A 0.2 solar mass protostar with a Keplerian disk in the very young L1527 IRS system
在它们最早的阶段，原恒星通过星周盘从它们周围的包层中吸积物质。到目前为止，观测到的最小原恒星/包层质量比为~2.1。原恒星L1527 IRS被认为处于恒星形成的最早阶段。它的包层包含约1个太阳质量的物质，半径约为0.05 pc，早期的观测表明存在一个边缘盘。在这里，我们报告的观测尘埃连续发射和13 CO（J=2-1）线发射从磁盘周围L1527，从中我们确定的原恒星质量M = 0.19 +/- 0.04太阳质量和原恒星/包层质量比~0.2。我们得出结论，大部分的光度是通过吸积过程产生的，吸积速率约为每年6.6 x 10^-7太阳质量。如果它在其生命的大部分时间里一直以这种速度吸积，那么它的年龄约为300，000年，尽管理论表明更大的吸积速率更早，所以它可能更年轻。一个旋转支撑盘的存在被证实，并显着更多的质量可能会添加到其行星形成区域以及原恒星本身。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational evolution of solar-type protostars during the star-disk interaction phase
在主序前的早期阶段，它们仍然可能被一个吸积盘所包围，这是太阳质量恒星旋转演化的一个令人困惑的阶段。虽然它们仍然在吸积和收缩，但它们似乎并没有实质性地旋转起来。通常认为，磁层星盘相互作用倾向于维持恒星自转周期恒定（盘锁），但这一假设从未得到彻底的验证。我们的目的是研究吸积前主序星阶段星盘相互作用机制对恒星自旋演化的影响。我们设计了一个模型的扭矩作用到恒星的信封上的恒星风的研究的基础上，开发了一个新的处方的星盘耦合的数值模拟的星盘相互作用和磁层喷射。然后，我们使用这个扭矩模型来跟踪恒星自转的长期演化。磁层抛射和吸积驱动的星风在太阳型恒星的自旋演化中起着重要的作用。然而，kG偶极磁场并不少见，但也并非普遍存在。此外，目前还不清楚大规模的恒星风是如何提供动力的，而螺旋桨制度的数值模型显示出强烈的变化，没有观测证实。更好的观测统计数据和更现实的模型有助于降低我们的计算要求。
2019-10-18 astro-ph.SR
Physical structure of the envelopes of intermediate-mass protostars
背景：中等质量的原恒星提供了低质量和高质量原恒星之间的桥梁。此外，它们是紫外星际辐射场的重要组成部分。尽管它们具有相关性，但对其形成过程知之甚少。目的：我们提出了一个系统的研究五个中等质量，候选0类原恒星的物理结构。我们的两个目标是阐明中等质量恒星形成的第一阶段，并将这些原恒星与低质量和高质量源进行比较。方法：我们推导出粉尘和气体的温度和密度分布的样品。我们分析了所有现有的连续数据对每个源和模拟产生的SED与1D辐射转移代码DUSTY。然后通过代码CHT96的修改版本预测气体温度。结果如下：我们比较了低、中、高质量原恒星包层的密度分布的幂律指数、大小、质量、平均密度、1000 AU处的密度和10 K处的密度等物理参数。当考虑到这些不同的物理参数时，三组之间的过渡似乎是平滑的，这表明形成过程和触发器没有实质性的不同。
2010-05-06 astro-ph.SR
The census of complex organic molecules in the solar type protostar IRAS16293-2422
复杂有机分子（COMs）被认为是至关重要的分子，因为它们与有机化学有关，是地球生命的基础。更实际地说，它们是原则上难以在恶劣的星际环境中合成的分子，因此是对天体化学模型的关键测试。目前的模型假设几种COM是在微温的颗粒表面（$\gtrsim$ 30-40 K）合成的，并在尘埃温度$\gtrsim$ 100 K时以气相释放。然而，最近在$\lesssim$ 20 K气体中检测到的COM表明，我们仍然需要重要的部分来完成COM形成的难题。我们在这里提出了一个完整的普查的氧和氮轴承COM，以前在不同的ISM地区，对太阳型原恒星IRAS 16293 -2422检测。普查是从毫米-亚毫米无偏光谱调查TIMASSS获得的。在搜索的29种化合物中，检测到6种化合物：乙腈、乙烯酮、乙醛、甲酰胺、二甲醚和甲酸甲酯。最后五个COM的多频分析提供了明确的证据，它们存在于IRAS 16293 -2422的冷（$\lesssim$ 30 K）包络中，丰度为0.03-2 $\times 10^{-10}$。我们的数据不允许支持的假设，即COMs丰度增加，随着尘埃温度的增加，在寒冷的信封，如预期的，如果COMs主要形成在不冷不热的粮食表面。最后，当考虑其他ISM来源，我们发现一个强大的相关性超过五个数量级，甲酸甲酯和二甲醚和甲酸甲酯和甲酰胺丰度之间，这可能指向这两对物种之间的联系，在冷和暖气体。
2014-06-27 astro-ph.SR
Modeling Hadronic Gamma-ray Emissions from Solar Flares and Prospects for Detecting Non-thermal Signatures from Protostars
我们研究了太阳耀斑脉冲阶段的γ射线辐射和原恒星耀斑非热信号的可探测性。高能太阳耀斑发射出GeV能量的高能γ射线，但其产生机制和发射地点至今仍不清楚。年轻的恒星物体，包括原恒星，也会出现明亮的X射线耀斑，但由于强烈的遮蔽，耀斑活动的触发机制仍然不清楚。毫米/亚毫米波段和伽马射线波段的非热特征具有很强的穿透能力，可用于探测原恒星耀斑。我们发展了一个太阳耀斑脉冲阶段的非热辐射模型，其中宇宙射线质子在终止激波处加速，通过与蒸发等离子体的强子核相互作用产生高能γ射线。该模型可以再现太阳耀斑脉冲阶段的γ射线数据。我们将我们的模型应用到原恒星耀斑，并表明切伦科夫望远镜阵列将能够检测到的TeV能量的伽马射线，如果粒子加速在原恒星耀斑是有效的。与质子一起加速的非热电子可以通过同步辐射发射出强烈的毫米和亚毫米信号，其功率与从年轻恒星观察到的高能毫米/亚毫米瞬态一致。未来对原恒星的伽马射线和毫米/亚毫米观测，与硬X射线观测相协调，将揭示原恒星耀斑的非热粒子产生和触发机制。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
ORion Alma New GEneration Survey (ORANGES) I. Dust continuum and free-free emission of OMC-2/3 filament protostars
在毫米（mm）到厘米（cm）范围内的光谱能量分布（SED）是一个有用的工具，用于表征原恒星包层中的尘埃以及来自原恒星和流出物的自由-自由发射。虽然对低质量和高质量的原恒星进行了许多研究，但迄今为止，关于高质量恒星形成区域中的太阳型原恒星的研究很少，而这些恒星可能是太阳系诞生的条件的代表。在这里，我们专注于OMC-2/3太阳型原恒星，这是由附近的HII区域的边界，因此，可能会受到高紫外线照射。我们的目标是了解小尺度结构（$\leq$ 1000金）和这些太阳型原恒星的演化状态是否受到附近的HII区域的影响，因为是大尺度（$\leq$ 10 $^4$金）气体化学成分的情况。我们使用ALMA在1.3毫米波段（246.2 GHz）的图像连续的16个OMC-2/3太阳型原恒星，角分辨率为0.25 $''$（100 au）。我们完成了我们的数据与档案数据从VANDAM调查猎户座原恒星在333和32.9 GHz，分别构建尘埃SED，提取几个尘埃参数，并评估是否自由自由排放污染他们的尘埃SED在厘米范围内。从毫米到厘米范围的灰尘SED，我们发现低尘埃发射率光谱指数（$β< 1$）为我们的大多数源样本和自由-自由排放对只有5的16个样本源。我们还能够确认或纠正源样本的进化状态。最后，我们没有发现任何依赖的源尘埃参数对它们的位置在OMC-2/3灯丝。我们的研究结果表明，OMC-2/3原恒星的小尺度尘埃性…
2021-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of phosphorus-bearing molecules towards a Solar-type protostar
