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
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
Decoupling of Magnetic Fields in Collapsing Protostellar Envelopes and Disk Formation and Fragmentation
有效的磁制动是形成旋转支撑盘（RSDs）的一个可怕的障碍，在磁化致密的核心原恒星周围。我们之前已经通过2D（轴对称）非理想MHD模拟表明，去除非常小的晶粒（VSG：~10 μ m $~$到几个100 μ m）可以大大增强双极扩散并形成RSD。在这里，我们扩展到3D的VSG去除启用磁盘形成的模拟。我们发现，这种情况下的磁盘形成的关键是，磁场的漂移速度几乎抵消了中性粒子的下落速度在$10^2$ - $10^3$ AU尺度的“伪盘”的磁力线是最严重的捏和大部分的原恒星的包络质量的下落发生。结果，大块中性包层物质可以塌缩，而不会将大量磁通量拖到盘形成区域中，这降低了磁制动效率。我们发现，VSG去除启用的初始磁盘往往是托姆雷不稳定的，这导致形成突出的螺旋结构，作为离心屏障。在离心屏障附近堆积的落入物质通常会产生数十个木星质量的致密碎片，特别是在磁化不太强的核心中。一些碎片吸积到中心恒星物体上，产生质量吸积率的爆发。其他的寿命更长，尽管它们是否能长期生存以产生多个系统仍有待确定。我们的研究结果突出了尘埃颗粒演化在确定原恒星盘和潜在的多系统的形成和性质的重要性。
2017-11-16 astro-ph.SR
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
Protostellar collapse simulations in spherical geometry with dust coagulation and fragmentation
我们用我们新开发的鲨鱼代码模拟了原恒星坍缩过程中尘埃颗粒的凝聚和碎裂。它解决了在一个球形几何形状的气尘流体动力学和凝聚/破碎方程。它还计算了云的电离状态以及欧姆、双极和霍尔电阻率。我们发现，尘埃的尺寸分布演变显着的崩溃过程中，大颗粒的形成控制的湍流差速度。当包括湍流时，只有双极扩散在从分布中去除小颗粒方面保持有效，布朗运动仅作为独立过程有效。宏观的气体尘埃漂移是可以忽略不计的晶粒生长，只有动力学显着附近的第一个拉森核心。在高浓度下，我们发现，凝聚分布是不受初始选择的灰尘分布。发现强磁场增强了小晶粒的耗尽，导致双极扩散的重要增加。这表明，在原恒星坍缩过程中，小颗粒粒子数可以调节磁场强度。破碎可能是有效的裸硅酸盐，但其建模依赖于不良约束参数的选择。它也被发现是可以忽略不计的冰粒。当碎裂发生时，它强烈地影响磁电阻率分布。尘埃凝聚是原恒星坍缩过程中需要充分考虑的一个关键过程。碎裂的开始和反馈仍然不确定，应进一步研究其建模。
2022-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Feedback Effects on Low-Mass Star Formation
原恒星的反馈，辐射和双极流出，显着影响的碎片和质量吸积从恒星形成的核心。我们使用ORION，一个自适应网格细化重力辐射流体动力学代码，模拟一个集群的低质量恒星的形成，包括辐射转移和原恒星流出。我们进行了四次模拟，以隔离辐射反馈和外流反馈的单独影响以及两者的组合。外流减少原恒星的质量和吸积率的三个因素，因此减少原恒星的光度由一个数量级。因此，虽然辐射反馈抑制碎片，外流使原恒星辐射在很大程度上无关的低质量恒星形成以上的质量尺度为0.05 M太阳。我们发现云的初始碎片是全球牛仔裤长度的一半，约0.1 pc。由于没有足够的原恒星辐射来阻止它，这些0.1pc的核心不断分裂，通常每个核心形成10颗恒星。这些恒星的吸积速率与质量成比例，正如核心吸积模型所预测的那样，该模型包括热运动和湍流运动。我们发现，原恒星外流并没有显着影响整体云动力学，在没有磁场，由于其小的开度角和不良的耦合到致密气体。流出的气流将核心的质量减少了2/3，使核心到恒星的效率约为1/3。辐射和外流的模拟再现了观测到的原恒星光度函数。所有的模拟都能再现观测到的核心质量函数，尽管它们对望远镜分辨率很敏感。辐射和外流的模拟再现了银河IMF和两点关联函数的核心观察到的rho Oph。
2012-01-13 astro-ph.SR
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars
