The circumstellar envelope of IRC+10216 from milli-arcsecond to arcmin scales
目的：对富碳恒星IRC+10216的最内部区域及其星周包层的外层进行了分析，以限制其质量损失历史。研究方法：分析了近红外自适应光学的高动态范围和利用VLT/NACO和FORS 1高角分辨率采集的IRC+10216星周包络深V波段图像。结果：从近红外观测，我们提出了亚弧秒结构，或团块，在最里面的区域的地图。发现这些团块的形态从J-带到L-带有很大差异。它们的相对运动似乎比早期的研究中提出的要复杂：它们可以是弱加速的，有一个恒定的速度，甚至相对于彼此是静止的。从V波段成像，我们提出了一个高空间分辨率的IRC+10216外层的壳分布图。壳层在距离星云核心约90“的范围内被分辨得很好，其中大部分似乎是由较薄的细长壳层组成。最后，通过结合NACO和FORS 1的图像，一个全局视图，显示了星云的扩展层和双极核心以及内部团块的真实大小。结论：这项研究证实了IRC+10216星周环境的相当复杂的性质。特别是，在不同的空间尺度上共存的结构具有非常不同的形态（团块，双极性，几乎是球形的外层）是非常令人费解的。这证实了AGB风的形成远比当前模型中通常假设的要复杂得多。
2007-03-15 astro-ph
VLBI Observations of Water Masers in the Circumstellar Envelope of IRC+60169
利用日本VLBI观测网对AGB星IRC+60169周围的水脉泽进行了四个历元的观测。脉泽特征的分布仅限于厚壳层区域，在半径为25质量和120质量时，该区域的内、外膨胀速度分别为7 km/s和14 km/s。红移特征的分布呈现环状结构，其直径为30质量，对应于微波激射器壳层的内径。这意味着恒星周围的致密气体掩盖了红移的辐射。虽然脉泽特征的位置-径向速度图与球壳模型一致，但相对自行并不表明壳的膨胀运动。发现了水脉泽斑的一个显著性质，即可能存在着水脉泽斑的排列模式的周期性变化。
2002-08-21 astro-ph
The distribution of SiO in the circumstellar envelope around IRC+10216
本文介绍了利用亚毫米波天线阵对碳星IRC+10216周围SiOJ =5-4星周谱线辐射的新的干涉观测结果。通过多跃迁单碟观测，包括振转跃迁的红外观测，详细的辐射转移模型表明，在包层的内部，大约3-8个恒星半径之间，SiO的丰度分数高达1.5E-6。这比富碳环境中平衡恒星大气化学预测的高出一个数量级以上，表明了非LTE化学过程的重要性。除了紧凑的组成部分，空间上更广泛的（2.4E16厘米）低丰度（1.7E-7）的区域是必需的，以适应观测。这表明大多数SiO分子有效地吸积到内风中的尘埃颗粒上，而剩余的气相分子最终在更大的距离处被光解离。在观测到的vibrium中发现了偏离平稳风的证据，表明在对应于大约200年时间尺度的角尺度上密度变化为2至5倍。此外，约束的速度结构的风。
2006-05-19 astro-ph
Detection of Vibrationally Excited CO in IRC+10216
利用亚毫米波阵，我们探测到CO第一振动激发态到极端碳星IRC+10216（CW Leo）的J=3-2和2-1转动跃迁。辐射在空间上仍然是不可分辨的，角分辨率为~2”，并且考虑到这些谱线起源于基态以上~3100 K的能级，几乎可以肯定起源于靠近恒星光球的一个小得多的区域（~10^{14} cm）。谱线的热激发需要约10^{9} cm^{-3}的气体密度，这比基于IRC+10216内部尘埃壳的先前红外观测和模型的预期气体密度高出约一个数量级。
2008-11-28 astro-ph
Oxygen Chemistry in the Circumstellar Envelope of the Carbon-Rich Star IRC+10216
本文研究了IRC+10216星周壳层中富碳氧的化学性质。最近发现的含氧物种（水，羟基自由基和甲醛）对这个来源的挑战，我们目前的理解富碳拱星信封的化学。围绕恒星的冰彗星或铁颗粒表面的催化作用的存在被用来解释这种意想不到的物种的存在。这项详细的研究旨在评估的机会，生产含O的物种在富碳拱星信封只有气相化学反应。对于内部的热包层，它表明，虽然大部分的氧被锁定在CO附近的光球（如预期的C/O比大于1），一些恒星半径远的物种，如H2O和CO2的热化学平衡的假设下有很大的丰度。它还显示了如何非LTE化学非常困难的CO-->H2O，CO2转化预测LTE。关于化学在外部和较冷的信封，我们表明，甲醛可以通过气相反应形成。然而，为了形成水蒸气，必须包括具有相当高的速率常数的原子氧和分子氢之间的辐射缔合。化学模型解释了HCO+的存在，并预测了SO和H2 CS的存在（已在即将发表的3 mm线调查中检测到）。我们用非局域辐射转移模型模拟了H_2CO、H_2O、HCO+、SO和H_2CS的谱线分布，并用化学模型预测了它们的丰度分布。结果与观测结果进行了比较和讨论。
2006-05-25 astro-ph
Water vapor emission from IRC+10216 and other carbon-rich stars: model predictions and prospects for multitransition observations
我们模拟了极端富碳恒星IRC+10216的H2O旋转线发射。我们的治疗的激发H2O排放考虑到H2O的激发都通过碰撞，并通过抽运的nu 2和nu 3振动状态的尘埃排放和随后的衰变到基态。无论水分子的空间分布如何，亚毫米波天文卫星（SWAS）观测到的557 GHz处的H2O 1_{10}-1_01}谱线主要是通过尘埃发射的nu 2波段6 $μ$ m处光子的吸收来泵浦的。正如之前的作者所指出的，辐射泵浦的加入降低了解释557 GHz发射所需的邻位H2O丰度，如果H2O的存在是轨道彗星蒸发或费托催化的结果，则其丰度为（0.5-1）x10^{-7}。预测的其他亚毫米H2O线，可以观察到的赫歇尔空间天文台（HSO）的报告。多重跃迁HSO观测有望揭示星周水蒸气的空间分布，区分IRC+10216包络中H2O蒸气起源的几种假设。对于HSO的观测，H2O 1_{10}-1_01} 557 GHz谱线在寻找其它富C AGB星中的H2O时具有最高的灵敏度。
2007-10-08 astro-ph
Molecular shells in IRC+10216: Evidence for non-isotropic and episodic mass loss enhancement
我们报告了IRC+10216富碳拱星包层中氰基聚炔分子HC $_3$ N和HC $_5$ N的高角分辨率VLA观测结果。所观察到的低洼旋转过渡跟踪一个更广泛的发射区域比以前的观察在更高的频率过渡。我们解决了中空准球形分布的分子排放到一些cluquillary壳。这些分子壳在空间上与IRC+10216信封的深层光学图像中看到的尘埃弧相吻合，使我们能够首次研究这些特征的运动学。我们发现，分子和尘埃壳层代表了相同的密度增强的信封中分离的时间由$\sim$ 120至$\sim$ 360 yrs.From的角尺寸和速度传播的壳，我们估计，每个壳层通常覆盖约10%的恒星表面在喷射时。贝壳在空间上的分布似乎是随机的。HC $_3$ N和HC $_5$ N排放量之间的良好空间对应性与最近的化学模型定性一致，该模型考虑了密度增强壳层的存在。然而，氰基聚炔分子的广泛空间分布将需要对其形成进行进一步研究。
2007-12-11 astro-ph
Arcsecond-resolution 12CO mapping of the yellow hypergiants IRC +10420 and AFGL 2343
