Signs of outflow feedback from a nearby young stellar object on the protostellar envelope around HL Tau
HL Tau是一颗I-II类原恒星，嵌入在一个下落和旋转的包层中，可能与一个行星形成盘有关，它与附近的两个年轻恒星共同位于0.1 pc的分子云中。我们的ALMA观测揭示了两个1000 AU尺度的弧形结构连接到磁盘，他们的运动学不能用任何传统的模型的下落和旋转运动来解释。在这项工作中，我们调查的性质，这些弧形结构连接到HL Tau磁盘。我们用JCMT和IRAM 30米对~（13）CO和~（18）O（3-2; 2-1）谱线进行了新的观测，用7米台阵获得了ACA数据。利用单碟、ACA和ALMA观测资料，分析了HL Tau区0.1pc和1000 au尺度的气体运动。考虑HL Tau与包线之间的相对运动，建立了新的降落和旋转包线的运动学模型。通过考虑HL Tau与其原恒星包层之间的相对运动，我们的运动学模型可以解释所观测到的弧形结构中的速度特征。弧形结构的形貌也可以用我们的模型包络中的不对称初始密度分布来解释。此外，我们的单盘结果支持HL Tau位于一个大规模（0.1 pc）膨胀壳的边缘，由风驱动或流出XZ Tau，如文献中所建议的。在我们的运动学模型中，估计的壳层膨胀速度与HL Tau和它的包络线之间的相对速度相当。这些结果表明，大规模的膨胀运动可能会影响HL Tau周围的原恒星包层，并影响其气体运动学。我们发现，从信封到HL Tau磁盘的质量下落率可以减少两个因素，由于这种影响的大规模扩…
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Velocity Structures of Protostellar Envelopes: Infalling and Rotating Envelopes within Turbulent Dense Cores
我们用ALMA 12-m列阵、ACA 7-m列阵、IRAM-30 m和APEX望远镜观测了IRAS 15398、$-$ 3359、L1527 IRS和TMC-1A三颗低质量原恒星的C $^{18}$ O $J=2$-1辐射。总的来说，C $^{18}$ O辐射在$\sim$ 100-1000 au的半径处显示出清晰的速度梯度，这可能源于包层的旋转，而在$\sim$ 1000- 10，000 au的尺度上，速度梯度不太清晰，速度结构受到更多的扰动。IRAS 15398、$-$ 3359和L1527 IRS分别显示峰值速度径向剖面中半径为$\sim$ 1200和$\sim$ 1700 au处的断裂。峰值速度与破裂半径内的$r^{-1.38}$或$r^{-1.7}$成比例，这可以被解释为指示在较大空间尺度上具有一定程度的气体运动污染的包络的旋转运动。在破裂半径外，峰值速度遵循$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.68}$或$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46}$，这与致密岩心的$J/M$ - $R$关系相似。TMC-1A的峰值速度径向分布与包层的旋转运动以及$J/M$ - $R$关系不一致。通过研究两个源中速度偏差（$δv$）和空间尺度（$τ$）的相关性，研究了$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46\operat…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and Atmosphere of Complex Organic Molecules of the HH 212 Protostellar Disk
HH 212是最近发现的一个邻近的（400 pc）0类原恒星系统，拥有一个半径约60 AU的“汉堡包”状尘埃盘，深深嵌入在一个下降旋转的扁平外壳中。我们已经用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列空间分辨了这个圆盘系统，分辨率高达~ 16 AU（0.04”）。在HCO+ J=4-3下到尘埃盘中检测到包络。复杂的有机分子（COMs）和双氘代甲醛（D2CO）被检测到上方和下方的尘埃盘在约40 AU的中央原恒星。COM是甲醇（CH 3OH），氘代甲醇（CH 2DOH），甲基丙烯酰胺（CH 3SH）和甲酰胺（NH 2CHO，益生元前体）。我们模拟了HCO+和COMs中的气体运动学，发现在~ 44 AU的半径处存在一个离心势垒，在该势垒内形成一个开普勒旋转盘。这表明，HCO+跟踪下降到离心屏障和COM跟踪的开普勒旋转盘的离心屏障内的大气的下降旋转包层。的COM空间分辨的第一次，径向和垂直，在大气中的磁盘在最早的，0级阶段的恒星形成。我们的空间分辨观测的COM有利于他们的形成在磁盘，而不是一个快速下降（温暖）的内部信封。COMs的丰度和空间分布对它们在低质量恒星形成中的形成和传输模型提供了强有力的约束。
2017-06-19 astro-ph.GA
Centrifugal Barrier and Super-Keplerian Rotation in Protostellar Disk Formation
