Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
Physical and Chemical Structure of the Disk and Envelope of the Class 0/I Protostar L1527
原行星盘和原恒星包层的亚毫米谱线和连续辐射是研究原恒星结构、化学和动力学的有力探针。在这里，我们提出了一个基准研究，我们的建模代码，RadChemT，首次使用化学模型，以重现ALMA C $^{18}$ O（2-1）和CARMA $^{12}$ CO（1-0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）的L1527的观测，使我们能够区分盘，下降信封和流出这个0/I类原恒星。RadChemT结合了动力学、辐射转移、气体化学和气体颗粒反应，生成的模型可以直接与单个原恒星的观测结果进行比较。我们的目标不是将丰度单独拟合到大量的自由参数，而是通过以下方式最佳地匹配谱线图：（i）采用基于密度结构和光度的物理模型，该物理模型主要来自先前的工作，拟合SED和2D成像数据，更新它以包括在CARMA和ALMA数据中检测到的窄喷流，（$\leq 75$ au）的原恒星，然后（ii）计算得到的天体化学丰度为292个化学物种。我们的模型再现C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$线强度在3.0的一个因素，这是令人鼓舞的考虑到显着的丰度变化（因素$> 10^3$）之间的外流壳和CO雪线区域附近的中面。此外，我们的模拟证实了关于N $_{2}$ H $^{+}$和CO雪线之间的反相关的建议，从中心恒星400 AU至2,000 AU。我们的建模工具代表了一个新的和强大的能力，利用现代亚毫米波…
2020-12-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A 1000 AU Scale Molecular Outflow Driven by a Protostar with an age of <4000 Years
为了揭示低质量原恒星形成过程的早期阶段，我们使用CARMA和SMA对原恒星GF 9 -2进行了干涉观测。在CO J=3-2谱线和波长为3 mm、1 mm和850 μ m的连续谱线上进行了观测。所有的连续图像检测到一个单一的点状源，半径为250+/-80 AU的中心，以前已知的~3 Msun分子云的核心。在斯皮策MIPS和IRAC波段以及WISE的四个波段上检测到朝向物体的紧凑发射。我们的光谱成像的CO线显示，连续源驱动1000 AU规模的分子流出，包括一对叶，其中准直的“较高”速度的红色叶内存在一个准直不良的“较低”速度的红色叶。这些叶相当年轻，是迄今为止探测到的最弱的叶。利用原恒星年龄的上限（4+/-1 x10 ^3年）和非球形稳定质量吸积率（~10^{-5} Msun/年）估算出原恒星质量为M <0.06 Msun。结合SED分析的结果，我们讨论了外流系统是由表面温度约为3，000 K的原恒星驱动的，并且出生云核正在被外流驱散。
2018-12-19 astro-ph.GA
Protostar mass functions in young clusters
在原恒星质量函数（PMFs）的改进模型中，原恒星从湍流团的等温核心获得质量。它们的质量吸积速率在低质量时类似于舒吸积，在高质量时类似于约化的邦迪吸积。吸积持续时间遵循一个简单的表达式，即质量较大的原恒星吸积时间较长。这些时间是由抛射、恒星反馈和引力竞争决定的，它们终止了吸积并降低了吸积的效率。质量尺度是临界稳定等温核的质量。在稳定状态下，由于团簇吸积和吸积停止之间的竞争，PMF在高质量下接近幂律。幂律指数是吸积和吸积停止的时间尺度之比。光度函数（PLF）的峰值接近1 L_Sun，由于无效的核心气体吸积。模型拟合观察到的PLF在四个大的嵌入式集群。这些表明，它们的潜在PMF可能是头重脚轻相比，IMF，这取决于模型的原恒星半径。
2013-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of Deeply Embedded Protostars: A New Direction for Star Formation?
恒星的形成是一个由分子云核心的引力坍缩提供动力的过程。理论模型和观测结果表明，大部分下落的物质在到达（原）恒星之前就进入了一个原行星盘，因此盘吸积过程是（原）恒星生长速度的原因。没有根本的理由说明为什么下落和盘吸积必须是瞬间相同的。事实上，即使在圆盘内部，也可以预期存在强吸积和弱吸积的区域。总之，这些事实表明，（原）恒星质量大会应该是长期和随机的，这些随时间变化的吸积率的基本物理过程，导致应表现在可观察到的随时间变化的吸积光度变化。
2017-12-07 astro-ph.GA
High Resolution Observations of the Massive Protostar in IRAS18566+0408
我们报告3毫米连续谱，CH3CN（5 - 4）和13 CS（2 - 1）线观测与CARMA，结合6和1.3厘米连续VLA数据，12和25微米宽带数据从斯巴鲁望远镜对大质量原恒星IRAS 18566 + 0408。VLA数据将电离射流分解为沿E-W方向排列的4个分量。射电分量A、C和D具有平坦的cm SED，指示来自电离气体的光学薄发射，并且分量B具有光谱指数α = 1.0，并且随着频率与频率的-0.5次方成比例而减小的尺寸。来自CARMA 3 mm连续谱、13 CS（2 - 1）和CH 3 CN（5 - 4）谱线的发射是紧凑的（即<6700 AU），并且峰值靠近VLA cm源（组分B）的位置。对这些谱线的分析表明，热的、致密的分子气体是HMC的典型特征。我们的斯巴鲁望远镜观测发现了一个单一的致密源，与射电分量B相一致，表明IRAS 18566 + 0408的大部分能量来自一个小于2400 AU的区域。我们还提出了UKIRT近红外档案数据IRAS 18566 + 0408，其中显示扩展的K波段发射沿喷流方向。我们检测到一个E-W的速度移动约10公里/秒的HMC在CH3CN线可能跟踪界面的电离射流与周围的核心气体。我们的数据表明，在分子外流的基础上存在一个电离射流，并支持的假设，即大规模的原恒星与O型光度形式与低质量恒星的机制相似。
2017-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
K-band High-Resolution Spectroscopy of Embedded Massive Protostars
