Magnetic field structure in the Flattened Envelope and Jet in the young protostellar system HH 211
HH 211是一个年轻的0类原恒星系统，有扁平的外壳，可能有旋转盘，以及平行喷流。我们用341.6GHz连续谱和SiO_2 J=8-7的亚毫米波阵以~ 0.6的分辨率对它进行了测绘。该连续谱追踪了扁平包层中的热尘埃发射和可能的圆盘。线性偏振检测在平坦的包络线中的连续。极化所暗示的磁力线有不同的方向，但它们与当前的引力坍缩模型并不矛盾，后者根据区域/距离预测不同的方向。此外，我们可能已经检测到的第一次偏振SiO线发射的射流由于Goldreich-Kylafis效应。需要在更高的灵敏度的观察，以确定在射流的字段形态。
2014-11-09 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
Imaging the water snowline in protostellar envelopes
确定原恒星环境中主要雪线的位置对于充分理解行星形成过程及其结果至关重要。尽管CO雪线距离中心恒星足够远，可以用ALMA进行空间分辨，但它仍然很难在原行星盘中直接探测到。相反，它的位置可以从N $_2$ H $^+$发射，当考虑到化学效应，如CO和N $_2$的光解离。水雪线比CO雪线更难观测，因为在圆盘中，它距离原恒星只有几个天文单位，而从地面上只能观测到丰度较低的同位素H $_2^{18}$ O。因此，使用一种间接的化学示踪剂，就像对CO所做的那样，可能是定位水雪线的最佳方法。一个很好的候选示踪剂是HCO $^+$，当它的主要析构函数H $_2$ O被冻结时，它预计会特别丰富。比较H $_2^{18}$ O和H $^{13}$ CO $^+$的发射朝向0类原恒星IRAS 2A的包络线，表明两种分子的发射在空间上是相关的，这提供了一个概念证明，即H $^{13}$ CO $^+$确实可以用来跟踪水雪线系统中，它不能直接成像。
2017-09-26 astro-ph.SR
The chemical structure of the Class 0 protostellar envelope NGC 1333 IRAS 4A
目前还不清楚是什么驱动了原恒星包层的化学性质，特别是恒星质量和流出物在其化学富集中的作用。我们研究了NGC 1333 IRAS 4A的化学结构，以便（i）调查流出物对化学的影响，（ii）限制我们的对象的年龄，（iii）将其与典型的高质量原恒星包层进行比较。在我们的分析中，我们使用JCMT线映射和HIFI点光谱。为了研究流出的氘化程度的影响，我们比较了JCMT地图的HCO+和DCO+与非LTE（RADEX）模型在空间上覆盖流出活动的IRAS 4A的区域。为了研究信封化学，我们得出经验分子丰度分布所观察到的物种使用辐射转移代码（RATRAN），并采用一维尘埃密度/温度分布从文献中。我们比较我们的最佳拟合观测到的丰度分布与时间相关的气体颗粒化学代码（ALCHEMIC）的预测。CO、HCN、HNC和CN丰度需要指向流出腔的增强的UV场。的丰度（WRT H2）是1至2个数量级低于观察到的高质量的原恒星信封（AFGL 2591），而他们被发现是类似的几个因素内的CO。紫外线辐射的差异可能是负责这种化学分化，但温度差异似乎是一个更合理的解释。CH 3OH模拟的丰度剖面表明IRAS 4A的年龄大于4x10^4年。H2 D+的空间分布不同于其他氘代物质，表明其来源于前景较冷的层（<20 K）。观测到的丰度可以解释被动加热对高质量的原恒星信封，而紫外线腔通道的存在变得更加重要的低质量的原恒星信封。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Enhanced Ionization in Protostellar Envelopes
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、地球与行星物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique (AIM) Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心天体分子实验室）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）
研究通过观测原恒星包层中的H13CO+和C18O，发现离子化速率显著高于星际介质，支持早期原恒星演化阶段离子化化学反应更高效的结论。
2026-04-03 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
Evolution and Kinematics of Protostellar Envelopes in the Perseus Molecular Cloud
我们提出了一个全面的分析信封周围的原恒星系统的英仙座分子云使用的数据从质量调查的演变。我们把我们的注意力集中在C $^{18}$ O（2--1）谱线，我们表征的形状，大小和方向的54信封和测量其通量，速度梯度和线宽。为了寻找演化趋势，我们将这些参数与原恒星年龄的示踪剂测辐射热温度Tbol进行比较。我们发现的证据表明，C $^{18}$ O信封和流出轴方向的伸长角之间的角度差一般变得越来越垂直，增加Tbol，这表明信封的演变是直接影响的流出演变。我们表明，这种角度差的变化在Tbol = $53 \pm 20$ K，其中包括传统的划定之间的0类和I类原恒星的70 K。我们比较了C $^{18}$ O信封与其他分子云较大的气体结构，并表明速度梯度随半径（$|\mathcal{G}| \sim R^{-0.72 \pm 0.06}$）减小而增加。从速度梯度，我们表明，特定的角动量遵循幂律拟合$J/M \propto R^{1.83 \pm 0.05}$的规模从1 pc下降到$\sim$ 500 au，我们不能排除一个可能的平坦半径小于$\sim$ 1000 au。
2021-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dispersing Envelope around the Keplerian Circumbinary Disk in L1551 NE and its Implications for the Binary Growth
利用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）对I类原恒星双星系统L1551 NE进行了C $^{18}$ O（$J$ = 3 - 2）、$^{13}$ CO（$J$ =3-2）、CS（$J$ =7-6）和SO（$J_N$ =7 $_8$-6 $_7$）谱线的测绘观测。ASTE C $^{18}$ O数据与我们以前的SMA C $^{18}$ O数据相结合，显示了围绕原恒星双星系统的$r \sim$ 300-AU尺度的开普勒盘。C $^{18}$ O图显示了环绕开普勒环双星盘的$\sim$ 20000天文单位的原恒星包层。包络线沿短轴呈现东北（蓝色）-西南（红色）速度梯度，这可以解释为向外速度为0.3 km s $^{-1}$的分散气体运动，而包络线中没有看到旋转运动。除了包层，两个$\lesssim$ 4000 AU规模，高速（$\gtrsim$ 1.3公里秒$^{-1}$）红移$^{13}$ CO和CS的排放组件被发现$\sim$ 40 $^{\prime\prime}$西南和$\sim$ 20 $^{\prime\prime}$西部的原恒星双星。这些红移分量很可能是来自邻近原恒星源L1551 IRS 5的外流分量，并与L1551 NE的包层发生碰撞。L1551 IRS 5外流分量的净动量、动能和内能与L1551 NE包层相当，外流与包层之间的相互作用可能导致包层的耗散，从而抑制L1…
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Protostellar Outflow around Low-mass Protostar
