Detecting Infall in High-Mass Protostellar Objects
吸积盘在低质量恒星形成中的作用已经通过各种波长的高角分辨率观测得到了很好的评估。这些发现证实了一个预言，即在导致恒星形成的坍缩过程中，角动量守恒必然会使坍缩的核心变平和旋转。那么大质量恒星呢？目前，几位作者报告了在大质量YSO周围探测到盘的情况。尽管有这些重要的结果，围绕大质量恒星旋转的盘的存在本身并不足以明确地证明吸积模型：需要的是铁证如山的证据。这样的证据很难找到，因为自由落体速度只有在非常接近吸积恒星的地方才变得有意义，即，在几个0.01 μ C（$\sim$ 2000 AU）的区域上，这是非常难以接近的，并且难以从周围静止或旋转的材料中解开。在本章中，我们将讨论如何表征36个高质量吸积盘候选者样本中的物质落入，这些样本涵盖了广泛的光度范围，从10个$^3$ $L_\odot$到10个$^6$ $L_\odot$，由Beltrán和de Wit（2016）使用下一代甚大阵列（ngVLA）编制。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Hierarchical Cluster Assembly in Globally Collapsing Clouds
通过对分子云整体分级坍缩（GHC）过程的数值模拟，讨论了团簇形成的机制。崩溃的全球性质意味着SFR随着时间的推移而增加。崩塌的层次性由大规模崩塌中的小规模崩塌组成。大规模的崩塌比小规模的崩塌晚了几百万年达到顶峰，它由增生到巨大的中央团块上的对流组成。小尺度的坍缩形成团块，这些团块嵌在细丝中并落在大尺度的坍缩中心上。在早期的小规模坍缩中形成的恒星与它们的母星系团有着相同的下沉运动。因此，暗条将气体和恒星物质输送到大质量的中央星团。这导致了一些较老的恒星出现在一个新的原恒星正在形成的区域，也导致了一个自相似的结构，其中每个单元都由较小尺度的子单元组成，这些子单元彼此接近并可能合并。由于在暗条中形成的较老恒星与中心团的气体有着相同的下沉运动，因此它们往往比中心团中形成的较年轻恒星具有更大的速度和更大的分布面积。最后，将IMF的表面值解释为概率分布意味着大质量恒星只有在{ \it local} SFR大到足以将IMF采样到高质量时才会形成。结合SFR的增加，这意味着大质量恒星往往出现在MC演化的后期，并且只出现在中心的大质量团块中。我们讨论了这些功能与观测到的年轻星团的属性的对应关系，发现非常好的定性协议，从而提供支持的情况下，全球性的，层次崩溃的MC，同时解释所观察到的集群结构的起源。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Assessing Self-Absorbed Molecular Lines as Tracers of Gravitational Collapse
Cardiff University（卡迪夫大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
该研究通过模拟含时变化学演化的前恒星核坍缩的合成线观测，发现基于自吸收分子线的下落速度估算技术因特征起源于核外部，会系统性低估真实下落速度与吸积率。
2026-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Occurrence of instability through the protostellar accretion disks by landing of low-mass condensations
