Class 0 Protostars in the Perseus Molecular Cloud: A Correlation Between the Youngest Protostars and the Dense Gas Distribution
我们使用PACS和SPIRE连续体数据在160微米，250微米，350微米，和500微米从赫歇尔古尔德带调查的样本七块英仙座：B1，B1-E，B5，IC 348，L1448，L1455和NGC 1333。此外，我们确定和表征嵌入式0类原恒星使用紧凑的赫歇尔源在70微米以及档案斯皮策目录和SCUBA 850微米光度数据的检测。我们确定了28个候选0类原恒星，其中四个是新发现的来源没有确定斯皮策。我们发现，恒星形成效率的团块，跟踪0类原恒星，强烈相关的平坦度，其各自的列密度分布在高值。这种相关性表明，在一个团块中的高柱密度材料的比例只反映了它最年轻的原恒星人口，而不是它的整个源人口。我们建议，无论是形成或演化的原恒星的反馈改变局部密度结构的团块。
2014-04-28 astro-ph.SR
Physical properties of the ambient medium and of dense cores in the Perseus star-forming region derived from Herschel Gould Belt Survey observations
本文分析了欧空局Herschel卫星从70 - 500 μ m波段拍摄的图像。我们首先构建了柱密度和尘埃温度图。接下来，我们确定了紧凑的核心在地图上，并使用修改后的黑体适合他们的SED的核心特征：我们确定了684无星核心，其中199个绑定和潜在的星前核心，和132个原恒星。我们还将赫歇尔发现的年轻恒星与GAIA源进行了匹配，以模拟英仙座云的距离变化。我们测量了整个云的赤经和赤经的线性梯度函数。从SED拟合，质量和温度的核心推导。核心质量函数可以用对数正态分布来模拟，峰值在0.82~ $M_\sun$，表明恒星形成效率为0.30。大质量尾翼可以用幂律斜率$\sim-2.32$来模拟，接近Salpeter值。我们还确定了英仙座的螺旋结构，证实恒星优先形成于细丝中。我们发现，大多数正在进行恒星形成的细丝是跨临界的，因为它们的线性质量低于16~ $M_\sun$ pc $^{-1}$的临界极限，超过这个极限，我们预计细丝会坍缩。我们找到了一个可能的解释这个结果，表明一个长丝的线性质量低至8~ $M_\sun$ pc $^{-1}$可以已经不稳定。我们证实了恒星形成效率与尘埃概率密度函数的斜率之间存在线性关系，与核心形成效率之间也存在类似的关系。我们得出的寿命为星前核心阶段的$1.69\pm0.52$ ~百万年英仙座，但不同地区有一个广泛的星前核心分数，暗示恒星形成最近才开始在一些团块。我们…
2020-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematic and Chemical Properties of a Potential Core-Forming Clump: Perseus B1-E
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）、亚利桑那射电天文台的亚毫米望远镜（SMT）和IRAM 30 m望远镜的观测数据，我们给出了英仙座B1-E星系团形成核心的13 CO和C18 O（1-0）、（2-1）和（3-2）图。我们发现，13 CO和C18 O线发射都有非常复杂的速度结构，表明环境气体中的多个速度分量。（1-0）转换显示，B1-E的径向速度梯度为1 km/s/pc，从西北向东南增加，而英仙座云的大部分径向速度梯度从西南向东北增加。相比之下，我们没有看到与B1-E中密度更大的Herschel确定的子结构相关的速度梯度的证据。此外，较密集的子结构具有比周围的团块材料低得多的系统运动，这表明它们可能与大尺度气体解耦。然而，这些子结构本身具有宽的线宽（0.4公里/秒）类似的C18 O气体在块，这表明他们继承了他们的运动学性质，从大规模的，中等密度的气体。最后，我们发现的证据，C18 O耗尽只向一个子结构，B1-E2，这也是唯一的对象与窄（跨音速）线宽度。我们认为，星前核的形成，它们的化学和运动学性质在进化中是联系在一起的，因此这些物体必须首先消散它们的湍流，然后才能耗尽CO。
2015-04-20 astro-ph.SR
Evidence for Grain Growth in Molecular Clouds: A Bayesian Examination of the Extinction Law in Perseus
