Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars
我们进行了辐射流体动力学模拟的超爱丁顿制度，包括他们的辐射反馈和原恒星流出的大质量恒星的形成。计算从星前的尘埃气体核心开始，一直持续到恒星停止生长。吸积结束时，核心的残余物被弹出，主要是由在极地方向的直接恒星辐射的力量和其他地方的再辐射的热红外辐射。吸积持续多久取决于是否存在原恒星外流。我们将质量流出率设置为恒星汇粒子吸积率的1%。流出物打开一个双极腔，延伸到核心的外边缘，通过该腔，热辐射很容易逃逸。辐射通量向极地方向汇集，而核心的坍缩则在赤道附近进行。外流因此扩大了“闪光效应”，或各向异性辐射场，在以前的研究中发现，从几百AU规模的拱星盘到0.1秒差距规模的核心。核心的闪光效应允许核心气体在圆盘上累积更长时间，就像圆盘的闪光效应允许圆盘气体在恒星上累积更长时间一样。因此，尽管原恒星外流带走了核心两极附近的物质，导致恒星在最初的几个自由落体时间内生长较慢，但在我们的计算中，它们也使吸积持续更长时间。外流最终导致质量稍高的恒星。
2014-12-19 astro-ph.SR
The influence of radiative core growth on coronal X-ray emission from pre-main sequence stars
质量为$\gtrsim0.35\,{\rm M}_\odot$的前主序星在引力收缩过程中从内部完全对流的恒星转变为具有辐射核和外部对流包层的恒星。这种恒星结构的变化会影响外部磁场的拓扑结构，正如我们在这里所证明的那样，会影响日冕X射线发射作为太阳速跃层的恒星模拟发展。我们结合了档案X射线，光谱和光度数据的$\sim$ 1000 PMS恒星从五个最好的研究恒星形成区域; ONC，NGC 2264，IC 348，NGC 2362和NGC 6530。使用一个现代的，PMS校准，光谱类型有效的温度和内在的颜色尺度，我们deredden测光使用适合于每种光谱类型的颜色，并确定恒星的质量，年龄和内部结构一致的整个样本。我们发现，PMS星的Henyey轨道上，平均而言，较低的分数X射线光度（$L_{\rm X}/L_\ast$）比Hayashi轨道，这种效果是由$L_{\rm X}$的变化。对于质量较高的PMS星，X射线发射随年龄衰减得更快。Hayashi轨道星的$L_\ast$和$L_{\rm X}$之间有很强的相关性，而Henyey轨道星的相关性不明显。$L_{\rm X}$和辐射核质量或半径之间没有相关性。然而，恒星在辐射核中停留的时间越长，它们发出的X射线就越少。年轻的早K型PMS星到晚G型PMS星的日冕X射线辐射的衰减与主序星A型星的X射线探测的缺乏是一致的。
2016-01-28 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport via Internal Gravity Waves in Evolving Stars
最近的星震学进展使得可以直接测量许多亚巨星和红巨星的内部自转速率。与几乎刚性旋转的太阳不同，这些演化的恒星包含辐射核心，其旋转速度比其上覆的对流包层快，但比没有内部角动量传输的情况下慢。我们研究内部重力波在演化中的低质量恒星角动量输运中的作用。与前人的研究结果一致，我们发现对流激发的重力波可以阻止类太阳恒星辐射核中强微分自转的发展。然而，当恒星演化成次巨星时，低频重力波会变得强烈衰减，无法在氢燃烧的壳层以下传播，使得核心的旋转与对流层分离。这种退耦发生在次巨星分支的底部，此时恒星的表面温度大约为5500 K。然而，重力波仍然可以向下旋转的上部辐射区，这意味着所观察到的差异旋转可能局限于深核附近的氢燃烧壳。上辐射区的扭矩也可能阻止核心吸积高角动量物质，并减缓核心自旋的速率。观测到的红巨星分支上的核自旋下降不能完全归因于重力波，但重力波可能会增强辐射区域内的剪切，从而增加粘性/磁力矩的功效。
2014-09-24 astro-ph.SR
The role of radiative torques in the molecular cloud core L43
University of Kiel, Institute of Theoretical Physics and Astrophysics（基尔大学理论物理与天体物理研究所）
研究通过分析分子云核心L43的极化数据，发现辐射扭矩是尘埃对齐的主要机制，极化程度与温度及局部辐射场强度相关。
2026-02-18 astro-ph.SR
Magnetic field generation in PMS stars with and without radiative core
最近对前主序星磁场的观测表明，磁场拓扑结构随年龄而变化。速跃层的存在可能是发展具有更高多极模式的磁场的重要因素。在这项工作中，我们进行了MHD模拟使用EULAG-MHD代码来研究磁场的产生和演化的模型，模拟恒星在两个演化阶段。两个恒星相的分层计算拟合恒星结构的配置文件获得的ATON恒星演化代码。第一阶段是在$1.1 \mathrm{Myr}$，当恒星完全对流。第二阶段是在$14 \mathrm{Myrs}$，此时恒星部分对流，辐射核心发展到恒星半径的$30\%$。在这篇论文中，我们提出了一个初步的分析所产生的平均流量和磁场。平均流分析表明，恒星旋转几乎刚性的完全对流相，而在部分对流相有差异的旋转等旋转的圆锥轮廓。至于平均磁场，两个模拟都显示了场演化的相似性。然而，磁场的拓扑结构不同。
2017-11-06 astro-ph.SR
Influence of X-ray radiation on the hot star wind ionization state and on the radiative force
炽热的恒星会发出大量的X射线，这些射线被认为是来自超音速的恒星风。部分发射的X射线随后被风吸收并影响其电离状态。因为热的星风是以辐射驱动的，修正的电离平衡会影响辐射力。本文综述了X射线对辐射平衡和辐射力影响的模型研究进展。我们特别关注在风冲击中产生X射线的单星和具有大质量组件的双星，它们属于X射线中最明亮的物体。
