Protostellar collapse induced by compression. II: rotation and fragmentation
我们调查的数字和半解析的低质量，旋转星前核心的崩溃。最初，内核处于低旋转的近似平衡状态（热能与重力能的初始比率为$α_0 \simeq 0.5$，旋转能与重力能的初始比率为$β_0 = 0.02 {\rm to} 0.05$）。然后，它们受到外部压力的稳步增加。更快的压缩和更高的旋转（更大的$β_0$）促进了碎片化--在这个意义上说，形成了更多的原恒星。一般来说，大规模的坍缩是非同源的，并遵循论文I中描述的非旋转云的模式，即压缩波被驱动到云中，从而增加密度和流入速度。旋转的影响在中心变得很重要，在那里具有低角动量的物质形成了中心原恒星（CPP），而具有较高角动量的物质在CPP周围形成了吸积盘。更快的压缩驱动更强的压缩波，并将材料更快地输送到椎间盘的外部。
2003-11-10 astro-ph
First MHD Simulation of Collapse and Fragmentation of Magnetized Molecular Cloud Cores
这是第一篇用三维MHD嵌套网格模拟分子云碎裂和质量外流的论文。研究了双星的形成过程，特别注意旋转磁化分子云的碎裂。我们假设一个等温旋转和磁化的圆柱形云在流体静力平衡。非轴对称以及轴对称扰动被添加到初始状态和随后的演变进行了研究。演化的特征在于三个参数：非轴对称扰动的幅度，旋转速度，和磁场强度。结果发现，非轴对称在早期阶段几乎不演化，而是在气体收缩并形成薄盘后开始生长。旋转速度和磁场强度强烈地促进盘的形成。有两种类型的碎片化：来自环的碎片化和来自棒的碎片化。如果厚度小于半径的1/4，则薄的绝热芯会碎裂。为了使碎片存活下来，它们应该形成一个严重拉长的棒状核心或一个扁平的圆盘。在模型中显示碎裂，流出的各个片段被发现，以及那些驱动的旋转杆或磁盘。
2003-11-16 astro-ph
Stability of Standing Accretion Shocks, With an Eye Toward Core Collapse Supernovae
我们研究的稳定性，球形吸积冲击。吸积冲击出现在核心坍缩超新星（本文的重点），恒星形成，吸积白矮星和中子星。我们提出了一个简单的分析模型，并使用随时间变化的流体动力学模拟表明，这种解决方案是稳定的径向扰动。在两个维度上，我们表明，小扰动的球形激波前可以导致快速增长的湍流后面的冲击，驱动的涡量从现在的非球形激波的注射。我们讨论的后果，这种不稳定性可能有超新星机制。
2002-10-29 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Rotating Magnetized Clouds. I. Magnetic Flux - Spin Relation
我们在三维数值模拟的基础上讨论了分子云核中磁通量密度和角速度的演化。在三维数值模拟中，旋转的磁化云碎裂并坍缩，形成一个非常致密的光学厚度大于5 × 10 ^10 cm^-3的核。随着密度朝着光学厚芯的形成增加，磁通量密度和角速度朝着这两个量之间的单一关系收敛。如果地核是磁主导的，其磁通量密度接近1.5（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 mG;而如果地核是旋转主导的，其角速度接近2.57 × 10^-3，（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 yr^-1，其中n是气体的密度。我们还发现，角速度与磁通量密度之比几乎保持不变，直到密度超过5 × 10 ^10 cm^-3。在随后的论文中显示了非常致密的核心的碎裂和碎片流出的出现。
2005-06-19 astro-ph
Gravitational Collapse of Filamentary Magnetized Molecular Clouds
我们开发的磁化等温圆柱体的自相似崩溃模型。我们找到的解决方案的情况下，流体具有恒定的环形磁通量质量比（伽马_phi=常数）和流体的情况下，具有恒定的气体磁压力比（β =常数）。在这两种情况下，我们发现，低磁化强度导致密度分布的行为在大半径的rho ~ r^{-4}，并在高磁化强度，我们发现密度分布的行为rho ~ r^{-2}。这种密度行为与流体静力学的惯性结构是相同的，这表明仅仅测量密度不能区分流体静力学的和坍缩的细丝-需要测量速度。我们的解表明，在坍缩阶段，自相似径向速度表现为v_r ~ r，并且与坍缩的自相似球不同，不存在随后的吸积（即膨胀波）阶段。我们还研究了这些圆柱体的碎裂特性，并发现在这两种情况下，存在的环形场的行为，以加强对破碎的圆柱体。最后，在我们的模型中的崩溃时间尺度短于碎裂时间尺度。因此，我们预计高度坍缩的细丝可以在它们被引力碎裂成碎片之前形成。
2003-06-23 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Magnetized Cylindrical Clouds
