Multiple monopolar outflows driven by massive protostars in IRAS 18162-2048
在本文中，我们提出了毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）3.5毫米观测和亚毫米阵列（SMA）870微米观测到的高质量恒星形成区域IRAS 1816-2048，HH 80/81/80 N系统的核心。来自HCN、HCO+和SiO的分子发射追踪两个分子流出（所谓的东北流出和西北流出）。这些外流的源头在靠近MM 2位置的区域，MM 2是一个毫米级的源，已知有几颗原恒星。我们首次估计这些分子外流的物理特征，这是类似于1000-5000 Lo原恒星，这表明MM 2窝藏高质量的原恒星。高角分辨率CO观测显示东南方向有额外的外流。我们首次确定了它的驱动源MM 2（E），并看到了岁差的证据。所有三个流出都有单极外观，但我们将西北和东南叶连接起来，解释它们的不对称形状是可能偏转的结果。
2013-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rotating Outflow, Envelope and Disk in Class-0/I protostar [BHB2007] 11 in the Pipe Nebula
我们给出了对一颗低质量0/I类原恒星的观测结果，[BHB 2007]#11（后来B59#11）在附近用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）10米望远镜拍摄的烟斗星云中的巴纳德59（B59）（d=130 pc）恒星形成区（~22”分辨率）在CO（3--2）、HCO+、H13 CO+（4--3）和1.1 mm粉尘连续排放中。我们还显示了亚毫米阵列（SMA）数据在12 CO，13 CO，C18 O（2- 1），和1.3毫米尘埃连续辐射与~5”的分辨率。从ASTE CO（3- 2）观测中，我们发现B59#11正吹出一个准直的外流，其轴几乎位于天空平面上。流出痕迹以及在1.1毫米尘埃连续排放看到的空腔状结构。SMA ~（13）CO和C ~（18）O（2- 1）的观测结果表明，B59#11与致密气体的致密细长结构有关，它的方向垂直于流出轴。在SMA 1.3 mm连续谱图上可以看到一个大小为350 × 180 AU的致密尘埃凝结体，其长轴方向与稠密气体的伸长方向几乎相同。13 CO和C18 O的分布也显示出沿其主轴的速度梯度，这被认为是由包层/盘旋转引起的。通过对SMA数据的详细分析，我们推断B59#11被一个小于350 AU的开普勒盘所包围。此外，SMA CO（2- 1）图像显示出沿与稠密气体旋转方向相同的方向流出的速度梯度。我们认为，这种速度梯度表明外流的旋转。
2013-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Arcsecond resolution images of the chemical structure of the low-mass protostar IRAS 16293-2422
它仍然是一个关键的挑战，以建立低质量原恒星的不同组成部分的分子含量，如他们的信封和磁盘，以及这如何取决于演化阶段和/或年轻恒星的环境。在亚毫米波长的观测提供了一个直接的可能性，研究低质量的原恒星的化学成分，通过转换探测温度高达几百K的气体周围这些来源。本文介绍了一个大的分子线调查深嵌入原恒星双星IRAS 16293-2422从亚毫米阵列（SMA）-包括个别线的图像下降到约1.5-3”（190-380 AU）的分辨率。超过500个单独的跃迁被确定与54个分子物种（包括同位素）探测温度高达约550 K。强烈的化学差异被发现在原恒星系统的两个组件之间的分离，特别是含硫和含氮的物种和含氧的复杂的有机物。原恒星外流对周围包层物质的作用在CO和SiO的图像中可以看到，并且似乎影响了一些其他物种，包括（氘代）水，HDO。冷气相化学的影响直接成像通过CO，N2 D+和DCO+的地图，显示增强的第一DCO+和随后的N2 D+在外层信封中，CO冻结的尘埃颗粒。
2011-09-02 astro-ph.SR
Velocity-resolved hot water emission detected toward HL Tau with the Submillimeter Array
利用Mauna Kea上的亚毫米波阵（SMA），在321.2GHz处观测到了H2- 16 O 102，9 - 93，6跃迁（Eup = 1863 K），该跃迁指向嵌入的低质量原恒星HL Tau。谱线质心相对于源速度蓝移了15 km/s，其半高宽为20 km/s。发射是暂时解决和延伸~3-4”在天空中（~2梁），或~500 AU的距离金牛座。速度偏移，以及在较小程度上的空间范围的排放，表明该线起源于原恒星喷流或风。这一结果表明，至少有一些水的排放观察到嵌入源，也许也磁盘源，与赫歇尔和斯皮策包含风或射流组件，这是至关重要的解释这些数据。这些用SMA进行的探路者观测为研究水排放的起源打开了一个新的窗口，例如ALMA，从而为水在原恒星系统中的位置提供了新的见解。
2016-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
300: An ACA 870 $μ$m Continuum Survey of Orion Protostars and their Evolution
我们提出了一个870 $μ$米的连续调查的300个原恒星从赫歇尔猎户座原恒星调查使用阿塔卡马紧凑型阵列（ACA）。这些数据测量包层尺度为$\leq$ 8000 au（20”）的原恒星通量密度，并以1600 au（4”）的分辨率解析包层结构，比现有的单碟870 $μ$ m观测的角分辨率提高了3-5倍。我们比较ACA的意见，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列12米阵列的意见，在870 $μ$米与$\sim$ 0.1（40 AU）的分辨率。利用12 m观测数据测量盘面通量，利用2500 au内ACA观测数据测量盘面和包层的组合通量，计算了12 m/ACA 870 $μ$ m通量比。我们的样本显示了这一比例的明显变化。0类原恒星大多是以质子为主的，其比率为$<$ 0.5。相比之下，平谱原恒星主要以盘为主，比率接近1，尽管有许多正面原恒星以其包络为主。I类原恒星的范围从信封到磁盘为主。比率的增加是伴随着包层通量和估计的质量下降率的减少。我们估计，80 $\%$的质量是在吸积占主导地位的阶段。我们发现，12米/ACA流量比是一个进化的指标，在很大程度上避免了倾斜和前景消光依赖的光谱能量分布为基础的指标。
2023-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A recent accretion burst in the low-mass protostar IRAS 15398-3359: ALMA imaging of its related chemistry
低质量的原恒星被认为在其演化过程中表现出高度可变的吸积速率。这种吸积的变化及其周围环境的相关加热，可能会在不同的空间尺度上和源与源之间引发重大的化学变化。我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在340 GHz的0.5”（75 AU直径）尺度上提供了C17 O，H13 CO+，CH 3OH，C34 S和C2 H向低质量原恒星IRAS 15398-3359发射的图像。解析图像显示，来自H13 CO+的辐射只存在于一个半径约为1-1.5”（150-200 AU）的环状结构中，而CO和其他高偶极矩分子则向中央原恒星的位置集中。我们建议，HCO+被破坏的水蒸气存在于小尺度上。这些水蒸气的来源可能是在过去100-1000年的吸积爆发，使IRAS 15398-3359的光度比目前的光度增加了100倍。这样的光度爆发也可以解释在这个来源中观察到的中心凝聚的CH 3OH和延伸的温暖碳链化学，并且与其他原恒星相比，它的紧凑连续辐射相对较弱。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter and submillimeter high angular resolution interferometric observations: dust in the heart of IRAS 18162-2048