2016-02-09 astro-ph.SR
Simulations of star formation in Ophiuchus, II: Multiplicity
Lomax等人已经构建了一个由60个星前核组成的集合体，这些核的质量、大小、投影形状、温度和非热径向速度分布在统计上与蛇夫座的核相匹配;并使用SPH模拟了这些核的演化。每一个核心都演化过一次，没有来自恒星的辐射反馈，一次有持续的辐射反馈，一次有偶发的辐射反馈。在这里，我们分析这些模拟的多重性统计。在有幕式辐射反馈的情况下，多重数频率比野外高约60%，多重数频率和平均半长轴都随初始质量的增加而增加，三分之一的多重系统是两个以上分量的分级系统;（iv）在这些分级系统中，内部配对通常具有几个Au的分离和集中于1的质量比，而外部配对具有100 Au量级的间隔和更平坦的质量比分布。二进制统计数据与年轻的嵌入式人口的观测是兼容的，并且-如果更广泛的轨道被破坏优先由外部扰动-与成熟的外地人口的观测。在没有辐射反馈的情况下，结果与有情景反馈的模拟结果相似。在持续的辐射反馈下，褐矮星的产生量不足，多重系统的数量太少，多重系统的统计特性与观测结果不一致。这表明蛇夫座的恒星形成可能只是全球恒星形成的代表，如果吸积到原恒星上，因此辐射反馈，是偶发的。
2014-11-28 astro-ph.SR
Protostellar collapse: radiative and magnetic feedbacks on small scale fragmentation
辐射转移和磁场对星前致密核的坍缩和碎裂都有很强的影响，但在这样的尺度上还没有一致的计算。我们提出了原始AMR计算，包括磁场（在理想的MHD极限）和辐射转移，在通量限制扩散近似下，1太阳质量的致密核心的崩溃。我们比较的结果与正压EOS进行计算。研究表明，辐射转移通过冷却或加热气体对坍缩和碎裂产生重要影响，并与磁场相互补充。更大的磁场产生更强的磁制动，增加吸积率，从而增加辐射反馈的效果。即使是在磁场主导坍缩动力学的强磁化核中，辐射转移对于确定温度和光学深度分布也是至关重要的，这是两种可能的观测诊断。正压EOS不能解释实际的碎裂。数值方案的扩散，但是，被发现强烈影响输出的崩溃，最终导致虚假的碎片。在恒星形成的数值计算中，必须同时考虑辐射转移和磁场，以获得真实的坍缩构型和可观测的特征。然而，数值分辨率和求解器的鲁棒性是获得可靠结果的首要因素。当使用一个精确的求解器，碎片被发现总是保持抑制的磁场，至少在理想的MHD限制，即使辐射转移包括在内。
2009-12-17 astro-ph.SR
Enhanced Rotational Mixing in the Radiative Zones of Massive Stars
大质量恒星旋转时，其核心的对流会变得各向异性。这种各向异性导致的热梯度和热通量的错位，这反过来又导致斜压性和环流在上层辐射区。我们表明，这会导致一个更强的对流在辐射区比以前认为的。这驱动了显著增强的混合，尽管这种混合不一定到达表面。额外的混合采取了类似的形式对流过冲，是相对不敏感的旋转速率以上的阈值，并可能有助于解释从观测推断的大的过冲距离。这对这些恒星的演化有着重要的影响，因为它们增强了核心-包层混合。
2018-10-24 astro-ph.SR
Magnetic Webs in Stellar Radiative Zones
该研究提出恒星辐射区中的“磁网”稳定构型通过耦合质量壳层传递角动量，解释红巨星及大质量恒星核心慢自转现象，与星震观测一致。
2025-09-25 astro-ph.SR
3D Radiative MHD Simulations of Starspots II: Large-scale Structure
本文使用MURaM代码计算了冷主序星上带显著半影的恒星黑子三维辐射磁流体动力学近表面模型，改进了板状几何模型，揭示本影、半影与宁静恒星在强度、温度、热力学和速度结构上的显著差异，为模拟恒星黑子对星光变曲线的贡献奠定重要基础。
2024-12-22 astro-ph.SR
Radiative Transfer in Star Formation: Testing FLD and Hybrid Methods
比较了在恒星形成流体动力学计算中常用的两种辐射转移算法：灰通量限制扩散算法和混合算法，并与Monte-Carlo辐射转移程序MOCASSIN的计算结果进行了比较。在盘状密度结构的混合计划执行显着优于FLD方法在光学薄的区域，在光学厚的区域具有可比的结果。在形成高质量恒星的情况下，我们发现FLD方法大大低估了辐射压力的约100倍。
2012-08-30 astro-ph.SR
Impact of radiative accelerations on the stellar characterization of FGK-type stars using spectroscopic and seismic constraints
本研究评估辐射加速度对FGK型恒星建模及表面丰度预测的影响，在MESA中实现高效的单值参数（SVP）方法，发现其对基本性质推断影响小，但对准确表征恒星化学成分至关重要。
2025-02-12 astro-ph.SR
The shape of convective core overshooting from gravity-mode period spacings
具有对流核心的恒星的演化高度依赖于近核心混合过程的效率和程度，这有效地增加了核心质量和主序星寿命。我们调查在何种程度上的重力模式周期间隔在缓慢脉动的B型恒星观测开普勒任务可以用来约束对流核心过冲和辐射信封中的额外混合的形状和程度。我们计算网格的一维恒星结构和演化模型的两种不同形状的对流核心过冲和三种形状的辐射包络混合。在这些网格中的模型进行比较，一组基准模型，以评估其模仿的偶极双极g-模式的基准模型的能力。通过我们的模型比较，我们发现，在中心的氢含量为Xc = 0.5，偶极双折射g-模式的周期范围为0.8-3 d是能够区分阶跃和指数扩散过冲。这种能力在Xc = 0.1时消失。此外，g模式的行为相同的三种不同形状的辐射包络混合考虑。然而，一个恒定的信封混合需要对流核心附近的扩散系数比内部重力波的化学混合高5倍，以获得约0.5德克斯的表面氮过剩的主要序列的寿命。在开普勒任务的估计频率误差内，g模式区分阶跃和指数扩散过冲的能力取决于进化阶段。结合平均周期间隔和观测到的表面丰度（特别是氮）的信息，可以用来限制大质量恒星辐射包络中混合的形状。
