Shaping Proto-Planetary and Young Planetary Nebulae with Collimated Fast Winds
使用二维流体动力学模拟，我们调查的相互作用的准直快风（CFW）与球形渐近巨分支（AGB）风的形成原行星状星云和年轻的行星状星云的机制。特别是，我们比较我们的模拟观察到的一个进化的PPN与多个，高度准直的叶，CRL 618。
2002-11-22 astro-ph
On the Global Structure of Self-gravitating Disks for Softened Gravity
重力软化的影响，在离心平衡的自引力盘的全球结构进行检查有关流体动力学/重力模拟。采用Hernquist & Katz提出的单参数样条软化方法。它被发现，如果一个磁盘的特征尺寸，r，是可比的或小于重力软化长度，则模拟磁盘的截面是显着大于具有相同的质量和角动量的非软化（牛顿）磁盘。我们进一步证明，如果r小于或约等于ε ^3/2，那么对于给定的质量和特定的角动量分布，与ε ^3/4成比例的标度关系r成立。最后，我们比较了一些理论结果，在这和以前的文件与数值树SPH模拟的结果，并找到定性的协议。
1997-07-02 astro-ph
The potential impact of groove modes on Type II planetary migration
在这封信中，我们简要地描述了各种自引力原行星盘模型的演化，这些模型的表面密度中包含环形凹槽（例如间隙）。这些凹槽的灵感来自于密度差距，这些差距被认为是对巨型行星形成的反应。我们的工作提供了一个扩展的先前研究的槽模式，是已知的背景下，恒星盘。螺旋引力不稳定性（GI）的出现是通过广义本征值代码进行线性分析预测，并证实了流体动力学模拟。我们发现存在一个凹槽驱动一个快速增长的双臂模式在中等质量的磁盘，并扩展了自引力不稳定性的重要性降低磁盘质量比，否则他们会发生。我们讨论了潜在的重要性，这种不稳定性的背景下，行星形成，例如修改扭矩驱动II型迁移。
2008-04-22 astro-ph
Formation of the Planetary Sequence in a Highly Flattened Disk of Frequently Colliding Planetesimals
用动力学理论研究了微行星自引力盘的演化。在Boltzmann动力学方程中引入Krook积分，考虑了星子间频繁碰撞的影响。结果表明，作为一个非周期性的碰撞耗散不稳定性的小重力扰动的磁盘被细分成许多密集的碎片。这些最终会凝聚成行星序列。
2000-12-05 astro-ph
Hydrodynamical Studies of Wind Accretion Onto Compact Objects: Two-Dimensional Calculations
本文给出了二维非轴对称气体绕流引力致密物体的流体动力学模拟结果。计算是在均匀流以及横向速度和密度梯度的情况下进行的。我们发现，流动是高度不稳定的，表现出“触发器”的行为在以前的研究中看到的吸积盘形式与交替的旋转方向。我们研究了触发器行为的周期性，并研究了空间分辨率对结果的影响。我们发现，翻转运动产生的吸积力矩，在某些情况下，可能是足够大的解释在一些大质量的X射线天体中观察到的不稳定的自旋行为。
1996-10-29 astro-ph
Super computers in astrophysics and High Performance simulations of self-gravitating systems
恒星系统动力学的现代研究需要使用高性能计算机。事实上，自引力系统（如行星系统、疏散星团、球状星团和星系）的结构和演化的精确模型化意味着在整个结构尺寸上评估体-体相互作用，这是一项计算成本非常高的任务，特别是当它在长时间间隔内执行时。在这份报告中，我们简要概述了恒星系统模拟的主要问题，并提出了一些令人兴奋的结果，我们得到的关于球状星团与母星系的相互作用。
2003-07-16 astro-ph
