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
Stability of self-gravitating discs under irradiation
在大半径的吸积盘中，自引力作为角动量输运过程变得具有竞争力，其中温度足够低，外部照射可能有助于热平衡。辐射可以削弱圆盘的自重，如果圆盘维持在线性不稳定的临界值以上，辐射可以完全抑制圆盘的自重。然而，它对椎间盘碎裂敏感性的影响尚不清楚。我们使用二维数值模拟来研究自引力盘的演化作为局部冷却时间和辐射强度的函数。在该制度的光盘不碎片，我们表明，当地的热平衡继续确定的应力-这可以表示为一个有效的粘性α-出非常长的冷却时间（至少240动态时间）。在这种情况下，扰动的功率谱由有效粘性α而不是由冷却速率唯一地设定。在冷却时间τ < beta_crit /Ω时发生碎裂，其中beta_crit是辐照水平的弱函数。我们发现，β_crit下降约2倍，作为辐射从零增加到不稳定性几乎淬灭的水平。数值计算结果表明，辐射一般不能避免碎片的自引力盘在大半径，如果其他角动量传输源弱质量将建立，直到自引力集，碎片将随之而来。
2011-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the convergence of the critical cooling timescale for the fragmentation of self-gravitating discs
我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码和基于网格的流体动力学代码FARGO对引力不稳定盘进行模拟，以理解Meru & Bate（2011 a）报告的先前非收敛结果。我们得到的证据表明，收敛与增加分辨率发生与SPH和FARGO，在这两种情况下，我们发现，临界冷却时间尺度比以前认为的要大。我们表明，SPH具有一阶收敛速度，而FARGO收敛与二阶速度。我们发现，临界冷却时间尺度的收敛碎裂在很大程度上取决于在SPH和FARGO采用的数值粘度。对于SPH，颗粒速度分散也可能起作用。我们表明，减少从数值粘性耗散导致较大的值的临界冷却时间在给定的分辨率。对于SPH，我们发现，由于数值粘性的耗散的效果是有点大于以前被赞赏。特别是，我们表明，使用二次项的SPH人工粘度（beta_{SPH}），这是太低，似乎会导致过度耗散在重力不稳定的光盘，这可能会影响任何结果，敏感地依赖于热力学，如光盘碎片。我们表明，这两个代码收敛到临界冷却时间尺度的值，beta_{crit} > 20（γ =5/3的比热比），甚至可能大到beta_{crit} \approx 30。这比大多数以前的研究发现的大约大3-5倍。这相当于椎间盘在不发生alpha_{GI,crit} \approx碎裂的情况下所能承受的最大重力应力0.013-0.02，这比文献中通常使用的值小得多。因此，自引力盘比过去大多数研究得出的结论更容易破碎。
2012-09-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud fragmentation cascades and feedback: on reconciling an unfettered inertial range with a low star formation rate
分子云复合体表现出（i）在其大部分动态范围内不受约束的拉森型光谱，同时（ii）仍然产生比这个级联低得多的恒星形成速率，一直到恒星形成尺度。在这里，我们解释了这些属性的兼容性与最低限度的考虑质量守恒的碎片级联，结合恒星反馈的估计。重要的是，减少碎片化和截断复合体所需的反馈量随着规模的减小而减小。反馈动量与自由落体动量相匹配的尺度标志着一个过渡尺度，低于大部分级联被截断，分子云复合体消散。对于一个半径为$\sim 50$ pc的$10^6M_\odot$ GMC复合体，来自年轻恒星天体、超新星、辐射和星风的综合反馈可以在外部自由落体时间内截断级联，但只有在级联达到秒差距尺度之后。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Self-gravitating disc candidates around massive young stars
最近在大质量的年轻原恒星周围发现了几个候选的开普勒盘。考虑到这些系统中相对较大的盘星质量比，以及它们年轻的年龄，值得研究它们变得自引力的倾向。为此，我们计算自洽的，半解析模型的假定自引力盘五个候选光盘系统。我们的目的不是要完全符合观测结果，而是要证明，由于即使在毫米波长下，中平面的光学厚度也很高，因此来自边缘不稳定的自引力盘的预期尘埃连续辐射可能相当微弱。在最好的情况下，模型产生的“可观测”的光盘质量的一个因素内的1.5个观察到的，与中面尘埃温度可比的测量温度从分子线发射。我们发现，在两种情况下，自引力盘模型与观察比较。如果这些圆盘是自引力的，那么它们就满足其外部区域圆盘碎裂的条件。因此，这些系统可能有尚未解决的低质量恒星伴星，因此是未来高角分辨率观测的有希望的目标。
