Evolution of Magnetic Fields in Collapsing Star-forming Clouds under Different Environments
在附近的恒星形成云中，磁场的放大和消散在恒星形成过程中起着至关重要的作用。在星系中，恒星形成的环境因地而异，因时代而异。利用磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同环境下恒星形成云中磁场的放大和耗散。我们考虑各种恒星形成环境的金属丰度和电离强度相结合，并准备星前云具有两个不同的质量流量比。我们计算云崩溃，直到原恒星形成使用理想和非理想（包括和排除欧姆耗散和双极扩散）MHD计算调查的演变的磁场。我们总共进行了288次运行，并显示了磁场有效消散的密度范围的多样性，这取决于环境。此外，占主导地位的耗散过程（欧姆耗散或双极扩散）强烈依赖于恒星形成的环境。特别地，对于原始情况，磁场在没有电离源的情况下很少消散，而当周围环境中存在非常弱的电离源时，磁场有效地消散。本研究的结果有助于澄清各种环境中的恒星形成。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of binary seeds in collapsing protostellar gas clouds
本文利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟了双星种子的气体吸积过程，研究了双星种子的短期演化。我们的模拟设置是更现实的相比，以前的作品，考虑到动态演变的信封与非均匀分布的气体密度和角动量的吸积流。我们的初始条件包括一个种子二进制和周围的气体信封，模拟阶段的核心崩溃的气体云的碎片已经发生。我们假设种子双星没有偏心率，没有气体吸积增长。包络线被假定为没有自重力的等温气体。我们运行多个模拟与不同的初始质量比$q_0$（二次与一次质量的比率）和气体温度的值，并找到一个临界值的$q_{\rm c} = 0.25$区分后期演化的质量比$q$作为时间的函数。如果$q_0$ >~ $q_{\rm c}$，则二级种子生长得更快，并且$q$朝向1单调增加。另一方面，如果$q_0$ <~ $q_{\rm c}$，则初级种子生长得更快，并且在模拟结束时$q$低于$q_0$。基于我们的数值计算结果，我们解析计算了种子双星的长期演化，包括气体吸积双星的生长。我们发现，当$q_0$ >~ $q_{\rm c}$时，种子双星演化为等质量双星;当$q_0$ <~ $q_{\rm c}$时，种子双星演化为极值为$q$的双星。对于任何$q_0$，双星的分离都是时间的单调递增函数，这表明双星的吸积生长并不导致密近双星的形成。
2016-11-17 astro-ph.SR
Implementation of dust particles in three-dimensional magnetohydrodynamics simulation: Dust dynamics in a collapsing cloud core
这项研究的目的是在大尺度上研究尘埃动力学，并研究恒星形成过程中尘埃与气体流体的耦合。本文提出了一种计算引力坍缩云中尘埃运动轨迹的方法，其中尘埃颗粒被视为拉格朗日粒子，并假定是中性的。我们结合非理想磁流体动力学模拟进行尘埃轨迹计算。我们的模拟显示，大小为$\le 10\,{\rm μm}$的尘埃颗粒与气体在恒星形成云核中耦合。我们研究了尘埃与气体质量比和斯托克斯数的时间演化，斯托克斯数被定义为由自由落体时间尺度归一化的停止时间，并表明大尘埃颗粒（$\gtrsim 100\,{\rm μm}$）具有大的斯托克斯数（接近1），并倾向于集中在中心区域（即，原恒星和旋转支撑盘）比小颗粒（$\lesssim 10\,{\rm μm}$）快。因此，大颗粒显着增加周围和内部的磁盘的灰尘与气体的质量比。我们还确认，尘埃轨迹的计算，跟踪每个尘埃粒子的物理量，再现以前报道的结果使用欧拉方法。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the chemical evolution of a collapsing prestellar core in two spatial dimensions
