Protostellar Disks Fed By Dense Collapsing Gravo-Magneto-Sheetlets
本研究通过非理想MHD模拟发现，核坍缩中各向异性磁阻力会产生致密引力-磁薄片层，作为质量和角动量从包层转移到原恒星盘的主要通道，其继承的磁场主导盘演化，解释了原恒星盘缺乏显著旋臂的现象。
2025-07-10 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
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
Smoothed Particle Magnetohydrodynamics Simulations of Protostellar Jets and Turbulent Dynamos
我们提出的结果从平滑粒子磁流体力学模拟塌陷分子云的核心，和发电机放大的磁场在马赫数10磁化湍流的存在。我们的恒星形成模拟已经产生了，有史以来第一次，高度准直的磁化原恒星喷流从第一流体静力学核心阶段。最多可达40%的初始核心质量可通过这种外流喷出。进行这些模拟的主要困难是保持发散自由约束的磁场，并解决这个问题，我们已经开发了一种新的发散清洗方法，使我们能够稳定地遵循这些原恒星喷流的演变很长一段时间。超声速MHD湍流的模拟能够通过湍流发电机将磁能指数放大高达10个数量级。为了减少数值耗散，使用了一种新的冲击检测算法，该算法能够在大范围的磁场强度中跟踪磁冲击。
2013-10-17 astro-ph.SR
Chemical differences among collapsing low-mass protostellar cores
本研究通过气-粒化学模拟探究低质量原恒星核的化学差异，揭示了环境参数对WCCC与热星核化学的调控机制，解释了典型WCCC源中复杂有机分子匮乏的成因。
2023-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ejection of gaseous clumps from gravitationally unstable protostellar disks
我们研究了年轻的原恒星盘中通过引力破碎形成的气体团块的动力学，重点是通过多体引力相互作用从盘中喷出的碎片。采用流体力学数值模拟方法研究了质量在1.1-1.6 M太阳范围内的旋转前星核坍缩形成的年轻原恒星盘的演化。在我们的模型中形成的原恒星盘受到来自母恒星坍缩核心的持续质量加载的引力破碎。在早期的演化过程中，有少量的碎片从盘中喷出，但低质量的碎片（< 15~M_Jup）在穿过盘和坍缩核时分散开来，形成了壮观的弓形结构。最小质量的碎片（21 M_Jup）跨越了行星质量的极限，而最大质量的碎片（145 M_Jup）可以分裂成几块，导致在棕矮星质量范围内的宽分离双星团块的喷射。大约一半的抛射碎片是由引力束缚的，大部分是由反引力旋转支撑的，所有碎片的特定角动量都比棕矮星的预期要高得多。我们发现，喷射碎片的内部结构与通过云核碎裂形成的重力收缩团块的预期不同，这有助于区分它们的起源。碎片的喷射是大质量原恒星盘固有的重要过程，它产生自由浮动的前棕矮星核心，调节盘和恒星质量，并可能用加工过的尘埃和复杂的有机物丰富星团内介质。
2016-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 astro-ph.SR
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Protostellar disk formation and transport of angular momentum during magnetized core collapse
对坍缩云的理论研究发现，即使是相对较弱的磁场（B）也可能阻止盘的形成和碎片化。然而，大多数以前的研究都局限于B和云的旋转轴对齐的情况。我们研究了在非对准初始组态和一定磁场强度范围内的角动量输运及其对盘形成的影响。我们进行三维AMR MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心使用的代码Ramses。我们计算的贡献的过程中传输角动量（J），在包络和区域的磁盘。我们清楚地定义了什么可以被定义为离心支撑的磁盘和研究他们的属性。与先前的分析不同，我们发现J的输运在具有非对齐旋转轴和B的坍缩核中的作用效率较低。从分析上讲，这个结果可以通过考虑在引力坍缩期间发生的磁力线弯曲来理解。对于运输的J，我们得出结论，磁制动的平均方向B往往占主导地位的引力和外流运输的J。我们发现，大规模的磁盘，包含至少10%的初始核心质量，可以形成在恒星形成的最早阶段，即使是小的质量-通量比为3至5倍的临界值。在更高的场强下，阻止了大质量盘的早期形成。考虑到I类盘的普遍存在，并且由于大质量盘的早期形成可以在中等磁场强度下发生，我们推测，对于更强的磁场，盘将在稍后形成，此时大部分外壳将被吸积。此外，我们推测，一些观察到的早期大规模磁盘实际上可能是外流腔，误为磁盘的投影效应。（摘要的摘要版本）。
2012-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emission from a Young Protostellar Object I. Signatures of Young Embedded Outflows
