Characterizing the Youngest Herschel-detected Protostars I. Envelope Structure Revealed by CARMA Dust Continuum Observations
我们目前的CARMA 2.9毫米尘埃连续发射观测的样本14赫歇尔检测0类原恒星的猎户座A和B分子云，从PACS亮红源（PBRS）的样品（Stutz等人）。这些天体的特征是非常红的24 \micron \到70 \micron \颜色和突出的亚毫米辐射，这表明它们是非常年轻的0类原恒星，嵌在致密的包层中。我们检测到所有的PBRS在2.9毫米连续发射和发射从4个原恒星和1个无星核心领域的PBRS，我们还报告了1个新的PBRS源。与英仙座和蛇夫座星云中其他研究充分的原恒星相比，2.9毫米光度与测热光度之比平均高出$\sim$ 5倍。14个PBRS中有6个的2.9 mm可见度振幅作为紫外线距离的函数非常平坦，超过50%的源发射来自半径$<$ 1500 AU。这些平坦的可见度振幅与$ρ$ ~ $\propto$ ~R $^{-2.5}$的球对称包络密度廓线最为一致。或者，可能有一个巨大的未解决的结构，如磁盘或高密度的内部信封偏离光滑的幂律。大量的质量尺度$<$ 1500 AU（意味着高的平均中心密度）导致我们建议，PBRS与平坦的可见度振幅配置文件是最年轻的PBRS，可能正在经历一个短暂的阶段，高质量的下降/吸积，并可能是最年轻的0类原恒星。可见度振幅下降更快的PBRS仍然有大的包络质量，但可能会稍微进化。
2014-11-04 astro-ph.SR
Identifying Variability in Deeply Embedded Protostars with ALMA and CARMA
在可见光波段观测到的前主序星的变化被归因于从星周盘到形成中的恒星的质量吸积率的波动。详细的吸积盘模型表明，年轻的深埋原恒星也应该表现出吸积率的变化，这些变化可以通过监测尘埃包层在中红外到毫米波长的响应来间接跟踪。像ALMA这样的干涉仪提供了分辨率和灵敏度，可以在可能驱动偶发吸积的圆盘尺度上观察亮度的微小波动。在这项工作中，我们提出了新的方法比较干涉观测，并将其应用到CARMA和ALMA 1.3毫米观测深嵌入原恒星巨蛇座采取9年分开。由于CARMA观测的有限灵敏度和两个时期共有的少量源，我们没有发现亮度变化超过我们分析的$\gtrsim 50\%$因子的极限。我们进一步表明，后续ALMA观测具有类似的样本量和灵敏度，可能能够发现在百分之几的水平上的变化，并讨论对未来工作的影响。
2019-02-01 astro-ph.GA 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
Disk and Envelope Structure in Class 0 Protostars: I. The Resolved Massive Disk in Serpens FIRS 1
我们提出的第一个结果的程序来描述磁盘和信封结构的典型0类原恒星在附近的低质量恒星形成区。我们使用斯皮策IRS中红外光谱，高分辨率CARMA 230 GHz连续成像，和2-D辐射转移模型来约束信封结构，以及巨蛇座FIRS 1中的环绕原恒星盘的大小和质量。的主要包络参数（离心半径，外半径，流出开口角，和倾斜度）的光谱能量分布（SED），包括斯皮策IRAC和MIPS测光，IRS光谱，和1.1毫米Bolocam测光很好地约束。这些与CARMA多天线配置的出色紫外线覆盖范围（4.5-500 klam）一起允许包络和分辨盘的稳健分离。Serpens FIRS 1的SED最适合由具有旋转的密度轮廓的包络线拟合，坍缩的球体具有约600 AU的内（离心）半径，并且毫米数据由Mdisk~1.0 Msun和Rdisk~300 AU的大分辨盘拟合。这些结果表明，大，质量盘可以存在于早期的主要吸积阶段。需要英仙座、巨蛇座和蛇夫座分子云中较大的、无偏的0级源样本的结果来确定相对大质量的圆盘是否是0级阶段的典型。
2009-10-14 astro-ph.SR
The Herschel Orion Protostar Survey: Luminosity and Envelope Evolution
赫歇尔猎户座原恒星巡天获得了猎户座分子云中300多颗原恒星的1.2 - 870微米光谱能量分布（SED），猎户座分子云是最近500 pc的大多数年轻恒星天体（YSO）的家园。我们绘制了330个猎户座YSO的辐射热光度和温度，其中315个具有原恒星的辐射热温度特征。辐射热温度的直方图大致是平坦的; 29%的原恒星属于0级。随着测热温度的增加，平均光度降低了四倍;因此，0类原恒星比I类原恒星更亮，平均光度为2.3 L_sun，而不是0.87 L_sun。在给定的辐射热温度下，光度的散射是三个数量级。使用适合的SED，我们分析了如何校正倾斜和前景变红的光度与最佳拟合模型信封的内部2500 AU的质量。包层质量的直方图大致平坦，而年轻包层的中值校正光度峰值为15 L_sun，而具有残余包层的晚期原恒星的中值校正光度下降到1.7 L_sun。每个包层质量的光度分布是三个数量级。包层质量随时间呈指数下降解释了质量直方图的平坦和光度的下降，而恒星质量范围的形成解释了光度的分散。
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Disappearing Envelope around the Transitional Class I Object L43
我们目前的SMA干涉观测的12 CO J=2-1，13 CO（J=2-1），和C18 O（J=2-1）线和225 GHz的连续发射和SMT单碟观测C18 O（J=2-1）向L43，一个原恒星对象的过渡，从I类到II。225 GHz的连续辐射显示出与中央原恒星相关的微弱（~23.6 mJy）、紧凑（<1000 AU）的成分。我们的模拟观测表明，它可以解释为尘埃热辐射所产生的信封，其中有一个洞或一个恒定的强度区域内的几百AU的原恒星。这表明在小范围内包络消失或浓度分布较低。12 CO和13 CO排放表现出向南和向北的分子外流。C18 O的发射显示了两个分子团，这与近红外图像中看到的反射星云相对应，而没有与原恒星相关的C18 O发射。近红外特征可能是由于斑点位置处的散射。可见光散射特征应该是由包封材料的光学薄度引起的，这与连续发射中的较不集中的分布一致。从单碟观测中，我们发现包层（~ 1.5Msun）+原恒星（~ 0.5Msun）的质量在40角秒内与M_vir= 1.0Msun的维里质量相当。这表明，信封可能是引力约束。我们认为，L43的原恒星的信封已经消失的消费通过吸积，至少在附近的原恒星。
2014-05-28 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
Subarcsecond resolution observations of warm water towards three deeply embedded low-mass protostars
水存在于恒星形成的所有阶段：在原恒星包层的寒冷外部和星周盘的致密内部区域形成冰，在靠近原恒星的包层中形成气体，在星周盘的上层和强大的外流和冲击区域。本文探讨了深埋（0类）低质量原恒星最内层100个天文单位中暖气相水丰度的调节机制，并研究了这些阶段中暖气相水与其它分子物种的化学关系。利用IRAM Plateau de Bure干涉仪，以高角分辨率（0.75”; 190 AU）对深埋的低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A和NGC 1333-IRAS 4A拍摄了对-H2 - 18 O3（1，3）-2（2，0）（Eu=203.7 K）谱线的毫米波长热辐射.在IRAS 2A和IRAS 4A双星中的一个组件上检测到紧凑的H2- 18 O发射;此外还检测到CH 3 OCH 3，C2 H5 CN和SO2。向IRAS 2A方向的水排放范围扩大，可能与外流有关。在所有系统中的探测表明，在小于100 AU尺度的水的存在是嵌入式原恒星中的常见现象。我们提出了一个方案，在该方案中，从温暖的水排放的起源是在一个扁平的盘状结构为主的向内运动，而不是旋转。不同来源的气相水丰度不同，但通常远低于10^-4的标准丰度，这表明在这些尺度下，大多数水（> 96%）被冻结在尘埃颗粒上。得出的相对于H2- 18 O的CH 3 OCH 3和SO2丰度对于指向工作中类似化学过程的所有来源是可比的。相比之下，C2 H5 C…
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST Survey of Protostellar Outflow Cavities: Does Feedback Clear Envelopes?
