Amplification and generation of turbulence during self-gravitating collapse
天体物理结构的形成，如恒星、致密物体以及星系，都需要通过引力坍缩使密度增加许多数量级。湍流在这一过程中所起的作用是重要的。湍流产生密度波动，对重力施加支持，并可能提供角动量。湍流在坍缩过程中究竟是如何表现的，以及如何被放大，仍然是一个有待研究的问题。球平均的流体方程进行，导致1D流体方程，描述的平均量的演变，特别是平均径向速度以及平均径向和横向湍流速度。这些方程不同于文献中通常采用的方程。然后，我们进行了一系列的三维数值模拟塌陷云的广泛的热和湍流的支持与两个多方状态方程，$P \propto ρ^Γ$，与$Γ=1$和1.25。对于每个3D模拟，我们使用球平均方程和相同的初始条件执行一系列1D模拟。通过在3D和1D模拟之间进行详细的比较，我们可以非常详细地分析观察到的行为。总之，我们发现，这两种方法同意非常好地证明推断方程的有效性，虽然当湍流最初是强的，从球形几何的主要偏差肯定排除定量比较。详细的比较导致我们的湍流耗散参数的估计，当湍流最初是低的，被发现是在良好的协议与以前的估计非自引力超音速湍流。节略。
2021-09-04 astro-ph.GA
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
Curvature of magnetic field lines in compressible magnetized turbulence: Statistics, magnetization predictions, gradient curvature, modes and self-gravitating media
星际介质中的磁场线具有丰富的形态，可以用曲率和挠率等几何参数来表征。本文研究了可压缩磁化湍流中磁场线曲率$κ$的统计特性。我们看到，磁场线曲率的平均值和标准差都服从磁化强度的幂律关系。此外，曲率概率分布函数的幂律尾部也与Alfvenic马赫数成正比。我们还探讨了曲率法是否可以用于场追踪速度梯度技术。特别是，我们观察到，有一个由速度梯度探测到$M_A$的曲率的平均值和标准差之间的关系。最后讨论了星际湍流中不同的MHD模对曲率的贡献，并提出了MHD模的本征矢量可以用磁场线的自然Fernet-Serrat标架来表示。我们讨论了曲率技术可能的理论和观测应用，包括在一个特殊的长度尺度上的扩展理解，表征磁场曲率的重要性，在驱动MHD湍流，以及它如何可能被用来研究自引力系统。
2020-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interaction of hydrodynamic shocks with self-gravitating clouds
我们描述的流体动力冲击与Bonnor-Ebert球的相互作用的自适应网格细化代码进行的三维模拟的结果。计算是等温的，云嵌入在一种介质中，其中声速是云中声速的四倍或十倍。冲击的强度是这样的，它们在某些情况下会引起引力坍缩，而在另一些情况下不会，我们推导出一个简单的估计，为发生这种情况所需的冲击强度。这些结果是相关的致密的核心和博克球状体在恒星形成区受到恒星反馈产生的冲击。
2016-12-07 astro-ph.GA
The density structure of supersonic self-gravitating turbulence
我们进行数值实验，以确定密度概率分布函数（PDF）中产生的超音速，等温，自引力湍流的那种是无处不在的恒星形成的分子云。我们的实验涵盖了广泛的湍流马赫数和维里参数，使我们能够第一次确定PDF如何响应这些参数的变化，我们引入了一个新的诊断，无量纲恒星形成效率与密度（$ε_{\rm ff}(s)$）曲线，它提供了一个灵敏的诊断PDF的形状和动力学。我们发现，PDF遵循一个通用的功能形式，包括一个对数正态分布在低密度与两个不同的幂律尾在较高的密度;第一个这些代表的发病自引力，第二个反映了发病的旋转支持。一旦恒星形成效率达到百分之几，PDF在统计上变得稳定，没有证据表明恒星形成效率从大约5%到20%的长期时间演化。我们表明，无论是马赫数和维里参数的影响特征密度的对数正态让位于第一次幂律，和第一次到第二次，我们扩展（前者）和开发（后者）简单的理论模型，这些密度阈值和湍流介质的全球性能之间的关系。
