Chemistry of Carbon-Chain Molecules in Star Forming Regions - Formation Pathway of HC3N in G28.28-0.36 Hot Core -
我们的目标是从分子水平到化学演化，揭示高质量恒星形成区碳链分子的化学，应用在低质量恒星形成区建立的方法。本文对HC 3 N的主要生成途径进行了综述。利用野边山射电天文台的45米射电望远镜对热核G28.28-0.36进行了HC 3 N的三个13 C同位素的观测。根据观测结果，我们认为HC 3 N的主要生成途径是C2 H2与CN的中性-中性反应。我们还比较了不同恒星形成区域的结果，从低质量的无星核心到高质量的恒星形成核心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields and the Formation of Cores and Disks
我们回顾了非理想磁流体动力学模型的分子云的碎片和云核的崩溃，形成原恒星盘系统的最新结果。薄盘模型可以阐明物理问题的许多方面，并允许计算大动态范围的时间和长度尺度。
2013-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hall effect-driven formation of gravitationally unstable discs in magnetized molecular cloud cores
我们证明了在磁化分子云核中形成重力不稳定盘，初始质量与通量比为临界值的5倍，有效地解决了磁制动灾难。我们利用欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应以及$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$ s $^{-1}$的正则宇宙线电离率来模拟引力坍缩直至恒星核心的形成。当磁场和旋转轴初始对准时，在第一芯相之后形成$\lesssim1$ ~Au盘，而当磁场和旋转轴反向对准时，在第一芯相期间形成引力不稳定的25~Au盘。对准模型发射了3 km s的$^{-1}$第一核外流，而反对准模型仅发射了弱的$\lesssim 0.3$ km s $^{-1}$第一核外流.定性地，我们发现，模型与$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$的$^{-1}$是类似于纯流体动力学模型，如果旋转轴和磁场最初是反对齐的，而它们是定性地类似于理想的磁流体动力学模型，如果最初对齐。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Few-Body Modes of Binary Formation in Core Collapse
在最深的核心坍缩的时刻，一个星团核心包含不到10颗恒星。这个小数目使传统的处理硬双星形成，假设一个均匀的背景密度，怀疑。在以前的论文中，我们已经发现，基于三体相遇的二元形成的传统智慧确实是不正确的。在这里，我们通过进一步剖析导致硬双星形成的后续步骤来完善这一见解。为此，我们增加了一些分析工具，以使研究不那么主观。我们发现，传统的处理仍然有效的直接三体散射，但共振三体散射失败。特别是民主共振散射，形成了三体双星形成的分析理论的重要组成部分，需要太多的空间和时间来近似为孤立的，在核心崩溃周围的集群核心的上下文中。我们的结论是，虽然三体相遇可以分析近似为孤立的，随后的强扰动通常发生时，这些遭遇引起民主共振。我们提出了分析估计postdicting我们的数值结果。如果我们再聪明一点，我们就可以预测这种定性行为。
2013-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of a high-density core in Taurus: dynamical gas interaction at the possible site of a multiple star formation
无星的致密核心最终会动态坍缩，在内部形成原恒星，核心的物理性质决定了形成原恒星的性质。我们报告ALMA观测尘埃连续辐射和分子旋转线向MC 27或L1521 F，这被认为是非常接近的第一个原恒星核心阶段。我们发现了一些无星的高密度核心，其中一个核心的密度非常高，约为10^7 cm^-3，位于斯皮策探测到的一颗低光度原恒星周围几百天文单位的区域内。一个非常紧凑的双极外流的动力学时间尺度为几百年被发现对原恒星。分子线观测显示了几个弧形结构的核心，可能是由于动力学气体相互作用。这些复杂的结构揭示了恒星形成的初始条件在本质上是高度动态的，这被认为是理解恒星形成的基本问题的关键因素，如多星的形成和恒星初始质量函数的起源。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic Formation of Magnetized Cores in Turbulent Clouds
在巨大的分子云（GMC）中，由会聚的湍流驱动的冲击产生了局部片状的高密度、强磁化区域。在之前的工作中，我们发现在这些层中，致密的细丝和嵌入的自引力核心是通过沿着磁场线聚集物质而形成的。在这里，我们扩展我们的三维，湍流MHD核心形成模拟的参数空间。我们证实了我们以前提出的各向异性核心形成模型，并量化的中值核心属性的依赖于预冲击流入速度和上游磁场强度。结果表明，束缚核的性质由GMCs中的总动压（由大尺度湍流控制）和热声速cs决定，与磁场强度无关.对于马赫数在5和20之间的模型，中值核心质量和半径与使用P_ext的动压定义的临界Bonnor-Ebert质量和半径相当。我们的结果对应于M_core = 1.2 c_s^4/sqrt（G^3 rho_0 v_0^2）和R_core = 0.34 c_s^2/sqrt（G rho_0 v_0^2）。在我们的参数范围内，中值M_core ~ 0.1-1 M_sun，但非常高的压力云可能具有较低的特征核心质量。我们发现核心和细丝同时形成，当核心第一次坍缩时，细丝柱的密度比周围的云大2倍。我们还表明，在我们的模拟中确定的核心的物理特性相媲美的英仙座云观察到的。在我们的模型中，超热核通常也是磁超临界的，这表明在观测到的云中也可能是如此。
2015-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulence-induced disc formation in strongly magnetised cloud cores
我们提出的崩溃模拟强磁化，湍流分子云核心的质量范围从2.6到1000 M太阳，以研究初始条件的影响，最近提出的Seifried等。我们发现，开普勒光盘形成在所有情况下独立的核心质量，湍流的强度，或存在的全球旋转。这些盘在原恒星形成后的几千年内出现，大小为50 - 150 AU，质量在0.05到几个0.1 M太阳之间。在盘的形成过程中，质量流量比保持在开普勒盘形成的临界值10以下。因此，光是磁通损失并不能解释开普勒圆盘的形成。在这样的早期阶段形成旋转支撑的盘是由于无序的磁场结构和由于盘周围的湍流运动，这两个效应降低了经典的磁制动效率。在盘中出现的双星系统主要是通过盘捕获机制而不是通过盘碎片形成的，这在很大程度上被磁场的存在所抑制。
