High Resolution Submillimeter Constraints on Circumstellar Disk Structure
我们提出了一个高空间分辨率的亚毫米波连续调查24拱盘的Tau-Aur和Oph-Sco恒星形成区域使用SMA。在一个简单的模型的背景下，我们使用宽带SED和亚毫米波的vibrium来获得一些基本参数，描述这些磁盘的结构上的约束。对于样本中的典型圆盘，我们推断径向表面密度分布为φ ~ r^-p，中值p约为0.5，尽管考虑到我们某些假设的系统效应，p约为0.7-1.0的陡峭分布更合理。这些盘的外半径分布在R_d = 200 AU处显示出明显的峰值，只有少数情况下盘的发射是完全无法分辨的。基于这些磁盘结构的测量，质量吸积率，和典型的光谱和空间分布的亚毫米波发射，我们表明，观测结果是在很好的一致性与相似的解决方案，稳定的吸积盘，有一个粘度参数α ~ 0.01。我们提供了新的估计的光谱依赖的光盘不透明度的中值光谱指数为0.7，校正光学厚发射。这个典型的值是一致的模型预测的碰撞增长的固体在外盘毫米大小的尺度。虽然目前无法直接限制这些圆盘中的行星形成，但这里推断的外推密度分布比基于太阳系或太阳系外行星计算的密度分布要浅得多，通常用于行星形成模型。由于亚毫米级不透明度处方不完整，我们可能大大低估了磁盘密度。
2006-10-27 astro-ph
Submillimeter lines from circumstellar disks around pre-main sequence stars
本文报道了低质量前主序星星周盘CO（J=6-5）、HCO ~+、HCN（J=4-3）及其同位素亚毫米谱线的观测结果。不同的线比和光学深度表明，大多数观察到的线发射来自中间盘层与高密度的1 E6 - 1 E8 cm-3和适度温暖的温度在外部区域。的数据进行了比较，从文献中使用一个完整的二维蒙特卡罗辐射转移代码的三个磁盘模型。分子的丰度受到光学上较薄的13 C物质的限制，并表明LkCa 15的贫化为1-30，TW Hya的贫化非常高，> 100。在低于22 K的温度下，CO和HCO+到晶粒表面上的显着冻结（因子10或更大）的证据被发现，但这些分子的丰度也必须在较温暖的上层低，最有可能是由于光解离。在一个被恒星和星际辐射加热的耀斑盘的表面附近有一个温暖的上层，这是对TW Hya观测结果的恰当描述。LkCa 15在表面似乎更冷，可能是由于尘埃沉降。
2001-08-23 astro-ph
Young, Jupiter-Mass Objects in Ophiuchus
我们已经使用了3.5至8微米的数据从核心到核心（c2d）的遗产调查和我们自己的深IJHKs图像的0.5平方度部分的c2d领域在蛇夫座产生一个样本的候选年轻物体与可能的质量之间的1和10木星质量。在这些物体发射的整个范围内的光度测量的可用性使我们能够区分年轻的，极低质量的候选者和更大质量的前景和背景物体，这意味着我们的调查将比现有的近红外调查具有更少的误报。从红色到中红外的恒星形成云的敏感清单将使我们能够将这些非集群恒星形成区域的IMF限制在远低于氘燃烧极限的范围内。对于通量在2MASS极限和我们的极限之间的巨大差距中的恒星，我们的数据将提供有关光球的信息。我们将使用斯皮策的结果结合目前的磁盘模型，了解年轻的棕矮星周围的拱星盘的存在和性质。
2005-06-03 astro-ph
HST/NICMOS Imaging Survey of the Ophiuchus (Lynds 1688) Cluster
我们提出了一个与蛇夫座分子云相关的年轻恒星的近红外测光表，基于哈勃空间望远镜NICMOS-3相机在1.1 $μ$ m和1.6 $μ$ m的观测。我们的调查覆盖了以林德1688的致密分子核心为中心的0.02平方度。我们检测到165个源在1.6 $μ$ m和65个源在1.1 $μ$ m，在我们估计的完整性限制为21.0等和21.5等，分别。根据现有的分子谱线图对云的消光进行的分析表明，位于云的40个$\rm{A_V}$消光等值线内的大部分源可能是云成员。这些来源中约有一半（58/108）以前未发表。这些观测揭示的暗嵌入源在空间上集中在三个高恒星空间密度的区域（N $> 10^4$星pc $^{-3}$）。虽然这些源的空间分布反映了蛇夫座中更明亮、众所周知的年轻恒星的分布，但它与亚毫米波中看到的冷浓度分布明显不同。七个新的褐矮星候选人被确定，根据他们的红外颜色和他们的投影位置上的高柱密度区域的分子云。报道了8个新的候选二元系和5个新的候选三元系，其分离度在0 \farcs 2至10 \arcsec（29至1450 AU）之间。这些观测的空间分辨率和灵敏度揭示了通过散射光看到的五个明显的盘/信封系统，以及四个具有复杂形态的星云状物体。
2001-10-03 astro-ph
Submillimeter vibrationally excited water emission from the peculiar red supergiant VY CMa
SiO和H2O分子的振动激发发射探测了富氧红巨星和超巨星的最内层拱星包层。VY CMa是这些分子中已知最多产的恒星发射源。观测是为了寻找水分子最低振动激发态的转动谱线。APEX望远镜用于观测频率在300 GHz左右的H2O谱线。我们发现了两条振动激发的H_2O谱线，第三条没有发现，在其中一条谱线上，我们发现了弱脉泽作用的证据，类似于已知的（亚）毫米H_2O谱线。我们发现另一条谱线的强度与星周红外辐射场的热激发相一致。几个SiO线与H2O线一起被检测到。
2006-06-02 astro-ph
The Dust Properties of Eight Debris Disk Candidates as Determined by Submillimeter Photometry
