Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the fragmentation boundary in magnetised self-gravitating discs
我们调查的作用，磁场的碎片的自引力盘使用三维全球理想磁流体动力学模拟进行的“幻影”平滑粒子流体动力学代码。对于最初的环形场，我们发现两个制度。在第一种情况下，冷却时间大于动力学时间的五倍，磁场降低螺旋密度波振幅，这反过来又抑制了碎裂。即使磁压力只有热压力的十分之一，情况也是如此。当冷却时间足够短以致于磁场不能阻止碎裂时，发生第二种状态。我们发现，磁化光盘产生更多的大规模的碎片，由于这两个额外的压力施加的磁场，和额外的角动量输运诱导麦克斯韦应力。碎片被限制在一个较窄的范围内的初始半长轴比那些在未磁化的磁盘。未磁化和磁化的圆盘碎片的轨道偏心率和倾角分布是相似的。我们的研究结果表明，破碎边界可能是在冷却时间的一个因素，两个低于纯流体动力学模型预测。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered fragmentation in self-gravitating discs: forming fragments at small radii
我们对引力不稳定盘进行了三维辐射流体动力学模拟，以探索盘在初始碎裂后的质量运动。我们发现，在光盘的某些部分的气体的径向速度增加了约10倍后，光盘碎片，相比之前。虽然质量的运动发生在向内和向外两个方向上，但向内的运动可以导致自引力盘的内部螺旋变得足够密集，使得它们可以潜在地碎裂。这表明，碎片盘的动力学行为可能会导致随后的碎片发生在比最初预期的更小的半径，但只有在初始碎片已经形成在外盘。
2015-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果表明，至少，冷却时间尺度的临界值比以前认为的要长。然而，缺乏一致性也提出了是否存在临界值的问题。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果无疑表明，beta_{crit}比以前认为的要大。然而，缺乏收敛性也质疑是否存在临界值。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Convergence of SPH simulations of self-gravitating accretion discs: Sensitivity to the implementation of radiative cooling
最近Meru和Bate使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）代码对自引力吸积盘进行了模拟，这被解释为意味着三维全球盘比二维局部模型更容易破碎。随后，全球和当地的二维模型已被证明显示出类似的破碎性能，留下的三维结果是否反映了物理效应或数值问题与冷却或人工粘度的治疗SPH尚不清楚。在这里，我们研究如何碎片的自引力盘流SPH取决于实施冷却。我们运行圆盘模拟，比较一个简单的冷却方案，其中每个粒子失去能量的基础上，其每单位质量的内能，与一种方法，其中的冷却是来自一个平滑的内能密度场。对于简单的每粒子冷却计划，我们发现一个显着增加的最小冷却时间尺度的碎片分辨率的增加，匹配以前的结果。切换到平滑冷却，但是，结果在较低的临界冷却时间尺度，并在最高的空间分辨率测试收敛的初步证据。我们的结论是，使用SPH的碎裂精度研究需要仔细考虑如何冷却（和，可能，人工粘度）实施，并在以前的模拟中看到的破碎边界的明显不收敛很可能是一个数值效应。在实际的圆盘中，冷却在物理上被辐射转移效应所平滑，碎裂边界可能从二维值偏移一个因子，该因子仅为1的量级。
2011-11-14 astro-ph.EP 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
On the fragmentation criteria of self-gravitating protoplanetary discs
研究了大质量自引力盘的碎裂判据。我们提出了新的分析，我们进行全球三维数值模拟测试的破碎条件。虽然以前的工作重点放在以轨道时间尺度β为单位的冷却时间尺度上，但我们发现，在给定的半径下，表面质量密度（即盘质量和轮廓）和恒星质量在确定盘是否碎片以及盘碎片形成的位置方面也起着至关重要的作用。我们发现，对于浅的表面质量密度分布（p<2，其中P <\propto R^{-p}），碎片形成在盘的外部区域。然而，对于陡峭的表面质量密度分布（p \gtrsim 2），碎片形成于椎间盘的内部区域。此外，我们还发现，在以前的模拟中发现的轨道时标单位的冷却时标的临界值仅适用于某些光盘表面质量密度分布和特定的光盘半径，并不是一个普遍的规则，所有光盘。我们发现了一个经验的碎裂标准之间的冷却时间尺度的轨道时间尺度，β，表面质量密度，恒星质量和半径的单位。