2018-02-06 astro-ph.SR
Simulations of Accretion onto Magnetized Stars: Results of 3D MHD Simulations and 3D Radiative Transfer
我们讨论的结果建模的年轻磁化恒星，物质流的计算使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）的“立方体球”的代码，和光谱计算使用三维蒙特卡罗辐射转移代码“TORUS”。模拟的两个例子：（1）吸积到恒星在稳定和不稳定的制度，和（2）吸积到一个年轻的恒星V2129 Oph，模拟与现实的参数。
2014-01-20 astro-ph.SR
Mode coupling coefficients between the convective core and radiative envelope of $γ\,$Doradus and slowly pulsating B stars
本研究通过星震学方法计算了 $\gamma$ 型剑鱼座和缓慢脉动 B 型星对流核与辐射包层间的模式耦合系数，发现快速自转的年轻 $\gamma$ 型剑鱼座星最适合产生该耦合现象。
2023-08-01 astro-ph.SR
Modeling surface magnetic fields in stars with radiative envelopes
具有辐射包层的恒星，特别是上部主序星化学奇特（Ap）恒星，是太阳系外首批检测到表面磁场的天体之一。目前，磁性Ap星仍然是唯一一类可以对单个谱线的线偏振和圆偏振进行高分辨率测量的恒星。因此，这些恒星提供了独特的机会来研究恒星大气中的偏振辐射转移物理学，详细分析恒星磁场拓扑结构及其与星点的关系，并测试不同的恒星磁场测绘方法。在这里，我提出了一个概述不同的方法来模拟表面磁场的磁性A型和B型恒星。特别是，我总结了正在进行的努力，解释高分辨率的全斯托克斯矢量谱的这些恒星使用磁多普勒成像。这些研究揭示了一个意想不到的复杂性的磁场的几何形状在一些Ap星。
2013-10-09 astro-ph.SR
Three-dimensional non-LTE radiative transfer computation of the Ca 8542 infrared line from a radiation-MHD simulation
在广泛使用的\CaIIIR红外线中，太阳色球层图像的解释受到其复杂、三维和非LTE形成的阻碍。需要进行正向建模以帮助理解。我们使用一个三维非LTE辐射转移代码计算合成\CaIIIR图像从辐射MHD模拟太阳大气从对流区到日冕。我们比较模拟与CRISP过滤器在瑞典1-m太阳望远镜获得的意见。我们发现，模拟再现暗补丁在蓝色线翼多普勒频移，增亮线核心所造成的向上传播的冲击和薄的黑暗拉长的结构线核心，形成向上和向下的气体运动之间的接口在色球。合成的线芯比观测到的线芯窄，这表明太阳既表现出更强的大尺度动力学，也表现出模拟中无法解决的小尺度运动，这可能是由于缺乏空间分辨率。
2009-03-04 astro-ph.SR
Observational indicators of the transition from fully convective stars to stars with radiative cores
我们提出了一个讨论的过渡到（在打开）和远离（在关闭）的主序列，后者被称为赫兹波间隙之间的相似性和关键区别。使用一组模型等时线，并采用初始质量函数，使我们能够预测缺乏G型恒星的任何恒星形成区。这是由（相对）恒定的光谱类型引起的，在这种光谱类型下，从完全对流的恒星开始过渡到具有辐射核心的恒星。我们还提出了在ONC的这种过渡的细节分析。特别是，我们表明，在光度和光谱型分布的差距集中，和分数X射线光度和旋转速率分布的变化发生在大约，在辐射核心大小作为质量的函数的峰值的位置。虽然这种转变的光度签名丢失的年龄超过20万年，我们表明，在分数X射线光度和磁场配置的变化持续到老年人。对文献数据的分析表明，观测到分数X射线光度变化的质量随着年龄的增长而降低。
2010-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the radiative impact of stellar core formation on the circumstellar disc
我们目前的结果，从第一个三维辐射流体动力学计算遵循崩溃的分子云核心超越恒星核心的形成。我们发现恒星核心的形成所释放的能量，在光学厚度的第一流体静力学核心，是可比的盘状的第一个核心的结合能。这加热了盘的内部区域，驱动冲击波穿过盘，大大降低了恒星核心的吸积率，并发射了一个垂直于旋转轴的临时双极外流，其传播超过50 AU进入下降的包层。这种爆发可能有助于年轻的原恒星发射常规的磁喷流。此外，如果这些事件是周期性的，它们可能提供了一种机制，即由长时间相对静止的吸积分离的强烈的吸积爆发，可以潜在地解决原恒星的光度问题和年轻星团中恒星的表观年龄分布。这样的爆发也可能为陨石中发现的球粒提供了一种形成机制，流出物将它们在星周盘中运送到很远的地方。
2010-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. I. Stars with a Radiative Core