大质量恒星形成中的一个经典悖论是，强大的辐射压可以阻止吸积，从而阻止中心恒星的进一步生长。已经有人提出用吸积盘来解决这个问题，但是人们对高质量恒星形成过程中的吸积盘和吸积过程知之甚少。我们在$K$ -波段对11颗高质量原恒星进行了高分辨率（$R$ = 35，000 - 70，000）iSHELL光谱分析。Br-$γ$辐射被观测到朝向八个源，并且这些源中的大多数的线轮廓与低质量PMS星的线轮廓相似。利用Br- $γ$和吸积光度之间的经验关系，我们初步估计了盘吸积率的范围为$\lesssim$ 10 $^{-8}$和$\sim$ 10 $^{-4}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$ .这些低质量的吸积率表明，高质量的原恒星获得更多的质量，通过情节吸积提出的低质量的原恒星。鉴于检测限，CO泛音发射（$v$ =2-0和3-1），可能与内部磁盘区域（$r \ll 100$ au），被发现对两个来源。与Br-$γ$发射相比，这种低检测率与以前的观察结果一致。11个源中的10个显示在$v$ =0-2 ${\rm R(7)-R(14)}$ CO R-分支处的吸收。它们中的大多数是蓝移或红移，这表明吸收与流出或流入的速度高达$\sim50$ km s $^{-1}$。我们的分析表明，吸收层是很好的热化（因此$n_{\mathrm H_2} \gtrsim 10^6$ cm $^{-3}$）…
2021-03-14 astro-ph.GA
Episodic accretion, radiative feedback, and their role in low-mass star formation
据推测，物质在年轻原恒星上的吸积是偶发性的。我们提出了一种计算方法，包括情节吸积恒星形成的辐射流体动力学模拟的影响。我们发现，在吸积事件的原恒星是“打开”，加热和稳定周围的磁盘。然而，这些事件通常只持续几百年，而它们之间的间隔可能持续几千年。在这些间隔期间，原恒星被有效地“关闭”，使引力不稳定性在它们的圆盘中发展并引起碎片化。因此，幕式吸积促进了盘的碎裂，使低质量恒星、棕矮星和行星质量天体得以形成。幕式吸积事件的频率和持续时间可能是造成IMF低质量端的原因，即超过60%的恒星。
2011-09-13 astro-ph.GA
CSO and CARMA Observations of L1157. II. Chemical Complexity in the Shocked Outflow
L1157是一个分子暗云，其中嵌入了一颗具有双极外流的0级原恒星，是研究冲击化学的极好来源，包括冲击前的颗粒表面化学，以及冲击后的气相处理。L1157-B1和B2位置分别在大约2000年和4000年前经历了地震。在这些冲击事件之前，温度太低，大多数复杂的有机分子无法进行热解吸。因此，冲击应该已经从冰粒表面释放了这些分子，这一点可以从先前对通常与冲击相关的SiO和多个颗粒地幔物种的观测中得到证明。颗粒物质，例如OCS、CH 3OH和HNCO，相对于优选在较高速度冲击或重复冲击材料中形成的物质，例如SiO和HCN，都在不同位置处达到峰值。在这里，我们提出了高空间分辨率（~3”）的地图，CH 3OH，HNCO，HCN，和HCO+在南部部分的外流含有B1和B2，观察与CARMA。HNCO地图是L1157中该物种的第一次干涉观测。这些图显示了L1157 B中不同冲击区域内化学物质的明显差异。这通过使用非LTE代码RADEX的分子丰度的约束得到进一步支持（Van der Tak等人，2007）。我们发现东/西化学分化C2可以解释的冲击的相互作用与冷，原始的材料或温暖，以前冲击的气体，如增强HCN丰度的对比。此外，增强的HNCO丰度对老冲击，B2，表明高温O-化学在冲击区的重要性。
2016-05-31 astro-ph.GA
Pulsational instability of supergiant protostars: Do they grow supermassive by accretion?
超大质量恒星; M>10^5 Msun）及其残余黑洞是在z>7的早期宇宙中观测到的超大质量黑洞（SMBH）的有希望的祖先。据推测，SMSs的形成是通过非常快速的质量吸积到原恒星上，速度超过0.01 Msun/yr。根据最近的研究，这种快速吸积的原恒星演变成“超巨星原恒星”，即由膨胀的外壳和收缩的核心组成的原恒星，类似于巨星。然而，就像大质量恒星和巨星一样，这两种恒星都是不稳定的，超巨星原恒星也可能是不稳定的，从而产生强烈的脉动驱动的外流。如果是这样的话，通过吸积的恒星生长将受到质量损失的阻碍。本文用线性微扰分析方法研究了质量范围M<10^3 Msun的超巨星原恒星的脉动稳定性。我们发现，M>600 Msun，吸积率Mdot>1.0 Msun/yr的超巨星原恒星由于kappa机制而不稳定。脉动是在包层中的He^+电离层中激发的。即使在保守的假设下，所有的脉动能量都转化为外流的动能，质量损失率也约为10^-3 Msun/yr，比吸积率低两个数量级以上。因此，我们得出结论，超巨星原恒星应该稳定增长，通过快速吸积至少在我们研究的质量范围。只要在后期保持快速吸积，原恒星将成为SMS，最终为高z SMBH产生种子。
2013-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Density Dependence for Protostellar Luminosity in Class I Sources: Collaborative Accretion
I类原恒星在三个高质量的恒星形成区域被发现有其他I类原恒星的局部投影密度之间的相关性，从这些其他原恒星的总流量，和原恒星的光度在WISE 22微米波段。较亮的I类源形成于高密度和高通量区域，而低光度源则形成于任何地方。这些相关性略微取决于所考虑的邻居的数量（从2到20），并且可以包括来自初始质量函数的样本大小效应（即，更大的数字包括更稀有和更大质量的恒星）。亮度似乎因邻近的原恒星而异，附近的原恒星具有彼此成比例的值，并且密度较高的区域具有较高的值。如果第一类光度与吸积率部分相关，那么这种光度相关性与竞争吸积模型是一致的，尽管它更多的是合作而不是竞争。这种相关性也与原始质量分离相一致，并可以解释为什么恒星的初始质量函数类似于致密的核心质量函数，即使核心形成多颗恒星。
2014-01-16 astro-ph.GA
Continuity of accretion from clumps to Class 0 high-mass protostars in SDC335
IRDC SDC335.579-0.292（SDC 335）是一个巨大的恒星形成云，被发现正在向银河系中最大的恒星形成核心之一坍缩。SDC 335在其演化的早期阶段拥有三个大质量的原恒星天体，ALMA第0周期的档案数据表明该地区至少存在一个分子外流。从大质量的原恒星物体的分子流出的观测使我们能够估计原恒星的吸积率，以及评估恒星对其出生云的破坏性影响。这项工作的目的是识别和分析SDC 335内原恒星驱动的分子流出的性质，并利用这些流出来帮助改进原恒星的性质。我们使用来自ATCA的SiO和I类CH $_3$ OH脉泽发射（~3 arcsec）的新数据，以及APEX和存档ALMA CO，$^{13}$ CO（~1 arcsec）和HNC数据的四个CO跃迁的观测，对SDC 335中的分子流出进行了成像。我们引入了一个广义的参数来约束流出倾斜角度的基础上观察到的流出属性。我们使用每个流出的属性来推断吸积率的原恒星源驱动它们，并推断源的演化特征。我们确定了三个分子流出的SDC 335，一个与每个已知的紧凑的HII区域。流出的性质表明，SDC 335原恒星是在其演化的早期阶段（0级），与潜在的形成超过50 M的恒星$_{\odot}$。测得的原恒星的总吸积率为$1.4(\pm 0.1) \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，与2.5 $(\pm 1.0)…
