Filaments, Collapse and Outflows in Massive Star Formation
我们目前的结果，从我们的数值模拟坍缩的大规模分子云的核心。这些数值计算表明，大质量恒星以超过10^-3 Msol/yr的质量吸积速率快速聚集，并证实了坍缩阶段的质量吸积比自相似坍缩解dM/dt ~ c^3/G预测的要有效得多。我们发现，在非湍流核的原恒星组装过程中，质量吸积达到20 - 100 c^3/G。此外，我们探讨了自洽结构的双极流出，产生在我们的三维磁化崩溃模拟。这些外流产生的空洞可以释放辐射压力，从而减少了由引力坍缩形成的大质量恒星的最终质量限制。质量吸积率的进一步增强来自于沿由超音速湍流运动建立的细丝的吸积。我们对坍缩湍流核的数值计算结果表明，质量吸积速率高达10^-2 Msol/yr。
2008-07-04 astro-ph
Does Turbulent Pressure Behave as a Logatrope?
我们提出了一个等温的湍流气体进行引力坍缩的数值模拟，旨在测试的“logatropic”行为的形式$P_t \sim \log ρ$，其中$P_t$是"湍流压力“和$ρ$是密度。为此，我们监测的演变的湍流速度色散$σ$的密度增加，在崩溃。对数各向异性行为将需要$σ\propto ρ^{-1/2}$，然而，这一结果在模拟中未得到验证。相反，速度分散度随着密度增加而增加，这意味着$P_t$的多变行为。这种行为在纯流体动力学和磁流体运动中都有发现。对于纯流体动力学和快速坍缩的磁情况，速度色散大致以$σ\propto ρ^{1/2}$的形式增加，这意味着$P_t\sim ρ^2$，其中$P_t$是湍流压力。对于缓慢坍缩的磁情况，行为接近于$σ\propto ρ^{1/4}$，这意味着$P_t \sim ρ^{3/2}$。因此，我们认为，对数熵的“状态方程”可能只代表在自引力和动力学支持之间的平衡的云的集合的统计上最可能的状态，但不足以代表的行为的“湍流压力”的云内经历动态压缩由于引力坍缩。最后，我们讨论了云（在平衡与动态）的基础物理模型的重要性所获得的结果。
1997-08-15 astro-ph
The Temperature of Interstellar Clouds from Turbulent Heating
为了评估湍流加热在星际云热平衡中的作用，我们将对数泊松湍流模型扩展到超音速湍流。该模型依赖于一个参数，d，解释为最耗散结构的尺寸。通过比较模型与超音速和超阿尔芬湍流模拟中湍流耗散率的概率分布，我们发现最佳拟合值d=1.64。我们应用这个不透明度模型的分子云，高质量恒星形成的核心，冷弥漫HI云的气体温度的质量加权概率分布的计算。我们的主要结果是：i）分子云中的平均气体温度可以解释为湍流加热的单独效应，而宇宙射线加热可能只在湍流加热低的区域占主导地位; ii）高质量恒星形成核心的平均气体温度，典型的半高宽为~6 km/s（对应于2.5 km/s的1D rms速度）可能完全由湍流加热控制，其预测平均值约为36 K，比没有湍流加热时的平均气体温度大2 - 3倍; iii）湍流加热的不稳定性可以在冷扩散HI云中产生足够的热区来解释观测到的CH+丰度，如果在1 pc尺度上的均方根速度至少为3 km/s，与以前基于不可压缩湍流的结果一致。由于它在分子云和高质量恒星形成核心的热平衡中的重要性，湍流加热过程可能是确定特征恒星质量和调节分子化学反应的核心。
2008-10-22 astro-ph
Star Formation in Turbulent Interstellar Gas
理解恒星形成过程是现代天体物理学的核心。几十年来，人们一直认为恒星的诞生主要是由引力和静磁支持之间的相互作用控制的，并受到双极扩散的调制。然而，最近，观测和数值计算工作都开始表明，控制恒星形成的是超音速星际湍流，而不是磁场。超音速湍流可以在全球范围内提供对引力坍缩的支持，同时它会产生局部密度增强，从而允许小尺度上的坍缩。银河系分子云中恒星诞生的效率和时间尺度强烈依赖于星际湍流速度场的性质，缓慢、低效、孤立的恒星形成是湍流支持的标志，而快速、高效、成团的恒星形成则是在没有湍流支持的情况下发生的。
2003-01-19 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
Centrally condensed turbulent cores: Massive stars or fragmentation?
