Turbulence and its effect on protostellar disk formation
我们分析模拟湍流，磁化分子云核心集中在0级阶段的原恒星盘的形成和周围的物理条件。我们表明，在广泛的初始条件下，开普勒光盘已在0级阶段形成。此外，我们表明，在原恒星盘周围的质量和角动量的吸积发生在一个高度各向异性的方式，通过一些狭窄的吸积通道。圆盘附近的磁场结构是高度无序的，揭示了高达1000 AU距离的磁场反转。这些研究结果表明，只要包括即使是温和的湍流运动，经典的光盘形成的情况下，相干旋转的环境和有序的磁场打破。
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the dynamics of Class 0 protostellar discs with ALMA
我们提出了合成的ALMA观测开普勒，原恒星盘在0级阶段研究发射的分子示踪剂，如$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，HCO $^+$，H $^{13}$ CO $^+$，N $_2$ H $^+$，和H $_2$ CO。我们模拟低，中等质量的原恒星周围的光盘的排放。我们表明，在最佳的观测条件下，ALMA是能够检测到光盘已经在最早阶段的原恒星演化，虽然排放往往集中在最里面的50 AU。因此，几个0.1英寸的分辨率可能太低，无法检测0类物体周围的克卜勒盘。我们还表明，在最佳条件下的边缘光盘开普勒旋转签名是可识别的，从中可以推断出原恒星的质量。为此，我们在这里介绍了一种新的方法，它使我们能够确定原恒星质量比以前更高的保真度。此外，我们表明，它是有可能揭示开普勒旋转，即使是强烈倾斜的光盘和ALMA应该能够检测到可能的迹象，在面对光盘的碎片。为了给未来的ALMA观测提供一些指导，我们研究了不同的观测条件和源距离的影响。我们表明，即使在中等天气条件下，也有可能在2h的观测时间和0.1”的分辨率下探测倾斜圆盘中的开普勒旋转。此外，我们表明，在最佳条件下，开普勒光盘周围的中等质量的原恒星应检测到kpc的距离。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quasi-Periodic Formaldehyde Maser Flares in the Massive Protostellar Object IRAS18566+0408
我们报告了2002年至2009年在年轻的大质量恒星天体IRAS 18566 +0408（G37.55+0.20）中进行的6 cm甲醛脉泽的广泛观测活动的结果。使用Arecibo，VLA和GBT，我们发现了准周期性甲醛耀斑（P ~ 237天）。基于Arecibo观测，我们还发现了甲醛（H_2CO）和甲醇（CH_3OH）脉泽之间的相关变化。不同的线速度和高角分辨率的MERLIN观测表明，H2 CO和CH 3OH脉泽在空间上并不重合。耀斑可能是由红外辐射场的变化引起的，可能是由年轻双星系统的周期性吸积调制的。
2010-06-10 astro-ph.GA
The statistical properties of protostellar discs and their dependence on metallicity
我们提出了分析的性质的大样本的原恒星盘形成的四个辐射流体动力学模拟的恒星团簇形成。四次计算的金属丰度分别为太阳金属丰度的0.01、0.1、1和3倍。计算分别处理尘埃和气体的温度，并包括一个热化学模型的弥漫星际介质。我们发现束缚原恒星系统的盘半径随着金属丰度的减小而减小，0.01倍和3倍太阳金属丰度计算的盘特征半径中值分别为$\approx20$和$\approx65$ au.孤立原恒星的圆盘质量和半径也倾向于随着金属丰度的降低而减小。我们发现，星周盘和轨道的绑定原恒星对，和两个自旋的两个原恒星都不太好地相互对齐与金属丰度较低比与较高的金属丰度。这些变化与金属丰度是由于增加小规模的碎片，由于较低的不透明度和较大的冷却速率与较低的金属丰度，这增加了恒星的多重性和增加动力学相互作用。我们比较了光盘的质量和半径的原恒星系统从太阳的金属丰度计算与最近的调查光盘周围的0类和I类对象在猎户座和英仙座恒星形成区域。模拟圆盘的质量和半径与观察到的0类和I类圆盘具有相似的分布。
