A chemical solver to compute molecule and grain abundances and non-ideal MHD resistivities in prestellar core collapse calculations
我们开发了一个详细的化学网络相关的条件特征的星前核心崩溃。我们解决了系统的时间依赖性微分方程来计算分子和尘埃颗粒的平衡丰度，与尺寸箱为这些后者的尺寸分布。这些丰度被用来计算不同的非理想磁流体动力学双极性（双极，欧姆和霍尔），需要进行模拟的原恒星崩溃。在这种情况下，我们第一次考虑到谷物的蒸发，钾，钠和氢在高温下的热电离，以及化学网络中谷物的电子发射，我们探索了各种宇宙射线电离率的影响。所有这些过程显著地影响非理想磁流体动力学双折射率，这将改变坍缩的动力学。在低密度下，双极扩散和霍尔效应占主导地位，直到n_H = 10^12 cm^-3，之后欧姆扩散才占主导地位。我们发现，所需的时间尺度达到化学平衡总是短于典型的动力学（自由降落）之一。这使我们能够建立一个大的，多维的多物种平衡丰度表在一个大的温度，密度和电离率范围。这个表，我们使访问社区，是在第一和第二次星前核心崩溃计算非理想的磁流体动力学的，产生一致的动力学化学描述这个过程。
2016-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
2016-05-18 astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m dark High-mass clumps in Early Stages (ASHES). I. Pilot Survey: Clump Fragmentation
ASHES的目的是系统地描述最早阶段的特征，并限制大质量恒星形成的理论。在试验性调查中，仔细选择了12个巨大的（>500 $M_{\odot}$）、冷的（<15 K）、3.6-70 $μ$ m暗星前团块候选者，嵌入IRDC中，用ALMA进行观察。我们用224 GHz的12 m/7 m/TP阵列对尘埃和线发射中的每个团块（约1弧分^[2]）进行了镶嵌，得到了约1.2”的分辨率（约4800 AU）。作为该系列的第一篇论文，我们集中在粉尘排放，以揭示团块破碎。我们检测到294个核心，其中84个（29%）被归类为原恒星的流出活动或“暖芯”线发射的基础上。剩下的210个（71%）被认为是星前核心候选人。探测到的核心数量与观测的质量灵敏度范围无关。平均而言，更大的团块往往会形成更多的核心。我们发现了大量的低质量（<1 M）的核心，没有高质量（>30 $M_{\odot}$）的星前核心。最大的星前核质量为11 $M_{\odot}$。从星前CMF，我们得到一个幂律指数为1.17 ± 0.1，比Salpeter（1.35）稍浅。我们使用MST技术来表征核心之间的分离和它们的空间分布，并获得质量偏析比。虽然有一系列的核心质量和分离的样品中检测到的，平均分离和质量的核心很好地解释了热碎裂和不一致的湍流牛仔裤碎片。核心的空间分布是很好地描述了分层子聚类，而不是集中峰值聚类。没有大规模隔离的确凿证据。我们…
2019-09-17 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
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. II. Prolate and Oblate Cores
我们提出了一个大的套件的三维（3D）模型的磁分子云核的崩溃使用自适应网格细化（AMR）代码恩佐2.2在理想磁流体力学（MHD）近似的结果。云核最初是扁长或扁球形的，中心凝聚云，质量分别为1.73或2.73 $M_\odot$。径向密度分布是高斯分布，中心密度比边界密度高20倍。正压状态方程用于表示从低密度、等温相到高密度、光学厚相的过渡。初始磁场强度的范围从6.3到100 $μ$ G，对应于云，分别是强到边缘超临界，在质量磁通量比。磁场最初是均匀的，并与云的旋转轴对齐，旋转能量与重力能量的初始比率从$10^{-4}$到0.1不等。坍缩的结果有两个显著不同的结果：（1）形成具有旋臂的单个原恒星，（2）分裂成多个原恒星系统。这两种结果之间的过渡主要取决于初始的磁场强度，当质量与通量比大于长星云临界比的14倍时，就会发生碎裂。扁球形云通常比长球形云分裂成多几倍的团块。在这两种情况下，多个系统而不是双星系统的形成是普遍的规律，这表明双星主要是多个原恒星系统轨道溶解的结果。
2014-08-11 astro-ph.SR
The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function
我们回顾了目前的恒星初始质量函数（IMF）的起源理论，特别关注IMF在不同环境下的普遍性。为了将这个问题放在一个观测的背景下，我们总结了用于确定不同恒星星族的IMF的技术，影响结果的不确定性，以及在极端情况下系统偏离普遍性的证据。接下来，我们考虑理论的形成星前核心的湍流破碎和各种热，流体动力学和磁流体动力学不稳定性的可能影响。我们解决星前核心转换成恒星和评估不同的过程中发挥的作用：竞争性吸积，动态碎片，喷射和饥饿，灯丝碎片和非线性吸积流，磁盘的形成和碎片，临界尺度所施加的热力学，和磁制动。我们目前的特征形状的星前核心质量函数和国际货币基金组织的解释，并考虑什么意义可以附加到他们的明显的相似性。大量的计算进展发生在最近几年，我们回顾了数值模拟，已进行预测IMF直接和讨论的动力学，随时间变化的现象，和初始条件的影响。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: Detection of two extremely dense substructures in a massive prestellar core
