Physics of Outflows: the Binary Protostar L1551 IRS5 and its Jets
最近对深埋L1551 IRS 5系统的观测允许对恒星双星和双星喷流的性质进行详细的研究。对于恒星双星的各个组成部分，我们确定它们的质量，质量吸积率，有效温度和光度。对于原子风/喷流，我们确定的质量损失率，产生观测确定的质量损失的质量吸积率，f的比值。对于北半球急流中的X射线发射区，我们得到了不同空间尺度上的急流速度、消光和密度。在x风理论的框架内检查观测证据使我们得出结论，这些模型确实有可能解释这个深埋源的观测数据。
2004-10-18 astro-ph
The Evolution of the Multiplicity of Embedded Protostars II: Binary Separation Distribution & Analysis
我们提出的第一类原恒星双星分离分布的基础上的数据表中的同伴文件。我们验证了超过太阳型主序星的I类双星的过剩，特别是在超过500 AU的分离。虽然我们的来源是在附近的恒星形成区域分布在整个天空（包括猎户座），我们的对象都没有在一个高恒星密度的环境。二进制分离分布的变化显着的第一类阶段，和二进制频率在分离大于1000 AU稳步下降，相对于光谱指数。尽管有这些变化，二进制频率保持不变，直到I类阶段结束时，它急剧下降。我们提出了一个方案，以占I类二进制分离分布的变化。这种情况假设，伴星的距离大于~1000 AU，在0级阶段被抛出，但由于包层的质量，仍然受到引力的束缚。随着包络消散，这些伴星变得不受束缚，并且在宽间隔处的二进制频率下降。这种情况下预测，大量的0类对象应该是非层次的多个系统，许多I类YSO与广泛分离的同伴也应该有一个非常接近的同伴。我们还发现，I类原恒星是动态的原始，并经历了动态演化之前，他们是可见的I类对象。第一次，证据表明，I类二进制频率和二进制分离分布强烈依赖于恒星形成的环境。这种依赖性的原因尚不清楚。
2008-03-07 astro-ph
The Evolution of the Multiplicity of Embedded Protostars I: Sample Properties and Binary Detections
我们提出了一个大样本的I类原恒星的近红外线调查的观测结果，旨在确定从~100 AU到~5000 AU的I类双星分离分布。我们已经从附近的267个候选I类物体的新样本中选择了目标。这个样本是很好理解的，主要由1千秒差距内的I类年轻恒星天体（YSO）组成，目标是从整个天空中选择的，并且没有受到以前恒星形成研究的偏见。我们在H、K和L '波段观测到了189个北纬-40度的I类YSO，L'波段的中值角分辨率为0.33”。我们通过观察人工双星来确定我们对近距离双星同伴的探测极限。我们选择一个对比度限制和外部检测限制，以尽量减少污染，并确保候选的同伴是引力约束。我们的调查使用L'而不是K波段的观测来检测双星伴星，因为在L'处散射光更少，能见度更好。本文介绍了我们的目标的位置，在我们的领域中检测到的源的近红外测光L '，以及89个检测到的同伴（其中73个是新发现的）的观测特性。虽然我们已经选择了对比度和分离限制，以尽量减少污染，我们预计有6颗恒星被确定为由于污染的双星伴星。为便于今后对这些天体的研究，在L'处给出了每个场的相图。
2008-03-11 astro-ph
Interacting Jets from Binary Protostars
我们调查潜在的模型，可以解释为什么多个原恒星系统主要表现出单一的射流。在它们的形成过程中，恒星最经常产生能量外流和喷流。然而，双喷流只在极少数系统中被观察到。我们模拟数值三维二元射流的各种流出参数。我们还模拟了从一个特定的源，即L1551 IRS 5，已知有两个喷气式飞机，使用最近的观测作为约束条件的模拟与一个新的MHD代码的喷气式飞机的传播。我们研究它们的形态和动力学，并制作合成发射图。我们发现，两个射流干涉的阶段，其中一个几乎被摧毁或吞没到第二个。我们能够重现L1551的一些观测特征，例如次级喷流的弯曲。虽然轨道运动的影响是可以忽略不计的射流动力学时间轴，它们的相互作用有显着的影响，其形态。如果射流不是严格平行的，在大多数观察到的情况下，我们表明，磁场可以帮助准直和重新聚焦的两个射流。
2007-11-20 astro-ph
Resolving a Class I Protostar Binary System with Chandra
