Protostellar collapse induced by compression. II: rotation and fragmentation
我们调查的数字和半解析的低质量，旋转星前核心的崩溃。最初，内核处于低旋转的近似平衡状态（热能与重力能的初始比率为$α_0 \simeq 0.5$，旋转能与重力能的初始比率为$β_0 = 0.02 {\rm to} 0.05$）。然后，它们受到外部压力的稳步增加。更快的压缩和更高的旋转（更大的$β_0$）促进了碎片化--在这个意义上说，形成了更多的原恒星。一般来说，大规模的坍缩是非同源的，并遵循论文I中描述的非旋转云的模式，即压缩波被驱动到云中，从而增加密度和流入速度。旋转的影响在中心变得很重要，在那里具有低角动量的物质形成了中心原恒星（CPP），而具有较高角动量的物质在CPP周围形成了吸积盘。更快的压缩驱动更强的压缩波，并将材料更快地输送到椎间盘的外部。
2003-11-10 astro-ph
Self-gravitational Magnetohydrodynamics with Adaptive Mesh Refinement for Protostellar Collapse
介绍了一种新的自引力磁流体力学（MHD）自适应网格加密（AMR）数值计算程序SFUMATO。采用块结构网格作为AMR层次结构的网格。采用总变差递减（TVD）网格中心格式求解MHD方程，并对磁场发散误差进行了双曲线清洗。自重力场的求解采用多重网格方法，该方法包括：（1）AMR分层网格上的全多重网格（FMG）循环，（2）AMR分层网格上的V循环，以及（3）基础网格上的FMG循环。多重网格方法具有空间二阶精度，快速收敛和可扩展性。在MHD求解器和多重网格方法中，数值通量都是守恒的。几个测试表明，解决方案是与以前公布的结果一致。
2007-10-07 astro-ph
Structure of Protostellar Collapse Candidate B335 Derived from Near-Infrared Extinction Maps
本文利用HST/NICMOS和W.M.的数据对暗球B335进行了近红外消光研究。凯克天文台。这些数据允许一个新的定量测试的“由内而外”的崩溃模型，以前提出的解释分子线的轮廓朝这个区域观察。我们发现，密度分布的形状是很好地匹配的崩溃模型，但消光量对应于更大的列密度比预测。一个不稳定的Bonnor-Ebert球，其无量纲外半径xi_max=12.5+/-2.6提供了一个同样好的密度分布描述，并且在数据采样的半径范围内与坍缩模型没有区别。由嵌入的YSO驱动的双极外流对通过核心的消光有重要影响，并且将外流模拟为具有恒定开口角的中空双极锥提供了与观测结果的良好匹配。完整的exinction地图是很好地再现了一个模型，包括流入和流出，和额外的20%的分散，可能会导致剩余湍流运动。该拟合模型的入流半径为R_inf=26”+/-3”（250 pc距离为0.031pc），出流锥半开角为alpha=41+/-2度。拟合的下落半径与分子线观测结果一致，并支持密度结构的由内而外塌缩解释。流出的拟合开度角比在CO排放中观察到的略大，这可能是因为在低速下，CO流出锥的全部范围与环境核心排放混淆。
2001-08-29 astro-ph
Protostellar collapse: A comparison between SPH and AMR calculations
并行超级计算机的发展使今天的崩溃和星前核心的碎片的详细研究与越来越精确的数值模拟。由于亚毫米观测的进步，广泛的观测初始条件使我们能够研究低质量恒星形成的不同模式。模拟的挑战是再现观测结果。星前核坍塌和碎裂的数值模拟主要采用两种方法，即AMR和SPH。我们彻底比较这两种方法在他们的标准框架。我们使用AMR代码RAMSES和SPH代码DRAGON。我们的物理模型尽可能简单，由一个绕z轴旋转的等温球体组成。我们首先研究角动量守恒作为分辨率的函数。然后，我们探索了广泛的模拟参数来研究星前核的破碎。这两种方法之间似乎有一种趋同性，只要每种情况下的分辨率都足够。分辨率标准适应我们的物理情况下，在每金斯质量的分辨率，准确描述的形成的原恒星核心推导出本研究。这种融合是令人鼓舞的未来工作在模拟低质量恒星的形成，提供上述标准得到满足。更高分辨率的数字可从http://www-dapnia.cea.fr/Projets/COAST/paper_amrvssph.pdf下载
2008-01-20 astro-ph
The importance of the ortho:para H2 ratio for the deuteration of molecules during pre-protostellar collapse
我们研究了原恒星坍缩早期分子气体的演化。除了允许冻结出的“重”的物种对粮食，我们已经计算了人口密度的变化的不同核自旋态的“示踪”分子离子，如H2 D+和D2 H+。决定分子和分子离子核自旋态相对布居数的过程在文献中受到的关注要比涉及它们的氘化的过程少得多;但事实上，前一个过程与后者一样重要，而且通常涉及相同的反应物。我们发现，邻：对位比的一些物种，例如H2 D+，随着密度的增加而变化很大。因为动力学时间尺度比某些化学时间尺度短得多，所以在相同的密度和温度下，自由降落模型的预测与稳态解可能有很大的偏差。在H2的情况下，它似乎不太可能达到稳定状态值的ortho：para比从祖分子云开始的原恒星崩溃之前。的邻位：对位H2比的值远高于在稳定状态下，这将占主导地位的“双”分子云，被认为是不一致的气体的高水平的氘化。邻位-H2的内能充当化学能的储存器，其抑制H3+的氘化，并因此抑制其它物质如N2 H+和NH3的氘化。本质上，分子离子和分子的氘化对正：仲H2比敏感，因此对母体分子云的化学和热历史敏感。