本研究利用 ALMA-QUARKS 巡天数据在 G34.43+0.24 中发现大质量前恒星核 MM1-C，并探测到其内部两个高密度子结构，揭示了恒星形成最早阶段的原初碎裂现象。
2024-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
L1448 IRS2E: A candidate first hydrostatic core
介于星前阶段和0类原恒星阶段之间，第一个核心是一个准平衡流体静力学物体，寿命短，光度极低。最近的MHD模拟表明，第一个核心甚至可以在第二个核心形成之前驱动分子流出（即，原恒星）。利用亚毫米波阵列和斯皮策空间望远镜，我们对L1448的致密内核IRS 2 E进行了高角分辨率观测。我们发现，源L1448 IRS 2 E是不可见的敏感斯皮策红外图像（波长从3.6到70微米），并有弱（亚）毫米尘埃连续辐射。因此，这个源具有极低的热光度（< 0.1 L_sun）。红外和（亚）毫米观测清楚地显示了从这个来源发出的外流; L1448 IRS 2 E代表了迄今为止已知的驱动分子外流的最低光度来源。与星前核和0类原恒星的比较表明，L1448 IRS 2 E比星前核更进化，但比0类原恒星进化得更少，即，处于星前核和0级原恒星之间的中间阶段。所有这些结果与辐射/磁流体动力学模拟的理论预测一致，使L1448 IRS 2 E成为迄今为止发现的第一个流体静力学核心的最有希望的候选者。
2010-04-14 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion and the molecular abundances in prestellar cores
我们研究磁超临界和亚临界星前核之间的分子丰度的差异，进行三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的密度和磁场强度，和后处理的结果与时间相关的气体颗粒化学代码。大多数分子物种显示出显着更多的中心耗尽在亚临界模型，由于崩溃的持续时间较长。然而，直接可观察到的量-分子与氢柱密度比-通常太相似，观测数据无法区分模型。的配置文件的N $_2$ H $^+$和HC 0 $^+$显示超临界和亚临界模型的尺度上的$0.01 \, {\rm pc}$，这可能会允许这两种情况下进行区分的定性差异。然而，这需要氢柱密度的知识，这是不能直接测量的，并且来自辐射转移建模的预测线强度分布对于这些分子是相似的。其他经常观察到的物质，如HCN和CH $_3$ OH，其谱线强度分布在不同的模型之间差异更大，因此更有希望作为云坍缩机制的示踪剂。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. I. Uniform Density Sphere
磁场是分子云核心坍缩动力学的重要因素，对坍缩是否导致单一原恒星或分裂成双星或多原恒星系统有重大影响。提出了新的模型的崩溃的磁云核使用自适应网格细化（AMR）的代码恩佐2.0。该程序被用来计算初始球形、均匀密度和旋转云的理想磁流体动力学（MHD），Boss和Bodenheimer（1979）三维（3D）流体动力学（HD）代码的标准等温测试情况。在首先验证恩佐再现了预期的非磁性测试用例的二进制碎片，一个大的一组模型计算不同的初始磁场强度和方向相对于云核旋转轴（平行或垂直），密度扰动幅度，状态方程。产生了三种显着不同的结果：（1）收缩而不持续坍缩，形成更致密的云核，（2）坍缩形成具有显着旋臂的单个原恒星，以及（3）坍缩并分裂成具有多个旋臂的二元或多个原恒星系统。与以前的MHD计算类似的云与正压状态方程进行了比较。这些结果的坍缩的初始密度均匀的球体说明了核心的重要性，磁场方向和场强，以确定动态的原恒星坍缩的结果。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Geometry, Kinematics, and Magnetization of Simulated Prestellar Cores
我们利用Chen & Ostriker（2015）报道的三维湍流MHD模拟中形成的100多个重力束缚致密核心来分析星前核心的结构，运动学和磁性。我们的统计结果不同意经典的恒星形成理论，即核心演化为扁圆形，磁场平行于短轴。相反，我们发现，核心一般是三轴的，虽然核心规模的磁场仍然是优先最平行于核心的短轴和最垂直的主轴。内部和外部的磁场方向是相关的，但综合核心角动量的方向与核心的磁场不一致，与最近的观测结果一致。旋转/总动能和旋转/引力能的比值与地核大小无关，并且与观测值的大小一致。比角动量也遵循观测到的关系$L/M \propto R^{3/2}$，表明旋转是从环境湍流中获得的。对于典型的$E_\mathrm{rot}/E_K \sim 0.1$，旋转不是核心塌陷时的主要运动。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The burst mode of accretion and disk fragmentation in the early embedded stages of star formation