2016-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Inverse energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow and effects of halo shape
晕介导的质量和能量级联是理解暗物质流的关键。这两个级联起源于晕和晕外子系统之间的质量交换。动能可以来自晕的运动和晕中的粒子运动。类似地，势能可以归因于晕圈间和晕圈内的相互作用。晕内维里平衡的建立比晕间快得多。整个系统的能量变化来自于晕中的男性化。在统计稳定状态下，需要连续的质量交换来维持总晕质量$M_h\propto a^{1/2}$和能量$E\propto a^{3/2}$的增长，其中$a$是比例因子。逆叶栅被识别为动能从最小尺度转移到大质量尺度。这是由势能从大到小的直接级联维持的。这两种能量在传播范围内都有一个与尺度和时间无关的通量，它与质量通量成正比。能量级联主要是由质量级联促成的，质量级联可以用典型晕的质量吸积来定量描述。模拟了晕的径向、角动量和角速度，并对晕中的相干径向和旋转运动进行了逆级联识别。在湍流中，旋涡沿其旋转轴的拉伸（形状变化）使能量级联从大尺度到小尺度。然而，晕形状的变化不是能量级联的主导机制，因为形状变化获得的惯性矩小于2倍。大的光环表现出对扁长性的偏好，并且大多数光环的旋转轴垂直于长轴。由于质量级联在质量空间中是局部的，因此晕的形状在质量空间中不断演化，晕是由祖先晕逐渐继承结构而形成的。结果表明，晕的演化具有随尺寸增大而逐渐接近球形的独特路径。
2022-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
The Necessity of Feedback Physics in Setting the Peak of the Initial Mass Function
一个流行的恒星形成理论是引力湍流碎裂，其中自引力结构是由引力驱动的密度波动产生的。简单的等温碎裂理论成功地再现了核心质量函数（CMF），它与恒星的初始质量函数（IMF）具有非常相似的形状。然而，等温湍流破碎的数值模拟迄今尚未成功地确定一个碎片质量尺度，是独立的模拟分辨率。此外，磁化、自引力、等温湍流的流体方程是无标度的，并且不预测任何特征质量。在本文中，我们表明，虽然一个等温的自引力流产生CMF的初始条件所施加的质量尺度，这种规模的变化作为父云的演变。此外，形成的核心经历了进一步的分裂，并在足够的时间后忘记了它们的初始条件，产生了一个无标度的纯幂律分布$\mathrm{d} N/\mathrm{d} M\propto M^{-2}$的恒星IMF。我们表明，这个问题可以通过引入额外的物理，提供了一个终止规模的级联得到缓解。我们的候选人这样的物理是一个简单的模型恒星辐射反馈。辐射加热，由吸积到形成的恒星，逮捕的碎片级联，并施加一个特征的质量尺度，几乎是独立的时间演化或初始条件的恒星形成的云，并同意与观察到的IMF的峰值。与此相反，模型，介绍了一个僵硬的状态方程的密度云，但不明确包括反馈的影响不产生不变的IMF。
2016-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Gravitational Fragmentation of Extremely Metal-poor Circumstellar Discs
我们研究的引力破碎的拱星盘吸积极贫金属（$Z \leq 10^{-3}$ Zsun）气体，进行了一套三维流体动力学模拟使用自适应网格细化代码恩佐。我们系统地跟踪了第一颗原恒星诞生后2000年的长期演化，包括$Z = 0$、$10^{-5}$、$10^{-4}$和$10^{-3}$ Zsun。我们发现，自引力团簇的数量的演变定性的变化与$Z$。由尘埃冷却引起的剧烈碎裂发生在金属贫乏的情况下，在$Z = 10^{-5}$和$10^{-4}$ Zsun暂时提供了大约10个自引力团块。然而，我们也表明，碎片化是一个非常零星的过程，在早期发作的碎片化后，团块的数量不断减少，因为它们合并在这些情况下。随着$Z$的增加，颗粒的破碎倾向于推迟，这表明在较低的密度下，颗粒的破碎是最有效的。结果，在$Z = 10^{-3}$ Zsun处，块数目保持最小，直到在后期阶段中开始椎间盘碎裂。我们还表明，团块的质量分布也取决于金属丰度。一个单一的或二元的团块比其他的大得多，只出现在$Z = 10^{-3}$ Zsun，而它们在较低的金属丰度下质量分布更均匀。我们认为，光盘碎片应该提供恒星的多个系统，但他们的性质急剧变化与微量的金属。
2021-09-29 astro-ph.GA
Analytic growth rate of gravitational instability in self-gravitating planar polytropes
引力不稳定性是天体物理学和宇宙学中可能导致气体结构（片、丝、晕）碎裂的关键过程。本文介绍一种推导平面分层介质中引力不稳定性增长率的解析表达式的方法。我们考虑一个压力封闭的，静态的，自引力流体的任意多变指数，自由和刚性边界条件。我们在这里详细介绍的方法自然可以推广到分析更复杂的复杂系统的稳定性。我们的分析结果与数值解非常吻合。
2018-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
A Self-Gravitating Disc Around L1527 IRS?
