Protostellar accretion traced with chemistry: Comparing synthetic C18O maps of embedded protostars to real observations
背景：了解原恒星如何增加质量是恒星形成的核心问题。这方面的一个方面是试图了解是否在深埋物体的吸积率的时间演变是最好的特点是从早期到后期阶段的平稳下降或高吸积的间歇性爆发。目的：我们在分子云的大型数值模拟中创建了深埋原恒星的合成观测，并将其与真实观测进行了直接比较。目的是比较模拟中的偶发吸积事件与观测结果，并测试用于分析观测结果的方法。研究方法：简单的冻结和升华化学添加到模拟，和合成的C $^{18}$ O线立方体创建了大量的模拟原恒星。C $^{18}$ O的空间范围进行测量模拟的原恒星，并直接与16个深埋的原恒星与亚毫米阵列观察到的样本进行比较。如果CO的分布面积比根据原恒星光度预测的要大，这可能表明过去的光度较高，并且CO仍处于再冻结过程中。结果如下：大约1%的模拟中的原恒星显示扩展的C $^{18}$ O排放，而在观测中约为50%，这表明模拟中的情节吸积事件的幅度和频率相对于观测过低。模拟中的原恒星吸积率主要是由较大尺度的分子云的下落调制的，不包括任何盘物理。模拟和观测之间的差异被认为是支持磁盘的必要性，即使在深深嵌入的对象，产生足够的频率和振幅的情节吸积事件。
2015-12-19 astro-ph.SR
First Magnetic Field Detection on a Class I Protostar
强烈的恒星磁场被认为会截断年轻恒星周围的内部吸积盘，将吸积物质重新引导到恒星表面的高纬度地区。在过去的几年里，观测到金牛座T星上的强恒星场，其场强与磁层吸积理论的预测基本一致，这一点得到了证实。目前，对更年轻、更嵌入的I类年轻恒星天体（YSO）的磁场特性一无所知。一般认为，原恒星在第一类阶段会吸积大部分的最终质量，但对这一过程的物理机制仍然知之甚少。在这里，我们使用高分辨率的近红外光谱与NIRSPEC凯克和凤凰南双子座测量的磁场性质的I类原恒星WL 17。我们发现了强烈恒星磁场的清晰信号。该数据的分析表明WL 17上的表面平均场强为$2.9 \pm 0.43$ kG。我们提出了我们的现场测量，并讨论他们如何适合在年轻恒星的磁层吸积的一般模型。
2009-05-29 astro-ph.SR
On the magnetic flux problem in star formation
强磁场在从坍缩的云和原恒星盘中移除角动量方面起着至关重要的作用，并且是形成盘风以及来自内部盘的喷流所必需的，事实上，在原恒星盘中观察到强的大尺度极向磁场，其半径低至$\sim 10 R_\odot$。然而，当这颗恒星被看到时，几乎所有的原始磁通量都消失了。我探讨机制，以消除这种流量的形成过程中的原恒星，一旦它是磁性断开从母云，辐射和对流的原恒星。这包括对流星浮力磁场去除的数值研究。研究发现，如果恒星经过一个完全对流的阶段，所有剩余的通量都可以很容易地从原恒星中移除，基本上是在阿尔文时间尺度上。另一方面，如果原恒星没有完全的对流相，那么可以保留一些通量，其数量取决于净磁螺旋度，这可能很小。在恒星表面只能看到一部分通量。我还研究了同样的机制如何阻止通量在恒星上吸积，这意味着质量只会以它能够滑过通量的速度吸积。
2012-01-26 astro-ph.SR
Principal component analysis tomography in near-infrared integral field spectroscopy of young stellar objects. I. Revisiting the high-mass protostar W33A
W33 A是一个著名的高质量年轻恒星天体的例子，显示出星周盘的证据。我们重新访问了$K$ -波段NIFS/双子座北观测的W33 A原恒星使用主成分分析层析成像和额外的后处理程序。我们的研究结果表明存在一个紧凑的旋转盘的基础上的CO吸收功能的运动学。位置-速度图显示，圆盘呈现出一条旋转曲线，当半径大于0 \farcs 1（$\sim$ 250 AU）时，圆盘的速度会迅速降低，这表明圆盘的结构比以前报道的要紧凑四倍。我们推导出“盘+原恒星”系统的动力学质量为10.0 $^{+4.1}_{-2.2}$ M $_\odot$，比以前报道的小约$\sim$ 33%，但仍然与高质量原恒星状态兼容。一个相对紧凑的H $_2$风确定在大规模外流的W33 A的基础上，与平均视觉消光$\sim$ 63马格。通过利用补充近红外地图，我们确定了至少两个其他点状物体驱动扩展结构附近的W33 A，这表明多个活跃的原恒星位于云。最近的天体（源B）也在NIFS视场中被确定为一个微弱的点状天体，距离W33 A的投影距离为$\sim$ 7，000 AU，为在同一视场中检测到的扩展$K$带连续发射提供动力。另一个源（源C）驱动与W33 A的旋转轴垂直对齐的双极H $_2$射流。
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostars at Low Extinction in Orion A