我们重新回顾了我们的原始文件的爆发模式的吸积，将一个详细的能量平衡方程到薄盘模型的形成和演化的低质量原恒星周围的星周盘。我们的模型包括辐射冷却，粘性和冲击加热，加热由于恒星和背景辐射。随着星前阶段的崩溃，我们可以模拟盘形成和演化的早期嵌入阶段。在此期间，视星前核心的性质而定，星盘很容易碎裂。在全球范围内，我们发现，更高的初始核心角动量和质量含量有利于更多的碎片，但更高水平的背景辐射可以缓和的倾向，碎片。质量落入盘的速率大于质量落入恒星的速率是盘碎裂的必要条件，但不是充分条件。更局部地，Toomre Q参数需要低于临界值，并且局部冷却时间需要短于局部动力学时间的几倍。在早期嵌入阶段形成的碎片倾向于被驱动到内部盘区域，并可能触发质量吸积和亮度爆发，其幅度类似于FU-Orionis型或EX-Lupi型事件。盘吸积被证明是一个内在可变的过程，由于磁盘碎片，非轴对称结构，和引力扭矩的影响。一般α型粘度的附加效应起到降低爆发频率和吸积可变性的作用，并且在α值显著大于0.01时可能不可行。
2010-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Star formation: statistical measure of the correlation between the prestellar core mass function and the stellar initial mass function
我们提出了一个简单的统计分析，最近的数值模拟探索的核心质量函数之间的相关性，从分子云的碎片和恒星质量函数，形成从这些崩溃的核心。我们的分析表明，在模拟中得到的绑定的核心和下沉颗粒的分布是一致的，形成的主要是从他们的母核质量水库，统计分散的顺序的三分之一的核心质量的下沉。这样的特征色散表明恒星的初始质量函数与母核质量函数的相关性相对紧密，导致两个相似的分布，正如观察到的那样。这反过来又认为，国际货币基金组织基本上是在核心形成的早期阶段确定的，只有微弱的影响，由各种环境因素以外的初始核心质量水库，至少在本研究中探索的质量范围。因此，恒星形成区的最终IMF应该从统计上讲，从初始核心质量函数中合理准确地确定，提供一些统一的效率因子。计算还表明，这些统计波动，例如由于核心属性之间的变化，扩大了低质量尾部的国际货币基金组织相比，母CMF，提供了一个解释的事实，即后者似乎低估了“前棕矮星”的核心数量相比，观测得出的棕矮星国际货币基金组织。
2010-11-04 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
Spontaneous current-layer fragmentation and cascading reconnection in solar flares: II. Relation to observations
在Bárta等人的论文（arXive：astro-ph：/1011.4035，2010）中，作者通过高分辨率MHD模拟解决了CSHKP太阳耀斑情景的一些未决问题。他们特别关注的是在衰减的耀斑电流片（CS）中从大尺度到小尺度的能量转移问题。他们的计算表明，磁通量-绳（等离子体团）是通过一系列的撕裂和合并过程在全尺度范围内形成的。因此，最初厚的电流层变得高度碎片化。因此，撕裂和聚结级联可以引起跨尺度的有效能量传递。在这篇论文中，我们将研究这种机制是否真的适用于太阳耀斑。我们扩展了MHD模拟模型的特定功能，可以在观察中寻找。基础MHD模型的结果表明，等离子体团级联产生嵌入CS中的非理想/加速区域的特定分层分布。因此，我们专注于与高能粒子通量的功能，特别是在耀斑带的发射区的结构和动力学。我们假设嵌入在CS的扩散区的结构和动力学的烙印到耀斑带内核的结构和动力学的磁场映射。使用底层MHD模拟的结果，我们得到预期的带状发射结构，我们提取选定的建模明亮的内核的统计特性。比较预测的发射和它的性质与观察到的，我们得到了很好的协议。
2011-01-17 astro-ph.SR
Successive merging of plasmoids and fragmentation in flare current sheet and their X-ray and radio signatures
基于我们最近的MHD模拟，首先提出了标准耀斑模型中电流片中等离子体团的连续合并和碎裂的概念。然后，使用2.5-D电磁粒子在细胞模型与自由边界条件下，这些过程的动力学水平上的等离子体描述建模。我们识别出了相互作用并最终合并成一个大的等离子体团的等离子体团。在相互作用的等离子体团之间，形成了越来越小的空间尺度上的等离子体团和电流片，这与MHD模拟中发现的碎裂一致。在等离子体团的相互作用（合并-聚结）期间，电子被非常有效地加速和加热。我们发现，经过一系列这样的合并过程中，在某些区域的电子达到相关的硬X射线范围内的发射能量。考虑到这些高能电子，并假设等离子体密度为10 ^9 - 10 ^10 cm^{-3}，源体积与2007年12月31日耀斑相同（Krucker at al. 2010，ApJ 714，1108），我们计算了韧致辐射过程产生的X射线光谱。将这些谱与观测结果进行比较，我们认为这些过程可以解释观测到的环顶以上硬X射线源。此外，我们表明，两个合并的等离子体团之间的碎裂过程可以产生窄带dm尖峰。导出了分形重联结构的计算公式。最后对结果进行了讨论。
