The direction of outflows from filaments : constraints on core formation
内容：一般认为，从YSO流出的气流被引导靠近其旋转轴（即沿着其角动量矢量并垂直于任何伴随的吸积盘）。许多YSO是由密集的星前核心嵌入在细丝中形成的，因此流出物和细丝的相对取向可能会对核心形成的动力学产生有用的约束。目的：我们探索这种可能性，从它可能告诉我们的角度关于角动量传递到一个核心形成的细丝。我们要强调的是，我们在这里并不是在讨论暗条和外流与主导磁场方向的关系问题，尽管这显然也是一个有趣的问题。结果如下：使用有限的数据，并忽略任何可能的选择效应或附近的流出之间的相关性，我们推断，所观察到的流出有一种趋势，是正交的细丝，包含其驱动源。具体而言，在细丝和流出方向明确的情况下，我们从统计学上推断，72%的流出在与细丝正交的$45^{\rm o}$内，只有28%在与细丝平行的$45^{\rm o}$内。结论：这表明，星前核心产生的YSO驱动所观察到的外流有角动量，这是近似正交的细丝的核心形成。我们简要地讨论了这两个建议的核心形成机制的影响。
2008-06-12 astro-ph
High Angular Resolution, Sensitive CS J=2-1 and J=3-2 Imaging of the Protostar L1551 NE: Evidence for Outflow-Triggered Star Formation ?
介绍了利用野边山毫米波天线阵对金牛座分子云中第二亮原恒星L1551 NE的CS（$J=2-1$）和CS（$J=3-2$）辐射进行的高角分辨率和灵敏孔径合成观测。L1551 NE被归类为0级天体，深深嵌入L1551 IRS 5的红移流出波瓣中。先前对L1551 NE区域CS辐射的研究显示，存在着向L1551 IRS 5开放的壳状成分，这似乎是由L1551 IRS 5的外流驱动的上掠壳中的低速激波。在这项研究中，在L1551 NE附近的显著CS排放检测到在东端的后掠壳从$V_{\rm{lsr}}$ = 5.3 km s $^{-1}$到10.1 km s $^{-1}$，和致密气体的总质量估计为0.18 $\pm$ 0.02 $M_\odot$。此外，还成功地揭示了以下新结构：在L1551 NE处有一个尺寸为$\approx$ 1000 AU的致密盘状组件，在L1551 NE周围有一个弧形结构，开口朝向L1551 NE，尺寸为$\sim 5000$ AU，即，弓形激波和致密气体的明显速度梯度，即，沿着L1551 IRS 5的流出轴减速。这些特征表明，CS发射跟踪冲击后的区域，与L1551东北和L1551 IRS 5流出的后掠壳层相互作用的致密气体。由于L1551 NE的年龄与相互作用的时间尺度相当，因此L1551 NE的形成可能是由外流影响引起的。L1551 NE的结构也很紧凑，有一个…
2003-06-04 astro-ph
Rotating molecular outflows: the young T Tauri star in CB26
盘-外流连接被认为在从形成中的原恒星中提取多余的角动量方面起着关键作用。虽然在少数天体中观察到了喷流旋转，但迄今为止还没有明确报道分子流出的旋转。我们报告了在孤立的博克球状体CB 26中对金牛座T星盘系统边缘进行的新的毫米干涉观测。这些观测的目的是研究这个100万年前的低质量年轻恒星天体的盘流出关系。用IRAM PdBI阵列在两种配置下观测1.3mm处的~（12）CO（2-1），得到分辨率为1.5角秒的谱线图。我们使用一个经验参数化的稳态外流模型，结合二维线辐射转移计算和参数空间中的卡方最小化来导出最佳拟合模型并约束外流参数。数据揭示了一个以前未发现的准直双极分子流出的总长度~2000 AU，逃逸垂直于平面的磁盘。我们发现奇特的运动学签名，这表明外流是旋转与磁盘相同的方向。然而，我们不能最终排除射流进动或两个错位的流动作为所观察到的奇特的速度场的可能来源。有间接的迹象表明，嵌入的驱动源是一个双星系统，这与源的年轻，可以提供观察到的外流的运动学特征的线索。CB 26是迄今为止研究分子外流旋转的最有希望的源。假设外流是旋转的，我们计算和比较质量，质量通量，角动量，和角动量通量的磁盘和外流，并得出磁盘分散的时间尺度为0.5…100万年，相当于系统的年龄。