2020-12-16 astro-ph.GA
Star formation in dense clusters
一个同样可能停止的核心-团块吸积模型描述了星团中致密部分的恒星形成，而孤立坍缩核心的模型可能不适用。每一个核心都以恒定的速率吸积到它的原恒星上，而周围的气体团则以原恒星质量的幂的形式吸积。短的吸积流类似于舒吸积，并形成低质量的恒星。长流类似于减少的邦迪吸积，并形成大质量恒星。吸积的停止是由于动力抛射、引力竞争和恒星反馈的气体扩散等环境过程，与初始核心结构无关。该模型匹配场星IMF从0.01到超过10个太阳质量。核心吸积率和平均吸积持续时间设置IMF的峰值，独立于当地的金斯质量。大质量的原恒星需要最长的吸积时间，可达50万年。星团中最大的原恒星光度表明了其最古老的原恒星的质量和年龄。如果原恒星的出生率是恒定的，那么原恒星的光度分布与活跃恒星形成区的光度分布相匹配，但如果它们的出生是同时代的，那么原恒星的光度分布就不匹配。对于恒定的出生率，YSO与原恒星的比例表明了星团的恒星形成年龄，通常为100万年。原恒星吸积光度通常小于其稳定的球形值的一个因素~2，符合幕式磁盘吸积模型。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple monopolar outflows driven by massive protostars in IRAS 18162-2048
在本文中，我们提出了毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）3.5毫米观测和亚毫米阵列（SMA）870微米观测到的高质量恒星形成区域IRAS 1816-2048，HH 80/81/80 N系统的核心。来自HCN、HCO+和SiO的分子发射追踪两个分子流出（所谓的东北流出和西北流出）。这些外流的源头在靠近MM 2位置的区域，MM 2是一个毫米级的源，已知有几颗原恒星。我们首次估计这些分子外流的物理特征，这是类似于1000-5000 Lo原恒星，这表明MM 2窝藏高质量的原恒星。高角分辨率CO观测显示东南方向有额外的外流。我们首次确定了它的驱动源MM 2（E），并看到了岁差的证据。所有三个流出都有单极外观，但我们将西北和东南叶连接起来，解释它们的不对称形状是可能偏转的结果。
2013-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Measuring Protostar Masses: The Key to Protostellar Evolution
随着近红外到亚毫米波段观测的出现，原恒星演化的知识发生了革命性的变化。这使得能够测量大量原恒星的辐射热光度和辐射热温度（传统的原恒星演化诊断）。然而，如果不知道中央原恒星的质量，进一步的进展是困难的。原恒星质量可以通过毫米干涉仪的分子线运动学最准确地确定（即，ALMA）。理论研究已经预测了各种原恒星质量吸积模型的原恒星质量函数（PMF），现在必须观测约束其功能的形式。虽然ALMA已经实现了原恒星质量测量，但需要接近100个源的样本来限制PMF的功能形式，并且升级到ALMA和/或新的mm/cm设施将增加测量如此大量的原恒星质量的可行性。原恒星的质量将使它们的恒星结构（半径和内禀光度），演化和吸积历史得到更好的理解。当有效温度和吸积率可以通过地面/空间近中红外光谱测量时，这一点更加可靠。此外，必须利用超级计算设施，通过辐射转移模型拟合原恒星质量，还可能需要更新恒星结构的理论/数值模型。
2019-04-17 astro-ph.GA
The importance of episodic accretion for low-mass star formation
恒星通过吸积盘上的物质而获得大部分质量。吸积可能不是连续的，而是间歇性的。我们已经开发了一种方法，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致辐射反馈的爆发，在此期间，原恒星非常明亮，其周围的圆盘被加热和稳定。这些爆发通常只持续几百年。相比之下，爆发之间的平静可能会持续几千年;在这些平静期间，原恒星的光度非常低，它的圆盘冷却并破碎。因此，幕式的吸积可以通过盘的碎裂形成低质量恒星、棕矮星和行星质量的天体。如果情节吸积是一种常见的现象，在年轻的原恒星，那么吸积爆发的频率和持续时间可能是决定恒星初始质量函数的低质量端的关键。
2011-03-07 astro-ph.GA
Escape, Accretion or Star Formation? The Competing Depleters of Gas in the Quasar Markarian 231
本文报道了分子外流宿主和最近类星体Markarian 231的高分辨率CO（1-0）、CS（2-1）和3 mm连续谱毫米天文研究组合阵（CARMA）观测结果。我们使用CS（2-1）测量来推导出$1.8\pm0.3\times10^{10}~M_\odot$的Mrk 231内的致密气体质量，与以前的测量一致。CS（2-1）数据似乎也表明Mrk 231的分子盘正在以正常的效率形成恒星。高分辨率CARMA观测能够将CO（1-0）流出分解为两个不同的叶，允许进行尺寸估计并进一步约束分子流出动力学时间，进一步约束分子气体逃逸速率。我们发现，在Mrk 231流出的15%的分子气体实际上超过了中央千秒差距的逃逸速度。假设分子气体不是不断地被加速，我们发现Mrk 231中分子气体的耗尽时标是49 Myr，而不是32 Myr，这与在该系统中观察到的星暴后恒星星族更一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Gas flow and accretion via spiral streamers and circumstellar disks in a young binary protostar
大多数恒星都是引力束缚恒星系统的一部分，例如双星。对原双星系统的观测限制了导致恒星多重性和随后的轨道演化的条件。我们报告了对一个年轻的双星系统[BHB 2007] 11周围的环双星盘的高角分辨率观测。这两颗原恒星嵌在半径为2到3个天文单位的星周盘中，可能包含一些木星质量。这些星系被连接到更大的环双星盘的复杂结构的细丝所包围。我们还观察到与原双星系统有关的吸积和射电喷流。吸积优先发生在质量较低的原恒星上，与理论预测一致。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass Accretion Rate and Stellar Properties in Class I Protostars
