Orbital decay of protostellar binaries in molecular clouds
本文研究了原恒星双星系统在动力学摩擦引起的气体阻力作用下嵌入母分子云核的演化过程。近似的分析结果得到的能量和角动量演化的轨道在极限情况下，其中的速度是远远小于，远远大于速度色散的气体。一般情况下，数值求解。耗散导致轨道衰减至较小的间距，并且轨道偏心率随着时间的推移而增加。由于双星可能会在云层中停留大约$10^6$年，因此在云层消散之前，预计轨道会发生显著的变化。二进制人口统计产生和发展的MS和PMS二进制的观测比较。动力摩擦使双星的初始频率分布随周期发生变化，观测结果表明该分布有一个极大值。由于气体阻力导致的轨道衰减导致长周期轨道向短周期轨道演化，从而使密近双星的形成成为可能。
1995-12-18 astro-ph
On the Power-Law Tail in the Mass Function of Protostellar Condensations and Stars
我们探讨的想法，幂律尾原恒星凝聚和恒星的质量函数产生的吸积周围的云材料上的凝聚，再加上一个非均匀的（指数）分布的吸积寿命。这个模型允许在所有恒星形成区域产生幂律分布，即使凝聚开始于对数正态质量分布，正如中心极限定理所预期的那样，并得到最近一些湍流分子云数值模拟的支持。对于具有增长率$dm/dt \propto m$的凝聚质量$m$，导出了解析的三参数概率密度函数，它类似于低质量的对数正态分布，并且具有纯幂律的高质量尾部。一个近似的幂律尾也预计其他增长规律，我们计算的分布的合理情况$dm/dt \propto m^{2/3}$。此外，对仍在增生（且年龄不同）的凝聚体质量的任何单一时间快照也会产生类似于IMF的幂律尾部分布。
2003-11-16 astro-ph
Mass Transfer in Close, Rapidly Accreting Protobinaries: An Origin for Massive Twins?
快速吸积的大质量原恒星在主序前的演化过程中经历了一个氘壳燃烧的阶段，导致它们的半径膨胀到十分之一个天文单位。在这一阶段，那些有近距离伴星的双星将溢出它们的洛希叶，并开始转移质量。由于大质量恒星经常在距离远低于1天文单位的地方有伴星，这个过程可能会影响大部分大质量恒星的早期演化。我们使用一个简单的原恒星演化模型，以确定吸积率，质量比和轨道分离的质量转移将发生的范围内，我们大约计算的稳定性和最终结果的转移过程。我们讨论了质量转移如何影响人口的大规模二进制文件，并表明，它提供了一个自然的解释，迄今无法解释的人口的大规模“双胞胎”，高质量二进制文件的质量比非常接近统一。
2007-02-22 astro-ph
Cluster Formation in Protostellar Outflow-Driven Turbulence
大多数，也许是所有的恒星在形成过程中都会经历一个剧烈的外流阶段。我们通过三维MHD模拟研究了原恒星外流对团簇形成的影响。我们发现，在集群形成区域中的初始湍流很快被外流产生的运动所取代。原恒星外流驱动的湍流（简称“原恒星湍流”）可以在初始湍流衰减后很长时间内保持该区域接近维里平衡。我们认为，有两种类型的湍流在恒星形成的云：一个原始（或“星际”）湍流和原恒星湍流，前者转化为后者主要是在嵌入式集群，如NGC 1333。由于大多数恒星被认为是在星团中形成的，这意味着恒星的初始质量函数在很大程度上是由恒星本身决定的，通过外流，这些外流单独限制了形成恒星的质量吸积，并共同塑造了大多数星团成员形成的环境（密度结构和速度场）。我们推测，由原恒星湍流支持的大规模的星团形成的团块逐渐演变成一个高度集中的“浓缩”状态，最终通过吸积在致密部分快速形成大质量恒星。
2005-12-12 astro-ph
Embedded Star Formation in the Eagle Nebula with Spitzer/GLIMPSE
我们提出了新的斯皮策测光的鹰星云（M16，包含光学集群NGC 6611）结合近红外测光从2 MASS。我们使用尘埃辐射转移模型，中红外和近红外颜色颜色分析，和中红外光谱指数分析点源光谱能量分布，选择候选年轻恒星（YSO），并限制他们的质量和演化状态。不同的原恒星选择方法的比较表明，中红外方法是一致的，但正如一段时间以来所知道的那样，仅近红外分析错过了一些年轻的天体。我们揭示了400多个原恒星候选者，包括一个以前没有突出显示的大质量年轻恒星物体（YSO）。YSO的分布支持了分布式低级别恒星形成的图像，没有强有力的证据表明在“支柱”中触发了恒星形成。我们通过大量的红外过量源证实了NGC 6611的年轻性，并揭示了附近分子云中的年轻YSO簇。对YSO聚类特性的分析显示了分子云的Jeans长度的可能印记。因此，多波长中红外成像使我们能够分析原恒星的人口，测量尘埃温度和柱密度，并将这些在M16恒星形成的一致图片。
2007-07-13 astro-ph
Are passive protostellar disks stable to self-shadowing?