利用磁流体动力学数值模拟研究了圆柱形细长云团的引力坍缩。在流体静力学位形的无限长云中，小扰动因引力不稳定性而增长。由线性扰动理论表明的最不稳定的模式甚至从白噪声中选择性地增长。生长速率与线性理论计算结果一致。首先，密度增强区域具有细长形状，即，长球形随着坍缩的进行，高密度碎片开始主要沿着对称轴收缩。最后，在非磁化云中形成球形核。相反，一个扁球状致密盘形成在云中的磁压力几乎等于热压力。圆盘的径向尺寸与r方向上的初始特征密度标度高度成正比。随着坍缩的进行，在快速收缩的圆盘内部形成缓慢收缩的致密部分（质量上约< 10%）。这与盘的其他部分分离，盘的流入速度随着到达核心的中心而加速。通过对金斯质量和磁临界质量的讨论，得出了圆柱形细长云中形成的碎片无法抵抗自引力而最终崩溃的结论。
1993-06-29 astro-ph
Analytic Approach to the Stability of Standing Accretion Shocks: Application to Core-Collapse Supernovae
我们探讨了一个分析模型的吸积激波后反弹阶段的核心坍缩超新星爆炸。我们发现增长振荡的冲击在l=1和l=2模式，与现有的各种数值模拟。对于适度的值的外吸积激波的内边界的激波流的比例，不稳定性似乎来自于被困声波的增长，而在较高的值，激波后平流显然发挥了作用。因此，这里描述的模型可能与最近由Blondin和Mezzacappa以及Foglizzo及其合作者提出的不同的不稳定机制有关。
2007-01-09 astro-ph
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Collapse and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
我们模拟的早期阶段的动荡，virialized，高质量的原恒星核心的演变，主要关注核心如何碎片，以及它们是否形成一个小的或大量的原恒星。我们的模拟使用Orion自适应网格细化代码，使用三维重力辐射流体动力学，在覆盖主要碎裂阶段的持续时间内跟踪从~0.1秒差距尺度到~10 AU尺度的坍缩。我们发现，在广泛的初始条件下，来自吸积原恒星的辐射反馈抑制了碎片的形成，使得绝大多数坍缩的质量吸积到一个或几个物体上。大多数发生的碎片都发生在大质量的自屏蔽盘中。这些气体被快速吸积驱动到引力不稳定性，产生快速的质量和角动量传输，使大多数气体吸积到中心恒星上，而不是形成碎片。相比之下，使用相同的初始条件，但等温状态方程的控制运行产生更多的碎片，无论是在磁盘内外。我们的结论是，大规模的核心观察到的属性是不太可能分裂成许多恒星，因此，至少在高质量，核心质量函数可能决定恒星的初始质量函数。我们的研究结果还表明，大质量恒星形成区域的模拟，不包括辐射转移，而是依赖于正压状态方程或光学薄加热和冷却曲线，很可能产生误导性的结果。
2006-11-05 astro-ph
The Turbulent Shock Origin of Proto--Stellar Cores
分子云（MC）分裂成原恒星核心是恒星形成过程的一个核心方面。由于MC中超音速运动的湍流性质，有人提出，诸如细丝和团块之类的致密结构是由湍流中的激波形成的。在这项工作中，我们提出了强有力的证据支持的动荡起源的碎片的MC。湍流破碎的最一般的结果是，致密的激波后气体跟踪具有比低密度气体更小的速度分散的气体成分，因为激波对应于会聚流的区域，在那里湍流运动的动能被耗散。本文利用由超音速湍流数值模拟结果计算出的分子跃迁谱的合成图，证明了速度弥散对气体密度的依赖性在均方根速度质心和积分强度（柱密度）σ（V_0）-I之间产生了一个可观测的关系，这确实在观测数据中找到了。理论模型（合成的~（13）CO谱图）与英仙座、玫瑰座和金牛座MC复合体的~（13）CO谱图的比较表明，在Sigma（V_0）-I关系中有很好的一致性。不同观测图的Sigma（V_0）-I关系在总均方根速度相同的情况下非常相似，这有力地表明它们起源于流体方程的一个非常普遍的性质，如湍流破碎过程。
2000-11-06 astro-ph
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
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
Collapse and Fragmentation in Finite Sheets
我们提出了二维模拟有限，自引力气体片。与无限大的情况不同，这样的结构并不构成平衡态，而是受到整体坍缩的影响，除非受到压力或旋转的抵抗。有限几何形状的初始效果是促进材料在片材边缘处的集中。如果薄片不是完美的圆形，引力聚焦会导致质量的集中。在第二个最简单的几何形状中，即椭圆形外边界的几何形状中，一般的结果是坍缩成一种丝状结构，质量在丝状体的末端密集地集中。我们认为，这些简单的计算有有趣的影响，整体分子云结构的引力演化，设想这种云可能起源于大致片状的部分气体积累的结果，大规模的流动在本地星际介质。我们展示了一些局部云的例子，这些云具有整体的非对称形状，在整体扩展结构的两端附近有更密集的质量和星团，这表明我们简单的椭圆坍缩计算。我们认为，集群形成的气体往往是由于重力作用于不规则的边界集中，这种机制可以导致非常快速的气体，这可能是重要的大质量恒星的形成。这张照片表明，在分子云中观察到的大部分超音速“引力”可能是由引力产生的。我们的研究结果可能会提供动力，进一步的理论探索的全球引力效应的分子云及其产生的子结构所需的碎片成恒星和集群的影响。
