Turbulent entrainment origin of protostellar outflows
原恒星外流是伴随恒星形成的一个重要过程。人们普遍认为，广角原恒星外流来自于形成中的恒星风与周围气体之间的相互作用。然而，目前还不清楚这种相互作用是如何发生的。在这项工作中，我们从理论上研究的可能性，外流的结果从风和周围的气体之间的相互作用的湍流卷吸的形式。与以前的模型相比，考虑了原恒星周围环境气体的湍流运动。在我们的模型中，风的冲压压力平衡了环境气体的湍流冲压压力，并且流出物由风夹带的环境气体组成。从我们的模型计算出的流出呈现圆锥形。流出物的总质量由包层的湍流速度以及流出物的年龄决定，流出物的速度比周围气体的速度色散高几倍。出流开度角随风的强度而增大，随环境气体湍流度的增大而减小。流出物在每个位置处都表现出宽的线宽。我们建议，湍流夹带过程，这在自然界中无处不在，在塑造原恒星外流中发挥着普遍的作用。
2013-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: II. Comparison with Observation, Clump Properties, and Scaling to Physical Units
双极扩散在重新分配磁通量和阻尼分子云中的阿尔芬波方面是重要的。双极扩散在长度尺度$\ell$上的重要性由双极扩散雷诺数$\rad=\ell/\lad$决定，其中$\lad$是双极扩散的特征长度尺度。在15个分子团的样品中，测量的磁场（Crutcher 1999）的AD雷诺数的对数平均值为17，与理论预期值相当。我们确定了湍流介质中双极扩散的几种状态，取决于流动时间与离子和中性粒子之间碰撞时间的比率; Crutcher（1999）观察到的团块都在双极扩散的标准状态中，其中中性粒子和离子在流动时间内耦合。我们已经进行了双极扩散的双流体模拟在等温，湍流箱的$\rad$值的范围。平均马赫数固定为$\calm=3$和$\ma=0.67$ ;不包括自重。我们研究了超密度的性质，clumps--在模拟中显示，随着$\rad$的减少，clumps质谱的高质量部分的斜率增加，这与Padoan等人（2007）的发现定性一致，即流体动力学湍流中的质谱比理想MHD湍流中的质谱明显更陡。对于一个类似于观测值的$\rad$值，我们发现了一个与恒星初始质量函数的高质量端一致的斜率。然而，我们在理想MHD模拟中发现的谱指数值与他们的不同，大概是因为我们的模拟具有不同的初始条件。这表明Padoan等人（2007）湍流碎片模型中的团簇质谱取决于环境，这将与证据相冲突。
2010-07-13 astro-ph.SR
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: III. Implications for Observations and Turbulent Enhancement
双极扩散（AD）被认为是在恒星形成区域发生的致密分子气体中重新分配磁通量的关键过程。我们进行了数值模拟，这一过程中的低电离区使用重离子近似。模拟是针对强场（等离子体β=0.1）和轻度超音速湍流（M=3，对应于阿尔芬马赫数为0.67）的区域。中性气体的速度功率谱从理想MHD情况下的Iroshnikov-Kraichnan谱变为激波主导流体动力学系统情况下的Burgers谱。磁功率谱显示出类似的行为。我们使用一维辐射转移程序对模拟结果进行后处理;模拟的CS J=2-1和H13 CO + J=1-0谱线的辐射表明，AD的影响原则上是可观察的。离子的线宽被观察到小于那些中性，我们确认以前的建议，这是由于AD。我们表明，AD是不太可能影响的Erasekhar-Fermi方法推断的场强，除非AD比一般观察到的更强。最后，我们提出了第一个完整的三维研究的增强AD的湍流，发现AD是加速因子2-4.5的非自引力系统的湍流水平，我们认为。
2011-09-14 astro-ph.SR
The JCMT Gould Belt Survey: Understanding the influence of molecular outflows on Gould Belt clouds
使用JCMT古尔德带调查数据，从CO J=3-2同位素，我们提出了一个荟萃分析的流出和能量的恒星形成区在几个古尔德带云。大部分区域都受到强烈的引力束缚。有证据表明，分子外流传输大量的动量和能量。在所有研究区域中，外流能量至少占总湍流动能的20%，并且在一半区域中大于湍流能量。然而，我们没有发现任何证据表明，外流增加湍流的水平，并有外流和湍流能量之间没有相关性。尽管某些区域的外流对维持湍流水平抵抗耗散有显著贡献，但这依赖于外流有效地耦合到整体运动。其他机制（例如超新星）必须是大多数（如果不是所有）这些区域中湍流的主要驱动力。
2015-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Magnetized Prestellar Cores with Ambipolar Diffusion and Turbulence
利用三维数值模拟研究了湍流巨分子云星前核形成过程中磁场和双极扩散的作用。我们的模拟集中在一个GMC内的会聚流产生的冲击层，并调查不同的电离和上游流和磁场之间的角度。我们还包括理想的磁流体动力学（MHD）和流体动力学模型。从我们的模拟中，我们确定了数百个自引力核心，形成于1百万年内，质量M ~ 0.04 - 2.5太阳质量，大小L ~ 0.015 - 0.07 pc，与核心质量函数（CMF）峰值的观测结果一致。平均值为M = 0.47太阳质量，L = 0.03 pc。核心质量和大小不取决于电离或上游磁场方向。相反，质量与磁通量的比率随着较低的电离而增加，从临界值的两倍到四倍。对于低电离的较高的质量-通量比是当冲击层第一次形成时增强的瞬态双极扩散的结果。然而，双极扩散不是形成低质量超临界核所必需的。对于理想的MHD，我们发现类似的质量，其他情况下。这些质量比在冲击后环境条件下定义磁超临界球体的值低1 - 2个数量级。这种差异是沿场线各向异性收缩的结果，这在理想MHD和扩散模拟中都很明显。我们解释我们的数值研究结果使用一个简单的缩放参数，这表明引力临界核心质量将取决于声速和平均湍流压力的云，无论磁效应。
2014-03-03 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ambipolar diffusion in low-mass star formation. I. General comparison with the ideal MHD case