本文从垂直高度H与半径R的简化方程组出发，研究了受辐照的被动原恒星盘的唯一性和稳定性。结果表明，著名的H ~ R^{9/7}的扩张圆盘解不是唯一的.此外，利用含时线性扰动分析，发现了耀斑盘解在自阴影作用下可能变得不稳定.垂直高度的局部增强改变了照射掠射角的函数形式，并导致增强的“向阳面”增长和“阴影面”以失控的方式崩溃。这种不稳定性的磁盘中的冷却时间是远远短于垂直的声音穿越时间，这可能会发生在被动照射的磁盘的外部区域，如果灰尘和气体是足够强的热耦合的区域。可以稳定盘的过程，包括主动吸积，从上面照射（例如散射日冕）和低盘光学深度，可能只在小半径或大半径下运行。因此，这封信的简单分析表明，不稳定性可能会改变中间半径（积极吸积和快速旋转的内部区域和光学薄的外部区域之间）的耀斑盘结构。
2000-07-26 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
Observations and Modeling of the 2-25um Emission From High Mass Protostellar Object Candidates
这是一份关于年轻的大质量原恒星候选者在其最嵌入和模糊阶段的详细建模报告。我们在双子座天文台使用热区相机和光谱仪（T-ReCS）对G11.94-0.62，G29.96-0.02和G45.07+0.13中的三个候选大质量原恒星天体进行了窄带中红外成像。这些光源通过多达11个窄带滤光片成像，在整个2- 25 um红外范围内对其SED进行采样。这是第一次，我们已经适应了大规模的原恒星与模型，考虑到偏离球对称的下降信封观察到的SED。通过这种方式，我们已经能够从模型中得出这些大质量恒星生命最早阶段的详细物理参数。我们的详细模型表明，大质量恒星的形成可以以与低质量恒星形成非常相似的方式进行。
2005-08-17 astro-ph
Protostellar mergers in protoclusters and the origin of ultra-luminous X-ray sources
我认为中等大小的原星团（M ~ 10^{3.5} - 10^{4.5} M_sun）中的恒星合并是形成超亮X射线源（ULXs）的一个可能的方案。不需要更大质量的超星团，因为ULX的质量范围可能只有30- 200 M太阳;事实上，在ULX位置或非常接近ULX位置的地方很少发现它们。原恒星的包层和气体吸积有利于嵌入星团致密核心的捕获和合并。此外，质量约为10^{3.5} - 10^{4.5} M太阳的原星系团可能迅速分散成松散的OB星协，而大部分ULX都在OB星协中发现。低金属丰度可能是确保大部分恒星质量最终进入黑洞所必需的。在这种情况下，大多数ULX自然被解释为高质量X射线双星群的极端。
2005-09-20 astro-ph
The Youngest Stellar clusters Clusters associated with massive protostellar candidates
我们报告的217个大规模的原恒星候选人，其中34个集群是新发现的54个嵌入式集群的识别。嵌入式集群被确定为恒星表面密度增强的2 $μ$ m全天巡天（2MASS）数据。因为这些星团都与处于最早演化阶段的大质量恒星有关，所以星团也应该处于演化的早期阶段。因此，这些团簇的性质应该反映与其形成相关的性质，而不是它们的演化。对于每个集群，我们估计的质量，形态类型，光度和消光。我们研究中的星团，通过它们与大质量原恒星和大质量外流的联系，恢复了大质量恒星在第一代低质量恒星完成吸积阶段后开始形成的概念。此外，在这些星团中心观察到的高气体密度和吸积率与高质量恒星通过持续吸积到低质量恒星上而形成的假设一致。
2005-12-10 astro-ph astro-ph.SR
Windows through the Dusty Disks Surrounding the Youngest Low Mass Protostellar Objects
