Detection of methylisocyanate (CH3NCO) in a solar-type protostar
我们报告了在太阳型原恒星IRAS 16293 -2422 B中检测到的益生元分子CH 3 NCO。有人提出，67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星表面有大量的这种物质，最近在高质量原恒星周围的热核中也发现了这种物质。我们在90 GHz到265 GHz范围内用ALMA观察了IRAS 16293 -2422 B，并检测到8个CH 3 NCO的非共混跃迁。根据我们的局域热力学平衡分析，我们得出激发温度为110+-19 K，柱密度为（4.0+-0.3 x10 ^15 cm^-2），这导致分子氢的丰度<=（1.4+-0.1 x10 ^10 ^-10）。这意味着CH 3 NCO/HNCO和CH 3 NCO/NH 2CHO柱密度比为约0.08。我们对CH 3 NCO化学性质的建模表明，需要该分子的冰表面和气相形成反应来解释观测结果。
2017-03-31 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
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
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
Rotational evolution of solar-type protostars during the star-disk interaction phase
在主序前的早期阶段，它们仍然可能被一个吸积盘所包围，这是太阳质量恒星旋转演化的一个令人困惑的阶段。虽然它们仍然在吸积和收缩，但它们似乎并没有实质性地旋转起来。通常认为，磁层星盘相互作用倾向于维持恒星自转周期恒定（盘锁），但这一假设从未得到彻底的验证。我们的目的是研究吸积前主序星阶段星盘相互作用机制对恒星自旋演化的影响。我们设计了一个模型的扭矩作用到恒星的信封上的恒星风的研究的基础上，开发了一个新的处方的星盘耦合的数值模拟的星盘相互作用和磁层喷射。然后，我们使用这个扭矩模型来跟踪恒星自转的长期演化。磁层抛射和吸积驱动的星风在太阳型恒星的自旋演化中起着重要的作用。然而，kG偶极磁场并不少见，但也并非普遍存在。此外，目前还不清楚大规模的恒星风是如何提供动力的，而螺旋桨制度的数值模型显示出强烈的变化，没有观测证实。更好的观测统计数据和更现实的模型有助于降低我们的计算要求。
2019-10-18 astro-ph.SR
The ALMA Protostellar Interferometric Line Survey (PILS): First results from an unbiased submillimeter wavelength line survey of the Class 0 protostellar binary IRAS 16293-2422 with ALMA
年轻原恒星周围的包层内部区域具有复杂的化学特征，在原行星盘最终可能形成的尺度上存在着生命前分子。本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）对0类原恒星双星IRAS 16293-2422进行的系统观测--“原恒星干涉测线巡天（PILS）”。该调查涵盖了从329到363 GHz（0.8 mm）的全频率范围，并在3.0和1.3 mm处进行了额外的有针对性的观测。乙醇醛、其异构体甲酸甲酯和乙酸以及其还原醇乙二醇均被清晰检出。对于乙二醇，最低状态的构象，aGg'和gGg'，被检测到，后者的第一次在ISM中。乙醇醛的丰度与乙二醇相当或略大于乙二醇。与银河系中心相比，这两种物质相对于甲醇来说过于丰富，这可能是在低温下富含CO的冰中形成的迹象。13 C和氘代乙醇醛的同位素体都被检测到，这也是ISM中的第一次。对于氘代物质，发现约5%的D/H比，在乙醇醛的不同官能团中的氘代之间没有差异。13 C-物质的测量导致12 C：13 C比率约为30，低于典型的ISM值。这一低比率可能反映了冰中13 CO的增强，这是由于在冻结之前气体中的离子-分子反应或12 CO和13 CO冰升华的温度差异。这些结果加强了低温颗粒表面化学的重要性，因为在整个冰幔升华后，在这里看到的气体中形成了生命前分子。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The census of complex organic molecules in the solar type protostar IRAS16293-2422
复杂有机分子（COMs）被认为是至关重要的分子，因为它们与有机化学有关，是地球生命的基础。更实际地说，它们是原则上难以在恶劣的星际环境中合成的分子，因此是对天体化学模型的关键测试。目前的模型假设几种COM是在微温的颗粒表面（$\gtrsim$ 30-40 K）合成的，并在尘埃温度$\gtrsim$ 100 K时以气相释放。然而，最近在$\lesssim$ 20 K气体中检测到的COM表明，我们仍然需要重要的部分来完成COM形成的难题。我们在这里提出了一个完整的普查的氧和氮轴承COM，以前在不同的ISM地区，对太阳型原恒星IRAS 16293 -2422检测。普查是从毫米-亚毫米无偏光谱调查TIMASSS获得的。在搜索的29种化合物中，检测到6种化合物：乙腈、乙烯酮、乙醛、甲酰胺、二甲醚和甲酸甲酯。最后五个COM的多频分析提供了明确的证据，它们存在于IRAS 16293 -2422的冷（$\lesssim$ 30 K）包络中，丰度为0.03-2 $\times 10^{-10}$。我们的数据不允许支持的假设，即COMs丰度增加，随着尘埃温度的增加，在寒冷的信封，如预期的，如果COMs主要形成在不冷不热的粮食表面。最后，当考虑其他ISM来源，我们发现一个强大的相关性超过五个数量级，甲酸甲酯和二甲醚和甲酸甲酯和甲酰胺丰度之间，这可能指向这两对物种之间的联系，在冷和暖气体。
2014-06-27 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
Large prebiotic molecules in space: photo-physics of acetic acid and its isomers
越来越多的大分子已在太空中得到确认。这些分子中有许多具有生物学意义，因此提供了对原行星状星云中生物前有机化学的深入了解。在这些分子中，乙酸是特别重要的，因为它的结构接近甘氨酸，最简单的氨基酸。用密度泛函理论计算了乙酸及其异构体甲酸甲酯和乙醇醛的电子和振动性质。从计算的光吸收截面，我们得到相应的光吸收率为太阳辐射在1 AU，并发现他们与以前的估计很好的协议。我们还讨论了乙醇醛在Sgr B2（N）中的扩散发射，这与甲酸甲酯和乙酸的发射相反，它们似乎集中在致密区域Sgr B2（N-LMH）中。
2009-11-17 astro-ph.SR physics.chem-ph
Formation Process of the Circumstellar Disk: Long-term Simulations in the Main Accretion Phase of Star Formation
