The Circumbinary Outflow: A Protostellar Outflow Driven by a Circumbinary Disk
原恒星外流在单恒星的形成中起着不可或缺的作用，因为它们从收缩的气体云中心带走了多余的角动量，并允许进一步坍缩形成恒星。另一方面，相当一部分恒星被认为是以双星的形式诞生的，并且经常被观测到。在这里，我们调查的磁化旋转云的演变，使用三维电阻MHD嵌套网格代码，并表明外流是由circumbinary磁盘驱动，并有一个重要的作用，即使在二进制的形成。在坍缩云核的绝热核形成之后，磁通量被欧姆耗散从云核中心显著地移除。由于这种移除使得磁制动无效，绝热核心连续地获得角动量以诱导碎裂和随后的二进制形成。磁场在环双星盘中积累，在环双星盘中磁场的吸积和吸移达到平衡，最终驱动环双星外流。这一结果解释了一些特殊的年轻恒星天体，如L1551 IRS5的壮观形态。我们可以推断，低密度示踪剂观察到的大部分双极分子流出（即，CO）将对应于本报告中发现的环绕双星或环绕多星流出，因为大多数年轻的恒星物体被认为是双星或多星。
2009-07-19 astro-ph.SR
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Redistribution of ices between grain populations in protostellar envelopes. Only the coldest grains get ices
本研究通过五粒度分档动力学化学模型，发现原恒星包层下落物质中冰仅再分布于最冷颗粒表面，导致多数颗粒贫冰入盘，影响颗粒凝聚。
2025-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Grain Growth and Dust Segregation Revealed by Multi-wavelength Analysis of the Class I Protostellar Disk WL 17
本文通过 ALMA 多波段档案数据分析 Class I 原恒星盘 WL 17，发现盘内的子结构和低光谱指数，利用辐射传输模型证实了原恒星盘尺度上的晶粒生长与尘埃分异，并提出引力不稳定性形成的木星质量原行星是这些特征的起源。
2023-09-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep search for hydrogen peroxide toward pre- and protostellar objects -- Testing the pathway of grain surface water formation
内容：在实验室中，过氧化氢（HOOH）被证明是固态反应方案中的中间产物，导致在冰尘颗粒上形成水。当HOOH从冰粒中解吸时，它可以在气相中被检测到。与水检测相结合，它可以提供关于水反应网络的附加信息。先前已发现过氧化氢对$ρ$ Oph A有作用。然而，在其他来源中进一步搜索这种分子失败了。过氧化氢在理解固态水的形成和年轻恒星天体（YSO）中的整体水库方面发挥着重要作用。如果没有进一步的HOOH检测，就很难评估和开发适当的化学模型，以适当地考虑冰表面上水的形成。目的：这项工作的目的是确定HOOH在YSO，从而限制谷物表面水形成假说。研究方法：使用基于先前工作的天体化学模型结合YSO的物理模型，源R CrA-IRS 1，5A，NGCC 1333-IRS 1，2A，L1551-IRS 1，5和L1544被识别为HOOH检测的合适候选者。APEX 12米和IRAM 30米望远镜的长积分时间被用来搜索这些源中的HOOH特征。结果：所调查的四个来源中没有一个显示出令人信服的HOOH光谱特征。对于源R CrA-IRS 1，5A，基于该分子频率位置处的噪声水平的HOOH丰度的上限接近于预测值。对于NGC 1333-IRAS 2A、L1544和L1551-IRS1.5，模型高估了过氧化氢丰度。
2020-03-21 astro-ph.SR
The Impact of Silicate Grain Coagulation on Millimeter Emission from Massive Protostellar Disks
本研究通过自洽分析大质量原恒星盘硅酸盐颗粒大小演化与（亚）毫米波辐射的关系，结合ALMA观测约束其碰撞破碎阈值速度为15 m s-1，提出两种重现GGD27-MM1内盘辐射的情景，为理解岩石星子形成条件提供依据。
2025-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics of Protostellar Disks
综述了吸积盘的磁流体动力学行为。详细介绍了适用于原恒星盘的基本MHD方程。弱（亚热）磁场和开普勒旋转的组合是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI），如果在磁盘中的电离度足够高。MRI产生增强的角动量，并导致层流分解为湍流。如果湍流能量是局部耗散的，则标准“$α$“模型应能对圆盘结构给出合理的估计。由于远离中心恒星的原恒星盘的电离分数很小，它们通常不处于接近完美导电性的状态。非理想MHD效应是重要的。其中，欧姆耗散和霍尔电动势是最重要的。尘埃的存在也是至关重要的，因为小的星际尺度颗粒吸收了良好磁耦合所需的自由电荷。在AU的尺度上，在磁盘中平面附近可能存在磁去耦的区域，即所谓的{ \em死区}。但是随着时间的推移，颗粒的生长和沉降降低了它们吸收电荷的效率。由于来自中央恒星的日冕X射线（也可能是宇宙射线）提供的电离作用，原恒星盘在其生命的大部分时间里可能被充分磁化，从而具有MRI活性，特别是远离盘中平面的部分。
2009-06-04 astro-ph.SR
Dust evolution by chemisputtering during protostellar formation
本文提出用动力学方法模拟原恒星形成中尘埃颗粒的化学溅射汽化，考虑碳、硅酸盐和氧化铝三种材料，揭示现有温度依赖汽化方案的局限，并计划集成到流体动力学模拟中。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar collapse simulations in spherical geometry with dust coagulation and fragmentation
