Outflows from young objects observed with the ISO-LWS I. Fine structure lines [O I] 63, [O I]145 and [C II]157 micron
从ISO档案中提取了数百个YSO及其流出物的远红外精细结构线数据，包括分子（CO）流出物，光学喷流和Herbig-Haro（HH）对象。鉴于这些线的重要性，天体物理学，他们的激励和转移应该进行详细的调查，并在这个阶段，O I和C II的精细结构转变的诊断能力的可靠性进行了检查。有几个问题，如氧63微米至145微米线的强度比非常小，仍在等待解释。它表明，在星际云的条件下，145微米线是容易产生微波激射，但这种效果可能是一个不充分的原因，从冷暗云观察到的线比异常。非常光学厚的发射在原则上也可以解释这一点，但需要类似的，禁止高柱密度，因此必须放弃作为一个可行的解释。一个是由冷的和稀薄的前景气体留下的[O I] 63微米的自吸收，正如已经为遥远的光源所提倡的那样。最近的观测与亚毫米天文台奥丁支持这种情况下，也在附近的黑暗分子云。根据这些大量的统计资料，我们得出结论，在恒星形成区，[O I]和[C II]线一般只有有限的诊断价值。
2005-09-28 astro-ph
Mid-infrared observations of young stellar objects in the vicinity of sigma Orionis
我们提出了新的中红外观测对象的O星猎户座西格玛附近，获得TIMMI-2在ESO。通过限制它们的近红外和中红外光谱能量分布，我们建立了以前已知的IRAS源的性质，并将新的中红外源确定为具有拱星盘的年轻恒星物体，可能是Sigma Ori星团的大质量成员。对于其中两个物体，我们已经获得了8-13微米范围内的光谱，以研究尘埃颗粒的化学性质。TX Ori在10微米处表现出典型的硅酸盐发射特征，在约11.2微米处具有我们确定为由于结晶橄榄石的特征。IRAS 05358-0238光谱是非常不寻常的，具有弱硅酸盐特征和10-12微米范围内的结构，可以解释为由于自吸收的镁橄榄石。我们还提供了喷流源Haro 5-39/HH 447，V510 Ori/HH 444和V603 Ori/HH 445中存在星周盘的第一个证据。
2004-02-03 astro-ph
Massive Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud: water masers and ESO-VLT 3-4 micron spectroscopy
我们研究了大麦云星云中恒星形成的条件。我们在剑鱼座30区（N157）和大麦云云的其他几个H Ⅱ区（N105 A、N113和N160 A）进行了大质量年轻恒星水脉泽辐射的观测。我们在30 Dor大麦哲伦星系的系统速度下发现了一个新的脉泽源。我们已经获得了3-4微米的光谱，与ESO甚大望远镜，两个候选人的年轻恒星对象。N 105 A IRS 1显示H复合线发射，其光谱能量分布（SED）和中红外颜色与大质量年轻恒星电离分子云一致。N157 BIRS 1被确认为一个嵌入的年轻天体，基于它的SED和水冰的试探性探测。这四个H II区域的数据与斯皮策太空望远镜的中红外档案图像相结合，以研究嵌入的大质量年轻恒星天体的位置和性质以及恒星反馈的特征。我们对30 Dor，N 113和N 160 A的分析证实了这样一种观点，即来自大质量O型和B型恒星的反馈，创造了H II区域，也触发了电离气体和周围分子云界面上的进一步恒星形成。虽然在稠密的星云N 105 A中，恒星的形成似乎没有大质量恒星反馈的证据，但大麦哲伦星云的一般条件似乎有利于恒星的连续形成。在附录中，我们提出了银河系红巨星R剑鱼座和W长蛇座的水脉泽观测。
2006-09-01 astro-ph
Massive stars as important contributors to two micron light
2微米的近红外线对星系中炽热的年轻恒星和尘埃的存在相对不敏感，最近人们有兴趣将其用作螺旋星系的质量示踪剂。我提出的证据表明，年轻，凉爽的超巨星，其存在是由强CO吸收在2.36微米的带通，占主导地位的2微米的光从活跃的恒星形成区域的星系NGC 1309。相比之下，银河系的静止区域没有年轻超巨星的证据。因此，2微米的光来自不同地方的不同恒星星族，2微米表面亮度的巨大变化并不意味着星系质量分布的相应大特征。
1995-03-20 astro-ph
H2 Mid-IR Pure Rotational Emission from Young Stars: The TEXES/IRTF Survey
我们描述了TEXES调查中红外氢纯旋转发射年轻的恒星和报告早期的成功。H2辐射是星周盘中暖气体的潜在示踪剂。从地面可以得到三条纯旋转谱线：J=3=>1、J=4=>2和J=6=>4，分别在17.035微米、12.279微米和8.025微米处跃迁。使用NASA IRTF 3 m的TEXES，我们正在对大约30颗前主序星进行调查。到目前为止，探测到的谱线都得到了分辨，一般FWHM<10 km/s。初步分析表明，气体温度在400到800 K之间。从工作到目前为止，我们得出结论，高光谱和空间分辨率是至关重要的调查H2在磁盘。
2004-03-15 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Very Low-Luminosity Young Stellar Objects in the Taurus Molecular Cloud
我们对金牛座分子云Heiles Cloud 2中的23个非常低光度的年轻天体候选者和5个伴星进行了近红外光谱观测。12个天体被Br γ特征确认为YSO。的YSO和同伴的有效温度估计从2.26微米的功能，2.21微米的功能，和H2O带强度。我们的光度和光谱观测与HR图上的演化轨迹的详细比较表明，一些对象是非常低质量的YSO。
2002-06-04 astro-ph
Spatially Resolved 3 micron Spectroscopy of Elias 1: Origin of Diamonds in Protoplanetary Disks
我们提出了空间分辨的3 μ m光谱的Elias 1获得的自适应光学系统。圆盘的中心部分几乎没有3.3 μ m的PAH发射;它只在30 AU及以上出现。PAH的发射范围可达100 AU，至少达到我们观测的外边界。相比之下，钻石的辐射更集中，柱密度在距离恒星30 AU左右达到峰值。迄今为止，只有三颗赫比格Ae/Be星显示出3.53微米的钻石发射。其中两个有低质量的伴星，可能是造成赫比格Ae/Be恒星观测到的大X射线耀斑的原因。我们推测钻石的起源在拱星盘的石墨材料被转化为钻石的高能粒子的照射下。
2008-11-13 astro-ph
Resolved Mid-IR Emission in the Narrow Line Region of NGC 4151
