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
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. II. Turbulence in molecular cores probed by NH3 emission
（略）目标。我们打算推导出致密低质量恒星形成分子核内部气体随机运动的统计特性，这些分子核由NH3（1，1）和（2，2）发射线追踪。方法.我们使用的空间两点自相关（ACF）和结构函数计算的径向速度场的地图。结果我们发现振荡的ACF，最终衰减到零，增加滞后的尺度为0.04 <= 1 <= 0.5 pc。目前的范式假设恒星的形成过程是由引力和湍流之间的相互作用控制的，后者防止分子核心由于自身引力而快速坍缩。因此，振荡的ACF可能表明围绕致密但不太湍流的核心的发展的湍流的阻尼-过渡到占主导地位的引力，因此，引力坍缩。
2014-05-29 astro-ph.GA
Evidence for supernova feedback sustaining gas turbulence in nearby star-forming galaxies
本研究通过考虑气盘厚度和增厚增加湍流耗散时间尺度，发现仅需约1%的超新星反馈能量即可维持星系冷气体湍流，解决了长期存在的能量来源难题。
2022-11-29 astro-ph.GA
Turbulence in Milky Way Star-Forming Regions Traced by Young Stars and Gas
星际介质（ISM）在所有尺度和所有阶段都是湍流的。在本文中，我们研究了湍流与不同的示踪剂在附近的四个恒星形成区：猎户座，蛇夫座，英仙座，金牛座。我们结合APOGEE-2和盖亚调查，以获得完整的6维测量的位置和速度的年轻恒星在这些地区。恒星的速度结构函数（VSFs）显示了湍流的普遍标度。我们还得到了Hα气体的运动学在这四个地区从威斯康星州的H-Alpha映射。与恒星相比，Hα的VSF更加多样化。在最近的超新星活动的地区，他们显示出本地的能量注入和更高的振幅相比，恒星和CO的VSF文献的特点。VSF振幅的这种差异可以解释为从超新星到ISM的不同阶段的不同能量和动量传输，从而导致Hα追踪的温暖电离阶段的更高水平的湍流。在没有近期超新星活动的区域，年轻恒星、Hα和CO的VSF通常是一致的，表明不同阶段之间存在耦合良好的湍流。在单个区域内，Hα气体较亮的部分往往比低发射部分具有更高的湍流水平。我们的研究结果支持了银河系ISM的复杂图景，其中湍流可以在不同的尺度上驱动，并将能量不均匀地注入不同的阶段。
2022-04-29 astro-ph.GA
Probing the multi-scale interplay between gravity and turbulence - Power-law like gravitational energy spectra of the Orion Complex
引力在分子ISM的演化中起着决定性的作用。在\citet{2016arXiv160304342L}中，我们提出了一种称为引力能谱的度量，以量化引力在多个物理尺度上的重要性。在这项工作中，使用基于小波分解技术，我们推导出的猎户座A和猎户座B分子云的引力能谱的观测数据。引力能谱表现出类似幂律的行为。从几个pc到$\sim 0.1 $ pc尺度，猎户座A和猎户座B分子云分别具有$E_{\rm p}(k)\sim k^{-1.88}$和$E_{\rm p}(k)\sim k^{-2.09}$。这些标度指数接近可压缩湍流动能功率谱的标度指数（其中$E\sim k^{-2}$），在多个尺度上湍流能量与重力能量接近均分。这提供了一个明确的证据，重力是能够有效地抵消对湍流运动的这些长度尺度。结果证实了我们先前的分析估计。对于猎户座A分子云，重力不可避免地在云内的湍流中占主导地位。我们的结果提供了一个明确的观测证据，重力在这些分子云从云尺度到$\sim 0.1\;\rm pc$的演化中起着决定性的作用。然而，湍流很可能在加利福尼亚这样的云层中占主导地位。该方法具有普遍性，适用于所有引力起作用的天体物理问题。
2016-09-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gravity or turbulence V: Star forming regions undergoing violent relaxation
利用分子云内星团的形成和演化的数值模拟，我们表明，在坍缩的分子云团块内形成的星团中的恒星表现出恒定的速度色散，无论其质量如何，正如预期的那样，在一个激烈的弛豫过程。相比之下，形成于双折射占主导地位的环境中的星团表现出{ \it逆}质量分离的速度色散，其中大质量恒星表现出比低质量核心更大的速度色散，这与形成于大质量团块中的大质量恒星相一致，而大质量团块又是通过强烈的冲击形成的。我们进一步使用盖亚EDR 3表明，猎户座星云星团中的恒星表现出恒定的速度色散作为质量的函数，这表明它是由其母云的一个自由落体时间内的崩溃形成的，而不是在一个受支撑的云的许多自由落体时间内的连续性主导的环境中。此外，我们还讨论了一些对坍缩恒星形成区模型的批评：即ONC的年龄分布，恒星年龄与形成它的气体自由落体时间的比较，恒星形成效率，以及云的质量密度与星团的质量密度，这表明观测和数值数据与云中形成的星团经历了一个全球性的，分层的和混乱的崩溃过程相一致，而不是由湍流支持的。
