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
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
Nonconservative Mass Transfer in Massive Binaries and the Formation of Wolf-Rayet+O Binaries
大质量双星演化过程中的质量传递效率目前还不确定。为了研究Wolf-Rayet+O（WR+O）双星的形成，我们模拟了双星网格中的质量转移过程，考虑了两种非保守质量转移模型：旋转相关质量吸积模型I和半质量吸积模型II.通常，模型I中的传质效率更低，对于情况A和情况B传质，平均效率分别在$\sim0.2-0.7$和$ \lesssim0.2 $的范围内。我们提出了后代WR+O二进制的参数分布。通过比较模拟的恒星质量分布与观测到的银河系WR+O双星，我们发现，高度非保守的质量转移是必需的。
2016-10-14 astro-ph.SR
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
2016-05-18 astro-ph.SR
The lower mass limit for circumbinary disc fragmentation
Jeremiah Horrocks Institute for Mathematics, Physics and Astronomy, University of Lancashire（兰开夏大学杰里米·霍罗克斯数学、物理和天文学研究所）
本研究通过模拟探讨双星盘碎片化的下限质量，发现其比单星盘低45%，表明双星系统中形成气态巨行星可能更易通过引力不稳定性实现。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal capture formation of Low Mass X-Ray Binaries from wide binaries in the field
我们提出了一个潜在的有效的动力学形成方案的低质量X射线双星（LMXB）在外地，重点是黑洞（BH）LMXB。在这个形成通道中，LMXB是由宽双星（$(>1000$ AU）和BH组成部分以及恒星伴星形成的。宽双星受场星飞掠的扰动，其轨道随时间随机行走和变化。这种扩散过程可以驱动双星进入一个足够偏心的轨道，使得双星的潮汐分量在近心处相互作用，并演变成短周期双星，最终演变成LMXB。通过这个通道的LMXB的形成率主要取决于这种BH宽双星祖先的数量，这反过来又取决于出生时给予BH（或NS）的速度反冲。我们考虑了几种模型的形成和生存的这种宽的二进制文件，并计算LMXB形成率为每个模型。我们发现，BH形成的模型，通过直接崩溃，没有/很少natal踢可以引起高的形成率与那些从观察推断。这个形成场景有几个观测特征：（1）LMXB的数量密度通常遵循背景恒星密度;（2）BH恒星伴星的质量函数应该与背景恒星星族的质量函数相当，可能在$0.4-0.6$ M $_{\odot}$达到峰值。后一方面，特别是，是独特的，这个模型与以前建议的LMXB形成模型以下共同的信封二进制恒星演化。我们注意到，NS LMXB可以类似地从宽双星形成，但它们通过这个通道的形成率可能会显着较小，因为它们的出生踢高得多。
2015-10-20 astro-ph.SR
Non-Ideal Magnetohydrodynamic Simulations of the Two-Stage Fragmentation Model for Cluster Formation
我们模型分子云碎片与薄盘非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散和部分电离，从主要紫外线为主的宇宙射线为主的制度过渡。这些模拟被用来确定星团通过两阶段碎裂方案形成所需的条件。最近的线性分析表明，碎片长度和时间尺度可以经历一个戏剧性的下降跨越柱密度边界，分离紫外线和宇宙射线为主的电离制度。正如在早期的研究中发现的那样，电离滴和常规扰动的存在导致跨临界云在秒差距尺度上的单级碎裂，因此非线性演化产生与线性理论预测相同的碎片尺寸。然而，我们发现，初始跨临界质量通量比的组合，通过一个列密度制度，其中发生的电离下降的演变，和经常性的小扰动的质量通量比足以引起第二阶段的非线性演化过程中的碎片。在~ pc大小的初始碎片内形成~0.1 pc大小的核心。对质量通量比的规则扰动也加速了失控坍缩的发生。
2013-10-30 astro-ph.SR
The detached-binary channel for the formation of contact binaries
离体双星通道是形成接触双星的重要通道，离体双星可能通过组分的演化膨胀或磁制动作用导致角动量损失而演化为接触双星。我们对该通道进行了详细的双星布居合成（BPS）研究，得到了分离双星演化为接触双星的参数区域。结合$\emph{Kepler}$卫星的观测和我们的结果，我们发现接触双星的祖先的出生率比接触双星的出生率大于1.2。这表明，对于分离双星通道，祖先可以足够产生观察到的接触双星。在这个通道中，我们发现接触双星的轨道周期分布在0.25天左右有一个峰值，并有一个向更长周期延伸的尾部，接触双星的形成时标范围很大，从$\sim1$ \，Myr到15\，Gyr。这些结果表明，分离双星通道能满意地解释接触双星的主要观测特征，特别是$\emph{Kepler}$观测所显示的轨道周期分布和非常年轻的接触双星的存在。