2011-01-25 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
Ambipolar diffusion in low-mass star formation. I. General comparison with the ideal MHD case
在本文中，我们提供了一个更准确的描述星前核心崩溃过程中的磁通量重新分配的演变，包括磁流体力学（MHD）方程中的电阻项。我们特别关注双极扩散的影响。我们使用自适应网格细化代码RAMSES进行这样的计算。计算双极扩散项所需的介电系数是使用带电、中性和颗粒物质的简化化学网络计算的。包含双极扩散导致在芯附近形成磁扩散屏障，防止磁通量在芯中和芯周围的积累以及大于0.1G的场的放大。理想和非理想MHD模型之间的质量和半径的第一拉森核心保持相似。这个扩散平台对磁制动过程有着至关重要的影响，允许形成磁盘结构。当使用非理想MHD时，在理想MHD模型中发射的磁支持流出被削弱。与理想的MHD的初始旋转轴和磁场方向之间的不对准不会显着影响的结果，对于一个给定的亩，表明物理耗散真正占主导地位的数值扩散。我们证明了严格的限制，理想的MHD形式主义，产生非物理的行为，在系统的长期演化。这包括外流内部的反向旋转，交换不稳定性，以及由数值扩散引发的通量重新分布，在非理想MHD中没有观察到。在我们所有的非理想MHD模拟中，都形成了开普勒速度分布，最终质量和尺寸取决于初始磁化强度。这范围从几个0.01太阳质量和20-30 au的最磁化的情况下（mu=2）到0.2太阳质量和40-80 au的较低磁化（mu=5）。
2015-10-21 astro-ph.SR
Prestellar and protostellar cores in Ori B9
本研究的目的是确定Ori B 9致密核的性质和空间分布，并估计它们的年龄和动力学时间尺度。用APEX/LABOCA在870微米的连续谱中绘制了云的地图，并使用IRAM-30 m在N2 H+和N2 D+线中观察了选定的位置。这些与我们以前的H2 D+观测结果一起使用。此外，档案FIR斯皮策/MIPS地图相结合的LABOCA地图区分前和原恒星的核心，并估计原恒星的演化阶段。在Ori B 9云中探测到12个870微米的致密核心。亚毫米核约占Ori B 9区域总质量的4%。前恒星核和原恒星核的数量相等。其中两个submm源，我们称之为SMM 3和SMM 4，是以前未知的0类候选者。我们发现在N2 H+（0.03-0.04）中有中等程度的氘化。此外，有证据表明，N2 H+耗尽的核心SMM 4。我们在与IRAS 05405-0117相关的团簇中得到了相对较高的电离度（~10^-7）。两个芯的双极扩散时间尺度比自由落体时间长约70-100倍。猎户座B 9中致密核心的分布和质量与猎户座中更活跃区域中观察到的相似，其中统计核心属性已被湍流碎片化解释。星前和原恒星核的50/50比例表明星前阶段的持续时间与自由落体时间相当。然而，根据IRAS 05405-0117区域的化学数据，这一时间表可能受到质疑。一个可能的解释是，这项调查只对丹麦人进行抽样，即，动态最先进的核心。
2009-04-06 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
Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
由于分子云的电离率很低，双极扩散被认为是恒星形成的一个完整过程。然而，化学和辐射转移效应，观测的挑战，以及事实上，离子中性漂移速度本质上是非常小的呈现一个明确的双极扩散的检测非常不平凡。在这里，我们研究了离子中性漂移速度在一套化学动力学，非理想磁流体动力学（MHD），二维轴对称模拟的星前核，我们改变温度，宇宙射线电离率，视觉消光，质量流量比，和化学演变。随后，我们进行了一些非本地热力学平衡（非LTE）辐射传输计算，考虑各种理想化和非理想化的情况下，以评估哪个因素（化学，辐射转移和/或观测困难）是最具挑战性的，以克服我们的努力，以检测离子中性漂移速度。我们发现，温度具有显着的影响，在最冷的模拟核心（T = 6 K）表现出漂移速度的幅度的漂移速度与声速。与预期相反，我们发现，在理想化的情况下（两个物种是完美的化学共同进化）的漂移速度"生存”的辐射转移效应，并在原则上可以观察到。然而，我们发现，观测的挑战和化学效应可以显着阻碍我们的观点的离子中性漂移速度。最后，我们建议，$\rm{HCN}$和$\rm{HCNH^+}$，是化学共同发展，可用于未来的观测研究，旨在测量离子中性漂移速度。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Protostellar Outflow on Star Formation: Effects of Initial Cloud Mass