2021-10-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The structure of young embedded protostellar discs
年轻的原恒星盘为行星形成提供了初始条件。这些光盘的属性可能是不同的后期（金牛座T）光盘由于不断下降的信封和原恒星的变化造成的不规则的气体吸积。我们使用一组流体动力学模拟来确定在坍缩分子云中形成的盘的结构。我们研究如何从主机原恒星的辐射反馈影响光盘的属性，通过检查三个制度：没有辐射反馈，连续的辐射反馈和情节反馈，类似于FU Ori-type爆发。我们发现，径向表面密度和温度分布的变化显着的磁盘吸积气体从下降信封。这些配置文件是敏感的螺旋结构的存在下，引起的引力不稳定性，以及由原恒星提供的辐射反馈，特别是在这种情况下，当反馈是情节。我们还调查是否从位置-速度（PV）图的质量估计是准确的早期阶段光盘。我们发现，原恒星系统的质量（即原恒星和它的光盘的质量）被低估了20%，由于气体上的径向压力梯度增强的影响。早期星盘的质量是原恒星质量的一个重要部分，因此位置-速度图不能准确地提供原恒星的质量。在年轻圆盘中预期的增强的径向压力梯度可能会导致由于气体阻力而导致的粉尘消耗速率增加，从而导致粉尘-气体比降低。
2017-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disc structure and dynamics during star formation from cloud-scale initial conditions
本研究通过高分辨率磁流体动力学模拟，揭示了原恒星盘在10,000年内的湍流、间歇性吸积及磁结构演化，强调湍流在早期吸积变率中的关键作用。
2025-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared and Millimeter-wavelength Observations of Mol 160: A Massive Young Protostellar Core
我们发现了两个致密的2.12微米H2激波源，与Mol 160（IRAS 23385+6053）相一致，Mol 160是一个巨大的恒星形成核心，被认为是超致密HII区域的前身。2.12微米光源位于毫米波长连续峰的2”（0.05 pc）范围内，其中柱密度>= 10 e24 cm $^{-2}$。我们估计分子氢光度与辐射光度之比大于0.2%，表明机械光度与辐射光度之比很高。用CARMA进行的CS J=2-1和HCO $^+$ J=1-0观测表明，原恒星分子核相对于其母体分子云具有约2 km s $^{-1}$的特殊速度。我们还观察到95 GHz CH 3OH J=8$-7 I类脉泽发射从几个位置内的核心。与以前观测到的44-GHz CH 3OH脉泽辐射的比较表明，脉泽源具有95-GHz到44-GHz的高平均强度比。我们的观察加强了Mol 160（IRAS 23385+6053）是一个快速吸积的大质量原恒星系统在其演化的早期阶段。
2011-12-09 astro-ph.GA
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the formation of protostellar discs
