Turbulent entrainment origin of protostellar outflows
原恒星外流是伴随恒星形成的一个重要过程。人们普遍认为，广角原恒星外流来自于形成中的恒星风与周围气体之间的相互作用。然而，目前还不清楚这种相互作用是如何发生的。在这项工作中，我们从理论上研究的可能性，外流的结果从风和周围的气体之间的相互作用的湍流卷吸的形式。与以前的模型相比，考虑了原恒星周围环境气体的湍流运动。在我们的模型中，风的冲压压力平衡了环境气体的湍流冲压压力，并且流出物由风夹带的环境气体组成。从我们的模型计算出的流出呈现圆锥形。流出物的总质量由包层的湍流速度以及流出物的年龄决定，流出物的速度比周围气体的速度色散高几倍。出流开度角随风的强度而增大，随环境气体湍流度的增大而减小。流出物在每个位置处都表现出宽的线宽。我们建议，湍流夹带过程，这在自然界中无处不在，在塑造原恒星外流中发挥着普遍的作用。
2013-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The strength and structure of the magnetic field in the galactic outflow of M82
由星爆驱动的星系外流可以改变星系磁场，使它们远离星系平面。在这里，我们量化这些领域可能磁化星系际介质。我们估计的强度和结构的恒星爆发星系M82使用热偏振发射观测SOFIA/HAWC+和太阳物理学中常用的潜在的场外推。我们修改了Davis-Ehrasekhar-Fermi方法，以考虑大尺度流动和湍流场。结果表明，所观察到的磁场产生的组合的大规模有序的位场与流出和小规模的湍流场与弓形激波的功能。在中心$900$ pc半径内，大尺度磁场占观测到的湍流磁能的$53\pm4$ %，中值场强为$305\pm15$ $μ$ G，而小尺度湍流磁场占剩余的$40\pm5$ %，中值场强为$222\pm19$ $μ$ G。我们估计，湍流动能和湍流磁能接近均分高达$\sim2$ kpc（测量），而湍流动能占主导地位的$\sim7$ kpc（外推）。我们的结论是，该领域冻结到电离流出介质和驱动离开动力学。M82星系风中的磁场线是“开放的”，在星暴核心和星系际介质之间提供了一个直接的通道。我们的新方法提供了量化外流对星系磁场的影响以及它们对星系际介质和高能粒子演化的影响所需的工具。
2021-04-15 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
The Velocity Statistics of Turbulent Clouds in the Presence of Gravity, Magnetic fields, Radiation, and Outflow Feedback
分子云内部的湍流、磁场、自引力和恒星反馈的相互作用对于理解恒星的形成至关重要。通过结构函数研究了自重力和外流反馈对湍流速度特性的影响，尺度范围从$\sim$ 0.01 pc到2 pc.我们分析了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟恒星团簇形成。我们发现流出反馈可以改变速度波动的尺度，但仍然大致在Kolmogorov和Burgers湍流之间。我们观察到，自引力和原恒星外流增加的速度波动在所有的长度尺度。流出物可将速度波动放大高达$\sim$ 7倍（尺度为$\sim$ 0.01 - 0.2 pc），并将湍流驱动至高达$\sim$ 1 pc的尺度。放大的速度波动提供了更多的支持，以对抗重力，并加强了小尺度的碎裂。自重力的影响在较小的致密团块上更为显著，它将压缩速度分量的分数增加到$\sim$ 0.2 pc的尺度。然而，流出反馈驱动螺线管和压缩模式，但它引起的螺线管模式相对于压缩模式更高的分数。因此，在外流情况下，致密核最终会有稍高比例的螺线管模式。我们发现，在尺度$\sim$ 0.1 - 0.2 pc上，可压缩分数是相当恒定的，约为1/3。增强的速度色散和减少的压缩分数的组合效应有助于降低恒星形成率。
2022-04-22 astro-ph.GA
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Framework for Multiphase Galactic Wind Launching using TIGRESS