IRC +10420和AFGL 2343是唯一的已知黄超巨星（YHG），具有较重的星周包层（CSE）。我们的目标是研究的形态，特殊的运动学，和激发条件的CSE，和质量损失过程的影响。我们用IRAM Plateau de Bure干涉仪和30米望远镜对这些YHG的~（12）CO J=2-1和1-0发射进行了测绘。我们开发LVG模型，以分析其拱星特性。地图显示，两个CSE的整体形状近似为球形，尽管它们也揭示了一些非球面特征。IRC +10420周围的CSE显示了围绕明亮内部区域的圆形扩展光晕，两个组件都呈现非球面特征。它在中心处呈现亮度最小值。AFGL 2343周围的包层是一个分离的壳层，呈球形对称，亮度约为最大亮度的15%。包层以每秒35公里的速度各向同性膨胀，比AGB恒星周围的典型CSE快两到三倍。IRC +10420中最内层区域的温度较高（~ 200 K），而AFGL 2343中的气体密度较高且温度较低（~ 30 K）。在这些YHG的质量损失过程已被发现是相似的。推导出的质量损失率（~ 10 E-4 - 10 E-3 Msun/yr）远高于AGB星的质量损失率，并且在~ 1000 yr的时间尺度上存在显著的变化。
2007-02-15 astro-ph
The chemical composition of the circumstellar envelopes around yellow hypergiant stars
黄色超巨星（YHG）是非常明亮和巨大的天体，其一般性质知之甚少。只有两颗这样的恒星显示出巨大的星周包层，IRC+10420和AFGL 2343。我们的目标是研究这两个源周围的拱星信封的化学，通过与著名的AGB星和原行星状星云。我们还估计了所观察到的分子物种的丰度。我们已经进行了单碟观察不同的转变为12个分子物种。我们比较了AFGL 2343和IRC+10420与富O和富C的AGB星和原行星状星云的分子跃迁强度和估计丰度的比值。YHG AFGL 2343和IRC+10420都被发现具有类似于富氧AGB星的富氧化学，尽管AFGL 2343的大多数分子的发射与13CO线相比相对较弱。当我们比较根据距离校正的谱线强度和YHG中分别非常强和非常宽的谱线宽度时，与其他演化源出现了明显的差异。IRC+10420的丰度与AGB星一致，但AFGL 2343的丰度一般都很低，除了13CO。AFGL 2343中这种明显低的分子丰度可能是由于这些分子仅存在于质量相对较低的壳的内部区域。
2007-06-12 astro-ph
VLA Observations of HI in the Circumstellar Envelopes of AGB Stars
我们提出了一个VLA搜索的结果HI发射的拱星信封附近的五个AGB星：RS Cnc，IRC+10216，EP Aqr，R Cas，和R Aqr。我们已经检测到发射符合RS Cnc的位置和速度，这意味着发射来自其扩展的信封。对于R Cas，我们检测到微弱的发射，峰值在恒星系统速度和重叠的位置，其拱星尘埃壳，因此可能是有关的恒星。对于IRC+10216和EP Aqr，我们检测到多个弧分尺度的HI发射特征，其速度与拱星包络一致，但在空间上偏离恒星位置;在这些情况下，我们无法明确确定发射是否与恒星有关。在IRC+10216的情况下，我们无法确认在Le Bertre和Gerard先前报告的宇宙背景下吸收HI的检测。我们在1.4 GHz连续谱中探测到了第五个目标，R Aqr（一个共生双星）。
2006-12-18 astro-ph
ASTE Observations of Warm Gas in Low-mass Protostellar Envelopes: Different Kinematics between Submillimeter and Millimeter Lines
利用ASTE望远镜，我们在亚毫米CS（$J$ =7- 6）和HCN（$J$ =4- 3）谱线上对L483、B335和L723周围的三个低质量原恒星包层进行了观测。我们检测到CS和HCN线对所有的目标，和典型的CS强度（$\sim$ 1.0 K的T $_{B}$）是两倍高于HCN线。对L483在这些谱线上的测绘观测表明，低质量原恒星包层中的亚毫米波辐射被分辨出来，显示出从中央原恒星向西的延伸，解卷积后的大小为$\sim$ 5500 AU $\times$ 3700 AU（P.A. = 78 $^{\circ}$）。L483的亚毫米波辐射范围意味着在距离中心原恒星4000 AU处存在较高温度（$\gtrsim$ 40 K）的气体，这表明我们需要考虑二维辐射转移模型，该模型具有扁平的盘状包层和双极腔，以解释低质量原恒星包层内的温度结构。L483和B335中这些亚毫米波谱线的位置-速度图显示出与先前毫米波观测中发现的不同的速度梯度。特别是，沿着相关分子流出的轴，由亚毫米线追踪的速度梯度的方向与L483和B335中的毫米观测或相关分子流出的方向相反。我们认为，膨胀的气体运动在表面的扁平盘状信封周围的原恒星，这是直接从中央恒星照射，是所观察到的亚毫米波速度结构的起源。
2006-08-04 astro-ph
The structure of protostellar envelopes derived from submillimeter continuum images
使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA亚毫米相机，对金牛座和英仙座恒星形成区8颗年轻原恒星的包层发射的亚毫米尘埃进行了高动态范围成像。良好的对应关系的光谱分类的原恒星和它们的尘埃排放的空间分布的观察，在这个意义上说，那些具有较冷的光谱能量分布也有一个更大的部分的亚毫米波通量起源于一个扩展的信封相比，磁盘。这是因为冷源有更大质量的包层，而不是温暖的源有更大的盘。尘埃辐射的方位平均径向廓线被用来导出包络密度分布的幂律指数p（由与r^-p成比例的ρ定义），并且发现大多数源的p值与云坍缩模型预测的值一致。然而，在我们的样本中，最年轻的原恒星，L1527和HH 211-mm，偏离理论预测显着，表现出的p值有点低于可以占现有的模型。对于L1527，激波对包层的加热，其中外流冲击周围介质，可以解释我们的结果。对于HH 211-mm，需要另一种解释，一种可能性是磁场和/或湍流在外壳中保持了较浅的密度分布。如果是这样的话，恒星的形成必须由支撑物从云中消失的速率决定，而不是由包层的流体动力学性质决定，比如声速。
1999-09-29 astro-ph
High-J v=0 SiS Maser Emission in IRC+10216: A New Case of Infrared Overlaps
本文报道了在Si S的v=0振动态向富C星IRC+10216的J=11-10、J=14-13和J=15-14跃迁中首次探测到脉泽辐射。这些脉泽似乎产生于恒星和内部尘埃形成带之间的非常不均匀的区域，位于5-7 R*，膨胀速度低于10 km/s。我们解释的泵送机制，由于重叠之间的v=1-0振转线的SiS和中红外线的C2 H2，HCN和它们的13 C同位素。大量的重叠表明存在强脉泽高J v=0和v=1的硅过渡，位于亚毫米范围。此外，它可能会发现几个旋转线的SiS同位素显示脉泽发射。
2007-10-09 astro-ph
Hydrocarbon anions in interstellar clouds and circumstellar envelopes
最近在星际介质中发现的碳氢阴离子C6 H-使我们开始研究碳氢阴离子在各种星际和星周环境中的合成。我们发现，阴离子/中性丰度比可以是相当大的，在至少百分之几的顺序，一旦中性有超过五个碳原子。详细的模拟表明，IRC+10216和TMC-1中观察到的C6 H-柱密度可以重现。我们的计算还预测，其他碳氢化合物阴离子，如C4 H-和C8 H-，是可行的候选人在IRC+10216，TMC-1和光子为主的地区，如马头星云检测。
2007-05-07 astro-ph
Dust temperature and density profiles of AGB and post-AGB stars from mid-infrared observations
报道了在智利ESO的La Silla天文台获得的AGB和AGB后碳星（V Hya，IRC +10216，CIT 6和Roberts 22）样品的第一张中红外图像。CIT 6在9.7 $μ$ m的图像中清晰可见彗星状特征，Roberts 22显示在东北方向略微拉长的包络，而V Hya和IRC+10216的图像大致呈球对称。利用反演技术，尘埃的发射率是从观测到的强度轮廓，允许确定的颗粒温度和密度分布的信封内的这些恒星。对V Hya和IRC +10216的尘埃质量和质量损失率进行了估计。如果尘埃颗粒的尺寸在$\sim$ 0.01 - 0.2 $μ$ m的范围内，我们的结果与以前的研究结果相当。彩色地图表明，尘埃包层中心区域存在温度不均匀性。在V Hya的情况下，一个偏心的热点，其方向与以前在[SII]发射中看到的射流一致，表明我们正在观察在以前的质量损失事件中喷射的物质。在Roberts 22和IRC +10216的彩色图中可以清楚地看到双极叶。