在本文中，我们提供了一个更准确的描述星前核心崩溃过程中的磁通量重新分配的演变，包括磁流体力学（MHD）方程中的电阻项。我们特别关注双极扩散的影响。我们使用自适应网格细化代码RAMSES进行这样的计算。计算双极扩散项所需的介电系数是使用带电、中性和颗粒物质的简化化学网络计算的。包含双极扩散导致在芯附近形成磁扩散屏障，防止磁通量在芯中和芯周围的积累以及大于0.1G的场的放大。理想和非理想MHD模型之间的质量和半径的第一拉森核心保持相似。这个扩散平台对磁制动过程有着至关重要的影响，允许形成磁盘结构。当使用非理想MHD时，在理想MHD模型中发射的磁支持流出被削弱。与理想的MHD的初始旋转轴和磁场方向之间的不对准不会显着影响的结果，对于一个给定的亩，表明物理耗散真正占主导地位的数值扩散。我们证明了严格的限制，理想的MHD形式主义，产生非物理的行为，在系统的长期演化。这包括外流内部的反向旋转，交换不稳定性，以及由数值扩散引发的通量重新分布，在非理想MHD中没有观察到。在我们所有的非理想MHD模拟中，都形成了开普勒速度分布，最终质量和尺寸取决于初始磁化强度。这范围从几个0.01太阳质量和20-30 au的最磁化的情况下（mu=2）到0.2太阳质量和40-80 au的较低磁化（mu=5）。
2015-10-21 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
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
Circumstellar disks and outflows in turbulent molecular cloud cores: possible formation mechanism for misaligned systems
我们研究了分子云核在磁场和湍流作用下坍缩后星周盘和外流的形成。采用自适应网格加密方法对原恒星形成后的演化过程进行了数值模拟，直到$\sim 1000$ ~年。在模拟中，原恒星周围会形成星周盘;磁化模型中的星周盘比非磁化模型中的星周盘小得多，但它们的大小会随着时间的推移而增加。具有较强磁场的模型倾向于产生较小的磁盘。在磁化模型的演化过程中，盘与原恒星的质量比近似恒定在$\sim 1-10$ \%。星周盘根据它们的角动量排列成一条直线，外流沿磁场以$10-100$ ~au尺度加速;这就产生了一个与外流不对齐的盘。外流分为两种类型：磁离心风和螺旋流。在后者中，由于几何形状，旋转轴与磁场不对准。磁场在云核中具有内部结构，这也导致云核尺度上的流出物和磁场之间的不对准。核中角动量矢量的分布也具有非单调的内部结构。这应该会在星周盘上产生一个与时间相关的角动量吸积。因此，在长期演化过程中，星周盘的大小和方向都将发生变化。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar birth with ambipolar and ohmic diffusion
在低质量恒星的形成过程中，角动量的传输是至关重要的;太少的移动和旋转确保了恒星的密度永远不会达到，太多的旋转和缺乏旋转意味着没有原行星盘可以形成。磁扩散被视为解决这一长期问题的途径。我们调查的影响，包括电阻MHD在模拟的引力坍缩的1太阳质量的气体球，从分子云密度的形成的原恒星种子，第二拉森核心。我们使用AMR代码RAMSES进行两个三维模拟塌陷的磁化气体球，包括自引力，辐射转移，和非理想气体状态方程来描述H2离解，导致第二次崩溃。第一次计算是在理想MHD近似下进行的，而在第二次计算中加入了双极和欧姆扩散。在理想的MHD模拟中，磁场主导着第一个核心内部和周围的能量收支，助长了交换不稳定性，并驱动低速外流。高磁制动基本上消除了第二个核心的所有角动量。另一方面，双极和欧姆扩散产生了一个屏障，该屏障防止在第一Larson芯中的磁场放大超过0.1 G，该第一Larson芯现在被完全热支撑。大量的旋转被保留下来，并在第二个核心周围形成一个小的开普勒圆盘。在研究第一和第二核吸积激波的辐射效率时，我们发现它在核的三维表面上可以变化几个数量级。磁扩散是恒星形成的先决条件;它使行星最终形成的原行星盘的形成成为可能，并且在原恒星本身的形成中也起着决定性的作用。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thanatology in Protoplanetary Discs: the combined influence of Ohmic, Hall, and ambipolar diffusion on dead zones
原行星盘由于其低温和高柱密度而难以电离，因此受到三种“非理想”磁流体动力学效应的影响：欧姆耗散、双极扩散和霍尔效应。自磁旋转不稳定性被发现以来，磁驱动湍流的存在一直是一个中心问题。早期的模型只考虑欧姆扩散，并导致分层吸积的情况下，在磁盘中平面的磁“死”区是嵌入在磁“活跃”的表面层在距离中央原恒星物体约1-10 au。最近的工作表明，欧姆耗散和双极扩散的组合可以使两个中平面和表面层的光盘不活跃，扭矩由于磁驱动的外流需要解释所观察到的吸积率。我们重新评估这张照片进行三维数值模拟，包括，第一次，所有三个非理想的MHD效应。我们发现，霍尔效应一般可以“复活”死区，通过产生一个占主导地位的方位角磁场和大规模的麦克斯韦应力整个中平面，提供的角速度和磁场满足Ω.B > 0。随之而来的大磁压力改变了垂直密度分布，并大大增加了磁盘刻度高度超过其流体静力学值。流出是产生的，但不是解释吸积速率<10^{-7} Msun/yr所必需的。圆盘中平面内的流动基本上是层流，这表明灰尘沉降可能是有效的。这些结果表明，如果MRI是相关的驱动质量吸积在原行星盘，必须包括霍尔效应，以获得甚至定性正确的结果。
2014-04-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of ambipolar and Hall effects on vorticity in 3D simulations of magneto-convection
本文介绍了三维模拟的太阳磁对流，包括双极扩散和霍尔效应的联合作用的分析结果。三个模拟运行进行了比较：一个包括双极扩散和霍尔效应;一个只包括双极扩散;和一个没有这两种效果。在湍流局部发电机的作用下，磁场从初始磁场被放大到饱和水平。在每一种情况下，我们研究2小时的模拟太阳时后，当地发电机达到饱和状态。我们分析的功率谱的涡度，磁场波动和负责运输的垂直或水平扰动的磁坡印亭通量的不同组成部分。我们的初步结果表明，双极扩散产生了强烈的减少涡度在色球上层，它消散的涡扰动转换成热能。霍尔效应则以相反的方式起作用，强烈地增强了涡度。当包括霍尔效应时，模拟中的磁场平均而言变得更加垂直，并且产生了长寿命的通量管状结构。我们追踪了单个磁结构，研究了它的演化模式和磁场增强，以及它们与霍尔效应的可能关系。
