Strongly triggered collapse model confront observations
个别原恒星凝聚的详细模型，是重要的测试各种理论。在这里，我们提出了一个年轻的0级，IRAS4A英仙座云和一个星前云观察到的煤袋分子云强烈诱导塌陷模型之间的比较。
2007-01-24 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Magnetized Cylindrical Clouds
利用磁流体动力学数值模拟研究了圆柱形细长云团的引力坍缩。在流体静力学位形的无限长云中，小扰动因引力不稳定性而增长。由线性扰动理论表明的最不稳定的模式甚至从白噪声中选择性地增长。生长速率与线性理论计算结果一致。首先，密度增强区域具有细长形状，即，长球形随着坍缩的进行，高密度碎片开始主要沿着对称轴收缩。最后，在非磁化云中形成球形核。相反，一个扁球状致密盘形成在云中的磁压力几乎等于热压力。圆盘的径向尺寸与r方向上的初始特征密度标度高度成正比。随着坍缩的进行，在快速收缩的圆盘内部形成缓慢收缩的致密部分（质量上约< 10%）。这与盘的其他部分分离，盘的流入速度随着到达核心的中心而加速。通过对金斯质量和磁临界质量的讨论，得出了圆柱形细长云中形成的碎片无法抵抗自引力而最终崩溃的结论。
1993-06-29 astro-ph
Dissipative Collapse of a Spherical Cluster of Gas Clouds
为了理解星系/恒星形成的情况下，我们调查的耗散崩溃的球形气体云的速度分布各向同性的集群。研究了系统中碰撞时间对坍缩到十分之一半径的时间尺度的影响。标量维里方程被用来研究团簇的大小演化。这是补充与随机动能的演化方程。对上述系统进行了数值求解并对结果进行了分析。对于大的碰撞时间值，我们发现崩溃的时间尺度与碰撞时间成正比。然而，对于大的值的耗散，即小的碰撞时间，崩溃时间显示出非线性依赖于碰撞时间。
2001-04-21 astro-ph
Gravitational Collapse in Turbulent Molecular Clouds. I. Gasdynamical Turbulence
观测到的分子云通常似乎有非常低的恒星形成效率和寿命的数量级长于其自由落体时间。他们的支持是由于在他们观察到的随机超音速运动。本文利用直接数值模拟方法研究了超音速气体动力学湍流对分子云抵抗引力坍缩的支持作用。计算与两种不同的算法进行了比较：基于粒子的，拉格朗日方法（SPH），和基于网格的，欧拉，二阶方法（ZEUS）。该方法可以同时研究算法和分辨率的影响。我们发现，在典型的分子云条件下，全球性的崩溃确实可以防止，但由强冲击引起的密度增强仍然会变得引力不稳定，并崩溃成致密的核心，可能是恒星。随着驱动波长的减小和驱动强度的增大，局部塌陷的发生率和效率降低。看来，局部坍塌只能完全防止与不切实际的短波长驱动，但观察到的核心形成率可以复制与更现实的驱动。在高坍塌速率下，核心在短时间尺度上形成高效率的相干结构，而在低坍塌速率下，它们随机分散在整个区域，并表现出相当大的年龄分布。我们认为，这自然地解释了孤立和集群恒星形成之间观察到的区别。
2000-01-25 astro-ph
Gravitational collapse of polytropic, magnetized, filamentary clouds
本文用简化的模型研究了当磁化云气体服从多方状态方程时，云的引力坍缩。我们集中在径向分布和限制自己的纯环形磁场。如果轴向运动和极向磁场足够弱，我们可以合理地期望我们的解是一个很好的近似。我们发现，虽然灯丝经历引力凝聚和中心的密度增加，环形通量质量比保持不变。一系列的空间分布的密度，速度和磁场的几个值的环向通量质量比和多变指数，得到数值和讨论。
2004-11-02 astro-ph
Simulation of the Gravitational Collapse and Fragmentation of Rotating Molecular Clouds
本文研究了旋转等温巨分子云（GMC）复合体的随后（逃逸）碎裂过程。我们自己开发的平滑粒子流体动力学（SPH）气体动力学模型成功地再现了我们银河系中观测到的云质量分布函数（CMF）（甚至是我们银河系内部和外部之间的差异）。稳定状态的CMF建立在崩溃过程中的自由落体时间尺度的GMC。我们表明，一个关键的参数，它定义了所观察到的斜率的现今CMF，是初始比率的旋转（湍流）和重力能量内的碎片GMC。
2005-06-08 astro-ph
Evolution of Collapse Nonuniformity for Rotating Magnetic Interstellar Clouds
研究了旋转磁星际云等温坍缩非均匀性的形成和演化。初始和边界条件对应于从与外部介质的压力平衡的均匀云收缩的问题的陈述。初始均匀磁场与角速度共线。快和慢磁声稀疏波的形成和传播从云的边界向其中心在早期的崩溃阶段。快速稀疏波的波前将气体质量分成两部分。密度、角速度和磁场在内部区域中保持均匀，而在外部区域中具有不均匀的轮廓。根据初始角速度和磁场之间的关系，稀疏波沿旋转轴可以采取长扁和扁扁两种形状。我们推导出一个标准，分离的两个政权的稀疏波动力学与电磁力和离心力的主导作用。基于解析估计和数值计算，我们讨论了旋转磁星际云坍缩非均匀性演化的可能情形。
2006-07-26 astro-ph
Formation and Collapse of Nonaxisymmetric Protostellar Cores in Planar Magnetic Molecular Clouds
通过研究磁临界和超临界模型云（$\mui \geq 1$，其中$\mui$是初始质量与磁通量之比，单位为引力坍缩的临界值）的非轴对称坍缩，我们扩展了我们早期关于在等温片状磁性星际云中双极扩散诱导形成原恒星核的工作。在模型模拟中形成的核心实际上是三轴的，其形状通常更接近扁圆，而不是扁长。临界模型（$\mui = 1$）中的入流速度是亚音速的;相反，超临界模型（$\mui = 2$）具有可被观测排除的扩展超音速入流。对于磁临界模型，双极扩散形成超临界（$\muc > 1$）和嵌入亚临界包络（$\muenv < 1$）的核心。在我们的模型中，云核的密度分布最终会合并成一个近乎均匀的背景，这暗示了云核的观测特性。
2004-03-31 astro-ph
Radiation-Hydrodynamical Collapse of Pregalactic Clouds in the Ultraviolet Background
为了阐明紫外背景辐射对星系前云坍缩的影响，我们实现了辐射流体动力学计算，结合一维球流体动力学与电离光子的辐射转移的精确处理。明确考虑了紫外光子的吸收和散射。事实证明，在暗物质势内收缩的气体云不会进入流体静力学平衡，但即使在外部紫外光场的存在下也会发生逃逸坍缩。云的中心被证明是成为自屏蔽电离光子的辐射转移效应之前收缩到旋转障碍。基于我们的模拟结果，我们进一步讨论了在失控坍缩核心中H2冷却和随后恒星形成的可能性。目前的结果是密切相关的亚星系人口III对象的生存，以及到星系际空间的金属注入。
