Turbulent Action at a Distance due to Stellar Feedback in Magnetized Clouds
分子云的一个基本特性是它们是湍流的，但这种湍流是如何产生和维持的还不清楚。一种可能性是，在星云中形成的恒星通过它们的外流、风和辐射（“反馈”）再生湍流。然而，从最初的云湍流中分离出由反馈产生的运动是一个挑战。在这里，我们面对恒星反馈和湍流之间的关系，通过识别和分离的本地和全球的恒星风的影响。我们分析magnetohydrodynamic模拟中，我们跟踪风的材料，因为它与周围的云相互作用。通过区分发射的物质，风夹带的气体和原始气体，我们表明能量通过膨胀的风壳激发的磁波从源转移出去。与压缩运动相比，在一定距离处的这种超距作用增强了搅拌运动的分数，并产生了更平坦的速度功率谱。我们的结论是恒星反馈占分子云内的显着能量转移，磁波增强的影响，这在以前被忽略的观测。总之，恒星反馈可以部分抵消全球湍流耗散。
2018-10-16 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
Disc formation in turbulent cloud cores: Circumventing the magnetic braking catastrophe
我们目前的崩溃模拟强磁化，100 M_太阳，湍流云核。在坍缩过程中形成的原恒星周围，开普勒圆盘的典型大小高达100 AU，与以前忽略湍流的模拟形成对比。通过分析凝聚形成的圆盘，我们发现磁通量损失不足以解释开普勒圆盘的形成。平均磁场强烈地倾向于盘，这可能降低磁制动效率。然而，磁制动效率降低的主要原因是盘周围的高度无序的磁场。此外，由于在盘的湍流环境中缺乏相干旋转结构，所以不能建立角动量提取所需的环形磁场。同时，由于湍流运动产生的局部剪切流，角动量流入保持较高。我们认为，“磁制动灾难”是一个理想化的非湍流的初始条件和湍流提供了一个自然的机制来规避这个问题的人工制品。
2012-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Detailed evolutionary models of massive contact binaries: I. Model grids and synthetic populations for the Magellanic Clouds
大多数的近距离大质量双星的初始周期只有几天，它们会经历一个接触阶段，在这个阶段中，两颗恒星同时溢出它们的洛希叶。我们进行了第一次专门研究的大规模接触双星的演变，并提供了一个全面的预测，其观察到的属性。我们计算2790个详细的大麦哲伦云和小麦哲伦云的二元模型，假设一个保守的质量转移。两个网格的初始参数空间跨度总质量为20至80 $\,\textrm{M}_{\odot}$，轨道周期为0.6至2天，质量比为0.6至1.0。我们发现，在核时间尺度上保持接触的模型朝着相等的质量发展，与它们观察到的对应物的质量比相呼应。最终，我们的核时间尺度模型的命运是在主序列上合并。我们预测的O型接触双星的周期质量比分布是相似的两个星系，我们预计10个这样的系统一起在麦哲伦云。虽然我们可以在很大程度上重现观察到的分布，我们高估了人口的等质量接触二进制。如果我们也考虑接近接触的二进制文件，这种情况会得到一定程度的补救。我们的理论分布工作特别好接触双星周期$<$ 2天和总质量$\lessapprox45\,\textrm{M}_{\odot}$。我们预计恒星风，非保守的质量转移和信封通货膨胀发挥了作用，在形成更大的质量和更长的周期接触双星。
2021-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Turbulent Destruction of Clouds - II. Mach Number Dependence, Mass-loss Rates, and Tail Formation
本文研究了绝热激波通过时云的湍流破坏。我们发现云的寿命和Hartquist等人（1986）的分析结果之间存在很大的差异。这些差异似乎是由于Hartquist等人的假设，即质量损失主要是由于远离驻点的云表面上的低压区，而实际上开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性在云破坏中起着主导作用。我们发现，云的真实寿命（定义为当所有的材料从云的核心是很好地混合与云间的材料在流体动力学细胞）是大约6倍t_KHD，其中t_KHD是最具破坏性的，长波长，KH不稳定性的增长时标。这些发现具有广泛的影响扩散源，其中有热，冷相之间的材料转移。还研究了相互作用随马赫数和云密度对比度的变化特性。在较低的马赫数时，相互作用较弱，最显著的差别出现在低激波马赫数时，此时激波后气体相对于云是亚音速的（即M < 2.76）。只有当云与周围介质的密度对比度chi > 1 e3时，从云上剥离下来的物质才会形成一个长长的“尾巴状”特征。
2010-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the Atomic-to-Molecular Transition and Chemical Distributions of Turbulent Star-Forming Clouds
我们使用3D-PDR，一个三维的天体化学代码建模的光解区域（PDR），后处理湍流，恒星形成云的流体动力学模拟。我们专注于从原子到分子气体的过渡，特别注意H，C+，C，H2和CO的形成和分布。首先，我们证明了云化学的细节和我们的结论是不敏感的模拟空间分辨率，在云边缘的分辨率，射线角分辨率。然后，我们调查的几何形状和模拟参数对化学丰度的影响，并发现弱依赖于云的形态所规定的重力和湍流马赫数。对于一个均匀的外部辐射场，我们发现类似的分布，使用一维PDR代码。然而，我们证明了一个三维的治疗是必要的空间变化的外部领域，我们警告使用非对称问题的一维治疗。我们将我们的结果与Glover等人（2010）的工作进行了比较，Glover等人使用简化的化学网络自洽地跟踪了流体动力学模拟中分子形成的时间演化。在一般情况下，我们发现很好的协议与这种原位方法的C和CO丰度。然而，在边界区域（Av < 5），温度和H2丰度是不一致的，这是由于两种方法使用的射线数不同。
