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
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
A Multiplicity Survey of the Rho Ophiuchi Molecular Clouds
我们提出了一个体积有限的多重性调查与星等截止（K =< 10.5等）的158个年轻的恒星天体位于内或附近的蛇夫座暗云。除了11个已经被很好地观测到的天体外，我们用3.5米望远镜在K波段用散斑技术观测到了所有的源。我们的测量覆盖的分离范围是[0.13“，6.4”]，其中下限由望远镜的衍射极限给出，上限由与背景恒星的混淆给出。在衍射极限下，对于通量比=> 0.1（=< 2.5 mag），多重性调查是完整的。考虑到背景密度后，多重性为29.1%+-4.3%，因此仅略高于在给定的太阳邻域内类太阳主序星的分离范围内得出的数值23.5%+-4.8%（Duquennoy & Mayor 1991）。我们讨论了这些发现的影响。
2005-04-27 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
Deep near-IR variability survey of pre-main-sequence stars in Rho Ophiuchi
变星是前主序星（PMS）的一个共同特征。对年轻恒星天体（YSO）的近红外变率测量可以探测恒星和星周环境，并提供有关正在进行的磁场和吸积过程的动态信息。此外，可变性可以被用来作为一种工具，发现新的星团成员在恒星形成区。我们希望实现最深的近红外可变性研究的YSO目标的Rho Ophiuchi集群。在UKIRT望远镜上用宽视场照相机（WFCAM）进行了14个时期的观测，其安排方式允许研究天、月和年的时间尺度上的变化。统计工具，如多波段互相关指数和减少卡方，被用来从噪声中分离变异信号。变异特性进行比较，以现有的模型的YSO，以将它们与物理过程，然后用于选择新的候选成员的恒星形成区域。在近红外的变异被发现是存在于41%的已知人口的Rho Ophiuchi恢复在我们的样品。所示的行为是几个，可以与恒星表面上的斑点的存在，在拱灭绝的变化，或在吸积盘的几何形状的变化。利用变异性，一个新的天体群被发现，被认为是蛇夫座ρ星系团的一部分。
2008-04-09 astro-ph
ROSAT-HRI detection of the Class I protostar YLW16A in the rho Ophiuchi dark cloud
我分析未发表或部分发表的档案ROSAT数据的rho蛇夫座暗云。这组由7个重叠的ROSAT HRI点组成的8 ~ 1小时曝光，主要探测该恒星形成区X射线最亮的金牛座T星。只有两个HRI源是新的X射线源，它们的光学对应物被提出作为新的弱T金牛星候选者。与此同时，ROSAT HRI仅在一次曝光中就在一组三个嵌入的年轻恒星天体（包括两颗I类原恒星）中捕捉到了一个弱X射线源（极大似然=10;高斯统计SNR=4.1σ）。以前的ROSAT PSPC，ASCA GIS观测，以及我在这里讨论的一个爱因斯坦IPC观测，已经在这个区域探测到了X射线源，但是这个更高的角分辨率数据清楚地表明X射线是由I类原恒星YLW 16 A发射的。这是ROSAT HRI在这片暗云中探测到的第二颗I类原恒星。确定该事件的本征X射线光度L_X[0.1- 2.4keV]=（9.4-450）× 1 E30 erg/s，关键取决于源吸收估计。只有通过从Chandra和XMM-牛顿光谱拟合中直接确定该参数才能获得改进。
2001-03-01 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
Chandra and ASCA Observations of the X-ray-brightest T-Tauri Stars in the Rho Ophiuchi Cloud
我们目前的钱德拉ACIS和ASCA地理信息系统的一系列的四个长期观测的DoAr 21，ROXs 21和ROXs 31的结果; X射线最亮的T-Tauri星（TTS）在蛇夫座ρ云。在净曝光量约为600 ksec的四次观测中，我们分别发现了DoAr 21、ROX 21和ROX 31的六次、三次和两次耀斑，因此耀斑率相当高。DoAr 21的光谱与单温度等离子体模型很好地拟合，而ROX 21和ROX 31的光谱需要额外的软等离子体组分。由于DoAr 21比ROXs 21和ROXs 31年轻（约10^5年），这些结果可能表明软成分随着T-Tauri恒星年龄的增加而逐渐增加。丰度通常低于太阳，并且因元素而异。无论是高FIP（第一电离势）和低FIP元素的平均丰度显示增强。ROXs 31探测到一个不寻常的巨大耀斑。峰值亮度和温度分别为~10^33尔格·秒^-1和~10千电子伏。温度在通量最大值之前达到峰值，在衰变阶段几乎是恒定的（4- 5 keV），表明耀斑期间连续的能量释放。丰度和吸收表现出巨大的变化，从静止到耀斑阶段。