我们用我们新开发的鲨鱼代码模拟了原恒星坍缩过程中尘埃颗粒的凝聚和碎裂。它解决了在一个球形几何形状的气尘流体动力学和凝聚/破碎方程。它还计算了云的电离状态以及欧姆、双极和霍尔电阻率。我们发现，尘埃的尺寸分布演变显着的崩溃过程中，大颗粒的形成控制的湍流差速度。当包括湍流时，只有双极扩散在从分布中去除小颗粒方面保持有效，布朗运动仅作为独立过程有效。宏观的气体尘埃漂移是可以忽略不计的晶粒生长，只有动力学显着附近的第一个拉森核心。在高浓度下，我们发现，凝聚分布是不受初始选择的灰尘分布。发现强磁场增强了小晶粒的耗尽，导致双极扩散的重要增加。这表明，在原恒星坍缩过程中，小颗粒粒子数可以调节磁场强度。破碎可能是有效的裸硅酸盐，但其建模依赖于不良约束参数的选择。它也被发现是可以忽略不计的冰粒。当碎裂发生时，它强烈地影响磁电阻率分布。尘埃凝聚是原恒星坍缩过程中需要充分考虑的一个关键过程。碎裂的开始和反馈仍然不确定，应进一步研究其建模。
2022-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Carbon-grain sublimation: a new top-down component of protostellar chemistry
地球的碳赤字一直是我们理解太阳系形成的一个突出问题。一个可能的解决方案是在行星形成过程的早期，碳颗粒在所谓的烟灰线（~300 K）处升华。在这里，我们认为，这个过程中最有可能的签名是过量的碳氢化合物和腈内的烟灰线，和更高的激发温度为这些分子相比，含氧的复杂的有机物，解吸周围的水雪线（~100 K）。这种特征在文献中已有报道，例如在猎户座KL中，虽然不是统一的，可能是由于不同研究的观测环境和分析方法的差异，或者与原恒星吸积的偶发性质有关。如果这个过程是活跃的，这将意味着在原恒星阶段，碳化学中有一个迄今为止未知的成分，它是从上到下起作用的-从较大的物种开始破坏-而不是从原子开始自下而上。在这样一个自上而下的组件的存在下，有机分子的起源需要重新探索。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Grain Size in the Class I Protostellar System TMC-1A Constrained with ALMA and VLA Observations
本文通过VLA和ALMA多波段观测及SED与偏振建模分析，约束I类原恒星TMC-1A的尘埃颗粒尺寸，发现约0.12 mm的小颗粒更符合观测，并暗示盘中存在引力不稳定性。
2024-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transition of Polarized Dust Thermal Emission from the Protostellar Envelope to the Disk Scale
在越来越多的深埋原恒星系统中，ALMA观测到了偏振尘埃连续辐射。它通常显示出从原恒星包络到盘尺度的急剧转变，极化分数通常从${\sim} 5\%$下降到${\sim} 1\%$，推断出的磁场方向与系统的主轴更加一致。我们定量研究这些观测趋势，使用英仙座分子云中的原恒星样本，并将这些特征与非理想的MHD盘形成模拟进行比较。我们发现在从包层尺度到盘尺度的转变过程中，气体密度的增加比磁场强度的增加要快，这使得在盘尺度上磁性排列晶粒更加困难。具体地，为了通过与B场对准的晶粒产生在${\sim} 100\,\mathrm{au}$尺度下观察到的${\sim} 1\%$极化，甚至尺寸相对小的$1\,\mathrm{μm}$晶粒也需要使其磁化率显著增强（通过${\sim} 20$的因子）超过标准值，这可能是通过超顺磁性夹杂物。该要求对于较大的晶粒更为严格，增强因子随晶粒尺寸线性增加，对于毫米级晶粒达到${\sim} 2\times 10^4$。即使可以实现所需的增强，在模拟中得到的推断的磁场取向也没有显示出对长轴的偏好，这与观察到的图案不一致。因此，我们得出结论，所观察到的趋势是最好的模型，其中的偏振的信封规模占主导地位的磁性排列的晶粒和磁盘规模的散射。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spin-Polarized Electrons from Magnetically Aligned Grains and Chiral Symmetry Breaking: Effects of Cosmic Rays in Protostellar Environments
本研究探讨原恒星环境中宇宙射线对磁排列颗粒发射自旋极化电子的影响，发现其可导致生命前分子手性不对称，类似于紫外圆偏振光的作用。
2025-04-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of turbulent magnetic reconnection on the formation of rotationally supported protostellar disks
从分子云核中形成原恒星盘的过程仍然没有完全弄清楚。在理想的MHD条件下，典型的嵌入式磁场从盘祖的角动量的去除可能会阻止旋转支撑盘的形成在低质量恒星的主要原恒星吸积阶段。这就是所谓的磁制动问题，研究最多的机制，以减轻这个问题，并帮助消除多余的磁通量在恒星形成过程中，所谓的双极扩散（AD），已被证明是不足以削弱磁制动至少在这个阶段的磁盘形成。在这项工作中，最近的进展，在湍流环境中的磁重联的理解的动机，我们呼吁的扩散磁场介导的磁重联作为一种替代机制，用于消除磁通量。我们在原恒星盘形成的后期阶段数值研究了这种机制，并显示了它的高效率。通过三维MHD模拟，我们表明，这种机制是能够运输磁通量的外围盘祖兼容的时间尺度的崩溃，允许形成一个旋转支持磁盘周围的原恒星的尺寸~100 AU。由于MHD湍流预计将存在于原恒星盘，这是一个自然的机制，以消除磁通量过剩，并允许这些磁盘的形成。这种机制排除了假设欧姆电阻率增加的必要性，如文献中所讨论的。与我们早期的工作表明，磁通量从分子云的核心是非常有效的，这项工作要求重新考虑的相对作用的AD的过程中的恒星和行星形成。
2011-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XXIV. Large dust grains in the protostellar outflow cavity walls of the Class I binary L1551 IRS5
本研究借助ALMA-FAUST项目的高分辨率观测，首次在L1551 IRS5双星外流腔壁发现比星际介质典型尺寸大千倍的大尘埃颗粒，证实其由原恒星风从内盘输运至包层，该颗粒循环过程对星子形成至关重要。
