Towards a Molecular Inventory of Protostellar Discs
星周盘中的化学环境是对热、物理和化学环境的独特诊断。在这篇论文中，我们研究了产生低质量恒星的恒星形成区的结构，以及它们内部的化学环境，以及围绕着发展中恒星的星周盘。
2003-11-27 astro-ph
Outflows from dynamo-active protostellar accretion discs
一个冷的，动态的吸积盘的轴对称模型被应用到原恒星盘。热驱动和磁驱动的流出发展，在0.1 AU内没有准直。在存在一个中央磁场的原恒星，吸积到原恒星是高度偶发性的，这是在协议与早期的工作。
2003-06-29 astro-ph
Observational Implications of Precessing Protostellar Discs and Jets
我们认为在一个二进制系统中的原恒星盘的动力学的光盘是不对准的二进制的轨道平面，目的是确定这样的系统的观测结果。圆盘的摆动周期大约等于双星轨道周期的一半，并且在更长的时间尺度上进行进动。我们确定的特征时间尺度重新排列的光盘与轨道平面由于耗散。如果耗散是由一个简单的各向同性的粘度，然后我们发现，在与以前的研究一致，对齐时标是为了粘性演化时标。然而，对于典型的原恒星盘参数，如果盘倾斜超过了盘的张角，那么潮汐诱导的剪切盘内是跨音速的。一般来说，与内部驱动剪切相关的流体动力学不稳定性导致额外的耗散，预计会大大减少对准时间尺度。对于较大的盘倾斜，对准时标于是与进动时标相当，而对于较小的倾斜角$δ$，对准时标变化为$(\sin δ)^{-1}$。我们讨论的摆动，岁差和快速重新排列的观测的原恒星喷流和双星形成机制的影响的后果。
2000-05-16 astro-ph
Tidally-induced warps in protostellar discs
我们回顾结果的动力学扭曲的气体光盘。我们考虑一个开普勒盘的潮汐扰动的伴星轨道在一个平面倾斜的磁盘。扰动引起圆盘的进动，从而引起它所能驱动的任何喷流的进动。在某些情况下，旋进速率是均匀的，因此光盘进入翘曲模式。潮汐扭矩还导致圆盘的截断，导致倾角的演变（不一定朝向圆盘和轨道平面的对准）以及导致圆盘中的角动量的传输。我们注意到，这样的翘曲盘的光谱能量分布是不同的，从一个平坦的光盘。最后，我们列出原恒星盘翘曲的观测效果。
1998-10-01 astro-ph
Numerical simulations of protostellar encounters II. Coplanar disc-disc encounters
据估计，一颗普通的原恒星至少会与邻近的原恒星发生一次脉冲相互作用，而它的大部分质量仍然在一个巨大的、扩展的圆盘中。这种相互作用对原恒星及其盘的演化一定有重大影响。我们已经进行了一系列的模拟两颗恒星之间的共面相遇，每个拥有一个巨大的拱星盘，使用SPH代码模型的引力，流体动力和粘性力。我们发现，在一个共面遇到，光盘材料被扫到两个相互作用的恒星之间的激波层，然后该层的碎片产生新的原恒星凝聚。被截断的圆盘残骸可能随后碎裂;圆盘的外部区域可能被抛出，形成围绕恒星的环双星圆盘状结构。因此，共面盘-盘相遇有效地导致多恒星系统和小N星团的形成。
1998-05-28 astro-ph
The role of the energy equation in the fragmentation of protostellar discs during stellar encounters
在本文中，我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟调查的响应，一个边缘稳定的自引力原恒星盘密切抛物面遇到一个同伴discless星。我们的主要目标是测试是否可以从这些圆盘的碎片中形成近距离的棕矮星或大质量行星。我们遵循的热演化的光盘，包括加热的影响，由于压缩和冲击和一个简单的处方冷却，并找到与以前的等温模拟对比的结果。在目前的情况下，我们发现，碎片的相互作用，由于潮汐加热的强烈影响，这导致在一个强大的稳定盘抑制。类似的行为也在以前的其他模拟中观察到，涉及双星系统中的圆盘。与孤立盘的情况一样，似乎碎裂的条件最终取决于冷却速率。
2006-10-06 astro-ph
Self-regulated gravitational accretion in protostellar discs