摘要：原恒星盘的形成是恒星形成过程中的自然产物。当分子云核心中的气体在自引力作用下坍缩时，气体的角动量会在小尺度上减缓其坍缩，并促进原恒星盘的形成。虽然致密的恒星形成核心的角动量仍然需要充分的观测表征，但现有的数据表明，典型的核心有足够的角动量形成相对较大的旋转支撑盘。然而，观察到分子云被磁场渗透，这可以通过磁制动强烈影响角动量的演化。事实上，在理想的MHD极限下，磁制动已经被证明是如此有效，以至于基本上消除了靠近成形星的材料的所有角动量，从而抑制了盘的形成。这被称为磁制动灾难。必须避免这场灾难，以使所有重要的旋转支撑光盘出现，但何时以及如何发生仍然存在争议。我们回顾了迄今为止提出的决议，重点是未对准、湍流，特别是非理想效应。耗散的非理想效应削弱了磁场，色散项使磁场重定向以促进或阻碍盘的形成。当自洽地应用非理想过程时，至少数十au的旋转支撑盘形成，从而防止磁制动灾难。非理想过程对磁场强度、宇宙线电离率、气体和尘埃颗粒的性质很敏感，因此需要对宿主分子云有全面的了解。因此，在对原恒星盘的形成和演化进行数值模拟时，不能忽略宿主分子云的特性，特别是它的磁场。
2018-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion and magnetic field morphology around Class 0 stage protostellar discs
我们分析模拟湍流，磁化分子云核心集中在0级阶段的原恒星盘的形成和周围的物理条件。我们表明，在广泛的初始条件下，开普勒光盘已在0级阶段形成。特别是，我们表明，即使是亚音速湍流运动降低磁制动效率足以让旋转支撑盘形成。因此，我们认为，已经在0级阶段的开普勒光盘的分数是显着高于50%，与最近的观测趋势一致，但显着高于预测的基础上模拟错位磁场，表明湍流运动的重要性开普勒光盘的形成。我们表明，在原恒星盘周围的质量和角动量的吸积发生在一个高度各向异性的方式，通过一些狭窄的吸积通道。圆盘附近的磁场结构是高度无序的，揭示了高达1000 AU距离的磁场反转。这些研究结果表明，只要包括即使是温和的湍流运动，经典的光盘形成的情况下，相干旋转的环境和有序的磁场打破。因此，基于非湍流崩溃模拟来评估磁制动效率是非常值得怀疑的。我们强烈建议，除了全球磁场属性，小规模的吸积流和详细的磁场结构必须考虑，以评估开普勒光盘的可能性存在。
2014-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of cosmic rays on magnetic field diffusion and the formation of protostellar discs
只要气体中的磁场保持冻结，原恒星盘的形成就会受到磁制动的严重阻碍。后一种情况取决于塌陷云最里面区域的电离水平。稠密云核的化学成分，特别是电离部分，在很大程度上受宇宙射线控制。本文的目的是评估是否衰减的宇宙射线通量预计在周围地区形成的原恒星是足够的去耦场的气体，从而影响离心支撑盘的形成。我们采用了以前研究中提出的方法，计算了在极向和环向磁场穿过的云中，宇宙射线通量的衰减作为柱密度和场强的函数。我们应用这种形式主义的低质量和高质量的恒星形成模型提取的引力坍缩，包括旋转和湍流的数值模拟。对于每个模型，我们确定的磁去耦区的大小，崩溃或旋转运动变得不受当地磁场。在一般情况下，我们发现，去耦只发生在考虑到宇宙射线的衰减相对于宇宙射线电离率保持不变的计算。退耦区的范围也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果在云坍缩过程中通过压缩和凝结形成大颗粒（半径为$\sim 10^{-5}$ cm），退耦区的范围会更大。我们的结论是，一个现实的宇宙射线的传播和衰减过程中的云塌缩的治疗可能会导致的电阻率值的气体在最里面的几百AU周围的形成原恒星是高于一般假设的。
2014-08-25 astro-ph.GA
Do we need non-ideal magnetohydrodynamics to model protostellar discs?
