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
Observing Turbulent Fragmentation in Simulations: Predictions for CARMA and ALMA
确定最初的恒星多样性是一个具有挑战性的问题，因为原恒星在早期是暗淡和深深嵌入的;一旦形成，多个原恒星系统可能会显着动态演变之前，他们是光学揭示。像CARMA和ALMA这样的干涉仪可以探测尘埃连续体发射中湍流碎裂发生的尺度，这可能会限制早期恒星的多样性。在这封信中，我们提出了无星和原恒星核心的综合观测，这些核心在几千天文单位的尺度上经历了碎裂，产生了宽的双星系统。我们表明，干涉观测的无星核心的CARMA应主要是在早期阶段，虽然广泛的原恒星同伴应该是显而易见的。ALMA的增强功能提高了岩心形态的检测，从而可以在更早的时间检测到子结构。在这两种情况下，从干涉测量的空间滤波减少了观察到的核心子结构，并往往根除现有的痕迹，在尺度下降到0.025 pc的原始形态。然而，一些丢失的结构可以通过结合来自ALMA全科学和阿塔卡马紧凑阵列的数据来重新捕获。
2011-11-17 astro-ph.SR
Formation of a Protostellar Multiple System via Rotational Fragmentation
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysics, Harvard Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台拉美天文中心）
利用多波段观测分析致密核G205.46-14.56-N2及其宿主纤维结构，发现旋转碎裂主导了四星系统的形成，提供了旋转驱动碎裂形成致密原恒星多星系统的直接观测证据。
2026-06-25 astro-ph.GA 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
A multiwavelength view of the protostellar binary IRAS04325+2402: a case for turbulent fragmentation
IRAS 04325 +2402（以下简称IRAS 04325）是一个复杂的原恒星系统，拥有两颗年轻的恒星（以下简称AB和C），相距1250天文单位。在这里，我们结合斯皮策和文献数据，为该系统提供了新的深度双子座成像和光谱学，覆盖1- 12 μ的波长范围以及870 μ的亚毫米阵列干涉测量。物体AB是一颗低质量恒星，有一个盘/包层系统和一个外流腔，在红外图像中可以明显看到。物体C，之前被怀疑是一颗褐矮星，可能是一颗质量非常低的恒星，有效温度约为3400 K。它的特点是边缘上的磁盘和细长的信封，并显示出强烈的吸积和喷射活动的迹象。这两个物体都可能驱动秒差距尺度的分子外流。这两个物体嵌入在一个孤立的、密集的分子云核心中。高灭绝，缺乏X射线发射，相对较高的热光度，认为它的年龄低于100万年。AB和C的盘/外流系统彼此偏离约60度，与双星轨道平面偏离80度和40度。该系统可能是一个很好的情况下，原始的不对准，而不是由动力学相互作用引起的不对准，因为流出方向是恒定的，重新排列的时间尺度可能大于系统的年龄。这有利于湍流碎裂，而不是旋转碎裂，形成的情况。我们表明，光谱能量分布和图像的两个对象可以再现与辐射转移模型的磁盘/信封系统。我们的分析为YSO的结构和早期演化的既定范式提供了保证，但强调了开发具有复杂尘埃化学的3D模型的重要性。
2010-07-22 astro-ph.SR
Protostellar collapse simulations in spherical geometry with dust coagulation and fragmentation
我们用我们新开发的鲨鱼代码模拟了原恒星坍缩过程中尘埃颗粒的凝聚和碎裂。它解决了在一个球形几何形状的气尘流体动力学和凝聚/破碎方程。它还计算了云的电离状态以及欧姆、双极和霍尔电阻率。我们发现，尘埃的尺寸分布演变显着的崩溃过程中，大颗粒的形成控制的湍流差速度。当包括湍流时，只有双极扩散在从分布中去除小颗粒方面保持有效，布朗运动仅作为独立过程有效。宏观的气体尘埃漂移是可以忽略不计的晶粒生长，只有动力学显着附近的第一个拉森核心。在高浓度下，我们发现，凝聚分布是不受初始选择的灰尘分布。发现强磁场增强了小晶粒的耗尽，导致双极扩散的重要增加。这表明，在原恒星坍缩过程中，小颗粒粒子数可以调节磁场强度。破碎可能是有效的裸硅酸盐，但其建模依赖于不良约束参数的选择。它也被发现是可以忽略不计的冰粒。当碎裂发生时，它强烈地影响磁电阻率分布。尘埃凝聚是原恒星坍缩过程中需要充分考虑的一个关键过程。碎裂的开始和反馈仍然不确定，应进一步研究其建模。
