The Origin of Episodic Accretion Bursts in the Early Stages of Star Formation
我们研究数值旋转云核的演变，从崩溃的磁超临界核心的形成和发展的原恒星盘在主要吸积阶段的原恒星。我们发现，磁盘很快变得不稳定的发展螺旋结构类似于最近在御夫座AB观察到的。从原恒星包层不断涌入的物质使原恒星盘不稳定，导致旋臂和致密的原恒星/原行星团块的形成。螺旋臂的强度不断增加，质量和角动量随之重新分配，在圆盘中产生了强烈的离心不平衡，并引发了质量吸积的爆发，在此期间，致密的原恒星/原行星团块落在中央的原恒星上。这些丛落事件可能表现为强烈的吸积率事件（\ge 10^{-4} M_sun/yr），正如在FU Orionis变星中观察到的那样。在这些吸积爆发之间，原恒星的吸积速率较低（< 10^{-6} M_sun/yr）。在幕式吸积阶段，原恒星盘的质量仍然小于或相当于原恒星的质量。
2005-10-01 astro-ph
Evolution of massive protostars: the IRAS 18151-1208 region
研究大质量原恒星的物理和化学性质对于更好地理解导致大质量恒星形成的演化序列至关重要。IRAS 18151-1208是附近的一个大质量区域（d = 3 kpc，L ~ 20000 Lsun），分为三个核心：MM 1，MM 2和MM 3（相隔1 '-2'）。我们的目标是（1）研究MM 1、MM 2和MM 3核的物理和化学性质;（2）推导它们的演化阶段;（3）利用这些结果改进我们对块状核演化序列的看法。该区域是用IRAM 30 m和Mopra望远镜在毫米波段的CS、C34 S、H2 CO、HCO+、H13 CO+和N2 H+谱线观测到的。我们使用1D和2D建模的尘埃连续得到的密度和温度分布，然后使用RATRAN代码来模拟线和约束所观察到的物种的丰度。在MM 1和MM 2中检测到所有的品系。MM 3在HCO+和所有同位素中表现出较弱的发射，甚至未被检测到。MM 2正在驱动一个新发现的CO外流，并拥有一个中红外安静的大质量原恒星。CS的丰度在MM 1中明显大于MM 2，但小于参考大质量原恒星，如AFGL 2591。相比之下，N2 H+丰度从MM 2到MM 1降低，并且大于AFGL 2591。MM 1和MM 2都有一个早期的大质量原恒星，但MM 2（和一般的中红外安静源）比MM 1（中红外明亮源）更年轻，更受宿主原恒星的支配。MM 3的核心可能处于恒星形成前的阶段。我们发现，N2 H +/C3…
2008-06-06 astro-ph
The Burst Mode of Protostellar Accretion
我们提出了新的数值模拟薄盘近似的特点爆发模式的原恒星吸积。爆发模式开始于围绕新形成的原恒星形成离心平衡盘。它是由长时间的低吸积率的静止期（典型的是$\la 10^{-7} \Msun$ yr $^{-1}$）组成，其间被强烈的吸积爆发（典型的是$\ga 10^{-4} \Msun$ yr $^{-1}$，持续时间为$\la 100$ yr）打断，在此期间，大部分原恒星质量被积累。吸积爆发与致密的原恒星/原行星胚胎的形成有关，这些胚胎后来被圆盘中产生的引力扭矩驱动到原恒星上。在磁盘的引力不稳定性，从信封持续下降驱动，被证明是一个有效的手段向外输送角动量，和质量向内的原恒星。我们表明，在整个过程中，磁盘质量始终显着小于中央原恒星质量。爆发现象是足够强大的旋转速率，冻结（超临界）磁场，和密度-温度关系的各种初始值发生。即使在爆发几乎完全被抑制的情况下，云的大小或旋转速率的适度增加也会导致剧烈的爆发活动。我们的结论是，大多数（如果不是全部）的原恒星经历了爆发模式的演化过程中，早期吸积的历史，根据经验推断FU猎户座变量的观测。
2006-07-06 astro-ph
Outflows from dynamo-active protostellar accretion discs
一个冷的，动态的吸积盘的轴对称模型被应用到原恒星盘。热驱动和磁驱动的流出发展，在0.1 AU内没有准直。在存在一个中央磁场的原恒星，吸积到原恒星是高度偶发性的，这是在协议与早期的工作。
2003-06-29 astro-ph
Searching for proto-brown dwarfs: Extending near IR spectroscopy of protostars below the hydrogen burning limit
