Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer: I. Algorithms and numerical methods
我们提出了一套新的数值方法，计算流体力学计算中的辐射压力项，特别关注大质量恒星的形成。的辐射力是确定从蒙特卡洛估计，并使详细的微观物理，包括多色辐射和各向异性散射，在自由流动和光学厚度的限制，一个完整的治疗。由于新的方法是计算要求，我们已经开发了两种新的方法，加快算法。第一个是光子包分裂算法，使非常光学厚的区域中的蒙特卡罗过程的有效治疗。第二个是一个并行化的方法，分布在许多情况下的流体动力学域的蒙特卡罗工作量，从而在良好的缩放的辐射步骤。我们还描述了一个下沉粒子的方法，使我们能够遵循吸积到，和增长，原恒星的实施。我们详细介绍了新算法的广泛测试和基准测试的结果。
2015-01-23 astro-ph.SR
Testing Triggered Star Formation in Six H II Regions
我们调查了六个H II区域的红外线，明亮的镶边气泡或彗星形态，在寻找定量的证据，触发恒星形成，收集和崩溃和辐射驱动的内爆。我们确定和分类458年轻恒星对象（YSO）和周围的H II区域。通过将一系列辐射转移模型光谱能量分布（SED）拟合到大样本点源的红外光度测定法来确定YSO。我们确定了在这些区域的明亮边缘存在相对未进化的YSO的增强种群的区域，这表明恒星的形成已经在那里被触发。我们进一步研究了该地区的物理性质，通过使用无线电连续辐射作为代理的电离通量供电的H II区域，和13 CO（1-0）的观测，以测量分子团的质量和引力稳定性。我们使用了收集和崩溃触发恒星形成的分析模型，以及模拟辐射驱动的内爆，因此，我们比较观察到的分子气体的性质与那些预测的触发方案。值得注意的是，在我们的样本中，那些显示出彗星状或“水泡”形态证据的区域更有可能显示出触发的证据。关键词：HII区-- ISM：气泡--恒星：形成--恒星：原恒星
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of protostars and the launching of stellar core outflows with moving-mesh radiation non-ideal magnetohydrodynamics
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS 卓越集群）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本文提出了一种基于移动网格的辐射非理想磁流体动力学方法，用于研究原恒星形成及核心喷流的发射，展示了高分辨率模拟的鲁棒性。
2025-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SunnyNet: A neural network approach to 3D non-LTE radiative transfer
上下文从恒星大气的三维模拟计算光谱时，允许偏离当地的热力学平衡（非LTE）是计算非常密集。目标。我们开发了一种基于机器学习的方法来加速光学厚恒星大气中的3D非LTE辐射转移计算。方法.利用太阳大气的各种3D模拟，我们训练了一个卷积神经网络SunnyNet，以学习从LTE到非LTE原子群的转换。使用现有3D代码计算的非LTE群体被视为真实值。然后，该网络用于预测其他3D模拟的非LTE种群，并从其预测的非LTE种群计算合成光谱。我们使用一个六能级模型氢原子和H $α$谱作为测试用例。结果SunnyNet给出了合理的预测，非LTE人口与戏剧性的加速约10 $^5$倍时，运行在一个单一的GPU和现有的代码相比。当使用同一模拟的不同快照进行训练和测试时，SunnyNet的预测在大多数点的真实值的20-40%范围内，这导致H $α$光谱的平均差异只有几个百分点。预测的H $α$强度图与现有的代码非常吻合。最重要的是，它们在色球纤维的形态中显示出3D辐射转移的迹象。当训练和测试使用不同的模拟系列时，结果并不可靠。SunnyNet是开源和公开的。
2021-12-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Testing stellar evolution with asteroseismic inversions of a main sequence star harboring a small convective core