利用电阻性磁流体动力学嵌套网格模拟方法研究了原恒星外流的演化过程，该方法覆盖了宽的空间尺度（\sim 1AU -1 pc）。我们跟随云的演化，从前恒星的核心阶段，直到降落的信封消散后很久的原恒星形成。我们还计算了原恒星的演化，得出原恒星的光度与时间相关的质量吸积通过一个拱盘。原恒星外流在原恒星形成之前由第一个核心驱动，在原恒星形成之后直接由星周盘驱动。在0级，出流口的开度角较大。在这个阶段，大部分的星云物质被喷射出来，这使得恒星的形成效率降低到\sim 50%。流出物从出生云中爆发后，流出物准直性在I级阶段逐渐改善。外流的头部在\sim 10^5年中移动超过\sim 10^5 AU。计算得到的外流动量、能量和质量与观测值符合得很好。此外，我们的模拟显示出相同的流出动量通量，原恒星光度和包层质量之间的相关性的观测。这些相关性在0级和I级之间不同，这是由外流的不同演化阶段解释的;在0级阶段，外流由吸积质量提供动力，并从下落包层获得动量;在I级阶段，外流进入动量驱动的扫雪阶段。我们的研究结果表明，原恒星外流应该决定最终的恒星质量和显着影响早期演化的低质量的原恒星。
2013-02-18 astro-ph.SR
The Hourglass-shaped Magnetic Fields and Dust Filaments in the HH 211 Protostellar Envelope
本研究利用ALMA偏振观测揭示HH 211包层中的尘埃丝状体、沙漏形与环形磁场，并结合温度和柱密度分布探讨其形成及外流、下落结构。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum profiles of Class 0 protostellar envelopes
了解下落的气体如何在到达恒星胚胎之前重新分配其从星前核心继承的大部分初始角动量是一个关键问题。圆盘的形成自然被认为是解决这个“角动量问题”的一种可能的方法。然而，在主吸积阶段和盘形成初期，原恒星核的初始角动量是如何分布和演化的，迄今为止在很大程度上仍然没有受到约束。在IRAM CALYPSO巡天的框架内，我们使用高动态范围的C $^{18}$ O（2-1）和N $_2$ H $^+$（1-0）观测值来量化12个0级原恒星包层样本中沿赤道轴的比角动量分布，这些包层的尺度从~50到10000 au。在CALYPSO样本中的比角动量的径向分布表明两个不同的制度内的原恒星信封：比角动量减少为$j \propto r^{1.6 \pm 0.2}$下降到~1600 AU，然后趋于成为相对恒定的6 $\times$ 10 $^{-4}$ km s $^{-1}$ pc下降到~50 AU。在0类内层包层中测得的比角动量值，即直接参与恒星形成过程的物质（$<$ 1600 au）的比角动量值，与在小金牛座T盘中推断的比角动量值处于同一数量级。因此，盘的形成似乎是坍缩过程中角动量守恒的直接结果。我们的分析揭示了分散的速度梯度的方向在信封尺度$>$ 1600 AU，这表明它们可能不相关的信封的旋转运动。我们的结论是，在这些尺度下观察到的特定角动量可以在核心形成运动（坠落，湍流）中找到它的起源，或者追踪原恒…
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotationally-Driven Fragmentation for the Formation of the Binary Protostellar System L1551 IRS 5
无论是整体旋转还是局部湍流都被广泛地用来驱动坍缩核心的碎片化，从而产生多个恒星系统。即使这两种机制预测了恒星自旋和轨道对齐的不同方式，随后的内部或外部相互作用也可以驱动多个系统朝向或远离对齐，从而掩盖它们的形成过程。在这里，我们证明了二进制系统和周围的散装信封之间的几何和动力学关系提供了至关重要的区别碎裂模型。我们发现，星周盘的二进制原恒星系统L1551 IRS 5是密切平行，不仅彼此，而且与他们周围的扁平信封。跨越近30年的相对自行的测量表明，在同一意义上的包络旋转的二进制组件的轨道运动。除去星周盘被潮汐截断到比观测到的小的轨道解，剩下的解倾向于一个圆形或低偏心率的轨道，它与星周盘的倾角可达$\sim$ 25 $^\circ$。湍流驱动的碎裂可以产生局部角动量，产生共面双星系统，但它与周围的包层没有特殊的关系。相反，观察到的属性符合旋转驱动的碎片的预测。如果这些碎片产生在不同的高度，或者在旋转核心的扁平中心区域的中平面的相对两侧，那么所产生的原恒星将表现出与周围的包层平行但从轨道平面倾斜的拱星盘。
2016-07-01 astro-ph.SR
Synthetic observations of protostellar multiple systems
对原恒星的观测经常与模型的综合观测进行比较，以推断原恒星的基本物理性质。这些模型中的大多数都有一个单一的原恒星，由一个圆盘和一个信封。然而，观测和数值证据表明，很大一部分原恒星形成为多个系统。这意味着，将单个原恒星的模型拟合到观测结果可能是不合适的。我们生产的原恒星多个系统进行现实的，非连续的吸积综合观测。这些系统由多个具有偶发光度的原恒星组成，自洽地嵌入在圆盘和信封中。我们使用平滑粒子流体动力学模型的气体动力学这些系统，我们生成合成观测后处理的快照使用\textsc{spamcart}蒙特卡罗辐射转移代码。本文给出了三种原恒星多重系统模型的模拟结果。对于这些中的每一个，我们在不同的时间点和从不同的视角生成$4\times10^4$合成光谱。我们提出了一个贝叶斯方法，使用类似的计算，这里提出的，但在更大的数字，推断的物理性质的原恒星多系统的观测。
2017-11-20 astro-ph.SR
An Ordered Envelope-disk Transition in the Massive Protostellar Source G339.88-1.26
我们报告的大规模原恒星源G339.88-1.26与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的分子线观测。观测结果表明，一个高度准直的SiO射流从1.3 mm的连续源延伸，连接到一个稍宽，但仍然高度准直的CO流出。垂直于流出轴的旋转功能检测到各种分子的排放，包括SiO，SO2，H2S，CH 3OH，和H2 CO的排放。基于它们的空间分布和运动学，我们发现它们跟踪的不同部分的盘-盘系统。SiO的排放痕迹的磁盘和内部信封除了射流。CH_3OH和H_2CO的排放主要跟踪下降旋转包层，并在包层和盘之间的过渡区附近增强，即，离心屏障。SO2和H2S的排放在离心屏障周围增强，并且还跟踪盘的外部部分。包络运动学是一致的，而那些磁盘是一致的开普勒旋转。离心屏障的半径和速度估计约为530 au和6 km/s，导致中心质量约为11个太阳质量，与基于光谱能量分布拟合的估计一致。这些结果表明，一个有序的过渡，从一个落入旋转信封的开普勒盘通过离心障碍，伴随着类型的变化的分子线的排放，是一个有效的描述这个大规模的原恒星源。这意味着至少有一些大质量恒星是以类似于低质量恒星的方式通过核心吸积形成的。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Role of environment and gas temperature in the formation of multiple protostellar systems: molecular tracers
背景：模拟表明，由于辐射反馈引起的气体加热是多个原恒星系统是否形成的关键因素。化学是一个很好的原恒星系统的物理结构的示踪剂，因为它取决于温度结构。目的：研究被膜气体温度与原恒星多重性之间的关系。研究方法：单碟观测跟踪冷，暖和紫外线照射的气体的各种分子被用来探测7000 AU尺度上的多个和单个原恒星系统的温度结构。结果如下：根据H $_2$ CO和DCO $^+$谱线比值估算，单星、近距离双星和宽多次星目前的包络气体温度相似。另一方面，由c-C $_3$ H $_2$追踪的流出腔的温度显示出与测热光度的关系和与包络质量的反相关。虽然所有被观测的天体的包层气体温度都是相似的，但与近距离双星和单颗原恒星相比，宽倍数恒星往往会表现出更大的冷气库。结论：虽然原恒星系统的样本是小的，结果表明，气体温度可能不会有很强的影响碎裂。我们认为，质量和密度，而不是在碎裂的关键因素。
2018-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum loss in the envelope-disk transition region of HH 111 protostellar system: evidence for magnetic braking?
