Effects of radiation transfer on the structure of self-gravitating disks, their fragmentation and evolution of the fragments
我们调查结构的自引力盘，他们的碎片和演变的碎片（团块）使用解析方法和三维辐射流体力学模拟从分子核心。模拟结果表明，非局域辐射转移决定了盘的温度。我们发现具有径向辐射转移的准稳态自引力盘的解析模型能很好地描述盘的结构。由于辐射过程不是局部的，而且来自星际介质的辐射不能被忽略，因此在低质量恒星周围的大质量盘中，局部辐射冷却与粘性加热不会平衡。在我们的模拟中，存在即使磁盘满足基于磁盘冷却时间的碎片化标准（$Q \sim 1$和$Ωt_{\rm cool}\sim 1$），磁盘也不碎片化的情况。这表明，至少该标准不是碎裂的充分条件。我们确定发生磁盘碎片的主机云核心的参数范围。此外，我们还发现，团簇中心的温度演化接近于典型的第一核，团簇的最小初始质量约为几个木星质量。
2014-10-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Classification of the Circumstellar Disk Evolution During the Main Accretion Phase
我们已经进行了流体动力学模拟研究的星前云的原恒星和拱星盘的形成和演化。作为初始状态，我们采用了分子云核与两个无量纲参数代表的热能和转动能。利用这些参数，我们制作了17个模型，并计算了原恒星形成后~ 10^4年的云演化。我们发现星盘系统的早期演化可以定性地分为四种模式：大质量盘模式、早期碎裂模式、晚期碎裂模式和原恒星主导模式。在大多数模型所属的“大质量盘模式”中，盘质量大于原恒星质量的时间超过10^4年，并且在拱星盘中没有发生碎裂。坍缩云显示了在“早期碎片模式”中原恒星形成之前的碎片。星周盘在“后期碎裂模式”中显示出原恒星形成后的碎裂，在这种模式中，次级恒星在碎裂后从星周盘获得大量质量，其质量与初级恒星相当。在“原恒星主导模式”中，原恒星质量迅速增加并超过了星周盘质量。这种模式只出现在初始分子云核具有相当小的转动能时。我们的结果与观测结果的比较表明，大多数的原恒星有一个相当大的磁盘在主要吸积阶段：拱星盘的质量是可比的，或更大的质量比原恒星。预计这样一个巨大的盘在随后的演化阶段通过引力不稳定性促进气体巨星的形成。
2011-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). II. Multiplicity of Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们利用卡尔G。在Ka波段（8毫米和1厘米）和C波段（4厘米和6.6厘米）进行Jansky甚大阵列（VLA）测量。所观察到的样品具有0.1 L $_{\odot}$和$\sim$ 33 L $_{\odot}$之间的热辐射光度范围，中值为0.7 L $_{\odot}$。该多重性研究基于Ka波段数据，最佳分辨率为$\sim$ 0.065”（15 AU），可探测分离度高达$\sim$ 43”（10000 AU）。整体多重性分数（MF）被发现是0.40 $\pm$ 0.06和伴星分数（CSF）是0.71 $\pm$ 0.06。0类原恒星的MF和CSF分别为0.57 $\pm$ 0.09和1.2 $\pm$ 0.2，I类原恒星的MF和CSF均为0.23 $\pm$ 0.08。伴随分离的分布呈现双峰，在$\sim$ 75 AU处有一个峰，在$\sim$ 3000 AU处有另一个峰。湍流破碎可能是$>$ 1000 AU尺度上的主要机制，而盘破碎可能是$<$ 200 AU尺度上的主要机制。对于三个0类源，我们发现相隔$<$ 30 AU的伴源。这些系统是目前已知的0类原恒星双星系统中距离最小的。此外，这些封闭系统嵌入在更大的（50 AU到400 AU）结构中，可能是正在进行的磁盘碎片化的候选者。
2016-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coagulation-Fragmentation Equilibrium for Charged Dust: Abundance of Submicron Grains Increases Dramatically in Protoplanetary Disks
本文通过数值求解 Smoluchowski 凝聚-碎裂方程，研究原行星盘内盘区域中静电排斥与碎裂对尘埃演化的联合效应，发现碎裂能有效补充静电势垒下的小颗粒，使亚微米颗粒平衡丰度比中性尘埃提高数个数量级。
2023-06-28 astro-ph.EP 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
The burst mode of accretion and disk fragmentation in the early embedded stages of star formation
我们重新回顾了我们的原始文件的爆发模式的吸积，将一个详细的能量平衡方程到薄盘模型的形成和演化的低质量原恒星周围的星周盘。我们的模型包括辐射冷却，粘性和冲击加热，加热由于恒星和背景辐射。随着星前阶段的崩溃，我们可以模拟盘形成和演化的早期嵌入阶段。在此期间，视星前核心的性质而定，星盘很容易碎裂。在全球范围内，我们发现，更高的初始核心角动量和质量含量有利于更多的碎片，但更高水平的背景辐射可以缓和的倾向，碎片。质量落入盘的速率大于质量落入恒星的速率是盘碎裂的必要条件，但不是充分条件。更局部地，Toomre Q参数需要低于临界值，并且局部冷却时间需要短于局部动力学时间的几倍。在早期嵌入阶段形成的碎片倾向于被驱动到内部盘区域，并可能触发质量吸积和亮度爆发，其幅度类似于FU-Orionis型或EX-Lupi型事件。盘吸积被证明是一个内在可变的过程，由于磁盘碎片，非轴对称结构，和引力扭矩的影响。一般α型粘度的附加效应起到降低爆发频率和吸积可变性的作用，并且在α值显著大于0.01时可能不可行。
