Detection of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
目的。为了限制导致大质量恒星诞生的物理过程，必须研究它们形成的最初阶段。我们在W 43-MM 1中寻找低质量星前核的高质量类似物。方法.我们对完整的W 43-MM 1云进行了1.3 mm ALMA镶嵌，揭示了许多具有~ 2000 au FWHM大小的核心。我们研究了位于主灯丝尖端的核心的性质，在那里聚集是最小的。我们用连续辐射测量核心质量，用$^{13}$ CS（5-4）线辐射估计它们的湍流水平。我们还研究了这些核心的星前或原恒星的性质，通过寻找流出签名跟踪CO（2-1）和SiO（5-4）线发射，并为嵌入式热核心的典型分子复杂性。结果两个高质量的核心~ 1300金直径和~ $60~M_\odot$质量被观察到湍流，但引力约束。一个驱动器流出，并与一个热核心相关联。另一个核心，W 43-MM1\#6，还没有发现任何恒星形成活动，因此是一个优秀的高质量星前核心候选者。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary disk formation from the collapse of a prestellar core
虽然人们普遍认为磁场及其非理想效应在恒星形成过程中起着重要的作用，但由于其简单性，目前在研究星盘组合时仍广泛采用纯流体力学和角动量守恒的简单模型，即所谓的“α-星盘”模型。只有少数努力试图弥合塌陷的星前核心和发达的磁盘之间的差距。本工作的目标是重新组装的原行星盘（PPD），进行三维MHD模拟与双极扩散和充分的辐射转移。我们遵循全球演化的PPD从星前核心崩溃为100 kyr，分辨率为一个AU。形成的磁盘是更现实的，是在协议与最近的观测磁盘周围的0类年轻恒星的对象。的质量通量到达磁盘和磁盘内的径向质量吸积率的测量和分析自相似模型进行比较。表面的质量通量在中心处达到峰值，这意味着大部分落到恒星上的质量不会通过圆盘的中平面。盘的中平面几乎是死的湍流，而上层和盘的外缘是非常动荡。雪线明显比被动盘中的雪线远。我们开发了一种放大的磁共振技术，以快速获得一个合理的磁盘，是高度分层，弱磁化内，强磁化外。在PPD形成的Class-0阶段，盘和下落包层之间的相互作用是重要的，不应被忽视。在恒星上的吸积主要取决于坍缩包层的动力学，而不是详细的盘结构。
2021-03-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of two massive and dense MALT90 clumps
我们报告阿塔卡马大毫米阵列观测3毫米尘埃连续发射和线发射，在HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，N $_{2}$ H $^{+}$和CH $_{3}$ CN，对两个大规模和密集的团块（MDC）在早期，但不同的演化阶段（星前和原恒星），其目的是调查其在$\sim$ 1 $\arcsec$的角尺度的碎片特征。在星前团块中，我们探测到10个致密结构（核心），半径为1200 ~ 4500 AU，质量为1.6 ~ 20 M $_\odot$。这些核心的一半表现出反P-Cygni配置文件在HCO $^{+}$和subvirialized表明，他们正在经历崩溃。在原恒星团附近，我们探测到一个质量为119~M $_\odot$的中心核，它具有很强的质量下降速率，还有9个质量较小的核，质量从1.7 ~ 27~M $_\odot$，半径从1000 ~ 4300 AU。CH $_{3}$ CN自转温度分别由原恒星团的8个核和星前团的3个核导出。星前星团内的核心比原恒星团内的核心具有更小的线宽和更低的温度。星前星团的核心总质量占星团质量的比例（$\sim$ 6\%）小于原恒星星团（$\sim$ 2 3\%）。我们的结论是，我们正在目睹的致密气体在全球崩溃的MDCs的演变;星前集群说明的初始阶段的碎片，窝藏的核心是单独崩溃，和原恒星集群反映了一个较晚的阶段，其中相当一部分的气体已被…
2020-01-07 astro-ph.GA
Hierarchical gravitational fragmentation. I. Collapsing cores within collapsing clouds
我们调查的分级引力碎裂的情况下，通过数值模拟的星前阶段的崩溃的一个轻微的引力不稳定的等温球沉浸在一个强烈的引力不稳定，均匀的背景介质。核心发展了一个类似于Bonnor-Ebert（BE）的密度分布，而在奇点（原恒星）形成时，包层接近一个类似于奇异等温球（SIS）的$r^-2$密度分布。然而，这些结构从来不是流体静力学的。在这种情况下，中心平坦区域的特征在于下落速度，而包络的特征在于均匀速度。这意味着流体静力SIS初始条件导致舒的经典的由内而外的解决方案是不会发生的，因此也不应该由内而外的解决方案。相反，该解从外向内坍缩，自然解释了观测到的扩展的下落速度。地核由它与背景融合的半径定义，具有随时间变化的质量，并沿着观测到的星前地核的集合轨迹在$M/M_{BE}$与$M$的图中演化，其中$M$是地核的质量，$M_{BE}$是临界Bonnor-Ebert质量，跨越了从“稳定”到“不稳定”的范围，即使它一直在坍缩。我们的结论是，一个不稳定的背景的存在允许一个核心动态地从它第一次出现的时候，即使它类似于一个压力限制，稳定的BE球。核心可以被认为是一个冲压压力限制的BE球，由于不稳定背景的吸积，质量不断增加。
2015-10-19 astro-ph.GA
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
Statistical mass function of prestellar cores from the density distribution of their natal clouds
在分子云中观察到的团块的质量函数提出了有趣的理论问题，特别是在它与恒星初始质量函数的关系。我们提出了一个星前核（CMF）的质量函数的统计模型，形成在自引力等温云在其演化的给定阶段。后者的特征在于质量密度概率分布函数（$ρ$ -PDF），其是具有斜率$q$的幂律。根据PDF斜率将各种MC划分为集合，每个集合由单个球形云表示。核心被认为是典型的分形云的自相似结构的元素，并模拟球形物体填充每个云壳。我们的模型假设统计核心的大小，质量和密度之间的关系。由此导出了堆芯质量-密度关系式$ρ\propto m^x$，其中$x=1/(1+q)$。我们发现，$q$决定是否存在一个阈值密度的核心崩溃。导出的一般CMF是一个幂律的斜率$-1$，而重力不稳定的核心CMF的斜率$(-1 + x/2)$，与恒星初始质量函数和观测CMF的高质量部分的斜率。
