太阳邻域分子云中湍流能量与密度方差的关系

[删节] 我们确定了太阳邻域 15 个分子云的湍流能量与气体密度方差之间的关系。我们使用 CO 分子谱线宽度作为湍流能量（声速马赫数 $\cal{M}_\mathrm{s}$）的探针，并使用近红外消光和 Herschel 尘埃发射数据推导的三维模型重建云的密概率分布函数（$\rho$-PDF）作为密度方差（$\sigma_\mathrm{s}$）的探针。我们发现所研究云中 $\cal{M}_\mathrm{s}$ 与 $\sigma_\mathrm{s}$ 之间无显著相关性，但也不能排除弱相关性。在湍流主导气体的背景下，$\cal{M}_\mathrm{s}$ 和 $\sigma_\mathrm{s}$ 的取值范围与模型预测相符。数据无法约束湍流驱动参数 $b$ 和/或热压与磁压比 $\beta$ 是否在样本云中变化。大多数云与强于 $\beta \lesssim 0.05$ 给出的场强不一致。具有 $b^2 \beta / (\beta+1) = 0.30 \pm 0.06$ 的模型对整个云样本提供了充分拟合。当考虑样本的平均行为时，我们可以排除三种情形：(i) 强压缩结合弱磁场（$b \gtrsim 0.7$ 且 $\beta \gtrsim 3$），(ii) 弱压缩（$b \lesssim 0.35$），以及 (iii) 强磁场（$\beta \lesssim 0.1$）。将独立的磁场强度估计纳入分析后，数据排除了太阳邻域大多数云的螺线管驱动（$b < 0.4$）。然而，大多数云的 $b$ 参数大于 1，这表明与湍流主导图像存在偏差；我们讨论了造成此问题的可能原因。