在Megeath等人（2012年）为猎户座A分子云编制的年轻恒星列表中，在1208个投射到低消光（Ak<0.8等）气体上的源中，只有44个被确定为原恒星。这些天体令人困惑，因为原恒星通常不会与扩展的低消光物质有关。在这里，我们使用高分辨率的消光图产生的赫歇尔数据，光学/红外和斯皮策空间望远镜测光和光谱的低消光原恒星候选源，以确定他们是否可能是真正的原恒星源或污染物。在44个候选对象中，我们确定10个源可能是原恒星，其余的是更进化的年轻恒星对象（18），星系（4），星云和云边缘的错误检测（9），或需要更多数据才能确定其性质的真实来源（3）。我们发现没有确认的原恒星与可识别的致密核心，我们简要地讨论了这些孤儿对象可能的起源。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A compact Keplerian-like disc and H30$α$ emission towards the radio jet in the massive protostar W75N(B)-VLA3
本文利用ALMA 1.3毫米观测发现大质量原恒星W75N(B)-VLA3周围存在半径约450 au、类开普勒旋转的致密吸积盘，并在其射电喷流方向探测到可能源自喷流的H30$α$发射。
2025-08-29 astro-ph.GA 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
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
The effects of large scale magnetic fields around young protostars and their disks
在一个全球性的恒星形成模拟中，我们研究了六个不同的汇粒子周围吸积流中磁场的演化。使用\ramses的自适应网格细化功能，可以以低至$2$ AU的分辨率解析汇附近。跟踪磁场的统计特性作为每个下沉粒子周围的半径、高度和时间的函数。所有这六个系统都是强磁化的，等离子体β值为1或更低，我们知道至少有三个汇有一个吸积盘。其中一个光盘的研究在更高的分辨率$0.06$ AU，我们报告其磁性。我们发现，角动量输运是由大尺度径向-方位角麦克斯韦应力主导的。此外，相反的弱磁化的情况下研究剪切盒模拟，大规模的方位场不显示平滑的周期，而是形成带状结构。最后，我们推测这一结果可能意味着观测，以及它是否将与高分辨率的模拟，包括湍流或非理想的MHD效应。
2017-10-30 astro-ph.SR
Zooming into the Collimation Zone in a Massive Protostellar Jet
原恒星喷流在所有质量的原恒星的最早演化中起着基本的作用。对于低质量（<8 Msun）的原恒星，有强有力的观测证据表明，发射和准直是由于X-和/或盘风机制。在这些模型中，原恒星/盘系统通过强磁场为原恒星附近的喷流的发射和准直创造了所有必要的条件。对于来自更大质量原恒星的喷流的起源研究得更少，部分原因是在这些更遥远的天体中很难分辨出准直区。在这里，我们提出了最高的角分辨率观测的喷气机提供动力的一个大规模的原恒星，Cep A HW 2无线电喷流。我们成像的无线电发射的投影距离只有20天文单位的原恒星，解决了最里面的100天文单位的大规模原恒星喷流的第一次。在这个大质量物体中的无线电喷流发射的形态与通常在低质量原恒星的喷流中观察到的非常不同。我们发现，流出的物质在HW 2有两个组成部分：从原恒星/磁盘系统发射的广角风，和一个高度准直的喷流开始在20-30 AU从原恒星。我们讨论了两种可能的情况：经典盘风的大规模原恒星的延伸，或外部准直的广角风。这些结果对于我们理解不同质量的恒星是如何形成的有着重要的意义。
2021-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. III. From Intermediate- to High-Mass Protostars
我们目前的$\sim10-40\,μ$ m SOFIA-FORCAST图像的14个中等质量的原恒星候选人的SOFIA大规模（SOMA）恒星形成调查的一部分。我们建立光谱能量分布（SED），也利用档案斯皮策，赫歇尔和IRAS数据。然后，我们将SED与Zhang & Tan（2018）的辐射传输（RT）模型进行拟合，基于湍流核心吸积理论，以估计关键的原恒星属性。加上这些中等质量的源，SOMA原恒星的光度跨度从$\sim10^{2}-10^{6}\:L_{\odot}$，目前的原恒星质量从$\sim0.5-30\:M_{\odot}$和周围的团块质量表面密度，$Σ_{\rm cl}$从$0.1-3\:{\rm{g\:cm}^{-2}}$。各种各样的演化状态的个别原恒星和原星团的环境也探讨。我们还考虑了大约50颗在红外暗云中发现的原恒星，预计它们将处于演化的最早阶段。有了这个全球性的样本，大多数高质量和中等质量的原恒星的演化阶段进行了探测。根据最佳拟合模型，没有证据表明形成$\sim25\:M_\odot$的原恒星需要原星团质量表面密度的阈值。然而，要形成更大质量的原恒星，有初步证据表明$Σ_{\rm{cl}}$需要是$\gtrsim1\:{\rm{g\,cm}}^{-2}$。我们讨论了这是如何与核心吸积模型，包括内部反馈形成的大质量恒星的预期是一致的。
2020-10-06 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
The structure of young embedded protostellar discs
