Chemical Evolution of the Circumstellar Envelopes of Carbon-rich Post-AGB objects
我们用30米IRAM望远镜、CSO望远镜和ISO卫星进行了观测（红外空间天文台）在不同演化阶段的富碳恒星物体方向上的毫米、亚毫米和远红外波长的CO旋转线：CRL 2688（非常年轻的原行星状星云）、CRL 618（原行星状星云）和NGC 7027（年轻的行星状星云）。本文讨论了CO和其它分子长波辐射的几种变化与天体演化程度的关系。在以CRL 2688为代表的早期阶段，长波辐射以CO线为主。在中间阶段，CRL 618，存在非常快的外流，与来自中央恒星的强紫外线场一起，解离CO。释放的原子氧通过其原子线被看到，并允许形成新的含O物质，如水和OH。相对于HCN，HNC的丰度由于在光解离区域（PDR）中发生的化学过程而增强。在此阶段，CO线和[OI]线是主要的冷却剂，而[CII]的冷却效果正在上升。在行星状星云阶段，NGC 7027，大部分旧的CO AGB物质已经被重新加工。然后，光谱由原子线和离子线主导。CH+等新物种出现。水可能已经在俄亥俄州进行了再处理。
2002-06-11 astro-ph
ASTE Observations of Warm Gas in Low-mass Protostellar Envelopes: Different Kinematics between Submillimeter and Millimeter Lines
利用ASTE望远镜，我们在亚毫米CS（$J$ =7- 6）和HCN（$J$ =4- 3）谱线上对L483、B335和L723周围的三个低质量原恒星包层进行了观测。我们检测到CS和HCN线对所有的目标，和典型的CS强度（$\sim$ 1.0 K的T $_{B}$）是两倍高于HCN线。对L483在这些谱线上的测绘观测表明，低质量原恒星包层中的亚毫米波辐射被分辨出来，显示出从中央原恒星向西的延伸，解卷积后的大小为$\sim$ 5500 AU $\times$ 3700 AU（P.A. = 78 $^{\circ}$）。L483的亚毫米波辐射范围意味着在距离中心原恒星4000 AU处存在较高温度（$\gtrsim$ 40 K）的气体，这表明我们需要考虑二维辐射转移模型，该模型具有扁平的盘状包层和双极腔，以解释低质量原恒星包层内的温度结构。L483和B335中这些亚毫米波谱线的位置-速度图显示出与先前毫米波观测中发现的不同的速度梯度。特别是，沿着相关分子流出的轴，由亚毫米线追踪的速度梯度的方向与L483和B335中的毫米观测或相关分子流出的方向相反。我们认为，膨胀的气体运动在表面的扁平盘状信封周围的原恒星，这是直接从中央恒星照射，是所观察到的亚毫米波速度结构的起源。
2006-08-04 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
The structure of protostellar envelopes derived from submillimeter continuum images
使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA亚毫米相机，对金牛座和英仙座恒星形成区8颗年轻原恒星的包层发射的亚毫米尘埃进行了高动态范围成像。良好的对应关系的光谱分类的原恒星和它们的尘埃排放的空间分布的观察，在这个意义上说，那些具有较冷的光谱能量分布也有一个更大的部分的亚毫米波通量起源于一个扩展的信封相比，磁盘。这是因为冷源有更大质量的包层，而不是温暖的源有更大的盘。尘埃辐射的方位平均径向廓线被用来导出包络密度分布的幂律指数p（由与r^-p成比例的ρ定义），并且发现大多数源的p值与云坍缩模型预测的值一致。然而，在我们的样本中，最年轻的原恒星，L1527和HH 211-mm，偏离理论预测显着，表现出的p值有点低于可以占现有的模型。对于L1527，激波对包层的加热，其中外流冲击周围介质，可以解释我们的结果。对于HH 211-mm，需要另一种解释，一种可能性是磁场和/或湍流在外壳中保持了较浅的密度分布。如果是这样的话，恒星的形成必须由支撑物从云中消失的速率决定，而不是由包层的流体动力学性质决定，比如声速。
1999-09-29 astro-ph
Submillimeter arcsecond-resolution mapping of the highly collimated protostellar jet HH 211
我们用亚毫米波阵列（SMA）在342 GHz连续谱上绘制了原恒星喷流HH 211、SiO（$J=8-7$）和CO（$J=3-2$）的$\sim$ \arcs{1}分辨率的辐射图。在喷流的中心可以看到连续的热尘埃排放，追踪原恒星周围的信封和可能的光学厚光盘（尺寸为$<$ 130 AU）。与\H 2{}一样，在CO和SiO中可以看到一个棘手的喷流，但延伸到更靠近原恒星的地方。它由原恒星两侧的链节组成，链节间距为$\sim$ \arcs{2} $-$ \arcs{3}或600 $-$ 900 AU，最里面的一对链节距离原恒星仅为$\sim$ \arcsa{1}{7}或535 AU。这些结可能跟踪未解决的内部（弓形）冲击（即，工作表面），速度范围高达$\sim$ 25 \vkm{}。喷流的两侧质量损失率估计为$\sim (0.7-2.8)\times 10^{-6}$ \solarmass{} yr $^{-1}$。喷流是间歇性的、旋进的和弯曲的。在垂直于喷流轴的两个明亮的SiO结（BK 3和RK 2）上可以看到一致的速度梯度，$\sim$ 1.5 $\pm$ 0.8 \vkm{}在$\sim$ 30 $\pm$ 15 AU，表明存在喷流旋转。从潜在的喷流旋转推导出的喷流发射半径为内盘中的$\sim$ 0.15 $-$ 0.06 AU。
2007-08-10 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
Submillimeter observations of the J2142-4423 Lya protocluster at z = 2.38