利用三维电阻MHD模拟研究了单云核中原恒星外流控制的恒星形成效率。从星前云核开始，计算恒星形成过程，直到主吸积阶段结束。在计算中，星前云的质量被参数化。在恒星形成过程中，原恒星外流是由星周盘驱动的。外流也在横向方向上延伸，直到其宽度变得与初始云尺度相当，因此，外流具有>40度的宽开口角。结果，原恒星外流将大部分下落的物质卷起来，并将其蒸发到星际空间。外流最多可以喷射出超过一半的宿主云质量，显着降低恒星形成效率。在初始质量较大的云中，外流功率较强。因此，原恒星外流有效地抑制了大质量星云中恒星的形成效率。外流显着减弱，消失在几个自由落体的时间尺度的初始云后，云开始崩溃。出生星前核影响流出的寿命和大小。在主吸积阶段结束时，一个质量与原恒星相当的巨大的星周盘仍然存在。计算表明，通常情况下，约30%的初始云质量转化为原恒星，约20%保留在星周盘中，而约40%被原恒星流出物喷射到星际空间。因此，单个云核的恒星形成效率通常为30- 50%。
2011-08-17 astro-ph.SR
Investigating the physical properties and fragmentation of the AFGL 333-Ridge
我们提出了多波长的数据来研究AFGL 333- Ridge的物理性质和碎裂。速度弥散的统计分析表明，湍流是脊中的主导运动。然而，AFGL 333-Ridge的线性质量密度（1124.0 M/pc）远远超过其临界值406.5 M/pc，这表明需要额外的运动来防止灯丝径向塌陷。使用getsources算法，我们确定了14个核心从赫歇尔地图，包括两个原恒星核心和12个无星核心。所有这些无恒星的核心都受到引力束缚，因此被认为是星前核心。根据它们的半径-质量关系，14个核心中有11个有可能形成大质量恒星。此外，AFGL 333-Ridge的两个亚丝中的7个核心似乎构成了两个项链状链，间距分别为0.51 pc和0.45 pc。通过与Jeans和圆柱形破碎理论预测的间隔长度进行比较，我们认为湍流和热压力的结合可能导致两个亚丝破碎成芯。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar IMF from Isothermal MHD Turbulence
我们解决的湍流碎片的情况下，恒星初始质量函数（IMF）的起源，使用一个大的随机驱动的超音速MHD湍流的数值模拟。湍流碎裂模型成功地预测了所观察到的恒星IMF的主要特点，假设一个等温状态方程没有任何恒星反馈。作为模型的测试，我们专注于磁化等温气体的情况下，忽略恒星的反馈，同时追求在空间和时间尺度覆盖从褐矮星到大质量恒星的恒星质量的全光谱的大动态范围。我们的模拟代表了一个典型的银河系分子云内的通用4 pc区域，质量为3000 Msun，均方根速度为等温声速的10倍，平均阿尔文速度的5倍，与观测结果一致。我们实现了50 AU的最大分辨率和4.0万年的恒星形成的最大持续时间，形成多达1000个下沉粒子，其质量分布密切匹配所观察到的恒星IMF。一个大的中型模拟集被用来测试的汇粒子算法，而更大的模拟被用来测试的数值收敛的IMF和依赖的IMF营业额的湍流破碎模型预测的物理参数。我们发现一个明显的趋势，数值收敛和强有力的支持模型的预测，包括初始时间演变的国际货币基金组织。我们的结论是，等温MHD湍流的物理足以解释IMF的起源。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel Gould Belt Survey Observations of Dense Cores in the Cepheus Flare Clouds
我们提出了赫歇尔SPIRE和PACS地图的仙王座耀斑云L1157，L1172，L1228，L1241和L1251，观察附近的恒星形成分子云的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。通过对SPIRE和PACS资料的修正黑体拟合，确定了典型云柱密度为0.5-1.0 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，典型云柱温度为14-15 K。使用getsources识别算法，我们从SPIRE和PACS数据中提取了160-500 $μ$ m处的832个密集核。从质量与尺寸图的位置来看，我们认为303个是候选星前核，其中178个是“健壮的”星前核。从一个独立的提取源在70 $μ$米，我们认为25的832个致密的核心是原恒星。背景柱密度的分布与候选星前核在2-4 $\times$ × 10 $^{21}$ cm $^{-2}$处的峰值一致。仙王座中大约一半的星前核心可能是由于预期在“跨临界”线质量的细丝内发生的广泛碎裂而形成的。从所有五个仙王座云得出的对数正态稳健星前核心质量函数（CMF）峰值为0.56 M $_{\odot}$，宽度为$\sim$ 0.5 dex，与天鹰座的CMF相似。事实上，仙王座的聚合CMF的宽度类似于恒星系统的初始质量函数（IMF）。CMF宽度在不同的云和IMF系统的相似性表明一个共同的，可能是动荡的起源播种的波动演变成星前核心和恒星。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of the High-mass "Starless'' Core G10.21-0.31: a Coherent Evolutionary Picture for Star Formation