磷是地球生物化学中的关键成分，但在分子ISM中很少观察到，因此对它在恒星和行星形成序列中的遗传方式知之甚少。我们目前的观测磷轴承分子PO和PN对I类低质量原恒星B1-a使用IRAM 30米望远镜，代表第二次检测磷载体在太阳型恒星形成区域。PO和PN中所含的P/H丰度为~10 $^{-10}$ -10 $^{-9}$，这取决于假定的来源大小，仅占太阳能磷丰度的0.05-0.5%，这意味着磷在耐火材料中的显著螯合。根据PO和PN线轮廓与激波示踪剂SiO、SO $_2$和CH $_3$ OH的比较，磷分子发射似乎起源于激波气体，并可能与原恒星外流有关。我们发现PO/PN柱密度比约为1-3，这与在低质量原恒星L1157、大质量恒星形成区W51和W3（OH）以及银河系中心GMC G+0.693-0.03的激波流出中测量的值一致。在一系列环境条件下，不同来源的PO/PN比的范围很窄，这是令人惊讶的，并且可能编码了关于磷载体如何储存在谷物地幔中的信息。
2019-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of the simplest sugar, glycolaldehyde, in a solar-type protostar with ALMA
乙醇醛（HCOCH 2 OH）是最简单的糖，也是形成更复杂的生物相关分子的重要中间体。在本文中，我们提出了第一次检测到的13个过渡的乙醇醛围绕太阳型的年轻恒星，通过阿塔卡马大毫米波阵列（ALMA）的观测0类原恒星二进制IRAS 16293-2422在220 GHz（6个过渡）和690 GHz（7个过渡）。乙醇醛线的起源在温暖的（200-300 K）气体接近的个别组成部分的二元。乙醇醛与其异构体甲酸甲酯（HCOOCH 3）共存，甲酸甲酯的丰度是这两种来源的10-15倍。数据还显示了乙二醇的初步检测，乙醇醛的还原醇。在690 GHz数据中，基于220 GHz谱线的建模预测具有最高光学深度的七个跃迁都显示出朝向双星（IRAS 16293 B）中的一个分量的红移吸收曲线，表明在系统速度下的入射和发射与此偏移约0.2”（25 AU）。我们讨论了乙醇醛和其他有机物种的化学形成的限制-特别是在实验室实验的背景下，含甲醇的冰的光化学。的相对丰度似乎是一致的UV光化学的CH 3OH-CO混合冰，经历了温和的加热。这些早期ALMA数据中线密度的数量级增加说明了其巨大的潜力，可以揭示与太阳系类似物形成相关的全部化学复杂性。
2012-08-27 astro-ph.SR
First detection of cyanamide (NH$_2$CN) towards solar-type protostars
生物前相关的氰胺（NH $_2$ CN）对太阳型原恒星的反应在文献中尚未报道。在这里，我们提出了第一次检测这个物种在温暖的气体周围的两个太阳型原恒星，使用的数据从阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列原恒星干涉测量线调查（PILS）IRAS 16293-2422 B和观测从IRAM高原德布尔干涉仪NGC 1333 IRAS 2A。我们还检测到NH $_2$ CN的氘代和$^{13}$ C同位素体对IRAS 16293-2422 B的作用。这是在星际介质中首次探测到NHDCN。基于局部热力学平衡分析，我们发现氰氨（$\sim$ 1.7%）的氘代类似于甲酰胺（NH $_2$ CHO），这可能表明，这两个分子共享NH $_2$作为一个共同的前体。IRAS 16293-2422 B的NH $_2$ CN/NH $_2$ CHO丰度比约为0.2，IRAS 2A约为0.02，与Sgr B2的数值范围相当。我们探索了可能的形成NH $_2$ CN的粮食通过NH $_2$ + CN反应使用的化学模型MAGICKAL。晶粒表面化学似乎能够再现气相丰度的NH $_2$ CN与正确的选择的物理参数。
2017-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Detections of Phosphorus Molecules towards Solar-type Protostars
磷是地球上生命的必要元素，但目前我们对其在恒星和行星形成区域的化学性质的限制有限：迄今为止，磷载体仅在少数低质量原恒星中被检测到。出于磷分子发射与外流冲击之间明显相关的动机，我们使用IRAM 30 m望远镜将PN和PO线瞄准七颗具有良好特征的外流的太阳型原恒星，并在三个新来源中坚定地检测到磷分子。这个样本，结合档案观测的三个额外的来源，使第一次探索的人口统计学磷化学在低质量的原恒星。具有PN探测的震源根据其H $_2$ O 1 $_{10}$-1 $_{01}$通量显示出强流出激波的证据。另一方面，没有原恒星的属性或批量外流的机械性能被发现与PN的检测。这意味着，气相磷是专门联系到冲击气体的流出。尽管如此，PN和PO线的运动学表明，发射起源于后冲击气体，而不是直接冲击材料。尽管采样范围广泛的原恒星的属性和流出的特点，我们发现一个相当窄的范围内的源平均PO/PN比（0.6-2.2）和挥发性P丰度跟踪（PN+PO）/CH $_3$ OH（$\sim$ 1-3%）。需要空间分辨观测来进一步限制这些来源中磷化学的排放来源和环境驱动因素。
2022-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry in the first phases of Solar-type protostars
像我们这样的行星系统是经过一个漫长的过程形成的，在这个过程中，物质从弥漫的云层凝聚成恒星、行星、小行星、彗星和残余尘埃，在不到几百万年的时间里经历了物理和化学状态的巨大变化。几项研究表明，太阳型行星系统形成初期的化学成分是追踪系统本身历史的有力诊断工具。在迄今为止在ISM中检测到的大约270种分子中，所谓的星际复杂有机分子（iCOMs）特别令人感兴趣，因为它们具有进化诊断能力，并且可能是生物分子的潜在前体，而生物分子是地球生命的基础。本章重点讨论太阳系行星系统早期阶段有机分子的演化，以星前、0/I类和原行星盘阶段为代表，并将它们与目前在太阳系彗星中观察到的情况进行比较。我们的双重目标是回顾太阳型恒星形成过程中的有机化学基础，此外，还可能对我们自己的行星系统的早期历史提供限制。
2022-12-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the abundance structure of isocyanic acid (HNCO) toward the low-mass solar type protostar IRAS 16293-2422
异氰酸（HNCO）是最稳定的最简单的分子，含有有机化学所必需的四种主要元素，已在几种天体物理环境中观察到，如分子云，恒星形成区，外部星系和彗星。在这项工作中，我们对低质量的太阳型原恒星IRAS 16293 $-2$ 422观测ALMA干涉仪，IRAM，JCMT和APEX单碟射电望远镜，和HIFI仪器上的赫歇尔空间天文台的HNCO谱线轮廓模型。在恒星形成环境中，HNCO的释放并不总是处于局部热力学平衡（LTE）。一个非LTE的辐射转移的方法是必要的，以正确地解释线的轮廓，准确的碰撞率系数是必要的。在这里，我们使用了一个全新的一组HNCO和邻-H $_2$和对-H $_2$之间的碰撞淬灭率的RADEX包，从量子化学计算中得到一个新的势能面在刚性转子近似。我们发现，如果我们假设HNCO的发射来自于与热科里诺相关联的致密的热的物理成分，与原恒星包层内部相关联的温暖成分，以及与外层包层相关联的寒冷的更广泛的成分，那么我们可以很好地再现朝向IRAS 16293 $-$ 2422的谱线轮廓。从我们的模型推导出的HNCO丰度同意与鹦鹉螺化学代码计算。
2018-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: first detection of methyl isocyanide (CH$_3$NC) in a solar-type protostar
甲基异氰化物（CH $_3$ NC）是在星际介质（ISM）中确认的原子数最多的异氰化物，但它不是一个丰富的分子，只在少数物体中被检测到。相反，其异构体甲基氰（CH $_3$ CN）是ISM中检测到的最丰富的复杂有机分子之一，在各种低质量和高质量来源中都有检测。我们使用ALMA观测从原恒星干涉谱线巡天（PILS）寻找甲基异氰化物，并比较其丰富的异构体甲基氰。我们使用科隆分子光谱数据库（CDMS）的一个新的线目录，以确定甲基异氰化物线。我们还模拟的化学与更新版本的三相化学动力学模型{ \em MAGICKAL}，提出了第一个化学建模甲基异氰化物的日期。我们首次在一颗太阳型原恒星IRAS 16293 $-$ 2422 B中探测到甲基异氰化物，并给出了它的伴星IRAS 16293 $-$ 2422 A的上限。发现异氰化甲基在源B中的丰度至少是源A的20倍，IRAS 16293- 2422 B中CH $_3$ CN/CH $_3$ NC丰度比为200，IRAS 16293- 2422 A中>5517。我们还提出了甲基异氰化物化学的化学模型在这两个来源的结果，并讨论了甲基异氰化物的形成机制和两个来源的相对进化阶段的影响。
