Brown Dwarfs from Turbulent Fragmentation
棕矮星的起源是恒星形成理论的重要组成部分，因为棕矮星的数量与太阳质量的恒星相当。有人认为BD起源于原恒星盘的引力碎裂，这是一种与氢燃烧恒星形成非常不同的机制。我们认为，BD是由湍流破碎过程形成的，就像更大质量的恒星一样。在湍流和恒星形成的数值模拟中，我们发现BD质量的引力不稳定密度峰通常由湍流形成。这些密度峰值坍缩成BD质量的物体，具有拱星盘，就像更大质量的原恒星。我们依靠数值实验非常大的分辨率，实现自适应网格细化（AMR）。本文所介绍的湍流模拟是第一次尝试AMR湍流实验，并实现了1024^3个计算区域的有效分辨率。恒星形成模拟达到了（10^6）^3计算区的有效分辨率，从5pc大小的云到分辨率低至1AU的原恒星盘。
2004-11-17 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 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
Star Formation from Turbulent Fragmentation
恒星的形成与分子云的动力学演化密切相关。湍流碎裂决定了原恒星核心形成的地点和时间，以及它们如何通过周围云物质的吸积收缩和质量增长。通过比较自引力等温气体的数值模型，估计湍流云中恒星形成的效率，空间分布和时间尺度，其中湍流假设已经衰减或以超音速在各种波长上驱动。没有持续补充或大尺度驱动的湍流会导致恒星以集群模式快速形成，而在小尺度上携带大部分能量的星际湍流会导致孤立的恒星形成效率低下。原恒星的吸积速率随时间变化很大，峰值为10^-5 M太阳/年。纯流体动力学湍流模型的团簇质谱比观察到的更陡，但当包括重力时变得相当。另一方面，致密核的质谱对于衰减和大波长湍流是对数正态的，类似于IMF，但在小尺度湍流的情况下是平坦的。
2000-11-10 astro-ph
Coronae & Outflows from Helical Dynamos, Compatibility with the MRI, and Application to Protostellar Disks
磁介导的磁盘外流是一个领先的范例，解释风和喷流在各种天体物理来源，但从哪里来的领域？由于平均磁通量的吸积在薄的湍流盘中可能是不利的，并且只有足够大规模产生的场才能在被湍流撕碎之前逃逸，因此原位场产生是期望的。非线性螺旋逆发电机理论可以提供电晕和外流所需的场。我们讨论了当代原恒星盘，其中的MRI（磁旋转不稳定性）可以驱动内部区域的湍流，和原始的原恒星盘，引力不稳定性驱动的湍流的影响。我们强调螺旋发电机与磁旋转不稳定性是相容的，并阐明了两者之间的关系。
2004-01-05 astro-ph
Mass Spectra from Turbulent Fragmentation
湍流碎裂决定了原恒星核心形成的时间和地点，以及它们如何从周围的云物质中收缩和增长。没有湍流驱动源的分子云区域，或者湍流在大尺度上被驱动的地方，在集群模式中表现出快速和有效的恒星形成，而在小尺度上携带大部分能量的星际湍流导致孤立的恒星形成，效率很低。在纯流体动力学超音速湍流中激波产生的密度波动的丛质量谱不能很好地用幂律拟合，并且在高质量端太陡，与观测数据不一致。当湍流模型中包括重力时，发生局部坍缩，并且谱随着团块合并在一起而向更大的质量延伸，幂律描述dN/dM ~ M^nu变得可能，斜率nu =-2。在纯引力收缩的情况下，团簇质谱较浅，nu = -3/2。然而，在没有湍流支持的地区，以及湍流在大尺度上得到补充的地区，原恒星核心的质谱可以很好地用对数正态分布或多个幂律来描述，类似于低质量和中等质量的恒星IMF。在小尺度湍流的情况下，与IMF相比，核心质谱对于所有质量都太平坦。
2001-06-19 astro-ph
Radial and vertical angular momentum transport in protostellar discs
原恒星盘中的角动量可以通过磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流径向传输，也可以通过大尺度磁场施加的扭矩垂直传输。我们提出了一个模型的稳态光盘，这两种机制在相同的半径，并推导出近似的标准，它们发生在双极扩散为主的光盘。我们获得“弱场”的解决方案-我们与MRI通道模式在分层光盘-并将它们转化为吸积解决方案，主要是径向角动量输运通过实施一个被动应力处方的基础上发表的数值模拟结果。我们还分析了“中间场强”的解决方案，其中径向和垂直运输在同一径向位置运行。然而，我们的研究结果表明，这种重叠不太可能发生在真正的光盘。