我们提出了从中心凝聚湍流核心的大质量恒星的形成的数值研究。五个流体动力学模拟的结果进行了说明，崩溃的核心，碎片和小集群的原恒星的形成。我们生成了对应于幂律谱的两个不同的初始湍流速度场，其幂函数为k^{-4}和k^{-3.5}，并应用了两个不同的初始核心半径。计算包括完全等温塌缩和临界密度10^{-14}gcm^{-3}以上的非等温状态方程。我们的计算揭示了在湍流核心中，碎片比整体恒星形成的偏好。在所有的等温情况下，碎片化是普遍的。虽然磁盘碎片在很大程度上抑制在非等温运行由于初始密度和临界密度之间的动态范围小，我们的研究结果表明，一些碎片仍然存在。这与之前关于湍流核心导致单个大质量恒星形成的建议不一致。我们的结论是，湍流不能作为一个各向同性的压力项测量。
2005-02-23 astro-ph
Collapse-Driven Outflow in Star-Forming Molecular Cores
利用磁流体动力学模拟研究了磁化分子云核从逃逸坍缩到吸积的动力学坍缩过程。在逃逸坍缩阶段，被磁场线穿过的盘由于其自引力而收缩，其演化可以用自相似解很好地表达。中心密度在有限的时间尺度内大大增加，并达到在中心形成不透明核的密度。之后，物质吸积到新形成的核心（吸积阶段）。在此阶段，在没有磁场的云核中形成旋转支撑盘。相反，在磁化的云核中，圆盘继续收缩，因为磁场从圆盘转移角动量。它的旋转运动使螺旋磁场线缠绕。最终，形成强的环形磁场，并开始驱动外流，即使最初没有环形场分量。在原恒星候选者中观察到的双极分子外流自然可以用这个模型来解释。
1998-06-05 astro-ph
The Formation of Self-Gravitating Cores in Turbulent Magnetized Clouds
为了研究磁场在湍流分子云中自引力核形成中的作用，我们使用ZEUS-MP进行了高分辨率的三维超阿尔文湍流模拟。我们的超Alfvenic模型没有重力的统计性质同意以前类似的研究。包括自引力，我们的模型给出了以下结果。它们与Padoan & Nordlund的核心质量分布的湍流破碎预测是一致的。他们还证实，当地的引力坍缩是不能防止磁流体动力学波驱动的湍流，即使当湍流牛仔裤质量超过质量的模拟体积。对256^3和512^3区域模拟结果的比较表明，坍塌速率是收敛的。对模拟中形成的自引力核的分析表明：（1）所有形成的核都是至少一个数量级的磁超临界核。(2)在强超临界条件下，中心磁场强度与密度B_c propto rho_c^{1/2}呈幂律关系。(3)半径为R的核的比角动量j propto R^{3/2}。(4)大多数岩心呈扁长形和三轴形，与Gammie等人的结果一致。
2003-12-26 astro-ph
Turbulent Control of the Star Formation Efficiency
超音速湍流在分子云中起着双重作用：一方面，它有助于云的全球支持，而另一方面，它促进了小尺度密度波动的形成，可识别为团块和核心。在这些范围内，局部Jeans长度$\Ljc$减小，并且如果$\Ljc$变得小于团块尺寸并且磁性支撑不足（即，核心是"磁超临界“）;否则，团块不会塌陷，并且预计在几次自由落体后会重新膨胀和分散。这种情况可能对应于一小部分观测到的无星核心。恒星形成效率（SFE，云的质量的一部分，最终在坍缩的对象）小于单位，因为包含在坍缩团块的质量小于总的云质量。然而，在非磁性的数值模拟与现实的马赫数和湍流驱动尺度，超临界流体仍然是大于观测估计。磁场的存在，即使磁超临界，似乎进一步减少超临界流体，但通过减少核心形成的概率，而不是通过延迟崩溃的个别核心，如以前认为的。仍然需要将这些影响作为全球云参数的函数进行精确量化。
2004-09-22 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Turbulent Molecular Clouds