2010-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Did Fomalhaut, HR 8799, and HL Tauri Form Planets via the Gravitational Instability? Placing Limits on the Required Disk Masses
由引力不稳定性引起的盘破裂被认为是形成巨行星的有效机制。我们使用行星北落师门b，三行星系统HR 8799，以及与HL Tau相关的潜在原行星来测试这种机制的可行性。我们选择上述系统是因为它们拥有质量和轨道特征受碎裂机制青睐的行星。我们并不主张这些行星一定是由于碎裂而形成的，相反：如果行星可以从盘碎裂中形成，那么这些系统与我们应该期望看到的是一致的。我们使用这些最近发现的行星的轨道特征，以及一种新的技术，以更准确地确定磁盘冷却时间，将下限和上限的磁盘表面密度-从而质量-所需的磁盘碎片形成这些对象。我们的冷却时间比Rafikov（2005）的冷却时间短一个数量级，这使得磁盘碎片对这些物体更可行。我们发现，北落师门b，原行星轨道HL Tau和HR 8799的最外层行星，在行星轨道半径内部所需的质量约为0.1 Msun。HR 8799的两颗内行星很可能不是在原位置由盘破裂形成的。
2009-08-07 astro-ph.EP 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
Fragment Production and Survival in Irradiated Disks: A Comprehensive Cooling Criterion
引力不稳定的吸积盘会碎裂成恒星或亚恒星伴星。这些碎片的形成和存活取决于自重力、内部压力、潮汐剪切和旋转之间的不稳定平衡。盘的碎裂取决于两个关键因素：（1）盘是否能到达Q=1的碎裂边界;（2）碎片是否能存活许多轨道周期。先前的工作表明，要达到Q=1，并使碎片存活下来，盘必须在轨道时间尺度上冷却。在这里，我们表明，主要由外部照射加热的磁盘总是满足标准的冷却时间准则。因此，即使辐射加热磁盘，使他们更稳定的一般，一旦他们达到碎裂边界，他们更容易碎裂。我们推导出一个新的冷却标准，确定碎片的生存，并计算压力修改希尔半径，它设置的压力支持的对象在开普勒磁盘的最大尺寸。我们的结论是，在原恒星磁盘碎片可能会发生在比以前认为的半径略小，并建议测试未来的模拟，将更好地预测在真实磁盘碎片的结果。
2011-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulent Disks are Never Stable: Fragmentation and Turbulence-Promoted Planet Formation
在我们对盘的理解中，一个基本的假设是，当托姆雷Q>>1时，盘是稳定的，不会分裂成自引力物体（因此不能通过直接坍缩形成行星）。但是如果圆盘是湍流的，这就忽略了随机密度波动的频谱，这种波动可以产生罕见的高密度质量集中。在这里，我们使用最近开发的分析框架来预测这些波动的统计数据，即在湍流开普勒盘中形成的碎片的碎片和质谱的速率。湍流磁盘从来没有完全稳定的：我们计算（总是有限的）概率形成自引力结构通过随机湍流密度波动在这样的磁盘。马赫数~0.1以上的适度亚音速湍流，即使Q>>1且冷却缓慢（t_cool>>t_orbit），也能在~Myr的时间尺度上产生一些随机碎裂或“直接坍缩”事件。在跨音速湍流中，这一数值可扩展到Q~100。我们推导出抑制这种事件所需的真实Q准则，它与马赫数成指数关系。我们指定由MRI，对流，或螺旋波驱动的湍流，并推导出等效标准的Q和冷却时间。可能需要>~50*t_dyn的冷却时间以完全抑制碎裂。这些重力湍流事件产生的质量谱峰值接近~M_disk*（Q*M_disk/M_star）^[2]（岩石到巨行星质量，随着与恒星的距离增加）。我们将其应用于原行星盘模型，并表明，即使是最小质量的太阳星云可以经历随机崩溃事件，提供了一个动荡的来源。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Stellar Multiplicity and Debris Disks: An Unbiased Sample
在许多邻近的恒星周围都观测到了星周尘埃盘。然而，许多恒星是双星或多星系统的一部分。一个自然的问题出现了关于存在和性质的磁盘系统中有一个以上的明星。为了解决这个问题，我们考虑了449个系统（光谱类型A-M）与赫歇尔空间天文台观测的DEBRIS计划的一部分。我们已经检查了恒星的多样性，从文献中收集的信息，并在利克天文台进行自适应光学成像调查。我们的节目中出现了五个新的同伴。总共，我们确定了188个（42%）双星或多星系统。的多重性的样品进行检查关于检测拱星盘的光谱类型AFGK的恒星。一般来说，在双星周围发现的星盘比在单颗恒星周围发现的星盘少，尽管无论多重性如何，星盘的频率在A星之间是相当的。然而，这个样本揭示了盘轴承双星的周期分布与非盘双星和比较场样本是一致的。我们发现，在双星系统中的磁盘的属性是没有统计上的不同，从周围的单星。虽然有盘的FGK双星的频率可能低于单星系统，但盘形成的过程和这些盘的特征在两个群体中是相似的。
