Does Magnetic Field-Rotation Misalignment Solve the Magnetic Braking Catastrophe in Protostellar Disk Formation?
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。在最简单的情况下，一个层流（非湍流）的核心与旋转轴对齐的磁场，无论是分析的考虑和数值模拟表明，形成一个大的，$10^2\au$规模，旋转支持原恒星盘抑制磁制动在理想的磁流体动力学极限为一个现实水平的核心磁化。这种形成原恒星盘的理论困难被称为“磁制动灾难”。\citeauthor{HennebelleCiardi2009}和\citeauthor{Joos+2012}提出的一个可能的解决方案是，磁场和旋转轴之间的不对准可能会削弱磁制动，足以使磁盘形成。我们通过数值模拟定量评估这种可能性。我们证实了\citeauthor{Joos+2012}的基本结果，即错位确实有利于盘的形成。在具有无量纲质量-通量比$\gtrsim 5$的相对弱磁化的磁芯中，它使得能够形成旋转支撑盘，否则如果磁场和旋转轴对齐，则会抑制旋转支撑盘。然而，对于更强磁化的芯，即使对于$90\degree$的最大倾斜角，盘形成仍然被抑制。如果致密的核心被强烈磁化，如OH塞曼观测所示（具有平均无量纲质量-通量比$\sim 2$），那么仅仅是不对准就很难在大多数核心中形成磁盘。我们的结论是，虽然有利于磁盘的形成，特别是对于相对较弱的磁场的情况下，错位并不能完全解决灾难性的磁制动的问题。
2013-01-25 astro-ph.SR
Averting the magnetic braking catastrophe on small scales: disk formation due to Ohmic dissipation
我们进行轴对称电阻MHD计算表明，离心盘确实可以形成0类对象周围，尽管磁制动。我们跟踪星前核的演化，一直到接近恒星的密度和恒星半径。在磁通冻结下，核心被制动并且盘形成被抑制，而欧姆耗散使得第一核心内的磁制动无效。与观测结果一致的是，没有证据表明在0类天体周围存在大的盘状物，由此产生的盘状物在第二个核心附近形成，并且在早期只有$\approx 10~R_{\odot}$的半径。盘状物的形成不需要增强的电阻率。我们推测，随着时间的推移，磁盘可以生长到II类恒星周围观察到的大小欧姆耗散和双极扩散的影响下，以及内部角动量重新分配。
2010-10-12 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
Protoplanetary disks of TTauri binaries in Orion: Prospects for planet formation
年轻的低质量恒星周围布满尘埃的原行星盘是行星的诞生地。对这种盘的演化时间尺度的研究，为行星形成的时间尺度提供了重要的限制。然而，双星伴星可以通过潮汐相互作用影响星周盘的演化。为了追踪年轻双星系统中的原行星盘及其性质，以及研究双星性对星周盘寿命的影响，我们对猎户座星云团中的几个低质量双星进行了空间分辨光谱研究。Br $_γ$发射，我们在几个系统中检测到，被用作示踪剂的存在下，一个活跃的吸积盘周围的一个二进制组件。我们发现了一个积极的吸积secondaries的缺乏，因此，证据表明，在一个二元系统中，它是较低的质量组件，其磁盘更快地分散。
2009-12-09 astro-ph.SR
Embedded protostellar disks around (sub-)solar stars. II. Disk masses, sizes, densities, temperatures and the planet formation perspective
我们提出了在恒星形成的嵌入阶段（EPSF），这是很难探测观测利用现有的观测设备的原恒星盘的基本性质。我们使用数值流体动力学模拟云核心崩溃，并专注于磁盘周围形成的恒星在0.03-1.0 Msun质量范围。我们得到的盘质量与恒星质量呈近线性关系。0级和I级相位的平均和中值盘质量（分别为M_{d,C0} ^{mean}=0.12 Msun、M_{d,C0} ^{mdn}=0.09 Msun和M_{d,CI} ^{mean}=0.18 Msun、M_{d,CI} ^{mdn}=0.15 Msun）比从观测中推断的大（至少）2- 3倍。我们证明，这种分歧可能（部分）是由原恒星盘，这并不有助于毫米尘埃通量的光学厚的内部区域。我们发现，当恒星质量低至Mst =0.05-0.1 Msun时，盘的质量和表面密度开始系统地超过最小质量太阳星云。与此同时，盘半径开始增长超过100 AU，使得盘外部区域的引力碎裂成为可能。大的盘质量、表面密度和尺寸表明，巨行星可能早在EPSF中就开始形成，要么通过核心吸积（内部盘区域），要么通过直接的引力不稳定性（外部盘区域），从而打破了长期以来的刻板印象，即行星形成过程始于II类阶段。