坍缩云中的物理条件可以通过观察分子谱线来追踪。为了正确地解释这些观测结果，需要推导出所观测物种的丰度分布。随着密度和温度的变化，坍缩分子云中的化学物质并不处于稳定状态。因此，我们需要跟踪气相和尘埃颗粒中的化学反应，以及气体-颗粒相互作用，以预测丰度分布。我们的目标是模拟分子的丰度，在气相中，并以冰的形式，从星前核心崩溃磁盘的形成。我们使用二维流体动力学模拟作为物理模型，从中获取气体的密度、温度和流量。跟踪粒子，与气体一起移动，用于跟踪星前核心坍塌和磁盘形成期间的化学反应。的丰度和组成的冰的谷物地幔的演变进行了比较的观测。我们还研究了初始丰度通过以下的化学演化的微量粒子吸积到磁盘上的原行星盘的更详细的建模。HCO+，N2 H+，H2 CO，HC 3 N，和CH 3OH的分数丰度从我们的模型与晶粒表面反应提供了一个很好的匹配观察，而CO，CS，SO，HCN，和HNC的丰度显示更好的协议没有晶粒表面反应。当我们考虑表面反应时，观测到的尘埃颗粒的地幔成分可以得到最好的再现。用于详细模拟原行星盘的初始化学丰度与暗星际云中的化学丰度不同。结合能低于约1200 K的冰在吸积到盘上之前升华，而结合能较高的冰则不会。
2009-02-15 astro-ph.SR
Recent Developments in Simulations of Low-mass Star Formation
在恒星形成区，我们可以观察到不同演化阶段的各种物体和现象，如分子云、原恒星喷流和外流、星周盘和原恒星。然而，直接观察恒星形成过程本身是困难的，因为它被致密的下降包层所掩盖。数值模拟可以揭示坍缩气体云中的恒星形成过程。最近，一些研究表明原恒星是从星前核心阶段形成的，在这个阶段，分子云和原恒星都有足够的空间分辨率。这些模拟显示了碎裂和双星的形成，外流和喷流驱动，以及坍缩气体云中的星周盘的形成。此外，还研究了恒星形成过程中磁场的角动量转移和耗散过程。在本文中，我简要回顾了最近的发展，在低质量恒星形成的数值模拟。
2010-08-05 astro-ph.SR
An Evolutionary Model for Collapsing Molecular Clouds and Their Star Formation Activity. II. Mass Dependence of the Star Formation Rate
我们讨论的恒星形成率（SFR）和效率（SFE）在分子云（MCs）的最大质量达到的各种属性的依赖关系，基于以前发表的模型MC和SFR的演变，其中云被假定为正在进行全球崩溃，和SFR由电离反馈控制。由于该模型忽略了其他各种过程，因此给出的结果是上限。我们发现，与$\Mmax \lesssim 10^4 \Msun$云结束他们的生活与一个小爆发，在SFR达到$\sim 10^4 ~\Msun \Myr^{-1}$的峰值，虽然它的时间平均值只有$\SFRavg \sim \hbox{ a few} \times 10^2 \Msun \Myr^{-1}$。相应的效率为$\SFEmax \lesssim $ 60\% $ and $ \SFEavg \lesssim $1\%$。对于较大质量的云（$\Mmax \gtrsim 10^5 ~ \Msun$），SFR首先增加，然后保持大致恒定的$\sim 10^7$年，因为云的影响，因为在其演化的早期恒星反馈。我们发现，$\SFRavg$和$\SFEavg$是很好的代表适合$\SFRavg \approx 100 (1+\Mmax/2 \times 10^5 ~ \Msun)^{2} ~ \Msun \Myr^{-1}$和$\SFEavg \approx 0.024 (\Mmax/10^5 ~ \Msun)^{0.28}$，分别。大质量模型云遵循…
2014-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud
人们经常观察到恒星是成簇形成的。因此，重要的是要了解这样一个集中质量的区域是如何从漫射介质中聚集出来的，它的性质最终规定了重要的物理机制，并决定了星团的特征。我们通过高分辨率的MHD模拟研究了分子云内部气态原团簇的形成过程，并通过改变初始湍流水平将其内部性质与母云的性质联系起来，以期更好地描述随后的星团形成过程。气态原星系团是由分子云的整体坍缩形成的，在坍缩过程中，由于角动量守恒，它有不可忽略的旋转。大部分的恒星形成都发生在这个区域，它只占整个星云的一小部分。我们在模拟中确定了这些区域，并将气体和沉降粒子与观测结果进行了比较。从模拟结果推断的气体原星系团提出了一个质量大小的关系，是与观测兼容。我们强调，星团半径，虽然明显相关的气体团半径，敏感地依赖于它的定义。进行能量分析，以确认的气体原集群是重力湍流再加工的产品和支持的湍流和旋转能量对自引力产生的全球维里平衡状态，虽然崩溃发生在较小的规模和集群正在积极形成恒星。这个天体就成为了星团的前身，并将能量特性传递给了它。
