Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk). XVIII. Indication of a possible spiral structure in the dust-continuum emission of the protostellar disk around IRAS 16544-1604 in CB 68
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Academia Sinica Institute of Astronomy & Astrophysics（中央研究院天文及天文物理学研究所）
通过数值模拟和辐射传输计算，研究了原恒星盘尘-连续体发射中不对称肩部特征的成因，揭示了引力不稳定性可能影响螺旋结构的可见性。
2026-03-05 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS). VI. Chemical evolution of sulfuretted species along the outflows driven by the low-mass protostellar binary NGC1333-IRAS4A
上下文低质量的原恒星驱动强大的分子外流，可以用毫米和亚毫米望远镜观察到。已知各种硫化物种在冲击中是明亮的，可以用来推断整个观察到的流出的物理和化学条件。目标。硫化学的演变研究沿流出驱动的NGC 1333-IRAS 4A原双星系统位于英仙座云约束的物理和化学过程中工作的冲击。方法.我们使用IRAM NOEMA阵列在1.3、2和3 mm波段观察到从OCS、CS、SO和SO $_2$到NGC 1333-IRAS 4A的各种跃迁，并通过使用Paris-Durham激波模型解释了观察结果。结果目标物种清楚地显示出不同的空间发射沿两个外流驱动IRAS 4A。沿IRAS 4A 1驱动的南外流，OCS在小尺度和大尺度上都较亮，而SO $_2$则沿IRAS 4A 2驱动的沿东北-西南（NE-SW）方向延伸的外流被探测到。从旋转图分析估计的柱密度比图使我们能够确认IRAS 4A 1和IRAS 4A 2流出之间OCS/SO $_2$柱密度比的明显梯度。SO是在极高的径向速度高达25公里/秒相对于源速度检测，清楚地让我们区分两个小尺度的外流。结论. IRAS 4A系统的两个流出物之间观察到的化学差异可以通过不同的化学历史来解释。由IRAS 4A 1驱动的外流可能更年轻，更富含最初在星际冰中形成的物质，如OCS，最近溅射到激波气体中。相比之下，由IRAS 4A 2引发的较长且可能较老的流出物更富含具有气相起…
2020-02-14 astro-ph.GA
ALMA observations of the protostellar disk around the VeLLO IRAS 16253-2429
我们提出了ALMA对0级原恒星IRAS 16253-2429（以下简称IRAS 16253）的长基线观测，分辨率低至0.12”（~15 au）。1.3毫米的尘埃连续辐射具有0.16”x 0. 07”（20 au x 8.8 au），可能是一个倾斜的尘埃盘。有趣的是，1.38 mm发射的位置沿着盘短轴从0.87 mm发射的位置偏移。这样的偏移可能来自于在这两个波长之间具有非常不同的光学深度的环面状盘。此外，通过CO（2 - 1）和C_（18）O（2 - 1）的观测，我们研究了这个盘包系统的自转和下沉运动，并推断存在一个半径为8 - 32 au的开普勒盘。这一结果表明，该盘可能是直接从第一个核心演化而成的，因为IRAS 16253太年轻，考虑到其外壳的低旋转速率，无法逐渐将盘生长到这样的大小。此外，我们发现在CO排放在低速，这可能是由于CO冻结在磁盘/信封中平面的四重模式。这表明“冷盘”可能出现在早期阶段，这意味着这颗原棕矮星（或极低质量原恒星）周围的盘的化学演化不同于低质量恒星。
2018-11-28 astro-ph.GA
Possible Counter Rotation between the Disk and Protostellar Envelope around the Class I Protostar IRAS 04169+2702
我们目前的结果，从我们的SMA观测和数据分析的SMA档案数据的I类原恒星IRAS 04169+2702。高分辨率（~0.5”）$^{13}$ CO（3-2）图像立方体显示了一个紧凑的（$r$ ~< 100 au）结构，具有西北（蓝色）到东南（红色）的速度梯度，以0.9 mm尘埃连续发射为中心。从SMA $^{12}$ CO（2-1）数据中可以看出，速度梯度的方向与分子流出的轴正交。在SO（6 $_5$ -5 $_4$）线中观察到类似的气体组分。另一方面，C $^{18}$ O（2-1）发射跟踪一个更广泛的（$r$ ~400 au）的组件与相反，西北（红色）到东南（蓝色）的速度梯度。这种相反的速度梯度在不同的分子线也证实了从直接拟合的可见度数据。我们已经构建了一个正向旋转和反向旋转的开普勒磁盘和原恒星的信封，包括SMA成像模拟模型。反向旋转模型可以更好地再现所观察到的速度通道图，虽然我们不能获得统计上显著的拟合结果。导出的模型参数是：开普勒半径为200 AU，中心恒星质量为0.1 $M_{solar}$，和信封旋转和下落速度为0.20公里的$^{-1}$和0.16公里的$^{-1}$，分别。对这些结果的一种可能解释是磁场在原恒星周围盘形成过程中的作用，即$i.e.$，霍尔效应。
2018-08-18 astro-ph.GA
Complex organics in IRAS 4A revisited with ALMA and PdBI: Striking contrast between two neighbouring protostellar cores
我们使用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA）和IRAM高原德布雷干涉仪（PdBI）的图像，角分辨率分别为0.5 $''$（120 AU）和1 $''$（235 AU），从11个不同的有机分子在原恒星的二进制NGC 1333 IRAS 4A的排放。我们清楚地解开了A1和A2，这两个原恒星的核心。这是第一次，我们能够同时推导出两个物体的柱密度和丰度，使我们能够分析它们之间的化学差异。来自有机分子的分子发射仅集中在A2中，即使A1是最强的连续发射体。原恒星核A2显示出典型的热corino丰度，其反卷积大小为70 au。相比之下，我们对A1分子丰度的上限非常低，比星前值低一个数量级。存在于A1和A2中的有机分子的量的差异在一个和两个数量级之间。我们的研究结果表明，在这些波长的尘埃排放的光学深度是不可能足够高，完全隐藏在A1的热corino类似的大小在A2。因此，在两种来源之间发现的分子丰富度的显著对比很可能是真实的。我们估计，在A1的假设热corino的大小应小于12 au。我们的研究结果有利于一种情况下，在A2的原恒星是更大的质量和/或受到更高的吸积率比A1，作为一个结果的不均匀的分裂的父母的分子团。这自然解释了A2相对于A1的较小电流包络质量及其分子丰度。
2017-07-12 astro-ph.GA
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
B-field Orion Protostellar Survey (BOPS). IV: The Relative Orientation Between Magnetic Fields and Density Structures in Young Protostellar Envelopes