HH 111是一个距离约400 pc的I类原恒星系统，中心源VLA 1与深深嵌入扁平包层中的旋转盘有关。在这里，我们提出了该系统的观测在~ 0.6”（240 AU）的分辨率在C18 O（J=2-1）和230 GHz的连续获得的阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列，并在SO获得的亚毫米阵列。观测结果首次显示了开普勒旋转盘如何在扁平的信封内形成。在C18 O中检测到扁平的包络，从VLA 1源延伸到>~ 2400 AU。它有一个微分自转，其外部（>~ 2000 AU）可以用具有恒定比角动量的自转更好地描述，而最内部（<~ 160 AU）则可以用开普勒自转更好地描述。因此，在这个系统中，旋转支撑的圆盘相对紧凑，这与尘埃连续体观测结果一致。最有趣的是，如果气流处于稳定状态，在从2000 AU到160 AU的圆盘-圆盘过渡区中，比角动量有一个大幅度的下降，下降了约3倍。在由简单的流体动力学核心坍缩形成的盘外，这种减少是不期望的，但是如果核心被显著磁化，则可以自然发生，因为磁场可以被原恒星吸积流的冲压压力捕获在盘外的过渡区域中，这可以导致有效的磁制动。此外，SO冲击辐射检测到周围的外半径的磁盘，并可以跟踪吸积激波周围的磁盘。
2016-05-26 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
On the origin of C$_4$H and CH$_3$OH in protostellar envelopes
在原恒星包层和其他恒星形成区域中不同类型的有机分子的形成路径是当前人们强烈感兴趣的主题。在这里，我们提出的观测C $_4$ H和CH $_3$ OH，跟踪两个不同的星际有机分子，对16个原恒星的蛇夫座和南冕分子云。结合文献中的观测结果，我们从40颗嵌入式原恒星的单碟观测中获得了C $_4$ H和CH $_3$ OH的数据。我们发现在这个大样品中C $_4$ H和CH $_3$ OH柱密度之间没有相关性。基于这种相关性的缺乏，C $_4$ H和CH $_3$ OH之间的线轮廓的差异，以及以前对类似源的干涉观测，我们提出这两个分子的发射在空间上是分离的，CH $_3$ OH示踪气体已经被瞬时加热到高温。（$\sim$ 70-100 K）温度，和C $_4$ H跟踪较冷的大规模信封，CH $_4$分子已从冰释放。这些结果提供了深入了解热corino和温暖的碳链化学嵌入原恒星之间的差异。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling CN Zeeman Effect Observations of the Envelopes of a Low-Mass Protostellar Disk and a Massive Protostar
本文利用POLARIS辐射转移代码模拟低质量盘包层和大质量原恒星包层的CN塞曼发射，发现两类环境均可被ALMA圆偏振观测探测，且$V/I$与视线方向磁场强度成比例，可用于诊断包层尺度磁场。
2023-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signs of outflow feedback from a nearby young stellar object on the protostellar envelope around HL Tau
HL Tau是一颗I-II类原恒星，嵌入在一个下落和旋转的包层中，可能与一个行星形成盘有关，它与附近的两个年轻恒星共同位于0.1 pc的分子云中。我们的ALMA观测揭示了两个1000 AU尺度的弧形结构连接到磁盘，他们的运动学不能用任何传统的模型的下落和旋转运动来解释。在这项工作中，我们调查的性质，这些弧形结构连接到HL Tau磁盘。我们用JCMT和IRAM 30米对~（13）CO和~（18）O（3-2; 2-1）谱线进行了新的观测，用7米台阵获得了ACA数据。利用单碟、ACA和ALMA观测资料，分析了HL Tau区0.1pc和1000 au尺度的气体运动。考虑HL Tau与包线之间的相对运动，建立了新的降落和旋转包线的运动学模型。通过考虑HL Tau与其原恒星包层之间的相对运动，我们的运动学模型可以解释所观测到的弧形结构中的速度特征。弧形结构的形貌也可以用我们的模型包络中的不对称初始密度分布来解释。此外，我们的单盘结果支持HL Tau位于一个大规模（0.1 pc）膨胀壳的边缘，由风驱动或流出XZ Tau，如文献中所建议的。在我们的运动学模型中，估计的壳层膨胀速度与HL Tau和它的包络线之间的相对速度相当。这些结果表明，大规模的膨胀运动可能会影响HL Tau周围的原恒星包层，并影响其气体运动学。我们发现，从信封到HL Tau磁盘的质量下落率可以减少两个因素，由于这种影响的大规模扩…
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increasing mass-to-flux ratio from the dense core to the protostellar envelope around the Class 0 protostar HH 211
为了研究原恒星源中磁通量从大尺度到小尺度的传输，我们分析了Nobeyama 45-m N2 H+（1-0），JCMT 850 um偏振，和ALMA C18 O（2-1）和0类原恒星HH 211的1.3 mm和0.8 mm（偏振）连续数据。利用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法，利用单碟线和极化数据估算了致密核中0.1 pc尺度的磁场强度;利用ALMA数据，通过分析气体运动学和磁场结构，利用重力和磁场张力之间的力平衡，估算了原恒星包层中600 au尺度的磁场强度。我们的分析表明，从0.1 pc到600 au尺度，磁场强度从40-107 μ G增加到0.3-1.2 mG的磁场强度和密度之间的缩放关系$B \propto ρ^{0.36\pm0.08}$，和质量流量比从1.2-3.7增加到9.1-32.3。质量通量比的增加可能表明磁场在0.1 pc和600 au尺度之间与中性物质部分解耦，并暗示HH 211中下落的原恒星包层中存在有效的双极扩散，考虑到这些尺度上的密度，这是占主导地位的非理想磁流体动力学效应。因此，我们的研究结果可以支持的情况下，有效的双极扩散，使形成的20 au开普勒磁盘在HH 211。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalous CO2 Ice Toward HOPS-68: A Tracer of Protostellar Feedback
我们报告检测到一个独特的CO2冰带对深埋，低质量的原恒星HOPS-68。我们的光谱是用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪获得的，揭示了一个15.2微米的CO2冰弯曲模式剖面，无法用通常在其他原恒星上发现的相同冰结构进行建模。我们开发了一个修改后的CO2冰剖面分解，包括添加新的高品质的纯，结晶CO2冰的实验室光谱。使用这个模型，我们发现87-92%的CO2被封存为球形的富含CO2的地幔，而典型的星际冰显示出形状不规则的富含氢的地幔的证据。我们认为：（1）HOPS-68在视线方向上几乎完全没有未处理的冰是由于其扁平的包层结构，其外层包层中缺乏冷吸收材料，并且在其内部（10 AU）包层区域内具有极端集中的材料;（2）一个高能事件导致内部包层冰蒸发，然后冷却和再冷凝，解释了球形二氧化碳冰帽在贫氢混合物中的封存。升华的机制可能是一个短暂的吸积事件或冲击之间的相互作用区域的原恒星流出和信封。所提出的方案是一致的罕见的观测到的CO2冰剖面，形成近纯CO2冰，和生产的球形冰地幔。因此，HOPS-68可能提供了一个独特的窗口，以了解原恒星的反馈过程，因为外流和加热塑造了原恒星封套和分子云的物理和化学结构。
2013-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Method of Measuring Magnetic Field Strength in Highly Structured Protostellar Envelopes
University of Michigan（密歇根大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
本文提出一种新方法，通过观测到的引力加速度和伪盘面密度估计原恒星包层中垂直和总磁场强度，方法基于磁流体力学动量方程，并验证了其在湍流和非湍流环境中的鲁棒性。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST Survey of Protostellar Outflow Cavities: Does Feedback Clear Envelopes?