最近对0级原恒星L1527 IRS的观测发现了一个外半径至少为100 au的旋转支撑盘。在870微米的积分通量的测量表明，光盘的质量太低，引力不稳定，以管理角动量传输。然而，如果圆盘的某些部分在亚毫米波长处光学厚度较厚，亚毫米通量将低估圆盘的质量，并且圆盘的实际质量可能大得多，可能足以自引力。我们使用简单的自引力盘模型研究这种可能性。为了与观测到的质量吸积率相匹配，需要盘星质量比至少为~0.5，这产生的亚毫米通量类似于在没有来自包层或中心恒星的辐射的情况下对L1527 IRS观测到的通量。如果辐射是显着的，那么预测的通量超过观测通量约一个数量级。我们的模型还表明，重力不稳定性产生的应力足够低，以防止磁盘的碎片。因此，我们的结论是，观测并不排除L1527 IRS周围的圆盘是自引力的可能性，但更有可能的是，尽管是一个非常年轻的系统，这个圆盘可能已经离开了自引力阶段。
2013-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\varepsilon_u$。此外，暗物质流表现出尺度相关的流动行为，即在小尺度上不可压缩，在大尺度上无旋。利用这些性质，并考虑给定的具有重子总质量$m_b$、晕质量$m_h$、晕维里尺寸$r_h$和平坦转速$v_f$的晕，BHMR可以通过结合重子Tully-Fisher关系和常数$\varepsilon_u$在小晕和大晕中解析地导出。对于临界质量为$m_{hc}\sim 10^{12}M_{\odot}$的晕，在z=0时发现最大BHMR比约为0.076.对于较小和较大的晕，该比率要低得多，因此可以确定两种状态：i）对于不可压缩的具有质量$m_h<m_{hc}$的小晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f/r_h$、$v_f\propto r_h$和$m_b\propto m_h^{4/3}$ ; ii）对于具有质量$m_h>m_{hc}$的大晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Substellar fragmentation in self-gravitating fluids with a major phase transition
在行星状星云中存在的星下冷H2球状体和彗星的存在表明，冷星际气体的物理学可能比通常想象的要丰富得多。我们研究的情况下，一个冷的气体介质在ISM条件下，这是受到气-液/固相变。首先利用维里定理和线性稳定性分析方法研究了一般非理想流体的平衡问题。然后，非线性动力学的研究，通过使用模拟来表征类似于彗星的固体物体的预期形成。用最先进的分子动力学代码（LAMMPS）运行模拟。通过使用超分子，只要遵循正确的标度，就可以在有限的计算资源下将长程引力与短程分子力一起考虑。超分子的概念进行了测试与模拟，使我们能够正确地满足金斯不稳定性标准的单相流体。模拟显示，呈现相变的流体也是引力不稳定的，与引力势的强度无关，产生两种不同的亚恒星体，那些由引力主导的（“小行星”）和那些由分子吸引力主导的（“彗星”）。观测、形式分析和计算机模拟表明，由于相变和引力的共同作用，在冷分子云中有可能形成星下H2团簇。呈现相变的流体是重力不稳定的，与重力势的强度无关。根据维里分析，即使在高达400 - 600 K的相对较高的温度下，也可以形成非常小的H2团簇。相变和重力的结合可能与更广泛的天体物理情况有关，例如原行星盘。
2015-04-16 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Fragmentation of vertically stratified gaseous layers: monolithic or coalescence-driven collapse
我们调查，使用三维流体动力学模拟，破碎的压力限制，垂直分层，自引力气体层。围压可以是作用在两个表面上的热压力，也可以是作用在一个表面上的热压力和作用在另一个表面上的冲压压力。在线性碎裂区，我们得到的色散关系与Elmegreen & Elmegreen（1978）的色散关系吻合得很好，因此偏离了基于薄壳近似（Vishniac 1983）或压力辅助引力不稳定性（Wünsch et al. 2010）的色散关系。在非线性区域，围压对自重的相对重要性是控制破碎定性过程的关键参数。当层的约束由外部压力主导时，自引力凝聚通过两个阶段的过程传递：首先层分裂成引力约束但稳定的团块，然后这些团块合并，直到它们聚集足够的质量来坍塌。相反，当外部压力对限制层的贡献很小时，层会单片碎裂成重力不稳定的团块，并且没有合并。无论外部压力是热的还是冲击的，这种二分法都是存在的。我们将这些结果应用于被膨胀的H II区扫过的壳层中形成的碎片，发现除非被扫过的气体非常热或周围介质具有低密度，否则碎片具有低质量（~< 3 M_Sun），因此它们不太可能产生足够大质量的恒星以促进连续的自传播恒星形成。