我们目前的观测旨在探索的性质Lya发射星云（Lya斑点）在z = 2.38和他们的方式跟踪大尺度结构（LSS），通过探索他们接近最大的恒星爆发通过亚毫米波发射。我们最重要的目标是对相关的亚毫米星系（SMG）进行普查，检查它们的性质，并在z = 2.38的原星系团J2142 - 4426中寻找可能的超密度。我们在阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜上使用了新委托的大型APEX测辐射热仪相机（LABoCa），在其科学验证阶段，进行了870微米的深10 'x10'地图，我们对数据处理和源提取的质量进行了多次检查。我们的地图是第一张发布的深度图像，证实了APEX/LABoCa作为目前最有效的宽深亚毫米测绘设备的能力。22个源被安全地提取，870微米的通量密度在3 - 21 mJy范围内，均方根噪声0.8 - 2.4 mJy，远红外光度可能在5 - 20 x 10（12）Lo范围内。四个50 kpc扩展的Lya斑点中只有一个具有安全的870微米对应物。整个区域的870微米源计数略高于SHADES SCUBA调查，该斑点周围可能存在过密度。大多数3.6 - 24微米的亚毫米波源的SED表明它们是以星暴为主的，红移大多> 2。然而，有证据表明，高z活动星系核在约30%的来源。
2008-03-13 astro-ph
Problems of Star Formation Theory and Prospects of Submillimeter Observations
我们认为目前的恒星形成理论和要求的观测在毫米和亚毫米的范围内，这是必要的解决最实际的问题的恒星形成的物理。恒星形成区的两个关键特征决定了其研究的观测要求，这两个特征是在那里发生的过程的能量相对较低，以及相应的空间尺度较小。对于处于"前恒星“演化最后阶段的天体，即热核、超致密和超致密的HII区以及原行星盘，情况尤其如此。现有的地基和空间亚毫米和毫米级望远镜项目的角分辨率、灵敏度和光谱覆盖范围都不能完全满足必要的要求。为了获得关于恒星形成区以及单个原恒星的详细信息，有必要使用天基干涉仪。
2008-07-24 astro-ph
Shaping Proto-Planetary and Young Planetary Nebulae with Collimated Fast Winds
使用二维流体动力学模拟，我们调查的相互作用的准直快风（CFW）与球形渐近巨分支（AGB）风的形成原行星状星云和年轻的行星状星云的机制。特别是，我们比较我们的模拟观察到的一个进化的PPN与多个，高度准直的叶，CRL 618。
2002-11-22 astro-ph
Probing the inner 200 AU of low-mass protostars with the Submillimeter Array: Dust and organic molecules in NGC1333-IRAS2A
亚毫米波阵列为研究深埋原恒星周围的包层和盘的最里面的温暖和致密区域打开了一扇新的窗口。本文介绍了0级年轻天体NGC 1333-IRAS 2A的高角分辨率（<2“）亚毫米观测。在< 200 AU尺度上探测到了尘埃的连续谱发射和复杂有机分子如CH_3 OCH_3和CH_3 OCHO的谱线、高激发CH_3OH跃迁、氘代甲醇CH_3 OD以及CO、HCN、H_（13）CN、SO和SO_2的谱线。使用详细的物理和化学结构的辐射转移模型，与单碟和干涉仪数据一致的意见进行解释。连续辐射的解释是一个扩展的信封和一个紧凑的，但解决的组成部分，大概是一个拱盘直径为200-300 AU和质量的几倍0.01-0.1 M_太阳。如果与包层的旋转有关，那么这个圆盘的大小表明200-300 AU的离心屏障，这意味着包层中的温度不会增加到100 K以上。它的大尺寸也表明，盘的建立在早期的原恒星阶段迅速进行。在其他深埋的原恒星周围发现的较小（< 100天文单位）的圆盘可能是潮汐截断的结果。SO的高分辨率观测可以用简单的恒定丰度~ 1 E-9来解释，通过单碟观测来限制，而H13 CN和有机物种的高分辨率观测需要高丰度，增加一到两个数量级，或者在小尺度上需要额外的紧凑排放源。致密的分子发射可能起源于内壳的热核心区域，但更可能的储存器是星周盘。
2005-06-28 astro-ph
Submillimeter Array 440$μ$m/690GHz line and continuum observations of Orion-KL
Orion-KL在440 mu/690 GHz频段以1“分辨率进行的亚毫米阵列观测揭示了有关该地区连续谱和线发射的新见解。440亩连续通量密度测量源我允许我们区分各种拟议的物理模型：源我可以很好地模拟一个“正常”的原恒星SED组成的质子-电子自由的发射组件在低频率和一个强大的尘埃成分在亚毫米波段。此外，我们发现原恒星的对象SMA 1是明显不同于热核。在厘米和红外波段没有探测到SMA 1，这表明它可能是整个猎户座KL区域最年轻的源之一。分子谱线图显示主要来自源I、SMA 1和热芯峰位置的发射。CH$3CN（37_K-36_K）K梯（K=0. 3)表示600+-200K量级的暖气体成分。此外，我们检测到很大一部分（~58%）的不明线路，并讨论了在这些频率的线路识别的困难。
2005-09-26 astro-ph
Submillimeter Array Observations of L1551 IRS 5 in CS (J=7-6)
利用亚毫米波阵对双星L1551 IRS 5的星周包络进行了CS（J=7-6）和343 GHz连续辐射的成像，分辨率约为3角秒。连续辐射显示了一个拉长的结构（~ 220 x 100 AU），围绕着双星，垂直于相关的射电喷流的轴。CS辐射延伸超过~ 400 AU，呈现近似圆形对称，并显示出从东南（蓝移）到西北（红移）的速度梯度。速度梯度的方向与在C_（18）O（J=1-0）中观察到的不同。这可能是因为旋转在CS包络中比在C18 O包络中更占主导地位，在C18 O包络中既存在下落又存在旋转。CS辐射可分为两个速度分量：（1）围绕原恒星的“高”速度盘状结构，距离系统速度+-1.0 ~1.5km s-1;（2）位于原恒星西南方向的“低”速度结构，距离系统速度<1.0km s-1。高速分量跟踪温暖和稠密的气体与运动学一致的旋转周围的原恒星。低速分量可能来自于流出物中夹带的稠密气体。或者，该分量可以跟踪具有垂直结构的包层中的下落和旋转气体。
2004-04-17 astro-ph
A deeply embedded young protoplanetary disk around L1489 IRS observed by the submillimeter array