2000-04-05 astro-ph
Collapse of a Molecular Cloud Core to Stellar Densities: The First Three-Dimensional Calculations
我们给出了从分子云核心（~ 10^{-18} g cm^{-3}）坍缩到恒星密度（> 0.01 g cm^{-3}）的第一个三维计算结果。计算分辨出的结构在空间范围上超过7个数量级（~ 5000 AU - 0.1 R_ \odot），在密度对比度上超过17个数量级。通过这些计算，我们考虑在第二坍缩阶段是否会发生碎裂形成近距离双星系统。我们发现，如果准静态的核心，形成之前的第二个崩溃阶段是动态不稳定的非轴对称扰动的增长，从核心的中心区域提取的角动量，通过引力矩，足以防止碎片和形成的密切的二进制在随后的第二个崩溃。
1998-10-24 astro-ph
Detailed Studies of Cloud Cores: Probing the Initial Conditions for Protostellar Collapse
提高我们对恒星形成的最早阶段的理解对于深入了解恒星质量、多系统和原行星盘的起源至关重要。我们讨论了最近在这方面取得的进展，由于详细的映射观测在红外和（亚）毫米波长。虽然双极扩散似乎太慢，不能在致密核的形成中发挥直接作用，但有充分的证据表明，孤立的原恒星核的引力坍缩是由强烈的磁力控制的。我们还认为，在星团形成的云比在分布式恒星形成的地区，原恒星崩溃的开始是更加激烈。
2003-12-15 astro-ph
MHD Turbulence in Star-Forming Clouds
我们回顾如何超音速湍流既可以防止和促进崩溃的分子云成恒星。首先，我们表明，衰减湍流不能显着延迟崩溃的条件下，典型的分子云，无论磁场强度，只要该领域不支持云磁流体静力学。然后，我们审查可能的驱动程序，并检查驱动超音速和transAlfvénic湍流的模拟，最后包括自引力的影响。我们的初步结果表明，虽然湍流可以支持区域对抗引力坍缩，但与所需速度相关的强压缩往往会促进局部凝聚的坍缩。
1999-11-03 astro-ph
Star Formation: 3D Collapse of Turbulent Cloud Cores
我们已经进行了完全三维模拟的崩溃分子云核，遵守对数吸性状态方程。通过遵循这些核心的崩溃，从近流体动力学平衡的状态，我们能够产生吸积的历史，非常类似于那些观察到的核心。吸积过程分为四个不同的阶段：初始阶段是非常缓慢的吸积;随着中心密度奇点的发展而出现的剧烈吸积阶段，质量吸积速率与t^3成正比，正如自相似模型所预测的那样;相对稳定的剧烈吸积阶段;最后，一旦吸积了分子云核的可用质量的约50%，吸积速率逐渐减小。这些结果可以解释核的吸积历史，因为他们通过前原恒星，0类，和I类阶段。
2002-12-17 astro-ph
Collapse and expansion in the bright-rimmed cloud SFO 11NE
我们报告的搜索结果的双峰蓝偏落签名在明亮的边缘云芯SFO 11NE SMM 1。对光学厚的HCO $^{+}$和光学薄的H $^{13}$ CO $^{+}$ J=3- 2谱线的观察表明，确实存在一个特征性的双峰谱线轮廓，但偏向红色而不是蓝色。模拟的尘埃连续排放和线的轮廓表明，在SFO 11 NE SMM 1的运动是一致的，由一个不断扩大的外壳包围着一个崩溃的中央核心。我们发现，坍缩发生在一个类似的速度，预计到一个单一的太阳质量的原恒星，是不太可能代表大规模的气体坍缩到红外集群看到在SFO 11NE SMM 1的心脏。外层包层的膨胀速度比云表面光蒸发流的膨胀速度要大得多。模拟膨胀是一致的散装云再膨胀阶段预测的辐射驱动的内爆模型的彗星云。
2004-02-24 astro-ph
Gravitational Collapse in Turbulent Molecular Clouds. II. Magnetohydrodynamical Turbulence
流体动力学超音速紊流只有在紊流的尺度小于稠密区的局部金斯长度时才能防止局部引力坍缩，这是一个非常严格的要求（论文I）。磁场被认为可以静磁地或通过磁流体动力学（MHD）波来支持分子云。第一种机制会形成片状云，而第二种机制不仅可以对气体施加压力，抵消重力，而且可以通过MHD波相互作用将湍流动能转移到更小的空间尺度。这种湍流的磁级联可能在小尺度上提供足够的能量来阻止局部坍缩。我们用ZEUS-3D在分辨率高达256^3个区域的MHD模拟测试了这一假设。我们首先推导出一个分辨率标准自引力，磁化气体：为了防止崩溃的静磁支持的地区，由于数值扩散，最小的牛仔裤长度必须解决四个区域。MHD波的分辨率将这一要求提高到大约六个区域。然后我们发现，磁场不能防止局部崩溃，除非他们提供静磁支持。较弱的磁场确实在一定程度上延迟了塌陷，并且与流体动力学情况相比，使塌陷在整个支撑区域上更均匀地发生。然而，它们仍然不能阻止局部崩溃的时间远远超过全球自由落体的时间。
2000-09-14 astro-ph
Collapse of Primordial Clouds II. The Role of Dark Matter
在这篇文章中，我们扩展了我们在上一篇关于原始对象坍缩的文章中所做的研究。我们在这里分析的行为的物理参数的云范围从$10^7M_\odot$到$10^{15}M_\odot$。我们从两个方面研究了这些云的动力学演化：纯重子云和包含非重子暗物质的云。我们从复合时代开始计算，沿着结构的演化直到坍缩（我们定义为重子物质的密度对比大于$10^4$的时间）。我们分析了云的几个物理参数的行为（例如，重子物质和暗物质的密度对比度和速度）作为时间和云中径向位置的函数。在这项研究中，所有与原始云的动力学演化相关的物理过程，例如光子阻力（由于宇宙背景辐射），氢分子的产生，以及宇宙的膨胀，都包括在计算中。特别是，我们发现，云，暗物质，崩溃在更高的红移时，我们比较的结果与纯重子模型。作为一般结果，我们发现非重子暗物质的分布比重子暗物质更集中。需要强调的是，我们并没有考虑到非重子暗物质的维里化，我们只是遵循云的时间和空间演化来求解它的流体动力学方程。我们还研究了冷却-加热过程在纯重子云中的作用。
1998-08-07 astro-ph
Formation and Collapse of Nonaxisymmetric Protostellar Cores in Planar Magnetic Interstellar Clouds: Formulation of the Problem and Linear Analysis