我们进行了辐射流体动力学模拟的超爱丁顿制度，包括他们的辐射反馈和原恒星流出的大质量恒星的形成。计算从星前的尘埃气体核心开始，一直持续到恒星停止生长。吸积结束时，核心的残余物被弹出，主要是由在极地方向的直接恒星辐射的力量和其他地方的再辐射的热红外辐射。吸积持续多久取决于是否存在原恒星外流。我们将质量流出率设置为恒星汇粒子吸积率的1%。流出物打开一个双极腔，延伸到核心的外边缘，通过该腔，热辐射很容易逃逸。辐射通量向极地方向汇集，而核心的坍缩则在赤道附近进行。外流因此扩大了“闪光效应”，或各向异性辐射场，在以前的研究中发现，从几百AU规模的拱星盘到0.1秒差距规模的核心。核心的闪光效应允许核心气体在圆盘上累积更长时间，就像圆盘的闪光效应允许圆盘气体在恒星上累积更长时间一样。因此，尽管原恒星外流带走了核心两极附近的物质，导致恒星在最初的几个自由落体时间内生长较慢，但在我们的计算中，它们也使吸积持续更长时间。外流最终导致质量稍高的恒星。
2014-12-19 astro-ph.SR
A Lower Angular Momentum Limit for Self-Gravitating Protostellar Disc Fragmentation
我们试图验证最近的索赔（使用半解析模型），为球形均匀分子云的崩溃，碎片的自引力盘，随后形成可以预测单独使用云的初始角动量。实际上，这种情况等同于要求所产生的椎间盘充分伸展以便碎裂，与孤立椎间盘的研究一致。我们使用光滑粒子流体动力学与混合辐射转移调查这一说法，确认在一般情况下，均匀的球形分子云将产生破碎的自引力盘，如果旋转动能与引力势能的比率大于~ 5e-3，在此结果是相对不敏感的初始热能。这个条件在更高的云质量开始失效，这表明在大半径下足够的质量控制着碎片。虽然这些结果是基于高度理想化的初始条件，并可能不成立，如果光盘的吸积从周围的信封是充分不对称的，或者如果密度结构受到扰动，他们提供了一个合理的下限所需的最小角动量碎片光盘在没有显着的外部湍流。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of Irradiation on the Jeans Mass in Fragmenting Self-Gravitating Protostellar Discs
当一个自引力盘受到辐照时，它的碎裂倾向将受到影响。自引力光盘应力的强度预计将决定光盘碎片：由于这些扭矩的强度通常会随着声速的增加而降低，因此可以合理地假设，与未照射的情况相比，光盘碎片会受到抑制，尽管以前的工作已经表明，细节会因照射源而变得复杂。我们扩大了以前的分析牛仔裤内的螺旋结构在自引力盘的质量，将恒星辐射和背景辐射的影响。如果辐射是存在的，碎片被抑制在低吸积率的边缘不稳定的光盘（相比无辐射的情况下），但这些较低的吸积率对应于较高的质量光盘。碎片仍然可以发生高吸积率，但因此抑制在较低的磁盘表面密度，和随后的金斯质量的提升。这些结果进一步支持了这样的共识，即如果没有随后的碎片破裂或质量损失，引力不稳定性更有可能形成棕矮星和低质量恒星，而不是气体巨行星。
2013-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Massive Star Formation with Protostellar Outflows
我们报告的结果AMR辐射流体动力学模拟的大质量恒星形成云的崩溃使用ORION代码。这些模拟是第一个包括反馈效应的原恒星外流，以及原恒星辐射加热和辐射压力施加在下落，尘埃气体。我们发现，流出物通过周围的核心疏散减少光学深度的极性腔。这些增强了极向方向上的辐射通量，使得其比中平面中的辐射通量大1.7至15倍。结果，在赤道方向上作用在原恒星盘和下落云气上的辐射加热和向外辐射力大大减小。与不包括外流的模型相比，它同时降低了大质量恒星形成的埃丁顿辐射压垒，并增加了辐射加热的最小阈值表面密度，以抑制碎片化。这两种效应的强度都取决于初始的核表面密度。表面密度较低的核心有较长的自由落体时间，因此当核心坍缩时，在其中形成的大质量恒星会经历更多的开尔文收缩，导致更强大的外流。此外，在表面密度较低的云团中，外流从核心中爆发出来所需的时间与核心自由下落时间的比率较小，因此这些云团在坍缩的早期阶段受到外流的影响。因此，外流效应在低面密度岩心中最强，在高面密度岩心中最弱。我们还发现，在外流腔的方向上的辐射聚焦足以防止形成辐射压力支持的拱星气泡，相比之下，忽略原恒星外流反馈的模型。
2011-08-03 astro-ph.SR
The contribution of binary star formation via core-fragmentation on protostellar multiplicity
本研究通过模拟巨分子云中的恒星形成，发现核心碎裂和动力学捕获可有效产生20-100AU的低质量近距离双星，无需盘碎裂，并能复制英仙座观测到的双峰分布。
