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
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
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk accretion in turbulent filaments
本文通过RAMSES三维模拟研究湍流纤维中核心坍缩，发现湍流速度场与引力准直自然形成片状过密度流束，使质量吸积偏离刚体旋转预测，大部分物质被输送到中等盘半径处。
2024-01-08 astro-ph.GA
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
Hourglass Magnetic Field of a Protostellar System
本文提出一个原恒星阶段磁场解析模型，包含快速坍缩区的强径向场、星周盘耗散导致的偏心峰值及强环向场，以解释观测到的沙漏形磁场图案。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulence and its effect on protostellar disk formation
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。此外，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。
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disks in their natural habitat -- the formation of protostars and their accretion disks in the turbulent and magnetized interstellar medium
本研究通过不同磁场条件的高分辨率模拟，揭示了湍流星际介质中磁场与非理想磁流体动力学对原恒星盘形成、尺寸及结构的关键调控作用。
2025-09-03 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
Transport of Protostellar Cosmic Rays in Turbulent Dense Cores
最近的研究表明，低能量的宇宙射线（CR）可能在分子云内部被与恒星形成有关的冲击加速。我们使用Monte Carlo运输代码来模拟通过原恒星核的原恒星吸积冲击加速的CR的传播。我们计算的CR衰减和能量损失，并计算由此产生的通量和电离率的函数，从原恒星的径向距离和角位置。我们发现，原恒星的核心有不均匀的CR通量，产生广泛的CR电离率，最大值高达两个数量级，然后在给定的距离径向平均。特别是，CR通量集中在流出腔的方向上，产生“手电筒”效应，并允许CR泄漏出堆芯。径向平均电离率小于银河系的测量值$ζ\approx 10^{-16} \rm s^{-1}$ ;然而，在距离原恒星$r \approx 0.03$ pc的范围内，最大电离率超过了这个值。我们表明，在原恒星参数的变化，特别是在吸积率，可能会产生电离率是一对夫妇的数量级高于或低于我们的基准值。最后，我们使用统计方法来模拟未解决的亚网格磁湍流的核心。我们表明，湍流修改CR光谱，并增加CR分布的均匀性，但不会显着影响电离率。
2021-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar ? I. ALMA observations of the polarized dust emission
从观测的角度来看，磁场在原恒星坍缩过程中的作用并没有得到很好的限制，尽管如果我们相信最先进的原恒星形成模型，它可能是重要的。我们目前的偏振观测的233 GHz的热尘埃连续发射与ALMA在B335 0类原恒星。在我们的观测探测的所有尺度上，从50到1000 au的半径，检测到B335包络中的星周物质产生的线性偏振尘埃发射。产生尘埃极化的磁场结构在内部包络中具有非常有序的拓扑结构，从大规模极向磁场在流出方向上过渡到在赤道方向上强烈收缩。这可能是由于磁场线被沿着主要的下落方向拖曳，因为B335没有表现出明显的旋转。我们的数据和他们的定性比较，一个家庭的磁化原恒星坍缩模型表明，在磁化坍缩在B335，磁场保持高水平的组织从1000 AU到50 AU的规模：这表明该领域是动态相关的，能够影响典型的原恒星坍缩的结果，如调节磁盘的大小在B335。
2018-02-28 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
The Origins of Protostellar Core Angular Momenta
