ISOCAM observations of the rho Ophiuchi cloud: Luminosity and mass functions of the pre-main sequence embedded cluster
我们提出的第一个广泛的中红外（IR）成像调查的rho蛇夫座嵌入式集群的结果，进行与ISOCAM相机上的ISO卫星。主要的分子云L1688，以及L1689 N和L1689 S，已经完全调查了6.7和14.3微米的点源。总共探测到425个源，包括16个I类、123个II类和77个III类年轻恒星天体（YSO）。基本上所有的中红外源都与近红外源一致，但其中很大一部分是第一次被确认为YSO。我们的双波长调查使我们能够识别基本上所有的YSO与红外过剩的嵌入式集群下降到Fnu ~ 10 - 15毫焦耳。它是已知的II类YSO数量的两倍多，是迄今为止对蛇夫座ρ中心区域新形成恒星最完整的普查。完整样本的II类YSO的恒星光度函数推导出良好的精度下降到L= 0.03 Lsun。利用现有的主序前轨道和合理的恒星形成历史，对这种光度函数进行建模，使我们能够推导出II类YSO的质量分布，这可以说反映了嵌入星系团的IMF。我们估计蛇夫座ρ中的IMF可以用双分量幂律很好地描述，低质量指数为-0.35+/-0.25，高质量指数为-1.7（与Salpeter值-1.35相比），并且在M = 0.55+/-0.25 Msun处发生突变。该IMF是平坦的，没有证据表明低质量截止值至少为0.06 Msun。
2001-05-17 astro-ph
We present the Chandra ACIS and ASCA GIS results for a series of four long-term observations on DoAr 21, ROXs 21 and ROXs 31; the X-ray brightest T-Tauri stars (TTSs) in the Rho Ophiuchi cloud. In the four observations with a net exposure of ~600 ksec, we found six, three and two flares from DoAr 21, ROXs 21 and ROXs 31, respectively; hence the flare rate is fairly high. The spectra of DoAr 21 are well fitted with a single-temperature plasma model, while those of ROXs 21 and ROXs 31 need an additional soft plasma component. Since DoAr 21 is younger (~10^5 yr) than ROXs 21 and ROXs 31 (~10^6 yr…
2002-02-15 astro-ph
An Infrared Multiplicity Survey of Class I/Flat-Spectrum Systems in the Rho Ophiuchi and Serpens Molecular Clouds
我们提出了新的近红外和中红外观测的19类I/平谱年轻恒星物体在附近的Rho Oph（d= 125 pc）和巨蛇座（d= 310 pc）的暗云。这些观测是对最近的乌云中的I类/平谱天体进行的更大规模的系统性红外多重性调查的一部分。我们发现7/19（37% +/- 14%）的来源调查是多个系统的分离范围约150 - 1800 AU。这与在金牛座、猎户座、变色龙、狼疮和南冕座恒星形成区中发现的较老的前主序星中的多系统比例在类似的分离范围内是一致的。然而，在太阳附近的太阳型主序星的比例大约是我们的I类/平坦光谱样本的三分之一（11% +/- 3%）。这可能归因于进化效应或环境差异。检查的光谱能量分布的SVS 20和WL 1的二进制显示，每个源的各个组件表现出相同的SED分类，类似于通常发现的二进制金牛T星（TTS）系统，其中的同伴的经典TTS也往往是相同的SED类型。
2002-09-11 astro-ph
Errata: The X-Ray Emission Measure (EM) of the Young Stellar Objects (YSOs) in the Rho Ophiuchi (Rho Oph) and Monoceros R2 Dark Clouds (Mon R2)
使用XSPEC中的最佳拟合归一化计算EM时出现错误。错误和更正列表如下。（1）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的表1，3和4（Rho Oph中的YSO）：这些表中的所有EM都应乘以pi;例如，表1中第一个原始数据的log（EM）是52.6（52.2- 53.2），而不是52.1（51.7- 52.7）。（2）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的图7和图9（Rho Oph中的YSO）：EM图应系统性上移pi因子。（3）ApJ，563，361和astro-ph/0108078中的表3（Rho Oph中的年轻棕矮星）：表中所有的EM都应该乘以π;例如，第一个原始数据中的log（EM）是52.1（52.0- 52.6），而不是51.6（51.5- 52.1）。（4）ApJ，567，423和astro-ph/0110462中的表1（Mon R2中的YSO）：该表中的所有EM均应除以10;例如，第一原始数据中的log（EM）为52.5（52.1--52.9），而不是53.5（53.1--53.9）。除EM外，所有光谱参数均保持不变。EM的这些错误并不影响相关论文的任何结论。此外，Gregorio-Hetem，J.，Montmerle，T.，卡萨诺瓦，S.，和Feigelson，E. D.1998，A&A，331，193应包括在ApJ，567，4…