利用哈勃空间望远镜NICMOS或WFC 3拍摄的猎户座分子云中304颗原恒星的图像，研究了原恒星的包层和外流演化。这些近红外图像解析了由中央原恒星散射光描绘的包络中的结构，分辨率为80 AU，它们补充了赫歇尔猎户座原恒星巡天计划（HOPS）获得的1.2-870微米光谱能量分布。基于它们的1.60微米的形态，我们将原恒星分为五类：非检测，点源无星云，双极腔源，单极腔源，和不规则。我们发现没有相关的星云的点源是最多的，并通过单色蒙特卡罗辐射转移建模显示，这种形态发生时，原恒星被观察到在低倾角或具有低的包络密度。我们还发现，形态与SED确定的进化类与0类原恒星更有可能是非检测，I类原恒星显示腔和平坦光谱原恒星是点源。使用边缘检测算法跟踪的腔体的投影边缘，我们适合幂律得到的腔体形状，从而测量腔体半开角和幂律指数。我们没有发现流出腔的增长的原恒星通过I类原恒星阶段的发展，与以前的研究较小的样本相矛盾的证据。我们的结论是，质量下降，随着时间的推移，不能解释由不断增长的外流空腔的信封逐步清除。此外，推测的分子核心恒星形成效率较低，不能仅用外壳清除来解释。
2021-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
300: An ACA 870 $μ$m Continuum Survey of Orion Protostars and their Evolution
我们提出了一个870 $μ$米的连续调查的300个原恒星从赫歇尔猎户座原恒星调查使用阿塔卡马紧凑型阵列（ACA）。这些数据测量包层尺度为$\leq$ 8000 au（20”）的原恒星通量密度，并以1600 au（4”）的分辨率解析包层结构，比现有的单碟870 $μ$ m观测的角分辨率提高了3-5倍。我们比较ACA的意见，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列12米阵列的意见，在870 $μ$米与$\sim$ 0.1（40 AU）的分辨率。利用12 m观测数据测量盘面通量，利用2500 au内ACA观测数据测量盘面和包层的组合通量，计算了12 m/ACA 870 $μ$ m通量比。我们的样本显示了这一比例的明显变化。0类原恒星大多是以质子为主的，其比率为$<$ 0.5。相比之下，平谱原恒星主要以盘为主，比率接近1，尽管有许多正面原恒星以其包络为主。I类原恒星的范围从信封到磁盘为主。比率的增加是伴随着包层通量和估计的质量下降率的减少。我们估计，80 $\%$的质量是在吸积占主导地位的阶段。我们发现，12米/ACA流量比是一个进化的指标，在很大程度上避免了倾斜和前景消光依赖的光谱能量分布为基础的指标。
2023-02-23 astro-ph.GA 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
Subarcsecond Analysis of Infalling-Rotating Envelope around the Class I Protostar IRAS 04365+2535
用ALMA获得了TMC-1A中I类原恒星IRAS 04365 $+$ 2535的CS和SO转动线发射的亚弧秒图像。在CS和SO发射中清楚地检测到原恒星周围的紧凑组件。CS的致密分量的速度结构揭示了保持角动量的下降旋转运动。这是很好地解释了一个弹道模型的下降旋转信封的半径的离心屏障（一半的离心半径）的50 AU，虽然下降的气体分布是不对称的原恒星周围。简单模型中SO的分布主要集中在离心屏障半径附近。因此，一个急剧变化的化学成分的气体落在原恒星被发现发生在一个50 AU的规模可能是由于吸积冲击，表明落物质被输送到磁盘之前显着处理。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical study of intermediate-mass (IM) Class 0 protostars. CO depletion and N2H+ deuteration
我们正在对IM 0类原恒星的代表性样本中的原恒星封套进行物理和化学研究。在我们的第一篇论文（Criminal et al. 2010）中，我们确定了原恒星包层的物理结构（密度-温度径向分布）。在这里，我们研究了CO耗尽和N2 H+氘代。我们用IRAM 30米望远镜观测到了C_（18）O、C_（17）O、N_2 H ~+和N_2D ~+的毫米谱线。在此基础上，我们利用辐射转移程序计算了C18 O、N2 H+和N2 D+在其包层上的径向丰度分布。此外，我们模拟了原恒星包层的化学性质。所有的C18 O 1-0图都很好地拟合，假设C18 O丰度在原恒星包层内向内减少，直到气体和尘埃达到CO蒸发温度20- 25 K，CO被释放回气相。0类IM中的N2 H+氘分馏为[N2 D +]/[N2 H +]=0.005-0.014，比星际介质中的元素[D/H]值高两个数量级，但比星前团块低10倍。化学模型占C18 O和N2 H+的意见，如果我们假设的CO丰度是2倍低于内信封的典型值。这可能是由于CO在蒸发和/或CO被恒星UV辐射光解之前在颗粒表面转化为CH 3OH的结果。氘分馏不能用化学模型来拟合。这种差异很可能是由于我们的模型假设为球形几何形状，忽略了双极外流和恒星紫外辐射等重要现象的影响。更重要的是，氘分馏是依赖于邻-对氢的比例，这是不可能达到稳态值在这些原恒星的动态时间尺度。
2010-07-05 astro-ph.SR
The Relationship between Mid-Infrared and Sub-Millimetre Variability of Deeply Embedded Protostars
利用宽红外巡天探测器（$WISE$ /NEOWISE）和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）瞬变巡天的多历元数据，研究了深埋原恒星的中红外和亚毫米级变率之间的关系。我们的搜索随机（随机）和/或长期（时间上大致单调）的变化在59个年轻的恒星对象（YSO）的样本中的迹象显示，35个变量在至少一个两次调查。这种可变性主要是由长期变化决定的。这些对象与长期的变化，14个对象（$22\%$的样品）显示相关的长期变化，在中红外和亚毫米波长。可变的吸积是可能的机制，负责这种类型的可变性。在两个波长上变化的YSO的通量在中红外和亚毫米之间遵循$\log_{10} F_{4.6}(t)=η\log_{10} F_{850}(t)$的关系，其中$η=5.53\pm0.29$。这种关系产生于这样一个事实，即亚毫米通量响应于较大的信封中的尘埃温度，而中红外发射率是更直接的吸积光度成正比。然而，精确的标度关系取决于包层的结构、圆盘中粘性加热的重要性以及尘埃不透明度定律。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