我们研究从一个年轻的原恒星物体（YPO）的三维理想MHD模拟和三维非局部热力学平衡（非LTE）线传输计算的排放，并显示第一个结果。为了计算发射场，我们采用了MHD模拟的快照结果，该模拟具有年轻的双极外流和嵌入在下落包层中的致密原恒星盘（年轻的拱星盘）。合成线发射的两个分子物种（CO和SiO）表明，亚热激发的SiO线作为高密度示踪剂可以提供更好的探针的复杂速度场的YPO，完全热化CO线相比。在YPO的最早阶段，当外流仍然嵌入在坍缩包层中时，入流、旋转和外流运动具有相似的速度。我们发现，这些组件的组合速度场通过不同的光学厚度和发射率，如不对称的双喇叭轮廓线发射引入了很大的复杂性。我们表明，旋转的流出，特征之一，由磁离心力驱动的流出，出现在速度通道地图和强度加权平均速度（速度的第一时刻）地图清楚。在这个最年轻的阶段，有些不规则的线发射形态与更进化的物体（如年轻的0级）不同。高角分辨率观测，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）望远镜可以揭示这些特征。
2009-08-13 astro-ph.SR
Protostellar Accretion Flows Destabilized by Magnetic Flux Redistribution
磁通量重新分布是在被磁化到现实水平的分子云的致密核心中恒星形成问题的核心。如果一个典型核心的所有磁通量都被拖进中心恒星，恒星的磁场强度将比观测值高出几个数量级。这个众所周知的“磁通量问题”原则上可以通过非理想MHD效应来解决。二维（轴对称）计算表明，双极扩散，特别是，可以传输磁通量相对于物质向外，使材料进入中心的对象，而不会拖动场线。我们通过模拟表明，这种轴对称的原恒星吸积流是不稳定的三维磁交换不稳定的方位角方向。不稳定性是由进入中心物体的物质重新分配的磁通量驱动的。它通常在恒星形成的星前阶段到原恒星质量吸积阶段的过渡期间开始发展。在后一阶段，磁通量主要通过平流向外输送，通过强磁化的低密度区域，对崩溃流入扩展。引力驱动的坍缩和磁力驱动的膨胀之间的争斗导致了一种非常规的内部吸积流，比以前想象的更无序。通过平流的磁通量的有效向外传输降低了小半径处的场强，使得磁制动效率较低并且原则上更容易形成旋转支撑盘。然而，我们在任何旋转坍缩模拟中都没有发现这种盘的证据。我们的结论是，内部的原恒星吸积流的形状在很大程度上由这种磁交换不稳定性。在这样的环境中，磁盘是如何形成的还不清楚。
2012-05-18 astro-ph.SR
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
Influence of the magnetic field on the formation of protostellar disks
我们数值模拟了质量为10 $M_{sun}$的磁旋转原恒星云的坍缩。利用二维MHD程序Enlil进行了数值模拟。在坍缩的等温阶段的云的结构进行了研究的情况下，弱，中等，和强的初始磁场。模拟结果揭示了坍缩的原恒星云的普遍层次结构，包括扁平的信封与准静磁盘内和第一个核心在其中心。主盘的大小随云的初始磁能的增大而增大。当云的初始磁能大于其引力能的20%时，磁制动有效地将角动量从主盘输送到包层中。从第一核心的边界附近的区域发射的流出的强度与初始磁能增加。具有小电离分数$x<10^{-11}$的“死”区形成于第一流体静力学核心内部和流出物的底部。欧姆耗散和双极扩散决定了该区域原恒星盘进一步形成的条件。
2022-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Flux Expulsion in Star Formation
恒星形成于磁化分子云的致密核心。如果穿过核心的磁通量被拖进恒星，恒星场将比观测到的强几个数量级。这个众所周知的“磁通量问题”要求大部分核心磁通量与进入恒星的物质脱钩。我们进行了第一次探索发生了什么事解耦磁通量在3D中，使用的ENZO自适应网格细化代码的MHD版本。场物质解耦是通过一个汇粒子处理，这是需要遵循恒星形成的原恒星吸积阶段。我们发现，在吸积原恒星附近的去耦通量的积累导致磁压的建立。高压沿着阻力最小的路径各向异性地释放。它驱动一个低密度的扩展区域，在该区域中，去耦的磁通量被排出。这种能够产生磁场的磁结构以前从未在恒星形成的3D MHD模拟中见过。它在原恒星吸积流中产生了强烈的不对称性，可能会给恒星带来一个反冲。在存在初始芯旋转的情况下，除了磁制动之外，该结构通过充当防止旋转气体完成围绕中心物体的完整轨道的刚性磁壁而对旋转支撑盘的形成构成障碍。我们的结论是，从恒星物质的解耦磁通量可以强烈地影响原恒星的坍缩动力学。
2011-05-28 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
Rotationally-Driven Fragmentation for the Formation of the Binary Protostellar System L1551 IRS 5
无论是整体旋转还是局部湍流都被广泛地用来驱动坍缩核心的碎片化，从而产生多个恒星系统。即使这两种机制预测了恒星自旋和轨道对齐的不同方式，随后的内部或外部相互作用也可以驱动多个系统朝向或远离对齐，从而掩盖它们的形成过程。在这里，我们证明了二进制系统和周围的散装信封之间的几何和动力学关系提供了至关重要的区别碎裂模型。我们发现，星周盘的二进制原恒星系统L1551 IRS 5是密切平行，不仅彼此，而且与他们周围的扁平信封。跨越近30年的相对自行的测量表明，在同一意义上的包络旋转的二进制组件的轨道运动。除去星周盘被潮汐截断到比观测到的小的轨道解，剩下的解倾向于一个圆形或低偏心率的轨道，它与星周盘的倾角可达$\sim$ 25 $^\circ$。湍流驱动的碎裂可以产生局部角动量，产生共面双星系统，但它与周围的包层没有特殊的关系。相反，观察到的属性符合旋转驱动的碎片的预测。如果这些碎片产生在不同的高度，或者在旋转核心的扁平中心区域的中平面的相对两侧，那么所产生的原恒星将表现出与周围的包层平行但从轨道平面倾斜的拱星盘。