2022-01-27 astro-ph.GA
The role of turbulence in high-mass star formation: Subsonic and transonic turbulence are ubiquitously found at early stages
本研究通过VLA观测NH3线分析32个大质量恒星形成核心，发现亚/跨声速湍流普遍存在于早期阶段，且湍流不足以支撑恒星形成，支持枢纽-纤维模型。
2024-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
Measuring turbulent motion in planet-forming disks with ALMA: A detection around DM Tau and non-detections around MWC 480 and V4046 Sgr
在许多行星形成的模型中，湍流是一个至关重要的因素，但它只在少数行星形成盘中受到直接限制。在HD 163296和TW Hya周围盘中湍流上限的基础上，我们以$\sim0.3"$（20-50 au）分辨率和80 ms $^{-1}$通道间隔对DM Tau，MWC 480和V4046 Sgr周围盘进行了ALMA CO J=2-1线观测。使用参数化模型的磁盘结构，我们稳健地检测非热气体运动DM头周围的0.25 C $_s$和0.33 C $_s$之间，与系统的影响占主导地位的范围，使这直接测量的非零湍流的唯一系统之一。使用相同的方法，我们对MWC 480（$<$ 0.08 c $_s$）和V4046 Sgr（$<$ 0.12 c $_s$）周围的非热气体运动设置了严格的上限。在这个小样本中上限的优势，以及与尘埃研究一致的适度湍流水平，表明弱湍流（$α\lesssim10^{-3}$）可能是行星形成盘的一个共同特征，尽管不是普遍的。我们探索了DM Tau周围的特殊物理条件，这些条件可能导致这个系统比其他系统更加动荡。
2020-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking Star-Forming Cores as Mass Reservoirs in Clustered and Isolated Regions Using Numerical Passive Tracer Particles
该研究在不同湍流强度的团块尺度模拟中用被动示踪粒子识别260个恒星形成核，并以凸包核填充因子区分孤立与成团环境，揭示湍流对核质量及引力束缚状态的影响。
2025-01-04 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
Turbulence driving in a star-forming Milky-Way-type galaxy
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
研究银河系类似星系中湍流驱动机制，通过模拟发现湍流驱动参数b随时间波动，并与恒星形成活动存在时间依赖性关联。
2026-01-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Interplay between Young Stars and Molecular Clouds in the Ophiuchus Star-forming Complex
我们提出了蛇夫座恒星形成区的年轻恒星星族和云团之间的空间和运动学相关性。恒星样本由来自文献的处于不同演化阶段的已知年轻物体组成，其中一些是用盖亚EDR 3视差和自行测量诊断的。分子气体被850 $μ$ m亚毫米波普通用户测辐射热仪阵列-2图像追踪，达到$\sim$ 2.3 mJy光束$^{-1}$，这是该地区迄今为止最深的光束，由詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜/瞬态计划堆叠，旨在探测亚毫米波爆发事件。我们的分析表明，更发达的来源，即II类和III类年轻恒星，位于更远离云比I类和平坦的光谱源，有足够的拱星物质，并与出生云密切相关。特别是第二类和第三类人口被发现表现出结构化的空间分布，表示从附近的斯科-岑OB协会，从而压缩云，触发恒星形成的冲击波前的通道，与最近的恒星诞生插曲现在发生在dennial云丝。所有演化阶段的年轻恒星都有相似的运动学。这表明，恒星的图案追踪的是现在已经分散的母体云丝的遗迹。
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
TIMES II: Investigating the Relation Between Turbulence and Star-forming Environments in Molecular Clouds
我们使用主成分分析（PCA）研究恒星形成对猎户座A和蛇夫座星云湍流的影响。我们通过对$^{13}$ CO、C $^{18}$ O、HCO $^+$ $J=$ 1 $-$ 0和CS $J=$ 2 $-$ 1中的谱图应用PCA来测量湍流的属性。首先，从主成分分析得到的$^{13}$ CO图的标度关系表明，对于给定的空间尺度（$L$）的速度差（$δv$）是最高的整体成形细丝（ISF）和L1688，其中最活跃的恒星形成发生在两个云。$δv$随子区中原恒星的数密度和总辐射光度的增加而增加。第二，在ISF和L1688区，$^{18}$-O、HCO-$^+$和CS的$δv$普遍高于$^{13}$-CO，这意味着在恒星形成区致密气体比弥散气体更湍流;恒星形成于稠密的气体中，与恒星形成相关的动力学活动，如喷流和外流，可以向周围的气体提供能量以增强湍流运动。