2021-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Profile of a Galactic Spherical Cloud of Self-Gravitating Fermions
束缚热费米子云的场被定义为对它的密度的哈特里积分。反过来，密度的结果，从外地通过一个Escheras-Fermi占领的本地相空间。这定义了云的所有属性和可观测量的完整理论。作为一个应用程序的暗物质晕，矮球状星系的天文数据的比较，并进行了讨论。估计的基本费米子质量，作为一个相空间束缚在费米子暗物质。
2018-06-19 astro-ph.GA hep-ph hep-th
Density profile of a self-gravitating polytropic turbulent fluid in the context of ensembles of molecular clouds
利用状态方程$p_{\rm gas}\propto ρ^Γ$，得到了自引力多方球对称湍流流体的密度分布方程。这是在Donkov等人（2017）介绍的由单个抽象对象表示的分子云集合框架中完成的。所采用的物理图象适于描述云核附近的状态方程从等温（在云外层）的$Γ=1$变为指数为$Γ>1$的“硬多面体”。在稳态的假设下，当吸积物质通过所有的空间尺度时，我们证明了每单位质量的总能量是关于流体流动的不变量。所得到的方程再现了所提出的模型的伯努利方程，并描述了流体元素的动能，热能和重力能的平衡。我们还提出了一种方法，以获得近似的解决方案，在幂律形式的结果在四个解决方案对应于不同的密度分布，多变指数和能量平衡方程的流体元素。其中之一，密度剖面的斜率$-3$和多变指数$Γ=4/3$，与观测和数值计算相匹配，特别是，导致第二个幂律尾的密度分布函数在密集的，自引力云区。
2021-05-27 astro-ph.GA
Photoionisation Feedback in a Self-Gravitating, Magnetised, Turbulent Cloud
我们提出了一套新的分析模型的HII地区的扩展供电的紫外光电离从大质量的恒星，并将它们比较到一套新的辐射磁流体动力学模拟湍流，自引力分子云。为了进行这些模拟，我们使用欧拉自适应网格磁流体动力学代码RAMSES-RT，包括紫外光子的辐射转移。我们的分析模型成功地预测了全球的HII区域的云的密度和速度结构是已知的。我们估计的HII区域的行为的基础上的幂律拟合的密度场假设系统是维里化。我们给出了一个半径，在这个半径处电离前沿应该停止扩展（“失速”）。如果这个半径小于到云边缘的距离，HII区域将被云捕获。这种效应在坍缩云中比在维里化云中更严重，因为前者的密度随着时间的推移急剧增加，HII区域需要更大的光子发射率才能逃离坍缩云。我们还测量了Jeans不稳定气体对HII区的响应，以预测紫外辐射对云中恒星形成的影响。我们发现不稳定气体中的质量可以用一个模型来解释，在这个模型中，云被紫外光子蒸发，这表明恒星形成的净反馈应该是负的
2016-06-07 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
Density distribution function of a self-gravitating isothermal compressible turbulent fluid in the context of Molecular Clouds ensembles
从自引力等温可压缩湍流的物理性质出发，得到了其质量密度的概率分布函数。我们在一个新概念的背景下做了这件事：分子云系综。我们采用了一种新的方法，考虑到流体的分形性质。利用介质方程，在稳态假设下，我们证明了单位质量的总能量是关于分形尺度的不变量。作为下一步，我们得到一个非线性积分方程的无量纲规模Q是第三根的概率分布函数的积分。它近似地解决了在级数展开中的首阶项。我们得到两个解决方案。它们是具有不同斜率的幂律分布：第一个在低密度下是-1.5，对应于给定尺度下所有能量之间的平衡，第二个在高密度下是-2，对应于小尺度下的自由降落。