2002-06-24 astro-ph
Radial and rotational velocities of young brown dwarfs and very low-mass stars in the Upper Scorpius OB association and the rho Ophiuchi cloud core
我们提出了一个径向速度（RV）调查的结果，14棕矮星（BD）和非常低质量（VLM）的恒星在上天蝎座OB协会（UScoOB）和3 BD候选人在rho蛇夫座暗云核心。我们在甚大望远镜上使用紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在每个物体的两个不同时期获得了高分辨率中阶梯光谱，并测量了其RV的变化，以确定样品中二元/多元系统的候选者。RV测量的平均时间间隔为21.6d，对间隔<0.1au的双星测量是敏感的。我们发现17个天体中有4个（占24^{+16}_{-13} %）在4- 33 d时间尺度上表现出明显的RV变化，被认为是二元/多元“候选者”。“根据互相关曲线的形状，我们在样本中没有发现双线光谱双星。发现UScoOB中天体的RV色散与Chamaeleon I（Cha I）中BD和VLM星的RV色散非常相似。我们还发现，USCooOB天体的平均自转速度（vsin i）的分布与Cha I天体的分布相似，但vsin i的频散远大于Cha I天体。
2006-09-02 astro-ph
X-ray Detection from Bona-fide and Candidate Brown Dwarfs in the Rho Ophiuchi Cloud with Chandra
本文介绍了钱德拉X射线天文台对蛇夫座Rho云核中真正的和候选的棕矮星进行X射线搜索的结果。所选区域是云中心附近的两个区域，使用17'x17'大小和~100 ks曝光的ACIS-I阵列进行观察。在18颗由红外光谱确定的棕矮星中，有7颗的X射线发射源的置信度在99.9%以上。因此，这个星云中约40%的红外选择褐矮星会发射X射线。对于最亮的4个源，制作了X射线谱，并用温度为1-2.5 keV的薄热等离子体模型进行拟合。X射线也是时变的，其中两颗棕矮星的快速耀斑。在2keV的温度下，利用Av与NH的经验关系，我们估计了其它微弱或非X射线源的X射线光度或其上限。被X射线探测到的源的X射线光度（Lx）在0.3 ~ 90 x 10^28尔格·秒^-1之间，而X射线与辐射热光度的比值（Lx/Lbol）为10^-3 ~ 10^-5，与低质量主序前星和dMe星的光度比值相似。所有这些结果都表明，棕矮星的X射线来源与低质量恒星相同，即恒星表面的强磁活动。
2001-08-06 astro-ph
Optical Spectroscopy of the Surface Population of the rho Ophiuchi Molecular Cloud: The First Wave of Star Formation
本文给出了用Hydra多目标摄谱仪对139颗恒星的光谱测量结果。这些物体在rho Oph复合体主云周围1.3平方度的区域内延伸。从窄带图像中选择具有H α发射的对象。利用强H α发射、锂吸收、赫兹-罗素图中的位置或先前报道的X射线发射，我们能够识别出88个与云相关的年轻恒星。在39个物体中确认了强H α发射，其线宽与磁层吸积柱中的起源一致。其中两个最强的发射线天体是年轻的X射线发射棕矮星候选者，光谱类型为M8。的辐射热光度和有效温度与理论模型的比较表明，这个人口的中位数为2.1百万年，这是显着的年龄比在云核中的对象派生。这些恒星似乎与上天蝎座亚群的低质量恒星同时形成，可能是由上半人马座亚群的大质量恒星引发的。
2005-06-10 astro-ph
Accretion in rho-Ophiuchi brown dwarfs: infrared hydrogen line ratios
质量吸积率的测定是理解前主序星星周盘演化的基础。磁层吸积模型是用来推导出的质量吸积率的值在非常不同的属性的对象，从褐矮星到中等质量的恒星，我们测试这些模型的有效性在褐矮星制度，恒星的质量和光度，以及质量吸积率，远低于金牛座T星。我们同时测量了两个红外氢线，Pab和Brg，在恒星形成区rho-Oph的16个对象的样本。该样品包括7个极低质量天体和棕矮星以及9颗金牛T星。两条谱线都被探测到的棕矮星的Pab/Brg比值约为2。更大的值，>=3.5，只在金牛座T星中发现。棕矮星中的低线比率表明，这些线不可能起源于沿着磁场线从盘吸积到恒星上的气体柱，我们认为它们是在被加热到~3500 K的冲击光球中形成的。如果是这样的话，类似于金牛T星的面纱估计，氢红外线通量可能提供一个可靠的测量棕矮星的吸积率。
2006-09-11 astro-ph