我们提出了一套数值模拟的结果，旨在探索原恒星核的角动量的起源。使用流体动力学网格代码\emph{Athena}与汇的实现，我们遵循的形成原恒星的核心和原恒星（汇）从亚维里崩溃的分子云在较大尺度上调查的范围和相对分布的核心属性。我们发现，核心的角动量是相对不受影响的大规模旋转的母云，相反，我们推断，角动量主要是由相邻的质量浓度之间的扭矩，并表现出对数正态分布。我们目前的模拟结果仅限于尺寸尺度$\sim 0.05$ ~pc（$\sim 10^4 \rm AU$），但作为第一步的最终目标，提供初始条件的更高分辨率的核心崩溃，形成原行星盘的研究。
2019-03-22 astro-ph.GA 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
IRAS 01202+6133 : A Possible Case of Protostellar Collapse Triggered by a Small HII Region
本文分析了位于HII区KR 120（Sh 2-187）外围的大质量（M ~ 20 Msun）submm/IR源IRAS 01202+6133的HCO+（J = 3 -2）和H13 CO+（J=3-2）观测结果。HCO+线轮廓具有经典的蓝色不对称形状，其中光学薄的H13 CO+线在预期的位置处达到峰值，如果HCO+线由自吸收和下落运动的组合产生。我们已经修改了现有的分析辐射转移模型，允许拟合submm/mm线轮廓，具有自吸收功能和光学薄翼，并将这些模型应用到我们的HCO+光谱的IRAS 01202+6133。我们的结论是，这是一个年轻的I类YSO与大量的信封正在缓慢的下降，并有一些流出运动。HII地区的年轻时期排除了“收集和崩溃”的情况。虽然我们不能排除IRAS 01202+6133在其当前位置自发形成的可能性，但考虑到其早期演化状态及其与HII区域的接近性，我们认为IRAS 01202+6133的形成是由KR 120（Sh 2-187）的膨胀引发的。
2012-09-09 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
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
2017-09-21 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
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
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
Morphologies of protostellar outflows: An ALMA view
恒星的形成通常伴随着原恒星外流的发射。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测将很快彻底改变我们对这些物体的形态和运动学的理解。在本文中，我们提出了合成ALMA观测的原恒星外流的基础上的数值磁流体动力学崩溃模拟。我们发现显着的速度梯度在我们的外流模型和一个非常突出的螺旋结构内的流出。我们推测，在HD 163296的ALMA科学验证数据中发现的盘风是这种观测的第一个实例。
2013-10-28 astro-ph.GA 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
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primary disks and their observational appearance in collapsing magnetic rotating protostellar clouds
对质量为$10\,M_{\odot}$的磁旋转原恒星云的坍缩过程进行了数值研究。云的热能、磁能和转动能与其引力能模的初始比值分别为0.3、0.2和0.01。重点是在坍缩的等温阶段形成的准静磁初级盘的演化和性质。模拟结果表明，在从$1500$ au到$7400$ au和从$0.3\,M_{\odot}$到$5.2\,M_{\odot}$的演化过程中，初级盘的大小和质量分别增加。磁场在云包层中是准径向的，而在主磁盘内是准均匀的。在从主盘边界传播的快激波MHD波的前部后面和在第一流体静力学核心附近形成的流出区域中产生环形磁场。坍缩的原恒星云的层次结构可以从观测的磁场几何和角动量分布中得到揭示。
2022-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On estimating angular momenta of infalling protostellar cores from observations
我们使用碰撞流的情况下的分子云的形成的数值模拟研究的早期状态，低质量的原恒星核心的角动量的观测估计的可靠性。我们发现，适当的修正投影因子，分子线观测NH $_3$的速度梯度可以用来提供合理的估计核心角动量的一个因素内的两个到三个，有一些大的低估，由于不利的视角。我们的结果不同于以前的研究，这些研究表明，观测可能会高估真实的角动量多达一个数量级;这种差异可能是由于我们的模拟中小尺度上的速度场更加平滑，这是由于允许湍流衰减和引力下降占主导地位。这些结果强调了理解“湍流”速度的性质的重要性，并对核心坍缩过程中原恒星盘的形成产生了影响。