2008-11-24 astro-ph
Directions of Outflows, Disks, Magnetic Fields, and Rotation of YSOs in Collapsing Molecular Cloud Cores
采用高分辨率数值模拟方法研究了缓慢旋转分子云核在磁场作用下的坍缩过程。在崩溃的云核外流形成也遵循。在所检查的模型中，云核和母云刚性旋转，并且最初被均匀的磁场穿过。模拟结果表明，云核沿磁场线坍缩。云核致密区的磁场旋转速度比母云快，这是坍缩过程中中心区域自旋上升的结果。云核表现出显着的旋进的旋转轴，磁场和磁盘的方向，与旋进最高的模型与低初始磁场强度（$\lesssim 20 μ{\rm G}$）。在初始磁场为$\sim 40 μ{\rm G}$的模型中，强磁制动可抑制进动。磁制动从中心区域传递角动量，并对垂直于磁场的角动量分量作用更强。绝热核形成后，流出物沿局部磁场线喷出。与外流相关联的强磁制动导致角动量的方向与局部磁场的方向会聚，从而导致局部磁场、角动量、外流和盘取向在外流形成阶段的会聚。当初始磁场强度为$\sim 20 μ{\rm G}$时，年轻恒星的磁场与母云的磁场倾斜角度不超过$30^\circ$，而当初始磁场强度为$\sim 40 μ{\rm G}$时，年轻恒星的磁场与母云的磁场对齐。
2004-08-04 astro-ph
The high-mass star-forming region IRAS18182-1433
本文介绍了对年轻大质量恒星形成区IRAS 18182 -1433的亚毫米阵1.3mm线阵和连续谱观测结果。这些数据与来自VLA的短间距CO（2-1）观测和SiO（1-0）数据相补充。多个大规模的外流从毫米连续峰发出。CO（2-1）数据揭示了一个由两个90 °倾斜的外流组成的四极外流系统。一个外流表现出一个锥状的红移形态与喷气式蓝移对应的蓝色反锥只能暂时确定。SiO（1-0）数据表明存在第三次外流。分析12 CO/13 CO谱线比率表明，随着速度的增加，CO谱线不透明度降低。其他七种检测到的分子种类-也是高密度示踪剂，如CH 3CN，CH 3OH，HCOOCH 3-都与mm连续峰偏移约1- 2“，但空间上与强烈的分子流出峰和指示热射流的cm发射特征相关。分子线和mm连续发射之间的这种空间位移可能是由于cm特征位置处的未解析子源，或者流出/射流本身改变了核心的化学性质，从而增强了该区域的分子丰度。根据CH 3CN（12_k-11_k）谱线的温度估计，温度约为150 K。对高密度示踪分子的速度分析表明，在给定的空间分辨率下，它们中没有一个显示出与旋转圆盘一致的相干速度结构。我们讨论了这种缺乏旋转签名，并将其归因于内在的困难，从周围的致密气体信封和分子外流观测隔离大规模的吸积盘。
2006-03-30 astro-ph
Dynamics and Energetics of Turbulent, Magnetized Disk Accretion around Black Holes: a First-Principles Approach to Disk-Corona-Outflow Coupling
我们提出了一个解析描述的湍流，磁流体磁盘吸积周围的黑洞，具体解决径向和垂直之间的关系，运输，从而补充和扩展数值模拟。磁应力的方位角-垂直分量是理解盘-日冕-外流耦合的基础：当它对驱动盘中的角动量传输和质量吸积很重要时，它也对盘-日冕-外流能量预算有重要影响。由这一项与开普勒速度的乘积导出的坡印廷通量支配着进入日冕的坡印廷通量。日冕阿尔芬速度与开普勒速度之比是一个重要的参数。如果这个参数大于1，那么能量显著的风和坡印廷通量进入日冕发生。然而，当该参数远小于1时，可能发生显著的影响。一个极限解描述了角动量传输仅由垂直方位应力的情况，其特征是所有的吸积功率都被引导到风中，其中一些将在日冕中消散。更现实的解决方案，其中有径向和垂直运输的角动量将有不同的分数吸积功率发出的磁盘和日冕。这些结果对现有的吸积盘理论和我们对黑洞高能辐射和核外流的解释具有重要意义。