星周盘预计在导致年轻恒星形成的过程早期形成，在致密分子云核心坍塌期间。目前还不清楚盘是在坍缩的哪个阶段形成的，或者它随后如何演变。我们的目标是确定是否嵌入开普勒原行星盘驻留在L1489 IRS系统。考虑到仍然存在的包层物质的数量，这样的盘将代表一个非常年轻的原行星盘的例子。使用亚毫米阵列（SMA），我们观察到HCO $^+$ $J=$ 3- 2线，分辨率约为1 $''$。在这个分辨率下，如果存在的话，半径为几百天文单位的原行星盘应该是可以探测到的。辐射转移工具用于模拟来自连续和线数据的发射。我们发现，这些数据是一致的坍缩信封和开普勒星周盘的理论模型。再现SED和干涉连续观测的模型表明，磁盘倾斜40 $^\circ$，这是显着不同的周围的信封（74 $^\circ$）。这种角动量轴的错位可能是由母云中的角动量梯度引起的，或者L1489 IRS是一个双星系统而不仅仅是一颗恒星。在后一种情况下，未来的观测在亚弧秒尺度上寻找变化可能能够直接限制这些动态变化。然而，如果恒星是从湍流核心形成的，吸积的物质将不会有一个恒定的角动量轴（尽管平均值是很好定义和守恒的），在这种情况下，它更有可能有一个不对准的角动量轴的磁盘和信封。
2007-09-20 astro-ph
Submillimeter CO emission from shock-heated gas in the L1157 outflow
我们提出的CO J=6-5，4-3，和3-2光谱从蓝移气体的外流驱动的低质量0类原恒星在L1157暗云。在距原恒星南纬63”（~ 0.13pc）处探测到T_mb > 30 K的强亚毫米CO发射线。值得注意的是，亚毫米谱线中的蓝翼比CO J=1-0发射谱线强3-4倍。CO谱线比率表明，这种外流的蓝移波瓣由n（H_2）=（1-3）x10^4 cm^-3的中等密度气体组成，加热到T_kin = 50-170 K。还表明，外流气体的动力学温度从原恒星附近的约80 K升高到波瓣中心激波区的约170 K，朝向该方向观察到CO排放的最大速度分散。一个显着的CO排放沿叶的动力学温度和速度色散之间的相关性为我们提供了直接的证据，在头部的喷气驱动的弓形激波的分子气体确实是运动学加热。较低的温度~80 K的测量在另一个冲击区附近的波瓣的端部解释，如果这个冲击是在一个较晚的演化阶段，其中的气体已被冷却，主要通过辐射的CO旋转线。
2001-03-02 astro-ph
High-Resolution Submillimeter Imaging of the Ly-alpha Blob1 in SSA 22
利用亚毫米波阵列（SMA）对SSA 22原星系团中红移z=3.1的亚毫米波发光巨Ly-alpha团（LAB 1）进行了~2”分辨率的亚毫米波观测。尽管预期的亚毫米通量密度在880微米处为16 mJy，但是在35”的SMA视场中，在4.2 mJy光束的3 σ水平下，用2”.4 x 1”.9（18 x 14 kpc）光束没有检测到发射。这与先前较低的角分辨率（15”）观测形成对比，在该观测中，使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波普通用户测辐射热计阵列在850微米处朝向LAB 1探测到了一个明亮的（17 mJy）未分辨亚毫米波源。SMA未检测表明LAB 1的亚毫米波发射的空间范围应大于4”（>30 kpc）。对空间扩展的亚毫米波辐射最可能的解释是，在LAB 1的整个大区域都发生了星爆。部分亚毫米波辐射可能来自于星系超级风从星暴区驱逐出来的空间扩展尘埃。LAB 1的亚毫米辐射的空间范围类似于高红移射电星系，而不是亚毫米星系。
2007-07-10 astro-ph
Energetic radiation and the sulfur chemistry of protostellar envelopes: Submillimeter interferometry of AFGL 2591
背景：年轻恒星周围的吸积包层内部几千个天文单位的化学物质预计会随着中心恒星的远紫外线和X射线照射而发生很大变化。目的在炽热的内壳层中寻找原恒星高能辐射的分子示踪物。方法：亚毫米波天线阵（SMA）以0.6”的分辨率，在350 GHz的频率下，以CS、SO、HCN、HCN（v2=1）和HC 15 N的谱线观测到了大质量恒星形成区AFGL 2591，探测径向尺度为600-3500 AU，假设距离为1 kpc。SMA的观测结果进行了比较与预测的化学模型拟合到以前的单碟观测。结果：CS和SO主峰在FWHM水平上在空间上扩展，与原恒星X射线模型预测的一致。然而，发现主峰尺寸比模型小近2倍。另一方面，CS、HCN和HC 15 N的谱线，而不是SO和HCN（v2=1）的谱线，显示出在约3500 AU的半径处的基座发射，这是没有预测到的。除SO外，所有的线都显示出在接近的流出锥内的第二个峰。在CS中没有观察到随着半径的增加丰度急剧下降而引起的vitrifos的下降或零，而在SO中只是暂时的。结论：原恒星X射线的发射是支持的建模SO和CS振幅vibrations，包括扩展的主峰CS的良好拟合。广泛的辐射可以解释为远紫外线照射在一个球形非对称的几何形状，可能包括流出壁的规模为3500 - 7000 AU。扩展的CS和SO主峰表明硫在100 K温度半径附近蒸发。
2007-09-03 astro-ph
A submillimeter line survey of low-mass protostars: prelude to ALMA and Herschel
总结了对18颗深埋年轻恒星进行单碟分子线测量的结果。使用JCMT、Onsala、IRAM 30 m和SEST望远镜观察到了来自16个不同物种的40多条谱线。多过渡数据进行了分析，使用的温度和密度结构来自模型的尘埃连续排放。对于外层（>300 AU），数据显示许多物种的丰度分布呈“下降”趋势，外层和内层丰度正常，中间区丰度高度贫化。这个区域的边界是在外部比核心的寿命，并在内部边缘的蒸发温度的物种参与。在最里面的包层（<300天文单位），所有的冰都蒸发了，导致复杂有机分子（如CH3OH）的丰度发生了跳跃。赫歇尔的一个关键项目将是调查这些物体中的气相水，其丰度随温度变化而变化。ALMA将能够直接对整个包层的化学变化进行成像，并在数十个AU的尺度上放大内部热核心和原行星盘。
2004-11-27 astro-ph
PROSAC: A Submillimeter Array Survey of Low-Mass Protostars. I. Overview of Program: Envelopes, Disks, Outflows and Hot Cores