我们提出了NGC 4151在10.8微米和18.2微米的亚角秒分辨率中红外图像。这些图像是由佛罗里达大学的中红外相机/光谱仪OSCIR在双子座北8米望远镜拍摄的。我们解决了10.8微米和18.2微米的发射，在P.A.上延伸约3.5”。60度左右。这与哈勃太空望远镜在[OIII]中观察到的NGC 4151的窄线区域相吻合。对这种扩展的中红外辐射最可能的解释是由中央发动机加热的窄线区域的灰尘。我们没有发现与拟议的环面相关的扩展发射，并将其中红外尺寸的上限小于或等于~ 35 pc。
2002-12-12 astro-ph
The First Detection of Spatially Resolved Mid-Infrared Scattered Light from a Protoplanetary Disk
我们报告空间分辨11.8微米的图像，在W。M.凯克10米望远镜，围绕前主序星HK Tau B的原行星盘。HK Tau B相对于HK Tau A的中红外形态和天体测量表明，在HK Tau B的中红外观测到的通量已经从其近边缘的盘的上表面散射。这是第一个在中红外波长的散射光中观察到的原行星盘的例子。蒙特卡罗模拟表明，该盘的范围（半高宽=0。“5，或70天文单位）的散射光星云在中红外线是非常敏感的尘埃大小分布。11.8微米的测量值可以通过包含尺寸在1.5-3微米量级的颗粒的尘埃颗粒群来最好地建模;仅具有亚微米颗粒尺寸或延伸超过5微米的幂律尺寸分布的颗粒群不能再现所观察到的形态。这些颗粒明显大于ISM中的预期，这意味着颗粒生长已经发生;这种生长是尘埃盘本身演化的结果，还是最初发生在暗云中仍然是一个悬而未决的问题。
2003-04-03 astro-ph
12 and 18 micron images of dust surrounding HD 32297
我们目前的第一个亚角秒分辨率的图像在多个中红外波长的热辐射尘埃周围的A0星HD 32297。我们在双子座南部对T-ReCS的观测揭示了一个近边缘分辨的圆盘，直径为11.7微米和18.3微米，半径约为150 AU。中红外是这个圆盘已经被解析的第三个波长区域，这是继其他来源在光学和近红外波长的日冕观测之后。全球中红外线的颜色和径向色温分布的详细考虑意味着磁盘的中心部分到~80 AU是相对缺乏的灰尘。
2007-07-23 astro-ph
A Spitzer Study of Debris Disks In The Young Nearby Cluster NGC 2232: Icy Planets Are Common Around ~ 1.5--3 Solar-Mass Stars
我们描述了斯皮策IRAC和MIPS观测附近的2500万年前的疏散星团NGC 2232。结合这些数据与ROSAT全天巡天观测，自行和光学光度学/光谱学，我们构建了一个列表的高度可能的集群成员。我们确定了1个A型恒星，HD 45435，在4.5- 24微米处有明确的过量发射，表明陆地行星形成的碎片。我们还发现了2- 4颗晚型星，可能有8微米的超差，8颗早型星，确定有24微米的超差。对尘埃光度和温度的限制表明，探测到的过量是由碎片盘产生的。从我们的B星和A星样本来看，恒星自转似乎与24微米的过剩有关，如果大质量的原始盘演变成大质量的碎片盘，这是一个预期的结果。为了探索A型恒星周围碎片的频率和大小的演变，我们将我们的结果与其他年轻星团的数据相结合。A型恒星周围碎片盘的出现频率似乎从500万年前的25%增加到2000 - 2500万年前的50%-60%。较老的A型恒星有较小的碎片盘频率：在50- 100百万年时约为20%。对于这些年龄，碎片排放的典型水平从5- 20百万年上升，然后下降。由于24微米的尘埃辐射探测了A型恒星周围的冰状行星形成，我们的结果表明冰状行星形成的频率是eta（i）> 0.5--0.6。因此，大多数A型恒星（近似。1.5--3 Msun）产生冰冷的行星。
2008-07-13 astro-ph
Spatial separation of small and large grains in the transitional disk around the young star IRS 48
我们目前的空间分辨中红外图像的磁盘周围的年轻恒星IRS 48在蛇夫座星云复杂。圆盘在18.7微米处呈现环状结构，并且在较短波长处由多环芳烃的非常强的发射主导。这使得我们能够详细研究小尘埃和大尘埃颗粒的相对分布。用VLT-VISIR获得了IRS 48在8.6 - 18.7 μ m的5个中红外波段的图像以及低分辨率的N波段光谱。光谱学被用来确定中心恒星的光谱类型，并测量H α线的强度。18.7微米环的峰值直径为110 AU，间隙约为60 AU。环的形状与i = 48 ± 8度的倾角一致。相比之下，7.5-13微米的PAH发射带以源为中心，似乎填充了环内的间隙。测得的PAH谱线强度比通常测量的年轻M0恒星强10- 100倍，只能用高PAH丰度和/或强过量光学/紫外发射来解释。图像的形态，结合硅酸盐排放功能的情况下，意味着内部磁盘已被清除的微米级的灰尘，但与一个显着的人口的多环芳烃剩余。我们认为，差距可能是由于晶粒生长和解决或清除一个看不见的行星或低质量的同伴。IRS 48可能代表了从经典到弱线金牛座T星的短暂过渡阶段。
2007-05-21 astro-ph
Gemini Mid-Infrared Imaging of Massive Young Stellar Objects in NGC 3576
我们对NGC 3576进行了中红外研究。这些高分辨率的图像是在双子座南天文台通过中心在7.9微米和18微米之间的窄带和宽带滤波器拍摄的。近衍射极限的图像显示IRS 1在10微米波段首次分解为4个源。源的位置与以前在近红外线中探测到的大质量年轻恒星物体相一致。得到了各个目标的光谱能量分布、硅酸盐吸收特性、色温和光度等特性，并进行了讨论。我们还报告了另外两个YSO候选人的观测结果，以及在没有NIR对应物的情况下检测到一个新的扩散MIR源。我们的结论是，没有这些来源的贡献显着电离的HII区域。根据射电和红外资料，提出了NGC 3576电离源的可能位置。
2003-08-11 astro-ph
Characterizing Young Brown Dwarfs using Low Resolution Near-IR Spectra
我们目前的近红外（1.0-2.4微米）光谱确认的青年和冷的有效温度的6褐矮星和低质量的恒星与拱盘朝向变色龙II和蛇夫座恒星形成地区。我们的一个天体的光谱表明它的光谱类型为~L1，使其成为迄今为止最新发现的年轻棕矮星之一。比较年轻的棕矮星，场矮星和巨星的光谱，我们定义了一个1.49-1.56微米的H2O指数能够确定光谱类型的1个子类型，独立于重力。我们还定义了一个指数的基础上的1.14微米钠的功能，是敏感的重力，但只有微弱的依赖于光谱类型的领域矮星。我们的1.14微米Na指数可以用来区分年轻的星团成员（t <~ 500万年）和年轻的场矮星，两者都可能具有三角形H带连续体形状，持续至少几十万年。使用从我们的对象的光谱类型确定的有效温度以及来自近红外和中红外测光的光度，我们将我们的对象放置在H-R图上，并叠加进化模型来估计我们年轻源的质量和年龄。我们的三个来源推断出的年龄（t ~= 10-30百万年）明显大于其母云的恒星年龄中位数（1-3百万年）。对于这三个物体，我们得到的质量比我们源的辐射热光度预期的1-3百万年的棕矮星大3倍。使用两种独立但合理的方法确定的推断质量和年龄之间的巨大差异强调了在推导或利用褐矮星质量和年龄估计时需要谨慎。