2006-01-19 astro-ph
Protostellar Evolution during Time Dependent, Anisotropic Collapse
原恒星的形成和坍缩涉及到物质在磁场、自引力和自转的作用下同时流入和流出。我们使用自相似技术，自洽模型的各向异性崩溃和流出的一组角度分离的自相似方程。在我们的模型中，外流是相当强的，速度与半径成比例地增加，并且在中心奇点发展所需的有限时间内，物质形式上逃逸到无穷大。易分析的坍缩模型主要限于既没有磁场也没有旋转的球对称坍缩。其他分析通常采用广泛的数值模拟，或微扰或准静态技术。我们的模型是唯一的作为一个精确的解决方案的非定常方程的自引力磁流体，其特点是共存的区域的流入和流出。我们的模型的速度和磁拓扑是四极的，虽然偶极的解决方案也可能存在。我们提供了一个定性的模型，这样一个国家的起源和随后的演变。然而，一个中央奇点形式在晚的时候，我们希望晚的时间行为将主导的奇点，而不是依赖于其初始状态的细节。因此，我们的解决方案可能具有吸引子的性质，在更一般的自相似类中。
2001-08-28 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
The effect of non-isothermality on the gravitational collapse of spherical clouds and the evolution of protostellar accretion
我们调查的作用，非等温的引力坍缩和原恒星吸积明确包括分子辐射冷却，气体尘埃能量转移，宇宙射线加热模型的球形流体动力学崩溃的影响。等温模型先前已经表明，由于在星前阶段形成的下降速度梯度，质量吸积率\dot{M}最初会下降。我们的研究结果表明：（1）在光学薄冷却的理想极限下，星前阶段存在正的温度梯度，它有效地抵消了速度梯度的影响，在早期吸积阶段产生近似常数\dot{M};（2）在包括在较高密度下的冷却饱和的更现实的情况下，\dot{M}最初可以随时间弱地增加或弱地减少，在低尘温（T_d ~ 6 K）和高尘温（T_d ~ 10 K）的情况下，因此，我们的研究结果表明，在等温模型中看到的初始下降\dot{M}肯定不会增强非等温效应，往往是抑制它们。在我们所有的模型中，由于我们的核心上的有限质量条件和由此产生的向内传播的稀疏波，\dot{M}最终会迅速下降。因此，任何对$\dot{M}$在吸积阶段快速下降的解释都可能需要诉诸全球分子云结构和可能的包络支持，这导致了核的有限质量储存。
2005-08-19 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
Evolution of Chemistry and Molecular Line Profile during Protostellar Collapse
了解恒星形成核心中的化学演化是使用分子发射正确评估物理条件的必要先决条件。我们遵循的化学和分子线剖面的演变，通过整个恒星的形成过程，包括一个自洽的处理动力学，尘埃连续辐射转移，气体能量学，化学，分子激发，和线辐射转移。特别是，化学代码跟随着一个气体包裹，当它向中心下降时，通过密度，尘埃温度和气体温度的区域，这些区域由于包裹的运动和中心源的亮度变化而发生变化。我们结合了一系列的Bonnor-Ebert球体和由内而外的崩溃模型来描述从前原恒星阶段到后期阶段的动力学。丰度分布的总体结构显示出复杂的行为，可以理解为分子的冻结和蒸发之间的相互作用。我们发现，气相CO的存在或不存在有一个巨大的影响，对不太丰富的物种。此外，环境辐射场和晶粒的性质有重要的影响，化学演化，丰度的变化有很大的影响预测的发射线轮廓。多转换和多位置观测是必要的约束参数和解释观测正确的物理条件。良好的空间和光谱分辨率对于区分进化阶段也很重要。
2004-08-04 astro-ph
Protostellar fragmentation in a power-law density distribution
本文对等温、旋转的1 M \sol原恒星云坍缩的三维流体动力学进行了计算。初始密度分层是幂律，密度为$ρ\propto r^{-p}$，密度为$p=1$。不考虑奇异等温球（$p=2$）的情况;然而，观测表明，$p=1$是分子云核坍缩开始前密度分布的一个很好的代表。崩溃的研究与两个独立的数值方法，SPH代码与200，000个粒子，和有限差分代码与嵌套网格，在内部区域提供高的空间分辨率。虽然以前的数值研究表明，这样的幂律分布不会导致分裂成一个二进制系统，这两个代码显示，相比之下，多个碎片确实发生在中央地区的原恒星。因此，通过碎裂形成双星的过程与观测到的大部分年轻恒星处于双星或多星系统中的事实是一致的。
1997-06-10 astro-ph
New Protostellar Collapse Candidates: An HCO+ Survey of the Class 0 Sources