2016-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapsing Index: A New Method to Identify Star-forming Cores Based on ALMA Images
恒星是通过分子云核心的引力坍缩形成的。在坍缩之前，核心受到热压力和湍流运动的支撑。对于理解恒星形成来说，一个至关重要的问题是如何从观测上辨别一个核心是已经开始了引力坍缩还是仍然处于流体静力平衡。识别引力坍缩的规范方法是基于观测到的密度径向分布，随着核心坍缩，密度径向分布将从Bonnor-Ebert型向幂律变化。在实践中，由于投影效应、分辨率限制和其他限制，很难直接揭示核心的动力学状态，特别是在大质量恒星形成区。在这里，我们提出了一种新的，直接的诊断，即，崩溃指数（CI），它可以建模和计算的基础上的致密气体的线宽的径向轮廓。一个有意义的测量CI需要空间和光谱分辨的光学薄和化学稳定的致密气体示踪剂的图像。ALMA的观测使这些数据集越来越多地用于大质量恒星形成区。将我们的方法应用于有史以来对这样一个区域，即猎户座分子云采取的最深的稠密气体光谱图像之一，我们检测其中选定的核心的动态状态。我们观察区分了一个大规模的恒星形成区的一个坍缩的核心从流体静力。我们的方法将有助于显著提高我们对恒星形成过程中分子云核心内引力和湍流之间相互作用的理解。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Formation of the Circumstellar Disk
从星前阶段开始，研究了坍缩分子云中星周盘的形成和演化过程，同时对分子云核和原恒星进行了解析。在坍缩云中，第一个绝热核心出现在原恒星形成之前。反映坍缩气体的热力学，第一个核心的质量比原恒星大得多。当分子云没有角动量时，第一个核心落在原恒星上，并在原恒星形成后几年消失。另一方面，当分子云具有角动量时，即使在原恒星形成之后，第一核心也不会消失，而是直接演化成具有开普勒旋转的星周盘。星周盘的形成有两条途径。当初始云具有相当小的旋转能量时，两个嵌套的盘就在原恒星形成之后出现。在早期的主吸积阶段，内盘的大小增加，并与外盘（即第一个核心）合并，形成一个单一的星周盘与开普勒旋转。另一方面，当分子云具有与观测相当的旋转能量时，对应于第一个核心的单个开普勒盘在原恒星形成之前就已经存在了。在这样的星云中，第一核心的密度逐渐增加，维持开普勒自转，并在其中形成原恒星。因此，原恒星诞生在开普勒盘中。换句话说，在原恒星形成之前，一个巨大的圆盘已经存在。在每一种情况下，原恒星在形成时都已经被一个巨大的星周盘所包围。星周盘的质量大约是主吸积盘中原恒星质量的10-100倍。这样的盘是形成双星和气态巨行星的有利场所。
2010-08-05 astro-ph.SR
Gemini, SOFIA, and ATCA Reveal Very Young, Massive Protostars in the Collapsing Molecular Cloud BYF 73
我们提供了全球坠落分子云/原恒星团BYF 73的多波长数据。其中包括来自SOFIA的远红外场成像线光谱仪（FIFI-LS）的新的远红外光谱线和连续谱数据，Gemini-South上的热区域相机光谱仪（T-ReCS）的中红外（MIR）观测，以及来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的3 mm连续谱数据，加上斯皮策/IRAC，赫歇尔/PACS和SPIRE的档案数据。[OI] $\lambda63 μ$ m、[OIII] $\lambda88 μ$ m、[OI] $\lambda145 μ$ m和[CII] $\lambda158 μ$ m中的FIFI-LS光谱突出了致密分子云和HII区域中及其之间的不同气体环境。云和HII区之间的光解离区（PDR）最好用[OI] $\lambda145 μ$ m来追踪，其密度可能为$>$ 10 $^{10}$ m $^{-3}$，但在致密气体中观测到的$\lambda145μ$ m/ $\lambda63μ$ m和$\lambda63μ$ m/ $\lambda158μ$ m线比远超出模型值。HII区被[CII]很好地追踪，$\lambda158μ$ m/ $\lambda145μ$ m线比表明密度为10 $^{8.5}$ m $^{-3}$，电离辐射场相对较弱，1.5 $\lesssim$ log $(G/G_0)\lesssim$ 2。T-ReCS…
