Metals, dust and the cosmic microwave background: fragmentation of high-redshift star-forming clouds
研究了宇宙微波背景（CMB）辐射场对星前云坍缩的影响。使用半解析模型跟踪不同初始金属丰度和尘埃含量的云在不同红移下的热演化，我们自洽地研究了云碎裂时的平均Jeans质量对金属线冷却、尘埃冷却和CMB的响应。在没有尘埃颗粒的情况下，当红移z < 10时，当金属丰度为10^{-4} Zsun < Z < 10^{-2.5} Zsun时，会形成中等特征质量（相当于10 s的Msun）;在更高的金属丰度下，CMB抑制碎裂，只形成非常大的质量（相当于~ 100 s的Msun）。这些影响在z > 10时变得更加显著，并且碎裂质量尺度总是> Msun的100 s，与初始金属丰度无关。当尘埃颗粒存在时，亚太阳质量碎片会在任何红移（金属丰度Z > 10^{-6} Zsun）处形成，因为尘埃冷却对CMB的存在相对不敏感。当Z > 10^{-3} Zsun时，宇宙微波背景辐射在z > 5时对尘埃颗粒的加热有利于形成更大的质量，当Z > 10^{-2} Zsun且z > 10时，这些质量成为超太阳质量。最后，我们讨论了我们的结果的解释非常贫金属恒星的观测丰度模式的星系晕的影响。
2009-10-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the fragmentation of filaments in a molecular cloud simulation
分子云中丝状体的碎裂现象引起了人们的广泛关注，因为丝状体的演化与恒星的形成之间似乎存在着某种联系。破碎过程的研究一直受到简单的分析模型的启发。然而，只有少数全面的研究分析了长丝的演变，使用数值模拟，长丝形成自洽的分子云的一部分。我们解决的pc规模的细丝，形成在个别云的早期演变。我们专注于三个问题：如何做的线质量的灯丝演变？纤维是如何以及何时断裂的？碎片化与细丝的线质量有什么关系？我们研究了三个模拟分子云形成的千磅级的数值模拟与FLASH代码。我们比较的属性确定的细丝与分析细丝稳定性模型的预测。线的质量和质量分数封闭在确定的细丝不断增加后，自重力的发病。第一个片段出现早期时，线质量低于Ostriker的流体静力平衡解决方案的临界线质量。在3D密度立方体中识别的细丝的平均线质量比在2D列密度图中识别的细丝的平均线质量增加得快得多。我们的研究结果表明，流体静力学或动力学压缩从周围的云有显着的影响，早期的动态演变的细丝。一个简单的模型，一个孤立的，等温圆柱体可能不会提供一个很好的方法进行破碎分析。在解释列密度图中确定的细丝的性质分布时必须谨慎，特别是在低质量细丝的情况下。强烈反对比较或合并使用不同细丝发现技术的研究结果。
2017-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-Stage Fragmentation for Cluster Formation: Analytical Model and Observational Considerations
对平面磁性星际云中原恒星核形成的线性分析表明，分子云呈现出一个优选的坍缩长度尺度，这取决于云内的质量通量比和中性离子碰撞时间。我们将这种线性分析扩展到集群恒星形成的背景下。通过结合线性分析的结果与一个现实的电离配置文件的云，我们发现，一个分子云可能会通过两个分裂事件的演变，朝着恒星的形成。我们的模型表明，最初的碎片成团发生在秒差距尺度上的跨临界云，而第二次碎片可以发生在亚秒差距尺度上的跨临界和超临界核心。我们的结果与几个恒星形成区（英仙座，金牛座，烟斗星云）的比较显示支持两阶段的碎裂模型。
2012-11-12 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
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-linear dense core formation in the dark cloud L1517