2020-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Density profile evolution during prestellar core collapse: Collapse starts at the large scale
我们研究的引力主导，吸积驱动的星前核心的演变。在我们的模型中，随着核心密度的增加，它仍然沉浸在一个恒定密度的环境中，因此它从这个环境中吸积，增加了它的质量，减少了它的金斯长度。假设一个幂律密度分布$ρ\propto r^{-p}$，我们计算的斜率$p$的变化率，并表明，值$p=2$是平稳的，而且，吸引子。金斯长度的径向轮廓按$r^{p/2}$的比例缩放，这意味着，对于$p<2$，存在一个半径，在该半径以下的区域小于其金斯长度，因此看起来重力稳定，需要压力约束，而实际上，它是更大规模坍缩的一部分，正在受到下落材料的压缩。在该区域，下落速度向中心减小，最终成为亚音速，从而显得“连贯”，而不需要湍流消散。我们提出了一个汇编的密度剖面的观测测定致密的核心，并表明，其斜率的分布峰值在$p \sim 1.7$ -1.9，支持的概念，随着时间的推移，配置文件变陡。最后，我们讨论的情况下，磁支持在一个核心，其中的领域规模为$B \propto ρ^β$。对于$β= 2/3$的预期值，这意味着质量与磁通量的比率也朝向芯的中心部分减小，使得它们看起来是磁性支撑的，而实际上它们可能是更大的塌缩超临界区域的一部分。我们的结论是，无论是热或磁支持的本地签名是不确定的证据的稳定性，一个地区的引力不稳定性必须建立在大尺度上，星前阶段的崩溃是动态的，而不是准静态的。
2021-02-09 astro-ph.GA
Non-ideal MHD simulations of subcritical prestellar cores with non-equilibrium chemistry
非理想磁流体动力学（MHD）效应被认为是引力在克服磁场的支持和形成恒星方面最亲密的盟友。在这里，我们修改了自适应网格细化代码FLASH（Fryxell等，2000年; Dubey等，2008年）的公开版本，以包括非理想MHD的详细处理，并研究这种影响塌陷的星前核。我们实现了两个非常扩展的非平衡化学网络，其中最大的是由$\sim$ 300种，包括氘化学的详细描述。双极扩散，欧姆和霍尔介电常数，然后自洽地计算从带电物种的丰度。我们提出了一系列的2维轴对称模拟，我们改变化学模型，宇宙射线电离率，和晶粒分布。我们对理想的MHD模拟和以前发表的结果基准我们的实现。我们表明，在高密度（$n_{\rm{H_2}}>~10^6~\rm{cm^{-3}}$），进行大部分的垂直和平行的电导率的离子是不是$\rm{H_3^+}$如以前认为的，而是$\rm{D_3^+}$。
2021-12-21 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
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A census of dense cores in the Taurus L1495 cloud from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个致密的核心目录的$\sim 4^\circ\times2^\circ$领域的金牛座恒星形成区，包括L1495云，来自赫歇尔SPIRE和PACS的观测在70 $μ$ m，160 $μ$ m，250 $μ$ m，350 $μ$ m，和500 $μ$ m连续带。平均尘埃温度和总质量的估计来自使用修改后的黑体拟合的光谱能量分布。我们探测到525个无星核，其中$\sim10$-20%是引力束缚的，因此推测是星前核。我们的未绑定对象的普查是$\sim85$ %完成的$M>0.015\,M_\odot$在低密度区域（$A_V\stackrel{<}{_\sim}5$磁），而绑定（prestellar）子集是$\sim85$ %完成的$M>0.1\,M_\odot$整体。星前核质量函数（CMF）符合对数正态形式，类似于恒星系统的初始质量函数，如以前所报道的。所有推断的星前核都位于地幔结构上，其柱密度超过了地幔坍塌的预期阈值，与以前的报告一致。与星前CMF不同的是，未结合的无星CMF不是对数正态的，而是符合低于$0.3\,M_\odot$的幂律形式，并且没有显示出低质量周转的证据。它类似于先前报道的低质量CO团块（$M\stackrel{<}{_\sim}0.3\,M_\odot$）的质量分布。然而，除了在高密度下，体密度PDF是精确的对数正态分布。这与自引力对磁化超声速湍流的影响是一…
2016-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of prestellar cores via non-isothermal gas fragmentation
片状云在湍流气体中很常见，可能是通过湍流气流之间的碰撞形成的。在较早的贡献中，我们研究了等温冲击板的演化，在这项工作中，我们遵循由（热）压力限制的片状云的演化，并且允许其中的气体冷却。这项工作的现存目的是研究岩心形成的早期阶段。观测到的这种云的演化支持了分子云本身是三相介质的猜想（包括稳定的冷介质和热介质，以及第三种热不稳定的介质），尽管看起来云可以以这种方式演化，而不管它们是否被引力束缚。我们的报告，这片碎片最初是由于增长的热不稳定性和一些碎片被拉长，顺从的。随后，相对较大的碎片变得重力不稳定，并分裂成较小的核心。核心的形成似乎是一个三阶段的过程：第一，增长的热不稳定性导致快速碎裂的板;第二，相对较小的碎片获得质量通过气体吸积和/或合并和第三，足够大的碎片变得容易受到重力不稳定性和子碎片形成较小的核心。我们调查的典型性质的团块（和较小的核心），从这个破碎过程中产生的。这项工作的结果支持的建议，通常在密集的团块和较小的核心观察到的弱速度场可能是种子的动态不稳定性的增长。采用光滑粒子流体动力学算法进行了模拟。