我们调查的形状的消光法在两个1度平方领域的英仙座分子云复杂。我们结合深红色光学（r，i和z波段）的观测获得使用Megacam的MMT与UKIDSS近红外（J，H和K波段）数据来测量背景恒星的颜色。我们开发了一个新的分层贝叶斯统计模型，包括测量误差，固有的颜色变化，光谱类型，和尘埃红化，同时推断参数的个别恒星和人口的特点。我们实现了一个有效的MCMC算法，利用广义吉布斯采样计算连贯的概率推理。我们发现消光（Av）和消光定律的斜率（由Rv参数化）之间有很强的相关性。因为大部分的灭绝对我们的恒星来自英仙座分子云，我们解释这种相关性作为证据的晶粒生长在中等光学深度。当气柱密度从Av = 2 mags增加到Av = 10 mags时，消光规律从漫射值Rv = 3变化到密云值Rv = 5。在我们的研究中，这两个地区的关系是相似的，尽管它们的物理条件不同，这表明尘埃颗粒的生长是一个相当普遍的过程。
2012-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Perseus ALMA Chemistry Survey (PEACHES). I. The Complex Organic Molecules in Perseus Embedded Protostars
到目前为止，大约有20多颗低质量的嵌入式原恒星表现出丰富的光谱与线的复杂有机分子（COM）。这些原恒星似乎拥有不同的丰富的COM。然而，低质量原恒星中COM丰度的统计数据受到观测不足的限制。本研究介绍了英仙座ALMA化学调查（PEACHES），其目的是无偏地表征化学COM对嵌入式（0/I类）的英仙座分子云的原恒星。在调查的50颗嵌入式原恒星中，58%的原恒星都有COMs的辐射。56%、32%和40%的原恒星分别具有CH $_3$ OH、CH $_3$ OCHO和含N的COM。COM的可探测性既不依赖于平均连续亮度温度，H $_2$柱密度的代理，也不依赖于测辐射光度和测辐射温度。对于检测到COMs的原恒星，CH $_3$ OH与CH $_3$ CN具有紧密的相关性，在连续亮温归一化的柱密度上跨越两个数量级以上，表明CH $_3$ OH与CH $_3$ CN之间存在化学联系，同时PEACHES样品中存在较大的化学多样性。在所有已识别的COM之间也发现了具有更多分散性的类似趋势，暗示具有COM的源具有共同的化学性质。COM之间的相关性是不敏感的原恒星的属性，如热光度和热温度。较大的COM（CH $_3$ OCHO和CH $_3$ OCH $_3$）相对于较小的COM（CH $_3$ OH和CH $_3$ CN）的丰度随着推断的气柱密度而增加，暗示在更密集的包层中有效地产生复杂的物种。
2021-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded Binaries and Their Dense Cores
我们探讨年轻的，嵌入式二进制文件和他们的父母核心之间的关系，使用英仙座分子云内的观测。我们结合最近发表的VLA观测的年轻恒星的核心性能从SCUBA-2在850微米的观测。大多数嵌入式二进制系统都位于其母核的中心，尽管有些系统的组件更靠近核心边缘。宽双星，定义为那些系统的物理分离大于500金，显示出一种倾向，以对齐其母核的长轴，而紧双星没有显示出优先取向。我们测试了一些简单的，进化的模型来解释观察到的0类和I类来源的人口，无论是单一的还是二进制的。在最能解释观测结果的模型中，所有恒星最初都是宽双星。这些双星要么分裂成独立的恒星，要么收缩成更紧密的轨道。在假设双星分裂后两颗恒星都保持嵌入状态的情况下，我们发现总的恒星形成速率为1.68亿r ^-1。或者，由于双星分裂，一颗恒星可能会从致密的核心中弹出。后一种假设得出的恒星形成速率为2.47亿光年^-1。这两个生产率是令人满意的协议与目前的估计从其他研究英仙座。未来的观察应该能够区分这两种可能性。如果我们的模型继续为其他恒星形成区域提供良好的拟合，那么成为恒星的致密核心的质量分数是目前认为的两倍。
2017-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology and Kinematics of Filaments in the Serpens and Perseus Molecular Clouds