2007-06-28 astro-ph
A Solution to the Protostellar Accretion Problem
在大约太阳质量的年轻原恒星中观测到了10^-8 M_ \odot /yr量级的吸积速率，并有星周盘的证据。对于质量较小的原恒星，吸积速率明显较低，近似与恒星质量的二次幂\dot{M}_a ccr \propto M ^2成正比。传统观点认为，所观测到的吸积是孤立原恒星盘中角动量输运的结果，受盘湍流或自引力控制。然而，这些过程并没有得到很好的理解和观察到的原恒星吸积，恒星形成的一个基本方面，仍然是一个未解决的问题。在这封信中，我们提出原恒星吸积速率是由来自母云中大尺度气体分布的吸积控制的，而不是由孤立的盘演化控制的。描述这一过程的邦迪-霍伊尔吸积，我们得到的吸积率与观察到的。我们还再现了所观察到的吸积率对原恒星质量的依赖关系。这些结果是基于现实的周围气体密度和速度的值，从恒星形成的自引力湍流云的数值模拟推断。
2005-02-09 astro-ph
The Formation of Stellar Clusters: Mass Spectra from Turbulent Molecular Cloud Fragmentation
湍流碎裂决定了原恒星核心形成的时间和地点，以及它们如何从周围的云物质中收缩和增长。这个过程进行了研究，使用自引力分子云动力学的数值模型。没有湍流驱动源的分子云区域，或者湍流在大尺度上被驱动的地方，在集群模式中表现出快速和有效的恒星形成，而在小尺度上携带大部分能量的星际湍流导致孤立的恒星形成，效率很低。在纯流体动力学超音速湍流中激波产生的密度波动的丛质量谱不能很好地用幂律拟合，并且在高质量端太陡，与观测数据不一致。当湍流模型中包含重力时，局部坍缩发生，并且谱随着团块合并在一起而向更大的质量延伸，幂律描述dN/dM ~ M^nu变得可能，斜率nu <-2。在纯引力收缩的情况下，即在没有湍流支持的区域，团簇质谱较浅，nu = -3/2。然而，在没有湍流支持的地区，以及湍流在大尺度上得到补充的地区，原恒星核心的质谱可以很好地用对数正态分布或多个幂律来描述，类似于低质量和中等质量的恒星IMF。在小尺度湍流的情况下，与IMF相比，核心质谱对于所有质量都太平坦。
2001-04-07 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
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
Star formation in molecular cores III. The effect of the turbulent power spectrum
利用SPH方法研究了湍流功率谱（P（k）\propto k^{-n}，n=3，4或5）对低质量核碎裂的影响.我们采用初始密度分布和低水平的湍流的基础上观察，并为每个n值，我们进行了一个合奏的模拟与不同的初始种子的湍流速度场，以获得合理的统计。我们发现，当能量集中在更大的尺度（即更大的n）时，会形成更多的原恒星物体，并且有更高比例的低质量恒星和褐矮星。这与Delgado Donate等人最近的结果形成了直接对比，大概是因为他们采用了更高级别的湍流。
2006-02-28 astro-ph
Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs
我们认为，像太阳这样的低质量氢燃烧恒星有时应该形成大质量的扩展盘;我们表明，通过辐射流体动力学模拟，这种盘的外部部分（R>100 AU）可能在动态时间尺度上碎裂（10^3到10^4年），形成低质量的伴星：主要是棕矮星（BD），但也有非常低质量的氢燃烧恒星和行星质量的物体。一些以这种方式形成的BD仍然附着在主星上，以大半径运行。大多数通过相互作用释放到磁场中;这样做时，它们只获得低速色散（<2 km/s），因此它们通常保留小圆盘，能够记录红外过量并维持吸积。一些BD形成紧密的BD/BD双星，这些双星可以在弹射到磁场中后幸存下来。这种BD形成机制似乎避免了与“胚胎排出”情景相关的一些问题，并回答了“湍流碎裂”情景尚未回答的一些问题。
