The role of turbulent magnetic reconnection on the formation of rotationally supported protostellar disks
从分子云核中形成原恒星盘的过程仍然没有完全弄清楚。在理想的MHD条件下，典型的嵌入式磁场从盘祖的角动量的去除可能会阻止旋转支撑盘的形成在低质量恒星的主要原恒星吸积阶段。这就是所谓的磁制动问题，研究最多的机制，以减轻这个问题，并帮助消除多余的磁通量在恒星形成过程中，所谓的双极扩散（AD），已被证明是不足以削弱磁制动至少在这个阶段的磁盘形成。在这项工作中，最近的进展，在湍流环境中的磁重联的理解的动机，我们呼吁的扩散磁场介导的磁重联作为一种替代机制，用于消除磁通量。我们在原恒星盘形成的后期阶段数值研究了这种机制，并显示了它的高效率。通过三维MHD模拟，我们表明，这种机制是能够运输磁通量的外围盘祖兼容的时间尺度的崩溃，允许形成一个旋转支持磁盘周围的原恒星的尺寸~100 AU。由于MHD湍流预计将存在于原恒星盘，这是一个自然的机制，以消除磁通量过剩，并允许这些磁盘的形成。这种机制排除了假设欧姆电阻率增加的必要性，如文献中所讨论的。与我们早期的工作表明，磁通量从分子云的核心是非常有效的，这项工作要求重新考虑的相对作用的AD的过程中的恒星和行星形成。
2011-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 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 Formation of Low-Mass Binary Star Systems Via Turbulent Fragmentation
我们描述了在自引力辐射流体动力学模拟中形成的原恒星系统的坠落率。利用两个无量纲参数来确定盘对引力碎裂的可接受性，我们推断了原恒星系统多重性的极限和双星的形成机制。我们表明，这些参数给出了强大的预测，即使在边缘解决原恒星盘的情况下。我们发现，辐射反馈的原恒星系统主要通过湍流碎片形成双星，而不是磁盘不稳定性，我们预测湍流碎片是低质量恒星形成双星的主要渠道。我们清楚地表明，系统形成的模拟，包括辐射反馈有根本不同的参数比那些纯粹的流体动力学模拟。
2010-10-18 astro-ph.SR
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
Protostellar disks in their natural habitat -- the formation of protostars and their accretion disks in the turbulent and magnetized interstellar medium
本研究通过不同磁场条件的高分辨率模拟，揭示了湍流星际介质中磁场与非理想磁流体动力学对原恒星盘形成、尺寸及结构的关键调控作用。
2025-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Smoothed Particle Magnetohydrodynamics Simulations of Protostellar Jets and Turbulent Dynamos
我们提出的结果从平滑粒子磁流体力学模拟塌陷分子云的核心，和发电机放大的磁场在马赫数10磁化湍流的存在。我们的恒星形成模拟已经产生了，有史以来第一次，高度准直的磁化原恒星喷流从第一流体静力学核心阶段。最多可达40%的初始核心质量可通过这种外流喷出。进行这些模拟的主要困难是保持发散自由约束的磁场，并解决这个问题，我们已经开发了一种新的发散清洗方法，使我们能够稳定地遵循这些原恒星喷流的演变很长一段时间。超声速MHD湍流的模拟能够通过湍流发电机将磁能指数放大高达10个数量级。为了减少数值耗散，使用了一种新的冲击检测算法，该算法能够在大范围的磁场强度中跟踪磁冲击。
2013-10-17 astro-ph.SR
Transport of Protostellar Cosmic Rays in Turbulent Dense Cores
最近的研究表明，低能量的宇宙射线（CR）可能在分子云内部被与恒星形成有关的冲击加速。我们使用Monte Carlo运输代码来模拟通过原恒星核的原恒星吸积冲击加速的CR的传播。我们计算的CR衰减和能量损失，并计算由此产生的通量和电离率的函数，从原恒星的径向距离和角位置。我们发现，原恒星的核心有不均匀的CR通量，产生广泛的CR电离率，最大值高达两个数量级，然后在给定的距离径向平均。特别是，CR通量集中在流出腔的方向上，产生“手电筒”效应，并允许CR泄漏出堆芯。径向平均电离率小于银河系的测量值$ζ\approx 10^{-16} \rm s^{-1}$ ;然而，在距离原恒星$r \approx 0.03$ pc的范围内，最大电离率超过了这个值。我们表明，在原恒星参数的变化，特别是在吸积率，可能会产生电离率是一对夫妇的数量级高于或低于我们的基准值。最后，我们使用统计方法来模拟未解决的亚网格磁湍流的核心。我们表明，湍流修改CR光谱，并增加CR分布的均匀性，但不会显着影响电离率。
2021-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Protostellar collapse of magneto-turbulent cloud cores: shape during collapse and outflow formation
