Spectroscopy of Stellar Jets, Outflows, and Young Stellar Objects with the Infrared Space Observatory
红外空间天文台（ISO）是一项非常成功的欧洲太空任务，它为我们提供了红外宇宙的无与伦比的视角，并为我们提供了数百个恒星形成区和两极外流的观测结果。其中三个仪器团队负责红外摄像机（CAM）和两台短波长和长波长光谱仪（分别为SWS和LWS），他们使用了很大一部分保证时间来研究YSO和流出光谱。在这里，我将简要回顾他们的一些主要发现，特别是水的检测，H2旋转发射线和其他复杂分子的存在。我将介绍HH 1-2，HH 7-11和Cep E的新光谱结果及其来源。最后，我将讨论从这些观测中得出的一些一般趋势，以及它们与使用J和C激波模型理解这些物体发射的相关性。
2001-01-04 astro-ph
Outflows in Infrared-Luminous Starbursts at z < 0.5. I. Sample, NaI D Spectra, and Profile Fitting
我们已经进行了光谱调查的78恒星爆发红外发光星系的红移z = 0.5。我们使用中等分辨率光谱的NaI D星际吸收功能，直接探测这些星系中流出气体的中性相。超过一半的样本是被归类为星暴的超亮红外星系;其余的红外光度范围为log（L_IR/L_sun）= 10.2 - 12.0。这里描述了样本选择、观察和数据简化。给出了每个星系的吸收谱。我们还讨论了理论背后的吸收线拟合的情况下，一个部分覆盖，混合吸收双峰在中高分辨率观察，在文献中被忽视的主题。对这些数据的详细分析载于一份配套文件。
2005-06-24 astro-ph
Numerical Simulations of a Protostellar Outflow Colliding with a Dense Molecular Cloud
对NGC 1333 IRAS 4A恒星形成区的高分辨率SiO观测显示出高度准直的外流，并有很大的偏转。这种偏转被认为是由外流和稠密云核的相互作用引起的。为了研究原恒星外流的偏转过程，我们对外流与致密云碰撞进行了三维流体动力学模拟。数值试验表明，在阻塞云的密度分布为幂律分布的情况下，外流的偏转角主要取决于碰撞参量和外流与云的密度差。然而，偏转角对流出速度相对不敏感。使用一个物理条件特别适合于IRAS 4A系统的数值模式，我们产生了沿外流的柱密度图像和位置-速度图，它们与观测结果一致。根据数值模拟结果，如果我们假设外流的初始密度和速度分别为$\sim 10 \cm3$和$\sim 100 \kms$，那么IRAS 4A系统的致密核和周围介质的密度最有可能分别为$\sim 10^5 \cm3$和$\sim 10^2 \cm3$。因此，我们通过数值模拟表明，IRAS 4A外流的方向变化可以合理地解释使用碰撞模型。
2008-06-06 astro-ph
Outflows in AGN/Starburst-Composite Ultraluminous Infrared Galaxies
NaI D星际吸收线的研究表明，几乎所有恒星形成率（SFR）高于10兆太阳/年的红外发光星系都存在银河超级风。通过对NaI D中26个Seyfert超亮红外星系（ULIRGs）的研究，我们证明了这一结果也适用于包含一个活动星系核（AGN）的ULIRGs，AGN嵌入在一个强星暴（SFR > 100 Msun/yr）中.这些星系的红外光度是由活动星系核和星暴共同提供动力的。我们发现，有迹象表明活动星系核对Seyfert 2/星爆复合物外流的影响，但证据还没有统计上的结论。我们发现的证据是较低的风检测率（即，风开度角），速度比可比较的SFR星系高，以及中性气体和电离气体在扩展窄线区的相关性。虽然活动星系核可能对Seyfert 2 ULIRGs的外流有贡献，但它的动量和能量注入等于或小于星暴。类似地，每单位辐射光度的流出机械光度（能量流出率）对于星暴和塞弗特2 ULIRGs是相同的。在Seyfert 1 s的原子核中，我们观察到仅由活动星系核提供动力的小规模外流。然而，在Mrk~231中，我们观察到高速，小规模和低速，扩大外流。后者可能由星暴或无线电喷气发动机提供动力。这些大规模的低速外流当然也存在于其他的塞弗特1超红外星系中，但是它们被原子核的光冲刷掉了。
2005-07-01 astro-ph
Infrared and Millimetric Study of the Young Outflow Cepheus E
仙王座E外流已经研究了中，远红外使用ISO CAM和LWS仪器，并在毫米波长使用OVRO。在近红外和中红外，它的形态与射流驱动外流的预期相似，其中领先的弓形激波夹带并加速周围的分子气体。正如预期的那样，精细结构的原子/离子发射线产生的弓激波，在马赫盘和停滞的尖端，其中J-冲击占主导地位。H2、H2O和CO分子排放可能在弓形激波翼的"下游"进一步出现，在那里激波（v = 8 - 35 km/s）是倾斜的，更可能是C型。13 CO排放产生夹带的分子气体和紧凑的高速排放被观察到，连同一个扩展的低速组件，几乎在空间上一致的H2近红外发射。毫米连续辐射显示两个来源。我们确定其中一个与IRAS 23011 + 6126，假设是仙王座E流出的驱动程序;另一个，也是一个嵌入式源，很可能是驱动该地区观察到的其他流出之一。
2001-03-05 astro-ph
Investigating the Nature of the Dust Emission around Massive Protostar NGC 7538 IRS 1: Circumstellar Disk and Outflow?
