Simulations of star formation in Ophiuchus, II: Multiplicity
Lomax等人已经构建了一个由60个星前核组成的集合体，这些核的质量、大小、投影形状、温度和非热径向速度分布在统计上与蛇夫座的核相匹配;并使用SPH模拟了这些核的演化。每一个核心都演化过一次，没有来自恒星的辐射反馈，一次有持续的辐射反馈，一次有偶发的辐射反馈。在这里，我们分析这些模拟的多重性统计。在有幕式辐射反馈的情况下，多重数频率比野外高约60%，多重数频率和平均半长轴都随初始质量的增加而增加，三分之一的多重系统是两个以上分量的分级系统;（iv）在这些分级系统中，内部配对通常具有几个Au的分离和集中于1的质量比，而外部配对具有100 Au量级的间隔和更平坦的质量比分布。二进制统计数据与年轻的嵌入式人口的观测是兼容的，并且-如果更广泛的轨道被破坏优先由外部扰动-与成熟的外地人口的观测。在没有辐射反馈的情况下，结果与有情景反馈的模拟结果相似。在持续的辐射反馈下，褐矮星的产生量不足，多重系统的数量太少，多重系统的统计特性与观测结果不一致。这表明蛇夫座的恒星形成可能只是全球恒星形成的代表，如果吸积到原恒星上，因此辐射反馈，是偶发的。
2014-11-28 astro-ph.SR
Protostellar collapse: radiative and magnetic feedbacks on small scale fragmentation
辐射转移和磁场对星前致密核的坍缩和碎裂都有很强的影响，但在这样的尺度上还没有一致的计算。我们提出了原始AMR计算，包括磁场（在理想的MHD极限）和辐射转移，在通量限制扩散近似下，1太阳质量的致密核心的崩溃。我们比较的结果与正压EOS进行计算。研究表明，辐射转移通过冷却或加热气体对坍缩和碎裂产生重要影响，并与磁场相互补充。更大的磁场产生更强的磁制动，增加吸积率，从而增加辐射反馈的效果。即使是在磁场主导坍缩动力学的强磁化核中，辐射转移对于确定温度和光学深度分布也是至关重要的，这是两种可能的观测诊断。正压EOS不能解释实际的碎裂。数值方案的扩散，但是，被发现强烈影响输出的崩溃，最终导致虚假的碎片。在恒星形成的数值计算中，必须同时考虑辐射转移和磁场，以获得真实的坍缩构型和可观测的特征。然而，数值分辨率和求解器的鲁棒性是获得可靠结果的首要因素。当使用一个精确的求解器，碎片被发现总是保持抑制的磁场，至少在理想的MHD限制，即使辐射转移包括在内。
2009-12-17 astro-ph.SR
Revolutionizing our View of Protostellar Multiplicity and Disks: The VLA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of the Perseus Molecular Cloud
有大量的证据表明，盘形成发生在恒星形成的早期阶段，大多数恒星出生在多个系统中;然而，原恒星的多样性和盘搜索受到低分辨率，样本偏差和可变灵敏度的阻碍。我们进行了一个公正的，高灵敏度的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）对英仙座分子云中所有已知原恒星（n = 94）的巡天（d~230 pc），分辨率~15 AU（0.06”）在8毫米。我们已经发现了候选原恒星盘向17个来源（其中12个处于0级阶段），我们已经发现了三个0级磁盘候选者的<50 AU尺度的子结构，可能是磁盘碎片化的证据。在这次调查中，我们发现了16个新的多重系统（或新的组分）;新系统的分离度< 500 AU和3 × < 30 AU。我们还发现了一个双峰分布的分离，峰值在~75 AU和~3000 AU，暗示通过两种不同的机制形成：磁盘和湍流碎片。从这次调查的结果表明，在毫米和厘米波长的原恒星系统的统一，公正的调查的必要性和实用性。
2016-07-05 astro-ph.SR
The Formation of Low-Mass Binary Star Systems Via Turbulent Fragmentation
我们描述了在自引力辐射流体动力学模拟中形成的原恒星系统的坠落率。利用两个无量纲参数来确定盘对引力碎裂的可接受性，我们推断了原恒星系统多重性的极限和双星的形成机制。我们表明，这些参数给出了强大的预测，即使在边缘解决原恒星盘的情况下。我们发现，辐射反馈的原恒星系统主要通过湍流碎片形成双星，而不是磁盘不稳定性，我们预测湍流碎片是低质量恒星形成双星的主要渠道。我们清楚地表明，系统形成的模拟，包括辐射反馈有根本不同的参数比那些纯粹的流体动力学模拟。