2013-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Feedback During Massive Star Formation by Core Accretion
我们研究大质量恒星形成过程中的反馈，使用半分析方法，考虑磁盘风，辐射压力，光蒸发和恒星风的影响，而下面的原恒星演化在崩溃的大质量气体核心。我们发现，盘风是占主导地位的反馈机制设置恒星形成效率（SFE）从初始核心的~0.3-0.5。然而，辐射压力对加宽外流空腔也有重要作用，与只有盘风的情况相比，这导致了SFE的减少，特别是对于> 100 Msun的恒星形成，当团块表面密度σ <0.3g/cm 2时。由于尘埃对电离光子的衰减，光蒸发的重要性相对较小。恒星风在吸积阶段的影响甚至更小。对于核心质量Mc~10- 1000 Msun和Sigma~0.1-3g/cm ~ 2，我们发现总的SFE为0.31（Rc/0.1pc）^{-0.39}，这可能是一个有用的亚网格恒星形成模型，可以在模拟中解决前恒星核心半径，Rc=0.057（Mc/60 Msun）^{1/2}（Sigma/g/cm ~ 2）^{-1/2}pc。随着Mc的下降，SFE是逐渐的，没有证据表明反馈过程设定的最大恒星质量达到~ 300 Msun。因此，我们的结论是，所观察到的截断的高质量端的IMF的形状主要是由前恒星的核心质量功能或内部恒星过程。要形成观测到的最大质量约为150- 300 Msun的大质量恒星，初始核心质量需要>500- 1000 Msun。我们还将我们的反馈模型应用于零金属丰度原始恒星的形成，表明在没有尘埃的情况下，光…
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores and filaments in M16: Enhanced formation efficiency in the stellar feedback-driven shell
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；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、天体物理学与分子星际介质实验室）
研究通过高分辨率地图分析M16星云中的密集核心和丝状结构，发现壳层内核心和丝状物的形成效率显著提高，揭示了恒星形成对周围分子云结构形成的作用机制。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the cores and filaments in the Ophiuchus molecular cloud and its L1688 hub-filament system
本文利用getsf方法分析Ophiuchus分子云L1688轴-丝系统，构建核与纤维质量函数并评估形成效率，揭示了纤维主导的核形成是恒星形成的关键机制。
2025-06-25 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
Triggered star formation surrounding Wolf-Rayet star HD 211853
本文研究了沃尔夫-拉叶星HD 211853周围的分子辐射、红外辐射、射电辐射和HI辐射。分子环由分离良好的核组成，其体积密度为10 $^{3}$ cm $^{-3}$，运动学温度为$\sim$ 20 K。由于周围电离气体的外部压力，大部分地核都处于引力坍缩之下。从SED模型对年轻的恒星物体（YSO），连续的恒星形成揭示了大规模的空间从沃尔夫-拉叶星的分子环。一个小规模的连续恒星形成被揭示向核心A，其中有一个非常年轻的星团。因此提出了触发恒星形成的建议。PDR的存在、分子环的碎裂、核的坍缩、大尺度恒星的有序形成等都表明了该区域的“聚集-坍缩”过程。A核的恒星形成活动似乎受到辐射驱动内爆（RDI）过程的影响。
2012-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Estimation of the Star Formation Rate in the Perseus Complex
我们提出的结果，我们的调查的恒星形成的潜力在英仙座恒星形成复合体。我们建立在以前的无星核心，原恒星的核心，和年轻的恒星对象（YSO）目录斯皮策，赫歇尔，和SCUBA观测文献。我们根据柱密度大于5 × 10^21 cm^-2，将核心和YSO放置在7个恒星形成团块中。我们计算出69个无星核的平均密度和自由落体时间分别为5.55 × 10 ^-19 gcm^-3和100万年，我们估计不久的将来恒星形成率为1.5亿百万太阳年^-1。根据Bonnor Ebert稳定性分析，我们发现英仙座的大部分无星核是不稳定的。一般来说，这些核心可以坍缩形成下一代恒星。我们发现了无星核和YSO之间的关系，其中年轻原恒星（0类+I类）的数量与无星核的数量相似。这种一对一关系的相似性表明，这些无恒星的核心可能会形成下一代恒星，其形成速率与当前一代大致相同，如0类和I类原恒星所识别的那样。因此，如果无星核和任何YSO阶段之间存在这种关系，那么这两个种群的SFR值必须几乎恒定。简而言之，我们认为这种一对一的关系是更好地理解星云内恒星形成过程的一个重要因素。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The contribution of binary star formation via core-fragmentation on protostellar multiplicity
本研究通过模拟巨分子云中的恒星形成，发现核心碎裂和动力学捕获可有效产生20-100AU的低质量近距离双星，无需盘碎裂，并能复制英仙座观测到的双峰分布。
2023-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and disk formation during high-mass star formation: The IRAM NOEMA (Northern Extended Millimeter Array) large program CORE
目标：我们的目标是了解碎片以及磁盘的形成，外流的产生和化学过程中的大质量恒星形成的空间尺度上的个人核心。研究方法：利用IRAM北方扩展毫米波阵列（NOEMA）和30米望远镜，我们在IRAM大型项目CORE中观测到了20个距离小于5.5kpc、光度大于10^4 Lsun的著名大质量恒星形成区样品的1.37 mm连续谱和高角分辨率（~ 0.4“）谱线发射。结果：介绍了CORE的总体调查范围、选择样本、观察设置和主要目标。科学上，我们专注于毫米连续辐射的尺度上的顺序为1000 AU。我们检测到强大的毫米连续发射从所有地区，主要是由于冷尘埃的排放。样品的碎裂性质是多样的。我们看到了极端的情况，一些区域由一个高质量的核心主导，而另一些区域则分裂成多达20个核心。最小生成树分析发现，在尺度上的热牛仔裤长度或更小的顺序，表明湍流破碎是不太重要的热重力破碎的碎片。高度碎片化与奇异区域的多样性可以通过改变初始密度结构和/或不同的初始磁场强度来解释。结论：在角分辨率极限附近发现了观察到的最小的芯之间的分离，这表明进一步的碎裂可能发生在更小的空间尺度上。CORE项目及其众多的谱线探测将解决大质量恒星形成领域的一系列重要物理和化学问题。
