Unveiling the physical conditions of the youngest disks: A warm embedded disk in L1527
[摘要]原行星盘已经被广泛研究，包括物理和化学，以了解行星形成的环境。然而，行星形成的第一步可能已经发生，当原恒星和盘仍然嵌入在它们的出生信封。因此，行星形成的初始条件可能是由这些年轻的嵌入盘提供的，其物理和化学结构的特征很差。我们的目标是约束中平面温度结构，一个关键的未知数，嵌入式磁盘周围L1527。特别是，我们着手确定是否有一个扩展的冷的外部区域，CO被冻结，是第二类磁盘的情况下。我们使用档案ALMA数据直接观察近边缘的L1527磁盘的中平面。光学厚$^{13}$ CO（$J=2-1$）和C $^{18}$ O（$J=2-1$）的发射被观察到整个磁盘和内信封，而N $_2$ D $^+ (J=3-2$），这只能是丰富的CO冻结时，没有检测到。两种CO同位素都具有沿中平面的亮度温度$\gtrsim$ 25 K。圆盘和包络发射可以从运动学上分离，因为在圆盘中达到最大速度。在这些速度下使用最高中平面温度构造的幂律径向温度分布表明，温度高于20 K，至少为75 AU，并且可能遍及整个125 AU盘。辐射转移模型表明，一个模型没有CO冻结出的磁盘匹配的C $^{18}$ O观测比一个模型与CO雪线在$\sim$ 70 AU。此外，没有证据表明一个大的（数量级）耗尽的CO。L1527周围的磁盘可能是温暖的，足以有CO存在于整个磁盘的气相，这表明年轻的嵌入磁盘确实可以比更先进的II类磁盘温暖…
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Infrared Excess of SIPS J2045-6332: Evidence for a Young Stellar Object with Potential Low-Mass Companion
通过构建 M9-L4 光谱型 SED 模板分析 SIPS J2045-6332 的红外超，发现其亮度异常可能源于未分辨的低质量伴星或年轻膨胀主星，并估计其年龄为 2600 万至 2 亿年，建议后续高分辨率观测确认。
2025-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unveiling the Variability and Chemical Composition of AL Col
本文通过TESS测光和光谱观测确定AL Col的自转周期、有效温度及Ap/Bp型化学丰度特征，并用三黑子模型揭示其可能存在较差自转，为后续磁场与元素分层研究提供候选天体。
2025-08-28 astro-ph.SR
Time-resolved photometry of the young dipper RX J1604.3-2130A: Unveiling the structure and mass transport through the innermost disk
RX~J1604.3- 2130 A是一颗位于上天蝎座星协的年轻的斗型变星，被怀疑有一个相对于其正面的外盘倾斜的内盘。我们研究的日食，以限制内部磁盘的属性。我们使用时间分辨测光从快速眼安装望远镜和开普勒2数据来研究多波长的变化，和档案光学和红外数据跟踪吸积，旋转和磁盘结构的变化。观测揭示了内部圆盘的结构和物质运输的细节。日食显示出5d准周期性，相位随时间漂移，某些时段显示出日食深度和频率的增加/减少。倾角与通过两个相对稳定的吸积结构锁定在恒星上的倾斜的、形状不规则的内盘中的轻微加工的尘埃颗粒的灭绝一致。这些颗粒位于尘埃升华半径（$\sim$ 0.06 au）附近，可以解释在外盘观察到的阴影。产生日食和阴影所需的总质量（气体和尘埃）是谷神星质量的百分之几。这样的质量在几天到几周内通过增加而增加/补充，这解释了不同时期的变化。斯皮策和WISE的变化揭示了在几年的时间尺度上，在最里面的磁盘，这是一致的小不平衡（相比恒星吸积率）的物质运输从外部到内部磁盘的尘埃含量的变化。在吸积率减少的时候，观察到较少的食变率和低中红外线通量，证实了这一点。v $sini$ = 16 km/s证实了这颗恒星不可能与外盘对齐，但可能接近赤道，并与内盘对齐。这种反常的方向是对原行星盘形成的标准理论的挑战。
2019-11-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unveiling the structural content of NGC 6357 via kinematics and NIR variability
本研究借助VVVX survey对恒星形成区NGC 6357进行红外运动学和时域分析，发现了矢量点图不对称分布，并利用K_s波段数据克服高消光编制了774条年轻恒星光变曲线，揭示了该区域复杂的动力学与恒星演化过程。
2024-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling very young O stars. Two Galactic O2V((f*))z in Westerlund 2
本文重新测定了Westerlund 2区域5颗O型星的光谱型与有效温度，发现两颗O2V星和三颗O3V星，并推算出该星团日心距离约5kpc，其大质量恒星演化年龄远小于1Myrs。
2024-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of the young open clusters IC2602 and IC2391
银河系疏散星团一直被认为是研究银盘化学成分及其时间演化的最佳工具之一。在过去的十年中，许多努力已被定向到老年人和中年人口的化学特性;令人惊讶的是，年轻和密切对应的化学含量仍然在很大程度上不确定。在本文中，我们提出了一个样本的15个G/K成员的年轻的前主序星系团IC 2602和IC 2391的丰度分析。与IC 4665一起，这些是迄今为止已进行详细丰度测定的第一个前主序群。我们分析了高分辨率，高S/N光谱获得不同的仪器（UVES和CASPEC在ESO，和中阶梯光栅摄谱仪在CTIO），使用MOOG和等效宽度测量。除了金属丰度（[Fe/H]），我们还测量了NaI、SiI、CaI、TiI和TiII以及NiI丰度。温度低于~5500的恒星比温度较高的恒星CaI、TiI和NaI低。通过确定TiII丰度，我们表明，至少对于Ti，这种效果是由于NLTE和过度电离。我们发现IC 2602和IC 2391的平均金属丰度[Fe/H] =0 $\pm 0.01$和[Fe/H]=0.01 $\pm$ 0.02。所有的[X/Fe]比值都显示了太阳的组成;精确的测量使我们能够排除成员之间存在恒星到恒星的散射。
