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
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 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
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
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
Wind-driving protostellar accretion discs. I. Formulation and parameter constraints
我们研究了一个弱电离的原恒星吸积盘模型，它被一个大规模的有序磁场穿过，并为离心驱动的风提供动力。我们考虑了风是多余圆盘角动量的主要储存库的极限情况，并将Wardle & Königl（1993）的径向局部圆盘模型推广到其他场扩散率区域，特别是Hall和Ohm。我们提出了一个一般的制定问题的近开普勒，垂直等温盘使用的电导率张量和多流体的方法，并简化为一个正规化的常微分方程系统在垂直空间坐标。我们确定的相关参数的问题和调查，使用垂直流体静力平衡近似和其他简化，物理上可行的解决方案的光盘中的中性粒子的动态耦合场已经在中平面的参数约束。当带电粒子构成一个两个组件的离子-电子等离子体，可以确定四个不同的子政权在参数域中的霍尔扩散率占主导地位，并在欧姆为主的域中的三个子政权。霍尔子制度中的两个可以被表征为双极扩散类，两个被表征为欧姆类。当双组分等离子体组成，而不是带正电荷和负电荷的相等质量的颗粒，整个霍尔域和欧姆子制度之一消失。在所有可行的解决方案中，中面中性离子动量交换时间短于本地轨道时间。在这个模型中，垂直磁压缩总是优于引力潮汐压缩。（节录）
2009-09-13 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
Cosmic-ray propagation at small scale: a support for protostellar disc formation
只要磁场保持冻结在气体中，磁制动就能阻止原恒星盘的形成。这个条件从属于表征坍缩云最里面部分的电离分数。电离水平由能够到达这些区域的宇宙射线的数量和能量确定。采用我们以前研究中发展的方法，我们计算了宇宙射线如何衰减为柱密度和磁场强度的函数。我们应用我们的形式主义低质量和高质量的恒星形成模型得到的数值模拟的引力坍缩，包括旋转和湍流。一般来说，我们发现，气体和磁场之间的解耦，条件允许崩溃进行，发生时，宇宙射线衰减考虑到相对于宇宙射线电离率保持恒定的计算。我们还发现，去耦区的程度也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果大颗粒（半径约0.1微米）形成的压缩和凝聚过程中的云崩溃是更大的。由于湍流引起的磁场扩散，高质量情况下的去耦区域消失，并且不包括在低质量模型中。我们推断，在云的崩溃过程中的宇宙射线传播的同时研究可能会导致的气体电阻率值在最里面的几百个AU周围的形成原恒星是高于一般假设。
2015-03-23 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
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
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 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
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
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
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
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
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
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
Aluminum-26 Enrichment in the Surface of Protostellar Disks Due to Protostellar Cosmic Rays
