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
Can Protostellar Jets Drive Supersonic Turbulence in Molecular Clouds?
年轻恒星的喷流和外流被认为是分子云中超音速湍流的候选者。在这里，我们提出了多维射流模拟的结果，我们详细研究了从射流到周围环境的能量和动量沉积，并量化了激发湍流的速度概率密度函数的特性。我们的研究包括喷流-团簇相互作用、瞬态喷流和磁化喷流。我们发现，准直超音速射流不激发超音速运动远离附近的射流。超音速波动很快被衰减，不会扩散到母云中。相反，亚音速，非压缩模式占据了大部分的激发体积。这是一个普通的特征，不能被过密的射流或磁场完全规避。尽管如此，喷气式飞机能够在其云结构中留下强烈的印记，并能破坏密集的团块。我们的研究结果质疑准直射流在分子云中维持超音速湍流的能力。
2007-06-25 astro-ph
Protostellar mass accretion rates from gravoturbulent fragmentation
我们分析原恒星质量吸积率的恒星形成的重力湍流破碎的基础上，考虑到大量不同的环境的数值模型。在一个数量级内，质量吸积率近似等于平均热金斯质量除以相应的自由落体时间。然而，质量吸积率是高度随时间变化的，在原恒星核心形成后不久有一个尖锐的峰值。我们提出了一个经验指数拟合公式来描述质量吸积的时间演化，并讨论了由此产生的拟合参数。吸积速率的峰值与原恒星的最终质量成正相关。我们还研究了吸积率与湍流速度以及不同环境下驱动波数的关系。然后，我们比较我们的结果与其他恒星形成的理论模型和观测数据。
2004-02-18 astro-ph
Protostellar jets and magnetic diffusion
我们研究了磁扩散率影响下的盘风到准直喷流的演化。使用ZEUS-3D程序中的轴对称选项，我们解决了含时的电阻MHD方程的模型设置的一个中心恒星周围的吸积盘。圆盘作为与时间无关的质量流率和磁通量分布的边界条件。我们发现，扩散射流传播到周围介质中的速度较慢，很可能是由于较低的质量流率在轴向方向。在恒星附近，我们发现一个准定态在经过几百次（弱扩散）或几千次（强扩散）的圆盘旋转后演化出来。磁扩散率影响原恒星喷流结构，使其退准直，我们在洛伦兹力的框架下解释了这些效应。
2002-11-22 astro-ph
Stellar growth by disk accretion: the effect of disk irradiation on the protostellar evolution
年轻恒星的大部分质量都是通过吸积在它们周围形成的圆盘获得的，而圆盘是坍缩的原恒星云中角动量守恒的结果。吸积最初以10^{-6}-10 ^{-5} M_Sun/yr的高速率进行，导致盘的热内部对恒星表面的强烈照射，并导致本征恒星光度的抑制。在这里，我们调查这种光度抑制如何影响演化的原恒星属性。利用基于吸积星能量平衡的简单模型，证明了吸积盘辐射仅引起原恒星半径的轻微增加，在百分之几的水平。这样一个微弱的影响是由恒星的固有光度所起的次要作用来解释的（在辐射显著改变时）在原恒星的能量预算相比，恒星氘燃烧光度和流入的引力势能所带来的新鲜吸积材料。我们的研究结果证明了在以前的研究中，通过盘吸积的原恒星生长的辐射效应的忽视。其他一些活跃吸积的天体，如年轻的棕矮星和行星，其演化对辐射的影响也应该只有微弱的敏感性。
2007-11-12 astro-ph
A High-Resolution Very Large Array Observation of a Protostar in OMC-3: Shock-induced X-ray Emission by a Protostellar Jet