2020-09-21 astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamic simulations of the first star formation: the effect of ambipolar diffusion
在现今宇宙中，磁场在恒星形成过程中扮演着角动量输运和外流驱动的重要角色，它控制着星周盘的形成/碎裂以及恒星的形成效率。虽然在早期宇宙中只存在一个弱得多的场，但最近的理论研究发现，在引力坍缩期间，湍流发电机可以产生强场。在这里，我们调查的云核（$\sim 10^{3}\ \rm cm^{-3}$）的引力坍缩到原恒星形成（$\sim 10^{20}\ \rm cm^{-3}$）的非理想磁流体动力学（MHD）模拟考虑双极扩散（AD），占主导地位的非理想效应的原始气体。我们系统地研究了旋转云核，无论有或没有湍流，并与不同强度的均匀场渗透。我们发现，AD可以轻微地抑制发电机场的增长，特别是在小于琼斯尺度的密度范围$10^{10}-10^{14}\ \rm cm^{-3}$，而我们不能看到AD的温度演化的影响，因为AD加热率总是小于压缩加热。AD的低效率使得形成的原恒星附近的磁场强度与$10^{3}-10^{5} \rm\ G$一样强，比现在的情况强得多，即使在最初磁场较弱的情况下。磁场影响入流运动时，放大到均分的水平与湍流的琼斯规模，虽然扰动场不发射风。这可能表明，发电机放大的领域有较小的影响，在后期吸积阶段的动态比其他过程，如电离反馈。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent mixing layers in supersonic protostellar outflows, with application to DG Tauri
湍流卷吸过程可能在年轻天体演化的各个阶段的外流中起着重要的作用。特别是，横向夹带的环境材料的高速，准直原恒星喷流可能是多个发射线速度分量的原因，观察到的微射流规模的外流驱动的经典金牛座T星。沿射流边界的紊流激波激发的混合层可能会产生中速外流分量。我们提出了一种形式主义，用于描述这样的混合层的基础上测量的气体的基本性质的量的雷诺分解。在这个模型中，来自大圆盘半径的分子风为卷吸提供了持续的物质供应。我们计算的总应力分布在混合层，这使我们能够估计耗散的湍流能量，因此层的光度。我们利用MAPPINGS IV激波模型来确定[Fe II] 1.644 μm谱线发射在总发射中所占的比例，以便于与以前对年轻恒星DG Tauri的观测进行比较。我们的模型准确地估计了DG Tau接近流出的中速分量的亮度和质量流出率的变化。因此，我们建议，这个组件代表了湍流混合层周围的准直射流在这个对象。最后，我们将我们的模型与该领域以前的工作进行比较和对比。
2015-10-05 astro-ph.SR
Protostellar disks in their natural habitat -- the formation of protostars and their accretion disks in the turbulent and magnetized interstellar medium
本研究通过不同磁场条件的高分辨率模拟，揭示了湍流星际介质中磁场与非理想磁流体动力学对原恒星盘形成、尺寸及结构的关键调控作用。
2025-09-03 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
Effect of Ambipolar Diffusion on the Non-linear Evolution of Magnetorotational Instability in Weakly Ionized Disks
我们研究了双极扩散（AD）在原行星盘中的MRI的非线性演化的作用，使用强耦合限制，这适用于当电子复合时间比轨道时间短得多。在此极限下，AD的影响由无量纲数Am表征，Am是中性粒子与离子碰撞的频率，标准化为轨道频率。我们进行了三维非分层剪切盒模拟的MRI在很宽的范围内的上午以及不同的磁场强度和几何形状。MRI湍流的饱和水平取决于磁几何形状，并随着净磁通量而增加。持续湍流的净通量有一个上限，对应于最不稳定的垂直波长小于圆盘尺度高度的要求。相应地，在给定的Am下，湍流应力α_max存在一个极大值。对于Am<1，最大应力与具有净垂直通量和环向通量的场几何形状相关联。在这种情况下，我们证实了线性分析的结果，表明增长最快的模式具有非零的径向波数的增长率超过纯垂直场的情况下。我们发现，在磁共振湍流饱和状态下，湍流应力α与等离子体β =P_gas/P_mag~1/（2 α）之间存在非常紧密的相关性，且α_max随Am的减小而迅速减小。特别地，我们引用α_max~0.007（Am=1）和α_max~0.0006（Am=0.1）。
2011-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar collapse of magneto-turbulent cloud cores: shape during collapse and outflow formation
我们通过数值模拟研究了分子云核的原恒星坍缩，考虑了湍流和磁场。通过使用自适应网格加密技术，崩溃遵循了一个很宽的动态范围内从一个湍流云核的规模的第一个核心。低密度区的云核由于湍流的作用而呈现明亮的亮度，而在高密度区的云核由于坍缩而呈现平滑的密度分布。稠密区域的形状主要取决于云核的质量;质量大的云核往往是扁长的，而质量小的云核往往是扁圆的。在这两种情况下，各向异性的致密区域的等温崩溃过程中增加。密集区的短轴总是平行于局部磁场。所有的模型最终产生球形的第一核心主要由热压力支持。大多数湍流云核在第一核周围有原恒星外流。根据相关磁场的形态，这些流出被分为两种类型，双极流和螺旋流。两极流经常出现在质量较小的云核中。对于双极流，第一芯的旋转轴平行于局部磁场取向，而旋转轴相对于全局磁场的取向取决于磁场强度。在螺旋流中，旋转轴不与局部磁场对准。
2010-11-20 astro-ph.SR
Protostellar collapse: regulation of the angular momentum and onset of an ionic precursor