随着ALMA的出现，现在有可能在观测上限制深埋原恒星周围的盘状结构。特别是，最近ALMA对附近原恒星L1527的C3H2线观测被解释为所谓的“离心屏障”的证据，在超开普勒旋转区域中，原恒星的包层下降逐渐减速到停止。为了测试离心屏障的概念，这最初是基于角动量守恒崩溃的旋转测试粒子周围一个固定的质点，我们进行了简单的轴对称流体动力学模拟原恒星盘的形成，包括一组最小的成分：自引力，旋转，和规定的粘度，使磁盘吸积。我们发现，一个超开普勒区域确实可以存在时，粘度是相对较大的，但与经典的离心屏障的图片，降落信封材料不减速完全由离心力。该区域比其周围的包层物质具有更特定的角动量，这指向了盘中向外角动量传输的原点（受到下落包层的盘膨胀的约束），而不是经典图片中所设想的包层物质的自旋，因为它更接近中心以保持角动量。对于较小的粘度，超开普勒旋转较弱或不存在。我们的结论是，尽管存在超开普勒旋转在某些参数制度，离心屏障的经典图片是不支持我们的模拟。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Infalling Gas of Low Angular Momentum towards the L1551 NE Keplerian Circumbinary Disk
本文报道了在C_（18）O（3- 2）谱线上对I类双星原恒星系统L1551 NE在其紧凑和次紧凑构型下的跟踪观测结果。我们以前在扩展配置中以较高的角分辨率进行的观测揭示了一个表现出开普勒运动的环双星盘。具有更广泛的空间覆盖范围（~140 - 2000 AU）的组合数据验证了开普勒环双星盘的存在，并首次揭示了一个明显的低速（距系统速度~< +-0.5 km s-1）分量，该分量沿环双星盘的短轴显示出速度梯度。我们的简单模型再现了位置-速度图中的主要特征，包括一个环双星盘，其开普勒运动半径约为300 AU，超过该半径，气体以约0.6 km s-1的恒定速度呈现出纯粹的下降。后者明显小于预期的自由落体速度~2.2 km s-1到L1551 NE原恒星质量~0.8 Msun在~300 AU，这表明下降的气体是减速，因为它移动到高气压地区的环双星盘。外陷气体和内开普勒环双星盘之间的角动量的不连续性意味着磁制动能够向外传递角动量的有效性的突然转变，这可能是环双星盘外部和内部区域之间不同的等离子体β和电离分数的结果。
2013-08-09 astro-ph.GA
Protostellar disks formed from rigidly rotating cores
摘要：我们使用三维SPH模拟研究低质量星前核的坍缩和原恒星盘的形成和早期演化。初始条件是刚性旋转的轻微超临界Bonnor-Ebert球。核心质量和初始半径保持不变，M_O=6.1 M_sun，R_O= 17，000 AU，我们唯一改变的参数是初始角速度Ω_O。由Ω_O<1.35 10 d-13 l/s的核心形成的原恒星盘的半径在100 ~ 300 AU之间，并且相当集中;由于气体流入盘上并吸积到中心物体上而加热，它们也相当温暖，T>100 K，因此对引力碎裂是稳定的。相比之下，快速旋转的核心形成的圆盘密度较低，温度较低，半径在400到1000 AU之间，因此它们容易发生引力碎裂并形成多个系统。我们导出了一个判据，它预测了在给定M_O、R_O和Ω_O的情况下，一个刚性旋转的核是否会产生一个原星盘，当物质仍从核壳中下落时，原星盘会碎裂。然后，我们把这个准则应用于已经用观测方法估计了M_O、R_O和Ω_O的岩心样品。我们的结论是，所观察到的核心是稳定的，在这个阶段的碎片，由于它们的低角速度和热量传递的吸积冲击，下落的材料击中光盘。
2009-07-15 astro-ph.GA
Evidence of Enhanced Ionization in Protostellar Envelopes
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；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、地球与行星物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique (AIM) Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心天体分子实验室）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）
研究通过观测原恒星包层中的H13CO+和C18O，发现离子化速率显著高于星际介质，支持早期原恒星演化阶段离子化化学反应更高效的结论。
2026-04-03 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
PRODIGE -- envelope to disk with NOEMA. IV. An infalling gas bridge surrounding two Class 0/I systems in L1448N
本研究利用PRODIGE的1 mm NOEMA分子线观测和DBSCAN速度分量分解，在L1448N发现连接IRS3A/B的约3000 au气体桥，其运动学符合向IRS3A的引力下落。
2024-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
SMA and ALMA Studies of Disk- and Planet Formation around Low-mass Protostars
我们报告我们目前的SMA和ALMA研究磁盘和行星形成周围的原恒星。我们已经发现，$r \gtrsim$ 100 AU尺度的磁盘开普勒旋转是无处不在的I类源。这些I类开普勒盘通常嵌入在旋转和下落的原恒星包层中。原恒星包层的下落速度通常比自由落体速度小3倍，旋转剖面遵循$\sim$剖面，即具有守恒比角动量的旋转。我们最新的高分辨率（$\sim$ 0 $\farcs$ 5）ALMA研究，以及文献中的其他研究，揭示了$r \sim$ 100-AU尺度的开普勒盘也存在于几个0类原恒星中，而在其他0类源中，开普勒盘的推断上限非常小（$r \lessim$ 20 AU）。我们最近对I-II类源HL Tau的ALMA长基线数据进行的数据分析显示，分子气体以及周围圆盘中的尘埃中存在间隙，这表明圆盘中存在亚木星行星。这些结果暗示盘和行星形成应该在原恒星阶段完成。
