Carbon Chains and Methanol toward Embedded Protostars
大的星际有机分子是前生物分子的潜在前体。因此，它们的形成途径和彼此之间以及与更简单分子之间的化学关系引起了极大的兴趣。在本文中，我们解决了两类大的有机分子，碳链和饱和的复杂的有机分子（COM），在恒星形成的早期阶段，通过观察C4 H和CH 3OH之间的关系。我们调查了这些分子与IRAM 30米望远镜对16个深埋低质量的原恒星从斯皮策c2 d冰调查。我们发现，CH 3OH和C4 H是正相关的，这表明这两类分子可以共存的嵌入式原恒星阶段。C4 H/CH 3OH气体丰度比与CH 4/CH 3OH冰丰度比在同一视线内暂时相关。这种关系支持的情况下，碳链的形成在原恒星信封开始与甲烷冰解吸。
2016-02-03 astro-ph.GA 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
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
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
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
Protostellar accretion traced with chemistry. High resolution C18O and continuum observations towards deeply embedded protostars in Perseus
内容：了解吸积过程是恒星形成的一个关键问题，对年轻恒星的物理和化学演化都有重要意义。特别是，我们对恒星形成最早阶段的吸积变化知之甚少。目标：方法：24个嵌入式原恒星的样品进行了观察与亚毫米阵列（SMA）的背景下，大型计划“大规模组装恒星系统及其演化与SMA”（MASSES）。对每个源测量CO已升华为气相的C $^{18}$ O发射区域的尺寸，并与给定当前光度的区域的预期尺寸进行比较。SMA观测还包括1.3毫米连续数据，用于研究吸积爆发和大质量星周盘之间是否存在联系。结果如下：根据所采用的CO冰的升华温度，样品中20%至50%的源显示出扩展的C $^{18}$ O发射，表明气体在过去足够温暖，CO升华，目前正在重新冻结的过程中;我们将其归因于最近的吸积爆发。鉴于扩展C $^{18}$ O排放源的比例，我们估计爆发之间的平均间隔为20000-50000年，这与以前的估计是一致的。在星周盘的存在和吸积爆发之间没有明确的联系，但是样本中三个最近的已知双星（预计分离<20 AU）都显示出过去吸积爆发的证据，表明近距离的双星相互作用也可能在诱导吸积变化方面发挥作用。
2017-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry in the first phases of Solar-type protostars
像我们这样的行星系统是经过一个漫长的过程形成的，在这个过程中，物质从弥漫的云层凝聚成恒星、行星、小行星、彗星和残余尘埃，在不到几百万年的时间里经历了物理和化学状态的巨大变化。几项研究表明，太阳型行星系统形成初期的化学成分是追踪系统本身历史的有力诊断工具。在迄今为止在ISM中检测到的大约270种分子中，所谓的星际复杂有机分子（iCOMs）特别令人感兴趣，因为它们具有进化诊断能力，并且可能是生物分子的潜在前体，而生物分子是地球生命的基础。本章重点讨论太阳系行星系统早期阶段有机分子的演化，以星前、0/I类和原行星盘阶段为代表，并将它们与目前在太阳系彗星中观察到的情况进行比较。我们的双重目标是回顾太阳型恒星形成过程中的有机化学基础，此外，还可能对我们自己的行星系统的早期历史提供限制。
2022-12-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XXIX. OCS line emission: a new method for measuring the luminosity of embedded protostars in binary systems
利用OCS分子的热升华特性，提出一种测量二元系统中隐藏原恒星 luminosity 的新方法，并应用于NGC1333 IRAS4A系统。
2025-12-04 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
The circumstellar environment around the embedded protostar EC 53