2021-07-28 astro-ph.GA
Effect of Angular Momentum Alignment and Strong Magnetic Fields on the Formation of Protostellar Disks
形成恒星的分子云被观测到是高度磁化和湍流的。因此，原恒星盘的形成在很大程度上取决于重力、磁场和湍流之间复杂的相互作用。对具有真实磁场的非湍流原恒星盘形成的研究表明，这些磁场能够有效地从形成中的盘中移除角动量，从而阻止它们的形成。然而，一旦包含湍流，即使在高度磁化的云中也可以形成圆盘，尽管精确的机制仍然不确定。在这里，我们提出了几个高分辨率的模拟湍流，现实磁化，高质量的分子云与对齐和随机湍流研究的作用，湍流，错位，和磁场对形成的原恒星盘。我们发现，当湍流是人工对齐，使角动量是平行于初始的均匀场，没有旋转支撑的磁盘形成，无论初始的湍流能量。我们的结论是，湍流和角动量和磁场之间的相关错位是至关重要的形成原恒星盘在现实的磁场的存在下。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Regions in Supersonic Isothermal Turbulence
超音速等温湍流的性质影响了许多天体物理现象，包括恒星形成云的结构和演化。本文提出了一个简单的湍流稠密区结构模型，其中等温激波后的密度分布源于激波后压力梯度与背景流体施加的冲压压力减速之间的粗糙流体静力平衡。使用模拟的超音速等温湍流和理想化的波移动通过背景介质，我们表明，密集的，冲击区域的结构特性广泛同意我们的分析模型。我们的工作提供了一个新的概念图片描述密集的区域，补充了理论上的努力，以了解大量的湍流统计特性，并试图模拟更复杂的功能，如恒星形成的云磁场，自引力，或辐射特性。
2018-01-16 astro-ph.GA
Formation of Supersonic Turbulence in the Primordial Star-forming Cloud
本研究利用GIZMO代码和IllustrisTNG初始条件，通过大幅提升分辨率模拟了原初恒星形成云的形成，发现超音速湍流在坍缩晕中自然产生，促进云碎裂并可能降低第一代恒星的特征质量。
2025-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Turbulent-Entropic Instability and the Fragmentation of Star-Forming Clouds
星际云内超音速湍流的动能通过激波和随后的线辐射的耗散而冷却。因此，云容易受到由特定熵控制的凝结过程的影响。在类似于热力学熵的形式中，超音速湍流的熵与平均湍流速度和尺度的乘积的对数成比例。我们推导出一个分散关系的增长熵不稳定性在一个球形的自引力云，并发现有一个临界的最大耗散时间尺度，约等于交叉时间，允许碎片和随后的恒星形成。然而，湍流能量损失的时间尺度可以更短或更长，例如在快速热冷却或注入机械能的情况下。不同恒星形成区域能量损失的时间尺度差异可能导致结果的差异，例如初始质量函数。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observed Timescales of Stellar Feedback in Star-Forming, Low-Mass Galaxies
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Indiana University（印第安纳大学）；Rutgers University（罗格斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；Raytheon Company（雷神公司）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过结合时间分辨的恒星形成历史与原子和电离氢的运动学数据，研究了低质量星系中原子气体湍流的时标，发现原子氢湍流与100百万年前的恒星形成活动显著相关。
2026-05-27 astro-ph.GA
Evidence for large scale compressible turbulence in the ism of CSWA13, a star-Forming Lensed Galaxy at z = 1.87 with outflowing wind
该研究利用 CSWA13 透镜星系的高分辨率观测数据，通过速度结构函数和自相关函数分析，发现其星际介质中存在大尺度超声速可压缩湍流，且湍流形成早于风和年轻恒星，可能源于并合或潮汐事件。
2024-11-07 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
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
A "universal" supernova efficiency to drive the HI turbulence in nearby star-forming galaxies