2018-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ingredients for Solar-like Systems: protostar IRAS 16293-2422 B versus comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们现代的太阳系经过了$4.6\times10^9$年的进化，只剩下一些它诞生时的遗迹。彗星被认为是最初形成地球和其他行星的成分的最原始的示踪剂。其他低质量的原恒星可能类似于我们的原太阳，因此可以用来研究形成类太阳系统所必需的构建模块。这项研究测试这一想法的基础上新的高灵敏度，高空间分辨率ALMA数据的原行星盘尺度（~70天文单位）的IRAS 16293-2422和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的大部分组成，确定了第一次与独特的现场监测进行的罗塞塔。对原恒星干涉测线巡天（PILS）的观测结果和罗塞塔轨道器离子和中性分析光谱仪（ROSINA）的测量结果进行比较分析表明，CHO-、N-和S-轴承分子的相对丰度在原恒星和彗星数据之间存在一定的分散性。一个试探性的相关性被认为是第一次为P-和Cl-轴承化合物。结果表明，彗星和星子的挥发性成分部分继承了前和原恒星阶段的演变。
2019-08-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical structure and water line spectrum predictions of the Intermediate Mass protostar OMC2-FIR4
目标。中等质量（IM）恒星是银河系的重要组成部分，因为它们对星际FUV场有重要贡献，因此在ISM的能量平衡中发挥重要作用。尽管它们的重要性，很少有人知道他们的形成过程，只有少数研究已经致力于描述中等质量原恒星演化的第一阶段。在这里，我们考虑在非常详细的情况下，最明亮和最近的已知年轻IM原恒星：FIR4在OMC 2组成的猎户座分子云复合体。方法.我们通过一维尘埃辐射转移计算分析了可用的连续辐射（地图和SED）。我们运行了大量的模型网格，以找到最适合数据的包络模型。导出的粉尘密度和温度分布，然后被用来计算气体温度分布，相等的气体冷却和加热方面的信封。最后，我们计算了各种可能的水丰度值的水线谱。结果FIR 4的光度被重新评估为1000 Lo，使FIR 4成为一颗中等质量的原恒星。FIR4周围的包络具有相对较浅的密度幂律指数，约为0.6。最令人惊讶的结果是，气体和尘埃在包层内部热解耦，尘埃冰在100 K升华。这对线路数据的解释有重要影响。我们提供了水的光谱的预测，并详细讨论了线，这将被观察到的赫歇尔空间天文台。
2009-08-12 astro-ph.SR
History of the solar-type protostar IRAS16293-2422 as told by the cyanopolyynes
氰基多炔是碳原子的链，在每一侧上具有氢原子和CN基团。它们几乎在ISM的任何地方都能被探测到，彗星也是如此。在过去，它们被用来限制一些分子云的年龄，因为它们的丰度被预测为时间的强函数。本文利用TIMASSS IRAM-30 m观测数据对太阳型原恒星IRAS 16293 -2422中的氰基多炔分布进行了广泛的研究。目标是：（一）获得一个普查的氰基多炔在这个来源和他们的同位素;（二）得出他们的丰度如何变化的原恒星信封;和（三）获得IRAS 16293 -2422的历史上的限制。我们检测到几条线HC 3 N和HC 5 N，并报告DC 3 N的第一次检测，在太阳型原恒星。我们发现，在IRAS 16293 -2422的外部冷包层中，HC 3 N丰度大致恒定（~ 1.3 × 10 ^（-11）），在Tdust> 80 K的内部区域中，HC 3 N丰度增加约100倍。HC 5 N在外壳中的丰度与HC 3 N相似，而在内部区域中的丰度低约10倍。在内部区域得到的HC 3 N丰度，以及增加发生的地方，也对尘埃升温到80 K所需的时间提供了强有力的限制，这必须短于~10^3- 10^4年。最后，外包层中的氰乙炔氘化约为50%，而在温暖的内部区域中<5$ %。相对较低的氘化在温暖的地区表明，我们正在目睹的化石的HC 3 N丰富地形成在稀薄阶段的前崩溃，然后冻结到粮食地幔在稍后的阶段。对IRAS 1629…
2016-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking the ice mantle history in the Solar-type Protostars of NGC 1333 IRAS 4
为了了解在系外行星系统中观察到的多样性的起源，描述其形成的早期阶段至关重要，以太阳型原恒星为代表。这些天体的气体化学成分很可能直接取决于坍缩前形成的尘埃颗粒地幔的成分。直接反演冰幔的组成是具有挑战性的，但它可以通过观察主要成分，如厘米波长的NH3和CH3OH，一旦它们在温暖的原恒星阶段释放到气相中，间接完成。我们用24 - 26 GHz的VLA干涉仪在高角分辨率（1 ";~300 au）下观测到NGC1333中三颗0类原恒星（IRAS 4A1，IRAS 4A2和IRAS 4B）的CH_3OH和NH_3谱线。使用非LTE LVG分析，我们在三颗原恒星中得出了类似的NH3/CH3OH丰度比（IRAS 4A1，4A2和4B分别为<0.5，0.015 - 0.5和0.003 - 0.3）。因此，我们推断它们是由具有相似物理条件的塌缩前物质产生的。将观测到的丰度比与天体化学模型预测进行比较，我们将地幔形成时的尘埃温度限制在~17 K，这与南部NGC 1333扩散云的平均温度一致。我们认为，一个残酷的事件开始崩溃，最终形成IRAS 4A1，4A2和4B，因此，没有经历通常的星前核心阶段。这一事件可能是一个泡沫与NGC 1333南部的冲突，这在以前的文献中已经被唤起。
2022-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
The cold and warm physico-chemical structure of embedded protostars
低质量原恒星的物理演化是相对完善的，然而，有许多关于原恒星的化学结构的问题。在恒星形成的早期嵌入阶段产生的化学指纹可能会传递到恒星、行星和彗星形成的后期阶段。影响化学指纹的因素是值得研究的，并确定化学结构是从母云继承的还是恒星形成过程中物理过程的产物。这里简要介绍了追踪嵌入原恒星冷和热延伸结构的分子的观察和建模结果。研究了位于蛇夫座$ρ$的两个多原恒星系统IRAS 16293-2422和VLA 1623-2417。我们发现，原恒星的物理结构，即盘状结构、外流腔和不同的光度，是决定这些原恒星化学结构的重要因素。
2017-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST and Spitzer/IRAC Imaging of the Ultra Compact H II Region W3(OH) and Associated Protostars in W3
本文介绍了SOFIA上的FORCAST仪器和Spitzer/IRAC对超致密H Ⅱ区W3（OH）的红外观测结果。我们贡献新的波长数据的光谱能量分布，这限制了光学深度，粒度分布，和周围的H II区域的尘埃壳的温度梯度。我们将尘埃组分模拟为一个球壳，包含一个半径约600 AU的内腔，由一颗O 9型中心恒星照射，温度约31，000 K。该系统的总光度为71，000 L_solar。在SED中观察到的2.2 - 4.5微米的过量发射可以通过我们观察到壳结构中的空腔开口或团块来解释，由此来自壳的温暖内部的辐射可以逃逸。我们声称检测附近的水脉泽源W3（H2O）在31.4和37.1微米使用束反卷积的FORCAST图像。我们将这个物体的通量密度限制在19.7 - 37.1微米。此外，我们提出了四个年轻的恒星和原恒星物体在SOFIA领域，大概与W3分子云的原位观测。来自Robitaille等人的模型SED拟合工具的结果。（2006，2007）提出两个天体（2 MASS J 02270352 +6152357和2 MASS J 02270824 +6152281）是中等光度的（~ 236 - 432 L_太阳）原恒星;一个天体（2 MASS J 02270887 +6152344）要么是一颗高质量的原恒星，光度3000 L_solar，要么是一颗质量较小的年轻恒星，有一个巨大的星周盘，但外壳耗尽;一个…