2017-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of magnetic fields in the formation of protostellar discs
摘要：原恒星盘的形成是恒星形成过程中的自然产物。当分子云核心中的气体在自引力作用下坍缩时，气体的角动量会在小尺度上减缓其坍缩，并促进原恒星盘的形成。虽然致密的恒星形成核心的角动量仍然需要充分的观测表征，但现有的数据表明，典型的核心有足够的角动量形成相对较大的旋转支撑盘。然而，观察到分子云被磁场渗透，这可以通过磁制动强烈影响角动量的演化。事实上，在理想的MHD极限下，磁制动已经被证明是如此有效，以至于基本上消除了靠近成形星的材料的所有角动量，从而抑制了盘的形成。这被称为磁制动灾难。必须避免这场灾难，以使所有重要的旋转支撑光盘出现，但何时以及如何发生仍然存在争议。我们回顾了迄今为止提出的决议，重点是未对准、湍流，特别是非理想效应。耗散的非理想效应削弱了磁场，色散项使磁场重定向以促进或阻碍盘的形成。当自洽地应用非理想过程时，至少数十au的旋转支撑盘形成，从而防止磁制动灾难。非理想过程对磁场强度、宇宙线电离率、气体和尘埃颗粒的性质很敏感，因此需要对宿主分子云有全面的了解。因此，在对原恒星盘的形成和演化进行数值模拟时，不能忽略宿主分子云的特性，特别是它的磁场。
2018-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hourglass-shaped Magnetic Fields and Dust Filaments in the HH 211 Protostellar Envelope
本研究利用ALMA偏振观测揭示HH 211包层中的尘埃丝状体、沙漏形与环形磁场，并结合温度和柱密度分布探讨其形成及外流、下落结构。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of magnetic field orientations in dense cores on gas kinematics in protostellar envelopes
理论上，致密核心中的磁场和旋转轴之间的不对准被认为在恒星形成过程中具有重要的动力学意义，然而，这种影响的程度在观测上仍然不清楚。对于英仙座分子云中的32个0类和I类原恒星的样本，我们使用SMA MASSES调查的C $^{18}$ O数据和JCMT BISTRO-1调查和存档的850 $μ$ m偏振数据的磁场结构分析了气体运动。我们没有发现任何显着的相关性之间的速度梯度在1,000 au的原恒星信封中的C $^{18}$ O的排放和之间的不对准的外流和磁场的方向在致密的核心在4,000 au的规模，也没有相关性之间的速度梯度和角色散的磁场。然而，一个显着的依赖于失准角出现后，我们规范化的下降运动的旋转运动，其中的比率从$\lesssim1$增加到$\gtrsim1$与增加失准角。这表明，错位可以促使角动量运输到信封规模，但不是一个决定信封旋转的主导因素，和其他参数，如原恒星源的质量吸积，也发挥了重要作用。这些结果在考虑投影效应后仍然有效。我们估计的原恒星包层角动量与已知原恒星盘大小之间的比较表明，在原恒星包层半径为$\sim$ 1，000 -100 au之间，可能会损失大量的角动量。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increasing mass-to-flux ratio from the dense core to the protostellar envelope around the Class 0 protostar HH 211
为了研究原恒星源中磁通量从大尺度到小尺度的传输，我们分析了Nobeyama 45-m N2 H+（1-0），JCMT 850 um偏振，和ALMA C18 O（2-1）和0类原恒星HH 211的1.3 mm和0.8 mm（偏振）连续数据。利用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法，利用单碟线和极化数据估算了致密核中0.1 pc尺度的磁场强度;利用ALMA数据，通过分析气体运动学和磁场结构，利用重力和磁场张力之间的力平衡，估算了原恒星包层中600 au尺度的磁场强度。我们的分析表明，从0.1 pc到600 au尺度，磁场强度从40-107 μ G增加到0.3-1.2 mG的磁场强度和密度之间的缩放关系$B \propto ρ^{0.36\pm0.08}$，和质量流量比从1.2-3.7增加到9.1-32.3。质量通量比的增加可能表明磁场在0.1 pc和600 au尺度之间与中性物质部分解耦，并暗示HH 211中下落的原恒星包层中存在有效的双极扩散，考虑到这些尺度上的密度，这是占主导地位的非理想磁流体动力学效应。因此，我们的研究结果可以支持的情况下，有效的双极扩散，使形成的20 au开普勒磁盘在HH 211。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
FORGE'd in the Early Universe: The Effect of Protostellar Outflows on Pop III Accretion
California Institute of Technology（加州理工学院）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Northwestern University（西北大学）；Yale University（耶鲁大学）