Large Scale CO and [CI] emission in the rho Ophiuchi Molecular Cloud
我们提出了一个全面的研究rho Ophiuchi分子云，解决方面的物理结构和条件的分子云和它的光解离区域（PDR）相结合的远红外和亚毫米波观测范围广泛的角尺度和分辨率。本文给出了南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）的CO（4-3）和[CI]（3 P1 - 3 P0）谱线发射的40'x40'图，以及CO（7-6）和[CI]（3 P2 - 3 P1）谱线的定点观测。亚利桑那州的海因里希·赫兹亚毫米望远镜天文台（HHT）在内部绘制了CO、CS、HCO+及其稀有同位素的云的较小谱线图。与远红外和亚毫米连续发射，和近红外H2发射的比较，可以更清楚地确定的物理和化学结构的rho Oph光解离区（PDR）。产生所观察到的HCO+和[OI]发射所需的激发条件直接意味着非均匀结构。在HCO+和CS中观察到强化学梯度;前者归因于H2电离率的局部增强，后者主要是由于冲击。[CI]的分布与C18 O非常相似，并且通常与来自云的“远”侧的照明一致。一个值得注意的例外是在云的西部边缘，在那里紫外线光子创建一个PDR观察'边缘'。碳原子的丰度是使用辐射场精确建模的，该辐射场随着与激发星HD 147889的投影距离的增加而减小。与其他研究的结论相反，我们发现不需要非平衡化学来提高原子碳丰度。
2004-08-27 astro-ph
Centimeter-wave continuum radiation from the rho Ophiuchi molecular cloud
rho Oph分子云正在经历中等质量恒星的形成。来自最热的年轻恒星的紫外线辐射加热并分解暴露的层，但不会分解氢。只有微弱的辐射从瑞利-金斯尾巴的~10- 100 K的尘埃预计在波长longwards的3毫米。然而，宇宙背景成像仪（CBI）的观测结果显示，rho Oph W光解离区（PDR）在厘米波长处令人惊讶地明亮。我们寻找与WMAP无线电频谱，新的ISO-LWS并行模式图像和斯皮策档案数据一致的解释。Draine和Lazarian提出的1厘米处与灰尘有关的排放机制是一种可能性。但是，在1厘米处的颗粒不透明度的磁增强与尘埃柱图Nd的形态和检测到的偏振的缺乏不一致。自旋尘埃，或自旋极小颗粒（VSG）的电偶极辐射，可以很好地解释射电频谱，尽管不能解释B型星S1和SR~3周围红外拱星星云在CBI数据中的明显缺失。允许VSG耗尽可以勉强使旋转灰尘与数据相一致。作为另一种解释，我们考虑从剩余电荷的连续ρ Oph W，其中大部分的碳应该是光电离的密切的二进制HD 147889（B2 IV，B3 IV）。要将ρ Oph W解释为HD 147889的CII斯特龙格伦球，需要约100 cm^{-3}的电子密度，或H核密度n_H > 1 E6 cm^{-3}。然而，观测到的陡峭和正的低频光谱指数则需要来自迄今未观测到的致密团块或片层的光学厚发射，其填充因子约为1 E-4，n_H约为1 E7 cm^{-…
2008-09-23 astro-ph
Spectroscopy of Brown Dwarf Candidates in the rho Ophiuchi Molecular Core
我们对$ρ$蛇夫座分子云核心的20颗褐矮星候选者进行了低分辨率红外光谱分析。其中15个光源显示出晚型恒星的吸收线光谱特征。通过比较我们的候选对象的水蒸气吸收带的深度与网格的M矮标准，我们得到的光谱类型是独立的红化。一颗候选棕矮星的光谱证实了来自水纹带的光谱类型。结合他们的光谱类型与出版的近红外测光，有效温度和测热恒星光度的推导，使我们能够把我们的样品上的赫兹-罗素图。我们比较了图中褐矮星候选者的位置与两套理论模型，以估计它们的质量和年龄。考虑到在H-R图中放置候选物体的不确定性，有六个物体始终位于棕矮星区域，另外五个物体位于恒星和亚恒星物体之间的过渡区域。推断的样品的年龄是一致的，得出的更高质量的协会成员。三个新发现的褐矮星在$λ$ =2.2 $μ$ m处显示出红外线过量，这表明年轻的褐矮星可能有活跃的吸积盘。比较我们的质量估计的棕矮星候选人与那些来自测光数据单独表明，光谱是一个重要组成部分的调查的质量函数的年轻的集群。
1998-10-30 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
Low-Mass Star Formation and the Initial Mass Function in the Rho Ophiuchi Cloud Core
我们已经获得了中等分辨率（R=800-1200）K波段光谱的100颗恒星内和周围的云核的rho Oph。我们已经测量了光谱类型和连续介质，并将这些信息与新的深层成像结果相结合。IMF在约0.4M_sun处达到峰值，并且以对数单位的~-0.5的斜率缓慢下降到氢燃烧极限（Salpeter为+1.35）。我们对亚恒星天体数量的下限表明，IMF可能不会比氢燃烧极限更陡地下降，至少下降到~0.02 M_sun。然后，我们在同一地区测量的恒星和前恒星团块（莫特，安德烈和内里）的质量函数的第一次比较。rho Oph中两个质量函数的相似行为支持了Motte等人和Testi & Sargent的观点，即年轻星团中的恒星质量函数是云碎裂过程的直接产物。在考虑了消光对样本SED分类的影响后，我们发现约17%的rho Oph星是I类，这意味着这一阶段的寿命约为0.1百万年。在光谱分离两年，我们观察到同时变化的Br γ发射和K-波段连续面纱的两颗恒星，其中氢的发射是更明亮的更沉重的面纱数据。这一行为表明，磁盘可能有助于显着的连续K波段发射，相反的建议，下降的信封总是占主导地位。我们在几颗II和III类星中探测到的2微米厚的面纱（r_K=1-4）进一步支持了这一论点。