Dynamical PN Evolution with Magnetic Fields
在过去的一个世纪里，流体动力学模拟在理解行星状星云的动力学和形状方面发挥了重要作用。然而，流体动力学模拟只是一阶方法。新千年到来时，人们普遍认识到，磁场的影响对于研究行星状星云的动力学是必要的。因此，B场为建模引入了全新的物理可能性。在本文中，我们回顾了在过去5年中所做的观测工作和一些工作的磁流体动力学的原行星状星云，因为所有的努力都集中在这一阶段，并讨论了不同的方案的起源磁化风，和双极性的关系。
2006-06-26 astro-ph
The Global Structure and Evolution of a Self-Gravitating Multi-phase Interstellar Medium in a Galactic Disk
利用高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了银河系圆盘中心千秒差距区域中自引力多相星际介质的演化。我们发现，一个引力和热不稳定的盘以自稳定的方式演化成一个全局准稳定的盘，它由冷的（T < 100 K）、致密的团块和细丝组成，周围是热的（T > 10^4 K）、弥散的介质。冷气体的准定常结构是显著的。由冲击加热产生的热气体，其特征在于低密度的孔和空隙。激波的能量来自于冷的致密团块的形成所引起的差异旋转和引力扰动。在准稳定阶段，冷云和密集云形成，有效稳定性参数，Q，具有在2-5的范围内的值。我们的多相计算的动态范围在密度和温度上都是10^6 - 10^7。这种湍流介质的相图进行了分析和讨论。
1999-03-11 astro-ph
On the morphogenesis of stellar flows - Application to planetary nebulae
一大类恒星系统（例如，行星状星云（PNe）、超新星包层、LBV星、形成中的年轻恒星）在吸积/喷射阶段显示出具有类似特征的结构。特别是，人们目前观察到这些物体的赤道盘，轴向喷射和稳定的双极壳。然而，这些简单的形状，这是预期的标准流体动力学方程的解决方案，尚未完全理解。在本文中，我们提出了一种新的形式，这些方程，考虑到分形和粒子运动在这样的过程中的不可逆性。然后，我们在这个框架下研究了一般的中心球势的下落或抛射运动。从这个新的流体动力学系统允许的稳态解中，我们推导出物质密度的特定分布，用喷射角的概率密度来描述。给出了一个依赖于保守量（E^2，L^2，L_z）值的预测形状的全局分类.这些结果与现有的观测数据进行了比较，并使我们能够从理论上预测可能存在更复杂的结构和可观测变量之间的相关性，这可以通过未来的观测来检查。
2003-11-03 astro-ph
MHD Models of Planetary Nebulae: Review
在过去的一个世纪里，流体动力学（HD）模拟在理解行星状星云（PNE）的动力学和形成方面发挥了重要作用。然而，HD解决方案只是一阶方法。新的千年到来时，人们普遍认为磁场的作用（即，磁流体动力学（MHD）是研究PNe动力学的必要手段。因此，B场为建模引入了全新的物理可能性。我们在这里回顾最近的进展，磁流体动力学模拟PNe。
2002-02-01 astro-ph
Astrophysical Explosions Driven by a Rotating, Magnetized, Gravitating Sphere
我们提出了一个数值磁流体动力学模拟的结果，演示了一种机制，其中磁场抽头旋转能量的恒星核心和驱逐信封。我们的数值设置，旨在专注于外流机制的基本物理，由一个固体，引力球，这可能是一个紧凑的核心的恒星，包围着最初的流体静力学信封的电离气体。核心是由一个偶极磁场，也渗透到信封线程。在模拟开始时，核心开始以逃逸速度的10%旋转。磁场足够强，可以驱动磁旋转爆炸，从而将整个外壳排出，证实了分析模型的预期。此外，磁场的偶极性质导致爆炸，爆炸沿着旋转轴（喷流）和磁赤道同时增强。虽然初始条件被简化，模拟近似的情况下，可能会出现在天体物理对象，如II型超新星，伽马射线暴，和原行星状星云。