铝-26（$^{26}$ Al）的放射性衰变是行星形成早期的重要热源。自从它被发现以来，已经有几种机制被提出来将$^{26}$ Al引入原行星盘，主要是通过外部污染源。我们提出了一个本地机制，丰富的原恒星盘与$^{26}$铝通过照射的原恒星盘表面的宇宙射线加速的原恒星吸积冲击。我们计算了低质量恒星从M矮星到原太阳演化过程中，在AU内部原恒星盘表面的$^{26}$ Al富集量[ $^{26}$ Al/ $^{27}$ Al]。假设恒定的质量吸积率，$\dot{m}$，我们发现，由兆电子伏的宇宙射线的照射可以提供显着的富集盘表面上，如果宇宙射线不完全耦合到吸积流中的气体。重要的是，我们发现低吸积率，$\dot{m} < 10^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，能够产生规范量的$^{26}$ Al，$[^{26}{\rm Al}/^{27}{\rm Al}] \approx 5\times10^{-5}$。这些吸积率经历了从I类到II类型原恒星的过渡，当它被假定为富含钙铝的夹杂物凝聚在内盘。我们的结论是，宇宙射线质子在原恒星表面的吸积冲击加速照射内盘表面可能是产生$^{26}$ Al的一个重要机制。我们的模型表明，原恒星宇宙射线可能是一个可行的模型来解释发现的$^{26}$ Al在太阳系中的富集。
2020-07-24 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Global Self-Similar Protostellar Disk/Wind Models
磁离心盘风机制是产生原恒星系统中常见的大规模双极喷流的主要候选者。我提出了一个全球性的，径向自相似模型的非理想磁盘，推出磁离心风的详细配方。这个公式概括了以前在径向局部磁盘模型中使用的电导率张量形式主义。该模型涉及到匹配的非理想磁流体动力学方程描述的物质在磁盘的理想磁流体动力学方程的解决方案描述的“冷”风。圆盘解必须平滑地通过音速点，风解必须平滑地通过阿尔文点，并且两个解必须在圆盘/风界面处匹配。这个模型包括第一次的自洽处理的磁通量线程磁盘，它可以改变磁盘吸积时标的演变。这里提出的配方还允许一个现实的电导率分布的磁盘被用于全球磁盘/风模型的第一次。对模型解的物理约束固定穿过盘的磁场的分布、中平面吸积速度和通量表面的中平面迁移速度。我提出了一个有代表性的解决方案，对应于一个磁盘的双极导电制度与标称中性物质-磁场耦合参数是恒定的沿场线，匹配到风的解决方案。最后，我简要讨论了自相似盘/风模型在研究全球过程中的重要性，如尘埃演化的原恒星系统。
2011-03-31 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 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
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
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
Turbulent Linewidths as a Diagnostic of Self-Gravity in Protostellar Discs
我们使用平滑粒子流体动力学模拟的大规模原恒星光盘调查预测扩大的分子线光盘中，自引力是角动量运输的主要来源。这些模拟包括辐射转移，并涵盖了盘星质量比在0.25到1.5之间的范围。减去平均方位流速，计算了由于大尺度结构和自重引起的湍流引起的面内和垂直方向上的特征流速分布。对于较低的质量光盘，我们表明，特有的速度规模与有效的湍流粘度参数的平方根，预期从当地的粘性光盘理论。导出的速度是各向异性的，具有比垂直值大得多的面内值。随着圆盘质量的增加，局部确定的湍流近似的有效性被打破，这是伴随着巨大的面内加宽。由于低m螺旋模式的重要性，还存在高方差。对于低质量盘，面内加宽的幅度，领先的顺序，等于从本地盘理论的预测，不能约束湍流源。然而，结合我们的研究结果与先前的评估预期在磁盘中的磁旋转不稳定性（MRI）是活跃的湍流加宽，我们认为，自引力可能是区分从MRI在这些系统中，如果它是可能的，以测量的各向异性的特殊的速度场与磁盘倾角。此外，对于大质量盘，大尺度模式的主要贡献是自引力湍流与MRI驱动湍流的区别特征。
2012-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the frequencies of circumbinary discs in protostellar systems
本研究通过星团形成的辐射流体动力学模拟分析环双星盘，揭示其发生率与双星间距的双峰分布规律，以及系统阶数对盘尺寸的影响，且模拟与观测的盘轨倾角分布无统计差异。
2023-06-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust trapping by spiral arms in gravitationally unstable protostellar discs