年轻的原恒星盘为行星形成提供了初始条件。这些光盘的属性可能是不同的后期（金牛座T）光盘由于不断下降的信封和原恒星的变化造成的不规则的气体吸积。我们使用一组流体动力学模拟来确定在坍缩分子云中形成的盘的结构。我们研究如何从主机原恒星的辐射反馈影响光盘的属性，通过检查三个制度：没有辐射反馈，连续的辐射反馈和情节反馈，类似于FU Ori-type爆发。我们发现，径向表面密度和温度分布的变化显着的磁盘吸积气体从下降信封。这些配置文件是敏感的螺旋结构的存在下，引起的引力不稳定性，以及由原恒星提供的辐射反馈，特别是在这种情况下，当反馈是情节。我们还调查是否从位置-速度（PV）图的质量估计是准确的早期阶段光盘。我们发现，原恒星系统的质量（即原恒星和它的光盘的质量）被低估了20%，由于气体上的径向压力梯度增强的影响。早期星盘的质量是原恒星质量的一个重要部分，因此位置-速度图不能准确地提供原恒星的质量。在年轻圆盘中预期的增强的径向压力梯度可能会导致由于气体阻力而导致的粉尘消耗速率增加，从而导致粉尘-气体比降低。
2017-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the ionisation fraction in a jet from a massive protostar
重要的是要确定大质量恒星是否通过吸积盘形成，就像它们的低质量对应物一样。理论和观测表明，原恒星喷流是吸积盘的自然结果，可能是在坍缩过程中消除角动量的关键。然而，大质量的原恒星通常更罕见，更遥远，更多的尘埃被掩盖，使得对其喷流的观测研究更具挑战性。一个基本的问题是喷流中的电离程度在整个质谱中是否相似。在这里，我们确定了电离分数的$\sim5-12\%$在喷流从大质量的原恒星G35.20- 0.74 N，基于空间重合的红外和无线电发射。这与低质量年轻恒星喷流中的值相似，这意味着在大部分原恒星质量谱的喷流中，冲击电离的统一机制至少达到$\sim10$太阳质量。
2019-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the diversity and statistical properties of protostellar discs
我们目前的结果，从第一人口合成研究的原恒星盘。我们分析了恒星团簇形成的辐射流体动力学模拟中形成的大样本原恒星盘的演化和性质。由于恒星形成过程的混沌性质，我们发现了年轻的原恒星盘的巨大多样性，包括错位盘，以及方向随时间变化的盘。星盘相互作用截短了星盘并产生了多个系统。圆盘可能会在动力学碰撞和/或通过冲压压力剥离而被破坏，但会通过后来的气体吸积而重新形成。我们量化的盘质量和半径的分布为原恒星年龄达$\approx 10^5$岁月。对于低质量的原恒星，盘质量往往会增加年龄和原恒星质量。圆盘半径范围从10到几百个天文单位，在时间尺度上以$\le 10^4$年为单位增长，在低质量的原恒星周围较小。孤立的原恒星盘的径向表面密度分布比最小质量太阳星云模型更平坦，通常按$Σ\propto r^{-1}$缩放。星盘与原恒星的质量比很少超过2，典型的范围是从$M_{\rm d}/M_* = 0.1-1$到年龄$\le 10^4$岁，然后逐渐减小。我们量化的相对方位角的拱盘和轨道的绑定对原恒星，找到一个偏好的对齐，强度与分离度降低。我们还研究了如何不同的原恒星和孤立的原恒星对盘的外部部分的取向和内部盘自旋。
2018-01-23 astro-ph.EP 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 youngest massive protostars in the Large Magellanic Cloud
我们展示了独特的能力，赫歇尔研究非常年轻的明亮的河外年轻恒星的对象（YSO）通过分析通过遗产科学示范计划获得的大麦云云的中心地带。我们结合PACS 100和160，和SPIRE 250，350，和500微米测光与2MASS（1.25 - 2.17微米）和斯皮策IRAC和MIPS（3.6 - 70微米），以构建完整的光谱能量分布（SED）的紧凑型光源。从中，我们确定了207个候选嵌入式YSO在观察到的区域，约40%以前从未确定。我们讨论了它们在远红外色星等空间中的位置，并与以前研究的、光谱学证实的YSO和脉泽辐射进行了比较。所有的红色都表示巨大的酷信封和伟大的青春。我们分析了四个例子YSO，确定他们的物理特性，通过拟合他们的SED与辐射转移模型。拟合包括Herschel数据的完整SED需要我们增加模型中包含的包络的大小和质量。这意味着更高的吸积率（大于或等于0.0001 M_sun/yr），与以前的外流研究的高质量原恒星。我们的研究结果表明，Herschel提供了可靠的长波SED的大样本的高质量的YSO;发现最年轻的YSO的SED峰值在Herschel带;和约束的物理性质和演化阶段的YSO更精确地比以前可能的。
2010-05-14 astro-ph.SR
Evolution of Spin Direction of Accreting Magnetic Protostars and Spin-Orbit Misalignment in Exoplanetary Systems
最近的观测表明，在许多系外行星系统中，母恒星的自转轴与行星的轨道轴不一致。这些都被用来反驳短周期行星迁移到它们现在的位置是由于潮汐与它们的出生盘的相互作用。然而，这种解释是基于这样的假设，即年轻恒星的自旋平行于围绕它们的原恒星盘的旋转轴。我们表明，磁星和它的拱星盘之间的相互作用可以（但不总是）有推动恒星的自旋轴远离盘的角动量轴的垂直状态，甚至逆行状态的效果。因此，在盘中形成的行星可能会有它们的轨道轴与恒星的自转轴不一致，甚至在任何额外的行星-行星散射或Kozai相互作用发生之前。一般来说，磁层-磁盘的相互作用导致了广泛的分布的自旋-轨道角，与一些系统对齐和其他系统错位。