2018-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disc structure and dynamics during star formation from cloud-scale initial conditions
本研究通过高分辨率磁流体动力学模拟，揭示了原恒星盘在10,000年内的湍流、间歇性吸积及磁结构演化，强调湍流在早期吸积变率中的关键作用。
2025-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Insights into the first and second hydrostatic core stages from numerical simulations
本综述回顾了低质量恒星形成早期第一和第二流体静力学核心阶段的物理性质，探讨了不同物理条件、化学模型及合成观测对预测特征的影响，并展望了其对原恒星盘演化和行星形成的潜在作用。
2023-12-05 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
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
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 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
Criteria for gravitational instability and quasi-isolated gravitational collapse in turbulent medium
本文研究了湍流自引力介质中结构的演化，提出了一个解析判据$M_{\rm crit} \approx ε_{\rm cascade}^{2/3} η^{-2/3} G^{-1} l^{5/3}$（其中$M_{\rm crit}$是临界质量，$l$是尺度，$ε_{\rm cascade}\approx ησ_{\rm v}^3 /l $是环境介质的湍流能量耗散率，$G$是重力常数，$σ_{\rm v}$是速度弥散，$l$是尺度，$η\approx 0.2$是效率参数）。该判据还定义了湍流引力不稳定性发展的临界尺度（$l_{\rm crit} \approx ε_{\rm cascade}^{1/2} η^{-1/2} G^{-3/4} ρ^{-3/4}$）。分析的形式主义解释了我们银河系中星团（$M_{\rm cluster} \sim R_{\rm cluster}^{1.67}$）的祖先质量的大小依赖性。
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields and Protostellar Feedback on Low-mass Cluster Formation
我们提出了一个大套件的低质量星团的形成模拟。我们的模拟包括一系列广泛的物理过程--磁流体动力学、辐射转移和原恒星外流--并涵盖了广泛的维里参数和磁场强度。将我们的模拟结果与观测结果进行比较，我们发现模拟在其整个历史中保持接近维里平衡，产生恒星形成效率和初始质量函数（IMF）峰值，这些峰值在时间上是稳定的，并且与观测结果合理一致。我们的研究结果表明，小尺度耗散效应附近的原恒星表面提供了一个反馈回路，稳定恒星形成效率。无论平衡是由大尺度强迫的能量输入还是由抑制坍缩的强磁场维持，都是如此。相比之下，离开维里平衡并经历失控坍缩的模拟形成恒星的效率太高，产生的IMF随着时间的推移变得越来越头重脚轻。在所有情况下，我们发现，由于磁交换不稳定性，磁通量平流向原恒星和向外平流之间的竞争，以及湍流放大和新形成的原恒星附近的重联之间的竞争，使得局部磁场结构对大尺度场的强度不敏感，确保在设定碎裂尺度和IMF峰值质量时，辐射总是比磁支持更重要。多恒星系统的统计数据对初始条件的变化同样不敏感，并且在统计不确定性的范围内与观测结果基本一致。
2018-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Velocity Structures of Protostellar Envelopes: Infalling and Rotating Envelopes within Turbulent Dense Cores