利用哈勃空间望远镜NICMOS或WFC 3拍摄的猎户座分子云中304颗原恒星的图像，研究了原恒星的包层和外流演化。这些近红外图像解析了由中央原恒星散射光描绘的包络中的结构，分辨率为80 AU，它们补充了赫歇尔猎户座原恒星巡天计划（HOPS）获得的1.2-870微米光谱能量分布。基于它们的1.60微米的形态，我们将原恒星分为五类：非检测，点源无星云，双极腔源，单极腔源，和不规则。我们发现没有相关的星云的点源是最多的，并通过单色蒙特卡罗辐射转移建模显示，这种形态发生时，原恒星被观察到在低倾角或具有低的包络密度。我们还发现，形态与SED确定的进化类与0类原恒星更有可能是非检测，I类原恒星显示腔和平坦光谱原恒星是点源。使用边缘检测算法跟踪的腔体的投影边缘，我们适合幂律得到的腔体形状，从而测量腔体半开角和幂律指数。我们没有发现流出腔的增长的原恒星通过I类原恒星阶段的发展，与以前的研究较小的样本相矛盾的证据。我们的结论是，质量下降，随着时间的推移，不能解释由不断增长的外流空腔的信封逐步清除。此外，推测的分子核心恒星形成效率较低，不能仅用外壳清除来解释。
2021-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transition of Polarized Dust Thermal Emission from the Protostellar Envelope to the Disk Scale
在越来越多的深埋原恒星系统中，ALMA观测到了偏振尘埃连续辐射。它通常显示出从原恒星包络到盘尺度的急剧转变，极化分数通常从${\sim} 5\%$下降到${\sim} 1\%$，推断出的磁场方向与系统的主轴更加一致。我们定量研究这些观测趋势，使用英仙座分子云中的原恒星样本，并将这些特征与非理想的MHD盘形成模拟进行比较。我们发现在从包层尺度到盘尺度的转变过程中，气体密度的增加比磁场强度的增加要快，这使得在盘尺度上磁性排列晶粒更加困难。具体地，为了通过与B场对准的晶粒产生在${\sim} 100\,\mathrm{au}$尺度下观察到的${\sim} 1\%$极化，甚至尺寸相对小的$1\,\mathrm{μm}$晶粒也需要使其磁化率显著增强（通过${\sim} 20$的因子）超过标准值，这可能是通过超顺磁性夹杂物。该要求对于较大的晶粒更为严格，增强因子随晶粒尺寸线性增加，对于毫米级晶粒达到${\sim} 2\times 10^4$。即使可以实现所需的增强，在模拟中得到的推断的磁场取向也没有显示出对长轴的偏好，这与观察到的图案不一致。因此，我们得出结论，所观察到的趋势是最好的模型，其中的偏振的信封规模占主导地位的磁性排列的晶粒和磁盘规模的散射。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and Chemical Conditions of the Protostellar Envelope and the Protoplanetary Disk in HL Tau
本文报道了我们对\RN{1}-\RN{2}类原恒星HL Tau在$^{13}$ CO（2--1），C $^{18}$ O（2--1），SO（5 $_6$ --4 $_5$）和1.3 mm尘埃连续辐射中的SMA观测，以及对HCO $^{+}$（1--0）辐射的ALMA长基线数据的分析。SMA观测到的1.3 mm连续辐射显示出致密（$\sim$ 0 $\farcs$ 8 $\times$ 0 $\farcs$ 5）和扩展（$\sim$ 6 $\farcs$ 5 $\times$ 4 $\farcs$ 3）的成分，分别追踪到原行星盘和原恒星包层。$^{13}$ CO、C $^{18}$ O和HCO $^+$在高于系统速度3 km/s $^{-1}$的速度下显示出紧凑（$\sim$ 200 AU）分量，在较低速度下显示出扩展（$\sim$ 1000 AU）分量。高速分量跟踪开普勒旋转盘，低速分量跟踪下落包络。HCO $^+$的高速分量采用开普勒圆盘模型，中心恒星质量为1.4 $M_{\odot}$。用盘+包层模型拟合了$^{13}$ CO和C $^{18}$ O沿盘长轴的径向强度分布，并估算了盘和包层的气体质量分别为$2\mbox{--}40\times10^{-4}$ $M_{\odot}$和$2.9\times10^{-3}$ $M_{\odot}$.在文献中，盘状尘埃质量被估计为$1…
2018-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Distributions of the Protostellar Envelope and the Outflow of IRAS 15398-3359: Principal Component Analysis
我们已经用ALMA成像了0类原恒星源IRAS 15398-3359周围的15条分子线发射和尘埃连续发射。流出结构主要由H2 CO（Ka =0和1）、CCH和CS排放来跟踪。这些线条也描绘了原恒星周围的盘/封套结构。H_2CO（Ka =2和3）、CH_3OH和SO的辐射主要集中在原恒星附近，而DCN辐射则主要分布在原恒星周围。我们已经进行了主成分分析（PCA），这些分布在两个不同的尺度上，外流和磁盘/信封结构。对于后者的情况下，分子线分布被分为两组，根据第二个主成分的贡献，一个具有紧凑的分布在原恒星周围，另一个显示出相当广泛的分布在信封。此外，第二主成分值随着H2 CO（Ka = 0，1，2，3）的量子数的增加而增加，反映了激发条件：激发谱线越高，分布越紧凑.这些结果表明，主成分分析是有效的，以无偏的方式提取的分子线分布的特征。此外，我们确定了四个斑点的流出结构中的H2 CO线，其中一些也可以看到在CH 3OH，CS，CCH，和SO排放。来自H2 CO线的气体温度范围从43到63 K，这表明冲击，由于当地的影响，流出的周围气体的团块。
2020-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel Orion Protostar Survey: Spectral Energy Distributions and Fits Using a Grid of Protostellar Models
我们提出了赫歇尔猎户座原恒星调查（HOPS）的关键结果：光谱能量分布（SED）和模型拟合的330个年轻的恒星物体，主要是原恒星，在猎户座分子云。这是在单个附近恒星形成复合体中研究的最大原恒星样本。利用2 MASS的近红外测光、Spitzer和Herschel的中红外和远红外数据以及APEX的亚毫米测光，我们的SED覆盖了1.2-870 $μ$ m，并在~100 $μ$ m处对原恒星包络发射峰进行了采样。使用中红外光谱指数和测热温度，我们将我们的样本分为92个0类原恒星，125个I类原恒星，102个平光谱源，和11个II类前主序星。我们实现了一个简单的原恒星模型（包括一个磁盘在一个下降的信封流出空腔），以产生一个网格的30400模型的SED，并使用它来确定最适合的模型参数为每个原恒星。我们认为，远红外数据是必不可少的精确约束原恒星的包络线属性。我们发现，大多数原恒星，特别是平谱源，是很好的配合。中位包络密度和中位倾角从0类到I类再到平谱原恒星，尽管这三类中的每一类的最佳拟合参数范围很广。我们还讨论了我们的模型参数的退化。我们的研究结果证实，不同的原恒星类一般对应于一个不断下降的信封下降率的演化序列，但倾角也发挥了作用的外观，从而解释，的SED。
2016-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes II: Kinematic Structure from Single-Dish and Interferometric Molecular Line Mapping