我们已经获得了高分辨率的中红外图像的大质量的原恒星NGC 7538 IRS 1使用米歇尔在双子座北，并发现，拱星尘埃与此源扩展在大和小尺度上。大尺度中红外辐射在IRS1峰附近不对称，向西北方向的辐射大于向东南方向的辐射。中红外线发射的位置角与线性分布的甲醇脉泽的位置角相似，甲醇脉泽被认为是跟踪拱星盘。然而，该位置角也非常类似于该区域中的CO流出的位置角，该区域似乎以IRS 1为中心。我们认为，大规模的扩展中红外辐射是来自尘埃加热的流出腔附近的源的墙壁。IRS 1在中红外波段也被拉长，但尺度较小，而且这种拉长接近于垂直于CO外流（以及线性分布的甲醇脉泽）的轴。由于它相对于流出物的方向和它的估计大小（R_disk在11.7 μ m处约为450 AU），我们认为在中红外线上看到的小尺度伸长是一个拱星盘，可能正在准直IRS 1的流出物。
2005-06-20 astro-ph
Outflows from Luminous YSOs: An Infrared Polarimetric Study
e介绍了三个大质量恒星形成区G $192.16 - 3.82$、仙王座A和W42的近红外成像偏振测量。在W42中，我们发现了一个新的双极星云，位于HII区域的远侧，在可见的兴奋恒星群后面。这个新星云的轴与贯穿整个星团区域的磁场成一直线。与G192.16相关的双极流出雾状体中的偏振与单个照明源一致，太微弱而无法在$2 \micron$检测到。与Ceph A相关的反射星云中的偏振需要不止一个照明源，尽管HW 2明显占主导地位。在所有三个物体中，在距离大于$\sim 0.2$ pc的流出磁场是径向的。在G192.16中，比$\sim 0.2$ pc更靠近嵌入恒星的磁场几何形状显得混乱。对于G192.16，外流与周围的磁场不成直线，它位于银道面上。在仙王座A中，流出轴可以解释为与银道面对齐，但穿过该区域的磁场却不是。只有在W42的情况下，穿过HII区的磁场才与周围银道面的平均场对齐。
2004-07-21 astro-ph
Mapping Large-Scale Gaseous Outflows in Ultraluminous Infrared Galaxies with Keck II ESI Spectra: Spatial Extent of the Outflow
中性气体和温暖的电离气体的运动学已经映射在一维的超亮星暴星系使用星际吸收和发射线，在凯克II ESI光谱。蓝移吸收被发现沿更多的狭缝比预期的，在几个系统超过15千秒差距的规模。在这些流出物中测量到的大的速度梯度与从中心星爆发散的流动不一致-角动量守恒降低了流出物膨胀时的旋转速度。更广泛的恒星形成，可能是由合并引发的，可能驱动这些外流，尽管一些模型表明碰撞本身可能通过冲击加热整个磁盘的星际气体而产生风。年轻的合并与分离的核提出了最高的流出质量，主要是由于更大的面积，可以检测到冷气体。在一个典型的ULIG中，流出物的冷相携带的质量约为10^8兆太阳能，或总动力学质量的百分之几。假设在过去的1000万年里，星暴活动一直以观测到的速率进行，那么冷流出物的动能只占超新星能量的百分之几，这与星暴为流出物提供动力是一致的。预计冷风将被动量沉积加速，可能来自辐射压力以及超新星。这样的模型意味着至少30至90千秒差距的冷却流出的转向半径。该横截面呈现显著的NaI吸收截面。如果大多数L > 0.1L* 的星系都经历了明亮的星暴阶段，那么冷外流的遗迹将产生一个显著的红移路径密度。星系形成模型除了在反馈模型中包含热风外，还应该包含外流的冷却阶段。
2006-04-07 astro-ph
Giant protostellar outflows revealed by infrared imaging
我们提出了新的红外数据从嵌入式原恒星喷流在猎户座A云的调查。这项调查利用S（1）v = 1 - 0线的分子氢在λ = 2.12妈妈搜索红外喷流深处的云，从而隐藏在可见光波长。我们提供了与赫比格-哈罗天体HH 43/38 & HH 64、HH 65和L1641-N巨流有关的三个流的数据。HH 43、HH 38和HH 64是延伸超过至少1.4pc的一个H_2流的一部分。我们确定了一个深埋的1.3 mm和IRAS源（HH 43 MMS1 = IRAS 05355 - 0709 C）作为可能的驱动源，而以前假设驱动HH 43/38（HH 43-IRS1 = IRAS 05357 - 0710）的红外源被认为是驱动一个较小的喷流。HH 43-IRS1的形态表明它是一个靠近边缘的星+盘系统，我们还发现了另一个大的H_2流，它显然由L1641-S3 CO流出和L1641-S CO流出的红移叶组成。该流动延伸超过至少2.6 pc，并且出现强烈弯曲。它由L1641-S3 IRS（深埋1.3 mm和IRAS源）驱动（L1641-S3 MMS1 = IRAS 05375 - 0731）。最后，在V380 Ori和HH 1/2系统以东还发现了一些大的H_2特征，它们可能是L1641-N外流的另一部分。从V 380 Ori向南延伸的分子流MB 20/21似乎也是L1641-N外流的一部分。
2000-01-08 astro-ph
Outflows from Massive YSOs as Seen with the Infrared Array Camera
DR 21中大质量恒星形成星团的双极外流是已知最强大的恒星之一，在IRAC图像中，外流因其亮度为4.5微米（波段2）而引人注目。事实上，许多银河系和河外恒星形成区的IRAC图像具有突出的带2形态。我们已经分析了档案ISOSWS光谱的DR 21流出，并将其与更新的H2冲击和UV激发模型进行比较。我们发现，H2线发射贡献约50%的流量的IRAC带在3.6 μ m，4.5 μ m，和5.8 μ m，是一个显着的贡献者，以及8.0 μ m的带，并确认流出包含多个激发机制。其他潜在的强功能，特别是Br α和CO排放，已被认为有助于IRAC通量的流出，但他们是弱或不存在的DR 21，令人惊讶的是，也没有证据表明强PAH排放。这些结果意味着IRAC图像可以成为我们星系和其他星系中大规模恒星形成活动引起的外流的强大探测器和诊断工具。他们还建议IRAC颜色-颜色诊断图可能需要考虑这些强发射线的可能影响。IRAC图像的一般ISM在该地区，远离外流，是近似的，但不精确的协议与理论模型。
2006-03-15 astro-ph
Multi-epoch infrared photometry of the star forming region G173.58+2.45
本文介绍了中等质量恒星形成区G173.58+2.45的多历元红外测光研究。测光观测是使用近红外$JHKL'M'$滤光片和窄带滤光片获得的，滤光片的中心波长为H $_2$（1-0）S（1）（2.122 $μ$ m）和[Fe II]（1.644 $μ$ m）谱线。H $_2$图像显示了来自冲击气体的分子发射，这意味着存在多颗恒星的形成和相关的外流活动。我们看到了几个平行流出的证据。最长的喷流长度至少为0.25秒差距，准直因子为$\sim$ 10，这可能与中心星团内的一个双星系统有关，这是第一次在这里得到解析。这种外流被发现是间歇性的;可能在双星经过星周期间发生或增强。我们还发现，在外流源附近的变星，这是已知的FU Ori型星，可能不是一个FU Ori对象。然而，它确实驱动了一个壮观的外流，这种变化很可能与吸积有关，当大量的气体和尘埃云螺旋形地朝着中央来源时。许多其他令人信服的吸积流出系统和YSO候选者被发现在外地。
2005-02-06 astro-ph
Outflows in Infrared-Luminous Starbursts at z < 0.5. II. Analysis and Discussion
我们对78个以星暴为主的红外发光星系的外流气体进行了吸收线测量。这是对z < 3的超级风的最大研究。超级风几乎在所有的红外发光星系中都被发现，而SFR检测率的变化-在超亮红外星系（ULIRGs）中发现的风是在不太发光星系中发现的两倍-反映了不同的风几何形状。我们测量的最大速度为600 km/s，尽管大多数流出的气体具有较低的速度（100-200 km/s）。(One星系的速度超过1000 km/s）。LINER星系的速度比HII星系要高，流出的电离气体通常比中性气体的速度要高。风的性质（速度、质量、动量和能量）与星系的性质（SFR、光度和星系质量）成比例，与风的冲压压力驱动一致。与预期相反，风的性质随着星系质量的增加而强烈增加。这些相关性在高SFR（> 10-100 Msun/yr）、光度和质量时变平。这种饱和是由于缺乏气体留在风的路径，一个共同的中性气体终极速度，和/或降低效率的热化超新星能量。这意味着在SFR > 10 M_sun/yr和M_K <-24的星系中，质量卷吸效率不是保持不变，而是下降。我们的样本中有一半是由ULIRG组成的，在z > 1时，宇宙中有多达一半的恒星形成。我们在这些星系中观察到的强大的，无处不在的风意味着，在大质量星系中，红移高于1的超级风在星系和星系际介质的演化中起着重要的作用。
2005-07-19 astro-ph
Far-infrared photometry of deeply embedded outflow sources
我们提出了一些深埋的原恒星对象（CepE，HH 211-MM，IC 1396 W，L1157，L1211和RNO 15 FIR）的远红外地图和光谱，我们获得的数据与ISO仪器PHOT和LWS。在我们的目标附近发现了几个以前未被发现的深埋源。我们确定的温度和光度的七个对象，并将它们定位在Lbol-Tbol图-相当于赫兹斯普朗-罗素图的原恒星。它们的质量和年龄，根据它们在我们的进化模型中的轨道上的位置，推导出来。L1211和CepE似乎是中等质量的天体，最终质量约为3 Mo，而其他来源则在太阳质量范围内或以下。15000年至30000年的年龄与它们目前的0级状态一致。将分子氢1- 0 S（1）线中相关流出物的光度与16个0级源的源特性（测热光度、测热温度和包层质量）进行比较，结果表明没有统计学上显著的相关性。尽管如此，数据是一致的外流强度和原恒星同时演变的方案。我们发现，这种关系是部分掩盖，但是，周围的材料，消光，和短期通量变化的本地属性。
2003-11-06 astro-ph
The Relationship Between Masers and Massive Star Formation: What Can Be Learned from the Infrared?