2009-05-12 astro-ph.SR
Search for associations containing young stars (SACY):II. Chemical abundances of stars in 11 young Associations in the Solar neighborhood
最近发现的同时代的，在太阳附近的年轻恒星天体移动群体代表了宝贵的实验室，研究最近的恒星形成和寻找高金属丰度的恒星，可以包括在未来的系外行星调查。在这项研究中，我们通过一个统一的和均匀的方法推导出恒星大气参数和丰度的铁，硅和镍在63后T-Tauri星附近的11个年轻的协会。我们进一步比较了两个不同的主序前（PMS）和主序星（MS）人口的结果。恒星大气参数和丰度这里提出的是通过激发/电离平衡的铁在恒星光谱中使用的个别线的等效宽度。此外，我们比较了所观察到的巴耳末线与合成配置文件计算模型大气与不同的线形成代码。我们发现，合成的配置文件与观测到的配置文件相当吻合，尽管许多恒星的巴耳末线基本上被填充，可能是由色球发射。太阳金属丰度是研究的所有附近年轻星协的共同趋势。每个星协内的低丰度分散加强了这样一种想法，即这些附近年轻星协的起源与附近的恒星形成区（SFR）有关。铁以外的其他元素的丰度与以前在太阳附近的主序星上的结果一致。在这项研究中进行的新发现的附近年轻协会成员的化学表征，并打算在随后的工作中继续进行，对于理解和测试本地恒星形成的背景和星系的演化历史至关重要。
2009-04-07 astro-ph.SR
Unveiling two deeply embedded young protostars in the S68N Class 0 protostellar core with JWST/NIRSpec
本文利用 JWST/NIRSpec 观测 S68N 核中两颗深埋 0 级原恒星，通过光球与热盘建模、H2 和 CO 振转线激波建模，揭示其早期吸积与准直分子喷流特征，证明 JWST 可诊断原恒星最初演化阶段。
2025-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field topology and chemical abundance distributions of the young, rapidly rotating chemically peculiar star HR5624
年轻的、快速旋转的Bp星HR 5624（HD 133880）显示出其纵向磁场异常强烈的非正弦变化。这种行为以前被解释为一个异常强大的，四极主导的表面磁场几何形状的签名。我们研究了HR5624的磁场结构和化学丰度分布，目的是验证其磁场的不寻常的四极性质，并研究场拓扑结构和化学斑点之间的相关性。我们分析了高分辨率，时间序列斯托克斯参数谱的HR 5624的磁多普勒成像反演代码的基础上详细的极化辐射转移建模的线轮廓的帮助。我们的磁多普勒反演表明，HR5624的场结构是相当简单的，场强是远远低于以前的研究提出的。我们发现一个最大的本地场强为12千克，平均场强为4千克。我们的模型表明，整体大规模的场拓扑HR5624更好地描述为一个扭曲的，不对称的偶极子。在我们的研究中获得的Mg，Si，Ti，Cr，Fe和Nd的化学丰度图的特点是大规模的，高对比度的丰度模式。这些结构弱相关的磁场的几何形状，并没有显示出明显的元素浓度在水平场区域预测的理论原子扩散计算。我们的结论是，表面磁场拓扑结构的HR 5624是不寻常的，如先前提出的。考虑到这些结果与其他最近的早期型恒星的磁映射分析表明，占主导地位的四极磁场拓扑结构，调用存在于相当数量的恒星，可能不存在于真正的恒星。
2017-05-14 astro-ph.SR
Elemental abundances of HD 87240, member of the young open cluster NGC 3114
我们测定了年轻疏散星团NGC 3114的成员HD 87240大气中几种化学元素的丰度。我们已经使用代码ATLAS 9来计算HD 87240的有效温度和表面重力来自Stromgren的测光的一个网格的合成光谱已经使用SYNSPEC49计算和调整到的UVES光谱的HD 87240，以确定几个化学元素的丰度使用最新的严格评估的原子数据从NIST。我们发现轻元素的丰度不足和大量的重元素，特别是稀土元素，铂和汞，这表明这颗恒星是一个化学独特的晚B星的SiPtHg型。
2018-10-10 astro-ph.SR
Chemical analysis of giant stars in the young open cluster NGC 3114
内容：疏散星团对于研究银河系中心距离和年龄的可能趋势是非常有用的目标，特别是当比较年轻和年老的疏散星团时。目的：我们对年轻的疏散星团NGC 3114中的7颗红巨星进行了详细的光谱分析，以获得它们的化学组成。获得了C、N、O、Li、Na、Mg、Al、Ca、Si、Ti、Ni、Cr、Y、Zr、La、Ce和Nd的丰度以及碳同位素比值。方法：利用高分辨率光谱技术测定所研究恒星的大气参数及其化学丰度。我们采用了当地的热力学平衡模式的大气库鲁兹和光谱分析代码MOOG。轻元素的丰度是使用光谱合成技术得到的。结果：我们发现NGC 3114的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.01 +/-0.03。等时线拟合得到的关闭质量为4.2 Msun。[N/C]比与首次疏浚模型预测值吻合较好。我们发现两颗恒星HD 87479和HD 304864的自转速度分别为15.0 km/s和11.0 km/s; HD 87526是一颗晕星，不是NGC 3114的成员。结论：NGC3114的碳、氮丰度与场巨星和星团巨星一致。NGC 3114中的氧丰度比场巨星低。[O/Fe]比值与年轻星团中的巨星相似。我们在分析的星团巨星中检测到钠的富集。就其他元素而言，它们的[X/Fe]比值遵循相同金属丰度的巨星相同的趋势。
2013-04-03 astro-ph.SR