本文讨论了大质量原恒星盘中引力不稳定性对尘埃动力学的影响。从光滑粒子流体动力学（SPH）模拟出发，我们计算了尘埃在准静态气体密度结构中的演化。对于不同的粒度分布，我们已经调查了螺旋臂捕获颗粒的能力。我们已经运行了三维辐射转移模拟，以构建（亚）毫米和近红外波长的预期发射图。最后，我们模拟了我们的光盘模型在（亚）毫米和近红外波长，因为他们可能会出现与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和高对比度冠状成像仪自适应光学（HiCIAO），以调查是否有螺旋结构的观测签名。我们发现，引力不稳定性引起的压力不均匀性产生不可忽略的动力学效应厘米级的粒子导致显着的超密度的螺旋臂。我们还发现，螺旋结构是很容易检测到的ALMA在很宽的范围内（分）毫米波长和HiCIAO在近红外散射光的非面对光盘位于蛇夫座恒星形成区域。此外，我们发现明确的空间光谱指数的变化，整个光盘，揭示了尘埃捕获产生的迁移大颗粒，可以通过多波长观测（亚）毫米的潜在调查。因此，迄今在原行星盘中观察到的旋臂可以解释为引力不稳定性发展引起的密度波。
2015-04-30 astro-ph.EP 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
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP 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
Protostellar accretion traced with chemistry: Comparing synthetic C18O maps of embedded protostars to real observations
背景：了解原恒星如何增加质量是恒星形成的核心问题。这方面的一个方面是试图了解是否在深埋物体的吸积率的时间演变是最好的特点是从早期到后期阶段的平稳下降或高吸积的间歇性爆发。目的：我们在分子云的大型数值模拟中创建了深埋原恒星的合成观测，并将其与真实观测进行了直接比较。目的是比较模拟中的偶发吸积事件与观测结果，并测试用于分析观测结果的方法。研究方法：简单的冻结和升华化学添加到模拟，和合成的C $^{18}$ O线立方体创建了大量的模拟原恒星。C $^{18}$ O的空间范围进行测量模拟的原恒星，并直接与16个深埋的原恒星与亚毫米阵列观察到的样本进行比较。如果CO的分布面积比根据原恒星光度预测的要大，这可能表明过去的光度较高，并且CO仍处于再冻结过程中。结果如下：大约1%的模拟中的原恒星显示扩展的C $^{18}$ O排放，而在观测中约为50%，这表明模拟中的情节吸积事件的幅度和频率相对于观测过低。模拟中的原恒星吸积率主要是由较大尺度的分子云的下落调制的，不包括任何盘物理。模拟和观测之间的差异被认为是支持磁盘的必要性，即使在深深嵌入的对象，产生足够的频率和振幅的情节吸积事件。
2015-12-19 astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP 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
Magnetorotational Instability in Diamagnetic, Misaligned Protostellar Discs
在本研究中，我们解决的问题是如何修改时的径向分量的恒星偶极子磁场的垂直分量被考虑到的磁旋转不稳定性的增长率。考虑到一个基准半径在光盘中的抗磁电流是明显的，我们进行了线性稳定性分析，以获得各种参数，如径向与垂直分量的比率和梯度的磁场，Alfvenic马赫数和抗磁化参数的磁旋转不稳定性的增长率。我们的研究结果表明，反磁电流和径向分量的磁场之间的相互作用增加了磁旋转不稳定性的增长率，并产生一个垂直于盘平面的力，这可能会导致扭矩。它还示出，考虑磁场的径向分量，并考虑到在磁场的垂直分量的径向梯度导致的轴对称（$m=0$）和非轴对称（$m=1$）模式的增长率的幅度增加。
2020-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Protostellar spin-up and fast rotator formation through binary star formation
通过磁流体动力学模拟发现，主星星周盘的引力不稳定性导致高比角动量物质吸积，触发自旋加速并促进伴星形成，从而解释了双星系统中快速自转星的成因。
2024-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Insights into the first and second hydrostatic core stages from numerical simulations
本综述回顾了低质量恒星形成早期第一和第二流体静力学核心阶段的物理性质，探讨了不同物理条件、化学模型及合成观测对预测特征的影响，并展望了其对原恒星盘演化和行星形成的潜在作用。
2023-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive star formation via episodic accretion: protostellar disc instability and radiative feedback efficiency
