Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. II. Predicted H2O line profiles versus Herschel/HIFI observations
我们调查是否广泛的翅膀H2O排放确定与赫歇尔对低质量的0类和1类原恒星可能是一致的起源在一个充满灰尘的MHD盘风，它会设置在底层磁盘属性的约束。我们提出了一个典型的磁流体磁盘风的解决方案与各种值的磁盘吸积率，恒星质量，发射区的延伸，和视角的合成H2O线轮廓预测。我们比较他们的线条形状和强度与HIFI配置文件所观察到的WISH关键程序。我们发现，从0.2- 0.6AU AU到3- 25 AU的尘埃MHD盘风可以在很大程度上再现观测到的宽H_2O分量的形状和强度，无论是在557 GHz的基本谱线上还是在更高激发谱线上。如果在1000天文单位处的入射速率是在风喷射区的盘吸积速率的1- 3倍，这样的模型也容易地再现所观察到的557 GHz谱线光度与包络密度的相关性。它也是兼容的典型磁盘的大小和测辐射热光度在观察到的目标。然而，1类源中较窄的线剖面表明，这些源中的MHD盘风（如果存在的话）必须比0类源更慢和/或更少的水。总之，MHD盘风似乎是一个有效的（虽然不是唯一的）选择，考虑广泛的H2O组分在低质量原恒星的起源。ALMA似乎非常适合进一步测试这个模型，通过搜索将被预测的温暖和缓慢的广角分子风的解决签名。
2015-11-12 astro-ph.SR
Unveiling Dominant Toroidal Magnetic Fields in a Protostellar Outflow
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
研究通过碳monoxide发射极化观测揭示原恒星喷流中环形磁场的分布，发现磁场与喷流旋转结构一致，支持磁旋-离心机制驱动喷流。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Centrifugally driven winds from protostellar accretion discs. I - Formulation and initial results
原恒星盘在恒星形成过程中扮演着重要的角色，它是年轻恒星吸积的主要物质库，并通过发射强大的盘风来调节角动量和气体释放回恒星孕育区的程度。在这项研究中，我们探讨了光盘结构与风发射区域的属性，绘制出风发射可能可行的原恒星光盘区域。我们结合了一系列的1.5D半解析，稳态，垂直盘风的解决方案到一个径向扩展的1+1.5D模型，将所有三个扩散机制（欧姆，霍尔和双极）。我们观察到，大部分的质量外流通过盘风发生在一个天文单位的一小部分的径向宽度，与流出率迅速衰减的任何一方。我们还发现，质量吸积率，磁场强度和表面密度分布都有显着的影响，风发射区的位置和喷射/吸积比$\dot{M}_{\rm out}/\dot{M}_{\rm in}$。增大吸积率或磁场强度对应于风发射区域向较小半径的移动和$\dot{M}_{\rm out}/\dot{M}_{\rm in}$的减小，而增大表面密度对应于发射区域在较大半径处且$\dot{M}_{\rm out}/\dot{M}_{\rm in}$增大。最后，我们发现一类盘风包含一个无效的发射配置在中间半径，导致两个径向分离的风发射和减少$\dot{M}_{\rm out}/\dot{M}_{\rm in}$的区域。我们发现，风的位置和喷射/吸积比与目前的观测和理论估计是一致的。
2017-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulent entrainment origin of protostellar outflows
原恒星外流是伴随恒星形成的一个重要过程。人们普遍认为，广角原恒星外流来自于形成中的恒星风与周围气体之间的相互作用。然而，目前还不清楚这种相互作用是如何发生的。在这项工作中，我们从理论上研究的可能性，外流的结果从风和周围的气体之间的相互作用的湍流卷吸的形式。与以前的模型相比，考虑了原恒星周围环境气体的湍流运动。在我们的模型中，风的冲压压力平衡了环境气体的湍流冲压压力，并且流出物由风夹带的环境气体组成。从我们的模型计算出的流出呈现圆锥形。流出物的总质量由包层的湍流速度以及流出物的年龄决定，流出物的速度比周围气体的速度色散高几倍。出流开度角随风的强度而增大，随环境气体湍流度的增大而减小。流出物在每个位置处都表现出宽的线宽。我们建议，湍流夹带过程，这在自然界中无处不在，在塑造原恒星外流中发挥着普遍的作用。
2013-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS) V. The launching mechanism of protostellar winds via water masers
本文通过VLBA观测IRAS 21078+5211中22 GHz水脉泽的三维速度，确定其原恒星风由径向扩展的MHD盘风通过磁离心机制发射，发射半径10-50 au，并发现外围慢速激波前沿可能由磁压驱动。
2024-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the very young Class 0 protostellar system HH 211-mms: a 30-au dusty disk with a disk-wind traced by SO?
