-26 astro-ph.GA
Evolution of the density PDF in star forming clouds: the role of gravity
我们推导出一个分析理论的密度波动的PDF在超音速湍流中存在的引力在恒星形成的云。该理论是基于一个严格的推导的Navier-Stokes连续性方程的流体运动和泊松方程的重力的组合。它扩展了以前的方法，首先包括重力，其次考虑PDF作为一个动态系统，而不是一个固定的。我们推导出密度PDF的输运方程，描述其演变过程，并确定密度阈值以上的重力强烈影响，并最终主导湍流的动力学。我们证明了{ \it two}幂律尾在PDF中的出现，具有两个特征指数，对应于湍流和重力之间平衡的两个不同阶段。本研究的另一个重要结果是提供了一种将观察到的{ \it柱密度} PDF与相应的{ \it体积密度} PDF相关联的程序。这允许推断，从观察柱密度，各种物理参数表征分子云，特别是维里参数。此外，该理论还提供了以${t}_{\rm coll}$为单位来确定云的日期的可能性，这是自云的统计上显著的部分开始崩溃以来的时间。理论结果和诊断再现非常好的数值模拟和恒星形成云的观测。该理论为分析恒星形成区的观测或数值模拟以及表征分子云不同区域密度PDF的演化提供了良好的理论基础和定量诊断。
2020-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Density Distribution in Turbulent Bi-stable Flows
我们数值研究的体积密度的概率分布函数（n-PDF）和列密度的概率分布函数（Sigma-PDF）的热膨胀湍流产生。我们分析了三维流体动力学模型在周期性框100 pc的侧，其中湍流是在傅立叶空间中驱动的波数对应于50 pc。在低密度（n <= 0.6 cm ^-3）下，平均局部马赫数在~0.2到~5.5范围内，n-PDF可以用对数正态分布很好地描述。由于热不稳定性（TI）的非线性发展，扩散气体分布的对数方差随M的增加比在众所周知的等温情况下更快。稠密气体（n ≥ 7.1 cm ^-3）的平均局部马赫数从~1.1变化到~16.9，n-PDF的高密度区形状从低马赫数时的幂律变化到高M值时的对数正态。在后一种情况下，分布的宽度小于等温情况，并且随着M的增加而缓慢增长。在高柱密度下，对于我们考虑的所有马赫数，Sigma-PDF都可用对数正态分布来描述，由于TI的存在，分布的宽度系统地大于等温情况，但随着M的增加，分布的性质类似。虽然在上述每一种情况下都能找到分布宽度与M之间的关系，但这些关系与等温情况下的关系不同。
2013-01-18 astro-ph.GA
Herschel's view of the large-scale structure in the Chamaeleon dark clouds
变色龙分子云复合体是最近的恒星形成地点之一，包含三个不同恒星形成历史的分子云，从静止（Cha III）到活跃的恒星形成（Cha II），以及到达恒星形成的终点（Cha I）。为了表征它的大尺度结构，我们使用来自Herschel Gould带巡天的PACS和SPIRE观测数据导出了柱密度和温度图，并应用了几种工具，如细丝追踪，功率谱，Δ方差和柱密度的概率分布函数（PDF），以导出物理性质。柱密度图揭示了三种云的不同形态外观，其中Cha I具有脊状结构，Cha II具有以团块为主的区域，Cha III具有复杂的对流网络。在这三个云团中，暗丝的宽度约为0.12 \pm 0.04 pc，暗丝在Cha I和II中被发现是引力不稳定的，但在Cha III中大多是亚临界的。在Cha I中，微弱的细丝（条纹）非常突出，显示出与大尺度磁场的优先排列。在低柱密度下，所有区域的PDF均呈对数正态分布。对于更高的密度，Cha I的PDF显示了一个扩展的更高密度分量的营业额指示，最终以幂律尾部。Cha II显示了一个幂律尾巴，具有重力特性的斜率。Cha III的PDF可以用单个对数正态最佳拟合。三个区域的湍流特性被发现是相似的，指向云受到大规模过程影响的场景。如果证明磁场可以有效地引导Cha I和可能的Cha II上的物质，但在静止的Cha III云上可能效率较低，那么它可能对Chamaeleon云中的恒星…
2014-04-25 astro-ph.GA
The anatomy of the Orion B Giant Molecular Cloud: A local template for studies of nearby galaxies