恒星演化理论的目标是预测恒星一生的结构。通常，这些预测只能间接评估，例如通过比较预测和观测到的有效温度和光度。由于现在有了可以揭示恒星内部结构的星震学，将恒星演化理论的预测与实际的恒星结构进行比较成为可能。在这项工作中，我们提出了从太阳型恒星KIC 6225718，这是由\emph{Kepler}空间天文台在其名义上的使命期间观察到的振荡数据的逆分析。由于它的质量比太阳大20%，预计这颗恒星将通过其核燃烧核心的对流来传输能量。我们发现显着差异的预测和实际结构的恒星在辐射内部靠近对流核心。特别是，预测的声速比在恒星内部深处观察到的要高，并且在0.25及以上的分数半径处太低。这些差异的原因是未知的，并且不能通过对流过冲或元素扩散形式的已知物理学来补救。
2019-10-01 astro-ph.SR
Testing MURaM and MPS-ATLAS against the quiet solar spectrum
本文利用含小尺度发电机的太阳上部对流区与光球层3D MHD模拟，通过光谱辐照度、临边昏暗和谱线对比观测，验证最新版 MURaM 与 MPS-ATLAS 对宁静太阳光谱的高精度再现能力。
2023-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Testing models of triggered star formation: theory and observation
引发恒星形成的主要原因之一是有争议的是未能以详细，定量的方式准确地将观测与模型联系起来。因此，必须不断测试和改进模型细节和方法，以便与观测结果进行比较。我们使用蒙特卡罗辐射输运和流体动力学代码TORUS显示，扩散辐射场的辐射驱动内爆（RDI）模型的结果有显着的影响。我们还从模型中计算SED和合成图像，以测试用于确定亮边云条件和搜索RDI迹象的观测诊断。
2012-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium-7 surface abundance in pre-MS stars. Testing theory against clusters and binary systems
恒星表面锂丰度的理论预测与观测之间的不一致是一个长期存在的问题，这表明所采用的物理处理方法仍有不足之处。然而，由于最近在模型和观测方面的改进，分析情况以评估目前的不确定性是有意义的。我们提出了一个一致的和定量分析的理论不确定性影响表面锂丰度在当前一代的模型。通过一个最新的和良好的测试进化代码，FRANEC，在前主序（MS）和主序（MS）阶段的表面7 Li丰度预测的理论误差进行了详细讨论。然后，用五个疏散星团，即Ic 2602、αPer、Blanco 1、Pleiades和Ngc 2516，以及四个分离的双线食双星系统的观测数据对预测的表面7 Li丰度进行了检验。通过分析每个星团的色星等图，采用合适的MS星化学成分、年龄和混合长度参数，计算了上述星团的恒星模型。我们限制我们的分析，年轻的集群，以避免额外的不确定性来源，如扩散和/或辐射悬浮效率。我们确认的分歧，在目前的不确定性，理论预测和7 Li观测标准模型之间。然而，我们注意到，一个令人满意的协议与观测的7 Li丰度在年轻的疏散星团和双系统可以实现，如果一个较低的对流效率，在MS前阶段相对于MS的。
2012-10-19 astro-ph.SR
Testing Angular Momentum Transport and Wind Loss in Intermediate Mass Core Helium Burning Stars
两到三个太阳质量之间的恒星在主序星上快速旋转，它们在核心氦燃烧（次级团）阶段的旋转速率因此可以用来测试用于新制度中陀螺年代学的角动量损失模型。由于它们的核心和表面自转速率都可以测量，这些恒星也可以用来对恒星内部的角动量传输设置强约束。我们发现它们的旋转速度比角动量守恒和刚性旋转所预测的要慢。由于辐射核的转动惯量转动惯量很小，我们的结果对核包耦合的程度不敏感。我们讨论了两种可能的减慢这些恒星表面的机制：（1）大量的角动量损失，（2）在表面对流区的径向差异旋转。现代角动量损失处方用于太阳型恒星预测二次团块表面旋转率在更好的协议的数据比以前的变体在文献中使用，我们认为，这种增强的损失是需要了解的核心和表面旋转率的组合。然而，我们发现，假设在对流区的径向差分旋转配置文件有很大的影响，预测的表面旋转速率，并在表面对流区的增强损失和径向差分旋转的组合也是一致的数据。我们将讨论未来的测试，可以量化这两种现象的影响。目前的数据初步表明，这两个过程的某种组合比单独使用其中任何一个更适合数据。
