Hydrodynamic models for spherically-symmetric winds driven by young stellar clusters with a generalized Schuster stellar density profile are explored. For this we use both semi-analytic models and 1D numerical simulations. We determine the properties of quasi-adiabatic and radiative stationary winds and define the radius at which the flow turns from subsonic into supersonic for all stellar density distributions. Strongly radiative winds diminish significantly their terminal speed and thus their mechanical luminosity is strongly reduced. This also reduces their potential negative feedback into their host galaxy ISM. The critical luminosity above which radiative cooling becomes dominant within the clusters, leading to thermal instabilities which make the winds non-stationary, is determined, and its dependence on the star cluster density profile, core radius and half mass radius is discussed.
Tracers of Discs and Winds around Intermediate and High Mass Young Stellar Objects
我们提出了一个小样本的近红外明亮的大质量和中等质量的年轻恒星天体的运动学性质的研究，使用敏感的光盘和风的发射线。我们第一次表明，广泛的（$\sim500$公里$^{-1}$）对称线翼HI布拉开系线是由于斯塔克展宽或电子散射，而不是纯粹的多普勒展宽由于高速运动。结果与非常致密的星周环境的存在是一致的。此外，这些线中的许多线显示出弱线自吸收的证据，这表明吸收材料的那部分是风或盘风的起源。自吸收的弱点表明，这种流出的开口角度很大。我们还研究了荧光1.688 $μ$ m Fe Ⅱ线，这是敏感的致密材料。我们拟合开普勒光盘模型，这条线，并找到合理的适合在所有酒吧的一种情况下，与以前发现的经典Be星，荧光铁过渡是合理的光盘示踪剂。总的来说，这些恒星仍然有吸积盘，有一个非常致密的内部环星环境，可能是跟踪盘的内部区域，或恒星风，其中电离流出也存在。与低质量恒星的相似性是惊人的，这表明至少在这个质量范围内，它们以类似的方式形成。
Supersonic Line Broadening within Young and Massive Super Star Clusters
讨论了在年轻和大质量的超巨星团中经常发现的超音速红外线和射电复合星云线的起源。我们认为，这些产生于一系列的再加压冲击（RS），有效地发挥作用，以重新建立压力平衡内的集群体积和集群风，导致一个更广泛的，但要弱得多的组件。超音速谱线出现在经历双峰流体动力学解的星系团中（Tenorio-Tagle et al. 2007），即在机械光度或星系团质量与星系团大小的阈值线以上的星系团中（Silich et al. 2004）。过多的再增压冲击是由于频繁和周期性的热不稳定性发生在物质内部，这些物质被恒星风和超新星重新插入。我们表明，最大速度的RS和集群风，都是在停滞半径达到的温度的函数。该温度仅取决于簇加热效率（$η$）。基于我们的二维模拟（Wunsch等人，2008年），我们计算了几种模型产生的谱线轮廓，并证实了我们的分析预测。从预测值和观察值的半宽度零强度的两个线组件之间的比较，我们得出结论，在SSC的阈值线以上的热化效率必须低于20%。
Disks and Outflows in CO Rovibrational Emission from Embedded, Low-Mass Young Stellar Objects