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
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
HST and ground-based eclipse observations of V2051 Ophiuchi: Binary parameters
我们报告高速食光度的矮新星V2051 Oph，而它是在一个低亮度的状态，在B ~ 16.2马格。在平均IUE光谱相比，紫外连续谱和发射线出现减少的因素，分别为~4和~5。闪烁活动大部分受到抑制，光变曲线显示在盘中心有一颗致密的白矮星的食，它在3900- 4300 A贡献了总光的60%。我们使用的接触阶段的日食光变曲线的测量，推导出的二进制的几何形状，并估计群众和相关的尺寸。我们发现质量比为q= 0.19+/-0.03，倾角为i= 83+/-2度。组成星的质量分别为M_1 = 0.78+/-0.06 M_dot和M_2 = 0.15+/-0.03 M_dot。我们的测光模型预测K_1 = 83+/-12km/s和K_2= 435+/-11km/s。K_1的预测值与对圆盘中的不对称线发射进行校正后从发射线获得的速度幅度一致（Watts等，1986）。V2051 Oph的次级质量明显大于其他超短周期矮新星的次级质量。V2051 Oph可能是一个相对年轻的系统，其第二颗恒星没有足够的时间演化出热平衡。
1998-07-02 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
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
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
Flared Disks and Silicate Emission in Young Brown Dwarfs
我们目前的中红外测光的三个非常年轻的棕矮星位于$ρ$蛇夫座恒星形成区-GY 5，GY 11和GY 310-获得的斯巴鲁8米望远镜。所有这三个来源被检测到在8.6和11.7 $μ$ m，确认存在显着的中红外线过剩所产生的光学厚尘埃盘。GY 310和GY 11的光谱能量分布都显示出了耀斑盘的强有力证据;对于这两颗棕矮星来说，可以排除平坦盘的可能性。GY 5的数据显示出较大的分散性，并且与扩口和扁平配置略微一致。在所有三种情况下（特别是在GY 11中），都显示了几个亚恒星半径大小的内孔，这与磁层吸积模型一致。最后，我们的9.7 $μ$ m的通量为GY 310意味着硅酸盐排放从磁盘表面上的小颗粒（虽然数据不完全排除较大的颗粒没有硅酸盐功能）。我们的研究结果表明，年轻的亚恒星物体周围的磁盘是类似于那些环绕经典金牛座T星，并表现出类似的磁盘几何形状和尘埃性质的范围。
2004-04-28 astro-ph
The Structure of Protoplanetary Disks Surrounding Three Young Intermediate Mass Stars. I. Resolving the disk rotation in the [OI] 6300 Åline
我们提出了三个年轻的中等质量恒星的高光谱分辨率的光谱，在所有这些我们光谱解决6300埃[OI]发射线。其中两个具有双峰线轮廓。我们适合这些数据与一个简单的模型的[OI]发射所造成的光解离的OH分子在拱星盘的上层由恒星的紫外线辐射，从而翻译的多普勒加宽[OI]发射轮廓成发射量的函数，从中央恒星的距离。所得的光谱与从其光谱能量分布导出的预期盘形状一致。我们发现了HD 101412周围的盘内边缘阴影的证据，并在HD 179218中看到了一个张开的盘结构，而HD 135344的[OI]光谱更复杂。的[OI]发射开始为所有三个目标的速度对应于他们的尘埃升华半径，并延伸到半径为10 - 90 AU。这表明，这种方法可以是一个有价值的工具，在未来的研究拱星盘。
2008-02-05 astro-ph
Resolving the Kinematic Distance Ambiguity of Southern Massive Young Stellar Object Candidates