Guangxi University（广西大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Worcester State University（伍斯特州立大学）
BOPS IV研究了年轻原恒星包层中磁场与密度结构的相对取向，发现磁化水平和柱密度共同影响其对齐状态。
2026-02-05 astro-ph.GA
The young protostellar disk in IRAS16293-2422 B is hot and shows signatures of gravitational instability
深埋的原恒星通过其原恒星盘从周围的包层积极地供给能量。由于活跃的吸积作用，这种早期盘的物理结构可能与更演化的源不同。本文给出了对0级源IRAS 16293-2422 B的1.3和3.0 mm ALMA连续谱的观测结果，分辨率分别为6.5.au和12.au.分辨出的亮温非常高，在$\sim$ 30\，au内$T_{\rm b} >$ 100\，K，在3\，mm处$T_{\rm b}$峰值超过400\，K。两个波长都显示出不平衡的发射，在中心$\sim$ 20\，au区域光谱指数达到小于2的值。我们将这些观测结果与一系列的辐射转移计算和合成观测的磁流体动力学和辐射流体动力学的原恒星盘模型后形成的致密的核心崩溃。基于我们的研究结果，我们认为，在盘内的气体运动学可能发挥更重要的作用，在加热盘比原恒星辐射。特别是，我们的辐射流体动力学模拟磁盘的形成，包括与引力不稳定性相关的热源，能够产生必要的温度来解释在IRAS 16293 B中观察到的高通量。此外，低光谱指数值是由原恒星盘模型的高光学厚度和高内部温度自然再现的。IRAS 16293 B的高温意味着挥发性物质大多处于气相，这表明自引力盘可能是热科里诺的起源。
2021-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grains cannot grow to millimeter sizes in protostellar envelopes
恒星和行星形成领域的一个大问题是尘埃颗粒大量生长的时间。在不同波长范围内观测到的尘埃发射特性已被用作一种迹象，表明毫米大小的颗粒已经存在于年轻原恒星的封套中。然而，这种解释与凝结模拟的结果有矛盾，凝结模拟在这些条件下不能产生如此大的颗粒。在这项工作中，我们分析表明，毫米大小的颗粒在原恒星信封的生产是不可能的凝聚过程的标准假设下。我们讨论了几种可能性，可能有助于解释所观察到的粉尘排放在没有原位晶粒生长到毫米大小。
2022-10-04 astro-ph.GA
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
IRAS 01202+6133 : A Possible Case of Protostellar Collapse Triggered by a Small HII Region
本文分析了位于HII区KR 120（Sh 2-187）外围的大质量（M ~ 20 Msun）submm/IR源IRAS 01202+6133的HCO+（J = 3 -2）和H13 CO+（J=3-2）观测结果。HCO+线轮廓具有经典的蓝色不对称形状，其中光学薄的H13 CO+线在预期的位置处达到峰值，如果HCO+线由自吸收和下落运动的组合产生。我们已经修改了现有的分析辐射转移模型，允许拟合submm/mm线轮廓，具有自吸收功能和光学薄翼，并将这些模型应用到我们的HCO+光谱的IRAS 01202+6133。我们的结论是，这是一个年轻的I类YSO与大量的信封正在缓慢的下降，并有一些流出运动。HII地区的年轻时期排除了“收集和崩溃”的情况。虽然我们不能排除IRAS 01202+6133在其当前位置自发形成的可能性，但考虑到其早期演化状态及其与HII区域的接近性，我们认为IRAS 01202+6133的形成是由KR 120（Sh 2-187）的膨胀引发的。
2012-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphological Complexity of Protostellar Envelopes
斯皮策太空望远镜拍摄的8微米消光图显示，许多0类原恒星在其尘埃包层的致密区域内表现出复杂、不规则和非轴对称的结构。许多系统在$\sim$ 1000 AU的尺度上具有高度不规则和轴对称的形态，其中四分之一的样品表现出无定形或扁平的致密结构。在空间上与流出空腔不同的区域观察到复杂的包络结构，并且致密结构通常没有显示出垂直于空腔的系统性对齐。我们认为，所观察到的信封的复杂性是从最初的非平衡结构的原恒星核心崩溃的结果。在许多包层中显著的非轴对称性为双星系统的形成提供了有利的条件。然后，我们表明，L1165周围的运动学探测与N2H+是不对称的下降的指示，速度梯度是不垂直的流出。
2010-08-20 astro-ph.GA
Chemical modeling of water deuteration in IRAS16293-2422
IRAS 16293-2422是一颗经过充分研究的低质量原恒星，其特征是氘分馏水平很高。通过对HDO的详细多线分析发现，在原恒星包层的视线范围内，还存在一个富含单氘水和双氘水的吸收层。为了模拟这个来源中的化学，气体颗粒化学代码Nautilus与扩展的氘网络一起使用。对于原恒星包层，我们求解了原恒星核模型中下落流体包层中的化学反应网络。对于前景云，我们探讨了几个物理条件（密度，宇宙电离率，C/O比）。本文的主要结果是，在IRAS 16293 -2422的内部区域观测到的H2O，HDO和D2 O的气相丰度低于由一维动力学/化学（热corino）模型预测的那些，其中冰被完全蒸发。由于吸附/蒸发的竞争，在信封的外部的丰度呈现混乱的配置文件，非常不同的恒定丰度假设的分析的意见。我们还发现，在吸收层中观察到的气相H2O，HDO和D2 O的大丰度更有可能解释由放热表面反应，而不是光解吸过程。
2014-10-23 astro-ph.GA
Interaction of the central jet with the surrounding gas in the protostellar outflow from IRAS 04166+2706
NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天体物理学与天文学研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理学研究所）
研究IRAS 04166喷流中EHV气体与周围气体的相互作用，揭示其在加速慢速喷流中的作用。
2026-01-08 astro-ph.GA
First results from the CALYPSO IRAM-PdBI survey. I. Kinematics of the inner envelope of NGC1333-IRAS2A
在几百天文单位的尺度上，0级原恒星的结构和运动学知之甚少。最近的观测显示，在L1527-IRS和VLA 1623 A中存在直径为150-180 AU的开普勒盘，但不清楚这种盘是否在0类原恒星中常见。在这里，我们提出了在NGC 1333-IRAS 2A的两个甲醇线的高角分辨率观测。我们认为，这些线探测的内部信封，我们用它们来研究该地区的运动学。我们的观察表明，存在一个边缘的速度梯度垂直于流出的方向。然而，沿梯度方向的位置速度图似乎与开普勒圆盘不一致。相反，我们认为，发射起源于下降，也许缓慢旋转的信封，围绕中央原恒星的0.1-0.2 M $_\odot$。如果存在盘，它比L1527-IRS的盘小，可能表明NGC 1333-IRAS 2A更年轻。