研究通过模拟揭示原恒星喷流如何通过调节吸积影响III型恒星的质量形成及周围环境。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ANTIHEROES-PRODIGE: Quantifying the connection from envelope to disk with the IRAM 30m telescope and NOEMA I. Attack of the streamers: L1448N's fight for order in the chaos
利用 IRAM 30m 望远镜和 NOEMA 观测，研究 L1448N 原恒星系统中流线与包层的运动学连接，发现流线质量虽小但对原恒星质量贡献显著，且系统旋转特征从包层到盘相互连接。
2025-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral Arms, Infall, and Misalignment of the Circumbinary Disk from the Circumstellar Disks in the Protostellar Binary System L1551 NE
本文报道了在ALMA第2周期对L1551 NE原恒星系统进行的0.9mm连续谱的观测结果，包括C18 O（3-2），13 CO（3-2），SO（7_8-6_7）和CS（7-6）的辐射。在0.18”（= 25 AU）的分辨率下，比我们的第0周期观测高4倍，在0.9毫米的发射中看到的环双星盘被证明是由一个北旋臂和一个南旋臂组成，南旋臂连接到源B周围的环星盘。旋臂的西部比东部亮，表明存在m=1的螺旋模式。在C18 O辐射中，确定了臂间区域的入流气体运动和臂中的向外气体运动。这些观察到的功能很好地再现与我们的数值模拟，从二进制系统的引力矩赋予角动量的螺旋臂区域和提取角动量的臂间区域。环双星盘的化学分化被认为是在四个分子物种。我们的第二周期观测还分辨出了单个原恒星周围的星周盘，光束解卷积的大小为0.29”X 0.19”（= 40 X 26 AU）（P.A. = 144度）和0.26”X 0.20”（= 36 X 27 AU）（P.A. = 147度）。这些拱星盘的位置和倾角与环双星盘的位置和倾角不一致。C18 O的发射跟踪了围绕源A的未对准盘的开普勒旋转。
2017-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum profiles of Class 0 protostellar envelopes
了解下落的气体如何在到达恒星胚胎之前重新分配其从星前核心继承的大部分初始角动量是一个关键问题。圆盘的形成自然被认为是解决这个“角动量问题”的一种可能的方法。然而，在主吸积阶段和盘形成初期，原恒星核的初始角动量是如何分布和演化的，迄今为止在很大程度上仍然没有受到约束。在IRAM CALYPSO巡天的框架内，我们使用高动态范围的C $^{18}$ O（2-1）和N $_2$ H $^+$（1-0）观测值来量化12个0级原恒星包层样本中沿赤道轴的比角动量分布，这些包层的尺度从~50到10000 au。在CALYPSO样本中的比角动量的径向分布表明两个不同的制度内的原恒星信封：比角动量减少为$j \propto r^{1.6 \pm 0.2}$下降到~1600 AU，然后趋于成为相对恒定的6 $\times$ 10 $^{-4}$ km s $^{-1}$ pc下降到~50 AU。在0类内层包层中测得的比角动量值，即直接参与恒星形成过程的物质（$<$ 1600 au）的比角动量值，与在小金牛座T盘中推断的比角动量值处于同一数量级。因此，盘的形成似乎是坍缩过程中角动量守恒的直接结果。我们的分析揭示了分散的速度梯度的方向在信封尺度$>$ 1600 AU，这表明它们可能不相关的信封的旋转运动。我们的结论是，在这些尺度下观察到的特定角动量可以在核心形成运动（坠落，湍流）中找到它的起源，或者追踪原恒…
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relaxation of protostellar accretion shocks using the smoothed particle hydrodynamics
原恒星的吸积盘是由旋转核坍缩过程中的分子物质以近似弹道式的方式进入而形成的。这些下落物质的碰撞导致形成强烈的超音速激波，如果它们迅速冷却，就会导致这些物质在赤道平面上以薄结构的形式积累。本文利用光滑粒子流体力学（SPH）方法研究了原恒星吸积激波后气体的弛豫时间。为此，考虑了一维两分子片正面碰撞，模拟了激波后区域的温度和密度随时间的演化。结果表明，在强超声速激波中，激波后气体温度迅速升高，并随着冷却过程的进行而逐渐降低，与马赫数的平方成正比。适当的冷却函数表明，在适当的时间尺度下，碰撞中心（位于核的赤道面）转变为一个薄而致密的分子盘及其周围的原子和电离气体，这种吸积盘的结构可能为颗粒生长和原行星实体的形成提供了合适的条件。
2011-02-12 astro-ph.GA
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing magnetic field morphologies in three Serpens protostellar cores with ALMA