2022-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA 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
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
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The contribution of binary star formation via core-fragmentation on protostellar multiplicity
本研究通过模拟巨分子云中的恒星形成，发现核心碎裂和动力学捕获可有效产生20-100AU的低质量近距离双星，无需盘碎裂，并能复制英仙座观测到的双峰分布。
2023-05-18 astro-ph.GA 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
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
Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution
本文建立含尘埃凝结、碎裂与径向漂移的大质量原恒星盘模型，结合GGD27-MM1观测推断硅酸盐颗粒碎裂阈值约10 m/s，用以约束岩石星子形成条件。
2023-06-07 astro-ph.EP 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
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
Global Simulations of Gravitational Instability in Protostellar Disks with Full Radiation Transport. I. Stochastic Fragmentation with Optical-depth-dependent Rate and Universal Fragment Mass
本文通过包含全辐射传输的全局3D模拟研究引力不稳定盘的碎裂，发现碎裂是随机过程且生成率随冷却参数指数变化，初始碎块质量对热力学不敏感且更可能形成褐矮星。
2024-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 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
The Effects of Radiation Feedback on Early Fragmentation and Multiplicity
形成中的恒星会向其出生环境发出大量的辐射。虽然来自大质量恒星的辐射反馈的重要性被广泛接受，但在模拟低质量恒星形成时，辐射通常被忽略。我使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云。我证明，包括辐射反馈的碎片和原恒星的多重性有着深远的影响。虽然加热主要局限在核心包层内，但它足以抑制盘的碎裂，否则会导致低质量的伴星或棕矮星。因此，湍流碎片，而不是磁盘碎片，可能是低质量双星的起源。
2010-10-20 astro-ph.SR
Two-Stage Fragmentation for Cluster Formation: Analytical Model and Observational Considerations
对平面磁性星际云中原恒星核形成的线性分析表明，分子云呈现出一个优选的坍缩长度尺度，这取决于云内的质量通量比和中性离子碰撞时间。我们将这种线性分析扩展到集群恒星形成的背景下。通过结合线性分析的结果与一个现实的电离配置文件的云，我们发现，一个分子云可能会通过两个分裂事件的演变，朝着恒星的形成。我们的模型表明，最初的碎片成团发生在秒差距尺度上的跨临界云，而第二次碎片可以发生在亚秒差距尺度上的跨临界和超临界核心。我们的结果与几个恒星形成区（英仙座，金牛座，烟斗星云）的比较显示支持两阶段的碎裂模型。
2012-11-12 astro-ph.SR
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative, magnetic and numerical feedbacks on small-scale fragmentation