2011-01-16 astro-ph.SR
Carbon, nitrogen and $α$-element abundances determine the formation sequence of the Galactic thick and thin disks
利用DR 12公布的APOGEE数据，我们发现在[ $α$ /Fe]，[Fe/H]和[C/N]定义的空间中，薄盘和厚盘分离得很好。厚盘巨星的[C/N]和[ $α$ /Fe]都比[Fe/H]相近的薄盘星高。我们推断，厚盘是由低质量的恒星比薄盘。考虑到在给定的金属丰度下，恒星质量和年龄之间存在一一对应的关系，我们就能够推断出盘形成的年代学。由[ $α$ /Fe]定义的厚盘和薄盘都在[Fe/H] $\approx$-0.7处收敛，这取决于[C/N]和[C+N/Fe]。我们的结论是：1）大多数厚盘星比薄盘星更早形成; 2）即使[Fe/H]丰度相似，薄盘和厚盘的形成历史也在早期出现分歧; 3）在所有金属丰度下，薄盘中的恒星形成率都低于厚盘。虽然这些一般性的结论仍然是强大的，我们也表明，目前的恒星演化模型不能再现厚盘星的C/N比。出乎意料的是，减少或抑制典型的额外混合是非常常见的场星。虽然受到丰度校准零点的不确定性，这意味着一个强烈的依赖性非典型的额外混合沿红巨星分支的初始组成的恒星，特别是对$α$元素丰度。
2015-09-02 astro-ph.SR
Accretion Disk Assembly During Common Envelope Evolution: Implications for Feedback and LIGO Binary Black Hole Formation
在双星系统中的一个共同的包层事件中，被吞没的伴星在周围包层物质的阻力的影响下，螺旋形地靠近更紧密的轨道分离。当这个物体扫过具有陡峭径向密度梯度的物质时，净角动量被引入流中，可能导致吸积盘的形成。盘的存在将对相互作用的结果产生戏剧性的后果，因为吸积可能伴随着强烈的极性流出，其能量足以使整个包层脱离束缚。因此，如果不详细了解在共同包封期间形成盘的必要条件，就很难准确预测合并致密双星的人口。本文使用MacLeod等人（2017）开发的“风洞”形式主义，研究了嵌入普通包络内的物体周围形成圆盘的条件。我们发现，磁盘的形成是高度依赖于信封材料的可压缩性。只有在最可压缩的恒星包层气体中才能形成，在部分电离区的包层外层发现。这些区域在低质量恒星包层中最大，但在所有情况下都只占包层质量和半径的一小部分。我们的结论是，磁盘形成和相关的吸积反馈在共同的信封是罕见的，如果它发生，短暂的。LIGO黑洞双星组合的含义是，通过避免强烈的吸积反馈，共同的包络相互作用仍然会导致产生合并双星所需的大量轨道收紧。
2017-05-12 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
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
Three-dimensional simulation of massive star formation in the disk accretion scenario
尽管产生了辐射压力，但质量最大的恒星可以通过标准吸积盘形成，因为大质量的吸积盘在辐射场中产生了很强的各向异性，释放了垂直于吸积盘吸积流的大部分辐射压力。在这里，我们分析了形成拱星盘的自引力作为角动量传输的潜在主要驱动力，在这样的大质量磁盘负责大质量恒星形成所需的高吸积率。为此，我们进行自重力辐射流体动力学模拟的大规模前星核的崩溃。在1中研究了由此产生的拱星盘的形成和演化。使用α-剪切-粘度处方的轴对称模拟和2.）一个三维模拟，其中的角动量传输提供自洽的发展重力扭矩的自引力吸积盘。不同α粘性强度的模拟结果表明，形成星的吸积历史与α粘性参数基本无关。自引力驱动下的三维流的吸积历史比轴对称下的粘滞盘演化更依赖于时间。平均吸积率，即恒星质量增长，几乎与α-粘度模型相同。我们的结论是，在形成大质量恒星周围的自引力盘的引力矩的发展提供了一个自洽的机制，有效地传输的角动量外盘半径。因此，质量最大的恒星的形成也可以用标准的吸积盘来理解。
2011-02-24 astro-ph.SR
