The backreaction of stellar wobbling on accretion discs of massive protostars
本研究通过三维辐射流体力学模拟发现，恒星摆动引起的角动量重新分布使吸积盘变小变圆、减少引力碎裂并阻止团块弹出，其合成毫米波段图像更符合 ALMA 对大质量年轻恒星体的观测。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
The viscous evolution of circumstellar discs in young star clusters
具有拱星盘的恒星可能形成于恒星和气体密度高的环境中，这些环境通过动力学碰撞、冲压压力剥离和外部光蒸发等过程影响盘。星周盘也经历粘性演化，导致盘膨胀。以前的工作表明，动力学截断和粘性演化在决定拱星盘的大小和质量分布中起着重要作用。然而，目前尚不清楚在何种情况下，这两个过程中的每一个占主导地位。在这里，我们提出的年轻星团的模拟结果考虑到粘性演化和动力学截断。我们通过添加剩余气体作为背景势来模拟团簇的嵌入相，该背景势可以通过团簇的整个演化来存在，或者在100万年后被驱逐。我们比较我们的模拟结果的磁盘大小，磁盘的质量和吸积率在恒星形成区域的实际观测。我们认为，相对重要的动态截断和粘性演化的磁盘随时间和集群密度的变化。粘性演化导致动力学相遇的重要性随时间增加，但在剩余气体排出后不久，相遇就停止了。对于在这项工作中模拟的集群，粘性增长占主导地位的磁盘的演变。
2018-11-19 astro-ph.GA
Gravitational stability and fragmentation condition for discs around accreting supermassive stars
质量为$\sim10^{5}~\rm{M}_{\odot}$的超大质量恒星是在红移$\gtrsim6$观测到的超大质量黑洞起源的有希望的候选者。它们被认为是原始气体快速吸积的结果，尽管由于引力不稳定性，星周盘碎片造成的时间变化可能会阻碍它们的形成。为了评估碎片的发生，我们研究了结构的边缘引力不稳定的吸积盘，通过使用一个稳定的一维薄盘模型与详细的处理化学和热过程。由两个SMS形成场景激发，即，对于那些具有强紫外辐射背景或重子与暗物质之间具有大速度差的情况，我们考虑两种类型的流，即，原子和分子流，分别为一个广泛的中心恒星质量$10-10^5~\rm{M}_{\odot}$和吸积率$10^{-3}-1~\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1}$。在大多数原子气体流向盘外边界的情况下，碎裂条件表示为吸积率高于$10^{-1}~\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1}$的临界值，而与中心恒星质量无关。另一方面，在分子流的情况下，存在临界盘半径，在该临界盘半径之外，盘变得不稳定。根据数值模拟，这些条件似乎在一定程度上得到满足，这表明在SMS形成过程中，盘碎片可能是常见的。
2018-12-31 astro-ph.GA
Evolution of circumstellar discs in young star-forming regions
本研究结合分子云坍缩结果模拟年轻恒星形成区星周盘演化，发现延长的恒星形成周期使晚形成星周盘因星团膨胀更易存活，可解释高紫外区原行星盘存在问题，且部分失气盘仍能形成岩质行星。
2022-05-26 astro-ph.GA
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 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
The properties of discs around planets and brown dwarfs as evidence for disc fragmentation
直接成像搜索揭示了许多非常低质量的物体，包括少量行星质量的物体，作为年轻恒星的宽轨道伴侣。这些物体的形成机制仍然不确定。在本文中，我们提出了预测的光盘碎片模型的属性，这样的低质量物体周围的光盘。我们发现，由类太阳恒星（称为“父”盘和“父”星）承载的盘中的碎片形成的物体周围的盘比从${M}_{\rm disc}-M_*$关系（这是由质量为$M_*>0.2 {\rm M}_{\odot}$的恒星导出的）预期的质量更大。因此，这些天体的吸积速率也高于根据$\dot{M}_*-M_*$关系式所预期的速率。此外，棕矮星或行星的质量与其盘的质量以及从盘到其上的吸积速率之间没有显著的相关性。通过盘碎片形成的物体周围的盘在形成后的最初几个kyr期间从其母恒星的盘吸积气体时，其质量比预期的大。它们吸积的气体量以及它们的质量取决于它们在母盘中的运动方式以及它们与母盘的相互作用方式。观测到的盘质量和吸积速率与盘碎裂模型的预测相一致。未来的观测（例如ALMA）将检验这一模型的预测，这些观测的对象是质量甚至更低的亚恒星物体（年轻行星和年轻的低质量棕矮星），在这些亚恒星物体中，由盘碎裂模型预测的比例关系与为高质量恒星建立的相应关系有很大的差异。
