Evolution of the density PDF in star forming clouds: the role of gravity
我们推导出一个分析理论的密度波动的PDF在超音速湍流中存在的引力在恒星形成的云。该理论是基于一个严格的推导的Navier-Stokes连续性方程的流体运动和泊松方程的重力的组合。它扩展了以前的方法，首先包括重力，其次考虑PDF作为一个动态系统，而不是一个固定的。我们推导出密度PDF的输运方程，描述其演变过程，并确定密度阈值以上的重力强烈影响，并最终主导湍流的动力学。我们证明了{ \it two}幂律尾在PDF中的出现，具有两个特征指数，对应于湍流和重力之间平衡的两个不同阶段。本研究的另一个重要结果是提供了一种将观察到的{ \it柱密度} PDF与相应的{ \it体积密度} PDF相关联的程序。这允许推断，从观察柱密度，各种物理参数表征分子云，特别是维里参数。此外，该理论还提供了以${t}_{\rm coll}$为单位来确定云的日期的可能性，这是自云的统计上显著的部分开始崩溃以来的时间。理论结果和诊断再现非常好的数值模拟和恒星形成云的观测。该理论为分析恒星形成区的观测或数值模拟以及表征分子云不同区域密度PDF的演化提供了良好的理论基础和定量诊断。
2020-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Turbulent-Entropic Instability and the Fragmentation of Star-Forming Clouds
星际云内超音速湍流的动能通过激波和随后的线辐射的耗散而冷却。因此，云容易受到由特定熵控制的凝结过程的影响。在类似于热力学熵的形式中，超音速湍流的熵与平均湍流速度和尺度的乘积的对数成比例。我们推导出一个分散关系的增长熵不稳定性在一个球形的自引力云，并发现有一个临界的最大耗散时间尺度，约等于交叉时间，允许碎片和随后的恒星形成。然而，湍流能量损失的时间尺度可以更短或更长，例如在快速热冷却或注入机械能的情况下。不同恒星形成区域能量损失的时间尺度差异可能导致结果的差异，例如初始质量函数。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud
人们经常观察到恒星是成簇形成的。因此，重要的是要了解这样一个集中质量的区域是如何从漫射介质中聚集出来的，它的性质最终规定了重要的物理机制，并决定了星团的特征。我们通过高分辨率的MHD模拟研究了分子云内部气态原团簇的形成过程，并通过改变初始湍流水平将其内部性质与母云的性质联系起来，以期更好地描述随后的星团形成过程。气态原星系团是由分子云的整体坍缩形成的，在坍缩过程中，由于角动量守恒，它有不可忽略的旋转。大部分的恒星形成都发生在这个区域，它只占整个星云的一小部分。我们在模拟中确定了这些区域，并将气体和沉降粒子与观测结果进行了比较。从模拟结果推断的气体原星系团提出了一个质量大小的关系，是与观测兼容。我们强调，星团半径，虽然明显相关的气体团半径，敏感地依赖于它的定义。进行能量分析，以确认的气体原集群是重力湍流再加工的产品和支持的湍流和旋转能量对自引力产生的全球维里平衡状态，虽然崩溃发生在较小的规模和集群正在积极形成恒星。这个天体就成为了星团的前身，并将能量特性传递给了它。
2016-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interplay between Young Stars and Molecular Clouds in the Ophiuchus Star-forming Complex
我们提出了蛇夫座恒星形成区的年轻恒星星族和云团之间的空间和运动学相关性。恒星样本由来自文献的处于不同演化阶段的已知年轻物体组成，其中一些是用盖亚EDR 3视差和自行测量诊断的。分子气体被850 $μ$ m亚毫米波普通用户测辐射热仪阵列-2图像追踪，达到$\sim$ 2.3 mJy光束$^{-1}$，这是该地区迄今为止最深的光束，由詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜/瞬态计划堆叠，旨在探测亚毫米波爆发事件。我们的分析表明，更发达的来源，即II类和III类年轻恒星，位于更远离云比I类和平坦的光谱源，有足够的拱星物质，并与出生云密切相关。特别是第二类和第三类人口被发现表现出结构化的空间分布，表示从附近的斯科-岑OB协会，从而压缩云，触发恒星形成的冲击波前的通道，与最近的恒星诞生插曲现在发生在dennial云丝。所有演化阶段的年轻恒星都有相似的运动学。这表明，恒星的图案追踪的是现在已经分散的母体云丝的遗迹。
2022-04-28 astro-ph.GA 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
Filamentary accretion flows in high-mass star-forming clouds
本研究借助IRAM 30米望远镜数据，结合1.2毫米连续谱面密度与HCO⁺、H¹³CO⁺分子线速度差，量化了三个大质量恒星形成区中纤维结构从数秒差距到亚秒差距尺度的气体吸积流。