2004-11-28 astro-ph
A Detailed Analysis of the Dust Formation Zone of IRC+10216 Derived from Mid-IR Bands of C2H2 and HCN
对IRC+10216进行了光谱测量，测量范围为11 ~ 14 μ m，光谱分辨率约为4 km/s。我们已经确定了森林线在六个波段的C2 H2涉及的振动状态从地面到3 nu 5和两个波段的HCN，涉及的振动状态从地面到2nu 2。在H13 CCH和H13 CN中也观察到这些跃迁中的一些。我们估计的动力学，振动，和旋转温度，和C2 H2和HCN的丰度和柱密度之间的1和300 R*（1.5E16厘米）通过拟合约300这些振转线。这个包层可以分为三个区域，其边界分别为0.019弧秒（恒星光球层）、0.1弧秒（内部尘埃形成区）和0.4弧秒（外部尘埃形成区）。大多数谱线可能需要大的微湍流加宽。导出的C2 H2和HCN的丰度增加的10倍和4倍，分别从最里面的信封向外。C2 H2和HCN的柱密度均为1.6E19 cm^-2。振动状态高达3000 K以上的地面填充，这表明泵浦近红外辐射从恒星和最内层的信封。在LTE下可以考虑低旋转水平，而J>20-30的那些旋转水平不热化。一些谱线需要特殊的分析来处理与其他分子谱线重叠的效应。
2007-10-09 astro-ph
Detection of C5N- and vibrationally excited C6H in IRC +10216
我们报告在富C星IRC +10216的包络中检测到四个系列的谐波相关频率的线：B1389，B1390，B1394和B1401。这四个系列必须来自线性分子，其质量和大小接近C6 H和C5 N。三个系列有半整数旋转量子数，我们将它们分配给C6 H的2Delta和2Sigma振动态在其最低（V_11）弯曲模式。第四个系列，B1389，具有整数J，没有精细或超精细结构的证据;它的旋转常数为1388.860（2）MHz，离心畸变常数为33（1）Hz;它几乎可以肯定是C5 N-阴离子。
2008-10-15 astro-ph
Optical spectrum of the IR-source IRC+10420 in 1992-1996
为了了解奇特的超巨星IRC+10420的演化阶段，我们已经在6米望远镜上拍摄了几年的光谱。从1992年到1996年IRC+10420的光谱表明温度升高：光谱类别A5而不是以前的F8，正如Humpreys等人所指出的那样，（1973年）。现在它类似于晚型B[e]星的光谱。光谱中包含光球层中形成的反射（主要是离子），相对于恒星的质心而言，它显然是静止的，也包含辐射，这些辐射既可以在膨胀的包层中形成，也可以在其压缩区域中形成。利用我们的光谱和Oudmaijer（1995）获得的光谱数据，我们估算了大气参数Teff=8500 K，logg=1.0，Vt= 12 km/s，并得出结论：IRC+10420的金属丰度是太阳的：平均值[（V，Cr，Fe）/H]=-0.03。结合这些结果，我们可以认为IRC+10420是一颗巨大的超巨星，正在向WR阶段演化。
1997-09-17 astro-ph
Tentative detection of phosphine in IRC+10216
用IRAM 30-m望远镜在C星包层IRC+10216中观测到的T_MB = 40 mK的谱线，初步确认了267 GHz的磷化氢（PH 3）的J，K = 1，0 - 0，0转动跃迁。一个辐射转移模型已被用来拟合所观察到的线轮廓。推导出的PH 3相对于H2的丰度为6 x 10^（-9），尽管由于缺乏关于该物种空间分布的知识，它可能具有很大的不确定性。如果我们的鉴定是正确的，这意味着PH 3与该来源中HCP报告的丰度相似，并且这两种分子（HCP和PH 3）共同占据IRC+10216中约5%的磷。PH 3的丰度，因为在这个源中的其他杂质，是不能很好地解释传统的气相LTE和非LTE化学模型，并可能意味着在晶粒表面上形成。
2008-05-28 astro-ph
Testing envelope models of young stellar objects with submillimeter continuum and molecular-line observation
本文通过对金牛座四个天体的亚毫米连续成像和先前获得的分子线数据，研究了年轻恒星周围天体的密度和速度结构。用JCMT上的SCUBA在850和450微米处对L1489 IRS、L1535 IRS、L1527 IRS和TMC 1进行的观测显示，约2000 AU的细长结构嵌入在扩展的包膜中。这些包层中的密度分布同样很好地符合指数p=1.0-2.0的径向幂律或类似于Shu（1997：ApJ，214，488）的坍缩模型。这种由内而外的崩溃模型预测13 CO，C18 O，HCO+，和H13 CO+线配置文件密切匹配观测到的光谱对我们的四个来源。这表明，由内而外的坍缩模型提供了对YSO包络的良好描述，但对其参数的可靠约束也需要对密度和速度结构的独立测量，例如，通过连续体和线观测。对于剩下的源，L1489 IRS，我们发现，一个由2000 AU半径，旋转，盘状结构组成的模型更好地描述了数据。可能，这个来源是在嵌入式I类和光学揭示的金牛座T阶段之间的过渡。在L1489 IRS和L1535 IRS的约10，000 AU处发现了两个明显无星的核心。它们是冷的，10-15 K，含有0.5-3.0 M_sol，并且具有平坦的密度分布，其特征在于约10，000 AU FWHM的高斯分布。这些核心的接近表明，即使在金牛座，真正孤立的核心中的恒星形成也是罕见的。
2000-01-03 astro-ph
PROSAC: A Submillimeter Array Survey of Low-Mass Protostars. I. Overview of Program: Envelopes, Disks, Outflows and Hot Cores
利用亚毫米波阵对8个深埋低质量原恒星核进行了大谱线和连续谱测量。每个源中观察到的一些最常见的分子物种，CO，HCO+，CS，SO，H2 CO，CH 3OH和SiO的高激发线。在高角分辨率（1-3”，典型值为200-600 AU）下，对11种来自温暖致密气体的谱线发射以及230 GHz（1.3 mm）和345 GHz（0.8 mm）的连续谱发射进行了成像。紧凑的连续发射被观察到的所有来源，可能起源于边缘光学厚拱盘，与典型的下限，其质量为0.1 M太阳（1-10%的质量，其信封），并有一个尘埃不透明度的法律β约1。在所有来源的CO2 -1观测中，都存在显著的外流：最扩散的外流是在圆盘与包络质量比最低的来源中发现的，这表明这些来源正处于一个阶段，从包络中吸积的物质几乎已经完成，其余的包络物质正被外流分散。其他特征的动力学签名被发现与逆天鹅座P的配置文件中看到的13 CO 2-1线下降运动的指示NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B。外流引起的冲击存在于所有尺度的原恒星环境中，最清楚地跟踪NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B中的CH 3OH的排放。这些观测结果表明，CH 3OH和H2 CO的排放从这些建议的“热corino”有关的冲击所造成的原恒星外流。只有一个来源，NGC 1333-IRAS 2A，有证据表明热，紧凑的CH 3OH排放与嵌入的原恒星一致。
2007-01-04 astro-ph
Dust Emission from IRC+10216