恒星在原恒星阶段收集了大部分的质量，但吸积光度和恒星参数，这是计算质量吸积率所需的，对最年轻的源的约束很差。这项工作的目的是填补这一空白，计算位于附近（< 500 pc）恒星形成区的大样本I类原恒星的恒星性质和吸积率，并分析它们的相互作用。我们使用了自洽的方法，以提供吸积和恒星参数，使用SED建模和面纱的信息，从近红外观测，在可能的情况下。我们首次计算了50颗年轻恒星的吸积和恒星性质。我们集中分析了39颗已被证实的原恒星，发现它们的质量吸积率在0.1 ~ 3 Msun的恒星质量范围内，变化范围在10^（-8）~ 10^（-4）Msun/年之间。我们发现系统较大的质量吸积率为我们的I类样品比II类对象。虽然我们发现的质量吸积率很高，但它仍然表明，要么恒星在I类阶段之前收集了大部分质量，要么在整个原恒星阶段需要爆发吸积。事实上，我们的研究结果表明，对于大量的原恒星盘可以是不稳定的，这可能导致吸积爆发和磁盘碎片在过去或未来。
2022-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe
将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
Evolutionary Signatures in the Formation of Low-Mass Protostars. II. Towards Reconciling Models and Observations
低质量恒星形成的一个长期存在的问题是“光度问题”，即原恒星的光度与理论坍缩计算和基于在嵌入相持续时间内形成恒星所需的最小吸积率的论点所预期的吸积光度相比不足。受这个光度问题的启发，我们提出了一套描述低质量致密核心坍缩成原恒星的演化模型，使用Young & Evans（2005）模型作为我们的起点。我们计算了在二维空间中整个坍缩过程中坍缩核的辐射转移。从由此产生的光谱能量分布，我们计算标准的观测信号，直接比较观察。我们将几个修改和添加到原来的Young & Evans模型中，以更好地匹配观测与模型预测。我们发现，散射，2-D的几何形状，质量损失，外流腔都影响模型的预测，正如预期的那样，但没有解决光度问题。然而，一个周期性的物质吸积可以解决这个问题，并使模型的预测与观测更好地吻合。在我们的模型中，质量吸积和质量损失之间的相互作用的标准假设给出了恒星形成效率与最近的观测结果一致，比较了核心质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）。外流腔和偶发性质量吸积的结合减少了观测类和物理阶段之间的联系，以至于两个常见的观测特征（测热温度和测热光度与亚毫米光度的比值）都不能被认为是物理阶段的可靠指标。
2009-12-28 astro-ph.GA
A Detached Protostellar Disk around a $\sim$0.2$M_{\odot}$ protostar in a Possible Site of a Multiple Star Formation in a Dynamical Environment in Taurus
我们报告ALMA观测0.87毫米的连续和$^{12}$ CO（$J$ = 3- 2）对一个非常低的光度（$<$ 0.1 $L_{\odot}$）的原恒星，这是深深地嵌入在一个致密的核心MC 27/L1521 F，在金牛座与多星形成的指示，在一个高度动态的环境。光束大小对应于$\sim$ 20 AU，我们已经清楚地检测到与原恒星相关的$^{12}$ CO中的蓝移/红移气体。气体的空间/速度分布表明存在一个大小尺度为$\sim$ 10 AU的旋转盘，盘质量为$\sim$ 10 $^{-4}$ $M_{\odot}$，中心恒星质量为$\sim$ 0.2 $M_{\odot}$。所观察到的圆盘似乎与周围的致密气体分离，尽管它仍然嵌入在密度为$\sim$ 10 $^{6}$ cm $^{-3}$的核心中心。目前的低外流活动和非常低的光度表明，尽管在恒星形成的早期阶段，原恒星的质量吸积率非常低。我们可能正在见证$\sim$ 0.2 $M_{\odot}$原恒星形成的最后阶段。然而，我们不能用标准的前主序星演化轨道来解释观测到的低光度，除非我们假设原恒星的初始半径非常小（$\sim$ 0.65 $R_\odot$）的冷吸积。这些事实可能会挑战我们目前对低质量恒星形成的理解，特别是原恒星和星周盘上的质量吸积过程。
2017-11-08 astro-ph.GA
Modeling the Resolved Disk Around the Class 0 Protostar L1527
我们提出了高分辨率的亚/毫米干涉成像的0级原恒星L1527 IRS（IRAS 04368+2557）在870微米和3.4毫米的亚毫米阵列（SMA）和毫米天文学研究组合阵列（CARMA）。我们检测到的签名的边缘上的磁盘周围的原恒星观察到的直径为180 AU的次/毫米图像。盘的质量估计为0.007 M_sun，假设光学薄，等温尘埃排放。毫米光谱指数被观察到是相当浅，在所有的空间尺度探测; α ~ 2，这意味着尘埃不透明度光谱指数β ~ 0。我们使用Monte Carlo辐射转移代码模拟从磁盘和周围的信封的发射，同时拟合亚/毫米可见度振幅，亚/毫米图像，解决L \arcmin \图像，光谱能量分布，和中红外光谱。最佳拟合模型的盘半径为R = 125 AU，高度耀斑（H ~ R ^1.3），径向密度分布为rho ~ R^-2.5，质量为0.0075太阳质量。在100天文单位处的尺度高度是48天文单位，大约是垂直流体静力平衡的两倍。分辨率毫米观测表明，磁盘可能会在整个0级阶段迅速增长。L1527周围的年轻星盘的质量和半径与前主序星的星盘相当;然而，星盘在垂直方向上的延伸要大得多，这可能是由于较低的原恒星质量，落入星盘上层，以及约1微米大小的尘埃颗粒的沉降。
2013-05-15 astro-ph.GA
CARMA-NRO Orion Survey: unbiased survey of dense cores and core mass functions in Orion A
致密核心的质量分布是理解恒星形成过程的潜在关键。对CARMA-NRO Orion C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）数据进行聚类分析，识别出2342个致密核，其中约22%的维里比小于2，可归为重力束缚核。导出的核心质量函数（CMF）的束缚无星的核心，不与原恒星有一个类似的萨尔彼得的初始质量函数（IMF）的质量范围以上的1 $M_\odot$，在$\sim$ 0.1 $M_\odot$的峰值。我们将OMC-1/2/3、OMC-4/5、L1641 N/V380 Ori和L1641 C四个区域划分为四个区域，并推导了这些区域的CMF。我们发现质量大于10 $M_\odot$的无星核只存在于OMC-1/2/3中，而OMC-4/5、L1641 N和L1641 C中的CMF被截断在5- 10 $M_\odot$左右。根据每个分区域中束缚无星核和第二类物体的数量比例，束缚无星核的寿命估计为5- 30次自由落体，与以前对其他区域的研究一致。此外，我们讨论了核心增长的质量吸积从周围的云材料来解释的一致性峰值质量之间的IMFs和CMFs。在一个核心寿命内核心质量加倍所需的质量吸积率比邦迪-霍伊尔吸积率大2倍。这意味着，更多的动态吸积过程需要增长的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