利用三维流体动力学模拟研究了从星前核到主吸积阶段结束的未磁化分子云中星周盘的形成和演化。在坍缩云中，第一个（绝热）核心的大小约为10天文单位，在原恒星形成之前形成。在其形成时，第一核心具有厚的盘状结构，并且主要由热压力支撑。原恒星形成后，其厚度逐渐减小，并受到离心力的支撑。我们发现第一个核心是星周盘的前身。这表明星周盘形成于原恒星形成之前，大小约为10天文单位，这意味着不存在小于10天文单位的原行星盘。根据坍缩气体的热力学，在原恒星形成时期，星周盘的质量约为0.01-0.1太阳质量，而原恒星的质量约为10^-3太阳质量。因此，在原恒星形成后，星周盘的质量大约是原恒星的10-100倍。即使在持续约10^5年的主吸积阶段，星周盘的质量仍占原恒星质量的主导地位。这样一个巨大的盘是不稳定的引力不稳定性，并倾向于显示碎片。我们的计算表明，行星或棕矮星质量的物体可能形成在拱星盘的主要吸积阶段。此外，原恒星的质量吸积率显示出强烈的时间变化，这是由原行星和/或旋臂的扰动所造成的。这种变化提供了一个有用的签名检测行星大小的同伴在拱盘周围非常年轻的原恒星。
2010-01-09 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
ORion Alma New GEneration Survey (ORANGES) I. Dust continuum and free-free emission of OMC-2/3 filament protostars
在毫米（mm）到厘米（cm）范围内的光谱能量分布（SED）是一个有用的工具，用于表征原恒星包层中的尘埃以及来自原恒星和流出物的自由-自由发射。虽然对低质量和高质量的原恒星进行了许多研究，但迄今为止，关于高质量恒星形成区域中的太阳型原恒星的研究很少，而这些恒星可能是太阳系诞生的条件的代表。在这里，我们专注于OMC-2/3太阳型原恒星，这是由附近的HII区域的边界，因此，可能会受到高紫外线照射。我们的目标是了解小尺度结构（$\leq$ 1000金）和这些太阳型原恒星的演化状态是否受到附近的HII区域的影响，因为是大尺度（$\leq$ 10 $^4$金）气体化学成分的情况。我们使用ALMA在1.3毫米波段（246.2 GHz）的图像连续的16个OMC-2/3太阳型原恒星，角分辨率为0.25 $''$（100 au）。我们完成了我们的数据与档案数据从VANDAM调查猎户座原恒星在333和32.9 GHz，分别构建尘埃SED，提取几个尘埃参数，并评估是否自由自由排放污染他们的尘埃SED在厘米范围内。从毫米到厘米范围的灰尘SED，我们发现低尘埃发射率光谱指数（$β< 1$）为我们的大多数源样本和自由-自由排放对只有5的16个样本源。我们还能够确认或纠正源样本的进化状态。最后，我们没有发现任何依赖的源尘埃参数对它们的位置在OMC-2/3灯丝。我们的研究结果表明，OMC-2/3原恒星的小尺度尘埃性…
2021-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of phosphorus-bearing molecules towards a Solar-type protostar
磷是地球生物化学中的关键成分，但在分子ISM中很少观察到，因此对它在恒星和行星形成序列中的遗传方式知之甚少。我们目前的观测磷轴承分子PO和PN对I类低质量原恒星B1-a使用IRAM 30米望远镜，代表第二次检测磷载体在太阳型恒星形成区域。PO和PN中所含的P/H丰度为~10 $^{-10}$ -10 $^{-9}$，这取决于假定的来源大小，仅占太阳能磷丰度的0.05-0.5%，这意味着磷在耐火材料中的显著螯合。根据PO和PN线轮廓与激波示踪剂SiO、SO $_2$和CH $_3$ OH的比较，磷分子发射似乎起源于激波气体，并可能与原恒星外流有关。我们发现PO/PN柱密度比约为1-3，这与在低质量原恒星L1157、大质量恒星形成区W51和W3（OH）以及银河系中心GMC G+0.693-0.03的激波流出中测量的值一致。在一系列环境条件下，不同来源的PO/PN比的范围很窄，这是令人惊讶的，并且可能编码了关于磷载体如何储存在谷物地幔中的信息。
2019-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of cyanamide (NH$_2$CN) towards solar-type protostars
生物前相关的氰胺（NH $_2$ CN）对太阳型原恒星的反应在文献中尚未报道。在这里，我们提出了第一次检测这个物种在温暖的气体周围的两个太阳型原恒星，使用的数据从阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列原恒星干涉测量线调查（PILS）IRAS 16293-2422 B和观测从IRAM高原德布尔干涉仪NGC 1333 IRAS 2A。我们还检测到NH $_2$ CN的氘代和$^{13}$ C同位素体对IRAS 16293-2422 B的作用。这是在星际介质中首次探测到NHDCN。基于局部热力学平衡分析，我们发现氰氨（$\sim$ 1.7%）的氘代类似于甲酰胺（NH $_2$ CHO），这可能表明，这两个分子共享NH $_2$作为一个共同的前体。IRAS 16293-2422 B的NH $_2$ CN/NH $_2$ CHO丰度比约为0.2，IRAS 2A约为0.02，与Sgr B2的数值范围相当。我们探索了可能的形成NH $_2$ CN的粮食通过NH $_2$ + CN反应使用的化学模型MAGICKAL。晶粒表面化学似乎能够再现气相丰度的NH $_2$ CN与正确的选择的物理参数。
2017-12-27 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
Modelling the abundance structure of isocyanic acid (HNCO) toward the low-mass solar type protostar IRAS 16293-2422
异氰酸（HNCO）是最稳定的最简单的分子，含有有机化学所必需的四种主要元素，已在几种天体物理环境中观察到，如分子云，恒星形成区，外部星系和彗星。在这项工作中，我们对低质量的太阳型原恒星IRAS 16293 $-2$ 422观测ALMA干涉仪，IRAM，JCMT和APEX单碟射电望远镜，和HIFI仪器上的赫歇尔空间天文台的HNCO谱线轮廓模型。在恒星形成环境中，HNCO的释放并不总是处于局部热力学平衡（LTE）。一个非LTE的辐射转移的方法是必要的，以正确地解释线的轮廓，准确的碰撞率系数是必要的。在这里，我们使用了一个全新的一组HNCO和邻-H $_2$和对-H $_2$之间的碰撞淬灭率的RADEX包，从量子化学计算中得到一个新的势能面在刚性转子近似。我们发现，如果我们假设HNCO的发射来自于与热科里诺相关联的致密的热的物理成分，与原恒星包层内部相关联的温暖成分，以及与外层包层相关联的寒冷的更广泛的成分，那么我们可以很好地再现朝向IRAS 16293 $-$ 2422的谱线轮廓。从我们的模型推导出的HNCO丰度同意与鹦鹉螺化学代码计算。
2018-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: first detection of methyl isocyanide (CH$_3$NC) in a solar-type protostar
甲基异氰化物（CH $_3$ NC）是在星际介质（ISM）中确认的原子数最多的异氰化物，但它不是一个丰富的分子，只在少数物体中被检测到。相反，其异构体甲基氰（CH $_3$ CN）是ISM中检测到的最丰富的复杂有机分子之一，在各种低质量和高质量来源中都有检测。我们使用ALMA观测从原恒星干涉谱线巡天（PILS）寻找甲基异氰化物，并比较其丰富的异构体甲基氰。我们使用科隆分子光谱数据库（CDMS）的一个新的线目录，以确定甲基异氰化物线。我们还模拟的化学与更新版本的三相化学动力学模型{ \em MAGICKAL}，提出了第一个化学建模甲基异氰化物的日期。我们首次在一颗太阳型原恒星IRAS 16293 $-$ 2422 B中探测到甲基异氰化物，并给出了它的伴星IRAS 16293 $-$ 2422 A的上限。发现异氰化甲基在源B中的丰度至少是源A的20倍，IRAS 16293- 2422 B中CH $_3$ CN/CH $_3$ NC丰度比为200，IRAS 16293- 2422 A中>5517。我们还提出了甲基异氰化物化学的化学模型在这两个来源的结果，并讨论了甲基异氰化物的形成机制和两个来源的相对进化阶段的影响。
