Generating large misalignments in gapped and binary discs
许多原恒星有间隙的盘和双星盘在它们的内外盘之间显示出不对准;在某些情况下，已经观察到$\sim70$度的不对准。在这里，我们表明，这些错位可以通过一个“长期的岁差共振”之间的节点进动的内盘和岁差的间隙开放（恒星或大质量行星）的同伴。一个演化中的原恒星系统可能会在其生命周期中自然地穿越这种共振，这是由于圆盘耗散和/或伴随迁移。如果共振交叉发生在正确的时间尺度上，大约几百万年，这是年轻原恒星系统的特征，那么内外盘可能会高度错位（$\gtrsim 60$度）。当主星的质量是太阳质量的量级时，产生显著的不对准通常需要伴星的质量为$\sim 0.01-0.1$ M $_\odot$，轨道间隔为几十个天文单位。最近在有间隙的高度错位系统HD 142527的空腔中观察到的伴星满足这些要求，表明先前的共振交叉事件使内外盘错位。我们对HD 142527的未对准圆盘的假设预测，伴星的轨道平面与外圆盘的轨道平面对齐;随着伴星轨道的绘制，这一预测应该可以通过未来的观测来验证。在其他几个有间隙的光盘系统中观察到的错位可以由相同的长期共振机制产生。
2017-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple Bipolar Molecular Outflows in the L1551 IRS5 Protostellar System
多原恒星系统L1551 IRS 5表现出大规模的双极分子外流。我们用亚毫米波阵列研究了其驱动源~4000 AU范围内的外流。我们的CO（2-1）图像在~4”（~560 AU）分辨率下显示了三个不同的组成部分：1）一个X形结构，距离中心约20”，具有与大尺度外流相似的对称轴和速度模式; 3）一个距离中心约1.4”的紧凑中心分量，其对称轴和速度分布与大尺度外流相似。X形的部分可能包括两个主要原恒星部分流出的流出物所挖出的锥形空腔的边缘变亮的壁。致密的中心成分可能包括新携带的物质，由两个主要的原恒星成分的一个或两个流出物。S形分量很可能包含一个旋进外流，其对称轴与其他两个分量相比，相对于天空平面的倾斜方向相反。这种外流可能是由最近报道的L1551 IRS 5中的候选第三个原恒星组件驱动的，其拱星盘相对于两个主要的原恒星组件错位。这颗原恒星与其更大质量的北邻恒星之间的引力相互作用可能导致了星周盘的进动，从而导致了这颗原恒星的外流。
2009-04-14 astro-ph.SR
A misaligned protostellar disk fed by gas streamers in a barred spiral-like massive dense core
本文通过多尺度观测发现大质量致密核中存在类似棒旋星系的连贯结构，首次同时揭示旋臂、棒、气流带、包层、盘和外流，证明层级结构在大质量盘吸积与角动量积累中起关键作用。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST III. Misaligned rotations of the envelope, outflow, and disks in the multiple protostellar system of VLA 1623$-$2417
作为ALMA大型计划FAUST的一部分，我们利用H $^{13}$ CO $^+$（$J=3-2$）、CS（$J=5-4$）和CCH（$N=3-2$）谱线对蛇夫座恒星形成区的低质量0类多重系统VLA 1623 AB进行了研究。速度场的分析揭示了包络线中的旋转运动和外流中的速度梯度（约2000 AU到50 AU）。我们进一步研究了环绕双星VLA 1623A盘和VLA 1623B盘的旋转。我们发现，VLA 1623A的环联星盘的短轴相对于大规模外流和包层的旋转轴错位约12度。相比之下，根据以前的尘埃极化观测，环联星盘的短轴平行于大尺度磁场，这表明不对准可能是由包络旋转和磁场的不同方向引起的。如果外流的速度梯度是由旋转引起的，则外流具有恒定的角动量，并且发射半径估计为$5-16$ au，尽管不能排除速度梯度是由两个高速外流的叠加驱动的。此外，我们第一次检测到与朝向VLA 16293B盘的旋转相关的速度梯度。速度梯度与大尺度包层、外流和环双星盘的速度梯度相反。本文还讨论了它的反梯度的起源。
2022-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple misaligned outflows and warped accretion flows in the proto-multiple system Per-emb-8 and 55
