Completing the Protostellar Luminosity Function in Cygnus-X with SOFIA/FORCAST Imaging
我们提出了一个新的SOFIA/FORCAST中红外调查的发光原恒星和拥挤的恒星形成环境中的天鹅座X，最近的百万太阳质量的分子云复杂。我们得到的辐射热光度超过1000个来源在该地区与这些新的数据与现存的斯皮策和UKIDSS测光相结合，63个新的发光的原恒星候选人确定的高质量的SOFIA/FORCAST数据的方式。通过包括FORCAST数据，我们构建原恒星光度函数（PLFs）与改进的完整性在高光度端。PLF由指数为~-0.5的幂律函数很好地描述。基于Herschel温度和气柱密度的测量，我们发现PLFs对局部气体温度没有明显的依赖性，但在高恒星密度或高气柱密度的区域，PLFs在较高的光度下表现出一些过剩。通过与已有吸积模型的比较，湍流核（TC）和竞争吸积（CA）模型与我们的结果一致，而等温球（IS）模型则不受欢迎.这些结果对恒星形成过程的影响进行了讨论。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Knotty protostellar jets as a signature of episodic protostellar accretion?
我们的目标是研究CARMA 7，一个年轻的0级原恒星在巨蛇座南集群，在年轻的原恒星盘的情节吸积之间的因果关系的棘手的喷气结构。我们使用数值流体动力学模拟，推导出原恒星吸积历史的引力不稳定盘周围的太阳质量的原恒星。我们比较了由原恒星上密集团块螺旋运动引起的光度爆发之间的时间间隔Δτ_mod与CARMA 7中节点之间的动力学时间尺度差异Δτ_obs。我们发现，爆发之间的时间间隔有一个双峰分布所造成的孤立和集群的光度爆发。前者的特点是爆发之间有长的静止期，Δτ_mod =几 *（10 ^3 - 10 ^4）yr，而后者则以小的群体出现，爆发之间的时间间隔Δτ_mod=几 *（10- 10 ^2）yr。对于簇状爆发，如果对相对于视线的倾角（尚不清楚）进行一定的修正，我们模型中的Δτ mod分布可以很好地拟合CARMA 7原恒星喷流中的Δτ obs分布。对模型和观测数据集进行的K-S检验表明，倾角为55-80 °的最佳拟合值，其变得更窄（75-80 °）。如果只考虑强亮度爆发的话。CARMA 7喷流中的节点的动力学时间尺度太短，无法与我们模型中孤立爆发之间的长时间间隔进行有意义的比较。在我们的模型中的光度爆发和CARMA 7喷流中的结之间的时间间隔的确切序列被发现很难匹配。（节略）
2018-01-20 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
A Model for Protostellar Cluster Luminosities and the Impact on the CO-H$_2$ Conversion Factor
我们建立了一个半解析模型来研究远紫外（FUV）辐射对嵌入式原恒星气体化学的影响。我们使用Offner & McKee（2011）的原恒星光度函数（PLF）形式来计算各种原恒星吸积历史和星团大小的总光度、FUV和电离星团光度。我们将模型预测与古尔德带恒星形成区的调查进行比较，发现锥形湍流核心模型与数据中的平均光度和扩散最匹配。我们结合集群模型与光解离区天体化学代码，{ \sc 3d-pdr}，计算的FUV光度的影响，从嵌入的原恒星上的CO到H $_2$转换因子，$X_{\rm CO}$，作为集群的大小，气体质量和恒星形成效率的函数。我们发现，$X_{\rm CO}$有一个弱的依赖于嵌入源的FUV辐射的大集群，由于高的云光学厚度。在更小、更有效的集群中，嵌入式FUV将X $_{\rm CO}$增加到与银河系平均值一致的水平。云的内部物理和化学结构发生了显着的变化，和$X_{\rm CO}$强烈依赖于原恒星团的质量小有效的云。
2018-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recurrent Planet Formation and Intermittent Protostellar Outflows Induced by Episodic Mass Accretion
研究了从星前核阶段到原恒星形成后10^4年左右磁化云核中星周盘的形成和演化。在星周盘中，由于磁不活跃区域的引力不稳定性首先发生碎裂，并出现亚恒星质量的物体。星下质量的天体由于与巨大的星周盘的引力相互作用而失去轨道角动量，最后落在原恒星上。在这次下降之后，星周盘通过质量吸积增加了它的质量，并再次引起碎裂。星下质量物体的形成和下落在星周盘中重复，直到主吸积阶段结束。在这个过程中，碎片的质量仍然很小，因为星周盘在变得非常大之前通过碎片和随后的碎片下落而失去了质量。此外，当碎片在原恒星附近轨道运行时，它们会干扰内部盘区域，并促进原恒星的质量吸积。亚恒星质量天体的轨道运动与原恒星吸积光度的时间变化有明显的相关性。此外，当物体坠落时，原恒星会在短时间内显示出强烈的增亮。间歇性的原恒星外流也是由星周盘驱动的，星周盘的磁场线由于碎片的轨道运动而高度缠结。时变的原恒星光度和间歇性的外流可能是探测拱星盘中行星质量物体的线索。
2011-01-11 astro-ph.SR
Revealing H2D+ depletion and compact structure in starless and protostellar cores with ALMA
本文介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对蛇夫座分子云OphA SM 1和SM 1 N中两个演化的、潜在的原恒星核的亚毫米尘埃连续体和H2 D + 1_{10}-1_11}辐射的观测结果。数据显示，两个核心内都有小规模的凝聚，质量上限为M <~ 0.02M_Sun（~ 20 M_Jup）。SM 1凝聚与宽度仅为37 AU的近对称高斯源一致。SM 1 N凝聚体是细长的，沿其长轴延伸500 AU。在两个资料来源中均未发现有下部结构的证据。Jeans的分析表明，这些来源不太可能分裂，这表明两者都将形成单星。仅在SM 1 N方向检测到H2 D+，与连续峰偏移约150-200 AU。这种偏移可能是由于未被探测到的年轻低光度原恒星源或第一流体静力学核心的加热，或冷凝冷中心的HD（以及因此的H2 D+）耗尽。我们认为SM 1是原恒星，ALMA探测到的凝聚是一个温暖的（T ~ 30-50 K）吸积盘。SM 1 N凝聚的较不集中的发射表明它仍然是无星的，但我们不能排除低光度源的存在，也许被伪盘包围。这些数据揭示了观测的最早阶段形成的拱星吸积区，并同意理论预测，磁盘的形成可以发生在恒星形成过程中的早期，coeval与或刚刚形成的第一个流体静力学核心或原恒星。
2014-10-14 astro-ph.SR
The Evolutionary Status of Protostellar Clumps Hosting Class II Methanol Masers