我们用ALMA 12-m列阵、ACA 7-m列阵、IRAM-30 m和APEX望远镜观测了IRAS 15398、$-$ 3359、L1527 IRS和TMC-1A三颗低质量原恒星的C $^{18}$ O $J=2$-1辐射。总的来说，C $^{18}$ O辐射在$\sim$ 100-1000 au的半径处显示出清晰的速度梯度，这可能源于包层的旋转，而在$\sim$ 1000- 10，000 au的尺度上，速度梯度不太清晰，速度结构受到更多的扰动。IRAS 15398、$-$ 3359和L1527 IRS分别显示峰值速度径向剖面中半径为$\sim$ 1200和$\sim$ 1700 au处的断裂。峰值速度与破裂半径内的$r^{-1.38}$或$r^{-1.7}$成比例，这可以被解释为指示在较大空间尺度上具有一定程度的气体运动污染的包络的旋转运动。在破裂半径外，峰值速度遵循$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.68}$或$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46}$，这与致密岩心的$J/M$ - $R$关系相似。TMC-1A的峰值速度径向分布与包层的旋转运动以及$J/M$ - $R$关系不一致。通过研究两个源中速度偏差（$δv$）和空间尺度（$τ$）的相关性，研究了$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46\operat…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust coagulation feedback on magnetohydrodynamic resistivities in protostellar collapse
在核心坍缩和随后形成盘的过程中，气体和磁场之间的耦合程度取决于假定的尘埃粒度分布。我们研究了星前核坍缩过程中颗粒-颗粒凝聚对磁流体动力学（MHD）磁势演化的影响。我们使用一个1-D模型来跟踪星前核坍缩过程中的尘埃尺寸分布、非平衡电离态和气体化学的演化。为了计算颗粒-颗粒碰撞率，我们考虑随机和系统的，尺寸相关的，速度的模型。我们包括通过颗粒-颗粒凝聚和积冰的颗粒生长，但忽略颗粒破碎。从MRN（Mathis等人，1977）尺寸分布开始，我们发现，在流体动力学湍流产生的颗粒-颗粒碰撞中，凝聚在去除最小颗粒方面效率不高，因此不会对Hall和双极扩散MHD磁流体动力学的演变产生太大影响，这些磁流体动力学的演变在塌缩过程中仍然严重下降，就像在没有凝聚的模型中一样。列入系统的速度，可能引起的双极扩散的存在下，增加了小颗粒和大颗粒之间的凝结速率，在崩溃的早期去除小颗粒，因此限制了霍尔和双极扩散的结晶率下降。在中等密度（$n_{\rm H} \sim 10^8\,$ cm $^{-3}$）下，霍尔和双极扩散系数被发现在有凝结的模型中比忽略凝结的模型高1到2个数量级，并且也高于没有凝结的玩具模型中所有小于$0.1\,μ$ m的颗粒都将在坍缩前在母云中被去除。当考虑双极扩散引起的颗粒漂移速度时，粉尘的凝聚作用是不可忽略的。（节略）
2020-07-08 astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the formation of protostellar discs
摘要：原恒星盘的形成是恒星形成过程中的自然产物。当分子云核心中的气体在自引力作用下坍缩时，气体的角动量会在小尺度上减缓其坍缩，并促进原恒星盘的形成。虽然致密的恒星形成核心的角动量仍然需要充分的观测表征，但现有的数据表明，典型的核心有足够的角动量形成相对较大的旋转支撑盘。然而，观察到分子云被磁场渗透，这可以通过磁制动强烈影响角动量的演化。事实上，在理想的MHD极限下，磁制动已经被证明是如此有效，以至于基本上消除了靠近成形星的材料的所有角动量，从而抑制了盘的形成。这被称为磁制动灾难。必须避免这场灾难，以使所有重要的旋转支撑光盘出现，但何时以及如何发生仍然存在争议。我们回顾了迄今为止提出的决议，重点是未对准、湍流，特别是非理想效应。耗散的非理想效应削弱了磁场，色散项使磁场重定向以促进或阻碍盘的形成。当自洽地应用非理想过程时，至少数十au的旋转支撑盘形成，从而防止磁制动灾难。非理想过程对磁场强度、宇宙线电离率、气体和尘埃颗粒的性质很敏感，因此需要对宿主分子云有全面的了解。因此，在对原恒星盘的形成和演化进行数值模拟时，不能忽略宿主分子云的特性，特别是它的磁场。
2018-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field structure in the Flattened Envelope and Jet in the young protostellar system HH 211
HH 211是一个年轻的0类原恒星系统，有扁平的外壳，可能有旋转盘，以及平行喷流。我们用341.6GHz连续谱和SiO_2 J=8-7的亚毫米波阵以~ 0.6的分辨率对它进行了测绘。该连续谱追踪了扁平包层中的热尘埃发射和可能的圆盘。线性偏振检测在平坦的包络线中的连续。极化所暗示的磁力线有不同的方向，但它们与当前的引力坍缩模型并不矛盾，后者根据区域/距离预测不同的方向。此外，我们可能已经检测到的第一次偏振SiO线发射的射流由于Goldreich-Kylafis效应。需要在更高的灵敏度的观察，以确定在射流的字段形态。
2014-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Environment and Protostellar Evolution