2010-10-18 astro-ph.SR
Modeling disk fragmentation and multiplicity in massive star formation
研究了大质量原恒星周围吸积盘的形成、早期演化和碎裂过程。我们使用基于网格的自重力辐射流体动力学代码，包括恒星和尘埃演化的子网格模块。我们故意不使用下沉粒子来考虑碎片形成和破坏的所有路径，而是保持足够高的空间网格分辨率，以正确解决问题的物理长度尺度。我们使用球坐标中的3D网格，在径向方向上具有对数缩放，在极方向上具有余弦缩放。因此，网格单元总数的大约25%，对应于$\sim$ 2600万个网格单元，用于模拟磁盘物理。它们构成了迄今为止对形成中的大质量恒星周围的磁盘碎片进行的最高分辨率模拟，其中考虑了这里的物理学。我们通过对5种不同分辨率进行相同的模拟来研究结果的收敛性。我们从一个分子云的坍缩开始;一个大质量的（原）恒星在它的中心形成，周围是一个带有螺旋臂的破碎的开普勒样吸积盘。这些碎片的质量为$\sim 1 M_\odot$，它们与盘、旋臂和其他碎片的持续相互作用导致了偏心轨道。碎片形成流体静力学核心，由次级盘与螺旋臂包围，也产生新的碎片。我们确定了几种机制的碎片形成，相互作用和破坏。碎片的中心温度可以达到氢的离解极限，形成第二个拉森核，并演化成伴星。在此基础上，我们研究的多重性预测的模拟和发现$\sim 6$同伴在不同的距离从主要的：从可能的光谱倍数，同伴在1000和2000 AU之间的距离。
2020-08-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars V. A Characterization of Protostellar Multiplicity
利用ALMA 0.87 mm和VLA 9 mm连续巡天观测了猎户座分子云中328颗原恒星的多样性。这些观测结果对小到$\sim$ 20~au的投影空间分离很敏感，我们认为高达10 $^4$ ~au的源分离是潜在的同伴。猎户座原恒星的总体多重性分数（MF）和伴星分数（CF）分别为0.30 $\pm$ 0.03和0.44 $\pm$ 0.03，考虑到从20到10 $^4$ ~au的分离。的MF和CF的潜在的污染进行了校正，由无关的年轻恒星使用概率计划的基础上，每个原恒星周围的年轻恒星的表面密度。伴星的分离分布总体上呈双峰型，与太阳型场星的分离分布不一致，而平谱原恒星的分离分布与太阳型场星的分离分布一致。英仙座恒星形成区的多重数统计和伴星分离分布与猎户座一致。根据在$\sim$ 100~au和$\sim$ 10 $^3$ ~au处观测到的0类分离峰，我们认为分离度为$<$ 500~au的多次波可能是由盘碎裂和伴随迁移的湍流碎裂共同产生的，而在$\ga$ 10 $^3$ ~au处的多次波则主要是由湍流碎裂产生的。我们还发现，在高YSO密度区，MF/CF值可能在100 ~ 10 $^3$ ~au之间从0类上升到平谱原恒星。这一发现可能是伴随物从$>$ 10 $^3$ ~au迁移到$<$ 10 $^3$ ~au的证据，并且10 $^3$和10 $^4$ ~au之间的一些伴随物必须（或变得）未结…
2021-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud fragmentation cascades and feedback: on reconciling an unfettered inertial range with a low star formation rate
分子云复合体表现出（i）在其大部分动态范围内不受约束的拉森型光谱，同时（ii）仍然产生比这个级联低得多的恒星形成速率，一直到恒星形成尺度。在这里，我们解释了这些属性的兼容性与最低限度的考虑质量守恒的碎片级联，结合恒星反馈的估计。重要的是，减少碎片化和截断复合体所需的反馈量随着规模的减小而减小。反馈动量与自由落体动量相匹配的尺度标志着一个过渡尺度，低于大部分级联被截断，分子云复合体消散。对于一个半径为$\sim 50$ pc的$10^6M_\odot$ GMC复合体，来自年轻恒星天体、超新星、辐射和星风的综合反馈可以在外部自由落体时间内截断级联，但只有在级联达到秒差距尺度之后。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Assembly of Stellar Systems and Their Evolution with the SMA (MASSES). Multiplicity and the Physical Environment in L1448N