2015-01-07 astro-ph.GA
Collapse, outflows and fragmentation of massive, turbulent and magnetized prestellar barotropic cores
恒星，特别是大质量恒星，对星系的演化有着巨大的影响。然而，它们形成和崩溃的条件仍然没有完全理解。特别是，磁场对大质量团块坍缩的影响相对未被探索，因此在大质量恒星形成的背景下，研究其影响具有重要意义。我们进行高分辨率，MHD模拟崩溃的数百个太阳质量，湍流和磁化云，使用自适应网格加密代码RAMSES。我们计算了坍缩核内的质量分布、磁场和角动量等各种物理量，并研究了坍缩过程中的幕式外流和碎裂。磁场对云的演化有很大的影响。我们发现，磁制动是能够大大减少在坍缩云的内部部分的角动量。快速和间歇性的外流正在以3-5 km/s $^{-1}$的典型速度发射，尽管最高速度可高达30-40 km/s $^{-1}$。与流体动力云相比，几个物体的碎片在基本磁化云中减少了1.5-2倍。我们的结论是，磁场有一个显着的影响，大规模的团块的演变。结合辐射，磁场在很大程度上决定了大质量核心坍缩的结果。我们强调，MHD崩溃的数值收敛是一个具有挑战性的问题。特别是，数值扩散在高密度下似乎很重要，因此可能导致对碎片数量的高估。
2011-02-21 astro-ph.GA
Evolution of Magnetic Fields in Collapsing Star-forming Clouds under Different Environments
在附近的恒星形成云中，磁场的放大和消散在恒星形成过程中起着至关重要的作用。在星系中，恒星形成的环境因地而异，因时代而异。利用磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同环境下恒星形成云中磁场的放大和耗散。我们考虑各种恒星形成环境的金属丰度和电离强度相结合，并准备星前云具有两个不同的质量流量比。我们计算云崩溃，直到原恒星形成使用理想和非理想（包括和排除欧姆耗散和双极扩散）MHD计算调查的演变的磁场。我们总共进行了288次运行，并显示了磁场有效消散的密度范围的多样性，这取决于环境。此外，占主导地位的耗散过程（欧姆耗散或双极扩散）强烈依赖于恒星形成的环境。特别地，对于原始情况，磁场在没有电离源的情况下很少消散，而当周围环境中存在非常弱的电离源时，磁场有效地消散。本研究的结果有助于澄清各种环境中的恒星形成。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XIII. Core Mass Function, Lifetime, and Growth of Prestellar Cores
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kyoto University（京都大学）；Xiamen University（厦门大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
ALMA调查发现预星核质量函数斜率较IMF更缓，而引力束缚预星核质量函数斜率与IMF相似，表明普遍的核心形成机制。
2025-11-28 astro-ph.GA
An analytical model for the evolution of starless cores I: The constant-mass case
我们提出了一个分析模型的准静态演化的无星核心限制在一个恒定的外部压力，假设核心是等温的，并服从球对称的密度分布。我们的模型核心的发展，在绝热和等温的限制，假设拉森一样的湍流耗散的普卢默和高斯密度分布。我们将维里方程中的项的变化模拟为核心特征半径的函数，并确定核心是朝着维里平衡还是引力坍缩发展。在目前的研究中，我们忽略了核上的吸积。我们讨论了不同的行为预测的等温和绝热的情况下，并通过我们选择的指数的尺寸线宽的关系，并提出了一种手段参数化的磁能项的维里方程。我们对Pattle等人（2015）在蛇夫座L1688区域观察到的核心组在“维里平面”中的演化进行了建模。我们发现，并不是所有的维里约束和压力约束的核心将演变成为引力约束，与许多相反，收缩到维里平衡与周围环境，并找到一个缺乏引力主导的和维里未绑定的核心。我们假设在维里平面的这个象限中存在一个“无星核心沙漠”，这可能是由于核心最初形成为压力限制的物体。我们的结论是，一个维里约束和压力约束的核心不一定会演变成引力约束，因此不能被认为是星前的。一个核心只有在引力不稳定的情况下才能被明确地认为是星前的（坍缩形成一个独立的恒星系统）。
2016-03-31 astro-ph.GA
The impact of freeze-out on collapsing molecular clouds
原子和分子，尤其是CO，是星际恒星形成气体云演化过程中的重要冷却剂。尘埃颗粒的存在，使许多化学反应发生在其表面，强烈影响云的化学成分。在低温下，尘埃颗粒可以锁定气相中的物质，这些物质冻结并形成冰。从这个意义上说，灰尘会耗尽重要的冷却剂。我们的目的是了解冻结的热平衡和引力约束的分子云的演变的影响。为此，我们进行三维流体动力学模拟与自适应网格代码FLASH。我们在两种不同的条件下模拟了重力不稳定云，有和没有粮食表面化学。我们让云的演变，直到一个自由落体的时间是达到和跟踪的热演化和丰富的物种在这段时间。我们看到，在数密度为10 $^4$ cm $^{-3}$时，大多数CO分子在与颗粒表面化学的运行中冻结在尘埃颗粒上，从而剥夺了最重要的冷却剂。结果，我们发现气体的温度上升到$\sim$ 25 K。当密度达到几个$\times$ 10 $^4$ cm $^{-3}$时，由于气体-颗粒碰撞冷却，温度再次下降。我们的结论是，晶粒表面化学不仅影响气相中的化学丰度，但也留下了明显的印记，影响恒星形成云的碎片的热演化。作为最后一步，我们提出了一个崩溃的分子云，包括粮食表面化学的状态方程。