磁场通过磁制动和原恒星外流的发射，在恒星形成过程中对角动量起着重要的调节作用，直接影响着原行星盘和双星系统的形成和演化。本文的目的是量化这些现象中存在的非理想磁流体力学效应，即欧姆和双极扩散。我们进行三维模拟的原恒星坍缩不同的质量的星前致密的核心，热支持（$α$比）和尘埃颗粒尺寸分布。质量主要影响赝盘中的磁制动，而热支持影响吸积速率，从而影响盘的性质。去除小于0. 1 $μ$ m的Mathis，Rumpl，Nordsieck（MRN）分布增强了双极扩散系数。类似于以前的研究，我们发现，这种分布的变化减少了磁盘上的影响的磁制动。资金外流也明显减弱。在这两种情况下，磁制动在很大程度上占主导地位的外流作为一个过程，以消除角动量从他的磁盘。最后，我们报告了外流的大离子前体，其速度为几公里/秒$^{-1}$，这可能是可以观察到的。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigations of Protostellar Outflow Launching and Gas Entrainment: Hydrodynamic Simulations and Molecular Emission
我们调查原恒星外流演化，气体夹带，恒星形成效率使用辐射流体动力学模拟孤立，湍流低质量的核心。我们采用X风发射模型，其中的流出速率耦合到瞬时的原恒星吸积速率和演化。我们改变流出准直角从$θ$ =0.01-0.1，并发现，即使是很好的准直流出有效地扫过和夹带显着的核心质量。第0阶段的寿命范围为0.14-0.19百万年，这与观察到的0级寿命相似。核心的恒星形成效率介于0.41-0.51之间。在所有情况下，流出物在周围材料中驱动强烈的湍流。虽然最初的核心湍流是纯粹的螺线管的建设，模拟收敛到螺线管和压缩运动之间的近似均分，由于外流驱动和崩溃的组合。当一个集群的原恒星，这不是引力集中凝聚的模拟相比，我们发现，外流驱动器的运动，主要是螺线管。最后的湍流速度分散的核心的初始值的两倍左右，表明一个单独的外流是很容易能够补充湍流运动的次秒差距尺度。我们后处理的模拟，以产生合成的分子线发射图的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O和评估如何以及这些示踪剂重现的基础质量和速度结构。
2014-01-16 astro-ph.SR
Isotropically Driven versus Outflow Driven Turbulence: Observational Consequences for Molecular Clouds
来自原恒星外流的反馈可以影响恒星形成区域中湍流的性质，即使它们不是所有尺度分子云速度色散的主要来源。对于恒星形成区域的速率和功率，我们先前（Carroll等人，2009）证明了外流可以在与Matzner 2007的标度关系一致的水平上驱动超音速湍流，尽管其速度功率谱比各向同性驱动的超音速湍流叶栅的预期更陡。在这里，我们进行更高分辨率的模拟，并结合模拟流出驱动湍流与各向同性强迫湍流。我们发现，在周围各向同性驱动的湍流环境中的外流的存在下产生的速度功率谱在流出规模和子流出规模比一个纯粹的各向同性强迫的情况下，一个陡峭的斜率膝关节。我们还发现，外流的存在，在大尺度上的密度谱，有效地减少了大尺度湍流密度结构的形成。这些效应在性质上与分辨率无关。我们还进行了主成分分析（PCA）从我们的模拟合成数据。我们发现，PCA作为识别湍流驱动尺度的工具，即使它们不一定是占主导地位的能量包含尺度，也会对低振幅大尺度速度结构产生误导性的偏见。这种偏差对于各向同性强迫湍流是不存在的，但对于准直流出驱动湍流则表现得很明显。
2010-05-06 astro-ph.SR
Lowering the Characteristic Mass of Cluster Stars by Magnetic Fields and Outflow Feedback
磁场通常被认为会增加形成于星团中的恒星的特征质量，因为它们往往会增加有效的金斯质量。我们测试这种期望使用自适应网格细化（AMR）的团簇形成的分子云的湍流磁化团块的磁流体动力学模拟，作为吸积汇粒子处理恒星。我们发现，与通常的预期相反，在观测范围内的强度的磁场降低，而不是增加，特征恒星质量。它（1）减少了通过直接湍流压缩形成的中等质量恒星的数量，因为质量与恒星相当的团块子区域通常是磁亚临界的，不能直接压缩到坍缩，（2）增加了由致密细丝碎片产生的低质量恒星的数量。丝状体是沿着磁力线的质量积累的结果。为了成为磁超临界和碎片，灯丝必须积累足够大的柱密度（与场强成比例），这产生了高的体积密度（因此是一个小的热金斯质量），有利于形成低质量的恒星。我们发现，此外，特征恒星质量进一步减少流出反馈。结果表明，磁场和外流反馈对恒星初始质量函数（IMF）的形成都有重要影响。
2010-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The early history of protostellar disks, outflows, and binary stars
在恒星形成过程中，磁场就像一个宇宙角动量提取器，它增加了原恒星的质量吸积率，并在这个过程中产生了壮观的外流。然而，最近有人认为，这种磁制动非常强大，以至于早期的原恒星盘--行星形成的摇篮--无法形成。我们对过密恒星形成云坍缩早期阶段（\lesssim 10^5年）的三维数值模拟形成了早期的外流，并具有磁性调节和旋转主导的圆盘（10天文单位以内），具有高吸积率，尽管磁场通过大部分中性气体滑动。我们发现，在三维空间中，磁场抑制引力驱动的不稳定性，否则会阻止年轻的，有序的磁盘形成。我们的模拟结果令人惊讶的早期形成的磁盘，其密度和温度结构，早期外流的机制和结构，通过双极扩散的尘埃颗粒的瞬间加热，以及行星和双星的起源。
2009-11-17 astro-ph.SR
The influence of thermal pressure gradients and ionization (im)balance on the ambipolar diffusion and charge-neutral drifts
本文通过扩展双极扩散系数以包含非弹性碰撞，并结合VAL3C一维模型与日珥RTI二维模拟，发现非弹性碰撞在色球层可忽略但在过渡区显著，且热压力对电荷-中性漂移的影响超过磁力。
2024-02-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Outflow Feedback Regulated Massive Star Formation in Parsec-Scale Cluster Forming Clumps