2017-11-30 astro-ph.GA
The relative orientation between the magnetic field and gas density structures in non-gravitating turbulent media
磁场是调节星际介质结构形成的动力学重要因素。研究局部磁场与气体（柱）密度梯度的相对取向，已成为分析磁场对银河系致密气体形成影响的有力工具。在这项研究中，我们进行数值模拟的非重力，等温气体，湍流驱动螺线管或压缩。我们发现，只有模拟与最初的强磁场（等离子体- $β<1$）之间的磁场和等密度轮廓的优先取向的变化，从大多数平行在低密度，大多数垂直在较高的密度。因此，单独的压缩湍流不能诱导观察到的向附近分子云的转变。在相同的高初始磁化强度，我们发现，螺线管模式产生一个尖锐的过渡的相对取向与密度增加比压缩模式。我们进一步研究了相对取向随时间的演化，发现在一个动力学时间尺度后，相对取向在湍流强迫作用下保持不变。
2020-10-02 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy in Self-Gravitating Molecular Clouds. I: Simulation
湍流、磁场和自引力之间复杂的相互作用导致了扩散星际介质（ISM）中分子云的形成。研究这种相互作用的一个途径是通过分析来自观测的统计特征，通过与数值模拟的比较，大大促进了对这些特征的解释。在这里，我们专注于统计各向异性存在于合成地图的速度质心数据，我们来自三维磁流体动力学模拟的湍流，磁化，自引力补丁的ISM。我们研究了速度各向异性的方向和大小如何与磁场和引力坍缩产生的结构相关。最近的观测约束的动机，我们的模拟集中在超音速（音速马赫数$\mathcal{M} \approx 2 - 17$），但子trans-alfvenic（alfvenic马赫数$\mathcal{M}_A \approx 0.2 - 1.2$）湍流制度，我们认为云几乎没有轻度磁超临界（质量流量比等于一次或两次的临界值）。此外，我们还探讨了湍流驱动机制（螺线管或压缩）对速度各向异性的影响。虽然我们证实了以前的研究结果，即速度各向异性一般与天空磁场的平面对齐，我们列入的自重力的影响表明，在较高的列密度的区域，速度各向异性可能会被破坏，甚至重新取向，以配合重力形成的结构。我们提供的证据表明，这种效果不一定是由于高密度区域内的$\mathcal{M}_A$的增加。
2017-01-07 astro-ph.GA
Density profile of a self-gravitating polytropic turbulent fluid in a rotating disk near to the cloud core
本文用能量与力平衡两种方法推导近云核旋转湍流气体盘的密度分布，发现唯一自洽解对应斜率-2、多方指数3/2和亚开普勒旋转。
2023-12-06 astro-ph.GA
Cosmic snow clouds: self-gravitating gas spheres manifesting hydrogen condensation
我们提出了球形的流体静力学平衡模型，氦和分子氢的自引力云，专注于冷，高密度的制度，固体或液体氢可以形成。由此产生的结构具有从0.1 Msun到几个x1.e-8 Msun的质量，并且跨越广泛的半径范围：1.e-4 <R（AU）<1.e7。我们的模型是完全对流的，但都有一个两区的字符与大部分的质量在一个小的，无冷凝物的核心，包围着一个较冷的信封，相平衡获得。包层中的对流是不寻常的，因为它是由平均分子量反转驱动的，而不是由熵梯度驱动的。事实上，熵梯度本身是反向的，导致了令人惊讶的结果，即包络对流向内传输热量。这反过来又使外层保持稳定状态的温度低于宇宙微波背景。在我们的流体静力平衡，我们确定适当的银河系，其中从H2辐射冷却宇宙射线加热平衡的热平衡。这些平衡都是热不稳定的，尽管在某些情况下具有非常长的热时间尺度。我们所有模型的比光度都很低，因此它们描述的是一种重子暗物质。因此，这种云是热脆弱的：当放置在一个苛刻的辐射场，他们将无法有效地冷却和破坏将随之而来的热量输入驱动长期膨胀。破坏性的云应该会在其尾部留下气体和H2尘埃的痕迹，这可能会使它们更容易被检测到。我们的模型可能是相关的彗星状球状星云，和G2云轨道Sgr A *。