年轻低质量恒星的形成和演化的特征是在其盘状星周盘的最内部区域发生重要的质量损失和吸积过程。由于这些盘在早期原恒星阶段（0类源）的光学和红外波长处的遮蔽很大，它们以前只在无线电波长处使用干涉测量技术检测到。我们用红外空间天文台（ISO）探测到了位于猎户座星云HH 1 -2区域的0级原恒星VLA 1的中红外辐射。发射出现在5.3，6.6和7.5微米的三个波长窗口，其中由于冰和硅酸盐的吸收具有局部最小值，使最年轻的原恒星系统的中心部分暴露于中红外调查。中红外辐射来自一个中心源，直径为4 AU，平均温度为700 K，深深地嵌入一个可见消光为Av=80- 100 mag的致密区域。
2000-05-06 astro-ph
Self-Gravitating Magnetically-Supported Protostellar Disks and the Formation of Substellar Companions
在标准的图片中，孤立的低质量恒星是由强磁化分子云凝聚而成的致密核心坍缩而形成的。动态坍缩的流入捕获了核心支撑所需的近一半的临界磁通量，并将其沉积在原恒星周围的一个小区域内。以前有人认为，沉积的通量可以减缓流入，使物质沿着磁力线堆积并沉降到一个磁支撑的拱星盘中。在这里，我们表明，磁盘通常包含恒星质量的$\sim 10%$，它可以成为自引力在合理的条件下，在快速吸积，“0类”阶段的恒星形成。随后，在磁扩散的驱动下，自引力磁亚临界盘的碎片可能会产生亚恒星质量的碎片，这些碎片会坍塌形成棕矮星和可能的大质量行星。这种情况预测亚恒星物体形成在距离中心恒星100天文单位的数量级，虽然轨道演化是可能的形成后。它可以解释为什么通过直接成像在附近恒星周围发现的褐矮星同伴数量很少，但数量不断增加。相对较大的形成距离使亚恒星伴星容易受到动力学喷射的影响，特别是在双（多）系统和密集星团中。那些被喷射出来的物质可能至少部分地解释了孤立的褐矮星，也许还有自由漂浮的行星质量物体。
2002-06-30 astro-ph
The First Jet in the Universe: Protostellar Jets from the First Stars
利用MHD嵌套网格模拟方法研究了由第一颗恒星形成驱动的原恒星喷流。我们从一个被均匀磁场渗透的5.1 × 10^4 Msun的缓慢旋转的球形云开始，追踪从中心数密度n = 10^3 cm^-3到n simeq 10^23 cm^-3的演化。我们计算了四种不同的初始磁场强度和角速度的模型。根据一维计算，在所有模型中，10^-3 Msun的原恒星都是在n-10^22 cm^-3处形成的。到这个时期，磁通量密度从初始值放大了10个数量级。因此，形成的原恒星拥有\sim 10 ^6 G的磁场，比现在的对应物的通量密度大得多，反映了原始气体云中磁场的耗散是无效的。如果初始磁场B > 10^-9（n/10^3 cm^-3）^2/3 G，则原恒星喷流被发射出来，当原恒星质量变为10^-3 Msun的（4-6）倍时，其速度达到\sim 70 km s^-1，一部分（3-10%）吸积物质被从中心区域吹走。由于这些喷出物与周围物质的相互作用，在喷流的两个头部都产生了膨胀的弓形激波。如果这股喷流继续扫除周围的气体，否则会吸积到中心恒星或拱星盘上，那么第一颗恒星的最终质量就会大大减少。此外，弓形激波后的致密激波后区可能促进化学反应（H2和HD的形成），这为早期宇宙中低质量恒星的形成提供了可能的环境。
2006-05-05 astro-ph
Star formation in Perseus. IV. Mass dependent evolution of dense cores