2004-02-18 astro-ph
Magnetically Driven Jets in the Kerr Metric
我们计算了一系列的三维广义相对论磁流体动力学模拟的吸积流的克尔度规调查的性质的未绑定的流出，结果。这些外流的整体强度随着黑洞旋转速率的增加而急剧增加，但在所有情况下都发现了一些通用特征。流出物中的质量集中在一个空心圆锥体中，其开口角在很大程度上取决于物质的有效势能，其角动量与最内层稳定圆形轨道的角动量相当。加速物质向外运动的主要力量来自吸积盘日冕的压力。因此，形成流出物的主要元件是离心屏障，其防止增生物质接近旋转轴线。在离心屏障内部，圆锥体包含的物质非常少，并且由电磁场主导，电磁场的旋转速度与黑洞的旋转速度密切相关。这些场携带向外的坡印廷通量，其直接能量来源是克尔黑洞的旋转时空。当黑洞的自旋参数a/M超过~0.9时，这些外流携带到无穷远的能量可以与诺维科夫-索恩模型中预测的标称辐射效率相媲美。类似地，被驱逐的角动量可以与黑洞吸积的角动量相比较。内部电磁部分和外部物质部分都可以以显著的方式对流出的能量和角动量做出贡献。
2005-12-12 astro-ph
Time Variability of Low Angular Momentum Flows Accreting onto Black Holes: A Natural Mechanism For Radiation Flaring
我们目前的结果，从我们的磁流体动力学模拟吸积流到黑洞。我们主要关注的是流入和相关流出之间的相互作用。我们考虑应用这种流动的银河系中心和低光度活动星系核。
2004-09-20 astro-ph
Jet rotation: launching region, angular momentum balance and magnetic properties in the bipolar outflow from RW Aur
使用STIS板上的HST，我们已经获得了光谱图的双极射流从RW Aur。我们在喷流的前300 AU内发现了旋转的特征（1。”（5分）。两个叶片在相同的方向上旋转（即具有不同的螺旋度）。在蓝移（红移）波瓣的对称轴20（30）AU处，环向速度在5 - 30 km/s的范围内，与其他STIS观测和理论模拟一致。旋转的方向是逆时针方向，从蓝色叶尖向下看恒星。旋转在[OI]和[NII]线以及离轴最大采样距离处更明显。我们推导出的质量喷射在观察到的流出的一部分是加速从一个区域内的磁盘约0.5（1.6）天文单位的蓝色（红色）叶的恒星。我们估计，喷流的角动量传输速率可以是通过盘的相关部分传输的估计速率的三分之二或更多。磁性杠杆臂（Alfv`en半径和足点半径之间的比率rA/r 0）在3.5和4.6之间（准确度20-25%），或射血指数$ξ$ = d ln（$\dot{M}_acc$）/ d r在0.025 - 0.046的范围内这些值在模型预测的范围内，并且表明必须在流动的底部提供一些加热。我们还导出了观测位置上的磁场的环向分量和极向分量的比值B_phi / B_p。在离红叶轴30 AU处，B_phi / B_p = 3.8 ± 1.1;在离蓝叶轴20 AU处，B_phi / B_p =-8.9 ± 2.7。磁准直模型预测，环向分量占主导地位。
2004-11-04 astro-ph
On the nature of outflows in intermediate-mass protostars: a case study of IRAS 20050+2720