2004-09-28 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse. III. Similarity Isothermal Shocks in a Magnetofluid
我们探索包络膨胀与核心崩溃（EECC）与等温MHD冲击在准球对称的MHD解决方案和轮廓潜在的天体物理应用，这种磁化冲击流。根据近核区的下游特性，将MHD激波解分为三类。I类解的特征是在MHD激波下游向核心自由落体坍塌，而II类解的特征是在MHD激波下游靠近核心的Larson-Penston（LP）型。III类解决方案是新颖的，共享I类和II类解决方案的两个特征，并且存在足够强的磁场作为先决条件。在这些等温MHD激波相似解的范围内，可能发生各种MHD过程，如亚磁声振荡、自由落体堆芯坍塌、径向收缩和膨胀。我们也可以构建家庭的孪生MHD冲击的解决方案，以及一个“等温MHD冲击”分离两个磁流体区域的两个不同的，但恒定的温度。这种MHD激波解的多功能特性可以用来模拟广泛的天体物理问题，包括磁化分子云中的恒星形成，渐近巨星分支阶段与具有热中心磁化白矮星的原行星状星云阶段之间的MHD联系，超新星遗迹中的相对论MHD脉冲星风，软伽马射线中继器的无线电余辉等等。
2006-04-12 astro-ph
Shocked similarity collapses and flows in star formation processes
我们提出了年轻天体（YSO）某些动力学演化阶段的自相似激波流模型、OB星周围H { \sevenrm II}区的“香槟流”模型和行星状星云（PNe）的形成模型。我们分析了球对称的等温流体，并构造了具有以下特征的相似激波流解族：1。具有有限中心密度的核心膨胀或具有密度标度$\propto r^{-3/2}$的恒定速率的核心吸积; 2.以恒定速度向外移动的激波; 3.一种在大$r$下接近恒定速度的震前气体，其密度标度为$\propto r^{-2}$。除了测试数值代码，我们的模型可以容纳不同的冲击流或没有核心崩溃或流出和信封膨胀或收缩。作为一个应用，我们介绍了我们的模型分析的观测博克球B335。
2004-07-16 astro-ph
General Relativistic Effects in the Core Collapse Supernova Mechanism
我们应用我们最近开发的代码球对称，完全广义相对论（GR）拉格朗日流体动力学和多群通量限制扩散中微子运输研究GR的流体动力学和运输过程中的崩溃，反弹，和核心崩溃超新星的临界冲击再加热阶段的影响。用GR与牛顿流体动力学计算的模型的比较表明，在GR极限下，从崩溃到反弹所需的时间略短，而且激波在后退之前在半径上传播得稍远。在激波半径的二次准静态上升之后，GR模拟中的激波半径比相应的牛顿模拟中的激波半径下降得快得多。在激波再加热阶段，用GR流体动力学计算的堆芯坍塌导致从中心到停滞激波的结构更加紧凑。激波后材料的流入速度也增加了。比较还表明，在冲击再加热阶段，从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会增加，而从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会减少。后者中微子光度和均方根能量的减少幅度小于从牛顿流体力学切换到GR流体力学时所产生的增加，结果是完全GR模拟比完全牛顿模拟的相同预坍缩模型给出更高的中微子光度和更硬的中微子光谱。
2001-01-23 astro-ph
The Minimum Mass for Opacity-Limited Fragmentation in Turbulent Cloud Cores
我们提出了一个新的分析恒星形成的最小质量，不透明度有限的碎片的基础上。我们的分析不同于标准的，它认为层次的3-D介质的碎片，并产生$M_{_{\rm MIN}} \sim 0.007 {\rm to} 0.010 M_\odot$人口I恒星形成。相反，我们分析更现实的情况下，有一个冲击压缩层的一次性碎片，在动荡的恒星形成云的排序。在这种情况下，$M_{_{\rm MIN}}$可以小于$0.003 M_\odot$。我们的分析比标准的分析更严格，因为（a）它要求碎片的凝聚时标比所有竞争的质量标度都要短，（b）它考虑到碎片在凝聚的同时通过吸积增长，并且必须辐射掉在相关的吸积激波中耗散的能量。这也与最近在年轻星团中发现的质量低至$0.003 {\rm M}_\odot$的自由漂浮恒星状物体相一致。
2004-11-17 astro-ph
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
Magnetically-Regulated Fragmentation Induced by Nonlinear Flows and Ambipolar Diffusion