我们通过数值模拟研究了分子云核的原恒星坍缩，考虑了湍流和磁场。通过使用自适应网格加密技术，崩溃遵循了一个很宽的动态范围内从一个湍流云核的规模的第一个核心。低密度区的云核由于湍流的作用而呈现明亮的亮度，而在高密度区的云核由于坍缩而呈现平滑的密度分布。稠密区域的形状主要取决于云核的质量;质量大的云核往往是扁长的，而质量小的云核往往是扁圆的。在这两种情况下，各向异性的致密区域的等温崩溃过程中增加。密集区的短轴总是平行于局部磁场。所有的模型最终产生球形的第一核心主要由热压力支持。大多数湍流云核在第一核周围有原恒星外流。根据相关磁场的形态，这些流出被分为两种类型，双极流和螺旋流。两极流经常出现在质量较小的云核中。对于双极流，第一芯的旋转轴平行于局部磁场取向，而旋转轴相对于全局磁场的取向取决于磁场强度。在螺旋流中，旋转轴不与局部磁场对准。
2010-11-20 astro-ph.SR
Turbulent mixing layers in supersonic protostellar outflows, with application to DG Tauri
湍流卷吸过程可能在年轻天体演化的各个阶段的外流中起着重要的作用。特别是，横向夹带的环境材料的高速，准直原恒星喷流可能是多个发射线速度分量的原因，观察到的微射流规模的外流驱动的经典金牛座T星。沿射流边界的紊流激波激发的混合层可能会产生中速外流分量。我们提出了一种形式主义，用于描述这样的混合层的基础上测量的气体的基本性质的量的雷诺分解。在这个模型中，来自大圆盘半径的分子风为卷吸提供了持续的物质供应。我们计算的总应力分布在混合层，这使我们能够估计耗散的湍流能量，因此层的光度。我们利用MAPPINGS IV激波模型来确定[Fe II] 1.644 μm谱线发射在总发射中所占的比例，以便于与以前对年轻恒星DG Tauri的观测进行比较。我们的模型准确地估计了DG Tau接近流出的中速分量的亮度和质量流出率的变化。因此，我们建议，这个组件代表了湍流混合层周围的准直射流在这个对象。最后，我们将我们的模型与该领域以前的工作进行比较和对比。
2015-10-05 astro-ph.SR
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Role of Pseudodisk Warping and Reconnection in Protostellar Disk Formation in Turbulent Magnetized Cores
在磁场和旋转轴成一直线的非湍流核中，旋转支撑的原恒星盘的形成在理想MHD中被抑制。解决这种所谓的“磁制动灾难”的一个有希望的方法是通过湍流。磁感应盘形成的原因通常归因于磁感应磁重联，这被认为是减少了在盘形成区域中积累的磁通量。我们提出了另一种解释，基于磁耦合触发的重联严重捏场线靠近中央原恒星和磁场诱导翘曲的假盘的加利和舒。这种重联削弱了位于磁通冻结下的磁制动灾难核心的中央分裂磁层。我们表明，通过理想化的数值实验，赝盘可以强烈翘曲，但不完全破坏，由亚音速或音速湍流。翘曲降低了角动量从赝盘中移除的速率，这是由磁力矩和外流引起的，使得更容易形成旋转支撑的盘。更重要的是，伪星盘从形成星盘的赤道面翘曲出来，大大减少了穿过星周形成星盘区域的磁通量，进一步促进了星盘的形成。伪盘翘曲的有益效果也可以通过磁场和旋转轴之间的未对准来实现。这两种机制的磁盘形成，使湍流和磁场旋转错位分别，从而统一。我们发现，在湍流磁化核中形成的盘是相当厚的和显着的磁化。这些研究结果的影响，特别是在L1527推断厚年轻的磁盘，进行了简要的讨论。
2014-08-11 astro-ph.SR
Turbulent Linewidths as a Diagnostic of Self-Gravity in Protostellar Discs
我们使用平滑粒子流体动力学模拟的大规模原恒星光盘调查预测扩大的分子线光盘中，自引力是角动量运输的主要来源。这些模拟包括辐射转移，并涵盖了盘星质量比在0.25到1.5之间的范围。减去平均方位流速，计算了由于大尺度结构和自重引起的湍流引起的面内和垂直方向上的特征流速分布。对于较低的质量光盘，我们表明，特有的速度规模与有效的湍流粘度参数的平方根，预期从当地的粘性光盘理论。导出的速度是各向异性的，具有比垂直值大得多的面内值。随着圆盘质量的增加，局部确定的湍流近似的有效性被打破，这是伴随着巨大的面内加宽。由于低m螺旋模式的重要性，还存在高方差。对于低质量盘，面内加宽的幅度，领先的顺序，等于从本地盘理论的预测，不能约束湍流源。然而，结合我们的研究结果与先前的评估预期在磁盘中的磁旋转不稳定性（MRI）是活跃的湍流加宽，我们认为，自引力可能是区分从MRI在这些系统中，如果它是可能的，以测量的各向异性的特殊的速度场与磁盘倾角。此外，对于大质量盘，大尺度模式的主要贡献是自引力湍流与MRI驱动湍流的区别特征。
2012-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observing Turbulent Fragmentation in Simulations: Predictions for CARMA and ALMA
