Q/W-band Observations toward Starless Cores in Orion (QWOSCO) I. Overview, Isotopologues, Isomers, and Complex Organics
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
QWOSCO项目利用耶贝斯40米望远镜对Orion云中23个无星核心进行Q/W波段扫描，发现约40种分子并测定其柱密度，揭示了同位素和同分异构体的比例与无星环境的一致性，以及复杂有机物在无星核心中的普遍存在。
2026-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Deriving Inclination Angle and Velocity of the Protostellar Jets from their SiO Knots
我们选择了六个来源（G209.55- 19.68 S2、G205.46- 14.56 S1 $_{-}$ A、G203.21- 11.20 W2、G191.90- 11.21 S、G205.46- 14.56 S3和G206.93- 16.61 W2），来自阿塔卡马猎户座-普朗克星系冷团大型毫米/亚毫米阵列巡天（ALMASOP），其中这些源已被映射在CO（J=2-1）、SiO（J=5-4）和C $^{18}$ O（J=2-1）线中。这些源具有被低速CO流出物包围的高速SiO射流。SiO喷流由一系列的结组成。这些结被认为是由喷射速度的半周期性变化产生的。因此，我们采用了激波形成模型，它使用这种变化来估计射流的倾角和速度。我们还推导出的倾角的CO流出使用广角风驱动的壳模型，并发现它是大致一致的，与相关的SiO喷流。此外，我们将这个激波形成模型应用于文献中的另外三个具有SiO喷流的原恒星源- HH 211，HH 212和L1448 C（N）-，发现它们的倾角和喷流速度与先前从自行和径向速度研究中估计的结果一致。
2022-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO, 29SiO, and 30SiO emission from 67 oxygen-rich stars. A survey of 61 maser lines from 7 to 1 mm
富氧恒星的星周环境是最强的一氧化硅脉泽发射源之一。碰撞、红外抽运和重叠等物理过程有利于能级粒子数的反转，并产生不同振动态的脉泽发射。尽管有许多观测和理论上的努力，我们仍然没有一个统一的图片，包括所有的物理过程中涉及的SiO脉泽发射。这项工作的目的是提供大量富氧恒星样本的均匀数据。我们提出了一个调查的67富氧星从7到1毫米，在他们的旋转过渡从J=1-0到J=5-4，振动数v从0到6的三个主要的SiO同位素。我们使用了美国宇航局在罗夫莱多的34米天线和IRAM 30米射电望远镜之一。首次尝试探测到一条v=6的脉泽谱线，并探测到新的脉泽谱线。最高的振动水平似乎局限于小体积，大概接近恒星。在几乎一半的样本中，J=1-0，v=2的线通量大于对应的v=1，这可以证实预测的对脉动周期的依赖性。这个数据库是潜在的有用的模型，应考虑大多数的物理代理，时间依赖性，和质量损失率。作为副产品，我们报告检测到了来自其他分子的27条热转动谱线，包括SiS、H2S、SO、SO2和NaCl的同位素。
2021-02-06 astro-ph.SR
MHD Modeling of a Disk-Wind from a High-Mass Protobinary: the case of Orion Source I
甚长基线干涉测量（VLBI）观测的SiO脉泽在猎户座源I已首次能够解决流出的高质量的原恒星在发射和准直区域。因此，Source I提供了一个独特的实验室来研究高质量原恒星的质量损失和质量吸积。我们数值模拟了100天文单位内的盘风的动力学。这使我们能够研究在大质量恒星形成过程中调节气体动力学的不同力（引力、磁力、热力）的平衡。在这项工作中，我们采用磁流体动力学（MHD）盘风模型来解释从猎户座源I观测到的盘风特性。假设中心源是由两颗10\，$\msun$星组成的双星，它们在一个圆轨道上，轨道间隔为7 AU。高分辨率的理想MHD风发射模拟（规定磁盘作为边界）使用PLUTO代码进行。允许模拟运行直到获得稳定状态。MHD驱动的盘风为SiO脉泽探测的源I的广角流提供了一致的模型，再现了双极形态、速度幅度和旋转轮廓、物理条件和磁场强度。
2012-10-29 astro-ph.SR
ExoMol line lists II: The ro-vibrational spectrum of SiO