2018-06-27 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport In Solar-Type Stars: Testing the Timescale For Core-Envelope Coupling
我们批判性地研究内部角动量输运的限制，可以推断出的自旋下降的疏散星团恒星。从旋转速度和周期推断的旋转分布是一致的较大和较新的样本，但较小的样本旋转周期出现偏差相对于vsini研究。因此，我们专注于在恒星形成区观察到的旋转周期分布是否可以演变成在昴星团，NGC 2516，M34，M35，M37，和M50与合理的假设，从磁化太阳风的星盘耦合和角动量损失的观察。固体模型与低质量完全对流恒星的数据是一致的，但对于更高质量的恒星，表面对流区可以从辐射内部解耦角动量的目的是高度不一致的。泰勒-斯普鲁特磁角动量输运机制，通常用于大质量恒星的模型，预测固体在极短的时间尺度上旋转，因此不太可能在太阳型前MS和MS恒星中以预测的速率运行。核心-包层解耦模型可以解释1.0和0.8太阳质量的慢转子的自旋下降，其特征耦合时标分别为55+-25Myr和175+-25Myr。旋转分布的上包络线比旋转分布的下包络线耦合得更强，这与理论预测一致，即旋转更快的恒星的角动量输运时间尺度应该更短。还讨论了太阳自转曲线所施加的约束（节略）
2009-11-05 astro-ph.SR
Line formation in the inner winds of classical T Tauri stars: testing the conical-shell wind solution
基于轴对称磁流体动力学（MHD）模拟金牛座T星（CTTS）盘-磁层边界附近风的结果，提出了氢和氦的发射线轮廓模型.我们扩展了Romanova等人以前的“锥壳风”外流模型，使之包括一个定义明确的磁层吸积漏斗流，这对于模拟CTTS的光学和近红外氢和氦线至关重要。中等质量吸积率的MHD模型显示出半开角约为35 °的锥壳状流出。的流动特性，如在锥壳风的最大流出速度，在吸积漏斗，质量吸积和质量损失率的最大流入速度是在一个典型的CTTS中发现的。将MHD模拟得到的密度、速度和修正温度用于一个单独的辐射转移模型中，以预测谱线轮廓，并检验MHD模型与观测的一致性。线轮廓计算与各种组合的X射线光度，X射线发射等离子体的温度，和倾斜角。线轮廓形态的丰富多样性被发现，许多模型配置文件是非常相似的观测中发现的。发现当风温较高时（如\sim 10^{4} K），锥壳风对某些氢谱线（如H-α、H-β、Pa-β和Pa-γ）的贡献较大，而当风温较低时，风的贡献迅速减小。该模型很好地再现了He I（10830）中一个相对狭窄和低速的蓝移吸收分量，这在观测中经常看到。
2012-08-03 astro-ph.SR
Testing diagnostics of triggered star formation
我们从辐射驱动内爆的辐射流体动力学模拟中产生合成图像和SED。合成成像的亮边云（BRCs）在形态上与恒星形成区观察到的相似。利用星云诊断线比、模拟甚大阵（VLA）射电图像、Hα成像和SED拟合，计算了中性云和电离边界层气体的密度和温度，并对每个模型云进行了维里稳定性分析。我们确定，由SED拟合得到的中性云温度比主导中性云温度高1 - 2 K，这是由于暖尘的排放。这意味着计算出的云质量会发生8- 35%的变化。对于不同类别的BRC，使用恒定的质量转换因子（CV），发现在云质量中产生高达3.6的因子的误差。用诊断谱线比计算出的电离边界层（IBL）电子温度比假设射电诊断采用的正则值10^4 K更精确。发现射电诊断和诊断线比都低估了IBL中的电子密度。每个系统都被定性地正确地发现处于电离边界层的压力大于支撑云压力的状态，这意味着物体正在被压缩。我们发现，观测得出的质量损失估计与模拟网格上的一致，并引入了使用质量损失通量的概念，给出了云之间的光蒸发流的相对强度的指示。这些诊断在无线电观测中的光束大小的影响被发现是一个混合的明亮的边缘和环境云和HII区域通量，这导致低估的云属性相对于控制诊断。
2012-07-10 astro-ph.SR
Testing protostellar disk formation models with ALMA observations