2025-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. V. Nonisothermal Collapse Regime
最近的陨石分析支持短寿命放射性同位素$^{60}$ Fe的初始丰度可能足够高，需要在核心坍缩超新星中进行核合成，然后快速并入原始陨石成分，而不是这样的同位素继承自被各种超新星遗迹和大质量星风污染的巨大分子云的混合区域。本文继续探索前一种情况，通过计算三维，自适应网格加密，流体动力学代码（FLASH 2.5）分子云核被速度为40公里/秒的薄激波锋面撞击后的自引力动力学坍缩模型，通过在激波-云交叉处形成瑞利-泰勒指，导致激波前沿物质注入到坍缩云中。这些模型扩展了以前的工作到非等温塌陷制度，使用多方近似表示压缩加热的光学厚原恒星。该模型表明，冲击波前材料的注射效率提高相比，以前的模型，没有进行到非等温制度，所以没有达到这样高的密度。新的模型，结合最近的估计初始$^{60}$ Fe丰度，意味着超新星触发和注入的情况仍然是一个合理的解释起源的短寿命的放射性同位素参与形成我们的太阳系。
2017-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Generalised transport equation of the Autocovariance Function of the density field and mass invariant in star-forming clouds
在这封信中，我们研究了恒星形成云中密度场波动的自协方差函数（ACF）的演化，从而研究了这些波动的相关长度$l_c(ρ)$，它可以被识别为云内最相关结构的平均尺寸。推广了由Alasrasekhar（1951）导出的静态均匀湍流的输运方程，我们证明了这些结构中包含的质量是一个不变量，也就是说，在云的演化过程中，最相关的结构中包含的平均质量保持不变，无论全球动力学（重力或湍流）是什么。我们发现，重力对湍流的影响越来越大，产生的密度波动的方差增加，从而急剧减少的相关长度。理论关系成功地进行了比较，数值模拟。这张照片为恒星形成范例提供了强有力的支持，其中湍流恒星形成云中的质量浓度从最初的大，弱相关的附属结构演变为较小，密度更大的相关结构，最终演变为小，紧密相关的星前核心。我们强调，目前的结果依赖于一个纯粹的统计方法的密度波动，不涉及任何特定的条件，星前核的形成。有趣的是，我们表明，在典型的银河系分子云的平均条件下，这个不变的平均质量约为太阳质量，提供了一个有吸引力的解释IMF在这种环境下的明显的普遍性。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Outflows Driven by Magnetic Effects in Star Forming Clouds with High Mass Accretion Rates
利用三维磁流体动力学模拟研究了星周盘的质量吸积速率与磁驱动风的质量喷射速率之间的关系。使用一个具有不同的热能与引力能之比的球形云核来定义初始条件，它决定了物质在圆盘上的吸积速率，然后计算了几个云核在原恒星形成后大约10^4年的外流传播。只有当初始云核的磁能与引力能相当时，质量抛射率和吸积率才具有可比性。因此，在强磁性的云中，更高的质量吸积率自然会产生大质量的原恒星和大质量的外流。模拟的外流质量、动量、动能和动量通量与观测结果吻合良好，表明大质量恒星的形成机制与低质量恒星相同，但需要非常强的磁场来发射大质量外流。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Massive Protostar Forming by Ordered Collapse of a Dense, Massive Core
我们提出了30和40微米的大质量原恒星G35.20-0.74与SOFIA-FORCAST的图像。原恒星周围出生核心的高表面密度导致高度消光，即使在这些相对较长的波长下也是如此，导致观察到的通量主要由来自近面流出腔的通量所主导。然而，来自远向腔的发射仍然被清楚地检测到。我们将这些结果与从近红外到毫米的通量相结合，以构建光谱能量分布（SED）。对于各向同性辐射，辐射热光度为3.3x10^4 Lsun。我们进行辐射转移建模的原恒星形成有序，对称崩溃从一个大规模的核心有界的团块与高质量的表面密度，西格玛_cl。为了符合SED，原恒星质量需要约20-34 Msun，取决于流出腔的开口角（35 - 50度），Sigma_cl约为0.4-1 g cm-2。在考虑了前景消光和闪光效应后，真实的辐射热光度为~（0.7-2.2）x10^5 Lsun。这些模型之一也有很好的协议与观察到的强度分布沿流出轴在10，18，31和37微米。总的来说，我们的研究结果支持一个大规模的恒星形成的模型，涉及相对有序的，对称的大规模，致密的核心和发射双极外流，清除低密度腔崩溃。因此，一个统一的模型可能适用于低质量和高质量恒星的形成。