2012-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution mid-IR spectroscopy of SVS 13-A with EXES/SOFIA: The surprisingly high CH$_3$OH/H$_2$O ratio in the planet-forming zone of a solar mass protostar
Space Science Institute（空间科学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；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、行星与地球物理研究所）；Space Science and Astrobiology Division, NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心空间科学与天体生物学部门）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Universitat Autònoma de Barcelona（巴塞罗那自治大学）；University of Turin（都灵大学）
研究通过高分辨率中红外光谱观测SVS 13-A原恒星，发现行星形成区中CH3OH/H2O比值显著高于典型星际冰层比值，揭示了冰层亚limous和冰-气转化过程。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
First Science Observations with SOFIA/FORCAST: Properties of Intermediate-Luminosity Protostars and Circumstellar Disks in OMC-2
我们检查八个年轻的恒星对象在OMC-2恒星形成区域的基础上，从SOFIA/FORCAST早期科学阶段，斯皮策太空望远镜，赫歇尔空间天文台，2MASS，APEX，和其他文献中的结果的观测。我们展示了这些物体从近红外到毫米波长的光谱能量分布，并将SED与原恒星和星周盘的片坍缩模型的SED进行了比较。其中四个天体可以被模拟为具有下落包层的原恒星，两个是被圆盘包围的年轻恒星，剩下的两个天体具有双峰SED。我们的双峰源作为二进制包含一个年轻的恒星与磁盘和原恒星模型。在0.15 x 0.25 pc区域内的密集组中发现了六个最明亮的光源;这些光源的亮度范围从300 L_sun到20 L_sun。嵌入最深的源（OMC-2 FIR 4）可以用0级原恒星模型拟合，该模型的光度约为50 L太阳，质量下降速率约为每年10 ^-4太阳质量。
2012-02-20 astro-ph.SR
Glycolaldehyde in Perseus young solar analogs
目的：在本文中，我们专注于发生乙醇醛（HCOCH 2 OH）在年轻的太阳类似物进行第一次均匀和公正的研究，这个分子在附近的英仙座恒星形成区域的0类原恒星。研究方法：在CALYPSO IRAM大型程序的框架下，我们使用IRAM Plateau de Bure（PdB）干涉仪获得了1.3 mm和1.4 mm处乙醇醛发射线的亚弧秒角分辨率图。结果如下：在英仙座的13个连续源中，有3个0类和1类原恒星被检测到乙醇醛：NGC 1333-IRAS 2A 1，NGC 1333-IRAS 4A 2，NGC 1333-IRAS 4 B1和SVS 13-A。NGC 1333恒星形成区看起来特别富含乙醇醛，出现率高达60%。乙醇醛的空间分布重叠的连续一个，跟踪内部100 AU周围的原恒星。大量的线（多达18），与上层能量Eu从37 K到375 K已被检测到。我们得出了柱密度> 10^15 cm^-2，旋转温度Trot在115 K到236 K之间，这是第一次对NGC 1333-IRAS 4 B1和SVS 13-A周围的热科里醇进行成像。结论：在多个系统中，仅在一个组分中检测到乙醇醛发射。SVS 13-A+B和IRAS 4-A1+A2系统的情况支持乙醇醛的检测（至少在目前的英仙座样本中）表明较老的原恒星（即SVS 13-A和IRAS 4-A2），演化到足以发展热科里诺区域（即内部100 au中的100 K）…
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated methanol on Solar System scale around the HH212 protostar
背景：甲醇被认为主要是在星前阶段形成的，它的氘代形式保留了那个时期的条件记忆。由于ALMA提供的高角分辨率和灵敏度的独特组合，我们希望测量0级原恒星周围行星形成区域的甲醇氘代，并了解其起源。目标：我们绘制了猎户座B中HH 212系统内部区域（$\sim$ 100 au）的$^{13}$ CH $_3$ OH和CH $_2$ DOH分布图。为此，我们在波段7中使用ALMA周期1和周期4观测，角分辨率低至$\sim$ 0.15 $"$。结果如下：我们探测到6条$^{13}$ CH $_3$ OH谱线和13条CH $_2$ DOH谱线，其上能级能量可达438 K（温度单位）。我们推导出的旋转温度为（171 $\pm$ 52）K和柱密度分别为7 $\times$ 10 $^{16}$ cm $^{-2}$（$^{13}$ CH $_3$ OH）和1 $\times$ 10 $^{17}$ cm $^{-2}$（CH $_2$ DOH）。因此，D/H比为（2.4 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-2}$，这个数值比先前使用单碟望远镜对英仙座原恒星测量的数值低了一个数量级。我们的研究结果与猎户座B的尘埃温度高于英仙座云的尘埃温度是一致的。发射是跟踪旋转结构延伸到45 AU从喷流轴和拉长90 AU沿喷流轴。到目前为止，所观察到的发射的起源似乎与吸积盘有关。然而，只有更高的空间分…
2017-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules in low-mass protostars on solar system scales -- I. Oxygen-bearing species
复杂的有机分子（COMs）被认为是在恒星形成的最早阶段形成于冰冷的尘埃颗粒上。这些COM从最年轻的0/I类原恒星阶段向更进化的II类阶段的演变仍然没有完全了解。由于行星形成似乎很早就开始了，成熟的盘对于特征COM发射线来说太冷了，因此在0/I级阶段研究太阳系尺度上的COM清单是相关的。ALMA波段3（3毫米）和波段6（1毫米）的观测获得了七个0级原恒星的英仙座和巨蛇座恒星形成区。通过用“LTE”模型模拟原恒星内部区域，确定了几个含氧COM的激发温度和柱密度。B1-c、B1-bS和Serpens S68 N显示COM发射，即七个源中的三个。没有明确的相关性似乎存在之间的发生COM和源光度。对于三个富含COM的来源，以及IRAS 16293- 2422 B和HH 212，几种COM相对于CH 3OH的丰度非常相似。对于其他COM的丰度差异高达一个数量级，表明当地的源条件的情况下确定。B1-c包含COM发射的冷（$T_{ex}\approx60$ K）、更扩展的分量，其柱密度通常为暖/热（$T_{ex}\sim 200$ K）、中心分量的几个%。基于CH 2DOH/CH 3OH比率推导出1- 3%的D/H比率，表明甲醇形成期间的温度为$\sim$ 15 K。这个比例与其他低质量原恒星一致。未来的中红外设施，如JWST/MIRI，将是直接观测彗星冰的必要条件。将其与更大的富含COM的源样本…
2020-05-14 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
Probing the Physical and Chemical Characteristics of an Extremely Early Class 0 Protostar in G204.4-11.3A2-NE
Kang Chiao International School（康桥国际学校）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究机构）；Kyushu University（九州大学）