研究了湍流分子云中大质量星团的形成。我们包括人造恒星的形成和新生恒星的能量反馈。获得的系统不太可能存活。今后将进行个案研究，以确定形成结合集群的必要条件。
2001-06-01 astro-ph
Star Formation Efficiency in Driven, Supercritical, Turbulent Clouds
我们目前的恒星形成效率（SFE）的测量在超临界，理想的MHD，和非磁制度，其特点是他们的平均归一化质量-通量比$μ$，所有64金斯质量和类似的均方根马赫数（$\sim 10$）的驱动湍流的三维数值模拟。在大多数情况下，中等超临界运行与$μ= 2.8$有显着较低的SFE比非磁性的情况下，与整个分子云的观测估计（$\lesssim$ 5%超过400万年）。此外，随着平均场的增加，塌陷对象的数量减少，塌陷对象的中值质量增加。然而，最大的散射体质量系统地发生在弱场情况下$μ= 8.8$。随着平均磁场强度的增加，模拟中密度直方图的高密度尾部被压低。这表明，在磁性情况下，坍缩物体的数量较少，质量较大，可能是由于坍缩候选者的稀缺性更大，平均密度更低（意味着更大的金斯质量）。在这种情况下，弱场的作用是降低核心达到热金斯质量的概率，即使它是超临界的。因此，我们建议，SFE可能是单调减少的场强从零增加到亚临界值，而不是有一个不连续的过渡之间的子和超临界制度，并解决一个关键的问题是，是否在分子云的湍流驱动或衰减，目前的观测和理论证据支持（虽然不确定）的驱动制度。
2005-07-27 astro-ph
Stars Form By Gravitational Collapse, Not Competitive Accretion
关于恒星的形成，目前有两种主要的模型：引力坍缩理论认为，恒星形成的分子团，通常是数百到数千个太阳质量，分裂成气体核心，随后坍缩成单个恒星或小型多系统。相比之下，竞争吸积理论认为，所有恒星在诞生时都比典型的恒星质量小得多（约0.5太阳质量），最终的恒星质量是由随后从团中吸积的未结合气体决定的。竞争性吸积模型解释了褐矮星和自由浮动的行星，因为在吸积大量质量之前，原恒星从恒星形成的团块中喷射出来，预测它们应该没有盘，具有高速分散，并且更频繁地形成更密集的团块。他们还预测，平均恒星质量应该在银河系内变化。在这里，我们得出一个简单的估计竞争吸积率作为恒星形成环境的函数，部分基于模拟，并确定在什么类型的环境竞争吸积可以发生。我们发现，没有观察到的恒星形成区域产生显着的竞争性吸积，并显示竞争性吸积的模拟这样做，因为它们的性质不同于由观察确定的。我们的结果表明，恒星是通过引力坍缩形成的，并解释了为什么观测未能证实竞争吸积情景的预测。
2005-10-13 astro-ph
Dynamical Expansion of H II Regions from Ultracompact to Compact Sizes in Turbulent, Self-Gravitating Molecular Clouds
超致密H II区（UCHRs）的性质仍然很难确定。特别是，如果它们在年轻的大质量恒星周围形成，并持续一个动力学时间，大约10^4年，那么它们的数量级比预期的要多。在这里，我们进行三维数值模拟的H II区域的自引力，辐射冷却的气体，有和没有超音速湍流的膨胀。在层流的情况下，我们发现，H II区膨胀在坍缩的核心产生近球形壳，即使电离源是偏离中心的核心。这与幂律介质中爆炸波的解析模型相一致。在湍流的情况下，我们发现，H II区不中断的中央塌陷区，而是扫了一个壳的气体中发生进一步的崩溃。虽然这并不构成触发，因为被扫起的气体最终无论如何都会坍缩，但它确实使坍缩区域暴露在电离辐射之下。我们认为，这些区域的二次坍缩，这将不会全部本身形成大质量的恒星，可能会形成观察到的UCHR的大部分。由于较大的壳层需要超过10^5年才能完成其演化，这可以解决时间尺度问题。我们的建议得到了普遍观察到的UCHRs周围更弥散的辐射的支持。
