FRagmentation and Evolution of dense cores Judged by ALMA (FREJA). I (Overview). Inner $\sim$1000 au structures of prestellar/protostellar cores in Taurus
我们已经进行了调查型观测1毫米连续和分子线向致密的核心（32 prestellar + 7原恒星）的平均密度为$\gtrsim$ 10 $^5$厘米$^{-3}$在金牛座分子云使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列阿塔卡马紧凑阵列（ALMA-ACA）的独立模式，角分辨率为6。$''$ 5（$\sim$ 900 au）。这项研究的主要目的是调查致密核心的最里面部分，以了解恒星形成的初始条件。在原恒星的核心，原恒星盘的贡献占主导地位的观测到的连续通量的35-90%的范围内，除了非常低的光度对象。对于星前核心，我们已经成功地证实了连续发射致密气体的密度为$\gtrsim$ 3 $\times$ 10 $^5$厘米$^{-3}$对约三分之一的目标。由于ACA-7 m阵列的空间频率覆盖率较低，因此检测率明显高于以往使用ALMA Main阵列在大量无星样本中检测到0或1个连续源的调查。统计计数方法告诉我们，随着密度的增加，星前核心直到原恒星形成的寿命接近自由落体时间。在星前核中，至少有两个目标具有可能的内部亚结构，如果我们考虑分子线（C $^{18}$ O和N $_2$ D $^{+}$）分布，则在$\sim$ 1000 au尺寸尺度的连续发射中检测到这些亚结构。这些结果表明，小规模的碎裂/合并过程发生在一个区域小于0.1 pc，这可能会决定最终的核心质量与个别原恒星的形成开始前的核心与$\sim$…
2020-07-30 astro-ph.GA
Formation of a Protostellar Multiple System via Rotational Fragmentation
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysics, Harvard Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台拉美天文中心）
利用多波段观测分析致密核G205.46-14.56-N2及其宿主纤维结构，发现旋转碎裂主导了四星系统的形成，提供了旋转驱动碎裂形成致密原恒星多星系统的直接观测证据。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disks formed from rigidly rotating cores
摘要：我们使用三维SPH模拟研究低质量星前核的坍缩和原恒星盘的形成和早期演化。初始条件是刚性旋转的轻微超临界Bonnor-Ebert球。核心质量和初始半径保持不变，M_O=6.1 M_sun，R_O= 17，000 AU，我们唯一改变的参数是初始角速度Ω_O。由Ω_O<1.35 10 d-13 l/s的核心形成的原恒星盘的半径在100 ~ 300 AU之间，并且相当集中;由于气体流入盘上并吸积到中心物体上而加热，它们也相当温暖，T>100 K，因此对引力碎裂是稳定的。相比之下，快速旋转的核心形成的圆盘密度较低，温度较低，半径在400到1000 AU之间，因此它们容易发生引力碎裂并形成多个系统。我们导出了一个判据，它预测了在给定M_O、R_O和Ω_O的情况下，一个刚性旋转的核是否会产生一个原星盘，当物质仍从核壳中下落时，原星盘会碎裂。然后，我们把这个准则应用于已经用观测方法估计了M_O、R_O和Ω_O的岩心样品。我们的结论是，所观察到的核心是稳定的，在这个阶段的碎片，由于它们的低角速度和热量传递的吸积冲击，下落的材料击中光盘。
2009-07-15 astro-ph.GA
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
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
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
A nine-member protostellar system forming via filament fragmentation in the high mass protocluster NGC 6334-43
Scottish Universities Physics Alliance (SUPA), School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）
利用ALMA高分辨率观测，发现了一个由九颗原恒星和候选前恒星源组成的系统，其形成于单一纤维结构的碎裂，并分析了其动力学和演化特征。
2026-06-02 astro-ph.GA
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 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
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