Chemical Modelling of Young Stellar Objects, I. Method and Benchmarks
即将到来的设施，如赫歇尔空间天文台或ALMA将提供丰富的年轻恒星物体（YSO）的分子线观测。根据线通量，可以通过辐射转移计算来估计化学丰度。为了从丰度中推导出物理性质，需要对化学网络进行建模，并将其与观测结果进行拟合。然而，该建模过程在计算上要求极高，特别是如果除了密度和温度之外，还必须考虑远紫外（FUV）照射、X射线和多维几何形状。我们开发了一个快速的工具，适用于各种应用程序的化学建模在YSO。具有密度、温度、FUV辐射和X射线通量的气体的化学组成的网格被预先计算为时间的函数。一个特定的插值方法的开发，以减少数据库到一个可行的大小。已发表的AFGL 2591模型被用来验证该方法的准确性。对FUV敏感分子进行第二个基准测试。化学建模的新方法比直接建模快250，000倍以上，平均因子为1.35。该工具已分发供公众使用。在方法的发展过程中，我们对化学演化进行了探索：我们发现，通过提高宇宙射线电离率，可以再现YSO包层中的X射线化学。我们进一步发现，在低密度气体与高电离的CH+的丰度可以通过双电离的碳（C++）的重组，并提出了一个新的值的初始丰度的主要硫载流子在热的核心。
2009-06-03 astro-ph.SR
Physical and chemical vertical structure of magnetostatic accretion disks of young stars
研究了具有古大尺度磁场的年轻恒星吸积盘的垂直结构。考虑到恒星引力、气体和磁压力、湍流加热和恒星辐射加热，求解了盘的静磁平衡方程。模型化的圆盘物理结构用于模拟其化学结构，特别是研究CN分子的空间分布。典型的金牛T星的磁盘被认为是。模拟结果表明，在区域$r<50$ au的磁盘内的温度随高度和密度分布是陡峭的比在等温的情况下。在“死区”之外，磁场方位分量的垂直剖面是非单调的，并且在盘内达到磁场强度最大值。磁压力梯度可以导致增加的磁盘厚度相比，流体静力学的。CN分子浓度在光球层附近和磁场强度为$\sim 0.01$ G的盘状大气中最大。测量CN线在亚毫米范围内的塞曼分裂可以用来确定吸积盘这些区域的磁场强度。
2022-10-23 astro-ph.SR
Search for Associations Containing Young stars (SACY): Chemical tagging IC 2391 & the Argus association
我们探讨了疏散星团IC 2391和由SACY巡天发现的未绑定的Argus星协之间可能存在的联系。除了这两个系统之间的共同运动学和年龄，在这里，我们探索他们的化学丰度模式，以确认这两个子结构是否有共同的起源。我们进行了均匀的高分辨率元素丰度的IC 2391的8个确认的成员，以及使用UVES光谱的阿格斯协会的6个成员的研究。我们推导出光谱恒星参数和丰度的Fe，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni和Ba。在疏散星团和Argus星协中的所有恒星都被发现具有相似的丰度，在不确定度范围内，星团恒星的[Fe/H] = -0.04 +/-0.03，Argus恒星的[Fe/H] = -0.06 +/-0.05。过电离/激发的影响被认为是恒星冷却器比约5200 K之前指出的文献。此外，在这两个系统中观察到约0.6德克斯增强钡丰度。共同的年龄、运动学和化学丰度强烈支持Argus星协恒星起源于疏散星团IC 2391。这个系统的简单建模发现这种溶解与两体相互作用是一致的。
2013-01-25 astro-ph.SR
Unveiling the chemical fingerprint of phosphorus-rich stars I. In the infrared region of APOGEE-2
针对银河系磷起源不明及富磷贫金属巨星挑战现有理论的问题，本研究基于APOGEE-2光谱分析将已知富磷恒星样本扩大至78颗，揭示了其在O、Al、Si等元素上的化学指纹特征，为追溯其前身星与核合成机制提供了关键约束。
2023-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
GRACES observations of young [alpha/Fe]-rich stars
我们测量了四个大质量（即，年轻）[α/Fe]丰富的红巨星使用高分辨率高S/N光谱ESPaDOns由Gemini-GRACES美联储。我们的差分分析确保我们的化学丰度与Alves-Brito等人（2010）对凸起，薄和厚盘红巨星的研究规模相同。我们确认，程序星有增强的[α/Fe]比，并略有金属穷人。除了在一个物体中富集锂之外，与整个银河系中类似金属量的巨星相比，程序星没有表现出化学丰度异常。这包括元素Li、O、Si、Ca、Ti、Cr、Ni、Cu、Ba、La和Eu。因此，没有明显的化学特征可以帮助揭示这些不寻常恒星的起源。虽然我们的新观测结果表明，只有一颗恒星（不是富含锂的天体）表现出径向速度变化，但模拟表明，我们不能排除所有四颗恒星都是双星的可能性。此外，我们发现两颗（可能是三颗）恒星显示出红外线过量的证据，表明存在碎片盘。这与这些年轻的富含α/Fe的恒星是演化的蓝色离散星是一致的，这表明它们明显的年轻年龄是合并或质量转移的结果。我们预计这些恒星的整个样本中双星的比例约为50%或更高，但环双星盘的迹象可能已经丢失，因为这些特征的时间尺度很短。需要进行径向速度监测以确认蓝离散星的来源。
2016-03-23 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: chemical signatures of rocky accretion in a young solar-type star
众所周知，新形成的行星系统会经历轨道重构和行星迁移的过程。因此，行星或原行星物体可能会吸积到中央恒星上，融合并混合到其外层。如果吸积质量足够高，恒星有足够薄的对流包层，这样的事件可能会导致恒星光球层的化学成分以可观察的方式发生变化，用吸积质量中丰富的元素来增强它。最近的盖亚-ESO巡天观测了10-20百万年前的Gamma Velorum星团，发现了一颗与其他星团成员相比铁含量显著丰富的恒星。在这封信中，我们进一步研究了这颗恒星的丰度模式，表明它的丰度异常不仅限于铁，而且还存在于难熔元素中，这些元素的过剩与冷凝温度相关。这一发现有力地支持了岩石物质最近吸积的假设。