GGD 27复合体包括HH 80-81- 80 N系统，这是迄今为止观察到的与高质量恒星形成区域相关的最强大的分子流出之一。这个外流是由与源IRAS 18162-2048相关的恒星提供动力的。在这里，我们报告的连续辐射的检测亚弧秒/弧秒的分辨率与亚毫米阵列在1.36毫米和456微米，分别。我们探测到了来自两个致密核心MM 1和MM 2的尘埃排放，它们相距约7”（投影距离约12000 AU）。MM 1在空间上与强大的热射电连续喷流相吻合，为非常扩展的分子外流提供动力，而MM 2与驱动最近在该地区发现的紧凑分子外流的原恒星有关。在1.36 mm处进行的高角分辨率观察表明，MM 1无法解析，而MM 2分裂为两个相距约1英寸的子分量。MM 1的质量约为4 Msun，大小小于300 AU。这与MM 1与一个围绕着高质量原恒星的大质量致密（n（H2）>10^9cm-3）的星周尘埃盘相关联是一致的，该尘埃盘还没有发展出致密的HII区。另一方面，MM 2的两个独立分量的质量各约为2 Msun。其中一个组成部分是一个致密的核心，内部有一个中等质量的年轻原恒星，另一个组成部分可能是一个前恒星核心。MM 1是1.36mm处的亮度源，而MM 2在456微米处占主导地位。这些是SMA观测中检测到的唯一（亚）毫米源。因此，似乎这两个来源可能对该地区的热光度有很大贡献。最后，我们认为，这两个来源的特点表明，MM…
2010-11-09 astro-ph.SR
Rotating Motion of the Outflow of IRAS 16293-2422 A1 at its Origin Point near the Protostar
0级原恒星IRAS 16293 $-$ 2422 Source A被认为是一个双星系统（A1和A2），甚至是一个多星系统，它有一个复杂的外流结构。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3.1 mm处的C $^{34}$ S、SO和OCS线上观测到了这个源。这个源的子结构跟踪我们的高角分辨率观测（0 \farcs 12; 20 AU）的连续发射。在SO（$J_N$ = $2_2$ - $1_1$）线上检测到2 \arcsec \尺度的西北-东南（NW-SE）外流。根据SO分布的形态学，这种双极外流结构似乎起源于原恒星A1及其星周盘，或者来源A的周多重结构。在SO和OCS辐射中检测到了西北-东南向外流的旋转运动。我们估计流出气体的比角动量为$(8.6 - 14.3) \times 10^{-4}$ km s $^{-1}$ pc。如果这种外流的驱动源是原恒星A1和它的拱星盘，它可以是一个潜在的机制，以提取特定的角动量的磁盘结构。这些结果对该源的出流发射机制有一定的启示。此外，它们还为解析IRAS 16293 $-$ 2422 Source A的复杂结构提供了重要线索。
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct evidence for magnetohydrodynamic disk winds driving rotating outflows in protostar HOPS 358
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRCA Herzberg天体物理学与天文学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯尔夫天体物理与天文学研究所）；Academia Sinica（中央研究院）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天体物理研究所）；Leiden University（莱顿大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
研究通过高分辨率观测揭示HOPS 358原恒星的旋转嵌套出流结构，证明磁流体动力学盘风在深嵌阶段有效提取角动量并塑造盘演化。
2026-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing star formation models with interferometric observations of the protostar NGC 1333 IRAS 4A. I. Magnetohydrodynamic collapse models
观测尘埃向恒星形成区的偏振辐射，可以追踪天空平面中的磁场分量，并为云坍缩的理论模型提供限制。我们比较了低质量原恒星源NGC 1333 IRAS 4A的亚毫米极化发射的高角分辨率观测与磁化分子云核坍塌的三种不同模型的预测。我们计算了这三个模型的尘埃排放的斯托克斯参数。然后，我们卷积的结果与仪器响应的亚毫米波阵列观测对IRAS 4A。最后，我们将合成图与数据进行比较，改变模型参数和方向，并通过χ^2分析评估拟合的质量。高角分辨率观测偏振尘埃辐射可以约束原恒星的物理性质。在IRAS 4A的情况下，对于质量-通量比大于临界值2倍、初始均匀磁场强度约为0.5 mG、坍缩开始后的年代约为10^4年的云坍缩模型，得到的数据与实验数据最吻合。磁耗散，如果存在的话，被认为是发生在观察的分辨率水平以下。包括先前测量的IRAS 4A的温度分布导致更真实的形态和强度分布。我们还表明，ALMA有能力区分在这项工作中采用的三种不同的模型。我们的研究结果与低质量恒星形成的标准理论情景一致，即最初由大规模磁场穿过的云变得不稳定并崩溃，将磁场捕获在新生的原恒星和周围的星周盘中。在坍缩云中，动力学主要由引力和磁力控制。
2011-09-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Deeply Embedded Protostellar Population in the 20 km s-1 Cloud of the Central Molecular Zone
利用干涉测量的亚毫米波连续谱和H $_2$ O脉泽观测，在银河系中央分子带（CMZ）的大质量分子云之一、20 km/s的$^{-1}$云中发现了一批深埋的原恒星候选者。亚毫米连续辐射显示了5个1-pc尺度的团块，每个团块进一步分裂成几个0.1-pc尺度的核心。我们确定了17个致密的核心，其中12个是引力约束。在探测到的18个H $_2$ O脉泽中，有13个与核相吻合，并可能是来自原恒星的外流。还有5个重力束缚致密核没有H $_2$ O脉泽探测。考虑到厘米射电连续谱中没有探测到，总共13个脉泽和5个核心可能代表了18颗光谱类型晚于B1的原恒星或处于早期演化阶段的潜在更大质量恒星。结合以前的CH $_3$ OH脉泽的研究，我们得出结论，在任何重要的电离或加热源的存在之前，在这个云的恒星形成是在一个早期的演化阶段。我们的研究结果表明，在这个云的恒星形成可能是由潮汐压缩，因为它接近近心，类似的情况下，G0.253+0.016，但具有更高的恒星形成率，并表明，高角分辨率，高灵敏度微波激射器和亚毫米观测是一个有前途的技术，揭示深埋在CMZ恒星形成。
2015-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Envelope Kinematics and a Possible Disk Around the Class 0 Protostar within BHR7
我们提出了一个表征的原恒星嵌入在BHR 7暗云，从近红外到毫米和干涉连续和分子线观测毫米波长的光度测量的基础上。我们发现这颗原恒星是最年轻的0类原恒星系统，测得其辐射热温度为50.5 K，辐射热光度为9.3 L $_{\odot}$。近红外和\textit{Spitzer}成像显示了一个明显的暗巷，从尘埃消光分离明确的双极流出腔。用亚毫米波阵列（SMA）观测$^{13}$ CO（$J=2\rightarrow1$）、C $^{18}$ O（$J=2\rightarrow1$）和其他分子谱线，在尺度$<$ 1300 AU上显示出清晰的旋转特征。旋转曲线与R $\sim$轮廓一致，说明角动量守恒。用SMA对1.3 mm尘埃连续谱的观测揭示了一个分辨的连续谱源，它向暗巷方向延伸，与外流方向正交。连续谱的去卷积尺寸表明，在假设的400秒差距处，连续谱源的半径为$\sim$ 100 AU。连续辐射的可见度幅度轮廓不能单独由包络再现，需要紧凑的组件。因此，我们认为在这个非常年轻的系统中，解析的连续源可以追踪开普勒盘。如果我们假设连续体半径跟踪开普勒盘（$\sim$ 120~AU），则观测到的自转剖面与质量为1.0~ $M_{\odot}$的原恒星相一致。
2018-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Crescent-Shaped Molecular Outflow from the Intermediate-mass Protostar DK Cha Revealed by ALMA
我们报告的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的I类或II类中等质量的原恒星DK车在Chamaeleon II区域的研究。~（12）CO（J=2-1）图像的角分辨率为~ 1“（~250 au），并显示出高速蓝移（>70 km s-1）和红移（>50 km s-1）辐射，在1.3 mm连续谱中追踪到原恒星盘周围有3000 au尺度的新月形结构。由于CO排放的高速分量与原恒星有关，我们得出结论，排放跟踪极上流出。蓝移出流瓣具有明显的分层速度梯度，其中较高的速度分量位于新月形形状的内侧，这可以通过内半径中具有较高速度的出流模型来解释。基于直接驱动外流的情况下，我们估计的驱动半径从观察到的外流速度，发现驱动区域延伸超过两个数量级。~（13）CO的发射轨迹是一个复杂的包络结构，其亚结构呈弧形，长度约为1000 au。我们将弧形结构确定为飘带，因为它们似乎与旋转的下落包络相连。DK Cha有助于了解年轻原恒星系统的近面对面配置所能看到的特征，为研究恒星形成过程提供了另一种视角。