2010-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of fragmentation in self-gravitating accretion discs on small scale structure
我们提出了一个框架来理解自引力盘的破碎标准，与强调这种盘的“gravoturbulent”性质的研究相反，而是专注于它们的准规则螺旋结构的性质。在这个框架内，有两个演化路径的碎片：i）崩溃的自由落体时间，这需要的比率冷却时间的动力学时间（$β$）$< 3$和ii）准静态崩溃的冷却时间的速度是足够快的碎片是紧凑的，足以承受破坏时，他们遇到的磁盘中的螺旋功能。我们进行了二维网格模拟，证明了在$β< 3$（与Paardekooper等人（2011）和其他人的一致性很好）数值收敛的碎裂，并认为这是这样一个事实的结果，即这种模拟平滑了尺度$H$上的引力，圆盘的尺度高度。因此，这种模拟只允许通过上述途径i）进行碎裂，因为它们抑制了碎片在尺度$< H$上的准静态收缩;碎片不能收缩到明显更小的尺度，从而使它们在下一次螺旋臂相遇时容易破裂。另一方面，3D模拟确实显示了在较高的$β$下通过途径ii）的碎裂。我们推导出一个分析预测的破碎路线ii）时，$β\lesssim 12$，根据要求，碎片必须充分收缩，以承受破坏的螺旋臂。我们还讨论了基于网格和SPH代码的必要数值要求，如果它们要通过路线ii）模拟碎片化。
2015-06-08 astro-ph.SR
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered fragmentation in gravitationally unstable discs: forming fragments at small radii
利用辐射流体力学方法对引力不稳定盘进行了三维模拟，探讨了盘破裂后的质量运动。与其碎裂之前的更静止状态相比，气体的径向速度在碎裂之后增加高达约2-3倍。当质量运动同时向内和向外发生时，向内的运动会导致内部螺旋足够密集，它们可能变得不稳定并可能破碎。因此，碎片盘的动态行为可能导致在初始碎片已经在外盘中形成之后在较小半径处的后续碎片。
2013-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fates of the dense cores formed by fragmentation of filaments: do they fragment again or not?
细丝分裂成致密的核心被认为是形成恒星的重要步骤。在以前的线性分析中发现的球形崩溃的核心杆模式的不稳定性调用的核心，由于他们的椭圆形（长或扁）变形的重新碎裂的可能性。为了研究这种可能性，在这里，我们进行了三维自引力流体动力学模拟，遵循所有的方式，从灯丝碎片到随后的核心崩溃。我们假设气体是多变的，指数γ决定了棒模的稳定性。对于由最不稳定的碎裂模式触发的孤立流体静力细丝的碎裂，我们发现当γ< 1.1时，随着坍缩的进行，棒模式增长，这与线性分析一致。然而，它需要超过10个数量级的中心密度增加的失真成为非线性。除了这个基准的情况下，我们还研究了非基准的，如碎片触发的碎片模式具有较长的波长，它发生在径向崩溃的细丝，并发现扭曲迅速增长。在大多数天体物理应用中，坍缩气体的有效多变指数在中心密度增加10个数量级之前超过1.1。因此，假设长丝断裂的基准情况，致密芯的再断裂将是不可能的，并且当长丝断裂时将确定它们的最终质量。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal Trigger for Solar Flares III: Effect of the Oblique Layer Fragmentation
我们认为电流层的倾斜碎裂是Ledentsov（Sol. 296，74，2021 a）。结果表明，横向于电流的碎裂是该模型的一个自然特征。碎片倾斜不超过几个度的日冕等离子体的实际耀斑前参数。因此，斜碎裂一般不会对模拟结果产生强烈影响，然而，极端的变化可以达到一个数量级。因此，斜碎裂可导致太阳耀斑中的基本能量释放位置的空间周期的估计减小到0.1-1 Mm，而不是先前获得的1-10 Mm。
2021-07-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