2010-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of a Photoionized Bipolar Outflow towards the Massive Protostar G45.47+0.05
大质量的原恒星产生强烈的辐射反馈，这可能有助于在吸积过程结束时设定它们达到的质量。因此，研究这种反馈对于理解大质量恒星的形成至关重要。我们报告了用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米和卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）通过对自由-自由连续体进行建模，我们发现电离外流是一种光蒸发流，其电子温度为10，000 K，中心电子数密度为~ 1.5 × 10^7 cm^-3，从半径为110 au的圆盘上发射。H30 α氢复合线发射显示出强的脉泽放大，G45是极少数显示出这种毫米复合线脉泽的源之一。基于推导出的电离光子速率，驱动源的质量估计为30-50 Msun，或者基于H30 α运动学，驱动源的质量估计为30-40 Msun。光蒸发材料的运动学主要由靠近盘平面的旋转控制，同时加速到盘平面上方的流出运动。光蒸发外流的质量损失率估计为~（2-3.5）x10^-5 Msun/yr。我们还发现了一个可能的射流嵌入在广角电离流出与非热发射的暗示。喷流和大量光蒸发外流的可能共存表明，尽管有强烈的光电离反馈，吸积仍在进行。
2019-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of Misalignments: Protostellar Jet, Outflow, Circumstellar Disc, and Magnetic Field
最近的观测揭示了原恒星周围的各种现象，如外流和磁场之间的不对准，喷流的进动，以及喷射团块的时间变化，其起源正在争论之中。我们进行了一个三维的电阻磁流体动力学模拟的原恒星形成的恒星形成的核心，其旋转轴是倾斜的角度$45^\circ$相对于初始磁场，其中原恒星的空间分辨率为$0.01\,$ au解决。在低密度外区，星前核由于磁通冻结而沿磁场线收缩。另一方面，在高密度内部区域，当气体数密度超过约$10^{11}\,{\rm cm^{-3}}$时，磁耗散变得有效并减弱磁效应。然后，扁平圆盘的法线方向与角动量矢量对齐。外流，喷流，和原恒星喷射驱动从不同尺度的拱盘和喷流在不同的方向垂直于翘曲盘。这些轴与全球磁场方向不一致，并随时间变化。这项研究表明，一对夫妇的错位性质的观测报告，可以同时再现，只有通过假设恒星形成的核心围绕不同的方向旋转的磁场。
2019-03-13 astro-ph.SR
Time-Domain Photometry of Protostars at Far-Infrared and Submillimeter Wavelengths
恒星的大部分最终主序星质量是在原恒星阶段聚集起来的，在这个阶段，一颗正在形成的恒星被嵌入一个下落的包层中，并被一个原行星盘包围。因此，研究原恒星中的质量吸积是理解恒星如何获得质量以及最终它们的盘和行星如何形成和演化的关键。在这个早期阶段，致密的包层将吸积产生的大部分光度重新加工成远红外和亚毫米波长。需要在这些波长下进行时域测光，以探测原恒星上的吸积物理学，但到目前为止，变异性研究有限，这在很大程度上是因为难以从地面获取这些波长。我们讨论了科学的进展，将启用远红外和亚毫米波计划，以探测原恒星的变化，在最近的千秒差距。
2019-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion bursts in high-mass protostars: a new testbed for models of episodic accretion
众所周知，低质量年轻恒星天体（LMYSO）通过非常快速的吸积获得其最终质量的很大一部分，质量吸积速率可达$\dot M_* \sim 10^{-4} M_{\odot}$ ~yr $^{-1}$。最近对质量为$M_* \gtrsim 10 M_{\odot}$的高质量年轻恒星天体（HMYSO）的观测发现了吸积速率超过$\dot M_*\sim 10^{-3}M_{\odot}$ ~yr $^{-1}$的爆发。在这里，我们研究的情况下提出的文献中，到目前为止，解释吸积爆发的LMYSOs可以适用于情节吸积在HMYSOs。我们利用一维时间依赖模型的原行星盘周围的HMYSO研究爆裂性能。我们发现HMYSO周围的圆盘比它们的低质量表亲周围的圆盘要热得多。因此，更广泛的地区的光盘是倾向于热氢电离和MRI激活不稳定性。特别是前者被发现是无处不在的吸积率和光盘粘度参数在一个非常广泛的范围。然而，由这些不稳定性引发的爆发总是具有太低的$\dot M_*$，并且与迄今为止从HMYSO观测到的爆发相比，其时间长了一到几个数量级。另一方面，由原行星盘的引力不稳定性形成的气态巨行星的潮汐破裂产生的爆发产生与观测相当的性质，前提是团块处于行星半径为$R_{\rm p} \gtrsim 10 $木星半径的坍缩后构型。此外，如果观察到的爆发是由光盘电离不稳定性，那么他们应该是周期性的现象，与持续时间的静止相媲美的…
2021-06-18 astro-ph.SR
Observations of Infalling and Rotational Motions on a 1,000-AU Scale around 17 Class 0 and 0/I Protostars: Hints of Disk Growth and Magnetic Braking?
