High NH2D/NH3 ratios in protostellar cores
对低质量原恒星的观测表明，它们的[NH 2D]/[NH3]比最高，为4- 33%，这些原恒星探测的尺度足够小，可能在CO耗尽区域内。这些分子的D/H比高于那些在更大的尺度上测量，表明氘分馏增加对原恒星的核心。在冷云中，这样高的比率可以在存在耗尽的情况下通过气相离子分子化学产生。谷物表面化学不太可能解释氘的增强，因为它需要比目前模型预测的更高的冰分馏。强有力地支持吸积、耗减和高分子氘分馏之间的联系。
2003-02-27 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation. II. Modelling the Submillimeter Emission from Pre-Protostellar Cores
我们模拟了前原恒星核中尘埃的发射，包括对每个输入密度分布的温度分布的自洽计算。模型密度分布包括Bonnor-Ebert球和幂律。Bonnor-Ebert球体很好地拟合了我们建模的所有三个核心的数据。尘埃温度下降到非常低的值（$\Td \sim 7$ K）在这些核心的中心，强烈影响尘埃排放。与早期假设尘埃温度恒定的模型相比，我们的模型表明中心密度较高，密度相对恒定的区域较小。事实上，对于L1544，不能排除类似于奇异等温球体的幂律密度分布。对于本文模拟的三个源，似乎有一个不断增加的中心凝聚的序列，从L1512到L1689B到L1544。两个密度较大的核心L1689B和L1544有收缩的光谱证据，表明前原恒星核心的演化顺序。
2001-04-13 astro-ph
Radiation Feedback and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
恒星的形成过程通常是由内而外的，原恒星核心内的过密区域会迅速坍缩，随后密度逐渐降低。因此，一个小的原恒星会在核心演化的早期形成，坍缩的物质会落在原恒星的表面，并辐射掉它的引力势能。由此产生的吸积光度将加热核心，并可能大大影响分裂的过程。这对于那些初始温度比热金斯质量大得多的大质量核心特别有意义，因此在坍缩过程中可能会分裂成许多恒星。在这里，我表明，吸积光度可以加热核心的内部部分，在恒星形成过程中的早期>100 K，这反过来又强烈抑制分裂。这对恒星形成中的一些悬而未决的问题，包括大质量恒星形成的机制，恒星初始质量函数的起源及其与核心质量函数的关系，大质量双星的人口统计，以及恒星形成气体的状态方程都有影响。
2006-03-01 astro-ph
Electron Abundance in Protostellar Cores
原恒星核中电子丰度分数的确定依赖于对分子（如DCO+、H13 CO+和CO）的观测，以及解释其丰度的化学模型。对原恒星核的研究表明，不同核之间的α的变化很大，变化范围为10^-8<α <10^-6。这些大的变化的物理起源还没有得到很好的理解，除非宇宙射线电离率或金属损耗的特设值不太可能的变化被假定。在这项工作中，我们探索了这些变化的其他潜在原因，包括核心年龄，灭绝和密度。我们用数值方法计算了由超音速湍流产生的密度分布内的辐射场强度。考虑到在所有方向上的视线，在密集的区域中的有效的视觉消光被发现总是远远低于从列密度沿固定的视线导出的消光。与观测到的原恒星核相比，体积和柱密度相当的致密核具有相对较低的质量平均可见消光，2 mag <= A_V <= 5 mag，因此光电离有时与宇宙射线电离一样重要。化学模型，包括气体-颗粒化学和随时间变化的气体消耗和解吸，计算了2等<= A_V <= 6等的可见消光值，以及10^4 cm ^-3$的氢气密度，这是典型的原恒星核。这里提出的模型可以再现一些观察到的离子丰度的变化，从核心到核心的视觉消光和年龄变化的综合影响。在10^4 ~ 10^6 cm^{-3}范围内，模型预测的电子丰度范围对密度相对不敏感。
2004-06-23 astro-ph
The depletion of NO in pre-protostellar cores
了解重元素的消耗是确定前原恒星核心在坍缩之前的结构的基本步骤。我们研究了前原恒星核L1544和L183中NO丰度与位置的关系。用IRAM 30 m望远镜观测到NO分子的150 GHz和250 GHz跃迁以及\NTHP 1分子向L1544和L183的93 GHz跃迁。我们比较了NO柱密度随位置的变化，在这些对象与H柱密度来自尘埃排放测量。我们发现NO的行为与\NTHP不同，在L1544的高密度核心中似乎部分耗尽。其他含氧化合物也可能在致密核中部分贫化。主要结论是：星前核L1544可能是“富碳的”;氮的化学在引力坍缩之前没有达到平衡，氮最初（密度为$10^4$ ~cm $^{-3}$）主要以原子形式存在;原子C、N和可能的O的颗粒粘附概率明显小于1。
2007-01-11 astro-ph
Why do starless cores appear more flattened than protostellar cores?
通过分析分子核的投影形状，我们估计了分子核的固有三维形状。我们使用Jijina等人最近的分子线观测目录，并通过最初为椭圆星系设计的方法对数据进行建模。我们的分析广泛地支持Jones等人的结论，即分子核心由三轴固有形状（椭球体）比双轴固有形状（球体）更好地表示。然而，我们发现，最好的拟合所有的数据是获得更极端的轴比（$1:0.8:0.4$）比琼斯等人得出的更令人惊讶的是，我们发现，无星的核心有更极端的轴比比原恒星的核心-无星的核心出现更多的“flattened”。这与对三轴椭球体自由落体坍缩进行建模所预期的结果相反。预计无星核心的坍缩将沿着最短轴进行得最快--正如自泽尔多维奇以来的每一位建模者所预测的那样--这应该会在原恒星周围产生更多扁平的核心，这与所看到的相反。
2003-08-07 astro-ph
Protostellar Angular Momentum Evolution during Gravoturbulent Fragmentation
利用流体动力学模拟，我们调查的星前和原恒星的核心重力湍流破碎的星际气体云的旋转特性和角动量演化。我们发现，在我们的模型中的星前云核的特定角动量j平均可比的观测值。星前核心的一小部分是引力不稳定的，并进入崩溃，建立原恒星和原恒星系统。它们的特定角动量比它们的母核低一个数量级，与主序星双星的观测结果一致。模型中原恒星核的转动能与引力能之比与观测值非常接近。我们发现，它是大致保守的主要崩溃阶段。这导致j与M ^{2/3}成正比，其中j是比角动量和M核心质量。虽然个别原恒星或原恒星系统的角动量的时间演化是复杂的，高度随时间变化的，这种相关性持有以及在统计意义上的广泛的湍流环境参数。此外，高湍流马赫数导致形成更多的原恒星核心，平均而言，质量较低。因此，具有较大马赫数的模型导致具有较低比角动量的核心。然而，我们发现，没有依赖于空间尺度的湍流。我们的模型预测在其主要吸积阶段的邻近原恒星的角动量矢量之间的密切相关性。可能的观测特征是对齐的磁盘和并行流出。后者确实在一些低质量孤立的博克球中观察到。
2004-05-11 astro-ph
Formation and Collapse of Nonaxisymmetric Protostellar Cores in Planar Magnetic Molecular Clouds