1.3mm polarized emission in the circumstellar disk of a massive protostar
我们提出了第一个解决的观察1.3毫米偏振发射的盘状结构周围的高质量的原恒星仙王座A HW 2。这些CARMA数据部分地解决了尘埃偏振，表明平均位置角为57度，平均偏振分数为2.0%的偏振矢量的均匀形态。极化矢量的分布可归因于（1）均匀磁场直接发射磁性排列的尘埃颗粒，或（2）倾斜圆盘散射产生的图案。我们表明，这两种模型都可以解释的观察，也许是两种机制的组合产生的偏振发射。第三个模型包括一个环形磁场不匹配的意见。假设散射是极化机制，这些观测结果表明，在最初的10000年的大质量恒星形成，颗粒大小可以从1微米增长到几十微米。
2016-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The High-resolution Accretion Disks of Embedded protoStars (HADES) simulations. I. Impact of Protostellar Magnetic Fields on the Accretion Modes
本文通过高分辨率非理想磁流体动力学模拟研究了不同原恒星磁场强度对太阳质量原恒星吸积模式的影响，发现弱磁场对应湍流边界层吸积，强磁场对应磁层吸积，并验证了模拟光变曲线与Class I原恒星观测的吻合性。
2024-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding Accretion Outbursts in Massive Protostars through Maser Imaging
几种分子在厘米到毫米波长产生的明亮脉泽辐射为理解大质量恒星形成过程提供了一个重要的工具。不受影响较短波长观测的高尘埃光学深度的阻碍，这些发射线的高亮度温度提供了一种方法来解决吸积和外流运动的尺度低于$\sim$ 1 au的深埋银河系恒星形成区域在千秒差距的距离。最近在两个大质量原恒星中发现了异常的吸积爆发，这两个原恒星都是由脉泽耀斑预示的，这迅速影响了大质量原恒星演化的传统观点，导致了新的流体动力学模拟，可以产生这种幕式爆发。为了了解这些大质量原恒星如何演化以响应这些事件，需要更大，更灵敏的地面厘米波长干涉仪，可以同时成像分子气体中的多个脉泽物种以及来自中央电离气体的微弱连续体。为了确定未来吸积爆发的祖先，并量化爆发引起的原恒星光球和外流和吸积结构的变化，对大样本的大质量原恒星进行基准观测是必不可少的。从这些研究中获得的知识将对大质量物体的吸积这一一般性主题产生更广泛的影响。
2019-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A recent accretion burst in the low-mass protostar IRAS 15398-3359: ALMA imaging of its related chemistry
低质量的原恒星被认为在其演化过程中表现出高度可变的吸积速率。这种吸积的变化及其周围环境的相关加热，可能会在不同的空间尺度上和源与源之间引发重大的化学变化。我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在340 GHz的0.5”（75 AU直径）尺度上提供了C17 O，H13 CO+，CH 3OH，C34 S和C2 H向低质量原恒星IRAS 15398-3359发射的图像。解析图像显示，来自H13 CO+的辐射只存在于一个半径约为1-1.5”（150-200 AU）的环状结构中，而CO和其他高偶极矩分子则向中央原恒星的位置集中。我们建议，HCO+被破坏的水蒸气存在于小尺度上。这些水蒸气的来源可能是在过去100-1000年的吸积爆发，使IRAS 15398-3359的光度比目前的光度增加了100倍。这样的光度爆发也可以解释在这个来源中观察到的中心凝聚的CH 3OH和延伸的温暖碳链化学，并且与其他原恒星相比，它的紧凑连续辐射相对较弱。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
本研究通过星团形成模拟发现，FU Orionis等FUor爆发可能源于嵌入年轻偏心双星中近星点处的吸积抑制与BHL吸积爆发，而非持续爆发。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Accretion Process on Protostars
INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）
研究原恒星阶段的吸积过程，分析观测与数值方法的差异，提出未来研究方向。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The accretion luminosity of Class I protostars
Alma Mater Studiorum -- Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利天体物理研究所阿切里天文台）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）；INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利天体物理研究所空间天体物理学与行星科学研究所）
通过中红外氢再结合线测量类I原恒星的吸积光度，发现吸积光度主导总光度，且与总温度相关，为恒星形成研究提供新方法。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Burst Mode of Accretion in Primordial Protostars
我们研究的形成和长期演化的原始原恒星盘庇护的第一颗恒星使用数值流体力学模拟薄盘限制。初始条件由具有不同质量、角动量和温度的前恒星核心指定。这使我们能够探测数万年的磁盘的初始演化，在此期间，我们观察到多个片段的碎片导致形成的引力约束气体团块内的螺旋臂。这些碎片在10^3 - 10^4年的时间尺度上由于与旋臂的引力相互作用而向内扭转，并吸积到生长中的原恒星上，引起吸积和光度爆发。爆发现象是由从坍缩的母核落在盘上的物质持续吸积而推动的，这会增加盘因吸积而损失的质量，并引发盘碎片的重复发作。我们表明，爆发现象预计会发生在原始的前星核的初始条件的一个广泛的频谱，并推测如何强烈的光度（~10^7太阳光度）产生的这一机制可能会对磁盘的演化和随后的原恒星的增长有重要的影响。
2013-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
M17 MIR: A massive protostar with multiple accretion Outbursts
