Strongly induced collapse in the Class 0 protostar NGC 1333 IRAS 4A
在形成星团的云中，引力坍缩的开始仍然知之甚少。我们的目标是使用0类原恒星IRAS 4A，它正在经历崩溃的活跃分子云NGC 1333，设置约束这一过程。特别是，我们想测量质量下降率，并调查崩溃是否可能是由强烈的外部扰动引发的。我们分析现有的连续观测，推导出的信封的密度结构，并使用我们的新的分子线观测与IRAM 30米望远镜探测其速度结构。我们进行了详细的比较，这组数据与一个数字模型的崩溃触发的快速外部压缩。包层的密度和速度结构都可以很好地拟合这个模型的崩溃引起的快速外部压缩的时间流逝，因为质点形成1-2 × 10**4年。我们推导出一个大的质量下降率为0.7-2 × 10 ~（-4）Msun/yr。扰动产生这种大的质量下降率所需的动量与NGC 1333大量流出的动量具有相同的数量级。我们的分析还表明，湍流是高度不均匀的信封，从超音速下降到亚音速值向中心。内部亚音速湍流很可能是坍缩开始前致密核心中普遍存在的条件的遗迹。IRAS 4A所经历的剧烈坍缩是由快速的外部压缩引发的，可能与附近空洞的膨胀有关，这可能同时引发了附近0级原恒星IRAS 4 B的坍缩。这个空洞可能是由外流产生的，但我们还没有找到一个好的原恒星候选者。
2006-02-22 astro-ph
Models for Dust and Molecular Emission of High-Mass Protostars
我们提出了一个详细的建模的结果，旨在重现的光谱能量分布（SED）的尘埃和大规模的原恒星的分子线发射的假设下，他们通过吸积过程形成。我们模拟的排放起源于降落信封在尺度小于0.1 pc的中央原恒星。为此，我们将我们的模型结果与覆盖广泛波长的观测数据进行了比较，特别注意双子座天文台获得的高角分辨率中红外数据和VLA在厘米波长处观察到的氨线发射。我们探索了两种模型信封。在第一类模型中，假设球对称，并计算了降落包层的SED以及氨排放。通过这种方法，可以获得沿岩心的温度、密度、速度、速度弥散和氨丰度变化。第二种方法考虑了偏离球面对称的情况，并且可以通过SED拟合来约束诸如核心的旋转、伸长程度或系统的倾斜度等参数。使用这两种方法，我们已经能够模拟大质量恒星的形成，其细节程度与低质量恒星相似。
2007-12-14 astro-ph
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
The Initial Conditions for Gravitational Collapse of a Core: An Extremely Young Low-Mass Class 0 Protostar GF9-2
我们提出了一个研究的出生核心窝藏0级原恒星GF 9 -2在恒星暗云GF 9（d = 200 pc）。GF 9 -2的独特之处在于它显示了H2O脉泽发射，这是原恒星形成的一个明确标志，而我们对CO翼发射的深入研究证明了它没有高速大规模的分子外流。这些事实表明，GF 9 -2核心在恒星形成后足够早，因此它仍然保留了一些坍缩初始条件的信息。我们的350微米尘埃连续发射图像揭示了在分子核心中心的原恒星外壳的存在。根据350 μ m的通量密度，包层的质量约为0.6 Msun，而根据分子线观测，核心的LTE质量约为3 Msun。结合OVRO毫米阵和45米望远镜的可见度数据，我们发现在0.003 < r/pc < 0.08的区域，地核的径向密度分布为$ρ(r)\propto r^{-2}$。分子谱线数据分析表明，核心气体的速度宽度向内增加，而最外层区域保持几倍于环境声速的速度色散。速度宽度的扩大可以解释为下沉。因此，GF 9 -2的坍缩很可能可以用拉森-潘斯顿解在中心恒星形成后的一段时间的扩展来描述。我们从r~ 7000 AU时的~ 0.3km/s的入射速度导出了目前的质量吸积速率~3E-05 Msun/年。结果表明，GF 9 -2核自中心原恒星形成以来，经历了约5000年的引力坍缩过程，坍缩开始于约2 E +05年（自由落体时间）前的不稳定状态。