我们提出了一个解决方案，在金牛座L1517暗云中观察到的核心碎片的细丝，以前无法解释（Hacar等。al 2011）。核心碎裂是恒星形成的关键步骤。观测结果表明，这与云气的结构有关，但仍不清楚是哪个过程造成的。我们表明，重力不稳定性过程的等温柱可以解释所表现出的破碎的假设下，扰动增长的主波长。我们使用数值模拟的代码RAMSES，估计观测到的列密度和视线速度，并将它们与观测结果进行比较。观察到的碎片化的一个关键因素是，核心通过在细丝内重新分配质量而生长，因此核心之间的密度在碎片化过程中降低。这通常导致错误的主波长估计，因为它强烈依赖于初始中心密度。我们认为，非线性效应也发挥了重要作用的演变的碎片。一旦密度扰动增长到临界线质量以上，非线性导致与分析预测相比中心核密度的增强。选择正确的初始条件，扰动强度约为20%，导致倾斜校正的视线速度和中心核心密度在观测测量误差内，在一个现实的演变时间。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A universal, turbulence-regulated star formation law: from Milky Way clouds to high-redshift disk and starburst galaxies
虽然分子云和星系的恒星形成率（SFR）是理解星系演化的关键，但决定SFR的物理过程仍然不清楚。基础物理学的这种不确定性导致了各种不同的恒星形成定律，所有这些定律都具有很大的内在分散性。在前人用气体柱密度（Sigma_gas）定义恒星形成柱密度（Sigma_SFR）的基础上，我们发展了一个新的基于气体多自由落体公式的普适恒星形成（SF）定律.这个新的SF定律主要依赖于概率密度函数（PDF）和恒星形成云中湍流的音速马赫数。通过这样做，我们得到一个关系，其中恒星形成率（SFR）与分子气体质量每多自由落体时间，而以前的模型使用的平均，单自由落体时间。我们定义了一个新的量称为最大（多自由落体）气体消耗率（MGCR），并表明，实际的SFR只有约0.4%，这最大可能的SFR，确认所观察到的低效率的恒星形成。我们发现，将观测值置于这个新框架（Sigma_SFR与MGCR）中，与以前的SF定律相比，相关性得到了显着改善，分散性降低了3-4倍，拟合优度参数R^2=0.97。通过反转我们的新关系，我们提供了音速马赫数预测kpc尺度观测的本星系群星系，以及未解决的本地和高红移盘和星暴星系，没有独立的，可靠的估计湍流云马赫数的意见。
2015-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of star-forming filaments in the X-shape Nebula of the California molecular cloud
致密的分子丝是恒星形成过程的核心，但它们分裂成星前核心的详细方式尚未得到很好的理解。在这里，我们研究了加利福尼亚MC的X形星云区域的几个恒星形成细丝的碎裂性质和动力学状态，试图揭示这个问题。我们使用多波长的远红外图像从赫歇尔和getsources和getfilaments提取方法来识别致密的核心和细丝，并推导出它们的基本属性。我们还利用SMT 10米亚毫米望远镜的$\rm ^{13}CO (2-1)$辐射图来约束灯丝的动力学状态。我们确定了10个细丝，以及57个致密的核心。两个形成恒星的丝状体（8号和10号）非常突出，因为它们具有准周期性的致密核链，典型的投影核间距为$\sim$ 0.15 pc。这两个细丝具有热超临界线质量并且不是静态的。8号细丝具有明显的横向速度梯度，表明它是从母云气藏中吸积而来的。在这两种情况下，所观察到的（投影）核心间距是类似的细丝宽度和显着短于典型的分离$\sim \,$ 4倍的细丝宽度预测的经典圆柱破碎理论。我们认为，连续吸积的气体到两个恒星形成的细丝，以及几何弯曲的细丝，可以解释所观察到的核心间距。我们的研究结果表明，分子丝的特征碎片长度尺度是相当敏感的外部扰动从母云，如周围物质的引力吸积。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Feedback, Fragmentation, and the Environmental Dependence of the Initial Mass Function