本文报道了在M17的热分子核中发现了一颗大质量的原恒星M17~MIR。在1993- 2019年期间获得的多波长数据显示了显著的中红外（MIR）变化，可以分为三个阶段：1993年3月至2004年中期的下降阶段，2004年中期至2010年中期的静止阶段，以及2010年中期至今的再亮阶段。22.GHz H $_2$ O脉泽辐射的变化以及MIR的变化表明，在衰减和再亮阶段，盘吸积速率增加到M17~MIR. M17~MIR在2005年（静止期）和2017年（吸积爆发期）的光谱能量分布的辐射转移模拟限制了M17~MIR的基本恒星参数，M17~MIR是一颗中等质量原恒星（M~5.4 Msun），其吸积速率在2005年约为1.1 × 10 ^-5 Msun/yr，在2017年约为1.7 × 10 ^-3 Msun/yr。在爆发期间增加的吸积率导致亮度爆发$ΔL\approx7600 $ Lsun。在吸积爆发中，需要更大的恒星半径才能产生与水脉泽运动学估计值一致的吸积率。M17 MIR显示了两次吸积爆发（$Δt\sim 9-20$ yr），爆发幅度为2等，间隔6年的静止期。在26年以上的时间里，吸积爆发占83%。爆发阶段的吸积速率是变化的，其幅度远低于平静阶段和爆发阶段的对比。M17 MIR的极端年轻表明，在大质量恒星形成的早期阶段，小的吸积爆发是频繁的。
2021-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The massive protostar W43-MM1 as seen by Herschel-HIFI water spectra: high turbulence and accretion luminosity
我们提出Herschel/HIFI观测W 43-MM 1中的14条水线，W 43-MM 1是一个位于发光星团形成区W 43的大质量原恒星天体。我们使用Herschel-HIFI观测（WISH-KP）的14个远红外水线（H2O，H217 O，H218 O），CS（11-10），和C18 O（9-8）线，并使用我们的连续谱能量分布的模型分析的线轮廓的气体动力学。对于低质量的原恒星天体，分子线剖面是发射和吸收的混合，可以分解为“中等”和“宽”速度分量。广义分量是与所有质量的原恒星有关的外流。我们的建模表明，其余的水剖面可以很好地拟合的下降和被动加热的信封，高度超音速湍流变化从2.2公里/秒的内部区域的3.5公里/秒的外部信封。此外，W 43-MM 1的吸积速率很高，在4.0 x 10^{-4}和4.0 x 10^{-2} \msun /年之间，这是由观测到的快速（0.4-2.9 km/s）的下沉计算出来的。我们估计气态水的质量下限为0.11 \msun，水的总光度为1.5 \lsun（在这里给出的14条谱线中）。探测到中心热核的水丰度为1.4 x 10^{-4}，而外层包层的水丰度为8 x 10 ^{-8}。后一个数值高于其他来源，很可能与高度湍流及其消散所产生的微震荡有关。通过对不同能量水线的分析，我们发现湍流速度随离中心距离的增加而增加。虽然与竞争吸积方案没有明显的分歧，但这种行为是…
2012-04-02 astro-ph.GA
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the existence of accretion-driven bursts in massive star formation
吸积驱动的光度爆发是原恒星变质量吸积的生动表现。它们被称为低质量原恒星背景下的所谓FU Orionis现象。最近，这个过程在原始恒星形成的模型中被发现。使用数值辐射流体动力学模拟，我们强调，目前形成的大质量恒星也经历变量吸积，并表明，这一过程是伴随着发光的爆发引起的情节吸积的气体团块下降到原恒星从拱盘。因此，吸积引起的发光耀斑的过程也是可以想象的，在高质量制度的恒星形成，我们建议把这种现象作为一个一般的机制，可以影响原恒星，无论其质量和/或化学性质的母环境中，他们的形式。除了在恒星形成机制中由吸积驱动的爆发的共性之外，我们推测，来自高质量恒星形成区域的发光耀斑可能是其吸积盘碎裂的观测暗示。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk Masses for Embedded Class I Protostars in the Taurus Molecular Cloud
I类原恒星被认为代表了原行星盘生命的早期阶段，那时它们还嵌在它们的出生封套中。在这里，我们测量了金牛座分子云中10个I类原恒星的盘质量，以约束在盘中形成行星的初始质量预算。我们使用辐射转移建模来产生合成的原恒星观测，并使用马尔可夫链蒙特卡罗拟合程序将模型拟合到多波长数据集。我们将这些模型同时拟合到我们新的CARMA 1.3 mm观测结果中，这些观测结果对原恒星盘和包络线预期的大范围空间尺度敏感，以便能够区分每个组件，以及从文献中编译的宽带光谱能量分布。我们发现一个平均为0.018 M $_{\odot}$的中间盘质量，比金牛座II类盘更大，后者的中间盘质量为0.0025 M $\sim$。如果尘埃颗粒的颗粒尺寸增长了75倍，这就可以解释圆盘质量的减少，这表明在几百万年前的II级阶段，已经发生了大量的尘埃颗粒加工。然而，有证据表明，即使在I类阶段也发生了重大的粉尘处理，因此初始质量预算可能高于此处引用的值。
2017-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
IPA. Accretion rate of a low-mass Class 0 protostar, measured via mid-infrared fluorescent OH emission
University of Rochester（罗切斯特大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Boston University（波士顿大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Michigan -- Ann Arbor（密歇根大学安娜堡分校）；University of Toledo（托莱多大学）；Leiden University（莱顿大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Royal Observatory Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Caltech/IPAC-NASA Exoplanet Science Institute（加州理工学院/IPAC-NASA系外行星科学研究所）；Space Science Institute（空间科学研究所）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）
通过中红外荧光OH发射测量，确定低质量类0原恒星的吸积率为3×10⁻¹⁰ M☉年⁻¹，表明其发光主要来自光球而非吸积过程。
2025-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating the collapse of rotating primordial gas clouds to study the survival possibility of Pop III protostars