2015-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk fragmentation around a massive protostar: a comparison of two three-dimensional codes
本研究使用RAMSES和PLUTO两种3D模拟代码比较了大质量原恒星周围的盘碎裂过程，发现两者在坍缩特性和碎裂过程上具有良好一致性，且数值选择对系统结果的影响比代码选择更为关键。
2023-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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 VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars. III. Substructures in Protostellar Disks
在$\sim1-10$ Myr古老的原行星盘中普遍存在的亚结构，通常与行星形成有关，这提出了这样的特征形成的早期有多早的问题，作为一个推论，行星形成开始的早期有多早。在这里，我们提出了七个原恒星盘（年龄$\sim0.1-1$百万年）从VLA/ALMA新生盘和猎户座原恒星的多重性调查（VANDAM：猎户座），显示清晰的子结构，从而表明，这些功能可以形成早期的磁盘的寿命。我们使用简单的分析模型以及详细的辐射转移建模来表征它们的结构。特别是，我们表明，至少有四个源有相对大规模的信封，这表明他们是特别年轻的，可能是最年轻的磁盘与子结构已知的日期。这些圆盘中的几个也具有来自偏离环形结构中心的内盘的发射。然而，考虑到被清理出的区域的大小，还不清楚这些特征是否与行星形成有关，或者更确切地说，它们是否是早期近距离分离双星形成的标志。
2020-10-01 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
The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey: First Look at Resolved Candidate Disks around Class 0 and I Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们提出了第一个尘埃排放结果对样本的7个原恒星盘候选人周围的0类和I类来源的英仙座分子云从VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查约0.05“或12 AU的分辨率。为了检查这些源的表面亮度分布，我们将u、v平面中的Ka波段8 mm尘埃连续体数据拟合到基于Shakura-Sunyaev圆盘模型的简单参数化模型。候选磁盘与具有盘形轮廓的模型拟合良好，并且具有与已知的0类和I类磁盘一致的质量。VANDAM候选盘的内部盘表面密度与更进化的II类系统周围的盘相比具有更浅的密度分布。7个早期结果候选盘的最佳拟合模型半径为Rc> 10 AU;在8 mm处，半径反映了盘尺寸的下限，因为尘埃连续体发射与颗粒尺寸有关，大颗粒径向向内漂移。这些相对较大的圆盘，如果在运动学上得到证实，则与理论模型不一致，其中圆盘的大小在早期被强磁制动限制在< 10 AU。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exponentially amplified magnetic field eliminates disk fragmentation around the Population III protostar
一个关键的遗留问题，以不清楚的初始质量函数的第一（第三族）的恒星是最终的命运形成的次级原恒星在吸积盘，特别是他们是否合并或生存。我们主要研究宇宙磁场对第一颗恒星形成的影响。我们进行了一套理想的磁流体动力学模拟，直到1000年后的第一个原恒星形成。我们采用刚性状态方程方法来描述连接到原恒星的磁场结构，而不是采用下沉粒子方法。在$n_0 = 10^4\,{\rm cm^{-3}}$的$B_0 = 10^{-20}$ G初始化云中的第一颗原恒星形成十年后，原恒星周围的磁场强度从皮高斯增强到千高斯，与现在的恒星强度相同。磁场迅速卷起，因为在原恒星（$\leq\!10$ au）附近的气体在原恒星形成后的第一个十年中经历了几十次轨道旋转。随着质量吸积的进展，重要的磁场区域向外延伸，磁制动消除了在未磁化模型中形成的磁盘碎片。另一方面，假设气体云具有小的角动量，这种放大可能不起作用，因为旋转会更慢。但是，在这种情况下不会发生磁盘碎片。我们的结论是，宇宙学磁场强度的指数放大，约$10^{-18}$ G，消除了周围的人口III原恒星磁盘碎片。
2022-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Simulations of Gravitational Instability in Protostellar Disks with Full Radiation Transport. I. Stochastic Fragmentation with Optical-depth-dependent Rate and Universal Fragment Mass
本文通过包含全辐射传输的全局3D模拟研究引力不稳定盘的碎裂，发现碎裂是随机过程且生成率随冷却参数指数变化，初始碎块质量对热力学不敏感且更可能形成褐矮星。