磁场被假设为膨胀低质量恒星的半径--定义为小于0.8 $M_\odot$ --在分离的食双星（DEB）。我们调查这个假设，使用最近推出的磁性达特茅斯恒星演化代码。特别是，我们专注于恒星被认为有一个辐射的核心和对流的外壳，详细研究三个单独的DEBs：紫外线PSC，YY宝石，和CU数控。结果表明，稳定的热对流的磁场是一个合理的解释所观察到的模型半径的差异。然而，模型所需的表面磁场强度明显强于从观测到的日冕X射线发射估计。模型预测的表面磁场强度和从X射线观测推断的磁场强度之间的一致性可以通过假设磁场的能量来源于对流来发现。这种方法使得对流传热效率较低，类似于其他研究中使用的减少对流混合长度的方法。预测的金属丰度和磁场强度的上述系统的报告。我们还开发了一个将对流混合长度的减少与以均分值为单位的磁场强度相关的表达式。我们的结果与以前的调查，将磁场解释低质量DEB半径膨胀。最后，我们探讨了如何影响磁场可能会影响质量测定使用asteroseismic数据和暗示的磁场对系外行星的研究。
2013-11-17 astro-ph.SR
Rotating Convective Core Excites Non-Radial Pulsations to Cause Rotational Modulations in Early-Type Stars
讨论了早型主序星旋转对流核中弱不稳定振荡对流模共振耦合激发的低频g模。我们的非绝热脉动分析，包括科里奥利力的影响，$2\,M_\odot$主序列模型表明，如果对流核心旋转略快于周围的辐射层，g模式的辐射包络激发的共振耦合。在惯性系中的激发g模式的频率接近于$|mΩ_{\rm c}|$，其中$m$和$Ω_{\rm c}$分别是g模式的方位阶和对流核心的旋转频率。这些g模式的频率是一致的光度旋转调制和谐波中观察到的许多早期型主序星。
2020-07-29 astro-ph.SR
Post-common envelope binary stars: Radiative Levitation and Blue Large- Amplitude Pulsators
在最近发现一类新的脉动星--蓝色大振幅变星（BLAPs）之后，对太阳质量为0.3和0.46的后共包络（CE）抛射星的演化模型进行了脉动稳定性分析。这些模型随后分别演化为低质量的氦白矮星和核心燃烧氦的极端水平分支恒星。我们调查的原子扩散，特别是辐射悬浮，对模型的脉动行为的影响。我们发现，当模型具有与BLAPs相当的有效温度时，包含辐射悬浮允许重金属的充分增强，以产生与BLAPs中观察到的周期类似的不透明度驱动的基模脉动。
2018-11-27 astro-ph.SR
Waves in the radiative zones of rotating, magnetized stars
天文地震学已经达到了一个精确的水平，可以让我们检测到一个深磁场对振荡模式的影响。因此，我们的目标是发展一个渐近理论的短波辐射区的旋转恒星一般磁场拓扑结构（环形和极向）。本文导出了具有低振幅轴对称磁场的均匀旋转恒星的色散关系。采用汉密尔顿射线追踪方法探索该模型的参数空间。研究了不同磁拓扑结构下重力惯性波在磁场作用下的变化特征。
2018-10-12 astro-ph.SR
Impacts of radiative accelerations on solar-like oscillating main-sequence stars
化学元素输运过程是精确恒星建模所需的关键物理过程之一。现在，人们通常考虑重力沉降引起的原子扩散，这对日震研究是必不可少的。另一方面，辐射加速度很少被考虑，对不同的化学元素有不同的作用，并且在一些恒星质量域中可以强烈地抵消重力。在这项研究中，我们的目标是确定辐射加速是否会影响由星震空间任务观测到的类太阳振荡主序星的结构。在CESTAM程序中采用单值参数法计算辐射加速度。我们建立并比较了几个网格的恒星模型，包括重力沉降，但有些和其他没有辐射加速度。我们发现，在太阳金属丰度下，对于质量大于1.1~M $_{\odot}$的恒星，辐射加速度是不可忽略的。对于我们网格中质量更大的恒星，由于它们被包含在模型中而导致的年龄差异可以达到9%。我们估计，根据地震数据的精度，PLATO核心计划恒星的建模需要辐射加速度的百分比在33%到58%之间。我们的结论是，在开普勒，TESS和PLATO任务的背景下，提供（或将提供）高质量的地震数据，辐射加速度可以有显着的效果时，推断太阳类振荡器的属性正确。这对于年龄推断尤其重要。然而，每颗恒星的净效应来自于原子扩散（包括辐射加速）和其他内部传输过程之间的竞争。这将在即将发表的配套文件中进行调查。
2018-06-27 astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Massive Star Formation with Protostellar Outflows
我们报告的结果AMR辐射流体动力学模拟的大质量恒星形成云的崩溃使用ORION代码。这些模拟是第一个包括反馈效应的原恒星外流，以及原恒星辐射加热和辐射压力施加在下落，尘埃气体。我们发现，流出物通过周围的核心疏散减少光学深度的极性腔。这些增强了极向方向上的辐射通量，使得其比中平面中的辐射通量大1.7至15倍。结果，在赤道方向上作用在原恒星盘和下落云气上的辐射加热和向外辐射力大大减小。与不包括外流的模型相比，它同时降低了大质量恒星形成的埃丁顿辐射压垒，并增加了辐射加热的最小阈值表面密度，以抑制碎片化。这两种效应的强度都取决于初始的核表面密度。表面密度较低的核心有较长的自由落体时间，因此当核心坍缩时，在其中形成的大质量恒星会经历更多的开尔文收缩，导致更强大的外流。此外，在表面密度较低的云团中，外流从核心中爆发出来所需的时间与核心自由下落时间的比率较小，因此这些云团在坍缩的早期阶段受到外流的影响。因此，外流效应在低面密度岩心中最强，在高面密度岩心中最弱。我们还发现，在外流腔的方向上的辐射聚焦足以防止形成辐射压力支持的拱星气泡，相比之下，忽略原恒星外流反馈的模型。
2011-08-03 astro-ph.SR
Co-existence of Internal Gravity Waves and Tayler-Spruit Magnetic Fields in the Radiative Core of Low-mass Stars
University of Geneva（日内瓦大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理与分子研究实验室）