银河系外流的密度、温度和速度的变化至少与它们起源的多相湍流星际介质（ISM）的变化一样大。我们已经进行了一套秒差距分辨率的数值模拟使用的TIGRESS框架，其中流出出现的超新星（SNe）和恒星形成ISM之间的相互作用的结果。流出的气体具有两个不同的热相，冷（T<10^4 K）和热（T>10^6 K），冷相携带大部分质量，热相携带大部分能量和新注入的金属。这两个组件有一个广泛的分布的流出速度，特别是对于冷气体，这意味着一个不同的部分逃逸的材料取决于晕势。通知TIGRESS结果，我们开发简单的解析公式的联合概率密度函数（PDF）的质量，动量，能量和金属负载的流出速度和声速的分布。模型PDF只有两个参数，SFR面密度和ISM金属丰度，并完全捕捉到了原始TIGRESS模拟PDF在SFR~（10^{-4}，1）Msun/kpc^2/yr范围内的行为。采用PDF从解决模拟将使星系形成子网格模型的实施与风速和温度（以及总加载因子），是基于理论预测，而不是经验调整。这是将TIGRESS和其他高分辨率模拟的进展纳入未来宇宙流体力学和半解析星系形成模型的关键一步。我们发布了一个python包来原型化我们的模型并简化其实现。
2020-10-18 astro-ph.GA
Density distributions of outflow driven turbulence
原恒星喷流和外流是恒星形成的标志，也是在分子云中驱动超音速湍流的有前途的机制。我们量化流出驱动的湍流通过三维数值模拟使用的等温版本的强大的总变差递减代码。我们使用简化的球形外流模型在真实空间中驱动湍流，通过密度概率分布函数（PDF）分析数据，并研究每自由落体时间的成核率（CFR_ff）。真实空间湍流驱动方法产生负偏斜密度PDF，在低密度侧具有增强的尾部。它偏离对数正态分布，通常从傅立叶空间湍流驱动在低密度，但可以提供一个很好的拟合在高密度，特别是在质量加权，而不是体积加权密度PDF。由于这一事实，我们认为，从傅立叶驱动湍流模型确定的CFR_ff可以与我们特定的真实空间驱动模型的CFR_ff相媲美，该模型的螺线管分量与压缩分量的比率来自约0.6的所得湍流速度场。
2013-04-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Density PDFs of diffuse gas in the Milky Way
扩散电离气体（DIG）和扩散原子气体的平均密度的概率分布函数（PDF）接近对数正态分布，特别是当<5 degree and |b| >分别考虑|b| 5 °的视线时。我们的研究结果提供了强有力的支持，对数正态密度PDF的存在，在扩散ISM中，与扩散气体中的密度结构的湍流起源一致。
2011-04-13 astro-ph.GA
Star Cluster Formation in Turbulent, Magnetized Dense Clumps with Radiative and Outflow Feedback
我们提出了三个猎户座模拟恒星团簇形成在1000 Msun，湍流分子云团，包括辐射转移的影响，原恒星流出，和磁场。我们的模拟都使用自洽的湍流初始条件和不同的平均质量流量比相对于临界值超过2，10，和无穷大，以衡量磁场对恒星团簇形成的影响。我们发现，在良好的协议与以前的研究，通常观察到的强度的磁场降低恒星形成率的一个因素的2.4和减少的碎片量的一个因素2相对于零场的情况。我们还发现，该领域增加的特征下沉粒子质量，再次由2.4的一个因素。在我们的模拟中，磁场也增加了聚集的程度，使得强场情况下的最大恒星密度比其他情况高出2倍。这种集群往往鼓励形成多个系统，这是更常见的rad-MHD运行比rad-Hydro运行。在我们的模拟中的同伴频率是一致的，在I类源，特别是对于强场的情况下的多重性的观察。最后，我们在模拟中发现了原始质量分离的证据，这让人想起在猎户座星云团等星团中观察到的情况。
2014-01-27 astro-ph.GA
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
A Markov model for non-lognormal density distributions in compressive isothermal turbulence
已知压缩等温湍流具有接近对数正态的密度概率分布函数（PDF），其宽度与音速马赫数和湍流驱动的性质（螺线管与压缩）成比例。然而，在湍流介质中塑造极高和极低密度结构的物理过程可能是不同的，其中密度结构由在比低密度流体更短的时间尺度上演化的强烈冲击组成。湍流介质中的密度PDF由于激波而表现出与对数正态的偏差，其随着音速马赫数而增加，这在湍流和恒星形成的分析模型中常常被忽略。我们开发了一个简单的湍流模型，将其视为连续的马尔可夫过程，它解释了密度PDF和结构的瞬态时间尺度作为密度的函数，使用在n Scannapieco & Safarzadeh（2018）中开发的框架。我们的分析模型只依赖于一个单一的参数，有效的压缩音速马赫数，并成功地描述了非对数正态行为中看到的超音速和亚音速压缩等温湍流的一维和三维模拟。该模型量化了湍流环境中密度结构的非对数正态分布，并应用于恒星形成分子云和恒星形成效率。
