Signatures of Core-Envelope Rotational Misalignment in the Mixed-Mode Asteroseismology of Kepler-56
本文推导了恒星核心与包层旋转轴错位的星震学特征表达式，并应用于 Kepler-56，发现其核心与包层绕不同轴旋转，为研究行星系统自旋-轨道几何及形成机制提供了新方法。
2024-12-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
SOFIA/GREAT observations of OD and OH rotational lines towards high-mass star forming regions
只是最近，OD，氘同位素的羟基，OH，已成为可访问的星际介质;光谱线从这两个物种已被观察到在超太赫兹和远红外制度。在这里，我们研究了银河系13个大质量恒星形成区的OD和OH旋转线，目的是限制OD丰度，并推断其分子包层中OH的氘分馏。利用红外天文同温层观测站（SOFIA）观测了1.3 THz（$215~μ$ m）的OD的$^2Π_{3/2}$ $J=5/2-3/2$基态跃迁和1.84 THz（$163~μ$ m）的OH旋转激发线。我们还使用了已发表的高光谱分辨率SOFIA数据的OH基态跃迁在2.51太赫兹（$119.3~μ$ m）。我们的研究结果表明，从$^2Π_{3/2}$ OD $J=5/2-3/2$基态跃迁的吸收是普遍的高质量恒星形成的活动场所周围的致密团块。我们进行了详细的辐射转移建模，以调查我们的样品的大部分在内部信封的OD丰度分布。我们的建模表明，部分吸收来自于更致密的内部，而SOFIA所看到的大部分吸收来自于外层的冷层，我们对分子丰度的限制表明氘分馏的强烈增强。我们发现OD丰度和热光度质量比之间存在弱的负相关关系，这是一个演化指标，表明OD丰度随时间缓慢下降。与HDO的比较显示了类似的高氘分馏的两个物种中的冷信封，这是0.48%的顺序为最好的研究源，G34.26+0.15。我们的研究结果是一致的化学模型，有利于快速交换反应，形成OD在稠密的冷气体。
2022-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-envelope decoupling drives radial shear dynamos in cool stars
本研究发现鬼星团中偏离标准自转演化模型的冷星黑子活动显著增强，提出核-包层自转减慢历史解耦引发的径向剪切是成因，为冷星磁与自转演化的剪切增强活动前沿提供了证据。
2023-05-16 astro-ph.SR
Warm CO in evolved stars from the THROES catalogue. II. Herschel/PACS spectroscopy of C-rich envelopes
这是利用THROES星表中演化恒星的Herschel/PACS光谱学研究其星周包层（CSE）内部区域的系列论文的第二篇。我们分析了CO的发射光谱，包括大量的高- $J$ CO线（从$J$ =14-13到$J$ =45-44），作为一个代理的温暖的分子气体的CSE的样本的明亮的富碳恒星跨越不同的演化阶段，从渐近巨星分支（AGB）的年轻行星状星云（PNe）阶段。我们使用的旋转图（RD），以获得旋转温度（$T_{\rm rot}$）和质量（$M_{\rm H_2}$）的信封层的CO跃迁出现。我们还获得了一阶估计的质量损失率和评估的不透明度校正的影响范围内的特征包络半径。我们使用多历元光谱研究富C包络IRC+10216的CO通量变化的影响，$T_{\rm rot}$和$M_{\rm H_2}$的值。PACS灵敏度允许研究比以前更高的旋转数，表明存在大量较热气体（$\sim$ 200-900 K），在亚mm/mm波长下观察到较低的$J$ CO无法追踪。质量在$\sim10^{-2}-10^{-5}\,\rm M_{\odot}$范围内，与温度反相关。对于一些强CO发射体，我们推断一个双温（温暖的$T_{\rm rot}\sim$ 400 K和热$T_{\rm rot}\sim$ 820 K）组件。从IRC+10216的分析中，我们证实了谱线变异性的影响仅对热组分的$T_{\rm rot}$是…