2007-08-21 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
Angular momentum transport in protostellar discs
原恒星盘中的角动量输运可以通过磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流径向地发生，也可以通过大尺度磁场穿过盘施加的扭矩垂直地发生。使用半解析和数值结果，我们构建了一个模型的稳态光盘，包括垂直运输的离心驱动风以及MRI引起的湍流。我们提出了这些机制中的任何一个发生在双极扩散为主的光盘的近似标准。我们推导出“强场”的解决方案，其中角动量运输是纯粹的垂直和“弱场”的解决方案，是分层光盘类似物的先前研究的MRI通道模式;后者转化为吸积的解决方案，主要是径向角动量运输时，我们实现了一个被动应力处方的基础上发表的数值模拟结果。我们还分析了“中间场强”的解决方案，其中两种运输方式在同一径向位置运行，我们的结论是，然而，这两种机制的显着空间重叠是不太可能发生在实践中。为了进一步推进这项研究，我们已经开发了一个通用的方案，也结合了霍尔和欧姆电导率制度的光盘与现实的电离结构。
2006-11-11 astro-ph
A turbulent MHD model for molecular clouds and a new method of accretion on to star-forming cores
我们描述了一系列的模拟结果的引力坍缩在一个动荡的磁化区域。选择的参数是分子云材料的代表。我们发现形成了几个密度高于平均密度的原恒星核心和纤维结构。细丝将高密度芯相互连接。此外，发现磁场强度与密度正相关，与最近的观测结果一致。我们的模拟合成通道地图，并表明，材料吸积到核心是沿着磁化的间接结构。这与S106最近的观测结果进行了比较，并与这些数据相一致。我们假设，这种沿着细丝吸积的机制可能为分子云核心提供了一种手段，使其增长到引力不稳定并坍塌形成恒星的程度。
2001-05-18 astro-ph
The Formation of Massive Stars from Turbulent Cores
观测表明，大质量恒星形成于表面密度非常高的区域，约为1 g cm^-2。包含大质量恒星的星团和球状星团的柱状密度相当。在这样一个柱密度的云中，总压为P/k~10^8-10^9 K cm^-3，远大于弥漫ISM中的总压或GMC中的平均值。观测表明，大质量恒星形成区是超音速湍流，我们表明，分子核心的个别大质量恒星的形式，以及。在这样的核心中，原恒星的吸积率近似等于恒星的瞬时质量除以吸积到恒星上的气体的自由落体时间（Stahler，Shu，& Taam 1980）。在这个湍流核心模型中，大质量恒星形成的时间是核心的几个平均自由落体时标，但大约等于核心所在区域的时间。大质量恒星形成的典型时间约为10^5年，其吸积速率高到足以克服恒星光度造成的辐射压力。对于我们考虑的典型情况，即形成恒星的核心具有随r^{-1.5}变化的密度结构，原恒星吸积率随时间线性增长。计算了原恒星半径的演化，并确定了吸积光度。在大质量恒星形成区域典型的高吸积率下，原恒星以大约20个太阳质量加入主序星。我们应用这些结果来预测原恒星的属性，这些原恒星被认为是为几个观察到的热分子核心提供动力，包括猎户座热核心和W3（H2O）。在本书中，我们讨论了分子云中的压力，并认为分子云的“对数向列”模型与观测不相容。
2002-11-13 astro-ph
Disc-planet, planet-planet, and star-planet interactions during planet formation
在这篇文章中，我们提出了三个正在进行的项目有关的原恒星盘中的原行星的形成的结果。我们提出的模拟嵌入式原行星和磁盘模型进行MHD湍流之间的相互作用的结果。我们回顾的相似性和差异时，光盘是动荡的，而不是层流（但粘性），并提出了第一个结果的模拟，研究低质量的原行星和湍流盘之间的潮汐相互作用。我们描述了木星质量的原行星形成在circumbinary光盘模拟的结果，并讨论了流体动力学模拟中出现的可能的结果的范围。最后，我们报告的一些初步模拟的三个原行星的木星质量，形成近似coevally在一个原恒星盘。我们描述的条件下，这样的系统可以形成一个稳定的三行星共振。
2003-10-29 astro-ph
Star Formation: 3D Collapse of Turbulent Cloud Cores