我们对17颗0级和0/I级原恒星的SMA 1.3 mm连续谱、C18 O（2-1）和12 CO（2-1）线数据进行成像和分析，以研究它们在1,000 AU尺度上的气体运动学。在所有的样本源中都检测到了连续谱和C18 O（2-1）发射，并显示出与原恒星相关的大约600- 1，500 AU的中心主要成分。C18 O（2-1）中的速度梯度具有从平行到垂直于外流方向的宽范围的取向，其量级从~1到~530 km/s/pc。我们构造了一个简单的运动学模型来再现观测到的速度梯度，估计下落和旋转速度，并推断盘半径和原恒星质量。推断的盘半径范围从<5 AU to >500 AU与估计的原恒星质量从<0.1 Msun to >1 Msun。我们的研究结果表明，大，小磁盘可能存在于0级原恒星周围，这可能是一个迹象，磁盘增长在0级阶段。此外，在17个源中的7个中的总体速度梯度的方向接近于垂直于它们的流出轴，这是显著旋转运动的标志。根据我们的模型拟合，这些源的比角动量估计为> 2 E-4 km/s*pc，这表明在这些0级和0/I级源中，磁制动在1，000 AU尺度上不太可能有效。在观测到的磁场方向的子样本中，我们没有发现具有大的特定角动量以及紧密对齐的磁场和流出轴的源。这可能暗示了磁场，如果最初与旋转轴对齐，可以在0级阶段从下落的材料中去除角动量方面发挥作用。我们讨论了我们的研究结果与理论模型相比，在…
2014-12-05 astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP 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
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
The backreaction of stellar wobbling on accretion discs of massive protostars
本研究通过三维辐射流体力学模拟发现，恒星摆动引起的角动量重新分布使吸积盘变小变圆、减少引力碎裂并阻止团块弹出，其合成毫米波段图像更符合 ALMA 对大质量年轻恒星体的观测。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of SMM11 Reveal an Extremely Young Protostar in Serpens Main Cluster
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）在第3周的1.3 mm波段和~0.5”~210 AU的角分辨率，在巨蛇座主星团的亚毫米凝聚区SMM 11中发现了一颗非常年轻的原恒星SMM 11。SMM 11是一颗0级原恒星，在70 μ m或更短的波长下没有任何对应物。ALMA观测结果显示，1.3 mm连续发射与准直12 CO双极流出相关。Spitzer和Herschel的数据表明SMM 11非常冷（T_bol=26 K）和微弱（L_bol<~0.9 Lsun）。我们估计出流的倾斜角约为80度，几乎平行于天空的平面，从简单的拟合使用风驱动壳模型。连续谱的视星群由高斯和幂律成分组成，表明原恒星周围有一个半径约为600天文单位的球形外壳。C18 O丰度估计较低，X（C18 O）=1.5- 3x 10 ^-10，这也与它的年龄相一致。在1000天文单位处，流出速度高达10 km ^-1，这比第一个流体静力学核心的理论模拟值要高得多，我们认为SMM 11是第一个核心第二次坍缩之后的过渡天体。
2017-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Finding proto-spectroscopic binaries: Precise multi-epoch radial velocities of 7 protostars in rho-Ophiuchus
光谱双星（SB）的形成可能是恒星形成的自然副产品。多恒星系统在分子云最初碎裂后的早期动力学演化，在年轻的多恒星的性质上留下了特征性的印记。最年轻的SB的发现和表征将使我们能够推断其形成的机制和时间尺度。我们的工作旨在寻找年轻恒星（YSO）周围的光谱同伴。利用近红外高分辨率（R~60000）观测了蛇夫座恒星形成区（SFR）7颗YSO的多历元径向速度。每个源的径向速度是使用二维交叉关联函数推导出来的，使用地球大气层建立的零点作为参考。在CO（0 - 2）波段窗口中的14条以上的谱线被用于与LTE大气模型的互相关中以计算最终结果。我们发现，在我们的样品中的原恒星的光谱与预测的恒星光球轮廓，表明径向速度推导确实是恒星的性质。三个分析的目标表现出大的径向速度变化在三个观测时期。这些天体--有待进一步确认和轨道特征--可能成为原光谱双星的第一个证据，并将对它们的形成提供重要的限制。我们的初步双星分数（BF）约为71%（当将我们的结果与以前的研究结果合并时），这符合年轻时多重性非常高的概念，因此是恒星形成的副产品
2011-12-29 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
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
The role of disc self-gravity in the formation of protostars and protostellar discs
