Azimuthal temperature variations in ISO-Oph2 from multi-frequency ALMA observations
本研究利用 97.5、145 和 405 GHz 的多频段 ALMA 连续谱观测，揭示 ISO-Oph 2 主星盘的不对称结构与方位温度变化，表明引力作用及 HD 147889 的外部加热共同塑造其密度与热平衡。
2023-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Young Planetary-Mass Object in the rho Oph Cloud Core
我们报告发现一个年轻的行星质量的褐矮星的rho Oph云核心。借助凯克一号望远镜上的NIRC仪器获得的1.5-2.4微米低分辨率光谱，该物体被确定为该物体。根据COND模型，观测到的光谱与红化（Av ~ 15-16）棕矮星相一致，其有效温度在1200-1800 K之间。假设年龄为100万年，与等时线的比较进一步将温度限制在~ 1400 K，并建议质量为~ 2-3木星质量。推断的温度是暗示的早期T光谱类型，这是支持光谱形态与弱甲烷吸收一致。根据其推断的距离（~ 100 pc）和存在的叠加视觉吸收，它很可能是一个rho Oph星团成员。此外，考虑到估计的光谱类型，它可能是迄今为止发现的最年轻和质量最小的T矮星。它的存在表明rho Oph恒星形成区域的初始质量函数可以很好地扩展到行星质量区域。
2009-12-18 astro-ph.SR
The Be Star 66 Ophiuchi: 60 Years of Disk Evolution
我们使用一个时间依赖的流体动力学代码和非LTE蒙特卡罗代码来模拟盘耗散的Be星66蛇夫座。我们汇编了从1957年到2020年的63年观测数据，以涵盖恒星盘增长和随后消散的完整历史。我们的模型受到新的和档案测光，光谱和偏振观测，使我们能够模拟磁盘耗散事件。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们发现66 Oph与标准B2Ve恒星的性质是一致的。我们计算了一个网格的61568 Be星盘模型，以约束的密度分布的磁盘耗散前使用的H $α$线轮廓和SED的意见。我们发现，在开始耗散的磁盘具有$2.5\times10^{-11}\ \rm{g\ cm^{-3}}$的径向幂律指数为$n=2.6$的基础密度。我们的模型表明，经过21年的磁盘耗散66 Oph的外盘仍然存在和明亮的无线电。我们发现一个等温磁盘与恒定的粘度与$α= 0.4$和外部磁盘半径为$\sim$ 115恒星半径最好的再现率66 Oph的磁盘耗散。我们确定星际偏振在V波段的恒星方向是$p=0.63 \pm 0.02\%$与偏振位置角$θ_{IS}\approx85.7 \pm 0.7^\circ$。利用Stokes QU图，我们发现66 Oph盘的内禀偏振位置角为$θ_{int}\approx98 \pm 3^\circ$ .
2021-04-22 astro-ph.SR
V532 Oph is a New R Coronae Borealis Star
根据新的光度和光谱数据，发现V532 Oph是罕见的缺氢北冕座R星（RCB）的成员。V532 Oph的光变曲线显示了RCB星特有的突然、深度、不规则间隔的下降。它的光谱是典型的温暖（T（eff）~7000 K）RCB星，显示出微弱或不存在氢线，C2天鹅带，没有证据表明13 C。此外，这颗恒星还表现出典型的RCB恒星的小脉动和由于环恒星尘埃而产生的红外过量。它似乎也被前景尘埃显着变红。距离V532 Oph的距离估计为5.5-8.7 kpc。这些新的数据表明，这颗恒星在变星总表中被错误地归类为食双星。V532 Oph的新数据揭示了高质量，高节奏的全天空测光调查的力量，如ASAS-3，仅根据光变曲线数据识别新的RCB候选者，现在他们已经收集了足够长的数据来揭示多次下降。尽管RCB星的数量不多，但它们在理解恒星演化的后期阶段可能具有重要意义。特别是，他们测量的同位素丰度意味着许多（如果不是大多数）RCB恒星是由WD合并产生的，这可能是产生Ia型超新星的更大质量合并的低质量对应物。因此，在银河系中建立RCB星的种群将有助于限制这些WD合并的频率。
2009-04-03 astro-ph.SR
Mixing of Clumpy Supernova Ejecta into Molecular Clouds