2018-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
History of the solar-type protostar IRAS16293-2422 as told by the cyanopolyynes
氰基多炔是碳原子的链，在每一侧上具有氢原子和CN基团。它们几乎在ISM的任何地方都能被探测到，彗星也是如此。在过去，它们被用来限制一些分子云的年龄，因为它们的丰度被预测为时间的强函数。本文利用TIMASSS IRAM-30 m观测数据对太阳型原恒星IRAS 16293 -2422中的氰基多炔分布进行了广泛的研究。目标是：（一）获得一个普查的氰基多炔在这个来源和他们的同位素;（二）得出他们的丰度如何变化的原恒星信封;和（三）获得IRAS 16293 -2422的历史上的限制。我们检测到几条线HC 3 N和HC 5 N，并报告DC 3 N的第一次检测，在太阳型原恒星。我们发现，在IRAS 16293 -2422的外部冷包层中，HC 3 N丰度大致恒定（~ 1.3 × 10 ^（-11）），在Tdust> 80 K的内部区域中，HC 3 N丰度增加约100倍。HC 5 N在外壳中的丰度与HC 3 N相似，而在内部区域中的丰度低约10倍。在内部区域得到的HC 3 N丰度，以及增加发生的地方，也对尘埃升温到80 K所需的时间提供了强有力的限制，这必须短于~10^3- 10^4年。最后，外包层中的氰乙炔氘化约为50%，而在温暖的内部区域中<5$ %。相对较低的氘化在温暖的地区表明，我们正在目睹的化石的HC 3 N丰富地形成在稀薄阶段的前崩溃，然后冻结到粮食地幔在稍后的阶段。对IRAS 1629…
2016-10-04 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
Ingredients for Solar-like Systems: protostar IRAS 16293-2422 B versus comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们现代的太阳系经过了$4.6\times10^9$年的进化，只剩下一些它诞生时的遗迹。彗星被认为是最初形成地球和其他行星的成分的最原始的示踪剂。其他低质量的原恒星可能类似于我们的原太阳，因此可以用来研究形成类太阳系统所必需的构建模块。这项研究测试这一想法的基础上新的高灵敏度，高空间分辨率ALMA数据的原行星盘尺度（~70天文单位）的IRAS 16293-2422和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的大部分组成，确定了第一次与独特的现场监测进行的罗塞塔。对原恒星干涉测线巡天（PILS）的观测结果和罗塞塔轨道器离子和中性分析光谱仪（ROSINA）的测量结果进行比较分析表明，CHO-、N-和S-轴承分子的相对丰度在原恒星和彗星数据之间存在一定的分散性。一个试探性的相关性被认为是第一次为P-和Cl-轴承化合物。结果表明，彗星和星子的挥发性成分部分继承了前和原恒星阶段的演变。
2019-08-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST and Spitzer/IRAC Imaging of the Ultra Compact H II Region W3(OH) and Associated Protostars in W3
本文介绍了SOFIA上的FORCAST仪器和Spitzer/IRAC对超致密H Ⅱ区W3（OH）的红外观测结果。我们贡献新的波长数据的光谱能量分布，这限制了光学深度，粒度分布，和周围的H II区域的尘埃壳的温度梯度。我们将尘埃组分模拟为一个球壳，包含一个半径约600 AU的内腔，由一颗O 9型中心恒星照射，温度约31，000 K。该系统的总光度为71，000 L_solar。在SED中观察到的2.2 - 4.5微米的过量发射可以通过我们观察到壳结构中的空腔开口或团块来解释，由此来自壳的温暖内部的辐射可以逃逸。我们声称检测附近的水脉泽源W3（H2O）在31.4和37.1微米使用束反卷积的FORCAST图像。我们将这个物体的通量密度限制在19.7 - 37.1微米。此外，我们提出了四个年轻的恒星和原恒星物体在SOFIA领域，大概与W3分子云的原位观测。来自Robitaille等人的模型SED拟合工具的结果。（2006，2007）提出两个天体（2 MASS J 02270352 +6152357和2 MASS J 02270824 +6152281）是中等光度的（~ 236 - 432 L_太阳）原恒星;一个天体（2 MASS J 02270887 +6152344）要么是一颗高质量的原恒星，光度3000 L_solar，要么是一颗质量较小的年轻恒星，有一个巨大的星周盘，但外壳耗尽;一个…
2012-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking the ice mantle history in the Solar-type Protostars of NGC 1333 IRAS 4
为了了解在系外行星系统中观察到的多样性的起源，描述其形成的早期阶段至关重要，以太阳型原恒星为代表。这些天体的气体化学成分很可能直接取决于坍缩前形成的尘埃颗粒地幔的成分。直接反演冰幔的组成是具有挑战性的，但它可以通过观察主要成分，如厘米波长的NH3和CH3OH，一旦它们在温暖的原恒星阶段释放到气相中，间接完成。我们用24 - 26 GHz的VLA干涉仪在高角分辨率（1 ";~300 au）下观测到NGC1333中三颗0类原恒星（IRAS 4A1，IRAS 4A2和IRAS 4B）的CH_3OH和NH_3谱线。使用非LTE LVG分析，我们在三颗原恒星中得出了类似的NH3/CH3OH丰度比（IRAS 4A1，4A2和4B分别为<0.5，0.015 - 0.5和0.003 - 0.3）。因此，我们推断它们是由具有相似物理条件的塌缩前物质产生的。将观测到的丰度比与天体化学模型预测进行比较，我们将地幔形成时的尘埃温度限制在~17 K，这与南部NGC 1333扩散云的平均温度一致。我们认为，一个残酷的事件开始崩溃，最终形成IRAS 4A1，4A2和4B，因此，没有经历通常的星前核心阶段。这一事件可能是一个泡沫与NGC 1333南部的冲突，这在以前的文献中已经被唤起。
2022-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution mid-IR spectroscopy of SVS 13-A with EXES/SOFIA: The surprisingly high CH$_3$OH/H$_2$O ratio in the planet-forming zone of a solar mass protostar
Space Science Institute（空间科学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、行星与地球物理研究所）；Space Science and Astrobiology Division, NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心空间科学与天体生物学部门）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Universitat Autònoma de Barcelona（巴塞罗那自治大学）；University of Turin（都灵大学）
