非等温多方湍流的密度结构与恒星形成率

星系的星际介质受超声速湍流支配，后者可能控制着恒星形成率 (SFR) 和初始质量函数 (IMF)。星际湍流是非普适的，具有很宽范围的马赫数、磁场强度和驱动机制。尽管已对其中部分参数进行了探索，但先前的大多数工作假设气体是等温的。然而，我们知道冷分子云由温原子介质形成，气体经历了非等温的化学和热力学阶段。在此，我们通过使用多方状态方程 (EOS) 对非等温湍流进行建模来确定温度变化的作用，其中压力和温度是气体密度的函数，$P\propto\rho^{\Gamma}$，$T\propto\rho^{\Gamma-1}$。我们使用了 $2048^3$ 网格分辨率，并比较了多方指数 $\Gamma=0.7$（软 EOS）、$\Gamma=1$（等温 EOS）和 $\Gamma=5/3$（硬 EOS）。我们发现了一个复杂的非等温丝状结构网络，当 $\Gamma<1$ 时发生更多的小尺度碎裂，而 $\Gamma>1$ 则平滑了密度对比。密度概率分布函数 (PDF) 受温度变化显著影响，当 $\Gamma>1$ 时在低密度区发展出幂律尾部。相反，当 $\Gamma\le1$ 时，PDF 更接近对数正态分布。我们推导并测试了考虑 $\Gamma$ 的新的密度方差——马赫数关系。这一新关系与 SFR 和 IMF 的理论模型相关，因为它决定了云中形成恒星的致密气体质量分数。我们推导了 SFR 作为 $\Gamma$ 的函数，发现它从 $\Gamma=0.7$ 到 $\Gamma=5/3$ 降低了约 5 倍。