2014-01-31 astro-ph.GA
Indirect evidence of significant grain growth in young protostellar envelopes from polarized dust emission
在恒星形成的过程中，尘埃颗粒是如何以及何时开始成长为鹅卵石的，这是恒星和行星形成的一个基础问题。我们计算了偏振辐射转移从一个模型的太阳型原恒星的核心，使用POLARIS代码，调整尘埃颗粒与当地的磁场，辐射扭矩（RAT）理论。我们测试的依赖性所产生的灰尘偏振发射的灰尘尺寸分布的最大粒径在信封规模，从amax = 1微米到50微米。我们的工作表明，在RAT对齐的框架中，需要大的尘埃颗粒产生偏振尘埃辐射，其水平类似于目前在毫米波长的太阳型原恒星包络中观察到的水平。考虑到目前的理论困难，在典型的原恒星包层条件下排列大部分小的类ISM颗粒，我们的结果表明，在坍缩开始后不到10^5年的时间里，在最年轻的天体中，颗粒生长（通常> 10微米）可能已经在100-1000 au的尺度上取得了显著的进展。对尘埃偏振发射的观测可能为探索尘埃的原始性质和描述微行星形成的初始条件开辟一条新的途径。
2019-07-25 astro-ph.GA
Thermal structure of a protostellar envelope
球对称坍缩云演化的数值流体动力学模型，设计用于计算这些物体在其演化的星前和原恒星阶段的热结构，提出。该模型的显著特点包括可以独立地描述气体和尘埃的温度，这在计算星前云和原恒星云的热结构以及计算来自中央原恒星的辐射通量时非常重要。这个模型是用来比较的理论密度和温度分布与附近的恒星形成的赫歇尔空间天文台获得的网站的观测。应用带通量限制器的扩散近似能较好地描述原恒星云的径向密度和温度分布。然而，显着差异的模型和观测的密度分布被发现为星前阶段，这表明存在明显的偏离平衡的星前云。提出了一种基于自适应$τ$近似的云热结构近似计算方法。应用的$τ$ -近似产生良好的协议与星前阶段的扩散近似，但产生明显的差异为原恒星阶段，当吸积信封的热结构是由原恒星的辐射。
2015-02-17 astro-ph.GA
Spiral Structures in an Embedded Protostellar Disk Driven by Envelope Accretion
流体动力学模拟表明，一对螺旋臂可以在快速成长的年轻恒星周围的盘中形成，并且当盘从周围的包层吸积材料时，这些臂在传输角动量方面至关重要。在这里，我们报告检测到一对对称的螺旋结构的原恒星盘，支持形成的螺旋臂在磁盘周围的形成恒星。HH 111 VLA 1源是一个年轻的I类源，嵌入在一个巨大的坠落原恒星包层中，正在积极地吸积，驱动着突出的HH 111喷流。先前的观测显示，在盘的外缘周围有一个激波发射环，这表明包层物质以很高的速度吸积到盘上。现在，通过ALMA对尘埃颗粒热辐射的观测，我们检测到一对从内部区域延伸到圆盘外缘的螺旋臂，与许多模拟中看到的相似。此外，该盘是巨大的，Toomre的Q参数在检测到螺旋结构的外部接近1，支持了包络吸积驱动外盘引力不稳定的观点。在我们的观测中，另一个源，HH 111 VLA 2，首次空间分辨，显示出一个直径约26 au的盘状结构和取向几乎正交的HH 111 VLA 1盘。
2019-09-06 astro-ph.GA
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes III: Velocity Gradients in Non-Axisymmetric Envelopes, Infall or Rotation?
我们提出了一个干涉运动学研究的基础上观察的致密气体示踪剂N2 H+和NH3的形态复杂的原恒星信封。在我们的样本中，大多数包络的强烈不对称性使我们质疑速度梯度作为旋转的常见解释，因为在观测到的速度中可能存在投影效应。现在更详细地分析几个具有良好有序速度场和包络结构的“理想化”源。我们比较干涉数据的位置-速度图的运动学模型的球形旋转坍缩和非线性旋转坍缩。为此，我们发展了一个旋转坍缩模型的附加参数化，以探讨几何投影对观测到的速度结构的影响。我们发现，在我们的样本中，大多数信封的PV结构，可以复制一个下降的记录信封投影在不同的角度内的天空平面。下落的细丝产生速度变化，可以模仿旋转的信封，特别是当在单盘分辨率和轴对称旋转崩溃模型不唯一地描述任何数据集。此外，如果假设速度反映旋转，那么在大多数情况下推断的离心半径相当大，这表明存在显着的碎裂潜力，或者更可能是线中心速度的另一个分量。我们的结论是，有序的速度梯度不能被解释为旋转时，信封是非轴对称的，预计的下落速度可能占主导地位的速度场的规模大于1000 AU。
2012-01-10 astro-ph.GA
Powerful flare phenomena in water vapor maser lines in the emerging protostellar system with protoplanetary disks IRAS 16293-2422
根据2019.0 - 2021.0年的水脉泽长期监测数据，我们在IRAS 16293-2422中检测到两个强大的现象，持续约一年，径向速度接近6和8 km s $^{-1}$。在这两种情况下，强大的短耀斑位于顶部的强大，但更长的（2.5和0.5千焦），其中辐射启动发射更强大的耀斑。首次在实验上发现了位于观测者视线上的几个脉泽发射光斑的结构。这使得有可能确认水脉泽激活的假设，基于由于位于观测者视线上的几个脉泽凝聚而增加的脉泽放大长度。最强大和最短的脉泽耀斑的不饱和状态，以及饱和状态的弱，已经建立。得到了水脉泽的新的重要参数和脉泽光斑的假定位置。
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substructures in the Disk-Forming Region of the Class 0 Low-Mass Protostellar Source IRAS 16293-2422 Source A on a 10 au Scale
我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列观测了0类原恒星源IRAS 16293-2422 A的C17 O和H2 CS谱线以及1.3 mm尘埃连续体，其角分辨率为~0。“1（14 au）。连续辐射的二进制组件，源A，揭示了由5个强度峰在100 au的原恒星的子结构。C17 O的发射主要是在300 au尺度上以连续谱的强度质心为中心跟踪环切多重结构，而在距离质心50 au的半径内非常弱。相比之下，H2 CS发射跟踪连续峰之一（A1）周围的旋转盘结构。因此，看来外接物结构的旋转重心与A1周围的圆盘的旋转重心略有不同。我们利用H_2CS的多条谱线推导了转动温度。当接近原恒星A1时，在离原恒星50 au半径处，自转温度急剧上升，达到300 K或更高。这可能是由于局部吸积激波和/或优先原恒星加热的过渡区从circummultiple结构的磁盘周围A1。该位置对应于有机分子谱线被报道增强的位置。由于H2 CS旋转温度的上升很可能代表了气体和尘埃温度的上升，这将与这种原型热科里诺的化学特征有关。
2020-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic properties of the protostellar core IRAS 15398-3359