我们提出了一个参数研究的模拟碎片调节重力，磁场，双极扩散，和非线性流动。薄板近似采用周期性的横向边界条件，和非线性流场（“湍流”）被允许自由衰减。与文献中先前的结果一致，我们的研究结果表明，失控崩溃（第一颗星的形成）在亚临界云的发病显着加速的非线性流动中，一个大规模的波模式占主导地位的功率谱。此外，我们发现，在所有尺度上具有相等能量的功率谱也会加速崩溃，但数量较少。对于一个在最大尺度上具有最大能量的高超阿尔文初速度场，在初始压缩波期间，坍缩迅速发生。然而，对于trans-Alfvenic扰动，亚临界磁场导致从初始压缩反弹，并且系统在失控崩溃发生之前经历了几次振荡。经历迅速坍缩的模型在核心边界处具有高度超音速的下落运动。具有跨阿尔芬初始扰动的磁次临界模型中的核心也通过继承与磁驱动振荡相关的运动来获得显着的系统速度。核心质量分布比小振幅初始扰动的模型要宽得多，尽管由于非线性流动而形成的核心扰动结构并不能保证随后的整体崩溃。我们的模拟还表明，显着的功率可以（如果存在的话，最初）保持在大规模的压缩模式的磁性薄片，在完美的磁通冻结的限制，可以忽略不计的耗散。
2009-01-14 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
Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
在原始陨石形成时存在短寿命放射性同位素（SLRI）如$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的宇宙化学证据要求这些同位素在大质量恒星中合成，然后在$\sim 10^6$年内并入陨石。长期以来，人们一直假设超新星冲击波将SLRI输送到太阳系前的致密云核心，引发云的坍塌，并注入同位素。以前的数值计算表明，当激波和稠密云核假定在$\sim 10$ K下等温时，这种情况是合理的，但当压缩加热到$\sim 1000$ K时，这种情况就不合理了。我们在这里首次表明，当计算与FLASH2.5自适应网格细化（AMR）流体动力学代码，20公里/秒的冲击波确实可以触发崩溃的1 $M_\odot$云，同时注入冲击波同位素到崩溃的云，提供冷却的分子种类，如H $_2$ O，CO $_2$，和H $_2$包括在内。这些计算意味着超新星触发假说是在太阳系形成期间提供SLRI的最可能机制。
2008-09-18 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Cylindrical Magnetized Clouds. II. Simulation with Nested Grid Scheme
用嵌套网格方法研究了圆柱形磁化云团的碎裂过程。嵌套网格方案采用15层不同空间分辨率的网格依次叠加，这使我们能够追踪从分子云密度$\sim 100 {\rm cm}^{-3}$到原恒星盘密度$\sim 10^{10} {\rm cm} ^{-3}$或更高密度的演化。小振幅的涨落因引力不稳定性而增长。它形成一个垂直于磁场的圆盘，磁场的方向平行于云的主轴。物质主要沿磁场方向吸附在盘上，这使得柱密度增加。径向入流是由重力的增加驱动的，其速度比垂直于圆盘的速度慢。当物态方程是等温的，磁场与物质完美耦合时，在$ρ\lesssim 10^{10} {\rm cm}^{-3}$的密度范围内实现，收缩永远不会停止。当密度和列密度分别服从$ρ(r)\propto r^{-2}$和$σ(r) \propto r^{-1}$时，收缩盘的结构达到奇异解的结构.中平面上的磁场强度与$ρ(r)^{1/2}$成比例，并且中心的磁场强度（$B_c$）与气体密度（$\propto ρ_c^{1/2}$）的平方根成比例地演变。它表明，等温云的经验“失控”崩溃。讨论了状态方程变硬后的演化。
1994-11-10 astro-ph
The formation of close binary systems
一个可行的解决办法的起源密切的二进制系统，在最近的理论，未占。碎裂发生在二次坍缩阶段的末端（在此期间氢分子离解），可以形成分离小于1 au的二元系统。两种碎裂模式被发现发生后崩溃停止。第一种是由于原恒星核心的旋转不稳定性而导致的原恒星盘的碎裂，包括$m=1$和$m=2$两种模式。这种碎裂机制被认为是不敏感的初始密度分布：它可以发生在中心凝聚和均匀的初始条件。第二种碎裂模式涉及在坍缩阶段结束时形成一个快速旋转的核心，该核心对轴对称扰动是不稳定的。这个核心弹成一个环，环很快分裂成几个部分。这样形成的双星系统的质量不到太阳质量的1%，因此如果它们要形成双星系统，就需要吸积它们最终质量的大部分。因此，它们的轨道性质将由吸积物质的性质决定。
1994-11-18 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
Homologous Core Collapse in a Massive Star and Self-Similar Evolution of Rebound Shocks