在坍缩的分子云核的包层内观察到低质量凝聚（LMCs）。在本研究中，我们探讨了LMCs着陆对不稳定性发生的影响，通过原恒星吸积盘。我们考虑一些地区的磁盘降落和着陆的LMCs的持续时间短于轨道周期。这样，我们就可以把着陆的LMC看作是初始薄的轴对称稳态自引力原恒星吸积盘（近似开普勒）方位角方向上的密度隆起和凹槽。利用凸块数量的线性效应，我们得到凸块的增长/衰减率的特征方程，我们数值求解它，找到不稳定的发生。我们还评估了最小增长时间尺度（MGTS）和增强的质量吸积率。结果表明，LMCs在原恒星吸积盘内部区域的降落和降落，相对于外部区域，可以引起更快的不稳定模和更小的吸积速率。此外，着陆的LMC在方位角方向上的更多碎裂具有更少的不稳定性的机会，然后可以产生更多的增强的质量吸积率值。
2016-04-27 astro-ph.GA
Constraints on the (re-)orientation of star-disk systems through infall
通过三维磁流体动力学模拟分析吸积示踪粒子，研究发现内流能显著改变星盘系统的定向，且高质量恒星更易发生长期定向变化，坍缩后吸积阶段比早期坍缩更具各向异性。
2024-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational Collapse and Filament Formation: Comparison with the Pipe Nebula
最近的分子云形成和演化模型表明，这种云是动态的，通常表现出引力坍缩。我们提出了一个简单的分析模型的全球崩溃到一个灯丝，并与我们的数值模拟的流动驱动的形成一个孤立的分子云来说明超音速运动和入流冲压压力的重力驱动的云演化模型中预期。我们将我们的结果应用于观测的烟斗星云，一个特别适合我们的目的，因为它的低恒星形成活动意味着微不足道的恒星反馈扰动对象。我们表明，我们的坍缩云模型可以解释的速度分散的大小在$^{13}$ CO的结构由Onishi等人。和所需的冲压压力由拉达等人。限制在管星云的低质量的核心。我们进一步推测，更高分辨率的模拟将显示小的速度分散在dendrock核心气体，如观察到的，但这是下落运动，不支持湍流。我们的研究结果指出了冲压压力作为分子云细丝的边界条件的必然性，以及特别是低质量核心仍然可以以显着的速率吸积质量的可能性，正如观测所表明的那样。
2009-09-10 astro-ph.GA
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dynamically Collapsing Core and a Precursor of a Core in a Filament Supported by Turbulent and Magnetic Pressures
为了研究一颗异常年轻的低质量原恒星GF 9 -2所在云核周围的诞生气条的物理性质，我们利用Nobeyama 45 m望远镜对12 CO、13 CO和C18 O分子进行了J=1-0谱线观测。标测区域覆盖整个灯丝的约1/5。我们的13 CO和C18 O地图清楚地表明，核心形成在当地的密度最大的细丝，和内部运动的细丝气体完全由湍流与马赫数~2。我们估计暗条的标度高度为H = 0.3 ~ 0.7 pc，从而得到中心密度n_c = 700 ~4200 cm^-3。我们采用等温圆柱模型的分析表明，细丝是支持的湍流和磁压力对径向和轴向崩溃，由于自重力。由于湍流和横向磁场的耗散时间尺度都可以与10^6年的丝状气体自由落体时间相比较，我们得出结论，超音速湍流的局部衰减使丝状气体局部不稳定，从而使核心坍缩。此外，我们新发现了一个气体凝结与速度宽度增强到约0.3 pc西南的GF 9 -2核心。凝结的半径约为0.15 pc，LTE质量约为5 Msun。它的内部运动是湍流的，马赫数约为3，暗示着一种引力非束缚态。然而，考虑到我们的估计中的不确定性，我们提出，冷凝是云核的前兆，云核是由灯丝中确定的两种气体成分碰撞产生的。
2014-07-17 astro-ph.GA
No Keplerian Disk >10 AU around the Protostar B335: Magnetic Braking or Young Age?