通过研究磁临界和超临界模型云（$\mui \geq 1$，其中$\mui$是初始质量与磁通量之比，单位为引力坍缩的临界值）的非轴对称坍缩，我们扩展了我们早期关于在等温片状磁性星际云中双极扩散诱导形成原恒星核的工作。在模型模拟中形成的核心实际上是三轴的，其形状通常更接近扁圆，而不是扁长。临界模型（$\mui = 1$）中的入流速度是亚音速的;相反，超临界模型（$\mui = 2$）具有可被观测排除的扩展超音速入流。对于磁临界模型，双极扩散形成超临界（$\muc > 1$）和嵌入亚临界包络（$\muenv < 1$）的核心。在我们的模型中，云核的密度分布最终会合并成一个近乎均匀的背景，这暗示了云核的观测特性。
2004-03-31 astro-ph
The Razor's Edge: Magnetic Fields and Their Fundamental Role in Star Formation and Observations of Protostellar Coress
我们回顾了恒星形成早期阶段的理论模型，其中引力坍缩受到磁场和双极扩散相关过程的强烈调控。我们讨论的数值模拟和分析研究的核心形成和崩溃，这可以直接测试对观察的结果。我们还专注于最近的数据，这是相关的恒星形成的理论，如：在原恒星的核心，估计的演化时间尺度~ 1百万年的核心，测量的质量流量比的核心，和相对对齐的偏振矢量与明显的云伸长的观测。结果表明，在所有这些地区，数据位于参数空间的观测允许范围内。还讨论了其他感兴趣的领域（原恒星吸积率和核心边缘的存在）和尚未解决或正在研究的问题（非热运动和团簇形成的作用）。此外，我们强调我们的模型预测和高度动荡的恒星形成模型之间的一些差异，并讨论如何区分这些差异可以观测。
2000-09-18 astro-ph
How to Identify Pre-Protostellar Cores
我们从Ward-Thompson等（1994）的列表中选出17个无星核，观测到HCO+ J=3-2谱线。其中六个核心具有线不对称性，表明崩溃。蓝色偏态剖面超过红色偏态剖面的数量至少与0类和早期I类源的样本一样大。观测到的谱线轮廓具有相同的窄线宽和小峰值温度预测的年轻源在进化模型中，但蓝色/红色的比例，像那些老源，高于模型预测。下落的签名也发生在大尺度上，这表明这些核心有整体向内运动。根据Ward-Thompson等人的连续测光和我们的HCO+数据，我们将这些无星核分为两组。我们发现更强的HCO+发射的核心中检测到的亚毫米和所有的蓝色歪斜的线轮廓在这组，支持的建议沃德-汤普森等人。
2000-03-01 astro-ph
Chemistry and Dynamics in Pre-Protostellar Cores
我们比较了分子谱线发射和尘埃连续谱发射的强度分布，并模拟了三个不同的前原恒星核的分子谱线轮廓，以测试动力学演化与化学演化的关系，以及我们是否可以使用不同的化学示踪剂来识别特定的动力学演化阶段。我们采用尘埃连续辐射，通过计算尘埃辐射的辐射转移，得到输入的密度和温度结构。我们的研究结果表明，化学演化是依赖于动力学过程，这可以给不同的演化时间尺度，以及密度结构的核心。
2002-12-06 astro-ph
Consistency of Ambipolar Diffusion Models with Infall in the L1544 Protostellar Core
Tafalla等人和Williams等人最近对L1544原恒星核心的高分辨率研究揭示了气体的结构和运动学。对星前核的观测为核的形成和演化的理论模型提供了一个自然的测试。基于他们的结果，上述作者声称与双极扩散模型隐含的下落运动不一致。在本文中，我们重新审查了早期的双极扩散模型，并得出结论，L1544核心可以理解为一个磁超临界核心进行磁稀释崩溃。我们还提出了一个新的模型，专门设计来模拟L1544核心的形成和演变。该模型，它使用合理的输入参数，产生质量和径向密度分布，以及中性和离子的下落速度分布，这是非常好的协议与观测推断的物理值。的核心的寿命也是在很好的协议与星前核心寿命估计从统计的合奏核心。观测输入可以用来限制其他目前未观测到的量，如电离度，以及L1544核心附近的背景磁场强度和方向。
1999-09-25 astro-ph
Organic Molecules in Low-Mass Protostellar Hot Cores: Submillimeter Imaging of IRAS 16293-2422
使用亚毫米波阵列在344和354 GHz对原双星系统IRAS 16293-2422进行了角秒分辨率的光谱观测。检测到复杂的有机分子，如CH 3OH和HCOOCH 3。再加上丰富的有机物清单，它清楚地表明存在两个，而不是一个，紧凑的热分子核心（半径小于或等于400 AU）与每一个原双星组成部分相关联，通过其内部恒星形成核心的尘埃连续辐射来确定。
2004-10-01 astro-ph
Submillimeter Studies of Prestellar Cores and Protostars: Probing the Initial Conditions for Protostellar Collapse
提高我们对原恒星坍缩的初始条件和最早阶段的理解，对于深入了解恒星质量、多重系统和原行星盘的起源至关重要。在观测上，有两种互补的方法来解决这个问题：（1）研究在原恒星形成之前观测到的星前核的结构和运动学，（2）研究在质点形成后不久观测到的年轻（例如0类）吸积原恒星的结构。我们讨论了最近在这方面取得的进展，由于（亚）毫米映射观测与大型单碟望远镜和干涉仪。特别是，我们认为，开始的原恒星崩溃是更暴力的集群形成的云比在地区的分布式恒星形成。未来的大型亚毫米波仪器如Herschel和ALMA有望在这一领域取得重大突破。
2002-12-20 astro-ph
An empirical model for protostellar collapse
我们提出了一个新的分析模型的初始条件，在相对孤立的恒星形成区域的原恒星坍缩。该模型是非磁性的，是基于一个普卢默样的径向密度分布作为其初始条件。它适合：观测到的前星核和0类原恒星的密度分布;最近在前星核的观测结果，在很大的半径范围内，收缩速度大致恒定;以及0类和I类原恒星的寿命和吸积率。然而，该模型非常简单，实际上只有2个自由参数，因此应该提供一个有用的框架来解释观测的星前核心和原恒星，并计算辐射输运和随时间变化的化学。作为一个例子，我们模拟了前恒星核心L1544。
2000-09-20 astro-ph
The Physical and Chemical Status of Pre-protostellar Core B68