2007-06-30 astro-ph
Turbulent Fragmentation and the Initial Conditions for Star Formation
超音速湍流将分子云（MC）破碎成一个非常复杂的密度场，密度相差几个数量级。一小部分气体被锁定在致密的引力束缚的核心中，这些核心坍缩成原恒星。这一过程可以通过对超音速自引力湍流的数值模拟来研究。在这项工作中，我们使用磁流体动力学（MHD），超声波，super-Alfvénic和自引力湍流的数值模拟计算坍缩的原恒星核心，这被选为局部密度最大值的质量分布。我们发现坍缩核心的质量分布与恒星初始质量函数（IMF）一致，这表明超音速湍流可能是IMF产生的原因。为了支持这一结论，我们还表明，数值选择的核心的物理性质与观察到的NH $_3$核心的属性是一致的，其磁场强度是一致的塞曼分裂测量。在湍流MC中，恒星形成是通过超临界核心的引力坍缩发生的，超临界核心由湍流形成，亚临界核心与恒星形成过程无关。
2000-11-11 astro-ph
Planetesimal Formation with Particle Feedback
千米大小的固体微行星形成机制的提出面临着长期的困难。仅通过凝聚产生星子的强大粘附机制仍然难以捉摸。较小固体的引力坍缩成微行星体的过程受到湍流气体的搅动。这篇论文描述了最近的工作，表明“粒子反馈”，即原行星盘中气体上的拖曳力的反作用，促进了粒子聚集，成为引力坍缩的种子。理想化的流动不稳定性证明了反馈产生粒子超密度的基本能力。更详细的数值模拟表明，湍流中产生的粒子过密度触发了微行星的引力坍缩。我们讨论了这项工作的令人惊讶的方面，包括大（超谷神星）质量的崩溃绑定集群，并发现MHD湍流艾滋病引力坍缩。
2007-10-11 astro-ph
Structure and conditions in massive star forming giant molecular clouds
大质量恒星在自引力分子云中形成星团。这些团簇的尺寸尺度足够大，因此在考虑其形成时必须考虑气体的非热或湍流运动。对这些云中气体和尘埃的毫米波射电观测揭示了一种复杂的自相似结构，反映了气体的湍流性质。然而，在原星系团中，对密集的结合核心存在差异。对这些核心周围气体运动学的研究表明，湍流的消散可能是恒星形成过程的第一步。另一方面，新形成的恒星通过它们的恒星风和外流补充湍流。这样，恒星的形成可能是自我调节的。观测和模拟开始证明云湍流在恒星群的形成和演化中起着关键作用。
2001-05-21 astro-ph
Supplementary Information for ``Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar discs''
本文件载有"湍流拱星盘中的快速星子形成“一文的参考补充资料。它包含15个部分（\S 1.1 -\S 1.15），涉及与主要论文相关的许多主题。我们详细描述了泊松求解器用于找到固体颗粒的自势，包括线性和非线性测试问题（\S 1.3）。耗散碰撞通过碰撞冷却（\S 1.4）从粒子的运动中去除能量，这种效应使引力坍缩发生在质量稍小的圆盘中（\S 1.7）。在\S 1.6中给出了巨砾引力坍缩的分辨率研究。我们发现，随着网格分辨率的增加，引力坍缩可以发生在质量逐渐减小的圆盘中，这可能是由于随着分辨率的增加，粒子网格自引力求解器的平滑度降低。在\S 1.10中，我们表明，当分析应用于5 AU和巨砾柱密度增加的区域时，它与Goldreich和Ward（1973）的稳定性分析非常一致，可以形成几百公里大小的天体。\S 11致力于测量巨石之间的随机速度和碰撞速度。我们发现我们的测量和分析理论之间的随机速度很好的协议，但测得的碰撞速度比分析理论预期的低3倍。将需要进行更高分辨率的研究，并改进考虑到周转运动的碰撞速度分析理论，以确定碰撞速度是否已经收敛。在\S 1.12中，我们提出了没有磁场的模型。巨砾层仍然表现出强烈的结块，由于流动的不稳定性，如果全球固体-气体比增加了3倍。引力坍缩和磁化圆盘一样容易发生。
