G.A.S. I: A prescription for turbulence-regulated star formation and its impact on galaxy properties
星系中的恒星形成是低效的，了解星系中恒星形成的调节方式是当代天体物理学最基本的挑战之一。辐射冷却、超新星和活动星系核的反馈、大尺度动力学和湍流能量的耗散作用于不同的时间和空间尺度，所有这些都在复杂的气体循环中调节恒星的形成。本文介绍了一个新的星系形成和演化的半解析模型G.A.S.中的物理实现。我们的新模型的根本基础是多相星际介质的发展，其中超新星和活动星系核产生的能量保持扩散，热，稳定的气体和冷却器，cloudly，低体积填充因子气体之间的平衡。热气体易受热力学和动力学不稳定性的影响。我们描述了湍流如何通过惯性湍流能量级联导致巨大分子云的形成。我们明确的速度色散的演化模型在不同尺度的级联和帐户热晕气体的热不稳定性。我们发现，扩散和不稳定的气体相之间的快速和多次交换强烈调节星系中的恒星形成率，因为只有一小部分不稳定的气体正在形成恒星。对于高质量晕，冷却自然是由热不稳定性的增长，所以我们不需要实施强AGN反馈。描述气体循环的特征时间尺度与观测结果吻合得很好。从z=6.0到z=0.5，结果与观测到的恒星质量函数吻合得很好。热不稳定性和致密气体中湍流能量的级联在气体吸积和恒星形成之间引入了延迟，这使得早期宇宙中的星系生长效率低下。
2019-01-29 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion regulated collapse of filaments threaded by perpendicular magnetic fields
我们数值再现了Tomisaka（2014）中获得的与周围环境处于磁流体静力学和压力平衡的细丝的密度分布，并表明这些平衡是动态稳定的。如果考虑双极扩散的影响，这些暗条会失去磁支持而引发云的坍缩。灯丝不会损失磁通量。相反，磁通量在灯丝内从中心朝向包络重新分布。坍缩的速率与部分电离成反比，并且如Mouschovias和Morton（1991）中所预测的，观察到坍缩的两个重力驱动的双极扩散区域。对于高值的电离系数，即$X \geq 10^{-7}$，气体强烈耦合到磁场和牛仔长度大于双极扩散长度尺度。然后崩溃是由磁调节双极扩散。对于$X \lesssim 10^{-8}$，气体与磁场弱耦合，磁性载体通过重力主导的双极扩散去除。在这里，中性粒子和离子只是偶尔碰撞，即双极扩散长度尺度大于金斯长度。当包括衰减湍流时，为细丝提供额外的支撑。即使在没有磁场的情况下，这也减慢了灯丝的坍缩。当存在磁场时，塌陷率以小于非磁性情况的比率增加。这是因为双极扩散由于湍流产生的较大磁场梯度而加速，并且因为双极扩散有助于双极扩散长度尺度以下的湍流耗散。最高的增加率观察到最低的电离系数和最高的湍流强度。
2016-09-22 astro-ph.GA
Confronting Outflow-Regulated Cluster Formation Model with Observations
理论上，原恒星外流已经被证明能够在形成星团的团块中维持超音速湍流，并使每一个自由落体时间的恒星形成率低至百分之几。我们的目的是检验这个外流调节的团簇形成模型的两个基本预测，即（1）团簇应该接近维里平衡和（2）湍流耗散率应该由外流动量注入率平衡，使用最近的外流调查对附近的8个团簇形成的团簇（B59、L1551、L1641 N、巨蛇座主云、巨蛇座南、$ρ$ Oph、IC 348和NGC 1333）。我们发现，几乎所有的来源，团块接近维里平衡和外流动量注入率超过湍流动量耗散率。此外，流出动能是显着小于块重力能的中间和大规模的块与$M_{\rm cl} \gtrsim {\rm a \ few} \times 10^2 M_\odot$，这表明流出反馈是不足以分散作为一个整体的块。观测到的原恒星的数量也表明，每一个自由落体时间的恒星形成率对于所有的团块来说都是很小的，只有几个百分点。这些基于观测的结果加强了外流调节团簇形成的情况。
2014-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
BlackHoleWeather -- Jet-regulated chaotic cold accretion across the meso scale: Morphology and thermodynamics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学）；CIRAS, Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学 CIRAS）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Science and Technology Institute, Universities Space Research Association（大学空间研究协会科学与技术学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
通过流体动力学模拟，研究喷流如何在不同湍流强度下调控星系团/群中的混沌冷吸积（CCA）循环，揭示中尺度天气状态对黑洞燃料供应和形态热力学的影响。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Scale-free gravitational collapse as the origin of $ρ\sim r^{-2}$ density profile -- a possible role of turbulence in regulating gravitational collapse
天体物理系统，例如形成星团的团块，其密度分布接近于$ρ\sim r^{-2}$。我们证明了这种密度分布是引力坍缩的无标度性质的结果。因此，它应该出现在许多不同的情况下，只要重力在一个与自由落体时间相当或更长的时间内主导演化，这并不一定意味着等温模型，正如许多人以前所认为的那样。为了描述坍缩过程，我们构建了一个被称为湍流调节的引力坍缩模型，其中湍流由吸积维持，并在大约一个交叉时间内消散。我们证明了一个$ρ\sim r^{-2}$档案出现由于无标度性质的系统。在这种特定情况下，引力坍缩的速率由湍流耗散动能的速率调节，使得下落速度可以是自由下落速度的$20 - 50 \%$（这也取决于基于驱动湍流的模拟的穿越时间的解释）。这些预测与现有的观测结果相一致，这表明这些团块正处于由重力调节的引力坍缩阶段。我们的分析提供了不同环境下引力坍缩的统一描述。
2018-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-adiabatic turbulence driving during gravitational collapse
