The Formation of Binaries
双星产生了一系列引人注目的天体物理现象。它们使我们能够探测恒星结构、核物理和引力波物理。它们还产生了强大的超新星，使我们能够测量宇宙的规模。尽管它们的重要性和普遍性，许多问题仍然没有答案，恒星形成过程如何产生我们观察到的大量恒星倍数。一个完整的二元形成模型包括三个主要组成部分。我们必须知道：（1）系统的原始人口，（2）随着恒星的形成和出生星团的分散，重塑这种分布的动力学过程的影响，以及（3）双星恒星演化的作用。在这篇文章中，我回顾了最突出的理论，为二进制的形成：湍流核心碎裂，磁盘碎裂，竞争吸积。我认为，动荡的核心碎片在所有的质量，磁盘碎片添加在上端的质谱，可能会解释的趋势，增加多重更高质量的恒星。此外，我提供了一个简短的概述的观测统计和一些重要的过程，修改原始分布的恒星轨道。
2011-09-16 astro-ph.SR
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). IV. Fragmentation in High-mass Star-Forming Clumps
本研究利用DIHCA巡天的ALMA观测数据，分析30个大质量恒星形成团块的碎裂特征，通过核识别与间距测量、完备性校正等，得出约7000 au的特征碎裂尺度，证实热金斯碎裂在团块碎裂中起主导作用。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Brown Dwarf Formation Channels from the Initial Mass Function and Binary-star Dynamics
恒星初始质量函数（IMF）是恒星星族的一个重要性质。越来越多的证据表明，通过直接的云碎裂过程的经典恒星形成机制很难再现观测到的棕矮星和极低质量恒星的丰度和双星特性。特别是，最近的恒星IMF的分析推导表现出赤字的棕矮星相比，观测数据。在这里，我们推导出的剩余质量函数的褐矮星作为一个经验措施的褐矮星缺乏在最近的恒星形成模型相对于观测和表明，它是兼容的Thies-Kroupa IMF的亚恒星部分和通过数值模拟获得的质量函数。我们的结论是，现有的模型可以进一步改善，包括一个亚恒星校正项，占额外的形成通道，如磁盘或灯丝碎片。术语“周边破碎”在此被引入用于这种额外的形成通道。此外，我们提出了一个更新的恒星和亚恒星双星的分析模型。由此产生的二进制分数和动态演变的同伴质量比分布是在良好的协议与观测数据的恒星和极低质量的双星在银河系领域，在集群，并在动态未处理的恒星群，如果所有的恒星形成的双星与恒星同伴。对质量函数和伴随质量比分布的正确分析以及结果的解释给出了注意事项。年轻棕矮星周围吸积盘的存在并不意味着这些吸积盘就像恒星一样直接碎裂。
2015-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Projection effects in star-forming regions: I. Nearest-neighbour statistics and observational biases
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；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）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）；INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziale（意大利国家天体物理研究所空间与行星物理学所）；IAPS-INAF（罗马空间天体物理学与行星物理学研究所）；Max Planck Institut fur Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；University of Vienna（维也纳大学）
研究通过修正投影偏差，将二维最近邻统计转化为三维估计，以更准确推断星形成区域的碎片化尺度。
2026-01-28 astro-ph.GA 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
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
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
Does the magnetic field suppress fragmentation in massive dense cores?