从陨石的同位素分析到对太阳元素和同位素组成的研究，有几条证据表明，太阳系在其演化的早期受到附近超新星（SN）喷出物的污染。以前的模型认为SN物质被注入到现存的原行星盘中，或者各向同性膨胀的喷出物扫过遥远的（>10 pc）云核，同时使其富集并引发其崩溃。在这里，我们认为一个新的天体物理设置：注入clujiang SN喷出物，观察到的Cas A SN残留物，到分子气体在外围的HII区域所创建的SN的祖星。为了跟踪这些相互作用，我们进行了一套高分辨率（1500^3有效）的3D模拟，跟踪单个团块在进入分子气体时的演变。即使在这些高分辨率下，我们的模拟也没有完全实现数值收敛，这是由于正确解决喷出物和分子气体的小规模混合的挑战，尽管它们确实可以得出一些可靠的结论。各向同性的爆炸喷出物不会穿透分子云，但是，如果冷却被适当地考虑，则星团喷出物会穿透到~10^18 cm的距离，并与形成恒星的分子气体有效地混合。核塌缩SN的~2 M_ \odot高金属丰度喷出物可能与~2 \times 10 ^4 M_ \odot分子气体混合。因此，在HII区演化的晚期（约500万年），所有恒星都可能受到SN喷出物的污染，污染程度约为10^-4。这种污染程度与早期太阳系中短寿命放射性核素的丰度和可能的一些稳定同位素变化相一致，并可能与观测到的恒星元素丰度的变化相一致。形成行星系统的SN污染可能是一种常见的普遍过程。
2012-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared Spectroscopic Observations of the Dust-forming Classical Nova V2676 Oph
尘埃新星V2676 Oph的独特之处在于，它是第一颗在其近极大期阶段提供C_2和CN分子证据以及在其早期衰退阶段提供CO分子证据的新星。对这颗新星的观测揭示了它的光变曲线的缓慢演化，也显示了它的新星包层中碳（12 C/13 C）和氮（14 N/15 N）的同位素比率很低。这些行为表明，V2676 Oph所在的白矮星（WD）是一颗富含CO的WD，而不是富含ONe的WD（通常质量大于前者）。我们在2013年和2014年对V2676 Oph进行了中红外光谱和光度观测（分别在发现后452天和782天）。在任何一个时期都没有检测到12.8微米处的显著[Ne II]发射。这为富含CO的WD星拥有V2676 Oph提供了证据。除了在V2676 Oph的包层中源自多环芳烃分子或氢化无定形碳颗粒的11.4微米处的未识别的红外特征之外，还检测到富碳和富氧颗粒。
2017-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating star formation in Ophiuchus
我们已经模拟恒星形成的星前核心，使用SPH和初始条件的观察蛇夫座的核心。由于观测仅限于两个空间维度加上径向速度，我们无法推断特定核心坍缩的初始条件。然而，最低限度的假设（各向同性湍流与幂律谱，压缩和螺线管模式的热混合，临界Bonnor-Ebert密度分布），我们可以生成初始条件，在统计意义上，质量分布相匹配，投影大小和纵横比，热和非热一维速度色散，观察到蛇夫座。蛇夫座的核心与核心碰撞之间的时间足够长，我们可以模拟单个核心的演化是孤立的，因此我们能够解决远低于不透明度限制的质量。我们生成一个100个核心的系综，并在没有来自恒星的辐射反馈的情况下演化它们，然后是连续的辐射反馈，最后是偶发的辐射反馈。在没有反馈的情况下，模拟产生了太多的褐矮星，而在持续反馈的情况下，模拟产生的褐矮星太少了。在有辐射反馈的情况下，原恒星质量函数的峰值（在~ 0.2Msun处）和H-燃烧星与褐矮星的比值与观测结果一致。恒星的质量与它形成的核心质量没有很大的关系。低质量的核心（M ~ 0.1 M_sun）倾向于坍缩成单个物体，而高质量的核心（1 > M_sun）通常分裂成几个质量范围很广的物体。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen in dense interstellar gas - the oxygen abundance of the star forming core rho Oph A