2025-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the dynamics of dust during protostellar collapse
当尘埃与气体耦合不良时，尘埃和气体的动力学可以彼此完全不同。在原行星盘中，众所周知，这种尘埃和气体的分离可以导致不同的空间结构和尘埃与气体的比例。在本文中，我们研究了尘埃和气体的动力学在早期阶段的原恒星坍缩，形成前的原行星盘。我们发现，对于小于10微米的尘埃颗粒，尘埃在旋转的前星核坍缩过程中是很好的耦合，并且在坍缩过程中尘埃与气体的比例变化很小。然而，如果存在较大的颗粒，它们可能具有与坍缩期间的气体非常不同的轨迹，导致中平面沉降和/或尘埃颗粒通过中平面的振荡。这可能会导致尘埃与气体的比例发生变化，并且在恒星形成的最早阶段，如果大颗粒存在于前恒星的核心中，那么大颗粒和小颗粒的分布就会非常不同。
2016-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution during the protostellar collapse: influence on the coupling between the neutral gas and the magnetic field
本文通过 shark 单区模拟研究原恒星坍缩中尘埃尺寸分布演化对磁电阻率的影响，发现小颗粒早期凝聚导致双极电阻率异常偏高，并提出静电排斥和颗粒间侵蚀是降低电阻率、缓解与原行星盘观测矛盾的关键机制。
2024-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A statistical analysis of dust polarization properties in ALMA observations of Class 0 protostellar cores
最近的观测进展已经挑战了尘埃颗粒排列理论，该理论用于解释在恒星形成核心中经常观察到的偏振尘埃发射。为了提高我们对尘埃颗粒排列机制的理解，我们收集了十几张0类原恒星（亚）毫米波长偏振尘埃辐射的ALMA图，并对尘埃偏振量进行了全面的统计分析。我们分析了偏振分量P_frac和偏振位置角S的色散的统计特性。更具体地说，我们调查S和P_frac之间的关系，以及产品S*P_frac的演化作为一个函数的气体柱密度的原恒星信封。我们发现一个显着的相关性，从原恒星的信封看到的偏振尘埃排放与ALMA的幂律指数显着不同，从普朗克观察到的恒星形成的云。对尘埃颗粒排列效率敏感的乘积S*P_frac在包络柱密度的三个数量级上近似恒定。这表明，在恒星形成核心中产生大量极化尘埃辐射的晶粒排列机制可能并不系统地依赖于局部条件，如局部气体密度。最终，我们的研究结果表明，尘埃排列机制（S）是有效的，在各种典型的0级原恒星的本地条件下产生尘埃偏振发射。在这些物体中发现的颗粒排列效率似乎高于由顺磁性颗粒的标准RAT排列产生的效率。需要进一步的研究来了解如何通过，例如，不同的照射条件、尘埃颗粒特性或附加的颗粒排列机制可以再现观察结果。
2020-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions for dust grain alignment in Class 0 protostellar cores I. Observations of dust polarization and molecular irradiation tracers
对0级原恒星的高角分辨率观测已经产生了这些年轻的嵌入物体的包络中的偏振尘埃发射的详细地图。有趣的是，ALMA带来的灵敏度提高揭示了偏振分数的广泛动态范围，特定位置隐藏着大量的偏振尘埃排放。我们的目的是表征的晶粒排列条件和尘埃的性质负责观察到的偏振尘埃发射的内信封（~1000金）的0类原恒星。我们分析了与ALMA获得的偏振尘埃发射图，并将其与特定分子示踪剂的分子线发射图进行比较，主要是CCH，这使我们能够探测尘埃颗粒排列理论中的关键组成部分之一：照射场。我们发现，CCH峰值朝向外流腔壁，在那里的偏振尘埃排放也得到加强。我们的分析提供了一个试探性的极化强度和CCH发射的形态之间的相关性，这表明照射在腔壁上的辐射场有利于在这些地区的晶粒排列和温暖的碳链化学。我们认为，沿外流腔壁发生的冲击可能是一个额外的光子源，有助于尘埃颗粒排列。然而，核心的某些部分，例如赤道平面，表现出增强的偏振通量，尽管没有观察到辐射驱动的化学反应，例如在辐射扭矩理论上不够有效的情况下。这表明，额外的物理条件，如源的几何形状和尘埃颗粒的演变，可能发挥作用的颗粒排列。
2022-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaporation of grain-surface species by shock waves in proto-planetary disk
最近的ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）观测年轻的原恒星物体检测到温暖的SO排放，这可能与形成原恒星盘。为了研究这种温暖的气体是否可以通过吸积激波在形成盘上产生，我们计算了一维激波中各种颗粒表面物种的溅射和热脱附。我们发现，热脱附是更有效的比溅射在冲击后的区域。当吸积速度大于8 km s $^{-1}$，激波前气体数密度为10 $^{9}$ cm $^{-3}$时，H-$_{2}$-O可被热解吸;当吸积速度为2 km s $\gtrsim$，激波前气体数密度为10 $^{9}$ cm $^{-3}$和10 $\gtrsim$ cm $^{-3}$时，SO可被热解吸。我们还发现，在激波后暖气体中氢核的柱密度为$N_{\rm warm} \sim 10^{21}$ cm $^{-2}$。
2014-12-03 astro-ph.SR
Herbig Stars' Near-Infrared Excess: An Origin in the Protostellar Disk's Magnetically-Supported Atmosphere
质量为2-8个太阳的年轻恒星，被称为赫比格Ae和Be星，经常显示出太大的近红外线，无法用流体静力学支持的气体和尘埃盘来解释。与此同时，携带着星周气体到恒星的吸积流被认为是由磁旋转湍流驱动的，根据数值MHD模型，这产生了由磁场支持的扩展的低密度大气。我们证明了大气层的底部可以是星光的光学厚度，并且位于1 AU附近的部分足够高，可以将恒星光度再处理成近红外的部分增加一倍。我们生成合成光谱能量分布（SED），使用蒙特卡罗辐射转移计算与亚微米硅酸盐和碳质颗粒的不透明度。合成的SED紧密遵循最近由Mulders和Dominik构建的中值Herbig SED，并且特别匹配大的近红外通量，只要颗粒在盘的内缘附近具有接近星际的质量分数。