2018-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of wide binary stars from adjacent cores
星前核相邻，彼此相对运动足够缓慢，就可以形成引力作用下广泛结合的成对恒星。这些双星是原始星团的残余。结果表明，在低密度恒星形成区的宽束缚对的预期分数可以大于在现场的宽对的分数。另一方面，宽双星不会形成或生存在密集的集群。最近的工作的分离分布的年轻的二进制文件，总结在这里，证实了这些期望。宽双星的其他形成机制，如星团解体或三星展开，不能解释观测到的年轻宽双星的大部分，因此不是主导的。事实上，超过一半的宽对包含子系统匹配的一般多样性统计，并不意味着层次多样性和宽二进制基因相关。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A network of filaments detected by Herschel in the Serpens Core: A laboratory to test simulations of low-mass star formation
在恒星形成过程的早期阶段，丝状体是一个关键的结构。模拟结果表明，在岩心形成之前和形成过程中，通常会形成碎屑结构。目的。巨蛇座核心是一个理想的实验室，可以测试最先进的模拟湍流巨分子云的方法。我们使用赫歇尔观测巨蛇座核心计算温度和列密度图的区域。在Dale等人（2012年）的模拟中，我们选择了他们运行I的早期阶段，在恒星反馈开始之前，具有与Serpens核心相似的总质量和物理尺寸。我们也从模拟中获得温度和柱密度图。首先分析了所观察到的长丝的柱密度分布，包括然后掩蔽芯。对模拟也进行了同样的分析。在巨蛇座核心探测到一个放射状的丝状网络。分析的模拟显示出与观察到的结构惊人的形态相似。模拟的无芯丝的柱密度分布仅显示对数正态分布，而观察到的丝显示幂律尾部。如果只关注核心的柱密度分布，则幂律尾部在模拟中变得明显。相反，观察到的核心显示出平坦的分布。尽管模拟的和观察到的细丝主观上看起来很相似，但我们发现它们的行为方式非常不同。模拟的细丝是连续性占主导地位的区域，观察到的细丝是自引力结构，可能会分裂成核心。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shaken and stirred: the effects of turbulence and rotation on disc and outflow formation during the collapse of magnetised molecular cloud cores
我们提出了18个磁流体动力学计算的结果崩溃的分子云核心，形成一个原恒星。一些计算包括通量限制扩散近似中的辐射传输，而另一些则采用正压状态方程。我们涵盖了一个广泛的参数空间，质量流量比范围从$μ= 5$到$20$ ;初始湍流振幅范围从层流计算（即马赫数$\mathscr{M} = 0$）到跨音速$\mathscr{M} = 1$ ;初始旋转速率范围从$β_\mathrm{rot} = 0.005$到$0.02$。我们首先表明，使用辐射传输方案产生温暖的伪光盘比正压状态方程，使他们更稳定。然后，我们“动摇”的核心，通过增加初始湍流速度场，并发现在所有三个质量流量比跨音速核心弱约束，不产生伪光盘; $\mathscr{M} = 0.3$核心产生非常混乱的光盘;和$\mathscr{M} = 0.1$核心产生光盘大致相当于一个层流核心。在我们以前的论文（arXiv：1701.08741）中，我们表明，一个伪盘耦合足够的磁场是必要的，以形成一个双极流出。在这里，我们表明，只有弱湍流核心表现出准直射流。最后，我们取$\mathscr{M} = 1.0$、$μ= 5$核心，通过增加初始角动量来“搅动”它，发现一旦旋转能量的程度超过核心中的湍流能量，圆盘就会返回，并伴随着相应的（尽管较慢）流出。这些结论限制了分子云核心中的旋转和湍流的初始混合物，这有利于在恒星形成过程的早期形成双极外流。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Prolate Molecular Clouds at HII Boundaries: I. Formation of fragment-core structures
本文用光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了Hii边界上长扁云团的演化。在我们的研究中，长扁分子云的半长轴垂直于一个平面平行电离极紫外（EUV）通量的辐射方向。对三个大质量长星云的模拟表明，EUV辐射可以触发嵌入最终线性结构中的独特的高密度核心形成。这与以前的工作，其中只有一个各向同性的远紫外（FUV）星际背景通量的结果。通过对一组质量相等但初始密度和几何形状不同的长星云的系统研究发现，长星云的初始条件和极紫外辐射通量的大小会改变最终线状结构上核的分布。这些高度凝聚的核可以散布在最终线性结构的全长上，或者在两个焦点处形成两组高密度核，这取决于电离辐射穿透深度d_EUV的值，即物理电离辐射穿透深度与云的短轴的比率。对高密度核心的总质量和核心形成时间的数据分析发现，在所研究的物理环境中，极紫外辐射触发恒星形成效率的可能性在电离穿透深度较浅、大小轴比居中的长星云中更高。最后，有人建议，在HII边界观察到的各种碎片核心结构可能会导致电离辐射和预先存在的不同初始几何和物理条件的长云之间的相互作用。
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic effect on first star formation: prestellar core collapse and protostar formation
最近的理论研究表明，磁场可能在宇宙中第一颗恒星的形成中起着至关重要的作用。然而，磁场对第一个恒星形成的影响还有待于很好地理解。在这项研究中，我们进行三维磁流体动力学模拟，考虑到所有相关的冷却过程和非平衡化学反应的原恒星密度，为了研究的崩溃磁化原始气体核心的自洽热演化。我们的结果表明，中心核的热演化几乎不受磁场的影响，因为磁力不阻止沿磁力线的收缩。我们还发现，磁制动提取的角动量从核心和抑制碎裂取决于初始强度的磁场。磁外流的角动量输运比磁制动的角动量输运效果差，因为磁外流只在坍缩的后期才发射。我们的研究结果表明，磁场效应成为重要的场强$B> 10^{-8}(n_{\rm H}/1\ \rm cm^{-3})^{2/3}\ \rm G$，其中$n_{\rm H}$是数密度，在崩溃阶段。最后，我们比较我们的结果与模拟使用正压近似，并确认这种近似是合理的，至少在崩溃阶段。尽管如此，热和化学过程的自洽处理对于将模拟扩展到吸积阶段至关重要，其中原恒星的辐射反馈发挥着至关重要的作用。