我们目前的H13 CO+（J=1-0）和HNC（J=1-0）的地区，巨蛇座南，巨蛇座主和NGC 1333包含长丝的地图。我们还使用H13 CN（J=1-0）观察了Serpens区域。用CARMA进行的这些稠密气体示踪分子线观测的角分辨率为~7”，光谱分辨率为~0.16 km/s，灵敏度为50-100 mJy/束。虽然大尺度结构比较以及与赫歇尔尘埃连续体地图，我们解决更精细的结构内的细丝确定赫歇尔。H13 CO+的发射分布与现有的CARMA N2 H+（J=1-0）地图一致，因此它们追踪了相同的细丝形态和运动学。H13 CO+地图还显示，许多地区有多个结构部分重叠的视线。在两个区域中，速度差高达1.4 m/s。在这些示踪剂中，我们确定了8个典型宽度为0.03-0.08 pc的平行结构。至少有50%的地壳结构在垂直于其主轴方向上具有明显的速度梯度，平均值在4-10 km/s/pc之间。这些发现是在支持的理论模型的细丝形成的2-D流入碰撞湍流细胞产生的激波层。我们还发现了沿两个平行结构长度方向的速度梯度的证据，这些梯度表明这些细丝正流向云核。
2018-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Method for Constraining Molecular Cloud Thickness: A study of Taurus, Perseus and Ophiuchus
核心速度色散（CVD）是研究分子云湍流速度场的一个潜在的有用工具。CVD是基于稠密气体团的质心速度，因此不易受到密度波动的影响，更直接地反映了云的速度场。先前的工作表明，金牛座分子云CVD类似于著名的拉尔森分子云的线宽-尺寸关系。在这项工作中，我们研究了CVD对分子云的视线厚度的依赖性，这是一个无法直接测量的量。我们制作了一个简单的统计模型的核心内的云和分析CVD的各种流体动力学模拟。我们发现，CVD和2D投影分离的核心（$L_{2D}$）之间的关系是敏感的云的厚度。当云较薄时，CVD- $L_{2D}$关系的指数（关系CVD $\sim L_{2D}^γ$中的$γ$）反映了该$γ\sim(β-1)/2$中的基本能谱（$E(k)\sim k^{-β}$）.当云较厚时，CVD- $L_{2D}$关系变得更平坦（$γ\to 0$）。我们用这个结果来限制金牛座、英仙座和蛇夫座的厚度。我们的结论是金牛座的云深与云长之比小于1/10-1/8，即它是一个片。一个简单的几何模型拟合的线宽大小关系表明，金牛座云有一个$\sim 0.7$ pc的视线尺寸。相比之下，英仙座和蛇夫座的云厚较厚，云深与云长的比值大于1/10-1/8。
2015-08-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extinction of Taurus, Orion, Perseus and California Molecular Clouds Based on the LAMOST, 2MASS, and Gaia Surveys II: The Extinction Law
本文利用多波段测光和光谱巡天数据，测定金牛座、猎户座、英仙座和加利福尼亚分子云从紫外到红外的消光律，发现光学消光比值基本恒定，并揭示致密区WISE/W1消光异常源于冰水吸收。
2024-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relative Alignment between Dense Molecular Cores and Ambient Magnetic Field: The Synergy of Numerical Models and Observations
磁场在恒星形成过程中的作用是天体物理学中的一个重要课题。我们研究了恒星形成核心的方向（由核心主轴定义）和环境磁场方向之间的相关性：1）3D MHD模拟，2）在不同视角下模拟产生的合成观测，3）附近分子云的观测。我们发现，合成观测中的核心和背景磁场之间的相对对准结果与全三维模拟数据中测量的结果略有不同，这部分是因为在投影的2D地图中识别的核心往往共存于非连续结构中，而3D核心通常更圆。此外，我们研究的进展，磁场从pc-核心规模的模拟，这是一致的各向异性核心形成模型，气体优选地沿着磁场流向致密的核心。当比较GBT氨调查（GAS）和普朗克极化推断的磁场方向确定的观测核心时，我们发现，相对核心场对齐不同的云之间具有区域依赖性。更具体地说，我们发现金牛座分子云的致密核心倾向于垂直于背景磁场排列，而英仙座和蛇夫座的分子云倾向于随机（英仙座）或稍微平行（蛇夫座）的方向。我们认为，这一功能的相对核心领域的方向可以用来探测云内的磁场的相对意义。
