Physical structure and water line spectrum predictions of the Intermediate Mass protostar OMC2-FIR4
目标。中等质量（IM）恒星是银河系的重要组成部分，因为它们对星际FUV场有重要贡献，因此在ISM的能量平衡中发挥重要作用。尽管它们的重要性，很少有人知道他们的形成过程，只有少数研究已经致力于描述中等质量原恒星演化的第一阶段。在这里，我们考虑在非常详细的情况下，最明亮和最近的已知年轻IM原恒星：FIR4在OMC 2组成的猎户座分子云复合体。方法.我们通过一维尘埃辐射转移计算分析了可用的连续辐射（地图和SED）。我们运行了大量的模型网格，以找到最适合数据的包络模型。导出的粉尘密度和温度分布，然后被用来计算气体温度分布，相等的气体冷却和加热方面的信封。最后，我们计算了各种可能的水丰度值的水线谱。结果FIR 4的光度被重新评估为1000 Lo，使FIR 4成为一颗中等质量的原恒星。FIR4周围的包络具有相对较浅的密度幂律指数，约为0.6。最令人惊讶的结果是，气体和尘埃在包层内部热解耦，尘埃冰在100 K升华。这对线路数据的解释有重要影响。我们提供了水的光谱的预测，并详细讨论了线，这将被观察到的赫歇尔空间天文台。
2009-08-12 astro-ph.SR
Constraining the Chemical Signatures and the Outburst Mechanism of the Class 0 Protostar HOPS 383
我们目前的观测HOPS 383，第一个已知的爆发0级原恒星位于猎户座分子云使用ALMA，VLA和SMA。SMA观测揭示了HOPS 383周围0.85 mm、1.1 mm和1.3 mm处的包络尺度连续谱和分子线发射。图像显示，HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$在连续谱上或附近达到峰值，而N $_2$ H $^+$在同一位置减少。这反映了在原恒星附近蒸发的CO破坏N $_2$ H $^+$同时形成HCO $^+$的潜在化学性质。我们还观察到由$^{12}$ CO（$J = 2 \rightarrow 1$）和（$J = 3 \rightarrow 2$）追踪的分子流出。一个磁盘被解决在ALMA 0.87毫米的尘埃连续，垂直于流出方向，与$\sim$ 62 AU的表观半径。辐射传输模型的连续给磁盘质量为0.02 M $_{\odot}$时，适合的ALMA vigilance。包括VLA 8 mm数据的模型表明，由于较长波长下的尘埃不透明度较低，磁盘质量可能会大10倍。磁盘的温度和表面密度分布的建模，并假设原恒星质量为0.5 M $_{\odot}$表明，Toomre $Q$参数$< 1$的爆发前，使引力不稳定性的可行机制来解释爆发在早期的年龄，如果磁盘是足够大的。
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Infalling Envelope Models of Embedded Protostars: BHR 71 and its Hot Corino
原恒星包层的坍缩导致原恒星的生长和原行星盘的发展，在恒星形成的早期阶段起着关键作用。描述包层中的气体下落限制了恒星形成的动力学模型。我们提出了明确的签名，探测光学厚分子线，对一个孤立的嵌入式原恒星，BHR 71 IRS 1。三维辐射传输的计算表明，一个缓慢旋转的下降包线模型的“由内而外”的崩溃再现的观测HCO $^{+}$和CS $J=7\rightarrow6$线，和低速发射的HCN $J=4\rightarrow3$线。该包层的模型推导年龄为12000 $\pm$ 3000年后，最初的崩溃。包络线模型低估了HCN $J=4\rightarrow3$和H $^{13}$ CN $J=4\rightarrow3$线的高速发射，其中流出或开普勒盘可能有贡献。ALMA观测偶然发现了集中在100 au半径内的复杂有机分子（COMs）的发射，表明BHR 71 IRS 1拥有一个热的Corino。鉴定出8种COM，包括CH $_{3}$ OH和CH $_{3}$ OCHO，以及H $_{2}$ CS、SO $_{2}$和HCN $v_{2}=1$。甲酸甲酯和$^{13}$ C-甲醇的排放显示了一个清晰的速度梯度内的半径为50 au，暗示在一个未解决的开普勒旋转盘。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the dust grain size in the inner envelope of the Class I protostar Per-emb-50
当尘埃颗粒从亚微米到毫米大小的增长发生时，一个好的约束对于行星形成模型是至关重要的。这为在原行星盘中产生卵石和星子迈出了第一步。目前，已经确定第二类物体具有大的尘埃颗粒。然而，目前尚不清楚在恒星形成过程中这种颗粒生长何时发生。我们使用多波长毫米观测的I类原恒星，以获得光谱指数的观测流量密度$α_\mathrm{mm}$的未解决的磁盘和周围的信封。我们的目标是比较我们的观测结果与能见度模型在两个波长同时。我们目前的数据从NOEMA在2.7毫米和SMA在1.3毫米的I类原恒星，Per-emb-50。我们用各种参数模型和辐射转移模型来模拟粉尘的排放，从而从观测到的排放光谱指数中推断出颗粒尺寸。我们在Per-emb-50的包络中发现一个频谱指数为$α_{\rm env}$ = $3.3\pm0.3$，类似于典型的ISM值。辐射源的辐射转移模型证实了存在$a_\mathrm{max}$ $\leq$ 100 $μ$ m的尘埃时的$α_{\rm env}$值。此外，我们探讨回温效应，我们发现，信封结构影响毫米发射的磁盘。我们的研究结果显示，晶粒的最大尺寸不大于$100$ $μ$ m的内部信封的I类原恒星Per-emb-50，提供了一个有趣的情况下，测试的普遍性毫米晶粒生长预期在这些来源。
2019-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical structure of the envelopes of intermediate-mass protostars
背景：中等质量的原恒星提供了低质量和高质量原恒星之间的桥梁。此外，它们是紫外星际辐射场的重要组成部分。尽管它们具有相关性，但对其形成过程知之甚少。目的：我们提出了一个系统的研究五个中等质量，候选0类原恒星的物理结构。我们的两个目标是阐明中等质量恒星形成的第一阶段，并将这些原恒星与低质量和高质量源进行比较。方法：我们推导出粉尘和气体的温度和密度分布的样品。我们分析了所有现有的连续数据对每个源和模拟产生的SED与1D辐射转移代码DUSTY。然后通过代码CHT96的修改版本预测气体温度。结果如下：我们比较了低、中、高质量原恒星包层的密度分布的幂律指数、大小、质量、平均密度、1000 AU处的密度和10 K处的密度等物理参数。当考虑到这些不同的物理参数时，三组之间的过渡似乎是平滑的，这表明形成过程和触发器没有实质性的不同。
2010-05-06 astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars VI. Insights from Radiative Transfer Modeling
我们提出了马尔可夫链蒙特卡罗辐射转移建模的联合ALMA 345 GHz和光谱能量分布数据集的样本97个原恒星盘从VLA和ALMA新生磁盘和猎户座原恒星的多重性调查。从这个模型中，我们得到磁盘和信封属性为每个原恒星，使我们能够检查大量的年轻原恒星的人口属性。我们发现，磁盘是小的，与$ 29.4^{+ 4.1}_{- 2.7}$ au和$ 5.8^{+ 4.6}_{- 2.7}$ M $_{\oplus}$中位尘埃半径。我们没有发现统计上的显着差异的大部分属性的0类，I类，和平坦的频谱源的信封灰尘质量和倾斜除外。倾角之间的区别表明，0/I类/平谱系统可能很难与原恒星的演化状态唯一联系起来。当与金牛座的II类盘尘埃质量从类似的辐射转移模型进行比较时，我们进一步发现，盘尘埃质量从0类到II类盘减少的趋势不再存在，尽管由于恒星形成区域和建模技术的差异，这种比较是否公平仍不清楚。此外，我们所模拟的圆盘在广义上是引力稳定的。最后，我们比较磁盘的质量和半径与磁盘形成的模拟，并发现磁流体动力学效应可能是重要的再现所观察到的属性的磁盘。