EC 53是一颗具有准周期性近红外亚毫米辐射的嵌入式原恒星。我们利用ALMA高分辨率连续谱和分子谱线辐射观测资料描述了EC 53的星周环境。连续谱图像揭示了一个具有通量的盘，其质量为0.075 Msun，远小于包络中的估计质量，并且带内光谱指数指示颗粒生长到厘米大小。分子线跟踪流出腔壁，下落和旋转信封，和/或开普勒磁盘。C17 O3 -2谱线的自转轮廓不能很好地孤立开普勒运动，但如果采用开普勒运动，原恒星质量的下限可以计算为0.3 ± 0.1Msun。弱的CH 3OH发射，这是反相关的HCO+ 4-3线的发射，表明水雪线比预期的从目前的光度，证明过去的爆发事件。延长雪线可能会持续更长的时间在磁盘表面，因为较低的密度增加了甲醇和水的冻结时间尺度。
2019-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Cyanopolyyne-rich but COM-poor Massive Protostar: The First Hot Carbon Chain Chemistry Source G28.28-0.36
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯达尔太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Tokyo Gakugei University（东京学艺大学）
本研究利用ALMA数据发现大质量原恒星G28.28-0.36富含氰基多炔但缺乏复杂有机分子，证实其为首个热碳链化学源，对应低质量源L1527。
2026-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Detections of Phosphorus Molecules towards Solar-type Protostars
磷是地球上生命的必要元素，但目前我们对其在恒星和行星形成区域的化学性质的限制有限：迄今为止，磷载体仅在少数低质量原恒星中被检测到。出于磷分子发射与外流冲击之间明显相关的动机，我们使用IRAM 30 m望远镜将PN和PO线瞄准七颗具有良好特征的外流的太阳型原恒星，并在三个新来源中坚定地检测到磷分子。这个样本，结合档案观测的三个额外的来源，使第一次探索的人口统计学磷化学在低质量的原恒星。具有PN探测的震源根据其H $_2$ O 1 $_{10}$-1 $_{01}$通量显示出强流出激波的证据。另一方面，没有原恒星的属性或批量外流的机械性能被发现与PN的检测。这意味着，气相磷是专门联系到冲击气体的流出。尽管如此，PN和PO线的运动学表明，发射起源于后冲击气体，而不是直接冲击材料。尽管采样范围广泛的原恒星的属性和流出的特点，我们发现一个相当窄的范围内的源平均PO/PN比（0.6-2.2）和挥发性P丰度跟踪（PN+PO）/CH $_3$ OH（$\sim$ 1-3%）。需要空间分辨观测来进一步限制这些来源中磷化学的排放来源和环境驱动因素。
2022-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Complex Organic Molecules Towards Embedded Low-Mass Protostars
复杂的有机分子（COM）已被观察到对几个低质量的年轻恒星物体（LYSO）。迄今为止，小样本和异质样本排除了典型COM丰度的结论，以及来源之间丰度变化的起源。我们目前的观测对16个深嵌入（0/I类）低质量的原恒星使用IRAM 30米望远镜。我们检测CH $_2$ CO，CH $_3$ CHO，CH $_3$ OCH $_3$，CH $_3$ OCHO，CH $_3$ CN，HNCO，HC $_3$ N分别为67%、37%、13%、13%、44%、81%和75%。使用存活分析得出的中位柱密度范围为6.0x10 $^{10}$ cm $^{-2}$（CH $_3$ CN）和2.4x10 $^{12}$ cm $^{-2}$（CH $_3$ OCH $_3$），中位丰度范围为CH $_3$ OH的0.48%（CH $_3$ CN）和16%（HNCO）。每个分子的柱密度在整个样品中变化约一个数量级。CH $_3$ OH的丰度分布较窄，尤其是含氧物种。我们比较观察到的中位丰度与低质量原恒星的化学模型，并找到公平的协议，虽然一些建模工作仍然带来更高的CH $_3$ OH的丰度。相对于CH $_3$ OH在LYSO的中位数丰度也被发现是一般可比的热核，热corino，和大规模的年轻恒星物体中观察到的丰度。与彗星相比，我们的样品是可比的所有分子，除了HC $_3$ N和CH $_2$ CO，这可能成…
