The Formation of Stellar Clusters: Time Varying Protostellar Accretion Rates
确定决定原恒星质量增长的强度、持续时间和可变性的过程是任何恒星形成理论的基本组成部分。我讨论了原恒星质量吸积率dM/dt的数值模型，遵循分子云的演变从湍流碎片走向形成的星团。在密集的集群环境中，dM/dt是强烈的时变和影响的相互作用的原恒星核心和他们的竞争吸积从共同的集群气体水库。即使是最终质量相似的原恒星，吸积历史也可能有很大的不同。高质量恒星在致密的、形成星团的云区的中心部分聚集。它们在星系团演化的早期阶段开始形成，并继续以高速率增长，直到可用的气体耗尽或被反馈排出。质量较低的恒星倾向于在较晚的阶段形成，并且dM/dt在短暂的强增长初始阶段后迅速下降。我提出了一个简单的拟合公式的时间演化的平均dM/dt的原恒星的不同质量在密集的集群环境。
2001-01-16 astro-ph
Alfvenic Heating of Protostellar Accretion Disks
研究了阿尔芬波阻尼加热对原恒星吸积盘的影响。研究了两种阻尼机制，非线性和湍流，这是以前在恒星风中研究过的（Jatenco-Pereira & Opher 1989 a，b）。对于所研究的标称值f=delta v/ v_{A} =0.002和F=varpi/ Omega_{i} =0.1，其中delta v、v_{A}和varpi分别是阿尔芬波的振幅、速度和平均频率，而Omega_{i}是离子回旋频率。当半径大于0.5AU时，Alfvenic加热比粘性加热更重要。因此，即使f=0.002的值相对较小，阿尔文加热也可以是电离原恒星盘的重要能量来源，使角动量输运通过Balbus-Hawley不稳定性发生。
1999-12-22 astro-ph
The Burst Mode of Protostellar Accretion
我们提出了新的数值模拟薄盘近似的特点爆发模式的原恒星吸积。爆发模式开始于围绕新形成的原恒星形成离心平衡盘。它是由长时间的低吸积率的静止期（典型的是$\la 10^{-7} \Msun$ yr $^{-1}$）组成，其间被强烈的吸积爆发（典型的是$\ga 10^{-4} \Msun$ yr $^{-1}$，持续时间为$\la 100$ yr）打断，在此期间，大部分原恒星质量被积累。吸积爆发与致密的原恒星/原行星胚胎的形成有关，这些胚胎后来被圆盘中产生的引力扭矩驱动到原恒星上。在磁盘的引力不稳定性，从信封持续下降驱动，被证明是一个有效的手段向外输送角动量，和质量向内的原恒星。我们表明，在整个过程中，磁盘质量始终显着小于中央原恒星质量。爆发现象是足够强大的旋转速率，冻结（超临界）磁场，和密度-温度关系的各种初始值发生。即使在爆发几乎完全被抑制的情况下，云的大小或旋转速率的适度增加也会导致剧烈的爆发活动。我们的结论是，大多数（如果不是全部）的原恒星经历了爆发模式的演化过程中，早期吸积的历史，根据经验推断FU猎户座变量的观测。
2006-07-06 astro-ph
Turbulent protostellar discs
正在审查原恒星吸积盘中的湍流问题。由于电离差和替代品的磁旋转不稳定性的死区的出现进行了讨论。尘埃和气体之间的耦合在原恒星吸积盘的解释和湍流阻力相比，在斯托克斯和爱泼斯坦制度的层流阻力。最后，磁场产生的意义，在湍流盘强调与驱动外流和星盘耦合。
2008-08-07 astro-ph
Dead Zone Accretion Flows in Protostellar Disks
行星形成于原恒星盘内部的一个死区中，那里的气体电阻率太高，磁力无法驱动湍流。我们发现，大部分的死区仍然是活跃的，流向恒星，而平滑，大规模的磁场转移轨道角动量径向向外。恒星X射线和放射性核素电离维持了死区气体与磁场的弱耦合，尽管尘埃颗粒上的自由电荷快速重组。净径向磁场产生于磁旋转湍流中的导电的顶部和底部的表面层的磁盘，并通过欧姆扩散到达中平面。由于轨道切变，在中平面附近产生了磁场的环向分量。这个过程类似于太阳速跃层的磁化过程。其结果是在行星形成的区域形成了一个层流，磁驱动的吸积流。
2008-04-17 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
Early dust evolution in protostellar accretion disks
我们通过二维数值模拟研究了中等质量恒星周围原恒星吸积盘形成过程中尘埃的动力学和演化。使用三种不同的详细的尘埃模型，紧凑的球形颗粒，分形BPCA颗粒，BCCA颗粒，我们发现，即使在早期的崩溃和第一个10,000年的动态磁盘演变，初始尘埃的大小分布强烈修改。接近磁盘的中平面凝聚产生的尘埃颗粒的大小为几个10微米（紧凑的球形颗粒）到几个毫米（蓬松BCCA颗粒），而在附近的吸积激波前（位于几个密度标度的高度以上的磁盘），大的速度差抑制凝聚。大于1微米的尘埃颗粒在吸积激波后与较小的颗粒分离。由于凝聚和颗粒偏析的综合作用，红外粉尘发射被修改。在整个吸积盘的MRN尘埃分布提供了一个一般的尘埃属性的穷人的描述。对原恒星盘中分子“冻结”的后果的估计应该考虑强烈改性的颗粒。物理模型参数，如极限粘附强度和颗粒的抗破碎性是决定达到的凝聚程度的关键因素。在密集区域（例如在圆盘的中间平面），很快达到稳定状态。在赤道面以上的高处，由于密度低得多，没有达到凝结平衡。在这里，粉尘粒度分布主要受差分平流的影响，而不是凝结。
2000-12-20 astro-ph