理论和数值计算表明，强磁场应抑制致密岩心的破碎。然而，这从未在相对较大的破碎的大质量致密核心样本中进行过观测测试。在这里，我们使用张等人的亚毫米阵列遗产调查中获得的极化数据，建立了一个18个大规模的密集核心的样本，其中的碎片和磁场属性以统一的方式进行了研究。我们测量的碎片化水平，Nmm，在所有区域的共同视野内，0.15 pc，质量灵敏度约为0.5兆太阳，空间分辨率约为1000 AU。为了使用Davis-Prasekhar-Fermi方法获得磁场强度，我们估计了极化位置角的色散、H13 CO+（4-3）气体的速度色散和每个核的密度，所有这些的平均值都在0.15 pc以内。一个很强的相关性被发现之间的Nmm和父母的核心的平均密度，虽然有显着的分散。当大规模的系统运动的速度色散分离，只有小规模（湍流）的贡献被考虑在内，Nmm和质量流量比之间的一个试探性的相关性，建议的数值和理论工作。
2021-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Initial Core Mass Function due to Ambipolar Diffusion in Molecular Clouds
我们表明，双极扩散引发的分子云碎片导致简单而自然的初始核心质量函数（CMF），这是非常相似的初始恒星质量函数（IMF），并在良好的协议与现有的观测。这种协议是强大的，提供的三个（输入）自由参数保持在其范围内的值建议的意见。其他的，可观测的，预测。
2009-08-02 astro-ph.SR
Pseudo-viscous modeling of self-gravitating discs and the formation of low mass ratio binaries
我们提出了分析模型的自我调节自我重力吸积盘，受到现实的冷却的局部结构。这种方法可以用来预测长期的演化自引力盘（这可以有效地与未来的辐射流体动力学模拟），并定义各种物理制度的半径和等效的稳态吸积率的函数。我们表明，碎片是不可避免的，考虑到现实的速度进入光盘，一旦光盘延伸到半径$> 70$ A.U. (in太阳质量中心物体的情况）。由于圆盘物质在重力力矩作用下向外重新分布，我们还预测了在$> 70$ A.U.的碎裂。即使在最初坍缩到小得多的半径的低角动量核的情况下也是如此。我们指出，70 A.U.接近于中值二进制分离，并提出在盘扩展到$> 70$ A.U.的点处，确保产生低质量比的伴随物，其可以避免实质上的进一步生长和随后向单位质量比的演变。因此，我们提出这是一个很有前途的机制，生产低质量比双星，而丰富的观测，严重不足的流体动力学模型。
2009-04-22 astro-ph.SR
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA 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
The formation of low-mass stars and brown dwarfs
据估计，约60%的恒星（包括棕矮星）的质量低于0.2 Msun。目前，关于这些物体是如何形成的还没有达成共识。我将简要回顾低质量天体形成的四个主要理论：湍流碎裂、原恒星胚胎抛射、盘碎裂和星前核的光蚀。我将专注于光盘碎裂理论，并讨论它如何解决关键的观测约束，即低质量的初始质量函数，棕矮星沙漠，以及低质量恒星和棕矮星的二元统计。我将研究是否可以使用观察来区分不同的形成机制，并给出一些系统的例子，强烈支持一个特定的形成方案。最后，我将论证所有的机制都可能在低质量恒星和褐矮星的形成中发挥作用。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical and observational constraints on the mass-radius relations of neutron stars
我们研究了中子星质量-半径关系的理论和观测约束。为此，我们考虑的中子星模型考虑到强，弱，电磁和引力相互作用的状态方程和集成的Hartle-Thorne形式主义的旋转配置的结构方程。在广义相对论、质量脱落和轴对称长期不稳定性的理论限制的基础上，我们计算了中子星参数的上、下界。我们的理论计算已经与观测约束进行了比较和对比，结果表明，观测约束有利于刚性状态方程。
2016-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA 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
Evolution of the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores Formed from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成过程中起着至关重要的作用。然而，分子云核的角动量随时间的演化仍然不清楚。在本文中，我们进行了三维模拟研究的分子云核的角动量的时间演变通过丝分裂。结果发现，大部分的核都垂直于丝轴旋转。核心的平均角动量在其形成过程的初始阶段仅变化约30%，然后几乎保持不变。此外，我们分析了内核的内部角动量结构。虽然核心获得不同方向的角动量从其母丝的初始湍流速度波动，在每个核心的角动量分布收敛到自相似的解决方案。我们还表明，在一个核心的角动量结构的复杂程度略有下降的时间。此外，我们进行合成观测，并表明，角动量分布测量的合成平均速度地图是兼容的观测时，考虑到灯丝倾斜。本研究提出了一个理论的核心形成的细丝碎片的角动量结构的核心是由沿细丝的速度波动，两者都是兼容的观测。这一理论还提供了新的见解的核心性质，可以观测测试。
2022-12-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function