University of Oulu（奥卢大学）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；INAF – Padova Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
该研究针对低质量低SFR的矮不规则星系，通过分层贝叶斯推断发现≈2%的超新星效率可普适解释恒星形成主序星系的HI湍流，为星系演化模型反馈方案提供约束。
2026-10-09 astro-ph.GA
Evidence for supernova feedback sustaining gas turbulence in nearby star-forming galaxies
众所周知，星系盘中的气体是高度湍流的，但对于哪种机制可以在能量上维持这种湍流存在很大争议。在可能的候选者中，超新星（SN）爆炸可能是主要的驱动力，但人们仍然怀疑它们是否足以在中等恒星形成活动的区域，特别是在圆盘的外部。在本文中，我们测量的SN效率$η$，即所需的总SN能量维持星系中的湍流的分数，并验证SNe确实可以是唯一的驱动机制。我们的方法的关键新颖之处在于，我们考虑到增加湍流耗散的时间尺度相关联的气体盘的外部区域的燃烧。我们分析了10个邻近恒星形成星系中HI和CO的分布和运动学，得到了原子气体和分子气体单位面积动能的径向分布。我们使用一个理论模型来再现所观察到的能量与湍流能量的总和从SNe，推断从所观察到的恒星形成率（SFR）的表面密度，和气体热能。我们发现，所观察到的动能是非常好地再现我们的模型在整个范围内的星系盘，假设$η$常数与银河中心半径。考虑到SFR面密度和原子气体相的不确定性，我们得到我们的星系样本的SN效率中位数为$\langle η_\mathrm{atom} \rangle=0.015_{-0.008}^{+0.018}$的原子气体和$\langle η_\mathrm{mol} \rangle = 0.003_{-0.002}^{+0.006}$的分子气体。我们的结论是，SNe可以单独维持气体湍流在附近的星系只有百分之几的能量，基本上没有必要为任何进一步的能…
2020-06-18 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
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 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
Probing Turbulence, Gravity, Supernovae, and Magnetic Field Effects with the 6D Kinematics of Young Stars in Milky Way Star-Forming Regions
本研究利用Gaia DR3和APOGEE DR17数据，分析邻近恒星形成区年轻恒星的6D运动学特征，发现其运动受湍流、超新星、磁场等多重因素共同作用，验证了中等尺度的拉森关系。
2025-07-29 astro-ph.GA
Probing the Physics of Star-Formation (ProPStar) III. No evidence for dissipation of turbulence down to 20 mpc (4 000 au) scale
本研究利用多尺度多示踪剂观测组合，测定NGC 1333恒星形成区的湍流功率谱，发现其在20 mpc尺度仍呈单一幂律分布无耗散迹象，且离子小尺度功率高于中性气体，为小尺度能量耗散研究提供新可能。
2024-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interdependence between density PDF, CMF and IMF and their relation with Mach number in simulations
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理与分子研究实验室）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学、天文中心、理论天体物理学研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、行星与星系研究所）
研究通过模拟不同湍流条件下恒星形成区域，揭示了湍流水平对气体PDF、IMF和CMF分布的影响，发现湍流主导环境形成对数正态PDF和Salpeter型IMF，而低湍流环境则产生幂律PDF和重尾IMF。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IMF as a function of supersonic turbulence