2024-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of Multiplicity in Disk Evolution and Planet Formation
在过去的十年里，我们对原行星盘演化和单恒星系统中行星形成的理解发生了革命性的变化。然而，大多数太阳型恒星都是在双星系统中形成的，因此双星伴星对原行星盘的影响是我们理解行星形成的重要因素。我们已经编制了一个合并的多重性/磁盘的金牛座御夫座人口普查，加上在其他地区的密切的二进制文件的限制性样本，以探讨磁盘的演化多重性的作用。我们的研究结果表明，一个紧密的（<40 AU）的双星伴星的潮汐影响显着加速了原行星盘的分散过程，因为所有的紧密双星的约2/3迅速分散他们的磁盘在形成后<1百万年。然而，盘的快速扩散只发生在一小部分宽联星和单星上，其中约80%-90%的盘至少保留了200 - 300万年（但很少超过500万年）。我们对盘清理时间尺度的新限制对巨行星形成有着重要的意义;大多数单恒星在3- 5百万年内形成巨行星，而大多数近距离双星系统必须在<1百万年内形成巨行星。如果核心吸积是巨型行星形成的主要模式，那么在密近双星中的气体巨星应该是罕见的。相反地，由于几乎所有的单恒星都有相似的时间形成气体巨星，在RV巡天中它们的相对稀少性表明，要么巨行星形成的时间尺度与盘的分散时间尺度非常匹配，要么盘寿命之外的特征决定了巨行星形成的可能性。
2011-09-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the theory of grain growth and fragmentation by millimeter observations of protoplanetary disks
上下文在不久的将来，在亚毫米和毫米波长的观测将能够解决的径向依赖的毫米光谱斜率在拱星盘的分辨率约为几个天文单位的距离最近的恒星形成区域。目标。我们的目标是限制物理模型的晶粒生长和破碎的大样本（分）毫米观测磁盘周围的前主序恒星在金牛座，御夫座和蛇夫座恒星形成区域。方法.国家的最先进的凝聚/碎裂和磁盘结构的代码相结合，以产生稳态的粒度分布，并预测在（分）毫米波长的光谱斜率。结果这项工作提出了第一个计算预测毫米光谱斜率的基础上的晶粒生长的物理模型。我们的模型可以很自然地再现所观察到的毫米斜率，但同时匹配所观察到的范围内的通量水平只能达到由几个到约30的因素，同时保持磁盘的气体质量相同的尘埃质量的减少。这种尘埃减少可能是由于径向漂移的速度降低，或者是在早期的进化时期（否则预测的通量会变得太低），或者是由于尘埃有效地转化为更大的、看不见的物体。
2010-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of the environment on the multiplicity properties of stars in the STARFORGE simulations
大多数观测到的恒星都是多恒星系统的一部分，但对这些系统的形成以及环境和各种物理过程的作用仍然知之甚少。我们提出了一套辐射磁流体动力学模拟恒星形成的分子云从STARFORGE项目，包括恒星反馈与不同的初始表面密度，磁场，湍流水平，金属丰度，星际辐射场，模拟几何和湍流驱动。在我们的基准云的原始模拟数据再现所观察到的太阳型和更高质量的恒星的多重性分数，类似于以前的作品。然而，在校正观测不完整性后，模拟低估了这些值。这种差异可能是由于缺乏磁盘碎片，因为模拟只解决了通过捕获或核心碎片形成的多次波。伴星的原始质量分布与随机抽取$>1\,\mathrm{M_\odot}$恒星伴星的初始质量函数相一致，然而，考虑到观测的不完整性，产生了一个与观测相似的平坦分布。我们发现，恒星的多样性变化的云的演变和反相关的恒星密度。这种关系也解释了运行之间的大多数多重性变化，即，增加恒星密度的初始条件的变化（增加表面密度，减少湍流）减少多重性。虽然其他参数，如金属丰度，星际辐射，和几何形状显着影响恒星形成的历史或IMF，改变它们产生没有明确的趋势，在恒星的多重性属性。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational fragmentation and formation of giant protoplanets on tens-of-au orbits
研究了年轻原恒星盘中通过引力碎裂形成的致密气体团的迁移，以确定巨型行星形成的可能性。采用薄盘极限下的高分辨率流体力学数值模拟方法，计算了太阳质量恒星周围引力不稳定原恒星盘的形成和长期演化。我们发现，通过星盘碎片化在星盘外部区域（>100 AU）形成的气体团块经常受到其他团块或星盘结构（如旋臂）的扰动，并在几个10^3年到几个10^4年的时间尺度上向中心恒星迁移。迁移时间尺度是最慢的恒星运动时，在磁盘重力被认为是。当接近恒星时，团块首先获得质量（高达几十M_Jup），但随后通过潮汐扭矩迅速失去大部分扩散包络。团包层的一部分可以吸积在中心恒星上，引起FU-Ori型吸积和光度爆发。潮汐质量的损失有助于团块显着减缓甚至停止它们在距离原恒星几十个天文单位的距离内的向内迁移。由此产生的团块在质量和大小上都被严重截断，只保留了一个致密和热的核。在向内迁移的过程中，团簇内部的温度可能超过分子氢解离极限（2000 K），团簇的中心区域可能坍缩成一个巨大的气体原行星。我们认为，FU-Orionis型光度爆发可能是最终产品的磁盘碎片化和集群向内迁移，迎来了巨大的原行星的形成，如HR~8799系统的tens-of-au轨道。