本研究利用ALMA 6波段观测猎户座B方向的小质量分子云核G204NE，发现其内部极早阶段0级原恒星的致密结构、化学分层、旋转下落包层及偏转的准直外流与高速喷流，为早期恒星形成研究提供了观测约束。
2025-10-30 astro-ph.SR
Spin-down of solar-mass protostars in magnetospheric accretion paradigm
针对原恒星减旋机制难题，基于三维磁流体动力学模拟和恒星演化计算，提出由旋转磁层驱动的锥形盘风通过降低吸积扭矩实现恒星减旋的新图景。
2024-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric observations of warm deuterated methanol in the inner regions of low-mass protostars
甲醇是天体化学中的关键物种，因为它是ISM中最丰富的有机分子，并且被认为是许多复杂有机物种的母体分子。估算年轻原恒星周围甲醇的氘代是至关重要的，因为它高度依赖于它的形成机制和形成时的物理条件。我们分析了来自IRAM-PdBI和ALMA亚毫米干涉仪的各种现有观测数据集的氘代甲醇同位素的数十种转变，以估计太阳系尺度上三颗低质量原恒星周围的甲醇氘代。布居图分析使我们能够得出在温暖的原恒星内部区域，[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH]丰度比为3- 6%，[CH $_3$ OD]/[CH $_3$ OH]比为0.4- 1.6%。这些值比以前对这些来源的单碟观测所得的值低10倍，但比在大规模热核中测量的甲醇氘高10-100倍。从赫歇尔和普朗克观测得到的尘埃温度图表明，大质量的热核位于比低质量源更温暖的分子云中，温度差为$\sim$ 10 K。与气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE的预测比较表明，这样的温差足以解释在低质量到高质量源中观察到的不同氘代，这表明原恒星起源处分子云的物理条件主要决定了目前观察到的甲醇氘代。在这项工作中测得的甲醇氘比海尔-波普彗星中估计的甲醇氘上限高出5倍，这意味着在太阳系形成期间，太阳星云中可能发生了重要的有机物质再处理。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical and Physical Picture of IRAS 16293-2422 Source B at a Sub-arcsecond Scale Studied with ALMA
利用ALMA分析了低质量原恒星IRAS 16293- 2422 Source B亚角秒分辨率下观测到的OCS、H $_2$ CS、CH $_3$ OH和HCOOCH $_3$数据。在它们的分布中可以看到一个明显的化学差异; OCS和H $_2$ CS延伸有轻微的旋转信号，而CH $_3$ OH和HCOOCH $_3$集中在原恒星附近。在原恒星附近的这种化学变化与伴星（源A）的情况相似。扩展的分量解释的下降旋转包络模型与近正面的配置。下降旋转包层的离心障碍半径粗略估计为（$30-50$）au。观测到的谱线显示出与天鹅座P-Cygni相反的轮廓，表明在距原恒星几十天文单位的范围内存在着下沉运动。从SiO分布可以推断出流出叶的几何形状接近极点，因此，沿原恒星的视线方向，下降和流出运动应该共存。这意味着下落的气体位于原恒星附近，并且流出物的当前发射点与原恒星有偏移。这种配置的可能机制进行了讨论。
2018-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular environment of the solar-type protostar IRAS 16293-2422
本研究利用APEX望远镜的LAsMA阵列观测了太阳型原恒星IRAS 16293-2422及其前恒星核的分子环境，识别出36种分子的144条跃迁线，揭示了复杂的外流相互作用、温度密度分布及化学差异。
2022-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of a high-mass protostar in NGC 7538S
我们目前的高角分辨率连续观测的大质量的原恒星NGC 7538 S与BIMA和CARMA在3和1.4毫米，VLA观测在1.3，2，3.5和6厘米，和档案IRAC观测斯皮策空间天文台，它检测到的恒星在4.5，5.8和8 $μ$ m。这颗恒星在中红外线下看起来相当不起眼，IRAC源与VLA自由-自由辐射、OH、CH $_3$ OH、H $_2$ O脉泽以及尘埃连续谱的位置非常一致，这证实了它是NGC 7538 S核心中最明亮的天体。毫米波段的连续辐射主要来自原恒星周围稠密的冷云核心的尘埃辐射。包括所有阵列配置，发射由尺寸为~ 8”x 3”的椭圆源主导。如果我们过滤掉扩展发射，我们发现椭圆核内有三个紧凑的mm源。最强的一个，$S_A$，与VLA/IRAC源一致，并在1.4 mm处分解为双源，其中我们具有亚弧秒分辨率。测得的光谱指数，$α$，在3和1.4毫米之间是~ 2.3，在较长的波长更陡，这表明一个低的尘埃发射率或尘埃是光学厚。我们认为，这些吸积盘中的尘埃是光学厚，并估计质量的吸积盘或下降信封周围S $_A$为~ 60太阳质量。
2012-01-04 astro-ph.SR
The Class 0 Protostar BHR71: Herschel Observations and Dust Continuum Models
我们使用赫歇尔分光光度法的BHR 71，嵌入式0类原恒星，提供新的限制其物理性质。我们在所有空间像素中检测到645条（非唯一）谱线。至少有61条不同的谱线源自中心区域。CO转动图分析显示了四个激发温度分量，43 K，197 K，397 K和1057 K。低JCO线跟踪流出，而高JCO线集中在红外源上。H2O的低激发发射线跟踪大尺度外流，而高激发发射线跟踪小尺度分布在赤道平面周围。我们使用尘埃辐射转移的代码，ESTA模型的信封结构，包括旋转崩溃，外部静态信封，外流腔，和磁盘。旋转坍缩包络的演化可以受到远红外/毫米SED以及方位平均径向强度分布的约束，并且流出腔的结构在较短波长处起着关键作用。在20-40 μ m处的发射需要具有恒定密度内部区域和幂律密度外部区域的腔。最佳拟合模型的包络质量为19太阳质量，半径为0.315 pc，中心光度为18.8太阳光度。坍缩开始的时间是24630-44000年，最有可能在36000年左右。包层中相应的质量下降率（每年1.2 × 10 $^{-5}$太阳质量）与恒星质量吸积率相当，而从CO流出量估计的质量损失率为恒星质量吸积率的20%。我们没有发现幕式吸积的证据。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the physical structure of the inner few 100 AU scales of deeply embedded low-mass protostars
（节略）在小于300天文单位的尺度上，深埋低质量原恒星（0级）的物理结构仍然没有得到很好的限制。确定这一点对于理解从核心到磁盘的物理和化学演变至关重要。在这项研究中，两个模型的发射，高斯磁盘强度分布和参数化的幂律磁盘模型，适合亚弧秒分辨率干涉连续观测的5个0级源，包括一个源与确认开普勒磁盘。作为参考，一个球对称的单一幂律包络线拟合到较大尺度（$\sim$ 1000 AU）的排放，并进一步研究了较小尺度上的源之一。薄盘模型可以近似的发射和物理结构，在内部的几个100 AU尺度的研究深嵌入的低质量原恒星，并铺平了道路，分析一个更大的样本ALMA。虽然盘半径同意与以前的估计，质量是不同的一些来源的研究。假设一个典型的温度分布，在100 K以上的磁盘中的质量的分数在7%至30%之间变化。需要运动学数据来确定开普勒圆盘的存在。使用以前的观测p-H $_2^{18}$ O，我们估计的相对气相水丰度大约比以前推断的高一个数量级时，温暖和寒冷的H $_2$作为参考。球对称单次幂律包络模型不能同时再现小尺度和大尺度辐射。
2016-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of water deuteration: A physical diagnostic of the formation of protostars