2018-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The dynamics of collapsing cores and star formation
低质量恒星通常被认为是由被称为无星核的致密分子云的引力坍缩形成的。连续统观测无法区分描述坍缩的几种不同假设，因为预测的密度分布几乎是相同的，因为它们是所有球形自引力云。然而，预测的收缩速度是不同的，足以通过比较在大半径和小半径的速度来区分模型。这可以通过观察在不同密度下激发的至少两种不同的分子线跃迁来完成。例如，H2O（110 - 101）和C18 O（1-0）的谱线具有相差5个数量级的碰撞去激发的临界密度。我们比较观测到的这些线从收缩的无星核心L1544对光谱预测的几个不同的假设模型的收缩，包括拉森-彭斯顿流，内向外崩溃的奇异等温球，准平衡收缩的不稳定的Bonnor-Ebert球，和非平衡崩溃的过密Bonnor-Ebert球。只有不稳定的准平衡Bonnor-Ebert球模型才能产生两条谱线的观测形状。这个模型使我们能够解释L1544分子线的其他观测结果，发现CS（2-1）和N2 H+观测中看到的向内速度位于无星核心本身，特别是在密度分布遵循平方反比定律的区域。如果这些结论在其他无星核心的分析中成立，这将意味着在湍流的星际介质中形成流体静力云不仅是可能的，而且不是例外，可能是低质量恒星形成的一个演化阶段。
2014-10-22 astro-ph.SR
Dust coagulation and fragmentation in a collapsing cloud core and their influence on non-ideal magnetohydrodynamic effects
为了研究尘埃增长对非理想磁流体动力学效应的影响，我们采用单区模型，计算了尘埃凝聚和尘埃碎裂两种情况下，云核坍缩过程中尘埃粒子尺寸分布的时间演化。我们假设两种类型的尘埃模型：仅由硅酸盐组成的尘埃（硅酸盐尘埃）和表面被$\mathrm{H_{2}O}$冰覆盖的尘埃（$\mathrm{H_{2}O}$冰尘埃）。当只考虑碰撞凝聚时，对于硅酸盐和$\mathrm{H_{2}O}$冰尘，非理想磁流体动力学效应在高密度区都不起作用。这是因为灰尘凝结减少了小灰尘颗粒的丰度，导致带电颗粒在灰尘表面上的吸附效率降低。对于硅酸盐尘埃的情况下，当碰撞碎裂包括在内，非理想的磁流体动力学效应适用于高密度的$n_{\mathrm{H}}>10^{12} \ \mathrm{cm^{-3}}$，因为大量生产的小尘埃颗粒。另一方面，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘情况，由于碎裂而产生的小尘埃颗粒效率不高。因此，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘的情况下，非理想的磁流体动力学效应只适用于范围$n_{\mathrm{H}}\gtrsim 10^{14} \ \mathrm{cm^{-3}}$，即使碰撞碎裂被认为是。我们的研究结果表明，有必要考虑尘埃碰撞凝聚和碎裂激活非理想磁流体动力学效应，这应该在恒星和磁盘形成过程中发挥重要作用。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Inverse Hubble Flows in Molecular Clouds
最近的数值模拟的分子云（MC）的演变，其中的云从事全球引力收缩，和本地崩溃事件达到高潮显着早于全球崩溃，我们调查的增长嵌入在崩溃的背景下，我们称之为逆哈勃流（IHF）的密度扰动。我们使用标准的程序来描述宇宙中扰动的增长，宇宙首先膨胀（通常的哈勃流），然后膨胀（IHF）。我们发现，线性密度扰动沉浸在IHF增长速度比扰动发展在一个静态的背景（标准的牛仔裤分析）。这两种机制之间的根本区别在于，在Jeans情况下，密度波动变为非线性的时间$τ_\mathrm{nl}$随着其初始值接近零而无限制地增加，而在IHF情况下，$τ_\mathrm{nl} \le τ_\mathrm{ff}$总是增加，其中$τ_\mathrm{ff}$是背景密度的自由下落时间。我们认为，这种影响，虽然温和，意味着嵌入在全球坍缩云的小尺度密度波动必须崩溃早于他们的母云，无论波动的初始振幅是中等或强非线性，从而允许经典的霍伊尔碎裂机制在多金斯质量MC。更根本的是，我们的研究结果表明，与标准范式相反，所有尺度的波动在线性状态下以相同的速率增长，不同尺度的波动的层次嵌套即使在线性阶段也会影响它们的增长。