A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Occurrence of instability through the protostellar accretion disks by landing of low-mass condensations
在坍缩的分子云核的包层内观察到低质量凝聚（LMCs）。在本研究中，我们探讨了LMCs着陆对不稳定性发生的影响，通过原恒星吸积盘。我们考虑一些地区的磁盘降落和着陆的LMCs的持续时间短于轨道周期。这样，我们就可以把着陆的LMC看作是初始薄的轴对称稳态自引力原恒星吸积盘（近似开普勒）方位角方向上的密度隆起和凹槽。利用凸块数量的线性效应，我们得到凸块的增长/衰减率的特征方程，我们数值求解它，找到不稳定的发生。我们还评估了最小增长时间尺度（MGTS）和增强的质量吸积率。结果表明，LMCs在原恒星吸积盘内部区域的降落和降落，相对于外部区域，可以引起更快的不稳定模和更小的吸积速率。此外，着陆的LMC在方位角方向上的更多碎裂具有更少的不稳定性的机会，然后可以产生更多的增强的质量吸积率值。
2016-04-27 astro-ph.GA
Role of environment and gas temperature in the formation of multiple protostellar systems: molecular tracers
背景：模拟表明，由于辐射反馈引起的气体加热是多个原恒星系统是否形成的关键因素。化学是一个很好的原恒星系统的物理结构的示踪剂，因为它取决于温度结构。目的：研究被膜气体温度与原恒星多重性之间的关系。研究方法：单碟观测跟踪冷，暖和紫外线照射的气体的各种分子被用来探测7000 AU尺度上的多个和单个原恒星系统的温度结构。结果如下：根据H $_2$ CO和DCO $^+$谱线比值估算，单星、近距离双星和宽多次星目前的包络气体温度相似。另一方面，由c-C $_3$ H $_2$追踪的流出腔的温度显示出与测热光度的关系和与包络质量的反相关。虽然所有被观测的天体的包层气体温度都是相似的，但与近距离双星和单颗原恒星相比，宽倍数恒星往往会表现出更大的冷气库。结论：虽然原恒星系统的样本是小的，结果表明，气体温度可能不会有很强的影响碎裂。我们认为，质量和密度，而不是在碎裂的关键因素。
2018-09-13 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
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - II. Fragmentation Induced Starvation and Accretion Shielding
研究了不同初始条件下初始密度分布和初始湍流对原恒星团形成过程的影响。我们用三维自适应网格加密模拟研究了致密分子云核的坍缩。我们的讨论集中在湍流动力核中的原恒星物体之间的气体分布。尽管在初始配置和由此产生的气体和集群形态的大的变化，我们发现，所有的星团遵循一个非常相似的气体吸积行为。一旦次级原恒星开始形成，星系团的中心区域就被有效地屏蔽，免受进一步的吸积。因此，位于中心附近的物体缺乏物质，如中心吸收率的强烈下降所示。这种碎裂诱导的饥饿现象不仅发生在旋转支撑的盘和丝中，而且发生在具有复杂混沌运动的球对称星系团中。
2011-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of X-rays on molecular cloud fragmentation and the IMF
恒星的形成是通过各种反馈过程来调节的。在这项研究中，我们用X射线处理反馈，并讨论其影响。我们的目的是调查是否恒星形成显着影响时，恒星形成云居住在附近的强X射线源。我们用欧拉网格模拟了一个质量为10^7 M_o的黑洞附近坍缩分子云的嵌入拉格朗日汇粒子。由辐射引起的化学和热变化被纳入FLASH代码。当有强烈的X射线反馈时，恒星形成的云碎片会变成更大的团块，从而形成更少但更大质量的原恒星核心。竞争吸积有很大的影响，质量函数和近平坦，非萨尔彼得IMF的结果。
2010-09-02 astro-ph.GA
Protostellar Outflows Shed Light on the Dominant Close Companion Star Formation Pathways
University of Illinois（伊利诺伊大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Yale University（耶鲁大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons天空人工智能研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理跨学科探索与研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
通过分析出流分布，研究揭示紧密伴星原恒星的形成路径主要由盘碎片化主导。
2026-03-02 astro-ph.GA 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
Variable protostellar accretion with episodic bursts
