The factors that influence protostellar multiplicity II. Gas temperature and mass in Perseus with APEX
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Star and Planet Formation Laboratory, RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究机构恒星与行星形成实验室）；Fox2Space - FTSCO, The Fault Tolerant Satellite Computer Organization（Fox2Space - FTSCO，容错卫星计算机组织）；Institute of Astronomy, Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系天文学研究所）；Taiwan Astronomical Research Alliance (TARA)（台湾天文研究联盟）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理学研究所）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天体物理学研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；Department of Physics, Norwegian University of Science and Technology（挪威科技大学物理系）
研究通过分析天鹅座中31个原恒星系统的气体温度和质量，探讨多重性影响因素，发现多倍系统气体和尘埃质量较高，且气体温度分布广泛。
2025-10-17 astro-ph.GA
Spatially Resolving Substructures within the Massive Envelope around an Intermediate-mass Protostar: MMS 6/OMC-3
使用亚毫米阵列，OMC-2/3区域中最亮的（亚）毫米连续源MMS 6在850 um连续发射中被观察到，其角分辨率比以前的研究高约10倍（约0.3”;猎户座约120 AU）。MMS 6-main的去卷积尺寸、质量和柱密度估计分别为0.32“x0.29”（132 AU x120 AU）、0.29 Mo和2.1 x10 ^{25} cm^{-2}。估计的极高平均数密度为1.5x10^{10} cm^{-3}，这表明MMS 6-main的光学厚度可能为850 μ m。我们比较我们的观测数据与三个理论核心模型：星前核心，原恒星核心+盘状结构，和第一绝热核心。这些比较清楚地表明，观测数据不能被模拟为气体温度为20 K的简单星前核。一个自发光源是必要的，以解释观测到的通量密度在（亚）毫米波长。我们最近在CO（3-2）和HCN（4-3）谱线中探测到一个非常紧凑和充满活力的外流，支持原恒星的存在。我们认为，MMS 6是一个中等质量的原恒星核心在一个非常年轻的阶段的第一个案例之一。除了MMS 6-主峰，我们还在空间上解决了一些尖刺结构和子块，分布在中央1000 AU。这些子团块的质量估计为0.066-0.073 Mo，与褐矮星质量相当。用ALMA和EVLA进行的更高角分辨率和更高灵敏度的观测将揭示这些结构的起源和性质，例如它们是否起源于盘状结构/包层内的碎片、螺旋臂或不均匀性。
2012-04-11 astro-ph.GA
High-Resolution Sub/millimeter Observations of Mergers and Luminous Galaxy Nuclei
我提出了最近的高分辨率亚毫米和毫米观测分子气体和尘埃在一些合并，发光星系核，和可能的合并。这样的观测告诉我们合并核中星际介质的行为和性质。例如，气体有时会在残留的核周围形成一个迷你盘，为那里的星暴和/或大质量黑洞提供能量，通过包裹它来隐藏这样的能量源，并被嵌入的能量源吹出。即使当电源被完全包裹和隐藏，我们仍然可以限制其物理参数和性质的高分辨率（亚）毫米观测。观测量包括气体运动，如旋转（因此是动力学质量）和流入/流出，嵌入核的光度和光度密度，以及气体的质量，温度，密度，化学成分和（有时不寻常的）激发条件。
2012-07-16 astro-ph.CO 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
Multiplicity and disks within the high-mass core NGC7538IRS1: Resolving cm line and continuum emission at ~0.06"x0.05" resolution
背景：大质量恒星具有高度的多样性，最有可能通过盘吸积过程形成。双星和盘形成的详细物理过程仍然缺乏约束。研究方法：使用VLA在其最扩展的配置在~ 24 GHz朝向原型高质量恒星形成区NGC 7538 IRS 1，使我们能够研究NH3和热CH 3OH的发射和吸收，以及前所未有的空间分辨率为0.06“x0.05”的cm连续谱发射，对应于2.7kpc距离上~ 150 AU的线性分辨率。结果：这些新的厘米连续体数据与23年前的VLA观测结果进行比较，发现没有可识别的自行。如果辐射是由原恒星喷流引起的，自行的特征应该很容易识别。结合高光谱指数S~nu^{alpha}（alpha在1和2之间），这使我们能够得出结论，连续谱发射来自两个超紧凑的HII区域，在投影中相隔约430 AU。NH3的谱线数据揭示了一个共同的旋转包络线表示绑定高质量的二元系统。除此之外，热CH 3OH数据显示两个单独的速度梯度在两个超紧凑的HII区域。这表明在同一个旋转的环双星外壳内有两个盘状结构。盘和信封结构倾斜约33度，这可以解释为初始变化的角动量分布内的出生，湍流云。结论：以低于0.1”的分辨率研究大质量恒星的形成使我们能够分离出多个来源，并将环双星与盘状旋转结构分开。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The millimeter IRAM-30m line survey toward IK Tau
利用IRAM-30 m望远镜在79 ~ 356 GHz之间进行了毫米波谱线测量，研究了富氧AGB星IK Tau分子包层的物理和化学性质。我们分析了检测到的分子线，使用人口图技术，以获得旋转温度和柱密度。此外，我们进行了辐射传输分析的SO $_2$线检测。对于第一次在这个源中，我们检测到的旋转线的HCO $^+$，NS，NO和H $_2$ CO的基态振动状态，以及几个同位素的分子以前确定。我们还探测到了SiS和SiO同位素振动激发态的转动谱线以及H $ν_{\mathrm{2}}$（$ν_{\mathrm{2}}$ =2）的转动谱线。我们还增加了以前确定的分子检测到的旋转线的数量，从而能够详细研究分子丰度和激发温度。IK Tau显示了富氧的拱星包层的丰富化学成分。我们强调了NS和H $_2$ CO的检测，其中f（NS）$\sim$ 10 $^{-8}$和f（H $_2$ CO）$\sim$ [10 $^{-7}$ --10 $^{-8}$ ]的丰度分数。大多数分子的转动温度在15 - 40 K之间。NaCl和SiS同位素显示旋转温度高于平均值（~65 K）。在SO $_2$的情况下，还检测到具有$T_{\mathrm{rot}}$ $\sim$ 290 K的暖分量。这个SO $_2$暖分量可能是从包层的内部区域（位于$\sim$ 8 $R_{*}$）产生的，在那里SO $_2$的丰度…
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of a Keplerian disk in the infalling envelope around L1527 IRS: transformation from infalling motions to Kepler motions
我们报道了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对L1527 IRS的C $^{18}$ O（$J=2-1$）、SO（$J_N= 6_5-5_4$）和1.3mm尘埃连续体的第0周期观测。L1527 IRS是一颗0级太阳型原恒星，被一个下落和旋转的包层所包围。C $^{18}$ O发射相对于与L1527 IRS相关的明亮连续发射显示出强烈的红移吸收，强烈地暗示了C $^{18}$ O包络中的撞击运动。C $^{18}$ O的包层也以与$r^{-1}$成比例的速度旋转，其中$r$是半径，而在最里面的半径（54 AU）的旋转轮廓可能比$r^{-1}$浅，暗示在动力学质量为0.3 Mo的中央原恒星周围形成了开普勒盘。从C $^{18}$ O包层内部产生的SO发射也显示出与C $^{18}$ O包层相同方向的旋转。然而，这种转动是类似刚体的，这与C $^{18}$ O所示的微分转动有很大的不同。为了解释观测到的C $^{18}$ O和SO的谱线轮廓和位置-速度（PV）图，我们研究了由围绕半径为54 AU的开普勒盘的一个简单的包层组成的绕0.3 Mo恒星运行的模型。据发现，为了再现所观察到的线轮廓和PV图的特征，在模型中的下落速度必须小于由0.3 Mo的恒星产生的自由落体速度。降低入流速度的可能原因进行了讨论。