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Interferometric Line Survey of the Cygnus-X region (PILS-Cygnus) -- The role of the external environment in setting the chemistry of protostars
本文通过PILS-Cygnus巡天对天鹅座X区域十个中高质量原恒星进行高分辨率宽频干涉观测，发现外部环境对小于2000 AU尺度上的化学组成仅起次要作用。
2023-08-02 astro-ph.GA 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
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The hot corino-like chemistry of four FUor-like protostars
本研究利用ALMA Band 6观测分析了四颗FUor-like Class I YSOs的复杂有机分子发射，探测到12种COMs的高温致密发射，证实其具有hot corino-like特征，有助于研究更晚演化阶段的复杂有机化学。
2025-03-04 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
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
Probing the effects of external irradiation on low-mass protostars through unbiased line surveys
（节略）背景：嵌入的低质量原恒星周围的分子气体包层显示出不同的化学性质，这可以用来追踪它们的形成历史和物理条件。一些分子种类的激发也可以用于追踪这些物理条件，使得可以限制例如加热和激发的源。目的：研究中等质量赫比格Be原恒星的影响范围，并发现环境对嵌入原恒星的化学和物理影响反馈效应。研究方法：我们跟进早期的0/I类源R CrA IRS 7 B在0.8毫米窗口的线调查与无偏线调查相同的源在1.3毫米窗口使用APEX望远镜。我们还研究了激发的关键物种H2 CO，CH 3OH，和c-C3 H2在一个完整的样本中的18个嵌入式原恒星在南冕恒星形成区域。辐射转移模型用于建立分子种类的丰度。结果：在两次调查中，我们检测到20种分子（包括同位素体在内的32种）的线发射。检测到的最复杂的物质是CH 3OH、CH 3CCH、CH 3CHO和CH 3CN。与“热科里诺”原恒星相比，几种复杂的有机物的丰度明显不足。H2 CO的温度随着到赫比格Be星R CrA的距离而降低，而c-C3 H2的温度在整个恒星形成区保持不变。结论：在靠近R CrA的天体上观察到的H2 CO高温表明，这颗恒星有一个10000 AU的影响范围，它通过辐射将分子气体的温度提高到30-50 K。IRS 7 B包层中的化学成分与许多其他嵌入的原恒星明显不同，这可能是来自R CrA的外部辐射的影响。
2015-09-29 astro-ph.GA 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
Tracing Embedded Stellar Populations in Clusters and Galaxies using Molecular Emission: Methanol as a Signature of the Low-Mass End of the IMF
大多数低质量的原恒星形成于星团中，特别是高质量的星团;然而，低质量的恒星如何形成于高质量的星团中以及质量分布是什么，在我们自己的银河系和其他地方仍然是悬而未决的问题。为了从观测上了解形成嵌入式低质量原恒星的人口，我们建议使用分子外流作为示踪剂。因为外流的辐射与质量成比例，低质量的原恒星和它们的高质量表亲之间的有效对比度大大降低。特别地，低质量团簇在338.4GHz（J = 7_0 - 6_0A+）处的甲醇发射谱图说明了这种跃迁是对低质量团簇粒子数的一种很好的探测.在这里，我们提出了一个模型的形成集群甲醇排放分配到每个嵌入式低质量原恒星。由此产生的甲醇排放的模型图像进行比较，最近ALMA观测到一个高质量的集群和相似性是惊人的：玩具模型再现的观察，以优于两个因素，并表明，约50%的总流量起源于低质量的流出。未来对该模型的微调最终将使其成为解释我们银河系内遥远区域嵌入的低质量人口的工具，并最终成为高红移星暴星系，不仅是甲醇排放，还包括水和高J CO。