2013-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation efficiency in turbulent clouds
在这里，我们提出了一个简单的，但尽管如此，指导模型的恒星形成效率在湍流分子云。该模型基于反映星际介质湍流特性的对数正态密度分布假设。再加上云核的数量计数，它遵循Salpeter-like核心质量函数（CMF），和最小质量的崩溃的个别云核，由当地的牛仔裤质量，我们能够推导出的SFE云作为其牛仔裤质量的函数。我们发现一个非常通用的幂律，SFE \propto（M_cloud/M_J）^{-0.26}和最大SFE_max \sim 1/3的Salpeter情况。这个结果与紊流马赫数无关，但对CMF的变化相当敏感。
2014-09-26 astro-ph.GA
A new method for measuring the 3D turbulent velocity dispersion of molecular clouds
分子云的结构和恒星形成活动从根本上与其内部湍流有关。然而，由于投影效应和观测限制，如望远镜分辨率，准确测量湍流速度色散是具有挑战性的，特别是对于包括非湍流运动的云，如大尺度旋转。在这里，我们开发了一种新的方法来恢复三维（3D）湍流速度色散（$σ_{v,3D}$）从位置-位置-速度（PPV）数据。我们模拟了一个旋转的、湍流的、坍缩的分子云，并将其固有的$σ_{v,3D}$与PPV空间中可访问的三种不同的速度色散测量进行了比较：1）二阶矩图的空间平均值$σ_i$，2）梯度/旋转校正的一阶矩图的标准差$σ_{(c-grad)}$，以及3）1）和2）的组合，称之为“梯度校正的原始速度弥散”，$σ_{(p-grad)}=(σ^2_i+σ^2_{(c-grad)})^{1/2}$。我们表明，梯度校正是至关重要的，以恢复纯粹的湍流运动的云，独立的云的方向相对于视线（LOS）。我们发现，通过对矩图应用合适的校正因子和合适的过滤器，所有三种统计数据都可以用于恢复$σ_{v,3D}$，其中方法3是最鲁棒和最可靠的。我们确定的校正因子作为望远镜光束大小的函数为不同级别的云旋转，并发现，对于光束FWHM $f$和云半径$R$，三维湍流速度色散可以最好地恢复从梯度校正的母速度色散通过$σ_{v,3D}=[(-0.29\pm0.26)f/R+1.93\pm0.15]σ_{(p-grad)}$为$f/R<1$，…
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud
人们经常观察到恒星是成簇形成的。因此，重要的是要了解这样一个集中质量的区域是如何从漫射介质中聚集出来的，它的性质最终规定了重要的物理机制，并决定了星团的特征。我们通过高分辨率的MHD模拟研究了分子云内部气态原团簇的形成过程，并通过改变初始湍流水平将其内部性质与母云的性质联系起来，以期更好地描述随后的星团形成过程。气态原星系团是由分子云的整体坍缩形成的，在坍缩过程中，由于角动量守恒，它有不可忽略的旋转。大部分的恒星形成都发生在这个区域，它只占整个星云的一小部分。我们在模拟中确定了这些区域，并将气体和沉降粒子与观测结果进行了比较。从模拟结果推断的气体原星系团提出了一个质量大小的关系，是与观测兼容。我们强调，星团半径，虽然明显相关的气体团半径，敏感地依赖于它的定义。进行能量分析，以确认的气体原集群是重力湍流再加工的产品和支持的湍流和旋转能量对自引力产生的全球维里平衡状态，虽然崩溃发生在较小的规模和集群正在积极形成恒星。这个天体就成为了星团的前身，并将能量特性传递给了它。
2016-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation in a Turbulent Molecular Cloud Self-Regulated by Photo-Ionisation Feedback
银河系中的大多数恒星被认为是在星团内由坍塌的分子云形成的。然而，恒星形成的完整过程，从母云到无气体星团，仍然知之甚少。我们使用RAMSES-RT程序对湍流分子云的坍缩进行了辐射流体动力学模拟。恒星是使用下沉粒子建模的，我们自洽地遵循电离辐射的传播。我们研究不同的反馈模型如何影响气体从云中排出，以及它们如何塑造新兴星团的最终属性。我们发现，恒星形成效率较低的反馈模型。反馈也改变了恒星质量函数的高质量端。更强的反馈也允许建立一个低密度的星团，它可以保持维里或亚维里状态。在没有反馈的情况下，恒星形成效率非常高，最终的恒星密度也是如此。结果，高能量的近距离碰撞使团簇迅速蒸发。其他指标，如质量分离，多系统和逃逸恒星的统计数据证实了这一说法。年轻星团的观测结果与我们的强反馈模拟结果最吻合。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 astro-ph.GA
Simulations of un-equal binary collisions embedded in a turbulent gas cloud far away of a massive gravitational center
我们用粒子程序Gadget2模拟了湍流气体云的坍缩。我们选择两个子云，分别由位于中心$\vec{r}_L$和$\vec{r}_R$周围以及半径$r_L$和$r_R$内的粒子形成。添加平移速度$\vec{v}_L$或$\vec{v}_R$，使得子云朝向彼此移动以碰撞。子云的半径和预碰撞速度被选择为不相等，并考虑了正面碰撞和斜碰撞。所有模拟都被校准为具有相同的总质量和初始能量比$α=0.16$，其被定义为热能与重力能的比率。我们比较了低$β$模型和高$β$模型，其中$β$定义为动能与引力能的比值。最后，我们认为湍流云是在一个物体的引力影响下，位于足够远的地方，为了近似潮汐效应的方位角速度$V_{\rm cir}$添加到云粒子除了上述的平移和湍流速度。我们比较了低$V_{\rm cir}$模型和高$V_{\rm cir}$模型。