利用A配置的甚大阵列（VLA），我们获得了钱德拉X射线天文台在猎户座分子云3中的原恒星团中探测到的硬X射线源的高分辨率3.6 cm图。在X射线源附近探测到两个无线电连续源，这两个源都有近红外对应物。我们的结论是，这些VLA源是自由的自由发射产生的冲击在原恒星喷流从近红外I类原恒星。利用厘米数据，我们确定了原恒星喷流的功率和方向。发现X射线发射的中心位置偏离射流的激发源约1- 2”，并且位移在射流和分子流出的方向上。我们讨论了在激波阵面处的激波激发等离子体的X射线发射的性质，在激波阵面处，射流以~1000 km/s的速度穿过星际介质。
2004-01-07 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
Formation of protostellar jets - effects of magnetic diffusion
我们调查的磁盘风到准直射流的磁扩散率的影响下，假设在磁盘中的湍流模式也将进入磁盘电晕和射流的演变。使用ZEUS-3D程序中的轴对称选项，我们解决了含时的电阻MHD方程的模型设置的一个中心恒星周围的吸积盘。我们发现，扩散射流传播到周围介质的速度较慢。在恒星附近，我们发现一个准定态经过几百次（弱扩散）或几千次（强扩散）的圆盘旋转后演化。磁扩散率对原恒星喷流结构的影响如下。喷流极向磁场变得不准直。射流速度随着扩散率的增加而增加，而流体动力学流的准直程度保持或多或少相同。我们建议，质量通量是一个适当的示踪剂的程度，射流准直，并找到一个临界值的磁扩散率以上的射流准直是唯一的薄弱迹象。
2002-10-02 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
MHD Models of Axisymmetric Protostellar Jets
我们提出了一系列的轴对称的时间相关的磁流体动力学（MHD）模拟的冷却，过密的射流，与年轻的恒星物体的流出的属性的动机的传播的结果。各种各样的初始场强和配置进行了探讨稳定和随时间变化（脉冲）射流。在预冲击射流束中，即使是强度B < 60微G的明显弱的磁场也可以对动力学产生显著影响，例如通过改变由冷却气体形成的薄壳的密度、宽度和碎裂。线性分析预测，轴对称捏模式的MHD开尔文-亥姆霍兹不稳定性应该只增长缓慢的高度supermagnetosonic射流研究在这里，我们没有发现他们在我们的模拟证据。我们的一些模型出现不稳定的电流驱动的箍缩模式，但由此产生的压力和密度的变化在射流束中引起的并不大，使这种机制不太可能在射流束中的发射结的来源。在脉冲射流的情况下，径向环向应力将脉冲中的冲击射流材料限制在轴上，导致与纯流体动力学模型相比脉冲中的密度更高。
2000-03-08 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
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
X-ray and HeI 1.0830 mu emission from protostellar jets
上下文原恒星喷流的高能量，最近对这种流的X射线观测所暗示的，非常令人惊讶。推断的激波速度比以前已知的要高得多，因此对射流的驱动源提出了更大的能量需求。X射线发射喷流的统计数据仍然很差，但存在少数情况，这似乎意味着HeI 1.0830 μ发射和X射线辐射在给定源中的存在之间的相关性。目标。这种暂时的相关性需要证实和解释。如果HeI 1.0830 μ发射的喷流区域与产生X射线的喷流区域密切相关，则可以使用高分辨率红外光谱来观测研究喷流的热等离子体区域中的速度场。这将为测试和进一步发展中等速度（> 500 - 1500 km/s）星际冲击波的理论模型提供必要的证据。方法.由于已有足够的红外和X射线光谱数据，因此，来自嵌入的原恒星双星L 1551 IRS 5的HH 154喷流提供了一个案例研究。热X射线光谱被送入光电离代码计算，特别是，线发射的HeI和HI和占所观察到的不寻常的线强度比。结果先进的模型是能够占大多数可观的，但也显示出重大的弱点。这似乎不是不可能的，这些可以，在原则上，被克服的时间依赖的流体动力学计算与自洽冷却。然而，这种复杂的模型开发显然超出了本工作的范围。结论.连续的X射线观测，配合同步高分辨率红外光谱，是非常可取的。
2006-09-05 astro-ph