2013-11-24 astro-ph.SR
Rotationally-Driven Fragmentation for the Formation of the Binary Protostellar System L1551 IRS 5
无论是整体旋转还是局部湍流都被广泛地用来驱动坍缩核心的碎片化，从而产生多个恒星系统。即使这两种机制预测了恒星自旋和轨道对齐的不同方式，随后的内部或外部相互作用也可以驱动多个系统朝向或远离对齐，从而掩盖它们的形成过程。在这里，我们证明了二进制系统和周围的散装信封之间的几何和动力学关系提供了至关重要的区别碎裂模型。我们发现，星周盘的二进制原恒星系统L1551 IRS 5是密切平行，不仅彼此，而且与他们周围的扁平信封。跨越近30年的相对自行的测量表明，在同一意义上的包络旋转的二进制组件的轨道运动。除去星周盘被潮汐截断到比观测到的小的轨道解，剩下的解倾向于一个圆形或低偏心率的轨道，它与星周盘的倾角可达$\sim$ 25 $^\circ$。湍流驱动的碎裂可以产生局部角动量，产生共面双星系统，但它与周围的包层没有特殊的关系。相反，观察到的属性符合旋转驱动的碎片的预测。如果这些碎片产生在不同的高度，或者在旋转核心的扁平中心区域的中平面的相对两侧，那么所产生的原恒星将表现出与周围的包层平行但从轨道平面倾斜的拱星盘。
2016-07-01 astro-ph.SR
Visual binary stars: data to investigate formation of binaries
双星轨道参数的统计以及它们的物理特征的统计都带有恒星形成历史的痕迹。然而，双星的统计调查是复杂的缺乏或不完整的观测数据和一些观测选择效应。可见双星是观测到的最多的双星，其数量超过13万对。目前已知的最完整的目视双星列表是通过交叉匹配物体和合并三个最大的目视双星目录的数据编制的。这是补充的数据对laxes，laxe光度，光谱特征的恒星名单采取从其他目录。这使我们能够部分弥补这些物体观测数据的缺乏。合并后的数据使我们能够检查观测值的有效性，并调查统计的轨道和物理参数的视觉双星。对观测数据的不完整性进行了修正。利用所获得的数据集和双星参数的现代分布，重建双星系统恒星形成函数的初始分布和参数。
2017-01-02 astro-ph.SR
Protostellar Feedback in Turbulent Fragmentation: Consequences for Stellar Clustering and Multiplicity
恒星在大尺度（~pc）和小尺度（~双星）上都有很强的聚集性，但对于恒星的关联函数和多重性却几乎没有解析甚至半解析的理论。在本文中，我们提出了这样一个理论，基于我们最近开发的半解析框架称为MISFIT，模型重力湍流碎片，包括抑制碎片的原恒星辐射反馈。我们比较的结果，包括反馈的控制模型中，它被省略。我们表明，这两类模型鲁棒地再现恒星关联函数在>0.01 pc尺度，这是很好的近似幂律，一般遵循无标度物理（湍流加重力）在大尺度上。在较小的尺度上，原恒星盘的碎裂比普通的核心碎裂更占主导地位，导致关联函数变陡。多重性是更敏感的反馈：我们发现，一个模型与原恒星加热再现所观察到的多重性分数和质量比分布的太阳和太阳质量恒星（特别是棕矮星沙漠），而没有反馈的模型不能这样做。具有反馈的模型也产生与从观测推断的一致的形成期分布。然而，它无法产生短距离的双星低于原恒星盘的长度尺度。我们认为，这样的近距离双星主要是由磁盘碎片，并通过轨道衰变进一步减少他们的分离。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of EL CVn-type Binaries
EL CVn型双星包含一颗A型矮星和一颗非常低质量（$\sim 0.2M_\odot$）的氦白矮星前体（pre-He WD）。最近的调查和观测已经发现了其中的几十个，并表明一些前He WD具有多周期脉动，开辟了使用星震学研究这些恒星内部结构的可能性。我们已经研究了EL CVn型双星的形成，以了解其形成的物理过程，并给出银河系中这群恒星的性质和空间密度。我们使用一个简单的分析表明，EL CVn二进制文件不能产生快速的共同信封演变，因为这个过程导致合并的组件时，一个巨人有这样一个低质量的核心。我们发现，EL CVn型双星可以产生长期稳定的质量转移之间的低质量恒星在紧密的双星系统。我们已经全面研究了这一形成渠道和特性的人口EL CVn型二进制从超过65,000运行的二进制演化与主恒星质量之间的0.9和$2.0M_\odot$，并假设组成适合人口I星。理论演化轨迹、质量比和WD质量周期（$M_{\rm WD}-P$）关系与观测基本一致。我们的结论是，还有更多的EL CVn型双星有待发现，这些双星将主要是低质量系统的老恒星星族。
2017-03-21 astro-ph.SR