我们研究了前原恒星核B68的物理和化学状态。先前的消光研究表明，B68的密度分布与16 K时具有2.1 $M_{\odot}$的Bonnor-Ebert球非常一致。我们用位于戈德斯通的深空网络（DSN）70米望远镜绘制了C3 H2，CCS和NH3中的B68。我们的研究结果表明，B68的化学结构是一致的，在其他前原恒星的核心（L1498，L1544），并解释了随时间变化的化学模型，包括耗尽。我们用NH_3（1，1）和（2，2）谱测量了1, 1 K的动力学温度。我们还表明，B68是热占主导地位的湍流支持的贡献很小（< 10%）。我们考虑一个修改后的Bonnor-Ebert球，包括湍流和磁场的影响，并使用它来约束其距离确定的不确定性。我们得出结论，到B68的距离为$\sim$ 95 pc，相应的质量为$\sim$ 1.0 $M_{\odot}$。如果有磁场存在，它可以离得更远（超过$\sim$ 100 pc），但仍然满足Bonnor-Ebert球的密度结构。我们的观测并不排除任何不稳定性，例如在核心中心发生的坍缩或缓慢收缩，这是我们的光束尺寸（45”）无法解决的。
2003-03-28 astro-ph
Molecular Evolution and Star Formation: From Prestellar Cores to Protostellar Cores
我们调查分子演化的恒星形成的核心，最初是一个流体静力学的无星核心和崩溃，形成一个低质量的原恒星。采用一维辐射-流体动力学计算的结果作为堆芯的物理模型。我们首先推导出CO和大的有机物种升华的半径。CO在中心区域的升华开始前不久形成的第一个流体静力学核心。当原恒星诞生时，CO升华半径扩展到100 AU，$\lesssim 10$ AU内部的区域温度超过100 K，在此温度下一些大的有机物种蒸发。我们计算的时间变化的物理参数在落壳，其中的分子演化是解决使用更新的气体颗粒化学模型，推导出的空间分布的分子在原恒星的核心。这些壳层在几个$\times$ $10^4$ yr内穿过$10 -100$ K的暖区，进入$T \gtrsim 100$ K.我们发现，大的有机物种主要是通过在$20 -40$ K的温度下的颗粒表面反应，然后解吸到气相中的升华温度。在CH $_4$升华之后，可以通过气相反应和颗粒表面反应的组合形成碳链物质。我们的模型还预测，CO $_2$是更丰富的孤立的核心，而气相大有机物种更丰富的核心嵌入在周围的云。
2007-10-03 astro-ph
Theoretical Models of Polarized Dust Emission from Protostellar Cores
我们模拟了由分子云中的超音速湍流聚集的原恒星核的极化热尘埃辐射。自引力核是从超声速和超Alfvenic磁流体动力学（MHD）湍流的三维模拟中选择的。偏振以两种方式计算。在模型A中，假设尘埃性质和粒子排列效率是均匀的，在模型B中，假设粒子在大于3 ma的可见消光下不排列。本工作的主要结果是：i）尽管湍流具有超阿尔文性质，偏振度P在1 ~ 10%之间是典型的; ii）在从MHD模拟中选择的自引力核中，如果颗粒排列不超过一定的可见消光值（模型B），则P总是随着亚毫米尘埃连续体强度I值的增加而急剧减小; iii）如果晶粒独立于视觉消光（模型A）而排列，则难以再现相同的行为; iv）经因子f=0.4校正的克拉塞卡-费米公式提供了核心中平均磁场强度的近似估计。静态原恒星核和博克球状体的亚毫米尘埃连续偏振图总是显示P随着I值的增加而减小，这与我们的模型B的预测一致。因此，我们的结论是，亚毫米极化图的静止的核心不映射的磁场内的核心在视觉消光大于约3马格。有没有不一致的结果从光学和近红外偏振吸收背景恒星，和观察到的亚毫米尘埃连续极化从静止的核心。在这两种情况下，在大的视觉消光颗粒似乎是几乎不对齐。
2001-04-13 astro-ph
On the Timescale for the Formation of Protostellar Cores in Magnetic Interstellar Clouds
我们重新审视的问题，形成致密的原恒星核心，由于双极扩散磁支持的分子云内，并推导出一个解析表达式的核心形成的时间尺度。得到的表达式类似于规范表达式= t_{ff} ^2/ t_{ni} ~ 10 t_{ni}（其中t_{ff}是自由下落时间，t_{ni}是中性离子碰撞时间），只是它乘以了一个数值因子C（μ_{c 0}），其中μ_{c 0}是归一化到引力坍缩临界值的初始中心质量与通量比。C（μ_{c 0}）在高度次临界云（μ_{c 0} << 1）中通常约为1，尽管某些条件允许C（μ_{c 0}）>> 1。对于非高度次临界的云，C（μ_{c 0}）可以比1小得多，对于μ_{c 0} --> 1，C（μ_{c 0}）--> 0，显著减少形成超临界核心所需的时间。这一点，再加上最近对质量流量比接近临界值的云的观测，可能使双极扩散模型的结果与对地核和YSO的统计分析相一致，后者表明平均密度约为10^4 cm^{-3}的天体的演化时间尺度约为100万年。我们比较我们的分析关系的数值模拟结果，并讨论了尘埃颗粒的核心形成时间尺度上的影响。
2000-09-16 astro-ph
A Pre-Protostellar Core in L1551. II. State of Dynamical and Chemical Evolution
解析和数值辐射转移模型应用于高光谱分辨率CS和N2 H+数据洞察到L1551 MC的演变状态。最近在L1551中发现的前原恒星核心似乎处于动力学演化的早期阶段。在L1551 MC的外部区域，视线下降速度需要>0.1km/s，以充分拟合数据。这意味着吸积率约为1 e-6 Msun/yr，由于几何形状未知，不确定性在5倍以内。观测到的动力学不是由于球对称的引力坍缩，也与低质量恒星形成的标准模型不一致。广泛的，相当均匀的CS线的不对称性更符合平面的下降。有适度的证据表明，化学消耗的径向配置文件中的CS和C18 O表明，L1551 MC也是化学年轻。这些模型对化学演化不是很敏感。L1551 MC位于L1551的静止区域内，是这个演化云中持续恒星形成的证据。
2005-09-27 astro-ph
A Pre-Protostellar Core in L1551
对L1551暗云中NH3、C2 S、13 CO和C18 O的大规模实地调查显示，在著名的IRS 5源西北部相对静止的区域中有一个扁长的前原恒星分子核（L1551-MC）。测得其动力学温度为9 K，总质量约为2 Msun，平均粒子密度为10^4-10^5 cm^（-3）。L1551-MC的投影为2.25' x 1.11'，定位角度为133度。湍流运动在介质中的声速的数量级，并包含4%的重力能量，E_{grav}，核心。角动量矢量沿着L1551-MC的长轴投影，对应于2.5E-3（sin i）^（-2）的旋转能量。|E_{grav}|.热能约占|E_{grav}|维里质量近似等于总质量。L1551-MC受引力束缚，在没有强磁场（~160微高斯）的情况下，磁场可能会在~0.3百万年的时间尺度上收缩。许多分子种类的谱线轮廓表明，冷的静止内部被一个动态的，也许是下落的信封，这是嵌入在周围的分子气体的L1551。
2004-11-05 astro-ph
ATCA and Spitzer Observations of the Binary Protostellar Systems CG30 and BHR71