精确的旋转振动线列表计算一氧化硅。给出了主要同位素体$^{28}$ Si $^{16}$ O和四种单取代同位素体（$^{29}$ Si $^{16}$ O、$^{30}$ Si $^{16}$ O、$^{28}$ Si $^{18}$ O和$^{28}$ Si $^{17}$ O）在其基态电子态下的行列表。这些行列表适用于高温（高达9000 K），包括与系外行星大气和冷恒星相关的温度。结合经验和\textit{ab initio}的方法被使用：势能曲线被确定为高精度的拟合从实验室和太阳黑子光谱分析的广泛的数据，高品质的{ \it从头计算}偶极矩曲线计算在大基组，多参考组态相互作用水平。配分函数加上完整的旋转振动跃迁线列表以电子形式提供，作为本文的补充数据和\url{www.exomol.com}。
2013-07-08 astro-ph.SR physics.chem-ph
Magnetic Field Structure of Orion Source I
我们观察到极化的SiO旋转过渡从猎户座源I（SrcI）探测磁场在双极流出这个高质量的原恒星。43 GHz $J$ =1-0和86 GHz $J$ =2-1谱线都分别使用甚大阵列（VLA）和阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列（ALMA）以$\sim$ 20 AU分辨率绘制。基态的$^{28}$ SiO跃迁是热辐射和脉泽辐射的混合。在$J$ =1-0和$J$ =2-1跃迁中的偏振位置角的比较允许我们对$10^{4}$弧度m $^{-2}$的可能法拉第旋转设置上限，这将使$J$ =2-1位置角通常扭曲小于10度。外流叶中平滑、系统的极化结构表明，在几百天文单位的尺度上，存在着一个有序的磁场。极化的均匀性表明场强为$\sim$ 30毫高斯。它的强度足以形成双极外流，并可能导致外流底部气体的次开普勒旋转。$^{28}$ SiO $v$ =0脉泽中80-90%的高分数线偏振需要各向异性泵浦。在$v$ =0 $J$ =1-0峰中，我们测量了朝向最强脉泽特征的60%的圆偏振。各向异性共振散射（ARS）可能是造成这种圆偏振的原因。我们还提供了$^{29}$ SiO、$v$ =0、$J$ =2-1脉泽和其他几种SiO跃迁的高振动能级和同位素谱图。
2020-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Molecular Line Survey around Orion at Low Frequencies with the MWA
低频天空可能揭示了一些尚未被发现的秘密，直到最近，在星际云中从未在低于700 MHz的频率下检测到分子（Lovas，2003）。在使用Murchison Widefield Array（Tremblay，2017）以103- 133 MHz对银河系中心进行试点调查之后，我们以99- 170 MHz为中心对猎户座KL星云进行了400度的调查。猎户座是一个活跃的恒星形成区域，已知是一个化学丰富的环境。在本文中，我们提出了试探性的检测一氧化氮及其同位素，奇异氘代甲酸，分子氧，和几个身份不明的过渡。这三种分子特别有趣，因为实验室实验表明这些分子是形成胺的前体。
2018-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Nested Morphological and Kinematic Structures of Outflows Revealed in SiO and CO Emission
ALMASOP巡天通过CO和SiO辐射揭示了猎户座分子流出流的复杂嵌套形态与运动学特征，并在喷流、风和环境介质统一模型框架下解释了这些由磁相互作用诱导的结构。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first detection of the 232 GHz vibrationally excited H2O maser in Orion KL with ALMA
我们研究了猎户座KL的ALMA科学验证数据，发现在232.68670 GHz（nu ~ 2 =1，5，5，0 - 6，4，3）处有振动激发的H_2O脉泽谱线。到目前为止，这条线已经在晚型恒星的星周包层中被发现，但在包括猎户座KL在内的年轻恒星中还没有发现。因此，这是第一次检测到的232 GHz的振动激发的H2O脉泽在恒星形成区域。232 GHz脉泽的分布集中在射电源I的位置，这与其它分子谱线有明显的不同。谱在峰值速度为-2.1和13.3 km s-1处呈现双峰结构。它似乎与在源I周围观测到的22 GHz H2O脉泽和43 GHz SiO脉泽一致。因此，源I周围的232 GHz H2O脉泽将被嵌入的原恒星的内部加热所激发，与流出/喷流的根部或源I周围的拱星盘有关，分别由22 GHz H2O脉泽或43 GHz SiO脉泽追踪。
2012-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Molecular Circumstellar Disk around Massive Protostar Orion Source I