本研究通过ALMA存档数据分析原多星系统Per-emb-8和55的盘与外流结构，发现翘曲盘、多重非准直外流及不对称下落流，揭示原多星系统的复杂动力学及其与潮汐作用、湍流环境的关联。
2024-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Magnetic Field in the Class 0 Protostellar Disk of L1527
我们目前的亚角秒（~0.35”）解决的1.3毫米尘埃偏振的观测从边缘上拱星盘周围的0类原恒星L1527。推断的磁场是一致的，占主导地位的环形形态，有没有显着检测到的垂直极向分量的边缘上磁盘的观测是最敏感的。这表明，在0类原恒星的角动量传输（当大量的材料从信封和吸积到原恒星的磁盘）主要是由磁旋转的不稳定性，而不是磁离心风在50 AU尺度。此外，根据迄今为止的数据，有一个早期的初步趋势，即R>30 AU的磁盘迄今已被发现在0级系统中，平均磁场在1000 AU尺度上与旋转轴严重不对准。在对齐的情况下没有这样的盘可能是由于有效的磁制动破坏了盘的形成。如果是这种情况，这意味着候选0类磁盘系统可以通过平均磁场方向在~1000 AU空间尺度识别。
2014-12-02 astro-ph.SR
Misalignment of Magnetic Fields and Outflows in Protostellar Cores
我们目前的结果，1.3毫米尘埃偏振观测到16个附近，低质量的原恒星，映射到约2.5”的分辨率在CARMA。结果表明，在~1000 AU尺度上，原恒星核中的磁场与原恒星的外流并不紧密一致。相反，数据与流出和磁场优先不对齐（垂直）或随机对齐的情况一致。如果我们假设外流沿着星周盘的旋转轴出现，并且外流没有破坏周围物质中的场，那么我们的结果意味着盘与它们形成的核心中的场不一致。
2013-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPAMCART: a code for smoothed particle Monte Carlo radiative transfer
我们提出了一个代码，用于生成合成的SED和强度图的平滑粒子流体动力学模拟快照。该代码基于Lucy（1999）的Monte Carlo辐射转移方法，即它跟踪从外部和/或嵌入源发射的离散亮度包，当它们通过密度场传播时，然后使用它们的轨迹来计算环境尘埃的辐射平衡温度。密度没有映射到网格上，因此计算是以与流体力学完全相同的分辨率进行的。我们提出了两个例子计算使用这种方法。首先，我们证明，该代码严格遵守基尔霍夫辐射定律。其次，我们提出了一个嵌入式原恒星多重系统的合成强度图和光谱。该算法使用的数据结构已经在现代粒子代码中用于其他目的。因此，它的实现相对简单。
2016-06-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Protostellar collapse and fragmentation using an MHD GADGET
虽然磁场的影响被认为是至关重要的恒星形成过程中，只有少数磁流体动力学（MHD）模拟已在这个问题上进行的平滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于对磁场的非零发散的处理不令人满意。近年来，基于欧拉势的光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）模拟在处理MHD坍缩和碎裂问题上取得了成功，但这些方法存在一些固有的困难。我们已经进行了SPMHD模拟的基础上发展磁场本身使用的感应方程的传统方法。为了解释数值发散，我们选择了一种方法，从力方程中减去数值发散的影响，此外，我们采用人工磁耗散作为正则化方案。我们应用这种实现的SPMHD到一个广为人知的设置，一个变化的“老板和Bodenheimer标准等温测试案例”，研究的磁场的崩溃和破碎的影响。在我们的模拟中，我们专注于设置，其中初始磁场平行于旋转轴。我们研究了不同的场强，并将我们的结果与文献中报道的其他结果进行了比较。我们能够证实在其他地方发现的具体结果，即强场恒星形成的延迟开始，伴随着只形成单星的趋势。我们还发现，“磁缓冲效应”，其中的磁场被卷起，形成一个“缓冲”之间的二进制，艾滋病二进制碎片的情况下，在以前只形成一个单一的原恒星是预期的。