利用亚像元事件重新定位技术，我们空间分辨了距离约为0.8”的南冕R分子云中红外双系统IRS 5的X射线发射。据我们所知，这一结果-从2000年至2005年的8个钱德拉档案观测中获得-是第一个对I类原恒星双星系统中单个源的X射线研究，预计分离小于200 AU。我们使用二维图像拟合方法提取各个光源的光变曲线和光谱。南部的IRS 5a在近红外波段较亮，显示出三个持续时间大于20千秒的X射线耀斑，这让人想起前主序星的X射线耀斑，而北部的IRS 5 b在所有观测中都是静止的，除了2005年8月9日的一次观测，其X射线通量增强了约2倍。在静止时，这些源显示出几乎相同的X射线谱，NH ~ 4 e ~ 22 cm-2，kT ~2 keV，log Lx ~30.2-3 ergs-1。IRS 5a在耀斑期间显示等离子体温度高达kT ~5-6 keV，而IRS 5 b的柱密度在2005年8月9日的观测期间增加了2倍。我们讨论了这些源的X射线活动的演化阶段和变化。
2008-06-27 astro-ph
Turmoil in Orion: The Nearest Massive Protostar
我讨论了大质量恒星形成的不同理论：从大质量的核心形成，竞争邦迪霍伊尔吸积，和原恒星碰撞。我总结了湍流核心模型（TCM）的基本特征。然后我介绍猎户座Kleinmann-Low（KL）区域，它嵌入猎户座星云团（ONC），是最接近大质量恒星形成的区域之一。KL地区有三个主要的射电源，分别称为“I”、“n”和“BN”。BN被认为是一颗逃逸恒星，几乎可以肯定是在ONC中从一个多质量恒星系统中动态喷射出来的，这将留下一个反冲的，坚硬的，大质量的，可能是偏心的双星。我回顾了关于这个双星是否是ONC中质量最大的恒星Theta^1C或源“I”的争论，并认为它最有可能是Theta^1C，因为现在已知这是一个反冲的、坚硬的、大质量的、偏心的双星，其性质满足BN运动所暗示的能量和动量约束。源“n”是一个相对较低质量的原恒星，具有延长的无线电发射，暗示着双极外流。源“我”，位于该地区的主要气体浓度的中心附近，猎户座热核，是一个大规模的原恒星，是动力KL地区的可能位置，我讨论它的基本属性是如何与TCM的预测一致。在这种情况下，来自源“I”的无线电发射是被大质量原恒星电离的双极外流的基础，并且应该沿着外流的轴被拉长。
2008-01-31 astro-ph
Fragmentation in a centrally condensed protostar
本文对一个等温的、中心凝聚的、旋转的1 M \sol原恒星云的坍缩进行了三维空间的流体动力学计算。一个数值算法，包括嵌套的子网格是用来解决该地区发生在原恒星的中心部分的碎片。博斯先前的计算产生了一个分层的多重系统，在可比的数值分辨率下进一步发展，最终结果是一个双星，其质量超过原始云的一半，其轨道间隔随着时间的推移而增加，这是由于高角动量物质的吸积以及与更远形成的碎片合并的结果。重复的计算与显着更高的分辨率，我们发现，一个序列的二进制文件可以引起的circumbinary磁盘的碎片。用$n$ -体计算研究了由此产生的多重系统的稳定性，表明这样的系统将在短时间尺度上转变为更稳定的分级结构。在高分辨率运行中形成的最外层和最大质量的二进制具有与低分辨率计算中发现的二进制相似的属性。因此，基本的结果被证明是独立的数值空间分辨率。高分辨率的运行，此外，导致形成一个系统的较小的碎片，这可能是重要的了解低质量的组件和低质量的单星的近距离双星的起源。
1995-10-03 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
Near-arcsecond resolution observations of the hot corino of the solar type protostar IRAS 16293-2422
复杂的有机分子以前曾在太阳型原恒星中被发现，提出了它们在包层中形成的位置和方式的问题。可能的形成机制包括颗粒地幔蒸发，流出物与周围环境的相互作用或腔体内的UV/X射线的影响。在这封信中，我们提出了两个复杂的分子，CH 3CN和HCOOCH 3，对太阳型原恒星IRAS 16293 -2422的第一次干涉观测。图像显示，发射来自两个致密的区域集中的两个组成部分的双星系统。我们讨论了这些结果如何有利于粮食地幔蒸发的情况下，我们调查这些意见的化学成分和物理和动力学状态的两个组件的影响。
2004-10-25 astro-ph