最近的研究似乎表明，早期型星系中的恒星初始质量函数（IMF）可能不同于经典的Kroupa或Chabrier IMF，即在低质量恒星中包含更大比例的总质量。从理论的角度来看，超音速湍流一直是许多分析理论中感兴趣的主题，这些理论提出了与恒星形成区域的核心质量函数（CMF）的特征质量以及因此与恒星IMF的强相关性。执行两套不同的质量分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们的目的是测试的影响，在一个致密的，恒星形成的分子云的湍流性质的变化，在不同的密度制度的系统质量函数的形状。虽然分析理论预测的CMF的峰值向低质量的云的速度分散增加的位移，我们观察到在低密度制度的相反的趋势，高马赫数引起的头重脚轻的质量分布。对于高密度制度，我们没有发现任何相关的马赫数与所产生的IMF的特征质量的趋势，这意味着原恒星吸积盘和碎片的小尺度上的动态不强烈影响湍流驱动的云的规模。此外，我们认为，在恒星通过引力坍缩在其内部形成之前，致密核心的很大一部分被湍流破坏。虽然这个特殊的研究有其数值分辨率的局限性，我们认为，我们的结果，以及从其他研究中，对国际货币基金组织的湍流碎片化模型，简单地映射CMF国际货币基金组织的怀疑。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Generalised transport equation of the Autocovariance Function of the density field and mass invariant in star-forming clouds
在这封信中，我们研究了恒星形成云中密度场波动的自协方差函数（ACF）的演化，从而研究了这些波动的相关长度$l_c(ρ)$，它可以被识别为云内最相关结构的平均尺寸。推广了由Alasrasekhar（1951）导出的静态均匀湍流的输运方程，我们证明了这些结构中包含的质量是一个不变量，也就是说，在云的演化过程中，最相关的结构中包含的平均质量保持不变，无论全球动力学（重力或湍流）是什么。我们发现，重力对湍流的影响越来越大，产生的密度波动的方差增加，从而急剧减少的相关长度。理论关系成功地进行了比较，数值模拟。这张照片为恒星形成范例提供了强有力的支持，其中湍流恒星形成云中的质量浓度从最初的大，弱相关的附属结构演变为较小，密度更大的相关结构，最终演变为小，紧密相关的星前核心。我们强调，目前的结果依赖于一个纯粹的统计方法的密度波动，不涉及任何特定的条件，星前核的形成。有趣的是，我们表明，在典型的银河系分子云的平均条件下，这个不变的平均质量约为太阳质量，提供了一个有吸引力的解释IMF在这种环境下的明显的普遍性。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The KMOS Redshift One Spectroscopic Survey (KROSS): the origin of disk turbulence in z~0.9 star-forming galaxies
分析了KMOS红移一号光谱巡天（KROSS）观测到的472个z~0.9恒星形成星系的速度色散特性。该样品的大部分是旋转主导的（83 +/- 5%，v_C/sigma_0 > 1），但也是动态热的和高度湍流的。在校正光束拖尾效应之后，最终样品的中值固有速度色散为σ_0 = 43.2 +/-0.8 km/s，旋转速度与色散比为v_C/σ_0 = 2.6 +/-0.1。为了探索速度色散、恒星质量、恒星形成率和红移之间的关系，我们将KROSS与SAMI巡天（z~0.05）和中等红移的MUSE样本（z~0.5）的数据相结合。虽然有，在最多，速度色散和恒星质量之间的一个微弱的趋势，在固定的质量有一个强烈的增加与红移。在所有的红移，星系似乎遵循相同的微弱趋势，增加速度色散与恒星形成率。我们的研究结果是一致的星系动力学驱动的磁盘，更丰富的气体，越来越多的引力不稳定，作为增加红移的函数的演变。最后，我们测试了两个分析模型，预测湍流驱动的引力不稳定性或恒星反馈。两者都提供了对数据的充分描述，需要进一步的观察来排除任何一种模型。
2017-11-22 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Gas velocity dispersions in low-$z$ star-forming galaxies and the drivers of turbulence
我们推断的内在电离气体运动学的383恒星形成星系在一个范围内的综合恒星形成率（SFR $\in [10^{-3}, 10^2]$ M $_\odot$年$^{-1}$）在$z \lesssim 0.1$使用一致的三维正演模拟技术。总样本是SAMI星系巡天和SAMO巡天的星系组合。对于典型的低$z$星系从SAMI星系巡天，我们发现的垂直速度色散（$σ_{v, z}$）是正相关的恒星形成率，恒星质量，HI气体质量和旋转速度的措施。最大的相关性是与恒星形成率表面密度（$Σ_\text{SFR}$）。使用总样本，我们发现$σ_{v, z}$在范围SFR $\in$ [ $10^{-3}$，1] M $_\odot$ yr $^{-1}$从$17\pm3$ km s $^{-1}$到$24\pm5$ km s $^{-1}$内缓慢增加，然后急剧增加到$σ_{v, z}$ $\sim 80$ km s $^{-1}$，对于SFR $\gtrsim 1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。这与最近的理论模型是一致的，该模型提出了由恒星形成反馈过程驱动的$σ_{v, z}$地板，在较高的SFR下，由气体通过圆盘的引力传输驱动的$σ_{v, z}$向上翻转。
2020-05-18 astro-ph.GA
The magnetic field in quiescent star-forming filament G16.96+0.27
本文利用 JCMT/POL-2 偏振观测研究红外暗云丝状体 G16.96+0.27 的磁场，发现其磁场近似垂直于丝状结构，磁场与湍流之和与引力相当，表明该丝状体处于准平衡状态，并揭示致密区磁场排列偏离垂直可能指示潜在碎裂。