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered Star Formation in Magnetic Clouds: Properties of Dense Cores Formed in Outflow-Driven Turbulence
我们调查的物理性质的致密核心形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，使用三维数值模拟，包括原恒星外流反馈。通过clumpfind算法在模拟密度数据立方体中识别密集核。我们发现，核心的速度色散并没有表现出任何明确的核心大小的依赖关系，相反，拉森的线宽大小的关系，但与最近的观测结果一致。在没有磁场的情况下，大多数核心都具有超声速分散。中等强度的磁场通常将色散降低到亚音速或最多跨音速值。大部分岩心处于维里平衡状态，外压主导自重。这意味着核心的演变在很大程度上是由外流驱动的湍流控制。即使是一个最初很弱的磁场也可以显著地延迟恒星的形成，因为磁场被外流驱动的湍流放大到一个均分的强度，而扭曲的磁场分量占主导地位。相反，对于中等强度的场，均匀分量仍然占主导地位。在我们模拟的尘埃热辐射偏振图中，磁性结构的这种差异是显而易见的;它提供了一个关于场强的处理。最近的极化测量表明，在集群形成的团块的场线是空间有序的。这是一个中等强度的，动态的重要性，字段相结合的流出反馈，可以保持嵌入式集群中的恒星形成的速度在观察推断，相对缓慢的速度为百分之几的每自由落体时间。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Hunt for Massive Starless Cores
我们对7个红外暗云中的32个高质量面密度区进行了ALMA $\rm N_2D^+$（3-2）和1.3mm连续谱巡天，目的是寻找大质量无星核，这可能是大质量恒星形成的初始条件。显示出强烈的$\rm N_2D^+$（3-2）发射的核心预计是高度氘化的，并表明早期的恒星形成阶段。我们还在辅助线示踪剂中提供了这些区域的地图，包括C $^{18}$ O（2-1），DCN（3-2）和DCO $^+$（3-2）。超过100个$\rm N_2D^+$核心识别与我们新开发的核心发现算法的基础上连接结构的位置-速度空间。质量最大的核心有$\sim70\:M_\odot$（可能是$\sim170\:M_\odot$），因此可能代表大质量恒星形成的初始条件。这种核心的存在和动力学性质限制了大质量恒星形成理论。我们测量的线宽，从而速度分散的核心最强的$\rm N_2D^+$（3-2）线发射，发现结果是基本一致的维里平衡的压力约束的核心。
2016-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-linear dense core formation in the dark cloud L1517
我们提出了一个解决方案，在金牛座L1517暗云中观察到的核心碎片的细丝，以前无法解释（Hacar等。al 2011）。核心碎裂是恒星形成的关键步骤。观测结果表明，这与云气的结构有关，但仍不清楚是哪个过程造成的。我们表明，重力不稳定性过程的等温柱可以解释所表现出的破碎的假设下，扰动增长的主波长。我们使用数值模拟的代码RAMSES，估计观测到的列密度和视线速度，并将它们与观测结果进行比较。观察到的碎片化的一个关键因素是，核心通过在细丝内重新分配质量而生长，因此核心之间的密度在碎片化过程中降低。这通常导致错误的主波长估计，因为它强烈依赖于初始中心密度。我们认为，非线性效应也发挥了重要作用的演变的碎片。一旦密度扰动增长到临界线质量以上，非线性导致与分析预测相比中心核密度的增强。选择正确的初始条件，扰动强度约为20%，导致倾斜校正的视线速度和中心核心密度在观测测量误差内，在一个现实的演变时间。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of non-ideal magnetohydrodynamic processes on discs, outflows, counter-rotation and magnetic walls during the early stages of star formation
非理想磁流体动力学（MHD）过程-即欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应-改变了恒星形成过程的早期阶段和周围环境。总的来说，它们已被证明可以促进椎间盘形成并促进或阻碍流出。但是，哪一个非理想过程的影响最大呢？使用三维平滑粒子辐射非理想MHD模拟，我们模拟的引力坍缩的旋转，磁化云通过第一流体静力学核心阶段后不久，形成的恒星核心。我们调查每个过程单独和集体的影响。与使用理想MHD相比，包括任何非理想过程在第一芯阶段期间将最大磁场强度减小至少一个数量级，并且促进磁壁的形成。当磁场和旋转矢量是反对齐的并且包括霍尔效应时，旋转支撑的$r \gtrsim 20$ ~au形式的盘;当仅包括霍尔效应并且矢量是对齐的时，反向旋转的伪盘形式不是旋转支撑的。旋转支撑的$r \lesssim 4$ ~Au形式的圆盘，如果仅包括欧姆电阻率或双极扩散。霍尔效应抑制第一个核心流出时，矢量是反对齐和抑制恒星核心流出独立的对齐。欧姆电阻率和双极扩散，促进第一个核心流出和延迟发射恒星核心流出。虽然每一个非理想的过程影响恒星的形成，这些结果表明，霍尔效应有最大的影响。
2021-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust coagulation during the early stages of star formation: molecular cloud collapse and first hydrostatic core evolution
原行星盘中的行星形成需要尘埃颗粒从星际介质中发现的亚微米大小凝结成更大的物体。我们首次利用三维流体动力学模拟研究了在恒星形成的最早阶段尘埃颗粒的生长。我们开始与一个典型的星际尘埃粒度分布和研究尘埃的分子云核心的崩溃和第一流体静力学核心的演变过程中的增长，在恒星核心的形成。我们研究如何尘埃大小分布演变的空间和时间。我们发现，信封保持其初始人口的小尘埃颗粒在这些阶段的增长很少，除了在内部的几百金最小的颗粒耗尽。然而，一旦第一个流体静力学核心形成，在核心内（在恒星核心形成之前）会发生快速的尘埃生长，其尺寸超过$100~μ$ m。在离核中心较小的距离处产生逐渐变大的晶粒。在快速旋转的分子云核心中，形成的“第一个流体静力核心”更好地描述为可能在引力上不稳定的前恒星盘。在这种情况下，颗粒生长在螺旋密度波中更快，导致在螺旋波中优先发现较大的颗粒，即使颗粒相对于气体没有迁移。因此，即使在这些非常早期的时间，第一个核心/前恒星盘中的颗粒尺寸分布也会有很大的变化。
2022-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Induced Core Formation Time in Subcritical Magnetic Clouds by Large-Scale Trans-Alfvénic Flows