我们报告新的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测资料，在猎户座KL，一个原型的大规模原恒星候选人源我周围的拱星盘。我们首次在源I中检测到321 GHz（$10_{2,9}$ - $9_{3,6}$）和336 GHz（$ν_{2}=1, 5_{2,3}$ - $6_{1,6}$）的两条邻位H $_{2}$ O谱线。后者处于振动激发态，处于较低的态能量2939 K，表明在源I附近存在热分子气体的证据。321 GHz谱线的积分强度图沿双极流出延长，而336 GHz谱线图在光束尺寸为0.4 \arcsec时无法分辨。这两个标测图均显示了垂直于双极流出的速度梯度。的321 GHz线的速度质心地图意味着空间和速度结构类似的振动激发的SiO脉泽跟踪从磁盘表面流出的根源。相比之下，336 GHz的线最有可能是从直径为0.2 \arcsec（84 AU）的圆盘中平面发射的无线电连续辐射和没有振动激发的SiO脉泽发射的暗巷跟踪。观测到的336 GHz H $_{2}$ O线的速度梯度和光谱轮廓可以与具有封闭质量为$>$ 7 $M_{\odot}$和激发温度为$>$ 3000 K的边缘上环状结构的模型相一致。本文的结果进一步证明了在源I周围存在着一个直径为$\sim$ 100 AU的热中性星周盘。
2014-01-23 astro-ph.SR
VLBA imaging of the 3mm SiO maser emission in the disk-wind from the massive protostellar system Orion Source I
本文给出了用VLBA在86 GHz（3 mm）观测到的最近的大质量年轻恒星Orion Source I周围的28 SiO v=1，J=2-1脉泽发射的第一幅图像。这些图像具有很高的空间（~0.3 mas）和光谱（~0.054 km/s）分辨率。我们发现3毫米脉泽位于一个由四个臂组成的X形轨迹中，在南臂和东臂有蓝移发射，在北臂和西臂有红移发射。与2001-2002年观测到的7 mm处28 SiO v= 1，2，J=1-0跃迁的图像比较表明，J=2-1跃迁发射的大部分遵循J=1-0发射的流线，并表现出与7 mm处梯度一致的总体速度梯度。虽然3毫米和7毫米的过渡之间存在空间重叠，但平均而言，3毫米的发射位于距离源I更大的投影距离（约44 AU，而7毫米的约35 AU）。v=1，J=1-0和J=2-1跃迁之间的空间重叠暗示了一个温度和密度范围，其中物理条件有利于同一振动态的两个跃迁。然而，在3毫米和7毫米处观测到的大量发射之间的空间偏移可能表明不同的温度和密度范围，以获得最佳的脉泽激发。我们讨论了不同的脉泽泵浦模型，可以解释所观察到的偏移。我们解释的3毫米和7毫米脉泽作为一个单一的广角流出所产生的边缘上的磁盘旋转的东北-西南轴的表面的一部分，与连续的速度梯度表示差分旋转一致的开普勒配置文件中的高质量的原二进制。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations and modeling of the rotating outflow in Orion Source I
我们提出了$^{29}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =0、SiS（J=19- 18）$ν$ =0和$^{28}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =1分子线的档案观测，这些观测是用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对猎户座源I的分子外流进行的。观测结果表明，绕流轴的速度不对称被解释为流出旋转。我们发现，旋转速度（$\sim$ 4- 8公里秒$^{-1}$）的垂直距离的磁盘减少。相反，圆柱半径（$\sim$ 100- 300 au）、膨胀速度（$\sim$ 2- 15 km s $^{-1}$）和轴向速度$v_{\rm z}$（$\sim$ -1- 10 km s $^{-1}$）随垂直距离增加。分子流出物$\mathrm{M}_{\rm outflow}\sim$的质量估计值为0.66- 1.3 M $_\odot$。给定运动学时间$\sim$ 130年，这意味着质量损失率为$\dot{\mathrm{M}}_{\rm outflow} \sim 5.1-10 \times 10^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。这种大规模的外流对盘状风模型设置了重要的限制。我们比较观察与各向异性恒星风和乌尔里希吸积流之间的相互作用产生的壳模型，对应于一个旋转的分子信封崩溃。我们发现模型圆柱半径与$^{29}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =0的数据一致。模型的膨胀…