Interactions between brown-dwarf binaries and Sun-like stars
已经提出了几种形成褐矮星的机制，但对于哪些机制（如果有的话）在本质上起作用还没有达成共识。任何关于褐矮星形成的理论都必须解释观测到的褐矮星的统计数据。这些统计数据受到选择效应的限制，但它们正变得越来越有鉴别力。特别是，它似乎（a）是次类太阳恒星的褐矮星往往是在宽轨道上，$a\ga 100\,{\rm AU}$（褐矮星沙漠），和（b）这些褐矮星有一个显着更高的机会是在一个密切的（$a\la 10\,{\rm AU}$）双星系统与另一个褐矮星比褐矮星在外地。这就提出了一个问题：这些褐矮星是在原地形成了{ \it}，也就是说，通过环星圆盘的碎裂;还是在其他地方形成，随后被捕获。我们提出了一个密切的棕矮星双星和类太阳恒星之间的纯引力相互作用的数值模拟。这些模拟表明，这种相互作用有一个可以忽略不计的机会（$<0.001$），导致密切的棕矮星被捕获的类太阳恒星。通过调用伴随盘的流体动力学效应来使相互作用耗散，可能会改变这一结论。然而，为了解释上述统计数据，这种耗散将有利于捕获棕矮星双星超过单个棕矮星，我们提出的论点，为什么这是不可能的。最简单的推论是，大多数棕矮星双星--因此也可能是大多数单棕矮星--是由类太阳原恒星周围的星周盘碎片形成的，其中一些随后被弹射到磁场中。
2012-05-10 astro-ph.SR
R CrA SMM1A: Fragmentation in A Prestellar Core
我们报道了在R~CrA星云的星前核候选者SMM 1A中发现的多重凝聚，这可能代表了迄今为止观测到的最早的核碎裂阶段。凝聚体之间的距离在1000到2100 AU之间，它们的质量范围约为0.1到0.2 M太阳。我们发现，这三个凝聚有非常低的辐射光度（< 0.1 L_sun）和温度（< 20 K），这表明这些是年轻的源，尚未形成原恒星。我们认为，这些来源是通过一个细长的星前核心的碎片形成的。我们的结果，与其他观测到的原恒星双星系统在1000 AU的规模的分离，支持的情况下，提示在等温坍缩阶段的碎片是一个有效的机制，宽的双星形成，而在随后的绝热阶段的碎片可能是一个额外的机制，紧密（< 100 AU）的双星形成。
2010-08-09 astro-ph.SR
The Formation Mass of a Binary System via Fragmentation of a Rotating Parent Core with Increasing Total Mass
最近的VLA和CARMA观测以前所未有的分辨率显示了双星中的原恒星。具体来说，CB 230 IRS 1和L1165-SMM 1等系统的原恒星质量已经在$0.1-0.25 \, M_{\odot}$范围内被探测到。它们的质量比通常通过数值模拟得到的$0.01 \, M_{\odot}$周围双星形成的质量要大得多。受这些质量差异的影响，本文研究了双星系统的形成质量与母核总质量的关系。为了实现这一目标，我们提出了一套数值模拟的引力坍缩的一个统一的和旋转的核心，在方位角对称的质量种子最初实施，以有利于形成一个致密的灯丝，其中的一个二元系统可能会形成直接碎裂。我们首先观察到，当母核$M_0$的总质量增加时，这种二元形成过程会减少;然后，我们增加了最初提供给旋转核的动能与重力能之比的水平，用$β$表示，以实现所需的细丝直接碎裂。接下来，我们发现双星碎片的质量随着母核的质量而增加，正如预期的那样。在本文中，我们证实了这一预期，并测量了从初始$M_0$获得的二进制质量$M_f$。然后，我们显示了一个示意图$M_0$与$β$，其中所需的二元结构的位置，而热能与引力能$α$的比例保持不变。我们还报道了形成双星系统的原恒星碎片的一些基本物理数据，包括形成质量$M_f$，以及相应的$α_f$和$β_f$。
2016-02-09 astro-ph.SR
The wide binary fraction of solar-type stars: emergence of metallicity dependence at a < 200 AU
我们结合了一个目录的广泛的二进制构建从盖亚DR 2与[Fe/H]丰度从宽场光谱调查，以量化如何二进制分数与金属丰度在分离$50 \lesssim s/{\rm AU} \lesssim 50,000$的变化。在一个给定的距离，目录的完整性是独立的金属丰度，使其直接约束固有的变化与[Fe/H]。在大的分离度（$s \gtrsim 250$ \，AU）下，宽的双星分数与[Fe/H]基本上是恒定的，但在较小的分离度下，它与[Fe/H]的反相关性变得相当快：对于$50 < s/{\rm AU} < 100$，$\rm [Fe/H] = -1$的双星分数超过$\rm [Fe/H] = 0.5$的3倍，这种反相关性几乎与$a < 10$ AU的近距离双星一样强。解释在模型中，磁盘碎片是更有效的低[Fe/H]，我们的研究结果表明，$100 < a/{\rm AU} < 200$是分离低于其中一个显着的一部分二进制文件通过碎片的个别引力不稳定磁盘，而不是通过湍流核心碎片形成。我们提供了一个200 pc内的8，407个二进制文件的公共目录，其中至少有一个组件具有光谱测定的[Fe/H]。