2014-10-01 astro-ph.GA
The ALMA Early Science View of FUor/EXor objects. II. The Very Wide Outflow Driven by HBC 494
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）周期-2观测的HBC 494分子流出和信封。HBC 494是一个类似猎户座FU的天体，位于猎户座A星云中，与反射星云Re 50和Re 50 N有关。我们使用$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O谱线数据来独立地描述与HBC 494相关的流出和包络结构。$^{12}$ CO发射的矩-1图显示了迄今为止已知的I类天体中最宽的流出空腔（张开角$\sim$ 150 $^{^{\circ}}$）。宽外流的形态很可能是由于来自内部圆盘和周围包络的风之间的相互作用。低速蓝移和红移的$^{13}$ CO和C $^{18}$ O辐射跟踪拱星包层的旋转和下沉运动。使用分子线数据和采用标准的方法校正光学深度效应，我们估计它的运动学性质，包括流出质量的顺序为10 $^{-1}$ M $_{\odot}$。考虑到大的估计流出质量的HBC 494，我们的研究结果支持最近的理论工作表明，风驱动的过程可能会主导原行星盘通过充满活力的外流的演变。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
SMA observations of the polarized dust emission in solar-type Class 0 protostars: the magnetic field properties at envelope scales
虽然，从理论的角度来看，磁场被认为在恒星形成的早期阶段，特别是在主吸积阶段，有一个显着的作用，磁场强度和拓扑结构是不好的约束在最年轻的吸积0类原恒星，导致太阳型恒星的形成。我们用0.87毫米的SMA干涉仪对尘埃的偏振连续辐射进行了观测，以探测附近云中12个低质量0级包层样品中的磁场结构，包括单个原恒星和多个系统。我们的SMA观测探测包络发射尺度为600-5000 AU，空间分辨率范围从600到1500 AU，取决于源距离。我们报告检测到的线性偏振尘埃连续发射在我们所有的目标，平均偏振分数范围从2%到10%，在这些原恒星信封。极化分数随连续通量密度而减小，这转化为随单个包络内的H2柱密度而减小。我们的分析表明，优先观察到对齐或垂直于流出方向的双尺度磁场。有趣的是，我们的研究结果表明，第一次之间的关系的磁场的取向和旋转能量的信封，与一个较大的发生不对准的源，其中检测到强烈的旋转运动在数百至数千的au尺度。我们还表明，最好的协议之间的磁场和外流方向的来源，没有小规模的多重性，没有大磁盘在约100金尺度。
2018-04-16 astro-ph.GA
The SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: ALMA resolves the bright-end of the sub-millimeter number counts
我们提出了高分辨率870微米ALMA连续映射的30个明亮的亚毫米源在UKIDSS UDS领域。这些源是从SCUBA-2宇宙学遗产调查的1平方度850微米深地图中选出的，代表了该领域最明亮的源（SCUBA 2通量S_850中值=8.7+/-0.4 mJy）。在我们的30幅ALMA图中，我们检测到52个亚毫米星系（SMG）具有>4-sigma的显著性。在61+/-17%的ALMA图中，单碟源包括>=2个SMG的混合物，其中次级SMG是L_IR>10^12 Lo的超亮红外Galerkin（ULIRG）。最亮的SMG平均贡献了单碟通量密度的80+/-4%，在包含>=2个SMG的ALMA图中，次级SMG贡献了积分ALMA通量的25+/-3%。我们构建了源计数，并表明多重性在S_870>7.5mJy时将表观单皿累积计数提高了20%，在S_870> 12 mJy时提高了60%。我们将我们的样本与以前的ALMA研究较暗的SMG相结合，并表明计数是很好地描述了一个双幂律在8.5+/-0.6mJy的突破。该破裂对应的光度约为6 × 10^12 Lsol，恒星形成速率约为1000 Mo/yr。对于这些SMG的典型尺寸，在我们的ALMA数据中解析为r=1.2+/-0.1kpc，这产生了~ 100 Msol/yr/kpc 2的限制SFR密度。最后，S_870> 2 mJy SMG的数密度比从空白场计数导出的…
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is the mm/submm dust polarization a robust tracer of the magnetic field topology in protostellar envelopes? A model exploration
高分辨率（亚）毫米极化观测开启了一个新时代，在理解如何组织的B-场在恒星形成区域，揭示了一个复杂的相互作用之间的B-场和气体在原恒星的核心。然而，要评估B场在太阳型恒星形成过程中的作用，关键是要能够理解这些极化尘埃排放在多大程度上是最年轻的原恒星物体中B场的良好示踪剂。我们提出了一个彻底的调查的保真度和使用尘埃偏振发射映射的B-场拓扑结构在低质量的原恒星的局限性。为了评估这些影响的重要性，我们进行了分析的B-场特性的27个实现的MHD模型的恒星形成的核心。假设一个统一的人口的尘埃颗粒的大小遵循标准的MRN，我们分析的合成偏振尘埃排放地图，如果这些颗粒与当地的B-场由于B-RAT对齐。我们发现，（亚）毫米极化尘埃排放是一个强大的示踪剂的B-场拓扑结构的内部原恒星信封，并成功地捕捉到的B-场空间分布的细节半径~100 AU。用偏振尘埃辐射测量的LOS平均B场方向在75 - 95%的通过原恒星包层的独立视线中精确到< 15°。积分的B-场平均取向和从偏振尘埃发射重建的取向之间的大的差异主要在（i）B-场高度无序的视线和（ii）探测大柱密度的视线中观察到。我们的分析表明，热尘埃发射的高不透明度和低偏振分数可以用来避免利用小部分的测量受大误差的影响。
2022-09-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
ALMA High-resolution Observation of the HH46/47 Outflow/disk/envelope System
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Yale University（耶鲁大学）；Universidad de Chile（智利大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université Grenoble-Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）
利用 ALMA 0.1角秒分辨率观测 HH 46/47 分子外流及其盘-包层系统，揭示了环绕双星盘的亚结构、伴星引起的扰动以及离心势垒附近的快速旋转结构，并通过 CO 多谱线分析外流壳层的三维速度场，支持卷吸机制而非盘风起源。
2026-08-10 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
The IMF and multiplicity of stars from gravity, turbulence, magnetic fields, radiation and outflow feedback