确定最初的恒星多样性是一个具有挑战性的问题，因为原恒星在早期是暗淡和深深嵌入的;一旦形成，多个原恒星系统可能会显着动态演变之前，他们是光学揭示。像CARMA和ALMA这样的干涉仪可以探测尘埃连续体发射中湍流碎裂发生的尺度，这可能会限制早期恒星的多样性。在这封信中，我们提出了无星和原恒星核心的综合观测，这些核心在几千天文单位的尺度上经历了碎裂，产生了宽的双星系统。我们表明，干涉观测的无星核心的CARMA应主要是在早期阶段，虽然广泛的原恒星同伴应该是显而易见的。ALMA的增强功能提高了岩心形态的检测，从而可以在更早的时间检测到子结构。在这两种情况下，从干涉测量的空间滤波减少了观察到的核心子结构，并往往根除现有的痕迹，在尺度下降到0.025 pc的原始形态。然而，一些丢失的结构可以通过结合来自ALMA全科学和阿塔卡马紧凑阵列的数据来重新捕获。
2011-11-17 astro-ph.SR
On estimating angular momenta of infalling protostellar cores from observations
我们使用碰撞流的情况下的分子云的形成的数值模拟研究的早期状态，低质量的原恒星核心的角动量的观测估计的可靠性。我们发现，适当的修正投影因子，分子线观测NH $_3$的速度梯度可以用来提供合理的估计核心角动量的一个因素内的两个到三个，有一些大的低估，由于不利的视角。我们的结果不同于以前的研究，这些研究表明，观测可能会高估真实的角动量多达一个数量级;这种差异可能是由于我们的模拟中小尺度上的速度场更加平滑，这是由于允许湍流衰减和引力下降占主导地位。这些结果强调了理解“湍流”速度的性质的重要性，并对核心坍缩过程中原恒星盘的形成产生了影响。
2018-08-14 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
Magnetic fields in early protostellar disk formation
本文用三维MHD方法模拟了真实湍流分子气体形成吸积盘的过程。特别地，我们分析了Lazarian & Vishniac（1999）模型描述的快速湍流重联对从盘中去除磁通量的影响。通过数值模拟，我们展示了快速重联如何使原恒星盘形成解决所谓的“磁制动灾难”。特别是，我们提供了一个详细的研究动态的0.5 M $_\odot$原恒星和它的磁盘的形成长达数千年。我们测量恒星周围的质量、角动量、磁场和湍流的演化。我们考虑两个过程的影响，强烈影响磁转移的角动量，这两个都是基于湍流重联：第一个，"重联扩散"，从磁盘中删除的磁通量，其他涉及的磁场的拓扑结构的变化，但不改变的绝对值的磁通量通过磁盘。我们证明，对于第一种机制，湍流导致的磁通量运输向外从内部磁盘的环境介质，从而减少磁盘的耦合到周围的材料。通过将磁场的拓扑从分裂的双极配置改变为偶极配置来实现类似的效果。我们探讨了这两种机制如何防止盘角动量的灾难性损失，并将上述湍流重联机制与文献中的其他机制进行了比较。
2016-03-08 astro-ph.SR
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigations of Protostellar Outflow Launching and Gas Entrainment: Hydrodynamic Simulations and Molecular Emission
我们调查原恒星外流演化，气体夹带，恒星形成效率使用辐射流体动力学模拟孤立，湍流低质量的核心。我们采用X风发射模型，其中的流出速率耦合到瞬时的原恒星吸积速率和演化。我们改变流出准直角从$θ$ =0.01-0.1，并发现，即使是很好的准直流出有效地扫过和夹带显着的核心质量。第0阶段的寿命范围为0.14-0.19百万年，这与观察到的0级寿命相似。核心的恒星形成效率介于0.41-0.51之间。在所有情况下，流出物在周围材料中驱动强烈的湍流。虽然最初的核心湍流是纯粹的螺线管的建设，模拟收敛到螺线管和压缩运动之间的近似均分，由于外流驱动和崩溃的组合。当一个集群的原恒星，这不是引力集中凝聚的模拟相比，我们发现，外流驱动器的运动，主要是螺线管。最后的湍流速度分散的核心的初始值的两倍左右，表明一个单独的外流是很容易能够补充湍流运动的次秒差距尺度。我们后处理的模拟，以产生合成的分子线发射图的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O和评估如何以及这些示踪剂重现的基础质量和速度结构。
2014-01-16 astro-ph.SR
A new multifluid method for dusty astrophysical flows. Application to turbulent protostellar collapses
本研究针对含尘埃天体物理流，在RAMSES代码中实现了基于欧拉方法的无压中性多流体模型与新型气尘黎曼求解器，通过原恒星坍缩模拟验证了性能，修正了尘埃富集规律，为探索行星形成新条件提供了工具。
2025-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
A multiwavelength view of the protostellar binary IRAS04325+2402: a case for turbulent fragmentation