HH 211-HH是英仙座最年轻的0类原恒星系统之一，距离约235 pc。我们已经绘制了其中心区域，分辨率高达~ 7 AU（0.03”）。尘埃盘深深地嵌入在一个扁平的信封，在尘埃连续的强度跳跃在~ 350 GHz。它几乎是边缘上的，几乎完全垂直于射流轴线。它沿着长轴的尺寸约为30 AU。它在几何上是厚的，表明（亚）毫米发光颗粒尚未沉降到中平面。它的内部预计已经转变为开普勒旋转盘，半径约为10 au。在SO中探测到旋转盘大气和致密的旋转双极外流。外流从内盘表面向外扇出，并以与扁平包络相同的方向旋转，因此可以追踪从内盘带走角动量的盘风。根据盘状大气的旋转，原恒星的质量估计为<~ 50 M_Jup。与文献中的结果一起，我们的结果有利于一个模型，其中磁盘半径与原恒星质量线性增长，如预测的模型，星前致密的核心演变，渐近线的列密度和角速度的$r^{-1}$径向轮廓。
2018-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Components of the Outflow in the Protostellar System HH 212: Outer Outflow Shell, Rotating Wind, Shocked Wind, and Jet
该研究利用ALMA 7号波段观测HH 212原恒星系统的CO谱线，识别出外外流壳、旋转风、激波X风、喷流四个外流成分，明确了各成分的空间位置、起源关联与准周期喷流特征，完善了原恒星外流的结构认知。
2024-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA view of the protostellar system HH212 - The wind, the cavity, and the disk
内容：因为它被简单地从侧面观察，HH 212原恒星系统是研究低质量恒星形成的最早阶段的流入，流出和旋转相互作用的理想实验室。目的：我们希望利用ALMA提供的高角分辨率、高灵敏度、高成像保真度和光谱覆盖率的无与伦比的组合来阐明HH 212最内部中心区域的复杂运动学。研究方法：在早期科学周期0操作的扩展配置中，我们在几种分子示踪剂和850 $μ$ m尘埃连续体中使用第7波段的ALMA干涉仪以约0.5角秒的分辨率绘制了HH 212系统的内部10”（4500 AU）。结果如下：在一个单一的ALMA光谱设置中，我们同时确定了已知参与恒星形成配方的所有关键成分，即：（i）由原恒星驱动的快速、平行的双极SiO喷流，（ii）大规模的向上扫掠的CO流出，（iii）扁平的旋转和下落的包层，流出物雕刻出双极空腔（在C $^{17}$ O（3- 2）中），和（iv）充满空腔并围绕轴向射流的旋转广角流（在C $^{34}$ S（7- 6）中）。此外，紧凑的高速C $^{17}$ O发射（$\pm$ 1.9- 3.5 km s $^{-1}$从系统）显示沿赤道面的速度梯度与旋转盘约0.2弧秒= 90 AU周围的$\simeq 0.3 \pm 0.1 M_{\rm \odot}$源一致。旋转圆盘可能是开普勒的。结论：HH 212是第三颗0类原恒星，可能具有半径为$\geq 30 AU$的开普勒盘特征。在我们的C…
2014-07-23 astro-ph.SR
Zooming into the Collimation Zone in a Massive Protostellar Jet
原恒星喷流在所有质量的原恒星的最早演化中起着基本的作用。对于低质量（<8 Msun）的原恒星，有强有力的观测证据表明，发射和准直是由于X-和/或盘风机制。在这些模型中，原恒星/盘系统通过强磁场为原恒星附近的喷流的发射和准直创造了所有必要的条件。对于来自更大质量原恒星的喷流的起源研究得更少，部分原因是在这些更遥远的天体中很难分辨出准直区。在这里，我们提出了最高的角分辨率观测的喷气机提供动力的一个大规模的原恒星，Cep A HW 2无线电喷流。我们成像的无线电发射的投影距离只有20天文单位的原恒星，解决了最里面的100天文单位的大规模原恒星喷流的第一次。在这个大质量物体中的无线电喷流发射的形态与通常在低质量原恒星的喷流中观察到的非常不同。我们发现，流出的物质在HW 2有两个组成部分：从原恒星/磁盘系统发射的广角风，和一个高度准直的喷流开始在20-30 AU从原恒星。我们讨论了两种可能的情况：经典盘风的大规模原恒星的延伸，或外部准直的广角风。这些结果对于我们理解不同质量的恒星是如何形成的有着重要的意义。
2021-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA view of the L1448-mm protostellar system on disk scales: CH$_3$OH and H$^{13}$CN as new disk wind tracers
本研究利用约30 au分辨率的ALMA观测L1448-mm，首次以H$^{13}$CN和CH$_3$OH识别出旋转MHD盘风候选体，并表明其足以驱动盘吸积。
2024-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk wind feedback from high-mass protostars