我们目前的连续谱和分子线观测在230 GHz和345 GHz的亚毫米阵列（SMA）对英仙座L1448 N地区的三颗原恒星。这些数据来自大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化”（MASSES）。三个尘埃连续源，源B，源NW和源A，在两个频率检测。这些源在C18 O（J=2-1）、13 CO（J=2-1）和HCO+（J=4-3）中具有相应的发射峰，并且与N2 D+（J=3-2）峰具有偏移。高角分辨率数据来自一个免费的连续测量与卡尔G。Jansky甚大天线阵显示，源B与三个8毫米连续体天体有关，源NW与两个天体有关，而源A仍然是单一的。这些结果表明，L1448 N的多重性存在于从几千AU到< 100 AU的不同空间尺度上。在每个源的速度梯度从二维拟合SMA C18 O的排放被发现是垂直于流出方向的20度内所揭示的12 CO（J=2-1）。我们已经观察到，具有多重性的源B和NW比没有多重性的源A具有更高的密度。这表明热金斯碎裂可能与碎裂过程有关。然而，我们没有观察到有多重性和没有多重性的源之间的转动能和引力能之间的比率的差异。我们也没有观察到非热速度分散和碎裂程度之间的趋势。我们的研究提供了第一个直接和全面的比较，在低质量的原恒星的多重性和核心属性，虽然基于少量的统计数据。
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of the environment on the multiplicity properties of stars in the STARFORGE simulations
大多数观测到的恒星都是多恒星系统的一部分，但对这些系统的形成以及环境和各种物理过程的作用仍然知之甚少。我们提出了一套辐射磁流体动力学模拟恒星形成的分子云从STARFORGE项目，包括恒星反馈与不同的初始表面密度，磁场，湍流水平，金属丰度，星际辐射场，模拟几何和湍流驱动。在我们的基准云的原始模拟数据再现所观察到的太阳型和更高质量的恒星的多重性分数，类似于以前的作品。然而，在校正观测不完整性后，模拟低估了这些值。这种差异可能是由于缺乏磁盘碎片，因为模拟只解决了通过捕获或核心碎片形成的多次波。伴星的原始质量分布与随机抽取$>1\,\mathrm{M_\odot}$恒星伴星的初始质量函数相一致，然而，考虑到观测的不完整性，产生了一个与观测相似的平坦分布。我们发现，恒星的多样性变化的云的演变和反相关的恒星密度。这种关系也解释了运行之间的大多数多重性变化，即，增加恒星密度的初始条件的变化（增加表面密度，减少湍流）减少多重性。虽然其他参数，如金属丰度，星际辐射，和几何形状显着影响恒星形成的历史或IMF，改变它们产生没有明确的趋势，在恒星的多重性属性。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Feedback, Fragmentation, and the Environmental Dependence of the Initial Mass Function
恒星形成的星际云的碎裂，以及由此产生的恒星初始质量函数（IMF），强烈地受到坍缩气体的温度结构的影响。由于来自嵌入恒星的辐射反馈可以随着坍缩的进行而改变这一点，因此反馈在确定IMF中起着重要作用。然而，辐射加热的影响和重要性很可能在很大程度上取决于坍缩云的表面密度，这决定了它们捕获辐射的有效性和在其中形成的恒星的吸积光度。在本文中，我们报告了一套自适应网格细化辐射流体动力学模拟使用的ORION代码中，我们隔离的柱密度对碎片的影响以下崩溃的云的不同列密度，同时保持质量，初始密度和速度结构，和初始维里比固定。我们发现，辐射并没有显着修改整体恒星形成率或效率，但它抑制越来越多的碎片云表面密度增加，从那些典型的低质量恒星形成地区，如金牛座，通过典型的表面密度的大规模恒星形成云在银河系中，只有在超级星团中发现的条件。在低表面密度的区域，坍缩过程中的碎裂导致小星团的形成，而不是单个的大质量恒星系统，大大减少了质量>~ 10 Msun的恒星星族的比例。我们的模拟对大质量恒星的形成和IMF的普遍性具有重要意义。
2010-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a septuple stellar system in formation via disk fragmentation