我们制定的问题的形成和崩溃的非轴对称原恒星核心的弱电离，自引力，磁性分子云。在我们的公式中，分子云近似为等温的薄（但厚度有限）片。我们提出了中性气体和离子的多流体系统的控制动力学方程，包括双极扩散，也是一个自洽的治疗的热压力，重力，和磁（压力和张力）的力量。讨论了表征模式云的无量纲自由参数。云模型的线性扰动的响应也进行了检查，特别强调长度和时间尺度的重力不稳定性的增长，在磁亚临界和超临界云。我们调查他们的依赖云的初始质量-磁通量比（归一化到崩溃的临界值），无量纲的初始中性离子碰撞时间，以及施加在模型云的相对外部压力。在我们的研究结果中，我们发现，近临界模型云有显着更大的特征不稳定的lengthscales比更明显的子或超临界模型。另一个结果是，更大的外部压力的影响是减少不稳定的临界长度尺度。数值模拟显示模型云的演变过程中的线性制度的演变，并比较色散分析的结果。他们被发现是在协议的色散结果，并确认的依赖性的特征长度和时间尺度的参数，如初始质量流量比和相对外部压力。
2006-07-27 astro-ph
Nonlinear Criterion for the Stability of Molecular Clouds
在分子云中经常观察到动力学意义上的磁场，质量-通量比λ =（2 pi sqrt{G}）（Sigma/B）~ 1（这里Sigma是总柱密度，B是场强）。根据Mestel和Spitzer的维里论证以及Nakano和Nakamura的线性稳定性分析，人们普遍认为λ < 1的“亚临界”云不会坍缩。在这里，我们确认，使用高分辨率的数值模型，开始与一个强烈的超音速速度分散，该标准是一个完全非线性的稳定条件。所有λ <= 0.95的高分辨率模型都形成了“斯皮策面”，但没有进一步崩溃。所有λ>= 1.02的模型都坍缩到最大数值可分辨密度。我们还调查了其他因素决定崩溃时间的超临界模型。我们发现，有一个强大的随机元素的崩溃时间：模型，不同的只是在他们的初始条件的细节可以有崩溃时间的变化多达3倍。坍缩时间不能仅从速度弥散来确定;它还取决于速度弥散的分布。最后，我们讨论了我们的结果的天体物理意义。
2005-12-28 astro-ph
Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
在原始陨石形成时存在短寿命放射性同位素（SLRI）如$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的宇宙化学证据要求这些同位素在大质量恒星中合成，然后在$\sim 10^6$年内并入陨石。长期以来，人们一直假设超新星冲击波将SLRI输送到太阳系前的致密云核心，引发云的坍塌，并注入同位素。以前的数值计算表明，当激波和稠密云核假定在$\sim 10$ K下等温时，这种情况是合理的，但当压缩加热到$\sim 1000$ K时，这种情况就不合理了。我们在这里首次表明，当计算与FLASH2.5自适应网格细化（AMR）流体动力学代码，20公里/秒的冲击波确实可以触发崩溃的1 $M_\odot$云，同时注入冲击波同位素到崩溃的云，提供冷却的分子种类，如H $_2$ O，CO $_2$，和H $_2$包括在内。这些计算意味着超新星触发假说是在太阳系形成期间提供SLRI的最可能机制。
2008-09-18 astro-ph
W49A North - Global or Local or No Collapse?
我们试图用辐射转移计算来拟合W 49 A北的H II区A、B和G方向上CS的J=2-1跃迁的5”分辨率观测值以及H II区A和G方向上J=2-1、3-2、5-4和7-6跃迁的20”分辨率观测值。这些计算预测了沿视线的几个球形云的强度分布。我们考虑三种模型：一个非常大的（5 pc半径）云的全球崩溃，从较小的（1 pc）云周围的个别H II区域，和多个，静态云的局部崩溃。对于所有这三种模型，我们可以找到的参数组合，再现CS配置文件相当不错，提供的组件云有一个核心信封结构的温度梯度。需要具有高温和高分子氢密度的核以匹配朝向A和G观察到的较高跃迁（例如J=7-6）。在朝向H II区域G的CS J=2-1线（具有5”光束）中看到的产生逆P-Cygni轮廓所需的较低温度、低密度气体来自3个模型中的不同组分。云G加上云B的下落包层产生了全局坍缩的吸收，云B负责局部坍缩，在许多静态云的情况下需要一个单独的云G '。对于局部坍缩的情况，包线中速度场的确切性质并不重要，只要它在1 ~ 5 km/s的范围内，湍流速度约为6 km/s。CS和C34 S的J=1-0和5-4跃迁的高分辨率观测可以区分这三种模型。模拟HCO+和C18 O的现有观测结果并不能区分这三种模型，但确实表明存在双极外流。
2004-05-05 astro-ph
Collapse of Primordial Clouds
我们在这里提出的研究的纯重子族III对象的质量范围从$10M_\odot$到$10^6M_\odot$的崩溃。我们编写了一个球形拉格朗日流体动力学程序来研究原始云的形成和演化，从复合时代（$z_{rec} \sim 1500$）开始到坍缩发生时的红移。所有相关的过程都包括在计算中，以及宇宙的膨胀。作为初始条件，我们取不同的哈勃常数和重子密度参数值（考虑一个纯粹的重子宇宙），以及不同的密度微扰谱，以观察它们对第三星族天体演化行为的影响。例如，我们发现，第一个崩溃的质量是$8.5\times10^4M_\odot$，对于质量标度为$M_o=10^{15}M_\odot$的$h=1$、$Ω=0.1$和$δ_i={δρ/ ρ}=(M / M_o)^{-1/3}(1+z_{rec})^{-1}$。对于$M_o=4\times10^{17}M_\odot$，我们得到第一个塌陷的质量的$4.4\times10^{4}M_\odot$。冷却-加热和光子拖曳过程在云的坍缩及其热历史中起着关键作用。例如，我们的结果表明，当我们忽略康普顿冷却-加热时，质量为$>8.5\times10^4M_\odot$的物体的坍缩发生得更早。另一方面，忽略光子拖曳过程，坍缩发生在更高的红移。
1998-08-07 astro-ph
Collapse of Primordial Gas Clouds and the Formation of Quasar Black Holes
讨论了原星系气体云流体动力坍缩过程中类星体黑洞的形成。用三维数值模拟方法分析了这些系统的耗散坍缩和长期动力学演化。计算集中在内部重子成分的最后坍缩阶段，因此忽略了暗物质的存在。两种类型的初始条件被认为是：均匀旋转的球形云，和非旋转的椭球云。在这两种情况下，云最初都是冷的，均匀的，离旋转支持（$T/|W| \approx 0.1$）不远。虽然动力学演化的细节敏感地依赖于初始条件，最终配置的定性特征不。大多数气体被发现分裂成小而致密的团块，最终形成类似银河系凸起的球状组成部分。大约5%的初始质量以光滑的气体盘的形式保留下来，该气体盘在外部球体的引力势阱中旋转。如果一个质量为$\gsim10^6M_\odot$的中心种子黑洞形成，它可以通过从盘中稳定吸积而成长，并在不到$5\times 10^8\,$年的时间内达到典型的类星体黑洞质量$\sim10^8M_\odot$。在缺乏足够大质量的种子的情况下，在圆盘的强烈自引力内部区域的动力学不稳定性将抑制气体的稳定吸积，并可能阻止类星体的立即形成。
