[论文解读] COMPRESSIBILITY AND DENSITY FLUCTUATIONS IN MOLECULAR-CLOUD TURBULENCE

Liubin Pan, Paolo Padoan+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用 3

一句话总结

本研究探讨了超新星爆炸驱动的分子云湍流，发现其仅表现出轻微的压缩性（压缩与涡旋速度功率比 ≈ 0.3），低于理想化模拟中的平衡值 0.5。结果表明，引力对压缩性或平均速度无显著影响，且当包含自引力时，密度涨落遵循对数正态分布，并在高密度区出现幂律尾部，支持现实的恒星形成模型。

ABSTRACT

The compressibility of molecular cloud (MC) turbulence plays a crucial role in star formation models, because it controls the amplitude and distribution of density fluctuations. The relation between the compressive ratio (the ratio of powers in compressive and solenoidal motions) and the statistics of turbulence has been studied systematically only in idealized simulations with random external forces. In this work, we analyze a simulation of large-scale turbulence (250 pc) driven by supernova (SN) explosions that has been shown to yield realistic MC properties. We demonstrate that SN driving results in MC turbulence that is only mildly compressive, with the turbulent ratio of compressive to solenoidal modes ≈ 0.3 on average, lower than the equilibrium value of 0.5 found in the inertial range of isothermal simulations with random solenoidal driving. We also find that the compressibility of the turbulence is not noticeably affected by gravity, nor is the mean cloud expansion or contraction velocity (MCs do not collapse as a whole even if their own prestellar cores collapse to form stars). Furthermore, the clouds follow the same relation between the rms density and the rms velocity as in isothermal turbulence and their average gas density PDF is described well by a lognormal distribution, with the addition of a high-density power-law tail when self-gravity is included. Subject headings: ISM: kinematics and dynamics – MHD – stars: formation – turbulence

研究动机与目标

• 理解超新星驱动的湍流如何影响分子云的压缩性。
• 确定引力是否改变湍流的压缩特性或云尺度速度弥散度。
• 评估在现实驱动机制下，分子云密度概率密度函数（PDF）是否符合理论预期。
• 将超新星驱动的湍流与理想化模拟进行比较，以评估标准湍流模型在恒星形成背景下的有效性。

提出的方法

• 使用磁流体动力学（MHD）框架，模拟由超新星爆炸驱动的大尺度（250 pc）分子云湍流。
• 通过测量压缩与涡旋速度功率之比来量化压缩性，并与理论平衡值进行比较。
• 分析均方根（rms）密度和速度涨落，以检验等温湍流中观测到的标度关系。
• 计算气体密度的概率密度函数（PDF），特别评估其与对数正态分布的偏离以及高密度区幂律尾部的出现。
• 对比包含与不包含自引力的模拟结果，以分离自引力对湍流压缩性和密度结构的影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 当由超新星爆炸驱动时，分子云中湍流的压缩比是多少？
• RQ2 自引力如何影响分子云湍流的压缩性？
• RQ3 在超新星驱动下，分子云中均方根密度与均方根速度之间的关系是否仍与等温湍流一致？
• RQ4 分子云的密度PDF是否可由对数正态分布良好描述？自引力是否诱导出高密度区的幂律尾部？
• RQ5 与采用随机涡旋驱动的理想化模拟相比，超新星驱动模拟中的湍流压缩性如何？

主要发现

• 由超新星驱动的分子云湍流表现出约 0.3 的压缩与涡旋速度功率比，显著低于理想化等温模拟中发现的平衡值 0.5。
• 湍流的压缩性未受自引力的明显影响，表明尽管局部核心坍缩，大尺度云动力学仍保持稳定。
• 分子云的平均膨胀或收缩速度不受引力影响，证实即使在前恒星核形成时，云整体也不会坍缩。
• 云中均方根密度与均方根速度之间的关系遵循与等温湍流相同的标度，支持该标度在现实驱动条件下的普适性。
• 平均气体密度PDF可良好地由对数正态分布描述，当包含自引力时，高密度区出现幂律尾部。
• 在自引力作用下密度PDF中幂律尾部的出现，表明致密结构形成增强，与恒星形成过程一致。