Gravitational waves from r-mode instability of massive young sub- and super-Chandrasekhar white dwarfs
本文研究了电子气朗道量子化和磁制动条件下亚、超磁致伸缩磁化白矮星的r模不稳定性窗口、自旋降速和自旋降速率。计算了r模不稳定性引起的引力波应变振幅。主要的阻尼机制被认为是由于简并电子从离子液体中散射而产生的剪切粘度。发现在相同温度下，朗道量子化的磁化白矮星的临界频率最低，非朗道量子化的白矮星的临界频率较高，非磁化白矮星的临界频率最高。这意味着磁制动和朗道量子化都增强了r模不稳定性。我们还看到，由于附加的磁制动项，磁化的白矮星会有快速的自旋下降，但朗道量子化对自旋下降和与白矮星内部相关的磁场强度的自旋下降率没有显著的影响。我们发现，在1 kpc处快速旋转的超巨磁白矮星的r模引力波应变振幅为$\sim 10^{-27}$，这使得孤立的大质量快速旋转的热磁化白矮星成为未来寻找引力波的主要候选者.
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exposing the Gas Braking Mechanism of the beta Pictoris Disk
自从发现了围绕着β-Piccarto的边缘拱星盘以来，一个悬而未决的问题就是为什么在吸收中观察到的对着恒星的气体没有被来自恒星的强辐射压迅速排出。这个难题的一个解决方案是，受到辐射力的中性元素也会迅速电离，因此只能加速到平均极限速度v_ion。一旦电离，这些元素就会被C II迅速制动，据观察，C II在盘中的丰度至少是其他物种的20倍。根据这种情况的预测是，不同的中性元素应该达到不同的v_ion，这取决于驱动线跃迁的电离阈值和强度。特别是，中性铁和钠预计达到径向速度0.5和3.3公里/秒，分别被电离之前。在本文中，我们研究了铁和钠的吸收轮廓从拱星气体盘周围β Pic，在ESO的3.6米望远镜HARPS获得。我们发现，Fe和Na的速度分布确实相对于彼此移动，确认模型。然而，在Na的轮廓中没有延伸的蓝翼，表明中性粒子必须有一些额外的制动。我们探讨的可能性，离子气体（占主导地位的C II）可以制动的中性，并得出结论，约2- 5倍以上的C比以前估计的预测线轮廓与观察到的一致。
2011-01-20 astro-ph.SR
Magnetic Braking Formulation for Sun-Like Stars: Dependence on Dipole Field Strength and Rotation Rate
我们使用二维轴对称磁流体动力学模拟计算稳态解的类太阳恒星风从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括50个模拟，涵盖了广泛的相对磁场强度和旋转速率，从缓慢和接近快速磁转子制度。使用模拟计算的角动量损失，我们推导出一个半解析公式的恒星上的外部扭矩，适合所有的模拟到几个degenerents的精度。这个公式提供了一个简单的方法来计算类太阳恒星由于磁化星风引起的磁制动，它适当地包括了对磁场强度、质量损失率、恒星半径、表面引力和自旋速率的依赖性，并且对慢转和快转都是有效的。
2012-06-11 astro-ph.SR
Discovery of Rotational Braking in the Magnetic Helium-Strong Star Sigma Orionis E
我们提出了新的U波段测光的磁氦强星Sigma Ori E，获得了超过2004-2009年使用SMARTS 0.9米望远镜在Cerro Tololo美洲天文台。当结合历史测量时，这些数据限制了过去三十年来恒星1.19 d自转周期的演变。我们能够在p_null = 0.05%的水平上排除一个恒定的周期，相反，我们发现数据可以很好地描述（p_null = 99.3%）以每年77毫秒的速度线性增长的周期。这对应于一个134万年的特征自旋时间，与基于磁流体动力学模拟的磁性大质量恒星角动量损失的理论预测吻合得很好。因此，我们的结论是，观测结果与Sigma Ori E由于其磁化线驱动风而发生旋转制动一致。
2010-04-13 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
Spin-down dynamics of magnetized solar-type stars
人们早就知道，太阳型恒星在它们的主序星寿命期间通过磁制动经历了显著的自旋下降。然而，磁制动只作用于表面层;目前还不完全了解角动量如何在恒星内部传输，以及自旋下降信息如何快速传递到内部深处。在这项工作中，我们利用最近在了解太阳内部动力学方面取得的进展来模拟其他太阳型恒星的内部。按照Gough和McIntyre（1998）的观点，我们假设这些恒星的辐射区的大部分是由于嵌入的大尺度原始场的存在而保持均匀旋转的，该原始场被从对流区向下涌来的大尺度纬向流限制在稳定分层的无磁速跃层之下。我们推导出简单的方程来描述该模型内部对表面层自旋下降的响应，这与MacGregor和Brenner（1991）的两区模型相同，耦合时标与速度跃层上的局部Eddington-Sweet时标成比例。这个时间尺度取决于恒星的自转速率和速跃层的厚度，根据恒星的性质，可以从几十万年到几个陀螺。模型的定性预测似乎与观测结果一致，但敏感地依赖于假设的速度跃层厚度对恒星自转速率的函数依赖性。
2014-01-05 astro-ph.SR
Does misalignment between magnetic field and angular momentum enhance or suppress circumstellar disk formation?
通过理想和非理想MHD模拟研究了分子云核的磁场$\magB$与分子云核的角动量$\Jang$之间的错位对引力坍缩过程中角动量演化的影响.对于非理想效应，我们考虑了欧姆扩散和双极扩散。以前的研究认为，错位报告定性矛盾的结果。在不同的研究中，磁制动被报告为通过未对准而被加强或削弱。我们通过改变稳定性参数$α$来模拟云核坍缩在考虑磁扩散和不考虑磁扩散的情况下，非理想MHD模拟显示了用$θ=0^\circ$计算的地核中心角动量。（$\Jang \parallel \magB$）总是大于使用$θ=90^\circ$的情况（$\Jang \perp \magB$），独立于$α$，这意味着拱星盘更容易形成在核心与$θ=0^\circ$。与此相反，理想的MHD模拟表明，核心的中心角动量与$θ=90^\circ$是大于与$θ=0^\circ$小$α$，并小于大$α$。检查的流体元素的角动量演化揭示了三种机制有助于角动量的演化：（一）磁制动在等温塌缩阶段，（二）选择性吸积的快速（$θ=90^\circ$）或缓慢（$θ=0^\circ$）旋转的流体元素的中心区域，和（iii）磁制动在第一个核心和磁盘。理想和非理想模拟之间的差异来自（iii）的不同效率。
2018-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can non-ideal magnetohydrodynamics solve the magnetic braking catastrophe?