为了表征年轻原恒星形成过程中的动力学过程，我们对0类原恒星核心巨蛇座SMM 1、Emb 8（N）和Emb 8进行了高角分辨率ALMA尘埃偏振观测。在870 μm的空间分辨率范围为150 ~ 40 au的情况下，我们发现Serpens Emb 8（N）中沿流出腔壁的偏振分数出乎意料地高。我们使用3毫米和1毫米的分子示踪剂，研究外流和致密气体的性质及其与极化的相关性。这些观测使我们能够调查的物理过程中所涉及的辐射对准扭矩（RAT）作用于尘埃颗粒沿外流腔壁，这经历辐射吸积过程和外流冲击。SMM 1-a的内核在双极流出的两个叶的基部呈现具有极向磁场的极化图案。在SMM 1-a的南面，我们看到两个极化的细丝，其中一个似乎是沿着红移的流出腔壁。另一个可能是物质的吸积流落在中央原恒星上。我们认为，如果0级包层中的“<”500 au尺度的排列颗粒已经长大到大于ISM尘埃颗粒的0.1 μm尺寸，那么沿着辐照腔壁在毫米波长处看到的偏振发射可以与RAT理论的预期相一致。我们的观察使我们能够限制恒星形成源的磁场形态内的中央核心，沿外流腔壁，并在可能的吸积流。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unified Models of Molecular Emission from Class 0 Protostellar Outflow Sources
低质量恒星形成区比通常假设的简单球对称近似更为复杂。我们应用一个更现实的流入/流出的物理模型的分子/连续观测的三个晚0类原恒星源的目的是（a）证明一个单一的物理模型的适用性，所有三个源，和（b）推导出的物理参数的分子气体成分在每个源。我们已经观察到几个分子物种在多个旋转过渡。所观察到的线轮廓的动态模型，其中包括了下降和双极流出的上下文中建模，使用三维辐射转移代码。这就限制了每个来源的物理参数和化学丰度。每个源的自洽拟合。我们约束的信封，以及在分子流出的分子气体的特性。我们发现，在下降信封中的分子气体丰度减少，大概是由于冻结，而在分子流出的丰度增强，大概是由于动力学活动。尽管事实上，该线的轮廓显示显着的源到源的变化，这主要来自流出视角的变化，气体的物理参数被发现是相似的，在每个核心。
2013-08-23 astro-ph.GA
The First Estimation of the Ambipolar Diffusivity Coefficient from Multi-Scale Observations of the Class 0/I Protostar, HOPS-370
本文首次在假设盘半径由双极扩散决定的前提下，推导解析方程估算了 Class 0/I 原恒星 HOPS-370 盘边缘的双极扩散系数，发现双极扩散在该区域占主导且具有动力学重要性，为理解原恒星盘观测中的非理想 MHD 效应提供了新方法。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Jets and Outflows in low-mass star formation
从理论和数值计算两方面阐述了原恒星外流和喷流的驱动机制及其对恒星形成过程的影响。低速外流是由星周盘的外部区域驱动的，而高速喷流则是在盘的内部边缘附近驱动的。在外流区和喷流驱动区，磁场与中性气体耦合良好，磁效应有效地传递了圆盘角动量。另一方面，在盘的高密度气体区域（或中间区域）中，磁场消散并且与中性气体解耦。因此，在这样的磁不活跃区域中，没有向外的流动出现，并且磁盘角动量不能通过磁效应有效地传递。因此，在盘的中间区域，盘面密度继续增加，引力不稳定性发生，并产生非轴对称（或螺旋）结构。旋臂充分发展后，盘的角动量通过引力矩转移，大量的盘质量从星周盘吸积到中央原恒星上。幕式吸积作用产生时变高速喷流。喷流对原恒星和星周盘的动力学演化没有显著的贡献，而低速外流可以喷射出大部分的下落气体，并确定最终的恒星质量。
2017-11-01 astro-ph.GA
From Prestellar to Protostellar Cores II. Time Dependence and Deuterium Fractionation
我们调查的分子演化和D/H丰度比，发展作为恒星形成的收益从致密云核心的原恒星核心，通过求解气体颗粒反应网络应用到1-D辐射流体动力学模型与下落流体包裹。气体和冰地幔物种的空间分布计算在第一个核心阶段，并在一个原恒星诞生后的时间。气相甲醇和甲烷比CO更丰富的半径$r\lesssim 100$ AU在第一个核心阶段，但随着时间的推移逐渐减少，而更大的有机物种的丰度增加。当复杂的有机分子有效地形成时，对于在后期阶段落入的那些流体包裹来说，预热阶段的寿命更长。不饱和碳链的形成（热碳链化学）在后期也更有效;与CH $_4$反应形成碳链的C $^+$随着包膜密度的降低而增加。大的有机分子和碳链是强烈的氘代，主要是由于高的D/H比在母体分子，确定在冷相。我们还扩展了我们的模型，简单地模拟化学拱盘，通过暂停1-D的流体包裹在恒定的磁盘半径的下降。物种CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$的丰度增加在$10^4-10^5$年在固定的温暖的温度;两者也有很高的D/H比。
2012-10-16 astro-ph.GA
Triple spiral arms of a triple protostar system imaged in molecular lines
本文结合 ALMA 分子线观测与磁流体动力学模拟，揭示 IRAS 04239+2436 三原星系统的三旋臂及吸积流，并将其归因于三星与湍流包层的引力相互作用。
2023-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) XVII: A Compact but Structured Keplerian Disk and Large-scale Streamers Revealed in the Class I Protostellar System IRAS 04169+2702