主序星的远红外尘埃辐射的性质，无论是星际还是拱星，都可以从亚毫米测光中推断出来。我们目前的JCMT/SCUBA流量测量在850微米对8颗恒星的大光球过剩在60-100微米。5个源在3-sigma或更大的显著性下被检测到，一个在2.5-sigma下被边缘检测到。推断的尘埃质量和温度范围分别为0.033 - 0.24地球质量和43-65 K。不透明度的频率行为τ_nu ~ nu^beta相对较浅，beta < 1。这些尘埃特性是星周物质的特征，最有可能是来自小行星碰撞的碎片。这两个未探测到的卷云有较低的温度，35-38 K和较陡的不透明度指数，β> 1.5，这是更典型的星际卷云。已确认的盘状物推断直径都大于2“，大多数位于碎片盘质量分布的上包络附近，4个足够明亮，可以进行高分辨率成像。
2006-09-05 astro-ph
Submillimeter Structure of the Disk of the Butterfly Star
我们提出了一个空间分辨894微米的地图拱盘的蝴蝶星在金牛座（IRAS 04302+2247），获得的亚毫米阵列（SMA）。在外盘区域，预测和观测的径向亮度轮廓吻合得很好，但在外半径为80-120 AU的内部区域，预测和观测的径向亮度轮廓不同。特别是，我们发现在中心的径向亮度分布的局部最小值，这可以解释为一个增加的密度/光学深度相结合的减少垂直范围的磁盘向中心。我们的发现表明，年轻的拱星盘可以在波长高达894微米的光学厚度。虽然早期的模型得出了关于全球磁盘结构的一般结论，最重要的是，磁盘中晶粒生长的证据（Wolf，Padgett和Stapelfeldt 2003），所提出的SMA观测为内部的盘结构和尘埃颗粒特性提供了更详细的限制，可能形成行星的区域（约80-120 AU）与外部磁盘区域（约120-300 AU）。
2008-01-09 astro-ph
Submillimeter Array Observations of Disks in the SR 24 Multiple Star System
我们提出了高分辨率的孔径合成图像从亚毫米阵列的225 GHz（1.3毫米）的连续和CO J=2-1线发射从磁盘周围的组件的分层三重系统SR 24，位于蛇夫座恒星形成区域。其中距离最远的是SR 24 S（投影半长轴为832天文单位），它的星周盘具有金牛座T星周围的典型特征。SR 24 N（投影半长轴为32天文单位）在连续谱中未被探测到，但有很强的CO发射，可能起源于一个有中心间隙的环双星盘。这些数据将SR 24 N系统中的总盘质量限定为< 10^-3 M_sun，并表明CO在尘埃颗粒上的消耗不超过星际介质中平均值的100倍。SR 24 N盘的不寻常之处在于它只在线发射中被检测到。在单碟连续巡天中，双星和单星周围的其他低质量盘可能被遗漏了。
2004-11-05 astro-ph
The Connection between Submillimeter Continuum Flux and Binary Separation in Young Binaries: Evidence of Interaction between Stars and Disks
本文对天蝎座-天卫座恒星形成区中投影距离a_p < 150天文单位的前主序星双星进行了800微米连续测光。将我们的观测结果与已发表的1300微米测光结果相结合，我们发现在天蝎座-猎户座中1 < a_p < 50- 100天文单位的双星比更宽的双星或单星具有更低的亚毫米波通量，正如以前在金牛座-御夫座双星中发现的那样。宽双星和单星具有难以区分的亚毫米波通量分布。因此，间距小于50- 100天文单位的二进制同伴显着影响相关磁盘的性质。我们已经探讨了这样一个假设，即亚毫米波通量的减少是同伴在圆盘中清除间隙的结果。间隙清除产生的亚毫米波通量的定性依赖二进制分离，和一个简单的模型表明，在磁盘的表面密度典型的宽二进制或单星磁盘的大间隙可以减少亚毫米波通量的水平与观察到的限制一致。这个模型表明，目前的亚毫米通量上限并不一定意味着磁盘表面密度的大幅减少。三分之二的年轻双星被IRAS探测到，表明大多数双星都有拱星盘。这些通量的下限为10^{-5} M_sun的星周盘质量。亚毫米波通量的上限为0.005M_sun的环双星盘质量。因此，巨大的环双星盘在距离在几个天文单位到100个天文单位之间的双星中是罕见的。环双星盘是在一些近距离双星周围发现的。
1995-08-22 astro-ph
Bolocam Survey for 1.1 mm Dust Continuum Emission in the c2d Legacy Clouds. II. Ophiuchus
我们提出了一个大尺度的蛇夫座分子云毫米连续谱图。近11平方度，包括所有在云中的视觉消光超过3个等级的区域，在加州理工学院亚毫米天文台（CSO）上用Bolocam绘制了1.1毫米的地图。根据设计，这张地图还覆盖了斯皮策太空望远镜在红外线上绘制的区域。我们检测到44个明确的来源，和一些可能的来源也看到沿灯丝在东部流光。这张地图显示蛇夫座的致密核心非常密集，经常在云内的细丝中发现。大多数源是圆形的，在半功率点测量，但在较低的轮廓水平测量时被拉长，这表明球形源位于灯丝内。假设尘埃温度为10 K，其质量范围为0.24至3.9太阳质量，平均值为0.96太阳质量。不同核心的总质量是42个太阳质量，占总云质量的0.5%到2%，而4 σ以上的总质量大约是80个太阳质量。核心中的平均密度相当高，平均为1.6 x 10^6/cc，表明自由落体时间很短。核心质量分布可以用幂律拟合，当M>0.5太阳质量时，斜率为2.1 ± 0.3，与其他区域的结果相似，但比局部IMF的某些测定结果略浅。与以前的研究一致，我们的调查表明，致密的核心占云体积和总质量的很小一部分。它们几乎都被限制在至少9等的视觉消光区域，这是一个比以前发现的更低的阈值。
2006-02-11 astro-ph