2024-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XII: Fragmentation and multi-scale gas kinematics in protoclusters G12.42+0.50 and G19.88-0.53
我们提出了新的连续谱和分子线数据从ALMA三毫米观测大质量恒星形成区（ATOMS）调查的两个原星团，G12.42+0.50和G19.88-0.53。3毫米的连续谱图显示，在两个全球收缩的原星团中，每个原星团都有7个核心。这些核心满足高质量恒星形成的半径质量关系和表面质量密度标准。与它们的出生团块相似，核心的维里分析表明它们正在经历引力坍缩（$\rm α_{vir} << 2$）。团核心规模的碎片化的调查和衍生的核心质量和分离被发现是一致的热金斯碎裂。我们检测到大规模的对流结构与速度梯度和多个流出在这两个地区。H $^{13}$ CO $^{+}$图谱的树状图分析鉴定了几个分支和叶结构，其大小分别为$\sim$ 0.1和0.03 pc。由分支结构显示的超音速气体运动与Larson幂律一致，表明在该空间尺度下的气体运动学是由湍流驱动的。在空间尺度为$\sim$ 0.1 pc时，可以看到向跨音速/亚音速气体运动的过渡，表明湍流的消散。与此一致，叶片结构揭示了气体运动偏离拉森定律的斜率。从大尺度会聚的暗条到坍缩的核心，G12.42+0.50和G19.88-0.53的气体动力学表现出湍流和引力的尺度依赖性，这两种驱动机制的结合需要被用来解释原星团中大质量恒星的形成。
2022-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: Understanding Ionized Gas Turbulence using Integral Field Spectroscopy of 4500 Star-Forming Disk Galaxies
斯隆数字巡天MANGA计划现在已经获得了附近宇宙中超过10，000个星系的积分场光谱。我们使用最终的MaNGA数据发布DR17来研究电离气体速度色散和银河系恒星形成率之间的相关性，发现一个紧密的相关性，其中来自银河系HII区域的sigma_Ha从~18 - 30 km/s显著增加，与以前的研究大致一致。相比之下，来自扩散电离气体（DIG）的σ_Ha从20 - 60 km/s增加得更快。使用统计功率的MANGA，我们调查这些相关性，更详细地使用多个发射线，并确定所观察到的相关性σ_Ha与当地的恒星形成率表面密度主要是由全球的关系，在更高的总SFR的速度色散增加，是明显的相关性与恒星质量。假设HII区模型与我们的发现一致，即sigma_[O III]<sigma_Ha <sigma_[O I]，我们估计了嵌入单个HII区的分子气体的速度色散，发现值sigma_Mol = 5 - 30 km/s与ALMA在类似质量范围内的观测一致。最后，我们利用与倾角和盘方位角的关系变化来约束电离气体的速度色散椭球σ_z/σ_r = 0.84 ± 0.03和σ_phi/σ_r = 0.91 ± 0.03，类似于银河系盘中的年轻恒星。我们的研究结果是最一致的理论模型，在现代星系盘的湍流主要是由恒星形成反馈。
2022-03-04 astro-ph.GA
Gravity or turbulence? -III. Evidence of pure thermal Jeans fragmentation at ~0.1 pc scale
我们结合以前发表的干涉和单碟相对附近的大规模密集的核心，积极形成恒星的数据，以测试他们的“碎片水平”是否控制湍流或热支持。我们发现，没有明确的相关性之间的破碎水平和速度分散，也没有观察到的碎片数量和预期的碎片数量时，重力不稳定的质量计算，包括各种处方的“湍流支持”。另一方面，最好的相关性被发现的情况下，纯热金斯碎片，我们推断的核心形成效率约为13%，与以前的作品。我们的结论是，决定在0.1 pc尺度的恒星形成的大规模致密的核心的碎片化水平的主导因素似乎是热金斯碎片。
2015-10-13 astro-ph.GA
Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The molecular gas content of the Pipe Nebula I. Direct evidence of outflow-generated turbulence in B59?
烟斗星云是一个分子云，B59区域是它唯一活跃的恒星形成团。虽然在活跃的恒星形成区流出的特别重要性是有争议的，但B59气体的安静性质使其成为直接观察原恒星反馈对静止致密气体影响的好地点。使用HARP在JCMT，我们映射了B59区域与J=3-2过渡的12 CO研究的运动学和能量的流出，和13 CO和C18 O研究的整体动态的环境云，气体的物理性质，和该地区的层次结构。B59区域共有30兆太阳的冷物质和静止物质，大部分是引力束缚的，整个区域的线宽很窄。在B59的非恒星形成地点，如此低的湍流水平表明了云的内在初始条件。另一方面，接近形成的原恒星的流出的影响被观察到作为一个本地化的增加两个线宽从0.3至1公里/秒，和13 CO激发温度由2- 3 K。外流的影响在低柱密度物质中也很明显，这些物质显示出被外流弓形激波推动、塑造和雕刻的迹象，因为它们穿透出云层。这种结构的大部分在云的树状图分析中很明显。B59的低质量，加上其固有的静止气体和少量的原恒星，允许识别特定的区域，从嵌入源的流出物与致密气体相互作用。我们的研究表明，外流是一个重要的机制，注入和维持超音速湍流在亚秒差距尺度。我们发现，不到一半的流出能量作为气体的湍流能量沉积，然而，这种湍流能量足以减缓该区域的崩溃。