水的氘分馏可以作为恒星形成期间水的化学和物理演化的示踪剂，并可以限制太阳系天体中水的起源。我们确定HDO/H $_2$ O比率在内部温暖的气体朝向三个低质量的0类原恒星被选择为在孤立的核心，即，与任何云复合体无关。以前的来源，其中HDO/H $_2$ O的比例已经建立了所有的一部分，更大的恒星形成复合体。以这些孤立的原恒星为目标，可以比较孤立和聚集区域的水化学，以确定当地云环境的影响。我们给出了225.897 GHz和241.562 GHz的HDO $3_{1,2}$ - $2_{2,1}$和$2_{1,1}$ - $2_{1,2}$跃迁以及203.407 GHz的H $_2^{18}$ O $3_{1,3}$ - $2_{2,0}$跃迁的ALMA观测结果。高角分辨率（0 \farcs 3-1 \farcs 3）允许研究内部温暖的包络气体。HDO/H $_2$ O比率的模型独立的估计获得，并与以前的确定在温暖的气体向低质量的原恒星。我们检测到目标水向S/N > 5的三个源的转换。我们确定L483、B335和BHR 71-IRS 1的HDO/H $_2$ O比率分别为（$2.2\pm0.4$）$\times 10^{-3}$、（$1.7\pm0.3$）$\times 10^{-3}$和（$1.8\pm0.4$）$\times 10^{-3}$，假设$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 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
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
Deep observations of O2 toward a low-mass protostar with Herschel-HIFI
根据传统的气相化学模型，分子云中应该有大量的O2，但直到最近，地面和空间观测站探测星际O2谱线发射的尝试都失败了。在用Herschel对猎户座和rho Oph A分子云中低丰度的O2进行多线探测之后，重要的是要研究其他环境，我们在这里量化了太阳质量原恒星附近的O2丰度。利用Herschel空间天文台的HIFI仪器，在487 GHz对一颗深埋的低质量0类原恒星NGC 1333-IRAS 4A进行了O2观测。化学相关的NO和CO分子的补充数据，以及获得。使用辐射转移模型对高光谱分辨率数据进行分析，以推断柱密度和丰度，并直接对完整的气体-颗粒化学模型进行测试。深层HIFI光谱未能显示出致密原恒星包层速度下的O2，这意味着O2/H2的最低丰度上限之一是<6 × 10 ^-9（3 sigma）。然而，在NGC 1333周围的分子云速度上，可以看到O2的试探性（4.5 sigma）检测，相对于原恒星移动了1 km/s。对于原恒星包层，纯气相模型和气体颗粒化学模型需要一个很长的坍缩前阶段（约0.7-1x10^6年），在此期间，原子和分子氧被冻结在尘埃颗粒上并完全转化为H2O，以避免在致密的包层中产生过量的O2。同样的模型也再现了化学相关的NO分子的极限。在周围的云的O2的试探性检测是一致的低密度PDR模型与反应速率的小变化。在低质量原恒星周围的坍缩包层中，氧的丰度很低，这表明进入原行星盘的气体和…
2013-07-30 astro-ph.SR
Complex organic molecules in low-mass protostars on Solar System scales -- II. Nitrogen-bearing species
行星的化学成分由恒星形成早期阶段的物理和化学过程决定。目的是用ALMA在毫米波长下研究两个0类原恒星（B1-c和S68 N）的含氮复杂有机分子。接下来，将检测到的含N物质的结果与相同和其他来源的含O物质的结果进行比较。以$\sim$ 0.5”分辨率研究波段6（$\sim$ 1 mm）和波段5（$\sim$ 2 mm）的ALMA观测，并以$\sim$ 2.5”波束中的波段3（$\sim$ 3 mm）数据进行补充。NH 2CHO、C2 H5 CN、HNCO、HN 13 CO、DNCO、CH 3CN、CH 2DCN和CHD 2CN被鉴定为所调查的来源。这两种来源相对于CH 3OH和HNCO的丰度相似，柱密度通常比含O物质低一个数量级。最大的变化，一个数量级，被认为是NH 2CHO丰度比相对于HNCO和CH 3OH和不相关的原恒星光度。此外，在不确定性内，含N物质与含O物质具有相似的激发温度（$\sim$ 100 $\sim$ 300 K）。大多数HNCO丰度的相似性，包括CH 2DCN和CHD 2CN，暗示了一个共同的化学历史，特别是在恒星形成之前寒冷地区的高D/H比。然而，丰度的一些变化可能反映了化学对当地条件的敏感性，如温度（例如NH 2CHO），而其他变化可能是由于分子的发射区域差异与其在冰中的不同结合能有关。这里讨论的两个来源增加了对太阳系尺度进行如此详细化学分析的少数来源。未来…
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the effects of external irradiation on low-mass protostars through unbiased line surveys
（节略）背景：嵌入的低质量原恒星周围的分子气体包层显示出不同的化学性质，这可以用来追踪它们的形成历史和物理条件。一些分子种类的激发也可以用于追踪这些物理条件，使得可以限制例如加热和激发的源。目的：研究中等质量赫比格Be原恒星的影响范围，并发现环境对嵌入原恒星的化学和物理影响反馈效应。研究方法：我们跟进早期的0/I类源R CrA IRS 7 B在0.8毫米窗口的线调查与无偏线调查相同的源在1.3毫米窗口使用APEX望远镜。我们还研究了激发的关键物种H2 CO，CH 3OH，和c-C3 H2在一个完整的样本中的18个嵌入式原恒星在南冕恒星形成区域。辐射转移模型用于建立分子种类的丰度。结果：在两次调查中，我们检测到20种分子（包括同位素体在内的32种）的线发射。检测到的最复杂的物质是CH 3OH、CH 3CCH、CH 3CHO和CH 3CN。与“热科里诺”原恒星相比，几种复杂的有机物的丰度明显不足。H2 CO的温度随着到赫比格Be星R CrA的距离而降低，而c-C3 H2的温度在整个恒星形成区保持不变。结论：在靠近R CrA的天体上观察到的H2 CO高温表明，这颗恒星有一个10000 AU的影响范围，它通过辐射将分子气体的温度提高到30-50 K。IRS 7 B包层中的化学成分与许多其他嵌入的原恒星明显不同，这可能是来自R CrA的外部辐射的影响。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded protostellar disks around (sub-)solar protostars. I. Disk structure and evolution
本文对不同质量（M_cl=0.2- 1.7 M_sun）和旋引力比（β=0.0028- 0.023）的云核的引力坍缩形成的嵌入原恒星盘进行了比较数值流体力学研究。Mcl和β的增加导致原恒星盘的形成，这些盘更容易受到引力不稳定性的影响。在大多数模型中都会发生圆盘碎裂，但其影响通常仅限于非常早期的阶段，碎片在数十个轨道周期内被分散或驱动到正在形成的恒星上。只有具有足够高的M_cl或β的云核才可能最终形成低质量比的宽分离双星/多星系统和褐矮星或亚太阳质量伴星。这样的系统最终可能会分裂，产生流氓褐矮星，这是可行的。由更大质量（但相等β）的云核形成的{ \it equal}年龄的原恒星盘通常密度更大、温度更高、体积更大、质量更大。另一方面，由高β（但M_cl相等）的云核形成的原恒星盘通常更薄、更冷，但更大、更重。在所有模型中，辐射温度和中平面温度\triangle T之间的差异很小，除了年轻盘的最内部区域、致密碎片和盘的外边缘，其中\triangle T为负，并且可能达到两倍甚至更多。引力不稳定的嵌入盘表现出径向脉动，其振幅沿M_cl和β增加的直线增加，但随着包络线的清除而趋于减小。我们发现，具有盘星质量比为1阶的单星只能由高β云核形成，但这样的大质量盘是不稳定的，很快就会分裂成双星/多星系统。
2010-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling snowline locations in protostars: The impact of the structure of protostellar cloud cores