2018-10-30 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 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
The Observed Distribution of Spectroscopic Binaries from the Anglo-Australian Planet Search
我们报告的16个双系统的检测从英澳行星搜索。径向速度数据的解表明，恒星有伴星，它们的质量、偏心率和周期都有很大的变化。其中三个系统可能包含棕矮星伴星，而另外两个系统的偏心率使它们处于周期小于1000 d的双星偏心率分布的极端上尾。在长达12年的时间里，我们的伴星质量分布相当平坦，反映了其他径向速度调查中所看到的情况，并与目前候选行星质量的分布形成鲜明对比，后者在10 MJ以下强烈上升。当观察一个更大的样本的二进制文件，具有FGK恒星原色作为一个函数的主要恒星金属丰度，我们发现，分布保持一个43 $\pm$ 4%的二进制部分之间的金属丰度-1.0至+0.6 dex。这与巨大的系外行星分布形成鲜明对比。这一结果与双星形成模型相吻合，该模型认为这是一个坍缩的巨大分子云的碎片，这表明这是近距离双星的主要形成机制，而不是主星残留的原行星盘的碎片。
2015-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disc Fragmentation. III. The need for a new paradigm for formation of planets within close binary systems
IRAP, Université de Toulouse, CNRS（图卢兹大学 IRAP）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台 LIRA，巴黎文理研究大学）；Institut für Astro-und Teilchenphysik, Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学天体与粒子物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）
该研究提出在紧密双星系统中行星形成的新范式，认为引力碎裂导致行星和双星同时形成，早期形成的高质量行星更易保留，低质量行星则易被弹射。
2026-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The eccentricity distribution of wide binaries and their individual measurements
由于宽双星的轨道周期很长，所以它们的偏心率很难测量。通过盖亚的高精度天体测量，宽双星的偏心率可以被分离矢量和相对速度矢量之间的角度（$v$ - $r$角）所限制。在本文中，通过使用的$v$ - $r$角的宽的二进制在盖亚早期数据释放3，我们开发了一种贝叶斯方法来测量偏心率分布作为一个功能的二进制分离。此外，我们推断个别宽二进制的偏心，并公开提供。结果表明，$10^2$ AU宽双星的偏心率分布接近均匀，而在$>10^{3}$ AU变为超热，表明在不同的分离区域有两种主要的形成机制.近距离双星的形成，最有可能是磁盘碎片，导致在$<10^{2}$ AU的偏心率均匀分布。宽双星的形成，导致高偏心宽双星在$>10^{3}$ AU可能是湍流碎裂和/或紧凑的三重动力学展开。有了盖亚，现在可以测量大量宽双星的偏心率，为理解双星的形成和演化打开了一扇新的窗口。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of circumbinary planets through disc fragmentation
Jeremiah Horrocks Institute for Mathematics, Physics and Astronomy, University of Lancashire（兰开夏大学杰里米·霍罗克斯数学、物理与天文学研究所）
本文研究双星盘碎裂是否能形成环绕双星的气态巨行星，发现双星盘在更宽分离处更早高效碎裂，形成更多原行星，且更利于形成气态巨行星。
2026-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulent fragmentation as the primary driver of core formation in Polaris Flare and Lupus I
本文利用Herschel柱密度图识别北极星耀斑和豺狼座I中的致密云核，发现其质量与间距符合声波尺度且密度分布呈对数正态，证明湍流碎裂而非引力碎裂是低质量恒星形成区云核形成的主要机制。
2025-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar separation shapes spin-orbit alignment in visual binaries