最近对附近恒星形成区的观测提供了证据，证明年轻的棕矮星经历了一个类似于在年轻恒星中观察到的金牛座T阶段的质量吸积期。然而，与恒星原恒星类似的褐矮星还没有被确切地观测到。这些年轻的吸积物体将揭示占主导地位的褐矮星形成过程的性质，并提供理想的实验室来研究吸积机制对原恒星质量的依赖性。最近的近红外线巡天已经确定了候选的原棕矮星，并在附近的恒星形成区确定了低质量原恒星的特征。这些技术允许近红外光谱诊断的有效温度，吸积光度，磁场强度和旋转速度的年轻低质量恒星的恒星/亚恒星边界。然而，鉴于目前的近红外观测能力，最低质量的原棕矮星（M < 40 M_Jup）将证明是具有挑战性的。
2005-10-08 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
Methanol masers in environments of three massive protostars
我们提出了第一个EVN地图的6.7 GHz甲醇脉泽的三个高质量的原恒星候选人从托伦公正的调查银河平面。检测到各种线性和弧形结构。一些大小在20-100天文单位的脉泽星团表现出单调的速度梯度。它们中的一些大致垂直于这些结构的主轴，并可能出现在冲击波阵面后面。
2004-11-30 astro-ph
Very compact radio emission from high-mass protostars. II. Dust disks and ionized accretion flows
本文报道了高质量原恒星W33 A、AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9的43 GHz分辨率成像。在每种情况下，检测到弱（~mJy），紧凑（~100 AU）的发射，具有细长的形状（轴比~3）。对于AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9，发射是单峰的，而对于最高光度的源W33 A，检测到三个源的“小型集群”。导出的大小，流量密度，和宽带无线电频谱的来源支持最近的模型，在非常年轻的O-型恒星周围的HII区域的初始扩张被恒星引力阻止。在这些模型中，高质量恒星上的吸积流起源于大尺度的分子包层，并在靠近恒星的地方被电离。这些模型再现了我们对电离气体的观测，以及这些源在10^3--10^4 AU尺度上的分子包层结构，这些尺度是以前从单碟亚毫米连续谱和线映射中得到的。对于AFGL 2591，43 GHz的通量密度也与近红外“散斑”图像中看到的圆盘的尘埃发射一致。然而，43 GHz发射与大规模分子外流的对齐反对AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9的起源。相比之下，W33 A的流出似乎没有准直。结合之前对W3 IRS 5和AFGL 2136的案例研究，我们的研究结果表明，恒星和亮度高达~10^5 L0的星团的形成是通过吸积进行的，并产生与太阳型情况相同的准直外流，其“附加特征”是吸积流在靠近恒星的地方被电离。在~10^5 L0以上，HII区的星团出现，流出不再准直，这…
2005-04-01 astro-ph
Spectacular Spitzer images of the Trifid Nebula: Protostars in a young, massive-star-forming region
斯皮策IRAC和MIPS拍摄的三叉星云（M20）图像揭示了它在红外线下的壮观外观，突出了该星云特殊的演化阶段。这些图像的特点是最近形成的大质量原恒星和许多年轻的恒星物体，以及一颗O星，它照亮了周围的分子云，并揭示了大规模的，非物质的乌云。热尘埃颗粒在壳层、弧层、弓形激波和暗核中显示出对比鲜明的红外线颜色。在TC 3和TC 4的冷尘埃核心内，在红外线中检测到多颗原恒星，这些原恒星先前被定义为0级。TC 1和TC 2的冷尘埃连续体核心各仅包含一颗原恒星。斯皮策彩色图使我们能够识别约160个年轻的恒星物体，并将它们分为不同的演化阶段。该图还揭示了一组独特的YSO，它们在24微米处明亮，但光谱能量分布在5-8微米处达到峰值。尽管预期0级源将是“无星”的核心，斯皮策图像，以前所未有的灵敏度，揭示了这些0级原恒星的中红外辐射。对0级原恒星的中红外探测表明，这种辐射逃离了年轻原恒星的致密、寒冷的包层。原恒星的中红外辐射可以用150和400 K两个温度来拟合;在中红外区，热核区域可能是光学薄的，并且热核的尺寸远小于冷包层的尺寸。在0类天体的冷核中存在多颗原恒星意味着星团发生在恒星形成的早期阶段。TC 3星团显示，质量最大的恒星位于星团的中心和引力势阱的底部。