我们调查分子云核心的低电离分数是否可以解决“磁制动灾难”，其中磁场防止年轻恒星周围的星周盘的形成。我们进行三维平滑粒子非理想磁流体动力学（MHD）模拟的引力坍缩的一个太阳质量的分子云核心，将双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应的影响，以及自洽的计算电离化学假设0.1微米的颗粒。当仅包括双极扩散或欧姆电阻率时，在存在强磁场的情况下不会形成盘，类似于使用理想MHD的情况。由于霍尔效应的存在，圆盘的形成取决于磁场相对于气体云旋转矢量的方向。当矢量对齐时，发生强磁制动并且不形成盘。当矢量反对齐时，即使在强磁场中，当所有三个非理想项都存在时，也可以形成半径为13 AU的圆盘，并且当仅存在霍尔效应时，可以形成38 AU的圆盘;在这两种情况下，在第一个流体静力学核心周围形成反向旋转的包络。对于较弱的反排列场，霍尔效应产生的大质量圆盘与没有磁场时产生的圆盘相当，这表明通过引力不稳定性形成的行星形成可能取决于前体分子云核心中磁场的符号。
2016-01-13 astro-ph.SR
Testing the Rossby Paradigm: Weakened Magnetic Braking in early K-type Stars
本文结合六颗早 K 型恒星的磁场、质量损失及恒星参数约束，发现风制动扭矩在临界 Rossby 数处骤降逾一个数量级，提示减弱磁制动或对应亚临界发电机。
2025-04-28 astro-ph.SR
Braking down an accreting protostar: disc-locking, disc winds, stellar winds, X-winds and Magnetospheric Ejecta
经典金牛座T星是低质量的年轻恒星，它们被星周吸积盘所包围，并从中获得质量。尽管这种吸积和它们自己的收缩都应该导致它们的自旋上升，但只要圆盘保持不变，这些恒星似乎保持了几乎恒定的旋转周期。在文献中已经提出了几种方案，以解释这种令人困惑的“盘锁定”的情况：无论是沉积在光盘的恒星角动量的恒星磁层或通过风喷射，从而提供了一个解释喷流从年轻的恒星天体。在这个讲座中，这些不同的机制将被严格地详细介绍，从星盘相互作用的物理学到自约束射流的发射（盘风，恒星风，X风，锥形风）。它将表明，没有一个简单的模型可以单独说明整个大量的观测数据和“光盘锁定”需要其中一些组合。
2013-10-15 astro-ph.SR
Orbital and Mass Ratio Evolution of Protobinaries Driven by Magnetic Braking
大多数恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。双星的形成和早期演化是恒星形成中一个长期存在的问题，尚未完全了解。特别是，在恒星形成核心中观察到的磁场如何塑造双星特征仍然相对未被探索。我们证明了数值，使用ENZO-MHD代码，观察到的强度的磁场可以急剧改变一个二元系统的两个基本量：轨道分离和质量比的两个组件。我们的计算集中在原恒星质量吸积阶段，一对恒星的“种子”已经形成。我们发现，在致密的核心磁化到一个现实的水平，吸积的原双星的气体的角动量大大减少磁制动。与非磁性情况相比，强制动物质的吸积使原二进制分离缩小了一个很大的因素。磁制动也改变了不等质量的原双星的质量比的演变，通过产生低比角动量的气体，优先吸积到主要的，而不是次要的。这与先前发现的原双星从未磁化的外壳吸积到次级上的优先质量吸积形成对比，这往往会使质量比趋于统一。此外，磁场极大地改变了原双星吸积流的形态和动力学。在非磁性的情况下，它抑制了供给原双星的拱星盘和拱双星盘;双星由一个快速坍缩的伪盘供给，而伪盘的旋转被强烈制动。磁制动驱动的向内迁移的二进制文件从他们的出生地点可能会受到高分辨率的观测深嵌入的原二进制文件的轨道分布，特别是ALMA。
2012-11-26 astro-ph.SR
Magnetic braking of Sun-like and low-mass stars: Dependence on coronal temperature
类太阳和低质量恒星拥有高温日冕，并在热压力和复杂的磁流体动力学过程的驱动下以恒星风的形式损失质量。这些磁化流出物可能不会显著影响恒星在主序星上的结构演化，但它们通过移除角动量来制动恒星的旋转，这种机制称为磁制动。先前的研究已经表明，制动扭矩如何取决于磁场强度和几何形状，恒星质量和半径，质量损失率，以及恒星的旋转速度，假设日冕温度固定。在这项研究中，我们探讨了不同的日冕温度如何影响恒星扭矩。我们采用2.5维，轴对称，磁流体动力学模拟，计算与PLUTO代码，获得稳态风的解决方案，从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括30个模拟与日冕温度和表面磁场强度的变化。我们认为帕克（即热压力驱动）风，因此，日冕温度是确定的速度和加速度的流量配置文件的关键参数。由于这些类型的恒星的质量损失率没有得到很好的约束，我们确定如何扭矩规模的恒星质量损失率的巨大范围。更热的风导致更快的加速度，我们表明，（对于给定的磁场强度和质量损失率）一个更热的外流导致恒星上的扭矩较弱。我们推导出新的预测扭矩公式为每个温度，量化这种影响的范围内可能的风加速度剖面。
2017-10-03 astro-ph.SR
The effect of magnetic topology on thermally-driven winds: towards a general formulation of the braking law
星风被认为是主序星自旋下降的主要过程。磁化风提取角动量的研究已经进行了几十年，导致产生的扭矩的几个公式。然而，以前的研究一般考虑简单的偶极或分裂的恒星磁拓扑结构。在这里，我们考虑除了一个偶极恒星磁场，四极和八极配置，同时也改变旋转速率和磁场强度。使用2.5D、圆柱形和轴对称装置进行60次模拟，并使用PLUTO代码进行计算，以找到每种拓扑结构的扭矩公式。我们进一步成功地给出了一个独特的法律，适合每一个拓扑结构的数据，制定在风中的开放磁通量的扭矩。我们还表明，我们的配方可以应用到更现实的磁拓扑结构，太阳在其最小和最大相位的例子观察到的Wilcox太阳天文台，和一个年轻的K星（TYC-0486- 4943-1），其拓扑结构已获得塞曼多普勒成像（ZDI）。
2014-11-27 astro-ph.SR
Spindown of Isolated Neutron Stars: Gravitational Waves or Magnetic Braking?