针对 Class I 原恒星 IRAS 04169+2702 的高分辨率观测揭示了半径约 21 天文单位的开普勒盘、毫米/厘米级尘埃颗粒，以及延伸至 1400 天文单位的吸积流丝，并发现与螺旋臂吸积相关的激波证据。
2025-06-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Rotating Protostellar Jet Launched from the Innermost Disk of HH 212
形成恒星的核心问题是星周盘中的角动量，它阻止物质落入中央恒星核心。“角动量问题”的一个有吸引力的解决方案似乎是无处不在的（低速和低准直）分子外流和（高速和高准直）原恒星喷流伴随着恒星形成的最早阶段，在一个范围内的磁盘半径删除角动量。以前的观测表明，流出的物质通过磁离心驱动的风从星周盘表面带走多余的角动量，降低到~ 10 AU尺度，使外盘中的物质转移到内盘。在这里，我们表明，高度准直的原恒星喷流去除残余角动量在~ 0.05 AU的规模，使在磁盘的最里面的区域的材料向中央原恒星吸积。在HH 212原恒星系统中，从原恒星到约10天文单位测量的喷流旋转支持了这一点。根据射流产生的磁离心理论，该测量表明圆盘上的射流发射半径为~ 0.05 - 0.02 ^{+0.05} AU，该理论通过能量和角动量守恒将远距离测量的射流特性与其底部的特性联系起来。
2017-06-20 astro-ph.GA
Synthetic Observations of the Infalling Rotating Envelope: Links between the Physical Structure and Observational Features
本文以 L1527 为例对 UCM 和 SB 模型进行合成观测，揭示包层物理结构与分子谱线 P-V 图特征的联系，并指出磁场可能阻碍下落运动。
2024-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of external environment on the evolution of protostellar disks
利用数值流体力学模拟，我们研究了嵌入低密度外部环境中的亚太阳质量星前核的引力坍缩。研究了外部环境相对于中心核旋转的大小和方向不同的四个模型，并与孤立模型进行了比较。我们发现，从外部环境的物质的下落可以显着改变磁盘的属性相比，在孤立的模型。根据外部环境的大小和旋转方向，可以形成各种各样的盘，包括由于低角动量的外部物质的流入而缩小的紧凑（<= 200 AU）盘，以及由于高角动量的外部物质的流入而形成的扩展盘。前者通常是稳定的重力碎裂，而后者则倾向于碎裂和形成具有亚恒星/非常低质量伴星的恒星系统。在反向旋转的外部环境中，当下落的物质具有低角动量时，可以形成非常紧凑（< 5 AU）和短寿命（<=几个 * 10^5年）的盘。最有趣的情况下，被发现的高角动量的反旋转的外部材料的下落，导致形成的反旋转的内部和外部磁盘分离的深间隙在几十AU。由于内盘吸积到原恒星上，间隙向内迁移，变成一个中心洞，最后消失，让位给外部的强引力不稳定盘。这个模型可能会导致一个瞬态恒星系统的出现与亚恒星/非常低质量的组件相对于恒星的反向旋转。
2014-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and stability of high-mass protostellar disk candidates at sub-arcsecond resolution -- Insights from the IRAM NOEMA large program CORE
本研究利用NOEMA CORE项目在亚角秒分辨率下观测20个高光度原恒星，通过CH$_3$CN运动学识别13个盘候选体并测量质量、温度与Toomre稳定性，发现多数早期大质量原恒星盘因盘星质量比高而易引力碎裂。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Evidence for a Molecular Jet Launched at an Unprecedented Early Phase of Protostellar evolution
原恒星外流和喷流在恒星形成中起着至关重要的作用，因为它们从内部圆盘表面带走多余的角动量，使物质向中央原恒星转移。从理论上讲，低速度和准直不良的流出出现从崩溃的开始，在第一流体静力学核心（FHSC）阶段。随着原恒星核心质量的增长，高密度的喷流被发射出来，这些喷流夹带着从下落的包层中流出的物质。到目前为止，在早期的0类原恒星中已经观察到了高速（$\gtrsim$ 100 km/s）的分子喷流。利用ALMA波段6次观测，首次在G208.89- 20.04 Walma（以下简称G208 Walma）的SiO发射中探测到一个低速（$\sim$ 4.2 km\，s $^{-1}$，去投影$\sim$ 24 km\，s $^{-1}$）的致密分子喷流.该天体具有FHSC的一些特征，如小的出流/喷流速度、1.3mm的扩展连续发射和N $_2$ D $^+$谱线发射。然而，其他的特征是典型的早期原恒星：准直外流和SiO喷流。流出的全部范围对应于$\sim$ 930 $^{+200}_{-100}$年的动态时间尺度。光谱能量分布还表明一个非常年轻的源，其上限为T $_{bol}$ $\sim$ 31 K和L $_{bol}$ $\sim$ 0.8 L $_\sun$。我们的结论是，G208 Walma很可能是在过渡阶段，从FHSC到原恒星，和分子喷流已经推出了几百年的初始崩溃。因此，G208 Walm…
2022-04-13 astro-ph.GA