2006-01-27 astro-ph
Evolution of Class0 protostars: Models vs. Observations
现在可以通过数值模拟来预测物质积累到原恒星核心的速率。我们在这里的目的是开发方法来比较预测的原恒星的统计特性与可观察到的参数。这需要（1）一个演化方案，将数值推导的质量吸积率转换为演化轨迹，以及（2）一种技术，将轨迹与原恒星的观测统计数据进行比较。在这里，我们使用3D-Kolmogorov-Smirnov检验来定量比较0类原恒星的模型演化轨迹和观测结果。我们发现，广泛的吸积函数和时间尺度与gravoturbulent模拟自然克服困难与计划，使用一个固定的吸积模式。这意味着原恒星在演化轨道上的位置并不能精确地决定现在的年龄或最终的累积质量。相反，我们发现，从观察到的Tbol-Lbol值的原恒星的最终质量的预测是不确定的两个因素，测热温度并不总是一个可靠的措施的演变阶段。此外，我们对演化方案的几个参数进行了约束，并估计0类源的寿命为2-6* 10^4年，这与局部自由落体时间有关，因此也与坍缩开始时的局部密度有关。发现马赫数小于6的模型最能解释观测数据。一般来说，只有70%的概率被发现，我们的模型解释目前的观察。这是由于没有很好地理解观察样本中的选择效应和模型中的简化假设造成的。
2006-02-02 astro-ph
Discovery of a Massive Protostar near IRAS 18507+0121
我们观测到了大质量恒星形成区IRAS 18507+0121的毫米波段的3 mm连续谱发射和H_（13）CO ~+（J=1-0）和SiO（v=0，J=2-1）谱线发射，以及1.2 ~ 2.1 μ m的近红外波段。探测到两个紧凑的分子核：一个北，一个南，相隔约40”。北分子核心包含一个新发现的，深深嵌入的B2原恒星，周围环绕着数百个太阳质量的温暖气体和尘埃，G34.4+0.23 MM。我们认为，G34.4+0.23 MM可能代表了相对罕见的大质量原恒星的发现（例如，类似于低质量的“0级”原恒星）。南部的分子核心与一个近红外年轻恒星团和一个超紧凑（UC）HII区域G34.4+0.23相关，中心有一颗B0.5恒星。具有过量红外辐射的近红外恒星的比例大于50%，这表明IRAS 18507+0121恒星形成区的年龄上限为300万年。
2003-10-27 astro-ph
Outflow-Confined HII Regions and the Formation of Massive Stars by Accretion
如果大质量恒星是由盘吸积形成的，那么双极外流应该像低质量恒星形成的情况一样产生。高吸积率导致高外流率，使风密度非常大的原恒星附近。因此，我们预测，大质量的原恒星有非常小的，喷流一样的HII区限制其流出;我们确定这些HII区与“超紧凑”（<0.01 pc）HII区。它们的寿命大约等于吸积时间尺度（~10^5年），比电离区的声音穿越和动力学时间尺度长得多。我们提出了一个分析描述的外流的密度分布，与整体质量损失率的吸积率，并正常化到大规模的原恒星适当的值。对于给定的电离光度，我们计算了HII区的范围和它的射电频谱。并与猎户座热核射电源I的观测结果作了详细的比较。许多其他来源的光谱和形态与这个模型大致一致。我们认为，限制电离允许磁盘和赤道吸积继续高质量，可能克服标准吸积模型的一个主要困难。
2003-09-04 astro-ph
Accretion Disks Around Class 0 Protostars: The Case of VLA 1623
使用JCMT-CSO干涉仪检测了原型0类源VLA 1623在220和355 GHz处的连续辐射。对数据的高斯拟合将发射的半宽半最大半径的上限定为70 AU，这意味着系统中星周盘的截止半径的上限约为175 AU。在现有的坍缩模型中，这个盘可能在最大尺度上受到磁性支撑，年龄约为6x10^4年，这与之前认为0级源相当年轻的观点一致。根据目前的理论模型，大约6天文单位内的圆盘最里面的区域可能是离心支撑，这可能足够大，可以为外流提供驱动力。或者，如果175 AU对应于盘的离心半径，则系统的年龄为~2x10^5年，更接近I类源的年龄估计。