2006-06-29 astro-ph
High resolution simulations of star formation
为了研究SPH在自引力流体动力学问题中的能力，我们已经进行了一系列的三维数值模拟的崩溃的旋转均匀的云，不同的粒子数量和人工粘度处方。
2001-10-09 astro-ph
Planet Migration through a Self-Gravitating Planetesimal Disk
我们模拟行星迁移引起的行星和星子盘之间的相互作用。我们使用了一个N体积分器，它针对近开普勒运动进行了优化，并在视频图形卡上并行运行，计算所有成对的引力相互作用。我们发现，发现在平均运动共振的星子的分数减少和行星迁移率平均约50%慢时，微行星之间的引力相互作用的计算比微行星的自重被忽略。这可能是由于微行星盘的重力搅拌，当忽略自重力时，由于增加的粒子偏心分散而降低了它们的捕获效率。我们发现，当磁盘是自引力或更大的机构组成的迁移是随机的。此前的研究发现，如果星子盘密度低于某个临界水平，迁移就会受到“阻尼”，迁移速率呈指数衰减，否则就会受到“强迫”，行星迁移速率可能呈指数加速。从我们的无阻尼模拟测量的迁移率表明，迁移率饱和的水平成比例的磁盘密度，随后是近似幂律的形式与时间。
2008-09-17 astro-ph
Gravitating mass profiles of nearby galaxy clusters and relations with X-ray gas temperature, luminosity and mass
我们考虑用BeppoSAX号卫星上的中能集中器光谱仪观测到的22个邻近星系团的样本。它们涵盖了气体温度在3和10 keV之间的范围，辐射热X射线光度在2 e44 erg/s和6 e45 erg/s之间。使用在5和7之间的多个箱中解析并仅从该数据集获得的去投影气体温度和密度分布，我们仅应用（i）球对称和（ii）流体静力平衡假设恢复了20个物体的总引力质量分布。我们调查的总质量，气体温度，光度之间的相关性在几个overdensities值，并发现这些关系的斜率是独立于所考虑的overdensities和一致的预测从集群标度律。M-T关系归一化的最佳拟合结果略低，但考虑到我们测量的大误差，与流体动力学模拟仍然一致。松弛和非松弛系统之间的隔离存在于这些关系的每个平面中，指出其内在散射中的重要组成部分。这种分离在较高的过密度下变得更加明显，并且当考虑作为观察到的气体量的直接函数的物理量（如M_gas和L）时。
2002-06-14 astro-ph
Self-Gravitating Magnetically-Supported Protostellar Disks and the Formation of Substellar Companions
在标准的图片中，孤立的低质量恒星是由强磁化分子云凝聚而成的致密核心坍缩而形成的。动态坍缩的流入捕获了核心支撑所需的近一半的临界磁通量，并将其沉积在原恒星周围的一个小区域内。以前有人认为，沉积的通量可以减缓流入，使物质沿着磁力线堆积并沉降到一个磁支撑的拱星盘中。在这里，我们表明，磁盘通常包含恒星质量的$\sim 10%$，它可以成为自引力在合理的条件下，在快速吸积，“0类”阶段的恒星形成。随后，在磁扩散的驱动下，自引力磁亚临界盘的碎片可能会产生亚恒星质量的碎片，这些碎片会坍塌形成棕矮星和可能的大质量行星。这种情况预测亚恒星物体形成在距离中心恒星100天文单位的数量级，虽然轨道演化是可能的形成后。它可以解释为什么通过直接成像在附近恒星周围发现的褐矮星同伴数量很少，但数量不断增加。相对较大的形成距离使亚恒星伴星容易受到动力学喷射的影响，特别是在双（多）系统和密集星团中。那些被喷射出来的物质可能至少部分地解释了孤立的褐矮星，也许还有自由漂浮的行星质量物体。
2002-06-30 astro-ph
Curvature and Acoustic Instabilities in Rotating Fluid Disks