红外辐射从IRC+10216周围的尘埃壳层进行了详细的分析，采用辐射驱动的风在晚型星耦合的尘埃中的运动和辐射转移方程的自洽模型。由此产生的模型提供了协议与丰富的可用数据，包括光谱能量分布在0.5- 1000 \mic，能见度和阵列观测。以前的结论，两个尘埃壳，来自建模的数据与几个不同半径的单温度组件，不支持我们的结果。扩展的，连续的温度和密度分布从我们的模型中推导出的离散壳的需要。红外特性随恒星相位的变化而变化，反映了尘埃凝结半径$r_1$和整体光学深度$τ$的变化--随着光度从最小值到最大值的增加，$r_1$增加，而$τ$减少。我们发现，尘埃凝结区的角大小变化从0.3弧秒在最小的光在最大0.5弧秒。在以前的研究中遇到的短波长的通量的短缺是解决采用的粒度分布，其中包括晶粒大于\about \ 0.1 \mic，也需要的可见性拟合。这种分布与Jura最近在一项研究中提出的关于信封外部区域的分布是一致的。由于我们对尺寸分布的限制主要反映了信封的内部区域，这些独立研究的一致性是对晶粒尺寸通过溅射或晶粒生长等效应在尘埃凝结区初始形成后发生显着变化的证据。
1996-01-24 astro-ph
Submillimeter Array Observations of L1551 IRS 5 in CS (J=7-6)
利用亚毫米波阵对双星L1551 IRS 5的星周包络进行了CS（J=7-6）和343 GHz连续辐射的成像，分辨率约为3角秒。连续辐射显示了一个拉长的结构（~ 220 x 100 AU），围绕着双星，垂直于相关的射电喷流的轴。CS辐射延伸超过~ 400 AU，呈现近似圆形对称，并显示出从东南（蓝移）到西北（红移）的速度梯度。速度梯度的方向与在C_（18）O（J=1-0）中观察到的不同。这可能是因为旋转在CS包络中比在C18 O包络中更占主导地位，在C18 O包络中既存在下落又存在旋转。CS辐射可分为两个速度分量：（1）围绕原恒星的“高”速度盘状结构，距离系统速度+-1.0 ~1.5km s-1;（2）位于原恒星西南方向的“低”速度结构，距离系统速度<1.0km s-1。高速分量跟踪温暖和稠密的气体与运动学一致的旋转周围的原恒星。低速分量可能来自于流出物中夹带的稠密气体。或者，该分量可以跟踪具有垂直结构的包层中的下落和旋转气体。
2004-04-17 astro-ph
Energetic radiation and the sulfur chemistry of protostellar envelopes: Submillimeter interferometry of AFGL 2591
背景：年轻恒星周围的吸积包层内部几千个天文单位的化学物质预计会随着中心恒星的远紫外线和X射线照射而发生很大变化。目的在炽热的内壳层中寻找原恒星高能辐射的分子示踪物。方法：亚毫米波天线阵（SMA）以0.6”的分辨率，在350 GHz的频率下，以CS、SO、HCN、HCN（v2=1）和HC 15 N的谱线观测到了大质量恒星形成区AFGL 2591，探测径向尺度为600-3500 AU，假设距离为1 kpc。SMA的观测结果进行了比较与预测的化学模型拟合到以前的单碟观测。结果：CS和SO主峰在FWHM水平上在空间上扩展，与原恒星X射线模型预测的一致。然而，发现主峰尺寸比模型小近2倍。另一方面，CS、HCN和HC 15 N的谱线，而不是SO和HCN（v2=1）的谱线，显示出在约3500 AU的半径处的基座发射，这是没有预测到的。除SO外，所有的线都显示出在接近的流出锥内的第二个峰。在CS中没有观察到随着半径的增加丰度急剧下降而引起的vitrifos的下降或零，而在SO中只是暂时的。结论：原恒星X射线的发射是支持的建模SO和CS振幅vibrations，包括扩展的主峰CS的良好拟合。广泛的辐射可以解释为远紫外线照射在一个球形非对称的几何形状，可能包括流出壁的规模为3500 - 7000 AU。扩展的CS和SO主峰表明硫在100 K温度半径附近蒸发。
2007-09-03 astro-ph
Probing the inner 200 AU of low-mass protostars with the Submillimeter Array: Dust and organic molecules in NGC1333-IRAS2A
亚毫米波阵列为研究深埋原恒星周围的包层和盘的最里面的温暖和致密区域打开了一扇新的窗口。本文介绍了0级年轻天体NGC 1333-IRAS 2A的高角分辨率（<2“）亚毫米观测。在< 200 AU尺度上探测到了尘埃的连续谱发射和复杂有机分子如CH_3 OCH_3和CH_3 OCHO的谱线、高激发CH_3OH跃迁、氘代甲醇CH_3 OD以及CO、HCN、H_（13）CN、SO和SO_2的谱线。使用详细的物理和化学结构的辐射转移模型，与单碟和干涉仪数据一致的意见进行解释。连续辐射的解释是一个扩展的信封和一个紧凑的，但解决的组成部分，大概是一个拱盘直径为200-300 AU和质量的几倍0.01-0.1 M_太阳。如果与包层的旋转有关，那么这个圆盘的大小表明200-300 AU的离心屏障，这意味着包层中的温度不会增加到100 K以上。它的大尺寸也表明，盘的建立在早期的原恒星阶段迅速进行。在其他深埋的原恒星周围发现的较小（< 100天文单位）的圆盘可能是潮汐截断的结果。SO的高分辨率观测可以用简单的恒定丰度~ 1 E-9来解释，通过单碟观测来限制，而H13 CN和有机物种的高分辨率观测需要高丰度，增加一到两个数量级，或者在小尺度上需要额外的紧凑排放源。致密的分子发射可能起源于内壳的热核心区域，但更可能的储存器是星周盘。
2005-06-28 astro-ph
New peculiar CO data of the shell around IRC +10 216
1996年6月用IRAM 30米望远镜拍摄的著名碳星IRC+10216的CO（1-0）在源光谱显示，在其下面的剖面红翼处有-18.3 ~-14.3 km/s的过量发射。1997年1月证实了过量发射，但在1997年4月和1998年6月的IRAM光谱中没有。这样的瞬变特征以前在这颗恒星或任何其他AGB恒星中都没有见过。1997年4月，我们绘制了110”的拱星壳。J = 1-0和J = 2-1光谱都显示"尖峰“或分量，其强度随包络中的位置而变化。这些分量之一对应于上述速度间隔。一个直接的结论是，拱星壳并不是球对称的，这与基于较低光谱分辨率数据所认为的相反。我们可能看到的是一个复杂几何结构的辐射。无论是盘状结构还是双风结构似乎都无法解释这些观测结果。红色过量发射的源上瞬态行为可以合理地用单个大的（约5 × 10^{13} cm）斑点来解释，该斑点由于内部运动而膨胀。
1998-09-25 astro-ph
A Molecular Line Survey of the Highly Evolved Carbon Star CIT 6
本文介绍了用亚利桑那射电天文台（ARO）12米望远镜和海因里希赫兹亚毫米望远镜（SMT）在2 mm和1.3mm波段对CIT 6的富C包线进行的谱线测量。观测频率范围为131- 160 GHz，219- 244 GHz和252- 268 GHz，典型灵敏度极限T_R<10 mK。共检测到74个单独的发射特征，其中69个被确定为来自21个分子物种和同位素体，5个微弱的线仍未被确定。在该天体中首次发现了两个新分子（C_4H和CH_3CN）和七个新同位素体（C_17O、29SiC_2、29 SiO、30 SiO、13 CS、C_33S和CS）。柱密度，激发温度，和检测到的分子的丰度分数使用旋转图分析确定。CIT 6与IRC+10216的光谱比较表明，CIT 6的光谱特性与IRC+10216的光谱特性基本一致。对于大多数的分子种类，在两个对象中检测到的线的强度比是在良好的协议彼此。然而，有证据表明CIT 6中的CN和HC 3 N排放增加，HCN、SiS和C4 H排放减少。基于它们的远红外光谱，我们发现CIT 6的尘埃与分子气体比可能比IRC+10216低。为了研究演化恒星的化学演化，我们比较了AGB包层CIT 6和IRC+10216以及明亮的原行星状星云CRL 618中的分子丰度。对星周化学的影响进行了讨论。
2008-08-24 astro-ph
A deeply embedded young protoplanetary disk around L1489 IRS observed by the submillimeter array