利用亚毫米波阵对8个深埋低质量原恒星核进行了大谱线和连续谱测量。每个源中观察到的一些最常见的分子物种，CO，HCO+，CS，SO，H2 CO，CH 3OH和SiO的高激发线。在高角分辨率（1-3”，典型值为200-600 AU）下，对11种来自温暖致密气体的谱线发射以及230 GHz（1.3 mm）和345 GHz（0.8 mm）的连续谱发射进行了成像。紧凑的连续发射被观察到的所有来源，可能起源于边缘光学厚拱盘，与典型的下限，其质量为0.1 M太阳（1-10%的质量，其信封），并有一个尘埃不透明度的法律β约1。在所有来源的CO2 -1观测中，都存在显著的外流：最扩散的外流是在圆盘与包络质量比最低的来源中发现的，这表明这些来源正处于一个阶段，从包络中吸积的物质几乎已经完成，其余的包络物质正被外流分散。其他特征的动力学签名被发现与逆天鹅座P的配置文件中看到的13 CO 2-1线下降运动的指示NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B。外流引起的冲击存在于所有尺度的原恒星环境中，最清楚地跟踪NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B中的CH 3OH的排放。这些观测结果表明，CH 3OH和H2 CO的排放从这些建议的“热corino”有关的冲击所造成的原恒星外流。只有一个来源，NGC 1333-IRAS 2A，有证据表明热，紧凑的CH 3OH排放与嵌入的原恒星一致。
2007-01-04 astro-ph
Two bright submillimeter galaxies in a z=4.05 proto-cluster in GOODS-North, and accurate radio-infrared photometric redshifts
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪，在大天文台起源深巡天北场（GOODS-N）观测到了两个亚毫米星系GN 20和GN20.2，并偶然发现了z=4.05的分子气体CO发射谱线。它们是通过CO发射可靠识别的最遥远的亚毫米选择星系之一，也是已知最明亮的星系之一。这些新发现的z>4的SMG与目前研究的z~1.5-3的SMG在CO/辐射热光度、恒星质量和恒星形成率（SFR）等方面具有相似性。这些z~4 SMG在相同的红移下比典型的B带丢失Lyman break星系有更高的比SFR。在z~2和z~4之间，正常星系的恒星质量-SFR相关性似乎没有进一步演化。在GOODS-N中观测到了一个显著的z=4.05的光谱红移尖峰，B带脱落星系和IRAC选择的z>3.5星系的空间超密度似乎集中在GN 20和GN20.2星系上。这表明了一个总质量约为10^14 Msun的原星系团结构。利用中红外、亚毫米波段和射电波段的测光方法，我们证明了对于1<z<4的SMG，可以得到可靠的测光红移（Dz/（1+z）~0.1）。这种新的光度红移技术已被用来提供3.5<z<6超亮星暴星系的空间密度的第一次估计，并表明它们对早期SFR密度的贡献很大。许多这样的高红移恒星爆发将在赫歇尔的范围内。我们发现射电与中红外通量密度的比值可以用来选择z>3.5的星暴，而不考虑它们的submm/mm辐射[节略]。
2008-12-18 astro-ph
Millimeter and Submillimeter Survey of the R Corona Australis Region
利用南极亚毫米波望远镜和远距观测站（AST/RO）、亚利桑那射电天文台基特峰12米望远镜和亚利桑那射电天文台10米海因里希赫兹望远镜的观测资料，对R-CrA分子云中最活跃的部分一氧化碳、HCO-$^+$和870 \micron连续谱的多次跃迁进行了研究。由于R CrA在附近（130 pc），我们能够在0.16 pc $^2$的区域上获得高达0.01 pc的物理空间分辨率，速度分辨率优于1 km/s。原恒星的质量估计驱动毫米波发射来自HCO $^+$，尘埃连续排放和运动学技术指向一个年轻的，深埋的原恒星$\sim$ 0.5-0.75 M $_\odot$，与气体信封类似的质量。分子流出由该源驱动，该源还包含至少0.8 M $_\odot$的分子气体和0.5 L $_\odot$的机械光度的$\sim$。HCO $^+$线显示了下落运动和整体旋转的运动学特征。该源极有可能是一个在近红外波段还不可见的0级原恒星天体。在我们的数据集中，结合空间和光谱分辨率，我们能够解开对这个年轻物体的流入，旋转和流出的影响。
2004-06-08 astro-ph
Arcsecond-Resolution Submillimeter HCN Imaging of the Binary Protostar IRAS 16293-2422
（节略）利用SMA，我们对原双星系统IRAS 16293-2422在HCN和HC ^-15 N的J = 4-3谱线上以及在354.5 GHz的连续谱上进行了高角分辨率（~1”= 160 AU）的观测。使用JCMT还观察到HCN（4-3）线以提供缺失的短间距信息。亚毫米连续辐射是从单个二元组分中检测到的，间隔约为5”。HC ^15 N（4-3）的发射显示了一个紧凑的（约500 AU）扁平结构（P.A. = -16度），并显示了沿投影短轴的速度梯度，这可以解释为下降的气体运动。我们的HCN图像包括短间距信息，显示了一个扩展的（~3000 AU）环双星包络以及与源A相关的紧凑结构。一个由一个扁平结构组成的玩具模型，该结构的径向入口朝向一颗1 Msun的中心恒星，该模型再现了沿HC ^15 N辐射短轴的HCN/HC ^15 N位置-速度图。在扩展包层中，也有一个东北（蓝色）到西南（红色）的速度梯度穿过二元排列，这可能反映了与来自源A的分子流出相关的扫掠致密气体中的气体运动。在源B，只有一个弱的致密结构，在光学薄的HC ^[15] N发射中看到的线宽（约2 km/s）比源A（>10 km/s）窄得多，并且没有与源B相关的明确定义的双极分子外流。这些结果表明，在共同的环双星包层中，源A和源B的演化阶段不同。
2007-02-20 astro-ph
Mid-Infrared and Submillimeter Observations of the Illuminating Source of McNeil's Variable Nebula