氧是宇宙中第三丰富的元素，但它在星际介质中的化学性质仍然没有得到很好的理解。为了严格审查整个氧的预算，我们试图在这里最初估计丰度的原子氧，O，在唯一的一个区域，其中分子氧，O2，已被检测到的日期。我们分析ISOCAM-CVF光谱图像数据对rho Oph A推导出的温度和柱密度的H2在两个[OI] 3P_J线的ISO-LWS观测的位置。（J=1-2）63 μ m与（J=0-1）145 μ m谱线的强度比大大超过10，证明这些谱线在光学上是细的。辐射转移计算证实了这一点，使这些线适合丰度测定。为此，我们计算线强度，并将它们与LWS观测进行比较。观察到过量的[OI]发射与VLA 1623的分子流出有关。对于这个区域，我们确定的物理参数，T和N（H ~ 2），从CAM的观测和气体密度，n（H ~ 2），是由[O I] 63 μ m和[O I] 145 μ m线的流量比确定。对于氧丰度，我们的分析导致基本上三种可能性：（1）具有标准ISM O丰度的扩展的低密度气体，（2）具有标准ISM O丰度的紧凑的高密度气体和（3）具有降低的氧丰度的扩展的高密度气体，[0/H] ~ 2 E-5。由于选项（1）忽略了有效的[O I] 145 um数据，我们认为它不是很有说服力;我们赞成选项（3），因为化学云演化的结果预计丰度较低，但我们不能完全排除选项（2）。在这两种可能性之间作出决定需要比LWS提供的更高…
2009-03-20 astro-ph.SR
Modelling of the B-type binaries CW Cep and U Oph: A critical view on dynamical masses, core boundary mixing, and core mass
内容：中等质量的恒星经常被忽视，因为它们不是超新星的祖先，但仍然拥有对流核心和复杂的大气，需要计算昂贵的处理。由于这一点，一般缺乏这样的恒星建模的最先进的恒星结构和演化代码。目的：本文的目的是使用高质量的光谱学来更新动态获得的恒星参数，并产生一个新的明亮的B0.5+B0.5和B5 V + B5 V的二元系统CW Cep和U Oph的演化评估。方法：我们使用Hermes光谱仪获得的新光谱来重新审视这两个系统的光度二元溶液。更新的质量比和有效温度被纳入，以获得新的动力学质量的主要和次要的。有了这些，我们执行等时云为基础的演化建模，以调查这些恒星的核心属性。结果：我们报告了CW Cep和U Oph的第一个丰度，并报告了这两个系统的更新动力学解。我们发现，我们不能唯一地限制在我们考虑的任何恒星的核心边界混合量。相反，我们报告了它们的核心质量，并将我们的结果与以前的研究进行了比较。结论：我们发现，恒星基本量的百分之一级精度与核心质量估计值在~ 5- 15%之间。我们发现，分析技术的差异会导致实质上不同的进化模式
2019-05-28 astro-ph.SR
The Initial Mass Function and Disk Frequency of the Rho Ophiuchi Cloud: An Extinction-Limited Sample
我们已经完成了一个无偏见的光学光谱调查，候选人的年轻恒星覆盖1.3平方度的蛇夫座ρ恒星形成区域的有限样本。虽然红外、X射线和光学观测已经确定了许多年轻恒星（YSO），但这些观测偏向于恒星演化的特定阶段，对于盘频率和初始质量函数的研究不是最佳的。我们已经获得了300多个光谱，根据H-α发射、锂吸收、X射线发射、中红外过量、普通自行、反射星云和/或消光考虑。光谱类型以及R和I波段测光被用来推导出有效的温度和辐射热光度协会成员进行比较的理论轨道和等时线的前主序星。平均年龄为3.1百万年的衍生为这个人口之间的对象嵌入在云核心的蛇夫座ρ和低质量的恒星在上天蝎座子群。与这个年龄相一致，我们发现了一个27% ± 5%的周星盘频率。我们还为123颗质量小于或等于8等的YSO（A_v）构造了一个初始质量函数，它与质量大于0.2 M_sun的YSO的场星初始质量函数一致。可能有棕矮星的缺陷，但这一结果依赖于完整性修正，需要确认。
2011-09-02 astro-ph.SR
Infrared Spectroscopy of free-floating planet candidates in Upper Scorpius and Ophiuchus
内容：最近在上天蝎座和蛇夫座恒星形成复合体中发现了大量的低质量褐矮星和孤立的行星质量天体。目的：我们调查的成员，性质和性质的17个孤立的行星质量候选人使用低分辨率近红外光谱。研究方法：我们调查的成员资格，通过寻找证据的青年使用四个诊断：J和Ks带之间的连续体的斜率，的HALF和TLI-G重力敏感指数，并通过比较光谱年轻和字段（旧）M和L-矮星标准。结果如下：所有的目标，但一个被确认为年轻的ultracool对象，与光谱类型之间的L0和L 6和质量范围0.004-0.013 M根据演化模型。最后一个目标的状态目前尚不清楚。结论：在17个目标中仅确定了一种可能的污染物，这表明原始样品的污染水平必须低于6%
