Protostellar collapse of magneto-turbulent cloud cores: shape during collapse and outflow formation
我们通过数值模拟研究了分子云核的原恒星坍缩，考虑了湍流和磁场。通过使用自适应网格加密技术，崩溃遵循了一个很宽的动态范围内从一个湍流云核的规模的第一个核心。低密度区的云核由于湍流的作用而呈现明亮的亮度，而在高密度区的云核由于坍缩而呈现平滑的密度分布。稠密区域的形状主要取决于云核的质量;质量大的云核往往是扁长的，而质量小的云核往往是扁圆的。在这两种情况下，各向异性的致密区域的等温崩溃过程中增加。密集区的短轴总是平行于局部磁场。所有的模型最终产生球形的第一核心主要由热压力支持。大多数湍流云核在第一核周围有原恒星外流。根据相关磁场的形态，这些流出被分为两种类型，双极流和螺旋流。两极流经常出现在质量较小的云核中。对于双极流，第一芯的旋转轴平行于局部磁场取向，而旋转轴相对于全局磁场的取向取决于磁场强度。在螺旋流中，旋转轴不与局部磁场对准。
2010-11-20 astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics Simulations of Spherical Protostellar Collapse for Very Low Mass Objects
我们进行辐射流体动力学模拟的原恒星坍缩在球对称，特别关注非常低的质量的对象，即棕矮星和亚棕矮星。包括一个现实的状态方程，包括氢离解的影响，允许建模的完整过程，从开始的崩溃，直到形成的原恒星。我们解决了依赖于频率的辐射转移方程没有任何扩散近似，使用现实的尘埃和气体的不透明度。我们的研究结果表明，原恒星的性质基本上是独立的初始条件，这以前只被证实为更高的质量范围。然而，对于非常低的质量初始条件下，我们发现，第一个核心阶段的崩溃显示出一些显着的差异，在时间的演变，与第一个核心的寿命急剧增加，因为从周围的信封吸积率降低。我们考虑这一点的观测影响。我们还调查了相反的情况下，崩溃没有任何第一个核心阶段，这可能会发生非常不稳定的初始条件。在附录中，我们描述了一个严重的数值问题，它导致了原恒星形成后的非物理膨胀，这可能会影响其他类似的自引力坍缩计算。我们解释了非物理行为的起源，并提出了一个解决方案，可用于类似的调查。
2018-11-12 astro-ph.SR
Do we need non-ideal magnetohydrodynamics to model protostellar discs?
我们调查和讨论的各种非理想磁流体动力学（MHD）过程是重要的原恒星光盘。我们发现，传统的图片磁化光盘（欧姆电阻率是占主导地位的中面附近，周围的区域占主导地位的霍尔效应，与双极扩散占主导地位的光盘的其余部分）是一个伟大的过度简化。在简单的参数化光盘，我们发现，霍尔效应是典型的占主导地位的长期在整个大部分的光盘。更重要的是，我们发现在我们的大部分参数化圆盘中，至少两个非理想过程的系数彼此相差10倍，这表明两者都很重要，并且命名一个主导项会低估其他项的重要性。在我们以前的研究中自洽形成的圆盘也由霍尔效应主导，双极扩散和霍尔系数的比率通常小于10，这表明这两个项同样重要，列出主导项是误导性的。一旦考虑到磁场几何形状，这些结论变得更加可靠。在协议的文献，我们回顾，我们得出结论，非理想的MHD过程是重要的形成和演化的原恒星盘。忽略任何非理想的过程，特别是双极扩散和霍尔效应，产生一个不正确的描述光盘的演变。
2021-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
There is no magnetic braking catastrophe: Low-mass star cluster and protostellar disc formation with non-ideal magnetohydrodynamics
我们提出的结果，从第一辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟低质量恒星团簇形成，解决了破碎过程的不透明度限制。我们模拟了50~M的$_\odot$湍流云，初始时被强度分别为临界质量与磁通量比的3、5、10和20倍的均匀磁场穿过，在每种强度下，我们模拟了理想和非理想（包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应）的MHD云。湍流和磁场塑造了云的大尺度结构，无论采用理想还是非理想的MHD，都形成了类似的结构。在高密度（$10^6 \lesssim n_{\rm H} \lesssim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）下，所有模型都具有相似的磁场强度与密度的关系，这表明致密核中的磁场强度与大尺度环境无关。尽管有限的统计数据，我们没有发现证据的初始质量函数的初始磁场强度的依赖性，然而，恒星形成率降低模型的初始磁场强度增加，例外的是最强的领域的情况下，崩溃主要发生沿场线。在所有的模型中，半径为$\gtrsim 20$ ~au的原恒星盘形成，表明盘的形成取决于气体湍流而不是磁场强度。我们没有发现磁制动灾难的证据，发现磁场并不阻碍原恒星盘的形成。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and fragmentation of Gaussian barotropic protostellar clouds
Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma del Estado de México（墨西哥自治大学科学学院）；Instituto Nacional de Investigaciones Nucleares（国家核研究所）；Berkeley Center for Cosmological Physics, LBNL（劳伦斯伯克利国家实验室宇宙物理学中心）；Centro de Investigación en Física de la Universidad de Sonora（索诺拉大学物理研究中心）；Astronomical Institute of the Academic sciences（科学院天文研究所）
研究高斯等熵原恒星云在不同临界密度和初始扰动下的坍缩与碎裂行为，揭示多系统形成机制及单系统形成条件。
2011-03-03 astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of protostellar collapse using multigroup radiation hydrodynamics. II. The second collapse
恒星的形成始于分子云内部致密核心的引力坍缩。随着坍缩的进行，核心的中心开始变热，因为它变得光学厚度。中心的温度和密度最终达到足够高的值，聚变反应可以点燃;原恒星诞生了。这一系列事件涉及许多物理过程，其中辐射转移是最重要的。许多原恒星坍缩的模拟都利用了与流体动力学耦合的辐射转移的灰色处理。然而，星际气体和尘埃不透明度作为频率的函数呈现出很大的变化。在本文中，我们后续上一篇论文的崩溃和形成的拉森的第一个核心使用多群辐射流体力学（文件I）的计算扩展到第二阶段的崩溃和形成的拉森的第二个核心。我们利用一个非理想气体状态方程以及一组广泛的光谱不透明度在一个球对称的全隐式Goddom代码模型的所有阶段的崩溃的0.1，1和10太阳质量云的核心。我们发现，对于相同的中心密度，有灰色和多群模拟之间只有很小的差异。第一个核心吸积激波保持超临界状态，而第二个核心边界处的激波是强次临界的，所有的吸积能量都被转移到核心。发现第一核心的大小在不同的模拟中有所不同（更不稳定的云形成较小的第一核心），而第二核心的大小、质量和温度与初始云质量、大小和温度无关。我们的模拟支持的想法，一个标准的（通用的）初始第二个核心的大小为0.003 AU和质量0.0014太阳质量。
2013-07-03 astro-ph.SR
Simulations of protostellar collapse using multigroup radiation hydrodynamics. I. The first collapse
辐射转移在恒星形成过程中起着重要作用。许多冷气体云的引力坍缩和随后的原恒星核的形成的模拟使用了与流体动力学耦合的辐射转移的灰色处理。然而，占主导地位的消光尘埃不透明度显示出很大的变化作为频率的函数。本文利用频率相关的辐射转移研究了不透明度变化对Larson第一核性质的影响。我们使用多群M1矩模型在一维辐射流体动力学代码来模拟球对称崩溃的1太阳质量的云核。单色尘埃不透明度为五个不同的温度范围内被用来计算普朗克和Rosseland手段内的每个频率组。结果与以前的研究非常一致，灰色和多组模拟之间只有很小的差异。对于相同的中心密度，多群模拟倾向于产生具有略高半径和中心温度的第一核心。我们还模拟了10和0.1太阳质量云的崩溃，这表明第一个核心的属性与初始云质量无关，灰色模型和多群模型之间没有重大差异。对于Larson的第一次坍缩，温度保持在2000 K以下，绝大多数的辐射能量位于红外区，系统是光学厚的。在这种情况下，只要在比普朗克函数宽度小得多的尺度上没有大的不透明度变化，灰色近似就能很好地再现正确的不透明度。然而，多群方法预计将产生更重要的差异，在崩溃的后期阶段，当高能量（紫外线和X射线）辐射是本和物质和辐射强烈解耦。
2012-05-23 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
Protostellar collapse: rotation and disk formation
我们提出了一些重要的结论，从最近的计算有关的崩溃的旋转分子云核心的轴对称，对应于年轻的恒星对象的演化，通过0类和I类的开始。讨论了三个主要问题：（1）行星前盘形成的典型时间尺度--再一次证明，它是一个自由落体时间的量级，这决定性地短于人们广泛认为的所谓“由内而外的”的时间尺度;（2）角动量的再分布和伴随的动能耗散（旋转）能量-这些过程在很大程度上共同控制着原恒星核心的机械和热演化;（3）富钙铝包裹体的成因--由于特定的增生流模式，在高温下经历了大量化学和矿物学变化的材料（超过900 K）的原始恒星核心内部可能有很好的机会被平流向外输送到较冷的偏远地区（超过4 AU，说）的增长盘，并在那里生存，直到它被纳入一个陨石体。
2009-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of the isothermal collapse of magnetic rotating protostellar clouds
我们研究了质量为$10$和$1 M_{\odot}$的磁性原恒星云的坍缩。崩溃的数值模拟使用二维磁流体动力学（MHD）的代码“恩里尔”。模拟结果表明，原恒星云获得一个层次结构的等温阶段的崩溃结束。在电磁力的作用下，原恒星云呈现出半厚半径比为$Z/R \sim (0.20-0.95)$的扁球形包层。在包层内部形成了一个几何上和光学上都很薄的主盘，半径分别为$0.2-0.7 R_0$和$Z/R \sim (10^{-2}-10^{-1})$，其中$R_0$是云的初始半径。初级盘是处于静磁平衡的结构。当云的初始磁能超过其引力能的$20 \%$时，它们就形成了。主盘的质量是云的初始质量的$30-80 \%$。第一流体静力核心随后形成在主盘的中心。我们讨论了主盘在云的进一步演化中的作用，以及从磁场几何特征和不同层次的角动量分布的角度讨论了坍缩云内部层次的可能观测现象
