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
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation. II. Modelling the Submillimeter Emission from Pre-Protostellar Cores
我们模拟了前原恒星核中尘埃的发射，包括对每个输入密度分布的温度分布的自洽计算。模型密度分布包括Bonnor-Ebert球和幂律。Bonnor-Ebert球体很好地拟合了我们建模的所有三个核心的数据。尘埃温度下降到非常低的值（$\Td \sim 7$ K）在这些核心的中心，强烈影响尘埃排放。与早期假设尘埃温度恒定的模型相比，我们的模型表明中心密度较高，密度相对恒定的区域较小。事实上，对于L1544，不能排除类似于奇异等温球体的幂律密度分布。对于本文模拟的三个源，似乎有一个不断增加的中心凝聚的序列，从L1512到L1689B到L1544。两个密度较大的核心L1689B和L1544有收缩的光谱证据，表明前原恒星核心的演化顺序。
2001-04-13 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 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 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
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
Study of galaxy cluster properties from high-resolution SPH simulations
本文介绍了利用高分辨率绝热SPH宇宙学模拟研究星系团动力学性质的一些结果。从我们的数值集群的结果进行了测试，对分析模型经常使用的X射线观测：$β$模型（等温和多变）和那些基于通用暗物质配置文件。我们发现一个普遍的温度分布，与AMR气体动力学模拟的星系团。温度从中心到维里半径降低2-3倍。因此，等温模型（例如$β$模型）与模拟数据的拟合非常差。此外，气体熵分布偏离中心附近的幂律，这也是非常好的协议与独立AMR模拟。因此，如果未来的X射线观测证实星系团中的气体有一个扩展的等温核心，那么就需要非绝热物理学来解释它。
2003-09-22 astro-ph
Driven and Decaying Turbulence Simulations of Low-Mass Star Formation: From Clumps to Cores to Protostars
分子云被观察到是湍流的，但这种湍流的起源还没有很好的理解。因此，有两种不同的方法来模拟分子云，一种是在初始化后允许湍流衰减，另一种是驱动湍流。我们使用的自适应网格细化（AMR）代码，猎户座，进行高分辨率的模拟分子云核心和原恒星的环境驱动和衰减湍流。我们包括自重力，使用正压状态方程，并表示区域超过最大网格分辨率与汇粒子。我们分析了束缚核的性质，如大小，形状，线宽和转动能，我们发现与观测合理的协议。在高分辨率下，两种情况下不同的核吸积速率对原恒星系统的发展有着重要的影响。在一个衰减的湍流环境中形成的团块产生高多重性的原恒星系统与Toomre-Q不稳定盘，表现出竞争性吸积模型的恒星形成的特点。相比之下，核心形成的背景下，不断驱动的湍流和维里平衡形式较小的原恒星系统，具有较少的低质量的成员。我们对驱动和衰减湍流的模拟显示出一些统计上的显著差异，特别是在褐矮星和核心旋转的产生方面，但不确定性足够大，我们无法得出结论，观察结果是否有利于其中一个。
2008-06-05 astro-ph
Fragmentation and Star Formation in Turbulent Cores
我们使用高分辨率3-D自适应网格细化（AMR）流体动力学（Truelove等人，1997，1998; Klein，1999）。我们认为，以前的结论云碎片化的条件具有有限的适用性，因为他们不允许的非线性密度和速度扰动是无处不在的分子云核心。在过去的一年里，我们已经开始模拟边缘稳定的湍流核心的演变。这些模型的半径，质量，密度对比，湍流线宽，和预测的速度梯度与低质量分子云核心的观察一致。我们的模型是在时间上演变的自引力流体动力学AMR使用正压状态方程，该模型从等温到绝热状态方程的过渡。我们研究所产生的原恒星碎片的几个属性，并讨论了在现实的云核的碎片化过程的定性性质：从单到二进制和多星的过渡;错位的二进制系统的形成;和灯丝形成中所扮演的角色形成恒星。