本文报告在NGC 6334IN中发现通过盘碎裂形成的七重原恒星系统，提供了引力不稳定盘碎裂是极端高阶多重性形成可行机制的观测证据。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of episodic outflow feedback on stellar multiplicity and the star formation efficiency
物质在年轻原恒星上的吸积伴随着外流的发射。观测表明，吸积，因此也流出，是偶发的。然而，情节流出反馈的核心规模的影响还没有得到很好的理解。利用光滑粒子流体动力学方法模拟了88个湍流稠密的$1 \, \mathrm{M}_{\odot}$核，研究了幕式外流反馈对恒星多重性和恒星形成效率的影响。原恒星由下沉粒子代表，它使用亚网格模型来捕捉恒星演化、盘内演化、幕式吸积和外流的发射。通过比较模拟与无情节流出反馈，我们表明，模拟与流出反馈再现年轻恒星星族的二进制统计，包括相对比例的单，二进制，三进制等和高发病率的双双星$q\geq 0.95$ ;模拟没有流出反馈。卷吸因子（总流出质量与初始喷出质量的比值）通常为$\sim 7\pm 2$，但如果核心中形成的恒星总质量较低和/或流出事件不频繁，则可能会高得多。通过减少形成的恒星的平均质量和形成的恒星数量，流出反馈将SFE减少了约2倍（与不包括流出反馈的模拟相比）。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Interplay of Magnetic Fields, Fragmentation and Ionization Feedback in High-Mass Star Formation
大质量恒星不成比例地影响着周围的环境。它们是如何形成的，直到最近才通过辐射气体动力学模拟开始变得清晰。然而，到目前为止，还没有模拟同时包括磁场和电离辐射。在这里，我们提出的第一个辐射磁流体动力学（RMHD）模拟的结果，包括电离反馈，比较RMHD模型的1000 M_sol旋转云早期辐射气体动力学模型具有相同的初始密度和速度分布。我们发现，尽管开始与强超临界质量通量比，磁场有三个效果。首先，该领域提供了本地支持对引力坍缩的吸积流，大大减少了二次碎裂的气体动力学的情况下相比。第二，磁场从坍缩的气体中排出角动量，进一步增加了中央大质量原恒星可供吸积的物质数量，从而使其最终质量比纯气体动力学的情况增加了约50%。第三，场被流动的旋转卷起，驱动塔流。然而，这种流动从未达到低质量恒星形成模拟中所看到的强度，原因有二：引力碎片破坏了原恒星形成的中心区域的环形流动，而不断扩大的H II区域往往会进一步破坏场的几何形状。因此，由电离加热驱动的外流在大质量恒星形成的区域中看起来可能更具动态重要性。
2011-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Perseus Protostars. VI. Characterizing the Formation Mechanism for Close Multiple Systems
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测多个原恒星系统在英仙座分子云先前发现的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）我们观察到17个在1.3~mm处连续的紧密（$<$ 600~AU分离）多重体系和5条分子谱线（即，\twco，\cateo，\thco，H $_2$ CO，SO）来表征这些体系形成的周围多重环境。我们检测到至少一个组件在连续的17个多系统。在三个系统中，一个伴星没有被检测到，而对于两个系统，伴星在我们观察到的分辨率下是无法分辨的。我们还检测到环绕多个灰尘排放对8出9 0级倍数。在8个I类倍数中的任何一个倍数处均未检测到环绕倍数粉尘排放。在致密气体示踪剂中检测到12个系统朝向它们的盘/内包层。对于这12个系统，我们使用稠密气体观测来表征它们的形成机制。在12个系统中的8个系统中，环多气体中的速度梯度明显垂直于流出方向，这与磁盘碎片化一致。此外，除了两个最宽的系统（$>$ 500~AU）之外，只有两个分离度为$<$ 200 ~ AU的系统是具有磁盘碎片的\textit{inconsistent}。我们的研究结果表明，磁盘碎片通过引力不稳定性是一个重要的形成机制，为密切的多个系统，但需要进一步的统计，以更好地确定通过这种方法形成的相对分数。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Feedback in Massive Star and Cluster Formation