我们的目标是开发猎户座B巨型分子云（GMC）作为解释河外分子线观测的本地模板。我们使用IRAM-30 m上的宽带接收机对Orion B GMC进行空间和光谱解析。观测覆盖了几乎1平方度，分辨率为26”，带宽为32 GHz，从84 GHz到116 GHz，仅需两次调谐。在绘制的谱线中有12 CO，13 CO，C18 O，C17 O，HCN，HNC，12 CN，CCH，HCO+，N2 H+（1-0）和12 CS，32 SO，SiO，c-C3 H2，CH 3OH（2-1）跃迁。我们介绍了猎户座B GMC的分子解剖，包括线强度和气体柱密度或远紫外辐射场之间的关系，以及选定的线和线比之间的相关性。我们还获得了粉尘示踪气体质量小于约三分之一的CO示踪质量，使用标准的XCO转换因子。过发光CO的存在可以追溯到CO强度对UV照明的依赖性。事实上，虽然大多数谱线显示出对UV辐射场的某种依赖性，但CN和CCH是最敏感的。此外，稠密的云核几乎完全由N2 H+示踪。其他传统的高密度示踪剂，如HCN（1-0），也很容易检测到在扩展的半透明区域在一个典型的密度约500 H2 cm-3。在一般情况下，我们发现没有直接的关系线的临界密度和来自致密气体区域的线亮度的分数。我们的初步研究结果表明，线（比）的强度和环境之间的关系在GMCs是更复杂的比通常假设。灵敏度（即，分子柱密度）、激发以及最重要的化学作用对所观察到…
2016-11-12 astro-ph.GA
Relationship between molecular cloud structure and density PDFs
分子云中的体积和柱密度PDF是了解其一般结构的重要诊断工具。我们开发了一种新的方法来跟踪云的结构，通过改变较低的PDF截止和探索建议的质量密度关系与幂律指数$x^\prime$。研究了x'作为空间尺度的函数与高密度PDF尾斜率的对应关系。为了验证所提出的模型，我们使用流体动力学模拟的湍流自引力云和最近的数据尘埃连续排放的普朗克任务的结果。
2013-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO mapping of Cygnus-X -- volume density distribution
本研究通过天鹅座-X的CO多跃迁观测与RADEX分析，构建体积密度PDF，发现其幂律斜率较浅，为分子云形成与演化模型提供了新基准。
2023-11-06 astro-ph.GA
Fitting Probability Distribution Functions in Turbulent Star-Forming Molecular Clouds
本文利用3D分子云模拟，对比了分段对数正态幂律与多项式样条两种密度PDF拟合方法，发现样条法在处理柱密度噪声和估计体积密度斜率时表现更优，建议联合使用以减轻噪声影响。
2023-05-18 astro-ph.GA
Interstellar Sonic and Alfvénic Mach Numbers and the Tsallis Distribution
为了表征ISM磁流体动力学（MHD）湍流的马赫数，我们研究了分辨率为512 ^[3]的14个理想等温MHD模拟中密度、速度和磁场的空间增量的概率分布函数。特别是，我们使用Tsallis函数拟合PDF，并研究了拟合参数对气体的可压缩性和磁化强度的依赖性。我们发现Tsallis函数很好地拟合了MHD湍流的PDF，拟合参数显示出对音速和阿尔芬马赫数的敏感性。对于3D密度、柱密度和位置-位置-速度（PPV）数据，我们发现PDF的振幅和宽度显示出对音速马赫数的依赖性。我们还发现PDF的宽度是敏感的整体Alfvenic马赫数，特别是在情况下，音速是高的。这些依赖关系也被发现模拟观测的情况下，云状边界条件，平滑，和噪声的介绍。Tsallis统计能够表征模拟ISM湍流的音速和Alfvenic马赫数，这表明它是分析观测到的ISM的有用工具，特别是当与其他统计技术同时使用时。
2011-03-16 astro-ph.GA
On the evolution of the density pdf in strongly self-gravitating systems
用一个简单的近似函数来描述和求解自由落体系统的质量密度的概率密度函数（PDF）随时间的演化。我们证明了一个无压崩溃的结果在高密度侧的PDF的幂律尾。对于（体积加权）PDF，斜率迅速渐近为函数形式$\mathrm{P}_v(ρ)\proptoρ^{-1.54}$，对于相应的质量加权分布，斜率迅速渐近为函数形式$\mathrm{P}_m(ρ)\proptoρ^{-0.54}$。从PDF的简单近似，我们推导出质量吸积的解析描述，发现动态安静的系统与窄密度PDF导致延迟恒星形成和低恒星形成率。相反，强烈的湍流运动会扩大PDF，加速坍缩，导致恒星形成的爆发模式。最后，我们比较我们的理论工作与观察。在坍缩的早期阶段，测得的恒星形成率与我们的模型一致。观测到的柱密度PDF与我们的模型得出的结果比较表明，观测到的恒星形成核心大致处于自由落体状态。
2014-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the extraction of power-law parts of the probability density functions in star-forming clouds