在我们对英仙座的SCUBA调查中，我们发现原恒星核的比例随着质量的增加而增加，最大质量的核都是原恒星。在本文中，我们认为这种明显的质量依赖于这些核心的演化状态的可能解释，和原恒星演化和嵌入的核心质量函数（CMF）到恒星IMF的映射的影响。我们认为，以下潜在的原因：尘埃温度，在亚毫米和中红外观测用于前/原恒星分类的选择效应;混乱和多样性;瞬态核心;和不同的进化时间尺度。我们开发的核心质量演化图（CMED），调查如何个别核心的质量演化映射到所观察到的CMF。两种物理机制-大质量核心演化的短时间尺度和原恒星核心质量的持续积累-最好地解释了高质量核心中原恒星的相对过剩和大质量无星核心的稀有性。此外，混淆既增加了在核心内识别原恒星的可能性，又增加了分配给核心的质量。所观察到的前/原恒星质量分布是一致的更快的演化和更短的寿命为高质量的星前核心。我们排除了更长的时间尺度更高质量的星前核心。星前和原恒星质量分布的差异意味着星前CMF（可能还有星前+原恒星CMF）应该比IMF更陡。如果存在第二种相反的效应，例如大质量地核分裂成多个系统，那么在某些区域，更陡峭的星前CMF可以与观测到的CMF和IMF的相似性相协调。
2008-03-07 astro-ph
The formation of stars in groups
对嵌入的星团周围的尘埃和气体的观测揭示了它们形成和演化的一些过程。大规模的质量下降率dM/dt= 4 e-4太阳质量/年的原恒星外流被破坏的小尺度。对星团的大小和速度分散的观测表明，原恒星从其诞生地的迁移在很早的时候就开始了，这是一个潜在的有用的进化指标。
2001-11-15 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
The Ages of Pre-main-sequence Stars
前主序星或原恒星在赫罗图中的位置常被用来通过与前主序星演化轨迹的比较来确定它们的质量和年龄。假设恒星模型是准确的，我们证明，如果金属丰度是已知的，获得的质量是一个很好的估计。然而，年龄的测定可能会非常误导，因为它明显（通常相差2到5倍）取决于吸积率，并且对于年龄小于100万年的恒星，还取决于初始状态。我们提出了一些吸积原恒星的轨道，可以用来确定年龄，如果初始条件可以确定和基本的吸积率在过去一直是恒定的。由于在开尔文-亥姆霍兹、收缩时标和吸积时标之间建立的平衡，前主序星记得它的吸积历史。目前的吸积率的知识，连同一个H-R图的位置提供有关的吸积率在过去的信息，但不一定改善任何年龄估计。我们并不主张通过与这些特定的增生轨迹比较而获得的年龄可能比通过与非增生轨迹比较而获得的年龄更可靠。相反，我们强调任何此类比较的不可靠性，并使用不同轨道之间的差异来估计年龄和质量估计中可能的错误。我们还展示了如何一组coeval吸积对象不出现coeval时，与非吸积轨道。相反，吸积的主序前恒星的质量大约是太阳，看起来可能比那些质量更小或更大的恒星更老。
1999-07-30 astro-ph
The Formation of the First Stars I. Mass Infall Rates, Accretion Disk Structure and Protostellar Evolution
我们提出了一个原始恒星形成的理论模型。首先，我们描述的结构，最初的气体核心维里化，准流体静力学对象符合最近的高分辨率数值研究。吸积率可以与特征密度和温度有关，这些密度和温度由分子氢的冷却特性决定。我们允许旋转的气体核心，假设角动量守恒内的音速点的流动。在典型的情况下，大部分物质通过吸积盘到达恒星。这个磁盘的内部区域的结构描述与标准理论的粘性磁盘，但与津贴的大量能量吸收电离和离解的气体。原恒星的大小和光度取决于吸积速率、吸积气体的能量以及辐射从恒星吸积激波中逃逸的能力。我们结合这些模型的陷落率，内部磁盘结构，和原恒星演化预测的辐射场是辐射反馈过程的基础上采取行动，反对陷落（纸II）。对于实际的初始角动量，原恒星的光球比球形的情况下小得多，热得多，导致更强的辐射反馈在早期阶段的演变。特别是当恒星的年龄超过开尔文-亥姆霍兹时间时，主序的收缩会导致电离和远紫外光的光度迅速增加，在基准情况下，质量约为30 Msun。由于第一批恒星形成的核心质量远大于30 Msun，而且反馈在较低质量时并不重要，因此我们得出结论，第一批恒星的质量应该大于30 Msun。
2003-11-13 astro-ph
Radiation Pressure in Massive Star Formation