Emergence of Protoplanetary Disks and Successive Formation of Gaseous Planets by Gravitational Instability
我们使用电阻磁流体动力学模拟与嵌套网格技术来研究形成的原行星盘周围的原恒星从分子云的核心，提供了现实的环境，行星形成。我们发现，气态行星质量的物体形成在早期的演化阶段的重力不稳定性的区域，是从磁场解耦和周围的注入点的磁流体流出在形成阶段的原行星盘。磁退耦使大质量盘形成，这些盘受到引力不稳定性的影响，即使在~ 10 AU。在盘中频繁形成行星质量的物体暗示了构建混合行星形成场景的可能性，其中岩石行星后来在原行星盘中的巨行星的影响下形成。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Structure Formation in a Young Protoplanetary Disk by a Magnetic Disk Wind
本文用一个包括盘的形成和演化的一维模型研究了年轻原行星盘的结构形成。ALMA最近的观测发现，年轻的原行星盘可能会形成环孔结构，即使盘嵌入包层中。我们提出了一个一维模型的形成一个原行星盘从分子云的核心和随后的长期演变在一个单一的框架。由于计算能力的限制，这种长期演变尚未通过数值模拟进行探索。在我们的模型中，我们计算了气体和尘埃表面密度随风质量损失和尘埃径向漂移的时间演化。我们发现，磁流体磁盘风是一个可行的机制，在年轻的磁盘环孔结构的形成。我们进行了参数研究，我们的模型和推导出的环孔结构的形成条件在$6\times10^5$年内开始崩溃的分子云的核心。盘的最终结果显示了五种类型的形态，这可以通过比较粘性扩散的时间尺度、MHD盘风的质量损失和尘埃的径向漂移来理解。我们讨论的WL 17系统，这被怀疑是一个嵌入式的，但过渡，磁盘模型的含义。
2018-08-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of Angular Momentum Alignment and Strong Magnetic Fields on the Formation of Protostellar Disks
形成恒星的分子云被观测到是高度磁化和湍流的。因此，原恒星盘的形成在很大程度上取决于重力、磁场和湍流之间复杂的相互作用。对具有真实磁场的非湍流原恒星盘形成的研究表明，这些磁场能够有效地从形成中的盘中移除角动量，从而阻止它们的形成。然而，一旦包含湍流，即使在高度磁化的云中也可以形成圆盘，尽管精确的机制仍然不确定。在这里，我们提出了几个高分辨率的模拟湍流，现实磁化，高质量的分子云与对齐和随机湍流研究的作用，湍流，错位，和磁场对形成的原恒星盘。我们发现，当湍流是人工对齐，使角动量是平行于初始的均匀场，没有旋转支撑的磁盘形成，无论初始的湍流能量。我们的结论是，湍流和角动量和磁场之间的相关错位是至关重要的形成原恒星盘在现实的磁场的存在下。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Multiplicity in Disk Evolution and Planet Formation
在过去的十年里，我们对原行星盘演化和单恒星系统中行星形成的理解发生了革命性的变化。然而，大多数太阳型恒星都是在双星系统中形成的，因此双星伴星对原行星盘的影响是我们理解行星形成的重要因素。我们已经编制了一个合并的多重性/磁盘的金牛座御夫座人口普查，加上在其他地区的密切的二进制文件的限制性样本，以探讨磁盘的演化多重性的作用。我们的研究结果表明，一个紧密的（<40 AU）的双星伴星的潮汐影响显着加速了原行星盘的分散过程，因为所有的紧密双星的约2/3迅速分散他们的磁盘在形成后<1百万年。然而，盘的快速扩散只发生在一小部分宽联星和单星上，其中约80%-90%的盘至少保留了200 - 300万年（但很少超过500万年）。我们对盘清理时间尺度的新限制对巨行星形成有着重要的意义;大多数单恒星在3- 5百万年内形成巨行星，而大多数近距离双星系统必须在<1百万年内形成巨行星。如果核心吸积是巨型行星形成的主要模式，那么在密近双星中的气体巨星应该是罕见的。相反地，由于几乎所有的单恒星都有相似的时间形成气体巨星，在RV巡天中它们的相对稀少性表明，要么巨行星形成的时间尺度与盘的分散时间尺度非常匹配，要么盘寿命之外的特征决定了巨行星形成的可能性。
2011-09-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the Protoplanetary Disks of Two Brown Dwarfs in the Taurus Molecular Cloud