2016-07-01 astro-ph.SR
Simulations of the isothermal collapse of magnetic rotating protostellar clouds
我们研究了质量为$10$和$1 M_{\odot}$的磁性原恒星云的坍缩。崩溃的数值模拟使用二维磁流体动力学（MHD）的代码“恩里尔”。模拟结果表明，原恒星云获得一个层次结构的等温阶段的崩溃结束。在电磁力的作用下，原恒星云呈现出半厚半径比为$Z/R \sim (0.20-0.95)$的扁球形包层。在包层内部形成了一个几何上和光学上都很薄的主盘，半径分别为$0.2-0.7 R_0$和$Z/R \sim (10^{-2}-10^{-1})$，其中$R_0$是云的初始半径。初级盘是处于静磁平衡的结构。当云的初始磁能超过其引力能的$20 \%$时，它们就形成了。主盘的质量是云的初始质量的$30-80 \%$。第一流体静力核心随后形成在主盘的中心。我们讨论了主盘在云的进一步演化中的作用，以及从磁场几何特征和不同层次的角动量分布的角度讨论了坍缩云内部层次的可能观测现象
2022-10-22 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
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
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
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
Detecting Infall in High-Mass Protostellar Objects
吸积盘在低质量恒星形成中的作用已经通过各种波长的高角分辨率观测得到了很好的评估。这些发现证实了一个预言，即在导致恒星形成的坍缩过程中，角动量守恒必然会使坍缩的核心变平和旋转。那么大质量恒星呢？目前，几位作者报告了在大质量YSO周围探测到盘的情况。尽管有这些重要的结果，围绕大质量恒星旋转的盘的存在本身并不足以明确地证明吸积模型：需要的是铁证如山的证据。这样的证据很难找到，因为自由落体速度只有在非常接近吸积恒星的地方才变得有意义，即，在几个0.01 μ C（$\sim$ 2000 AU）的区域上，这是非常难以接近的，并且难以从周围静止或旋转的材料中解开。在本章中，我们将讨论如何表征36个高质量吸积盘候选者样本中的物质落入，这些样本涵盖了广泛的光度范围，从10个$^3$ $L_\odot$到10个$^6$ $L_\odot$，由Beltrán和de Wit（2016）使用下一代甚大阵列（ngVLA）编制。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations of first hydrostatic cores in collapsing low-mass dense cores. I. Spectral energy distributions and evolutionary sequence
低质量恒星形成演化序列从观测和理论考虑都是相对明确的。第一个流体静力核心是第一个在恒星形成过程中形成的原恒星平衡天体。使用国家的最先进的辐射磁流体动力学三维自适应网格细化计算，我们的目标是提供预测的尘埃连续排放的第一流体静力学核心。我们用RAMSES程序研究了磁化的一个太阳质量的星前致密核的坍缩和碎裂以及第一流体静力核的形成和演化。我们使用三种不同的磁化水平的初始条件，其中涵盖了大量的早期进化形态，例如，盘或伪盘的形成、外流发射和碎裂。我们使用三维辐射转移程序RADMC-3D对动力学计算进行后处理。我们计算光谱能量分布和通常的进化阶段指标，如热光度和温度。我们发现，第一流体静力学核心的寿命强烈依赖于初始磁化水平的父致密的核心。我们推导出，第一次，光谱能量分布演化序列从高分辨率辐射磁流体动力学计算。我们表明，在一定条件下，第一流体静力学核心可以确定从尘埃连续排放在24微米和70微米。我们还表明，单谱能量分布不能帮助区分第一流体静力学核心的形成情景，即，磁化模型和非磁化模型之间的差异光谱能量分布是第一个有用的和直接的方式来瞄准第一个流体静力学核心候选人，但高分辨率的干涉测量是绝对需要的，以确定所观察到的源的演变阶段。
2012-07-13 astro-ph.SR
The nonisothermal stage of magnetic star formation. II. Results