SMSs的形成是在早期宇宙中播种SMBHs的潜在途径。恒星紫外线反馈是形成太阳系小天体的关键，它可以通过吸积来限制恒星质量的增长。在本文中，我们研究了一个吸积SMS和它的紫外发射率的条件下，现实的可变吸积从一个自引力拱星盘的演变。首先，我们进行了二维流体动力学模拟，以跟踪长期的原恒星吸积，直到恒星质量超过$10^4~M_\odot$。由于引力不稳定，圆盘碎片，产生许多小团块，迅速向内迁移，落在恒星上。由此产生的吸积的历史，因此高度依赖于时间：短的情节吸积爆发之后，较长的，相对静止的阶段。我们发现，所谓的直接坍缩模型的拱星盘是更不稳定的，并产生更大的变化在较短的时间尺度比正常的流行III的情况下。利用所得到的吸积历史进行了后过程恒星演化计算。我们的研究结果表明，无论吸积率的强烈变化，恒星半径单调增加，几乎恒定的有效温度在$T_{\rm eff} \simeq 5000$ K作为恒星质量的增加。由此产生的紫外反馈太弱，阻碍质量吸积由于恒星紫外光子的低通量，从而验证了我们的隐式假设没有恒星反馈的流体动力学模拟。恒星演化对可变吸积的不敏感性归因于这样一个事实，即典型的变率时间尺度，$\lesssim 10^3$年，太短而不足以影响恒星结构。我们认为，这种演化将继续下去，直到SMS最终崩溃后，恒星质量达到$\gtrsim 10^5~M_\odot$的广义相对论不稳定性产生一个巨大的黑洞。
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Flows Within Cavities of Circumbinary Discs in Eccentric Binary Protostellar Systems
通过二维流体动力学模拟研究了偏心双星中恒星组成部分周围的环双星盘（CBD）空腔内气体流动的结构和演化。在多大程度上气体填充之间的空腔的拱星盘（CSD）和CBD被发现是更大的高偏心率的系统，相比低偏心率的系统，反映了空间范围内的质量进入整个轨道的空腔。偏心双星的腔中气流的模式不同于圆形轨道上的双星。特别是，前者揭示了紧密缠绕的气流和8字形结构的系统，其特征在于偏心率，$e \ge 0.4$，而后者只揭示了相对松散的弯曲流从CBD的CSD。因此，流结构的描述可以作为双星轨道运动充分非圆性的一个探测器。由于复杂的气体结构，CBD的内边缘对于高度偏心的系统不是很好地定义，因此建议用于高灵敏度成像观测的腔的区域可能被证明是一个更有用的诊断，用于探测未来CBD清除的有效性。
2019-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discs, outflows, and feedback in collapsing magnetized cores
低质量恒星形成的前星核通常磁化良好。我们的模拟表明，早期的原恒星盘是巨大的，并经历了强大的磁制动和原恒星外流形式的磁矩。原恒星盘形成的模拟表明，这些扭矩是强大到足以抑制一个旋转支撑的结构，形成近临界值的质量流量。我们证明，通过使用一个三维自适应网格细化代码-包括冷却，下沉粒子和磁场-一个产生瞬态1000 AU光盘，同时产生大的流出离开核心区域，带走质量和角动量。早期的流入/流出速率表明，只有一小部分的质量是在最初的磁塔/喷流事件损失。
2010-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Hall Effect in Protostellar Disc Formation and Evolution
最近的霍尔效应被证明是有效的磁化致密的分子核心，并可能导致双峰形成的旋转支撑盘（RSD）的第一个核心阶段。然而，这种霍尔主导的系统如何在原恒星吸积阶段演化仍然不清楚。我们进行了二维轴对称模拟，包括霍尔效应和欧姆耗散，与现实的磁扩散率计算从我们的平衡化学网络。我们发现，霍尔效应只有在从标准MRN尺寸分布中去除大量非常小的晶粒（VSG：$\lesssim$ 10 nm）时才变得有效。然而，由于这种增强的霍尔效应，盘形成的双峰性不会继续进入主吸积阶段。当霍尔效应使极向磁场相对于物质径向向内移动时，以反对准配置（${\bf Ω\cdot B}<0$）形成的初始$\sim$ 40 AU盘的外部部分变成薄的旋转支撑霍尔电流片，仅留下内部$\lesssim$ 10- 20 AU RSD。在对齐配置（${\bf Ω\cdot B}>0$），光盘的形成最初被抑制，但反向旋转的光盘形成随后由于有效的方位角霍尔漂移。随着霍尔效应径向向外移动磁场，反向旋转盘首先增长到$\sim$ 30 AU，但只有内部$\lesssim$ 10 AU RSD像反对齐情况一样是长寿命的。除了去除VSG，宇宙射线电离率应低于几个10 $^{-16}$ s $^{-1}$的霍尔效应是有效的磁盘形成。我们的结论是，霍尔效应产生小$\lesssim$ 10- 20 AU光盘，无论磁场的极性，径向向外扩散的磁场仍然是至关重要的光盘的…