我们调查和讨论的各种非理想磁流体动力学（MHD）过程是重要的原恒星光盘。我们发现，传统的图片磁化光盘（欧姆电阻率是占主导地位的中面附近，周围的区域占主导地位的霍尔效应，与双极扩散占主导地位的光盘的其余部分）是一个伟大的过度简化。在简单的参数化光盘，我们发现，霍尔效应是典型的占主导地位的长期在整个大部分的光盘。更重要的是，我们发现在我们的大部分参数化圆盘中，至少两个非理想过程的系数彼此相差10倍，这表明两者都很重要，并且命名一个主导项会低估其他项的重要性。在我们以前的研究中自洽形成的圆盘也由霍尔效应主导，双极扩散和霍尔系数的比率通常小于10，这表明这两个项同样重要，列出主导项是误导性的。一旦考虑到磁场几何形状，这些结论变得更加可靠。在协议的文献，我们回顾，我们得出结论，非理想的MHD过程是重要的形成和演化的原恒星盘。忽略任何非理想的过程，特别是双极扩散和霍尔效应，产生一个不正确的描述光盘的演变。
2021-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal MHD and protostellar feedback effects on disc formation and evolution in numerical simulations of star cluster formation
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Flatiron Institute（西蒙斯平顿研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究通过GIZMO与STARFORGE框架的数值模拟，对比理想/非理想MHD及喷流反馈对星团形成中盘演化的影响，发现磁制动无法抑制盘形成，喷流反馈会增加碎裂并降低恒星质量。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
There is no magnetic braking catastrophe: Low-mass star cluster and protostellar disc formation with non-ideal magnetohydrodynamics
我们提出的结果，从第一辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟低质量恒星团簇形成，解决了破碎过程的不透明度限制。我们模拟了50~M的$_\odot$湍流云，初始时被强度分别为临界质量与磁通量比的3、5、10和20倍的均匀磁场穿过，在每种强度下，我们模拟了理想和非理想（包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应）的MHD云。湍流和磁场塑造了云的大尺度结构，无论采用理想还是非理想的MHD，都形成了类似的结构。在高密度（$10^6 \lesssim n_{\rm H} \lesssim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）下，所有模型都具有相似的磁场强度与密度的关系，这表明致密核中的磁场强度与大尺度环境无关。尽管有限的统计数据，我们没有发现证据的初始质量函数的初始磁场强度的依赖性，然而，恒星形成率降低模型的初始磁场强度增加，例外的是最强的领域的情况下，崩溃主要发生沿场线。在所有的模型中，半径为$\gtrsim 20$ ~au的原恒星盘形成，表明盘的形成取决于气体湍流而不是磁场强度。我们没有发现磁制动灾难的证据，发现磁场并不阻碍原恒星盘的形成。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of the isothermal collapse of magnetic rotating protostellar clouds
我们研究了质量为$10$和$1 M_{\odot}$的磁性原恒星云的坍缩。崩溃的数值模拟使用二维磁流体动力学（MHD）的代码“恩里尔”。模拟结果表明，原恒星云获得一个层次结构的等温阶段的崩溃结束。在电磁力的作用下，原恒星云呈现出半厚半径比为$Z/R \sim (0.20-0.95)$的扁球形包层。在包层内部形成了一个几何上和光学上都很薄的主盘，半径分别为$0.2-0.7 R_0$和$Z/R \sim (10^{-2}-10^{-1})$，其中$R_0$是云的初始半径。初级盘是处于静磁平衡的结构。当云的初始磁能超过其引力能的$20 \%$时，它们就形成了。主盘的质量是云的初始质量的$30-80 \%$。第一流体静力核心随后形成在主盘的中心。我们讨论了主盘在云的进一步演化中的作用，以及从磁场几何特征和不同层次的角动量分布的角度讨论了坍缩云内部层次的可能观测现象
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-growth-rate magnetohydrodynamic instability in differentially rotating compressible flow