我们研究了孤立中子星在两个因素驱动下的自旋降速：（i）由于r-模的引力波发射和（ii）磁制动。在孤立中子星的背景下，我们提出的第一个研究包括自洽的自旋演化的r-模式的磁阻尼。我们跟踪自旋演化采用RNS代码，它占旋转结构的中子星的各种状态方程。我们发现，尽管由于磁场的强阻尼，r模式改变制动率从纯磁制动B<10^{13}G。对于饱和振幅的实际值，r-模式也可以减少达到夸克解除禁闭的阈值中心密度的时间。在一个唯象模型中，我们评估了磁化中子星的r模驱动自旋下降所产生的引力波形。为了与自旋下降阶段的持续信号形成对比，我们还对夸克-强子相变产生的瞬态引力波信号进行了初步估计，它可能是中子星内部夸克解除禁闭的信号。
2012-02-21 astro-ph.SR nucl-th
Weakened magnetic braking as the origin of anomalously rapid rotation in old field stars
恒星年龄的知识对于我们理解许多天体物理现象至关重要，然而年龄很难确定。随着年龄的增长，恒星会失去质量和角动量，导致表面旋转速度减缓。“陀螺年代学”技术利用恒星的自转周期来计算其年龄。然而，必须使用已知年龄的恒星进行校准，直到最近，这种方法还没有对老恒星（超过1千兆年，Gyr）进行测试。现在已知中等年龄的疏散星团（NGC 6819; 2.5 Gyr）中恒星的自转周期，以及用星震学确定年龄的老恒星的自转周期。星团的数据与以前的周期-年龄关系一致，但这些关系无法描述星震样本。在这里，我们报告恒星演化模型，并确认存在意外的快速旋转的恒星比太阳更进化。我们证明，模型，包括显着削弱旧恒星的磁制动可以-不像现有的模型-重现的asteroseisic和集群数据。我们的发现可能表明，随着太阳接近临界转变为弱得多的磁化风，老化的恒星发电机的性质发生了根本性的变化。这种减弱的制动限制了陀螺年代学对那些超过其主序星寿命一半的恒星的诊断能力。
2016-01-11 astro-ph.SR
The influence of the magnetic topology on the braking of sun-like stars
星风被认为是主序星自旋下降的主要过程。磁化风提取角动量的研究已经进行了几十年，导致产生的扭矩的几个公式。然而，以前的研究一般考虑简单的偶极或分裂的恒星磁拓扑结构。在这里，我们考虑除了一个偶极恒星磁场，四极和八极配置，同时也改变旋转速率和磁场强度。使用2.5D、圆柱形和轴对称装置进行60次模拟，并使用PLUTO代码进行计算，以找到每种拓扑结构的扭矩公式。我们进一步成功地给出了一个独特的法律，适合每一个拓扑结构的数据，制定在风中的开放磁通量的扭矩。我们还表明，我们的配方可以应用到更现实的磁拓扑结构，太阳在其最小和最大相位的例子观察到的Wilcox太阳天文台，和一个年轻的K星（TYC-0486-4943-1），其拓扑结构已获得塞曼多普勒成像（ZDI）。讨论了如何从ZDI图中计算开通量的方法。
2014-10-31 astro-ph.SR
Birth of magnetized low-mass protostars and circumstellar disks
本研究通过高分辨率3D RMHD模拟，揭示了双极扩散下磁制动减弱使原恒星形成旋转支撑星盘并植入千高斯磁场，验证了化石场假说。
2025-03-11 astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Clouds Enabled by the Hall Effect
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。动力学上重要的磁场对原恒星盘的形成是一个重大的障碍。最近的研究表明，磁制动是强大到足以抑制形成的旋转支撑盘在理想的MHD极限。非理想的磁流体动力学效应是否能形成磁盘，目前还没有定论。我们进行了第一次研究如何磁盘形成的磁云修改的霍尔效应，探索最少的三个非理想的MHD效应在恒星形成（其他两个是双极扩散和欧姆耗散）。为了说明的目的，我们考虑一个简化的问题，一个非自引力，磁化信封崩溃到中央原恒星的固定质量。我们发现霍尔效应可以使坍缩流的内部旋转到开普勒速度，从而产生旋转支撑盘。该磁盘是通过霍尔感应转矩产生的。只要霍尔系数足够大，即使当包络线最初不旋转时，也会形成圆盘。当磁场方向翻转时，磁盘旋转的方向也反转。这意味着霍尔效应原则上可以在原恒星周围产生规则旋转和反向旋转的圆盘。我们的结论是，霍尔效应是一个重要的因素，考虑在研究角动量演化的磁化恒星形成一般和磁盘的形成，特别是。
2011-01-15 astro-ph.SR
Conditions for Circumstellar Disk Formation: Effects of Initial Conditions and Sink Treatment
用三维磁流体动力学模拟研究了坍缩云核中星周盘的形成。我们准备了四种类型的初始云具有不同的密度分布和计算它们的演变与或没有一个汇。为了研究磁耗散对盘形成的影响，在一些模型中考虑了欧姆耗散。计算表明，盘的形成对云的初始构型和汇的处理都很敏感。即使初始云具有几乎相同的质量通量比，具有不同密度剖面的云的盘大小也有很大的不同。只有一个非常小的磁盘（\sim 10 AU大小）出现在具有均匀密度轮廓的云中，而一个大磁盘（\sim 100 AU大小）形成在具有Bonnor-Ebert密度轮廓的云中。此外，一个大的下沉吸积半径数值上阻碍磁盘的形成过程中的主要吸积阶段，并往往促进误导的概念，磁盘的形成是完全抑制磁制动。原恒星外流也很大程度上受汇的性质。研究主吸积阶段盘的形成需要\lesssim 1 AU的吸积汇半径和\gtrsim 10^ 13 cm^-3的吸积汇阈值密度。
2013-07-06 astro-ph.SR
Cosmic-ray ionization rate versus Dust fraction: Which plays a crucial role in the early evolution of the circumstellar disk?