恒星形成的星际云的碎裂，以及由此产生的恒星初始质量函数（IMF），强烈地受到坍缩气体的温度结构的影响。由于来自嵌入恒星的辐射反馈可以随着坍缩的进行而改变这一点，因此反馈在确定IMF中起着重要作用。然而，辐射加热的影响和重要性很可能在很大程度上取决于坍缩云的表面密度，这决定了它们捕获辐射的有效性和在其中形成的恒星的吸积光度。在本文中，我们报告了一套自适应网格细化辐射流体动力学模拟使用的ORION代码中，我们隔离的柱密度对碎片的影响以下崩溃的云的不同列密度，同时保持质量，初始密度和速度结构，和初始维里比固定。我们发现，辐射并没有显着修改整体恒星形成率或效率，但它抑制越来越多的碎片云表面密度增加，从那些典型的低质量恒星形成地区，如金牛座，通过典型的表面密度的大规模恒星形成云在银河系中，只有在超级星团中发现的条件。在低表面密度的区域，坍缩过程中的碎裂导致小星团的形成，而不是单个的大质量恒星系统，大大减少了质量>~ 10 Msun的恒星星族的比例。我们的模拟对大质量恒星的形成和IMF的普遍性具有重要意义。
2010-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores Formed from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成过程中起着至关重要的作用。然而，分子云核的角动量随时间的演化仍然不清楚。在本文中，我们进行了三维模拟研究的分子云核的角动量的时间演变通过丝分裂。结果发现，大部分的核都垂直于丝轴旋转。核心的平均角动量在其形成过程的初始阶段仅变化约30%，然后几乎保持不变。此外，我们分析了内核的内部角动量结构。虽然核心获得不同方向的角动量从其母丝的初始湍流速度波动，在每个核心的角动量分布收敛到自相似的解决方案。我们还表明，在一个核心的角动量结构的复杂程度略有下降的时间。此外，我们进行合成观测，并表明，角动量分布测量的合成平均速度地图是兼容的观测时，考虑到灯丝倾斜。本研究提出了一个理论的核心形成的细丝碎片的角动量结构的核心是由沿细丝的速度波动，两者都是兼容的观测。这一理论还提供了新的见解的核心性质，可以观测测试。
2022-12-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. II. Prolate and Oblate Cores
我们提出了一个大的套件的三维（3D）模型的磁分子云核的崩溃使用自适应网格细化（AMR）代码恩佐2.2在理想磁流体力学（MHD）近似的结果。云核最初是扁长或扁球形的，中心凝聚云，质量分别为1.73或2.73 $M_\odot$。径向密度分布是高斯分布，中心密度比边界密度高20倍。正压状态方程用于表示从低密度、等温相到高密度、光学厚相的过渡。初始磁场强度的范围从6.3到100 $μ$ G，对应于云，分别是强到边缘超临界，在质量磁通量比。磁场最初是均匀的，并与云的旋转轴对齐，旋转能量与重力能量的初始比率从$10^{-4}$到0.1不等。坍缩的结果有两个显著不同的结果：（1）形成具有旋臂的单个原恒星，（2）分裂成多个原恒星系统。这两种结果之间的过渡主要取决于初始的磁场强度，当质量与通量比大于长星云临界比的14倍时，就会发生碎裂。扁球形云通常比长球形云分裂成多几倍的团块。在这两种情况下，多个系统而不是双星系统的形成是普遍的规律，这表明双星主要是多个原恒星系统轨道溶解的结果。
2014-08-11 astro-ph.SR
Dust coagulation and fragmentation in a collapsing cloud core and their influence on non-ideal magnetohydrodynamic effects