质量大于20个太阳质量的恒星有很短的开尔文时间，使它们能够到达主序星，同时仍然从它们的出生云吸积。由此产生的核燃烧产生了巨大的光度和相应的巨大辐射压力，作用在吸积气体中的尘埃颗粒上。这种效应可能会限制通过吸积形成的恒星的最高质量。事实上，迄今为止的模拟和分析计算都无法解决50个太阳质量以上的恒星是如何形成的谜团。本文提出了两种解决辐射压问题的新方法。首先，我们使用三维辐射流体动力学自适应网格加密模拟来研究大规模核心的崩溃。我们发现，在三维空间中，辐射支撑着一个下落包络的配置是瑞利-泰勒不稳定的，导致辐射驱动的气泡崩溃和吸积继续。我们还提出了Monte Carlo辐射转移计算表明，由原恒星风产生的空腔提供了一个阀门，允许辐射逃离吸积信封，进一步降低辐射压力的能力，以抑制吸积。
2005-10-14 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
The Protostar in the massive Infrared Dark Cloud IRDC18223-3
在高质量恒星形成的初期，吸积的原恒星深深地嵌入由气体和尘埃组成的巨大核心中。它们的光谱能量分布仍然由冷尘埃主导，从近红外到远红外波长急剧上升。年轻的大质量恒星形成区IRDC 18223 -3是一个典型的红暗云，具有紧凑的毫米连续核心，在8微米以下没有原恒星发射。然而，根据外流示踪剂，早期的恒星形成活动被推断为这个地区。在这里，我们提出了最近的斯皮策观测MIPSGAL调查，确定中央原恒星对象首次在24和70妈妈。结合中到远红外数据与以前的毫米连续观测和上限低于8妈妈，可以推断的中心源的物理特性。至少需要两个具有恒定气体质量M和尘埃温度T的分量：一个包含大部分质量和光度的冷分量（~ 15 K和~576M_sun），以及一个温暖的分量（>= 51 K和>=0.01M_sun）来解释24 mum的数据。~ 177 L_sun的积分亮度可以用来约束大质量恒星形成的湍流核吸积模型中嵌入原恒星的附加参数。IRDC 18223 -3的数据与一个巨大的气体核心相一致，该气体核心中含有一个质量还不到半个太阳质量的低质量原恒星种子，其吸积速率高达10^-4 M太阳/年。在这个模型的框架中，嵌入的原恒星在其形成过程的最后注定会成为一颗大质量恒星。
2007-01-08 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
Mid-Infrared Photometry and Spectra of Three High Mass Protostellar Candidates at IRAS 18151-1208 and IRAS 20343+4129
我们目前的角秒尺度中红外测光（在10.5微米N波段和24.8微米），和低分辨率光谱的N波段（R~100）的候选人的高质量原恒星对象（HMPO）在IRAS 18151-1208和两个HMPO候选人在IRAS 20343+4129，IRS 1和IRS 3。此外，我们提出了高分辨率中红外光谱（R~80000）的两个HMPO候选人在IRAS 20343+4129。这些数据与简单的模型拟合，以估计与中红外发射团块相关的气体和尘埃的质量，覆盖吸收尘埃和气体的柱密度，HMPO候选者的光度，以及检测到[Ne II] 12.8微米发射的HMPO候选者的可能光谱类型（IRAS 20343+4129 IRS 3）。我们认为IRAS 18151-1208是一个前超紧HII区HMPO，IRAS 20343+4129 IRS 1是一个具有B3恒星光度的嵌入式年轻恒星天体，IRAS 20343+4129 IRS 3是一个B2 ZAMS恒星，已经形成了一个超紧HII区，并破坏了它的出生包层。
2007-10-19 astro-ph
Search for massive protostellar candidates in the southern hemisphere: I. Association with dense gas