上下文磁场可以显著影响恒星的形成过程。均匀磁场中的磁致坍缩理论预测，最初的收缩沿着场线发生。当引力足够强时，磁场线向内收缩，形成一个典型的沙漏形状。目的。我们调查的磁场结构的一个年轻的0级对象，IRAS 15398-3359，嵌入在狼疮I云。以前的大尺度观测表明，这个源是在高度磁化的环境中演化的。因此，这个对象似乎是一个理想的候选人，研究磁驱动的核心崩溃在低质量的制度。方法.我们用SOFIA/HAWC+仪器在214 $μ$ m处对IRAS 15398-3359进行了偏振观测，从而追踪了冷尘埃的线偏振热辐射。结果我们的数据揭示了一个显着的弯曲的磁场线由于引力。磁场看起来是有序的，并与云的大尺度B场和外流方向对齐。我们估计磁场强度为$B= 78 μ$ G，预计准确度在2倍以内。测得的质量-通量参数为$λ= 0.95$，表明堆芯处于跨临界状态。
2019-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH Masers and the Dust Emissions Towards High Mass Protostellar Objects
背景：OH脉泽辐射与高质量恒星形成区有关。朝向这些区域中的一些区域，OH脉泽与HII区域相关联。对其他人来说，被认为是在一个较早的进化状态，OH脉泽是从HII区偏移。对于这些较晚的区域，人们认为OH脉泽与星周盘有关（例如Edris et al. 2005; Gray et al. 2003）。这些圆盘应该承载着密集的尘埃颗粒。热尘埃的存在可以通过毫米连续辐射以及红外辐射来追踪。目的：研究毫米波连续谱、OH脉泽辐射和红外天文台源之间的联系。方法：选取IRAS星表中的27个大质量恒星形成区（HMSFR）作为样本。2007年）已经在1.1毫米（mm）连续发射的Bolocam银河平面调查（BGPS）进行了研究。结果：在OH脉泽样品的23个源中，在~ 30'范围内发现了1.1mm的连续辐射。这些源被分为三组取决于最近的毫米峰从OH脉泽位置的偏移。OH，毫米和红外发射类型之间的关联已被证实为两个源。一般来说，红外天文台的位置与毫米峰的一致性要比与OH脉泽的一致性好，而且在10个源附近，红外天文台和OH脉泽的位置与同一毫米峰的一致性并不相同。结论：相对较大的位置不确定性不允许确定的结论，但它似乎是红外峰更接近毫米发射比OH脉泽。
2011-07-03 astro-ph.GA
The ALMA Protostellar Interferometric Line Survey (PILS): First results from an unbiased submillimeter wavelength line survey of the Class 0 protostellar binary IRAS 16293-2422 with ALMA
年轻原恒星周围的包层内部区域具有复杂的化学特征，在原行星盘最终可能形成的尺度上存在着生命前分子。本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）对0类原恒星双星IRAS 16293-2422进行的系统观测--“原恒星干涉测线巡天（PILS）”。该调查涵盖了从329到363 GHz（0.8 mm）的全频率范围，并在3.0和1.3 mm处进行了额外的有针对性的观测。乙醇醛、其异构体甲酸甲酯和乙酸以及其还原醇乙二醇均被清晰检出。对于乙二醇，最低状态的构象，aGg'和gGg'，被检测到，后者的第一次在ISM中。乙醇醛的丰度与乙二醇相当或略大于乙二醇。与银河系中心相比，这两种物质相对于甲醇来说过于丰富，这可能是在低温下富含CO的冰中形成的迹象。13 C和氘代乙醇醛的同位素体都被检测到，这也是ISM中的第一次。对于氘代物质，发现约5%的D/H比，在乙醇醛的不同官能团中的氘代之间没有差异。13 C-物质的测量导致12 C：13 C比率约为30，低于典型的ISM值。这一低比率可能反映了冰中13 CO的增强，这是由于在冻结之前气体中的离子-分子反应或12 CO和13 CO冰升华的温度差异。这些结果加强了低温颗粒表面化学的重要性，因为在整个冰幔升华后，在这里看到的气体中形成了生命前分子。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water distribution in shocked regions of the NGC1333-IRAS4A protostellar outflow
我们提出的H2O的空间分布在两个明亮的冲击区域沿IRAS4A，其中一个最强的H2O发射器之间的0类流出的研究。我们获得了IRAS4A外流的Herschel-PACS图和两个冲击位置的HIFI观测。在557 GHz的38弧秒的最大HIFI光束映射在几个关键的水线不同的上能级，揭示可能的空间变化的线轮廓。我们在两个选定的位置检测到四条H_2O线和CO（16 - 15）。此外，从相关的流出和包络示踪剂的过渡检测。不同的气体成分与冲击确定的H2O排放。特别是，在流出的红色瓣的头部，两个不同的气体成分具有不同的激发条件区分在HIFI发射图：一个紧凑的组件，检测到的地面状态的水线，和一个更广泛的。假设这两个分量对应于在先前的H2O和CO研究中观察到的两个不同的温度分量，H2O发射的激发分析表明，（约3 arcsec）分量与热（T~1000 K）密度为~（1 - 4）x10^5 cm ^{-3}的气体，而扩展的（10 - 17 arcsec）则跟踪了温暖（T~300 - 500 K）和致密（~（3 - 5）x10^7 cm ^{-3}）的气体。最后，利用在R2观测到的CO（16 - 15）发射，我们估计温暖和热组分的H2O/H2丰度分别为（7 - 10）x10 ^{-7}和（3 - 7）x10 ^{-5}。我们的数据使我们第一次能够在空间上解决以前用HIFI和PACS观察到的两个温度分量。我们建…
2014-06-24 astro-ph.GA
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High Mass Dusty Disk Candidate: The Case of IRAS 18151-1208
关于大质量原恒星周围的盘的性质，还有许多问题。在这里，我们提出了一个高质量的原恒星物体，包括一个细长的尘埃连续体结构垂直于外流的观测。亚毫米阵列230 GHz的线和连续观测的高质量原恒星对象IRAS 18151-1208随着单盘IRAM 30米的观测，为我们提供了高的空间分辨率（0.8”）以及恢复的扩展发射，得到过滤出的干涉仪。12 CO的观测证实流出方向为东南-西北方向，1.3 mm的连续体在垂直于流出方向上表现出伸长。我们模型的物理参数的细长结构，同时拟合观测到的光谱能量分布（SED）和亮度轮廓沿主轴使用3D辐射转移代码MC 3D。假设密度分布与低质量盘相似，我们也可以重现对这种高质量原恒星物体的观测。这是通过使用相同的密度分布和耀斑参数中使用的低质量的情况下，并按比例放大的尺寸参数，成功地模拟了几个金牛座T星的拱盘。我们还计算了一个区域内的内部30 AU这样一个高质量的磁盘是稳定的Toomre标准。虽然我们不排除其他的情况下，我们在这里表明，在高质量的制度的意见是一致的，一个低质量磁盘的放大版本。高质量恒星形成的影响进行了讨论。
2011-01-06 astro-ph.GA
A Change of Rotation Profile in the Envelope in the HH 111 Protostellar System: A Transition to a Disk?