2018-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revolutionizing our View of Protostellar Multiplicity and Disks: The VLA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of the Perseus Molecular Cloud
有大量的证据表明，盘形成发生在恒星形成的早期阶段，大多数恒星出生在多个系统中;然而，原恒星的多样性和盘搜索受到低分辨率，样本偏差和可变灵敏度的阻碍。我们进行了一个公正的，高灵敏度的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）对英仙座分子云中所有已知原恒星（n = 94）的巡天（d~230 pc），分辨率~15 AU（0.06”）在8毫米。我们已经发现了候选原恒星盘向17个来源（其中12个处于0级阶段），我们已经发现了三个0级磁盘候选者的<50 AU尺度的子结构，可能是磁盘碎片化的证据。在这次调查中，我们发现了16个新的多重系统（或新的组分）;新系统的分离度< 500 AU和3 × < 30 AU。我们还发现了一个双峰分布的分离，峰值在~75 AU和~3000 AU，暗示通过两种不同的机制形成：磁盘和湍流碎片。从这次调查的结果表明，在毫米和厘米波长的原恒星系统的统一，公正的调查的必要性和实用性。
2016-07-05 astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars VI. Insights from Radiative Transfer Modeling
我们提出了马尔可夫链蒙特卡罗辐射转移建模的联合ALMA 345 GHz和光谱能量分布数据集的样本97个原恒星盘从VLA和ALMA新生磁盘和猎户座原恒星的多重性调查。从这个模型中，我们得到磁盘和信封属性为每个原恒星，使我们能够检查大量的年轻原恒星的人口属性。我们发现，磁盘是小的，与$ 29.4^{+ 4.1}_{- 2.7}$ au和$ 5.8^{+ 4.6}_{- 2.7}$ M $_{\oplus}$中位尘埃半径。我们没有发现统计上的显着差异的大部分属性的0类，I类，和平坦的频谱源的信封灰尘质量和倾斜除外。倾角之间的区别表明，0/I类/平谱系统可能很难与原恒星的演化状态唯一联系起来。当与金牛座的II类盘尘埃质量从类似的辐射转移模型进行比较时，我们进一步发现，盘尘埃质量从0类到II类盘减少的趋势不再存在，尽管由于恒星形成区域和建模技术的差异，这种比较是否公平仍不清楚。此外，我们所模拟的圆盘在广义上是引力稳定的。最后，我们比较磁盘的质量和半径与磁盘形成的模拟，并发现磁流体动力学效应可能是重要的再现所观察到的属性的磁盘。
2022-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of the Unequal-Mass Binary Protostars in L1551 NE by Rotationally-Driven Fragmentation
我们目前的意见，在7毫米，完全解决了两个拱盘，并在3.5厘米，解决沿其主轴的两个电离射流，I类二元原恒星系统L1551 NE档案观测的再分析。我们表明，两个拱星盘是更好地符合浅的内部和陡峭的外部幂律比截断幂律。这两个圆盘在其内部和外部区域之间具有非常不同的过渡半径，分别为$\sim$ 18.6 AU和$\sim$ 8.9 AU。假设它们本质上是圆形的和几何薄的，我们发现，这两个拱星盘是相互平行和正交的投影到各自的电离射流。此外，这两个磁盘紧密对齐，如果不是平行于他们的环双星盘。在$\sim$ 10年的时间间隔内，源B（拥有环双星盘）相对于源A向北移动，并可能远离源A，这表明其轨道运动与环双星盘的旋转运动方向相同。因此，所有上述元素的角动量具有相同的轴，表明L1551 NE是其母核旋转驱动碎裂的产物。假设一个圆形的轨道，相对磁盘的大小是兼容的理论预测潮汐截断的质量比为$\sim$ 0.2的双星系统，在协议的相对分离的两颗原恒星从中心的环双星盘。然而，这两个圆盘的过渡半径比其预测的潮汐截断半径小$\gtrsim$ 1.5倍。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of giant planets and brown dwarfs on wide orbits
内容：我们数值研究了在引力不稳定的原恒星盘中巨行星（GP）和褐矮星（BD）胚胎的形成，并将我们的研究结果与迄今已知的直接成像的宽轨道（>= 50 AU）同伴进行了比较。研究了在围绕（亚）太阳质量恒星的原恒星盘中形成宽轨道伴星的盘碎裂假设的可行性。方法：我们使用数值流体动力学模拟磁盘的形成和演化与磁盘热力学的准确治疗。薄盘极限的使用使我们能够探测原恒星盘的长期演化。我们专注于产生宽轨道GP/BD胚胎的模型，这些胚胎在磁盘中打开了一个缺口，并显示出类似于或长于典型磁盘寿命的径向迁移时间尺度。结果如下：虽然在我们的大多数模型中看到了磁盘碎片，但60个模型中只有6个显示了准稳定的宽轨道GP/BD胚胎的形成。盘碎裂产生的GP/BD胚胎质量在3.5-43 M_J范围内，覆盖了太阳质量以下恒星直接成像的宽轨道伴星的整个质量谱。另一方面，我们的模型未能产生轨道距离<= 170 AU的胚胎，而在较小的轨道上发现了几个直接成像的同伴。盘的碎裂也未能产生质量小于等于0.7 Msun的恒星周围的宽轨道伴星，这与观测结果不符。结论：盘碎片不太可能解释整个观测到的宽轨道伴星光谱（亚）太阳质量恒星和其他形成机制，例如，密集伴星在宽轨道上的动力学散射，应该用来解释轨道距离从几十到\approx 150 AU的伴星和质量小于等于0.7 Msun的宽轨道伴星。（节略）