The Formation and Early Evolution of Protostellar Accretion Disks
新形成的恒星经常被观测到拥有星周盘，物质继续从星周盘吸积到恒星上，并进入外流喷流，最终可能演变成尘埃碎片盘和行星系统。最近的建模的发展已经有可能，第一次，研究的形成和早期演化的旋转支持的原恒星盘的背景下，一个现实的情况下，在弱电离，磁性，分子云核心的恒星形成。导出的半解析解包括双极扩散和磁制动，并可扩展到包括离心驱动的盘风，它们可用于研究实际系统的预期行为及其对物理参数的依赖性。
2003-12-11 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
Radiation induced warping of protostellar accretion disks
我们研究的后果辐射驱动翘曲的吸积盘周围的前主序星。如果光度是由稳定的吸积流产生的，那么这些盘是稳定的，不会发生翘曲，但是当恒星的内禀光度超过盘提供的光度时，这些盘就不稳定了。对于光度在10倍太阳光度左右或更高的恒星来说，翘曲可以被激发，在更明亮的系统中，翘曲更大，更严重。扭曲的内盘可能导致经常通过其盘观察的恒星的高消光。在所有半径处的盘都变得光学薄之后，翘曲在局部粘性时间尺度上逐渐衰减，这可能是很长的。我们认为，辐射引起的翘曲可以解释在β Picture中看到的翘曲的尘埃盘的起源，如果恒星只有大约10-20百万年的年龄，并可能导致非共面行星系统周围的更高质量的恒星。
1997-08-15 astro-ph
Energetic radiation and the sulfur chemistry of protostellar envelopes: Submillimeter interferometry of AFGL 2591
背景：年轻恒星周围的吸积包层内部几千个天文单位的化学物质预计会随着中心恒星的远紫外线和X射线照射而发生很大变化。目的在炽热的内壳层中寻找原恒星高能辐射的分子示踪物。方法：亚毫米波天线阵（SMA）以0.6”的分辨率，在350 GHz的频率下，以CS、SO、HCN、HCN（v2=1）和HC 15 N的谱线观测到了大质量恒星形成区AFGL 2591，探测径向尺度为600-3500 AU，假设距离为1 kpc。SMA的观测结果进行了比较与预测的化学模型拟合到以前的单碟观测。结果：CS和SO主峰在FWHM水平上在空间上扩展，与原恒星X射线模型预测的一致。然而，发现主峰尺寸比模型小近2倍。另一方面，CS、HCN和HC 15 N的谱线，而不是SO和HCN（v2=1）的谱线，显示出在约3500 AU的半径处的基座发射，这是没有预测到的。除SO外，所有的线都显示出在接近的流出锥内的第二个峰。在CS中没有观察到随着半径的增加丰度急剧下降而引起的vitrifos的下降或零，而在SO中只是暂时的。结论：原恒星X射线的发射是支持的建模SO和CS振幅vibrations，包括扩展的主峰CS的良好拟合。广泛的辐射可以解释为远紫外线照射在一个球形非对称的几何形状，可能包括流出壁的规模为3500 - 7000 AU。扩展的CS和SO主峰表明硫在100 K温度半径附近蒸发。
2007-09-03 astro-ph
Black-Hole X-Ray Transients: The Effect of Irradiation on Time-Dependent Accretion Disk Structure
本文讨论了辐照对黑洞X射线新星含时吸积盘模型的影响。两种类型的辐射被认为是：直接辐射从内部的热磁盘和间接辐射可能会反映了由日冕或色球盘上方。的阴影效应的磁盘高度和随之而来的外部磁盘的内部和中间部分的直接照射的磁盘的时间依赖性的演变被包括在内。软X射线通量产生的内层直接照射的磁盘被发现只有一个小的影响，因为阴影的外盘。温和的间接照射，使光变曲线，但在其他方面不影响很大，仍然有有趣的非线性效应的结构上的磁盘作为加热和冷却波传播。被照射的磁盘并不总是在热状态和冷状态之间进行简单的转换，而是可以在中间温度下逗留，甚至暂时返回到热状态，这取决于磁盘相邻部分的照射和活动。
1999-08-27 astro-ph
Spitzer-IRAC GLIMPSE of High Mass Protostellar Objects
Spitzer-GLIMPSE点源星表和图像已被用于研究381个大质量原恒星候选者的样本。用IRAC点源测光法分析了大质量原恒星天体红外对应物的颜色、星等和光谱指数，获得了50个点源的真实样品。利用文献中的2 MASS和毫米波数据，将这50个源的光谱能量分布（SED）扩展到近红外和毫米波范围。利用基于恒星、盘和包层吸积模型Monte-Carlo辐射转移的在线SED拟合工具对50个源的SED进行了拟合。大质量原恒星的IRCs被发现成功地模仿了类似于低质量恒星形成的演化阶段的SED。被发现的信封吸积，而不是磁盘吸积是占主导地位的建设最大质量的恒星。未分辨厘米连续发射与27个IRC分类为大质量原恒星，这表明电离吸积流可能发挥重要作用，随着分子成分。IRCs周围的红外星云的形态与超致密HII区域的形态有着不同寻常的相似之处，这表明这些红外星云可能是UCHII区域的前身。
2008-02-14 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 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
Are passive protostellar disks stable to self-shadowing?