2022-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas structure inside dust cavities of transition disks: Oph IRS 48 observed by ALMA
（节略）过渡盘是通过在半径达几十个天文单位的范围内没有小尘埃颗粒的发射来识别的。由于缺乏角分辨率和灵敏度，这种灰尘孔的气体含量尚未确定，但对于限制导致灰尘孔的机制是重要的。过渡盘被认为目前正在经历分散的过程，结束了巨大的行星形成过程。我们提出了新的高分辨率观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的气体线向过渡盘Oph IRS 48以前显示主机一个大的尘埃陷阱。ALMA在690 GHz（434 $μ$ m）附近检测到$^{12}$ CO和C $^{17}$ O的$J=6-5$线，分辨率为$\sim$ 0.25 $''$，对应于$\sim$ 30 AU（FWHM）。所观察到的气体线用于设置对气体表面密度分布的约束。Oph IRS 48中气体和尘埃物理化学结构的新模型被开发用于再现CO线发射连同光谱能量分布（SED）和VLT-VISIR 18.7 $μ$ m尘埃连续图像。综合强度削减和总光谱模型具有不同的试验气体表面密度分布进行了比较观察。使用导出的表面密度分布，预测其他CO同位素，这可以通过未来的ALMA观测对象进行测试。导出的气体表面密度分布图指出，空洞被一个或多个大质量行星/伴星清除，而不仅仅是光蒸发或晶粒生长。
2013-12-10 astro-ph.SR
Complex structure of a proto-brown dwarf
本文报道了一个非常年轻的原棕矮星系统ISO-OPH 200的ALMA $^{12}$ CO（2 - 1），$^{13}$ CO（2 - 1），C $^{18}$ O（2-1）分子线观测结果。我们使用棕矮星形成的核心塌陷模拟对该系统的复杂内部结构进行了物理+化学建模。该模型在$\sim$ 6000年的年龄可以提供一个很好的适合所观察到的运动学，光谱，并再现复杂的结构中看到的时刻地图。模拟结果表明，$^{12}$ CO辐射追踪的是一个扩展的（$\sim$ 1000 au）分子外流和一个明亮的激波结，$^{13}$ CO追踪的是外层（$\sim$ 1000 au）包层/伪盘，C $^{18}$ O追踪的是内层（$\sim$ 500 au）伪盘。在873 $μ$ m图像中测得的$\sim$ 8.6 AU的源大小与模型预测的内开普勒盘大小相当。ISO-OPH 200的3D模型结构表明，该系统部分通过宽流出腔观察，从而直接观察流出和部分观察包膜/伪盘。我们认为ISO-OPH 200由于不寻常的方向而被错误地归类为扁平类天体。该系统的各种特征，特别是年轻的$\sim$ 616年外流动力年龄和高外流率（$\sim$ 1 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$），在10 $μ$ m中红外光谱中的硅酸盐吸收，在包层/圆盘中的原始ISM样尘埃，扩展包层和流…
2021-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grain growth in rho-Ophiuchi protoplanetary disks
我们提出了新的ATCA观测在3.3毫米的27个年轻的恒星天体的rho-Oph年轻的集群。其中25个来源已被发现。我们分析了17个孤立的II类原行星盘的子样本的亚毫米和毫米SED，并推导出磁盘外部区域的晶粒生长和总尘埃质量的约束。在我们的样本中的所有磁盘显示毫米的SED的斜率，这是显着浅于在这些长波长的ISM观察到的。这表明：1）蛇夫座中的II类圆盘在其外部区域生长到mm/cm大小的颗粒，2）形成mm/cm大小的卵石是一个快速的过程，3）需要一种机制来解释这些数据。这些发现与之前在其他恒星形成区的结果一致。我们比较了这个样品的灰尘性质与金牛座御夫座的一个统一选择的样品，并没有发现任何统计证据的两个地区之间的晶粒生长方面的差异。最后，在我们的样品中，没有发现SED的mm斜率与内盘表面层中晶粒生长至微米尺寸的指标相关。
