Different Modes of Star Formation: Gravitational Collapse of Magnetically Subcritical Cloud
利用三维非理想磁流体动力学模拟研究了磁亚临界云中的恒星形成过程。由于快速的云坍缩被抑制，直到磁通量被双极扩散从最初的磁亚临界云中充分去除，形成原恒星需要> 5- 10 t_ff，其中t_ff是初始云的自由落体时标。恒星形成云的角动量在快速坍缩开始之前有效地转移到星际介质，坍缩云具有非常低的角动量。与磁超临界的情况不同，由于第一个核心的寿命很短，在这样的坍缩云中不会出现大规模的低速外流。在原恒星形成之后，一个非常微弱的高速喷流，它的动量很小，可能会在稍后的时间消失，被驱动到原恒星附近，而星周盘在早期的质量吸积阶段不会增长。结果表明，磁亚临界云和磁超临界云中的恒星形成过程有着质的不同。
2017-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formaldehyde and methanol deuteration in protostars: fossiles from a past fast high density pre-collapse phase
十年来，在低质量原恒星周围观察到了几种分子的极高氘化。其中，甲醛和甲醇呈现特别高的氘化，观察到丰富的二重和三重氘化形式。这两个物种被认为是主要形成在星际颗粒在低温和致密的预塌缩阶段由H和D原子添加在冰CO。我们在这里提出了一个理论研究的甲醛和甲醇氘代与我们的气体颗粒模型，GRAINOBLE。该模型考虑到地幔的多层性质，并探讨了对约束不良的化学和表面模型参数的不确定性的结果的鲁棒性。将模型预测值与观测值进行比较，可以得出两个主要结果：i）观测到的高氘量是在坍缩前阶段的最后阶段获得的，此时密度达到5 × 10^6 cm^-3，而且这个阶段非常快，只持续了几千年。ii）D和H的提取和取代反应在弥补所观察到的氘化率方面至关重要;这项工作显示了化学成分作为重建原恒星过去历史的工具的力量。
2012-02-15 astro-ph.GA
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar? II. Observational constraints on gas ionization and magnetic field coupling
在低质量恒星形成过程中，控制磁场与星周气体耦合的非理想磁流体动力学效应在很大程度上取决于当地的物理条件，如气体的电离分数。这项工作的目的是观测表征的电离水平的拱星气体在小的包络半径和调查其关系的效率之间的耦合的恒星形成的气体和磁场在0类原恒星B335。用ALMA方法得到了B335的分子谱线发射图，并利用它测量了包封半径为$\lesssim$ 1000 au的气体的氘化率、电离率和宇宙线电离率。我们发现大部分的电离气体，$χ_{e} \simeq 1-8 \times 10^{-6}$。我们的观测还揭示了一个增强的电离，增加在小的信封半径，达到值高达$ζ_{CR} \simeq 10^{-14}$ ~s $^{-1}$在几百au的中央原恒星对象。我们表明，这种极端的电离率可以归因于在原恒星附近加速的宇宙射线的存在。我们报告的第一个解决的宇宙射线电离率在尺度$\lesssim 1000$ ~au的太阳型0级原恒星的地图，发现非常高的值。我们的观测结果表明，宇宙射线的局部加速，而不是星际银河宇宙射线的穿透，可能是造成内包层气体电离的原因，可能会下降到磁盘形成的规模。如果得到证实，我们的研究结果意味着，原恒星盘的属性也可能是由当地的过程设置之间的气体和磁场的耦合，而不仅仅是由角动量的量在大信封尺度和磁场强度在原恒星的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing star formation models with interferometric observations of the protostar NGC 1333 IRAS 4A. I. Magnetohydrodynamic collapse models
观测尘埃向恒星形成区的偏振辐射，可以追踪天空平面中的磁场分量，并为云坍缩的理论模型提供限制。我们比较了低质量原恒星源NGC 1333 IRAS 4A的亚毫米极化发射的高角分辨率观测与磁化分子云核坍塌的三种不同模型的预测。我们计算了这三个模型的尘埃排放的斯托克斯参数。然后，我们卷积的结果与仪器响应的亚毫米波阵列观测对IRAS 4A。最后，我们将合成图与数据进行比较，改变模型参数和方向，并通过χ^2分析评估拟合的质量。高角分辨率观测偏振尘埃辐射可以约束原恒星的物理性质。在IRAS 4A的情况下，对于质量-通量比大于临界值2倍、初始均匀磁场强度约为0.5 mG、坍缩开始后的年代约为10^4年的云坍缩模型，得到的数据与实验数据最吻合。磁耗散，如果存在的话，被认为是发生在观察的分辨率水平以下。包括先前测量的IRAS 4A的温度分布导致更真实的形态和强度分布。我们还表明，ALMA有能力区分在这项工作中采用的三种不同的模型。我们的研究结果与低质量恒星形成的标准理论情景一致，即最初由大规模磁场穿过的云变得不稳定并崩溃，将磁场捕获在新生的原恒星和周围的星周盘中。在坍缩云中，动力学主要由引力和磁力控制。
2011-09-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Simulating the collapse of rotating primordial gas clouds to study the survival possibility of Pop III protostars
有人认为，低质量的原始恒星（$m_{\rm Pop III}\,\leq 0.8\,M_\odot$）很可能进入主序星，因此可能在今天的银河系中被发现。然而，由于现有的数值能力的限制，目前的磁盘碎片的三维（3D）模拟只能遵循第一个原恒星形成后几千年的演变。在这项工作中，我们使用的{ \sc Gadget}-2光滑粒子流体动力学（SPH）代码的修改版本，提出的结果与不同程度的初始固体旋转（参数化$β$）使用分段多方状态方程的气体云的非线性崩溃。3D模拟一直跟踪到原恒星天体吸积了50 $M_{\odot}$质量的时期，这足以研究原恒星与周围气体介质的动力学，并确定这些原恒星天体的质量函数、吸积速率和生存可能性。我们发现，在没有辐射反馈的情况下，由于吸积，留在缓慢旋转的母云中的演化原恒星可以变得足够大，而在快速旋转的云（$β\ge 0.1$）中形成的$10-20 \%$有可能作为低质量恒星从引力束缚星团中被弹射出来。
2022-12-08 astro-ph.GA
Homologous Gravitational Collapse in Lagrangian Coordinate: Planetary System in Protostar and Cavity in Pre-Supernova