我们澄清的机制，加速核心形成的大规模非线性流在亚临界磁云的核心形成时间，并描述导致他们的物理过程中找到一个半解析公式。最近的数值模拟表明，非线性流动诱导快速双极扩散，导致局部超临界区域，可以崩溃。在这里，我们采用非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散的重力分层片线程垂直磁场。其中一个水平维度被消除，从而导致更简单的二维模拟，可以澄清加速核心形成的基本过程。模拟的参数研究表明，当流速大于Alfvén速度时，核心形成时间与流速的平方成反比。我们找到了一个半解析公式来解释这个数值结果。该公式还预测，当湍流速度与Alfvén速度相当时，核心形成时间比没有湍流的时间短约三倍。
2014-08-25 astro-ph.SR
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
Formation of collapsing cores in subcritical magnetic clouds: three-dimensional MHD simulations with ambipolar diffusion
采用三维磁流体动力学模拟方法研究了亚临界分子云的引力驱动碎裂过程，发现只要施加磁通量冻结，引力驱动碎裂过程是稳定的.模拟结果表明，在一个初始亚临界云的核心一般是逐渐发展的双极扩散时间，这是大约几个$\times 10^7$年在一个典型的分子云。另一方面，超音速非线性流加速了亚临界云中坍缩核的形成。我们的参数研究表明，核心的形成发生更快的云的初始流速的强度增加。我们发现，核心的形成时间大致成正比的平方根的倒数的增强密度所产生的超音速非线性流。的密度依赖性是类似的，在准静态收缩磁支持的云，虽然核心形成的条件是由我们的模拟中的非线性流动。我们还发现，如果云是高度亚临界的，加速形成时间并不强烈地依赖于磁场的初始强度。我们的模拟表明，在我们的模型亚临界云的核心形成时间是几个$\times 10^6$年，由于存在大规模的超音速流（$\sim 3$倍音速）。一旦坍缩核心形成，核心的密度、速度和磁场结构并不强烈地依赖于速度波动的初始强度。芯的下落速度为亚音速，磁场线呈弱沙漏形。
2010-12-28 astro-ph.SR
The formation of ultra-massive carbon-oxygen core white dwarfs and their evolutionary and pulsational properties
摘要：我们探讨了超大质量（M_{\rm WD} \gtrsim 1.05 M_ \sun $）、碳氧核白矮星的形成，这些白矮星是由单个恒星演化产生的。我们还研究了它们的演化和脉动性质，并将它们与那些具有氧-氖核的超大质量白矮星进行了比较，这些白矮星的核是由单个祖星中的碳燃烧产生的，并与双星合并的预测进行了比较。我们考虑两个单星演化的超大质量碳氧核心白矮星，涉及核心氦燃烧后的简并核心的旋转和质量损失率降低大质量渐近巨分支星的形成方案。我们将我们的发现与超大质量白矮星的预测进行了比较，这些白矮星是由两个质量相等的碳氧核心白矮星合并而成的，假设它们之间完全混合，合并后的残余物是碳氧核心。由此产生的超大质量碳氧核心白矮星的演化速度明显慢于它们的氧氖对应物。我们的研究有力地表明，具有碳氧核的超大质量白矮星的形成来自单个恒星演化。我们发现这些白矮星的演化和脉动性质与它们的氧-氖核对应物以及可能由双简并产生的碳-氧核的白矮星有明显的不同。这最终可以用来辨别超大质量白矮星的核心组成及其形成情景。
2020-11-20 astro-ph.SR
The early stages of star formation in Infrared Dark Clouds: characterizing the core dust properties
红外暗云（IRDC）被认为是明亮的银河系中红外背景下的消光特征，被认为是恒星和团簇形成的最早阶段。为了更好地表征其嵌入芯的性质，我们获得了38个IRDC样品的新的24 μ m，60- 100 μ m和亚毫米连续谱数据。24微米的斯皮策图像显示，虽然IRDC仍然是黑暗的，但许多核心与明亮的24微米发射源有关，这表明它们包含一个或多个嵌入的原恒星。结合24微米，60- 100微米，和亚毫米连续数据，我们已经构建了宽带光谱能量分布（SED）的157个核心在这些IRDC和，使用简单的灰体拟合的SED，估计他们的尘埃温度，发射率，不透明度，辐射光度，质量和密度。基于他们的斯皮策/IRAC 3- 8微米的颜色和24微米的点源发射的存在，我们已经分离出的核心，港口活跃，高质量的恒星形成的核心是静止的。活跃的“原恒星”核心通常比较为静止的、也许是“前原恒星”的核心具有更高的尘埃温度和更高的辐射热光度。由于人口的质量分布是相似的，但是，我们推测，活动和静止的核心可能代表不同的进化阶段的核心相同的底层人口。虽然我们不能排除在静止的核心中形成低质量的恒星，但其中质量最大的是“高质量无星核心”阶段的绝佳候选者，这是高质量恒星形成的最早阶段。
2010-03-16 astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Protostellar Core Formation
本文首次报道了三维辐射磁流体动力学（RMHD）模拟的原恒星坍缩过程，考虑了研究恒星形成过程所需的许多物理过程，包括一个真实的状态方程。我们遵循从分子云核心的演变，直到原恒星核心形成足够高的分辨率，而不引入一个汇粒子。详细描述了模拟过程中涉及的物理过程和所采用的数值方法，由于原始星核形成的时间尺度非常短，直接的三维RMHD模拟只能计算出原始星核形成后一年左右的时间，但成功地描述了恒星形成过程的早期阶段。的热演化和结构的第一和第二（原恒星）的核心是一致的，与以前的一维模拟使用全辐射传输，但有很大的不同，从以前的多维研究与正压近似。由于磁场有效的角动量输运，在理想的MHD模型中，原恒星核几乎是球对称的，但是欧姆耗散使得在原恒星核附近形成星周盘，就像以前的MHD研究中的正压近似一样。形成的圆盘仍然很小（小于0.35 AU），因为我们只模拟了最早的进化。我们还证实，两种不同类型的外流是自然发射的磁场从第一个核心和原恒星核心的电阻MHD模型。
2012-12-28 astro-ph.SR
Modeling of molecular clouds with formation of prestellar cores
我们开发了一种统计方法来描述致密的结构（核心）的分子云，可能是恒星的祖先。我们的基本假设是一个核心的质量密度关系和幂律密度分布的这些对象所证实的数值模拟和观测。导出了核质量函数（CMF），并解析地得到了其在高质量区的斜率。在几个银河系云观测CMF的比较简要介绍。
2012-06-07 astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Dense Cores with Turbulence and Ambipolar Diffusion