2013-10-27 astro-ph.SR
Gravitational instability, spiral substructure, and modest grain growth in a typical protostellar disk: Modeling multi-wavelength dust continuum observation of TMC1A
研究通过多波长尘埃连续谱建模揭示TMC1A原恒星盘的引力自调节结构、m=1螺旋成因及受碎裂屏障限制的适度尘埃生长，并指出传统分析方法的系统偏差。
2023-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protostellar collapse: the conditions to form dust rich protoplanetary disks
尘埃在恒星、盘和行星形成过程中起着关键作用。然而，它在原恒星坍缩过程中的动力学仍然是一个研究不足的领域。最近的研究似乎表明，在这些早期阶段，尘埃可能会有效地与气体分离。我们的目标是了解在原恒星坍缩的早期阶段，尘埃颗粒集中在多少和哪些区域，并了解它如何取决于初始云和固体颗粒的性质。我们使用多个物种的尘埃动力学求解器的网格为基础的代码RAMSES进行各种模拟的尘埃崩溃。我们进行流体动力学和MHD模拟，我们改变最大晶粒尺寸，热重能量比和云的磁性。我们模拟了10个中性尘埃粒子的同时演化，粒子大小从几纳米到几百微米不等。我们获得了显着的去耦之间的气体和灰尘的颗粒的典型尺寸为几个10微米。这种退耦强烈地依赖于热-重力能量比、晶粒尺寸或是否包含磁场。与半解析模型校准我们的结果，我们表明，尘埃比主要是指数变化的初始斯托克斯数的速率，取决于当地的云属性。我们发现，较大的晶粒往往解决和漂移有效地在第一个核心和新形成的磁盘。这可能会产生数倍于初始值的粉尘与气体比率。粉尘在高密度区集中，在低密度区减少。颗粒与气体分离的大小取决于云的初始性质。由于尘埃不一定可以作为气体的代理在崩溃期间，我们强调的必要性，包括其动力学的治疗崩溃模拟。
2020-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A new multifluid method for dusty astrophysical flows. Application to turbulent protostellar collapses
本研究针对含尘埃天体物理流，在RAMSES代码中实现了基于欧拉方法的无压中性多流体模型与新型气尘黎曼求解器，通过原恒星坍缩模拟验证了性能，修正了尘埃富集规律，为探索行星形成新条件提供了工具。
2025-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Radio continuum observations of Class I protostellar disks in Taurus: constraining the greybody tail at centimetre wavelengths
我们提出了深1.8厘米（16 GHz）的无线电连续成像的金牛座分子云中的7个年轻的恒星物体。这些对象以前已被广泛研究，在亚毫米到近红外范围和他们的SED建模提供可靠的物理和几何parametres.We使用这些新的数据来约束灰体光谱，这是预计将占主导地位的发射大尘埃颗粒在原恒星盘的长波长尾部的属性。我们发现光谱与这样一个群体的预期不透明度指数一致，平均不透明度指数β = 0.26+/-0.22，表明磁盘内的晶粒生长。我们使用光谱拟合联合无线电和亚毫米数据分离的贡献，热尘埃和无线电发射在1.8厘米，并直接从厘米波尘埃的贡献获得磁盘质量。我们发现，来自这些流量密度的假设与文献一致的磁盘质量系统高于那些从亚毫米数据计算，并满足标准的巨型行星形成在一些情况下。
2011-11-22 astro-ph.SR
Dust Transport in Protostellar Disks Through Turbulence and Settling
我们应用电离平衡和MHD计算，调查是否磁活动缓和重组尘埃可以占质量吸积率和中红外光谱和原恒星盘的可变性。MHD计算使用分层剪切盒方法，并包括颗粒沉降和来自气体电阻率变化的尘埃丰度的反馈。金牛座T恒星吸积率的20年分布太大，不能仅仅由颗粒大小和恒星X射线光度的变化引起，而是可以通过改变这些和磁盘磁通量来产生。硅酸盐带的多样性可以来自于颗粒沉降与磁旋转湍流分布的耦合，通过三种效应：（1）颗粒上的扰动产生了一个延伸到两个刻度高度以上的磁不活跃死区，而磁活跃盘大气中的湍流仅超过死区边界约一个刻度高度。(2)在死区深处的颗粒在上面的湍流层的驱动下以波的形式垂直振荡，但平均来说以层流的速度沉降，因此死区的内部是一个颗粒汇，盘的大气变成了灰尘耗尽。(3)随着充分的消耗，死区变薄，混合将颗粒从中平面上清除。磁流体动力学的结果还表明，磁场活动间歇性地将尘埃云带到大气中。光球层高度在几个轨道上的变化高达三分之一，而沿视线掠过圆盘表面的消光随时间变化的系数为2，下降到0.1轨道。我们认为，不断变化的阴影外盘上的尘埃云是一个原因，每天到每月的中红外线变化在一些年轻的恒星。（节录）
2009-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cosmic-ray propagation at small scale: a support for protostellar disc formation
只要磁场保持冻结在气体中，磁制动就能阻止原恒星盘的形成。这个条件从属于表征坍缩云最里面部分的电离分数。电离水平由能够到达这些区域的宇宙射线的数量和能量确定。采用我们以前研究中发展的方法，我们计算了宇宙射线如何衰减为柱密度和磁场强度的函数。我们应用我们的形式主义低质量和高质量的恒星形成模型得到的数值模拟的引力坍缩，包括旋转和湍流。一般来说，我们发现，气体和磁场之间的解耦，条件允许崩溃进行，发生时，宇宙射线衰减考虑到相对于宇宙射线电离率保持恒定的计算。我们还发现，去耦区的程度也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果大颗粒（半径约0.1微米）形成的压缩和凝聚过程中的云崩溃是更大的。由于湍流引起的磁场扩散，高质量情况下的去耦区域消失，并且不包括在低质量模型中。我们推断，在云的崩溃过程中的宇宙射线传播的同时研究可能会导致的气体电阻率值在最里面的几百个AU周围的形成原恒星是高于一般假设。