我们目前的中红外光谱和亚毫米连续的猎户座L1630地区的新发现的麦克尼尔星云的照明源爆发后的观测。这个源的12微米通量在爆发后增加了25倍，而亚毫米连续谱保持在爆发前的水平。测热光度增加了至少一个数量级，达到~34 L_sun，并且可能小于90 L_sun。中红外光谱显示出强的红色连续光谱，没有发射或吸收特征。光谱能量分布的红外斜率表征照明源作为一个平谱原恒星，在其活跃和静止状态。新的CO谱线观测没有显示出分子外流的证据。
2004-06-03 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation, IV: Observations and Modeling of the Submillimeter Continuum Emission from Class I Protostars
我们目前的观测结果和建模的17个I类核心的亚毫米普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。通过模拟辐射通过九个核的包层的传输，我们发现，对于幂律分布n（r）=n_f（r/r_f）^-p，平均值和标准差p=1.6 +/- 0.4，中位数p=1.8。然而，包含盘或其他点状分量会导致导出的p变浅0.5。此外，我们测试了我们的源的舒崩溃模型，并讨论了应用程序的简单分析，直接从强度径向分布的斜率导出密度幂律分布。在我们的样品中，包层的总质量范围为0.04 - 5.0 M_sun，但这些质量与分子线观测所得的维里质量不一致。最后，我们讨论了这些来源的性质，根据各种进化指标，并发现T_bol和L_obs/L_smm往往是不一致的，在区分0类I类核心。
2002-10-08 astro-ph
Search for Calibrators for the Submillimeter Array: I. High-Mass Star Forming Regions
我们目前正在进行的搜索在亚毫米（亚毫米）波长的亚毫米阵列（SMA）的干涉校准的初步结果。强大的射电星系通常被用作厘米和毫米波长的校准器，但由于它们的通量密度向更短波长迅速下降，许多射电星系还没有强大到足以用作亚毫米波长的校准器。无法找到接近目标源的校准器可能会限制甚至阻止我们在亚毫米波长下对许多感兴趣的源进行成像。在这里，我们调查是否高质量的原恒星物体和超紧凑的HII地区可以作为有用的校准SMA。与这些物体相关的尘埃排放使它们成为天空中最明亮的亚毫米源。我们在0.85毫米（345千兆赫）与角分辨率为3”的观测表明，虽然很大一部分的尘埃排放来自扩展的"光环“的组成部分，一个紧凑的未解决的组成部分往往仍然是，当足够强大的可以作为一个有用的校准器。这些观测还提供了在亚毫米波长的超紧凑HII区域和大质量原恒星物体周围的小规模尘埃分布的第一个一瞥。我们讨论了在许多来源中看到的核心晕结构的起源，并得出结论，为今后的搜索与SMA校准的建议。
2004-04-23 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation. III. Models of the Submillimeter Dust Continuum Emission from Class 0 Protostars
用一维辐射转移程序模拟了在850和450微米用SCUBA映射的7个0类源。建模考虑到加热从内部的原恒星，加热从ISRF，现实的光束效果，斩波模型的归一化强度分布和光谱能量分布。幂律密度模型n（r）~ r^{-p}适合所有的源;最佳拟合值大多为p = 1.8 +/- 0.1，但具有非球面发射轮廓的两个源具有较低的值（p ~ 1.1）。包括所有来源，<p>= 1.63 +/- 0.33。基于对最佳拟合p对其他输入参数变化的敏感性的研究，包络模型p的不确定性为Δp = +/- 0.2。如果未解析的源（例如，在这种极端情况下，p降低，Δp = ^{+0.2}_{-0.6}。该模型允许确定的内部光度（< L_{int} >= 4.0 \lsun）的中央原恒星，以及一个特征尘埃温度的质量测定（< T_{iso} >= 13.8 +/- 2.4 K）。我们发现，从ISRF加热强烈影响的尘埃温度分布和归一化强度分布的形状，但没有强烈的贡献0类源的整体测辐射光度。几乎没有证据表明尘埃不透明度随与中心源距离的变化而变化。这些数据很好地拟合了带有冰帽的凝结尘埃颗粒的尘埃不透明度（Ossenkopf & Henning 1994）。由内向外坍缩模型（Shu 1977）得到的密度分布与数据拟合得不好，除非将坍缩半径设置得很小，使密度接近幂律。
2002-04-01 astro-ph
Submillimeter studies of circumstellar disks in Taurus and Orion
我们强调了最近的两项研究，在金牛座和猎户座恒星形成区域的拱星盘。使用JCMT和CSO，我们测量磁盘流量在金牛座在很宽的范围内的亚毫米波长，并确定的尘埃不透明度的频率依赖性。我们发现了明确的证据，其行为随时间的系统变化，最容易解释的晶粒生长。利用SMA观测了猎户座梯形星团中的原行星盘。该仪器提供的高分辨率、高频率和高灵敏度相结合，使得有可能将盘状物彼此分辨，将它们的发射与背景云材料和周围的电离气体区分开来，并检测热尘埃发射。这使我们能够对行星的质量进行首次测量，并评估它们形成行星形成的可行性。
2005-11-19 astro-ph
Submillimeter Continuum Emission in the Rho Ophiuchus Molecular Cloud: Filaments, Arcs, and an Unidentified Infrared Object
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA获得的850和450微米的Rho Ophiuchus分子云的新宽视场图像揭示了以前未知的各种大尺度特征。两个长度均为4'（0.2 pc）的线状特征延伸到包含SM 1和VLA 1623的明亮发射区域的北部。这些特征可能对应于先前未识别的外流腔的壁，或者由附近的B星提供动力的光子主导区域的边界。一个先前未识别的来源位于图像的东北区域。这个源的性质（直径~5000 AU，质量~0.3-1 Msun）表明它是一个前原恒星核。在VLA 1623外流的西北延伸方向上可以看到两个弧形的发射。外弧在850微米处看起来相对平滑，估计质量约为0.3 Msun，而内弧则分裂成许多单独的团块，其中一些是以前确定的原恒星。