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Protostellar Jet Feedback on Turbulent Collapse
我们目前的流体动力学模拟结果的大质量恒星形成区和没有原恒星喷流。我们表明，喷气机改变恒星质量吸积率的归一化，但不强烈影响恒星形成的动力学。特别是，$M_*(t) \propto f^2 (t-t_*)^2$其中$f = 1 - f_{\rm jet}$是吸积到原恒星上的质量分数，$f_{\rm jet}$是喷流喷出的质量分数，$(t-t_*)^2$是自第一颗恒星形成以来经过的时间。恒星形成效率随时间呈非线性变化。我们发现喷流对原恒星盘上的吸积率（原始吸积率）只有很小的影响（约25%）。我们表明，小尺度结构-径向密度，速度和质量吸积轮廓是非常相似的射流和无射流的情况下。最后，我们表明，列入射流驱动湍流，但只有在小（秒差距）尺度。
2017-10-25 astro-ph.GA 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
Hourglass Magnetic Field of a Protostellar System
本文提出一个原恒星阶段磁场解析模型，包含快速坍缩区的强径向场、星周盘耗散导致的偏心峰值及强环向场，以解释观测到的沙漏形磁场图案。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-ray propagation at small scale: a support for protostellar disc formation
只要磁场保持冻结在气体中，磁制动就能阻止原恒星盘的形成。这个条件从属于表征坍缩云最里面部分的电离分数。电离水平由能够到达这些区域的宇宙射线的数量和能量确定。采用我们以前研究中发展的方法，我们计算了宇宙射线如何衰减为柱密度和磁场强度的函数。我们应用我们的形式主义低质量和高质量的恒星形成模型得到的数值模拟的引力坍缩，包括旋转和湍流。一般来说，我们发现，气体和磁场之间的解耦，条件允许崩溃进行，发生时，宇宙射线衰减考虑到相对于宇宙射线电离率保持恒定的计算。我们还发现，去耦区的程度也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果大颗粒（半径约0.1微米）形成的压缩和凝聚过程中的云崩溃是更大的。由于湍流引起的磁场扩散，高质量情况下的去耦区域消失，并且不包括在低质量模型中。我们推断，在云的崩溃过程中的宇宙射线传播的同时研究可能会导致的气体电阻率值在最里面的几百个AU周围的形成原恒星是高于一般假设。
2015-03-23 astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamics Simulation of Proto-Stellar Collapse: Two-Component Molecular Outflow
我们进行了一个三维嵌套网格辐射磁流体动力学（RMHD）模拟与自引力研究的早期阶段的低质量恒星形成过程中，从一个旋转的分子云核心的第一绝热核心之前，第二次崩溃开始。辐射传输处理通量限制扩散近似，算子分裂和隐式时间积分。在RMHD模拟中，第一核的外部区域获得了更高的熵，第一核的尺寸大于正压近似下的磁流体动力学模拟。磁洛伦兹力通过不同的机制驱动由两个组分组成的双极分子外流，并观察到外流的冲击加热。使用RMHD模拟，我们可以预测和解释观测到的恒星形成云，第一个核心和流出毫米/亚毫米射电干涉仪，特别是阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的属性。
2010-01-26 astro-ph.SR
Morphologies of protostellar outflows: An ALMA view
恒星的形成通常伴随着原恒星外流的发射。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测将很快彻底改变我们对这些物体的形态和运动学的理解。在本文中，我们提出了合成ALMA观测的原恒星外流的基础上的数值磁流体动力学崩溃模拟。我们发现显着的速度梯度在我们的外流模型和一个非常突出的螺旋结构内的流出。我们推测，在HD 163296的ALMA科学验证数据中发现的盘风是这种观测的第一个实例。
2013-10-28 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
Protostellar collapse: regulation of the angular momentum and onset of an ionic precursor