Processed and unprocessed ices in circumstellar disks
我们提出了3-5微米的VLT-ISAAC光谱寻找证据的甲醇冰在边缘上的磁盘年轻的嵌入式恒星。例子包括金牛座的L1489 IRS和蛇夫座的CRBR 2422.8-3423，其中最后一个具有已知的YSO最高的固体CO柱密度。我们没有发现明确的证据丰富的甲醇在所观察到的磁盘，但严格的上限。巨蛇座和变色龙分子云中的几个额外的低质量源显示出丰富的固体甲醇，尽管不清楚冰是与盘还是与包层有关。这是第一次在嵌入式年轻低质量恒星的拱星环境中探测到固体甲醇，这提供了证据，证明以前只在固态下观察到的复杂分子物种也存在于太阳型年轻恒星附近。甲醇的形成机制和冰的化学演化的限制作为材料被纳入拱盘进行了讨论。
2004-05-31 astro-ph
On the Observability of Giant Protoplanets in Circumstellar Disks
我们调查的可能性，以检测巨行星仍然嵌入在年轻的拱星盘。基于不同的恒星，行星和磁盘的质量，以及不同的径向位置的行星模型，我们分析了这些系统的亚毫米外观。我们发现，行星对光谱能量分布的影响不能与其他盘参数的影响区分开来。然而，星盘的尘埃再发射图像显示，在一颗年轻行星附近的热区域，以及间隙，确实可以被阿塔卡马大型毫米波阵列探测到，并在附近的星周星盘（d<100pc）中以近似面对面的方向绘制地图。
2004-10-04 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Circumstellar Debris Disks I. Analytic Disk Density Distributions
我们目前的研究结果，目的是从观测到的红外线亚毫米光谱能量分布推导出拱星碎片盘的基本属性。这项研究的动机是提高望远镜/探测器的灵敏度，特别是空间红外望远镜设施的预期可用性，随后是平流层红外天文学观测台，这将使详细研究后期星周盘和行星系统演化的大量源样本成为可能。我们的研究基础上的磁盘密度分布和几何形状的分析模型，考虑到现有的限制，从观测和碎片磁盘的理论研究结果。我们还概述了拱星尘埃的最深刻的特点，包括粒度分布和尘埃的化学成分的影响。
2003-06-23 astro-ph
What Grain Alignment can Tell about Circumstellar Disks and Comets
晶粒排列理论认为，晶粒应该在星周区域排列，现有的观测数据支持这一结论。我们讨论了通过（1）磁弛豫，（2）机械过程，（3）辐射扭矩的晶粒排列。我们表明，铁磁弛豫可能是更重要的比超顺磁弛豫，如果在拱星区域的尘埃是最近在地球大气中捕获的物种相似。外流和恒星风提供了沿磁场线的颗粒流，因此机械排列与铁磁和辐射排列竞争。我们估计了星周区域、彗星和行星际空间中的晶粒排列的测量值，并得出结论，在许多星周区域和行星际空间中，辐射力矩可能构成使晶粒长轴垂直于磁场方向的主要排列机制。亚毫米波和微波范围内的观测建议作为一种手段，从那些相关的排列晶粒解开多重散射的影响。
1998-11-03 astro-ph
The Structure of the DoAr 25 Circumstellar Disk
我们提供了高空间分辨率（< 0.3”= 40 $ AU) Submillimeter Array observations of the 865 micron continuum emission from the circumstellar disk around the young star DoAr 25. Despite its bright millimeter emission, this source exhibits only a comparatively small infrared excess and low accretion rate, suggesting that the material and structural properties of the inner disk may be in an advanced state of evolution. A simple model of the physical conditions in the disk is derived from the submillimeter visibilities and the complete spectral energy distribution using a Monte Carlo radiative transfer code. For the…
2008-04-02 astro-ph
A multi-transition submillimeter water maser study of evolved stars - detection of a new line near 475 GHz
水分子发出的脉泽探测了富氧红巨星和超巨星的温暖的内部拱星包层。多脉泽跃迁研究可以用来限制发射区的密度和温度。目的：观测到长周期变星RLeo和WHya以及红超巨星VYCMa附近的一些已知的H2O脉泽谱线。在475 GHz附近寻找一条新的，尚未探测到的谱线是朝着这些恒星进行的。方法：阿塔卡马探路者实验望远镜用于亚毫米H2O线的多跃迁观测研究。结果：在475 GHz附近，清晰地检测到VY CMa和W Hya的5_33-4_40跃迁。许多其他的H2O谱线被探测到朝向所有三颗目标恒星。相对线强度比和速度宽度被发现有显着不同的恒星。结论：除了一条理论上预测的线外，所有线都观察到了脉泽作用。相比之下，最强的脉泽线之一，在狮子座R到目前为止最强的，437 GHz的7_53-6_60过渡，预计不会被逆转。模型计算的其他一些定性预测与我们的观察结果不一致。合理的理由，这是讨论。根据我们的研究结果为W Hya和VY CMa，我们发现的证据表明，H2O脉泽在AGB星W Hya产生的定期拱流出，而在高速流的冲击激发似乎需要激发脉泽远离红超巨星VY CMa。