1999-05-21 astro-ph
Photoelectric effect on dust grains across the L1721 cloud in the rho Ophiuchi molecular complex
我们提出的ISO-LWS测量的主要气体冷却线，C+ 158妈妈和O 63妈妈对一个中等不透明的分子云（Av=3），L1721，照亮的B2星努斯科（X = 5-10）。这些数据相结合的消光图和IRAS尘埃排放图像，以测试我们的理解气体加热和冷却的光解离区域（PDR）。这附近的PDR在IRAS图像中是空间分辨的;整个云的IRAS颜色的变化表明PDR内小尘埃颗粒的丰度增加。气体冷却线和小尘埃颗粒的红外发射之间的空间相关性说明了小尘埃颗粒通过光电效应在气体加热中的主导作用。通过对气体和小尘埃颗粒辐射的功率进行比例计算，从观测结果中确定的光电效率在2%至3%的范围内，与最近的理论估计非常一致。整个PDR中的C+ 158妈妈和O 63妈妈线的亮度分布进行了比较与模型计算的密度分布的消光数据的约束和气体的化学和热平衡，解决在每个位置。我们表明，整个PDR的小尘埃颗粒的丰度变化必须考虑到LWS的观测。
2001-04-09 astro-ph
The X-ray emission from Young Stellar Objects in the rho Ophiuchi cloud core as seen by XMM-Newton
我们使用XMM-牛顿观测了蛇夫座rho云的主核F，这是一个活跃的恒星形成区域，位于~140 pc，曝光量为33 ks。我们在EPIC成像探测器阵列的30'直径视场内探测到87个X射线源。我们将XMM-牛顿X射线源的位置与以前的X射线和红外（IR）星表进行了交叉关联：从我们的观测中发现了25个以前未知的X射线源; 43个X射线源被XMM-牛顿和钱德拉探测到; 68个XMM-牛顿X射线源有2 MASS近红外对应物。我们表明，XMM-牛顿和钱德拉点源检测的灵敏度相当时，曝光时间被设置为30 ks的。我们探测到来自7个I类源、26个II类源和17个III类源的X射线发射。I类源的X射线探测率非常高（64%），这与钱德拉此前在该地区的观测结果一致。我们建议15个X射线源是新的III类候选源，这使已知的III类源的数量增加了一倍，并有助于完成该地区YSO的普查。我们还检测到X射线发射的两个年轻的真正的棕矮星，GY 310和GY 141，三个已知的视野。GY 141看起来比Chandra观测到的亮近两个数量级。我们提取了这些YSO的X射线光变曲线和光谱，发现其中一些YSO有弱的X射线耀斑。我们观测到一个来自真正的棕矮星GY 310的X射线耀斑。我们发现，在以前的钱德拉观察该地区的I类源往往有更高的温度和更重的X射线吸收比II类和III类源。
2004-07-12 astro-ph
An unbiased search for the signatures of protostars in the rho Ophiuchi Molecular Cloud. II. Millimetre continuum observations
我们在rho Oph分子云中进行了1平方度1.2mm尘埃连续谱调查。我们检测到一些以前未知的来源，从扩展的核心紧凑，无星核心的信封周围的年轻恒星0类，I类和II类类型的对象。分析了核的质量分布、空间分布和势能平衡。就内陆地区而言，调查结果与以往范围较窄的调查结果一致。核心质量函数类似于恒星的初始质量函数，核心质量函数向更高质量移动了两倍（对于选定的不透明度和温度）。此外，我们没有发现统计变化的核心质量函数之间的拥挤的内部区域和那些在更孤立的领域，除了最大的核心在扩展云的情况下。内部区域包含多个内核。这被解释为由于介质的平均压力较高，虽然强大的压力变化是显而易见的，在每个区域。核心显示出分层的空间分布，没有首选的分离尺度长度。然而，最近邻的频率分布显示出两个峰值，其中一个在5000 AU可能是核心碎裂的结果。岩心的长轴方向符合各向同性分布。相反，在所有的分离尺度上，核心对的相对取向优先在NW-SE方向。这些结果是一致的核心生产和演变在动荡的环境。我们报道了一个新的低质量0类天体及其CO外流。
2005-11-02 astro-ph
Molecular oxygen in the rho Ophiuchi cloud
分子氧（O2）历来被认为是分子云中化学物质的丰富成分，因此也是致密星际介质的重要冷却剂。然而，从地面和太空进行的多次尝试都未能检测到O2排放。这里描述的工作使用外差光谱从太空中寻找分子氧在星际介质。Odin卫星携带一个1.1米亚毫米碟形天线和一个用于O2的基态线的专用119 GHz接收器。从2002年开始，Odin在几次观测运行中对形成分子云核心rho Oph A的恒星进行了34天的观测。我们在v（LSR）= 3.5 km/s处检测到一条谱线，dv（FWHM）= 1.5 km/s，这些参数也是与rho Ohp A相关的其他物种所共有的。这一特征被认为是118 750.343 MHz处的O2（NJ = 1_1 - 1_0）跃迁。相对于H2，分子氧的丰度在奥丁光束上平均为5E-8。这一丰度始终低于以前报告的上限。