Non coeval young multiple systems? On the pairing of protostars and T Tauri stars
我们在这里总结了金牛座T星的“红外伴星”的观测特性，并认为它们的观测特性与I类源的观测特性相同。因此，他们可能是嵌入原恒星在一个更早的演化阶段比金牛座T星，在这种情况下，这些多系统是显着的非同时代，而不是大多数年轻的双星系统。它们的形成机制与核心碎裂不同。IRC和I类源的唯一区别是它们位于金牛座T星的几十个天文单位之内，因此它们不可能像原恒星那样位于一个巨大的光学厚包层的中心。我们讨论了IRC系统是否真的是非同时期多系统的候选人。
2003-05-31 astro-ph
IRAM-PdBI Observations of Binary Protostars I: The Hierarchical System SVS13 in NGC1333
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪，在N2 H+（1-0）谱线上，对NCG 1333中的年轻天体SV S13进行了1.4和3 mm尘埃连续谱的毫米波干涉观测。斯皮策太空望远镜的红外数据补充了这一结果。毫米级尘埃连续图像在SVS 13中分辨出四个源（A、B、C和VLA 3）。利用尘埃连续图像，我们得到了0.2- 1.1M_sun的源气体质量。N2 H+（1-0）线发射被检测到，并在空间上与尘埃连续源B和VLA 3。观测到的平均谱线宽度约为0.48 km/s，估计的维里质量约为0.7 M_sun。通过同时拟合N2 H+的七个超精细线分量，我们得到了速度场，并发现在源B和VLA 3之间存在约28 km/s/pc的对称速度梯度，这可以用核旋转来解释。速度场表明，源B和VLA 3正在形成一个物理绑定的原双星系统，嵌入在一个共同的N2 H+核心。斯皮策图像显示中红外发射源A和C，这是空间与毫米尘埃连续发射。没有从源B检测到红外发射，这意味着源被深深地嵌入。基于形态和速度结构，我们提出了一个分层的碎片图像为SVS 13的三个源（A，B和C）形成的初始碎片的一个独立的星前核，而原双星系统（源B和VLA 3）是由一个单一的崩溃的子核旋转破碎。
2008-10-09 astro-ph
Does IRAS 16293-2422 contain a hot core? New interferometric results
利用OVRO毫米阵对低质量原双星IRAS 16293-2422进行了高角分辨率的H_2CO谱线观测。同时连续观测显示，该源极有可能包含两个吸积盘，大小小于250天文单位，物质通过吸积盘进入恒星。观测结果表明，双星已经清除了大部分位于外壳内部的物质，使双星分离。H2 CO干涉仪的观测表明，存在大规模的旋转大致垂直于大规模的CO流出与这个源。H_2CO的发射主要是由致密和热（T>100 K）的气体附近的连续峰的位置。
2002-11-28 astro-ph
IRAS 11590-6452 in BHR 71 - a binary protostellar system?
新的AAT近红外和SEST 12 CO J=2-1观测与现有的ISO中红外和ATCA厘米射电连续观测相结合，以检查博克球状体BHR 71的原恒星内容。结合对赫比格-哈罗天体的观测，这些数据表明：（1）两个原恒星源IRS 1和IRS 2位于BHR 71内，它们的距离约为17角秒（3400 AU）。(2)每颗原恒星都在驱动自己的分子外流。IRS 1的外流范围更大，质量更大，并主导了CO排放。(3)这两颗原恒星都与赫比格-哈罗天体和激波激发的2.122微米H2 v=1- 0 S（1）辐射有关，这与它们的CO流出在空间上一致。(4)IRS 1与厘米连续发射有关，具有平坦或上升的光谱，这与自由-自由发射一致，是原恒星起源的标志。
2001-05-11 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores: III: Low Mass Star Formation in a Small Group, L1251B
