恒星形成云中旋转剖面的起源

角动量分布及其再分布在原恒星盘的形成与演化中至关重要。许多面向年轻恒星体的分子线观测表明比角动量 $j$ 的径向分布多少是普适的。在小尺度，典型 $R\lesssim$ 100 AU，比角动量分布如 $j\propto r^{1/2}$，表明存在旋转支撑盘。在外部区域，$R\gtrsim$ 5000 AU，$j$ 随半径增大而增大且斜率陡于1，这被认为反映了母分子云中初始角动量分布。最后存在一个连接区域，100 AU $\lesssim R \lesssim$ 5000 AU，其中 $j$ 分布看起来几乎平坦。虽然这通常被解释为比角动量守恒的结果，但实际上这不充分，并要求更强的条件即 $j$ 的初始分布必须空间均匀。然而，该要求不现实且与观测不一致。本工作中，我们提出一个简单的另类解释；平坦 $j$ 剖面是由吸积流中由于大速度梯度导致的强拉伸产生，无论初始 $j$ 分布如何。我们提供分子云引力坍缩的简单解析模型。该模型可仅基于观测到的旋转剖面来估计原恒星的年龄。我们通过与流体动力学模拟比较展示其有效性，并将模型应用于年轻恒星体如L1527 IRS、TMC-1A和B335。