本文利用N2 $H+(1-0) line and at 3mm dust continuum, using the Australian Telescope Compact Array (ATCA). The results are complemented by infrared data from the Spitzer Space Telescope. In CG30, the 3mm dust continuum images resolve two compact sources with a separation of ~21.7 arcsecs (~8700 AU). In BHR71, strong dust continuum emission is detected at the position of the mid-infrared source IRS1, while only weak emission is detected from the secondary mid-infrared source IRS2. Assuming optically thin 3mm dust continuum emission, we derive hydrogen gas masses of 0.05--2.1 $ M_ \odot $ for the four…
2008-05-11 astro-ph
Protostellar Collapse with Various Metallicities
研究了引力坍缩的原恒星云的热演化和化学演化，重点关注它们对金属丰度的依赖性。计算进行了一系列的金属丰度跨越本地星际值为零。在云对连续辐射透明的时间内，金属丰度较低的云的温度较高，反映出较低的辐射能力。然而，一旦云变得不透明，在瞬态核的绝热收缩过程中，它们在密度-温度平面上的演化轨迹收敛到一条唯一的曲线，该曲线仅由物理常数决定。此后，轨迹彼此重合。因此，无论母云的气体成分如何，形成时恒星核心的大小都是相同的。
2000-03-15 astro-ph
The Shapes of Molecular Cloud Cores in Simulations and Observations
在这项研究中，我们调查的形状无星和原恒星的核心使用流体动力学，自引力自适应网格细化模拟湍流分子云。我们模拟了这些核心在尘埃排放中的观测，包括真实的噪音和望远镜分辨率，并与Nutter & Ward-Thompson（2007）在猎户座中测量的观测核心形状进行了比较。模拟和观测结果通常具有很高的统计相似性，模拟和猎户座B之间的一致性特别好。虽然原恒星核心的半长轴与半短轴之比更接近1，但无论是猎户座的实际观测还是模拟观测，无星和原恒星核心的轴比分布都没有显着差异。由于非磁性流体动力学模拟和观测之间的高度一致性，与先前的一些作者相反，人们不能从核心形状分布推断出磁场的存在。
2008-12-03 astro-ph
3-D Simulations of the Gravitational Collapse of Logatropic Molecular Cloud Cores
我们提出的结果完全三维流体动力学模拟的引力坍缩孤立的，动荡的分子云核心。从流体静力平衡的初始状态开始，我们跟踪奇异和非奇异对数吸积核的坍缩，直到中心原恒星吸积了大于90%的总可用质量。我们发现，在进入有限质量库的奇异核坍缩过程中，中心原恒星的质量随着M_acc与t^4成比例地增加，直到它吸积了总可用质量的35%。对于基准质量为1，2.5和5 M太阳的非奇异核，我们发现原恒星吸积在形成奇异密度分布之前进行得很慢。此后，对于中心温度T_c= 10 K、截断压力P_s = 1.3E5 k_B K/cm ^3的地核，每种情况下的吸积速率立即增加到约10^{-6} M_solar/yr。它一直保持在那个水平，直到一半的可用质量已经吸积。在这一点之后，吸积率稳步下降，因为剩余的物质被吸积到不断增长的原恒星核心上。我们认为，这种一般的行为的原恒星吸积率可能是指示从0类到I类原恒星阶段的演变。
2002-01-16 astro-ph
Molecular freeze-out as a tracer of the thermal and dynamical evolution of pre- and protostellar cores
多跃迁观测的辐射转移模型用于确定前恒星和原恒星核中分子丰度随位置的变化。这些数据需要一个“下降”的丰度曲线半径，高丰度的最外层地区探测低激发3毫米线，和低得多的丰度在中间地带探测更高的频率线。详细分析CO和HCO+线的一个子集的对象的结果进行说明。我们提出了这样一种设想：分子被冻结在包层的一个区域中，该区域的温度足够低（<= 40 K），以防止立即解吸，但密度足够高（> 10^4-10^5 cm^{-3}），冻结的时间尺度短于核心的寿命。因此，冻结区的大小是岩心热演化和动力演化的记录。16个物体样本的CO数据拟合表明，冻结区的大小在0类和I类物体之间显著减小，解释了例如CO丰度随包封质量的变化。然而，相应的时间尺度是10^{5+/-0.5}年，0级和I级天体之间没有显著差异。这些时间尺度表明，具有严重损耗的致密星前阶段只持续了很短的时间，约为10^5年，这与最近的化学动力学模型一致。
2005-01-28 astro-ph
The Formation and Evolution of Protostellar Disks; 3D AMR Hydro-Simulations of Collapsing, Rotating Bonnor-Ebert-Spheres
我们提出了一个详细的研究，分子云的核心崩溃，使用高分辨率的三维自适应网格加密（AMR）的数值模拟。在一系列研究中的第一个中，我们的初始条件由服从流体静力学Bonnor-Ebert剖面的球形分子核心组成，具有不同程度的初始旋转。我们的模拟涵盖了大质量恒星形成的大质量磁盘的形成以及低质量磁盘。我们使用定制版本的FLASH代码，其AMR技术允许我们通过超过10个数量级的密度增加来跟踪原恒星盘和原恒星核的形成，同时连续解析局部Jeans长度（即遵守Truelove标准，Truelove et al.（1997））。我们的数值模拟还包括由于分子线发射的能量损失，以获得更真实的图片的原恒星的核心和磁盘的形成。我们的初态模型系统质量为168 M_sol和2.1 M_sol，将分别形成高质量和低质量恒星。我们遵循许多功能，如发展复杂的冲击结构，和可能的磁盘碎片。我们发现，缓慢旋转的核心（ω t_ff = 0.1）产生磁盘中的一个强大的酒吧发展，但不碎片。更快的初始旋转速率（ω t_ff = 0.2）导致形成一个环，可能会分裂成两个恒星形成的核心。在我们模拟的圆盘中发现的环的大小与类似系统的观测结果一致。
2004-08-15 astro-ph
HCN and HNC mapping of the protostellar core Cha-MMS1