辐射反馈和磁场被认为对原恒星坍缩有很强的影响。本文对质量为1个太阳的致密核在固体自转中的坍缩过程进行了高分辨率的数值计算，包括辐射转移和磁场。利用低质量核的典型参数，深入研究了辐射转移和磁场对第一核形成和碎裂的影响。我们表明，包括上述两个物理过程并不对应于简单的图片，分别添加它们。通过磁制动和吸积激波的辐射，两者之间的相互作用非常强烈。
2010-11-25 astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - II. Fragmentation Induced Starvation and Accretion Shielding
研究了不同初始条件下初始密度分布和初始湍流对原恒星团形成过程的影响。我们用三维自适应网格加密模拟研究了致密分子云核的坍缩。我们的讨论集中在湍流动力核中的原恒星物体之间的气体分布。尽管在初始配置和由此产生的气体和集群形态的大的变化，我们发现，所有的星团遵循一个非常相似的气体吸积行为。一旦次级原恒星开始形成，星系团的中心区域就被有效地屏蔽，免受进一步的吸积。因此，位于中心附近的物体缺乏物质，如中心吸收率的强烈下降所示。这种碎裂诱导的饥饿现象不仅发生在旋转支撑的盘和丝中，而且发生在具有复杂混沌运动的球对称星系团中。
2011-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows Shed Light on the Dominant Close Companion Star Formation Pathways
University of Illinois（伊利诺伊大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Yale University（耶鲁大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons天空人工智能研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理跨学科探索与研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
通过分析出流分布，研究揭示紧密伴星原恒星的形成路径主要由盘碎片化主导。
2026-03-02 astro-ph.GA 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
Preferential alignment of Class 0, Class I protostellar disks in multiple systems across nine nearby molecular clouds
The NASA Hubble Fellowship Program（NASA 哈勃学者计划）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Oden Institute, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校奥登研究所）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Department of Physics, Middlebury College（米德尔伯里学院物理系）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of Rochester（罗切斯特大学物理与天文学系）
研究500秒差距内九个附近分子云中512颗原恒星盘排列，发现投影对间距达6000天文单位的多系统有优先盘排列，不能仅用湍流碎裂解释，高阶多系统与双星盘排列程度相当，且高阶多系统中平谱原恒星盘缺乏。
2026-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the thermal sensitivity of binary formation in collapsing molecular clouds
本文报道了低质量原恒星双星系统初始形成阶段的数值研究结果。我们确定分离的原恒星双星形成的初始热状态的函数，通过改变初始温度在一个稍微修改的版本的Burkert和Bodenheimer崩溃测试。我们发现，结果是高度敏感的初始温度的云和初始振幅的方位角密度扰动A。对于A= 10%，低于10 K的1个单位开尔文的变化导致瞬时分离的变化高达100 AU（即30%的数量级），而对于这个小的A，初始温度高于10 K产生的不是二元，而是一个从未达到原恒星密度的单一低质量碎片。然而，当扰动幅度从10%增加到25%时，原恒星双星确实出现了.我们还研究了临界密度的影响，这支配着从等温到绝热的热力学行为的塌陷气体的过渡。我们发现，临界密度不仅影响整体的结构演化的气体包层，但也在崩溃过程中形成的旋转盘结构的大小以及原恒星碎片的数量从最终的磁盘碎片。这种机制可以产生年轻的原恒星物体，构成束缚的多恒星系统。