我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟团簇形成包括重力，湍流，磁场，恒星辐射加热和外流反馈。我们观察到，包含原恒星流出（1）降低恒星形成率的一个因素$\sim2$，（2）增加碎片，（3）移动初始质量函数（IMF），以较低的质量的一个因素$2.0\pm0.2$，没有显着影响IMF的整体形状。从我们的模拟中获得的下沉粒子（原恒星物体）质量分布的形式相当好地匹配观测IMF。我们还表明，基于双折射的理论模型的IMF同意我们的模拟IMF在高质量和低质量的制度，但不预测任何棕矮星，而我们的模拟产生了相当数量的亚恒星物体，这是由动力学相互作用（喷射）。我们发现，这些动力学相互作用也发挥了关键作用的二进制分离分布和恒星运动学一般。我们的恒星团簇形成的数值模型也再现了观察到的多重性的质量依赖。我们的多重性分数估计一般同意与观测估计不同的光谱类型。我们进一步计算了所有汇粒子的比角动量，发现$1.5 \times 10^{19}\, \mathrm{cm^2\, s^{-1}}$的平均值与观测数据一致。我们的下沉粒子的特定角动量位于典型的原恒星信封和双星的范围内。我们的结论是，IMF是由重力，湍流，磁场，辐射和外流反馈的组合控制。
2021-08-11 astro-ph.GA
SMA millimeter observations of Hot Molecular Cores
本文介绍了亚毫米波阵列对17个与年轻大质量恒星有关的热分子核的1.3mm连续谱和CH_3CN（12-11）谱线的观测结果。观测的角分辨率范围为1”.0至4”.0。连续观测揭示了大的（>3500 AU）尘埃结构，气体质量从7到375 Msun，可能围绕着多颗年轻恒星。CH_3CN谱线的发射在所有的分子核中都被探测到，至少在K=6组分的分子核中都被探测到，并且主要与尘埃天体的发射峰有关。我们利用CH_3CN的多重K组分和旋转图方法以及用XCLASS程序同时合成的LTE模型来估计核的温度和柱密度。对于所有的来源，我们通过使用一个结合了两个组成部分的模型从XCLASS中获得了合理的拟合：一个扩展的温暖的包层，以及一个紧凑的分子气体热核心，这表明最近形成的大质量恒星内部加热。扩展和紧凑组件的旋转温度分别在40-132 K和122-485 K的范围内。根据连续谱和CH_3CN的结果，我们推断出致密内部组分的分数丰度在10^{-9}到10^{-7}之间，并且随着转动温度的升高而增加。我们的结果与以下化学假设相一致：在100-300 K温度范围内，CH_3CN分子在气相中有效地形成，其丰度随温度的升高而增加。
2014-02-11 astro-ph.GA
The Massive Protostellar Cluster NGC6334I at 220 AU Resolution: Discovery of Further Multiplicity, Diversity and a Hot Multi-Core
我们提出的VLA和ALMA成像深嵌入原星团NGC 6334 I从5厘米到1.3毫米的角分辨率高达0.17（220 AU）。主要的热核心MM 1被分解成7个组件在1.3毫米，聚集在半径为1000 AU。其中四个组件的亮度温度>200 K，半径~300 AU，最小光度~10000 Lsun，并且必须集中加热。我们将这种新现象称为“热多核”。其中两个物体在较长波长下也表现出紧凑的自由-自由发射，与超紧凑的HII区域（MM 1B）和喷流（MM 1D）一致。以MM 1D为中心的水脉泽发射的空间运动学与它是CO中所见的高速双极分子外流的起源是一致的。MM 1B和MM 1D（440~AU）的紧密接近表明一个原始双星或瞬态束缚系统。MM 1的几个组成部分表现出陡峭的毫米级SED，表明不寻常的尘埃光谱特性或时间变异性。除了解决MM 1和其他热核（MM 2）成多个组件，我们发现五个新的毫米和两个新的厘米源。水脉泽是第一次检测到对MM 4A，确认其成员的原星团。MM 4A的亮度温度为1.3 mm，为97 K，加上没有热分子线发射，因此它似乎是一个光学厚度为240 Lsun的尘埃核，可能是大规模原恒星演化的一个过渡阶段。最强的水脉泽源CM 2的性质仍然不清楚，因为它的组合的非热射电连续和缺乏尘埃排放。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity, Disks and Jets in the NGC 2071 Star-Forming Region
我们目前的厘米和毫米的观测NGC 2071恒星形成区进行的VLA和CARMA。我们在3.6 cm和3 mm处检测到先前已知的IRS 1、IRS 2、IRS 3和VLA 1源的对应物。所有这些来源显示SED占主导地位的自由自由的热发射在厘米波长，和热尘埃发射在毫米波长，这表明它们都与YSO。IRS 1在3.6 cm处显示出复杂的形态，其伸长方向发生变化。我们讨论了两种可能的解释，这种形态：由于与致密的环境介质的相互作用，在射流的方向变化的结果，或者说，我们实际上是观察两个射流所产生的两个组成部分的二元系统的叠加。在1.3厘米处的更高角分辨率观测支持第二种可能性，因为在该波长处推断出双源。IRS 3在3.6 cm处显示出清晰的喷射状形态。在四年的时间跨度，我们观察到的变化，我们解释为由于喷射的离子化物质在这个源的形态。IRS 3在3 mm处的发射是角度分辨的，去卷积尺寸（FWHM）约为120 AU，似乎是追踪一个垂直于射电喷流的尘埃拱盘。中等质量YSO周围的辐照吸积盘模型可以解释在3 mm处观察到的SED和空间强度分布，支持这一解释。
2011-11-24 astro-ph.GA
Characterizing the Youngest Herschel-detected Protostars II. Molecular Outflows from the Millimeter and the Far-infrared
我们目前的CARMA CO（J=1-0）的观测和赫歇尔PACS光谱，表征流出的性质非常年轻，深深嵌入在猎户座分子云的原恒星。该样本包括猎户座原恒星的一个子集，称为PACS亮红源（PBRS）（Stutz等人，2013）。我们用CARMA观察了14个PBRS，用Herschel观察了其中的8个，获得了从55微米到200微米的全光谱扫描。在14个PBRS中的8个探测到了CO（J=1-0）的外流，还有两个额外的试探性探测;爆发的原恒星HOPS 223（V2775 Ori）和I类原恒星HOPS 68也探测到了外流。流出物具有一系列的形态，一些是空间紧凑的，范围<10000 AU，而另一些则延伸到主光束之外。流出速度和形态与由中间倾角（80度> i > 20度）主导一致。这证实了PBRS的非常红的24微米至70微米的颜色作为高包络密度的路标的解释，只有一种（可能两种）红色的情况是由边缘倾斜引起的。我们在8个PBRS中的5个中检测到高J（J_up > 13）CO线和/或H_2O线，并且只在检测到CO流出的PBRS中检测到。探测到的PBRS的远红外CO旋转温度比大多数原恒星（~300 K）稍低（~230 K），这5个PBRS中只有一个探测到[OI] 63微米发射。高包层密度可能会掩盖一些[OI]发射，并导致CO旋转温度降低约20 K。
2016-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Geometric and Kinematic Structure of the Outflow/Envelope System of L1527 Revealed by Subarcsecond-resolution Observation of CS
利用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵对L1527中的低质量原恒星IRAS 04368 $+$ 2557获得了CS和c-C $_3$ H $_2$的旋转线发射的亚巴秒分辨率图像，以限制外流/包络系统的方向。CS的分布由一个自北向南的包络分量和一个微弱的蝶形外流分量组成。通过一个简单的旋转包层下落弹道模型，很好地再现了包层的运动学结构。虽然这个包层有一个接近边缘的结构，但我们发现旋转轴与天空平面的倾角是5 $^\circ$，我们发现包层的西侧面向观测者。这种配置是相反的方向，大规模的流出（$\sim$ 10 $^4$ AU）以前建议从$^{12}$ CO（$J$ =3 $-$ 2）的观察，并在原恒星（$\sim$ 200 AU）附近的红外反射的形态。后一个差异可能源于西侧流出空腔的高消光，这些差异或可能表明流出轴线不平行于包层的旋转轴线。位置-速度图显示了加速外流空腔壁，其在2000 AU尺度的运动学结构是由一个标准的抛物线模型与来自分析的包络线的倾斜角解释。小尺度和大尺度之间外流方向的不同意味着外流轴有进动的可能性。在原恒星附近的外流的形状和速度进行了比较与其他原恒星。
2016-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse protostellar evolutionary states in the young cluster AFGL961