2013-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of magnetic fields in the formation of multiple massive stars
本文使用RAMSES模拟大质量前恒星核坍缩，研究磁场在多颗大质量恒星形成中的影响，发现磁场能消除部分碎裂模式并限制盘的增长。
2023-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravito-turbulence in local disk simulations with an adaptive moving mesh
本文在 AREPO 中为剪切盒实现基于 TreePM 的自适应自引力求解器，并通过 β 冷却的二维、三维盘模拟确定碎裂临界 β≈3 且再现引力湍流状态。
2023-09-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Observing Turbulent Fragmentation in Simulations: Predictions for CARMA and ALMA
确定最初的恒星多样性是一个具有挑战性的问题，因为原恒星在早期是暗淡和深深嵌入的;一旦形成，多个原恒星系统可能会显着动态演变之前，他们是光学揭示。像CARMA和ALMA这样的干涉仪可以探测尘埃连续体发射中湍流碎裂发生的尺度，这可能会限制早期恒星的多样性。在这封信中，我们提出了无星和原恒星核心的综合观测，这些核心在几千天文单位的尺度上经历了碎裂，产生了宽的双星系统。我们表明，干涉观测的无星核心的CARMA应主要是在早期阶段，虽然广泛的原恒星同伴应该是显而易见的。ALMA的增强功能提高了岩心形态的检测，从而可以在更早的时间检测到子结构。在这两种情况下，从干涉测量的空间滤波减少了观察到的核心子结构，并往往根除现有的痕迹，在尺度下降到0.025 pc的原始形态。然而，一些丢失的结构可以通过结合来自ALMA全科学和阿塔卡马紧凑阵列的数据来重新捕获。
2011-11-17 astro-ph.SR
Nonlinear Outcome of Coagulation Instability in Protoplanetary Disks II: Dust Ring Formation Mediated by Backreaction and Fragmentation
在我们以前的工作（论文I）中，我们证明了凝聚不稳定性的结果，粉尘浓度对耗尽由于径向漂移和加速粉尘增长的本地。在这项工作中（文件II），我们进行数值模拟的凝聚不稳定性考虑到气体和碰撞破碎的尘埃颗粒的反反应的影响。我们发现，由于逆反应的粉尘漂移的减速调节粉尘浓度的非线性增长阶段的凝聚不稳定性。粉尘与气体的表面密度比从$10^{-3}$增加到$\sim10^{-2}$。在我们的磁盘模型中，每个产生的尘埃环往往具有$\simeq0.5M_{\oplus}-1.5M_{\oplus}$的质量。与论文I相比，尘埃表面密度分布在每个尘埃环处显示出局部平台结构。尽管在非线性增长的规则，有效粉尘浓度降低了它们的碰撞速度。结果，尘埃颗粒可以生长到碎裂势垒之外，并且无量纲停止时间达到了文献I中的1。尘埃有效增长的必要条件是（1）$α<1\times10^{-3}$的弱湍流和（2）大的尘埃破碎临界速度（$> 1$ m/s）。外层区域的有效尘埃聚集将减少向内的卵石通量，并有望通过卵石吸积来减缓行星形成。我们还发现，由此产生的环可以是不稳定的长期引力不稳定性（GI）。随后的长期GI促进了星子的形成。因此，我们预计，这些不稳定性的组合是一个有前途的尘埃环和星子形成的机制。
2022-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer I. Accretion and multiplicity
（略）背景。大质量恒星形成于磁化和湍流的环境中，通常位于星团中。它们的吸积机制，以及它们系统的恒星多样性的起源都知之甚少。目的。我们研究了磁场和湍流对大质量原恒星吸积机制及其多重性的影响。方法.我们提出了一系列的四个辐射MHD模拟崩溃的大规模磁化，湍流核心的100 $M_\odot$与AMR代码Ramses，包括混合辐射转移方法恒星辐射和双极扩散。我们改变马赫数和阿尔文马赫数来探测亚阿尔文和超阿尔文湍流以及亚超音速湍流区。结果亚星系湍流导致单恒星系统，而超星系湍流导致螺旋臂碰撞后的盘碎片形成双星，质量比为1.1-1.6。在这些运行中，下落的气体通过一个短暂的环双星结构到达各个圆盘。磁调节，热为主（等离子体β $β>1$），开普勒盘形成在所有运行，大小为100-200 AU和质量1-8 $M_\odot$。围绕初级和次级下沉颗粒的圆盘具有相似的性质。我们观察到次级恒星的吸积率比它们的主星伴星高。主盘方向被发现是由湍流携带的初始角动量。结论.小（300 AU）的大质量原恒星盘，因为那些经常被观察到的现在只能复制到目前为止，在存在（中等）磁场与双极扩散，即使在湍流介质。磁场和湍流之间的相互作用决定了星团的多样性。等离子体β $β>1$是流光和圆盘的良好指示器。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Low-Mass Binary Star Systems Via Turbulent Fragmentation
我们描述了在自引力辐射流体动力学模拟中形成的原恒星系统的坠落率。利用两个无量纲参数来确定盘对引力碎裂的可接受性，我们推断了原恒星系统多重性的极限和双星的形成机制。我们表明，这些参数给出了强大的预测，即使在边缘解决原恒星盘的情况下。我们发现，辐射反馈的原恒星系统主要通过湍流碎片形成双星，而不是磁盘不稳定性，我们预测湍流碎片是低质量恒星形成双星的主要渠道。我们清楚地表明，系统形成的模拟，包括辐射反馈有根本不同的参数比那些纯粹的流体动力学模拟。
