Protostellar Outflows in L1340
我们使用H $_2$ 2.122 $μ$ m近红外线作为激波示踪剂，对L1340 A、B和C云进行了原恒星外流激波的搜索。在云的三个区域（L1340 A，L1340 B和L1340 C）中的每一个都发现了大量的外流活动。我们发现了42个不同的激波复合体（L1340 A中16个，L1340 B中11个，L1340 C中15个）。我们能够将其中17个激波复合体与12个不同的外流联系起来，并为每个外流确定候选源星。我们研究了（A $_{V}$，T $_{bol}$，和L $_{bol}$），并将其与0/I类和平坦SED原恒星的一般群体的性质进行比较，发现有一个迹象，尽管统计显著性较低，即外流驱动原恒星来自具有较低A $_{V}$，较高L $_{bol}$，T $_{bol}$比一般原恒星要低。
2016-10-06 astro-ph.SR
Episodic molecular outflow in the very young protostellar cluster Serpens South
原恒星以喷流或外流形式的质量损失是原恒星质量吸积的必要对应物。外流喷射事件可能在它们的速度和/或质量损失率方面有所不同。在0类原恒星阶段（早期吸积阶段）已经观察到这种“偶发性”喷射事件，并在随后的I类阶段继续，这标志着恒星形成的第一个一百万年。以前观测到的幕式抛射源相对孤立，然而，最常见的恒星形成地点是星团。外流将原恒星与它们的环境联系起来，并提供了一个可行的湍流源，这是调节星团中恒星形成所必需的，但尚不清楚星团环境中吸积驱动的喷流或外流如何在其最早阶段表现出来。这个早期阶段对于建立原恒星和星团演化过程中动量和能量向环境转移的初始条件非常重要。在这里，我们报告说，从一个非常年轻的0级原恒星流出，在非常活跃的中心和无意识的巨蛇座南原恒星集群，显示出明确的情节事件。从原恒星的$^{12}$ CO（J=2-1）的排放揭示了22个不同的特征流出喷出物，最近的具有最高的速度。流出形成双极叶-恒星形成的第一个可探测的迹象之一-源于1毫米连续辐射的峰值。从周围的C $^{18}$ O信封发射显示运动学与旋转和物质落入原恒星一致。这些数据表明，情节吸积驱动的外流开始在原恒星演化的最早阶段，并在一个非常集群的环境中保持完整的外流，可能提供有效的动量转移驱动湍流。
2015-11-03 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
Multiple Bipolar Molecular Outflows in the L1551 IRS5 Protostellar System
多原恒星系统L1551 IRS 5表现出大规模的双极分子外流。我们用亚毫米波阵列研究了其驱动源~4000 AU范围内的外流。我们的CO（2-1）图像在~4”（~560 AU）分辨率下显示了三个不同的组成部分：1）一个X形结构，距离中心约20”，具有与大尺度外流相似的对称轴和速度模式; 3）一个距离中心约1.4”的紧凑中心分量，其对称轴和速度分布与大尺度外流相似。X形的部分可能包括两个主要原恒星部分流出的流出物所挖出的锥形空腔的边缘变亮的壁。致密的中心成分可能包括新携带的物质，由两个主要的原恒星成分的一个或两个流出物。S形分量很可能包含一个旋进外流，其对称轴与其他两个分量相比，相对于天空平面的倾斜方向相反。这种外流可能是由最近报道的L1551 IRS 5中的候选第三个原恒星组件驱动的，其拱星盘相对于两个主要的原恒星组件错位。这颗原恒星与其更大质量的北邻恒星之间的引力相互作用可能导致了星周盘的进动，从而导致了这颗原恒星的外流。
2009-04-14 astro-ph.SR
HST/WFC3 Imaging of Protostellar Jets in Carina: [Fe II] Emission Tracing Massive Jets from Intermediate Mass Protostars
我们提出了窄带WFC 3-UVIS和红外图像的四个外部照射的原恒星喷流在船底座星云：HH 666，HH 901，HH 902，和HH 1066。这些巨大的喷流是不寻常的，因为它们沐浴在来自附近几十颗O型恒星的紫外线辐射中，但尽管有强烈的入射电离辐射，喷流的一部分仍然保持中性。近红外[Fe II]图像显示了致密的中性气体，这在以前的H-α发射研究中没有看到。我们表明，近红外[Fe II]发射气体必须自屏蔽莱曼连续光子，无论其激发机制（冲击，FUV辐射，或两者兼而有之）。高密度的生存所需的Fe+之间的强大的莱曼连续从Tr 14，提高估计的质量损失率的数量级。较高的喷流质量损失率需要较高的吸积率到他们的驱动原恒星，这意味着这些喷流是由中等质量（IM; ~2-8 Msun）恒星驱动的。事实上，其中两个外流的红外驱动源具有需要IM原恒星的光度。所有这四个HH喷流都是高度准直的，张开角只有几度，类似于在低质量原恒星中观察到的。我们建议，这些射流反映基本上相同的流出现象，在广角分子流出与IM和高质量的原恒星，但准直原子射流核心照射，并呈现在船底座的恶劣的辐射环境中观察。在更安静的环境中，这个原子核心保持不可见，并且流出腔中由冲击激发的分子追踪的流出给人的印象是这些流出具有更宽的张开角。因此，船底座的外部辐射喷流构成了IM原恒星准直喷流的新观点，并提供了强有力的额外证据，表明至少~8 Msun的恒…
2013-05-29 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