2017-01-10 astro-ph.GA
High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 astro-ph.GA
The early evolution of viscous and self-gravitating circumstellar disks with a dust component
数值模拟了星周盘从形成到TTauri相的长期演化过程，研究了不同粘性α参数和尘埃碎裂速度v_frag值条件下尘埃在盘中的演化.我们求解了薄圆盘极限下的数值流体力学方程组，该方程组被修改为包括由两部分组成的尘埃分量：亚微米尺寸的尘埃和具有最大半径a_r的生长尘埃。前者与气体严格耦合，而后者通过摩擦与气体相互作用。小到长大的灰尘，灰尘生长和灰尘自重的转换也被认为是。我们发现，尘埃生长的过程中已知的老原行星阶段也适用于嵌入阶段的磁盘演变。尘埃的生长效率取决于与恒星的径向距离，a_r在内盘最大，并随着径向距离的增加而逐渐减小。在内部圆盘中，a_r受到尘埃破碎屏障的限制。一旦盘形成，小尘埃到大尘埃的转化过程非常快。在恒星形成的嵌入阶段，星盘中（超过1天文单位）生长的尘埃的总质量达到数十甚至数百个地球质量，甚至更大量的生长尘埃漂移在内部，未解决的1天文单位的磁盘。尘埃的半径通常不会超过几厘米。一个值得注意的例外是α<= 10^{-3}的模型，在这种情况下，在内部圆盘中会形成一个质量输送减少的区域，尘埃可以在内部10 AU中生长成米级的巨石。长大的尘埃向内漂移并聚集在内部磁盘区域。这种效应在α<= 10^{-3}模型中最为明显，在嵌入阶段结束时，数百个地球质量可以聚集在距离恒星几个天文单位的狭窄区域内。（节略）。
2018-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Turbulent-Entropic Instability and the Fragmentation of Star-Forming Clouds
星际云内超音速湍流的动能通过激波和随后的线辐射的耗散而冷却。因此，云容易受到由特定熵控制的凝结过程的影响。在类似于热力学熵的形式中，超音速湍流的熵与平均湍流速度和尺度的乘积的对数成比例。我们推导出一个分散关系的增长熵不稳定性在一个球形的自引力云，并发现有一个临界的最大耗散时间尺度，约等于交叉时间，允许碎片和随后的恒星形成。然而，湍流能量损失的时间尺度可以更短或更长，例如在快速热冷却或注入机械能的情况下。不同恒星形成区域能量损失的时间尺度差异可能导致结果的差异，例如初始质量函数。
2020-01-08 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
Closing the gap to convergence of gravitoturbulence in local simulations
目的。我们的目标是找到一个收敛的冷却限制碎片在自引力磁盘。这对于行星、褐矮星或恒星的形成以及黑洞的成长尤其有趣。在研究极限的同时，我们希望给出一个明确的收敛状态的判据。方法.我们运行二维shearingsheet模拟与流体动力学软件包Fosite在高分辨率。从而改变分辨率和限制器。随后，我们调查的光谱的重要物理量的长度尺度发生碎裂。为了避免在高分辨率的提示碎片，我们开始这些模拟与一个充分发展的gravitoturbulent状态在较低的分辨率。结果我们显示出接近收敛的结果与临界冷却时间尺度$t_{\mathrm{crit}} \sim 10\,Ω^{-1}$的碎片。我们可以通过在压力标度高度附近和以下的长度标度上研究相关物理变量的谱来回溯这一主张。我们认为，如果抵消量在这些临界长度尺度上变化太大，无论是通过改变分辨率还是数值方法，都不能期望得到良好的结果。碎裂行为与相关光谱的比较表明，模拟行为相似，如果光谱收敛到自引力导致不稳定的长度尺度。用不同的数值设置得到的结果中的可观察到的偏差仅限于这些临界长度尺度以下的尺度。