2007-10-27 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
The Impact of the Massive Young Star GL 2591 on its Circumstellar Material: Temperature, Density and Velocity Structure
研究了明亮的年轻恒星天体GL~2591周围气体和尘埃的温度、密度和运动学，尺度小至100 AU，用4.7微米吸收光谱探测，大至60，000 AU，用单碟亚毫米光谱探测。这两个尺度由干涉测量86-226 GHz图像连接，尺寸为60，000 AU，分辨率为2000 AU，连续谱线和分子谱线。这些数据被用来约束包层的物理结构，并研究年轻恒星对其周围环境的影响。
1999-05-05 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
Inverse temperature dependence of the dust submillimeter spectral index
在这里，我们提出了一个汇编PRONAOS为基础的结果有关的尘埃亚毫米光谱指数的温度依赖性，包括数据从银河卷云，恒星形成的地区和拱星信封。我们观察到大的变化的光谱指数（从0.8到2.4）在很宽的温度范围内（12至80 K）。这些光谱指数的变化遵循温度的双曲线形函数，在寒冷地区（12-20 K）观察到大的光谱指数（1.5-2.4），而在温暖地区（35-80 K）观察到小的指数（0.8-1.6）。提出了三种解释：一是在温暖而致密的环境中，尘埃颗粒的大小发生了变化;二是在不同的环境中，尘埃颗粒的化学成分是不一样的;三是由于量子过程，尘埃光谱指数对温度有内在的依赖性。
2003-10-03 astro-ph
The structure of the NGC1333-IRAS2 protostellar system on 500 AU scales: an infalling envelope, a circumstellar disk, multiple outflows, and chemistry
本文利用OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测，研究了低质量原恒星双星NGC 1333-IRAS 2周围致密气体和尘埃的小尺度结构。检测到的3毫米连续辐射与IRAS 2A周围的包络模型一致，基于先前报道的亚毫米连续图像，低至3”或500 AU，干涉仪数据的分辨率。我们的数据约束的贡献，一个未解决的点源22毫焦耳。在描述包络模型的参数的精度范围内，点源通量具有高达25%的不确定性。我们把这个点源解释为质量为\gtrsim 0.3 M_ \odot的冷盘。同样的信封模型也再现孔径合成线观测的光学薄同位素物种C34 S和H13 CO+。更光学厚的主要同位素线显示了原恒星环境中的各种成分：N2 H+与尘埃浓度密切相关，如在亚毫米波长处所见，并且在无星核心IRAS 2C处特别强烈。我们假设N2 H+通过与原恒星源IRAS 2A和B附近的冰粒释放的CO反应而被破坏。CS、HCO+和HCN具有明显受流出和流入影响的复杂线形。除了IRAS 2A的东西向急流外，该源附近的南北向速度梯度表明第二个垂直外流。这表明在距离IRAS 2A 0.3”（65天文单位）范围内存在一个双星伴星，它是这次外流的驱动源。速度梯度的其他解释，如在拱星包层旋转或一个单一的，广角流出是不太可能的。
2003-10-04 astro-ph
Imaging the Disk around TW Hya with the Submillimeter Array
本文介绍了用部分完成的亚毫米波阵在CO J=2- 1和J=3- 2谱线上对附近年轻恒星TW Hya周围星周盘的~2”-4”孔径合成观测以及相关的尘埃连续谱。230和345千兆赫尘埃辐射的范围和峰值通量与Calvet等人（2002年）辐照后的吸积盘模型的预测密切相关。解析的分子线发射延伸到至少200 AU的半径，在散射光中可见的圆盘的全部范围，并显示出清晰的开普勒旋转模式。图像与2D蒙特卡罗模型的比较将盘倾斜角限制为7+/-1度。两条谱线中的CO发射都是光学厚的，谱线形成区的动力学温度为~ 20 K。大量的CO消耗，从典型的暗云值的数量级或更多，需要解释的线发射的特性。
2004-03-17 astro-ph
LkH$α$ 330: Evidence for dust clearing through resolved submillimeter imaging
中红外分光光度观测揭示了一个小子类的拱星盘与光谱能量分布（SED）暗示大的内部差距与低尘埃含量。然而，这些数据仅提供了一种间接的和依赖于模型的寻找中心孔的方法。在这里，我们提出了一个40 AU半径的内间隙在磁盘周围LkHa 330通过340 GHz（880微米）的尘埃连续成像的亚毫米阵列（SMA）的直接表征。SMA观测完全分辨出了这个大间隙，并且在40 AU的范围内几乎没有尘埃，固体粒子数小于1.3 x 10^-6 M太阳。气体（由吸积标记和CO M带发射跟踪）仍然存在于内盘中，间隙的外缘急剧上升-与重力扰动的根本原因比更渐进的过程（如晶粒生长）更好地吻合。重要的是，良好的协议的空间分辨数据和基于分光光度计的模型借给信心，目前的解释与显着的灰尘排放赤字所产生的磁盘与内部间隙或孔的SEDs。因此，可以预期进一步的基于SED的搜索将产生可以以高空间分辨率检查的许多额外的候选者。
2008-02-07 astro-ph