2010-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength view of the protostellar binary IRAS04325+2402: a case for turbulent fragmentation
IRAS 04325 +2402（以下简称IRAS 04325）是一个复杂的原恒星系统，拥有两颗年轻的恒星（以下简称AB和C），相距1250天文单位。在这里，我们结合斯皮策和文献数据，为该系统提供了新的深度双子座成像和光谱学，覆盖1- 12 μ的波长范围以及870 μ的亚毫米阵列干涉测量。物体AB是一颗低质量恒星，有一个盘/包层系统和一个外流腔，在红外图像中可以明显看到。物体C，之前被怀疑是一颗褐矮星，可能是一颗质量非常低的恒星，有效温度约为3400 K。它的特点是边缘上的磁盘和细长的信封，并显示出强烈的吸积和喷射活动的迹象。这两个物体都可能驱动秒差距尺度的分子外流。这两个物体嵌入在一个孤立的、密集的分子云核心中。高灭绝，缺乏X射线发射，相对较高的热光度，认为它的年龄低于100万年。AB和C的盘/外流系统彼此偏离约60度，与双星轨道平面偏离80度和40度。该系统可能是一个很好的情况下，原始的不对准，而不是由动力学相互作用引起的不对准，因为流出方向是恒定的，重新排列的时间尺度可能大于系统的年龄。这有利于湍流碎裂，而不是旋转碎裂，形成的情况。我们表明，光谱能量分布和图像的两个对象可以再现与辐射转移模型的磁盘/信封系统。我们的分析为YSO的结构和早期演化的既定范式提供了保证，但强调了开发具有复杂尘埃化学的3D模型的重要性。
2010-07-22 astro-ph.SR
Sink particle radiative feedback in smoothed particle hydrodynamics models of star formation
我们提出了一种新的方法，包括辐射反馈从汇粒子的平滑粒子流体动力学模拟低质量恒星形成，并探讨其对小恒星群的形成的影响。我们发现，包括从下沉粒子的辐射反馈抑制碎片甚至进一步比计算，只包括气体内的辐射转移。这降低了初始原恒星形成后的恒星形成率，导致产生的物体更少，恒星总质量更低。下沉粒子的光度因星系团气体动力学驱动的吸积速率的变化而变化，导致类似质量的原恒星的光度不同。包括来自汇的反馈也提高了恒星质量的中位数。各组的中位质量高于通常观察到的值。这可能是由于与那些发生在更丰富的群体中的原恒星相比，在小群体中缺乏动力学相互作用和喷射。我们还发现，在我们的计算中的温度分布是在定性的协议与最近的观测银河系恒星形成区的原恒星加热。
2018-07-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Spirals in Accretion Flows Originated from Misaligned Magnetic Field
自转与磁场的不重合被认为是云核坍缩过程中磁制动效应减弱的物理机制之一。然而，其基本要素知之甚少。因此，我们对所涉及的物理学进行了更详细的分析。我们分析现有的模拟数据来测量系统的扭矩，质量吸积率和Toomre Q参数。我们还研究了系统中存在的冲击。虽然平流扭矩一般是最强的，我们发现，磁和重力扭矩可以发挥重要作用，在如何在磁盘形成过程中的角动量转移。磁转矩可以塑造吸积流，产生与磁场对齐的双臂磁化流入螺旋。我们发现证据的吸积冲击，是根据系统的螺旋结构对齐。在这项工作中探索的双极扩散的列入已显示出轻微的影响，在小规模的结构，但不是在主要形态。我们讨论潜在的候选系统，其中一些现象可能存在。
2022-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA view of the protostellar system HH212 - The wind, the cavity, and the disk
内容：因为它被简单地从侧面观察，HH 212原恒星系统是研究低质量恒星形成的最早阶段的流入，流出和旋转相互作用的理想实验室。目的：我们希望利用ALMA提供的高角分辨率、高灵敏度、高成像保真度和光谱覆盖率的无与伦比的组合来阐明HH 212最内部中心区域的复杂运动学。研究方法：在早期科学周期0操作的扩展配置中，我们在几种分子示踪剂和850 $μ$ m尘埃连续体中使用第7波段的ALMA干涉仪以约0.5角秒的分辨率绘制了HH 212系统的内部10”（4500 AU）。结果如下：在一个单一的ALMA光谱设置中，我们同时确定了已知参与恒星形成配方的所有关键成分，即：（i）由原恒星驱动的快速、平行的双极SiO喷流，（ii）大规模的向上扫掠的CO流出，（iii）扁平的旋转和下落的包层，流出物雕刻出双极空腔（在C $^{17}$ O（3- 2）中），和（iv）充满空腔并围绕轴向射流的旋转广角流（在C $^{34}$ S（7- 6）中）。此外，紧凑的高速C $^{17}$ O发射（$\pm$ 1.9- 3.5 km s $^{-1}$从系统）显示沿赤道面的速度梯度与旋转盘约0.2弧秒= 90 AU周围的$\simeq 0.3 \pm 0.1 M_{\rm \odot}$源一致。旋转圆盘可能是开普勒的。结论：HH 212是第三颗0类原恒星，可能具有半径为$\geq 30 AU$的开普勒盘特征。在我们的C…