2006-08-16 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
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
Gravitational Collapse and Star Formation in Logotropic and Non-Isothermal Spheres
我们提出了半解析的相似性解决方案，由内而外，膨胀波崩溃的初始维里化气体云与非等温状态方程。本文给出了负折射率多面体族的结果，但我们特别着重于所谓的同形异义体P/P_c=1+A ln（rho/rho_c）。本理论的形式和解释是舒（1977）自引力等温球吸积标准模型的扩展：坍缩前沿向外移动进入静止的云，后面的气体回落到坍缩的核心或原恒星。下落的物质最终进入自由落体，因此，在小半径，密度分布和速度场具有相同的幂律形式在各向同性和等温球。然而，原恒星上的吸积速率在对数形中并不是常数，而是在膨胀波期间与t^3成比例地增长。因此，低质量恒星的吸积时间较长，而高质量恒星的吸积时间较短，比等温云中预期的要长。这一结果对恒星IMF的形成和起源具有重要意义。我们还发现，在一个崩溃的logotrope下降速度增长更慢，随着时间的推移。这些结果导致老推断的崩溃年龄为0类原恒星一般，特别是博克球B335。
1996-09-11 astro-ph
The Dense Molecular Cores in the IRAS 21391+5802 region
我们提出了一个详细的运动学研究和建模的排放的分子核心周围的环境速度IRAS 21391+5802，一个中等质量的原恒星嵌入在IC 1396 N。发现高密度气体排放与三个密集的核心有关，这些核心与YSO BIMA 1，BIMA 2和BIMA 3有关。BIMA 1周围的CS（5-4）和CH 3OH（5-4）发射已经通过考虑观察者从侧面看到的空间无限薄的环来模拟。从该模型中，我们发现，CS检测到一个更广泛的半径范围比CH 3OH。在以BIMA 1为中心的CS（2-1）线中检测到双极流出。这种外流可能是由尚未检测到的YSO，BIMA 1 W提供动力，或者也可能是BIMA 1分子外流的一部分。CS和CH 3OH排放与中等质量的原恒星BIMA 2是高度扰动的双极外流，即使在云的速度，确认原恒星是在一个非常活跃的阶段的质量损失。对于YSO BIMA 3来说，缺乏流出和明确的证据表明流出和流入都比BIMA 1弱，BIMA 3可能是一个更进化的物体。
2004-07-06 astro-ph
Kinematics of a hot massive accretion disk candidate
高质量原恒星周围的自转、坍缩和吸积盘是大质量恒星形成研究中的一个重要课题。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列和甚大阵列，我们在氨（NH 3（4，4）&（5，5））中以高角分辨率研究了一个巨大的盘候选者，追踪温暖的盘，但不是包络。观测结果以~ 0.4“的分辨率（相当于~ 1400 AU）分辨出一个速度梯度，表明旋转垂直于分子流出。假设存在开普勒吸积盘，估计的原恒星盘质量会很高，与原恒星质量相似。此外，位置-速度图显示出与开普勒旋转轮廓的额外偏差，这可能是由下落气体和/或自引力盘引起的。此外，大部分旋转气体的温度都在100 K以上，这与典型的低质量吸积盘明显不同。此外，我们解决了一个中心的双瓣厘米连续结构垂直于旋转。我们认为这是一个电离的，光学厚喷流。
2007-12-04 astro-ph
The Circumstellar Environment of High Mass Protostellar Objects. III Evidence of Infall?