（节略）我们研究了大质量恒星形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，包括原恒星流出反馈使用基于恩佐的MHD模拟吸积汇粒子和有效分辨率$2048^3$。我们发现，在没有磁场和外流反馈的调节下，大质量恒星很容易形成在一个湍流的、适度浓缩的$\sim 1,600$太阳质量的星团中，以及一个由数百颗低质量恒星组成的星团。大质量恒星的高速供给来自：（1）早期大规模湍流压缩产生的瞬时致密细丝，以及（2）晚期湍流衰变导致的团簇范围的全球坍缩。在这两种情况下，大质量恒星的大部分质量都是由围绕恒星的0.1 pc大小的“核心”外部提供的。在我们的模拟中，这颗大质量恒星是由团块而不是核心喂养的。对大规模进食的需求使得大质量恒星的形成倾向于通过流出反馈进行调节，这直接与进食过程相反。外流通过打破在早期为大质量恒星形成提供燃料的致密细丝，并通过集体减缓在晚期为大质量恒星形成提供燃料的全球崩溃，降低了大质量恒星的质量吸积率。后者是由一个中等强度的磁场在观察范围内的帮助。我们的结论是，在我们模拟的湍流，磁化，秒差距尺度的团块大质量恒星的形成是流出调节和团块喂养（简称ORCF）。一个重要的含义是，在致密星团中形成的低质量恒星可以通过对星团动力学的流出反馈影响同一星团中大质量恒星的形成。
2009-08-28 astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of the Formation of Orion-Like Star Clusters II. The Initial Mass Function from Winds, Turbulence, and Radiation
[摘要]我们报道了一系列模拟类似猎户座星云团（ONC）的星团的形成，包括辐射转移和原恒星外流，并从光滑和自洽湍流初始条件出发。每个模拟都形成了>150颗恒星和棕矮星，产生了10 Msun的恒星质量分布< 0.1 to >。我们表明，一个模拟，开始与自洽湍流嵌入在一个更大的湍流体积，并包括原恒星外流，产生一个初始质量函数（IMF）一致的ONC和银河场。这是迄今为止发表的第一个模拟，它再现了在一个足够大的星团中观察到的IMF，该星团包含大质量恒星，并且结果是由气体热力学的完全自洽计算确定的。这个模拟也产生了一个恒星形成率，虽然仍然有点太高，但比我们忽略更大的湍流体积或外流更接近观测值。此外，我们表明，外流的组合，自洽湍流的初始条件，和湍流不断喂养的规模大于原团的运动产生一个国际货币基金组织，是在协议与观测和随时间不变，解决“过热”的问题，在模拟没有这些功能有一个国际货币基金组织的峰值，随着时间的推移逐渐转移到更高的质量。与观测到的IMF相匹配的模拟也再现了观测到的恒星多重性随质量强烈增加的趋势。我们表明，这种模拟产生大质量的恒星从不同的大质量的核心，其属性是一致的，观察到的大质量的核心。然而，在这些核心中形成的恒星也经历了动力学相互作用，自然产生了类似梯形的分层多重系统。
2012-05-29 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
The Role of Outflows, Radiation Pressure, and Magnetic Fields in Massive Star Formation
以辐射压力和磁驱动准直外流形式存在的恒星反馈可能会限制恒星所能达到的最大质量，并影响大质量恒星前核心的恒星形成效率。在这里，我们提出了一系列的3D自适应网格细化辐射磁流体动力学模拟的崩溃最初动荡，大规模的前星核。我们的模拟包括直接恒星和尘埃再处理辐射场的辐射反馈，以及来自吸积恒星的准直流出反馈。我们发现，原恒星流出的冲孔沿恒星的极性方向的尘埃拱星气体，从而增加了光学薄区域的大小，通过辐射可以逃脱。由于湍流吸积流导致恒星自转轴改变，外流的进动进一步扩大了外流，并导致更多的物质被夹带。另外，夹带材料中存在磁场导致更宽的夹带流出物逸出芯。我们比较了注入和夹带的流出特性，发现夹带的流出质量是$\sim$ 3的一个因素大于注入的质量和包含在夹带材料的动量和能量的$\sim$ 25%和$\sim$ 5%的注入的动量和能量，分别。因此，我们发现，当一个包括流出和辐射压力，前者是一个更有效和重要的反馈机制，即使是大质量的恒星具有显着的辐射输出。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
3D modelling of HCO$^+$ and its isotopologues in the low-mass proto-star IRAS16293$-$2422
离子和电子在恒星形成过程的各个阶段都扮演着重要的角色。通过跟随环境的磁场并与中性物质相互作用，它们减缓了原恒星外壳的引力坍缩。这个过程（称为双极扩散）取决于电离程度，这可以从\hco丰度导出。我们研究了低质量原恒星IRAS 16293 $-$ 2422中的\hco及其同位素（H $^{13}$ CO $^+$、HC $^{18}$ O $^+$、DCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$）。这个天体的结构很复杂，HCO $^+$辐射来自年轻的西北-东南外流、原恒星包层和前景云的贡献。我们的目标是约束这些结构的物理参数，使用所有观察到的过渡。对于年轻的NW-SE外流，我们推导出$T_{\rm kin}=180-220$ K和$n({\rm H_2})=(4-7)\times10^6$ cm $^{-3}$，HCO $^+$丰度为$(3-5)\times10^{-9}$。根据以前的研究，我们表明，存在一个冷（$T_{\rm kin}$ $\leqslant$ 30 K）和低密度（$n({\rm H_2})\leqslant1\times10^4$厘米$^{-3}$）前景云也是必要的复制所观察到的线配置文件。我们已经使用气体颗粒化学代码\textsc{nautilus}来推导出HCO $^+$丰度分布，该分布跨越包络线和X（HCO $^+$）$\gtrsim1\times10^…
2018-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconnection Diffusion, Star Formation and Numerical Simulations
我们认为快速的磁重联，发生在湍流磁通量，并表明该过程的结果在扩散的磁场和物质，我们称之为重联扩散。重联扩散过程是基于弱湍流磁场的三维重联模型，适用于完全电离和部分电离气体。重联扩散的速率不依赖于电离的水平，因此通常采用的双极扩散的想法得到无关的磁场在湍流流体中的传输。我们认为，重联扩散过程是违反通量守恒在高导电湍流流体的表现。我们讨论了恒星形成和应力的重联扩散的后果。我们表明，大尺度上的重联扩散是独立的小尺度磁场动力学的磁场。我们的结论是，数值模拟正确地代表了实际的天体物理磁场在流动中的扩散与大得多的伦德奎斯特数，如果这些模拟区域的地区是动荡的。