在以前的论文中，我们制定的问题的形成和演变的碎片（或核心）的磁支持，自引力分子云的轴对称几何形状，占双极扩散和欧姆耗散，晶粒化学和动力学，和辐射转移的影响。在这里，我们展示了恒星形成模拟的结果，这些模拟准确地跟踪了密度超过11个数量级（从300 cm^-3到\approx 10 ^14 cm^-3）的原恒星碎片的演化，即，从早期的双极扩散-引发的碎裂阶段，通过磁超临界，动态收缩阶段和随后的磁去耦阶段，形成一个接近流体静力平衡的原恒星核心。正如Fiedler和Mouschovias（1993）所发现的，引力驱动的双极扩散导致了磁超临界核心的形成和随后的动态收缩。此外，我们还发现双极扩散（而非欧姆耗散）导致了除电子之外的所有物质与磁场的去耦，其密度为\approx 3 x 10^12 cm^-3。磁退耦先于中心恒星物体的形成，并最终在流体静力学核心之外产生磁通量的集中（“磁墙”）-Tennis和Mouschovias（2005 a，b）通过不同的方法也发现了这一点。在欧姆耗散变得比双极扩散更重要的密度（\gtrsim 7 x 10^12 cm^-3）大致相同的情况下，颗粒携带大部分电荷以及电流。星前核在半径约10天文单位的范围内仍保持盘状，其中热压力变得重要。恒星形成的磁通量问题至少在强磁性新生恒星的演化阶段得到解决，即，中心密度为\approx 10 ^14 cm^-3。流体静力核的…
2010-03-13 astro-ph.SR
A New Method of Measuring Magnetic Field Strength in Highly Structured Protostellar Envelopes
University of Michigan（密歇根大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
本文提出一种新方法，通过观测到的引力加速度和伪盘面密度估计原恒星包层中垂直和总磁场强度，方法基于磁流体力学动量方程，并验证了其在湍流和非湍流环境中的鲁棒性。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Magnetohydrodynamics of charged interstellar dust. Multifluid models and study of the linear modes
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、分子和星际介质实验室）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究构建考虑尘埃惯性的带电尘埃多流体模型，明确原恒星坍缩中气体、尘埃与磁场的耦合退耦条件，拓展了磁流体力学模型适用范围，为相关非线性效应研究提供理论基础。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Hall effect in star formation
磁场通过调节坍缩分子云核心的角动量的去除，在恒星形成中起着重要作用。霍尔扩散是已知的重要的磁场行为在许多中等密度和磁场强度遇到的引力坍缩的分子云核心到原恒星，但它在恒星形成过程中的作用还没有得到很好的研究。我们提出了一个半解析的自相似模型的崩溃旋转等温分子云核与霍尔和双极扩散，和相似的解决方案，证明了深刻的影响的霍尔效应的动态崩溃。结果表明，当霍尔扩散系数与双极扩散系数之比在-0.5 <= eta_H / eta_A <= 0.2之间变化时，霍尔参数的大小和符号可以使原恒星盘的大小变化一个数量级，原恒星吸积率变化50%。这些变化取决于磁场相对于旋转轴的方向，并产生一个优选的旋向的解决方案，可以观察到在原恒星的核心，使用下一代仪器，如ALMA。霍尔扩散也决定了束缚伪盘和旋转支撑盘的激波的强度和位置，并可以引入进一步减缓原恒星吸积的子激波。在最初没有旋转的核心中，霍尔扩散甚至可以引起旋转，这可能导致盘的形成并解决磁制动灾难。霍尔效应显然影响了引力坍缩的动力学，它在控制磁场制动和径向扩散方面的作用值得在恒星形成的数值模拟中进一步探索。
2012-01-19 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
Effects of Grain Magnetic Properties and Grain Growth on Synthetic Dust Polarization of MHD Simulations in Protostellar Environments
本研究通过后处理MHD模拟，发现超顺磁性晶粒和晶粒生长显著影响原恒星环境中的尘埃偏振，其偏振度随距离和晶粒尺寸变化，并影响基于DCF技术的磁场强度测量。
2024-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar birth with ambipolar and ohmic diffusion
在低质量恒星的形成过程中，角动量的传输是至关重要的;太少的移动和旋转确保了恒星的密度永远不会达到，太多的旋转和缺乏旋转意味着没有原行星盘可以形成。磁扩散被视为解决这一长期问题的途径。我们调查的影响，包括电阻MHD在模拟的引力坍缩的1太阳质量的气体球，从分子云密度的形成的原恒星种子，第二拉森核心。我们使用AMR代码RAMSES进行两个三维模拟塌陷的磁化气体球，包括自引力，辐射转移，和非理想气体状态方程来描述H2离解，导致第二次崩溃。第一次计算是在理想MHD近似下进行的，而在第二次计算中加入了双极和欧姆扩散。在理想的MHD模拟中，磁场主导着第一个核心内部和周围的能量收支，助长了交换不稳定性，并驱动低速外流。高磁制动基本上消除了第二个核心的所有角动量。另一方面，双极和欧姆扩散产生了一个屏障，该屏障防止在第一Larson芯中的磁场放大超过0.1 G，该第一Larson芯现在被完全热支撑。大量的旋转被保留下来，并在第二个核心周围形成一个小的开普勒圆盘。在研究第一和第二核吸积激波的辐射效率时，我们发现它在核的三维表面上可以变化几个数量级。磁扩散是恒星形成的先决条件;它使行星最终形成的原行星盘的形成成为可能，并且在原恒星本身的形成中也起着决定性的作用。