FERIA: Flat Envelope Model with Rotation and Infall under Angular Momentum Conservation
自阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）问世以来，在分子谱线上对低质量恒星形成的射电观测取得了迅速进展。一个气体分布和它的运动学在几个100秒天文单位尺度的0-I类原恒星周围的空间解决，和原恒星盘正在形成的区域，现在详细揭示。在这样的研究中，它是必不可少的，以确定复杂的物理结构围绕一个原恒星组成的一个下降的信封，一个旋转支持的磁盘，和外流。为此，我们开发了一个通用的计算机程序"{ \tt FERIA}“（角动量守恒下的旋转和入射的平面包络模型），它根据观测研究中经常使用的下降旋转包络模型和开普勒圆盘模型生成图像立方体数据。本文介绍了{ \tt FERIA}的描述和使用手册，并总结了实际应用中的注意事项。此程序输出立方体{ \tt FITS}文件，可用于与观测值直接比较。它还可以用于为机器/深度学习生成模拟数据。这些应用程序的例子进行了描述和讨论，以展示如何与实际观测数据的模型分析工作。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hot methanol from the inner region of the HH 212 protostellar system
年轻恒星周围盘状物的形成机制和相关喷流的发射机制对于理解恒星和行星形成的早期阶段至关重要。HH 212是一个研究原始喷射盘系统的特权实验室。因此，我们研究了HH 212-MM 1原恒星周围的最内层区域（$<100$ AU），通过ALMA波段的甲醇观测。朝向HH 212系统的连续发射的峰值的8 GHz带宽光谱揭示了甲醇的至少19个跃迁。这些谱线中有几条（其中有几条处于v $_{\rm t}=1,2$态的振动激发谱线）具有高于500 K的高能。它们起源于一个紧凑的（$<135$ AU直径），热（$\sim 295$ K）区域沿SiO喷流的方向拉长。我们在$uv$平面上对最强高激发线的各种速度通道进行了拟合。蓝移和红移的速度质心移动大致对称的喷流轴的两侧，表明视线的速度超过0.7公里s $^{-1}$从系统是由旋转运动为主。远离原恒星的速度增加，进一步表明甲醇的排放与开普勒盘或螺旋下落腔无关，它更有可能与流出的气体有关。我们推测CH $_3$ OH跟踪盘风气体加速在基地。发射区域将在距离YSO几个天文单位的半径范围内。
2016-10-17 astro-ph.GA
A Study of Multiple Molecular Lines at the 3 mm Band toward Gas Infalling Sources
本文利用IRAM 30米望远镜对20个气体下落源进行3毫米波段多分子谱线观测，识别多达22种分子，通过柱密度和丰度分析推断其演化阶段，并发现CCH与c-C$_3$H$_2$柱密度比值与源物理参数相关。
2025-04-08 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XII. Unanchored Forked Stream in the Propagating Path of a Protostellar Outflow
基于ALMA观测，在70 μm暗团块中发现极年轻原恒星外流内的无锚叉状流，揭示恒星形成初始阶段比已知更复杂。
2025-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Opaque Heart of the Galaxy IC 860: Analogous Protostellar, Kinematics, Morphology, and Chemistry
致密暗核（CONs）是亮红外星系和超亮红外星系的重要组成部分。这些星系核是紧凑的，半径为10-100~pc，在亚毫米和远红外波段具有大的光学深度，并以振动激发HCN发射为特征。目前还不知道是什么力量的CON主机星系的大光度，因为极端的光学深度对他们的核心。CON代表了核生长的极端阶段，隐藏着快速吸积的超大质量黑洞或恒星形成的异常模式。在这里，我们应用主成分分析（PCA）层析成像的高分辨率（0.06 $^{\prime\prime}$）ALMA观测频率245至265 GHz的附近CON（59 Mpc）IC~860。PCA是一种揭示数据参数空间中相关性的技术，我们将其应用于探索我们数据集中物种的形态和化学特性。领先的主成分揭示了分子发射的形态特征，这表明一个旋转的，下落的磁盘或信封，和流出类似于银河系原恒星。一个特殊的天体化学分子是甲亚胺（CH $_2$ NH），甘氨酸的前体，其中三个转换已被检测到IC 860。我们估计的平均CH $_2$ NH柱密度向IC~860的核是$\sim10^{17}$ cm $^{-2}$，与相对于分子氢的丰度超过$10^{-8}$，使用旋转图方法和非LTE辐射转移模型。这种CH $_2$ NH丰度与在银河系分子云的热核中发现的一致。我们的分析表明，CONs是星系化学演化的一个重要阶段，在化学和形态上类似于银河系的热核。
2023-01-03 astro-ph.GA
Early evolution of disk, outflow, and magnetic field of young stellar objects: Impact of dust model