有人认为，低质量的原始恒星（$m_{\rm Pop III}\,\leq 0.8\,M_\odot$）很可能进入主序星，因此可能在今天的银河系中被发现。然而，由于现有的数值能力的限制，目前的磁盘碎片的三维（3D）模拟只能遵循第一个原恒星形成后几千年的演变。在这项工作中，我们使用的{ \sc Gadget}-2光滑粒子流体动力学（SPH）代码的修改版本，提出的结果与不同程度的初始固体旋转（参数化$β$）使用分段多方状态方程的气体云的非线性崩溃。3D模拟一直跟踪到原恒星天体吸积了50 $M_{\odot}$质量的时期，这足以研究原恒星与周围气体介质的动力学，并确定这些原恒星天体的质量函数、吸积速率和生存可能性。我们发现，在没有辐射反馈的情况下，由于吸积，留在缓慢旋转的母云中的演化原恒星可以变得足够大，而在快速旋转的云（$β\ge 0.1$）中形成的$10-20 \%$有可能作为低质量恒星从引力束缚星团中被弹射出来。
2022-12-08 astro-ph.GA
CO outflows from high-mass Class 0 protostars in Cygnus-X
作为吸积过程的自然结果，外流是吸积的少数（间接）示踪物之一。我们使用CO（2-1）PdBI对天鹅座X中的6个MDCs（包含9个高质量核心）进行了观测，以研究高质量恒星前体物质的吸积过程和来源。我们将我们的样本与文献中的低质量物体进行了比较，并开发了简单的进化模型来重现观测值。我们发现，8/9高质量的核心驱动器明确的个人外流作为真正的等价物0级原恒星在高质量的制度。剩下的核心只有一个试探性的流出检测。它可能是第一个真正独立的高质量星前核的例子。我们发现，高质量的物体的动量通量的包络质量有一个线性关系，作为一个规模的关系，发现低质量的原恒星。这表明吸积速率和质量库之间存在基本的比例关系，表明所有质量的坍缩时间尺度相同。我们的结论是，如果崩溃前的演变是准静态的，碎片规模（这是类似的所有质量）将限制初始质量库的大小，导致更短的自由落体时间为更高质量的恒星。然而，当我们发现所有质量的坍缩时间尺度相同时，需要一个显著的湍流/磁性支持来减缓准静态视图中更大质量的包络的坍缩。由于这一支持仍有待发现，并与大的动力学的迹象，在坍缩前气体的大质量恒星形成，我们建议，这样一个相同的坍缩时间尺度意味着初始密度，这应该设置崩溃的持续时间，应该是相似的所有质量。这表明，包含大质量恒星的质量必须以动力学的方式从比低质量恒星更大的尺度上吸积。
2013-08-29 astro-ph.GA
A Hot and Massive Accretion Disk around the High-Mass Protostar IRAS 20126+4104
我们提出了新的谱线观测的CH 3 CN分子的吸积盘周围的大质量原恒星IRAS 20126+4104与亚毫米阵列，第一次测量磁盘密度，温度和旋转速度具有足够的分辨率（0.37”，相当于~600 AU），以评估通过托姆雷-Q参数盘的引力稳定性。我们的观测结果解决了中央2000 AU区域，该区域显示出随着上态能量的增加而变陡的速度梯度，这表明更靠近恒星的较热气体的旋转速度增加。这种自旋向上的运动是在旋转支撑的磁盘吸积流的特点。我们比较观察到的数据与合成图像立方体的三维辐射转移模型描述了一个薄的喇叭状磁盘在开普勒运动的离心半径内的角动量守恒吸积流包围。在光度为1.3 × 10 ^4 Lsun的条件下，优化后的模型给出了一个质量为1.5 Msun、半径为858 AU、围绕12.0 Msun的原恒星旋转的圆盘，圆盘的质量吸积率为3.9 × 10 ^{-5} Msun/yr。我们的研究发现，与一些理论预期相反，盘是热的和稳定的破碎与Q > 2.8在所有半径，允许一个平稳的吸积流。这些结果首次提出了大质量原恒星盘中引力不稳定性的约束条件，这些不稳定性与通过碎裂形成伴星和行星系统密切相关。
2016-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-Infrared Luminosity Bursts Trace Mass Accretion onto Protostars
本研究利用远红外测光追踪原恒星爆发时的吸积率变化，证明其优于中红外和亚毫米波段，并探讨2030年代远红外巡天任务对理解吸积爆发贡献的意义。
2023-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic Accretion in Protostars -- An ALMA Survey of Molecular Jets in the Orion Molecular Cloud
本研究利用 ALMA 对猎户座分子云中 42 个原恒星区域的 CO、SiO 和 1.3mm 连续谱进行观测，发现分子射流特性与驱动力及包层质量相关，确定了平均喷射周期为 20-175 年，并表明间歇性事件维持了雪线附近的冰-气平衡。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Keplerian disk with a four-arm spiral birthing an episodically accreting high-mass protostar
利用热波成图方法对大质量原恒星G358.93-0.03-MM1进行观测，发现了具有四臂螺旋图样的Keplerian吸积盘，证实了盘吸积与旋臂不稳定性在周期性吸积的大质量恒星形成中的作用。
2023-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Population III Stars in Gas Accretion Stage: Effects of Magnetic Fields
第三星族恒星的形成研究使用电阻磁流体动力学模拟。从一个磁化的原始星前云出发，计算了第一颗原恒星形成后几百年的云演化，并求解了原恒星半径。当出生微晕场强小于B \lesssim 10^-13（n/1 cm^-3）^-2/3 G（n为氢数密度）时，磁效应可以忽略不计。在这种情况下，经常发生碎裂，形成一个星团，其中恒星合并和原恒星之间的质量交换有助于这些原恒星的质量增长。在早期的气体吸积阶段，质量最大的原恒星留在云中心附近，而一些质量较小的原恒星则被喷出。当B_amb \gtrsim为10^-12（n/1 cm^-3）^-2/3 G时，磁场对星族III恒星的形成有显著影响。在这种情况下，由于原恒星周围的角动量被磁制动和原恒星喷流有效地传递，气体直接落在原恒星上而不形成盘，只有一颗大质量恒星形成。此外，当B_amb \sim为10^-12（n/1cm^-3）^-2/3 G时，出现了大质量双星系统。因此，磁场决定了第三星族恒星形成过程的最终结果（星团、双星或单星）。此外，无论磁场强度如何，在原恒星周围都不会出现持久的星周盘，这可能会影响星族III星的进一步演化。
2013-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion onto the Embedded Protostar L1527 IRS: Insights from JWST NIRSpec and MIRI Observations