红外线是研究微波激射发射环境的另一种波长范围，同时补充了通过无线电技术获得的信息。近红外线（1-2微米）产生关于外流、冲击和反射尘埃排放的信息，而热红外线（3-30微米）产生关于恒星周围热尘埃分布的信息。因此，红外区提供了重要的线索，以确定脉泽是否存在于激波、外流、星周吸积盘或原恒星附近的稠密介质中。
2001-12-13 astro-ph
ATCA 3mm observations of NGC6334I and I(N): dense cores, outflows and an UCHII region
目的：在高空间分辨率下研究来自大质量双核NGC 6334 I和I（N）的稠密气体、流出流和连续辐射。研究方法：我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3.4mm波长连续谱以及CH_3CN（5_K-4_K）和HCN（1-0）谱线发射对该区域进行了成像。结果如下：虽然NGC 6334 I的连续辐射主要追踪UCHII区域，但在NGC 6334 I（N）方向，我们检测到来自四个先前确定的尘埃连续凝聚的线辐射，这些尘埃连续凝聚具有原恒星或前恒星性质。在这两个区域的两个原恒星凝聚体中，在能量高达128 K的所有K分量中都检测到了CH 3CN（5_K-4_K）线。我们发现线宽增加K的所有来源，这表明更高程度的内部运动更接近中央原恒星。对于NGC 6334 I中的主要mm和CH 3CN源，我们发现了大致垂直于大规模分子流出的速度梯度。这可以被解释为一个吸积盘的特征，尽管其他情况，例如，一个未解决的双重来源，也可以产生类似的签名。没有发现任何其他来源的类似特征。HCN对致密气的示踪效果不好，但以分子流出为主。虽然NGC 6334 I的外流显示出正常的哈勃定律的速度结构，但数据表明NGC 6334 I（N）的旋进外流接近天空平面。此外，我们观察到一个宽的（~15.4km/s）HCN吸收线，比以前观察到的CH_3OH和NH_3吸收线宽得多。几种解释的差异进行了讨论。
2008-01-11 astro-ph
Molecular Outflows and a Mid-Infrared Census of the Massive Star-Formation Region Associated with IRAS 18507+0121
我们在毫米波段观测了与IRAS 18507+0121有关的红外暗云细丝中心区域的CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）谱线发射，并在中红外波段观测了斯皮策太空望远镜。从两个云核中发现了五个巨大的外流。三个流出集中或附近的超紧凑HII区域（G34.4+0.23），而其余两个流出来自毫米核心G34.4+0.23毫米。建模的中红外源的SED确定了31个年轻的恒星物体在灯丝的合并恒星质量为~127 +/- 27 Msun。另外22个来源被确定为可能的集群成员的基础上存在的强24微米的排放。G34.4云丝的恒星形成效率估计约为7%，而整个云丝的大质量和中等质量恒星形成效率估计约为2%。重力结合能与外流动能的比较表明，包含G34.4+0.23 MM的致密核心正在被其分子外流破坏，而与G34.4 UC HII区域周围更大质量的核心相关的外流不太可能完全破坏云。此外，对该区域的定性评估似乎表明，该区域的恒星可能是在两个阶段形成的：首先是质量较低的恒星形成，然后，几个百万年后，质量更大的恒星开始形成。
2007-06-28 astro-ph
Far Infrared Spectroscopy of the HH 1/2 Outflow
HH 1/2系统已经用红外空间天文台上的两台光谱仪进行了观测。漫射[CII] 158 μ m发射表明存在一个光解离区（PDR），这只是部分原因是来自附近猎户座星云的外部远紫外辐射。额外的照射必须起源于本地，我们表明，FUV字段中产生的重组区域背后的冲击跟踪HH对象是足够的诱导PDR在流动空腔壁。对[OI]、[SiII] 34.8 μ m和[NeII] 12.8 μ m谱线的分析表明，冲击波速度v=100-140 km/s，震前密度在100 - 1000/cc之间。H2纯旋转线跟踪T=600 K的气体，这是很可能在缓慢，平面，分子冲击升温。在不同速度下的冲击的仪器波束大小所对向的区域中的共存与HH 1的弓形激波形态一致，并且在较小程度上与HH 2的光学图像所跟踪的弓形激波形态一致。
2001-12-17 astro-ph
The infrared environments of masers associated with star formation
近红外线（1- 2微米）和热红外线（3- 25微米）可以追踪到脉泽存在的许多环境，包括激波、外流、吸积盘和原恒星附近的稠密介质。经过一些最近的调查，它已被发现，有一个更高的检测率比厘米射电连续辐射的微波激射器从UC HII地区的中红外发射，中红外发射实际上是更密切的同空间的微波激射器的位置。在大质量恒星形成区中，与UC HII区域不一致的水和甲醇脉泽的比例很高，这可能是在UC HII区域阶段开始之前追踪外流和非常年轻的高质量恒星。经过10年的基础研究，支持线性分布的第二类甲醇脉泽通常可以追踪年轻大质量恒星周围的吸积盘的假设，令人信服的证据越来越多，这些脉泽通常可能与外流有关。证实这一说法来自最近的外流调查和高角分辨率微波激射环境中红外成像。
2007-04-30 astro-ph
New Results from Observations of Massive Star Formation in the Mid-Infrared with Large Aperture Telescopes
由于8- 10米级望远镜提供的高空间分辨率，我们开始了解到，由于尘埃流出或加热的流出空腔壁，一些源在中红外发射中延伸。因此，在解释扩展的中红外源的性质时必须非常小心（即仅仅因为它是扩展的并不意味着它是一个磁盘！）。
2006-10-18 astro-ph
Infall, Outflow, Rotation, and Turbulent Motions of Dense Gas within NGC 1333 IRAS 4