2015-06-12 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 Co-evolution of Disk and Star in Embedded Stages: The Case of the Very Low-mass Protostar
我们用ALMA观测了低质量0级原恒星源IRAS 15398-3359的CCH（N=3-2，J=7/2-5/2，F=4-3和3-2）和SO（6_7-5_6）辐射，角分辨率为0 ~（-2）角分辨率。CCH辐射追踪原恒星附近的下降旋转包层，流出腔沿东北-西南轴延伸。另一方面，SO辐射在原恒星周围有一个紧凑的分布。在连续谱峰位处，CCH发射相对较弱，而SO发射在那里有一个尖锐的峰。尽管CCH辐射的最大速度偏移距离系统速度约为1 km/s，但SO辐射的速度偏移大于2 km/s。这种高速分量很可能与围绕原恒星的开普勒旋转有关。由SO辐射的速度剖面估算出原恒星质量为0.007^{+0.004}-0.003}。有了这个原恒星的质量，CCH发射的速度结构可以解释的模型的下降旋转的信封，其中的离心屏障的半径估计为40 au从与模型的比较。假设尘埃温度为20 K-100 K，由尘埃连续辐射估算的盘质量是恒星质量的0.1-0.9倍，从而得到Toomre Q参数为0.4-5。因此，磁盘结构可能部分不稳定。所有这些结果都表明，在原恒星演化的最早阶段，可以形成一个旋转支撑盘。
2018-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The deuterium fractionation of water on solar-system scales in deeply-embedded low-mass protostars
水氘分馏（HDO/H $_2$ O丰度比）传统上被用来推断彗星带给地球的水量。在深埋的低质量原恒星中测量这一比率，使人们有可能探测水从云层输送到形成冰体的圆盘的关键阶段。我们目前的亚角秒分辨率观测HDO结合H $_2^{18}$ O从PdBI对三个低质量的原恒星NGC 1333-IRAS 2A，IRAS 4A-NW，和IRAS 4 B。所得HDO/H $_2$/O比率对于IRAS 2A为$7.4\pm2.1\times10^{-4}$，对于IRAS 4A-NW为$19.1\pm5.4\times10^{-4}$，对于IRAS 4 B为$5.9\pm1.7\times10^{-4}$。导出的比值与辐射转移模型一致，取决于源，在2-4倍内。我们的HDO/H $_2$ O比率的内部地区（其中$T>100$ K）的四个年轻的原恒星是只有一个因素的2高于原始的，太阳系彗星。这些微小的差异表明，在深埋阶段和微行星和彗星形成之间几乎没有水的处理。
2014-02-06 astro-ph.SR
CORINOS II. JWST-MIRI detection of warm molecular gas from an embedded, disk-bearing protostar
本研究利用JWST/MIRI观测低质量原恒星IRAS 15398-3359的暖CO和H₂O气体，分析其温度和空间分布，发现二者起源区域不同且分子发射来源仍存疑，为后续研究指明方向。
2024-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical TiO and VO band emission in two embedded protostars: IRAS 04369+2539 and IRAS 05451+0037
来自斯隆数字巡天的两颗光学微弱的平谱原恒星IRAS 04369+2539和IRAS 05451+0037的存档光谱显示出强烈的发射线特征，包括-值得注意的-在TiO和VO的几个分子带上清晰而广泛的发射。这种分子发射表明了致密、温暖的星周气体，以前只在一个天体中看到过：在强烈的光学爆发期间的平谱原恒星IRAS 20496+4354（PTF 10 nvg; Covey et al. 2011）。在另外两个具有类似中红外特性的物体（但不知道是否正在发生爆发）中存在广泛的分子发射特征，这可能为原行星盘早期阶段的快速吸积/外流阶段提供新的见解。目前，相关的几何形状和形成或加热机制负责观察到的TiO / VO冷却排放仍然无法解释。
2011-11-21 astro-ph.SR
CO in Protostars (COPS): $Herschel$-SPIRE Spectroscopy of Embedded Protostars