2019-06-13 astro-ph.GA
On the Density Distribution in Star-forming Interstellar Clouds
本文采用深度自适应网格加密方法模拟了等温自引力超声速湍流，研究了重力对分子云中质量密度分布的影响。模拟结果表明，自引力云的密度分布在通常的对数正态分布之上，在高密度时发展出一个扩展的幂律尾部。我们将尾部的起源与自相似坍缩解联系起来，并预测了在-7/4到-3/2范围内的幂指数值，这与恒星形成分子云的模拟和观测结果一致。
2011-01-03 astro-ph.GA
The Self-gravitating Gas Fraction and The Critical Density for Star Formation
我们使用Burkhart（2018）的模型分析计算了存在磁引力湍流时的恒星形成效率和致密自引力气体分数，该模型采用分段对数正态和幂律密度概率分布函数（PDF）。我们表明，PDF转换密度从对数正态到幂律形式是一个数学动机的临界密度恒星形成，并可以物理上与密度的牛仔裤长度是可比的声波长度，即冲击后的临界密度崩溃。当PDF跃迁密度作为临界密度时，瞬时恒星形成效率（$ε_{\rm inst}$）和耗尽时间（$τ_{\rm depl}$）可以由表示为PDF幂律尾部气体分数的致密自引力气体分数计算。我们最小化的自由参数的数量在解析表达式$ε_{\rm inst}$和$τ_{\rm depl}$通过使用PDF转换密度，而不是一个参数化的临界密度崩溃，从而提供了一个更直接的途径与观察比较。我们测试的过渡密度和自引力气体分数对AREPO移动网格gravoturbulent模拟的分析预测，并找到良好的协议。我们预测，当重力占主导地位的恒星形成气体的密度分布，恒星的形成效率应该是弱反相关的音速马赫数，而耗尽时间应增加与增加音速马赫数。恒星的形成效率和耗尽时间主要取决于致密的自引力气体部分，这反过来又取决于引力，湍流和恒星反馈的相互作用。我们的模型预测与最近的观测，如M51 PdBI弧秒漩涡调查（PAWS）。
2019-05-29 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
Density distribution function of a self-gravitating isothermal turbulent fluid in the context of molecular clouds ensembles -- III. Virial analysis
在目前的工作中，我们应用维里分析的自引力湍流云合奏模型介绍了Donkov \和Stefanov在以前的两篇论文，澄清湍流的某些方面，并扩展该模型，不仅考虑到超音速流动，但跨和亚音速的。利用欧拉维里定理，在远离云核的任意尺度上，导出了密度廓线方程，并近似求解。结果证实了在以前的文件中找到的解决方案$\varrho(\ell)=\ell^{-2}$。该解对应于能量平衡的三种可能的配置。对于跨音速或亚音速流，我们得到重力能和热能之间的平衡（情况1）或重力能、紊流能和热能之间的平衡（情况2），而对于超音速流，可能的平衡是重力能和紊流能之间的平衡（情况3）。在情况1和2中，流体元素的能量可以是负的或零端，因此解决方案是动态稳定的，并且应该是长寿命的。在情况3中，流体元素的能量为正或零，即，该溶液是不稳定的或至多是边缘结合的。在靠近核心的尺度上，不能忽略气体的转动惯量的二阶导数，这妨碍了密度分布的解析方程的推导。然而，我们得到的气体附近的核心是没有维里化，它的状态是边际约束，因为能量的流体元素消失。
2022-09-23 astro-ph.GA
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 astro-ph.GA