2022-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ring formation by coagulation of dust aggregates in early phase of disk evolution around a protostar
从0类和I类的早期阶段到II类年轻恒星（YSO）的晚期阶段，在各种拱星盘中观测到了（亚）毫米尘埃连续辐射的环结构。在本文中，我们研究了这种环形成的早期阶段的可能方案之一，这是凝聚的灰尘聚集。尘埃颗粒以由内而外的方式生长，因为生长时间尺度大致与轨道周期成正比。尘埃演化的边界可视为生长锋，其生长时间与盘年龄相当。通过基于尘埃凝聚模型的辐射转移计算，我们发现由于尘埃表面密度在该位置急剧变化，因此可以观察到生长锋为环状结构。此外，我们确认，所观察到的环的位置与年龄为$\lesssim1$百万年的YSO是一致的增长前沿。生长前沿可能是重要的，以创建环结构，特别是早期阶段的磁盘演变，如0和I类源。
2020-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the physical structure of the inner few 100 AU scales of deeply embedded low-mass protostars
（节略）在小于300天文单位的尺度上，深埋低质量原恒星（0级）的物理结构仍然没有得到很好的限制。确定这一点对于理解从核心到磁盘的物理和化学演变至关重要。在这项研究中，两个模型的发射，高斯磁盘强度分布和参数化的幂律磁盘模型，适合亚弧秒分辨率干涉连续观测的5个0级源，包括一个源与确认开普勒磁盘。作为参考，一个球对称的单一幂律包络线拟合到较大尺度（$\sim$ 1000 AU）的排放，并进一步研究了较小尺度上的源之一。薄盘模型可以近似的发射和物理结构，在内部的几个100 AU尺度的研究深嵌入的低质量原恒星，并铺平了道路，分析一个更大的样本ALMA。虽然盘半径同意与以前的估计，质量是不同的一些来源的研究。假设一个典型的温度分布，在100 K以上的磁盘中的质量的分数在7%至30%之间变化。需要运动学数据来确定开普勒圆盘的存在。使用以前的观测p-H $_2^{18}$ O，我们估计的相对气相水丰度大约比以前推断的高一个数量级时，温暖和寒冷的H $_2$作为参考。球对称单次幂律包络模型不能同时再现小尺度和大尺度辐射。
2016-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsational instability of pre-main sequence models from accreting protostars. I. Constraining the input physics for accretion with spectroscopic parameters and stellar pulsations
背景：主序前演化常通过选择经典的初始模型来简化。它们具有大的初始半径和足够的均匀收缩，使它们完全对流。与此相反，真正的恒星是在坍缩的分子云中作为小的原恒星种子诞生的，并通过吸积获得它们的最终质量。目的：我们的目标是约束吸积的原恒星种子与观测到的光谱参数和恒星脉动的年轻恒星物体和前主序星的输入物理。研究方法：我们进行了文献检索的光谱样本的年轻恒星的对象和前主序星，包括所有以前已知的恒星。脉动前主序星的样本量增加了分析TESS观测和CoRoT数据中的发现。我们采用MESA和GYRE计算了吸积原恒星种子在恒定吸积情况下的演化轨迹，随后的主序前演化，以及它们的脉动特性。然后将结果与观测结果进行比较，以约束输入物理。结果如下：我们讨论了16颗以前未知的脉动主序前恒星和候选星，它们是SPB，$δ$ Scuti，$γ$ Doradus或$δ$ Scuti - $γ$ Doradus混合型。我们发现，演化轨道的质量吸积率为$5\times10^{-6} M_\odot/{\rm yr}$和注入吸积能量的分数为$β=0.1$提供了最好的结果，在包络的光谱参数的前主序星在一个恒定的吸积方案。计算出的不稳定区域约束的大气边界条件爱丁顿灰色大气，我们讨论了未来的潜在的额外的约束，依赖于径向顺序的不稳定区域。我们提出了一个可能的候选人脉动的M型年轻恒星的对象。
2021-07-15 astro-ph.SR
Accretion disks around massive stars: Hydrodynamic structure, stability and dust sublimation
本文应用薄吸积盘的稳态模型研究了大质量原恒星周围的吸积盘结构。薄盘方程求解适当的不透明度的灰尘和气体考虑到巨大的温度变化沿磁盘。我们探讨了一个广泛的参数范围内的恒星质量，吸积率，和粘度参数α。最重要的发现是内盘的温度非常高。例如，对于10 M太阳的原恒星和10^-4 M太阳/年的吸积率，盘中平面温度可能达到近10^5 K。在这种情况下，盘的光度大约是10^4 L_sun，因此可能高于大质量原恒星的光度。我们激励我们的磁盘模型与类似的热磁盘周围的致密恒星。我们计算了尘埃升华半径的湍流盘自加热超过10 AU，半径，这是3倍大，由恒星照射。我们讨论了这一结果的闪光效应的影响和后果的辐射压力的中心恒星。与低质量原恒星周围的盘不同，我们的模型表明盘湍流参数α的值相当高，接近1。然而，由于热效应和引力不稳定性，盘的碎裂稳定性需要较低的α值。当α= 0.1时，我们发现稳定的圆盘达到80 AU。从本质上讲，我们的模型允许将外部盘与一些观察到的大质量原恒星盘源进行比较，并从中推断出靠近恒星的盘结构，这是不可能观察到的。
2009-06-30 astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar ? I. ALMA observations of the polarized dust emission
从观测的角度来看，磁场在原恒星坍缩过程中的作用并没有得到很好的限制，尽管如果我们相信最先进的原恒星形成模型，它可能是重要的。我们目前的偏振观测的233 GHz的热尘埃连续发射与ALMA在B335 0类原恒星。在我们的观测探测的所有尺度上，从50到1000 au的半径，检测到B335包络中的星周物质产生的线性偏振尘埃发射。产生尘埃极化的磁场结构在内部包络中具有非常有序的拓扑结构，从大规模极向磁场在流出方向上过渡到在赤道方向上强烈收缩。这可能是由于磁场线被沿着主要的下落方向拖曳，因为B335没有表现出明显的旋转。我们的数据和他们的定性比较，一个家庭的磁化原恒星坍缩模型表明，在磁化坍缩在B335，磁场保持高水平的组织从1000 AU到50 AU的规模：这表明该领域是动态相关的，能够影响典型的原恒星坍缩的结果，如调节磁盘的大小在B335。
2018-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk And Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). IV. Free-Free Emission from Protostars: Links to Infrared Properties, Outflow Tracers, and Protostellar Disk Masses