2000-07-21 astro-ph
3D AMR Simulations of Point-Symmetric Nebulae
在生命的尽头，像我们的太阳这样的低质量恒星会失去大部分质量。由此产生的行星状星云呈现出各种各样的形状，从球形到高度两极。根据广义的相互作用恒星风模型，这些形状是由于非常快速的稀薄外流和早期缓慢的质量损失阶段留下的密集环境之间的相互作用。以前的分析和数值计算工作表明，这种机制可以很好地解释圆柱对称星云。然而，许多星周星云具有多极或点对称的形状。通过二维计算，艾克表明，这些看似神秘的形式可以很容易地通过双风模型再现，在该模型中，约束盘被扭曲，正如预期的那样，在辐照盘中发生。在这里，我们提出了扩展到完全三维自适应网格细化模拟这样的相互作用。
2003-11-17 astro-ph
Observations and Modeling of the 2-25um Emission From High Mass Protostellar Object Candidates
这是一份关于年轻的大质量原恒星候选者在其最嵌入和模糊阶段的详细建模报告。我们在双子座天文台使用热区相机和光谱仪（T-ReCS）对G11.94-0.62，G29.96-0.02和G45.07+0.13中的三个候选大质量原恒星天体进行了窄带中红外成像。这些光源通过多达11个窄带滤光片成像，在整个2- 25 um红外范围内对其SED进行采样。这是第一次，我们已经适应了大规模的原恒星与模型，考虑到偏离球对称的下降信封观察到的SED。通过这种方式，我们已经能够从模型中得出这些大质量恒星生命最早阶段的详细物理参数。我们的详细模型表明，大质量恒星的形成可以以与低质量恒星形成非常相似的方式进行。
2005-08-17 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
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
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
Protostellar Turbulence Driven by Collimated Outflows
大多数恒星被认为是在星团中形成的。在密集的分子云团中，团簇形成受到超音速湍流的强烈影响，也许是受控的。我们以前已经表明，在活跃的团簇形成的地区的湍流是迅速转变的形成恒星通过原恒星流出，和流出驱动的原恒星湍流的环境中，大多数的集群成员的形式。在这里，我们采取初步措施，通过3D MHD模拟的原恒星湍流的全球性的量化。我们发现，准直流出更有效地驱动湍流比球形流出，携带相同数量的动量。重力在形成湍流方面起着重要作用，在集群形成区域产生下沉运动，平衡流出驱动的向外运动。由此产生的准平衡态通过缓慢的恒星形成速率来维持，每自由降落时间总质量的一小部分转化为恒星，低至百分之几。磁场在动力学上是重要的，即使在磁超临界团块中，只要它们的初始强度不远低于静态云支持的临界值。我们发现，质量加权PDF的体积密度往往是，虽然不总是，近似对数正态分布。柱密度的PDF更强烈地偏离对数正态分布。在原恒星湍流的速度功率谱中有一个显著的突变，这可能提供了一种将其与其他类型湍流区分开来的方法。
2007-03-07 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 and Evolution of Molecular Clouds. I: Algorithm and First Results
我们提出了一系列的分子云的碎片，导致形成一个集群的原恒星核心的模拟。这些模拟的目的是解决一个特定的数值问题，称为人工破碎，困扰SPH模拟云破碎。我们认为这是一个需要解决的严重问题，解决这个问题的唯一合理和实用的方法是使用一种相对较新的技术，称为粒子分裂。我们最大的模拟具有256^3个粒子的有效分辨率（远远高于大多数以前的SPH模拟云碎裂），并导致形成一个包含约3000个原恒星核心的致密星团。这是第一次在整个系统中正确地解决Jeans质量的模拟，从而防止人为的分裂。
2005-12-02 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
Protoplanetary disk fragmentation with varying radiative physics, initial conditions and numerical techniques