2019-10-06 astro-ph.GA
Outflows and Bubbles in Taurus: Star-formation Feedback Sufficient to Maintain Turbulence
根据$\sim 100$ deg $^2$ Five College Radio Astronomy Observatory $^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）地图以及斯皮策年轻恒星天体目录，我们已经确定了金牛座分子云中的流出物和气泡。在金牛座的主要44度$^2$区域，我们发现了55个外流，其中31个以前未知。我们还在金牛座的整个100度$^2$区域发现了37个气泡，所有这些都是以前没有发现的。确定的外流的总动能估计为$\bf \sim 3.9 \times 10^{45}$ erg，这是\textbf{1\%}的云湍流能量。探测到的气泡的总动能估计为$\sim 9.2 \times 10^{46}$ erg，是金牛座湍流能量的29%。外流的能量注入率为$\bf \sim 1.3 \times 10^{33}~\rm erg\ s^{-1}$，\textbf{0.4 - 2 times}为云湍流的耗散率。气泡的能量注入率为$\sim 6.4 \times 10^{33}$ erg s $^{-1}$，\textbf{2 - 10 times}为云的湍流耗散率。云的引力结合能是$\bf \sim 1.5 \times 10^{48}$ { \bf erg}，\textbf{385}和16倍的能量流出和泡沫，分别。我们的结论是，无论是流出或气泡可以\text…
2015-08-31 astro-ph.GA
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer II. Outflows
大多数大质量原恒星都有两极外流。尽管如此，对于这些流出的起源机制，以及较少观察到的单极流出的原因，还没有达成共识。我们的目标是确定早期大规模原恒星外流的起源，重点是在湍流介质中的辐射转移和磁场的综合影响。我们使用四个国家的最先进的辐射磁流体动力学模拟后，大规模的100 Msun前星核的拉美西斯代码崩溃。湍流通过初始速度色散来考虑。我们使用混合辐射转移方法，包括双极扩散。我们发现，湍流延迟发射的外流，这似乎主要是由磁流体动力学过程。磁塔流和磁离心加速度对加速有贡献，并且前者比后者在更大的体积上操作。我们最好的分辨率，5 AU，不允许我们得到磁离心加速流出的收敛结果。辐射加速也发生了，主要发生在恒星附近，扩大了外流范围，但对磁外流的发射没有负面影响（M~17 Msun，L~ 1 e5 Lsun）。相关的张角（20-30度时，磁场占主导地位）建议额外的（去）准直效果，以满足观测的限制。流出物几乎垂直于磁盘发射，并与最初的核心尺度磁场不一致，与几个观测研究一致。在最湍流的运行中，流出是单极的。我们的结论是，磁过程占主导地位的大规模原恒星外流的加速高达~17 Msun，对辐射过程。湍流扰动流出发射，是一个可能的解释单极流出。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse, outflows and fragmentation of massive, turbulent and magnetized prestellar barotropic cores
恒星，特别是大质量恒星，对星系的演化有着巨大的影响。然而，它们形成和崩溃的条件仍然没有完全理解。特别是，磁场对大质量团块坍缩的影响相对未被探索，因此在大质量恒星形成的背景下，研究其影响具有重要意义。我们进行高分辨率，MHD模拟崩溃的数百个太阳质量，湍流和磁化云，使用自适应网格加密代码RAMSES。我们计算了坍缩核内的质量分布、磁场和角动量等各种物理量，并研究了坍缩过程中的幕式外流和碎裂。磁场对云的演化有很大的影响。我们发现，磁制动是能够大大减少在坍缩云的内部部分的角动量。快速和间歇性的外流正在以3-5 km/s $^{-1}$的典型速度发射，尽管最高速度可高达30-40 km/s $^{-1}$。与流体动力云相比，几个物体的碎片在基本磁化云中减少了1.5-2倍。我们的结论是，磁场有一个显着的影响，大规模的团块的演变。结合辐射，磁场在很大程度上决定了大质量核心坍缩的结果。我们强调，MHD崩溃的数值收敛是一个具有挑战性的问题。特别是，数值扩散在高密度下似乎很重要，因此可能导致对碎片数量的高估。