研究通过高分辨率中红外光谱观测SVS 13-A原恒星，发现行星形成区中CH3OH/H2O比值显著高于典型星际冰层比值，揭示了冰层亚limous和冰-气转化过程。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated methanol on Solar System scale around the HH212 protostar
背景：甲醇被认为主要是在星前阶段形成的，它的氘代形式保留了那个时期的条件记忆。由于ALMA提供的高角分辨率和灵敏度的独特组合，我们希望测量0级原恒星周围行星形成区域的甲醇氘代，并了解其起源。目标：我们绘制了猎户座B中HH 212系统内部区域（$\sim$ 100 au）的$^{13}$ CH $_3$ OH和CH $_2$ DOH分布图。为此，我们在波段7中使用ALMA周期1和周期4观测，角分辨率低至$\sim$ 0.15 $"$。结果如下：我们探测到6条$^{13}$ CH $_3$ OH谱线和13条CH $_2$ DOH谱线，其上能级能量可达438 K（温度单位）。我们推导出的旋转温度为（171 $\pm$ 52）K和柱密度分别为7 $\times$ 10 $^{16}$ cm $^{-2}$（$^{13}$ CH $_3$ OH）和1 $\times$ 10 $^{17}$ cm $^{-2}$（CH $_2$ DOH）。因此，D/H比为（2.4 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-2}$，这个数值比先前使用单碟望远镜对英仙座原恒星测量的数值低了一个数量级。我们的研究结果与猎户座B的尘埃温度高于英仙座云的尘埃温度是一致的。发射是跟踪旋转结构延伸到45 AU从喷流轴和拉长90 AU沿喷流轴。到目前为止，所观察到的发射的起源似乎与吸积盘有关。然而，只有更高的空间分…
2017-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules in low-mass protostars on solar system scales -- I. Oxygen-bearing species
复杂的有机分子（COMs）被认为是在恒星形成的最早阶段形成于冰冷的尘埃颗粒上。这些COM从最年轻的0/I类原恒星阶段向更进化的II类阶段的演变仍然没有完全了解。由于行星形成似乎很早就开始了，成熟的盘对于特征COM发射线来说太冷了，因此在0/I级阶段研究太阳系尺度上的COM清单是相关的。ALMA波段3（3毫米）和波段6（1毫米）的观测获得了七个0级原恒星的英仙座和巨蛇座恒星形成区。通过用“LTE”模型模拟原恒星内部区域，确定了几个含氧COM的激发温度和柱密度。B1-c、B1-bS和Serpens S68 N显示COM发射，即七个源中的三个。没有明确的相关性似乎存在之间的发生COM和源光度。对于三个富含COM的来源，以及IRAS 16293- 2422 B和HH 212，几种COM相对于CH 3OH的丰度非常相似。对于其他COM的丰度差异高达一个数量级，表明当地的源条件的情况下确定。B1-c包含COM发射的冷（$T_{ex}\approx60$ K）、更扩展的分量，其柱密度通常为暖/热（$T_{ex}\sim 200$ K）、中心分量的几个%。基于CH 2DOH/CH 3OH比率推导出1- 3%的D/H比率，表明甲醇形成期间的温度为$\sim$ 15 K。这个比例与其他低质量原恒星一致。未来的中红外设施，如JWST/MIRI，将是直接观测彗星冰的必要条件。将其与更大的富含COM的源样本…
2020-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
High D$_2$O/HDO ratio in the inner regions of the low-mass protostar NGC1333 IRAS2A
水在星际介质和地球上都起着至关重要的作用。为了限制它的形成机制和它在恒星形成过程中的演化，水氘分馏比的测定是特别合适的。以前的研究得出HDO/H $_2$ O比率在温暖的内部地区的低质量原恒星。在这里，我们报告的检测D $_2$ O 1 $_{1,0}$ -1 $_{0,1}$过渡到低质量的原恒星NGC 1333 IRAS 2A与高原德布尔干涉仪：这是第一次干涉检测D $_2$ O -和只有第二个太阳型原恒星，这种同位素被检测到。利用同时探测到的HDO 5 $_{4,2}$-6 $_{3,3}$跃迁和以前观测到的另外三条HDO谱线的观测结果，我们证明了在$\pm$为21 K，$\sim$为0.5弧秒的单激发温度下，HDO谱线通量能很好地再现。D $_2$ O/HDO比为$\sim$（1.2 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-2}$，而使用先前的H $_2^{18}$ O观测结果得到的HDO/H $_2$ O比为$\sim$（1.7 $\pm$ 0.8）$\times$ 10 $^{-3}$，即比D $_2$ O/HDO比低7倍。这些结果与目前的晶粒表面化学模型的预测相矛盾，并表明，要么表面氘化过程知之甚少，或者在高温（$\gtrsim$ 230 K）下的晶粒地幔和水的形成升华发生在这个源的内部区域。在第二种情况下，晶粒地幔的热脱附将解释高的D $_2$ O/HDO…
2014-08-16 astro-ph.SR
Spin-down of solar-mass protostars in magnetospheric accretion paradigm
针对原恒星减旋机制难题，基于三维磁流体动力学模拟和恒星演化计算，提出由旋转磁层驱动的锥形盘风通过降低吸积扭矩实现恒星减旋的新图景。
2024-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric observations of warm deuterated methanol in the inner regions of low-mass protostars
甲醇是天体化学中的关键物种，因为它是ISM中最丰富的有机分子，并且被认为是许多复杂有机物种的母体分子。估算年轻原恒星周围甲醇的氘代是至关重要的，因为它高度依赖于它的形成机制和形成时的物理条件。我们分析了来自IRAM-PdBI和ALMA亚毫米干涉仪的各种现有观测数据集的氘代甲醇同位素的数十种转变，以估计太阳系尺度上三颗低质量原恒星周围的甲醇氘代。布居图分析使我们能够得出在温暖的原恒星内部区域，[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH]丰度比为3- 6%，[CH $_3$ OD]/[CH $_3$ OH]比为0.4- 1.6%。这些值比以前对这些来源的单碟观测所得的值低10倍，但比在大规模热核中测量的甲醇氘高10-100倍。从赫歇尔和普朗克观测得到的尘埃温度图表明，大质量的热核位于比低质量源更温暖的分子云中，温度差为$\sim$ 10 K。与气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE的预测比较表明，这样的温差足以解释在低质量到高质量源中观察到的不同氘代，这表明原恒星起源处分子云的物理条件主要决定了目前观察到的甲醇氘代。在这项工作中测得的甲醇氘比海尔-波普彗星中估计的甲醇氘上限高出5倍，这意味着在太阳系形成期间，太阳星云中可能发生了重要的有机物质再处理。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The census of interstellar complex organic molecules in the Class I hot corino of SVS13-A