我们进行了一系列的三维磁流体动力学（MHD）模拟的流出核心的相互作用，形成一个大质量的原恒星通过崩溃的初始云核心的$60~{M_\odot}$。这使我们能够表征大质量原恒星的盘风驱动外流的特性，这可以测试不同的大质量恒星形成理论。它还使我们能够定量评估流出反馈对原恒星核形态和整体恒星形成效率的影响。我们发现，流量的开角随着原恒星质量的增加而增加，与一个简单的半解析模型一致。一旦原恒星到达$\sim24~{M_\odot}$，外流的张开角度是如此之大，以至于它已经吹走了大部分的包层，从而几乎结束了自己的吸积。因此，我们发现整体恒星形成效率为$\sim50\%$，类似于低质量原恒星核心的预期。因此，我们的模拟结果表明，磁流体磁盘风外流是占主导地位的反馈机制，帮助塑造恒星的初始质量函数从一个给定的星前核心质量函数。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). IX. Magnetohydrodynamic disk winds traced by SO and SO$_2$ in luminous protostars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh（英国天文学技术中心爱丁堡皇家天文台）；Faculty of Physics, University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）
利用SO、SO₂等分子示踪物，研究两个大质量年轻恒星天体IRAS21078+5211和G035.02+0.35在100-1000 au尺度上的运动学和物理条件，发现空间和速度分布与磁流体盘风模型一致，支持径向延展的MHD盘风而非紧凑的X风。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The observable effects of tidally induced warps in protostellar discs
我们考虑的原恒星盘潮汐引起的翘曲和由此产生的光谱能量分布（SED）的变化的响应。我们认为，对于典型的原恒星盘参数的翘曲是通过光盘在一个波一样的方式进行通信。我们发现，翘曲的主要影响往往是在大半径（大于30 AU），并为足够小的粘度，可以是相当长的寿命。这可能导致在这些半径处的盘的不均匀照明，并且可能在大于100微米的波长处引起SED的显著变化。
2010-01-14 astro-ph.SR
The Effects of Large-Scale Magnetic Fields on Disk Formation and Evolution
这是一本书的草稿章节，书名为《年轻恒星周围星周运动的物理过程》，计划由芝加哥大学出版社出版，作为其理论天体物理学系列卷之一。第一节介绍了考虑大尺度有序磁场对原恒星盘形成和演化的影响的动机。第2节概述了磁流体动力学的磁盘是由这样一个领域线程的物理原理。第三节讨论了圆盘的形成和早期演化，圆盘是由与星际磁场耦合的旋转分子云核坍缩而产生的。第4节回顾了盘-风联系的观测证据，并描述了磁加速盘外流的结构，重点是离心驱动的风;然后讨论了弱电离的原恒星吸积盘的平衡和稳定性，其中角动量的传输由这类风主导。第5节考虑了通过原恒星磁场的中心原恒星和周围盘之间的耦合，依次包括现象学、基本概念和数值模拟的结果。第6节对本章进行了总结，并讨论了今后的研究方向。
2010-04-12 astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). III. H2O masers tracing disk-winds and jets near luminous YSOs
早期T阶段的原恒星外流（POETS）调查的目标是在统计上显著的发光年轻恒星物体（YSO）样本（36）中以10-100 AU的尺度对盘-外流界面进行成像，目标是外流的分子和电离成分。通过对22 GHz水脉泽的VLBI观测，在毫角秒尺度上研究了外流运动学。我们采用JVLA在6，13，和22 GHz的A-和B-阵列配置，以确定无线电连续辐射的空间结构和光谱指数。在大约一半的目标中，在与YSO的距离<= 1000 au处观测到的水脉泽跟踪这些运动学结构中的一个或两个：1）与脉泽自行（PM）的准直方向成近角的空间细长分布，以及2）跨越YSO位置的线性LSR速度（Vlsr）梯度。运动学结构（1）很容易解释为原恒星喷流，通过与文献中报告的YSO喷流的热（连续谱和线）发射的独立观测进行比较，在一些目标中得到了证实。运动学结构（2）被解释为几乎是从侧面观察到的盘风（DW），这是基于几个证据：首先，它总是垂直于YSO喷流指向;其次，它在方向和极性上与热辐射中的Vlsr梯度一致（当在文献中报道时）在<= 1000~au的尺度上识别YSO盘;第三，描绘Vlsr梯度的脉泽PM暗示了速度为10-20 km/s的气流运动，方向与盘中平面成大角度。在其余的目标中，脉泽PM不是准直的，而是倾向于沿着两个几乎垂直的方向排列，并且可能起源于相对于边缘稍微倾斜（<= 30度）的DW-射流系统。