为了研究尘埃增长对非理想磁流体动力学效应的影响，我们采用单区模型，计算了尘埃凝聚和尘埃碎裂两种情况下，云核坍缩过程中尘埃粒子尺寸分布的时间演化。我们假设两种类型的尘埃模型：仅由硅酸盐组成的尘埃（硅酸盐尘埃）和表面被$\mathrm{H_{2}O}$冰覆盖的尘埃（$\mathrm{H_{2}O}$冰尘埃）。当只考虑碰撞凝聚时，对于硅酸盐和$\mathrm{H_{2}O}$冰尘，非理想磁流体动力学效应在高密度区都不起作用。这是因为灰尘凝结减少了小灰尘颗粒的丰度，导致带电颗粒在灰尘表面上的吸附效率降低。对于硅酸盐尘埃的情况下，当碰撞碎裂包括在内，非理想的磁流体动力学效应适用于高密度的$n_{\mathrm{H}}>10^{12} \ \mathrm{cm^{-3}}$，因为大量生产的小尘埃颗粒。另一方面，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘情况，由于碎裂而产生的小尘埃颗粒效率不高。因此，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘的情况下，非理想的磁流体动力学效应只适用于范围$n_{\mathrm{H}}\gtrsim 10^{14} \ \mathrm{cm^{-3}}$，即使碰撞碎裂被认为是。我们的研究结果表明，有必要考虑尘埃碰撞凝聚和碎裂激活非理想磁流体动力学效应，这应该在恒星和磁盘形成过程中发挥重要作用。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
HOBYS' view of Vela C and W48: a ridge and a mini-starburst
本文介绍了船帆座C和W48恒星形成复合体的Herschel HOBYS保证时间密钥计划的最新结果。我们研究了船帆座C的柱密度分布，特别是专注于云结构的概率分布函数，并计算了W48的恒星形成效率。
2011-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A very young component in the pre-eminent starburst region of the Small Magellanic Cloud
本文研究了SMC突出星暴区N66/NGC 346中的致密H Ⅱ区N66 A。尽管对N66/NGC 346复合体的各种成分进行了广泛的研究，但迄今为止很少有研究集中在N66 A上，N66 A是整个复合体中的一个特殊对象，因此值得仔细研究。在麦哲伦星云中大质量恒星形成的框架中，对这个紧凑的H II区域及其同伴天体的研究似乎很重要。这项分析主要基于我们的光学ESO NTT观测，包括成像和光谱，以及存档的HST ACS数据和斯皮策红外图像（IRAC 3.6，4.5，5.8和8.0微米）。我们得到了致密H Ⅱ区N66 A的一些物理特性。此外，我们还首次用光谱学方法对N66 A的主激发星进行了光谱分类。它的光谱特征表明它是一颗O 8型的主序星。我们比较了这个结果的基础上恒星莱曼连续通量估计电离气体H-β通量。致密的H II区属于麦哲伦星云中一类罕见的H II区，称为高激发斑点（HEBs）。N66 A很可能代表了N66复合体中一个非常年轻的大质量恒星形成事件，它有一系列的年龄。
2010-06-16 astro-ph.SR
Optical/Near-IR Polarization Survey of Sh 2-29: Magnetic Fields, Dense Cloud Fragmentations and Anomalous Dust Grain Sizes
Sh 2-29是一个引人注目的恒星形成区，以存在大质量嵌入恒星以及几个值得注意的星际结构为标志。在这项研究中，我们的目标是确定磁场的作用，并研究在这种湍流环境中星际尘埃颗粒的大小分布。我们使用了一组光学和近红外偏振数据获得的OPD/LNA（巴西）和CTIO（智利），与消光图，2 MASS数据和图像从DSS和斯皮策。该区域最显著的特征是一个被扫过的星际空腔，其极化图显示磁场线被向外拖曳，沿着其边界堆积。这导致更高的磁场强度值（$\approx400\,μ$ G）和偏振度的突然增加，这可能是由于取向效率的增强。此外，高密度的云碎片与峰值$A_{V}$之间的20和37等可能是由它的扩张。$24\,μ$ m点状源的存在表明在这个致密的环境中可能有新生恒星。的角色散函数的统计分析显示领域的场线排列在一个有序的模式，似乎是由于压缩效应的HII区域膨胀。最后，Serkowski函数拟合被用来研究的总选择性消光比，揭示了一个双重人口的异常颗粒尺寸。这一趋势表明，在该地区存在着星际颗粒的凝聚和破碎效应。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A perfect starburst cluster made in one go: the NGC 3603 young cluster