2015-03-23 astro-ph.SR
Early Grain Growth in the Young Protostellar Disk HH 212 Supported by Dust Self-Scattering Modeling
本研究通过分析ALMA和VLA的多波段观测数据，结合考虑尘埃散射的参数化耀斑星盘模型，证实HH 212原恒星盘存在早期尘埃增长，最大尘埃尺寸上限约130微米，并指出需构建0型/I型星盘的新尘埃成分模型。
2025-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Exploring Protostellar Disk Formation with the ngVLA
在原恒星阶段早期盘的形成和演化是ngVLA准备取得重大突破的研究领域。在3毫米及更长波长下的高灵敏度和分辨率将使成形盘能够以前所未有的细节进行检查。观测波长为3~mm或更长的尘埃发射的需要是由这样一个事实激发的，即在这些波长下的尘埃发射更可能是光学薄的，这对于理解这些盘的结构是必不可少的。我们探讨了探测和解决原恒星盘的各种半径，质量和距离的可行性，高达1.5 kpc的距离使用辐射转移模型和模拟与建议ngVLA配置。我们还研究了ngVLA的潜力，使研究的晶粒生长和径向迁移的尘埃颗粒早期在原恒星阶段的广泛的多波长覆盖。晶粒生长的研究将需要至少延伸至$\sim$ 4 cm的波长覆盖范围，以表征和量化自由-自由发射的位置和强度，其预期在$<$ 10 AU尺度下产生。
2018-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heat and Dust in Active Layers of Protostellar Disks
重新研究了原恒星盘活动层中磁耦合和吸积的要求，并讨论了该层热辐射的一些含义。电离和电导率的计算遵循伊尔格纳和纳尔逊的一般计划，但与更新的UMIST数据库的化学反应和一些改进的粮食物理，并为最小质量的太阳星云，而不是一个α盘。新的粮食产量限制比他们的要严格一些。即使是最佳尺寸的颗粒，该层至少应该在其自身的热辐射方面在光学上是薄的，因此，如果吸积是由湍流驱动的并且标准电离率占上风，则预期水和其他分子种类的窄的、高度饱和的发射线。如果晶粒尺寸分布从远低于1微米到1毫米或更大，如观察所示，那么该层可能是如此光学薄，以至于其冷却由分子发射主导。即使在这样的条件下，在1AU附近也很难有超过10 g/cm ^2的活性层，除非尘埃被完全消除或假设电离率大大提高。如果观测到的吸积率是由磁旋转湍流驱动的，那么在圆盘的这些区域就需要等分强度的磁场。风驱动的吸积可能允许较弱的场和质量较小的活动层，但不会像湍流那样加热该层，因此可能不会产生发射线。
2009-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarization of FIR emission from T Tauri Disks
最近对金牛座T盘850微米亚毫米极化的观测为研究原恒星盘内的磁场结构开辟了可能性。偏振度约为3%，偏振方向垂直于圆盘。由于尘埃颗粒的热辐射在sub-mm/FIR区域的光谱能量分布中占主导地位，尘埃颗粒被认为是偏振的原因。我们讨论了晶粒排列辐射，我们探讨了在金牛座T盘尘埃排列的效率。计算表明，位于远离中央原恒星的尘埃颗粒更有效地排列。在存在规则磁场的情况下，排列的晶粒产生亚毫米/FIR波长的偏振发射。极化方向垂直于局部磁场方向。当我们使用最近的T Tauri盘模型并采用Mathis-Rumpl-Nordsieck型分布时，最大晶粒尺寸为500-1000 $μ$ m，在大于$\sim100μ$ m的波长处，偏振度约为2- 3%水平。我们的研究表明，多频红外偏振研究的原恒星盘可以提供很好的洞察其磁结构的细节。我们还提供了在不同的波长和视角下观察到的光盘偏振发射的预测。
2008-12-31 astro-ph.SR
Magnetic fields in early protostellar disk formation
本文用三维MHD方法模拟了真实湍流分子气体形成吸积盘的过程。特别地，我们分析了Lazarian & Vishniac（1999）模型描述的快速湍流重联对从盘中去除磁通量的影响。通过数值模拟，我们展示了快速重联如何使原恒星盘形成解决所谓的“磁制动灾难”。特别是，我们提供了一个详细的研究动态的0.5 M $_\odot$原恒星和它的磁盘的形成长达数千年。我们测量恒星周围的质量、角动量、磁场和湍流的演化。我们考虑两个过程的影响，强烈影响磁转移的角动量，这两个都是基于湍流重联：第一个，"重联扩散"，从磁盘中删除的磁通量，其他涉及的磁场的拓扑结构的变化，但不改变的绝对值的磁通量通过磁盘。我们证明，对于第一种机制，湍流导致的磁通量运输向外从内部磁盘的环境介质，从而减少磁盘的耦合到周围的材料。通过将磁场的拓扑从分裂的双极配置改变为偶极配置来实现类似的效果。我们探讨了这两种机制如何防止盘角动量的灾难性损失，并将上述湍流重联机制与文献中的其他机制进行了比较。
2016-03-08 astro-ph.SR
Methanol maps of low-mass protostellar systems: the Serpens Molecular Core
在JCMT使用Harp-B对巨蛇座进行了观测。在338 GHz附近的频率窗口中绘制了4.5“x5.4”区域上的图，覆盖了甲醇的7-6个跃迁。排放扩展到每个源，以下的列密度的H2，但也出现了特别强烈的流出。旋转温度很低，15-20 K，并且不随每个源内的位置而变化。在外层包层中，相对于H2的丰度通常为10^-9 - 10^-8，而在尘埃温度超过100 K的区域内，不排除有高达10 ^2 - 10 ^3倍的“跳跃”。在流出气体中观察到高达~ 10^3的增强因子。在一个天体SMM 4中，测得冰的丰度相对于外层包层中的H2约为3 × 10 ^-5，即，比气相丰度大10^3倍。与C18 O J=3-2排放的比较表明，强烈的CO耗尽导致高的气相丰度的CH 3OH不仅为巨蛇座源，但对于一个更大的样本的原恒星。观测结果说明了大规模的，低水平的解吸CH 3OH从尘埃颗粒，延伸到7500 AU以上，从每个来源，这是一致的情况下，从冰的非热（光）解吸。观察还说明了有用的CH 3OH作为示踪剂的能量输入的形式流出，其中甲醇溅射从晶粒表面。最后，观察结果提供了进一步的证据，通过CO加氢过程中的低质量信封上的粮食表面的CH 3OH的形成。