2013-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observing brown dwarfs in the Magellanic Cloud star-forming regions with the E-ELT
我们提出了近红外成像模拟的结果，年轻的恒星形成区域的麦哲伦云观察与欧洲极大望远镜（E-ELT）。模拟的J、H、K波段图像表明，我们应该能够在星云中的低质量恒星形成区获得几乎完整的氘燃烧极限（M > 13 MJup）以上的年轻棕矮星样本。此外，在有利的条件下，云中非常年轻的巨大行星质量物体应该可以用E-ELT探测到。
2011-09-28 astro-ph.SR
SOFIA Polarization Spectrum of Three Star-Forming Clouds
本文利用SOFIA/HAWC+测量了三个恒星形成云的偏振光谱，发现偏振百分比随波长增加而下降，并证实存在临界柱密度，低于该值时偏振光谱呈平坦或上升，支持了近红外辐射屏蔽假设。
2025-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapsing Index: A New Method to Identify Star-forming Cores Based on ALMA Images
恒星是通过分子云核心的引力坍缩形成的。在坍缩之前，核心受到热压力和湍流运动的支撑。对于理解恒星形成来说，一个至关重要的问题是如何从观测上辨别一个核心是已经开始了引力坍缩还是仍然处于流体静力平衡。识别引力坍缩的规范方法是基于观测到的密度径向分布，随着核心坍缩，密度径向分布将从Bonnor-Ebert型向幂律变化。在实践中，由于投影效应、分辨率限制和其他限制，很难直接揭示核心的动力学状态，特别是在大质量恒星形成区。在这里，我们提出了一种新的，直接的诊断，即，崩溃指数（CI），它可以建模和计算的基础上的致密气体的线宽的径向轮廓。一个有意义的测量CI需要空间和光谱分辨的光学薄和化学稳定的致密气体示踪剂的图像。ALMA的观测使这些数据集越来越多地用于大质量恒星形成区。将我们的方法应用于有史以来对这样一个区域，即猎户座分子云采取的最深的稠密气体光谱图像之一，我们检测其中选定的核心的动态状态。我们观察区分了一个大规模的恒星形成区的一个坍缩的核心从流体静力。我们的方法将有助于显著提高我们对恒星形成过程中分子云核心内引力和湍流之间相互作用的理解。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation law in Galactic high-mass star-forming molecular clouds
我们研究的恒星形成（SF）的法律在12个银河系分子云正在进行的高质量恒星形成（HMSF）活动，作为一个明亮的IRAS源和其他HMSF示踪剂的存在下跟踪。我们使用13 CO谱线发射定义了与每个IRAS源相关的分子云（MC），并使用GLIMPSE和MIPSGAL 24微米Spitzer数据库计算了这些云中的年轻恒星天体（YSO）。（Lbol>10~Lsun）分别用前主序演化轨迹和物源演化阶段确定，而低光度YSO星群的质量则采用0.5Msun的平均质量来确定。通过计算13 CO谱线发射的连续轮廓内的YSO的数量，获得对应于每个MC中的气体表面密度（siggas）的恒星形成率表面密度（sigsfr）。我们发现sigsfr和siggas之间的关系有一个转折点，该关系是幂律的（sigsfr ~ siggas^N），指数N在转折点以上的1.4和3.6之间变化。样本云破裂处的siggas在150-360 Msun/pc ^2之间，这与最近对银河系恒星形成区的研究中发现的阈值气体密度相当。我们的云被视为一个整体，位于Kennicutt（1998）关系和银河系和河外致密恒星形成区的线性关系之间。我们发现，在密度高于1200 Msun/pc^2（~0.25 g/cm^2）的致密区域，高质量的YSO有优先出现的趋势。
2017-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Approach to Collapse of Molecular Clouds
形成恒星的致密分子云核心，就像其他自引力物体一样，经历了整体振荡。就在引力不稳定点，它们的基本振荡模式具有零频率。我们研究，利用微扰理论，具有这样一个冻结模式的球形云的演变。我们发现，云经历了一个漫长的亚音速，加速收缩的时代。无论云最初是膨胀还是被振荡压缩，都会发生这种缓慢的收缩。这里描述的亚音速运动可能是在许多无星致密核中观察到的光谱下降信号的基础。
2009-03-11 astro-ph.SR
Self-gravitational collapse of polytropic mass-losing gaseous discs: effects of outer boundary condition dictated by parent cloud
考虑到吸积盘与其母体分子云相关联的事实，我们研究了吸积盘作为一种约束对具有质量和角动量损失的粘阻多方自引力吸积流外边界的影响.