甲醇多波束巡天（MMB）提供了银河系大质量年轻恒星天体（MYSO）的最完整样本，这些天体拥有6.7GHz的II类甲醇脉泽。我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）探测到的尘埃辐射来评估这些脉泽源的演化状态。关联731（73%）的MMB源在四个Hi-GAL波长的紧凑型发射，我们得到的团块属性和定义的要求的MYSO主机6.7GHz脉泽。银河系中心近端的远红外线（FIR）质量和光度中值分别为630 M $_{\odot}$和2500 L $_{\odot}$，而更远的远红外线则为3200 M $_{\odot}$和10000 L $_{\odot}$。在$\sim$ 4.2 L $_{\odot}/$ M $_{\odot}$下，两者的中位亮度质量比相似。我们确定了一个明显的最低70 $μ$米的光度需要维持一个给定的光度甲醇脉泽（与$L_{70} \propto L_{6.7}^{0.6}$）。脉泽宿主团块比原恒星MYSO的一般银河系种群具有更高的质量和更高的FIR光度。利用主成分分析，我们发现896个原恒星团满足托管甲醇脉泽的要求，但缺乏在MMB的检测。发现一个70 $μ$米的流量密度不足，在这些对象中，我们赞成的情况下，这些对象的年龄超过了发光6.7GHz脉泽可以持续发展。最后，隔离协会与二级脉泽物种确定人口内的6.7GHz源的进化差异。
2020-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On Rapid Disk Accretion and Initial Conditions in Protostellar Evolution
低质量的原恒星可以通过短暂的快速吸积来吸积它们的大部分物质;然而直到最近，这些原恒星的进化轨迹都假设只有恒定或缓慢变化的吸积。Baraffe、Chabrier和Gallardo最近在研究快速吸积的潜在影响方面迈出了重要的第一步，他们表明，在低温（“冷”）吸积的极限下，原恒星的半径可能比以前的研究小得多。在原恒星吸积结束时，如此小的半径会使一些年轻的恒星看起来比实际年龄老得多--也许高达1000万年。然而，我们认为，非常快速的磁盘吸积是不太可能冷，因为最好的研究前主序列磁盘与快速磁盘吸积爆发的观测-FU Ori对象-具有光谱能量分布，这意味着大，而不是小，原恒星半径。此外，理论模型指出，在高吸积率下，原恒星盘内部变得很热，几何厚度很大，使得热物质更有可能被添加到恒星中。此外，吸积盘非常大的光度可能会强烈地照射中央恒星，加热外层并可能使其膨胀。尽管如此，Baraffe等人的计算强调了初始原恒星半径对后续演化的重要性。
2011-06-16 astro-ph.SR
The Protostellar Mass Function
原恒星质量函数（英语：Protostellar mass function，PMF）是恒星形成区域内原恒星的现今质量函数。它由初始质量函数和吸积时间加权确定。因此，PMF依赖于原恒星的吸积历史，并在原则上提供了一个强大的工具，观测区分不同的原恒星吸积模型。我们在这里考虑三个基本模型：等温球模型（Shu 1977），湍流核心模型（McKee & Tan 2003）和竞争吸积模型的近似表示（Bonnell et al. 1997，2001 a）。我们还考虑这些吸积模型的修改版本，其中的吸积率逐渐减少线性的时间。最后，我们考虑到恒星形成速率的总体加速。目前，由于原恒星的质量目前还无法测量，因此还不可能直接确定PMF。我们进行了预测的PMF与观测的近似比较，通过使用该理论来推断在几个恒星形成区域的环境介质中的条件。锥形和加速模型一般同意观察到的恒星形成时间比模型没有锥形或加速，但吸积模型和观测的不确定性不允许排除任何目前提出的模型。PMF对于计算原恒星光度函数是必不可少的，然而，这使得可以得出更强的结论（Offner & McKee 2010）。
2010-06-14 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
Radio Properties of Young Stellar Objects in the Core of the Serpens South Infrared Dark Cloud
本文利用卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在中心为7.25 GHz（4.14 cm）和4.75 GHz（6.31 cm）的两个波段进行观察，均方根值分别为8.5和11.1 microJy/束。我们还使用2 MASS，斯皮策和赫歇尔的数据，把我们的无线电观测的背景下，年轻的恒星星族的特点是近红外和远红外观测。在中央星团周围5弧分× 5弧分的感兴趣区域内，我们探测到大约18个射电源，其中7个我们确定是原恒星的性质，因为它们的无线电光谱指数和它们与红外源的关联。我们发现以前未被发现的嵌入式0类原恒星的证据，并重申0类原恒星分类确定以前的毫米波长连续研究。我们使用我们的红外数据来获得中红外光度为我们的三个原恒星源，并找到已知的YSO射电光度与热光度相关性之间的相对协议。最后，我们稍微检测到额外的6个射电源在2-3西格玛水平，位于红外YSO候选人的两个角秒内，为更高的灵敏度研究，以澄清这些来源的性质和进一步探测嵌入式和/或低光度YSO在巨蛇座南部提供动力。
2015-11-29 astro-ph.SR
2MASS J17112318-2724315: A Deeply-Embedded Low-Mass Protostellar System in the B59 Molecular Cloud
本文介绍了B59分子云中低质量深埋0/I类系统2 MASS J17112318-2724315（2 M171123）的近红外观测结果。在Ks图像中，朝向该源观察到明亮的散射光雾状物质，其似乎追踪流出腔的边缘。我们发现了一颗低光度的原恒星2 M17112255 -27243448（2 M17112255），距离2 M171123 8”（~1000 AU）。这是一个I类系统，如其2-8微米的斜率和IRAC颜色所示，估计内部光度约为0.3Lsun。我们估计这个源的质量约为0.12-0.25 Msun，年龄为0.1- 100万年。还介绍了2 M171123系统的详细建模。最佳拟合参数表明，它的包层密度很大，约为10^（-13）g cm^（-3），倾角介于53 °和59 °之间。该系统观测到的KS波段变化可以用质量下降率在2.5E-5和1.8E-5 Msun/年之间的轻微变化来解释。原恒星2 M171123在其10微米的硅酸盐带中，在11.3微米附近出现了一个罕见的吸收特征。我们发现，在这个11.3微米的“边缘”和H2O-冰柱密度的强度之间有很强的相关性，这表明在硅酸盐颗粒的冰幔厚度的这一功能的起源。
2009-05-05 astro-ph.SR
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1: Strong Increase in Mid-Infrared Continuum Emission