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the rotational evolution of solar-like stars: the rotational coupling timescale
我们研究了类太阳恒星的自转演化，重点是内部角动量输运过程。双区模型，其中恒星的辐射核心和对流信封被假定为旋转的固体机构，被用来测试简单的关系之间的核心-信封耦合的时间尺度，τ_c，和旋转属性，如信封角速度或在核心-信封接口的差分旋转。通过蒙特卡罗马尔可夫链方法将模型参数拟合到可用观测值来测试试验关系。合成分布的兼容性测试与他们的观测同行通过标准的Kolmogorov-Smirnov（KS）测试。τ_c对内微分转动的幂律依赖性比τ_c的二值规定（这意味着初始慢（P_rot > 3d）和快（P_rot <3d）的二分法）更令人满意地符合观测结果。然而，我们发现它是不可能调和的高比例的快速旋转α Per与旋转周期分布在恒星系统的早期和后期的演化阶段。这可以用局部环境效应（例如，由于紫外线辐射和附近大质量恒星的风，星周盘提前消失）或观测偏差来解释。在某些情况下，合成分布和观测分布不相容的KS概率较低，这可能是由于双区模型的假设过于简化，但在确定非常年轻的星团和星协的年龄时，预计较大的相对不确定性将发挥相关作用。其他可能的限制和不确定性进行了讨论。
2011-05-16 astro-ph.SR
The millimeter IRAM-30m line survey toward IK Tau
利用IRAM-30 m望远镜在79 ~ 356 GHz之间进行了毫米波谱线测量，研究了富氧AGB星IK Tau分子包层的物理和化学性质。我们分析了检测到的分子线，使用人口图技术，以获得旋转温度和柱密度。此外，我们进行了辐射传输分析的SO $_2$线检测。对于第一次在这个源中，我们检测到的旋转线的HCO $^+$，NS，NO和H $_2$ CO的基态振动状态，以及几个同位素的分子以前确定。我们还探测到了SiS和SiO同位素振动激发态的转动谱线以及H $ν_{\mathrm{2}}$（$ν_{\mathrm{2}}$ =2）的转动谱线。我们还增加了以前确定的分子检测到的旋转线的数量，从而能够详细研究分子丰度和激发温度。IK Tau显示了富氧的拱星包层的丰富化学成分。我们强调了NS和H $_2$ CO的检测，其中f（NS）$\sim$ 10 $^{-8}$和f（H $_2$ CO）$\sim$ [10 $^{-7}$ --10 $^{-8}$ ]的丰度分数。大多数分子的转动温度在15 - 40 K之间。NaCl和SiS同位素显示旋转温度高于平均值（~65 K）。在SO $_2$的情况下，还检测到具有$T_{\mathrm{rot}}$ $\sim$ 290 K的暖分量。这个SO $_2$暖分量可能是从包层的内部区域（位于$\sim$ 8 $R_{*}$）产生的，在那里SO $_2$的丰度…
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-frequency high spectral resolution observations of HCN toward the circumstellar envelope of Y CVn
利用SOFIA/EXES和IRTF/TEXES对低质量损失率的富C J型AGB星Y CVn进行了7.5、13.1和14.0 μ m的高光谱分辨率观测。在v2、2 v2、2 v2-v2、3v 2 - 2 v2、3v 2-v2和4v 2 - 2 v2谱带中，已识别出约130条HCN和H13 CN谱线，涉及能量高达~3900 K的较低能级。这些线已经补充了纯转动线J=1-0和3-2的振动状态，直到2 v2获得的IRAM 30米望远镜，并与ISO采取的连续。我们分析了数据的振转图和代码模型的AGB星的拱星包络的吸收和发射。该连续谱是由恒星产生的，其中有一小部分来自尘埃颗粒，包括温暖到热的SiC和冷的无定形碳。