2010-04-13 astro-ph.SR
On the magnetic flux problem in star formation
强磁场在从坍缩的云和原恒星盘中移除角动量方面起着至关重要的作用，并且是形成盘风以及来自内部盘的喷流所必需的，事实上，在原恒星盘中观察到强的大尺度极向磁场，其半径低至$\sim 10 R_\odot$。然而，当这颗恒星被看到时，几乎所有的原始磁通量都消失了。我探讨机制，以消除这种流量的形成过程中的原恒星，一旦它是磁性断开从母云，辐射和对流的原恒星。这包括对流星浮力磁场去除的数值研究。研究发现，如果恒星经过一个完全对流的阶段，所有剩余的通量都可以很容易地从原恒星中移除，基本上是在阿尔文时间尺度上。另一方面，如果原恒星没有完全的对流相，那么可以保留一些通量，其数量取决于净磁螺旋度，这可能很小。在恒星表面只能看到一部分通量。我还研究了同样的机制如何阻止通量在恒星上吸积，这意味着质量只会以它能够滑过通量的速度吸积。
2012-01-26 astro-ph.SR
Destruction of massive fragments in protostellar disks and crystalline silicate production
我们提出了一种机制，与年轻的原恒星盘的大规模碎片的形成和随后的破坏结晶硅酸盐生产。碎片形成于恒星形成的嵌入阶段，通过径向距离\ga 50-100 AU处的盘碎裂，当气体温度超过约800 K的结晶阈值时，在其内部退火小的非晶晶粒。我们证明，在早期嵌入阶段形成的碎片可以被摧毁之前，他们要么形成固体核心或蒸发尘埃颗粒，从而释放到不同的径向距离从子AU到百AU尺度的加工结晶尘埃。碎片的两种可能的破坏机制是碎片径向向内移动并接近中央恒星时的潮汐破裂和光蒸发，以及螺旋臂施加的潮汐扭矩的分散。因此，大部分的水晶尘埃集中在盘的内部区域和旋臂，这是碎片破坏的可能地点。
2011-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar collapse: regulation of the angular momentum and onset of an ionic precursor
磁场通过磁制动和原恒星外流的发射，在恒星形成过程中对角动量起着重要的调节作用，直接影响着原行星盘和双星系统的形成和演化。本文的目的是量化这些现象中存在的非理想磁流体力学效应，即欧姆和双极扩散。我们进行三维模拟的原恒星坍缩不同的质量的星前致密的核心，热支持（$α$比）和尘埃颗粒尺寸分布。质量主要影响赝盘中的磁制动，而热支持影响吸积速率，从而影响盘的性质。去除小于0. 1 $μ$ m的Mathis，Rumpl，Nordsieck（MRN）分布增强了双极扩散系数。类似于以前的研究，我们发现，这种分布的变化减少了磁盘上的影响的磁制动。资金外流也明显减弱。在这两种情况下，磁制动在很大程度上占主导地位的外流作为一个过程，以消除角动量从他的磁盘。最后，我们报告了外流的大离子前体，其速度为几公里/秒$^{-1}$，这可能是可以观察到的。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The early history of protostellar disks, outflows, and binary stars
在恒星形成过程中，磁场就像一个宇宙角动量提取器，它增加了原恒星的质量吸积率，并在这个过程中产生了壮观的外流。然而，最近有人认为，这种磁制动非常强大，以至于早期的原恒星盘--行星形成的摇篮--无法形成。我们对过密恒星形成云坍缩早期阶段（\lesssim 10^5年）的三维数值模拟形成了早期的外流，并具有磁性调节和旋转主导的圆盘（10天文单位以内），具有高吸积率，尽管磁场通过大部分中性气体滑动。我们发现，在三维空间中，磁场抑制引力驱动的不稳定性，否则会阻止年轻的，有序的磁盘形成。我们的模拟结果令人惊讶的早期形成的磁盘，其密度和温度结构，早期外流的机制和结构，通过双极扩散的尘埃颗粒的瞬间加热，以及行星和双星的起源。
2009-11-17 astro-ph.SR
Pebbles in an Embedded Protostellar Disk: The Case of CB26
行星核心被认为是通过尘埃固体物质的生长在原行星盘中形成的。但是，目前还不清楚这一过程有多早开始。我们研究的物理结构和晶粒生长的边缘上的磁盘，周围的~1万年老的低质量（~0.55 Msun）原恒星嵌入在博克球状体CB 26检查有多少晶粒生长已经发生在原恒星阶段。我们结合SED之间的0.9 $μ$ m和6.4厘米的高角分辨率连续地图在1.3，2.9和8.1毫米，并使用辐射转移代码RADMC-3D进行详细的模拟尘埃排放的光盘和信封CB 26。我们推断内、外盘半径分别约为16 AU和172 $\pm$ 22 AU。盘中的总气体质量约为0.076 Msun，相当于中心恒星质量的14%。内盘包含一个紧凑的自由-自由发射区，这可能与射流或光蒸发区有关。从外盘的热尘埃发射是光学薄毫米波长，而从内盘中平面的发射是适度的光学厚。我们的最佳拟合辐射转移模型表明，尘埃盘中的尘埃颗粒已经成长为直径为10厘米大小的卵石。残留的8.1 mm发射表明内盘中存在甚至更大的颗粒。对于光学薄毫米尘埃排放从外盘，我们得出的平均不透明度斜率为0.6 $\pm$ 0.4，这是一致的存在下，大的尘埃颗粒。CB 26星盘中存在厘米大小的天体表明，在原恒星星盘中，固体在最初的百万年里已经迅速增长。因此，II类盘可能已经被大粒子播种，甚至可能包含星子。
2020-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deuterium Chemistry in the Young Massive Protostellar Core NGC 2264 CMM3