我们提出了一个数值模型的演化的原恒星盘，已形成自相一致的分子云核心的崩溃。圆盘的全球演化在其形成后持续了数百万年。通过使用薄圆盘近似，可以捕获大范围的空间和时间尺度。我们专注于在不同的演化阶段的盘星质量比为0.1的原恒星盘的引力矩在运输质量向内和角动量向外的作用。在早期阶段，当物质从周围的包层大量下落时，质量被来自旋臂的引力扭矩向内输送，这是圆盘中由螺旋引起的引力不稳定性的表现。在后期阶段，当气藏的信封是耗尽，明显的螺旋结构被取代的持续不规则的非轴对称密度扰动。这些密度扰动的幅度随着时间的推移而减小，尽管这一过程受到圆盘尖锐外缘存在的摆动放大的帮助。我们对原恒星盘的全球模拟表明，这些密度扰动通常会产生一个剩余的非零引力矩，即它们的影响在每个区域都不会完全抵消。特别是，在最初的几百万年里，内盘的净引力扭矩往往是负的，而外盘的净引力扭矩是正的。我们的全球模型的自洽形成的光盘表明，它也是自我调节的后期阶段，使其接近Toomre稳定性极限，与一个近乎统一的Toomre参数Q \approx 1.5-2.0。（摘要删节）。
2007-09-13 astro-ph
The Razor's Edge: Magnetic Fields and Their Fundamental Role in Star Formation and Observations of Protostellar Coress
我们回顾了恒星形成早期阶段的理论模型，其中引力坍缩受到磁场和双极扩散相关过程的强烈调控。我们讨论的数值模拟和分析研究的核心形成和崩溃，这可以直接测试对观察的结果。我们还专注于最近的数据，这是相关的恒星形成的理论，如：在原恒星的核心，估计的演化时间尺度~ 1百万年的核心，测量的质量流量比的核心，和相对对齐的偏振矢量与明显的云伸长的观测。结果表明，在所有这些地区，数据位于参数空间的观测允许范围内。还讨论了其他感兴趣的领域（原恒星吸积率和核心边缘的存在）和尚未解决或正在研究的问题（非热运动和团簇形成的作用）。此外，我们强调我们的模型预测和高度动荡的恒星形成模型之间的一些差异，并讨论如何区分这些差异可以观测。
2000-09-18 astro-ph
Substellar companions and isolated planetary mass objects from protostellar disc fragmentation
自引力原恒星盘是不稳定的碎片，如果气体可以冷却的时间尺度是短的轨道周期相比。本文采用流体动力学模拟和N体轨道积分相结合的方法研究了初始质量比为Mdisc/Mstar = 0.1的碎裂盘的长期演化。对于一个最初在一定半径范围内不稳定的盘，坍缩和随后的吸积的结合产生了质量谱延伸到~0.01 M_sun的亚恒星物体（对于太阳质量的恒星）。随后的引力演化在几百万年内驱逐了大多数质量较低的天体，留下了少数质量非常大的行星或棕矮星在偏心轨道上，半径适中。基于这些结果，像HD 168443这样的系统-其中的同伴接近或超过氘燃烧极限-似乎是通过引力不稳定性形成的最佳候选者。如果大质量的亚恒星伴星起源于盘的碎裂，而低质量的行星伴星则起源于核的吸积，那么在~1 au半径处拥有大质量亚恒星伴星的恒星的金属丰度分布应该不同于拥有低质量行星伴星的恒星。
2003-10-23 astro-ph
Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs
我们认为，像太阳这样的低质量氢燃烧恒星有时应该形成大质量的扩展盘;我们表明，通过辐射流体动力学模拟，这种盘的外部部分（R>100 AU）可能在动态时间尺度上碎裂（10^3到10^4年），形成低质量的伴星：主要是棕矮星（BD），但也有非常低质量的氢燃烧恒星和行星质量的物体。一些以这种方式形成的BD仍然附着在主星上，以大半径运行。大多数通过相互作用释放到磁场中;这样做时，它们只获得低速色散（<2 km/s），因此它们通常保留小圆盘，能够记录红外过量并维持吸积。一些BD形成紧密的BD/BD双星，这些双星可以在弹射到磁场中后幸存下来。这种BD形成机制似乎避免了与“胚胎排出”情景相关的一些问题，并回答了“湍流碎裂”情景尚未回答的一些问题。
2007-08-21 astro-ph
Coronae & Outflows from Helical Dynamos, Compatibility with the MRI, and Application to Protostellar Disks
磁介导的磁盘外流是一个领先的范例，解释风和喷流在各种天体物理来源，但从哪里来的领域？由于平均磁通量的吸积在薄的湍流盘中可能是不利的，并且只有足够大规模产生的场才能在被湍流撕碎之前逃逸，因此原位场产生是期望的。非线性螺旋逆发电机理论可以提供电晕和外流所需的场。我们讨论了当代原恒星盘，其中的MRI（磁旋转不稳定性）可以驱动内部区域的湍流，和原始的原恒星盘，引力不稳定性驱动的湍流的影响。我们强调螺旋发电机与磁旋转不稳定性是相容的，并阐明了两者之间的关系。