星周盘预计在导致年轻恒星形成的过程早期形成，在致密分子云核心坍塌期间。目前还不清楚盘是在坍缩的哪个阶段形成的，或者它随后如何演变。我们的目标是确定是否嵌入开普勒原行星盘驻留在L1489 IRS系统。考虑到仍然存在的包层物质的数量，这样的盘将代表一个非常年轻的原行星盘的例子。使用亚毫米阵列（SMA），我们观察到HCO $^+$ $J=$ 3- 2线，分辨率约为1 $''$。在这个分辨率下，如果存在的话，半径为几百天文单位的原行星盘应该是可以探测到的。辐射转移工具用于模拟来自连续和线数据的发射。我们发现，这些数据是一致的坍缩信封和开普勒星周盘的理论模型。再现SED和干涉连续观测的模型表明，磁盘倾斜40 $^\circ$，这是显着不同的周围的信封（74 $^\circ$）。这种角动量轴的错位可能是由母云中的角动量梯度引起的，或者L1489 IRS是一个双星系统而不仅仅是一颗恒星。在后一种情况下，未来的观测在亚弧秒尺度上寻找变化可能能够直接限制这些动态变化。然而，如果恒星是从湍流核心形成的，吸积的物质将不会有一个恒定的角动量轴（尽管平均值是很好定义和守恒的），在这种情况下，它更有可能有一个不对准的角动量轴的磁盘和信封。
2007-09-20 astro-ph
Smoke Signals From IRC +10216: 1. Milliarcsecond Proper Motions of the Dust
本文介绍了在近红外K波段对碳星IRC +10216进行的7历元干涉成像研究的结果。使用非和部分冗余孔径掩模技术的10米望远镜，使我们能够产生前所未有的细节的拱星尘埃信封的最里面的地区的图像。大约两倍的分辨率以前的工作，复杂的不对称结构的中心0.5弧秒（20恒星半径）内报告已被成像在恒星盘本身的大小尺度（约50质量）。在大约120度的位置角处的一个突出的暗带被认为是一个光学厚盘或尘埃环面，这可能有助于解释IRC +10216在20度位置角处的众所周知的双极性。超过一个脉动周期（638天）的观测揭示了星云的显着时间演化，包括明亮的结和团块的向外运动。将这些位移与致密明亮的核心（我们暂时认为它标志着恒星的位置）进行对比，我们就可以确定许多点的视角速度。自行的大小被发现与目前对恒星距离和径向速度的估计一致。较高的流出速度被发现的功能与核心分离。这与测量采样区域发生的加速度一致，但也提出了其他解释。虽然发现了一些形态上的变化，但没有一个被清楚地解释为在脉动周期内新尘埃的凝结。
2000-03-21 astro-ph
Detection of the ^3P_2 - ^3P_1 Submillimeter Transition of 13CI in the Interstellar Medium: Implication for Chemical Fractionation
我们报告的第一次检测到的submm发射的原子碳的13 C同位素的ISM。在猎户座IRc 2的~4' S区域，靠近猎户座棒西端，用CSO观测到^3P_2 - ^3P_1跃迁的F = 5/2 - 3/2分量。12 C与13 C同位素丰度比为58 +/-12，校正了12 CI线的不透明度和13 CI超精细组分的分数强度（60%）。这与C+中的当量比值一致。相比之下，我们对C18 O与13 C18 O的比值的测量来自对同一位置的2-1和3-2线的观测，给出了75 +/- 9的值。PDR模型预测12 C与13 C丰度比对化学分馏效应特别敏感。如果13 C+在云边缘优先结合到13 CO中，13 C的丰度将急剧减少。这与我们的观察结果相反，这意味着化学分馏的重要性很小，或者可以通过在该区域中具有大的UV照射的13 CO的同位素选择性光解来补偿。
1997-12-04 astro-ph
A submillimeter line survey of low-mass protostars: prelude to ALMA and Herschel
总结了对18颗深埋年轻恒星进行单碟分子线测量的结果。使用JCMT、Onsala、IRAM 30 m和SEST望远镜观察到了来自16个不同物种的40多条谱线。多过渡数据进行了分析，使用的温度和密度结构来自模型的尘埃连续排放。对于外层（>300 AU），数据显示许多物种的丰度分布呈“下降”趋势，外层和内层丰度正常，中间区丰度高度贫化。这个区域的边界是在外部比核心的寿命，并在内部边缘的蒸发温度的物种参与。在最里面的包层（<300天文单位），所有的冰都蒸发了，导致复杂有机分子（如CH3OH）的丰度发生了跳跃。赫歇尔的一个关键项目将是调查这些物体中的气相水，其丰度随温度变化而变化。ALMA将能够直接对整个包层的化学变化进行成像，并在数十个AU的尺度上放大内部热核心和原行星盘。
2004-11-27 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region; I. Dispersing and Rotating Core around an Intermediate-mass Protostar MMS 7
我们报告的H13 CO+（1-0），CO（1-0），和3.3毫米尘埃连续观测OMC-3，MMS 7中最强的毫米波源之一的结果，与Nobeyama毫米阵列（NMA）和Nobeyama 45米望远镜。与NMA，我们检测到中心凝聚的3.3毫米尘埃连续发射，这与MIR源和自由的自由射流。我们结合H13 CO+的观测发现了一个盘状的信封。盘状包层的大小和质量分别为0.15 × 0.11pc和5.1 - 9.1M_sun。组合图还显示，盘状包层的外部具有扇形结构，该结构描绘了NMA观察到的CO（1-0）流出的边缘。H_（13）CO ~+（1-0）发射的位置-速度（P-V）图表明，盘状包层中的速度场由弥散气体运动和可能的类刚体旋转组成。质量扩散速率估计为（3.4 - 6.0）× 10^-5 M_sun/yr，这意味着MMS 7在几个× 10 ^-5 yr的原恒星演化时间内具有扩散~10 M_sun的能力。在盘状包层中可能旋转的比角动量比低质量核中的大近两个数量级。盘状包层中角动量分布的幂律转折点（<0.007pc），可能与中心质量吸积的外半径有关，与3.3mm尘埃凝聚的大小相似。中等质量的原恒星MMS 7正处于主吸积阶段的最后阶段，大部分外层气体已经分散，而在尘埃凝结所追踪的最内部区域，质量吸积可能仍在进行。
2006-07-07 astro-ph
Structure and Evolution of the Envelopes of Deeply Embedded Massive Young Stars
利用亚毫米连续谱图和C17 O、CS和H2 CO谱线，在100- 100，000 AU尺度上研究了14颗大质量（1000- 100，000太阳L）年轻恒星周围包层的物理结构。用自洽尘埃模型拟合亚毫米测光，得到总柱密度和温度分布。分子谱线和尘埃发射数据都显示出密度梯度~r^{-alpha}，alpha=1.0-1.5，明显比低质量天体的alpha=2.0要平坦。这种平坦化可能表明，在大质量的年轻恒星天体中，非热压力对于抵抗引力坍缩的支持更为重要，而对于低质量源，热压力占主导地位。我们发现α =2的两个热的核心型源，但认为这是一个上限，因为在这些对象中，CS丰度可能会提高在温暖的气体靠近恒星。
2000-02-01 astro-ph
The structure and chemistry of the massive shell around AFGL 2343: 29SiO and HCN as tracers of high-excitation regions
黄色超巨星（YHG）是非常巨大的天体，预计在其演化过程中会经历强烈的质量损失时期。尽管如此，大质量的拱星包层只在其中两个中发现，IRC+10420和AFGL 2343。这些物体周围的包层和形成它们的过程知之甚少。我们的目标是研究AFGL 2343周围的结构，动力学和化学。我们得到了29 SiOJ = 2-1，HCNJ = 1-0和SOJ（K）= 2（2）-1（1）的干涉图。我们用LVG激发模型分析了AFGL 2343的新观测和一些先前发表的谱线轮廓。对观测数据的分析和拟合结果表明，在先前确定的CO壳层中存在一个薄的、热的和致密的成分。这一成分可能与最近受到冲击的气体有关，但也可能是由于一个阶段的大量质量损失。我们认为，这个壳层是负责整个29 SiO的排放和显着贡献的HCN排放。这种富含SiO的致密壳层的存在可能与以前在IRC+10420中发现的有关，这也被认为是由冲击造成的。这可能是这些恒星演化过程中的一个共同特征，因为它们在演化过程中经历了偶发的质量损失期。我们提出了新的结果的质量损失模式，拱星包络的总质量和分子丰度的一些物种在AFGL 2343。