我们回顾了最近的结果SPH模拟的引力不稳定性的气体原行星盘，强调热力学的作用，在孤立和二元系统。在文献中出现的相互矛盾的结果，关于磁盘碎片在几十个AU的中心恒星可能是由于辐射物理的不同处理，以及反映不同的初始条件。要想在这方面取得进一步进展，就需要在不同的规范之间进行广泛的比较，并要求采用相同的初始条件。它讨论了如何在最近的SPH模拟在$R < 25$ AU进行破碎的磁盘的本地条件与分析模型的预测大致一致，与小的差异可能有关的分析模型无法解释三维螺旋冲击的动力学和热力学。我们报告说，从根本上不同的自适应流体动力学代码，SPH和自适应网格细化（AMR），在一个简单的情况下，等温状态方程在可比的分辨率磁盘碎片产生非常相似的结果。AMR代码中的大量细化是必要的，但不足以正确地跟踪碎片，而是网格的初始分辨率足够高，以捕获最强螺旋模式的波长，当它们仍然几乎是非线性的是必不可少的。这些测试代表了一个有用的基准，并为即将到来的代码与现实的辐射物理比较的起点。
2007-10-19 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 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
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
SPH simulations of star/planet formation triggered by cloud-cloud collisions
我们目前的结果，流体动力学模拟的恒星形成触发的云-云碰撞。在恒星形成的早期阶段，低质量的天体在原恒星盘中由于引力不稳定而形成。这些低质量物体中有一些在亚恒星质量范围内，包括一些行星质量的物体。在我们的模拟中，导致低质量物体形成的盘不稳定性是盘与盘之间相互作用和/或盘与周围气体之间相互作用的产物。
2008-02-28 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
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$取决于进化阶段和外部条件。
2004-12-15 astro-ph
Protostellar Evolution during Time Dependent, Anisotropic Collapse
原恒星的形成和坍缩涉及到物质在磁场、自引力和自转的作用下同时流入和流出。我们使用自相似技术，自洽模型的各向异性崩溃和流出的一组角度分离的自相似方程。在我们的模型中，外流是相当强的，速度与半径成比例地增加，并且在中心奇点发展所需的有限时间内，物质形式上逃逸到无穷大。易分析的坍缩模型主要限于既没有磁场也没有旋转的球对称坍缩。其他分析通常采用广泛的数值模拟，或微扰或准静态技术。我们的模型是唯一的作为一个精确的解决方案的非定常方程的自引力磁流体，其特点是共存的区域的流入和流出。我们的模型的速度和磁拓扑是四极的，虽然偶极的解决方案也可能存在。我们提供了一个定性的模型，这样一个国家的起源和随后的演变。然而，一个中央奇点形式在晚的时候，我们希望晚的时间行为将主导的奇点，而不是依赖于其初始状态的细节。因此，我们的解决方案可能具有吸引子的性质，在更一般的自相似类中。
2001-08-28 astro-ph
Structure of Protostellar Collapse Candidate B335 Derived from Near-Infrared Extinction Maps
本文利用HST/NICMOS和W.M.的数据对暗球B335进行了近红外消光研究。凯克天文台。这些数据允许一个新的定量测试的“由内而外”的崩溃模型，以前提出的解释分子线的轮廓朝这个区域观察。我们发现，密度分布的形状是很好地匹配的崩溃模型，但消光量对应于更大的列密度比预测。一个不稳定的Bonnor-Ebert球，其无量纲外半径xi_max=12.5+/-2.6提供了一个同样好的密度分布描述，并且在数据采样的半径范围内与坍缩模型没有区别。由嵌入的YSO驱动的双极外流对通过核心的消光有重要影响，并且将外流模拟为具有恒定开口角的中空双极锥提供了与观测结果的良好匹配。完整的exinction地图是很好地再现了一个模型，包括流入和流出，和额外的20%的分散，可能会导致剩余湍流运动。该拟合模型的入流半径为R_inf=26”+/-3”（250 pc距离为0.031pc），出流锥半开角为alpha=41+/-2度。拟合的下落半径与分子线观测结果一致，并支持密度结构的由内而外塌缩解释。流出的拟合开度角比在CO排放中观察到的略大，这可能是因为在低速下，CO流出锥的全部范围与环境核心排放混淆。
2001-08-29 astro-ph