在拉格朗日流体坐标系下研究了具有多方压力状态方程的球系同源引力坍缩的经典问题，其中每个初始流体元的位置η = r（0）随时间随演化函数y（t）而变化.在这个拉格朗日描述中，流体速度v = dr/dt = ηdy/dt不是流体变量，与常用的欧拉流体描述相反。因此，参数空间在η中是一维的，与欧拉公式的（x，v）双参数空间相反。在拉格朗日坐标下，演化函数y（t）不限于线性时间标度，与Mestel（Mestel 1965）关于冷云坍缩的参数形式一致。空间结构由一个方程描述，该方程对应于Goldreich和Weber（Goldreich & Weber 1980）导出的方程。连续的自相似密度分布呈现出一个峰值的中心核，然后是振幅逐渐减小的振荡，有点让人想起舒（Shu 1977）的膨胀波由内而外的坍缩。这个连续解可以解释原恒星的行星系统。也有一个不连续的密度分布，这可能是相关的空腔形成之间的高峰中央核心和外部的陷落信封的磁星在一个腔前超新星配置。
2012-04-13 astro-ph.GA
An Ordered Bipolar Outflow from a Massive Early-Stage Core
我们提出了ALMA对红外暗云（IRDC）G028.37+00.07中两个大规模早期核心候选者C1-N和C1-S的后续观测，这些候选者先前通过其N2 D+（3-2）发射来识别，并显示出该物种的高水平氘化。核心在远红外波长高达~100微米处也是黑暗的。我们从一个狭窄的、高度准直的双极流出物中探测到12 CO（2-1），该流出物是从C1-S核心的中心附近发射的，这也是峰值1.3 mm尘埃连续体发射的位置。这颗名为C1-Sa的原恒星伴随着由C18 O（2-1）和DCN（3-2）追踪的致密气体，由此我们估计它的径向速度接近C1-S大质量核心所显示的范围的中心。在C1-S的投影边界内也检测到第二个外流驱动源，但似乎处于不同的径向速度。在考虑流出的属性，我们得出结论C1-Sa是一个有前途的候选人的早期大质量原恒星，因此它表明，这些大质量恒星形成的早期阶段可能涉及高度有序的流出，从而吸积，过程，类似于模型开发来解释低质量原恒星。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Infalling Envelope Models of Embedded Protostars: BHR 71 and its Hot Corino
原恒星包层的坍缩导致原恒星的生长和原行星盘的发展，在恒星形成的早期阶段起着关键作用。描述包层中的气体下落限制了恒星形成的动力学模型。我们提出了明确的签名，探测光学厚分子线，对一个孤立的嵌入式原恒星，BHR 71 IRS 1。三维辐射传输的计算表明，一个缓慢旋转的下降包线模型的“由内而外”的崩溃再现的观测HCO $^{+}$和CS $J=7\rightarrow6$线，和低速发射的HCN $J=4\rightarrow3$线。该包层的模型推导年龄为12000 $\pm$ 3000年后，最初的崩溃。包络线模型低估了HCN $J=4\rightarrow3$和H $^{13}$ CN $J=4\rightarrow3$线的高速发射，其中流出或开普勒盘可能有贡献。ALMA观测偶然发现了集中在100 au半径内的复杂有机分子（COMs）的发射，表明BHR 71 IRS 1拥有一个热的Corino。鉴定出8种COM，包括CH $_{3}$ OH和CH $_{3}$ OCHO，以及H $_{2}$ CS、SO $_{2}$和HCN $v_{2}=1$。甲酸甲酯和$^{13}$ C-甲醇的排放显示了一个清晰的速度梯度内的半径为50 au，暗示在一个未解决的开普勒旋转盘。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
How Does a Protostar Form by Magnetized Gravitational Collapse?
本研究通过二维非理想磁流体模拟，系统探索了不同状态方程对非旋转球对称云核磁化引力坍缩的影响，发现Γ≤4/3时坍缩可持续并形成中心原恒星，等温EOS最有利于坍缩，而Γ>4/3则因冷却不足延迟下落。
2025-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Star-disk alignment in the protoplanetary disks: SPH simulation of the collapse of turbulent molecular cloud cores
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了湍流分子云核中原恒星自旋与原行星盘旋转轴夹角（星盘角$ψ_{\rm sd}$）的演化.虽然$ψ_{\rm sd}$在原恒星形成时期表现出广泛的分布，直到$\sim 130^{\circ}$，$ψ_{\rm sd}$减少（$\lesssim 20^{\circ}$）的时间尺度为$\sim 10^{4}$年。这个时间尺度的恒星磁盘的对齐，$t_{\rm alignment}$，基本上对应于中央原恒星的质量倍增时间，在此期间，原恒星忘记其初始自旋方向，由于质量吸积从磁盘。原恒星形成后$t=10^2$年和$t=10^5$年的$ψ_{\rm sd}$值与初始云核$α=E_{\rm thermal}/|E_{\rm gravity}|$和$γ_{\rm turb}=E_{\rm turbulence}/|E_{\rm gravity}|$的热能和湍流能与引力能的比值无关。我们还发现，一个扭曲的磁盘可能是由湍流吸积流从星周信封。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CO outflows from high-mass Class 0 protostars in Cygnus-X
作为吸积过程的自然结果，外流是吸积的少数（间接）示踪物之一。我们使用CO（2-1）PdBI对天鹅座X中的6个MDCs（包含9个高质量核心）进行了观测，以研究高质量恒星前体物质的吸积过程和来源。我们将我们的样本与文献中的低质量物体进行了比较，并开发了简单的进化模型来重现观测值。我们发现，8/9高质量的核心驱动器明确的个人外流作为真正的等价物0级原恒星在高质量的制度。剩下的核心只有一个试探性的流出检测。它可能是第一个真正独立的高质量星前核的例子。我们发现，高质量的物体的动量通量的包络质量有一个线性关系，作为一个规模的关系，发现低质量的原恒星。这表明吸积速率和质量库之间存在基本的比例关系，表明所有质量的坍缩时间尺度相同。我们的结论是，如果崩溃前的演变是准静态的，碎片规模（这是类似的所有质量）将限制初始质量库的大小，导致更短的自由落体时间为更高质量的恒星。然而，当我们发现所有质量的坍缩时间尺度相同时，需要一个显著的湍流/磁性支持来减缓准静态视图中更大质量的包络的坍缩。由于这一支持仍有待发现，并与大的动力学的迹象，在坍缩前气体的大质量恒星形成，我们建议，这样一个相同的坍缩时间尺度意味着初始密度，这应该设置崩溃的持续时间，应该是相似的所有质量。这表明，包含大质量恒星的质量必须以动力学的方式从比低质量恒星更大的尺度上吸积。