2014-07-23 astro-ph.SR
Accretion and magnetic field morphology around Class 0 stage protostellar discs
我们分析模拟湍流，磁化分子云核心集中在0级阶段的原恒星盘的形成和周围的物理条件。我们表明，在广泛的初始条件下，开普勒光盘已在0级阶段形成。特别是，我们表明，即使是亚音速湍流运动降低磁制动效率足以让旋转支撑盘形成。因此，我们认为，已经在0级阶段的开普勒光盘的分数是显着高于50%，与最近的观测趋势一致，但显着高于预测的基础上模拟错位磁场，表明湍流运动的重要性开普勒光盘的形成。我们表明，在原恒星盘周围的质量和角动量的吸积发生在一个高度各向异性的方式，通过一些狭窄的吸积通道。圆盘附近的磁场结构是高度无序的，揭示了高达1000 AU距离的磁场反转。这些研究结果表明，只要包括即使是温和的湍流运动，经典的光盘形成的情况下，相干旋转的环境和有序的磁场打破。因此，基于非湍流崩溃模拟来评估磁制动效率是非常值得怀疑的。我们强烈建议，除了全球磁场属性，小规模的吸积流和详细的磁场结构必须考虑，以评估开普勒光盘的可能性存在。
2014-10-29 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
Formation and Early Evolution of Circumstellar Disks in Turbulent Molecular Cloud Cores
我们调查的形成和演变的拱盘湍流云核心，直到几个104年后的原恒星形成平滑粒子流体动力学（SPH）计算。湍流云核中星周盘的形成和演化过程与刚性旋转云核中星周盘的形成和演化过程有很大不同。在湍流云核中，在原恒星形成之前出现一个暗条结构，原恒星形成于暗条中。如果湍流一开始足够强烈，剩下的暗条会围绕原恒星扭曲，直接变成一个旋转支撑的圆盘。在形成时，盘的方向通常与其宿主云核的角动量不一致，并且在主吸积阶段动态变化，即使湍流很弱。这是因为整个云核的角动量主要由波长与云尺度相当的大尺度速度场决定，而盘的角动量则由原恒星形成的局部速度场决定，这两个速度场之间没有相关性。在双星或多星的盘演化的情况下，至少在主吸积阶段，盘彼此不对齐，因为在每个原恒星形成的位置周围的速度场之间没有相关性。此外，每个圆盘也与双星轨道平面不对齐。这种错位可以解释最近观察到的错位盘和错位原恒星流出。
2012-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of Spin Direction of Accreting Magnetic Protostars and Spin-Orbit Misalignment in Exoplanetary Systems
最近的观测表明，在许多系外行星系统中，母恒星的自转轴与行星的轨道轴不一致。这些都被用来反驳短周期行星迁移到它们现在的位置是由于潮汐与它们的出生盘的相互作用。然而，这种解释是基于这样的假设，即年轻恒星的自旋平行于围绕它们的原恒星盘的旋转轴。我们表明，磁星和它的拱星盘之间的相互作用可以（但不总是）有推动恒星的自旋轴远离盘的角动量轴的垂直状态，甚至逆行状态的效果。因此，在盘中形成的行星可能会有它们的轨道轴与恒星的自转轴不一致，甚至在任何额外的行星-行星散射或Kozai相互作用发生之前。一般来说，磁层-磁盘的相互作用导致了广泛的分布的自旋-轨道角，与一些系统对齐和其他系统错位。
2010-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
No impact of core-scale magnetic field, turbulence, or velocity gradient on sizes of protostellar disks in Orion A