测量褐矮星周围原行星盘的性质对于理解褐矮星及其行星同伴的形成至关重要。我们提出了CFHT Tau 4和2 M0444的模型，这两颗棕矮星在金牛座分子云中具有原行星盘。通过结合建模的光谱能量分布和ALMA图像，我们得到这些对象的磁盘半径和质量，这些参数可以用来约束褐矮星的形成和行星形成，分别。我们发现CFHT Tau 4周围的圆盘质量为0.42 M $_{Jup}$，半径为80 au;我们发现2 M 0444的圆盘质量为2.05 M $_{Jup}$，半径为100 au。这些半径是更一致的理论模拟预测的褐矮星形成通过不受干扰的冷凝从质量水库比那些预测的喷射从形成区域。此外，2 M 0444的盘质量表明，在这个盘中可能有行星形成，尽管2 M 0444的盘质量可能不足以形成行星。这里测量的磁盘属性提供了限制褐矮星形成的理论模型和它们的行星同伴的形成。
2019-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Semi-Analytical Description for the Formation and Gravitational Evolution of Protoplanetary Disks
研究了非磁化分子云中自引力原行星盘的形成过程。在大质量盘形成的早期，由于引力矩的作用，角动量被重新分配。我们发展了一个简化的一维吸积盘模型，该模型考虑了气体从包层到吸积盘的注入和吸积盘中角动量的转移。首先，我们估计气体吸积率从云核到磁盘的气体压力和重力作用在云核上的近似估计的影响。我们制定的有效粘度作为一个函数的Toomre Q参数，衡量当地的引力稳定性的旋转薄盘。我们使用一个函数的粘度，当磁盘的引力不稳定的变化与Q敏感。我们发现在盘的演化过程中存在一种很强的自我调节机制。在原行星盘的形成过程中，表面密度的演化并不依赖于有效粘性模型的其他细节，如粘性系数的前因子。接下来，为了验证我们的模型，我们比较了我们的配方与三维流体动力学模拟计算的磁盘的时间演化。由一维吸积盘模型得到的吸积盘结构与三维模拟结果吻合得很好。该模型为进一步模拟原行星盘中的化学、辐射转移和行星形成提供了有用的工具。
2013-05-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk Formation Enabled by Enhanced Resistivity
磁制动阻碍了磁化云核中圆盘的形成。以前的工作已经表明，对于现实水平的核心磁化，磁场抑制形成旋转支撑盘在原恒星质量吸积阶段的低质量恒星形成无论是在理想的MHD限制和双极扩散的存在下，典型的宇宙射线电离率。其他效应，如欧姆耗散，霍尔效应，和原恒星外流，需要削弱磁制动，使持久的，旋转支持，原恒星盘的形成。在本文中，我们首先证明，经典的微观电阻率是不够大，使磁盘形成本身。然后，我们用一组电阻率的增强值进行实验，范围为$η=10^{17}$- $10^{22}$ cm ^2/s。我们发现，要形成一个100 AU尺度的开普勒圆盘，需要一个$10^{19}$ cm ^2/s量级的值;这个值多少取决于核心磁化的程度。所需的电阻率比经典的微观值大几个数量级。它是否能在原恒星坍缩过程中自然实现还有待确定。
2010-06-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation and Early Evolution of Circumstellar Disks in Turbulent Molecular Cloud Cores
我们调查的形成和演变的拱盘湍流云核心，直到几个104年后的原恒星形成平滑粒子流体动力学（SPH）计算。湍流云核中星周盘的形成和演化过程与刚性旋转云核中星周盘的形成和演化过程有很大不同。在湍流云核中，在原恒星形成之前出现一个暗条结构，原恒星形成于暗条中。如果湍流一开始足够强烈，剩下的暗条会围绕原恒星扭曲，直接变成一个旋转支撑的圆盘。在形成时，盘的方向通常与其宿主云核的角动量不一致，并且在主吸积阶段动态变化，即使湍流很弱。这是因为整个云核的角动量主要由波长与云尺度相当的大尺度速度场决定，而盘的角动量则由原恒星形成的局部速度场决定，这两个速度场之间没有相关性。在双星或多星的盘演化的情况下，至少在主吸积阶段，盘彼此不对齐，因为在每个原恒星形成的位置周围的速度场之间没有相关性。此外，每个圆盘也与双星轨道平面不对齐。这种错位可以解释最近观察到的错位盘和错位原恒星流出。