2019-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows: a window to the past
在低质量恒星形成的早期阶段，偶发性的吸积导致高速外流子弹的喷射，这些子弹携带着驱动原恒星吸积历史的化石记录。我们提出了44 SPH模拟的$1\,\mathrm{M}_{\odot}$核心，涵盖了广泛的初始条件，并遵循核心的五个自由落体时间。单个的原恒星由汇粒子表示，汇粒子使用亚网格模型发射出幕式外流。光学算法用于识别流出内的单个情节项目符号。整体流出和个别子弹的参数，然后被用来估计年龄和能量的流出，以及吸积事件，触发它，并评估这些估计的可靠性，如果观测的不确定性和选择效应（如倾斜）被忽略。在估算外流年龄的常用方法中，基于叶的长度和推进速度的方法在演化的早期阶段是最可靠的，而基于外流腔的宽度和推进速度的方法在演化的后期阶段是最可靠的。我们描述了一种新的方法，它几乎和这些方法一样准确，并且在整个进化过程中都是可靠的。此外，我们展示了如何吸积历史的原恒星可以准确地重建从动态的子弹，如果每个叶包含至少两个子弹。流出物携带的质量大约是原恒星最初喷出的质量的十倍。
2022-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field Amplification via Protostellar Disc Dynamos
我们数值研究了通过$αΩ$发电机在原恒星盘中产生磁场以及由此产生的磁流体动力学（MHD）驱动的外流。我们发现，对于小的无量纲发电机参数$α_d$的值的极向场的增长率$σ\propto Ω_K \sqrt{α_d}$指数，在饱和到一个值$\propto \sqrt{α_d}$。发电机激发偶极和八极模，但四极模被抑制，因为种子场的对称性。初始种子场太弱，推出MHD外流被发现足以增长到发射风观测相关的质量通量的顺序$10^{-9} M_{\odot}/\rm{yr}$金牛座T星。这表明$αΩ$ -发电机可能产生了足够强的磁场来发射观测到的外流。
2018-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS) VI. Evidence of disk-wind in G11.92-0.61 MM1
本研究利用ALMA高分辨率观测分析了大质量原恒星盘风候选体G11.92-0.61 MM1，发现其盘具有开普勒与亚开普勒双区域结构，外流展现出旋转主导的速度模式与恒定比角动量，证实了其磁离心盘风起源。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water and interstellar complex organics associated with the HH 212 protostellar disc - On disc atmospheres, disc winds, and accretion shocks
猎户座B中的HH 212原恒星系统已经被绘制成图，这要归功于ALMA波段7对氘代水（HDO）和乙醛（CH $_3$ CHO）发射的第1周期和第4周期观测，角分辨率低至$\sim$ 0.15 arcsec（60 au）。在高激发（$E_{\rm u}$在163 K和335 K之间）下，由于14 CH $_3$ CHO和1 HDO跃迁而产生的许多发射线已在$\sim$ 70 Au内区成像。CH $_3$ CHO排放的局部热平衡分析导致78 $\pm$ 14 K的温度和7.6 $\pm$ 3.2 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$的柱密度，当假定$N_{\rm H_2}$为10 $^{24}$ cm $^{-2}$时，导致$X_{\rm CH_3CHO}$ $\simeq$ 8 $\times$ 10 $^{-9}$的丰度。HDO排放的大速度梯度分析也对体积密度n $_{\rm H_2}$ $\geq$ 10 $^8$ cm $^{-3}$施加了严格的限制。谱线的宽度为5- 7 km/s，CH $_3$ CHO和HDO都显示出$\pm$ 2 km/s的$^{-1}$速度梯度，其大小为$\sim$ 70 au（蓝移发射向西北，红移发射向东南），沿星盘赤道面，这与迄今为止使用其他分子示踪剂所发现的一致。CH $_3$ CHO和HDO的运动学与离心屏障的发生是一致的，…
2018-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Magnetic Field in the Class 0 Protostellar Disk of L1527
我们目前的亚角秒（~0.35”）解决的1.3毫米尘埃偏振的观测从边缘上拱星盘周围的0类原恒星L1527。推断的磁场是一致的，占主导地位的环形形态，有没有显着检测到的垂直极向分量的边缘上磁盘的观测是最敏感的。这表明，在0类原恒星的角动量传输（当大量的材料从信封和吸积到原恒星的磁盘）主要是由磁旋转的不稳定性，而不是磁离心风在50 AU尺度。此外，根据迄今为止的数据，有一个早期的初步趋势，即R>30 AU的磁盘迄今已被发现在0级系统中，平均磁场在1000 AU尺度上与旋转轴严重不对准。在对齐的情况下没有这样的盘可能是由于有效的磁制动破坏了盘的形成。如果是这种情况，这意味着候选0类磁盘系统可以通过平均磁场方向在~1000 AU空间尺度识别。