Modeling the Physical Structure of the Low Density Pre-protostellar Core Lynds 1498
Lynds 1498是一个前原恒星核心（PPC），也是最早发现分子耗尽和分化的天体之一。尽管对L1498进行了相当多的审查，但还没有对来自尘埃连续观测的辐射转移模型的密度和温度结构进行广泛的研究。我们提出了在850和450微米的L1498的深SCUBA观测，N2 H + 1-0跃迁的高分辨率BEARS图，N2 H + 3-2跃迁的CSO观测，以及C3 S 4-3跃迁的GBT观测。我们还提出了L1498和附近的PPC已在远红外和亚毫米波波长观察到的派生属性之间的比较。我们提出了一个更现实的治疗PPC加热不同的ISRF，Sisrf的强度，并包括衰减的ISRF由于尘埃颗粒在外半径的核心，Av。最佳拟合模型由一个中心密度为1 - 3 x 10^4 cm-3的Bonner-Ebert球体组成，R_o约为0.29 pc，0.5 ≤ Sisrf ≤ 1，Av约为1 mag，对于OH 8不透明度，温度分布接近等温，约为10.5 K。C3 S发射显示中心耗尽空穴，而N2 H+发射中心峰值。所观察到的C3 S和H2 CO的消耗、适度的N2 H+丰度以及比其他建模的PPC低一个数量级的中心密度表明L1498可能是形成PPC。我们推导出的温度和密度分布将改善分子线观测的建模，这将解释核心的运动学和化学状态。（节略）
2005-05-09 astro-ph
Protostellar Collapse Induced by Compression
我们提出的低质量，等温，分子的核心，受到外部压力的增加$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
High-resolution simulations of clump-clump collisions using SPH with Particle Splitting
我们调查，通过数值模拟，恒星形成的现象引发的低质量分子团之间的低速碰撞。使用SPH代码，满足牛仔裤条件，通过调用在飞行中的粒子分裂进行模拟。团被建模为稳定的截断（非奇异）等温，即Bonnor-Ebert，球。碰撞的特征是M_0（团块质量）、b（偏移参数，即碰撞参量与团块半径的比值）和M（马赫数，即碰撞速度与有效激波后声速的比值）。气体订阅正压状态方程，这是为了捕捉（i）碰撞前的内部速度色散与团块质量的缩放，（ii）后冲击辐射冷却，和（iii）绝热加热在光学厚的原恒星碎片。在所研究的不同碰撞中，恒星形成效率在10%~ 30%之间变化，并且随着M_0的减小，b的减小，M的增大而增大。当b<0.5时，碰撞产生冲击压缩层，这些层碎裂成细丝。原恒星物体然后从丝状体中凝聚出来并从中吸积。由此产生的吸积速率很高，在最初的1到3 x 10^4年内为1到5 x 10^{-5} M_sun_yr^{-1}。暗条中的密度n >~ 5 x 10^5 cm^{-3}，足以在附近的恒星形成区用NH_3或CS线辐射绘制它们的地图。
2007-03-08 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
The baseline intracluster entropy profile from gravitational structure formation
星系团中热气体的径向熵分布在团核以外的半径方向上遵循幂律。在这里，我们提出了一个简单的公式，给出了在没有非引力过程（如辐射冷却和随后的反馈）的情况下形成的集群的幂律熵分布的归一化和斜率。它基于从四个独立的宇宙学模拟中得出的71个星系团，其中两个使用平滑粒子流体动力学（SPH），两个使用自适应网格细化（AMR），可以用作评估非引力过程对星系团核心外星系团内介质影响的基线。所有的模拟产生具有自相似结构的簇，其中熵分布的归一化与簇温度成线性比例，并且这些分布在0.2 r_200之外非常一致。由于观察到的星系团的熵分布与温度不成线性关系，我们的模型证实，非引力过程是打破模拟中看到的自相似性所必需的。然而，这里使用的两种代码发现的核心熵水平显着不同，AMR代码在集群中心产生的熵几乎是其两倍。
2005-11-09 astro-ph
The dust temperature distribution in prestellar cores