我们提出了最新的发展盘引力不稳定性和碎裂模型，最初介绍了我们解释情节吸积爆发的早期阶段的恒星形成。利用改进的星盘热平衡和星盘相互作用的数值流体力学模型，我们计算了星前核引力坍缩形成的原恒星盘的演化。与我们以前的研究一致，我们发现，更高的初始质量和角动量的核心产生的磁盘，更有利于引力不稳定性和碎片，而更高的背景辐射和磁场缓和磁盘碎片的倾向。在我们的模型中的原恒星吸积是时变的，由于不同的螺旋模式之间的非线性相互作用的引力不稳定盘，并可以经历情节爆发时，碎片迁移到恒星由于与其他碎片或螺旋臂的引力相互作用。大多数爆发发生在部分嵌入的I类相位，一小部分发生在深度嵌入的0类相位和一些可能的爆发在光学可见的II类相位。平均爆发持续时间和平均光度的发现是在很好的协议与FU-Orionis型喷发的观测推断。该模型预测存在两种类型的爆发：孤立的爆发，表现出定义明确的光度峰值，它们被长时间（约10^4年）的静止吸积分开，而聚集的爆发，表明在短短几百年内一个接一个地发生了几次爆发。最后，我们估计40%~ 70%的恒星形成核在形成星盘系统后会出现爆发。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III Star Formation in an X-ray background: II. Protostellar Discs, Multiplicity and Mass Function of the Stars
盘碎裂在决定原始恒星（Pop III星）的数量、质量和初始质量函数方面起着重要的作用。在这系列的第二篇论文中，我们探索了均匀的FUV H $_2$光离解和X射线辐射背景对Pop~III星形成的影响，使用网格的高分辨率放大模拟。我们发现，在X射线背景下，原恒星盘具有较低的表面密度和较高的Toomre $Q$参数，因此它们更稳定。由于这个原因，X射线照射的盘经历较少的碎裂，并且通常产生二元系统或低多重性系统。相反，弱或无X射线照射的情况产生具有典型的$6 \pm 3$多重性的系统。此外，由于吸积率较低，每个系统中质量最大的原恒星在圆盘受到X射线照射时大约要小两倍。结合这两种效应，碎片的初始质量函数在强X射线背景下变得更加头重脚轻，并通过具有斜率$1.53$和$61$ M $_\odot$的高质量截止的幂律来很好地描述。在没有X射线的情况下，我们发现$0.49$的斜率和$229$ M $_\odot$的截止质量。最后，原恒星在形成后由于外部高角动量气体的吸积而向外迁移，并且在没有X射线照射的情况下，这种迁移更加频繁和显著。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics and stability of high-mass protostellar disk candidates at sub-arcsecond resolution -- Insights from the IRAM NOEMA large program CORE
本研究利用NOEMA CORE项目在亚角秒分辨率下观测20个高光度原恒星，通过CH$_3$CN运动学识别13个盘候选体并测量质量、温度与Toomre稳定性，发现多数早期大质量原恒星盘因盘星质量比高而易引力碎裂。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars V. A Characterization of Protostellar Multiplicity
利用ALMA 0.87 mm和VLA 9 mm连续巡天观测了猎户座分子云中328颗原恒星的多样性。这些观测结果对小到$\sim$ 20~au的投影空间分离很敏感，我们认为高达10 $^4$ ~au的源分离是潜在的同伴。猎户座原恒星的总体多重性分数（MF）和伴星分数（CF）分别为0.30 $\pm$ 0.03和0.44 $\pm$ 0.03，考虑到从20到10 $^4$ ~au的分离。的MF和CF的潜在的污染进行了校正，由无关的年轻恒星使用概率计划的基础上，每个原恒星周围的年轻恒星的表面密度。伴星的分离分布总体上呈双峰型，与太阳型场星的分离分布不一致，而平谱原恒星的分离分布与太阳型场星的分离分布一致。英仙座恒星形成区的多重数统计和伴星分离分布与猎户座一致。根据在$\sim$ 100~au和$\sim$ 10 $^3$ ~au处观测到的0类分离峰，我们认为分离度为$<$ 500~au的多次波可能是由盘碎裂和伴随迁移的湍流碎裂共同产生的，而在$\ga$ 10 $^3$ ~au处的多次波则主要是由湍流碎裂产生的。我们还发现，在高YSO密度区，MF/CF值可能在100 ~ 10 $^3$ ~au之间从0类上升到平谱原恒星。这一发现可能是伴随物从$>$ 10 $^3$ ~au迁移到$<$ 10 $^3$ ~au的证据，并且10 $^3$和10 $^4$ ~au之间的一些伴随物必须（或变得）未结…
2021-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Small-Scale Physical Structure and Fragmentation Difference of Two Embedded Intermediate Mass Protostars in Orion