磁粒子对于恒星和行星的形成都是必不可少的，但它们如何在磁化分子云核心中形成仍然存在争议。这项工作的重点是如何磁盘的形成是受湍流和双极扩散（AD），单独和组合，强调恒星形成的原恒星质量吸积阶段。我们发现，一个相对较强的，在核心尺度上的声波湍流强烈扭曲，但不完全破坏众所周知的磁致扁平伪盘，占主导地位的内部原恒星吸积流在层流的情况下，与以前的工作。湍流使形成一个相对较大的磁盘在早期或没有双极扩散，但这样的磁盘仍然强烈磁化，并没有坚持到我们的模拟结束，除非一个相对较强的双极扩散也存在。层流模拟中启用AD的磁盘倾向于重力碎片。初始湍流抑制了盘的碎裂。双极扩散通过磁通量重新分布降低星周区域的磁场强度，并使那里的磁力线在方位角上减少箍缩，特别是在后期，从而促进了盘的形成和生存。我们的结论是，湍流和双极扩散相互补充，促进磁盘的形成。在我们的模拟中形成的磁盘继承了一个相当强的磁场，从它的父母核心，与一个典型的等离子体- $β$的数量级几十或更小，这是2-3个数量级低于通常采用的数值在MHD模拟的原行星盘。为了解决这一潜在的紧张局势，需要用越来越现实的物理学对磁盘的形成和演化进行长期模拟。
2019-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the formation of glycolaldehyde in dense molecular cores
乙醇醛是一种简单的单糖，与益生元化学有关。最近在恒星形成区G31.41+0.31的分子核心中发现了它，丰度相当高。我们研究了乙醇醛在10K下的形成，以确定它是否可以在典型的致密核条件下有效地形成。使用天体化学模型，我们测试了五种不同的反应机制，已提出在天体物理学文献中，发现气相形成路线是不可能的。在颗粒表面形成途径中，只有两种在非常低的温度下足够有效，以产生足够的乙醇醛来匹配观测估计，最终形成CH3OH + HCO的机制受到青睐。然而，当我们从反应化学的角度考虑这些机制的可行性时，第二种颗粒表面途径看起来更有希望，H3CO + HCO。
2012-02-22 astro-ph.SR
Formation of unipolar outflow and $\textit{protostellar rocket effect}$ in magnetized turbulent molecular cloud cores
通过三维非理想磁流体力学模拟，研究发现低质量原恒星系统中可形成单极外流并产生原恒星火箭效应，母云核磁能与湍流能之比是形成不对称外流的关键。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Giant Formation with Small Cores Triggered by Envelope Pollution by Icy Planetesimals
我们研究了冰质星子的包层污染如何影响气体巨星形成的临界核心质量和气体吸积的时间尺度。在核心吸积模型中，失控气体吸积是在核心达到临界核心质量后触发的。以往对地核吸积模型的研究都假设包层具有均匀的太阳成分。事实上，包层很可能被冰质微行星的蒸发物质所污染，因为冰质微行星通过包层时会经历强烈的烧蚀而导致质量损失，它们的大部分质量都沉积在深包层中。在本文中，我们已经证明，信封污染一般降低临界核心质量和加速气体吸积的原行星，因为分子量的增加和绝热温度梯度的降低。广泛和高度污染的信封允许较小的核心，以形成大量的信封之前，光盘耗散。我们的研究结果表明，在行星吸积过程中的信封污染有可能触发气体巨星形成与小的核心。我们认为，在基于核吸积模型讨论气态巨星形成时，有必要考虑冰质星子的包层污染。
2011-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the formation and evolution of pre-stellar discs
我们报告的结果从辐射流体动力学模拟分子云核心崩溃，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心/盘的形成和演化，崩溃形成一个恒星核心，和周围的磁盘和信封上的恒星核心形成的影响。过去的正压计算表明，快速旋转的第一个核心演变成半径高达100 AU的“前星盘”，在恒星核心形成之前可能持续数千年。我们调查如何列入一个现实的状态方程和辐射转移改变这种行为，发现定性的行为是相似的，但前恒星光盘可能持续1.5-3倍更长的时间在更现实的计算。质量，半径和寿命的光盘增加的初始分子云核心与更快的旋转速率。在我们模拟的最极端的情况下，质量为0.22 Msun，半径约为100 AU的前恒星盘可以在太阳质量的云中形成，并在恒星核心形成之前持续数千年。这种大质量物体可以使用ALMA成像。这些大质量盘的碎裂也可能提供一个有效的途径来形成双星和多星，在恒星核心吸积的辐射反馈可以抑制碎裂之前。一旦坍缩形成一个恒星的核心发生在前星盘，辐射流体动力学模拟产生定性不同的行为从正压计算由于吸积能量释放。这驱动了一个冲击波通过拱星盘，甚至在没有磁场的情况下也会产生双极外流。
2011-07-29 astro-ph.SR
The Evolution of Cloud Cores and the Formation of Stars
对于一些无星的核心，自吸收分子线和柱密度的观测暗示了大振幅振荡的存在。我们研究这些振荡的核心和解释他们的意见的演变的后果。我们发现脉动能量有助于支撑核心，而这种能量的耗散会导致不稳定和恒星形成。在这幅图中，核心的寿命受到脉动衰减时间尺度的限制，主要是非线性模-模耦合，大约是几个x 10^5- 10^6年。值得注意的是，这与解释核心转化为恒星的相对较低速率所需的相似。对于大振幅振荡的核心，尘埃连续观测可能会出现不对称或不规则。因此，当考虑到振荡时，一些被分类为超临界的堆芯可能是动态稳定的。因此，我们的研究激发了一个简单的流体动力学图片，能够再现恒星祖先的许多特征，而不包括额外的物理过程，如大规模磁场。
2010-06-03 astro-ph.SR
Prestellar Core Formation, Evolution, and Accretion from Gravitational Fragmentation in Turbulent Converging Flows
我们研究星前核的形成和吸积的三维流体动力学模拟的基础上。我们的模拟代表本地$\sim 1$ PC地区内的巨大分子云的超音速湍流收敛，触发恒星形成的后激波层。我们包括紊流和自重，应用下沉粒子技术，并探讨了入流马赫数${\cal M}=2-16$的范围。两组核心的识别和比较：$t_1$ -核心识别的时间快照，在每个模拟，代表在一个单一的云图密集的结构; $t_\mathrm{coll}$ -核心识别在其各自的崩溃时间，代表最初的质量水库吸积。我们发现，核心和细丝的形成和演变是同时进行的。在核心崩溃的阶段，有一个定义明确的，收敛的特征质量的等温碎裂，是在冲击后压力的临界邦纳-埃伯特质量相媲美。与观测到的恒星初始质量函数（IMF）相比，$t_\mathrm{coll}$ -核心的核心质量函数（CMFs）显示出高质量核心（$\gtrsim 7M_\odot$）的不足。然而，$t_1$核心的CMF与观测到的CMF相似，并且包括许多重力稳定的低质量核心。$t_1$ -核心和$t_\mathrm{coll}$ -核心之间的差异表明，从观测到的CMF的完整样本可能不会演变成原恒星。在整个模拟过程中，单个汇粒子以大致恒定的速率吸积，即使在初始质量库吸积之后，每个自由落体时间也会获得一个$t_\mathrm{coll}$核心质量。高质量的汇在后期比低质量的汇按比例获得更多的质量。由于团块密度结构落入汇中…