1994-01-16 astro-ph
Star Formation in Cold, Spherical, Magnetized Molecular Clouds
我们提出了一个理想化的，球形模型的磁化分子云由于双极扩散的演变。这个模型使我们能够遵循准静态的云的核心崩溃之前的演变和随后的演变，其余的信封。通过忽略与磁应力相比的热压力梯度，并假设离子速度与中性速度相比很小，我们能够找到MHD方程的精确解析解。我们表明，在中央凝聚云的情况下，一个有限质量的核心崩溃到原点留下一个准静态的信封，而最初均匀的云从来没有开发任何结构的热应力的情况下，并作为一个整体崩溃。在崩溃的核心，云的演变的特点是由两个阶段：一个长，准静态阶段的相关时间尺度是双极扩散时间（本文中处理），和一个短，动态阶段的特征时间尺度是自由落体时间。核心的崩溃是一种“由外而内”的崩溃。准静态演化终止时，云成为磁超临界;此后，它的演变是动态的，和一个奇点的发展在原点-一个原恒星。在原恒星最初形成之后，外层的包层继续准静态地演化，而动力学的陷落区域则随着时间的推移而增长--一种“由内而外”的坍缩。我们使用我们的解决方案来估计陷在坍缩核心的磁通量和质量吸积率到新形成的原恒星。我们的结果与Fiedler & Mouschovias（1992）对中平面上的物理量的数值结果一致，在单位阶数的范围内。
1997-03-21 astro-ph
Models of Rapidly Rotating Neutron Stars: Remnants of Accretion Induced Collapse
构造了不同旋转的新生中子星的平衡模型，它反映了快速旋转的白矮星吸积导致坍缩的结果。模型的建立分两步进行：（1）构造一个快速旋转的坍缩前白矮星模型;（2）构造一个与白矮星具有相同总质量和角动量分布的静止轴对称中子星。由此产生的坍缩物体由一个高密度的中央核心组成，大小约为20公里，周围是一个从旋转轴延伸超过1000公里的巨大吸积环。这些中子星的旋转动能与引力势能的比值在0.13到0.26之间，表明其中一些天体可能具有非轴对称的动力学不稳定性，可能会发出大量的引力辐射。
2001-07-06 astro-ph
Collapse of the Primordial Gas Clouds in the Presence of UV Radiation Field
我们的目标是研究来自第一批恒星、类星体和假设的超重暗物质（SHDM）粒子衰变的紫外辐射对宇宙中原始束缚天体形成的影响。我们跟踪的Lambda冷暗物质和MOND模型中的球对称密度扰动的演变，解决了依赖于频率的辐射转移方程，非平衡化学，和一维气体流体力学。我们专注于破坏和形成过程的$H_{2}$分子，这是主要的冷却剂在原始对象。
2006-12-04 astro-ph
Two-Dimensional Axisymmetric Collapse of Thermally Unstable Primordial Clouds
我们已经进行了二维流体动力学模拟的崩溃孤立的轴对称云冷凝通过辐射冷却的原始背景气体。为了研究所谓的"形状不稳定性“的发展，我们考虑了两种轴对称云，即不同大小和轴比为$0.5 \leq {R_{\rm c,R}} /{R_{\rm c,z}} \leq 2$的扁长云和长扁云。我们发现，在初始冷却阶段的扁率或扁长的程度增强。但是，如果云气和背景气体之间冷却时间的初始对比度远大于1，那么它可以在以后被逆转。在这种情况下，扁球形云会坍缩成一个由外部薄盘和中心扁长组成的结构。另一方面，一个长扁云变成了一个薄的雪茄状结构，中央有一个致密的扁扁组成部分。在冷却云的中心部分的形状反转是由于超声速运动沿盘平面的情况下，扁球形云或沿对称轴的情况下，长球形云。对于背景气体为$T_h=1.7\times 10^6$ K和原星系晕环境中的$n_h=0.1 \cm3$，在我们的模拟中，已经冷却到$10^4$ K的云气体的平均密度增加到$100 n_h$左右，在我们的模拟中，采用非平衡冷却和背景气体冷却。这种气体的球形金斯质量估计约为$M_J \sim 5\times10^{7}\Msun$。为了使云质量超过金斯质量，同时为了使热不稳定性发挥作用，初始云的大小应该在$1 - 1.5 l_{\rm cool}$左右，其中$l_{\rm cool}$是冷却长度。
2002-11-08 astro-ph
Self-Similar Collapse of Nonrotating Magnetic Molecular Cloud Cores
我们得到了描述非旋转、等温、磁性分子云核的引力坍缩的自相似解。我们使用简化的假设，但明确包括感应方程，我们推导出的半解析解是第一个考虑双极扩散的影响后，形成一个中心质点。我们的研究结果表明，在原恒星的第一个形式，双极扩散导致磁通量去耦的中心周围的增长区域。解耦的磁力线保持近似静止，并驱动磁流体C激波以声速的几分之一（通常为每秒零点几公里）向外移动，在太阳质量恒星的主要吸积阶段结束时达到几千天文单位的距离。我们还表明，在没有场扩散率，收缩的核心不会引起冲击，如果是很可能的情况下，在点质量形成时，在原点附近的流入速度是非零的。虽然真实分子云核心的演化不会完全自相似，但我们的结果再现了详细的核心坍缩模拟中发现的主要定性特征（Ciolek & Konigl 1998）。
1998-04-10 astro-ph
Generalized Collapse Solutions with Nonzero Initial Velocities for Star Formation in Molecular Cloud Cores
最近的观察表明，无星分子云核心表现出亚音速向内的速度的动机，我们重新审视多方气体球的崩溃问题。特别是，我们提供了一个广义的治疗原恒星崩溃的球形极限，并找到半解析（自相似）的解决方案，相应的数值解，和纯解析计算的质量下降率（三种方法是在良好的协议）。本文研究了在分子云核中观察到的在大半径处具有非零向内速度的坍缩解，并从四个方面扩展了前人的工作：（1）初始条件允许非零初始向内速度。(2)起始态可以超过流体静力平衡的密度，因此坍缩本身可以提供观察到的向内运动。(3)我们考虑不同的状态方程，特别是那些软比等温。(4)我们考虑的动态状态方程是不同的有效状态方程，产生初始密度分布。这项工作确定了在很宽的参数空间范围内的下落率，其特征在于由四个变量：初始向内速度$\vin$，初始状态的超密度$\overdense$，静态状态方程的指数$Γ$，和动态状态方程的指数$γ$。对于适用于观测岩心的参数空间范围，所得到的下落速率比以前的理论研究（具有流体静力学初始条件和$\vin = 0$的理论研究）中发现的下落速率大约大两倍。