近年来，通过红外和毫米尘埃连续谱以及分子脉泽发射，已经发现了大质量原恒星的剧烈爆发。寿命最长的爆发（$>6$ yr）持续在NGC 6334 I-MM 1中，这是一个深埋的物体，没有近红外对应物。利用SOFIA上的FORCAST和HAWC+，我们获得了自爆发开始以来该领域的第一批中红外图像。尽管在爆发前的地基18 $μ$ m图像中未被检测到，MM 1现在是所有三个波长（25，37和53 $μ$ m）的最亮区域，超过了超紧凑的HII区域MM 3（NGC 6334 F）。结合SOFIA数据和ALMA成像，我们构建了MM 1和附近热核MM 2组合的光谱能量分布。最佳拟合的Robitaille辐射传输模型得出的光度为$(4.9\pm0.8)\times10^4 L_\odot$。考虑到估计的爆发前光度比MM 1：MM 2 = $2.1\pm0.4$，MM 1的光度增加了$16.3\pm4.4$倍。爆发前的光度意味着一颗质量为6.7 $M_\odot$的原恒星，它可以产生所需的电离光子速率，为可能爆发的原恒星MM 1B周围的爆发前超致密HII区域提供动力。爆发的总能量和持续时间超过了S255 IR-NIRS 3爆发的$\gtrsim3$倍，这表明一个不同规模的事件涉及原恒星光球的膨胀（到$\gtrsim$ 20 $R_\odot$），从而支持更高的吸积率（$\gtrsim$ 0.0023 $M…
2021-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feedback Effects on Low-Mass Star Formation
原恒星的反馈，辐射和双极流出，显着影响的碎片和质量吸积从恒星形成的核心。我们使用ORION，一个自适应网格细化重力辐射流体动力学代码，模拟一个集群的低质量恒星的形成，包括辐射转移和原恒星流出。我们进行了四次模拟，以隔离辐射反馈和外流反馈的单独影响以及两者的组合。外流减少原恒星的质量和吸积率的三个因素，因此减少原恒星的光度由一个数量级。因此，虽然辐射反馈抑制碎片，外流使原恒星辐射在很大程度上无关的低质量恒星形成以上的质量尺度为0.05 M太阳。我们发现云的初始碎片是全球牛仔裤长度的一半，约0.1 pc。由于没有足够的原恒星辐射来阻止它，这些0.1pc的核心不断分裂，通常每个核心形成10颗恒星。这些恒星的吸积速率与质量成比例，正如核心吸积模型所预测的那样，该模型包括热运动和湍流运动。我们发现，原恒星外流并没有显着影响整体云动力学，在没有磁场，由于其小的开度角和不良的耦合到致密气体。流出的气流将核心的质量减少了2/3，使核心到恒星的效率约为1/3。辐射和外流的模拟再现了观测到的原恒星光度函数。所有的模拟都能再现观测到的核心质量函数，尽管它们对望远镜分辨率很敏感。辐射和外流的模拟再现了银河IMF和两点关联函数的核心观察到的rho Oph。
2012-01-13 astro-ph.SR
Long-term Evolution of Protostellar and Protoplanetary Disks. II. Layered Accretion with Infall
本文利用一维两区含时吸积盘模型研究了旋转云核坍缩过程中质量增加的原恒星盘的长期演化。我们的模型包括一个恒定的表面密度磁耦合的活动层，在非活动区域的传输和耗散，只有通过引力不稳定性。我们开始我们的模拟后，中央原恒星已经形成，包含约10%的质量的原恒星云。随后的演化取决于吸积包层的角动量。我们发现，磁盘吸积相匹配的下降率在磁盘演化的早期，因为大部分的内部磁盘是热到足以耦合到磁场。后来的下沉到达了超过10 AU的盘，并且盘在FU Ori-like事件中经历了吸积的爆发，如Zhu et al. 2009 c所述。如果最初的云核适度旋转，那么中心恒星的大部分质量都是由这些爆发事件形成的。我们的研究结果表明，原恒星的“光度问题”是缓解吸积在这些FU Ori-like爆发。在进入停止后，圆盘进入金牛座T阶段。一个外部的粘性演化盘的结构与最近的亚毫米波研究是合理的，它的表面密度从$Σ\propto R^{-1}$演化到$R^{-1.5}$。一个内部的巨大物质带--“死区”--还没有被观测到，但应该在EVLA和ALMA未来的高角分辨率观测中看到。这种高表面密度带是在圆盘磁解耦的半径处低角动量传输效率的一般结果，并且将强烈影响行星形成和迁移。
2010-03-08 astro-ph.SR
Formation of X-ray emitting stationary shocks in magnetized protostellar jets
对原恒星喷流的X射线观测显示，强烈的冲击将等离子体加热到几百万度的温度。在某些情况下，受冲击的特征似乎是静止的。它们被解释为冲击钻石。我们的目标是调查的物理，引导形成的X射线发射固定冲击在原恒星喷流，磁场的作用，在确定的位置，稳定性和可检测性，这些冲击的X射线，和物理性质的冲击等离子体。我们进行了一组2.5维磁流体动力学数值模拟建模超音速射流撞击到磁化介质，并探讨了不同的配置的磁场。该模型考虑了最相关的物理效应，即热传导和辐射损失。我们比较了模型的结果与观测，通过发射措施和X射线光度合成的模拟。我们的模型解释了X射线的形成，以一种自然的方式发射平稳冲击。磁场使射流底部的等离子体准直，并在那里形成磁性喷嘴。在初始瞬态之后，喷嘴导致在其出口处形成冲击菱形，其在模拟所涵盖的时间内（~ 40 - 60年;与观测的时间尺度相当）是静止的。激波产生一个点状的X射线源，位于喷流底部附近，其亮度与从原恒星喷流的X射线观测中推断的亮度相当。对于探索的参数范围内，冲击后等离子体的演化是由辐射冷却为主，而热传导略有影响的冲击的结构。
2016-07-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable protostellar accretion with episodic bursts
我们提出了最新的发展盘引力不稳定性和碎裂模型，最初介绍了我们解释情节吸积爆发的早期阶段的恒星形成。利用改进的星盘热平衡和星盘相互作用的数值流体力学模型，我们计算了星前核引力坍缩形成的原恒星盘的演化。与我们以前的研究一致，我们发现，更高的初始质量和角动量的核心产生的磁盘，更有利于引力不稳定性和碎片，而更高的背景辐射和磁场缓和磁盘碎片的倾向。在我们的模型中的原恒星吸积是时变的，由于不同的螺旋模式之间的非线性相互作用的引力不稳定盘，并可以经历情节爆发时，碎片迁移到恒星由于与其他碎片或螺旋臂的引力相互作用。大多数爆发发生在部分嵌入的I类相位，一小部分发生在深度嵌入的0类相位和一些可能的爆发在光学可见的II类相位。平均爆发持续时间和平均光度的发现是在很好的协议与FU-Orionis型喷发的观测推断。该模型预测存在两种类型的爆发：孤立的爆发，表现出定义明确的光度峰值，它们被长时间（约10^4年）的静止吸积分开，而聚集的爆发，表明在短短几百年内一个接一个地发生了几次爆发。最后，我们估计40%~ 70%的恒星形成核在形成星盘系统后会出现爆发。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herbig Stars' Near-Infrared Excess: An Origin in the Protostellar Disk's Magnetically-Supported Atmosphere