2015-01-22 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
Outflows and mass accretion in collapsing dense cores with misaligned rotation axis and magnetic field
外流和喷流与恒星的形成密切相关，并在致密核心和母云内重新分配质量，能量和角动量方面发挥重要作用。磁场和旋转之间的相互作用负责发射这些流出，其形成通常是在旋转轴和大尺度磁场之间的角度$α$为零的理想化系统中进行的。在这里，我们探索，通过三维理想磁流体动力学模拟，非零的$α$上的外流形成致密的恒星前核心的崩溃过程中的影响。我们发现，质量喷射是效率较低的角度$α$增加，流出基本上抑制$α\sim90^{\circ}$。一个重要的结果是相应地增加了绝热（第一）核心上的质量。此外，平均流速倾向于随着$α$而增加，并且未对准的配置产生经历旋进并且更倾向于不稳定性的clusterian、非均质流出。
2010-09-21 astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Clouds Enabled by the Hall Effect
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。动力学上重要的磁场对原恒星盘的形成是一个重大的障碍。最近的研究表明，磁制动是强大到足以抑制形成的旋转支撑盘在理想的MHD极限。非理想的磁流体动力学效应是否能形成磁盘，目前还没有定论。我们进行了第一次研究如何磁盘形成的磁云修改的霍尔效应，探索最少的三个非理想的MHD效应在恒星形成（其他两个是双极扩散和欧姆耗散）。为了说明的目的，我们考虑一个简化的问题，一个非自引力，磁化信封崩溃到中央原恒星的固定质量。我们发现霍尔效应可以使坍缩流的内部旋转到开普勒速度，从而产生旋转支撑盘。该磁盘是通过霍尔感应转矩产生的。只要霍尔系数足够大，即使当包络线最初不旋转时，也会形成圆盘。当磁场方向翻转时，磁盘旋转的方向也反转。这意味着霍尔效应原则上可以在原恒星周围产生规则旋转和反向旋转的圆盘。我们的结论是，霍尔效应是一个重要的因素，考虑在研究角动量演化的磁化恒星形成一般和磁盘的形成，特别是。
2011-01-15 astro-ph.SR
Simulated observations of star formation regions: infrared evolution of globally collapsing clouds
本研究首次将SKIRT辐射传递代码应用于恒星形成云模拟，通过分析合成观测发现需引入星际辐射场，并揭示了冷尘埃导致质量低估的偏差，同时验证了红外流量校准SFR的有效性。
2023-04-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hierarchical Cluster Assembly in Globally Collapsing Clouds
通过对分子云整体分级坍缩（GHC）过程的数值模拟，讨论了团簇形成的机制。崩溃的全球性质意味着SFR随着时间的推移而增加。崩塌的层次性由大规模崩塌中的小规模崩塌组成。大规模的崩塌比小规模的崩塌晚了几百万年达到顶峰，它由增生到巨大的中央团块上的对流组成。小尺度的坍缩形成团块，这些团块嵌在细丝中并落在大尺度的坍缩中心上。在早期的小规模坍缩中形成的恒星与它们的母星系团有着相同的下沉运动。因此，暗条将气体和恒星物质输送到大质量的中央星团。这导致了一些较老的恒星出现在一个新的原恒星正在形成的区域，也导致了一个自相似的结构，其中每个单元都由较小尺度的子单元组成，这些子单元彼此接近并可能合并。由于在暗条中形成的较老恒星与中心团的气体有着相同的下沉运动，因此它们往往比中心团中形成的较年轻恒星具有更大的速度和更大的分布面积。最后，将IMF的表面值解释为概率分布意味着大质量恒星只有在{ \it local} SFR大到足以将IMF采样到高质量时才会形成。结合SFR的增加，这意味着大质量恒星往往出现在MC演化的后期，并且只出现在中心的大质量团块中。我们讨论了这些功能与观测到的年轻星团的属性的对应关系，发现非常好的定性协议，从而提供支持的情况下，全球性的，层次崩溃的MC，同时解释所观察到的集群结构的起源。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Two States of Star Forming Clouds
