Massive Star Formation via the Collapse of Subvirial and Virialized Turbulent Massive Cores
与低质量恒星类似，大质量恒星可能是通过星前分子核心的坍缩形成的。最近的观察表明，大多数大质量的核心是亚维里（即，不受湍流支持），因此可能不稳定到引力坍缩。在这里，我们进行辐射流体动力学模拟遵循的崩溃湍流大规模的前恒星核心的亚维里和维里化的初始条件，以探索他们的动态状态如何影响大质量恒星的形成和核心碎裂成伴星。我们发现，亚维里核心进行快速的单片崩溃，导致在早期的吸积率较高的维里化的核心，具有相同的物理性质的崩溃相比。相比之下，我们发现，维里化的核心经历了一个缓慢的，逐渐崩溃和显着的湍流碎片在早期导致众多的伴星。在没有强磁场和原恒星外流的情况下，我们发现，出生于次维里核的大质量恒星的生长速度更快，导致核的辐射加热增加，从而进一步抑制在早期的碎片时，湍流碎片发生的维里化核。无论初始条件如何，我们发现大质量恒星周围形成的大质量吸积盘在晚期主导了吸积流到恒星上，并最终变得引力不稳定，并在晚期碎裂形成伴星。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modes of Star Formation in Finite Molecular Clouds
我们分析调查的模式重力诱导的恒星形成可能在理想化的有限分子云，全球崩溃的竞争对当地的牛仔裤不稳定性和不连续的边缘不稳定性。我们研究这些时间尺度的崩溃领域，光盘，和圆柱体，强调的结构，大小和程度的内部扰动，以便发生局部崩溃之前，全球崩溃。我们发现，内部，局部塌陷是更有效的低维对象。球体和圆盘，如果不支持整体坍缩，必须包含强扰动，或者必须是不切实际的大，以便小密度扰动比整个云坍缩得更快。另一方面，我们发现，对于最小的微扰来说，引力几何是最有利的情况，在全球坍缩之前，微扰会增长，并且只包含几个金斯质量和弱密度微扰的细丝很容易碎裂。这些理想化的解决方案进行了比较，试图描绘的全球，本地和边缘的不稳定性，在确定分子云的碎裂性能的作用与模拟的恒星形成的地区。结合最近的银河系分子云观测的背景下，也讨论了综合结果。
2011-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Grid of Core-Collapse Supernova Remnant Models I: The Effect of Wind-Driven Mass-Loss
大质量恒星可以通过稳定的线驱动风、喷发外流或质量转移到联星伴星上来释放物质。在单颗恒星的情况下，质量被恒星风沉积到附近的环境中。在大质量恒星爆炸后，恒星喷出物与这种拱星物质（CSM）相互作用，经常导致从冲击加热的CSM和喷出物中发射出明亮的X射线线。原始物质的损失量、喷出物的质量及其能量都会影响这种X射线发射的整体光谱特性。在这里，我们提出了一个网格的核心坍缩超新星遗迹模型来自模型的大质量恒星的零年龄主序质量的$\sim$ 10 - 30 M $_\odot$从前主序阶段与风驱动的质量损失。进化是由软件包的多级管道处理的。首先，我们使用mesa（恒星天体物理学实验模块）将前主序星演化为铁核坍缩。然后，我们使用超新星爆炸代码（snec）爆炸的台面模型，并遵循他们的第一个100天后，核心崩溃。最后，我们将sNEC输出与台面质量损失率产生的CSM耦合到宇宙射线流体动力学代码（ChN）中，以模拟核心崩溃后7000年的残余阶段。在每个阶段结束时，我们将我们的输出与文献中发现的输出进行比较，并检查残留物的体积性质及其光谱的初始祖质量以及质量损失历史的基础上的任何定性和定量差异。
2021-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Collapse and Disk Formation in Magnetized Cores
我们讨论了在分子云中观测到的磁场对恒星形成过程的影响，集中在低质量致密核心的引力坍缩阶段，这些核心是类太阳恒星的摇篮。我们总结了最近的分析工作和数值模拟表明，在高密度的磁场扩散的一个实质性的水平，以形成旋转支撑的磁盘。此外，在引力坍缩期间，新形成的吸积盘会被从母核拖来的磁场穿过。这些圆盘预计以亚开普勒速度旋转，因为它们部分受到磁张力的支撑，对抗中心恒星的引力。我们讨论了如何子开普勒旋转使得它难以弹出磁盘风和加速行星迁移的过程。此外，磁场通过两种相反的效应修改了引力不稳定性的Toomre判据：磁张力和压力增加了盘的局部稳定性，但亚开普勒旋转使盘更不稳定。一般来说，磁化盘比它们的磁盘更稳定;因此，它们可以更大，更不容易因引力不稳定而形成巨行星。