原恒星在厘米无线电波长的辐射被证明可以追踪原恒星驱动的喷流和外流所产生的电离冲击所产生的自由-自由辐射。因此，在射频下测量原恒星的特性可以为了解其外流和喷流的性质提供有价值的见解。我们提出了一个C波段（4.1厘米和6.4厘米）调查的所有已知的原恒星（0类和I类）在英仙座的VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查的一部分。我们检查已知的无线电通量密度和原恒星参数之间的相关性，如热光度和外流力，为我们的样本。我们还研究了射电流量密度与赫歇尔远红外线光度之间的关系。我们发现，自由-自由发射最有可能来自J型冲击，然而，大的分散表明，这两种类型的发射探测不同的时间和空间尺度。使用C-波段通量，我们删除了估计的自由-自由污染相应的Ka波段（9毫米）的通量密度，主要探测尘埃排放嵌入磁盘。我们发现，紧凑型（$<$ ~1”）的灰尘排放是较低的第一类源（中位灰尘质量96 M $_{\oplus}$）相对于0级（248 M $_{\oplus}$），但几倍高于第二类（5-15 M $_{\oplus}$）。如果这种致密的尘埃排放主要是追踪嵌入的盘，就像许多来源一样，这一结果提供了证据，表明随着原恒星的演化，盘的质量逐渐减少，有足够的质量形成巨行星核心。
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early evolution of disk, outflow, and magnetic field of young stellar objects: Impact of dust model
利用三维非理想磁流体动力学方法研究了低质量年轻恒星的形成和早期演化。我们研究了在原恒星形成后约10^4年内YSO的演化，此时原恒星质量达到约0.1 M_ \odot。我们特别关注尘埃模型对演化的影响。我们发现，一个拱星盘形成在所有的模拟，无论尘埃模型。在原恒星形成时期，星盘的大小约为10个天文单位，在原恒星形成后约10^4年，星盘的大小增加到几十个天文单位。盘的质量与中心原恒星的质量相当，引力不稳定性发展。在模拟中，小尘埃的大小，伪盘的翘曲发展约10^4年后，原恒星形成。翘曲加强了磁盘中的磁制动并减小了磁盘尺寸。当尘埃粒子的典型尺寸为\gtrsim 0.2μm，原恒星（加上盘）质量为M \gtrsim 0.1 M_ \odot时，在下落包层中可以发生离子中性漂移.出流活动与尘埃粒子大小成反相关关系，强出流出现在小尘埃粒子上。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Brightening of Re50N: Accretion Event or Dust Clearing?
明亮的I类原恒星HBC 494，嵌入猎户座A星云，与一对反射星云Re 50和Re 50 N有关，它们出现在1955年至1979年之间。我们发现Re 50 N的显着增亮发生在2006年至2014年之间的某个时候。这可能会导致如果嵌入源正在经历一个FU或喷发。然而，近红外光谱显示出一个无特征的非常红的连续，在强烈的CO波段显示的FUOR吸收相反。如此厚重的面纱，以及原恒星的高光度，表明了强烈的吸积作用，但似乎不是典型的FUOR方式。我们倾向于另一种解释，即Re 50 N的主要增亮和Re 50的同时褪色是由遮蔽材料的窗帘造成的，这些材料在分子云的表面上投射出照明和阴影的图案。这很可能发生在嵌入的原恒星周围的外流空腔突破分子云的表面。在该地区发现了几个赫比格-哈罗天体。
2015-03-13 astro-ph.SR
Dust Seeding Molecules in a Massive Protostar -- Detection of TiO in Orion Source I
RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究院 (SOKENDAI)）；University of Florida（佛罗里达大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过ALMA观测首次在大质量原恒星猎户座源I中探测到TiO，推导其柱密度并发现其比值高于CI球粒陨石，该探测结果为难熔化学及太阳系物质早期形成提供了重要约束。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of the significant grain growth but tentative discovery of disk substructure in a disk around the Class I Protostar L1489 IRS
为了揭示植物形成的第一步，重要的是要了解尘埃颗粒如何以及何时在原恒星周围的盘中变得更大。为了研究晶粒的生长，我们分析了尘埃连续排放向磁盘周围的I类原恒星，L1489 IRS在0.9和1.3毫米波长的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列。尘埃的连续辐射扩展到$r\sim300$ au的盘半径（$r$），光谱指数（$α$）在$r\sim100-300$ au的盘半径处为$α\sim3.6$，与星际尘埃相似。因此，在外盘（$r\sim100-300$ au）中不会显著地发生晶粒生长。此外，我们试探性地确定了一个环状的子结构在$r\sim90$ au，即使空间分辨率和灵敏度是不够的，以确定这种结构。如果这是真正的环结构，那么环的位置和盘外部的小尘埃与生长锋的想法一致。这些结果表明，L1489原恒星盘可能是行星形成的开端。
2022-06-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Polarization Toward Embedded Protostars in Ophiuchus with ALMA. I. VLA 1623
本文介绍了VLA 1623的高分辨率（~ 30 Au）ALMA波段6尘埃偏振观测结果. VLA 1623的数据分辨出了围绕两个原双星源VLA 1623-A和VLA 1623-B的致密的~ 40 Au内部盘，以及围绕VLA 1623-A的扩展的~ 180 Au尘埃环。这个尘埃环以前在低分辨率观测中被确定为一个大圆盘。我们检测到高度结构化的尘埃偏振的内部磁盘和扩展环的典型偏振分数~ 1.7%和~ 2.4%，分别。这两个组件也显示出不同的偏振形态。内盘具有与其短轴对齐的均匀偏振角。这种形态与灰尘散射的预期一致。相比之下，扩展的尘埃环具有以前在低分辨率观测中看不到的方位角偏振形态。我们发现，我们的观察是很好的适合一个静态的，扁球体模型与磁通冻结，极向磁场。我们建议，极化痕迹磁晶粒排列可能从磁通冻结大尺度和小尺度上的磁扩散。可替代地，方位角偏振可以归因于各向异性辐射场的晶粒对准。如果尘埃颗粒是辐射排列的，那么我们的观测表明，大的（~ 100微米）尘埃颗粒在大的角度范围内生长迅速。最后，我们确定了显着的自行VLA 1623使用我们的观察和文献中的。这一结果表明，在组合不同历元的ALMA数据时，必须对邻近系统的自行进行校正。
2018-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Magnetorotational Instability in Circumstellar Disks around Class 0 Protostars
我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）的增长的可能性在磁盘0类原恒星。我们建立了一个圆盘模型，并计算了中性和带电原子、分子和尘埃颗粒的化学反应，以得出每个物种的丰度和圆盘的电离度。然后，我们估计的非理想磁流体力学效应，如欧姆耗散，双极扩散和霍尔效应的扩散系数。最后，我们评估MRI在椎间盘每个区域的线性增长率。我们调查的磁场在我们的磁盘模型的强度和方向的变化的影响，我们采用了四种不同的尘埃模型，调查尘埃的扩散系数的大小分布的影响。我们的结果表明，在远离原恒星的区域可能存在一个弱磁场的MRI活动区，其中霍尔效应在MRI的生长中起作用。另一方面，在所有的模型中，磁盘是稳定的，对磁共振成像的区域内$<20$ au从赤道平面上的原恒星。由于在恒星形成的早期阶段，盘的大小仅限于$\lesssim 10-$ $20$ au，因此在这样的盘中很难发展出MRI驱动的湍流。
2021-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observing Simulated Protostars with Outflows: How Accurate are Protostellar Properties Inferred from SEDs?
