Water maser kinematics in massive star-forming regions: Cepheus A and W75N
VLBI多历元水脉泽观测是研究大质量原恒星附近致密、温暖的激波气体的有力工具。这些观测的高角分辨率使我们能够在几周内测量脉泽的自行，并与径向速度一起确定它们的完整运动学。在本文中，我们总结了对仙王座A和W75 N大质量恒星形成区的主要观测结果，其中包括：（i）在100 AU尺度上识别出不同的高质量恒星形成活动中心;（ii）发现与高质量原恒星演化早期阶段相关的新现象（例如，各向同性气体喷射）;和（iii）确定同时存在的广角外流和高度准直喷流的大质量物体Cep A HW 2，类似于在一些低质量原恒星中观察到的。这些结果在高质量恒星形成的研究中的一些影响进行了讨论。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
An APEX survey of outflow and infall toward the youngest protostars in Orion
我们的目标是描述早期0级阶段低质量的原恒星在猎户座的样本的流出特性首先确定的赫歇尔空间天文台。我们还在关键分子系中寻找下落的特征。利用阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX）获得了16颗非常年轻的0级原恒星的CO $J$ =3-2和$J$ =4-3图。我们搜索的数据线翼指示流出和计算质量，速度和动态时间的流出。我们使用额外的HCO $^+$、H $^{13}$ CO $^+$和NH $_3$谱线来寻找朝向原恒星的下落信号。我们估计流出的质量，部队，和质量损失率的基础上CO $J$ =3-2和$J$ =4-3线强度为8个源检测流出。我们推导出流出的质量和力量的来源没有明确的流出检测上限。对于CO $J$ =3-2，具有清晰流出检测的源的总流出质量在0.03和0.16 $M_\odot$之间的范围内，对于CO $J$ =4-3，在0.02和0.10 $M_\odot$之间的范围内。对于CO $J$ =3-2，外流力在$1.57\times10^{-4}$和$1.16\times10^{-3}$ $M_\odot$ km s $^{-1}$ yr $^{-1}$之间;对于CO $J$ =4-3，外流力在$1.14\times10^{-4}$和$6.92\times10^{-4}$ $M_\odot$ km s $^{-1}$ yr $^{-1}$之间。在我们的样本中，有九颗原恒星显示出不对称…
2020-07-29 astro-ph.GA
Detection of Infall in the Protostar B335 with ALMA
用ALMA对孤立球B335的观测已经产生了相对于HCN和HCO $^+$线的系统速度红移的连续谱的吸收特征。这些特徴提供了明确的证据，证明有一个中心光度源。以前开发的模型的内而外崩溃可以匹配的HCN和HCO $^+$平均超过中央50 AU的观测线配置文件。在100 pc的新距离上，推断的坍缩半径为0. 012 pc，质量坍缩速率为每年$3 \times 10^{-6}$太阳质量，年龄为5万年，中心区累积质量为0. 15太阳质量，其中大部分必须是在恒星或部分的磁盘是不透明的0.8毫米。连续检测表明，光学薄质量（气体和尘埃）只有$7.5\times 10^{-4}$太阳质量的中心区域，符合只有一个非常小的磁盘质量。
2015-10-12 astro-ph.GA
Subarcsecond Analysis of Infalling-Rotating Envelope around the Class I Protostar IRAS 04365+2535
用ALMA获得了TMC-1A中I类原恒星IRAS 04365 $+$ 2535的CS和SO转动线发射的亚弧秒图像。在CS和SO发射中清楚地检测到原恒星周围的紧凑组件。CS的致密分量的速度结构揭示了保持角动量的下降旋转运动。这是很好地解释了一个弹道模型的下降旋转信封的半径的离心屏障（一半的离心半径）的50 AU，虽然下降的气体分布是不对称的原恒星周围。简单模型中SO的分布主要集中在离心屏障半径附近。因此，一个急剧变化的化学成分的气体落在原恒星被发现发生在一个50 AU的规模可能是由于吸积冲击，表明落物质被输送到磁盘之前显着处理。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Challenging shock models with SOFIA OH observations in the high-mass star-forming region Cepheus A
OH是H2O化学中的关键分子，是探测物理条件的宝贵工具，也是冷却激波区的重要贡献者。OH参与能量从原恒星向周围ISM的重新分配。我们的目的是评估的OH排放的仙王座A大规模的恒星形成区域的起源，并限制在发射气体中占主导地位的物理条件。因此，我们希望探索大质量恒星形成过程中的工作过程。我们目前的光谱分辨观测OH对仙王座A的流出与伟大的光谱仪机载SOFIA望远镜。在1834.7 GHz、1837.8 GHz和2514.3 GHz（163.4、163.1和119.2微米）处观察到三个三重峰，角分辨率分别为16.3”、16.3”和11.9”。我们在同一位置给出了CO（16-15）谱。我们比较了在红移机翼的冲击模型的综合强度。在发射中检测到163微米附近的两个三重态，其中混合超精细结构未被解析。它们的轮廓和CO的轮廓可以通过2个或3个高斯的组合来拟合。观察到的119.2微米三重态在吸收中可见，因为其混合超精细结构未被解析，但具有三个视线分量和与其他谱线一致的蓝移发射翼。OH线翼与CO线翼相似，表明它们来自同一个激波结构。在这个共同起源假设下，只有当我们考虑到四个激波结构被捕获在我们的光束中时，观测结果才落在模型预测的范围内，并且在我们的模型的使用范围内。我们的比较表明，观测可能是一致的J型模型拟合nH > 1 e5 cm-3，v > 20 km/s，填充因子约为1。这样高的密度通常出现在与大质…
2015-09-28 astro-ph.GA
Nature of shocks revealed by SOFIA OI observations in the Cepheus E protostellar outflow
原恒星喷流和外流是恒星形成过程的关键特征，也是年轻恒星对星际介质反馈的主要过程。了解潜在的冲击是必要的，以解释如何发射喷流和外流，并量化其对周围介质的化学和能量影响。我们对中等质量的0类原恒星Cep E-mm流出物中的[OI] $_{\rm 63 μm}$发射进行了高光谱分辨率研究。我们在1837.8 GHz观测了$^2Π_{1/2}$ $J = 3/2$和$J = 1/2$之间的OI $^3$ P $_1 \rightarrow$ $^3$ P $_2$，OH，以及在Cep E流出物中的三个位置用SOFIA-GREAT观测了CO（16-15）线：mm（驱动原恒星），BI（在南叶），和BII（在南叶的终端位置）。在所有三个位置检测到CO线。在BI和BII中检测到OI线，而未检测到OH线。在BII中，我们确定了OI和CO中的三个运动学成分，已经在CO中检测到：射流，HH 377终端弓形激波和流出腔。OI柱密度在流出腔中比在射流中高，射流本身比在终端激波中高。终端激波是OI与CO的丰度比最低的地方（约0.2），而喷流成分是原子的（比值$\sim$ 2.7）。在射流中，我们比较了OI观测与冲击模型，成功地拟合了10条CO线的综合强度：这些模型不适合OI数据。OI发射的高强度指向额外的解离或替代FUV照射冲击的传播，其中照明来自冲击本身。从低到高质量的原恒星流出的样本进行了类似的观察，照明…