Density distribution function of a self-gravitating isothermal compressible turbulent fluid in the context of Molecular Clouds ensembles II: the contribution of the turbulent term and the potential of the outer shells
在本文中，我们继续研究在我们以前的工作中得到的能量守恒方程。我们为自己设定了三个新目标。第一个是根据密度分布重写主要方程，以便提供更多的物理见解。第二部分是研究能量守恒方程中两个新项的意义。它们分别来自云的外壳和云外质量的引力。第三个目标是调查的主要方程的情况下，当动力学湍流项规模根据拉森定律，它是独立的，正式的吸积，在以前的工作相比。超音速湍流和球对称性的结合提出了一个警告，在我们的结论中进行了评论。我们得到了密度分布的两个解。它们的斜率分别为-2和-3/2。第二种解决方案的能量平衡与前一篇论文相同：这是一个自由落体。对于第一种解决方案，有两种情况。第一个：如果湍流项不成比例，那么它可能对云的能量平衡很重要。第二个：如果湍流项确实有尺度，那么它对云的能量平衡并不重要。这两个新的引力项不影响两个解的存在性，但外部质量的引力校准了第一个解的能量平衡。
2019-03-05 astro-ph.GA
Magnetic Field Orientation in Self-Gravitating Turbulent Molecular Clouds
恒星在分子云细丝中形成，来自于引力与湍流和磁场的竞争。这些细丝与磁场的确切方向取决于这些场的强度、引力势和相对于平均场的视线（LOS）。为了解开这些影响，我们采用三维磁流体动力学数值模拟，探索了广泛的初始湍流和磁状态，即，亚阿尔夫文湍流到超阿尔夫文湍流，有重力和没有重力。我们使用直方图的相对取向（HRO）和相关的投影瑞利统计（PRS）来研究密度的方向，为了与观测比较，积分密度相对于磁场。我们发现，在亚Alfvénic系统的初始一致性的磁场保持内部的云和细丝形成垂直的领域。这种趋势在超阿尔夫维尼模型中没有观察到，在超阿尔夫维尼模型中，线被重力和湍流拖曳，细丝主要与场对齐。综合地图的PRS分析表明，LOS的影响是重要的，只有亚Alfvénic云。当LOS垂直于初始场取向时，大多数灯丝垂直于投影磁场。重力的加入增加了垂直于磁场的密集结构的数量，反映为密集区域的PRS值较低，无论模型是亚阿尔夫维尼克还是超阿尔夫维尼克。我们的结果与观察到的分子云的比较表明，大多数是兼容的子Alfvénic模型。
2021-03-12 astro-ph.GA
A systematic comparison of two-equation RANS turbulence models applied to shock-cloud interactions
湍流模型试图解释流体动力学模拟中未解决的动力学和扩散。我们开发了一个通用的框架，两方程的雷诺平均Navier-Stokes（RANS）湍流模型，我们实现了六个模型的雅典娜代码。我们验证每个实施与标准的亚音速混合层，虽然协议的水平取决于混合层宽度的定义。然后，我们测试每个模型的有效性到超音速制度，可压缩性修正可以提高与实验的一致性。对于具有浮力效应的模型，我们还通过分层介质中Rayleigh-Taylor不稳定性的增长来验证我们的实现。然后将模型应用于无处不在的三维天体物理激波-云相互作用。我们专注于激波和云物质的混合，将湍流模型的结果与高分辨率模拟（每个云半径高达200个单元）和整体平均模拟进行比较。我们发现，湍流模型导致云的扩散和混合增加，虽然没有两个模型预测相同的结果。在分辨率大于100个单元/半径的无粘模拟中也观察到混合增加，这表明湍流混合开始得到解决。
2017-03-25 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.flu-dyn
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