2015-04-08 astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence II: Which is the dominant process in stellar core formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。通过跟踪1~M $_\odot$气体云通过第一流体静力核到恒星密度的引力坍缩过程，研究了磁场（理想和非理想）和湍流（亚音速和跨音速）对原恒星形成的影响.云施加旋转和湍流速度，并线程与磁场是平行/反平行或垂直于旋转轴，我们调查两个旋转速率和四个马赫数。恒星核的初始半径和质量仅弱依赖于初始参数。在包含理想MHD的模型中，在原恒星诞生时植入的磁场强度远高于观测值，与初始湍流水平无关;只有非理想MHD才能将此强度降低到接近或低于观测值。这表明，理想的磁流体动力学不仅是恒星形成的不完整图像，而且低质量恒星中的磁场是在生命后期通过发电机过程注入的。非理想的磁流体动力学抑制磁发射的恒星核心流出，但湍流允许热发射的流出形成后几年的恒星核心形成。
2020-05-11 astro-ph.SR
Effects of Ohmic and ambipolar diffusion on the formation and evolution of the first cores, protostars and circumstellar discs
我们调查的形成和演化的第一个核心，原恒星，和拱星盘的三维非理想（包括欧姆和双极扩散）辐射磁流体力学模拟。我们发现，磁通量在很大程度上被去除的磁扩散在第一核心阶段和第一核心的中心的等离子体$β$变大，$β>10^4$。因此，正确处理第一核心阶段是至关重要的研究形成的原恒星和光盘。另一方面，在理想的模拟中，$β\sim 10$位于第一核心的中心。磁扩散的模拟结果表明，即使在初始磁场相对较强的情况下（云核的初始质量通量比相对于临界值为$μ=4$），星周盘也几乎在原恒星形成的同时形成。在原恒星形成时期，圆盘的半径为$r \sim 1$ AU。我们确认，该光盘是旋转支持。我们还表明，光盘是大规模的（$Q\sim 1$）和重力不稳定性可能在随后的光盘演化中发挥重要作用。
2015-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Origin and Formation of the Circumstellar Disk
从星前阶段开始，研究了坍缩分子云中星周盘的形成和演化过程，同时对分子云核和原恒星进行了解析。在坍缩云中，第一个绝热核心出现在原恒星形成之前。反映坍缩气体的热力学，第一个核心的质量比原恒星大得多。当分子云没有角动量时，第一个核心落在原恒星上，并在原恒星形成后几年消失。另一方面，当分子云具有角动量时，即使在原恒星形成之后，第一核心也不会消失，而是直接演化成具有开普勒旋转的星周盘。星周盘的形成有两条途径。当初始云具有相当小的旋转能量时，两个嵌套的盘就在原恒星形成之后出现。在早期的主吸积阶段，内盘的大小增加，并与外盘（即第一个核心）合并，形成一个单一的星周盘与开普勒旋转。另一方面，当分子云具有与观测相当的旋转能量时，对应于第一个核心的单个开普勒盘在原恒星形成之前就已经存在了。在这样的星云中，第一核心的密度逐渐增加，维持开普勒自转，并在其中形成原恒星。因此，原恒星诞生在开普勒盘中。换句话说，在原恒星形成之前，一个巨大的圆盘已经存在。在每一种情况下，原恒星在形成时都已经被一个巨大的星周盘所包围。星周盘的质量大约是主吸积盘中原恒星质量的10-100倍。这样的盘是形成双星和气态巨行星的有利场所。
2010-08-05 astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: stellar core and outflow formation in radiation magnetohydrodynamics simulations
我们已经进行了平滑粒子辐射磁流体力学（SPRMHD）模拟的崩溃旋转，磁化分子云核心，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心的形成和演化，崩溃，形成一个恒星的核心，从第一个流体静力学核心和恒星的核心，和恒星流出的第一个核心的残余物的爆发的流出。我们研究了磁场和热反馈对恒星外流发射过程的影响，发现磁场和热反馈对恒星外流的发射都有贡献。我们还跟踪恒星的核心，直到它们的质量达到20千万亿质量，并确定它们的性质。我们发现，在这个早期阶段，融合开始之前，恒星的核心半径$\approx 3$ R $_\odot$与径向熵的配置文件，增加向外（即对流稳定）和最小熵每重子的$s/k_{\rm B} \approx 14$在其内部。恒星核心的结构被发现是不敏感的初始磁场强度的变化。有了相当强的初始磁场，吸积到恒星的核心发生通过吸入磁化伪光盘与辐射损失可以忽略不计，而不是第一个核心，有效地辐射了释放的能量在吸积冲击在其表面。我们发现，磁场强度>10千克可以植入恒星的核心在出生。
2013-10-03 astro-ph.SR
The Earliest Stages of Star and Planet Formation: Core Collapse, and the Formation of Disks and Outflows
在这篇综述中，我们重点介绍了早期盘和外流形成的观测和理论，以及它们与行星形成第一阶段的联系。大型旋转支撑的拱星盘，虽然常见于更演化的年轻恒星周围，但在最早的“0级”阶段很少被发现;然而，最近在低质量和高质量的原恒星周围发现了一些优秀的候选者。在这个早期阶段，普遍观察到显著的外流;预计它们至少与小的磁化盘有关。磁盘的形成-曾经被认为是一个简单的结果，角动量守恒的流体动力学核心崩溃-是更加微妙的磁化气体。在这种情况下，旋转可以被强磁性制动。事实上，无论是分析参数和数值模拟表明，磁盘的形成被抑制在严格的理想磁流体动力学（MHD）的限制所观察到的核心磁化水平。我们回顾什么是已知的这种“磁制动灾难”，可能的方法来解决它，以及目前的状态，早期磁盘的意见。外流也与磁盘的形成密切相关;它们是磁场和旋转的自然产物，是恒星形成的重要标志。我们回顾了PPV以来早期外流产生的新进展。早期盘和外流的性质是行星形成的早期阶段的一个关键组成部分，我们回顾这些主要的联系。
2014-01-10 astro-ph.SR
Star formation: statistical measure of the correlation between the prestellar core mass function and the stellar initial mass function