利用辐射转移模型，从光谱能量分布（SED）中经常推断出未分辨原恒星及其局部环境的性质。我们对真实的恒星形成模拟进行合成观测，以评估从拟合模型SED到观测结果推断出的属性的准确性。我们使用ORION，自适应网格细化（AMR）三维重力辐射流体动力学代码，模拟低质量恒星形成的湍流分子云，包括原恒星外流的影响。为了获得尘埃温度分布和SEDs的形成原恒星，我们后处理的模拟使用HYPERION，一个国家的最先进的蒙特卡罗辐射转移代码。我们发现，猎户座和HYPERION尘埃温度通常同意在一个因素的两倍。我们比较了嵌入式原恒星的合成SED的演化时间，模拟分辨率，孔径大小和视角的范围。我们表明，复杂的，不对称的气体形态导致各种分类为个别对象作为视角的函数。我们通过与预先计算的辐射转移模型网格进行比较，得出每个SED的最佳拟合源参数。虽然SED模型正确识别嵌入的原恒星的合成源的演化阶段，我们表明，磁盘和恒星参数可以是非常不一致的模拟值。恒星吸积率、恒星质量和盘质量等参数显示出更好的一致性，但仍然可以显著偏离，并且由于模型SED中参数的范围有限，在某些情况下，该一致性可能是人为的好。在许多个别情况下，模型和模拟属性之间缺乏相关性，警告不要过度解释未解决的原恒星源从SED推断的属性。（节录）
2012-05-01 astro-ph.SR
Linear dust polarization during the embedded phase of protostar formation
测量热尘埃辐射的偏振可以对嵌入的原恒星周围的磁场结构提供约束。然而，如果没有一致地解释原恒星诞生环境和极化机制的复杂性的模型，解释观测结果是具有挑战性的。我们的目标是提供一个更好的理解，重点是桥状结构，如对原恒星多IRAS 16293- 2422观察到的热再发射的合成偏振图与观测比较。我们分析了磁场的性质与形成的一个原恒星多重基于理想的MHD三维放大模拟进行的RAMSES代码。为了与观测结果进行比较，我们后处理了一个类似桥梁的结构的快照，该结构与一个形成中的三星系统相关，具有辐射转移代码POLARIS，并产生多波长尘埃偏振图。在我们的样品中最突出的桥中，典型的密度约为10^（-16）g cm^（-3），磁场强度约为1 ~ 2 mG。磁场结构具有拉长的环形形态，尘埃极化图跟踪复杂的形态。相比之下，与非对称双极流出的发射相关的磁场强度明显更磁化（~100 mG）。在λ=1.3 mm处，与利用磁场线的完全对准相比，考虑辐射对准扭矩（RAT）的情况下桥中的晶粒的取向是相似的。然而，与假设完美对准相比，对于RAT场景，桥中的极化分数小三倍。在较短的波长（λ < 200 μm）下，尘埃的偏振不跟踪磁场，因为其他效应，如自散射和二向色消光主导了偏振的方向。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Natural Laboratory for Astrochemistry, a Variable Protostar B335
本研究通过四个时段的观测，发现变光原恒星B335中复杂有机分子发射线的强度变化与尘埃温度的升、降速率不对称，验证了天体化学相关过程，为该领域提供了天然研究实验室。
2024-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Polarization Toward Embedded Protostars in Ophiuchus with ALMA. III. Survey Overview
我们提出了0.25角秒分辨率（35金）ALMA 1.3毫米尘埃偏振观测37年轻恒星物体（YSO）的蛇夫座云。这些数据包括所有嵌入在云和几个平面和II类对象的原恒星，以产生最大的，均匀的研究磁盘尺度上的尘埃极化。本研究的目的是研究尘埃偏振下降到磁盘规模。我们发现，14/37（38%）的YSO中检测到偏振。这些源中的九个具有均匀偏振角，并且四个源具有方位角偏振。具有均匀偏振的源倾向于具有比具有方位角偏振（<60度）的源更陡的倾斜（> 60度）。大多数（9/14）的检测源的偏振形态和磁盘属性一致的尘埃自散射光学厚磁盘。其余的源可以替代地追踪磁场。它们通过将偏振矢量旋转90度推断出的场方向主要为极向或沙漏形。我们没有发现任何证据表明，有一个强大的环向场分量对我们的任何磁盘。对于偏振未检测到的23个YSO，其中大约一半的3-sigma上限<2%。这些震源也倾向于具有< 60度的倾角，并且它们通常是紧凑的。由于较低倾斜源倾向于具有方位角偏振，这些YSO可能由于我们的光束内的未分辨偏振结构而在偏振中未被检测到。我们建议，磁盘与倾角> 60度是未来的尘埃自散射的偏振研究的最佳候选人，因为这些系统通常会显示出均匀的偏振矢量，不需要非常高的分辨率来解决。我们发布的连续和偏振图像的所有来源与此出版物。整个调查的数据可以从Dataverse获得。
2019-09-05 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
"Ash-fall" induced by molecular outflow in protostar evolution
尘埃生长及其相关动力学在年轻恒星（YSO）行星形成的第一阶段起着关键作用。观测已经在非常年轻的原行星盘中发现了尘埃增长的迹象。此外，还报告了行星形成的迹象，在距离中央原恒星几十个天文单位（AU）的圆盘上有缺口。然而，从理论的角度来看，行星是如何在盘的外部区域形成的还不清楚，尽管由于尘埃的快速向内漂移（称为径向漂移障碍）而存在困难。本文在三维磁流体动力学模拟尘埃盘演化过程的基础上，提出了一种由磁场驱动的强分子外流引起的“落灰”现象，该机制可能绕过径向漂移势垒.我们发现，在磁盘的内部区域中的大小为$\sim \cm$的大尘埃被从磁盘的流出夹带。然后，由于离心力，与气体分离的大灰尘从流出物中喷出，使封套中的生长灰尘富集，并最终落在圆盘的外边缘上。整个过程类似于火山爆发的火山灰降落行为。在落灰现象中，尘埃的斯托克斯数通过重新吸积到密度较低的盘外缘而增加。这可能使尘埃粒子克服径向漂移势垒。因此，落灰现象可以提供一个至关重要的帮助，使星子的形成在盘的外部区域，从而形成宽轨道行星和形成的差距。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of dust clumps with sub-Jupiter mass and cold shadowed region in gravitationally unstable disk around Class 0/I protostar in L1527 IRS
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）和Jansky甚大阵（VLA）在$λ=0.87$、2.1，3.3和6.8 mm处观测到的尘埃连续辐射，研究了0/I类原恒星L1527 IRS周围的原恒星盘。我们的观测达到了$3-13$ au的空间分辨率，并揭示了一个边缘上的磁盘结构的大小为$\sim80-100$ au。发现在0.87和2.1 mm处的发射在$ r_{\rm proj}\lesssim50$ au的投影盘半径内是光学厚的。在3.3和6.8毫米的发射表明，幂律指数的尘埃不透明度（$β$）是$β\sim1.7$约$ r_{\rm proj}\sim 50$金，这表明，晶粒生长尚未开始。尘埃温度（$T_{\rm dust}$）显示出急剧下降，$T_{\rm dust}\propto r_{\rm proj}^{-2}$在之前在$r_{\rm proj}\sim20$ au确定的VLA团块之外。此外，该盘在$r_{\rm proj}\sim20$ au处是引力不稳定的，如图姆雷{ \it Q}参数值$Q\lesssim1.0$所示。这些结果表明，VLA团块是通过重力不稳定性形成的，它在子结构的外部产生阴影，导致温度突然下降。VLA团块的衍生尘埃质量为$\gtrsim0.1$ $M_{\rm J}$。因此，我们认为，0/I类盘可以足够大，引力不稳定，这可能是20 au半径的气体巨行…