我们已经计算了尘埃温度分布，预计在一个pre-prostellar核心的阶段之前，引力不稳定性的发病。我们在这样一种近似中做到了这一点，即尘埃颗粒的加热完全是由于衰减的外部辐射场，而核心对于其自身的辐射来说是光学上薄的。这使我们可以考虑非球对称几何。我们预测我们的模型核心在毫米和亚毫米波长的强度分布，并与观测研究对象L1544进行比较。我们还开发了一个解析近似的温度中心的球对称核心，我们比较这与数值计算。我们的结果表明（与Evans等人2001年的结果一致），高视消光（> 30星等）核心的温度降低到低于8 K或大约为表面温度的一半。这导致了在1.3毫米短波长的地图上主要看到前原恒星核心的低密度外部。仅从这些地图推断出真实的密度分布是极其困难的。根据Ciolek & Basu（2000）的模型计算了预期的强度分布，并与L1544的观测结果进行了比较。与Ciolek & Basu（2000）采用的倾斜度相比，倾向于更高的倾斜度（37度而不是16度），该协议是好的。我们发现，分析近似的简单扩展可以合理准确地计算尘埃温度作为核心半径的函数，其密度分布接近Bonnor-Ebert球体的预期分布，并建议这可能是未来计算的有用工具此类核心中的气体温度。
2001-07-03 astro-ph
Modeling water emission from low-mass protostellar envelopes
在低质量恒星的形成过程中，水蒸气在星周物质的化学和能量平衡中起着关键作用。Herschel空间天文台将为观测源自各种激发能的水线提供可能性，我们的目标是模拟嵌入式低质量原恒星包层特征的旋转水线发射。探讨了影响水线发射的大量参数：光度、密度、密度斜率和水丰度，并采用球对称全辐射转移模型模拟了尘埃和水的发射。对于给定的密度分布，计算温度分布。H2O水平的人口和排放概况，反过来计算与非LTE线代码。分析结果以确定不同线的诊断价值，并与现有的观测结果进行比较。线路可分为：（i）光学粗线，包括基态线，主要对冷的外部敏感;（ii）高激发（E_u>200-250 K）光学细线，对热的内部丰度敏感;（iii）根据丰度从光学粗到光学细变化的线。尘埃通过在较高的频率下变得光学厚，以及通过泵浦光学细线，显著地影响水的发射。一个良好的物理模型的来源，包括正确的处理灰尘，是一个先决条件，推断水的丰度结构和可能的跳跃蒸发温度从观测。高激发态谱线可以探测内温包线（T>100 K），而激发态谱线和光谱分辨的基态谱线可以探测外温包线。对H218 O谱线的观测虽然很弱，但对丰度提供了更强的限制。
2008-05-06 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
Hydrodynamical Adaptive Mesh Refinement Simulations of Disk Galaxies
到目前为止，完全宇宙学流体动力盘模拟到红移为零只进行了基于粒子的代码，如GADGET，汽油，或GCD+。鉴于光滑粒子流体动力学（SPH）的传统实现（假定）的局限性，或者至少，它们各自的特质，重要的是探索SPH范式的补充方法来星系形成。我们提出了第一个高分辨率的宇宙盘模拟红移零使用自适应网格细化（AMR）为基础的流体动力学代码，在这种情况下，RAMSES。我们分析了模拟恒星盘的垂直加热，速度椭球，恒星星族，垂直和径向丰度梯度（气体和恒星），组装/陷落的历史，翘曲/lopsideness，磁盘边缘/截断（气体和恒星），ISM物理实现的时间和空间演化，并比较和对比这些属性与我们的样本的宇宙SPH磁盘，GCD+产生。这些初步结果是我们长期银河考古模拟计划中的第一个。
2008-08-30 astro-ph
Simulating hydromagnetic processes in star formation: introducing ambipolar diffusion into an adaptive mesh refinement code
考虑到模拟影响恒星形成的磁流体过程的重要性，我们早些时候开发了一种3D自适应网格方法，使我们能够在观察到的恒星形成区域的核心，圆盘和恒星的形成和演化过程中包括磁流体过程。在本文中，我们采取下一步在这个程序-即-开发一个修改版本的三维自适应网格细化（AMR）代码FLASH中的双极扩散的磁场在电离不良的分子气体的实施。我们使用单流体近似来简化数值计算。本文给出了一系列包括斜向等温和非等温C冲击的试验情况。我们还提出了一个研究的准静态崩溃的初始均匀，自引力，磁化球，最初支持其磁场对崩溃（即磁亚临界）。应用程序的前恒星的Bonnor-Ebert球的崩溃是在一个配套文件。
2008-10-01 astro-ph
Introducing a Hybrid Method of Radiative Transfer for Smoothed Particle Hydrodynamics