2020-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
29SiO and 30SiO J=1--0 maser signatures in Galactic AGB stars: the impact of third dredge up and turbulence velocity
Leiden University（莱顿大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Joint Institute for VLBI ERIC (JIVE)（甚长基线干涉测量欧洲研究基础设施合作组织联合研究所）；University of New Mexico（新墨西哥大学）
本研究通过分析红外颜色选择的 BAaDE 巡天数据，识别出 35 个同位素体主导的 43 GHz SiO 脉泽谱，提出这些特征源于经历第三次挖掘且湍流速度极低（<1 km/s）的 AGB 星，导致特定跃迁的粒子数反转增强。
2026-05-22 astro-ph.SR
Magnetic Fields in Evolved Stars: Imaging the Polarized Emission of High-Frequency SiO Masers
本文介绍了超巨星VX Sgr和半规则变星W Hya周围的高频SiO脉泽的亚毫米波射电望远镜阵观测结果。VXSgr的J=5-4，v= 1.28SiO和v= 0.29SiO脉泽是高度线偏振的，偏振度为5- 60%。假设连续谱的发射峰在恒星位置，脉泽在恒星的60质量范围内被发现，相当于1.57千秒差距的100天文单位。线性极化矢量是一致的大规模磁场，与位置和倾角类似的偶极子磁场推断在H2O和OH脉泽地区在更大的距离从恒星。因此，我们第一次表明，磁场结构的拱星信封可以保持稳定，从几个恒星半径到~1400 AU。这为支持演化恒星周围存在大尺度和动态重要的磁场提供了进一步的证据。由于缺乏视差角的覆盖，W Hya周围脉泽的线偏振无法确定。对于这两颗恒星，我们观察到28 SiO和29 SiO同位素，发现它们有明显不同的分布，而且它们似乎相互避开。此外，从SO 5_5-4_4线的发射成像的两个源。在W Hya周围，我们发现红移和蓝移SO发射之间存在明显的偏移。这表明W Hya可能是一个缓慢的双极外流或旋转盘状结构的宿主。
2011-01-10 astro-ph.SR
Infrared color separation between thin-shelled oxygen-rich and carbon-rich AGB stars
我们提出了43 GHz的VLA光谱的51 AGB源的目标验证红外（IR）的颜色切割旨在分离富碳（C）和富氧（O）AGB源在整个银河系。颜色切割是基于2 MASS和MSX光度测定的$[K_s]-[A]$与$[A]-[E]$颜色-颜色图中的一条简单线，最初是从膨胀不对称和动态演化（BAaDE）样品中的SiO检测率得出的。该划分是完全支持的光谱，这表明，SiO脉泽检测位于富O侧，SiO nondetectors和一个单一的HC $_3$ N检测发现富C侧的划分。我们进一步比较的颜色切割与分类的源的基础上低分辨率光谱（LRS）从红外天文卫星（IRAS），并找到良好的协议，验证了该部门是一个可靠的和有效的方法来区分O-和C-丰富的AGB源。这些观测还表明，BAaDE勘测中在42.9 GHz附近检测到的单线几乎肯定是$^{29}$ SiO v=0线。这种罕见的同位素跃迁比占主导地位的$^{28}$ SiO线更亮的SiO脉泽源以前没有报道过，我们的观察表明，这些源可以逆转它们的行为，使$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO的典型比例在几年内恢复。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Images of the Orion Hot Core at 349 GHz
我们目前的ALMA图像的尘埃和分子线发射在猎户座热核在349 GHz。在0.2”的角分辨率下，图像显示在猎户座源一以东约1”的弧内有多个团块，原恒星位于克莱因曼低星云的中心，另一个山峰链从IRc 7向西南方向延伸。分子谱线图像显示了在距离高分辨的周围云速度~5 km/s> 10 km/s处的狭窄的对流结构。这些丝状物中有许多是沿着尘埃排放的边缘，追踪着来自源I的SiO流出物。在激发温度为300- 2000 K，速度大于10 km/s的环境云中的分子谱线发射表明，热核可能在激波中被来自源I或BN/源I爆炸的流出物加热。谱线观测还揭示了一个显著的分子环，位于源I以南约2”处，直径约600 AU。在HC 3 N、HCN v2=1和SO2的高激发跃迁中可以看到该环。BN/源I爆炸的喷出物与致密尘埃团的撞击可能导致观察到的冲击材料环。