即使在今天的银河系中，恒星也是在各种环境中由气体核心形成的，这可能会影响恒星和行星系统的性质。在这里，我们研究压力的作用，通过周围的团块表面密度参数化，对原恒星的演化和外观，重点是低质量，太阳般的恒星，并考虑一系列的条件，从相对低压丝在金牛座，中间压力的集群形成团块，如猎户座星云团（ONC），到非常高的压力，可能会发现在密集的红外暗云（IRDC）或在银河系中心（GC）。我们提出了统一的分析和数值模型的崩溃的星前核，吸积盘，原恒星的演变和双极外流，耦合到辐射转移（RT）的计算和一个简单的天体化学模型来预测CO气相丰度。在高压环境中的星前核心更小、密度更大，因此以更高的吸积速率和效率坍缩，导致更高光度的原恒星和更强大的外流。原恒星的包层被加热到更高的温度，影响红外线形态（从而分类）和天体化学过程，如CO耗尽到尘埃颗粒冰幔（从而CO形态）。这些结果对恒星和行星形成具有普遍意义，特别是通过它们对恒星吸积盘的天体化学和尘埃颗粒演化的影响。
2015-01-29 astro-ph.GA
Disk formation during collapse of magnetized protostellar cores
在恒星和行星形成的背景下，了解盘的形成是至关重要的。先前的研究发现，磁场对星前云的坍缩有很强的影响，特别是在可能抑制盘的形成，即使是相对温和的磁场强度值。由于观测推断核心具有相当大的磁化强度，这就提出了磁盘如何形成的问题。然而，大多数研究仅限于磁场和旋转轴之间的初始角度$α$等于0 $^\circ$的情况。我们探讨和分析了非对齐配置对磁盘形成的影响。我们进行了三维理想MHD，AMR数值模拟的不同值的$μ$，质量与通量的临界质量与通量的比率，和各种值的$α$。我们发现，随着$α$从0增加到90 $^\circ$，盘更容易形成。我们提出，随着磁化伪盘随着$α$的增加而变厚，磁制动效率降低。我们还发现，即使是很小的$α$值（$\simeq$ 10-20 $^\circ$）也显示出与aligned病例的显著差异。在理想磁流体力学的框架内，对于我们选择的初始条件，如果磁场和旋转轴垂直，则当$μ$小于$\simeq$ 3时，离心支撑盘不能形成，当它们完全对齐时，$μ$小于约$\simeq$ 5-10。
2009-09-29 astro-ph.GA
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic properties of the protostellar core IRAS 15398-3359
上下文磁场可以显著影响恒星的形成过程。均匀磁场中的磁致坍缩理论预测，最初的收缩沿着场线发生。当引力足够强时，磁场线向内收缩，形成一个典型的沙漏形状。目的。我们调查的磁场结构的一个年轻的0级对象，IRAS 15398-3359，嵌入在狼疮I云。以前的大尺度观测表明，这个源是在高度磁化的环境中演化的。因此，这个对象似乎是一个理想的候选人，研究磁驱动的核心崩溃在低质量的制度。方法.我们用SOFIA/HAWC+仪器在214 $μ$ m处对IRAS 15398-3359进行了偏振观测，从而追踪了冷尘埃的线偏振热辐射。结果我们的数据揭示了一个显着的弯曲的磁场线由于引力。磁场看起来是有序的，并与云的大尺度B场和外流方向对齐。我们估计磁场强度为$B= 78 μ$ G，预计准确度在2倍以内。测得的质量-通量参数为$λ= 0.95$，表明堆芯处于跨临界状态。
2019-10-12 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
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
The Bridge: a transient phenomenon of forming stellar multiples
用赫歇尔等现代仪器进行的观测表明，恒星形成于巨大分子云中约1 pc长的旋臂内。在较小的尺度上（~1000 au），例如，IRAS 16293- 2422显示出在其诞生环境中连接年轻原恒星的附属“桥梁”结构的迹象。我们调查的形成，一个深深嵌入的三重原恒星系统，并描述其连接到GMC尺度上的附属结构。利用磁流体动力学程序RAMSES，我们从巨分子云尺度出发，对低质量恒星的形成过程进行了放大模拟。碰撞的气体流在惯性臂诱导形成两个原恒星的同伴在距离约1000 au的主要。在它们诞生后，伴星很快（约10 kyr）接近主恒星，并在偏心轨道上运行，距离约100 au。碰撞流引起的瞬态结构持续了几个10 kyr连接两个形成的原恒星物体，运动学上静止沿视线。碰撞流压缩气体，并通过湍流碎裂触发恒星同伴的形成。我们的研究结果表明，原恒星的同伴形成与广泛的分离~1000金。较小的分离（~100 au或更少）是后续迁移和捕获的结果。与同伴的形成阶段，湍流环境诱导弧和桥状结构。当碰撞流的速度分量相互消除时，这些桥可以变得运动学上静止。然而，气体桥仍然有助于恒星吸积以后。结果表明：桥状结构是恒星多重形成的一种瞬态现象。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes III: Velocity Gradients in Non-Axisymmetric Envelopes, Infall or Rotation?