2010-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Results from DROXO. III. Observation, source list and X-ray properties of sources detected in the "Deep Rho Ophiuchi XMM-Newton Observation"
来自非常年轻的恒星的X射线是研究恒星形成的最初阶段的工作机制和非常年轻的恒星中X射线发射的起源的强大探针。利用XMM-牛顿大型程序DROXO对蛇夫座ρ星云进行了500 k长的观测，旨在研究深埋年轻恒星天体（YSO）的X射线辐射。用SAS软件对DROXO程序中获得的数据进行处理，并在时间和能量上进行滤波，以提高检测源的信噪比;获得光变曲线和光谱。我们检测到111个源，其中61个与rho Ophiuchi YSO相关，这是通过ISOCAM的红外观测确定的。具体来说，我们检测到11个I类中的9个，48个II类中的31个和16个III类对象中的15个。还检测到21个分类的III类候选对象中的6个对象。与此同时，我们认为15个在log Lx < 28.3时仍未被检测到的III类候选者与云的数量无关。全球检测率约为64%。我们已经获得了~5 × 10^{-15}尔格·秒^{-1}厘米^{-2}的通量灵敏度。对于T_eff <= 5000 K或0.7 M_sun的恒星，Lx与L_bol的比值显示饱和值约为-3.5，正如在猎户座星云中所观察到的那样。等离子体温度和光谱吸收显示出随着YSO等级的下降，I类YSO比II类和III类YSO更热，吸收更多。在2 MASS和Spitzer星表中有一颗红外对应星（GY 266），我们探测到X射线光谱中的软过剩，它最适合于吸收比等离子体主要热成分少的冷热成分。这…
2010-05-07 astro-ph.SR
Molecular Outflows in the Substellar Domain: Millimeter Observations of Young Very Low Mass Objects in Taurus and rho Ophiuchi
我们在这里报告我们的搜索分子流出的年轻的非常低质量的恒星和褐矮星在金牛座和ρ蛇夫座。利用亚毫米波天线阵（SMA）和毫米波天文学研究组合天线阵（CARMA），我们在1.3mm波长（230 GHz）上观测了4个目标，以寻找J=2->1的CO2外流。金牛座的一颗年轻的质量很低的恒星MHO 5，估计质量为90 M_J，刚刚超过氢燃烧的极限，显示出两个气体瓣，可能是流出物。虽然MHO 5的CO图没有显示出清晰的外流结构，可能是由于环境气体，但其位置-速度图显示出两个不同的蓝移和红移分量。因此，我们得出结论，他们是一个双极分子流出MHO 5的组件。我们估计流出质量为7.0 x 10^-5 M_Sun，质量损失率为9.0 x 10^-10 M_Sun。这些值比金牛座T星的典型值小两个数量级以上，比我们在蛇夫座ρ中60 M_J的年轻棕矮星ISO-Oph 102中观测到的值稍弱。这使得MHO~5成为金牛座中第一颗显示双极分子外流的年轻极低质量恒星。探测增强了非常低质量物体形成的场景，就像低质量恒星一样，但在缩小了100倍的版本中。
2011-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Near-Infrared Outflow and Cavity of the proto-Brown Dwarf Candidate ISO-Oph 200
在这封信中，近红外积分场研究的原棕矮星候选人。在H-$_{2}$和[Fe II]谱线上，分别在V $_{sys}$ =（-35 ~ $\pm$ 2）~km~s $^{-1}$和V $_{sys}$ =（-51 ~ $\pm$ 5）~km~s $^{-1}$处检测到$\sim$ 0 \farcs 5蓝移流出.此外，在$<$ 5和\farcs 4中，在蓝移和红移的流出瓣方向上，但沿着与更紧凑的更快发射的不同位置角，检测到更慢的（$\sim$ $\pm$ ~10 km~s $^{-1}$）H $_{2}$发射。我们认为，更紧凑的发射是一个喷流和扩展的H $_{2}$发射是跟踪一个空腔。