本文在紧缠绕近似下，研究了旋转圆盘在线性区形成旋臂时的稳定性。Bertin等人推导出的螺旋线的色散关系被证明包含了一种新的、超越Lindblad共振的声学不稳定性，这种不稳定性仅取决于压力和旋转。在这种情况下，压力和重力交换作用的驱动器和抑制剂的螺旋波结构。通过在波数k和半径r的小参数1/kr中包括高阶项，在一般色散关系中也发现了由压力增强的其他不稳定性。这些不稳定性甚至在Toomre参数Q较大时也存在。不稳定的增长率确定在四种情况下：一个自引力盘与一个平坦的旋转曲线，一个自引力盘与固体旋转，一个非自引力盘与固体旋转，和一个非自引力盘开普勒旋转。最重要的应用似乎是作为螺旋结构的来源，可能导致非自引力盘的吸积，例如一些银河核盘，黑洞周围的盘和原行星盘。所有这些例子都具有短的轨道时间，因此不稳定的生长时间可以很小。
1999-03-26 astro-ph
Standing on the shoulders of giants: Trojan Earths and vortex trapping in low mass self-gravitating protoplanetary disks of gas and solids
原行星盘中厘米和米大小的固体颗粒被困在长期存在的高压区域中，为坍缩成星子和行星胚胎创造了机会。我们研究了一个巨大行星的稳定拉格朗日点的积累，以及在它雕刻的间隙边缘发射的罗斯比涡旋。我们采用了拉格朗日程序，用大量相互作用的拉格朗日粒子（通常为100，000个）来追踪固体。对于半径为1厘米到10厘米的粒子，在不到200个轨道的拉格朗日点上发生引力坍缩。对于5厘米的颗粒，会形成一颗2地球质量的行星。对于10厘米，最终的最大坍塌质量约为3个地球质量。1厘米的粒子的崩溃是间接的，从蝌蚪轨道的气体耗尽的时间尺度。在间隙涡流的边缘被激发，优先捕获半径为30 cm的颗粒。形成的岩石行星质量相当于17个地球，构成了超级地球。通过使用多粒子物种，我们发现，气体阻力修改的流线在蝌蚪区域周围的经典L4和L5点。结果，不同半径的粒子的稳定点移动到不同的位置。因此，坍缩需要更长的时间，并产生质量较低的行星。三个超级地球在漩涡中形成，最大的有4.4个地球质量。我们的结论是，木星质量的行星可以诱导形成其他行星胚胎在其气体间隙的外缘。特洛伊地球质量的行星很容易形成，虽然在太阳系中不存在，但在系外行星动物园中可能很常见。
2008-11-03 astro-ph
Self-Similar Evolutionary Solutions of Self-Gravitating, Polytropic $β$-Viscous Disks
我们在一个标准的自引力薄圆盘中进行了$β$ --由Duschel等人2000 & Hure，Richard & Zhan 2001引入的粘度公式的影响。我们预言在自引力薄圆盘中，$β$ -模型将具有与已知的$α$ -公式不同的动力学行为.我们使用自相似方法求解控制薄圆盘动力学行为的积分方程。我们提出的结果的时间演化的轴对称，多方，自引力粘性磁盘周围的一个新诞生的中心对象的自相似解决方案。我们应用$β$ -粘度处方，该处方已从旋转剪切流实验（$ν=βr^2Ω$）中推导出来。使用约化方程在缓慢的吸积极限，我们证明了由内而外的自相似的解决方案后，核心形成的中心。数值计算了$β$ -圆盘的一些物理量，并与相同初始条件下的$α$ -圆盘的结果进行了比较.已经发现，吸积率到中心对象的$β$ -磁盘大于$α$ -磁盘至少在外部区域，其中$β$ -磁盘是更有效的。结果表明，在$β$ -盘模型中，Toomre不稳定性参数处处小于1，这意味着在这样的盘中可以发生引力不稳定性，因此$β$ -盘模型可以作为行星系统起源的一个很好的候选模型.我们的结果表明，$β$ -盘将在盘的外部解耦，在那里自引力起着重要的作用，这与Duschl预测一致。
2006-07-14 astro-ph
Radiation driven atmospheres of O-type stars: constraints on the mass-luminosity relation of central stars of planetary nebulae