我们调查使用HI数据来解决近/远的大规模年轻恒星对象（MYSO）候选人的运动学距离模糊。运动学距离是从13 CO 1-0谱线观测与Mopra望远镜对94个候选人从红色MSX源（RMS）的调查在银河系第四象限。来自南银河平面巡天（SPGS）的HI数据与HI自吸收技术一起使用，以确定近距离或远距离。我们解决了70%的源的运动学距离模糊。我们还可以同时求解任何多个视线分量源。我们讨论了与其他方法相比，这种技术的优点和缺点，并使用HI自吸收技术的可靠性进行置信度检查。我们检查了这些源在银河平面和光速图中的投影位置，以确定任何可识别的旋臂图案。虽然没有发现明显的螺旋模式相比，Cordes & Lazio提出的，远距离源往往躺在或附近的螺旋臂位点。然而，近距离源具有与螺旋臂本身之间的分离一致的特殊速度不确定性。速度曲线图显示了一个更一致的图片，很容易看到螺旋臂轨迹的切点。我们的结论是，使用HI自吸收技术来确定运动学距离模糊度在大多数情况下是一种快速和可靠的方法，在确定正确指定的对象是在近距离还是远距离的成功率为80%。
2005-11-25 astro-ph
Resolving Extragalactic Star Clusters with HST/ACS
使用HST，可以获得远超出本星系群的年轻星团的色星等图（CMD）。这些数据可以帮助限制星团的年龄和金属丰度，也提供了一个参考，对中等和高质量恒星模型可以进行比较。这里给出了两个大质量（>10^5 Msun）星系团的CMD，并与帕多瓦和日内瓦等时线进行了比较。蓝超巨星与红超巨星的比例问题也得到了解决。
2007-07-02 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
Resolving the Stellar Populations in the Circumnuclear Ring of NGC 7469
研究了亮红外星系NGC 7469的恒星形成环中的恒星星族。我们使用哈勃太空望远镜多波长（紫外到近红外）成像，辅以新的K波段地面长缝光谱，中红外和无线电地图。光谱能量分布（SED）和演化合成模型已被用来表征在不同尺度的恒星形成，从个别星团（几十pc）的整个恒星形成环（千pc规模）。在最小尺度上，可以识别出两个不同的大质量（1-10 x 10^6 Msun）星系团。大约25%的星团是年轻的（1- 300万年）和不稳定的（A_V ~ 3星等），而绝大多数是中间年龄的（~9 - 2000万年）和不太模糊的（A_V ~ 1星等）。在更大的尺度（数百pc），综合SED和光谱数据的环的分析表明，存在两个恒星星族。年轻的（5-6百万年）和被遮蔽的恒星星族贡献了Br_gamma辐射和大部分红外光度，以及环中约三分之一的恒星质量。中间年龄的星群不那么模糊，其性质与大多数（较老的）1.1微米选定的星团相似。这两个群体在空间上是反相关的。环的紫外-光学-近红外连续光谱（包括大部分星团）主要追踪轻度模糊的中年人口，而MIR和射电峰值则标记了最年轻和模糊的恒星形成区域的位置。这项研究强调需要多波长，高角分辨率的观测，以表征恒星形成的尘埃遮蔽地区通常存在于LIRGs。
2007-01-19 astro-ph
On the origin of the O and B-type stars with high velocities II Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups
我们使用毫弧秒精度天体测量（自行和自行）从依巴谷和无线电观测追溯56个失控的恒星和9个紧凑的物体的轨道，距离小于700 pc，以确定母恒星群。对于两种情况，可以几乎肯定地推断出具体的地层情况。(i)我们发现逃逸星蛇夫座ζ和脉冲星PSR J1932+1059起源于大约100万年前的一次超新星爆炸，发生在天蝎座OB 2星协上天蝎座子群的一个双星系统中。这颗脉冲星在这一事件中受到了大约350公里/秒的反冲速度，这使双星分离，并使zeta Oph具有很大的空间速度。(ii)Blaauw & Morgan和Gies & Bolton已经假设了逃逸双星AE Aur和mu Col的共同起源，可能涉及大质量高偏心双星iota Ori，基于它们的速度相等和相反。我们证明，这三个对象确实占据了一个非常小的体积\sim 250万年前，并表明，他们从新生的梯形星团弹出。我们确定了另外两颗恒星的母星群：它们都可能起源于5千万年前的Per OB 3星协，其中包含了疏散星团α-英仙座。在我们的样本中，56颗逃逸星中至少有21颗可以与附近的星协和年轻的疏散星团联系起来。其中包括经典的逃逸星白羊座53（猎户座OB 1）、英仙座xi（Persei OB 2）和造父座λ（Cep OB 3），以及15个新发现的恒星，其中一对恒星从猎户座λ星团所在的区域以相反的方向逃逸。其他目前附近的逃亡者和逃亡者起源于700 pc以上，…