HH 111原恒星系统由两个I类源（VLA 1和VLA 2）组成，它们的盘深埋在一个扁平的包层中，距离为400 pc。本文在C18 O（J=2-1）、SO（N_J = 5_6-4_5）和1.33mm连续谱中，以~ 1”（400 AU）的分辨率，对该系统进行了跟踪研究，首次揭示了在下落包层中如何形成旋转支撑盘。1.33毫米的连续辐射被认为是由这两个来源产生的，可能是追踪它们周围的尘埃盘。特别是，VLA 1源周围的发射在赤道平面上被拉长，半径约为300 AU。在C18 O中可以很好地看到这个包层，从VLA 1源延伸到约7000 AU，最里面的部分与尘埃盘重叠。它有一个差动自转，外部（~ 2000-7000 AU）可以用一个具有恒定比角动量的自转来描述，而内部（~ 60-2000 AU）可以用开普勒自转来描述。包络线似乎也有一些比旋转运动小的下落运动。因此，外层的物质似乎是缓慢地向内旋转，其角动量和旋转确实可以成为开普勒在内部。在VLA 1源周围可以看到一个紧凑的SO发射，半径约为400 AU，它可能会跟踪一个激波，例如盘周围的（内部）吸积激波。
2010-10-07 astro-ph.GA
Anatomy of the internal bow shocks in the IRAS 04166+2706 protostellar jet
$Aims.$我们研究了IRAS 04166+2706原恒星中喷流与外流的关系。这金牛座原恒星驱动一个分子喷流，其中包含多个发射峰对称地位于中央源。原恒星还驱动着由两个圆锥壳组成的广角外流。$Methods.$我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）干涉仪观测了IRAS 04166+2706喷流的两个场。场集中在对应于相同喷射事件的一对发射峰上，并且在CO（2-1）、SiO（5-4）和SO（65- 5 - 4）中观察到。$ Results.$两个ALMA场都呈现近似椭圆形的空间分布，并且其短轴与射流方向对齐。随着速度的增加，每个场中的发射逐渐穿过椭圆区域。这种系统的模式表明，在每个领域的排放气体位于一个盘状结构，是垂直于射流轴，并扩大远离射流。一阶矩图中的小曲率表明，圆盘以远离IRAS源的弓形激波所预期的方式略微弯曲。一个简单的几何模型证实，这种情况下适合的主要排放特征。$Conclusions.$ IRAS 04166+2706喷流中的发射峰值可能代表内部弓形激波，其中物质从喷流轴横向喷出。虽然喷射气体的线性动量由射流方向上的分量主导，但侧向分量不可忽略，并且可能影响周围流出物和核心中的气体分布。
2016-10-05 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
ALMA Observations toward the S-shaped Outflow and the Envelope around NGC1333 IRAS 4A2
我们分析了0级原双星系统NGC 1333 IRAS 4A的SO（$J_N=6_5-5_4$和$J_N=7_6-6_5$）、CO（$J=2-1$）和CCH（$N=3-2, J=7/2-5/2, F=4-3$）谱线的ALMA存档数据。SO（$J_N = 6_5-5_4$）和CO（$J=2-1$）的图像成功地分离了两个连接到每个原恒星IRAS 4A 1和IRAS 4A 2的北流出叶。IRAS 4A 2的流出显示出S形形态，包括IRAS 4A 2周围的扁平包膜，两个流出叶连接到包膜的两个边缘。环绕IRAS 4A 2的平坦包络具有与环双星包络相反的速度梯度。观察到的功能再现的磁流体动力学模拟坍缩的核心，其磁场方向是错位的旋转轴。我们的模拟结果表明，流出叶的强度在一侧增强，导致S形形态的形成。S形外流也可以用一颗分离大于12 au（0.04 arcsec）的未分辨双星的旋进外流来解释。此外，在IRAS 4A 2附近的$J_{N,F}=7/2_{3,4}-5/2_{2,3}$（$J_{N,F}=7/2_{3,4}-5/2_{2,3}$）谱线上还发现了一个未知的极高速度分量，其速度为45-90 km/s，CCH谱线显示出两对附着在壳状结构底部的斑点，其形态与SO和CO谱线有明显的不同。朝向IRAS 4A 2，SO中所示的S形流出与CCH壳的边缘重叠，而CCH壳具有与IRAS 4A 2周围的扁平结构…
2021-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helical Magnetic Fields in the NGC1333 IRAS 4A Protostellar Outflows
本文介绍了对NGC 1333 IRAS 4A的CO $J$ = 3- 2谱线的亚毫米波阵（SMA）偏振观测。角分辨率为$\sim$ 1 $\arcsec$的CO Stokes $I$图揭示了来自NGC 1333 IRAS 4A双星源的两个双极外流。CO排放的运动学特征可以通过$\sim$ 20 $\arcdeg$从天空平面倾斜的风驱动流出来模拟。靠近原恒星的CO极化，在$\sim$ $2\farcs3$的角分辨率，有一个位置角近似平行于从尘埃极化推断的磁场方向。CO的极化方向似乎从一个沙漏场周围的核心到一个弧形的形态包裹周围的流出，表明螺旋结构的磁场，继承了极向场在发射点，并包括在更远的距离流出的环形场。螺旋磁场是一致的理论预期发射和准直流出从磁化旋转盘。考虑到CO偏振辐射主要来自低速和低分辨率的数据，螺旋磁场可能是风驱动外流中风-包络相互作用的产物。CO数据显示出流出物中$\sim$ 30 $\arcdeg$偏转的PA。CO极化角的变化似乎与偏转有关。我们推测，螺旋磁场有助于$\sim$ 10 $\arcdeg$偏转的外流通过洛伦兹力。
2016-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal formation of ammonium carbamate on the surface of laboratory analogues of carbonaceous grains in protostellar envelopes and planet-forming disks
我们的研究小组最近证实了尘埃颗粒表面在热反应CO2 + 2NH 3 $\rightarrow$ NH 4 + NH 2COO中的催化作用。在80 K的纳米尺寸的碳和硅酸盐颗粒的表面上的反应的速率系数被测量为高达三倍高的反应速率系数KBr上测量相比。在这项研究中，反应进行碳颗粒和溴化钾在50 - 80 K的扩展温度范围内，并添加水冰。的反应活化能被发现是约3倍，低于相应的冰层KBr的晶粒。因此，在所研究的反应中的尘埃颗粒表面的催化作用可以与反应势垒的减少。向NH3：CO2冰中加入水会减缓反应。在5：1的H2O：CO2比率下，在实验时间尺度上未检测到反应。这一结果提出了问题的热形成的氨基甲酸铵在致密的分子云和外部地区的原恒星和原行星的环境与占主导地位的水冰地幔化学。然而，它仍然可以发生在晶体冰中的原恒星和原行星环境的内部区域。