2007-02-19 astro-ph
A Systematic Study of X-Ray Flares from Low-Mass Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Star-Forming Region with Chandra
我们报告的X射线耀斑从低质量的年轻恒星天体的系统研究的结果，使用钱德拉观测的主要地区的Rho Oph。从195个X射线源中，包括I-III类源和一些年轻的棕矮星，我们总共探测到71个X射线耀斑。大多数耀斑具有典型的太阳耀斑和恒星耀斑的轮廓，快速上升和缓慢衰减。我们导出了耀斑的时均温度（kT）、光度（LX）、上升和衰减时间尺度（τ r和τ d），发现（1）Ⅰ-Ⅱ类源的kT往往较高，（2）各类耀斑的LX分布几乎相同，（3）τ r与τ d、kT与τ r之间存在正、负对数线性相关。为了解释这些关系，我们利用磁重联模型的框架，将观测参数表示为重联磁环半长（L）和磁场强度（B）的函数。估计的L与这些天体的典型恒星半径（10^{10-11} cm）相当，这表明观测到的耀斑是由太阳型环触发的，而不是连接恒星与其内部吸积盘的更大的环（10^{12} cm）。对于I类源观察到的较高的kT可以通过比II-III类源（200-300 G）更高的磁场强度（约500 G）来解释。
2003-05-10 astro-ph
Spatial study with the VLT of a new resolved edge-on circumstellar dust disk discovered at the periphery of the rho Ophiuchi dark cloud
我们报告发现在近红外与SofI在NTT的一个解决拱星尘埃盘周围的2MASS源在rho蛇夫座暗云的外围。我们在0.4”视宁度条件下，在VLT上用ISAAC获得了J、H和KS波段的后续观测结果，揭示了在两个特征性的南北反射星云之间的东西向黑暗尘埃带。这个新的拱星尘埃盘半径为2.15”（300天文单位，140秒差距），宽度为1.2”（170天文单位，140秒差距）。由于它位于致密核心的外围，它遭受了小的前景视觉消光（Av=2.1 \pm 2.6等）。虽然这个圆盘被看到接近边缘，两个反射星云显示非常不同的颜色。我们介绍了一种新的近红外数据可视化称为“像素近红外颜色映射”，它允许直接可视化星云像素的近红外颜色。由于这种方法，我们确定了一个山脊，0.3”（40 AU在140 pc）的黑暗车道的北部和平行于它，这显示了近红外颜色过剩。这个脊对应于从J到Ks的亮度异常增加，这在VLT前130天获得的NTT观测中也可见。我们还发现，北部星云比南部星云多出3等的消光。我们计算轴对称磁盘模型再现VLT散射光图像和光谱能量分布从光学到近红外。我们最好的模型，与磁盘倾角i=86 \pm 1度，正确地再现了南部反射星云的延伸，但它不能再现观察到的北星云的近红外颜色过剩或两个反射星云之间的消光差异。我们讨论了这个对象的特殊的不对称近红外颜色特性的可能起源。
2002-11-27 astro-ph
A Search for Close Binaries in the Rho Ophiuchus Star-Forming Region
我们已经进行了一个新的，近红外斑点成像调查的19名成员的年轻恒星星族在附近（d=140 pc），蛇夫座ρ云核心。四个二元和一个新发现的三元系统的结果报告。所有已知的多系统之间的前主序人口的Rho Oph的数据制成表格。我们定义了一个“限制性双星分数”Fbr和一个“限制性伴星分数”Fcr，只计算那些在当前和以前的高分辨率近红外成像巡天中最容易探测到的系统，它们的间隔在0.1-1.1弧秒之间，K波段的星等差Δ K < 3。对所有可用的多重性数据进行分析，得出蛇夫座前主序群的Fbr=Fcr=24%+/-11%的更新值。这些值与金牛座恒星形成区的值一致，Fcr在1-sigma水平上相对于主层序超过2倍。
2003-03-26 astro-ph
A SCUBA survey of L1689 - The dog that didn't bark
我们目前的L1689云在rho-Ophiuchi分子云复杂的亚毫米数据。我们发现了一些无星和星前核心和原恒星信封。我们还首次在亚毫米连续谱中探测到一些相互平行的细丝，以及在邻近的L1688云中观察到的细丝。这些细丝也在L1689的13 CO观测中看到。这些细丝包含了星云中所有的恒星形成活动。L1689位于经过充分研究的L1688云旁边，其中包含rho Oph-A核心。L1688的恒星形成历史比L1689活跃得多，尽管它们的13 CO数据明显相似。因此，我们将L1689标记为不吠叫的狗。我们试图通过比较目前以致密物质（如星前核）形式存在的每个云的总质量来解释这种明显的异常。我们首先注意到L1688比L1689质量更大，但我们也发现，当归一化到每个云的总质量时，L1689云在致密核心中的质量百分比比L1688低得多。我们将此归因于Loren（1989）的假设，即rho-Ophiuchi复合体中的恒星形成受到附近的上天蝎座OB星协的外部影响，并可能主要由sigma-Sco影响。L1689离σ-Sco更远，因此活性较低。尽管如此，σ-Sco的影响似乎还是创造了我们在L1689中观察到的细丝。已被MNRAS接受。
2006-03-08 astro-ph