利用三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了年轻恒星天体（YSO）的形成和早期演化，探讨了宇宙线电离率和尘埃含量（或尘埃颗粒数量）对星周盘形成的影响.我们的模拟表明，较高的宇宙线电离率和较低的尘埃分数导致（i）较小的磁电阻率的双极扩散，（ii）较小的磁盘大小和质量，（iii）较早的流出形成的时间和较大的角动量的流出。特别是，在高宇宙射线电离率下，模拟早期形成的磁盘在大约104年的时间尺度上被磁制动分散。我们的研究结果表明，宇宙射线电离率对盘的形成和演化有特别大的影响，而尘埃分数的影响并不显著。
2023-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of Magnetic Braking on High-mass Close Binary Formation
结合数值模拟和分析建模，我们调查是否密切的二元系统形成的磁制动的影响。利用磁流体动力学模拟，我们计算了云的演变与一个汇，我们没有解决的二元系统或二元轨道运动，以实现长期的时间积分。然后，我们用模拟得到的吸积质量和角动量解析地估计了双星的分离。在未磁化的云中，形成间距大于100 au的宽双星系统，其中双星间距在主吸积阶段继续增加。相比之下，距离小于100金的密近双星系统可以在磁化云中形成。由于磁制动的效率很大程度上取决于磁场的强度和结构，它们也影响着密近双星的形成条件。此外，原恒星外流对密近双星的形成有负面影响，特别是当星前云的旋转轴与全球磁场对齐时。外流中断了具有小角动量的气体的吸积，这些气体被从云中排出，而具有大角动量的气体优先从外流的一侧落在二元系统上，并扩大了二元分离。这项研究表明，具有不平行于旋转轴的磁场的云是形成密近双星系统的有利环境。
2021-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Weakened Magnetic Braking in Old Solar Analogs
主序星的自转速度会随着时间的推移而变慢，因为它们逐渐失去磁化恒星风的角动量。角动量的损失率取决于磁场的强度和形态、质量损失率、恒星自转周期、质量和半径。先前的观测表明，两颗自转速率相似但年龄差异很大的F型恒星（狮子座88和rho CrB）之间的磁形态发生了变化。在这封信中，我们确定了一个可比较的过渡在2-7 Gyr之间的年龄的太阳类似物的进化序列。我们提出了新的光谱偏振18斯科和16天鹅座A & B从大双筒望远镜，我们重新分析以前发表的塞曼多普勒图像的HD 76151和18斯科，提供额外的限制，这种过渡的性质和时间。我们将档案X射线观测与盖亚的最新距离相结合，以估计质量损失率，并采用来自星震学和其他来源的精确恒星属性。然后，我们计算了演化序列中每颗恒星的风制动扭矩，表明角动量损失率在HD 76151和18 Sco（2.6-3.7 Gyr）之间下降了一个数量级以上，并继续适度减少到16 Cyg A & B（7 Gyr）的年龄。我们认为，这种磁过渡可能代表了较弱的差分旋转所产生的全球发电机的中断，我们概述了计划，以探测这种现象在其他恒星跨越广泛的光谱类型。
2022-06-17 astro-ph.SR
Circumstellar disks and outflows in turbulent molecular cloud cores: possible formation mechanism for misaligned systems
我们研究了分子云核在磁场和湍流作用下坍缩后星周盘和外流的形成。采用自适应网格加密方法对原恒星形成后的演化过程进行了数值模拟，直到$\sim 1000$ ~年。在模拟中，原恒星周围会形成星周盘;磁化模型中的星周盘比非磁化模型中的星周盘小得多，但它们的大小会随着时间的推移而增加。具有较强磁场的模型倾向于产生较小的磁盘。在磁化模型的演化过程中，盘与原恒星的质量比近似恒定在$\sim 1-10$ \%。星周盘根据它们的角动量排列成一条直线，外流沿磁场以$10-100$ ~au尺度加速;这就产生了一个与外流不对齐的盘。外流分为两种类型：磁离心风和螺旋流。在后者中，由于几何形状，旋转轴与磁场不对准。磁场在云核中具有内部结构，这也导致云核尺度上的流出物和磁场之间的不对准。核中角动量矢量的分布也具有非单调的内部结构。这应该会在星周盘上产生一个与时间相关的角动量吸积。因此，在长期演化过程中，星周盘的大小和方向都将发生变化。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of Magnetic Misalignment on Protobinary Evolution
大多数太阳型恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。它们形成于分子云的致密核心，被观察到被显著磁化。我们以前的研究表明，在原恒星质量吸积阶段，磁制动可以通过去除吸积物质的角动量来收紧双星分离。最近对单个恒星形成的数值计算表明，磁场和旋转轴之间的不对准可能会削弱磁制动和相关的磁驱动外流。这两种效应使得即使在强磁化的磁芯中也能形成磁盘。在这里，我们研究了磁场失调对原双星性质的影响。有些令人惊讶的是，与对齐的磁场相比，未对齐的磁场在收紧双星轨道方面更有效。其主要原因是，这种错位削弱了磁力驱动的外流，从而使更多的物质吸积到双星上。即使这种内部材料的比角动量高于对齐的情况，它也不足以补偿额外的质量。这个结果的一个推论是，当磁场相对于旋转轴倾斜时，需要较弱的磁场来实现相同程度的向内迁移。大的磁场失准也有助于产生旋转支撑的环双星盘，即使是相对较强的磁场，通过削弱接近双星的磁主导结构。我们的结果可能提供了一个解释，在最近的SMA和ALMA观测发现的环双星盘。
2013-08-04 astro-ph.SR
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 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
On the competing effect of wind braking and interior coupling in the rotational evolution of solar-like stars