2013-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations using POLARIS: an application to simulations of massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，这些分子团以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化程度可以用作非常早期形成阶段的潜在指标。当使用H $_2$ D $^+$的丰度时，这特别有效。然而，其低丰度和大距离使得难以实现对大规模来源的检测。我们提出了一个应用程序的辐射转移代码POLARIS，其目标是测试的邻H $_2$ D $^+$过渡$1_{10}$ - $1_{11}$（372.42 GHz）的可观测性使用模拟的高质量崩溃的核心，包括氘化化学。我们分析了一个60 M的$_{\odot}$核心崩溃的早期和晚期阶段，测试不同的源距离。对于所有的情况下，我们产生了合成单碟和干涉观测，并研究了这两种技术的差异。我们得到的列密度与类似来源的报道值相当。这些估计取决于它们被平均的程度，并且具有紧凑发射的源，它们可以受到光束稀释的高度影响。与单独的ALMA相比，组合的ALMA-ACA观测改善了信噪比，并导致更好的柱密度估计。我们确认的可行性，研究邻H $_2$ D $^+$发射到7千秒差距的距离。我们提供了一个概念验证我们的框架，合成观测，并强调其重要性时，比较数值模拟与实际观测。这项工作还证明了如何相关的是，结合单碟和干涉测量，以获得适当的源列密度。
2022-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations of deuterated molecules in massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集的大质量分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是非常早期形成阶段的潜在良好指标。在这项工作中，我们测试的邻H $_2$ D $^+$ $J_{\rm {K_a, K_c}} = 1_{10}$ - $1_{11} $基态跃迁的可观测性进行干涉和单碟合成观测使用磁流体动力学模拟的高质量坍缩分子核心，包括氘化学。我们研究了不同的进化时间和源距离（从1到7千秒差距），以估计信息损失时，从合成观测推断的列密度的模型中的列密度进行比较。我们模仿单碟观测考虑一个APEX类光束和干涉观测使用CASA和假设最紧凑的配置的ALMA天线。我们发现，对于中心集中的密度分布，在高分辨率ALMA观测（$\leqslant$ 1”）的情况下，柱密度被低估了约51%，而在APEX观测（17”）的情况下，柱密度被低估了高达90%。干涉仪获取的值更接近真实值，然而，由于缺乏短基线，其有限的空间采样导致大尺度结构的贡献损失。我们的结论是，o-H $_2$ D $^+$的发射在遥远的大质量致密的核心是微弱的，将需要从$\sim$ 1至$\sim$ 7小时的观测距离为1和7千秒差距，分别达到14 $σ$检测在最好的情况下。此外，从这样的观测中得到的柱密度肯定会受到单碟光束稀释和干涉仪空间滤波的影响。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-Equilibrium Chemistry of Dynamically Evolving Prestellar Cores: II. Ionization and Magnetic Field
我们研究了在坍缩分子云核的动力学模型中的非平衡化学对测量这些核中的磁场、电离度和离子的平均分子量的影响。我们发现，OH和CN，通常用于塞曼观测的视线磁场，有一个丰富的减少对核心的中心比密度增加快得多。因此，塞曼观测倾向于对地核的外层进行采样，并始终低估了地核的磁场。电离度与数密度之间存在复杂的依赖关系，磁性模型的中心密度可达10^5 cm^{-3}，非磁性模型的中心密度可达10^6 cm^{-3}。在更高的中心密度下，标度接近于幂律，斜率为-0.6，归一化依赖于宇宙射线电离率τ和温度T，为（τ T）^1/2。离子的平均分子量系统地低于通常假设的值20 - 30，并且在高密度下，由于H3+离子的渐近优势，接近值3。该显著较低的值意味着双极扩散操作得更快。
2012-05-22 astro-ph.GA
Prevalence of Complex Organic Molecules in Starless and Prestellar Cores within the Taurus Molecular Cloud
本研究在金牛座分子云的31个无星核和前星核中探测到甲醇和乙醛，发现复杂有机分子在恒星形成前数十万年即于气相中生成，为化学能驱动的解吸模型提供了观测约束。
2023-04-04 astro-ph.GA
Water delivery from cores to disks: deuteration as a probe of the prestellar inheritance of H2O
我们调查交付的定期和氘形式的水从星前核心到星周盘。我们采用了一个半解析的轴对称二维坍缩核模型，并考虑了层状冰结构，在模型中进行了气冰天体化学模拟后处理。物理和化学的演变一直持续到主吸积阶段结束。当质量平均在整个磁盘，形成磁盘有一个类似的H2O丰度和HDO/H2O丰度比作为他们的崩溃前的值（在一个因素2），无论在我们的模型的时间。与以前的研究一致，我们的模型表明，星际水冰被输送到形成磁盘没有显着的变化。另一方面，当地垂直平均的H2O冰丰度和HDO/H2O冰比率可能会有更大的差异，根据时间和距离中心恒星的不同，差异可能高达几倍。局部变化的关键参数是恒星紫外光子在进入磁盘和冰的分层结构，后者主要是在星前阶段建立的流量。我们还发现，即使星际水冰被恒星紫外线破坏，并（部分）重组前磁盘入口，HDO/H2O的比例在重组水冰是类似的原始值。这一发现表明，在讨论星前遗传的H2O的基础上，比较观测得出的HDO/H2O比在云/核心和磁盘/彗星之间的一些谨慎。另外，我们建议，D2 O/HDO的比率HDO/H2O更好地探测H2O的星前遗传。它还发现，冰有机物更丰富的氘比水冰形成磁盘。水和有机物中氘的差异分馏是从星前阶段继承下来的。
2016-10-24 astro-ph.EP astro-ph.GA
ML in Astrophysical Turbulence I: Predicting Prestellar Cores in Magnetized Molecular Clouds using eXtreme Gradient Boosting
Florida State University（佛罗里达州立大学）