在大质量祖星的引力核坍缩过程中，可能会产生至少一类与超新星有关的伽马射线暴（GRB），恒星核迅速经历一个短暂但重要的中子化阶段，产生大量高能中微子和光子，这些中微子和光子对祖星核内的总压力有贡献。中微子、光子和气体物质的集合可以近似为在自引力作用下具有多变指数$γ=4/3$的流体。通过大量的推广，并使用分析和数值方法（Lou & Cao 2008），我们最近构造并检验了各种自相似解，以系统地描述具有球对称性的$γ=4/3$多方气体混合物中的崩塌、反弹激波和流动，并将我们的结果与Goldreich & Weber（1980）的结果进行了比较。也可以构造无激波或有激波的中心空穴解。这种非线性相对论热气体动力学的各种功能和特点，包括渐近和精确的解决方案，提出。这种更一般的多方模型分析提供了理解超新星（SN）中反弹冲击演化的动力学基础，其结果也可用于基准流体动力学模拟。
2008-08-26 astro-ph
Collapse of a Molecular Cloud Core to Stellar Densities: The First Three-Dimensional Calculations
我们给出了从分子云核心（~ 10^{-18} g cm^{-3}）坍缩到恒星密度（> 0.01 g cm^{-3}）的第一个三维计算结果。计算分辨出的结构在空间范围上超过7个数量级（~ 5000 AU - 0.1 R_ \odot），在密度对比度上超过17个数量级。通过这些计算，我们考虑在第二坍缩阶段是否会发生碎裂形成近距离双星系统。我们发现，如果准静态的核心，形成之前的第二个崩溃阶段是动态不稳定的非轴对称扰动的增长，从核心的中心区域提取的角动量，通过引力矩，足以防止碎片和形成的密切的二进制在随后的第二个崩溃。
1998-10-24 astro-ph
Fragmentation of the Primordial Gas Clouds and the Lower Limit on the Mass of the First Stars
讨论了退耦后宇宙中原始气体云的碎裂。通过对碎裂时间尺度和崩塌时间尺度的比较，得到了碎裂碎片的典型质量。结果表明，估计的质量给出了最小质量的一个片段，这是从原始的气体云形成，基本上是由Eschrasekhar质量。
1996-10-15 astro-ph
Magneto-driven Shock Waves in Core-Collapse Supernova
我们进行了一系列的二维磁流体动力学模拟的旋转核心的磁化大质量恒星的崩溃。我们采用一个现实的状态方程，并考虑到中微子冷却所谓的泄漏计划。在这项研究中，我们系统地研究如何强磁场和快速旋转影响的冲击波的传播。结果表明，在初始极向磁场较强的情况下，由于差动旋转的作用，环向磁场会增强到足以产生沿旋转轴方向的紧密准直激波。另一方面，在弱的初始磁场的情况下，尽管在长的旋转周期内，差旋转放大了环形磁场，但是发射的冲击波很弱，并且其形状变得更宽。前一种情况预计将伴随着所谓的磁星的形成。我们的模型具有快速旋转和强磁场，可以创建一个由准直激波形成的喷嘴。这可能是类似的情况下，对中央引擎的伽马射线暴，这是合理的。
2004-08-25 astro-ph
The Effects of General Relativity on Core Collapse Supernovae
研究了广义相对论（GR）对核塌缩超新星临界激波再加热阶段流体动力学和中微子输运的影响。我们发现，与GR流体动力学计算的核心崩溃的结果在一个实质上更紧凑的核心结构的冲击，激波半径在停滞被减少了2倍。在大部分的演变过程中，激波后面的材料的流入速度也增加了2倍。我们已经开发了一个代码的广义相对论多群通量限制扩散（MGFLD）在静态时空和比较的稳态中微子分布选定的时间片后反弹模型与牛顿MGFLD计算。GR输运计算表明，预期减少中微子光度和均方根能量的红移和曲率效应。虽然GR对流体力学和中微子输运的影响似乎对激波复活起作用，但核心构型有足够的不同，除了使用牛顿流体力学和输运来模拟核心坍缩超新星是不现实的之外，还不能得出确切的结论。
1998-08-06 astro-ph
Fragmentation of a Molecular Cloud Core versus Fragmentation of the Massive Protoplanetary Disk in the Main Accretion Phase
通过三维数值模拟研究了分子云核的碎裂，分子云核的密度是临界Bonnor-Ebert球的1.1倍。采用嵌套网格来解析低至1 AU的精细结构，同时跟踪半径为0.14秒差距的分子云核心的整个结构。共有225个模型被示出调查的初始转速，旋转法，和杆模式扰动的幅度的影响。模拟显示，当云旋转得足够慢以允许坍缩，但又足够快以在第一个核心形成之前形成圆盘时，云就会碎裂。后一种条件等价于$Ω_0 t_{\rm ff} \gtrsim 0.05$，其中$Ω_0$和$t_{\rm ff}$分别表示从中心密度测量的初始中心角速度和自由落体时间。根据崩塌破碎的形态特征，将其划分为盘坝型、环坝型、卫星型、坝型、环形和哑铃型6种类型。当初始角速度的向外减小更陡时，云在早期阶段从球形变形。只有当棒模m = 2扰动很小时，云才变形为环形。环通过环棒型断裂成两个或三个片段，并通过环型断裂成至少三个片段。当棒状模式显著时，云通过棒状或哑铃型碎裂而碎裂成两个碎片。这些碎片最终由于它们的低角动量而合并，之后通过卫星类型的碎裂在合并的碎片周围形成几个新的碎片。