2005-05-06 astro-ph
Gravitational Collapse and Fragmentation in Molecular Clouds with Adaptive Mesh Refinement
我们描述了一个强大的方法，数值解的3-D自引力流体力学问题具有极高的分辨率。我们的方法采用了局部自适应网格细化（AMR）技术，采用多个网格在多个级别的分辨率。这些网格将根据需要自动动态添加和删除，以保持足够的分辨率。该技术允许以比其他固定和可变分辨率方法更有效和更通用的方式解决问题。应用AMR模拟分子云的崩溃和分裂，恒星形成的关键步骤，进行了讨论。这样的模拟涉及到碎片形成时长度尺度的许多数量级的变化。在本文中，我们简要地描述了方法，并提出了一个说明性的应用非等温云崩溃。我们描述的数值牛仔裤条件，自引力流体力学问题的稳定性的标准。我们展示了第一个解析良好的非等温演化序列，该序列从一个扰动的致密分子云核心开始，导致形成一个由不同的原恒星盘包围的原恒星核心组成的二元系统。盘的规模，100 AU的顺序，是一致的观察气体磁盘周围的单个T-金牛星和碎片磁盘周围的系统，如$β$风景如画。
1998-06-25 astro-ph
Protostellar Collapse with Various Metallicities
研究了引力坍缩的原恒星云的热演化和化学演化，重点关注它们对金属丰度的依赖性。计算进行了一系列的金属丰度跨越本地星际值为零。在云对连续辐射透明的时间内，金属丰度较低的云的温度较高，反映出较低的辐射能力。然而，一旦云变得不透明，在瞬态核的绝热收缩过程中，它们在密度-温度平面上的演化轨迹收敛到一条唯一的曲线，该曲线仅由物理常数决定。此后，轨迹彼此重合。因此，无论母云的气体成分如何，形成时恒星核心的大小都是相同的。
2000-03-15 astro-ph
Molecular Hydrogen Formation During Dense Interstellar Cloud Collapse
我们研究了在晶粒表面和气相中分子氢的演化，使用速率方程（跟踪分子的平均数）和主方程（跟踪分子的期望值）。结果表明，当$H$在晶粒上的吸积速率大于某一临界吸积速率时，两种方法的计算结果趋于一致。我们利用这一结果来跟踪致密星际云的坍缩，并研究了当使用橄榄石颗粒时，两种不同温度（T= 10 K和12 K）和两种不同质量（$1M_\odot$和$10M_\odot$）的云的分子氢的形成。由于在较高温度下，这些颗粒的复合是非常小的，我们还研究了类似的流体动力学过程在较高温度下（T= 20 K和25 K）时，使用无定形碳颗粒。我们发现，一般而言，对于橄榄石颗粒，超过90%的$H$在$\sim 10^{5-7}$年内转化为$H_2$，而对于无定形颗粒，则需要$\sim 10^{6-7}$年。以这种方式形成的$H_2$足以产生所观察到的复合物分子。
2005-01-14 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Rotating Magnetized Clouds. I. Magnetic Flux - Spin Relation
我们在三维数值模拟的基础上讨论了分子云核中磁通量密度和角速度的演化。在三维数值模拟中，旋转的磁化云碎裂并坍缩，形成一个非常致密的光学厚度大于5 × 10 ^10 cm^-3的核。随着密度朝着光学厚芯的形成增加，磁通量密度和角速度朝着这两个量之间的单一关系收敛。如果地核是磁主导的，其磁通量密度接近1.5（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 mG;而如果地核是旋转主导的，其角速度接近2.57 × 10^-3，（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 yr^-1，其中n是气体的密度。我们还发现，角速度与磁通量密度之比几乎保持不变，直到密度超过5 × 10 ^10 cm^-3。在随后的论文中显示了非常致密的核心的碎裂和碎片流出的出现。
2005-06-19 astro-ph
Tidal Disruption of Protoclusters in Giant Molecular Clouds
我们研究了在一个巨大的分子云（GMC）内的原团簇的崩溃，以确定崩溃显着中断的条件。受恒星形成区表现出扁平的云结构的观察，本研究考虑了坍缩的原星团与磁盘的几何形状。数值计算了一个10^3 - 10^6 Msun质点初始距离为2-10 pc的10^3 Msun原星团的坍缩。完成了两者之间初始相对速度为零的模拟，以及与GMC中观察到的相对速度一致的模拟。结果使我们能够定义的条件下，它是安全的假设原星系团崩溃的过程中，如果在隔离。例如，我们发现一个10^3 Msun的原星系团，如果它与一个10^4 Msun的质点在2-4 pc的范围内，它的坍缩就会被显著地破坏。因此，如果一个10^3兆太阳的原星团距离一个10^4兆太阳的致密天体超过4 pc，那么它的坍缩可以被认为是孤立的。此外，在没有采样的参数空间的部分之间的原星团磁盘和大质量粒子的引力相互作用显着分散磁盘到背景GMC。我们讨论的年轻恒星天体的英仙座和Mon R2恒星形成区域内的集群的分布，这与我们的模拟结果以及我们在气体主导区域（如猎户座云）的结果的局限性一致。
2008-05-02 astro-ph
3-D Simulations of the Gravitational Collapse of Logatropic Molecular Cloud Cores
我们提出的结果完全三维流体动力学模拟的引力坍缩孤立的，动荡的分子云核心。从流体静力平衡的初始状态开始，我们跟踪奇异和非奇异对数吸积核的坍缩，直到中心原恒星吸积了大于90%的总可用质量。我们发现，在进入有限质量库的奇异核坍缩过程中，中心原恒星的质量随着M_acc与t^4成比例地增加，直到它吸积了总可用质量的35%。对于基准质量为1，2.5和5 M太阳的非奇异核，我们发现原恒星吸积在形成奇异密度分布之前进行得很慢。此后，对于中心温度T_c= 10 K、截断压力P_s = 1.3E5 k_B K/cm ^3的地核，每种情况下的吸积速率立即增加到约10^{-6} M_solar/yr。它一直保持在那个水平，直到一半的可用质量已经吸积。在这一点之后，吸积率稳步下降，因为剩余的物质被吸积到不断增长的原恒星核心上。我们认为，这种一般的行为的原恒星吸积率可能是指示从0类到I类原恒星阶段的演变。
2002-01-16 astro-ph
On Rapidly Rotating Magnetic Core-Collapse Supernovae