2014-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamical modeling of star-disk formation: from isolated spherical collapse towards incorporation of external dynamics
本文综述星盘形成的磁流体动力学建模，梳理先进球对称坍缩模型、外部物质落入模型及从巨分子云到星盘的多尺度模拟，并展望多尺度多物理耦合研究的挑战。
2024-06-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of star cluster formation by cold collapse
次维里引力坍缩是星团形成的一种机制。在这里，我们调查是否可以推断出这种机制从年轻的集群的观察。为了解决这个问题，我们已经计算了SPH模拟的初始形成和演化的一个动态的年轻星团通过冷（亚维里）崩溃，开始与一个椭圆形的，有毒的种子分布的气体，并形成汇粒子代表（原）恒星。虽然云的初始密度分布没有大的初始质量浓度，由于全球形态的引力聚焦导致团簇形成。我们使用由此产生的结构，以提取可观察到的形态和运动学签名的情况下，亚维里崩溃。我们发现，签名的初始条件可以迅速删除的气体和恒星的崩溃，这表明运动学观测需要在早期的团簇形成和/或在更大的尺度，远离不断增长的集群核心。我们的研究结果强调，一个动态年轻的系统本质上是在短时间尺度上发展的，因此使用当前时代的条件来研究恒星形成率等方面是非常误导的。我们的模拟作为一个起点，进一步研究的崩溃，包括其他因素，如磁场和恒星反馈。
2015-11-13 astro-ph.SR
Turbulent Magnetic Field Amplification from Spiral SASI Modes: Implications for Core-Collapse Supernovae and Proto-Neutron Star Magnetization
我们扩展了我们的调查磁场演化的三维流驱动的静止吸积激波不稳定性（SASI）与一套更高分辨率的理想化模型后反弹的核心崩溃超新星环境。我们的磁流体动力学模拟在初始磁场强度、旋转速率和网格分辨率方面有所不同。激波内部剧烈的SASI驱动的湍流以指数方式放大了磁场;但是，尽管放大的磁场降低了小尺度流动的动能，但它们似乎并不影响全球激波动力学。磁能量的增长率和最终大小对网格分辨率非常敏感，并且两者都被模拟低估了。然而，我们的模拟表明，超过$10^{14}$ G的中子星磁场可能是由SASI，\emph{even for non-rotating progenitors}驱动的动力学造成的。
2012-03-14 astro-ph.SR
Termination of the MRI via parasitic instabilities in core-collapse supernovae: influence of numerical methods
我们研究的影响，数值方法和网格分辨率终止的磁旋转不稳定性（MRI）的寄生不稳定性的三维剪切盘模拟再现典型的条件下发现的核心塌陷超新星。在这种情况下，MRI是否能够放大弱磁场，除了其他因素外，还取决于其生长终止的幅度。我们的研究的定性结果不依赖于数值方案。在我们所有的模型中，MRI终止是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的，与理论预测一致。然而，在数量上存在差异，但如果使用高阶重建方法，即使在相对较低的网格分辨率下也可以实现数值收敛。
2016-05-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Effects on Black Hole Formation in Failed Core-Collapse Supernovae
我们研究了几个方面的黑洞形成失败的核心坍缩超新星使用一维广义相对论流体动力学模拟。我们使用开源代码GR 1D，并将其纳入核子-核子韧致辐射，这是一个重要的中微子对产生通道。我们专注于如何各种热效应可以影响反弹后超新星演化朝向黑洞的形成。通过模拟有核子-核子韧致辐射和无核子-核子韧致辐射的情况，我们研究了质子中子星中黑洞形成对热支持的敏感性。我们还调查延迟黑洞的形成，人工驾驶爆炸在极端的模型中，质子中子星最初热支持以上的最大重子冷中子星质量，但随后崩溃后，中微子冷却去除足够的热支持黑洞。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-Induced Collapse of Dark Matter Admixed White Dwarfs -- I: Formation of Low-mass Neutron Stars