利用极端梯度提升预测磁化分子云中原恒星核心的演化，通过数据驱动方法提高恒星形成模拟的效率和精度。
2026-10-22 astro-ph.GA
Synthetic Spectral Signatures from Isothermal Collapsing Gas and the Interpretation of Infall Profiles
考虑到最近的数值结果表明星前核的坍塌是从外到内而不是从内到外发生的，我们重新审视了对致密坍塌核中蓝色过量分子线的解释。因此，我们创建合成分子线观测模拟塌陷，球对称，低初始振幅的密度波动，嵌入在一个统一的，全球引力不稳定的背景下，没有湍流分量。坍缩的地核形成了一个扁平的、类似于Bonnor-Ebert的密度分布，但具有由外向内的径向速度分布，其中最大的下沉速度在大半径处，在低密度气体中，有云到地核的吸积，并且没有流体静力学的外包层。使用光学厚HCO $^+$ J=1-0和3-2旋转线，我们认为几个“典型”的波束宽度，并使用一个简单的线拟合模型来推断下落速度从合成的配置文件类似的是在标准线建模。我们发现，由于实际径向塌陷轮廓的由外向内的性质，推断的下落速度是实际峰值下落速度的~ 25-30%，因为最大速度被它们发生的低密度气体降低。此外，与N $_2$ H $^+$ $J_{F_1F}=1_{01}-0_{12}$超精细线，我们调查的不对称参数，$δv\equiv(V_{thick}-V_{thin})/Δv_{thin}$，在崩溃过程中的变化，发现与观察值很好的协议。最后，HCO $^+$ J=3-2谱线表现出极端的$T_b$ / $T_r$ -比值，就像那些演化的核心一样，对于坍缩后期的较大光束。我们的研究结果表明，标准的动态下降再现几个观察到的功能，但低质量的核心下降速度一般被低…
2022-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stability of filaments in star-forming clouds and the formation of prestellar cores in them
现在人们普遍认为，分子气体的致密细丝是恒星诞生过程中不可或缺的一部分。虽然数值模拟已经成功地再现了湍流气体中的对流结构，并且分析计算已经预测了通过径向坍缩形成致密气体细丝，但是产生这种细丝然后在其中形成星前核的确切过程尚不清楚。因此，在这项工作中，我们研究了形成一个密集的细丝使用一个相对简单的设置，一个均匀密度的圆柱体的压力平衡与其封闭介质。特别是，我们研究，如果它的倾向，形成一个致密的灯丝，并进一步，星前核心的形成在此灯丝承担的初始体积的气体的重力状态。我们报告了一个径向塌陷，导致形成一个致密的对流云是可能的，当气体的初始体积至少是临界稳定的（其特征是该体积的质量线密度与其最大值之间的近似相等）。虽然自引力，但这一体积的气体并没有自由落体。然后，由于类似牛仔裤的不稳定性的增长，这种塌陷后的细丝沿着其长度碎裂，形成像\emph{beads on a string}这样的星前核心。我们认为，在典型的恒星形成云中，在以下假设下被归类为引力超临界的致密细丝不太可能经历引力自由落体：（i）等温性，而事实上，它们不是，和（ii）相对于压力截断的扩展径向轮廓，从而导致其质量线密度的显著高估。这个坍缩后灯丝的径向密度和温度分布与最近对附近恒星形成区的调查中绘制的典型对流云的径向密度和温度分布是一致的。
2015-01-14 astro-ph.GA
Will the starless cores in Chamaeleon I and III turn prestellar?
附近的变色龙分子云复合体是研究低质量恒星形成过程的良好实验室，因为它由三种性质非常不同的云组成。Cha III没有显示出任何恒星形成的迹象，而Cha I的恒星形成非常活跃，可能已经完成。我们的目标是确定恒星形成是否可以在Cha III中进行，并将结果与我们最近对Cha I的调查进行比较。我们使用大型APEX测辐射热仪阵列（LABOCA）在870微米处绘制了Cha III的尘埃连续排放图。从地图上提取了29个来源，所有这些来源都是无星的。无星的核心被发现到1.9等的视觉消光，与其他分子云形成鲜明对比，包括Cha I。除此之外，Cha III无星核与Cha I中发现的无星核具有非常相似的特性。最多有两个源的质量大于临界Bonnor-Ebert质量，这表明星前核的比例非常低，甚至低于Cha I。只有最大质量的来源才是候选的星前核，这与早先在烟斗星云中发现的相关性一致。85颗Cha I和III的无星核心（不是候选星前核心）的质量分布在90%的完整性极限下符合单一幂律，指数接近Salpeter值。在Cha I和III中，一小部分无星核心的质量可能仍在增长，并变得重力不稳定。基于湍流分子云的数值模拟预测，我们估计，最多50%和20%的无星核心的车I和III，分别可能形成恒星。LABOCA的巡天发现，车座III和车座I在某种程度上也是研究星前核心形成的主要目标，因此也是恒星形成的开始。（节略）。
2011-06-24 astro-ph.GA
Multilayer formation and evaporation of deuterated ices in prestellar and protostellar cores
十年来，在星前核和低质量原恒星中观察到了几种分子的极大氘化。对低质量原恒星进行的新观测表明，水在温暖的内部气体中比在寒冷的外部包层中呈现出较低的氘化。我们耦合的气体颗粒天体化学模型与一维模型的坍缩核心，以正确地遵循星际冰的形成和氘化，以及随后的蒸发在低质量的原恒星信封的目的是解释其氘化的时空演变。天体化学模型遵循的形成和蒸发的冰与多层的方法，还包括一个国家的最先进的氘代化学网络，考虑到自旋状态的H $_2$和轻离子。由于星际冰的形成缓慢，因此它们的化学性质是不均匀的，并且显示出它们的氘分馏向表面增加。冰中氘化的分化诱导了原恒星包层中氘化的演化。温暖的内部区域是贫氘的，因为它包括整个分子含量的冰，而氘预测在寒冷的外部信封规模与高度氘化的表面的冰。我们能够重现原恒星信封内观察到的水氘代的演变，但我们仍然无法预测观察到的甲醛和甲醇超高氘代。最后，这项研究的扩展到氘化的复杂有机物（COM），重要的前生物化学，显示出良好的协议与观察，这表明我们可以使用的氘化追溯其机制和它们的时刻的形成。