研究低质量恒星辐射核心中内部重力波与泰勒-斯普里特磁场的相互作用，分析其对观测到的驻波谱和角动量传输的影响。
2025-11-07 astro-ph.SR
The Effects of Radiative Transfer on Low-Mass Star Formation
形成中的恒星会向其出生环境发出大量的辐射。我们使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云。我们比较的情况下，有和没有辐射转移的恒星质量，吸积率和温度的分布，我们表明，辐射反馈吸积，多重性和质量有深远的影响，通过减少形成的恒星的数量和气体变成恒星的总速率。我们还表明，一旦恒星形成达到稳定状态，原恒星辐射是迄今为止的主要能源模拟，超过粘性耗散和压缩加热至少一个数量级。忽略来自原恒星的辐射反馈的计算大大低估了气体温度和这种效应的强度。虽然来自原恒星的加热主要局限于原恒星的核心，但我们发现它足以抑制磁盘碎片，否则会导致非常低质量的同伴或褐矮星。我们证明了平均原恒星吸积率随着最终恒星质量的增加而增加，因此恒星形成时间只是质量的弱函数。
2009-07-29 astro-ph.SR
The 2D dynamics of radiative zones of low-mass stars
在长期演化的背景下，我们描述了低质量恒星的辐射核心的动力学，以了解在这样的恒星的角动量的内部传输，这导致在太阳的固体旋转从0.7R_sun到0.2R_sun和弱的径向核心包层差异旋转的太阳型恒星。这项研究至少需要一个二维的描述，以捕捉纬度变化的差异旋转。我们建立了一个辐射核的二维数值模型，在其顶部施加一个纬向切变，以便在对流包络中再现圆柱形的差异旋转。本文对辐射-对流界面上测量纬向旋转差异的Rossby数进行了系统的研究。施加的切变产生一个地转流，意味着圆柱形的差异旋转。与稳定层结产生的斜压流相比，我们发现，当Rossby数足够高时，地转流占主导地位。对于低Rossby数，斜压的解决方案占主导地位的准shellular旋转配置文件。从3D模拟的比例定律，我们表明，慢转子预计有一个圆柱形的旋转配置文件。在恒星辐射带中，快旋子在主序星的开始可能有一个扁细胞轮廓。这项研究使我们能够预测不同类型的差分旋转，并强调需要与3D数值模拟协同开发的新一代2D旋转恒星模型。在低质量恒星中，由表面对流区引起的剪切对底层辐射区的动力学有很大的影响。但是，它不能在太阳配置中产生平坦的内部旋转轮廓，这需要在径向和纬向方向上传输角动量的额外过程。
2017-11-23 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
Magnetic fields driven by tidal mixing in radiative stars
恒星磁性在恒星演化理论中占有重要地位。大约有10%的观测到的主序星（MS）和前主序星（PMS）辐射星的表面磁场高于检测极限，这就提出了它们的起源问题。这些恒星拥有稳定分层的外部辐射包层。因此，在恒星结构和演化的标准模型中，它们被假定为静止的。我们专注于快速旋转，辐射星，可能容易潮汐不稳定性，由于轨道伴侣。利用直接数值模拟的方法，研究了稳定层结和潮汐不稳定性之间的相互作用，并评估了其发电能力。我们发现，无论分层的强度如何，都会触发潮汐不稳定性（Brunt-V{<$}是{<$}l{<$}频率）。此外，潮汐不稳定性可以导致稳定分层层中的混合和自感磁场（前提是Brunt-V{<$}is{<$}l{<$}频率不超过模拟中的恒星自旋速率太多）。对恒星的应用表明，由此产生的磁场可以在恒星表面观察到。事实上，我们预计磁场强度高达几个高斯。因此，潮汐驱动发电机应被视为一个（互补）发电机机制，可能在辐射MS和PMS星托管轨道同伴。特别是，潮汐驱动发电机可以解释观测到的潮汐变形和快速旋转的织女星类恒星的磁性。
2018-01-12 astro-ph.SR
Asteroseismology of the dip structure in period-spacings of rapidly rotating gamma Doradus stars caused by the coupling between core and envelope oscillations
$\it Kepler$空间飞行任务最近进行的星震观测揭示了快速旋转的$γ$剑鱼座恒星周期间隔与周期图中的倾角精细结构。在前人研究中通过数值计算成功地再现了磁倾角结构的基础上，本文提出了辐射包层中的重力惯性波与对流核中的纯惯性波相互作用形成磁倾角的物理机制。我们解析地描述了波的解决方案，在辐射包络和对流核心，并将它们匹配在界面上构建一个本征模。通过分析发现，地层倾角结构主要受一个与界面处的Brunt-Väisälä频率成反相关的参数控制，该参数越大，倾角的深度越浅，倾角的宽度越大，倾角的形状可以用洛仑兹函数来近似，倾角的大小可以用洛仑兹函数来表示。下沉中心位置的周期等于或略小于对流核中所涉及的纯惯性模态的周期。根据主序星的演化模型，我们还了解到该参数与对流核边界处的化学成分梯度呈负相关。因此，倾角结构将提供有关对流核心和辐射包络之间边界周围的扩散、对流过冲和旋转混合等物理过程的信息。
2022-06-26 astro-ph.SR
Rotation rate of the solar core as a key constraint to magnetic angular momentum transport in stellar interiors
背景：在模拟恒星内部的角动量传输时，太阳的内部旋转构成了一个基本的约束。除了通过压力模式探测太阳辐射区的更外部区域之外，重力模式的旋转分裂的测量将对太阳核心的旋转提供宝贵的约束。目的：本文研究了太阳核自转速率的测量对恒星辐射带磁角动量输运的约束。结果如下：我们首先表明，模型计算的角动量输运磁不稳定性和最近的处方制动的恒星表面的磁化风可以重现观测的表面速度的恒星在疏散星团。这些太阳模型预测，在太阳辐射区的外部，压力模式探测到一个平坦的旋转剖面，太阳核心的旋转速率增加，其中化学梯度的稳定作用起着关键作用。一个快速旋转的核心的太阳，所建议的重力模式的检测报告，因此发现是兼容的角动量输运的磁不稳定性。此外，我们表明，在强化学梯度区域的磁角动量输运的效率可以独立于未知的太阳旋转历史的太阳核心旋转速率校准。特别是，我们发现，最近修订的泰勒不稳定性的角动量的运输处方可以很容易地从原来的泰勒-Spruit发电机区分，与一个更快的旋转太阳能核心支持原来的处方。