2020-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical nature of Orion protostars: Are ORANGES different from PEACHES? ORANGES II
了解我们太阳的化学过去以及生命是如何在地球上出现的并不是一件容易的事。我们可以采取的最佳策略是研究位于与太阳诞生环境相似的环境中的新生恒星，并评估它们的化学成分。特别是，热可里诺是主要目标，因为最近的研究表明，星际复杂有机分子（iCOM）丰度之间的相关性，从热可里诺和彗星。ORion ALMA New Generation Survey（ORANGES）旨在评估与太阳诞生环境最接近和最好的类似物OMC-2/3灯丝中的热科里诺斯数量。在这种情况下，我们研究了19个太阳质量的原恒星的化学性质，发现我们的样品源中有26%显示出热的甲醇排放，表明热的corino。在英仙座低质量恒星形成区，PERSEUS ALMA CHEMICAL SURVEY（PEACHES）探测到了$\sim 60$ \%的热Corino，与之相比，后者在OMC-2/3灯丝中似乎相对稀少。虽然这表明猎户座和英仙座中原恒星的化学性质是不同的，但需要改进统计数据以巩固这一结果。如果这两个区域确实不同，这将表明环境可能在塑造原恒星的化学成分方面发挥作用。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A rich molecular chemistry in the gas of the IC 348 star cluster of the Perseus Molecular Cloud
本文报道了英仙座分子云恒星形成区IC 348内部扩散气体的Spitzer 10 - 34 μ m光谱观测结果。我们发现了H \textsubscript{2}、OH、H \textsubscript{2} O、CO \textsubscript{2}和NH \textsubscript{3}等常见分子以及几种可能在更复杂的烃类生产中起重要作用的碳质分子的最强中红外谱带的证据：HCN、C \textsubscript{2} H \textsubscript{2}、C \textsubscript{4} H \textsubscript{2}、HC \textsubscript{3} N、HC \textsubscript{5} N、C \textsubscript{2} H \textsubscript{6}、C \textsubscript{6} H \textsubscript{2}、C \textsubscript{6} H \textsubscript{6}。H \textsubscript{2}的激发图揭示了在观测位置存在暖气体（270 ± 30 K）。假设该温度，CO \textsubscript{2}和NH \textsubscript{3}相对于H \textsubscript{2}的推导丰度分别为10 \textsuperscript{-8}和10 \textsup…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ongoing hierarchical massive cluster assembly: the LISCA II structure in the Perseus complex
研究利用 Gaia-DR3 与光谱数据识别英仙座复合体中的 LISCA II，揭示其由九个年轻星团和恒星晕组成，正处于层级式大质量星团早期组装阶段。
2023-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey of Complex Organic Molecules in Starless and Prestellar Cores in the Perseus Molecular Cloud
该研究对英仙座分子云中35个无星核和恒星前核进行复杂有机分子巡天，发现甲醇和乙醛等广泛存在，使冷核中COM探测统计翻倍，表明COMs在恒星形成前的气体中普遍存在。
2024-08-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Inventories of Rich Carbon-Chain Chemistry in Prestellar and Starless Cores in the Perseus Molecular Cloud