HCN丰度分布似乎是各向异性的。喷出的气体从光球层加速到终极速度（~8 km/s）到~3R*，但有证据表明在这个区域之外还有更高的速度（>9-10 km/s）。在Y CVn附近，线宽高达~10 km/s，这意味着最大湍流速度为6 km/s，或者存在可能与物质喷射有关的其他物理机制，这些机制涉及比预期更高的气体膨胀速度。HCN在整个包络中旋转地和振动地离开LTE。光球转动温度相差约1500 K才能解释7.5和13-14 μ m的观测结果。我们的分析发现，HCN柱的总密度在~ 2.1 E +18 cm^{-2}到3.5 E +18 cm^{-2}之间，相对于H2的丰度在3.5 E-05到1…
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JWST-NIRCam View of Sagittarius C. I. Massive Star Formation and Protostellar Outflows
本研究利用 JWST-NIRCam 观测中央分子区 Sgr C 分子云，通过 SED 拟合确认大质量原恒星，并首次在红外波段明确探测到 88 个原恒星分子氢外流结候选体及新恒星形成区。
2024-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulation of pumping mechanism of H2O-masers in circumstellar envelopes of late-type stars
考虑了稠密气尘云中的辐射转移问题。在模拟中采用了晚型恒星拱星包层气体尘埃云的物理参数。一个一维的平面平行板几何的云被认为是。辐射转移问题的解决使用加速λ迭代技术。在模拟中考虑了H_2O分子的五个最低振动能级的转动能级。计算了云中H_2O分子的能级布居随距离的变化。研究了能级粒子数反转发生的条件。特别地，控制在22.2 GHz脉泽线的粒子数反转的因素被认为是。考虑了分子受恒星外辐射场的辐射激发和脉泽的碰撞抽运。
2013-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic bipoles in rotating turbulence with coronal envelope
太阳黑子和恒星黑子的形成尚未完全了解，因此是太阳和恒星物理学中的主要开放问题之一。磁通量浓度可以由负有效磁压不稳定性（NEMPI）产生。这种不稳定性被旋转强烈抑制。然而，以前发现外日冕包络的存在会加强通量集中，使其更加突出。它还允许形成双极区（BR）。我们想知道是否存在一个外部的日冕信封也改变了激发条件和旋转依赖NEMPI。我们使用直接数值模拟和平均场模拟。我们采用了一个简单的两层湍流模型，分别模拟恒星表面下方和上方的对流湍流层和日冕层之间的跳跃。计算域是笛卡尔的，位于旋转球体的某个纬度。我们通过改变科里奥利数、纬度和盒子分辨率来研究旋转对NEMPI的影响。旋转对BR的形成过程有很大的影响。即使是相当慢的旋转也会抑制它们的形成。然而，增加所施加的磁场强度也使结构更强，并在一定程度上减弱了旋转抑制。日冕层本身的存在并不能显著减轻旋转抑制的影响。
2018-08-27 astro-ph.SR
Pure rotational spectra of TiO and TiO_2 in VY Canis Majoris
报道了首次在亚毫米波段探测到TiO和TiO_2向红超巨星VY CMa的纯转动跃迁。得出TiO_2的转动温度T_rot约为250 K。虽然TiO的T_rot没有得到很好的限制，但它可能略高于TiO_2。Ti氧化物的发现证实了它们是在冷富氧恒星的星周包层中形成的，可能是无机尘埃形成的“种子”，但不能排除在包层较冷区域观察到TiO和TiO_2的其他解释。观察结果表明，相当一部分氧化物没有转化为尘埃，而是在整个流出过程中保持在气相中。
2013-01-18 astro-ph.SR
Can radial temperature profiles be inferred using NH3 (1, 1) and (2, 2) observations?