中等质量的原恒星是非常常见的类太阳原恒星和更大但更罕见的O和B星之间的桥梁，只能在少数云层中以高物理空间分辨率进行研究。在本文中，我们提出并分析了连续观测活动的亚毫米波阵列针对两个研究良好的中间质量的原恒星在猎户座，NGC 2071和L1641 S3 MMS 1的结果。扩展SMA（eSMA）探测器的角分辨率高达0.2”，揭示了200 AU尺度的原恒星盘。这些尺度上的连续通量测量表明，存在大量的质量，几十个M{ \odot }。信封，恒星，和磁盘的质量推导出使用紧凑，扩展和eSMA配置和比较对SED拟合模型。我们假设NGC 2071在早期就分裂成了三个组分，当时包层的质量小于其当前质量的10%，例如< 0.5 M{ \odot }。L1641 S3 MMS 1未发生碎片。对于NGC 2071，有证据表明，目前围绕每个源的大部分包层材料是在最初的碎片化之后增生的。此外，大约30%的总核心质量尚未与三个来源之一有关。提出了一个整体吸积模型，并给出了NGC 2071的吸积历史。结果表明，相对较低的水平，在NGC 2071的碎片被扼杀相比，预期的碎片从一个吉恩的论点。
2012-03-16 astro-ph.GA
Do siblings always form and evolve simultaneously? Testing the coevality of multiple protostellar systems through SEDs
多重性在场星和原恒星系统中很常见。模型表明有两种形成途径：湍流碎裂和原恒星盘碎裂。我们试图发现多个原恒星系统的共演化频率是否有助于更好地理解它们的形成机制。共演化频率是通过约束多元系统中各组分的相对演化阶段来确定的。SEDs为已知的多个原恒星在英仙座的文献数据构建。Herschel PACS测光图被用来采样分离>7”的系统的SED峰值，这是确定原恒星系统演化阶段的一个关键方面。倾斜效应和周围的包络线和流出被认为是解耦源的几何形状从演变。这与形状和从SED导出的属性一起被用来尽可能准确地确定每个系统的coevality。SED模型用于检查由于几何形状引起的非共形的频率。我们发现一个非共形频率为33+/-10%，从解决多个系统的SED形状的比较。其他震源参数表明非共点频率略低。由于模型SED的随机倾角配对导致的明显非共形的频率为17+/-0.5%。对已解决的多重系统的流出的观测并不表明多重系统内存在重大的不对准。未解决的多次波上的SED形状的影响也进行了研究。我们发现，1/3的多个原恒星系统采样这里是非共时的，这是比预期的随机几何取向。另外2/3是同时代的。高阶多次波显示出非同时代的趋势。这里发现的非共形性的频率最有可能是由于形成和动力学演化增强。
2016-04-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of planets by disc fragmentation
我讨论的作用，光盘碎片在气体巨星和类地行星的形成中发挥，以及这是如何与褐矮星和低质量恒星的形成，并最终恒星形成的过程。如果原恒星盘足够大并且冷却得足够快，它们可能会碎裂，但大多数通过碎裂形成的物体都是棕矮星。如果一个原碎片的质量增长停止（例如，如果这个碎片从盘中喷出），或者被抑制甚至逆转（例如，通过潮汐剥离），行星也可能形成。我将讨论是否有可能区分一颗行星是由圆盘碎片或核心吸积形成的，并提到一些观察到的系外行星的例子，这些例子暗示了圆盘碎片的形成。
2013-02-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Catalogue of High Protostellar Surface Density Regions in Nearby Embedded Clusters
我们分析了24个年轻的和附近（1千秒差距内）嵌入式集群的高质量恒星目录，并提出了一个目录的32组具有高浓度的原恒星。这些组的有效半径中位数为0.17 pc。原恒星和主序星前的平均表面密度分别为46 M_{\odot} pc^{-2}和11 M_{\odot} pc^{-2}。我们估计这些群体的年龄使用恒定的出生率和随机吸积停止模型，并找到一个中位数为0.25百万年。天鹰座和巨蛇座、澳大利亚冕座和蛇腹座L1688中的一些星群显示出高的原恒星表面密度和高的分子气体表面密度，它们似乎正在经历活跃的恒星形成过程。这些群体提供了一个极好的机会来研究星团恒星形成的初始条件。原恒星和前主序星表面密度的比较显示，这些集团在几个百万年的一些云连续低质量的恒星形成。对于典型的原恒星的距离小于0.4 pc的群体，我们发现，这些分离同意热金斯碎裂尺度。另一方面，对于典型的原恒星间距大于0.4 pc的星群，这些间距总是大于相关的金斯长度。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar spin-up and fast rotator formation through binary star formation
通过磁流体动力学模拟发现，主星星周盘的引力不稳定性导致高比角动量物质吸积，触发自旋加速并促进伴星形成，从而解释了双星系统中快速自转星的成因。
2024-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational instability in protostellar disks at low metallicities