2013-08-29 astro-ph.GA
Forming Protostars in Molecular Clouds with Shocked Envelope Expansion and Core Collapse
对分子谱线剖面的光谱观测揭示了双峰分子谱线的所谓“蓝色剖面”，其蓝峰较强，红峰较弱，这是恒星形成云核在自引力作用下坍缩的显著特征。相比之下，在恒星形成云或核心中观测到的分子谱线轮廓中，有25- 30%也显示出所谓的双峰“红色轮廓”，红色峰值强于蓝色峰值。Gao & Lou（2010）表明，这些无法解释的“红色轮廓”可能是恒星形成分子云或核心内的包层膨胀伴核心坍缩（EECC）的全球动力学特征。在这里，我们证明了空间分辨的HCO+（J=1-0）和CS（J=2-1）的分子跃迁从低质量的恒星形成云核心FeSt 1-457连同其径向配置文件的柱密度推断从尘埃消光观测的红色配置文件似乎揭示了一个自相似的流体动力学冲击阶段的全球EECC。C18 O（J=1-0）的光谱剖面也用同样的EECC模型进行了拟合。为了进一步的观测检验，还预测了FeSt 1-457分子跃迁HCO ~+（J = 3 - 2）和CS（J=3-2）的空间分辨轮廓以及1.2mm、0.85mm和0.45mm三个波长的（亚）毫米连续辐射的径向轮廓。
2010-11-10 astro-ph.GA
Tracking the ice mantle history in the Solar-type Protostars of NGC 1333 IRAS 4
为了了解在系外行星系统中观察到的多样性的起源，描述其形成的早期阶段至关重要，以太阳型原恒星为代表。这些天体的气体化学成分很可能直接取决于坍缩前形成的尘埃颗粒地幔的成分。直接反演冰幔的组成是具有挑战性的，但它可以通过观察主要成分，如厘米波长的NH3和CH3OH，一旦它们在温暖的原恒星阶段释放到气相中，间接完成。我们用24 - 26 GHz的VLA干涉仪在高角分辨率（1 ";~300 au）下观测到NGC1333中三颗0类原恒星（IRAS 4A1，IRAS 4A2和IRAS 4B）的CH_3OH和NH_3谱线。使用非LTE LVG分析，我们在三颗原恒星中得出了类似的NH3/CH3OH丰度比（IRAS 4A1，4A2和4B分别为<0.5，0.015 - 0.5和0.003 - 0.3）。因此，我们推断它们是由具有相似物理条件的塌缩前物质产生的。将观测到的丰度比与天体化学模型预测进行比较，我们将地幔形成时的尘埃温度限制在~17 K，这与南部NGC 1333扩散云的平均温度一致。我们认为，一个残酷的事件开始崩溃，最终形成IRAS 4A1，4A2和4B，因此，没有经历通常的星前核心阶段。这一事件可能是一个泡沫与NGC 1333南部的冲突，这在以前的文献中已经被唤起。
2022-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk wind feedback from high-mass protostars
我们进行了一系列的三维磁流体动力学（MHD）模拟的流出核心的相互作用，形成一个大质量的原恒星通过崩溃的初始云核心的$60~{M_\odot}$。这使我们能够表征大质量原恒星的盘风驱动外流的特性，这可以测试不同的大质量恒星形成理论。它还使我们能够定量评估流出反馈对原恒星核形态和整体恒星形成效率的影响。我们发现，流量的开角随着原恒星质量的增加而增加，与一个简单的半解析模型一致。一旦原恒星到达$\sim24~{M_\odot}$，外流的张开角度是如此之大，以至于它已经吹走了大部分的包层，从而几乎结束了自己的吸积。因此，我们发现整体恒星形成效率为$\sim50\%$，类似于低质量原恒星核心的预期。因此，我们的模拟结果表明，磁流体磁盘风外流是占主导地位的反馈机制，帮助塑造恒星的初始质量函数从一个给定的星前核心质量函数。
2019-07-29 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
The kinematics of NGC1333-IRAS2A - a true Class 0 protostar
低质量恒星的形成是通过气体和尘埃的致密核心的引力坍缩来描述的。在坍缩过程中的某个时刻，原恒星周围会形成一个圆盘，由于角动量守恒，圆盘会随着核心的收缩而旋转并变大。问题是磁盘形成过程发生的早。在本文中，我们的目标是描述一个深嵌入，0类年轻恒星对象，NGC 1333-IRAS 2A，基于高角分辨率（< 1 $''$ $\approx$ 200 AU）的干涉测量HCN和H $^{13}$ CN J = 4-3的亚毫米阵列，并测试是否可以检测到拱星盘的气体运动学特征的基础上。我们采用了一个物理模型，已被证明可以很好地描述的对象，并获得一个适合的参数化模型的速度场，使用二维轴对称辐射传输代码。通过对高角分辨率数据的参数化和拟合，表征了中心动力质量和下落速度与旋转速度之比。我们发现在所有尺度上都有大量的下沉和非常少的旋转。中心物体的质量相对较低，为0.25 M $_\odot$。作为一个低恒星质量的对象相比，信封质量，我们得出结论，NGC 1333-IRAS 2A是一致的建议，作为一个0级对象，它代表了恒星形成的最早阶段。相对于自转的大量下沉也表明这是一个年轻的物体。然而，我们发现需要一个中心的紧凑组件的规模为几百AU的连续数据的基础上，这表明，磁盘形成后不久发生的初始引力坍缩。数据没有显示出一个独特的速度场为0.1 M $_\odot$组件。
2009-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dependence of protostar formation on the geometry and strength of the initial magnetic field
我们使用平滑粒子磁流体动力学方法，对分子云核心坍缩形成一个或多个原恒星的12个模拟结果进行了报告，其中包括3种场强（质量通量比μ为5、10和20）和4种场几何形状（场与旋转轴之间的角度θ为0°、20°、45°和90°）。我们发现，这两个参数的值产生的原恒星系统和外流有很强的影响。从μ = 20时形成的双星系统到不同θ值下截然不同的外流结构，特别是θ = 90°时高度抑制的外流。未对准的磁场也可以产生翘曲的伪盘，其中外部区域垂直于磁场对准，但是最内部区域重新定向为垂直于旋转轴。我们遵循崩溃的大小相媲美的第一个核心，并发现没有一个流出速度超过8公里秒$^{-1}$。这些结果可能会限制两个观察到的原恒星外流，也对分子云核心可能最终形成单星和双星：一个足够弱的磁场可能允许磁盘碎片，而相反，更大的角动量传输的强场可能会抑制磁盘碎片。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of massive protostars in atomic cooling haloes