我们在HCO + J = 4 - 3和3 - 2谱线上观测到23个0类源。16个源的平均辐射热温度为44K，平均光度为5.7L太阳，不包括两个相当高的光度源。九个源，包括三个以前被认为是崩溃的源，有正确的（蓝色）谱线不对称性的两条线。三个光源在两条谱线中都具有相反的（红色）不对称性，其中一个光源L1157在HCO + J = 4 - 3中具有红色不对称性，在J = 3 - 2中具有蓝色不对称性。其余的没有显著或一致的不对称性。H13CO + J = 4 - 3和3 - 2线也被观察到，以找到周围气体的速度，并映射出具有有趣的线不对称性的源。一个蒙特卡罗代码被用来产生一个演变序列的崩溃云模型的HCO + J = 4 - 3和3 - 2线，并比较各种诊断的结果线的配置文件。同样的代码被用来比较一个来源，L1527的观测值的下降模型。这一结果与以往的崩塌模型一致。基于线峰和翅膀的综合强度图，以及H13CO+线的速度，我们选择了六个源与蓝线不对称的原恒星坍缩的良好候选人。还需要进一步的证据来确定正在发生下沉。HCO+光谱不是决定性的，因为双极流出产生强烈的发射，这可能混淆任何单个源的问题。然而，蓝色的不对称性超过红色的不对称性的优势是不自然的外流模型解释，而它是在崩溃模型的预期。
1997-02-20 astro-ph
Protostellar Collapse Induced by Compression
我们提出的低质量，等温，分子的核心，受到外部压力的增加$P\xt$的演变的数值模拟。如果$P\xt$非常缓慢地增加，则核心相当准静态地接近不稳定性。然而，对于较大的（但仍然相当适度的）$dP\xt/dt$，压缩波被驱动到核心中，从而触发从外到内的塌缩。如果堆芯的坍缩是由增加$P\xt$引起的，这会产生许多有趣的结果。(i)在星前阶段（即在压缩波汇聚到中心形成中心原恒星之前），密度分布在中心近似是平坦的。(ii)在星前阶段，地核的外层有（亚音速）向内的速度，而内部仍然近似静止。(iii)有一个初始的快速吸积的短阶段（概念上的0级阶段），其次是一个较长的缓慢吸积阶段（I级阶段）。所有这些特征都与观测相符，但与基于奇异等温球由内而外坍缩的恒星形成标准理论的预测不一致。我们注意到，相干向内速度场的建立似乎是压缩波的一个普遍特征;我们推测，这种速度场之间的相互作用和干扰可能在启动核心的碎裂和多恒星系统的起源中起着至关重要的作用。
2002-06-04 astro-ph
Molecular line profiles as diagnostics of protostellar collapse: modelling the `blue asymmetry' in inside-out infall
用一个多点化学动力学模型研究了经历由内而外坍缩的恒星形成核类似物的演化，该模型自洽地计算了核中化学物种的丰度分布。对于几个崩溃期间的输出化学的下落示踪剂物种，如HCO+，CS，和N2 H+，然后耦合到一个加速的λ迭代辐射转移代码，预测新兴的分子线配置文件使用两个不同的输入气体/尘埃温度分布。我们调查的灵敏度预测的谱线的轮廓和线的不对称性比的核心温度分布，随时间变化的模型化学，以及特设的丰度分布。线的不对称性被发现是强烈依赖于所采用的化学丰度分布。在一般情况下，与温暖的中心区域的模型显示出较高的值的蓝色不对称的光学厚HCO+和CS线比模型的无星核心温度分布。我们发现，在正式的上下文中的舒型由内而外的下跌，并在没有旋转或流出，相对蓝色的不对称性的某些HCO+和CS过渡是一个函数的时间，并受到上述警告，可以作为一个崩溃计时器。模拟的HCO+线轮廓的线性径向变化，亚音速或超音速，内部湍流场的敏感性进行了研究，在单独的情况下的静态核心。
2008-05-14 astro-ph
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Collapse and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
我们模拟的早期阶段的动荡，virialized，高质量的原恒星核心的演变，主要关注核心如何碎片，以及它们是否形成一个小的或大量的原恒星。我们的模拟使用Orion自适应网格细化代码，使用三维重力辐射流体动力学，在覆盖主要碎裂阶段的持续时间内跟踪从~0.1秒差距尺度到~10 AU尺度的坍缩。我们发现，在广泛的初始条件下，来自吸积原恒星的辐射反馈抑制了碎片的形成，使得绝大多数坍缩的质量吸积到一个或几个物体上。大多数发生的碎片都发生在大质量的自屏蔽盘中。这些气体被快速吸积驱动到引力不稳定性，产生快速的质量和角动量传输，使大多数气体吸积到中心恒星上，而不是形成碎片。相比之下，使用相同的初始条件，但等温状态方程的控制运行产生更多的碎片，无论是在磁盘内外。我们的结论是，大规模的核心观察到的属性是不太可能分裂成许多恒星，因此，至少在高质量，核心质量函数可能决定恒星的初始质量函数。我们的研究结果还表明，大质量恒星形成区域的模拟，不包括辐射转移，而是依赖于正压状态方程或光学薄加热和冷却曲线，很可能产生误导性的结果。
2006-11-05 astro-ph
The effect of a finite mass reservoir on the collapse of spherical isothermal clouds and the evolution of protostellar accretion
出于最近的观测，检测无星核心的外边界，并在0类和I类原恒星阶段随时间变化的质量吸积的证据，我们重新审视的情况下，球形等温崩溃的情况下，一个有限的质量水库。核边界的存在导致产生向内传播的稀疏波。这使气体密度分布从r^{-2}变陡到r^{-3}或更陡。在原恒星形成后，质量吸积率\dot{M}经历了三个不同的阶段：（1）\dot{M}下降的早期阶段，这是由于星前阶段的空间不均匀性引起的非自相似效应;（2）对于大核，由自相似密度轮廓外部的下降引起的接近常数的中间阶段;（3）当吸积从受向内传播的稀疏波影响的区域发生时，\dot{M}快速下降的晚期阶段。我们的小到中等大小的模型云从上述阶段（1）直接过渡到阶段（3）。第一阶段和第二阶段的特征都是测热光度L_bol在时间上增加，而L_bol在第三（最终）阶段中减小。我们确定的时间增加L_bol的0类阶段，后期的终端吸积和减少L_bol的I类阶段。L_bol的峰值对应于50% \pm 10%的云质量被原恒星吸积的演化时间。这与Andre等人（1993）提出的分类方案一致。我们展示了我们的结果可以用来解释轨道的信封质量M_env与L_bol的原恒星在金牛座和蛇夫座。我们还开发了一个分析的形式主义，再现原恒星吸积率。