我们研究了湍流球核星前引力收缩过程中湍流的产生。我们定义了一维湍流速度色散的比值$g$，$σ_\mathrm{1D}$与引力速度$v_g$，然后在以下假设下分析估计$g$：a）引力（$E_g$）和湍流动能（$E_\mathrm{turb}$）之间的均分或维里平衡，b）从引力到湍流能量的转移的平稳性（意味着$E_\mathrm{turb}/E_g=$ cst）。在均分和维里的情况下，我们发现$g=\sqrt{1/3}\approx0.58$和$g=\sqrt{1/6}\approx0.41$，分别在静止的情况下，我们发现$g=\langle v_\mathrm{rad}\rangle L_d/(4π\sqrt{3}ηRv_g)$，其中$η$是一个效率因子，$L_d$是湍流的能量注入尺度，$R$是核心的半径。接下来，我们进行AMR模拟的星前崩溃的等温，跨音速湍流核心在两个不同的分辨率，和非湍流控制模拟。我们发现，湍流模拟崩溃的速度与非湍流的速度相同，所以湍流的产生并没有显着减缓崩溃。我们还发现，a）模拟接近崩溃和湍流耗散的能量注入率之间的平衡; b）$g\approx0.395\pm0.035$，接近“维里”值（湍流是非热线宽的$\sim35-40\%$）; c）注入尺度是$L_d\lesssim R$，和d）“湍流压力”$ρσ_\mathrm{1D}^2$尺度为$\simρ^{1.6…
2020-09-26 astro-ph.GA
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar ? I. ALMA observations of the polarized dust emission
从观测的角度来看，磁场在原恒星坍缩过程中的作用并没有得到很好的限制，尽管如果我们相信最先进的原恒星形成模型，它可能是重要的。我们目前的偏振观测的233 GHz的热尘埃连续发射与ALMA在B335 0类原恒星。在我们的观测探测的所有尺度上，从50到1000 au的半径，检测到B335包络中的星周物质产生的线性偏振尘埃发射。产生尘埃极化的磁场结构在内部包络中具有非常有序的拓扑结构，从大规模极向磁场在流出方向上过渡到在赤道方向上强烈收缩。这可能是由于磁场线被沿着主要的下落方向拖曳，因为B335没有表现出明显的旋转。我们的数据和他们的定性比较，一个家庭的磁化原恒星坍缩模型表明，在磁化坍缩在B335，磁场保持高水平的组织从1000 AU到50 AU的规模：这表明该领域是动态相关的，能够影响典型的原恒星坍缩的结果，如调节磁盘的大小在B335。
2018-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation from dense shocked regions in supersonic isothermal magneto-turbulence
超音速等温湍流建立了一个瞬态密集激波网络，该激波扫过材料，并具有由背景流体的冲压压力与激波后面的磁压力和气体压力梯度之间的平衡描述的密度分布。这些罕见的，密集的区域的动荡环境可以成为牛仔裤不稳定和崩溃，形成前恒星的核心。利用磁引力湍流的数值模拟，我们描述了稠密激波的结构特性，这是引力坍缩的种子，作为磁场强度的函数。在弱磁场区，坍缩是各向同性的。强磁场强度导致冲击分布的显著各向异性，并且优先平行于场线发生崩塌。我们的工作提供了深入分析年轻的原恒星坍缩的磁场拓扑结构和密度结构，这里提出的理论预测与大规模的强烈冲击，持续至少一个自由落体时间。
2018-05-28 astro-ph.GA
Amplification and generation of turbulence during self-gravitating collapse
天体物理结构的形成，如恒星、致密物体以及星系，都需要通过引力坍缩使密度增加许多数量级。湍流在这一过程中所起的作用是重要的。湍流产生密度波动，对重力施加支持，并可能提供角动量。湍流在坍缩过程中究竟是如何表现的，以及如何被放大，仍然是一个有待研究的问题。球平均的流体方程进行，导致1D流体方程，描述的平均量的演变，特别是平均径向速度以及平均径向和横向湍流速度。这些方程不同于文献中通常采用的方程。然后，我们进行了一系列的三维数值模拟塌陷云的广泛的热和湍流的支持与两个多方状态方程，$P \propto ρ^Γ$，与$Γ=1$和1.25。对于每个3D模拟，我们使用球平均方程和相同的初始条件执行一系列1D模拟。通过在3D和1D模拟之间进行详细的比较，我们可以非常详细地分析观察到的行为。总之，我们发现，这两种方法同意非常好地证明推断方程的有效性，虽然当湍流最初是强的，从球形几何的主要偏差肯定排除定量比较。详细的比较导致我们的湍流耗散参数的估计，当湍流最初是低的，被发现是在良好的协议与以前的估计非自引力超音速湍流。节略。
2021-09-04 astro-ph.GA
Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetically self-regulated formation of early protoplanetary discs
在分子致密核坍缩过程中，原行星盘的形成受到角动量输运的显著影响，特别是受到磁矩的影响。反过来，磁场的演变是由动力学过程和非理想的MHD效应，如双极扩散。考虑到磁化坍缩的各种时间尺度特征之间的简单关系，我们推导出早期盘半径的表达式，$ r \simeq 18 \, {\rm AU} \, \left({η_{\rm AD} / 0.1 \, {\rm s}} \right)^{2/9} \left({B_z / 0.1\, {\rm G}} \right) ^{-4/9} \left({M / 0.1 \msol} \right) ^{1/3},$其中$M$是总盘加上原恒星质量，$η_\mathrm{AD}$是双极扩散系数和$B_z$是核心内部的磁场。这比在角动量守恒的情况下形成的圆盘要小得多。的分析预测面临着对一个大样本的3D，非理想的MHD崩溃的计算，包括一个因素100的核心质量的变化，一个因素10的湍流水平，一个因素5的旋转，和磁质量-通量超过临界质量-通量比2和5。光盘半径估计被发现同意与数值模拟小于2倍。一个惊人的预测，我们的分析是弱依赖于拱星盘半径的各种相关的数量，这表明弱0级盘大小之间的变化。在某些情况下，我们注意到大的旋臂开始超过这个半径。
2016-08-08 astro-ph.GA
Gas inflows from cloud to core scales in G332.83-0.55: Hierarchical hub-filament structures and tide-regulated gravitational collapse
本文利用LAsMA和ALMA观测研究恒星形成区G332.83-0.55的气体流入，发现外部潮汐与压力的平衡能减缓气体结构的纯自由落体引力坍缩，提出“受潮汐调控的引力坍缩”机制。