2022-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic Formation of Magnetized Cores in Turbulent Clouds
在巨大的分子云（GMC）中，由会聚的湍流驱动的冲击产生了局部片状的高密度、强磁化区域。在之前的工作中，我们发现在这些层中，致密的细丝和嵌入的自引力核心是通过沿着磁场线聚集物质而形成的。在这里，我们扩展我们的三维，湍流MHD核心形成模拟的参数空间。我们证实了我们以前提出的各向异性核心形成模型，并量化的中值核心属性的依赖于预冲击流入速度和上游磁场强度。结果表明，束缚核的性质由GMCs中的总动压（由大尺度湍流控制）和热声速cs决定，与磁场强度无关.对于马赫数在5和20之间的模型，中值核心质量和半径与使用P_ext的动压定义的临界Bonnor-Ebert质量和半径相当。我们的结果对应于M_core = 1.2 c_s^4/sqrt（G^3 rho_0 v_0^2）和R_core = 0.34 c_s^2/sqrt（G rho_0 v_0^2）。在我们的参数范围内，中值M_core ~ 0.1-1 M_sun，但非常高的压力云可能具有较低的特征核心质量。我们发现核心和细丝同时形成，当核心第一次坍缩时，细丝柱的密度比周围的云大2倍。我们还表明，在我们的模拟中确定的核心的物理特性相媲美的英仙座云观察到的。在我们的模型中，超热核通常也是磁超临界的，这表明在观测到的云中也可能是如此。
2015-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age, size, and position of H ii regions in the Galaxy. Expansion of ionized gas in turbulent molecular clouds
这项工作的目的是提高目前的理解H II区域和湍流分子云之间的相互作用。我们提出了一种新的方法来确定年龄的一个大样本的OB协会通过调查其相关的H II区域在周围的湍流介质中的发展。使用解析解，一维（1D），和三维（3D）的模拟，我们约束的电离气泡的膨胀取决于母分子云的湍流水平。然后计算1D模拟的网格，以在压力-尺寸图中建立H ii区域的等时曲线。这种网格模型允许大样本的OB协会，并用于H II地区发现调查（HRDS）。解析解和数值模拟表明，H II区域的膨胀减慢的湍流的电离气体的压力是在一个准平衡与湍流冲压压力的点。基于这一结果，我们建立了一个网格的H II区域的扩展在一个配置文件的基础上拉森定律的一维模型。通过有效的1D温度分布来考虑3D湍流。由该网格的等时线估计的年龄与Rosette、RCW 36、RCW 79和M16等著名地区的文献值吻合得很好。因此，我们建议，这种方法可以用来给年龄的年轻OB协会通过银河系，如HRDS调查，也在附近的河外来源。
2014-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are turbulent spheres suitable initial conditions for star-forming clouds?
到目前为止，大多数分子云和恒星形成的数值模拟，假设一个均匀密度的球体或盒子与强加的湍流速度场。在这项工作中，我们选择分子云从星系尺度模拟作为初始条件，提高其分辨率，并重新模拟他们使用SPH代码Gadget2。我们的方法提供了云的形态，内部结构和运动学，构成更一致和现实的初始条件模拟恒星形成。我们进行分子云来自银河系的模拟，和类似的尺寸，质量和速度色散的湍流气体球体之间的比较。我们专注于云的性质，如它们的密度，速度结构和恒星形成率。我们发现，银河系云的继承速度结构对恒星形成率和云的演化有显着的影响。我们的研究结果表明，虽然我们可以遵循恒星形成的时间演化在任何模拟云，捕捉整个历史是困难的，因为我们忽略了任何恒星形成之前可能发生的初始化。总的来说，湍流球体与银河系云的复杂性不匹配。
2014-10-07 astro-ph.GA
Photometric Binaries in 14 Magellanic Cloud Star Clusters
本文利用哈勃空间望远镜图像研究了14个麦哲伦云星团，估算了双星和蓝离散星比例，发现核心双星比例与宿主星团质量呈显著负相关，但与星团年龄无关。
2023-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Small-scale clustering of nano-dust grains in turbulent interstellar molecular clouds [Extended version]
利用高分辨率（$1024^3$）可压缩等温流体动力学湍流模拟方法研究了纳米尺度颗粒（纳米尘埃）的成簇和动力学，模拟了星际介质中冷分子云内部的条件。纳米尺寸的颗粒可以在湍流中聚集（小尺度聚集），这显著增加了局部颗粒密度。再加上湍流运动导致的相互作用速率增加，星际纳米尘埃的聚集可能是合理的。
2018-11-23 astro-ph.GA
Chemical Evolution of Turbulent Multiphase Molecular Clouds
分子云基本上是由氢原子和分子组成的，尽管氢是ISM中最简单的分子，但它在分子云的化学演化中起着关键作用。由于其形成时间很长，H2分子可以通过云内的湍流运动向低密度和温暖的区域输送，在那里其丰度的增加可以提高具有高吸热性的分子的丰度。我们提出了高分辨率的模拟，我们包括动态的影响下的分子气体的演变，我们分析其对CH+丰度的影响。
2017-11-06 astro-ph.GA
Disc formation in turbulent cloud cores: is magnetic flux loss necessary to stop the magnetic braking catastrophe or not?