Detecting planets in protoplanetary disks: A prospective study
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。我们提出了一个拱盘周围的太阳型恒星与嵌入式行星的1木星质量的模拟。的三维（3D）密度结构的磁盘结果从流体动力学模拟。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然VLTI无法根据可见度测量结果区分有无间隙的磁盘，但ALMA将为直接间隙检测提供必要的基础。
2002-01-12 astro-ph
Interferometric Detection of Planets/Gaps in Protoplanetary Disks
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。对一颗太阳型恒星周围的星周盘进行了流体动力学模拟，其中嵌入了一颗质量为1木星的行星。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。这些强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然ALMA将为直接间隙提供必要的基础，从而间接进行行星探测，但射电望远镜/VLTI将提供一种可能性，即根据能见度测量，区分中央恒星上有无吸积的盘。
2002-08-26 astro-ph
A Low-Mass H2 Component to the AU Microscopii Circumstellar Disk
我们提出了一个确定的分子气体质量在AU Microscopii拱星盘。直接检测到AU Mic盘的气体成分已被证明是难以捉摸的，上限来自紫外线吸收线和亚毫米CO排放研究。用远紫外光谱探测器探测到了由OVI 1032共振线通过C-X（1 - 1）Q（3）1031.87跃迁泵浦的H2荧光发射线。这些线用于导出与AU Mic系统相关的H2柱密度。导出的柱密度范围为N（H2）= 1.9 x 10^{17} - 2.8 x 10^{15} cm^{-2}，比吸收线研究推断的上限低大约两个数量级。柱密度的这个范围反映了H2激发温度的范围，该范围与观察结果一致，T（H2）= 800 - 2000 K，该观察结果源自在不存在由LyA激发的发射线的情况下由OVI激发的发射线的存在。在观测的不确定性范围内，数据与存在于盘中的H2气体一致。推断出的N（H2）范围对应于H2与尘埃的比例< 1/30：1，总M（H2）= 4.0 x 10^{-4} - 5.8 x 10^{-6}地球质量。我们使用这些结果来预测相关的振转发射线的强度H2在地面仪器，HST-NICMOS，和斯皮策IRS覆盖的红外波长。
2007-07-06 astro-ph
Organic Molecules in the Hot Corinos and Circumstellar Disks of IRAS 16293-2422
利用新近投入使用的亚毫米波阵列（SMA），我们在IRAS 16293-2422的原恒星热核附近探测到了几种复杂的有机分子，包括（CH 3）2 O、C2 H5 OH、C2 H5 CN和CH 2CDCN。还观察到SO、SO2和HCN的振动激发跃迁，其能级可达1800 K。除了我们以前报告的其他有机分子（HC 3 N、CH 2CO、CH 3OH、CH 2CHCN和HCOOCH 3）（Kuan等人，2004年）之外，这些结果清楚地表明，在低质量的“热科里诺斯”中存在丰富的有机化学物质。根据光学薄的HC 15 N辐射观测，我们认为I16293 A是一个旋转的拱星盘，位于东10 °左右的南北方向，与天空的倾角约为30 °。我们认为，所观察到的振动SO和SO2的排放可能源于激波附近或在拱星盘。在两个核之间，我们发现C_2H_5OH和C_2H_5CN的发射有很强的相关性。气相和晶粒表面化学生产所观察到的复杂分子的相对贡献进行了讨论。我们指出的缺点，最近的说法，所有的O-轴承有机物形成的谷物。在太阳型的热corino中存在如此多的著名星际分子，加强了分子云化学之间的联系，分子云是原行星盘（如原太阳星云）的起始材料，也是彗星的组成。建立这种联系的细节对于回答有关银河系天体化学对天体生物学的重要性的基本问题至关重要。
2005-04-12 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
A search for precursors of Ultracompact HII Regions in a sample of luminous IRAS sources. III: Circumstellar Dust Properties
利用麦克斯韦望远镜对30个红外天文光谱源进行了亚毫米和毫米波段的连续测光，这些源是以前在分子谱线和厘米波段射电连续谱中研究过的。所有的源都具有典型的非常年轻的恒星物体（YSO）的IRAS颜色，并且与致密气体有关。尽管它们的光度很高（L>10000太阳单位），但只有10个这样的源与射电对应物相关联。在17例中，我们可以识别与IRAS源相关的毫米波发射的清晰峰值，而在9个源中，毫米波发射被扩展或微弱，无法识别清晰的峰值;仅在4例中发现上限。利用简单的灰体拟合模型对观测到的SED进行拟合，得到了星周尘埃的整体性质。尘埃的温度从24 K到45 K不等，而尘埃的发射率指数与频率的幂律范围为1.56<beta<2.38，这是硅酸盐尘埃的特征;总的星周质量范围超过500个太阳质量。我们发现，对于具有可比光度的源，来自尘埃质量的总柱密度不区分有和没有无线电对应物的源。我们解释这一结果表明，灰尘不发挥主导作用，抑制HII区的形成。我们研究了几种情况下，他们的起源在新生ZAMS恒星，虽然其中大部分无法解释的意见，我们不能排除这些来源是年轻的恒星已经在ZAMS适度的残留吸积淬火的HII区域的扩张。最后，我们考虑的可能性，红外天文台的来源是高质量的前ZAMS（或前H燃烧）对象派生的吸积大部分的发光度。