我们研究了自重力和磁场对等温分子云中超声速湍流的影响，采用高分辨率模拟和自适应网格加密。这些模拟使用大的根网格（512^3）来捕捉湍流，使用四个细化级别来捕捉高密度，有效分辨率为8，196^3。进行了三次Mach 9模拟，两次是super-Alfvénic，一次是trans-Alfvénic。我们发现，重力分裂成两个群体的云，一个低密度的湍流状态和一个高密度的崩溃状态。低密度态具有类似于非自引力的性质，在这个制度，我们研究了不同的磁场强度的统计特性的影响：密度概率分布函数近似对数正态分布;速度功率谱斜率随场强降低;速度和磁场之间的对齐随场增加;磁场概率分布可以拟合到一个拉伸指数。高密度态的特征是自相似球;密度PDF是幂律的;坍缩率随平均场的增加而减小;密度功率谱具有正斜率P（ρ，k）\propto k;所有模拟的热磁压力比都是1;所有模拟的动磁压力比都大于1;磁场分布是幂律的。坍缩区的高阿尔文马赫数解释了最近观测到的磁场影响随密度减小的现象。我们还发现，高密度状态被发现在细丝形成的收敛流，最近的赫歇尔观测相一致。可能的修改现有的恒星形成理论进行了探讨。
2012-02-13 astro-ph.SR
A quantification of the non-spherical geometry and accretion of collapsing cores
我们提出了第一个详细的分类结构的0类核心在一个巨大的分子云的高分辨率模拟。模拟的云包含10^4个太阳质量，并产生超过350个核心，这允许有意义的统计。根据核偏离球对称的程度，将核分为三类。我们发现，四分之三的核心是更好地描述为不规则的细丝比球体。最近的Herschel结果表明，核心是在细丝网络中形成的，我们发现这对所产生的核心几何形状产生了重大影响。我们发现，柱密度和冲压压力所看到的原恒星是不均匀的，一般峰值沿轴的灯丝。地核中物质的角动量矢量在大小和方向上都是变化的，这将导致中心源的旋转矢量在地核坍缩期间发生波动。对于质量更大的恒星，来自原始核心体积外环境的吸积甚至比来自核心本身的吸积更重要。这种额外的气体主要沿着芯嵌入其中的致密细丝积聚到芯上，并且芯的表面的不与细丝重合的部分具有非常少的额外材料穿过它们。球对称的假设不能适用于大多数坍缩的核心，也不能很好地描述恒星如何从原始核心半径之外吸积气体。这对我们理解坍缩的核心，特别是它们的线轮廓，辐射对它们的影响以及它们的碎裂能力产生了影响。
2010-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Feedback, Fragmentation, and the Environmental Dependence of the Initial Mass Function
恒星形成的星际云的碎裂，以及由此产生的恒星初始质量函数（IMF），强烈地受到坍缩气体的温度结构的影响。由于来自嵌入恒星的辐射反馈可以随着坍缩的进行而改变这一点，因此反馈在确定IMF中起着重要作用。然而，辐射加热的影响和重要性很可能在很大程度上取决于坍缩云的表面密度，这决定了它们捕获辐射的有效性和在其中形成的恒星的吸积光度。在本文中，我们报告了一套自适应网格细化辐射流体动力学模拟使用的ORION代码中，我们隔离的柱密度对碎片的影响以下崩溃的云的不同列密度，同时保持质量，初始密度和速度结构，和初始维里比固定。我们发现，辐射并没有显着修改整体恒星形成率或效率，但它抑制越来越多的碎片云表面密度增加，从那些典型的低质量恒星形成地区，如金牛座，通过典型的表面密度的大规模恒星形成云在银河系中，只有在超级星团中发现的条件。在低表面密度的区域，坍缩过程中的碎裂导致小星团的形成，而不是单个的大质量恒星系统，大大减少了质量>~ 10 Msun的恒星星族的比例。我们的模拟对大质量恒星的形成和IMF的普遍性具有重要意义。