2014-05-13 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS survey: Evidence of a candidate high-mass prestellar core aside a bright-rimmed cloud IRAS 18290-0924
ALMA-QUARKS调查在IRAS 18290-0924明亮边缘云旁发现一个高質量原恒星核候选者C2，其质量范围为27-68个太阳质量，且引力束缚，可能处于恒星形成坍缩阶段。
2025-11-20 astro-ph.GA
Dynamics, CO depletion, and deuterium fractionation of the dense condensations within the fragmented prestellar core Orion B9-SMM 6
我们目前的APEX观测C17 O（2-1），N2 H+（3-2），和N2 D+（3-2）对亚碎片内部的星前核心SMM 6在猎户座B 9。我们将这些谱线数据与我们以前的SABOCA 350 μm尘埃连续谱图相结合。亚碎片的特征是亚音速内部非热运动（σNT~0.5cs），它们中的大多数似乎是引力束缚的。N_2H ~+速度质心在凝聚体之间的分散度很低（0.02 km/s）。我们推导出的CO消耗因子fD=0.8+/-0.4至3.6+/-1.5，并不表明任何显著的CO冻结，但这可能是由于我们采用的典型CO丰度。N2 H+和N2 D+相对于H2的丰度分数分别为~0.9-2.3x10^-9和~4.9-9.9x10^-10。N2 H+的氘分馏或N2 D +/N2 H+柱密度比在0.30+/-0.07-0.43 +/-0.09的范围内。在SMM 6内部检测到的子结构很可能是圆柱形琼斯型引力碎片的结果。我们估计这种碎裂的时间尺度约为1.8x10^5年。在局部的引力坍缩膨胀之前，凝聚体不太可能相互作用并合并。此外，显着的质量增长的凝聚通过竞争性的吸积从母核似乎是不可行的。在冷凝的分子氘的高水平表明，气相CO应强烈耗尽。它还指向化学进化的高级阶段。因此，SMM 6的子碎片可能接近引力坍缩的开始，但它们是否能形成原恒星或亚恒星物体（褐矮星）取决于当地的恒星形成效率，仍有待澄清。
2013-05-10 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Collapsing Molecular Clouds with Tracer Particles: Part I, What Collapses?
要了解恒星从分子气体云中形成，基本上需要知道两件事：什么气体坍缩，以及坍缩需要多长时间。我们通过在三个自引力湍流模拟中嵌入伪拉格朗日示踪粒子来解决这些问题。我们确定星前核心的崩溃结束时，并使用示踪粒子倒带的模拟，以确定每个核心在每个模拟开始时的原像气体。这是一系列论文中的第一篇，我们提出了这项技术，并研究了第一个问题：什么气体塌缩？对于在t=0的原像气体，我们研究了一些数量;概率分布函数（PDF）的几个数量，速度的结构函数，几个长度尺度，体积填充分数，不同的原像之间的重叠，和分形维数的原像气体。解析描述被发现的密度和速度的原像气体的PDF。我们发现，一个核心的原像是大而稀疏的，我们表明，一个核心的气体来自许多湍流密度波动和一些速度波动。我们发现，二进制系统的原像重叠的分形方式。最后，我们使用的密度分布，以获得一个新的恒星形成率的预测。
2022-09-27 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
Properties of Starless and Prestellar Cores in Taurus Revealed by Herschel SPIRE/PACS Imaging
利用70 $μ$ m、160 $μ$ m、250 $μ$ m、350 $μ$ m和500 $μ$ m连续谱带的Herschel SPIRE和PACS图像，研究了金牛座恒星形成区L1495云致密核的密度和温度结构。一个样本组成的20个核心，选择使用光谱和空间标准，分析使用一种新的极大似然技术，COREFIT，它充分考虑到仪器的点扩散函数。我们得到中心尘埃温度，$T_0$，在6-12 K的范围内，并发现，在大多数情况下，在大的径向距离的径向密度衰减是一致的$r^{-2}$变化预期的Bonnor-Ebert球体。然而，我们的两个核心表现出明显更陡峭的下降，并且由于两者似乎都是引力不稳定的，这种行为可能对坍缩模型有影响。我们发现$T_0$和峰值柱密度之间存在很强的负相关性，正如预期的那样，如果尘埃主要由星际辐射场加热。在我们估计的核心中心的温度下，含碳分子冻结为尘埃颗粒上的冰幔，这种行为在这里得到了我们估计的核心位置与先前公布的H $^{13}$ CO $^+$峰位置之间缺乏对应关系的支持。在此基础上，我们的观察建议升华区半径通常为$\sim 10^4$ AU。然而，与先前发表的8400 AU分辨率下的N-$_2$ H $^+$数据相比，没有证据表明在该分辨率下N-$_2$ H $^+$耗尽。
2014-01-30 astro-ph.GA
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Implementation of dust particles in three-dimensional magnetohydrodynamics simulation: Dust dynamics in a collapsing cloud core
这项研究的目的是在大尺度上研究尘埃动力学，并研究恒星形成过程中尘埃与气体流体的耦合。本文提出了一种计算引力坍缩云中尘埃运动轨迹的方法，其中尘埃颗粒被视为拉格朗日粒子，并假定是中性的。我们结合非理想磁流体动力学模拟进行尘埃轨迹计算。我们的模拟显示，大小为$\le 10\,{\rm μm}$的尘埃颗粒与气体在恒星形成云核中耦合。我们研究了尘埃与气体质量比和斯托克斯数的时间演化，斯托克斯数被定义为由自由落体时间尺度归一化的停止时间，并表明大尘埃颗粒（$\gtrsim 100\,{\rm μm}$）具有大的斯托克斯数（接近1），并倾向于集中在中心区域（即，原恒星和旋转支撑盘）比小颗粒（$\lesssim 10\,{\rm μm}$）快。因此，大颗粒显着增加周围和内部的磁盘的灰尘与气体的质量比。我们还确认，尘埃轨迹的计算，跟踪每个尘埃粒子的物理量，再现以前报道的结果使用欧拉方法。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