2017-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Fragmented Source Catalogue in Orion (FraSCO) I. Outflow interaction within an embedded cluster in OMC-2/FIR3, FIR4, and FIR5
我们提出了一个高角分辨率（$\sim1"$）和宽场（$2'.9 \times 1'.9$）图像的1.3毫米连续，CO（$J$ = 2--1）线，和SiO（$J$ = 5--4）线发射到一个嵌入的原星团，FIR 3，FIR 4，FIR 5，在猎户座分子云2从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得。我们确定了51个连续源，其中36个是在这项研究中新发现的。它们的尘埃质量、投影大小和$\mathrm{H_2}$气体数密度估计分别为$3.8 \times 10^{-5}$ - $ 1.1 \times 10^{-2} \mathrm{M_{\odot}}$、290- 2000 au和$6.4 \times 10^{6}$ - $3.3 \times 10^{8}\,\mathrm{cm^{-3}}$。Jeans分析的结果表明，原恒星源的$\sim80\,\%$和星前源的$\sim15\,\%$是引力束缚的。我们确定了12个分子流出跟踪CO（$J$ = 2- 1）的排放，其中6个是新检测到的。我们首次在空间上分辨了由SiO（$J$ = 5- 4）发射跟踪的该区域的激波气体结构。我们确定了冲击气体起源于外流和其他冲击区域。这些结果提供了直接的证据之间的相互作用的尘埃凝结，FIR 4，和一个充满活力的外流驱动的HOPS-370位于FIR 3。外流动力学时间尺度，碎片时间尺度和原恒星年龄的比…
2022-11-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 region. IV Interaction between the Outflow and the Dense Gas in the Cluster Forming Region of OMC-2 FIR 6
利用野边山毫米波阵列（NMA）对猎户座分子云2（OMC-2）FIR 6区域进行了角分辨率为$\sim$ 4 $\arcsec$ - 7 $\arcsec$的毫米波干涉观测。在3.3 mm连续发射中，我们检测到先前识别的FIR源（FIR 6a，6 b，6c和6d）的尘埃核心对应物，并且将FIR 6a分解为三个尘埃核心。这些核的大小和质量估计分别为1100-5900 AU和0.19-5.5 M $_{\odot}$。我们发现在$^{12}$ CO（$J$ =1- 0）发射中FIR 6 b、6 c和6 d喷射分子流出物，并且FIR 6c流出物在SiO（$J$ =2- 1）发射中也表现出至少两个准直的射流状成分。在一个SiO组分的尖端，出现SiO线宽的突然增加（$\sim$ 15 km s $^{-1}$），FIR 6a中的三个分辨核似乎描绘了尖端。这些结果暗示了FIR 6c分子外流和FIR 6a之间存在相互作用和弓形激波阵面。
2009-06-04 astro-ph.SR
Episodic Accretion in Protostars -- An ALMA Survey of Molecular Jets in the Orion Molecular Cloud
本研究利用 ALMA 对猎户座分子云中 42 个原恒星区域的 CO、SiO 和 1.3mm 连续谱进行观测，发现分子射流特性与驱动力及包层质量相关，确定了平均喷射周期为 20-175 年，并表明间歇性事件维持了雪线附近的冰-气平衡。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parsec-scale SiO Emission in an Infrared Dark Cloud
我们提供了高灵敏度的2 'x4'图的J=2-1旋转线的SiO，CO，13 CO和C18 O，观测到的对流红外暗云（IRDC）G035.39-00.33。还报道了SiOJ =2-1和J=3-2谱线指向灯丝中几个区域的单点光谱。SiO图像显示SiO沿IRDC广泛分布（尺寸>2 pc），显示出两种不同的成分：一种明亮而致密，由三个凝聚（N，E和S）产生，另一种弱而沿暗条延伸。虽然第一个组分在SiOJ =2-1和SiOJ =3-2中都显示出宽线（线宽为~4-7 kms-1），但第二个组分仅在SiOJ =2-1中检测到并且具有窄线（~0.8 kms-1）。CO及其同位素的地图显示，低密度的细丝与IRDC相交，并似乎向云的密集部分合并。这类似于由流动驱动、冲击诱导和磁调节的云形成模型预测的分子结构。与低质量恒星形成相关的外流一样，在~7 kms-1的速度范围内，SiO朝向N、E和S的激发温度和丰度分数分别从~6 K增加到40 K，从~ 1 E-10增加到> 1 E-8。由于8微米的来源，24微米的来源和/或扩展4.5微米的排放检测在N，E和S，广泛的SiO可能是产生在流出与高质量的原恒星。然而，窄SiO线的激发温度和分数丰度非常低（分别为~9 K和~ 1 E-11），并且与通过vs~12 kms-1的激波对星际颗粒的处理一致。这种发射可能是由i）大规模的冲击，可能是IRDC形成过程的残余物; …