上下文这是一系列论文中的第三篇，致力于详细研究和高角分辨率的中等质量分子流出及其动力源。目标。本文的目的是研究中等质量的YSO IRAS 20050+2720及其分子外流，并将这一结果和以前研究的来源放在中等质量恒星形成的背景下。方法.我们进行了7 mm连续发射的VLA观测，以及2.7 mm连续发射、CO（1-0）、C18 O（1-0）和HC 3 N（12-11）的OVRO观测，以将核心映射到IRAS 20050+2720。观测的高角分辨率使我们能够推导出尘埃排放、分子流出和致密的原恒星包层的性质。通过将此源添加到流出的中等质量原恒星的样本中，我们将它们的性质和演化与较低质量的原恒星进行了比较。结果2.7mm连续发射已被分解为三个源，标记为OVRO 1，OVRO 2和OVRO 3。其中两个，OVRO 1和OVRO 2，也被检测到在7毫米。OVRO 3，这是靠近C18 O的排放峰值，可能与红外天文台20050+2720。根据尘埃连续体排放量估计，OVRO 1的源质量为6.5 Msun，OVRO 2为1.8 Msun，OVRO 3为1.3 Msun。CO（1-0）的排放在OVRO视野内追踪到两个双极流出，一个大致东西向的双极流出，标记为A，由中等质量源OVRO 1驱动，另一个东北-西南向的双极流出，标记为B，可能由OVRO 1周围的星周包层中吞没的YSO提供动力。
2007-12-11 astro-ph
Mapping the Outflow from G5.89-0.39 in SiO(5-4)
我们用亚毫米阵列以2”.8 × 1”.8角分辨率在1.3 mm连续谱、SiO（5-4）和其它8条分子谱线上绘制了超紧凑HII区G5.89-0.39及其周围分子的图。我们已经解决了第一次在这个地区的高能分子外流。在此分辨率下，流出肯定是双极的，似乎起源于1.3 mm的连续源。连续谱源的峰值位于HII区的中心。流出的轴与最近发现的O 5V恒星一致。
2004-03-22 astro-ph
Collapse of Rotating Magnetized Molecular Cloud Cores and Mass Outflows
用轴对称磁流体动力学（MHD）方法研究了旋转磁化分子云核的坍缩。由于星际气体状态方程的改变，分子云核在坍缩过程中经历了几个不同的阶段。在等温逃逸坍缩（$n \lesssim 10^{10}{\rm H_2 cm}^{-3}$）中，形成了一个伪盘，并继续收缩，直到在中心形成不透明的核。在这个圆盘中，出现了许多MHD快激波对和慢激波对，它们在圆盘上交错运行。当状态方程变硬后，绝热核形成，绝热核被径向向外的吸积激波阵面与等温收缩的赝盘分开。在磁张力的作用下，角动量从圆盘中平面转移到表面。在表面附近具有多余角动量的气体最终被喷出，这解释了分子双极流出。观察到两种类型的流出。当极向磁场很强时（磁能与热能相当），形成U形外流，其中快速运动的气体被限制在形状看起来像大写字母U的壁面上。另一种是湍流外流，其中磁场线和速度场是随机取向的。在这种情况下，湍流气体几乎垂直地从圆盘中移出。连续的质量吸积导致第一核的准静态收缩。随后由于第一个核心中H $_2$的解离而发生第二次塌陷。最后，另一个准静态核又由氢原子形成（第二个核）。发现在第二个原子核周围有另一个喷流，这似乎与光学喷流或快速中性风相对应。
2001-05-30 astro-ph
Molecular line study of the very young protostar IRAM 04191 in Taurus: Infall, rotation, and outflow
我们提出了一个详细的毫米线研究的低光度0级原恒星IRAM 04191+1522在金牛座分子云的拱星环境。新的线观测表明，~14000 AU半径的原恒星包层正在经历扩展的下降和快速，差异旋转。多跃迁CS和C34 S图的辐射转移模型表明，在r ~ 1500 AU时，下落速度v_inf ~ 0.15 km/s，在r ~ 11000 AU时，v_inf ~ 0.1 km/s，旋转角速度Ω ~ 3.9 x 10^{-13} rad/s，当半径超过3500天文单位时，其值急剧下降，在11000天文单位时下降到Ω ~ 1.5-3 x 10^{-14} rad/s。因此，两个不同的区域，它们的下沉和旋转特性都不同，似乎很突出：包层的内部（r ~< 2000-4000 AU）正在快速坍缩和旋转，而外部只经历适度的下沉/收缩和较慢的旋转。这些对比的特点表明，角动量是保守的崩溃的内部区域，但有效地消散，由于磁制动在缓慢收缩的外部区域。我们建议，内信封是在从周围的云解耦的过程中，对应于有效的质量库（~0.5 M太阳）的中央恒星正在建设。与金牛座其他天体的旋转特性比较表明，IRAM 04191正处于一个关键阶段，介于由磁制动强制执行的恒定角速度的星前区域和几乎守恒角动量的动态原恒星区域之间。因此，我们得出的内部IRAM 04191信封的旋转速度配置文件应该设置一些约束角动量的分布上的规模外太阳系在发病的原恒…