2000-10-02 astro-ph
Disks, young stars, and radio waves: the quest for forming planetary systems
康德和拉普拉斯在18世纪提出太阳系是由一个旋转的气体盘形成的，但令人信服的证据表明年轻恒星确实被这样的盘包围了200年。随着我们进入21世纪，现在的重点是盘的形成，盘在恒星形成中的作用，以及行星如何在这些盘中形成。无线电波长在这些研究中起着关键作用，目前提供了一些最高空间分辨率的磁盘图像，以及尘埃颗粒成长为星子的证据。EVLA和ALMA的未来能力为解决磁盘结构和运动学，研究磁盘化学，直接检测原行星和形成磁盘成像提供了非常令人兴奋的前景。
2008-01-24 astro-ph
Results from a VLT-ISAAC survey of ices and gas around young stellar objects
一般结果从3-5微米光谱调查附近的低质量的年轻恒星物体。用安装在帕拉纳天文台UT 1-Antu上的ISAAC光谱仪获得了50颗低质量嵌入年轻星的L和M波段光谱。对于第一次，一个一致的普查的CO，H2O冰和未成年人冰种CH 3OH和OCN-和温暖的CO气体周围的年轻恒星，使用大量的统计数据和分辨率高达R=10000。研究了星周CO冰的分子结构、气态CO在原行星盘中的耗尽、星周盘内部以及星周盘的出流和入流中的热气存在。此外，散射效应的光谱的解释的重要性已得到解决。
2002-11-28 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
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
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
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
Resolving the compact HII regions in N160A with HST
利用哈勃太空望远镜的高分辨率成像，我们研究了大麦云云HII区域N160 A，并揭示了这个复杂的大质量恒星形成地点的几个显著特征。两个紧凑的高激发HII斑点（HEBs）A1和A2的第一次解决和他们的恒星内容和形态的揭示。A1是一个更高的激发，由一颗大质量恒星提供动力，其强风产生了周围的气泡。A2拥有几颗令人兴奋的恒星，它们被大量的尘埃包裹着。整个N160 A星云是由三个星团提供能量的，我们获得了它们的测光结果，并研究了它们的色星等图。HII区特别多尘，在可见光区消光值达到A_v~2.5等，它与分子云之间被一个突出的电离锋隔开。以前检测到的红外年轻恒星对象也准确地定位相对于HII区域。
2001-10-29 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
VLT-detection of two edge-on Circumstellar Disks in the rho Oph dark cloud
用VLT ANTU和ISAAC在0.35”视宁度条件下对蛇夫座rho恒星形成区的观测揭示了两个被中心尘埃带包围的双极反射星云。这些源（OphE-MM 3和CRBR 2422.8-3423）可以被识别为空间分辨的拱星盘，靠近边缘观察，类似于以前在金牛座和猎户座恒星形成区发现的边缘盘源。毫米连续通量产生的盘质量为0.01 Mo的数量级，即大约是最小太阳星云所需的质量。SUBARU和CISCO的后续光谱观测表明，这两个盘源在K波段都表现出无特征的连续谱。没有检测到吸积或流出特征。与HH 30相比，CRBR 2422.8-3423周围的盘的边缘方向略少，导致在ISOCAM 4.5 μ至12 μ带中观察到的通量的显著差异。观测结果证实了理论预测的影响盘的几何形状和倾斜角的光谱能量分布的年轻恒星物体与拱星盘。
2000-09-09 astro-ph
T Tauri Multiple Systems
新的高分辨率自适应光学系统提供了一个前所未有的附近恒星形成区域的详细视图。特别是，可以在比十年前（几十个天文单位）小得多的物理尺度（几个天文单位）上探测年轻的金牛座T星。最重要的是缩小恒星伴星成像和光谱测量之间的灵敏度差距。这允许1）通过获得准确的动力学质量校准主序前演化轨迹，2）解决将未解决的系统放置在颜色星等图中所引起的混淆问题，以及3）定义良好并确定年轻恒星系统的多重性分数，这对区分恒星形成情景很重要。本文简要回顾了金牛座T多系统高分辨率成像的现状，以及我们可以期待在不久的将来从中学到什么。