最近观测到的质量为$\sim 1.1 ~M_{\odot}$的超新星对传统的中子星的核塌缩超新星形成路径提出了挑战。利用球对称流体动力学模拟，我们跟踪了电子俘获引发的大质量白矮星（WD）核的坍缩，直到形成原NS（PNS）。对于具有相同中心密度的初始WD模型，我们研究了静态的、致密的暗物质（DM）混合核对PNS的坍缩和反弹动力学以及质量的影响，DM质量为$\sim 0.01 ~M_{\odot}$。我们发现，增加混合DM质量通常会导致较慢的崩溃和较小的PNS质量，下降到约1.0 $M_{\odot}$。我们的研究结果表明，暗物质混合白矮星的吸积引起的坍缩可以产生低质量的中子星，如观察到的低质量脉冲星J 0453 +1559，这是不能得到的常规NS形成路径的CCSN。
2019-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Stagger-grid: A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models - II. Horizontal and Temporal Averaging and Spectral Line Formation
我们研究的平均方法与不同的参考深度尺度的三维流体动力学模型大气计算的交错代码的影响。时间和空间平均（以下简称为<3D>）模式进行了探索，在当地的热力学平衡（LTE）谱线形成的光通过比较光谱计算使用全三维大气结构与那些从<3D>平均。我们探讨的方法，计算平均<3D>分层的交错网格时间相关的三维辐射流体动力学大气模式，考虑四个不同的参考深度尺度（几何深度，柱质量密度，和两个光学深度尺度）。此外，我们调查的影响，替代平均值（对数或强制流体静力平衡，通量加权温度）。对于线的形成，我们计算在LTE中Fe i和Fe ii线的生长曲线。四<3D>个参考深度尺度的分层结果可能有很大不同。我们通常发现，在高层大气中，在超绝热区域的光学表面，温度和密度的波动是最高的，差异变得相当大，并增加较高的Teff，较低的logg，和较低的[Fe/H]。谱线形成的差分比较显示出取决于应用哪种模型的显著差异<3D>。恒定柱质量密度层上的平均值产生<3D>LTE线形成的最佳平均表示，而恒定几何高度层上的平均值是最不合适的。出乎意料的是，在恒定光学深度的层上通常优选的平均值倾向于增加反向造粒对更高有效温度的干扰，特别是在低金属度下。
2013-10-14 astro-ph.SR
Protostar Formation in Supersonic Flows: Growth and Collapse of Spherical Cores
我们提出了一个统一的模型，分子核心的形成和演变，基于收敛，超音速流的数值模拟。我们的模型适用于大尺度湍流主导的GMC中的恒星形成，包括四个主要阶段：核心建设，核心崩溃，信封下降，和后期吸积。在构造阶段，核心由密集的激波后气体形成，随着时间的推移，随着质量的增长，核心变得越来越集中分层。当定义核心边界的激波半径超过$R\approx 4 a (4πG ρ_{mean})^{-1/2}$（其中$a$是等温声速）时，坍缩波从边缘传播到中心。在建筑和坍塌阶段，密度分布可以用Bonnor-Ebert分布拟合，温度为真实值的1.2 - 2.9倍。正如先前发现的初始静态平衡，由外向内的崩溃导致拉尔森-潘斯顿密度分布$ρ\approx 8.86 a^2/(4 πG r^2)$。第三阶段，由引力稀疏的内-外波组成，导致$ρ\propto r^{-3/2}$，$v\propto r^{-1/2}$，也类似于舒最初描述的初始静态球体。我们发现，崩溃和陷落阶段具有可比的持续时间，$\sim t_{ff}$，与观测到的星前和原恒星（0/I类）核心的估计一致。核心构建需要更长的时间，但直到崩溃前不久才产生高对比度的对象。随着来流马赫数的增加，达到堆芯坍塌的时间和坍塌时的堆芯质量减小。在所有情况下，早期的吸积速率都是$\gg a^3/G$，但会急剧下降;最终的系统质量取决于后期吸积的持续时间，这是由云中的大尺度…
2009-04-22 astro-ph.SR
Studies of Stellar Collapse and Black Hole Formation with the Open-Source Code GR1D
我们讨论的结果，从失败的核心坍缩超新星的代码GR 1D，一个新的开源欧拉球对称广义相对论流体动力学代码进行的黑洞形成的模拟。GR 1D包括近似方式的旋转（1.5D），带有多个有限温度核状态方程（EOS），并通过3味泄漏方案和加热处方处理后核心反弹阶段的中微子。我们选择了Lattimer & Swesty（1990）状态方程的最佳K_0=220 MeV变量，并使用Limongi & Chieffi（2006）的祖先模型进行了坍缩计算。我们证明了在普通大质量恒星（8 M_Sun ~< M_ZAMS ~< 100 M_Sun）的坍缩中没有直接（或“不直接”）的黑洞形成，并给出了包括自转在内的黑洞形成模拟的第一个结果.