1999-01-11 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region; I. Dispersing and Rotating Core around an Intermediate-mass Protostar MMS 7
我们报告的H13 CO+（1-0），CO（1-0），和3.3毫米尘埃连续观测OMC-3，MMS 7中最强的毫米波源之一的结果，与Nobeyama毫米阵列（NMA）和Nobeyama 45米望远镜。与NMA，我们检测到中心凝聚的3.3毫米尘埃连续发射，这与MIR源和自由的自由射流。我们结合H13 CO+的观测发现了一个盘状的信封。盘状包层的大小和质量分别为0.15 × 0.11pc和5.1 - 9.1M_sun。组合图还显示，盘状包层的外部具有扇形结构，该结构描绘了NMA观察到的CO（1-0）流出的边缘。H_（13）CO ~+（1-0）发射的位置-速度（P-V）图表明，盘状包层中的速度场由弥散气体运动和可能的类刚体旋转组成。质量扩散速率估计为（3.4 - 6.0）× 10^-5 M_sun/yr，这意味着MMS 7在几个× 10 ^-5 yr的原恒星演化时间内具有扩散~10 M_sun的能力。在盘状包层中可能旋转的比角动量比低质量核中的大近两个数量级。盘状包层中角动量分布的幂律转折点（<0.007pc），可能与中心质量吸积的外半径有关，与3.3mm尘埃凝聚的大小相似。中等质量的原恒星MMS 7正处于主吸积阶段的最后阶段，大部分外层气体已经分散，而在尘埃凝结所追踪的最内部区域，质量吸积可能仍在进行。
2006-07-07 astro-ph
Submillimeter water and ammonia absorption by the peculiar z~0.89 interstellar medium in the gravitational lens of the PKS 1830-211 system
利用阿塔卡玛探路者实验望远镜（APEX），在PKS 1830-211引力透镜系统中观测到了正氨和正水分子向红移~0.89吸收星系的转动基态跃迁。我们讨论我们的意见，最近的空间数据的背景下获得的这些线与SWAS和奥丁卫星对银河系的来源。我们发现的共同点，但也显着差异的星际介质中的星系在中等红移和银河系。未来对PKS 1830-211基态氨跃迁的高质量观测，以及反演线数据，将对过去7.2 Gyr的质子与电子质量比的变化产生强有力的约束。
2008-10-16 astro-ph
Molecules in bipolar proto-planetary nebulae
两个双极原行星状星云IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224在不同的分子谱线中被探测到，即CO、^{13}CO、HCN和CN，在其他几个物种中仍然没有被探测到。将CO（J=2-1）和CO（J=3-2）谱线轮廓与先前在CO（J=2-1）中未检测到的类似PPN候选物的新光谱进行比较：CPD-53^{o}5736、IRAS 17106 -3046、IRAS 17245 -3951和IRAS 17441 -2411。IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224的CO（J=2-1）谱图表明，这两个PPNe的蓝光、中心光和红移光之间的分离很小，CO（J=2-1）发射的大小与望远镜光束的大小相似。所有检测到的分子（CO除外）的分数丰度计算使用CO线建模和一个简单的光解模型的结果。对于那些未检测到的物种，推导出上限。这些分数丰度与其他PPNe的分数丰度之间的比较表明，与富含分子的来源如CRL 618、CRL 2688和OH 231.8 +4.2相比，IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224的丰度相当低。作为这种赤字的原因，在拱星信封/环面密度之间的分子丰富的来源和分子贫乏的来源的差异提出，并支持的化学模型，该模型遵循的拱星信封通过AGB阶段的过渡，并进入PPN阶段的演变。该模型包括紫外线辐射、宇宙射线和X射线的影响。最后，这…
2004-07-19 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation. I. Submillimeter Continuum Observations
我们在JCMT使用SCUBA获得了21个低质量核的850和450微米连续谱图，SED的范围从前原恒星到I类（18 K < Tbol <370 K）。在本文中，我们提出的地图，径向强度分布和测光。前原恒星核没有幂律强度分布，而0类和I类源的强度分布可以在很大的半径范围内符合幂律。相当数量的源在几角分内有伴源（5个前原恒星核中有2个，16个0/I类源中有9个）。源之间的平均间隔为10800 AU。中位数分离是18000 AU，包括没有同伴的来源作为下限。450和850微米之间的光谱指数的平均值为2.8 ± 0.4，PPC具有稍低的光谱指数（2.5 ± 0.4）。根据120弧秒孔径中的尘埃发射，样本的平均质量为1.1 +- 0.9太阳质量。对于符合幂律强度分布（I_nu（b）/I_nu（0）=（b/b_0）^ m）的源，在850微米处0类和I类源的m平均值为1.52 ± 0.45，在450微米处为1.44 ± 0.25。基于简单的分析，假设发射在瑞利-金斯极限中并且T_d（r）~ r ^ {-0.4}，则这些m值转化为幂律密度分布（n ~ r ^ {-p}），其中p ~ 2.1。然而，我们表明，这一结果可能会改变更仔细地考虑的影响，如光束的大小和形状，有限的外半径，更现实的T_d（r），和失败的Rayleigh-Jeans近似。
2000-06-13 astro-ph
The CO Molecular Outflows of IRAS 16293-2422 Probed by the Submillimeter Array