2019-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the core mass function to the initial mass function
研究表明，自引力湍流分子云内的碎裂（“湍流碎裂”）可以自然地解释原恒星核心的观测特性，包括核心质量函数（CMF）。在这里，我们扩展了最近开发的湍流碎片的分析模型，以遵循自引力核心的时间依赖性分层碎片，直到它们达到有效的无限密度（并形成恒星）。我们表明，动荡的碎片鲁棒地预测IMF的两个关键特征。首先，一个高质量的幂律标度非常接近萨尔彼得斜率，这是湍流和自引力的无标度性质的一般结果。我们预测IMF斜率（-2.3）比CMF斜率（-2.1）略陡，这是由于大岩心的坍塌速度较慢且更容易破碎。第二，周转质量，这是由CMF周转质量（一对太阳质量，由银河系湍流的“声音尺度”决定，因此对星系性质的依赖很弱）和状态方程（EOS）的组合设置的。具有多变指数$γ<1.0$的“软”状态方程预测，IMF斜率在声速以下变得“浅”，但未能产生观察到的完全周转。在足够低的表面密度$Σ_{\rm gas} \sim 5000\,M_{\odot}\,{\rm pc^{-2}}$下变得“僵硬”的EOS，和/或其中每个塌陷核心能够加热并有效地加热周围气体的适度质量（$\sim 0.02\,M_{\odot}$）的EOS的模型，能够再现所观察到的周转。这些特征可能是更详细的化学和辐射反馈的结果。
2015-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Disc fragmentation. I. Ejection of Jupiter-mass Free Floating Planets from growing binary systems
研究通过盘碎裂机制解释木星质量自由漂浮行星的形成与抛出，指出其比核心吸积机制更早形成、以更低速度被抛出，并可能保留行星周围盘。
2025-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ion-neutral friction and accretion-driven turbulence in self-gravitating filaments
最近的赫歇尔观测已经证实，细丝在分子云中是普遍存在的，并表明，无论柱密度如何，都有一个约为0.1 pc的特征宽度，其物理来源尚不清楚。我们开发了一个分析模型，可以应用到自引力吸积丝。它一方面基于暗条中心部分的维里平衡，另一方面基于暗条上的吸积和耗散所驱动的湍流之间的能量平衡。我们考虑两种耗散机制：湍流级联和离子-中性摩擦。我们的模型预测，灯丝内部的宽度几乎是独立的列密度和导致的值相媲美的观测推断，如果耗散是由于离子中性摩擦。相反，湍流耗散导致更大的结构，并显著依赖于柱密度。我们的模型提供了一个合理的物理解释，可以解释观察到的细丝宽度时，他们是自引力。它预测正确的顺序或大小，虽然受到一些不确定性的阻碍。
2013-10-12 astro-ph.GA
Forming Pop III binaries in self-gravitating disks: how to keep the orbital angular momentum
星盘碎裂是导致星族III双星系统形成的一个可能过程。然而，数值模拟显示了碎片的不同命运;一些演变成稳定的双星，另一些则与中心恒星合并。为了澄清这种多样性背后的物理学，我们以可控的方式进行了一系列三维流体动力学模拟。我们在自引力盘中插入一个模仿碎片的点粒子，初始质量和位置为自由参数，跟踪了几十个轨道的轨道演化。即使是这样简单的实验，结果也显示出很大的差异。一些粒子向内迁移后很快就融合了，但另一些粒子则随着圆盘中的间隙打开而迁移停止。我们发现，我们的结果是很好的解释假设提取的轨道角动量（i）从磁盘螺旋结构的引力扭矩，和（ii）潮汐破坏的引力约束的信封周围的粒子。我们的分析评估表明，过程（i）和（ii）是有效的，在外部和内部的磁盘分别。如果包层质量足够大，则在中间存在间隙开口的窗口。这些都与我们的数值结果相一致。我们进一步表明，双星，出现的“生存”的情况下，逐渐扩大，而吸积盘气体。我们的理论框架可以自由扩展，适用于当今的恒星和行星形成。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isothermal Fragmentation: Is there a low-mass cut-off?