2010-10-18 astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). V. 18 Candidate Disks around Class 0 and I Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们提出了完整的磁盘适合结果VANDAM调查的所有0类和I类原恒星在英仙座分子云。我们有18个新的原恒星盘候选人周围的0和I类源，这是很好地描述了一个简单的，参数化的磁盘模型适合8毫米VLA尘埃连续观测。33%的0级原恒星和11%的I级原恒星有候选的星盘，而78%的0级和I级原恒星在我们的12 AU星盘直径分辨率极限内没有星盘的迹象，这表明在8 mm处，大多数0级和I级星盘的半径<10 AU。这些小半径可能是表面亮度灵敏度极限的结果。模拟的8 mm半径类似于已知的0类圆盘的半径，检测到开普勒旋转。由于我们的8毫米数据跟踪人口较大的尘埃颗粒径向漂移向原恒星，是真正的磁盘大小的下限，大磁盘在早期似乎并不特别罕见。我们发现统计证据表明，0类和I类磁盘可能来自相同的分布，这意味着磁盘属性可能在0类阶段的早期定义，并且在I类阶段不会发生大的变化。通过将我们的候选磁盘属性与以前的极化观测相结合，我们发现了一个定性的迹象，即推断的磁尺度磁场和外流之间的不对准可能表明磁盘在0类源的较小尺度上。
2018-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostars, multiplicity, and disk evolution in the Corona Australis region: A Herschel Gould Belt Study
CrA区域和冕状星团形成了一个附近（138 pc）的年轻（1-2百万年）恒星形成区域，拥有中等数量的YSO。我们提供了100和160微米的赫歇尔PACS测光，作为赫歇尔古尔德带调查的一部分获得。Herschel图显示了具有高灵敏度和高动态范围的星团成员。许多星团成员被探测到，包括一些嵌入的，质量很低的物体，几颗原恒星，以及周围云的大量发射。赫歇尔数据提供了足够的空间分辨率来探测小尺度的细节，例如IRS 5原恒星复合体周围的明亮细丝和与I类物体IRS 2相关的气泡状边缘。第二类天体周围的圆盘显示出与不同圆盘结构一致的广泛的中红外和远红外过度。我们用RADMC辐射转移代码模拟了这些盘，发现了一个有趣的年轻的、可能是同时代的星团的混合物。其中一些是一致的耀斑，大规模的，相对原始的磁盘（SCrA，TCrA）。另一些则显示出由内而外进化的重要证据，与内部孔/间隙的存在相一致（G-85，G-87）。最后，我们发现磁盘与一个戏剧性的小灰尘耗尽（G-1，HBC 677），在某些情况下，可能与截断或存在的大差距，在一个喇叭形磁盘（CrA-159）。导出的低质量恒星周围的磁盘的质量被发现低于金牛座的典型值，与以前的斯皮策观测。鉴于在该区域的原恒星之间观察到的高度多样性和相互作用，盘的多样性可能是早期恒星形成历史的结果，在研究类似的人口稀少的星团中的盘属性时也应该考虑到这一点。
2012-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk And Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). IV. Free-Free Emission from Protostars: Links to Infrared Properties, Outflow Tracers, and Protostellar Disk Masses
原恒星在厘米无线电波长的辐射被证明可以追踪原恒星驱动的喷流和外流所产生的电离冲击所产生的自由-自由辐射。因此，在射频下测量原恒星的特性可以为了解其外流和喷流的性质提供有价值的见解。我们提出了一个C波段（4.1厘米和6.4厘米）调查的所有已知的原恒星（0类和I类）在英仙座的VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查的一部分。我们检查已知的无线电通量密度和原恒星参数之间的相关性，如热光度和外流力，为我们的样本。我们还研究了射电流量密度与赫歇尔远红外线光度之间的关系。我们发现，自由-自由发射最有可能来自J型冲击，然而，大的分散表明，这两种类型的发射探测不同的时间和空间尺度。使用C-波段通量，我们删除了估计的自由-自由污染相应的Ka波段（9毫米）的通量密度，主要探测尘埃排放嵌入磁盘。我们发现，紧凑型（$<$ ~1”）的灰尘排放是较低的第一类源（中位灰尘质量96 M $_{\oplus}$）相对于0级（248 M $_{\oplus}$），但几倍高于第二类（5-15 M $_{\oplus}$）。如果这种致密的尘埃排放主要是追踪嵌入的盘，就像许多来源一样，这一结果提供了证据，表明随着原恒星的演化，盘的质量逐渐减少，有足够的质量形成巨行星核心。
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Perseus Protostars. VI. Characterizing the Formation Mechanism for Close Multiple Systems