我们已经在1.3 mm连续谱和C18 O（2-1）和SO（5_6-4_5）谱线上对0级原恒星B335进行了ALMA第2周期观测，分辨率约为0.3”。1.3 mm连续谱、C18 O和SO发射都显示出中心致密组分，其尺寸为~40-180 AU，在更广泛的组分中。C18 O成分显示出下落和旋转运动的迹象。通过拟合简单的运动学模型的C18 O数据，原恒星的质量估计为0.05 Msun。在100 AU尺度上，比角动量为~4.3E-5 km/s*pc。一个类似的比角动量，~3E-5至5E-5 km/s*pc，是在10 AU尺度上从中央SO分量观测到的速度梯度测量的，并且在SO发射中没有明显的下落运动迹象。通过比较下落运动和旋转运动，我们的ALMA结果表明，观察到的旋转运动尚未达到100 AU甚至10 AU尺度上的克卜勒速度。因此，B335中开普勒圆盘的半径（如果存在的话）预计为1-3 AU。B335的圆盘半径比其他0类原恒星周围的开普勒圆盘小一到两个数量级。根据观测到的0.1秒差距到100天文单位尺度的下落和旋转运动，有两种可能的情况来解释B335中存在这样一个小开普勒盘：磁制动和年轻。如果我们的发现是磁制动的结果，那么在1000 AU尺度内下落物质的角动量的约50%可能已经被移除，并且在1000 AU尺度上的磁场强度估计为约200 uG。如果是年轻的，则B335的坍缩半径约为2700 AU，…
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating a Global Collapsing Hub-Filament Cloud G326.611+0.811
利用APEX观测数据研究G326.611+0.811轴辐式纤维云，发现其具有向中心枢纽坍缩的速度梯度、周期性速度振荡及大质量致密团块，表明该系统正在经历全局坍缩以进行大质量恒星形成。
2023-09-08 astro-ph.GA
First clear detection of the CCS Zeeman splitting toward the pre-stellar core, Taurus Molecular Cloud-1
我们报告的第一个明确的检测到的CCS发射线在45 GHz的塞曼分裂附近的星前致密的灯丝，金牛座分子云-1。我们同时观察到HC $_3$ N非塞曼细胞系和CCS细胞系，并且没有检测到HC $_3$ N细胞系的任何显著分裂。因此，我们得出结论，我们的检测CCS塞曼分裂是强大的。导出的\textcolor{black}{line-of-sight}磁场强度约为117 $\pm$ 21 $μ$ G，如果我们采用45 $^\circ$的倾角，则其对应于归一化的质量与磁通量比为2.2。因此，我们得出结论，TMC-1灯丝是磁超临界。最近的CCS和HC $_3$ N线沿视线的辐射转移计算表明，灯丝崩溃的速度$\sim$ 0.6公里s $^{-1}$，这是可比的三倍的等温声速。这种下落速度似乎与引力下落核的演化相一致。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gemini, SOFIA, and ATCA Reveal Very Young, Massive Protostars in the Collapsing Molecular Cloud BYF 73
我们提供了全球坠落分子云/原恒星团BYF 73的多波长数据。其中包括来自SOFIA的远红外场成像线光谱仪（FIFI-LS）的新的远红外光谱线和连续谱数据，Gemini-South上的热区域相机光谱仪（T-ReCS）的中红外（MIR）观测，以及来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的3 mm连续谱数据，加上斯皮策/IRAC，赫歇尔/PACS和SPIRE的档案数据。[OI] $\lambda63 μ$ m、[OIII] $\lambda88 μ$ m、[OI] $\lambda145 μ$ m和[CII] $\lambda158 μ$ m中的FIFI-LS光谱突出了致密分子云和HII区域中及其之间的不同气体环境。云和HII区之间的光解离区（PDR）最好用[OI] $\lambda145 μ$ m来追踪，其密度可能为$>$ 10 $^{10}$ m $^{-3}$，但在致密气体中观测到的$\lambda145μ$ m/ $\lambda63μ$ m和$\lambda63μ$ m/ $\lambda158μ$ m线比远超出模型值。HII区被[CII]很好地追踪，$\lambda158μ$ m/ $\lambda145μ$ m线比表明密度为10 $^{8.5}$ m $^{-3}$，电离辐射场相对较弱，1.5 $\lesssim$ log $(G/G_0)\lesssim$ 2。T-ReCS…