A Near-Infrared Multiplicity Survey of Class I/Flat-Spectrum Systems in Six Nearby Molecular Clouds
我们提出了新的近红外观测的76类I/平光谱物体在附近（d < 320 pc）英仙座，金牛座，变色龙I和II，rho蛇夫座，和巨蛇座乌云。这些观测是对最近的乌云中的自嵌入物体进行的更大的系统性红外多重性调查的一部分。当结合我们先前发表的近红外多重性巡天的结果时，我们发现一个受限伴星分数为14/79（18% +/- 4%）的被调查源是双星或更高阶的多重系统，距离在~300 - 2000 AU之间，星等差$Δ$ K <= 4，并且没有对背景污染或完整性进行校正。这与在金牛座、蛇夫座ρ和变色龙恒星形成区域中的较老的前主序星金牛座T星中发现的双星/多星系统的比例以及这些区域的伴星比例是一致的。然而，在这个分离范围内（11% +/- 3%），太阳型和较低质量的M矮星，主序星的伴星比例大约是我们样本的一半。再加上多重性统计得出以前公布的0类和I类源的样本，我们的研究表明，大量的二进制/多个对象可能仍然被发现在我们的I类/平谱样本和/或大部分的演化的二进制/多个系统发生在早期恒星演化的0类阶段之间的较小的分离。
2003-12-11 astro-ph
Chandra Observations of Embedded Young Stellar Objects
本文综述了恒星形成区rho-Ophiuchi、猎户座分子云2和3、人马座B2和麒麟座R2的Chandra深曝光观测。结果是：（1）发现I类原恒星比金牛座T星的等离子体温度更高，（2）从0类原恒星的候选者中发现了大量吸收的X射线，（3）从高质量的年轻恒星中观察到硬的和高度可变的X射线，（4）年轻的棕矮星发射的X射线与低质量的年轻恒星相似。
2001-09-19 astro-ph
Evidence of Fragmenting Dust Particles from Near-Simultaneous Optical and Near-IR Photometry and Polarimetry of Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3
我们报告成像偏振的B段和C段的彗星73 P/Schwassmann-Wachmann 3在I和H带通在太阳相位角约35和85度。偏振的程度是典型的活跃彗星，但比预期的彗星家族更大。在约35度的相位角下，偏振颜色为微红色（dP/dL = +1.2 +/-0.4），在约85度的相位角下为中性或微蓝色。在2006年5月11日至13日的最接近过程中，观测在核心处达到了35公里的分辨率。在距离核心的前50 - 200公里内，这两个部分明显偏离了1/rho的表面亮度。辐射驱动的尘埃动力学的模拟可以重现一些观察到的彗发形态，但只有广泛的分布的初始尘埃速度（至少是一个因素的10）为一个给定的颗粒半径。颗粒聚集体的破碎和碎裂能够再现垂直于太阳-彗星轴的观测剖面，但沿该轴（进入尾部）的观测结果不太吻合。所需的破碎是显着的，在平均颗粒聚集体尺寸减少约10倍。这两个过程的结合可能解释彗星的表面亮度轮廓。
2008-02-08 astro-ph
ISOCAM-CVF spectroscopy of the circumstellar environment of young stellar objects
我们提出了一个年轻的恒星对象（YSO）和他们的周围环境中的四个低质量恒星形成区：RCrA，蛇夫座ρ，巨蛇座和Chamaeleon I的中红外成像光谱调查的结果。这项调查是使用ISOCAM及其循环变量滤波器（CVF）进行的，并观察了42个YSO候选人。测量了一些光谱特征，最值得注意的是9.7微米的硅酸盐特征，分别在6.0和15.2微米的水和CO2冰的弯曲模式，以及6.8微米的众所周知的未识别特征。观察到的未识别功能的强度与水冰弯曲模式的强度相关性很好，与CO2冰弯曲模式的相关性要弱得多。这表明，在与以前的观察一致的方式下，不明特征的载体是一个强极性的冰。弯曲模式的CO2冰的吸收剖面观察到显着的长波长翼，这表明，观察到的CO2冰的一个显着的分数存在于极性（H2O丰富）相。在RCrA，Rho Oph和Serpens中观察到的源显示出相似的光谱特征，而在Cha I中观察到的源有点异常。然而，这与以前对Cha I云这一区域的研究是一致的，该区域包含一个不寻常的YSO集群。我们检测到一个明显的不足丰富的水冰对来源在Rho Oph。这可能表明不同云层之间的化学成分存在差异，也可能是由于蒸发造成的。最后的CO2：H2O冰的比例观察到的来源在Rho Oph显示显着更大的分散比在其他地区，可能是由于不同的当地条件周围的YSO在Rho Oph。（节录）
2003-02-10 astro-ph
The young stellar population in the Serpens Cloud Core: An ISOCAM survey