了解由非常年轻的大质量恒星组成的独特的、近球形的无气体星团是如何从巨大的、复杂的氢分子云中形成的，是天体物理学中最大的挑战之一。一种流行的观点认为，一个单一的气体云分裂成许多新生的恒星，这些恒星反过来又激发并迅速排出残留的气体，形成一个无气体的星团。本研究表明，上述经典范式显着再现了银河系NGC 3603恒星形成区的中央，年轻的集群（HD 97950），特别是它的形状，内部运动和恒星的质量分布，自然和一致地遵循一个单一的模型计算。值得注意的是，相同的参数（恒星形成效率，气体排出时间尺度和延迟）重现HD 97950，因为被发现重现猎户座星云星团，昴星团和R136。因此，目前的结果提供了有趣的证据，通过单星暴事件，然后显着的残余气体排出的星团形成。
2014-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.25
为了研究红外暗云致密核的碎裂和引力坍缩，我们获得了红外暗云G28.53 - 0.25中4个大质量团簇的亚毫米波连续谱和谱线数据，以及NH3和H2O脉泽的多次反演跃迁数据。结合单碟和干涉仪NH3数据，我们得到了G28.53的转动温度。我们识别12个密集的核心在0.1 pc规模的基础上亚毫米连续，并获得他们的物理性质使用NH3和连续数据。通过比较的核心与核心质量的金斯质量，我们发现，湍流压力是重要的，在支持气体时，1 pc规模的团块碎片成0.1 pc规模的核心。所有核心的维里参数都小于1，假设径向密度分布为平方反比，这表明它们是引力束缚的，即使考虑到磁场，三个最有希望的恒星形成核心的维里参数也小于1。我们还将核心与恒星形成活动揭示的外流，脉泽，或红外源。与之前的研究不同的是，MM1有几个恒星形成核心，很可能是高质量星团的祖先。在恒星形成方面，MM5处于中间状态，而MM7/8处于静止状态，但它们也有引力束缚的致密核心，并有可能形成像MM1那样的恒星。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-level hierarchical fragmentation in the Orion Molecular Cloud 1 northern filament
[摘要]我们最近报道了这个结构最北端的坍塌和碎裂特性，位于猎户座KL以北约2.4pc-猎户座分子云3（OMC 3，Takahashi等人。作为我们研究整体形状灯丝的项目的一部分，我们分析了北部OMC 1灯丝的碎裂特性。这种细丝是一种致密的结构，以前由JCMT/SCUBA亚毫米连续体和VLA氨观测确定，并显示已破碎成团块。我们观察OMC 1 n与亚毫米阵列（SMA）在1.3毫米，并报告我们的连续数据的分析。我们发现了24个新的致密源，质量从0.1到2.3不等，大小从400到1300金，密度从2.6 x 10^7到2.8 x 10^6 cm^{-3}。这些源的质量与OMC 3中的SMA原恒星相似，但它们的典型尺寸和密度要低十倍。只有8%的新来源有红外对应物，但有五个相关的CO分子流出。因此，这些源可能处于0级演化阶段，但不能排除其中一些源可能仍然是前恒星核。对这些原恒星的空间分析显示，它们被分成许多小的群，与先前发现的JCMT/SCUBA 850微米和VLA氨团块相吻合，并且它们之间的距离约为30弧分（0.06秒差距）。这种分离是由牛仔裤长度，因此表明，在长丝的演变的主要物理过程是热碎裂。在原恒星群中，典型的距离为~ 6弧秒（~ 2500 au），比原恒星所在的母恒星团的金斯长度小2-3倍。这些结果指向OMC 1 n细丝的分级（2级）热碎裂过程。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the Growth of Dust Grains in Low-Metallicity Star-Forming Clouds Affect the Formation of Metal-Poor Low-Mass Stars?