3-D Simulations of Protostellar Jets in Stratified Ambient Media
我们提出了全三维流体动力学模拟辐射冷却射流传播到分层等温环境介质的幂律密度和压力分布。所用参数主要适用于原恒星喷流，但也给出了适用于河外喷流的结果。与以前的模拟射流通过均匀介质进行比较。我们发现，辐射冷却射流传播到区域的环境介质具有增加的密度（和压力）梯度，周围的气体往往会压缩冷，低压茧的冲击材料，围绕光束和破坏弓形激波状结构的头部。压缩介质使喷流准直，并促进开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展，这些不稳定性通过沿射束的箍缩引起射束聚焦、摆动和内部行波$close$ $to$ $the$ $head$的形成。这与一些观测到的系统（如哈罗6- 5 B北喷流和HH 24 G喷流）的结构非常相似。对于喷流与环境密度比$η$较小的喷流（在$η$ =1、3和10时进行试验）和马赫数$M_a=v_j/c_a$较大的喷流（在$M_a=$ 12和24时进行试验，其中$v_j$是喷流速度，$c_a$是环境声速），这些影响较大。在密度（和压力）降低的环境介质中，光束准直性差，并松弛，变得微弱。这可以解释“不可见"的射流部分，比如母源和准直光束之间的间隙（例如，在HH 30喷气机中）。虽然，平均而言，射流传播到一个增加（减少）密度的环境减速（加速）的环境介质的冲压压力的增加（减少），我们发现，他们的传播速度有一个振荡模式。
1996-07-25 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
Protostellar Jets and Turbulence in Molecular Clouds: The Role of Interactions
我们提出了一系列的相互作用的碰撞辐射，流体动力学年轻恒星外流的数值研究。我们研究了碰撞碰撞参量对周围物质的加速度的影响，以及碰撞作为驱动湍流的机制在母体分子云中的流动各向同性的程度。我们的研究结果表明，高度的压缩流出的材料，实现通过辐射冲击附近的顶点的相互作用，防止重定向流出喷雾在一个大的空间区域。此外，碰撞降低了重定向流出物夹带并将动量传递到环境云中的能力。考虑流出碰撞的概率导致我们得出结论，个别低速化石流出是流出和云之间的主要耦合。
2005-12-19 astro-ph
Simulations of Evolving or Outbursting Molecular Protostellar Jets
分子喷流的运动学和辐射功率预计会随着原恒星吸积速率的永久性或偶发性变化而变化。我们在这里研究的后果不断发展的喷气功率的空间和速度结构，以及通量，从双极流出的分子排放。我们考虑密度迅速增加的喷流和质量输入突然中断的喷流。我们进行三维流体动力学模拟与原子和分子冷却和化学。在这项工作中，高度准直和剪切射流假设。我们发现，位置-速度图，速度通道图和相对H $_2$和CO通量可能是最好的指示器的演化阶段。特别是，CO线的速度宽度可能被证明是最可靠的，尽管经常引用的质量速度幂律指数可能不是。我们演示了相对H $_2$ 1- 0 S（1）和CO J=1- 0通量如何演变，并应用此来解释几个外流的相位。
2003-04-25 astro-ph
Hydrodynamic simulations of molecular outflows driven by slow-precessing protostellar jets
我们提出了流体动力学模拟的分子外流驱动的喷气机与一个长时间的进动，出于观察与年轻的恒星流出的弧状特征和S-对称性。我们不仅模拟了H2振动和CO转动发射线的图像，而且还模拟了原子发射的图像。密度截面显示出一个与旋进速率无关的颚状空腔。然而，在氢分子中，我们发现了有序的弓形激波链和蜿蜒的流光，这与快速进动的射流产生的混沌结构形成了鲜明对比。原子发射中一个特别重要的特征是气流中的一个停滞点，该停滞点保持在入口附近，并在射流掠过时改变形状和亮度。在目前的条件下，慢射流进动产生相对较高的质量分数加速到高速，也证明了在模拟CO线配置文件。以HH 222（连续带状）、HH 240（不对称弓形激波链）和RNO 43 N（突出空腔）为特征的许多外流结构可能与慢旋进模型有关。