我们使用时间相关的，一维的光盘模型来调查的演变，形成通过分子云核心的崩溃，其中的主要运输机制是自引力的原恒星盘。我们假设这些圆盘进入热平衡状态，Q = 2，角动量输运的强度由圆盘的冷却速率决定。结果表明，这些光盘将达到一个准稳态，持续了一些自由落体的时间，其中大部分的质量在100 au位于10-20 au。内盘中的这种质量堆积可能导致足够高的温度，以便MHD湍流的增长，这可能会迅速排出内盘并导致FU Orionis样的爆发。在我们所有的模拟中，圆盘的内部区域（r < 40 au）对于碎裂是稳定的，而在由具有足够的初始角动量以在这些外部区域沉积足够质量的核心形成的圆盘的外部区域（r > 40 au）中碎裂是可能的。然而，这些外层区域的大量质量表明，碎片化将导致形成亚恒星和恒星质量的伴星，而不是行星质量的物体。虽然质量吸积率在很大程度上与观测结果一致，但大的圆盘质量表明，必须有一种额外的运输机制（如在圆盘上层发生的MRI），以便在观察到的圆盘寿命内排出剩余的圆盘材料。
2009-11-06 astro-ph.EP 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
The dependence of protostar formation on the geometry and strength of the initial magnetic field
我们使用平滑粒子磁流体动力学方法，对分子云核心坍缩形成一个或多个原恒星的12个模拟结果进行了报告，其中包括3种场强（质量通量比μ为5、10和20）和4种场几何形状（场与旋转轴之间的角度θ为0°、20°、45°和90°）。我们发现，这两个参数的值产生的原恒星系统和外流有很强的影响。从μ = 20时形成的双星系统到不同θ值下截然不同的外流结构，特别是θ = 90°时高度抑制的外流。未对准的磁场也可以产生翘曲的伪盘，其中外部区域垂直于磁场对准，但是最内部区域重新定向为垂直于旋转轴。我们遵循崩溃的大小相媲美的第一个核心，并发现没有一个流出速度超过8公里秒$^{-1}$。这些结果可能会限制两个观察到的原恒星外流，也对分子云核心可能最终形成单星和双星：一个足够弱的磁场可能允许磁盘碎片，而相反，更大的角动量传输的强场可能会抑制磁盘碎片。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral arm instability -- III. Fragmentation of primordial protostellar discs
利用高分辨率宇宙流体力学模拟研究了原始原恒星盘的引力不稳定性和碎裂。我们跟踪原恒星盘中旋臂的形成和演化，研究动力学稳定性，并确定次级原恒星形成的物理机制。在我们以前的研究中，我们使用基于螺旋臂不稳定性（SAI）分析的线性扰动理论。通过引入有限厚度和旋臂剪切运动的影响，我们改进了分析，并推导出了原恒星盘中SAI的物理条件。我们的分析准确地预测了稳定性和发病的手臂碎片，这是由自重和气体压力之间的平衡加上科里奥利力。在圆盘中形成次级和多个原恒星的原因是SAI，它是由自引力驱动的，因此可以在没有快速气体冷却的情况下运行。我们还可以预测碎片的典型质量，这与模拟中形成的次级原恒星的实际质量非常吻合。
2019-10-21 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
A new formation scenario of a counter-rotating circumstellar disk: spiral-arm accretion from a circumbinary disk in a triple protostar system
本文用无磁场的湍流分子云核模拟了三重原恒星系统中星周盘的旋转方向演化。我们在这样的三重系统中发现了一个新的反旋环星盘的形成途径。第三系原恒星是通过环双星盘的碎裂形成的，三个环星盘的初始旋转方向几乎与双星系统的轨道运动方向平行。它们之间的引力-流体动力学相互作用对随后的$\sim10^4\thinspace\rm{yr}$产生了很大的扰动，并且由于环双星盘的旋臂吸积作用，第三盘和恒星的旋转方向发生了逆转。第三次星周盘的反向旋转一直持续到模拟结束（形成后的$\sim6.4\times10^4\thinspace\rm{yr}$），这意味着反向旋转的盘是长期存在的。这一新的形成途径可能解释了ALMA最近发现的反向旋转盘。
2021-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology of the $^{13}$CO(3-2) millimeter emission across the gas disc surrounding the triple protostar GG Tau A using ALMA observations
分析了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对三重恒星系统GG Tau A的尘埃连续体和$^{13}$ CO（3-2）毫米辐射的观测，给出了旋转气体盘和同心共面尘埃环的证据。目前的工作通过探索气体圆盘的详细特性来补充早期的分析（Tang et al. 2016）。95%的置信度上限为0.24弧秒（34天文单位），被放置在距离中心恒星1弧秒（140天文单位）的圆盘刻度高度上。开普勒旋转的气体盘的证据，旋转速度达到~3.1公里$^{-1}$在1角秒的中心恒星，和99%的置信度上限为9%，被放置在一个可能的下降速度相对贡献。整个光盘区域的强度的变化进行了详细的研究，并确认在东南象限的热点的存在。然而，其他几个显着的强度变化，特别是在北部方向的低气压，也被发现。强度的变化被发现是正相关的线宽的变化。可能的贡献所测得的线宽进行审查，这表明增加光盘的温度和不透明度与恒星的距离减小。
