Lack of PAH emission toward low-mass embedded young stellar objects
多环芳烃已经在分子云和一些有圆盘的年轻恒星中被检测到，但还没有与嵌入的年轻恒星联系起来。我们提出了一个敏感的中红外光谱调查PAH功能对低质量嵌入YSO的样本。其目的是利用辐射转移模型对恒星形成的嵌入阶段中的PAH丰度施加约束。给出了39个源的VLT-ISAAC L波段谱和53个源的Spitzer IRS谱。线强度相比，最近的调查赫比格Ae/Be和金牛T星。用辐射转移程序RADMC和RADCAL模拟了包层中包埋有拱星盘的PMS星包埋YSO的PAH辐射。研究了多环芳烃的丰度、恒星辐射场、倾角和周围包层消光对多环芳烃特征的影响。大多数样品（97%）未检测到3.3 μ m PAH特征，典型上限为5E-16 W/m^2。紧凑的11.2微米PAH发射被视为直接朝向53个斯皮策短-高光谱中的1个，对于边界嵌入的源。对于所有12个源的VLT和斯皮策光谱，没有PAH功能检测。总的来说，PAH特征在63颗（候选）嵌入原恒星中最多有1颗被检测到（<~ 2%），甚至低于具有盘的II类金牛座T星（11-14%）。假设典型的I类恒星和信封参数，多环芳烃排放的情况下，最有可能解释的情况下，通过多环芳烃丰度至少一个数量级低于分子云，但类似于磁盘中发现的发射载体。因此，大多数多环芳烃可能进入原行星盘冻结在尘埃颗粒的冰层和/或凝结的形式。
2008-12-18 astro-ph
Structure and Evolution of the Envelopes of Deeply Embedded Massive Young Stars
利用亚毫米连续谱图和C17 O、CS和H2 CO谱线，在100- 100，000 AU尺度上研究了14颗大质量（1000- 100，000太阳L）年轻恒星周围包层的物理结构。用自洽尘埃模型拟合亚毫米测光，得到总柱密度和温度分布。分子谱线和尘埃发射数据都显示出密度梯度~r^{-alpha}，alpha=1.0-1.5，明显比低质量天体的alpha=2.0要平坦。这种平坦化可能表明，在大质量的年轻恒星天体中，非热压力对于抵抗引力坍缩的支持更为重要，而对于低质量源，热压力占主导地位。我们发现α =2的两个热的核心型源，但认为这是一个上限，因为在这些对象中，CS丰度可能会提高在温暖的气体靠近恒星。
2000-02-01 astro-ph
Efficient Cosmic Ray Ion Production in Young Supernova Remnants
年轻超新星遗迹（SNRs）中的强激波会加速宇宙射线（CR），因此相对论电子在SNRs中产生是毫无疑问的。然而，SNRs产生CR核的直接证据取决于看到一个明确的π介子衰变特征，这还没有得到。然而，缺乏所观察到的π介子衰变特征并不一定意味着CR离子不会大量产生，因为离子不会有效地辐射。如果CR离子有效地产生扩散冲击加速（DSA），它们的存在将修改的SNR的流体力学和产生的形态效果，可以清楚地看到在由电子产生的辐射。
2005-07-05 astro-ph
Chandra Observations of the Eagle Nebula. I. Embedded Young Stellar Objects near the Pillars of Creation
我们展示并分析了有史以来获得的第一张鹰状星云恒星形成区域的高分辨率X射线图像。2001年7月30日，钱德拉X射线天文台获得了一张78 k的鹰状星云（M16）的图像，其中包括年轻星系团NGC 6611的核心以及M16中被称为创造之柱的尘埃和冷分子气体的暗柱。在17'x17' ACIS-I的视场中，我们总共发现了1101个X射线源。大部分的X射线源是这个年轻星团中的低质量前主序星或高质量主序星。柱中的一些硬X射线源在空间上与最近用VLT获得的高分辨率近红外图像中看到的深深嵌入的年轻恒星物体一致（McCaughrean & Andersen 2002）。在这篇论文中，我们聚焦于鹰状星云中心1-4柱内和周围的40个X射线源。没有一个X射线源与Hester等人（1996年）在HST WFPC 2图像中首次观察到的蒸发气体球（EGG）有关，这意味着EGG不包含原恒星，或者原恒星还没有变得X射线活跃。8个X射线计数与Herbig-Haro天体HH 216相一致，意味着log L_X~30.0。
2006-10-10 astro-ph
A Ring Shaped Embedded Young Stellar (Proto)Cluster
本文给出了与大质量原恒星IRAS 22134 +5834有关的年轻星团的亚弧秒（FWHM ~ 0.5”）J、H、K和L'像。观测结果揭示了一个中心对称的扁平星团，其中包含一个中心黑暗区域。中央的暗区可能是扁平星团中的一个空洞。它被一个由5颗明亮恒星和候选大质量原恒星IRAS 22134 +5834组成的环所包围。我们构造了JHKL的色-色图和HK色-星等图来识别年轻天体并估计它们的光谱类型。发现环中所有亮星都有内禀红外过量辐射，可能是早到晚的B型星。我们估计A_v ~ 5等星系团的平均前景消光和A_v ~ 20- 40等范围内明亮恒星的个体消光，表明每个大质量恒星周围可能存在茧。这个明亮的恒星环没有任何HII区。它被嵌入的簇包围，使其成为处于动态最不松弛状态之一的（原）簇的示例。这些观测结果与Li和Nakamura最近的非轴对称计算结果一致，他们提出了一种恒星形成的场景，其中磁亚临界云碎片成多个磁超临界核心，导致形成小型恒星群。
2003-08-15 astro-ph
Tracing the envelopes around embedded low-mass young stellar objects with HCO+ and millimeter-continuum observations
介绍了金牛座9颗低质量年轻天体的毫米连续谱干涉仪观测和HCO ~+和H_（13）CO ~+ J=1-0、3-2和4-3的单碟观测结果。所有9个物体都在3.4和2.7毫米处被探测到，通量为4-200毫焦，由未分辨（<3角秒）的点源组成，加上大约一半的物体，一个扩展的包络。点源可能是拱星盘，表明这些是在嵌入阶段早期建立的。使用1.1 mm连续发射的文献值来跟踪包络，携带0.001-0.26 M（溶胶）。在HCO+中，1-0谱线跟踪周围的云，而3-2和4-3谱线集中在强度与包络通量相关的源上。HCO+/H2丰度为1.2e-8。HCO+谱线强度和包线通量可以用Shu（1977）的简单坍缩模型和相关密度幂律（斜率p=1-3）同时拟合。HCO+ 3-2谱线强度与辐射光度之比可以作为YSO相对演化阶段的一个指标，它与目前的包层与恒星质量之比大致成正比。因此，HCO+ 3-2和4-3是恒星形成早期嵌入阶段的良好示踪剂。
1997-06-09 astro-ph
Massive binaries in high-mass star-forming regions: A multi-epoch radial velocity survey of embedded O-stars