利用三维非理想磁流体动力学方法研究了低质量年轻恒星的形成和早期演化。我们研究了在原恒星形成后约10^4年内YSO的演化，此时原恒星质量达到约0.1 M_ \odot。我们特别关注尘埃模型对演化的影响。我们发现，一个拱星盘形成在所有的模拟，无论尘埃模型。在原恒星形成时期，星盘的大小约为10个天文单位，在原恒星形成后约10^4年，星盘的大小增加到几十个天文单位。盘的质量与中心原恒星的质量相当，引力不稳定性发展。在模拟中，小尘埃的大小，伪盘的翘曲发展约10^4年后，原恒星形成。翘曲加强了磁盘中的磁制动并减小了磁盘尺寸。当尘埃粒子的典型尺寸为\gtrsim 0.2μm，原恒星（加上盘）质量为M \gtrsim 0.1 M_ \odot时，在下落包层中可以发生离子中性漂移.出流活动与尘埃粒子大小成反相关关系，强出流出现在小尘埃粒子上。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Feedback in Massive Star and Cluster Formation
了解大质量恒星的起源是现代天体物理学的核心。我们揭示了这个问题的模拟使用一种新的，自适应网格，光线跟踪算法。这些模拟一致遵循的引力坍缩的大质量分子云的核心，随后建立和新生恒星周围的吸积盘的碎片，并首次，其强烈的紫外辐射场和下落的材料之间的相互作用。我们发现，电离反馈既不能阻止原恒星质量的增长，也不能抑制碎裂。讨论了电离辐射和非电离辐射反馈对星团演化的影响。这种吸积并不受辐射反馈的限制，而是受到我们称之为“碎裂诱导饥饿”的过程中低质量伴星的形成的限制。这种行为一致地再现了观测到的最大质量恒星与星团中恒星总质量之间的关系。我们发现，磁场降低了恒星的形成率，并导致更多的大质量恒星的形成。
2011-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Series of core collapse numerical simulations (SOLANUM) I: Modelling the early and late infall in a sun-like protostar
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN, IGN)（国家天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
通过核心坍缩模拟，研究了类太阳原恒星中晚期内落气体的起源与物理历史，发现其经磁交换不稳定性形成的丝状结构进入盘，性质类似观测流带，可能改变盘化学组成。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The environmental imprint on molecular layering in the dusty streamer of M512
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）；SUPA, School of Physics & Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Earth and Planets Laboratory, Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构地球与行星实验室）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文学系）
研究M512原型星尘埃流体的分子层状结构，通过ALMA观测分析C18O、DCO+、N2D+和HCO+的空间分布，揭示其化学分层及环境影响对原行星盘形成的作用。
2026-04-14 astro-ph.GA
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the radiative impact of stellar core formation on the circumstellar disc
我们目前的结果，从第一个三维辐射流体动力学计算遵循崩溃的分子云核心超越恒星核心的形成。我们发现恒星核心的形成所释放的能量，在光学厚度的第一流体静力学核心，是可比的盘状的第一个核心的结合能。这加热了盘的内部区域，驱动冲击波穿过盘，大大降低了恒星核心的吸积率，并发射了一个垂直于旋转轴的临时双极外流，其传播超过50 AU进入下降的包层。这种爆发可能有助于年轻的原恒星发射常规的磁喷流。此外，如果这些事件是周期性的，它们可能提供了一种机制，即由长时间相对静止的吸积分离的强烈的吸积爆发，可以潜在地解决原恒星的光度问题和年轻星团中恒星的表观年龄分布。这样的爆发也可能为陨石中发现的球粒提供了一种形成机制，流出物将它们在星周盘中运送到很远的地方。
2010-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HH 24 Complex: Jets, Multiple Star Formation, and Orphaned Protostars
研究通过多波段观测解析HH 24复合体的喷流、SSV 63多星系统及其云核，揭示非层级N体动力学弹出原恒星并决定恒星质量，可能影响初始质量函数。
2023-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) XII: Accretion streamers, protoplanetary disk, and outflow in the Class I source Oph IRS63
本文基于 ALMA 对 Class I 源 Oph IRS63 的观测，发现了双极外流、旋转包层、连接包层与盘的吸积流及小尺度旋臂结构，确认了近开普勒旋转的盘，并通过对比包层内落率与盘吸积率，推断原恒星盘正处于质量积累阶段。
2023-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