1996-08-13 astro-ph
NGC7538S - a High-Mass Protostar with a Massive Rotating Disk
我们报告了在大质量0级候选者NGC 7538 S周围检测到一个巨大的旋转盘。在3.4 mm连续介质和H13 CN J = 1 - 0中，使用BIMA（HPBW =3.7”）可很好地分辨圆盘。它几乎被边缘看到，大小约为30，000 AU。在SiO J = 2 - 1和HCO+ J = 1 - 0中，绘制了垂直于旋转盘的年轻、强大的流出。外流的动力年龄<10，000年。在H13 CN中看到的速度梯度与开普勒旋转一致。假设气体受到引力束缚，中心物体的质量约为40 Msun。连续统“圆盘”的质量<= 100 Msun，光度为10^4 Lsun。H13 CN的旋转盘质量约为400 Msun，扩展（20”）包层的质量约为1000 Msun。我们的观测证实了这是一颗处于早期阶段的超大质量原恒星。
2003-05-08 astro-ph
HH135/HH136 - a luminous H$_2$ outflow towards a high-mass protostar
本文介绍了对IRAS光源IRAS 11101 -5928和相关的赫比格-哈罗天体HH 135/HH 136的近红外观测。观测结果表明，存在一个准直良好的，秒差距大小的H $_2$流出的总H $_2$光度约为$2L_\odot$。大部分分子气体的特征在于其振转激发温度为$2000\pm200$ K。一小部分（0.3%）的分子气体非常热，激发温度约为5500 K。分子发射与强[Fe II]发射相关。H $_2$和[Fe II]的发射特性表明，在速度为$v_\mathrm{s} \approx$ 100 km s $^{-1}$时，存在快速、离解的J-激波。$n_\mathrm{e}$ = 3500-4000 cm $^{-3}$的电子密度由[Fe II]线比率推断。H $_2$的大光度与非常大的源光度相结合，表明为HH 135/HH 136流提供动力的高质量原恒星是通过吸积形成的，但与低质量原恒星相比，吸积速率显着增加。
2006-06-20 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
Imaging the Ionized Disk of the High-Mass Protostar Orion-I
我们用43 GHz的VLA和34 mas的角分辨率对猎户座KL星云中的神秘射电源-I（猎户座-I）进行了成像。连续发射是高度拉长，是一致的，从一个几乎边缘上的磁盘预期。猎户座-I的高亮度和缺乏强分子线可以用来反驳尘埃的发射。碰撞电离和H-自由-自由不透明度，如在Mira变星中，需要一颗中心恒星大于10^5 Lsun，这比红外观测所允许的要大。然而，如果发生与吸积相关的显著局部加热，则较低的总光度是可能的。另外，来自早期B型恒星的光电离和p+/e-韧致辐射可以解释我们的观测结果，猎户座-I可能是围绕形成中的大质量恒星的电离吸积盘的一个例子。这种吸积盘可能无法有效地形成行星。
2007-04-18 astro-ph
High Angular Resolution Observations of the Collimated Jet Source Associated with a Massive Protostar in IRAS 16547-4247
用3.6厘米和2厘米甚大天线阵，以高角分辨率和高灵敏度研究了最近发现的与红外光源IRAS 16547-4247有关的三重射电源。我们的观测结果证实了这样的解释，即中心物体是一个热射电喷流，而两个外叶最有可能是严重模糊的HH对象。热射电喷流的角度解决的第一次，发现与外叶紧密对齐。热喷流的张开角估计为$\sim 25^\circ$，确认准直流出也可以存在于大质量的原恒星。外叶的自行应该可以在几年的时间尺度上测量。在该区域发现的几个较暗的源很可能与年轻星团中的其他恒星有关。
2005-03-16 astro-ph
Accretion and ejection properties of embedded protostars: the case of HH26, HH34 and HH46 IRS