我们提出了迄今为止最高分辨率的三维模拟早期宇宙中原子冷却晕的坍缩。我们使用移动网格代码arepo和Greif（2014）中引入的原始化学模块，该模块将化学和热速率方程演化为超过20个数量级的密度。分子氢冷却被强烈的莱曼-沃纳背景抑制，这促进了气体在大约$10^4\,$ K的温度下的近等温塌缩。一旦中心的气体云变得光学厚度连续发射，它就会在主原恒星周围形成开普勒圆盘。原恒星的初始质量约为$0.1\,{\rm M}_\odot$，比通过氢分子冷却的迷你晕高出一个数量级。气体的高吸积率和有效冷却催化了盘的碎裂，形成一个5-10个成员的小型原恒星系统。大约12年后，强大的引力相互作用破坏了圆盘，并暂时将原恒星从云的中心弹射出来。在模拟结束时，次级聚集体在距离初级聚集体$\simeq 150\,$ au的距离处塌陷。如果这个团经历了与第一个团相似的演化，中心的气体云可能会演化成一个宽的双星系统。初级和次级团块的高吸积率表明，碎片化并不是形成至少一个大质量黑洞种子的重要障碍。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the formation of protostars, disks, and outflows
我们提出了我们目前的理解的形成和早期演化的原恒星，原行星盘，和外流的驱动所指示的相互作用的磁场和部分电离气体的分子云核心。近年来，通过亚毫米观测，该领域取得了巨大的发展，这反过来又限制了原恒星形成的模型。作为这些观测的结果，这些观测提供了最先进的理论理解的形成和演化的年轻恒星物体的描述。特别强调了弱电离气体与磁场在适当尺度上的耦合、退耦和再耦合的重要性。这突出了引力坍缩和年轻原恒星中的磁场之间复杂而密切的关系。
2022-09-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Series of core collapse numerical simulations (SOLANUM) I: Modelling the early and late infall in a sun-like protostar
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN, IGN)（国家天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
通过核心坍缩模拟，研究了类太阳原恒星中晚期内落气体的起源与物理历史，发现其经磁交换不稳定性形成的丝状结构进入盘，性质类似观测流带，可能改变盘化学组成。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Metallicity Star Formation Survey in Sh2-284 (LZ-STAR). I. Ordered massive star formation in the outer Galaxy
本文介绍了 Sh2-284 区域的低金属丰度恒星形成巡天(LZ-STAR),通过 JWST 和 ALMA 观测原恒星 S284p1 并开发新的辐射传输模型,发现大质量恒星能在低金属丰度环境中有序形成。
2025-05-31 astro-ph.GA
Evolutionary Signatures in the Formation of Low-Mass Protostars. II. Towards Reconciling Models and Observations
低质量恒星形成的一个长期存在的问题是“光度问题”，即原恒星的光度与理论坍缩计算和基于在嵌入相持续时间内形成恒星所需的最小吸积率的论点所预期的吸积光度相比不足。受这个光度问题的启发，我们提出了一套描述低质量致密核心坍缩成原恒星的演化模型，使用Young & Evans（2005）模型作为我们的起点。我们计算了在二维空间中整个坍缩过程中坍缩核的辐射转移。从由此产生的光谱能量分布，我们计算标准的观测信号，直接比较观察。我们将几个修改和添加到原来的Young & Evans模型中，以更好地匹配观测与模型预测。我们发现，散射，2-D的几何形状，质量损失，外流腔都影响模型的预测，正如预期的那样，但没有解决光度问题。然而，一个周期性的物质吸积可以解决这个问题，并使模型的预测与观测更好地吻合。在我们的模型中，质量吸积和质量损失之间的相互作用的标准假设给出了恒星形成效率与最近的观测结果一致，比较了核心质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）。外流腔和偶发性质量吸积的结合减少了观测类和物理阶段之间的联系，以至于两个常见的观测特征（测热温度和测热光度与亚毫米光度的比值）都不能被认为是物理阶段的可靠指标。
2009-12-28 astro-ph.GA
Measuring the ionisation fraction in a jet from a massive protostar
重要的是要确定大质量恒星是否通过吸积盘形成，就像它们的低质量对应物一样。理论和观测表明，原恒星喷流是吸积盘的自然结果，可能是在坍缩过程中消除角动量的关键。然而，大质量的原恒星通常更罕见，更遥远，更多的尘埃被掩盖，使得对其喷流的观测研究更具挑战性。一个基本的问题是喷流中的电离程度在整个质谱中是否相似。在这里，我们确定了电离分数的$\sim5-12\%$在喷流从大质量的原恒星G35.20- 0.74 N，基于空间重合的红外和无线电发射。这与低质量年轻恒星喷流中的值相似，这意味着在大部分原恒星质量谱的喷流中，冲击电离的统一机制至少达到$\sim10$太阳质量。
2019-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Class 0 Protostar BHR71: Herschel Observations and Dust Continuum Models
我们使用赫歇尔分光光度法的BHR 71，嵌入式0类原恒星，提供新的限制其物理性质。我们在所有空间像素中检测到645条（非唯一）谱线。至少有61条不同的谱线源自中心区域。CO转动图分析显示了四个激发温度分量，43 K，197 K，397 K和1057 K。低JCO线跟踪流出，而高JCO线集中在红外源上。H2O的低激发发射线跟踪大尺度外流，而高激发发射线跟踪小尺度分布在赤道平面周围。我们使用尘埃辐射转移的代码，ESTA模型的信封结构，包括旋转崩溃，外部静态信封，外流腔，和磁盘。旋转坍缩包络的演化可以受到远红外/毫米SED以及方位平均径向强度分布的约束，并且流出腔的结构在较短波长处起着关键作用。在20-40 μ m处的发射需要具有恒定密度内部区域和幂律密度外部区域的腔。最佳拟合模型的包络质量为19太阳质量，半径为0.315 pc，中心光度为18.8太阳光度。坍缩开始的时间是24630-44000年，最有可能在36000年左右。包层中相应的质量下降率（每年1.2 × 10 $^{-5}$太阳质量）与恒星质量吸积率相当，而从CO流出量估计的质量损失率为恒星质量吸积率的20%。我们没有发现幕式吸积的证据。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of SMM11 Reveal an Extremely Young Protostar in Serpens Main Cluster