2022-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Disk-Wind Model for the Near-Infrared Excess Emission in Protostars
原恒星系统，从低光度的金牛座T星和赫比格Ae星到高光度的赫比格Be星，在它们的光谱中表现出近红外（NIR）过量，这主要是由单色光度中的一个凸起所主导，峰值接近3微米。该凸起可以用温度为1500 K的热发射分量来近似，该温度与星际尘埃颗粒的升华温度相当。在目前流行的“膨胀边缘”方案中，隆起代表恒星辐射，该辐射通过周围吸积盘的光学薄内部区域传播，并被恰好位于尘埃升华半径Rsub之外的尘埃吸收和重新发射。然而，这个模型不能解释在这些源中测量到的最强的颠簸，并且它预测在干涉可见度曲线中没有观察到的大的二次反弹。在本文中，我们提出了另一种解释，它的属性颠簸的恒星辐射的尘埃，是从磁盘由离心驱动的风提升再发射。这种类型的风是与原恒星相关的强烈外流起源的主要候选者，并且有观测证据表明盘风起源于Rsub尺度。使用一个新构建的Monte Carlo辐射转移代码，我们表明，该模型可以解释的近红外过量发射，即使在明亮的Herbig Ae星，如AB御夫座和MWC 275，它成功地再现了这些原恒星中测得的vibrium的基本特征。我们认为，这些来源中强劲的尘埃外流可能会自我限制在Rsub和2 Rsub之间相对狭窄的发射区域。最后，我们建议我们的模型也可以自然地解释像MWC 275这样的源所表现出的近红外和散射光的变化，这可能是由尘埃云从盘上升起所触发的。
2012-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Envelope and Embedded Disk around the Class 0 Protostar L1157-mm: Dual-wavelength Interferometric Observations and Modeling
我们目前的双波长观测和建模的近边缘0类年轻恒星对象L1157毫米。使用毫米波天文学研究的组合阵列，一个近球形的结构被认为是从拱星信封在10^2至10^3 AU的大小规模在1毫米和3毫米的尘埃排放。进行辐射转移建模以将数据与理论包络模型（包括幂律包络模型和Terebey-Shu-Cassen模型）进行比较。参数估计采用贝叶斯推断，模型选择采用信息准则。结果表明，幂律包络模型优于Terebey-Shu-Cassen模型。特别是，幂律包络模型，一个陡峭的密度分布与指数~2推断。此外，尘埃不透明度光谱指数（β）估计为~0.9，这意味着颗粒生长已经开始在L1157毫米。此外，未解决的磁盘组件被限制为< 40 AU的半径和< 4-25兆焦耳的质量。然而，嵌入式磁盘组件的估计依赖于假设的包络模型。
2012-07-16 astro-ph.SR
A 16 au Binary in the Class 0 Protostar L1157 MMS
本文介绍了对0级原恒星L1157 MMS在6.8 mm和9 mm处的VLA观测，分辨率约为0.04”（14 au）。我们检测到两个源内L1157 MMS和解释这些源作为一个二元原恒星与分离的~16 AU。直接围绕在双星系统内部50 au半径范围内的物质的质量估计为0.11 M_sun，根据观测到的尘埃排放计算。我们解释所观察到的双星系统的背景下，以前的意见，其扁平的信封结构，从5000至200 AU尺度的信封旋转率低，有序，极向磁场与流出对齐。因此，L1157 MMS是一个磁调节坍缩的原型系统，而L1157 MMS内的致密双星的存在表明，在可能具有动态重要磁场的包层内仍然可以发生多颗恒星的形成。
2022-02-15 astro-ph.SR
870 Micron Dust Continuum of the Youngest Protostars in Ophiuchus
本研究利用ALMA 870 μm连续谱巡天观测蛇夫座原恒星，发现其盘质量和半径与英仙座和猎户座存在差异，但multiplicity相似，表明恒星形成条件影响盘特性但不影响系统multiplicity。
2024-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transient protostellar cores in high mass star forming regions revealed by time-resolved synthetic imaging of dust emission
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
通过时序合成成像研究高质量恒星形成区域中瞬态原恒星核心的性质和演化特征
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Detection of [C I] $^3$P$_1$-$^3$P$_0$ Emission from a Protoplanetary Disk
我们使用安装在阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段8鉴定模型接收机，对三颗金牛座T星（DM Tau、LkCa 15和TW Hya）进行了单点[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$和CO J=4-3观测。在金牛座L1551区域也观测到两颗原恒星，L1551 IRS 5和HL Tau。我们成功地探测到了来自DM Tau周围的原行星盘以及原恒星目标的[C I]发射。来自原行星盘的[C I]发射的光谱轮廓是边缘单峰的，表明原子碳（C）向最外层盘延伸。探测到的[C I]发射是光学薄的，估计金牛座T星目标和原恒星的C柱密度分别为<~10 $^{16}$ cm $^{-2}$和~10 $^{17}$ cm $^{-2}$。我们发现金牛座T星和原恒星目标之间的碳与尘埃的总质量比$M$（C）/ $M$（尘埃）存在明显差异;金牛座T星的$M$（C）/ $M$（尘埃）比原恒星小一个数量级。盘源的$M$（C）/ $M$（尘埃）比值的降低与理论预测一致，即原子C只能在盘的近表面层存活，C $^+$ /C/CO跃迁发生在盘中平面更深的地方。
2015-03-03 astro-ph.SR
SMA Observations of Class 0 Protostars: A High-Angular Resolution Survey of Protostellar Binary Systems
