受辐射反馈力调控的湍流分子云的数值模拟 I：恒星形成率与效率

恒星星团的辐射反馈有望在设定巨分子云（GMCs）中恒星形成的速率和效率方面发挥关键作用。为研究辐射力如何影响真实的湍流系统，我们进行了一系列采用{\it Hyperion}辐射流体动力学求解器的数值模拟，考虑了对紫外（UV）辐射光学厚而对红外（IR）辐射光学薄的区域。我们的模型云初始面密度覆盖 $\Sigma_{\rm cl,0} \sim 10-300~M_{\odot}~{\rm pc^{-2}}$，具有变化的初始湍流。我们追踪它们经历湍流、自引力坍缩、星团形成以及恒星辐射驱散云的过程。所有模型均显示出气体面密度 $\Sigma$ 的对数正态分布；对于初始维里参数 $\alpha_{\rm vir,0} = 2$，对数正态标准偏差为 $\sigma_{\rm ln \Sigma} = 1-1.5$，恒星形成率系数为 $\varepsilon_{\rm ff,\bar\rho} = 0.3-0.5$，这两者都对湍流敏感而对辐射反馈不敏感。净恒星形成效率 $\varepsilon_\mathrm{final}$ 随 $\Sigma_{\rm cl,0}$ 增大而增大，随 $\alpha_{\rm vir,0}$ 增大而减小。我们通过一个简单概念框架解释这些结果：稳态恒星形成增加辐射力，使得具有依次更高 $\Sigma$ 的局部气体块变得不受束缚。基于这一形式体系（固定 $\sigma_{\rm ln \Sigma}$），我们给出了 $\varepsilon_\mathrm{final}$ 的解析上界，其与我们的数值结果吻合良好。最终恒星形成效率取决于云中爱丁顿比率的分布，并受到气体湍流压缩的强烈增强。