质量为2-8个太阳的年轻恒星，被称为赫比格Ae和Be星，经常显示出太大的近红外线，无法用流体静力学支持的气体和尘埃盘来解释。与此同时，携带着星周气体到恒星的吸积流被认为是由磁旋转湍流驱动的，根据数值MHD模型，这产生了由磁场支持的扩展的低密度大气。我们证明了大气层的底部可以是星光的光学厚度，并且位于1 AU附近的部分足够高，可以将恒星光度再处理成近红外的部分增加一倍。我们生成合成光谱能量分布（SED），使用蒙特卡罗辐射转移计算与亚微米硅酸盐和碳质颗粒的不透明度。合成的SED紧密遵循最近由Mulders和Dominik构建的中值Herbig SED，并且特别匹配大的近红外通量，只要颗粒在盘的内缘附近具有接近星际的质量分数。
2013-10-27 astro-ph.SR
Sub-millimeter wavelength protostellar accretion rate monitoring with AtLAST
Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Thüringer Landessternwarte Tautenburg（图林根州陶滕堡天文台）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre & University of Victoria（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究中心和维多利亚大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·古斯塔夫·凯夫利天文学与天体物理学研究所）；University of Toledo（托莱多大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO（芬兰ESO天文学中心）；NTNU（挪威科技大学）
利用亚毫米波单 Dish 望远镜监测原恒星吸积率，以研究其吸积过程的爆发式或准稳态特征。
2025-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Outflow-Confined HII regions. II. The Early Break-Out Phase
在这一系列论文中，我们模拟了大质量恒星形成过程中光电离区的形成和演化及其观测特征。在这里，我们专注于早期突破的光电离区进入外流腔。利用三维磁流体外流模拟和原恒星演化计算的结果，我们进行后处理辐射传输。在我们的基准模型中，光电离区首先出现在原恒星质量为10 Msun时，并被致密的内流限制在10- 100 AU范围内，类似于一些观测到的非常小的超致密HII区。由于大质量原恒星的电离光度随着Kelvin-Helmholz（KH）收缩的进行而急剧增加，光电离区在<10，000年内爆发为整个外流区。因此，在该阶段，无线电自由-自由发射显著变亮。在我们的基准模型中，10 GHz的射电光度从m= 11 Msun时的0.1 mJy kpc 2变化到16 Msun时的100 mJy kpc 2，而红外光度增加不到2倍。射电光谱指数在爆发阶段也发生变化，从光学厚值2变为部分光学薄值0.6。此外，我们还证明了自由-自由通量的短时间尺度变化是由吸积爆发引起的。在吸积爆发阶段，外流密度增大，电离区变小，自由-自由辐射变弱。射电光度可能会减少一个数量级，在这样的爆发，而红外光度的影响要小得多，因为内部原恒星的光度占主导地位吸积光度后KH收缩开始。如果吸积爆发是由盘的不稳定性驱动的，那么这种变化在短至10-100年的时间尺度上是可以观测到的。
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
From high-mass starless cores to high-mass protostellar objects
目的：我们的目标是了解高质量恒星形成的演化序列，从最早的高质量无星核心的演化阶段，通过嵌入低到中等质量物体的高质量核心，最后是高质量的原恒星物体。研究方法：Herschel远红外PACS和SPIRE观测与较长和较短波长的现有数据相结合，以表征大质量恒星形成区域的光谱和物理演化。结果如下：新的赫歇尔图像清晰地显示了最年轻和冷的大质量恒星形成区域的演变，从光谱能量分布（SED）的维恩一侧的中红外阴影，通过几乎在100 μ m左右的背景发射中丢失的结构，到瑞利-金斯尾部的强发射源。适合的SED涵盖从高质量的无星核心到高质量的原恒星物体的演化阶段的四个示范性区域显示，最年轻的区域可以由温度为17 K的单组分黑体拟合。更先进的地区显示出额外的温暖成分的中红外过量发射，但几乎没有贡献的总光度为最年轻的地区。辐射热光度和亚毫米级光度之间的比值非常低，这也支持了暗红外光源的年轻性。结论：赫歇尔观测详细揭示了年轻的高质量恒星形成区的光谱和物理特性。这些数据清楚地勾勒出图像和SED中的进化序列。未来对更大样本的研究以及完整的辐射转移计算将更深入地描述大质量恒星形成开始时的物理性质。
2010-05-11 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
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
Explaining the luminosity spread in young clusters: proto and pre-main sequence stellar evolution in a molecular cloud environment
恒星形成区的赫兹-罗素图显示了一个很大的光度分布。这与基于经典的非吸积原恒星演化模型的定义明确的等时线是不相容的。原恒星并不是在孤立的环境中演化，而是通过气体的吸积而生长。此外，虽然恒星形成区的年龄可以被定义，但该区域内个别恒星的年龄会有所不同。我们展示了如何结合原恒星年龄传播的影响，持续的恒星形成的分子云的后果，和随时间变化的原恒星吸积个别原恒星可以解释所观察到的光度传播。我们使用一个全球性的MHD模拟，包括一个恒星形成区的子尺度下沉粒子模型，以遵循每个恒星的吸积过程。的吸积配置文件被用来计算恒星演化模型为每颗恒星，纳入模型的吸积能量是如何分布到磁盘，辐射远离吸积冲击波，或纳入外层的原恒星。使用一个500万年的模拟星团年龄，我们自然地再现了亮度传播，并发现与Collinder 69星团和猎户座星云星团的观测很好的协议。它显示了如何在二进制和多个系统的恒星可以从外部被迫创造经常性的情节吸积事件。我们发现，在一个现实的全球分子云模型中，大质量恒星在相对较长的时间尺度上积累质量。这导致了一个重要的概念变化相比，非吸积恒星演化的经典图片分割成低质量的Hayashi轨道和高质量的Henyey轨道。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dead, Undead and Zombie Zones in Protostellar Disks as a Function of Stellar Mass