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Seeding Molecules in a Massive Protostar -- Detection of TiO in Orion Source I
RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究院 (SOKENDAI)）；University of Florida（佛罗里达大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过ALMA观测首次在大质量原恒星猎户座源I中探测到TiO，推导其柱密度并发现其比值高于CI球粒陨石，该探测结果为难熔化学及太阳系物质早期形成提供了重要约束。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Epoch Study of the Radio Continuum Emission of Orion Source I: Constraints on the Disk Evolution of a Massive YSO and the Dynamical History of Orion BN/KL
我们提出了新的7毫米连续观测猎户座BN/KL的VLA。我们解决了发射的原恒星无线电源I和BN在几个时代。源一是高度细长的西北-东南，并显着稳定的通量密度，位置角，和整体形态超过近十年。这有利于扩展发射分量产生的电离盘，而不是喷流。我们首次在43 GHz上测量了源I和BN的自行。我们确认，这两个源是在高速（12和26公里/秒，分别）大约在相反的方向移动，如先前推断的测量在较低的频率。我们讨论动力学的情况下，可以解释大运动的BN和源I和周围的磁盘的存在。我们的新的测量结果支持的假设，一个密切的（约50 AU）动力学相互作用发生在500年前的源I和BN之间的Gomez等人提出的。从动力学的遭遇，我们认为，源I今天很可能是一个二进制的顺序上的总质量为20 Msun，它可能存在作为一个较软的二进制之前的近距离相遇。这使得原始的吸积盘得以保存，尽管被截断到现在的半径~50 AU。N体数值模拟表明，总质量为20 Msun的双星与质量为10 Msun的单星之间的动力学相互作用可能导致双星的抛射和双星的硬化。在这个过程中释放的引力能量将足够大，足以为BN/KL星云中H2和CO发射所追踪的广角流提供动力。假设所提出的动力学历史是正确的，Matthews等人最近根据SiO脉泽动力学（>7 Msun）估计的源I的较小质量，表明非引力（如磁力）在星周气体动力学中起着重要作用。
2010-12-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-angular-resolution ALMA imaging of the inhomogeneous dynamical atmosphere of the asymptotic giant branch star W Hya
Uppsala University（乌普萨拉大学）
利用ALMA高角分辨率成像揭示W Hya大气中不均匀的动力学和化学特性，发现分子分布与尘埃云重合，支持尘埃成核过程。
2025-12-02 astro-ph.SR
Kinematics and chemistry of the hot core in G20.08-0.14N
我们提出了在335和345 GHz的大质量恒星形成区G20.08-0.14N的亚毫米波阵列观测。利用SMA数据，共检测到41个分子跃迁，涉及SO2、SO、C34 S、NS、C17 O、SiO、CH 3OH、HC 3 N、H13 CO+、HCOOCH 3和NH 2CHO等11种分子及其同位素体。在G20.08-0.14N中，探测到的41条跃迁谱线中，有10条属于SO2，在亚毫米波谱中占主导地位。为了获得G20.08-0.14N中分子的空间运动学分布，我们选择最强和未混合的线用于通道图。C_（34）S和SiO的通道图及其位置-速度图表明，G_（20.08 - 0.14）N存在两个吸积流。此外，一氧化硅发射显示出在NE-SW方向的准直流出。流出的方向是第一次透露。CH_3OH的旋转温度为105 K，柱密度为3.1 × 10 ~（17）cm ~（-2）。我们的结果证实了一个热的核心与G20.08-0.14N。热核是由其中心的原恒星辐射加热的，而不是由来自冲击的外部激励加热的。不同物种的空间分布图像表明，不同的分子位于热芯的不同位置。通过对G20.08-0.14N分子空间分布和丰度的比较，讨论了G20.08-0.14N中含硫、含氮、含氧复杂分子的可能化学过程。