NGC 1333 IRAS 4是英仙座中一组高度嵌入的年轻恒星天体，它的毫米波观测揭示了其两个最明亮的连续体天体4A和4 B周围致密气体的流入，流出，旋转和湍流运动。这些数据的最佳角分辨率约为2”（0.0034 pc），最佳速度分辨率为0.13 km/s。在H2 CO 3_12-2_11中观察到的逆天鹅座P-Cygni剖面中，可以看到朝向这两个天体的入流运动，也可以在CS 3-2和N2 H + 1-0中观察到朝向4A的入流运动，为这种朝向低质量原恒星天体的运动提供了最不明确的证据。流出运动由在4A和4 B的位置偏移处观察到的H2 CO 3_12-2_11和CS 3-2的亮线翼探测，可能追踪致密的空腔壁。稠密气体的旋转运动是由N2 H+线速度的系统变化来追踪的，并且这种变化在4A附近而不是在4 B附近被发现。湍流运动似乎随着尺度的减小而减小，因为4A和4 B周围的N2 H+线宽比单碟观测窄2或3倍。观测到的最小线宽约为0.2公里/秒，这为IRAS 4的母核速度色散提供了一个新的下限，并表明星团恒星形成区域内的湍流可以显着减少。在区域4 B '中的第三个连续体物体在任何观察到的分子种类中都没有显示出可检测的线发射。
2001-08-01 astro-ph
INFRARED EMISSION AND DYNAMICS OF OUTFLOWS IN LATE-TYPE STARS
在耦合运动方程和辐射转移方程的自洽模型中，研究了晚型星周围星风的动力学结构和红外辐射。该溶液的动力学和红外光谱均由通量平均光学深度表征。五种类型的尘埃颗粒被认为是：天文硅酸盐，碳化硅，结晶橄榄石，石墨和无定形碳以及混合物。红外特征的分析提供了对颗粒化学成分的限制以及硅酸盐和碳颗粒同时存在的指示。确定了辐射压力能支持给定质量损失率的参数空间区域，提出了一种从红外数据推导质量损失率的新方法。IRAS LRS类与光学深度的各种颗粒材料和地区的颜色-颜色图预计将人口晚型恒星被确定。我们发现，卷云发射可以严重影响点源测量的程度，他们列出的IRAS长波长通量是不可靠的。在考虑卷云污染后，基本上所有位于色图相关区域的红外天文台点源都可以解释为晚型星。
1995-02-14 astro-ph
Estimation of the Mass Outflow Rate From Compact Objects
在许多包含黑洞和中子星的天体物理系统中，外流是很常见的。恒星流出和这些系统的流出之间的区别在于，这些系统中的流出必须仅由流入的物质形成。流入的材料可以形成一个热的和密集的云周围的紧凑的对象，无论是因为离心障碍或更密集的障碍，由于对等离子体或预热效应。就质量损失而言，这个势垒的行为就像恒星表面一样。我们估计流出率是基于这些考虑。这些估计的速率与实际观测中的速率以及从数值实验中获得的速率大致匹配。
1998-12-02 astro-ph
Imaging and integral field spectroscopy of shocked H2 around G25.65+1.05
氢分子发射的近红外成像是发现恒星形成区域外流的有力方法。我们提出了新的近红外图像，长缝和积分场光谱的超紧凑HII区域G25.65+1.05。这些新的观测结果揭示了与来自源中心的年轻高质量恒星的双极流出相关的冲击H2发射。流出的物理参数进行了讨论，并与低质量恒星流出。
2005-12-02 astro-ph
Star-forming cores embedded in a massive cold clump: Fragmentation, collapse and energetic outflows
大质量冷团的命运，它们的内部结构和崩溃需要被描述，以了解大质量恒星，恒星系统形成的初始条件，以及协会和集群的起源。我们探讨了恒星形成的开始在75 M_sun SMM 1集团在区域ISOSS J18364-0221使用红外和（亚）毫米观测，包括干涉。这个收缩的团块分裂成两个紧凑的核心SMM 1北和南0.05 pc半径，质量为15和10 M_sun，光度为20和180 L_sun。SMM 1南拥有一个在24和70微米处追踪的源，驱动一个高能分子外流，并在核心中心出现超音速湍流。SMM 1北没有红外对应物，显示出较低的湍流水平，但也驱动外流。这两个外流出现准直和秒差距尺度的近红外功能可能跟踪外流动力喷流。我们推导出质量外流速率至少为4 E-5M_sun/yr，外流时间尺度小于1E_4年。我们对SMM 1 South的HCN（1-0）模拟得到了0.14 km/s的下沉速度和3E-5 Msun/yr的质量下沉率。这两个核心都可能孕育着中等或高质量恒星的种子。我们比较衍生的核心性能与最近的模拟大规模核心崩溃。它们与由吸积光度控制的非常早期的阶段是一致的。
2008-12-11 astro-ph
The Remarkable Mid-Infrared Jet of Massive Young Stellar Object G35.20-0.74
年轻的大质量恒星物体G35.20-0.74是在双子座南部使用T-ReCS在中红外波段观测到的。先前的观测表明，近红外发射具有扇形形态，与已知与该源相关的双极射电喷流北瓣的发射一致。本文提出的中红外观测结果也显示了单极喷流的形态，并认为观测到的中红外发射主要是由尘埃的热连续辐射。最靠近中心恒星源的中红外辐射被认为是流出腔壁上的直接加热的尘埃。与G35.20-0.74相关的羟基、水和甲醇脉泽在空间上沿着这些中红外腔壁分布。像这样狭窄的喷流或外流腔也可能是甲醇脉泽线性分布的位置，这些脉泽被发现与大质量的年轻恒星天体有关。事实上，G35.20-0.74的中红外辐射主要是由外流，而不是盘辐射，这对那些认为年轻恒星物体的中红外辐射只来自星周盘的人来说是一个警告。
2006-03-16 astro-ph
The Dense Molecular Cores in the IRAS 21391+5802 region
我们提出了一个详细的运动学研究和建模的排放的分子核心周围的环境速度IRAS 21391+5802，一个中等质量的原恒星嵌入在IC 1396 N。发现高密度气体排放与三个密集的核心有关，这些核心与YSO BIMA 1，BIMA 2和BIMA 3有关。BIMA 1周围的CS（5-4）和CH 3OH（5-4）发射已经通过考虑观察者从侧面看到的空间无限薄的环来模拟。从该模型中，我们发现，CS检测到一个更广泛的半径范围比CH 3OH。在以BIMA 1为中心的CS（2-1）线中检测到双极流出。这种外流可能是由尚未检测到的YSO，BIMA 1 W提供动力，或者也可能是BIMA 1分子外流的一部分。CS和CH 3OH排放与中等质量的原恒星BIMA 2是高度扰动的双极外流，即使在云的速度，确认原恒星是在一个非常活跃的阶段的质量损失。对于YSO BIMA 3来说，缺乏流出和明确的证据表明流出和流入都比BIMA 1弱，BIMA 3可能是一个更进化的物体。
2004-07-06 astro-ph
Is the Cepheus E Outflow driven by a Class 0 Protostar?