2024-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A universal, turbulence-regulated star formation law: from Milky Way clouds to high-redshift disk and starburst galaxies
虽然分子云和星系的恒星形成率（SFR）是理解星系演化的关键，但决定SFR的物理过程仍然不清楚。基础物理学的这种不确定性导致了各种不同的恒星形成定律，所有这些定律都具有很大的内在分散性。在前人用气体柱密度（Sigma_gas）定义恒星形成柱密度（Sigma_SFR）的基础上，我们发展了一个新的基于气体多自由落体公式的普适恒星形成（SF）定律.这个新的SF定律主要依赖于概率密度函数（PDF）和恒星形成云中湍流的音速马赫数。通过这样做，我们得到一个关系，其中恒星形成率（SFR）与分子气体质量每多自由落体时间，而以前的模型使用的平均，单自由落体时间。我们定义了一个新的量称为最大（多自由落体）气体消耗率（MGCR），并表明，实际的SFR只有约0.4%，这最大可能的SFR，确认所观察到的低效率的恒星形成。我们发现，将观测值置于这个新框架（Sigma_SFR与MGCR）中，与以前的SF定律相比，相关性得到了显着改善，分散性降低了3-4倍，拟合优度参数R^2=0.97。通过反转我们的新关系，我们提供了音速马赫数预测kpc尺度观测的本星系群星系，以及未解决的本地和高红移盘和星暴星系，没有独立的，可靠的估计湍流云马赫数的意见。
2015-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the properties and implications of collapse-driven MHD turbulence
本文模拟磁性超临界云核的引力坍缩，发现坍缩持续增强可压缩湍流而螺线分量不衰减，并揭示B-ρ标度及质量-磁通量比演化。
2024-03-01 astro-ph.GA
Accretion-Driven Turbulence in the Circumgalactic Medium
Tel Aviv University（特拉维夫大学）；New York University（纽约大学）；Northwestern University（西北大学）
研究通过分析和流体动力学模拟，探讨了星系际介质湍流由气体吸积驱动的机制，发现吸积可增强湍流速度，并指出湍流主导的星系际介质可通过紫外吸收光谱的宽对数正态电离分布和大速度弥散识别。
2026-04-14 astro-ph.GA
Non-Kolmogorov turbulence in multiphase intracluster medium driven by cold gas precipitation and AGN jets
活动星系核反馈是维持椭圆星系和星系团扩展晕中等离子体整体热平衡的重要因素。热气体中的局部热不稳定性导致形成沉淀的冷气云，这些冷气云为中心的超大质量黑洞提供能量，从而加热热气体并保持全球热平衡。我们在一个类似英仙座的星系团中进行了活动星系核反馈的三维MHD模拟，目的是了解反馈物理对ICM热相和冷相湍流特性的影响。我们发现，在一般情况下，冷相速度结构函数（VSF）是陡峭的比从柯尔莫哥洛夫理论的预测。我们把冷相VSF的陡峭斜率的物理起源归因于主要由作用于弹道云的重力加速度驱动的湍流运动。我们证明，在纯流体动力学的情况下，沉淀冷丝可能是主导剂驱动湍流在热ICM。支持这一假设的论据是：（i）冷相质量在内部冷核中占主导地位，超过热气体质量;（ii）冷热气体速度在空间上相关;（iii）冷相和热相速度分布都有径向偏差。我们表明，在MHD的情况下，在周围的热介质（不包括射流锥区）的湍流也可以驱动的AGN喷流。由于周围气体和活动星系核喷流之间的磁场的作用，增强了耦合，从而促进了驱动。因此，在MHD的情况下，湍流可能是由AGN喷流搅动和细丝运动的组合驱动的。我们的结论是，未来的观测，包括那些从高空间和光谱分辨率的X射线任务，可能有助于限制自我调节AGN反馈的量化的ICM中的多温度VSF。
2020-12-21 astro-ph.GA
Planet formation regulated by galactic-scale interstellar turbulence
研究用excursion set方法与BHL吸积及盘演化模型表明，星系尺度星际湍流导致的晚期ISM吸积可解释原行星盘关键性质，并可能调控行星形成。
2024-08-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulations of Turbulent, Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces I: Star Formation Rate and Efficiency
来自星团的辐射反馈被认为是决定巨分子云（GMC）中恒星形成速率和效率的关键因素。为了研究辐射力如何影响现实的湍流系统，我们进行了一系列的数值模拟，采用{ \it}辐射流体动力学求解器，考虑的制度，是光学厚的紫外线（UV）和光学薄的红外线（IR）辐射。我们的模型云覆盖初始表面密度之间的$Σ_{\rm cl,0} \sim 10-300~M_{\odot}~{\rm pc^{-2}}$，不同的初始湍流。我们跟随他们通过湍流，自引力崩溃，星团的形成，以及恒星辐射的云分散。所有的模型都显示了气体表面密度$Σ$的对数正态分布;对于初始维里参数$α_{\rm vir,0} = 2$，对数正态标准差为$σ_{\rm ln Σ} = 1-1.5$和恒星形成速率系数$\varepsilon_{\rm ff,\barρ} = 0.3-0.5$，这两个参数对湍流敏感，但对辐射反馈不敏感。净恒星形成效率$\varepsilon_\mathrm{final}$随着$Σ_{\rm cl,0}$的增加而增加，随着$α_{\rm vir,0}$的减少而减少。我们通过一个简单的概念框架来解释这些结果，即稳定的恒星形成增加了辐射力，从而使局部气体补丁在连续更高的$Σ$变得不受约束。基于这种形式（固定$σ_{\rm ln Σ}$），我们提供了一个解析上界的$\varepsilon_\mathrm{final}$，这是很…
2016-08-16 astro-ph.GA
Lyman Radiation Hydrodynamics of Turbulent H II Regions in Molecular Clouds: A Physical Origin of LyC Leakage and the Associated Ly$α$ Spectra