摘要：最近的模拟已经探索了在低质量恒星周围形成吸积盘的不同方法。我们的目标是目前的观测区分旋转支持磁盘从一个下落的旋转信封向深深嵌入的年轻恒星物体，并推断他们的质量和大小。研究了两种三维磁流体动力学（MHD）地层模拟和二维半解析模型。尘埃温度结构是通过连续辐射转移RADMC三维模拟确定的。采用一个简单的温度依赖的CO丰度结构和合成光谱分辨亚毫米旋转分子线高达$J_{\rm u} = 10$的模拟。所有的模型预测类似的紧凑的组件在连续，如果观察到的空间分辨率为0.5-1 $"$（70-140 AU）的典型的观察日期。需要$\sim$ 14 AU的空间分辨率和高动态范围（$> 1000$）来区分连续体中的RSD和伪盘。的峰值位置的速度图表明，伪盘示出了一个平坦的速度剖面半径比RSD。在大尺度上，CO同位素单碟线轮廓是相似的，比观察到的低$J$线的线宽窄，表明在大尺度信封显着的湍流。然而，成形RSD可以提供高$J$线的观察到的线宽。因此，要么RSD是常见的，要么与外部相比，内部包层中需要更高水平的湍流（$b \sim 0.8 \ {\rm km \ s^{-1}}$）。需要多个空间和光谱分辨的分子线观测。连续数据给出了一个更好的估计磁盘质量，而磁盘的大小可以估计从空间分辨分子线观测。2D半解析模型和3D MHD RSD模拟之间的一般可观察趋势是相似的。
2015-01-07 astro-ph.SR
Multitechnique testing of the viscous decretion disk model I. The stable and tenuous disk of the late-type Be star $β$ CMi
粘性递减盘（VDD）模型能够解释Be星拱盘的大多数当前可观测的性质。然而，更严格的测试，侧重于通过物理建模再现个别目标的多技术观测，需要研究在特定情况下的VDD模型的预测。在附近明亮的Be星$β$ CMi的情况下，这些情况是一个非常稳定的低密度盘和一个晚型（B8 Ve）中心恒星。其目的是彻底测试VDD模型，充分利用各种类型观测的诊断潜力，特别是，如果可能的话，限制外盘的鲜为人知的结构，并使用射电观测测试可能的双星伴星所造成的截断效应。我们使用蒙特卡罗辐射转移代码HDUST产生模型观测值，我们比较了一个非常大的一组多技术和多波长观测，包括紫外和光谱，测光覆盖之间的间隔光学和无线电波长，光学偏振，光学和近红外（光谱）干涉。由于没有大规模的变化，来自不同时期的数据可以合并到一个数据集。径向密度指数为$n$ = 3.5的参数VDD模型，这是典型的等温耀斑盘的值，被发现来解释观测通常形成在内部磁盘，而观测起源于更广泛的部分有利于一个较浅的，$n$ = 3.0，密度下降。无线电观测模型允许第一次确定Be盘的物理范围（35 $^{+10}_{-5}$恒星半径），这可能是由一个双伴星引起的。最后，偏振数据允许间接测量恒星的旋转速率，这是$W \gtrsim 0.98$，即，非常接近临界。
2015-10-05 astro-ph.SR
Insights from Synthetic Star-forming Regions: I. Reliable Mock Observations from SPH Simulations
通过对一个不断发展的恒星形成区域的流体动力学模拟的综合观测，我们评估了观测技术的选择如何影响跟踪恒星形成的性质的测量。测试和校准观测测量需要尽可能真实的合成观测。在这一部分的论文系列（纸I），我们探讨了不同的技术，如何映射的密度和温度的分布从基于粒子的模拟到适合于辐射转移的Voronoi网格，从而探索其准确性。我们进一步测试了不同的方法来建立辐射转移，以产生现实的合成观测。我们给出了所有方法的详细描述，并最终推荐技术。我们已经发现，当盲目地将尘埃辐射转移温度与流体动力学气体温度耦合时，20微米附近的通量被严重高估。我们发现，而不是假设一个恒定的背景尘埃温度除了辐射转移加热，恢复的通量是与实际观测一致。我们提出了大约5800现实的合成观测斯皮策和赫歇尔波段，在不同的进化时间步长，距离和方向。在本系列即将发表的论文（论文II，论文III和论文IV）中，我们将使用我们真实的合成观测来测试和校准恒星形成率（SFR），气体质量和恒星形成效率（SFE）的测量。
2016-03-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. VI. Testing a parametric formulation for the azimuthal magneto-rotational instability
本文测试了Spada等人提出的与方位角磁旋转不稳定性相关的角动量传输参数化公式，发现其能同时重现红巨星分支和核心氦燃烧低/中质量恒星的核心自转速率，表明受辐射区较差自转调节的过程可解释后主序恒星的核心自转。
2023-02-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