2023-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Radiation Environment on the Evolution and Fragmentation of Protostellar Discs
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究辐射环境对原恒星盘演化和碎裂的影响，通过高分辨率模拟发现更强辐射环境导致盘更密集、热且质量大，但稳定性指标无法预测碎裂，高辐射环境下的碎裂体质量更大且完全破坏。
2026-05-06 astro-ph.SR
Radiative, magnetic and numerical feedbacks on small-scale fragmentation
辐射反馈和磁场被认为对原恒星坍缩有很强的影响。本文对质量为1个太阳的致密核在固体自转中的坍缩过程进行了高分辨率的数值计算，包括辐射转移和磁场。利用低质量核的典型参数，深入研究了辐射转移和磁场对第一核形成和碎裂的影响。我们表明，包括上述两个物理过程并不对应于简单的图片，分别添加它们。通过磁制动和吸积激波的辐射，两者之间的相互作用非常强烈。
2010-11-25 astro-ph.SR
Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution
本文建立含尘埃凝结、碎裂与径向漂移的大质量原恒星盘模型，结合GGD27-MM1观测推断硅酸盐颗粒碎裂阈值约10 m/s，用以约束岩石星子形成条件。
2023-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Generation of radiative knots in a randomly pulsed protostellar jet I. Dynamics and energetics
HH对象的特点是一个复杂的棘手的形态检测主要沿轴的原恒星喷流在广泛的频带。已经发现了在不同时期形成的结之间相互作用的证据，这表明射流可能是由来自源的等离子体团的喷射引起的。我们的目的是调查的物理机制，导致不规则的纽结结构中观察到的喷流在不同的波段和复杂的相互作用之间发生的斑点等离子体从恒星源喷射。我们进行2D轴对称HD模拟的随机喷射脉冲射流。喷流由一串训练的液滴组成，它们以超音速撞向周围的介质。每个斑点的初始随机速度遵循指数分布。我们探索的喷射率参数，以获得约束的物理性质的原恒星喷流的模型结果与观测的比较。我们的模型考虑了辐射损失和热传导。我们发现，在不同的时期，以不同的速度喷射的斑点的相互作用，导致各种等离子体成分没有描述当前的模型。随机脉冲喷流情景的主要特征是：单个高速节，显示出与观测结果非常一致的可测量的自行;沿喷流轴排列的不规则节链，可能相互作用;反向激波与传出的节相互作用;由激波在喷流茧处的反射产生的斜激波。这些结构共同决定了不同波段射流的形态。我们还发现，热传导起着至关重要的作用，阻尼HD不稳定性，将发展内的茧，并有助于射流破碎。
2009-12-14 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
Protostellar collapse and fragmentation using an MHD GADGET
虽然磁场的影响被认为是至关重要的恒星形成过程中，只有少数磁流体动力学（MHD）模拟已在这个问题上进行的平滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于对磁场的非零发散的处理不令人满意。近年来，基于欧拉势的光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）模拟在处理MHD坍缩和碎裂问题上取得了成功，但这些方法存在一些固有的困难。我们已经进行了SPMHD模拟的基础上发展磁场本身使用的感应方程的传统方法。为了解释数值发散，我们选择了一种方法，从力方程中减去数值发散的影响，此外，我们采用人工磁耗散作为正则化方案。我们应用这种实现的SPMHD到一个广为人知的设置，一个变化的“老板和Bodenheimer标准等温测试案例”，研究的磁场的崩溃和破碎的影响。在我们的模拟中，我们专注于设置，其中初始磁场平行于旋转轴。我们研究了不同的场强，并将我们的结果与文献中报道的其他结果进行了比较。我们能够证实在其他地方发现的具体结果，即强场恒星形成的延迟开始，伴随着只形成单星的趋势。我们还发现，“磁缓冲效应”，其中的磁场被卷起，形成一个“缓冲”之间的二进制，艾滋病二进制碎片的情况下，在以前只形成一个单一的原恒星是预期的。