2004-11-29 astro-ph
A Possible Mechanism for Wiggling Protostellar Jets from 3D Simulations in a Stratified Ambient Medium
大多数准直的超音速原恒星喷流显示出准直的摆动和多节的结构（例如，Haro 6- 5 B喷流），并经常显示出在该结构和终端弓形激波之间的长间隙。在少数情况下，没有这种终端功能的证据。我们提出了三维光滑粒子流体动力学模拟表明，这种形态可能是由于传播的冷却射流与非均匀的环境介质的相互作用。在周围气体具有增加的密度（和压力）梯度的区域中，我们发现它倾向于压缩围绕光束的冷的、低压的受冲击材料茧，破坏头部的弓形激波状结构，并增强光束聚焦、摆动和内部行波。在密度（和压力）降低的周围区域，流动变宽和松弛，变得非常微弱。这可以解释像Haro 6- 5 B喷气式飞机这样的系统中的“不可见”部分。在这些情况下，弓形激波可能是早期外流事件的遗迹，如前所述，或者是喷流在撞击周围介质的密度较大部分后重新出现的地方。
1996-02-06 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
Magnetic Field Effects on the Head Structure of Protostellar Jets
本文给出了超磁声、过密、辐射冷却射流的三维SPMHD数值模拟结果。两个初始的磁配置被认为是：（i）一个螺旋和（ii）一个纵向场。我们发现，磁场对辐射冷却射流的动力学和结构有重要影响，特别是在头部。螺旋形场的存在抑制了cluerical结构的形成，该结构被发现在纯流体动力学射流的头部发展。另一方面，嵌入在纵向磁场中的冷却射流在其头部保持团块状形态。这种破碎的结构类似于在HH喷流的弓形激波后面的HH物体中通常观察到的多节图案。这表明，一个强大的（均分）螺旋磁场配置被排除在喷头。因此，如果存在强磁场，它们在这些区域中可能主要是纵向的。在这两种磁配置中，我们发现茧的围压能够激发短波长MHD K-H箍缩模式，驱动低振幅的内部冲击沿梁。然而，这些冲击并不强烈，它们可能在HH喷流中观察到的亮结的形成中只起次要作用。
1997-09-10 astro-ph
YSO Jets and Molecular Outflows: Tracing the History of Star Formation
年轻恒星天体（YSO）的准直外流可以被视为驱动它们的吸积动力系统的示踪剂。在本文中，我回顾了一些理论和观测方面的YSO外流通过棱镜的问题有关的原恒星源。我解决的问题是：准直流出物可以被用作“化石”，允许恢复原恒星演化的历史吗？解决这个问题依赖于准确地识别理论工具和观测诊断的收敛，以提供独特的解决方案的原恒星物理。我讨论流出和源之间的潜在联系，包括时间和方向的变化，射流/分子流出连接，和磁场的影响。我还讨论了模型的射流/外流准直机制。
1998-04-29 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
On the Influence of Magnetic Fields on the Structure of Protostellar Jets
在这里，我们提出了第一个结果的全三维（3-D）MHD模拟辐射冷却脉冲（时变）射流的一组参数，这是适合于原恒星外流。考虑热气体近似$equipartition$中的不同初始磁场拓扑，即，(i)一个纵向的，和（ii）一个螺旋场，这两个渗透的射流和周围介质;和（iii）一个纯粹的环形场只渗透的射流，我们发现，脉冲射流的整体形态是不是很大的影响相比，不同的磁场几何形状的存在下，一个磁共振计算。相反，磁场往往会影响本质上的详细结构和发射性能背后的冲击在头部和脉冲感应的内部结，特别是对于螺旋和环形几何形状。在这些情况下，我们发现，例如，在内部结后面的$H_α$发射率可以比纯流体动力射流的发射率大大约三到四倍。我们还发现，一些功能，如鼻锥，经常发展在2-D计算涉及环形磁场的喷气头，是平滑或不存在的3-D计算。