新的早期释放观测仙王座E流出和它的嵌入源，获得了斯皮策太空望远镜。我们发现驱动源在所有4个IRAC波段都被检测到，这表明传统的0类分类虽然基本上是正确的，但需要适应新的高灵敏度红外阵列及其检测深度嵌入源的能力。IRAC，MIPS 24和70微米的新光度点与原恒星周围冷而致密的包络所占的光谱能量分布一致。Cep E外流，不像它更著名的表亲HH 46/47外流，在近红外和中红外波长显示出非常相似的形态，并在24微米处被检测到。稠密的分子气体（Cep E所在的地方）和密度较小的星际介质之间的界面，通过8和24微米的发射可以很好地追踪，这是新的IRAC和MIPS图像中最奇特的特征之一。IRS对气流北瓣的观测证实，大部分的辐射是由相对冷（Tex~700 K）和稠密（N{H}~9.6E20 cm-2）的分子气体激发的纯H2转动跃迁引起的。
2005-06-28 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region. II. Observational Evidence for Outflow-Triggered Star Formation in the OMC-2 FIR 3/4 Region
我们用NMA和ASTE对OMC-2 FIR 3/4区的H $^{13}$ CO $^{+}$（1- 0），$^{12}$ CO（3- 2，1- 0），SiO（$v$ =0，$J$ =2- 1），CS（2- 1）和CH $_3$ OH（$J_K$ =7 $_K$ -6 $_K$）谱线和3.3 mm连续谱线进行了观测。我们在H $^{13}$ CO $^{+}$发射中的NMA观测揭示了与FIR 4相关的0.07 pc尺度的致密气体。$^{12}$ CO（3--2，1--0）的发射在FIR 3的东北和西南方向都显示出高速的蓝移和红移分量，这表明在FIR 3的驱动下，分子外流几乎沿着天空的平面。SiO和CH $_{3}$ OH的发射被检测到的流出物和致密气体之间的界面周围。此外，$^{12}$ CO（1- 0）发射在P-V图中显示L形结构。这些结果意味着由于FIR 3驱动的分子外流和与FIR 4相关的稠密气体之间的相互作用而存在激波。此外，我们在3.3毫米连续辐射中对FIR 4的高角分辨率观测首次发现FIR 4由11个尘埃核心组成。这些核心之间的分离是在相同的数量级的牛仔裤长度，这表明这些核心的碎片已造成的引力不稳定性。碎裂的时间尺度与分子流出和稠密气体之间相互作用的时间尺度相似。我们认为，从FIR 3流出的分子和与FIR 4相关的致密气体之间的相互作用引发了这些尘埃核心的碎片，因此下一代…
2008-04-06 astro-ph
Estimation and Effects of the mass outflow rate from shock compressed flow around compact objects
在许多包含黑洞和中子星的天体物理系统中，外流是很常见的。恒星流出和这些系统的流出之间的区别在于，这些系统中的流出必须仅由流入的物质形成。流入的材料可以形成围绕致密物体的热且致密的云，这是因为离心屏障，或者由于对等离子体或预热效应而形成更致密的屏障。就质量损失而言，这个势垒的行为就像恒星表面一样。我们估计了激波压缩流区的外流率。流出速率与冲击时气体的压缩比直接相关。这些估计的速率大致匹配的速率在实际观测以及从数值实验中获得的。在特殊的几何形状中，流出物的立体角较高，盘排空发生，产生静止状态。流出被证明是重要的，在决定光谱状态和准周期振荡（QPO）的观测X射线。
1999-10-01 astro-ph
Structure of Protostellar Collapse Candidate B335 Derived from Near-Infrared Extinction Maps
本文利用HST/NICMOS和W.M.的数据对暗球B335进行了近红外消光研究。凯克天文台。这些数据允许一个新的定量测试的“由内而外”的崩溃模型，以前提出的解释分子线的轮廓朝这个区域观察。我们发现，密度分布的形状是很好地匹配的崩溃模型，但消光量对应于更大的列密度比预测。一个不稳定的Bonnor-Ebert球，其无量纲外半径xi_max=12.5+/-2.6提供了一个同样好的密度分布描述，并且在数据采样的半径范围内与坍缩模型没有区别。由嵌入的YSO驱动的双极外流对通过核心的消光有重要影响，并且将外流模拟为具有恒定开口角的中空双极锥提供了与观测结果的良好匹配。完整的exinction地图是很好地再现了一个模型，包括流入和流出，和额外的20%的分散，可能会导致剩余湍流运动。该拟合模型的入流半径为R_inf=26”+/-3”（250 pc距离为0.031pc），出流锥半开角为alpha=41+/-2度。拟合的下落半径与分子线观测结果一致，并支持密度结构的由内而外塌缩解释。流出的拟合开度角比在CO排放中观察到的略大，这可能是因为在低速下，CO流出锥的全部范围与环境核心排放混淆。
2001-08-29 astro-ph
Stratified Quasar Winds: Integrating X-ray and Infrared Views of Broad Absorption Line Quasars
类星体以其数十年的频率从远红外到硬X射线发射的发光功率而闻名;不同频率的发射出现在从AU到秒差距的物理尺度上。因此，每个波长区域提供了进入中央引擎的不同视线和流出材料的单独探针。因此，获得一个完整的会计的物理特性和动能的类星体风需要一个全色的方法。X射线和红外线的研究是特别强大的覆盖范围内有趣的物理尺度和电离状态的流出。我们提出了一个分层的风图片的基础上的综合多波长的研究计划，旨在约束质量喷射的性质，从射电安静类星体。这种风包括三个区域：高度电离的保护气体，紫外线宽吸收线风，和冷尘埃外流。风的主要发射机制可能在每个区域都不同。虽然对于UV吸收风，共振线上的辐射加速占主导地位，但是保护气体可以替代地由磁力驱动。紫外线连续辐射压力，也许再加上磁发射，加速尘埃外流，模糊了统一方案中的内部宽线区域。
2007-02-07 astro-ph
Outflows of neutral (and ionized) gas in radio galaxies
流出高达1500公里/秒的原子中性氢被检测到在越来越多的射电星系。在电离气体中也检测到具有类似速度的流出，这表明这两个阶段的气体的极端运动学的共同起源。在年轻（或重新启动）的射电源中，这种外流的高检测率似乎与这些物体周围密集的ISM的存在有关。如此密集的ISM可能对射电源和整个星系的演化产生重要影响。在这里，我们总结了最近获得的结果和这些流出到目前为止得出的特点。我们还讨论了可能的机制（例如，无线电等离子体和ISM之间的相互作用和膨胀的宽发射线云），可以在这些现象的起源。
2004-10-08 astro-ph
Evidence for variable outflows in the Young Stellar Object V645 Cygni