我们提出了高角分辨率1.3毫米和850微米的尘埃连续体数据获得的亚毫米阵列对33 0类原恒星在附近的云（距离< 500 pc），这是迄今为止最大的调查对原恒星的二进制/多系统。测量中的中值角分辨率为2.5角秒，而中值线性分辨率约为600 AU。在样品中的所有来源观察到紧凑的灰尘连续排放。样本中的21个来源显示出二元性/多重性的特征，分离范围从50到5000 AU。样本中的一元数、二元数、三元数和四元数分别为12、14、5和2。0类原恒星的多重性频率（MF）和伴星分数（CSF）分别为0.64+/-0.08和0.91+/-0.05，没有进行完整性修正。在这次巡天中得到的MF和CSF大约是在对I类YSO的双星巡天中发现的值的两倍，大约是MS星中发现的值的三倍（MF）和四倍（CSF），具有类似的分离范围。此外，在0类原恒星中观测到的高阶多重系统与双星系统的比例（0.50+/-0.09）也大于在I类YSO（0.31+/-0.07）和MS星（< 0.2）中发现的比例。这些结果表明，双星的性质演变的原恒星演变，如数值模拟预测。0类原恒星双星系统的距离分布呈现出伴星比例随伴星距离减小而增大的总趋势。我们发现，67%+/-8%的原双星系统的星周质量比低于0.5，这意味着不等质量的系统在双星形成过程中是首选。我们提出了一个经验性的双星形成的序列碎裂图像。
2013-04-02 astro-ph.SR
"Ashfall" Induced by Molecular Outflow in Protostar Evolution. II. Analytical Study on the Maximum Size of Dust Grains Lifted by Outflows
本文利用解析磁流体动力学外流模型，推导分子外流可抬升尘埃的最大粒径及其参数依赖，解释了外流抛射率与包层尘埃不透明度光谱指数的观测关联。
2025-05-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust enrichment and grain growth in a smooth disk around the DG Tau protostar revealed by ALMA triple bands frequency observations
本研究通过 ALMA 三波段观测分析了 DG Tau 原行星盘的尘埃分布，发现其平滑无次结构，且内部尘埃富集、颗粒大小分布不均，为微行星形成机制提供了重要线索。
2023-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust-temperature of an isolated star-forming cloud: Herschel observations of the Bok globule CB244
我们提出了赫歇尔观测孤立的，低质量的恒星形成博克球状体CB 244。它包含两个冷源，一个低质量的0级原恒星和一个无恒星的核心，这可能是星前的性质，相隔90弧秒（约18000 AU）。赫歇尔数据采样的峰值普朗克光谱的这些来源，因此是理想的尘埃温度和柱密度建模。利用这些数据和近红外消光图，MIPS 70微米马赛克，SCUBA 850微米图和IRAM 1.3 mm图，我们模拟了CB 244的尘埃温度和柱密度，并提出了整个恒星形成分子云的第一个测量尘埃温度图。我们发现，原恒星附近的尘埃柱平均温度约为17.7 K，而无星核的尘埃柱平均温度约为10.6 K，外部加热的影响使尘埃云的温度上升到约17 K，此时氢柱密度降至10^21 cm^-2以下。CB 244的总氢质量（假设距离为200 pc）为15 +/- 5 M_sun。原恒星核心的质量为1.6 +/- 0.1 M_sun，无恒星核心的质量为5 +/- 2 M_sun，表明球状体中约45%的质量参与了恒星形成过程。
2010-05-11 astro-ph.SR
Dust Motion and Possibility of Dust Growth in a Growing Circumstellar Disk
我们使用三维电阻磁流体动力学模拟计算了恒星形成云核的演化，将尘埃颗粒视为拉格朗日粒子，以研究恒星形成早期阶段的尘埃运动。我们准备了六组不同大小的尘埃颗粒，范围为$a_{\rm d}=0.01$-$1000\,μ$ m，其中$a_{\rm d}$是尘埃颗粒大小。在引力坍缩云中，原恒星周围形成一个星周盘，并驱动原恒星外流。几乎所有的小尘埃颗粒（$a_{\rm d} \lesssim 10$ - $100\,μ$ m）最初分布在区域$θ_0 \lesssim 45^\circ$的中心喷出的外流，其中$θ_0$是相对于旋转轴的初始天顶角，而只有少数的大尘埃颗粒（$a_{\rm d} \gtrsim 100\,μ$ m）分布在该地区被喷出。所有其他的粒子都落在原恒星或盘上，而没有被流出物喷射出去。无论尘埃颗粒大小如何，尘埃颗粒进入星周盘后，尘埃运动的行为分为两个趋势。从上包层到达内盘区域的尘埃颗粒优先落在原恒星上，而从包层到达外盘区域或盘外缘的尘埃颗粒可以在没有向内径向漂移的情况下存活下来。这些残存的颗粒会引起尘埃的生长。因此，我们预计外盘区域可能是行星形成的有利场所。
2022-11-29 astro-ph.EP 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
Millimeter and submillimeter high angular resolution interferometric observations: dust in the heart of IRAS 18162-2048
GGD 27复合体包括HH 80-81- 80 N系统，这是迄今为止观察到的与高质量恒星形成区域相关的最强大的分子流出之一。这个外流是由与源IRAS 18162-2048相关的恒星提供动力的。在这里，我们报告的连续辐射的检测亚弧秒/弧秒的分辨率与亚毫米阵列在1.36毫米和456微米，分别。我们探测到了来自两个致密核心MM 1和MM 2的尘埃排放，它们相距约7”（投影距离约12000 AU）。MM 1在空间上与强大的热射电连续喷流相吻合，为非常扩展的分子外流提供动力，而MM 2与驱动最近在该地区发现的紧凑分子外流的原恒星有关。在1.36 mm处进行的高角分辨率观察表明，MM 1无法解析，而MM 2分裂为两个相距约1英寸的子分量。MM 1的质量约为4 Msun，大小小于300 AU。这与MM 1与一个围绕着高质量原恒星的大质量致密（n（H2）>10^9cm-3）的星周尘埃盘相关联是一致的，该尘埃盘还没有发展出致密的HII区。另一方面，MM 2的两个独立分量的质量各约为2 Msun。其中一个组成部分是一个致密的核心，内部有一个中等质量的年轻原恒星，另一个组成部分可能是一个前恒星核心。MM 1是1.36mm处的亮度源，而MM 2在456微米处占主导地位。这些是SMA观测中检测到的唯一（亚）毫米源。因此，似乎这两个来源可能对该地区的热光度有很大贡献。最后，我们认为，这两个来源的特点表明，MM…
2010-11-09 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
An empirical view of the extended atmosphere and inner envelope of the asymptotic giant branch star R Doradus. II. Constraining the dust properties with radiative transfer modelling