最近的进展，在模拟恒星风驱动的辐射压力，使人们有可能适合许多风敏感的功能，在紫外光谱的热恒星，开辟了道路，流体动力学一致的恒星半径，质量和光度的测定，从紫外光谱单独。因此不再需要假设理论上的质光关系。由于该方法已被证明适用于大质量O型星，我们现在能够首次定量测试后AGB演化计算的预测。在这里，我们提出了第一个相当令人惊讶的结果，使用新一代的模型大气的分析样本的中心恒星的行星状星云。
2002-08-02 astro-ph
The formation of compact massive self-gravitating discs in metal-free haloes with virial temperatures of ~ 13000-30000 K
我们使用流体动力学AMR程序ENZO研究了在宇宙学背景下，在z ~ 15维里速度为~ 20 - 30 km，维里温度为~ 13000-30000 K的暗物质晕中心气体的动力学演化。暗物质晕的维里温度高于氢原子冷却使气体冷却和坍缩的阈值。我们忽略了分子氢和金属的冷却，如果H_2冷却被元银河系的莱曼-维尔纳背景或莱曼-维尔纳光子的内部来源抑制，金属富集也没有进展得很远，这可能是合理的。晕中的气体在引力作用下变得不稳定，并发展出与暗物质晕的维里速度相当的湍流速度。在几个动力学时间内，它在几十年的半径内进入一个几乎等温的密度分布，在这个过程中失去了大部分的角动量。在暗物质晕的中心，大约0.1 - 1%的重子坍缩成一个自引力的、肥胖的、椭圆形的、离心支撑的指数盘，其标度长度为~ 0.075-0.27 pc，旋转速度为25-60 km。我们能够跟踪气体沉降到离心支持和动态演化的光盘在每个暗物质晕的几个动态时间。晕中心气体的动态演化是复杂的。在其中一个晕中，中心的气体分裂成一个三重系统，导致强烈的潮汐扰动，并最终导致次级较小的团块进入最大的初级团块。离心支撑的自引力大质量盘的形成可能是形成大质量黑洞种子的重要中间阶段。
2008-09-30 astro-ph
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XV. Constraints on the mass-luminosity relation of central stars of planetary nebulae
本文提出了一个新的行星状星云中心恒星大气分析模型。这项研究是基于新一代的现实恒星模型大气的热恒星;国家的最先进的，流体动力学一致的，球对称的模型大气，已被证明可以正确地再现所观察到的大规模人口I O型恒星的紫外光谱。风的特征（终极速度，质量损失率）提供的信息允许导出每个中心恒星的物理大小，从中我们可以导出恒星的光度，质量和距离，而不必假设恒星的质量和光度之间的关系从恒星结构和AGB和后AGB演化的理论。我们的分析结果非常令人惊讶：我们发现与普遍接受的AGB后中心恒星质量和亮度之间的关系严重偏离。
2003-07-02 astro-ph
Substellar companions and isolated planetary mass objects from protostellar disc fragmentation
自引力原恒星盘是不稳定的碎片，如果气体可以冷却的时间尺度是短的轨道周期相比。本文采用流体动力学模拟和N体轨道积分相结合的方法研究了初始质量比为Mdisc/Mstar = 0.1的碎裂盘的长期演化。对于一个最初在一定半径范围内不稳定的盘，坍缩和随后的吸积的结合产生了质量谱延伸到~0.01 M_sun的亚恒星物体（对于太阳质量的恒星）。随后的引力演化在几百万年内驱逐了大多数质量较低的天体，留下了少数质量非常大的行星或棕矮星在偏心轨道上，半径适中。基于这些结果，像HD 168443这样的系统-其中的同伴接近或超过氘燃烧极限-似乎是通过引力不稳定性形成的最佳候选者。如果大质量的亚恒星伴星起源于盘的碎裂，而低质量的行星伴星则起源于核的吸积，那么在~1 au半径处拥有大质量亚恒星伴星的恒星的金属丰度分布应该不同于拥有低质量行星伴星的恒星。