2015-09-11 astro-ph.SR
Chemical and kinematic complexity of the very young star-forming region Serpens Main observed with ALMA
已知最年轻的低质量原恒星化学成分丰富，吸积物质最活跃，并产生最强大的外流。分子是这些现象的独特示踪剂。我们使用ALMA来研究几个流出源的巨蛇座主要地区。最明亮的光源Ser-SMM 1显示出最丰富的化学成分，但S68 N中也存在一些复杂的分子。没有检测到来自复杂有机物的发射朝向Ser-emb 8 N，其是样品中最不发光的。我们讨论这些差异是否反映了进化的影响，或者它们是否是由于不同的物理结构。我们还分析了这些年轻的原恒星的流出结构，通过比较CO和SiO的排放。S68 N的EHV分子喷流与SMM 1-a、b和Ser-emb 8 N的EHV分子喷流形成对比，而S68 N的EHV分子喷流则没有这种活动，另一方面，S68 N的EHV分子喷流呈现复杂的外流结构。
2017-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical DNA of the Magellanic Clouds IV. Unveiling extreme element production: the Eu abundance in the Small Magellanic Cloud
Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本研究通过测量SMC 209颗巨星的[Eu/Fe]丰度比，揭示其r-过程化学增丰特征，发现SMC Eu产生量（相对α元素）高于银河系，低金属丰度下r-过程延迟源效率更强，为矮星系元素合成机制提供新见解。
2025-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: a new approach to chemically characterising young open clusters
疏散星团（OC）被认为是银河系薄盘性质的优秀示踪剂。与中年龄和老OC不同，现在有大量的研究，年龄小于1.5亿年的星团在化学组成方面大多被忽视，只有少数例外。另一方面，以前的研究似乎表明年轻星团的异常行为，其中包括轻微的太阳下铁（Fe）丰度和极端，出乎意料的高钡（Ba）增强。在一系列论文中，我们计划扩大我们对这一主题的理解，并调查这些化学特性是否与丰度分析技术有关。我们提出了一个新的测定的23个矮星观测的盖亚-ESO调查在五个年轻的OC（小于1.5亿年）和一个恒星形成区（NGC 2264）的大气参数。我们利用一种新的方法，基于钛（Ti）线推导出光谱表面重力，最重要的是，微湍流参数。Ti I和Fe I线的组合用于获得有效温度。我们还推断了Fe Ⅱ、Ti Ⅱ、Na Ⅰ、Mg Ⅰ、Al Ⅰ、Si Ⅰ、Ca Ⅰ、Cr Ⅰ和Ni Ⅰ的丰度。我们的研究结果是公平的协议与盖亚-ESO iDR 5结果的有效温度和表面重力，但建议非常年轻的恒星，微湍流参数被高估时，Fe线。这影响了衍生的化学成分，并导致非常年轻的簇的金属含量被低估。我们的星系团显示金属丰度[Fe/H]在+0.04到+0.12之间;它们并不比太阳更贫金属。虽然基于相对较小的样本量，我们的探索性研究表明，我们可能不需要特别的解释来调和年轻OC的化学成分与银河系化学演化模型。
2020-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical pattern across the young associations ONC and OB1b
上下文猎户座的铁峰和α元素丰度知之甚少，现有的测量结果相互矛盾。目标。我们测量准确和均匀的猎户座子群ONC和OB 1b的元素丰度，并寻找整个猎户座复杂的丰度差异。方法.我们目前的火焰/UVES光谱观测的20名成员的ONC和OB 1b。我们测量径向速度，面纱，有效温度使用两种光谱方法，并确定化学丰度的Fe，Na，Al，Si，Ca，Ti和Ni使用代码MOOG。我们还对我们小组先前分析的光谱进行了新的一致性分析。结果我们在ONC中发现了三个新的双星，两个在OB 1b中，三个在OB 1b中的非成员（其中两个最有可能是OB 1a/25 Ori成员）。面纱只影响ONC中的一个目标，并且使用两种光谱技术得出的有效温度在误差范围内一致。ONC和OB 1b的特征在于铁丰度的小分散，平均[Fe/H]值分别为-0.11+/-0.08和-0.05+/-0.05。我们在所有其他元素丰度中发现了一个小的分散点。我们确认P1455是ONC中的一颗富金属星。结论.我们的结论是猎户座的金属丰度不高于太阳值。OB 1b组可能比ONC组稍富金属;另一方面，这两个亚组的铁峰和α元素的丰度几乎与太阳相似，具有高度的均匀性。
2010-10-08 astro-ph.SR
Unveiling the Milky Way with a Gaia DR3 census of OB-type stars within 2 kpc. I. Tracing local Galactic structure, massive star-forming regions and core-collapse supernova progenitors
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；University of Vienna（维也纳大学）；Keele University（基尔大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
该研究利用盖亚DR3数据和天体光度贝叶斯推理工具，对2千秒差距内OB型恒星普查，揭示银河系年轻恒星群体结构，找到其与年轻疏散星团的相关性，识别出超新星和黑洞前身星候选体，并发现相关数量特征及未来爆炸情况。
2026-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical structure of young high-mass star-forming clumps: (I) Deuteration