磁场通过磁制动和原恒星外流的发射，在恒星形成过程中对角动量起着重要的调节作用，直接影响着原行星盘和双星系统的形成和演化。本文的目的是量化这些现象中存在的非理想磁流体力学效应，即欧姆和双极扩散。我们进行三维模拟的原恒星坍缩不同的质量的星前致密的核心，热支持（$α$比）和尘埃颗粒尺寸分布。质量主要影响赝盘中的磁制动，而热支持影响吸积速率，从而影响盘的性质。去除小于0. 1 $μ$ m的Mathis，Rumpl，Nordsieck（MRN）分布增强了双极扩散系数。类似于以前的研究，我们发现，这种分布的变化减少了磁盘上的影响的磁制动。资金外流也明显减弱。在这两种情况下，磁制动在很大程度上占主导地位的外流作为一个过程，以消除角动量从他的磁盘。最后，我们报告了外流的大离子前体，其速度为几公里/秒$^{-1}$，这可能是可以观察到的。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics of charged interstellar dust. Multifluid models and study of the linear modes
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理、分子和星际介质实验室）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究构建考虑尘埃惯性的带电尘埃多流体模型，明确原恒星坍缩中气体、尘埃与磁场的耦合退耦条件，拓展了磁流体力学模型适用范围，为相关非线性效应研究提供理论基础。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the dynamics of dust during protostellar collapse
当尘埃与气体耦合不良时，尘埃和气体的动力学可以彼此完全不同。在原行星盘中，众所周知，这种尘埃和气体的分离可以导致不同的空间结构和尘埃与气体的比例。在本文中，我们研究了尘埃和气体的动力学在早期阶段的原恒星坍缩，形成前的原行星盘。我们发现，对于小于10微米的尘埃颗粒，尘埃在旋转的前星核坍缩过程中是很好的耦合，并且在坍缩过程中尘埃与气体的比例变化很小。然而，如果存在较大的颗粒，它们可能具有与坍缩期间的气体非常不同的轨迹，导致中平面沉降和/或尘埃颗粒通过中平面的振荡。这可能会导致尘埃与气体的比例发生变化，并且在恒星形成的最早阶段，如果大颗粒存在于前恒星的核心中，那么大颗粒和小颗粒的分布就会非常不同。
2016-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic diffusivities in 3D radiative chemo-hydrodynamic simulations of protostellar collapse
恒星和行星形成的大问题是磁通量在原行星盘中的分布。为了回答这个问题，需要一个详细的自洽化学演化来准确描述坍缩核中的磁耗散。我们使用的化学动力学版本的RAMSES遵循的范围内的尘埃大小的假设崩溃致密的核心的演变。尘埃的数密度和平均大小影响电荷捕获的效率，从而影响化学反应。由RAMSES产生的粉尘尺寸范围内的化学丰度，并作为欧姆，双极和霍尔扩散系数项的计算输入。我们发现，欧姆电阻率仅在气体密度超过几倍$10^{13}\rm cm^{-3}$的坍塌后期起作用。双极扩散是一个占主导地位的磁扩散率项的情况下，平均灰尘大小是一个典型的ISM值或更大。我们发现，假设一个固定的“主导离子”的质量可以改变双极扩散高达一个数量级。“负”霍尔效应是占主导地位的崩溃过程中的情况下，平均灰尘大小为0.02 $μ$米和更小，我们连接到负电荷的晶粒的优势的效果。我们发现，霍尔效应的符号反转取决于负电荷尘埃对霍尔电导率的相对贡献。尘埃颗粒的平均大小似乎是划分的参数霍尔为主的云和双极为主的崩溃的云，从而影响新生磁盘的大小。我们建议把尘埃的性质和0级YSO中盘状结构的出现和大小联系起来。在辐射磁流体动力学坍缩模型中，正确解释尘埃颗粒的生长似乎与耦合坍缩动力学与化学一样重要。
2017-02-19 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
Synthetic Polarization Maps of an Outflow Zone from Magnetohydrodynamic Simulations
在磁化环境中恒星形成的正则理论预测在星前坍缩阶段会形成沙漏形的磁场。在原恒星的核心，最近的观测揭示了复杂的和强烈扭曲的磁场在内部区域，是由旋转和外流雕刻。我们进行电阻，非理想磁流体动力学（MHD）模拟的原恒星的核心，并采用辐射转移代码POLARIS产生合成偏振段地图。我们的模拟极化地图的基础上的环形主导的磁场在流出区与观测到的偏振矢量的SiO线在猎户座源I显示出一个合理的协议时，磁轴倾斜的角度$θ= 15^{\circ}$相对于天空的平面，如果SiO线有一个净极化平行于当地的磁场。虽然所观察到的偏振是从SiO线和我们的合成地图是由于偏振尘埃排放，比较是有用的，并允许我们解决的模糊性，无论是平行或垂直于当地的磁场方向的线偏振。
2022-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). IX. Magnetohydrodynamic disk winds traced by SO and SO$_2$ in luminous protostars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh（英国天文学技术中心爱丁堡皇家天文台）；Faculty of Physics, University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）