本文用球形包层模型检验 NH3 (1,1)、(2,2) 均匀温度分析，发现其会显著低估径向温度及幂律指数，并在 G14.225-0.506 中得到验证。
2024-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Class 0 Protostar BHR71: Herschel Observations and Dust Continuum Models
我们使用赫歇尔分光光度法的BHR 71，嵌入式0类原恒星，提供新的限制其物理性质。我们在所有空间像素中检测到645条（非唯一）谱线。至少有61条不同的谱线源自中心区域。CO转动图分析显示了四个激发温度分量，43 K，197 K，397 K和1057 K。低JCO线跟踪流出，而高JCO线集中在红外源上。H2O的低激发发射线跟踪大尺度外流，而高激发发射线跟踪小尺度分布在赤道平面周围。我们使用尘埃辐射转移的代码，ESTA模型的信封结构，包括旋转崩溃，外部静态信封，外流腔，和磁盘。旋转坍缩包络的演化可以受到远红外/毫米SED以及方位平均径向强度分布的约束，并且流出腔的结构在较短波长处起着关键作用。在20-40 μ m处的发射需要具有恒定密度内部区域和幂律密度外部区域的腔。最佳拟合模型的包络质量为19太阳质量，半径为0.315 pc，中心光度为18.8太阳光度。坍缩开始的时间是24630-44000年，最有可能在36000年左右。包层中相应的质量下降率（每年1.2 × 10 $^{-5}$太阳质量）与恒星质量吸积率相当，而从CO流出量估计的质量损失率为恒星质量吸积率的20%。我们没有发现幕式吸积的证据。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Si-bearing molecules towards IRC+10216: ALMA unveils the molecular envelope of CWLeo
我们报告在ALMA周期0的高振动态的SiS旋转线，以及SiO和SiC $_2$线在其基态振动状态，对IRC+10216的检测。这些分子的空间分布显示出SiS的紧凑发射和SiO和SiC $_2$的更广泛的发射，并且还证明了在拱星包层的外壳处的SiC $_2$发射的增加的存在。我们使用布居图技术分析了振动激发的SiS的激发条件，并使用大速度梯度模型与观测结果进行了比较。我们发现适度的观测和模型之间的差异，可以解释，如果SiS线检测到的光学厚。此外，在高能量振动状态下检测到的旋转线的线轮廓显示出随着能级的增加而减小的线宽。这可能证明这些谱线只能在IRC+10216星周包层的内层，即最致密和最热的层中被激发。
2015-06-11 astro-ph.SR
The rotational shear layer inside the early red-giant star KIC 4448777
我们介绍了早期红巨星KIC 4448777的星震研究，补充和整合了以前的工作（Di Mauro et al. 2016），旨在通过分析{ \it Kepler}卫星在其第一次标称任务的四年中收集的全部数据来表征其内部的动力学。我们采用贝叶斯推断程序DIAMOND（Corsaro \& De Ridder 2014）进行峰值装袋分析和星震分裂反演方法，推导出恒星的内部旋转轮廓。新的混合模式分裂的检测，更集中在非常内部的氦核心，使我们能够重建的角速度剖面更深入到内部的恒星和解开的细节比在论文一：氦核几乎刚性地旋转，大约比对流包层快6倍，而氢壳层的一部分似乎以比He核低1.15倍的恒定速度旋转。特别是，我们研究了快速旋转的辐射内部和缓慢的对流区之间的内部剪切层，我们发现，它部分位于氢壳层内的$r \simeq 0.05R$和延伸的核心信封边界。最后，我们从理论上探讨了未来探测红巨星对流包络的可能性，并得出结论，即使假设有大量的模式，一组只有低调和度$l\leq 3$的分裂反演也不能详细地解决这个区域的旋转轮廓。
2018-05-23 astro-ph.SR
Single Rotating Stars and the Formation of Bipolar Planetary Nebula
在不同的假设条件下，我们计算了新的包含自转和磁矩影响的恒星演化模型。目标是测试一颗恒星是否能够在包层中维持磁流体动力学（MHD）模拟所需的旋转速度，以在高质量损失率发生时形成双极行星状星云（PNE）。恒星演化模型的主要序列质量为2.5和5钼，和250公里/秒的初始旋转速度一直遵循的PNE形成阶段。我们发现，恒星的核心必须使用旋转的磁矩，以重现观察到的白矮星的旋转速率。在渐近巨星分支阶段及以后，核心的磁制动在增加包层的旋转速度方面几乎没有效果，因为恒星的角动量被风有效地去除了。我们也在非物理的背景下测试了最好的可能情况，以给信封足够的角动量。我们发现，我们不能得到一个单一的恒星旋转的速度所需的MHD模拟形成双极PNe的信封。我们的结论是，单恒星旋转不太可能是双极PNe在目前的MHD模型范式的祖先。
2014-01-17 astro-ph.SR
Geometric and Kinematic Structure of the Outflow/Envelope System of L1527 Revealed by Subarcsecond-resolution Observation of CS