2018-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a collimated jet from the low luminosity protostar IRAS 16253$-$2429 in a quiescent accretion phase with the JWST
本文利用JWST在低光度Class 0原恒星IRAS 16253-2429中发现高度准直的原子喷流，并通过激波模型和喷流模型估算其速度、密度及低质量损失率，证明极低质量原恒星在宁静吸积相也能驱动原子喷流。
2024-01-12 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
Turn up the light: Radiative efficiency of protostars at birth
本研究通过高分辨率辐射流体动力学模拟，定量估计了原恒星诞生后辐射效率与吸积率的演化，发现辐射效率迅速达到超临界，支持快速过渡到冷吸积情景，对解决光度问题和恒星形成理论有重要意义。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outbursting protostar 2MASS~22352345+7517076 and its environment
我们研究了I类原恒星2 MASS 22352345+7517076，Onozato等人（2015）报告了IRAS，Akari和WISE调查之间的戏剧性增亮。2 MASS 22352345+7517076是一小群低质量年轻恒星天体的成员，与分子云Lynds 1251中的IRAS 22343+7501相关。IRAS、ISO、斯皮策、Akari、Herschel和WISE任务观测到了它爆发的不同阶段。通过档案和我们自己的近红外观测补充这些数据，并考虑到邻近来源对中红外通量的贡献，我们研究了爆发物体的性质和环境，以及1983年至2017年的光度变化。低态辐射热光度Lbol ~ 32 Lsun指示一颗1.6-1.8太阳质量的100000-200000年的原恒星。它的2微米亮度在1993年至1998年期间开始上升，在2009年至2011年达到峰值，并在2015年开始下降。光谱能量分布的变化表明，在爆发之前，近红外线有长达十年的缓慢增亮。实际的吸积爆发发生在2004年至2007年之间。我们用简单的吸积盘模型拟合了亮相的光谱能量分布。模拟结果表明，圆盘吸积速率从3.5 \times 10^{-7} Msun yr^{-1}增加到1.1 \times 10^{-4} Msun yr^{-1}。在爆发的10年间，中心恒星的质量增加了近10^{-3}个太阳，大约相当于木星的质量。2017年，我们在K波段…
2018-12-14 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
Episodic accretion and mergers during growth of massive protostars
对高质量年轻恒星天体（HMYSO）生长的三维模拟表明，它们的拱星盘会分裂成多个自引力天体。这些由HMYSO吸积可以解释最近发现的幕式吸积爆发。我们后处理的结果，以前的3D模拟的HMYSO光盘与1D代码，解决了光盘和对象的动态到恒星表面。我们发现，在3D模拟中看到的内部圆盘中的物质的爆发式沉积本身并不总是意味着强大的吸积爆发。只有高密度后崩溃块跨越内部计算边界可能会导致可观察到的爆发。内盘丰富的物理性质对预期的吸积爆发有重要影响：（1）在标准湍流粘性盘中，迁移天体可以在距离恒星几个au的迁移陷阱处停滞。然而，在由磁化风驱动的圆盘中，物体能够穿过陷阱并产生类似于迄今为止观察到的爆炸。(2)迁移的天体可能会与内盘的热（氢离子化）不稳定性相互作用并改变其不稳定性，这可能是HMYSO中持续时间较长和亮度较低的爆发的原因。(3)如果中央恒星膨胀到一个天文单位的一小部分，由以前的插曲高吸积率，或者如果迁移的对象是特别密集，合并，而不是一个磁盘介导的吸积爆发的结果;（4）对象中断爆发可能是超级爱丁顿，通过强大的外流导致对HMYSO周围的情景反馈。
2022-10-18 astro-ph.EP 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
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
Primordial protostars accreting beyond the $ΩΓ$-limit: radiation effect around the star-disk boundary