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）在第3周的1.3 mm波段和~0.5”~210 AU的角分辨率，在巨蛇座主星团的亚毫米凝聚区SMM 11中发现了一颗非常年轻的原恒星SMM 11。SMM 11是一颗0级原恒星，在70 μ m或更短的波长下没有任何对应物。ALMA观测结果显示，1.3 mm连续发射与准直12 CO双极流出相关。Spitzer和Herschel的数据表明SMM 11非常冷（T_bol=26 K）和微弱（L_bol<~0.9 Lsun）。我们估计出流的倾斜角约为80度，几乎平行于天空的平面，从简单的拟合使用风驱动壳模型。连续谱的视星群由高斯和幂律成分组成，表明原恒星周围有一个半径约为600天文单位的球形外壳。C18 O丰度估计较低，X（C18 O）=1.5- 3x 10 ^-10，这也与它的年龄相一致。在1000天文单位处，流出速度高达10 km ^-1，这比第一个流体静力学核心的理论模拟值要高得多，我们认为SMM 11是第一个核心第二次坍缩之后的过渡天体。
2017-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Key Physical Parameters Influencing Fragmentation and Multiplicity in Dense Cores of Orion A
本研究对比猎户座A中碎裂与未碎裂的致密核，发现含双星/多星系统的致密核密度和马赫数更高，湍流与磁场能量比和碎裂无关，表明高密度和超声速湍流是碎裂关键，磁场影响有限。
2025-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extreme initial kinetic energy allowed by a collapsing turbulent core
我们提出了高分辨率的流体动力学模拟，旨在遵循气体核心的引力坍缩，其中湍流速度谱仅在最初实施。我们确定了动能与引力能之比的最大值，在这里用$\left(\frac{E_{\rm kin} }{E_{\rm grav}}\right)_{\rm max}$表示，这样核心（i）将在时间演化的一个自由落体时间附近坍缩，或者（ii）将无限膨胀，因为它的$\frac{E_{\rm kin}}{E_{\rm grav}}$值大于$\left( \frac{E_{\rm kin}}{E_{\rm grav}}\right)_{\rm max}$。我们认为核心模型具有均匀或集中凝聚的密度分布和速度谱组成的线性组合的一半发散自由湍流类型和另一半的卷曲自由湍流类型。我们表明，核心坍缩的结果是原恒星形成（i）一个多系统获得的碎片的细丝和（ii）一个单一的主要系统内的长灯丝。此外，还测定了这些原恒星的一些性质，并与其他地方的结果进行了比较。
2018-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. X. Magnetic Braking of Prolate and Oblate Cores
最初的扁长和扁圆，磁性分子云的崩溃和破碎计算在三维重力，辐射流体动力学代码。该代码包括磁场的影响，在一个近似的方式：磁压力，张力，制动，和双极扩散都建模。对于最初的扁长云和扁圆云，变化的参数是径向密度分布的中心集中的初始程度、初始角速度和磁制动的效率（由因子$f_{mb} = 10^{-4}$或$10^{-3}$表示）。扁圆形的核心都坍缩形成环，可能容易分裂成多个系统。扁长核坍缩的结果很大程度上取决于初始密度分布。中心密度比边界密度高20倍的长形核心坍缩并分裂成双星或四星系统，而中心密度比边界密度高100倍的核心坍缩形成嵌入棒中的单个原恒星。在后一组模型中，磁制动的加入能够抑制原恒星的碎裂，因为当计算没有磁制动的相同模型时（Boss 2002），这些核心碎裂成双星原恒星。这些模型证明了在原恒星坍缩和碎裂研究中纳入磁场的重要性，并表明即使纳入磁场，碎裂成二元和多个系统仍然是原恒星坍缩的可能结果。
2009-03-10 astro-ph.GA
A grid of 1D low-mass star formation collapse models
目前的研究是为了提供一个相对简单的原恒星坍缩数值模拟数据库，作为观测核心和非常年轻的原恒星的模板库，并为希望在动态天体物理条件下测试其化学建模的研究人员提供。它还被设计用于确定在运行许多低质量恒星形成模型时可能出现的统计趋势，这些模型通过改变初始条件来实现。采用一维全隐式拉格朗日辐射流体力学程序，对具有均匀温度和类Bonnor-Ebert密度分布的孤立气体球的引力坍缩进行了143次计算.参数空间涵盖了初始质量从0.2到8 Msun，温度为5-30 K，半径在3000到30，000 AU之间。由于不同的初始条件和光学深度，发现在运行的热演化轨道的传播。在小于一个数量级的范围内，所有第一和第二拉森核的质量和半径都与初始条件无关。第一个和第二个核心形成之间的时间被发现强烈依赖于第一个核心的质量吸积率，在我们的模型网格中，没有第一个核心在第二次坍缩开始之前存活超过2000年。原恒星云坍缩的最终产物，第二个拉森核心，在诞生时是一个质量和半径约为3兆焦耳/平方米和8兆焦耳/平方米的标准天体，与其初始条件无关。然而，使气体达到恒星密度的演化序列可以在各种情况下进行，在不同的时间尺度上，沿着不同的等熵线，但每个故事线在很大程度上可以通过初始条件来预测。所有来自模拟的数据都可以在这个地址上公开获得：http://starformation.hpc.ku.dk/grid-of-protostars。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical segregation in the young protostars Barnard 1b-N and S: evidence of pseudo-disk rotation in Barnard 1b-S
非常年轻的0级天体B1 b-S和第一个流体静力学核心（FSHC）候选者B1 b-N为研究从星前核心到原恒星阶段的难以捉摸的过渡中产生的化学变化提供了一个独特的机会。本文给出了用NOEMA干涉仪获得的40“× 70”Barnard 1b在13 CO 1->0，C18 O 1->0，NH 2 D 1_{1，1}a->1_{0，1}s和SO 3_2->2_1谱线上的像。观察到的化学分离使我们能够揭开这个年轻的原恒星系统的物理结构下降到~ 500金的尺度。这两个原恒星物体嵌入在一个拉长的凝聚体中，东西方向的速度梯度约为0.2-0.4 m s^{-1} au^{-1}，让人联想到轴向坍缩。NH 2D数据揭示了每个原恒星周围冷而致密的伪盘（R~500-1000 au）。此外，我们还观察到了围绕B1 b-S的伪盘旋转的证据。我们没有看到与B1 b-N和B1 b-S相关的双极流出的任何特征，这些特征以前在H2 CO和CH 3OH中检测到，在任何成像的物质中。未检测到SO限制了高速气体中SO/CH 3OH的丰度比。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Witnessing the birth of a supermassive protostar