利用SO、SO₂等分子示踪物，研究两个大质量年轻恒星天体IRAS21078+5211和G035.02+0.35在100-1000 au尺度上的运动学和物理条件，发现空间和速度分布与磁流体盘风模型一致，支持径向延展的MHD盘风而非紧凑的X风。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar ? I. ALMA observations of the polarized dust emission
从观测的角度来看，磁场在原恒星坍缩过程中的作用并没有得到很好的限制，尽管如果我们相信最先进的原恒星形成模型，它可能是重要的。我们目前的偏振观测的233 GHz的热尘埃连续发射与ALMA在B335 0类原恒星。在我们的观测探测的所有尺度上，从50到1000 au的半径，检测到B335包络中的星周物质产生的线性偏振尘埃发射。产生尘埃极化的磁场结构在内部包络中具有非常有序的拓扑结构，从大规模极向磁场在流出方向上过渡到在赤道方向上强烈收缩。这可能是由于磁场线被沿着主要的下落方向拖曳，因为B335没有表现出明显的旋转。我们的数据和他们的定性比较，一个家庭的磁化原恒星坍缩模型表明，在磁化坍缩在B335，磁场保持高水平的组织从1000 AU到50 AU的规模：这表明该领域是动态相关的，能够影响典型的原恒星坍缩的结果，如调节磁盘的大小在B335。
2018-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Origins of Protostellar Core Angular Momenta
我们提出了一套数值模拟的结果，旨在探索原恒星核的角动量的起源。使用流体动力学网格代码\emph{Athena}与汇的实现，我们遵循的形成原恒星的核心和原恒星（汇）从亚维里崩溃的分子云在较大尺度上调查的范围和相对分布的核心属性。我们发现，核心的角动量是相对不受影响的大规模旋转的母云，相反，我们推断，角动量主要是由相邻的质量浓度之间的扭矩，并表现出对数正态分布。我们目前的模拟结果仅限于尺寸尺度$\sim 0.05$ ~pc（$\sim 10^4 \rm AU$），但作为第一步的最终目标，提供初始条件的更高分辨率的核心崩溃，形成原行星盘的研究。
2019-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The collapse of a molecular cloud core to stellar densities using radiation non-ideal magnetohydrodynamics
我们目前的结果辐射非理想磁流体动力学（MHD）的计算，遵循崩溃的旋转，磁化，分子云核心恒星密度。这是第一次这样的计算，包括所有三个非理想效应：双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应。我们采用的电离模型中，宇宙射线电离占主导地位，在低温和热电离接管在高温下。我们探讨了宇宙射线电离率从$ζ_\text{cr}= 10^{-10}$到$10^{-16}$ s $^{-1}$的变化的影响。具有电离率$\gtrsim 10^{-12}$ s $^{-1}$的模型产生的结果与理想MHD没有区别。宇宙射线电离率的降低使第一流体静力学核心的寿命延长了两倍，但寿命仍然比没有磁场的寿命短得多。在所有模型中，第一流体静力学核心阶段的流出都被发射，但是随着电离率的降低，流出变得更宽和更慢。恒星核心形成后的外流形态是复杂的，强烈依赖于宇宙射线电离率。高电离率的计算很快产生一个快速（~ 14 km s $^{-1}$）的双极流出，这是不同于第一个核心流出，但与最低的电离率较慢（~3-4 km s $^{-1}$）锥形流出逐渐发展和无缝融合到第一个核心流出。
2018-01-03 astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: stellar core and outflow formation in radiation magnetohydrodynamics simulations
我们已经进行了平滑粒子辐射磁流体力学（SPRMHD）模拟的崩溃旋转，磁化分子云核心，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心的形成和演化，崩溃，形成一个恒星的核心，从第一个流体静力学核心和恒星的核心，和恒星流出的第一个核心的残余物的爆发的流出。我们研究了磁场和热反馈对恒星外流发射过程的影响，发现磁场和热反馈对恒星外流的发射都有贡献。我们还跟踪恒星的核心，直到它们的质量达到20千万亿质量，并确定它们的性质。我们发现，在这个早期阶段，融合开始之前，恒星的核心半径$\approx 3$ R $_\odot$与径向熵的配置文件，增加向外（即对流稳定）和最小熵每重子的$s/k_{\rm B} \approx 14$在其内部。恒星核心的结构被发现是不敏感的初始磁场强度的变化。有了相当强的初始磁场，吸积到恒星的核心发生通过吸入磁化伪光盘与辐射损失可以忽略不计，而不是第一个核心，有效地辐射了释放的能量在吸积冲击在其表面。我们发现，磁场强度>10千克可以植入恒星的核心在出生。
2013-10-03 astro-ph.SR
Protostellar collapse: the conditions to form dust rich protoplanetary disks