作为大规模年轻恒星天体（MYSO）的红色MSX源调查的一部分，我们对着名的天体V645 Cygni进行了多波长跟踪观测。我们提出了关于这个物体的数据，它的近红外光谱是特殊的，并将这些数据与以前的观测结果结合起来。我们对天鹅座V645的观测包括近/中红外成像观测、13 CO2 -1谱线观测和高信噪比速度分辨近红外光谱观测。光谱显示了天鹅座P-Cygni的氢Brackett发射，与高速恒星风一致。一个红移的发射分量的近红外发射线的数量也被发现。这与H α线中的类似分量有关。还发现V645 Cyg具有可变的CO第一泛音带头发射。数据清楚地表明，V645 Cyg的流出量是可变的。在先前发表的光谱中，未识别的特征被确定为每秒2000公里的后退外流。在氢和氦原子线以及CO分子线中发现的这种特征的性质仍然是一个谜。
2006-06-27 astro-ph
The Great PV Ceph Outflow: A Case Study in Outflow-Cloud Interaction
我们提出了一套详细的分子线地图的区域与巨大的赫比格-哈罗流HH 315，从年轻的恒星PV仙王座，旨在研究外流云的相互作用。我们的研究清楚地表明，HH 315流正在影响其周围介质的运动学，并且能够在其恒星形成核心以及距离源秒差距尺度的距离内重新分配大量周围的中等密度气体。巨大的分子外流HH 315是一个高度不对称的双极流，投影线性范围约为2 pc。我们的研究结果表明，两个出流叶是以不同的方式与周围介质相互作用。南瓣（红移）与致密的环境介质相互作用，非常接近年轻恒星的外流源，其动能与其宿主云的湍流和引力结合能相当。此外，我们发现的证据表明，南叶是负责创建一个空腔中的13 CO排放。相比之下，北部（主要是蓝移）的流出叶延伸到更远的PV Ceph和周围的气体比南部叶密度低得多的相互作用。流出源北部的13 CO排放量很少，唯一突出的13 CO排放是与北叶外缘一致的壳状结构，位于PV Ceph西北约1.2 pc。看起来HH 315流出的北瓣已经能够将该地区的大部分气体“推”到一边，将其堆积在其边缘的致密贝壳状结构中。此外，我们发现，北部的外流叶是负责在环境气体的速度梯度。
2002-04-24 astro-ph
Non-Uniform Outflow Observed around Infrared Object NML Cygni
U.C.的测量。伯克利红外空间干涉仪在11.15微米已经产生了强有力的证据，多个尘埃壳和/或显着的不对称尘埃排放NML天鹅座周围。报告的新观测还包括1994-1995年拍摄的多个8-13微米光谱和1980-1992年拍摄的N波段（10.2微米）测光。这些和过去的测量进行了分析，并拟合到NML天鹅座周围的灰尘分布模型。没有发现与近红外和中红外观测一致的球对称单尘埃壳模型。然而，11微米亮度分布的圆形对称最大熵重建表明尘埃分布的双壳模型。这样一个模型，包括一个几何薄壳的中间光学深度（$τ_{11 micron} \sim 1.9$）加上外壳（$τ_{11 micron} \sim 0.33$），是一致的，不仅与11微米的可见度数据，而且与近红外斑点测量，宽带光谱，和9.7微米的硅酸盐功能。外壳或大尺度结构仅通过11微米处的长基线干涉测量法揭示，温度太低（$\sim$ 400 K）而不能在近红外中起作用，并且在中红外中没有明确的光谱特征。Ossenkopf，Henning，& Mathis（1992）的光学常数被证明优于Draine & Lee（1984）的常数，在拟合硅酸盐特征的详细形状和该物体的宽带光谱方面。Richards，Yates，& Cohen（1996）对天鹅座NML附近H $_2$ O脉泽辐射的观测结果与两个尘埃壳层的位置一致，为双壳层模型提供了进一步的证据。
1997-02-12 astro-ph
Diffraction-limited bispectrum speckle interferometry and speckle polarimetry of the young bipolar outflow source S140 IRS1
我们提出了深埋红外双极外流源S140 IRS 1，在L1204分子云的大规模原恒星对象的双谱散斑干涉和散斑偏振。使用SAO 6 m望远镜，我们获得了280 mas分辨率的偏振图的S140 IRS 1，以及K波段的图像与衍射极限分辨率λ/D为76 mas，这是最高的角分辨率图像的年轻外流源以往任何时候都在红外。我们的数据表明，中心源是边缘解决的半高宽直径约为20 mas（~ 20 AU）。在我们的图像中最显著的特征是一个明亮的延伸和非常clusively结构指向远离中心源的方向与蓝移的CO流出叶完全相同。在这个特征中，中心对称的高偏振模式表明我们看到了来自中心光源的散射光。我们将这一特征解释为IRS 1周围星周包层中一个部分抽空的空腔的星团内表面，该空腔是由IRS 1的强外流所挖出的。
2000-09-28 astro-ph
On the matter entrainment by stellar jets and the acceleration of molecular outflows
我们研究，通过数值模拟，夹带过程中的超声速，辐射射流，在开尔文-亥姆霍兹不稳定性的演变过程中，在分子双极外流的加速问题的背景下，观察到在巨大的分子云。我们的研究结果表明，大部分的初始射流动量可以通过这个过程转移到周围的介质。因此，我们详细分析了不稳定性的演变，并比较了一些主要的观测性质的分子流出与夹带的材料，我们在我们的模拟中观察到的。特别是，我们发现一个很好的协议的质量与速度分布和外流准直结构，特别是当一个光射流移动到一个更密集的环境介质。这可能是（模糊的）光学喷流驱动强大的分子外流在分子云的内部区域的密集环境的情况下。
2000-09-06 astro-ph
Who Is Eating the Outflow?: High-Angular Resolution Study of an Intermediate-Mass Protostar in L1206
到目前为止，只有少数中等质量的分子流出已经研究了足够高的角分辨率。本工作的目的是详细研究嵌入L1206中的中等质量YSO IRAS 22272+ 6358 A及其分子流出物，以研究流出物与致密原恒星物质的相互作用，并将其性质与低质量对应物进行比较。为了以高角分辨率测绘L1206的核心，并导出尘埃辐射、分子外流和致密的原恒星包层的性质，我们对2.7 mm连续辐射、CO（1 - 0）、C_（18）O（1-0）和HC_3 N（12-11）进行了OVRO观测。2.7 mm的连续发射已被分解为四个源，标记为OVRO~1、2、3和4。中等质量的0/I类天体OVRO 2，其质量由14.2 Msun的尘埃辐射追踪，是与IRAS 22272+ 6358 A相关的源。CO（1-0）观测揭示了由OVRO 2驱动的非常准直的外流，PA ~140度，具有非常弱的东南红色叶和更强的西北蓝色叶。由来自明亮边缘的弥漫HII区域的电离前沿产生的朝向红色叶的光解离可能是流出物的形态的原因。流出物与HC 3 N（12-11）追踪的细长致密原恒星物质之间的空间相关性表明分子流出物与原恒星包层之间存在相互作用。冲击产生的分子外流，并可能由电离前的冲击前可以解释南部增强HC 3 N。中等质量的原恒星OVRO 2和分子外流的性质与低质量的对应物是一致的。