University of Toronto（多伦多大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Penn State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Toronto Mississauga（多伦多大学密西沙加分校）；University of Toronto Scarborough（多伦多大学士嘉堡分校）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications（国家超级计算应用中心）
研究通过重新分析数据发现，视觉双星的自转-轨道对齐性与分离距离相关，存在约31-38 AU的截断点，支持共享原星盘形成理论。
2026-04-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Fragmentation and disk formation during high-mass star formation: The IRAM NOEMA (Northern Extended Millimeter Array) large program CORE
目标：我们的目标是了解碎片以及磁盘的形成，外流的产生和化学过程中的大质量恒星形成的空间尺度上的个人核心。研究方法：利用IRAM北方扩展毫米波阵列（NOEMA）和30米望远镜，我们在IRAM大型项目CORE中观测到了20个距离小于5.5kpc、光度大于10^4 Lsun的著名大质量恒星形成区样品的1.37 mm连续谱和高角分辨率（~ 0.4“）谱线发射。结果：介绍了CORE的总体调查范围、选择样本、观察设置和主要目标。科学上，我们专注于毫米连续辐射的尺度上的顺序为1000 AU。我们检测到强大的毫米连续发射从所有地区，主要是由于冷尘埃的排放。样品的碎裂性质是多样的。我们看到了极端的情况，一些区域由一个高质量的核心主导，而另一些区域则分裂成多达20个核心。最小生成树分析发现，在尺度上的热牛仔裤长度或更小的顺序，表明湍流破碎是不太重要的热重力破碎的碎片。高度碎片化与奇异区域的多样性可以通过改变初始密度结构和/或不同的初始磁场强度来解释。结论：在角分辨率极限附近发现了观察到的最小的芯之间的分离，这表明进一步的碎裂可能发生在更小的空间尺度上。CORE项目及其众多的谱线探测将解决大质量恒星形成领域的一系列重要物理和化学问题。
2018-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A metallicity sweet spot for disc fragmentation and planet formation
Jeremial Horrocks Institute for Mathematics, Physics & Astronomy University of Lancashire（兰开斯特大学杰里迈亚·霍罗克斯数学、物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学院）；SUPA, Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理学研究所（SUPA））；Centre for Planetary Sciences, University of Edinburgh（爱丁堡大学行星科学中心）
研究发现盘碎裂与行星形成存在0.3 Z☉的金属丰度最佳点，此处盘冷却效率最高，形成的行星更多更快且初始质量更低，或可解释贫金属恒星周围宽轨道巨行星的轻微过剩。
2026-08-20 astro-ph.EP 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
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
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
A revised condition for self-gravitational fragmentation of protoplanetary disks
引力不稳定性导致的原行星盘碎裂是双星、棕矮星和气态巨行星形成机制的候选者。碎裂的条件被认为是盘冷却时间尺度与其动力学时间尺度相当。然而，一些数值模拟表明，即使冷却时间足够短，也不会发生碎裂，或者即使冷却效率低下，也会发生碎裂。为了揭示自引力盘碎裂的现实条件，我们进行了二维数值模拟，考虑了中心恒星的辐射和盘的辐射冷却效应，并精确地研究了原行星盘中形成的旋臂结构.我们表明，在旋臂的Toomre Q参数是一个必不可少的参数破碎。螺旋臂中只有当Q < 0.6时才断裂。我们进一步证实了在数值模拟中观察到的这种碎裂条件可以从自引力螺旋臂的线性稳定性分析中得到。这些结果表明，原行星盘的碎裂过程分为两个阶段：盘内旋臂的形成和旋臂的碎裂，我们的工作将原行星盘碎裂的条件简化为满足Q < 0.6的旋臂形成条件.