我们提出了一个低质量的恒星形成区域，L1251 B，在近红外到毫米波长的全面研究。L1251 B是一个小的原恒星群，其中只有一颗原恒星IRAS 22376+7455是已知的。L1251 B最明亮的光源位于IRAS位置以北5”处。在IRAC波段探测到一个近红外双极星云，它与最亮的天体不相关，位于L1251 B的东南角。OVRO和SMA干涉观测表明，IRAC波段最亮的源和双极星云源是深埋的盘源，单碟望远镜亚毫米连续谱观测和SMA干涉观测表明，可能存在两个极高柱密度的星前天体。在这个小组之外，许多年轻的恒星候选者已经在12' x 12'的更大区域内被发现。已在850微米处检测到L1251 B以东的扩展发射;这个“东核”可能是未来恒星形成的地点，因为IRAC或MIPS尚未检测到点源。因此，这个区域可能是低质量团簇形成的一个例子，其中一小群前恒星和原恒星物体（L1251 B）正在形成，旁边是一个大的无星核心（东核心）。
2006-05-18 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
Binary star formation from ring fragmentation
我们提出了一个简单的双星形成模型的基础上的假设，旋转星前核心崩溃，形成环，这些环，然后分裂成原恒星。我们假设每个环产生少量（N <= 6）的原恒星，并且原恒星的凝聚足够快，它们可以随后被视为点质量。我们模拟了一个N星环的动力学演化，并记录了由于环的溶解而形成的单星、双星和更高倍数的性质。环中单个恒星的质量是从离散度为σ的对数正态分布中得出的。模型的这一部分针对环的许多不同实现来执行，以获得良好的统计。该模型的第二部分是卷积这些无量纲模拟的结果，首先与核心质量的分布，产生的多重性，质量比和偏心率的分布，作为一个函数的主要质量;和第二与核心角动量的分布，产生的半长轴和周期的分布，再次作为一个函数的主要质量。利用观测到的核心质量分布和观测到的核心角动量分布，我们的模型能够再现观测到的IMF，观测到的前主序星的高多重性频率，观测到的分离分布，以及-对于长周期系统-观测到的偏心率和质量比分布，只要我们调用N = 4或5和$σ= 0.6$。我们假设，减少在现场的多重性频率，与年轻的集群相比，是在不同的核心，但同一个集群，环溶解后形成的恒星之间的动力学相互作用的结果。
2005-03-18 astro-ph
Capture Formed Binaries via Encounters with Massive Protostars
大多数大质量恒星都位于密集星团的中心，其伴星比例远高于其质量较低的兄弟恒星;猎户座四边形核心的大质量恒星每颗都有约1.5颗伴星。这种高多样性可能是通过捕获场景形成的结果，也可能是由于形成大质量恒星的核心的碎片。在恒星形成期间，星周盘似乎几乎无处不在。它们的大半径与恒星的大小相比，大大增加了相互作用半径，这表明盘与邻近恒星的相互作用可以帮助捕获双星伴星。这种机制已经被研究过，用于近似太阳质量的恒星，发现效率很低。在本文中，我们提出了一个22 Msun星盘系统和质量较小的撞击物之间的相互作用的模拟，研究盘辅助捕获形成的双星在一个适合于大质量恒星的制度。通过捕获形成双星被认为是更有效的大规模的捕获者。我们讨论了与质量有关的速度色散和质量分离对捕获率的影响，并考虑了由此产生的双星在稠密星系团中的长期生存。
2006-10-20 astro-ph
Protostellar holes: Spitzer Space Telescope observations of the protostellar binary IRAS16293-2422
中红外线（23-35微米）发射从深埋的“0级”原恒星IRAS 16293 -2422被检测到斯皮策太空望远镜红外光谱仪。一个详细的辐射转移模型再现全光谱能量分布（SED）从23微米到1.3毫米，需要一个大的内腔半径为600 AU的信封，以避免淬灭从中心源的发射。这与先前基于高角分辨率毫米干涉数据的建议一致。另一种解释，使用2D模型的信封与流出腔可以重现SED，但不是干涉仪vibrium。空洞的大小与包层的离心半径相当，因此似乎是原恒星核心旋转的自然结果，这也导致了中央原恒星双星的分裂。对于数据所要求的大空洞，在给定半径下的平均温度不会增加到60-80 K以上，尽管每个原恒星附近可能存在温度较高的热点，但这些热点只占内层物质的一小部分。拟议的空腔也将有后果的分子线数据的解释，特别是复杂的物种探测在信封的内部区域的高温。
2005-08-09 astro-ph
A Candidate Protoplanet in the Taurus Star Forming Region