2023-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Twisted magnetic field in star formation processes of L1521 F revealed by submillimeter dual band polarimetry using James Clerk Maxwell Telescope
了解恒星形成的初始条件需要观测研究和理论工作，并考虑到磁场，它在恒星形成过程中起着重要作用。本文研究金牛座分子云中的年轻近密云核L1521 F（$n$（H $_2$）$\sim 10^{4-6}$ cm $^{-3}$）。这个致密的核心拥有一颗0.2 $M_\odot$的原恒星，被归类为具有复杂速度结构的极低光度天体，特别是在原恒星附近。为了追踪致密核心内的磁场，我们在$λ$ = 850 $μ$ m和450 $μ$ m处使用位于James Clerk Maxwell Tetescope上的SCUBA-2亚毫米辐射热计相机前面的POL-2偏振计对尘埃连续体进行了高灵敏度亚毫米偏振测量。这与使用ALMA在$λ$ = 3.3 mm处进行的毫米偏振测定进行了比较。在沿南北方向穿过的外围区域中，在$λ$ = 850 $μ$ m处检测到磁场，而在$λ$ = 450 $μ$ m处追踪的中心区域示出了具有东西方向的磁场，即，垂直于周边区域的表面。使用Davis-Davrasekhar-Fermi方法，估计外围区域和中心区域的磁场强度分别为$\sim$ 70 $μ$ G和200 $μ$ G。对于两个区域，所得的质量-通量比磁临界状态大3倍，表明L1521 F是磁超临界的，即，重力超过了磁湍流力。结合观测数据与MHD模拟，详细的参数的形态学特性的这个令人困惑的对象是第一次。
2022-11-16 astro-ph.SR
An Asymmetric Keplerian Disk Surrounding the O-type Protostar IRAS16547$-$4247
在过去的几十年里，人们对银河系中质量最大的恒星（即光谱O型星）是否也是以与低质量和中等质量恒星相似的方式形成的产生了极大的兴趣，也就是说，通过吸积盘和强大的外流。在这里，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的敏感观测，我们报告了一个解决开普勒磁盘（15个合成光束横跨其主轴）周围的深嵌入O型原恒星IRAS 16547 $-$ 4247。圆盘显示出一些不对称性，这可能是因为圆盘不稳定和破碎，或者可能是因为圆盘内的不同激发条件。由圆盘开普勒径向速度估算出的封闭质量为25 $\pm$ 3 M $_\odot$ .分子盘位于电离热射电喷流的底部，近似垂直于喷流轴向。我们还发现在吸积盘的中心存在一个致密尘埃天体的双星系统，这表明可能形成一颗O型恒星和一颗质量较低的伴星。这并不奇怪，因为在大质量恒星中报告的双星比例很高。减去尘埃盘加上包层和伴星的贡献，我们估计中心恒星的质量为20 M $_\odot$。
2019-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-Infrared Luminosity Bursts Trace Mass Accretion onto Protostars
本研究利用远红外测光追踪原恒星爆发时的吸积率变化，证明其优于中红外和亚毫米波段，并探讨2030年代远红外巡天任务对理解吸积爆发贡献的意义。
2023-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Hot and Massive Accretion Disk around the High-Mass Protostar IRAS 20126+4104
我们提出了新的谱线观测的CH 3 CN分子的吸积盘周围的大质量原恒星IRAS 20126+4104与亚毫米阵列，第一次测量磁盘密度，温度和旋转速度具有足够的分辨率（0.37”，相当于~600 AU），以评估通过托姆雷-Q参数盘的引力稳定性。我们的观测结果解决了中央2000 AU区域，该区域显示出随着上态能量的增加而变陡的速度梯度，这表明更靠近恒星的较热气体的旋转速度增加。这种自旋向上的运动是在旋转支撑的磁盘吸积流的特点。我们比较观察到的数据与合成图像立方体的三维辐射转移模型描述了一个薄的喇叭状磁盘在开普勒运动的离心半径内的角动量守恒吸积流包围。在光度为1.3 × 10 ^4 Lsun的条件下，优化后的模型给出了一个质量为1.5 Msun、半径为858 AU、围绕12.0 Msun的原恒星旋转的圆盘，圆盘的质量吸积率为3.9 × 10 ^{-5} Msun/yr。我们的研究发现，与一些理论预期相反，盘是热的和稳定的破碎与Q > 2.8在所有半径，允许一个平稳的吸积流。这些结果首次提出了大质量原恒星盘中引力不稳定性的约束条件，这些不稳定性与通过碎裂形成伴星和行星系统密切相关。
2016-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HDO/H2O ratio in gas in the inner regions of a low-mass protostar
HDO/H2O丰度比被认为是恒星和行星形成过程中水演化的关键诊断，因此也是其在地球上的起源。本文介绍了在225.6 GHz（Eu = 170 K）下利用亚毫米波阵列对深埋的原恒星NGC 1333-IRAS 4 B进行的毫米波高角分辨率观测，目标是HDO的3（1，2）-2（2，1）跃迁。我们不（或只是非常试探性地）检测HDO线对中央原恒星，对比以前突出的检测线从另一个水同位素，H2-18-O，具有类似的激发特性，使用IRAM高原德布尔干涉仪。未探测到HDO线提供了一个直接的、独立于模型的、与中央原恒星相关的温暖气体中HDO/H2O丰度比的上限6 e（-4）（3 sigma）。这一上限表明，HDO/H2O丰度比并没有显着增强，在内部50 AU周围的原恒星相对于什么是在彗星和地球的海洋，并不支持以前的建议，普遍增强HDO/H2O比在这些系统。
2010-11-12 astro-ph.SR
ALMA reveals a candidate hot and compact disk around the O-type protostar IRAS 16547$-$4247
我们目前的高角分辨率（$\sim$ 0.3 $"$）亚毫米连续（0.85毫米）和线的O型原恒星IRAS 16547 $-$ 4247进行的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测。在0.85 mm连续谱带，观测发现了两个致密源（间隔为2 $"$），其中一个与IRAS 16547 $-$ 4247有关，另一个在西边。这两个来源都很好地解决了角度，揭示了一个cluberous结构。另一方面，线观测揭示了丰富多样的分子物种相关的连续源。特别是，我们发现了大量的S-轴承分子，如罕见的分子甲基硫（CH $_3$ SH）。在大于10，000 AU的尺度下，分子（例如，SO $_2$或OCS），大多数情况下，激发温度较低，在较高的状态（E $_k$ $\lesssim$ 300 K）都存在于两个毫米连续源，并显示出7公里的速度梯度的东南-西北$^{-1}$超过3 $"$（165公里的速度梯度$^{-1}$ pc $^{-1}$）。我们认为，这种梯度可能是产生的热（自由）射流出现从这个对象具有类似的方向在基地。在小得多的尺度（约1000 AU），分子与高激发温度（E $_k$ $\gtrsim$ 500 K）跟踪旋转结构延长垂直于热喷流的方向，我们解释为一个候选磁盘周围的IRAS 16547 $-$ 4247。对应于候选者到盘的速度梯度的动力学质量约为20 M $_\odot$，这与IRAS…
2014-11-26 astro-ph.SR
ALMA Observations of the Protostar L1527 IRS: Probing Details of the Disk and the Envelope Structures