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测多个原恒星系统在英仙座分子云先前发现的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）我们观察到17个在1.3~mm处连续的紧密（$<$ 600~AU分离）多重体系和5条分子谱线（即，\twco，\cateo，\thco，H $_2$ CO，SO）来表征这些体系形成的周围多重环境。我们检测到至少一个组件在连续的17个多系统。在三个系统中，一个伴星没有被检测到，而对于两个系统，伴星在我们观察到的分辨率下是无法分辨的。我们还检测到环绕多个灰尘排放对8出9 0级倍数。在8个I类倍数中的任何一个倍数处均未检测到环绕倍数粉尘排放。在致密气体示踪剂中检测到12个系统朝向它们的盘/内包层。对于这12个系统，我们使用稠密气体观测来表征它们的形成机制。在12个系统中的8个系统中，环多气体中的速度梯度明显垂直于流出方向，这与磁盘碎片化一致。此外，除了两个最宽的系统（$>$ 500~AU）之外，只有两个分离度为$<$ 200 ~ AU的系统是具有磁盘碎片的\textit{inconsistent}。我们的研究结果表明，磁盘碎片通过引力不稳定性是一个重要的形成机制，为密切的多个系统，但需要进一步的统计，以更好地确定通过这种方法形成的相对分数。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation and Fragmentation of Disks around Primordial Protostars
宇宙中形成的第一批恒星预示着宇宙黑暗时代的结束，并引入了塑造早期宇宙演化的新物理过程。到目前为止，人们一直认为这些恒星的生命短暂而孤独，在每个暗物质微晕中只形成一颗质量极大的恒星，或者可能是一个非常宽的双星系统。在这里，我们描述的数值模拟表明，这些恒星，相反，往往是紧密的多个系统的成员。我们的研究结果表明，在第一批年轻恒星周围形成的盘对引力碎片不稳定，可能产生小型的双星和高阶系统，其分离距离与地球和太阳之间的距离一样小。
2011-01-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Outcome of the Protoplanetary Disk of Very Massive Stars
我们认为行星、褐矮星甚至低质量恒星都可以由M>~100太阳质量的超大质量恒星周围的原行星盘碎裂而形成。我们讨论了如何碎裂条件下形成非常大质量的行星系统周围非常大质量的恒星有利。这样的行星系统很可能由棕矮星和低质量恒星组成，质量约为0.1-0.3太阳质量，轨道间距约为几个x 100 - 10^4天文单位。特别是，从类太阳恒星的尺度表明，数百颗类水星行星可能围绕着大约1000 AU的超大质量恒星运行，那里的条件可能有利于液态水。这种碎裂物体可以成为詹姆斯·韦伯空间望远镜和其他在红外波段工作的大型望远镜的理想目标。我们预测，对超大质量恒星的深入观测将揭示这些碎片物体，在有一个以上物体的情况下，它们在同一轨道平面上运行。
2010-06-05 astro-ph.SR
Rotationally-Driven Fragmentation for the Formation of the Binary Protostellar System L1551 IRS 5
无论是整体旋转还是局部湍流都被广泛地用来驱动坍缩核心的碎片化，从而产生多个恒星系统。即使这两种机制预测了恒星自旋和轨道对齐的不同方式，随后的内部或外部相互作用也可以驱动多个系统朝向或远离对齐，从而掩盖它们的形成过程。在这里，我们证明了二进制系统和周围的散装信封之间的几何和动力学关系提供了至关重要的区别碎裂模型。我们发现，星周盘的二进制原恒星系统L1551 IRS 5是密切平行，不仅彼此，而且与他们周围的扁平信封。跨越近30年的相对自行的测量表明，在同一意义上的包络旋转的二进制组件的轨道运动。除去星周盘被潮汐截断到比观测到的小的轨道解，剩下的解倾向于一个圆形或低偏心率的轨道，它与星周盘的倾角可达$\sim$ 25 $^\circ$。湍流驱动的碎裂可以产生局部角动量，产生共面双星系统，但它与周围的包层没有特殊的关系。相反，观察到的属性符合旋转驱动的碎片的预测。如果这些碎片产生在不同的高度，或者在旋转核心的扁平中心区域的中平面的相对两侧，那么所产生的原恒星将表现出与周围的包层平行但从轨道平面倾斜的拱星盘。
2016-07-01 astro-ph.SR
Decoupling of Magnetic Fields in Collapsing Protostellar Envelopes and Disk Formation and Fragmentation
有效的磁制动是形成旋转支撑盘（RSDs）的一个可怕的障碍，在磁化致密的核心原恒星周围。我们之前已经通过2D（轴对称）非理想MHD模拟表明，去除非常小的晶粒（VSG：~10 μ m $~$到几个100 μ m）可以大大增强双极扩散并形成RSD。在这里，我们扩展到3D的VSG去除启用磁盘形成的模拟。我们发现，这种情况下的磁盘形成的关键是，磁场的漂移速度几乎抵消了中性粒子的下落速度在$10^2$ - $10^3$ AU尺度的“伪盘”的磁力线是最严重的捏和大部分的原恒星的包络质量的下落发生。结果，大块中性包层物质可以塌缩，而不会将大量磁通量拖到盘形成区域中，这降低了磁制动效率。我们发现，VSG去除启用的初始磁盘往往是托姆雷不稳定的，这导致形成突出的螺旋结构，作为离心屏障。在离心屏障附近堆积的落入物质通常会产生数十个木星质量的致密碎片，特别是在磁化不太强的核心中。一些碎片吸积到中心恒星物体上，产生质量吸积率的爆发。其他的寿命更长，尽管它们是否能长期生存以产生多个系统仍有待确定。我们的研究结果突出了尘埃颗粒演化在确定原恒星盘和潜在的多系统的形成和性质的重要性。
2017-11-16 astro-ph.SR