结果提出了一个分子线调查，以寻找对77 - 850微米的连续源的光谱特征，被认为是候选人的高质量的原恒星物体。对每个源观察到多达六种不同的跃迁，HCO+ 1-0、3-2和4-3，H2 CO 2_12-1_11，N2 H+和H13 CO + 3-2。在850微米发射的峰值附近，N2 H+通常很强，峰值天线温度约为1.5K，典型线宽约为2km/s。N2 H+和H13 CO+排放的速度和速度宽度之间的良好一致性表明，这两种物质都在追踪源中的类似物质。相对于N2 H+的速度，在HCO+ 1-0和H2 CO跃迁中都存在统计上显著过量的蓝色不对称线轮廓。这种过剩达到了类似于低质量原恒星样本的水平，并表明这些高质量源周围的物质正在下落。我们确定了22个有前途的候选人，其中至少有一个蓝色的不对称线轮廓，没有红色的不对称轮廓的下落源。据估计，其下落速度在0.1 km/s至1 km/s之间，隐含的质量吸积率在2x 10 ^{-4} Msol/yr至10^{-3}Msol/yr之间。
2005-08-03 astro-ph
From Pre-Stellar Cores to Protostars: The Initial Conditions of Star Formation
在过去的十年里，我们对低质量恒星形成的最早阶段的观测理解取得了重大进展。JCMT和IRAM 30米MRT等大型射电望远镜上灵敏接收器的出现，导致在主要吸积阶段开始时识别出年轻的原恒星（“0级”天体），并首次使探测塌缩前核心的内部密度结构成为可能。0级天体的特征是在亚毫米波长下强烈的、集中的尘埃连续辐射，10微米的辐射短，以及强大的喷流。其中有几个星系已经观测到引力坍缩的直接证据。它们被解释为吸积的原恒星，尚未积累其最终恒星质量的大部分。与原恒星相反，前恒星的核心有平坦的内部密度分布，这表明快速原恒星坍缩的初始条件有时会显着偏离奇异的等温球。在非奇异初始条件的情况下，原恒星演化的开始预计会有一个短暂的剧烈吸积/抛射阶段，这可能与0类天体相吻合。此外，对蛇夫座和巨蛇座等多个恒星形成区的亚毫米连续成像调查显示，嵌入星团中的每颗恒星都是由有限的质量库建造的，相关的IMF主要是在恒星演化的前阶段确定的。
1999-03-18 astro-ph
Structure and dynamics of the class I young stellar object L1489 IRS
我们调查的速度在低质量的原恒星L1489 IRS，这是已知的嵌入在一个扁平的，盘状的结构，显示了既下跌和旋转的过渡。我们构建了一个模型，L1489 IRS包括一个扁平的信封和速度场，可以从纯降落到纯旋转。我们获得最佳拟合参数相比，从文献中的24个分子跃迁，并使用分子激发代码和Voronoi优化算法。我们用现有的毫米波干涉观测、近红外散射光成像和12 CO振转谱线对该模型进行了检验，发现L1489 IRS的中心恒星质量为1.3 M $_\odot$，被0.10 M的$_\odot$扁平包层所包围，其标度高度h \approx为0.57 R，倾斜角为74 \circ。速度场强烈地受旋转支配，速度矢量与方位角方向成15^ \circ角。要重现低激发跃迁，需要适当地包括L1489 IRS以东的无星核心1'（8400 AU）的发射和吸收，这意味着L1489 IRS部分位于该核心之后。我们推测，L1489 IRS最初形成于更靠近该核心的中心，但在过去的几个10^5年中迁移到了现在的位置，这与它们0.4 kms-1的径向速度差一致。这表明L1489 IRS的不寻常外观可能是它迁移的结果，如果它仍然被扩展的云核包围，它将看起来像一个“正常”的嵌入式原恒星。相反，我们假设嵌入式原恒星的内部信封类似于L1489 IRS周围的旋转结构。
2006-10-23 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
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
On the Formation of Massive Primordial Stars
我们调查的形成，通过吸积的大规模的原始原恒星在10至300 Msun的范围。模型中使用的高吸积速率（4.4 x 10^{-3} Msun/yr）导致其结构和演化与现今的原恒星和原始零年龄主序星都有显著的不同。在半径的初始扩张（< 12 Msun）之后，原恒星经历了一个扩展的收缩阶段（高达60 Msun）。在大部分的吸积阶段，恒星表面是不可见的，因为光球层是在下降的包层中形成的。此外，重要的核燃烧不会发生，直到原恒星质量约80 Msun。当内部光度接近爱丁顿光度时，原恒星半径迅速扩大，在100 Msun左右达到最大值。表面层电离的变化会引起第二阶段的收缩，当恒星质量达到约300 Msun时，由于辐射压而最终膨胀。这种膨胀可能标志着主吸积阶段的结束，从而为在这些条件下形成的原恒星质量设定了上限。