2010-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Simulations of Gravitational Instability in Protostellar Disks with Full Radiation Transport. I. Stochastic Fragmentation with Optical-depth-dependent Rate and Universal Fragment Mass
本文通过包含全辐射传输的全局3D模拟研究引力不稳定盘的碎裂，发现碎裂是随机过程且生成率随冷却参数指数变化，初始碎块质量对热力学不敏感且更可能形成褐矮星。
2024-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ejection of gaseous clumps from gravitationally unstable protostellar disks
我们研究了年轻的原恒星盘中通过引力破碎形成的气体团块的动力学，重点是通过多体引力相互作用从盘中喷出的碎片。采用流体力学数值模拟方法研究了质量在1.1-1.6 M太阳范围内的旋转前星核坍缩形成的年轻原恒星盘的演化。在我们的模型中形成的原恒星盘受到来自母恒星坍缩核心的持续质量加载的引力破碎。在早期的演化过程中，有少量的碎片从盘中喷出，但低质量的碎片（< 15~M_Jup）在穿过盘和坍缩核时分散开来，形成了壮观的弓形结构。最小质量的碎片（21 M_Jup）跨越了行星质量的极限，而最大质量的碎片（145 M_Jup）可以分裂成几块，导致在棕矮星质量范围内的宽分离双星团块的喷射。大约一半的抛射碎片是由引力束缚的，大部分是由反引力旋转支撑的，所有碎片的特定角动量都比棕矮星的预期要高得多。我们发现，喷射碎片的内部结构与通过云核碎裂形成的重力收缩团块的预期不同，这有助于区分它们的起源。碎片的喷射是大质量原恒星盘固有的重要过程，它产生自由浮动的前棕矮星核心，调节盘和恒星质量，并可能用加工过的尘埃和复杂的有机物丰富星团内介质。
2016-03-24 astro-ph.EP 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
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Metallicity Star Formation : Prestellar Collapse and Protostellar Accretion in the Spherical Symmetry
通过流体力学计算，结合详细的化学和辐射过程，研究了不同金属丰度的致密核的坍缩。为此，我们构建了一个简单的化学网络与15个化学物种之间的非平衡反应，它再现了丰富的重要分子冷却剂的更详细的网络非常好。这种演化一直持续到中心形成一个流体静力原恒星。在金属丰度较低的气体云中，由于冷却效率较低，坍缩过程中的温度仍然很高。利用中心的温度演化作为密度的函数，我们讨论了在尘埃冷却阶段碎裂的可能性。假设云核在这一阶段开始时有适度的伸长，则碎裂的临界金属丰度为10^{-5}Z_sun。从密度和速度分布在原恒星形成的时候，我们评估在随后的吸积阶段的质量吸积率。利用这些吸积率，我们还计算了在吸积流稳定的假设下原恒星的演化。最后，我们讨论了可能的抑制碎片加热的环境气体的原恒星辐射，这被认为是重要的当代恒星形成。我们认为对于<10^{-2}Zsun，它是可以忽略的。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Generation of radiative knots in a randomly pulsed protostellar jet II. X-ray emission
已知原恒星喷流发射的波段范围很广，从无线电到红外到光学波段，迄今为止，已经探测到大约10个发射X射线的喷流，发现率大约为每年一个。我们的目标是调查机制，导致探测到的X射线发射的原恒星喷流和约束的物理参数，描述喷流/环境的相互作用，通过比较我们的模型预测与观测。我们进行二维轴对称流体动力学模拟的超音速射流和环境之间的相互作用。喷流被描述为由恒星源沿喷流轴随机喷射的等离子体团的训练。我们通过改变喷射率、初始射流马赫数和环境与射流之间的初始密度对比来探索参数空间。我们从这个模型合成了X射线发射，就像用目前的X射线望远镜观察到的那样。喷射出的团块之间以及团块与周围介质之间的相互作用导致了喷流内复杂的X射线发射结构：不规则的节链;具有可测量的自行的孤立节;明显静止的节;反向激波。预测的X射线亮度强烈地依赖于喷射率和环境与喷流之间的初始密度对比，对喷流马赫数的依赖性较弱。我们的模型代表了第一次试图描述所有发射X射线的原恒星喷流的X射线性质。我们的模型预测和观测之间的比较可以提供一个有用的诊断工具，必要的观测的正确解释。特别是，我们建议，从X射线观测的光谱分析得出的可观测的量可以用来约束喷射率，在我们的模型中探索的参数，目前的观测是不可测量的。