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
Episodic accretion in binary protostars emerging from self-gravitating solar mass cores
观测结果显示，年轻的原恒星的光度分布很广，这常常被解释为偶发性吸积。我们在这里测试这种情况下，使用数值模拟的太阳质量分子云的崩溃后，使用GRADSPH代码，不同的初始扰动的强度和核心的温度。本文的一个具体的重点是调查的作用，双星和多个系统的背景下，幕式吸积，并比较它们的演变，在孤立的碎片的演变。我们的模型形成了各种低质量的原恒星物体，包括单，二进制和三重系统与二进制更积极地表现出情节吸积比孤立的原恒星。我们还发现，随着时间的推移，平均质量吸积率总体呈下降趋势，这表明大部分原恒星质量是在最初的10^5年内吸积的。这一结果可能有助于解释大多数原恒星群体中令人惊讶的低平均光度。
2017-12-27 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
A Sub-arcsecond Survey Toward Class 0 Protostars in Perseus: Searching for Signatures of Protostellar Disks
我们在$\sim$ 0.3 $^{\prime\prime}$（70 AU）分辨率下对英仙座分子云中的9颗0类原恒星进行了CARMA 1.3 mm连续谱巡天。这项研究大约增加了一倍的0级原恒星的数量观察到的空间分辨率$<$ 100 AU在毫米波长，使原恒星盘和原二进制系统的存在进行探测。我们在两个源（L1448 IRS 2和Per-emb-14）周围检测到半径为$>$ 100 AU的扁平结构，这些源可能是强盘候选者。在3颗原恒星（L1448 IRS 3C、IRAS 03282+3035和L1448 C）的方向上发现了边缘分辨结构，其位置角在垂直于外流方向的30 $^{\circ}$以内，被认为是候选的盘。另外两颗（L1448 IRS 3 B和IRAS 03292+3039）有解析结构，可能是大质量内包层或盘的指示; L1448 IRS 3 B也有一颗伴星，与伴星的距离为0.9 $^{\prime\prime}$（$\sim$ 210 AU）。IC 348-MMS没有很好的解析结构，候选的第一个流体静力学岩心L1451-MMS在1 $^{\prime\prime}$尺度上的解析度很低。强盘候选源的后续与C $^{18}$ O（$J=2\rightarrow1$）的观测，检测速度梯度一致的旋转，但目前还不清楚，如果旋转是开普勒。我们比较观测到的可见度振幅辐射转移模型，发现可见度振幅比表…
2015-03-17 astro-ph.SR
Impact of Protostellar Outflow on Star Formation: Effects of Initial Cloud Mass
利用三维电阻MHD模拟研究了单云核中原恒星外流控制的恒星形成效率。从星前云核开始，计算恒星形成过程，直到主吸积阶段结束。在计算中，星前云的质量被参数化。在恒星形成过程中，原恒星外流是由星周盘驱动的。外流也在横向方向上延伸，直到其宽度变得与初始云尺度相当，因此，外流具有>40度的宽开口角。结果，原恒星外流将大部分下落的物质卷起来，并将其蒸发到星际空间。外流最多可以喷射出超过一半的宿主云质量，显着降低恒星形成效率。在初始质量较大的云中，外流功率较强。因此，原恒星外流有效地抑制了大质量星云中恒星的形成效率。外流显着减弱，消失在几个自由落体的时间尺度的初始云后，云开始崩溃。出生星前核影响流出的寿命和大小。在主吸积阶段结束时，一个质量与原恒星相当的巨大的星周盘仍然存在。计算表明，通常情况下，约30%的初始云质量转化为原恒星，约20%保留在星周盘中，而约40%被原恒星流出物喷射到星际空间。因此，单个云核的恒星形成效率通常为30- 50%。
2011-08-17 astro-ph.SR
On Rapid Disk Accretion and Initial Conditions in Protostellar Evolution
低质量的原恒星可以通过短暂的快速吸积来吸积它们的大部分物质;然而直到最近，这些原恒星的进化轨迹都假设只有恒定或缓慢变化的吸积。Baraffe、Chabrier和Gallardo最近在研究快速吸积的潜在影响方面迈出了重要的第一步，他们表明，在低温（“冷”）吸积的极限下，原恒星的半径可能比以前的研究小得多。在原恒星吸积结束时，如此小的半径会使一些年轻的恒星看起来比实际年龄老得多--也许高达1000万年。然而，我们认为，非常快速的磁盘吸积是不太可能冷，因为最好的研究前主序列磁盘与快速磁盘吸积爆发的观测-FU Ori对象-具有光谱能量分布，这意味着大，而不是小，原恒星半径。此外，理论模型指出，在高吸积率下，原恒星盘内部变得很热，几何厚度很大，使得热物质更有可能被添加到恒星中。此外，吸积盘非常大的光度可能会强烈地照射中央恒星，加热外层并可能使其膨胀。尽管如此，Baraffe等人的计算强调了初始原恒星半径对后续演化的重要性。
2011-06-16 astro-ph.SR