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）
本研究通过耶韦斯40米望远镜观测英仙座15个原恒星核与无恒星核，探测到多种碳链分子及同位素体，揭示其碳链化学丰富性，为研究碳链储库的演化及后续对行星系统的贡献提供了依据。
2026-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep optical survey of the stellar content of Sh2-311 region
利用2 MASS的深空光学观测和近红外（NIR）观测资料，研究了Sh 2 -311区及其周围的恒星成分。该区域包含三个星系团，即NGC 2467、Haffner 18和Haffner 19。我们已经尝试区分这些个别地区的恒星内容，以及重新确定其基本参数，如距离，红化，年龄，到一个新的和更广泛的光学和红外光度数据集的基础上。NGC 2467和Haffner 19分别位于英仙座臂5.0 $\pm$ 0.4 kpc和5.7 $\pm$ 0.4 kpc处，而Haffner 18位于11.2 $\pm$ 1.0 kpc处。星系团NGC 2467和Haffner 19可能是由同一分子云形成的，而Haffner 18则位于银河系外臂，即Norma-Cygnus臂。我们使用$V/(V - I)$颜色星等图估计了本工作中确定的YSO和Snider等人（2009年）确定的YSO的年龄和质量。大多数YSO的估计年龄和质量范围分别为$\lesssim$ 1 Myr和$\sim$ 0.4 - 3.5 \msun，表明这些源可能是金牛座T星或它们的兄弟星。YSO的空间分布表明，一些YSO分布在H II区Sh 2 -311周围，这表明在其外围有一个触发的恒星形成。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of magnetic field orientations in dense cores on gas kinematics in protostellar envelopes
理论上，致密核心中的磁场和旋转轴之间的不对准被认为在恒星形成过程中具有重要的动力学意义，然而，这种影响的程度在观测上仍然不清楚。对于英仙座分子云中的32个0类和I类原恒星的样本，我们使用SMA MASSES调查的C $^{18}$ O数据和JCMT BISTRO-1调查和存档的850 $μ$ m偏振数据的磁场结构分析了气体运动。我们没有发现任何显着的相关性之间的速度梯度在1,000 au的原恒星信封中的C $^{18}$ O的排放和之间的不对准的外流和磁场的方向在致密的核心在4,000 au的规模，也没有相关性之间的速度梯度和角色散的磁场。然而，一个显着的依赖于失准角出现后，我们规范化的下降运动的旋转运动，其中的比率从$\lesssim1$增加到$\gtrsim1$与增加失准角。这表明，错位可以促使角动量运输到信封规模，但不是一个决定信封旋转的主导因素，和其他参数，如原恒星源的质量吸积，也发挥了重要作用。这些结果在考虑投影效应后仍然有效。我们估计的原恒星包层角动量与已知原恒星盘大小之间的比较表明，在原恒星包层半径为$\sim$ 1，000 -100 au之间，可能会损失大量的角动量。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
CARMA Large Area Star Formation Survey: Project Overview with Analysis of Dense Gas Structure and Kinematics in Barnard 1
我们目前的CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy）的细节，同时专注于巴纳德1的观测。CLASSy是CARMA的一个关键项目，它对英仙座和巨蛇座分子云的800平方角分以上的N2 H+、HCO+和HCN（J=1-0跃迁）进行光谱成像。观测的角分辨率接近7”，光谱分辨率接近0.16 km/s。我们拍摄了巴纳德1号约150平方角分的图像，主要集中在主核，B1山脊和西南部的团块。N2 H+显示出最强的发射，其形态类似于该地区的冷尘埃，而HCO+和HCN则追踪到主核心中原恒星集合的几个分子流出。我们确定了一系列的运动学复杂性，与N2 H+速度分散范围从~0.05-0.50公里/秒的整个领域。在3毫米同时连续映射揭示了六个紧凑的对象检测，其中三个是新的检测。采用一种新的非二元树状图算法分析了N2 H+位置-位置-速度（PPV）立方体中稠密气体的结构。