2008-04-15 astro-ph
Arcsecond-Resolution Submillimeter HCN Imaging of the Binary Protostar IRAS 16293-2422
（节略）利用SMA，我们对原双星系统IRAS 16293-2422在HCN和HC ^-15 N的J = 4-3谱线上以及在354.5 GHz的连续谱上进行了高角分辨率（~1”= 160 AU）的观测。使用JCMT还观察到HCN（4-3）线以提供缺失的短间距信息。亚毫米连续辐射是从单个二元组分中检测到的，间隔约为5”。HC ^15 N（4-3）的发射显示了一个紧凑的（约500 AU）扁平结构（P.A. = -16度），并显示了沿投影短轴的速度梯度，这可以解释为下降的气体运动。我们的HCN图像包括短间距信息，显示了一个扩展的（~3000 AU）环双星包络以及与源A相关的紧凑结构。一个由一个扁平结构组成的玩具模型，该结构的径向入口朝向一颗1 Msun的中心恒星，该模型再现了沿HC ^15 N辐射短轴的HCN/HC ^15 N位置-速度图。在扩展包层中，也有一个东北（蓝色）到西南（红色）的速度梯度穿过二元排列，这可能反映了与来自源A的分子流出相关的扫掠致密气体中的气体运动。在源B，只有一个弱的致密结构，在光学薄的HC ^[15] N发射中看到的线宽（约2 km/s）比源A（>10 km/s）窄得多，并且没有与源B相关的明确定义的双极分子外流。这些结果表明，在共同的环双星包层中，源A和源B的演化阶段不同。
2007-02-20 astro-ph
Sulphur chemistry in the envelopes of massive young stars
利用单碟亚毫米波光谱仪研究了大质量恒星形成早期九个区域的硫化学。线轮廓表明，10-50%的SO和SO2排放量出现在高速气体，无论是下降或流出。对于低速气体，H2S的激发温度为25 K，SO，H2 CS，NS和HCS+的激发温度为50 K，OCS和SO2的激发温度为100 K，这表明除了高激发OCS和SO2线之外，大多数观测到的发射跟踪分子包层的外部（T<100 K）。根据以前的亚毫米波连续谱和CS谱线数据得到的源的物理结构，用蒙特卡罗程序计算出外层包层的丰度，OCS约为10^-8，H2S、H2 CS、SO和SO2约为10^-9，HCS+和NS约为10^-10。在6个源的内包层（T>100 K）中，SO2丰度增加了~100-1000倍。这一区域的热，丰富的二氧化硫已经在红外吸收之前看到，必须是小的，<~ 0.2弧秒（180 AU半径）。导出的丰度分布与在T~100$ K引起冰蒸发的包层化学模型一致。冲击化学不太可能起作用。冰中主要的硫载体可能是OCS，而不是大多数模型所假设的H2S。大多数分子的源到源丰度变化的因素~10不相关与以前的系统示踪剂的信封加热。如果没有观测到H2S和SO谱线探测温暖的（>~ 100 K）气体，含硫分子就不能在恒星形成过程中用作演化示踪剂。
2003-09-04 astro-ph
Modeling the submillimeter emission from the Cepheus A young stellar cluster: Evidence for large scale collapse
本文提出了仙王座A年轻星团存在大规模低密度气体流的证据。K波段近红外和多过渡CS和N2 H+毫米线发射的观测显示在最嵌入的恒星周围的冷尘埃的亚毫米地图。近红外辐射与尘埃峰相抵消，表明在核心的历史中恒星形成的位置发生了变化。CS发射集中在核心中心，但N2 H+峰在两个主要的核心从中心偏移，相反的化学低质量的核心中观察到的。一个无星的核心与强CS，但弱N2 H+的排放被发现向西部边缘的地区。在团簇形成核心上的平均CS（2-1）光谱是不对称的自吸收的，这表明了坠落。我们分析了大尺度的动态应用一维辐射转移代码的模型球形核心与恒定的温度和线宽，并从档案850微米的区域地图测量的密度分布。匹配三个CS配置文件的最佳拟合模型需要低CS丰度的核心和外部，下降信封具有低密度和未耗尽的CS丰度。两条N2 H+谱线的积分强度与恒定的N2 H+丰度很好地匹配。包线下落速度受到CS（2-1）不对称性的严格约束，并且是亚音速的，但是下落区域的大小很难确定。一个高密度中心耗尽CS缓慢吸积一个低密度外壳正常CS丰度的图片表明，核心增长发生至少部分的大尺度上的湍流支持的耗散。
2004-04-10 astro-ph
Submillimeter vibrationally excited water emission from the peculiar red supergiant VY CMa
SiO和H2O分子的振动激发发射探测了富氧红巨星和超巨星的最内层拱星包层。VY CMa是这些分子中已知最多产的恒星发射源。观测是为了寻找水分子最低振动激发态的转动谱线。APEX望远镜用于观测频率在300 GHz左右的H2O谱线。我们发现了两条振动激发的H_2O谱线，第三条没有发现，在其中一条谱线上，我们发现了弱脉泽作用的证据，类似于已知的（亚）毫米H_2O谱线。我们发现另一条谱线的强度与星周红外辐射场的热激发相一致。几个SiO线与H2O线一起被检测到。
2006-06-02 astro-ph
Tracing the Mass during Low-Mass Star Formation, IV: Observations and Modeling of the Submillimeter Continuum Emission from Class I Protostars
我们目前的观测结果和建模的17个I类核心的亚毫米普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。通过模拟辐射通过九个核的包层的传输，我们发现，对于幂律分布n（r）=n_f（r/r_f）^-p，平均值和标准差p=1.6 +/- 0.4，中位数p=1.8。然而，包含盘或其他点状分量会导致导出的p变浅0.5。此外，我们测试了我们的源的舒崩溃模型，并讨论了应用程序的简单分析，直接从强度径向分布的斜率导出密度幂律分布。在我们的样品中，包层的总质量范围为0.04 - 5.0 M_sun，但这些质量与分子线观测所得的维里质量不一致。最后，我们讨论了这些来源的性质，根据各种进化指标，并发现T_bol和L_obs/L_smm往往是不一致的，在区分0类I类核心。
2002-10-08 astro-ph
The structure of the NGC1333-IRAS2 protostellar system on 500 AU scales: an infalling envelope, a circumstellar disk, multiple outflows, and chemistry
本文利用OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测，研究了低质量原恒星双星NGC 1333-IRAS 2周围致密气体和尘埃的小尺度结构。检测到的3毫米连续辐射与IRAS 2A周围的包络模型一致，基于先前报道的亚毫米连续图像，低至3”或500 AU，干涉仪数据的分辨率。我们的数据约束的贡献，一个未解决的点源22毫焦耳。在描述包络模型的参数的精度范围内，点源通量具有高达25%的不确定性。我们把这个点源解释为质量为\gtrsim 0.3 M_ \odot的冷盘。同样的信封模型也再现孔径合成线观测的光学薄同位素物种C34 S和H13 CO+。更光学厚的主要同位素线显示了原恒星环境中的各种成分：N2 H+与尘埃浓度密切相关，如在亚毫米波长处所见，并且在无星核心IRAS 2C处特别强烈。我们假设N2 H+通过与原恒星源IRAS 2A和B附近的冰粒释放的CO反应而被破坏。CS、HCO+和HCN具有明显受流出和流入影响的复杂线形。除了IRAS 2A的东西向急流外，该源附近的南北向速度梯度表明第二个垂直外流。这表明在距离IRAS 2A 0.3”（65天文单位）范围内存在一个双星伴星，它是这次外流的驱动源。速度梯度的其他解释，如在拱星包层旋转或一个单一的，广角流出是不太可能的。
2003-10-04 astro-ph
High resolution observations of SiO masers: comparing the spatial distribution at 43 and 86 GHz