Asymmetry in the protostellar system HOPS 198: Evidence for the evolution of outflow opening angle driven by density of the surrounding core
Yale University（耶鲁大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究发现原恒星系统HOPS 198的外流张角差异由两侧核密度不同导致，证实外流张角演化受原恒星核密度驱动。
2026-08-06 astro-ph.SR
Large-scale numerical simulations of star formation put to the test: Comparing synthetic images and actual observations for statistical samples of protostars
背景：嵌入式原恒星的观测和模拟近年来进展迅速。把它们放在一起是推进我们对恒星形成最早阶段的认识的重要一步。目的：比较合成连续图像和SED，从大规模数值模拟计算，观测研究，从而帮助解释的观察和测试模拟的保真度。研究方法：利用辐射转移程序RADMC-3D，在分子云的大型数值模拟中，生成了原恒星系统的合成连续图像和SED。超过13000个独特的辐射转移模型产生了各种不同的原恒星系统。结果：在0.76百万年的过程中，模拟形成了500多颗原恒星，主要在两个子星团内。合成的SED用于计算进化示踪剂Tbol和Lsmm/Lbol。结果表明，虽然所观察到的示踪剂的分布很好地匹配的模拟，他们一般做一个穷人的工作跟踪的原恒星年龄。在模拟的早期，40%的0级原恒星被一颗原恒星包围。从模拟磁盘的通量发射被发现是，平均而言，一个因素6太低，相对于真实的观测。原恒星的光度分布跨越三个数量级以上，与观测到的分布相似。核心和原恒星被发现是密切相关的彼此，与它们之间的距离分布与观测非常一致。结论：合成观测与真实观测的分析和统计比较是解释观测结果的有力工具。
2015-12-14 astro-ph.SR
An Explicit M1 Radiation-hydrodynamics Scheme for 3D Protostellar Evolution
Tohoku University（东北大学）；Hokkaido University（北海道大学）；Kyoto University（京都大学）；University of Tsukuba（筑波大学）
本文提出一种显式M1辐射-流体动力学方案，用于三维原恒星演化的模拟，通过混合非RSLA辐射组件恢复能量守恒，实现高效的大时间步计算。
2026-02-18 astro-ph.SR
Protostellar Jet and Outflow in the Collapsing Cloud Core
利用电阻性MHD嵌套网格模拟方法研究恒星形成过程中外流和喷流的驱动机制。我们发现了两个不同的流在坍缩的云核：低速流出（SIM 5公里/秒）与宽的开口角，驱动从第一绝热核心，和高速喷流（SIM 50公里/秒）具有良好的准直，驱动从原恒星。高速射流被低速外流包围。两个流之间的准直程度的差异是由磁场的强度和磁场线的配置引起的。绝热核周围的磁场很强，并具有沙漏形结构。因此，绝热核的低速外流主要由磁离心机制驱动，并由沙漏状磁力线引导。相比之下，原恒星周围的磁场是弱的，并有一个直的配置，由于欧姆耗散的高密度气体区域。因此，来自原恒星的高速喷流主要由磁压梯度力驱动，并由直线场引导。绝热核与原恒星之间引力位深度的不同导致了流速的不同。低速流出对应于所观察到的分子流出，而高速射流对应于所观察到的光学射流。我们认为原恒星外流和喷流是由不同的核心（第一绝热核心和原恒星）驱动的，而不是外流被喷流夹带。
2009-07-20 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
Evolution of the atomic component in protostellar outflows
我们提出了SOFIA/FIFI-LS观测三个0类和一个I类流出（Cep E，HH 1，HH 212和L1551 IRS 5）在远红外[O I] 63妈妈和[O I] 145妈妈过渡。光谱[O I] 63妈妈地图使我们能够推断这些原恒星流出的温暖，低激发原子气体的空间范围。如果适当的冲击条件占上风，瞬时质量喷射率直接与[O I] 63 μ m光度有关。为了解开演变趋势，我们分析了一组14个0/I类流出源，在空间上解决的[O I] 63妈妈排放。我们比较了这些数据与72个0/I/II类流出源，已观察到与赫歇尔（WISH，DIGIT，将，GASPS调查）没有空间解决的[O I] 63妈妈线的样本。
2021-05-18 astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Protostellar Outflows: Synthetic Observations and Data Comparisons
我们目前的结果从三维，自引力，辐射流体动力学模拟低质量的原恒星外流。我们在12 CO中构建合成观测，以便与观测到的外流进行比较，并评估光束分辨率和外流方向对推断出的外流性质的影响。为了便于比较，我们开发了一个定量的公式来测量流出开口角。使用这个处方，我们证明，在模拟和合成观测，流出开口角扩大随着时间的推移，类似于观察到的流出。然而，流出气体和湍流核心包络之间的相互作用产生显着的不对称性之间的红色和蓝色的偏移流出波瓣。我们发现，应用速度截止可能会导致流出的质量被低估了一个因素5或更多，和群众来自光学厚CO排放进一步低估了高速气体的质量的一个因素5-10。导出的激发温度表明，流出气体比环境气体更热，温度随时间的推移而上升，这与模拟气体温度一致。然而，激发温度在其他方面与实际气体温度没有很好的相关性。