研究了太阳型恒星和极低质量恒星周围吸积盘中磁旋转不稳定性的存在性。特别是，我们确定的磁盘区域的MRI可以关闭欧姆电阻率（所谓的死亡和不死区）或通过两极扩散（一个区域，我们称之为僵尸区）。我们考虑两个恒星质量：Mstar = 0.7和0.1 Msun。在每种情况下，我们都假设：盘表面密度分布是一个按比例缩放的最小质量太阳星云的密度分布，目前估计的Mdisk/Mstar约为0.01;盘电离主要由恒星X射线驱动，辅以宇宙射线和放射性核素;恒星X射线光度与测热光度的比例为Lx/Lstar约为10^-3.5，正如观测到的。电离率计算与MOCCASIN代码，和电离平衡确定使用一个简化的化学网络，包括良好混合的0.1微米颗粒在不同程度的消耗。我们发现：（1）双极扩散是控制太阳型恒星和极低质量恒星磁共振活动的主要因素。假设MRI在每个半径处产生最大可能的场强，我们进一步发现：（2）MRI活性层仅占总盘质量的~ 5-10%;（3）吸积率（Mdot）在径向上的大小和符号都是变化的（向内或向外），意味着随时间变化的吸积以及盘间隙和超密度的产生，从而导致行星形成和迁移;（4）在太阳型恒星和质量很低的恒星中获得经验吸积率，需要消耗10-1000倍于标准尘埃-气体质量比10^-2的混合良好的小颗粒;以及（5）当前未检测到来自外盘区域中的场对准颗粒的极化发射与在这些半径处的主动MRI一致。
2012-12-16 astro-ph.SR
Connecting Galactic and extragalactic outflows: From the Cygnus-X cluster to active galaxies
分子外流经常被检测到起源于原恒星和河外来源。研究低质量，孤立的高质量，本文研究了星系团形成对原恒星外流的影响及其标度关系，探讨了星系团规模和能量变化很大的外流与原恒星外流的一致性流程.高角分辨率CO J = 3-2的观测被用于天鹅座-X分子云中的10颗高质量原恒星，这些原恒星是在SMA获得的，是PILS-Cygnus巡天的一部分。根据这些数据，测量流出力。此外，原恒星和河外外流力测量的扩展样本组装从现有的文献中，允许直接比较两种类型的外流的比例关系。检测到分子流出的所有10个来源的PILS天鹅座调查，和他们的外流力被发现与文献中的测量结果密切一致。对原恒星和河外源的比较表明，0类原恒星和河外源遵循相同的外流力-辐射热光度关系，置信度为95%。天鹅座X的来源和类似的信封质量和辐射热光度的来源之间的密切协议表明，成团的恒星形成对原恒星流出没有显着的影响。我们发现一个强有力的迹象表明，原恒星和河外外流是一致的具有类似的发射机制。这种机制的存在将有助于开发一种单一的通用外流发射模型，尽管需要更多的观测来验证这种联系。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Planck cold clumps in the $λ$ Orionis complex: I. Discovery of an extremely young Class 0 protostellar object and a proto-brown dwarf candidate in a bright rimmed clump PGCC G192.32-11.88
我们正在用地面望远镜对$λ$ Orionis复合体中的普朗克银河系冷团（PGCC）进行一系列观测，以系统地研究恒星反馈的影响。在PGCC G192.32-11.88的特殊情况下，我们发现了一个非常年轻的0类原恒星天体（G192 N）和一个原棕矮星候选天体（G192 S）。G192 N和G192 S位于一个受重力束缚的亮边团块中。在CO同位素谱线发射中观察到的速度和温度梯度表明PGCC G192.32-11.88受到外部加热和压缩。与猎户座复合体中其他年轻的0级源（例如PACS亮红源（PBRs））相比，G192 N可能具有最低的热光度（$\sim0.8$ L $_{\sun}$）和吸积速率（6.3 $\times10^{-7}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$）。它的内部光度（$0.21\pm0.01$ L $_{\sun}$）和外流速度（$\sim$ 14 km~s $^{-1}$）比第一流体静力学核心（FHSC）的预测值稍大。G192 N可能是最年轻的0级源之一，比FHSC稍微进化。考虑到它的低内部光度（$0.08\pm0.01$ L $_{\odot}$）和吸积速率（2.8 $\times10^{-8}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$），G192 S是一颗理想的原棕矮星候选者。PGCC G192.32-11.88中的恒星形成效率（$\sim$ …
2015-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for protostellar jets as a population of hadronic gamma-ray sources
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；Deutsches Elektronen-Synchrotron, DESY（德国电子同步加速器）
本研究通过探测年轻恒星体的伽马射线发射，发现原恒星喷流中的质子加速产生π介子衰变伽马射线，揭示了银河系中一类伽马射线亮原恒星，表明非热过程在原恒星演化中起重要作用。
2026-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diagnostic Line Emission from EUV and X-ray Illuminated Disks and Shocks around Low Mass stars
极紫外线（EUV，13.6 eV $< hν\lta 100$ eV）和0.1-2 keV波段的X射线可以将年轻的低质量恒星周围的盘表面加热到数千度，并使电离势大于13.6 eV的物质电离。原恒星风产生的冲击也可以加热和破坏靠近恒星/盘系统的同一物种。这些过程产生诊断线（例如，[NeII] 12.8 $μ$ m和[OI] 6300 μ m），我们将其建模为关键参数的函数，如EUV光度和光谱形状，X射线光度和光谱形状，以及风质量损失率和冲击速度。将我们的模型与观测结果进行比较，我们得出结论，无论是风中的内部冲击还是入射到磁盘表面的X射线，通常都会产生观测到的[NeII]线，尽管在某些情况下EUV可能占主导地位。由风与盘的斜向相互作用产生的激波不太可能是[NeII]源，因为这些激波太弱，不可能是Ne源。即使[NeII]主要是由X射线或内部风激波产生的，氖观测通常会将$\lta 10^{42}$ s $^{-1}$的上限放在这些年轻低质量恒星的EUV光子光度上。观测到的[OI] 6300线具有低速分量（LVC）和高速分量。后者可能是由内部风震引起的。对于前者，我们发现X射线可能产生更多的[OI]光度比EUV层，EUV和X射线层之间的过渡层，或剪切层，其中原恒星风冲击和夹带盘材料在径向流通过磁盘表面。我们的软X射线模型产生亮度高达$10^{-4}$ L $_\odot$的[OI] LVC，…
2009-08-13 astro-ph.SR
The nature of very low luminosity objects (VeLLOs)