2005-04-03 astro-ph
Inner Structure of Protostellar Collapse Candidate B335 Derived from Millimeter-Wave Interferometry
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪在1.2mm和3.0mm波长下的连续观测，研究了原恒星坍缩候选体B335的密度结构。我们分析这些数据，探测空间尺度从5000 AU到500 AU，直接在可见度域通过比较，从模型，假设不同的物理条件下构建的合成观测。这种方法允许从数据中导出比从图像分析中导出更严格的约束。密度的单一径向幂律提供了数据的良好描述，最佳拟合幂律指数p=1.65+/-0.05。通过模拟，我们量化了这一结果对各种模型不确定性的敏感性，包括温度分布，外边界，尘埃不透明度光谱指数和未解决的中心分量的假设。最大的不确定性来自未知的集中点源的存在。具有F=12+/-7 mJy的1.2mm通量的点源将密度指数减小到p=1.47+/-0.07。系统不确定性的其余来源，其中最重要的是温度分布，可能贡献< 0.2的总不确定性。因此，我们发现强有力的证据表明，5000 AU内的密度分布的幂律指数显着小于在较大半径的值，接近2.0从以前的研究尘埃排放和灭绝。这些结果符合孤立的，低质量的恒星形成的预测幂律密度指数接近p=1.5的引力自由降落到原恒星的内部区域的一般范式。
2002-10-04 astro-ph
The depletion of NO in pre-protostellar cores
了解重元素的消耗是确定前原恒星核心在坍缩之前的结构的基本步骤。我们研究了前原恒星核L1544和L183中NO丰度与位置的关系。用IRAM 30 m望远镜观测到NO分子的150 GHz和250 GHz跃迁以及\NTHP 1分子向L1544和L183的93 GHz跃迁。我们比较了NO柱密度随位置的变化，在这些对象与H柱密度来自尘埃排放测量。我们发现NO的行为与\NTHP不同，在L1544的高密度核心中似乎部分耗尽。其他含氧化合物也可能在致密核中部分贫化。主要结论是：星前核L1544可能是“富碳的”;氮的化学在引力坍缩之前没有达到平衡，氮最初（密度为$10^4$ ~cm $^{-3}$）主要以原子形式存在;原子C、N和可能的O的颗粒粘附概率明显小于1。
2007-01-11 astro-ph
Freeze-out and coagulation in pre-protostellar collapse
我们研究的物理和化学条件的变化，在崩溃的前-原恒星核心，从初始条件适当的致密分子云，并进行到“完全耗尽”的限制。我们遵循的电离度和离子组成的时间和密度的函数的演变。尘埃颗粒的冻结和凝结过程与介质的化学演化同时进行。当以接近其最大速率进行时，凝结对介质的电离度和离子组成有重要影响，本研究的一个创新点是计算了颗粒的电荷分布，这是因为H+离子在带负电荷的颗粒的表面上复合。我们还考虑了观测结果，含N的物种，如NH3和N2 H+，保持在气相中的密度，CO和其他含C-的分子似乎已经冻结在晶粒表面。我们的结论是，最近对N2和CO吸附能的测量结果使这些观察结果在N2和CO相对挥发度方面的解释无效。我们考虑了另一种解释，即分子或原子N的低粘附系数。我们发现，无论氮的化学性质如何，气相中的主要离子都是H+或H3+（及其氘代同位素）的密度大于10^5;是H+还是H3+占主导地位，敏感地取决于晶粒尺寸的增加速率（每单位体积气体的颗粒表面积减少）。我们的计算表明，如果颗粒凝结以接近其最大速率进行，则H3+占主导地位，否则H3+占主导地位。
2005-03-23 astro-ph
The dynamical influence of cooling in the envelope of prestellar and protostellar cores
我们计算了由外部压力缓慢增加引发的球形坍缩的数值模拟。我们比较等温模型的模型，包括一个简单的，但自洽的处理气体，晶粒和辐射场温度之间的耦合冷却。流体静力学平衡似乎保持过去的边缘稳定状态，直到崩溃的进行。坍缩前的最后一个流体静力状态，由于气体、颗粒和辐射场之间的耦合增强，中心气体温度较低。这导致在包封体的大部分中的压力梯度稍微较低，因此包封体比等温情况稍微更延伸。由于坍缩对这些初始条件的敏感性，在冷却的情况下，包层中的原恒星下落速度要慢得多。我们的模型还计算了辐射转移和一个相当大的化学网络耦合到气体动力学。然而，我们注意到CO的稳态化学吸附足以提供气体的精确冷却功能。这证明了使用后处理技术来解释观察到的分子的丰度是合理的。现有的观测结果对0级原恒星IRAM 04191+1522的运动学和温度分布提出了非常严格的限制。我们发现，等温模型无法解释观察到的最里面的缓慢的下落运动，即使与最流体静力学的初始条件。相比之下，冷却模型再现了从观测中推断的温度分布的一般形状，并且与3000 AU内部的下落签名更好地吻合。
2005-08-05 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
Why do starless cores appear more flattened than protostellar cores?