利用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵对L1527中的低质量原恒星IRAS 04368 $+$ 2557获得了CS和c-C $_3$ H $_2$的旋转线发射的亚巴秒分辨率图像，以限制外流/包络系统的方向。CS的分布由一个自北向南的包络分量和一个微弱的蝶形外流分量组成。通过一个简单的旋转包层下落弹道模型，很好地再现了包层的运动学结构。虽然这个包层有一个接近边缘的结构，但我们发现旋转轴与天空平面的倾角是5 $^\circ$，我们发现包层的西侧面向观测者。这种配置是相反的方向，大规模的流出（$\sim$ 10 $^4$ AU）以前建议从$^{12}$ CO（$J$ =3 $-$ 2）的观察，并在原恒星（$\sim$ 200 AU）附近的红外反射的形态。后一个差异可能源于西侧流出空腔的高消光，这些差异或可能表明流出轴线不平行于包层的旋转轴线。位置-速度图显示了加速外流空腔壁，其在2000 AU尺度的运动学结构是由一个标准的抛物线模型与来自分析的包络线的倾斜角解释。小尺度和大尺度之间外流方向的不同意味着外流轴有进动的可能性。在原恒星附近的外流的形状和速度进行了比较与其他原恒星。
2016-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Light Hydrides in the Envelopes of Evolved Stars
我们报告了一个搜索的双原子SiH，PH，FeH沿视线对IRC+10216和VY大犬座的化学丰富的拱星信封。这些分子被认为是在这些恒星光球附近的高温区域形成的，然后可能通过气相和尘埃颗粒相互作用进一步反应，导致更复杂的物质，但尚未受到观测的限制。我们使用SOFIA上的GREAT光谱仪在600 GHz到1500 GHz的四个光谱窗口中搜索这些分子的旋转发射线。虽然在我们的搜索中没有检测到目标物种，但我们报告了它们在每个来源中的上限丰度，并讨论了它们如何影响目前对致密拱星介质中氢化物化学的理解。我们将这些粒子的未检测归因于其紧凑的源尺寸，形成的高障碍以及与风中其他分子反应的倾向。
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Arcsecond resolution mapping of Sulfur Dioxide emission in the circumstellar envelope of VY Canis Majoris
本文报道了红超巨星VY CMa星周包层中SO2辐射的亚毫米波阵观测结果，其角分辨率为~1”。SO2排放出现在三个不同的流出区域周围的中央连续峰排放，是空间上无法解决的。资料来源中没有提到双极结构。第四个SO2源被确定为以系统速度为中心的球形风。我们估计的SO2柱密度和旋转温度假设本地热平衡（LTE），以及使用RADEX进行非LTE辐射转移分析。在外流和球形风中，SO2的柱密度约为10^16 cm^-2。与现有的两个母体物种OH和SO的地图比较表明，SO2的分布与OH的分布是一致的。丰度比f_SO2/f_SO在所有半径大于3 × 10^16 cm的情况下都大于1。与SO、PN和SiS分子相比，SO2以碎片团块形式分布。这些观测结果支持了特定的星周化学模型，该模型预测f_SO 2/f_SO>1，并可能暗示了诸如冲击等局部效应在星周包层中SO 2产生中的作用。
2011-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas kinematics and the Dragged Magnetic Field in the High-mass Molecular Outflow Source G192.16$-$3.84: An SMA View
本文报道了亚毫米波射电阵列（SMA）对早期B型（$L_{*}\sim2\times10^{3}L_{\odot}$）恒星形成区G192.16 $-$ 3.84（IRAS 05553+1631）的偏振0.88mm热尘埃辐射和各种分子谱线跃迁的观测结果。连续斯托克斯-I发射的峰值与热旋转盘/包层（SO $_{2}$旋转温度T $_{rot}^{SO_{2}}$ $\sim84^{+18}_{-13}$ \，K）一致，具有南北速度梯度。对HCO $^{+}$ 4-3和SO $_{2}$ 19 $_{1,19}-18_{0,18}$描绘的旋转曲线的联合分析表明，致密分子气体正在经历自旋向上的旋转，在一定程度上受到\textbf{an}封闭质量$M_{*+gas+dust}\sim$ 11.2-25.2\，$M_{\odot}$的引力的约束。在垂直于旋转平面的CO 3-2发射中发现了$\gtrsim100/\cos(i)$，km，s $^{-1}$（$i\sim63^{\circ}$）高速分子喷流和$\sim$ 15- 20 km，s $^{-1}$膨胀双锥腔。0.88mm连续谱的偏振百分比向中心旋转盘/包层方向逐渐减小。内$\sim2"$（0.015 μ c）盘/封套中的偏振角垂直于旋转平面。主要沿盘平面在环向的磁场线很可能被重力加速旋转拖曳。
2013-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum loss in the envelope-disk transition region of HH 111 protostellar system: evidence for magnetic braking?