2010-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic Spectral Signatures from Isothermal Collapsing Gas and the Interpretation of Infall Profiles
考虑到最近的数值结果表明星前核的坍塌是从外到内而不是从内到外发生的，我们重新审视了对致密坍塌核中蓝色过量分子线的解释。因此，我们创建合成分子线观测模拟塌陷，球对称，低初始振幅的密度波动，嵌入在一个统一的，全球引力不稳定的背景下，没有湍流分量。坍缩的地核形成了一个扁平的、类似于Bonnor-Ebert的密度分布，但具有由外向内的径向速度分布，其中最大的下沉速度在大半径处，在低密度气体中，有云到地核的吸积，并且没有流体静力学的外包层。使用光学厚HCO $^+$ J=1-0和3-2旋转线，我们认为几个“典型”的波束宽度，并使用一个简单的线拟合模型来推断下落速度从合成的配置文件类似的是在标准线建模。我们发现，由于实际径向塌陷轮廓的由外向内的性质，推断的下落速度是实际峰值下落速度的~ 25-30%，因为最大速度被它们发生的低密度气体降低。此外，与N $_2$ H $^+$ $J_{F_1F}=1_{01}-0_{12}$超精细线，我们调查的不对称参数，$δv\equiv(V_{thick}-V_{thin})/Δv_{thin}$，在崩溃过程中的变化，发现与观察值很好的协议。最后，HCO $^+$ J=3-2谱线表现出极端的$T_b$ / $T_r$ -比值，就像那些演化的核心一样，对于坍缩后期的较大光束。我们的研究结果表明，标准的动态下降再现几个观察到的功能，但低质量的核心下降速度一般被低…
2022-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Beam Filling Factors of Molecular Clouds
CO和其他分子跃迁谱线的成像测量是测量银河系中分子气体大尺度分布的基础。然而，由于有限的角分辨率和灵敏度，在调查中，观测效果是不可避免的，但很少有研究涉及的不确定性的程度。这项工作的目的是调查的依赖关系的观测角分辨率（光束大小），灵敏度（噪音水平），距离，和分子示踪剂。为此，我们使用高质量的CO图像的大尺度区域（25.8 <l< 49.7度和|b| <5度）映射的银河系成像卷轴绘画（MWISP）调查作为基准，模拟观测较大的光束尺寸和较高的噪声水平，得出相应的光束填充和灵敏度剪辑因子。灵敏度限幅因子定义为观测通量的完备性。将整个图像作为一个整体，我们发现12 CO具有最大的束流填充和灵敏度削波因子，而C18 O具有最低的。对于从图像中提取的分子云样品，光束填充因子可以通过特征尺寸来描述，$l_{1/4}$ =0.762（以光束尺寸计），在该特征尺寸下，光束填充因子约为1/4。灵敏度剪辑因子显示了类似的关系，但更相关的分子云的平均体素信噪比。这一结果可作为进一步分析MWISP数据和其他观测资料时束流填充和灵敏度削波因子的实际参考。
2021-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Capture of the free-floating planets and primordial black holes into protostellar clouds
本文研究自由漂浮行星和原初黑洞被坍缩原恒星云捕获的概率，发现考虑云团坍缩可使行星捕获概率提高70%，并能解释太阳系假想第九行星的宽幅倾斜轨道，而原初黑洞的捕获概率极低。
2023-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Alpha effect and dynamo in density-stratified turbulence with large-scale shear: applications to protoplanetary discs and astrophysical clouds
Ben-Gurion University of Negev（内盖夫本-古里安大学）
研究密度分层湍流与大尺度剪切共同作用产生的α效应和平均场发电机效应，探讨其在原行星盘和天体物理云中的应用。
2026-03-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