我们目前的全光谱扫描从200-670 $μ$ m的26个0+I类原恒星源，获得与$Herschel$ -SPIRE，作为“COPS-SPIRE”开放时间计划的一部分，补充的DIGIT和WISH键程序。基于我们从200-670 $μ$ m的几乎连续的、无谱线的光谱，与没有Herschel的测量相比，计算的辐射热光度（$L_{\rm bol}$）平均增加50%，辐射热温度（$T_{\rm bol}$）平均降低10%。使用$T_{\rm bol}$和$L_{\rm bol}$ / $L_{\rm submm}$，15颗原恒星具有相同的类。我们确定了从J=4-3到J=13-12的CO谱线的转动跃迁，以及$^{13}$ CO，HCO $^+$，H $_{2}$ O和[CI]的发射谱线。$^{12}$ CO与$^{13}$ CO的比率表明，对于$J_{\rm up}$ < 13，$^{12}$ CO发射保持光学厚。我们从旋转图中拟合了四个温度分量，并使用灵活的断点来分离这些分量。转动温度的分布表明，在100 K附近有一个初级粒子数，在$\sim$ 350 K附近有一个次级粒子数。我们量化了我们数据集中发现的每个线对的相关性，并且发现CO线的相关性强度随着两条CO线之间的$J$ -水平之间的差异的增加而降低。CO排放的多个起源先前揭示的速度分辨配置文件是一致的，如果每个物理组件有助于广泛的CO线…
2018-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical survey of Class I protostars with the IRAM-30m
I类原恒星是0类原恒星和II类原行星盘之间的桥梁。最近的研究表明，在小于100万年的星盘中，尘埃分布存在空隙和环，这表明行星形成可能已经开始于I类阶段。为了了解行星将继承什么样的化学性质，描述I类源的化学性质并研究化学复杂性如何从0类原恒星演变为原行星盘至关重要。目标是双重的：获得一个普查的分子复杂性在一个样本的四个I类原恒星，并比较它的化学成分的早期和后期阶段的太阳一样的恒星形成过程。我们对I类天体（L1489-IRS、B5-IRS 1、L1455-IRS 1和L1551-IRS 5）进行了IRAM-30 m观测。假设LTE或LVG，推导出检测到的物质的柱密度。我们检测到27种物质：C链、含N、含S、含Si物质、氘代分子和iCOM。观察到不同的光谱分布：所有来源的窄线，L1551-IRS 5的宽线，以及流出的线翼。窄的c-C3 H2发射来自包层。L1551-IRS 5中的iCOMs揭示了热可里诺化学的发生，其中CH 3OH和CH 3CN线来自致密和温暖的区域。最后，OCS和H2S似乎探测了L1455-IRS 1和L1551-IRS 5双星系统中的环双星盘。导出了分子包层和热科里诺中氘代反应的元素D/H值。此外，B5 IRS 1、L1455-IRS 1和L1551-IRS 5显示低激发甲醇谱线，表明来源于扩展结构，可接受紫外照射。iCOMs相对于CH 3OH的丰度比测量对L1551…
2021-11-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of the deeply embedded protostar OMC-2 FIR 4
我们使用斯皮策，赫歇尔和APEX望远镜的中红外到亚毫米数据来研究明亮的亚毫米源OMC-2 FIR 4。我们在8、24和70 $μ$ m处发现了一个点源，在160、350和870 $μ$ m处发现了一个紧凑但扩展的源。从8到70 $μ$ m的发射峰，归因于与FIR 4相关的原恒星，相对于扩展发射峰位移;后者代表原恒星嵌入其中的大分子核心。我们确定，原恒星有一个热光度为37 Lsun，虽然包括更多的扩展发射周围的点源提高这个值到86 Lsun。原恒星系统的辐射转移模型很好地拟合了观测到的SED，并产生了最有可能小于100 Lsun的总光度。我们的模型表明，原恒星的热光度可能只有12-14 Lsun，而较冷（~ 20 K）的扩展核心的光度可能在100 Lsun左右，质量约为27 Msun。我们推导出的原恒星OMC-2 FIR 4的光度与之前声称的总光度为1000 Lsun（Criminal et al 2009）直接矛盾。此外，我们从远红外分子光谱（Kama et al. 2013，Manoj et al. 2013）和3.6 cm发射（Reipurth et al 1999）中发现了FIR 4驱动外流的证据。原恒星最终达到的恒星质量是不确定的，因为它与冷核中发现的巨大质量库有关。
2014-03-13 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
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