HH 111是一个距离约400 pc的I类原恒星系统，中心源VLA 1与深深嵌入扁平包层中的旋转盘有关。在这里，我们提出了该系统的观测在~ 0.6”（240 AU）的分辨率在C18 O（J=2-1）和230 GHz的连续获得的阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列，并在SO获得的亚毫米阵列。观测结果首次显示了开普勒旋转盘如何在扁平的信封内形成。在C18 O中检测到扁平的包络，从VLA 1源延伸到>~ 2400 AU。它有一个微分自转，其外部（>~ 2000 AU）可以用具有恒定比角动量的自转更好地描述，而最内部（<~ 160 AU）则可以用开普勒自转更好地描述。因此，在这个系统中，旋转支撑的圆盘相对紧凑，这与尘埃连续体观测结果一致。最有趣的是，如果气流处于稳定状态，在从2000 AU到160 AU的圆盘-圆盘过渡区中，比角动量有一个大幅度的下降，下降了约3倍。在由简单的流体动力学核心坍缩形成的盘外，这种减少是不期望的，但是如果核心被显著磁化，则可以自然发生，因为磁场可以被原恒星吸积流的冲压压力捕获在盘外的过渡区域中，这可以导致有效的磁制动。此外，SO冲击辐射检测到周围的外半径的磁盘，并可以跟踪吸积激波周围的磁盘。
2016-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Vibrationally excited HCN transitions in circumstellar envelopes of carbon-rich AGB stars
上下文HCN是富碳渐近巨星支（AGB）星的星周包层中含量仅次于H $_{2}$和CO的分子。它的振动激发态内的转动线是富C CSE最内层区域的特殊示踪剂。目标。我们的目标是约束的物理条件的CSE的富C星使用HCN分子的热谱线。此外，我们还寻找新的HCN脉泽，并探测HCN脉泽的时间变化，这将有助于阐明它们的泵浦机制。方法.我们用APEX 12 m亚毫米望远镜观测了16颗富C AGB星在地面和12个振动激发态内的各种HCN转动跃迁。结果我们从13颗富C星中检测到68条振动激发HCN谱线，其中包括39条热跃迁谱线和29条脉泽谱线，这表明振动激发HCN谱线在富C星中普遍存在。对于来自样品的两个物体，为从不同振动激发态的热跃迁构建的布居图给出了约800-900 K的激发温度，证实它们来自CSE的热最内部区域（即，r<20 $R_{*}$）。在探测到的脉泽中，有23个是新探测到的，结果将已知的HCN脉泽线总数扩展到富C星的47%。特别是首次在天文源中探测到J=2-1（0，3 $^{1e}$，0），J=3-2（0，2，0），J=4-3（0，1 $^{1f}$，0）脉泽。我们的观测证实了2-1（0，1 $^{1e}$，0）脉泽在几年时间尺度上的时间变化。我们的数据分析表明，所有检测到的HCN脉泽是不饱和的。为了激发HCN脉泽，气体动力学温度为${\gtrsim}$ 700 K，H $_{2}$数密…
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes II: Kinematic Structure from Single-Dish and Interferometric Molecular Line Mapping
我们提出了一个致密的分子气体运动学在十七个附近的原恒星系统使用单碟和干涉分子线观测的研究。利用IRAM 30 m、CARMA和PdBI的N_2H ~+（J=1-0）示踪剂以及VLA的NH_3（1，1）示踪剂，绘制了0/I类原恒星周围的非轴对称包层。分子线发射被用来构建线中心的速度和线宽地图的所有来源，以检查在信封上的空间尺度从0.1秒差距到~1000 AU的运动学结构。在超过一半的样本中，来自单碟映射的大尺度速度梯度的方向在与流出轴垂直的45度内。此外，速度梯度通常相当大，平均值约为2.3 km \s \pc。干涉数据往往揭示小尺度的速度结构，偏离更渐进的大尺度速度梯度。在某些情况下，这可能表明内包层中的加速下降和/或旋转自旋;干涉数据的中值速度梯度为~10.7 km/s/pc。在两个系统中，我们在最高速度的\nthp \发射中检测到高速HCO+（J=1-0）发射。这使我们能够研究接近盘的下落和旋转，并估计中心物体的质量。在大尺度和小尺度上观察到的速度场比单独从旋转中预期的要复杂得多，这表明复杂的包络结构使其他动力学过程（即下落）能够影响速度场。