我们提出了弧秒分辨率的中红外和毫米观测的年轻星团AFGL 961的玫瑰分子云的中心。在0.2 pc的范围内，我们发现一颗早期的B星嵌入在致密的核心中，一颗邻近的恒星具有相似的光度，没有毫米对应物，一颗原恒星在外接圆星团的信封中清除了一个空腔，还有两个大质量的致密核心，没有红外对应物。从其中一个核心流出，表明有一颗深埋的原恒星，但另一个核心没有恒星，被束缚着，似乎正在坍塌。状态的多样性意味着要么原恒星在星团中的演化比在孤立状态下更快，要么星团通过准静态而不是动态坍缩形成。在星团中心存在的前恒星核心表明，一些恒星的形成在大质量电离恒星之后和附近继续进行。
2009-05-11 astro-ph.GA
The ALMA-PILS survey: 3D modeling of the envelope, disks and dust filament of IRAS 16293-2422
上下文0类原恒星双星IRAS 16293-2422是（亚）毫米观测的一个有趣的目标，这是由于双星的两个主要组成部分及其复杂的形态具有丰富的化学成分。它与地球的距离很近，因此可以利用高角分辨率观测研究其太阳系尺度的物理和化学结构。这样的数据揭示了一个复杂的形态，不能占在传统的，球形的1D模型的信封。目标。本文的目的是通过三维辐射转移模型研究双星的两个组成部分的环境，并与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的数据进行比较。这样的比较可以用来约束原行星盘的结构，双星的两个组成部分的光度和简单物种的化学。方法.我们目前的13 CO，C17 O和C18 O J=3-2的ALMA原恒星干涉测线巡天（PILS）的观测，连同定性研究的尘埃和气体的密度分布的IRAS 16293-2422。建立了一个包含尘埃盘和尘埃丝的三维尘埃和气体模型，定性地再现了尘埃连续谱和气体线辐射。结果和结论。辐射转移模拟的源A和B，与密度解决方案的下落，旋转坍缩或一个原行星盘模型，可以匹配的约束，盘状排放源A和B周围的观测尘埃连续体和CO同位素气体排放。如果在源B周围使用一个原行星盘模型，它必须有一个异常高的标度高度才能达到尘埃连续体的峰值发射值，同时满足其他观测约束。我们的3D模型要求源A比源B更亮; LA ~ 18 $L_\odot$和LB ~ 3 $L_\odot$。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Ordered Envelope-disk Transition in the Massive Protostellar Source G339.88-1.26
我们报告的大规模原恒星源G339.88-1.26与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的分子线观测。观测结果表明，一个高度准直的SiO射流从1.3 mm的连续源延伸，连接到一个稍宽，但仍然高度准直的CO流出。垂直于流出轴的旋转功能检测到各种分子的排放，包括SiO，SO2，H2S，CH 3OH，和H2 CO的排放。基于它们的空间分布和运动学，我们发现它们跟踪的不同部分的盘-盘系统。SiO的排放痕迹的磁盘和内部信封除了射流。CH_3OH和H_2CO的排放主要跟踪下降旋转包层，并在包层和盘之间的过渡区附近增强，即，离心屏障。SO2和H2S的排放在离心屏障周围增强，并且还跟踪盘的外部部分。包络运动学是一致的，而那些磁盘是一致的开普勒旋转。离心屏障的半径和速度估计约为530 au和6 km/s，导致中心质量约为11个太阳质量，与基于光谱能量分布拟合的估计一致。这些结果表明，一个有序的过渡，从一个落入旋转信封的开普勒盘通过离心障碍，伴随着类型的变化的分子线的排放，是一个有效的描述这个大规模的原恒星源。这意味着至少有一些大质量恒星是以类似于低质量恒星的方式通过核心吸积形成的。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Science with the Large Millimeter Telescope: Observations of dust continuum and CO emission lines of cluster-lensed submillimetre galaxies at z=2.0-4.7
我们目前的早期科学观测与大型毫米望远镜，AzTEC 1.1毫米连续图像和宽带光谱（73-111 GHz）获得的红移搜索接收器，对四个明亮的透镜亚毫米星系通过赫歇尔透镜巡天快照和SCUBA-2集群快照调查。该试点项目研究通过引力放大的好处确定的最高红移星系的恒星形成历史和分子气体和尘埃含量的物理特性。我们稳健地检测灰尘连续排放的全部样品和CO排放线的三个目标。我们发现，一个源显示光谱的多样性，是一个混合的三个星系在不同的红移（z=2.040，3.252和4.680），让人想起以前的高分辨率成像后续的无透镜亚毫米星系，但与一个完全不同的搜索方法，证实了最近的理论预测的物理无关的混合星系。确定检测到的线为12 CO（J_up=2-5），我们推导出光谱红移，分子气体质量，和尘埃质量的连续辐射。整个样品的平均H_2气体质量为（2.0 +-0.2）× 10^11 M_sun/μ，平均尘埃质量为（2.0+-0.2）× 10^9 M_sun/μ，其中μ=2-5是预期的透镜放大。利用这些独立的估计，我们推断出气体与尘埃的比值为δ_GDR=55-75，与其他亚毫米星系的测量结果一致。我们放大的高光度星系落在与其他高红移亚毫米星系相同的轨迹上，将在本地发光和超亮红外星系中观察到的L '_CO-L_FIR相关性扩展到更高的FIR和CO光度。
2015-07-15 astro-ph.GA
Angular momentum loss in the envelope-disk transition region of HH 111 protostellar system: evidence for magnetic braking?
HH 111是一个距离约400 pc的I类原恒星系统，中心源VLA 1与深深嵌入扁平包层中的旋转盘有关。在这里，我们提出了该系统的观测在~ 0.6”（240 AU）的分辨率在C18 O（J=2-1）和230 GHz的连续获得的阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列，并在SO获得的亚毫米阵列。观测结果首次显示了开普勒旋转盘如何在扁平的信封内形成。在C18 O中检测到扁平的包络，从VLA 1源延伸到>~ 2400 AU。它有一个微分自转，其外部（>~ 2000 AU）可以用具有恒定比角动量的自转更好地描述，而最内部（<~ 160 AU）则可以用开普勒自转更好地描述。因此，在这个系统中，旋转支撑的圆盘相对紧凑，这与尘埃连续体观测结果一致。最有趣的是，如果气流处于稳定状态，在从2000 AU到160 AU的圆盘-圆盘过渡区中，比角动量有一个大幅度的下降，下降了约3倍。在由简单的流体动力学核心坍缩形成的盘外，这种减少是不期望的，但是如果核心被显著磁化，则可以自然发生，因为磁场可以被原恒星吸积流的冲压压力捕获在盘外的过渡区域中，这可以导致有效的磁制动。此外，SO冲击辐射检测到周围的外半径的磁盘，并可以跟踪吸积激波周围的磁盘。
2016-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the Protostar L1527 IRS: Probing Details of the Disk and the Envelope Structures
我们使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在220 GHz尘埃连续体和C18 O（J=2-1）线发射的第1周期期间新观测到0/I类原恒星L1527 IRS，其角分辨率（~0.5”）和灵敏度比我们的ALMA第0周期观测高约2倍。连续发射显示垂直于相关流出的伸长，去卷积尺寸为0.53“x0.15”。C18 O的发射也显示出类似的延长，这表明这两种发射都追踪了原恒星周围的圆盘和扁平的外壳。由于盘/包层系统的旋转，C18 O发射沿伸长方向的速度梯度被重新分析，比第0周的观测结果更清楚地识别出与r^-0.5成比例的开普勒旋转。开普勒盘半径和动态恒星质量的运动学估计分别为~74 AU和~0.45 Mo。连续能见度拟合模型没有任何环平均，揭示了磁盘是在流体静力平衡。最佳拟合模型还表明，在圆盘和包层之间存在约5倍的密度跳跃，这表明从密度对比的角度来看，原恒星周围的圆盘可以在几何上与包层区分开来。重要的是，磁盘半径几何确定的密度跳跃是一致的半径运动学估计。讨论了由包层到盘的质量吸积引起的密度跳跃的可能起源。C18 O观测结果可以通过与尘埃观测结果相同的几何结构来重现，可能存在C18 O冻结和局部C18 O解吸。
2017-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