$\rm z>6$类星体的探测揭示了少数$\rm 10^9~M_{\odot}$类星体中超大质量黑洞的存在。解释它们在婴儿宇宙中形成的潜在途径之一是所谓的直接坍缩模型，该模型提供了大量的$\rm 10^5-10^6~M_{\odot}$种子。一个等温的直接崩溃的任务，晕应该是一个原始的组成和形成的分子氢仍然抑制在一个强大的莱曼维尔纳通量的存在。在这项研究中，我们进行高分辨率的宇宙学模拟两个大规模的原始晕采用详细的化学模型，其中包括$\rm H^-$冷却以及现实的不透明度的束缚自由$\rm H^-$发射和瑞利散射的氢原子。我们能够解决的崩溃到前所未有的高密度的$\rm \sim 10^{-3}~g/cm^3$和规模约$\rm 10^{-4}$ AU。我们的研究结果表明，气体冷却到$\rm \sim $ 5000 K的存在下，$\rm H^-$冷却，并诱导碎片在约8000 AU的规模在两个模拟晕之一，这可能会导致形成一个二进制。此外，碎裂也发生在AU规模的晕之一，但团块预计合并在短时间尺度。我们的研究结果证实，$\rm H^-$冷却并不能阻止超大质量恒星的形成，冷却辐射的捕获在小尺度上稳定了坍缩。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of very low luminosity objects (VeLLOs)
通过核塌缩模拟与恒星演化计算相结合的数值模拟方法，研究了内光度L_obj <= 0.1 Lsun的极低光度天体的性质.研究了质量范围为0.1-2.0 Msun的大样本模型核的引力坍缩。数值模拟开始于前恒星阶段，并在嵌入阶段结束时终止，此时90%的初始核心质量已被吸积到形成的原恒星加盘系统上。盘的形成和演化是用数值流体力学模拟研究的，而中心恒星的形成和演化是用恒星演化程序计算的。三种情况下，从磁盘到恒星的质量吸积被认为是：混合吸积，其中一小部分吸积的能量吸收的原恒星取决于吸积率，热吸积，其中一小部分吸积的能量是恒定的，和冷吸积，其中所有的吸积能量辐射。我们关于VeLLO性质的结论主要取决于原恒星吸积的性质。在混合吸积的情况下，大多数VeLLO（90.6%）预计是第一流体静力核心（FHSC），只有一小部分（9.4%）是真正的原恒星。在热吸积的情况下，所有的VeLLO是FHSC由于过高的光球光度的原恒星。相反，在冷吸积情况下，大多数VeLLO属于恒星演化的I类阶段。这是因为恒星光球的光度是年轻恒星内部总光度的基础，在冷吸积时较低，因此在原恒星阶段有更多的VeLLO。VeLLO是相对罕见的天体，占嵌入相总持续时间的7%-11%，质量不超过0.3 Msun。（节略）。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol masers reveal the magnetic field of the high-mass protostar IRAS 18089-1732
上下文磁场在大质量恒星形成中的重要性尚不完全清楚，关于它在吸积过程和产生喷流和外流中的作用，仍有许多悬而未决的问题。在过去的几年里，脉泽已成功地用于探测磁场的形态和强度在几个AU的大质量原恒星周围，通过测量线偏振角和塞曼分裂。大质量原恒星IRAS 18089-1732是一个被充分研究的大质量恒星形成区，显示出一个热的核心化学和盘流出系统。先前SMA对极化尘埃的观测揭示了IRAS 18089-1732圆盘周围的有序磁场。目标。我们想确定的磁场在致密区探测6.7 GHz的甲醇脉泽观测，并将其与观测尘埃连续极化，探讨如何在紧凑的脉泽区域的磁场与周围的大规模领域的大质量原恒星。方法.我们减少MERLIN观测在6.7 GHz的IRAS 18089-1732，我们分析了偏振发射的甲醇脉泽。结果我们的MERLIN观测结果表明，6.7 GHz甲醇脉泽区的磁场与SMA尘埃极化观测所限制的磁场是一致的。本文还提出了一种圆偏振线辐射的探测方法。结论.我们发现脉泽区的磁场与圆盘中的磁场方向相同。因此，大规模的领域组成部分，即使在au规模的脉泽，占主导地位的任何小规模的领域波动。我们从圆极化试验性探测中得到了沿视线方向的场强为5.5 mG，这似乎与以前的估计一致。
2017-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward understanding the formation of multiple systems - A pilot IRAM-PdBI survey of Class 0 objects
双星和多系统的形成过程知之甚少。在这里，我们试图确定的典型结果的原恒星坍缩和约束模型的二进制形成的核心碎片在崩溃过程中，使用高分辨率毫米连续成像非常年轻（0类）的原恒星在开始的主要吸积阶段。我们进行了试点高分辨率的研究5 0类对象，使用IRAM PdBI在1.3毫米的最扩展（A）配置，这使我们能够探测到分离的0类原恒星的多样性~50 AU和拱星质量比q ~0.07。我们表明，我们的PdBI观测只揭示了宽（>1500 AU）的原双星系统和/或流出生成的功能。当结合以前的毫米干涉0级原恒星的观测，我们的试点PdBI研究初步表明，在~ 75-1000 AU范围内的二元分数从0级增加到I级阶段。它似乎也反对双星形成的纯流体动力学模型。我们简要地讨论了可能的替代方案，以调和低多重率的0类原恒星在小尺度上观察到的较高的二进制分数在以后的演化阶段。
2010-01-20 astro-ph.GA
ALMA observations of a high-density core in Taurus: dynamical gas interaction at the possible site of a multiple star formation
无星的致密核心最终会动态坍缩，在内部形成原恒星，核心的物理性质决定了形成原恒星的性质。我们报告ALMA观测尘埃连续辐射和分子旋转线向MC 27或L1521 F，这被认为是非常接近的第一个原恒星核心阶段。我们发现了一些无星的高密度核心，其中一个核心的密度非常高，约为10^7 cm^-3，位于斯皮策探测到的一颗低光度原恒星周围几百天文单位的区域内。一个非常紧凑的双极外流的动力学时间尺度为几百年被发现对原恒星。分子线观测显示了几个弧形结构的核心，可能是由于动力学气体相互作用。这些复杂的结构揭示了恒星形成的初始条件在本质上是高度动态的，这被认为是理解恒星形成的基本问题的关键因素，如多星的形成和恒星初始质量函数的起源。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of an embryonic supermassive star in the first galaxy