2004-01-05 astro-ph
Numerical simulations of protostellar encounters III. Non-coplanar disc-disc encounters
据估计，一颗普通的原恒星至少会与邻近的原恒星发生一次脉冲相互作用，而它的大部分质量仍然在一个巨大的、扩展的圆盘中。如果原恒星在聚集在一起并相互作用之前在星团内单独形成，那么这种相互作用应该没有首选方向。由于星团内的恒星形成被认为是同时代的，因此在相互作用过程中，两颗原恒星都可能拥有巨大的扩展盘。我们已经使用SPH代码进行了一系列的非colpanar盘盘相互作用的模拟。我们发现，非共面的相互作用触发的光盘，这可能会碎片，形成新的同伴现有的恒星引力不稳定性。(This与共面相互作用不同，在共面相互作用中，大多数新的伴星是在圆盘中的物质被扫入激波层后形成的，然后激波层碎裂。）最初的恒星也可能互相捕获，导致形成一个小N星团。如果每一颗恒星都经历一个随机取向的盘-盘相互作用，那么结果将是许多新恒星的诞生。大约三分之二的恒星将最终在多个系统中。
1998-05-28 astro-ph
The response of self-graviting protostellar discs to slow reduction in cooling timescale: the fragmentation boundary revisited
一些先前的研究的碎片的自引力原恒星盘模拟辐射冷却与冷却时标（t_{cool}）参数化为一个简单的倍数（beta_{cool}）的本地动力时标。这些研究根据beta_{cool}的临界值（beta_{crit}）划定了“碎裂边界”，如果beta_{cool} < beta_{crit}，则椎间盘碎裂。然而，这样的方法回避了这样的问题，即实际上盘如何能够与beta_{cool} < beta_{crit}组装。在这里，我们采用更现实的方法，逐渐减少beta_{cool}，因为可能对应于由于长期的光盘密度分布的变化，在热制度的变化。我们发现，当beta_{cool}逐渐减少（在一个比t_{cool}更长的时间尺度上），椎间盘是稳定的，防止碎裂，与模型相比，其中beta_{cool}迅速减少。因此，我们得出结论，一个光盘的能力，保持在一个自我调节，自我引力状态（没有碎片）是部分取决于其热历史，以及其目前的冷却速度。然而，t_{cool}的缓慢减小似乎仅使t_{cool}中的碎裂边界降低约2倍，因此仅允许最大α值（参数化圆盘中角动量转移的效率）比迄今为止确定的高约2倍。因此，我们的结果并没有破坏的概念，一个基本的上限，可以提供的引力不稳定性之前，光盘的加热速率是受到破碎。因此，这项工作的一个重要意义是，自引力盘可以通过长期进化进入破碎状态，并且没有必要调用快速（脉冲）事件来触发破碎。
2007-08-06 astro-ph
Numerical simulations of protostellar encounters I. Star-disc encounters
看来大多数恒星都是在星团中诞生的，并且大多数恒星在诞生时都有星周盘，其大小与恒星之间的间隔相当。因此，相邻恒星和圆盘之间的相互作用可能在确定圆盘寿命、恒星质量以及双星轨道的分离和偏心率方面发挥关键作用。这种相互作用也可能导致盘的碎裂，从而触发额外恒星的形成。我们已经进行了一系列的模拟盘星的相互作用，使用SPH代码处理自重力，流体动力学和粘性力。我们发现，光盘和恒星之间的相互作用提供了一种机制，从删除能量，或增加能量，恒星的轨道，并截断光盘。然而，在这样的遭遇捕获不太可能是一个重要的双形成机制。这种遭遇的一个更重要的后果是，它们可以通过潮汐和压缩引起的引力不稳定性引发盘的碎片化，导致更多恒星的形成。当圆盘旋转和恒星轨道随机取向时，20%的相遇会导致原恒星形成新的伴星。如果大多数的相遇都是平行共面的，就像动态触发恒星形成的模拟所建议的那样，那么大约50%的相遇会形成新的伴星。
1998-05-28 astro-ph
New mechanism of generation of large-scale magnetic fields in merging protogalactic and protostellar clouds
本文讨论了碰撞原星系云和合并原恒星云产生大尺度磁场的一种新机制。碰撞云的相互作用产生了叠加在小尺度湍流上的大尺度切变运动。大尺度磁场的产生是由于“剪切流”效应（或“涡流”效应），而平均涡度是由碰撞云的大尺度剪切运动引起的。这种效应导致即使在非旋转和非螺旋均匀湍流中也会产生平均磁场。与非线性α效应、非线性湍流磁扩散等的淬灭相反，非线性剪切电流效应没有淬灭。在平均磁场的非线性增长期间，剪切电流效应仅在平均磁场的某个值处改变其符号，该值决定了饱和平均磁场的水平。数值研究表明，平均磁场的饱和水平是由湍流动能决定的均分场的量级。据估计，合并原星系云的大尺度磁场约为几微高斯，合并原恒星云的大尺度磁场约为几十微高斯。