尘埃在恒星、盘和行星形成过程中起着关键作用。然而，它在原恒星坍缩过程中的动力学仍然是一个研究不足的领域。最近的研究似乎表明，在这些早期阶段，尘埃可能会有效地与气体分离。我们的目标是了解在原恒星坍缩的早期阶段，尘埃颗粒集中在多少和哪些区域，并了解它如何取决于初始云和固体颗粒的性质。我们使用多个物种的尘埃动力学求解器的网格为基础的代码RAMSES进行各种模拟的尘埃崩溃。我们进行流体动力学和MHD模拟，我们改变最大晶粒尺寸，热重能量比和云的磁性。我们模拟了10个中性尘埃粒子的同时演化，粒子大小从几纳米到几百微米不等。我们获得了显着的去耦之间的气体和灰尘的颗粒的典型尺寸为几个10微米。这种退耦强烈地依赖于热-重力能量比、晶粒尺寸或是否包含磁场。与半解析模型校准我们的结果，我们表明，尘埃比主要是指数变化的初始斯托克斯数的速率，取决于当地的云属性。我们发现，较大的晶粒往往解决和漂移有效地在第一个核心和新形成的磁盘。这可能会产生数倍于初始值的粉尘与气体比率。粉尘在高密度区集中，在低密度区减少。颗粒与气体分离的大小取决于云的初始性质。由于尘埃不一定可以作为气体的代理在崩溃期间，我们强调的必要性，包括其动力学的治疗崩溃模拟。
2020-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS 01202+6133 : A Possible Case of Protostellar Collapse Triggered by a Small HII Region
本文分析了位于HII区KR 120（Sh 2-187）外围的大质量（M ~ 20 Msun）submm/IR源IRAS 01202+6133的HCO+（J = 3 -2）和H13 CO+（J=3-2）观测结果。HCO+线轮廓具有经典的蓝色不对称形状，其中光学薄的H13 CO+线在预期的位置处达到峰值，如果HCO+线由自吸收和下落运动的组合产生。我们已经修改了现有的分析辐射转移模型，允许拟合submm/mm线轮廓，具有自吸收功能和光学薄翼，并将这些模型应用到我们的HCO+光谱的IRAS 01202+6133。我们的结论是，这是一个年轻的I类YSO与大量的信封正在缓慢的下降，并有一些流出运动。HII地区的年轻时期排除了“收集和崩溃”的情况。虽然我们不能排除IRAS 01202+6133在其当前位置自发形成的可能性，但考虑到其早期演化状态及其与HII区域的接近性，我们认为IRAS 01202+6133的形成是由KR 120（Sh 2-187）的膨胀引发的。
2012-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the detailed density and velocity structures of the protostellar core B335
我们提出了一个观测研究的原恒星核心B335窝藏低质量0级源。利用Nobeyama 45 m望远镜和Nobeyama毫米波天线阵对H13 CO+（J=1-0）谱线进行了观测。我们的干涉仪和单碟数据的组合图像描绘了核心内致密包层的详细结构。我们发现，地核的径向密度分布为n（r）prop. r^-p，并且地核内外区域的幂律指数存在可靠的差异：当r >= 4000 AU时，p~2;当r <= 4000 AU时，p ~ 1.5}。在流出轴上，致密核在20，000天文单位的尺度上显示出约1.0 km/s的轻微的整体速度梯度。我们认为，这种速度梯度代表了一个固体一样的核心旋转。稠密包层具有相当对称的速度结构，向核心中心有明显的线增宽，这在流出轴上的位置-速度图中尤为突出。位置-速度图的模型计算很好地再现了使用等温球的坍缩模型的观测结果，在该模型中，核心具有内部自由落体区域和外部区域，该外部区域保存了中心恒星物体形成阶段的条件。我们推导出中心恒星的质量约为0.1太阳质量，并认为在大于等于4000天文单位的外核有一个很小的向内运动速度v（r>r_inf）约为0 km s^-1。我们的结论是，我们的数据可以很好地解释了引力坍缩与准静态的初始条件，如舒的模型，或等温坍缩的临界Bonnor-Ebert球。
2013-02-16 astro-ph.SR
The impact of non-ideal magnetohydrodynamics on binary star formation
利用三维光滑粒子磁流体动力学模拟方法研究了非理想磁流体动力学（MHD）对双星形成的影响，模拟了一个太阳质量的旋转扰动分子云核的引力坍缩过程.除了欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应的作用，我们还研究了磁场强度，取向和密度扰动的幅度的影响。在模拟次临界核时，理想MHD模型不会坍缩，而非理想MHD模型坍缩形成单个原恒星。在超临界理想MHD模型中，增大磁场强度或减小初始密度扰动幅度均会减小初始二元分离。最初垂直于旋转轴的强磁场抑制双星的形成，并产生比磁场最初与旋转轴对齐时强约10倍的磁场盘。当包含非理想磁流体动力学时，所产生的圆盘更大，质量更大，并且在更宽的轨道上形成双星。由非理想MHD效应引起的超临界核中的微小差异被近星点附近的双星相互作用放大。总体而言，非理想效应对双星形成和早期演化的影响很小，初始条件起主导作用。
2016-12-06 astro-ph.SR
Origin of Misalignments: Protostellar Jet, Outflow, Circumstellar Disc, and Magnetic Field
最近的观测揭示了原恒星周围的各种现象，如外流和磁场之间的不对准，喷流的进动，以及喷射团块的时间变化，其起源正在争论之中。我们进行了一个三维的电阻磁流体动力学模拟的原恒星形成的恒星形成的核心，其旋转轴是倾斜的角度$45^\circ$相对于初始磁场，其中原恒星的空间分辨率为$0.01\,$ au解决。在低密度外区，星前核由于磁通冻结而沿磁场线收缩。另一方面，在高密度内部区域，当气体数密度超过约$10^{11}\,{\rm cm^{-3}}$时，磁耗散变得有效并减弱磁效应。然后，扁平圆盘的法线方向与角动量矢量对齐。外流，喷流，和原恒星喷射驱动从不同尺度的拱盘和喷流在不同的方向垂直于翘曲盘。这些轴与全球磁场方向不一致，并随时间变化。这项研究表明，一对夫妇的错位性质的观测报告，可以同时再现，只有通过假设恒星形成的核心围绕不同的方向旋转的磁场。