原恒星盘的碎裂控制着原恒星的生长，并在决定新生恒星的最终质量方面起着关键作用。在本文中，我们研究了原恒星盘的结构和引力稳定性的全金属量范围从零到太阳值。使用质量吸积率评估的前星核的崩溃阶段的热演化，我们计算的磁盘结构和它们的演化框架中的标准稳定盘。总的来说，随着金属丰度的增加，更有效的冷却导致更低的吸积速率和更低的盘内温度：在金属丰度为零时，吸积速率为~ 1 e-3 Msun/yr，盘温度为~ 1000 K，而在太阳金属丰度为~ 1 e-6 Msun/yr，盘温度为10 K。尽管这些值相差很大，但零金属盘和太阳金属盘具有相似的稳定性：引力稳定性的Toomre参数，可以用盘和包层中的温度之比Q ~（T_disk/T_env）^3/2表示，> 1，即，边缘稳定。然而，在金属丰度为1 e-5--1e-3 Zsun的中间值时，由于尘埃的冷却作用（由于尘埃的密度很高（> 1 e 10 cm^-3），这种冷却作用只在尘埃盘中有效）使得尘埃盘中的温度低于包层中的温度，因此发现尘埃盘在Q ~ 0.1 ~-1时非常不稳定。这表明，在这个金属丰度范围内，由原恒星盘碎片形成的单个恒星的质量可能比它们的母核小得多。在这种情况下，典型的恒星质量将是几个Msun，这与观测建议的极端贫金属恒星的质量尺度一致。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflow Heating in a Growing Massive Protocluster
红外暗云（IRDC）复合体G28.34+0.06中的致密分子团P1在其极端年轻时拥有一个巨大的原恒星团。我们以前的亚毫米阵列（SMA）的观测显示，几个喷气式CO流出的原恒星，强烈的吸积和潜在的相互作用与周围的出生材料的指示。本文介绍了扩展甚大阵（EVLA）对NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）谱线以及H_2 O和I类CH_3OH脉泽中P_1的谱线观测。多个NH3跃迁揭示了在1 pc团簇中广泛分布的加热气体。温度分布是高度结构化的;加热的气体与原恒星偏离，并且在形态上与流出物非常匹配。空间紧凑，光谱宽NH3（3，3）发射的热点也被发现与流出相一致。在喷流与周围气体的界面上发现了一个弱的NH_3（3，3）脉泽。这些发现表明，原恒星加热可能无法有效地抑制大质量核心形成过程中的碎片化。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nascent Embedded-protostar Survey in Taurus (NEST) I: Protostellar Multiplicity
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；SKA Observatory（平方公里阵列望远镜观测站）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究通过ALMA与VLA观测结合档案数据，统计金牛座原恒星多重性，发现其多重性显著高于猎户座、英仙座，暗示金牛座保留更多原始多重系统，且存在两种不同形成途径。
2026-08-13 astro-ph.GA 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
Formation sites of Population III star formation: The effects of different levels of rotation and turbulence on the fragmentation behavior of primordial gas
我们使用移动网格程序AREPO研究了不同水平的旋转和湍流对原始气体的碎裂和第三星族恒星形成的影响。我们考虑了9种不同的湍流和旋转组合，并对每个设置进行了5种不同的实现，产生了有史以来最大的星族III恒星形成模拟集之一。我们发现，在人口III恒星形成系统的碎片是一个高度混乱的过程，并表明，相同的初始条件下，个人实现的结果往往有很大的不同。然而，一些总的趋势是明显的。增加湍流能量促进碎裂，而增加旋转能量抑制碎裂。在我们模拟的1000年期间，运行包括湍流产量平坦的原恒星质量函数，而纯粹的旋转运行显示出更头重脚轻的分布。单个原恒星的质量分布范围很广，从几个$10^{-3} \, {\rm M_{\odot}}$到几十个${\rm M_\odot}$。在整个模拟过程中，恒星系统的总质量增长率仍然很高，并且仅微弱地依赖于旋转和湍流的程度。原恒星之间的合并是常见的，但合并分数的预测是高度敏感的标准，用于决定两个原恒星是否应该合并。以前对星族III恒星形成的研究通常只考虑一组初始条件的实现。然而，我们的研究结果表明，只有通过考虑更大样本运行的平均值，才能可靠地确定稳健的趋势。
2020-01-29 astro-ph.GA
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA Search for Substructure, Fragmentation, and Hidden Protostars in Starless Cores in Chamaeleon I