2018-02-01 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
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
Early planet formation in embedded protostellar disks: Setting the stage for the first generation of planetesimals
最近对年轻恒星形成区的调查表明，一般的II类天体没有足够的尘埃质量来形成巨行星的核心。较年轻的0/I类天体在它们的嵌入盘中有足够的尘埃，这就引出了一个问题：行星形成的第一步会发生在这些较年轻的系统中吗？第一步是建立第一个星子，通常认为是流动不稳定性的产物。因此，问题可以重述：嵌入式磁盘的物理条件有利于流不稳定性的增长吗？在这里，我们模拟了一个“尘埃”原恒星云的崩溃，表明如果有足够的漂移之间的下降气体和尘埃，嵌入磁盘的区域可以成为足够的尘埃增强驱动流不稳定。我们包括四个模型，三个不同的尘埃颗粒大小和一个不同的初始云角动量来测试各种崩溃轨迹。我们发现了一个“甜蜜点”的星子形成的晶粒尺寸为几十微米，因为它们下降足够快，相对于气体建立一个高的尘埃-气体比沿磁盘中平面，但有足够慢的径向漂移速度在嵌入式磁盘，以保持高的尘埃-气体比。与气体不同，由于气体压力，气体在一段时间内保持流体静力平衡，尘埃可以在更早的时间开始从所有半径坍塌。根据下落尘埃颗粒的大小，流动不稳定性至少可以在我们光滑嵌入盘的0/I类阶段产生7-35 M $_\oplus$的星子。这第一代星子可能代表了行星形成的第一步，并且在年轻恒星的生命周期中比传统上认为的要早。
2021-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulating the Formation of Massive Protostars: I. Radiative Feedback and Accretion Disks
我们提出了辐射流体动力学模拟坍缩的原恒星的核心与初始质量为30，100和200 M $_{\odot}$。我们跟随他们的引力坍缩和形成一个巨大的原恒星和原恒星吸积盘。我们采用了一种新的混合辐射反馈方法混合光线跟踪技术与通量限制扩散的温度和辐射力的更准确的治疗。在每一种情况下，形成的圆盘都变得托姆勒不稳定并发展出旋臂。这发生在0.35和0.55自由落体时间之间，并伴随着2-10倍的吸积率增加。虽然盘变得不稳定，但没有其他恒星形成。在我们的100和200 M $_{\odot}$模拟的情况下，恒星变得高度超爱丁顿，并开始驱动双极流出空腔向外扩张。这些由辐射驱动的气泡看起来很稳定，似乎是在引导气体回到原恒星的吸积盘上。吸积在整个盘中进行得很强。经过81.4 kyr的演化，我们的30 M $_{\odot}$模拟显示了一颗质量为5.48 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为3.3 M $_{\odot}$的盘，而我们的100 M $_{\odot}$模拟在41.6 kyr的过程中形成了一颗质量为28.8 M $_{\odot}$的恒星和一个质量为15.8 M $_{\odot}$的盘，我们的200 M $_{\odot}$模拟形成了一个43.7 M的$_{\odot}$星，在21.9 kyr有一个18 M的$_{\odot}$盘。在没有磁场或其他形式反馈的情况下，我们模拟的恒星质量似…
2016-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation Process of the Circumstellar Disk: Long-term Simulations in the Main Accretion Phase of Star Formation
利用三维流体动力学模拟研究了从星前核到主吸积阶段结束的未磁化分子云中星周盘的形成和演化。在坍缩云中，第一个（绝热）核心的大小约为10天文单位，在原恒星形成之前形成。在其形成时，第一核心具有厚的盘状结构，并且主要由热压力支撑。原恒星形成后，其厚度逐渐减小，并受到离心力的支撑。我们发现第一个核心是星周盘的前身。这表明星周盘形成于原恒星形成之前，大小约为10天文单位，这意味着不存在小于10天文单位的原行星盘。根据坍缩气体的热力学，在原恒星形成时期，星周盘的质量约为0.01-0.1太阳质量，而原恒星的质量约为10^-3太阳质量。因此，在原恒星形成后，星周盘的质量大约是原恒星的10-100倍。即使在持续约10^5年的主吸积阶段，星周盘的质量仍占原恒星质量的主导地位。这样一个巨大的盘是不稳定的引力不稳定性，并倾向于显示碎片。我们的计算表明，行星或棕矮星质量的物体可能形成在拱星盘的主要吸积阶段。此外，原恒星的质量吸积率显示出强烈的时间变化，这是由原行星和/或旋臂的扰动所造成的。这种变化提供了一个有用的签名检测行星大小的同伴在拱盘周围非常年轻的原恒星。
2010-01-09 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
Evidence for disks at an early stage in class 0 protostars?