2010-05-12 astro-ph.SR
The Effects of Radiative Transfer on Low-Mass Star Formation
形成中的恒星会向其出生环境发出大量的辐射。我们使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云。我们比较的情况下，有和没有辐射转移的恒星质量，吸积率和温度的分布，我们表明，辐射反馈吸积，多重性和质量有深远的影响，通过减少形成的恒星的数量和气体变成恒星的总速率。我们还表明，一旦恒星形成达到稳定状态，原恒星辐射是迄今为止的主要能源模拟，超过粘性耗散和压缩加热至少一个数量级。忽略来自原恒星的辐射反馈的计算大大低估了气体温度和这种效应的强度。虽然来自原恒星的加热主要局限于原恒星的核心，但我们发现它足以抑制磁盘碎片，否则会导致非常低质量的同伴或褐矮星。我们证明了平均原恒星吸积率随着最终恒星质量的增加而增加，因此恒星形成时间只是质量的弱函数。
2009-07-29 astro-ph.SR
The Effects of Radiation Feedback on Early Fragmentation and Multiplicity
形成中的恒星会向其出生环境发出大量的辐射。虽然来自大质量恒星的辐射反馈的重要性被广泛接受，但在模拟低质量恒星形成时，辐射通常被忽略。我使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云。我证明，包括辐射反馈的碎片和原恒星的多重性有着深远的影响。虽然加热主要局限在核心包层内，但它足以抑制盘的碎裂，否则会导致低质量的伴星或棕矮星。因此，湍流碎片，而不是磁盘碎片，可能是低质量双星的起源。
2010-10-20 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
Two-Stage Fragmentation for Cluster Formation: Analytical Model and Observational Considerations
对平面磁性星际云中原恒星核形成的线性分析表明，分子云呈现出一个优选的坍缩长度尺度，这取决于云内的质量通量比和中性离子碰撞时间。我们将这种线性分析扩展到集群恒星形成的背景下。通过结合线性分析的结果与一个现实的电离配置文件的云，我们发现，一个分子云可能会通过两个分裂事件的演变，朝着恒星的形成。我们的模型表明，最初的碎片成团发生在秒差距尺度上的跨临界云，而第二次碎片可以发生在亚秒差距尺度上的跨临界和超临界核心。我们的结果与几个恒星形成区（英仙座，金牛座，烟斗星云）的比较显示支持两阶段的碎裂模型。
2012-11-12 astro-ph.SR
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
2011-10-13 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 Fragmentation of Magnetized, Massive Star-Forming Cores with Radiative Feedback
我们提出了一套3维，辐射磁流体动力学计算的引力坍缩的大规模（300 Msun），恒星形成的分子云核心。我们发现，磁场和辐射反馈的综合作用强烈抑制核心的碎片，导致生产的单星系统，而不是小集群。我们发现，这两个过程是有效的，在不同的制度，在密集的，中心区域和磁场最有效的反馈最有效的抑制碎裂在更扩散，外部区域。因此，两者结合起来比单独考虑任何一个都能更有效地抑制碎裂。我们的工作表明，典型的大质量核心，其质量流量比约为2，相对于临界，可能形成一个单一的恒星系统，但较弱的核心可能形成一个小星团。这一结果有助于我们理解为什么观测到的核心质量函数和恒星初始质量函数之间的关系，即使对于具有许多热金斯质量的~100 Msun核心也成立。我们还表明，一个~40 AU开普勒磁盘是能够在我们的模拟中形成，尽管由强磁场引起的制动效应。
2013-02-05 astro-ph.SR
Observing Simulated Protostars with Outflows: How Accurate are Protostellar Properties Inferred from SEDs?