2017-04-12 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: First results from SCUBA-2 observations of the Cepheus Flare Region
我们目前的观测仙王座耀斑获得的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带遗产调查（GBLS）与SCUBA-2仪器的一部分。我们制作了SCUBA-2发现的源目录，并将其分为无星核心和原恒星。我们确定质量和密度为我们的每一个来源，使用源温度确定的赫歇尔古尔德带调查。我们比较了L1147/58、L1172/74、L1251和L1228四种不同分子云中无星核的性质。我们发现，每个区域的核心质量函数通常表现出比Salpeter行为浅。我们发现L1147/58和L1228的无星核与II类原恒星的比例很高，而L1251和L1174的比例很低，这与后者是目前恒星形成的更活跃的地区相一致，而前者的恒星形成不太活跃。我们确定，如果建模为热支持的Bonnor-Ebert球，我们的核心大多数有稳定的配置访问他们。我们估计我们的核心使用档案$^{13}$ CO速度色散测量的外部压力，发现我们的核心通常是压力限制，而不是重力约束。我们对我们的核心进行维里分析，发现它们通常不能单独由内部热能来支撑，主要是由于测得的外部压力。这表明，在仙王座耀斑的无星核心的内部支持的主导模式是非热运动或内部磁场。
2016-10-12 astro-ph.GA
Models of Rotating Infall for the B335 Protostar
原恒星源，B335，模型开发使用轴对称三维模型，以解决在一维模型中发现的冲突。这些模型受到大量观测数据的约束，包括ALMA、Herschel和Spitzer数据。用ALMA对原恒星源B335的观测表明，在HCO $^+$和HCN $J = 4\rightarrow 3$跃迁中，对中心连续源的吸收发生了红移，这表明存在着陷落现象。数据相结合的距离，提供强大的约束三维辐射转移模型，包括旋转，下降信封，外流腔，和一个非常小的磁盘的一个新的估计。该模型有利于年龄之间的连续体和线的$3 \times 10^4$和$4 \times 10^4$年，解决冲突，在一维模型中发现的崩溃开始。这些模型低估了ALMA所看到的连续辐射，这表明还有一个额外的组成部分，如伪盘。最佳拟合模型用于将近年来4.5 $μm$通量的变化转换为过去8年中光度变化因子为5-7的模型。
2022-12-07 astro-ph.GA
Waterfalls around protostars: Infall motions towards Class 0/I envelopes as probed by water
摘要：恒星要形成，物质必须从核心鳞片通过外壳向中央原恒星下落。原恒星周围的速度分布没有受到很好的约束。作为“Herschel星形成区中的水”（WISH）调查的一部分，在Herschel上用HIFI观测到的6颗0类原恒星和1颗I类原恒星显示了水线观测的下降特征。我们使用1-D的非LTE RATRAN辐射转移模型的观测水线约束这些源的原恒星信封的下落速度和化学。我们假设一个自由落体的速度分布，并找到了最佳的拟合，不同的半径，在下降发生。在研究得很好的0类原恒星NGC 1333-IRAS 4A中，我们发现，在我们的观测敏感的整个包层（r>~1000 AU）上都发生了下沉。对于4个源，下沉发生在核心到包层的尺度上（即~10000-3000 AU）。在2个源中，在基态线中看到的逆P-Cygni轮廓更可能是由于大尺度运动或前景云。模型，包括一个简单的考虑化学与观察是一致的，而使用步骤丰度配置文件不。在6/7原恒星的内部包层中没有检测到激发水，这进一步证明了在这些半径处，水必须从气相中严重耗尽。其中四个源的入流是超音速的，所有源的入流都必须发生在包层的外缘，这可能是坍缩是全球性的或由外而内而不是由内而外的证据。IRAS 4A的质量下降率很大（>~10^-4 msol \yr），高于质量流出率和预期的质量吸积率，这表明任何小尺度的扁平盘状结构都是引力不稳定的，可能导致旋转碎裂和/或幕式吸积。
2013-10-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Infall and outflow within 400 AU from a high-mass protostar. 3-D velocity fields from methanol and water masers in AFLG 5142
在原恒星演化的早期阶段，在小半径的原恒星的观测签名的下降信封和流出的材料，是必不可少的进展，在恒星形成的质量吸积过程的理解。在这封信中，我们报告了在著名的高质量恒星形成区AFGL 5142的原恒星周围的吸积和外流结构的详细研究。我们专注于毫米源MM-1，它具有热核化学，无线电连续发射，和强大的水和甲醇脉泽。值得注意的是，我们的甚长基线干涉仪（VLBI）的分子脉泽观测超过六年为我们提供了三维速度场的拱星分子气体的分辨率为0.001-0.005弧秒和半径<0.23弧秒（或400 AU）从原恒星。特别是，我们的测量甲醇脉泽发射，第一次，直接测量的分子包层（半径为300 AU，速度为5公里/秒）的中，高质量的原恒星的下落。我们估计的下落速率为0.0006 n_8 Msun/年，其中n_8是以10^8 cm-3为单位的环境体积密度（微波激射器激发所需的）。此外，我们的测量水脉泽（和无线电连续）发射确定了一个准直的双极分子外流（和电离喷流）从MM-1。在小的空间尺度上同时发生吸积和外流的证据，使得AFGL 5142成为高质量恒星形成的高角分辨率研究的一个非常引人注目的目标。
2011-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-line Herschel/HIFI observations of water reveal infall motions and chemical segregation around high-mass protostars