我们提出了一个简单的统计分析，最近的数值模拟探索的核心质量函数之间的相关性，从分子云的碎片和恒星质量函数，形成从这些崩溃的核心。我们的分析表明，在模拟中得到的绑定的核心和下沉颗粒的分布是一致的，形成的主要是从他们的母核质量水库，统计分散的顺序的三分之一的核心质量的下沉。这样的特征色散表明恒星的初始质量函数与母核质量函数的相关性相对紧密，导致两个相似的分布，正如观察到的那样。这反过来又认为，国际货币基金组织基本上是在核心形成的早期阶段确定的，只有微弱的影响，由各种环境因素以外的初始核心质量水库，至少在本研究中探索的质量范围。因此，恒星形成区的最终IMF应该从统计上讲，从初始核心质量函数中合理准确地确定，提供一些统一的效率因子。计算还表明，这些统计波动，例如由于核心属性之间的变化，扩大了低质量尾部的国际货币基金组织相比，母CMF，提供了一个解释的事实，即后者似乎低估了“前棕矮星”的核心数量相比，观测得出的棕矮星国际货币基金组织。
2010-11-04 astro-ph.SR
Formation and Early Evolution of Circumstellar Disks in Turbulent Molecular Cloud Cores
我们调查的形成和演变的拱盘湍流云核心，直到几个104年后的原恒星形成平滑粒子流体动力学（SPH）计算。湍流云核中星周盘的形成和演化过程与刚性旋转云核中星周盘的形成和演化过程有很大不同。在湍流云核中，在原恒星形成之前出现一个暗条结构，原恒星形成于暗条中。如果湍流一开始足够强烈，剩下的暗条会围绕原恒星扭曲，直接变成一个旋转支撑的圆盘。在形成时，盘的方向通常与其宿主云核的角动量不一致，并且在主吸积阶段动态变化，即使湍流很弱。这是因为整个云核的角动量主要由波长与云尺度相当的大尺度速度场决定，而盘的角动量则由原恒星形成的局部速度场决定，这两个速度场之间没有相关性。在双星或多星的盘演化的情况下，至少在主吸积阶段，盘彼此不对齐，因为在每个原恒星形成的位置周围的速度场之间没有相关性。此外，每个圆盘也与双星轨道平面不对齐。这种错位可以解释最近观察到的错位盘和错位原恒星流出。
2012-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dense core formation in supersonic turbulent converging flows
我们使用数值流体动力学模拟研究星前核的形成在动态环境中的巨型分子云，重点是平面后冲击层碰撞湍流。一个关键的目标是测试核心的演变和属性如何依赖于母云中的速度分散;我们的模拟套件由180个模型组成，流入马赫数Ma=v/cs =1.1-9。在所有马赫数下，我们的模型表明，湍流和自重力将激波后区域内的气体聚集成细丝，同时这些细丝内的过密区域冷凝成核心。这种形态，加上我们在核心内发现的亚音速，与观测结果相似。我们扩展了以前的结果表明，核心崩溃的发展在一个“由外向内”的方式，密度和速度接近Larson-Penston渐近解。第一个核心崩溃的时间变化为1/sqrt（v），与分析估计一致。核心的建立需要10倍的核心崩溃，与观察到的星前核心的寿命一致。地核的形状随着它们的演化从扁球形变为长球形。为了定义核，我们使用引力势的等值面。我们比较核心定义使用的潜在计算从投影表面密度，找到很好的协议的核心质量和大小，这提供了一种新的方式来识别核心观察到的地图。在我们的模拟中确定了质量变化三个数量级（0.05 - 50 M太阳）的核心。对激波后层的稳定性分析预测，第一个坍塌的核心的质量为M \propto v^-1/2，后期形成的核心的最小质量为M \propto v^-1。从我们的模拟来看，中值质量介于这两种关系之间。
2011-01-13 astro-ph.SR
Multiple low-turbulence starless cores associated with intermediate- to high-mass star formation
为了表征中到高质量恒星形成的初始条件，我们观察到两个红外暗云（IRDC），它们在70 μ m波长处仍然具有吸收特征，其中PdBI在3.23 mm尘埃连续体中，以及N2 H+（1- 0）和13 CS（2-1）线发射。虽然IRDC 19175 -4在3.23 mm连续谱中被清楚地检测到，但该领域的第二个源IRDC 19175 -5在3 sigma连续谱检测阈值以上几乎无法观察到。然而，N2 H+（1-0）观测揭示了两个IRDC附近的17个独立的子源。其中大多数显示出低水平的湍流（dv \leq 1 km/s），表明这些岩心中的碎裂过程可能受热压力和重力的相互作用的支配，而不是受湍流的支配。结合小线宽与高达70微米的未探测到以及缺乏其他恒星形成活动的迹象，这17个质量在太阳质量以下到10 M_sun之间的核心中的大多数可能仍然处于无星阶段。此外，我们发现一个大的CS耗尽因子的顺序为100。虽然最强的谱线和连续谱峰接近维里平衡，但与其他核心相比，它的线宽略宽，这与它可能处于恒星形成边缘的收缩阶段是一致的。相邻岩芯之间的相对峰值速度通常低于1 km/s，我们没有发现沿沉积构造的流动运动。平均密度在10^5到10^6 cm ^{-3}之间（比烟斗星云的平均密度大一到两个数量级），这意味着相对较小的金斯长度与观测到的5000天文单位的核心间距相一致。在任何恒星形成活动之前，对高质量无恒星核心的探…
2009-07-27 astro-ph.SR
Thermal Effects on Black Hole Formation in Failed Core-Collapse Supernovae
我们研究了几个方面的黑洞形成失败的核心坍缩超新星使用一维广义相对论流体动力学模拟。我们使用开源代码GR 1D，并将其纳入核子-核子韧致辐射，这是一个重要的中微子对产生通道。我们专注于如何各种热效应可以影响反弹后超新星演化朝向黑洞的形成。通过模拟有核子-核子韧致辐射和无核子-核子韧致辐射的情况，我们研究了质子中子星中黑洞形成对热支持的敏感性。我们还调查延迟黑洞的形成，人工驾驶爆炸在极端的模型中，质子中子星最初热支持以上的最大重子冷中子星质量，但随后崩溃后，中微子冷却去除足够的热支持黑洞。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Survival of interstellar molecules to prestellar dense core collapse and early phases of disk formation
天体生物学的一个突出问题是行星、彗星和其他太阳系天体的化学成分与星际介质中形成的分子之间的联系。理解物质的化学和物理演化导致原行星盘的形成是这方面的重要一步。我们提供了一些新的线索，这个长期存在的问题，使用三维化学模拟磁盘形成的早期阶段：我们接口的完整的气体颗粒化学模型鹦鹉螺辐射磁流体动力学模型RAMSES，不同的配置和强度的磁场。我们的研究结果表明，在坍缩过程中，从母分子云到第一个拉森核周围的年轻盘，化学成分（气体和冰）是全局守恒的。与彗星成分的定性比较表明，彗星是由不同的相组成的，一些分子是星际化学的直接示踪剂，而其他分子，包括复杂的分子，似乎是在圆盘中形成的，在那里更高的密度和温度允许活跃的颗粒表面化学。后一个阶段，以及它与第一个拉森核心形成的联系，仍有待建模。
2013-08-27 astro-ph.SR