2006-04-26 astro-ph
On the excitation of the infrared knots in the HH99 outflow
我们目前的近红外（IR）光谱（0.98- 2.5 μ m）从赫比格-哈罗（HH）对象组包括HH 99：一系列的结形成一个弓，HH 99 B，和一个单独的结，HH 99 A。H2，[Fe II]和[C I]的观测被用来约束冲击模型参数，并确定排放的来源。先前的工作表明，原子和离子发射很可能出现在比分子发射更高的电离区域。根据观测，经常有人提出，[Fe II]和[C I]的发射可能出现在例如弓形激波的顶点，而H2的发射产生在机翼上。因此，我们结合模型的C-分量和J-型冲击，以重现所观察到的H2，[Fe II]和[C I]线光谱。我们可以解释的H2排放对HH 99 B复杂的J型冲击与磁性前兆。我们推导出的冲击波速度约为30 km s-1，年龄约为100 yr;冲击前气体的密度约为10^4 cm-3，磁场约为100 μ G。再现观测到的[Fe II]和[C I]线强度所需的J型地震的速度为50 km s-1。有必要假设，铁已经从晶粒中被侵蚀，可能是由C型冲击波的早期通道。因此，我们的分析支持这样的观点，即分子外流是一种偶发现象，其观测到的发射是在冲击波中产生的。
2004-06-10 astro-ph
Keck Absorption-Line Spectroscopy of Galactic Winds in Ultraluminous Infrared Galaxies
在本文中，我们提出了中等高分辨率（~65公里/秒）光谱，获得的ESI在凯克II，11个超亮红外星系在z <0.3的IRAS 1 Jy样品。这些目标被选为星系尺度外流的良好候选者，并且大多数具有由恒星形成主导的红外光度。我们使用卡方最小化，以适应一至三个组件的配置文件的NaI D星际吸收双峰在每个对象。假设气体蓝移超过70公里/秒相对于主机的系统速度流出，我们检测到流出这些对象的73%。我们采用一个简单的质量守恒的自由风模型来推断有风星系的质量流出率在（dM/dt）_tot（H）= 13 - 133 M_sun/yr范围内。这些（dM/dt）_tot的值，归一化到相应的全球恒星形成率从红外光度推断，是在范围η =（dM/dt）_tot/SFR = 0.1 - 0.7。根据最近对附近的矮星系、边缘螺旋星系和低光度红外星系的测量，这平均只比eta小10倍。在我们的样本中，我们得出结论，eta没有依赖于主机的质量（参数化主机星系运动学和绝对R-和K '-波段的幅度）。我们还试图估计我们样本的平均逃逸分数= Sum（dM/dt_esc ^i）/Sum（dM/dt_tot ^i）和"射血效率"= Sum（dM/dt_esc ^i）/Sum（SFR ^i），我们发现它们分别为1~0.4 - 0.5和~0.1。<f_esc><delta>Mrk 231是一个光学分类为Seyfert 1的超亮红外星…
2002-01-22 astro-ph
Water Masers as Tracers of Protostellar Disks and Outflows in the Intermediate Mass Star Forming Region NGC 2071
我们利用甚长基线阵（VLBA），在4个月的时间里，绘制了NGC 2071 IR星形成区红外中心IRS 1和IRS 3的水脉泽辐射图。我们检测到269脉泽功能~1公里/秒的线宽和测量30自行。在每一个红外中心，水脉泽发射似乎跟踪原恒星盘和准直流出的一部分。IRS 3和IRS 1的星盘长度分别为~9和~17 AU，宽度为~2 AU。他们被确定为磁盘的紧凑的尺寸，伸长平行于已知的红外偏振方向，在脉泽地图的中心位置，小的内部自行车，接近1.3厘米的连续发射。外流的轴垂直于盘，并表现出高达~42公里/秒的自行。它们的轮廓是由原恒星发出的~260天文单位的脉泽辐射。IRS 3流出似乎在一侧是圆锥形的，而IRS 1流出包括由面向外的漏斗形空腔包围的窄准直双极流。水脉泽发射跟踪这样的光盘组件，特别是圆锥形或漏斗形结构的检测是不寻常的。IRS 3和IRS 1的红外辐射中心分布相似，说明这两个红外辐射中心大致相同。NGC 2071 IR提供了一个难得的机会来解决磁盘和外流的结构和动力学，并为两颗相距仅2000 AU（投影）的原恒星提供了这样的机会。
2002-08-14 astro-ph
Massive Infrared-Quiet Dense Cores: Unveiling the Initial Conditions of High-Mass Star Formation
作为Pr. Th.亨宁在会议上说，大质量恒星的冷前体现在是“热门话题”。在这里，我们提出了一些观测标准，以确定大规模的红外安静致密的核心，可以主机0类原恒星和星前凝聚的高质量类似物。我们还展示了对形成OB星的整个复合体的远红外到毫米成像调查如何开始揭示大质量恒星形成的初始条件。
2008-01-10 astro-ph
Dense Molecular Gas In A Young Cluster Around MWC 1080 -- Rule Of The Massive Star
我们提出CS $J = 2 \to 1$，$^{13}$ CO $J = 1 \to 0$，和C $^{18}$ O $J = 1 \to 0$，观测与10元素伯克利伊利诺伊马里兰协会（BIMA）阵列对年轻的集群周围的Be星MWC 1080。这些观察结果显示，$\sim$半长轴和半短轴尺寸为0.3和0.05 pc，$\sim$ 45 $\arcdeg$位置角为双锥形流出腔。这些转变追踪致密气体，这可能是流出空腔的扫气，而不是剩余的原生气体或流出气体。这种气体是凝块的，一共有32个凝块。已识别的团块近似受重力约束，并与标准等温球体密度一致，这表明它们可能是坍缩的原恒星核心。气体运动学表明，存在速度梯度，这意味着腔和MWC 1080的倾斜的影响。稠密气体的运动学也受到来自MWC 1080的外流或恒星风的影响，低质量的团块可能比高质量的团块受到MWC 1080的影响更大。此外，与孤立的低质量恒星形成核心相比，低质量的星团成员倾向于形成在密度更大、更动荡的核心中。这是由于附近正在形成的大质量恒星的贡献，如外流或恒星风。因此，我们得出结论，在像MWC 1080系统的集群中，来自大质量恒星的影响在出生云的运动学和动力学以及低质量集群成员的形成中主导了恒星形成环境。这项研究提供了对MWC 1080对其出生云的影响的见解，并表明与孤立的恒星形成相比，星团中的低质量恒星形成环境不同。
2007-09-24 astro-ph
Numerical simulations of mass outflows driven from accretion disks by radiation and magnetic forces