通过核塌缩模拟与恒星演化计算相结合的数值模拟方法，研究了内光度L_obj <= 0.1 Lsun的极低光度天体的性质.研究了质量范围为0.1-2.0 Msun的大样本模型核的引力坍缩。数值模拟开始于前恒星阶段，并在嵌入阶段结束时终止，此时90%的初始核心质量已被吸积到形成的原恒星加盘系统上。盘的形成和演化是用数值流体力学模拟研究的，而中心恒星的形成和演化是用恒星演化程序计算的。三种情况下，从磁盘到恒星的质量吸积被认为是：混合吸积，其中一小部分吸积的能量吸收的原恒星取决于吸积率，热吸积，其中一小部分吸积的能量是恒定的，和冷吸积，其中所有的吸积能量辐射。我们关于VeLLO性质的结论主要取决于原恒星吸积的性质。在混合吸积的情况下，大多数VeLLO（90.6%）预计是第一流体静力核心（FHSC），只有一小部分（9.4%）是真正的原恒星。在热吸积的情况下，所有的VeLLO是FHSC由于过高的光球光度的原恒星。相反，在冷吸积情况下，大多数VeLLO属于恒星演化的I类阶段。这是因为恒星光球的光度是年轻恒星内部总光度的基础，在冷吸积时较低，因此在原恒星阶段有更多的VeLLO。VeLLO是相对罕见的天体，占嵌入相总持续时间的7%-11%，质量不超过0.3 Msun。（节略）。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for High-Mass Protostellar Objects in Cold IRAS Sources
本文介绍了对39个大质量恒星形成区的CS J=2-1成图观测结果，这些恒星形成区是从先前对具有沿银道面高速CO流的冷IRAS源的CO线测量中选出的（Yang等，2002）。在CS J=2-1中检测到所有源，表明在IRAS源周围存在CS团块。然而，三分之一的源是不深嵌入密集的团块通过比较中央供电IRAS源和CS团块的形态。给出了稠密分子团的物理参数。通过检查致密核与IRAS源之间的联系、水脉泽的探测以及IRAS源的射电性质，我们确定了12个高质量原恒星天体（HMPO）候选者。我们发现，HMPO源的特点是低FIR光度维里质量比，因为他们是在非常早期的演化阶段时，大质量的原恒星还没有达到他们的全光度，这是典型的零年龄主序星。HMPO源中的大湍流运动可能主要是由于致密团块中形成的中央原恒星喷射出的大动能。然而，替代手段或未检测到的流出也可能是造成团块中湍流的原因。
2018-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars. II. Feedback, Star Formation Efficiency, and Outflow Broadening
我们进行二维轴对称辐射流体动力学模拟，以评估流出和辐射力反馈的影响，从大规模的原恒星通过改变原恒星流出开始时，喷射吸积率的比率，和广角盘风分量的强度。恒星形成效率，即恒星最终质量与初始核心质量之比，主要由辐射力和外流与吸积率之比决定。增加这个比率会产生三个影响：首先，原恒星在任何给定时间都增长得更慢，亮度更低，从而降低辐射反馈。第二，流出物清除的双极空腔更大，进一步减少了盘和核心尺度上的辐射反馈。第三，更高的动量外流从坍缩的包层中扫起更多的物质，通过夹带减少了原恒星的潜在质量库。恒星的形成效率随着喷射率与吸积率之比的变化而变化，从非常弱的流出流的50%到非常强的流出流的20%。在低密度双极腔和高密度吸积盘之间的纬度上，广角盘风带走了一些气体，否则这些气体将成为吸积流的一部分;然而，改变这些广角盘风的强度，最终的恒星形成效率只会改变+/-6%。对于所有的情况下，双极流出腔的开口角保持在20度以下，在早期的原恒星吸积阶段，迅速增加到65度的辐射压力反馈的发病。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Asymmetric Spike-like Structures of the 10 au Disk around the Very Low-luminosity Protostar Embedded in the Taurus Dense Core MC 27/L1521F with ALMA
本研究利用ALMA最高分辨率观测金牛座MC 27/L1521F中的极低光度0型原恒星，发现其10 au小质量盘边缘的非对称尖峰结构，提出该结构由强磁场下交换不稳定性引发的磁通量输运事件形成，为小质量原行星盘的起源提供新解释。
2024-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turn up the light: Radiative efficiency of protostars at birth
本研究通过高分辨率辐射流体动力学模拟，定量估计了原恒星诞生后辐射效率与吸积率的演化，发现辐射效率迅速达到超临界，支持快速过渡到冷吸积情景，对解决光度问题和恒星形成理论有重要意义。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Stages of Protostellar Disk Evolution: A Link to the Initial Cloud Core
University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究原恒星盘早期演化，揭示其稳定性与角动量分布特征，提出自相似模型解释盘演化机制。
2026-02-04 astro-ph.SR
Evolution of CO lines in time-dependent models of protostellar disk formation
恒星和行星形成理论预测，当包层坍缩并形成一个吸积盘时，密度、温度和速度结构会发生演变。这项工作的目的是模拟低质量恒星形成过程中的分子激发、谱线轮廓和相关观测量的演化。具体而言，在深嵌入阶段的磁盘的签名进行了研究。半解析二维轴对称模型已被用来描述的密度，恒星质量和光度的演化，从前恒星的T-Tauri阶段。一个完整的辐射转移计算进行精确地确定随时间变化的尘埃温度和CO丰度结构。我们目前的非LTE近红外，FIR和亚毫米线的CO已被模拟在一些时间步长。与尘埃温度相反，来自submm/FIR线的CO激发温度在原恒星演化过程中没有变化，与赫歇尔和地面望远镜获得的C18 O观测结果一致。近红外光谱提供了补充信息的submm线探测不仅是冷的外壳，但也温暖的内部区域。近红外高J（>8）吸收线对内部少数AU的物理结构特别敏感，这确实表明了演化。高信噪比subarcsec分辨率数据与ALMA需要检测的存在下，小的旋转支持磁盘在阶段0阶段和各种诊断进行了讨论。
2013-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the thermal sensitivity of binary formation in collapsing molecular clouds
本文报道了低质量原恒星双星系统初始形成阶段的数值研究结果。我们确定分离的原恒星双星形成的初始热状态的函数，通过改变初始温度在一个稍微修改的版本的Burkert和Bodenheimer崩溃测试。我们发现，结果是高度敏感的初始温度的云和初始振幅的方位角密度扰动A。对于A= 10%，低于10 K的1个单位开尔文的变化导致瞬时分离的变化高达100 AU（即30%的数量级），而对于这个小的A，初始温度高于10 K产生的不是二元，而是一个从未达到原恒星密度的单一低质量碎片。然而，当扰动幅度从10%增加到25%时，原恒星双星确实出现了.我们还研究了临界密度的影响，这支配着从等温到绝热的热力学行为的塌陷气体的过渡。我们发现，临界密度不仅影响整体的结构演化的气体包层，但也在崩溃过程中形成的旋转盘结构的大小以及原恒星碎片的数量从最终的磁盘碎片。这种机制可以产生年轻的原恒星物体，构成束缚的多恒星系统。