2013-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOLIS XVII: Jet candidate unveiled in OMC-2 and its possible link to the enhanced cosmic-ray ionisation rate
研究恒星和行星形成的早期阶段，对于理解像我们这样的恒星系统的物理和化学历史非常重要。特别是，在丰富的星团中诞生的原恒星是年轻太阳系的原型。在空间生命种子（SOLIS）大型观测项目的框架内，目前工作的目的是调查猎户座分子云2（OMC-2）的原团FIR 4中先前推断的高能粒子高通量的起源，该原团在原团本身内似乎是不对称的。使用IRAM NOEMA干涉仪进行的干涉观测被用来绘制FIR 4原星系团周围的一氧化硅（SiO）发射。补充档案数据从ALMA干涉仪也被用来帮助约束激发条件。一个物理化学模型，实现了沿原恒星喷流候选人的粒子加速度，以及沿喷流的SiO排放的非LTE分析。的SiO旋转过渡的发射形态暗示第一次在一个准直射流起源非常接近最明亮的原恒星在集群中，HOPS-108的存在。NOEMA观测揭示了OMC-2 FIR 4原星系团中可能存在的喷流，该喷流正朝着先前测量到的增强的宇宙射线电离率传播。这表明，高能粒子加速射流冲击接近原恒星可能是在增强的宇宙射线电离率的起源，证实了模拟的原恒星喷流。
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicon isotopic abundance toward evolved stars and its application for presolar grains
银河系化学演化（GCE）对于理解当今星际介质（ISM）和太阳系的组成具有重要意义。在本文中，我们的目标是跟踪GCE使用的29 Si/30 Si比在演化的恒星，并尝试将其与太阳前的颗粒组成。我们使用APEX望远镜探测到热SiO同位素向四个富氧的M-型恒星的排放。结合从赫歇尔科学档案和文献中检索到的数据，我们能够获得总共15颗演化恒星的29 Si/30 Si比值，这些恒星是从它们的光学薄29 SiO和30 SiO发射推断出来的。这些恒星的质量和年龄范围很广，而且由于它们在寿命期间不会显著改变29 Si/30 Si，因此它们提供了ISM金属丰度（或29 Si/30 Si比率）作为时间函数的极好探针。从热SiO发射推断的29 Si/30 Si比率倾向于低质量富氧恒星（例如，对于W Hya，下降到大约1），对于更高质量的碳星IRC+10216和两颗红超巨星，接近星际或太阳值1.5。在29 Si/30 Si比值和演化恒星的质量损失率之间有一个初步的相关性，我们将质量损失率作为初始恒星质量或当前恒星年龄的代理。这与在前太阳粒中发现的不同丰度比是一致的。我们发现，在我们的样本中，较老的物体（可能高达10 Gyr）跟踪以前的29 Si/30 Si值约为1。具有这种同位素比率的物质存在于前太阳粒的两个子类中，提供了较低比率的独立证据。因此，29 Si/30 Si比值是研究GCE和太阳前颗粒的一个有用的…
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing a Centrally Condensed Structure in OMC-3/MMS 3 with ALMA High Resolution Observations
我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）研究了位于1.3毫米连续统中猎户座分子云3（OMC-3）区域的一个特殊毫米源MMS 3，CO（$J$ =2-1），SiO（$J$ =5-4）、C $^{18}$ O（$J$ =2-1）、N $_2$ D $^+$（$J$ =3-2）和DCN（$J$ =3-2）发射。利用ALMA高角分辨率（$\sim$ 0“.2），我们探测到一个非常紧凑和高度中心凝聚的连续谱发射，其大小为0”.45 $\times$ 0“.32（P.A.= 0”.32）。0.22 $^\circ$）。峰值位置与先前报道的$Spitzer$ /IRAC和X射线源的位置在其位置不确定性范围内一致。我们还检测到一个直径为$\sim$ 6800 au（P.A.= 75 $^\circ$）的C $^{18}$ O（$J$ =2-1）发射。此外，在CO（$J$ =2-1）发射中首次检测到双极流出。流出物大致垂直于在C $^{18}$ O（$J$ =2-1）发射中检测到的包络的长轴延伸。紧凑的高速CO气体（红移）的速度范围为22-30公里秒$^{-1}$，大概跟踪喷流，检测附近的1.3毫米连续峰。一个紧凑的和微弱的红移的SiO发射边缘检测到的CO流出瓣。MMS 3的流出物的物理量相对小于OMC-3区域内其他来源的流出物。与近红外和X射线源相关的中心凝聚体、扁平的包层和暗淡的外流表明…