本文从垂直高度H与半径R的简化方程组出发，研究了受辐照的被动原恒星盘的唯一性和稳定性。结果表明，著名的H ~ R^{9/7}的扩张圆盘解不是唯一的.此外，利用含时线性扰动分析，发现了耀斑盘解在自阴影作用下可能变得不稳定.垂直高度的局部增强改变了照射掠射角的函数形式，并导致增强的“向阳面”增长和“阴影面”以失控的方式崩溃。这种不稳定性的磁盘中的冷却时间是远远短于垂直的声音穿越时间，这可能会发生在被动照射的磁盘的外部区域，如果灰尘和气体是足够强的热耦合的区域。可以稳定盘的过程，包括主动吸积，从上面照射（例如散射日冕）和低盘光学深度，可能只在小半径或大半径下运行。因此，这封信的简单分析表明，不稳定性可能会改变中间半径（积极吸积和快速旋转的内部区域和光学薄的外部区域之间）的耀斑盘结构。
2000-07-26 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
Non-steady Accretion in Protostars
观测表明，低质量原恒星的质量吸积速率通常低于它们的吸积速率;这表明大部分原恒星的质量必须在罕见的快速吸积的短暂爆发中吸积。我们探讨当原恒星盘吸积很可能是高度可变的。虽然恒定的$α$盘原则上可以调整其吸积速率以匹配下落速率，但原恒星盘不太可能具有恒定的$α$。特别是，我们表明，无论是模型与角动量transsport由于单独的磁旋转不稳定性（MRI），也不引力不稳定性（GI）可能在大范围内的半径需要移动下落包层材料到中央原恒星的旋转恒星下落速率运输磁盘质量。我们表明，MRI和GI很可能结合起来，产生爆发的快速吸积开始在几个AU。我们的分析与Armitage，Livio和Pringle（2001）的时间相关模型一致，并与我们对爆发物体FU Ori的观测研究一致。
2008-11-11 astro-ph
The Protostellar Jet Model of Chondrule Formation
一个球粒形成理论的球粒形成区位于0.1 AU的原太阳。太阳吸积盘的这个热的、光学厚的内部区域与原太阳喷流的形成区域重合。该模型假设，直径从1微米到1厘米的颗粒，可以从内吸积盘喷射流，并认为这种材料的角动量是足够的喷射流喷射它。在这些假设的前提下，任何这样喷射出来的物质，都会以大于系统逃逸速度的速度飞过吸积盘的表面。这种物质只能通过气体阻力的作用重新捕获。这样的捕获过程自然会产生陨石球粒和陨石球粒碎片的空气动力学尺寸分选，而耐火尘埃的喷射为观察到的基质和陨石球粒之间的互补性提供了一个可能的解释。这种物质转移将导致外层吸积盘上层大气的角动量损失，从而促进物质向原太阳的吸积。
2006-02-17 astro-ph
From Thin to Thick: The Impact of X-ray Irradiation on Accretion Disks in AGN
我们认为，照亮活动星系核周围秒差距尺度吸积盘的X射线和紫外辐射通量相对于当地的远红外尘埃不透明度是超爱丁顿的。远红外不透明度可能比银河系的星际介质更大，这是由于超太阳金属丰度和致密吸积盘中尘埃颗粒的生长。由于辐射通量的作用，外吸积盘向上膨胀，垂直厚度为$h\sim R$。这提供了一种用于从本质上薄的盘生成几何上厚的遮蔽区域的机制。我们发现遮蔽柱$\sim 10^{22} - 10^{23} {\rm cm}^{-2}$，与观测结果相当一致。
2007-03-08 astro-ph
Protostellar Disks: Formation, Fragmentation, and the Brown Dwarf Desert
我们认为，典型的原恒星盘的引力不稳定性是不是一个可行的机制分裂成多个系统-双星，褐矮星的同伴，或气体巨行星-除了在大约20,000年以上的周期。我们的结论是基于Gammie（2001）对盘自引力的先前数值工作与我们自己的原恒星盘动力学和热状态的分析模型之间的比较。为此，我们首先发展了一个简单的理论，为低质量恒星形成的初始条件，占湍流的特征质量，吸积率和角动量的吸积核心的效果。其次，我们研究的标准发生在恒星形成过程中的碎片，集中在原恒星吸积盘在其主要吸积阶段的自引力不稳定性。自引力不稳定性强烈依赖于磁盘的热状态，我们发现，粘性加热和恒星辐射淬火碎片的组合，由于Toomre的本地不稳定性。盘的全局不稳定性可能需要处理质量供应，但不太可能产生碎片。我们的发现有助于解释恒星型恒星缺乏亚恒星同伴的原因：褐矮星沙漠。
2005-04-09 astro-ph
Occurrence Frequency of CO Outflows in Massive Protostellar Candidates