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
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
L483: Warm Carbon-Chain Chemistry Source Harboring Hot Corino Activity
0类原恒星L483在1.2毫米波段的亚弧秒分辨率下被观测到。CS谱线描绘了一个下降旋转包络，而CS、SO、HNCO、NH $_2$ CHO和HCOOCH $_3$谱线则观测到一个非常紧凑的速度宽度很宽的分量。虽然这个源被认为是1000 au尺度的暖碳链化学（WCCC）候选源，但在原恒星附近检测到了热可丽子的复杂有机分子特征，如NH $_2$ CHO和HCOOCH $_3$。因此，在L483中可以看到热的可里诺化学和WCCC。虽然这样一个混合的化学字符源已被确认为一个中间源在以前的单碟观测，我们在这里报告的第一个空间分辨检测。一个简单的弹道模型粗略地解释了坠落旋转包层的运动学结构，原恒星质量为0.1- 0.2 $M_\odot$，离心障半径（离心半径的一半）为30- 200 au，假设倾角为80 \degr \（正面为0 \degr \）。在上述分子中观察到的宽线发射最有可能来自离心屏障内的盘组分。因此，在离心屏障周围可以看到剧烈的化学变化。
2017-03-10 astro-ph.GA 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
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
Modelling Herschel observations of hot molecular gas emission from embedded low-mass protostars
目标。年轻的恒星与周围的环境发生强烈的相互作用，这从赫歇尔空间天文台在嵌入的低质量原恒星中检测到的高度旋转激发的CO（高达Eup=4000 K）和H2O发射（高达600 K）中可以看出。我们的目标是建立一个模型，再现观测定量，调查的排放的起源，并使用线作为探针的各种加热机制。方法.该模型包括一个球形信封与双极流出腔。三种加热机制被认为是：被动加热的原恒星的光度，紫外线照射的外流腔壁，沿腔壁的C型冲击。线通量计算CO和H2O的赫歇尔数据和补充的地面数据的原恒星NGC 1333 IRAS 2A，HH 46和DK茶相比。选择这三个来源是为了跨越一系列的进化阶段和物理特征。结果包层中被动加热的气体占所有旋转线（直到J=40-39）的CO光度总和的3-10%;它最好由低J CO同位素线（如C18 O 2-1和3-2）探测。紫外线加热的气体和C型冲击，探测12 CO 10-9和更高的J线，各占20-80%。模型拟合显示了一个初步的演化趋势：CO排放主要是由冲击在最年轻的源和紫外线加热的气体在最古老的。这一趋势主要是由较低的包络密度在更先进的来源。在所有情况下，总的H2O线光度都是由激波主导的（>99%）。由于气体温度随入射UV通量变化的不确定性，这两种物质的确切百分比至少有2倍的不确定性。然而，在定性的水平上，需要UV加热的气体和C型冲击来再现CO和H2O的远红外旋转线中的发射。
2011-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical differences among collapsing low-mass protostellar cores
本研究通过气-粒化学模拟探究低质量原恒星核的化学差异，揭示了环境参数对WCCC与热星核化学的调控机制，解释了典型WCCC源中复杂有机分子匮乏的成因。
2023-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Accretion Burst: The Viscously Heated Inner Disk of the Embedded Protostar IRAS 16316-1540
年轻恒星的爆发发生在质量吸积速率突然增加的时候。然而，这种爆发是很难检测到深埋的原恒星，由于他们的厚信封和罕见的爆发。近红外光谱是一个有用的工具，以确定正在进行的爆发候选人的特征吸收功能，表明磁盘的起源。然而，如果没有高分辨率的光谱学，爆发候选者的光谱可能会与晚型恒星混淆，因为它们具有相似的光谱特征。对于原恒星IRAS 16316-1540，其近红外光谱的线等效宽度与M矮星光球一致。然而，我们的高分辨率IGRINS光谱显示，吸收线具有四方形和/或双峰的轮廓，正如预期的磁盘，而不是恒星。连续辐射源很可能是热的、光学厚的盘，被粘性吸积加热。41 $\pm$ 5 km s $^{-1}$的投影盘旋转速度对应于$\sim 0.1$ AU。根据研究结果，我们建议IRAS 16316-1540为正在进行的爆发候选者。盘的粘性加热通常被解释为持续爆发的证据，这可能比以前从低分辨率近红外光谱估计的更常见。