2016-03-30 astro-ph.EP 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 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
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
Implementing Primordial Binaries in Simulations of Star Cluster Formation with a Hybrid MHD and Direct N-Body Method
星团内双星系统中恒星的比例对它们的演化很重要，但初始恒星吸积后通过动力学过程形成的双星比例仍然未知。在以前的工作中，我们表明，动力学相互作用单独产生太少的低质量的双星相比，观测。因此，我们实现了初始人口的二进制耦合MHD和直接N体恒星团簇形成代码火炬。我们比较模拟，没有，初始二进制人口，并遵循动态演化的二进制人口在这两组模拟，发现动态形成和破坏的二进制发生。即使在最初的几百万年的恒星形成，我们发现，一个初始的人口的二进制需要在所有的质量复制观察到的二进制分数的质量比以上的$q \geq 0.1$检测限。我们的模拟还表明，在气体的存在下，在团簇形成的动力学相互作用修改的初始分布朝向二进制较小的初级质量，较大的质量比，较小的半长轴和较大的偏心率。动态形成的系统不具有与初始系统相同的性质，并且在存在初始双星群体的情况下动态形成的系统不同于仅用单个恒星模拟形成的系统。在恒星团簇形成的早期阶段，动力学相互作用对于确定双星系统的性质是很重要的。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Outcome of Coagulation Instability in Protoplanetary Disks II: Dust Ring Formation Mediated by Backreaction and Fragmentation
在我们以前的工作（论文I）中，我们证明了凝聚不稳定性的结果，粉尘浓度对耗尽由于径向漂移和加速粉尘增长的本地。在这项工作中（文件II），我们进行数值模拟的凝聚不稳定性考虑到气体和碰撞破碎的尘埃颗粒的反反应的影响。我们发现，由于逆反应的粉尘漂移的减速调节粉尘浓度的非线性增长阶段的凝聚不稳定性。粉尘与气体的表面密度比从$10^{-3}$增加到$\sim10^{-2}$。在我们的磁盘模型中，每个产生的尘埃环往往具有$\simeq0.5M_{\oplus}-1.5M_{\oplus}$的质量。与论文I相比，尘埃表面密度分布在每个尘埃环处显示出局部平台结构。尽管在非线性增长的规则，有效粉尘浓度降低了它们的碰撞速度。结果，尘埃颗粒可以生长到碎裂势垒之外，并且无量纲停止时间达到了文献I中的1。尘埃有效增长的必要条件是（1）$α<1\times10^{-3}$的弱湍流和（2）大的尘埃破碎临界速度（$> 1$ m/s）。外层区域的有效尘埃聚集将减少向内的卵石通量，并有望通过卵石吸积来减缓行星形成。我们还发现，由此产生的环可以是不稳定的长期引力不稳定性（GI）。随后的长期GI促进了星子的形成。因此，我们预计，这些不稳定性的组合是一个有前途的尘埃环和星子形成的机制。
2022-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation and Fragmentation of Disks around Primordial Protostars
宇宙中形成的第一批恒星预示着宇宙黑暗时代的结束，并引入了塑造早期宇宙演化的新物理过程。到目前为止，人们一直认为这些恒星的生命短暂而孤独，在每个暗物质微晕中只形成一颗质量极大的恒星，或者可能是一个非常宽的双星系统。在这里，我们描述的数值模拟表明，这些恒星，相反，往往是紧密的多个系统的成员。我们的研究结果表明，在第一批年轻恒星周围形成的盘对引力碎片不稳定，可能产生小型的双星和高阶系统，其分离距离与地球和太阳之间的距离一样小。
2011-01-27 astro-ph.CO 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
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
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
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
Formation of black-hole X-ray binaries in globular clusters
最近发现的第一个候选BH-WD X射线双星，其中紧凑的吸积体可能是星系外球状星团中的恒星质量黑洞候选者，我们的灵感，探讨如何在动态环境中形成这样的双星。我们通过众所周知的形成通道，如二进制交换和物理碰撞的形成率提供分析，并提出，唯一的可能性，形成BH-WD二进制是通过耦合这些通常的形成通道与随后的硬化和/或三重形成。事实上，我们发现，最重要的机制，使一个BH-WD X射线二进制从最初的动态形成的BH-WD二进制是三重诱导质量转移通过Kozai机制。即使使用最乐观的形成率估计，如果黑洞从星系团中大量蒸发或形成一个完全分离的黑洞子星系团，我们也无法与观测推断的产生率相匹配。我们估计，至少有1%的已形成黑洞，或者现在核心中存在的黑洞的10%，必须与核心恒星星族的其余部分相互作用。