我们提出了一种新的方法来提取幂律部分的密度/列密度概率密度函数（rho-pdf/N-pdf）在恒星形成的云。它基于Virkar & Clauset（2014）的数学方法bPLFIT，并评估任意分布的幂律部分，而不对该分布的其他部分进行任何假设。斜率和偏差点是作为箱数变化时的平均值导出的。这两个参数对尖峰和尾部的其他局部特征都不敏感。这种适应bPLFIT方法适用于两组不同的数据，从数值模拟的恒星形成的云在0.5和500 pc的规模，并显示rho-pdf和N-pdf的演变与一些数值和理论研究。应用于赫歇尔数据的区域Aquila和Rosette，该方法提取明显的幂律尾，与模拟演变的云一致。
2019-08-01 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
Constructing multi-scale gravitational energy spectra from molecular cloud surface density PDF -- Interplay between turbulence and gravity
（摘要）我们推导出一个解析公式，它提供了估计的多尺度引力能量分布使用所观察到的表面密度PDF。我们的分析形式主义也使人们能够将观察到的柱密度PDF转换为估计的体积密度PDF，并获得平均径向密度分布$ρ(r)$。对于具有$N_{\rm col} \sim N^{-γ_{\rm N}}$的区域，引力能谱是$E_{\rm p}(k)\sim k^{-4(1 - 1/γ_{\rm N})}$。我们把这个公式应用到分子云的观测中，发现表面密度PDF的标度指数$-2$意味着$ρ\sim r^{-2}$和$E_{\rm p}(k) \sim k^{-2}$。结果从云尺度（几秒差距）到$\sim 0.1 \;\rm pc$附近都是有效的。由于引力能谱的标度指数与Burgers湍流动能功率谱的标度指数（其中$E\sim k^{-2}$）相似，我们的结果表明引力可以在多种物理尺度上有效地对抗湍流。这是将分子云分为两类的临界尺度指数：猎户座和蛇夫座这样的云具有较浅的幂律，并且引力能量太大，以至于湍流在云中无效。由于重力占主导地位，我们称这种云为g型云。另一方面，像加州分子云和烟斗星云这样的云有更陡峭的幂律，如果湍流能从大尺度有效级联，它就能克服引力。我们称这种云为t型云。当柱密度概率分布函数（PDF）可以可靠地确定时，分析公式可以用来确定重力是否主导云的演变。
2016-07-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Cloud structure of three Galactic infrared dark star-forming regions from combining ground and space based bolometric observations
我们修改了Lin等人（2016）引入的迭代程序，以系统地结合从地面拍摄的亚毫米图像（例如，CSO、JCMT、APEX）和空间（例如，赫歇尔，普朗克）望远镜。我们应用更新后的程序的观测三个充分研究的红外暗云（IRDC）：G11.11-0.12，G14.225-0.506和G28.34+0.06，然后进行单分量，修改黑体拟合推导出$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃温度和柱密度图。导出的柱密度图显示，这三个IRDC表现出复杂的沉积结构嵌入丰富的团块/核心。我们比较了这些具有多个OB团形成区域的IRDC之间的柱密度概率分布函数（N-PDF）和柱密度场的两点相关（2 PT）函数。基于所观察到的相关性和测量，和互补的流体动力学模拟的10 $^{4}$ $\rm M_{\odot}$分子云，我们假设，云的演变可以更好地表征（列）密度分布函数的演变和致密结构的相对功率作为空间尺度的函数，而不仅仅是基于恒星形成活动的存在。在小样本分析的基础上，我们提出了四个演化阶段，即：{ \it云合并、恒星组装、云预分散和分散云。}初始{ \it云整合}阶段和最终{ \it分散云}阶段可以通过N-PDF的比$-$ 4幂律指数更陡的指数与两个中间阶段区分开。{ \it云整合}阶段和随后的{ \it恒星组装}阶段通过后者更大的光度质量比（$>$ 40 $\rm L_{\odot}/M_{\odot}$）进一步彼此区…
2017-04-21 astro-ph.GA
On the Initial Conditions for Star Formation and the IMF
湍流自引力云的密度概率分布函数（PDF）应该是局部对数正态PDF的卷积，它取决于局部平均密度rho-ave和马赫数M，以及rho-ave和M的概率分布函数，它取决于云的整体结构。当自引力驱使云的中心密度增加时，总的PDF会形成一个延伸的尾部。如果有一个恒星形成的临界密度或柱密度，那么超过这个阈值的局部质量的分数在云中心附近变得更高。这些云结构的元素应该在重要的恒星形成开始之前就已经就位。这样的效率就很高，因此束缚星系团会迅速形成，而恒星初始质量函数（IMF）在年轻恒星的破坏性辐射将其抹去之前就已经在气体中留下了印记。IMF可能来自于云结构的幂律质量分布。这些结构应该形成恒星的热金斯质量MJ在每个密度超过阈值。PDF的高密度尾部，加上每个恒星形成核心的额外碎片，将IMF扩展到棕矮星区域。核心碎裂过程不同于云结构化过程，并引入了独立的核心碎裂质量函数（CFMF）。CFMF将主要低于IMF峰值。