我们利用三维流体动力学模拟研究了作为超大质量恒星（SMS; >10^5 Msun）的候选祖先的温暖（~8000 K）原始气体云的引力坍缩，包括可能导致云碎裂的H2和H的所有相关冷却过程。这是第一次模拟这种解决原恒星形成。我们发现，云发生失控崩溃没有一个主要的片段。虽然H_2的含量通过三体反应在~10^-13 g/cm^3处跳跃了一个很大的因子，但由于光学厚度的原因，其冷却仍然效率低下，温度保持在3000 K以上。当云的中央核心对~10^-8 g/cm^3的连续辐射变得不透明时，就形成了一颗质量约为0.2 Msun的流体静力原恒星。原恒星通过致密的对流的快速吸积，在约1年的时间内成长到质量约为1 Msun，半径约为2 AU。由于吸积速率高达2兆太阳/年，这颗原恒星有望在其生命周期内转变为SMS，最终坍缩为宇宙早期z~7处观测到的超大质量黑洞的种子。
2014-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc formation in turbulent massive cores: Circumventing the magnetic braking catastrophe
我们目前的崩溃模拟100 M_{\sun}，湍流云核线程由一个强大的磁场。在最初的坍缩阶段，会产生丝状体，这些丝状体迅速分裂并形成几颗原恒星。在这些原恒星周围，开普勒圆盘的典型大小高达100 AU，与以前忽略湍流的模拟形成对比。我们研究三种机制可能负责降低磁制动效率，因此允许形成开普勒光盘。通过对凝聚的分析，我们发现开普勒圆盘的形成既不是由于湍流重联引起的磁通量损失，也不是由于磁场和角动量的不对准引起的。这是一个结果，而湍流的周围环境的光盘，表现出没有连贯的旋转结构，而强大的本地剪切流携带大量的角动量。我们认为，“磁制动灾难”，即只形成子开普勒光盘，是一个理想化的非湍流初始条件的人工制品，湍流提供了一个自然的机制来规避这个问题。
2012-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Protostars: Insights from Ten Years of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel
恒星是由致密分子云核心的引力坍缩形成的。在原恒星阶段，质量从核心吸积到原恒星上，可能是通过吸积盘，在这个阶段，恒星的初始质量和行星形成的初始条件都是确定的。在过去的十年中，斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台提供的新观测能力使整个恒星形成云的宽视场调查成为可能，具有前所未有的灵敏度，分辨率和红外波长覆盖范围。我们回顾了这一领域的进展，重点是观测本身和它们对恒星形成和原恒星演化理论模型的约束。我们还强调开放的问题，并概述了进一步推进该领域所需的新方向。
2014-01-10 astro-ph.GA
Effects of turbulence and rotation on protostar formation as a precursor to seed black holes
上下文第一个超大质量黑洞的种子可能是由$\gtrsim 10^4$ K晕中的热原始气体直接坍缩产生的，形成超大质量或准星作为中间阶段。目标。我们探讨了在强烈的莱曼-维尔纳辐射背景下，原始气体坍缩所导致的原恒星的形成。特别是，我们调查的湍流和旋转的气体云的碎裂行为的影响。我们通过改变初始湍流和旋转速度来实现这一目标。方法.我们进行了3D自适应网格细化模拟，分辨率为64细胞每牛仔裤长度使用ENZO代码，模拟形成一个原恒星高达前所未有的高中心密度的$10^{21}$厘米$^{-3}$，和空间尺度的几个太阳半径。为了实现这一目标，我们采用KROME软件包来改进化学和热过程的建模。结果我们发现，模拟的气体云的物理性质变得相似的小尺度上，无论初始量的湍流和旋转。在达到最高级别的细化之后，模拟已经另外演化了~5次自由落体时间。在每次模拟结束时，都会形成一个半径为$2 \times 10^{-2}$ AU、质量为~ $7 \times 10^{-2}$ M $_{\odot}$的单一束缚团块，标志着原恒星形成的开始。无论初始湍流或旋转量如何，在模拟结束时都没有观察到强烈的碎裂，并且发现每年有几个太阳质量的高吸积率。在如此高的吸积率下，一颗准恒星$10^5$ M $_{\odot}$有望在$10^5$年内形成。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 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
Simulating the Formation of Massive Protostars: I. Radiative Feedback and Accretion Disks
我们提出了辐射流体动力学模拟坍缩的原恒星的核心与初始质量为30，100和200 M $_{\odot}$。我们跟随他们的引力坍缩和形成一个巨大的原恒星和原恒星吸积盘。我们采用了一种新的混合辐射反馈方法混合光线跟踪技术与通量限制扩散的温度和辐射力的更准确的治疗。在每一种情况下，形成的圆盘都变得托姆勒不稳定并发展出旋臂。这发生在0.35和0.55自由落体时间之间，并伴随着2-10倍的吸积率增加。虽然盘变得不稳定，但没有其他恒星形成。在我们的100和200 M $_{\odot}$模拟的情况下，恒星变得高度超爱丁顿，并开始驱动双极流出空腔向外扩张。这些由辐射驱动的气泡看起来很稳定，似乎是在引导气体回到原恒星的吸积盘上。吸积在整个盘中进行得很强。经过81.4 kyr的演化，我们的30 M $_{\odot}$模拟显示了一颗质量为5.48 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为3.3 M $_{\odot}$的盘，而我们的100 M $_{\odot}$模拟在41.6 kyr的过程中形成了一颗质量为28.8 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为15.8 M $_{\odot}$的盘，我们的200 M $_{\odot}$模拟形成了一个43.7 M的$_{\odot}$星，在21.9 kyr有一个18 M的$_{\odot}$盘。在没有磁场或其他形式反馈的情况下，我们模拟的恒星质量似…
2016-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III star formation: multiple gas phases prevent the use of an equation of state at high densities
本文评估在第三星族恒星形成模拟中于原恒星形成前用正压EoS替代化学网络，发现EoS快约4000倍且总恒星形成率不变，但会抑制碎裂并高估原恒星质量。