2019-03-13 astro-ph.SR
Notes about collapse in magnetohydrodynamics
本文讨论了不可压缩流体在理想磁流体力学中，在有限时间内磁场奇异性形成的可能过程--磁塌缩问题。从各种天体物理学应用的角度来看，这个过程是非常重要的，特别是作为太阳对流区磁丝形成的机制。崩溃的可能性与连续分布的磁场线的可压缩性有关。帕克在1963年首次考虑了一个著名的例子，即在给定速度场的运动发电机近似中形成磁丝，这个例子表明磁场的增加在时间上是指数的。在感应方程的运动学近似的情况下，磁丝的形成示出发生在具有双曲线速度分布的区域。
2022-02-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Protostellar Disk Formation Enabled by Weak, Misaligned Magnetic Fields
形成恒星的气体是磁化的，强磁场可以有效地传输角动量。这种现象的大多数理论模型发现，即使考虑到非理想磁流体动力学（MHD）效应，使磁场和气体解耦，它也应该阻止在大多数原恒星周围形成大的（>100 AU）旋转支撑盘。利用最近对原恒星核中磁场强度和方向的观测，我们证明了这一结论是不正确的。磁场强度的分布范围很广，在原恒星核心内，磁场和角动量矢量之间的排列基本上是随机的。通过结合磁场强度和错位数据与MHD模拟表明，磁盘的形成是预期的弱和错位的领域，我们表明，这些观察意味着，我们应该预期磁盘分数的~10 - 50%，即使原恒星仍然深深嵌入在他们的母核，即使气体是由理想的MHD。
2013-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of the magnetic field on the formation of protostellar disks
我们数值模拟了质量为10 $M_{sun}$的磁旋转原恒星云的坍缩。利用二维MHD程序Enlil进行了数值模拟。在坍缩的等温阶段的云的结构进行了研究的情况下，弱，中等，和强的初始磁场。模拟结果揭示了坍缩的原恒星云的普遍层次结构，包括扁平的信封与准静磁盘内和第一个核心在其中心。主盘的大小随云的初始磁能的增大而增大。当云的初始磁能大于其引力能的20%时，磁制动有效地将角动量从主盘输送到包层中。从第一核心的边界附近的区域发射的流出的强度与初始磁能增加。具有小电离分数$x<10^{-11}$的“死”区形成于第一流体静力学核心内部和流出物的底部。欧姆耗散和双极扩散决定了该区域原恒星盘进一步形成的条件。
2022-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. II. From 3D simulation to a simple semi-analytic model of Class 0/I discs
我们使用三维辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟来研究年轻的原恒星盘从磁化的前星核的形成和演化。模拟涵盖了原恒星形成后的第一个${\sim}10~{\rm kyr}$，并显示了一个巨大的，弱磁化的圆盘，半径最初增长，然后在${\sim}30~{\rm au}$饱和。盘是重力不稳定的突出的大幅度螺旋臂。我们利用我们的模拟结果和一系列物理论据，从几个方面构建了0/I类原恒星盘演化的预测性和定量物理图像，包括（i）盘中角动量的重新分配，由重力不稳定性自我调节，使大部分盘边缘不稳定;（ii）盘的热剖面，很好地近似于辐射冷却和吸积加热之间的平衡;以及（iii）由非理想磁扩散调节的盘内部的磁场强度和磁制动率。利用这些物理见解，我们建立了一个简单的1D半解析模型的光盘的演变。我们表明，这个一维模型，当耦合到一个计算成本低廉的模拟周围的伪盘的演变，可以可靠地用于预测光盘的演变在0/I类阶段。预测的椎间盘尺寸的长期演变，在${\sim}30~{\rm au}$达到饱和并最终缩小，与最近对0/I类椎间盘的观察调查一致。这种层次化的光盘演化模型规避了通过0/I类阶段直接，数值收敛模拟跟踪光盘演化的计算困难。
2021-09-15 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
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primary disks and their observational appearance in collapsing magnetic rotating protostellar clouds
对质量为$10\,M_{\odot}$的磁旋转原恒星云的坍缩过程进行了数值研究。云的热能、磁能和转动能与其引力能模的初始比值分别为0.3、0.2和0.01。重点是在坍缩的等温阶段形成的准静磁初级盘的演化和性质。模拟结果表明，在从$1500$ au到$7400$ au和从$0.3\,M_{\odot}$到$5.2\,M_{\odot}$的演化过程中，初级盘的大小和质量分别增加。磁场在云包层中是准径向的，而在主磁盘内是准均匀的。在从主盘边界传播的快激波MHD波的前部后面和在第一流体静力学核心附近形成的流出区域中产生环形磁场。坍缩的原恒星云的层次结构可以从观测的磁场几何和角动量分布中得到揭示。