2011-02-25 astro-ph.GA
Turbulence in virtual: II. Origin of skewness and dual fraction processes
本研究针对超声速系统气体密度PDF的偏态指数尾问题，提出其源于偏尾PDF核的卷积，引入质量与体积分数法解释两类偏态核起源，发现二者互为对偶，还推测高s偏态核与分子云柱密度幂律尾相关，并构建了等温湍流系统形式。
2025-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the missing 2175 Angstroem-bump in the Calzetti extinction curve
本文的目的是给出一个物理解释的卡尔泽蒂消光曲线的功能的缺席。本文分析了均匀源通过远距离非均匀远距离屏幕时的尘埃衰减。通过一个理想化的等温湍流介质中的列密度的概率分布函数（PDF）是对数正态的不均匀性进行描述。此外，假设低于某一临界柱密度，2175埃处的消光凸块的载流子被环境UV辐射场破坏。湍流不仅可以自然地解释卡尔泽蒂消光曲线的平坦曲率，而且可以自然地解释缺失的凸起，只要临界柱密度N_H ≥ 10^21 cm^-2。解释这两个特征所需的密度差与我们银河系冷中性介质的马赫数很好地一致，这表明密度差σ_（rho/<rho>）为6。
2011-08-09 astro-ph.GA
ALMA observations towards M83 reveal N2H+ tracing dense gas
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；Faculty of Pure and Applied Sciences, University of Tsukuba（筑波大学理工学群）；Institute of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天体物理研究所）；Faculty of Global Interdisciplinary Science and Innovation, Shizuoka University（静冈大学全球跨学科科学与创新学部）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文台（西班牙国家地理研究所））；Stony Brook University（石溪大学）；The 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惑星科学科）
本研究通过ALMA观测M83星系，发现N2H+对致密气体的敏感性高于HCN，其与HCN强度的线性/超线性趋势可由N-PDF的分布特征解释，且银心区域N2H+不适用于示踪致密气体。
2026-10-16 astro-ph.GA
VolDen: a tool to extract number density from the column density of filamentary molecular clouds
本研究提出基于python的VolDen算法，利用RadFil流程和类Plummer轮廓建模结合云边界条件，从丝状分子云柱密度图提取数密度图，经两个星云验证有效，代码将开源。
2024-10-07 astro-ph.GA
Galactic cold cores IX. Column density structures and radiative transfer modelling
银河系冷核（GCC）项目已经对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克在那里探测到了冷尘埃发射的致密源。我们的目标是描述团块及其母云的结构。我们还研究的准确性，可以确定从亚毫米数据的密集团块的结构。我们使用标准的统计方法来验证GCC字段。团块提取使用列密度阈值，我们为每个字段构建一个三维辐射转移（RT）模型。这些被用来估计相对辐射场强度，团块的稳定性，和柱密度估计的不确定性。我们研究的径向柱密度分布的团块。在海湾合作委员会领域，结构噪声遵循以前建立的关系在更大的规模。分形维数对柱密度没有显著的依赖性，D = 1.25 +-0.07的值仅略低于典型分子云。柱密度PDF表现出很大的变化，例如在外部压缩云的情况下。在尺度r>0.1秒差距时，云的径向柱密度分布遵循N~r^{-1}的平均关系。尽管团簇形态变化很大，但在r~0.1 pc以下，团簇往往遵循类似的N~r^{-1}关系。RT计算表明局部辐射场强度的变化仅为2.5倍。在A_V > 5 mag的区域，引力束缚的团块比例显著增加，但大多数束缚物体似乎是压力限制的。GCC宿主云具有与一般分子云相似的统计特性。重力稳定性，峰值柱密度和团块方向连接到云背景，而大多数其他统计数据（例如D和径向轮廓）对环境不敏感。
2018-01-15 astro-ph.GA