介绍了一种将辐射转移纳入光滑粒子流体动力学（SPH）的新方法，该方法建立在两种先前方法的成功基础上-Stamatellos等人（2007）设计的多方冷却近似和通量限制扩散（例如Mayer等人2007）。这种混合方法保留了其单个组件的优势，同时消除了对大气匹配或其他边界条件的需要，以将光学厚和光学薄区域结合起来。该代码使用一个非平凡的状态方程来计算SPH粒子的温度和不透明度，它捕获了分子氢解离，原子氢电离，He 0和He+电离，冰蒸发，尘埃升华，分子吸收，束缚-自由和自由-自由跃迁和电子散射的影响。该方法在几种情况下进行了测试，包括：（1）围绕0.5太阳质量恒星的0.07太阳质量原行星盘的演化;（2）1太阳质量原恒星云的坍缩;（3）静态均匀球体中温度波动的热松弛。
2008-12-01 astro-ph
Particle Splitting: A New Method for SPH Star Formation Simulations
我们发明了一种新的算法，用于自引力SPH星形成代码。新方法的目的是使SPH模拟能够自我调节其数值分辨率，即SPH粒子的数量;后者是使用Jeans条件（Bate & Burkert 1997）和气体的局部流体动力学条件计算的。我们应用我们的SPH粒子分裂代码云云碰撞模拟。第二章介绍了标准SPH码的性质。第3章讨论了标准代码的效率，因为这是适用于模拟旋转，均匀云与m=2密度扰动。第4章[astro-ph/0203057]描述了新方法及其已成功应用的测试。它还包含了粒子分裂在旋转云情况下的应用结果，如第3章所述，在那里，我们以很高的计算效率再现了大量粒子的FD代码和SPH模拟的结果。第五章从改变云质量、云速度和碰撞碰撞参量所产生的各种初始条件出发，详细叙述了所研究的云-云碰撞。在研究的大多数情况下，碰撞产生了细丝（类似于在附近的恒星形成区的氨中观察到的细丝）或细丝网络;原恒星的核心群是由细丝的碎片产生的。这些核心的吸积速率与0级天体相当。由于时间步长的限制，模拟在其演变的早期停止。这种机制的恒星形成效率是外推的时间，发现是10- 20%。
2003-07-28 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, II: Effects of a photodissociating background
我们研究了在分子氢离解紫外背景下原始恒星形成的各个方面。我们比较了一组AMR流体动力学宇宙学模拟使用一个单一的宇宙学实现，但在莱曼-沃纳带的紫外线背景强度的范围。这使我们能够研究莱曼-维尔纳辐射对抑制低密度下H2冷却的影响，以及在自洽宇宙学框架中坍缩核心的高密度演化。我们发现，光离解背景的增加导致在模拟中最大质量的晕中心的高密度气体的坍缩延迟，因此，在重子坍缩开始时，这个晕的维里质量增加。我们发现，与以前的结果相反，人口III恒星的形成是不抑制J $_{21} \geq 0.1$，但即使发生与背景高达J $_{21} = 1$。我们发现，尽管由于在$T=2-5 \times 10^3$ K下H2冷却速率的提高，降低了核心分子氢分数，但H2冷却导致坍缩。我们观察到的光离解背景的强度和吸积到不断发展的原恒星云核的速率之间的关系，与更高的LW背景通量导致更高的吸积率。最后，我们发现，在我们的模拟塌缩晕核心不碎片密度低于$n \sim 10^{10}$厘米$^{-3}$无论强度的LW背景，这表明第三族恒星形成的晕与T $_{vir} \sim 10^4$ K可能仍然形成隔离。
2007-09-28 astro-ph
Outflows and Jets from Collapsing Magnetized Cloud Cores
恒星的形成通常伴随着外流现象。有强有力的证据表明，这些外流和喷流发射的原恒星盘的磁旋转过程。在这里，我们报告我们的三维，自适应网格，磁流体动力学模拟崩溃，旋转，磁化Bonnor-Ebert球体的性质是直接从观察。在纯氢的情况下，没有外流被视为相反，我们目前的模拟显示流出的原盘表面在~ AU和喷流在~ 0.07 AU后，一个强大的环形磁场建立。在我们的模拟结束时延伸到~ AU的大规模外流由环形磁压力（弹簧）驱动，而射流由磁离心力（fling）驱动。在我们模拟的最后阶段，这些风仍然被限制在两个各自的激波阵面内。此外，我们发现喷流风和盘锚定磁场提取了相当数量的角动量从原恒星盘。我们云核的初始自旋被选择得足够高，以产生一个双星系统。我们确实发现了一个紧密的双星系统（分离~ 3R_sol），它是早期形成的环状结构碎裂的结果。这些原恒星的磁场强度达到~ 3 kG，在距离中心1 AU处达到约3 G，与最近的观测结果一致。
2005-12-13 astro-ph