利用辐射转移模型，从光谱能量分布（SED）中经常推断出未分辨原恒星及其局部环境的性质。我们对真实的恒星形成模拟进行合成观测，以评估从拟合模型SED到观测结果推断出的属性的准确性。我们使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云，包括原恒星外流的影响。为了获得尘埃温度分布和SEDs的形成原恒星，我们后处理的模拟使用HYPERION，一个国家的最先进的蒙特卡罗辐射转移代码。我们发现，猎户座和HYPERION尘埃温度通常同意在一个因素的两倍。我们比较了嵌入式原恒星的合成SED的演化时间，模拟分辨率，孔径大小和视角的范围。我们表明，复杂的，不对称的气体形态导致各种分类为个别对象作为视角的函数。我们通过与预先计算的辐射转移模型网格进行比较，得出每个SED的最佳拟合源参数。虽然SED模型正确识别嵌入的原恒星的合成源的演化阶段，我们表明，磁盘和恒星参数可以是非常不一致的模拟值。恒星吸积率、恒星质量和盘质量等参数显示出更好的一致性，但仍然可以显著偏离，并且由于模型SED中参数的范围有限，在某些情况下，该一致性可能是人为的好。在许多个别情况下，模型和模拟属性之间缺乏相关性，警告不要过度解释未解决的原恒星源从SED推断的属性。（节录）
2012-05-01 astro-ph.SR
R CrA SMM1A: Fragmentation in A Prestellar Core
我们报道了在R~CrA星云的星前核候选者SMM 1A中发现的多重凝聚，这可能代表了迄今为止观测到的最早的核碎裂阶段。凝聚体之间的距离在1000到2100 AU之间，它们的质量范围约为0.1到0.2 M太阳。我们发现，这三个凝聚有非常低的辐射光度（< 0.1 L_sun）和温度（< 20 K），这表明这些是年轻的源，尚未形成原恒星。我们认为，这些来源是通过一个细长的星前核心的碎片形成的。我们的结果，与其他观测到的原恒星双星系统在1000 AU的规模的分离，支持的情况下，提示在等温坍缩阶段的碎片是一个有效的机制，宽的双星形成，而在随后的绝热阶段的碎片可能是一个额外的机制，紧密（< 100 AU）的双星形成。
2010-08-09 astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - II. Fragmentation Induced Starvation and Accretion Shielding
研究了不同初始条件下初始密度分布和初始湍流对原恒星团形成过程的影响。我们用三维自适应网格加密模拟研究了致密分子云核的坍缩。我们的讨论集中在湍流动力核中的原恒星物体之间的气体分布。尽管在初始配置和由此产生的气体和集群形态的大的变化，我们发现，所有的星团遵循一个非常相似的气体吸积行为。一旦次级原恒星开始形成，星系团的中心区域就被有效地屏蔽，免受进一步的吸积。因此，位于中心附近的物体缺乏物质，如中心吸收率的强烈下降所示。这种碎裂诱导的饥饿现象不仅发生在旋转支撑的盘和丝中，而且发生在具有复杂混沌运动的球对称星系团中。
2011-11-21 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
Protostellar Outflows Shed Light on the Dominant Close Companion Star Formation Pathways
University of Illinois（伊利诺伊大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Yale University（耶鲁大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons天空人工智能研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理跨学科探索与研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
通过分析出流分布，研究揭示紧密伴星原恒星的形成路径主要由盘碎片化主导。
2026-03-02 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
The magnetic diffusivities in 3D radiative chemo-hydrodynamic simulations of protostellar collapse
恒星和行星形成的大问题是磁通量在原行星盘中的分布。为了回答这个问题，需要一个详细的自洽化学演化来准确描述坍缩核中的磁耗散。我们使用的化学动力学版本的RAMSES遵循的范围内的尘埃大小的假设崩溃致密的核心的演变。尘埃的数密度和平均大小影响电荷捕获的效率，从而影响化学反应。由RAMSES产生的粉尘尺寸范围内的化学丰度，并作为欧姆，双极和霍尔扩散系数项的计算输入。我们发现，欧姆电阻率仅在气体密度超过几倍$10^{13}\rm cm^{-3}$的坍塌后期起作用。双极扩散是一个占主导地位的磁扩散率项的情况下，平均灰尘大小是一个典型的ISM值或更大。我们发现，假设一个固定的“主导离子”的质量可以改变双极扩散高达一个数量级。“负”霍尔效应是占主导地位的崩溃过程中的情况下，平均灰尘大小为0.02 $μ$米和更小，我们连接到负电荷的晶粒的优势的效果。我们发现，霍尔效应的符号反转取决于负电荷尘埃对霍尔电导率的相对贡献。尘埃颗粒的平均大小似乎是划分的参数霍尔为主的云和双极为主的崩溃的云，从而影响新生磁盘的大小。我们建议把尘埃的性质和0级YSO中盘状结构的出现和大小联系起来。在辐射磁流体动力学坍缩模型中，正确解释尘埃颗粒的生长似乎与耦合坍缩动力学与化学一样重要。
2017-02-19 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
Preferential alignment of Class 0, Class I protostellar disks in multiple systems across nine nearby molecular clouds