ALMA Observations of the Extraordinary Carina Pillars: A Complementary Sample
利用ALMA高分辨率观测船底座六个柱状物和球状体，分析毫米连续谱及多种分子谱线，发现盘+包层质量0.02-0.38太阳质量，外流约10^-3太阳质量，激发源为低/中质量原恒星。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Assembly of Stellar Systems and Their Evolution with the SMA (MASSES). Multiplicity and the Physical Environment in L1448N
我们目前的连续谱和分子线观测在230 GHz和345 GHz的亚毫米阵列（SMA）对英仙座L1448 N地区的三颗原恒星。这些数据来自大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化”（MASSES）。三个尘埃连续源，源B，源NW和源A，在两个频率检测。这些源在C18 O（J=2-1）、13 CO（J=2-1）和HCO+（J=4-3）中具有相应的发射峰，并且与N2 D+（J=3-2）峰具有偏移。高角分辨率数据来自一个免费的连续测量与卡尔G。Jansky甚大天线阵显示，源B与三个8毫米连续体天体有关，源NW与两个天体有关，而源A仍然是单一的。这些结果表明，L1448 N的多重性存在于从几千AU到< 100 AU的不同空间尺度上。在每个源的速度梯度从二维拟合SMA C18 O的排放被发现是垂直于流出方向的20度内所揭示的12 CO（J=2-1）。我们已经观察到，具有多重性的源B和NW比没有多重性的源A具有更高的密度。这表明热金斯碎裂可能与碎裂过程有关。然而，我们没有观察到有多重性和没有多重性的源之间的转动能和引力能之间的比率的差异。我们也没有观察到非热速度分散和碎裂程度之间的趋势。我们的研究提供了第一个直接和全面的比较，在低质量的原恒星的多重性和核心属性，虽然基于少量的统计数据。
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Which molecule traces what: chemical diagnostics of protostellar sources
0/I类原恒星的物理和化学条件是解开原恒星吸积过程及其对行星形成影响的基础。其目的是确定哪些物理成分是由不同的分子在亚弧秒尺度（100 - 400 au）跟踪。我们使用一套阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）数据集在波段6（1毫米），波段5（1.8毫米）和波段3（3毫米）的空间分辨率为0.5 - 3”的16个原恒星源。原恒星的包层被C $^{18}$ O、DCO $^+$和N $_2$ D $^+$很好地追踪，CO的冻结控制了包层尺度的化学。在经典的激波示踪物如SiO和SO中可以看到分子外流，但也观察到冰幔产物如CH $_3$ OH和HNCO随激波释放。分子喷流不仅在SiO和SO中突出，而且偶尔在H $_2$ CO中也突出。腔壁显示出UV照射的示踪物，例如C $_2$ H c-C $_3$ H $_2$和CN。热的内包层，除了显示来自复杂有机分子（COMs）的发射之外，还呈现来自小分子如H $_2$ S、SO、OCS和H $^{13}$ CN的紧凑发射，最有可能与冰升华和高温化学有关。亚弧秒毫米波观测允许识别那些（简单的）分子，最好的跟踪每一个原恒星系统的物理组成部分。COM被发现在热的内信封（高激发线）和流出（低激发线）具有可比的丰度。COMs可以与碳氢化合物共存于相同的原恒星源，但它们追踪不同的成分。在不久的将来，JWST-MIRI的中红外观测将以前所未有的灵敏度和与ALM…
2021-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing a Centrally Condensed Structure in OMC-3/MMS 3 with ALMA High Resolution Observations
我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）研究了位于1.3毫米连续统中猎户座分子云3（OMC-3）区域的一个特殊毫米源MMS 3，CO（$J$ =2-1），SiO（$J$ =5-4）、C $^{18}$ O（$J$ =2-1）、N $_2$ D $^+$（$J$ =3-2）和DCN（$J$ =3-2）发射。利用ALMA高角分辨率（$\sim$ 0“.2），我们探测到一个非常紧凑和高度中心凝聚的连续谱发射，其大小为0”.45 $\times$ 0“.32（P.A.= 0”.32）。0.22 $^\circ$）。峰值位置与先前报道的$Spitzer$ /IRAC和X射线源的位置在其位置不确定性范围内一致。我们还检测到一个直径为$\sim$ 6800 au（P.A.= 75 $^\circ$）的C $^{18}$ O（$J$ =2-1）发射。此外，在CO（$J$ =2-1）发射中首次检测到双极流出。流出物大致垂直于在C $^{18}$ O（$J$ =2-1）发射中检测到的包络的长轴延伸。紧凑的高速CO气体（红移）的速度范围为22-30公里秒$^{-1}$，大概跟踪喷流，检测附近的1.3毫米连续峰。一个紧凑的和微弱的红移的SiO发射边缘检测到的CO流出瓣。MMS 3的流出物的物理量相对小于OMC-3区域内其他来源的流出物。与近红外和X射线源相关的中心凝聚体、扁平的包层和暗淡的外流表明…
2021-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of source structure on complex organics emission III. Effect of disks around massive protostars
复杂的有机分子只在一小部分高质量原恒星中被探测到。这项工作的目的是调查是否高质量盘可以解释缺乏甲醇排放的一些大质量原恒星系统。我们考虑了一个只有一个喷嘴和一个喷嘴加磁盘模型，并使用RADMC-3D计算甲醇的排放。高和低毫米（mm）不透明度灰尘分别被认为是两个模型和甲醇丰度参数化。由于这些物体在盘中的高吸积率，粘性加热也包括在内。与低质量的原恒星相比，盘的存在不会显着影响温度结构和甲醇排放。盘的阴影效应对于大质量物体来说并不重要，并且盘的中平面由于粘性加热而很热，这是由于高吸积率而有效的。与观测到的红外吸收线对高质量的原恒星一致，我们发现一个垂直的温度反演，即更高的温度在磁盘中平面比磁盘表面，在半径< 50au for the models with $L=10^4$ L $_{\odot}$ and large mm opacity dust as long as the envelope mass is >550 M $_{\odot}$。观测到的大质量原恒星甲醇辐射的大散射，可以用包括低和高毫米不透明度尘埃的圆盘加圆盘模型来解释。甲醇排放量的变化对高光度的来源不能解释的模型有或没有一个磁盘。然而，这些物体的$L/M$表明它们可能与超紧凑/超紧凑的HII区域有关。因此，朝向高光度源的低甲醇发射可以解释为它们拥有不存在甲醇的HII区域。
2022-10-31 astro-ph.GA
Tidal Distortion of the Envelope of an AGB Star IRS 3 near Sgr A*
我们目前的无线电和毫米连续观测银河系中心采取的VLA和ALMA在44和226 GHz，分别。我们探测到IRS 3的射电和毫米波发射，位于Sgr A* 西北约4.5”处，其光谱与银河系中心AGB星的光球发射一致。毫米波图像显示，IRS 3是最明亮和最广泛的3.8 $μ$ m银河系中心恒星源，其包层由两个半圆形尘埃壳层组成，面向Sgr A* 方向。在1.6 $\times10^4$ AU的距离外环壳，似乎分裂成指向Sgr A* 的“手指”状尘埃。这些特征与分子CS（5-4）发射和分布在IRS 3和Sgr A* 之间的近红外消光云相吻合。在3.8微米和射电处看到的IRS 3外壳的NE-SW不对称形状被解释为Sgr A* 潮汐扭曲的结构。利用CS发射的运动学和IRS 3的自行，5000年后从包层中流出的潮汐扭曲物质限制了IRS 3与Sgr A* 前方0.7秒差距的$\sim$或后方0.5秒差距的$\sim$的距离。这表明，Sgr A* 附近恒星的质量损失可以提供Sgr A* 附近的分子物质库。我们还提出了黑暗的功能，在无线电连续图像一致的信封IRS 3。这些尘埃恒星提供了高分辨率射电连续谱图像可以识别嵌入电离介质的尘埃恒星源的例子。