目标。本研究的目的是调查位于Chamaeleon { \sc i}的原恒星核Cha-MMS 1中同分异构分子HCN和HNC的分布并估算它们的丰度比。方法.核心被映射在HCN，HNC和HN 13 C的J=1-0旋转线上。H13 CN、HN 13 C、H15 NC和NH3的柱密度估计为朝向岩芯中心。结果三张地图都很好地描绘了核心。根据NH_3（1，1）和（2，2）反转线计算的核内动力学温度为12.1 ± 0.1K。HN 13 C/H13 CN柱密度比在3和4之间，即类似于在几个其他冷芯中发现的值。HN 13 C/H15 NC柱密度比约为7。在HNC中没有发生15 N分馏的情况下（如最近的模拟结果所表明的），HNC/HN 13 C丰度比在30-40的范围内，这表明HNC中的13 C分馏程度高。假设没有差别13 C分馏的HCN和HNC丰度估计分别为约7 E-10和约2 E-9，前者比NH3小近两个数量级。还使用先前在Cha-MMS 1中确定的柱密度，我们可以根据其分数丰度将最常观察到的含氮分子按以下顺序排列：X（NH3）> X（HC 3 N）> X（HNC）> X（HCN）> X（N2 H+）。结论.分子丰度之间的关系表明，Cha-MMS 1代表了一个进化的化学阶段，目前正在经历“晚时间”氰基聚炔峰。根据现有的和其他可获得的数据，不能排除这样一种可能性，即此处推导出的相对较高的HNC/HC…
2006-06-22 astro-ph
Molecular line study of evolution in protostellar cloud cores
在许多分子谱线中观察到两个代表动力学演化不同阶段的致密暗云核。其中一个核心Cha-MMS 1位于变色龙星云I，包含一颗0级原恒星，而另一个核心CrA C位于南冕座R星云，是前恒星。我们发现核心有非常不同的化学成分。Cha-MMS 1表现出所谓的“早期型”化学特征，具有高丰度的碳链分子如HC 3 N，但它也具有大的N2 H+丰度，预计仅在后期阶段积累。相反，在CrA C中没有检测到碳链分子。CrA C具有比Cha-MMS 1更高的SO丰度，这意味着它在化学上比Cha-MMS 1“更老”。两个岩芯之间最显著的差异是HC 3 N/SO丰度比，Cha-MMS比CrA C高至少三个数量级。这一结果令人惊讶，因为无星核心通常被认为比恒星形成核心的化学成分更年轻。由于高的N2 H+丰度，我们建议，Cha-MMS 1代表的“后期氰基聚炔峰”。这也是对碳链分子的一种更自然的解释，而不是考虑到核心目前正在坍缩形成恒星这一事实的“早期”图景。因此，在CrA C的动力学演化似乎是非常缓慢的Cha-MMS 1相比，我们讨论了可能的原因。
2000-08-09 astro-ph
Theory of Protostellar Accretion
本文回顾了目前的理论工作的各个阶段的吸积在原恒星，这些理想的阶段的关系，观测到的原恒星系统的光谱类。我讨论的缩放关系，已获得的模型的前恒星的核心，因为它们的双极扩散向中央奇点的发展，并期望的动态演变的核心径向崩溃，形成一个旋转的磁盘。我总结的工作表明，在金牛座T系统的吸积可能是有限的磁盘表面层的电离，并影响磁盘吸积率随半径的变化。最后，我描述了模型的渐近结构的自由磁离心风，并表明，在这些风中的恒定密度的表面可能是强烈的准直，即使流线不。
1997-12-29 astro-ph
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Collapse and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
我们模拟的早期阶段的动荡，virialized，高质量的原恒星核心的演变，主要关注核心如何碎片，以及它们是否形成一个小的或大量的原恒星。我们的模拟使用Orion自适应网格细化代码，使用三维重力辐射流体动力学，在覆盖主要碎裂阶段的持续时间内跟踪从~0.1秒差距尺度到~10 AU尺度的坍缩。我们发现，在广泛的初始条件下，来自吸积原恒星的辐射反馈抑制了碎片的形成，使得绝大多数坍缩的质量吸积到一个或几个物体上。大多数发生的碎片都发生在大质量的自屏蔽盘中。这些气体被快速吸积驱动到引力不稳定性，产生快速的质量和角动量传输，使大多数气体吸积到中心恒星上，而不是形成碎片。相比之下，使用相同的初始条件，但等温状态方程的控制运行产生更多的碎片，无论是在磁盘内外。我们的结论是，大规模的核心观察到的属性是不太可能分裂成许多恒星，因此，至少在高质量，核心质量函数可能决定恒星的初始质量函数。我们的研究结果还表明，大质量恒星形成区域的模拟，不包括辐射转移，而是依赖于正压状态方程或光学薄加热和冷却曲线，很可能产生误导性的结果。
2006-11-05 astro-ph
YSO Jets and Molecular Outflows: Tracing the History of Star Formation
年轻恒星天体（YSO）的准直外流可以被视为驱动它们的吸积动力系统的示踪剂。在本文中，我回顾了一些理论和观测方面的YSO外流通过棱镜的问题有关的原恒星源。我解决的问题是：准直流出物可以被用作“化石”，允许恢复原恒星演化的历史吗？解决这个问题依赖于准确地识别理论工具和观测诊断的收敛，以提供独特的解决方案的原恒星物理。我讨论流出和源之间的潜在联系，包括时间和方向的变化，射流/分子流出连接，和磁场的影响。我还讨论了模型的射流/外流准直机制。
1998-04-29 astro-ph
Modeling the Physical Structure of the Low Density Pre-protostellar Core Lynds 1498
Lynds 1498是一个前原恒星核心（PPC），也是最早发现分子耗尽和分化的天体之一。尽管对L1498进行了相当多的审查，但还没有对来自尘埃连续观测的辐射转移模型的密度和温度结构进行广泛的研究。我们提出了在850和450微米的L1498的深SCUBA观测，N2 H + 1-0跃迁的高分辨率BEARS图，N2 H + 3-2跃迁的CSO观测，以及C3 S 4-3跃迁的GBT观测。我们还提出了L1498和附近的PPC已在远红外和亚毫米波波长观察到的派生属性之间的比较。我们提出了一个更现实的治疗PPC加热不同的ISRF，Sisrf的强度，并包括衰减的ISRF由于尘埃颗粒在外半径的核心，Av。最佳拟合模型由一个中心密度为1 - 3 x 10^4 cm-3的Bonner-Ebert球体组成，R_o约为0.29 pc，0.5 ≤ Sisrf ≤ 1，Av约为1 mag，对于OH 8不透明度，温度分布接近等温，约为10.5 K。C3 S发射显示中心耗尽空穴，而N2 H+发射中心峰值。所观察到的C3 S和H2 CO的消耗、适度的N2 H+丰度以及比其他建模的PPC低一个数量级的中心密度表明L1498可能是形成PPC。我们推导出的温度和密度分布将改善分子线观测的建模，这将解释核心的运动学和化学状态。（节略）
2005-05-09 astro-ph
OVRO N2H+ Observations of Class 0 Protostars: Constraints on the Formation of Binary Stars
我们提出的N2 H+（1- 0）发射的干涉研究的结果，从九个附近的，孤立的，低质量的原恒星的核心，使用OVRO毫米阵列。本研究的主要目标是核心的旋转，湍流和破碎的运动学特征。九个对象中的八个具有紧凑的N2 H+核心的半高宽半径为1200 - 3500 AU，空间上与热尘埃连续发射相吻合。样本中唯一演化程度更高（I类）的天体（CB 188）仅显示微弱和扩展的N2 H+发射。平均N2 H+谱线宽度为0.37 km/s。估计的维里质量范围为0.3至1.2 M_sun。我们发现，热和湍流能量的支持是同样重要的，在这些核心，而旋转的支持是可以忽略不计的。测得的速度梯度的核心范围从6至24公里/秒/秒。假设这些梯度是由大量的旋转，我们发现，所观察到的0类原恒星的核心的特定角动量之间的密集（星前）分子云的核心和轨道角动量的宽PMS二元系统。从最小的星前核到原恒星核再到大的PMS双星系统，似乎没有角动量的演化（减少）。在大多数原恒星核心被假设为碎裂并形成双星的背景下，这意味着包含在坍缩区域中的大部分角动量都转化为所产生的恒星双星系统的轨道角动量。