2011-10-25 astro-ph.SR
Radiation-Hydrodynamic Simulations of Massive Star Formation with Protostellar Outflows
我们报告的结果AMR辐射流体动力学模拟的大质量恒星形成云的崩溃使用ORION代码。这些模拟是第一个包括反馈效应的原恒星外流，以及原恒星辐射加热和辐射压力施加在下落，尘埃气体。我们发现，流出物通过周围的核心疏散减少光学深度的极性腔。这些增强了极向方向上的辐射通量，使得其比中平面中的辐射通量大1.7至15倍。结果，在赤道方向上作用在原恒星盘和下落云气上的辐射加热和向外辐射力大大减小。与不包括外流的模型相比，它同时降低了大质量恒星形成的埃丁顿辐射压垒，并增加了辐射加热的最小阈值表面密度，以抑制碎片化。这两种效应的强度都取决于初始的核表面密度。表面密度较低的核心有较长的自由落体时间，因此当核心坍缩时，在其中形成的大质量恒星会经历更多的开尔文收缩，导致更强大的外流。此外，在表面密度较低的云团中，外流从核心中爆发出来所需的时间与核心自由下落时间的比率较小，因此这些云团在坍缩的早期阶段受到外流的影响。因此，外流效应在低面密度岩心中最强，在高面密度岩心中最弱。我们还发现，在外流腔的方向上的辐射聚焦足以防止形成辐射压力支持的拱星气泡，相比之下，忽略原恒星外流反馈的模型。
2011-08-03 astro-ph.SR
A Substellar-Mass Protostar and its Outflow of IRAS 15398-3359 Revealed by Subarcsecond-Resolution Observations of H$_2$CO and CCH
作为阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列第0周期项目之一，在$0.8$毫米波段获得了狼疮1星云中低质量原恒星IRAS 15398-3359的H $_2$ CO和CCH谱线发射的亚弧秒（$0.^{\prime\prime}5$）图像。我们已经检测到一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个良好的准直外流腔沿东北-西南轴延伸。根据出流腔的运动学结构，出流的倾斜角约为$20^\circ$，或几乎是边缘上的。这与之前提出的更加极点几何形状的建议形成鲜明对比。中心集中的分量被解释通过使用的模型的下降旋转包线与估计的倾角，和原恒星的质量估计为小于$0.09\ M_\odot$。需要更高的空间分辨率的数据来推断存在一个旋转支持磁盘这个源，暗示了一个弱的高速H $_2$ CO排放与原恒星。
2014-10-22 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
The discovery based on GLIMPSE data of a protostar driving a bipolar outflow
我们报告的发现基于GLIMPSE数据的原恒星系统驱动双极外流。双极流出在红外线中非常类似于沙漏的形状。由IRAS通量计算出的总光度L_total=5507 L_sun，表明该区域有一颗大质量恒星正在形成。的光谱能量分布（SED）的驱动源是拟合与在线SED拟合工具，这导致在约1.2的光谱指数。这一点，以及双极外流的存在，表明检测到一个I类原恒星。驱动源表明突出的红外线过量的颜色-颜色图的基础上存档的2 MASS和GLIMPSE数据，这是符合系统的早期进化阶段。
2012-02-08 astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars
我们进行了辐射流体动力学模拟的超爱丁顿制度，包括他们的辐射反馈和原恒星流出的大质量恒星的形成。计算从星前的尘埃气体核心开始，一直持续到恒星停止生长。吸积结束时，核心的残余物被弹出，主要是由在极地方向的直接恒星辐射的力量和其他地方的再辐射的热红外辐射。吸积持续多久取决于是否存在原恒星外流。我们将质量流出率设置为恒星汇粒子吸积率的1%。流出物打开一个双极腔，延伸到核心的外边缘，通过该腔，热辐射很容易逃逸。辐射通量向极地方向汇集，而核心的坍缩则在赤道附近进行。外流因此扩大了“闪光效应”，或各向异性辐射场，在以前的研究中发现，从几百AU规模的拱星盘到0.1秒差距规模的核心。核心的闪光效应允许核心气体在圆盘上累积更长时间，就像圆盘的闪光效应允许圆盘气体在恒星上累积更长时间一样。因此，尽管原恒星外流带走了核心两极附近的物质，导致恒星在最初的几个自由落体时间内生长较慢，但在我们的计算中，它们也使吸积持续更长时间。外流最终导致质量稍高的恒星。
2014-12-19 astro-ph.SR
Spitzer and near-infrared observations of a new bi-polar protostellar outflow in the Rosette Molecular Cloud
