在光滑粒子流体动力学模拟中识别与分析原恒星盘碎块

我们提出了一种基于密度导数在模拟中识别原恒星盘碎块的新方法，并使用该方法以及现有的 CLUMPFIND 方法分析了我们的数据，后者基于对引力势能空间中所有粒子的有序搜索。使用光滑粒子流体动力学，我们对围绕 1 M$_{\odot}$ 恒星的 $0.25$ M$_{\odot}$ 盘进行了 9 次模拟，所有模拟均发生碎裂并形成至少 2 个束缚天体。我们发现，当使用引力势空间中所有有序粒子时，仅能检测到在模拟持续期间存活的碎块。当我们使用密度导数方法时，所有碎块均被检测到，因此这两种方法是互补的，将两种方法结合使用使我们能够识别所有碎块，并随后确定那些可能被摧毁的碎块。我们发现盘内主导方位波数 $m$ 与碎块在模拟中可能达到的最大半长轴之间存在初步的经验关系，即 $a_{\mathrm{max}}\propto\frac{1}{m}$。我们发现碎块摧毁率约为种群合成模型预测值的一半。这是由于在盘的早期气体阶段中碎块与碎块之间的相互作用，这会在短时间尺度上引起散射和偏心率激发，并影响碎块的内部结构。因此我们提醒，偏心率作为半长轴函数的测量结果未必能约束巨行星和褐矮星的形成机制。