2018-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Density profile evolution during prestellar core collapse: Collapse starts at the large scale
我们研究的引力主导，吸积驱动的星前核心的演变。在我们的模型中，随着核心密度的增加，它仍然沉浸在一个恒定密度的环境中，因此它从这个环境中吸积，增加了它的质量，减少了它的金斯长度。假设一个幂律密度分布$ρ\propto r^{-p}$，我们计算的斜率$p$的变化率，并表明，值$p=2$是平稳的，而且，吸引子。金斯长度的径向轮廓按$r^{p/2}$的比例缩放，这意味着，对于$p<2$，存在一个半径，在该半径以下的区域小于其金斯长度，因此看起来重力稳定，需要压力约束，而实际上，它是更大规模坍缩的一部分，正在受到下落材料的压缩。在该区域，下落速度向中心减小，最终成为亚音速，从而显得“连贯”，而不需要湍流消散。我们提出了一个汇编的密度剖面的观测测定致密的核心，并表明，其斜率的分布峰值在$p \sim 1.7$ -1.9，支持的概念，随着时间的推移，配置文件变陡。最后，我们讨论的情况下，磁支持在一个核心，其中的领域规模为$B \propto ρ^β$。对于$β= 2/3$的预期值，这意味着质量与磁通量的比率也朝向芯的中心部分减小，使得它们看起来是磁性支撑的，而实际上它们可能是更大的塌缩超临界区域的一部分。我们的结论是，无论是热或磁支持的本地签名是不确定的证据的稳定性，一个地区的引力不稳定性必须建立在大尺度上，星前阶段的崩溃是动态的，而不是准静态的。
2021-02-09 astro-ph.GA
Formation of low-mass condensations in the molecular cloud cores via thermal instability
在分子云核内观察到低质量凝结（LMC）。在这项研究中，我们调查的等压热不稳定性（TI）适用于形成这些LMCs的效果。为此，我们首先研究了分子云中TI的发生。然后，为了研究线性等压TI的意义，我们使用了具有轴向磁场的收缩轴对称圆柱芯。考虑到分子云中的冷却和加热机制表明，包括加热由于双极扩散可以导致TI的发生在一个时间尺度小于动力学时间尺度。线性微扰分析表明，分子云核的外围区域可以发生等压TI。此外，结果还表明，波长大于几个天文单位的微扰不受热传导失稳性质的影响，因此它们可以生长形成LMC。因此，研究结果表明，TI机制可以用来解释形成的LMCs的祖先坍缩的原恒星实体，褐矮星，或原行星。
2011-01-29 astro-ph.GA
Interferometric mapping of magnetic fields: The ALMA view of the massive star forming clump W43-MM1
在这里，我们提出的第一个结果，从ALMA观测1毫米偏振尘埃排放对W 43-MM 1大质量恒星形成团块。我们已经探测到一个高度碎片化的暗条，其源质量从14 Msun到312 Msun不等，其中最大的碎片，源A，被认为是我们银河系中最大的碎片之一。我们发现了一个光滑，有序，详细的极化模式，整个灯丝，我们用来推导出磁场的形态和强度的12个检测到的15个片段，范围从0.2到9毫克。对每个碎片的动力平衡进行了评价，发现所有碎片都处于超临界状态，这与先前探测到的向W 43-MM 1坠落的运动相一致。此外，有迹象表明，当整个暗条坍缩时，场正在被引力拖曳。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking the dynamical, chemical and spectral evolution of molecular cores with PrestaLine: Gorynych
PrestaLine：Gorynych通过整合流体动力学、化学演化和辐射传输模块，研究分子核心从预星到原恒星阶段的动力学、化学和光谱演化。
2026-02-13 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
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