2003-09-17 astro-ph
Toward Resolving the Outflow Engine: An Observational Perspective
来自年轻恒星的喷流是恒星形成过程中最引人注目的标志之一。对这一现象的研究已有20多年，现在普遍认为这种喷流是吸积的副产品，很可能是由吸积盘本身产生的。因此，他们模仿发生在更奇特的物体，如活动星系核和微类星体。然而，其生产的确切机制仍然是一个谜。在很大程度上，许多喷流源的嵌入性质以及缺乏空间分辨率在观测上阻碍了进展：粗略的估计以及更复杂的模型表明，喷流被加速并集中在几个AU的尺度上。然而，只是在过去几年中，我们才开始使用经典的金牛座T星作为试金石来详细探测这种尺度。自适应光学的应用、HST提供的数据、光谱天体测量等专门技术的使用以及光谱诊断工具的发展，正开始揭示喷气式飞机发射区的状况。这极大地帮助了约束模型。新一代干涉仪投入使用后，预计观测数据的质量将进一步提高。在这里，我们回顾了一些最引人注目的发现，在这一领域以来的原恒星和行星~IV，包括喷流旋转的迹象，即他们的运输角动量。我们还将展示如何测量，如宽度和接近源的速度场，建议射流最初发射温暖的磁离心盘风。（节略）
2006-05-23 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
The sub-solar Initial Mass Function in the Large Magellanic Cloud
麦哲伦星云提供了一个独特的恒星形成区域，被视为明亮的电离气体星云，与明亮的年轻恒星协会有关。如今，哈勃太空望远镜的高分辨率观测允许检测最微弱的婴儿恒星，并且已经出现了我们矮邻居中的星团恒星形成的更完整的图片。我目前的结果，从我们的研究麦哲伦云，重点在年轻的低质量前主序星人口。我们的数据包括成像与高级相机的调查协会LH~95在大麦云，最深的观测与HST采取了这个星系。我讨论了我们的研究结果的初始质量函数，我们构建了前所未有的完整性下降到太阳系下的制度，作为恒星形成的结果，在低金属环境的LMC。
2008-10-12 astro-ph
The Molecular Gas Environment around Two Herbig Ae/Be Stars: Resolving the Outflows of LkHa 198 and LkHa 225S
观测与前主序星有关的外流揭示了年轻恒星天体的形态、双星和演化状态的细节。我们目前的分子线数据从伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会阵列和五个学院射电天文台对包含赫比格Ae/Be星LkHa 198和LkHa 225 S的地区。在4.3'× 4.3'的视野内对每个物种进行了12 CO 1-0、13 CO 1-0、N2 H + 1-0和CS 2-1的单皿观测。来自FCRAO的12 CO数据与高分辨率BIMA阵列数据相结合，以实现朝向LkHa 198的6.75“x 5.5”和朝向LkHa 225 S的5.7“x 3.95”的自然加权合成波束，表示比现有数据分辨率提高约10倍和5倍。通过使用均匀加权，我们实现了另一个因子的两个改进。LkHa 198周围的外流可以分解为至少四个外流，没有一个是以LkHa 198-IR为中心的，但即使在我们的分辨率下，我们也不能排除与这个来源相关的外流的可能性。在LkHa 225 S区域，我们发现了与LkHa 225 S本身相关的两个流出的证据，第三个流出可能是由这个来源驱动的。驱动源的识别仍然是分辨率有限的，也是复杂的存在三个云沿视线对天鹅座分子云。在这两颗恒星的环境中，13 CO与冷的致密气体一起存在，并被CS和（在LkHa 225 S中）N2 H+追踪。没有2.6毫米的连续检测到在这两个地区在相对较浅的地图相比，现有的连续观测。
2007-08-13 astro-ph
Resolving the B[e] star Hen 3-1191 at 10 microns with VLTI/MIDI
我们报告的空间分辨，光谱分散的N-波段观测的B[e]星Hen 3-1191与甚大望远镜干涉仪的ECONOMIC仪器。该对象是解决与40米的基线，并有一个等效的均匀盘直径范围从24质量在8微米到36质量在13微米。光谱和视标度显示出一个曲率，这可能是由弱硅酸盐特征引起的，其中物体看起来比连续谱大约15%，但这可能是由于物体在带内的几何形状变化造成的。然后，我们对Hen的3-1191光谱能量分布（0.4 -60微米）和N波段光谱进行建模。由于对象的未知性质，我们使用各种各样的模型与IR过剩的对象。我们发现的意见是一致的光盘具有异常高的质量吸积和一个大的中央间隙几乎没有物质，排泄盘，和二进制的两个红外光源。我们无法找到与数据一致的拱星壳模型。最后，我们回顾了关于这颗恒星物理性质的各种假说，得出了它既不是Be超巨星也不是共生星的结论。然而，我们无法区分一个年轻的恒星天体具有异常强烈的类似猎户座FU的质量吸积爆发（每年4到250 x 10^-4太阳质量）和一个赤道质量排泄率（每年>~ 4 x 10^-5太阳质量）的原行星状星云。在这两种情况下，考虑到额外存在的包络或风将导致较低的质量流。