我们分析了在快速旋转的核塌缩超新星中可能发生的磁效应。我们考虑的影响，从磁湍流和磁泡的形成。对于磁湍流，我们对球对称核坍缩超新星模型进行了微扰分析，该模型考虑了坍缩和反弹后不久吸积到原中子星上的物质中磁场能量的积累。这大大改变了压力分布，增加了原中子星上方物质的加热，导致爆炸，即使在旋转的恒星中也不会爆炸。关于磁泡，我们表明，一个适度的初始均匀磁场和均匀的角速度~0.1 rad/s的模型可以形成磁泡由于非常非同源性质的崩溃。据估计，气泡的浮力导致原中子星中的物质上升，将富含中微子的物质带到中子星表面。这就增加了中微子的亮度，足以在早期实现成功的中微子驱动爆炸。因此，这两种磁机制都为引发II型核心坍缩超新星提供了新的手段。
2005-08-04 astro-ph
Radiative Shock-Induced Collapse of Intergalactic Clouds
对一些射电星系的观测证据的积累表明，它们的喷流和活跃的恒星形成区域之间存在联系。标准的解释是，喷流产生的冲击波通过不均匀的介质传播，引发过密云的坍塌，然后成为活跃的恒星形成区。在这方面的贡献，我们报告最近的流体动力学模拟辐射激波云的相互作用，使用两种不同的冷却模型：一个平衡冷却曲线模型假设太阳金属丰度和非平衡化学模型适合原始气体云。我们考虑了一系列的初始云密度和冲击速度，以量化的作用，冷却的演变。我们的结果表明，对于中等云密度（>1 cm^{-3}）和激波马赫数（<20），冷却过程可以是非常有效的，并导致超过50%的初始云质量冷却到100 K以下。我们还利用我们的结果来估计最终的H_2质量分数的模拟，使用非平衡化学包。这是一个重要的测量，因为H_2是原始气体云的主要冷却剂。发现云气中H_2的峰值质量分数>0.01，总H_2质量分数>10^{-5}。最后，我们将我们的结果与闵可夫斯基天体中喷流诱导恒星形成的观测结果进行了比较。我们得出结论，它的形态，恒星形成率（~ 0.3M_solar/yr）和恒星质量（~ 1.2 x 10^7 M_solar）可以解释为90，000 km/s喷流与中等密度的系综的相互作用。（~ 10 cm^{-3}），温暖（10^4 K）的星系际云，位于星系团中心与之相关的射电星系附近。
2003-11-12 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds. I. Ideal MHD accretion flow
本文研究了理想磁流体力学（MHD）体系中等温磁化旋转云的自相似坍缩。在距离吸积原恒星很小的范围内，我们找到了一个解析解，它对应于自由落体到中心质点上。密度分布不是球对称的，而是取决于磁场线的质量负载，这可以通过将我们的内部解与Allen，Shu和Li先前计算的外部塌缩解相匹配来获得。在场冻结下，由中心质点捕获的磁场的集中，独立于起始状态的细节，产生分裂的磁场配置，其中磁场强度随着距中心的距离的平方的倒数而增加。在这样的条件下，流入最终成为subalfvenic和向外转移的角动量的磁制动非常有效，从而防止形成一个离心支撑盘。相反，下落气体的方位角速度在中心处降低到零，气体螺旋进入恒星。因此，重要的动态磁场水平的消散是年轻恒星周围形成原行星盘的基本条件。
2006-04-27 astro-ph
Growth of Perturbation in Gravitational Collapse and Accretion
当一个自引力球形气体云坍缩或吸积到一个中心质量上时，云的内部区域形成一个密度分布$ρ\propto r^{-3/2}$，速度接近自由落体。我们发现，在这个区域中，非球形扰动增长的半径减小。在线性区域中，切向速度扰动随着$r^{-1}$而增加，而拉格朗日密度扰动$Δρ/ρ$随着$r^{-1/2}$而增加。如果中心塌陷对象保持有限的多重矩，则会发生更快的增长，在这种情况下，$Δρ/ρ$以$r^{-l}$的形式增加，其中$l$指定扰动的角度。这些标度关系不同于均匀云坍缩的标度关系。我们的数值计算表明，非球面扰动阻尼在亚音速区域，它们的增长和接近的渐近标度在超音速区域。简要讨论了我们的结果对非对称超新星坍缩和黑洞吸积的意义。
1999-12-27 astro-ph
Gravitational Collapse of Filamentary Magnetized Molecular Clouds
我们开发的磁化等温圆柱体的自相似崩溃模型。我们找到的解决方案的情况下，流体具有恒定的环形磁通量质量比（伽马_phi=常数）和流体的情况下，具有恒定的气体磁压力比（β =常数）。在这两种情况下，我们发现，低磁化强度导致密度分布的行为在大半径的rho ~ r^{-4}，并在高磁化强度，我们发现密度分布的行为rho ~ r^{-2}。这种密度行为与流体静力学的惯性结构是相同的，这表明仅仅测量密度不能区分流体静力学的和坍缩的细丝-需要测量速度。我们的解表明，在坍缩阶段，自相似径向速度表现为v_r ~ r，并且与坍缩的自相似球不同，不存在随后的吸积（即膨胀波）阶段。我们还研究了这些圆柱体的碎裂特性，并发现在这两种情况下，存在的环形场的行为，以加强对破碎的圆柱体。最后，在我们的模型中的崩溃时间尺度短于碎裂时间尺度。因此，我们预计高度坍缩的细丝可以在它们被引力碎裂成碎片之前形成。
2003-06-23 astro-ph
Formation of Three-Dimensional Black Strings from Gravitational Collapse of Dust Cloud
在三维低能弦论中，我们研究了圆柱形尘埃云的引力坍缩形成黑弦的过程。新的交界处的条件，以及两个交界处的条件，指标和外在的曲率之间的两个区域的云。结果表明，坍缩的尘埃云在有限的坍缩时间内总是坍缩成黑弦，然后在原点形成的曲率奇点被事件视界掩盖。此外，它也表明，崩溃过程可以在有限的时间内形成一个裸奇点，无论初始数据的选择。
2007-05-01 astro-ph gr-qc hep-th
Collapse of Rotating Magnetized Molecular Cloud Cores and Mass Outflows
用轴对称磁流体动力学（MHD）方法研究了旋转磁化分子云核的坍缩。由于星际气体状态方程的改变，分子云核在坍缩过程中经历了几个不同的阶段。在等温逃逸坍缩（$n \lesssim 10^{10}{\rm H_2 cm}^{-3}$）中，形成了一个伪盘，并继续收缩，直到在中心形成不透明的核。在这个圆盘中，出现了许多MHD快激波对和慢激波对，它们在圆盘上交错运行。当状态方程变硬后，绝热核形成，绝热核被径向向外的吸积激波阵面与等温收缩的赝盘分开。在磁张力的作用下，角动量从圆盘中平面转移到表面。在表面附近具有多余角动量的气体最终被喷出，这解释了分子双极流出。观察到两种类型的流出。当极向磁场很强时（磁能与热能相当），形成U形外流，其中快速运动的气体被限制在形状看起来像大写字母U的壁面上。另一种是湍流外流，其中磁场线和速度场是随机取向的。在这种情况下，湍流气体几乎垂直地从圆盘中移出。连续的质量吸积导致第一核的准静态收缩。随后由于第一个核心中H $_2$的解离而发生第二次塌陷。最后，另一个准静态核又由氢原子形成（第二个核）。发现在第二个原子核周围有另一个喷流，这似乎与光学喷流或快速中性风相对应。