2020-04-04 astro-ph.GA
GMRT observations of the protostellar jet associated with \iras
我们报告的连续GMRT观测，旨在探讨在非常低的频率（325 MHz和610 MHz）与IRAS 16547-4247相关的喷流的行为。所获得的地图显示在东南-西北方向的细长形态。此外，610 MHz的地图显示了与细长形态相关的三个结，似乎对应于在较高频率下被识别为喷流的三重射电源。然而，在325 MHz时，虽然也观察到细长的形态，但图中仅出现两个结。通过比较我们的结的位置在两个频率与旋进射流模型在以前的工作中，我们发现，结落接近摆动路径，因此，他们可能代表冲击的旋进射流与介质的材料。只有在325兆赫探测到的最南端的结的性质仍然不清楚。此外，我们发现，整个发射的瓣是非热下降到非常低的频率，可能的相关发射机制在两个瓣不同的工作，导致观测到的频率之间的差异。为了解释这些差异，我们调查的机制，如同步辐射损失的磁场约为0.5毫克的冲击，发现这种可能性不太可能发生。或者，我们调用与非均匀介质的相互作用作为最可能的情况。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multilayer formation and evaporation of deuterated ices in prestellar and protostellar cores
十年来，在星前核和低质量原恒星中观察到了几种分子的极大氘化。对低质量原恒星进行的新观测表明，水在温暖的内部气体中比在寒冷的外部包层中呈现出较低的氘化。我们耦合的气体颗粒天体化学模型与一维模型的坍缩核心，以正确地遵循星际冰的形成和氘化，以及随后的蒸发在低质量的原恒星信封的目的是解释其氘化的时空演变。天体化学模型遵循的形成和蒸发的冰与多层的方法，还包括一个国家的最先进的氘代化学网络，考虑到自旋状态的H $_2$和轻离子。由于星际冰的形成缓慢，因此它们的化学性质是不均匀的，并且显示出它们的氘分馏向表面增加。冰中氘化的分化诱导了原恒星包层中氘化的演化。温暖的内部区域是贫氘的，因为它包括整个分子含量的冰，而氘预测在寒冷的外部信封规模与高度氘化的表面的冰。我们能够重现原恒星信封内观察到的水氘代的演变，但我们仍然无法预测观察到的甲醛和甲醇超高氘代。最后，这项研究的扩展到氘化的复杂有机物（COM），重要的前生物化学，显示出良好的协议与观察，这表明我们可以使用的氘化追溯其机制和它们的时刻的形成。
2014-05-13 astro-ph.GA
The Infall Motion in the Low-Mass Protostellar Binary NGC 1333 IRAS 4A1/4A2
我们报告的ALMA观测NGC 1333 IRAS 4A，一个年轻的低质量原恒星双星，称为4A 1和4A 2。利用多个$_2$ CO跃迁和HNC（4-$-$-3），在分辨率为0.25”（$\sim$ 70 au）的条件下，我们研究了4A 1和4A 2的气体运动学.我们的研究结果表明，在大角度尺度（$\sim$ 10”），4A 1和4A 2都显示出沿N-S方向的良好准直的流出，并且在由4A 2提供动力的流出中识别出S形形态。在小尺度（$\sim$ 0.3”）上，4A 1和4A 2在连续谱质心处表现出不同的光谱特征，4A 1主要在吸收中表现出简单的对称分布，4A 2在发射和吸收中表现出相当复杂的分布。基于辐射传输模型的练习，我们发现，从早期的低分辨率观测推断的物理参数不能直接外推到4A 1内部区域。可能的原因之间的观测和模拟的配置文件的差异进行了讨论。我们将4A 1中75 au层的质量下降率限制在3 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$左右。对于4A 2内包层的运动学，H $_2$ CO光谱中的吸收下降向红移侧倾斜，可能是向内运动的特征。这些吸收凹陷相对较窄。这与4A 1的情况一样，明显低于预期的流入速度。我们估计4A 2中100金层的质量下降率为3.1 $-$ 6.2 $\times$ 10 PDMATHAMQ M $_\odot$年$^{-…
2019-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Skewed Distributions and Opposite Velocity Gradients of Submillimeter Molecular Lines in Low-Mass Protostellar Envelopes
我们用ASTE对L1551 IRS 5、L1551 NE、L723和L4 - 3进行了亚毫米CS（J = 7-6）和HCN（J = 4-3）谱线的成图观测，对IRAS 16293-2422进行了单点观测。包括我们之前对L483和B335的ASTE观测，我们发现源的辐射热光度与亚毫米谱线的总积分强度（I_CS ~ L_bol ^[0.92]）之间存在明显的线性关系。L1551 IRS 5的ASTE + SMA CS（7-6）组合图像显示了一个延伸的（~2000 AU）分量，追踪了西部和西南部的相关反射星云，以及一个紧凑的（< 500 AU）分量，以原恒星位置为中心。L1551 NE的CS和HCN发射峰并不位于原恒星位置，而是向西侧的反射星云偏移（约1400 AU）。通过统计分析，我们证实了CS（7-6）发射的速度梯度与我们在早期论文中报道的沿流出方向的毫米线的速度梯度相反。在L1551 IRS 5中，亚毫米波速度梯度的大小估计为（9.7 \pm 1.7）\times 10-3 km s-1 arcsec-1，在L483中估计为（7.6 \pm 2.4）\times 10-3 km s-1 arcsec-1。我们认为，“倾斜”的亚毫米分子发射到相关的反射星云在几千AU的规模跟踪温暖（> 40 K）的信封腔壁，挖掘由相关的流出和中央的原恒星直接照射。沿流出方向的相反速度梯度可能反映了垂直…
2011-05-19 astro-ph.GA
Water abundances in high-mass protostellar envelopes: Herschel observations with HIFI
我们得到了致密的核心结构和水的丰度在四个大质量恒星形成的地区，这可能有助于了解大质量恒星形成的最早阶段。我们给出了对H_2O 1_11-0_00和2_02-1_11以及对H_2 - 18 O 1_11-0_00跃迁的Herschel-HIFI观测结果。对线轮廓的包络贡献通过流出和前景云与贡献分离。包络的贡献建模使用蒙特卡罗辐射转移代码的灰尘和分子线（MC 3D和RATRAN），与水的丰度和湍流速度宽度作为自由参数。虽然流出主要见于高J线的发射，但在基态线的吸收中看到包络，其几乎饱和。导出的水丰度范围从5E-10到4 E-8的外包层。由于Herschel-HIFI数据的高质量和水探测它们的独特能力，我们探测到了原恒星包层周围的冷云。沿着视线还检测到几个前景云。在巨大致密的核心中，H2O的丰度很低，这与高密度和低温导致水在尘埃颗粒上冻结的预期是一致的。丰度值的分布与来源的物理性质没有明确的联系。