本文给出了3个年轻的嵌入源（HH 26 IRS，HH 34 IRS和HH 46 IRS）的近红外光谱分析结果，它们属于不同的恒星形成区，并显示出发育良好的喷流结构。目的是研究源的吸积和喷射性质及其联系。我们用VLT-ISAAC谱（R~9000，H和K带）自洽地导出了恒星光度、吸积光度和质量吸积率等参数。质量损失率也估计从不同的排放特征的分析。光谱呈现出几条发射线，但没有光球吸收特征，表明H和K中有一个大的面纱。我们探测到了在喷流驱动源（HI，[Fe II]，H_2，CO）中常见的特征，以及由于允许的原子跃迁（如NaI和TiI）而产生的大量发射线。观测到NaI 2.2 μ m双峰和CO（2-0）带头发射，表明它们共同起源于被吸积加热的内部气体盘。我们发现吸积作用提供了HH 26 IRS和HH 34 IRS的~50%和~80%的测热光度，正如对吸积年轻天体的预期，测量到的质量吸积和损失率范围为10^-8 - 10^-6 Msun/yr。推导出的Mloss/Macc对于HH 26 IRS和HH 34 IRS约为0.01，对于HH 46 IRS>0.1，这些数值在MHD喷气发射模型预测的数值范围内，并且在最活跃的经典金牛座T星中发现。与其他类似研究的比较似乎表明，I类实际上具有吸积主导的光度是有限的。虽然分析的样本是小的，我们试探性地提出了一些标准，以排除此类来源。为了测试和完善这些标准，…
2007-10-30 astro-ph
From Massive Protostars to a Giant HII Region: Submillimeter Imaging of the Galactic Mini-starburst W43
我们对W 43主复合体进行了亚毫米连续谱和光谱研究，W 43是一个巨大的恒星形成区域，其中包含一个巨大的HII区域。这些图显示了一个包含约50个碎片的碎屑结构，质量为40-4000 Msun，典型直径为0.25 pc。它们的大尺寸、大的非热速度（Dv ~ 5 km/s）和高密度（n_H2 ~ 10^6 cm^-3）表明它们是原星团，是形成大质量恒星的理想场所。后续观测是必要的，但我们已经确定了三个原星团是包含非常年轻的大质量原恒星的非常好的候选者。激发巨大HII区的星爆星团对分子复合体有很大的影响。然而，目前还不清楚这第一次恒星形成事件是否通过电离冲击穿过附近的分子云而触发了新的大质量恒星的形成。因此，W 43是研究从原恒星阶段到巨大HII区域的大质量恒星形成的理想实验室。此外，非常活跃的恒星形成复合体W 43可以被认为是银河系的迷你星暴区，可以用作星暴星系的微型模型。
2002-08-29 astro-ph
Massive Protostars in the Infrared Dark Cloud MSXDC G034.43+00.24
我们提出了一个多波长的红外暗云MSXDC G034.43 + 00.24的研究。由IRAM，JCMT和CSO望远镜获得的毫米/亚毫米图像追踪的尘埃排放，揭示了这个红外暗云中的三个致密核心，质量为170 - 800 Msun，大小<0.5 pc。斯皮策3.6 - 8.0微米的图像显示，这些核心的发射略有延长，在4.5微米的光谱增强，可能是由于冲击H2。此外，用JCMT和IRAM望远镜观测到的HCN（4 - 3）和CS（3 - 2）的宽线宽（Δ V~10 km/s），以及SiO（2 - 1）的检测，也表明活跃的恒星形成。斯皮策24微米图像显示，这些核心中的每一个都包含一个明亮的，未解决的连续源，这些源最有可能是嵌入的原恒星。它们的毫米到中红外连续光谱能量分布显示出非常高的亮度，9000 - 32，000 Lsun。由于如此大的光度不可能来自低质量的原恒星，MSXDC G034.43 + 00.24正在积极形成大质量（~10 Msun）恒星。
2005-08-22 astro-ph
Spectroscopic Detection of a Stellar-like Photosphere in an Accreting Protostar