原恒星盘的形成年代一直存在争议，因为在低质量恒星形成的早期阶段，旋转、湍流和磁场的作用相互竞争。磁流体力学模拟塌陷的核心预测，旋转支撑磁盘可能会形成强磁化的核心，通过双极扩散或旋转轴和磁场方向之间的不对准。需要对各个来源进行详细研究，以交叉检查理论预测。我们在350 GHz处向B1 b-N和B1 b-S提供了0.06-0.1”分辨率的图像，这是年轻的0级原恒星，可能是第一个流体静力学核心。图像已获得ALMA，我们比较这些数据与磁流体力学模拟的崩溃湍流和磁化核心。用ALMA对亚毫米波连续辐射进行了空间分辨。在B1 b-N和B1 b-S方向都探测到了光学厚度为350 GHz的紧凑结构，半径分别为0.2和0.35”（在英仙座距离为230 pc时为46和80 au），在更大的包络内。B1 b-N的致密结构和包层之间的通量比低于B1 b-S，与其早期的演化状态一致。致密结构的尺寸和方向与VANDAM调查中使用甚大阵列获得的0.2”分辨率32 GHz观测结果一致，表明晶粒是通过凝固生长的。紧凑结构的形态，温度和密度与塌陷核心的数值模拟中形成的盘一致。此外，B1 b-N的性质与非常年轻的原恒星的性质一致，可能是第一个流体静力学核心。这些观测结果为低质量原恒星周围的盘的早期形成提供了支持。
2017-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Infalling and Rotational Motions on a 1,000-AU Scale around 17 Class 0 and 0/I Protostars: Hints of Disk Growth and Magnetic Braking?
我们对17颗0级和0/I级原恒星的SMA 1.3 mm连续谱、C18 O（2-1）和12 CO（2-1）线数据进行成像和分析，以研究它们在1,000 AU尺度上的气体运动学。在所有的样本源中都检测到了连续谱和C18 O（2-1）发射，并显示出与原恒星相关的大约600- 1，500 AU的中心主要成分。C18 O（2-1）中的速度梯度具有从平行到垂直于外流方向的宽范围的取向，其量级从~1到~530 km/s/pc。我们构造了一个简单的运动学模型来再现观测到的速度梯度，估计下落和旋转速度，并推断盘半径和原恒星质量。推断的盘半径范围从<5 AU to >500 AU与估计的原恒星质量从<0.1 Msun to >1 Msun。我们的研究结果表明，大，小磁盘可能存在于0级原恒星周围，这可能是一个迹象，磁盘增长在0级阶段。此外，在17个源中的7个中的总体速度梯度的方向接近于垂直于它们的流出轴，这是显著旋转运动的标志。根据我们的模型拟合，这些源的比角动量估计为> 2 E-4 km/s*pc，这表明在这些0级和0/I级源中，磁制动在1，000 AU尺度上不太可能有效。在观测到的磁场方向的子样本中，我们没有发现具有大的特定角动量以及紧密对齐的磁场和流出轴的源。这可能暗示了磁场，如果最初与旋转轴对齐，可以在0级阶段从下落的材料中去除角动量方面发挥作用。我们讨论了我们的研究结果与理论模型相比，在…
2014-12-05 astro-ph.SR
Classification of the Circumstellar Disk Evolution During the Main Accretion Phase
我们已经进行了流体动力学模拟研究的星前云的原恒星和拱星盘的形成和演化。作为初始状态，我们采用了分子云核与两个无量纲参数代表的热能和转动能。利用这些参数，我们制作了17个模型，并计算了原恒星形成后~ 10^4年的云演化。我们发现星盘系统的早期演化可以定性地分为四种模式：大质量盘模式、早期碎裂模式、晚期碎裂模式和原恒星主导模式。在大多数模型所属的“大质量盘模式”中，盘质量大于原恒星质量的时间超过10^4年，并且在拱星盘中没有发生碎裂。坍缩云显示了在“早期碎片模式”中原恒星形成之前的碎片。星周盘在“后期碎裂模式”中显示出原恒星形成后的碎裂，在这种模式中，次级恒星在碎裂后从星周盘获得大量质量，其质量与初级恒星相当。在“原恒星主导模式”中，原恒星质量迅速增加并超过了星周盘质量。这种模式只出现在初始分子云核具有相当小的转动能时。我们的结果与观测结果的比较表明，大多数的原恒星有一个相当大的磁盘在主要吸积阶段：拱星盘的质量是可比的，或更大的质量比原恒星。预计这样一个巨大的盘在随后的演化阶段通过引力不稳定性促进气体巨星的形成。
2011-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Conditions for Circumstellar Disk Formation: Effects of Initial Conditions and Sink Treatment