2015-03-17 astro-ph.EP astro-ph.GA
Triggered fragmentation in gravitationally unstable discs: forming fragments at small radii
利用辐射流体力学方法对引力不稳定盘进行了三维模拟，探讨了盘破裂后的质量运动。与其碎裂之前的更静止状态相比，气体的径向速度在碎裂之后增加高达约2-3倍。当质量运动同时向内和向外发生时，向内的运动会导致内部螺旋足够密集，它们可能变得不稳定并可能破碎。因此，碎片盘的动态行为可能导致在初始碎片已经在外盘中形成之后在较小半径处的后续碎片。
2013-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of circumstellar discs in the Galactic Centre: an application to the G-clouds
银河系中心在几百万年前经历了一次恒星形成事件，可能产生了许多拥有拱星盘的金牛座T星。有人认为，这些圆盘可能是被确定为"G云“的致密尘埃电离源。考虑到银河系中心的恶劣环境，我们研究了这些圆盘可能经历的进化途径。我们计算新的外部光蒸发模型适用于光盘在银河系中心，占亚音速发射的风和吸收的紫外线光子的灰尘。利用演化圆盘的计算，我们发现光蒸发对圆盘的快速截断导致它们迅速地吸积到中心恒星上。最终，一个吸积的环星圆盘的寿命是$\lesssim1~$ Myr，它的寿命不足以解释G云。然而，我们确定了一个新的进化途径，在银河系中心的拱星盘。通过光蒸发去除圆盘材料可以防止年轻恒星由于磁制动而旋转，最终导致快速旋转的年轻恒星将圆盘扭转成防止吸积的“递减圆盘”状态。与此同时，圆盘中的任何行星伴侣都会将尘埃捕获在其轨道之外，从而关闭光蒸发。在这种状态下，椎间盘可以存活长达$\sim$ 1000万年。与其他恒星的相遇很可能会使这颗行星在密尔的时间尺度上消失，导致光蒸发重新开始，从而产生G云的特征。一个巨大的行星部分$\sim10\%$可以解释观测到的G云的数量。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of stellar density on the photoevaporation of circumstellar discs
本研究通过模拟不同恒星密度成团环境中的星周盘，揭示外部光蒸发对星周盘质量的消耗效应与恒星密度的关联，验证了观测与模拟的趋势一致性，为行星形成环境研究提供依据。
2020-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral arm instability -- III. Fragmentation of primordial protostellar discs
利用高分辨率宇宙流体力学模拟研究了原始原恒星盘的引力不稳定性和碎裂。我们跟踪原恒星盘中旋臂的形成和演化，研究动力学稳定性，并确定次级原恒星形成的物理机制。在我们以前的研究中，我们使用基于螺旋臂不稳定性（SAI）分析的线性扰动理论。通过引入有限厚度和旋臂剪切运动的影响，我们改进了分析，并推导出了原恒星盘中SAI的物理条件。我们的分析准确地预测了稳定性和发病的手臂碎片，这是由自重和气体压力之间的平衡加上科里奥利力。在圆盘中形成次级和多个原恒星的原因是SAI，它是由自引力驱动的，因此可以在没有快速气体冷却的情况下运行。我们还可以预测碎片的典型质量，这与模拟中形成的次级原恒星的实际质量非常吻合。
2019-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation favoured in discs around higher mass stars
我们研究了原行星盘对引力不稳定性和碎片的敏感性如何取决于其宿主恒星的质量。我们使用1D光盘模型结合3D SPH模拟，以确定临界盘星质量比，在该光盘变得不稳定的碎片，发现光盘变得越来越容易受到自引力的影响，因为我们增加了主机恒星的质量。稳定性的实际极限对盘的温度很敏感，所以如果盘是光学薄的，恒星辐射可以显着稳定盘对抗引力不稳定性。然而，即使是这种情况，我们发现$2$ M $_{\odot}$恒星周围的圆盘也容易碎裂，这将产生宽轨道的巨行星和棕矮星。这项工作的结果是双重的：低质量的恒星原则上可以支持高的盘星质量比，而更高质量的恒星具有更容易碎裂的盘，这与有利于高质量恒星周围的高质量宽轨道行星的观测结果在质量上是一致的。我们还发现，这些行星的初始质量取决于在大半径的光盘，这本身取决于恒星辐射的水平的温度。
