原始星形成

Bonnor-Ebertモデル：外圧下の等温・静水圧平衡のガス球モデル(Bonnor 1956; Ebert 1955)という、温度、圧力共均一な、そんな分子雲おらへんやろというモデル。
ま、シミュレーションする時に、不必要な要因を排除するには必要なことなんでしょうが、観測と合うんだろうか。
早く回転する原始星の周辺円盤が大きいという結果は気になる。質量以外の要素も関連している事が分かればいいのに。以下、機械翻訳。

原始星円盤の形成と初期の進化である ― 厳しく回転する幼星芯のI. 崩壊

冷えて暗い分子雲中心の中で起こることを作っている星と最初の中心的な状況の明白な関連は、まだなくなっている。
したがって、我々は低大量の予め星の芯と形成の崩壊と三次元SPHシミュレーションを使っている原始星のディスクの初期の進化を調査する。
我々は、イニシャルが条件づけるセットアップに、異なる総角運動量で厳正な回転においてわずかに臨界超過のBonnor-エベルト球を使う。
我々は、低い角運動量の芯からできている原始星の円盤が適度に大きさを設定されて（<100-200AU）、集中して、暖まる（T>100K）とわかる。
彼らは、ローカル重力不安定性（例えば断片化）に対して安定である。
円盤の上のガス侵入と中心物の上の累積による暖房は、円盤を安定させる際に、主役を演ずる。
他方、より速く回転芯はより拡張円盤（500-1000AU）を作る。そして、それはより濃縮していなくてより涼しい。
彼らは拡張螺旋腕構造を示して、断片化を経験している。
シミュレーションから、我々は安定したか割れている円盤を作るために崩れている芯の移行を定める角運動量の臨界量を測定する。そして、それは複数の星のシステムを作ることができる。
これらの結果から、我々は分析的基準を決める。そして、それはできている原始星円盤の最初の中心的な特性と断片化特性を結ぶ。
この基準は、我々が個々の予め星の芯から星の形成の結果を予測するのを許す∥彼らの質量をそれに与える、サイズ、そして、比率βがそうである重力エネルギーに回転既知の。
我々は、最終的に基準をこれらの必要条件を満たして、複数の星のシステムの期待される頻度を観察と比較する観察された錐芯試料に適用する。
我々は、予測された多様性率が観察された若い星のシステムとの健康な一致にあるとわかる。

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