2019-11-14 astro-ph.SR
Post-common-envelope binary stars, radiative levitation, and blue large-amplitude pulsators
在发现蓝色大振幅脉动星（BLAP）之后，我们建立了经历了高质量损失率共包层（CE）抛射的后红巨星分支星的单星演化模型，并分析了脉动稳定性。原子扩散的影响，特别是辐射悬浮，已被检查。两个主要的模型被认为是CE后的恒星0.31和0.46 M $_{\odot}$。这样的恒星很可能会变成低质量的氦白矮星或者核心燃烧氦的极端水平分支恒星。包括辐射悬浮导致不透明度驱动的脉动在这两种类型的后CE对象时，他们的有效温度是可比的BLAPs，具有类似的周期。在这些模拟中的模型，这是不是在热平衡的不稳定区域的程度，是大于静态模型，在协议与以前的理论。通过与观测结果的比较，并做一些简单的演化假设，我们得出结论，0.31 M的$_{\odot}$星是更有可能的BLAPs的候选者。两种情况下的周期变化率都是负的，因此具有正周期变化率的BLAP的起源仍然不确定。
2018-09-11 astro-ph.SR
On the Geometry of the Near-Core Magnetic Field in Massive Stars
本研究通过7倍太阳质量恒星的三维磁流体动力学模拟，发现近核心对流-辐射边界处环向磁场强于极向磁场、旋转剪切层受限浮力频率峰，修正了原有假设，为大质量恒星星震学研究提供了新依据。
2024-12-13 astro-ph.SR
Thermohaline instabilities inside stars: a synthetic study including external turbulence and radiative levitation
通过求解Boussinesq方程，在线性近似下，得到了一个新的恒星热盐混合系数的表达式，其中包括辐射悬浮和外部湍流的影响。众所周知，单个元素的辐射悬浮可以导致它们在特定的恒星层中积累。在某些情况下，它可以对恒星结构产生重要影响。在这里，我们证实，这种积累是温和的温盐对流由于所得的逆$μ$ -梯度。我们推导出的新系数表明，辐射加速度对热盐不稳定性本身的影响很小。然而，在所有计算中必须检查这种影响。我们还证实，大的水平湍流的存在可以减少甚至抑制温盐对流。这些结果是重要的，因为它们涉及到恒星中重元素积累的所有情况。辐射扩散的计算必须重新考虑，包括温盐对流及其后果。这可能是观察到的丰度总是小于纯原子扩散预测的基本原因之一。在任何情况下，这些过程都必须与旋转诱导的混合竞争，但由于它们的相互作用，这种竞争比以前认为的更复杂。
2012-05-07 astro-ph.SR
Asteroseismic Inversions for Internal Sound Speed Profiles of Main-sequence Stars with Radiative Cores
本研究针对12颗1~1.15倍太阳质量的主序类太阳恒星开展声速结构反演，可探测恒星内侧30%半径的等温声速差异，发现部分恒星模型与观测存在偏差，调整核反应速率或核心不透明度仅能部分缩小差异。
2023-12-27 astro-ph.SR
Probing the properties of Be star discs with spectroastrometry and NLTE radiative transfer modelling: beta CMi
虽然经典Be星周围的圆盘已经被证实存在，但它们的起源仍然不确定。为了理解是什么过程导致了这些圆盘的产生，以及角动量是如何在其中传输的，它们的物理性质必须受到限制。这需要将高空间和光谱分辨率数据与详细的辐射转移模型进行比较。我们提出了一个高光谱分辨率，R~80,000，亚毫角秒精度，光谱天体测量研究的拱盘周围的Be星β CMi。数据面临的三维，NLTE辐射转移计算直接约束光盘的属性。此外，我们比较的数据，光盘模型具有两个速度定律;凯佩里安，预测的粘性盘模型，和角动量守恒旋转。它表明，β CMi的观测只能用开普勒旋转再现。该模型和观察到的SED，偏振和光谱签名的β CMi之间的协议确认，被恒星周围的光盘是很好的建模为粘性decretion光盘。
2012-02-21 astro-ph.SR
Low-Degree High-Frequency p and g Modes in the Solar Core
太阳重力（g）模式在太阳内部的辐射部分传播，对太阳核心的物理条件非常敏感。如果它们得到适当探测和定性，它们将是推断辐射内部，特别是地核的结构和动态的最佳工具。虽然g模式的个别旋转分裂尚未计算，但我们必须了解这些模式以及低阶高频p模式对0.1和0.2 Rs之间太阳自转速率反演的影响。在这项工作中，我们遵循Mathur等人（2008）和Garcia等人（2008）开发的方法，将g模式和低度高频p模式添加到人工反演数据集中，以研究它们如何传达有关太阳的信息核心旋转。
2009-02-24 astro-ph.SR
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
Convectively Driven Three Dimensional Turbulence in Massive Star Envelopes: I. A 1D Implementation of Diffusive Radiative Transport