2013-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Different Modes of Star Formation II: Gas Accretion Phase of Initially Subcritical Star-Forming Clouds
研究了具有初始亚临界质量通量比的磁主导云中恒星形成的吸积阶段。我们采用非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散和欧姆耗散。在星前早期阶段，质量与通量比上升至坍缩的临界值，在此期间，云核的角动量因磁制动而显着减小。一旦原恒星在核心中形成，吸积阶段的特征是在近原恒星环境中存在少量的角动量，但存在大量的磁通量。低的角动量导致一个非常小（甚至不存在）的磁盘和弱流出，而大的磁通量可以导致交换不稳定性，迅速从中心区域删除通量。在坍缩初期的有效磁制动甚至可以导致反向旋转的盘和流出，其中盘和流出的旋转方向与下落包线的旋转方向相反。具有反向旋转盘、微小盘或不存在盘（直接坍缩）的解是独特的结果，它们是在具有初始亚临界质量-通量比的磁主导云的坍缩中实现的。
2020-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconnection outflow generated turbulence in the solar wind
Petschek型含时重联（TDR）和准定常重联（QSR）模型被用来研究太阳风中的重联外流结构和相关的局部湍流特征。我们发现，流出结构，如不连续，开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定的通量管或连续的空间填充流不能区分从一点风测量。在这两种模型中，重连流出都可以产生或多或少的空间扩展的湍流边界层（TBD）。详细研究了一个独特的扩展重联外流的结构。谱标度和破裂位置的分析表明，重联外流可以控制当地的场和等离子体条件，这可能有利于一个或另一个湍流耗散机制，其特征尺度和波数。
2014-11-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. I. Weak Accretion with No Vertical Magnetic Flux
利用局部数值模拟方法研究了原行星盘外区磁流体动力学（MHD）湍流的强度和性质，其中双极扩散是主要的非理想MHD效应。模拟包括垂直分层和假设零净垂直磁通量。我们采用了超时间步长技术，以改善扩散时间步长的柯朗限制。我们发现，在理想化的分层模拟，与一个空间恒定的双极Elsasser数上午，湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的行为在以前的非分层计算类似的方式。当Am < 1时，湍流消失，随着双极扩散的减少，湍流逐渐变得更加剧烈。当Am > 1000时，恢复了接近理想的MHD行为。在中间制度（10 < Am < 1000）双极扩散导致的MRI发电机周期和磁场结构的特征尺度的周期大幅增加。为了量化双极物理对盘吸积的影响，我们在30 AU和100 AU进行模拟，其中包括基于远紫外（FUV）电离盘模型的垂直Am剖面。这些模型开发了一个垂直分层结构类似于欧姆死区，是目前在较小的半径。我们发现，虽然表面湍流的水平可以是强的（和一致的约束在这些半径的湍流线宽），推断吸积率至少比金牛座T恒星中观察到的小一个数量级。这种差异很可能是由于在我们的模拟中假设垂直磁场为零，并表明垂直磁场是必不可少的MRI驱动的吸积在外部区域的原行星盘。
2013-01-15 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
Infall, outflow, and turbulence in massive star-forming cores in the G333 giant molecular cloud
我们提出了三个大规模的分子外流源，G333.6-0.2，G333.1-0.4，和G332.8-0.5的分子线成像观测，所有这些也显示了证据，在G333巨分子云（GMC）的流入。所有这三个都在IRAS源的光束大小（36角秒）内，1.2毫米的尘埃团，各种激射物质和射电连续探测到的HII区域，因此与高质量恒星形成有关。我们提出的分子线数据和导出的流出物的物理性质，包括质量，运动学和能量，并讨论其驱动源的推断特征。每个叶瓣的外流质量是10到40个太阳质量，核心质量是10^3个太阳质量。流出物的大小尺度为十分之几秒差距，时间尺度为几× 10 ^4年，质量损失率为几× 10 ^-4太阳质量/年。我们还发现核心是湍流和高度超音速。
2015-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust settling and rings in the outer regions of protoplanetary discs subject to ambipolar diffusion
MHD湍流在原行星盘的尘埃动力学中起着至关重要的作用。它影响行星形成、垂直沉降，并且是最近由ALMA和SPHERE成像的大尺度轴对称结构（如环）的可能来源之一。在各种各样的MHD过程中，磁旋转不稳定性（MRI）引起了特别的兴趣，因为它提供了一个湍流源，并有可能将流动组织成径向结构。然而，盘的弱电离防止MRI被激发超过1 AU。T-Tauri圆盘中测量到的毫米级尘埃的强烈沉降也与基于理想MRI湍流的预测相矛盾。本文研究了非理想磁流体和风对尘埃动力学和沉降的影响。我们考虑一个弱电离等离子体的双极扩散表征光盘的外部区域（>1 AU）。为此，我们进行数值MHD模拟中的分层剪切盒，使用PLUTO代码。我们的模拟结果表明，毫米厘米尘埃垂直包含在一个非常薄的层，与典型的高度尺度~0.4 AU在30 AU，最近ALMA观测兼容。在水平方向上，颗粒被困在由双极扩散引起的压力最大值内，从而形成尘埃环。对于微米级的颗粒，尘埃和气体的尺度高度是相似的。在这种情况下，沉降不能用简单的一维扩散理论来解释，而是由MHD风和纬向流引起的大尺度二维环流引起的。总的来说，我们的研究结果表明，非理想的MHD效应和它们相关的风在塑造原行星盘中尘埃的径向和垂直分布方面起着重要作用。导致大量的吸积效率，非理想效应也是一个有前途的途径，以调和低湍流活动测量光盘与其相对较高的吸积率。
2018-05-01 astro-ph.EP 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
The impact of episodic outflow feedback on stellar multiplicity and the star formation efficiency