用三维磁流体动力学模拟研究了坍缩云核中星周盘的形成。我们准备了四种类型的初始云具有不同的密度分布和计算它们的演变与或没有一个汇。为了研究磁耗散对盘形成的影响，在一些模型中考虑了欧姆耗散。计算表明，盘的形成对云的初始构型和汇的处理都很敏感。即使初始云具有几乎相同的质量通量比，具有不同密度剖面的云的盘大小也有很大的不同。只有一个非常小的磁盘（\sim 10 AU大小）出现在具有均匀密度轮廓的云中，而一个大磁盘（\sim 100 AU大小）形成在具有Bonnor-Ebert密度轮廓的云中。此外，一个大的下沉吸积半径数值上阻碍磁盘的形成过程中的主要吸积阶段，并往往促进误导的概念，磁盘的形成是完全抑制磁制动。原恒星外流也很大程度上受汇的性质。研究主吸积阶段盘的形成需要\lesssim 1 AU的吸积汇半径和\gtrsim 10^ 13 cm^-3的吸积汇阈值密度。
2013-07-06 astro-ph.SR
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk and Envelope Structure in Class 0 Protostars: I. The Resolved Massive Disk in Serpens FIRS 1
我们提出的第一个结果的程序来描述磁盘和信封结构的典型0类原恒星在附近的低质量恒星形成区。我们使用斯皮策IRS中红外光谱，高分辨率CARMA 230 GHz连续成像，和2-D辐射转移模型来约束信封结构，以及巨蛇座FIRS 1中的环绕原恒星盘的大小和质量。的主要包络参数（离心半径，外半径，流出开口角，和倾斜度）的光谱能量分布（SED），包括斯皮策IRAC和MIPS测光，IRS光谱，和1.1毫米Bolocam测光很好地约束。这些与CARMA多天线配置的出色紫外线覆盖范围（4.5-500 klam）一起允许包络和分辨盘的稳健分离。Serpens FIRS 1的SED最适合由具有旋转的密度轮廓的包络线拟合，坍缩的球体具有约600 AU的内（离心）半径，并且毫米数据由Mdisk~1.0 Msun和Rdisk~300 AU的大分辨盘拟合。这些结果表明，大，质量盘可以存在于早期的主要吸积阶段。需要英仙座、巨蛇座和蛇夫座分子云中较大的、无偏的0级源样本的结果来确定相对大质量的圆盘是否是0级阶段的典型。
2009-10-14 astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. VI. Protostar and Protoplanetary Disk Formation
自1976年以来，对短寿命放射性同位素（SLRI）$^{26}$ Al的初始陨石丰度的宇宙化学评估一直相当稳定，而对SLRI $^{60}$ Fe的初始丰度的估计最近变化很大。在这个范围的高端，$^{60}$ Fe的初始丰度似乎需要在核心坍缩超新星中进行$^{60}$ Fe核合成，然后在$\sim$ 100万年内并入原始陨石成分。本文继续详细探讨这一经典的情况下，使用的模型的分子云的核心，已被合适的冲击波前锋，导致冲击波前锋气体注入到崩溃的云通过瑞利-泰勒手指形成的冲击波-云界面的自引力崩溃。如前所述，这些模型使用FLASH三维自适应网格细化（AMR）重力流体动力学代码进行计算。虽然以前的模型使用FLASH 2.5，但新模型使用FLASH 4.3，它允许引入下沉粒子来代表新形成的原恒星物体。下沉粒子允许模型在时间上向前推进到$\sim 1 M_\odot$原恒星形成的阶段，由旋转的原行星盘围绕。因此，这些模型能够定义什么类型的目标云核心是必要的超新星触发的情况下，产生一个合理的计划注入SLRI到太阳前云核心：$\sim 3 M_\odot$云核心旋转的速度为$\sim 3 \times 10^{-14}$ rad s $^{-1}$或更高。
2018-11-12 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
Orbital and Mass Ratio Evolution of Protobinaries Driven by Magnetic Braking
大多数恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。双星的形成和早期演化是恒星形成中一个长期存在的问题，尚未完全了解。特别是，在恒星形成核心中观察到的磁场如何塑造双星特征仍然相对未被探索。我们证明了数值，使用ENZO-MHD代码，观察到的强度的磁场可以急剧改变一个二元系统的两个基本量：轨道分离和质量比的两个组件。我们的计算集中在原恒星质量吸积阶段，一对恒星的“种子”已经形成。我们发现，在致密的核心磁化到一个现实的水平，吸积的原双星的气体的角动量大大减少磁制动。与非磁性情况相比，强制动物质的吸积使原二进制分离缩小了一个很大的因素。磁制动也改变了不等质量的原双星的质量比的演变，通过产生低比角动量的气体，优先吸积到主要的，而不是次要的。这与先前发现的原双星从未磁化的外壳吸积到次级上的优先质量吸积形成对比，这往往会使质量比趋于统一。此外，磁场极大地改变了原双星吸积流的形态和动力学。在非磁性的情况下，它抑制了供给原双星的拱星盘和拱双星盘;双星由一个快速坍缩的伪盘供给，而伪盘的旋转被强烈制动。磁制动驱动的向内迁移的二进制文件从他们的出生地点可能会受到高分辨率的观测深嵌入的原二进制文件的轨道分布，特别是ALMA。