我们提出了一个致密的分子气体运动学在十七个附近的原恒星系统使用单碟和干涉分子线观测的研究。利用IRAM 30 m、CARMA和PdBI的N_2H ~+（J=1-0）示踪剂以及VLA的NH_3（1，1）示踪剂，绘制了0/I类原恒星周围的非轴对称包层。分子线发射被用来构建线中心的速度和线宽地图的所有来源，以检查在信封上的空间尺度从0.1秒差距到~1000 AU的运动学结构。在超过一半的样本中，来自单碟映射的大尺度速度梯度的方向在与流出轴垂直的45度内。此外，速度梯度通常相当大，平均值约为2.3 km \s \pc。干涉数据往往揭示小尺度的速度结构，偏离更渐进的大尺度速度梯度。在某些情况下，这可能表明内包层中的加速下降和/或旋转自旋;干涉数据的中值速度梯度为~10.7 km/s/pc。在两个系统中，我们在最高速度的\nthp \发射中检测到高速HCO+（J=1-0）发射。这使我们能够研究接近盘的下落和旋转，并估计中心物体的质量。在大尺度和小尺度上观察到的速度场比单独从旋转中预期的要复杂得多，这表明复杂的包络结构使其他动力学过程（即下落）能够影响速度场。
2011-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infalling-Rotating Motion and Associated Chemical Change in the Envelope of IRAS 16293-2422 Source A Studied with ALMA
我们用ALMA分析了在低质量0类原恒星源IRAS 16293-2422 Source A上观测到的OCS、CH_3OH、HCOOCH_3和H_2CS的旋转谱线发射，分辨率为0”.6 × 0”.5。在50 AU尺度上发现了显著的化学差异。发现OCS线很好地跟踪了该源的下降旋转包络。另一方面，CH 3OH和HCOOCH 3的分布被发现集中在下降旋转包层的内部。用一个简单的撞击旋转包层的弹道模型，假设包层/盘结构的倾斜角为60度（侧倾配置为90度），根据外大陆架数据估算的离心屏障半径（离心半径的一半）和原恒星质量分别为40 ~ 60天文单位和0.5 ~ 1.0兆太阳。虽然原恒星的质量与倾角有关，但离心障壁的半径却与倾角无关。这是第一次表明在热科里诺源中的下降旋转包层的离心障碍。CH 3OH和HCOOCH 3可能是由于离心屏障周围的弱吸积冲击和/或由于原恒星加热而从冰幔中释放出来的。H2 CS的排放似乎来自除了信封组件的离心屏障内的磁盘组件。离心屏障不仅在旋转支撑盘的形成中起着中心作用，而且在从包层到原行星盘的化学演化中也起着中心作用。
2016-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen oxide in protostellar envelopes and shocks: the ASAI survey
IRAM 30-m ASAI无偏光谱测量在毫米窗口的高灵敏度使我们能够检测到NO排放对I类对象SVS 13-A和原恒星流出冲击L1157-B1。我们检测到的超精细成分的$^2Π_{\rm 1/2}$ $J$ = 3/2 $\to$ 1/2（在151 GHz）和$^2Π_{\rm 1/2}$ $J$ = 5/2 $\to$ 3/2（250 GHz）的光谱模式。这两个对象显示出不同的NO配置文件：（i）SVS 13-A发射通过窄（1.5公里秒$^{-1}$）线在系统速度，而（ii）L1157-B1显示宽（$\sim$ 5公里秒$^{-1}$）蓝移发射。对于SVS 13-A，分析得出$T_{\rm ex}$ $\geq$ 4 K，$N(\rm NO)$ $\leq$ 3 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，并表明NO与原恒星包层有关。在L1157-B1中，NO正在追踪延长的流出腔：$T_{\rm ex}$ $\simeq$ 4--5 K，和$N(\rm NO)$ = 5.5 $\pm$ 1.5 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$。使用C $^{18}$ O，$^{13}$ C $^{18}$ O，C $^{17}$ O，和$^{13}$ C $^{17}$ O ASAI观测，我们得到一个NO分数丰度小于$\sim$ 10 $^{-7}$…
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HIFI spectral survey of AFGL2591 (CHESS). I. Highly excited linear rotor molecules in the high-mass protostellar envelope
我们的目标是揭示气体能量学的原型高质量原恒星物体AFGL 2591使用基于空间的远红外线观测线性转子分子的拱星环境。CO、HCO+、CS、HCN和HNC的旋转谱线特征来自Herschel/HIFI的490-1240 GHz测量，并辅以地面JCMT和IRAM 30 m谱，覆盖E（up）/k在5和~300 K之间的跃迁（12 C16 O为750 K，使用选定的频率设置高达1850 GHz）。分辨出的谱线轮廓被用来分离和研究各种运动分量。的线配置文件显示两个排放分量，其中最宽和最蓝的是由于接近外流和其他的信封。我们发现的证据越来越多的红移和更广泛的线轮廓的包络气体随着能级的增加，定性地解释了剩余流出的贡献拿起系统减小光束尺寸。在<50 ~ 700 K范围内，随着E（up）/k的增加，各物种的积分谱线强度逐渐减小。我们约束以下内容：外流气体的n（H2）约为10^5-10^6 cm^-3，T约为60- 200 K;已知前景吸收云的T=9- 17 K，N（H2）约为3 × 10^21 cm^-2;第二个前景成分的N（H2）<10^19 cm^-2。我们的球包络辐射转移模型系统地在E（上）/k > 150 K的所有物种的观测线发射不足。这表明应该将暖气体添加到模型中，并且模型的几何形状应该为来自该暖气体的线发射提供低光学深度路径以逸出，例如以在有利的倾斜角度观察的UV加热的流出空腔壁的形式。导出…
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical study of intermediate-mass (IM) Class 0 protostars. CO depletion and N2H+ deuteration
我们正在对IM 0类原恒星的代表性样本中的原恒星封套进行物理和化学研究。在我们的第一篇论文（Criminal et al. 2010）中，我们确定了原恒星包层的物理结构（密度-温度径向分布）。在这里，我们研究了CO耗尽和N2 H+氘代。我们用IRAM 30米望远镜观测到了C_（18）O、C_（17）O、N_2 H ~+和N_2D ~+的毫米谱线。在此基础上，我们利用辐射转移程序计算了C18 O、N2 H+和N2 D+在其包层上的径向丰度分布。此外，我们模拟了原恒星包层的化学性质。所有的C18 O 1-0图都很好地拟合，假设C18 O丰度在原恒星包层内向内减少，直到气体和尘埃达到CO蒸发温度20- 25 K，CO被释放回气相。0类IM中的N2 H+氘分馏为[N2 D +]/[N2 H +]=0.005-0.014，比星际介质中的元素[D/H]值高两个数量级，但比星前团块低10倍。化学模型占C18 O和N2 H+的意见，如果我们假设的CO丰度是2倍低于内信封的典型值。这可能是由于CO在蒸发和/或CO被恒星UV辐射光解之前在颗粒表面转化为CH 3OH的结果。氘分馏不能用化学模型来拟合。这种差异很可能是由于我们的模型假设为球形几何形状，忽略了双极外流和恒星紫外辐射等重要现象的影响。更重要的是，氘分馏是依赖于邻-对氢的比例，这是不可能达到稳态值在这些原恒星的动态时间尺度。