我们提出并讨论了\emph{Spitzer}和近红外H $_{2}$观测一个新的双极原恒星流出的玫瑰分子云。流出在所有四个IRAC带中可见，并且在MIPS 24 $μ$ m带中部分作为扩散发射。一个嵌入的MIPS 24 $μ$ m源平分流出，似乎是驱动源。该源与8 $μ$ m IRAC图像中吸收中看到的暗斑一致。进行冲击发射的\emph{Spitzer} IRAC颜色分析，由此构建流出的热和柱密度图。流动的窄带近红外（NIR）图像显示H $_2$发射特征与流出的高温区域一致。由于检测到近红外H $_2$特征，该流出物现在被指定为MHO 1321。我们使用这些数据和地图来探测流动的物理条件和结构。
2010-03-11 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
Predictions for Observing Protostellar Outflows with ALMA
原恒星外流提供了一种手段来探测形成恒星的吸积过程及其向周围环境注入能量的能力。然而，流出观测的基础上的结论取决于其属性可以估计的准确程度。我们通过数值模拟的合成$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）观测来检验阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对原恒星外流观测的质量。我们使用各种ALMA配置，观测参数和外流倾角，以评估如何准确地不同的假设和设置可以恢复基本属性。我们发现，更紧凑的阵列和更长的观测时间可以提高质量和动量恢复的两个因素。在第一个$\sim$ 0.3百万年的演化过程中，即使对于速度为$|v|\ge 1$ km s $^{-1}$，$^{12}$ CO（1-0）也是光学厚度的，并且流出质量在没有光学深度校正的情况下被严重低估。同样，在第一个$\simeq 0.1$ Myr期间，$^{13}$ CO（1-0）是光学厚的。然而，由于较短的观测时间，丢失的流量，和光学深度的低估部分抵消了假设的局部热力学平衡和较高的激发温度。总的来说，我们期望在500秒差距内对原恒星源进行完整的ALMA $^{13}$ CO（1-0）观测，观测时间为$\gtrsim 1$小时，假设激发温度为$T<20$ K，将可靠地测量质量和视线动量，误差在20%以内。
2015-01-29 astro-ph.SR
Investigations of Protostellar Outflow Launching and Gas Entrainment: Hydrodynamic Simulations and Molecular Emission
我们调查原恒星外流演化，气体夹带，恒星形成效率使用辐射流体动力学模拟孤立，湍流低质量的核心。我们采用X风发射模型，其中的流出速率耦合到瞬时的原恒星吸积速率和演化。我们改变流出准直角从$θ$ =0.01-0.1，并发现，即使是很好的准直流出有效地扫过和夹带显着的核心质量。第0阶段的寿命范围为0.14-0.19百万年，这与观察到的0级寿命相似。核心的恒星形成效率介于0.41-0.51之间。在所有情况下，流出物在周围材料中驱动强烈的湍流。虽然最初的核心湍流是纯粹的螺线管的建设，模拟收敛到螺线管和压缩运动之间的近似均分，由于外流驱动和崩溃的组合。当一个集群的原恒星，这不是引力集中凝聚的模拟相比，我们发现，外流驱动器的运动，主要是螺线管。最后的湍流速度分散的核心的初始值的两倍左右，表明一个单独的外流是很容易能够补充湍流运动的次秒差距尺度。我们后处理的模拟，以产生合成的分子线发射图的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O和评估如何以及这些示踪剂重现的基础质量和速度结构。
2014-01-16 astro-ph.SR
CARMA observations of protostellar outflows in NGC 1333
我们目前的观测流出的恒星形成区域NGC 1333使用组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）。我们将12 CO和13 CO（1-0）CARMA镶嵌图与14米五学院射电天文台（FCRAO）的数据相结合，以5“至7”（或1000 AU至0.5 pc，距离235 pc）的尺度探测该原恒星团的中心，最密集和活跃的区域。我们绘制并识别12 CO流出，并与13 CO数据一起估计它们的质量，动量和能量。在7 'x7'的地图中，5“的分辨率允许对流出和流出候选者的形态和运动学进行详细研究，其中一些以前与该地区的其他流出排放相混淆。总的来说，我们确定了22个外流叶，以及9个密集的拱星信封标记的连续发射，其中6个驱动外流。我们计算出的总流出质量、动量和能量分别为6 Msun、19 Msun km/s和7 × 10^44 erg。在同一区域内，我们比较外流运动学与湍流和重力能，我们认为，外流可能是重要的代理人在这一地区的湍流的维护。在恒星形成的最早阶段，外流还没有提供足够的能量来完全破坏大多数恒星形成发生的集群区域，但随着原恒星源的演变，有可能这样做。我们的研究结果可以用来限制外流特性，如外流强度，在数值模拟中的外流驱动的湍流团簇。
2013-07-12 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
Feedback Effects on Low-Mass Star Formation