2014-12-02 astro-ph.SR
Helical Magnetic Fields in the NGC1333 IRAS 4A Protostellar Outflows
本文介绍了对NGC 1333 IRAS 4A的CO $J$ = 3- 2谱线的亚毫米波阵（SMA）偏振观测。角分辨率为$\sim$ 1 $\arcsec$的CO Stokes $I$图揭示了来自NGC 1333 IRAS 4A双星源的两个双极外流。CO排放的运动学特征可以通过$\sim$ 20 $\arcdeg$从天空平面倾斜的风驱动流出来模拟。靠近原恒星的CO极化，在$\sim$ $2\farcs3$的角分辨率，有一个位置角近似平行于从尘埃极化推断的磁场方向。CO的极化方向似乎从一个沙漏场周围的核心到一个弧形的形态包裹周围的流出，表明螺旋结构的磁场，继承了极向场在发射点，并包括在更远的距离流出的环形场。螺旋磁场是一致的理论预期发射和准直流出从磁化旋转盘。考虑到CO偏振辐射主要来自低速和低分辨率的数据，螺旋磁场可能是风驱动外流中风-包络相互作用的产物。CO数据显示出流出物中$\sim$ 30 $\arcdeg$偏转的PA。CO极化角的变化似乎与偏转有关。我们推测，螺旋磁场有助于$\sim$ 10 $\arcdeg$偏转的外流通过洛伦兹力。
2016-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide-angle protostellar outflows driven by narrow jets in stratified cores
大多数对恒星形成的外流反馈的模拟都是基于这样的假设，即外流是由广角的“X风”驱动的，而不是狭窄的喷流。然而，最初提出的反对纯喷流驱动流的论点是基于均匀介质中的稳定喷射，根据最近的观察，这一概念不再得到支持。我们的目标是确定是否在密度分层，自引力核心发射的脉冲窄射流可以重现典型的分子外流特性，而无需广角风分量的帮助。我们使用MPI-AMRVAC代码进行了轴对称流体动力学模拟，光学薄辐射冷却的时间尺度可达10000 yrs. Then，我们计算并比较了预测的属性与观测数据。首先，射流驱动的壳层通过密度急剧减小的核比通过均匀核膨胀得更快、更宽。其次，当被吹进同一个单一的扁平核心时，喷气驱动的壳层在最初的几百年里与广角风驱动的壳层具有相似的宽度，但在长时间尺度上减速膨胀。流动呈锥形，底部开度角可达$90\unicode{xb0}$。第三，经过$\sim$ 10000年，脉冲喷流驱动的外壳显示出拟合功能和定性的相似性与最近的观察与阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA），如HH 46 -47和CARMA-7的原恒星外流。特别是，相似之处被认为是在壳的宽度，开角，位置-速度图，和质量-速度分布，与一些显示出更密切的相似性比在模拟的基础上的广角“X风”模型。因此，一个现实的环境密度分层，除了千年之久的积分时间是同样重要的可靠地预测脉冲射流驱动的外流的属性，并面对他们的意见。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. II. From 3D simulation to a simple semi-analytic model of Class 0/I discs
我们使用三维辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟来研究年轻的原恒星盘从磁化的前星核的形成和演化。模拟涵盖了原恒星形成后的第一个${\sim}10~{\rm kyr}$，并显示了一个巨大的，弱磁化的圆盘，半径最初增长，然后在${\sim}30~{\rm au}$饱和。盘是重力不稳定的突出的大幅度螺旋臂。我们利用我们的模拟结果和一系列物理论据，从几个方面构建了0/I类原恒星盘演化的预测性和定量物理图像，包括（i）盘中角动量的重新分配，由重力不稳定性自我调节，使大部分盘边缘不稳定;（ii）盘的热剖面，很好地近似于辐射冷却和吸积加热之间的平衡;以及（iii）由非理想磁扩散调节的盘内部的磁场强度和磁制动率。利用这些物理见解，我们建立了一个简单的1D半解析模型的光盘的演变。我们表明，这个一维模型，当耦合到一个计算成本低廉的模拟周围的伪盘的演变，可以可靠地用于预测光盘的演变在0/I类阶段。预测的椎间盘尺寸的长期演变，在${\sim}30~{\rm au}$达到饱和并最终缩小，与最近对0/I类椎间盘的观察调查一致。这种层次化的光盘演化模型规避了通过0/I类阶段直接，数值收敛模拟跟踪光盘演化的计算困难。
2021-09-15 astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VII. Circumstellar gas kinematics traced by water masers inside the HC HII region NGC7538 IRS1