Santos-Lima、de Gouveia Dal Pino和Lazarian（2012年）最近对湍流磁化云核中开普勒盘形成的数值分析表明，重联扩散是一个有效的过程，可以在旋转支撑盘的形成过程中去除多余的磁通量。这个过程是由湍流中磁场的快速重联引起的。在一项类似的数值研究中，Seifried等人（2012年）得出结论，重联扩散或任何其他非理想MHD效应都是不必要的，仅湍流剪切就可以提供一种自然的方式来建立旋转盘，而不需要磁通量损失。他们的结论是基于这样一个事实，即在半径远大于圆盘的球形区域上计算的平均质量通量比（μ）在他们的模型中几乎是恒定的。在这封信中，我们比较了两组模拟，并表明这种在大尺度上的平均可以掩盖在圆盘形成的内部区域μ的显着实际增加。我们表明，在吸积的湍流包络材料中，在盘形成的初始阶段发生了磁场的重联扩散。我们的分析是暗示，重连扩散是存在于这两套模拟，并提供了一个简单的解决方案的“磁制动灾难”，这是在文献中讨论的形成原恒星吸积盘。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent molecular clouds
恒星在分子云中形成，但我们对这一基本过程的理解仍然受到驱动其演化的物理学复杂性的阻碍。我们回顾我们的分子云的观测和理论知识，试图面对这两种方法，只要有可能。在广泛介绍冷星际介质和分子云之后，我们强调了动力学过程，特别关注湍流及其对云演化的影响。然后，我们回顾我们的速度，密度和磁场的知识。最后，我们对新的化学模型和分子云结构和恒星形成率之间的联系开放。
2012-11-03 astro-ph.GA
Star-disk alignment in the protoplanetary disks: SPH simulation of the collapse of turbulent molecular cloud cores
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了湍流分子云核中原恒星自旋与原行星盘旋转轴夹角（星盘角$ψ_{\rm sd}$）的演化.虽然$ψ_{\rm sd}$在原恒星形成时期表现出广泛的分布，直到$\sim 130^{\circ}$，$ψ_{\rm sd}$减少（$\lesssim 20^{\circ}$）的时间尺度为$\sim 10^{4}$年。这个时间尺度的恒星磁盘的对齐，$t_{\rm alignment}$，基本上对应于中央原恒星的质量倍增时间，在此期间，原恒星忘记其初始自旋方向，由于质量吸积从磁盘。原恒星形成后$t=10^2$年和$t=10^5$年的$ψ_{\rm sd}$值与初始云核$α=E_{\rm thermal}/|E_{\rm gravity}|$和$γ_{\rm turb}=E_{\rm turbulence}/|E_{\rm gravity}|$的热能和湍流能与引力能的比值无关。我们还发现，一个扭曲的磁盘可能是由湍流吸积流从星周信封。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Determination of the Turbulent Ambipolar Diffusion Scale and Magnetic Field Strength in Molecular Clouds
研究了DR 21（OH）星形成区共存分子H13 CN和H13 CO+的速度色散与湍流能量耗散尺度的相关性。H13 CO+光谱相对于H13 CN的下移与耗散长度尺度下的双极扩散的存在一致，这有助于湍流能量耗散的过程，但是与中性物相比，离子的截止值不同。我们利用观测数据计算了DR 21（OH）中磁场天空分量平面的湍流双极扩散长度尺度L' \simeq 17 mpc和强度B_{pos} \simeq 1.7 mG。
2010-07-23 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
Filaments and striations: anisotropies in observed, supersonic, highly-magnetised turbulent clouds
恒星形成于高度磁化的超音速湍流分子云中。我们用来进行恒星形成研究的许多工具和模型都依赖于云各向同性的假设。然而，在磁场存在下的高密度细丝和磁声条纹等结构将各向异性引入云中。在这项研究中，我们使用的二维（2D）功率谱进行系统的分析列密度的各向异性的阿尔文马赫数（$\mathcal{M}_A=0.1$ - $10$）和湍流马赫数（$\mathcal{M}=2$ - $20$）的范围内，与20高分辨率，三维（3D）湍流磁流体动力学模拟。我们发现，对于一个强的磁引导场的情况下，对应于$\mathcal{M}_A<1$，和$\mathcal{M}\lesssim 4$，在列密度的各向异性是由薄条纹与磁场对齐为主，而对于$\mathcal{M}\gtrsim 4$的各向异性是由高密度的细丝，形成垂直于磁引导场显着改变。实际上，磁场的强度控制着各向异性的程度以及是否存在任何各向异性，但正是由$\mathcal{M}$控制的湍流运动决定了哪种各向异性支配着云的形态。
2019-11-29 astro-ph.GA
Photoionization feedback in turbulent molecular clouds
我们提出了一个年轻的大质量恒星的光电离反馈的恒星形成的分子云的湍流统计的影响的研究。这种反馈预计会改变分子云的密度结构，并影响未来的恒星形成。利用AMUN-Rad程序，我们首先在一个周期性的盒子中产生一个收敛的等温强迫湍流密度结构。然后，我们在这个盒子里插入一个电离源，并使用双温伪等温状态方程注入光电离能。我们研究的影响，在不同的位置在盒子里的源和不同的源光度。我们发现，光电离有轻微的影响时，湍流的2D和3D的统计继续驱动的光电离源的存在下。光致电离只有在湍流衰减的情况下才能破坏云。在前一种情况下，在我们的模型云内存在HII区域不会对可观测量产生显著影响，与源参数无关。