The turbulence driving parameter of molecular clouds in disc galaxies
超音速湍流在星系中分子云和恒星的形成过程中起着关键作用。然而，很少有人知道如何压缩和螺线管模式的速度场的分数随时间的推移而演变，以及它如何取决于分子云或银河系环境的属性。在这项工作中，我们进行了盘星系的磁流体动力学模拟和研究的云系综的湍流驱动参数的时间演化。我们发现，时间平均湍流驱动参数是不敏感的星系内的云的位置。整体平均驱动参数被发现是相当压缩与$b\sim0.5-0.7$，表明几乎与时间无关的全球恒星形成的属性。然而，每个单独的云显示出高度波动的驱动参数，这将强烈影响云的恒星形成率。我们发现，湍流驱动模式可以迅速改变，只有几个百万年内，无论是从螺线管压缩，反之亦然。我们将这些变化归因于云的碰撞和潮汐与云的相互作用或环境中的密度过高。最后，我们没有发现流体动力学和初始强磁化星系之间的平均驱动参数的显着差异。然而，磁场倾向于减少驱动参数的总体波动。平均驾驶，以及它的不确定性被认为是在最近的限制太阳附近的云湍流驾驶模式的协议。
2020-07-06 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
On the origin of non self-gravitating filaments in the ISM
{纤维在星际介质中无处不在，正如赫歇尔最近强调的那样，但它们的物理起源仍然难以捉摸} {因此，了解分子云的物理学以研究纤维如何形成以及各种过程（如湍流和磁场）所起的作用是很重要的。} {We利用理想MHD模拟研究了在不同条件下，包括不同的磁化强度和马赫数以及两种完全不同的设置下，团块的形成。然后，我们使用各种方法执行几项分析来计算团块的形状及其与速度和力的联系。{We发现平均而言，MHD模拟中的团块比流体动力学模拟中的团块更容易发生。详细的分析表明，在一般优先与应变，这意味着这些结构简单地导致从湍流引起的拉伸丝。此外，细丝往往受到洛伦兹力的限制，因此使它们在磁化流中存活更长时间。我们发现，他们在所有的模拟中，一个典型的厚度等于几个网格单元，这表明他们主要是相关的流内的能量耗散。我们估计了与离子-中性摩擦相关的耗散长度的数量级，并得出结论，在紫外屏蔽良好的区域，它是0.1 pc的数量级，因此可能会设置非自引力细丝的典型尺寸。细丝之所以无处不在，是因为它们是非常普通的湍流应变的结果，也因为磁场有助于保持它们的相干性。我们认为，能量耗散在它们的形成中起决定性作用。
2013-06-23 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Supernova Driving. I. The Origin of Molecular Cloud Turbulence
湍流在分子云中普遍存在，但其起源尚不清楚，因为通常认为分子云的存在时间长于湍流耗散时间。星际介质（Interstellar medium，ISM）湍流很可能是由超新星爆发驱动的，但超新星爆发是否能在MC内部建立并维持与观测一致的湍流级联尚未得到证实。在这项工作中，我们进行了模拟SN驱动的湍流体积（250 pc）$^3$，专门设计用于测试如果SN驱动单独可以负责MC内观察到的湍流。我们发现，SN驱动建立了一个速度标度与通常的超音速湍流的标度律一致，这表明以前的理想化模拟MC湍流，驱动随机，大规模的体积力，正确地采用适当的模型MC湍流，尽管人工驾驶。我们还发现，同样的标度律延伸到内部的MC，和速度大小关系的MC选择从我们的模拟是一致的MC从外星系调查，最大的MC样本。质量-尺寸关系以及质量和尺寸概率分布也成功地与外星系巡天的结果进行了比较。最后，我们表明，MC湍流是super-Alfvénic的平均值和均方根磁场强度。我们的结论是MC结构和动力学是自然的结果SN驱动的湍流。
2016-03-02 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
What Shapes the Structure of Molecular Clouds: Turbulence or Gravity?