类太阳恒星（M < 1.3 Msun）通过磁化风失去角动量。由此产生的表面旋转周期的演变，这可以直接测量光度，有可能提供一个准确的恒星年龄的指标，并受到约束的观测旋转周期的同时代的恒星，如银河系疏散星团的成员。疏散星团质量-自转周期图的一个显著观测特征是一系列相对较慢的自转子。这个慢转星序列的形成和持续存在了几十亿年，这意味着属于它的恒星有一个近似一致的自旋下降过程。特别是，在逐渐变老的星系团中，这个序列被观察到一致地朝着更长的周期演化。然而，最近对7亿年前的Praesepe和1亿年前的NGC 6811星系团的观测似乎与这一普遍模式相矛盾。虽然较老的NGC 6811的慢转序列上的1 Msun恒星比年轻的Praesepe中的对应恒星有更长的周期，但正如预期的那样，这两个序列基本上在较低的质量（< 0.8 Msun）下合并。换句话说，低质量恒星在其间的3亿年里似乎根本没有自转。在这里，我们表明，这种行为是一种表现的变量旋转耦合类太阳恒星。来自内部的角动量的重铺可以暂时补偿由于表面的风制动而造成的损失。角动量的内部重新分配有一个陡峭的质量依赖性;因此，不同质量的恒星在不同的年龄发生再耦合。我们的模型解释了Praesepe和NGC 6811之间低质量恒星表面自旋下降的停滞，并预测在其他质量范围内的其他年龄应该可以观察到相同的行为。
2019-08-01 astro-ph.SR
Evolving LMXBs: CARB Magnetic Braking
针对标准磁制动无法解释观测到的低质量X射线双星质量转移率的问题，本文提出CARB磁制动方案，结合对流与旋转效应，成功重现了所有已知银河系持续NS LMXBs的观测特征。
2023-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational velocities of nearby young stars
恒星自转是驱动恒星磁性、活动和化学元素混合的关键参数。此外，恒星自转的演化与星周盘的演化是耦合的。减速制动机制被认为是负责在吸积阶段的旋转减速，并在收缩阶段的快速旋转到达ZAMS后，从磁盘解耦旋转自旋。我们调查的投影旋转速度vsini的一个样本的年轻恒星相对于恒星质量和磁盘的演化状态，以寻找可能的迹象盘制动机制。我们分析了附近220颗（大多数<100 pc）年轻恒星（2-600百万年）的恒星光谱，包括它们的vsini，恒星年龄，α发射和吸积率。这些恒星是在智利拉西拉用FEROS和HARPS观测到的。光谱已经与适当的理论模板交叉相关。我们建立了一个新的校准，以便能够从互相关光谱中获得vsini值。恒星的年龄是根据6708 Ang的LiI等效宽度估算的。测量了Halpha发射的等效宽度和10%高度处的宽度，以识别吸积物并用于估计吸积率。vsini，然后分析相对于拱星盘的演化状态，以寻找在吸积器盘制动机制的迹象。我们发现，我们的目标的广泛的vsini分布延伸到旋转速度高达100公里/秒以上，峰值为7.8+-1.2公里/秒，我们的恒星的约70%显示vsini<30公里/秒。此外，我们可以发现吸积器中的盘制动和与其盘解耦的恒星的旋转自旋的迹象。此外，我们表明，一些年轻的恒星是适合精确的径向速度测量行星搜索调查。
2010-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Rapid Spin Deceleration of Magnetized Proto-Neutron Stars via Asymmetric Neutrino Emission
在完全相对论平均场论的背景下，我们计算了原中子星的非对称中微子吸收自旋减速。本文首次计算了在环形磁场位形中由于中微子的不对称吸收而引起的中子星自旋减速。我们发现了一个令人惊讶的效应，即在环形磁场中，中微子的非对称吸收的减速比通常假设的磁偶极辐射引起的制动要大得多。这可能解释了磁星在过去似乎有一个更快的减速。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
PION: Simulating bow shocks and circumstellar nebulae
膨胀的星云是由恒星的质量损失产生的，特别是在演化的后期。这些星云的多维模拟需要恒星附近的高分辨率，并允许分辨率随着与恒星的距离而降低，理想情况下具有自适应时间步长。我们报告的实施和测试的静态网格细化的辐射磁流体动力学代码PION，并记录其性能的二维和三维计算。弓冲击产生的热，磁化，缓慢旋转的恒星，因为它通过磁化ISM移动在3D模拟，突出与2D计算相比的差异。依赖于磁场的，随时间变化的磁化风的建模和模拟的蓝超巨星周围的环形星云从文献进行比较。从沃尔夫-拉叶星到慢风从以前的红超巨星阶段的演化的快风的膨胀的3D模拟，与文献和解析理论的结果进行了比较。最后，用三维MHD模拟了双星系统的风-风碰撞，并与以前的二维计算结果进行了比较。提供了一个python库，用于读取和绘制模拟快照，还演示了使用环面生成合成红外发射图。结果表明，国家的最先进的三维MHD模拟的风驱动星云可以使用PION合理的计算资源。源代码和用户文档在BSD 3许可证下向社区提供。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of Differential Rotation on Magnetic Braking of Low-Mass and Solar-Like Stars: A Proof-of-Concept Study
在主序星上，低质量和类似太阳的恒星被观测到随着时间的推移而自旋下降，磁化的恒星风被认为是造成这种显著角动量损失的主要原因。以往的研究表明，风扭矩可以通过公式依赖于恒星的属性，如磁场强度和几何形状，恒星半径和质量，风的质量损失率，和恒星的旋转速率进行预测。虽然这些恒星被观察到经历表面的差异旋转，扭矩公式迄今已假定固体旋转。表面差异旋转预计会影响风的旋转，从而影响角动量损失。为了研究差异旋转如何影响扭矩，我们使用PLUTO代码执行2.5D磁流体动力学，轴对称模拟恒星风，使用类似太阳的colatitude-dependent表面差异旋转轮廓（即，两极的自转比赤道慢）。我们证明了扭矩是由平均旋转速率在风中，使净扭矩小于通过假设固体旋转在赤道速率预测。这种效应的大小基本上与太阳表面自转差的大小成正比，例如，太阳受到的扭矩比固体假设所预测的小$\sim 20 \%$。我们推导并拟合了一个半解析公式，该公式预测了扭矩作为赤道旋转速率、差分旋转幅度和风磁化强度（取决于偶极磁场强度和质量损失率）的函数。