原恒星的反馈，辐射和双极流出，显着影响的碎片和质量吸积从恒星形成的核心。我们使用ORION，一个自适应网格细化重力辐射流体动力学代码，模拟一个集群的低质量恒星的形成，包括辐射转移和原恒星流出。我们进行了四次模拟，以隔离辐射反馈和外流反馈的单独影响以及两者的组合。外流减少原恒星的质量和吸积率的三个因素，因此减少原恒星的光度由一个数量级。因此，虽然辐射反馈抑制碎片，外流使原恒星辐射在很大程度上无关的低质量恒星形成以上的质量尺度为0.05 M太阳。我们发现云的初始碎片是全球牛仔裤长度的一半，约0.1 pc。由于没有足够的原恒星辐射来阻止它，这些0.1pc的核心不断分裂，通常每个核心形成10颗恒星。这些恒星的吸积速率与质量成比例，正如核心吸积模型所预测的那样，该模型包括热运动和湍流运动。我们发现，原恒星外流并没有显着影响整体云动力学，在没有磁场，由于其小的开度角和不良的耦合到致密气体。流出的气流将核心的质量减少了2/3，使核心到恒星的效率约为1/3。辐射和外流的模拟再现了观测到的原恒星光度函数。所有的模拟都能再现观测到的核心质量函数，尽管它们对望远镜分辨率很敏感。辐射和外流的模拟再现了银河IMF和两点关联函数的核心观察到的rho Oph。
2012-01-13 astro-ph.SR
A bipolar outflow from the massive protostellar core W51e2-E
我们提供了W51 e2双极流出的高分辨率图像，这些图像是从亚毫米阵列的存档数据中观察到的CO（3-2）和HCN（4-3）线，角分辨率分别为0.8”x 0.6”和0.3”x 0.2”。图像显示，强大的外流来自原恒星核心W51 e2-E，而不是超致密的HII区域W51 e2-W。从W51 e2-E流出的运动学时间尺度约为1000年，比超致密HII区W51 e2-W的年龄（~5000年）年轻。推测W51 e2-E中存在着约1 × 10 - 3 M_sun·yr^{-1}的大质量损失率和120 L_sun的高机械能，表明有一颗O星或一个B星团正在形成.观测到的外流活动以及推测的大吸积率表明，目前W51 e2-E正处于恒星形成的快速阶段。
2010-07-18 astro-ph.SR
Variable protostellar mass accretion rates in cloud cores
球形流体动力学模型与多方状态方程（EoS）形成的原恒星重新审视，以调查所谓的光度难题突出的观测。对于具有多变指数$γ$ >1的EoS的分子云（MC）核心，随着原恒星的出现，中心质量吸积率（MAR）随着时间的增加而减小，这为光度问题提供了一个合理的解决方案。当MAR降低时，原恒星的光度也降低，这意味着用等温模型从目前观测到的光度推断恒星形成时间是无效的。此外，径向密度分布和无线电连续不断的许多MC核心演变向原恒星的观测也表明，多变的动力学领域的$γ$ > 1应使用的物理模型。
2017-05-25 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
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 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
Protostellar Jets Enclosed by Low-velocity Outflows
用三维磁流体动力学模拟方法计算了原恒星形成后\sim 270年的原恒星喷流和外流，其中原恒星和它的母云都是空间分辨的。在盘的内缘附近有一个准直性好的高速（\sim 100 km/s）喷流，而在盘的外缘区域则有一个低速（<10 km/s）的大张开角喷流。高速射流传播到低速出流中，形成嵌套的速度结构，其中窄的高速流被宽的低速流包围。低速出流处于近稳定状态，而高速射流则间歇出现。喷流的时变性与盘到原恒星的幕式吸积有关，这是由引力不稳定性和磁制动和磁旋转不稳定性等磁效应引起的。虽然高速射流具有较大的动能，但其质量和动量远小于低速出流。大部分下落的气体被低速外流喷出。因此，在恒星形成的早期阶段，低速外流实际上比高速喷流有更显著的影响。
2014-11-26 astro-ph.SR
Observing the onset of outflow collimation in a massive protostar
目前通过吸积盘和磁流体动力驱动的气体喷射形成恒星的范例预测了准直外流的发展，而不是没有任何优先方向的膨胀。我们对大质量原恒星W75 N（B）-VLA 2进行了射电连续观测，结果表明它是一个热的、准直的电离风，并且在18年的时间里从一个紧凑的源演变成一个细长的源。这是一致的相关的扩展水蒸汽脉泽壳，从一个近圆形的形态，跟踪几乎各向同性流出，到一个椭圆形的概述准直运动的演变。我们模拟这种行为的一个情节，短暂的，原本各向同性的，电离风的形态演变，因为它在一个环形密度分层移动。
2015-07-19 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
Multiple protostellar outflows from a single protostar with a misaligned disk
Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；Kyushu University（九州大学）