2001-05-30 astro-ph
Rapid Molecular Cloud and Star Formation: Mechanisms and Movies
我们证明，观测推断的快速发病的恒星形成后，父母的分子云组装可以实现流动驱动的云形成的原子气体，使用我们以前的三维数值模拟。我们后处理这些模拟近似CO的形成，这使我们能够调查的时间CO变得丰富相对于云崩溃的开始。我们发现，全球重力在有限的云有两个关键的云演化的影响。(a)横向塌陷（垂直于向上扫过云的气流）导致一维气流聚集上方的柱密度迅速增加。这反过来又允许CO的快速形成，允许分子云快速“出现”。(b)需要全球重力来驱动致密气体达到形成太阳质量核心所需的高压，以支持最近的云碎片分析模型。虽然云仍然看起来“超音速的顺从”，但这种湍流被降级为次要角色，因为它在某种程度上是引力的结果。
2008-08-07 astro-ph
Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
本文利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪对小麦哲伦星云中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行了中红外光谱成像观测。残余物显示氖和氧的精细结构跃迁的发射以及来自尘埃的连续发射。中红外尘埃辐射与X射线、无线电和光学波长观测的比较表明，尘埃与超新星喷出物有关，因此是在残骸中新形成的。新形成的尘埃的光谱可以通过一个模型很好地再现，该模型包括70 K时3 × 10 ^-3太阳质量的无定形碳尘埃和145 K时2 × 10 ^-5太阳质量的Mg 2SiO 4（镁橄榄石）。我们的观测对残留物中的尘埃量设定了一个下限，因为我们对未受冲击的喷出物中的冷尘埃不敏感。我们将我们的结果与其他核心坍缩超新星和遗迹的观测结果进行了比较，特别是Cas A，其中已经进行了非常相似的光谱映射观测。我们在E 0102中观察到的尘埃比在Cas A中观察到的少约10倍，尽管无定形碳和镁橄榄石的量相当。
2008-10-16 astro-ph
Threshold between Spontaneous and Cloud-Collisional Star Formation
基于简单的物理和几何假设，我们计算了旋涡星系在云-云碰撞诱导的恒星形成和自发引力坍缩之间的阈值处的平均表面分子密度。计算出的阈值约为$\log Σ_\mathrm{crit} \sim 2.5$，其中$ Σ\quad \mathrm{M_{\solar}}\cdot \mathrm{pc}^{-2}$是假设的扁平气体盘的观测表面质量密度。在这个极限以上，分子云碰撞的速率超过自发的分子云坍缩。这个模型可以解释最近在$2 \lesssim \log Σ\lesssim 3$发现的施密特定律中明显的不连续性。
2006-09-14 astro-ph
Dynamical Collapse of Nonrotating Magnetic Molecular Cloud Cores: Evolution Through Point-Mass Formation
我们提出了一个数值模拟的非旋转磁性分子云核心的动力学崩溃，并遵循核心的演变，通过形成一个中心质点和随后的增长1太阳质量的原恒星。通过对以往提出的轴对称、自引力、等温、磁支撑的星际分子云的核心形成和收缩模型的自洽扩展，研究了质点形成（PMF）时代。在PMF之前，核心是动态收缩的，并且不能很好地近似于准静态平衡模型。双极扩散，这在核心的早期演变中起着关键作用，是不重要的动态PMF崩溃前阶段。然而，一个中心质量的出现，通过它对内核区域的引力场的影响，导致了围绕中心原恒星的弱电离气体中双极扩散的“复兴”。这个过程是如此有效，它导致了一个去耦的领域从物质和结果在一个向外传播的磁流体C型冲击。Li & McKee（1996）预言了双极扩散介导激波的存在，我们发现，由他们的分析模型给出的基本激波结构与我们更精确的数值结果很好地吻合。我们的计算还表明，双极扩散，而不是欧姆扩散操作在最里面的核心区域，是主要的场解耦机制，负责驱动后PMF的冲击。
1998-04-10 astro-ph
The structure of self-gravitating clouds
为了研究恒星形成和湍流分子云结构的相互作用，我们分析了自引力云的数值模型和观测结果，使用Delta方差作为结构特征的统计测量。在模型中，我们解决了从纯粹的流体动力学湍流的引力坍缩与原恒星核心的形成和质量增长的过渡。我们比较模型的驱动和自由衰减的湍流和没有磁场。自引力超音速湍流总是产生一种密度结构，一旦局部坍缩开始，这种密度结构就包含了坍缩核心所提供的最小尺度上的最大功率。这与非自重力流体动力学湍流形成对比，在非自重力流体动力学湍流中，Δ方差由大尺度结构主导。为了在恒星形成区探测到这种效应，观测必须解决原恒星核心相对于其周围分子云的高密度对比。利用巨蛇座星系中一个恒星形成星团的3毫米连续谱图，我们发现尘埃排放跟踪了整个密度的演化。相反，分子谱线观测所能达到的密度范围不足以进行这种分析。只有尘埃发射和尘埃消光观测才能确定引力坍缩过程中恒星形成云密度演化的结构参数。
2001-10-19 astro-ph
Rapid Formation of Molecular Clouds and Stars in the Solar Neighborhood
对恒星形成区和年轻的无气体恒星协的观测表明，大多数邻近的分子云在分散之前只在很短的时间内形成恒星;弥漫的星际介质中的大规模流动有可能足够迅速地形成云，并产生年龄远小于其宿主分子云横向穿越时间的恒星星族。我们确定了四个重要因素，了解快速恒星形成和短云寿命。首先，太阳圈附近云的大部分积聚和扩散可能发生在原子阶段;只有云生命周期的高密度部分在分子阶段度过，从而有助于限制分子云的“寿命”。第二，一旦云达到足够高的柱密度，形成$\h2$和CO，引力就变得比典型的星际压力更大;因此恒星的形成可以在每个云复合体的有限区域内迅速地跟随分子气体的形成和湍流的消散。第三，典型的磁场不足以阻止云的快速形成和引力坍缩。第四，气体被新形成的恒星迅速扩散，以及在恒星形成的第一次事件后，云的小规模膨胀减少了屏蔽，可能会限制恒星形成时期的长度和云在分子状态下的寿命。这张照片强调了大尺度边界条件对于理解分子云形成的重要性，并暗示恒星的形成是一个高度动态的过程，而不是准静态的过程。
2001-08-01 astro-ph
DR21 Main: A Collapsing Cloud
分子云DR 21 Main是一个大规模引力坍缩的例子，它围绕着一个靠近天空平面的轴，在那里坍缩没有由于旋转或其他效应而引起的主要扰动。通过比较离子和中性物质的线宽，使用通量图，极化图和测量的场倾斜，我们估计的温度，质量，磁场，和湍流动能，平均磁场和重力势能，并提出了一个三维模型的云和磁场。