2014-07-26 astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Low-Metallicity Environments
在恒星形成的众多物理过程中，辐射传递是一个关键的过程，因为它控制着恒星形成的热力学过程。由于金属丰度控制着不透明度，因此它们是影响恒星形成过程的重要环境参数之一。在这项工作中，我研究了太阳金属丰度和低金属丰度（$Z = 0.1 Z_\odot$）环境中的原恒星坍缩使用3D辐射流体动力学和磁流体动力学模拟。由于辐射冷却在低金属量环境中更有效，第一核心更冷，熵更低。因此，在低金属含量的云中，第一核较小，质量较轻，寿命较短。因此，在低金属量的恒星形成云中发现第一个核心的可能性较小。这也意味着第一个核心往往更不稳定的重力和容易碎裂。在球形模型和磁化模型中，尽管金属丰度差异很大，但第二次坍缩后形成的原恒星核的演化和结构对金属丰度的依赖性很弱。因为这是由于氢的离解和电离引起的热容的变化，所以只要辐射冷却的影响在第二次坍缩期间不是很大，这就是第二次坍缩的一般结果。另一方面，在没有磁场的旋转模型中，不同金属丰度的影响更为显著，因为它们的演化速度比其他模型慢，因此更受辐射冷却的影响。
2013-12-17 astro-ph.SR
The Role of Discs in the Collapse and Fragmentation of Prestellar Cores
星盘碎裂是星前核产生低质量恒星的重要机制。在这里，我们描述光滑粒子流体动力学模拟，显示人口的星前核心演变成恒星。我们发现在一定条件下，恒星的质量和多重数是可以恢复的。首先，来自恒星的原恒星反馈必须是偶发性的。圆盘材料不断吸积到中央原恒星上，导致局部温度过高，无法使圆盘碎裂。然而，如果吸积发生在强烈的爆发中，被$\sim10^4\,\mathrm{years}$的停机时间隔开，引力不稳定性就会发展，圆盘就会碎裂。第二，核心的内部动能的显著量应该是螺线管湍流模式。在螺线管模式下，其动能不到三分之一的核心没有足够的角动量来形成破碎盘。在没有圆盘的情况下，核心可以碎片化，但会导致顶部重的质量分布，只有很少的低质量物体。
2015-12-18 astro-ph.SR
Classification of the Circumstellar Disk Evolution During the Main Accretion Phase
我们已经进行了流体动力学模拟研究的星前云的原恒星和拱星盘的形成和演化。作为初始状态，我们采用了分子云核与两个无量纲参数代表的热能和转动能。利用这些参数，我们制作了17个模型，并计算了原恒星形成后~ 10^4年的云演化。我们发现星盘系统的早期演化可以定性地分为四种模式：大质量盘模式、早期碎裂模式、晚期碎裂模式和原恒星主导模式。在大多数模型所属的“大质量盘模式”中，盘质量大于原恒星质量的时间超过10^4年，并且在拱星盘中没有发生碎裂。坍缩云显示了在“早期碎片模式”中原恒星形成之前的碎片。星周盘在“后期碎裂模式”中显示出原恒星形成后的碎裂，在这种模式中，次级恒星在碎裂后从星周盘获得大量质量，其质量与初级恒星相当。在“原恒星主导模式”中，原恒星质量迅速增加并超过了星周盘质量。这种模式只出现在初始分子云核具有相当小的转动能时。我们的结果与观测结果的比较表明，大多数的原恒星有一个相当大的磁盘在主要吸积阶段：拱星盘的质量是可比的，或更大的质量比原恒星。预计这样一个巨大的盘在随后的演化阶段通过引力不稳定性促进气体巨星的形成。
2011-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Massive Star Formation with Protostellar Outflows
我们报告的结果AMR辐射流体动力学模拟的大质量恒星形成云的崩溃使用ORION代码。这些模拟是第一个包括反馈效应的原恒星外流，以及原恒星辐射加热和辐射压力施加在下落，尘埃气体。我们发现，流出物通过周围的核心疏散减少光学深度的极性腔。这些增强了极向方向上的辐射通量，使得其比中平面中的辐射通量大1.7至15倍。结果，在赤道方向上作用在原恒星盘和下落云气上的辐射加热和向外辐射力大大减小。与不包括外流的模型相比，它同时降低了大质量恒星形成的埃丁顿辐射压垒，并增加了辐射加热的最小阈值表面密度，以抑制碎片化。这两种效应的强度都取决于初始的核表面密度。表面密度较低的核心有较长的自由落体时间，因此当核心坍缩时，在其中形成的大质量恒星会经历更多的开尔文收缩，导致更强大的外流。此外，在表面密度较低的云团中，外流从核心中爆发出来所需的时间与核心自由下落时间的比率较小，因此这些云团在坍缩的早期阶段受到外流的影响。因此，外流效应在低面密度岩心中最强，在高面密度岩心中最弱。我们还发现，在外流腔的方向上的辐射聚焦足以防止形成辐射压力支持的拱星气泡，相比之下，忽略原恒星外流反馈的模型。