通过分析分子核的投影形状，我们估计了分子核的固有三维形状。我们使用Jijina等人最近的分子线观测目录，并通过最初为椭圆星系设计的方法对数据进行建模。我们的分析广泛地支持Jones等人的结论，即分子核心由三轴固有形状（椭球体）比双轴固有形状（球体）更好地表示。然而，我们发现，最好的拟合所有的数据是获得更极端的轴比（$1:0.8:0.4$）比琼斯等人得出的更令人惊讶的是，我们发现，无星的核心有更极端的轴比比原恒星的核心-无星的核心出现更多的“flattened”。这与对三轴椭球体自由落体坍缩进行建模所预期的结果相反。预计无星核心的坍缩将沿着最短轴进行得最快--正如自泽尔多维奇以来的每一位建模者所预测的那样--这应该会在原恒星周围产生更多扁平的核心，这与所看到的相反。
2003-08-07 astro-ph
Modeling the magnetic field in the protostellar source NGC 1333 IRAS 4A
磁场被认为在恒星形成过程中起着至关重要的作用。我们比较了NGC 1333 IRAS 4A的亚毫米极化发射的高角分辨率观测，追踪了低质量原恒星周围的磁场，以及磁化分子云核的坍缩模型。假设一个统一的灰尘对齐效率，我们计算的斯托克斯参数和合成偏振图从模型的密度和磁场分布的积分沿视线和卷积的干涉响应。合成图与实测数据吻合较好。最佳拟合模型是针对一个原恒星质量为0.8太阳质量，年龄为9e4年，形成于初始质量流量比约为临界值2倍的云中。NGC 1333 IRAS 4A中的磁场形态与太阳型恒星形成的标准理论情景一致，其中有序的大尺度磁场控制着恒星形成的分子云核心的演化和坍缩。
2008-10-01 astro-ph
Deuterated Ammonia in Galactic Protostellar Cores
我们报告的调查\nh 2D对原恒星的核心在低质量的恒星形成和静止区域的银河系。32个观测源中有23个具有显著的（$\gsim 5σ$）\nh二维发射。离子-分子化学优先增强分子中的氘，使其高于\scnot{1.6}{-5}的宇宙学值，足以解释这些丰度。NH 2D/NH3比率对0类来源产生的信息“化石残留物”从之前的时代开始的核心崩溃和恒星形成。我们比较我们的观察与预测的气相化学网络。
2001-03-16 astro-ph
Protostellar Angular Momentum Evolution during Gravoturbulent Fragmentation
利用流体动力学模拟，我们调查的星前和原恒星的核心重力湍流破碎的星际气体云的旋转特性和角动量演化。我们发现，在我们的模型中的星前云核的特定角动量j平均可比的观测值。星前核心的一小部分是引力不稳定的，并进入崩溃，建立原恒星和原恒星系统。它们的特定角动量比它们的母核低一个数量级，与主序星双星的观测结果一致。模型中原恒星核的转动能与引力能之比与观测值非常接近。我们发现，它是大致保守的主要崩溃阶段。这导致j与M ^{2/3}成正比，其中j是比角动量和M核心质量。虽然个别原恒星或原恒星系统的角动量的时间演化是复杂的，高度随时间变化的，这种相关性持有以及在统计意义上的广泛的湍流环境参数。此外，高湍流马赫数导致形成更多的原恒星核心，平均而言，质量较低。因此，具有较大马赫数的模型导致具有较低比角动量的核心。然而，我们发现，没有依赖于空间尺度的湍流。我们的模型预测在其主要吸积阶段的邻近原恒星的角动量矢量之间的密切相关性。可能的观测特征是对齐的磁盘和并行流出。后者确实在一些低质量孤立的博克球中观察到。
2004-05-11 astro-ph
Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: The Ideal MHD Limit
磁场通常被认为在恒星形成的动力学重要时，无量纲的质量流量比接近，或小于，单位（λ <~1）。我们表明，在磁盘的形成，要求是严格得多。这一结论是从一组2D（轴对称）的旋转，磁化，奇异的等温核心的崩溃模拟。我们发现，对应于1ambda~100的弱场可以通过磁制动开始破坏旋转支撑的盘，通过在盘中创建快速，超音速崩溃的区域。这些区域被一个或多个离心屏障隔开，在那里快速的下降暂时停止。离心屏障的数量随着λ的增加而增加。当λ>~100时，它们合并在一起，形成一个或多或少连续的、旋转支撑的圆盘。尽管这种情况下的磁场在致密核的尺度上是非常弱的，但它会被坍缩和差异旋转放大，以至于它的压力在盘及其周围区域的热压力中占主导地位。对于λ <~10的相对强磁化的磁芯，盘形成被完全抑制，如前所述。一个新的特点是，由于积累的磁场线的重联，质量吸积是高度幕式的。对于旋转支持磁盘出现在原恒星质量吸积阶段的恒星形成在致密的核心与现实的磁场强度，强大的磁制动必须被削弱，也许通过非理想的MHD效应和/或原恒星风。我们讨论的可能性，观察一个通用的产品的磁制动，一个扩展的拱星区域，支持的组合的环形磁场和旋转-一个“磁陀螺层”。
2007-09-04 astro-ph
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
Hydrodynamical Simulations of Jet- and Wind-driven Protostellar Outflows
我们提出了二维流体动力学模拟的喷气和风驱动模型的原恒星外流，以便进行详细的比较所观察到的分子外流的运动学。比较不同的模拟与观察，我们发现，一些外流，例如，HH 212显示了与喷气驱动模型一致的特征，而其他的，例如，VLA 05487，与风力驱动模型一致。
2001-04-23 astro-ph
Theory of Protostellar Accretion
本文回顾了目前的理论工作的各个阶段的吸积在原恒星，这些理想的阶段的关系，观测到的原恒星系统的光谱类。我讨论的缩放关系，已获得的模型的前恒星的核心，因为它们的双极扩散向中央奇点的发展，并期望的动态演变的核心径向崩溃，形成一个旋转的磁盘。我总结的工作表明，在金牛座T系统的吸积可能是有限的磁盘表面层的电离，并影响磁盘吸积率随半径的变化。最后，我描述了模型的渐近结构的自由磁离心风，并表明，在这些风中的恒定密度的表面可能是强烈的准直，即使流线不。