高质量恒星孕育区的化学结构对于理解恒星的形成非常重要。氘化是恒星形成早期阶段的一个关键化学过程，因为它的效率对环境很敏感。利用IRAM-30 m望远镜在1.3- 4.3 mm波长下拍摄了两个秒差距尺度的高质量原恒星团（P1和S），它们显示出不同的演化阶段，但位于同一个巨大的红外暗云G28.34+0.06中。亚秒差距分辨率的深层光谱图像揭示了这两个团块的尘埃和气体物理结构。我们发现：（1）$\rm N_2H^+$、HCN、HNC和$\rm HCO^+$同位素的低$J$谱线是亚热激发的;（2）$\rm N_2H^+$的氘化比$\rm HCO^+$、HCN和HNC的氘化效率高一个数量级.与P1相比，这些物种的氘代富集到化学上更年轻的团簇S，表明该过程有利于更冷和更密集的环境（$\rm T_{kin} \sim14 K$，$\rm N(NH_3) \sim 9\times 10^{15}\,cm^{-2}$）。相反，$\rm NH_3$的单氘代对P1和S之间的环境差异不敏感;（3）在CO显示$\sim10$耗尽的位置检测到$\rm CH_3OH$的单氘代（$\rm > 10\%$）。P1和S之间的化学比较研究将化学变化与环境差异联系起来，并显示了高质量和低质量恒星形成区早期阶段之间的化学相似性。
2019-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical segregation in the young protostars Barnard 1b-N and S: evidence of pseudo-disk rotation in Barnard 1b-S
非常年轻的0级天体B1 b-S和第一个流体静力学核心（FSHC）候选者B1 b-N为研究从星前核心到原恒星阶段的难以捉摸的过渡中产生的化学变化提供了一个独特的机会。本文给出了用NOEMA干涉仪获得的40“× 70”Barnard 1b在13 CO 1->0，C18 O 1->0，NH 2 D 1_{1，1}a->1_{0，1}s和SO 3_2->2_1谱线上的像。观察到的化学分离使我们能够揭开这个年轻的原恒星系统的物理结构下降到~ 500金的尺度。这两个原恒星物体嵌入在一个拉长的凝聚体中，东西方向的速度梯度约为0.2-0.4 m s^{-1} au^{-1}，让人联想到轴向坍缩。NH 2D数据揭示了每个原恒星周围冷而致密的伪盘（R~500-1000 au）。此外，我们还观察到了围绕B1 b-S的伪盘旋转的证据。我们没有看到与B1 b-N和B1 b-S相关的双极流出的任何特征，这些特征以前在H2 CO和CH 3OH中检测到，在任何成像的物质中。未检测到SO限制了高速气体中SO/CH 3OH的丰度比。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Tagging of FGK Stars: Testing Membership to Young Stellar Kinematics Groups
在这次贡献演讲中，我们总结了我们正在进行的详细分析化学含量（化学标记）的项目的结果，作为一种有前途的强大方法，为不同年龄的恒星运动学组的FGK运动学候选者的成员资格提供明确的限制，可以作为使用运动学，光度学或年龄指标的方法的替代或补充。这个成员信息是非常重要的，以更好地了解恒星形成的历史，在太阳附近区分场状恒星（与动力学共振（酒吧）或螺旋结构）和真正的物理结构的同时代的恒星有一个共同的起源（碎片的恒星形成的聚集在磁盘）。我们已经应用了化学标记方法来约束成员的FGK候选恒星的毕宿超星系团和大熊座移动群，在这方面的贡献，我们提出了我们的研究的初步结果的蓖麻移动群。
2015-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of nearby young associations: s-process element abundances in AB Doradus, Carina-Near, and Ursa Major
最近，一些研究表明，年轻的疏散星团的特征是钡含量相当丰富。特别是，D 'Orazi等人（2009年）报告说，在一些较年轻的星系团中，[Ba/Fe]可以达到高达约0.6 dex的值。这项工作还确定了[Ba/Fe]和星系团年龄之间存在反相关性。对于年龄范围在4.5 Gyr-5亿年的星团，这可以通过假设低质量渐近巨星分支星对银河系化学富集的贡献更大来解释。本工作的目的是研究年轻星团中普遍存在的钡过剩现象。我们分析了高分辨率的光谱数据，专注于附近的三个年轻的协会，即AB Doradus，Carina-Near和Ursa Major的s-过程元素丰度。选择这些集群是为了使它们的年龄分布能够补充D 'Orazi等人（2009年）的研究。我们发现，虽然S-过程元素Y，Zr，La和Ce在所有三个协会中表现出太阳比，Ba是过剩的~0.2 dex。目前的理论模型不能再现这种丰度模式，因此，我们调查是否这种异常大的Ba含量可能与色球效应。虽然[Ba/Fe]和几个活动指标之间没有相关性似乎是存在的，我们得出结论，不同的效果可能在工作中可能（直接或间接）与热恒星色球的存在。
2012-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and $Gaia$ Red clump sample: V: On the origin of the "young" [$α$/Fe]-enhanced stars
利用从LAMOST和$Gaia$巡天中选出的近140，000颗原始红团簇星的样本，我们识别出了大量的“年轻”[ $α$ /Fe]增强星，它们的恒星年龄小于6.0 Gyr，[ $α$ /Fe]比大于0.15 dex。恒星年龄和[ $α$ /Fe]比是通过LAMOST光谱测量的，使用的是在LAMOST-APOGEE领域（对于[ $α$ /Fe]）和LAMOST- $Kepler$领域（对于恒星年龄）中使用普通恒星训练的机器学习方法。经典银河系化学演化模型预计不会存在这些“年轻”[ $α$ /Fe]增强恒星。为了探索它们可能的起源，我们分析了这些恒星的空间分布、化学和运动学性质，并将结果与化学薄盘和化学厚盘种群的结果进行了比较。我们发现这些“年轻”的[ $α$ /Fe]增强星在数密度、金属丰度、[C/N]丰度比、速度色散和轨道偏心率等方面的分布与化学厚盘星族基本相同。我们的结果清楚地表明，那些所谓的“年轻”[ $α$ /Fe]增强的恒星并不是真正的年轻，而是$genuinely$ $old$。虽然不能完全排除其他替代解释，但我们的结果表明，这些老恒星最可能的起源是恒星合并或质量转移的结果。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Structure of Pre-Transitional Disks