2010-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Protostellar collapse of magneto-turbulent cloud cores: shape during collapse and outflow formation
我们通过数值模拟研究了分子云核的原恒星坍缩，考虑了湍流和磁场。通过使用自适应网格加密技术，崩溃遵循了一个很宽的动态范围内从一个湍流云核的规模的第一个核心。低密度区的云核由于湍流的作用而呈现明亮的亮度，而在高密度区的云核由于坍缩而呈现平滑的密度分布。稠密区域的形状主要取决于云核的质量;质量大的云核往往是扁长的，而质量小的云核往往是扁圆的。在这两种情况下，各向异性的致密区域的等温崩溃过程中增加。密集区的短轴总是平行于局部磁场。所有的模型最终产生球形的第一核心主要由热压力支持。大多数湍流云核在第一核周围有原恒星外流。根据相关磁场的形态，这些流出被分为两种类型，双极流和螺旋流。两极流经常出现在质量较小的云核中。对于双极流，第一芯的旋转轴平行于局部磁场取向，而旋转轴相对于全局磁场的取向取决于磁场强度。在螺旋流中，旋转轴不与局部磁场对准。
2010-11-20 astro-ph.SR
A Uniform Spherical Goat (Problem): Explicit Solution for Homologous Collapse's Radial Evolution in Time
均匀密度球在自身引力作用下的同系坍缩是从恒星到星系等天体形成动力学的著名模型。同样众所周知的是，由于微分方程解的超越性质，半径随时间的演化不能明确获得。相反，半径和时间都是根据展开角$θ$参数化地编写的。在这里，我们提出了一个明确的积分解半径作为时间的函数，利用复分析的方法，最近应用到几何相似的“几何山羊问题”。我们的解决方案可以使用快速傅立叶变换进行有效评估，并允许在时间上进行任意采样，使用简单的Python实现$\sim$ $100\times$比使用数值求根实现任意采样更快。我们的显式解决方案是有利的，相对于通常的方法，首先生成一个均匀的网格在$θ$，因为后者的结果在一个非均匀的径向或时间采样，不太有用的应用程序，如生成的子网格物理模型。
2021-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Non-Ideal Magnetohydrodynamic Effects and Early Formation of Circumstellar Disks
磁场对角动量的输运是恒星和盘形成和演化的重要物理过程。由于恒星形成云的电离度极低，非理想磁流体动力学（MHD）效应如双极扩散和欧姆耗散在原恒星坍缩过程中发挥着重要作用。这些效应在恒星形成的早期阶段具有重要影响，因为它们重新分配磁通量并抑制磁场的角动量传输。我们进行三维嵌套网格辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，包括欧姆耗散和双极扩散。如果没有这些效应，磁场会有效地传输角动量，以至于即使在第二次塌陷之后也不会形成旋转支撑的盘。欧姆耗散仅在第一核心内的相对高密度区域中起作用，并且抑制角动量传输，使得能够在第二塌陷之后形成非常小的旋转支撑盘。在欧姆耗散和双极扩散的情况下，这些效应在第一芯内的几乎整个区域中有效地起作用，并且发生显著的磁通量损失。因此，在原恒星核心形成之前，就已经形成了一个旋转支撑的圆盘。盘的大小仍然很小，在第一个核心阶段结束时约为5 AU，但随着气体吸积的继续，这个盘将在以后增长。因此，非理想MHD效应可以解决所谓的磁制动灾难，同时保持磁盘的大小在早期阶段，这是暗示从最近的干涉观测。
2015-01-16 astro-ph.SR
The Earliest Stages of Star and Planet Formation: Core Collapse, and the Formation of Disks and Outflows
在这篇综述中，我们重点介绍了早期盘和外流形成的观测和理论，以及它们与行星形成第一阶段的联系。大型旋转支撑的拱星盘，虽然常见于更演化的年轻恒星周围，但在最早的“0级”阶段很少被发现;然而，最近在低质量和高质量的原恒星周围发现了一些优秀的候选者。在这个早期阶段，普遍观察到显著的外流;预计它们至少与小的磁化盘有关。磁盘的形成-曾经被认为是一个简单的结果，角动量守恒的流体动力学核心崩溃-是更加微妙的磁化气体。在这种情况下，旋转可以被强磁性制动。事实上，无论是分析参数和数值模拟表明，磁盘的形成被抑制在严格的理想磁流体动力学（MHD）的限制所观察到的核心磁化水平。我们回顾什么是已知的这种“磁制动灾难”，可能的方法来解决它，以及目前的状态，早期磁盘的意见。外流也与磁盘的形成密切相关;它们是磁场和旋转的自然产物，是恒星形成的重要标志。我们回顾了PPV以来早期外流产生的新进展。早期盘和外流的性质是行星形成的早期阶段的一个关键组成部分，我们回顾这些主要的联系。