183 GHz H$_2$O maser emission around the low-mass protostar Serpens SMM1
我们报告的第一次干涉检测183 GHz的水排放在低质量的原恒星巨蛇座SMM 1使用亚毫米阵列的分辨率为3 $"$和均方根$\sim$ 7 JY在3公里的$^{-1}$斌。由于它的小尺寸和高亮度（大于240焦耳/束），它似乎是脉泽发射。在总共三个脉泽斑点被检测到$\sim$ 700 AU从中央原恒星，位于沿红移流出轴，外拱盘，但在信封区证明了连续测量。其中两个脉泽斑出现了约1 ~ 2 km/s的$^{-1}$蓝移。没有扩展或紧凑的热辐射从被动加热的原恒星信封检测到的限制为7焦耳（16 K），与最近的建模工作。我们认为，脉泽斑点起源于空腔壁内的外流射流与周围的原恒星信封的相互作用。流体动力学模型预测，这些地区可以是密集和温暖的，足以逆转183 GHz的水过渡。
2009-10-05 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
Dense and warm molecular gas in the envelopes and outflows of southern low-mass protostars
对致密分子气体的观测是我们理解原恒星包层和分子外流的密度和温度结构的基础。我们的目标是表征的原恒星的信封，分子外流和周围的云的属性，通过观察高激发分子线内的16个南方来源的样本被认为是嵌入式YSO。用APEX上的FLASH和APEX-2a仪器对CO、HCO+及其同位素的亚毫米谱线进行了单谱和小图观测，以追踪源周围的气体。JCMT上的HARP-B仪器用于在这些线中映射IRAS 15398-3359。HCO+测绘探测了致密的中心凝聚气体的存在，这是原恒星包层的一个特征。稀有同位素C18 O和H13 CO+也包括在内，以确定光学深度，柱密度和源速度。多个CO转变（例如3-2、4-3和7-6）的组合允许约束流出特性，特别是温度。档案亚毫米连续数据被用来确定包络质量。十六个来源中的十一个具有温暖和/或致密的静止作为原恒星包层的特征，或相关的外流。利用HCO+ 4-3和CO 4-3谱线的强度和浓度作为诊断，发现5个根据其光谱能量分布分类为I类的源不是嵌入式YSO。C18 O 3-2线显示，对于任何一个源，前景云层都不存在。在六个来源周围发现了强分子外流，（续文）
2009-10-06 astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A low-mass protostar's disk-envelope interface: disk-shadowing evidence from ALMA DCO+ observations of VLA1623
由于仪器的限制和缺乏磁盘检测，信封和旋转支撑磁盘之间的结构一直研究得很差。这是现在可能与ALMA通过观测CO同位素和示踪剂的冻结。0类源是理想的研究，因为它们几乎完整的信封和年轻的磁盘。原型0类源，VLA 1623 A，它有一个确认的开普勒盘，盘包络界面的结构是从ALMA观测DCO+ 3-2和C18 O 2-1的约束。通过大尺度的自组织散射和连续辐射转移计算，得到了VLA 1623的物理结构。一个分析模型，使用一个简单的网络耦合径向密度和温度廓线作为输入的二维线辐射转移计算比较ALMA周期0 12米阵列和周期2 ACA观测VLA 1623。DCO+发射显示了VLA 1623 A开普勒盘边缘的cluerous结构，表明在盘-包层界面处有冷的环状结构。只有当该区域的温度在11- 16 K之间时，才能在我们的模型中再现所观察到的DCO+峰的径向位置，低于连续和SED约束的模型的预期。改变密度对DCO+位置的影响很小，但是需要增加密度来再现在C18 O中跟踪的盘。VLA 1623 A周围的DCO+辐射是由盘遮蔽包络的产物。在> 200 AU的尺度上，氘遮蔽会导致盘外气体温度下降，从而促进氘分子的产生。这表明磁盘-封套界面的物理结构与封套的其余部分不同，突出了磁盘对封套和温度结构的巨大影响。结果表明，DCO ~+是一种优良的低温示踪剂。
2015-05-28 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
Waterfalls around protostars: Infall motions towards Class 0/I envelopes as probed by water
摘要：恒星要形成，物质必须从核心鳞片通过外壳向中央原恒星下落。原恒星周围的速度分布没有受到很好的约束。作为“Herschel星形成区中的水”（WISH）调查的一部分，在Herschel上用HIFI观测到的6颗0类原恒星和1颗I类原恒星显示了水线观测的下降特征。我们使用1-D的非LTE RATRAN辐射转移模型的观测水线约束这些源的原恒星信封的下落速度和化学。我们假设一个自由落体的速度分布，并找到了最佳的拟合，不同的半径，在下降发生。在研究得很好的0类原恒星NGC 1333-IRAS 4A中，我们发现，在我们的观测敏感的整个包层（r>~1000 AU）上都发生了下沉。对于4个源，下沉发生在核心到包层的尺度上（即~10000-3000 AU）。在2个源中，在基态线中看到的逆P-Cygni轮廓更可能是由于大尺度运动或前景云。模型，包括一个简单的考虑化学与观察是一致的，而使用步骤丰度配置文件不。在6/7原恒星的内部包层中没有检测到激发水，这进一步证明了在这些半径处，水必须从气相中严重耗尽。其中四个源的入流是超音速的，所有源的入流都必须发生在包层的外缘，这可能是坍缩是全球性的或由外而内而不是由内而外的证据。IRAS 4A的质量下降率很大（>~10^-4 msol \yr），高于质量流出率和预期的质量吸积率，这表明任何小尺度的扁平盘状结构都是引力不稳定的，可能导致旋转碎裂和/或幕式吸积。
2013-10-12 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
Star Formation Under the Outflow: The Discovery of a Non-Thermal Jet from OMC-2 FIR 3 and its Relationship to the Deeply Embedded FIR 4 Protostar