摘要背景：在恒星和星盘形成过程中的雪线对原恒星演化过程中的一系列影响负有责任，例如设置包层和星盘的化学成分。这反过来又通过改变固体的元素组成和影响尘埃颗粒的碰撞性质和结果来影响行星的形成。雪线还可以揭示吸积爆发，提供对恒星形成过程的洞察。研究方法：一个数值化学网络加上网格的圆柱对称的物理模型被用来确定哪些物理参数改变CO和H $_2$ O雪线的位置。所研究的参数是初始分子丰度，CO和H $_2$ O的结合能，加热源，云核密度，外流腔张开角，和磁盘的几何形状。模拟分子线发射图被用来量化雪线位置与每个参数的变化。结论：在这项工作中提出的模型表明，CO和H $_2$ O雪线的位置不发生在一个单一的，定义明确的温度是通常假设的。相反，雪线的位置取决于光度，云核密度，以及是否存在圆盘。雪线倾角和空间分辨率影响雪线位置的可观测性和成功测量。我们注意到，N $_2$ H $^+$和HCO $^+$的排放作为CO和H $_2$ O雪线位置的良好的观测示踪剂。然而，限制是否存在磁盘，观察额外的分子示踪剂，并估计包络密度将有助于准确地确定所观察到的雪线位置的原因。图的N $_2$ H $^+$和HCO $^+$峰值发射半径与光度进行比较的模型与观测的深埋的原恒星旨在测量CO和H $_2$ O雪线的位置。
2022-06-09 astro-ph.SR
Estimating the Luminosities of Protostars with Limited Infrared Photometry
Middlebury College（米德尔伯里学院）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学，射电天文与天体物理研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；University of Vienna（维也纳大学）；State University of New York at Fredonia（纽约州立大学弗雷多尼亚分校）
本文研究了如何利用有限的近红外光度学数据估计原恒星的光度，发现70微米波长的光度与原恒星光度存在紧密相关性，但需考虑不确定性因素。
2026-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of nitrogen isotope fractionation in deeply embedded protostars
类地行星、彗星和陨石与太阳和木星相比，15 N含量显著富集。虽然太阳和木星的氮同位素比率被认为代表了原太阳星云的组成，但一个尚未确定的过程导致了固体中的15 N富集。已经提出了几种机制来解释这些变化，包括化学分馏。然而，限制分馏模型的观测结果很少。虽然有证据表明星前核中的15 N富集，但尚不清楚该特征如何演变成原恒星阶段。我们的目标是测量附近三颗嵌入式中低质量原恒星周围的14 N/15 N比值。HCN和HNC的同位素体用于探测14 N/15 N比率。用APEX望远镜观测到H13 CN、HC 15 N、HN 13 C和H15 NC跃迁。假设标准12 C/13 C比率，从积分强度导出14 N/15 N比率。利用辐射转移模型和超精细结构拟合验证了光学薄发射的假设。两个来源，IRAS 16293 A和R CrA IRS 7 B，显示15 N-富集的因素约1.5-2.5在HCN和HNC相对于太阳的组成。对于第三个来源，OMC-3 MMS 6，不能排除太阳成分。此外，有迹象表明，随着外壳温度的增加，14 N/15 N比值有增加的趋势。在两个0类源中发现的HCN和HNC中15 N丰度的增加（14 N/15 N为160-290）以及14 N/15 N比值随温度变化的趋势与化学分馏情景一致，但来自额外示踪剂的14 N/15 N比值对于检验模型是不可或缺的。空间分辨观测需要区分化学分馏和同位素选择性光…
2014-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical nature of Orion protostars: Are ORANGES different from PEACHES? ORANGES II
了解我们太阳的化学过去以及生命是如何在地球上出现的并不是一件容易的事。我们可以采取的最佳策略是研究位于与太阳诞生环境相似的环境中的新生恒星，并评估它们的化学成分。特别是，热可里诺是主要目标，因为最近的研究表明，星际复杂有机分子（iCOM）丰度之间的相关性，从热可里诺和彗星。ORion ALMA New Generation Survey（ORANGES）旨在评估与太阳诞生环境最接近和最好的类似物OMC-2/3灯丝中的热科里诺斯数量。在这种情况下，我们研究了19个太阳质量的原恒星的化学性质，发现我们的样品源中有26%显示出热的甲醇排放，表明热的corino。在英仙座低质量恒星形成区，PERSEUS ALMA CHEMICAL SURVEY（PEACHES）探测到了$\sim 60$ \%的热Corino，与之相比，后者在OMC-2/3灯丝中似乎相对稀少。虽然这表明猎户座和英仙座中原恒星的化学性质是不同的，但需要改进统计数据以巩固这一结果。如果这两个区域确实不同，这将表明环境可能在塑造原恒星的化学成分方面发挥作用。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: The sulphur connection between protostars and comets: IRAS 16293-2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
通过比较类似的低质量原恒星和我们的原太阳星云-彗星的残余物，我们可以拼凑出太阳系的进化历史。含硫分子可能是挥发性和难熔性组分共同演化的独特示踪剂。利用大规模无偏原恒星干涉谱线巡天（PILS）的ALMA波段7数据，对IRAS 16293-2422 B的60 au外盘状结构中的含硫分子进行了搜索，并与Rosetta上ROSINA仪器的67 P/C-G数据进行了比较。SO $_{2}$、SO、OCS、CS、H $_{2}$ CS、H $_{2}$ S和CH $_{3}$ SH等物质通过其至少一种针对IRAS 16293-2422 B的同位素体检测。搜索揭示了OC $^{33}$ S对这个源的第一次检测和C $^{36}$ S对低质量原恒星的试探性第一次检测。数据显示，与67 P/C-G相比，IRAS 16293-2422 B含有比H $_{2}$ S多得多的OCS;同时，SO/SO $_{2}$比率在两个靶标之间非常一致。IRAS 16293-2422 B的CH $_{3}$ SH/H $_{2}$ CS比值在我们太阳系的范围内（相差0.7-5.3倍）。这表明，在系统的初始崩溃的紫外线辐射水平可能有所不同，并可能更高的IRAS 16293-2422 B由于其二进制的性质，从而将更多的H $_{2}$ S转化为OCS。这是否也促进了含硫复杂有机物的形成，仍有待最终检验。IRAS 16293…
2018-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Strong irradiation of protostellar cores in Corona Australis
物理环境在新形成的低质量恒星演化中的重要性仍然是一个悬而未决的问题。特别是，来自附近更大质量恒星的辐射可能会影响这些年轻恒星的物理和化学结构。目的：约束一组低质量原恒星的物理特性，在南冕附近的年轻的发光赫比格Be星R CrA。研究方法：本文给出了SMA和APEX对RCrA附近低质量恒星形成区IRS 7的分子谱线和连续谱发射的毫米波图。图中显示了7种（H_2CO、CH_3OH、HC_3N、c-C_3 H_2、HCN、CN和SiO）的18条谱线在3 ~ 60 ″（400-8000 AU）尺度上的分布。使用一组H2 CO线，我们估计的温度和柱密度在该地区使用LTE和非LTE方法。结果进行了比较与1-D辐射转移建模的原恒星的核心。这些模型限制了中心源、包络和环境的哪些特性可以引起观测到的谱线和连续谱发射。结果如下：大部分的H2 CO排放从该地区出现从两个细长的狭窄的脊占主导地位的发射拿起干涉仪和单碟测量。从H2 CO谱线推断出的温度不低于~30 K，更可能是50-60 K，谱线发射峰与嵌入的原恒星位置偏移约2500 AU。这些温度不能用年轻恒星本身的加热来解释。然而，附近赫比格Be星R CrA的辐射可以解释高温。升高的温度反过来又会影响原恒星的物理和化学特性，并导致在该地区嵌入原恒星的单碟线调查中看到的光子主导区域的典型示踪剂丰度增加。
2012-09-24 astro-ph.SR
The YSO Population in the Vela-D Molecular Cloud