G10.21-0.31是一个70 m的$μ$暗高质量无星核心（$r<0.15$ pc中的$M>300$ $\mathrm{M_{\odot}}$），在$Spitzer$、$Herschel$和APEX连续巡天中被确认，被认为是高质量恒星形成的初始阶段。我们目前的ALMA和SMA观测，以解决这个有前途的高质量无星核心的内部结构。灵敏的高分辨率ALMA 1.3毫米尘埃连续辐射揭示了三个质量范围为11-18 $\mathrm{M_{\odot}}$的核心，其特征是湍流碎裂。核心1，2和3代表了一个连贯的演化在三个不同的演化阶段，其特征在于流出（CO，SiO），气体温度（$\mathrm{H_2CO}$），和氘（$\mathrm{N_2D^+/N_2H^+}$）。我们确认了G10.21中形成大质量恒星的可能性，并探索了大质量恒星形成的演化路径。然而，在G10.21中没有高质量的星前核心。这表明了一个动态的恒星形成过程，其中核心的质量随着时间的推移而增长。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Properties of Critical Cores
本文通过数值模拟量化了湍流云中处于坍缩边缘的“临界核”性质，发现其密度和湍流速度径向分布符合湍流平衡球（TESs）模型，核在跨声速状态下于由局部声速尺度决定的一系列密度下坍缩，并强调了在临界时刻构建核质量函数以测试引力湍流碎裂理论的重要性。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary disk formation from the collapse of a prestellar core
虽然人们普遍认为磁场及其非理想效应在恒星形成过程中起着重要的作用，但由于其简单性，目前在研究星盘组合时仍广泛采用纯流体力学和角动量守恒的简单模型，即所谓的“α-星盘”模型。只有少数努力试图弥合塌陷的星前核心和发达的磁盘之间的差距。本工作的目标是重新组装的原行星盘（PPD），进行三维MHD模拟与双极扩散和充分的辐射转移。我们遵循全球演化的PPD从星前核心崩溃为100 kyr，分辨率为一个AU。形成的磁盘是更现实的，是在协议与最近的观测磁盘周围的0类年轻恒星的对象。的质量通量到达磁盘和磁盘内的径向质量吸积率的测量和分析自相似模型进行比较。表面的质量通量在中心处达到峰值，这意味着大部分落到恒星上的质量不会通过圆盘的中平面。盘的中平面几乎是死的湍流，而上层和盘的外缘是非常动荡。雪线明显比被动盘中的雪线远。我们开发了一种放大的磁共振技术，以快速获得一个合理的磁盘，是高度分层，弱磁化内，强磁化外。在PPD形成的Class-0阶段，盘和下落包层之间的相互作用是重要的，不应被忽视。在恒星上的吸积主要取决于坍缩包层的动力学，而不是详细的盘结构。
2021-03-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of collapsing cores in subcritical magnetic clouds: three-dimensional MHD simulations with ambipolar diffusion
采用三维磁流体动力学模拟方法研究了亚临界分子云的引力驱动碎裂过程，发现只要施加磁通量冻结，引力驱动碎裂过程是稳定的.模拟结果表明，在一个初始亚临界云的核心一般是逐渐发展的双极扩散时间，这是大约几个$\times 10^7$年在一个典型的分子云。另一方面，超音速非线性流加速了亚临界云中坍缩核的形成。我们的参数研究表明，核心的形成发生更快的云的初始流速的强度增加。我们发现，核心的形成时间大致成正比的平方根的倒数的增强密度所产生的超音速非线性流。的密度依赖性是类似的，在准静态收缩磁支持的云，虽然核心形成的条件是由我们的模拟中的非线性流动。我们还发现，如果云是高度亚临界的，加速形成时间并不强烈地依赖于磁场的初始强度。我们的模拟表明，在我们的模型亚临界云的核心形成时间是几个$\times 10^6$年，由于存在大规模的超音速流（$\sim 3$倍音速）。一旦坍缩核心形成，核心的密度、速度和磁场结构并不强烈地依赖于速度波动的初始强度。芯的下落速度为亚音速，磁场线呈弱沙漏形。
2010-12-28 astro-ph.SR
Jets and outflows of massive protostars - From cloud collapse to jet launching and cloud dispersal
在一个全面的收敛性研究中，我们调查了必要的计算条件，以解决磁盘的形成和喷射发射过程，并分析可能的警告。我们探讨的磁流体动力学（MHD）过程的大规模星前核心崩溃的详细信息，包括分析所涉及的力量和他们的时间演变为两个自由落体时间。我们进行MHD模拟，结合非理想的MHD，自重力，和非常高的分辨率，因为他们从来没有实现过。我们的设置包括一个100 Msol的云核，它在自身重力下坍塌，自洽地形成一个致密的磁盘结构，并发射紧密准直的磁离心射流和广角风。我们的高分辨率模拟可以解决磁离心射流和磁压力驱动的外流，分别。外流的性质主要取决于空间分辨率。只有高分辨率的模拟能够区分磁离心发射，高度准直射流从一个缓慢的广角磁压力驱动塔流。在这两个流出分量中，塔流主导角动量输送。质量流出率主要由喷流与恒星环境相互作用的夹带物质决定，只有部分喷射介质直接从吸积盘发射。塔流只有在原来的包层大部分已经散开时才能充分发展。考虑到从盘表面发射的质量和从包层夹带的物质，我们发现10%的喷射吸积效率。非理想磁流体动力学是形成离心支撑的吸积盘的必要条件，并且吸积盘的大小强烈依赖于空间分辨率。
2018-11-16 astro-ph.SR