等温气体自引力云的演化形成了许多恒星形成理论的基础。因此，重要的是要知道在什么条件下，这样的云将经历同源坍缩成一个单一的，大质量的物体，或将分裂成一个更小的光谱。如果它碎裂，初始条件（如金斯质量、音速质量）是否会影响碎片的质量函数，正如许多恒星形成理论所预测的那样？在本文中，我们表明，相关的参数分离同源崩溃从碎裂是不是初始湍流的马赫数（如许多人怀疑），但入流马赫数$\mathcal{M}_{\rm infall}\sim\sqrt{G M/(R c_s^2)}$，相当于在初始云$N_J$的金斯质量的数量。我们还表明，破碎的云产生幂律质量函数的斜率接近预期的-2（即在所有对数质量间隔相等的质量）。然而，这个质量函数的低质量截断完全是数值的;云的初始性质对它没有影响。换句话说，如果是$\mathcal{M}_{\rm infall}\gg 1$，碎裂的进行没有限制，质量远小于初始金斯质量。
2018-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar-disc fragmentation across all metallicities
宇宙金属丰度的演化可能导致了不同时期恒星形成模式的多样性。星周盘的引力碎裂是多恒星系统（包括密近双星）形成的重要通道。我们在这里研究光盘碎片的性质，系统地进行了一套二维辐射流体动力学模拟，在广泛的金属丰度，从原始的太阳值。特别是，我们遵循相对长期的光盘演化超过15千年后，光盘形成，纳入加热的原恒星辐射的影响。我们的研究结果表明，磁盘碎片发生在所有金属丰度$1$ - $0$ $Z_{\odot}$，产生自引力块。团簇的物理性质，如它们的数量和质量分布，由于不同的气体热演化的金属丰度的变化。例如，在$10^{-2}$ -- $10^{-5}$ $Z_{\odot}$的中间金属丰度范围内，团块的数量是最大的，在这种情况下，尘埃冷却只在盘的致密部分有效，并导致螺旋臂的碎裂。$1$ -- $0.1$ $Z_{\odot}$的星盘破碎程度较低，这要归功于恒星辐射对星盘的稳定作用。这种金属丰度的依赖性与观察到的趋势一致，即在$1$ - $10^{-3}$ $Z_{\odot}$范围内，密近双星分数随着金属丰度的降低而增加。
2022-06-07 astro-ph.GA
Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm
螺旋臂的碎裂被认为是导致星系中巨大团块形成的原因。利用自引力旋臂的线性微扰分析，我们导出了一个不稳定性参数，并定义了团块形成的条件。我们扩展我们的分析，包括气体和恒星在外部潜力的多组分系统。然后，我们进行数值模拟孤立盘星系与等温气体，并比较我们的分析模型的预测结果。我们的模型准确地描述了我们的模拟中的螺旋臂的演变，即使当螺旋臂动态相互作用。结果表明，在模拟的盘星系中形成的巨星系团大多满足不稳定性条件。我们的模型预测的团块质量与模拟结果一致，但增长的时间尺度的不稳定扰动是高估了几个因素。我们还应用我们的不稳定性分析，以获得块属性的标度关系。预期的团块大小，速度分散，和圆周速度之间的比例关系是略有不同的Toomre不稳定性分析，但也不是不符合目前可用的观测。我们认为，旋臂不稳定性是一个可行的形成机制的巨大的团块在富含气体的盘星系。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exact relations for energy transfer in self-gravitating isothermal turbulence
在大雷诺数的渐近极限下，分析了自引力等温超声速湍流。基于总能量的无粘不变性，导出了均匀湍流（不一定是各向同性）的精确关系。对两点能量关联函数的定义进行了修正，使其符合声学极限中详细能量均分的要求。与以前的关系相反（Galtier和Banerjee，Phys. Rev. Lett.，107，134501，2011; Banerjee和Galtier，Phys. Rev. E，87，013019，2013），目前的精确关系表明，压力膨胀项在能量级联中实际上不起作用。通量项和源项都用两点差表示。源以混合二阶结构函数的形式进入关系。与动能和热力学势能不同，通量项中没有引力的贡献。估计表明，对于各向同性的情况下，密度和重力加速度之间的相关性可能在修改自引力湍流的能量传递中起着重要的作用。精确的关系也被写在一个替代的形式，在两点关联函数，然后被用来描述尺度的能量预算在频谱空间。
2017-11-15 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Impeding Turbulence Decay in Self-gravitating Cloud Cores
本研究发现分子云致密云核能维持接近零的湍流衰减率，这得益于云核形成时释放的引力势能，从而阐明了自引力在阻碍湍流衰减中的作用。
2025-06-18 astro-ph.GA
Global simulations of self-gravitating magnetized protoplanetary disks