我们提出了第一个多时代的径向速度研究嵌入式年轻的大质量恒星使用近红外光谱与ISAAC安装在ESO甚大望远镜，目的是检测大质量的双星。我们的16个目标位于高质量恒星形成区域，其中许多与已知的超紧凑HI I区域相关，其年轻的年龄确保了集群的动态演化不会影响内在的双星率。我们确定了两颗恒星的速度约90公里/秒之间的差异，证明存在密切的大规模双星。16颗观测到的恒星中有2颗是双星系统，这表明至少有20%的年轻大质量恒星是在密集的多星系统中形成的，但也可能与大多数（如果不是所有）年轻大质量恒星都是双星系统相一致。此外，我们表明，径向速度色散的完整样本约为35公里/秒，显着大于我们估计的不确定性（25公里/秒）。这一发现与年轻的大质量星系团30 Dor的类似测量结果一致，该星系团可能具有高的内在双星率。此外，我们认为，来自年轻的大质量恒星的径向速度色散的维里星系团的质量可能本质上高估了由于双星的存在下的集群质量。
2006-10-03 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
Embedded Stellar Populations towards Young Massive Star Formation Regions I. G305.2+0.2
我们提出了深，宽视场J，H和Ks的图像与IRIS2的英澳望远镜，对大质量恒星形成区G305.2+0.2。结合斯皮策空间望远镜GLIMPSE巡天的3.6、4.5、5.8和8.0微米数据，我们研究了嵌入的恒星星族的性质。在从前景恒星中去除污染后，我们根据它们的红外颜色分离源。在GLIMPSE图像中强烈的扩展发射阻碍了对大质量恒星形成已知地点的最嵌入源的调查。然而，我们发现一个相当大的人口的IR多余的来源在周围地区没有这些完整性的影响。调查显示，该地区最近的恒星形成活动比以前所知的更为广泛。恒星密度图显示，该区域的嵌入式星团G305.24+0.204与尘埃排放相抵消。我们讨论了这个集群对周围地区的影响，并认为它可能发挥了作用，在该地区内的恒星形成的触发网站。最后，我们调查的分布IR多余的来源对集群，特别是他们明显缺乏对中心相比，其直接的环境。
2007-06-26 astro-ph
Optical Spectroscopy of Embedded Young Stars in the Taurus-Auriga Molecular Cloud
本文介绍了金牛座-御夫座暗云中I类源（也称为嵌入源和原恒星）的第一次光学光谱调查。我们在5500-9000 A的云中探测到了24个已知的I类源中的10个。所有检测到的I类源都有很强的H-α发射;大多数也有很强的[O I]和[S II]发射。这些数据--连同金牛座-御夫座星云中金牛座T星的高质量光谱--证明了禁射谱线在I类源中比在金牛座T星中更强和更常见。我们的结果也提供了一个明确的判别之间的禁戒线发射的频率弱发射和经典金牛座T星。除了强发射线，三个I类源具有突出的TiO吸收带。在HR图中，这些源的M型中心星与可见的金牛T型星混合在一起，并位于球形吸积的出生线和吸积盘的氘燃烧序列之下。
1998-04-18 astro-ph
A Deep Chandra X-ray Observation of the Embedded Young Cluster in NGC 2024
我们目前的一个敏感的76 ksec钱德拉观测的年轻星团在NGC 2024（d = 415 pc）在猎户座B巨大的分子云的结果。先前的红外线观测显示，这个引人注目的星团包含数百颗嵌入的年轻恒星，其中大部分仍然被星周盘包围。因此，它提供了一个难得的机会，研究X射线活动的光学不可见的原恒星和经典的金牛T星（cTTS）进行吸积的大样本。钱德拉探测到了283个X射线源，其中248个与其他波长的对应物一起被识别，大多数是在近红外波段。钱德拉图像与2 MASS的天体测量配准导致了亚弧秒的位置精度和红外对应物的高置信度识别。钱德拉探测器的特点是硬，重吸收光谱和壮观的变化。对大于100个源的光谱分析表明，平均消光A_v = 10.5 mag，典型等离子体能量E = 3 keV。变化的范围包括快速的脉冲耀斑和持续的低水平波动，表明强烈的磁场活动，以及缓慢的上升和下降的计数率，其起源更模糊。一些爆发达到kT = 6 - 10 keV的持续温度。钱德拉探测到了27个cTTS子样本中的一个，它们的X射线和辐射热光度是相关的。我们还报道了IRS 2b的X射线探测，它被认为是一颗大质量的嵌入式晚O星或早B星，可能是NGC 2024的电离源。在NGC 2024中，有7个毫米明亮的核心（FIR 1-7）可能是原恒星，但没有被探测到，除了在不寻常的核心FIR-4附近有微弱的发射。
2003-06-26 astro-ph
A Near-Infrared (JHK) Survey of the Vicinity of the HII region NGC 7538: Evidence for a Young Embedded Cluster
我们描述了NGC 7538附近的两个近红外（K波段）成像调查和三色（JHK）调查的结果。K波段巡天的极限星等为K ~ 16.5和K ~ 17.5等，JHK巡天的极限星等为K ~ 15等。我们确定超过2000和9000近红外（NIR）源的两个K波段调查和786近红外源的JHK调查的图像。从颜色-颜色图中，我们推导出背景恒星的红化规律，并确定了238颗具有近红外超红外的恒星。等高线图显示了一个高密度的峰值，与近红外线过量的恒星集中在一起。我们确定这个峰值作为一个年轻的，嵌入式集群，并确认这一结果与K波段光度函数，颜色直方图，和颜色星等图。集群的中心位于RA = 23：13：39.34，DEC = 61：29：18.9。对于所采用的距离d ~ 2.8kpc，团簇半径为$\sim$ 3' ~ 2.5pc。当d = 2.8 kpc，变红E_{J-K} = 0.55 mag时，K带对数光度函数（KLF）的斜率为s ~ 0.32 ± 0.03，与L1630（s = 0.34）和M17（s = 0.26）的结果一致。
2004-09-06 astro-ph
Chandra observations of the massive star-forming region S106: X-ray emission from the embedded massive protostellar object IRS 4
我们提出了钱德拉观测的大质量恒星形成区S106，一个突出的HII地区在天鹅座，与扩展的分子云和一个年轻的集群。星云是由位于分子云和嵌入星团中心的一颗年轻的大质量恒星激发的。在钱德拉观测中，这个星团的突出性证实了它的年轻，并允许对它的一些成员进行更详细的研究。我们探测到年轻的大质量中心源S106 IRS 4的X射线发射，这是一个深埋的中心物体，它驱动着双极星云，其质量损失率比光度相当的主序星高出约1-2个数量级。尽管如此，根据它的风动量通量，S106 IRS 4的X射线光度与在更演化的（主序星和巨星）大质量恒星中观察到的值相当，这表明在这些早期阶段，与观测到的来自较老的大质量恒星的X射线发射过程相同的过程已经在起作用。
2004-06-15 astro-ph
Embedded Star Clusters: The ISO View