2020-10-30 astro-ph.GA
Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds
恒星形成研究的关键问题之一是确定磁场的作用。从密度为nH ~ 1/cm 3的原子云间介质（ICM）开始，气体必须从数百pc的体积中积累，以形成典型的分子云。恒星的形成通常发生在云核中，云核的线性尺寸小于1 pc，密度nH 2> 10^5/cm 3。利用现有的技术，很难探测云核积累长度和大小之间尺度上的磁场，该范围对应于多个湍流涡旋级联水平和多个数量级的密度放大。然而，对于从两个极端检测到的场方向，我们在这里发现了一个显着的相关性。将此结果与分子云模拟相比，只有亚阿尔夫文的情况下，场方向与我们的观测结果一致。
2009-08-11 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
Self-organization in Turbulent Molecular Clouds: Compressional versus Solenoidal Modes
我们使用三维数值模拟来研究分子云中超声速湍流的自组织。我们的数值实验描述了衰减和驱动湍流与等温状态方程，音速马赫数从2到10，和不同程度的磁化。我们专注于性能的速度场，特别是在其潜在的水平（湍流）组件作为一个功能的湍流马赫数，磁场强度，和规模。我们展示了如何极端的选择，无论是纯粹的螺线管或纯粹的潜在的强迫可以减少的范围内的惯性范围内的周期性盒模型的分子云湍流。我们建议一个优化的强迫，以最大限度地提高数值模型中的有效雷诺数。
2009-12-03 astro-ph.GA
Molecular Tracers of Turbulent Shocks in Giant Molecular Clouds
巨大的分子云包含超音速湍流和磁流体动力学湍流的模拟表明，这些超音速运动衰减在大致的交叉时间，这是小于分子云的估计寿命。这种情况需要大量的能量释放。我们运行了C型激波以几km / s的速度传播到密度约为10^3 cm^（-3）的气体中的模型，该模型适合于分子云内部的环境条件，以确定哪些种类和跃迁主导了与湍流分子云的激波冷却相关的冷却和辐射能量释放。我们发现，这些冲击耗散其能量主要是通过CO旋转过渡和压缩预先存在的磁场。我们提出了这些激波的模型谱，并将这些模型与湍流能量耗散率的估计相结合，我们表明，对于CO的中高旋转跃迁（J >5），激波辐射应占主导地位。我们还发现，湍流能量耗散率大致相当于宇宙线加热率，双极扩散加热率可能是显着的。特别是在冲击气体中。
2012-01-25 astro-ph.GA
Feeding vs. Falling: The growth and collapse of molecular clouds in a turbulent interstellar medium
为了了解观测到的分子云特性的起源，关键是要了解云在其形成，生长和崩溃期间如何与环境相互作用。有人认为，吸积驱动的湍流可以保持云在一个高度湍流的状态，防止失控崩溃，并解释所观察到的非热速度色散。我们提出了一个千分之一秒尺度的，分层的，超新星驱动的，自引力，星际介质，包括扩散加热和辐射冷却的3D，AMR，MHD模拟。这些模拟模拟了在湍流星际介质中分子云种群的形成和演化。我们使用放大技术，专注于质量吸积的动力学及其历史的个别分子云。我们发现，到分子云的质量吸积收益的结合湍流和近自由落体吸积的引力约束信封。附近的超新星爆炸有双重作用，压缩包层，增加吸积质量，但也会破坏部分包层并侵蚀云表面的质量。看来，从超新星爆炸到云的动能流入率不足以解释云动能的净电荷率。在缺乏自洽恒星形成的情况下，在收缩过程中引力势转化为动能似乎是云内非热运动的主要驱动力。我们的结论是，虽然云强烈地与它们的环境相互作用，束缚云总是处于引力收缩的状态，接近失控，它们的性质是这种崩溃的自然结果。
2018-12-19 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
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds II. Validation of Theory with Hydrodynamic Simulations
在一篇配套论文中，我们发展了一个理论，恒星风驱动的气泡在密集的，湍流的云的演变。该理论提出，在分形泡壳界面处的湍流混合导致高效冷却，其中绝大多数输入风能被辐射走。这种能量损失使得大部分气泡演化是动量驱动的而不是能量驱动的，膨胀速度和压力的数量级低于经典Weaver 77解决方案。在本文中，我们验证了我们的理论与三维，流体动力学模拟。我们表明，极端冷却不仅是可能的，但在超过三个数量级的密度湍流云恒星形成是通用的。我们量化的几个自由参数在我们的理论，并表明，动量超过风输入率只有一个因素~ 1.2-4。我们验证了气泡/云界面是一个分形维数~ 2.5-2.7。在界面附近的热气体中测得的湍流振幅（v_t ~ 200-400 km/s）与湍流扩散的理论要求相一致，以有效地混合和辐射大部分风能。冷却后剩余的能量分数仅为1-Θ~ 0.1-0.01，随时间减少，解释了低热气含量和恒星风动力学效应弱的观测结果。
2021-04-15 astro-ph.GA
The relation between the true and observed fractal dimensions of turbulent clouds