在过去的几年里，已经发现了几个内部没有小尘埃颗粒的圆盘，这些圆盘被称为过渡圆盘。最近，斯皮策已经确定了一类新的“前过渡盘”与间隙;这些对象有一个光学厚的内盘与光学厚的外盘分开的光学薄盘间隙。近红外光谱首次证实了LkCa 15的过渡前盘中存在间隙，验证了该物体中的近红外过量发射是由于光学厚的内盘。在这里，我们调查的过渡和过渡前磁盘使用相同的面纱为基础的技术，以提取近红外过量发射以上的恒星光球的内部区域的性质之间的差异。我们发现，在金牛座的LkCa 15和UX Tau A的先前确定的前过渡盘，以及在蛇夫座的ROX 44的新确定的前过渡盘的近红外过量发射，可以适合与位于尘埃破坏半径的内部盘壁。我们还模拟了这些物体的宽带SED，考虑到内盘对外盘的阴影效应，考虑到恒星的有限大小。这三个前过渡盘的近红外过量连续谱，可以用光学厚的内盘来解释，与GM Aur的过渡盘的近红外过量连续谱显著不同，GM Aur的近红外过量连续谱可以通过亚微米尺寸的光学薄尘埃的发射来再现，DM Tau的近红外光谱与相对没有小尘埃的盘孔一致。前过渡盘的结构可能是年轻行星在这些盘中形成的标志，未来对前过渡盘的研究将提供限制，以帮助建立行星形成的理论模型。
2010-05-13 astro-ph.SR
Clustered star formation at early evolutionary stages. Physical and chemical analysis of the young star-forming regions ISOSS J22478+6357 and ISOSS J23053+5953
我们的目标是在非常年轻的恒星形成区域ISOSS J22478+6357和ISOSS J23053+5953的最早的演化阶段，描述碎片核心的物理和化学性质。NOEMA 1.3 mm数据与存档的中红外和远红外观测相结合，用于构建和拟合单个碎片岩心的SED。由1.3 mm连续能见度廓线推断径向密度廓线，由H_2CO旋转温度图估计径向温度廓线。分子柱密度用XCLASS线性拟合工具导出。通过应用物理化学模型MUSCLE将物理和化学性质结合起来，以约束少数富线岩心的化学时标。利用HOG方法分析了分子发射的形态和空间相关性。中红外数据显示，这两个区域都包含一群年轻的恒星物体。双极分子流出观察到的CO2 -1过渡到强大的毫米核表明原恒星活动。我们发现SO，SiO，H2 CO，和CH 3OH的位置，这是不相关的毫米核心的强分子发射。这些冲击结可能与双极流出有关，或者在ISOSS J23053+5953的情况下，与在mm芯之间产生大冲击区域的碰撞流有关。的核心的平均化学时标是较低的（20 000年）相比，更先进的核心样本（60 000年）的来源。用HOG方法，我们发现，物质的空间发射跟踪扩展发射和冲击跟踪分子内这些群体的过渡很好地相关。
2021-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the physical conditions in NGC 6910
利用深场和宽场光学光度观测以及多波长数据库研究了星系团NGC 6910的物理性质。该研究还研究了大质量恒星对其环境的影响。星团的年龄、距离和红化分别估计为$\sim$ 450万年、$1.72\pm0.08$千秒差距和$ E(B-V)_{min}= 0.95$等。发现星团区域的质量函数斜率（$Γ= -0.74\pm0.15$）比Salpeter值（-1.35）更平坦，表明存在过量的大质量恒星。由于其形成过程，团簇也表现出向中心区域的质量偏析。温暖的尘埃排放的分布朝向星团的中心区域进行了研究，显示了大质量恒星在星团区域内的影响的签名。由大质量B型恒星（年龄范围为$\sim$ 0.07 - 0.12百万年）提供动力的射电连续丛被追踪到，它们位于远离星团NGC 6910（年龄为$\sim$ 4.5百万年）的中心。根据大质量恒星所施加的不同压力分量的值，发现与星系团相关的光电离气体是星系团中的主要反馈机制。总的来说，星团中的大质量恒星可能引发了星团中年轻的大质量B型恒星的诞生。这一论点得到了证据的支持，观察到的年龄梯度之间的集群和电源的无线电团块。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric parameters and chemical abundances of young stars with APOGEE. I. Orion star-forming region
本文利用APOGEE-2红外光谱和TONALLI、BACCHUS等工具测定猎户座复合体548颗年轻恒星的大气参数及C、Mg、Si、K、Ti、Fe丰度，发现该区域化学均匀且[α/Fe]偏低，为研究年轻恒星和银河系化学演化奠定基础。
2025-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity fluctuation statistics in the interstellar medium and young stars -- II. Elemental cross-correlations and the structure of chemical abundance space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Durham University（杜伦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文扩展了随机驱动扩散模型，用于解释多元素丰度相关性，并预测气体和年轻恒星中的相关程度，揭示了元素相关性的控制因素。
2025-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
K2 results for "young" $α$-rich stars in the Galaxy