2021-11-23 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
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
Recurrent Planet Formation and Intermittent Protostellar Outflows Induced by Episodic Mass Accretion
研究了从星前核阶段到原恒星形成后10^4年左右磁化云核中星周盘的形成和演化。在星周盘中，由于磁不活跃区域的引力不稳定性首先发生碎裂，并出现亚恒星质量的物体。星下质量的天体由于与巨大的星周盘的引力相互作用而失去轨道角动量，最后落在原恒星上。在这次下降之后，星周盘通过质量吸积增加了它的质量，并再次引起碎裂。星下质量物体的形成和下落在星周盘中重复，直到主吸积阶段结束。在这个过程中，碎片的质量仍然很小，因为星周盘在变得非常大之前通过碎片和随后的碎片下落而失去了质量。此外，当碎片在原恒星附近轨道运行时，它们会干扰内部盘区域，并促进原恒星的质量吸积。亚恒星质量天体的轨道运动与原恒星吸积光度的时间变化有明显的相关性。此外，当物体坠落时，原恒星会在短时间内显示出强烈的增亮。间歇性的原恒星外流也是由星周盘驱动的，星周盘的磁场线由于碎片的轨道运动而高度缠结。时变的原恒星光度和间歇性的外流可能是探测拱星盘中行星质量物体的线索。
2011-01-11 astro-ph.SR
Time evolution of rotating and magnetized white dwarf stars
研究了孤立、零温和有限温、大质量、均匀旋转、高磁化白矮星在磁偶极制动驱动的角动量损失下的演化。我们考虑了白矮星等温核的结构和热演化，同时考虑了核燃烧和中微子发射过程。我们估计了白矮星在达到Ia型超新星爆发或引力坍缩为中子星的条件之前的寿命。我们研究了表面磁场从$10^6$到$10^{9}$ ~G，质量从$1.39$到$1.46~M_\odot$的白矮星，分析了白矮星的转动惯量、角动量、中心温度和磁场强度等参数随寿命的变化。磁场只会减慢白矮星的速度，而不会影响它们的状态方程和结构。此外，我们还计算了核反应的特征时间和动力学时标。的天体物理后果的结果进行了讨论。
2019-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Weakened Magnetic Braking in the Exoplanet Host Star 51 Peg
本研究通过估算风制动力矩，结合分光偏振测量、X射线和星震学分析，证实系外行星宿主星飞马座51处于减弱磁制动状态，这对该系统的空间天气环境具有重要意义。
2024-01-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion, Outflows, and Winds of Magnetized Stars
许多类型的恒星都有强大的磁场，可以动态地影响星周物质的流动。在具有吸积盘的恒星中，恒星磁场可以截断内部吸积盘，并决定物质流向恒星的路径。这些路径在具有不同磁层和旋转周期的恒星中是不同的。外磁力线的磁层可能膨胀，并产生有利的条件，从磁盘磁层边界外流。在螺旋桨状态下，外流可能特别强烈，其中恒星的旋转速度比内盘更快。如果磁层被吸积物质压缩，流出也可能在缓慢旋转的恒星的盘-磁层边界形成。在孤立的强磁化恒星中，磁场可以影响恒星风外流的形成和/或传播。来自低质量太阳型恒星的风可能是热驱动或磁驱动的，而来自大质量明亮的O型和B型恒星的风则是辐射驱动的。在所有这些情况下，磁场会影响来自恒星的物质流，并决定许多观测性质。在这一章中，我们回顾了最近的吸积，外流和磁化恒星的风的研究，重点是三个主要议题：（1）吸积到磁化恒星;（2）从磁盘磁层边界流出;（3）风孤立的大质量磁化恒星。我们从全球磁流体动力学模拟得到的结果，并在一些情况下比较全球模拟与观测。
2016-05-16 astro-ph.SR
Hall effect-driven formation of gravitationally unstable discs in magnetized molecular cloud cores
我们证明了在磁化分子云核中形成重力不稳定盘，初始质量与通量比为临界值的5倍，有效地解决了磁制动灾难。我们利用欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应以及$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$ s $^{-1}$的正则宇宙线电离率来模拟引力坍缩直至恒星核心的形成。当磁场和旋转轴初始对准时，在第一芯相之后形成$\lesssim1$ ~Au盘，而当磁场和旋转轴反向对准时，在第一芯相期间形成引力不稳定的25~Au盘。对准模型发射了3 km s的$^{-1}$第一核外流，而反对准模型仅发射了弱的$\lesssim 0.3$ km s $^{-1}$第一核外流.定性地，我们发现，模型与$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$的$^{-1}$是类似于纯流体动力学模型，如果旋转轴和磁场最初是反对齐的，而它们是定性地类似于理想的磁流体动力学模型，如果最初对齐。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc formation in turbulent cloud cores: is magnetic flux loss necessary to stop the magnetic braking catastrophe or not?