2000-01-13 astro-ph
Accretion in protoplanetary disks: the imprint of core properties
在这封信中，我们提出了一个理论方案来解释盘吸积率和恒星质量之间的陡峭的相关性观察到的前主序星。我们发现，在两个最好的研究区域，rho蛇夫座和金牛座，观察到的相关性和传播，可以复制一个简单的模型，从一个旋转坍缩的核心和粘性演化的星周盘的单星形成。在这个模型中，母核的旋转速率决定了“离心半径”的值，在这个半径内，下落的物质被加载到盘的表面上。因此，在母核扩散很久之后测量的吸积速率，就带有恒星形成的初始条件的印记。如果在坍缩开始时，所有质量的核都以相同的角速度分布（以破裂旋转速率为单位测量）旋转，那么所观察到的趋势就会自然产生。
2006-05-13 astro-ph
Evolution of Cold Circumstellar Dust Around Solar-Type Stars
我们目前的亚毫米（CSO 350微米）和毫米（SEST 1.2毫米，OVRO 3毫米）测光的125个太阳型恒星的FEPS斯皮策遗产计划，有质量之间的~0.5和2.0 Msun和年龄从3百万年至3 Gyr。连续辐射被探测到朝向四颗星，它们的信噪比>= 3$：经典的金牛座T星RX J1842.9-3532、RX J1852.3-3700和PDS 66，用SEST，以及碎片盘系统HD 107146，用OVRO。RXJ 1842.9 -3532和RXJ 1852.3 -3700位于R-CrA分子云附近的投影中，估计年龄约为1000万年，而PDS 66可能是Sco-Cen OB星协中2000万年前的下半人马座-Crux亚群的成员。这三个源的连续辐射在24“SEST分辨率下无法分辨，很可能来自环星吸积盘，每个吸积盘的估计尘埃质量约为5x 10 **-5 Msun。对HD 107146（年龄为80-200百万年）的可见度数据的分析表明，3毫米的连续辐射在天体测量不确定性范围内集中在恒星上，并以高斯拟合的FWHM尺寸（6.5“+/-1.4”）x（4.2“+/-1.3”）或185 AUx 120 AU进行解析。从我们的连续调查的结果相结合，发表的意见，以量化的尘埃质量随时间的演变，通过比较不同的恒星年龄的样品的质量分布。金牛座分子云中太阳型恒星（年龄约200万年）周围的星周尘埃质量的频率分布与300…
2004-10-31 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
The Spitzer c2d Survey of Weak-line T Tauri Stars II: New Constraints on the Timescale for Planet Building
斯皮策遗产项目“从分子核心到行星形成盘”（c2 d）的中心目标之一是确定围绕弱线金牛座T星（wTT）的残余拱星盘的频率，并研究这些盘的性质和演化状态。在这里，我们提出了一个普查磁盘的样本超过230光谱确定wTT位于c2 d IRAC（3.6，4.5，4.8和8.0微米）和MIPS（24微米）地图的蛇夫座，狼疮，英仙座分子云。我们发现，约20%的wTT在一个幅度有限的子样本有明显的IR-过剩在IRAC波长表明存在的拱星盘。我们在这3个区域发现的圆盘频率比最近发现的83个相对孤立的wTT样本大3-6倍，大部分位于c2 d IRAC和MIPS地图覆盖的最高消光区域之外。我们发现的磁盘分数是更一致的，在最近的斯皮策研究中获得的wTT在年轻的集群，如IC 348和Tr 37。从它们在H-R图中的位置，我们发现，在我们的样本中，过度的wTT是在年龄分布的年轻部分。尽管如此，样本中高达50%的明显最年轻的恒星没有表现出红外过量的证据，这表明相当大一部分前主序星的星周盘在大约100万年的时间尺度内消散。我们还发现，在我们的样本中，没有一颗年龄明显超过1000万年的恒星在波长< 24 μ m时具有可检测到的星周盘。此外，我们发现，在我们的样品中的wTTs磁盘表现出广泛的属性（SED形态，内径，L_DISK/L* 等），桥接cTTs和碎片磁盘制度之间观察到的差距。
2007-06-04 astro-ph
Circumbinary Molecular Rings Around Young Stars in Orion
我们提出了高角分辨率1.3毫米连续，甲基氰分子线，7毫米连续观测的亚毫米阵列和甚大阵列，对最高度模糊和南部的大质量恒星形成区域OMC 1 S位于猎户座星云后面。我们发现了两个扁平和旋转的分子结构，大小为几百个天文单位，暗示着由两颗恒星产生的环双星分子环，这两颗恒星具有非常紧凑的环星盘，大小和间距约为50 AU，与年轻的恒星物体139-409和134-411有关。此外，这两个旋转环与两个致密明亮的{ \it热分子核}有关。由我们的数据得到的双星系统的动力学质量为139-409的$\geq$ 4 M $_\odot$和134-411的$\geq$ 0.5 M $_\odot$。这一结果支持了中等质量恒星将通过{ \it拱星盘}和喷流/外流形成的观点，就像低质量恒星一样。此外，当中等质量恒星处于多个系统中时，它们似乎形成了一个环联星环，类似于年轻的多个低质量系统中所看到的环联星环（例如，GG Tau和UY Aur）。
2007-07-09 astro-ph
Water Vapor in Carbon-rich AGB Stars from the Vaporization of Icy Orbiting Bodies