我们使用987 GHz H2O 2（02）-1（11）发射的HIFI图来测量19个高质量原恒星包层的大小和形状。为了识别下落，我们使用光学薄的C18 O 9-8和H2O-18 1（11）-0（00）线的HIFI光谱。高J的C18 O谱线追踪温暖的中心物质，红移的H2O-18 1（11）-0（00）吸收表明物质落在温暖的核心上。我们探测小规模的化学分化比较H2O 752和987 GHz的光谱与H2O-18。我们测量的H2 O2（02）-1（11）发射中心部分的半径比球包模型的预测大30-40%，轴比<2，我们认为这是很好的一致性。对于19个源中的11个，我们发现H2O-18 1（11）-0（00）线相对于C18 O 9-8有显著的红移。推断的下沉速度为0.6-3.2 km/s，估计的质量流入率范围从7 e-5到2 e-2 M0/yr，最高的质量流入率发生在质量最高的源，可能是最年轻的年龄。其他源要么显示膨胀运动，要么显示H_2O ~（18）发射线。H2O-18 1（11）-0（00）谱线轮廓与H2O 2（02）-1（11）和2（11）-2（02）谱线之间的“差异”非常相似，表明H2O-18谱线和H2O 2（02）-1（11）吸收起源于水从颗粒中蒸发的半径内，通常距离中心1000-5000 au。在某些来源中，流出物中可检测到H2O-18谱线，但没有看到C18 O排放。总之，H2O-1…
2019-03-27 astro-ph.GA
VLBI multi-epoch water maser observations toward massive protostars
VLBI多历元水脉泽观测是研究与大质量原恒星早期演化相关现象的中心引擎附近气体的有力工具。本文总结了仙王座A和W75N大质量恒星形成区的主要观测结果。这些观测揭示了大质量物体演化最早阶段的意外现象（例如，不同大质量原恒星中的非准直“短寿命”脉冲喷射），并为研究大质量恒星形成的动态场景提供了新的见解（例如，在大质量天体Cep A HW 2中同时存在喷流和广角外流，类似于在低质量原恒星中观察到的情况）。此外，通过这些观测，有可能通过外流活动识别新的、以前看不见的高质量恒星形成中心。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Evolutionary Sequence from Infalling Envelopes to Keplerian Disks around Low-Mass Protostars
我们在C18 O（2-1）发射线上对6颗0类和I类原恒星进行了SMA观测，以研究它们周围的包层和星周物质在100到1000 AU尺度上的旋转运动。C18 O（2-1）辐射的强度峰值位于原恒星位置。作为半径的函数的原恒星信封的旋转速度测量从位置-速度图垂直于流出方向通过原恒星的位置。两个0级源，B335和NGC 1333 IRAS 4 B，没有显示出可检测到的旋转运动，而L1527 IRS（0/I级）和L1448-mm（0级）显示出旋转运动，径向轮廓分别为Vrot ~ r^{-1.0+/-0.2}和~ r^{-1.0+/-0.1}。另两个I类源TMC-1A和L1489 IRS在样本中表现出最快的旋转运动，它们的旋转运动具有更平坦的径向轮廓，分别为Vrot ~ r^{-0.6+/-0.1}和~ r^{-0.5+/-0.1}。径向依赖性为~ r^{-1}的旋转运动可以解释为在动态下落包线中具有守恒角动量的旋转，而径向依赖性为~ r^{-0.5}的旋转运动可以解释为开普勒旋转。这些观测结果表明，分类的旋转运动从下落信封开普勒磁盘的形成。讨论了角动量守恒的由内而外坍缩模型，并与我们的观测结果进行了比较。
2013-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic accretion: the interplay of infall and disc instabilities
使用变焦模拟进行了自适应网格细化代码RAMSES的动态范围高达$2^{27} \approx 1.34 \times 10^8$，我们调查的吸积配置文件周围六颗恒星嵌入在不同的环境内（40 pc）$^3$巨大的分子云，吸积配置文件上的质量下降和光盘不稳定性的作用，从而形成的原恒星的光度。我们的研究结果表明，原恒星嵌入的环境决定了原恒星的整体吸积轮廓。侵入星周盘可能会在约10至约50天文单位的距离处引发盘中的引力盘不稳定性，导致角动量的快速传输和强烈的吸积爆发。这些爆发通常持续约10至100年，与不稳定位置的典型轨道时间一致，并增强原恒星的光度。用恒星演化程序mesa计算表明，吸积爆发引起原恒星性质的显著变化，如恒星温度和半径。我们应用所获得的原恒星的性质，以产生合成观测与RADMC 3D和预测，吸积爆发导致可观测的增强约20至200 $μ$ m的光谱能量分布的0类年轻恒星。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enlightening the chemistry of infalling envelopes and accretion disks around Sun-like protostars: the ALMA FAUST project
近几十年来发现的各种行星系统可能取决于它们形成的早期历史。在这篇文章中，我们介绍了FAUST大型计划，它特别侧重于早期历史的太阳类原恒星和它们的化学多样性在$\sim$ 50天文单位的尺度，行星预计形成。特别是，该项目的目标是揭示和量化的信封/磁盘系统的化学成分的各种规模为50金的样本0和I类原恒星代表的化学多样性在较大的规模。对于每一个来源，我们提出了一套分子能够：（1）解开50-2000金信封/磁盘系统的组件;（2）在他们每个人的有机复杂性;（3）探测他们的电离结构;（4）测量他们的分子氘化。输出将是来自不同品系和物种的数千个图像的同质数据库，即，对类太阳原恒星的化学多样性进行了前所未有的原始调查。FAUST将为社区提供一个遗留数据集，这将是天体化学和恒星形成研究的里程碑。
2021-11-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of a Keplerian disk in the infalling envelope around L1527 IRS: transformation from infalling motions to Kepler motions
我们报道了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对L1527 IRS的C $^{18}$ O（$J=2-1$）、SO（$J_N= 6_5-5_4$）和1.3mm尘埃连续体的第0周期观测。L1527 IRS是一颗0级太阳型原恒星，被一个下落和旋转的包层所包围。C $^{18}$ O发射相对于与L1527 IRS相关的明亮连续发射显示出强烈的红移吸收，强烈地暗示了C $^{18}$ O包络中的撞击运动。C $^{18}$ O的包层也以与$r^{-1}$成比例的速度旋转，其中$r$是半径，而在最里面的半径（54 AU）的旋转轮廓可能比$r^{-1}$浅，暗示在动力学质量为0.3 Mo的中央原恒星周围形成了开普勒盘。从C $^{18}$ O包层内部产生的SO发射也显示出与C $^{18}$ O包层相同方向的旋转。然而，这种转动是类似刚体的，这与C $^{18}$ O所示的微分转动有很大的不同。为了解释观测到的C $^{18}$ O和SO的谱线轮廓和位置-速度（PV）图，我们研究了由围绕半径为54 AU的开普勒盘的一个简单的包层组成的绕0.3 Mo恒星运行的模型。据发现，为了再现所观察到的线轮廓和PV图的特征，在模型中的下落速度必须小于由0.3 Mo的恒星产生的自由落体速度。降低入流速度的可能原因进行了讨论。