我们研究莱曼连续体（LyC）泄漏通过H II区域调节的湍流和辐射反馈在一个巨大的分子云的背景下，完全耦合的辐射流体力学（RHD）。用RAMSES-RT进行的一系列RHD湍流模拟研究了LyC逃逸与H I覆盖分数、运动学、光谱硬度和出现的Lyman- $α$（Ly $α$）线轮廓的物理关系。的LyC光子逃逸，通过双折射产生的低柱密度通道，这是有效地疏散辐射反馈通过光热诱导的冲击横跨D型电离前沿。Ly $α$光子沿着LyC逃逸的路径通过光电离通道漏斗，导致不同的Ly $α$光谱形态，包括窄的双峰轮廓。Ly $α$峰分离由通道的残余H I柱密度控制，并且线不对称性与H II区域的孔隙度和多相结构相关。这种机制通过湍流H Ⅱ区可以自然地再现某些LyC泄漏星系的观测到的Ly $α$光谱特征。这个RHD的双折射起源提供了一个有吸引力的假设，可以解释在本地宇宙中发现的非常年轻的（$\sim3$ Myr）恒星形成星系的高LyC泄漏，而不需要极端的星系流出或超新星反馈。我们讨论了其他星云的发射线和可能的观测测试与麦哲伦星系和本地蓝色紧凑矮星系的再电离时代系统的类似物的湍流H II区域的影响。
2019-05-07 astro-ph.GA
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Turbulence, Coherence and Collapse: Three Phases for Core Evolution
我们研究的形成，演化和致密的核心，通过跟踪结构的磁流体动力学模拟的恒星形成云的崩溃。我们使用树状图算法识别核心，并利用机器学习技术，包括神经气体原型学习和模糊$c$ -均值聚类，分析核心的密度和速度色散曲线以及六个散装属性。我们使用均匀流形近似和投影（UMAP）产生2-D可视化，这有助于物理特性和三个部分重叠的阶段之间的联系：i）未绑定的湍流结构（阶段I），ii）具有低湍流的相干核心（阶段II），iii）绑定核心，其中许多成为原恒星（阶段III）。在第二阶段，我们确定了人口的长寿相干核心，达到准平衡态。大多数星前核形成于第二阶段，并在演化到第三阶段后成为原恒星。由于湍流云环境，初始核心属性不能唯一地预测最终的演变，即，堆芯演化是随机的，堆芯不遵循任何演化路径。I、II和III期的相寿命分别为1.0 $\pm$ 0.1 $\times$ 10 $^5$年、1.3 $\pm$ 0.2 $\times$ 10 $^5$年和1.8 $\pm$ 0.3 $\times$ 10 $^5$年。我们比较我们的结果NH $_3$观测致密的核心。已知的相干核主要映射到第二阶段，而大多数湍流压力约束核映射到第一阶段或第三阶段。我们预测，观察到的无星核心的一个显着的分数有未解决的相干区域和观察到的无星核心的$\gtrsim 20$ %将不会形成恒星。除了通常的整体性质外，对核心径向剖面的测量将使核心演化的…
2022-09-26 astro-ph.GA
A Momentum-Regulated Model For Star Formation Efficiency in Giant Molecular Clouds
Hochschule Fresenius Heidelberg（海德堡弗莱森纽斯应用科技大学）
研究巨分子云中恒星形成效率$\epsilon_{\rm ff}$，通过动量平衡建模其时间演化，纳入重力驱动湍流扩展框架。该模型为观测标度关系提供解释，与观测属性相符，突出$\epsilon_{\rm ff}$对云参数弱敏感，简单却捕捉关键相互作用，解释低效率起源与稳健性。
2026-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar? II. Observational constraints on gas ionization and magnetic field coupling
在低质量恒星形成过程中，控制磁场与星周气体耦合的非理想磁流体动力学效应在很大程度上取决于当地的物理条件，如气体的电离分数。这项工作的目的是观测表征的电离水平的拱星气体在小的包络半径和调查其关系的效率之间的耦合的恒星形成的气体和磁场在0类原恒星B335。用ALMA方法得到了B335的分子谱线发射图，并利用它测量了包封半径为$\lesssim$ 1000 au的气体的氘化率、电离率和宇宙线电离率。我们发现大部分的电离气体，$χ_{e} \simeq 1-8 \times 10^{-6}$。我们的观测还揭示了一个增强的电离，增加在小的信封半径，达到值高达$ζ_{CR} \simeq 10^{-14}$ ~s $^{-1}$在几百au的中央原恒星对象。我们表明，这种极端的电离率可以归因于在原恒星附近加速的宇宙射线的存在。我们报告的第一个解决的宇宙射线电离率在尺度$\lesssim 1000$ ~au的太阳型0级原恒星的地图，发现非常高的值。我们的观测结果表明，宇宙射线的局部加速，而不是星际银河宇宙射线的穿透，可能是造成内包层气体电离的原因，可能会下降到磁盘形成的规模。如果得到证实，我们的研究结果意味着，原恒星盘的属性也可能是由当地的过程设置之间的气体和磁场的耦合，而不仅仅是由角动量的量在大信封尺度和磁场强度在原恒星的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Inhomogeneities within Colliding Flows on the Formation and Evolution of Molecular Clouds
来自当地恒星形成区域的观测证据表明，恒星形成发生在分子云形成后不久，甚至在分子云形成期间。在大规模的汇聚流中形成分子云的模型已经确定了驱动必要的快速碎裂的物理机制。他们还指出，全球引力坍缩驱动了分子云中的超音速湍流。以前的云形成模型集中在湍流的产生、引力坍缩、磁场和反馈。在这里，我们将探索气流中的结构对所形成的云的影响，以及随之而来的引力坍缩。我们比较两个极端的情况下，一个是两个光滑的流之间的碰撞，一个是包含小块的流。我们发现，结构化的收敛流导致局部引力坍缩（“恒星形成”）的延迟。因此，更多的气体有时间积累，最终导致强烈的全球崩溃，从而导致高恒星形成率。均匀的汇聚流在早期的流体动力学上破碎，导致局部引力坍缩的快速发生和整体低的汇形成率。
2013-04-09 astro-ph.GA
ISM properties in hydrodynamic galaxy simulations: Turbulence cascades, cloud formation, role of gravity and feedback