2010-07-23 astro-ph.GA
The Mass Evolution of Protostellar Disks and Envelopes in the Perseus Molecular Cloud
在低质量恒星形成的标准图像中，一个致密的分子云经历引力坍缩形成一个原恒星系统，由一个新的中心恒星、一个星周盘和周围剩余物质的外壳组成。系统的质量分布随着物质从大尺度包层通过圆盘吸积到原恒星上而演变。虽然这一总体情况得到了模拟和间接观测测量的支持，但与磁盘增长和包络耗散相关的具体时间尺度仍然没有受到很好的约束。在本文中，我们对Jørgensen等人（2009年）介绍的方法进行了严格的测试，以获得嵌入式原恒星周围的盘和包层的质量测量，并使用无法分辨盘的观测结果（分辨率为$\sim$ 1000\，AU）。使用未解决的数据，从最近的质量大会的恒星系统及其演化与SMA（质量）调查，我们得到磁盘和信封质量估计$59$原恒星系统的英仙座分子云。我们将我们的结果与VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查的独立盘质量测量结果进行比较，发现了很强的线性相关性，这表明可以从未解决的观测中测量准确的盘质量。然后，利用质量样本的大小，我们发现原恒星质量分布作为年龄的函数没有显着的趋势，近似从测热温度。这些结果可能表明，盘质量的原恒星是设置在附近的0类原恒星阶段的发病，并保持大致恒定的整个I类原恒星阶段。
2019-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Formation and Atmosphere of Complex Organic Molecules of the HH 212 Protostellar Disk
HH 212是最近发现的一个邻近的（400 pc）0类原恒星系统，拥有一个半径约60 AU的“汉堡包”状尘埃盘，深深嵌入在一个下降旋转的扁平外壳中。我们已经用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列空间分辨了这个圆盘系统，分辨率高达~ 16 AU（0.04”）。在HCO+ J=4-3下到尘埃盘中检测到包络。复杂的有机分子（COMs）和双氘代甲醛（D2CO）被检测到上方和下方的尘埃盘在约40 AU的中央原恒星。COM是甲醇（CH 3OH），氘代甲醇（CH 2DOH），甲基丙烯酰胺（CH 3SH）和甲酰胺（NH 2CHO，益生元前体）。我们模拟了HCO+和COMs中的气体运动学，发现在~ 44 AU的半径处存在一个离心势垒，在该势垒内形成一个开普勒旋转盘。这表明，HCO+跟踪下降到离心屏障和COM跟踪的开普勒旋转盘的离心屏障内的大气的下降旋转包层。的COM空间分辨的第一次，径向和垂直，在大气中的磁盘在最早的，0级阶段的恒星形成。我们的空间分辨观测的COM有利于他们的形成在磁盘，而不是一个快速下降（温暖）的内部信封。COMs的丰度和空间分布对它们在低质量恒星形成中的形成和传输模型提供了强有力的约束。
2017-06-19 astro-ph.GA
A Pseudodisk Threaded with a Toroidal and Pinched Poloidal Magnetic Field Morphology in the HH 211 Protostellar System
HH 211原恒星系统是目前发现的最年轻的具有旋转圆盘的0级系统。我们在~ 50 au（0.16”）分辨率下对它进行了成图，研究了它在232和358 GHz连续谱中的尘埃极化磁场形态和它在C_（18）O J=2-1线上的运动学。在连续谱和C18 O中检测到一个从圆盘延伸到~ 400 au的扁平信封，与圆盘略微偏离8度。它是螺旋向内，预计将转变成一个旋转盘在~ 20 au，与盘半径估计之前一致。它似乎有一个恒定的特定角动量，本身可以从一个由内而外的崩溃的扩展信封之前在NH $_3$检测。在扁平的信封，极化主要是由于磁性排列的尘埃颗粒，推断高度捏极向场形态。因此，运动学和场形态都支持这样的观点，即扁平的包络是一个伪盘，它是由场线引导下落的气体到赤道面而形成的。有趣的是，一个点对称的偏振分布也被视为在平坦的信封，这意味着捏场线也有一个显着的旋转产生的环形分量。在圆盘周围的扁平包层中没有发现明显的角动量损失，因此也没有发现明显的磁制动，这可能是因为云核中的旋转轴和磁场轴之间存在很大的不对准。
2019-05-23 astro-ph.GA
The ALMA-PILS survey: Gas dynamics in IRAS 16293$-$2422 and the connection between its two protostars
[摘要]大多数恒星形成于双星或更高阶的系统中。0级原恒星系统IRAS 16293 -2422包含两颗原恒星，“A”和“B”，它们之间的距离约为600 au，并嵌入在一个10^4 au尺度的包层中。它们的相对进化阶段一直存在争议。我们的目标是在60 ~1000天文单位的空间尺度上研究两颗原恒星A和B之间的关系和相互作用。我们从ALMA-PILS光谱成像调查（329-363 GHz）中选择了CO，H2 CO，HCN，CS，SiO和CCH的分子气体线跃迁，并将其用作IRAS 16293 -2422系统中的运动学，密度和温度的示踪剂。PILS数据集的角分辨率使我们能够以0.5角秒（60天文单位）的分辨率研究这些量。光学粗和光学细分子线的视向速度图揭示了：（i）以前已知的从原恒星A流出的新现象;（ii）在两颗原恒星之间存在一个尘埃和气体的运动学静止桥，推测密度在4 10^4和3 10^7 cm^-3之间;和（iii）一个单独的，直的灯丝似乎连接到原恒星B只看到在CCH，与一个单位的运动学签名。各种流出的迹象，都来自源A，是高密度和温暖的气体的证据;它们在空间和运动学上都不符合桥。我们假设桥弧是原恒星包层物质中的残余残余结构，原恒星源A和B就是从这些物质中形成的。一种特殊的形态结构似乎是由于流出的气体冲击静止的桥材料。持续缺乏与原恒星B明确相关的清晰流出特征，以及其盘状结构的垂直延伸形状，使我…
2019-03-29 astro-ph.GA
Characterizing young protostellar disks with the CALYPSO IRAM-PdBI survey: large Class 0 disks are rare