在这项工作中，我们提出了在大规模的年轻的原恒星核心NGC 2264 CMM 3的氘化学建模的第一次尝试。我们研究了这种化学物质对周围环境中物理条件的敏感性。结果表明，氘，在原恒星气体，是影响的核心密度的变化，到晶粒表面的气体耗尽量，CR电离率，但它是不敏感的H $_2$的邻-对比的变化。我们的研究结果还表明，在密度较低、部分耗尽（$<$ 85\%）或施加高CR电离率（$\ge$ 6.5 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$）的核心中，氘代通常会增强。然而，在NGC 2264 CMM 3中，减少耗尽到颗粒上的气体量和提高CR电离率往往高估了核心中的观测值。对于核心密度在（1 - 5）$\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$范围内，CR电离率在（1.7 - 6.5）$\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$之间，观测的最佳拟合时间约为（1 - 5）$\times$ 10 $^4$年。这些值与CMM 3最新理论化学模型的结果一致，最佳拟合的时间范围也与年轻原恒星天体的估计年龄一致。我们的结论是，氘化学在原恒星的核心是：（i）在其环境中的物理条件的变化敏感，%（ii）在原恒星气体的氘是（ii）不敏感的H $_2$的邻-对位比的变化。%，但在暗云阶段对这些变化很敏感。我们还认为，NGC 2264 CMM 3处于早期化学演化阶段，年龄为（…
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dead, Undead and Zombie Zones in Protostellar Disks as a Function of Stellar Mass
研究了太阳型恒星和极低质量恒星周围吸积盘中磁旋转不稳定性的存在性。特别是，我们确定的磁盘区域的MRI可以关闭欧姆电阻率（所谓的死亡和不死区）或通过两极扩散（一个区域，我们称之为僵尸区）。我们考虑两个恒星质量：Mstar = 0.7和0.1 Msun。在每种情况下，我们都假设：盘表面密度分布是一个按比例缩放的最小质量太阳星云的密度分布，目前估计的Mdisk/Mstar约为0.01;盘电离主要由恒星X射线驱动，辅以宇宙射线和放射性核素;恒星X射线光度与测热光度的比例为Lx/Lstar约为10^-3.5，正如观测到的。电离率计算与MOCCASIN代码，和电离平衡确定使用一个简化的化学网络，包括良好混合的0.1微米颗粒在不同程度的消耗。我们发现：（1）双极扩散是控制太阳型恒星和极低质量恒星磁共振活动的主要因素。假设MRI在每个半径处产生最大可能的场强，我们进一步发现：（2）MRI活性层仅占总盘质量的~ 5-10%;（3）吸积率（Mdot）在径向上的大小和符号都是变化的（向内或向外），意味着随时间变化的吸积以及盘间隙和超密度的产生，从而导致行星形成和迁移;（4）在太阳型恒星和质量很低的恒星中获得经验吸积率，需要消耗10-1000倍于标准尘埃-气体质量比10^-2的混合良好的小颗粒;以及（5）当前未检测到来自外盘区域中的场对准颗粒的极化发射与在这些半径处的主动MRI一致。
2012-12-16 astro-ph.SR
The magnetic diffusivities in 3D radiative chemo-hydrodynamic simulations of protostellar collapse
恒星和行星形成的大问题是磁通量在原行星盘中的分布。为了回答这个问题，需要一个详细的自洽化学演化来准确描述坍缩核中的磁耗散。我们使用的化学动力学版本的RAMSES遵循的范围内的尘埃大小的假设崩溃致密的核心的演变。尘埃的数密度和平均大小影响电荷捕获的效率，从而影响化学反应。由RAMSES产生的粉尘尺寸范围内的化学丰度，并作为欧姆，双极和霍尔扩散系数项的计算输入。我们发现，欧姆电阻率仅在气体密度超过几倍$10^{13}\rm cm^{-3}$的坍塌后期起作用。双极扩散是一个占主导地位的磁扩散率项的情况下，平均灰尘大小是一个典型的ISM值或更大。我们发现，假设一个固定的“主导离子”的质量可以改变双极扩散高达一个数量级。“负”霍尔效应是占主导地位的崩溃过程中的情况下，平均灰尘大小为0.02 $μ$米和更小，我们连接到负电荷的晶粒的优势的效果。我们发现，霍尔效应的符号反转取决于负电荷尘埃对霍尔电导率的相对贡献。尘埃颗粒的平均大小似乎是划分的参数霍尔为主的云和双极为主的崩溃的云，从而影响新生磁盘的大小。我们建议把尘埃的性质和0级YSO中盘状结构的出现和大小联系起来。在辐射磁流体动力学坍缩模型中，正确解释尘埃颗粒的生长似乎与耦合坍缩动力学与化学一样重要。
2017-02-19 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
On the Role of Pseudodisk Warping and Reconnection in Protostellar Disk Formation in Turbulent Magnetized Cores
在磁场和旋转轴成一直线的非湍流核中，旋转支撑的原恒星盘的形成在理想MHD中被抑制。解决这种所谓的“磁制动灾难”的一个有希望的方法是通过湍流。磁感应盘形成的原因通常归因于磁感应磁重联，这被认为是减少了在盘形成区域中积累的磁通量。我们提出了另一种解释，基于磁耦合触发的重联严重捏场线靠近中央原恒星和磁场诱导翘曲的假盘的加利和舒。这种重联削弱了位于磁通冻结下的磁制动灾难核心的中央分裂磁层。我们表明，通过理想化的数值实验，赝盘可以强烈翘曲，但不完全破坏，由亚音速或音速湍流。翘曲降低了角动量从赝盘中移除的速率，这是由磁力矩和外流引起的，使得更容易形成旋转支撑的盘。更重要的是，伪星盘从形成星盘的赤道面翘曲出来，大大减少了穿过星周形成星盘区域的磁通量，进一步促进了星盘的形成。伪盘翘曲的有益效果也可以通过磁场和旋转轴之间的未对准来实现。这两种机制的磁盘形成，使湍流和磁场旋转错位分别，从而统一。我们发现，在湍流磁化核中形成的盘是相当厚的和显着的磁化。这些研究结果的影响，特别是在L1527推断厚年轻的磁盘，进行了简要的讨论。
2014-08-11 astro-ph.SR
Evidence for ubiquitous carbon grain destruction in hot protostellar envelopes
本研究利用ALMA观测37颗大质量原恒星，发现热气体中含氮贫氧分子增强约5倍而含氧分子不增强，为炽热原恒星包层中难熔有机颗粒的普遍破坏提供了证据。
2023-06-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing magnetic field morphologies in three Serpens protostellar cores with ALMA