一颗金属丰度<4.5 × 10 ^{-5} Z_sun的低质量恒星的发现揭示了尘埃在极端贫金属恒星形成中的关键作用。在本文中，我们探讨的尘埃颗粒的增长，通过吸积的气体难熔元素在非常低的金属丰度的前星核的尘埃排放冷却引起的云碎裂的效果。利用一个简单的重力坍缩气体中的晶粒生长模型，我们证明了在金属丰度为-5 <~ [Fe，Si/H] <~-3的云中，当氢密度为~10^{10}-10 ^{14} cm^{-3}时，Fe和Si晶粒可以有效地生长。当晶粒生长超过临界金属数丰度时，若晶粒初始半径不大于1 μ m或粘附概率不大于0.01，则晶粒生长导致气云碎裂的临界金属数丰度约为A_{crit} ~ 10^{-9}-10 ^{-8}。我们发现，即使初始的尘埃与气体的质量比远低于尘埃引起的碎片所需的最小值，晶粒生长增加了尘埃质量足够高，导致气体碎片成亚太阳质量块。我们认为，只要满足临界金属丰度，晶粒长大对低至10^{-5} Z_sun的低质量恒星的形成起着重要作用.
2012-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion Phase of Star Formation in Clouds with Different Metallicities
本文研究了在0 \le Z-\le Z_ \odot范围内不同金属丰度的云中恒星形成的主要吸积阶段，并求解了原恒星半径。从近平衡态的星前云出发，计算了第一颗原恒星形成后直到\sim 100年的云演化。恒星形成过程在低金属丰度（Z \le 10^-4 Z_ \odot）和高金属丰度（Z > 10^-4 Z_ \odot）的云之间有很大的不同。碎片化经常发生，许多原恒星在低金属含量的云中没有形成稳定的星周盘。在这些星云中，虽然原恒星相互作用，有些被从星云中心弹射出来，但许多仍是一个小的星团。相比之下，高金属丰度的云产生一个由一个几乎稳定的旋转支持盘包围的原恒星。在这些星云中，虽然星盘偶尔会发生碎裂，但碎片会向内迁移，最后落在中央的原恒星上。云演化的差异是由于不同的热演化和质量吸积速率。云的热演化决定了第一核的产生和寿命。第一个核心的发展之前，原恒星形成的高金属丰度云，而没有（明显的）第一个核心出现在低金属丰度云。第一个核心演化成一个螺旋形的拱星盘，有效地向外传递角动量，抑制了频繁的碎裂。在金属丰度较低的云中，较高的质量吸积率在很短的时间内增加了盘的表面密度，使盘对自引力不稳定，并引起剧烈的碎裂。
2015-02-06 astro-ph.SR
Collapse and fragmentation of Gaussian barotropic protostellar clouds
Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma del Estado de México（墨西哥自治大学科学学院）；Instituto Nacional de Investigaciones Nucleares（国家核研究所）；Berkeley Center for Cosmological Physics, LBNL（劳伦斯伯克利国家实验室宇宙物理学中心）；Centro de Investigación en Física de la Universidad de Sonora（索诺拉大学物理研究中心）；Astronomical Institute of the Academic sciences（科学院天文研究所）
研究高斯等熵原恒星云在不同临界密度和初始扰动下的坍缩与碎裂行为，揭示多系统形成机制及单系统形成条件。
2011-03-03 astro-ph.SR
Dust coagulation and fragmentation in molecular clouds. I. How collisions between dust aggregates alter the dust size distribution