2003-06-05 astro-ph
A Comparison of Boltzmann and Multigroup Flux-Limited Diffusion Neutrino Transport During the Postbounce Shock Reheating Phase in Core Collapse Supernovae
我们比较了牛顿三味多群玻尔兹曼（MGBT）和（Bruenn的）多群通量限制扩散（MGFLD）中微子在反弹后核塌缩超新星环境中的输运。我们集中我们的研究数量中央反弹后中微子加热机制恢复停滞的冲击。定态三味中微子分布开发的热和流体动力学冻结的时间片从核心崩溃和反弹模拟实现拉格朗日流体动力学和MGFLD中微子运输。最重要的是，我们发现，对于增益半径以上的区域，MGBT的净加热速率是相应MGFLD速率的约2倍，而增益半径以下的净冷却速率通常是MGFLD速率的约0.8倍。这些差异源于中微子光度和平均逆通量因子的差异，分别高达11%和24%。对于给定的前体质量，它们在较早的反弹后时间最大，对于给定的反弹后时间，对于较大的前体质量，它们更大。我们将讨论这些新结果对超新星机制的影响。
1998-05-20 astro-ph
Numerical methods comparison for protostellar collapse calculations
并行超级计算机的发展使今天的崩溃和星前核心的碎片的详细研究与越来越精确的数值模拟。由于亚毫米观测的进步，广泛的观测初始条件使我们能够研究低质量恒星形成的不同模式。模拟的挑战是再现观测结果。星前核坍塌和碎裂的数值模拟主要采用两种方法，即AMR和SPH。我们在这里彻底比较这两种方法与数值分辨率的要求，从以前的研究中推导出来。我们的物理模型尽可能简单，由一个绕z轴旋转的等温球体组成。我们首先研究角动量守恒作为分辨率的函数。然后，我们探索了广泛的模拟参数来研究星前核的破碎。这两种方法之间似乎有一种趋同性，只要每种情况下的分辨率都足够。分辨率标准适应我们的物理情况下，在每金斯质量的分辨率，准确描述的形成的原恒星核心推导出本研究。这种融合是令人鼓舞的未来工作在模拟低质量恒星的形成，提供上述标准得到满足。
2007-09-15 astro-ph
Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters
我们提出了新的福克-普朗克模型的演化球状星团，包括引力潮汐冲击。我们扩展我们的计算以外的核心崩溃，采用三体双加热。通过在普通的福克-普朗克方程中加入潮震扩散系数，包括了潮震的影响：一阶加热项<dE>和二阶能量弥散项<dE^2>。作为一个例子，我们研究了球状星团NGC 6254模型的演化。使用依巴谷自行，我们现在能够构建这个星系团在银河系中的轨道。潮汐冲击显著加速了星系团的核塌缩和蒸发，并将其破坏时间从24 Gyr缩短到18 Gyr。我们研究了各种类型的绝热修正，发现它们是精确计算演化的关键。没有绝热修正，团簇的破坏时间缩短了一倍。我们研究集群演化的浓度和潮汐冲击参数的范围很广，并确定潮汐冲击占主导地位的演变的参数空间的区域。给出了堆芯坍塌时间和破坏时间的拟合公式，涵盖了所有合理的初始条件。在强震极限下，堆芯坍塌时间的典型值从10 t_{rh}减小到3 t_{rh}或更小，而破坏时间仅为该数字的两倍。潮汐冲击的影响是迅速自我限制的：随着星系团失去质量并变得更加紧凑，冲击的重要性也就降低了。这意味着潮汐冲击在过去更重要。
1999-05-18 astro-ph
Effects of Rotation on Standing Accretion Shock Instability in Nonlinear Phase for Core-Collapse Supernovae
通过三维流体力学模拟，研究了旋转对静止吸积激波不稳定性（SASI）的影响。考虑到实际的物态方程和中微子的加热/冷却，我们制备了一个球对称的、稳定的吸积流，通过驻激波作用于原中子星（PNS）。当SASI进入非线性阶段时，我们对从铁核外边界平流的流施加均匀旋转，其特定角动量被假定为与最近的恒星演化模型一致。利用空间上的球谐函数和时间上的傅里叶分解，我们对非球形变形激波进行了模态分析，观察了非线性相位中旋转对SASI的影响。我们发现，旋转施加在轴对称SASI没有任何螺旋模式，几乎没有影响晃动模式，除了稳态l=2，m=0模式。与此相反，施加在非轴对称流的旋转增加了螺旋模式的振幅，使一些螺旋流吸积的PNS更清楚地形成内的冲击波比没有旋转。螺旋波振幅随旋转方向的增加而显著增加。
2008-11-05 astro-ph
On the Mass of Population III Stars