HST/NICMOS拍摄的I类原恒星TMR-1（IRAS 04361 +2547）的图像显示了一个暗淡的伴星，投影距离为10.0”= 1400 AU。中央的原恒星本身被分辨为一颗距离为0.31”= 42天文单位的近距离双星，周围环绕着星周反射星云。一条狭长的细丝似乎将原双星与微弱的伴星TMR-1C连接起来，这表明它们之间存在物理联系。如果这些源在物理上是相关的，那么我们假设TMR-1C已经被原双星喷出。如果TMR-1C的年龄和距离与原双星相同，那么目前的模型表明它的流量与几个木星质量的年轻巨行星一致。
1998-08-26 astro-ph
L1551NE - Discovery of a Binary Companion
L1551 NE是一颗非常年轻的（0级或I级）低质量原恒星，位于研究充分的L1551 IRS 5附近。本文给出了L1551 NE的1.3mm连续光谱干涉观测的证据。伴星位于1.43“（~230 A.U.），其1.3mm的通量密度约为主星的1/3。160 PC）东南方。来自主要成分的毫米波发射可能刚刚被解析，解卷积尺寸为~0.82“x0.70”（~ 131 x112 A.U.）。伴随发射未被解析（<100 A.U.）。这对双星被嵌入在一个大小约为5.4“x 2.3”（约860 x 370 A.U.）的扁平环二进制信封中。这三个分量（即主星及其伴星的半恒星物质和包层）的质量分别约为0.044、0.014和0.023 Mo。
2000-03-07 astro-ph
Two Bipolar Outflows and Magnetic Fields in a Multiple Protostar System, L1448 IRS 3
我们使用BIMA阵列对英仙座分子复合体中距离约250 pc的多原恒星系统L1448 IRS 3进行了CO J=2-1、13 CO J= 1 - 0和C18 O J=1-0的谱线观测和1.3 mm连续谱和CO J=2-1的偏振观测。在1.3毫米的连续谱中，两个源（IRS 3A和3B）被清楚地探测到，估计包层质量为0.21和1.15太阳质量，一个源（IRS 3C）被勉强探测到，质量上限为0.03太阳质量。在CO J=2-1，我们揭示了两个流出起源于IRS 3A和3B。流出叶的质量，平均数密度，动量和动能进行了估计。根据这些估计和外流特征，我们得出结论，这两个外流是相互作用的，IRS 3A外流几乎垂直于视线。此外，我们估计的速度，倾斜度和开放的IRS 3B流出使用贝叶斯统计。当张角为~20弧度时，我们将速度限制为~45 km/s，倾角限制为~57弧度。在1.3 mm连续谱和CO J=2-1中均检测到线性偏振。连续谱中的线性极化显示了中心源（IRS 3B）处垂直于流出方向的磁场，并且在CO J=2-1中的线性极化在流出区域中被检测到，平行于或垂直于流出方向。此外，根据13 CO J=1-0和C18 O J=1-0观测的速度差和外流特征，对IRS 3A和IRS 3B双星系统是否为引力束缚进行了综合讨论。该系统的比角动量估计为~ 3e 20 cm ^2/s，与之前对金牛座双星和分子云的研究结果…
2006-09-06 astro-ph
Mid-Infrared Imaging of the Protostellar Binary L1448N--IRS3(A,B)
本文给出了原恒星双星系统L1448 N-IRS 3（A，B）的中红外（10-25 \micron）成像。只有一个来源，IRS 3（A），在中红外波长处被检测到-IRS 3（A，B）的所有中红外发射都来自IRS 3（A）。IRS 3（A）的中红外光度是$L_{midir} = 1.3(\frac{d}{300\rm{pc}})^2 L_\sun$，它产生的中心源质量取决于质量的下降率，为$M_* = 0.2 M_\sun \frac{10^{-6}M_\sun yr^{-1}}{\dot M}$。IRS 3（A）周围的包层质量为$\sim 0.15 M_\sun$，表明中心源和包层质量相当。IRS 3（A）和IRS 3（B）在$M_{env} - L_{bol}$图上的位置表明IRS 3（A）和IRS 3（B）分别是I类和0类原恒星。
2002-11-05 astro-ph
A Single Circumstellar Disk in the SVS 13 Close Binary System