我们提出了一个阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）106 GHz（频带3）连续调查的完整人口密集的核心Chamaeleon我分子云。我们在19个不同的目标领域共检测到24个连续源。所有以前已知的0类和I类原恒星在变色龙I检测，而所有的56个无星核心在我们的样本是未检测到的。我们表明，斯皮策+赫歇尔对变色龙I原恒星的普查是完整的，原恒星核心被错误分类为无星核心的比率计算为<1/56，或<2%。我们使用合成观测结果表明，当无星核的中心密度超过~10^8 cm^-3时，我们的ALMA观测就可以探测到它们在湍流碎裂情景下的坍缩，而精确的密度取决于观测的几何形状。另一方面，波诺-埃伯特球的中心密度至少高达10^10 cm^-3，仍然无法探测到。我们的无星核心的非检测被用来推断，无论是恒星形成率下降，在Chamaeleon I和大多数的无星核心没有崩溃，匹配以前的研究结果，或无星核心的演变更准确地描述的模型，开发少的子结构比预测的湍流破碎的情况下，如Bonnor-Ebert球体。我们概述了未来的工作，区分这两种可能性。
2016-04-14 astro-ph.GA
Destruction of massive fragments in protostellar disks and crystalline silicate production
我们提出了一种机制，与年轻的原恒星盘的大规模碎片的形成和随后的破坏结晶硅酸盐生产。碎片形成于恒星形成的嵌入阶段，通过径向距离\ga 50-100 AU处的盘碎裂，当气体温度超过约800 K的结晶阈值时，在其内部退火小的非晶晶粒。我们证明，在早期嵌入阶段形成的碎片可以被摧毁之前，他们要么形成固体核心或蒸发尘埃颗粒，从而释放到不同的径向距离从子AU到百AU尺度的加工结晶尘埃。碎片的两种可能的破坏机制是碎片径向向内移动并接近中央恒星时的潮汐破裂和光蒸发，以及螺旋臂施加的潮汐扭矩的分散。因此，大部分的水晶尘埃集中在盘的内部区域和旋臂，这是碎片破坏的可能地点。
2011-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the dynamics of Class 0 protostellar discs with ALMA
我们提出了合成的ALMA观测开普勒，原恒星盘在0级阶段研究发射的分子示踪剂，如$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，HCO $^+$，H $^{13}$ CO $^+$，N $_2$ H $^+$，和H $_2$ CO。我们模拟低，中等质量的原恒星周围的光盘的排放。我们表明，在最佳的观测条件下，ALMA是能够检测到光盘已经在最早阶段的原恒星演化，虽然排放往往集中在最里面的50 AU。因此，几个0.1英寸的分辨率可能太低，无法检测0类物体周围的克卜勒盘。我们还表明，在最佳条件下的边缘光盘开普勒旋转签名是可识别的，从中可以推断出原恒星的质量。为此，我们在这里介绍了一种新的方法，它使我们能够确定原恒星质量比以前更高的保真度。此外，我们表明，它是有可能揭示开普勒旋转，即使是强烈倾斜的光盘和ALMA应该能够检测到可能的迹象，在面对光盘的碎片。为了给未来的ALMA观测提供一些指导，我们研究了不同的观测条件和源距离的影响。我们表明，即使在中等天气条件下，也有可能在2h的观测时间和0.1”的分辨率下探测倾斜圆盘中的开普勒旋转。此外，我们表明，在最佳条件下，开普勒光盘周围的中等质量的原恒星应检测到kpc的距离。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation, rotation and outflows in the high-mass star-forming region IRAS 23033+5951. A case study of the IRAM NOEMA large program CORE
大质量恒星（> 8 M $_\odot$）的形成过程没有得到很好的限制，特别是，团块碎裂产生多个系统的影响和质量吸积到核心的机制。我们研究了致密气体团的碎裂，并通过分析高质量（~ 500 M $_\odot$）恒星形成区IRAS 23033+5951的观测来追踪星周旋转和外流。利用三种配置的北方扩展毫米波天线阵（NOEMA）和IRAM 30-m单碟望远镜（220 GHz），我们以~0.45arcsec的角分辨率（相当于1900 au）探测了气体和尘埃的辐射。在毫米连续发射，我们确定了一个原星团至少有四个毫米源，其中三个显示出显着更高的峰值强度远高于信噪比为100。从大到小的空间尺度的层次破碎进行了讨论。两个碎片嵌入旋转结构中并驱动分子流出，通过$^{13}$ CO（2-1）发射来追踪。两个核心的速度分布与开普勒相似，但缺少靠近旋转中心的最高速度分量，这是此类观测的常见现象，其他旋转场景也不完全排除。位置-速度图显示原恒星质量约为6和19 M $_\sun$。从拟合CH $_3$ CN（$12_K-11_K$）光谱的旋转温度被用于估计气体温度，并通过该盘对重力碎裂的稳定性，利用Toomre的$Q$参数。[We]只确定一个候选盘是不稳定的对重力不稳定性所造成的轴对称扰动。同一母气团内不同演化阶段的气源占主导地位。核心的旋转和外流的外观与低质量恒星形成区的相似。
2019-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The statistical properties of protostellar discs and their dependence on metallicity