为了表征年轻原恒星形成过程中的动力学过程，我们对0类原恒星核心巨蛇座SMM 1、Emb 8（N）和Emb 8进行了高角分辨率ALMA尘埃偏振观测。在870 μm的空间分辨率范围为150 ~ 40 au的情况下，我们发现Serpens Emb 8（N）中沿流出腔壁的偏振分数出乎意料地高。我们使用3毫米和1毫米的分子示踪剂，研究外流和致密气体的性质及其与极化的相关性。这些观测使我们能够调查的物理过程中所涉及的辐射对准扭矩（RAT）作用于尘埃颗粒沿外流腔壁，这经历辐射吸积过程和外流冲击。SMM 1-a的内核在双极流出的两个叶的基部呈现具有极向磁场的极化图案。在SMM 1-a的南面，我们看到两个极化的细丝，其中一个似乎是沿着红移的流出腔壁。另一个可能是物质的吸积流落在中央原恒星上。我们认为，如果0级包层中的“<”500 au尺度的排列颗粒已经长大到大于ISM尘埃颗粒的0.1 μm尺寸，那么沿着辐照腔壁在毫米波长处看到的偏振发射可以与RAT理论的预期相一致。我们的观察使我们能够限制恒星形成源的磁场形态内的中央核心，沿外流腔壁，并在可能的吸积流。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the origin of the magnetic field morphology in the wide-binary protostellar system BHR 71
我们提出了1.3毫米ALMA观测偏振尘埃排放向宽二元原恒星系统BHR 71 IRS 1和IRS 2。IRS 1的特征似乎是出生时的沙漏形磁场。相比之下，IRS 2表现出受其双极流出影响的磁场。朝向IRS 2，极化主要局限于流出腔壁。沿着IRS 2的红移外流腔的北部边缘，偏振辐射夹在外流和由N $_2$ D $^+$追踪的冷致密气体细丝之间，没有检测到尘埃偏振。这表明IRS 2中增强的极化的起源是流出腔壁的照射，这使得尘埃颗粒能够相对于磁场对齐-但仅到~300 au的深度，超过该深度，尘埃是冷的和非极化的。然而，为了使晶粒在腔壁中排列得足够深，并产生在IRS 2中看到的高偏振分数，排列的光子可能在中到远红外范围内，这表明晶粒生长的程度超过了非常年轻的0类源中通常预期的程度。最后，朝向IRS 1，我们看到一个窄的线性特征，具有高（10-20%）极化分数和有序的磁场，与双极流出腔无关。我们推测，这一功能可能是一个磁化吸积流光，然而，这还有待证实的稠密气体示踪剂的运动学观测。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration and evolution in the massive star formation process: the role of surface chemistry
越来越多的观测和理论证据表明，氘化分数（含D的物质与其氢化对应物Dfrac之间的柱密度比）是低质量和高质量恒星形成过程中的演化指标。然而，表面化学在这些研究中的作用还没有从观察的角度进行量化。为了比较仅在气体中和部分或唯一在颗粒表面上形成的物种的氘代分数如何随时间演化，我们用IRAM-30 m望远镜观察了CH_3OH、~（13）CH_3OH、CH_2DOH、CH_3 OD在3和1.3 mm处的转动跃迁，以及NH_2D在3 mm处的转动跃迁，用GBT观察了NH_3的反转跃迁（1，1）和（2，2）。对Fontani等人已经观察到的大多数核心。(2011，2014）在N2 H+、N2 D+、HNC、DNC中。NH 2D在所有的核心，但两个检测，无论进化阶段。Dfrac（NH3）平均值在0.1以上，从最早期到最演化的阶段变化不大，但在原恒星阶段平均值最高（~0.3）。CH 2DOH和CH 3 OD的谱线很少被清楚地探测到，并且只朝向原恒星核或外部加热的无星核。这项工作清楚地证实了预期的不同的物种形成的气体（N2 D+和N2 H+）和部分（NH 2D和NH3）或全部（CH 2DOH和CH 3OH）的颗粒地幔的演化趋势。这项研究还加强了这样一种观点，即Dfrac（N2 H+）是大质量无星核心的最佳示踪剂，而Dfrac（CH 3OH）的高值似乎是早期原恒星阶段的良好示踪剂，在该阶段，颗粒地幔的蒸…
2014-10-27 astro-ph.SR
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the 3D time evolution of the dust size distribution in protostellar envelopes
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所（CSIC））；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）
本文通过三维模拟研究原恒星包层中尘埃粒径分布的演化，结合Smoluchowski方程模拟多粒径尘埃生长，并探讨尘埃动力学在终端速度近似下的影响，揭示尘埃粒径分布的各向异性及局部尘埃-气体比的变化。
2026-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mid-infrared extinction curve for protostellar envelopes from JWST-detected embedded jet emission: the case of TMC1A
本文利用JWST观测数据，通过分析嵌入式原恒星喷流的[Fe II]谱线比，推导出原恒星包层的空间分辨中红外消光曲线，发现其红化程度高于暗星云曲线，揭示了尘埃粒径分布变化或不同发射区物理条件差异。
2025-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Energetic Protons, Radionuclides and Magnetic Activity in Protostellar Disks
我们计算的位置的磁不活跃的死区在最小质量的原太阳盘，电离的情况下，包括恒星X射线，长或短寿命的放射性核素衰变，和高能质子到达一般的星际介质，从附近的超新星爆炸，从磁盘日冕，或从年轻恒星的日冕。在所有的情况下，除了那些小的尘埃颗粒被去除和一小部分短寿命的放射性核素留在气体中的情况外，圆盘都包含一个死区。所有的情况下，无一例外都有一个“不死区”，在那里，中等的磁致伸缩性防止磁旋转湍流，同时允许剪切产生的大规模磁场。不死区中的质量柱通常大于湍流表面层中的质量柱。这些结果支持了这样一种观点，即死区和不死区是质量柱超过1000 g/cm ^2的冷尘气体的强大后果。
2009-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