我们用亚毫米波阵列（SMA）对原始双星源IRAS 16293-2422在CO2 -1、13 CO2 -1和CO 3-2中进行了测绘。分辨率为1”.5-5”的图显示了沿东西方向的单个小尺度（~3000 AU）双极分子流出。我们发现，从IRAS 16293 A位置开始，这个小尺度外流的蓝移发射主要向东延伸，红移发射主要向西延伸。与以前用毫米波段单碟望远镜观测到的大尺度外流的形态比较表明，小尺度外流可能是大尺度（~15000 AU）东西向外流的内部。另一方面，在我们的SMA图中，没有明显的大规模NE-SW外流的对应物。分析模型与数据的比较表明，小规模外流的形态学和运动学可以用相对于天空平面倾斜角度约30-40度的广角风来解释。高分辨率CO图显示，在蓝移速度范围内有两个紧凑的亮点。LVG分析表明，位于震源A以东1”处的一个异常致密，n（H_2）约为10^7 cm^-3，温度较高，T_kin >55 K。另一个位于源B东南1”处，温度较高，T_kin >65 K，但密度略低，n（H_2）约为10^6 cm^-3。这些亮点很可能与IRAS 16293观测到的热核心发射有关。由于这两个亮点都从系统速度蓝移，并从原恒星位置偏移，它们很可能是由冲击形成的。
2007-10-16 astro-ph
A Model For the Formation of High Density Clumps in Proto-Planetary Nebulae
在蛋星云CRL 2688中，要在大半径范围内探测到NaCl，需要在r ~几× 10^17 cm的厚壳层中有10^7 ~ 10^8 cm^-3的密度。为了解释这些结果，需要一种机制来在距离中心恒星相当远的地方产生高密度。在快速风与环境介质相互作用的二维模拟中，材料变得热不稳定。由此产生的团块可以达到NaCl激发的必要条件。我们提出了2D模型与简单的物理原理证明计算表明，丛生行为是强大的。在碰撞风模型中，成团是冷却的自然结果，与从观测中推断的结果相当。
2003-09-19 astro-ph
Spitzer identifications and classifications of submillimeter galaxies in giant, high-redshift Lyman-alpha emission-line nebulae
利用斯皮策空间望远镜IRAC（3.6- 8 um）和MIPS（24 um）成像，以及哈勃空间望远镜光学观测，我们确定了SA 22原星团中两个最大最亮的Lyman-alpha发射星云（LAB 1和LAB 2）中的IRAC对应物。这些来源也都是亚毫米星系（SMG）。从它们的静止坐标系光学/近红外颜色，我们得出结论，LAB 1的SMG很可能是星暴主导的，并且被严重遮蔽（Av~3）。相反，LAB 2有多余的静止帧~ 2 μ m的发射（超过预期的星光），并在SMG的建议位置托管硬X射线源，符合活动星系核（AGN）的存在。我们的结论是，LAB 1和LAB 2似乎有非常不同的能源，尽管有类似的莱曼α空间范围和光度，虽然目前还不清楚是否正在进行的恒星形成或定期活动星系核加热是负责扩展莱曼α发射。我们发现，位于LAB 1和LAB 2中的SMG的中红外特性与更广泛的SMG种群的中红外特性相似，因此扩展的莱曼α晕可能是SMG的共同特征。
2006-12-11 astro-ph
Molecular Line Emission from Gravitationally Unstable Protoplanetary Disks
在高分辨率亚毫米波干涉仪的时代，人们很快就有可能在以前无法达到的物理尺度上观察直接参与气体巨行星（GGP）形成的中性星周介质。为了探索气体巨行星通过盘不稳定性形成的可能特征，我们将三维非定域热力学平衡（LTE）辐射转移程序与三维有限差分流体动力学程序相结合，模拟了1.4 M_J自引力原GGP附近的分子发射谱线.在这里，我们探讨的旋转过渡的常见观察到的致密气体示踪剂，HCO+的属性。我们的主要结果如下：1.非常高的HCO+跃迁（例如HCO+ J=7-6）可以追踪到在星周盘周围形成团块的致密行星。根据分子丰度的不同，原始GGP可以通过阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）直接成像。2. HCO+发射线通过原GGP的致密分子核心被严重自吸收。这种特征几乎无处不在，并且仅弱依赖于假定的HCO+丰度。自吸收特性在较高的角分辨率下最为显著。没有自引力的致密团块只显示出轻微的自吸收特征。3.在所有假定的丰度和倾角下，通过原GGP的线温度最高。相反，由于线中的自吸收，速度积分强度可能不是。高角分辨率干涉仪，如亚毫米阵列（SMA）和ALMA，可能能够区分气体巨行星形成行星形成的竞争理论。
2006-05-12 astro-ph
SHARC-II Mapping of Spitzer c2d Small Clouds and Cores
我们提出了一个亚毫米的调查结果的53个低质量致密的核心与亚毫米高角分辨率相机II（SHARC-II）。该调查是斯皮策遗产计划“从分子核心到行星形成盘”的后续项目，目的是创建从红外到毫米的附近低质量致密核心的完整数据集。我们目前的地图52核心在350微米和三个核心在450微米，其中两个观察到在两个波长。在这52个岩芯中，SHARC-II探测到41个：32个含有一个亚毫米源，9个含有多个源。对于每个亚毫米波源检测，我们报告各种源属性，包括源的位置，在各种孔径，大小，纵横比，和位置角的通量。对于未检测到的12个核心，我们提出了上限。SHARC-II探测到的源，平均而言，在2sigma等值线比来自较长波长测辐射热仪观测的源的尺寸更小。我们的结论是，这不是由于未能整合足够长的时间来检测的核心的全部范围内，相反，它主要来自于这样一个事实，即在这次调查中提出的意见是不敏感的平滑变化的扩展发射。我们发现，SHARC-II观测低质量的核心更适合于区分无星和原恒星的核心比在较长的波长观测。极低光度天体是斯皮策太空望远镜在以前被归类为无星的核心中发现的一类新天体，在350微米处与其他具有更明亮原恒星的核心非常相似。
2006-12-14 astro-ph
Shock excitation of the knots of Hen 3-1475
我们提出了新的光学STIS HST光谱观测的喷流的原行星状星云Hen 3-1475。从观测到的光谱导出了Hen 3-1475的激发条件，证实了该结是激波激发的。用简单的“3/2”维弓形激波模型定性地再现了激波谱。本文提出了一套行星状星云的弓激波模型，讨论了预电离条件、弓激波速度、弓激波形状和化学丰度对预测谱的影响。为了探讨"3/2“D弓形激波模型的可靠性，我们还比较了另外三个原行星状星云（M1 -92，M2 -56和CRL 618）的观测光谱与预测光谱。
2006-05-10 astro-ph
X-Ray Detection of an Obscured Active Galactic Nucleus in a z=3.09 Radio-quiet Ly-alpha Nebula