我们在CO J=2-1线上绘制了12个大质量原恒星候选者，结合Zhang et al.（2005），完成了对101个大质量原恒星候选者样本中l> 50 ^o的所有48个源的流出的无偏调查。我们检测到流出的10个源，这意味着88%的发生频率的流出的48个源。这支持了先前研究的结论，即双极外流是大质量恒星形成过程中不可或缺的组成部分。绝大多数观测到的外流比低质量原恒星的外流质量大得多（>10~Mo），能量大得多（>100~Mo~km/s）。它们也有很大的质量流出率（> 2 × 10 ^{-4}~Mo/yr），这表明它们有很大的吸积率（~ 1 × 10 ^{-4}~Mo/yr），足以克服中心大质量原恒星的辐射压力。我们比较了包括本研究在内的40个大规模外流和文献中36个小规模外流的准直因子的频率分布，发现两者之间没有显著差异。所有这些结果都与大质量恒星通过吸积形成的建议相一致，小质量恒星也是如此，但吸积速率要高得多。
2006-01-24 astro-ph
X-ray irradiation in low mass binary systems
计算了密近双星系统中X射线辐照吸积盘的自洽模型。我们表明，一个点X射线源的吸积和位于盘平面不能修改盘的结构，主要是因为其外部区域的光盘的自屏蔽。由于观测表明，在低质量X射线双星的外盘区域的发射是由再处理的X射线通量，在这些系统中的吸积盘必须是翘曲或照射源以上的盘平面，或两者兼而有之。本文分析了辐照吸积盘的热粘性稳定性，导出了这类系统的稳定性判据。我们发现，与通常的假设相反，临界吸积率低于光盘是不稳定的，是相当不确定的，因为正确的公式描述照射是不为人所知的。
1998-09-03 astro-ph
The Formation of the First Stars I. Mass Infall Rates, Accretion Disk Structure and Protostellar Evolution
我们提出了一个原始恒星形成的理论模型。首先，我们描述的结构，最初的气体核心维里化，准流体静力学对象符合最近的高分辨率数值研究。吸积率可以与特征密度和温度有关，这些密度和温度由分子氢的冷却特性决定。我们允许旋转的气体核心，假设角动量守恒内的音速点的流动。在典型的情况下，大部分物质通过吸积盘到达恒星。这个磁盘的内部区域的结构描述与标准理论的粘性磁盘，但与津贴的大量能量吸收电离和离解的气体。原恒星的大小和光度取决于吸积速率、吸积气体的能量以及辐射从恒星吸积激波中逃逸的能力。我们结合这些模型的陷落率，内部磁盘结构，和原恒星演化预测的辐射场是辐射反馈过程的基础上采取行动，反对陷落（纸II）。对于实际的初始角动量，原恒星的光球比球形的情况下小得多，热得多，导致更强的辐射反馈在早期阶段的演变。特别是当恒星的年龄超过开尔文-亥姆霍兹时间时，主序的收缩会导致电离和远紫外光的光度迅速增加，在基准情况下，质量约为30 Msun。由于第一批恒星形成的核心质量远大于30 Msun，而且反馈在较低质量时并不重要，因此我们得出结论，第一批恒星的质量应该大于30 Msun。
2003-11-13 astro-ph
Protostellar Disk Dynamos and Hydromagnetic Outflows in Primordial Star Formation
磁场在原始恒星形成中重要吗？假设恒星的形成是通过一个吸积盘是湍流，最初是因为当地的引力不稳定性，我们计算现实的吸积率的磁盘结构。我们预测，当地的引力粘性是能够驱动吸积，没有磁盘碎裂。然后，我们估计种子磁场的发电机放大率。层结盘中的湍流可以是螺旋形的，在每个半球上螺旋度的符号不同。这为产生全球尺度的磁场提供了一个关键因素，该磁场的通量符号在许多轨道时间内都是持续的。由此产生的磁场可以驱动准直的原恒星外流，降低初始气体云的恒星形成效率，特别是当原恒星收缩到主序星时，在~100 Msun。我们估计，外流是强大到足以从主机暗物质晕喷射一些材料，并启动相对较强的磁化本地星系际介质。在原恒星附近，外流的作用是屏蔽圆盘和赤道区域的辐射反馈，如电离光子，这可能使吸积达到相对较大的恒星质量。我们的结论是磁场不能从原始恒星形成的模型中被忽略。
2003-11-25 astro-ph
IRAS 16293-2422: Evidence for Infall onto a Counter-Rotating Protostellar Accretion Disk
我们报告了使用四种分子探针对低质量恒星形成区IRAS 16293-2422进行的高空间分辨率VLA观测：乙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN），甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO），甲酸（HCOOH）和一氧化硅（SiO）的基态振动态。乙基氰发射离子具有$\sim20''$的空间尺度，并且包括二元核A和B，如通过连续发射峰所确定的。在甲酸排放的包围下，甲酸甲酯排放具有$\sim6''$的空间尺度，并且局限于核心B。一氧化硅排放显示两个速度分量的空间尺度小于2 $''$的地图$\sim2''$东北的A和B对称轴。红移的SiO是沿着近似平行于A和B对称轴的位置角$\sim135^o$在蓝移的SiO西北的$\sim2''$。我们解释的空间位置偏移在红色和蓝移SiO排放由于旋转的原恒星吸积盘，我们推导出$\sim$ 1.4 M $_{\odot}$内部的SiO排放。在同一附近，Mundy等人（1986）也从OVRO观测到的更强和普遍存在的$^{13}$ CO辐射中得出了一个几乎是边对盘的旋转结论，但旋转方向与SiO辐射的发现相反。两者合计，SiO和$^{13}$ CO数据表明一个反向旋转盘的证据。此外，档案BIMA阵列$^{12}$ CO数据显示了一个逆天鹅座P轮廓与最强的吸收在接近的SiO排放，表明明确的材料落入反旋转的原恒星盘在一个新的源位置内的IRAS 16293-2422复杂。…