2011-08-03 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
Kinematics and stability of high-mass protostellar disk candidates at sub-arcsecond resolution -- Insights from the IRAM NOEMA large program CORE
本研究利用NOEMA CORE项目在亚角秒分辨率下观测20个高光度原恒星，通过CH$_3$CN运动学识别13个盘候选体并测量质量、温度与Toomre稳定性，发现多数早期大质量原恒星盘因盘星质量比高而易引力碎裂。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Thermodynamics of Molecular Cloud Fragmentation: Star Formation Under Non-Milky Way Conditions
由分子云形成的候选恒星的性质取决于母云的环境条件。我们提出了一系列的2D和3D模拟的碎片的分子云在星暴地区，以及云的条件下，在矮星系，导致形成的原恒星核心。我们特别探索了分子云碎片的金属丰度依赖性以及致密核心质量函数的可能变化，作为多相ISM的表达，由于星暴和贫金属环境中的动力学和热力学效应。为了研究崩溃过程中的破碎程度，使用自适应网格细化代码FLASH。利用该程序，包括自重力、热平衡、湍流和激波，采用四种不同的金属丰度相关冷却函数对坍缩进行了模拟。湍流和旋转能量被认为是。在模拟过程中，粒子数密度达到了10^8-10^9 cm^-3。尘埃和宇宙射线加热的影响进行了研究，并进行了比较等温的情况下。结果表明，碎片与金属丰度增加，而宇宙射线和气体颗粒碰撞加热抵消这一点。我们还发现，适度的旋转和湍流可以影响云的演变就破碎而言。在这种情况下，我们的结论是，辐射反馈，在恒星爆发地区，将抑制碎片，而低金属量的矮星也应该享受一个恒星形成模式，其中碎片被抑制。
2009-11-26 astro-ph.SR
Catalogue of High Protostellar Surface Density Regions in Nearby Embedded Clusters
我们分析了24个年轻的和附近（1千秒差距内）嵌入式集群的高质量恒星目录，并提出了一个目录的32组具有高浓度的原恒星。这些组的有效半径中位数为0.17 pc。原恒星和主序星前的平均表面密度分别为46 M_{\odot} pc^{-2}和11 M_{\odot} pc^{-2}。我们估计这些群体的年龄使用恒定的出生率和随机吸积停止模型，并找到一个中位数为0.25百万年。天鹰座和巨蛇座、澳大利亚冕座和蛇腹座L1688中的一些星群显示出高的原恒星表面密度和高的分子气体表面密度，它们似乎正在经历活跃的恒星形成过程。这些群体提供了一个极好的机会来研究星团恒星形成的初始条件。原恒星和前主序星表面密度的比较显示，这些集团在几个百万年的一些云连续低质量的恒星形成。对于典型的原恒星的距离小于0.4 pc的群体，我们发现，这些分离同意热金斯碎裂尺度。另一方面，对于典型的原恒星间距大于0.4 pc的星群，这些间距总是大于相关的金斯长度。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Circumbinary Outflow: A Protostellar Outflow Driven by a Circumbinary Disk
原恒星外流在单恒星的形成中起着不可或缺的作用，因为它们从收缩的气体云中心带走了多余的角动量，并允许进一步坍缩形成恒星。另一方面，相当一部分恒星被认为是以双星的形式诞生的，并且经常被观测到。在这里，我们调查的磁化旋转云的演变，使用三维电阻MHD嵌套网格代码，并表明外流是由circumbinary磁盘驱动，并有一个重要的作用，即使在二进制的形成。在坍缩云核的绝热核形成之后，磁通量被欧姆耗散从云核中心显著地移除。由于这种移除使得磁制动无效，绝热核心连续地获得角动量以诱导碎裂和随后的二进制形成。磁场在环双星盘中积累，在环双星盘中磁场的吸积和吸移达到平衡，最终驱动环双星外流。这一结果解释了一些特殊的年轻恒星天体，如L1551 IRS5的壮观形态。我们可以推断，低密度示踪剂观察到的大部分双极分子流出（即，CO）将对应于本报告中发现的环绕双星或环绕多星流出，因为大多数年轻的恒星物体被认为是双星或多星。