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Gothenburg University（哥德堡大学）
通过辐射传输建模研究R Doradus尘埃性质，发现光子散射不足以驱动风，需其他机制补充。
2025-11-25 astro-ph.SR
Importance of source structure on complex organics emission. I. Observations of CH$_3$OH from low-mass to high-mass protostars
复杂的有机分子（COMs）经常被观察到朝向嵌入的0类和I类原恒星。然而，并不是所有的0类和I类原恒星都表现出COMs发射。在这项工作中，甲醇（CH $_3$ OH）排放的变化进行了研究，以测试如果没有CH $_3$ OH排放可以链接到源属性。结合新的和档案观测与ALMA和文献来源，184个低质量和高质量的原恒星的样本进行了研究。热（T > 100 K）气态CH $_3$ OH质量，$M_{\rm CH_3OH}$，确定每个源主要使用光学薄同位素。平均而言，I类原恒星系统的温暖$M_{\rm CH_3OH}$（$<10^{-10}$ M $_\odot$）似乎比年轻的0类源（$\sim10^{-7}$ M $_\odot$）少。在我们的样品中的高质量源显示较高的温暖$M_{\rm CH_3OH}$高达$10^{-7}-10^{-3}$ M $_\odot$。考虑到源的总质量对$M_{\rm CH_3OH}$的影响，标准化的CH $_3$ OH质量被定义为$M_{\rm CH_3OH}/M_{\rm dust,0}$，其中$M_{\rm dust,0}$是固定半径内的冷+暖尘埃质量。排除上限，一个简单的幂律拟合归一化的温暖CH $_3$ OH质量的结果在$M_{\rm CH_3OH}/M_{\rm dust,0}\propto L_{\rm bol}^{0.70\pm0.05}$。这与…
2022-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust, Ice and Gas in Time (DIGIT) Herschel program first results: A full PACS-SED scan of the gas line emission in protostar DK Cha
DK Cha是一颗中等质量的恒星，正从嵌入配置过渡到恒星加盘阶段。我们的目标是研究在这一关键阶段的星周物质的组成和能量。使用赫歇尔空间天文台PACS的范围扫描模式，我们获得了DK Cha从55到210微米的光谱，作为DIGIT Key计划的一部分。近50个分子和原子线被检测到，远远超过在ISO-LWS中检测到的7条线。在J=14-13 ~ 38-37（E_u/k = 4080 K）范围内检测到几乎整个CO谱线，在E_u/k = 843 K激发态检测到水谱线，在E_u/k = 290 K激发态检测到OH谱线。我们的PACS SED扫描中的连续发射与由恒星、0.03太阳质量的环绕盘和类似质量的包络组成的模型预期的通量相匹配，支持该物体正在从其主要吸积阶段出现的建议。分子，原子和离子的发射线在远红外线揭示了外流的信封上的影响。推测的热气体可以被光子加热，但一些发射可能是由于流出腔壁中的C激波。
2010-05-14 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
Grain growth in the envelopes and disks of Class I protostars
我们提出了新的3毫米ATCA数据的两个I类年轻恒星对象在蛇夫座恒星形成区域：Elias 29和WL 12。在我们的分析中，我们将其与存档的1.1 mm SMA数据进行比较。在（u，v）平面的两个源呈现出类似的行为：在长基线几乎恒定的非零排放，这表明存在一个未解决的组件和增加的通量在短基线，相关的存在下，扩展的信封。我们的数据分析导致异常低的光谱指数$α_{\rm 1.1-3mm}$的值，这可能表明，毫米大小的尘埃颗粒已经形成在信封和盘状结构在这样的早期阶段。为了探索可能的情况下的解释的来源，我们执行一个辐射转移建模使用Monte Carlo代码，以考虑到可能的偏离瑞利-牛仔裤和光学薄制度。模型输出和观测结果之间的比较表明，尘埃颗粒可能会形成聚集体毫米大小已经在内部区域的信封的第一类YSO。此外，我们的结论是，嵌入盘状结构在我们的两个类I可能是非常紧凑的，特别是在WL 12的情况下，外半径下降到几十个AU。
2014-05-05 astro-ph.SR
Near-IR Molecular Hydrogen Emission of Protostars: Probing Circumstellar Environments
我们在18颗I类和平谱低质量原恒星的样本中，主要在Tau- Aur和ρ Oph暗云中，对近红外分子氢（H2）谱线发射进行了新的观测。对于大多数天体来说，线发射的时间会延长到几角秒（几百天文单位），并且与连续点源一致的线强度几乎没有夜间变化。H2 v = 2 - 1 S（1）和v = 1 - 0 S（1）线的通量比与许多物体中喷流或风中产生的这种发射相一致。然而，大多数物体的H2和光球径向速度之间只有很小的偏移（小于10 km s-1）。没有任何天体的谱线比明显是由紫外线激发引起的，但有几个天体的H2辐射可能是由存在星周尘埃时的紫外线或X射线激发引起的。有几个对象中的样品，其观察到的速度和线通量建议静态，非机械的起源，其分子氢排放。总的来说，我们发现这些原恒星的H2发射特性是类似于在以前的调查研究的金牛座T星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Constraining early-time dust formation in core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）尘埃形成的理论模型预测在$\sim 1000$天内形成的喷出物尘埃的$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$，与这些时期的观测结果之间存在严重的差异，这推断出更低的质量。我们证明，在光学薄的情况下，这些低尘埃质量是强大的，尽管显着的观测和模型的不确定性。对于11个观测良好的CCSNe样本，没有合理的模型达到$10^{-4}$ M $_\odot$以上的碳尘质量，或$\sim 10^{-3}$ M $_\odot$以上的硅酸盐质量。光学厚的模型可以容纳更大的尘埃质量，但尘埃必须聚集在一起，并有一个低（$<0.1$）覆盖分数，以避免与光学波长的数据冲突。这些值是不足以重现所观察到的红外通量，所需的覆盖率不仅不同SNe之间，但时代之间的同一对象。在协调大型尘埃质量与早期的CCSNe观测的困难，结合完善的检测超新星遗迹中的巨大尘埃质量，表明后期尘埃形成的机制是必要的。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of source structure on complex organics emission II. Can disks explain lack of methanol emission from some low-mass protostars?