2005-12-08 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
On Protostellar Disks in Herbig Ae/Be Stars
赫比格Ae/Be星红外辐射的光谱形状被认为是高质量原恒星周围存在吸积盘的证据。相反，我们在这里提出的模型的基础上，球形信封$r^{-1.5}$灰尘密度分布，成功地解释了所观察到的光谱形状。的光谱能量分布（SED）的8个主要候选人的原恒星盘的详细拟合所有可用的波长，从视觉远红外。唯一的信封属性调整在个别来源是整体视觉光学深度，它的范围从0.3到3。在每种情况下，我们的模型正确地再现了红外过量，视觉消光和变红的数据。我们的模型的成功表明，吸积盘不能作出显着的贡献，在这些前主序星中观察到的辐射。
1996-11-07 astro-ph
The spectral energy distribution of self-gravitating protostellar disks
原恒星物体的长波长辐射通常归因于中央原恒星周围的气体和尘埃盘。在盘吸积的第一阶段或在高质量原恒星的情况下，盘的质量可能足够大，因此盘的自引力可能对盘的动力学和发射特性产生影响。本文描述了一个简单的、无耀斑的、自引力的吸积盘模型产生的谱能量分布。自引力作为与金斯不稳定性有关的有效加热项，被包括在盘的旋转曲线的计算和能量平衡方程中。为了详细量化的要求盘的质量和吸积率上的模型所构成的现实情况下，我们比较了这些模型所产生的SED与所观察到的SED的一个小样本的研究良好的原恒星对象。我们发现，相对温和的磁盘-甚至比中央星轻-可以导致一个有趣的适合的红外SED的FU猎户座对象考虑，而在金牛座T星的情况下，所需的参数落在建议的范围之外，作为可接受的一般理论和观测方案。在目前的结果的基础上，我们可以得出结论，自引力盘的贡献是合理的在几种情况下（特别是，FU Orionis对象），并在标准的辐射占主导地位的磁盘的情况下，这将有助于软化开普勒吸积模型所遇到的要求。
2001-06-19 astro-ph
The vertical structure of T Tauri accretion discs IV. Self-irradiation of the disc in the FU Orionis outburst phase
我调查的自我辐射强烈吸积拱盘（回温盘）。它是由Lachaeland等人（2003年）使用双层圆盘方法建模的，该方法包括通过粘性耗散和外部辐射源加热。该盘由直接由盘的中心部分的粘性发光体加热的表面层和由粘性加热以及由来自表面的再处理辐射加热的内部制成。这个模型令人信服地解释了某些FU Orionis天体在1-200微米范围内的红外过量，并支持有时被用来解释中红外和远红外过量的回温盘假说，其起源仍在争论中。仍然需要详细的模拟的垂直辐射transfer在回暖的存在下，以证实这些结果，并在光谱上约束的属性，强烈吸积盘。
2004-04-05 astro-ph
Irradiation of accretion discs in active galactic nuclei due to warm absorber
在许多活动星系核中可以看到具有相当光学深度的暖吸收体的存在。我们发现，这种介质可能会影响显着的光学/紫外光谱的活动星系核的后向散射的一小部分，总辐射通量朝向磁盘表面。我们详细考虑的情况下，当磁盘延伸到一个边缘稳定的轨道，所有的发射来自磁盘表面和散射介质形成一个圆锥对称轴周围。光盘照射的结果更平坦的光学/紫外连续比预测的标准光盘模型。该效果取决于总的光学深度的温暖的吸收剂和该介质的特定的密度分布，因此，光学/UV连续的分析允许获得互补的软X射线数据分析中获得的温暖的吸收剂的约束。我们给出了两个典型源RE J1034+396和PG 1211 +143的结果，以及Richards等人从SDSS获得的最蓝复合类星体谱。
2004-09-09 astro-ph
Launching of resistive magnetic protostellar jets
湍流的吸积盘是年轻星体喷流最可能的来源。使用扩展版本的ZEUS-3D代码中的轴对称选项，我们调查的磁盘风到准直射流的演变。随着磁扩散率的增加，电阻性喷流的传播速度变慢，准直度降低。在模拟中包括的阻力盘激发持久的，准直良好的射流。
2003-11-03 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