我们对OMC-2中包含明亮远红外源FIR 3（HOPS 370）和FIR 4（HOPS 108）的区域进行了多波长（0.7-5 cm），多历元（1994-2015）的甚大阵列（VLA）观测。我们报告检测到10个射电源，其中7个被确定为年轻的恒星物体。我们的形象，以及准直无线电喷流与热自由的核心（VLA 11）与I类中等质量的原恒星HOPS 370。喷流在距离原恒星约7，500 - 12，500天文单位的地方呈现出几个非热射电辐射结（VLA 12 N、12 C、12 S）（可能是激波加速的相对论电子的同步辐射），在这个区域之前已经发现了其他的激波示踪物。这些节点以约100 km/s的速度远离HOPS 370原恒星。0级原恒星HOPS 108本身被探测为一个独立的、运动学解耦的射电源，落在这些非热射电源结的路径上。这些结果有利于先前提出的方案，其中HOPS 108的形成是由HOPS 370流出物与密集团块的撞击触发的。然而，HOPS 108呈现出约30 km/s的大自行速度，类似于猎户座中的其他失控恒星，其起源在这种情况下令人困惑。或者，由于与附近扩展发射的混合、源形状的变化和/或不透明度效应，源的质心位置的变化可能导致明显的自行。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel Orion Protostar Survey: Spectral Energy Distributions and Fits Using a Grid of Protostellar Models
我们提出了赫歇尔猎户座原恒星调查（HOPS）的关键结果：光谱能量分布（SED）和模型拟合的330个年轻的恒星物体，主要是原恒星，在猎户座分子云。这是在单个附近恒星形成复合体中研究的最大原恒星样本。利用2 MASS的近红外测光、Spitzer和Herschel的中红外和远红外数据以及APEX的亚毫米测光，我们的SED覆盖了1.2-870 $μ$ m，并在~100 $μ$ m处对原恒星包络发射峰进行了采样。使用中红外光谱指数和测热温度，我们将我们的样本分为92个0类原恒星，125个I类原恒星，102个平光谱源，和11个II类前主序星。我们实现了一个简单的原恒星模型（包括一个磁盘在一个下降的信封流出空腔），以产生一个网格的30400模型的SED，并使用它来确定最适合的模型参数为每个原恒星。我们认为，远红外数据是必不可少的精确约束原恒星的包络线属性。我们发现，大多数原恒星，特别是平谱源，是很好的配合。中位包络密度和中位倾角从0类到I类再到平谱原恒星，尽管这三类中的每一类的最佳拟合参数范围很广。我们还讨论了我们的模型参数的退化。我们的研究结果证实，不同的原恒星类一般对应于一个不断下降的信封下降率的演化序列，但倾角也发挥了作用的外观，从而解释，的SED。
2016-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Arcsecond resolution images of the chemical structure of the low-mass protostar IRAS 16293-2422
它仍然是一个关键的挑战，以建立低质量原恒星的不同组成部分的分子含量，如他们的信封和磁盘，以及这如何取决于演化阶段和/或年轻恒星的环境。在亚毫米波长的观测提供了一个直接的可能性，研究低质量的原恒星的化学成分，通过转换探测温度高达几百K的气体周围这些来源。本文介绍了一个大的分子线调查深嵌入原恒星双星IRAS 16293-2422从亚毫米阵列（SMA）-包括个别线的图像下降到约1.5-3”（190-380 AU）的分辨率。超过500个单独的跃迁被确定与54个分子物种（包括同位素）探测温度高达约550 K。强烈的化学差异被发现在原恒星系统的两个组件之间的分离，特别是含硫和含氮的物种和含氧的复杂的有机物。原恒星外流对周围包层物质的作用在CO和SiO的图像中可以看到，并且似乎影响了一些其他物种，包括（氘代）水，HDO。冷气相化学的影响直接成像通过CO，N2 D+和DCO+的地图，显示增强的第一DCO+和随后的N2 D+在外层信封中，CO冻结的尘埃颗粒。
2011-09-02 astro-ph.SR
Enlightening the chemistry of infalling envelopes and accretion disks around Sun-like protostars: the ALMA FAUST project
近几十年来发现的各种行星系统可能取决于它们形成的早期历史。在这篇文章中，我们介绍了FAUST大型计划，它特别侧重于早期历史的太阳类原恒星和它们的化学多样性在$\sim$ 50天文单位的尺度，行星预计形成。特别是，该项目的目标是揭示和量化的信封/磁盘系统的化学成分的各种规模为50金的样本0和I类原恒星代表的化学多样性在较大的规模。对于每一个来源，我们提出了一套分子能够：（1）解开50-2000金信封/磁盘系统的组件;（2）在他们每个人的有机复杂性;（3）探测他们的电离结构;（4）测量他们的分子氘化。输出将是来自不同品系和物种的数千个图像的同质数据库，即，对类太阳原恒星的化学多样性进行了前所未有的原始调查。FAUST将为社区提供一个遗留数据集，这将是天体化学和恒星形成研究的里程碑。
2021-11-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
HOPS 136: An Edge-On Orion Protostar Near the End of Envelope Infall
边缘原恒星对于了解嵌入的年轻恒星物体的盘和包层性质非常有价值，因为盘、包层和包层腔在解析图像中都清晰可见，并且在建模中受到很好的约束。比较2 MASS，WISE，斯皮策，赫歇尔，APEX，和IRAM测光和限制从1.25到1200微米，斯皮策光谱从5到40微米，高分辨率哈勃成像在1.60和2.05微米的辐射转移建模，我们确定信封和磁盘属性的I类原恒星HOPS 136，在猎户座的林德1641区域的边缘源。该辐射源的辐射热光度为0.8Lsun，辐射热温度为170 K，亚毫米波与辐射热光度之比为0.8%。通过模拟，我们得到了一个总光度为4.7 L太阳（大于观测到的光度，这是由于盘的消光），包层质量为0.06 M太阳，盘半径和质量分别为450 AU和0.002 M太阳。该恒星的质量非常不确定，但估计在0.4和0.5 M_sun之间。为了再现光谱能量分布中近红外散射光峰值的通量和波长，我们需要在每个腔中有5.4 x 10^-5 M太阳的气体和尘埃。盘有一个大的半径和质量典型的更发达的金牛座T星，尽管显着的剩余信封。HOPS 136似乎是恒星形成的原恒星和光学揭示阶段之间的关键环节。
2013-12-20 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
The solar type protostar IRAS16293-2422: new constraints on the physical structure