From the CMF to the IMF: Beyond the Core-Collapse Model
观测表明，星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）相似，只是向更大质量偏移。这导致了核心和恒星之间存在一对一关系的想法，这样整个恒星的质量库都包含在引力约束的星前核心中，正如核心坍缩模型所假设的那样，并且在最近的恒星IMF理论模型中假设。我们测试这一假设的有效性，通过比较最终质量的恒星与他们的祖先核心的质量在一个高分辨率的恒星形成模拟，产生一个现实的货币基金组织的物理条件下观察到的分子云的特征。使用类似于以前的作品，我们得到了一个CMF的约束核心的定义，随着数值分辨率的增加而收敛。我们发现，CMF和IMF是密切相关的统计意义上的，对于任何一个单独的恒星只有一个弱的相关性之间的祖核心质量和最终的恒星质量。特别是对于高质量恒星，只有一小部分的最终恒星质量来自祖核，即使对于低质量恒星，这一部分也是高度可变的，中位数只有大约50%。我们的结论是，核心崩溃的情景和相关的模型的起源国际货币基金组织是不完整的。我们还表明，竞争性增长是不是一个可行的替代方案。
2021-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the SCUBA-2 observations of the Ophiuchus molecular cloud and a virial analysis of its prestellar core population
在本文中，我们提出了第一次观测的蛇夫座分子云的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带调查（GBS）的一部分，与SCUBA-2仪器。我们展示了将这些数据与以前的HARP CO，Herschel和IRAM N $_{2}$ H $^{+}$观测相结合的方法，以准确地量化蛇夫座SCUBA-2源的特性。我们制作了一份SCUBA-2发现的所有来源的目录。我们把它们分成原恒星和无恒星的核心。我们列出了所有的无星核心，并进行了全面的维里分析，包括外部压力。这是第一次将外部压力包括在这一详细程度中。我们发现我们的大多数核心要么是束缚的，要么是男性化的。引力能和外压的平均值在数量级上是相似的，但各区域之间有一些差异。我们发现，在OPH A区域的核心是重力约束的星前核心，而在OPH C和E区域的核心是压力限制。我们确定，N $_{2}$ H $^{+}$是一个很好的示踪剂的结合材料的星前核心，虽然我们发现了一些证据N $_{2}$ H $^{+}$冻结在非常高的核心密度。我们发现，非热线宽之间的跟踪由C $^{18}$ O和跟踪由N $_{2}$ H $^{+}$，表明在较高的密度湍流耗散的气体大幅减少。我们发现，临界Bonnor-Ebert稳定性准则是不是一个很好的指标，我们的核心的有界性。我们探测到前褐矮星候选者Oph B-11，并发现与以前的工作一致的通量密度和质量。我们讨论的核心的性质…
2015-02-20 astro-ph.GA
The core population and kinematics of a massive clump at early stages: an ALMA view
本研究利用ALMA观测分析大质量团块AGAL014.492-00.139中的前恒星核心群及运动学，发现核心多为低质量且亚维里化，支持团块供料吸积情景。
2022-08-02 astro-ph.GA
Modified Bonnor-Ebert spheres with ambipolar diffusion heating
通过分子云核心的磁波动可以产生双极扩散（AD）加热，从而可以产生通过核心的温度梯度。本文的目的是研究这些产生的温度梯度对非等温修正的Bonnor-Ebert球（MBES）的半径和质量的影响。在这里，我们使用参数$κ$来表示通过分子云核的磁涨落。该参数介绍了磁场强度在长度尺度上的变化。结果表明，随着$κ$的增加，MBES的半径和质量均增加。最重要的结果是在低密度分子介质中存在重力稳定的大质量星前核，这种低密度分子介质具有很强的磁涨落。
2016-11-08 astro-ph.GA
Assessing Self-Absorbed Molecular Lines as Tracers of Gravitational Collapse
Cardiff University（卡迪夫大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
该研究通过模拟含时变化学演化的前恒星核坍缩的合成线观测，发现基于自吸收分子线的下落速度估算技术因特征起源于核外部，会系统性低估真实下落速度与吸积率。
2026-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early phases of star formation with SKAO: synchrotron emission from dense starless cores in molecular clouds
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Sapienza University of Rome（罗马智慧大学）；Institute of Structure of Matter (ISM-CNR), Consiglio Nazionale delle Ricerche（物质结构研究所（ISM-CNR），意大利国家研究委员会）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（尼尔斯·玻尔研究所，哥本哈根大学）；Haystack Observatory, Massachusetts Institute of Technology（海斯塔克天文台，麻省理工学院）
本文探讨利用SKAO观测无星核心中宇宙线电子与磁场相互作用产生的低频同步辐射，以揭示其磁场演化，并强调SKAO的高分辨率和灵敏度将实现对邻近恒星形成区数百个核心的统计研究。
2026-06-25 astro-ph.GA