2011-02-21 astro-ph.GA
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 JCMT Gould Belt Survey: Understanding the influence of molecular outflows on Gould Belt clouds
使用JCMT古尔德带调查数据，从CO J=3-2同位素，我们提出了一个荟萃分析的流出和能量的恒星形成区在几个古尔德带云。大部分区域都受到强烈的引力束缚。有证据表明，分子外流传输大量的动量和能量。在所有研究区域中，外流能量至少占总湍流动能的20%，并且在一半区域中大于湍流能量。然而，我们没有发现任何证据表明，外流增加湍流的水平，并有外流和湍流能量之间没有相关性。尽管某些区域的外流对维持湍流水平抵抗耗散有显著贡献，但这依赖于外流有效地耦合到整体运动。其他机制（例如超新星）必须是大多数（如果不是所有）这些区域中湍流的主要驱动力。
2015-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where infall meets outflows: turbulent dissipation probed by CH$^+$ and Ly$α$ in the starburst/AGN galaxy group SMM J02399$-$0136 at z$\sim$2.8
本文对阿塔卡玛大毫米波阵（ALMA）和凯克望远镜在$z\sim2.8$的亚毫米波选择星系（SMG）SMM_1（J 02399 $-$ 0136）场中观测到的$\rm CH^+$（1-0）和$\rm Ly α$谱线进行了比较分析。这种比较突出了湍流在引导能量穿过气相和尺度，分裂环银河系介质（CGM）中热/热和冷/湍流相之间的能量踪迹方面所发挥的关键作用。$\rm CH^+$独特的化学和光谱性质被用来推断存在一个大质量的（$\sim 3.5 \times 10^{10}$ ${\rm M}_\odot$），高度湍流的扩散分子气体的半径$\sim 20\,$千秒差距与$\rm CH^+$星云的核心一致的水库。整个凉爽和寒冷的CGM被证明是流入星系的速度$\sim$ 400公里$\,s^{-1}$。在$\rm CH^+$辐射中初步探测到了几个千秒钟级的激波。它们在空间中的特定位置和相对于高速$\rm Ly α$发射的速度表明，它们位于流入CGM和高速$\rm Ly α$发射的界面处，并标志着活动星系核和恒星驱动的外流对CGM湍流的馈送。CGM的质量和能量预算需要以与恒星形成率（SFR）相当的速率进行净质量吸积。从这种相似性，我们推断，合并驱动的恒星形成和黑洞生长的爆发最终是由大规模的气体吸积。
2021-05-21 astro-ph.GA
Pumping Iron: How turbulent metal diffusion impacts multiphase galactic outflows
本研究通过高分辨率模拟，探究湍流金属扩散对矮星系多相外流的影响，发现其显著影响热相冷却与声速，但对载荷因子影响微弱。
2024-07-19 astro-ph.GA
Turbulent circumnuclear disc and cold gas outflow in the newborn radio source 4C 31.04
本文通过对年轻射电源4C 31.04的HI吸收观测，揭示其射电瓣膨胀进入湍动核周盘并驱动冷气体外流，为年轻射电喷流与冷星际介质的强相互作用提供了观测证据。
2024-05-27 astro-ph.GA
CO Outflow Candidates Toward the W3/4/5 Complex II: Feedback from Candidate Outflows
迄今为止，很少有研究集中在原恒星流出反馈的尺度大于几个秒差距。为了解决这种缺乏研究，我们调查的反馈CO外流候选人对他们的父母云超过$\sim$ 110度$^2$对W3/4/5复杂的及其周围环境的影响。我们的搜索确定了265个半径为$\sim$ 0.04 - 17.12 pc的$^{13}$ CO云。我们通过分析外流候选者及其宿主云的湍流和引力结合能的物理性质来估计外流活动的湍流支持和潜在的破坏性影响。结果表明：（1）较大尺度的云受反馈的影响较小，（2）湍流支持和潜在扰动效应的尺度突变可能为$\gtrsim 4.7$ pc;（3）如果外流耦合到恒星形成的致密气体，对于英仙座臂中的云，尺度$\lesssim$ 0.2 - 0.4 pc足以使外流活动注入的能量和动量保持湍流，而对于局部臂中的云，尺度为$\lesssim$ 0.1 - 0.2 pc;（4）对于英仙座臂中的云，外流活动需要$\lesssim$ 0.3 - 1.0 pc的尺度，以潜在地将物质从出生云中驱散，而对于本地臂中的云，尺度为$\lesssim$ 0.2 - 0.6 pc。流出活动的强度可能影响点（3）和（4）中的值。最后，我们发现流出反馈可能具有改变线宽-尺寸关系的能力。