在原行星盘的早期阶段，当它的质量是其恒星的一个重要部分时，引力不稳定性（GI）产生的湍流应该在盘的演化中具有重要意义。同时，磁盘可能被充分电离，使磁场在动力学中发挥某种作用。虽然通常被忽视，但磁性对GI的影响可能是至关重要的，对几个过程产生影响：吸积的效率，螺旋结构的形成，破碎和固体的动力学。本文采用无网格有限质量拉格朗日方法对自引力原行星盘进行了全球三维磁流体动力学模拟。我们证实，GI螺旋波触发发电机，放大初始磁场近热振幅（等离子体β < 10），一个数量级大于单独的磁旋转不稳定性所产生的。我们还确定发电机的非线性反作用的gravitoturbulent流：饱和状态是相当热，与相关的较大的Toomre参数和较弱的，更“絮凝”的螺旋。但也许更重要的是发电机通过显著的麦克斯韦应力来促进吸积;质量吸积相对于纯GI或纯MRI被几个因素增强。我们的模拟使用理想MHD，公认的原行星盘的近似差，因此未来的研究应该探索非理想MHD的全部范围。为了做好准备，我们展示了少量的欧姆运行，揭示了发电机，如果有的话，在非理想环境中更强。这项工作证实，磁场是一个潜在的关键成分gravitoturbulent年轻磁盘，可能控制其演变，特别是通过其增强（潜在的情节）吸积。
2020-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Criteria for gravitational instability and quasi-isolated gravitational collapse in turbulent medium
本文研究了湍流自引力介质中结构的演化，提出了一个解析判据$M_{\rm crit} \approx ε_{\rm cascade}^{2/3} η^{-2/3} G^{-1} l^{5/3}$（其中$M_{\rm crit}$是临界质量，$l$是尺度，$ε_{\rm cascade}\approx ησ_{\rm v}^3 /l $是环境介质的湍流能量耗散率，$G$是重力常数，$σ_{\rm v}$是速度弥散，$l$是尺度，$η\approx 0.2$是效率参数）。该判据还定义了湍流引力不稳定性发展的临界尺度（$l_{\rm crit} \approx ε_{\rm cascade}^{1/2} η^{-1/2} G^{-3/4} ρ^{-3/4}$）。分析的形式主义解释了我们银河系中星团（$M_{\rm cluster} \sim R_{\rm cluster}^{1.67}$）的祖先质量的大小依赖性。
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF XXII. Role of core subfragmentation in the IMF origin: Hierarchical fragmentation cascade and CMF in W43-MM1
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；LPC2E, CNRS, Univ. Orléans（奥尔良大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎文理研究大学）；Observatoire de Paris, PSL University, Sorbonne Université, LUX（巴黎天文台）；Departamento de Astronomía, Universidad de Concepción（孔多西比托大学）
研究通过分析W43-MM1的碎片化过程，发现核心亚碎片化对IMF起源影响有限，碎片化过程主要由引力驱动，而非湍流。
2026-07-14 astro-ph.GA
Fragmentation of ring galaxies and transformation to clumpy galaxies
我们研究的碰撞环星系（CRG）的碎片使用线性微扰分析，计算重力不稳定的物理条件，确定的环对压力和科里奥利力的自引力的平衡。我们采用我们的形式主义的CRG模拟，并表明，分析可以准确地解释的稳定性和发作的碎片，虽然线性理论似乎低估预测的数量的不稳定CRG的一个因素2。此外，由于正统的“密度波”模型是不适用于这样的自引力环，我们设计了一个简单的方法，描述了环传播的物质波。我们发现，玩具模型可以预测是否模拟CRG碎片或不使用信息从他们的碰撞前状态。我们还将我们的不稳定性分析，发现在一个高红移，$z=2.19$的CRG。我们发现，一个相当高的速度分散所需的环的稳定性，因此CRG应该是不稳定的环碎裂。CRG在高红移时很少被观测到，这可能是因为CRG通常太微弱了。由于碎片可以诱导活跃的恒星形成，并使环明亮到足以观察，不稳定性可以解释这种罕见性。一个不稳定的CRG分裂成大质量的团块，保留了最初的盘旋转，因此它将演变成一个在团块间区域具有低表面密度的团块星系。
2021-09-03 astro-ph.GA
The effects of opacity on gravitational stability in protoplanetary discs
在本文中，我们考虑的不透明度制度的稳定性的影响，自引力原行星盘破碎成绑定对象。使用自洽的1-D粘性盘模型，我们表明，局部冷却的比例动态时间尺度Ω *tcool有很强的依赖于当地的温度。我们调查的影响，温度依赖的冷却功能上的光盘的引力稳定性，通过控制数值实验，使用SPH代码。我们发现，这样的冷却功能提高磁盘的敏感性，通过温度扰动的影响-Ω *tcool的平均值增加，以防止当地的变化，导致崩溃的碎片。我们发现温度依赖性的影响是最显着的“不透明的差距”与尘埃升华，其中欧米茄 *tcool在碎片的平均值增加了超过一个数量级。然后，我们使用这个结果来预测原行星盘将在半径和吸积率方面分裂成束缚物体。我们发现，在没有温度依赖性的情况下，当半径小于10天文单位时，碎裂需要非常大的吸积速率~10^-3 Msun/yr，但在有温度依赖性的冷却条件下，这一速率降低到10^-4 Msun/yr。我们还发现，如果吸积速率小于~10^-7 Msun/yr、半径大于~ 50 AU的盘变得光学薄，那么较低的背景温度会增强盘的稳定性。