2010-07-05 astro-ph.SR
Mapping of interstellar ices with JWST in protostellar envelopes: Spatial variations of $^{13}$CO$_2$, $^{12}$CO$_2$, CO, OCN$^-$ and H$_2$O ice
Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；University of Cambridge（剑桥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；The University of Toledo（托莱多大学）
本研究利用JWST NIRSpec IFU观测绘制原恒星包层中多种冰的分布，发现冰分布与温度结构相关，并揭示L1527和IRAS 20126+4104中冰的分离、增强及升华等局部特征。
2026-10-07 astro-ph.SR
Mid-infrared extinction curve for protostellar envelopes from JWST-detected embedded jet emission: the case of TMC1A
本文利用JWST观测数据，通过分析嵌入式原恒星喷流的[Fe II]谱线比，推导出原恒星包层的空间分辨中红外消光曲线，发现其红化程度高于暗星云曲线，揭示了尘埃粒径分布变化或不同发射区物理条件差异。
2025-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the 3D time evolution of the dust size distribution in protostellar envelopes
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所（CSIC））；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）
本文通过三维模拟研究原恒星包层中尘埃粒径分布的演化，结合Smoluchowski方程模拟多粒径尘埃生长，并探讨尘埃动力学在终端速度近似下的影响，揭示尘埃粒径分布的各向异性及局部尘埃-气体比的变化。
2026-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Centrifugal Barrier and Super-Keplerian Rotation in Protostellar Disk Formation
随着ALMA的出现，现在有可能在观测上限制深埋原恒星周围的盘状结构。特别是，最近ALMA对附近原恒星L1527的C3H2线观测被解释为所谓的“离心屏障”的证据，在超开普勒旋转区域中，原恒星的包层下降逐渐减速到停止。为了测试离心屏障的概念，这最初是基于角动量守恒崩溃的旋转测试粒子周围一个固定的质点，我们进行了简单的轴对称流体动力学模拟原恒星盘的形成，包括一组最小的成分：自引力，旋转，和规定的粘度，使磁盘吸积。我们发现，一个超开普勒区域确实可以存在时，粘度是相对较大的，但与经典的离心屏障的图片，降落信封材料不减速完全由离心力。该区域比其周围的包层物质具有更特定的角动量，这指向了盘中向外角动量传输的原点（受到下落包层的盘膨胀的约束），而不是经典图片中所设想的包层物质的自旋，因为它更接近中心以保持角动量。对于较小的粘度，超开普勒旋转较弱或不存在。我们的结论是，尽管存在超开普勒旋转在某些参数制度，离心屏障的经典图片是不支持我们的模拟。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Which molecule traces what: chemical diagnostics of protostellar sources
0/I类原恒星的物理和化学条件是解开原恒星吸积过程及其对行星形成影响的基础。其目的是确定哪些物理成分是由不同的分子在亚弧秒尺度（100 - 400 au）跟踪。我们使用一套阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）数据集在波段6（1毫米），波段5（1.8毫米）和波段3（3毫米）的空间分辨率为0.5 - 3”的16个原恒星源。原恒星的包层被C $^{18}$ O、DCO $^+$和N $_2$ D $^+$很好地追踪，CO的冻结控制了包层尺度的化学。在经典的激波示踪物如SiO和SO中可以看到分子外流，但也观察到冰幔产物如CH $_3$ OH和HNCO随激波释放。分子喷流不仅在SiO和SO中突出，而且偶尔在H $_2$ CO中也突出。腔壁显示出UV照射的示踪物，例如C $_2$ H c-C $_3$ H $_2$和CN。热的内包层，除了显示来自复杂有机分子（COMs）的发射之外，还呈现来自小分子如H $_2$ S、SO、OCS和H $^{13}$ CN的紧凑发射，最有可能与冰升华和高温化学有关。亚弧秒毫米波观测允许识别那些（简单的）分子，最好的跟踪每一个原恒星系统的物理组成部分。COM被发现在热的内信封（高激发线）和流出（低激发线）具有可比的丰度。COMs可以与碳氢化合物共存于相同的原恒星源，但它们追踪不同的成分。在不久的将来，JWST-MIRI的中红外观测将以前所未有的灵敏度和与ALM…
2021-07-13 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
Protostellar Disks Fed By Dense Collapsing Gravo-Magneto-Sheetlets
本研究通过非理想MHD模拟发现，核坍缩中各向异性磁阻力会产生致密引力-磁薄片层，作为质量和角动量从包层转移到原恒星盘的主要通道，其继承的磁场主导盘演化，解释了原恒星盘缺乏显著旋臂的现象。
2025-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing Velocity Structures of Protostellar Envelopes: Infalling and Rotating Envelopes within Turbulent Dense Cores
我们用ALMA 12-m列阵、ACA 7-m列阵、IRAM-30 m和APEX望远镜观测了IRAS 15398、$-$ 3359、L1527 IRS和TMC-1A三颗低质量原恒星的C $^{18}$ O $J=2$-1辐射。总的来说，C $^{18}$ O辐射在$\sim$ 100-1000 au的半径处显示出清晰的速度梯度，这可能源于包层的旋转，而在$\sim$ 1000- 10，000 au的尺度上，速度梯度不太清晰，速度结构受到更多的扰动。IRAS 15398、$-$ 3359和L1527 IRS分别显示峰值速度径向剖面中半径为$\sim$ 1200和$\sim$ 1700 au处的断裂。峰值速度与破裂半径内的$r^{-1.38}$或$r^{-1.7}$成比例，这可以被解释为指示在较大空间尺度上具有一定程度的气体运动污染的包络的旋转运动。在破裂半径外，峰值速度遵循$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.68}$或$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46}$，这与致密岩心的$J/M$ - $R$关系相似。TMC-1A的峰值速度径向分布与包层的旋转运动以及$J/M$ - $R$关系不一致。通过研究两个源中速度偏差（$δv$）和空间尺度（$τ$）的相关性，研究了$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46\operat…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray induced chemistry of water and related molecules in low-mass protostellar envelopes