对星际气体云的观测通常局限于云的三维（3D）结构的二维（2D）投影。在这项研究中，我们提出了一种新的方法，将二维投影分形维数（$\mathcal{D}_{\text{p}}$）的湍流云的三维分形维数（$\mathcal{D}_{\text{3D}}$）。我们这样做是通过计算的云的分形维数超过两个数量级的湍流马赫数$(\mathcal{M} = 1-100)$，对应于七个数量级的空间尺度内的云。这为我们提供了数据来创建$\mathcal{D}_{\text{p}}$和$\mathcal{D}_{\text{3D}}$之间的新的经验关系。所提出的关系是$\mathcal{D}_{\text{3D}}(\mathcal{D}_{\text{p}}) = Ω_1 erfc ( ξ_1 erfc^{-1}[ (\mathcal{D}_{\text{p}} - \mathcal{D}_{\text{p,min}})/Ω_2 ] + ξ_2 ) + \mathcal{D}_{\text{3D,min}}$，其中最小3D分形维数$\mathcal{D}_{\text{3D,min}} = 2.06 \pm 0.35$，最小投影分形维数$\mathcal{D}_{\text{p,min}} = 1.55 \pm 0.13$、$Ω_1 = 0.47 \pm 0.18$、$Ω_2 = 0.22 \pm …
2019-05-20 astro-ph.GA
The formation of filamentary bundles in turbulent molecular clouds
恒星形成暗条的经典图像是一种近平衡结构，坍缩取决于它的引力临界性。最近的观测使这幅图变得复杂，揭示了作为一个混乱的明显相互作用的亚丝，与跨音速内部速度色散和轻度超音速亚丝内色散的细丝。像这样的结构是如何形成的还没有解决。在这里，我们研究的湍流分子云的模拟中的边界区域的速度结构。我们提出了两个主要发现：首先，在不需要磁效应或其他效应的湍流云的自引力流体动力学模拟中自然地出现了所观察到的细丝中的复杂速度特征。第二，一个仅在投影上是连续的区域，实际上是由空间上不同的特征组成的，可以显示出这些相同的速度特征。事实上，这些不相交的结构可以伪装成相干细丝的投影和速度诊断突出需要继续发展先进的恒星形成观测的分析技术。
2014-02-11 astro-ph.GA
Survival of higher overdensity cold gas in a turbulent, multiphase medium
本文通过Athena++三维模拟探究高过密度冷云在高温湍流介质中的存活条件，发现其存活的冷却-压碎比阈值远低于此前预期，提出了新的冷云存活判据。
2025-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the evolution of optically dark HI clouds in the Virgo cluster : will no-one rid me of this turbulent sphere ?
大多数在低红移处检测到的中性原子氢（HI）与光学明亮的星系有关。然而，少数HI云是已知的，它们看起来是光学黑暗的，附近没有潜在的祖先星系，这使得潮汐碎片不太可能解释。特别是，由阿雷西博星系环境调查确定的6个云是有趣的，因为它们的小尺寸，隔离，特别是它们的宽线宽与其他此类云不典型。最近的一个建议是，这些云存在于压力平衡与集群内的介质，与线宽度所产生的湍流内部运动。在这里，我们探索的可能性，使用FLASH代码执行一系列的三维水力模拟。我们的云是使用球形高斯密度分布模型，嵌入在一个热的，低密度的气体代表团内介质。模拟考虑了气体的加热和冷却，我们改变了它们内部运动的结构和强度。我们创建合成HI光谱，并发现我们的模拟重现所观察到的云参数超过约1亿年：云要么崩溃，分散，或经历快速加热，这将导致电离，使他们无法检测到HI调查。虽然解释高线宽所需的湍流运动产生的结构似乎是固有的不稳定，使这是一个不太可能的解释所观察到的云，这些模拟表明，包括在任何试图解释这些对象的存在模型的集群内介质的重要性。
2018-05-09 astro-ph.GA
Solenoidal turbulent modes and star formation efficiency in Galactic-plane molecular clouds
据推测，在螺旋臂分子云中观察到的高恒星形成效率与压缩（无卷曲）湍流模式的流行有关，而剪切驱动的螺线管（无发散）模式似乎是中央分子区低恒星形成效率的主要原因。同样，对猎户座B分子云的分析证实，尽管湍流模式在云内局部和不同尺度上有所不同，但占主导地位的螺线管湍流与其低恒星形成率是相容的。这一证据表明，云内和云间的螺线管模式波动是恒星形成效率变化的一个因素。本文对\ce{^{13}CO} / \ce{C^{18}O}（$J=3\rightarrow 2$）外差内银河系平面巡天（CHIMPS）中的大样本平面分子云中湍流螺线管模动量密度的相对分数进行了定量估算。我们发现螺线管分数和恒星形成效率之间呈负相关。这一特征与螺线管模式阻止或减缓致密核坍缩的假设是一致的。此外，在湍流的螺线管模式（螺线管部分）的相对功率似乎更高的内星系下降与浅梯度增加银心距离。在内星系外，缓慢而单调下降的值表明螺线管部分不受旋臂的影响。
2022-06-28 astro-ph.GA
The Influence of Deuteration and Turbulent Diffusion on the Observed D/H Ratio