2010-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational fragmentation and formation of giant protoplanets on tens-of-au orbits
研究了年轻原恒星盘中通过引力碎裂形成的致密气体团的迁移，以确定巨型行星形成的可能性。采用薄盘极限下的高分辨率流体力学数值模拟方法，计算了太阳质量恒星周围引力不稳定原恒星盘的形成和长期演化。我们发现，通过星盘碎片化在星盘外部区域（>100 AU）形成的气体团块经常受到其他团块或星盘结构（如旋臂）的扰动，并在几个10^3年到几个10^4年的时间尺度上向中心恒星迁移。迁移时间尺度是最慢的恒星运动时，在磁盘重力被认为是。当接近恒星时，团块首先获得质量（高达几十M_Jup），但随后通过潮汐扭矩迅速失去大部分扩散包络。团包层的一部分可以吸积在中心恒星上，引起FU-Ori型吸积和光度爆发。潮汐质量的损失有助于团块显着减缓甚至停止它们在距离原恒星几十个天文单位的距离内的向内迁移。由此产生的团块在质量和大小上都被严重截断，只保留了一个致密和热的核。在向内迁移的过程中，团簇内部的温度可能超过分子氢解离极限（2000 K），团簇的中心区域可能坍缩成一个巨大的气体原行星。我们认为，FU-Orionis型光度爆发可能是最终产品的磁盘碎片化和集群向内迁移，迎来了巨大的原行星的形成，如HR~8799系统的tens-of-au轨道。
2018-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
HII regions and high-mass starless clump candidates II. Fragmentation and induced star formation at ~0.025 pc scale: An ALMA continuum study
来自HII区域的电离反馈改变了大质量无星团簇（HMSC，几百到几千个太阳质量，大小约为0.1-1 pc）的性质，例如团簇尺度上的温度和湍流。HII区的存在是否改变了HMSC中核心尺度的碎片化和星形形成的问题仍有待探讨。我们的目的是研究候选人HMSC之间的差异0.025 pc规模的碎片，强烈影响HII区域和较少干扰的。我们还寻找在受影响的HMSC中质量成形和诱导星形形成的证据。使用分辨率为~1.3”的ALMA 1.3 mm连续体，我们对8个候选HMSC进行了成像，其中4个受HII区域影响，另外4个位于安静环境中。受影响较小的HMSC是根据其与受影响的HMSC相比相似的质量和距离来选择的，以避免与这些参数相关的任何可能的偏差。在8个丛中共检测到51个核心，每个丛有3至9个核心。在我们有限的样本中，我们没有发现受影响和未受影响的HMSC之间的~0.025 pc-尺度片段化的明显差异，即使HII区域似乎影响片段化核心的空间分布。两种类型的HMSC在簇热Jeans长度${λ_{J, clump}^{th}}$和0.3 ${λ_{J, clump}^{th}}$处呈现具有两级分层特征的热碎裂。受影响的HMSC AGAL 010.214 -00.306和AGAL 018.931 -00.029的ALMA发射形态揭示了HII区域在其周围形成气体和尘埃的能力，并可能在HMSC中以约0.025 pc尺…
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm
螺旋臂的碎裂被认为是导致星系中巨大团块形成的原因。利用自引力旋臂的线性微扰分析，我们导出了一个不稳定性参数，并定义了团块形成的条件。我们扩展我们的分析，包括气体和恒星在外部潜力的多组分系统。然后，我们进行数值模拟孤立盘星系与等温气体，并比较我们的分析模型的预测结果。我们的模型准确地描述了我们的模拟中的螺旋臂的演变，即使当螺旋臂动态相互作用。结果表明，在模拟的盘星系中形成的巨星系团大多满足不稳定性条件。我们的模型预测的团块质量与模拟结果一致，但增长的时间尺度的不稳定扰动是高估了几个因素。我们还应用我们的不稳定性分析，以获得块属性的标度关系。预期的团块大小，速度分散，和圆周速度之间的比例关系是略有不同的Toomre不稳定性分析，但也不是不符合目前可用的观测。我们认为，旋臂不稳定性是一个可行的形成机制的巨大的团块在富含气体的盘星系。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-linear dense core formation in the dark cloud L1517