2012-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Protoplanetary Disk Winds by Magnetorotational Instability : Formation of an Inner Hole and a Crucial Assist for Planet Formation
通过构建一个基于3D局部磁流体动力学（MHD）模拟的全球模型，我们表明，磁盘风驱动的磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的气体成分的扩散中起着重要的作用。由于磁共振驱动的盘风的质量损失时间尺度与当地开普勒旋转周期成正比，因此气体盘从内部区域动态蒸发，可能会产生逐渐扩大的内孔，而相当数量的气体仍留在外部区域。盘风具有很强的时间依赖性，在每个半径处具有几倍于开普勒自转周期的准周期性，这将作为原恒星-原行星盘系统的时变观测。即使存在死区，这些特征也会持续存在，因为盘风是从电离宇宙射线和高能光子可以穿透的表面区域驱动的。此外，预测的由内而外的清除显着抑制了巨石向中心恒星的坠落和原行星的I型迁移，这有利于行星的形成和生存。
2010-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new formation scenario of a counter-rotating circumstellar disk: spiral-arm accretion from a circumbinary disk in a triple protostar system
本文用无磁场的湍流分子云核模拟了三重原恒星系统中星周盘的旋转方向演化。我们在这样的三重系统中发现了一个新的反旋环星盘的形成途径。第三系原恒星是通过环双星盘的碎裂形成的，三个环星盘的初始旋转方向几乎与双星系统的轨道运动方向平行。它们之间的引力-流体动力学相互作用对随后的$\sim10^4\thinspace\rm{yr}$产生了很大的扰动，并且由于环双星盘的旋臂吸积作用，第三盘和恒星的旋转方向发生了逆转。第三次星周盘的反向旋转一直持续到模拟结束（形成后的$\sim6.4\times10^4\thinspace\rm{yr}$），这意味着反向旋转的盘是长期存在的。这一新的形成途径可能解释了ALMA最近发现的反向旋转盘。
2021-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields and the Formation of Cores and Disks
我们回顾了非理想磁流体动力学模型的分子云的碎片和云核的崩溃，形成原恒星盘系统的最新结果。薄盘模型可以阐明物理问题的许多方面，并允许计算大动态范围的时间和长度尺度。
2013-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Protoplanetary Disk Simulations: Dead Zone Formation and FUor Outbursts
采用自适应Shakura-Sunyaev α公式模拟了原行星盘的分层结构，并从分子云的坍缩阶段开始，对原行星盘的演化进行了全球流体动力学模拟。随着模型参数的规范值，自洽死区形成在几个au的规模。在模拟中还观察到与死区和相应的爆发相关联的不稳定性，类似于FUor喷发。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet Formation and Disk Chemistry: Dust and Gas Evolution during Planet Formation
本章汇编了行星形成过程中尘埃与气体化学物理演化的未解问题，旨在基于现有观测与建模条件指出未来最有前景的研究方向。
2024-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Birth to Death of Protoplanetary Disks: Modeling Their Formation, Evolution, and Dispersal
研究了原行星盘的形成、演化和消散过程，并估算了盘的寿命。前恒星核心的引力坍缩形成了中心恒星和原行星盘。中心恒星通过吸积从盘中成长，中心恒星的辐射加热盘并产生热风，导致盘分散。我们计算了原行星盘从其母星前核到盘分散的演化过程。我们发现，典型的前星核的磁盘寿命约为2- 4百万年（百万年）。具有高角动量的前恒星核心形成一个较大的圆盘，其寿命很长，而围绕X射线发光恒星的圆盘寿命很短。将星前核在不同质量和角速度下的盘寿命与年轻恒星的X射线光度积分，得到了给定恒星年龄下的盘分数和盘的平均寿命。我们的模型表明，原行星盘的平均寿命为3.7百万年，这与观测估计的年轻星团。我们还发现，需要分散的X射线光度再现所观察到的磁盘分数。