2014-10-01 astro-ph.GA
Velocity Structure of Circumstellar Environment around Class 0/I Protostars: Uncertainty in the Protostellar Mass Estimation Using Circumstellar Velocities
该研究通过三维电阻磁流体动力学模拟，揭示0/I型原恒星包层下落速度因磁场等因素远低于自由下落速度，指出用下落速度估算原恒星质量存在0.3-2倍偏差，凸显磁场对恒星形成动力学的关键作用。
2025-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
PRODIGE -- Envelope to disk with NOEMA I. A 3000 au streamer feeding a Class I protostar
上下文在过去的几年里，对流光的探测有所增加，流光是指向原恒星盘的不对称物质流，其中有来自恒星出生核心之外的物质。目前还不清楚它们如何影响质量吸积过程，特别是在0级阶段之后。目的。我们研究了Per-emb-50周围的气体运动学，Per-emb-50是拥挤的恒星形成区NGC 1333中的I类源。我们的目标是研究如何在这个源的包层盘尺度的质量下降进行。结果我们发现在H $_2$ CO和C $^{18}$ O发射中有一个向Per-emb-50输送物质的流光。流注的发射可以很好地描述的解析解的气体沿流线守恒角动量，无论是在图像平面和沿视线速度下降的包裹。流注的平均下沉速率为$1.3 \times 10^{ -6}$ M $_{ \odot}$ yr $^{ -1}$，比原恒星当前的吸积速率高$5 -10$倍。SO和SO $_2$发射显示，除了Per-emb-50周围的拖缆外，内包层中的非对称下落运动。此外，SO $_2$的存在可以标记下落材料的冲击区域。结论.流光提供足够的质量来维持原恒星的吸积速率，并可能产生吸积爆发，这可以解释原恒星相对于其他I类源的高光度。我们的研究结果突出了晚期陷落对原恒星演化的重要性：流光可能会提供大量的质量恒星吸积后的0级阶段。
2022-08-01 astro-ph.GA 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
No Keplerian Disk >10 AU around the Protostar B335: Magnetic Braking or Young Age?
我们已经在1.3 mm连续谱和C18 O（2-1）和SO（5_6-4_5）谱线上对0级原恒星B335进行了ALMA第2周期观测，分辨率约为0.3”。1.3 mm连续谱、C18 O和SO发射都显示出中心致密组分，其尺寸为~40-180 AU，在更广泛的组分中。C18 O成分显示出下落和旋转运动的迹象。通过拟合简单的运动学模型的C18 O数据，原恒星的质量估计为0.05 Msun。在100 AU尺度上，比角动量为~4.3E-5 km/s*pc。一个类似的比角动量，~3E-5至5E-5 km/s*pc，是在10 AU尺度上从中央SO分量观测到的速度梯度测量的，并且在SO发射中没有明显的下落运动迹象。通过比较下落运动和旋转运动，我们的ALMA结果表明，观察到的旋转运动尚未达到100 AU甚至10 AU尺度上的克卜勒速度。因此，B335中开普勒圆盘的半径（如果存在的话）预计为1-3 AU。B335的圆盘半径比其他0类原恒星周围的开普勒圆盘小一到两个数量级。根据观测到的0.1秒差距到100天文单位尺度的下落和旋转运动，有两种可能的情况来解释B335中存在这样一个小开普勒盘：磁制动和年轻。如果我们的发现是磁制动的结果，那么在1000 AU尺度内下落物质的角动量的约50%可能已经被移除，并且在1000 AU尺度上的磁场强度估计为约200 uG。如果是年轻的，则B335的坍缩半径约为2700 AU，…
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk Wind Feedback from High-mass Protostars. IV. Shock-Ionized Jets
本文在Turbulent Core Accretion模型框架内，通过3D磁流体动力学模拟后处理计算大质量原恒星盘风激波加热及射电自由-自由发射，发现模型与低中质量原恒星观测相符但较大质量原恒星暗10-100倍，并揭示了约5%的10年射电通量变化。
2023-09-07 astro-ph.GA
1.3mm polarized emission in the circumstellar disk of a massive protostar
我们提出了第一个解决的观察1.3毫米偏振发射的盘状结构周围的高质量的原恒星仙王座A HW 2。这些CARMA数据部分地解决了尘埃偏振，表明平均位置角为57度，平均偏振分数为2.0%的偏振矢量的均匀形态。极化矢量的分布可归因于（1）均匀磁场直接发射磁性排列的尘埃颗粒，或（2）倾斜圆盘散射产生的图案。我们表明，这两种模型都可以解释的观察，也许是两种机制的组合产生的偏振发射。第三个模型包括一个环形磁场不匹配的意见。假设散射是极化机制，这些观测结果表明，在最初的10000年的大质量恒星形成，颗粒大小可以从1微米增长到几十微米。
2016-10-11 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
Disk Wind Feedback from High-mass Protostars. II. The Evolutionary Sequence
本文通过三维磁流体动力学模拟大质量原恒星盘风外流约10万年的演化，揭示空腔张角由约10°增至50°，并约束恒星形成效率及ALMA观测源性质。
2023-02-20 astro-ph.GA
A dusty streamer infalling onto the disk of a class I protostar. ALMA dual-band constraints on grain properties and mass infall rate
本研究利用ALMA双波段观测数据，首次测量了落入I类原恒星M512的4000 au尘埃流带的光谱指数和不透明度指数，发现其尘埃质量最高达245地球质量，质量下落率最高达1.5×10^-6太阳质量/年，并探讨了其与原恒星吸积爆发的潜在联系。