本文利用K2、APOGEE DR17、GALAH DR3和Gaia DR3构建约6000颗星震年龄巨星样本，发现年轻富α恒星约占高α恒星10%，其性质暗示年龄低估源于双星演化或并合吸积。
2023-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the young open clusters NGC 4609 and NGC 5316
首次对两个年轻的疏散星团NGC 4609和NGC 5316的演化恒星进行了高分辨率光谱分析，这两个星团的年龄分别约为8000万年和1亿年，关闭质量超过5 Msun。恒星演化模型预测了演化恒星中的额外混合事件，该事件发生在第一次挖掘之后，随后发生在红巨星分支上。然而，人们仍然不知道这个过程如何影响不同质量的恒星。在这项研究中，我们确定了混合敏感元素碳和氮的丰度，碳同位素12 C/13 C比值，以及20个其他元素产生的不同核合成过程（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Co，Ni，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd和Eu）。我们将我们的结果与最新的进化混合过程的理论模型进行了比较。我们发现，得到的12 C/13 C和C/N比和[Na/Fe]同意相当不错的模型，考虑到热盐和旋转引起的混合，但在误差范围内也同意与标准的第一个疏浚模型。氧，镁和其他α元素与银河系化学演化的理论模型的比较表明，这两个集群遵循薄盘α元素的趋势。NGC 4609的中子捕获元素丰度显然反映了它在薄盘中的出生地，而NGC 5316的丰度略高，这表明它的出生地环境中更富含中子捕获元素。
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic chemical evolution of exoplanet host stars: Are high-mass planetary systems young?
恒星核合成和星系化学演化的印记可以在不同的恒星星族中看到，老一代的恒星显示出更高的$α$元素丰度，而后代则富含铁峰元素。星周盘、恒星和它们的行星伙伴的演化联系和化学特征可以通过研究行星和宿主恒星性质的相互依赖关系来推断。过去的许多研究已经证实，高质量的巨行星通常存在于富含金属的恒星周围，而低质量行星的恒星宿主具有广泛的金属丰度。在这项工作中，我们分析了详细的化学丰度的样本$>900$系外行星托管恒星从不同的径向速度和过境调查。我们将$α$和铁峰值元素的恒星丰度趋势与行星质量相关联。我们发现行星的质量丰度相关性主要是负的$α$ -元素和轻微的积极或零的铁峰元素，表明恒星托管巨行星相对年轻。由等时线拟合得到的主星年龄进一步验证了这一点。后来的铁和铁峰元素的原行星物质的富集也与通过核心吸积过程形成的巨行星一致。原行星盘中较高的金属含量有利于核心的快速生长，从而为巨行星的形成提供了一条合理的路线。因此，这项研究表明，所观察到的恒星丰度和行星质量的趋势很可能是银河系化学演化的自然结果。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular complexity of young solar analogues
该研究回顾了近年类太阳系原恒星内部区域分子复杂性的观测进展，总结了行星形成盘的相关认知与现存问题，指出未来射电设施对该领域研究的重要作用。
2024-07-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Links between a Young M-type T Tauri Star and its Substellar Companion: Spectral Analysis and C/O Measurement of DH Tau A
本文通过高分辨率光谱分析年轻M型恒星DH Tau A的C/O丰度比，发现其与伴星DH Tau b均接近太阳值，证实系统化学均一性，支持伴星由快速引力坍缩形成而非缓慢核吸积。
2024-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Nature of the Young 120-Myr-old Nearby Pisces-Eridanus Stellar Stream Flowing through the Galactic Disk
最近，一个新的圆柱形恒星流长达700 pc被发现隐藏在银河系盘使用盖亚任务启用的运动学数据。这一恒星流被称为双鱼座-波江座（Psc-Eri），最初被认为是1 Gyr，但它的恒星共享的旋转周期分布与1.2亿岁的人口一致。在这里，我们探索这个恒星流的详细化学性质。我们进行了高分辨率的光谱跟踪的42 Psc-Eri星使用麦克唐纳天文台，并结合这些数据与低分辨率LAMOST光谱调查观察到的40名成员的信息。总之，这些数据使我们能够测量沿Psc-Eri流的轻/奇Z（Li，Na，Al，Sc，V），$α$（Mg，Si，Ca，Ti），Fe峰（Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Zn）和中子捕获（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）元素的丰度分布。我们发现该流（1）接近太阳金属丰度，[Fe/H] = -0.03 dex;（2）金属丰度分布为0.07 dex（排除异常值后为0.04 dex）。我们还发现（3）Li的丰度表明Psc-Eri的年龄为$\sim$ 1.2亿年，与其陀螺年代学年龄一致。此外，Psc-Eri具有（4）[X/Fe]丰度分布，其刚好大于大多数元素的典型不确定性，（5）它是一个圆柱状系统，其外缘围绕中心旋转，（6）除了[Si/Fe]中潜在的弱梯度之外，沿其主轴没有显著的丰度梯度。这些结果表明，Psc-Eri是一个独特的近距离，年轻，化学有趣的实验室，用于测试我们对恒星和行星形成的理解。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying Young Stars with Large Spectroscopic Surveys
银河系考古学是以现今的恒星星族为基础，研究银河系中恒星形成和化学演化的历史。对年轻恒星的研究是银河系考古学的一个关键点，因为像初始质量函数和恒星形成率这样的量可以直接在年轻的星团和恒星形成区中进行研究。相反，大规模的光谱银河考古调查可以作为年轻恒星研究的数据来源。