2007-07-30 astro-ph
Numerical methods comparison for protostellar collapse calculations
并行超级计算机的发展使今天的崩溃和星前核心的碎片的详细研究与越来越精确的数值模拟。由于亚毫米观测的进步，广泛的观测初始条件使我们能够研究低质量恒星形成的不同模式。模拟的挑战是再现观测结果。星前核坍塌和碎裂的数值模拟主要采用两种方法，即AMR和SPH。我们在这里彻底比较这两种方法与数值分辨率的要求，从以前的研究中推导出来。我们的物理模型尽可能简单，由一个绕z轴旋转的等温球体组成。我们首先研究角动量守恒作为分辨率的函数。然后，我们探索了广泛的模拟参数来研究星前核的破碎。这两种方法之间似乎有一种趋同性，只要每种情况下的分辨率都足够。分辨率标准适应我们的物理情况下，在每金斯质量的分辨率，准确描述的形成的原恒星核心推导出本研究。这种融合是令人鼓舞的未来工作在模拟低质量恒星的形成，提供上述标准得到满足。
2007-09-15 astro-ph
Chemistry and Dynamics in Pre-Protostellar Cores
为了研究前原恒星核L1512、L1544和L1689 B中的分子耗尽和电离分数，我们比较了分子谱线发射和尘埃连续谱发射，并用蒙特卡罗模拟模拟了分子谱线。L1512的密度比L1544和L1689B小得多，它们具有相似的密度结构。L1689B与L1512和L1544的环境不同。我们使用的密度和温度分布，通过模拟尘埃连续发射在亚毫米，分子线轮廓建模计算。此外，我们还使用了分子谱线和在几种不同分子中观察到的三个核心的图谱。我们发现三个核之间的化学状态有相当大的差异。这些分子包括那些对不同时间尺度的化学演化敏感的分子，如CCS、CO和HCO+的同位素、DCO+和N2H+。CO分子在L1512和L1544中显著耗尽，但在L1689B中未耗尽。L1512和L1544中的CCS可能是其丰度的第二次增加，因为CO分子的显著耗尽。N2H+可能已经开始在L1512中耗尽，但它很好地跟踪了L1544中尘埃排放的分布。另一方面，L1689B可能是如此年轻，以至于N2H+还没有达到最大值。电离分数已使用H13CO+和DCO+计算。这项研究表明，化学演化取决于核心在给定环境中停留的绝对时间尺度以及其密度结构。
2002-10-15 astro-ph
SCUBA Mapping of Outer Galaxy Protostellar Candidates
我们的目标是研究大质量恒星形成区域的尘埃性质在银河系外，在相反的方向上的银河系中心。我们目前的六个外星系点源IRAS 01045+6505，01420+6401，05271+3059，05345+3556，20222+3541和20406+4555的观测，采取了亚毫米波普通用户测辐射热计阵列（SCUBA）的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）在450和850微米。单温灰体模型拟合到所检测的亚毫米芯的光谱能量分布，以获得灰尘温度、灰尘发射率指数和250微米处的光学深度。观测到的径向强度分布的亚毫米核心拟合幂律，以获得描述密度分布的指数。在15”分辨率下，所有六个IRAS点源都显示出多个发射峰。在14个探测到的亚毫米核中，只有4个显示出相关的中红外发射。对于亚毫米核心，我们得出尘埃温度为32+-5K和0.9和2.5之间的尘埃发射率指数。亚毫米岩心的密度分布可以用指数为-1.5+-0.3的单一幂律分布拟合，大多数岩心的指数为-1.5。这与大质量恒星形成区的大多数观测结果一致，并支持考虑非热支持对抗引力坍缩的恒星形成模型的预测。
2007-07-23 astro-ph
The Mass Distribution and Lifetime of Prestellar Cores in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查英仙座，巨蛇座，蛇夫座的无星核心，通过比较大规模的Bolocam 1.1毫米连续发射图与斯皮策c2 d调查组装。我们使用c2 d星表从Enoch et al.（2006）、Young et al.（2006）和Enoch et al.（2007）的1.1 mm岩心样本中的92个原恒星岩心中分离出108个无恒星岩心。这些人口的比较揭示了无星核心的初始条件。英仙座的无星核与原恒星核的质量相似，但平均而言体积更大，密度更低，其大小表明密度分布比r^-2要平坦得多。相比之下，巨蛇座的无星核心是紧凑的，质量比原恒星核心低;未来的恒星形成可能会导致比目前形成的原恒星质量更低的物体。与Rosolowsky等人（2007年）对英仙座核心进行的NH_3调查估计的动力学质量相比，大多数无星核心可能是引力束缚的，因此是星前的。星前核心的质量分布包括108个核心，当M>0.8 Msun时，斜率为-2.3+/-0.4。这个斜率与最近对恒星初始质量函数的测量结果一致，进一步证明了恒星质量与核心形成过程直接相关。我们将核心到恒星效率的下限设定为25%。在每个星云中，星前核和原恒星核的数量大致相等，因此星前致密核的寿命必须与嵌入的原恒星的寿命相似，即4.5x10^5年，总的不确定性为2。如此短的寿命表明，至少在我们敏感的相对较高的平均密度（n> 2 × 10^4 cm^-3）下，地核演…
2008-05-07 astro-ph
Survey of ortho-H2D+(1_{1,0}-1_{1,1}) in dense cloud cores
本文介绍了加州理工学院亚毫米波天文台对10个无星核和6个原恒星核的ortho-H2 D+（1_{1，0}-1_1，1}）线的观测结果。这条谱线对研究低质量致密核的化学、演化和动力学状态具有很高的诊断能力。在7个无星核和4个原恒星核中检测到这条线。在无星核中，N（ortho-H2 D+）的范围在2到40 × 10 ^{12} cm^{-2}之间，在原恒星核中，N的范围在2到9 × 10 ^{12} cm^{-2}之间。最明亮的线被检测到对氘和最集中的无星核心，其中的CO消耗因子和氘分馏也是最大的。在N（ortho-H2 D+）与观测到的氘分馏和CO损耗因子的关系图中观察到的大的分散性可能是由于H2 D+的ortho-to-para（o/p）比的变化，从前恒星核中T_{kin} < 10 K气体的>0.5到~0.03（与原恒星核中T_{kin} ~15 K一致）。我们样本中的两个蛇夫座岩芯也需要相对较低的o/p比（~0.3）。其他参数，包括宇宙射线电离率，CO损耗因子（或更一般地说，中性物质的损耗因子），体积密度，尘埃颗粒和多环芳烃的分数也在很大程度上影响邻-H2 D+丰度。氘含量最高且富含H2 D+的天体（L429、L1544、L 694 -2和L183）是由中心浓缩（中心密度约为10^{6} cm^{-3}）核的化学模型重现的，其化学年龄在10^4年至10^6年之间。给出了对-H_…