我们提出的证据高度模糊的X射线源在两个巨大的Ly-alpha发射星云在z=3.09原星团区域SSA 22。这两个Ly-alpha星云都没有显著的射电辐射。其中一个具有显著的亚毫米探测能力，并且在X射线中未被探测到，而另一个亚毫米亮度低2-10倍，并且似乎包含硬带X射线源。我们讨论了我们的分析和技术，用于评估该源的X射线属性，并建议我们已经检测到一个嵌入式活动星系核源在这些星云之一，这可能是至少部分负责通过一种机制，基本上是从无线电，亚毫米波，或光学光度去耦激发的Ly-alpha发射。我们还提出了一个上限的平均X射线发射从其他10个扩展的Ly-alpha对象在SSA 22区域。
2004-10-12 astro-ph
O-bearing Molecules in Carbon-rich Proto-Planetary Objects
我们提出了ISO LWS观测的原行星状星云CRL 618，一颗恒星进化非常快的行星状星云阶段。除了12 CO，13 CO，HCN和HNC的线，我们报告的检测H2O和OH的排放与[OI]在63和145 μ m的精细结构线。后三种核素相对于~（12）CO的丰度分别为4 × 10 ~（-2）、8 × 10 ~（-4）和4.5（近似值）。我们建议，O轴承的CO以外的物种产生在拱星信封的最里面的区域。来自中央恒星的紫外光子使AGB阶段产生的大部分分子物质光解离，并允许标准离子中性反应占主导地位的化学反应。这些反应不仅允许形成含O物质，而且还改变了富含C的分子（如HCN和HNC）的丰度，我们发现其丰度比约为1，远低于AGB恒星。根据辐射转移模型和我们对其物理结构的了解，得到了星周包层不同区域的分子丰度。
2000-01-04 astro-ph
Subarcsecond Submillimeter Imaging of the Ultracompact HII Region G5.89-0.39
我们提出了第一个亚弧秒亚毫米图像的神秘的超紧凑HII区（UCHII）G5.89-0.39。用SMA观察，875微米的连续发射表现出类似于较长波长的壳状形态。通过使用从VLA存档和CARMA获得的五个频率下具有可比角分辨率的图像，我们已经从875微米图像中去除了自由-自由分量。我们发现了五个尘埃排放源：两个紧凑的温暖的对象（SMA 1和SMA 2）沿壳的外围，和三个额外的区域进一步。壳体内部没有粉尘排放，支持了被高密度气体包围的无尘腔的画面。在亚角秒分辨率，大多数的分子气体示踪剂包围UCHII区域，并出现限制其扩张。我们还发现G5.89-0.39几乎完全缺乏有机分子谱线发射。尘芯SMA 1和SMA 2在光学薄的气体示踪剂（例如34 SO2）中表现出紧凑的空间峰，而SMA 1也与11.9微米的发射相一致。在CO（3-2）中，我们发现一个高速的北/南双极外流中心的SMA 1，对准红外H2节，并负责大部分的脉泽活动。我们的结论是，SMA 1是一个嵌入的中等质量的原恒星，估计光度为3000 Lsun和星周质量约1 Msun。最后，我们在UCHII区西北12角秒处发现了一个NH3（3，3）脉泽，与一个44 GHz的CH 3OH脉泽相一致，可能与Puga等人（2006）确定的Br伽马外流源有关。
2015-03-27 astro-ph
SCUBA Mapping of Spitzer c2d Small Clouds and Cores
我们目前的暗云的亚毫米观测，是斯皮策遗产计划的一部分，从分子核心到行星形成卫星（c2d）。我们使用亚毫米波普通用户的测辐射热计阵列来绘制斯皮策通过c2d程序观察到的区域，以创建一个密集分子核心的普查，包括从红外到亚毫米波的数据。在本文中，我们提出了这些观测的基本数据：地图，通量和源属性。我们还显示了在我们的程序中偶然观察到的英仙座云外的物体的数据。我们认为这个物体是一个新发现的，进化的原恒星。
2006-09-07 astro-ph
Sub-arcsecond sub-mm continuum observations of Orion-KL
我们提出了第一个865亩连续图像与亚弧秒分辨率获得的亚毫米阵列。这些数据将猎户座KL区域分解为热核、附近的射电源I、与红外源n（射电源L）对应的亚毫米级源以及新的亚毫米级连续源。来自源I的无线电到亚毫米波的发射可以被建模为质子-电子自由-自由发射的结果，其光学厚度为~100 GHz加上占亚毫米波通量大部分的尘埃发射，或者H-自由-自由发射，其产生幂律指数为~1.6的幂律谱。后一个模型将表明类似的物理条件，在米拉变星的内部拱星环境中发现。未来的亚弧秒观测在更短的亚毫米波长应该很容易区分这两种可能性。对源n的亚毫米连续辐射可以用吸积盘的辐射来解释。
2004-06-24 astro-ph
Submm line imaging of Orion-KL with the Submillimeter Array
我们提出了第一个亚毫米（865微米）成像谱线调查在一个角秒分辨率进行的亚毫米阵列朝向猎户座KL。在2 × 2GHz的带通范围内（337.2-339.2GHz和347.2-349.2GHz的上下边带），我们发现了13种核素、6种同位素和5种振动激发态的145条谱线。大多数含氮分子在靠近热核的方向上很强，而含氧分子则在所谓的致密脊的西南方向达到峰值。谱线的成像被证明是一个额外的工具，以提高分子线的识别。角秒的空间分辨率使我们能够区分的分子线发射源I和n的热核。唯一的分子物种检测强烈对源I是SiO，划定主要是准直东北西南低速流出。在源I附近的两个位置，在我们的空间分辨率下，在v=0 2 8 SiO（8-7）谱线上没有发现脉泽发射，而在源I附近的两个位置，在v=0 2 8 SiO（1-0）和（2-1）谱线上有脉泽发射。SiO对源n较弱，因此源n目前可能不会驱动分子外流。CH $_3$ OH是在该光谱窗口中具有最高数量的识别线（46）的分子。这个“线森林”使我们能够估计该地区的温度，我们发现温度在50到350 K之间，峰值温度发生在热核心。强振动激发线发射的submm连续峰SMA 1的检测支持的解释，源SMA 1可能是原恒星的性质。
2005-06-24 astro-ph
Star and Planet Formation with ALMA: an Overview
使用ALMA进行亚毫米观测将是我们了解恒星和行星如何形成的重要下一步。关键项目包括对星前核心坍缩的详细成像和测量物质在深埋原恒星上的吸积率，以及揭示大质量恒星形成星团的化学和动力学，以及对低至1天文单位尺度的原行星盘进行高空间分辨率研究。
2007-08-22 astro-ph