2021-06-30 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
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
Jet-driving protostars identified from infrared observations of the Carina Nebula complex
目的：喷流是非常年轻的嵌入式原恒星的极好路标，因此我们希望将喷流驱动的原恒星识别为船底座星云中当前形成的一代恒星的示踪剂，船底座星云是最大的银河系恒星形成区域之一，其特征是对周围云层的反馈特别高。研究方法：我们使用存档数据构建了船底座星云的大型（> 2 deg x 2 deg）斯皮策IRAC马赛克，并在空间上完整地搜索了4.5微米波段的过量物体，这是典型的冲击激发分子氢发射。我们还确定了中红外点源，这可能是以前发现的赫比格-哈罗喷流和分子氢发射线物体的驱动因素。我们将斯皮策测光与我们最近的赫歇尔远红外数据相结合，以构建光谱能量分布，并使用Robitaille辐射传输建模工具来推断物体的属性。结果如下：辐射传输模型表明，喷流源是质量在~ 1M_sol ~ 10M_sol之间的原恒星，它们被星周盘包围，并嵌入星周包层中。结论：估计的原恒星质量< 10 M_sol，表明船底座星云中目前的恒星形成活动仅限于中低质量恒星。可以观察到比红外线更光学的喷流，这表明恒星的形成主要发生在靠近云层表面的地方。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostar mass functions in young clusters
在原恒星质量函数（PMFs）的改进模型中，原恒星从湍流团的等温核心获得质量。它们的质量吸积速率在低质量时类似于舒吸积，在高质量时类似于约化的邦迪吸积。吸积持续时间遵循一个简单的表达式，即质量较大的原恒星吸积时间较长。这些时间是由抛射、恒星反馈和引力竞争决定的，它们终止了吸积并降低了吸积的效率。质量尺度是临界稳定等温核的质量。在稳定状态下，由于团簇吸积和吸积停止之间的竞争，PMF在高质量下接近幂律。幂律指数是吸积和吸积停止的时间尺度之比。光度函数（PLF）的峰值接近1 L_Sun，由于无效的核心气体吸积。模型拟合观察到的PLF在四个大的嵌入式集群。这些表明，它们的潜在PMF可能是头重脚轻相比，IMF，这取决于模型的原恒星半径。
2013-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Chain Molecules Toward Embedded Low-Mass Protostars
碳链分子可能是恒星和行星形成过程中活性有机物的重要储存库。碳链已经在几个低质量的年轻恒星（YSO）中被观测到，但它们在这些来源中的典型丰度和化学关系在很大程度上不受约束。我们提出了一个碳链调查对16个深嵌入（0/I类）低质量的原恒星与IRAM 30米望远镜。人们发现碳链在原恒星演化的这个阶段很常见。我们分别对88%、38%、75%、31%、81%和88%的来源检测CCS、CCCS、HC $_3$ N、HC $_5$ N、l-C $_3$ H和C $_4$ H。每个分子的衍生柱密度在整个样品中变化一到两个数量级。根据生存分析，中位柱密度介于1.2 $\times 10^{11}$ cm $^{-2}$（CCCS）和1.5 $\times 10^{13}$ cm $^{-2}$（C $_4$ H）之间，氢的估计丰度介于2 $\times 10^{-13}$（CCCS）和5 $\times 10^{-11}$（C $_4$ H）之间，与冷云核、暖碳链化学（WCCC）源和原恒星模型预测相比，这些都很低。我们发现显着的相关性分子之间的相同的碳链家庭，以及之间的氰基多炔（HC $_{\rm n}$ N）和纯烃链（C $_{\rm n}$ H）。后者的相关性解释了一个密切相关的生产化学的C $_{\rm{n}}$ H和cyanpolyynes在低质量的恒星形成。
2018-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
HH 175: A Giant HH Flow Emanating From A Multiple Protostar