2017-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transition of Polarized Dust Thermal Emission from the Protostellar Envelope to the Disk Scale
在越来越多的深埋原恒星系统中，ALMA观测到了偏振尘埃连续辐射。它通常显示出从原恒星包络到盘尺度的急剧转变，极化分数通常从${\sim} 5\%$下降到${\sim} 1\%$，推断出的磁场方向与系统的主轴更加一致。我们定量研究这些观测趋势，使用英仙座分子云中的原恒星样本，并将这些特征与非理想的MHD盘形成模拟进行比较。我们发现在从包层尺度到盘尺度的转变过程中，气体密度的增加比磁场强度的增加要快，这使得在盘尺度上磁性排列晶粒更加困难。具体地，为了通过与B场对准的晶粒产生在${\sim} 100\,\mathrm{au}$尺度下观察到的${\sim} 1\%$极化，甚至尺寸相对小的$1\,\mathrm{μm}$晶粒也需要使其磁化率显著增强（通过${\sim} 20$的因子）超过标准值，这可能是通过超顺磁性夹杂物。该要求对于较大的晶粒更为严格，增强因子随晶粒尺寸线性增加，对于毫米级晶粒达到${\sim} 2\times 10^4$。即使可以实现所需的增强，在模拟中得到的推断的磁场取向也没有显示出对长轴的偏好，这与观察到的图案不一致。因此，我们得出结论，所观察到的趋势是最好的模型，其中的偏振的信封规模占主导地位的磁性排列的晶粒和磁盘规模的散射。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Mapping of DR Tau's Protoplanetary Disk, Envelope, Outflow, and Large-Scale Spiral Arm
金牛座DR以其与其他金牛座T星相比异常高的可变性而闻名。虽然它是研究最广泛的前主序星之一，但迄今为止，毫米干涉测量的观测相对有限。我们以$\sim0.5''$（$\sim100$ au）的分辨率呈现了$^{12}$ CO、$^{13}$ CO、C $^{18}$ O、SO、DCO $^+$和H $_2$ CO对DR Tau的NOEMA图像。除了原行星盘外，CO辐射还显示出一个包层、一个微弱的不对称外流和一个带团块的旋臂。CO臂的$\sim1200$ au范围远远超过先前在散射光中检测到的螺旋臂，这强调了敏感分子成像用于背景化磁盘环境的必要性。C $^{18}$ O、SO、DCO $^+$和H $_2$ CO的运动学和致密发射分布表明它们主要起源于开普勒环周盘。然而，SO发射也表现出不对称性，这可能是由于与下落物质或未解决的子结构的相互作用。DR Tau的复杂环境让人联想到爆发的FUor源和一些EXor源，这表明DR Tau的极端恒星活动同样可能与大规模陨石坑促进的盘不稳定性有关。
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling CN Zeeman Effect Observations of the Envelopes of a Low-Mass Protostellar Disk and a Massive Protostar
本文利用POLARIS辐射转移代码模拟低质量盘包层和大质量原恒星包层的CN塞曼发射，发现两类环境均可被ALMA圆偏振观测探测，且$V/I$与视线方向磁场强度成比例，可用于诊断包层尺度磁场。
2023-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Disk and Envelope Streamers of the GGD27-MM1 Massive Protostar
本文利用 ALMA 0.98 mm 连续谱与分子线观测解析 GGD27-MM1 的盘、包层及吸积流，并通过物理图、动力学与光谱模型揭示分子盘结构和中心吸收成因。
2023-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Role of environment and gas temperature in the formation of multiple protostellar systems: molecular tracers
背景：模拟表明，由于辐射反馈引起的气体加热是多个原恒星系统是否形成的关键因素。化学是一个很好的原恒星系统的物理结构的示踪剂，因为它取决于温度结构。目的：研究被膜气体温度与原恒星多重性之间的关系。研究方法：单碟观测跟踪冷，暖和紫外线照射的气体的各种分子被用来探测7000 AU尺度上的多个和单个原恒星系统的温度结构。结果如下：根据H $_2$ CO和DCO $^+$谱线比值估算，单星、近距离双星和宽多次星目前的包络气体温度相似。另一方面，由c-C $_3$ H $_2$追踪的流出腔的温度显示出与测热光度的关系和与包络质量的反相关。虽然所有被观测的天体的包层气体温度都是相似的，但与近距离双星和单颗原恒星相比，宽倍数恒星往往会表现出更大的冷气库。结论：虽然原恒星系统的样本是小的，结果表明，气体温度可能不会有很强的影响碎裂。我们认为，质量和密度，而不是在碎裂的关键因素。
2018-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): How do dense core properties affect the multiplicity of protostars?
在从星前云核到原恒星云核的过渡阶段，一个或多个原恒星可以在一个气体核内形成。然而，这种转变的详细物理过程仍然不清楚。我们目前的1.3毫米尘埃连续体和分子线观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对43个原恒星的核心猎户座分子云复合体（$λ$猎户座，猎户座B，猎户座A）的角分辨率为$\sim$ 0.35”（$\sim$ 140 au）。我们总共检测到13个二元/多元系统。在300-8900 au的分离范围内，我们得到了28 $\%$ $\pm$ 4 $\%$和51 $\%$ $\pm$ 6 $\%$的伴星分数（CSF）的总体多重数频率（MF）。伴星的中位距离约为2100 au。恒星多重性的出现可能取决于致密核的物理特性。值得注意的是，那些包含双星/多星系统的恒星往往比形成单星的核心显示出更高的气体密度和马赫数。猎户座A巨分子云（GMC）的整体形灯丝（ISF）具有最高的气体密度，并在其中心区域（猎户座星云团）拥有高质量恒星形成，在猎户座GMC中显示出最高的MF和CSF。相反，$λ$ Orionis巨分子云（GMC）的MF和CSF比Orion B和Orion A GMC低，表明来自HII区域的反馈可能抑制多系统的形成。我们还发现，组成一个二元/多元系统的原恒星通常处于不同的演化阶段。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity of the red supergiant population in the young massive cluster NGC 330
大质量恒星的多重性是恒星演化中重要的悬而未决的问题之一。量化所有演化阶段的二元统计数据对于描绘大质量恒星如何以及何时与其同伴相互作用的完整画面以及确定这些相互作用的后果至关重要。我们调查的多重性几乎完全普查的红超巨星（RSG）在NGC 330，年轻的大质量集群的SMC。使用多历元HARPS和MUSE光谱的组合，我们估计径向速度，并评估在NGC 330的15个RSG的运动学和多重性。对于HARPS数据，径向速度估计优于+/-100 m/s。星团的视向速度色散估计为3.20 + 0.69 - 0.52 km/s。在维里平衡假设下，团簇的动力学质量为log（M{dyn} /M{sun}）= 5.20+/-0.17，与以前的上限值吻合得很好。我们检测到显着的径向速度的变化，在我们的多历元观测和区分大气活动所造成的变化和二元性所造成的。NGC 330 RSG的二进制分数估计与模拟观测系统的输入二进制分数的范围进行比较。通过这种方式，我们考虑了观测偏差，并估计NGC 330中RSG的固有双星分数为f{RSG} = 0.3+/-0.1，轨道周期范围为2.3< log P [天] <4.3，q>0.1。利用RSG星群的光度分布，我们估计NGC 330的年龄为450万年+/-500万年，并估计红色离散星的比例为50%。我们估计了NGC 330中RSG的二元分数，并得出结论，它似乎低于主序星大质量恒星…
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser emission from the CO envelope of the asymptotic giant branch star W Hydrae