2008-11-13 astro-ph
Formation and Collapse of Quiescent Cloud Cores Induced by Dynamic Compressions
本文对等温分子云核的形成、演化和引力坍缩进行了数值模拟。在半径r = 1 pc的恒定亚金斯密度分布中建立压缩波。当波穿过模拟网格时，形成激波约束的球壳。这个壳的内部激波到达中心并从中心反弹，留下一个最初密度分布几乎均匀的中心核，由激波边界壳中的材料组成的包层包围，具有幂律密度分布，即使在非塌缩情况下，在后期也接近对数斜率-2。由此产生的密度结构类似于半径< 0.1 pc的静止核心，具有类似于Bonnor-Ebert（BE）的轮廓，尽管它具有显着的动力学差异：它最初是非自引力的，并受到下落材料的冲压压力的限制，因此，质量和尺寸不断增长。在适当的参数下，核心质量最终达到有效的金斯质量，此时核心开始坍缩。因此，在核心的出现和崩溃的开始之间必然有一个时间延迟，但这并不像人们通常认为的那样是由于内部湍流的消散。这些结果表明，前恒星的核心可能近似的Bonnor-Ebert结构，但可变的质量，可能会或可能不会经历引力坍缩，在定性协议的大观察频率的核心与BE类配置文件。
2007-08-13 astro-ph
Observations and Theory of Dynamical Triggers for Star Formation
综述了恒星形成的触发机制，包括云和球状体的直接压缩、HII区和超新星边缘分子云的压缩和坍缩、星系盘中巨环和巨壳的膨胀和坍缩以及两个云之间的碰撞和坍缩。给出了坍塌判据。一个全面的区域，这四种类型的触发已被发现的表格表明，动力学过程维持和放大的所有恒星形成，自发地开始在正常的星系盘的高比例。
1997-12-31 astro-ph
Confinement of supernova explosions in a collapsing cloud
本文分析了云坍缩对膨胀超新星激波阵面的限制作用。我们解决了由于冲压压力，超新星能量和重力的冲击波前的力的微分方程。我们发现，激波阵面的膨胀被减缓，事实上被坍缩云逆转。包括辐射损失和超新星爆炸和云坍缩之间的潜在时间滞后表明，与无辐射情况相比，膨胀在较小的距离上是反向的。我们还考虑了在坍缩云中心发生多颗超新星爆炸的情况。例如，如果我们将自相似解的尺度扩展到一个能量为10^51尔格的超新星，当一个初始密度为10^2 H/cm ^3的云坍缩50%时，我们发现激波阵面在~ 100万年内被限制在~15 pc。我们的计算是相关的观察到的异常紧凑的非热射电发射在蓝色紧凑矮星系（BCD）。更一般地说，我们证明了一个崩溃的云限制超新星的潜力，从而解释了矮星系将存在超越其第一代恒星形成。
2005-05-13 astro-ph
Collapse and Fragmentation in Finite Sheets
我们提出了二维模拟有限，自引力气体片。与无限大的情况不同，这样的结构并不构成平衡态，而是受到整体坍缩的影响，除非受到压力或旋转的抵抗。有限几何形状的初始效果是促进材料在片材边缘处的集中。如果薄片不是完美的圆形，引力聚焦会导致质量的集中。在第二个最简单的几何形状中，即椭圆形外边界的几何形状中，一般的结果是坍缩成一种丝状结构，质量在丝状体的末端密集地集中。我们认为，这些简单的计算有有趣的影响，整体分子云结构的引力演化，设想这种云可能起源于大致片状的部分气体积累的结果，大规模的流动在本地星际介质。我们展示了一些局部云的例子，这些云具有整体的非对称形状，在整体扩展结构的两端附近有更密集的质量和星团，这表明我们简单的椭圆坍缩计算。我们认为，集群形成的气体往往是由于重力作用于不规则的边界集中，这种机制可以导致非常快速的气体，这可能是重要的大质量恒星的形成。这张照片表明，在分子云中观察到的大部分超音速“引力”可能是由引力产生的。我们的研究结果可能会提供动力，进一步的理论探索的全球引力效应的分子云及其产生的子结构所需的碎片成恒星和集群的影响。
2004-09-28 astro-ph
A Coupled Dynamical and Chemical Model of Starless Cores of Magnetized Molecular Clouds: I. Formulation and Initial Results
我们开发了一个详细的化学模型的强磁化分子云的无星核心，双极扩散驱动的动态演变的云耦合到化学通过离子丰度。我们集中在两个代表性的模型云在这个初步的研究，一个有磁场和其他没有。模型预测的CO，CCS，N $_2$ H $^+$和HCO $^+$的柱密度的峰值和空间分布进行了比较与观测推断的无星核心L1544，这被认为是在恒星形成的边缘。我们发现，磁性模型，其中云是磁性支持了几百万年，然后才崩溃的动态，提供了一个合理的整体适合L1544上的现有数据;适合是显着较差的非磁性模型，其中云崩溃迅速。所观察到的N $_2$ H $^+$的大峰值柱密度和CCS的清晰中心凹陷有利于磁延迟崩塌而不是自由落体崩塌。一个相对较高的丰度CCS中发现的磁性模型，最有可能从一个相互作用的耗尽和后期的碳氢化合物化学增强CO耗尽。这些初步结果提供了一些支持的标准图片，致密的核心形成强磁化云通过双极扩散。它们与Aikawa等人（2001）的模型不同，Aikawa等人考虑了一组与我们的模型有些不同的模型，并且更喜欢一个云或多或少自由坍缩的模型。
2002-01-02 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Cylindrical Magnetized Clouds. II. Simulation with Nested Grid Scheme
用嵌套网格方法研究了圆柱形磁化云团的碎裂过程。嵌套网格方案采用15层不同空间分辨率的网格依次叠加，这使我们能够追踪从分子云密度$\sim 100 {\rm cm}^{-3}$到原恒星盘密度$\sim 10^{10} {\rm cm} ^{-3}$或更高密度的演化。小振幅的涨落因引力不稳定性而增长。它形成一个垂直于磁场的圆盘，磁场的方向平行于云的主轴。物质主要沿磁场方向吸附在盘上，这使得柱密度增加。径向入流是由重力的增加驱动的，其速度比垂直于圆盘的速度慢。当物态方程是等温的，磁场与物质完美耦合时，在$ρ\lesssim 10^{10} {\rm cm}^{-3}$的密度范围内实现，收缩永远不会停止。当密度和列密度分别服从$ρ(r)\propto r^{-2}$和$σ(r) \propto r^{-1}$时，收缩盘的结构达到奇异解的结构.中平面上的磁场强度与$ρ(r)^{1/2}$成比例，并且中心的磁场强度（$B_c$）与气体密度（$\propto ρ_c^{1/2}$）的平方根成比例地演变。它表明，等温云的经验“失控”崩溃。讨论了状态方程变硬后的演化。
1994-11-10 astro-ph