本文通过多历元 VLBA 与全球 VLBI 观测 NGC7538 IRS1 的 22 GHz 水脉泽，确认两个埋藏 YSO 及其盘、激波与光致蒸发盘风运动。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2016-05-18 astro-ph.SR
VLBA imaging of the 3mm SiO maser emission in the disk-wind from the massive protostellar system Orion Source I
本文给出了用VLBA在86 GHz（3 mm）观测到的最近的大质量年轻恒星Orion Source I周围的28 SiO v=1，J=2-1脉泽发射的第一幅图像。这些图像具有很高的空间（~0.3 mas）和光谱（~0.054 km/s）分辨率。我们发现3毫米脉泽位于一个由四个臂组成的X形轨迹中，在南臂和东臂有蓝移发射，在北臂和西臂有红移发射。与2001-2002年观测到的7 mm处28 SiO v= 1，2，J=1-0跃迁的图像比较表明，J=2-1跃迁发射的大部分遵循J=1-0发射的流线，并表现出与7 mm处梯度一致的总体速度梯度。虽然3毫米和7毫米的过渡之间存在空间重叠，但平均而言，3毫米的发射位于距离源I更大的投影距离（约44 AU，而7毫米的约35 AU）。v=1，J=1-0和J=2-1跃迁之间的空间重叠暗示了一个温度和密度范围，其中物理条件有利于同一振动态的两个跃迁。然而，在3毫米和7毫米处观测到的大量发射之间的空间偏移可能表明不同的温度和密度范围，以获得最佳的脉泽激发。我们讨论了不同的脉泽泵浦模型，可以解释所观察到的偏移。我们解释的3毫米和7毫米脉泽作为一个单一的广角流出所产生的边缘上的磁盘旋转的东北-西南轴的表面的一部分，与连续的速度梯度表示差分旋转一致的开普勒配置文件中的高质量的原二进制。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XXIV. Large dust grains in the protostellar outflow cavity walls of the Class I binary L1551 IRS5
本研究借助ALMA-FAUST项目的高分辨率观测，首次在L1551 IRS5双星外流腔壁发现比星际介质典型尺寸大千倍的大尘埃颗粒，证实其由原恒星风从内盘输运至包层，该颗粒循环过程对星子形成至关重要。
2025-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the diversity and statistical properties of protostellar discs
我们目前的结果，从第一人口合成研究的原恒星盘。我们分析了恒星团簇形成的辐射流体动力学模拟中形成的大样本原恒星盘的演化和性质。由于恒星形成过程的混沌性质，我们发现了年轻的原恒星盘的巨大多样性，包括错位盘，以及方向随时间变化的盘。星盘相互作用截短了星盘并产生了多个系统。圆盘可能会在动力学碰撞和/或通过冲压压力剥离而被破坏，但会通过后来的气体吸积而重新形成。我们量化的盘质量和半径的分布为原恒星年龄达$\approx 10^5$岁月。对于低质量的原恒星，盘质量往往会增加年龄和原恒星质量。圆盘半径范围从10到几百个天文单位，在时间尺度上以$\le 10^4$年为单位增长，在低质量的原恒星周围较小。孤立的原恒星盘的径向表面密度分布比最小质量太阳星云模型更平坦，通常按$Σ\propto r^{-1}$缩放。星盘与原恒星的质量比很少超过2，典型的范围是从$M_{\rm d}/M_* = 0.1-1$到年龄$\le 10^4$岁，然后逐渐减小。我们量化的相对方位角的拱盘和轨道的绑定对原恒星，找到一个偏好的对齐，强度与分离度降低。我们还研究了如何不同的原恒星和孤立的原恒星对盘的外部部分的取向和内部盘自旋。
2018-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of Misalignments: Protostellar Jet, Outflow, Circumstellar Disc, and Magnetic Field
最近的观测揭示了原恒星周围的各种现象，如外流和磁场之间的不对准，喷流的进动，以及喷射团块的时间变化，其起源正在争论之中。我们进行了一个三维的电阻磁流体动力学模拟的原恒星形成的恒星形成的核心，其旋转轴是倾斜的角度$45^\circ$相对于初始磁场，其中原恒星的空间分辨率为$0.01\,$ au解决。在低密度外区，星前核由于磁通冻结而沿磁场线收缩。另一方面，在高密度内部区域，当气体数密度超过约$10^{11}\,{\rm cm^{-3}}$时，磁耗散变得有效并减弱磁效应。然后，扁平圆盘的法线方向与角动量矢量对齐。外流，喷流，和原恒星喷射驱动从不同尺度的拱盘和喷流在不同的方向垂直于翘曲盘。这些轴与全球磁场方向不一致，并随时间变化。这项研究表明，一对夫妇的错位性质的观测报告，可以同时再现，只有通过假设恒星形成的核心围绕不同的方向旋转的磁场。