2014-07-26 astro-ph.SR
A cold accretion flow onto one component of a multiple protostellar system
背景：气体吸积流将物质从云核输送到原恒星。在多个原恒星系统中，不清楚传递机制是优先的还是均匀分布在组件中。目的：探索IRAS 16293内6000 AU的气体吸积流。研究方法：ALMA波段3对HNC、氰基多炔（HC $_3$ N、HC $_5$ N）和N $_2$ H $^+$的低$J$跃迁的观测被用来探测云核结构，分辨率约为100 AU.额外的波段3存档数据提供低- $J$ HCN和SiO线。将这些数据与来自PILS波段7数据的相应较高的$J$线进行比较，以进行激发分析。HNC/HCN比率用作温度示踪剂。结果如下：HC $_3$ N、HC $_5$ N、HNC和N $_2$ H $^+$的低- $J$跃迁迹线将结构从6000 AU向下延伸和拉长到~100 AU，而没有伴随的尘埃连续辐射。识别出两个结构：一个追踪可能向系统IRAS 16293 A最明亮的成分增生的流动。从HCN/HNC比率推断的温度表明，该流中的气体是冷的，在10和30 K之间。另一个结构是由一个流出物夹带的UV照射的空腔壁的一部分。IRAS 16293 A驱动的两种外流呈现不同的分子气体分布。结论：从6000 AU尺度上可以看到冷气体吸积到IRAS 16293 A上，但没有看到源B上，这表明云核物质吸积是竞争性的，因为反馈到嵌入式多原恒星系统中的主导成分上。物质的优先输送可以解释与源B相比，源A具有更高的亮度和多…
2021-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-mass Starless Cores to High-mass Protostellar Objects I: HC3N and HC5N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜在42 $-$ 45 GHz波段对17个高质量无星核（HMSC）和35个高质量原恒星天体（HMPO）进行了HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N的巡天观测。我们分别从15例HMSC和28例HMPO中检测到HC $_{5}$ N，从5例HMSC和14例HMPO中检测到HC $_{5}$ N。发现HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N的柱密度的平均值分别为（$5.7 \pm 0.7$）$\times 10^{12}$和（$1.03 \pm 0.12$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$。推导出HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N丰度分数的平均值分别为（$6.6 \pm 0.8$）$\times 10^{-11}$和（$3.6 \pm 0.5$）$\times 10^{-11}$。使用Kolmogorov-Smirnov检验，我们发现HC $_{3}$ N的丰度分数从HMSC到HMPO降低。另一方面，从HMSC到HMPO，其柱密度的平均值略有增加。这可能意味着HC $_{3}$ N是在HMPO区的致密气体中新形成的。我们还研究了HMPO中HC $_{3}$ N柱密度与光质比（$L/M$）的关系。HC $_{3}$ N的柱密度随$L/M$比值的增大而减小，表明HC $_{3}$ N被恒星活动破坏。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Feedback in Turbulent Fragmentation: Consequences for Stellar Clustering and Multiplicity
恒星在大尺度（~pc）和小尺度（~双星）上都有很强的聚集性，但对于恒星的关联函数和多重性却几乎没有解析甚至半解析的理论。在本文中，我们提出了这样一个理论，基于我们最近开发的半解析框架称为MISFIT，模型重力湍流碎片，包括抑制碎片的原恒星辐射反馈。我们比较的结果，包括反馈的控制模型中，它被省略。我们表明，这两类模型鲁棒地再现恒星关联函数在>0.01 pc尺度，这是很好的近似幂律，一般遵循无标度物理（湍流加重力）在大尺度上。在较小的尺度上，原恒星盘的碎裂比普通的核心碎裂更占主导地位，导致关联函数变陡。多重性是更敏感的反馈：我们发现，一个模型与原恒星加热再现所观察到的多重性分数和质量比分布的太阳和太阳质量恒星（特别是棕矮星沙漠），而没有反馈的模型不能这样做。具有反馈的模型也产生与从观测推断的一致的形成期分布。然而，它无法产生短距离的双星低于原恒星盘的长度尺度。我们认为，这样的近距离双星主要是由磁盘碎片，并通过轨道衰变进一步减少他们的分离。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO Outflows as Tracers of Massive Star Formation in Infrared Dark Clouds
为了研究大质量恒星形成的早期阶段，我们给出了32个红外暗云（IRDC）团块的SiO（5 - 4）发射的ALMA观测和6 cm连续发射的VLA观测，空间分辨率低至$\lesssim 0.05$ pc。在32个团块中，我们在20个团块中检测到SiO发射，其中11个团块中的SiO发射相对较强，可能追踪原恒星流出。一些SiO流出是准直的，而另一些则不那么有序。对于六个最强的SiO流出，我们估计基本的流出属性。在我们的整个样品中，在有SiO发射的地方，我们发现附近有1.3 mm的连续谱和红外发射，但反之亦然。我们建立了1.3 mm连续发射的光谱能量分布（SED），并将其与辐射转移（RT）模型拟合。SED拟合返回的低光度和恒星质量表明这些是早期的原恒星。我们看到一个轻微的趋势，增加SiO线光度与热光度，这表明更强大的冲击附近的更大规模的YSO。我们没有看到SiO光度与$L/M$所指示的演化阶段之间的明确关系。我们的结论是，作为一个原恒星接近热光度的$\sim 10^2 \: L_{\odot}$，在外流的冲击一般是足够强的，以形成SiO的排放。VLA 6厘米的观测对15块最强的SiO发射检测发射在四个团块，这可能是冲击电离射流与这些原恒星的核心更大的质量。
2021-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
2016-05-18 astro-ph.SR
Periodic 6.7 GHz $\mathrm{CH_3OH}$ maser emission in G353.273+0.641: First candidate for a pulsating high-mass protostar