我们回顾了目前的恒星初始质量函数（IMF）的起源理论，特别关注IMF在不同环境下的普遍性。为了将这个问题放在一个观测的背景下，我们总结了用于确定不同恒星星族的IMF的技术，影响结果的不确定性，以及在极端情况下系统偏离普遍性的证据。接下来，我们考虑理论的形成星前核心的湍流破碎和各种热，流体动力学和磁流体动力学不稳定性的可能影响。我们解决星前核心转换成恒星和评估不同的过程中发挥的作用：竞争性吸积，动态碎片，喷射和饥饿，灯丝碎片和非线性吸积流，磁盘的形成和碎片，临界尺度所施加的热力学，和磁制动。我们目前的特征形状的星前核心质量函数和国际货币基金组织的解释，并考虑什么意义可以附加到他们的明显的相似性。大量的计算进展发生在最近几年，我们回顾了数值模拟，已进行预测IMF直接和讨论的动力学，随时间变化的现象，和初始条件的影响。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mineral Snowflakes on Exoplanets and Brown Dwarfs: Coagulation and Fragmentation of Cloud Particles with {\sc HyLandS}
褐矮星和系外行星提供了独特的大气机制，这些机制包含了它们形成路线和演化状态的信息。模拟矿物云粒子的形成是为CRIRES+、JWST和ARIEL等任务和仪器以及{ \sc PolStar}等可能的偏振测量任务做准备的关键。其目的是支持更详细的观测，需要更好地了解微物理云过程。我们扩展我们的动力学云形成模型，处理成核，冷凝，蒸发和沉淀的混合材料云粒子一致的模型云粒子-粒子碰撞。新的混合代码，{ \sc HyLandS}，被应用到{ \sc Drift-Phoenix}（T，p）-profiles的网格。利用有效介质理论和米氏理论研究了该材料的光学性质。湍流是碰撞的主要驱动过程，碰撞成为云底（$p>10^{-4}\,{\rm bar}$）的主导过程。碰撞产生三种结果之一：碎裂大气层（$\log_{10}(g)=3$），分裂大气层（$\log_{10}(g)=5$，$T_{\rm eff} \leq 1800\, {\rm K}$）和凝聚生长主导大气层（$\log_{10}(g\,)=5$，$T_{\rm eff} > 1800\, {\rm K}$）。云粒子不透明度斜率在光学波长（HST）的增加与碎片，是硅酸盐功能在中红外波长。混合矩箱法{ \sc HyLandS}证明了在保证单元守恒的同时将矩箱法结合起来的可行性。它为捕捉粒子碰撞的一般趋势提供了一个强大而快速的工具，与其他微物理过程保…
2022-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dense cores and filaments in M16: Enhanced formation efficiency in the stellar feedback-driven shell
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；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、天体物理学与分子星际介质实验室）
研究通过高分辨率地图分析M16星云中的密集核心和丝状结构，发现壳层内核心和丝状物的形成效率显著提高，揭示了恒星形成对周围分子云结构形成的作用机制。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of Low-Mass and High-Mass Star Formation
我回顾了恒星形成的理论模型，以及它们如何应用于恒星质谱。对于大质量恒星的形成，有几种不同的理论正在积极研究中，特别是湍流核心吸积，竞争吸积和原恒星合并，导致不同的观测预测。这些包括初始条件的类型，入口包层的结构，盘和外流，以及大质量恒星形成与恒星团簇形成的关系。即使对于核心吸积模型，也有几个主要的不确定性与崩溃的时间尺度有关，防止大规模核心碎片化的不同过程的相对重要性，以及磁盘和流出的性质。最后，我讨论了一些最近的观测结果，有助于提高我们对这些过程的理解。
2015-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of the environment on the multiplicity properties of stars in the STARFORGE simulations
大多数观测到的恒星都是多恒星系统的一部分，但对这些系统的形成以及环境和各种物理过程的作用仍然知之甚少。我们提出了一套辐射磁流体动力学模拟恒星形成的分子云从STARFORGE项目，包括恒星反馈与不同的初始表面密度，磁场，湍流水平，金属丰度，星际辐射场，模拟几何和湍流驱动。在我们的基准云的原始模拟数据再现所观察到的太阳型和更高质量的恒星的多重性分数，类似于以前的作品。然而，在校正观测不完整性后，模拟低估了这些值。这种差异可能是由于缺乏磁盘碎片，因为模拟只解决了通过捕获或核心碎片形成的多次波。伴星的原始质量分布与随机抽取$>1\,\mathrm{M_\odot}$恒星伴星的初始质量函数相一致，然而，考虑到观测的不完整性，产生了一个与观测相似的平坦分布。我们发现，恒星的多样性变化的云的演变和反相关的恒星密度。这种关系也解释了运行之间的大多数多重性变化，即，增加恒星密度的初始条件的变化（增加表面密度，减少湍流）减少多重性。虽然其他参数，如金属丰度，星际辐射，和几何形状显着影响恒星形成的历史或IMF，改变它们产生没有明确的趋势，在恒星的多重性属性。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Massive Star Formation with Intrinsic Multiplicity Constraints from TESS Eclipsing Binaries
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究结合TESS、Gaia DR3及2MASS数据，通过偏差校正分析食双星样本，约束宽质量范围的大质量双星形成，发现低质量段与盘碎裂迁移理论吻合，高质量段极短周期系统缺失，双星性质无突变。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