2020-10-21 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
How stellar feedback simultaneously regulates star formation and drives outflows
我们提出了一个分析模型，如何从恒星反馈的动量沉积同时调节恒星的形成和驱动器流出的湍流星际介质（ISM）。因为ISM是湍流的，所以ISM的给定块表现出具有一系列表面密度的子块。高密度的斑块被反馈“推动”，从而驱动湍流和自我调节的局部恒星形成。然而，足够低密度的斑块在区域能够自我调整之前被加速到逃逸速度以上，从而作为流出物排出。在惯性压力支持的制度，当气体分数是$\gtrsim 0.3$，湍流速度色散的圆周速度的比率是足够高的，在任何给定的时间，顺序的ISM的一半具有表面密度小于临界值，因此可以在动态时间被吹灭。所产生的流出物具有质量加载因子（$η\equiv M_{\rm out}/M_{\star}$），其与气体分数乘以圆周速度成反比。在低气体分数，恒星形成率所需的本地自我调节，以及相应的湍流马赫数，迅速下降; ISM是“平滑”，它实际上是更难以驱动风与大的质量加载因子。至关重要的是，我们的模型预测，恒星反馈驱动的外流应该被抑制在$z \lesssim 1$在$M_{\star} \gtrsim 10^{10} M_{\odot}$星系。这种机制允许大质量星系在高红移时表现出剧烈的外流，然后在后期“关闭”这些外流，从而形成一个平滑，延伸的薄恒星盘。我们为$η$提供了简单的拟合函数，这对于亚分辨率和半解析模型应该是有用的。[删节]
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Star Formation as a Markov Process in a Supersonic Gravoturbulent Medium
分子云呈现出质量密度的对数正态概率密度函数（PDF），这被认为是等温超音速湍流的结果。因此，人们普遍认为恒星的形成是在扰动中发生的，在这种扰动中，引力坍缩的速度比湍流运动引起的变化速度要快。在这里，我们使用直接的数值模拟来测量该速率作为密度的函数的湍流马赫数的范围内，并显示它是在高密度比低密度更快。此外，我们表明，密度PDF和变化率自然出现在一个简单的湍流模型作为一个连续的马尔可夫过程。描述这种演化的一维朗之万方程只依赖于两个参数，但它捕捉了直接三维模拟中看到的全部演化。如果将其修改为包括重力，朗之万方程也再现了在湍流模拟（包括自重力）中看到的材料坍缩到高密度的速率。当推广到包括温度和密度时，类似的分析可能适用于整个天体物理学。
2018-09-20 astro-ph.GA
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
Inefficient star formation in high Mach number environments I. The turbulent support analytical model
本文提出一个考虑密度场空间相关性的湍流支撑解析模型，揭示高马赫数下湍流弥散稳定大多数密度涨落，导致恒星形成率随马赫数增加而急剧下降。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data: I. The Perseus region as a test case
我们提出了一个分析的概率分布函数（PDF）的柱密度在不同的区域的恒星形成区域英仙座及其扩散环境的基础上，在353 GHz的尘埃不透明度的地图，从普朗克档案。pdf形状可以通过对数正态函数和高密度下扩展幂律尾部的组合来拟合，在分子云英仙座的中心区域。几个对数正态分布的线性组合非常适合云周围的环或其扩散邻域的pdf。平均密度标度律$\langleρ\rangle_L \propto L^α$的斜率在前一种情况下是陡峭的（$α=-1.93$），而在云周围描绘的环中是相当浅的（$α=-0.77\pm0.11$）。我们将这些发现解释为两种不同物理机制的特征：i）重力湍流机制，其特征在于质量的近似线性标度和实际缺乏速度标度; ii）主要湍流机制，其最好由陡峭的速度标度和可压缩湍流$\langleρ\rangle_L u_L^3/L$的不变量来描述，描述了通过湍流级联的每单位体积的动能的尺度无关通量。重力湍流的空间域可以确定与分子云英仙座，而一个相对尖锐的过渡到主要湍流制度发生在其附近。
