低質量星の形成

低質量星に限らず分子雲から収縮して恒星が出来るわけですが、収縮して上がったガスの温度を上手く逃す機構、遠心力を減らす為に回転トルクを外部に放出するのは、ジェットなのか磁力線なのか、その辺が書いてあるかじっくり訳さないといけません。
取り敢えず、さわりだけ機械翻訳。
低質量の星と褐色矮星の形成

要約：これらの講義は褐色矮星の形成に対する特定の強調を持った星と低質量の星の形成を説明する提案された最も重要な考えを呈示しようと試みます。 我々は最初に分子雲で自分で引き寄せられている１つの液体の破たんを引き起こして、そして恒星形成レートを規制する重要な身体のプロセスを記述します。 それから我々は４つのモデル、すなわち、激しく競い合う堆積とそれぞれ止められた堆積に基づいた理論、 MHD ショックと不穏な散布に特定の注意を払って傑出した最初の大量機能の起源を説明するために年に沿って提案された種々の理論を再検討します。 低質量の星として褐色矮星フォームであるか否かにかかわらず、それがけれども未解決であるとき、我々は 放射 フィードバックと磁場のためにすべての不確実性を強調してディスク分裂に基づいた褐色矮星の理論を提出します。 最終的に、我々は破たんと分子雲の分裂を説明するために大容量シミュレーションの結果が行なわれたと述べます。

１　イントロダクション
星は我々の宇宙の構造的基礎です、そしてそれらの形成と進展を理解することは天体物理学の最も重要な問題の１つです。 星が分子の密度が高いコアの重力崩壊までにできることは確立されて申し分がありません。
これらのコアは、それら自身分子雲と、しばしば、しかし常にではなく、内側フィラメントに埋められます。 しかしながら、密度が高いコアができて、つぶれて、そして分解する状態は討論の問題のままでいます。 ３つの質問が特に重要です：スターフォーメーションレート（今後 SFR）、最初の大量機能（今後ＩＭＦ）の問題と褐色矮星、低質量の星と惑星を産み出すかもしれないディスクフォーメーションと進展の問題。
ズッカーマン＆エヴァンス（１９７４年）によって指摘されるように、もし銀河で観察されたすべての分子のガスが暴落時間につぶれていたなら、スターフォーメーションレートは - ３太陽質量／年 のスターフォーメーションレートがギャラクシーで観察したより１０から１００倍高いでしょう。 多くの努力が星の形成のこの低い効率を説明するために捧げられました。 ２つの主な考えがこれまでのところ探究されました。 最初は磁場が重力に対して効率的なサポートを提供するということであって、そして星の形成を延期する（例えばシューおよびその他. １９８７）. 不穏な動きが、分子の雲で、観察した２番目の基礎条件は暴落時（低いマック＆ Klessen ２００４、マッキー＆オストライカー２００７年）に破たんに暗影を妨げます。
主として星の特性、進化と周囲の星間の媒体に対する影響力が強く、それらの質量に依存するから星の最初の大量機能（Salpeter １９５５年、 Scalo １９８６年、クロウパ２００２年、シャブリエ２００３年）の問題が特に重要です。 それは質量の対数のビン毎にそれほど星の数的に一般に見つかります、 d logM 、が１つのＭ ? の下に、ピークに達して 対数正規 分布によって記述されることができる dN / が - ０.３のＭ - 存在している、そして坂の電力の法則です - １と１０メートル - １（例えばシャブリエ２００３年） － の間の質量のための１.３。 もっと多くの大質量星のＩＭＦが極めて不完全に知られていることは強調されるべきです。
いわゆる遠心性の障壁に通じている破たんの間の角運動量の保護はもう１つの天体物理学の長く存続している問題です。 角運動量が遍在する 星周円盤の形成に関して責任がある（例えば Haisch およびその他. ２００１、ワトソンおよびその他。 2007) そして、少なくとも一部、連星の形成（Duquennoy ＆市長１９９１年）のためにおそらく。 本当に、分裂の早く大規模、低質量の星と褐色矮星の形成が惑星の編成である間におそらく異なった段階におけるディスクの中で起こる－０、ディスクが（そのために）もしかするとモードであるクラスそれらの進展.
次のことで、我々は、ジーン長さと量、自分で引き寄せられている均衡と破たんを含めて、最初に自分で引き寄せられている 等温線 ガスの基本的な理論を提出します。
我々は同じく現代の宇宙でもしかするとできることができた最も小さい星の質量を推論します。 我々はそれから、これまでのところ提案された考えの２つの主な流れ、すなわち磁気のそして不穏な恒星形成の規制を提出して、スターフォーメーションレートの問題を議論します。 この局面がこの講義の主なゴールを構成しません、しかし完全性のために提供されるとき、ただ最も重要な局面だけが論じられることに注意を払ってください。 ３番目のセクションは最初の大量機能の問題と年に沿って提案された種々の理論に費されます。 ４つの異なった理論が提出されるでしょう、すなわち競合する付加物のシナリオ、止められた堆積に基づいた理論、 MHD ショックベースの理論と不穏な散布理論。 ４番目のセクションで、我々は最初に自分で引き寄せられているディスク編成、進展と安定性を論じます。 それから我々は 放射フィードバックと磁場のために不確実性を強調してディスクフラグメンテーション理論によって褐色矮星形成を提出します。 最終的に、５番目のセクションで、我々は大きい崩壊している固まりで星の形成を勉強するこれまでのところ行なわれた大容量の数のシミュレーションの結果を記述します。 特に、我々はこれらのシミュレーション、すなわち、排出によっての形成とつぶれているフィラメントでの形成で調査された褐色矮星の形成のための２つの他の シナリオ を紹介します。 それから我々は、提案された物理学的説明と同様、これらのシミュレーションで得られたＩＭＦを論じます。
２　身体のプロセス
２.１ 重力と熱のサポート
引きつけられる、そして不穏な雲のいっそう複雑な状況に入る前に、我々は、自分で引き寄せられている 等温線 ガス動的関係の基本原則を確立することによって、始めます。
２.１.１ 、熱エネルギーの間に、比率を計算することによって始めることが教育的な熱の、そして引力のエネルギーの 割合