我们研究了分辨率高达0.8 pc和5 × 10^3 Msun的流体动力学（AMR）星系模拟中ISM子结构和湍流的性质。我们分析了密度分布的功率谱，以及速度场的各个分量。我们发现，磁盘的厚度约为平均金斯尺度长度，主要是由引力不稳定性。从这个尺度的能量注入，湍流级联向小尺度观察到，几乎各向同性的小尺度运动。在大于圆盘厚度的尺度上，可以观察到密度波，但也有一个完整的子结构，具有混沌和强非各向同性的气体速度色散。在一个LMC大小的模型中的涡度的功率谱表明，湍流的逆级联可能存在，虽然在耦合的气体+恒星流体在很宽的尺度范围内的能量输入也可以解释这种准2D制度的尺度大于磁盘尺度高度。在具有高气体分数的大质量高红移圆盘中也发现了类似的气体湍流机制。磁盘的属性和ISM湍流似乎主要是由重力过程，无论是在大尺度上和密集的云。恒星形成的反馈是必不可少的，但保持ISM在一个稳定的状态，通过平衡系统的气体消散成密集和小团块。我们的星系模拟采用了基于正压状态方程（EoS）的热模型，旨在模拟各种加热和冷却过程之间的气体平衡。在这种方法中，密度较大的气体通常较冷，这表明它可以正确地再现恒星形成，湍流，不稳定和多云的ISM的密度结构，直到几个秒差距的尺度。
2010-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Accretion driven turbulence in filaments II: Effects of self-gravity
我们扩展了我们以前的工作模拟与代码RAMSES吸积驱动的湍流，包括自引力和研究的核心形成和崩溃的影响。我们表明，径向吸积到细丝驱动湍流运动，这是不是各向同性，但径向为主。与没有重力的细丝相反，自重力细丝的速度分散不会达到平衡。尽管显示出相似的驱动湍流量，但它们不断地消散它们的速度分散，直到核心形成的开始。这种差异与半径的演变有关，因为它决定了耗散率。在无引力的情况下，细丝的生长不受限制，其半径随时间线性增长。相比之下，有一个最大程度的自引力的情况下，导致增加的耗散率。此外，吸积驱动的湍流显示出与密度反相关的径向轮廓。这导致在整个长丝中恒定的湍流压力。由于附加湍流压力不具有径向梯度，因此它不会对长丝的稳定性做出贡献，也不会增加临界线质量。然而，这种径向湍流确实会影响细丝的半径，增加范围并设置其最大值。此外，半径的演变也影响核心的增长时间尺度相比，崩溃的吸积丝的时间尺度限制核心的形成高线质量。
2020-04-28 astro-ph.GA
Compressed magnetic field in the magnetically-regulated global collapsing clump of G9.62+0.19
来自大质量恒星的恒星反馈（例如，H{ \sc ii}区域）对周围星际介质的影响以及对新恒星形成的调节作用尚不清楚。为了解决这个问题，我们用JCMT/POL-2旋光仪在850 $μ$ m连续谱中观察到了G9.62+0.19复合物。在它最年轻的团簇G9.62中发现了有序的磁场。磁场强度确定为$\sim$ 1 mG。磁场在支持团块方面比湍流起更大的作用。然而，G9.62团簇仍然是不稳定的，对引力坍缩，即使热，湍流，和磁场支持都考虑在一起。在G9.62星系团外围的磁场段似乎指向星系团中心，类似于一个被拖拽的形态，表明星系团可能正在经历由磁场调节的全球崩溃。然而，在其中心区域的磁场与光解离区域（PDR）的壳层对齐，并且近似平行于电离（或冲击）前沿，这表明其中的磁场可能被在同一复合物中形成的扩展H{ \sc ii}区域压缩。
2018-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feedback-regulated Super Massive Black Hole Seed Formation
高红移超大质量黑洞种子的性质是宇宙学中的一个关键问题。直接坍缩黑洞（DCBH），形成在原始的，原子线冷却晕，照明莱曼-沃纳（LW）紫外线通量超过临界阈值J_crit，代表了一个有吸引力的可能性。我们研究在宇宙演化过程中何时何地满足这些条件。对于LW强度J_LW，我们考虑了与恒星形成星系附近背景值的偏离。对于原始晕部分，我们考虑了（i）超新星驱动的外流，以及（ii）来自祖先晕的固有污染。我们估算了DCBH形成点的丰度n_DCBH（z），发现它随着宇宙时间的增加而增加，从n_DCBH（z=20）~ 1 e-12 - 1 e-7 cMpc^-3增加到n_DCBH（z=10）~ 1 e-10 - 1 e-5 cMpc^-3。我们的分析表明，星系风可能具有重要的作用，它可以将预测的n_DCBH抑制几个数量级，并导致DCBH的形成优先发生在紫外最亮（M_UV ~ -22 ~-20）的恒星形成星系周围。我们的分析进一步强调了这些预测对（i）LW光子的逃逸分数，（ii）J_crit和（iii）银河系外流处方的依赖性。
2014-05-26 astro-ph.GA
Magnetic field amplification during a turbulent collapse
本研究通过三维模拟，利用超共动坐标研究引力坍缩中湍流驱动的磁场放大，发现大磁雷诺数下共动磁场随共形时间指数增长，证实了发电机效应的存在。
2025-09-10 astro-ph.GA physics.flu-dyn
BISTRO Survey: Gravity-Dominated and Magnetically Regulated Star Formation in M17 SW
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学与天体物理学教育部重点实验室（南京大学））；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Jeremiah Horrocks Institute, University of Lancashire（兰开斯特大学杰里迈亚·霍罗克斯研究所）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天文学专业）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
该研究通过高分辨率的磁场图揭示了M17 SW分子云中重力主导且磁场调节的星形成过程，发现重力能量远大于磁能和湍流能，磁场结构在星云中起局部调节作用。
2026-05-18 astro-ph.GA
The GHOSDT Simulations (Galaxy Hydrodynamical Simulations with Supernova-Driven Turbulence) -- I. Magnetic Support in Gas Rich Disks
本文提出GHOSDT磁流体动力学模拟，发现磁场在富气恒星形成盘中提供重要支撑，能增加冷气体比例、减小盘标高并降低恒星形成爆发性，且与压力调节反馈调制理论一致。
2025-04-03 astro-ph.GA
The role of the turbulence driving mode for the Initial Mass Function