我们比较的大小和流量的样本的原恒星盘在猎户座A测量的ALMA 0.87毫米连续数据从VANDAM调查的物理性质，其周围环境的核心尺度为0.6 pc的GBT气体NH3和JCMT SCUPOL偏振数据估计。我们没有发现任何显着的磁盘半径和连续通量上的核心规模，如非热线宽，磁场的方向和强度，或幅度和方向的速度梯度上的一个单一的参数的依赖。在这些参数中，我们只发现了速度梯度的大小和非热线宽之间的正相关关系。因此，观察到的速度梯度更可能与湍流运动有关，而不是大尺度旋转。我们的结果没有明确的依赖这些参数的磁盘半径是更一致的期望从非理想的磁流体力学模拟的磁盘形成坍缩的核心，其中磁盘的大小是自我调节的磁制动和扩散，相比其他模拟只包括湍流和/或磁场与旋转轴错位。因此，我们的结果可能暗示非理想磁流体效应在盘的形成中起着更重要的作用。然而，我们不能排除在一个星团的动力学相互作用或在核心尺度上的角动量的量，这不能探测与现有的数据对所观察到的磁盘大小分布的影响。
2021-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust trapping by spiral arms in gravitationally unstable protostellar discs
本文讨论了大质量原恒星盘中引力不稳定性对尘埃动力学的影响。从光滑粒子流体动力学（SPH）模拟出发，我们计算了尘埃在准静态气体密度结构中的演化。对于不同的粒度分布，我们已经调查了螺旋臂捕获颗粒的能力。我们已经运行了三维辐射转移模拟，以构建（亚）毫米和近红外波长的预期发射图。最后，我们模拟了我们的光盘模型在（亚）毫米和近红外波长，因为他们可能会出现与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和高对比度冠状成像仪自适应光学（HiCIAO），以调查是否有螺旋结构的观测签名。我们发现，引力不稳定性引起的压力不均匀性产生不可忽略的动力学效应厘米级的粒子导致显着的超密度的螺旋臂。我们还发现，螺旋结构是很容易检测到的ALMA在很宽的范围内（分）毫米波长和HiCIAO在近红外散射光的非面对光盘位于蛇夫座恒星形成区域。此外，我们发现明确的空间光谱指数的变化，整个光盘，揭示了尘埃捕获产生的迁移大颗粒，可以通过多波长观测（亚）毫米的潜在调查。因此，迄今在原行星盘中观察到的旋臂可以解释为引力不稳定性发展引起的密度波。
2015-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Misaligned Twin Molecular Outflows From Class-0 Proto-stellar Binary System VLA 1623A Unveiled by ALMA
本文介绍了蛇夫座分子云中低质量0类双星VLA 1623 Aab的ALMA观测结果，包括$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（2--1）谱线。我们的$^{12}$ CO（$J$ =2- 1）数据显示，VLA 1623外流由空间重叠的双外流/射流组成。红移的西北急流具有三个周期的摆动，空间周期为1360 $\pm$ 10 au，对应的时间周期为180年。在位置-速度（PV）图中也发现了摆动状结构，显示出约0.9 km s $^{-1}$的速度振幅。摆动的周期和速度幅度与从二元参数中预期的结果大致一致，即，轨道周期（460 $\pm$ 20 yr）和开普勒速度（2.2 km s $^{-1}$）。我们的$^{13}$ CO和C $^{18}$ O图像揭示了两个cm/mm源VLA 1623-B和-W中致密气体的性质及其与外流的关系，并强烈支持了以前的解释，即两者都是冲击云。因此，双分子外流的驱动源很可能是VLA 1623 Aab双星。两个分子流出的轴估计在整个天空平面上彼此倾斜70 $\arcdeg$，这意味着相关的原恒星盘也不对齐$70\arcdeg$。这样的错位，连同一个小的二进制分离的34天文单位在已知的最年轻的原二进制系统之一，是很难解释的模型磁盘碎片在静止的环境。相反，其他效应，如湍流，可能在盘的错位中发挥作用。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring Magnetic Field Structure in Star-Forming Cores with Polarization of Thermal Dust Emission