2009-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Turbulent universal galactic Kolmogorov velocity cascade over 6 decades
我们报告的证据存在的普遍的，连续的湍流级联的速度波动与Kolmogorov -5/3斜率跨越6个数量级的长度尺度，从$10^4$ pc到$10^{-2}$ pc。这是通过应用我们的创新技术，分离密度和速度波动，以一组光谱调查具有各种银河谱线。这个统一的速度级联涉及不同的星际阶段，从弥漫的银河系介质到致密的自引力云，并持续存在，尽管星际相变。然而，湍流密度涨落并不表现出这种普遍性，因为光谱斜率的值在不同的星际相位的变化。这与可压缩湍流理论的预期一致，并表明密度只是星际湍流的间接示踪物。我们报告说，云和细丝，优先平行于磁场的密度波动表现出的光谱斜率为-2。在我们的论文中建立的通用的大湍流速度级联的关键星系的物理过程，包括恒星形成，宇宙射线传输等，我们预计我们的结果是一个起点，在体外模型的多相星际湍流的研究具有显着的影响螺旋星系的建模。
2022-04-28 astro-ph.GA
Turbulence and large-scale structures in self-gravitating superfluids
通过三维 GPP 方程直接数值模拟研究自引力超流体湍流，发现自引力诱导大尺度结构形成，并通过逆级联机制支持暗物质晕等结构的形成。
2025-11-04 astro-ph.GA cond-mat.quant-gas physics.flu-dyn
The superclumps of the local Milky Way. Supercloud fragmentation and the sites of star formation
University of Vienna（维也纳大学）
该研究基于盖亚三维尘埃图分析本地7个超云，识别出准周期性密度增强的超团，发现73%恒星形成区与之关联，超团间距特征表明其由外部压力下的超云碎裂形成，填补星际介质层级结构的尺度缺口。
2026-08-24 astro-ph.GA
Condition for low-mass star formation in shock-compressed metal-poor clouds
冲击可能已经普遍存在于早期宇宙，与维里化和超新星爆炸等，在这里，我们研究的热演化和破碎的冲击压缩云，通过使用一个区域模型，详细的热和化学过程。我们探索了大范围的初始密度（1- 1 e5/cm ^3）、金属丰度（0- 1 e-2 Z_sun）、紫外线强度（0-500倍银河值）和宇宙微波背景温度（10和30 K）。激波压缩的云通过原子和分子线冷却而等压收缩，直到通过碎裂形成自引力团块。如果金属只存在于气相中，则在所研究的任何条件下，团簇质量都大于~ 3M_sun。虽然在某些金属丰度高于~ 1 e-3 Zsun的情况下，金属线冷却会导致团块的再碎裂，但这种碎片质量高于~ 30 Msun。另一方面，如果大约一半的金属质量凝聚在尘埃颗粒中，就像在银河系的星际介质中一样，尘埃冷却会触发一个团块重新分裂成亚太阳质量的碎片，金属丰度高于~ 1 e-5 Z_sun。因此，尘埃的存在是必不可少的低质量（< M_sun）恒星形成的冲击压缩云。
2018-07-14 astro-ph.GA
The Limited Lifetime of Self-Gravitating Accretion Disks In Galactic Centers
University of Kentucky（肯塔基大学）
该研究分析AGN中全局自引力吸积盘的不稳定性，得出其寿命仅约10^3-4年，重建需超10^7年，解释其未被观测到的原因，认为观测到的开普勒脉泽盘或为其残余物。
2026-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Filaments within Molecular Clouds and their Connection to Star Formation
近年来，人们研究了恒星形成区域中暗条的普遍存在和结构，以及它们的碎裂在恒星形成过程中的作用。然而，只有少数研究分析了细丝的演化及其与银河系盘的分布，其中细丝作为大规模分子云演化的一部分自洽地形成。在这篇论文中，我进行尘埃辐射转移计算来研究倾斜对尘埃丝状体观测的影响，以评估这些变化是否能够在尘埃调查中识别出更多的丝状体。我解决了早期演变的pc规模的细丝，形成在个别云，并专注于如何以及何时丝碎片，以及如何碎片涉及到典型的使用的观测。为了评估的平衡态的灯丝和它们的碎片的性质，我检查三个模拟的分子云形成的kpc尺度的数值模拟建模的自引力，磁化，分层，超新星驱动的ISM。第一个片段出现时，线质量的模拟细丝位于远低于Ostrikers孤立的流体静力平衡溶液的临界线质量。这表明，虽然整个云的湍流主要是由引力收缩驱动的，但碎片化并不发生引力不稳定性，而是由碰撞流运动支持的。我的结论是，在我的分析中，没有一个单一的量可以唯一地跟踪基于尘埃观测的灯丝的倾斜和3D结构。一个简单的模型，一个孤立的，等温的圆柱体可能不会提供一个很好的方法进行碎片分析，独立的主导驱动源的父母云。
2018-06-06 astro-ph.GA