IRAS 04325 +2402（以下简称IRAS 04325）是一个复杂的原恒星系统，拥有两颗年轻的恒星（以下简称AB和C），相距1250天文单位。在这里，我们结合斯皮策和文献数据，为该系统提供了新的深度双子座成像和光谱学，覆盖1- 12 μ的波长范围以及870 μ的亚毫米阵列干涉测量。物体AB是一颗低质量恒星，有一个盘/包层系统和一个外流腔，在红外图像中可以明显看到。物体C，之前被怀疑是一颗褐矮星，可能是一颗质量非常低的恒星，有效温度约为3400 K。它的特点是边缘上的磁盘和细长的信封，并显示出强烈的吸积和喷射活动的迹象。这两个物体都可能驱动秒差距尺度的分子外流。这两个物体嵌入在一个孤立的、密集的分子云核心中。高灭绝，缺乏X射线发射，相对较高的热光度，认为它的年龄低于100万年。AB和C的盘/外流系统彼此偏离约60度，与双星轨道平面偏离80度和40度。该系统可能是一个很好的情况下，原始的不对准，而不是由动力学相互作用引起的不对准，因为流出方向是恒定的，重新排列的时间尺度可能大于系统的年龄。这有利于湍流碎裂，而不是旋转碎裂，形成的情况。我们表明，光谱能量分布和图像的两个对象可以再现与辐射转移模型的磁盘/信封系统。我们的分析为YSO的结构和早期演化的既定范式提供了保证，但强调了开发具有复杂尘埃化学的3D模型的重要性。
2010-07-22 astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infall-Driven Protostellar Accretion and the Solution to the Luminosity Problem
我们调查的作用，质量下降的形成和演化的原恒星。为了避免特设的初始和边界条件，我们认为，自洽从模拟形成的星团在湍流分子云的下落。我们表明，在湍流云的下降率是可比的吸积率推断从原恒星的光度或测量前主序星。在模拟原恒星的光度和盘的演化时，即使在嵌入的原恒星阶段之后，它们也不应该被忽略。我们发现大的变化，从原恒星到原恒星，和个人的原恒星的演变过程中的大的波动率。在大多数情况下，坍缩速率最初是10 $^{-5}$ \msun \ yr $^{-1}$，在低质量恒星形成时可能迅速衰减，或者在更大质量恒星形成时保持相对较大的速度。模拟结果较好地再现了观测到的原恒星光度特征值和散射，并与观测到的原恒星光度函数相匹配。因此，一旦真实的原恒星坠落历史被考虑在内，光度问题就解决了，而不需要极端的吸积事件。这些结果是基于随机驱动的磁流体动力学湍流的模拟规模为4pc，包括自重力，自适应网格细化到50 AU的分辨率，和吸积汇粒子。模拟结果显示，恒星形成率较低，与观测结果一致，在整个模拟过程中，下沉粒子的质量分布与观测到的恒星初始质量函数一致，在320万年前形成了近1,300个下沉粒子。
2014-10-07 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
Probing Velocity Structures of Protostellar Envelopes: Infalling and Rotating Envelopes within Turbulent Dense Cores
我们用ALMA 12-m列阵、ACA 7-m列阵、IRAM-30 m和APEX望远镜观测了IRAS 15398、$-$ 3359、L1527 IRS和TMC-1A三颗低质量原恒星的C $^{18}$ O $J=2$-1辐射。总的来说，C $^{18}$ O辐射在$\sim$ 100-1000 au的半径处显示出清晰的速度梯度，这可能源于包层的旋转，而在$\sim$ 1000- 10，000 au的尺度上，速度梯度不太清晰，速度结构受到更多的扰动。IRAS 15398、$-$ 3359和L1527 IRS分别显示峰值速度径向剖面中半径为$\sim$ 1200和$\sim$ 1700 au处的断裂。峰值速度与破裂半径内的$r^{-1.38}$或$r^{-1.7}$成比例，这可以被解释为指示在较大空间尺度上具有一定程度的气体运动污染的包络的旋转运动。在破裂半径外，峰值速度遵循$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.68}$或$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46}$，这与致密岩心的$J/M$ - $R$关系相似。TMC-1A的峰值速度径向分布与包层的旋转运动以及$J/M$ - $R$关系不一致。通过研究两个源中速度偏差（$δv$）和空间尺度（$τ$）的相关性，研究了$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46\operat…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Protostellar Luminosity Function
原恒星光度函数（英语：Protostellar luminosity function，PLF）是恒星形成区域内原恒星的现今光度函数。它是使用原恒星质量函数（PMF）结合恒星演化模型确定的，该模型提供了作为瞬时和最终恒星质量函数的光度。在McKee & Offner（2010）中，我们考虑了三种主要的吸积模型：等温球模型，湍流核心模型和竞争吸积模型的近似。我们还考虑了吸积率的影响，逐渐减少线性的时间和加速恒星形成率。对于每个模型，我们使用平均值，中位数，最大值，中位数与平均值的比值，亮度的对数的标准差，和非常低的亮度对象的分数来表征亮度分布。我们比较的模型与测热光度观察到在当地的恒星形成的地区，并发现一个近似恒定的吸积时间的模型，如湍流核心和竞争性吸积模型，似乎同意更好地与观察比那些具有恒定的吸积率，如等温球模型。我们发现，在这些附近的低质量恒星形成区域的平均原恒星光度的观测表明，平均恒星形成时间为0.3 $\pm$ 0.1百万年。这样一个时间尺度，加上一些非辐射性的吸积和一些发生在高吸积、偶发性爆发的吸积，解决了低质量恒星形成中的经典“光度问题”，即观测到的原恒星光度明显低于预测。加速的恒星形成速率是调和观测到的恒星形成时间和平均光度的一种可能方法。