本文介绍了在NGC1333区域中，IRAS 2A、IRAS 2B、MMS2、MMS3和SVS 13等源的7毫米甚大阵观测结果。SVS13是一个年轻的密近双星系统，在投影上，它的两个成员相距65天文单位。我们的高角分辨率观测表明，只有一个组成部分的SVS 13系统（VLA 4B）是与可检测的拱星尘埃排放。这一结果与众所周知的L1551 IRS5的情况形成对比，L1551 IRS5是一个由两颗原恒星组成的双星系统，相隔45天文单位，其中每一个组成部分都与一个尘埃盘有关。在SVS 13和L1551 IRS 5中，辐射显然来自致密的吸积盘，比在单星周围观察到的要小，但仍然足够大，可以形成像太阳系这样的行星系统。这些观测结果证实，行星的形成可以发生在近距离双星系统中，无论是在系统的一个或两个组件中，这取决于下落物质的特定角动量。
2004-03-05 astro-ph
Fragmentation of a Protostellar Core: The Case of CB230
博克球状体CB 230（L1177）包含一个活跃的低质量恒星形成核心，与双近红外反射星云，准直双极分子外流和强烈的毫米连续辐射有关。近红外星云的形态表明存在一个深埋的、宽的双星原恒星系统。高角分辨率观测现在揭示了两个子核心，两个不同的外流中心，和一个嵌入的吸积盘与西部双极近红外星云。根据分离度和比角动量，CB230双原恒星系统可能是核心碎裂的结果，可以放在前主序星双星分布的上端。
2000-08-23 astro-ph
Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens--SVS20
我们提出了空间分辨中红外光谱的I类/平谱原恒星双星系统SVS 20的巨蛇座云核心。使用Gemini-South上的中红外仪器T-ReCS获得光谱。SVS 20-South是两个光源中更明亮的一个，它显示出在11.3 \micron附近达到峰值的中红外发射光谱，而SVS 20-North则显示出峰值光学深度为$τ\sim 0.3$的浅无定形硅酸盐吸收光谱。去除视线消光的分子共同的信封后，“protostar-only”光谱被发现是占主导地位的强无定形橄榄石发射峰附近10 \micron。我们还发现了与SVS 20-S和SVS 20-N相关的结晶镁橄榄石和顽火辉石发射的证据。结晶硅酸盐在这样一个年轻的双星系统中的存在表明，在更进化的HAeBe和金牛座T前主序星中发现的颗粒加工可能开始于相对年轻的进化阶段，而质量吸积仍在进行中。
2005-04-29 astro-ph
Simultaneous Chandra and VLA Observations of Young Stars and Protostars in rho Ophiuchus Cloud Core A
对rho Ophiuchus云核A的96-ks钱德拉X射线观测发现了87个源，其中60个与其他波长的对应物相一致。X射线探测包括14个已知的经典金牛座T星中的12个，17个已知的弱线TTS中的15个，以及15个褐矮星候选者中的4个。X射线检测的特征在于硬的、严重吸收的发射。一个典型的源的平均光子能量是3千电子伏，超过一半的检测是可变的。在不寻常的近距离双星系统Oph S1、X射线明亮的WTTS DoAr 21和棕矮星候选者GY 31中探测到了显著的X射线耀斑。对DoAr~（21）耀斑的时间分辨光谱分析清楚地揭示了在衰变阶段可能使等离子体再加热的一系列次级耀斑。我们发现CTTS和WTTS的X射线光度分布和光谱硬度是相似的。我们还得出结论，探测到的棕矮星候选者的X射线发射比金牛T星亮度低，但光谱相似。同时多频VLA观测发现了31个6厘米的射电源，其中10个也被钱德拉探测到。我们报告了光学不可见红外源WLY 2-11和微弱的H-α发射线恒星Elias 24的新无线电探测。我们确认圆偏振在Oph S1和报告一个新的检测圆偏振在DoAr 21。我们没有发现任何证据表明，X射线和无线电光度相关的TTS同时检测钱德拉和VLA的小样本。本文描述了一种新的非参数方法，用于从未分组光子事件中估计X射线光谱特性。
2004-05-24 astro-ph
Binary Formation in Star-Forming Clouds with Various Metallicities