内容：低质量原恒星IRAS 16293 -2422是研究太阳型恒星生命初始阶段化学结构的0级原型源。目的：为了获得准确的化学结构，需要精确测定源的物理结构。本工作的范围是IRAS 16293 -2422的结构的推导。研究方法：我们重新分析了所有可用的连续数据（单碟和干涉仪，从毫米到MIR），以获得准确的密度和尘埃温度分布。利用ISO对水的观测，我们还重建了气体温度剖面。结果如下：我们的分析表明，围绕IRAS 16293 -2422的包络线是很好地描述了舒“内向外”塌陷包络线模型或一个单一的幂律密度分布指数等于1.8。与以前的一些研究相反，我们的分析没有显示出大（直径>/- 800 AU）空腔的证据。结论：虽然IRAS 16293 -2422是一个由两个或三个对象组成的多系统，我们的重建将是有用的，以获得这些对象周围的大冷信封的化学结构和温暖的组成部分，在这里作为一个单一的来源，从单盘观察分子发射。
2010-03-30 astro-ph.SR
Deep observations of O2 toward a low-mass protostar with Herschel-HIFI
根据传统的气相化学模型，分子云中应该有大量的O2，但直到最近，地面和空间观测站探测星际O2谱线发射的尝试都失败了。在用Herschel对猎户座和rho Oph A分子云中低丰度的O2进行多线探测之后，重要的是要研究其他环境，我们在这里量化了太阳质量原恒星附近的O2丰度。利用Herschel空间天文台的HIFI仪器，在487 GHz对一颗深埋的低质量0类原恒星NGC 1333-IRAS 4A进行了O2观测。化学相关的NO和CO分子的补充数据，以及获得。使用辐射转移模型对高光谱分辨率数据进行分析，以推断柱密度和丰度，并直接对完整的气体-颗粒化学模型进行测试。深层HIFI光谱未能显示出致密原恒星包层速度下的O2，这意味着O2/H2的最低丰度上限之一是<6 × 10 ^-9（3 sigma）。然而，在NGC 1333周围的分子云速度上，可以看到O2的试探性（4.5 sigma）检测，相对于原恒星移动了1 km/s。对于原恒星包层，纯气相模型和气体颗粒化学模型需要一个很长的坍缩前阶段（约0.7-1x10^6年），在此期间，原子和分子氧被冻结在尘埃颗粒上并完全转化为H2O，以避免在致密的包层中产生过量的O2。同样的模型也再现了化学相关的NO分子的极限。在周围的云的O2的试探性检测是一致的低密度PDR模型与反应速率的小变化。在低质量原恒星周围的坍缩包层中，氧的丰度很低，这表明进入原行星盘的气体和…
2013-07-30 astro-ph.SR
ALMA Observations of the Transition from Infall Motion to Keplerian Rotation around the Late-phase Protostar TMC-1A
我们用阿塔卡玛毫米/亚毫米阵（ALMA）观测了I类原恒星TMC-1A的12 CO和C18 O（J=2-1），以及1.3mm尘埃连续辐射。检测到具有0.50“x0.37”的去卷积尺寸的垂直于12 CO流出的连续发射。它最有可能追踪TMC-1A周围的拱星盘，正如以前报道的那样。相比之下，在C18 O中检测到一个更扩展的结构，尽管它仍然是细长的，解卷积尺寸为3.3“x2.2”，这表明C18 O主要是围绕盘和中央原恒星的扁平外壳。C18 O在较高的速度下显示出垂直于外流的明显速度梯度，表明旋转，而在较低的速度下发现沿外流的额外速度梯度。详细分析了旋转速度的径向分布，发现它是以幂律\propto r^{-a}给出的，在较高的速度下，指数为~0.5。这表明，在更高的速度旋转可以解释为开普勒旋转轨道的原恒星的动力学质量为0.68钼（倾斜校正）。C18 O沿外流的附加速度梯度被认为主要是包层内的入流运动。位置-速度图的模型组成的一个落信封和开普勒磁盘的观测结果进行了比较，发现所观察到的落速度是~0.3倍小于自由降落速度产生的动力学质量的原恒星。磁场可能是造成缓慢下落速度的原因。一个可能的方案开普勒磁盘形成的讨论。
2015-08-27 astro-ph.SR
Observational signatures of outside-in accretion bursts in embedded protostars
本文结合内盘含时爆发模型与尘埃包层，利用RADMC3D计算SED，发现红外前兆的探测受包层消光和倾角影响，并指出长波长监测能间接追踪前兆演化，为研究原恒星形成早期提供可能。
2025-11-01 astro-ph.SR
The organic chemistry in the innermost, infalling envelope of the Class 0 protostar L483
内容：0类和I类天体的原恒星包层、外流和大尺度化学已经得到了很好的研究，但是尽管以前的工作已经暗示或发现了一些0类阶段的开普勒盘，但它们在这个早期阶段的存在是否是正常的还有待观察。同样地，虽然在一些0级天体中检测到了复杂的有机物，但它们的分布是未知的，因为它们可能存在于包层最热的部分，在新兴的盘本身或原恒星系统的其他组成部分，例如与流出有关的冲击区域。目的：在这项工作中，我们的目标是解决两个相关的问题，关于原恒星：当旋转支持磁盘形成周围深深嵌入的原恒星和复杂的有机分子居住在这样的对象。研究方法：利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）波段7的第1周和第3周的高角分辨率观测了深埋的原恒星L483，角分辨率可达$\sim$ ~0.1 $^{\prime\prime}$（20 au）。结果如下：我们发现CS~ $J=7$- $6$和H $^{13}$ CN~ $J=4$ -$3$的运动学在角动量守恒条件下最适合于用下落速度剖面而不是开普勒剖面来拟合.观测到的复杂有机物的空间范围与估计的包层冰升华半径在$\sim$ ~50~au处一致，表明复杂有机物存在于L483的热科里诺中。结论：我们发现L483在半径至少为$15$ ~au的范围内不存在开普勒盘。相反，L483最里面的区域正在经历旋转坍缩。这一结果突出表明，一些0类天体只包含非常小的盘，或者根本没有盘，复杂的有机化学发生在包层的热c…
2019-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Evolutionary Sequence from Infalling Envelopes to Keplerian Disks around Low-Mass Protostars