最近对几个低质量原恒星的水线观测表明，在温暖的内部信封低水气丰度。X射线对水的破坏已经被提出来影响这些地区的水丰度，但详细的化学性质，包括替代氧载体的性质，还不清楚。在这项研究中，我们的目标是了解X射线对低质量原恒星包层组成的影响，特别关注水和相关的含氧物质。利用一维气粒化学反应网络计算了两个低质量原恒星包层在不同X射线场强下的化学组成。根据我们的计算，在水雪线之外，水煤气丰度随着$L_{\mathrm{X}}$的增加而增加。在水雪线内，水保持高丰度的小$L_{\mathrm{X}}$的$\sim 10^{-4}$，水和CO是主要的氧载体。对于大的$L_{\mathrm{X}}$，水气体丰度显着减少的水雪线内（下至$\sim10^{-8}-10^{-7}$）和最里面的区域（$\sim10^{-6}$）。在这些情况下，O $_{2}$和O气体丰度在水雪线内达到$\sim 10^{-4}$，它们成为主要的氧载体。HCO $^{+}$和CH $_{3}$ OH丰度，这已被用作水雪线的示踪剂，显着增加/减少的水雪线内，分别为X射线通量变得更大。其他一些主要分子，如CO $_{2}$，OH，CH $_{4}$，HCN和NH $_{3}$的丰度也受到强X射线场的影响，特别是在它们自己的雪线内。这些X射线效应在低密度包络模型中更大。水和相关分子的未来观测（使用例如，ALMA和ngVLA）将进入原…
2021-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion Burst Echoes as Probes of Protostellar Environments and Episodic Mass Assembly
原恒星可能以高度时变的速率吸积物质，然而，对最年轻的原恒星吸积变化的测量是罕见的，因为它们仍然深深地嵌入它们的包层中。亚毫米/毫米观测可以追踪包层中尘埃对吸积光度变化的热响应，从而可以量化吸积速率的变化。在本文中，我们提出了在巨蛇座主变星的同期次毫米/毫米光变曲线，所观察到的ALMA ACA，SMA，和JCMT。最近爆发的EC 53（V371 Ser），一个$\sim 18$月周期变量，在SMA和JCMT观测采样良好。观察到EC 53的SMA光曲线提前几周达到峰值，并且表现出比JCMT更强的振幅。对于SMM 10 IR，ACA观测值中的随机变化被检测到，其中因子$\sim 2$的幅度大于JCMT所看到的幅度。我们开发了一个玩具模型的信封响应吸积爆发显示EC 53的光变曲线解释的延迟与整个信封的光旅行时间和额外的稀释的JCMT响应的冷信封材料的光束中的结合。更大的JCMT光束也可以洗出快速变化的响应，这可能会发生SMM 10 IR。因此，我们的工作提供了一个有价值的概念证明使用亚毫米/毫米观测作为探测器的基础吸积光度变化和原恒星环境。
2022-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Redistribution of ices between grain populations in protostellar envelopes. Only the coldest grains get ices
本研究通过五粒度分档动力学化学模型，发现原恒星包层下落物质中冰仅再分布于最冷颗粒表面，导致多数颗粒贫冰入盘，影响颗粒凝聚。
2025-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength view of the protostellar binary IRAS04325+2402: a case for turbulent fragmentation
IRAS 04325 +2402（以下简称IRAS 04325）是一个复杂的原恒星系统，拥有两颗年轻的恒星（以下简称AB和C），相距1250天文单位。在这里，我们结合斯皮策和文献数据，为该系统提供了新的深度双子座成像和光谱学，覆盖1- 12 μ的波长范围以及870 μ的亚毫米阵列干涉测量。物体AB是一颗低质量恒星，有一个盘/包层系统和一个外流腔，在红外图像中可以明显看到。物体C，之前被怀疑是一颗褐矮星，可能是一颗质量非常低的恒星，有效温度约为3400 K。它的特点是边缘上的磁盘和细长的信封，并显示出强烈的吸积和喷射活动的迹象。这两个物体都可能驱动秒差距尺度的分子外流。这两个物体嵌入在一个孤立的、密集的分子云核心中。高灭绝，缺乏X射线发射，相对较高的热光度，认为它的年龄低于100万年。AB和C的盘/外流系统彼此偏离约60度，与双星轨道平面偏离80度和40度。该系统可能是一个很好的情况下，原始的不对准，而不是由动力学相互作用引起的不对准，因为流出方向是恒定的，重新排列的时间尺度可能大于系统的年龄。这有利于湍流碎裂，而不是旋转碎裂，形成的情况。我们表明，光谱能量分布和图像的两个对象可以再现与辐射转移模型的磁盘/信封系统。我们的分析为YSO的结构和早期演化的既定范式提供了保证，但强调了开发具有复杂尘埃化学的3D模型的重要性。
2010-07-22 astro-ph.SR
Formation and recondensation of complex organic molecules during protostellar luminosity outbursts
在恒星的形成过程中，周围物质向中心物体的吸积被认为经历了强烈的光度爆发，随后是长时间的相对静止，即使在恒星形成的早期阶段，原恒星仍然嵌入在一个大的包层中。我们研究了气相的形成和复杂的有机分子（COMs）二甲醚和甲酸甲酯，诱导突然冰蒸发过程中发生的亮度爆发不同幅度的原恒星信封。为此，我们更新了一个气相化学网络，形成复杂的有机分子，其中氨起着关键作用。这里提出的模型计算表明，离子-分子反应可以单独占观察到的存在下，二甲醚和甲酸甲酯在一个大部分的原恒星的核心，而不诉诸颗粒表面化学，虽然它们依赖于不确定的冰丰度和气相反应分支比。尽管约百年的短爆发时间尺度，预测的丰度比所考虑的物种相对于甲醇高于10%的爆发期间，由于其结合能相对于水和甲醇，延迟其再冷凝冷却过程中的低。虽然大多数嵌入式原恒星的当前光度太低，无法在当前亚毫米干涉仪可以观察到的热核区域中产生这些复杂的物质，但以前的光度爆发事件将导致原恒星包络的扩展区域中形成COM，其大小增加高达一个数量级。
2016-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Differentiation and Temperature Distribution on a Few au Scale around the Protostellar Source B335