1997-12-29 astro-ph
Protostellar outflow-driven turbulence
原恒星流出物在恒星团簇形成的区域纵横交错，搅动着湍流，改变着正在形成的团簇的演化。我们模拟搅拌的湍流运动的原恒星外流，建立在一个观察，即超音速湍流的标度律意味着一个动量级联类似的能量级联Kolmogorov湍流。然后，我们推广这个模型来考虑流出强度的多样性，并流出准直，这两者都增强湍流。对于一个单一的耦合系数值的模型是一致的湍流模拟李和中村，合理地，与观测的NGC 1333集群形成区域。外流驱动的湍流足够强大，在几个交叉的时间在集群形成区域失速崩溃，缓解恒星形成和湍流衰变率之间的不匹配。预测的线宽尺寸缩放意味着流出驱动湍流支持的区域的径向密度指数在-1和-2之间，在更大质量或具有更高柱密度的区域中具有更陡峭的剖面的趋势。
2007-01-01 astro-ph
Radiation from the first forming stars
在一个球对称的流体动力学方案，其中包括辐射的传输和原始气体的化学过程中的动态崩溃的无金属原恒星云的辐射的演变进行了研究。由于氢分子（H2）的线性冷却，云中心在大约10^5-10^6年的时间尺度上坍缩。在坍缩的大部分时间里，当演化以自相似的方式进行时，光度缓慢上升到大约10^36 erg/s，这主要是由于H2的红外线发射。后来，连续红外辐射提供了一个额外的贡献，这主要是由于一个小的流体静力原恒星核心的发展中心的一个下落的信封吸积。我们跟踪吸积阶段的开始，当巨大的吸积速率（~ 0.1兆太阳/年）产生一个非常高的连续光度，约为10^36 erg/s。尽管有高光度，辐射场在坍缩和吸积的第一阶段无法影响气体动力学，因为下落气体的不透明度太小;这与现在的恒星形成完全不同。我们还发现，原恒星的演化是相似的云与不同的初始配置，包括那些从三维宇宙学模拟的原始对象，特别是，分子光谱的形状是相当普遍的。最后，我们简要地讨论了这种原始的宇宙恒星形成活动的可探测性。
2002-03-28 astro-ph
Radiation Feedback and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
恒星的形成过程通常是由内而外的，原恒星核心内的过密区域会迅速坍缩，随后密度逐渐降低。因此，一个小的原恒星会在核心演化的早期形成，坍缩的物质会落在原恒星的表面，并辐射掉它的引力势能。由此产生的吸积光度将加热核心，并可能大大影响分裂的过程。这对于那些初始温度比热金斯质量大得多的大质量核心特别有意义，因此在坍缩过程中可能会分裂成许多恒星。在这里，我表明，吸积光度可以加热核心的内部部分，在恒星形成过程中的早期>100 K，这反过来又强烈抑制分裂。这对恒星形成中的一些悬而未决的问题，包括大质量恒星形成的机制，恒星初始质量函数的起源及其与核心质量函数的关系，大质量双星的人口统计，以及恒星形成气体的状态方程都有影响。
2006-03-01 astro-ph
Self-Gravitating Magnetically-Supported Protostellar Disks and the Formation of Substellar Companions
在标准的图片中，孤立的低质量恒星是由强磁化分子云凝聚而成的致密核心坍缩而形成的。动态坍缩的流入捕获了核心支撑所需的近一半的临界磁通量，并将其沉积在原恒星周围的一个小区域内。以前有人认为，沉积的通量可以减缓流入，使物质沿着磁力线堆积并沉降到一个磁支撑的拱星盘中。在这里，我们表明，磁盘通常包含恒星质量的$\sim 10%$，它可以成为自引力在合理的条件下，在快速吸积，“0类”阶段的恒星形成。随后，在磁扩散的驱动下，自引力磁亚临界盘的碎片可能会产生亚恒星质量的碎片，这些碎片会坍塌形成棕矮星和可能的大质量行星。这种情况预测亚恒星物体形成在距离中心恒星100天文单位的数量级，虽然轨道演化是可能的形成后。它可以解释为什么通过直接成像在附近恒星周围发现的褐矮星同伴数量很少，但数量不断增加。相对较大的形成距离使亚恒星伴星容易受到动力学喷射的影响，特别是在双（多）系统和密集星团中。那些被喷射出来的物质可能至少部分地解释了孤立的褐矮星，也许还有自由漂浮的行星质量物体。
2002-06-30 astro-ph
Evolution of Primordial Protostellar Clouds --- Quasi-Static Analysis ---
本文研究了类星质量无金属分子云（或云核）的收缩过程。我们计算了H_2线的辐射转移，考察了辐射冷却下的准静态收缩。比较两个时间尺度，即自由下落时间t_ff和准静态收缩时间t_qsc（几乎等于冷却时间t_cool），我们发现两个时间尺度的比值t_ff/t_qsc，即，冷却效率随着收缩而变大，即使在存在冷且不透明的封套的情况下也是如此。特别是对于原始对流云的碎片，在碎裂时期，它们的t_ff几乎等于t_qsc，它们在自由落体时间尺度上动态地坍缩。这种冷却效率是线冷却所独有的。
1998-09-18 astro-ph
How to Identify Pre-Protostellar Cores
我们从Ward-Thompson等（1994）的列表中选出17个无星核，观测到HCO+ J=3-2谱线。其中六个核心具有线不对称性，表明崩溃。蓝色偏态剖面超过红色偏态剖面的数量至少与0类和早期I类源的样本一样大。观测到的谱线轮廓具有相同的窄线宽和小峰值温度预测的年轻源在进化模型中，但蓝色/红色的比例，像那些老源，高于模型预测。下落的签名也发生在大尺度上，这表明这些核心有整体向内运动。根据Ward-Thompson等人的连续测光和我们的HCO+数据，我们将这些无星核分为两组。我们发现更强的HCO+发射的核心中检测到的亚毫米和所有的蓝色歪斜的线轮廓在这组，支持的建议沃德-汤普森等人。