我们总结了一个中红外光度调查的主要结果与ISO的几个附近的嵌入式集群。ISOCAM的灵敏度和空间分辨率为研究最年轻的星团提供了极好的工具，这些星团仍然深深地嵌入其母分子云中。中红外测光被发现是非常有效的，在寻找所有的年轻恒星对象（YSO）的红外过剩，即主要是T金牛星周围的星周盘，也有一些I类源。这些污染源的空间分布呈高度聚集甚至亚聚集的趋势，较年轻区域的集中程度更高。对于最邻近的星系团，红外过量YSO的改进样本在0.03 L太阳下似乎是完整的。这给了质量函数的约束，以及进入褐矮星域。结果表明，这些星团的质量函数与Kroupa等人（1993）导出的场星IMF一致，只是在M星~ 0.5M日附近质量函数变平。
2000-08-29 astro-ph
A multi-wavelength census of star formation activity in the young embedded cluster around Serpens/G3-G6
目标。本文的目的是研究位于巨蛇座星云核心以南约45'（3 pc）处、研究较少的嵌入星团巨蛇座/G3-G6的恒星形成活动，并确定其年轻恒星天体（YSO）的光度和质量函数。方法.利用多波长宽波段光度测量技术对近红外和中红外光谱能量分布进行采样，以区分YSO和场星，并对YSO演化阶段进行分类。将19“× 16”视野的两个滤光器LW 2（5-8.5 μ m）和LW 3（12-18 μ m）中的ISOCAM映射与来自2 MASS的JHK数据、来自Arnica/NOT的Ks数据和来自SIRCA/NOT的L“数据组合。在1.3毫米（IRAM）和3.6厘米（VLA）的连续发射被映射到研究云结构和最冷/最年轻的源。获得了来自NOTCam/NOT的H2的2.12 um S（1）线处的深窄带成像，以寻找双极流出的迹象。结果我们有强有力的证据表明，恒星星族有31个II类源，5个平谱源，5个I类源和2个0类源。我们的方法不采样III类源。云是由两个主要的密集团块沿着一个山脊排列在约0.5 pc加上一个无星的核心，与ISOCAM地图上看到的吸收特征相吻合。我们发现两个S形的双极准直流嵌入在NE块，并建议这两个驱动源是0类候选人（MMS 3）和双I类（MMS 2）。对于第二类人口，我们发现一个最好的年龄~ 200万年和最近的初始质量函数（IMF）的兼容性，通过比较观测到的第二类光度函数（LF），这是完整的0.0…
2006-08-31 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
GEMINI near-infrared spectroscopic observations of young massive stars embedded in molecular clouds
用双子座南近红外光谱仪GNIRS获得了南半球四个星团中年轻候选恒星的K波段光谱。这些星团与具有超紧凑HII区域颜色特征的IRAS源有关。光谱类型是通过将观测到的光谱与近红外光谱库的光谱进行比较而获得的;结果包括9颗大质量恒星和7颗被确认为背景晚型恒星的天体的光谱分类。其中两个研究的来源具有K波段光谱，与非常热的恒星的特征相兼容，这是从Civ，Niii和Nv发射线的存在中推断出来的，它们分别位于2.078微米，2.116微米和2.100微米。其中一颗I16177 IRS 1的K波段光谱类似于O3 If * 超巨星Cyg OB 2 7。星云K波段光谱的相关UC Hii区域显示了s-过程[Kriii]和[Seiv]高激发发射线，以前只在行星状星云中发现。在每个星团中发现了一个年轻的恒星天体（YSO），与主要的IRAS源或附近的解析MSX组件有关，证实了以前的近红外测光调查所获得的结果。到恒星的距离是从它们的光谱类型和先前确定的JHK星等得出的;它们与从运动学方法获得的值吻合得很好，除了IRAS 15408 -5356的情况，它的光谱距离比运动学值小大约2倍。
2008-12-03 astro-ph
A 3-5$μ$m VLT spectroscopic survey of embedded young low mass stars II; OCN$^-$
4.62 $μ$ m（2164.5 cm $^{-1}$）“XCN”波段在34个深埋年轻恒星天体的$M$波段光谱中被探测到，用VLT-ISAAC光谱仪以高信噪比和高光谱分辨率观测，为研究大量低质量年轻恒星天体的固态OCN $^-$丰度提供了第一次机会。结果明确表明，至少有两个分量位于XCN带的下方，中心位于2165.7 cm $^{-1}$（FWHM = 26 cm $^{-1}$）和2175.4 cm $^{-1}$（FWHM = 15 cm $^{-1}$）。根据实验室OCN $^-$光谱，只有2165.7-组分可以归因于OCN $^-$，嵌入在强氢键中，并且可能是热退火的冰环境中。为了校正2175.4-组分对XCN谱带的贡献，使用到2165.7-和2175.4-组分的现象学分解来拟合全谱带轮廓，并导出每个视线的OCN $^-$丰度。对取自ISO-SWS数据档案的5个大质量YSO进行了相同的分析。推断的OCN $^-$丰度对于低质量YSO为$\leq$ 0.85%，对于高质量YSO为$\leq$ 1%，W33 A除外。发现丰度变化至少10- 20的一个因素和大的源到源的丰度的变化被观察到在同一个恒星形成的云复杂的规模下降到400 AU，表明OCN $^-$的形成机制是敏感的当地条件。推断的丰度允许定量OCN $^-$的光化学形成，但在这种情况下，很大的丰度变化不容易解释，除非当…
2005-08-25 astro-ph
Chandra Observations of a Young Embedded Magnetic B Star in the rho Ophiuchus Cloud
本文报道了对年轻的B型磁星rho Ophiuchus S1的两次Chandra X射线观测的分析。在两次观测中都探测到了恒星的X射线辐射。两者的平均通量几乎相同，但在每次观测期间，通量在20 - 40千秒的时间尺度上显示出显著的时间变化，变化系数为2。每个光谱都可以用光子指数为~3的吸收幂律模型或温度为~2 keV和极低金属丰度（<~0.1太阳）的薄热等离子体模型拟合。第一次观测的光谱在6.8 keV左右有一个弱线特征，这可能对应于高度电离的铁K α。与此相反，第二次观测的光谱明显地显示出在E~4keV处的弱边缘吸收分量。连续辐射和log LX/Lbol~-6与年轻的中等质量恒星（Herbig Ae/Be星）相似，尽管蛇夫座ρ S1的强磁场（从非热射电辐射的探测推断）与磁化学特殊（MCP）星相似。如果X射线发射是热的，那么我们得出的小丰度可能与逆第一电离势（FIP）效应有关，尽管从我们的模型拟合中没有作为FIP的函数的显著趋势。如果辐射是非热的，它可能是由磁层中的高能电子产生的。
2003-09-05 astro-ph
Bright CO ro-vibrational emission lines in the class I source GSS 30 IRS1: Probing the inner disk of a young embedded star