2016-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust growth and pebble formation in the initial stages of protoplanetary disk evolution
研究原行星盘演化初期的尘埃生长与卵石形成，通过三维数值流体力学模拟发现尘埃在几千年内生长至毫米级，受高密度高温影响Stokes数低于0.1，盘内尘气比非均匀且卵石总质量随时间增至数十地球质量。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protostellar disk formation and transport of angular momentum during magnetized core collapse
对坍缩云的理论研究发现，即使是相对较弱的磁场（B）也可能阻止盘的形成和碎片化。然而，大多数以前的研究都局限于B和云的旋转轴对齐的情况。我们研究了在非对准初始组态和一定磁场强度范围内的角动量输运及其对盘形成的影响。我们进行三维AMR MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心使用的代码Ramses。我们计算的贡献的过程中传输角动量（J），在包络和区域的磁盘。我们清楚地定义了什么可以被定义为离心支撑的磁盘和研究他们的属性。与先前的分析不同，我们发现J的输运在具有非对齐旋转轴和B的坍缩核中的作用效率较低。从分析上讲，这个结果可以通过考虑在引力坍缩期间发生的磁力线弯曲来理解。对于运输的J，我们得出结论，磁制动的平均方向B往往占主导地位的引力和外流运输的J。我们发现，大规模的磁盘，包含至少10%的初始核心质量，可以形成在恒星形成的最早阶段，即使是小的质量-通量比为3至5倍的临界值。在更高的场强下，阻止了大质量盘的早期形成。考虑到I类盘的普遍存在，并且由于大质量盘的早期形成可以在中等磁场强度下发生，我们推测，对于更强的磁场，盘将在稍后形成，此时大部分外壳将被吸积。此外，我们推测，一些观察到的早期大规模磁盘实际上可能是外流腔，误为磁盘的投影效应。（摘要的摘要版本）。
2012-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Role of Disks in the Formation of Stellar Systems: A Numerical Parameter Study of Rapid Accretion
我们研究快速吸积，引力不稳定盘的一系列全球性的，三维的，使用代码ORION的数值实验。在本文中，我们进行了一个数值参数的研究，专注于原恒星盘，并表明，可以预测磁盘的行为和吸积恒星系统的多重性作为两个无量纲参数的函数，比较磁盘的吸积率，其声速和轨道周期。虽然引力不稳定性变得很强，我们发现，分裂成二进制或多个系统发生时，材料下降的速度比正则等温极限的几倍。盘星吸积速率与下落速率成正比，并受低m螺旋模产生的引力矩控制。我们还确认存在一个最大的稳定磁盘质量：磁盘超过50%的总系统质量受到破碎和随后形成的二进制同伴。
2009-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Planetary Populations II: Effects of Initial Disk Size & Radial Dust Drift
最近的ALMA观测表明，虽然存在一系列的磁盘大小，典型的磁盘半径很小，径向尘埃漂移影响磁盘中固体的分布。在这里，我们将探讨这些功能在行星人口合成模型的后果。我们模型的一个关键特征是行星陷阱-形成行星的快速I型迁移的障碍-我们包括冰线，热转换和死区的外缘。我们发现，冰线在暖赤道的形成中起着基础性的作用。特别是，超级地球与在冰线处形成的暖彗星的比率敏感地取决于初始圆盘半径。初始气体盘半径为$\sim$ 50 AU，导致最大的超级地球人口，而更大和更小的磁盘大小导致冰线产生更多的气体巨星接近1 AU。在不同的磁盘半径的冰线上形成的典型行星之间的这种过渡证实了行星形成从根本上与磁盘属性（在这种情况下，磁盘大小）有关，并且只有在我们的模型中包括尘埃演化效应时才能看到。此外，我们发现，包括径向尘埃漂移的结果在形成更多的超级地球之间的0.1 - 1 AU，具有较短的轨道半径比那些产生的模型中的尘埃演化的影响不包括在内。