了解大质量恒星的起源是现代天体物理学的核心。我们揭示了这个问题的模拟使用一种新的，自适应网格，光线跟踪算法。这些模拟一致遵循的引力坍缩的大质量分子云的核心，随后建立和新生恒星周围的吸积盘的碎片，并首次，其强烈的紫外辐射场和下落的材料之间的相互作用。我们发现，电离反馈既不能阻止原恒星质量的增长，也不能抑制碎裂。讨论了电离辐射和非电离辐射反馈对星团演化的影响。这种吸积并不受辐射反馈的限制，而是受到我们称之为“碎裂诱导饥饿”的过程中低质量伴星的形成的限制。这种行为一致地再现了观测到的最大质量恒星与星团中恒星总质量之间的关系。我们发现，磁场降低了恒星的形成率，并导致更多的大质量恒星的形成。
2011-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and OB Star Formation in High-Mass Molecular Hub-Filament System
丝状结构在星际介质中随处可见。细丝中集中的分子质量使得碎裂发生的时间尺度比整体坍缩的时间尺度要短。这样的分级碎裂可以进一步帮助过多的角动量的耗散。从观测上分辨分子细丝的形态和内部速度结构是至关重要的。我们对近正面的OB星团形成区G33.92+0.11进行了0”.5-2”.5角分辨率的干涉观测。对各种谱线以及毫米尘埃连续辐射的观测，一致地追踪到几个$\sim$ 1 pc尺度的尘埃分子臂。一些分子臂几何合并到一个内部的3.0 $^{\scriptsize{+2.8}}_{-\scriptsize{1.4}}\cdot10^{3}$ \，$M_{\odot}$，0.6 pc尺度的中央分子团，并可能直接引导分子气体到温暖的（$\sim$ 50 K）分子气体中，直接包围着中央嵌入的OB星。$_{3}$光谱表明中心分子团簇中的$\lesssim$具有中等的湍流线宽，FWHM为$\lesssim$ 2，km\，sPDMATHABMR，表明分子质量比位力质量大$\gtrsim$ 10倍.来自激波和中央嵌入的OB星和局部（原）星团的反馈，可能在分子气体的加热中起关键作用，并可能导致观察到的化学分层。虽然（原）恒星反馈已经存在，G33.92+0.11的化学似乎是在一个早期的演化阶段，在这个地区观察到的SO $_{2}$的低丰度极限。
2012-06-09 astro-ph.SR
Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster
利用ALMA高分辨率观测在大质量原星团G333.23--0.06中首次发现五合、四合、三合及多个双星原恒星系统，提出核碎裂是形成高阶多重系统的关键机制。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is stellar multiplicity universal? Tight stellar binaries in the Orion Nebula Cluster
本文对猎户座星云团中0.3-2兆太阳质量的最紧密视双星进行了研究.在42个目标中，我们发现了13个新的0.025-0.15”伴星。考虑到Branch偏差，我们发现伴星分数（CSF）在10-60 au范围内为21+8/-5%，与其他恒星形成区（SFR）中观察到的一致，并且是场星的两倍;这种超额是以高置信度发现的。由于我们的样本主要是由磁盘轴承的目标，这表明磁盘中断密切的二进制是低效的，或尚未发生，在ONC。ONC中的分离分布在60.au外急剧下降。这些研究结果是一致的情况下，初始的多重性，设置的恒星形成过程本身，是相同的ONC和其他SFR，随后改变了集群的动力学演化。这意味着碎片化过程并不依赖于分子云的全局性质，而是依赖于星前核的局部性质，并且后者在广泛的环境中自我调节几乎相同。然而，这些结果重新提出了场星起源的问题，因为我们发现的紧双星不会因为ONC溶解到银河场而被破坏。因此，似乎大多数场星形成的区域与太阳附近研究充分的SFR不同，可能是由于Gyr时标上核心碎片的变化。
2018-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Necessity of Feedback Physics in Setting the Peak of the Initial Mass Function