年轻的星周盘仍然嵌入在致密的分子包层中，可能与较老的盘不同，但历史上很难研究，因为盘的发射可能与包层或流出发射混淆。CO的基本发射是一个潜在的强大的探测盘/风结构内的几个AU的年轻原恒星。在本文中，我们提供了高光谱（R=90,000）和空间（0.3”）分辨率VLT/CRIRES M波段光谱的18个低质量年轻恒星物体（YSO）的致密信封在附近的恒星形成区域探索的实用程序的CO基本4.6微米发射作为一个探针的非常年轻的磁盘。在我们的样品中，从14个YSO中检测到CO基波发射。发射线轮廓显示出一系列的强度和形状，但通常可以分为宽的，温暖的组件和窄的，冷的组件。更频繁地检测到广泛的CO排放的YSO与<15 Lsun than those with >15 Lsun的热光度，并与来自CTTS的CO排放归因于温暖的（~1000 K）内部AU的磁盘。来自具有高辐射热光度的物体的CO发射产生于较冷（~320 K）的12 CO窄谱线和较稀有的同位素。从一些物体上看，窄线的蓝移高达~10 km/s，表明缓慢的风起源。对于其他来源的线位于恒星的系统速度，并可能出现在磁盘中。对于少数YSO，空间扩展的CO和H2 S（9）排放被检测到距离中心源2”，并归因于风和周围分子物质之间的相互作用。温CO吸收被检测到在风的速度高达100公里/秒，通常在离散的速度分量的六个对象。风在发射的地方部分是分子的，这有利于盘风…
A Unified Model for Bipolar Outflows from Young Stars: Kinematic Signatures of Jets, Winds, and Their Magnetic Interplay with the Ambient Toroids
在Shang等人发展的双极外流的统一模式中出现的急流、风、多腔和幕状壳层的运动学特征。（2020）中，由径向定向的、广角环形磁化的风与磁化的等温环相互作用形成流出，以位置-速度图的形式提取。细长的外流叶，驱动磁化风及其与环境的相互作用，主要是由扩展的气泡结构与混合层超出传统的薄壳模型。轴向圆柱形分层密度射流在底部附近有一个宽的剖面，穿过广角风的投影速度，并随着准直流沿轴向变窄。反向激波将磁化的自由风包围起来，形成一个最里面的空腔，并使流型偏转。剪切，Kelvin-Helmholtz不稳定性，和伪脉冲之间的射流-壳组件，和波动的射流速度添加精细和独特的功能。宽网状的速度特征连接了跨多腔的极高和极低的速度，模仿了嵌套的流出较慢的风分量。环和椭圆形的垂直切迹多腔在不同的高度，和压缩的环境间隙区域丰富的低速功能与突出的尖峰。我们的运动学签名捕获所观察到的系统的高，中，低速组件从0到II类射流-流出系统的分子和原子线。在HH 212、HH 30和DG Tau B中观察到的嵌套壳层自然得到了解释。作为泡沫的流出是无处不在的，并且形成风与环境介质之间相互作用的必然综合结果。
The He I $λ$10830 $Å$ line as a probe of winds and accretion in young stars in Lupus and Upper Scorpius
He I 1微米线是一条高激发线，它使我们能够探测原恒星盘的最内部区域，并追踪吸积和流出的物质。我们使用X-Shooter观测的样本107年轻的恒星在狼（1-3百万年）和上天蝎座（5-10百万年）恒星形成区域的线属性之间的相关性，以及磁盘的倾斜度和吸积光度搜索。我们在样本中确定了八种不同的轮廓类型。我们将高斯曲线拟合到线特征以测量在吸收中跟踪的最大速度、线特征的半高宽（FWHM）和特征的高斯面积。我们将样本中每种配置文件类型的比例与之前在金牛座的研究进行比较。我们发现金牛座和狼疮之间的P天鹅座和逆P天鹅座配置文件的比例显着变化，狼疮和上天蝎座之间的排放量的唯一和组合配置文件类型的数量。我们发现，蓝移的吸收功能出现较少的蓝移在磁盘倾角接近边缘上，但没有这样的趋势与倾角观察只有红移功能的来源。在具有强烈蓝移特征的源中观察到更高的吸积速率，随着在两个区域观察到的每种剖面类型比例的变化，表明较年轻的源可能驱动更强的喷流或风。总的来说，我们观察到的比例的变化，每一个配置文件类型和线的属性，这表明和演化的吸积和喷射签名随着时间的推移，并与源属性。这些结果证实了过去的工作和模型的He I线，但对于一个更大的样本和多个恒星形成区。这项工作突出了He I线作为圆盘最内部区域气体探测器的力量。
IPA: Morphology and Kinematics of Molecular Hydrogen Winds in Five Young Protostars across the Mass Spectrum Observed with JWST
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Toledo（托莱多大学）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Michigan（密歇根大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；University of Rochester（罗切斯特大学）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Leiden Observatory, Universiteit Leiden（莱顿天文台，莱顿大学）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