2012-06-06 astro-ph.GA
Modeling Photoionized Turbulent Material in the Circumgalactic Medium II: Effect of Turbulence within a Stratified Medium
附近恒星形成星系的环星系介质（CGM）显示出OVI吸收的明显迹象，伴随着很少或根本没有可检测到的NV吸收。这种不寻常的光谱特征，伴随着来自较低电离态物质的高度不均匀吸收，表明CGM必须被视为动态的多相介质，例如在湍流存在下发生的。受以前的各向同性湍流模拟的启发，我们进行了分层介质中的Navarro-Frenk-White（NFW）的引力势与总质量的$10^{12}$太阳质量和湍流径向减少的化学动力学模拟。模拟假设0.3太阳，红移零metagalatic紫外线背景的金属丰度，他们跟踪电离，重组，和物种的辐射冷却使用MAIHEM包。我们比较了一套离子柱密度与低红移恒星形成星系的COS晕样本。湍流的平均一维速度色散约为40 km/s，对应的能量注入率约为$10^{49}$ erg/yr，产生的CGM与许多观察到的离子柱密度和比率相匹配。在该模拟中，由于辐射冷却和来自湍流混合的冷却的组合，NVI与OVI的比率从其平衡值被抑制。这种程度的湍流与观测到的更好的约束、更高质量的系统的预期是一致的，并且可以通过来自超新星的能量输入、气体流入和来自暗物质晕下的动力学摩擦来维持。我们还进行了更高分辨率的运行，产生更小规模的结构，但仍然与观察一致。
2020-06-04 astro-ph.GA
The Effects of Magnetic Fields and Outflow Feedback on the Shape and Evolution of the Density PDF in Turbulent Star-Forming Clouds
使用一套恒星形成分子云的三维流体动力学模拟，我们调查的密度概率分布函数（PDF）的变化时，包括重力，湍流，磁场，和原恒星流出和加热。我们发现，当考虑外流和自重力时，密度PDF不是对数正态的。自引力产生的幂律尾在高密度和列入恒星反馈的原恒星流出和加热产生显着的随时间变化的偏差，在低密度的对数正态分布。与没有外流的模拟相比，有外流的模拟有过量的扩散气体，表现出增加的平均音速马赫数，并在整个运行期间保持较慢的恒星形成速率。我们研究了PDF对数正态峰中的扩散气体、幂律尾中的坍缩气体和恒星之间的质量传递。我们发现，在幂律尾部的质量分数是恒定的，这样，恒星形成的幂律气体在相同的速度，在对数正态部分的气体超越幂律。我们发现，湍流不提供显着的支持，在稠密的气体与幂律尾。当除了驱动湍流之外还包括外流和磁场时，从对数正态到幂律，然后到恒星的质量传递速率变得显着较慢，导致恒星形成速率较慢和耗尽时间较长。
2021-09-27 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
Kinematics, Turbulence and Star Formation of z ~1 Strongly Lensed Galaxies seen with MUSE
我们分析了用MUSE观测到的8个红移为0.6<z<1.5的高倍放大星系样本，探讨了这些星系在亚千秒差距尺度下的分辨特性。结合多波段HST测光和MUSE光谱，我们从多条星云谱线中计算了恒星质量、恒星形成率、消光和金属丰度，认为我们的样本是z~1恒星形成星系的代表。我们从[OII]发射中推导出这些星系的2D运动学，并用一种新的方法对其进行建模，该方法考虑了透镜效应并同时适合多个图像。我们使用这些模型来计算2D光束拖尾校正并推导出固有速度色散图。我们发现它们是相当均匀的，相对恒定的速度分散在15 - 80 km/s之间，基尼系数<0.3。我们没有发现任何证据表明，在明亮的恒星形成团块的位置较高（或较低）的速度色散。我们从样本中的两个物体的发射线得出尘埃衰减和衰减校正的恒星形成率的解析图。我们利用这些信息来研究恒星形成率和速度色散之间的关系。我们发现，这些数量是不相关的，和相对较低的恒星形成密度的高速色散似乎表明，在sub-kiloparsec尺度，在高Z光盘湍流主要是由引力不稳定性，而不是恒星反馈。
2018-02-23 astro-ph.GA
Characterizing three-dimensional magnetic field, turbulence, and self-gravity in the star-forming region L1688
本研究针对恒星形成区L1688，结合多波段观测与多种分析方法，首次测量其三维磁场的取向与强度，并揭示了磁场、湍流与自引力的相互作用及不同尺度的引力演化特征。
2023-07-13 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
Investigating the role of turbulence in the interstellar medium in $z\sim3$ dusty star-forming galaxies using kpc-resolution ALMA dust and gas maps