The NASA Hubble Fellowship Program（NASA 哈勃学者计划）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Oden Institute, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校奥登研究所）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Department of Physics, Middlebury College（米德尔伯里学院物理系）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of Rochester（罗切斯特大学物理与天文学系）
研究500秒差距内九个附近分子云中512颗原恒星盘排列，发现投影对间距达6000天文单位的多系统有优先盘排列，不能仅用湍流碎裂解释，高阶多系统与双星盘排列程度相当，且高阶多系统中平谱原恒星盘缺乏。
2026-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of protostellar collapse using multigroup radiation hydrodynamics. I. The first collapse
辐射转移在恒星形成过程中起着重要作用。许多冷气体云的引力坍缩和随后的原恒星核的形成的模拟使用了与流体动力学耦合的辐射转移的灰色处理。然而，占主导地位的消光尘埃不透明度显示出很大的变化作为频率的函数。本文利用频率相关的辐射转移研究了不透明度变化对Larson第一核性质的影响。我们使用多群M1矩模型在一维辐射流体动力学代码来模拟球对称崩溃的1太阳质量的云核。单色尘埃不透明度为五个不同的温度范围内被用来计算普朗克和Rosseland手段内的每个频率组。结果与以前的研究非常一致，灰色和多组模拟之间只有很小的差异。对于相同的中心密度，多群模拟倾向于产生具有略高半径和中心温度的第一核心。我们还模拟了10和0.1太阳质量云的崩溃，这表明第一个核心的属性与初始云质量无关，灰色模型和多群模型之间没有重大差异。对于Larson的第一次坍缩，温度保持在2000 K以下，绝大多数的辐射能量位于红外区，系统是光学厚的。在这种情况下，只要在比普朗克函数宽度小得多的尺度上没有大的不透明度变化，灰色近似就能很好地再现正确的不透明度。然而，多群方法预计将产生更重要的差异，在崩溃的后期阶段，当高能量（紫外线和X射线）辐射是本和物质和辐射强烈解耦。
2012-05-23 astro-ph.SR
The Nature of Angular Momentum Transport in Radiative Self-Gravitating Protostellar Discs
自引力盘的半解析模型通常使用粘性现象来近似由引力不稳定性产生的角动量输运。这使得就业的标准粘性发展方程，并给出了有前途的结果。然而，目前尚不清楚这种近似值何时合适。本文使用高分辨率三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的自引力原恒星盘辐射转移测试这种近似。角动量输运的性质与引力不稳定性的特点是作为一个函数的恒星质量和盘星质量比。有效粘度根据圆盘中的雷诺应力和重力应力计算得出。然后将其与如果通过假设局部热力学平衡或等效地局部耗散速率与局部冷却速率相匹配来确定有效粘度时所预期的情况进行比较。一般来说，这里考虑的所有圆盘都进入了一种自我调节的状态，在这种状态下，引力不稳定性产生的加热被局部辐射冷却所调制。研究发现，只要盘的纵横比很小（H/R <0.1），低质量盘确实可以用局部α参数化表示，这通常是盘星质量比q <0.5的情况。然而，这一结果并不适用于质量接近中心物体的圆盘。这些都受到瞬态突发事件和全球波运输，并没有很好地模拟假设当地的热力学平衡的有效粘度。尽管有这些影响，它表明，大规模的（紧凑）光盘可以保持稳定，而不是碎片，迅速发展，以减少其盘星质量比通过恒星吸积和径向扩散。
2010-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Low-Metallicity Environments
在恒星形成的众多物理过程中，辐射传递是一个关键的过程，因为它控制着恒星形成的热力学过程。由于金属丰度控制着不透明度，因此它们是影响恒星形成过程的重要环境参数之一。在这项工作中，我研究了太阳金属丰度和低金属丰度（$Z = 0.1 Z_\odot$）环境中的原恒星坍缩使用3D辐射流体动力学和磁流体动力学模拟。由于辐射冷却在低金属量环境中更有效，第一核心更冷，熵更低。因此，在低金属含量的云中，第一核较小，质量较轻，寿命较短。因此，在低金属量的恒星形成云中发现第一个核心的可能性较小。这也意味着第一个核心往往更不稳定的重力和容易碎裂。在球形模型和磁化模型中，尽管金属丰度差异很大，但第二次坍缩后形成的原恒星核的演化和结构对金属丰度的依赖性很弱。因为这是由于氢的离解和电离引起的热容的变化，所以只要辐射冷却的影响在第二次坍缩期间不是很大，这就是第二次坍缩的一般结果。另一方面，在没有磁场的旋转模型中，不同金属丰度的影响更为显著，因为它们的演化速度比其他模型慢，因此更受辐射冷却的影响。
2013-12-17 astro-ph.SR
The Role of Discs in the Collapse and Fragmentation of Prestellar Cores
星盘碎裂是星前核产生低质量恒星的重要机制。在这里，我们描述光滑粒子流体动力学模拟，显示人口的星前核心演变成恒星。我们发现在一定条件下，恒星的质量和多重数是可以恢复的。首先，来自恒星的原恒星反馈必须是偶发性的。圆盘材料不断吸积到中央原恒星上，导致局部温度过高，无法使圆盘碎裂。然而，如果吸积发生在强烈的爆发中，被$\sim10^4\,\mathrm{years}$的停机时间隔开，引力不稳定性就会发展，圆盘就会碎裂。第二，核心的内部动能的显著量应该是螺线管湍流模式。在螺线管模式下，其动能不到三分之一的核心没有足够的角动量来形成破碎盘。在没有圆盘的情况下，核心可以碎片化，但会导致顶部重的质量分布，只有很少的低质量物体。