我们提出了一个干涉运动学研究的基础上观察的致密气体示踪剂N2 H+和NH3的形态复杂的原恒星信封。在我们的样本中，大多数包络的强烈不对称性使我们质疑速度梯度作为旋转的常见解释，因为在观测到的速度中可能存在投影效应。现在更详细地分析几个具有良好有序速度场和包络结构的“理想化”源。我们比较干涉数据的位置-速度图的运动学模型的球形旋转坍缩和非线性旋转坍缩。为此，我们发展了一个旋转坍缩模型的附加参数化，以探讨几何投影对观测到的速度结构的影响。我们发现，在我们的样本中，大多数信封的PV结构，可以复制一个下降的记录信封投影在不同的角度内的天空平面。下落的细丝产生速度变化，可以模仿旋转的信封，特别是当在单盘分辨率和轴对称旋转崩溃模型不唯一地描述任何数据集。此外，如果假设速度反映旋转，那么在大多数情况下推断的离心半径相当大，这表明存在显着的碎裂潜力，或者更可能是线中心速度的另一个分量。我们的结论是，有序的速度梯度不能被解释为旋转时，信封是非轴对称的，预计的下落速度可能占主导地位的速度场的规模大于1000 AU。
2012-01-10 astro-ph.GA
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Numerical Modeling and Evolution to Collapse
通过高分辨率湍流自引力数值模拟，研究前恒星核的形成与坍缩机制，提出湍流平衡球理论预测坍缩起始，并揭示核心坍缩为准平衡过程而非自由落体。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud
人们经常观察到恒星是成簇形成的。因此，重要的是要了解这样一个集中质量的区域是如何从漫射介质中聚集出来的，它的性质最终规定了重要的物理机制，并决定了星团的特征。我们通过高分辨率的MHD模拟研究了分子云内部气态原团簇的形成过程，并通过改变初始湍流水平将其内部性质与母云的性质联系起来，以期更好地描述随后的星团形成过程。气态原星系团是由分子云的整体坍缩形成的，在坍缩过程中，由于角动量守恒，它有不可忽略的旋转。大部分的恒星形成都发生在这个区域，它只占整个星云的一小部分。我们在模拟中确定了这些区域，并将气体和沉降粒子与观测结果进行了比较。从模拟结果推断的气体原星系团提出了一个质量大小的关系，是与观测兼容。我们强调，星团半径，虽然明显相关的气体团半径，敏感地依赖于它的定义。进行能量分析，以确认的气体原集群是重力湍流再加工的产品和支持的湍流和旋转能量对自引力产生的全球维里平衡状态，虽然崩溃发生在较小的规模和集群正在积极形成恒星。这个天体就成为了星团的前身，并将能量特性传递给了它。
2016-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of cosmic rays on magnetic field diffusion and the formation of protostellar discs
只要气体中的磁场保持冻结，原恒星盘的形成就会受到磁制动的严重阻碍。后一种情况取决于塌陷云最里面区域的电离水平。稠密云核的化学成分，特别是电离部分，在很大程度上受宇宙射线控制。本文的目的是评估是否衰减的宇宙射线通量预计在周围地区形成的原恒星是足够的去耦场的气体，从而影响离心支撑盘的形成。我们采用了以前研究中提出的方法，计算了在极向和环向磁场穿过的云中，宇宙射线通量的衰减作为柱密度和场强的函数。我们应用这种形式主义的低质量和高质量的恒星形成模型提取的引力坍缩，包括旋转和湍流的数值模拟。对于每个模型，我们确定的磁去耦区的大小，崩溃或旋转运动变得不受当地磁场。在一般情况下，我们发现，去耦只发生在考虑到宇宙射线的衰减相对于宇宙射线电离率保持不变的计算。退耦区的范围也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果在云坍缩过程中通过压缩和凝结形成大颗粒（半径为$\sim 10^{-5}$ cm），退耦区的范围会更大。我们的结论是，一个现实的宇宙射线的传播和衰减过程中的云塌缩的治疗可能会导致的电阻率值的气体在最里面的几百AU周围的形成原恒星是高于一般假设的。
2014-08-25 astro-ph.GA