执行一维流体动力学计算加上非平衡过程的H2形成，我们追求的热量和动力学演化的原始云，并试图作出估计的人口III星的质量。结果表明，由于H_2的冷却，对流云几乎不依赖于初始条件，继续近似等温地坍缩，直到相对于H_2线，云变得光学厚。在崩溃过程中，云结构分为两部分，即，一个致密的纺锤体和一个弥散的包膜。心轴准静态地收缩，因此心轴的线质量保持仅由温度（$\sim 800$ K）确定的特征值。应用线性理论，我们发现，主轴是不稳定的崩溃过程中的碎片。随着坍缩的进行，增长最快的微扰的波长变小。因此，可能出现连续的碎裂。当中心密度超过$n_c \sim 10^{10-11} cm^{-3}$时，由于云对H_2线变得不透明，坍缩明显减速，连续的碎裂可能停止。第一颗恒星的质量通常是$\sim 3 M_\odot$，它可能会通过吸积扩散包层而增长到$\sim 16 M_\odot$。因此，第一代恒星预计是大质量的，但不是超大质量的。
1998-12-21 astro-ph
Protostellar collapse: A comparison between SPH and AMR calculations
并行超级计算机的发展使今天的崩溃和星前核心的碎片的详细研究与越来越精确的数值模拟。由于亚毫米观测的进步，广泛的观测初始条件使我们能够研究低质量恒星形成的不同模式。模拟的挑战是再现观测结果。星前核坍塌和碎裂的数值模拟主要采用两种方法，即AMR和SPH。我们彻底比较这两种方法在他们的标准框架。我们使用AMR代码RAMSES和SPH代码DRAGON。我们的物理模型尽可能简单，由一个绕z轴旋转的等温球体组成。我们首先研究角动量守恒作为分辨率的函数。然后，我们探索了广泛的模拟参数来研究星前核的破碎。这两种方法之间似乎有一种趋同性，只要每种情况下的分辨率都足够。分辨率标准适应我们的物理情况下，在每金斯质量的分辨率，准确描述的形成的原恒星核心推导出本研究。这种融合是令人鼓舞的未来工作在模拟低质量恒星的形成，提供上述标准得到满足。更高分辨率的数字可从http://www-dapnia.cea.fr/Projets/COAST/paper_amrvssph.pdf下载
2008-01-20 astro-ph
Conditions for Shock Revival by Neutrino Heating in Core-Collapse Supernovae
中微子的能量沉积可以使停滞的反弹激波恢复活力，并为大质量恒星的超新星爆炸提供能量。然而，这种中微子加热机制并没有最终被接受或证明是爆炸的触发因素。部分问题在于流体动力学模型的复杂性往往阻碍对结果进行清晰而简单的解释。这就需要对成功的休克复苏的要求有更深入的理论理解。本文提出了一个玩具模型，通过含时处理来分析讨论中微子加热相，它允许人们从增益层的全局性质作为初值问题的解来计算超新星激波的半径和速度。导出了激波恢复的判据。它证实了激波膨胀所需的最小中微子光度的存在，但也证明了足够大的质量下落率对激波的重要性。高能中微子驱动爆炸的可能性似乎被排除了，因为转移到核子的总比能被限制在每太阳质量约1e52尔格（每核子约5 MeV），而增益层的总质量通常只有0.1太阳质量左右。从最大加热区域到激波后面更近的半径的对流能量传输被发现通过减少与中微子加热物质通过增益半径的向内平流相关的能量损失来支持爆炸。（节略）
2001-01-03 astro-ph
The Spherical Accretion Shock Instability in the Linear Regime
我们使用时间相关的，轴对称的，流体动力学模拟研究的线性稳定性的停滞，球形吸积冲击，出现在反弹阶段的核心坍缩超新星。我们表明，这种吸积冲击是稳定的径向模式，与Houck和Chevalier的线性稳定性分析密切一致的衰减率和振荡频率。对于非球形扰动，我们发现，l=1模式总是不稳定的适当的核心坍缩超新星的参数。我们还发现，l=2模式是不稳定的，但通常具有小于l=1的增长率。此外，l=1模式是唯一的模式过渡到一个非线性阶段，在我们的模拟。这一结果提供了一个可能的解释，在许多核心坍缩超新星的二维模拟中看到的l=1的“晃动”模式的主导地位。
2005-07-07 astro-ph
Quiescent and coherent cores from gravoturbulent fragmentation
[摘要]我们研究了由分子云重力湍流破碎的非磁性数值模型所产生的原恒星核的速度结构。分析的大部分岩心是“静止的”，一半以上被确定为"相干的“。在高超声速湍流中动态演变的核心可以是静止的，这一事实可以理解，因为核心位于收敛湍流的驻点，在那里压缩最大，相对速度差最小。这种相干性可能是由于与构成谱线的材料的长度和浓度有关的观测效应。我们的核心的速度色散往往有其局部最大值在小偏移量的列密度最大值，这表明核心是密集区后面的冲击。这样的配置经常在分子云核心的观测中被发现，并且支持恒星诞生的重力湍流场景，因为它在基于磁调解的恒星形成模型中是不期望的。有坍缩天体的地核倾向于在它们的引力能和动能之间接近均分，而没有坍缩天体的地核倾向于在引力上不受约束，这表明引力坍缩在引力成为主导之后立即发生。最后，在大尺度下驱动的模拟中的核心更频繁地是静止的和相干的，并且具有更真实的$M_{\rm vir}/M$比率，支持分子云湍流在大尺度下驱动的概念。
2004-11-09 astro-ph