观测渐近巨星分支（AGB）恒星周围的CO辐射是确定气体质量损失率的主要方法。虽然辐射转移模型已经表明，CO的分子水平可以成为温和的反转，导致脉泽发射，CO脉泽发射还有待于证实的观测。高分辨率观测AGB星周围的CO辐射，现在有亮度温度的灵敏度，以检测可能的弱CO脉泽发射。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的高角分辨率观测，观察富氧AGB恒星W Hya周围CO $J=3-2$发射的小尺度结构。我们发现CO脉泽辐射放大了恒星的连续光谱，其光学厚度为$τ\approx-0.55$。脉泽主要放大恒星的边缘，因为从扩展的恒星大气中吸收的CO $J=3-2$在恒星中心最强。CO脉泽速度对应于先前观察到的高频H $_2$ O脉泽和OH脉泽的可变分量，OH脉泽被确定为放大的恒星图像。这意味着脉泽起源于加速区域之外，并限制了速度分布，因为我们发现粒子数反转主要发生在星周包层内部。我们发现，反转可以解释的辐射场在4.6 $μ$ m和CO脉泽发射的存在是一致的估计质量损失率W Hya。然而，泵浦机制需要在扩展大气中吸收和发射谱线之间的复杂相互作用。在W Hya的拱星包层中的尘埃的过量不足以显著地贡献于4.6 $μ$ m处所需的辐射场。分子线之间的相互作用，导致泵送可以限制未来的多层次的CO观测。
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for episodic and patchy mass ejection in the circumstellar envelope of AGB star R Leonis
利用ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）观测的分子谱线，特别是CO（2-1）和$^{29}$ SiO（5-4）谱线，研究了富氧AGB星狮子座R的星周包层的形态运动学。证据表明，几个世纪前，一个插曲的增强质量损失，产生了广泛的扩展壳的平均半径$\sim$ 6弧秒和平均径向膨胀速度$\sim$ 5.5公里秒$^{-1}$。其结构的详细审查，如所显示的CO（2-1）线的发射，揭示了强烈的不均匀性和片状形态。证据也被发现，特别是从形态运动学的发射SiO，SO和SO $_2$线探测附近的恒星，为不同的气体外流，覆盖广泛的立体角在东南，西南和西北象限，这表明显着的贡献对流细胞颗粒在定义的模式质量喷射。在这些流出的相对分子丰度的研究表明，局部热平衡（LTE）的描述适用于大约超过$\sim$ 10恒星半径从恒星的中心，但不是在较小的角间距的SO和SO $_2$分子被发现被限制。在恒星盘附近，振动激发的SiO线脉泽被发现探测一层热气体的西北部，这与早期在距离恒星中心1-2个恒星半径内观察到的不对称膨胀壳层一致。在全球范围内，一个画面占主导地位的幕式和斑片状的大规模喷射被发现占主导地位。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules and Chemistry in Red Supergiants
本文综述了红超巨星包层中分子和尘埃的形成条件、化学组成及复杂外流结构，重点介绍已探测到的超过29种分子及其丰度，并讨论同位素比率所揭示的内部混合过程。
2025-07-21 astro-ph.GA 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
ALMA View of the Infalling Envelope around a Massive Protostar in S255IR SMA1
最近观测到了位于恒星形成核SMA1中的大质量年轻天体S255IR NIRS3的光度爆发，并将其解释为盘介导的变吸积事件。在这种情况下，必须描述大质量年轻恒星周围的气体性质。考虑到这一点，我们用阿塔卡玛大型毫米和亚毫米阵列进行了高角分辨率观测，并对S255 IR SMA1的900 $μm$尘埃连续谱和CH $_3$ CN $J$ = 19 $-$ 18 $K$ = 0 $-$ 10跃迁进行了成像。CH $_3$ CN的积分辐射在165 °的位置角上呈现出一个约1800 au的南北向拉长特征，几乎垂直于双极流出。我们确认存在致密的（几个$\times 10^{9}$厘米$^{-3}$）和热（$\sim$ 400 K）的气体直接围绕中央原恒星。CH $_3$ CN排放具有沿细长脊的速度梯度，并通过基于位置-速度图中的特征对气体运动学进行建模，我们推断气体最好由扁平旋转下落包络（或伪盘）来描述。导出了每年几个$\times$ × 10 $^{-4}$太阳质量的质量下降率。如果存在一个假定的开普勒盘直接参与到恒星上的质量吸积和喷流/外流发射，它可能小于125 au，我们的观测无法解决。我们展示了从我们的观测中推断的255IR SMA1中的气体性质（如密度和运动学）与专门为研究大质量恒星形成的爆发模式而量身定制的数值模拟中的气体性质之间的定性相似性。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Species Tracing the Disk/Envelope System in the Class I Protostellar Source Elias 29
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）观测了一类原恒星源Elias 29。我们已经检测到CS，SO，$^{34}$ SO，SO $_2$，和SiO线的排放量在一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个脊组件从原恒星分离4 \arcsec \（$\sim 500$ au）。发现前一组分富含SO和SO $_2$，但缺乏CS。SO/CS丰度比在原恒星处高达$3^{+13}_{-2} \times 10^2$，甚至高于L1157 B1流出激波区的丰度比。然而，有机分子（HCOOCH $_3$、CH $_3$ OCH $_3$、CCH和c-C $_3$ H $_2$）在Elias 29中缺乏。我们属性的有机分子和丰富的SO和SO $_2$的源或相对较高的尘埃温度（\protect \raisebox{-0.7ex}{$\:\stackrel{\textstyle >}{\sim}\:$} 20 K）在埃利亚斯29的母云的演化性质的不足。SO和SO $_2$的辐射跟踪围绕原恒星的旋转。为了简单起见，假设一个高度倾斜的配置（$i \geq 65$ \degr ; 0 \degr \为正面配置）和开普勒运动，原恒星质量估计为（0.8 -- 1.0）\Msun。$^{34}$ SO和SO $_2$的发射光谱是不对称的，蓝移的分量比红移的分量弱。虽然这可能是由于不对称的分子分布，其他的可能性也进行…
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the dust distribution and polarization around two B213 young stellar objects with ALMA
Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（太空科学研究所）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；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、天体物理学与信息数学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Liant（利安特公司）；Department of Physics, Nagoya University（名古屋大学物理学部）
利用ALMA观测揭示了两个年轻恒星周围尘埃分布与偏振特征，发现从磁性对齐颗粒到自散射的过渡，揭示了尘埃生长和磁场形态的变化。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
(sub)Millimeter Emission Lines of Molecules in Born-again Stars