我们认为，水蒸气的存在下，在拱流出的富碳AGB星是潜在的太阳系外彗星系统的一个独特的签名。详细的模型显示，在距离恒星适当的距离处，水冰可以很好地存活到富碳的AGB阶段;水蒸气丰度高达10^-6可能是由一系列绕轨道运行的冰体蒸发而成，这些冰体的总质量可能与太阳系柯伊伯带中最初存在的质量相当。特别是，最近报道的次毫米波天文卫星在IRC+10216的拱星流出物中探测到水蒸气，可以解释为如果在距离该富碳恒星约300 AU的距离处存在约10个地球质量的冰。赫歇尔空间天文台（HSO，以前称为FIRST）的未来观测将促进对水的敏感的多跃迁观测，产生可以确定IRC+10216中水蒸气径向分布的线比。HSO更高的灵敏度也将允许在更大的富碳AGB恒星样本中进行水蒸气搜索。
2001-07-12 astro-ph
Modeling Spitzer observations of VV Ser. I. The circumstellar disk of a UX Orionis star
我们提出了中红外斯皮策-IRS光谱的著名UX猎户座恒星VV系列。我们结合斯皮策数据与干涉和光谱数据从文献中涵盖紫外线到亚毫米波长。用二维轴对称蒙特卡罗辐射转移程序模拟了全部数据。该模型被用来测试预测（Dullemond et al. 2003），即围绕UX Orionis恒星的盘必须具有自阴影形状，并且这些盘几乎是从边缘上看的，正好在一个膨胀的内缘的边缘上方，大致在尘埃升华半径处形成。我们发现，一个单一的，相对简单的模型是一致的，所有可用的观测约束跨越4个数量级的波长和空间尺度，这种解释的UX猎户座恒星提供了强有力的支持。膨胀内缘上层的颗粒必须很小（0.01-0.4微米）才能再现灭绝事件的颜色（RV ~ 3.6），而中红外硅酸盐发射特征的形状和强度表明，外盘（> 1-2 AU）的颗粒稍大（0.3-3.0微米）。从模型拟合，膨胀的内缘的位置估计是在尘埃温度为1500 K或在0.7-0.8 AU的小颗粒。这几乎是近红外干涉测量法估计的边缘半径的两倍。一个最佳的内缘拟合模型，其中大颗粒在盘中平面达到恒星的0.25天文单位，而小颗粒在盘表面创造了一个膨胀的内缘约0.7-0.8天文单位，能够重现所有的数据，包括近红外线。[摘要删节]
2006-10-12 astro-ph
Young, Low-Mass Brown Dwarfs with Mid-Infrared Excesses
我们结合了新的I，J，H和Ks部分Chamaeleon II，Lupus I和蛇夫座恒星形成云的图像，以及斯皮策遗产计划“从分子云到行星形成云”的3.6至24微米图像，以识别19颗年轻恒星，棕矮星和亚棕矮星的样本，显示中红外过量发射。所得到的样本包括亮度为0.5>log（L/Lsun）>-3.1的源。在我们的样本中，有六个更明亮的光源先前已经被其他年轻恒星和褐矮星的调查所确定。在我们的样品中，有五个源的标称质量等于或低于氘燃烧极限（~12 M_J）。在过去三十年的光度中，我们的光源有一个近似恒定的剩余光度与恒星光度的比率。我们比较我们所观察到的SED与被动辐射拱星盘的中心源的理论模型和测试的影响磁盘倾斜，磁盘耀斑，和内部磁盘孔的大小上的强度/形状的过剩。除了一个源之外，我们观察到的所有源的SED都与喇叭形和/或扁平圆盘模型非常吻合。
2006-02-14 astro-ph
A Keplerian Disk around the Herbig Ae star HD169142
我们目前的亚毫米阵列观测的Herbig Ae星HD 169142在1.3毫米连续发射和12 CO J=2-1线发射在1.5角秒的分辨率，揭示了拱星盘。连续辐射以恒星位置为中心并被解析，并提供了盘的质量估计约为0.02太阳质量。CO图像显示的位置和速度模式与开普勒旋转中的圆盘很好地匹配，与视线的倾角很小。我们使用辐射转移计算的基础上爆发，被动磁盘模型来约束磁盘参数相比，谱线发射。导出的盘半径为235 AU，倾角为13度。该模型还需要适度耗尽的CO分子，类似于发现在开普勒磁盘周围的金牛座T星。
2005-12-19 astro-ph
Star Formation Near Photodissociation Regions: Detection of a Peculiar Protostar Near Ced 201
我们提出了一个特殊的低质量原恒星（IRAS 22129+7000）的检测和表征，距离Ced 201光解区（PDR）约0.4 pc，距离HH 450喷流约0.2 pc。围绕该物体的冷拱星包层已通过IRAM-30 m/MAMBO的1.2 mm尘埃连续辐射绘制。Spitzer/MIPS（70 μ m）、IRS（20-35 μ m）和IRAC（4.5、5.8和8 μ m）都能清楚地探测到深埋的原恒星，K_s波段（2.15 μ m）也能探测到。由于它的光谱能量分布中有大量的“近红外和中红外过剩”，但它的亚毫米光度与辐射热光度之比很大（~2%），IRAS 22129+7000必须是一个过渡0/I类源和/或一个多恒星系统。对CO、~（13）CO、C ~（18）O、HCO ~+和DCO ~+等分子谱线进行了有针对性的观测。CSO望远镜在CO J=3-2线绘制的准直分子外流的存在表明，原恒星/盘系统仍然是吸积材料从其出生的信封。事实上，从高密度示踪剂，如HCO+ J=1-0的光学粗线轮廓显示红移吸收不对称性，让人想起向内运动。我们构建了一个初步的物理模型的拱星信封（包括径向密度和温度梯度，速度场和湍流），再现所观察到的线的轮廓和估计的电离分数。机械和（非电离）FUV辐射输入的存在下，使该地区一个有趣的情况下，研究触发恒星形成。
2008-02-29 astro-ph
Accretion Rates in Herbig Ae stars