一个流行的恒星形成理论是引力湍流碎裂，其中自引力结构是由引力驱动的密度波动产生的。简单的等温碎裂理论成功地再现了核心质量函数（CMF），它与恒星的初始质量函数（IMF）具有非常相似的形状。然而，等温湍流破碎的数值模拟迄今尚未成功地确定一个碎片质量尺度，是独立的模拟分辨率。此外，磁化、自引力、等温湍流的流体方程是无标度的，并且不预测任何特征质量。在本文中，我们表明，虽然一个等温的自引力流产生CMF的初始条件所施加的质量尺度，这种规模的变化作为父云的演变。此外，形成的核心经历了进一步的分裂，并在足够的时间后忘记了它们的初始条件，产生了一个无标度的纯幂律分布$\mathrm{d} N/\mathrm{d} M\propto M^{-2}$的恒星IMF。我们表明，这个问题可以通过引入额外的物理，提供了一个终止规模的级联得到缓解。我们的候选人这样的物理是一个简单的模型恒星辐射反馈。辐射加热，由吸积到形成的恒星，逮捕的碎片级联，并施加一个特征的质量尺度，几乎是独立的时间演化或初始条件的恒星形成的云，并同意与观察到的IMF的峰值。与此相反，模型，介绍了一个僵硬的状态方程的密度云，但不明确包括反馈的影响不产生不变的IMF。
2016-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores and filaments in M16: Enhanced formation efficiency in the stellar feedback-driven shell
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与分子星际介质实验室）
研究通过高分辨率地图分析M16星云中的密集核心和丝状结构，发现壳层内核心和丝状物的形成效率显著提高，揭示了恒星形成对周围分子云结构形成的作用机制。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical mass and multiplicity constraints on co-orbital bodies around stars
现在已知有物体在主序星（如KOI 1843）和白矮星（WD 1145+017）的破裂半径附近或之内经过。这些行星或小行星在碎裂或解体时，可能会产生质量几乎相等的物体的共轨构型。然而，正如在WD 1145+017系统中通过凌日光度法探测到的共轨物体所证明的那样，这些天体在大小、质量和总数（多重性）方面基本上不受限制。出于潜在的未来类似的发现，我们进行N体模拟，以证明如果和如何碎片质量和多重性可能会有界，由于秒到分钟的偏差和由此产生的累积相移之间的密切轨道周期多个共轨等量群众。我们建立了稳健的质量下限和上限，作为轨道周期偏差的函数，但发现对多重性的限制很弱。我们还量化了模糊不稳定边界，并表明，相互碰撞发生在我们的模拟质量为10^{21}，10^{22}和10^{23}公斤的不到5%，10%和20%。我们的结果可能会提供有用的初始粗糙约束其他恒星系统的多个共轨机构。
2016-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiplicity and clustering in Taurus star-forming region. I. Unexpected ultra-wide pairs of high-order multiplicity in Taurus
我们收集了金牛座恒星的多重性数据，以建立一个最新的恒星/多重性目录。在对空间随机分布的最近邻统计量进行了一般性研究之后，我们引入了一点相关$Ψ$函数来补充成对关联函数，并定义了Taurus中偏离随机性的空间区域。然后，我们进行了一组统计研究，以描述金牛座的二元制度。金牛座中的$Ψ$函数具有无标度趋势，其指数与小尺度下的关联函数相似。它延伸了近30年，直到$\sim 60$ kAU，显示出潜在的扩展宽双星区。由于聚类模式混合，这被隐藏在关联函数中。区分两个恒星星族，单星与多个系统（分离$ \leq 1$ kAU），在高角分辨率下观察到的II/III类恒星，我们强调了两个种群之间的主要空间邻域差异，使用最近邻统计。与单个恒星相比，多个系统在10 kAU内有遥远伴星的可能性要高出三倍。我们表明，这是由于最可能的物理超宽对的存在。这些UWP偏向于高多重性和更高的恒星质量的组件在较短的分离。分离小于10 kAU的超宽对的多重性分数可高达83.5 $\pm$ 19.6%.我们认为，这些年轻的前主序列UWP可能是原始的印记，其空间结构在出生时产生的级联碎片的情况下出生的分子核心。它们可能是在射电/毫米波长观测到的$\le$ 0.5百万年星前核心/0类多个天体的较老的对应物，至少对于那些相距不到10 kAU的天体来说是如此。
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