我们使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在220 GHz尘埃连续体和C18 O（J=2-1）线发射的第1周期期间新观测到0/I类原恒星L1527 IRS，其角分辨率（~0.5”）和灵敏度比我们的ALMA第0周期观测高约2倍。连续发射显示垂直于相关流出的伸长，去卷积尺寸为0.53“x0.15”。C18 O的发射也显示出类似的延长，这表明这两种发射都追踪了原恒星周围的圆盘和扁平的外壳。由于盘/包层系统的旋转，C18 O发射沿伸长方向的速度梯度被重新分析，比第0周的观测结果更清楚地识别出与r^-0.5成比例的开普勒旋转。开普勒盘半径和动态恒星质量的运动学估计分别为~74 AU和~0.45 Mo。连续能见度拟合模型没有任何环平均，揭示了磁盘是在流体静力平衡。最佳拟合模型还表明，在圆盘和包层之间存在约5倍的密度跳跃，这表明从密度对比的角度来看，原恒星周围的圆盘可以在几何上与包层区分开来。重要的是，磁盘半径几何确定的密度跳跃是一致的半径运动学估计。讨论了由包层到盘的质量吸积引起的密度跳跃的可能起源。C18 O观测结果可以通过与尘埃观测结果相同的几何结构来重现，可能存在C18 O冻结和局部C18 O解吸。
2017-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of the significant grain growth but tentative discovery of disk substructure in a disk around the Class I Protostar L1489 IRS
为了揭示植物形成的第一步，重要的是要了解尘埃颗粒如何以及何时在原恒星周围的盘中变得更大。为了研究晶粒的生长，我们分析了尘埃连续排放向磁盘周围的I类原恒星，L1489 IRS在0.9和1.3毫米波长的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列。尘埃的连续辐射扩展到$r\sim300$ au的盘半径（$r$），光谱指数（$α$）在$r\sim100-300$ au的盘半径处为$α\sim3.6$，与星际尘埃相似。因此，在外盘（$r\sim100-300$ au）中不会显著地发生晶粒生长。此外，我们试探性地确定了一个环状的子结构在$r\sim90$ au，即使空间分辨率和灵敏度是不够的，以确定这种结构。如果这是真正的环结构，那么环的位置和盘外部的小尘埃与生长锋的想法一致。这些结果表明，L1489原恒星盘可能是行星形成的开端。
2022-06-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ionized warped disk and disk wind of the massive protostar Monoceros R2-IRS2 seen with ALMA
大质量恒星形成理论预测，大质量原恒星通过星周盘吸积气体。虽然由于高角分辨率干涉测量已经发现了几个案例，但这些盘的内部物理结构仍然未知，特别是它们是否存在在低质量原行星盘中观察到的翘曲或内部孔。在这里，我们报告了非常高的角分辨率的观测H21 α射电复合线进行波段9与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（光束80质量x 60质量，或70 AU x 50 AU）对IRS 2大质量的年轻恒星对象在麒麟座R2恒星形成集群。H21 α线显示了脉泽放大，这使我们能够研究大质量原恒星周围电离气体的运动学和物理结构，空间尺度为~1-2 au。我们的ALMA图像和三维辐射转移模型显示，IRS 2周围的电离气体分布在开普勒环星盘和膨胀风中。H21 α的发射中心在速度为-10到20 km s-1时偏离盘平面，表明盘发生了翘曲。这可以用系统中存在的次要物体（恒星伴星或大质量行星）来解释。电离风似乎是从距中心恒星约11天文单位的盘表面发射的，与磁调节盘风模型一致。这表明了类似的风发射机制，最近发现的演化大质量恒星，如MWC 349 A和MWC 922。
2020-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Substellar-Mass Protostar and its Outflow of IRAS 15398-3359 Revealed by Subarcsecond-Resolution Observations of H$_2$CO and CCH
作为阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列第0周期项目之一，在$0.8$毫米波段获得了狼疮1星云中低质量原恒星IRAS 15398-3359的H $_2$ CO和CCH谱线发射的亚弧秒（$0.^{\prime\prime}5$）图像。我们已经检测到一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个良好的准直外流腔沿东北-西南轴延伸。根据出流腔的运动学结构，出流的倾斜角约为$20^\circ$，或几乎是边缘上的。这与之前提出的更加极点几何形状的建议形成鲜明对比。中心集中的分量被解释通过使用的模型的下降旋转包线与估计的倾角，和原恒星的质量估计为小于$0.09\ M_\odot$。需要更高的空间分辨率的数据来推断存在一个旋转支持磁盘这个源，暗示了一个弱的高速H $_2$ CO排放与原恒星。
2014-10-22 astro-ph.SR
Alignment Between Protostellar Outflows and Filamentary Structure
我们提出了新的亚毫米波阵列（SMA）观测CO（2-1）流出到年轻的，嵌入原恒星英仙座分子云的一部分，恒星系统的质量大会及其演变与SMA（MASSES）调查。对于57英仙座原恒星，我们的特点的流出角的方向，并比较它们与来自$Herschel$观测的本地灯丝的方向。我们发现，流出和细丝之间的相对角度是不一致的纯粹平行或纯粹垂直的分布。相反，观察到的流出灯丝角度的分布是更一致的随机对齐的角度或投影的平行和垂直的角度的混合。平行角和垂直角的混合要求垂直对齐更常见，其系数为$\sim$ 3。我们的研究结果表明，所观察到的分布可能保持无论原恒星的多样性，年龄，或主机核心的不透明度。这些观测结果表明，原恒星的角动量轴可能与大尺度结构无关。我们讨论了独立的原恒星旋转轴的意义，在一般的图片，基于恒星的形成。
2017-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The circumestellar disk of the B0 protostar powering the HH 80-81 radio jet
本文介绍了以B 0型原恒星GGD 27 ~ MM 1为中心，在880 $μ$ m处进行的亚角秒角分辨率观测，该原恒星是秒差距尺度HH 80-81喷流的驱动源。我们将其偏振连续发射限制为在此波长下的$\lesssim0.8\%$。它的亚毫米光谱主要由含硫物质组成，其结构类似于旋转圆盘（主要是SO和SO $_2$同位素），但也显示出含HCN和CH $_3$ OH线，这些线描绘了圆盘和HH 80-81射流挖掘的流出空腔壁。许多硫化线的存在可能表明在圆盘的离心屏障处存在冲击气体，或者MM 1是处于演化阶段的热核。解决SO $_2$发射痕迹非常好的磁盘运动学，我们适合SMA观测使用薄磁盘开普勒模型，它给出了倾角（47 $^{\circ}$），内（$\lesssim170$ AU）和外（$\sim950-1300$ ~AU）半径和磁盘的旋转速度（3.4公里秒$^{-1}$在一个假定的半径为1700 AU）。我们粗略估计原恒星的动力学质量为4-18 \msun。相比之下，MM 2和WMC核心显示出几乎空的光谱，这表明它们与先前低角分辨率观测中检测到的扩展发射有关，因此表明年轻（MM 2）或存在质量较小的物体（WMC）。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Photoionized Bipolar Outflow towards the Massive Protostar G45.47+0.05
大质量的原恒星产生强烈的辐射反馈，这可能有助于在吸积过程结束时设定它们达到的质量。因此，研究这种反馈对于理解大质量恒星的形成至关重要。我们报告了用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米和卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）通过对自由-自由连续体进行建模，我们发现电离外流是一种光蒸发流，其电子温度为10，000 K，中心电子数密度为~ 1.5 × 10^7 cm^-3，从半径为110 au的圆盘上发射。H30 α氢复合线发射显示出强的脉泽放大，G45是极少数显示出这种毫米复合线脉泽的源之一。基于推导出的电离光子速率，驱动源的质量估计为30-50 Msun，或者基于H30 α运动学，驱动源的质量估计为30-40 Msun。光蒸发材料的运动学主要由靠近盘平面的旋转控制，同时加速到盘平面上方的流出运动。光蒸发外流的质量损失率估计为~（2-3.5）x10^-5 Msun/yr。我们还发现了一个可能的射流嵌入在广角电离流出与非热发射的暗示。喷流和大量光蒸发外流的可能共存表明，尽管有强烈的光电离反馈，吸积仍在进行。
2019-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for disks at an early stage in class 0 protostars?