2015-07-15 astro-ph.GA 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
Chemical abundances of the young inner-disk open cluster NGC 6705 observed by APOGEE: sodium-rich and not $α$-enhanced
本研究通过APOGEE光谱对年轻内盘疏散星团NGC 6705的11颗红巨星做丰度分析，修正了其α元素超丰的结论，验证了恒星混合特征并发现铈轻度超丰。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Indirect Detection of Forming Protoplanets via Chemical Asymmetries in Disks
我们研究的分子丰度的变化，由于自发光的行星伴侣嵌入在一个狭窄的拱盘间隙增加加热。使用包括恒星和行星辐射的3D模型，我们发现明亮的年轻行星局部加热了几十开尔文的母星周盘，导致分子物种的有效热解吸，否则局部冻结。此外，加热沉积在盘的大区域上，$\pm5$ AU径向地并且方位角地跨越$\lesssim60^\circ$。从三维化学模型，我们计算旋转线发射模型和充分的ALMA模拟，并发现年轻的行星的化学签名是可检测的化学不对称性在$\sim10h$观测。HCN及其同位素是这里考虑的模型的行星加热的特别明确的示踪剂，并且来自相同物种的多次跃迁的发射是可检测的，其编码温度信息以及来自光谱本身的可能的速度信息。我们发现亚毫米波分子辐射将是研究气体巨行星形成的一个有用的工具，特别是在$R\gtrsim10$ AU以外。
2015-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Chemical Mismatch Between Young Stars and Their Inner Disks
Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；Observatório Nacional/MCTIC（国家天文台/科技部）；Carnegie Science Earth and Planets Laboratory（卡内基科学地球与行星实验室）
研究发现，两颗类似TRAPPIST-1质量的低质量恒星与其内盘的碳氧比存在差异，表明内盘的高碳氧比并非源自原始星云，而是由盘内过程产生，对盘演化和行星形成有重要影响。
2026-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Composition of Young Stars in the Leading Arm of the Magellanic System
利用麦哲伦6.5米克莱望远镜的MIKE仪器获得的高分辨率光谱测定了8颗O型和B型星的化学丰度。该样本是从麦哲伦星系主臂的42个候选成员中选出的。恒星参数的测量是由两个独立的网格模型大气和分析程序，确认恒星参数结果的一致性。恒星的七种元素（He、C、N、O、Mg、Si和S）的丰度被确定，它们的径向速度以及距离和年龄的估计也被确定。在分析的7颗B型恒星中，5颗径向速度与LA成员一致的恒星的平均[Mg/H]为$-0.42\pm0.16$，明显低于其余2颗[Mg/H] = $-0.07\pm0.06$的平均值，这2颗恒星是银河系圆盘的运动学成员。在五个LA成员中，有四个具有与LMC中的[Mg/H]丰度兼容的个体[Mg/H]丰度。在误差范围内，我们不能排除其中一颗恒星的[Mg/H]与更贫金属的SMC物质一致的可能性。剩下的第五颗星的[Mg/H]接近MW值。距离LA成员表明，他们是在银河系的边缘盘，而年龄的顺序为$\sim 50-70$ Myr，低于LA的动力学年龄，这表明一个单一的恒星形成插曲在LA。V $_{\rm LSR}$ LA成员随着麦哲伦经度的减少而减少，证实了以前LA气体研究的结果。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCN and HNC in the Disk of an Outbursting Young Star, V883 Ori
本文通过化学计算重现了爆发年轻恒星V883 Ori原行星盘中HCN/HNC丰度比的环状分布差异，揭示其源于正在进行的热爆发导致的分子升华与HNC向HCN转化。
2024-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved molecular line observations reveal an inherited molecular layer in the young disk around TMC1A
控制恒星和行星形成顺序的物理过程影响着原行星盘的化学组成和演化。为了了解原行星的化学成分，我们需要限制它们形成的圆盘的成分和结构。我们的目标是在au尺度上确定TMC 1A原恒星周围年轻盘的分子丰度结构，以了解其化学结构以及对盘形成的任何可能影响。我们目前的空间分辨阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列观测CO，$HCO^{+}$，HCN，DCN，SO线发射，以及尘埃连续发射，在TMC 1A附近。分子柱密度估计光学薄发射LTE分子的假设下，以及通过更详细的非LTE辐射转移计算。已解决的尘埃连续发射从磁盘检测到220和260 GHz之间。从HCO $^{+}$，HCN和SO的旋转跃迁也从内部100 Au区域检测到。从推导出的$HCO^{+}$丰度，我们估计的磁盘表面的电离分数，并找到值，这意味着吸积过程是不是由磁旋转不稳定性驱动。TMC 1A盘上的平均分子丰度与其原恒星包层和其他较老的II类盘相似。与此同时，我们发现年轻的磁盘相对于太阳系物体的分子丰度之间的差异。对几种分子种类的盘和它周围的包层进行粗略的比较，发现大部分行星形成物质进入盘时没有改变。在TMC 1A周围的盘、II类盘和太阳系天体之间HCN和$H_2 O$分子丰度的差异，追踪了盘和行星形成期间的化学演化。
2020-10-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