2015-12-18 astro-ph.SR
Variable protostellar accretion with episodic bursts
我们提出了最新的发展盘引力不稳定性和碎裂模型，最初介绍了我们解释情节吸积爆发的早期阶段的恒星形成。利用改进的星盘热平衡和星盘相互作用的数值流体力学模型，我们计算了星前核引力坍缩形成的原恒星盘的演化。与我们以前的研究一致，我们发现，更高的初始质量和角动量的核心产生的磁盘，更有利于引力不稳定性和碎片，而更高的背景辐射和磁场缓和磁盘碎片的倾向。在我们的模型中的原恒星吸积是时变的，由于不同的螺旋模式之间的非线性相互作用的引力不稳定盘，并可以经历情节爆发时，碎片迁移到恒星由于与其他碎片或螺旋臂的引力相互作用。大多数爆发发生在部分嵌入的I类相位，一小部分发生在深度嵌入的0类相位和一些可能的爆发在光学可见的II类相位。平均爆发持续时间和平均光度的发现是在很好的协议与FU-Orionis型喷发的观测推断。该模型预测存在两种类型的爆发：孤立的爆发，表现出定义明确的光度峰值，它们被长时间（约10^4年）的静止吸积分开，而聚集的爆发，表明在短短几百年内一个接一个地发生了几次爆发。最后，我们估计40%~ 70%的恒星形成核在形成星盘系统后会出现爆发。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turn up the light: Radiative efficiency of protostars at birth
本研究通过高分辨率辐射流体动力学模拟，定量估计了原恒星诞生后辐射效率与吸积率的演化，发现辐射效率迅速达到超临界，支持快速过渡到冷吸积情景，对解决光度问题和恒星形成理论有重要意义。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
CORINOS V: Radiative transfer effects in protostellar ice observations
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Seoul National University（首尔国立大学）
研究原恒星冰观测中辐射传输效应的影响，通过新模型框架分析冰状包层中的辐射传输，发现冰特征的量化存在挑战，且视线上不同区域的吸收对结果有显著影响。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and stability of high-mass protostellar disk candidates at sub-arcsecond resolution -- Insights from the IRAM NOEMA large program CORE
本研究利用NOEMA CORE项目在亚角秒分辨率下观测20个高光度原恒星，通过CH$_3$CN运动学识别13个盘候选体并测量质量、温度与Toomre稳定性，发现多数早期大质量原恒星盘因盘星质量比高而易引力碎裂。
2023-05-03 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
Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
我们调查的形成和破碎的光盘使用一套三维平滑粒子辐射磁流体动力学模拟。我们的模型被初始化为1 M $_\odot$旋转Bonnor-Ebert球线程与均匀的磁场。我们研究的效果，包括理想和非理想的磁场，方向和强度的磁场，和初始旋转速率。我们遵循的引力坍缩和早期演化的每个系统，直到最终分类的原恒星盘可以确定。在我们的105个模型中，41个碎片，21个形成螺旋结构但不碎片，另外12个形成光滑盘。当初始旋转速率较快且磁场较弱时，更容易发生碎裂。对于更强的磁场强度，包括非理想的MHD促进磁盘的形成，其中几个模型的碎片，而他们的理想MHD同行没有。对于碎片化的模型，我们的参数与碎片化发生的地点或时间之间没有相关性。双极流出仅在17个型号中发射，这些型号具有最初平行于旋转轴的强磁场。反向旋转的信封形式在四个缓慢旋转，强场模型-包括一个理想的MHD模型-表明它们只形成在一小部分的参数空间调查。
2019-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting gravitational instability in protostellar discs with improved radiative cooling models
School of Physics and Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学院）；SUPA, Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理卓越卓越中心天体物理研究所）；Centre for Exoplanet Science, University of Edinburgh（爱丁堡大学系外行星科学中心）；Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（华威大学系外行星与宜居性中心）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）
本研究采用改进的辐射冷却模型进行流体动力学模拟，发现原恒星盘的碎裂参数与早期模拟不同，GI驱动的行星形成不局限于最延展的盘，大尺度螺旋臂并非GI的典型结果。
2026-08-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