原恒星盘的形成年代一直存在争议，因为在低质量恒星形成的早期阶段，旋转、湍流和磁场的作用相互竞争。磁流体力学模拟塌陷的核心预测，旋转支撑磁盘可能会形成强磁化的核心，通过双极扩散或旋转轴和磁场方向之间的不对准。需要对各个来源进行详细研究，以交叉检查理论预测。我们在350 GHz处向B1 b-N和B1 b-S提供了0.06-0.1”分辨率的图像，这是年轻的0级原恒星，可能是第一个流体静力学核心。图像已获得ALMA，我们比较这些数据与磁流体力学模拟的崩溃湍流和磁化核心。用ALMA对亚毫米波连续辐射进行了空间分辨。在B1 b-N和B1 b-S方向都探测到了光学厚度为350 GHz的紧凑结构，半径分别为0.2和0.35”（在英仙座距离为230 pc时为46和80 au），在更大的包络内。B1 b-N的致密结构和包层之间的通量比低于B1 b-S，与其早期的演化状态一致。致密结构的尺寸和方向与VANDAM调查中使用甚大阵列获得的0.2”分辨率32 GHz观测结果一致，表明晶粒是通过凝固生长的。紧凑结构的形态，温度和密度与塌陷核心的数值模拟中形成的盘一致。此外，B1 b-N的性质与非常年轻的原恒星的性质一致，可能是第一个流体静力学核心。这些观测结果为低质量原恒星周围的盘的早期形成提供了支持。
2017-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
HOPS 136: An Edge-On Orion Protostar Near the End of Envelope Infall
边缘原恒星对于了解嵌入的年轻恒星物体的盘和包层性质非常有价值，因为盘、包层和包层腔在解析图像中都清晰可见，并且在建模中受到很好的约束。比较2 MASS，WISE，斯皮策，赫歇尔，APEX，和IRAM测光和限制从1.25到1200微米，斯皮策光谱从5到40微米，高分辨率哈勃成像在1.60和2.05微米的辐射转移建模，我们确定信封和磁盘属性的I类原恒星HOPS 136，在猎户座的林德1641区域的边缘源。该辐射源的辐射热光度为0.8Lsun，辐射热温度为170 K，亚毫米波与辐射热光度之比为0.8%。通过模拟，我们得到了一个总光度为4.7 L太阳（大于观测到的光度，这是由于盘的消光），包层质量为0.06 M太阳，盘半径和质量分别为450 AU和0.002 M太阳。该恒星的质量非常不确定，但估计在0.4和0.5 M_sun之间。为了再现光谱能量分布中近红外散射光峰值的通量和波长，我们需要在每个腔中有5.4 x 10^-5 M太阳的气体和尘埃。盘有一个大的半径和质量典型的更发达的金牛座T星，尽管显着的剩余信封。HOPS 136似乎是恒星形成的原恒星和光学揭示阶段之间的关键环节。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
183 GHz H$_2$O maser emission around the low-mass protostar Serpens SMM1
我们报告的第一次干涉检测183 GHz的水排放在低质量的原恒星巨蛇座SMM 1使用亚毫米阵列的分辨率为3 $"$和均方根$\sim$ 7 JY在3公里的$^{-1}$斌。由于它的小尺寸和高亮度（大于240焦耳/束），它似乎是脉泽发射。在总共三个脉泽斑点被检测到$\sim$ 700 AU从中央原恒星，位于沿红移流出轴，外拱盘，但在信封区证明了连续测量。其中两个脉泽斑出现了约1 ~ 2 km/s的$^{-1}$蓝移。没有扩展或紧凑的热辐射从被动加热的原恒星信封检测到的限制为7焦耳（16 K），与最近的建模工作。我们认为，脉泽斑点起源于空腔壁内的外流射流与周围的原恒星信封的相互作用。流体动力学模型预测，这些地区可以是密集和温暖的，足以逆转183 GHz的水过渡。
2009-10-05 astro-ph.SR
Spectral Line Survey toward Young Massive Protostar NGC 2264 CMM3 in the 4 mm, 3 mm, and 0.8 mm Bands
利用野边山45 m望远镜和阿塔卡玛亚毫米望远镜实验（ASTE）10 m望远镜，在4 mm、3 mm和0.8 mm波段对大质量原恒星候选者NGC 2264 CMM 3进行了谱线巡天观测。在4 mm和3 mm波段总共检测到265条发射线，在0.8mm波段检测到74条发射线。结果，鉴定出36种分子物种和30种同位素体。除了基本的分子种类，许多碳链分子的发射线，如HC 5 N，C4 H，CCS和C3 S的检测在4毫米和3毫米波段。氘代分子物种也检测到相对较强的强度。另一方面，发现复杂有机分子如HCOOCH 3和CH 3 OCH 3的发射线较弱。对于检测到多重跃迁的分子，除了CH_3OH之外，旋转温度被导出为7-33 K。CH 3OH的发射谱线具有较高的上能级能量（Eu > 150 K），表明存在一个热核。与猎户座KL的化学组成相比，发现NGC 2264 CMM 3中碳链分子和氘化分子丰富，而含硫物种和复杂有机分子缺乏。这些特征表明NGC 2264 CMM 3的化学年轻，尽管它位于星系团形成核心NGC 2264 C的中心。
2015-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical structure of the inner 100 AU of the deeply embedded protostar IRAS 16293-2422
关于低质量原恒星早期演化的一个基本问题是星周盘何时形成。在（亚）毫米波长窗口中对分子跃迁进行高角分辨率观测，使研究新形成恒星周围气体的运动学成为可能，例如确定旋转和坍缩的存在。IRAS 16293-2422是用扩展的亚毫米阵列（eSMA）观测的，得到了337 GHz（0.89 mm）下C $^{17}$ O（3-2）和C $^{34}$ S（7-6）跃迁的致密发射的亚角秒分辨率（0.46”x 0.29”，即$\sim$ 55 $\times$ 35 AU）图像。为了恢复更长的发射，我们将eSMA数据与相同分子的SMA观测相结合。C $^{17}$ O（3-2）和C $^{34}$ S（7-6）的发射都显示出相对于标志着双星之一IRAS 16293 A的位置的连续统的东北-西南方向的速度梯度。我们的eSMA和SMA观测结果表明，在50- 400 ~AU尺度上的速度场与旋转结构一致。它不能用围绕单个质点的简单开普勒旋转来解释，而是需要考虑在所观察到的线被激发的半径处的封闭包络质量。我们认为IRAS 16293-2422可能是未来高角分辨率观测的最佳候选者之一。
2014-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Highly Collimated Flow from the High-Mass Protostar ISOSS J23053+5953 SMM2
我们提出了甚大阵列C，X和Q波段连续观测，以及1.3毫米连续和CO（2-1）观测与亚毫米阵列对高质量的原恒星候选人ISOSS J23053+5953 SMM 2。在SMM 2核心中心附近探测到紧凑的厘米连续辐射，光谱指数为0.24，介于6和3.6厘米之间，射电光度为1.3 mJy kpc $^2$。1.3毫米的热尘埃发射表明SMM 2核心的质量为45.8 Msun。CO（2-1）观测揭示了一个以SMM 2核心为中心的大规模分子外流。这种快速外流（$>$ 50 km/s的云系统速度）是高度准直的，具有更广泛的低速分量。流出质量（45.2 Msun）和动量率（6 x 10 $^{-3}$ Msun km/s/yr）的大值来自CO排放，与大质量YSO驱动的流量一致。流动的动力学时间尺度在1.5 - 7.2 x 10 $^4$年之间。我们还发现，从C18 O热尘埃排放比，CO是耗尽的约20倍，可能是由于冻结的CO分子的尘埃颗粒。我们的数据与之前的研究结果一致，即ISOSS J23053+5953 SMM 2是一个新兴的高质量原恒星，处于演化的早期阶段，具有电离射流，以及快速，高度准直和大量流出。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense and warm molecular gas in the envelopes and outflows of southern low-mass protostars
对致密分子气体的观测是我们理解原恒星包层和分子外流的密度和温度结构的基础。我们的目标是表征的原恒星的信封，分子外流和周围的云的属性，通过观察高激发分子线内的16个南方来源的样本被认为是嵌入式YSO。用APEX上的FLASH和APEX-2a仪器对CO、HCO+及其同位素的亚毫米谱线进行了单谱和小图观测，以追踪源周围的气体。JCMT上的HARP-B仪器用于在这些线中映射IRAS 15398-3359。HCO+测绘探测了致密的中心凝聚气体的存在，这是原恒星包层的一个特征。稀有同位素C18 O和H13 CO+也包括在内，以确定光学深度，柱密度和源速度。多个CO转变（例如3-2、4-3和7-6）的组合允许约束流出特性，特别是温度。档案亚毫米连续数据被用来确定包络质量。十六个来源中的十一个具有温暖和/或致密的静止作为原恒星包层的特征，或相关的外流。利用HCO+ 4-3和CO 4-3谱线的强度和浓度作为诊断，发现5个根据其光谱能量分布分类为I类的源不是嵌入式YSO。C18 O 3-2线显示，对于任何一个源，前景云层都不存在。在六个来源周围发现了强分子外流，（续文）
2009-10-06 astro-ph.SR
The organic chemistry in the innermost, infalling envelope of the Class 0 protostar L483
内容：0类和I类天体的原恒星包层、外流和大尺度化学已经得到了很好的研究，但是尽管以前的工作已经暗示或发现了一些0类阶段的开普勒盘，但它们在这个早期阶段的存在是否是正常的还有待观察。同样地，虽然在一些0级天体中检测到了复杂的有机物，但它们的分布是未知的，因为它们可能存在于包层最热的部分，在新兴的盘本身或原恒星系统的其他组成部分，例如与流出有关的冲击区域。目的：在这项工作中，我们的目标是解决两个相关的问题，关于原恒星：当旋转支持磁盘形成周围深深嵌入的原恒星和复杂的有机分子居住在这样的对象。研究方法：利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）波段7的第1周和第3周的高角分辨率观测了深埋的原恒星L483，角分辨率可达$\sim$ ~0.1 $^{\prime\prime}$（20 au）。结果如下：我们发现CS~ $J=7$- $6$和H $^{13}$ CN~ $J=4$ -$3$的运动学在角动量守恒条件下最适合于用下落速度剖面而不是开普勒剖面来拟合.观测到的复杂有机物的空间范围与估计的包层冰升华半径在$\sim$ ~50~au处一致，表明复杂有机物存在于L483的热科里诺中。结论：我们发现L483在半径至少为$15$ ~au的范围内不存在开普勒盘。相反，L483最里面的区域正在经历旋转坍缩。这一结果突出表明，一些0类天体只包含非常小的盘，或者根本没有盘，复杂的有机化学发生在包层的热c…
2019-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Evolution in Serpens Main: Possible Origin of Disk-Size Diversity
我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵在1.3 mm连续谱线12 CO J=2-1，SO J_N=6_5-5_4和C 18 O J=2-1上，在~0.55（240 au）的角分辨率下，观测到了主序星团中的亚毫米连续谱凝聚SMM 2，SMM 4，SMM 9和SMM 11。在1.3 mm连续谱中探测到16个源，可分为3组。第1组包括6个源，显示扩展连续发射和双极/单极12 CO流出。虽然所有的第1组成员被归类为0类原恒星，我们的观察表明，它们之间的演化趋势，在12 CO流出动力学时间，SO排放分布，C18 O丰度分数，和连续形态。第二组由四个来源与连续的沉积结构和没有12 CO流出。中心密度估计从1.3毫米的连续强度表明，他们是星前来源在一个轻微的金斯不稳定状态。第3组由6个斯皮策源组成，显示点状1.3 mm连续发射和12 CO流出。第3组的这些特征表明，包络耗散，阻止磁盘从目前的大小，r <~ 60 au的增长。第3组的成员是原恒星，可能是金牛座T星的前身，在最近的调查中发现，金牛座T星的半径为10-AU。