2024-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field Structure around Low-Mass Class 0 Protostars: B335, L1527 and IC348-SMM2
我们报告了新的350微米偏振观测的热尘埃排放的核心周围的低质量，0级YSO L1527，IC 348-SMM 2和B335。我们从这些观测结果中推断出磁场方向，并将它们与文献中的结果一起用于确定磁调节的核心坍缩和恒星形成模型是否与观测结果一致。这些模型预测了一个伪盘，其对称轴与核心磁场对齐。该模型还预测了一个磁场箍缩结构的规模小于或相当于这些来源的下落半径。此外，如果在堆芯塌陷之前，堆芯磁场使堆芯旋转轴与磁场对准（或几乎对准），则模型预测总体箍缩场结构与这些源中的双极流出对准（或几乎对准）。我们表明，如果包括双极外流对磁场的扭曲效应，那么在一般情况下，L1527和IC 348-SMM 2的观测结果与这些磁调节模型是一致的。只有当我们假设B335堆芯内双极流出对磁场的扭曲效应远大于L1527和IC 348-SMM 2时，我们才能对B335说同样的话。我们表明，在所有三个来源的流出的能量密度是大到足以扭曲的磁场预测的磁调节模型。
2011-03-22 astro-ph.GA
Massive Protostars in a Protocluster -- A Multi-Scale ALMA View of G35.20-0.74N
利用ALMA 1.3mm多组态观测资料对大质量恒星形成区G35.2-0.74N进行了详细的研究。在0.2”（440 au）分辨率下，连续辐射揭示了沿着平行结构的几个致密核心，与以前的ALMA 0.85 mm观测一致。在0.03”（66 au）分辨率下，我们探测到22个致密源，其中大部分与暗条有关。其中四个源与紧凑的厘米连续谱发射有关，其中两个与H30α复合线发射有关。H30α线运动学显示电离气体的有序运动，与盘旋转和/或流出膨胀一致。我们构造了光电离区模型，同时拟合了多波长自由-自由通量和H30α总通量。衍生的属性表明，存在至少三个大规模的新生超紧凑HII地区的年轻恒星。其中两个电离区域被一个大型旋转结构所包围，该结构为两个独立的圆盘提供能量，这些圆盘由稠密的气体示踪剂（如SO2，H2 CO和CH 3OH）揭示。特别是，SO2排放突出了其中一个圆盘中的两个螺旋结构，并探测了旋转更快的内部圆盘。从一般区域的12 CO排放揭示了一个复杂的流出结构，至少有四个流出确定。其余18个致密源预计与大质量恒星附近形成的低质量原恒星有关。我们发现潜在的证据，磁盘中断由于动力学的相互作用在这个原星系团的内部区域。源的空间分布表明一个平滑的整体径向密度梯度没有子集群，但初步证据原始质量分离。
2022-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of the rotation of massive stars
Université de Genève（日内瓦大学）；University of Costa Rica（哥斯达黎加大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
通过辐射-引力-磁流体动力学模拟和恒星演化模型，研究大质量恒星形成过程中喷流如何通过角动量转移限制其自转速率。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and mass segregation in the massive dense cores of Cygnus X
我们目前的Plateau de Bure干涉仪观测获得的连续在1.3和3.5毫米对6个最大规模和年轻的（IR安静）密集的核心在天鹅座X。位于只有1.7千秒差距，天鹅座X区域提供了达到足够小的尺度（1.3毫米的1700天文单位的数量级）的机会，以分离单个塌陷物体。核心被亚碎片化，5个核心内总共有23个碎片。只有最紧凑的核心，CygX-N63，实际上可能是一个单一的大质量原恒星，其包络质量高达60 Msun。其他核心中的碎片的大小和间距与附近原星团中的低质量恒星前和原恒星凝聚相似，并且可能具有相同的性质。在这23个原恒星天体中，有9个可能是OB星的前身，其包层质量从6到23 Msun不等。碎片化的水平是全球高于湍流调节，单片崩溃的情况下，但并不像预期的那样高，在一个纯粹的重力湍流的情况下，质量分布是由低质量的原恒星/恒星。在这里，在高质量碎片中的总核心质量的分数分别在CygX-N12、CygX-N53和CygX-N63中达到高达28%、44%和100%的值，远高于IMF类质量分布所预测的值。碎裂效率的增加作为密度的函数在核心中提出的是由于自重力导致引力坍缩在致密的核心的规模的重要性越来越大。与此同时，核心往往会在其中心区域分裂成几个巨大的原恒星。因此，我们可能在这里目睹了形成中的团簇的原始质量分离。
2009-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orphaned Protostars
我们探讨了一个遥远的同伴（~1000 - 5000 AU）的人口的起源，I类原恒星源最近发现的康奈利和同事，谁指出，随着源的演变，同伴的分数减少。在这里，我们提出了N体模拟嵌入在稠密的云核不稳定的三重系统。许多伴星被弹射到未束缚的轨道并迅速逃逸，但其他伴星被弹射出来的动量不足，无法爬出云核和相关双星的势阱。这些松散结合的伴星到达数千天文单位的距离，然后回落，最终随着云核逐渐消失而被弹射出去。我们用孤儿这个词来表示原恒星物体，它们从胎盘云核中动态地喷射出来，要么逃逸，要么暂时以大的距离微弱地束缚在一起。所有的三重系统中有一半被发现在原恒星阶段解体，所以如果多个系统是云核崩溃的常见结果，那么孤儿应该是常见的。绑定孤儿与嵌入密切的原恒星双星，但逃脱孤儿可以旅行远至~0.2 pc在原恒星阶段。从一个潜在的井中陡峭地爬出来，确保了孤儿星在运动学上与出生时没有那么暴力的前历史的年轻恒星没有区别。在它们的重对流云核之外识别孤儿将允许在近红外，在某些情况下甚至在光学波长上详细研究Hayashi轨道上的原恒星。
2010-10-16 astro-ph.GA
HII region variability and pre-main-sequence evolution
最近的观测和模拟表明，大质量恒星周围的HII区域可能在它们的大小和发射通量上有所不同，时间尺度短到足以被观察到。这种变化可能有许多原因，从环境原因到电离源本身的变化。我们探索后者的可能性，考虑到前主序列的大规模原恒星的演化和电离辐射反馈进行数值模拟，使用FLASH AMR流体动力学代码。我们研究了三个不同的模型：一个简单的ZAMS模型，一个自洽的单区模型Offner等人。（2009），和一个模型拟合的轨迹计算细川和Omukai（2009）。原恒星模型显示，围绕大质量、孤立的原恒星的超致密HII区域从80或300 AU的直径塌陷或收缩，这取决于模型的选择，在伴随着原恒星从对流到辐射内部结构的过渡的恒星半径膨胀期间，下降到几乎不存在。这发生在短至3000年的时间尺度上。
2012-08-29 astro-ph.GA