角动量向外的输运是吸积盘中吸积进行的基本要求。如果吸积流是湍流，这个目标就可以实现。不稳定性是湍流的来源之一。我们研究了非零径向和方位磁场存在下的差动旋转压缩流，并证明了高增长率不稳定性的发生。这种不稳定性在磁能密度超过旋转能量密度的区域中起作用。
2010-09-12 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Population III Star Formation in an X-ray background: II. Protostellar Discs, Multiplicity and Mass Function of the Stars
盘碎裂在决定原始恒星（Pop III星）的数量、质量和初始质量函数方面起着重要的作用。在这系列的第二篇论文中，我们探索了均匀的FUV H $_2$光离解和X射线辐射背景对Pop~III星形成的影响，使用网格的高分辨率放大模拟。我们发现，在X射线背景下，原恒星盘具有较低的表面密度和较高的Toomre $Q$参数，因此它们更稳定。由于这个原因，X射线照射的盘经历较少的碎裂，并且通常产生二元系统或低多重性系统。相反，弱或无X射线照射的情况产生具有典型的$6 \pm 3$多重性的系统。此外，由于吸积率较低，每个系统中质量最大的原恒星在圆盘受到X射线照射时大约要小两倍。结合这两种效应，碎片的初始质量函数在强X射线背景下变得更加头重脚轻，并通过具有斜率$1.53$和$61$ M $_\odot$的高质量截止的幂律来很好地描述。在没有X射线的情况下，我们发现$0.49$的斜率和$229$ M $_\odot$的截止质量。最后，原恒星在形成后由于外部高角动量气体的吸积而向外迁移，并且在没有X射线照射的情况下，这种迁移更加频繁和显著。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the frequencies of circumbinary discs in protostellar systems
本研究通过星团形成的辐射流体动力学模拟分析环双星盘，揭示其发生率与双星间距的双峰分布规律，以及系统阶数对盘尺寸的影响，且模拟与观测的盘轨倾角分布无统计差异。
2023-06-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflow Heating in a Growing Massive Protocluster
红外暗云（IRDC）复合体G28.34+0.06中的致密分子团P1在其极端年轻时拥有一个巨大的原恒星团。我们以前的亚毫米阵列（SMA）的观测显示，几个喷气式CO流出的原恒星，强烈的吸积和潜在的相互作用与周围的出生材料的指示。本文介绍了扩展甚大阵（EVLA）对NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）谱线以及H_2 O和I类CH_3OH脉泽中P_1的谱线观测。多个NH3跃迁揭示了在1 pc团簇中广泛分布的加热气体。温度分布是高度结构化的;加热的气体与原恒星偏离，并且在形态上与流出物非常匹配。空间紧凑，光谱宽NH3（3，3）发射的热点也被发现与流出相一致。在喷流与周围气体的界面上发现了一个弱的NH_3（3，3）脉泽。这些发现表明，原恒星加热可能无法有效地抑制大质量核心形成过程中的碎片化。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive Protostellar Cluster NGC6334I at 220 AU Resolution: Discovery of Further Multiplicity, Diversity and a Hot Multi-Core
我们提出的VLA和ALMA成像深嵌入原星团NGC 6334 I从5厘米到1.3毫米的角分辨率高达0.17（220 AU）。主要的热核心MM 1被分解成7个组件在1.3毫米，聚集在半径为1000 AU。其中四个组件的亮度温度>200 K，半径~300 AU，最小光度~10000 Lsun，并且必须集中加热。我们将这种新现象称为“热多核”。其中两个物体在较长波长下也表现出紧凑的自由-自由发射，与超紧凑的HII区域（MM 1B）和喷流（MM 1D）一致。以MM 1D为中心的水脉泽发射的空间运动学与它是CO中所见的高速双极分子外流的起源是一致的。MM 1B和MM 1D（440~AU）的紧密接近表明一个原始双星或瞬态束缚系统。MM 1的几个组成部分表现出陡峭的毫米级SED，表明不寻常的尘埃光谱特性或时间变异性。除了解决MM 1和其他热核（MM 2）成多个组件，我们发现五个新的毫米和两个新的厘米源。水脉泽是第一次检测到对MM 4A，确认其成员的原星团。MM 4A的亮度温度为1.3 mm，为97 K，加上没有热分子线发射，因此它似乎是一个光学厚度为240 Lsun的尘埃核，可能是大规模原恒星演化的一个过渡阶段。最强的水脉泽源CM 2的性质仍然不清楚，因为它的组合的非热射电连续和缺乏尘埃排放。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting gravitational instability in protostellar discs with improved radiative cooling models