湍流混合对星际介质化学性质的影响迄今很少受到关注。以前对这种效应的研究表明，它可能在混合星际介质的各种相态方面发挥重要作用。在本文中，我们研究了湍流扩散对分子云中氘化学的潜在影响。我们发现，这种混合的行为，以减少在这些云的氘的效率，通过增加电离分数和减少重分子的冻结。这导致许多氘代物种的丰度较低。我们还研究了湍流混合对从原子氢到H2和从原子氘到HD云边缘附近的过渡的影响。我们发现，在我们的模型中包括湍流扩散有助于将这些过渡更深入地推向云中，并有助于在整个云包层中保持更高的原子分数。基于这些发现，我们提出了一个新的过程来解释显着的分散在所观察到的原子D/H比银河视线延伸超出本地气泡。虽然已经提出了几种机制来解释这种分散，但它们无法完全解释D/H值的范围。我们提出了一个方案，其中在分子云的边缘原子和分子气体的湍流混合导致所观察到的原子D/H比变化约2倍。
2011-02-14 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
Compression of turbulent magnetized gas in Giant Molecular Clouds
星际气体云通常是高度磁化和超音速湍流，速度分散由驱动和耗散之间的竞争决定。这种平衡已经在具有恒定平均密度的气体的背景下被广泛研究。然而，许多天体物理系统在外部压力或重力的影响下正在收缩，而在收缩的磁化介质中驱动和耗散之间的平衡还有待研究。在本文中，我们提出了三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟压缩在一个湍流，磁化介质，类似的物理条件内的分子云。我们发现，在某些情况下，压缩和磁场的组合导致的湍流耗散率远远低于在非磁化气体中观察到的，或在非压缩磁化气体。结果，压缩的磁化气体达到的平衡速度色散比流体动力学或非压缩情况下预期的要大得多。我们使用模拟结果来构建一个分析模型，给出了一个有效的状态方程的粗颗粒包裹的气体，在一个理想的状态方程的形式与多变的指数，取决于耗散和能量之间的磁性和湍流组件的传输速率。我们认为，减少耗散率和较大的平衡速度色散产生的压缩，磁化湍流的驱动和维持分子云中的湍流，并为敏感的冲击和耗散的化学和辐射过程的速率具有重要意义。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Synthetic line and continuum observations of simulated turbulent clouds: the apparent widths of filaments
丝状结构在真实分子云的观测中无处不在，在湍流、自引力气体的模拟中也是如此。然而，观测和模拟之间的比较是复杂的估计体积密度观测的困难。在这里，我们有一个湍流等温分子云的后处理流体动力学模拟，使用一个完整的时间依赖的化学网络。然后，我们运行辐射转移模型，以获得合成线和连续强度，可以直接与观察到的。我们发现，长丝有一个特征宽度$\,\sim\!0.1 \, {\rm pc}$，无论是在地图上的真实表面密度，并在地图上的$850 \, {\rm μm}$灰尘连续排放，与以前的工作。在CO同位素谱线发射图上，由于谱线强度与表面密度的相关性很差，灯丝的表观宽度通常要大几倍。在稠密气体示踪剂（如N、$_2$、H、$^+$和HCN）的线发射图上，细丝的视宽度为$\lesssim 0.1 \, {\rm pc}$。因此，目前的分子线发射观测与从${\it Herschel}$观测中推断出的通用$0.1 \, {\rm pc}$灯丝宽度是相容的，只要适当考虑丰度、光学深度和激发因素。我们发现的证据$\sim 0.4 \, {\rm km \, s^{-1}}$径向速度的差异，通过细丝。这些径向速度差异可能是一个有用的指标的机制，通过该机制的细丝已经形成或正在形成，例如湍流云的情况下，这里模拟，而不是其他机制，如云-云碰撞。
2020-10-06 astro-ph.GA
Formation of unipolar outflow and $\textit{protostellar rocket effect}$ in magnetized turbulent molecular cloud cores
通过三维非理想磁流体力学模拟，研究发现低质量原恒星系统中可形成单极外流并产生原恒星火箭效应，母云核磁能与湍流能之比是形成不对称外流的关键。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The turbulent destruction of clouds - III. Three dimensional adiabatic shock-cloud simulations
我们提出了三维流体动力学模拟的绝热相互作用的冲击与致密，球形云。我们比较了相互作用的性质如何随激波马赫数$M$和云的密度对比度$χ$而变化。我们检查与二维轴对称计算的差异，进行详细的分辨率测试，并比较“无粘”的结果与包含一个$k$ - $ε$亚网格湍流模型。32-64个单元/云半径的分辨率是在3D模拟中捕获主要动力学过程所需的最低分辨率，而3D无粘和$k$ - $ε$模拟通常显示出非常好的一致性。云加速和混合速度快达5倍时，他们是不好解决。2D和3D中的相互作用非常相似-尽管非方位角模式导致不同的行为，但对关键的全局量（如云的寿命及其加速度）的影响很小。特别是，我们没有发现显着差异的空心或“空洞”的云之间的二维和三维模拟与$M=10$和$χ=10$，这与以前的工作在文献中。
2016-01-06 astro-ph.GA
Molecular Line Profiles from a Core Forming in a Turbulent Cloud
我们计算了HCO $^+$和C $^{18}$ O的分子谱线轮廓向在磁化湍流分子云中形成的致密核的演化。与内核致密区相比，内核致密区的速度和丰度耦合结构对剖面特征的影响更为显著。大半径处的速度结构主要是由附近的湍流和吸积激波控制的，这导致了核在演化过程中内外运动的变化。高密度、低温度的中心区域分子的贫化对化学丰度结构有显著影响。在地核的演化过程中，谱线轮廓的不对称性很容易从蓝色变为红色，反之亦然。根据我们的研究，观察到的朝向一些无星核心的反向（红色）不对称性可以解释为致密核心外部区域向外运动的内在结果，该核心嵌入湍流环境中，并且中心的密度仍然在增长。