我们考虑第一颗恒星的最大质量是否是由原恒星的自旋，即，通过所谓的$ΩΓ$极限，它要求恒星表面的辐射力和离心力之和小于引力的向内拉力。一旦吸积的原恒星达到这样一个边缘状态，恒星就不能更快地旋转，也不允许吸积更多具有向内角动量通量的气体。然而，迄今为止，在讨论$ΩΓ$ -极限对第一恒星形成的影响时，还没有适当地考虑恒星辐射对吸积盘结构的影响。在这里，我们得到了一系列的稳定的吸积盘的解决方案，考虑到这种影响，并找到解决方案没有净角动量流入的恒星与任意的旋转速率，除了那些有限的角动量流量。正角动量流的吸积推动恒星超过$ΩΓ$ -极限，这是只允许与外部压力提供的拱盘。另一方面，没有净角动量流入的吸积不会导致恒星的自旋上升。因此，没有净角动量流入的解的存在表明，即使在达到$ΩΓ$极限后，原恒星也可以通过吸积来保持质量增长。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dissecting the different components of the modest accretion bursts of the very young protostar HOPS 373
观测到的原恒星亮度变化可能很难解释。在我们的JCMT~瞬变监测巡天中，我们发现一颗年轻的双星HOPS 373在850 $μ$ m处正经历一个适度的$30\%$亮度增加，这是由吸积率增加1.8 $-$ 3.3倍引起的。最初的爆发发生在几个月内，有一个急剧上升，然后较浅的衰减。衰变后不久又出现了第二次上升，一年后光源仍然明亮。中红外辐射、小尺度CO外流以及变脉泽辐射的位置表明，这种变化与西南分量有关。近红外和NEOWISE $W1$和$W2$发射位于沿蓝移的CO流出，空间偏移由$\sim3$到$4^{\prime\prime}$从SW组件。UKIRT拍摄的$K$带发射图像显示出在外流边缘有一个紧凑的H $_2$发射源，并有一个尾部追踪外流到源。$W1$发射，可能主要由散射光，增亮0.7 mag，与基于亚毫米光变曲线的预期一致。在$K$带和$W2$中的连续变化信号被稳定的H $_2$发射所掩盖，正如在我们的Gemini/GNIRS光谱中所看到的那样，并且可能被CO发射所掩盖。这些发射源的差异使红外搜索最年轻原恒星的变化变得复杂。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Evidence for a bloated massive protostar in IRAS20126+4104
INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切尔西天文台）
通过分析IRAS20126+4104的中红外发射，研究其周期性变化，证实其周期为约6.8年，并提出该周期可能由恒星自转引起，表明该高質量原恒星具有膨胀的半径。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Disk structure around the Class I protostar L1489 IRS revealed by ALMA: a warped disk system
我们用阿塔卡马毫米/亚毫米波阵列（ALMA）在波段6观测了I类原恒星L1489 IRS。C $^{18}$ O $J=$ 2-1谱线发射显示出与其由于旋转而产生的速度梯度方向相同的平坦和非轴对称结构。我们发现C $^{18}$ O发射在~200-300 Au半径处出现下降，而1.3 mm的连续发射则平滑地延伸到~400 Au。在C $^{18}$ O倾角的半径处，外部的旋转轴似乎与内部组件的旋转轴倾斜约15度。在r~600 au之前，相对于C $r^{-0.5}$倾角的内、外分量都表现出$r^{-0.5}$开普勒自转轮廓。这些结果不仅表明开普勒盘延伸到~600 au，而且还表明该盘是翘曲的。我们构造了一个以开普勒速度旋转的三维翘曲盘模型，并证明了翘曲盘模型再现了速度通道图和PV图中的主要观测特征。这样一个扭曲的盘系统可以通过质量吸积从一个错位的信封形成。我们还讨论了一个可能的磁盘演化方案的基础上比较磁盘的半径和质量之间的I类和II类源。
2020-03-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopy of embedded protostars in the massive metal-poor star-forming region NGC 346
利用中等分辨率（R $\sim$ 4000）的YJ、H \& K波段光谱，对小麦哲伦云（Z = 1/5 Z $_{\sun}$）中最活跃的恒星形成区NGC~346中的候选年轻恒星（YSO）进行了研究。光谱是用甚大望远镜上的KMOS（K波段多目标摄谱仪）积分场仪器获得的。从我们最初的18个候选大质量YSO的样本中，我们先前通过中红外测光和辐射转移模型对其光谱能量分布进行了拟合，其中大约一半被我们的积分场数据分解为多个分量。总共，我们检测到30个连续源，并提取可靠的光谱为12个这些对象。光谱显示出各种特征，包括氢复合线，H $_2$，He~{ \sc i}和[Fe~{ \sc ii}]的线，它们指示大质量YSO中的吸积、盘和流出物质。我们光谱确认的年轻性质的9个YSO候选人，并确定其他两个OB星。所有确认的YSO在发射中具有Br $γ$，但是没有从CO带头看到发射，尽管在光谱中存在其他盘示踪剂。He\，{ \sc i}~1.083 $μ$ m的发射率也明显高于银河系。
2022-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