Magnetic field amplification in massive primordial halos: Influence of Lyman-Werner radiation
本文通过宇宙学磁流体动力学模拟研究了Lyman-Werner辐射对早期宇宙大质量原初晕中小尺度发电机磁场放大及饱和水平的影响，发现发电机在多种冷却机制下均能发挥作用。
2024-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-similar collapse of singular isothermal spherical molecular cloud cores with nonzero initial velocities
从理论上讲，恒星是由分子云的核心坍缩形成的。历史上，核被假定为一个奇异的等温球（SIS），并通过自相似的方式研究了崩溃。这是因为旋转和磁场导致非对称塌陷，从而可能出现球体形状。这里，假设离心力和磁场梯度的合力在旋转轴的法线方向上，并且假设其分量是局部重力的分数$β$。在这项研究中，一个崩溃的SIS核心被认为是发现的重要性，参数$β$的扁率的质量壳的头部以上的膨胀波。我们应用Adomian分解方法求解非线性偏微分方程组，因为坍缩不会发生在具有自相似行为的球对称中。这样，我们得到了壳在包线处的质量下落率$\dot{M}$的半解析关系式。在旋转轴附近，$\dot{M}$随无量纲半径$ξ$的增大而减小，而在赤道区，$\dot{M}$与$ξ$之间存在正相关关系。此外，极区中的$\dot{M}$值大于赤道区的值，并且这种差异更经常出现在较小的$ξ$值处。结果表明，在到达膨胀波头部之前，分子云核的可见形状可以演化为扁球体。扁圆核的长短轴比随参数$β$的增大而增大，其值可接近于金牛座和英仙座等分子云图中明显观察到的细长核形状。
2010-07-05 astro-ph.GA
On the accretion process in a high-mass star forming region - A multitransitional THz Herschel-HIFI study of ammonia toward G34.26+0.15
[摘要]我们的目标是探索高质量恒星形成早期阶段的气体动力学和吸积过程。利用Herschel-HIFI观测到的氨分子在太赫兹波段的7个跃迁的高分辨轮廓，研究了大质量恒星形成区G34.26+0.15中分子气体的向内运动.这些线的形状和强度的解释方面的辐射转移模型的一个球形的，崩溃的分子信封。一个加速的Lambda迭代（ALI）方法被用来计算模型。七条氨谱线显示了混合的吸收和发射，具有反向的P-Cygni型剖面，表明流入中央源。在谱线轮廓中可以清楚地看到，对于更高的激发跃迁，在越来越高的速度下吸收的趋势。$J = 3\leftarrow2$谱线只显示出很弱的辐射，因此这些吸收剖面可以直接用于分析气体的向内运动。这是第一次多过渡的光谱分辨旋转氨线的研究已用于此目的。此外，宽发射与$1_0-0_0$邻NH $_3$线的吸收混合，可能追踪恒星形成区域的分子外流。最佳拟合的ALI模型再现的连续通量和线的轮廓，但稍微低估的发射和吸收深度的基态邻线$1_0-0_0$。推导出的ortho-to-para比约为0.5，在整个下落云核心类似于最近的研究结果，半透明云的视线朝向W31 C和W 49 N。我们发现的两个气体成分向内移动的中心区域与恒定的速度：2.7和5.3公里$\,$ s $^{-1}$，相对于源系统速度的证据。推导出的质量吸积率足以克服预期的辐射压力G34.26+0.15。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in the Formation of the First Stars. I. Theory vs. Simulation
虽然磁场在现代恒星形成中很重要，但它们在原始恒星形成中的作用尚不清楚。比尔曼电池产生了10 ^-16 G量级的磁场，这是由于气体进入暗物质微晕时产生的弯曲激波和湍流造成的，微晕是第一批恒星形成的地方。这些领域迅速扩大了一个小规模的发电机，直到他们饱和或接近均分与湍流的中心区域的气体。分析结果给出的发电机的结果，包括在塌陷气体的压缩效果。这种气体的质量流量比是临界值的2 - 3倍，与当代恒星形成的质量流量比相当。使用光滑粒子流体动力学（SPH）和基于网格的自适应网格细化（AMR）的模拟结果的预测。由于每牛仔裤长度64个细胞的标准分辨率的数值粘度和电阻率比物理值大几个数量级，因此动态显著的磁场在模拟中影响的质量比实际小得多。附录给出了自由落体坍缩的解析处理，包括在恒定密度背景下的坍缩。另一个附录提出了一种新的方法估计的数值粘性，结果给出了SPH和网格为基础的代码。