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic effect on first star formation: prestellar core collapse and protostar formation
最近的理论研究表明，磁场可能在宇宙中第一颗恒星的形成中起着至关重要的作用。然而，磁场对第一个恒星形成的影响还有待于很好地理解。在这项研究中，我们进行三维磁流体动力学模拟，考虑到所有相关的冷却过程和非平衡化学反应的原恒星密度，为了研究的崩溃磁化原始气体核心的自洽热演化。我们的结果表明，中心核的热演化几乎不受磁场的影响，因为磁力不阻止沿磁力线的收缩。我们还发现，磁制动提取的角动量从核心和抑制碎裂取决于初始强度的磁场。磁外流的角动量输运比磁制动的角动量输运效果差，因为磁外流只在坍缩的后期才发射。我们的研究结果表明，磁场效应成为重要的场强$B> 10^{-8}(n_{\rm H}/1\ \rm cm^{-3})^{2/3}\ \rm G$，其中$n_{\rm H}$是数密度，在崩溃阶段。最后，我们比较我们的结果与模拟使用正压近似，并确认这种近似是合理的，至少在崩溃阶段。尽管如此，热和化学过程的自洽处理对于将模拟扩展到吸积阶段至关重要，其中原恒星的辐射反馈发挥着至关重要的作用。
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Submillimeter Observations of the Quiescent Core - Ophiuchus A-N6
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜观测到了Oph A-N6星前核的下列跃迁：N2 D + J=3到2，DCO+ J =3到2和J=5到4，HCO+ J=3到2，CS J=5到4和J=7到6，以及H13 CO + J=3到2和J=4到3。我们还使用绿岸望远镜观察到NH3（1，1）和（2，2）向Oph A-N6峰的反转跃迁。我们已经发现，N6核是由不同化学成分的壳层组成的，这是由于不同密度的化学物质的冻结。未耗尽的物种N2 D+似乎跟踪高密度的核心内部，DCO+和H13 CO+跟踪一个中间区域，CS跟踪核心的最外边缘。一个明显的蓝-红光谱不对称性，指示着坠落运动，在HCO+光谱中被清楚地检测到，这表明N6正在经历引力坍缩。这种崩溃可能是由于湍流支持的减少而引起的，这一事实表明，非热贡献的线宽较小的分子物种更接近核心的中心。我们还提出了一个核心的温度分布。这些观测结果支持了Oph A-N6核心是一个非常年轻的星前核心的说法，它可能是最近切断了MHD的支持并开始坍塌的。
2009-03-31 astro-ph.SR
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of star-forming filaments in the X-shape Nebula of the California molecular cloud
致密的分子丝是恒星形成过程的核心，但它们分裂成星前核心的详细方式尚未得到很好的理解。在这里，我们研究了加利福尼亚MC的X形星云区域的几个恒星形成细丝的碎裂性质和动力学状态，试图揭示这个问题。我们使用多波长的远红外图像从赫歇尔和getsources和getfilaments提取方法来识别致密的核心和细丝，并推导出它们的基本属性。我们还利用SMT 10米亚毫米望远镜的$\rm ^{13}CO (2-1)$辐射图来约束灯丝的动力学状态。我们确定了10个细丝，以及57个致密的核心。两个形成恒星的丝状体（8号和10号）非常突出，因为它们具有准周期性的致密核链，典型的投影核间距为$\sim$ 0.15 pc。这两个细丝具有热超临界线质量并且不是静态的。8号细丝具有明显的横向速度梯度，表明它是从母云气藏中吸积而来的。在这两种情况下，所观察到的（投影）核心间距是类似的细丝宽度和显着短于典型的分离$\sim \,$ 4倍的细丝宽度预测的经典圆柱破碎理论。我们认为，连续吸积的气体到两个恒星形成的细丝，以及几何弯曲的细丝，可以解释所观察到的核心间距。我们的研究结果表明，分子丝的特征碎片长度尺度是相当敏感的外部扰动从母云，如周围物质的引力吸积。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydromagnetic Waves in Weakly Ionised Media. I. Basic Theory, and Application to Interstellar Molecular Clouds
本文对弱电离系统中的MHD波和不稳定性进行了全面的研究，星际分子云我们确定所有的临界波长的扰动，可持续波模式可以从根本上改变（因此可以其衰减率），和各种不稳定性存在或不存在。这些临界波长对于理解MHD波（或湍流）对分子云结构和演化的影响至关重要。根据相对于磁场的传播角度和云的物理参数，存在波不能维持的波长范围。然而，对于其他传播方向或模型云的不同属性，可能存在所有波长的一些波模式。对于一个典型的云，磁驱动的双极扩散导致大多数短波长波（或湍流）可能具有的对重力的任何支持被移除，而重力驱动的双极扩散开始并导致云碎片成恒星大小的质量，正如三十年前Mouschovias首次提出的那样-一个恒星形成的单阶段碎片理论，与分层碎片图片不同。相速度，衰减时间，和本征矢量（中性粒子和等离子体的密度和速度，以及磁场的分量）被确定为扰动的波长的函数，并进行物理解释。与非线性的分析或数值计算的结果比较，发现良好的协议，并获得信心的分析，线性的方法来探索难以通过数值模拟研究的现象。模式分裂和模式合并，这是不可能在单流体系统的线性扰动，自然发生在多流体系统。