2011-05-05 astro-ph.SR
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer II. Outflows
大多数大质量原恒星都有两极外流。尽管如此，对于这些流出的起源机制，以及较少观察到的单极流出的原因，还没有达成共识。我们的目标是确定早期大规模原恒星外流的起源，重点是在湍流介质中的辐射转移和磁场的综合影响。我们使用四个国家的最先进的辐射磁流体动力学模拟后，大规模的100 Msun前星核的拉美西斯代码崩溃。湍流通过初始速度色散来考虑。我们使用混合辐射转移方法，包括双极扩散。我们发现，湍流延迟发射的外流，这似乎主要是由磁流体动力学过程。磁塔流和磁离心加速度对加速有贡献，并且前者比后者在更大的体积上操作。我们最好的分辨率，5 AU，不允许我们得到磁离心加速流出的收敛结果。辐射加速也发生了，主要发生在恒星附近，扩大了外流范围，但对磁外流的发射没有负面影响（M~17 Msun，L~ 1 e5 Lsun）。相关的张角（20-30度时，磁场占主导地位）建议额外的（去）准直效果，以满足观测的限制。流出物几乎垂直于磁盘发射，并与最初的核心尺度磁场不一致，与几个观测研究一致。在最湍流的运行中，流出是单极的。我们的结论是，磁过程占主导地位的大规模原恒星外流的加速高达~17 Msun，对辐射过程。湍流扰动流出发射，是一个可能的解释单极流出。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for High-Mass Protostellar Objects in Cold IRAS Sources
本文介绍了对39个大质量恒星形成区的CS J=2-1成图观测结果，这些恒星形成区是从先前对具有沿银道面高速CO流的冷IRAS源的CO线测量中选出的（Yang等，2002）。在CS J=2-1中检测到所有源，表明在IRAS源周围存在CS团块。然而，三分之一的源是不深嵌入密集的团块通过比较中央供电IRAS源和CS团块的形态。给出了稠密分子团的物理参数。通过检查致密核与IRAS源之间的联系、水脉泽的探测以及IRAS源的射电性质，我们确定了12个高质量原恒星天体（HMPO）候选者。我们发现，HMPO源的特点是低FIR光度维里质量比，因为他们是在非常早期的演化阶段时，大质量的原恒星还没有达到他们的全光度，这是典型的零年龄主序星。HMPO源中的大湍流运动可能主要是由于致密团块中形成的中央原恒星喷射出的大动能。然而，替代手段或未检测到的流出也可能是造成团块中湍流的原因。
2018-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of a Protostellar Multiple System via Rotational Fragmentation
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysics, Harvard Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台拉美天文中心）
利用多波段观测分析致密核G205.46-14.56-N2及其宿主纤维结构，发现旋转碎裂主导了四星系统的形成，提供了旋转驱动碎裂形成致密原恒星多星系统的直接观测证据。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields and Protostellar Feedback on Low-mass Cluster Formation
我们提出了一个大套件的低质量星团的形成模拟。我们的模拟包括一系列广泛的物理过程--磁流体动力学、辐射转移和原恒星外流--并涵盖了广泛的维里参数和磁场强度。将我们的模拟结果与观测结果进行比较，我们发现模拟在其整个历史中保持接近维里平衡，产生恒星形成效率和初始质量函数（IMF）峰值，这些峰值在时间上是稳定的，并且与观测结果合理一致。我们的研究结果表明，小尺度耗散效应附近的原恒星表面提供了一个反馈回路，稳定恒星形成效率。无论平衡是由大尺度强迫的能量输入还是由抑制坍缩的强磁场维持，都是如此。相比之下，离开维里平衡并经历失控坍缩的模拟形成恒星的效率太高，产生的IMF随着时间的推移变得越来越头重脚轻。在所有情况下，我们发现，由于磁交换不稳定性，磁通量平流向原恒星和向外平流之间的竞争，以及湍流放大和新形成的原恒星附近的重联之间的竞争，使得局部磁场结构对大尺度场的强度不敏感，确保在设定碎裂尺度和IMF峰值质量时，辐射总是比磁支持更重要。多恒星系统的统计数据对初始条件的变化同样不敏感，并且在统计不确定性的范围内与观测结果基本一致。
2018-01-16 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
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The High-resolution Accretion Disks of Embedded protoStars (HADES) simulations. I. Impact of Protostellar Magnetic Fields on the Accretion Modes