School of Physics and Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学院）；SUPA, Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理卓越卓越中心天体物理研究所）；Centre for Exoplanet Science, University of Edinburgh（爱丁堡大学系外行星科学中心）；Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（华威大学系外行星与宜居性中心）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）
本研究采用改进的辐射冷却模型进行流体动力学模拟，发现原恒星盘的碎裂参数与早期模拟不同，GI驱动的行星形成不局限于最延展的盘，大尺度螺旋臂并非GI的典型结果。
2026-08-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical and Physical Characterization of the Isolated Protostellar Source CB68: FAUST. IV
低质量原恒星源的化学多样性迄今已被公认，环境效应被援引为其起源。在这方面，观测孤立的原恒星源而不受附近物体的影响是特别重要的。在这里，我们报告的化学和物理结构的低质量0类原恒星源IRAS 16544 $-$ 1604在博克球状体CB 68，基于1.3毫米ALMA观测的空间分辨率为$\sim$ 70~au的大型计划FAUST的一部分。三个星际饱和复合有机分子（iCOMs），CH $_3$ OH，HCOOCH $_3$和CH $_3$ OCH $_3$，被检测到朝向原恒星。推导出CH $_3$ OH的旋转温度和发射区尺寸分别为$131\pm11$ ~K和$\sim$ ~ 10~au。在原恒星附近检测到的iCOM表明CB 68拥有一个热的科里诺。用一个下降-旋转包层模型解释了C-$^{18}$-O、CH-$_3$-OH和OCS谱线的运动学结构，估计了原恒星质量和离心垒半径分别为$0.08-0.30$ ~ $M_\odot$和$< 30$ au.离心屏障的小半径似乎与iCOM的小发射区域有关。此外，我们还探测到了与原恒星有关的c-C $_3$ H $_2$和CCH的发射谱线，揭示了1000 au尺度的暖碳链化学（WCCC）。因此，我们发现CB 68的化学结构由杂化化学描述。分子丰度与其他热corino源和报告的化学模型进行了比较。
2022-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Protostellar Outflow Feedback in Clustered Star Formation
我们讨论了原恒星外流反馈的作用，在集群恒星形成的观测数据，最近的分子外流调查对附近的集群形成团块。我们发现，对于几乎所有的团块，流出动量注入率是显着大于湍流耗散率。因此，外流反馈很可能维持团簇中的超音速湍流。对于质量较小的团块，如B59、L1551和L1641 N，流出的动能与团块的引力能相当。在这样的集群，外流反馈可能会影响显着的集群动力学。另一方面，对于质量大于约200 M $_\odot$的团块，流出动能明显小于团块的重力能。由于大多数恒星都是在这样的团块中形成的，我们得出结论，外流反馈不能摧毁整个母体团块。外流反馈的这些特征支持恒星形成缓慢的假设。
2015-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar spin-up and fast rotator formation through binary star formation
通过磁流体动力学模拟发现，主星星周盘的引力不稳定性导致高比角动量物质吸积，触发自旋加速并促进伴星形成，从而解释了双星系统中快速自转星的成因。
2024-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive star formation via episodic accretion: protostellar disc instability and radiative feedback efficiency