2002-07-12 astro-ph
Evolution of Angular Momentum Distribution during Star Formation
如果分子云核心的角动量在恒星形成过程中是守恒的，那么新生恒星的旋转速度将远远超过其裂变速度。这就构成了新生恒星的角动量问题。本文用轴对称磁流体力学方法研究了旋转磁化云团收缩过程中的角动量转移。由于嵌套网格方法覆盖的动态范围大，云的结构范围从10 AU到0.1 pc的探索。首先，云发生逃逸坍缩，在垂直于磁场的方向上形成一个圆盘，圆盘的中心密度在有限的时间尺度内大大增加。在这个阶段，盘的比角动量j减小到初始云的$\simeq 1/3$。当圆盘的中心密度超过$\sim 10^{10}{\rm cm}^{-3}$时，就形成了对中心物体的撞击。在这个吸积阶段，旋转运动和因此的环形磁场驱动外流。中心物体的角动量通过外流以及磁应力的作用有效地传递。在地核形成后7000年，中心$0.17M_\odot$的比角动量从初始值减小了10^{-4}倍（即从$10^{20}{\rm cm^2 s^{-1}}$减小到$10^{16}{\rm cm^2 s^{-1}}$）。
1999-11-10 astro-ph
A High Resolution Radio Survey of Class I Protostars
我们报告的调查结果，低质量的I类原恒星在厘米连续。在最初的调查中，金牛座恒星形成中的七个源被VLA以0``.25分辨率观测到。所有七个源驱动CO流出，并在光学或近红外波段显示赫比格-哈罗流。探测到了4/7个源，其中两个是在非常低光度系统中的新发现，一个是迄今为止在cm连续统中探测到的最低光度系统。值得注意的是，三个源没有检测到的3 σ极限为0.10毫焦耳/梁，这表明，显着的厘米连续发射是不是一个普遍的功能，I类系统的流出活动。随后的观测HH 30，一个更先进的II类系统，发现没有发射到0.03 mJy/梁的3 σ极限。与近红外数据比较后，我们建议，检测到的系统的区别特征是一个相对较高的电离分数在恒星风。外流的时间变化也可能起作用。一个相对明亮的光源，IRAS 04016+2610（L1489 IRS），在2厘米和3.5厘米处清晰地分辨为0 ".4刻度。用MERLIN进行的后续成像没有用0.04光束探测到这个源，这表明无线电发射是在半径约为25 au的区域中产生的，这与从近红外数据模型推断的双极腔的半径大致相似。这个系统的解释是复杂的四极外流的存在，我们最初通过偏振成像检测。我们提出了一个近红外H2图像中，在二次外流的弓形激波是清楚地看到。这种复杂的结构可能是由两颗原恒星之间的引力相互作用造成的。
2000-10-20 astro-ph
Associations of water and methanol masers at milli-arcsec angular resolution in two high-mass young stellar objects
以往对大质量恒星形成区（SFR）分子脉泽的高角分辨率（<0.1角秒）研究主要集中在水或甲醇脉泽上。虽然高角分辨率观测已经澄清，水脉泽起源于与原恒星喷流有关的冲击，不同的环境已经提出了几个来源来解释甲醇脉泽的起源。本文的目的是研究SFR中甲醇脉泽诞生地的性质以及同一年轻天体中水和甲醇脉泽发射之间的联系。利用相位参考甚长基线干涉仪（VLBI）对两个大质量SFR（SH 2-255 IR和AFGL 5142）的水和甲醇脉泽进行了观测。在Sh 2-255中，红外水脉泽沿1-10角秒角尺度上观察到的分子外流方向排列，可能跟踪从盘状大气中出现的盘风。在AFGL 5142中，水脉泽追踪原恒星喷流底部的膨胀，而甲醇脉泽更可能追踪的是下落而不是流出的气体。AFGL 5142的结果表明，水和甲醇脉泽跟踪不同的运动学结构的拱星气体。
2006-10-16 astro-ph