我们提出了第一次人口普查的星际复杂有机分子（iCOMs）在低质量的I类原恒星SVS 13-A，通过分析数据从IRAM-30米大型项目ASAI（天体化学调查在IRAM）。它们包括在1 mm、2 mm和3 mm IRAM波段的高灵敏度无偏光谱调查。我们检测到五个iCOM：乙醛（CH $_3$ CHO）、甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）、二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）、乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）和甲酰胺（NH $_2$ CHO）。此外，我们还搜索了其他iCOMs和乙烯酮（H $_2$ CCO）、甲酸（HCOOH）和甲氧基（CH $_3$ O），仅检测到乙烯酮。根据物种的不同，检测到的谱线从5到37条，覆盖了15到254 K之间的大的上能级能量范围。这使我们能够进行旋转图分析，并得出35和110 K之间的旋转温度，和柱密度之间的$3\times 10^{15}$和$1\times 10^{17}$ cm $^{-2}$ 0。“3先前通过乙醇醛的干涉观察确定的尺寸。这些新的观察清楚地表明，在朝向SVS 13-A的热科里诺中存在丰富的化学物质。测量的iCOMs丰度与之前发表在文献中的其他0类和I类热科里诺斯以及彗星进行了比较。我们发现的证据表明，（i）SVS 13-A是化学丰富的年轻的0类原恒星，和（ii）iCOMs的相对丰度没有实质性的演变过程中的原恒星阶段。
2018-10-26 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 molecular environment of the solar-type protostar IRAS 16293-2422
本研究利用APEX望远镜的LAsMA阵列观测了太阳型原恒星IRAS 16293-2422及其前恒星核的分子环境，识别出36种分子的144条跃迁线，揭示了复杂的外流相互作用、温度密度分布及化学差异。
2022-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in dense clusters
一个同样可能停止的核心-团块吸积模型描述了星团中致密部分的恒星形成，而孤立坍缩核心的模型可能不适用。每一个核心都以恒定的速率吸积到它的原恒星上，而周围的气体团则以原恒星质量的幂的形式吸积。短的吸积流类似于舒吸积，并形成低质量的恒星。长流类似于减少的邦迪吸积，并形成大质量恒星。吸积的停止是由于动力抛射、引力竞争和恒星反馈的气体扩散等环境过程，与初始核心结构无关。该模型匹配场星IMF从0.01到超过10个太阳质量。核心吸积率和平均吸积持续时间设置IMF的峰值，独立于当地的金斯质量。大质量的原恒星需要最长的吸积时间，可达50万年。星团中最大的原恒星光度表明了其最古老的原恒星的质量和年龄。如果原恒星的出生率是恒定的，那么原恒星的光度分布与活跃恒星形成区的光度分布相匹配，但如果它们的出生是同时代的，那么原恒星的光度分布就不匹配。对于恒定的出生率，YSO与原恒星的比例表明了星团的恒星形成年龄，通常为100万年。原恒星吸积光度通常小于其稳定的球形值的一个因素~2，符合幕式磁盘吸积模型。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: First detections of ethylene oxide, acetone and propanal toward the low-mass protostar IRAS 16293-2422
天体化学中的一个悬而未决的问题是复杂的有机分子和生命前分子是如何形成的。目标。我们的目标是开始编制一个库存的含氧复杂的有机分子对太阳型0类原恒星二进制IRAS 16293 -2422从一个公正的光谱调查与ALMA（PILS）的过程。在此，我们重点关注环氧乙烷（c-C $_2$ H $_4$ O）、丙酮（CH $_3$ COCH $_3$）和丙醛（C $_2$ H $_5$ CHO）的新检测结果。方法.与ALMA，我们调查的光谱范围从329至363 GHz的0.5 $"$（60 AU直径）的分辨率。使用一个简单的模型，在LTE中的分子发射，激发温度和柱密度的每个物种的约束。结果我们成功地检测到丙醛（44线），环氧乙烷（20线）和丙酮（186线）对一个组成部分的原恒星双星，IRAS 16293 B。高分辨率的地图表明，所有调查的物种的排放起源于紧凑的中心区域接近原恒星。这与推导出的$\sim$ 125 K的共同激发温度一起，与这些分子在同一气体中的共存一致。结论.这些观测标志着首次探测到丙酮，丙醛和环氧乙烷朝向低质量原恒星。两组同分异构体（CH $_3$ COCH $_3$ /C $_2$ H $_5$ CHO $\sim$ 8和CH $_3$ CHO/c-C $_2$ H $_4$ O $\sim$ 12）的相对丰度比与以前对高质量原恒星的观测结果相当。从这些结果中观察到的丰度比以及…
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules in low-mass protostars on Solar System scales -- II. Nitrogen-bearing species
行星的化学成分由恒星形成早期阶段的物理和化学过程决定。目的是用ALMA在毫米波长下研究两个0类原恒星（B1-c和S68 N）的含氮复杂有机分子。接下来，将检测到的含N物质的结果与相同和其他来源的含O物质的结果进行比较。以$\sim$ 0.5”分辨率研究波段6（$\sim$ 1 mm）和波段5（$\sim$ 2 mm）的ALMA观测，并以$\sim$ 2.5”波束中的波段3（$\sim$ 3 mm）数据进行补充。NH 2CHO、C2 H5 CN、HNCO、HN 13 CO、DNCO、CH 3CN、CH 2DCN和CHD 2CN被鉴定为所调查的来源。这两种来源相对于CH 3OH和HNCO的丰度相似，柱密度通常比含O物质低一个数量级。最大的变化，一个数量级，被认为是NH 2CHO丰度比相对于HNCO和CH 3OH和不相关的原恒星光度。此外，在不确定性内，含N物质与含O物质具有相似的激发温度（$\sim$ 100 $\sim$ 300 K）。大多数HNCO丰度的相似性，包括CH 2DCN和CHD 2CN，暗示了一个共同的化学历史，特别是在恒星形成之前寒冷地区的高D/H比。然而，丰度的一些变化可能反映了化学对当地条件的敏感性，如温度（例如NH 2CHO），而其他变化可能是由于分子的发射区域差异与其在冰中的不同结合能有关。这里讨论的两个来源增加了对太阳系尺度进行如此详细化学分析的少数来源。未来…
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded protostellar disks around (sub-)solar protostars. I. Disk structure and evolution
