Inefficient star formation: The combined effects of magnetic fields and radiative feedback
Daniel J. Price, Matthew R. Bate
备注：
14 pages, 6 figures, accepted for publication in MNRAS. Movies for all the runs and version with high-res figures available from http://users.monash.edu.au/~dprice/pubs/mclusterRT/ v2: minor changes to match published version
We investigate the effects of magnetic fields and radiative protostellar feedback on the star formation process using self-gravitating radiation magnetohydrodynamical calculations. We present results from a series of calculations of the collapse of 50 solar mass molecular clouds with various magnetic field strengths and with and without radiative transfer.
We find that both magnetic fields and radiation have a dramatic impact on star formation, though the two effects are in many ways complementary. Magnetic fields primarily provide support on large scales to low density gas, whereas radiation is found to strongly suppress small-scale fragmentation by increasing the temperature in the high-density material near the protostars. With strong magnetic fields and radiative feedback the net result is an inefficient star formation process with a star formation rate of ~< 10% per free-fall time that approaches the observed rate, although we have only been able to follow the calculations for ~1/3 of a free-fall time beyond the onset of star formation.
Simulating the Formation of Massive Protostars: I. Radiative Feedback and Accretion Disks
我们提出了辐射流体动力学模拟坍缩的原恒星的核心与初始质量为30，100和200 M $_{\odot}$。我们跟随他们的引力坍缩和形成一个巨大的原恒星和原恒星吸积盘。我们采用了一种新的混合辐射反馈方法混合光线跟踪技术与通量限制扩散的温度和辐射力的更准确的治疗。在每一种情况下，形成的圆盘都变得托姆勒不稳定并发展出旋臂。这发生在0.35和0.55自由落体时间之间，并伴随着2-10倍的吸积率增加。虽然盘变得不稳定，但没有其他恒星形成。在我们的100和200 M $_{\odot}$模拟的情况下，恒星变得高度超爱丁顿，并开始驱动双极流出空腔向外扩张。这些由辐射驱动的气泡看起来很稳定，似乎是在引导气体回到原恒星的吸积盘上。吸积在整个盘中进行得很强。经过81.4 kyr的演化，我们的30 M $_{\odot}$模拟显示了一颗质量为5.48 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为3.3 M $_{\odot}$的盘，而我们的100 M $_{\odot}$模拟在41.6 kyr的过程中形成了一颗质量为28.8 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为15.8 M $_{\odot}$的盘，我们的200 M $_{\odot}$模拟形成了一个43.7 M的$_{\odot}$星，在21.9 kyr有一个18 M的$_{\odot}$盘。在没有磁场或其他形式反馈的情况下，我们模拟的恒星质量似…
Magnetic fields and radiative feedback in the star formation process
恒星的形成是一个复杂的过程，涉及许多物理效应的相互作用，包括重力、湍流气体动力学、磁场和辐射。近年来，我们对这一过程的理解有了很大的提高，这主要是因为我们在恒星形成过程的数值计算中结合相关物理学的能力有所提高。在这篇文章中，我们提出了一个概述，我们最近的研究恒星团簇形成的湍流，磁化云使用自引力辐射磁流体力学计算（价格和贝特2008年，2009年）。讨论了我们将磁场和辐射转移引入光滑粒子流体力学方法的情况。我们强调新生恒星周围气体的磁场和辐射加热如何解决恒星形成中的几个关键难题，包括解释为什么恒星形成是一个缓慢而低效的过程。然而，在坍缩的原恒星核中存在观测强度的磁场也会导致较小尺度的问题，包括形成原恒星盘和双星的困难（Price and Bate 2007，Hennebelle and Teyssier 2008），这表明我们对磁场在恒星形成中的作用的理解还不完整。