HH 175是一个孤立的赫比格-哈罗天体，朝向猎户座λ区域的B35云。我们使用深斯巴鲁8米干涉滤光片图像和斯皮策图像显示，HH 175是一个终端冲击在一个大的准直流出附近的嵌入源IRAS 05417+0907。东部外流叶的主体被密集的气体脊所掩盖。西边的外流从彗星状的B35云的前部爆发出来，携带着云的碎片，这些碎片由于大质量的猎户座λ星的光电离而在光学上可见。双极流出的总范围为13.7弧分，在所采用的距离415 pc处对应于1.65 pc的投影尺寸。嵌入源IRAS 05417+0907位于两个叶瓣之间的流动轴上，近红外图像显示它是一个由6个源组成的多源系统，总光度为31 Lsun。CO、13 CO和C18 O的毫米波图显示，B35云具有高度结构化的多个核心，其中产生IRAS 05417+0907的核心位于B35的顶点。嵌入源很可能是由猎户座OB λ星驱动的电离激波前沿压缩的结果。
2021-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Asymmetric Spike-like Structures of the 10 au Disk around the Very Low-luminosity Protostar Embedded in the Taurus Dense Core MC 27/L1521F with ALMA
本研究利用ALMA最高分辨率观测金牛座MC 27/L1521F中的极低光度0型原恒星，发现其10 au小质量盘边缘的非对称尖峰结构，提出该结构由强磁场下交换不稳定性引发的磁通量输运事件形成，为小质量原行星盘的起源提供新解释。
2024-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
An origin of arc structures deeply embedded in dense molecular cloud cores
我们研究了在原恒星周围的下落包层中形成的弧形结构，其动机是最近阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对高密度分子云核心MC 27/L1521 F的观测。我们进行了自重力流体动力学数值模拟与自适应网格加密代码。由于弱湍流的扰动，宽度为0.1秒差距的对流云分裂成云核。云核经历引力坍缩形成多颗原恒星，来自轨道原恒星的引力扭矩产生了延伸至1000~AU尺度的弧形结构。以及在空间范围内，弧结构的速度范围，$\sim0.5\,\mathrm{km\,s}^{-1}$，与ALMA的观测结果一致。我们还发现，在三元系中，星周盘经常是不对准的。这种错位是由于紧密双星对的高偏心轨道导致原恒星近距离相遇时的潮汐相互作用造成的。
2015-03-13 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
Physical properties of embedded clusters in ATLASGAL clumps with HII regions
本研究通过最优采样模型合成含HII区的ATLASGAL团块的嵌入星团，考虑年龄弥散与不同恒星形成历史，发现吸积光度对低质量HII团块总热光度贡献显著，指出需进一步探究更多物理过程以解释其光度超出现象。
2024-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice features of low-luminosity protostars in near-infrared spectra of AKARI/IRC
我们目前的近红外光谱的三个低光度的原恒星和英仙座分子云的背景星，获得使用红外相机（IRC）板载的\textit{AKARI}空间望远镜。为了与不同的恒星形成环境进行比较，我们还提出了大质量原恒星AFGL 7009S的光谱，其中原恒星的包层被加热显着，和低质量的原恒星RNO 91，这是怀疑正在经历一个幕式爆发。我们分别在3.05、4.27和4.67 $μ$ m波长附近的所有光谱处检测了\ch{H2O}、\ch{CO2}和\ch{CO}的冰吸收特征。至少有两个低光度的原恒星，我们还发现了\ch{XCN}冰功能在4.62 $μ$米。结晶\ch{H2O}冰和\ch{XCN}冰成分的存在表明，低光度原恒星在过去的质量吸积过程中通过吸积爆发经历了热相。我们将低光度原恒星的冰丰度与嵌入的低质量原恒星和致密的分子云和核心进行了比较，这表明它们的冰丰度反映了先前爆发的强度和最后一次爆发后的时间尺度。
2022-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