2023-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Series of core collapse numerical simulations (SOLANUM) I: Modelling the early and late infall in a sun-like protostar
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN, IGN)（国家天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
通过核心坍缩模拟，研究了类太阳原恒星中晚期内落气体的起源与物理历史，发现其经磁交换不稳定性形成的丝状结构进入盘，性质类似观测流带，可能改变盘化学组成。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Alignment Between Flattened Protostellar Infall Envelopes and Ambient Magnetic Fields
我们提出了350微米偏振观测的四个低质量的核心包含0类原恒星：L483，L1157，L1448-IRS 2和Serp-FIR 1。这是第二篇论文在一个更大的调查，旨在测试磁调节模型的核心崩溃。这些模型的一个关键预测是，核心中的平均磁场应该与扁平的YSO内包层（又名伪盘）的对称轴（短轴）对齐。此外，该领域应该表现出一个捏或沙漏形的形态，因为重力拖向中央原恒星的领域向内。我们将四个核心的结果与我们调查的第一篇论文中发表的三个类似核心的结果相结合。对七个岩心的350微米极化数据的分析表明，平均场方向和伪盘对称轴之间存在正相关关系。我们粗略估计，纯粹偶然获得与我们发现的相关性一样强的相关性的概率约为5%。此外，我们将多个岩心的数据结合在一起，创建了具有提高的信噪比的源平均磁场图，并且该图显示平均场方向和伪盘轴之间具有良好的一致性（它们在15度以内）。我们还在源平均图中看到了磁箍缩的迹象。我们的结论是，核心规模的磁场似乎是强大到足以引导气体的下降，预测的磁调节模型。最后，我们发现的核心磁场方向和双极流出轴之间的正相关性的证据。
2013-05-13 astro-ph.GA
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
FERIA: Flat Envelope Model with Rotation and Infall under Angular Momentum Conservation
自阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）问世以来，在分子谱线上对低质量恒星形成的射电观测取得了迅速进展。一个气体分布和它的运动学在几个100秒天文单位尺度的0-I类原恒星周围的空间解决，和原恒星盘正在形成的区域，现在详细揭示。在这样的研究中，它是必不可少的，以确定复杂的物理结构围绕一个原恒星组成的一个下降的信封，一个旋转支持的磁盘，和外流。为此，我们开发了一个通用的计算机程序"{ \tt FERIA}“（角动量守恒下的旋转和入射的平面包络模型），它根据观测研究中经常使用的下降旋转包络模型和开普勒圆盘模型生成图像立方体数据。本文介绍了{ \tt FERIA}的描述和使用手册，并总结了实际应用中的注意事项。此程序输出立方体{ \tt FITS}文件，可用于与观测值直接比较。它还可以用于为机器/深度学习生成模拟数据。这些应用程序的例子进行了描述和讨论，以展示如何与实际观测数据的模型分析工作。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Outflows, infall and evolution of a sample of embedded low-mass protostars. The William Herschel Line Legacy (WILL) survey
[摘要]我们目前的光谱观测H $_{2}$ O，CO和相关物种与\textit{Herschel} HIFI和PACS，以及地面跟踪与JCMT和APEX在CO，HCO $^{+}$和同位素，49个附近的样本（$d<$ 500\，pc）候选原恒星。这些数据被用来研究这些源的流出和包络特性。我们还编制了他们的连续SED，以限制他们的物理性质。水排放量占主导地位的冲击与流出，而不是冷却器，较慢的夹带流出的气体探测地面CO观测。当震源从0级发展到I级时，这些冲击的能量变得较低。流出物中相对于总包层的质量分数（即$M_{\mathrm{out}}/M_{\mathrm{env}}$）在0级和I级之间大致保持恒定。中值（$\sim$ 1 $\%$）与大约50 $\%$的核心到恒星形成效率和大约5 $\%$的流出占空比一致。正如$F_{\mathrm{CO}}/\dot{M}_{\mathrm{acc}}$所探讨的那样，夹带效率也不随源特性和演化阶段而变化。中值（6.3 \kms{}）表明，如果风以$\sim$ 1 AU发射，则夹带效率在30到60 $\%$之间。$L$ [O 1，{ \sc i}]与$L_{\mathrm{bol}}$强相关，但与$M_{\mathrm{env}}$不相关，而低$J$ CO与后者的相关性比前者更密切.这表明，[O 1，{ \sc i}]跟踪当今的吸积活动，而CO…
2017-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The massive protostar W43-MM1 as seen by Herschel-HIFI water spectra: high turbulence and accretion luminosity
我们提出Herschel/HIFI观测W 43-MM 1中的14条水线，W 43-MM 1是一个位于发光星团形成区W 43的大质量原恒星天体。我们使用Herschel-HIFI观测（WISH-KP）的14个远红外水线（H2O，H217 O，H218 O），CS（11-10），和C18 O（9-8）线，并使用我们的连续谱能量分布的模型分析的线轮廓的气体动力学。对于低质量的原恒星天体，分子线剖面是发射和吸收的混合，可以分解为“中等”和“宽”速度分量。广义分量是与所有质量的原恒星有关的外流。我们的建模表明，其余的水剖面可以很好地拟合的下降和被动加热的信封，高度超音速湍流变化从2.2公里/秒的内部区域的3.5公里/秒的外部信封。此外，W 43-MM 1的吸积速率很高，在4.0 x 10^{-4}和4.0 x 10^{-2} \msun /年之间，这是由观测到的快速（0.4-2.9 km/s）的下沉计算出来的。我们估计气态水的质量下限为0.11 \msun，水的总光度为1.5 \lsun（在这里给出的14条谱线中）。探测到中心热核的水丰度为1.4 x 10^{-4}，而外层包层的水丰度为8 x 10 ^{-8}。后一个数值高于其他来源，很可能与高度湍流及其消散所产生的微震荡有关。通过对不同能量水线的分析，我们发现湍流速度随离中心距离的增加而增加。虽然与竞争吸积方案没有明显的分歧，但这种行为是…