我们观察到了CS和C_（17）O谱线，以及1.2 mm的X射线。发射到130个高质量原恒星候选者的样本与DEC<-30度。这是十多年前开始的一个项目的南部扩展的第一步，该项目旨在识别大质量的原恒星候选者。我们从IRAS PSC 429源中选择了可能是致密分子云的源。样本分为两组：[25-12]>0.57和[60-12]>1.30的298个源称为“高”源，其余131个源称为“低”源。在本文中，我们检查了130个“低”源与致密气体和尘埃的联系。我们发现ca的检测率。85%在CS中，证明与致密分子团紧密相关。在CS中检测到的来源中，CA。在C17 O和Ca. 1.2 mm直径的套管中93%。嗯地图显示存在直径为0.2-2 pc的团块，质量从几个Msun到10^5 Msun; H2体积密度介于约100 - 100 μ m之间。10^{4.5}和10^{5.5} cm^{-3}。L（bol）为10^3-10^6 Lsun，与嵌入的高质量物体一致。根据我们的研究结果和文献中发现的其他样品，我们的结论是，我们的来源是大规模的对象可能在一个阶段之前形成的HII区域。我们提出了一个方案，其中“高”和“低”源都是由一个大规模的集群托管高质量的原恒星候选人和附近的星团。这一差异可能是由于IRAS 12 mu通量（两组之间的最佳判别）主要由“低”中的星团和“高”中的大质量原恒星天体的发射所决定。
2004-12-07 astro-ph
The Migration and Growth of Protoplanets in Protostellar Discs
我们调查的木星质量的原行星与气体盘的纵横比和运动粘度的原行星盘，它形成的引力相互作用。不同的光盘表面密度分布进行了研究。我们专注于潮汐与盘的相互作用，从而形成的差距和原行星的轨道迁移。非线性水动力学模拟使用三个独立的数值代码。一个主要的结果是，轨道迁移的方向总是向内的，这样原行星在经过大约10，000个初始轨道周期的特征粘性时间尺度后，以接近圆形的轨道到达中心恒星。这被发现与原行星是否被允许吸积质量无关。向内的迁移是通过帮助内盘的消失，因此，它会施加的正扭矩，因为吸积到中央star.Our结果表明，一个现实的上限为近轨道的巨行星的质量约为5木星的质量，因为减少吸积率获得的行星的质量增加。假设一些过程，如终止的内盘通过磁层腔停止迁移，质量范围估计的一些接近轨道的巨行星（马西，科克伦，市长1999年;马西和巴特勒1998年），以及他们向内的轨道迁移可以占考虑盘-原行星的相互作用在后期阶段的巨型行星形成。最大的吸积原行星达到约4木星的质量达到附近的中心恒星。
1999-09-29 astro-ph
Recombination Lines of Embedded Star Clusters
目标。我们正试图探测最年轻的超级星团的状况，这些星团仍然嵌入在浓密的模糊云层中。方法.射电和红外线中的氢复合线可以通过遮蔽观察到，而光学和紫外线则不能，并为我们提供电离气体的运动学。结果星系团的线轮廓类似于许多非常年轻的超致密或超致密HII区的线的叠加。这可以解释，如果每个OB星是单独嵌入在致密的材料，它是吸积，即使它电离。结论.我们推测这意味着什么的地位和星团恒星的演化状态。
2008-08-13 astro-ph
A Jet Model of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments
在恒星形成区的原恒星源负责驱动喷流的流速范围在300和400公里秒$^{-1}$。这类射流由高度准直的流出物组成，其中包括热结，其数密度估计大于其周围介质的数密度。另一方面，河外FR I喷流由低马赫数的轻流体组成，当磁化喷流辐射非热辐射时，轻流体穿过致密介质。原恒星和河外喷流都被认为是由吸积盘发射的。在这里，我们考虑一个喷流模型，其中共同的特点，原恒星和河外喷流被用来解释在银河系中心区域的非热灯丝的起源。我们认为，这些灯丝是类似于FR I河外源，但在恒星形成区域的嵌入式年轻恒星或恒星群发射。
2004-03-09 astro-ph
The Growth & Migration of Jovian Planets in Evolving Protostellar Disks with Dead Zones