我们提出了第一个光谱的高度隐蔽，强烈吸积原恒星显示光球吸收功能，并证明其中央核心的恒星性质。我们发现原恒星源YLW 15的光谱（L_bol = 10 L_sun）是类恒星的，具有大量的原子和分子吸收特征，表明光谱类型为K5 IV/V，连续带面纱rk = 3.0。它的恒星光度（3Lsun）和恒星半径（3.1Rsun）与0.5Msun的前主序星一致。然而，它的热光度的70%是由于质量吸积，我们估计的速度是1.6 E-6 M_sun / yr到原恒星的核心。我们确定，YLW 15的星周吸积盘产生的过量红外辐射、内包层和星核表面的吸积激波都对它的近红外连续遮蔽有重要贡献。它的投影旋转速度v sin i = 50 km / s，与平谱原恒星相当，但远高于rho Oph云中的经典金牛T星。原恒星可能与半径为2 R * 的拱星盘发生磁耦合。这颗原恒星可能会失去超过一半的角动量，并在I类和II类演化阶段之间的快速过渡期间，随着吸积率下降一个数量级，通过保持与星周盘（半径增加）的耦合，演化成一颗旋转更慢的经典金牛T星。WL 6的光谱没有显示出任何光球吸收特征，我们估计它的连续谱遮蔽rk>= 4.6。加上它的低辐射热光度（2 L太阳），这表明它的中央核心质量非常低，约为0.1 M太阳。
2002-07-23 astro-ph
Gaseous Planets, Protostars And Young Brown Dwarfs : Birth And Fate
我们回顾了最近的理论进展，旨在了解巨行星，低质量恒星和褐矮星的形成和早期演化阶段。计算耦合巨型行星形成，在一个现代版本的核心吸积模型，并随后演变产生一致的决定行星的结构和演变。然而，由于初始条件的不确定性，与低质量的年轻棕矮星相比，年轻的行星是暗淡还是明亮是不可能的。我们回顾了辐射和蒸发对短周期行星演化的影响，并认为这些天体可能发生了大量的质量损失。关于恒星形成，通过比较一维和三维计算，考察了原恒星核坍缩的几何效应。球形坍缩被证明高估了核心的内部密度和温度，从而产生不正确的初始条件PMS或年轻的棕矮星演化。吸积也被证明发生在一个非常有限的分数的原恒星表面。吸积影响年轻棕矮星的演化，并在一定的质量和年龄下产生更紧凑的结构，因此光度更暗。这可能会导致严重的误解的质量和/或年龄的年轻吸积物体从他们的位置在HR图。我们认为，新生的恒星和褐矮星应该迅速出现在HR图中的扩展区域，这取决于它们的吸积历史，而不是在一个明确的出生线。最后，我们建议行星和褐矮星之间的区别应该基于观测诊断，反映这两个不同群体之间不同的形成机制，而不是任意的，令人困惑的定义。
2006-02-13 astro-ph
Properties of the Youngest Protostars in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查，深深嵌入原恒星英仙座，巨蛇座，蛇夫座，组装结合大规模的1.1毫米Bolocam连续和斯皮策遗产调查。我们确定原恒星候选人的基础上，他们的中红外特性，相关的位置与1.1毫米的核心位置，并构建良好的采样SED使用我们广泛的波长覆盖范围（拉姆=1.25-1100微米）。源分类的基础上的测辐射热温度产生了39个0类和89个I类源在三个云样本。我们比较原恒星的演化模型，使用测热温度-光度图，找到一个人口的低光度I类源是不一致的常数或单调递减的质量吸积率。这一结果有力地证明了在I类阶段期间的情景式吸积，其中超过50%的源处于“亚舒”（dM/dt <1 e-6 Msun/yr）吸积状态。将平均光谱与原恒星辐射转移模型进行了比较，原恒星辐射转移模型在第0阶段与观测光谱相当匹配，但在第I阶段预测了太多的近红外通量和太少的中红外通量。最后，0级和I类源的相对数量被用来估计0级阶段的寿命;三个云的平均值产生一个0级的寿命为1.7e5年，排除了一个非常快速的早期吸积阶段。校正消光测光结果在一定程度上较短的寿命（1.1e5年）。然而，在蛇夫座中，我们发现很少有0类源（N（0类）/N（I类）=0.1-0.2），类似于以前对该云的研究。这些观测结果表明，在整个嵌入阶段，几乎恒定的平均吸积速率是一致的，至少在I类阶段，甚至可能更早，吸积会变得断断续续。
2008-09-24 astro-ph
Very compact radio emission from high-mass protostars. I. CRL 2136: Continuum and water maser observations