2012-10-31 astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. III. Rotating Three Dimensional Cloud Cores
对太阳系短寿命放射性同位素起源的超新星触发和注入假说的一个关键检验是重现这些同位素的推断初始丰度。在这里，我们提出了最详细的模型，迄今为止的冲击波触发和注入过程中，冲击波具有不同的属性罢工完全三维，旋转，密集的云核。模型计算采用FLASH自适应网格流体动力学程序。三种不同的结果可能会导致：触发坍缩导致分裂成多个原恒星系统;触发坍缩导致嵌入原恒星盘的单个原恒星;或无法进行动态坍缩。冲击波物质通过瑞利-泰勒指注入到坍缩的云中，导致原恒星和原恒星盘中最初的不均匀分布。云绕着与激波传播方向一致的轴旋转不会明显增加喷射效率，因为即使在没有旋转的情况下，激波参数也被选择为最佳喷射参数。对于来自核心坍缩超新星的冲击波，超新星物质的稀释因子在$\sim 10^{-4}$到$\sim 3 \times 10^{-4}$的范围内，与最近实验室对$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al所需稀释量的估计一致。我们得出结论，II型超新星仍然是合成太阳系短-在超新星的残余冲击波将放射性同位素注入前太阳云核心之前不久，
2014-04-28 astro-ph.SR
Collapse and fragmentation of Gaussian barotropic protostellar clouds
Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma del Estado de México（墨西哥自治大学科学学院）；Instituto Nacional de Investigaciones Nucleares（国家核研究所）；Berkeley Center for Cosmological Physics, LBNL（劳伦斯伯克利国家实验室宇宙物理学中心）；Centro de Investigación en Física de la Universidad de Sonora（索诺拉大学物理研究中心）；Astronomical Institute of the Academic sciences（科学院天文研究所）
研究高斯等熵原恒星云在不同临界密度和初始扰动下的坍缩与碎裂行为，揭示多系统形成机制及单系统形成条件。
2011-03-03 astro-ph.SR
Early-stage star forming cloud cores in GLIMPSE Extended Green Objects (EGOs) as traced by organic species
为了研究大质量恒星形成早期核的物理和化学性质，分析了CH 3OH、CH 3 OCH 3、HCOOCH 3和CH 3CH 2CN四种有机物对29个扩展绿色天体（EGO）云核的激发和丰度。发现EGO云核具有相似的甲醇J_3-J_2旋转温度（~44 K），典型的线性尺寸（~ 0.036pc），典型的束流平均甲醇丰度（束流校正值可达几十倍）。后三个物种的丰度，归一化的甲醇，被发现是相关的，也在各种各样的云，如EGO云核，热corinos，大规模的热核心和银河系中心云。EGO云核的化学性质介于热核和热可里诺之间。然而，无论是在EGO云芯中还是在文献中的各种类型的云芯中，这四种物质的丰度和丰度比都不能用最近的化学模型满意地解释。
2014-10-19 astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. II. Varied Shock Wave and Cloud Core Parameters
人们提出了多种恒星来源来解释最早太阳系固体形成时存在的短寿命放射性同位素的起源，包括II型超新星、AGB和超级AGB星以及沃尔夫-拉叶星风。我们以前的自适应网格流体动力学模型与FLASH2.5代码已经表明，冲击波参数的组合能够同时触发目标致密云核的引力坍缩，并注入大量的冲击波气体和尘埃，表明薄超新星冲击可能是唯一适合的任务。然而，最近的陨石学研究削弱了直接超新星注入太阳前云的情况，促使我们重新研究更广泛的冲击波和云核参数，包括旋转，以便更好地估计各种恒星源的注入效率。我们发现，超新星冲击仍然是最有前途的恒星源，虽然行星状星云所造成的AGB恒星演化不能最终排除。然而，沃尔夫-拉叶星风很可能会导致云核粉碎，而不是崩溃。当云绕着与冲击波方向一致的轴旋转时，喷射效率可以增加$\sim 10$倍。从激波后的风中吸积的气体和尘埃的量可能超过从激波中注入的量，这对超新星源的同位素丰度有影响。