恒星形成核心的磁场的配置和演变进行了研究，以直接比较模拟和观测。我们准备了四个不同的初始云具有不同的磁场强度和旋转速率，其中磁场线与旋转轴对齐/不对齐。首先，我们计算了这种云从星前阶段到原恒星形成后很长一段时间的演化。然后，我们计算了偏振的热尘埃发射预期从模拟数据。我们创建了具有任意视角的偏振图，并将其与观测结果进行比较。利用这一过程，我们证实了投影在天球平面上的偏振分布强烈地依赖于云的视角。因此，通过将观测结果与模拟预测的极化图进行比较，我们可以大致确定全球磁场方向与视线之间的角度。偏振矢量的配置也取决于视角。我们发现，当全球磁场与云旋转轴不重合时，在坍缩云中并不总是实现磁场线的沙漏形结构。视视角而定，S形配置的磁场（或极化矢量）出现在早期的原恒星吸积阶段。这表明，不仅磁场，而且云的旋转影响这样的云的动力学演变。此外，通过比较模拟的偏振与实际观测，我们可以估计的主机云的属性，如演化阶段，磁场强度，和旋转速率。
2012-10-29 astro-ph.SR
Chaotic star formation and the alignment of stellar rotation with disc and planetary orbital axes
研究了由湍流分子云坍缩形成的星团中恒星自转轴与星周盘轴之间相对角的演化。这是一个具有可变吸积的内在混沌环境，无论是在速率和物质的角动量方面，还是恒星之间的动力学相互作用。我们发现，最终的恒星旋转轴和光盘自旋轴可以强烈错位，但这主要发生在光盘被截断的动力遇到，使最终的光盘旋转轴仅仅取决于什么落在最后。这可能会导致行星系统的轨道与恒星旋转轴不一致，但前提是最终的圆盘包含足够的质量来形成行星。我们还调查了内盘自旋轴的时间变化，这是可能的，以确定一个原恒星喷流的方向。我们发现，喷流的方向变化更强烈的较轻的光盘，如那些已被截断的动力学相互作用或遭受了一段时间的快速吸积。最后，我们注意到，恒星吸积的物质的角动量的变化意味着这样的恒星的内部速度场可能比对齐的差分旋转更复杂。
2009-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields and radiative feedback in the star formation process
恒星的形成是一个复杂的过程，涉及许多物理效应的相互作用，包括重力、湍流气体动力学、磁场和辐射。近年来，我们对这一过程的理解有了很大的提高，这主要是因为我们在恒星形成过程的数值计算中结合相关物理学的能力有所提高。在这篇文章中，我们提出了一个概述，我们最近的研究恒星团簇形成的湍流，磁化云使用自引力辐射磁流体力学计算（价格和贝特2008年，2009年）。讨论了我们将磁场和辐射转移引入光滑粒子流体力学方法的情况。我们强调新生恒星周围气体的磁场和辐射加热如何解决恒星形成中的几个关键难题，包括解释为什么恒星形成是一个缓慢而低效的过程。然而，在坍缩的原恒星核中存在观测强度的磁场也会导致较小尺度的问题，包括形成原恒星盘和双星的困难（Price and Bate 2007，Hennebelle and Teyssier 2008），这表明我们对磁场在恒星形成中的作用的理解还不完整。
2010-02-05 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
Misalignment of Magnetic Fields, Outflows and Discs in Star-forming Clouds
利用电阻磁流体动力学模拟，研究了从星前云阶段到原恒星形成后$\sim$ 500年的原恒星喷流的传播、星周盘的形成和磁场的结构。作为初始状态，我们准备磁化旋转云，其中旋转轴与全球磁场偏离一个角度$θ_0$。我们计算了九个模式的云的演变与不同的$θ_0 (=$ 0，5，10，30，45，60，80，85，90 $^\circ$）。我们的模拟结果表明，除了采用$θ_0=90^\circ$的模型外，其他模型在原恒星喷流的质量和动量等物理量上没有显著差异。另一方面，喷流的方向，磁盘正常和磁场从来没有相互对齐在恒星形成的早期阶段，除了与$θ_0=0^\circ$模型。即使星前云的旋转轴稍微倾斜于全球磁场，喷流的方向，磁盘正常和本地磁场的差异很大，他们随时间随机变化。我们的结果表明，在$\lesssim 1000$ au尺度下，从外流、盘和磁场方向的观测中提取任何信息是非常困难的。因此，我们不能用这样的观测来推导出恒星形成过程的任何限制。
2019-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of Magnetic Misalignment on Protobinary Evolution