大质量（$M >30\,$ M $_{\odot}$）恒星的光度接近电子散射的爱丁顿极限，导致与铁在$T\approx180,000\,$ K时相关的不透明度增加，从而在其外层包层中触发超音速对流。蒋和合作者使用Athena++计算工具进行的三维辐射流体动力学模拟发现，即使在光学深度$\gg100$，这些对流区域也存在数量级密度和辐射通量波动。我们在这里表明，辐射可以扩散出一个包裹在这些光学厚部分的恒星对流的时间尺度，激励我们使用的“伪”马赫数来表征波动幅度和它们的相关性。在这第一篇论文中，我们得出的影响，这些波动的辐射压力梯度需要进行一个给定的辐射光度。这种实现方式导致了1D和3D辐射压力梯度之间的显着改善，并建立了我们的路径，最终实现这些本质上的3D信封的1D信心。然而，简单地降低辐射压力梯度不足以实现新的1D模型。相反，我们还必须考虑湍流对流的其他两个方面的影响：巨大的压力，以及传输可观的光度的能力，这将在即将到来的工作中解决。在恒星光度接近爱丁顿光度的其他情况下，也会出现这种湍流对流。因此，我们的努力应该适用于其他天体物理的情况下，不透明度峰值出现在附近的爱丁顿有限，辐射压力占主导地位的等离子体。
2020-09-02 astro-ph.SR
Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars
来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。
2020-10-12 astro-ph.SR
Simulating the outer layers of rapidly rotating stars
本文介绍了一组辐射流体动力学（RHD）模拟的结果在一个快速旋转的恒星近表面区域的对流。模拟使用与恒星模型一致的微观物理学，并包括现实对流和辐射转移的影响。我们发现，旋转的整体效果是减少湍流的强度。旋转和辐射冷却的组合创建了一个纬向速度分布，其中表面附近的流体包裹的运动是独立的旋转。它们的运动是由辐射冷却产生的强烈的上下流动控制的。另一方面，深层中的流体包裹体受旋转控制。
2020-05-25 astro-ph.SR
The effects of rotation on wave-induced transport in stars: from weakly to strongly stratified radiative zones
内波在恒星辐射带中的传播可以导致有效的角动量输运，这应该发生在恒星的整个生命周期中。因此，它们在形成这些区域的内部旋转轮廓方面发挥着关键作用，可以通过星震学进行探测。我们提出了一个新的分析研究他们的传播和耗散赤道面附近。我们包括旋转和差异旋转的影响，而不作任何假设，其相对强度相对于背景稳定层结。这个分析框架允许在原则上扫描波引起的角动量传输的效率。计算从主序前开始，在主序期间，与旋转和分层相关的回复力可以具有相同的顺序，到演化的后期阶段，分层倾向于主导旋转。最后讨论了类太阳恒星情况下的第一个应用。
2018-11-07 astro-ph.SR
Radiative diagnostics in the solar photosphere and chromosphere
太阳和恒星表面的磁场通常会影响或改变恒星发出的电磁辐射的偏振状态。太阳/恒星磁场的推断是通过探测、研究和模拟来自目标恒星的偏振光来进行的。在这篇评论中，我们提出了一个概述的技术，用于研究太阳的大气，特别是那些允许推断磁场。我们结合了偏振辐射转移，反演技术的理论的一个小的选择，我们讨论了一些结果从色球反演。
2016-09-28 astro-ph.SR
Effects of stratification on overshooting and waves atop the convective core of $5M_{\odot}$ main-sequence stars
本文通过二维模拟研究5倍太阳质量恒星在不同演化阶段核心上方的氦分层对对流的影响，发现分层抑制过冲混合并减弱内重力波，使演化后期波动功率显著降低。
2024-07-08 astro-ph.SR
Simulating star formation in Ophiuchus
我们已经模拟恒星形成的星前核心，使用SPH和初始条件的观察蛇夫座的核心。由于观测仅限于两个空间维度加上径向速度，我们无法推断特定核心坍缩的初始条件。然而，最低限度的假设（各向同性湍流与幂律谱，压缩和螺线管模式的热混合，临界Bonnor-Ebert密度分布），我们可以生成初始条件，在统计意义上，质量分布相匹配，投影大小和纵横比，热和非热一维速度色散，观察到蛇夫座。蛇夫座的核心与核心碰撞之间的时间足够长，我们可以模拟单个核心的演化是孤立的，因此我们能够解决远低于不透明度限制的质量。我们生成一个100个核心的系综，并在没有来自恒星的辐射反馈的情况下演化它们，然后是连续的辐射反馈，最后是偶发的辐射反馈。在没有反馈的情况下，模拟产生了太多的褐矮星，而在持续反馈的情况下，模拟产生的褐矮星太少了。在有辐射反馈的情况下，原恒星质量函数的峰值（在~ 0.2Msun处）和H-燃烧星与褐矮星的比值与观测结果一致。恒星的质量与它形成的核心质量没有很大的关系。低质量的核心（M ~ 0.1 M_sun）倾向于坍缩成单个物体，而高质量的核心（1 > M_sun）通常分裂成几个质量范围很广的物体。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre-main-sequence variability across the radiative-convective gap
我们使用I波段成像进行1300万年前的集群h Per的变异调查。我们发现很大一部分集群成员是可变的。最重要的是，我们发现，变量成员几乎完全位于对流侧的差距在集群序列之间的完全对流的恒星和那些有辐射的核心。这一结果与一种情况是一致的，即当恒星从完全对流变为包含辐射核时，磁场改变拓扑结构。当恒星处于对流状态时，磁场似乎被大尺度结构所控制，从而导致全球大小的斑点，驱动着观测到的变化。对于那些具有辐射核的恒星，我们观察到由于斑点而明显缺乏变化，这表明切换到由较小尺度结构主导的磁场，导致许多较小的斑点，因此不太明显的变化。这意味着宽场变率调查可能只对完全对流的恒星敏感。一方面，这减少了挑选年轻星群的机会（因为对流星质量较低，因此较暗），但相反，对流序列头部的绝对星等为那些被发现的星群提供了一个直接的年龄测量。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Radiative Compression of Dense Cores in the Pillars of Creation as Revealed by JWST Extinction Mapping