2006-11-15 astro-ph
TIMMI2 and VLT-ISAAC Spectroscopy of Circumstellar Dust Disks - A Spatially Resolved 3.3 micron PAH Feature Around HD 100546
我们目前的光谱数据与La Silla 3.6m TIMMI 2和VLT-ISAAC仪器获得的初步结果。2003年3月，我们获得了36颗恒星的23个TIMMI 2 N带和18个Q带光谱，以研究星周盘中颗粒性质的演化。我们的样本包括赫比格星、金牛座T星和类织女星，其中一些最近被确定为附近（<100 pc）恒星协会的成员。硅酸盐和多环芳烃（PAH）的排放功能进行检测和TIMMI 2的空间分辨率允许的排放的空间范围上的上限。我们还获得了ISAAC的L-波段光谱的4个充分研究的磁盘。对于Herbig Be星HD 100546，我们在3.3微米处检测到空间扩展的PAH发射，这对应于这条线上半径为11 +/- 3 AU的源。
2004-03-31 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
A Catalog of Extended Green Objects (EGOs) in the GLIMPSE Survey: A new sample of massive young stellar object outflow candidates
利用斯皮策GLIMPSE Legacy调查的图像，我们已经确定了300多个扩展的4.5微米源（缩写为EGO，扩展的绿色对象，用于在3色复合IRAC图像中将[4.5]带编码为绿色）。我们提出了这些EGO的目录，包括在3.6，4.5，5.8，8.0和24微米的GLIMPSE和MIPSGAL调查的综合通量密度测量。我们样本中的源与最近的IRAS点源之间的平均角间距>1弧分。大多数的EGO与红外暗云（IRDC），高分辨率6.7 GHz的甲醇脉泽调查重叠的GLIMPSE覆盖范围，EGO和6.7 GHz的甲醇脉泽是强烈相关的。扩展4.5微米的发射被认为是追踪原恒星外流中的冲击分子气体; EGO与IRDC和6.7 GHz甲醇脉泽的关联表明，扩展4.5微米的发射可能会精确定位大质量原恒星的外流。EGO的中红外颜色位于仍然嵌入在下落包层中的年轻原恒星所占据的色-色空间区域。
2008-10-02 astro-ph
Rotation-Resolved Spectroscopy of a Very Young Asteroid, (1270) Datura
（1270）曼陀罗是一个非常年轻的小行星群中最大的成员，该小行星群被认为在0.45百万年前破裂。光变曲线和旋转分辨反射光谱（0.6 μ m- 1.0 μ m）进行了观察，以找到“新鲜”的表面。我们的数据显示，沿旋转相位没有显着的光谱变化。表明空间风化程度的0.95微米吸收带的深度与老的S型小行星相似。这表明，在这个波长范围内的反射光谱变化迅速，并饱和的深度0.95微米的吸收小于0.45百万年的主带环境。
2008-08-16 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
Mid-Infrared Imaging of a Young Bipolar Nebula in the S287 Molecular Cloud
我们目前在11.3微米的PAH波段和在11.9微米的S287 B恒星形成区域的连续体中的衍射限制图像与新委托的中红外成像仪/光谱仪VISIR在VLT。在这两个滤波器中，都检测到五个点状源，其中至少一个的光谱能量分布让人想起拉达I类源。我们还报告在这个地区发现了一个新的Herbig Ae星。特别引人注目的是，在这个区域中最亮的中红外源在较短的波长下没有被探测到;它是一个很好的候选者，是以前在S287 B中报道的双极分子外流和光学反射星云的驱动源。
2005-09-14 astro-ph
Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的射电望远镜对大麦云（LMC）中的红超巨星WOH G64进行了N波段光谱干涉观测。WOH G64在H-R图上的位置与现有的恒星演化理论严重不符。WOH G64周围的尘埃包层已经在空间上得到了分辨，基线约为60米-这是第一次对河外星系中单个恒星源进行空间分辨的观测。观察到的N带能级在8~10微米范围内略有减小，向10微米方向逐渐增大，反映了10微米硅酸盐的自吸收特征。在四个位置角度相差约60度但基线长度大致相同（约60米）的情况下测量的vibrium没有显示出明显的差异，这表明该物体似乎接近中心对称。观测到的N波段的光度和光谱能量分布可以通过一个光学和几何上都很厚的硅酸盐环模型在接近极点的位置进行重现，中心恒星的光度被推导为2.8 x 10^5 Lsun，比之前基于球面模型的估计值低了2倍。从我们最近的观测和二维模型中获得的较低的光度使WOH G64在H-R图上的位置与25 Msun恒星的理论演化轨迹更加一致。我们还确定了在2.7和6微米的红外空间天文台和斯皮策太空望远镜获得的光谱中的H2O吸收功能。2.7微米的特征起源于光球层和/或扩展的分子层，而6微米的特征很可能起源于拱星。
2008-03-26 astro-ph
Constraints on Inner Disk Evolution Timescales: A Disk Census of the eta Chamaeleontis Young Cluster
我们提出了新的L'（3.8微米）在附近（~97秒差距）年轻（~6百万年）紧凑的集群约eta Chamaeleontis，获得与欧洲南方天文台的甚大望远镜在智利帕拉纳尔的恒星观测。我们的数据，结合J，H，Ks测光从2微米全天巡天，显示只有两个调查的12个成员港L '带过剩符合光学厚内盘;两者也可能是吸积物。有趣的是，另外两颗恒星可能有证据表明正在进行吸积，尽管速度很低，但并没有显示出明显的红外过量：这可能意味着大量的晶粒生长和/或内部盘区域的部分清除，正如预期的行星形成场景。我们的研究结果表明，eta Cha恒星正处于磁盘快速演变的时代，这可能是由于与行星建造相关的过程，并对内部磁盘寿命提供了进一步的限制。
2005-06-15 astro-ph
Synthetic infrared images and spectral energy distributions of a young low-mass stellar cluster
本文提出了一个包含23颗恒星和27颗褐矮星的非常年轻（小于10^5岁）的低质量（50 Msun）星团的三维Monte Carlo辐射转移模型。这些模型使用了Bate、Bonnell和Bromm对低质量星团形成进行的大规模平滑粒子流体动力学（SPH）模拟中的密度和恒星质量分布。我们计算了整个星系团和单个天体的光谱能量分布，模拟了斯皮策空间望远镜（SST）的远红外图像，并构造了彩色图（近红外HKL和SST中红外波段）。光源周围的吸积盘的存在影响了尘埃温度结构在大尺度上的形态（高达几个10^4 au）。与没有吸积盘的模型相比，相当一部分星际尘埃是欠热的，因为来自光源的辐射被吸积盘阻挡/遮蔽。与没有吸积盘的模型团相比，具有吸积盘的模型团的光谱能量分布（SED）在λ = 3-30微米和λ> 500微米处显示出过量发射。我们的模型与吸积盘周围的每个对象显示了一个类似的分布光谱指数（2.2-20微米）值（即0-III类源）中看到的Rho蛇夫座云。我们确认，最好的诊断识别对象与吸积盘是中红外（λ = 3-10微米）的颜色（如SST IRAC波段），而不是HKL的颜色。