我们重新审视拉尔森的标度关系，它描述了分子云的结构和运动学的起源，根据最近的观察和大规模的超音速湍流模拟。使用量纲分析，我们首先表明，线宽大小和质量大小的相关性观察尺度0.1-50 pc可以解释一个简单的概念理论的可压缩湍流，而不诉诸于经常假设的维里平衡或详细的能量平衡条件。标度律可以一致地解释为超音速湍流的特征，而不需要调用重力。然后，我们展示了如何建立的湍流结构的自相似性，通过发展的引力不稳定性在附近的音速尺度，l_s~0.1 pc，导致星前核心的形成，在恒星形成的云。
2012-02-16 astro-ph.CO 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
Accretion disk dynamics: α-viscosity in self-similar self-gravitating models
目的：本文研究了α粘滞系数在自相似模型中对自引力盘的适用性，重点研究了活动星系核盘的自引力盘。研究方法：我们使用自相似的方法来简化所产生的偏微分方程的演化方程，然后使用数值标准程序求解。结果：我们找到了自引力α盘动力学演化的自相似解，并导出了有意义的物理量。在圆盘的开普勒部分，我们的模型与标准的定态α圆盘理论是一致的，并且在整个自引力区都是自洽的。整个盘的正吸积率需要高度的自引力。结合吸积率的时间下降和它的低量，该模型禁止大的中心质量的增长。结论：α粘滞度不能解释活动星系核中超大质量黑洞（SMBH）整个质量谱的演化。然而，考虑到所涉及的尺度，它似乎适合于模拟原行星盘。关键词：吸积，吸积盘，湍流，流体力学，方法：分析
2016-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Trace the Self-Gravitating Gas Using CO Isotopologues
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）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；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, Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与工程学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间科学研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）
本研究提出利用多谱线CO同位素体观测，通过$N$-PDF方法可靠追踪分子云内自引力气体，其结果与基于尘埃的方法吻合，为识别恒星形成气体提供了替代方案。
2026-08-14 astro-ph.GA
The driving of turbulence in simulations of molecular cloud formation and evolution
分子云在很大程度上受气体湍流运动的影响。数值和观测研究表明，恒星的形成速率和效率主要取决于湍流加速场中螺线管模和压缩模的混合，这可以用湍流驱动参数b来量化。对于纯螺线管（无发散）驱动，以前的研究表明b=1/3，对于完全压缩（无卷曲）驱动，b=1。在这项研究中，我们确定的演变的湍流驱动参数b的磁流体动力学模拟分子云的形成和演变。云的形成是由于两股温暖的中性气体流的会聚。我们探索不同的情况下，通过不同的初始湍流扰动的流量的大小。我们发现，云内的湍流的驱动模式强烈随时间波动，并没有表现出明显的相关性与典型的云的属性，如云的质量和（Alfven）马赫数。我们特别发现，$b$强烈变化，从b=0.3到b=0.8的时间尺度t<5万年，其中的时间尺度和变化范围可以从云到云。b从螺线管驱动到压缩驱动的快速变化主要与云的全球收缩和随后的恒星形成有关。我们的结论是，有效的湍流驱动参数应被视为一个自由的参数，可以从螺线管压缩在时间和空间。
2017-03-21 astro-ph.GA
Turbulence in Giant Molecular Clouds: The effect of photoionisation feedback
巨分子云（GMC）被观察到是湍流的，但理论表明，如果没有驱动机制，湍流应该很快衰减。问题是，湍流是由什么机制驱动或维持的。已经表明，来自大质量恒星的光电离反馈对周围的GMC有影响，例如可以产生巨大的HII气泡。因此，我们解决的问题，是否湍流是一个后果，这种效果的反馈云。为了研究这一点，我们分析了模拟的高质量恒星形成区的速度场，通过研究速度结构函数和功率谱。我们发现，云的形态受到强烈影响的光电离反馈也显示出证据的驱动湍流通过保存或恢复Kolmogorov型速度场。相反，没有光电离反馈的控制运行模拟具有速度分布，该速度分布具有引力坍缩和能量耗散的特征，其中初始Kolmogorov型结构函数被擦除。