2011-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Model of the vibrationally excited H$_2$O maser at 658 GHz in circumstellar envelopes around asymptotic giant branch stars
本文提出了富氧渐近巨星分支星周围分子第一激发振动态内$1_{10}-1_{01}$谱线上H $_2$ O脉泽的模型。这表明微波激射云位于星周包层的内层，那里有强烈的尘埃形成。计算考虑了属于H $_2$ O分子的五个最低振动态的转动能级。该模型预测了658 GHz脉泽在H $_2$分子浓度$10^9 - 10^{11}$ cm $^{-3}$和高邻位H $_2$ O浓度$ \gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$时的增益值约为$10^{-14} -10^{-13}$ cm $^{-1}$。气体温度$1000 - 1500$ K被认为是脉泽有效工作的必要条件。结果提出了其他脉泽跃迁的激发振动态的分子。
2015-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Probing the Protostellar Envelope around L1157: the Dust and Gas Connection
我们目前的0级原恒星L1157毫米使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）在3毫米尘埃连续和N2 H+线发射的观测。在N2 H+谱线中，我们探测到一个大尺度的包络，其线性尺寸约为20，000 AU，在垂直于外流方向上变平。这个N2 H+的特征与Looney等人在8微米消光中看到的外层相吻合。同时，尘埃连续体追踪了内层致密的近球形结构，其中N2 H+被耗尽。这个高度扁平的N2 H+包层也显示出与内部区域的引力下落一致的动力学特征，但在大尺度上是缓慢的固体旋转。这个扁平的结构不是旋转支撑的拱星盘;相反，它在形态和运动学上都类似于星前核，代表着0级系统的早期阶段。在本文中，我们构建了一个简单的模型来解释尘埃连续体和N2 H+排放，并提出了一个可能的动力学方案的整体性能的信封。
2009-12-22 astro-ph.SR
Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK Tau: I. Observations and LTE chemical abundance analysis
本文的目的是研究富氧恒星IK Tau周围星周包层的分子组成。我们观察IK头在几个（亚）毫米波段使用APEX望远镜在三个观测期间。为了确定$\mathrm{^{12}CO(3-2)}$发射的空间分布，进行了映射观察。为了约束拱星包层中的物理条件，使用非局域热力学平衡辐射转移程序模拟了多条旋转CO发射线。转动温度和其他分子的丰度得到假设当地的热力学平衡。在亚毫米波段观测到了一颗富氧的渐近巨星分支星。共检测到包括脉泽谱线在内的12种分子的34次跃迁。测定了包封物的动力学温度，并估计了分子的分子丰度分数。推导出的分子丰度进行了比较，从文献中的观察和建模，并同意在10倍，除了SO $_2$，这是发现几乎是一个因素100强于化学模型预测。从这项研究中，我们发现，IK Tau是一个很好的实验室，研究周围的富氧恒星周围的拱星信封（亚）毫米波长的分子线的条件。我们还可以从这项研究中预期，在拱星包络中的分子可以更忠实地解释非LTE分析与较低和较高的过渡线比简单的LTE分析，只有较低的过渡线。特别是，所观察到的CO线轮廓可以很好地再现一个简单的扩展包络模型与幂律结构。
2010-04-20 astro-ph.SR
Models of low-mass helium white dwarfs including gravitational settling, thermal and chemical diffusion, and rotational mixing