利用甚大望远镜（VLT-UT 1）上的红外光谱仪（ISAAC）观测到蛇夫座核中的低质量I类年轻天体GSS 30 IRS 1（L=25L_sun）的4.5-4.85 μ m R=5000的光谱。探测到12 CO和13 CO的振转跃迁的强谱线发射。在覆盖的区域内总共可以看到40多条不同的线。谱线发射在空间上延伸，并从中心源检测到2”= 320 AU，但光谱无法分辨（Δ v < 30 km/s）。这是第一次从嵌入的年轻恒星物体中观察到来自CO的基本振转带中的强发射。使用一维全辐射转移代码对线通量进行建模，该代码表明，在单井约束温度（T=515+/-5 K）下，发射与LTE中的气体完全一致。此外，从两个检测到的同位素物种的CO线之间的比率表明，12 CO线必须是光学厚。然而，这与所观察到的发射的空间范围不一致，因为这意味着CO柱密度如此之低，以至于线在光学上是薄的。一个可能的解决方案是，这些线是由一个更小更密集的区域发射的，然后分散在中心恒星周围的双极腔中。这给出了1-100 M地球的总分子气体质量和~20-100 AU的物理范围的粗略估计。我们提出，最有可能的起源线发射是后冲击气体在一个密集的解离吸积激波从内部10-50 AU的拱盘。能够解离分子的激波的存在将对年轻低质量恒星周围的盘的化学演化产生影响。
2002-07-18 astro-ph
A VLA search for young protostars embedded in dense cores
四个致密的核心，L1582 A，L1689 A，B133和B68，分类为星前的条件下，没有可检测的近红外辐射，观察到的无线电波长，以调查他们是否培育非常年轻的原恒星。在观测到的四个核心中，没有发现任何一个明确的年轻原恒星。在观测核心附近发现了一些射电源，但这些射电源很可能是河外源或与观测核心无关的YSO。在L1582 A中，我们在核心中心附近发现了一个弱射电源，其无线电特性与L1014核心中新发现的原恒星相似，偏离了亚毫米波发射的峰值，表明该源可能具有原恒星性质。这需要用近红外和/或中红外观测（例如斯皮策）来证实。因此，基于目前的观测，我们无法明确地确认L1582 A是无星的。在L1689 A中，在核心的中心发现了一个可能的4.5西格玛射电源，但需要通过未来的观测来确认。在B133中，在核心的边缘处发现了一个弱射电源，可能是一颗原恒星，位于核心亚毫米辐射的局部峰值上，但在核心的中心处没有检测到源。因此，B133可能没有恒星，但在其边缘可能有一颗原恒星。在B68中，没有在核心内部或边缘发现射电源，因此B68确实是无星的。另外四个具有年轻原恒星光谱指数特征的射电源被发现在核心之外，但在这些核心所在的扩展云中。结论：我们的结论是，错误分类为星前核的数量可能是非常小的，并没有显着改变估计寿命的星前阶段。
2006-11-09 astro-ph
A Near-Infrared L Band Survey of the Young Embedded Cluster NGC 2024
我们提出的第一个敏感的L波段（3.4微米）附近的年轻嵌入式集群NGC 2024成像研究的结果。两个独立的调查团获得，以获得人口普查的拱星盘部分在集群。通过对我们最大区域内所有光源的JHKL颜色进行分析，我们发现红外过量分数> 86%。JHKL的颜色表明，红外线过量出现在星周盘中，这表明NGC 2024星团中形成的大多数源目前都被星周盘包围，并且可能与星周盘一起形成。在误差范围内，多余部分仍然非常高，即使在我们更深的调查中最微弱的L星等，这表明在非常年轻的星团（如NGC 2024）中，大多数恒星周围都形成了独立于质量的圆盘。通过与JHKL发表的金牛座观测结果的比较，我们发现NGC 2024中的K-L过剩分数与NGC 2024和金牛座中星周盘的高初始入射率相一致。由于NGC 2024代表了一个恒星密度比金牛座高得多的区域，这表明在恒星形成区域的大多数YSO周围可能会形成独立于环境的盘。我们发现一个相对恒定的JHKL过剩分数随着集群半径的增加，表明磁盘分数是独立的集群中的位置。与此相反，JHK过量分数迅速增加向集群的中心区域，最有可能是由于污染的K带测量明亮的星云在集群的中心区域。我们在NGC 2024星团的中心区域确定了45个候选原恒星源，并发现早期恒星演化的原恒星相的下限为0.4 - 1.4 × 10 ^5年，与金牛座相似。
2000-06-15 astro-ph
Mid-infrared imaging of the massive young star AFGL 2591: Probing the circumstellar environment of an outflow source
大多数，如果不是全部，恒星现在被认为在形成过程中产生能量外流。然而，在发现年轻恒星的两极外流近20年后，这种暴力现象的起源还没有得到很好的理解。探测外流过程的困难之一，特别是在大质量嵌入恒星的情况下，是缺乏高空间分辨率的观测。在这里，我们提出了一个巨大的年轻恒星物体，AFGL 2591，及其周围环境的亚角秒分辨率中红外图像。我们在11.7，12.5和18.0微米的图像显示了恒星西南约6“的发射结，这可能是最近的喷射事件或嵌入伴星的证据。这个结与先前看到的近红外反射星云和射电源大致一致，并且位于已知的大规模CO外流内。我们还发现了一个新的微弱的NW源，这可能是另一个嵌入的低光度恒星。AFGL 2591的IRAS中红外光谱在10微米处显示出大的硅酸盐吸收特征，这意味着主要来源被光学厚的尘埃外壳包围。我们讨论了这些现象的相互关系，并建议，中红外成像和光谱探测大质量恒星诞生提供了强大的工具。
2000-08-02 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
Embedded clusters in NGC1808 central starburst - Near-infrared imaging and spectroscopy
在对附近活动星系进行中红外成像的过程中，我们在NGC 1808的中心恒星形成区发现了明亮致密射电源的中红外对应物。我们的目标是确认这些来源是深深嵌入的，年轻的星团，并在推导出它们的一些内在属性。为了补充中红外数据，我们收集了一组近红外数据与ISAAC在VLT：J，Ks和L'图像，以及低分辨率，长缝光谱的三个来源。令人惊讶的是，新的图像揭示了一个近红外对应的只有一个中红外/无线电源，即在L'波段的M8。所有其他光源都嵌入得很深，以至于它们的辐射不会在扩展的漫反射近红外辐射上方突出。两个辐射源的近红外光谱看起来很相似，都有强烈的电离氢谱线。这支持了这些来源的解释嵌入式年轻集群。我们推导出两个集群的电离和电离光子产生率。
2008-05-28 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy and Young Stellar Populations
在过去的十年中，MK分类技术在1-5微米光谱中的应用取得了巨大的进展。该光谱区富含对温度和光度敏感的原子和分子特征，为研究内在红色和/或大量尘埃嵌入的恒星星族提供了强有力的技术。我们将总结最近的工作，特别强调在J-，H-，K-和L-波段与KPNO 4 m FTS的一组88个基本MK标准获得的数据。从这些努力中受益匪浅的一个领域是研究仍然嵌入在分子云核心中的极其年轻的恒星星族，它们是从分子云核心形成的。这类天体在应用MK过程时提出了特殊的挑战，例如晚型的亚巨星表面重力和与星周盘吸积有关的增强的恒星活动。我们将概述这些困难，并提出可能的解决方案的初步结果。
2003-01-31 astro-ph
Spitzer, Near-Infrared, and Submillimeter Imaging of the Relatively Sparse Young Cluster, Lynds 988e