SMSs的形成是在早期宇宙中播种SMBHs的潜在途径。恒星紫外线反馈是形成太阳系小天体的关键，它可以通过吸积来限制恒星质量的增长。在本文中，我们研究了一个吸积SMS和它的紫外发射率的条件下，现实的可变吸积从一个自引力拱星盘的演变。首先，我们进行了二维流体动力学模拟，以跟踪长期的原恒星吸积，直到恒星质量超过$10^4~M_\odot$。由于引力不稳定，圆盘碎片，产生许多小团块，迅速向内迁移，落在恒星上。由此产生的吸积的历史，因此高度依赖于时间：短的情节吸积爆发之后，较长的，相对静止的阶段。我们发现，所谓的直接坍缩模型的拱星盘是更不稳定的，并产生更大的变化在较短的时间尺度比正常的流行III的情况下。利用所得到的吸积历史进行了后过程恒星演化计算。我们的研究结果表明，无论吸积率的强烈变化，恒星半径单调增加，几乎恒定的有效温度在$T_{\rm eff} \simeq 5000$ K作为恒星质量的增加。由此产生的紫外反馈太弱，阻碍质量吸积由于恒星紫外光子的低通量，从而验证了我们的隐式假设没有恒星反馈的流体动力学模拟。恒星演化对可变吸积的不敏感性归因于这样一个事实，即典型的变率时间尺度，$\lesssim 10^3$年，太短而不足以影响恒星结构。我们认为，这种演化将继续下去，直到SMS最终崩溃后，恒星质量达到$\gtrsim 10^5~M_\odot$的广义相对论不稳定性产生一个巨大的黑洞。
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discs, outflows, and feedback in collapsing magnetized cores
低质量恒星形成的前星核通常磁化良好。我们的模拟表明，早期的原恒星盘是巨大的，并经历了强大的磁制动和原恒星外流形式的磁矩。原恒星盘形成的模拟表明，这些扭矩是强大到足以抑制一个旋转支撑的结构，形成近临界值的质量流量。我们证明，通过使用一个三维自适应网格细化代码-包括冷却，下沉粒子和磁场-一个产生瞬态1000 AU光盘，同时产生大的流出离开核心区域，带走质量和角动量。早期的流入/流出速率表明，只有一小部分的质量是在最初的磁塔/喷流事件损失。
2010-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Physical and chemical fingerprint of protostellar disc formation
本文的目的是在原行星盘尺度上探索和比较I类低质量原恒星源的物理和化学结构。我们提出了一个研究的尘埃和气体排放对一个代表性的样本的12个I类原恒星的蛇夫座分子云与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在高角分辨率（0.4”，~60 au直径）下观察到0.87 mm处的连续谱和C17 O，C34 S，H13 CO+，CH 3OH，SO2和C2 H的分子跃迁。光盘和恒星的质量估计从连续通量和位置-速度图，和六个源显示盘状结构。朝向更明亮的光源，紧凑的发射和大的线宽被视为探测温暖的气体（Eu ~200 K）的SO2的过渡。相比之下，C17 O的排放量被检测到对最不发达和发光系统。朝向任何连续峰都没有检测到CH 3OH的发射，表明朝向这些源不存在温暖的CH 3OH气体。恒星质量和热光度之间存在幂律关系，对应于I类源的质量吸积速率为（2.4 +/- 0.6）x 10^-7 Msun/年。这个质量吸积率低于预期值，如果吸积是恒定的时间，而不是点的情况下发生的吸积爆发。C17 O和SO2之间的差异表明它们追踪不同的物理成分：C17 O追踪盘包系统的致密和较冷的区域，而SO2可能与较高温度的区域有关，例如吸积冲击。缺乏温暖的CH 3OH排放表明，有没有热核心附近的任何来源和CH 3OH柱密度平均超过光盘是低的区域。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anatomy of a Fall: Stationary and super-Keplerian spiral arms generated by accretion streamers in protostellar discs
针对晚期下落对原行星盘的物质补充及亚结构影响，本文通过3D光滑粒子流体动力学模拟顺向流-盘相互作用，揭示其激发的螺旋臂具有静止至超开普勒的多模式速度、长寿命等特性，为观测诊断提供依据。
2025-02-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMASOP. A Rotating Feature Rich in Complex Organic Molecules in a Protostellar Core
该研究在原恒星核G192.12-11.10中发现富含复杂有机分子的旋转结构，可能位于开普勒盘内，并探讨了吸积激波等加热机制，揭示了不同分子的分布差异。
2025-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing a New Model of Embedded Protostellar Disks Against Observation: The Majority of Orion Class 0/I Disks Are Likely Warm, Massive, and Gravitationally Unstable
构建了基于内部吸积加热和临界引力不稳定假设的嵌入式原行星盘参数化模型，拟合 VANDAM 猎户座 156 个盘的多波长观测，发现多数 Class 0/I 盘温暖、大质量且星盘质量比接近 1。
2024-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