2004-03-24 astro-ph
Red supergiants as potential Type IIn supernova progenitors: Spatially resolved 4.6 micron CO emission around VY CMa and Betelgeuse
我们提出了高分辨率的4.6微米CO光谱的拱星环境的两个RSG是潜在的SN祖星：参宿四和VY CMa。在参宿四周围，3arcsec内的12 CO辐射遵循一个温和的cloudless，但在其他方面的球壳，小于它的55 arcsec壳在KI da 7699。与此形成鲜明对比的是，VY CMa周围的4.6微米CO辐射与其星团非对称反射星云中明亮的KI相一致，距离恒星5角秒。我们的CO数据显示红移的功能没有看到KI光谱的VY CMa，表明更各向同性分布的气体穿插随机分布的不对称团块。参宿四中CO和KI的相对分布来自稳定风中的电离效应，而在VY CMa中，KI是从500- 1000年前的阵发性质量喷射产生的CO云粒表面发射出来的。在这两种情况下，CO和KI跟踪潜在的前SN拱星物质：我们得出结论，一个极端的RSG像VY CMa可能会产生一个IIn型事件，如SN 1988 Z，如果它在目前的状态下爆炸，但参宿四不会。VY CMa表明LBV不一定是SNe IIn的唯一祖先，但它强调了SNe IIn在爆炸前不久遭受增强的情节性质量损失的要求。
2008-11-19 astro-ph
GEMINI near-infrared spectroscopic observations of young massive stars embedded in molecular clouds
用双子座南近红外光谱仪GNIRS获得了南半球四个星团中年轻候选恒星的K波段光谱。这些星团与具有超紧凑HII区域颜色特征的IRAS源有关。光谱类型是通过将观测到的光谱与近红外光谱库的光谱进行比较而获得的;结果包括9颗大质量恒星和7颗被确认为背景晚型恒星的天体的光谱分类。其中两个研究的来源具有K波段光谱，与非常热的恒星的特征相兼容，这是从Civ，Niii和Nv发射线的存在中推断出来的，它们分别位于2.078微米，2.116微米和2.100微米。其中一颗I16177 IRS 1的K波段光谱类似于O3 If * 超巨星Cyg OB 2 7。星云K波段光谱的相关UC Hii区域显示了s-过程[Kriii]和[Seiv]高激发发射线，以前只在行星状星云中发现。在每个星团中发现了一个年轻的恒星天体（YSO），与主要的IRAS源或附近的解析MSX组件有关，证实了以前的近红外测光调查所获得的结果。到恒星的距离是从它们的光谱类型和先前确定的JHK星等得出的;它们与从运动学方法获得的值吻合得很好，除了IRAS 15408 -5356的情况，它的光谱距离比运动学值小大约2倍。
2008-12-03 astro-ph
The NGC 7129 Young Stellar Cluster: A Combined Spitzer, MMT, and 2MASS Census of Disks, Protostars, and Outflows
我们提出了七个波段（1.2至8微米）的地面和空间为基础的成像的NGC 7129年轻的星团从FLAMINGOS的MMT，2 MASS和红外线阵列相机（IRAC）的斯皮策太空望远镜的分析。对H-[4.5]与J-H颜色的分析显示了84个具有拱星盘的天体。其中，42个位于星团核心内，这是一个半径为0.5 pc（100“）的恒星表面密度增强区域。从星团核心边界内的恒星的光度和消光极限样本中，我们确定54% +/- 14%具有星周盘。最后，我们报告了几个解决流出的IRAC 4.5微米马赛克检测。
2004-06-03 astro-ph
Young massive stars and their environment in the mid-infrared at high angular resolution
我们提出了干涉测量和单碟中红外观测的大规模年轻恒星物体（BN型物体）的样本，使用VLTI-COMICS（10微米）和斯巴鲁-COMICS（24.5微米）。我们讨论区域S140，Mon R2，M8 E-IR和W33 A。观测探测尘埃包层的内部区域，尺度分别为50毫弧秒和0.6弧秒（100-1000 AU）。同时模型拟合光谱能量分布和空间数据，实现了自洽球包络建模。我们的结论是，这些MYSO信封，最好的球形几何描述，相称的密度分布是一个指数为-1.0的幂律。这种幂律是预测，如果信封是由湍流的100- 1000 AU尺度探测与COMICS的支持，但在这些空间尺度的旋转的作用需要测试。
2008-07-25 astro-ph
New Three Micron Spectra of Young Stellar Objects with H_2O Ice Bands
本文给出了14个具有H_2O冰吸收带的年轻天体的3 $μ$ m光谱。在3.47 $μ$ m处的宽吸收特征被探测到，它的光学深度与H_2O冰的光学深度相关，加强了早期的发现。在3.25 $μ$ m处的宽吸收特征被检测到朝向另外两个源，并且给出了第三个源的上限。迄今为止获得的3.25 $μ$ m特征的光学深度与耐火硅酸盐尘埃的光学深度的相关性比与H_2O冰的光学深度的相关性好。如果这一趋势得到证实，这将支持我们提出的识别功能的C-H伸展的芳烃在低温下。首次检测到MonR 2/IRS 2以及W33 A和GL 2136在3.53 $μ$ m处的固体甲醇吸收特征。W33 A、GL 2136和NGC 7538/IRS 9的CH 3OH特征波长与富CH 3OH冰相吻合，MonR 2/IRS 2的CH 3OH特征波长与富H2O冰相吻合。GL 2136、NGC 7538/IRS 9和MonR 2/IRS 2的固体甲醇丰度相对于H_2O冰为3- 5%。在3.47 $μ$ m附近有一个额外的窄吸收特征，朝向W33 A。对于W51/IRS 2，从2到4 $μ$ m的空间分辨光谱表明，H_2O冰主要位于东部分量的前面，并且H_2O冰的消光比以前估计的要深得多。对于RNO 91，从2到4 $μ$ m的光谱揭示了恒星（或星周）CO气体的吸收和比以前估计的更深的H_2O冰消光。
1999-03-31 astro-ph
The Initial Configuration of Young Stellar Clusters: A K-band Number Counts Analysis of the Surface Density of Stars