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；University of Toledo（托莱多大学）；Leiden Observatory, Universiteit Leiden（莱顿天文台，莱顿大学）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过JWST观测，研究L1527 IRS的吸积过程，利用原子氢线诊断吸积，并估计吸积光度和速率。
2026-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Transient Survey: Detection of sub-mm variability in a Class I protostar EC 53 in Serpens Main
在恒星演化的原恒星阶段，恒星上的吸积预计是可变的，但这种可疑的可变性一直难以检测，因为原恒星深深嵌入。在本文中，我们描述了一个亚毫米光度爆发的I类原恒星EC 53在巨蛇座主，第一个变量发现在我们的专用JCMT/SCUBA-2监测计划的8个附近的恒星形成区域。EC 53在我们调查的前6个月（2016年2月至8月）保持静止。2016年9月，亚毫米级的发射开始变亮，亮度峰值达到微弱状态的$1.5$倍，自2017年2月以来一直缓慢衰减。亚毫米亮度的变化被解释为尘埃加热的信封，产生的亮度增加的原恒星的一个因素$\ge 4$。850~ $μ$ m光变曲线类似于历史上的$K$带光变曲线，其变化因子为$\sim 6$，周期为543，被解释为吸积盘与密近双星系统之间的相互作用激发的吸积变率。在近红外和亚毫米波长观测到的吸积变化的可预测探测使该系统成为一个独特的试验台，使我们能够捕捉到吸积爆发的时刻，并研究爆发对原恒星盘和包络的后果。
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 0.2 solar mass protostar with a Keplerian disk in the very young L1527 IRS system
在它们最早的阶段，原恒星通过星周盘从它们周围的包层中吸积物质。到目前为止，观测到的最小原恒星/包层质量比为~2.1。原恒星L1527 IRS被认为处于恒星形成的最早阶段。它的包层包含约1个太阳质量的物质，半径约为0.05 pc，早期的观测表明存在一个边缘盘。在这里，我们报告的观测尘埃连续发射和13 CO（J=2-1）线发射从磁盘周围L1527，从中我们确定的原恒星质量M = 0.19 +/- 0.04太阳质量和原恒星/包层质量比~0.2。我们得出结论，大部分的光度是通过吸积过程产生的，吸积速率约为每年6.6 x 10^-7太阳质量。如果它在其生命的大部分时间里一直以这种速度吸积，那么它的年龄约为300，000年，尽管理论表明更大的吸积速率更早，所以它可能更年轻。一个旋转支撑盘的存在被证实，并显着更多的质量可能会添加到其行星形成区域以及原恒星本身。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic accretion: the interplay of infall and disc instabilities
使用变焦模拟进行了自适应网格细化代码RAMSES的动态范围高达$2^{27} \approx 1.34 \times 10^8$，我们调查的吸积配置文件周围六颗恒星嵌入在不同的环境内（40 pc）$^3$巨大的分子云，吸积配置文件上的质量下降和光盘不稳定性的作用，从而形成的原恒星的光度。我们的研究结果表明，原恒星嵌入的环境决定了原恒星的整体吸积轮廓。侵入星周盘可能会在约10至约50天文单位的距离处引发盘中的引力盘不稳定性，导致角动量的快速传输和强烈的吸积爆发。这些爆发通常持续约10至100年，与不稳定位置的典型轨道时间一致，并增强原恒星的光度。用恒星演化程序mesa计算表明，吸积爆发引起原恒星性质的显著变化，如恒星温度和半径。我们应用所获得的原恒星的性质，以产生合成观测与RADMC 3D和预测，吸积爆发导致可观测的增强约20至200 $μ$ m的光谱能量分布的0类年轻恒星。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unlocking accretion rate diagnostics for high-mass protostars using JWST/MIRI HI lines
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Department of Physics, Maynooth University（梅努斯大学物理系）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh（英国天文学技术中心，爱丁堡皇家天文台）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系，翁萨拉太空天文台）；Space Science and Astrobiology Division, NASA’s Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心太空科学与天体生物学部）；Institut de Ciencies de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））
本文利用JWST/MIRI HI线研究高质量原恒星吸积率，评估现有校准关系的适用性，并发现部分校准过高，强调了进一步研究的必要性。
2026-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre- and Post-burst Radio Observations of the Class 0 Protostar HOPS 383 in Orion
越来越多的证据表明，幕式吸积是年轻恒星天体（YSO）中的一种常见现象。最近，猎户座的HOPS 383源据报道在2004年至2008年期间有一个$\times 35$中红外-和热-光度增加，构成了第一个具有大吸积爆发的0级YSO（原恒星）的明确例子。通常的假设是，在YSO中，吸积和喷射在时间上是相互跟随的，这需要加以检验。厘米波长的射电喷流通常是追踪嵌入的原恒星喷流的唯一方法。我们搜索了甚大阵列档案，以获得HOPS 383的射电对应物的可用观测结果。数据显示，HOPS 383的无线电通量在1998年1月至2014年12月期间变化不大，在X波段（$\sim 9$ GHz）保持在$\sim 200$至300 $μ$ Jy的水平，每次测量的典型不确定度为10至20 $μ$ Jy。我们解释说，没有一个无线电爆发表明，吸积和喷射增强不遵循对方的时间，至少不是在短于几年的时间尺度。需要对更多的物体进行时间监测，并通过模拟进行具体预测，以澄清YSO中吸积与喷流/风之间联系的细节。
2015-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