物质在年轻原恒星上的吸积伴随着外流的发射。观测表明，吸积，因此也流出，是偶发的。然而，情节流出反馈的核心规模的影响还没有得到很好的理解。利用光滑粒子流体动力学方法模拟了88个湍流稠密的$1 \, \mathrm{M}_{\odot}$核，研究了幕式外流反馈对恒星多重性和恒星形成效率的影响。原恒星由下沉粒子代表，它使用亚网格模型来捕捉恒星演化、盘内演化、幕式吸积和外流的发射。通过比较模拟与无情节流出反馈，我们表明，模拟与流出反馈再现年轻恒星星族的二进制统计，包括相对比例的单，二进制，三进制等和高发病率的双双星$q\geq 0.95$ ;模拟没有流出反馈。卷吸因子（总流出质量与初始喷出质量的比值）通常为$\sim 7\pm 2$，但如果核心中形成的恒星总质量较低和/或流出事件不频繁，则可能会高得多。通过减少形成的恒星的平均质量和形成的恒星数量，流出反馈将SFE减少了约2倍（与不包括流出反馈的模拟相比）。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The collapse of a molecular cloud core to stellar densities using radiation non-ideal magnetohydrodynamics
我们目前的结果辐射非理想磁流体动力学（MHD）的计算，遵循崩溃的旋转，磁化，分子云核心恒星密度。这是第一次这样的计算，包括所有三个非理想效应：双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应。我们采用的电离模型中，宇宙射线电离占主导地位，在低温和热电离接管在高温下。我们探讨了宇宙射线电离率从$ζ_\text{cr}= 10^{-10}$到$10^{-16}$ s $^{-1}$的变化的影响。具有电离率$\gtrsim 10^{-12}$ s $^{-1}$的模型产生的结果与理想MHD没有区别。宇宙射线电离率的降低使第一流体静力学核心的寿命延长了两倍，但寿命仍然比没有磁场的寿命短得多。在所有模型中，第一流体静力学核心阶段的流出都被发射，但是随着电离率的降低，流出变得更宽和更慢。恒星核心形成后的外流形态是复杂的，强烈依赖于宇宙射线电离率。高电离率的计算很快产生一个快速（~ 14 km s $^{-1}$）的双极流出，这是不同于第一个核心流出，但与最低的电离率较慢（~3-4 km s $^{-1}$）锥形流出逐渐发展和无缝融合到第一个核心流出。
2018-01-03 astro-ph.SR
Magnetic outflows from turbulent accretion disks: I. Vertical structure & secular evolution
天体物理学的圆盘很可能被埋在周围的垂直磁场中。这种环境场被称为驱动磁盘中的磁旋转湍流，但也是负责发射的磁化流出的天体物理喷流的起源。这种系统的垂直结构和长期（长期）演变缺乏定量预测。然而，正是这种长期的演变，提出来解释在许多吸积系统，如X射线双星的时间变化。我们计算和分析全球三维理想磁流体模拟的吸积盘线程由一个大规模的磁场。我们评估的作用，湍流条款的平衡系统。然后，我们计算运输的质量，角动量，和磁场在磁盘来表征其长期的演变。我们进行了参数调查，以表征长期运输的磁盘属性的影响。我们发现，弱磁化磁盘驱动器的射流带走一小部分的磁盘角动量。质量加权吸积速度保持亚音速，虽然，总是有一个上层湍流大气区的跨音速吸积发生。我们表明，一个强磁化版本的磁旋转不稳定性驱动这种湍流。盘的结构与传统的流体静力学图像截然不同。磁场在磁盘中总是以随磁盘磁化而增加的速度被向内拖动。超过后者的阈值，磁盘经历了深刻的径向重新调整。它导致形成一个内部的吸积-喷射区域，具有超声速的质量加权吸积速度和磁场分布变得稳定，接近均分的热压力。这种内部结构与Ferreira（1997）描述的喷流发射盘模型有许多相同的性质。
2021-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local outflows from turbulent accretion disks
本文的目的是研究弱垂直磁场穿过的吸积盘的性质，特别关注磁旋转不稳定性（MRI）驱动的MHD湍流和可能从盘中发射的外流之间的相互作用。为此，我们使用一组数值模拟进行的MHD代码RAMSES的剪切盒模型的框架。我们集中讨论一个相当弱的垂直磁场的情况，使得盘中平面的热压力和磁压力的初始比值β 0等于10 ^4。正如最近报道的，我们发现，MHD湍流驱动一个有效的外流的计算框。我们证明了一个强大的灵敏度，结果的盒子大小：在径向和垂直方向上的放大导致质量损失率的数量级减少。这样的依赖性，防止任何现实的估计磁盘的质量损失率正在使用剪切盒模拟。然而，我们发现，流动形态是强大的，独立的数值模拟的细节。它的性质显示了一些让人想起Blandford & Payne发射机制的特征和近似不变量，但存在差异。对于本文中考虑的磁场强度，我们还发现，角动量输运最有可能占主导地位的MHD湍流，其饱和度与磁普朗特数，粘度和电阻率的比例，在一种方式，是在良好的协议与预期的基础上未分层的模拟。因此，本文首次证明，吸积盘可以同时表现出MRI驱动的MHD湍流与磁离心加速外流。
2013-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multiwavelength view of the protostellar binary IRAS04325+2402: a case for turbulent fragmentation
IRAS 04325 +2402（以下简称IRAS 04325）是一个复杂的原恒星系统，拥有两颗年轻的恒星（以下简称AB和C），相距1250天文单位。在这里，我们结合斯皮策和文献数据，为该系统提供了新的深度双子座成像和光谱学，覆盖1- 12 μ的波长范围以及870 μ的亚毫米阵列干涉测量。物体AB是一颗低质量恒星，有一个盘/包层系统和一个外流腔，在红外图像中可以明显看到。物体C，之前被怀疑是一颗褐矮星，可能是一颗质量非常低的恒星，有效温度约为3400 K。它的特点是边缘上的磁盘和细长的信封，并显示出强烈的吸积和喷射活动的迹象。这两个物体都可能驱动秒差距尺度的分子外流。这两个物体嵌入在一个孤立的、密集的分子云核心中。高灭绝，缺乏X射线发射，相对较高的热光度，认为它的年龄低于100万年。AB和C的盘/外流系统彼此偏离约60度，与双星轨道平面偏离80度和40度。该系统可能是一个很好的情况下，原始的不对准，而不是由动力学相互作用引起的不对准，因为流出方向是恒定的，重新排列的时间尺度可能大于系统的年龄。这有利于湍流碎裂，而不是旋转碎裂，形成的情况。我们表明，光谱能量分布和图像的两个对象可以再现与辐射转移模型的磁盘/信封系统。我们的分析为YSO的结构和早期演化的既定范式提供了保证，但强调了开发具有复杂尘埃化学的3D模型的重要性。