我们已经进行了完全三维模拟的崩溃分子云核，遵守对数吸性状态方程。通过遵循这些核心的崩溃，从近流体动力学平衡的状态，我们能够产生吸积的历史，非常类似于那些观察到的核心。吸积过程分为四个不同的阶段：初始阶段是非常缓慢的吸积;随着中心密度奇点的发展而出现的剧烈吸积阶段，质量吸积速率与t^3成正比，正如自相似模型所预测的那样;相对稳定的剧烈吸积阶段;最后，一旦吸积了分子云核的可用质量的约50%，吸积速率逐渐减小。这些结果可以解释核的吸积历史，因为他们通过前原恒星，0类，和I类阶段。
2002-12-17 astro-ph
Towards a Molecular Inventory of Protostellar Discs
星周盘中的化学环境是对热、物理和化学环境的独特诊断。在这篇论文中，我们研究了产生低质量恒星的恒星形成区的结构，以及它们内部的化学环境，以及围绕着发展中恒星的星周盘。
2003-11-27 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
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
Modeling Star Formation from Turbulent Fragmentation
恒星的形成与分子云的动力学演化密切相关。湍流碎裂决定了原恒星核心形成的地点和时间，以及它们如何通过周围云物质的吸积收缩和质量增长。利用自引力超音速湍流的数值模式，估算了湍流星际云中恒星形成的效率、空间分布和时间尺度。没有持续补充或大尺度驱动的湍流会导致恒星以集群模式快速形成，而在小尺度上携带大部分能量的星际湍流会导致孤立的恒星形成效率低下。纯流体动力学湍流模型的团簇质谱比观察到的更陡，但当包括重力时接近它。稠密核的质谱对于衰减和大波长湍流是对数正态的，类似于IMF，但在小尺度湍流的情况下太平坦。分子云碎裂的三维模型可以与动力学主序前恒星演化计算相结合，以获得一致的描述恒星形成过程的所有阶段。第一个结果报告了一个太阳质量的原恒星。
2001-10-03 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
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
Tidally-induced warps in protostellar discs
我们回顾结果的动力学扭曲的气体光盘。我们考虑一个开普勒盘的潮汐扰动的伴星轨道在一个平面倾斜的磁盘。扰动引起圆盘的进动，从而引起它所能驱动的任何喷流的进动。在某些情况下，旋进速率是均匀的，因此光盘进入翘曲模式。潮汐扭矩还导致圆盘的截断，导致倾角的演变（不一定朝向圆盘和轨道平面的对准）以及导致圆盘中的角动量的传输。我们注意到，这样的翘曲盘的光谱能量分布是不同的，从一个平坦的光盘。最后，我们列出原恒星盘翘曲的观测效果。
1998-10-01 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
Turbulent transport and its effect on the dead zone in protoplanetary discs
原恒星的吸积盘有着凉爽、致密的中平面，外部产生的电离源如X射线或宇宙射线无法穿透。这表明，在很宽的半径范围内，MHD湍流只能在电离分数足够高的表面层中维持。一个死区预计存在于中平面附近，这样活跃的吸积只发生在盘的上下表面附近。然而，最近的工作表明，在适当的条件下，死区可以通过离子从表面层到致密内部的湍流传输而变得活跃。在本文中，我们提出了一套模拟研究在哪里，在何种条件下，一个死区可以搞活湍流混合。我们使用三维，多流体剪切盒MHD模拟，其中包括垂直分层，电离化学，欧姆电阻率，和电离由于X射线从中央原恒星。我们比较了一个简单的反应扩散模型的MHD模拟的结果。模拟表明，在气相重金属，如镁，湍流混合的情况下，基本上没有影响的死区。然而，相对较低丰度的镁的加入增加了复合时间，并允许离子的湍流混合使距离中心恒星5 AU以外的死区完全活跃起来，对于我们特定的圆盘模型。在原行星盘演化的后期阶段，当小颗粒已经耗尽，盘的表面密度已经下降到低于其高初始值，死区的结构可能会显着改变的湍流运输的行动。
2008-02-29 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