探测和研究再循环星中的分子气体对于了解它们的组成和化学演化具有重要意义。此外，分子发射将是一个宝贵的工具，探索的物理条件，运动学和形成的不对称结构，在这些演化的恒星的星周信封。然而，到目前为止，所有试图探测来自再次出现的恒星周围冷物质的分子发射的尝试都失败了。我们使用APEX和IRAM 30米望远镜进行了观测，以寻找四颗研究得很好的再次出现的恒星V4334 Sgr，V605 Aql，A30和A78的分子发射，这些恒星被认为代表了一个进化序列。我们首次检测到HCN和H $^{13}$ CN分子向V4334 Sgr的发射，以及V605 Aql中的CO发射。在A30和A78的噪声水平以上未检测到分子发射。在V4334 Sgr的拱星环境中，H $^{12}$ CN/H $^{13}$ CN丰度比的第一个估计值是$\approx$ 3，这与其他观测测量到的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值相似。我们推导出V4334 Sgr的旋转温度为$T_{\rm rot}$ =13 $\pm1$ K，总柱密度为$N_{\rm HCN}$ =1.6 $\pm0.1\times$ × 10 $^{16}$ cm $^{-2}$。这一结果为在该来源的再次爆发事件期间喷射到风中的氢的数量设定了下限。对于V605 Aql，我们获得了积分谱线强度$I_{^{12}\rm C}$ / $I_{^{13}\rm…
2016-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
HerMES: ALMA Imaging of Herschel-selected Dusty Star-forming Galaxies
赫歇尔多层河外巡天（HerMES）已经在很宽的红移范围内发现了大量的尘埃恒星形成星系（DSFG）。对这些DSFG的详细理解受到Herschel有限的空间分辨率的阻碍。我们提出了870微米0.45”分辨率成像从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的29个HerMES DSFG与远红外（FIR）通量密度之间的最明亮的来源发现的赫歇尔和较暗的DSFG在地面上的亚毫米（亚毫米）调查。在我们的ALMA样本中，我们识别出62个低至5-sigma点源灵敏度极限的源（sigma~0.2mJy），其中6个是强透镜（显示多个图像），36个经历显著放大（mu>1.1）。为了表征ALMA源的特性，我们引入并利用uvmcmcfit，一个公开可用的马尔可夫链蒙特卡罗分析工具的透镜星系的干涉观测。我们的透镜模型暂时支持DSFG的固有数量计数，在880 um处超过8 mJy时急剧下降。近70%的Herschel源包括多个ALMA对应物，与先前的研究一致，表明在明亮的亚毫米源中多重性率很高。根据理论模型的结果以及LABOCA ECDFS亚毫米波调查中确定的较暗DSFG，我们的ALMA源彼此之间的距离比预期的要近得多。高的多重率和低的预计分离主张有利于相互作用和合并驱动巨大的排放从最明亮的DSFG以及急剧下降以上的S_880= 8 mJy。
2015-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Fields in Massive Star-Forming Regions (MagMaR) I. Linear Polarized Imaging of the UCHII Region G5.89-0.39
我们报告1.2毫米极化连续发射观测进行了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对高质量恒星形成区域G5.89-0.39。观测结果显示出显著的0.2pc南北向边界结构。G5.89-0.39中的UCHII将灯丝断成两段。它的毫米波辐射显示出一个质量为55-115 M $_{\odot}$，半径为4,500 au的尘埃带，围绕着一个主要由电离气体组成的内部，尘埃辐射仅占总毫米波辐射的30%左右。我们还发现了一个网格的凸拱，这可能是由拖曳的尘埃和气体从爆炸性的分散事件涉及O 5费尔特的明星。南北灯丝的质量在300-600 M $_{\odot}$之间，并拥有一个大约20毫米的包层，其中值大小和质量分别为1700 au和1.5 M $_{\odot}$，其中一些已经形成了原恒星。我们解释在灯丝的偏振发射主要来自磁性排列的尘埃颗粒。在纤维中的极化分数为~4.4%，在壳层为2.1%。磁场沿着北磁丝并垂直于南磁丝。在中央壳层中，磁场大致呈放射状，环绕着4,500到7,500 au的尘埃带，与最近在猎户座BN/KL周围发现的模式相似。这可能是爆炸性扩散外流的独立观测标志，应在其他区域进一步调查。
2021-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). V. 18 Candidate Disks around Class 0 and I Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们提出了完整的磁盘适合结果VANDAM调查的所有0类和I类原恒星在英仙座分子云。我们有18个新的原恒星盘候选人周围的0和I类源，这是很好地描述了一个简单的，参数化的磁盘模型适合8毫米VLA尘埃连续观测。33%的0级原恒星和11%的I级原恒星有候选的星盘，而78%的0级和I级原恒星在我们的12 AU星盘直径分辨率极限内没有星盘的迹象，这表明在8 mm处，大多数0级和I级星盘的半径<10 AU。这些小半径可能是表面亮度灵敏度极限的结果。模拟的8 mm半径类似于已知的0类圆盘的半径，检测到开普勒旋转。由于我们的8毫米数据跟踪人口较大的尘埃颗粒径向漂移向原恒星，是真正的磁盘大小的下限，大磁盘在早期似乎并不特别罕见。我们发现统计证据表明，0类和I类磁盘可能来自相同的分布，这意味着磁盘属性可能在0类阶段的早期定义，并且在I类阶段不会发生大的变化。通过将我们的候选磁盘属性与以前的极化观测相结合，我们发现了一个定性的迹象，即推断的磁尺度磁场和外流之间的不对准可能表明磁盘在0类源的较小尺度上。
2018-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended molecular envelope of the asymptotic giant branch star $π^{1}$ Gruis as seen by ALMA II. The spiral-outflow observed at high-angular resolution
AGB星$π^{1}$ Gruis有一颗已知的伴星（距离约400天文单位），这无法解释CSE强烈偏离球对称的现象。最近，流体动力学模拟的质量传递在较近的二元系统已经成功地再现了螺旋形的CSE周围发现的少数来源。越来越多的证据表明，一个更近的，未被发现的同伴使$π^{1}$ Gruis的情况进一步复杂化。改进的空间分辨率允许调查复杂的拱星形态和搜索的第三个组成部分的CSE上的印记。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的小型和扩展阵观测了$π^{1}$ Gruis的~（12）CO J=3-2谱线发射。此外，干涉测量数据已与ALMA总功率（TP）阵列的数据相结合。成像的亮度分布已被用来约束CSE的非局部、非LTE 3D辐射转移模型。高角分辨率ALMA数据揭示了AGB上源的第一个例子，在气体包层中可以看到更快的双极流出和沿轨道平面的螺旋图案。螺旋线可以在低到中等速度下追踪，从13到25 km s $^{-1}$，赤道环面。最大的旋臂间距为$\approx$ 5”.5，与轨道周期为$\approx$ 330年、间距小于70天文单位的伴星相一致。双极流出的运动学是一致的，它是在质量损失喷发过程中创建的，其中从系统的质量损失率在10-15年期间至少增加了5倍。螺旋图案是一个未被发现的同伴的结果。双极外流是相当近期的质量损失喷发事件的结果。
2019-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Early Science View of FUor/EXor objects. III. The Slow and Wide Outflow of V883 Ori
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的V883猎户座，FU猎户座对象的观测。我们描述的分子流出和信封的系统的基础上的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO的排放量，它们一起跟踪一个双极分子流出。C $^{18}$ O的辐射跟踪了星周盘的旋转运动。从$^{12}$ CO的蓝移发射，我们估计出流腔的$\sim$ 150 $^{^{\circ}}$的宽开角。此外，我们发现流出是非常缓慢的（只有0.65 km~s $^{-1}$的特征速度），这是唯一的FU Ori对象。我们计算的标准方式使用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO排放的流出的运动学性质。此外，我们提出了一个天鹅座P剖面观察到的高分辨率光谱，风驱动的吸积的证据，并为特定形态的外流的原因。我们讨论的影响，我们的研究结果和上升的这些缓慢的流出期间和/或之后形成的旋转支撑盘。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