2020-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Dense Cores with Turbulence and Ambipolar Diffusion
磁粒子对于恒星和行星的形成都是必不可少的，但它们如何在磁化分子云核心中形成仍然存在争议。这项工作的重点是如何磁盘的形成是受湍流和双极扩散（AD），单独和组合，强调恒星形成的原恒星质量吸积阶段。我们发现，一个相对较强的，在核心尺度上的声波湍流强烈扭曲，但不完全破坏众所周知的磁致扁平伪盘，占主导地位的内部原恒星吸积流在层流的情况下，与以前的工作。湍流使形成一个相对较大的磁盘在早期或没有双极扩散，但这样的磁盘仍然强烈磁化，并没有坚持到我们的模拟结束，除非一个相对较强的双极扩散也存在。层流模拟中启用AD的磁盘倾向于重力碎片。初始湍流抑制了盘的碎裂。双极扩散通过磁通量重新分布降低星周区域的磁场强度，并使那里的磁力线在方位角上减少箍缩，特别是在后期，从而促进了盘的形成和生存。我们的结论是，湍流和双极扩散相互补充，促进磁盘的形成。在我们的模拟中形成的磁盘继承了一个相当强的磁场，从它的父母核心，与一个典型的等离子体- $β$的数量级几十或更小，这是2-3个数量级低于通常采用的数值在MHD模拟的原行星盘。为了解决这一潜在的紧张局势，需要用越来越现实的物理学对磁盘的形成和演化进行长期模拟。
2019-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational Collapse and Disk Formation in Magnetized Cores
我们讨论了在分子云中观测到的磁场对恒星形成过程的影响，集中在低质量致密核心的引力坍缩阶段，这些核心是类太阳恒星的摇篮。我们总结了最近的分析工作和数值模拟表明，在高密度的磁场扩散的一个实质性的水平，以形成旋转支撑的磁盘。此外，在引力坍缩期间，新形成的吸积盘会被从母核拖来的磁场穿过。这些圆盘预计以亚开普勒速度旋转，因为它们部分受到磁张力的支撑，对抗中心恒星的引力。我们讨论了如何子开普勒旋转使得它难以弹出磁盘风和加速行星迁移的过程。此外，磁场通过两种相反的效应修改了引力不稳定性的Toomre判据：磁张力和压力增加了盘的局部稳定性，但亚开普勒旋转使盘更不稳定。一般来说，磁化盘比它们的磁盘更稳定;因此，它们可以更大，更不容易因引力不稳定而形成巨行星。
2014-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of giant planets and brown dwarfs on wide orbits
内容：我们数值研究了在引力不稳定的原恒星盘中巨行星（GP）和褐矮星（BD）胚胎的形成，并将我们的研究结果与迄今已知的直接成像的宽轨道（>= 50 AU）同伴进行了比较。研究了在围绕（亚）太阳质量恒星的原恒星盘中形成宽轨道伴星的盘碎裂假设的可行性。方法：我们使用数值流体动力学模拟磁盘的形成和演化与磁盘热力学的准确治疗。薄盘极限的使用使我们能够探测原恒星盘的长期演化。我们专注于产生宽轨道GP/BD胚胎的模型，这些胚胎在磁盘中打开了一个缺口，并显示出类似于或长于典型磁盘寿命的径向迁移时间尺度。结果如下：虽然在我们的大多数模型中看到了磁盘碎片，但60个模型中只有6个显示了准稳定的宽轨道GP/BD胚胎的形成。盘碎裂产生的GP/BD胚胎质量在3.5-43 M_J范围内，覆盖了太阳质量以下恒星直接成像的宽轨道伴星的整个质量谱。另一方面，我们的模型未能产生轨道距离<= 170 AU的胚胎，而在较小的轨道上发现了几个直接成像的同伴。盘的碎裂也未能产生质量小于等于0.7 Msun的恒星周围的宽轨道伴星，这与观测结果不符。结论：盘碎片不太可能解释整个观测到的宽轨道伴星光谱（亚）太阳质量恒星和其他形成机制，例如，密集伴星在宽轨道上的动力学散射，应该用来解释轨道距离从几十到\approx 150 AU的伴星和质量小于等于0.7 Msun的宽轨道伴星。（节略）
2013-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of MHD wind-driven disk evolution on the observed sizes of protoplanetary disks