2001-02-15 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
A Jet Model of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments
在恒星形成区的原恒星源负责驱动喷流的流速范围在300和400公里秒$^{-1}$。这类射流由高度准直的流出物组成，其中包括热结，其数密度估计大于其周围介质的数密度。另一方面，河外FR I喷流由低马赫数的轻流体组成，当磁化喷流辐射非热辐射时，轻流体穿过致密介质。原恒星和河外喷流都被认为是由吸积盘发射的。在这里，我们考虑一个喷流模型，其中共同的特点，原恒星和河外喷流被用来解释在银河系中心区域的非热灯丝的起源。我们认为，这些灯丝是类似于FR I河外源，但在恒星形成区域的嵌入式年轻恒星或恒星群发射。
2004-03-09 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
The First Jet in the Universe: Protostellar Jets from the First Stars
利用MHD嵌套网格模拟方法研究了由第一颗恒星形成驱动的原恒星喷流。我们从一个被均匀磁场渗透的5.1 × 10^4 Msun的缓慢旋转的球形云开始，追踪从中心数密度n = 10^3 cm^-3到n simeq 10^23 cm^-3的演化。我们计算了四种不同的初始磁场强度和角速度的模型。根据一维计算，在所有模型中，10^-3 Msun的原恒星都是在n-10^22 cm^-3处形成的。到这个时期，磁通量密度从初始值放大了10个数量级。因此，形成的原恒星拥有\sim 10 ^6 G的磁场，比现在的对应物的通量密度大得多，反映了原始气体云中磁场的耗散是无效的。如果初始磁场B > 10^-9（n/10^3 cm^-3）^2/3 G，则原恒星喷流被发射出来，当原恒星质量变为10^-3 Msun的（4-6）倍时，其速度达到\sim 70 km s^-1，一部分（3-10%）吸积物质被从中心区域吹走。由于这些喷出物与周围物质的相互作用，在喷流的两个头部都产生了膨胀的弓形激波。如果这股喷流继续扫除周围的气体，否则会吸积到中心恒星或拱星盘上，那么第一颗恒星的最终质量就会大大减少。此外，弓形激波后的致密激波后区可能促进化学反应（H2和HD的形成），这为早期宇宙中低质量恒星的形成提供了可能的环境。
2006-05-05 astro-ph
Discovery of [FeII]- and H2-emission from protostellar jets in the CB3 and CB230 globules
四个博克球在近红外线，通过窄带滤波器，集中在1.644微米线的[Fe II]，在2.122微米的H2线，和相邻的连续研究。我们报告的发现[FeII]和H2原恒星喷流和结的球状体CB 3和CB 230。CB 230中的[Fe II]-喷流由连续细长的发射特征定义，叠加在其上可以看到两个结;较亮的一个位于喷流的尖端。喷流的方向与大尺度CO外流的方向相同，并从嵌入年轻恒星物体的星云中出现。与此射流相关的H2排放比[Fe II]排放更微弱和更宽，并且可能来自射流通道的壁。在CB 3四个H2排放结被发现，所有对蓝移瓣的大规模外流。结的位置和蓝移的SiO（5-4）发射之间有很好的对应关系，证实SiO发射很好地跟踪了喷流。在另外两个目标CB 188和CB 205中没有发现线发射，尽管在CB 205中微弱的线发射可能隐藏在IRAS位置附近的弥漫星云中。在这个位置附近，发现了一小群（> 10）恒星，嵌入星云中。一个弥漫的喷流状功能附近的这一组，以前在文献中报道，已被分解成单个恒星。
2004-03-12 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