我们提出了分析的性质的大样本的原恒星盘形成的四个辐射流体动力学模拟的恒星团簇形成。四次计算的金属丰度分别为太阳金属丰度的0.01、0.1、1和3倍。计算分别处理尘埃和气体的温度，并包括一个热化学模型的弥漫星际介质。我们发现束缚原恒星系统的盘半径随着金属丰度的减小而减小，0.01倍和3倍太阳金属丰度计算的盘特征半径中值分别为$\approx20$和$\approx65$ au.孤立原恒星的圆盘质量和半径也倾向于随着金属丰度的降低而减小。我们发现，星周盘和轨道的绑定原恒星对，和两个自旋的两个原恒星都不太好地相互对齐与金属丰度较低比与较高的金属丰度。这些变化与金属丰度是由于增加小规模的碎片，由于较低的不透明度和较大的冷却速率与较低的金属丰度，这增加了恒星的多重性和增加动力学相互作用。我们比较了光盘的质量和半径的原恒星系统从太阳的金属丰度计算与最近的调查光盘周围的0类和I类对象在猎户座和英仙座恒星形成区域。模拟圆盘的质量和半径与观察到的0类和I类圆盘具有相似的分布。
2021-10-11 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Stellar and substellar initial mass function: a model that implements gravoturbulent fragmentation and accretion
在这项工作中，我们推导出恒星的初始质量函数（IMF）的致密核心的质量分布的叠加，产生通过gravoturbulent破碎的不稳定团块的分子云（MC）和增长通过竞争吸积。MCs是由星际介质中的湍流级联形成的，尺度L从100到~0.1 pc。它们的内部湍流基本上是超音速的，并产生密度为n的对数正态分布的团块。我们的模型是基于一个幂律关系的假设团块质量和团块密度：n~m^x，其中x是一个无标度参数。引力不稳定的团块被假定为经历等温碎裂，并产生对数正态质量分布的原恒星核心，以团块的金斯质量为中心。然后假设单个核心的质量通过竞争性吸积进一步增长，直到团块内其余的气体被耗尽。当x=0.25时，观测到的IMF可以最好地再现，其特征恒星形成时间尺度为~ 500万年，恒星形成效率较低，为~ 10%。
2010-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of initial magnetic field structure in the launching of protostellar jets
众所周知，磁场在恒星形成过程中起着至关重要的作用，特别是在原恒星盘的喷流和外流的形成中。恒星形成区域的磁场结构并不总是均匀有序的，经常包含磁湍流区域。我们提出了基于网格的，磁流体动力学模拟的崩溃1 $\,\mathrm{M}_{\odot}$云核，调查的影响，复杂的磁场结构外流的形成，形态和效率。我们比较了三种情况：均匀场，部分湍流场和完全湍流场，在所有三种情况下具有相同的磁能。我们发现，准直射流产生的均匀场的情况下，由磁离心机制驱动。在部分湍流的情况下也会形成外流，尽管较弱且准直性较差，但具有不对称的形态。从部分湍流情况下发射的流出物携带与均匀场情况相同的质量，但速度较低，只有均匀场情况下的动量的71 $\%$。在完全湍流场的情况下，我们发现根本没有显著的外流。此外，湍流的磁场最初降低了吸积率，后来导致圆盘破碎，形成多个原恒星。我们的结论是，一个均匀的极向分量的磁场是必要的驱动射流。
2019-03-15 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
Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
我们调查的形成和破碎的光盘使用一套三维平滑粒子辐射磁流体动力学模拟。我们的模型被初始化为1 M $_\odot$旋转Bonnor-Ebert球线程与均匀的磁场。我们研究的效果，包括理想和非理想的磁场，方向和强度的磁场，和初始旋转速率。我们遵循的引力坍缩和早期演化的每个系统，直到最终分类的原恒星盘可以确定。在我们的105个模型中，41个碎片，21个形成螺旋结构但不碎片，另外12个形成光滑盘。当初始旋转速率较快且磁场较弱时，更容易发生碎裂。对于更强的磁场强度，包括非理想的MHD促进磁盘的形成，其中几个模型的碎片，而他们的理想MHD同行没有。对于碎片化的模型，我们的参数与碎片化发生的地点或时间之间没有相关性。双极流出仅在17个型号中发射，这些型号具有最初平行于旋转轴的强磁场。反向旋转的信封形式在四个缓慢旋转，强场模型-包括一个理想的MHD模型-表明它们只形成在一小部分的参数空间调查。
2019-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
There is no magnetic braking catastrophe: Low-mass star cluster and protostellar disc formation with non-ideal magnetohydrodynamics