本文通过高分辨率非理想磁流体动力学模拟研究了不同原恒星磁场强度对太阳质量原恒星吸积模式的影响，发现弱磁场对应湍流边界层吸积，强磁场对应磁层吸积，并验证了模拟光变曲线与Class I原恒星观测的吻合性。
2024-12-11 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
A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitoturbulence in magnetised protostellar discs
引力不稳定性（GI）在原恒星盘演化的几个方面都有表现，最显著的是角动量输运、碎裂和爆发，FU Ori和EX Lupi系统就是例证。原恒星盘的外部区域也可能与磁场耦合，从而改变GI的发展。为了了解它们相互作用的基本要素，我们进行了局部二维理想和电阻MHD模拟与施加的环向场。在制度的中等等离子体β，我们发现，该系统支持一个热的重力湍流状态，其特征在于相当大的磁能和应力和一个令人惊讶的大Toomre参数$Q~10$。这一结果具有潜在的影响磁盘结构，垂直厚度，电离等，我们的模拟还揭示了存在的长寿和密集的“磁岛”或等离子体团。最后，我们发现磁场的存在对盘的破碎准则影响不大。虽然我们的重点是原恒星盘，我们的一些结果可能是相关的AGN的外半径。
2016-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
No impact of core-scale magnetic field, turbulence, or velocity gradient on sizes of protostellar disks in Orion A
我们比较的大小和流量的样本的原恒星盘在猎户座A测量的ALMA 0.87毫米连续数据从VANDAM调查的物理性质，其周围环境的核心尺度为0.6 pc的GBT气体NH3和JCMT SCUPOL偏振数据估计。我们没有发现任何显着的磁盘半径和连续通量上的核心规模，如非热线宽，磁场的方向和强度，或幅度和方向的速度梯度上的一个单一的参数的依赖。在这些参数中，我们只发现了速度梯度的大小和非热线宽之间的正相关关系。因此，观察到的速度梯度更可能与湍流运动有关，而不是大尺度旋转。我们的结果没有明确的依赖这些参数的磁盘半径是更一致的期望从非理想的磁流体力学模拟的磁盘形成坍缩的核心，其中磁盘的大小是自我调节的磁制动和扩散，相比其他模拟只包括湍流和/或磁场与旋转轴错位。因此，我们的结果可能暗示非理想磁流体效应在盘的形成中起着更重要的作用。然而，我们不能排除在一个星团的动力学相互作用或在核心尺度上的角动量的量，这不能探测与现有的数据对所观察到的磁盘大小分布的影响。
2021-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the reliability of protostellar disc mass measurements and the existence of fragmenting discs
我们耦合非磁性，流体动力学模拟坍缩的原恒星核心与辐射转移演化模型，以产生合成的意见。然后，我们使用这些合成的意见，调查在何种程度上，一个简单的方法测量原恒星盘的质量在文献中使用恢复的固有质量的光盘中形成的模拟。我们评估的影响，从周围的核心污染，部分解决了光盘，光学深度，固定假设的尘埃温度，倾斜，和尘埃不透明度的法律。我们表明，这些影响的组合可以导致光盘质量低估的因素，在毫米波波长的2-3和高达一个数量级或更大的亚毫米波波长。原恒星盘的光学薄部分在I类阶段通常比0类阶段更冷，因为I类盘通常更大，光学厚度更厚，因此更受屏蔽。观察到的光盘质量分布非常相似的内在分布，如果考虑到这种影响，特别是在毫米波长的光学深度效应最小化。到目前为止，用这种方法观察到的原恒星盘中，大约有50%-70%与模拟中形成的引力不稳定盘的质量一致，这表明至少有一些原恒星盘的质量可能足以破碎。我们强调关键的未来工作需要确认这些结果，包括组装更大，更少的偏见的样品，并使用分子线观测区分旋转支持，开普勒光盘和磁支持pseudodisks。
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Protostellar Mass Function
原恒星质量函数（英语：Protostellar mass function，PMF）是恒星形成区域内原恒星的现今质量函数。它由初始质量函数和吸积时间加权确定。因此，PMF依赖于原恒星的吸积历史，并在原则上提供了一个强大的工具，观测区分不同的原恒星吸积模型。我们在这里考虑三个基本模型：等温球模型（Shu 1977），湍流核心模型（McKee & Tan 2003）和竞争吸积模型的近似表示（Bonnell et al. 1997，2001 a）。我们还考虑这些吸积模型的修改版本，其中的吸积率逐渐减少线性的时间。最后，我们考虑到恒星形成速率的总体加速。目前，由于原恒星的质量目前还无法测量，因此还不可能直接确定PMF。我们进行了预测的PMF与观测的近似比较，通过使用该理论来推断在几个恒星形成区域的环境介质中的条件。锥形和加速模型一般同意观察到的恒星形成时间比模型没有锥形或加速，但吸积模型和观测的不确定性不允许排除任何目前提出的模型。PMF对于计算原恒星光度函数是必不可少的，然而，这使得可以得出更强的结论（Offner & McKee 2010）。
2010-06-14 astro-ph.SR