2015-05-07 astro-ph.GA
The role of initial magnetic field structure in the launching of protostellar jets
众所周知，磁场在恒星形成过程中起着至关重要的作用，特别是在原恒星盘的喷流和外流的形成中。恒星形成区域的磁场结构并不总是均匀有序的，经常包含磁湍流区域。我们提出了基于网格的，磁流体动力学模拟的崩溃1 $\,\mathrm{M}_{\odot}$云核，调查的影响，复杂的磁场结构外流的形成，形态和效率。我们比较了三种情况：均匀场，部分湍流场和完全湍流场，在所有三种情况下具有相同的磁能。我们发现，准直射流产生的均匀场的情况下，由磁离心机制驱动。在部分湍流的情况下也会形成外流，尽管较弱且准直性较差，但具有不对称的形态。从部分湍流情况下发射的流出物携带与均匀场情况相同的质量，但速度较低，只有均匀场情况下的动量的71 $\%$。在完全湍流场的情况下，我们发现根本没有显著的外流。此外，湍流的磁场最初降低了吸积率，后来导致圆盘破碎，形成多个原恒星。我们的结论是，一个均匀的极向分量的磁场是必要的驱动射流。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Simple relations from complex outflows: How the $M-σ$ relation emerges in a multi-phase environment
本研究通过多相湍流星系核球的流体动力学模拟，发现AGN外流在真实辐射冷却且守恒受激风能量的条件下，仍能通过动量驱动机制建立$M-σ$关系，验证了该范式在非理想化系统中的适用性。
2025-11-19 astro-ph.GA
The Prevalence of Turbulence-Regulated Multiphase Galactic Winds in Star-Forming Galaxies
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Northwestern University（西北大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究发现恒星形成星系中湍流调控的多相银河风普遍存在，恒星反馈通过驱动湍流和整体流出维持CGM的能量预算。
2026-03-06 astro-ph.GA
Circumstellar disks and outflows in turbulent molecular cloud cores: possible formation mechanism for misaligned systems
我们研究了分子云核在磁场和湍流作用下坍缩后星周盘和外流的形成。采用自适应网格加密方法对原恒星形成后的演化过程进行了数值模拟，直到$\sim 1000$ ~年。在模拟中，原恒星周围会形成星周盘;磁化模型中的星周盘比非磁化模型中的星周盘小得多，但它们的大小会随着时间的推移而增加。具有较强磁场的模型倾向于产生较小的磁盘。在磁化模型的演化过程中，盘与原恒星的质量比近似恒定在$\sim 1-10$ \%。星周盘根据它们的角动量排列成一条直线，外流沿磁场以$10-100$ ~au尺度加速;这就产生了一个与外流不对齐的盘。外流分为两种类型：磁离心风和螺旋流。在后者中，由于几何形状，旋转轴与磁场不对准。磁场在云核中具有内部结构，这也导致云核尺度上的流出物和磁场之间的不对准。核中角动量矢量的分布也具有非单调的内部结构。这应该会在星周盘上产生一个与时间相关的角动量吸积。因此，在长期演化过程中，星周盘的大小和方向都将发生变化。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Gas Toward the Gemini OB1 Molecular Cloud Complex II: CO Outflow Candidates with Possible WISE Associations