2003-10-23 astro-ph
Gas Giant Protoplanets Formed by Disk Instability in Binary Star Systems
我们提出了一套三维辐射引力流体动力学模型，表明双星可能是相当有能力形成类似于我们自己的行星系统。新的模型与二进制同伴不采用任何显式的人工粘度，也包括第三（垂直）的流体动力学计算的维度，允许对流冷却的瞬态阶段。对最初引力稳定的圆盘演化的计算表明，双星伴星的存在实际上可能有助于触发可能成为巨行星的致密团块的形成。我们还表明，在没有二元同伴的模型中，它们开始演化为引力稳定的磁盘，磁盘演化形成致密的环，然后分裂成自引力团块。后一种模型表明，任何具有足够质量形成气体巨行星的自引力盘的演化都可能导致一段时间的盘不稳定，即使没有双星伴星这样的触发因素。
2005-12-19 astro-ph
A Dynamical Analysis of the 47 UMa Planetary System
这两颗围绕47 UMa运行的行星的质量和周期比表明，它们可能与我们太阳系中的土星-土星对有亲缘关系。我们用数值积分研究了47 UMa系统的当前动力学状态，并与解析久期理论的结果进行了比较。我们发现，该系统中的行星很可能参与了一个长期的共振，在该共振中，近心点的振幅差在零附近。或者，系统可能参与7：3平均运动共振。我们表明，稳定性的考虑限制两个行星之间的相互倾斜40度或更少，这一结果是相对不敏感的两个行星的总质量。我们提出了流体动力学模拟测量的扭矩施加在行星上的一个假设的外部原行星盘。我们表明，行星迁移的扭矩从磁盘可能会导致捕获系统到7：3的平均运动共振，虽然目前还不清楚如何偏心的行星会被阻尼捕获后发生。我们表明，地球质量的行星可以生存在某些地区的宜居带的名义共面系统的长期。然而，一组行星吸积计算表明，在47 UMa宜居带中不太可能形成大型类地行星。
2002-05-29 astro-ph
Formation and loss of hierarchical structure in two-dimensional MHD simulations of wave-driven turbulence in interstellar clouds
二维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟运行20个交叉时间在一个800 × 640的网格与两个稳定的热状态显示持久的分层密度结构和Kolmogorov湍流运动之间的相互作用区传入的非线性阿尔芬波。这些结构和运动与通常在弱自引力星际云中观察到的相似，这表明这些云的分形结构来自于云间介质中产生的非线性磁波;不需要湍流能量的内部来源。由于磁耗散和压缩加热的作用，模拟云中的团簇比团簇间介质略热。因此，interclump介质具有比团块更低的压力，这表明团块的存在是由于瞬态压缩运动，而不是压力限制。团簇寿命随尺寸增加而增加，并且大约是一个声音穿越时间。两个具体的问题得到解决。我们发现，分子云中的低电离分数不一定会导致云平滑度的增加，但在自引力云密度的增加，因为外部波的自屏蔽。因此，大块云的自引力可能会促进相对静止的气体池中的恒星形成，这些气体池包含热金斯质量或更多。
1999-11-10 astro-ph
On the Formation and Dynamical Evolution of Planets in Binaries
在太阳系外的行星系统中，大约有30个位于围绕其中一颗恒星运行的双星系统中，最好是质量更大的主星。第二个伴星的动力学影响首先直接改变了形成中的原行星的轨道要素，其次改变了行星形成的盘的结构，这反过来又会改变行星的演化。我们提出了这些影响的详细分析，并提出了新的流体动力学模拟嵌入在拱盘的伴星的存在下，原行星的演化，并比较我们的结果系统$γ$ Cep。为了分析行星胚胎的早期形成，我们跟踪了嵌入星周盘中的一群星子的演化。最后，我们研究了环双星盘中行星的演化。
2007-05-23 astro-ph