本文用三维嵌套网格模拟方法研究了不同金属丰度的云的演化过程，其中初始云的转动能与重力能之比β 0（=10^-1 - 10^-6）和云的金属丰度Z（=0 - Z_ \odot）为参数。从中心数密度n = 10^4 cm^-3开始，计算了48个模型的云演化，直到原恒星形成（n \simeq 10^23 cm^-3）或发生碎裂。碎裂条件取决于初始转动能和云的金属丰度。云的旋转促进了碎片化，而在金属丰度较高的云中，碎片化往往受到抑制。当β_0 > 10^-3时，在具有太阳金属丰度的云中发生碎裂，而当β_0 > 10^-5时，在原始气体云中发生碎裂。较低金属丰度的云有较大的碎裂概率，这表明二进制频率是云金属丰度的递减函数。因此，早期宇宙（或较低金属丰度环境）的双星频率高于现今（或较高金属丰度环境）。此外，从低金属丰度云中诞生的双星比从高金属丰度云中诞生的双星有更短的轨道周期。这些趋势解释的热历史的崩溃云。
2008-03-01 astro-ph
Magneto-Hydrodynamics of Population III Star Formation
利用三维MHD嵌套网格数值模拟方法研究了坍缩原始云中的喷流驱动和破碎过程。从一个数密度为n=10^3 cm^-3的旋转磁化球形云开始，我们跟踪云的演化直到恒星密度为n=10^22 cm^-3。我们计算了36个初始磁能和转动能（γ_0，β_0）的参数化模型。在坍缩的原始云中，云的演化可用初始转动能与磁能的比值γ_0/β_0来表征。当γ_0 > β_0时，洛伦兹力对云的演化有显著影响，而当β_0 > γ_0时，离心力比洛伦兹力更起主导作用。当云团以角速度Ω_0 > 10^-17（n/10^3 cm^-3）^2/3 s^-1和β_0 > γ_0快速旋转时，在原恒星形成之前发生碎裂，但在原恒星形成之后没有喷流出现。另一方面，当初始云的磁场为B_0 > 10^-9（n/10^3 cm^-3）^2/3 G且γ_0 > β_0时，在原恒星形成后出现了强喷流而没有碎裂。我们的研究结果表明，原星族III星经常表现出碎裂和原恒星喷流。因此，第三星族恒星是以双星或多恒星系统的形式诞生的，它们可以驱动强烈的喷流，这会显著地干扰星际介质，以及现在的恒星形成，因此它们可能诱导下一代恒星的形成。
2008-03-08 astro-ph
HST and spectroscopic observations of the L1551 IRS5 jets (HH154)
我们对最近的恒星形成喷流进行了彻底的光学研究。围绕0/I类双星L1551 IRS 5及其相关喷流（HH 154）的内弧分已被哈勃空间望远镜和WFPC 2相机、欧洲南方天文台新技术望远镜和北欧光学望远镜观测到。该数据集相比，早期的地面成像的目的是研究这种特殊的射流的演变，其可能的相互作用与分子材料的双极分子流出与此源。绘制了射流的速度场。最高的速度被发现在附近的最近发现的X射线源发出的冲击在这个射流。由X射线源辐射的能量与这些速度相容。喷流的\halpha和\hbeta发射被用来确定消光，这被发现增加向内喷流对原恒星。对X射线源的消光与从X射线光谱确定的消光一致。
2005-03-22 astro-ph
Shrinking binary and planetary orbits by Kozai cycles with tidal friction
至少有两个论点表明，大部分双星和太阳系外行星的轨道在形成后缩小了1-2个数量级：（i）恒星的物理半径从诞生到主序星会缩小一个很大的因子，但许多主序星的伴星轨道距离只有几个恒星半径，（ii）在当前的行星形成理论中，在原恒星0.1天文单位范围内的区域，温度太高，而且稀薄，不可能形成一颗质量为1000亿光年的行星，但在这样的距离上，仍观测到许多“热1000亿光年”。我们调查轨道收缩的长期扰动从遥远的伴星（Kozai振荡）和潮汐摩擦的综合影响。我们整合了相关的运动方程，以预测由这一过程产生的轨道要素的分布。轨道周期为0.1 ~ 10天（中位数约为2天）的双星是由周期更长（10 ~ 10^5天）的双星产生的，这与大多数或所有短周期双星都有遥远的伴星（第三星）的观测结果相一致。我们还提出了两个新的可检验的预言：（1）对于3 ~ 10 d的周期，内双星与第三轨道的交角分布在40 °和140 °附近有一个强的峰值。(2)太阳系外的行星，其主星有一个遥远的双星伴星，也可能经历这个过程，在这种情况下，产生的热木星的轨道通常会与其主星的赤道不一致。
2007-05-30 astro-ph
Protostellar fragmentation in a power-law density distribution