本文利用紫金山天文台德令哈13.7米望远镜对宝石OB 1分子云复合体及其周围的CO外流进行了大尺度观测。在一个大的区域（$\sim$ 58.5平方度）上共识别出198个外流候选者，其中193个是新发现的。大约68%（134/198）与Gem OB 1分子云复合体有关，包括云GGMC 1，GGMC 2，BFS 52，GGMC 3和GGMC 4。研究的其他地区是：本地臂（本地林德，西阵线），燕子，角，和远程云。GGMC 1、BFS 52和Swallow中的流出候选者主要位于环状或环状结构。避免遥远地区的过度不确定性（$\gtrsim$ 3.8 kpc），我们只估计了Gem OB 1分子云复合体和Local臂中云的物理参数，在这些云中，已识别出的外流候选者的总动能和能量注入率分别为每个云的湍流能量和湍流耗散率的$\lesssim$ 1%和$\lesssim$ 3%，这表明所识别的流出候选者不能提供足够的能量来在整个云的规模（几个PC到几十个PC）上平衡它们的宿主云的湍流。每个云的引力结合能是$\gtrsim$ 135倍于相应云内已识别的外流候选者的总动能，这表明已识别的外流候选者在整个云的尺度上不会对其宿主云的完整性造成重大破坏。
2018-01-31 astro-ph.GA
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
Sub-Eddington Star-Forming Regions are Super-Eddington: Momentum Driven Outflows from Supersonic Turbulence
我们表明，在恒星形成区域的星系的湍流气体是不稳定的风形成通过动量沉积辐射压力或其他动量源，如超新星爆炸，即使系统是低于平均爱丁顿限制。这一结论来自于这样的事实，即来自自引力系统的未结合气体的每单位质量的临界动量注入速率与气体表面密度成比例，并且湍流介质呈现出对源的柱密度的宽分布。对于平均爱丁顿比<Gamma>约为0.1和湍流马赫数>30，我们发现，约1%的气体喷射的速度大于当地的逃逸速度的每个动态时间尺度。由于对数正态形状的表面密度分布，质量损失率是高度敏感的平均爱丁顿比，达到20-40%的气体质量每动态时间<Gamma>=1。使用这个模型，我们发现一个大的分散在质量加载因子的恒星形成星系，范围从0.001-10，但具有显着的不确定性。在巨大的分子云恒星形成的效率的影响突出。对于辐射压力反馈单独，我们发现一个增加的恒星形成效率作为初始气体表面密度的函数。讨论了Underwear。
2015-12-08 astro-ph.GA
Simulating Supersonic Turbulence in Galaxy Outflows
我们提出了三维的，自适应网格模拟的矮星系流出的超音速湍流驱动。在这里，我们开发了一个亚网格模型，不仅跟踪热和体积的气体速度，而且其湍流速度和长度尺度。这使我们能够将超新星的能量直接存入超音速湍流中，这种湍流的尺度比粒子平均自由程大得多，但比解析的大尺度流动小得多。与以前的方法不同，我们能够模拟一个以NGC 1569为模型的恒星爆发星系，在整个模拟过程中具有真实的辐射冷却。单个OB关联周围的热扩散气体袋扫过由于冷却不稳定而持续很长时间的厚壳材料。高压、稀薄区域的重叠导致了一个集体的中心外流，通过湍流混合吞噬外部气体，而不是将其聚集成一个薄而不稳定的壳层，从而逃离星系。超音速的湍流气体自然会避开湍流衰减快、冷却时间短的稠密区域，这进一步增强了整个星系的密度对比-导致了NGC 1569和其他流出的恒星爆发中观察到的复杂、混乱的气泡、环和细丝分布。
2010-03-16 astro-ph.CO 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
Shaken and stirred: the effects of turbulence and rotation on disc and outflow formation during the collapse of magnetised molecular cloud cores
我们提出了18个磁流体动力学计算的结果崩溃的分子云核心，形成一个原恒星。一些计算包括通量限制扩散近似中的辐射传输，而另一些则采用正压状态方程。我们涵盖了一个广泛的参数空间，质量流量比范围从$μ= 5$到$20$ ;初始湍流振幅范围从层流计算（即马赫数$\mathscr{M} = 0$）到跨音速$\mathscr{M} = 1$ ;初始旋转速率范围从$β_\mathrm{rot} = 0.005$到$0.02$。我们首先表明，使用辐射传输方案产生温暖的伪光盘比正压状态方程，使他们更稳定。然后，我们“动摇”的核心，通过增加初始湍流速度场，并发现在所有三个质量流量比跨音速核心弱约束，不产生伪光盘; $\mathscr{M} = 0.3$核心产生非常混乱的光盘;和$\mathscr{M} = 0.1$核心产生光盘大致相当于一个层流核心。在我们以前的论文（arXiv：1701.08741）中，我们表明，一个伪盘耦合足够的磁场是必要的，以形成一个双极流出。在这里，我们表明，只有弱湍流核心表现出准直射流。最后，我们取$\mathscr{M} = 1.0$、$μ= 5$核心，通过增加初始角动量来“搅动”它，发现一旦旋转能量的程度超过核心中的湍流能量，圆盘就会返回，并伴随着相应的（尽管较慢）流出。这些结论限制了分子云核心中的旋转和湍流的初始混合物，这有利于在恒星形成过程的早期形成双极外流。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ion Alfvén velocity fluctuations and implications for the diffusion of streaming cosmic rays