2009-07-19 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
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the formation and evolution of pre-stellar discs
我们报告的结果从辐射流体动力学模拟分子云核心崩溃，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心/盘的形成和演化，崩溃形成一个恒星核心，和周围的磁盘和信封上的恒星核心形成的影响。过去的正压计算表明，快速旋转的第一个核心演变成半径高达100 AU的“前星盘”，在恒星核心形成之前可能持续数千年。我们调查如何列入一个现实的状态方程和辐射转移改变这种行为，发现定性的行为是相似的，但前恒星光盘可能持续1.5-3倍更长的时间在更现实的计算。质量，半径和寿命的光盘增加的初始分子云核心与更快的旋转速率。在我们模拟的最极端的情况下，质量为0.22 Msun，半径约为100 AU的前恒星盘可以在太阳质量的云中形成，并在恒星核心形成之前持续数千年。这种大质量物体可以使用ALMA成像。这些大质量盘的碎裂也可能提供一个有效的途径来形成双星和多星，在恒星核心吸积的辐射反馈可以抑制碎裂之前。一旦坍缩形成一个恒星的核心发生在前星盘，辐射流体动力学模拟产生定性不同的行为从正压计算由于吸积能量释放。这驱动了一个冲击波通过拱星盘，甚至在没有磁场的情况下也会产生双极外流。
2011-07-29 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
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
The effect of external environment on the evolution of protostellar disks
利用数值流体力学模拟，我们研究了嵌入低密度外部环境中的亚太阳质量星前核的引力坍缩。研究了外部环境相对于中心核旋转的大小和方向不同的四个模型，并与孤立模型进行了比较。我们发现，从外部环境的物质的下落可以显着改变磁盘的属性相比，在孤立的模型。根据外部环境的大小和旋转方向，可以形成各种各样的盘，包括由于低角动量的外部物质的流入而缩小的紧凑（<= 200 AU）盘，以及由于高角动量的外部物质的流入而形成的扩展盘。前者通常是稳定的重力碎裂，而后者则倾向于碎裂和形成具有亚恒星/非常低质量伴星的恒星系统。在反向旋转的外部环境中，当下落的物质具有低角动量时，可以形成非常紧凑（< 5 AU）和短寿命（<=几个 * 10^5年）的盘。最有趣的情况下，被发现的高角动量的反旋转的外部材料的下落，导致形成的反旋转的内部和外部磁盘分离的深间隙在几十AU。由于内盘吸积到原恒星上，间隙向内迁移，变成一个中心洞，最后消失，让位给外部的强引力不稳定盘。这个模型可能会导致一个瞬态恒星系统的出现与亚恒星/非常低质量的组件相对于恒星的反向旋转。
2014-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields and Protostellar Feedback on Low-mass Cluster Formation
我们提出了一个大套件的低质量星团的形成模拟。我们的模拟包括一系列广泛的物理过程--磁流体动力学、辐射转移和原恒星外流--并涵盖了广泛的维里参数和磁场强度。将我们的模拟结果与观测结果进行比较，我们发现模拟在其整个历史中保持接近维里平衡，产生恒星形成效率和初始质量函数（IMF）峰值，这些峰值在时间上是稳定的，并且与观测结果合理一致。我们的研究结果表明，小尺度耗散效应附近的原恒星表面提供了一个反馈回路，稳定恒星形成效率。无论平衡是由大尺度强迫的能量输入还是由抑制坍缩的强磁场维持，都是如此。相比之下，离开维里平衡并经历失控坍缩的模拟形成恒星的效率太高，产生的IMF随着时间的推移变得越来越头重脚轻。在所有情况下，我们发现，由于磁交换不稳定性，磁通量平流向原恒星和向外平流之间的竞争，以及湍流放大和新形成的原恒星附近的重联之间的竞争，使得局部磁场结构对大尺度场的强度不敏感，确保在设定碎裂尺度和IMF峰值质量时，辐射总是比磁支持更重要。多恒星系统的统计数据对初始条件的变化同样不敏感，并且在统计不确定性的范围内与观测结果基本一致。