Protostellar Outflow Evolution in Turbulent Environments
恒星形成环境中的湍流与原恒星喷流之间的联系仍然存在争议。为了探索年轻恒星外流驱动的湍流和化石腔的问题，我们提出了一系列的数值模拟跟踪到湍流介质驱动的瞬态原恒星喷流的演变。我们的模拟显示了湍流对外流结构的影响，相反，外流对环境湍流的影响。我们演示了如何湍流将导致强烈的修改射流形态。更重要的是，我们表明，个别瞬态外流有能力重新激发衰减湍流。我们的模拟支持的情况下，定向能量/动量与腔体是随机的腔体被破坏的动力学不稳定性种子的环境湍流。考虑的能量功率谱的模拟表明，中断的腔电源的能量级联符合Burgers '型湍流，并产生驱动规模长度与腔传播长度。我们的结论是，化石腔相互作用的湍流介质或与其他腔有能力维持或创建湍流在恒星形成的环境。在最后一节中，我们将我们的工作和结论与以前的研究进行了对比，这些研究声称射流不能成为湍流的源。
2008-06-01 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
Formation of protostellar jets as two-component outflows from star-disk magnetospheres
轴对称磁流体动力学（MHD）模拟已被应用于调查的相互关系的中央恒星磁层和恒星风与周围的磁化磁盘流出，以及如何整体形成的大规模射流的影响。初始的磁场分布是两个分量的叠加-一个恒星偶极子和周围的磁盘磁场，无论是平行或反平行排列。相应地，质量外流是以恒星风加上盘风的形式发射的。我们的模拟从流体静力平衡的初始状态和初始无力的磁场配置。由于初始的差旋和强环向磁场的诱导，恒星偶极场膨胀并在大尺度上被破坏。恒星风和盘风可能演化成一对平行的外流。一个相当强的盘风分量的存在对于准直是必不可少的。从以前的数值研究中得知，盘状喷流将被恒星风去准直。在一些模拟中，我们观察到强烈的耀斑的产生触发的外流质量损失率的突然变化的一个因素，两个，也重新分布在径向分布的动量通量和射流速度在整个射流。我们讨论的假设，这些耀斑可能会触发内部冲击的渐近射流观察到的结。
2008-10-22 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
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
Jets from compact objects
本文评述了射流理论中的一些问题。这些包括喷流进动，无约束喷流，起源节，内部冲击模型作为一个统一的主题，从原恒星喷流到伽马射线暴，Blandford-Znajek和MHD盘风模型之间的关系，和磁加速模型中的喷流准直。
2000-03-03 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
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
Outflow Driven Cavities: Numerical Simulations of Intermediaries of Protostellar Turbulence
我们研究了灭绝的YSO喷流和广角外流产生的化石空腔的演化。化石空洞是由低速运动的环境（分子云）物质扫过而形成的椭圆形或圆柱形外壳。当YSO喷流或广角外流中的动量随时间衰减时，空腔形成，从而允许弓形激波或后掠壳减速到云中湍流速度附近的速度。在以前的研究中已经提出，空腔提供了射流/外流和云之间的有效耦合，因此，是云湍流可以重新激发的媒介。本文对动量通量随时间衰减的射流和外流进行了一系列数值模拟。我们比较模拟与衰减的动量通量与恒定通量。我们发现，衰减通量模型表现出减速的流出头和膨胀的空腔壁。它们还具有较低的密度对比度，比连续驱动的对应物寿命更长，更宽。模拟恢复所观察到的化石洞穴的基本属性。此外，我们提供的P-V图的合成观测表明，化石腔形成射流和广角流出的特点是线性的“哈勃定律”的扩张模式叠加在“马刺”的模式表示的头部的弓形激波。
2006-10-27 astro-ph