一些原恒星系统显示出很少或没有复杂有机物的毫米线发射。这可以解释为这些分子的丰度低，或者它们可以存在于系统中，但在气体中看不到。我们的目标是研究甲醇的后一种假设。我们将试图回答这个问题：是否存在一个磁盘和光学厚尘埃减少甲醇排放，即使甲醇是丰富的冰和气体？利用辐射转移程序RADMC-3D计算了一个单粒子模式和一个粒子加圆盘模式的甲醇辐射谱线，并与观测结果进行了比较。甲醇排放量的唯一的模型总是强于由至少一个因素2，只要磁盘半径大于30 au（为L=8 L $_{\odot}$）从磁盘加磁盘模型。在大多数情况下，这是由于较低的温度，因此，较少量的温暖的甲醇内的雪表面的冰加磁盘模型。强度下降超过一个数量级的模型，包括高毫米不透明的尘埃颗粒和磁盘半径至少50 au（L=8 L $_{\odot}$）由于连续减。线强度从仅甲醇排放量较低的原恒星模型过度生产的观测，即使有大的尘埃光学深度的影响。圆盘模型可以解释大部分的观测结果。然而，只有当尘埃光学厚度效应，特别是连续谱过减在光盘上变得有效时，它们才能再现高光度和低甲醇排放源的观测。因此，应该同时考虑尘埃盘和尘埃光学厚度的影响来解释观测结果。总之：没有甲醇排放并不意味着在气体或冰中没有甲醇分子。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Continuum Variability of Deeply Embedded Protostars as a Probe of Envelope Structure
恒星可能聚集在大的生长喷流中，然而这一假设的证据是间接的。在恒星生长的最早阶段直接研究吸积是具有挑战性的，因为年轻的恒星深深地嵌入在光学厚的包层中，这些包层的光谱能量分布在远红外中达到峰值，这是很难观察到的。在本文中，我们考虑的可行性，检测吸积爆发，从这些年轻的恒星调查的时间尺度如何的原恒星信封响应中央源的发射特性的变化。包层会因爆发而升温，在所有波长处变亮，发射峰向较短波长移动。这种变化的时间尺度取决于尘埃颗粒加热和重新发射光子的时间，以及能量逃离外壳内部光学厚度部分所需的时间。我们发现，尘埃的响应时间比光子的传播时间要短得多，因此，发射变化的时间尺度是由几何形状所施加的时间延迟所决定的。这些时间在光谱能量分布的峰值附近是几小时到几天，在亚毫米中是几周到几个月。因此，快速检测连续谱变化的理想位置是在光谱能量分布的峰值附近的中红外到远红外，其中发射幅度的变化最大。寻找亚毫米连续辐射的变化也是可行的，尽管有较长的时间间隔和较弱的关系，检测到的发射幅度的量和中心源光度的变化。这样的观测将限制原恒星的吸积历史，并将有助于追踪导致恒星生长的盘/包层不稳定性。
2013-01-30 astro-ph.SR
JVLA Measurement of Grain Size in the Compact Dust Ring around Class I Protostar WL 17
本研究使用JVLA在2至48 GHz频段观测I类原恒星WL 17，通过对比观测与辐射传输模型计算的SED，推测其内部环结构最大颗粒尺寸约4.2 mm，并探讨了环引力稳定性与行星核质量。
2025-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
High Resolution 8 mm and 1 cm Polarization of IRAS 4A from the VLA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey
磁场可以调节盘的形成、吸积和喷流发射。直到最近，在原恒星附近的临界区域内，对最年轻的原恒星的磁场进行高分辨率观测一直是困难的。VANDAM调查正在观察英仙座分子云中所有已知的原恒星。在这里，我们提出的IRAS 4A的偏振数据。我们发现，在λ = 8.1和10.3 mm处的~ 0.2“（50 AU）分辨率下，推断的磁场与圆形形态一致，与较大尺度上看到的沙漏形态形成鲜明对比。这种形态与被旋转的物质拖入下落区域的冻结磁力线相一致。场的形态让人想起原恒星附近的旋转拱星物质。这是第一次在这些波长下对原恒星进行偏振探测。我们的结论是，从我们的观察，尘埃的排放是光学薄β ~ 1.3，这表明毫米/厘米大小的颗粒生长和生存在原恒星的短寿命。
2015-11-02 astro-ph.SR
ALMA's Polarized View of 10 Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们提出了870 $μ$米ALMA尘埃偏振观测英仙座分子云的10个年轻的0/I类原恒星。在$\sim$ 0.35 $"$（80 au）分辨率下，我们所有的光源都显示出一定程度的偏振，其中大多数（9/10）显示出偏振连续谱中的显著扩展发射。每一个信号源都有极其复杂的偏振信号。特别是，所有三个磁盘候选人具有大致沿短轴的偏振矢量，这是由尘埃散射产生的偏振的指示。在$\sim$ 100 au尺度上，偏振处于相对较低的水平（$\lesssim 1\%$）并且是相当有序的。在具有显著包络发射的源中，包络通常在高得多的（$\gtrsim 5\%$）能级处被极化，并且具有更加无序的形态。我们计算的累积概率分布的小（磁盘规模）和大（磁盘规模）的极化百分比。我们发现，这两个本质上是不同的，即使在占不同的检测阈值在高/低表面亮度区域。我们执行Kolmogorov-Smirnov和Anderson-Darling测试的角度偏移的偏振从流出轴的分布。我们发现候选盘源与非候选盘源是不同的。我们的结论是，100金尺度上的极化是一致的磁盘候选人的尘埃散射的签名，并在所有来源的偏振尺度上可能来自另一种机制，最有可能是磁性对齐的晶粒。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol masers reveal the magnetic field of the high-mass protostar IRAS 18089-1732
上下文磁场在大质量恒星形成中的重要性尚不完全清楚，关于它在吸积过程和产生喷流和外流中的作用，仍有许多悬而未决的问题。在过去的几年里，脉泽已成功地用于探测磁场的形态和强度在几个AU的大质量原恒星周围，通过测量线偏振角和塞曼分裂。大质量原恒星IRAS 18089-1732是一个被充分研究的大质量恒星形成区，显示出一个热的核心化学和盘流出系统。先前SMA对极化尘埃的观测揭示了IRAS 18089-1732圆盘周围的有序磁场。目标。我们想确定的磁场在致密区探测6.7 GHz的甲醇脉泽观测，并将其与观测尘埃连续极化，探讨如何在紧凑的脉泽区域的磁场与周围的大规模领域的大质量原恒星。方法.我们减少MERLIN观测在6.7 GHz的IRAS 18089-1732，我们分析了偏振发射的甲醇脉泽。结果我们的MERLIN观测结果表明，6.7 GHz甲醇脉泽区的磁场与SMA尘埃极化观测所限制的磁场是一致的。本文还提出了一种圆偏振线辐射的探测方法。结论.我们发现脉泽区的磁场与圆盘中的磁场方向相同。因此，大规模的领域组成部分，即使在au规模的脉泽，占主导地位的任何小规模的领域波动。我们从圆极化试验性探测中得到了沿视线方向的场强为5.5 mG，这似乎与以前的估计一致。
2017-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the cold and warm physico-chemical structure of deeply embedded protostars: IRAS 16293-2422 versus VLA 1623-2417
原恒星包层中的尘埃分布已经引起了人们的极大关注，但关于气体的结构仍有许多未解之谜。我们的目标是通过研究和比较关键分子示踪剂中的低质量嵌入系统，开始确定决定原恒星区域化学结构的因素。通过干涉观测对两个嵌入式0类系统IRAS 16293和VLA 1623的冷、暖化学结构进行了表征。DCO+、N2 H+和N2 D+被用来追踪包层冷区的空间分布和物理特性，而来自化学模型的c-C3 H2和C2 H预计将追踪温暖（紫外线照射）区域。这两个来源显示了一些惊人的相似之处和差异。DCO+始终跟踪盘-封套界面处的冷物质，由于盘阴影，气体和尘埃温度降低。N2 H+和N2 D+，也跟踪冷气体，显示低丰度朝向VLA 1623，但IRAS 16293，N2 D+的分布是一致的相同的化学模型，再现DCO+。c-C_3 H_2和C_2H在两个体系中的空间分布不同。对于IRAS 16293，c-C3 H2追踪流出腔壁，而C2 H存在于包膜材料中，但不在流出腔壁中。相反，朝向VLA 1623，两种分子都追踪流出腔壁。最后，在IRAS 16293方向大量观察到热核分子，但在VLA 1623方向没有观察到。我们确定温度作为确定气体分子中所见的原恒星的化学结构的关键因素之一。更明亮的原恒星，如IRAS 16293，比更冷的原恒星，如VLA 1623，具有更远距离的化学复杂性。此外，嵌入相中的圆盘在控制包层的气体和尘埃温度以…
2018-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
