The formation of brown dwarfs (BDs) due to the fragmentation of proto-stellar disks undergoing pairwise encounters was investigated. High resolution allowed the use of realistic initial disk models where both the vertical structure and the local Jeans mass were resolved. The results show that objects with masses ranging from giant planets to low mass stars can form during such encounters from initially stable disks. The parameter space of initial spin-orbit orientations and the azimuthal angles for each disk was explored. An upper limit on the initial Toomre Q value of ~2 was found for fragmentation to occur. Depending on the initial configuration, shocks, tidal-tail structures and mass inflows were responsible for the condensation of disk gas. Retrograde disks were generally more likely to fragment. When the interaction timescale was significantly shorter than the disks' dynamical timescales, the proto-stellar disks tended to be truncated without forming objects.
The newly-formed objects had masses ranging from 0.9 to 127 Jupiter masses, with the majority in the BD regime. They often resided in star-BD multiples and in some cases also formed hierarchical orbiting systems. Most of them had large angular momenta and highly flattened, disk-like shapes. The objects had radii ranging from 0.1 to 10 AU. The disk gas was assumed to be locally isothermal, appropriate for the short cooling times in extended proto-stellar disks, but not for condensed objects. An additional case with explicit cooling that reduced to zero for optically thick gas was simulated to test the extremes of cooling effectiveness and it was still possible to form objects in this case. Detailed radiative transfer is expected to lengthen the internal evolution timescale for these objects, but not to alter our basic results.
First Direct Simulation of Brown Dwarf Formation in a Compact Cloud Core
利用嵌套网格模拟研究了棕矮星的形成和恒星形成效率，覆盖了空间尺度上的五个数量级（10^4 - 0.1AU）。从一个质量为0.22M_sun的旋转磁化致密云开始，我们跟踪云的演化，直到主吸积阶段结束。大约5公里/秒的外流出现约100年前的原恒星形成，并没有消失，直到计算结束。在原恒星形成后的短时间内（约10^4年），质量吸积速率从10^-6 M_sun/yr下降到10^-8 - 10^-12 M_sun/yr。这是因为：（1）大部分的物质被原恒星流出物从宿主云中喷射出来;（2）气体在热压力的作用下从宿主云中逃逸。计算结束时，原恒星总质量（225 M Jup）的74%（167 M Jup）是从原恒星流出的，其中34%（77 M Jup）是由原恒星流出物以超音速喷出的，40%（90 M Jup）是以亚音速逃逸的。另一方面，20%（45 M_Jup）转化为原恒星，6%（13 M_Jup）保留为星周盘。因此，恒星的形成效率为0.2。由此产生的原恒星质量在棕矮星的质量范围内。我们的研究结果表明，棕矮星可以形成在紧凑的核心，在相同的方式，氢燃烧的恒星，和磁场和原恒星外流是必不可少的，在决定恒星形成效率和恒星质量。
Planck cold clumps in the $λ$ Orionis complex: I. Discovery of an extremely young Class 0 protostellar object and a proto-brown dwarf candidate in a bright rimmed clump PGCC G192.32-11.88
我们正在用地面望远镜对$λ$ Orionis复合体中的普朗克银河系冷团（PGCC）进行一系列观测，以系统地研究恒星反馈的影响。在PGCC G192.32-11.88的特殊情况下，我们发现了一个非常年轻的0类原恒星天体（G192 N）和一个原棕矮星候选天体（G192 S）。G192 N和G192 S位于一个受重力束缚的亮边团块中。在CO同位素谱线发射中观察到的速度和温度梯度表明PGCC G192.32-11.88受到外部加热和压缩。与猎户座复合体中其他年轻的0级源（例如PACS亮红源（PBRs））相比，G192 N可能具有最低的热光度（$\sim0.8$ L $_{\sun}$）和吸积速率（6.3 $\times10^{-7}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$）。它的内部光度（$0.21\pm0.01$ L $_{\sun}$）和外流速度（$\sim$ 14 km~s $^{-1}$）比第一流体静力学核心（FHSC）的预测值稍大。G192 N可能是最年轻的0级源之一，比FHSC稍微进化。考虑到它的低内部光度（$0.08\pm0.01$ L $_{\odot}$）和吸积速率（2.8 $\times10^{-8}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$），G192 S是一颗理想的原棕矮星候选者。PGCC G192.32-11.88中的恒星形成效率（$\sim$ …
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
Global Simulations of Gravitational Instability in Protostellar Disks with Full Radiation Transport. I. Stochastic Fragmentation with Optical-depth-dependent Rate and Universal Fragment Mass
Brown Dwarf Jets: Investigating the Universality of Jet Launching Mechanisms at the Lowest Masses
最近，它已成为明显的原恒星一样的外流活动延伸到棕矮星（BD）的质量制度。虽然吸积的存在似乎是所有已知驱动喷流的物体的共同成分，但基本问题仍然没有答案。更突出的是喷气式飞机发射的确切机制，以及这种机制在如此多样的来源和规模中是否仍然具有普遍性。为了解决这些问题，我们一直在调查流出活动的原恒星物体的样本，在质量和质量吸积率有很大的不同。其中的核心是我们对褐矮星喷流的研究。到目前为止，经典金牛座T星（CTTS）为我们提供了解码发射机制的最佳试金石。在这里，我们将总结到目前为止所了解的BD喷流和重要的约束条件的观察可以放置在模型上。我们将着重于比较中心质量小于0.1 M \odot的物体驱动的喷流和CTTS驱动的喷流。特别是，我们希望了解如何的质量流出吸积率的比例比较，已被测量的CTTS。
Characterizing the physical and chemical properties of the Class I protostellar system Oph-IRS 44. Binarity, infalling streamers, and accretion shocks
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Michigan（密歇根大学）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
A Hybrid Scenario for the Formation of Brown Dwarfs and Very Low Mass Stars
我们提出了一个计算的原恒星盘的形成和演化，其中气体团块（基本上是第一个拉森核心通过磁盘碎片形成）从磁盘在早期阶段的演变。这是一个普遍的过程，与多个点质量系统中的喷射现象有关。然而，它发生在我们的模型中完全是由于紧凑的，重力约束的气体团块的相互作用，是免费的平滑长度的不确定性，这是使用汇粒子模型的特点。在抛射中幸存下来的团块的质量范围为0.08- 0.35 $M_\odot$，抛射速度为$0.8 \pm 0.35$ km s $^{-1}$，比逃逸速度大几倍。我们认为，在收缩时，这些团块可以形成亚恒星或低质量恒星物体与显着的磁盘，甚至近距离非常低质量的双星。在这种混合假设中，考虑到抛射的是团块而不是完成的原恒星/原棕矮星，自然可以解释盘的形成和低质量物体的低速分散，同时也与作为抛射产物的孤立的低质量团块的观测相一致。我们的结论是，团块弹射和孤立的低质量恒星和亚恒星物体的形成是一种常见的现象，理解初始质量函数，棕矮星沙漠，并在所有环境和时代的恒星形成具有重要意义。
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。