2020-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular Momentum Evolution from Core to Disk Scales in the Early Phase of Star Formation: Constraints from HH 212, HH 211, and B335
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
本文以HH 212、HH 211和B335为对象，用Terebey-Shu-Cassen模型结合适度磁效应，研究恒星形成早期从核到盘尺度的角动量演化，发现由内向外坍缩场景可合理描述该演化。
2026-07-31 astro-ph.GA
Continuity of accretion from clumps to Class 0 high-mass protostars in SDC335
IRDC SDC335.579-0.292（SDC 335）是一个巨大的恒星形成云，被发现正在向银河系中最大的恒星形成核心之一坍缩。SDC 335在其演化的早期阶段拥有三个大质量的原恒星天体，ALMA第0周期的档案数据表明该地区至少存在一个分子外流。从大质量的原恒星物体的分子流出的观测使我们能够估计原恒星的吸积率，以及评估恒星对其出生云的破坏性影响。这项工作的目的是识别和分析SDC 335内原恒星驱动的分子流出的性质，并利用这些流出来帮助改进原恒星的性质。我们使用来自ATCA的SiO和I类CH $_3$ OH脉泽发射（~3 arcsec）的新数据，以及APEX和存档ALMA CO，$^{13}$ CO（~1 arcsec）和HNC数据的四个CO跃迁的观测，对SDC 335中的分子流出进行了成像。我们引入了一个广义的参数来约束流出倾斜角度的基础上观察到的流出属性。我们使用每个流出的属性来推断吸积率的原恒星源驱动它们，并推断源的演化特征。我们确定了三个分子流出的SDC 335，一个与每个已知的紧凑的HII区域。流出的性质表明，SDC 335原恒星是在其演化的早期阶段（0级），与潜在的形成超过50 M的恒星$_{\odot}$。测得的原恒星的总吸积率为$1.4(\pm 0.1) \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，与2.5 $(\pm 1.0)…
2020-12-16 astro-ph.GA
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS23385+6053: An embedded massive cluster in the making
这项研究是“核心”项目的一部分，这是IRAM/NOEMA的一个大型方案，包括对20个选定的大质量恒星形成区的毫米连续谱和分子谱线发射的观测。我们专注于IRAS 23385 +6053，这被认为是CORE样本中进化最少的来源。观测在~1.4 mm处进行，采用NOEMA的三种配置和额外的单碟图，与干涉测量数据合并以恢复扩展发射。我们的相关器设置涵盖了一些著名的热核示踪剂和一些流出示踪剂的线。角分辨率（~0.45”$-$ 0.9”）和光谱分辨率（0.5 km/s）足以分辨IRAS 23385 +6053中的团块，并调查是否存在因旋转、下沉或膨胀而引起的大规模运动。我们发现，在亚弧秒分辨率下观察时，团块分裂成六个不同的核心。这些都是通过其1.4毫米的连续谱和分子线发射。我们制作的速度，线宽和旋转温度的地图，从甲醇和乙腈线，这使我们能够调查的核心，并揭示在最大的核心速度和温度梯度。我们还发现了两极外流的证据，可能是由低质量恒星提供动力的。我们提出了一个拱星自引力盘躺在最大质量的核心和供电的大规模外流以前已知的文献中的试探性检测。在我们的假设中，IRAS 23385 +6053（~ $3000~L_\odot$）的大部分亮度都是由驱动气流的恒星提供的。其他核心，虽然质量低于相应的维里质量，似乎是从分子环境中吸积物质，可能正在坍塌或处于坍塌的边缘。我们的结论是，我们正在观察一个恒星形成核心的样本…
2019-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