2013-05-01 astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. II. Prolate and Oblate Cores
我们提出了一个大的套件的三维（3D）模型的磁分子云核的崩溃使用自适应网格细化（AMR）代码恩佐2.2在理想磁流体力学（MHD）近似的结果。云核最初是扁长或扁球形的，中心凝聚云，质量分别为1.73或2.73 $M_\odot$。径向密度分布是高斯分布，中心密度比边界密度高20倍。正压状态方程用于表示从低密度、等温相到高密度、光学厚相的过渡。初始磁场强度的范围从6.3到100 $μ$ G，对应于云，分别是强到边缘超临界，在质量磁通量比。磁场最初是均匀的，并与云的旋转轴对齐，旋转能量与重力能量的初始比率从$10^{-4}$到0.1不等。坍缩的结果有两个显著不同的结果：（1）形成具有旋臂的单个原恒星，（2）分裂成多个原恒星系统。这两种结果之间的过渡主要取决于初始的磁场强度，当质量与通量比大于长星云临界比的14倍时，就会发生碎裂。扁球形云通常比长球形云分裂成多几倍的团块。在这两种情况下，多个系统而不是双星系统的形成是普遍的规律，这表明双星主要是多个原恒星系统轨道溶解的结果。
2014-08-11 astro-ph.SR
The early phase of multiple proto-stellar system emerged from collapse of molecular cloud under various initial thermal states
本文试图在演化的早期阶段重新研究原恒星云的结构形成。数值研究了分子云在初始温度和方位角密度扰动幅度等不同初始条件下的运动。特别的重点仍然是对环和螺旋型不稳定性的分析，这些不稳定性依赖于为旋转的太阳分子氢质量云选择的某些初始条件。通常，恒星形成氢气的初始温度被认为是10K。我们发现，围绕这个典型值的可能振荡可以影响坍缩云的命运，因为它的演变结构特性会导致原恒星的形成。我们探索了8K到12K之间的云的初始温度范围，并比较了原恒星形成第一阶段内每个云的物理性质。我们认为，螺旋结构更有可能在强烈扰动的分子核心中形成，这些分子核心在低于10K的温度下开始坍塌。而初始温度高于10K的核心发展，而不是螺旋，随后经历破碎的环形结构。在典型的10K初始温度下，可以观察到从螺旋不稳定性到环不稳定性的转变。
2013-07-20 astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. VI. Protostar and Protoplanetary Disk Formation
自1976年以来，对短寿命放射性同位素（SLRI）$^{26}$ Al的初始陨石丰度的宇宙化学评估一直相当稳定，而对SLRI $^{60}$ Fe的初始丰度的估计最近变化很大。在这个范围的高端，$^{60}$ Fe的初始丰度似乎需要在核心坍缩超新星中进行$^{60}$ Fe核合成，然后在$\sim$ 100万年内并入原始陨石成分。本文继续详细探讨这一经典的情况下，使用的模型的分子云的核心，已被合适的冲击波前锋，导致冲击波前锋气体注入到崩溃的云通过瑞利-泰勒手指形成的冲击波-云界面的自引力崩溃。如前所述，这些模型使用FLASH三维自适应网格细化（AMR）重力流体动力学代码进行计算。虽然以前的模型使用FLASH 2.5，但新模型使用FLASH 4.3，它允许引入下沉粒子来代表新形成的原恒星物体。下沉粒子允许模型在时间上向前推进到$\sim 1 M_\odot$原恒星形成的阶段，由旋转的原行星盘围绕。因此，这些模型能够定义什么类型的目标云核心是必要的超新星触发的情况下，产生一个合理的计划注入SLRI到太阳前云核心：$\sim 3 M_\odot$云核心旋转的速度为$\sim 3 \times 10^{-14}$ rad s $^{-1}$或更高。
2018-11-12 astro-ph.SR
Self-Similar Collapse Solutions for Cylindrical Cloud Geometries and Dynamic Equations of State