本文报道了晚型星IRC +10011和Chi Cyg中SiO脉泽的亚毫角秒观测结果。我们利用NRAO甚长基线列阵（VLBA）对43 GHz（v=1，2 J=1-0）和86 GHz（v=1，2 J=2-1）SiO脉泽进行了标测。除了IRC +10011中的v=2 J=2-1外，所有跃迁都已成像。本文报道了IRC +10011中v=1 J=2-1 28 SiO脉泽的第一幅VLBI图和S型Mira变星Chi Cyg中SiO脉泽的第一幅VLBA图。在本文中，我们重点研究了不同的观测线的相对空间分布。我们发现，在某些情况下，观测结果不能再现目前的理论泵浦模型，无论是辐射或碰撞。特别地，对于IRC +10011，v=1 J=1-0和J=2-1 28 SiO线具有不同的空间分布和发射区域尺寸，J=2-1发射位于包络的外部区域。对于Chi Cyg，分布也不同，但激射区的大小是可比的。我们认为，两个丰富的分子种类，H2O和28 SiO的振转跃迁之间的线重叠，是一个可能的解释之间的观测和理论预测的差异。我们在计算SiO分子的激发态时引入了这种重叠过程。我们的结论是，线重叠可以强烈影响SiO的激发，并可能重现意想不到的观测结果的两个源研究。
2004-09-20 astro-ph
ASTE Submillimeter Observations of a Young Stellar Object Condensation in Cederblad 110
利用阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验对Chamaeleon I暗云Cederblad 110区的低质量年轻恒星（YSO）凝聚进行了亚毫米波观测。我们的HCO+（J=4-3）地图揭示了一个致密的分子气体的程度为~ 0.1 pc，这是一个复杂的两个信封与I类源Ced 110 IRS 4和IRS 11和一个非常年轻的对象Cha-MMS 1。该区域的另外两个I类源IRS 6和NIR 89位于团簇外部，没有扩展的HCO+排放。MMS 1和IRS 4的HCO+丰度分别为2.6 x 10^{-10}和3.4 x 10^{-9}，与其他年轻源的报告值相当。在我们的12 CO（J=3-2）图中检测到IRS 4和IRS 6的双极流出。IRS 4的外流似乎与Cha-MMS 1碰撞。外流有足够的动量来影响MMS 1中的气体运动，尽管没有发现任何迹象表明已经发生了触发恒星形成。
2007-06-28 astro-ph
Inverse temperature dependence of the dust submillimeter spectral index
在这里，我们提出了一个汇编PRONAOS为基础的结果有关的尘埃亚毫米光谱指数的温度依赖性，包括数据从银河卷云，恒星形成的地区和拱星信封。我们观察到大的变化的光谱指数（从0.8到2.4）在很宽的温度范围内（12至80 K）。这些光谱指数的变化遵循温度的双曲线形函数，在寒冷地区（12-20 K）观察到大的光谱指数（1.5-2.4），而在温暖地区（35-80 K）观察到小的指数（0.8-1.6）。提出了三种解释：一是在温暖而致密的环境中，尘埃颗粒的大小发生了变化;二是在不同的环境中，尘埃颗粒的化学成分是不一样的;三是由于量子过程，尘埃光谱指数对温度有内在的依赖性。
2003-10-03 astro-ph
The molecular envelope around the red supergiant VY CMa
利用亚毫米波阵列（SMA）对红超巨星VY CMa的分子包层进行了毫米波干涉观测。高角分辨率（<2“）使我们能够导出在1.3 mm连续谱、12 CO（2-1）、13 CO（2-1）和SO（6，5 - 5，4）线发射中观察到的包络结构。星周包层被分解为三个部分：一个密集的，紧凑的和尘埃的中心组件，嵌入在一个更扩散和扩展的包层加上高速组件。我们建立了一个简单的模型，包括一个球对称的缓慢膨胀的包络和双极流出与一个大的开放角（~ 120 °）。靠近视线（i = 15 °）观察。我们的模型可以解释SMA数据和以前的单碟CO多线观测的主要特征。从我们的建模推断出沿双极方向的增强质量损失的插曲。SMA数据提供了一个更好的理解在光学/红外高分辨率观测中看到的复杂形态。
2006-11-17 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region. III. An Extensive Survey for Molecular Outflows
利用ASTE 10米亚毫米望远镜和1.4米红外巡天设备（IRSF），我们对猎户座分子云-2和-3区域进行了广泛的外流巡天。我们的调查，其中包括41个潜在的恒星形成网站，已被新编译使用多波长数据的基础上毫米和亚毫米连续观测以及无线电连续观测。利用ASTE 10 m望远镜对CO（3-2）的观测，我们探测到了14个CO分子外流，其中7个是新发现的。与相同区域的先前CO（1-0）结果相比，该较高的检出率表明CO（3-2）可能是更好的流出示踪剂。导出了这些流出物的物理性质及其可能的驱动源。推导出的参数进行了比较与低质量和高质量恒星形成区域的CO流出。我们表明，CO外流动量与驱动源的热光度和与信封质量，无论驱动源的质量。除了这些CO流出，还确定了7个具有近红外特征的排放源，这些特征暗示了流出。
2008-08-05 astro-ph
Distribution and kinematics of the HCN(3-2) emission down to the innermost region in the envelope of the O-rich star W Hya
本文报道了用亚毫米波阵对富氧星W Hya星周包层HCN（3-2）线发射的高角分辨率观测。这颗恒星的接近使我们能够以大约40 AU的空间分辨率拍摄其分子包层，相当于恒星直径的10倍。我们解决了HCN（3-2）的排放，并发现它是中心峰值，并有一个大致球对称的分布。这表明HCN是在包层的最内层区域（约10个恒星半径内）形成的，这与脉冲驱动冲击化学模型的预测一致，并排除了HCN通过外层包层中的光化学反应形成的情况。我们的模型表明，信封急剧下降的温度和增加的速度与半径，不符合标准模型的质量损失驱动的辐射压力尘埃颗粒。我们检测到的速度梯度约5公里/秒的西北-东南方向超过中央40 AU。这种速度梯度是在OH脉泽线中看到的速度梯度的衰减，并且可能是由包层的旋转或弱的双极流出引起的。
2008-08-04 astro-ph
First VLBI mapping of a rare SiO isotopic substitution
本文首次报道了长周期变星IRC+10011的7 mm v=0 J=1-0脉泽线的VLBI图。我们已经发现，这个脉泽发射是由多个功能分布在一个不完整的环，这表明这个脉泽也被放大切向已经提出在其他SiO拱星脉泽。文中还给出了一些28-SiO 7毫米和3毫米脉泽谱线的结果.我们确认，在这个时代的86 GHz脉泽V=1 J=2-1 IRC+10011是形成在拱星包络的外部区域相比，其他SiO脉泽研究。29-SiO激射区似乎位于28-SiO v=1 J=1-0和28-SiO v=1 J=2-1线之间的层中。最后，我们讨论了观测结果在SiO脉泽抽运理论中的可能意义。
2004-12-17 astro-ph
Millimeter and Submillimeter Survey of the R Corona Australis Region
利用南极亚毫米波望远镜和远距观测站（AST/RO）、亚利桑那射电天文台基特峰12米望远镜和亚利桑那射电天文台10米海因里希赫兹望远镜的观测资料，对R-CrA分子云中最活跃的部分一氧化碳、HCO-$^+$和870 \micron连续谱的多次跃迁进行了研究。由于R CrA在附近（130 pc），我们能够在0.16 pc $^2$的区域上获得高达0.01 pc的物理空间分辨率，速度分辨率优于1 km/s。原恒星的质量估计驱动毫米波发射来自HCO $^+$，尘埃连续排放和运动学技术指向一个年轻的，深埋的原恒星$\sim$ 0.5-0.75 M $_\odot$，与气体信封类似的质量。分子流出由该源驱动，该源还包含至少0.8 M $_\odot$的分子气体和0.5 L $_\odot$的机械光度的$\sim$。HCO $^+$线显示了下落运动和整体旋转的运动学特征。该源极有可能是一个在近红外波段还不可见的0级原恒星天体。在我们的数据集中，结合空间和光谱分辨率，我们能够解开对这个年轻物体的流入，旋转和流出的影响。
