大质量前恒星核的结构、动力学与氘化

在某些前恒星核中观测到了 N$_2$H$^+$ 的高水平氘化。单区化学模型发现，达到观测值（$D_{\rm frac}^{{\rm N}_2{\rm H}^+} \equiv {\rm N}_2{\rm D}^+/{\rm N}_2{\rm H}^+ \gtrsim 0.1$）所需的时间尺度长于自由落体时间，可能长达十倍。在此，我们通过三维磁流体动力学模拟探讨了湍流磁化核的氘化。我们使用近似化学模型来追踪 N$_2$H$^+$ 和 N$_2$D$^+$ 丰度的增长。随后，我们利用每种示踪剂考察了核的动力学，以便与观测结果进行比较。我们发现，除原恒星形成前夕的晚期外，由 N$_2$D$^+$ 示踪的核速度弥散与 McKee & Tan 的湍流核模型预测相比，表现为略呈次位力状态。通过改变初始质量面密度、磁能、化学年龄以及 H$_2$ 的正仲比，我们还确定了实现高氘化所需的物理与时间属性。我们发现，要达到前恒星核中观测到的氘化值，需要较低的初始正仲比（$\lesssim 0.01$）和/或经历多次自由落体时间（$\gtrsim 3$）的先前化学演化。