2014-01-10 astro-ph.SR
Notes about collapse in magnetohydrodynamics
本文讨论了不可压缩流体在理想磁流体力学中，在有限时间内磁场奇异性形成的可能过程--磁塌缩问题。从各种天体物理学应用的角度来看，这个过程是非常重要的，特别是作为太阳对流区磁丝形成的机制。崩溃的可能性与连续分布的磁场线的可压缩性有关。帕克在1963年首次考虑了一个著名的例子，即在给定速度场的运动发电机近似中形成磁丝，这个例子表明磁场的增加在时间上是指数的。在感应方程的运动学近似的情况下，磁丝的形成示出发生在具有双曲线速度分布的区域。
2022-02-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Low-Metallicity Star Formation : Prestellar Collapse and Protostellar Accretion in the Spherical Symmetry
通过流体力学计算，结合详细的化学和辐射过程，研究了不同金属丰度的致密核的坍缩。为此，我们构建了一个简单的化学网络与15个化学物种之间的非平衡反应，它再现了丰富的重要分子冷却剂的更详细的网络非常好。这种演化一直持续到中心形成一个流体静力原恒星。在金属丰度较低的气体云中，由于冷却效率较低，坍缩过程中的温度仍然很高。利用中心的温度演化作为密度的函数，我们讨论了在尘埃冷却阶段碎裂的可能性。假设云核在这一阶段开始时有适度的伸长，则碎裂的临界金属丰度为10^{-5}Z_sun。从密度和速度分布在原恒星形成的时候，我们评估在随后的吸积阶段的质量吸积率。利用这些吸积率，我们还计算了在吸积流稳定的假设下原恒星的演化。最后，我们讨论了可能的抑制碎片加热的环境气体的原恒星辐射，这被认为是重要的当代恒星形成。我们认为对于<10^{-2}Zsun，它是可以忽略的。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries
Kyoto University（京都大学）；Henan Academy of Sciences（河南省科学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究行星状星云内氧氖镁白矮星双星通过吸积致坍缩和核心合并致坍缩形成中子星的两种新通道，并预测了中子星-白矮星双星系统的存在。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the formation of neutron stars via accretion-induced collapse in binaries
我们研究了相互作用双星中氧氖白矮星的坍缩导致中子星形成的演化途径。我们考虑了（1）非动力学质量转移，其中一个ONe WD接近于导致吸积诱导坍缩（AIC）的Ekrasekhar质量;（2）动力学时标合并诱导坍缩（MIC），其中一个ONe WD和另一个WD之间。我们提出了两种不同的治疗常见的信封演变率，延迟时间和祖属性。我们发现，AIC中子星是通过许多不同的通道形成的，最主要的通道取决于所采用的共同包络物理。大多数AIC和MIC中子星在恒星形成后不久就诞生了，尽管有些中子星的延迟时间超过10 Gyr。延迟时间最短的（2500 - 5000万年）AIC中子星有剥离的包层，紧凑，氦燃烧的恒星捐助者，虽然许多提示AIC中子星通过风吸积从渐近巨星分支星形成。延迟时间最长的AIC中子星是球状星团中年轻的毫秒双星，在NS形成时有一颗红巨星或主序星施主，最终将演化为NS +氦WD双星。我们讨论了AIC和MIC双星作为LISA潜在的引力波源。通过AIC产生的中子星经历LMXB阶段，为LISA可以识别的最短轨道周期源提供电磁对应物。双星中相互作用的WDs形成中子星可能是球状星团中LIGO/Virgo引力波源（NS-NS和BH-NS合并）产生的关键机制。
2019-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