Santos-Lima、de Gouveia Dal Pino和Lazarian（2012年）最近对湍流磁化云核中开普勒盘形成的数值分析表明，重联扩散是一个有效的过程，可以在旋转支撑盘的形成过程中去除多余的磁通量。这个过程是由湍流中磁场的快速重联引起的。在一项类似的数值研究中，Seifried等人（2012年）得出结论，重联扩散或任何其他非理想MHD效应都是不必要的，仅湍流剪切就可以提供一种自然的方式来建立旋转盘，而不需要磁通量损失。他们的结论是基于这样一个事实，即在半径远大于圆盘的球形区域上计算的平均质量通量比（μ）在他们的模型中几乎是恒定的。在这封信中，我们比较了两组模拟，并表明这种在大尺度上的平均可以掩盖在圆盘形成的内部区域μ的显着实际增加。我们表明，在吸积的湍流包络材料中，在盘形成的初始阶段发生了磁场的重联扩散。我们的分析是暗示，重连扩散是存在于这两套模拟，并提供了一个简单的解决方案的“磁制动灾难”，这是在文献中讨论的形成原恒星吸积盘。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Non-Ideal Magnetohydrodynamic Effects and Early Formation of Circumstellar Disks
磁场对角动量的输运是恒星和盘形成和演化的重要物理过程。由于恒星形成云的电离度极低，非理想磁流体动力学（MHD）效应如双极扩散和欧姆耗散在原恒星坍缩过程中发挥着重要作用。这些效应在恒星形成的早期阶段具有重要影响，因为它们重新分配磁通量并抑制磁场的角动量传输。我们进行三维嵌套网格辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，包括欧姆耗散和双极扩散。如果没有这些效应，磁场会有效地传输角动量，以至于即使在第二次塌陷之后也不会形成旋转支撑的盘。欧姆耗散仅在第一核心内的相对高密度区域中起作用，并且抑制角动量传输，使得能够在第二塌陷之后形成非常小的旋转支撑盘。在欧姆耗散和双极扩散的情况下，这些效应在第一芯内的几乎整个区域中有效地起作用，并且发生显著的磁通量损失。因此，在原恒星核心形成之前，就已经形成了一个旋转支撑的圆盘。盘的大小仍然很小，在第一个核心阶段结束时约为5 AU，但随着气体吸积的继续，这个盘将在以后增长。因此，非理想MHD效应可以解决所谓的磁制动灾难，同时保持磁盘的大小在早期阶段，这是暗示从最近的干涉观测。
2015-01-16 astro-ph.SR
Constraints on Magnetic Braking from the G8 Dwarf Stars 61 UMa and $τ$ Cet
该研究利用G8型矮星61 UMa和$τ$ Cet的观测数据，首次从冷于太阳的恒星中得到磁制动转变的直接约束，发现角动量损失率降幅远超理论预期，并为临界罗斯比数取值提供了新依据。
2023-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for reduced magnetic braking in polars from binary population models
考虑到白矮星（WD）磁场对角动量损失的影响，我们提出了同步磁激变变量（称为极）的第一个人口合成。我们实现了减少磁制动（MB）模型提出的李，吴和Wickramasinghe到恒星演化（BSE）代码最近校准的激变变量（CV）的演变。然后，我们分别比较了我们的预测极性和非磁性CV与一个大的和均匀的样本观测到的CV从斯隆数字巡天。我们发现，如果排除周期反弹，预测的轨道周期分布和空间密度与观测一致。对于极性，我们还发现预测和观察到的传质速率之间的协议，而非磁性CV的周期${\gtrsim3}$小时的传质速率急剧不同意来自观测。我们的结果提供了强有力的证据，简化MB模型的高度磁化吸积WD的演化可以解释所观察到的极性的性质。剩余的主要问题，在我们的理解CV的演变是起源的大量的高磁性WD，所观察到的非磁性系统的质量传递速率与周期${\gtrsim3}$小时的大分散，并在所观察到的样品中没有周期的保镖。
2019-12-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of magnetized spatial structures in the Beta Lyrae system III. Reflection of magnetically controlled matter in circumbinary structures in helium lines, in particular arising from metastable levels
考虑到施主磁场的纵向分量在轨道周期内的变化，研究了Beta Lyrics系统的空间气体结构。这项研究主要是以围绕整个双星系统的星周结构的动力学研究为基础的。特别强调的是复杂的氦线的研究，特别是那些产生于亚稳能级。分析了从紫外到红色光谱区的许多不同的可观察事实。施主磁场的配置不仅是增强质量传递和影响恒星组件之间空间气体结构形成的因素，而且在某种程度上也影响物质的流出和这种相互作用的双星系统周围外部气体结构的形成。连同以前的文章\citep{Skulskyy2020a, Skulskyy2020b}，这项工作的证据，证实了磁控制物质在环双星结构中的反射，定义了组件之间的质量交换和物质向外流出的连贯图像的基础
2021-02-03 astro-ph.SR
Angular momentum loss in the envelope-disk transition region of HH 111 protostellar system: evidence for magnetic braking?