2007-08-29 astro-ph
Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar discs
在星周气体盘中，行星形成的初始阶段是通过尘埃颗粒碰撞形成越来越大的天体（Safronov 1969）。这一过程如何从米级的巨砾延续到三米级的星子是一个主要的未解决的问题（Dominik et al. 2007）：巨砾粘在一起很差（Benz 2000），由于旋转速度较慢的气体的逆风，在几百个轨道上螺旋进入原恒星（Weidenschilling 1977）。固体成分的引力坍缩被认为可以克服这个障碍（Safronov 1969，Goldreich & Ward 1973，Youdin & Shu 2002）。然而，即使是低水平的湍流，也会抑制固体沉积到足够致密的中平面层（Weidenschilling & Cuzzi 1993，Dominik et al. 2007），但湍流必须存在才能解释原恒星盘中观察到的气体吸积（Hartmann 1998）。在这里，我们报告的有效的引力坍缩的巨砾在局部过密的区域中的中平面的发现。漂砾最初集中在湍流气体中的瞬时高压中（Johansen，Klahr，& Henning 2006），并且这些集中通过由气体和固体的相对流动驱动的流动不稳定性进一步增加一个数量级（Youdin & Goodman 2005，Johansen，Henning，& Klahr 2006，Johansen & Youdin 2007）。我们发现，引力约束的集群形式与质量相媲美的矮行…
2007-08-29 astro-ph
Remarks on Statistical Properties of the Turbulent Interstellar Medium
恒星形成星系中由超新星驱动的星际介质的雷诺数为$10^{6}$或更大。我们研究，通过自适应网格细化水和磁流体动力学模拟，涵盖了整个可用范围（从10千秒差距到亚秒差距）尺度，湍流星际气体的统计特性和最耗散结构的尺寸。的结构函数的比例是一致的对数泊松统计的超音速湍流的能量主要是通过冲击耗散。
2006-11-09 astro-ph
Star-forming cores embedded in a massive cold clump: Fragmentation, collapse and energetic outflows
大质量冷团的命运，它们的内部结构和崩溃需要被描述，以了解大质量恒星，恒星系统形成的初始条件，以及协会和集群的起源。我们探讨了恒星形成的开始在75 M_sun SMM 1集团在区域ISOSS J18364-0221使用红外和（亚）毫米观测，包括干涉。这个收缩的团块分裂成两个紧凑的核心SMM 1北和南0.05 pc半径，质量为15和10 M_sun，光度为20和180 L_sun。SMM 1南拥有一个在24和70微米处追踪的源，驱动一个高能分子外流，并在核心中心出现超音速湍流。SMM 1北没有红外对应物，显示出较低的湍流水平，但也驱动外流。这两个外流出现准直和秒差距尺度的近红外功能可能跟踪外流动力喷流。我们推导出质量外流速率至少为4 E-5M_sun/yr，外流时间尺度小于1E_4年。我们对SMM 1 South的HCN（1-0）模拟得到了0.14 km/s的下沉速度和3E-5 Msun/yr的质量下沉率。这两个核心都可能孕育着中等或高质量恒星的种子。我们比较衍生的核心性能与最近的模拟大规模核心崩溃。它们与由吸积光度控制的非常早期的阶段是一致的。