我们在C18 O（2-1）发射线上对6颗0类和I类原恒星进行了SMA观测，以研究它们周围的包层和星周物质在100到1000 AU尺度上的旋转运动。C18 O（2-1）辐射的强度峰值位于原恒星位置。作为半径的函数的原恒星信封的旋转速度测量从位置-速度图垂直于流出方向通过原恒星的位置。两个0级源，B335和NGC 1333 IRAS 4 B，没有显示出可检测到的旋转运动，而L1527 IRS（0/I级）和L1448-mm（0级）显示出旋转运动，径向轮廓分别为Vrot ~ r^{-1.0+/-0.2}和~ r^{-1.0+/-0.1}。另两个I类源TMC-1A和L1489 IRS在样本中表现出最快的旋转运动，它们的旋转运动具有更平坦的径向轮廓，分别为Vrot ~ r^{-0.6+/-0.1}和~ r^{-0.5+/-0.1}。径向依赖性为~ r^{-1}的旋转运动可以解释为在动态下落包线中具有守恒角动量的旋转，而径向依赖性为~ r^{-0.5}的旋转运动可以解释为开普勒旋转。这些观测结果表明，分类的旋转运动从下落信封开普勒磁盘的形成。讨论了角动量守恒的由内而外坍缩模型，并与我们的观测结果进行了比较。
2013-05-29 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
Dynamical structure of the inner 100 AU of the deeply embedded protostar IRAS 16293-2422
关于低质量原恒星早期演化的一个基本问题是星周盘何时形成。在（亚）毫米波长窗口中对分子跃迁进行高角分辨率观测，使研究新形成恒星周围气体的运动学成为可能，例如确定旋转和坍缩的存在。IRAS 16293-2422是用扩展的亚毫米阵列（eSMA）观测的，得到了337 GHz（0.89 mm）下C $^{17}$ O（3-2）和C $^{34}$ S（7-6）跃迁的致密发射的亚角秒分辨率（0.46”x 0.29”，即$\sim$ 55 $\times$ 35 AU）图像。为了恢复更长的发射，我们将eSMA数据与相同分子的SMA观测相结合。C $^{17}$ O（3-2）和C $^{34}$ S（7-6）的发射都显示出相对于标志着双星之一IRAS 16293 A的位置的连续统的东北-西南方向的速度梯度。我们的eSMA和SMA观测结果表明，在50- 400 ~AU尺度上的速度场与旋转结构一致。它不能用围绕单个质点的简单开普勒旋转来解释，而是需要考虑在所观察到的线被激发的半径处的封闭包络质量。我们认为IRAS 16293-2422可能是未来高角分辨率观测的最佳候选者之一。
2014-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Steady Wind-Blown Cavities within Infalling Rotating Envelopes: Application to the Broad Velocity Component in Young Protostars
在整个宇宙中，从形成的低质量恒星到超大质量黑洞，在广泛的吸积物体周围都观察到了风驱动的外流。我们研究了中央各向同性风和下落，旋转，信封之间的相互作用，确定在弱混合的假设下，在他们的界面处形成的稳态空腔形状。所得到的风吹空腔的形状是细长的和自相似的，其物理尺寸由风冲压压力和包封热压力之间的比率确定。我们计算的增长之间的冲击风和偏转包络线的温暖的湍流混合层，并计算由此产生的宽线剖面，假设的线性（Couette型）的速度分布在整个层。然后，我们测试我们的模型对温暖的广泛的速度分量在CO $J$ =16- 15中观察到的赫歇尔/HIFI在原恒星蛇主SMM 1。考虑到SMM 1周围尘埃包层的温度和密度的独立观测约束，我们发现它的所有观测特性都非常匹配（线轮廓，动量，温度）和SMM 1流出腔宽度，以获得物理上合理的参数集：风与下落质量通量之比$\simeq 4\%$，风速$v_{\rm w} \simeq 30$ km/s，CO和H的星际丰度$_2$，以及与实验室实验一致的湍流夹带效率。由此推断出的喷射率与盘吸积率之比$\simeq 6-20\%$与当前的盘风理论相一致。因此，该模型提供了一个新的框架，以协调适度的外流腔的宽度在原恒星与大的观测流速。由于自相似，它也适用于更广泛的天体物理背景。
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Envelope Kinematics and a Possible Disk Around the Class 0 Protostar within BHR7
我们提出了一个表征的原恒星嵌入在BHR 7暗云，从近红外到毫米和干涉连续和分子线观测毫米波长的光度测量的基础上。我们发现这颗原恒星是最年轻的0类原恒星系统，测得其辐射热温度为50.5 K，辐射热光度为9.3 L $_{\odot}$。近红外和\textit{Spitzer}成像显示了一个明显的暗巷，从尘埃消光分离明确的双极流出腔。用亚毫米波阵列（SMA）观测$^{13}$ CO（$J=2\rightarrow1$）、C $^{18}$ O（$J=2\rightarrow1$）和其他分子谱线，在尺度$<$ 1300 AU上显示出清晰的旋转特征。旋转曲线与R $\sim$轮廓一致，说明角动量守恒。用SMA对1.3 mm尘埃连续谱的观测揭示了一个分辨的连续谱源，它向暗巷方向延伸，与外流方向正交。连续谱的去卷积尺寸表明，在假设的400秒差距处，连续谱源的半径为$\sim$ 100 AU。连续辐射的可见度幅度轮廓不能单独由包络再现，需要紧凑的组件。因此，我们认为在这个非常年轻的系统中，解析的连续源可以追踪开普勒盘。如果我们假设连续体半径跟踪开普勒盘（$\sim$ 120~AU），则观测到的自转剖面与质量为1.0~ $M_{\odot}$的原恒星相一致。
2018-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/PACS Imaging of Protostars in the HH 1-2 Outflow Complex
我们提出了70和160微米赫歇尔科学演示图像的领域中的猎户座A分子云，其中包含原型赫比格-哈罗对象HH 1和2，获得与光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）。这些观测表明赫歇尔前所未有的能力，研究猎户座分子云中丰富的原恒星人口，在他们发出大部分光度的波长。先前由斯皮策3.6-40微米成像和光谱学确定的四颗原恒星在70微米波段被探测到，三颗在160微米波段被清晰地探测到。我们在PACS波段测量原恒星的光度，并利用这些数据、斯皮策光谱和光度、2 MASS数据和APEX亚毫米数据收集它们从1到870微米的光谱能量分布（SED）。SED被拟合到用辐射转移代码生成的模型。从这些拟合中，我们可以限制原恒星的基本性质。我们发现，在12-84 L太阳和包络密度的范围内的光度跨越两个数量级。这意味着这四颗原恒星有着广泛的包层下落速率和演化状态：其中两颗有密集的下落包层，而另外两颗只有残余包层。我们还显示了在160微米处追踪到的围绕原恒星的冷尘埃和气体的高度不规则和不规则结构。