Graduate School of Sciences and Technology for Innovation, Yamaguchi University（山口大学理工学创新研究科）；The Research Institute for Time Studies, Yamaguchi University（山口大学时间学研究研究所）；Center for Astronomy, Ibaraki University（茨城大学天文学中心）
G353.273+0.641的6.7 GHz CH3OH微波发射表现出309天周期性变化，暗示原恒星脉动或双星吸积机制。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decoupling of Magnetic Fields in Collapsing Protostellar Envelopes and Disk Formation and Fragmentation
有效的磁制动是形成旋转支撑盘（RSDs）的一个可怕的障碍，在磁化致密的核心原恒星周围。我们之前已经通过2D（轴对称）非理想MHD模拟表明，去除非常小的晶粒（VSG：~10 μ m $~$到几个100 μ m）可以大大增强双极扩散并形成RSD。在这里，我们扩展到3D的VSG去除启用磁盘形成的模拟。我们发现，这种情况下的磁盘形成的关键是，磁场的漂移速度几乎抵消了中性粒子的下落速度在$10^2$ - $10^3$ AU尺度的“伪盘”的磁力线是最严重的捏和大部分的原恒星的包络质量的下落发生。结果，大块中性包层物质可以塌缩，而不会将大量磁通量拖到盘形成区域中，这降低了磁制动效率。我们发现，VSG去除启用的初始磁盘往往是托姆雷不稳定的，这导致形成突出的螺旋结构，作为离心屏障。在离心屏障附近堆积的落入物质通常会产生数十个木星质量的致密碎片，特别是在磁化不太强的核心中。一些碎片吸积到中心恒星物体上，产生质量吸积率的爆发。其他的寿命更长，尽管它们是否能长期生存以产生多个系统仍有待确定。我们的研究结果突出了尘埃颗粒演化在确定原恒星盘和潜在的多系统的形成和性质的重要性。
2017-11-16 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III star formation in an X-ray background: III. Periodic radiative feedback and luminosity induced by elliptical orbits
本研究模拟了X射线背景下含原恒星辐射反馈的Pop III恒星形成，发现系统多呈层级双星结构且向外迁移；椭圆轨道导致吸积率和光度周期性变化，近星点强吸积可使恒星达近爱丁顿光度，有望被JWST经引力透镜直接观测。
2022-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking High- and Low-Mass Star Formation: Observation-Based Continuum Modelling and Physical Conditions
天文学家还没有确定高质量的原恒星是从类似于低质量原恒星的高质量星前核心形成的，还是从经历大规模坍缩的前原恒星星团中心的低质量碎片形成的。部分不确定性是由于缺乏几十个太阳质量的原恒星的包络结构数据，我们预计会看到从中等质量恒星形成到高质量过程的过渡。我们试图推导出天鹅座X中8个源的质量、光度和包络密度分布，文献中的质量估计将它们置于采样间隙中。将这些来源与文献中类似的演化来源相结合，使我们能够对源光度六十多年来的原恒星包络参数进行荟萃分析。我们进行了光谱能量分布（SED）拟合档案宽带光度连续数据从1.2到850 $μ$ m，推导出我们的八个源的辐射热光度加上初始质量和半径估计建模密度和温度分布与辐射转移包Transphere。包层质量，密度在1000 AU，外包层半径，密度幂律指数作为函数的热光度都遵循既定的趋势，在文献中跨越六十年的光度。我们的大多数来源占据了中等到中等高的质量和光度范围，这有助于更牢固地建立低质量和高质量恒星形成机制之间的连续性。我们的密度幂律指数与文献中的观测值一致，没有表现出明显的光度变化趋势。最后，我们表明，在所有的高质量的原恒星的包络参数的趋势是统计上难以区分的趋势，在相同的变量为低，中等质量的原恒星。
2021-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF. V. Prestellar and protostellar core populations in the W43 cloud complex
本研究利用ALMA-IMF在W43建立统一核目录并分类原恒星与前恒星核，发现顶重型CMF主要由原恒星核造成，支持核在原恒星阶段通过环境内流持续增质。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and chemical fingerprint of protostellar disc formation
本文的目的是在原行星盘尺度上探索和比较I类低质量原恒星源的物理和化学结构。我们提出了一个研究的尘埃和气体排放对一个代表性的样本的12个I类原恒星的蛇夫座分子云与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在高角分辨率（0.4”，~60 au直径）下观察到0.87 mm处的连续谱和C17 O，C34 S，H13 CO+，CH 3OH，SO2和C2 H的分子跃迁。光盘和恒星的质量估计从连续通量和位置-速度图，和六个源显示盘状结构。朝向更明亮的光源，紧凑的发射和大的线宽被视为探测温暖的气体（Eu ~200 K）的SO2的过渡。相比之下，C17 O的排放量被检测到对最不发达和发光系统。朝向任何连续峰都没有检测到CH 3OH的发射，表明朝向这些源不存在温暖的CH 3OH气体。恒星质量和热光度之间存在幂律关系，对应于I类源的质量吸积速率为（2.4 +/- 0.6）x 10^-7 Msun/年。这个质量吸积率低于预期值，如果吸积是恒定的时间，而不是点的情况下发生的吸积爆发。C17 O和SO2之间的差异表明它们追踪不同的物理成分：C17 O追踪盘包系统的致密和较冷的区域，而SO2可能与较高温度的区域有关，例如吸积冲击。缺乏温暖的CH 3OH排放表明，有没有热核心附近的任何来源和CH 3OH柱密度平均超过光盘是低的区域。
2019-04-30 astro-ph.GA 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
Chemical abundance gradients of organic molecules within a protostellar disk
本文利用NOEMA对HOPS-370原恒星盘的CH$_3$OH和CH$_3$CN观测，结合旋转图分析和三维LTE辐射转移模型，揭示两种分子具有不同的空间丰度分布，并提出碳颗粒升华可能是造成该差异的原因。
2024-07-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