我们提出了一个解决方案，在金牛座L1517暗云中观察到的核心碎片的细丝，以前无法解释（Hacar等。al 2011）。核心碎裂是恒星形成的关键步骤。观测结果表明，这与云气的结构有关，但仍不清楚是哪个过程造成的。我们表明，重力不稳定性过程的等温柱可以解释所表现出的破碎的假设下，扰动增长的主波长。我们使用数值模拟的代码RAMSES，估计观测到的列密度和视线速度，并将它们与观测结果进行比较。观察到的碎片化的一个关键因素是，核心通过在细丝内重新分配质量而生长，因此核心之间的密度在碎片化过程中降低。这通常导致错误的主波长估计，因为它强烈依赖于初始中心密度。我们认为，非线性效应也发挥了重要作用的演变的碎片。一旦密度扰动增长到临界线质量以上，非线性导致与分析预测相比中心核密度的增强。选择正确的初始条件，扰动强度约为20%，导致倾斜校正的视线速度和中心核心密度在观测测量误差内，在一个现实的演变时间。
2017-05-15 astro-ph.GA 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
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the initial conditions of high-mass star formation. III. Fragmentation and triggered star formation
大质量的团块往往会分裂成核心和凝聚的星团，其中一些形成大质量的恒星。在这项工作中，我们研究了不同尺度的大质量团块的结构，分析了碎裂过程，并调查了恒星形成是由附近的HII区域触发的可能性。我们提出了一个高角分辨率的研究样本的8个巨大的原星团。结合红外数据，我们使用几角秒分辨率的无线电和毫米波干涉数据来研究它们的碎片和演化。我们的样本是独一无二的，因为所有的团块都有相邻的HII区域。利用这一点，我们使用一种新的方法来测试触发恒星的形成，在这种方法中，我们研究了在多个尺度上由尘埃排放追踪的质心的排列。这八个巨大的团块的质量从228到2279 $M_\odot$不等。红外明亮团块中最明亮的致密结构通常与嵌入的致密射电连续源有关。在每个星团中观测到的$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度结构大多是引力束缚的，质量足以形成至少一颗B3-B 0型恒星。许多凝聚体的质量在$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度下大于8 $M_\odot$。虽然团块大多是红外安静的，但在团块尺度（$\sim$ 1 pc）上，动力学运动是活跃的。我们研究了在不同尺度下检测到的气体条件的空间分布。对于某些来源，我们发现了外部触发的提示，而对于其他来源，我们没有发现表明触发在动态上不重要的重要模式。这可能表明不同的团块经历了不同的进化路径。在这方面，非常需要进行更大样本的…
2019-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shaping the Brown Dwarf Desert: Predicting the Primordial Brown Dwarf Binary Distributions from Turbulent Fragmentation
褐矮星（BD）的形成对恒星形成理论提出了关键挑战。观测到的太阳质量恒星附近（$\leq 5$ AU）褐矮星伴星的缺乏，被称为褐矮星沙漠，以及低质量双星系统比恒星双星更紧密结合的趋势，被引用作为褐矮星和恒星形成机制不同的证据。在本文中，我们探讨了最小假设的影响，棕矮星在双星系统中起源于通过相同的基本破碎机制的恒星，在孤立的，动荡的巨大分子云的核心。我们分析表明，特定的角动量与湍流的核心质量的缩放自然会产生棕矮星沙漠，以及广泛的棕矮星双星系统。此外，我们表明，湍流核心碎裂模型也自然预测，非常低质量（VLM）的二进制和BD/BD系统比恒星系统更紧密的约束。此外，为了捕捉湍流固有的随机变化，我们生成$10^4$模型湍流核心与合成的湍流速度场表明，湍流碎裂模型容纳了一小部分的二进制棕矮星与广泛的分离，类似于观测。事实上，从湍流碎裂模型得出的结论是，在形成过程中，单一的碎裂机制可能在很大程度上决定了恒星和棕矮星双星的分布。
2013-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The triple evolution dynamical instability: Stellar collisions in the field and the formation of exotic binaries
恒星之间的物理碰撞和近距离接近在奇异恒星系统的形成中起着重要作用。标准理论认为碰撞是罕见的，只发生在密集星团中恒星之间的随机相遇。我们提出了一个不同的形成途径，三重演化动力学不稳定性（TEDI），在不断发展的三星系统中的质量损失导致轨道不稳定性。随后恒星的混沌轨道演化引发了恒星组件之间的近距离相遇、碰撞和交换，以及偏心致密双星（包括天狼星状双星）的动态形成。我们证明，由于TEDI的恒星碰撞率约为10^{-4} yr^{-1}/银河系，这是近30倍，由于在银河系球状星团随机遇到的总碰撞率。此外，我们发现，占主导地位的恒星碰撞类型是定性不同的，大多数碰撞涉及渐近巨星分支星，而不是主序星，或稍微进化的恒星，占主导地位的碰撞球状星团。TEDI机制应该引导我们修正我们对碰撞的理解，以及在磁场中形成紧凑、偏心的双星。
2012-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