2022-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. III. Rotating Three Dimensional Cloud Cores
对太阳系短寿命放射性同位素起源的超新星触发和注入假说的一个关键检验是重现这些同位素的推断初始丰度。在这里，我们提出了最详细的模型，迄今为止的冲击波触发和注入过程中，冲击波具有不同的属性罢工完全三维，旋转，密集的云核。模型计算采用FLASH自适应网格流体动力学程序。三种不同的结果可能会导致：触发坍缩导致分裂成多个原恒星系统;触发坍缩导致嵌入原恒星盘的单个原恒星;或无法进行动态坍缩。冲击波物质通过瑞利-泰勒指注入到坍缩的云中，导致原恒星和原恒星盘中最初的不均匀分布。云绕着与激波传播方向一致的轴旋转不会明显增加喷射效率，因为即使在没有旋转的情况下，激波参数也被选择为最佳喷射参数。对于来自核心坍缩超新星的冲击波，超新星物质的稀释因子在$\sim 10^{-4}$到$\sim 3 \times 10^{-4}$的范围内，与最近实验室对$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al所需稀释量的估计一致。我们得出结论，II型超新星仍然是合成太阳系短-在超新星的残余冲击波将放射性同位素注入前太阳云核心之前不久，
2014-04-28 astro-ph.SR
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hall effect in star formation
磁场通过调节坍缩分子云核心的角动量的去除，在恒星形成中起着重要作用。霍尔扩散是已知的重要的磁场行为在许多中等密度和磁场强度遇到的引力坍缩的分子云核心到原恒星，但它在恒星形成过程中的作用还没有得到很好的研究。我们提出了一个半解析的自相似模型的崩溃旋转等温分子云核与霍尔和双极扩散，和相似的解决方案，证明了深刻的影响的霍尔效应的动态崩溃。结果表明，当霍尔扩散系数与双极扩散系数之比在-0.5 <= eta_H / eta_A <= 0.2之间变化时，霍尔参数的大小和符号可以使原恒星盘的大小变化一个数量级，原恒星吸积率变化50%。这些变化取决于磁场相对于旋转轴的方向，并产生一个优选的旋向的解决方案，可以观察到在原恒星的核心，使用下一代仪器，如ALMA。霍尔扩散也决定了束缚伪盘和旋转支撑盘的激波的强度和位置，并可以引入进一步减缓原恒星吸积的子激波。在最初没有旋转的核心中，霍尔扩散甚至可以引起旋转，这可能导致盘的形成并解决磁制动灾难。霍尔效应显然影响了引力坍缩的动力学，它在控制磁场制动和径向扩散方面的作用值得在恒星形成的数值模拟中进一步探索。
2012-01-19 astro-ph.SR
The early history of protostellar disks, outflows, and binary stars
在恒星形成过程中，磁场就像一个宇宙角动量提取器，它增加了原恒星的质量吸积率，并在这个过程中产生了壮观的外流。然而，最近有人认为，这种磁制动非常强大，以至于早期的原恒星盘--行星形成的摇篮--无法形成。我们对过密恒星形成云坍缩早期阶段（\lesssim 10^5年）的三维数值模拟形成了早期的外流，并具有磁性调节和旋转主导的圆盘（10天文单位以内），具有高吸积率，尽管磁场通过大部分中性气体滑动。我们发现，在三维空间中，磁场抑制引力驱动的不稳定性，否则会阻止年轻的，有序的磁盘形成。我们的模拟结果令人惊讶的早期形成的磁盘，其密度和温度结构，早期外流的机制和结构，通过双极扩散的尘埃颗粒的瞬间加热，以及行星和双星的起源。
2009-11-17 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
A new multifluid method for dusty astrophysical flows. Application to turbulent protostellar collapses
本研究针对含尘埃天体物理流，在RAMSES代码中实现了基于欧拉方法的无压中性多流体模型与新型气尘黎曼求解器，通过原恒星坍缩模拟验证了性能，修正了尘埃富集规律，为探索行星形成新条件提供了工具。
2025-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Early Stages of Protostellar Disk Evolution: A Link to the Initial Cloud Core
University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究原恒星盘早期演化，揭示其稳定性与角动量分布特征，提出自相似模型解释盘演化机制。
2026-02-04 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
Insights into the first and second hydrostatic core stages from numerical simulations
本综述回顾了低质量恒星形成早期第一和第二流体静力学核心阶段的物理性质，探讨了不同物理条件、化学模型及合成观测对预测特征的影响，并展望了其对原恒星盘演化和行星形成的潜在作用。
2023-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