本文对不同质量（M_cl=0.2- 1.7 M_sun）和旋引力比（β=0.0028- 0.023）的云核的引力坍缩形成的嵌入原恒星盘进行了比较数值流体力学研究。Mcl和β的增加导致原恒星盘的形成，这些盘更容易受到引力不稳定性的影响。在大多数模型中都会发生圆盘碎裂，但其影响通常仅限于非常早期的阶段，碎片在数十个轨道周期内被分散或驱动到正在形成的恒星上。只有具有足够高的M_cl或β的云核才可能最终形成低质量比的宽分离双星/多星系统和褐矮星或亚太阳质量伴星。这样的系统最终可能会分裂，产生流氓褐矮星，这是可行的。由更大质量（但相等β）的云核形成的{ \it equal}年龄的原恒星盘通常密度更大、温度更高、体积更大、质量更大。另一方面，由高β（但M_cl相等）的云核形成的原恒星盘通常更薄、更冷，但更大、更重。在所有模型中，辐射温度和中平面温度\triangle T之间的差异很小，除了年轻盘的最内部区域、致密碎片和盘的外边缘，其中\triangle T为负，并且可能达到两倍甚至更多。引力不稳定的嵌入盘表现出径向脉动，其振幅沿M_cl和β增加的直线增加，但随着包络线的清除而趋于减小。我们发现，具有盘星质量比为1阶的单星只能由高β云核形成，但这样的大质量盘是不稳定的，很快就会分裂成双星/多星系统。
2010-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: Isotopic composition of oxygen-containing complex organic molecules toward IRAS 16293-2422B
本文对原恒星IRAS 16293- 2422 B的各种含氧复杂有机分子的氘代和~（13）C同位素进行了太阳系尺度的系统观测。我们使用的数据从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的329和363 GHz之间的无偏分子线调查。观测探测60 AU的尺度，其中大多数有机分子已经从尘埃颗粒升华并以气相存在。复杂的有机分子可以分为两组，一组是较简单的物质，D/H比约为2%，另一组是较复杂的物质，D/H比为4- 8%。这种划分可能反映了在通过原恒星包层的物质升温/下沉之前或期间，冰中每种物质的形成时间。没有显着的差异被认为是在个别物种的不同官能团的氘化，可能是由于短的时间尺度通过最温暖的地区，不同物种之间的交换反应可能发生的下降。这些物种的激发温度在125 K和300 K之间存在差异。这可能反映了单个物种的结合能/升华温度，与先前发现的高质量来源非常一致。对于二甲醚，发现12 C/13 C比率与典型ISM值相比低多达2倍，与先前对于乙醇醛推断的值类似。这些结果表明，在嵌入式原恒星演化的不同阶段，冰表面化学对于形成这些复杂的有机分子的重要性，并展示了使用精确的同位素测量来了解单个物种的历史。
2018-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of nitrogen isotope fractionation in deeply embedded protostars
类地行星、彗星和陨石与太阳和木星相比，15 N含量显著富集。虽然太阳和木星的氮同位素比率被认为代表了原太阳星云的组成，但一个尚未确定的过程导致了固体中的15 N富集。已经提出了几种机制来解释这些变化，包括化学分馏。然而，限制分馏模型的观测结果很少。虽然有证据表明星前核中的15 N富集，但尚不清楚该特征如何演变成原恒星阶段。我们的目标是测量附近三颗嵌入式中低质量原恒星周围的14 N/15 N比值。HCN和HNC的同位素体用于探测14 N/15 N比率。用APEX望远镜观测到H13 CN、HC 15 N、HN 13 C和H15 NC跃迁。假设标准12 C/13 C比率，从积分强度导出14 N/15 N比率。利用辐射转移模型和超精细结构拟合验证了光学薄发射的假设。两个来源，IRAS 16293 A和R CrA IRS 7 B，显示15 N-富集的因素约1.5-2.5在HCN和HNC相对于太阳的组成。对于第三个来源，OMC-3 MMS 6，不能排除太阳成分。此外，有迹象表明，随着外壳温度的增加，14 N/15 N比值有增加的趋势。在两个0类源中发现的HCN和HNC中15 N丰度的增加（14 N/15 N为160-290）以及14 N/15 N比值随温度变化的趋势与化学分馏情景一致，但来自额外示踪剂的14 N/15 N比值对于检验模型是不可或缺的。空间分辨观测需要区分化学分馏和同位素选择性光…
2014-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: The sulphur connection between protostars and comets: IRAS 16293-2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
通过比较类似的低质量原恒星和我们的原太阳星云-彗星的残余物，我们可以拼凑出太阳系的进化历史。含硫分子可能是挥发性和难熔性组分共同演化的独特示踪剂。利用大规模无偏原恒星干涉谱线巡天（PILS）的ALMA波段7数据，对IRAS 16293-2422 B的60 au外盘状结构中的含硫分子进行了搜索，并与Rosetta上ROSINA仪器的67 P/C-G数据进行了比较。SO $_{2}$、SO、OCS、CS、H $_{2}$ CS、H $_{2}$ S和CH $_{3}$ SH等物质通过其至少一种针对IRAS 16293-2422 B的同位素体检测。搜索揭示了OC $^{33}$ S对这个源的第一次检测和C $^{36}$ S对低质量原恒星的试探性第一次检测。数据显示，与67 P/C-G相比，IRAS 16293-2422 B含有比H $_{2}$ S多得多的OCS;同时，SO/SO $_{2}$比率在两个靶标之间非常一致。IRAS 16293-2422 B的CH $_{3}$ SH/H $_{2}$ CS比值在我们太阳系的范围内（相差0.7-5.3倍）。这表明，在系统的初始崩溃的紫外线辐射水平可能有所不同，并可能更高的IRAS 16293-2422 B由于其二进制的性质，从而将更多的H $_{2}$ S转化为OCS。这是否也促进了含硫复杂有机物的形成，仍有待最终检验。IRAS 16293…
2018-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-ray acceleration in young protostars
宇宙射线与分子云相互作用的主要特征是高度电离。由于能量损失和磁效应，这一比例在云的致密部分会减少，而在那里预计会形成恒星。然而，最近的观测暗示了原恒星系统中的高水平电离，因此导致了一个明显的矛盾，可以用年轻原恒星中加速的高能粒子的存在来解释。我们的建模包括一组条件，必须满足，以便有一个有效的粒子加速通过扩散冲击加速机制。我们发现，喷流冲击可以是强加速器的质子，可以提高到相对论能量。另一个可能有效的加速点位于原恒星表面，在坍缩阶段，撞击物质引起的冲击足以加速质子。我们的研究结果表明，在类太阳系统的早期阶段加速粒子的可能性，并可以作为一个参数，以支持现有的观测。高能粒子的内部来源的存在可能会对恒星和行星形成过程以及前生物分子的形成产生强烈的和不可预见的影响。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA observations of water deuteration: A physical diagnostic of the formation of protostars