源消光估计为APDMATHABMT = 18 mag $\pm$ 1 mag，流出消光估计为Av = 9 mag $\pm$ 0.4 mag。HPDMATHABMO流出温度计算为1422 K $\pm$ ~255 K，[Fe II]流出的电子密度在$\sim$ 10000 cm $^{-3}$处测量。此外，质量流出率估计为$\dot{M}_{out[H2]}$ = 3.8 $\times$ 10 $^{-10}$ ~ \Msun ~yr $^{-1}$和$\dot{M}_{out[FeII]}$ = 1 $\times$ 10 $^{-8}$ ~ \Msun ~yr $^{-1}$。$\dot{M}_{ou…
2018-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary Disks in $ρ$ Ophiuchus as Seen From ALMA
我们对蛇夫座$ρ$分子云中49颗前主序星周围的拱星物质进行了高角分辨率（$\sim 0.2^{\prime\prime}$）、高灵敏度（$σ\sim 0.2$ mJy）的870 $μ$ m连续谱观测。由于大多数毫米仪器都位于北半球，因此这是对该云的星周盘内容进行的最大规模的高分辨率毫米波调查。我们调查的49个系统包括63颗恒星，我们检测磁盘与29个单源，11个二进制，3三重系统和4个过渡磁盘。我们提出这些系统的通量和半径分布，特别是，这是第一次提出一个合理完整的概率分布的磁盘半径在毫米波长。我们还比较了这些原行星盘的流量分布与金牛座御夫座分子云的磁盘人口。我们发现，磁盘中的二进制都显着较小，有更少的流量比孤立的恒星周围的同行。我们计算截断计算我们的二进制源，发现这些磁盘太小，已受到潮汐截断和一些解释。最后，我们的调查发现了3个候选的空白磁盘，其中之一是一个新发现的过渡盘，在现有的观测中没有红外过量下降的迹象。
2017-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 30 AU radius CO gas hole in the disk around the Herbig Ae star Oph IRS 48
导致年轻恒星周围盘消失的物理过程还没有得到很好的理解。过渡盘的一个子类，即所谓的内部有大尘埃孔的冷盘，为研究盘耗散过程提供了一个重要的实验室。IRS 48有一个半径为30 AU的洞，先前从18.7微米的尘埃连续成像测量。使用新的光谱，我们确定IRS 48是一个前主序星A0。为了表征该圆盘的气体分布，我们获得了4.7微米处CO基本振转带的AO辅助VLT CRIRES高分辨率（R ~ 100，000）光谱。所有的CO发射，包括同位素和振动激发的分子，是离源和峰值在30 AU。该气体被热激发到260 K的旋转温度，并且也被强烈的紫外泵浦，显示出约5000 K的振动激发温度。我们模拟了气体的运动学和激发，并证明了CO的排放来自尘孔壁。之前的成像紫外线激发的PAH分子，通常是一种气体示踪剂，在孔内，使大CO孔更出乎意料。
2011-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Feedback & Bulge Formation in Clumpy Disks
我们利用孤立星系的数值模拟研究恒星反馈对高红移、富含气体的星系中巨大恒星形成气体“团块”的形成和演化的影响。这样的星系盘是不稳定的，无法形成富含束缚气体的团块，这些团块的性质最初只取决于全球盘的性质，而不是反馈的微观物理。在没有恒星反馈的模拟中，团块将其质量的一个单位阶分数转化为恒星并下沉到中心，形成一个巨大的凸起，并将大多数恒星踢到一个更扩展的恒星包络中。相比之下，强烈的辐射恒星反馈甚至会破坏最大质量的团块，在大约10-100万年的时间尺度内，它们将质量的10-20%转化为恒星，将一些物质喷射到超级风中，并将其余的气体再循环到弥漫的ISM中。这抑制了几个因素的直接“团块聚结”的隆起形成率。然而，在没有合并的情况下，星系盘确实经历了显着的内部演化：团块的形成和连续的分裂，并将气体扭向星系中心。由此产生的演变是定性类似的酒吧/螺旋演变模拟更均匀的ISM。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterization of Molecular Outflows in The Substellar Domain