Mass Limits to Primordial Star Formation from Protostellar Feedback
最初的恒星有多大？这个问题对于星系形成和宇宙再电离具有根本的重要性。在这里，我们考虑如何原恒星反馈可以限制形成恒星的质量。为此，我们必须了解原始原恒星的吸积速率，它们和它们的反馈输出如何演变，以及这种反馈如何与下落的物质相互作用。我们用“等熵吸积”模型来描述吸积速率：吸积速率起初很大（当m_* =1 M_sun时~0.03 M_sun/yr），随着m_*^{-3/7}而下降。原恒星的演化是用一个跟踪恒星总能量的模型来处理的。与以前的研究相比，一个关键的区别是允许旋转的下降信封。这导致了恒星的光球条件和反馈的巨大差异。两个反馈机制被认为是：HII区域突破和辐射压力从莱曼α和FUV光子。辐射压似乎是抑制入流的主要机制，在20 M_sun附近动力学上变得重要。
2002-12-12 astro-ph
Accretion Disks around Young Objects. I. The Detailed Vertical Structure
讨论了具有典型金牛T星（CTTS）参数的恒星周围的吸积盘的性质，并给出了这些吸积盘的平均吸积率。假设圆盘是稳定的，几何薄的。湍流粘性系数表示使用阿尔法处方和主要的加热机制被认为是粘性耗散和辐射的中心星。能量通过辐射、湍流传导和对流传输。我们发现，来自中心恒星的辐射是主要的加热介质的磁盘，除了在最里面的区域，R小于2 AU。相对于纯粘性情况，辐射增加了外盘的温度。因此，外盘（R大于5 AU）变得不那么致密，光学上很薄，几乎垂直等温，温度分布T与R^{-1/2}成正比。外盘表面密度的减小使盘质量相对于纯粘性情况减小了4倍。此外，辐射倾向于使外盘区域相对于重力不稳定性稳定。
1998-06-04 astro-ph
The UV-Drag on Hadronic Hot Jets as the Origin of X-Ray Irradiation in AGN
研究了活动星系核中各向异性级联辐射的后果。各向异性级联是由质子在核射流中加速产生的。假设质子在吸积盘的紫外光子场中通过次级粒子的光生而冷却。大多数级联光子是在吸积盘的方向上产生的，导致强的高能辐射和可观测MeV光子的弱发射。原子核的湍流喷流会迅速破坏并保持无线电微弱，因此这种情况可以为理解无线电安静活动星系核的X射线光谱提供线索。
1994-11-21 astro-ph
On the Role of Irradiation and Evaporation in Strongly Irradiated Accretion Disks in the Black Hole X-ray Binaries: Toward an Understanding of FREDs and Secondary Maxima
我们研究了一个新的范例来解释在一些明亮的X射线新星的光变曲线中看到的指数衰减。这些系统在软X射线中表现出指数衰减，e折叠时间常数为~30 d。我们调查的情况下，物质蒸发成日冕是占主导地位的质量去除机制的吸积盘。我们利用的热蒸发的不稳定性发现的Szerov和Wehrse。首先，我们参数化本地质量损失率从磁盘（安装到垂直结构计算的光学薄结构使用光电离代码云），然后我们利用我们的数值时间依赖模型的衰变的缩放。通过调节蒸发的强度，可以产生衰变的~30 d e折叠时标和X射线nova光变曲线中出现的~1-3 d快速上升的次极大值。
2000-04-12 astro-ph
Models of Accreting Gas Giant Protoplanets in Protostellar Disks
我们考虑了气体巨行星在原行星盘中形成的模型，原行星盘由固体核和与其临界Hill球接触的气体包层组成，同时从周围的盘中吸积气体。我们假设光度仅来自气体吸积。我们将这种模型标记为A型，并跟踪它们的演化，其演化可能发生在类似于原恒星盘寿命的时间尺度上，直到气体快速吸积。我们考虑另一组模型，我们将其标记为B型，即自由表面，由引力收缩提供动力，同时通过盘吸积。我们发现这些模型迅速达到半径<~ 2 × 10 ^（10）cm，而没有随后的膨胀。我们推测，巨型行星形成最初是由A型模型描述的，直到气体快速吸积开始时，才过渡到B型模型。在标准模型中，原行星迁移在这种过渡附近往往是最有效的，它也从I型转变为II型。如果一种机制阻止了低质量原行星的I型迁移，那么在过渡质量区域附近可能会发生快速向内迁移。这样的原行星最终会在内盘区域经历II型迁移和进一步的吸积，可能成为亚木星的近轨道行星。注意到灰尘越多，质量越大的核心在预计迁移速度越快的过渡质量上花费的时间越长，这些可能更容易在近距离轨道上结束。我们发现原行星在后期阶段的亮度由环行星盘和原行星盘边界层决定。对于一个木星质量，亮度范围为10^-（1.5-4）L_sun$取决于进化阶段和外部条件。
2004-12-15 astro-ph
VV Pup in a low state: secondary-star irradiation or stellar activity?