2019-03-13 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Fields in Protostellar Outflows and Star Formation
外流在恒星形成和产生它们的原恒星盘中的作用是天体物理学的中心问题。外流与整个恒星质量谱中的恒星形成有关。在这篇综述中，我们描述了观测，理论和计算磁化外流的进展，以及它们在形成的磁盘和所有质量的恒星在湍流，磁化云的作用。磁化风施加在圆盘上的扭矩能够有效地提取和传输圆盘角动量，这一点在早期的理论模型中得到了发展，并得到了各种数值模拟的证实。最近的高分辨率ALMA观测磁盘和外流现在证实了这些想法的几个关键方面，例如，射流旋转和起源于其底层磁盘的大区域。对吸积盘物理学的新认识表明，磁旋转不稳定性（MRI）湍流被强烈阻尼，使磁化盘风成为传输盘角动量的主要机制。这对恒星形成和行星形成都有重要影响。外流在反馈过程中也起着重要的作用，特别是在低质量恒星的诞生和团簇形成中。尽管几乎可以肯定是它们的产生和聚焦的基础，但原恒星系统流出物中的磁场，甚至是磁盘中的磁场，都是众所周知的难以测量。大多数方法是间接的，缺乏精确度，例如，当使用光学/近红外线比时。此外，在那些极少数情况下，直接测量是可能的-在同步辐射观察，人们必须非常小心地解释推导出的值。在这里，我们还将探讨从观测中了解到的关于磁场的信息，并展望SPIRou和SKA等设施正常运行的时间。
2019-12-11 astro-ph.EP astro-ph.HE 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
A wind-driving disc model for the mm-wavelength polarization structure of HL Tau
最近出现的空间分辨毫米和厘米波长偏振仪在原恒星吸积盘可以帮助澄清磁场在这些系统中的角动量输运的作用。迄今为止最好的情况是HL~Tau，其中无法产生一个很好的拟合1.25毫米的数据与垂直和方位角磁场分量的组合被解释为意味着离心驱动风（CDWS）可能不是一个重要的传输机制上的$\sim 10^2\,$ au尺度探测的观测。使用启发式的单场分量光盘和后处理模拟的风驱动盘的合成偏振图，我们证明了一个更好的拟合的数据可以得到，如果径向场分量，CDW机制的一个标志，占主导地位的偏振发射区域。类似的推论以前在模拟银河系中心pc尺度尘埃环的远红外偏振图时也做过。为了使这一解释与原恒星盘的理论模型相一致，这些模型表明风是从中平面以上相对较高的高度发射的，我们提出，大多数偏振发射都来自于一个较高的高度。（$\ga 10$\ %）固有偏振度--在小（$\la 0.1\,$ mm）颗粒保持悬浮在中平面上方，并且大量的毫米波长发射是由已经沉降到中间平面的较大晶粒产生的-具有低的固有偏振。
2016-08-24 astro-ph.EP 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
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
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
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
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
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
X-Ray Ionization of Planet-Opened Gaps in Protostellar Disks
质量接近木星的年轻行星有足够强大的潮汐来清除原恒星盘中轨道周围的间隙。通过间隙的气体流动调节行星的进一步生长，并支配着圆盘的演化。如果气体被充分电离以耦合到场，则磁力可以驱动该流动。我们计算了来自中心年轻恒星的X射线的电离效应，使用蒙特卡罗辐射转移计算来找到到达行星附近的康普顿散射光子的光谱。散射的X射线以类似于或大于行星附近的星际宇宙射线速率的速率照射气体，这些行星的质量为土星和木星，位于5 au和10 au，在具有亚微米尘埃的星际质量分数的圆盘中，并且尘埃耗尽了100倍。求解气体-颗粒复合反应网络产生带电粒子群，其携带电流的能力足以将磁场部分耦合到行星周围的气体。大多数情况下可以经历霍尔剪切不稳定性，有些可以发射磁离心风。然而，在我们研究的所有情况下，行星轨道上的物质的扩散系数都很大，磁旋转湍流被阻止，非理想项控制着磁场的演变。因此，年轻的巨行星打开的缝隙中的气体流动，关键取决于有限的传导率。
2019-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecule formation in dust-poor irradiated jets I. Stationary disk winds