湍流是恒星形成的关键因素，但它对初始质量函数（IMF）的作用尚未完全了解。本文通过对恒星团簇形成的磁流体动力学（MHD）模拟，研究了引力、湍流、磁场、恒星加热和外流反馈等湍流驱动模式对IMF的影响。我们发现，采用纯粹的压缩湍流驱动（COMP）的模拟产生了较高比例的低质量恒星相比，使用纯粹的螺线管驱动（SOL）的模拟。COMP下沉粒子（原恒星）分布的特征（中值）质量与SOL相比，向低质量移动了约1.5倍。我们的模拟IMF捕捉到了所观察到的IMF形式的重要特征。我们发现，在高质量和低质量范围内，IMF的有序性调节理论与我们的模拟IMF相当匹配，但低估了非常低质量恒星的数量，这些恒星在我们模拟的后期阶段形成，并由于动力学相互作用而停止吸积。我们的模拟表明，对于COMP和SOL，多重性分数是一个增加的函数的初级质量，虽然在COMP的多重性分数是高于SOL的任何初级质量范围。我们发现二元质量比分布与湍流驱动模式无关。在SOL中的下沉粒子的平均比角动量是一个因素的2高于COMP。总的来说，我们得出结论，湍流驱动模式在塑造IMF中起着重要的作用。
2022-11-25 astro-ph.GA
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Self-Regulated Star Formation in Galaxies via Momentum Input from Massive Stars
来自大质量恒星的反馈被认为在塑造星系质量函数、星际介质结构和恒星形成的低效率方面起着关键作用，但反馈的确切形式还不确定。在本文中，第一次在一个系列中，我们提出并测试一种新的数值实现恒星反馈的辐射，超新星，恒星风的动量传递到ISM。我们采用了一个现实的冷却功能，并发现大部分的气体冷却到<100 K，使ISM变得高度不均匀。尽管如此，我们模拟的星系达到了一个近似的稳定状态，在这个状态下，气体引力坍缩形成巨大的分子云（GMC），致密的团块和恒星;随后，恒星反馈分散了GMC，重新填充了弥漫的ISM。这种坍缩和扩散循环在SMC型矮星、Milky-Way和z~2星团盘类似物模型中可见。模拟的全球恒星形成效率与观测到的Kennicutt-Schmidt关系是一致的。此外，恒星形成率几乎是独立的数值强加的高密度恒星形成效率，密度阈值，和密度标度。这是一个事实的结果，在我们的模拟中，恒星的形成是由恒星反馈控制的，限制了可用于形成恒星的非常致密的气体的数量。相比之下，在没有恒星反馈的模拟中，即在只有重力和引力诱导的湍流的作用下，ISM经历失控坍缩到非常高的密度。在这些没有反馈的模拟中，全球恒星形成速率超过观测到的星系恒星形成速率1-2个数量级，表明恒星反馈对星系中恒星形成的调节至关重要。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity or Turbulence? The velocity dispersion-size relation
我们讨论了分子云的速度色散与尺寸关系的性质。特别是，我们添加到以前的观测结果表明，在分子云和核心的速度分散不纯粹是空间尺度的函数，但涉及表面气体密度以及。我们强调，流体动力学湍流需要在祖介质中产生第一次冷凝。然而，随着云的形成，它也变得束缚，重力加速度主导了运动。在这种情况下，能量守恒意味着$|E_g| \sim E_k$，与观测数据一致，并提供了两个最近的观测结果的解释：在$δv-R$平面的散射，并依赖于表面密度${δv^2/ R} \propto Σ$的速度色散。我们认为，观测数据是一致的分子云在分级引力坍缩的状态，即，在整个星云中形成局部的坍缩中心，而星云本身也在坍缩，使得在真正的恒星形成之前的所有阶段都不需要平衡。最后，我们讨论了如何这种机制不需要与观察到的恒星形成率相冲突。
2010-09-08 astro-ph.GA
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
Intermittent fragmentation and statistical variations during gas collapse in magnetised atomic cooling haloes
观测结果显示，早在大爆炸后的7亿年左右就存在超大质量黑洞（SMBH）。他们的形成路径仍然受到目前的辩论。我们探讨了磁场的影响，这是强烈放大通过湍流小尺度发电机，形成SMBH种子内的直接崩溃的情况。在这项研究中，我们第一次进行宇宙学磁流体大涡模拟，采用未解决的，可压缩的MHD湍流模型。在总共我们进行了36个模拟9晕，每个有两个不同的初始磁场强度，并采用和不采用未解决的湍流模型。我们利用自适应网格细化的方法，以实现一个有效的空间分辨率小于一个适当的天文单位。我们考虑一个制度，其中冷却是由原子氢和分子氢得到离解的强辐射场。我们的主要发现是，在最终输出的晕中的气体性质的大部分主要是由失控的引力坍缩。在所有情况下，湍流都是超音速的和超阿尔夫维尼克的，磁场被放大到近似动态相关的状态。最后，碎裂过程中崩溃是间歇性的，质量吸积率范围从0.2-3 Msun/年。这表明，强烈放大的磁场和湍流的存在在小尺度上提供了额外的压力支持，并使直接坍缩成为在所需环境条件下形成大质量物体的可行方案。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of magnetized multiphase galactic disk regulated by supernovae explosions
究竟是什么控制着银河系中的恒星形成仍然存在争议。特别是，反馈和磁场的作用仍然是部分理解。我们研究了超新星反馈和磁场对恒星形成和银盘结构的影响。我们进行数值模拟的湍流，磁化，自引力，多相，超新星调节ISM内1千秒差距分层盒。我们对超新星实施了各种方案。从以固定速率的随机分布到超新星在空间和时间上与恒星形成相关的分布。为了研究磁场对恒星形成的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们发现超新星反馈对星系演化有很大的影响。超新星的分布起着非常重要的作用。当超新星与恒星形成事件不相关时，它们不会显着改变在没有反馈的情况下获得的非常高的恒星形成率。当超新星跟随吸积时，恒星形成率可以降低30倍。磁场也起着重要作用。它将恒星形成率降低了2-3倍，并将塌陷点的数量减少了约2倍。超新星和致密气体之间的确切相关性似乎对星系盘演化和恒星形成有重要影响。这意味着小规模的研究是必要的，以了解和量化的反馈效率。磁场通过降低恒星形成速率和恒星形成点的数量来影响星系尺度的恒星形成。
2014-05-30 astro-ph.GA
Amplification of turbulence in contracting prestellar cores in primordial minihalos
我们调查的放大湍流通过引力收缩的原始气体在微晕。我们进行数值模拟，以遵循云崩溃，假设多方状态方程为不同的初始湍流马赫数和分辨率。我们发现，湍流速度仅由引力收缩放大，并最终变得与声速相当，即使对于小的初始湍流马赫数（${\cal M}_0 \gtrsim 0.05$）。本文导出了坍缩云中湍流速度放大的解析公式，并发现数值计算结果与该公式一致。这些结果表明，在一般情况下，湍流在云的坍缩中起着重要的作用。