我们目前的结果从ISOCAM调查中的两个宽带滤波器LW 2（5-8.5亩）和LW 3（12-18亩）的0.13平方度的覆盖范围的巨蛇座主云核心。在6.7 μ波段共检测到392个源，在14.3 μ波段检测到139个源，极限灵敏度为~ 2 mJy。在近红外J-H/H-K图中，只有约50%的中红外过剩源显示出过剩。在中央云核中，I类和II类的数量比是19/18，也就是说，比其他年轻的嵌入星团，如蛇夫座ρ或变色龙大10倍。发现I类和平坦光谱源的中红外通量平均大于II类源。恒星光度估计的第二类样品，其光度函数是兼容的coeval人口约2百万年以下的三段幂律IMF。对于这个年龄，大约20%的II类被发现是年轻的褐矮星候选者。YSO一般是强聚类的，I类源多于II类源，并且有亚聚类的迹象。原恒星候选者的子集群具有0.12 pc的空间尺度。这些子集群被发现沿西北-东南方向的山脊，并在非常好的协议与密集的核心跟踪毫米数据的位置。II类源的最小聚类尺度约为0.25 pc，与rho Ophiuchi的结果相似。我们的数据表明，巨蛇座恒星的形成经历了几个阶段，最近发生了一次恒星形成的“微爆发”，可能是在过去的10^5年里。
2004-04-22 astro-ph
Structure of the Mid-Infrared Emitting Disk Around WL16
WL 16是蛇夫座ρ云核心内年轻恒星星族中的一个独特成员：它的扩展（900天文单位直径），高表面亮度盘仅在中红外波长可见。我们目前的衍射极限（~ 0.3 arcsec）的图像，从7.9到24.5微米，在凯克II望远镜获得的WL 16。我们发现中心恒星是一颗250 Lsun，4 Msun，Herbig Ae恒星，通过rho Oph云核心的前景材料看到，提供了Av=31+/-1等的消光。通过所有九个观察到的通带检测到WL 16的盘。因此，我们确认，发射粒子是由多环芳烃（PAHs）和非常小的（5- 100埃）石墨颗粒（VSG）。我们确认了一个解决（1.5”直径）核心组件在7.9和8.8微米，由于从带正电的多环芳烃的排放。首次发现在圆盘边缘12.5微米处的发射增强，并且表明存在比在圆盘的大部分中发现的更大（>= 50-80个碳原子）的多环芳烃和/或更多氢化的多环芳烃。我们发现了一个圆盘的不对称性，在所有九个中红外波长处观察到，在距离中心源1”-2.5”（对应于125 AU <= r <= 300 AU）的投影半径处。
2002-11-07 astro-ph
Number ratios of young stellar objects in embedded clusters
嵌入的星团通常包含处于不同演化阶段的年轻恒星。我们调查的对象在这些类中的恒星形成区域rho蛇夫座，巨蛇座，金牛座，变色龙I，NGC 7129，IC 1396 A和IC 348的数量比。它们的时间演化的年轻恒星的gravoturbulent碎片的数值模拟进行比较，以约束模型，并可能确定集群的演化阶段。事实证明，巨蛇座星系是最年轻的，IC 348是最进化的星系团，尽管观测结果最好的代表时间因模型而异。此外，我们发现恒星形成效率（SFE）的模型与马赫数的负相关。然而，目前的等温模式不能再现观测的SFE值。这就需要考虑原恒星反馈过程和/或磁场效应的模型。
2005-03-29 astro-ph
A Young Very Low-Mass Object surrounded by warm dust
我们提出了一个完整的低分辨率（R~100）的近红外光谱的亚恒星物体GY 11，成员的rho-Ophiuchi年轻的协会。该天体之所以引人注目，是因为它的估计质量和年龄很低，而且它与中红外源有关，这表明周围有一个尘埃盘。基于我们的光谱与场M矮星和大气模型的类似光谱的比较，我们得到了中心物体的光谱类型，有效温度和光度的修正估计。这些参数被用来把对象上的Hertzprung-Russell图，并与预测的前主要序列的演化模型进行比较。我们的分析表明，中心天体的质量非常低，可能低于氘燃烧极限，在8- 12 M木星的范围内，年龄小于100万年。红外线过剩被证明是一致的一个耀斑，辐射盘类似于那些在更大规模的褐矮星和TTauri系统中发现的排放。这一结果表明，在年轻恒星协中发现的亚恒星物体，甚至是所谓的孤立行星质量物体，都是以与恒星相似的方式通过核心收缩和引力坍缩产生的。
2002-04-27 astro-ph
A Luminous Infrared Companion in the Young Triple System WL 20
我们目前的WL 20三重系统的空间分辨近红外和中红外（1-25微米）成像在附近（d=125秒差距）rho蛇夫座恒星形成云核心。WL 20：E和WL 20：W显示II类（金牛座T星）光谱能量分布（SED），总光度分别为0.61和0.39 L_sun; WL 20：S为红外伴星，具有I类（嵌入原恒星）SED，光度为1.0-1.8 L_sun。WL 20：S被发现在几年的时间尺度上变化很大，在中红外波长处扩展（40 AU直径），并且是系统中厘米发射的来源。光球光度，估计从我们的数据，使我们能够比较和测试当前的主序前的演化轨迹。WL 20：E和WL 20：W落在H-R图的区域内，在这个区域内，使用非吸积轨道的源可能看起来比实际的源的年龄大两倍，这一事实可能使两颗金牛座T星与一颗嵌入的原恒星共存于一个三重系统中。WL 20三重系统的分量的导出质量和观测到的投影分离表明它处于不稳定的动力学配置中，因此可以提供主序前阶段期间动力学演化的例子。
2000-11-08 astro-ph
High Resolution Near-Infrared Spectra of Protostars