前主序星盘的吸积率对于我们理解行星的形成和盘的演化具有重要意义。在本文中，我们提供了大量样本的赫比格Ae星周围的磁盘的质量吸积率的估计。我们获得了中等分辨率的2微米光谱，并利用测量的Br_gamma发射线的光度计算Macc值，使用L（Br_gamma）和吸积光度Lacc之间的良好建立的相关性。我们发现80%的恒星都有星周盘的证据，它们都是吸积物质，吸积速率为3 × 10 ^{-9} < Macc} < 10^{-6} Msun/yr;对于7个天体，其中6个位于HR图中的ZAMS上，我们没有检测到任何线发射。很少有HAe恒星（25%）的Macc>10^{-7} Msun/yr。在大多数HAe恒星中，吸积率足够低，以至于在尘埃蒸发半径内的内盘中的气体在光学上很薄，并且不会阻止形成膨胀的边缘，尘埃直接暴露在恒星辐射中。与金牛座和蛇夫座的低质量恒星的Macc值相比，HAe恒星的平均吸积率高于太阳质量恒星;然而，它们之间缺乏非常强的吸积物，可能是因为它们平均年龄较大。
2006-09-01 astro-ph
The promise of interferometry in the mm range: ALMA
阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）是一个全球性项目（64 × 12米碟形天线，工作频率从84到720 GHz，将于2011年完成），与目前的毫米波/亚毫米波干涉仪相比，它的灵敏度和角分辨率将提高近两个数量级，因此无疑将在天体物理学领域迈出重要的一步。主要目标将是星系、恒星和行星的起源。ALMA将能够探测到红移z > 10的尘埃笼罩的恒星形成星系，无论是在尘埃和谱线（CO和其他物种，包括C+）的排放。它还将详细探索隐藏在尘埃分子云和原行星盘中的恒星和行星形成的物理和化学过程。此外，ALMA将使毫米和亚毫米天文学的所有其他领域，包括附近的星系，活动星系核，天体化学，拱星壳和太阳系，类似的巨大收益。
2003-04-18 astro-ph
Ices in the edge-on disk CRBR 2422.8-3423: Spitzer spectroscopy and Monte Carlo radiative transfer modeling
我们提出了5.2-37.2微米光谱的边缘上拱星盘CRBR 2422.8-3423获得使用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪（IRS）。IRS光谱与地基3-5微米光谱相结合，以获得沿着朝向源的视线存在的固态材料的完整清单。我们用2D轴对称（有效地3D）蒙特卡罗辐射转移代码对物体进行建模。据发现，模型盘，假设一个标准的燃烧结构，是太温暖，包含非常大的纯CO冰的观测柱密度，但可能是负责高达50%的水，CO2和次要的冰物种。特别是6.85微米的波段，暂时是由于NH 4+，显示出一个突出的红色翅膀，表明在磁盘中的暖冰的显着贡献。有人认为，纯CO冰位于致密的核心Oph-F在亚毫米成像中看到的源的前面，与CO气体的核心高度耗尽。该模型是用来预测的情况下，最有利于直接观测冰的边缘上拱盘。冰带一般在与圆盘张开角相似的倾角（即~70度）下最深。由于典型的磁盘中平面的高光学深度，冰吸收带往往会探测位于近边缘磁盘上层的温暖的冰。不同的冰带之间的比率被发现不同的数量级取决于磁盘的倾斜度由于辐射转移的影响所造成的二维结构的磁盘。因此，相同种类的冰带之间的比率可以用来限制冰在星周盘中的位置。[摘要删节]
2004-11-13 astro-ph
An evolved disk surrounding the massive main sequence star MWC 297?
本文介绍了利用亚毫米波阵列在230 GHz（1.3 mm）连续谱和$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（J=2-1）转动跃迁中对MWC 297周围星周盘的干涉观测结果。MWC 297距离我们250 pc，是离我们最近的年轻大质量恒星（M $_{\star}$ $\sim$ 10 M $_{\odot}$）之一。紧凑的连续发射检测到MWC 297，我们估计磁盘质量（气体+灰尘）为0.07 M $_{\odot}$和磁盘半径为$\le$ 80 AU。我们的研究结果表明，星周盘可以生存周围的大质量恒星以及进入其主序星阶段，即使他们已经成为光学可见。补充我们的观察与从文献中汇编的数据，我们发现submm尘埃不透明度指数$β$为0.1和0.3之间。如果发射是光学薄的，则$β$的低值指示盘中存在相对大的晶粒，这可能是由于晶粒生长。我们没有检测到任何CO排放与连续源。我们认为，从磁盘的$^{13}$ CO排放可能是光学薄，在这种情况下，我们推导出的气体质量的上限，这意味着显着耗尽分子气体中的磁盘。这个磁盘的质量和观察到的演化趋势是类似的中等质量赫比格Ae星和低质量金牛T星。
2007-08-15 astro-ph
Young Binary Stars and Associated Disks
恒星形成过程的典型产物是双星。双星提供了第一个动力学措施的质量前主序星（PMS），提供支持PMS演化轨道的校准。令人惊讶的是，在某些恒星形成区域，PMS双星的频率比主序星的太阳型恒星要高。PMS和主序星双星频率的差异显然不是进化的结果;最近的注意力集中在双星频率和恒星密度或云温度之间的相关性上。吸积盘在年轻的双星中很常见。距离在1天文单位和100天文单位之间的双星，其亚毫米波辐射比距离更近或更宽的双星少得多，这表明它们的圆盘被截断了。动力学清除的证据已经在几个双星中看到。值得注意的是，所有分离的PMS双星都显示出星周盘和持续吸积的证据。这表明，拱星盘是由拱双星盘或包层补充的。盘的频繁出现表明，行星形成可以发生在双星环境中，而行星在宽双星中的形成已经被他们的发现所证实。围绕着短周期双星的环双星盘质量足以形成像我们这样的行星系统。在最常见的双星系统中，距离在10天文单位到100天文单位之间的行星系统的性质不太清楚，因为观测到的盘质量减少，尽管它们的盘质量可能足以形成类地行星。
1999-09-24 astro-ph