本文分析了年轻星团GGD 12-15、IRAS 20050+2720和NGC 7129的K波段恒星分布。我们发现两个深埋的星系团，GGD 12-15和IRAS 20050+2720，不是方位角对称的，并显示出高度的结构，在850微米的发射图中观察到的痕迹的间接结构。相比之下，NGC 7129星系团是圆形对称的，密度较小，与850微米的发射反相关，这表明最近发生了气体排出和动力膨胀。我们从最近邻距离估计恒星体积密度，并讨论这些密度对这些地区的拱星盘和原恒星信封的演变的影响。
2005-07-05 astro-ph
Imaging the disk around the luminous young star LkHalpha 101 with infrared interferometry
赫比格Ae/Be星LkH alpha 101已经用凯克1号望远镜以高角分辨率在近红外（1 - 3微米）的多个波长上成像，也用U.C.伯克利红外空间干涉仪（ISI）。Tuthill等人（2001）报告的具有中心孔或腔的已分辨圆盘得到证实。这与一个被巨大的环星盘所包围的发光的前主序星或早期主序星天体的几乎正面观测（倾角< 35度）是一致的。经过近四年的多历元研究，发现了双星伴星的相对运动，以及中央圆盘/恒星亮度分布变化的证据。ISI中红外干涉测量法对LkH alpha 101盘的分辨率构成了对该波长区域内年轻恒星物体的首次此类测量。发现角尺寸仅从1.6微米缓慢增加到11.15微米，与文献中通常遇到的标准幂律温度分布不一致，而是支持具有热内腔和相对快速过渡到冷或纤细外盘的模型。无尘内腔的半径与尘埃升华与恒星辐射场平衡的模型一致。从干涉测量已与出版的测光相结合，使调查的能量和基本性质的这个原型系统。
2002-06-07 astro-ph
Sub-arcsecond imaging at 267 GHz of a young binary system: Detection of a <70 AU radius dust disk around T Tau N
利用Owens Valley毫米波阵列在267 GHz连续谱和0.8“分辨率的HCO+ J=3-2发射，JCMT-CSO单基线干涉仪在357 GHz连续谱和W. M.凯克望远镜在4微米。267 GHz的辐射是无法解析的，通量为397 +/- 35 mJy，位于光学星T Tau N的位置附近。红外伴星T Tau S的上限为100 mJy。357 GHz的连续辐射是未分辨的，通量为1.35 +/- 0.68 Jy。从围绕T Tau N和S的2“直径核心中检测到HCO+ 3-2。这两颗恒星都被探测到4微米，但没有证据表明T Tau R的射电源。我们提出了一个模型，在该模型中，T Tau S本质上类似于T Tau N，但被T Tau N的盘的外部部分所掩盖。在此基础上，构建了21 cm和1.22 μ m之间的光谱能量分布（SED）的拟合。采用r^-1表面密度分布和指数截断边缘，可以推断T Tau N和S的星盘质量分别为0.04 +/- 0.01 Msol和6 e-5 - 3e-3 Msol。一个0.005-0.03 Msol环双星信封也需要适合毫米到中红外SED。
1997-09-29 astro-ph
First evidence for a spatially resolved disk structure around the Herbig Ae star R CrA
我们提出了中红外干涉观测的赫比格Ae星R CrA获得的VLTI使用几个投影基线在UT 2-UT 3配置的观测。观测结果表明，在波长范围为8-13微米的约6 AU尺度上，具有非对称强度分布的星周发射，为倾斜盘几何形状提供了支持。使用外半径在6-10 AU范围内、波长在8-13微米范围内的均匀环模型来最好地拟合振动。发现环相对于天空平面的倾斜度为~45 °，与40度一致。近红外成像偏振法（Clark et al. 2000，MNRAS，319，337）提出。
2005-07-04 astro-ph
FIRBACK: III. Catalog, Source counts, and cosmological implications of the 170 micron ISO Deep survey
FIRBACK（远红外线背景）调查是使用ISO上的ISOPHOT进行的170微米最深成像调查之一，旨在研究宇宙远红外线背景的结构。本文提供了解析源的分析。经过验证的数据简化和校准过程后，我们进行了密集的模拟，以优化源提取，测量混淆噪声（sigma_c = 45 mJy），并给出测光和天体测量精度。在3.89平方度的区域内共观测到196个S > 3 sigma_c的星系。通量S > 4 sigma_c的源的计数在180和500 mJy之间的微分“logN-logS”图上呈现3.3 +/- 0.6的陡斜率。因此，混淆程度很高，将对未来的IR深度调查产生巨大影响。这种强烈的演化，与欧几里得几何的2.5的斜率相比，与暗示强烈演化的亮红外星系群的模型一致。解析的源占170微米宇宙红外背景的不到10%，预计将被解析为1至10 mJy范围内的源。
2001-03-27 astro-ph
Keck Diffraction-Limited Imaging of the Young Quadruple Star System HD 98800
本文给出了用W. M.凯克10米望远镜使用散斑和自适应光学成像在近红外波长和直接成像在中红外波长。可见双星的两个组成部分，A和B，本身都是光谱双星，在所有波长都是可分离的，使我们能够确定它们的恒星和星周性质。结合这些观测结果和文献中的光谱数据，我们得出HD 98800 B的光谱成分的年龄为1000万年，质量为0.93和0.64太阳质量，倾角为58度，HD 98800 Aa的年龄为1000万年，质量为1.1太阳质量。我们的数据证实，大的中红外过量完全与HD 98800 B有关。这种过量表现出150 K的黑体温度和强的10微米硅酸盐发射特征。HD 98800 B周围的大的、完全吸收的、150 K晶粒的理论平衡半径为2.4 AU，这表明一种环绕光谱的二元分布。我们的观测设定了重要的上限，尘埃内部半径的大小为~2 AU（中红外数据），散射光的数量<10%（H波段数据）。对于内半径为2AU的尘埃，其分布高度至少为1AU，才能解释20% L_B的尘埃分光度。根据散射光的极限，造成过量发射的尘埃颗粒必须具有2微米的散射度<0.33. The presence of the prominent silicate emission feature at 10 microns implies dust grain radii of >。位于HD 98800 B周围的环双星盘中的尘埃总质量>0.0…
2000-11-10 astro-ph
Silicate Emission in the TW Hydrae Association
长蛇座TW星协是离我们最近的年轻星协。它的成员包括HD 98800、HR 4796A和长蛇座TW，后者是已知距离最近的经典金牛座T星。我们观察到这三颗恒星的光谱在3到13微米之间。在TW Hya中，光谱显示出硅酸盐发射特征，与许多其他具有原恒星盘的年轻恒星相似。11.2微米的特征表明有大量的结晶橄榄石，但并不像一些年轻恒星和太阳系彗星那样强烈。在HR 4796 A中，硅酸盐特征的热辐射非常微弱，表明恒星附近几乎没有（小硅酸盐）颗粒。HD 98800的硅酸盐谱带（我们观察到，但也由Sylvester和Skinner（1996）报道）的强度介于TW Hya和HR 4796之间。