2021-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Complex Organic Molecules towards outflows from the G351.16+0.70 (NGC 6334 V) massive protostellar system
G351.16+0.70是一个相对较好研究的大质量恒星形成区，至少有两个主要的双极外流结构，起源于一颗OB嵌入恒星和多个IR核心。使用高分辨率和大带宽的SMA观测，我们研究了它的分子含量，以探测可能与双极流出或其喷流有关的iCOMs的发射。我们分析了在8 GHz带宽范围内的1 mm波段的发射光谱，从216.75到220.75 GHz，从228.75到232.75 GHz。采用LTE近似使用XCLASS软件，我们确定了260个发射线产生的iCOM。合成发射光谱中的发射谱线可以用11个iCOM和5个分子同位素体来解释。此外，我们分析了突出的宽iCOM发射线，通过使用集成和速度场地图，寻找扩展的发射和速度梯度相关的分子流出。CH $_3$ OH、C $_2$ H $_3$ CN、CH $_3$ OCHO、CH $_3$ COCH $_3$和aG '-（CH $_2$ OH）$_2$的振转跃迁提供了扩展发射的证据，该扩展发射不符合球形形态，并且遵循低速$^{13}$ CO流出的路径。CO（2-1）和SiO（5-4）的发射也揭示了系统中的多次外流，但特别是我们发现了所谓的极高速外流（$|V_{Max}-V_{LSR}|\sim 60$ km s $^{-1}$）。此外，我们还提供了沿8 GHz带宽由主要原恒星核心产生的iCOM的全线目录。
2023-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Very Compact Extremely High Velocity Flow toward MMS 5 / OMC-3 Revealed with ALMA
通过分子线发射，在原恒星周围偶尔会观察到高速和低速外流。高速成分被称为“极高速（EHV）流”，而低速成分被简单地称为“（分子）流出”。“这项研究报告了一个新发现的超高压流动和外流周围的MMS $5$在猎户座分子云3观察ALMA。在观测中，CO $J$ =2- 1发射跟踪EHV流（$|v_{\rm{LSR}} - v_{\rm{sys}}|$ $\simeq$ 50- 100 $\rm{km\ s^{-1}}$）和流出（$|v_{\rm{LSR}} - v_{\rm{sys}}|$ $\simeq$ 10- 50 $\rm{km\ s^{-1}}$）。另一方面，SiOPDMATHABMN =5- 4发射仅跟踪EHV流。超高压气流被准直并位于V形流出的根部。CO流出延伸至$\sim$ 14，000\，AU，位置角（P.A.）而CO红移的EHV流延伸到$\sim79^\circ$ 11，000 AU，P.A. $\sim96^\circ$。超高压气流比外流小，超高压气流的动力学时间尺度比外流短$\sim 3$倍。从超高压流与出流的尺度、时间尺度、轴向差异以及纽结的周期性等方面讨论了其驱动机制。我们的结果是一致的嵌套风的情况下，虽然喷流夹带的情况不能完全排除。
2018-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules in the peculiar age-defying source IRAS 19312+1950
上下文IRAS 19312 + 1950是一个孤立的红外源，在近红外和中红外图像中表现出特征性的准点对称形态，并且在分子射电谱线中也非常明亮。由于其独特的观测特征，人们对其进行了各种观测研究，并提出了一些关于其起源的假设，但其起源仍不清楚。到目前为止，人们认为它可能是一颗特殊的演化恒星，一颗年轻的恒星，甚至是一颗红色新星的残骸。无论它最终被归类为哪种类型的天体，IRAS 19312 + 1950在红外线和分子射电谱线上都异常明亮，因此无疑将是这类具有特殊性质或不寻常演化阶段的天体的原型。目标。本研究的目的是通过无偏的分子射电谱线测量揭示IRAS 19312 + 1950中心部分的分子组成，并从分子化学的角度讨论该天体的起源。方法.我们用IRAM 30 m望远镜对IRAS 19312 + 1950中心在3和1.3 mm窗口进行了谱线测量。结果总共检测到22种分子的28条跃迁线，这些同位素体朝向IRAS 19312 + 1950，其中一些表现出宽和窄的组分。新探测到17条热谱线和1条脉泽谱线。在该样品中首次检测到C $^{17}$ O、$^{30}$ SiO、HN $^{13}$ C、HC $^{18}$ O $^{+}$、H $_{2}$ CO和$c$-C $_{3}$ H $_{2}$的分子种类。结论.我们的结果与之前的研究相结合，支持IRAS 19312 + 1950可能是红新星…
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