2010-07-22 astro-ph.SR
Astrophysical Reconnection and Particle Acceleration
天体物理重联发生在湍流介质中。在大多数情况下，湍流是预先存在的，而不是由重连本身引起的。Lazarian & Vishniac（1999）的磁重联模型预测，在湍流存在的情况下，重联变得很快，即它与电阻率无关，但取决于湍流的水平。磁重联通过从重联区域的湍流流出将能量注入到等离子体中，并且这种流出可以增强湍流水平，从而产生重联的爆发。如Gouveia dal Pino & Lazarian（2005）中所讨论的，在湍流存在下的磁重联可以通过一阶费米机制加速高能粒子。讨论了湍流重联中粒子加速的新的数值结果，并将湍流重联产生的加速与湍流介质中高能粒子的加速进行了比较。
2012-02-07 astro-ph.EP astro-ph.HE 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
Magnetic field structure in a high-mass outflow/disk system
为了表征磁场结构的外流和核心区域内的一个原型的高质量恒星形成区域，我们分析了极化CO（3-2）-第一次观察到的亚毫米阵列-以及880妈妈亚毫米连续发射的高质量外流/磁盘系统IRAS 18089 -1732。这两个发射功能与偏振度在百分之几的水平表明，磁场结构在很大程度上是对齐的流出/射流方向从小核心规模到较大的流出规模。虽然定量的估计是粗略的，分析表明，湍流能量占主导地位的磁能。这些数据还表明，从低密度包层到高密度核心，磁场强度增加。
2010-10-18 astro-ph.SR
Magnetic Flux Transport by turbulent reconnection in astrophysical flows
MHD湍流在天体物理环境中的作用仍然存在很大争议。贯穿这场辩论的一个重要问题是磁通量的传输。这在恒星形成的背景下尤其重要。当云在引力作用下坍缩形成恒星时，必然存在某种磁通量传输。否则新生恒星的磁场会比观测到的大几个数量级。此外，在恒星形成的后期阶段被拖曳的磁通量可以从原恒星周围生长的吸积盘中移除所有的旋转支持。在恒星形成的不同阶段，经常被用来传输磁场的机制，即双极扩散，其效率最近受到了检验。我们在这里讨论的磁通量传输的另一种机制是基于湍流快速磁重联。我们回顾了最近的结果，从三维MHD数值模拟表明，这种机制是非常有效的去耦和运输磁通量从内部密集的地区的崩溃云的郊区在不同阶段的恒星形成。我们还讨论了这种机制的背景下发电机过程，并推测它可以发挥作用，在太阳发电机和吸积盘发电机过程。
2011-12-20 astro-ph.SR
Local semi-analytic models of magnetic flux transport in protoplanetary discs
吸积盘中大尺度极向磁场的演化是一个重要的问题，因为它决定了风的发射和磁旋转不稳定性产生湍流或通道流的可行性。最近的研究，无论是半解析计算和数值模拟，都强调了至关重要的作用，非理想的MHD效应（欧姆电阻率，霍尔漂移和双极扩散），相关的原行星盘的背景下，可能发挥磁通量在光盘的演变。我们调查通过使用两个一维的半解析模型在垂直方向上，探索制度，不同的物理源项和影响占主导地位的磁盘中的通量传输。这两个模型的控制方程推导出通过执行一个渐近展开的限制薄盘，与不同的制度隔离，通过设置变量之间的相对顺序的领先条款。通量输运率和垂直结构配置文件的扩散率和磁盘磁化的范围内计算。我们发现，欧姆和双极扩散驱动径向向外通量运输与向外倾斜的字段。外流驱动的风向内通量运输，这是显着增强霍尔漂移的存在下，在正极的情况下，$η_H (\boldsymbol{B}_z \cdot \boldsymbolΩ) > 0$，一种效果，这只是简要地指出了之前。仅与向外倾斜耦合，霍尔效应减少了由背景欧姆和/或双极扩散率给出的通量传输，但是当它是唯一存在的非理想效应时不驱动通量传输。
2019-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. II. Strong Accretion Driven by a Vertical Magnetic Field
我们进行了一系列的本地，垂直分层剪切盒模拟的原行星盘，包括双极扩散和净垂直磁场。我们采用的双极扩散轮廓对应于30 AU和100 AU的最小质量太阳星云（MMSN）盘模型，其中包括一个远紫外电离的表面层和低电离盘内部。这些模拟是Simon等人（2013）的后续研究，其中我们发现，如果没有净垂直场，由磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流应力太弱，无法解释观测到的吸积率。在这项工作中的模拟显示了一个非常强的依赖性的吸积应力的背景垂直场的强度，随着场强的增加，应力振幅增加。对于1 e 4和1 e 5的气体磁压比，我们发现吸积率之间的1 e-8和1 e-7太阳质量每年。这些吸积率与观测限制相一致，表明MMSN盘中30 AU处的垂直磁场强度为60 - 200微高斯，100 AU处的垂直磁场强度为10 - 30微高斯。此外，由于磁风，应力具有不可忽略的分量。对于足够强的垂直场强度，MRI湍流淬灭，并且流动在很大程度上变成层流，通过径向和环向场分量中的大尺度相关性以及通过磁风进行吸积。在所有的模拟中，存在一个低电离区附近的磁盘中平面，我们称之为双极阻尼区，结果在那里减少应力。
2013-08-12 astro-ph.SR
Observations of Turbulent Magnetic Reconnection Within a Solar Current Sheet
磁重联是各种天体物理、空间和实验室环境中的基本物理过程。人们发现了许多磁重联的证据。然而，它的具体过程可能是支离破碎和动荡的，缺乏直接的观测证据。在这里，我们在SOL 2017 -09- 10 T X8.2级太阳耀斑期间观察到了一个超热电流片，显示了磁重联的碎片和湍流性质。当双边等离子体朝向电流片会聚时，在其中检测到显著的等离子体加热和非热运动。破碎电流片中间歇地喷出两股方向相反的射流，射流强度在空间频率域中呈幂律分布。向日出流急流的强度和速度在时频域上也呈幂律分布。电流片的长宽比估计大于理论阈值，从而保证了撕裂模不稳定性的发生。因此，观测结果表明，碎片和湍流磁重联发生在长拉伸电流片。
2018-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.AO