2012-04-02 astro-ph.GA
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
SMA and ALMA Studies of Disk- and Planet Formation around Low-mass Protostars
我们报告我们目前的SMA和ALMA研究磁盘和行星形成周围的原恒星。我们已经发现，$r \gtrsim$ 100 AU尺度的磁盘开普勒旋转是无处不在的I类源。这些I类开普勒盘通常嵌入在旋转和下落的原恒星包层中。原恒星包层的下落速度通常比自由落体速度小3倍，旋转剖面遵循$\sim$剖面，即具有守恒比角动量的旋转。我们最新的高分辨率（$\sim$ 0 $\farcs$ 5）ALMA研究，以及文献中的其他研究，揭示了$r \sim$ 100-AU尺度的开普勒盘也存在于几个0类原恒星中，而在其他0类源中，开普勒盘的推断上限非常小（$r \lessim$ 20 AU）。我们最近对I-II类源HL Tau的ALMA长基线数据进行的数据分析显示，分子气体以及周围圆盘中的尘埃中存在间隙，这表明圆盘中存在亚木星行星。这些结果暗示盘和行星形成应该在原恒星阶段完成。
2017-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible Counter Rotation between the Disk and Protostellar Envelope around the Class I Protostar IRAS 04169+2702
我们目前的结果，从我们的SMA观测和数据分析的SMA档案数据的I类原恒星IRAS 04169+2702。高分辨率（~0.5”）$^{13}$ CO（3-2）图像立方体显示了一个紧凑的（$r$ ~< 100 au）结构，具有西北（蓝色）到东南（红色）的速度梯度，以0.9 mm尘埃连续发射为中心。从SMA $^{12}$ CO（2-1）数据中可以看出，速度梯度的方向与分子流出的轴正交。在SO（6 $_5$ -5 $_4$）线中观察到类似的气体组分。另一方面，C $^{18}$ O（2-1）发射跟踪一个更广泛的（$r$ ~400 au）的组件与相反，西北（红色）到东南（蓝色）的速度梯度。这种相反的速度梯度在不同的分子线也证实了从直接拟合的可见度数据。我们已经构建了一个正向旋转和反向旋转的开普勒磁盘和原恒星的信封，包括SMA成像模拟模型。反向旋转模型可以更好地再现所观察到的速度通道图，虽然我们不能获得统计上显著的拟合结果。导出的模型参数是：开普勒半径为200 AU，中心恒星质量为0.1 $M_{solar}$，和信封旋转和下落速度为0.20公里的$^{-1}$和0.16公里的$^{-1}$，分别。对这些结果的一种可能解释是磁场在原恒星周围盘形成过程中的作用，即$i.e.$，霍尔效应。
2018-08-18 astro-ph.GA
The structure of young embedded protostellar discs
年轻的原恒星盘为行星形成提供了初始条件。这些光盘的属性可能是不同的后期（金牛座T）光盘由于不断下降的信封和原恒星的变化造成的不规则的气体吸积。我们使用一组流体动力学模拟来确定在坍缩分子云中形成的盘的结构。我们研究如何从主机原恒星的辐射反馈影响光盘的属性，通过检查三个制度：没有辐射反馈，连续的辐射反馈和情节反馈，类似于FU Ori-type爆发。我们发现，径向表面密度和温度分布的变化显着的磁盘吸积气体从下降信封。这些配置文件是敏感的螺旋结构的存在下，引起的引力不稳定性，以及由原恒星提供的辐射反馈，特别是在这种情况下，当反馈是情节。我们还调查是否从位置-速度（PV）图的质量估计是准确的早期阶段光盘。我们发现，原恒星系统的质量（即原恒星和它的光盘的质量）被低估了20%，由于气体上的径向压力梯度增强的影响。早期星盘的质量是原恒星质量的一个重要部分，因此位置-速度图不能准确地提供原恒星的质量。在年轻圆盘中预期的增强的径向压力梯度可能会导致由于气体阻力而导致的粉尘消耗速率增加，从而导致粉尘-气体比降低。
2017-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the Resolved Disk Around the Class 0 Protostar L1527
我们提出了高分辨率的亚/毫米干涉成像的0级原恒星L1527 IRS（IRAS 04368+2557）在870微米和3.4毫米的亚毫米阵列（SMA）和毫米天文学研究组合阵列（CARMA）。我们检测到的签名的边缘上的磁盘周围的原恒星观察到的直径为180 AU的次/毫米图像。盘的质量估计为0.007 M_sun，假设光学薄，等温尘埃排放。毫米光谱指数被观察到是相当浅，在所有的空间尺度探测; α ~ 2，这意味着尘埃不透明度光谱指数β ~ 0。我们使用Monte Carlo辐射转移代码模拟从磁盘和周围的信封的发射，同时拟合亚/毫米可见度振幅，亚/毫米图像，解决L \arcmin \图像，光谱能量分布，和中红外光谱。最佳拟合模型的盘半径为R = 125 AU，高度耀斑（H ~ R ^1.3），径向密度分布为rho ~ R^-2.5，质量为0.0075太阳质量。在100天文单位处的尺度高度是48天文单位，大约是垂直流体静力平衡的两倍。分辨率毫米观测表明，磁盘可能会在整个0级阶段迅速增长。L1527周围的年轻星盘的质量和半径与前主序星的星盘相当;然而，星盘在垂直方向上的延伸要大得多，这可能是由于较低的原恒星质量，落入星盘上层，以及约1微米大小的尘埃颗粒的沉降。
2013-05-15 astro-ph.GA
First results from the CALYPSO IRAM-PdBI survey. I. Kinematics of the inner envelope of NGC1333-IRAS2A
在几百天文单位的尺度上，0级原恒星的结构和运动学知之甚少。最近的观测显示，在L1527-IRS和VLA 1623 A中存在直径为150-180 AU的开普勒盘，但不清楚这种盘是否在0类原恒星中常见。在这里，我们提出了在NGC 1333-IRAS 2A的两个甲醇线的高角分辨率观测。我们认为，这些线探测的内部信封，我们用它们来研究该地区的运动学。我们的观察表明，存在一个边缘的速度梯度垂直于流出的方向。然而，沿梯度方向的位置速度图似乎与开普勒圆盘不一致。相反，我们认为，发射起源于下降，也许缓慢旋转的信封，围绕中央原恒星的0.1-0.2 M $_\odot$。如果存在盘，它比L1527-IRS的盘小，可能表明NGC 1333-IRAS 2A更年轻。
2014-01-31 astro-ph.GA
The Dynamics of Infall and Accretion Shocks in the Outer Disk
本文提出STAK模型，通过激波连接原恒星盘与下落包层气体，揭示激波前后气体轨迹变化，并利用ALMA观测验证了谱线偏移特征，为探测原恒星包层-盘激波提供了理论依据。