大多数太阳型恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。它们形成于分子云的致密核心，被观察到被显著磁化。我们以前的研究表明，在原恒星质量吸积阶段，磁制动可以通过去除吸积物质的角动量来收紧双星分离。最近对单个恒星形成的数值计算表明，磁场和旋转轴之间的不对准可能会削弱磁制动和相关的磁驱动外流。这两种效应使得即使在强磁化的磁芯中也能形成磁盘。在这里，我们研究了磁场失调对原双星性质的影响。有些令人惊讶的是，与对齐的磁场相比，未对齐的磁场在收紧双星轨道方面更有效。其主要原因是，这种错位削弱了磁力驱动的外流，从而使更多的物质吸积到双星上。即使这种内部材料的比角动量高于对齐的情况，它也不足以补偿额外的质量。这个结果的一个推论是，当磁场相对于旋转轴倾斜时，需要较弱的磁场来实现相同程度的向内迁移。大的磁场失准也有助于产生旋转支撑的环双星盘，即使是相对较强的磁场，通过削弱接近双星的磁主导结构。我们的结果可能提供了一个解释，在最近的SMA和ALMA观测发现的环双星盘。
2013-08-04 astro-ph.SR
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer II. Outflows
大多数大质量原恒星都有两极外流。尽管如此，对于这些流出的起源机制，以及较少观察到的单极流出的原因，还没有达成共识。我们的目标是确定早期大规模原恒星外流的起源，重点是在湍流介质中的辐射转移和磁场的综合影响。我们使用四个国家的最先进的辐射磁流体动力学模拟后，大规模的100 Msun前星核的拉美西斯代码崩溃。湍流通过初始速度色散来考虑。我们使用混合辐射转移方法，包括双极扩散。我们发现，湍流延迟发射的外流，这似乎主要是由磁流体动力学过程。磁塔流和磁离心加速度对加速有贡献，并且前者比后者在更大的体积上操作。我们最好的分辨率，5 AU，不允许我们得到磁离心加速流出的收敛结果。辐射加速也发生了，主要发生在恒星附近，扩大了外流范围，但对磁外流的发射没有负面影响（M~17 Msun，L~ 1 e5 Lsun）。相关的张角（20-30度时，磁场占主导地位）建议额外的（去）准直效果，以满足观测的限制。流出物几乎垂直于磁盘发射，并与最初的核心尺度磁场不一致，与几个观测研究一致。在最湍流的运行中，流出是单极的。我们的结论是，磁过程占主导地位的大规模原恒星外流的加速高达~17 Msun，对辐射过程。湍流扰动流出发射，是一个可能的解释单极流出。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk II: Parameter Survey
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）
该研究通过三维磁流体动力学模拟，探究初始错位角等参数对原恒星形成后下落包层演化的影响，揭示磁化核物理可自然产生非对称吸积与复杂流结构。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
我们调查的形成和破碎的光盘使用一套三维平滑粒子辐射磁流体动力学模拟。我们的模型被初始化为1 M $_\odot$旋转Bonnor-Ebert球线程与均匀的磁场。我们研究的效果，包括理想和非理想的磁场，方向和强度的磁场，和初始旋转速率。我们遵循的引力坍缩和早期演化的每个系统，直到最终分类的原恒星盘可以确定。在我们的105个模型中，41个碎片，21个形成螺旋结构但不碎片，另外12个形成光滑盘。当初始旋转速率较快且磁场较弱时，更容易发生碎裂。对于更强的磁场强度，包括非理想的MHD促进磁盘的形成，其中几个模型的碎片，而他们的理想MHD同行没有。对于碎片化的模型，我们的参数与碎片化发生的地点或时间之间没有相关性。双极流出仅在17个型号中发射，这些型号具有最初平行于旋转轴的强磁场。反向旋转的信封形式在四个缓慢旋转，强场模型-包括一个理想的MHD模型-表明它们只形成在一小部分的参数空间调查。
2019-04-15 astro-ph.GA 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
The role of the drag force in the gravitational stability of dusty planet-forming disc -- II. Numerical simulations
该研究通过三维双流体盘模拟，发现自引力阶段末期、冷却时间长且Stokes数接近1时，螺旋结构能有效聚集固体并坍缩形成1-10地球质量的团块，为行星形成提供最佳条件。
2023-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