研究发现，原恒星系统中不平行的角动量与磁场可导致多个喷流成分，其中螺旋流成分在大不平行角度下主导，质量与扩展程度超过经典盘风。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars. III. Substructures in Protostellar Disks
在$\sim1-10$ Myr古老的原行星盘中普遍存在的亚结构，通常与行星形成有关，这提出了这样的特征形成的早期有多早的问题，作为一个推论，行星形成开始的早期有多早。在这里，我们提出了七个原恒星盘（年龄$\sim0.1-1$百万年）从VLA/ALMA新生盘和猎户座原恒星的多重性调查（VANDAM：猎户座），显示清晰的子结构，从而表明，这些功能可以形成早期的磁盘的寿命。我们使用简单的分析模型以及详细的辐射转移建模来表征它们的结构。特别是，我们表明，至少有四个源有相对大规模的信封，这表明他们是特别年轻的，可能是最年轻的磁盘与子结构已知的日期。这些圆盘中的几个也具有来自偏离环形结构中心的内盘的发射。然而，考虑到被清理出的区域的大小，还不清楚这些特征是否与行星形成有关，或者更确切地说，它们是否是早期近距离分离双星形成的标志。
2020-10-01 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
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
The High-Mass Protostellar Population of a Massive Infrared Dark Cloud
我们对$\sim70,000\:M_\odot$红外暗云（IRDC）G028.37+00.07的高质量原恒星种群进行了普查，根据Molinari等人（2016）的{ \it Herschel} Hi-GAL目录中报告的$70\:μ$ m发射确定了35个源。我们进行孔径测光来构建光谱能量分布（SED），然后将其与Zhang & Tan（2018）的大质量原恒星模型拟合。我们发现这些光源的各向同性光度范围从$\sim$ 20到4,500 $\:L_\odot$。最明亮的光源被预测为具有当前的原恒星质量为$m_{*}\sim10\:M_\odot$，由质量为$M_{c}\sim40$到$400\:M_\odot$的核心形成。在我们的样本中，最不发光的源被预测为质量低至$\sim 0.5\:M_\odot$的原恒星，其形成的核心具有$M_{c}\sim10\:M_\odot$，这是在原恒星模型网格中探索的最小值。探测到的原恒星总质量估计为$M_{*}\sim 100\:M_\odot$。考虑到完整性修正，这是受约束的比较与ALMA研究的一部分云，我们估计每自由落体时间的$\sim3\%$在IRDC的恒星形成效率。最后，分析源的空间分布，我们发现相对较低程度的中心集中的原恒星。原恒星，包括质量最大的原恒星，似乎并没有特别集中在IRDC边界所定义的原星团中。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphologies of protostellar outflows: An ALMA view
恒星的形成通常伴随着原恒星外流的发射。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测将很快彻底改变我们对这些物体的形态和运动学的理解。在本文中，我们提出了合成ALMA观测的原恒星外流的基础上的数值磁流体动力学崩溃模拟。我们发现显着的速度梯度在我们的外流模型和一个非常突出的螺旋结构内的流出。我们推测，在HD 163296的ALMA科学验证数据中发现的盘风是这种观测的第一个实例。
2013-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemistry as a tool to follow the protostellar evolution: the Class I stage
天体化学的最新发展表明，某些分子物种可以作为研究太阳型恒星形成过程早期阶段的工具。其中，更相关的物种是星际复杂有机分子（iCOMs）和氘代分子。他们的分析为我们提供了关于原恒星物体现在和过去历史的信息。在原恒星演化阶段中，I类原恒星是研究行星形成过程初始条件的理想实验室。事实上，从物理学的角度来看，I级阶段是0级阶段和原行星盘阶段之间的桥梁，0级阶段主要是吸积过程，原行星盘阶段是行星形成的时候。尽管它们很重要，但对I类原恒星的观测很少，对它们的化学成分也知之甚少。在本文中，我们回顾了（少数）现有的观测iCOMs和氘代物种在I类原恒星。此外，我们还对I类原恒星SVS 13-A的氘代氰基乙炔和硫代甲醛进行了新的观测。这些新的观察结果使我们能够更好地了解SVS 13-A的物理和化学结构，并将氰基乙炔和硫甲醛氘代与不同进化阶段的其他来源进行比较。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk wind feedback from high-mass protostars