目标。在极地的发射线显示复杂的配置文件，具有多个组件，通常归因于吸积流，线程区，吸积点，和照射的次级恒星。在低态极化中，吸积流和吸积斑的贡献率大大降低，这为研究次级星辐射或恒星活动的影响提供了机会。我们观察VV Pup在一个特殊的低状态，研究和限制的线形成区域的属性，并寻找色球活动和/或辐射的证据。方法.我们在ESO VLT+ FORS 1获得了相位分辨光谱，目的是分析发射线轮廓和径向速度作为轨道周期的函数。我们还量身定制的辐照次级恒星模型，比较预测和观察到的发射线，并建立线形成区域的性质。结果我们的观察和数据分析，当与模型相结合的辐照的二次星，表明，虽然弱的低电离金属线（FeI和MgI）可能是一致的辐照过程，占主导地位的巴耳末H的发射线，以及NaI和HeI，不能再现的辐照的二次星模型。我们赞成作为主要的形成区域和观测到的H，碘化钠，和他的发射线的原因，虽然一个线程区域非常接近L1点不能被排除。
2008-09-29 astro-ph
Spectral state transitions in low-mass X-ray binaries - the effect of hard and soft irradiation
在中子星和黑洞X射线双星中，两种光谱状态之间的转换，硬和软，通过热对流主导流（ADAF）吸积和磁盘吸积之间的变化信号。在少数情况下，在新星爆发的上升过程中观察到硬/软转变，大多数情况下，只有在光度下降过程中观察到软/硬转变。令人惊讶的是，第二次跃迁时的亮度总是低3到5倍。这种滞后的模型在前面的文件：它表明，这种开关在吸积模式在不同的质量吸积率，因此不同的亮度是由不同数量的康普顿冷却或加热的吸积盘电晕，因为它是由硬或软辐射从中央光源，分别照射。我们现在给出关于这种辐射的硬度和辐射效率的依赖性的详细结果。我们进一步讨论了所观察到的滞后盘的倾斜和可能的翘曲的影响。
2005-06-20 astro-ph
Global Models for the Evolution of Embedded, Accreting Protostellar Disks
迄今为止，大多数关于原恒星盘的分析工作都集中在那些与环境隔离的原恒星盘上。然而，观测现在开始探索恒星形成的最早、最嵌入的阶段，在此期间，盘从其母核迅速吸积，不能孤立地建模。本文提出了一个简单的高质量下落率原恒星吸积盘的单区模型。我们的模型结合了一个自洽的计算磁盘温度的近似处理的角动量输运通过两种机制。我们使用这个模型来调查的性质的原恒星盘在广泛的恒星质量和演化时间，并作出预测磁盘的质量，大小，螺旋结构，和碎片，将直接测试未来的大规模调查深嵌入磁盘。我们定义了一个无量纲的吸积旋转参数，结合磁盘的温度，控制磁盘的演变。我们跟踪角动量传输的主导模式，并证明，对于最终质量大于大约一个太阳质量的恒星，引力不稳定性是最重要的机制，因为大部分的质量积累。我们预测，通过磁盘裂变，磁盘碎片成小物体，和螺旋臂强度都增加了重要性，以更高的恒星质量的二进制形成。
2008-02-12 astro-ph
Is irradiation important for the secular evolution of low-mass X-ray binaries?