2025-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Infalling Motion with Rotation of the Cluster-Forming Clump S235AB and Its Implication to the Clump Structures
我们报道了在S235区发现的大质量成团团块（~10^3 Mo）S235 AB的旋转下落运动。我们用野边山射电天文台的45米望远镜对C18 O进行了观测，揭示了该团块的椭圆形状。位置-速度（PV）图沿其主轴显示出两个明确的峰值对称地位于相对于集群中心，这是类似的动态下降包线与旋转围绕一个单一的原恒星模拟N。Ohashi和他的合作者指出，形成团簇的团簇也会由于朝向团簇中心的自引力而坍缩。与Ohashi的模型相似，我们制作了一个简单的下落旋转团模型来拟合观测数据。基于所推导的模型参数以及文献中早期的观测和模拟结果，我们讨论了团簇的结构，如全球质量下降速率（~10^-3 Mo/yr）、中心致密核（质量和尺寸为~4 Mo且< 0.1 pc）的形成以及核中大质量恒星（~11 Mo）的形成之间的关系。
2016-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the collimation zone of an intermediate-mass protostar
我们报告新的VLA和e-MERLIN高分辨率和灵敏度图像的三重射电连续源在巨蛇座恒星形成区。这些观测使我们能够通过首次探索中等质量YSO的最内部区域（<~100 au）进行深入的多频率，多历元研究，物理分辨率为~15 au。最近抛出的原恒星节的运动学分析表明，喷流正在经历速度的幕式变化。此外，我们的多频图像揭示了惊人的特征，例如，一个高度准直的电离流，将在距原恒星约0.4天文单位的径向距离处发射，以及一个狭窄的（约28天文单位宽）电离腔，将由广角分量与周围的下落材料环的相互作用激发。根据这些结果，我们提出了一个高度准直的喷流和广角风共存的情况下，是最合理的解释我们的观察，无论是由X风或X-加反风机制发射。
2022-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The circumstellar environment around the embedded protostar EC 53
EC 53是一颗具有准周期性近红外亚毫米辐射的嵌入式原恒星。我们利用ALMA高分辨率连续谱和分子谱线辐射观测资料描述了EC 53的星周环境。连续谱图像揭示了一个具有通量的盘，其质量为0.075 Msun，远小于包络中的估计质量，并且带内光谱指数指示颗粒生长到厘米大小。分子线跟踪流出腔壁，下落和旋转信封，和/或开普勒磁盘。C17 O3 -2谱线的自转轮廓不能很好地孤立开普勒运动，但如果采用开普勒运动，原恒星质量的下限可以计算为0.3 ± 0.1Msun。弱的CH 3OH发射，这是反相关的HCO+ 4-3线的发射，表明水雪线比预期的从目前的光度，证明过去的爆发事件。延长雪线可能会持续更长的时间在磁盘表面，因为较低的密度增加了甲醇和水的冻结时间尺度。
2019-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water Vapor in the Inner 25 AU of a Young Disk around a Low-Mass Protostar
水是恒星和行星形成区域物理和化学演化的关键分子之一。在这里，我们报告的第一个空间分辨观测（同位素）水的热辐射与高原德布尔干涉仪对深嵌入0级原恒星NGC 1333-IRAS 4 B。H2-18-O 3_13-2_20跃迁在203.4 GHz处的观测结果表明，水向该源的发射范围约为0.2”，对应于内部25 AU（半径）。的H2-18-O排放揭示了一个试探性的速度梯度垂直于原恒星流出/射流的CO旋转转换和水脉泽的观测探测的程度。该谱线很窄，约为1 km/s（FWHM），明显小于从下落包层或吸积激波中发射的预期，但与从低倾角圆盘中看到的发射一致。从这些数据推断的水柱密度表明，水排放的气体是一个薄的温暖层，包含约25 M地球的材料，0.03%的总磁盘质量跟踪连续观测。
2010-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar ? I. ALMA observations of the polarized dust emission
从观测的角度来看，磁场在原恒星坍缩过程中的作用并没有得到很好的限制，尽管如果我们相信最先进的原恒星形成模型，它可能是重要的。我们目前的偏振观测的233 GHz的热尘埃连续发射与ALMA在B335 0类原恒星。在我们的观测探测的所有尺度上，从50到1000 au的半径，检测到B335包络中的星周物质产生的线性偏振尘埃发射。产生尘埃极化的磁场结构在内部包络中具有非常有序的拓扑结构，从大规模极向磁场在流出方向上过渡到在赤道方向上强烈收缩。这可能是由于磁场线被沿着主要的下落方向拖曳，因为B335没有表现出明显的旋转。我们的数据和他们的定性比较，一个家庭的磁化原恒星坍缩模型表明，在磁化坍缩在B335，磁场保持高水平的组织从1000 AU到50 AU的规模：这表明该领域是动态相关的，能够影响典型的原恒星坍缩的结果，如调节磁盘的大小在B335。
2018-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water around IRAS15398-3359 observed with ALMA
原恒星如何吸积质量是恒星形成的基本问题之一。高柱密度和复杂的运动学结构使直接观察具有挑战性，它们只能提供快照。化学示踪剂提供了一个有趣的替代品来研究原恒星的坠落历史。先前对低质量原恒星IRAS 15398 -3359的H13 CO+观测显示其丰度降低。这是HCO+被扩展区域中气态水的增强所破坏的迹象，可能与最近的吸积爆发有关。对水蒸气的直接观测可以确定排放的确切程度，并证实HCO+确实是水雪线的良好示踪剂的假设。使用ALMA以0.5”分辨率观察IRAS 15398。HDO（101-000）和H218 O（414-321）的图是与CS（8-7）和N2 H+（5-4）谱线和0.65和0.75 mm连续谱线的观测同时拍摄的。HDO被清楚地检测到，并在H13 CO+低压的尺度上延伸，尽管它在流出方向上被移位了~500 AU。H218 O被暂时探测到朝向红移的外流叶，但在其他方面，它是缺席的映射区域，这表明温度低。基于尘埃辐射转移模型得到的温度结构，我们得出结论，水是最有可能释放的颗粒在一个扩展的沙漏配置在最近的吸积爆发。HDO只在距离原恒星最近的区域被探测到，距离可达500天文单位。这些特征只有在光度最近增加了几个数量级的情况下才能解释。此外，流出锥中的密度必须足够低。
2016-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Competitive accretion in the protocluster G10.6-0.4?