2020-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the fragmentation boundary in magnetised self-gravitating discs
我们调查的作用，磁场的碎片的自引力盘使用三维全球理想磁流体动力学模拟进行的“幻影”平滑粒子流体动力学代码。对于最初的环形场，我们发现两个制度。在第一种情况下，冷却时间大于动力学时间的五倍，磁场降低螺旋密度波振幅，这反过来又抑制了碎裂。即使磁压力只有热压力的十分之一，情况也是如此。当冷却时间足够短以致于磁场不能阻止碎裂时，发生第二种状态。我们发现，磁化光盘产生更多的大规模的碎片，由于这两个额外的压力施加的磁场，和额外的角动量输运诱导麦克斯韦应力。碎片被限制在一个较窄的范围内的初始半长轴比那些在未磁化的磁盘。未磁化和磁化的圆盘碎片的轨道偏心率和倾角分布是相似的。我们的研究结果表明，破碎边界可能是在冷却时间的一个因素，两个低于纯流体动力学模型预测。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered fragmentation in self-gravitating discs: forming fragments at small radii
我们对引力不稳定盘进行了三维辐射流体动力学模拟，以探索盘在初始碎裂后的质量运动。我们发现，在光盘的某些部分的气体的径向速度增加了约10倍后，光盘碎片，相比之前。虽然质量的运动发生在向内和向外两个方向上，但向内的运动可以导致自引力盘的内部螺旋变得足够密集，使得它们可以潜在地碎裂。这表明，碎片盘的动力学行为可能会导致随后的碎片发生在比最初预期的更小的半径，但只有在初始碎片已经形成在外盘。
2015-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the fragmentation criteria of self-gravitating protoplanetary discs
研究了大质量自引力盘的碎裂判据。我们提出了新的分析，我们进行全球三维数值模拟测试的破碎条件。虽然以前的工作重点放在以轨道时间尺度β为单位的冷却时间尺度上，但我们发现，在给定的半径下，表面质量密度（即盘质量和轮廓）和恒星质量在确定盘是否碎片以及盘碎片形成的位置方面也起着至关重要的作用。我们发现，对于浅的表面质量密度分布（p<2，其中P <\propto R^{-p}），碎片形成在盘的外部区域。然而，对于陡峭的表面质量密度分布（p \gtrsim 2），碎片形成于椎间盘的内部区域。此外，我们还发现，在以前的模拟中发现的轨道时标单位的冷却时标的临界值仅适用于某些光盘表面质量密度分布和特定的光盘半径，并不是一个普遍的规则，所有光盘。我们发现了一个经验的碎裂标准之间的冷却时间尺度的轨道时间尺度，β，表面质量密度，恒星质量和半径的单位。
2010-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果表明，至少，冷却时间尺度的临界值比以前认为的要长。然而，缺乏一致性也提出了是否存在临界值的问题。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Line-driven ablation of circumstellar discs: IV. The role of disc ablation in massive star formation and its contribution to the stellar upper mass limit
来自发光的大质量恒星在形成过程中的辐射反馈是减缓恒星物体吸积的关键过程。在本系列的前几篇文章中，我们展示了这种反馈的一种形式是紫外线驱动的圆盘烧蚀。在这项研究的基础上，我们现在将这种效应的强度限制在适合形成大质量恒星的恒星和盘属性的参数范围内。模拟结果表明，烧蚀率强烈依赖于恒星参数，但这种依赖性可以参数化为一个几乎恒定的，固定的增强风的质量损失率，使我们能够预测光盘烧蚀率的大规模（原）恒星作为恒星质量和金属丰度的函数。通过比较预测的吸积率，我们得出结论，烧蚀是一个很强的反馈效应非常大的（原）恒星，应考虑在未来的研究中的大质量恒星的形成。
2018-11-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果无疑表明，beta_{crit}比以前认为的要大。然而，缺乏收敛性也质疑是否存在临界值。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