Center for Astrophysics, Guangzhou University（广州大学天体物理中心）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Departamento de Fisica y Astronomia, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔特罗大学精确科学学院物理与天文系）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文系）
利用JWST NIRCam多波段观测，研究创生柱中尘埃消光和密度结构，发现消光分布呈现对数正态分布，高消光区域呈现幂律尾部，表明辐射压缩影响分子云演化。
2026-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
由于分子云的电离率很低，双极扩散被认为是恒星形成的一个完整过程。然而，化学和辐射转移效应，观测的挑战，以及事实上，离子中性漂移速度本质上是非常小的呈现一个明确的双极扩散的检测非常不平凡。在这里，我们研究了离子中性漂移速度在一套化学动力学，非理想磁流体动力学（MHD），二维轴对称模拟的星前核，我们改变温度，宇宙射线电离率，视觉消光，质量流量比，和化学演变。随后，我们进行了一些非本地热力学平衡（非LTE）辐射传输计算，考虑各种理想化和非理想化的情况下，以评估哪个因素（化学，辐射转移和/或观测困难）是最具挑战性的，以克服我们的努力，以检测离子中性漂移速度。我们发现，温度具有显着的影响，在最冷的模拟核心（T = 6 K）表现出漂移速度的幅度的漂移速度与声速。与预期相反，我们发现，在理想化的情况下（两个物种是完美的化学共同进化）的漂移速度"生存”的辐射转移效应，并在原则上可以观察到。然而，我们发现，观测的挑战和化学效应可以显着阻碍我们的观点的离子中性漂移速度。最后，我们建议，$\rm{HCN}$和$\rm{HCNH^+}$，是化学共同发展，可用于未来的观测研究，旨在测量离子中性漂移速度。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar core modeling in the presence of a filament - The dense heart of L1689B
简短版本：我们采用了一种新的协同辐射转移方法：推导出的一维密度分布都是一致的，通过Herschel PACS/SPIRE和JCMT SCUBA-2连续映射的L1689 B和派生的本地星际辐射场的切割。选择一个合适的切割沿灯丝主轴，我们最大限度地减少灯丝发射对建模的影响。对于大部分的核心（5000-20000 AU）的等温球模型的温度约为10 K提供了最佳的拟合。我们表明，幂律指数的密度分布，以及恒定的温度可以直接从径向表面亮度分布。对于内部区域（< 5000 au），我们发现一个范围内的密度和温度是一致的表面亮度轮廓和当地的星际辐射场。基于我们的核心模型，我们发现，逐像素的单温度光谱能量分布拟合是无法确定致密的核心属性。我们的结论是，获得物理核心属性，重要的是要避免一个方位角平均的核心和灯丝。相应地，导出的核心质量太高，因为它们包括一些质量的灯丝，并可能引入错误时，确定核心质量函数。前向辐射转移方法还避免了由于将所有地图拖影到粗略的空间分辨率而导致的信息损失。我们发现中央核心区域比最近的逆辐射转移模型估计的更冷，更密集，可能表明L1689 B开始形成恒星。
2016-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative feedback and cosmic molecular gas: the role of different radiative sources
我们目前的结果从多频辐射流体动力学化学模拟解决原始恒星的形成和相关的恒星反馈从不同的人口的恒星，恒星能量分布（SED）和初始质量函数。光谱的大质量恒星，中等质量的恒星和定期太阳类恒星采用了超过150个频率箱的网格，并始终与流体力学，重元素污染和非平衡物种的计算。强大的大质量第III星族恒星被发现能够大量地释放氢，随后释放氦和氦$^+$，导致早期星系际介质中状态方程的反转和金斯质量的增加。辐射对恒星形成率的影响在几倍到1倍之间，取决于SED。辐射过程负责气体加热和光蒸发，虽然软SED的排放影响较小。这些发现对宇宙气体预热、原始直接坍缩黑洞、低质量矮星系等“宇宙化石”的形成、AGNi在再电离过程中的作用、扩展盘的早期形成和角动量灾难都有意义。
2016-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Inefficient star formation: The combined effects of magnetic fields and radiative feedback
利用自引力辐射磁流体动力学方法研究了磁场和辐射反馈对恒星形成过程的影响。我们提出的结果从一系列的计算50太阳质量的分子云的崩溃与各种磁场强度和有和没有辐射转移。我们发现磁场和辐射对恒星的形成都有巨大的影响，尽管这两种影响在很多方面是互补的。磁场主要在大尺度上为低密度气体提供支持，而辐射被发现通过增加原恒星附近高密度物质的温度来强烈抑制小尺度的碎片化。在强磁场和辐射反馈的情况下，最终的结果是一个低效的恒星形成过程，每个自由落体时间的恒星形成率约<10%，接近观测到的速率，尽管我们只能遵循恒星形成开始后约1/3自由落体时间的计算。
2009-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