我们目前的{ \it斯皮策}图像的相对稀疏，低光度的年轻的集群L988 e，以及补充近红外（NIR）和亚毫米图像的区域。星团是不对称的，星团的西部区域嵌入在分子云内，而密度稍低的东部区域位于分子云的东部和边缘。有了这些数据，以及与现存的H $α$数据的恒星主要发现在东部地区的集群，和分子$^{13}$ CO气体排放图的整个地区，我们调查的分布形成的年轻恒星相对于云的材料，特别是集中在暴露和嵌入区域的集群之间的差异和相似之处。我们还比较了这一地区的恒星形成的密度，更明亮，更大的集群已经在我们的全面的多波长研究的年轻集群在1千秒差距的太阳。
2007-11-02 astro-ph
Young Stellar Groups Around Herbig Ae/Be Stars: A Low-Mass YSO Census
利用斯皮策IRAC和2 MASS数据，对赫比格Ae/Be星（HAEBE）周围的8个嵌入式年轻恒星群进行了近红外和中红外观测。这些年轻的恒星群就在附近（$\leq$ 1千秒差距），仍然嵌在它们的分子云中。为了识别样本中的年轻恒星，我们使用J - [3.6] vs. Ks - [4.5]的颜色-颜色图。我们样品的斯皮策图像显示，HAEBE周围的集团，光谱类型早于B8，通常与明亮的红外星云有关。在这个星系中，通常有10 - 50颗年轻恒星分布在HAEBE附近（$<$ 1 pc）。HAEBE周围不仅有年轻的恒星，整个星云中也有年轻的恒星星族，有些是分布的，有些是聚集的。HAEBE周围的基团是分子云内大量年轻群体的子结构。群体的大小也与大规模集群中看到的子结构相当。HAEBE周围的年轻恒星群通常比外面的年轻恒星群具有更大的SED斜率，这表明年轻恒星群可能比分布式系统更年轻。这可能意味着，通常有一个更高和更连续的恒星形成率在集团，集团的形成启动较晚，或低质量的恒星集团形成慢于外面的。最后，对于这些组内的年轻恒星，SED斜率与到HAEBE的距离之间没有明显的趋势。这表明，在我们的研究尺度上，年轻恒星的聚集超过了大质量恒星对低质量年轻恒星的影响。
2007-01-11 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Passive Evolution: Are the Faint Blue Galaxy Counts Produced by a Population of Eternally Young Galaxies?
在Gronwall & Koo（1995）的模型中，一个年龄恒定的蓝星系群似乎为深星系中超蓝星系的数量提供了一个有吸引力的解释。这样的人口可能是由一组星系周期性的恒星形成率产生的，或者在另一个极端，通过不断形成新的星系来维持，这些星系在达到Gronwall和Koo模型中规定的年龄后就会消失。对于这两种假设，我们计算了亮度函数，包括相应的选择准则、红移分布以及B_J和K带的计数。我们发现在低红移（0 < z < 0.05）的星系数量比CFH红移巡天（Lilly et al. 1995）和Las Campanas光度函数（Lin et al. 1996）的暗端观测到的星系数量多得多。被动或温和的演化无法解释深星系的计数，因为在恒星形成星系的褪色对应物可以检测到的样本中，I选择的红移分布和r选择的光度函数的低红移测定的影响。
1996-08-19 astro-ph
A Mid-Infrared Imaging Survey of Embedded Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Cloud Core
本文介绍了对蛇夫座ρ星云的年轻恒星星族进行的一次全面的、新的地面中红外成像调查的结果。数据是在Palomar 5米望远镜和Keck 10米望远镜上用MIRLIN和LWS仪器分别以0.25角秒和0.25角秒的分辨率获得的。在172个调查对象中，检测到85个。在观测到的22个多系统中，有15个系统得到了解决，并确定了它们各自的组分通量。探测到的天体的频率分布图和SED光谱斜率表明，YSO在平坦光谱阶段花费了大约400，000年，清除了它们剩余的落入包络。中红外线的变化被发现之间的一个显着的一部分的调查对象，并发现发生在所有的SED类光学厚磁盘。大幅度近红外变化，也发现所有的SED类光学厚磁盘，似乎发生在早期的进化阶段的频率较高。虽然中红外过量和近红外遮蔽的一般趋势存在于整个SED类别中，第一类天体通常表现出K波段遮蔽值> 1，平坦光谱天体的K波段遮蔽值> 0.58，第三类天体的K波段遮蔽值=0，但第二类天体的K波段遮蔽值范围最广，为0-4.5。然而，一个单一的源可以在任何一个活跃的盘吸积可以发生的SED类中表现出的高度可变的面纱值是惊人的，并且是盘中高度时变吸积活动的直接观测证据。最后，通过比较中红外与近红外过量的子样本，以及确定的有效温度和消光值，磁盘清除机制进行了探讨。结果与从内到外的盘清除过程一致。
2005-04-19 astro-ph
Embedded Clusters and the IMF
尽管近50年来做出了勇敢的努力，但在星系场恒星和疏散星团的完整质量范围内确定IMF的尝试被证明是困难的。红外成像观测的非常年轻的嵌入式集群加上蒙特卡洛建模的光度函数正在改善这种情况，并提供重要的新贡献，我们的基本知识的IMF及其在空间和时间的普遍性。
2004-11-19 astro-ph
Stellar contents and star formation in the young open cluster Stock 8
利用$UBVI_c$ CCD测光仪对年轻的疏散星团Stock 8进行测光，目的是研究该区域的基本性质和恒星形成情况。星团的半径为$\sim 6^{\prime}$（$\sim 3.6$ pc），星团区域内的红化从$E(B-V)=0.40$到0.60 mag.星团位于$2.05 \pm 0.10$ kpc的距离处.利用H $α$无缝光谱和2 MASS近红外数据，我们分别确定了H $α$发射和近红外过量年轻恒星（YSO）。这些YSO的颜色星等图显示，这些天体的年龄大多在1到500万年之间，表明星团中的恒星形成是非同时代的。星团区域的大质量恒星的平均年龄为200万年。在团簇区域（$r \le 6^\prime$）中，质量函数（MF）在质量范围$\sim 1.0 \le M/M_\odot < 13.4$中的斜率$Γ$可以由具有斜率$-1.38\pm0.12$的幂律表示，这与Salpeter值（-1.35）很好地一致。在质量范围$0.3 \le M/M_\odot < 1.0$，MF也被发现遵循幂律与较浅的斜率的$Γ= -0.58\pm 0.23$表示在$\sim 1 M_\odot$的IMF的斜率的中断。星团的$K$带光度函数的斜率（$r \le 6^\prime$）为$0.31\pm0.02$，小于嵌入星团的平均值（$\sim$ 0.4）。相当数量的YSO沿着星云流分布在星团的东侧。一…
2007-12-13 astro-ph
Rotating disks in high-mass young stellar objects
我们报告的检测四个旋转的大规模磁盘在两个地区的高质量恒星形成。圆盘垂直于已知的双极流出，结果是不稳定的，但寿命长。我们推断，吸积到嵌入（原）星必须进行通过磁盘的速度约10 E-2 Msun/年。
2003-12-18 astro-ph