Detection of Complex Organic Molecules in Young Starless Core L1521E
确定致密的无星核和引力束缚的星前核内的化学复杂性水平对于构建化学模型至关重要，这些模型随后限制了恒星形成的初始化学条件。我们已经在年轻的无星核心L1521 E中寻找了复杂的有机分子（COMs），并报告了第一次明确检测到二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$），甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）和乙烯基氰（CH $_2$ CHCN）。还检测到乙醛（CH $_3$ CHO）的八个跃迁，其中五个（A状态）用于确定激发温度，然后计算其他含氧COM的柱密度。如果不考虑源大小（即，如果假设填充分数为1），则柱密度被低估，因此我们强调需要更高分辨率的绘图数据。我们计算了L1521 E COM丰度，并将其与低质量恒星形成的其他阶段进行了比较，还发现了与其他无星/星前核的相似之处，表明了相关的化学演化。假设在晶粒上形成的前体之间的气相反应中形成COM，然后通过反应解吸喷射到冷气体的情况进行了测试，并且无法重现观察到的COM丰度，CH $_3$ CHO除外。这些结果表明，在冷气体中观察到的COMs不仅通过气相反应形成，而且还通过星际颗粒上的表面反应形成。我们的观察对现有的理论天体化学模型提出了新的，独特的挑战。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
A Dynamically Collapsing Core and a Precursor of a Core in a Filament Supported by Turbulent and Magnetic Pressures
为了研究一颗异常年轻的低质量原恒星GF 9 -2所在云核周围的诞生气条的物理性质，我们利用Nobeyama 45 m望远镜对12 CO、13 CO和C18 O分子进行了J=1-0谱线观测。标测区域覆盖整个灯丝的约1/5。我们的13 CO和C18 O地图清楚地表明，核心形成在当地的密度最大的细丝，和内部运动的细丝气体完全由湍流与马赫数~2。我们估计暗条的标度高度为H = 0.3 ~ 0.7 pc，从而得到中心密度n_c = 700 ~4200 cm^-3。我们采用等温圆柱模型的分析表明，细丝是支持的湍流和磁压力对径向和轴向崩溃，由于自重力。由于湍流和横向磁场的耗散时间尺度都可以与10^6年的丝状气体自由落体时间相比较，我们得出结论，超音速湍流的局部衰减使丝状气体局部不稳定，从而使核心坍缩。此外，我们新发现了一个气体凝结与速度宽度增强到约0.3 pc西南的GF 9 -2核心。凝结的半径约为0.15 pc，LTE质量约为5 Msun。它的内部运动是湍流的，马赫数约为3，暗示着一种引力非束缚态。然而，考虑到我们的估计中的不确定性，我们提出，冷凝是云核的前兆，云核是由灯丝中确定的两种气体成分碰撞产生的。
2014-07-17 astro-ph.GA
Constraints on the (re-)orientation of star-disk systems through infall
通过三维磁流体动力学模拟分析吸积示踪粒子，研究发现内流能显著改变星盘系统的定向，且高质量恒星更易发生长期定向变化，坍缩后吸积阶段比早期坍缩更具各向异性。
2024-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking the dynamical, chemical and spectral evolution of molecular cores with PrestaLine: Gorynych
PrestaLine：Gorynych通过整合流体动力学、化学演化和辐射传输模块，研究分子核心从预星到原恒星阶段的动力学、化学和光谱演化。
2026-02-13 astro-ph.GA
New constraints on the initial parameters of low-mass star formation from chemical modeling
恒星形成的物理化学模型的复杂性正在增加，模型考虑了新的过程和更现实的设置。这些模型使天体化学家能够计算整个恒星形成过程中化学物质的演化。因此，将这些模型的输出与观测结果进行比较，可以对恒星形成带来新的限制。本文介绍的工作是基于最近公开发布的辐射流体动力学低质量恒星形成模型的数据库。我们用这个数据库作为物理参数，用三相气体颗粒模型计算坍塌岩心随时间变化的化学成分。结果进行分析，以找到化学示踪剂的初始物理参数的崩溃，如质量，半径，温度，密度和自由落体时间。它们也比较观察到的0类原恒星的分子丰度。除了初始质量外，我们发现了许多关于坍缩初始参数的示踪物。更具体地说，我们发现，气相CH 3CN，NS和OCS跟踪的初始温度，而H2 CS跟踪的初始密度和自由落体时间的母云。我们的结果与12个0级低质量原恒星的样本的比较，使我们能够约束的初始参数的低质量星前核心崩溃。我们发现，低质量的原恒星优先形成在大的核心半径大于20000金，质量之间的2和4 Msol，温度低于或等于15 K，和密度之间的6 e4和2.5e5部分。cm-3，对应于100和200 kyrs之间的自由落体时间。
2019-05-14 astro-ph.GA
The Burst Mode of Accretion in Primordial Protostars
我们研究的形成和长期演化的原始原恒星盘庇护的第一颗恒星使用数值流体力学模拟薄盘限制。初始条件由具有不同质量、角动量和温度的前恒星核心指定。这使我们能够探测数万年的磁盘的初始演化，在此期间，我们观察到多个片段的碎片导致形成的引力约束气体团块内的螺旋臂。这些碎片在10^3 - 10^4年的时间尺度上由于与旋臂的引力相互作用而向内扭转，并吸积到生长中的原恒星上，引起吸积和光度爆发。爆发现象是由从坍缩的母核落在盘上的物质持续吸积而推动的，这会增加盘因吸积而损失的质量，并引发盘碎片的重复发作。我们表明，爆发现象预计会发生在原始的前星核的初始条件的一个广泛的频谱，并推测如何强烈的光度（~10^7太阳光度）产生的这一机制可能会对磁盘的演化和随后的原恒星的增长有重要的影响。
2013-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