Spiral arm instability -- III. Fragmentation of primordial protostellar discs
利用高分辨率宇宙流体力学模拟研究了原始原恒星盘的引力不稳定性和碎裂。我们跟踪原恒星盘中旋臂的形成和演化，研究动力学稳定性，并确定次级原恒星形成的物理机制。在我们以前的研究中，我们使用基于螺旋臂不稳定性（SAI）分析的线性扰动理论。通过引入有限厚度和旋臂剪切运动的影响，我们改进了分析，并推导出了原恒星盘中SAI的物理条件。我们的分析准确地预测了稳定性和发病的手臂碎片，这是由自重和气体压力之间的平衡加上科里奥利力。在圆盘中形成次级和多个原恒星的原因是SAI，它是由自引力驱动的，因此可以在没有快速气体冷却的情况下运行。我们还可以预测碎片的典型质量，这与模拟中形成的次级原恒星的实际质量非常吻合。
2019-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of the Formation of Orion-Like Star Clusters II. The Initial Mass Function from Winds, Turbulence, and Radiation
[摘要]我们报道了一系列模拟类似猎户座星云团（ONC）的星团的形成，包括辐射转移和原恒星外流，并从光滑和自洽湍流初始条件出发。每个模拟都形成了>150颗恒星和棕矮星，产生了10 Msun的恒星质量分布< 0.1 to >。我们表明，一个模拟，开始与自洽湍流嵌入在一个更大的湍流体积，并包括原恒星外流，产生一个初始质量函数（IMF）一致的ONC和银河场。这是迄今为止发表的第一个模拟，它再现了在一个足够大的星团中观察到的IMF，该星团包含大质量恒星，并且结果是由气体热力学的完全自洽计算确定的。这个模拟也产生了一个恒星形成率，虽然仍然有点太高，但比我们忽略更大的湍流体积或外流更接近观测值。此外，我们表明，外流的组合，自洽湍流的初始条件，和湍流不断喂养的规模大于原团的运动产生一个国际货币基金组织，是在协议与观测和随时间不变，解决“过热”的问题，在模拟没有这些功能有一个国际货币基金组织的峰值，随着时间的推移逐渐转移到更高的质量。与观测到的IMF相匹配的模拟也再现了观测到的恒星多重性随质量强烈增加的趋势。我们表明，这种模拟产生大质量的恒星从不同的大质量的核心，其属性是一致的，观察到的大质量的核心。然而，在这些核心中形成的恒星也经历了动力学相互作用，自然产生了类似梯形的分层多重系统。
2012-05-29 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
Evolution of Hubble wedges in episodic protostellar outflows
年轻的低质量原恒星经历短阶段的高吸积和爆发活动，导致明亮的外流。最近的观测表明，这种外流的位置-速度图和质量-速度图显示出个别的子弹状特征;其中一些子弹符合“哈勃定律”速度关系，另一些则表现为“哈勃楔形”。为了探索这些特征的起源，我们已经开发了一个新的幕式外流模型的SPH代码{ \sc gandalf}，它模仿的吸积和喷出行为的FU Ori型恒星。我们应用这个模型来模拟恒星的形成，调用两种类型的初始条件：球对称的核心在固体旋转与$ρ\propto r^{-2}$，和球对称的湍流核心的密度成正比的Bonnor-Ebert球的密度。对于广泛的模型参数，我们发现，情节外流导致自我调节的喷射质量和动量，我们取得了可接受的结果，即使相对较低的分辨率。使用这个模型，我们发现，最近喷出的外流子弹产生一个“哈勃楔”的位置-速度关系。然而，一旦这样的子弹击中领先的冲击波阵面，它就会减速并与旧子弹对齐，形成“哈勃定律”。在质量-速度关系中，子弹可以被识别为凸起，其可以用幂律$dM/d\upsilon_{_{\rm RAD}}\propto\upsilon_{_{\rm RAD}}^{-1.5}$拟合。
2018-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Massive Protostellar Clusters -- Observations of Massive 70 $μ$m Dark Molecular Clouds
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的七个大规模的分子团，这是黑暗的远红外波长高达70 $μ$ m的观测。我们的1.3毫米连续图像揭示了44个致密的核心，气体质量范围从1.4到77.1 M $_{\odot}$。29个致密核心的质量大于8 M $_{\odot}$，其他15个致密核心的质量在1.4和7.5 M $_{\odot}$之间。假设核密度在半径$ρ\propto r^{-b}$上遵循幂律，则发现指数$b$在0.6和2.1之间，平均值为1.3。维里分析表明，致密核不处于维里平衡状态。CO流出排放检测到6 7分子团和17个致密的核心。对于这些核心的五个，CO排放似乎有线翼在大于30公里的速度s $^{-1}$相对于源系统的速度，这表明大多数的团块港口原恒星，因此不是静止的恒星形成。流出时间尺度随核心质量的增加而增加，这可能表明大质量的核心比质量较小的核心有更长的吸积时间尺度。碎裂分析表明，低质量和大规模的核心的质量大致一致的热和湍流的金斯质量，分别。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Life and Times of Star-Forming Cores: an Analysis of Dense Gas in the STARFORGE Simulations