低质量X射线双星（LMXBs）中吸积产生的X射线辐照不仅可以改变LMXBs的光学外观，还可以改变它们的爆发性质，甚至可能改变它们的长期演化。在一个短暂的LMXB的吸积盘的外部部分的爆发过程中的照射导致爆发属性的急剧变化。就这些系统的长期演化而言，这些变化可能导致系统的质量和角动量损失增加，最重要的是，在中子星LMXB中，转移物质的利用效率要低得多，从而使中子星旋转成ms脉冲星。辐射的施主星可以不稳定的质量转移，并导致辐射驱动的质量转移周期，即长期的演变，其中辐射被忽略的演变截然不同。有人认为，辐射驱动的传质循环不能发生在系统中，这是短暂的，因为光盘的不稳定性，即特别是在长周期LMXB与一个巨大的捐助者。它还表明，无论是照射盘或施主星，单独直接照射是不够的。相反，通过散射吸积光度的间接照射必须在瞬时LMXBs中发挥重要作用，并且事实上，通过照射供体星来破坏短周期系统中的质量传递的稳定性是必要的。是否以及在何种程度上辐照LMXB确实改变其长期演化取决于一些未解决的问题，简要讨论了在本文的最后。
2008-03-14 astro-ph
On the Formation of Massive Primordial Stars
我们调查的形成，通过吸积的大规模的原始原恒星在10至300 Msun的范围。模型中使用的高吸积速率（4.4 x 10^{-3} Msun/yr）导致其结构和演化与现今的原恒星和原始零年龄主序星都有显著的不同。在半径的初始扩张（< 12 Msun）之后，原恒星经历了一个扩展的收缩阶段（高达60 Msun）。在大部分的吸积阶段，恒星表面是不可见的，因为光球层是在下降的包层中形成的。此外，重要的核燃烧不会发生，直到原恒星质量约80 Msun。当内部光度接近爱丁顿光度时，原恒星半径迅速扩大，在100 Msun左右达到最大值。表面层电离的变化会引起第二阶段的收缩，当恒星质量达到约300 Msun时，由于辐射压而最终膨胀。这种膨胀可能标志着主吸积阶段的结束，从而为在这些条件下形成的原恒星质量设定了上限。
2001-09-21 astro-ph
The Youngest Stellar clusters Clusters associated with massive protostellar candidates
我们报告的217个大规模的原恒星候选人，其中34个集群是新发现的54个嵌入式集群的识别。嵌入式集群被确定为恒星表面密度增强的2 $μ$ m全天巡天（2MASS）数据。因为这些星团都与处于最早演化阶段的大质量恒星有关，所以星团也应该处于演化的早期阶段。因此，这些团簇的性质应该反映与其形成相关的性质，而不是它们的演化。对于每个集群，我们估计的质量，形态类型，光度和消光。我们研究中的星团，通过它们与大质量原恒星和大质量外流的联系，恢复了大质量恒星在第一代低质量恒星完成吸积阶段后开始形成的概念。此外，在这些星团中心观察到的高气体密度和吸积率与高质量恒星通过持续吸积到低质量恒星上而形成的假设一致。
2005-12-10 astro-ph astro-ph.SR
The Growth & Migration of Jovian Planets in Evolving Protostellar Disks with Dead Zones
类木行星在迁移过程中在其原行星盘中的生长是太阳系外行星观测中需要解决的重要问题之一。在标准气体盘模型中对行星迁移的研究通常表明，迁移速度太快，无法形成类木行星，而且这种迁移的行星核心通常会在不到百万年的时间内陷入中心恒星。在以前的工作中，我们已经表明，在原行星盘中一个电离差、粘性较低的区域，称为死区，减缓了固定质量行星的迁移。在本文中，我们扩展了我们的数值计算，包括死区的演变与磁盘，以及行星形成通过吸积的岩石和气体物质。使用我们的辛积分器气体动力学代码，我们发现，死区，即使在不断发展的磁盘，其中迁移的行星增长吸积，仍然发挥着根本性的作用，在拯救行星系统。我们证明，木星行星形成在2.5万年内的磁盘，是十倍以上的最小质量的太阳星云（MMSN）的不透明度减少，而不是减缓迁移人为的质量。我们的模拟表明，初始质量与MMSN相当的原行星盘只产生海王星质量的行星。我们还发现，行星迁移并没有帮助核心吸积在寡头星子吸积的情况下，因为它是在失控吸积的情况下预期。因此，我们预计，只要我们考虑寡头增长，即使是迁移的原行星，也需要降低不透明度（或其他机制）来解决形成时间尺度问题。我们还指出了一个死区在解释长寿命，强烈吸积气体盘可能的作用。
2008-09-22 astro-ph
Supersonic turbulence, filamentary accretion,and the rapid assembly of massive stars and disks
我们提出了一个详细的计算研究组装的原恒星盘和大质量恒星的分子云超音速湍流。我们遵循的演化大规模的星系团形成的团块到原恒星的长度尺度的非常高的分辨率，三维自适应网格细化（AMR）模拟，并显示如何吸积盘和大质量的恒星在这样的环境中形成。我们发现，一个最初拉长的云核，它有一个轻微的旋转，从斜激波崩溃第一丝，后来发展成一个湍流盘接近中心的细丝。持续的大规模流动与暗条一起震荡，维持了暗条内部的高密度和压力，冷却暗条内部的物质经历了引力坍缩，并由外向内组装成一颗大质量的原恒星。我们的模拟结果表明，这种附加吸积会产生高达10^-2 Msol/yr的质量吸积速率和超音速的高速下落速度。在这些速率的吸积是由一个数量级比那些发现在半解析study.Our模拟高，可以淬火的辐射场的不断增长的大质量的年轻恒星，包括一个全面的重要的化学和辐射过程，如冷却的分子线发射，气体尘埃相互作用，在光学厚制度的辐射扩散，以及H2的形成和离解。因此，我们能够探测，第一次，在所有尺度上的相关物理现象，从那些表征的团块到原恒星的核心。
2006-09-15 astro-ph