我们提出的结果，从第一辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟低质量恒星团簇形成，解决了破碎过程的不透明度限制。我们模拟了50~M的$_\odot$湍流云，初始时被强度分别为临界质量与磁通量比的3、5、10和20倍的均匀磁场穿过，在每种强度下，我们模拟了理想和非理想（包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应）的MHD云。湍流和磁场塑造了云的大尺度结构，无论采用理想还是非理想的MHD，都形成了类似的结构。在高密度（$10^6 \lesssim n_{\rm H} \lesssim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）下，所有模型都具有相似的磁场强度与密度的关系，这表明致密核中的磁场强度与大尺度环境无关。尽管有限的统计数据，我们没有发现证据的初始质量函数的初始磁场强度的依赖性，然而，恒星形成率降低模型的初始磁场强度增加，例外的是最强的领域的情况下，崩溃主要发生沿场线。在所有的模型中，半径为$\gtrsim 20$ ~au的原恒星盘形成，表明盘的形成取决于气体湍流而不是磁场强度。我们没有发现磁制动灾难的证据，发现磁场并不阻碍原恒星盘的形成。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of external environment on the evolution of protostellar disks
利用数值流体力学模拟，我们研究了嵌入低密度外部环境中的亚太阳质量星前核的引力坍缩。研究了外部环境相对于中心核旋转的大小和方向不同的四个模型，并与孤立模型进行了比较。我们发现，从外部环境的物质的下落可以显着改变磁盘的属性相比，在孤立的模型。根据外部环境的大小和旋转方向，可以形成各种各样的盘，包括由于低角动量的外部物质的流入而缩小的紧凑（<= 200 AU）盘，以及由于高角动量的外部物质的流入而形成的扩展盘。前者通常是稳定的重力碎裂，而后者则倾向于碎裂和形成具有亚恒星/非常低质量伴星的恒星系统。在反向旋转的外部环境中，当下落的物质具有低角动量时，可以形成非常紧凑（< 5 AU）和短寿命（<=几个 * 10^5年）的盘。最有趣的情况下，被发现的高角动量的反旋转的外部材料的下落，导致形成的反旋转的内部和外部磁盘分离的深间隙在几十AU。由于内盘吸积到原恒星上，间隙向内迁移，变成一个中心洞，最后消失，让位给外部的强引力不稳定盘。这个模型可能会导致一个瞬态恒星系统的出现与亚恒星/非常低质量的组件相对于恒星的反向旋转。
2014-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
WIMP DM and first stars: suppression of fragmentation in primordial star formation
我们提出了第一个三维模拟，包括暗物质湮灭反馈的影响，在崩溃的原始迷你晕。我们开始我们的模拟从宇宙学的初始条件和帐户的暗物质湮灭在我们的治疗的化学和热演化的气体。该暗物质是使用响应于峰值气体密度变化的分析密度分布来建模的。我们发现，尽管有额外的能量输入的暗物质的气体可以坍缩到高密度。在我们的模拟中，没有纯粹由暗物质湮灭加热支持的物体形成。然而，我们发现暗物质湮灭加热对第一颗原恒星形成后气体的演化有很大的影响。先前没有暗物质湮灭的模拟发现，第三星族恒星周围的原恒星盘迅速碎裂，形成多个经历合并或喷射的原恒星。然而，当包括暗物质湮灭时，这些圆盘变得稳定到1000 AU或更大的半径。在发生碎片化的情况下，形成的是宽二进制。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Influence of protostellar outflows on star and protoplanetary disk formation in a massive star-forming clump
本研究使用 RAMSES 开展含双极扩散、辐射反馈与原恒星外流的 MHD 模拟，揭示外流通过注入动能、控温、降低吸积率和增强碎裂，显著影响恒星与原行星盘形成及 IMF 中高质量端。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a septuple stellar system in formation via disk fragmentation
本文报告在NGC 6334IN中发现通过盘碎裂形成的七重原恒星系统，提供了引力不稳定盘碎裂是极端高阶多重性形成可行机制的观测证据。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of low-mass stars and brown dwarfs
据估计，约60%的恒星（包括棕矮星）的质量低于0.2 Msun。目前，关于这些物体是如何形成的还没有达成共识。我将简要回顾低质量天体形成的四个主要理论：湍流碎裂、原恒星胚胎抛射、盘碎裂和星前核的光蚀。我将专注于光盘碎裂理论，并讨论它如何解决关键的观测约束，即低质量的初始质量函数，棕矮星沙漠，以及低质量恒星和棕矮星的二元统计。我将研究是否可以使用观察来区分不同的形成机制，并给出一些系统的例子，强烈支持一个特定的形成方案。最后，我将论证所有的机制都可能在低质量恒星和褐矮星的形成中发挥作用。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