2010-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Continuum Observations of Protostars: Constraining Properties with Simulations
未分辨原恒星的性质及其局部环境（例如，通常通过与理想化模型的谱能量分布（SED）进行比较来推断盘、包络和流出特性）。然而，如果它是不可能的图像源和它的环境直接，这是很难约束和评估这些派生属性的准确性。在这个过程中，我提出了一个简要的概述，通过分析尘埃连续合成观测的真实模拟的SED建模的可靠性。
2012-08-06 astro-ph.SR
Discovery of a primordial water reservoir in the envelope of HH211
我们报告的检测丰富的水水库的原恒星信封的0级源HH 211。与Herschel/PACS检测到的所有其他分子形成鲜明对比的是，在检测到邻位和对位形式的中心源周围的水排放峰值。测得的邻对对位比仅为0.65，表明在非常低的温度下形成了水冰，并在原恒星周围进行了非破坏性的光解吸过程。虽然部分水的排放可能与碰撞激发有关，但原恒星周围的集中形态表明辐射激发也很重要，尽管与终端流出冲击相比，辐射似乎对水分子有非常不同的影响。非常低的正对比例表明，原恒星周围的水来自于以前从未经过热处理的原始包层材料。
2018-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
PROSAC: A Submillimeter Array survey of low-mass protostars. II. The mass evolution of envelopes, disks, and stars from the Class 0 through I stages
关于早期原恒星演化的关键问题是，物质是如何从大尺度分子云中通过星周盘吸积到中央恒星上的。用亚毫米波阵列在高角分辨率下连续观测了20颗0类和I类原恒星。使用详细的尘埃辐射转移模型，我们已经开发了一个框架，解开从信封和磁盘的连续发射，并从估计其质量。对于样品中的I类源，还用亚毫米阵列观察到HCO+ 3-2线发射。其中四个源显示出开普勒旋转的迹象，限制了中心恒星的质量。0类和I类原恒星都被典型质量约为0.05 M太阳的圆盘所包围。没有证据表明盘的质量和年轻恒星的演化阶段之间的相关性。这与包层质量形成对比，包层质量从0级的1 M_sun急剧减少到I级的<0.1 M_sun。通常，盘具有的质量是0类阶段中相应包膜质量的1-10%和I类阶段中相应包膜质量的20-60%。对于开普勒旋转的I类源，中心恒星的质量占星盘包层系统总质量的70-98%，这证实了这些天体在嵌入的原恒星阶段的演化较晚。理论模型倾向于高估盘质量相对于恒星质量的后期I级阶段。这些结果支持这样一种观点，即星周盘在原恒星演化的早期就形成了，并迅速处理从大尺度包层吸积到中央恒星上的物质。
2009-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes
我们使用存档的IRAC图像从斯皮策太空望远镜显示，许多0类原恒星表现出复杂的，不规则的，和非轴对称的结构在其尘埃信封。我们的8 $μ$ m消光图探测了这些原恒星包层中的一些致密区域。观察到许多系统在>= 1000 AU的尺度上具有高度不规则和非轴对称的形态，其中四分之一的样品表现出非规则或扁平的致密结构。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。这些结果表明，质量喷射是不负责的不规则形态，我们检测到的，而是，我们认为，观察到的信封复杂性主要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。我们还注意到，样本中的原恒星似乎优先形成于云的边缘或细丝的弯曲处，这表明它们是通过引力聚焦形成的。
2010-02-11 astro-ph.SR
2MASS J17112318-2724315: A Deeply-Embedded Low-Mass Protostellar System in the B59 Molecular Cloud
本文介绍了B59分子云中低质量深埋0/I类系统2 MASS J17112318-2724315（2 M171123）的近红外观测结果。在Ks图像中，朝向该源观察到明亮的散射光雾状物质，其似乎追踪流出腔的边缘。我们发现了一颗低光度的原恒星2 M17112255 -27243448（2 M17112255），距离2 M171123 8”（~1000 AU）。这是一个I类系统，如其2-8微米的斜率和IRAC颜色所示，估计内部光度约为0.3Lsun。我们估计这个源的质量约为0.12-0.25 Msun，年龄为0.1- 100万年。还介绍了2 M171123系统的详细建模。最佳拟合参数表明，它的包层密度很大，约为10^（-13）g cm^（-3），倾角介于53 °和59 °之间。该系统观测到的KS波段变化可以用质量下降率在2.5E-5和1.8E-5 Msun/年之间的轻微变化来解释。原恒星2 M171123在其10微米的硅酸盐带中，在11.3微米附近出现了一个罕见的吸收特征。我们发现，在这个11.3微米的“边缘”和H2O-冰柱密度的强度之间有很强的相关性，这表明在硅酸盐颗粒的冰幔厚度的这一功能的起源。
2009-05-05 astro-ph.SR
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
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
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
The complex chemistry of outflow cavity walls exposed: the case of low-mass protostars