2019-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic Analysis of a Protostellar Multiple System: Measuring the Protostar Masses and Assessing Gravitational Instability in the Disks of L1448 IRS3B and L1448 IRS3A
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）在879~ \micron波段对一个紧凑的（230~au间距）三重原恒星系统L1448 IRS 3B进行了新的观测，观测分辨率为\contbeam ~。旋臂结构的外接圆多盘是很好地解决了尘埃连续体向IRS 3B，我们发现了已知的宽（2300~au）的同伴，IRS 3A，也解决了可能的螺旋子结构。利用稠密气体示踪剂C ~（17）O、H ~（13）CO $+$和H ~（13）CN，我们分别计算了IRS 3B和IRS 3A的开普勒旋转。此外，我们使用的分子线运动学数据和辐射传输模型的分子线发射，以确认磁盘是在开普勒旋转与拟合质量的$1.19^{+0.13}_{-0.07}$的IRS 3B-ab，$1.51^{+0.06}_{-0.07}$ ~Msun的IRS 3A，并放置在第三IRS 3B-c的中心原恒星质量的上限为0.2~Msun。我们从环切多重盘的尘埃连续辐射测量了IRS 3B的碎裂盘的质量为0.29~Msun，并估算了IRS 3B-c周围的团块质量为0.07~Msun。我们还发现IRS 3A周围的盘的质量为0.04~Msun。通过对Toomre~Q参数的分析，发现IRS 3A拱星盘在半径200 - 500 au之间是引力稳定的（Q $>$ 5），而IRS 3B拱星盘在半径200-500 au之间是引力不稳定的（Q $<$ 1）。这与螺旋臂…
2020-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transition from ordered pinched to warped magnetic field on a 100 au scale in the Class 0 protostar B335
我们提出我们的观测结果的0级原恒星B335的0.87毫米偏振尘埃辐射与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0.2”（20 au）的分辨率。我们将0.87 mm处的数据与来自ALMA存档的1.3 mm处的数据进行了比较。在两个波长处观察到的偏振方向在不确定性范围内是一致的，并且偏振百分比在1.3 mm处比0.87 mm处系统地高出约1.7倍，这表明偏振发射来自磁性排列的尘埃颗粒。我们从观测到的极化方向推断出磁场方向。我们发现B335内部100 au尺度范围内的磁场由有序的高度箍缩结构转变为更加复杂的非对称结构，磁场沿赤道面以及与赤道面成40-60度角的方向与中心相连。我们进行了非理想的MHD模拟塌陷致密的核心。我们发现，类似的磁场结构出现在我们的模拟致密的核心与磁场和旋转轴稍微错位15度，但不是在那些对齐的磁场和旋转轴。我们的结果表明，B335在100 au尺度内的内包层中平面由于磁场和旋转轴的不对准而发生翘曲，而翘曲的吸积流会对磁场产生拖曳作用.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tentative Detection of Deuterated Methane toward the Low-Mass Protostar IRAS 04368+2557 in L1527
利用海因里希·赫兹亚毫米波望远镜，在L1527的低质量0级原恒星IRAS 04368+2557附近探测到氘代甲烷CH $_3$ D的毫米波转动跃迁线（$J_K = 1_0 - 0_0$）。这是CH $_3$ D在星际云中的首次探测，如果得到证实。计算了CH $_3$ D的柱密度和丰度分数分别为$(9.1\pm3.4) \times 10^{15}$ cm $^{-2}$和$(3.0\pm1.1) \times 10^{-7}$，其中我们假设旋转温度为25 K。采用L 1527中各种分子的分子D/H比为2- 7%，估算出气态CH $_4$的柱密度和丰度分数分别为$(1.3-4.6) \times 10^{17}$ cm-$^{-2}$和$(4.3-15.2) \times 10^{-6}$。CH $_4$的丰度分数高于或相当于通过红外观测在高质量恒星形成核心中发现的丰度。它足够高，可以在原恒星附近的一个不冷不热的区域有效地产生各种碳链分子，这支持了温暖的碳链化学的图像。
2012-09-07 astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Perseus Protostars. VI. Characterizing the Formation Mechanism for Close Multiple Systems
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测多个原恒星系统在英仙座分子云先前发现的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）我们观察到17个在1.3~mm处连续的紧密（$<$ 600~AU分离）多重体系和5条分子谱线（即，\twco，\cateo，\thco，H $_2$ CO，SO）来表征这些体系形成的周围多重环境。我们检测到至少一个组件在连续的17个多系统。在三个系统中，一个伴星没有被检测到，而对于两个系统，伴星在我们观察到的分辨率下是无法分辨的。我们还检测到环绕多个灰尘排放对8出9 0级倍数。在8个I类倍数中的任何一个倍数处均未检测到环绕倍数粉尘排放。在致密气体示踪剂中检测到12个系统朝向它们的盘/内包层。对于这12个系统，我们使用稠密气体观测来表征它们的形成机制。在12个系统中的8个系统中，环多气体中的速度梯度明显垂直于流出方向，这与磁盘碎片化一致。此外，除了两个最宽的系统（$>$ 500~AU）之外，只有两个分离度为$<$ 200 ~ AU的系统是具有磁盘碎片的\textit{inconsistent}。我们的研究结果表明，磁盘碎片通过引力不稳定性是一个重要的形成机制，为密切的多个系统，但需要进一步的统计，以更好地确定通过这种方法形成的相对分数。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and Chemical Structure of the Disk and Envelope of the Class 0/I Protostar L1527
原行星盘和原恒星包层的亚毫米谱线和连续辐射是研究原恒星结构、化学和动力学的有力探针。在这里，我们提出了一个基准研究，我们的建模代码，RadChemT，首次使用化学模型，以重现ALMA C $^{18}$ O（2-1）和CARMA $^{12}$ CO（1-0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）的L1527的观测，使我们能够区分盘，下降信封和流出这个0/I类原恒星。RadChemT结合了动力学、辐射转移、气体化学和气体颗粒反应，生成的模型可以直接与单个原恒星的观测结果进行比较。我们的目标不是将丰度单独拟合到大量的自由参数，而是通过以下方式最佳地匹配谱线图：（i）采用基于密度结构和光度的物理模型，该物理模型主要来自先前的工作，拟合SED和2D成像数据，更新它以包括在CARMA和ALMA数据中检测到的窄喷流，（$\leq 75$ au）的原恒星，然后（ii）计算得到的天体化学丰度为292个化学物种。我们的模型再现C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$线强度在3.0的一个因素，这是令人鼓舞的考虑到显着的丰度变化（因素$> 10^3$）之间的外流壳和CO雪线区域附近的中面。此外，我们的模拟证实了关于N $_{2}$ H $^{+}$和CO雪线之间的反相关的建议，从中心恒星400 AU至2,000 AU。我们的建模工具代表了一个新的和强大的能力，利用现代亚毫米波…
2020-12-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
First Detection of [C I] $^3$P$_1$-$^3$P$_0$ Emission from a Protoplanetary Disk
我们使用安装在阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段8鉴定模型接收机，对三颗金牛座T星（DM Tau、LkCa 15和TW Hya）进行了单点[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$和CO J=4-3观测。在金牛座L1551区域也观测到两颗原恒星，L1551 IRS 5和HL Tau。我们成功地探测到了来自DM Tau周围的原行星盘以及原恒星目标的[C I]发射。来自原行星盘的[C I]发射的光谱轮廓是边缘单峰的，表明原子碳（C）向最外层盘延伸。探测到的[C I]发射是光学薄的，估计金牛座T星目标和原恒星的C柱密度分别为<~10 $^{16}$ cm $^{-2}$和~10 $^{17}$ cm $^{-2}$。我们发现金牛座T星和原恒星目标之间的碳与尘埃的总质量比$M$（C）/ $M$（尘埃）存在明显差异;金牛座T星的$M$（C）/ $M$（尘埃）比原恒星小一个数量级。盘源的$M$（C）/ $M$（尘埃）比值的降低与理论预测一致，即原子C只能在盘的近表面层存活，C $^+$ /C/CO跃迁发生在盘中平面更深的地方。
2015-03-03 astro-ph.SR
ALMA View of the Infalling Envelope around a Massive Protostar in S255IR SMA1
最近观测到了位于恒星形成核SMA1中的大质量年轻天体S255IR NIRS3的光度爆发，并将其解释为盘介导的变吸积事件。在这种情况下，必须描述大质量年轻恒星周围的气体性质。考虑到这一点，我们用阿塔卡玛大型毫米和亚毫米阵列进行了高角分辨率观测，并对S255 IR SMA1的900 $μm$尘埃连续谱和CH $_3$ CN $J$ = 19 $-$ 18 $K$ = 0 $-$ 10跃迁进行了成像。CH $_3$ CN的积分辐射在165 °的位置角上呈现出一个约1800 au的南北向拉长特征，几乎垂直于双极流出。我们确认存在致密的（几个$\times 10^{9}$厘米$^{-3}$）和热（$\sim$ 400 K）的气体直接围绕中央原恒星。CH $_3$ CN排放具有沿细长脊的速度梯度，并通过基于位置-速度图中的特征对气体运动学进行建模，我们推断气体最好由扁平旋转下落包络（或伪盘）来描述。导出了每年几个$\times$ × 10 $^{-4}$太阳质量的质量下降率。如果存在一个假定的开普勒盘直接参与到恒星上的质量吸积和喷流/外流发射，它可能小于125 au，我们的观测无法解决。我们展示了从我们的观测中推断的255IR SMA1中的气体性质（如密度和运动学）与专门为研究大质量恒星形成的爆发模式而量身定制的数值模拟中的气体性质之间的定性相似性。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): How do dense core properties affect the multiplicity of protostars?