2004-06-08 astro-ph
The carbon star IRAS 15194-5115: Circumstellar CO radio and FIR rotational lines
我们模拟了从红外亮碳星IRAS 15194-5115的拱星包层获得的12^CO和13^CO的射电和远红外旋转线。在12^CO和13^CO的基态振动中，分别有11条J = 1 - 0和21-20之间的转动线和9条J=1-0和22-21之间的转动线提供了观测约束。具有恒定质量损失率（1 × 10^-5 Msun/年）和12 ^CO/13^CO比值（5.5）的星周包层模型与我们观测到的远红外和射电数据一致，表明风特征在过去几千年中没有发生显著变化。因此，IRAS 15194-5115似乎是一颗高度演化的AGB星，但碳星的性质加上推断的低12 ^C/13^C比率使得这颗恒星的演化状态不确定。它可能是一颗12 ^C/13^C比率一直很低的J星，或者它可能是一颗5到8太阳质量的恒星，最近由于热的底部燃烧的淬灭而成为一颗碳星。尘埃的性质或尘埃的相对数量似乎与众所周知的碳星IRC+10 216的尘埃性质或尘埃的相对数量不同。
1999-03-23 astro-ph
Submillimeter Observations of the Young Low-Mass Object IRAS 04158+2805
我们提出了高空间分辨率的亚毫米波阵列观测和补充的单碟测光的分子气体和尘埃周围的IRAS 04158+2805，光谱类型M5-M6的金牛座恒星形成区域的年轻源。一个明亮的，高度拉长的尘埃结构，直径为8”（~1120 AU），在883微米的热连续图像中显示。这种发射几何形状与光学观测结果非常一致，光学观测结果显示出类似的吸收结构，垂直于双极散射光星云排列。然而，干涉测量数据也清楚地表明，亚毫米连续辐射不是集中在中心，而是似乎有一个环形几何形状，在半径约250-300 AU内的强度大大降低。从CO J=3-2转换的空间分辨发射沿尘埃结构的主轴表现出速度梯度。如果这种运动学模式被解释为围绕中心物体旋转的特征，则推断出相对较低的质量（M_star = 0.3 M_sun，不确定性约为50%）。我们讨论了几种可能的解释，所观察到的气体和尘埃环境周围的IRAS 04158+2805，包括一个扁平的信封与外流腔和一个大的环联星环。这个来源提供了围绕年轻低质量恒星系统的气体和尘埃环境的独特视图。它的性质通常与这种依赖动力学喷射的低质量物体的形成情景不相称，而是证实了一种单一的机制-分子云核心坍缩和碎裂-可以产生各种恒星质量（至少一个数量级）的恒星。
2008-06-25 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds. V. Submillimeter Polarization of the Barnard 1 Dark Cloud
我们目前850微米偏振从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对几个密集的核心内的黑暗云巴纳德1在英仙座。从整个映射区域检测到显著的偏振发射，并且不限于明亮核心的位置。这表明存在着排列整齐的颗粒，因此是天空平面上磁场的一个分量。远离亮核检测到的偏振矢量在约90度（北偏东）的位置角处强烈对齐，而与亮核相关的矢量显示不同方向的对齐。在早期的光学偏振测量法中测得的朝向英仙座的偏振角和偏振的亚毫米热辐射之间没有直接的相关性。表现出向高强度去极化，但向最亮的核心达到一个阈值，超过该阈值，测量到极化百分比没有进一步降低。从内部信封的偏振发射数据进行比较，与先前公布的OH塞曼数据估计的总场强和方向的假设下，在该地区的均匀和非均匀的字段组件。这些结果是粗略的估计，只是由于单一的独立检测塞曼分裂巴纳德1。因此，均匀场分量计算为B（0）= 31微高斯[+/-（0.52（北）-0.01（东））-0.86（l.o.s.）]在我们假设视线场的色散与场强之比为0.2的情况下。
2002-05-20 astro-ph
Submillimeter Array Observation of the Proto-Planetary Nebula CRL 618 in the CO J=6-5 Line
本文报道了用亚毫米波射电阵列对原行星状星云CRL 618进行的12 CO J=6-5谱线干涉观测的结果。由于SMA的新功能使我们能够同时使用两个接收器，我们还同时在12 CO J=2-1和13 CO J=2-1谱线上进行了观测。12 CO J=6-5和13 CO J=2-1的谱线首先在CRL 618方向上被干涉观测到。~（12）CO J=6-5谱线的高速分量通量几乎完全恢复，而低速分量的通量约有80%被分辨出来。低回收率表明~（12）CO J=6-5线低速分量的发射区被大大扩展。在230和690 GHz处都检测到连续发射。690 GHz连续辐射的通量似乎被部分解析出来，这表明尘埃辐射部分污染了690 GHz连续辐射通量。在12 CO J=2-1谱线的观测中已经证实的空洞结构在12 CO J=6-5谱线中没有被清楚地探测到，并且只探测到空洞的南壁。这一结果表明，CRL 618的分子包膜的物理条件并不是完全轴对称的。
2007-08-02 astro-ph
Infall and rotation motions in the HH 111 protostellar system: A flattened envelope in transition to a disk?
我们用亚毫米波阵在1.33毫米连续谱上测绘了HH 111原恒星系统的中心区，C_（18）O（J= 2 - 1），~（13）CO（J=2-1）和SO（N_J=5_6-4_5）的发射，分辨率为~3 ″。有两个源，VLA 1（=IRAS 05491+0247）和VLA 2，VLA 1源驱动HH 111喷气机。热辐射被认为是在1.33毫米的连续跟踪信封和周围的源推定盘的灰尘。在垂直于喷流轴的尘埃带周围的VLA 1源周围，C18 O和13 CO中可以看到一个扁平的圆环状包络，内半径约为400 AU（1”），外半径约为3200 AU（8”），厚度约为1000 AU（2.5”）。它似乎是以比角动量守恒的方式向中心下落，而不是像杨等人（1997）所假设的那样以开普勒自转的方式下落。在SO中可以看到一个内包络，半径约为500 AU（1.3”）。这个内包层的内部，在空间上与尘埃带重合，似乎有一个差动旋转，因此可能形成了一个旋转支撑盘。然而，该内包络线的外部部分可以具有朝向中心减小的旋转速度，并且因此表示下降包络线过渡到旋转支撑盘的区域。与坍缩模型的简单比较表明，在C18 O和13 CO中看到的扁平的环形包络可能是磁化旋转环形的坍缩造成的。
2008-12-29 astro-ph
A multi-transition submillimeter water maser study of evolved stars - detection of a new line near 475 GHz
水分子发出的脉泽探测了富氧红巨星和超巨星的温暖的内部拱星包层。多脉泽跃迁研究可以用来限制发射区的密度和温度。目的：观测到长周期变星RLeo和WHya以及红超巨星VYCMa附近的一些已知的H2O脉泽谱线。在475 GHz附近寻找一条新的，尚未探测到的谱线是朝着这些恒星进行的。方法：阿塔卡马探路者实验望远镜用于亚毫米H2O线的多跃迁观测研究。结果：在475 GHz附近，清晰地检测到VY CMa和W Hya的5_33-4_40跃迁。许多其他的H2O谱线被探测到朝向所有三颗目标恒星。相对线强度比和速度宽度被发现有显着不同的恒星。结论：除了一条理论上预测的线外，所有线都观察到了脉泽作用。相比之下，最强的脉泽线之一，在狮子座R到目前为止最强的，437 GHz的7_53-6_60过渡，预计不会被逆转。模型计算的其他一些定性预测与我们的观察结果不一致。合理的理由，这是讨论。根据我们的研究结果为W Hya和VY CMa，我们发现的证据表明，H2O脉泽在AGB星W Hya产生的定期拱流出，而在高速流的冲击激发似乎需要激发脉泽远离红超巨星VY CMa。
2007-10-27 astro-ph