On the excitation of the infrared knots along protostellar jets
在冲击激发模型的框架下，给出并分析了三个不同恒星形成区（HH 24 -26、HH 72和BHR 71）的完整近红外（0.9-2.5微米）光谱。光谱以H_2的振转发射为主（振动态nu高达5，激发能T_ex高达35000 K），而来自电离物质的发射（可从[Fe II]和[S II]谱线识别）明显较弱。对H_2激发图的分析指出存在两种不同的激发区：在红外线上观测到的凝聚，其温度很少超过3000 K，可以用稳态C激波模型来模拟;而在红外线上观测到的Herbig Haro（HH）天体的凝聚，其温度分层的分量可达5000 K以上。本文成功地模拟了HH天体（HH 26 A、HH 72 A和HH 320 A）的H_2辐射，得到了其主要参数（预激波密度、速度）。然而，这些相同的模型无法再现所观察到的原子和离子发射，这可能是从一个不同的，也许更嵌入的区域相对于由H_2跟踪。这些地区的一些物理参数（部分电离，密度）已估计在HH 72，所观察到的离子线的基础上。
2004-02-17 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
A multi-wavelength study of a double intermediate-mass protostar - from large-scale structure to collimated jets
我们研究了一个先前发现的原恒星源，它深深嵌入并驱动着一个高能分子外流。震源UYSO 1位于IRAS 07029-1215附近，距离约1千秒差距。通过多波长观测，在UYSO 1的位置探测到了一颗双中等质量原恒星。除了相关的分子外流，与投影尺寸为0.25 pc，两个相交的近红外喷流，投影尺寸为0.4 pc和0.2 pc的被发现。然而，没有红外对应的驱动源可以检测到在敏感的近远红外观测。在干涉毫米观测中，UYSO 1被分解成两个连续源，具有高柱密度和3.5 Mo和1.2 Mo的气体质量，线性间隔为4200 AU。我们报告发现了一个H2O脉泽对两个来源之一。总光度粗略估计约为50 Lo，由两个分量共享，其中一个驱动分子外流，其动力学时间尺度不到几千年。两个单独部件的喷嘴未对齐。亚毫米波观测表明，该地区缺乏典型的热核化学。因此，我们发现两个原恒星的对象，其相关的拱星和母核质量足够高，表明他们可能会演变成中等质量的恒星。这是证实了他们与一个非常大的和充满活力的CO外流，表明高原恒星吸积率。外流的动力学时间尺度短，云核的原始化学成分和热核示踪剂的情况下，没有可检测的无线电连续辐射，以及非常低的原恒星光度认为一个非常早期的演化阶段。
2008-11-17 astro-ph
Jets Driven by Accretion Onto Spinning Black Holes
我们提出了一个克尔黑洞吸积驱动喷流的理论模型，并试图回答以下问题：为了驱动活动星系核中的相对论喷流，从一个旋转的黑洞及其吸积盘中可以提取多少能量？
2005-05-19 astro-ph
Magnetohydrodynamic Origin of Jets from Accretion Disks
综述了近年来磁流体动力学（MHD）理论和对吸积盘喷流起源的模拟研究。许多紧凑的天体会发出强大的、高度准直的、方向相反的喷流。包括活动星系和类星体的星系外射电喷流，双星中的老致密星，以及年轻恒星物体中的发射线喷流。人们普遍认为，这些不同的喷流是由旋转的、导电的吸积盘产生的，吸积盘被有序的磁场穿过。圆盘旋转所产生的磁场扭曲，通过磁力从吸积盘中抽取物质、角动量和能量来驱动喷流。理论上讨论了两个主要的制度，磁流体风有一个显着的质量通量，和坡印亭通量射流的质量通量是可以忽略不计的。在过去几年中，由于磁流体动力学模拟的进展，喷流模型取得了令人兴奋的新发展，现在可以研究来自吸积盘的喷流的起源-加速和准直。在磁流体风制度的模拟研究表明，外流加速接近其原产地，而准直发生在更大的距离。
1999-01-19 astro-ph