我们在这里报告我们最新的搜索分子流出年轻的棕矮星和非常低质量的恒星在附近的恒星形成区域。我们用230 GHz频率的亚毫米波阵列和毫米波天文学研究组合阵列观测了金牛座的三个源，以寻找CO J=2-1的外流。我们在金牛座的一颗年轻棕矮星GM Tau上获得了一个红移和扩展的气体瓣的初步探测，该气体瓣的质量约为73 M_J，正好低于氢燃烧极限。在褐矮星位置周围没有探测到蓝移辐射。在东北方向拉长的红移气体瓣表明可能有一个来自源的双极流出，位置角约为36度。假设红移的辐射是来自GM Tau的外流辐射，那么我们估计分子外流质量的范围为1.9 × 10 ^-6 M_Sun到2.9 × 10 ^-5 M_Sun，外流质量损失率为2.7 × 10 ^-9 M_Sun/年^-1到4.1 × 10 ^-8 M_Sun/年^-1。这些值与我们在蛇夫座的年轻棕矮星ISO-Oph 102（60 M_J）和金牛座的极低质量恒星MHO 5（90 M_J）中观测到的值相当。我们的研究结果表明，在非常低质量的物体的流出过程是情节的持续时间为几千年和流出率的活动情节没有显着变化的非常低质量的物体的形成过程的不同阶段。这可能为我们澄清褐矮星的形成过程提供重要的启示。
2014-08-20 astro-ph.SR
JWST/MIRI Hydrocarbon and Water Absorption in the Wind of a Young Disk: Signatures of Pebble Drift and Carbon Grain Sublimation
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Hawai`i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NSFs NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Vassar College（瓦萨学院）；University of Exeter（埃克塞特大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institut d’Astrophysique Spatiale（空间天体物理研究所）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Peking University（北京大学）；University College London（伦敦大学学院）
通过JWST/MIRI-MRS观测ISO-Oph 37，研究其内盘气体的化学组成和动态起源，发现风中存在氢化物和水的吸收，揭示顽石漂移和碳颗粒升华对内盘化学的影响。
2026-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Classical T Tauri-like Outflow Activity in the Brown Dwarf Mass Regime
在过去的几年里，光谱学的研究有力地支持了原恒星吸积和外流活动持续到最低质量的断言。在本文中，我们提出了我们的最新调查结果的棕矮星（BD）流出活动和报告的发现两个新的流出。图中ISO-Oph 32以10-20 km/s的径向速度驱动蓝移外流，光谱天文学分析将外流的位置角限制在240 +/- 7度。发现BD候选者ISO-Cha 1 217在几个关键的禁止线（径向速度= -20 km/s，+40 km/s）中有双极流出明亮，PA为190-210度。ISO-Cha 1 217外流的一个显著特征是红移和蓝移叶之间的强烈不对称性。这种不对称性表现在两个波瓣的相对亮度（红移波瓣更亮），径向速度的两个差异因子（红移波瓣更快）和电子密度的差异（在红色波瓣中再次更高）。这样的不对称性是常见的喷气机从低质量的原恒星和一个显着的不对称性在这样一个低质量的观察支持的想法，BD流出活动按比例缩小低质量的原恒星活动。除了提出这些新的结果，一个全面的比较BD外流活动和喷气机发射的CTTS。特别是，目前的方法调查的激发条件和质量损失率在CTT射流BD光谱的应用进行了探索。
2009-10-14 astro-ph.SR
Heterogeneity in $^{12}$CO/$^{13}$CO Ratios Toward Solar-Type Young Stellar Objects