2000-03-01 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
The Origin of Episodic Accretion Bursts in the Early Stages of Star Formation
我们研究数值旋转云核的演变，从崩溃的磁超临界核心的形成和发展的原恒星盘在主要吸积阶段的原恒星。我们发现，磁盘很快变得不稳定的发展螺旋结构类似于最近在御夫座AB观察到的。从原恒星包层不断涌入的物质使原恒星盘不稳定，导致旋臂和致密的原恒星/原行星团块的形成。螺旋臂的强度不断增加，质量和角动量随之重新分配，在圆盘中产生了强烈的离心不平衡，并引发了质量吸积的爆发，在此期间，致密的原恒星/原行星团块落在中央的原恒星上。这些丛落事件可能表现为强烈的吸积率事件（\ge 10^{-4} M_sun/yr），正如在FU Orionis变星中观察到的那样。在这些吸积爆发之间，原恒星的吸积速率较低（< 10^{-6} M_sun/yr）。在幕式吸积阶段，原恒星盘的质量仍然小于或相当于原恒星的质量。
2005-10-01 astro-ph
A Pre-Protostellar Core in L1551. II. State of Dynamical and Chemical Evolution
解析和数值辐射转移模型应用于高光谱分辨率CS和N2 H+数据洞察到L1551 MC的演变状态。最近在L1551中发现的前原恒星核心似乎处于动力学演化的早期阶段。在L1551 MC的外部区域，视线下降速度需要>0.1km/s，以充分拟合数据。这意味着吸积率约为1 e-6 Msun/yr，由于几何形状未知，不确定性在5倍以内。观测到的动力学不是由于球对称的引力坍缩，也与低质量恒星形成的标准模型不一致。广泛的，相当均匀的CS线的不对称性更符合平面的下降。有适度的证据表明，化学消耗的径向配置文件中的CS和C18 O表明，L1551 MC也是化学年轻。这些模型对化学演化不是很敏感。L1551 MC位于L1551的静止区域内，是这个演化云中持续恒星形成的证据。
2005-09-27 astro-ph
Fragmentation of Massive Protostellar Disks
我们研究了恒星吸积盘是否可能由于自引力而碎裂。快速的吸积和高角动量将这些盘推向碎片，而粘性加热和高原恒星光度使它们稳定。我们发现，对于广泛的原恒星质量和合理的吸积时间，大规模磁盘大于150 AU容易碎裂。我们对吸积物质的角动量进行了分析估计，扩展了Matzner和Levin（2005）的分析，以考虑强湍流的初始条件。在一个核心坍缩模型中，我们预测，在大约4到15个太阳质量的恒星周围，盘状物稍微容易碎裂--即使我们对盘状物的半径和碎裂趋势进行保守估计。质量越大的恒星越有可能逐渐碎裂，在预计超过110个太阳质量的非常高的吸积率下，盘吸积的稳定性急剧下降。碎片化可能会使大质量恒星的吸积变得饥饿，特别是在这个极限以上，并且很可能会产生成群的小的共面伴星。
2006-11-29 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. IX. Magnetic Braking of Initially Filamentary Clouds
用引力辐射流体动力学程序在三维空间中计算了初始非磁性磁性分子云的坍缩和碎裂。该代码包括磁场的影响，在一个近似的方式：磁压力，张力，制动，和双极扩散都建模。观察到三种类型的结果：直接崩溃和分裂成多个原恒星系统，周期性收缩和膨胀而不崩溃，或周期性收缩和膨胀最终导致崩溃。虽然模型开始他们的演变在休息，除了假设的固体旋转，他们开发弱超音速速度场作为崩溃前的反弹的结果。这些模型表明，受到磁制动的磁支撑云可以经历动态崩溃，导致原恒星碎片的规模为10 AU至100 AU，符合典型的双星分离。
2007-01-08 astro-ph
Feedback from Protostellar Outflows in Star and Star Cluster Formation
磁应力将原恒星风准直成一个共同的力分布与角度。这种风扫入周围介质，驱动双极分子外流，其性质对周围气体的分布和风如何发射的细节以及其强度如何随时间变化不敏感。此外，这些属性符合通常观察到的流出特征。这个模型足够简单，可以定量研究低质量恒星形成的反馈效应。它预测了恒星形成气体被风喷射的速率，从而预测了恒星形成的效率。应用于单个恒星的形成，它涉及到恒星的初始质量函数的星前核心的分布。应用于团簇形成，它表明所产生的恒星系统是否会保持引力约束。利用这个模型所隐含的能量注入和质量喷射，我们研究了分子团在形成星团时的动力学演化，这主要取决于湍流衰减的速率：它可能涉及平衡恒星形成（缓慢衰减）、过稳定振荡或坍缩（快速衰减）。
2000-07-13 astro-ph
Consistency of Ambipolar Diffusion Models with Infall in the L1544 Protostellar Core
Tafalla等人和Williams等人最近对L1544原恒星核心的高分辨率研究揭示了气体的结构和运动学。对星前核的观测为核的形成和演化的理论模型提供了一个自然的测试。基于他们的结果，上述作者声称与双极扩散模型隐含的下落运动不一致。在本文中，我们重新审查了早期的双极扩散模型，并得出结论，L1544核心可以理解为一个磁超临界核心进行磁稀释崩溃。我们还提出了一个新的模型，专门设计来模拟L1544核心的形成和演变。该模型，它使用合理的输入参数，产生质量和径向密度分布，以及中性和离子的下落速度分布，这是非常好的协议与观测推断的物理值。的核心的寿命也是在很好的协议与星前核心寿命估计从统计的合奏核心。观测输入可以用来限制其他目前未观测到的量，如电离度，以及L1544核心附近的背景磁场强度和方向。
1999-09-25 astro-ph
The Physical and Chemical Status of Pre-protostellar Core B68