分子气体引力坍缩的自相似理论为探索恒星形成的动力学提供了一个重要的理论框架。在巨大的分子云中观察到的细长和非线性结构的存在下，我们建立在现有的圆柱形自相似坍塌流的工作基础上，包括动态状态方程，不同于产生初始密度分布的有效状态方程。我们主要集中在崩溃的气体是在休息和到处过密从其相应的流体静力平衡配置文件的一个因素$Λ$的初始状态，并将我们的结果对密集，细长的分子核心内的恒星形成的分析。这项工作的一个重要方面是确定质量下落率的范围内的参数定义的整体状态的气体-超密度参数$Λ$，指数$Γ$的静态状态方程，和指数$γ$的动态状态方程。虽然在这项工作中探索的大部分参数空间导致解决方案的基本方程不成为奇异的，我们包括一个讨论如何处理的情况下，解决方案顺利通过奇异表面。此外，我们还提出了一个特殊的情况下，$γ= 1$不同的崩溃的解决方案。
2009-05-14 astro-ph.SR
Jets and outflows of massive protostars - From cloud collapse to jet launching and cloud dispersal
在一个全面的收敛性研究中，我们调查了必要的计算条件，以解决磁盘的形成和喷射发射过程，并分析可能的警告。我们探讨的磁流体动力学（MHD）过程的大规模星前核心崩溃的详细信息，包括分析所涉及的力量和他们的时间演变为两个自由落体时间。我们进行MHD模拟，结合非理想的MHD，自重力，和非常高的分辨率，因为他们从来没有实现过。我们的设置包括一个100 Msol的云核，它在自身重力下坍塌，自洽地形成一个致密的磁盘结构，并发射紧密准直的磁离心射流和广角风。我们的高分辨率模拟可以解决磁离心射流和磁压力驱动的外流，分别。外流的性质主要取决于空间分辨率。只有高分辨率的模拟能够区分磁离心发射，高度准直射流从一个缓慢的广角磁压力驱动塔流。在这两个流出分量中，塔流主导角动量输送。质量流出率主要由喷流与恒星环境相互作用的夹带物质决定，只有部分喷射介质直接从吸积盘发射。塔流只有在原来的包层大部分已经散开时才能充分发展。考虑到从盘表面发射的质量和从包层夹带的物质，我们发现10%的喷射吸积效率。非理想磁流体动力学是形成离心支撑的吸积盘的必要条件，并且吸积盘的大小强烈依赖于空间分辨率。
2018-11-16 astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the formation and evolution of pre-stellar discs
我们报告的结果从辐射流体动力学模拟分子云核心崩溃，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心/盘的形成和演化，崩溃形成一个恒星核心，和周围的磁盘和信封上的恒星核心形成的影响。过去的正压计算表明，快速旋转的第一个核心演变成半径高达100 AU的“前星盘”，在恒星核心形成之前可能持续数千年。我们调查如何列入一个现实的状态方程和辐射转移改变这种行为，发现定性的行为是相似的，但前恒星光盘可能持续1.5-3倍更长的时间在更现实的计算。质量，半径和寿命的光盘增加的初始分子云核心与更快的旋转速率。在我们模拟的最极端的情况下，质量为0.22 Msun，半径约为100 AU的前恒星盘可以在太阳质量的云中形成，并在恒星核心形成之前持续数千年。这种大质量物体可以使用ALMA成像。这些大质量盘的碎裂也可能提供一个有效的途径来形成双星和多星，在恒星核心吸积的辐射反馈可以抑制碎裂之前。一旦坍缩形成一个恒星的核心发生在前星盘，辐射流体动力学模拟产生定性不同的行为从正压计算由于吸积能量释放。这驱动了一个冲击波通过拱星盘，甚至在没有磁场的情况下也会产生双极外流。
2011-07-29 astro-ph.SR
Infall onto the Protoplanetary Disk during the Gravitational Collapse of a Molecular Cloud
Southern Federal University（南方联邦大学）；University of Vienna（维也纳大学）
本文改进了分子云引力坍缩期间原行星盘物质下沉模型，以更准确地模拟年轻恒星对象演化嵌入阶段的持续时间。
2026-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