2000-08-01 astro-ph
The Structure of IR Luminous Galaxies at 100 Microns
我们用柯伊伯机载天文台在100微米处观测了22个星系，以确定它们远红外发射区的大小。这些星系中的大多数都是明亮的远红外源，L_FIR > 10^11 L_sun。这一数据构成了迄今为止在远红外线上对发光星系实现的最高空间分辨率。我们的数据包括源的空间结构的直接测量，其中我们寻找偏离点源配置文件。此外，我们的小光束100微米通量与大光束IRAS通量的比较显示了有多少通量落在我们的探测器之外，但在IRAS光束内。几个具有点状核的源显示出这种净通量亏损的证据.我们清楚地解决了这些星系中的六个在100微米，并有一些证据在其他七个扩展。我们所分辨的星系，其100微米的光通量中只有很少一部分是由点状的活动星系核（AGN）直接发射的。最近爆发的非核恒星形成加热到~40 K的尘埃为它们极端的远红外光度提供了最好的解释。在少数情况下，通过紧凑的中心源加热扩展区域也是一种可行的选择。假设我们看到的FIR发射来自尘埃，我们还使用我们推导出的尺寸来找到尘埃温度和100微米处的光学深度，我们将其转化为通过星系的有效视觉消光。我们的工作表明，研究亮红外星系的远红外结构显然是在新一代远红外仪器，如SOFIA和SIRTF的能力。
2000-03-29 astro-ph
A Resolved Circumstellar Disk around the Herbig Ae Star HD 100546 in the Thermal Infrared
我们提出了中红外零干涉和直接成像观测的Herbig Ae星HD 100546获得的麦哲伦我（巴德）6.5米望远镜。观测结果显示，在10.3、11.7、12.5、18.0和24.5微米处有分辨的星周辐射。通过零观测（10.3，11.7和12.5微米），我们检测到一个拱星盘，与45 +- 15度的倾角相对于一个面对磁盘，一个半长轴位置角150 +- 10度（N的E），和一个约25 AU的空间范围。直接图像（18.0和24.5微米）显示了距离恒星30-40天文单位的较冷尘埃的证据。直接图像还显示了倾斜盘的证据，其位置角与调零检测到的盘相似。这种形态是一致的模型，其中一个耀斑拱盘占主导地位的排放。然而，我们在不同波长下得出的相对盘大小的相似性表明，盘可能有一个很大的内部间隙，可能是由一个巨大的原行星的形成清除的。系统中原行星的存在也为HD 100546和其他赫比格Ae恒星之间的差异提供了一个自然的解释。
2003-10-20 astro-ph
Using Narrow Band Photometry to Detect Young Brown Dwarfs in IC348
我们报告了在疏散星团IC348中发现的一群年轻的褐矮星候选者，并利用窄带测光发展了一种新的光谱分类技术。观测是使用FLITECAM进行的，这是SOFIA的第一台光相机，位于Lick天文台的3米Shane望远镜。FLITECAM是一种新的1 - 5微米相机，具有8弧分的视场。定制的窄带滤光片被开发用于检测褐矮星特有的水蒸气（1.495微米）和甲烷（1.66微米）的吸收特征。这些滤波器可以在没有光谱学的情况下对恒星和棕矮星进行光谱分类。FLITECAM的窄波段和宽波段测光是通过检查恒星的颜色-颜色和颜色-星等特征来验证的，这些恒星的光谱类型和红化是从以前的调查中得知的。使用我们的窄带滤波测光方法，有可能识别出一个信噪比为20或更好的天体，其光谱类别在晚型恒星的+/-3个子类型之内。利用这种技术，IC348中心区域的非常深的图像（H~20.0）已经确定了18个可能的L或T矮星候选者。在这18个天体中，我们预计其中3 - 6个在统计上可能是背景恒星，其余的是星团中真正的低质量成员。如果确认为星团成员，那么它们是非常低质量的天体（~5兆木星）。我们还描述了如何两个额外的窄带滤波器可以提高M，L和T矮星之间的对比度，以及提供一种手段来确定一个单独的对象的红化。
2003-06-30 astro-ph
Measuring Sizes of Marginally Resolved Young Globular Clusters with HST
我们提出了一种方法来获得的边缘解决星团的大小从HST/WFPC 2观测拟合国王模型的观测。我们描述的模拟图像和观测结果的年轻紧凑的星系团在NGC 3597和NGC 1275。从模拟中，我们发现，如果数据具有高S/N（对于积分亮度>~ 500），则对于所有感兴趣的c和King半径（r_0）的组合，我们可以测量King模型浓度（c）到大约两倍的精度。如果浓度被精确测量，我们就可以精确地测量King半径。对于较低的S/N，边缘解决国王配置文件遭受简并;不同的浓度值给出不同的r_0，但有可比的减少卡方值。在这种情况下，纤芯半径和浓度都不能单独约束，但可以精确地恢复半光半径。在NGC 3597中，我们只能区分非常明亮的星团的浓度;这些星团的浓度约为2。假设其他天体的浓度为2，我们发现NGC 3597中星团的平均King半径为0.7 pc，而NGC 1275中的星团平均半径为1.1 pc。这与银河系球状星团的平均核心半径相似，为0.92秒差距。我们发现NGC 3597和NGC 1275年轻星团的平均半光半径分别为5.4pc和6.2pc，而银河系球状星团的平均半光半径为3.4pc。在派生的径向参数在每个集群系统的传播是在银河系球状星团系统中观察到的。
2001-09-25 astro-ph
Recent star formation in the inner Galactic Bulge seen by ISOGAL. I - Classification of bright mid-IR sources in a test field
内容：银河系中心区域的恒星星族知之甚少，因为这个方向的视消光很高，而且源密度很大。目的：利用最近的红外巡天研究该区域的尘埃星体。方法：作为ISOGAL测量的一部分，我们分析了在7和15微米处观察到的以（l，b）=（-0.27，-0.06）为中心的20 × 20弧分^2视场的内容。这些ISO观测结果在灵敏度和空间分辨率方面比IRAS观测结果好一个数量级以上。这些来源与其他目录交叉关联，以识别各种类型的对象。然后，我们得出的标准，以区分年轻的对象后主序星。结果：我们发现，大约50个年轻的恒星物体和超紧凑的HII区域的样本出现，出人口的演化AGB恒星。我们证明了ISOGAL星表中出现的源的颜色和空间范围，可能在21微米处补充MSX测光，可以用来确定在15微米（或[15] < 4.5等）处亮度超过300 mJy的ISOGAL源是年轻天体还是晚期演化恒星。
2006-03-21 astro-ph
Observational characteristics of dense cores with deeply embedded young protostars