这项研究报告了一个不寻常的异质性[ $^{12}$ C $^{16}$ O]/[ $^{13}$ C $^{16}$ O]丰度比的一氧化碳在气相中观察到7个太阳质量的YSO和三个密集的前景云在附近的恒星形成区，蛇夫座，南冕座，猎户座，船帆座和一个孤立的核心，L43。鲁棒同位素比推导出使用红外吸收光谱的4.7 $μ$ m的基本和2.3 $μ$ m泛音振转带的CO在非常高的分辨率（$λ$ / $Δ$ $λ\approx 95,000$），观察与CRIRES光谱仪上的甚大望远镜。我们发现[ $^{12}$ C $^{16}$ O]/[ $^{13}$ C $^{16}$ O]值在~ 85到165之间，明显高于当地星际介质的值（~ 65到69）。这些观测结果是太阳型YSO环境中碳储层同位素不均匀性的证据，并鼓励需要改进的银河系化学演化模型来解释太阳系和本地ISM之间的$^{12}$ C/ $^{13}$ C差异。氧同位素比是一致的同位素特定的光解CO自屏蔽对磁盘，VV CrA N和HL头，进一步证实模型预测CO自屏蔽磁盘表面。然而，我们发现CO自屏蔽不太可能是本研究中观察到的高[ $^{12}$ C $^{16}$ O]/[ $^{13}$ C $^{16}$ O]比值的一般解释。固体CO与气相[ $^{12}$ C $^{16}$ O]/[ $^{13}$ C $^{16}$ O]的比较…
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. I. Subclusters
在大质量恒星形成区的年轻恒星团显示出各种各样的大小，形态和恒星数量。MYStIX项目的31，754颗年轻恒星的样本揭示了它们的高度亚集群结构，这些恒星位于恒星形成的附近（距离小于3.6 kpc的区域，至少包含一颗O型恒星）。在MYStIX调查的17个区域中，我们使用有限混合模型识别年轻恒星的子集群-模拟单个子集群的等温椭球体的集合。模型参数的估计采用极大似然估计，子聚类数的确定采用赤池信息准则。这个程序经常成功地发现著名的子星团，如猎户座星云团后面的BN/KL复合体和M17中的KW-天体复合体。一个142个子集群的目录，每个区域1至20个子集群。这个样本的子星系团核心半径分布在0.17 pc处达到峰值，标准差为0.43 dex，子星系团核心半径与恒星的气体/尘埃吸收呈负相关-这可能是年龄效应。基于形态安排的子集群，我们确定了四类空间结构：长链的子集群，clueries结构，孤立的集群与核心晕结构，孤立的集群以及适合由一个单一的等温椭球。
2014-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking Star-Forming Cores as Mass Reservoirs in Clustered and Isolated Regions Using Numerical Passive Tracer Particles
该研究在不同湍流强度的团块尺度模拟中用被动示踪粒子识别260个恒星形成核，并以凸包核填充因子区分孤立与成团环境，揭示湍流对核质量及引力束缚状态的影响。
2025-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structure of the Young Star Cluster NGC 6231. II. Structure, Formation, and Fate
年轻的星团NGC 6231（恒星年龄约2- 700万年）是在恒星形成活动停止后不久被观测到的。利用钱德拉、VVV和光学巡天观测得到的2148个可能的星团成员的星表（论文I），我们研究了星团的空间结构和动力学状态。恒星的空间分布非常适合于具有适度伸长的等温球，而其他常用的模型，如Plummer球，多元正态分布或幂律模型都不适合。该星团的核心半径为$1.2\pm0.1$ pc，中心密度约为200颗恒星pc $^{-3}$。恒星的分布有轻微的质量分离。然而，没有恒星的径向分层的年龄。虽然大多数恒星属于一个星团，但在主星团上也发现了一个小的恒星子星团，并且在~4个核心半径之外的恒星呈星团非各向同性分布。当将NGC 6231的大小、质量和年龄与附近活跃恒星形成区的其他年轻星团和子星团进行比较时，它位于分布的高质量端，但沿着相同的趋势线。这可能是由于类似的形成过程，可能是分层集群组装。我们认为，NGC 6231已经从它的初始大小扩大，但它仍然受到引力的束缚。
2017-10-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