我们研究了前原恒星核B68的物理和化学状态。先前的消光研究表明，B68的密度分布与16 K时具有2.1 $M_{\odot}$的Bonnor-Ebert球非常一致。我们用位于戈德斯通的深空网络（DSN）70米望远镜绘制了C3 H2，CCS和NH3中的B68。我们的研究结果表明，B68的化学结构是一致的，在其他前原恒星的核心（L1498，L1544），并解释了随时间变化的化学模型，包括耗尽。我们用NH_3（1，1）和（2，2）谱测量了1, 1 K的动力学温度。我们还表明，B68是热占主导地位的湍流支持的贡献很小（< 10%）。我们考虑一个修改后的Bonnor-Ebert球，包括湍流和磁场的影响，并使用它来约束其距离确定的不确定性。我们得出结论，到B68的距离为$\sim$ 95 pc，相应的质量为$\sim$ 1.0 $M_{\odot}$。如果有磁场存在，它可以离得更远（超过$\sim$ 100 pc），但仍然满足Bonnor-Ebert球的密度结构。我们的观测并不排除任何不稳定性，例如在核心中心发生的坍缩或缓慢收缩，这是我们的光束尺寸（45”）无法解决的。
2003-03-28 astro-ph
The formation of close binary systems
一个可行的解决办法的起源密切的二进制系统，在最近的理论，未占。碎裂发生在二次坍缩阶段的末端（在此期间氢分子离解），可以形成分离小于1 au的二元系统。两种碎裂模式被发现发生后崩溃停止。第一种是由于原恒星核心的旋转不稳定性而导致的原恒星盘的碎裂，包括$m=1$和$m=2$两种模式。这种碎裂机制被认为是不敏感的初始密度分布：它可以发生在中心凝聚和均匀的初始条件。第二种碎裂模式涉及在坍缩阶段结束时形成一个快速旋转的核心，该核心对轴对称扰动是不稳定的。这个核心弹成一个环，环很快分裂成几个部分。这样形成的双星系统的质量不到太阳质量的1%，因此如果它们要形成双星系统，就需要吸积它们最终质量的大部分。因此，它们的轨道性质将由吸积物质的性质决定。
1994-11-18 astro-ph
Self-similar Collapse of Rotating Magnetic Molecular Cloud Cores
我们提出了自相似的解决方案，描述旋转，等温，磁性分子云核心的引力坍缩，相关的旋转支持原恒星盘的形成。这项工作的重点是一个质点第一次在中心形成后的演变和推广以前的结果Contopoulos，Ciolek，和Konigl，不包括旋转。我们的模型包括双极扩散和磁制动，并允许我们检查的预期行为和它们对物理参数的依赖范围。对于典型的参数值，入流首先通过双极扩散激波（在半径r_a处，磁通量从物质中分离出来），然后通过r=r_c处的离心激波，r =r_c是质量为M_d的旋转支撑盘的外边缘。当中心质量M_c增长到~1 M_ \sun时（~10^5年），r_a可能大于1000 AU，r_c可能大于100 AU，M_d/M_c可能小于10%。磁盘的属性是一致的T金牛系统的数据，我们的研究结果意味着原恒星盘也可能是开普勒在早期阶段。我们发现，磁盘很可能驱动离心外流输送角动量和质量，我们将这些影响纳入模型。我们验证了引力矩和磁旋转不稳定性引起的湍流通常不发挥重要作用的角动量输运。我们还提出了解决方案的限制情况下的快速旋转（崩溃的结果在一个大规模的磁盘与这样一个大的外半径，它捕获的双极扩散前）和强制动（没有磁盘形成和崩溃类似的非旋转核心在小半径），以及解决方案的理想MHD和MHD模型核心的旋转崩溃。
2002-08-29 astro-ph
On the Timescale for the Formation of Protostellar Cores in Magnetic Interstellar Clouds
我们重新审视的问题，形成致密的原恒星核心，由于双极扩散磁支持的分子云内，并推导出一个解析表达式的核心形成的时间尺度。得到的表达式类似于规范表达式= t_{ff} ^2/ t_{ni} ~ 10 t_{ni}（其中t_{ff}是自由下落时间，t_{ni}是中性离子碰撞时间），只是它乘以了一个数值因子C（μ_{c 0}），其中μ_{c 0}是归一化到引力坍缩临界值的初始中心质量与通量比。C（μ_{c 0}）在高度次临界云（μ_{c 0} << 1）中通常约为1，尽管某些条件允许C（μ_{c 0}）>> 1。对于非高度次临界的云，C（μ_{c 0}）可以比1小得多，对于μ_{c 0} --> 1，C（μ_{c 0}）--> 0，显著减少形成超临界核心所需的时间。这一点，再加上最近对质量流量比接近临界值的云的观测，可能使双极扩散模型的结果与对地核和YSO的统计分析相一致，后者表明平均密度约为10^4 cm^{-3}的天体的演化时间尺度约为100万年。我们比较我们的分析关系的数值模拟结果，并讨论了尘埃颗粒的核心形成时间尺度上的影响。
2000-09-16 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
The discovery of an expanding X-ray source in the HH 154 protostellar jet
2005年10月，我们对HH 154进行了深钱德拉X射线观测。与以前（2001年）的钱德拉观测相比，可以检测到适当的运动下降到预测的水平，由模型的X射线发射冲击的射流。2005年钱德拉天文台对HH 154的观测显示，与2001年的数据相比，X射线发射的形态发生了意想不到的变化。存在两个组件：一个更强的，点状的组件，没有检测到的运动和一个较弱的组件，已扩大了约300 AU的大小超过4年的时间基础上的两个观测。这种膨胀对应于大约500 km/s，非常接近简单理论模型中X射线发射激波的速度。2005年的数据显示了一个比最初想象的（和建模的）更复杂的复杂系统，有多个不同属性的组件。所观察到的形态可能表明脉冲射流通过非均匀介质传播，可能介质密度随着与驱动源的距离而减小。详细的理论建模和更深入的X射线观测将需要了解这类迷人的来源的物理。
2006-03-08 astro-ph