HH 111是一个距离约400 pc的I类原恒星系统，中心源VLA 1与深深嵌入扁平包层中的旋转盘有关。在这里，我们提出了该系统的观测在~ 0.6”（240 AU）的分辨率在C18 O（J=2-1）和230 GHz的连续获得的阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列，并在SO获得的亚毫米阵列。观测结果首次显示了开普勒旋转盘如何在扁平的信封内形成。在C18 O中检测到扁平的包络，从VLA 1源延伸到>~ 2400 AU。它有一个微分自转，其外部（>~ 2000 AU）可以用具有恒定比角动量的自转更好地描述，而最内部（<~ 160 AU）则可以用开普勒自转更好地描述。因此，在这个系统中，旋转支撑的圆盘相对紧凑，这与尘埃连续体观测结果一致。最有趣的是，如果气流处于稳定状态，在从2000 AU到160 AU的圆盘-圆盘过渡区中，比角动量有一个大幅度的下降，下降了约3倍。在由简单的流体动力学核心坍缩形成的盘外，这种减少是不期望的，但是如果核心被显著磁化，则可以自然发生，因为磁场可以被原恒星吸积流的冲压压力捕获在盘外的过渡区域中，这可以导致有效的磁制动。此外，SO冲击辐射检测到周围的外半径的磁盘，并可以跟踪吸积激波周围的磁盘。
2016-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strongly magnetized accretion in two ultracompact binary systems
本研究发现两个表现出磁准直吸积特征的AM CVn系统，其质量转移速率高于纯引力辐射驱动的演化预期，提出磁制动可能是驱动机制，并探讨了该机制对这类天体演化及引力波探测的影响。
2023-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of the Hall effect during cloud core collapse:implications for circumstellar disk evolution
我们进行三维辐射非理想磁流体力学模拟和调查的霍尔效应的角动量演化的坍缩云的核心，其中磁场$\magB$和角动量$\angJ$是彼此错位的影响。我们发现，霍尔效应显著地改变了赝盘中的磁矩，并增强和减弱了$\magB$和$\angJ$之间分别具有锐角和钝角相对角的核中的磁制动。这表明，即使$\magB$和$\angJ$是随机分布的，在盘的早期演化阶段，盘的大小可能发生双峰演化。我们发现，在相对角度为钝角的云核中，在伪盘的上包络中形成了一个反向旋转的包络。我们还发现，一个反旋转区形成在云核的赝盘的中平面与锐角的相对角度。前一种和后一种类型的反向旋转包络可以分别与具有大（$r\sim100$ AU）和小（$r\lesssim10$ AU）盘的YSO相关联。
2017-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Bow shock nebulae of hot massive stars in a magnetized medium
相当一部分的OB型主序星被归类为逃逸恒星，并以超音速运动通过星际介质（ISM）。它们强烈的恒星风与周围环境相互作用，在那里，局部ISM磁场的典型强度约为3.5-7微G，这可能导致弓形激波星云的形成。我们调查这样的磁场的影响，与流动的运动，对这些拱星结构的形成和发射特性。我们的轴对称，磁流体动力学模拟与光学薄辐射冷却，加热和各向异性热传导表明，背景ISM磁场的存在下，影响我们的弓冲击在哈和[OIII] lambda 5007，分别成为约1-2个数量级的微弱的投影光发射。对尘埃不透明度的辐射转移计算表明，磁场稍微减少了它们投射的红外辐射，我们的弓形激波在60微米处发出明亮的辐射。这也许可以解释为什么电离逃逸的大质量恒星产生的弓形激波通常很难被识别。最后，我们讨论了我们的研究结果的背景下的弓激波的Zeta蛇夫座，我们支持解释其不完美的形态作为证据的存在的ISM磁场不对齐的运动，其驱动星。
2016-10-03 astro-ph.SR
The evolution of circumstellar discs in the Galactic Centre: an application to the G-clouds
银河系中心在几百万年前经历了一次恒星形成事件，可能产生了许多拥有拱星盘的金牛座T星。有人认为，这些圆盘可能是被确定为"G云“的致密尘埃电离源。考虑到银河系中心的恶劣环境，我们研究了这些圆盘可能经历的进化途径。我们计算新的外部光蒸发模型适用于光盘在银河系中心，占亚音速发射的风和吸收的紫外线光子的灰尘。利用演化圆盘的计算，我们发现光蒸发对圆盘的快速截断导致它们迅速地吸积到中心恒星上。最终，一个吸积的环星圆盘的寿命是$\lesssim1~$ Myr，它的寿命不足以解释G云。然而，我们确定了一个新的进化途径，在银河系中心的拱星盘。通过光蒸发去除圆盘材料可以防止年轻恒星由于磁制动而旋转，最终导致快速旋转的年轻恒星将圆盘扭转成防止吸积的“递减圆盘”状态。与此同时，圆盘中的任何行星伴侣都会将尘埃捕获在其轨道之外，从而关闭光蒸发。在这种状态下，椎间盘可以存活长达$\sim$ 1000万年。与其他恒星的相遇很可能会使这颗行星在密尔的时间尺度上消失，导致光蒸发重新开始，从而产生G云的特征。一个巨大的行星部分$\sim10\%$可以解释观测到的G云的数量。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A new view of the corona of classical T Tauri stars: Effects of flaring activity in circumstellar disks
经典金牛座T星（CTTS）是年轻的低质量恒星，从其拱星盘吸积质量。它们的特点是X射线观测显示的高水平日冕活动。这种活动可能会影响磁盘的稳定性和星周环境。在这里，我们调查，如果一个激烈的日冕活动，由于耀斑发生在靠近吸积盘可能会扰动内部磁盘的稳定性，破坏磁盘的内部，并可能引发吸积现象的速率与观察到的。通过三维磁流体动力学模拟，我们模拟了被吸积盘包围的磁化原恒星。我们探讨的情况下，其特点是一个偶极子加上八极恒星磁场配置和不同密度的磁盘或不同水平的耀斑活动。由于模拟强烈的耀斑活动，我们观察到的几个环路的形成，连接恒星的磁盘，所有这些环路建立了一个热的扩展日冕与X射线光度与典型的CTTS中观察到的值。近盘区强烈的耀斑活动对盘的稳定性有很强的扰动作用。耀斑触发了超压波，超压波穿过圆盘并改变其结构。吸积漏斗可能是由耀斑活动触发的，因此有助于恒星的质量吸积率。通过模拟计算得出的吸积速率在10^-10到10^-9兆太阳年^-1之间。吸积柱可以受到耀斑的扰动，它们可以相互作用，可能合并成更大的流。因此，吸积模式可能相当复杂：气流高度不均匀，具有复杂的密度结构，并且聚集在一起
2019-02-19 astro-ph.SR
Angular momentum and disk evolution in very low mass systems
本文综述了近年来有关棕矮星角动量和盘演化的观测结果。观测结果清楚地表明，年龄超过1000万年的褐矮星是唯一的快速旋转体，不会随着年龄的增长而旋转。这表明磁风的旋转制动在亚星区域变得非常低效或停止工作。然而，有一些证据表明，在演化的最初几个百万年期间，类似于恒星，盘制动。棕矮星盘被证明是星周盘的缩小版本，尘埃沉降，颗粒生长，在某些情况下清除了内部区域。全局磁盘属性大致与中心对象质量成比例。亚恒星盘的演化时间尺度与恒星的演化时间尺度完全一致，这可能很难理解。鉴于这些发现，褐矮星很可能能够形成微型行星系统。
2013-06-24 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
Complex Structure around a Circumstellar Disk Caused by Interchange Instability
本研究通过无中心吸积单元的三维非理想磁流体动力学长期模拟，发现强磁化云核中磁通量在星周盘边缘累积引发反复的交换不稳定性，形成与观测吻合的大尺度持久复杂结构，同时盘仍可通过空腔通道吸积增长，揭示恒星形成中磁通量的动态移除机制。
2025-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