在密集的分子云中，尘埃颗粒之间的碰撞改变了ISM尘埃的尺寸分布。我们研究这个过程中插入的结果从详细的数值模拟两个碰撞的尘埃聚集到凝聚模型，计算随时间的尘埃粒度分布。所有碰撞的结果--粘附、破碎（破碎、断裂和侵蚀）--都包括在内，对聚集体内部结构的影响也列在表格中。尘埃聚集演化模型被应用于温度为10 K、气体密度在10^3 ~ 10^7 cm^-3之间的均匀静态云。在约10^7年的时间尺度上，局部跟踪了凝固过程。我们发现，增长可以分为两个阶段：增长为主的阶段和破碎为主的阶段。最初，质量分布相对较窄，并随时间推移而转变为较大的尺寸。在某一点上，取决于颗粒的材料性质以及气体密度，碰撞速度将变得足够有能量以使颗粒破碎，停止生长并补充较低质量的颗粒。最终，达到稳定状态，其中质量分布的特征在于每个对数尺寸箱的质量量大致相等的质谱。实现的增长量取决于云的生命周期。如果云存在于自由落体时间尺度上，则凝结对粉尘粒度分布的影响非常小。另一方面，如果云有长期的支持机制，凝聚的影响是重要的，导致显着降低的不透明度的时间尺度长于大颗粒之间的初始碰撞时间尺度。
2009-06-09 astro-ph.EP 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
Mineral Snowflakes on Exoplanets and Brown Dwarfs: Coagulation and Fragmentation of Cloud Particles with {\sc HyLandS}
褐矮星和系外行星提供了独特的大气机制，这些机制包含了它们形成路线和演化状态的信息。模拟矿物云粒子的形成是为CRIRES+、JWST和ARIEL等任务和仪器以及{ \sc PolStar}等可能的偏振测量任务做准备的关键。其目的是支持更详细的观测，需要更好地了解微物理云过程。我们扩展我们的动力学云形成模型，处理成核，冷凝，蒸发和沉淀的混合材料云粒子一致的模型云粒子-粒子碰撞。新的混合代码，{ \sc HyLandS}，被应用到{ \sc Drift-Phoenix}（T，p）-profiles的网格。利用有效介质理论和米氏理论研究了该材料的光学性质。湍流是碰撞的主要驱动过程，碰撞成为云底（$p>10^{-4}\,{\rm bar}$）的主导过程。碰撞产生三种结果之一：碎裂大气层（$\log_{10}(g)=3$），分裂大气层（$\log_{10}(g)=5$，$T_{\rm eff} \leq 1800\, {\rm K}$）和凝聚生长主导大气层（$\log_{10}(g\,)=5$，$T_{\rm eff} > 1800\, {\rm K}$）。云粒子不透明度斜率在光学波长（HST）的增加与碎片，是硅酸盐功能在中红外波长。混合矩箱法{ \sc HyLandS}证明了在保证单元守恒的同时将矩箱法结合起来的可行性。它为捕捉粒子碰撞的一般趋势提供了一个强大而快速的工具，与其他微物理过程保…
2022-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lower Angular Momentum Limit for Self-Gravitating Protostellar Disc Fragmentation
我们试图验证最近的索赔（使用半解析模型），为球形均匀分子云的崩溃，碎片的自引力盘，随后形成可以预测单独使用云的初始角动量。实际上，这种情况等同于要求所产生的椎间盘充分伸展以便碎裂，与孤立椎间盘的研究一致。我们使用光滑粒子流体动力学与混合辐射转移调查这一说法，确认在一般情况下，均匀的球形分子云将产生破碎的自引力盘，如果旋转动能与引力势能的比率大于~ 5e-3，在此结果是相对不敏感的初始热能。这个条件在更高的云质量开始失效，这表明在大半径下足够的质量控制着碎片。虽然这些结果是基于高度理想化的初始条件，并可能不成立，如果光盘的吸积从周围的信封是充分不对称的，或者如果密度结构受到扰动，他们提供了一个合理的下限所需的最小角动量碎片光盘在没有显着的外部湍流。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