本文对等温、旋转的1 M \sol原恒星云坍缩的三维流体动力学进行了计算。初始密度分层是幂律，密度为$ρ\propto r^{-p}$，密度为$p=1$。不考虑奇异等温球（$p=2$）的情况;然而，观测表明，$p=1$是分子云核坍缩开始前密度分布的一个很好的代表。崩溃的研究与两个独立的数值方法，SPH代码与200，000个粒子，和有限差分代码与嵌套网格，在内部区域提供高的空间分辨率。虽然以前的数值研究表明，这样的幂律分布不会导致分裂成一个二进制系统，这两个代码显示，相比之下，多个碎片确实发生在中央地区的原恒星。因此，通过碎裂形成双星的过程与观测到的大部分年轻恒星处于双星或多星系统中的事实是一致的。
1997-06-10 astro-ph
Scattered Light Models of Protostellar Envelopes: Multiple Outflow Cavities and Misaligned Circumstellar Disks
地基成像，成像偏振，和最近的哈勃空间望远镜WFPC 2和NICMOS图像的原恒星揭示了非常复杂的散射光模式，不能完全解释的2-D辐射传输模型。我们在这里提出的第一次T Tau和IRAS 04016+2610是完全3-D的辐射传输模型，其目的是调查多个照明源和已形成的多个流出的下降信封的图像形态的影响。对于T头，我们已经构建了散射光模型，其中周围的信封照明是由一个二进制与每个源包围其自己的小拱盘或信封。我们发现，在WFPC 2图像的T头的不对称性可以再现，如果磁盘在二进制系统是错位的，与最近发现的双极流出相信起源于二次一致。对于IRAS 04016+2610，我们发现所观察到的散射光图案可以通过在两组双极流出物雕刻的空腔的包络中散射来再现，这暗示了嵌入式二元系统。
2001-07-03 astro-ph
On the Evolutionary State of the Components of the YLW 15 Binary System
我们报告了VLA和VLBA的厘米连续观测以及COMICS/SUBARU对YLW 15非常年轻的双星系统VLA 1和VLA 2的中红外观测。两个成分的厘米发射跟踪部分厚的自由-自由发射，可能是由于准直，电离风。VLA 1是一颗嵌入式原恒星，在近红外波段未被发现，可能处于0级到I级的过渡阶段，并为赫比格-哈罗外流提供动力。它的中红外线辐射看起来稍微有一点分辨，直径约为16天文单位，可能是从包层和盘上追踪到星周物质。VLA 2是一个典型的I类天体，在中红外波段无法分辨，并且是与YLW 15相关的强X射线发射的原因。与X射线发射相关的预期厘米“星周”发射在6厘米处的VLBA没有检测到，可能是由于自由-自由发射的高光学深度。引人注目的是，YLW 15的近中红外特性表明VLA 1是一个更嵌入的YSO，或者说，比VLA 2更不明亮，而这个双星系统的轨道自行表明VLA 1比VLA 2更大。这一结果显然与预期的进化情景相反，人们认为双星系统中质量越大的YSO就越进化和发光。最后，用VLA探测到附近的源YLW 16 A，其位置与报道的近红外和X射线源一致。
2004-02-11 astro-ph
Testing the Paradigm of Low-Mass Star Formation
原恒星核心的形成可能比以前在低质量恒星形成的标准模型中所假设的要动态得多，而磁场的重要性可能要小得多。这一修正后的图像具有重要的影响：它更容易理解在分子云中观察到的恒星形成的速度;核心更可能具有有利于早期高坠落率的结构，有助于解释0类和I类原恒星之间的差异;核心结构和不对称性将强烈有利于坍缩后分裂成双星和多星系统。
2003-09-17 astro-ph
The Physics of Star Formation
我们目前的理解恒星形成的物理过程进行了审查，重点是发生在分子云的过程，如附近观察到的。这些云的致密核心预计将经历引力坍缩，其特征是中心密度峰值的失控增长，并朝着奇点发展。只要坍缩能够发生，旋转和磁场就不会改变这种定性行为。其结果是一个非常小的胚胎恒星或原恒星的形式和增长的吸积在一开始的速度很高，但随着时间的推移，周围的信封是耗尽。旋转导致一些剩余的物质在原恒星周围形成一个圆盘，但是来自原恒星圆盘的吸积还没有被很好地理解，并且可能是可变的。大多数，甚至可能是所有的恒星都形成于双星或多星系统中，在这些系统中，引力相互作用可以在重新分配角动量和驱动盘吸积事件中发挥作用。变化的吸积可以解释年轻恒星的一些特殊性，如耀斑和喷流的产生，恒星形成系统中的原恒星相互作用也将对行星形成产生重要影响。最大质量的恒星形成于致密环境中，其形成过程尚不清楚，但可能包括剧烈的相互作用和合并。质量最大的恒星的形成可能与密度非常大的环境中大质量黑洞的形成和成长有相似之处。
2003-08-17 astro-ph