2021-05-17 astro-ph.GA
A Role for Turbulence in Circumgalactic Precipitation
大量的观测证据表明，在任何半径范围内，大质量星系周围热介质的冷却时间t_cool都不会比自由落体时间t_ff的10倍低得多。理论模型已经解释了这一发现，假设当t_cool/t_ff < 10时，冷云开始从周围介质中凝结出来，并引发强烈的黑洞反馈反应，重新加热周围的气体，但这些模型还不能简单地解释临界t_cool/t_ff比值的起源。本文探讨了一个启发式的凝聚模型，链接到重力波振荡的湍流驱动的临界比。在线性区域，内部重力波是热不稳定的热平衡介质。因此，具有t_cool/t_ff的平衡介质中的浮力振荡会增长，直到它们饱和，而不会以取决于t_cool/t_ff的振幅凝聚。然而，在10 < t_cool/t_ff < 20的介质中，湍流的速度色散大约是星系恒星速度色散的一半，可以驱动这些振荡凝结。有趣的是，这确实是在含有多相气体的星系团核心中观察到的气相速度分散。因此，环境气体冷凝的临界t_cool/t_ff比和该气体中的湍流水平两者都可能由冷凝、反馈和湍流之间的耦合确定。这样的系统可以收敛到一个调节良好的平衡态，只要反馈能量中进入湍流的部分明显小于更直接进入热的部分。
2018-11-13 astro-ph.GA
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer I. Accretion and multiplicity
（略）背景。大质量恒星形成于磁化和湍流的环境中，通常位于星团中。它们的吸积机制，以及它们系统的恒星多样性的起源都知之甚少。目的。我们研究了磁场和湍流对大质量原恒星吸积机制及其多重性的影响。方法.我们提出了一系列的四个辐射MHD模拟崩溃的大规模磁化，湍流核心的100 $M_\odot$与AMR代码Ramses，包括混合辐射转移方法恒星辐射和双极扩散。我们改变马赫数和阿尔文马赫数来探测亚阿尔文和超阿尔文湍流以及亚超音速湍流区。结果亚星系湍流导致单恒星系统，而超星系湍流导致螺旋臂碰撞后的盘碎片形成双星，质量比为1.1-1.6。在这些运行中，下落的气体通过一个短暂的环双星结构到达各个圆盘。磁调节，热为主（等离子体β $β>1$），开普勒盘形成在所有运行，大小为100-200 AU和质量1-8 $M_\odot$。围绕初级和次级下沉颗粒的圆盘具有相似的性质。我们观察到次级恒星的吸积率比它们的主星伴星高。主盘方向被发现是由湍流携带的初始角动量。结论.小（300 AU）的大质量原恒星盘，因为那些经常被观察到的现在只能复制到目前为止，在存在（中等）磁场与双极扩散，即使在湍流介质。磁场和湍流之间的相互作用决定了星团的多样性。等离子体β $β>1$是流光和圆盘的良好指示器。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Turbulence in AGN Self-Regulation in Galaxy Clusters
星系团的冷核被认为是由低能量的活动星系核（AGN）加热的，活动星系核的吸积受反馈调节。然而，活动星系核喷出的热气体与周围的团内介质之间的相互作用是非常难以模拟的，因为它涉及到广泛的空间尺度和瑞利-泰勒（RT）不稳定的气体。在这里，我们使用RT驱动的湍流亚网格模型来克服这些问题，并提出了第一个观测一致的流体动力学模拟活动星系核的自我调节星系团。对于广泛的参数选择，在我们的三维模拟集群调节自己至少几个陀螺年。通过一系列爆发，加热平衡冷却，典型的复发时间约为8000万年，时间尺度仅取决于全球集群属性。
2009-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of turbulence and magnetic field orientation on star forming filaments
我们提出了塌缩细丝的模拟研究湍流和磁场形态对它们的演化和恒星形成性质的影响。我们改变灯丝的单位长度质量以及磁场相对于长轴的方向。我们发现，没有或有垂直磁场的细丝通常显示出比Arzoumanian等人2011年提出的0.1 pc的通用宽度更小的宽度。我们表明，这也适用于超音速湍流的存在下，吸积驱动的湍流是太弱，以稳定沿其径向方向的细丝。另一方面，我们发现，一个磁场，是平行于主轴可以稳定的灯丝对径向崩溃导致的宽度为0.1 pc。此外，取决于细丝质量和磁场配置，细丝中的引力坍缩和碎裂以边缘上的方式、均匀地分布在整个长度上或以混合的方式发生。在最初的中等密度扰动的存在下，一个集中的崩溃朝着一个共同的引力中心发生。因此，我们的模拟可以再现最近在恒星形成细丝中观察到的不同碎片模式。此外，我们发现，湍流运动的影响，个别片段之间的距离沿细丝，这并不总是匹配的结果的牛仔裤分析。
2015-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of vorticity production from irrotational turbulent gravitational collapse yet
Nordita, KTH Royal Institute of Technology and Stockholm University（诺迪塔，皇家理工学院和斯德哥尔摩大学）；The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（奥斯卡·克莱因中心，天文学系，斯德哥尔摩大学）；McWilliams Center for Cosmology & Department of Physics, Carnegie Mellon University（麦克威廉斯宇宙学中心与物理系，卡内基梅隆大学）；School of Natural Sciences and Medicine, Ilia State University（自然科学与医学院，伊利亚州立大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（阿尔根德天文学研究所，波恩大学）
通过数值模拟研究引力坍缩中涡量的产生效率，发现涡量仅来自初始无旋湍流而非坍缩流，不支持小尺度发电机所需的涡旋湍流。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
Inefficient star formation through turbulence, magnetic fields and feedback