原行星盘是行星形成理论中的一个关键组成部分，它的演化是由粘性湍流还是磁盘风驱动的，目前还不清楚。由于粘性演化的盘随时间向外扩展，盘大小的演化是研究盘演化的判别检验。然而，目前还不清楚如果磁盘演化是由磁盘风驱动的，那么观测到的磁盘大小如何随时间变化。结合热化学程序DALI和Tabone等人（2021 a）提出的解析风驱动盘演化模型，我们研究了由CO转动辐射（$R_{\rm CO, 90\%}$）测量的观测气体外半径随时间的演化。$R_{\rm CO, 90\%}$的演化是由盘质量的演化驱动的，因为物理半径随时间保持不变。对于一个常数$α_{\rm DW}$，一个扩展的$α-$ Shakura-Sunyaev参数风驱动的吸积，$R_{\rm CO, 90\%}$随时间线性下降。它的初始大小由盘质量和特征半径$R_c$决定，但只有$R_c$影响$R_{\rm CO, 90\%}$的演化，较大的$R_c$导致$R_{\rm CO, 90\%}$的急剧减小。对于时间依赖的$α_{\rm DW}$，$R_{\rm CO, 90\%}$在盘的大部分寿命期间保持近似恒定，直到$R_{\rm CO, 90\%}$随着盘消散而快速收缩。恒定的$α_{\rm DW}$ -模型能够再现在$\sim1-3$狼疮和$\sim5-11$ Myr老上天座恒星形成区观测到的气体盘大小。然而，他们可能高估了较年轻的$…
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation and Evolution of Disks around Young Stellar Objects
最近的观测表明，星周盘通常可能在年轻的恒星周围形成。虽然星周盘的形成可能是母云中角动量守恒的自然结果，但理论研究表明，由于有效的磁制动将大部分角动量从星周区域转移出去，因此从致密的分子核心磁化到现实水平很难形成盘。我们回顾了低质量和高质量年轻恒星周围盘的形成和早期演化的最新进展，重点是可能弥合观测和理论之间差距的机制，包括非理想的MHD效应和坍缩核心中的非对称扰动（例如，磁场未对准和湍流）。我们还讨论了外流发射和多系统形成的相关过程，并讨论了原行星盘性质的可能影响。
2020-04-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamical modeling of star-disk formation: from isolated spherical collapse towards incorporation of external dynamics
本文综述星盘形成的磁流体动力学建模，梳理先进球对称坍缩模型、外部物质落入模型及从巨分子云到星盘的多尺度模拟，并展望多尺度多物理耦合研究的挑战。
2024-06-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic populations of protoplanetary disks. Impact of magnetic fields and radiative transfer
本研究利用含双极扩散MHD与恒星辐射反馈RT的ramses高分辨模拟，生成大质量原恒星团块中的合成原行星盘族群，揭示磁场、辐射转移及团块性质对盘尺寸和质量统计的影响。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA view of the HL Tau Disk - Disk Mass, Grain Evolution, and Early Planet Formation
第一次长基线ALMA活动将年轻恒星HL Tau周围的圆盘分解为一些轴对称的明亮和黑暗环。尽管HL Tau的年龄非常年轻，但这些结构已被解释为（原）行星存在的标志。ALMA图像引发了许多基于盘-行星相互作用，磁驱动盘结构和颗粒演化的理论研究。特别令人感兴趣的是盘的内部，预计类地行星将在那里形成。然而，从HL Tau的这些区域的发射原来是光学厚在所有ALMA波长，防止表面密度分布和粒度分布的推导。在这里，我们提出了最敏感的图像HL头获得的日期与卡尔G。Jansky甚大阵列在7.0毫米波长的空间分辨率相当于ALMA图像。在这样长的波长下，HL Tau的尘埃辐射在光学上是薄的，这使得对内部盘的全面研究成为可能。我们得到一个总盘尘埃质量为0.001 - 0.003兆太阳，这取决于假设的不透明度和磁盘温度。我们的光学薄的数据也表明快速晶粒生长，破碎，并形成致密的团块在磁盘的内部致密的部分。我们的研究结果表明，HL Tau盘实际上可能处于行星形成的早期阶段，行星尚未在间隙中形成，而是在明亮的环中形成。
2016-03-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