2018-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded protostellar disks around (sub-)solar protostars. I. Disk structure and evolution
本文对不同质量（M_cl=0.2- 1.7 M_sun）和旋引力比（β=0.0028- 0.023）的云核的引力坍缩形成的嵌入原恒星盘进行了比较数值流体力学研究。Mcl和β的增加导致原恒星盘的形成，这些盘更容易受到引力不稳定性的影响。在大多数模型中都会发生圆盘碎裂，但其影响通常仅限于非常早期的阶段，碎片在数十个轨道周期内被分散或驱动到正在形成的恒星上。只有具有足够高的M_cl或β的云核才可能最终形成低质量比的宽分离双星/多星系统和褐矮星或亚太阳质量伴星。这样的系统最终可能会分裂，产生流氓褐矮星，这是可行的。由更大质量（但相等β）的云核形成的{ \it equal}年龄的原恒星盘通常密度更大、温度更高、体积更大、质量更大。另一方面，由高β（但M_cl相等）的云核形成的原恒星盘通常更薄、更冷，但更大、更重。在所有模型中，辐射温度和中平面温度\triangle T之间的差异很小，除了年轻盘的最内部区域、致密碎片和盘的外边缘，其中\triangle T为负，并且可能达到两倍甚至更多。引力不稳定的嵌入盘表现出径向脉动，其振幅沿M_cl和β增加的直线增加，但随着包络线的清除而趋于减小。我们发现，具有盘星质量比为1阶的单星只能由高β云核形成，但这样的大质量盘是不稳定的，很快就会分裂成双星/多星系统。
2010-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Massive Protostellar Clusters -- Observations of Massive 70 $μ$m Dark Molecular Clouds
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的七个大规模的分子团，这是黑暗的远红外波长高达70 $μ$ m的观测。我们的1.3毫米连续图像揭示了44个致密的核心，气体质量范围从1.4到77.1 M $_{\odot}$。29个致密核心的质量大于8 M $_{\odot}$，其他15个致密核心的质量在1.4和7.5 M $_{\odot}$之间。假设核密度在半径$ρ\propto r^{-b}$上遵循幂律，则发现指数$b$在0.6和2.1之间，平均值为1.3。维里分析表明，致密核不处于维里平衡状态。CO流出排放检测到6 7分子团和17个致密的核心。对于这些核心的五个，CO排放似乎有线翼在大于30公里的速度s $^{-1}$相对于源系统的速度，这表明大多数的团块港口原恒星，因此不是静止的恒星形成。流出时间尺度随核心质量的增加而增加，这可能表明大质量的核心比质量较小的核心有更长的吸积时间尺度。碎裂分析表明，低质量和大规模的核心的质量大致一致的热和湍流的金斯质量，分别。
2019-09-19 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
On the 3D time evolution of the dust size distribution in protostellar envelopes
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所（CSIC））；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）
本文通过三维模拟研究原恒星包层中尘埃粒径分布的演化，结合Smoluchowski方程模拟多粒径尘埃生长，并探讨尘埃动力学在终端速度近似下的影响，揭示尘埃粒径分布的各向异性及局部尘埃-气体比的变化。
2026-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust evolution during the protostellar collapse: influence on the coupling between the neutral gas and the magnetic field
本文通过 shark 单区模拟研究原恒星坍缩中尘埃尺寸分布演化对磁电阻率的影响，发现小颗粒早期凝聚导致双极电阻率异常偏高，并提出静电排斥和颗粒间侵蚀是降低电阻率、缓解与原行星盘观测矛盾的关键机制。
2024-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