恒星的形成是低效的。分子云中只有百分之几的可用气体形成恒星，导致观察到的低恒星形成率（SFR）。当对许多分子云进行平均时，情况也是如此，因此整个星系的SFR又一次低得令人惊讶。事实上，考虑到低温，分子云应该是高度引力不稳定的，并在其全球平均自由落体时间尺度上崩溃。然而，据观察，它们的寿命延长了10-100倍，即，每自由落体时间SFR（SFR_ff）仅为百分之几。因此，其他物理机制必须抵消快速的全球崩溃。湍流、磁场和恒星反馈被认为是调节因子，但仍不清楚这些过程中哪一个是最重要的，以及它们的相对贡献是什么。在这里，我们运行高分辨率的模拟，包括重力，湍流，磁场，和射流/流出反馈。我们证实，云崩溃的平均自由落体时间，如果只考虑重力，生产恒星在一个不切实际的速度。相比之下，如果湍流、磁场和反馈被逐步地包括，则SFR随着每个附加物理成分被减小2-3倍。当它们都一致行动时，我们发现一个常数SFR_ff = 0.04，目前与观测结果最接近，但仍然比平均值高出2-4倍。与其他模拟和观测的详细比较使我们得出结论，只有模型与湍流产生大维里参数，并包括磁场和反馈可以产生现实的SFR。
2015-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-scale dynamics in star-forming regions: the interplay between gravity and turbulence
在恒星形成过程的多尺度视图中，物质从大分子云流向团块和核心。在这个范例中，仍然不清楚是重力还是湍流在坍缩期间驱动所观察到的超音速非热运动，特别是在高质量区域，以及重力最终在哪个尺度上超过星际介质的湍流。为了研究这个问题，我们结合了一个样本的70微米安静的团块，选择覆盖范围广泛的质量和表面密度，与它们嵌入的母丝的动态的动态。我们观察到湍流和重力之间的持续相互作用，其中前者在所有尺度上都产生了结构，而后者在表面密度达到临界值（Sigma_th = 0.1 g cm^-2）时处于领先地位。在密质暗条中，这种转变可以发生在秒差距，甚至更大的尺度上，导致整个区域的全球坍缩，最有可能形成大质量物体。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Numerical Modeling and Evolution to Collapse
通过高分辨率湍流自引力数值模拟，研究前恒星核的形成与坍缩机制，提出湍流平衡球理论预测坍缩起始，并揭示核心坍缩为准平衡过程而非自由落体。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC Survey. XXIX. Turbulence-Controlled Hierarchical Star Formation in the Small Magellanic Cloud
在本文中，我们报告了小麦哲伦星云的上部主序星的聚类分析，使用VMC调查（麦哲伦系统的VISTA近红外YJK调查）的数据。年轻的恒星结构被确定为一系列显着水平上的表面超密度。它们被发现是组织在一个层次模式，这样较大的结构在较低的显着性水平包含较小的显着性水平较高。它们具有非常不规则的形态，其投影边界的周长-面积尺寸为1.44 +/- 0.02。它们具有幂律质量-尺寸关系、幂律尺寸/质量分布和对数正态表面密度分布。我们从质量-尺寸关系中得到的投影分形维数为1.48 +/- 0.03，从尺寸分布中得到的投影分形维数为1.4 +/- 0.1，反映了年轻恒星结构的显着块状。这些性质与湍流星际介质（ISM）非常相似，支持由超音速湍流调节的恒星形成分层的场景。
2018-04-05 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
Suppressed Cosmic Ray Energy Densities in Molecular Clouds From Streaming Instability-Regulated Transport
本研究首次在 STARFORGE 框架中引入显式宇宙射线输运，模拟 2000 太阳质量分子云坍缩与恒星形成，发现流不稳定性会显著衰减云内 CR 能量；在类银河系环境中 CR 对恒星形成影响有限，但在高 CR 环境下会促使云提前坍缩并将恒星形成效率提升 50% 至约 13%。
2024-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulent Disks are Never Stable: Fragmentation and Turbulence-Promoted Planet Formation
在我们对盘的理解中，一个基本的假设是，当托姆雷Q>>1时，盘是稳定的，不会分裂成自引力物体（因此不能通过直接坍缩形成行星）。但是如果圆盘是湍流的，这就忽略了随机密度波动的频谱，这种波动可以产生罕见的高密度质量集中。在这里，我们使用最近开发的分析框架来预测这些波动的统计数据，即在湍流开普勒盘中形成的碎片的碎片和质谱的速率。湍流磁盘从来没有完全稳定的：我们计算（总是有限的）概率形成自引力结构通过随机湍流密度波动在这样的磁盘。马赫数~0.1以上的适度亚音速湍流，即使Q>>1且冷却缓慢（t_cool>>t_orbit），也能在~Myr的时间尺度上产生一些随机碎裂或“直接坍缩”事件。在跨音速湍流中，这一数值可扩展到Q~100。我们推导出抑制这种事件所需的真实Q准则，它与马赫数成指数关系。我们指定由MRI，对流，或螺旋波驱动的湍流，并推导出等效标准的Q和冷却时间。可能需要>~50*t_dyn的冷却时间以完全抑制碎裂。这些重力湍流事件产生的质量谱峰值接近~M_disk*（Q*M_disk/M_star）^[2]（岩石到巨行星质量，随着与恒星的距离增加）。我们将其应用于原行星盘模型，并表明，即使是最小质量的太阳星云可以经历随机崩溃事件，提供了一个动荡的来源。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
The role of turbulence, magnetic fields and feedback for star formation
恒星的形成是低效的。分子云中只有百分之几的可用气体形成恒星，导致观察到的低恒星形成率（SFR）。当对许多分子云进行平均时，情况也是如此，因此整个星系的SFR又一次低得令人惊讶。事实上，考虑到低温，分子云应该是高度引力不稳定的，并在其全球平均自由落体时间尺度上崩溃。然而，据观察，它们的寿命延长了10-100倍，即，每自由落体时间SFR仅为百分之几。因此，其他物理机制必须提供支持，以防止快速的全球崩溃。磁场、湍流和恒星反馈被认为是控制恒星形成的稳定剂，但仍然不清楚这些过程中哪一个是最重要的，以及它们的相对贡献是什么。在这里，我提出了高分辨率，自适应网格细化模拟星团团簇形成，包括湍流，磁场，和原恒星喷流/外流反馈。这些模拟产生的恒星形成率几乎与观测结果一致，但前提是同时包括湍流、磁场和反馈。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