类木行星在迁移过程中在其原行星盘中的生长是太阳系外行星观测中需要解决的重要问题之一。在标准气体盘模型中对行星迁移的研究通常表明，迁移速度太快，无法形成类木行星，而且这种迁移的行星核心通常会在不到百万年的时间内陷入中心恒星。在以前的工作中，我们已经表明，在原行星盘中一个电离差、粘性较低的区域，称为死区，减缓了固定质量行星的迁移。在本文中，我们扩展了我们的数值计算，包括死区的演变与磁盘，以及行星形成通过吸积的岩石和气体物质。使用我们的辛积分器气体动力学代码，我们发现，死区，即使在不断发展的磁盘，其中迁移的行星增长吸积，仍然发挥着根本性的作用，在拯救行星系统。我们证明，木星行星形成在2.5万年内的磁盘，是十倍以上的最小质量的太阳星云（MMSN）的不透明度减少，而不是减缓迁移人为的质量。我们的模拟表明，初始质量与MMSN相当的原行星盘只产生海王星质量的行星。我们还发现，行星迁移并没有帮助核心吸积在寡头星子吸积的情况下，因为它是在失控吸积的情况下预期。因此，我们预计，只要我们考虑寡头增长，即使是迁移的原行星，也需要降低不透明度（或其他机制）来解决形成时间尺度问题。我们还指出了一个死区在解释长寿命，强烈吸积气体盘可能的作用。
2008-09-22 astro-ph
Molecular Tracers of Embedded Star Formation in Ophiuchus
在本文中，我们分析了9个水螅核心蛇夫座使用第二低的旋转跃迁的四个分子物种（12 CO，13 CO，C18 O，和C17 O），以寻找线索的进化状态和恒星形成活动的每个核心。具体来说，我们寻找流出，流入和CO消耗的证据。CO光谱中的线翼用于检测流出，13 CO中的光谱不对称性用于确定下落特性，并且灰尘排放（来自SCUBA观测）和气体排放（来自C18 O）的比较用于确定部分CO冻结。通过与斯皮策观测的蛇夫座原恒星源的比较，我们讨论了CO及其同位素作为每个核心的演化状态的唯一指标的有用性。这项研究是JCMT古尔德带和银道面遗产调查的一个重要试点项目，该项目旨在用HARP对12 CO，13 CO，C18 O和C17 O J = 3 - 2的观测来补充SCUBA-2尘埃连续体观测，以确定SCUBA-2探测到的冷尘埃团是否是原恒星或无星物体。我们的分类的核心的进化状态（基于分子线图和SCUBA的意见）是在协议与斯皮策指定的9个SCUBA核心中的6个或7个。然而，在解释这些结果时存在一些重要的注意事项，其中许多是像GBS这样的大型测绘调查可能能够克服的，以提供拥挤领域活动的更清晰的画面。
2008-10-21 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
Deep Near-Infrared Observations of L1014: Revealing the nature of the core and its embedded source
最近，斯皮策太空望远镜发现了L1014-IRS，一个具有原恒星颜色的中红外源，朝向迄今为止“无星”的核心L1014。我们提出了深近红外观测，显示从L1014-IRS延伸的散射光星云。这个星云类似于那些典型的原恒星和年轻恒星物体，描绘出被外流抽空的外壳空腔。星云的北叶有一个大约100度的张开角，而南叶几乎没有被探测到。它的形态表明，双极腔和推断的原恒星盘从边缘方向倾斜不超过30度。该星云从Ks的源延伸至少8 "，强烈表明L1014-IRS嵌入在L1014内200 pc的距离，而不是在与英仙座臂相关的2.6 kpc的更遥远的云中。在这种情况下，L1014-IRS的光度明显较低，为0.090 Lsun，这与它具有亚恒星质量是一致的。然而，如果L1014-IRS被周星盘遮蔽，它的光度和推断的质量可能会更大。利用背景星的近红外颜色，我们研究了L1014分子云核的特征。我们确定的质量为3.6 Msun的区域的核心与Av> 2等。将L1014的径向消光轮廓与其他核心进行比较，表明L1014可能是已知的最中心凝聚的核心之一，可能是褐矮星或恒星形成过程的最早阶段的标志。
2005-10-04 astro-ph