2012-11-26 astro-ph.SR
Magnetic Flux Transport by turbulent reconnection in astrophysical flows
MHD湍流在天体物理环境中的作用仍然存在很大争议。贯穿这场辩论的一个重要问题是磁通量的传输。这在恒星形成的背景下尤其重要。当云在引力作用下坍缩形成恒星时，必然存在某种磁通量传输。否则新生恒星的磁场会比观测到的大几个数量级。此外，在恒星形成的后期阶段被拖曳的磁通量可以从原恒星周围生长的吸积盘中移除所有的旋转支持。在恒星形成的不同阶段，经常被用来传输磁场的机制，即双极扩散，其效率最近受到了检验。我们在这里讨论的磁通量传输的另一种机制是基于湍流快速磁重联。我们回顾了最近的结果，从三维MHD数值模拟表明，这种机制是非常有效的去耦和运输磁通量从内部密集的地区的崩溃云的郊区在不同阶段的恒星形成。我们还讨论了这种机制的背景下发电机过程，并推测它可以发挥作用，在太阳发电机和吸积盘发电机过程。
2011-12-20 astro-ph.SR
An Early Transition to Magnetic Supercriticality in Star Formation
磁场在星际介质演化和恒星形成中起着重要作用。作为星际磁场强度的唯一直接探测器，由于缺乏合适的塞曼探测器，可靠的塞曼测量仍然稀少，特别是对于冷分子气体。在这里，我们报告的磁场$+$ 3.8 $\pm$ 0.3 $μ$ G的检测通过HI窄自吸收（HINSA）对L1544，一个被充分研究的原型星前核心之间的早期过渡的无星和原恒星阶段的特点是高中心数密度和低中心温度。对类星体HI吸收、HI发射、OH发射和HINSA的塞曼测量结果的综合分析揭示了从原子冷中性介质（CNM）到分子包层的相干磁场。追踪HINSA的分子包络被发现是磁超临界的，与周围的扩散，磁亚临界CNM，尽管在密度上有很大的增加的场强相当。因此，恒星形成所必需的相对于质量的磁通量的减少似乎已经发生在从扩散的CNM到HINSA追踪的分子气体的转变过程中，比经典图片中设想的要早，在经典图片中，磁超临界核心能够坍缩成恒星，形成于磁亚临界包层。
2021-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. I. Uniform Density Sphere
磁场是分子云核心坍缩动力学的重要因素，对坍缩是否导致单一原恒星或分裂成双星或多原恒星系统有重大影响。提出了新的模型的崩溃的磁云核使用自适应网格细化（AMR）的代码恩佐2.0。该程序被用来计算初始球形、均匀密度和旋转云的理想磁流体动力学（MHD），Boss和Bodenheimer（1979）三维（3D）流体动力学（HD）代码的标准等温测试情况。在首先验证恩佐再现了预期的非磁性测试用例的二进制碎片，一个大的一组模型计算不同的初始磁场强度和方向相对于云核旋转轴（平行或垂直），密度扰动幅度，状态方程。产生了三种显着不同的结果：（1）收缩而不持续坍缩，形成更致密的云核，（2）坍缩形成具有显着旋臂的单个原恒星，以及（3）坍缩并分裂成具有多个旋臂的二元或多个原恒星系统。与以前的MHD计算类似的云与正压状态方程进行了比较。这些结果的坍缩的初始密度均匀的球体说明了核心的重要性，磁场方向和场强，以确定动态的原恒星坍缩的结果。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resistive Collapse of 2D Non-rotating Magnetized Isothermal Toroids: Formation of Pseudodisks
本研究通过显式非理想磁流体模拟，发现磁化环面坍缩中伪盘形成普遍存在，其质量增长速率与磁化参数相关，磁扩散显著影响伪盘结构及激波特征。
2025-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) XXI: Limited role of streamers in mass supply to the disk in the Class 0 protostar IRAS 16544-1604
结合 JCMT 和 ALMA 数据研究 0 级原恒星 IRAS 16544-1604，发现其 streamers 仅占母 dense core 质量的 2%，对盘质量吸积贡献不足 10%，作用有限。
2025-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