恒星形成星系的星际介质（ISM）是磁化和湍流的。宇宙射线（CR）通过它传播，而那些具有来自$\sim\,\rm{GeV} - \rm{TeV}$的能量的宇宙射线很可能受到流动不稳定性的影响，从而波阻尼过程平衡了CR对共振离子阿尔芬波的激发，达到了CR的传播速度非常接近局部离子阿尔芬速度的平衡。因此，流动CR的运输对离子阿尔文速度波动敏感。在本文中，我们系统地研究这些波动使用大合奏的可压缩MHD湍流模拟。我们表明，亚Alfvénic湍流，适用于一个强磁化ISM，离子Alfvén速度概率密度函数（PDF）是完全由密度波动冲击气体形成平行于磁场，我们开发的分析模型的离子Alfvén速度PDF的第二时刻。对于超阿尔文湍流，磁场和密度波动以复杂的方式相关，这些相关性以及来自磁场波动的贡献设置了离子阿尔文速度PDF。我们讨论了这些研究结果的影响，在CRs经历的流动不稳定性，包括建模的宏观扩散系数的平行运输亚Alfvénic等离子体中的潜在的“宏观”扩散机制。我们还描述了如何，对于高度磁化的湍流气体，气体密度PDF，因此列密度PDF，可以用来访问信息的离子阿尔文速度结构从磁化ISM的观察。
2022-08-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Galaxy Outflows Without Supernovae
高表面密度，快速恒星形成的星系被观察到具有$\approx 50-100\,{\rm km\,s^{-1}}$视线速度色散，这比超新星单独驱动的预期要高得多，但可能是由大尺度引力不稳定性引起的。使用三维模拟的局部区域的星际介质，我们探讨的影响，高速分散体所产生的这些磁盘的不稳定性。参数化磁盘的表面密度和周转频率，我们进行了一系列的模拟，探测范围广泛的条件。湍流纯粹是水平驱动的，而且是大尺度的，忽略了超新星的任何能量输入。我们发现，这样的运动导致强烈的全球性外流的高度紧凑的磁盘是常见的高红移，但弱或可忽略不计的质量损失，在更弥漫的磁盘是今天流行的。如果一维水平速度色散超过$\approx 35\,{\rm km\,s^{-1}},$，就会产生大量的外流，就像在恒星形成率密度高于$\approx 0.1\,{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}\,{\rm kpc}^{-2}.$的致密盘中发生的那样。这些外流是由热失控触发的，热材料的冷却效率低下，加上湍流驱动的连续加热。因此，即使在没有恒星反馈的情况下，由于湍流加热不稳定性，流出产生的恒星形成率密度的临界值也会出现。这表明，在强自引力盘中，流出可能会被超新星的能量输入增强，但不一定是由超新星的能量输入引起的。
2016-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Outflows, Radiation Pressure, and Magnetic Fields in Massive Star Formation
以辐射压力和磁驱动准直外流形式存在的恒星反馈可能会限制恒星所能达到的最大质量，并影响大质量恒星前核心的恒星形成效率。在这里，我们提出了一系列的3D自适应网格细化辐射磁流体动力学模拟的崩溃最初动荡，大规模的前星核。我们的模拟包括直接恒星和尘埃再处理辐射场的辐射反馈，以及来自吸积恒星的准直流出反馈。我们发现，原恒星流出的冲孔沿恒星的极性方向的尘埃拱星气体，从而增加了光学薄区域的大小，通过辐射可以逃脱。由于湍流吸积流导致恒星自转轴改变，外流的进动进一步扩大了外流，并导致更多的物质被夹带。另外，夹带材料中存在磁场导致更宽的夹带流出物逸出芯。我们比较了注入和夹带的流出特性，发现夹带的流出质量是$\sim$ 3的一个因素大于注入的质量和包含在夹带材料的动量和能量的$\sim$ 25%和$\sim$ 5%的注入的动量和能量，分别。因此，我们发现，当一个包括流出和辐射压力，前者是一个更有效和重要的反馈机制，即使是大质量的恒星具有显着的辐射输出。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