2001-09-21 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation. III. Models of the Submillimeter Dust Continuum Emission from Class 0 Protostars
用一维辐射转移程序模拟了在850和450微米用SCUBA映射的7个0类源。建模考虑到加热从内部的原恒星，加热从ISRF，现实的光束效果，斩波模型的归一化强度分布和光谱能量分布。幂律密度模型n（r）~ r^{-p}适合所有的源;最佳拟合值大多为p = 1.8 +/- 0.1，但具有非球面发射轮廓的两个源具有较低的值（p ~ 1.1）。包括所有来源，<p>= 1.63 +/- 0.33。基于对最佳拟合p对其他输入参数变化的敏感性的研究，包络模型p的不确定性为Δp = +/- 0.2。如果未解析的源（例如，在这种极端情况下，p降低，Δp = ^{+0.2}_{-0.6}。该模型允许确定的内部光度（< L_{int} >= 4.0 \lsun）的中央原恒星，以及一个特征尘埃温度的质量测定（< T_{iso} >= 13.8 +/- 2.4 K）。我们发现，从ISRF加热强烈影响的尘埃温度分布和归一化强度分布的形状，但没有强烈的贡献0类源的整体测辐射光度。几乎没有证据表明尘埃不透明度随与中心源距离的变化而变化。这些数据很好地拟合了带有冰帽的凝结尘埃颗粒的尘埃不透明度（Ossenkopf & Henning 1994）。由内向外坍缩模型（Shu 1977）得到的密度分布与数据拟合得不好，除非将坍缩半径设置得很小，使密度接近幂律。
2002-04-01 astro-ph
The effect of a finite mass reservoir on the collapse of spherical isothermal clouds and the evolution of protostellar accretion
出于最近的观测，检测无星核心的外边界，并在0类和I类原恒星阶段随时间变化的质量吸积的证据，我们重新审视的情况下，球形等温崩溃的情况下，一个有限的质量水库。核边界的存在导致产生向内传播的稀疏波。这使气体密度分布从r^{-2}变陡到r^{-3}或更陡。在原恒星形成后，质量吸积率\dot{M}经历了三个不同的阶段：（1）\dot{M}下降的早期阶段，这是由于星前阶段的空间不均匀性引起的非自相似效应;（2）对于大核，由自相似密度轮廓外部的下降引起的接近常数的中间阶段;（3）当吸积从受向内传播的稀疏波影响的区域发生时，\dot{M}快速下降的晚期阶段。我们的小到中等大小的模型云从上述阶段（1）直接过渡到阶段（3）。第一阶段和第二阶段的特征都是测热光度L_bol在时间上增加，而L_bol在第三（最终）阶段中减小。我们确定的时间增加L_bol的0类阶段，后期的终端吸积和减少L_bol的I类阶段。L_bol的峰值对应于50% \pm 10%的云质量被原恒星吸积的演化时间。这与Andre等人（1993）提出的分类方案一致。我们展示了我们的结果可以用来解释轨道的信封质量M_env与L_bol的原恒星在金牛座和蛇夫座。我们还开发了一个分析的形式主义，再现原恒星吸积率。
2005-04-03 astro-ph
The dynamical influence of cooling in the envelope of prestellar and protostellar cores
我们计算了由外部压力缓慢增加引发的球形坍缩的数值模拟。我们比较等温模型的模型，包括一个简单的，但自洽的处理气体，晶粒和辐射场温度之间的耦合冷却。流体静力学平衡似乎保持过去的边缘稳定状态，直到崩溃的进行。坍缩前的最后一个流体静力状态，由于气体、颗粒和辐射场之间的耦合增强，中心气体温度较低。这导致在包封体的大部分中的压力梯度稍微较低，因此包封体比等温情况稍微更延伸。由于坍缩对这些初始条件的敏感性，在冷却的情况下，包层中的原恒星下落速度要慢得多。我们的模型还计算了辐射转移和一个相当大的化学网络耦合到气体动力学。然而，我们注意到CO的稳态化学吸附足以提供气体的精确冷却功能。这证明了使用后处理技术来解释观察到的分子的丰度是合理的。现有的观测结果对0级原恒星IRAM 04191+1522的运动学和温度分布提出了非常严格的限制。我们发现，等温模型无法解释观察到的最里面的缓慢的下落运动，即使与最流体静力学的初始条件。相比之下，冷却模型再现了从观测中推断的温度分布的一般形状，并且与3000 AU内部的下落签名更好地吻合。
2005-08-05 astro-ph