水的氘分馏可以作为恒星形成期间水的化学和物理演化的示踪剂，并可以限制太阳系天体中水的起源。我们确定HDO/H $_2$ O比率在内部温暖的气体朝向三个低质量的0类原恒星被选择为在孤立的核心，即，与任何云复合体无关。以前的来源，其中HDO/H $_2$ O的比例已经建立了所有的一部分，更大的恒星形成复合体。以这些孤立的原恒星为目标，可以比较孤立和聚集区域的水化学，以确定当地云环境的影响。我们给出了225.897 GHz和241.562 GHz的HDO $3_{1,2}$ - $2_{2,1}$和$2_{1,1}$ - $2_{1,2}$跃迁以及203.407 GHz的H $_2^{18}$ O $3_{1,3}$ - $2_{2,0}$跃迁的ALMA观测结果。高角分辨率（0 \farcs 3-1 \farcs 3）允许研究内部温暖的包络气体。HDO/H $_2$ O比率的模型独立的估计获得，并与以前的确定在温暖的气体向低质量的原恒星。我们检测到目标水向S/N > 5的三个源的转换。我们确定L483、B335和BHR 71-IRS 1的HDO/H $_2$ O比率分别为（$2.2\pm0.4$）$\times 10^{-3}$、（$1.7\pm0.3$）$\times 10^{-3}$和（$1.8\pm0.4$）$\times 10^{-3}$，假设$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Seeding Molecules in a Massive Protostar -- Detection of TiO in Orion Source I
RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究院 (SOKENDAI)）；University of Florida（佛罗里达大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过ALMA观测首次在大质量原恒星猎户座源I中探测到TiO，推导其柱密度并发现其比值高于CI球粒陨石，该探测结果为难熔化学及太阳系物质早期形成提供了重要约束。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive star formation around I05345+3157 -- I. The dense gas
我们利用分子线示踪剂CS（2-1）和CARMA对中等质量恒星形成区I 05345 +3157进行了观测，以揭示致密气体核的性质。在CS（2-1）积分强度图中识别出7个气核。其中，核心1和核心3在2.7毫米连续谱数据中具有对应物。我们认为核心1和核心3是恒星形成核心，可能已经或即将拥有年轻的大质量原恒星。根据LTE方法和假设气尘比的尘埃排放量估算的核心1的总质量为5 +-1太阳质量和18 +-6太阳质量，核心3的总质量为15 +-7太阳质量和11 +-3太阳质量。3号核心的光谱显示出蓝色的自吸收，这表明有气体流入--一个正在坍塌的核心。观察到的七个气核的宽线宽表明非热运动。这些非热运动可能是与附近流出的相互作用，也可能是由于初始湍流引起的;前者是可以观察到的，而初始湍流的作用则不太确定。最后，气体核的维里质量大于LTE质量，这意味着对于束缚核，需要约10^8 K/cm ^3的外部压力。核心有可能进一步形成大质量恒星。
2011-07-06 astro-ph.SR
Questioning the spatial origin of complex organic molecules in young protostars with the CALYPSO survey
复杂的有机分子（COM）已经在几个0级原恒星中被发现，但它们的起源还不清楚。超越个别对象的研究，我们希望调查的起源COM在年轻的原恒星的统计基础上。我们使用CALYPSO调查进行IRAM PdBI搜索COM在高角分辨率的样本中的26个太阳型原恒星，包括22个0类和4个I类对象。在12个来源中检测到甲醇，并在一个来源中暂时检测到甲醇，该来源占样本的一半。八个来源（30%）检测到至少三个COM。我们发现一个强大的化学分化，在多个系统与五个系统有一个组件与至少三个COM检测到，但其他组件没有COM排放。内部光度被认为是最影响COM化学成分的源参数的源，而COM发射的检测和盘状结构的检测之间没有明显的相关性。一个典型的热corino起源可以解释COM排放在四个来源，吸积激波起源在两个或可能三个来源，和流出的起源在三个来源。根据含氧分子、氰化物和含CHO分子的丰度，可以将具有COM探测的CALYPSO源分为三类。这些化学基团既不与COM的起源，也不与源的演化状态，如果我们采取的信封质量与内部光度的比值作为一个演化的示踪剂。我们发现分子之间的强相关性是一个先验的化学无关（例如甲醇和甲基氰），这意味着相关性的存在并不意味着化学联系。[删节]
2020-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Complex Organic Molecules and Molecular Outflows in NGC 1333 IRAS 4B and 4B' Observed Using NOEMA
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用NOEMA对NGC 1333 IRAS 4B和4B'进行干涉观测，探测到10种星际复杂有机分子，揭示IRAS 4B为双原恒星系统，驱动南北喷流和西北-东南外流，而4B'仅驱动东西外流。
2026-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: Detection of CH$_{3}$NCO toward the low-mass protostar IRAS 16293-2422 and laboratory constraints on its formation
异氰酸甲酯（CH $_{3}$ NCO）属于一组选定的星际分子，被认为是形成较大有机化合物（包括具有肽键的化合物）的相关前体。这种分子只在几颗大质量的原恒星中被发现，而且可能在彗星上被发现。已经假设了这种分子在冰粒上的形成途径，但缺乏实验证据。在这里，我们扩展的环境中发现甲基异氰酸酯的范围，并明确识别CH $_{3}$ NCO通过检测43个未混合的过渡ALMA原恒星干涉线调查（PILS）的低质量太阳型原恒星二进制IRAS 16293-2422。对于HNCO/CH $_3$ NCO $\sim$ 4- 12的二元组分，检测分子。未鉴别出异构体CH $_{3}$ CNO和CH $_{3}$ OCN，导致CH $_{3}$ NCO/CH $_{3}$ CNO的丰度比上限> 100，CH $_{3}$ NCO/CH $_3$ OCN > 10。由此产生的丰度比比较以及与那些发现相关的含氮物种对高质量的原恒星。为了限制它的形成，进行了一系列低温超高真空实验。CH-$_{4}$：HNCO混合物在20 K下的真空紫外辐照强烈表明，甲基异氰酸酯可以通过CH $_{3}$和（H）NCO的再结合以固态形式形成。结合包括该反应的气体-颗粒模型，发现固态途径是解释IRAS 16293-2422中发现的异氰酸甲酯丰度的合理方案。
2017-05-04 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
HDO ice detected toward an isolated low-mass protostar with JWST
本文利用 JWST 首次在孤立低质量原恒星 L1527 IRS 中探测到 4.1 μm HDO 冰特征，测得冰中 HDO/H₂O 比率约为 4.4×10⁻³，并据此探讨水从前恒星阶段到原行星盘的化学继承与区域环境差异。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer II. The formation of a 25 solar-mass star