2008-09-16 astro-ph
Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: The Ideal MHD Limit
磁场通常被认为在恒星形成的动力学重要时，无量纲的质量流量比接近，或小于，单位（λ <~1）。我们表明，在磁盘的形成，要求是严格得多。这一结论是从一组2D（轴对称）的旋转，磁化，奇异的等温核心的崩溃模拟。我们发现，对应于1ambda~100的弱场可以通过磁制动开始破坏旋转支撑的盘，通过在盘中创建快速，超音速崩溃的区域。这些区域被一个或多个离心屏障隔开，在那里快速的下降暂时停止。离心屏障的数量随着λ的增加而增加。当λ>~100时，它们合并在一起，形成一个或多或少连续的、旋转支撑的圆盘。尽管这种情况下的磁场在致密核的尺度上是非常弱的，但它会被坍缩和差异旋转放大，以至于它的压力在盘及其周围区域的热压力中占主导地位。对于λ <~10的相对强磁化的磁芯，盘形成被完全抑制，如前所述。一个新的特点是，由于积累的磁场线的重联，质量吸积是高度幕式的。对于旋转支持磁盘出现在原恒星质量吸积阶段的恒星形成在致密的核心与现实的磁场强度，强大的磁制动必须被削弱，也许通过非理想的MHD效应和/或原恒星风。我们讨论的可能性，观察一个通用的产品的磁制动，一个扩展的拱星区域，支持的组合的环形磁场和旋转-一个“磁陀螺层”。
2007-09-04 astro-ph
The Flattened, Rotating Molecular Gas Core of Protostellar Jet HH 212
最近发现的名为HH 212的原恒星喷流非常对称，在令人兴奋的源区域IRAS 05413-0104的两侧有一系列成对的激波结和弓形激波（Zinnecker et al. 1998）。我们目前的VLA氨的IRAS 05413-0104分子气体信封中的原恒星喷流源嵌入的地图。我们发现，信封，质量为0.2 M（太阳）的干涉仪检测到的，是扁平的垂直于射流轴的半高宽直径为12000 AU和轴比为2：1，如在NH3（1，1）的排放。在扁平的盘状核心上有一个约4-5 km sec^-1 pc^-1的速度梯度，这表明它是围绕着与喷流一致的轴旋转的。通量加权平均速度随半径平滑增加，速度梯度大致恒定。在年轻的（0级）系统，如HH 212，大量的材料仍然分布在一个大的周围信封，因此可观察到的系统的运动学可能反映了较少的集中，年轻的源状态和中心动力学的模糊。正如最近的观测所表明的那样（Davis等人，2000年），这种包层物质的角动量可能是通过HH 212喷流中的旋转从下落气体中释放出来的。一个蓝移的半球形或碗状的发射气体似乎沿着外流的蓝色一侧被扫起，可能围绕着更准直的激波喷流轴排列着更宽角度的风的空腔。我们的氨（2，2）/（1，1）比率图表明，这个非常冷的核心在喷流源周围的中心冷凝区域被加热到14开尔文度。这种边缘上的核心和喷气系统似乎是年轻的，深深地嵌入。然而，这种环境显然没有破坏喷流原始的对称性和准直…
2001-03-23 astro-ph
Formation and Collapse of Nonaxisymmetric Protostellar Cores in Planar Magnetic Interstellar Clouds: Formulation of the Problem and Linear Analysis
我们制定的问题的形成和崩溃的非轴对称原恒星核心的弱电离，自引力，磁性分子云。在我们的公式中，分子云近似为等温的薄（但厚度有限）片。我们提出了中性气体和离子的多流体系统的控制动力学方程，包括双极扩散，也是一个自洽的治疗的热压力，重力，和磁（压力和张力）的力量。讨论了表征模式云的无量纲自由参数。云模型的线性扰动的响应也进行了检查，特别强调长度和时间尺度的重力不稳定性的增长，在磁亚临界和超临界云。我们调查他们的依赖云的初始质量-磁通量比（归一化到崩溃的临界值），无量纲的初始中性离子碰撞时间，以及施加在模型云的相对外部压力。在我们的研究结果中，我们发现，近临界模型云有显着更大的特征不稳定的lengthscales比更明显的子或超临界模型。另一个结果是，更大的外部压力的影响是减少不稳定的临界长度尺度。数值模拟显示模型云的演变过程中的线性制度的演变，并比较色散分析的结果。他们被发现是在协议的色散结果，并确认的依赖性的特征长度和时间尺度的参数，如初始质量流量比和相对外部压力。
2006-07-27 astro-ph
Molecular Line Observations of the Small Protostellar Group L1251B
我们目前的分子线观测L1251 B，一小群前和原恒星的对象，其直接环境中的致密C18 O核心L1251 E。这些数据是对Lee等人报道的近红外、亚毫米和毫米连续观测的补充（2006，ApJ，648，491;论文I）。这里描述的L1251 B的单碟数据显示了非常复杂的运动学，包括落入，旋转和流出运动，干涉仪数据更详细地揭示了这些。N2 H + 1-0的干涉仪数据表明，在两个年轻的恒星天体IRS 1和IRS 2之间有一个非常快速旋转的扁平包层。此外，CO2 -1的干涉仪数据解决了与L1251 B在单碟地图中看到的流出到几个狭窄和紧凑的组件。此外，高分辨率的数据支持最近的理论研究，分子消耗和增强，伴随着致密的核心内的原恒星的形成。在L1251 B之外，还提供了位于东面约150”处的致密核心的单碟数据，在论文I中，在850微米处检测到，但在近红外和中红外波长处没有相关的点源。具有不同化学时标的分子之间的相对亮度表明它的化学演化程度低于L1251 B。然而，这个核心可能是未来恒星形成的地点，因为HCO+、CS和HCN的谱线轮廓显示出不对称性，有一个更强的蓝色峰值，这被解释为一个坠落的特征。
2007-08-22 astro-ph
Protostellar collapse: A comparison between SPH and AMR calculations
并行超级计算机的发展使今天的崩溃和星前核心的碎片的详细研究与越来越精确的数值模拟。由于亚毫米观测的进步，广泛的观测初始条件使我们能够研究低质量恒星形成的不同模式。模拟的挑战是再现观测结果。星前核坍塌和碎裂的数值模拟主要采用两种方法，即AMR和SPH。我们彻底比较这两种方法在他们的标准框架。我们使用AMR代码RAMSES和SPH代码DRAGON。我们的物理模型尽可能简单，由一个绕z轴旋转的等温球体组成。我们首先研究角动量守恒作为分辨率的函数。然后，我们探索了广泛的模拟参数来研究星前核的破碎。这两种方法之间似乎有一种趋同性，只要每种情况下的分辨率都足够。分辨率标准适应我们的物理情况下，在每金斯质量的分辨率，准确描述的形成的原恒星核心推导出本研究。这种融合是令人鼓舞的未来工作在模拟低质量恒星的形成，提供上述标准得到满足。更高分辨率的数字可从http://www-dapnia.cea.fr/Projets/COAST/paper_amrvssph.pdf下载
2008-01-20 astro-ph
IRAS 23385+6053: a candidate protostellar massive object