我们报告了CRL 2136区域的5-43 GHz射电观测，分辨率为0.6-6角秒。我们检测到弱（毫焦耳强度）无线电发射深嵌入的大质量原恒星IRS 1，它具有光学厚光谱高达22 GHz的频率，在更高的频率，这可能是由喷射发射的平坦。水脉泽映射表明，观测到的相对于系统速度红移的强辐射与光学厚连续辐射在空间上是一致的。这个天体（以及我们已知的其他天体）的H2O脉泽发射似乎与大多数这些脉泽有不同的起源，这些脉泽经常追踪双极高速流出。相反，CRL 2136 H2O的发射产生于原恒星的近拱环境（1000 AU以内）。我们推测，它的大部分是在吸积激波后的热，致密的下落气体中激发的，尽管这不能解释所有的H2O排放。连续辐射的吸积激波性质似乎不太可能。
2003-12-15 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
Water masers in the massive protostar IRAS 20126+4104: ejection and deceleration
我们报告的第一个多历元，相位参考VLBI观测的水脉泽发射在一个大质量的原恒星与磁盘喷流系统。正在研究的源，IRAS 20126+4104，已经在大量的各种示踪剂中进行了广泛的研究，包括我们在本观测之前三年获得的水脉泽VLBA数据。新的发现完全证实了我们先前研究中提出的解释，即脉泽斑点是从与原恒星一致的共同起源扩展的。我们还表明，所观察到的3-D速度的脉泽斑点可以拟合一个模型，假设斑点是沿着表面的圆锥形射流，与速度增加的距离从锥顶点。我们还介绍了IRAS 20126+4104水脉泽光谱的单碟监测结果。结果表明，某些脉泽谱线的峰值速度随时间线性下降。我们推测，这样的减速可能是由于制动的冲击，微波激射器的发射起源，由于在冲击波前的质量加载或冲击能量的耗散。
2005-04-25 astro-ph
Spectral energy distribution modelling of Southern candidate massive protostars using the Bayesian inference method
将毫米波段的数据与红外波段的数据相结合，我们对Hill等人（2005年）的405毫米连续谱源中的227个进行了光谱能量分布建模，这些连续谱源被认为包含处于形成早期阶段的年轻大质量恒星。从拟合中提取三个主要参数：温度、质量和光度。所采用的方法是贝叶斯推断，它允许一个统计上可能的范围内的适当值为每个参数被绘制为每个个人的原恒星候选人。这是该方法首次应用于大质量恒星的形成。在这项工作中的SED建模参数的累积分布图表明，集体，没有甲醇脉泽和/或无线电连续协会（MM-只有核心）的来源显示出类似的特性，高质量的恒星形成区。归因于MM只有核心和大质量恒星形成样本之间的边缘差异的意义，我们得出的假设MM只有核心的性质，包括人口本身是由不同类型的源的可能性，并讨论他们的作用在大规模恒星形成的形成场景。此外，我们还讨论了SED建模及其应用领域的有用性和局限性。从这项工作中，很明显，在有效的参数范围内，利用当前的远红外数据的SED不能用来确定大质量原恒星或大质量年轻恒星物体的演化。
2008-10-17 astro-ph
Investigating the Nature of Variable Class I and Flat Spectrum Protostars Using 2-4$μ$m Spectroscopy
在这项研究中，我提出了新的K和L $'$波段红外测光和2-4 $μ$ m光谱的10个I类和平坦的光谱恒星形成的金牛座暗云复杂。9个源具有H $_2$ { \it v}=0-1 S（1）发射，有些源在K带光谱中具有多重H $_2$发射特征。在五个目标中检测到低质量恒星特有的光球反射，这些恒星用模型拟合，以确定光谱类型、红外吸积过量遮蔽（r $_K$和r $_{L'}$）和尘埃温度、视消光估计和3 $μ$ m水冰吸收特性。平均而言，该模型发现高消光值，红外吸积过量发射与黑体温度在900- 1050 K的范围内，和3 $μ$ m的吸收配置文件最适合水冻结到冷颗粒，而不是热处理的冰。五种技术被用来估计恒星光球的消光;大多数给出了截然不同的结果。对发射线比的分析表明，对某些原恒星的红外散射光的影响是不可忽略的。对于具有Br $γ$辐射的恒星，利用L $_{acc}$和Br $γ$光度之间的关系估算吸积光度。这个样本中的年轻恒星被优先选择为变量，但它们没有吸积主导的光度，这是使它们处于质量建设的主要阶段所必需的。2-4 $μ$ m光谱的特征被放置在现有的多波长数据的背景下，其中五颗恒星与变红的II类或I类和II类之间的过渡恒星更一致，而不是嵌入在大质量残余信封内的原恒星。
2006-12-07 astro-ph