2008-12-11 astro-ph
Oscillation and Future Detection of Failed Supernova Neutrinos from Black Hole Forming Collapse
最近，恒星坍缩涉及大质量恒星形成黑洞，被认为会释放出与普通核心坍缩超新星相当的巨大中微子通量。我们调查他们的可探测性目前正在运行的中微子探测器，SuperKamiokande。中微子振荡也被考虑在内的评估。我们发现，事件数大于或相当于超新星中微子，因此，黑洞形成也是中微子天文学的候选人。此外，我们还发现事件数主要取决于计算黑洞形成时所用的状态方程。这一事实意味着，探测从黑洞祖先发射的中微子对于探索热和/或致密物质的状态方程的性质是非常有价值的。
2008-10-21 astro-ph hep-ph
Hypernovae, Black-Hole-Forming Supernovae, and First Stars
最近对核心坍缩超新星的研究揭示了两种不同类型的大质量超新星（SNe）的存在：1）非常高能的SNe（Hypernovae），其动能（KE）超过$10^{52}$ erg，大约是正常核心坍缩超新星KE的10倍; 2）非常微弱和低能量的SNe（E < 0.5 $\times$ $10^{51}$ erg;微弱超新星）。这两类超新星很可能是“形成黑洞”的超新星，带有旋转或非旋转的黑洞。我们比较它们的核合成产率与极贫金属（EMP）恒星的丰度，以确定流行III（或第一）超新星。我们发现，EMP星，特别是富C型，很可能是丰富的黑洞形成的超新星。
2005-06-24 astro-ph
Star Formation in Turbulent Molecular Clouds
综述了近年来恒星形成研究的新进展。一个一致的画面正在出现，那里的分子云形成湍流速度场和cluberous亚结构，在他们的形成过程中已经烙印。云最初由超音速湍流支持，但在短时间尺度上的大规模团块内消散，顺序是它们的局部动力学时间尺度。结果，这些团块坍缩并碎裂成星团。新形成的恒星随后的能量反馈过程将改变周围分子气体的热和运动状态，触发或抑制恒星形成，最终导致分子云的破裂。需要做更多的工作来更详细地了解这些过程。
2001-05-17 astro-ph
Influence of Cooling-Induced Compressibility on the Structure of Turbulent Flows and Gravitational Collapse
我们研究了高度可压缩湍流的性质，可压缩性产生于一个小的有效多变指数$γ_e$由于冷却。在小$γ_e$的极限下，激波处的密度跃变为$e^{M^2}$量级。在没有自引力的情况下，在中等可压缩的情况下产生的密度结构主要由激波分离的碎片组成，表现得像波，而在高度可压缩的情况下，清晰定义的长寿命物体状云出现。当动量方程中的强迫是纯可压缩的时，旋转能量随时间单调衰减，这表明涡拉伸项在将能量传递到旋转模式方面效率不高。这种性质可能是星际云中发现的低旋转量的起源。涡量的产生在很大程度上依赖于方程中的附加项的存在。在存在自引力的情况下，我们认为湍流可以产生$γ_e < 2(1-1/n)$的束缚结构，其中$n$是湍流压缩的典型维数。我们支持这一结果通过数值模拟，其中，足够小的$γ_e$，小尺度湍流密度波动最终崩溃，即使介质是全球稳定的。在超临界质量通量比的磁场存在下，该结果得以保持。在较大的多变指数下，湍流本身不能产生束缚结构，而坍塌只能在介质全局不稳定时发生。这个机制是区分原始星团和现今星团形成以及恒星形成效率低的一个可能的候选者。
1996-07-09 astro-ph chao-dyn comp-gas