我们提出了新的高分辨率（R = 21,000）近红外（2微米）光谱观测的样本I类和平谱原恒星物体的rho蛇夫座暗云。这5个I类光谱都没有表现出CO v = 0 - 2的吸收特征，这与高K波段连续速度、4 <= r_k <= 20和快速恒星自转相一致，假设其下的原恒星光球是晚光谱型的，正如大多数这些天体的低光度所表明的那样。其中两个平谱原恒星天体也没有显示出吸收特征，很可能是高度隐蔽的。其余两个平谱源表现出弱而宽的反射，这与快速旋转（vsin i ~ 50 km / s）的晚型恒星光球的起源相一致，后者也被强烈遮蔽，r_k = 3 - 4。这些观测提供了进一步的证据：1）-I类源在近红外波段高度隐蔽，证实了以前低分辨率光谱研究的发现; 2）-平光谱原恒星比经典的金牛座T星（II类源）旋转得更快，支持最近对该云中其他平光谱源的高分辨率光谱研究的发现。此外，我们的意见是一致的高旋转率得出的两个I类原恒星物体在我们的样本中的变量硬X射线发射的观测ASCA卫星。这些观测结果表明，某些I类源可以比平谱原恒星旋转得更快，接近分裂速度。
2000-03-29 astro-ph
Stellar Properties of Pre-Main Sequence Stars from High Resolution Near-IR Spectra
我们目前的高分辨率（R=50,000）光谱在2.2 μ m的16个年轻的恒星在rho蛇夫座暗云。在其中11个源的光谱中检测到光球特征，这些源都是II类年轻恒星天体。在10个这样的来源，我们测量有效的温度，连续面纱，和vsini旋转的形状和强度的原子光球线比较光谱合成模型在2.2微米。我们测量了2颗恒星的表面重力，从积分线流量比的12 CO线区域在2.3 μ m和Na I线区域在2.2 μ m。虽然大多数（8/10）的II类恒星具有相似的有效温度（3530 K +/-100 K），但它们的辐射热光度分布很大（系数~8），这是由近红外测光得出的。在我们从光谱学测量表面重力的两颗恒星中，光度计导出的光度系统地高于光谱光度。我们的分光光度导致在H-R图上的年龄比在J或K处的光度测定所建议的年龄更老。我们的大多数源显示出比2.2微米的恒星通量大得多的连续过剩。导出的面纱在K值出现与中红外光盘光度，并与布莱克特伽玛等效宽度，修正面纱。推导出的vsini旋转是相当大的（12-39公里秒-1），但系统小于在I.5级（平）和I类来源的其他研究在蛇夫座测量的旋转。
2003-08-29 astro-ph
Mid-Infrared Observations of Class I/Flat-Spectrum Systems in Six Nearby Molecular Clouds
我们获得了65个I类/平谱（F.S.）英仙座、金牛座、变色龙I/II、蛇夫座ρ和巨蛇座乌云中的天体。我们检测到45/48（94%）的单一来源，16/16（100%）的主要成分，和12/16（75%）的二进制/多个对象调查的二次/三重成分。我们所有样本源的复合光谱能量分布（SED）都是I类或F.S.，并且，在15/16多个系统中，至少一个单独组件显示I级或F. S。光谱指数然而，混合配对的发生，如F.S. I级，F. S。II类，在一种情况下，F.S.第三类，令人惊讶地频繁。这种行为与金牛座T星（TTS）中的多系统不一致，其中经典TTS的伴星也往往是经典TTS，尽管先前在II类天体中观察到其他混合配对。根据对单个二进制成分的光谱指数的分析，I/F. S混合类的比例似乎较高。Class-I/ F.S.系统（65-80%）的包络线比Classical/Weak-Lined混合TTS（25-40%）的包络线高，表明Class-I/ F.S.系统的包络线比Class-I/Weak-Lined混合TTS（25-40%）的包络线高。系统在此进化阶段中迅速进化。我们报告发现了一个陡峭的光谱指数二级同伴ISO-ChaI 97，通过我们的中红外观测首次检测到。在我们以前的近红外成像调查的二进制/多类I/F.S. ISO-ChaI 97似乎是单一的。光谱指数α>= 3.9，这个系统的次级成分是一类罕见的…
2006-09-08 astro-ph
SMA observations of young disks: separating envelope, disk, and stellar masses in class I YSOs
我们的目标是确定包层，磁盘，和年轻恒星天体（YSO）的中心恒星在第一阶段的质量。我们用1.1毫米的亚毫米阵列（SMA）观测了蛇夫座rho恒星形成区域中的嵌入式I类天体IRS 63和Elias 29。IRS 63和Elias 29都在连续谱中被清晰地探测到，峰值通量分别为459。47 mJy/梁。朝向Elias 29的连续辐射被清楚地分辨出来，而IRS 63则与3角秒（400 AU）尺度的点源一致。SMA数据与单碟数据相结合，根据经验确定IRS 63和Elias 29的盘质量分别为0.055和>= 0.007 MSun，包封质量分别为0.058和>= 0.058 MSun。磁盘+信封系统建模与轴对称辐射传输代码RADMC，产生磁盘和信封质量，不同于经验结果的几个因素。HCO+ J = 3-2对两个源都被检测到，HCN J = 3-2未被检测到。HCO+位置-速度图表明开普勒旋转。对于30度的基准倾角，我们发现IRS 63和Elias 29的恒星质量分别为0.37 +/- 0.13和2.5 +/- 0.6 MSun。我们的结论是，在1.1毫米的灵敏度和空间分辨率的SMA允许一个很好的分离的磁盘周围的I类YSO从他们的拱星信封和环境，和光谱分辨率，使人们有可能解决他们的动力学结构和估计中心恒星的质量。IRS 63和Elias 29的包层质量和盘质量之比分别为0.2和6。这低于Menv/M…
2008-01-23 astro-ph