在从星前云核到原恒星云核的过渡阶段，一个或多个原恒星可以在一个气体核内形成。然而，这种转变的详细物理过程仍然不清楚。我们目前的1.3毫米尘埃连续体和分子线观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对43个原恒星的核心猎户座分子云复合体（$λ$猎户座，猎户座B，猎户座A）的角分辨率为$\sim$ 0.35”（$\sim$ 140 au）。我们总共检测到13个二元/多元系统。在300-8900 au的分离范围内，我们得到了28 $\%$ $\pm$ 4 $\%$和51 $\%$ $\pm$ 6 $\%$的伴星分数（CSF）的总体多重数频率（MF）。伴星的中位距离约为2100 au。恒星多重性的出现可能取决于致密核的物理特性。值得注意的是，那些包含双星/多星系统的恒星往往比形成单星的核心显示出更高的气体密度和马赫数。猎户座A巨分子云（GMC）的整体形灯丝（ISF）具有最高的气体密度，并在其中心区域（猎户座星云团）拥有高质量恒星形成，在猎户座GMC中显示出最高的MF和CSF。相反，$λ$ Orionis巨分子云（GMC）的MF和CSF比Orion B和Orion A GMC低，表明来自HII区域的反馈可能抑制多系统的形成。我们还发现，组成一个二元/多元系统的原恒星通常处于不同的演化阶段。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Earliest Stage of Protostellar Evolution -- Barnard 1-bN and Barnard 1-bS
使用亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）观测到巴纳德1b（B1-b）核心中的两个亚毫米/毫米源B1-bN和B1-bS。SMA获得的1.1 mm连续谱图显示，这两个源包含空间紧凑的组件，这表明它们拥有原恒星。通过结合SMA和SMT数据获得N2 D+和N2 H + J=3-2图。N2 D+图清楚地示出了在连续体位置处的两个峰。N2 H+地图也在连续位置处达到峰值，但更多地由空间延伸的分量主导。在B1-bN和B1-bS位置处的N2 D +/N2 H+比率估计为约0.2。N_2D ~+/N_2H ~+比值与星前核演化晚期和0类原恒星演化早期的N_2D ~+/N_2H ~+比值相当。虽然B1-bN在N2 H+和N2 D+中很亮，但在H13 CO+中几乎看不到。这意味着含碳分子的消耗在B1-bN中是显著的。化学性质表明B1-bN比B1-bS与H13 CO+对应物处于较早的演化阶段。N2 H+和N2 D+线表明两个源的径向速度相差约0.9 km s-1。然而，沿B1-bN和B1-bS线的速度模式表明，这两个源不是由单一的旋转云形成的。B1-b核很可能由两个速度分量组成，每个分量都有一个非常年轻的源。
2013-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Species Tracing the Disk/Envelope System in the Class I Protostellar Source Elias 29
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）观测了一类原恒星源Elias 29。我们已经检测到CS，SO，$^{34}$ SO，SO $_2$，和SiO线的排放量在一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个脊组件从原恒星分离4 \arcsec \（$\sim 500$ au）。发现前一组分富含SO和SO $_2$，但缺乏CS。SO/CS丰度比在原恒星处高达$3^{+13}_{-2} \times 10^2$，甚至高于L1157 B1流出激波区的丰度比。然而，有机分子（HCOOCH $_3$、CH $_3$ OCH $_3$、CCH和c-C $_3$ H $_2$）在Elias 29中缺乏。我们属性的有机分子和丰富的SO和SO $_2$的源或相对较高的尘埃温度（\protect \raisebox{-0.7ex}{$\:\stackrel{\textstyle >}{\sim}\:$} 20 K）在埃利亚斯29的母云的演化性质的不足。SO和SO $_2$的辐射跟踪围绕原恒星的旋转。为了简单起见，假设一个高度倾斜的配置（$i \geq 65$ \degr ; 0 \degr \为正面配置）和开普勒运动，原恒星质量估计为（0.8 -- 1.0）\Msun。$^{34}$ SO和SO $_2$的发射光谱是不对称的，蓝移的分量比红移的分量弱。虽然这可能是由于不对称的分子分布，其他的可能性也进行…
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The kinematics of NGC1333-IRAS2A - a true Class 0 protostar
低质量恒星的形成是通过气体和尘埃的致密核心的引力坍缩来描述的。在坍缩过程中的某个时刻，原恒星周围会形成一个圆盘，由于角动量守恒，圆盘会随着核心的收缩而旋转并变大。问题是磁盘形成过程发生的早。在本文中，我们的目标是描述一个深嵌入，0类年轻恒星对象，NGC 1333-IRAS 2A，基于高角分辨率（< 1 $''$ $\approx$ 200 AU）的干涉测量HCN和H $^{13}$ CN J = 4-3的亚毫米阵列，并测试是否可以检测到拱星盘的气体运动学特征的基础上。我们采用了一个物理模型，已被证明可以很好地描述的对象，并获得一个适合的参数化模型的速度场，使用二维轴对称辐射传输代码。通过对高角分辨率数据的参数化和拟合，表征了中心动力质量和下落速度与旋转速度之比。我们发现在所有尺度上都有大量的下沉和非常少的旋转。中心物体的质量相对较低，为0.25 M $_\odot$。作为一个低恒星质量的对象相比，信封质量，我们得出结论，NGC 1333-IRAS 2A是一致的建议，作为一个0级对象，它代表了恒星形成的最早阶段。相对于自转的大量下沉也表明这是一个年轻的物体。然而，我们发现需要一个中心的紧凑组件的规模为几百AU的连续数据的基础上，这表明，磁盘形成后不久发生的初始引力坍缩。数据没有显示出一个独特的速度场为0.1 M $_\odot$组件。
2009-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling protostellar evolutionary stages in clustered environments using Spitzer-IRS spectra and comprehensive SED modeling
在研究星团中形成的原恒星的演化阶段时，任何星团内介质的作用都不能忽视。高前景消光可能导致年轻恒星物体（YSO）似乎处于比实际更早的进化阶段，特别是当使用像光谱指数这样的简单标准时。为了解决这个问题，我们已经收集了详细的SED表征的样本56斯皮策确定的候选YSO在集群NGC 2264和IC 348。对于这些，我们使用的光谱与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪和辅助多波长光度测定。主要目的有两个：1）讨论光谱特征的作用，特别是那些由于冰和硅酸盐，在确定YSO的演化阶段，和2）进行综合建模的光谱能量分布（SED）增强的IRS数据。该SED包括辅助光学亚毫米波多波长数据，以及9.7微米硅酸盐功能和来自IRS光谱的无线部分的中红外连续光谱的准确描述。我们发现，使用这种方法，我们可以区分真正的原恒星在集群T金牛星伪装成原恒星由于外部前景灭绝。我们的研究结果强调了在远红外/亚毫米波长范围内的光度数据的重要性，在足够高的角分辨率，更准确地分类集群成员。随着赫歇尔空间天文台的出现，这样的观测现在成为可能。
2010-05-11 astro-ph.SR
Imaging the water snowline around protostars with water and HCO$^+$ isotopologues