解析原恒星附近的物理和化学结构对于阐明其向行星系统的演化具有至关重要的意义。在这种情况下，我们已经进行了1.2毫米的观测对低质量的原恒星源B335的分辨率为0。03与阿尔玛在连续谱峰周围的几十个μ m范围内检测到了20多种分子物种，包括HCOOH、NH_2CHO、HNCO、CH_3OH、CH_2DOH、CH_2OH和CH_3OD。我们发现了一个系统的含氧和含氮的有机分子之间的化学分化，通过使用主成分分析的图像立方体数据。除HCOOH外，含氮分子的分布比含氧分子的分布更紧密。通过对HCOOH、NH2 CHO、CH3 OH和CH2 DOH中的每一种的多线分析来揭示盘/封套系统的温度分布。旋转温度在半径为0。在150-165K范围内，CH_3OH和CH_2DOH的包线方向的温度为150-165K。另一方面，具有较小分布的HCOOH和NH2CHO的温度为75 - 112 K，并且显著低于CH3OH和CH2DOH的温度。这意味着被CH3OH和CH2DOH追踪的外层包层被额外的机制加热，而不是原恒星加热。在这里，我们建议吸积激波作为加热机制。化学分异和几个金尺度上的温度结构为我们进一步理解原恒星源的化学过程提供了关键信息。
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the Herschel/HEXOS Spectral Survey Towards Orion South: A massive protostellar envelope with strong external irradiation
我们目前的结果，从一个全面的亚毫米光谱调查对源猎户座南，获得的数据的基础上与HIFI仪器搭载的\textit{Herschel Space Observatory}，覆盖频率范围480至1900 GHz。我们用S/N $>$ 3 $σ$探测到685条光谱线，来自52种不同的分子和原子种类。我们模拟每个检测到的物种假设条件的局部热力学平衡。该分析提供了猎户座南的物理条件（柱密度，温度，源大小，\& V $_{LSR}$）的估计。我们发现了三种不同的云成分的证据：（T $_{ex} \sim 20-40$ K），空间扩展（$> 60"$）和静止（$ΔV_{FWHM} \sim 4$ km s $^{-1}$）分量;较暖的（T $_{ex} \sim 80-100$ K），空间延伸较小（$\sim 30"$）和动态（$ΔV_{FWHM} \sim 8$ km s $^{-1}$）分量，可能受到嵌入流出的影响;以及运动学上不同的区域（T $_{ex}$ $>$ 100 K; V $_{LSR}$ $\sim$ 8 km s $^{-1}$），主要是来自追踪紫外线辐射的物质的发射，可能在云的表面。我们发现一个化学上不同的“热芯”组件的存在的证据很少，可能是由于小填充因子的热芯或热芯内的\textit{Herschel}光束。我们发现，在较冷的气体的化学成分，猎户座南部的静态组件更接近猎户座K…
2016-08-22 astro-ph.SR
The Disappearing Envelope around the Transitional Class I Object L43
我们目前的SMA干涉观测的12 CO J=2-1，13 CO（J=2-1），和C18 O（J=2-1）线和225 GHz的连续发射和SMT单碟观测C18 O（J=2-1）向L43，一个原恒星对象的过渡，从I类到II。225 GHz的连续辐射显示出与中央原恒星相关的微弱（~23.6 mJy）、紧凑（<1000 AU）的成分。我们的模拟观测表明，它可以解释为尘埃热辐射所产生的信封，其中有一个洞或一个恒定的强度区域内的几百AU的原恒星。这表明在小范围内包络消失或浓度分布较低。12 CO和13 CO排放表现出向南和向北的分子外流。C18 O的发射显示了两个分子团，这与近红外图像中看到的反射星云相对应，而没有与原恒星相关的C18 O发射。近红外特征可能是由于斑点位置处的散射。可见光散射特征应该是由包封材料的光学薄度引起的，这与连续发射中的较不集中的分布一致。从单碟观测中，我们发现包层（~ 1.5Msun）+原恒星（~ 0.5Msun）的质量在40角秒内与M_vir= 1.0Msun的维里质量相当。这表明，信封可能是引力约束。我们认为，L43的原恒星的信封已经消失的消费通过吸积，至少在附近的原恒星。
2014-05-28 astro-ph.SR
The Herschel-HIFI view of mid-IR quiet massive protostellar objects
我们提出了Herschel/HIFI观测（WISH KP）的14条水线在一个小样本的银河系大质量原恒星物体：NGC 6334 I（N），DR 21（OH），IRAS 16272 -4837，和IRAS 05358 +3543。我们分析了气体动力学从线的轮廓。通过使用RATRAN的观测建模，我们估计流出，流入，湍流速度，分子丰度，并调查与每个源的演化状态的任何相关性。分子线轮廓表现出一个广泛的组成部分，来自沿着与原恒星相关的腔壁的冲击，和一个下降（或IRAS 05358 +3543的膨胀）和被动加热的包络组件，与高度超音速湍流可能会增加与中心的距离。在6.3 × 10^{-5}和5.6 × 10^{-4} \msun yr^{-1}之间的吸积率是从我们的三个源观测到的陨石坑中推导出来的。外部水的丰度估计为几个10^{-8}的典型值，而内部水的丰度根据来源的不同而在1.7 10^{-6}到1.4 10^{-4}之间变化。我们确认，大质量恒星形成的区域是高度动荡的，动荡可能会增加与恒星的距离在信封。内部丰度低于预期的10^{-4}，可能是因为我们观测到的谱线没有探测到足够深的内部包层，或者是因为通过原恒星紫外光子的光解离比预期的更有效。我们发现，在原恒星的信封，更高的是内部的丰度，更大的下沉/膨胀速度产生的冲击，将溅射水从内部区域的尘埃颗粒的冰地幔。受到冲击的物质必然在气相中形成高速水。
2016-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
CH_3OH and Its Deuterated Species in the Disk/Envelope System of the Low-Mass Protostellar Source B335
利用ALMA高分辨率观测，在低质量原恒星B335的盘/包层系统中探测到CH3OH及其氘代物种，揭示其环状分布和高氘化比，表明该原恒星年轻且具有微小盘结构。
2024-05-27 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
Evolution of binary seeds in collapsing protostellar gas clouds
本文利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟了双星种子的气体吸积过程，研究了双星种子的短期演化。我们的模拟设置是更现实的相比，以前的作品，考虑到动态演变的信封与非均匀分布的气体密度和角动量的吸积流。我们的初始条件包括一个种子二进制和周围的气体信封，模拟阶段的核心崩溃的气体云的碎片已经发生。我们假设种子双星没有偏心率，没有气体吸积增长。包络线被假定为没有自重力的等温气体。我们运行多个模拟与不同的初始质量比$q_0$（二次与一次质量的比率）和气体温度的值，并找到一个临界值的$q_{\rm c} = 0.25$区分后期演化的质量比$q$作为时间的函数。如果$q_0$ >~ $q_{\rm c}$，则二级种子生长得更快，并且$q$朝向1单调增加。另一方面，如果$q_0$ <~ $q_{\rm c}$，则初级种子生长得更快，并且在模拟结束时$q$低于$q_0$。基于我们的数值计算结果，我们解析计算了种子双星的长期演化，包括气体吸积双星的生长。我们发现，当$q_0$ >~ $q_{\rm c}$时，种子双星演化为等质量双星;当$q_0$ <~ $q_{\rm c}$时，种子双星演化为极值为$q$的双星。对于任何$q_0$，双星的分离都是时间的单调递增函数，这表明双星的吸积生长并不导致密近双星的形成。
2016-11-17 astro-ph.SR