2007-03-28 astro-ph
Resolving the disk rotation of HD 97048 and HD 100546 in the [O I] 6300A line: evidence for a giant planet orbiting HD 100546
目标。我们打算在空间和光谱上解决的[O I]发射区附近的两个赫比格星。方法.我们给出了Herbig Ae/Be星HD 97048和HD 100546中[O I] 6300 A线的高分辨率（R = 80，000）VLT/UVES阶梯光谱。除了光谱签名，也[O I]发射区域的空间范围进行了研究。对于这两颗恒星，我们已经获得了光谱与狭缝定位在天空中的不同位置的角度。结果HD 100546的[O I]发射区似乎与尘埃盘重合，其长轴位于北纬150+/-11度。圆盘的东南部分向观测者移动，而西北侧则发生红移。[O I]发射区围绕中心恒星逆时针旋转。对于HD 97048，发射区的位置角为北偏东160+/-19度，这是文献中首次确定这个角度。圆盘的南部是蓝移的，北部远离我们。我们的数据支持HD 100546在10AU处存在一个能隙的观点。这样的差距很可能是行星引起的。我们估计这个假设的伴星的质量和轨道半径分别为20个木星质量和6.5 AU。结论.基于[O I]线轮廓的时间变化，我们得出结论，不均匀性存在于HD 100546的[O I]发射区域。这些“团块”可能与建议的伴星共振，大约在11年内绕中心恒星运行。如果得到证实，这些观测结果可能表明，在一个年轻到1000万年的系统中，存在一个跨越巨行星和褐矮星之间的物体。
2005-12-22 astro-ph
VLT-ISAAC 3-5 micron spectroscopy of embedded young low-mass stars. III. Intermediate-mass sources in Vela
我们使用安装在VLT-ANTU上的红外光谱仪和阵列相机，在L和M波段对位于船帆座南部分子云中的五个中等质量I类YSO进行了光谱调查，分辨率为600-800至10，000。在这两个波段同时观测到质量较低的伴星。在所有来源中，包括伴随物体，都探测到3微米的固体H2O。在几个主要目标和一个伴随物体中检测到4.67微米的CO冰。一个天体（LLN 19）在吸收中显示出很少的CO冰，但强的气相CO振转谱线。CO冰的轮廓是不同的源到源。在富水地幔中捕获的水冰和CO冰的量可能与12和25微米处的通量比相关。富含H2O的CO的丰度可能与水冰的丰度相关。在3.54 μ处观察到固体CH 3OH的弱特征，在4.62 μ附近观察到广泛的特征，朝向LLN 17，但不朝向其他来源。固体CH_3OH和OCN-的丰度分别约为H_2O冰丰度的10%和1%。的H2O光学深度没有显示出增加的信封质量，也没有显示较低的值相比，主要的原恒星的伴侣对象。视线CO冰丰度与源的热光度不相关。LLN 17的固体CO剖面显示出极宽的CO冰特征，而它的低质量伴星在几千AU处显示出窄的剖面，与对LLN 17的OCN-的探测一起，为冰的局部热处理提供了直接证据。
2005-12-13 astro-ph
V1647 ORIONIS: Keck/Nirspec 2 MICRON Echelle Observations
我们提出了新的凯克II NIRSPEC高光谱分辨率2微米阶梯观测年轻的爆发变星V1647猎户座。这颗恒星在2003年后期爆发，大约26个月后褪色到爆发前的亮度。猎户座V1647是麦克尼尔星云的照明星，位于Lynds 1630暗星云的M78附近。我们的光谱具有约18，000的分辨能力，使我们能够详细研究强近红外遮蔽连续谱上存在的弱吸收特征。中阶梯光栅的订单包含镁I（2.1066微米）和铝I（2.1099微米），溴-γ（2.1661微米），钠I双峰（2.206和2.209微米），和CO泛音带头（2.2935微米）的分析给我们相当多的信息，产生这些光谱特征的区域的物理和几何特征。我们发现，在高光谱分辨率，V1647猎户座在静止类似于一个显着数量的FU猎户座型爆发变量，并没有出现类似的静态EX Lupi变量观察。这种对应关系进行了讨论和恒星的演化状态的影响被认为是。
2008-10-21 astro-ph