2009-05-25 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
Two decades of optical variability of Small Magellanic Cloud high-mass X-ray binaries
本研究基于OGLE数据分析了小麦哲伦云中111个高质量X射线双星的光学/红外变异性，提出新的超轨道变异性分类，并改进了轨道周期等参数。
2025-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin period change and the magnetic fields of neutron stars in Be X-ray binaries in the Small Magellanic Cloud
本文报道了小麦哲伦云中42 Be X射线双星系统的长期平均自旋周期、自旋周期变化率和爆发时的X射线光度。我们还收集和计算了每个系统的参数，并利用这些数据确定所有系统都包含一颗通过圆盘吸积的中子星，而不是通过风吸积的中子星，如果这些中子星接近自旋平衡，那么它们中的一半以上，包括所有自旋周期超过100 s的中子星，其磁场超过量子临界水平4.4 × 10^13 G。如果这些中子星没有接近自旋平衡，那么它们的磁场被推断为低得多，在10^6-10^10 G的量级，与低质量X射线双星中的中子星的磁场相当。这两个结果都是出乎意料的，并对磁场衰减率和孤立的中子星人口有影响。
2013-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Numerical Simulations of Turbulent Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces II: Radiation-Gas Interactions and Outflows
来自年轻大质量恒星的辐射压力所产生的动量沉积，可能有助于破坏分子云，并通过驱动大规模外流来解开星团。我们扩展了我们以前的数值辐射流体动力学研究湍流，恒星形成的云，分析非电离紫外辐射和云材料之间的详细相互作用。我们的模拟跟踪气体和恒星粒子的演化，通过自引力坍缩，恒星形成和云破坏通过辐射驱动的外流。这些模型是理想化的，因为我们只包括辐射反馈，并采用等温状态方程。湍流产生了一个由密集的细丝和大洞组成的结构，辐射通过这些结构逃逸，因此只有约50%的辐射（累积）在恒星形成结束时被吸收。由中心簇所看到的按质量计的气体的表面密度分布大致为对数正态分布，其中sigma_ln（Sigma）= 1.3-1.7，类似于外部投影的表面密度分布。这允许低表面密度区域被向外驱动到其初始逃逸速度v_esc的近10倍。虽然流出的速度分布被对数正态表面密度分布加宽，但是由于大部分辐射逃逸，动量注入到气体云的总体效率降低。平均出流速度约为从初始云半径逃逸速度的两倍。我们的研究结果也为理解银河系尺度的辐射驱动风，特别是速度和表面密度之间的关系，为个别外流结构，以及由此产生的速度和质量分布所产生的湍流源。
2017-11-17 astro-ph.GA
Less wrong: a more realistic initial condition for simulations of turbulent molecular clouds
孤立巨分子云（GMC）的模拟是研究恒星形成动力学的重要工具，但其湍流初始条件（IC）是不确定的。大多数模拟要么初始化一个速度场与一个规定的功率谱的光滑密度场（未能模拟湍流的完整结构）或“搅拌”湍流与周期性的边界条件（可能无法模拟真正的GMC边界条件）。我们开发并测试了一种新的GMC模拟装置（称为TURBSPHERE），它结合了两种方法的优点：我们不断搅拌一个孤立的云来模拟更大尺度的能量级联，并使用静态势来限制气体。所得到的云和周围的包层实现了具有超音速ISM湍流的所需特征（例如密度PDF和$\sim k^{-2}$速度功率谱）的准平衡态，其整体性质可以根据需要进行调整。我们使用最终的搅拌状态作为初始条件的恒星形成模拟与自引力，有和没有持续的驱动和原恒星喷流反馈，分别。然后，我们解开各自的湍流级联，模拟几何形状，外部驱动，重力/MHD边界条件对恒星形成的影响。在没有外部驱动的情况下，新的设置获得了类似于以前的简单球形云设置的结果，但外部驱动可以在新的设置中大大抑制恒星的形成。具有相同尺寸和湍流参数的周期性盒子模拟形成恒星的速度明显较慢，突出了边界条件的重要性以及恒星形成计算结果中存在或不存在全局塌缩模式。
2021-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Environmental Effects on the Dynamical Evolution of Star Clusters in Turbulent Molecular Clouds
内容：星团形成于巨大的分子云中，这些分子云被大质量恒星的反馈作用强烈地改变，但星团仍然嵌入在一个密集的、高度湍流的介质中，与周围结构的相互作用可能会改变它的动力学演化，如果它是孤立的。目的：我们的目标是研究集群的动力学演化之间的耦合机制，加速的质量分离过程，与气体环境所造成的骚扰效应。研究方法：在AMUSE软件环境下，结合$N$体动力学和流体动力学程序，模拟了星系团的动力学演化。结论：潮汐骚扰比孤立的参考模拟更快地产生稀疏的配置。渐近幂律密度分布指数的演变也表明在这两种情况下有很大不同的行为。背景是更有效的集群在先进阶段的动态发展。
2022-07-04 astro-ph.GA