本研究通过STARFORGE模拟追踪致密核演化，揭示了银河系典型云环境下核的寿命、坍缩条件、标度关系及聚类特征，明确了引力-湍流相互作用与恒星反馈对核演化的不同作用。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation via the Collapse of Subvirial and Virialized Turbulent Massive Cores
与低质量恒星类似，大质量恒星可能是通过星前分子核心的坍缩形成的。最近的观察表明，大多数大质量的核心是亚维里（即，不受湍流支持），因此可能不稳定到引力坍缩。在这里，我们进行辐射流体动力学模拟遵循的崩溃湍流大规模的前恒星核心的亚维里和维里化的初始条件，以探索他们的动态状态如何影响大质量恒星的形成和核心碎裂成伴星。我们发现，亚维里核心进行快速的单片崩溃，导致在早期的吸积率较高的维里化的核心，具有相同的物理性质的崩溃相比。相比之下，我们发现，维里化的核心经历了一个缓慢的，逐渐崩溃和显着的湍流碎片在早期导致众多的伴星。在没有强磁场和原恒星外流的情况下，我们发现，出生于次维里核的大质量恒星的生长速度更快，导致核的辐射加热增加，从而进一步抑制在早期的碎片时，湍流碎片发生的维里化核。无论初始条件如何，我们发现大质量恒星周围形成的大质量吸积盘在晚期主导了吸积流到恒星上，并最终变得引力不稳定，并在晚期碎裂形成伴星。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Protostellar Outflows: Synthetic Observations and Data Comparisons
我们目前的结果从三维，自引力，辐射流体动力学模拟低质量的原恒星外流。我们在12 CO中构建合成观测，以便与观测到的外流进行比较，并评估光束分辨率和外流方向对推断出的外流性质的影响。为了便于比较，我们开发了一个定量的公式来测量流出开口角。使用这个处方，我们证明，在模拟和合成观测，流出开口角扩大随着时间的推移，类似于观察到的流出。然而，流出气体和湍流核心包络之间的相互作用产生显着的不对称性之间的红色和蓝色的偏移流出波瓣。我们发现，应用速度截止可能会导致流出的质量被低估了一个因素5或更多，和群众来自光学厚CO排放进一步低估了高速气体的质量的一个因素5-10。导出的激发温度表明，流出气体比环境气体更热，温度随时间的推移而上升，这与模拟气体温度一致。然而，激发温度在其他方面与实际气体温度没有很好的相关性。
2011-10-25 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
Present-Day Star Formation: Protostellar Outflows and Clustered Star Formation
恒星主要形成在密集的湍流、磁化分子云中的星团中。形成团簇的典型大小和质量分别为\sim 1 pc和\sim 10^2 - 10^3 M_ \odot。在这里，我们讨论了一些最近的进展，在这样的秒差距尺度的团块，强调的作用，原恒星外流反馈的集群恒星形成的理论和观测研究。最近的模拟表明，原恒星外流反馈可以维持超音速湍流在一个集群形成的块，和块可以保持维里平衡后，初始湍流已经衰减了很长时间。在团块中，恒星的形成过程相对缓慢;它至少持续了母致密团块的几个全球自由落体时间（t_{ff} \sim几× 10^5年）。星团中质量最大的恒星是在星团引力势阱的底部形成的，后来通过由低质量星团成员的流出物分解的附加质量吸积流形成的。观察分子流出附近的集群形成团块似乎支持流出调节团簇形成模型。
2012-08-30 astro-ph.SR physics.comp-ph
Signatures of magnetic braking in Class 0 protostars ? Exploring the gas kinematics in magnetized models of low-mass star formation
本研究针对0级原恒星磁制动直接观测证据不足的问题，利用非理想MHD模型与合成观测分析发现，现有观测方法难以定量测量不同磁化强度下的比角动量差异，但速度场对称性与SAM径向剖面特征可作为磁制动强弱的运动学指征。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Energetic Protons, Radionuclides and Magnetic Activity in Protostellar Disks
我们计算的位置的磁不活跃的死区在最小质量的原太阳盘，电离的情况下，包括恒星X射线，长或短寿命的放射性核素衰变，和高能质子到达一般的星际介质，从附近的超新星爆炸，从磁盘日冕，或从年轻恒星的日冕。在所有的情况下，除了那些小的尘埃颗粒被去除和一小部分短寿命的放射性核素留在气体中的情况外，圆盘都包含一个死区。所有的情况下，无一例外都有一个“不死区”，在那里，中等的磁致伸缩性防止磁旋转湍流，同时允许剪切产生的大规模磁场。不死区中的质量柱通常大于湍流表面层中的质量柱。这些结果支持了这样一种观点，即死区和不死区是质量柱超过1000 g/cm ^2的冷尘气体的强大后果。
2009-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