研究了船帆座分子岭星云D（Vela Molecular Ridge，Cloud-D，VMR-D）中的年轻恒星星族。船帆座分子岭星云D是一个由斯皮策/NASA和赫歇尔/ESA空间望远镜观测到的恒星形成区。点源，带合并，斯皮策IRAC目录补充MIPS测光先前获得的是用来搜索候选年轻恒星对象（YSO），也包括源检测到的IRAC波段小于4。通过使用适当的颜色-颜色和颜色-星等标准选择真正的YSO，旨在排除银河系和河外污染物。导出的恒星形成率和效率进行比较，与相同的数量表征其他SF云。额外的光度数据，从近红外到亚毫米，被用来评估位于斯皮策和赫歇尔观测到的云的区域中的33个YSO的热光度和温度。光度-温度图表明，其中一些来源是代表0类物体的热测量温度低于70 K和太阳光度的顺序光度。从Herschel/Hi-GAL的银河系平面调查的关键项目的远红外观测也被用来获得一个带合并的测光目录的Herschel源，旨在独立地寻找原恒星。我们发现122个赫歇尔核心位于分子云，其中30个是原恒星和92无星。通过合并斯皮策和赫歇尔原恒星，得到了原恒星的整体光度函数。考虑到斯皮策和赫歇尔名单中发现了10颗原恒星，因此在研究区域中我们发现了53颗原恒星，斯皮策选择的原恒星约占总数的三分之二。
2014-11-11 astro-ph.SR
Molecule sublimation as a tracer of protostellar accretion: Evidence for accretion bursts from high angular resolution C18O images
嵌入的原恒星的吸积历史是描述其物理和化学演化的一个组成部分。特别是，吸积率是从早期到后期平稳下降，还是实际上具有间歇性爆发等变化的特征？我们的目标是表征可能的吸积变化的嵌入式原恒星的样品中的影响，通过测量其信封的内部区域的大小，CO升华，并与他们的温度分布由他们目前的光度。利用亚毫米阵列的观测，我们测量了C18 O同位素向16颗深埋的原恒星发射的程度。我们将这些测量结果与通过尘埃和线辐射转移计算给出的源当前光度的预测排放程度进行比较。16个来源中有8个显示出比模型预测的更长的C18 O排放。模型显示，这些特征的可能罪魁祸首是升华，这是由于在最近的1万年里，这些来源的亮度增加了大约5倍或更多-这是CO再次冻结在尘埃颗粒上所需的时间。对于其中四个来源，增长率必须达到10倍或以上。在样品的另一半看到的致密发射表明，C18 O只有在温度超过30 K时才会升华-正如人们所预期的那样，如果CO与H2O混合在颗粒冰帽中。这项调查的少量统计数据表明，原恒星大约每20，000年经历一次重大的爆发。这也说明了重要的物理演化历史考虑到嵌入的原恒星的化学结构的描述。
2015-04-12 astro-ph.SR
Distribution of Serpens South protostars revealed with ALMA
目标：我们研究了年轻的低质量恒星形成区域巨蛇座南部的恒星前和原恒星候选者的质量和空间分布，已知活跃的恒星形成沿着一个主要的行星结构发生。以前用于研究这些分布的观测受到两个重要观测因素的限制：（1）灵敏度限制，使最低质量的源未被检测到，或（2）分辨率限制，无法区分双星和/或靠近的星团成员。研究方法：最近的毫米波长干涉测量观测现在可以发现微弱和/或紧凑的来源，以研究更完整的原恒星种群，特别是在附近的（$D<500$ pc）集群。在这里，我们提出的ALMA观测1毫米（带6）连续在$3 \times 2$弧分区域的中心巨蛇座南。我们的$\sim1$角秒的角分辨率相当于$\sim400$ au，对应于原恒星源的包层和/或盘的尺度。结果如下：我们检测52个源1毫米的连续，我们测量质量的$0.002 - 0.9$太阳质量对应的气体和尘埃的磁盘和/或信封的原恒星系统。对于深嵌入（最年轻的）源，没有红外对应物，我们发现证据的质量隔离和集群根据：最小生成树方法，分布的独特的源之间的投影分离，和浓度较高的质量源附近的致密气体在集群中心。结论：质量分离的毫米源可能是原始的，而不是动态考虑到这个集群的年轻年龄，与隔离时间。这是第一次在低质量原星团环境中显示毫米源。
2018-04-06 astro-ph.SR
Key Physical Parameters Influencing Fragmentation and Multiplicity in Dense Cores of Orion A
本研究对比猎户座A中碎裂与未碎裂的致密核，发现含双星/多星系统的致密核密度和马赫数更高，湍流与磁场能量比和碎裂无关，表明高密度和超声速湍流是碎裂关键，磁场影响有限。
2025-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of warm and hot gas emission from low-mass protostars: Herschel-HIFI observations of CO J=16-15. I. Line profiles, physical conditions, and H2O abundance
通过对高J CO跃迁的光谱未分辨观测，Herschel-PACS揭示了低质量原恒星周围存在大量温暖（300 K）和热（700 K）分子气体。我们的目标是阐明对原恒星观测到的CO阶梯的激发和起源，以及使用光谱分辨的Herschel-HIFI数据在不同物理成分中的水丰度。本文介绍了用Herschel-HIFI对24个低质量原恒星天体的高激发CO谱线J=16-15的观测结果。光谱分辨的配置文件显示两个不同的速度分量：一个广泛的组成部分，平均FWHM为20公里/秒，和较窄的组成部分，FWHM为5公里/秒，往往是从源速度偏移。通过比较CO J=16-15和10-9的辐射，测得整个剖面的平均转动温度约为300 K。辐射传输分析表明，平均H2O/CO柱密度比约为0.02，表明H2O的总丰度约为2x 10 ^-6。两个不同的速度剖面中观察到的HIFI线配置文件表明，与PACS观察到的CO阶梯由两个激励组件。暖分量（300 K）与宽HIFI分量相关联，并且热分量（700 K）与偏移HIFI分量相关联。前者起源于外流空腔激波或盘风，后者起源于辐射激波。无处不在的温暖和热的CO组件表明，基本机制管理这些组件的激发，我们假设，温暖的组件出现时，H2停止是占主导地位的冷却剂。在这种情况下，热分量出现在冷却分子H2-贫气体之前的H2形成的开始。高光谱分辨率观测高激发CO跃迁独特地揭示了低质量原恒星物体中温暖和…
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Observational View of Structure in Protostellar Systems
本文综述了从近红外到厘米波段观测设施对原恒星包络和盘结构的观测进展，发现几乎所有原恒星均拥有旋转支撑的星周盘，包络呈不对称性，且当前质量分布受选择偏差影响。
2024-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar? II. Observational constraints on gas ionization and magnetic field coupling
在低质量恒星形成过程中，控制磁场与星周气体耦合的非理想磁流体动力学效应在很大程度上取决于当地的物理条件，如气体的电离分数。这项工作的目的是观测表征的电离水平的拱星气体在小的包络半径和调查其关系的效率之间的耦合的恒星形成的气体和磁场在0类原恒星B335。用ALMA方法得到了B335的分子谱线发射图，并利用它测量了包封半径为$\lesssim$ 1000 au的气体的氘化率、电离率和宇宙线电离率。我们发现大部分的电离气体，$χ_{e} \simeq 1-8 \times 10^{-6}$。我们的观测还揭示了一个增强的电离，增加在小的信封半径，达到值高达$ζ_{CR} \simeq 10^{-14}$ ~s $^{-1}$在几百au的中央原恒星对象。我们表明，这种极端的电离率可以归因于在原恒星附近加速的宇宙射线的存在。我们报告的第一个解决的宇宙射线电离率在尺度$\lesssim 1000$ ~au的太阳型0级原恒星的地图，发现非常高的值。我们的观测结果表明，宇宙射线的局部加速，而不是星际银河宇宙射线的穿透，可能是造成内包层气体电离的原因，可能会下降到磁盘形成的规模。如果得到证实，我们的研究结果意味着，原恒星盘的属性也可能是由当地的过程设置之间的气体和磁场的耦合，而不仅仅是由角动量的量在大信封尺度和磁场强度在原恒星的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