本文采用基于蒙特卡罗的辐射流体力学（RHD）方法对大质量恒星的形成过程进行了数值模拟。恒星通过随机的盘吸积形成，并产生快速的辐射驱动的双极腔。我们发现，演化的下落率（被认为是质量通量跨越1500 AU的球形边界），吸积率到原恒星上，与观测约束大致一致。在35kyr之后，恒星的质量为25个太阳质量，被一个质量为7个太阳质量，半径为1500 au的圆盘包围，我们发现圆盘的速度场接近开普勒。这些结果再一次与最近对正在形成的大质量恒星周围的圆盘进行的高分辨率研究相一致。RHD模型的合成成像显示出与近红外和远红外观测的良好一致性，但可能与观测结果相冲突，这些观测结果表明MYSO在天空中通常是24.5微米处圆形对称的。分子线模拟的CH3CN过渡比较以及与观测的表面亮度和线宽，并表明它应该是可能的，可靠地提取原恒星质量从这样的观测。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking High- and Low-Mass Star Formation: Observation-Based Continuum Modelling and Physical Conditions
天文学家还没有确定高质量的原恒星是从类似于低质量原恒星的高质量星前核心形成的，还是从经历大规模坍缩的前原恒星星团中心的低质量碎片形成的。部分不确定性是由于缺乏几十个太阳质量的原恒星的包络结构数据，我们预计会看到从中等质量恒星形成到高质量过程的过渡。我们试图推导出天鹅座X中8个源的质量、光度和包络密度分布，文献中的质量估计将它们置于采样间隙中。将这些来源与文献中类似的演化来源相结合，使我们能够对源光度六十多年来的原恒星包络参数进行荟萃分析。我们进行了光谱能量分布（SED）拟合档案宽带光度连续数据从1.2到850 $μ$ m，推导出我们的八个源的辐射热光度加上初始质量和半径估计建模密度和温度分布与辐射转移包Transphere。包层质量，密度在1000 AU，外包层半径，密度幂律指数作为函数的热光度都遵循既定的趋势，在文献中跨越六十年的光度。我们的大多数来源占据了中等到中等高的质量和光度范围，这有助于更牢固地建立低质量和高质量恒星形成机制之间的连续性。我们的密度幂律指数与文献中的观测值一致，没有表现出明显的光度变化趋势。最后，我们表明，在所有的高质量的原恒星的包络参数的趋势是统计上难以区分的趋势，在相同的变量为低，中等质量的原恒星。
2021-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: First tentative detection of 3-hydroxypropenal (HOCHCHCHO) in the interstellar medium and chemical modeling of the C$_3$H$_4$O$_2$ isomers
确定太阳型原恒星的分子组成有助于提高我们对太阳及其行星形成的物理化学条件的理解。在这项工作中，我们分析了阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的原恒星干涉测线巡天（PILS），一个无偏的光谱调查的太阳型原恒星IRAS~16293- 2422的数据，我们尝试性地发现3-羟基丙烯醛（HOCHCHCHO）在星际介质朝向源B的第一次。基于观察到的谱线强度并假设局部热力学平衡，其柱密度被限制为$\sim$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，对应于相对于甲醇CH $_3$ OH的10 $^{-4}$丰度。需要额外的光谱研究来限制这种分子的激发温度。我们将HOCHCHCHO及其五种异构体纳入Manigand等人（2021）提出的化学网络中，并使用Nautilus代码预测了它们的化学演变。该模型再现了丰富的HOCHCHCHO的不确定性。该物质主要通过颗粒表面反应CH $_2$ CHO + HCO $\rightarrow$ HCOCH $_2$ CHO，然后HCOCH $_2$ CHO互变异构为HOCHCHCHO形成。预计两种异构体CH $_3$ COCHO和CH $_2$ COHCHO甚至比HOCHCHCHO更丰富。对这些分子的光谱研究对于在IRAS~16293- 2422和其他天体物理源中寻找它们是必不可少的。
2022-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tentative detection of ethylene glycol toward W51/e2 and G34.3+0.2
复杂的有机分子和潜在的生命起源分子是如何在低质量和高质量恒星形成的区域形成的，这仍然是天体化学的一个中心问题。特别是，由于只有少数来源进行了详细研究，目前还不清楚环境在复杂分子形成中起着什么作用。在这种情况下，比较不同来源之间相关物种的相对丰度可能有助于解释观察到的差异。我们试图测量三个重要的复杂的有机分子，乙二醇（（CH $_2$ OH）$_2$），乙醇醛（CH $_2$ OHCHO）和甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）之间的相对丰度，对高质量的原恒星，从而提供额外的限制，其形成途径。我们使用IRAM 30米单碟观测的三个物种对两个高质量的恒星形成区域- W51/e2和G34.3+0.2 -和报告的（CH 2 OH）2的试探性检测对这两个来源。假设（CH $_2$ OH）$_2$、CH $_2$ OHCHO和HCOOCH $_3$空间共存，则G34.3+0.2和W51/e2的相对丰度比HCOOCH $_3$ /（CH $_2$ OH）$_2$分别为31和35。未检出CH $_2$ OHCHO，但数据提供了HCOOCH $_3$ /CH $_2$ OHCHO丰度比的下限，G34.3+0.2为$\ge$ 193，W51/e2为$\ge$ 550。将这些结果与文献中各种来源的测量结果进行比较，表明源光度可能与HCOOCH $_3$ /（CH $_2$ OH）$_2$和HCOOCH $_…
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in Protostars with ALMA Spectral Surveys (COMPASS) II. Approach to data reduction and products for line-rich broadband (sub)millimeter spectra
本文介绍 COMPASS 项目的数据归约流程与产品，使用 CASA 和 IMAGER 处理 11 个原恒星区域的 ALMA 观测，生成光谱立方体、提取光谱和连续谱图像，以支持化学研究。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
First images of phosphorus molecules towards a proto-Solar analog
尽管磷在地球生物化学中扮演着核心角色，但人们对恒星和行星形成区域中磷的化学性质知之甚少。我们目前的ALMA波段3和4观测PO和PN对I类原恒星B1-A，代表第一个空间分辨观测磷载体对太阳型恒星形成区域。磷分子从两个不同的团块中发射出来，这与原恒星流出物（由SiO追踪）与致密气体细丝（由CCS追踪）相互作用的区域相一致。因此，气相磷似乎来自致密星际团块的冲击。基于所观察到的发射模式，PO和PN似乎是子产品的固体磷载体与冰和硅酸盐颗粒之间的中间挥发性。因此，在将半难熔磷转化为更易挥发的形式之前，星际冲击可能发挥重要作用。事实上，（PO+PN）/CH 3OH的比例是类似的B1-a和彗星67 P，这意味着一个可比较的水库挥发性磷。在B1-a中，PO/PN比值范围约为1-8。北部发射团的PO/PN比和13 CH 3OH发射比南部发射团的PO/PN比和13 CH 3OH发射弱，表明两个位置的激波物理和化学性质不同。需要解决的观测P载体对其他来源，以更好地了解是什么调节这样的变化在原恒星环境中的PO/PN比。
2022-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