水雪线在原恒星包层的位置提供了关于热结构和质量吸积过程的重要信息，因为它可以告知最近（$\lesssim$ 1,000年）吸积爆发的发生。此外，这些水源还具有对水排放进行成像的能力，因此是测试间接雪线示踪剂（如H $^{13}$ CO $^+$）的理想实验室。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）在$\sim$ 0.2 $^{\prime\prime}-$ 0.7 $^{\prime\prime}$（60 - 210 au）分辨率下进行的一系列分子线观测，研究了英仙座5个原恒星包层中的水雪线。B1-c提供了由H $^{13}$ CO $^+$（$J=2-1$）和HC $^{18}$ O $^+$（$J=3-2$）的环包围的紧凑H $_2^{18}$ O（$3_{1,3}-2_{2,0}$）和HDO（$3_{1,2}-2_{2,1}$）发射的教科书示例。在B1-bS方向也检测到被H $^{13}$ CO $^+$包围的致密HDO。光学厚的主要同位素体HCO $^+$不适合追踪雪线，HC $^{18}$ O $^+$是比H $^{13}$ CO $^+$更好的示踪剂，这是由于外包络的贡献较低。然而，由于需要进行详细的分析，以从H $^{13}$ CO $^+$或HC $^{18}$ O $^+$排放量中得出雪线位置，因此它们作为雪线示踪剂的真正价值将在于在水不易被检测到的水源中…
2021-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk structure around the Class I protostar L1489 IRS revealed by ALMA: a warped disk system
我们用阿塔卡马毫米/亚毫米波阵列（ALMA）在波段6观测了I类原恒星L1489 IRS。C $^{18}$ O $J=$ 2-1谱线发射显示出与其由于旋转而产生的速度梯度方向相同的平坦和非轴对称结构。我们发现C $^{18}$ O发射在~200-300 Au半径处出现下降，而1.3 mm的连续发射则平滑地延伸到~400 Au。在C $^{18}$ O倾角的半径处，外部的旋转轴似乎与内部组件的旋转轴倾斜约15度。在r~600 au之前，相对于C $r^{-0.5}$倾角的内、外分量都表现出$r^{-0.5}$开普勒自转轮廓。这些结果不仅表明开普勒盘延伸到~600 au，而且还表明该盘是翘曲的。我们构造了一个以开普勒速度旋转的三维翘曲盘模型，并证明了翘曲盘模型再现了速度通道图和PV图中的主要观测特征。这样一个扭曲的盘系统可以通过质量吸积从一个错位的信封形成。我们还讨论了一个可能的磁盘演化方案的基础上比较磁盘的半径和质量之间的I类和II类源。
2020-03-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar accretion traced with chemistry: Comparing synthetic C18O maps of embedded protostars to real observations
背景：了解原恒星如何增加质量是恒星形成的核心问题。这方面的一个方面是试图了解是否在深埋物体的吸积率的时间演变是最好的特点是从早期到后期阶段的平稳下降或高吸积的间歇性爆发。目的：我们在分子云的大型数值模拟中创建了深埋原恒星的合成观测，并将其与真实观测进行了直接比较。目的是比较模拟中的偶发吸积事件与观测结果，并测试用于分析观测结果的方法。研究方法：简单的冻结和升华化学添加到模拟，和合成的C $^{18}$ O线立方体创建了大量的模拟原恒星。C $^{18}$ O的空间范围进行测量模拟的原恒星，并直接与16个深埋的原恒星与亚毫米阵列观察到的样本进行比较。如果CO的分布面积比根据原恒星光度预测的要大，这可能表明过去的光度较高，并且CO仍处于再冻结过程中。结果如下：大约1%的模拟中的原恒星显示扩展的C $^{18}$ O排放，而在观测中约为50%，这表明模拟中的情节吸积事件的幅度和频率相对于观测过低。模拟中的原恒星吸积率主要是由较大尺度的分子云的下落调制的，不包括任何盘物理。模拟和观测之间的差异被认为是支持磁盘的必要性，即使在深深嵌入的对象，产生足够的频率和振幅的情节吸积事件。
2015-12-19 astro-ph.SR
Protostars and stars in the Coronet cluster: Age, evolution, and cluster structure
我们提出了新的光谱与火焰/VLT，近红外成像与HAWK-I/VLT，和870微米的映射与APEX/LABOCA的冠状星系团。光学数据允许估计光谱类型，消光和存在的吸积在6个以上的M型成员，除了我们以前研究的12个。亚毫米波地图和近红外数据揭示了星云结构和高消光区的存在，这些结构和高消光区在某些情况下与已知的红外、光学和X射线源有关。大多数恒星的形成都与两个在星团中心部分交叉的细长结构有关。将所有18个已知光谱类型和灭绝的天体放在HR图中表明该星团比以前认为的年轻（<200万年，可能约0.5- 100万年）。新的年龄估计与该地区各种原恒星的演化状态及其致密性相一致（<1.3 pc的跨度），但结果与低磁盘和吸积分数的冲突（只有50-65%的低质量恒星似乎有原行星盘，和大多数过渡和同源耗尽磁盘是一致的，没有吸积），并与中期观察到的进化特征，圆盘的红外光谱和光谱能量分布。
2011-05-13 astro-ph.SR
Protostellar accretion traced with chemistry. High resolution C18O and continuum observations towards deeply embedded protostars in Perseus
内容：了解吸积过程是恒星形成的一个关键问题，对年轻恒星的物理和化学演化都有重要意义。特别是，我们对恒星形成最早阶段的吸积变化知之甚少。目标：方法：24个嵌入式原恒星的样品进行了观察与亚毫米阵列（SMA）的背景下，大型计划“大规模组装恒星系统及其演化与SMA”（MASSES）。对每个源测量CO已升华为气相的C $^{18}$ O发射区域的尺寸，并与给定当前光度的区域的预期尺寸进行比较。SMA观测还包括1.3毫米连续数据，用于研究吸积爆发和大质量星周盘之间是否存在联系。结果如下：根据所采用的CO冰的升华温度，样品中20%至50%的源显示出扩展的C $^{18}$ O发射，表明气体在过去足够温暖，CO升华，目前正在重新冻结的过程中;我们将其归因于最近的吸积爆发。鉴于扩展C $^{18}$ O排放源的比例，我们估计爆发之间的平均间隔为20000-50000年，这与以前的估计是一致的。在星周盘的存在和吸积爆发之间没有明确的联系，但是样本中三个最近的已知双星（预计分离<20 AU）都显示出过去吸积爆发的证据，表明近距离的双星相互作用也可能在诱导吸积变化方面发挥作用。
2017-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
HOPS 383: An Outbursting Class 0 Protostar in Orion
我们报告了2004年和2006年之间HOPS 383的戏剧性中红外增亮，这是一颗深埋在猎户座NGC 1977附近的原恒星。到2008年，光源在24微米处的亮度增加了35倍，在4.5微米处的亮度也明显增加。通过比较APEX/SABOCA和SCUBA的观测数据，我们也观测到了亚毫米级的爆发，在NEWFIRM K_s成像中出现了一个散射光星云。爆发后的光谱能量分布表明一个0级源与密集的信封和6和14 L太阳之间的光度。爆发后的时间序列中红外和远红外测光显示，在2009年至2012年期间，在18%的水平上没有长期的衰落和变化。HOPS 383是发现的第一个爆发的0类天体，指出了恒星形成过程早期阶段的幕式吸积的重要性。它在六年的时间里戏剧性的上升和不褪色暗示它可能类似于FU Ori爆发，尽管光度似乎明显小于此类物体的标准光度。
2015-01-06 astro-ph.SR