了解原行星盘和多重系统的形成机制及其原始性质是现代天体物理学的关键问题。最年轻的盘，嵌入在旋转的原恒星包层中，到目前为止，它们的性质基本上没有受到限制。在IRAM-PdBI CALYPSO调查的框架下，我们获得了16个太阳型0类原恒星样本在231 GHz和94 GHz的尘埃连续辐射的亚弧秒观测结果。在试图确定盘状结构嵌入在小尺度的原恒星信封，我们模型的尘埃连续排放能见度配置文件使用普卢默像信封模型和信封模型，包括额外的高斯盘状组件。我们的分析表明，在CALYPSO样本中，16个0类原恒星中的11个可以通过包括盘状尘埃连续体成分的模型更好地再现，该成分在小尺度下对通量有贡献，但这些候选原恒星盘中只有不到25%在半径> 60 au处被解析。包括所有可用的文献约束0类磁盘在亚弧秒尺度，我们表明，我们的结果是有代表性的：大多数（> 72%的样本中的26个原恒星）0类原恒星盘是小的，只出现在半径< 60 au。我们的多重性分数在100-5000 AU的规模是在全球范围内的协议，在类似的尺度与I类原恒星的多重性。我们面对我们的观测约束盘大小分布在0类原恒星的典型磁盘属性从原恒星形成模型。因为它们减小了离心半径，并在主吸积阶段产生了半径<100 au的圆盘尺寸分布峰值，所以我们的观测更倾向于旋转原恒星坍缩的磁化模型。
2018-11-12 astro-ph.GA
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
Vertical Structure of the Transition Zone from Infalling Rotating Envelope to Disk in the Class 0 Protostar, IRAS04368+2557
我们已经解决了第一次的径向和垂直结构的几乎边缘上的信封/磁盘系统的低质量0级原恒星L1527。为此，我们使用了空间分辨率分别为0.25 $^{\prime\prime}$ $\times$ 0.13 $^{\prime\prime}$和0.37 $^{\prime\prime}$ $\times$ 0.23 $^{\prime\prime}$的ALMA观测值。L1527尘埃连续谱的去卷积尺寸为78 au $\times$ 21 au，并显示出一个张开的盘状结构。CCH辐射向外约150 au处有一个薄的旋转包层，其厚度向内增加2倍，该半径介于旋转包层的离心半径（200 au）和离心势垒（100 au）之间。气体在离心屏障的前面停滞并向垂直方向移动。SO排放集中在离心屏障周围和内部。发现SO排放气体的旋转速度在离心屏障周围被减速。一部分角动量可以被离心屏障周围远离中平面的气体提取。如果是这样的话，离心屏障将与低速外流的发射机制有关，如盘风。
2017-03-23 astro-ph.GA
Herschel-HIFI observations of H2O in high-mass star-forming regions: first results
本文回顾了Herschel-HIFI对高质量恒星形成区的H2O谱线发射观测的第一批结果，这些结果是在WISH保证时间计划内获得的。这些数据揭示了三种气相H2O：“云水”在寒冷稀薄的前景云，“信封水”在密集的原恒星信封，和“外流水”在原恒星流出。前景云和原恒星包层中的低H2O丰度（1 e-10 - 1 e-9）分别是由于快速光解和冻结在尘埃颗粒上。外流显示较高的H2O丰度（1 e-7 - 1 e-6），由于颗粒地幔蒸发和（可能）中性-中性反应。
2010-12-22 astro-ph.GA
Radio and IR study of the massive star-forming region IRAS 16353-4636
上下文随着最新的红外线勘测，大质量原恒星候选者的数量显着增加。新的研究对有关形成，进化和其他与它们相关的现象的重要问题提出了更多的问题。作为红外数据的补充，无线电观测是研究这些物体的性质和诊断形成阶段的良好工具。目标。在这里，我们研究远红外源IRAS 16353-4636，目的是了解它的性质和起源。特别是，我们寻找年轻恒星物体（YSO）、可能的外流结构以及非热发射的存在。方法.使用高分辨率，多波长无线电连续数据获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列，我们的图像IRAS 16353-4636和它的环境从1.4到19.6 GHz，并推导出的光谱指数的分布在最大角分辨率。我们还提出了新的JHKs测光和光谱数据在ESO NTT获得。13 CO和存档HI线数据，以及红外数据库（MSX，GLIMPSE，MIPSGal）也进行了检查。结果与IRAS 16353-4636相关的无线电连续辐射被发现延长（约10角秒），在4.8 GHz以上具有弓形形态，并且在所有频率上都有一个强峰值。近红外测光使我们识别出十个近红外光源，并根据它们的颜色对其进行分类。我们利用HI谱线数据推导了源距，并分析了CO谱线和NIR谱线的运动学信息。结论.我们已经确定源IRAS 16353-4636是一个新的原恒星团。在这个星系团中，我们识别出三个不同的来源：一个低质量的YSO，一个高质量的YSO，以及一个温和的封闭区域，强烈的非热无线…
2010-07-29 astro-ph.GA
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
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
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
Methyl cyanide (CH3CN) and propyne (CH3CCH) in the low mass protostar IRAS 16293-2422
乙腈（CH 3CN）和丙炔（CH 3CCH）是两种常用作星际气体温度计的分子。它们在几个天体物理环境中被探测到，特别是在原恒星附近。利用IRAM 30 m单碟望远镜获得的低质量原恒星IRAS 16293-2422的数据，我们将这两个分子的起源限制在源的包络中。线形比较和辐射转移分析的结果都表明，CH 3CN的发射来自一个温暖的和内部的区域的信封比CH 3CCH的发射。我们比较了观测结果与预测的气体颗粒化学模型。我们的模型预测的峰值丰度的CH 3CCH在气相中的外壳的外部，在2000 AU左右的中央恒星，这是相对接近的排放量的大小来自观测。预测的CH 3CN丰度仅在颗粒地幔冰蒸发的半径处升高，其丰度与来自观测的丰度相似。
2018-12-13 astro-ph.GA
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 Chemistry in the envelope of HOt corinoS (ECHOS). III. Sulphur chemistry in the Class 0 objects HH 212 and NGC 1333 IRAS 4A
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲航天天文中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
通过观测和化学模型，研究Class 0天体HH 212和NGC 1333 IRAS 4A中的硫化学，发现硫化物可作为从星前到原恒星阶段转变的演化示踪物，其中含氧硫化物在演化源中更丰富，但硫耗散程度与无星核相似。
2026-07-02 astro-ph.GA