0类天体被认为是最年轻的原恒星，根据近红外或无线电发射和/或分子外流的存在来确定。我们提出了结合流体动力学和辐射转移模拟的恒星形成的分子核心的崩溃，这提出了两个标准，用于识别致密的核心，深深嵌入非常年轻的原恒星，可能无法观察到的近红外或无线电与当前的望远镜。我们发现，原恒星的核心是相对温暖的（T> 15 K），其SED峰值在波长<170微米，他们往往出现圆形。
2005-11-03 astro-ph
Luminosity Profiles of Resolved Young Massive Clusters
年轻的大质量星团（YMC）与老的球状星团的显著不同之处在于它们的包层是扩展的，而不是潮汐截断的。它们的投影光度分布符合Elson-Fall-Freeman（EFF）模型，其核半径为0.3pc <rc < 8 pc，负指数2 < gamma < 3.8的幂律包络。这些包层形成于最初的几个10^6年，持续约10^8年至10^9.5年，这取决于环境。许多年轻的大质量星系团显示出可能加速其初始弛豫的团簇结构。麦哲伦云星团的核心在出生时r_c < 1 pc，10^8年后r_c = 2 ~ 3 pc，表现出普遍的膨胀，但在r_c-log（年龄）图中，似乎沿着两个分叉分支演化。低分支可以用前10^9年的质量损失驱动的核心膨胀来解释，随后是缓慢的核心收缩和由于蒸发导致的核心坍塌的开始。上部分支，这表明持续的核心扩张成比例的对数年龄，仍然无法解释。有强有力的证据表明，在年轻的集群快速质量分离，但很少有证据表明头重脚轻的IMF或原始的质量分离。最后，YMC在整个本地群中显示出相似的结构，并且我们可以分辨它们（<~20 Mpc）。
2004-04-20 astro-ph
High-Resolution Imaging of the Dust Disk around 49 Ceti
年轻的A1 V恒星，49 Ceti的亚弧秒尺度Keck图像，分辨出λ = 12.5和17.9微米的发射，来自长轴PA 125 pm 10度和倾角phi = 60 pm 15度的圆盘。在17.9微米处，发射比东南部更亮并且更多地向西北延伸。对中红外图像的建模结合来自文献的通量密度表明，大部分中红外辐射来自于距离恒星30至60 AU之间的非常小的颗粒（a ~ 0.1微米）。这群尘埃颗粒对光谱能量分布中观察到的显著过剩的贡献可以忽略不计。大部分的非光球能量是由一个较大的颗粒（a ~ 15微米），内半径~ 60 AU，外半径~ 900 AU的外盘以较长的波长辐射的。49 Cet盘的全局性质显示出与Beta Pic和HR 4796 A盘的亲和力大于与其他碎片盘的亲和力。这可能是因为它们都非常年轻（t <2000万年），这更有力地证明了它们是介于Herbig Ae和“类织女星”A星之间的过渡天体，具有更脆弱的星周盘。
2007-01-11 astro-ph
Mid-infrared imaging of the massive young star AFGL 2591: Probing the circumstellar environment of an outflow source
大多数，如果不是全部，恒星现在被认为在形成过程中产生能量外流。然而，在发现年轻恒星的两极外流近20年后，这种暴力现象的起源还没有得到很好的理解。探测外流过程的困难之一，特别是在大质量嵌入恒星的情况下，是缺乏高空间分辨率的观测。在这里，我们提出了一个巨大的年轻恒星物体，AFGL 2591，及其周围环境的亚角秒分辨率中红外图像。我们在11.7，12.5和18.0微米的图像显示了恒星西南约6“的发射结，这可能是最近的喷射事件或嵌入伴星的证据。这个结与先前看到的近红外反射星云和射电源大致一致，并且位于已知的大规模CO外流内。我们还发现了一个新的微弱的NW源，这可能是另一个嵌入的低光度恒星。AFGL 2591的IRAS中红外光谱在10微米处显示出大的硅酸盐吸收特征，这意味着主要来源被光学厚的尘埃外壳包围。我们讨论了这些现象的相互关系，并建议，中红外成像和光谱探测大质量恒星诞生提供了强大的工具。
2000-08-02 astro-ph
Spitzer Observations of the z=2.73 Lensed Lyman Break Galaxy, MS1512-cB58
本文介绍了z=2.73的透镜莱曼破裂星系MS 1512-cB 58的斯皮策红外测光和光谱学。大的放大倍数（因子~30）允许迄今为止对L*_UV（z=3）LBG进行最详细的红外研究。获得了具有IRAC（3-10微米）、IRS（16微米）和MIPS（24、70和160微米）的宽带测光以及跨越5.5-35微米的IRS光谱。将恒星星族模型与光学/近红外/IRAC测光结果进行拟合，得到了一个年轻的年龄（约900万年），形成恒星的速度约为98 M太阳/年，到目前为止形成的恒星总质量约为10^9 M太阳。不能排除存在一个老的恒星星族，其质量是恒星的两倍。红外光谱能量分布符合24微米和70微米测光，以及先前获得的submm/mm，数据给出了本征红外光度L_IR = 1-2 x10^11 L_sun和恒星形成率SFR ~20-40 M_sun/yr。由于红紫外光谱斜率明显超过了对尘埃消光水平的预测，因此紫外导出的恒星形成率（SFR）比使用L_IR或L_H α确定的SFR高约3-5倍。这表明，假设的卡尔泽蒂星爆遮光率法律可能是无效的年轻的LBG。我们在6.2、7.7和8.6微米处检测到多环芳烃（PAH）的强线发射。线的比率是一致的比率在本地和高红移恒星爆发。PAH和静止帧8微米光度预测的总L_IR的基础上以前测量的关系在星爆。最后，我们没有检测到3.3微米的PAH特征。这与一些PAH排放模型略有不一致…
2008-08-18 astro-ph
Young red supergiants and the near infrared light appearance of disk galaxies
盘状星系在近红外波段经常表现出突出的非轴对称特征。这些特徴可能表示恒星质量表面密度的变化，来自恒星形成区年轻红超巨星的贡献，或大量的尘埃遮蔽。为了区分这些可能性，我们在三个邻近星系（NGC 278，NGC 2649和NGC 5713）的盘内搜索了2.3微米光度CO指数的空间变化。该指数测量恒星大气中分子CO吸收带的强度，在低温、低表面重力的恒星中很强，在红超巨星中达到最大值。我们观察到显着的空间CO指数的变化，在两个星系（NGC 278和NGC 5713），表明占主导地位的恒星星族在近红外是不是到处都是一样的。中央CO指数峰值存在于两个星系，这些可能是由于金属丰度梯度或最近的恒星形成活动。此外，在NGC 278中发现了显著的方位角CO指数变化。由于盘状星系中的方位角金属丰度梯度在物理上是不可能的，因此这些特征最自然的解释是年轻恒星星族的存在。根据我们的数据，可以计算出恒星形成区年轻恒星星族产生的2微米光的比例。总的来说，年轻的恒星星族可以贡献一个（正常）星系近红外线通量的3%。在当地，这一比例可能上升到约33%。因此，年轻的恒星并不主导总的近红外线通量，但可以在恒星形成区局部占主导地位，并可能使螺旋臂振幅或星系质量分布中其他非轴对称结构的估计产生偏差。
1997-10-17 astro-ph
Silicate Emission in T Tauri Stars: Evidence for Disk Atmospheres?