2011-03-30 astro-ph.SR
ALMA-IMF XX: Core fragmentation in the W51 high-mass star-forming region
本研究利用ALMA长基线与短基线观测，识别W51区域核碎裂，发现大质量核容纳更多前/原恒星天体，且热金斯质量不足以解释碎块质量，未碎裂核更大、更轻、更稀疏。
2025-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super-Jeans Fragmentation and Supply-Limited Accretion: Environment-Dependent Co-Evolution of Low- and High-Mass Cores
Xiamen University（厦门大学）；Yunnan University（云南大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究高质量恒星形成区域中原恒星核心形成与生长，分析839个核心质量，发现质量比例关系及基尼系数变化，提出环境依赖碎片化图景，表明非平稳密度调节碎片化和供应受限吸积驱动核心星团协同演化。
2026-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
MHD Modeling of the Molecular Filament Evolution
本研究通过FLASH代码开展柱形分子云引力坍缩与碎裂的MHD数值模拟，发现平行磁场可阻止云径向坍缩并在两端形成高密度核，解释了分子纤维边缘核的观测成因。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: II. Comparison with Observation, Clump Properties, and Scaling to Physical Units
双极扩散在重新分配磁通量和阻尼分子云中的阿尔芬波方面是重要的。双极扩散在长度尺度$\ell$上的重要性由双极扩散雷诺数$\rad=\ell/\lad$决定，其中$\lad$是双极扩散的特征长度尺度。在15个分子团的样品中，测量的磁场（Crutcher 1999）的AD雷诺数的对数平均值为17，与理论预期值相当。我们确定了湍流介质中双极扩散的几种状态，取决于流动时间与离子和中性粒子之间碰撞时间的比率; Crutcher（1999）观察到的团块都在双极扩散的标准状态中，其中中性粒子和离子在流动时间内耦合。我们已经进行了双极扩散的双流体模拟在等温，湍流箱的$\rad$值的范围。平均马赫数固定为$\calm=3$和$\ma=0.67$ ;不包括自重。我们研究了超密度的性质，clumps--在模拟中显示，随着$\rad$的减少，clumps质谱的高质量部分的斜率增加，这与Padoan等人（2007）的发现定性一致，即流体动力学湍流中的质谱比理想MHD湍流中的质谱明显更陡。对于一个类似于观测值的$\rad$值，我们发现了一个与恒星初始质量函数的高质量端一致的斜率。然而，我们在理想MHD模拟中发现的谱指数值与他们的不同，大概是因为我们的模拟具有不同的初始条件。这表明Padoan等人（2007）湍流碎片模型中的团簇质谱取决于环境，这将与证据相冲突。
2010-07-13 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
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
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trapping Solids at the Inner Edge of the Dead Zone: 3-D Global MHD Simulations
原行星盘内部电离差的地方是尘埃凝聚过程最有效的地方。然而，即使在这里，星子的形成也可能受到径向漂移造成的固体物质损失和粒子碰撞碎裂的限制。我们的目的是调查的可能性，固体颗粒被困在当地的压力最大值的动态发展的磁盘。我们进行了第一次三维整体非理想磁流体力学计算的磁盘处理驱动的磁旋转不稳定性的湍流。该域包含一个内部的年轻恒星附近的MRI活跃区域和一个外部的中面死区，两者之间的过渡建模的急剧增加的磁扩散率。活动带中产生的方位磁场随时间振荡，大约每150年改变一次符号。因此，我们观察到的径向结构的“蝴蝶图案”之前看到的局部剪切盒模拟。平均磁场从活动区扩散到死区，在死区中雷诺应力仍然占主导地位。更大的总吸积应力在活动区导致净减少的表面密度，因此，800年后达到一个近似的稳定状态，其中在过渡半径附近的中面压力的局部径向最大值。我们还观察到活动带内密度脊的形成。在我们的模型中的死区具有一个平均磁场，显着的雷诺应力和稳定的局部压力最大值的内边缘，在那里的行星胚胎向外迁移和有效的捕获固体物质是可能的。
2010-02-12 astro-ph.EP 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
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