最近的ALMA观测表明，分子原恒星喷流的最高速度部分是从吸积盘的尘埃升华区（<0.3 au）发射的。然而，形成和生存的分子在内部原恒星盘风，在一个苛刻的FUV辐射场的存在下，没有灰尘，仍然是未知的。我们的目标是确定是否可以合成简单的分子，并在快速和准直无尘盘风或如果一小部分灰尘是必要的，以解释所观察到的分子丰度幸免。这项工作是基于巴黎-达勒姆冲击代码设计的模型辐照环境。无尘化学的基本性质进行了研究，从单点模型。然后使用参数化流动几何学建立层流一维盘风模型。该模型包括随时间变化的化学反应和气相光过程对辐射场的衰减。我们发现，一小部分的H2（<1 e-2），主要是通过H-途径形成的，可以有效地引发分子合成，如CO和SiO高于TK ~ 800 K。原子种类对辐射场的衰减（例如，C，Si，S）通过连续自屏蔽进行。该过程确保通过中性-中性反应有效形成CO、OH、SiO、H2O，以及这些分子的存活。如果温暖（TK > 800 K），预计具有高质量损失率（$\dot{M}_w >$ 2 e-6 Msun/yr）的0级无尘风将富含分子。盘风的分子含量是非常敏感的尘埃的存在和质量分数的幸存的尘埃小到1 e-5显着增加的H2O和SiO的丰度。高速喷流的化学性质是探测其在尘埃中的含量并揭示其发射点的有力工具。需要内部冲击模型来充分利用当前的（亚）毫米观测并为未来的JWST观测做好准备。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heat and Dust in Active Layers of Protostellar Disks
重新研究了原恒星盘活动层中磁耦合和吸积的要求，并讨论了该层热辐射的一些含义。电离和电导率的计算遵循伊尔格纳和纳尔逊的一般计划，但与更新的UMIST数据库的化学反应和一些改进的粮食物理，并为最小质量的太阳星云，而不是一个α盘。新的粮食产量限制比他们的要严格一些。即使是最佳尺寸的颗粒，该层至少应该在其自身的热辐射方面在光学上是薄的，因此，如果吸积是由湍流驱动的并且标准电离率占上风，则预期水和其他分子种类的窄的、高度饱和的发射线。如果晶粒尺寸分布从远低于1微米到1毫米或更大，如观察所示，那么该层可能是如此光学薄，以至于其冷却由分子发射主导。即使在这样的条件下，在1AU附近也很难有超过10 g/cm ^2的活性层，除非尘埃被完全消除或假设电离率大大提高。如果观测到的吸积率是由磁旋转湍流驱动的，那么在圆盘的这些区域就需要等分强度的磁场。风驱动的吸积可能允许较弱的场和质量较小的活动层，但不会像湍流那样加热该层，因此可能不会产生发射线。
2009-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
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
Spin-down of solar-mass protostars in magnetospheric accretion paradigm
针对原恒星减旋机制难题，基于三维磁流体动力学模拟和恒星演化计算，提出由旋转磁层驱动的锥形盘风通过降低吸积扭矩实现恒星减旋的新图景。
2024-12-19 astro-ph.EP 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
Protostellar accretion and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星的锂丰度之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。一个可能的天体物理解决方案涉及锂燃烧由于原恒星质量吸积的Spite高原恒星。在目前的工作中，第一次，我们调查与准确的演化计算吸积的影响，在贫金属制度的锂演化，相关的恒星在斯皮特高原。
2020-04-16 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
The role of disc self-gravity in the formation of protostars and protostellar discs
我们使用时间相关的，一维的光盘模型来调查的演变，形成通过分子云核心的崩溃，其中的主要运输机制是自引力的原恒星盘。我们假设这些圆盘进入热平衡状态，Q = 2，角动量输运的强度由圆盘的冷却速率决定。结果表明，这些光盘将达到一个准稳态，持续了一些自由落体的时间，其中大部分的质量在100 au位于10-20 au。内盘中的这种质量堆积可能导致足够高的温度，以便MHD湍流的增长，这可能会迅速排出内盘并导致FU Orionis样的爆发。在我们所有的模拟中，圆盘的内部区域（r < 40 au）对于碎裂是稳定的，而在由具有足够的初始角动量以在这些外部区域沉积足够质量的核心形成的圆盘的外部区域（r > 40 au）中碎裂是可能的。然而，这些外层区域的大量质量表明，碎片化将导致形成亚恒星和恒星质量的伴星，而不是行星质量的物体。虽然质量吸积率在很大程度上与观测结果一致，但大的圆盘质量表明，必须有一种额外的运输机制（如在圆盘上层发生的MRI），以便在观察到的圆盘寿命内排出剩余的圆盘材料。
2009-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