A FLAMINGOS Deep Near Infrared Imaging Survey of the Rosette Complex I: Identification and Distribution of the Embedded Population
我们提出了一个深的近红外成像调查的玫瑰复合体的结果。我们研究了年轻的嵌入源的分布，使用最近邻法的变化，适用于一个精心挑选的样本的近红外过量（NIRX）的跟踪复杂的恒星形成的最新一集的明星。我们的分析证实了先前在分子云中检测到的七个簇的存在，并在复合物中发现了另外四个簇。我们确定，复合体中60%的年轻恒星和分子云中86%的恒星都包含在星团中，这意味着玫瑰星云中的大多数恒星都形成于嵌入式星团中。我们比较了单个星系团的大小、红外过剩分数和平均消光，以研究它们的早期演化和膨胀。我们发现，星团的平均红外过量分数随着与NGC 2244的距离而增加，这意味着整个复杂的恒星形成的时间序列。这个序列似乎是原始的，可能是由于分子云的形成和演化，而不是与HII区域的相互作用。
2007-09-18 astro-ph
Hard X-rays and Fluorescent Iron Emission from the Embedded Infrared Cluster in NGC 2071
我们目前的XMM牛顿X射线观测的红外星团位于附近的NGC 2071反射星云在猎户座B区的第一个结果。这个星团之所以令人感兴趣，是因为它是已知的最接近隐藏高质量恒星的区域之一。我们报告了从致密的中央NGC 2071-IR子群中发现的硬X射线辐射，该子群至少包含三个高质量的年轻恒星天体（NGC 2071 IRS-1，IRS-2和IRS-3）。在红外源IRS-1的1角秒内检测到一个突出的X射线源，这被认为是驱动一个强大的双极分子外流。与通常在年轻恒星天体（YSO）中观察到的光学薄等离子体光谱相比，这个源的X射线光谱非常不寻常。该光谱的特点是由一个硬宽带连续加上一个异常广泛的发射线在约6.4千电子伏从中性或近中性铁。Fe荧光线可能起源于被硬的重吸收X射线源照射的嵌入恒星（即盘或包层）附近的冷物质。
2006-12-19 astro-ph
A rotating disk around the very young massive star AFGL 490
我们用布雷高原干涉仪在亚角秒分辨率下观测了一颗8- 10 Msun的年轻恒星AFGL 490的C_（17）O（2- 1）跃迁，发现了AFGL 490被一个旋转盘包围的有力证据。利用二维模型的物理和化学磁盘结构耦合线辐射转移，我们约束其基本参数。我们得到一个相对较高的磁盘质量为1 Msun和半径约1500 AU。一个合理的解释明显的不对称的磁盘形态。
2006-01-12 astro-ph
Extragalactic neutrino background from very young pulsars surrounded by supernova envelopes
我们估计了超新星爆发后早期由非常年轻的强子注入的河外μ介子中微子背景。假设强子在脉冲星风区被加速，而脉冲星风区充满了膨胀的超新星包层下面捕获的热光子。强子与这些热光子碰撞产生π介子，π介子衰变为μ介子中微子。稍后，强子与膨胀包层的物质碰撞也会产生μ介子中微子。我们表明，河外中微子背景预测这样一个模型应该是可检测的计划1公里的$^2$中微子探测器，如果一个显着的一部分的中微子出生的周期短于$\sim 10$毫秒。由于这种人口的中微子是假定由最近的模型生产的极高能量的宇宙射线，中微子的检测预测通量可以被用来作为他们的观测测试。
2001-09-14 astro-ph
Embedded Clusters in Giant Extragalactic HII Regions III. Extinction and Star Formation
利用BVR宽波段和H α发射线的光度学资料，对7个星系的35个巨大河外HII区（GEHR）的恒星形成进行了研究。星际消光，金属丰度和星云的贡献，宽带估计使用光谱数据对这些对象。用B-V和V-R色无色散图以及巴耳末线与B带连续谱的通量比来研究恒星的形成。集群的颜色表明减少消光对恒星连续相比，来自巴耳末线的电离气体的值。发现只有一次恒星形成爆发的经典年轻区域（t <300万年）的检测频率低于伴随着丰富的红超巨星的年轻区域（t ~ 1000万年）。减少对星团恒星的灭绝，电离光子的破坏和老年人口的存在，往往空间上无法从年轻的人口，所有合谋，使观察到的巴耳末线的等效宽度低，在大多数的GEHR。恒星形成的情况下，建议解释了许多观测到的GEHR的属性，包括核心晕结构，减少消光的辐射从恒星相比，从星云气体，未检测到年轻的单爆发区域和共存的两个人口的不同年龄。
1996-01-01 astro-ph
Origin of the 6.85 micron band near young stellar objects: The ammonium ion (NH4+) revisited
我们已经调查了NH_4 ~+的nu_4特征是否是对嵌入的年轻恒星天体看到的6.85微米吸收带的可行候选者。为了产生NH 4+天体物理学冰类似物组成的H2O，CO2，NH3和O2的紫外线光解。红外光谱显示出与NH 4+、NO2-、NO3-和HCO 3-离子鉴别的峰。它表明，NH 4+匹配两个吸收功能，观察到对嵌入的年轻恒星物体，即，强6.85微米特征和3.26微米特征。星际6.85微米特征随温度的特征红移被很好地再现。星际冰中NH 4+的丰度通常为H2O的10%。实验表明，抗衡离子产生小的不同的光谱签名，而是一个伪连续，如果它们中的各种存在于H2O占主导地位的环境。因此，在星际冰的红外光谱中，阴离子可能无法检测到。在ISM中，其中附加的机制如表面化学和附加的元素如硫是可用的，可以产生许多酸和甚至更广泛的阴离子。一旦冰升华，例如，在热核中，这些成分就可以被检测到。
2002-12-10 astro-ph
The structures of embedded clusters in the Perseus, Serpens and Ophiuchus molecular clouds
利用Spitzer c2 d遗留巡天的英仙座、蛇夫座和巨蛇座分子云的年轻恒星星族数据，采用最近邻和最小生成树方法研究嵌入星团的空间结构.我们确定嵌入这些云的集群密度增强和分析的聚类参数Q源光度和演化阶段。这个分析表明，较老的2/3类天体比较年轻的0/1类原恒星更集中凝聚，表明星团从最初的层次结构演变为集中凝聚结构。只有IC 348和巨蛇座星系核心，样本中较老的星系团，显示出质量分离的迹象（由Q对源星等的依赖性表示），表明在几个百万年后动力学相互作用的显著影响。团簇的结构也可能与出生云中的湍流能量有关，因为最中心凝聚的团簇出现在具有最低马赫数的云中，反之亦然。一般来说，这些结果与重力湍流碎裂形成团簇形成的理论情景吻合得很好。
2008-05-14 astro-ph
Surface density of the young cluster IC 348 in the Perseus molecular cloud