我们提出了对源IRAS 23385+6053的多线和连续研究的结果，与IRAM-30米望远镜，Plateau de Bure干涉仪，甚大阵列干涉仪和James Clerk Maxwell望远镜进行。新的结果证实了我们先前的发现，即IRAS 23385+6053是一个很好的候选大质量原恒星天体，是超紧H $_{II}$区域的前身。该源大致由两个区域组成：分子核心$\sim0.03\div0.04$ pc大小，温度为$\sim40$ K，H $_{2}$体积密度为10 $^{7}$ cm $^{-3}$数量级，以及直径为$\leq$ 0.4 pc的扩展晕，平均动力学温度为$\sim 15$ K，H $_{2}$体积密度为10 $^{7}$ cm $^{-3}$数量级。核心温度比通常在大质量ZAMS恒星周围相同直径的分子核心中发现的温度要小得多。我们推断核心光度在150和$1.6\times10^{4}L_{\odot}$之间，我们认为上限接近“真实”源光度。此外，通过比较IRAS源在不同半径处获得的H $_{2}$体密度，我们发现晕具有$n_{\rm H_{2}}\propto r^{-2.3}$型密度轮廓。这表明该源在引力作用下是不稳定的。最后，我们表明，在核心表面的温度是一致的核心光度的$10^3 L_{\odot}$，并得出结论，我们可能会观察到一个原恒星仍然吸积材料从它的父母云…
2003-10-15 astro-ph
Hot gas and dust in a protostellar cluster near W3(OH
我们使用IRAM干涉仪在220 GHz的频率下获得了高质量恒星形成区W3（OH）及其周围环境的亚角秒分辨率观测。随着角分辨率的提高，我们区分3个峰的热尘埃连续辐射起源于热核心区约6 arcsec（0.06 pc）以东的W3（OH）。尘埃发射峰与已知的无线电连续源一致，其中之一是非热性质的。后者的来源也是在一个强大的双极流出水脉泽发射中观察到的扩张的中心。我们确定的热核心质量为15太阳质量的基础上，综合尘埃连续排放。同时检测到许多分子线，从而可以分析热核中复杂有机分子的温度结构和分布。从HNCO线，跨越广泛的激发，两个200 K的温度峰被发现与尘埃连续谱发射峰相吻合，这表明嵌入式热源内。
1999-01-20 astro-ph
The Circumstellar Environment of the Early B Protostar G192.16-3.84 and the Discovery of a Low-Mass, Protostellar Core
我们在NH_3（1，1）、22.2GHz水脉泽、1.3cm连续辐射和850微米处观测了与早期B原恒星G192.16-3.84有关的大质量恒星形成区。与G192.16相关的致密气体是星团，光学上很薄，质量为0.9 Msun。氨核心的重力不稳定，这可能标志着这个系统的外流阶段即将结束。水脉泽追踪到G192.16以北0.8”（1600天文单位，距离2千秒差距）的电离喷流。脉泽也位于G192.16的500 AU范围内，它们的速度分布与脉泽发射产生于以G192.16为中心的1000 AU旋转圆盘的解释一致，但并不强烈支持。在G192.16以南约30”（0.3 pc）是一个致密的光学厚度（光学厚度= 1.2）的氨核（称为G192 S3），估计质量为2.6 Msun。基于850微米和1.2毫米的连续辐射，G192 S3可能拥有一个非常年轻的低质量原恒星或原星团。G192 S3核心中的致密气体很可能受到重力束缚，可能代表该区域下一个恒星形成的地点。
2004-06-16 astro-ph
The L723 low mass star forming protostellar system: resolving a double core
我们在L723暗云中心的低质量0级源IRAS 19156+1906周围进行了1.35 mm SMA观测。我们检测到了来自尘埃的排放以及来自H2 CO，DCN和CN的排放，这些排放来自两个核心，SMA 1和SMA 2，相隔2.9”（880 AU）。SMA 2与VLA 2相关。SiO 5-4发射检测，可能跟踪致密的信封和流出之间的相互作用的区域。我们模拟了两个核心的灰尘和H2 CO排放：它们具有相似的物理性质，但SMA 2比SMA 1具有更大的p-H2 CO丰度。发现的p-H2 CO丰度与0级源相关的拱星包络的外部值是相容的。SMA 2可能比SMA 1更进化。这两个源的运动学显示出边缘的证据的下落和旋转运动。SMA观测到的质量（追踪尺度约为1000 AU）只是大尺度分子包层中所含质量的一小部分，这表明L723仍处于恒星形成的早期阶段。尽管L723表面上是静止的，但在云的中心却发生了不同尺度的碎裂。因此，在1000 AU处，云已经分裂成两个核心，SMA 1和SMA 2。与此同时，这些核心中至少有一个SMA 2在150 AU的尺度上经历了额外的碎片化，形成了一个多恒星系统。
2008-11-20 astro-ph
Protostellar Collapse Induced by Compression
我们提出的低质量，等温，分子的核心，受到外部压力的增加$P\xt$的演变的数值模拟。如果$P\xt$非常缓慢地增加，则核心相当准静态地接近不稳定性。然而，对于较大的（但仍然相当适度的）$dP\xt/dt$，压缩波被驱动到核心中，从而触发从外到内的塌缩。如果堆芯的坍缩是由增加$P\xt$引起的，这会产生许多有趣的结果。(i)在星前阶段（即在压缩波汇聚到中心形成中心原恒星之前），密度分布在中心近似是平坦的。(ii)在星前阶段，地核的外层有（亚音速）向内的速度，而内部仍然近似静止。(iii)有一个初始的快速吸积的短阶段（概念上的0级阶段），其次是一个较长的缓慢吸积阶段（I级阶段）。所有这些特征都与观测相符，但与基于奇异等温球由内而外坍缩的恒星形成标准理论的预测不一致。我们注意到，相干向内速度场的建立似乎是压缩波的一个普遍特征;我们推测，这种速度场之间的相互作用和干扰可能在启动核心的碎裂和多恒星系统的起源中起着至关重要的作用。
2002-06-04 astro-ph
Nature of two massive protostellar candidates: IRAs 21307+5049 and IRAS 22172+5549
我们目前的观测连续谱和分子线对原恒星候选人IRAS 21307+5049和IRAS 22172+5549。将12 CO（2- 1）、C18 O（2- 1）、HCO+（1- 0）线和亚毫米连续谱的单碟图与12 CO（1- 0）线和3毫米连续谱的干涉图以及中红外和近红外图像进行了比较。基于连续谱图和光谱能量分布，我们对数据的一个合理解释是，存在两个组成部分：一个紧凑的分子核心，负责波长大于~25 \mum的连续谱发射，一个位于核心中心附近但空间上与核心不重合的星团，负责较短波长的发射。核心大约位于相关分子流出的中心，在12 CO（1- 0）和（2- 1）线中检测到两个源。核心的质量约为50 M_{\odot}，光度约为10^{3} L_{\odot}。外流参数是一致的，通常发现在高质量的年轻恒星物体。我们的研究结果支持的假设，在这些来源的光度是由吸积，而不是由核燃烧。我们的结论是，嵌入核心内的源可能是质量约为5-8 M_{\odot}的原恒星。
2004-06-01 astro-ph