我们提出的高空间分辨率的观测结果，在1.1毫米波段，与亚毫米阵列（SMA），对原星系团G10.6-0.4。1.1mm的连续辐射显示了7个致密的核，在HCN（3- 2）线的红移吸收谷中检测到了所有的落体运动。这是第一次在一个原星系团中看到多个源的下落。我们还确定了四个红外点源在这个地区，这是最有可能的0/I类原恒星。从Spitzer/IRAC图像中还识别出两个喷流状结构。位于中心的致密核心比偏离中心的核心具有大得多的质量。团块处于整体塌陷状态，下落运动是超音速的。核心速度的标准差和核心与云/团之间的速度差都大于热速度频散。G10.6-0.4的图像似乎支持“竞争吸积”模型，但需要通过进一步的观测来检验。
2013-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early evolution of disk, outflow, and magnetic field of young stellar objects: Impact of dust model
利用三维非理想磁流体动力学方法研究了低质量年轻恒星的形成和早期演化。我们研究了在原恒星形成后约10^4年内YSO的演化，此时原恒星质量达到约0.1 M_ \odot。我们特别关注尘埃模型对演化的影响。我们发现，一个拱星盘形成在所有的模拟，无论尘埃模型。在原恒星形成时期，星盘的大小约为10个天文单位，在原恒星形成后约10^4年，星盘的大小增加到几十个天文单位。盘的质量与中心原恒星的质量相当，引力不稳定性发展。在模拟中，小尘埃的大小，伪盘的翘曲发展约10^4年后，原恒星形成。翘曲加强了磁盘中的磁制动并减小了磁盘尺寸。当尘埃粒子的典型尺寸为\gtrsim 0.2μm，原恒星（加上盘）质量为M \gtrsim 0.1 M_ \odot时，在下落包层中可以发生离子中性漂移.出流活动与尘埃粒子大小成反相关关系，强出流出现在小尘埃粒子上。
2020-06-30 astro-ph.EP 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
Massive Star Formation in Metal-Enriched Haloes at High Redshift
超大质量恒星的形成通常是在原始无金属气体快速吸积的假设下研究的。然而，最近发现，金属丰度达到$Z \sim 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的气体也可以促进超大质量恒星的形成，只要进入原恒星的总质量下降率保持足够高。我们进一步扩展分析，研究如何丰富的超大质量恒星候选人晕将受到影响，如果所有的超临界下降率的晕，无论金属丰度。我们研究这种情况下，确定所有的原子冷却晕在文艺复兴时期的模拟与中央质量下降率超过一个固定的阈值。我们发现，在这些晕的中心质量下降率超过0.1 M $_{\odot}$年$^{-1}$约三分之二的这些晕有$Z > 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的金属丰度。如果这些晕内的金属混合在它们的组装早期是低效的，并且贫金属气体的口袋可以保留，那么拥有超大质量恒星的晕的数量可以增加至少四倍。此外，这些高坠落率晕的中心提供了理想的环境，在其中生长预先存在的黑洞。进一步的研究（超大质量）恒星形成动力学的快速崩溃晕，不均匀的金属分布，需要获得更多的洞察超大质量恒星形成的早期星系以及早期黑洞的增长。
2020-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reflections on nebulae around young stars: A systematic search for late-stage infall of material onto Class II disks
上下文虽然人们通常认为II类源在很大程度上与其环境隔离，但许多仍然靠近分子云，并可能继续与它们相互作用。这可能会导致物质在盘上的后期吸积，从而显著影响盘的过程和行星形成。目标。为了系统地研究晚期气体进入磁盘，我们确定候选人II类源附近的反射星云（RN），可能正在经历这一过程。方法.首先，我们瞄准了具有已知千金尺度气体结构的II类源-可能是由于材料的后期落入-并且我们在光学和近红外图像中搜索它们附近的RNe。其次，我们编制了一个目录的II类来源与RNe和寻找大规模的CO结构的档案ALMA数据。使用原恒星和RNe的目录，我们还估计了II类源与周围物质相互作用的概率。结果所有具有大尺度气体结构的源在其附近也表现出一些反射星云。同样，至少有五个II类物体与一个突出的RNe有关，并且有足够的ALMA观测，被发现有螺旋或流状结构，这可能是由于后期的下降。我们报告的第一次检测到这些结构围绕S CrA。结论.我们的研究结果表明，在附近的恒星形成区域的II类磁盘的不可忽略的部分可能与RNe，因此可能正在经历后期的气体吸积。对II类源周围的RNe和kilo-au尺度气体结构的调查将使我们能够更好地了解晚落现象的频率和影响。
2023-01-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