IC 348年轻星团包含300多个已确认的成员。它嵌入在英仙座分子云中，使得任何聚类分析都受到灭绝偏见的影响。在这项工作中，我们得出了云的消光图，并通过使用2MASS数据的统计方法重新访问IC 348的内容。我们的目标是解决IC 348的完整性和一般的年轻星系团的问题。我们对该区域的恒星颜色和密度进行了综合分析，以建立星团的表面密度图。我们得到的结论是IC 348在离星系团中心25 '处有结构，我们估计大约有40个亮度大于Ks = 13等的成员还没有被确认。虽然我们不能使用统计方法来单独识别这些新成员，但表面密度图强烈指示了它们的实际位置。它们分布在星团的外围区域，到目前为止，很少有专门的观测，这可能是它们逃脱先前识别的原因。此外，我们提出存在一个新的嵌入式集群与红外源MSX6C G160.2784 - 18.4216，大约38 '南部的IC 348。
2005-09-19 astro-ph
Accretion Signatures from Massive Young Stellar Objects
高分辨率（λ/Δ-λ = 50，000）K波段光谱的大规模，嵌入式，年轻的恒星物体。目前的样本包括四个大质量的年轻恒星位于新生的星系团，为银河系巨大的H II区域提供动力。观察到CO的2.3微米2- 0振动-转动带头的发射。在三个物体中看到的一系列速度加宽的轮廓与在各种倾角下看到的拱星盘所产生的发射是一致的。同样的光谱和空间分辨率的溴伽马光谱也支持吸积盘或环面模型的大质量恒星。在第四个天体中，观测到了Br辐射，暗示着一个旋转的环面，但是CO的轮廓很窄，这表明在大质量恒星中可能有不同的CO辐射机制，这与BN天体和MWC 349的早期观测结果一致。到目前为止，只有O型晚期或B型早期的年轻大质量恒星在这样的嵌入星团中被发现具有清晰的吸积盘特征。这些恒星通常是在其他质量更大的恒星存在的情况下被发现的，这些恒星的光球光谱揭示了它们的存在，但没有表现出盘的特征。这表明它们的吸积盘消散的时间尺度比质量较小的OB星要快得多，或者质量最大的恒星不是由吸积盘形成的。
2004-09-08 astro-ph
Deeply embedded objects and shocked molecular hydrogen: The environment of the FU Orionis stars RNO 1B/1C
我们介绍了斯皮策IRAC和IRS观测的暗云L1287。中红外IRAC图像显示，在猎户座FU天体RNO 1B和RNO 1C附近有深埋的红外源，表明它们与一个小的年轻星团有关。我们第一次解决了与IRAS 00338+6312相关的MIR点源，这是一个深埋的中等质量原恒星，驱动着一个已知的分子外流。所有天体的IRAC颜色都与年轻恒星一致，从深度嵌入的0/I类源到II类天体，其中一部分似乎局部变红。这两个IRS光谱显示了冰和尘埃粒子的强吸收带，证实了RNO 1B/1C周围的星周环境具有很高的光学厚度。来自纯转动跃迁的额外的氢发射线叠加在光谱上。考虑到流出方向，我们将这些发射线归因于由IRAS 00338+6312提供动力的分子流出中的冲击气体。得到的激波温度与高速C型激波的温度一致。
2006-12-04 astro-ph
X-Ray and Infrared Observations of Embedded Young Stars in L1630
猎户座L1630暗星云中的HH 24-26恒星形成区包含了一个罕见的0类和I类原恒星、准直分子和电离喷流以及一个明亮但空间分辨不清的ASCA X射线源。为了研究该区域嵌入的原恒星群体的X射线特性，我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S照相机获得了一幅深X射线图像。在HH 24-26周围的区域探测到了许多H-α发射线天体，其中弱线金牛座T星SSV 61是最亮的光源，稳定的光度为10^31.9 erg/s（0.3-10 keV）。HH 24中有两颗与光学喷流对齐的I类原恒星，SSV 63 E和SSV 63 W，以及连续射电源SSV 63 NE，它很可能是一个极端的I类或0类天体。我们没有观测到来自0级原恒星HH 24-MMS和HH 25-MMS的X射线，也没有观测到来自HH 25和HH 26所包围的云区域的X射线，其2 σ上限为10^30.0 erg/s。HH 26-IR，被认为是HH 26流的起源的I类物体，没有被检测到。在NASA IRTF获得的近红外光谱显示，SSV 59、63 E、63 W和HH 26-IR光谱中有3微米的冰带，SSV 61有2.3微米的CO泛音吸收带。SSV 60位于形成HH 25的巨大星云弧的一端，显示出深红外冰带和CO吸收，但不是X射线源，很可能是一个遥远的背景巨星。
2004-04-13 astro-ph
From infall to rotation around young stellar objects: A transitional phase with a 2000 AU radius contracting disk?
证据的过渡阶段，在形成一个低质量的恒星的报告，中间的完全嵌入和金牛座T阶段。毫米孔径合成观测的HCO+ J=1-0和3-2，HCN 1-0，13 CO 1-0，和C18 O 1-0过渡揭示了明显不同的速度场周围的两个嵌入式，低质量的年轻恒星物体。TMC 1（IRAS 04381+2517）周围的0.6 M（太阳）物质在存在少量旋转（~3 km/s/pc）的情况下紧密遵循由内而外的坍缩，而L1489 IRS（IRAS 04016+2610）被半径为2000 AU，包含0.02 M（太阳）的张开盘包围。这个圆盘显示了围绕一颗~0.65 M（太阳）恒星的开普勒旋转和以1.3（r/100 AU）^-0.5 km/s的速度的坍缩，或者，等价地，围绕一个中心物体的亚开普勒运动在0.65和1.4 M（太阳）之间。其密度的特点是由径向幂律和指数垂直刻度高度。围绕这两个天体的落入和旋转的不同相对重要性表明，旋转支撑的结构在10^5年的几倍时间内从坍缩的包层发展到几千天文单位的大小，然后在10^4年的几倍时间内减少到几百天文单位，这是金牛座T盘的典型特征。在这种情况下，L1489 IRS代表了嵌入YSO和具有盘的金牛T星之间的过渡阶段。这一阶段的预期持续时间约为嵌入阶段的5%，这与目前缺乏其他已知物体（如L1489 IRS）的情况一致。其他解释无法解释L1489 IRS的大圆盘，例如由具有异常大速度梯…
2001-01-31 astro-ph
Discovery of a candidate protoplanetary disk around the embedded source IRc9 in Orion
我们报告了OMC-1中明亮的嵌入式恒星IRc 9周围的空间扩展中红外发射的检测，如在双子座南部的T-ReCS获得的8.8，11.7和18.3微米图像中所见。扩展的发射是不对称的，其形态让人想起其他年轻恒星周围的温暖尘埃盘。这个被推测的圆盘半径大约为1.5弧秒（700天文单位），尘埃质量可能接近10个地球质量。IRc 9的红外光谱能量分布显示它的总光度约为100 Lsun，这意味着当它到达主序星时，它将成为一颗早期的A型星。因此，IRc 9周围的候选盘可能是类织女星周围行星碎片盘和赫比格Ae星盘的年轻模拟物，并可能提供一个实验室来研究行星形成的最早阶段。IRc 9周围的圆盘也可能增加了来自这颗恒星的增强的金牛座T风影响了OMC-1核心的分子外流的假设。
2005-02-08 astro-ph