我们进行了一系列的三维磁流体动力学（MHD）模拟的流出核心的相互作用，形成一个大质量的原恒星通过崩溃的初始云核心的$60~{M_\odot}$。这使我们能够表征大质量原恒星的盘风驱动外流的特性，这可以测试不同的大质量恒星形成理论。它还使我们能够定量评估流出反馈对原恒星核形态和整体恒星形成效率的影响。我们发现，流量的开角随着原恒星质量的增加而增加，与一个简单的半解析模型一致。一旦原恒星到达$\sim24~{M_\odot}$，外流的张开角度是如此之大，以至于它已经吹走了大部分的包层，从而几乎结束了自己的吸积。因此，我们发现整体恒星形成效率为$\sim50\%$，类似于低质量原恒星核心的预期。因此，我们的模拟结果表明，磁流体磁盘风外流是占主导地位的反馈机制，帮助塑造恒星的初始质量函数从一个给定的星前核心质量函数。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Hadronic Gamma-ray Emissions from Solar Flares and Prospects for Detecting Non-thermal Signatures from Protostars
我们研究了太阳耀斑脉冲阶段的γ射线辐射和原恒星耀斑非热信号的可探测性。高能太阳耀斑发射出GeV能量的高能γ射线，但其产生机制和发射地点至今仍不清楚。年轻的恒星物体，包括原恒星，也会出现明亮的X射线耀斑，但由于强烈的遮蔽，耀斑活动的触发机制仍然不清楚。毫米/亚毫米波段和伽马射线波段的非热特征具有很强的穿透能力，可用于探测原恒星耀斑。我们发展了一个太阳耀斑脉冲阶段的非热辐射模型，其中宇宙射线质子在终止激波处加速，通过与蒸发等离子体的强子核相互作用产生高能γ射线。该模型可以再现太阳耀斑脉冲阶段的γ射线数据。我们将我们的模型应用到原恒星耀斑，并表明切伦科夫望远镜阵列将能够检测到的TeV能量的伽马射线，如果粒子加速在原恒星耀斑是有效的。与质子一起加速的非热电子可以通过同步辐射发射出强烈的毫米和亚毫米信号，其功率与从年轻恒星观察到的高能毫米/亚毫米瞬态一致。未来对原恒星的伽马射线和毫米/亚毫米观测，与硬X射线观测相协调，将揭示原恒星耀斑的非热粒子产生和触发机制。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nascent Embedded-protostar Survey in Taurus (NEST) I: Protostellar Multiplicity
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；SKA Observatory（平方公里阵列望远镜观测站）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究通过ALMA与VLA观测结合档案数据，统计金牛座原恒星多重性，发现其多重性显著高于猎户座、英仙座，暗示金牛座保留更多原始多重系统，且存在两种不同形成途径。
2026-08-13 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
Protostellar Disk Formation Regimes: Angular Momentum Conservation versus Magnetic Braking
通过整理27颗Class 0和I型原恒星样本并结合文献数据，本研究利用流体动力学和非理想MHD模型计算理论盘半径，发现盘半径在低质量时受流体动力学决定，高质量时受磁制动调控，从而解释了原恒星盘半径的分布特征。
2024-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the protostellar mass-luminosity relation
本文基于具有动力学质量估计的原恒星样本，以内禀光度和半径的经验关系检验质量-光度“诞生线”，发现多数原恒星吸积光度较低、少数呈强吸积，提示吸积可能呈双峰分布。
2025-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increasing mass-to-flux ratio from the dense core to the protostellar envelope around the Class 0 protostar HH 211
为了研究原恒星源中磁通量从大尺度到小尺度的传输，我们分析了Nobeyama 45-m N2 H+（1-0），JCMT 850 um偏振，和ALMA C18 O（2-1）和0类原恒星HH 211的1.3 mm和0.8 mm（偏振）连续数据。利用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法，利用单碟线和极化数据估算了致密核中0.1 pc尺度的磁场强度;利用ALMA数据，通过分析气体运动学和磁场结构，利用重力和磁场张力之间的力平衡，估算了原恒星包层中600 au尺度的磁场强度。我们的分析表明，从0.1 pc到600 au尺度，磁场强度从40-107 μ G增加到0.3-1.2 mG的磁场强度和密度之间的缩放关系$B \propto ρ^{0.36\pm0.08}$，和质量流量比从1.2-3.7增加到9.1-32.3。质量通量比的增加可能表明磁场在0.1 pc和600 au尺度之间与中性物质部分解耦，并暗示HH 211中下落的原恒星包层中存在有效的双极扩散，考虑到这些尺度上的密度，这是占主导地位的非理想磁流体动力学效应。因此，我们的研究结果可以支持的情况下，有效的双极扩散，使形成的20 au开普勒磁盘在HH 211。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