我们提出了低分辨率的中红外光谱的9个经典的金牛座T星与变色龙I暗云。这些数据是用红外空间观测台上的PHOT-S仪器在2.5-4.9和5.9-11.7微米两个波长范围内获得的。所有九颗恒星都显示出10微米的硅酸盐发射的证据，这是光谱中唯一突出的特征。我们讨论了一个模型的起源，这些功能在一个热的光学薄的表面层的拱星盘周围的中央年轻的恒星（即磁盘大气）。我们报告了我们的观测结果与基于这个简单模型对我们样本中大多数恒星的预测非常一致，假设半径< 1微米的无定形硅酸盐混合物是不透明度的主要来源。这些观测结果支持了扩展的盘状大气对年轻恒星的中红外通量有很大贡献的观点。
1999-12-06 astro-ph
Medium resolution 2.3 micron spectroscopy of the massive Galactic open cluster Westerlund 1
银河系疏散星团韦斯特伦德1号在几年前才被发现，它的质量比以前认为的要大得多，有证据表明它的质量超过了~10^5 Msun，在年轻的河外星团的范围内。与那些星团不同的是，它的接近使得对它的恒星星族的空间分辨研究成为可能。因此，它是一个年轻的大质量星团的最终模板，允许直接比较其性质与空间未解决的河外星团的速度色散和动力学质量的测量。为此，我们使用长狭缝近红外光谱仪VLT/ISAAC观察CO带头区域附近的2.29微米扫描狭缝在集群中心的整合过程中。沿着狭缝的光谱在空间上坍缩会导致星系团的一个单一的共同添加的光谱，与在河外星系团中获得的光谱相当。这个光谱的分析方法与几乎点状的河外星系团的光谱相同，使用红优星系团成员作为速度模板。我们探测到了四颗红超巨星，它们都包含在积分光谱中，我们测量到的速度色散为5.8 km/s。再加上从档案近红外SOFI-NTT图像中得出的0.86 pc的星系团大小，这产生了6.3x10^4 Msun的动力学质量。虽然这一数值不能被认为是最终的结果，但至少到目前为止还没有快速扩张或崩溃的迹象。
2007-01-15 astro-ph
Protostars in the Elephant Trunk Nebula
光学暗的球状体IC 1396 A在3.6、4.5、5.8、8和24微米的斯皮策图像上显示为红外明亮，并包含一组以前未知的原恒星。24微米的中红外线颜色显示了几颗非常年轻的（I类或0类）原恒星和十几颗II类恒星。其中三个新光源（IC 1396 A：伽马、δ和γ）在大于3微米的波长处发射超过90%的辐射热光度，它们位于球状体边缘电离前沿的约0.02 pc范围内。许多光源的光谱仍在24微米处上升。两颗先前已知的年轻恒星LkHa 349 a和c都被探测到，其中c部分有一个巨大的圆盘，而a部分是裸露的。目前，球状体中大约5%的物质以10^5 ~ 10^6年年龄范围内的原恒星形式存在。这种高恒星形成率可能是由附近O型星的辐射引发的。
2004-06-13 astro-ph
A resolved outflow of matter from a Brown Dwarf
恒星的诞生不仅涉及吸积，而且还与直觉相反，以高度超音速流出的形式排出物质。虽然这种现象已经在年轻恒星中观察到，但一个根本的问题是它是否也发生在新生的褐矮星中：这些是所谓的“失败的恒星”，质量介于恒星和行星之间，永远无法达到足够高的温度来进行正常的氢聚变。最近，年轻的褐矮星吸积的证据越来越多，它们的光谱显示出暗示外流的线条。在这里，我们报告光谱天文测量数据，空间解决流出的棕矮星。外流的特征看起来类似于正常年轻恒星的外流，但规模较小。这一结果表明，外流机制是普遍的，甚至可能与行星的形成有关。
2005-06-21 astro-ph
Disk and wind interaction in the young stellar object MWC 297 spatially resolved with VLTI/AMBER
用配备AMBER仪器的VLT干涉仪观测了年轻天体MWC 297。MWC 297已在空间上解决了在连续的能见度为0.50，以及在Br伽马发射线的能见度下降到一个较低的值为0.33。这种可见度随波长的变化可以解释为存在一个光学厚盘，负责连续谱中的可见度和Br γ追踪的恒星风，其表观尺寸大40%。我们通过建立一个恒星环境模型来验证这种解释，该模型结合了由气体和尘埃组成的几何薄，光学厚的吸积盘模型，以及在盘表面上方流出的与纬度相关的恒星风。由该模型得到的连续辐射和紫外辐射与干涉AMBER数据完全一致。它们也同意现有的光学，近红外光谱和其他宽带近红外干涉光谱。一幅图像出现在MWC 297被一个可能仍在吸积的赤道平盘和一股外流风所包围，外流风在极地地区的速度比赤道地区高得多。[删节]
2005-10-13 astro-ph
Cyclotron modeling phase-resolved infrared spectroscopy of polars I: EF Eridani
我们目前的相位分辨低分辨率红外光谱的极性EF波江座获得了一段时间的2年内与DAC的IRTF。光谱，覆盖的波长范围为0.8至2.4微米，占主导地位的回旋辐射在所有阶段。我们使用“恒定λ”的处方，试图模拟光谱中看到的回旋特征的变化。B = 12.6 MG和kT = 5.0 keV的等离子体温度的单个回旋加速器发射组件在匹配H和K波段中看到的特征方面做了合理的工作，但未能完全再现1.6微米的形态学缩短。我们发现，一个两个组件的模型，其中两个组件具有相似的属性，但其贡献与观看几何形状不同，提供了一个很好的适合的数据。我们讨论了我们的模型的影响，并将其与以前发表的结果进行比较。此外，我们表明，回旋加速器模型与用于建模的红外光谱，但与B = 115 MG的场强相似的属性，可以解释的GALEX观测EF Eri。
2007-09-10 astro-ph
Infrared interferometric observations of young stellar objects
我们提出了四个年轻的恒星物体的红外观测使用帕洛玛试验台干涉仪（PTI）。对于三个源，T Tau，MWC 147和SU Aur，2.2微米的发射在PTI的标称条纹间距为4毫弧秒（mas）时被分辨，而AB Aur的发射区域在这个尺度上被过分辨。我们用简单的星周物质分布拟合观测结果，并将我们的数据与从光谱能量分布推断的吸积盘模型的预测进行比较。我们发现，T Tau和SU Aur的红外发射区的大小为十分之一AU，MWC 147的红外发射区为~1 AU。
2000-06-01 astro-ph
The Impact of the Massive Young Star GL 2591 on its Circumstellar Material: Temperature, Density and Velocity Structure
研究了明亮的年轻恒星天体GL~2591周围气体和尘埃的温度、密度和运动学，尺度小至100 AU，用4.7微米吸收光谱探测，大至60，000 AU，用单碟亚毫米光谱探测。这两个尺度由干涉测量86-226 GHz图像连接，尺寸为60，000 AU，分辨率为2000 AU，连续谱线和分子谱线。这些数据被用来约束包层的物理结构，并研究年轻恒星对其周围环境的影响。
1999-05-05 astro-ph