2006-04-07 astro-ph
Three-dimensional simulations of multiple protoplanets embedded in a protostellar disc
e >~ H/r的原行星偏心率可以减缓或逆转迁移，但以前的二维研究表明，引力散射不能保持显着的行星偏心率，以对抗盘诱导的阻尼。我们在三维空间模拟了低质量原行星群的演化。其目的是研究原行星的存活率和由此产生的行星系统的动力学结构，并将其与2D模拟进行比较。我们目前的结果从一个三维流体动力学模拟的八个原行星嵌入在一个原行星盘。我们还提出了一套使用N体代码进行的模拟，修改，包括处方行星迁移和偏心率和倾斜阻尼。这些处方是通过拟合分析公式，以流体动力学模拟嵌入盘与初始偏心和/或倾斜轨道的行星。正如在二维空间中发现的那样，差异迁移产生了稳定的原行星群，多重平均运动共振，它们步调一致地迁移，防止了长时间的引力散射。在几乎所有的模拟中，这导致了原行星群在缺乏可行的停止机制的情况下大规模迁移到中央恒星。这种演化包括相互碰撞，偶尔的大规模散射，以及在所有运行中出现超过30%的长寿共轨行星系统的频繁形成。盘诱导阻尼抑制了行星间相互作用引起的偏心和倾角增长。共轨行星是在强耗散环境中动力学松弛的自然结果，如果在自然界中观察到，将意味着这样一个演化时期通常出现在行星形成期间。
2008-11-26 astro-ph
Magnetorotational instability in weakly ionised, stratified accretion discs
磁旋转不稳定性（MRI）（Balbus和Hawley 1991，Hawley和Balbus 1991）通过连接流体元素的磁场线的扭曲，在吸积盘中径向向外传输角动量。在原恒星盘中，低电导率是很重要的，特别是在内部区域（Gammie 1996，Wardle 1997）。因此，低k模式是相关的，垂直分层是分析的关键因素。然而，在这些环境中的MRI的大多数模型都采用了双极扩散或电阻近似，并没有同时处理分层和霍尔电导率。我们在这里提出了一个线性分析的MRI，包括霍尔效应，在分层光盘。
2003-07-07 astro-ph
The Migration and Growth of Protoplanets in Protostellar Discs
我们调查的木星质量的原行星与气体盘的纵横比和运动粘度的原行星盘，它形成的引力相互作用。不同的光盘表面密度分布进行了研究。我们专注于潮汐与盘的相互作用，从而形成的差距和原行星的轨道迁移。非线性水动力学模拟使用三个独立的数值代码。一个主要的结果是，轨道迁移的方向总是向内的，这样原行星在经过大约10，000个初始轨道周期的特征粘性时间尺度后，以接近圆形的轨道到达中心恒星。这被发现与原行星是否被允许吸积质量无关。向内的迁移是通过帮助内盘的消失，因此，它会施加的正扭矩，因为吸积到中央star.Our结果表明，一个现实的上限为近轨道的巨行星的质量约为5木星的质量，因为减少吸积率获得的行星的质量增加。假设一些过程，如终止的内盘通过磁层腔停止迁移，质量范围估计的一些接近轨道的巨行星（马西，科克伦，市长1999年;马西和巴特勒1998年），以及他们向内的轨道迁移可以占考虑盘-原行星的相互作用在后期阶段的巨型行星形成。最大的吸积原行星达到约4木星的质量达到附近的中心恒星。
1999-09-29 astro-ph
The radial structure of protostellar accretion disks: influence of jets
吸积盘的径向结构是恒星和行星形成的基本问题。许多理论研究，集中在不同的方面，如例如磁盘发射率或电离，已进行的背景下，标准吸积盘（SAD）模型，其中没有射流。我们希望计算的结构YSO吸积盘的方法，考虑到存在的原恒星喷流。这些喷流发射盘（JED）的径向结构应该与标准的吸积盘的径向结构进行比较。在这项工作中使用的分析处理是非常相似的标准吸积盘，但使用的参数空间的磁化吸积-弹射结构，包括在底层磁盘上的射流扭矩。在此基础上，推导出了中面温度、表面密度、盘深宽比等关键参数的解析表达式。它被发现，JED目前的结构非常不同的SAD，可以通过观测测试。简要讨论了吸积盘内部区域行星形成的意义。我们还提供了一套分析公式，有效的在不同的不透明度制度，磁盘数量。这些表达式可以很容易地用于任何工作中的磁盘结构是需要作为一个输入的模型。
2007-12-06 astro-ph