2014-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Moving mesh simulations of star forming cores in magneto-gravo-turbulence
我们银河系中的恒星形成发生在自引力、高度湍流和磁化的分子云中。我们研究了云核继承大尺度磁场形态的条件以及云湍流如何控制该场。我们提出了四个移动网格模拟的超音速，湍流，等温，自引力气体与一系列的磁平均场强度的特点是由阿尔夫维尼克马赫数$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}$，解决前恒星核心的形成从秒差距到几个AU尺度。在我们的模拟与湍流动能密度占主导地位的磁压（$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}>1$），我们发现，崩溃是近似各向同性的$B\proptoρ^{2/3}$，核心的性质是相似的，无论初始的平均场强度，和$100$ AU尺度上的场方向是不相关的平均场。然而，在占主导地位的大尺度磁场（$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}=0.35$）的情况下，崩溃是各向异性的$B\proptoρ^{1/2}$。$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}\sim1$的这种转变预计不会很尖锐，但清楚地表明恒星形成过程中磁场演化的两种不同路径。基于对不同恒星形成区域的观测，我们得出结论，在星际介质中的恒星形成可能发生在这两个区域。随着$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}$的减小，磁场与平均场的相关性扩展到更小的尺度，使得未来的ALMA观测对于约束星际介质的$\mathcal{M}_{{\rm A}, 0}$是有用的。
2017-02-20 astro-ph.GA
GMC Origins and Turbulent Motions in Spiral and Dwarf Galaxies
CO云在高压环境中可能是非自引力的，而大多数在低金属丰度和环境压力下应该是强烈的自引力。在富含HI的LMC中，GMC的形成和破坏通常应包括分子的形成和破坏。在富含CO的M51中，GMC通过聚结生长。银河系介于这两种情况之间。在所有情况下，大的云是由气体的吸积形成的，而较小的云则与分子的存在无关。银河系中的GMC类似于其他星系中的尘埃带和马刺。维里参数α通常随云量的增加而单调减小，这意味着湍流形成了小尺度结构。从太阳质量以下到环境金斯质量（10^7 Msun）的云复合体中，都应该存在α值递减的序列层次。
2013-09-12 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
The Multi-phase Turbulence Density Power Spectra in the Perseus Molecular Cloud
我们推导了英仙座分子云中四种不同星际介质示踪剂HI、$^{12}$ CO（$J$ =1- 0）、$^{13}$ CO（$J$ =1- 0）和尘埃的二维空间功率谱，线性尺度范围从$\sim$ 0.1 pc到$\sim$ 90 pc。在四种示踪剂中，我们发现$-3.23\pm0.05$和$-3.22\pm0.05$的斜率最陡的未校正和不透明度校正的HI柱密度图像。这一结果表明，英仙座内部和周围的HI跟踪一个非重力，跨音速平均介质，与不透明度的影响可以忽略不计。另一方面，我们测量了2 MASS尘埃消光数据的$-2.72\pm0.12$的最浅斜率，并将其解释为自引力超音速介质的签名。灰尘与气体比例的可能变化可能不会改变我们的结论。最后，我们导出了${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）积分强度图像的$-3.08\pm0.08$和$-2.88\pm0.07$的斜率。基于光学厚介质的理论预测，我们解释这些斜率大致$-3$的暗示，这两个CO线容易受到不透明度的影响。虽然简单的测试CO的形成和消耗的影响表明，测量的斜率${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）不太可能受到这些化学效应的影响，我们的研究结果一般表明，化学更复杂和/或完全光学厚介质可能不是一个可靠的观测示踪剂表征湍流。
2018-02-27 astro-ph.GA