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical and chemical fingerprint of protostellar disc formation
本文的目的是在原行星盘尺度上探索和比较I类低质量原恒星源的物理和化学结构。我们提出了一个研究的尘埃和气体排放对一个代表性的样本的12个I类原恒星的蛇夫座分子云与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在高角分辨率（0.4”，~60 au直径）下观察到0.87 mm处的连续谱和C17 O，C34 S，H13 CO+，CH 3OH，SO2和C2 H的分子跃迁。光盘和恒星的质量估计从连续通量和位置-速度图，和六个源显示盘状结构。朝向更明亮的光源，紧凑的发射和大的线宽被视为探测温暖的气体（Eu ~200 K）的SO2的过渡。相比之下，C17 O的排放量被检测到对最不发达和发光系统。朝向任何连续峰都没有检测到CH 3OH的发射，表明朝向这些源不存在温暖的CH 3OH气体。恒星质量和热光度之间存在幂律关系，对应于I类源的质量吸积速率为（2.4 +/- 0.6）x 10^-7 Msun/年。这个质量吸积率低于预期值，如果吸积是恒定的时间，而不是点的情况下发生的吸积爆发。C17 O和SO2之间的差异表明它们追踪不同的物理成分：C17 O追踪盘包系统的致密和较冷的区域，而SO2可能与较高温度的区域有关，例如吸积冲击。缺乏温暖的CH 3OH排放表明，有没有热核心附近的任何来源和CH 3OH柱密度平均超过光盘是低的区域。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anatomy of a Fall: Stationary and super-Keplerian spiral arms generated by accretion streamers in protostellar discs
针对晚期下落对原行星盘的物质补充及亚结构影响，本文通过3D光滑粒子流体动力学模拟顺向流-盘相互作用，揭示其激发的螺旋臂具有静止至超开普勒的多模式速度、长寿命等特性，为观测诊断提供依据。
2025-02-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of initial magnetic field structure in the launching of protostellar jets
众所周知，磁场在恒星形成过程中起着至关重要的作用，特别是在原恒星盘的喷流和外流的形成中。恒星形成区域的磁场结构并不总是均匀有序的，经常包含磁湍流区域。我们提出了基于网格的，磁流体动力学模拟的崩溃1 $\,\mathrm{M}_{\odot}$云核，调查的影响，复杂的磁场结构外流的形成，形态和效率。我们比较了三种情况：均匀场，部分湍流场和完全湍流场，在所有三种情况下具有相同的磁能。我们发现，准直射流产生的均匀场的情况下，由磁离心机制驱动。在部分湍流的情况下也会形成外流，尽管较弱且准直性较差，但具有不对称的形态。从部分湍流情况下发射的流出物携带与均匀场情况相同的质量，但速度较低，只有均匀场情况下的动量的71 $\%$。在完全湍流场的情况下，我们发现根本没有显著的外流。此外，湍流的磁场最初降低了吸积率，后来导致圆盘破碎，形成多个原恒星。我们的结论是，一个均匀的极向分量的磁场是必要的驱动射流。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmenting protostellar disks: properties and observational signatures
利用数值流体动力学模拟方法，研究了质量为1.2M太阳的前星核坍缩过程中形成的不稳定原恒星盘的引力碎裂。正在形成的碎片的质量范围从木星质量到非常低质量的原恒星，距离从几十到一千天文单位不等，很少有小于100天文单位的天体。我们探讨了通过流出腔在250 pc的距离观察检测椎间盘中碎片的可能性。我们证明，一个小时的集成时间与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是足够的检测质量低至1.5兆焦耳的碎片在轨道距离高达800 AU的原恒星。ALMA决议对可探测碎片的最小轨道距离设定了限制。对于我们模拟的ALMA图像的分辨率为0.1”，可以在50 AU的距离处检测到碎片。在较小的距离处，碎片通常与中心密度峰合并。对于0.5”的较低分辨率，检测碎片的可能性显著降低。一些质量最大的碎片，无论其轨道距离如何，都可以在大约5微米处产生特征峰，因此可以从观测到的原恒星光谱能量分布中间接推断出它们的存在。
2013-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Recent progress with observations and models to characterize the magnetic fields from star-forming cores to protostellar disks