复杂的有机分子是年轻的低质量原恒星无处不在的伴侣。最近的观测表明，它们的发射不仅来自传统的热科里诺，而且来自偏移位置。在这项工作中，2D物理化学模拟的一个腔体系统进行。计算了不同波长下的辐射转移，并利用气体-颗粒化学网络模拟了颗粒的物理化学结构。该系统的形态描绘了三个不同的区域：腔壁层与时间相关和物种变异增强;一个环面丰富的复杂的有机冰，但不反映在气相丰度;和剩余的外壳丰富的简单的固体和气体分子。强照射区域，如腔壁层，在固相中受到频繁的光解离。随后的重组的光产物导致频繁的反应解吸，导致气相增强的几个数量级。这一机制仍有待于通过实验室实验进行量化。直接光解吸被发现是相对低效的。如果自由基不是直接在冰冷的地幔中产生，复杂有机物的形成就会受到阻碍。为了提高效率，需要足够数量的FUV光子穿透外壳;并且需要升高的冷尘埃温度以使颗粒表面自由基流动。因此，高恒星光度和足够宽的空腔有利于化学复杂性。此外，在此范例中，复杂的有机物被证明具有独特的寿命，并分为早期（甲醛，乙烯酮，甲醇，甲酸，甲酸甲酯，乙酸，乙醇醛）和晚期（乙醛，二甲醚，乙醇）物种。
2015-05-21 astro-ph.SR
Chemical tracers of episodic accretion in low-mass protostars
目的：低质量原恒星的吸积率随时间变化很大。每一次吸积爆发都伴随着光度的暂时增加，加热了星周包层，改变了气体和尘埃的化学成分。本文旨在研究这种化学效应，并讨论了使用分子光谱作为示踪剂的幕式吸积率和时间尺度的可行性。研究方法：我们模拟了一个强大的吸积爆发在不同的样本的25个球信封模型增加光度到100倍的观测值。利用一个全面的气体-颗粒网络，我们跟踪了爆发期间和系统恢复平静后长达10^5年的化学演化。所得的丰度配置文件被送入一个线辐射转移代码来模拟旋转光谱的C18 O，HCO+，H13 CO+，和N2 H+在一系列的时间步长。我们将这些光谱与文献中的观测结果以及赫歇尔空间天文台先前未发表的HCO+和N2 H + 6-5数据进行了比较。结果：爆发的强度足以蒸发整个包膜的CO，这反过来又增加了HCO+的丰度，减少了N2 H+的丰度。爆发后，CO重新冻结以及HCO+和N2 H+恢复正常需要10^3-10^4年。爆发的化学效应在爆发结束后的10^5年内仍然可以在旋转光谱中看到，这突出了在分析原恒星的分子线观测时考虑光度变化的重要性。球形模型目前还不够精确，无法从单碟观测中得出可靠的时间尺度。作为后续工作，我们建议对空间分辨观测校准模型，以确定最好的示踪剂用于统计上显着的源样本。
2015-03-17 astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar? II. Observational constraints on gas ionization and magnetic field coupling
在低质量恒星形成过程中，控制磁场与星周气体耦合的非理想磁流体动力学效应在很大程度上取决于当地的物理条件，如气体的电离分数。这项工作的目的是观测表征的电离水平的拱星气体在小的包络半径和调查其关系的效率之间的耦合的恒星形成的气体和磁场在0类原恒星B335。用ALMA方法得到了B335的分子谱线发射图，并利用它测量了包封半径为$\lesssim$ 1000 au的气体的氘化率、电离率和宇宙线电离率。我们发现大部分的电离气体，$χ_{e} \simeq 1-8 \times 10^{-6}$。我们的观测还揭示了一个增强的电离，增加在小的信封半径，达到值高达$ζ_{CR} \simeq 10^{-14}$ ~s $^{-1}$在几百au的中央原恒星对象。我们表明，这种极端的电离率可以归因于在原恒星附近加速的宇宙射线的存在。我们报告的第一个解决的宇宙射线电离率在尺度$\lesssim 1000$ ~au的太阳型0级原恒星的地图，发现非常高的值。我们的观测结果表明，宇宙射线的局部加速，而不是星际银河宇宙射线的穿透，可能是造成内包层气体电离的原因，可能会下降到磁盘形成的规模。如果得到证实，我们的研究结果意味着，原恒星盘的属性也可能是由当地的过程设置之间的气体和磁场的耦合，而不仅仅是由角动量的量在大信封尺度和磁场强度在原恒星的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of the hot gas in low-mass protostars: Herschel-PACS spectroscopy of HH 46
“与赫歇尔一起形成恒星的区域中的水”（WISH）是赫歇尔的一个关键计划，旨在了解年轻恒星物体（YSO）的物理和化学结构，重点是水和相关物种。低质量原恒星HH 46被赫歇尔空间天文台的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）观测，测量位于63和186 μ m之间的H2O，CO，OH，[OI]和[CII]线的发射。发射的激发和空间分布可以解开YSO的不同加热机制，具有比以前更好的空间分辨率和灵敏度。在原恒星的位置和流出轴上检测到远红外线发射。OH排放主要集中在中心位置，CO排放主要集中在中心位置和沿出流方向，H2O排放主要集中在出流方向。此外，[OI]排放被认为是在低速气体，假设是有关的信封，也看到移动到170公里/秒的红色和蓝移喷流。包络模型是根据以前的观测约束条件构建的。他们指出，被动加热的球形信封的原恒星的光度不能解释高激发分子气体检测与PACS，包括CO线与高水平以上的基态在>2500 K。相反，温暖的CO和H2O的排放可能是产生在一个流出雕刻腔的信封，这是由紫外光子和非解离的C型冲击加热的墙壁。明亮的OH和[OI]发射归因于原恒星附近致密气体中的J型冲击。在这里描述的情况下，由远红外线在中央空间像素的组合冷却估计为2 \times 10-2 L_sun，与60-80%归因于J-和C-型冲击之间的相互作用产生的喷流和信封。
2010-05-12 astro-ph.SR
HERSCHEL-HIFI spectroscopy of the intermediate mass protostar NGC7129 FIRS 2
HERSCHEL-HIFI对中等质量原恒星NGC 7129 FIRS 2的水的观测为这种恒星形成环境的物理条件提供了强有力的诊断。六个光谱设置，涵盖四个H216 O和两个H218 O线，观察和所有，但一个H218 O线检测。这里讨论的四条H2 16 O谱线具有相似的形态：一条较窄的\approx 6 km/s的谱线，其中心位置略偏于NGC 7129 FIRS 2系统速度的红色，另一条更宽的\approx 25 km/s的谱线，其中心位置偏于蓝色，可能与强大的外流有关。较窄的组件是一致的发射水产生的信封周围的中间质量的原恒星，和丰富的H2O被限制在\approx 10-7的外部信封。此外，最低能量线的窄自吸收分量的存在可能是由于来自外壳中的较冷水的自吸收。发现H2O/CO相对丰度为\approx 0.2的较宽组分似乎追踪在高J下产生强CO发射的相同能量区域。
2010-08-06 astro-ph.SR