树状图确定的结构的预计大小范围从约0.01-0.34 pc。使用这些结构的尺寸线宽关系表明，非热视线速度色散随投影尺寸的变化很弱，而质心速度的均方根变化随投影尺寸急剧上升。通过比较这些关系，我们提出巴纳德1中所有致密的气体结构都具有相当的天空深度，大约为0.1-0.2 pc;这表明分子云中过密的秒差距尺度区域更好地描述为扁平结构，而不是球形气体集合。用于Barnard 1分子发射的科学级PPV立方体可供下载。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age, Stellar Content and Star Formation Timescale of the B59 Dense Core
我们已经使用中等分辨率，近红外光谱从美国宇航局红外望远镜设施的SpeX摄谱仪来表征巴纳德59（B59），在管星云中最活跃的恒星形成核心的恒星内容。通过测量20颗候选YSO光谱中的光度和温度敏感特征，我们确定了可能的背景巨星，并测量了每颗恒星的光谱类型、消光和近红外连续谱过剩。我们发现B59是由晚型（K4-M6）低质量（0.9- 0.1 M_sun）YSO组成的，它们的中位恒星年龄与蛇夫座、金牛座和变色龙星形成区内的YSO相当，如果不是稍老的话。根据D 'Antona等人计算的主序前模型得出绝对年龄估计值，仅考虑统计上的不确定性，我们测量B59的恒星年龄中位数为2.6+/-0.8百万年。考虑到潜在的系统效应，B59的恒星年龄中位数（DM 98）的误差预算增加到2.6+4.1/-2.6百万年。我们还发现，前主序星演化轨迹所隐含的相对年龄排序取决于采样的恒星质量的范围，因为模型等时线具有显着不同的质量依赖性。我们测量的B59的极大似然中值恒星年龄，以及该地区观测到的气体性质表明，B59致密的核心在大约6个动力学时间尺度内一直稳定地对抗全球崩溃，并且正在积极地形成恒星，每动力学时间的恒星形成效率约为6%。这个极大似然值与最近的恒星形成模拟相一致，该模拟包括各种形式的支持，如亚临界磁场，外流和原恒星加热的辐射反馈。[删节]
2010-07-16 astro-ph.SR
An Observed Lack of Substructure in Starless Cores II: Super-Jeans Cores
我们目前的SMA和CARMA连续和谱线观测的五个密集的核心位于英仙座和蛇夫座分子云的质量超过他们的热牛仔裤质量。其中三个核心先前已被确定为无恒星，两个已被归类为可能是原恒星。我们发现其中一个核心肯定是原恒星。然而，其他四个核心在C18 O（2-1）和1.3mm连续谱发射中都没有星，也没有被探测到。这四个无星芯具有至少0.006 pc的平坦密度分布，这通常是无星芯的典型分布。一些塌缩模型预测的密度分布，特别是在早期阶段的下降，是与我们的观察相一致。档案数据显示，这些无星核心有显着的非热支持对崩溃，虽然他们可能仍然不稳定。
2012-06-21 astro-ph.SR
The evolutionary status of dense cores in the NGC 1333 IRAS 4 region
随着原恒星的形成，原恒星的演化已经得到了相当好的表征，但是从星前核到原恒星的演化还不为人所知，尽管第一个流体静力核（FHSC）肯定是关键的一步。NGC 1333 IRAS 4C是一个潜在的非常年轻的天体，我们直接与附近的0级IRAS 4A和IRAS 4 B进行比较。观测约束由JCMT光谱遗产调查（330-373 GHz）的光谱成像和CARMA的连续谱和谱线观测提供。我们提出了几个物种，包括CO，H2 CO和CH 3OH的积分强度和速度图。所观察到的外流的速度，CO耗尽的程度，氘代DCO+/HCO+和气体动力学温度是我们目前的观测签名。我们在四个方面报告了三种来源之间的差异：a）朝向IRAS 4C的动力学温度低得多，b）检测到的物质的线轮廓显示朝向IRAS 4A和IRAS 4 B的强流出活动，但不朝向IRAS 4C，c）朝向IRAS 4C的HCN/HNC < 1，这证实了源的冷性质，d）在最热的源IRAS 4 B附近，CO的贫化和氘化程度最低。IRAS 4C似乎处于与IRAS 4A和IRAS 4 B源不同的进化状态。由于Lsmm/Lbol相对较低（~ 6%），我们可能可以排除FHSC阶段，我们研究了0级阶段的最早吸积阶段以及0级到I级的过渡。我们的研究结果并没有显示出一致的情况下，与主要问题是外流活动的缺乏和IRAS 4C的冷性质。英仙座中FHSC候选者的数量比当前模型预测的高出约1…
2016-08-27 astro-ph.SR