The Fragmentation of Pre-enriched Primordial Objects
最近的理论研究表明，最初的恒星是由不含金属的气体形成的，与现在的情况有着根本的不同。在本文中，我们研究了金属丰度对坍缩暗物质微晕中气体演化的影响。我们用光滑粒子流体力学将这样一个系统建模为一个孤立的3σ峰，其质量为2 × 10^6 M_sun，在z_coll=30处坍缩。该气体的预富集水平可能是10^-4 Z_sun，也可能是10^-3 Z_sun。我们发现，这两种情况下的演变过程非常不同。在较低金属丰度的模拟中，气体没有经历持续的坍缩和碎裂，而在较高金属丰度的情况下，气体耗散地沉降到暗物质晕的中心。中心气体的特征是密度n > 10^4 cm^-3，温度T \sim 90 K，与宇宙微波背景辐射的温度非常接近，它在引力作用下不稳定，并经历了剧烈的碎裂。我们讨论了临界金属丰度Z_crit \sim 5 × 10 ^-4 Z_sun存在的物理原因及其对红移的可能依赖性。与纯H/He的情况相比，10^-3 Z_sun气体的碎裂导致了相对更多的低质量团簇。
2001-09-10 astro-ph
Dust-cooling--induced Fragmentation of Low-metallicity Clouds
利用三维流体动力学计算研究了低金属丰度云核的动力学坍塌和碎裂，特别注意云核是否在尘埃冷却阶段碎裂。核心在这个阶段变得细长，由于温度突然下降而对非球形扰动不稳定。在10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun金属丰度范围内，初始轴比>2的核达到轴比临界值（>30），碎裂成多个小团块。这提供了一种可能的机制，在极端贫金属环境中产生低质量恒星。
2006-03-17 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们已经研究了非轴对称的站立吸积激波不稳定性，或SASI，通过三维流体动力学模拟。这是我们以前对轴对称SASI研究的一个扩展。考虑到真实的状态方程和中微子的加热和冷却，我们制备了一个球对称的、稳定的吸积流，通过驻激波作用于原中子星。这个未受扰动的模型被认为近似代表了核心坍缩超新星的典型反弹后阶段。然后，我们增加了一个小的扰动（~1%）的径向速度和计算随后的演变。不仅轴对称，但非轴对称扰动也被施加。我们已经应用模式分析的非球形变形的激波表面，使用球谐函数。我们发现：（1）SASI的增长率与球谐函数Y_l^m的方位角指数m有关，这与在球对称背景下所预期的一样;（2）对于轴对称扰动，非线性模耦合只产生m=0模，而m= 1！根据二次耦合的选择规则，在非轴对称情况下也产生0模式，（3）由于大量模式对3D中的湍流有贡献，因此3D中每个模式的非线性饱和水平通常低于2D，（4）低l模式在非线性相位中占主导地位，（5）在非线性相位中，不同的m模式之间几乎建立了均分，（6）关于l的谱服从幂律，对于3D，斜率稍陡，（7）尽管这些特征在模拟结束时有激波复活和无激波复活的模型中是共同的，但在有激波复活的模型中，低l模的优势更为显著。
2007-10-11 astro-ph
Fragmentation of Molecular Clouds: The Initial Phase of a Stellar Cluster
本文用数值方法研究了分子云内一个区域的等温引力坍缩和碎裂以及随后原星团的形成。在裂解阶段形成的团簇质谱可以很好地近似于幂律分布dN/dM ~ M^（-1.5）。相比之下，形成在中心的Jeans不稳定的团块，并通过吸积和N-体相互作用演化的原恒星核心的质谱描述的对数正态分布的宽度是在多个恒星系统的观测非常一致。
1998-05-11 astro-ph
Fragmentation in Molecular Clouds: The Formation of a Stellar Cluster
本文用数值方法研究了分子云区的等温引力坍缩和碎裂以及随后原星团的形成。在裂解阶段形成的团簇质谱可以很好地近似于幂律分布dN/dM ~ M^（-1.5）。相比之下，在金斯不稳定团块中心形成并通过吸积和N体相互作用演化的原恒星核心的质谱最好用对数正态分布来描述。假设恒星形成效率约为10%，它与多恒星系统的IMF非常一致。
1998-03-15 astro-ph
Collapse of a Superhorizon-sized Void in the Early Universe
在本文中，我们使用改进的广义相对论程序研究了早期辐射主导宇宙中超视界大小空洞的坍缩。我们发现，一般来说，相对论性或非相对论性的空洞通过以光速的冲击坍缩。即使空壁向外的速度很大，这也是正确的。随着壁厚的减小，冲击强度增加，崩溃时间减少到由激波管解决方案设置的限制。此外，随着壁面向外运动速度的增加，塌缩时间有所增加。当坍缩发生在比哈勃时间短得多的空间外时，引力对坍缩时的解的贡献可以忽略不计;非引力（由压力和速度梯度引起）几乎完全塑造了解。即使壁面速度足够大，使得峰值中的流体在这段时间内基本上向外冲击，情况也是如此。引力预计仅在空洞塌陷后{ \it}才占主导地位。
1994-10-17 astro-ph gr-qc