本文研究了在纯轴向磁场作用下发光吸积盘辐射驱动风的二维含时磁流体动力学。辐射力主要由谱线介导。我们用理想磁流体力学计算了开普勒盘的演化，改变了盘的磁场强度和光度，中心吸积物体或两者。我们发现，磁场很快开始偏离纯轴向由于磁旋转不稳定性。这导致环形磁场的快速增长。因此，环向场在盘上方的极向场上占主导地位，并且前者的梯度驱动缓慢而密集的盘流出，这保持了特定的角动量。根据磁场的强度与系统亮度的关系，盘风可以是辐射驱动的，也可以是磁流体驱动的。纯辐射驱动的风由密集、缓慢的外流组成，在极地一侧被高速气流所限制。质量损失率主要是由于快速流。当磁场强度首先增加时，流动的缓慢部分受到影响，即它变得更密集和稍微更快，并开始主导质量损失率。在非常强的磁场或纯磁流体动力学的情况下，风只由密集的、缓慢的外流组成，而不存在纯辐射驱动风所特有的快速气流。我们的模拟表明，由磁场发射的风很可能仍然由下游的磁场主导，因为它们的密度相对较高。
2002-10-29 astro-ph
Star Formation Signatures in the Condensation Downstream of HH 80N
HH 80 N是赫比格-哈罗天体中的一个，它与静止的致密团块相关联。我们报告CO和CS BIMA观测结果，揭示恒星形成的HH 80 N密集的团块。CO发射清楚地揭示了一个双极分子外流集中在密集的团块。CS发射追踪到一个半径约为0.24 pc的环状结构。CS运动学表明，环正在以约0.6 km/s的速度坍缩。产生坍缩所需的质量与先前对20太阳质量核心的氨观测一致，该核心嵌入CS结构中。然而，我们不能放弃的环结构是由原恒星风驱动的扩展，如果CS丰度异常高，CO动量率是远远高于测量，由于倾斜和光学深度的影响。分子外流和致密核心的性质表明，它拥有一个0级物体。还有HH 80/81/80 N外流与稠密气体相互作用的特征。特别是HH 80/81/80 N的外流可能触发了或至少加速了该区域的恒星形成。
2001-10-02 astro-ph
Observations of Water Vapor Outflow from NML Cygnus
我们报告的NML天鹅座的远红外和亚毫米波水蒸气排放的红外空间天文台和亚毫米波天文卫星收集的数据的基础上的新观测。我们比较了NML天鹅座的排放量，以前公布的VY CMa和W Hya在试图建立最近提出的模型的有效性，从演化的恒星流出。获得的数据支持Ivezić & Elitzur（1995，1997）的论点，即演化恒星的大气遵循一组标度律，其中流出物的光学深度是唯一最重要的标度参数，影响辐射转移和流出物的动力学。具体来说，我们提供了比较NML Cyg，VY CMa和W Hya的水汽排放的观测结果，并发现，在我们的数据质量允许的范围内，结果与Zubko & Elitzur（2000）开发的模型合理一致。使用这个模型，我们推导出一个质量损失的基础上的尘埃不透明度，谱线通量，和外流速度的水蒸气在这些富氧巨星的大气中观察到。对于VY CMa和NML Cyg，我们也得到了恒星质量的估计。
2004-05-04 astro-ph
Metal Enriched Outflows and Dusty starburst in the type II quasar Q 1321+058
本文分析了超亮红外II型类星体Q132+058的发射线性质和宽波段光谱能量分布。光学和紫外线发射线显示出四个不同的组成部分：在系统速度下的LINER类分量，蓝移约400 km/s的严重变红的HII类分量，以及分别蓝移约400 km/s和1900 km/s的两个宽分量。发射谱线比率表明，宽组分产生于密集且富含α的流出物中，金属度为3-5 Zsun，密度为n_H ~ 10^7 cm^-3。光学-紫外连续光谱主要由恒星光组成，可以用年轻（<100万年）和中间年龄（0.5- 0.8亿年）的恒星星族来模拟。近到中红外线主要是被隐藏的类星体加热的热而温暖的尘埃。我们推导出恒星形成率（SFR）为300-500 M \sun年$^{-1}$从紫外光谱和远红外光度，这是两个数量级以上的红化未校正的[OII]光度表示。
2007-02-13 astro-ph
The Infrared Continuum Spectrum of VY CMa
我们结合光谱的VY CMa获得的短波长和长波长光谱仪，SWS和LWS，在红外空间天文台提供了第一个详细的连续光谱的这种高亮度的恒星。观测这颗恒星时所穿过的星周尘埃云部分是自吸收的，这使得计算建模变得复杂。我们回顾以前的工作和评论的物理特性和矿物组成的模型磁盘的不确定性的范围。我们发现，这些不确定性显着影响外流和估计的质量损失的建模。特别是，我们证明了各种不同的模型可以产生很好的拟合所观察到的光谱。如果外流是稳定的，和辐射排斥的尘埃云占主导地位的恒星的引力吸引力，我们表明，总的尘埃质量损失率为$\sim 4\times 10^{-6}M_{\odot}$年$^{-1}$，假设恒星的距离为1.5千秒差距。然而，一些迹象表明，恒星的外流可能是间歇性的。我们讨论了这一点和其他问题所面临的建设一个物理上连贯的模型的尘埃云和现实的质量损失分析。
2001-09-10 astro-ph
A Search for H2 Outflow Signatures from Massive Star Formation Regions Containing Linearly Distributed Methanol Masers
我在这里介绍De Buizer（2003）使用近红外成像搜索外流的调查结果的摘要。目标是与线性分布的甲醇脉泽相关的大质量年轻恒星天体。目前，人们普遍认为这些甲醇脉泽是在大质量恒星周围的星周吸积盘中发现的（并描绘出）。检验圆盘假说的一种方法是寻找垂直于甲醇脉泽分布的外流信号。测量的主要目的是利用以H2 v=1-0 S（1）线为中心的2.12微米窄带滤光片获得线性分布甲醇脉泽位置的宽场近红外图像。这条线是一个冲击诊断，已被证明成功地跟踪CO流出年轻的恒星物体。总共28个源被成像，其中18个源显示H2发射。其中，只有两个源显示的排放被发现是占主导地位的垂直于甲醇脉泽分布。这些结果严重地质疑了甲醇脉泽存在于星周圆盘中的假设。
2002-11-12 astro-ph
Spitzer imaging of the jet driving the NGC 2264 G outflow
我们提出了新的红外成像的NGC 2264 G原恒星外流区，获得了与斯皮策太空望远镜上的红阵列相机（IRAC）。在所有四个IRAC波段中清楚地检测到红色流出叶（东叶）中的射流，并且首次显示连续延伸通过CO观测追踪的红色流出叶的整个长度。红移喷流还延伸到一个深埋的0级源，VLA 2，证实了以前的建议，它是外流的驱动源（戈麦斯等，1994）。图像显示，红移喷流的最东端呈现出方向的多次变化。为了理解红移喷流形态，我们探讨了几种机制，可以产生这种明显的方向变化。从这个分析中，我们得出结论，在IRAC图像中可见的红移喷流结构和形态可以在很大程度上，虽然不是完全，解释了一个缓慢的旋进喷流（周期~8000年），主要是在天空的平面上。看来，所观察到的红移喷流方向的变化可能是足以占一个显着的一氧化碳排放中观察到的流出波瓣的扩大部分。
2007-11-08 astro-ph