在这篇综述论文中，我们的目的是提供一个全球性的前景，在最近几年取得的进展，以表征磁场的作用，在嵌入阶段的恒星形成过程。由于观测能力的发展和数值模型的平行进展，捕获了恒星形成过程中大部分重要的物理作用，最近已经有可能将磁化模型的详细预测与最年轻原恒星的观测特性相对抗。我们提供了一个最重要的后果时，添加磁场的最先进的模型的原恒星形成的概述，强调其作用，形成恒星（S）和他们的磁盘（S）。我们讨论了磁场耦合的重要性，以设置磁过程的效率，并提供了一个评论的观测工作，把约束的两个主要代理商负责耦合在恒星形成的核心：尘埃颗粒和电离气体。我们回顾的物理过程和观测方法，允许跟踪的磁场拓扑结构和它的强度在嵌入的原恒星，并审查的主要步骤，成功和限制，比较真实的观测合成观测从非理想的MHD模型。最后，我们讨论了观测证据的主要线索，表明磁场对恒星和盘形成的关键作用，并提出了一个解决恒星形成角动量的方案，还强调了模型和观测之间存在的剩余紧张关系。
2022-09-02 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
Discovery of a mid-infrared protostellar outburst of exceptional amplitude
我们报告了在一个年轻恒星天体（YSO）中发现的中红外爆发，其振幅接近8等，$λ$ $\approx$ 4.6 $μ$ m。WISEA J142238.82-611553.7是在搜索红外暗云（IRDC）时发现的23个高度可变的WISE源之一。它位于小的IRDC G313.671-0.309（d $\approx$ 2.6 kpc）内，被赫歇尔/希加尔观测认为是一个紧凑的大质量云核，可能已经被事件加热。斯皮策在2004年的爆发前数据表明它是一个I类YSO，这一观点得到了2019年在一个没有其他特征的红色连续光谱中观测到的弱2.12 $μ$ m H $_2$发射的支持（比K $_s$的峰值低6等）。斯皮策，WISE和VVV数据表明，爆发开始于2006年，持续时间为$>$ 13年，从2010年到2014年有一个相当平坦的峰值。几个$\times 10^2$ Lsun的爆发光度是一致的吸积率Mdot $\approx 10^{-4}$ Msun/yr，相当于一个经典的FU Orionis事件。在2010年的4.6 $μ$ m峰意味着T = 800-1000 K和盘径向位置R $\approx$ 4.5 au的发射区。颜色演变表明随后向外发展。在热不稳定性或MRI模型中预期的较热物质的明显缺失可能是由于最内侧盘的完全遮蔽，例如通过盘上的边缘视图。或者，光盘碎片/下落碎片模型可能更自然地解释了中…
2020-09-18 astro-ph.GA 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
Synthetic Observations of Magnetic Fields in Protostellar Cores
磁场在恒星形成早期的作用并没有得到很好的限制。为了区分不同的恒星形成模型，我们分析了低质量核心的三维磁流体动力学模拟，并探讨了随着时间的推移，磁场方向和外流方向之间的相关性。我们产生合成观测的尘埃极化分辨率相媲美的毫米波尘埃极化图观测CARMA和比较这些与二维可视化的投影磁场和列密度。累积分布函数的投影角之间的磁场和流出显示不同程度的模拟与不同的质量-通量比的对齐。较少磁化的核心的分布函数与观察结果一致，发现流出和磁场方向之间的随机对齐，而更多磁化的核心表现出更强的对齐。我们发现，分数极化增加时，系统被认为是这样的磁场是接近天空的平面，和分数极化的值与观测测量是一致的。模拟流出，这反映了潜在的角动量的吸积气体，改变方向显着超过第一个$\sim0.1$万年的演变。这种运动可能导致观察到的流出物和原恒星核心中的磁场之间的随机对齐。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A massive Keplerian protostellar disk with flyby-induced spirals in the Central Molecular Zone
吸积盘是低质量恒星形成过程中必不可少的组成部分。最近的观测进一步确定了围绕低质量前主序星的圆盘，这些恒星受到飞掠的扰动。围绕更大质量恒星的盘是否以类似的方式演化成为一个紧迫的问题。我们报告的开普勒磁盘的几个太阳质量周围的银河系中心的人马座C云的32太阳质量的原恒星的发现。该盘是重力稳定的，有两个嵌入的螺旋。解析解和数值模拟的综合分析表明，最有可能的情况下，形成螺旋是通过一个密切的飞越引起的外部扰动，并确定了一个这样的扰动与预期的参数。大质量的，早期的O型恒星嵌入在这个磁盘的形式在一个类似的方式相对于低质量的恒星，在这个意义上，不仅磁盘介导的吸积，但也飞越影响磁盘的演变。
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