Leiden University（莱顿大学）；Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；SRON – Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University of Western Australia（西澳大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Durham University（杜伦大学）
通过ALMA高分辨率CO观测和尘埃连续谱成像，发现三个$z\sim3$尘埃星系的气体分布比尘埃更延展，旋转盘模型拟合良好，且湍流在调节恒星形成中起核心作用。
2026-06-11 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
Impact of relativistic jets on the star formation rate: a turbulence-regulated framework
我们应用一个连续性调节的恒星形成模型来计算密集的恒星形成云的恒星形成率（SFR）在模拟喷流ISM相互作用。该方法将单个团簇分离出来，并考虑了团簇维里参数和马赫数对恒星形成活动的影响。这改善了其他估计的SFR在模拟射流-ISM相互作用，这往往是完全基于本地的气体密度，忽略湍流的影响。我们应用这个框架的一套喷气ISM相互作用模拟的结果，研究如何喷流调节SFR全球范围内和单个恒星形成云的规模。我们发现，喷流强烈影响星系中的多相ISM，诱导湍流，增加云内的速度色散。与没有射流的模拟相比，这导致SFR的全局减小。由喷流驱动到云中的冲击也将气体压缩到更高的密度，导致SFR的局部增强。然而，这种云的速度色散也很高，这导致SFR比在具有类似气体质量表面密度且没有强大射电喷流的星系中观察到的要低。因此，我们表明，在一个单一的喷流事件中，在一个单一的系统中，本地的负和正喷流反馈可以发生，并在ISM中的恒星形成率以一种复杂的方式变化，取决于喷流-ISM耦合的强度和喷流爆发的时间尺度。
2021-10-27 astro-ph.GA
CN Zeeman observations of the NGC 2264-C protocluster
从观测的角度来看，磁场在恒星形成中的作用仍然不清楚，到目前为止，已经提出了两种主要的理论方案来调节恒星形成过程。第一个模型假设恒星形成的团块中的湍流起着至关重要的作用，特别是原恒星外流驱动的湍流对支持星团形成的团块至关重要;而第二个场景是基于对磁支持团块的考虑。先前对NGC 2264-C原星团的研究表明，除了热压力之外，一些额外的支持可能有效地对抗这个星团形成团块的引力坍缩。我们先前表明，这种额外的支持不是由于大量的原恒星流出，也不是这个原星团中增强的湍流。在这里，我们提出的第一个极化运动的结果，致力于量化的磁性支持在工作中的NGC 2264-C块。我们对CN（1-0）超精细线的塞曼观测提供了原星系团磁场强度B_los的上限值\leq 0.6 mG（沿视线投影）。虽然这些结果没有提供足够严格的限制来完全量化NGC 2264-C中工作的磁性支撑，但它们表明，在不确定性范围内，核心可能是磁性超临界或次临界，前者更有可能。
2012-07-17 astro-ph.GA
The MOSDEF-LRIS Survey: The Interplay Between Massive Stars and Ionized Gas in High-Redshift Star-Forming Galaxies
我们提出了一个联合分析的休息紫外和休息光学光谱获得使用凯克/LRIS和凯克/MOSFIRE的62个恒星形成星系的样本在$z\sim2.3$。我们将我们的样品分为2箱的基础上，他们的位置在[OIII]/Hb与[NII]/Ha BPT图，并执行第一差分研究的大质量电离星的静止紫外特性作为一个功能的静止光学发射线比。将BPASS恒星群体合成模型（包括星云连续辐射）拟合到我们的静止紫外光谱，我们发现，向更高的[OIII]/Hb和[NII]/Ha偏移的高红移星系具有更年轻的年龄（log（Age/yr）= $7.20^{+0.57}_{-0.20}$）和较低的恒星金属丰度（$Z_*=0.0010^{+0.0011}_{-0.0003}$）导致更硬的电离光谱，与我们样本中位于局部BPT恒星形成序列上的星系相比（log（年龄/年）= $8.57^{+0.88}_{-0.84}$，$Z_*=0.0019\pm0.0006$）。另外，我们还发现偏距星系的电离参数为log（U）= $-3.04^{+0.06}_{-0.11}$，星云金属丰度为12+log（O/H）= $8.40^{+0.06}_{-0.07}$，非偏距星系的电离参数为log（U）= $-3.11\pm0.08$，星云金属丰度为12+log（O/H）= $8.30^{+0.05}_{-0.06}$。恒星和星云的金属丰度来自我们的样本意味着…
2020-05-26 astro-ph.GA
Clumpy Structures within the Turbulent Primordial Cloud
针对第一代恒星质量的模拟与观测差异问题，研究利用Enzo代码模拟人工驱动湍流对原初云的作用，发现高马赫数压缩湍流可使云碎裂为小质量团块，为调和质量差异提供了新途径。
2024-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