Massive Young Stellar Objects in high-mass star-forming regions
深埋在大质量恒星形成区的点源的高质量K波段光谱显示，有20颗年轻的大质量恒星没有光球层吸收线，只有发射线。K波段的光谱表现出一个或多个通常与被拱星物质包围的大质量年轻恒星天体相关的特征：非常红的颜色（J-K）= 2，CO带头发射，氢发射线（有时是双峰），以及Fe II和/或Mg II发射线。CO辐射来自一个相对致密（~10^10 cm^（-3））和热（T ~ 2000-5000 K）的区域，该区域被年轻大质量恒星的强烈紫外辐射场充分屏蔽。CO第一泛音发射的建模表明，CO气体位于恒星的5 AU范围内。氢发射是在暴露于紫外线辐射的电离介质中产生的。最佳的几何配置是一个致密的和中性的拱星盘造成CO带头发射，和电离的上层氢线产生。我们认为，星周盘可能是残余的吸积通过星周盘。
2005-06-14 astro-ph
Characterizing the nature of embedded young stellar objects through silicate, ice and millimeter observations
（节略）对YSO的分类办法是以评价周围包层的耗散程度为基础的，其主要影响是来自中心YSO的光辐射的消光和远红外线的再发射。由于消光是沿视线方向柱密度的一种性质，当从侧面观察时，原行星盘的存在可能会导致错误的分类。我们使用轴对称三维辐射转移程序RADMC和RADICAL进行了辐射转移计算，显示了不同几何形状对YSO演化阶段主要指标的影响，如2和24 μ m之间的通量斜率、测热温度以及硅酸盐和冰的光学深度。我们表明，从中间角度来看，系统的“经典”指标的演变准确地跟踪信封列密度，他们都同意彼此。另一方面，对于大于~ 65度的倾角，边缘上系统被错误分类。特别是，硅酸盐的发射，典型的前主序星与磁盘，变成吸收时，磁盘柱密度达到1 e22厘米-2，对应的，例如，5e-3 Msun耀斑盘在64度。类似的效果是注意到在所有其他分类指标研究阿尔法，Tbol，和H2O和CO2冰吸收强度。这种错误分类对平坦谱源（α ~0）的性质有很大的影响，其数量可以通过简单的几何参数来解释，而无需调用演化。一个可靠的分类方案，使用最少的观测数的毫米通量与一个单一的盘和干涉仪的观测构成。
2008-06-22 astro-ph
Vortices in the Co-orbital Region of an Embedded Protoplanet
我们提出了全球2-D无粘磁盘模拟嵌入式行星，强调在其共轨区域的非线性动力学。我们发现，在这个地区的流动的位涡是不守恒的，由于存在两个螺旋冲击产生的行星。随着系统的发展，位涡廓线出现极值（拐点），最终使流动不稳定。涡的产生与位涡最小值有关。这些漩涡诞生于分界线区域，与行星近距离接触，因此对行星施加了强大的扭矩。这些涡旋的存在对理解低质量行星的迁移率具有重要意义。
2003-08-20 astro-ph
HST/NICMOS detection of a partially embedded, intermediate-mass pre-main-sequence population in the 30 Doradus Nebula
我们提出了一个中等质量的主序前人口嵌入在周围的30剑鱼座地区的大麦云（LMC）使用HST/NICMOS的星云细丝的检测。除了四个先前已知的发光I类红外“原恒星”，NICMOS的数据揭示了20个新的来源，具有类似于银河系前主序星的内在红外过剩。根据它们的红外亮度，这些天体可以被识别为相当于银河系前主序星的大麦哲伦星系。样本中最暗的LMC年轻恒星天体的颜色与金牛座T相似，如果放置在LMC的距离上，它们的亮度与金牛座T大致相同。我们发现没有证据表明在初始质量函数中存在较低的质量截止值。相反，从主序前的~1.5Mo恒星到仍然嵌在致密结中的大质量O型恒星的整个恒星质量光谱似乎都存在于星云细丝中。大多数年轻的恒星天体都可以在中央星爆星团R136的北面找到。这个地区很可能会演变成一个OB协会。
2001-04-17 astro-ph
A 3-5 micron VLT spectroscopic survey of embedded young low mass stars I: Structure of the CO ice
中等分辨率（λ/Δ λ = 5000-10000）VLT-ISAAC M波段光谱的39个年轻的恒星天体在附近的低质量恒星形成云显示4.67微米的固体CO的伸缩振动模式。通过利用前所未有的大样本，高信噪比和高光谱分辨率的优势，从源到源的冰剖面的相似性进行了鉴定。结果发现，所有的光谱，可以得到良好的拟合使用的CO伸缩振动分布在4.67微米的现象学分解成3个组件。因此，所有观测到的星际CO配置文件可以唯一地描述的模型依赖于只有3个线性拟合参数，表明最多3个特定的分子环境下存在的固体CO天体物理条件。一个简单的物理模型的CO冰，这表明，2139.9 cm-1的成分是无法区分的纯CO冰。得出的结论是，在大多数观察到的视线中，60-90%的CO是在一个几乎纯的形式。在相同的模型中，2143.7 cm-1的分量可以解释为纯结晶CO冰中的振动跃迁的纵向光学（LO）分量，该振动跃迁出现在背景源线性极化时。此外，在蛇夫座ρ云复合体中还探测到了固体13 CO在2092 cm ~（-1）处朝向IRS 51的吸收带，并导出了12 CO/13 CO =68+/-10的同位素比值。结果表明，所有观测到的固体12 CO剖面，以及固体13 CO剖面，是一致的颗粒与不规则形状的CO冰地幔模拟的连续分布椭球（CDE），但不一致的常用模型的球形颗粒在瑞利极限。[摘要删节]
2003-07-04 astro-ph
Discovery of multi-seeded multi-mode formation of embedded clusters in the Rosette Molecular Complex
基于空间完整的2 MASS巡天数据的调查显示，在玫瑰花分子云的东南象限，正在发生一个显着的恒星形成集群的爆发。紧凑的集群正在以多种子的方式在不同的地方平行形成。此外，嵌入的年轻恒星的稀疏聚集体广泛分布。在这项研究中，我们报告的主要结果和影响的大质量和集群的恒星形成在巨大的分子云。特别是，我们首次将中低质量恒星的诞生纳入OB星团顺序形成的场景中。年轻的OB星系团NGC 2244出现后，在H{ \small II}区的上掠层附近以及进一步进入分子云中出现了形成中到高质量星系团的各种表现。嵌入式集群似乎以结构化的方式形成，这表明它们遵循宏观湍流衰减的轨道。我们讨论了湍流的可能来源。这导致我们提出了一个树模型来解释整齐的空间分布的集群内的一个大部分的玫瑰花结复合体。突出的新一代OB集群被确定在树模式的根。
2005-04-01 astro-ph
The Large-Scale Environment of Dynamical Young Clusters of Galaxies
我们研究了星系团的动力学状态是否与宇宙的大尺度结构有关。我们发现，集群的子结构是强烈相关的集群的倾向与他们最近的邻居，并在一般情况下与附近的集群，属于同一个超集群对齐。此外，动态年轻的集群比整体集群人口更聚集。这些强有力的迹象表明，集群的发展，在一个层次的方式，合并沿大规模的附属结构，其中嵌入。
2001-10-02 astro-ph