近年来，人们发现了大量的极低质量氦白矮星（ELM WD）。它们中的大多数都是在密近双星系统中发现的，这表明它们是通过共同的包络相或通过低质量X射线双星（LMXB）或激变变星（CV）系统中的稳定质量转移形成的。在这里，我们通过LMXB通道研究这些物体的形成，重点是在不同金属丰度的环境中的原始WD演化。我们研究，为第一次，旋转混合和元素扩散（如重力沉降，热和化学扩散）的演变上的原WD和所产生的WD的冷却性能的综合影响。我们提出了最先进的恒星演化模型计算MESA的金属丰度在Z=0.0002和Z=0.02之间，产生WD的质量在0.16-0.45 M $_{\odot}$。我们的研究结果证实，元素扩散在经历氢壳闪光的原WD的演变中起着重要的作用。这些闪光的发生在ELM WD的冷却时间尺度上产生了明显的二分法，这对确定二进制毫秒双星的年龄具有重要的影响。旋转混合被发现，以抵消在年轻的，臃肿的ELM原WD的表面层的重力沉降的效果，因此起着关键作用，在确定其表面化学丰度。我们预测，这些原WD具有丰富的氦信封，通过其寿命的重要组成部分，了解新观察到的ELM原WD的蒸发器的一个关键因素。分离时的氢包层，虽然与WD的总质量相比很小，但包含足够的角动量，使得在冷却轨道上产生的WD的自旋频率远高于轨道频率。
2016-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The abundance of C2H4 in the circumstellar envelope of IRC+10216
使用美国航天局红外望远镜设施（IRTF）的德克萨斯Echelon Cross Echelle摄谱仪（TEXES）获得了对AGB星IRC+10216的乙烯（C2 H4）的高光谱分辨率中红外观测。在吸收中检测到80条来自10.5 μ m振动模式nu 7的振转谱线，J<30。所观察到的线被分为两组，旋转温度为105和400 K（温暖和热线）。暖线的峰值约为-14 km/s（相对于系统速度），这表明它们主要是从~ 20 R * 向外形成的。热线的中心在-10 km/s，表明它们来自10到20 R * 之间的壳层。35%的观测线是未混合的，可以与开发的模拟球对称拱星包层发射的代码相拟合。对几种情景的分析表明，在5- 20 R * 范围内，C2 H4相对于H2的丰度平均为6.9E-8，可能高达1.1E-7。超过20 R *，则为8.2E-8。总柱密度为6.5（3.0）E15 cm^-2。C2 H4被发现是旋转下的局部热力学平衡（LTE）和振动出LTE。最能重现观测结果的一种情景表明，在20 R * 下，高达25%的C2 H4分子可以凝聚到尘埃颗粒上。这种可能的损耗不会显著影响气体加速，尽管它可能在尘埃颗粒的表面化学中起作用。
2017-01-05 astro-ph.SR
The abundance of 28Si32S, 29Si32S, 28Si34S, and 30Si32S in the inner layers of the envelope of IRC+10216
我们提出了高光谱分辨率的中红外观测的硅对富碳AGB星IRC+10216进行了与得克萨斯州Echelon-cross-Echelle光谱仪安装在美国宇航局红外望远镜设施。在720-790 cm-1的频率范围内，我们已经确定了204条28 Si 32 S、26条29 Si 32 S、20条28 Si 34 S和15条30 Si 32 S的振转谱线。这些谱线属于谱带v=1-0、2-1、3-2、4-3和5-4，并且涉及Jlow<90的旋转能级。这些线中约有30%是未混合或弱混合的，可以部分或全部与一个代码相匹配，该代码是为模拟由膨胀气体和尘埃组成的球对称拱星包层的中红外发射而开发的。观测到的谱线在距离恒星<35 R *（~0.7弧秒）处跟踪包络。拟合与1和5 R * 之间的1+2.5（r/R*-1）km/s、5和20 R * 之间的11 km/s和向外的14.5 km/s的膨胀速度兼容。在恒星光球层和5 R * 之间，28 Si 32 S相对于H2的丰度分布为4.9e-6，在20 R * 处线性下降到1.6e-6，在50 R * 处线性下降到1.3e-6。28 Si 3 - 2S在我们观测到的包络线区域内似乎旋转在LTE之下，而在大部分区域内振动在LTE之外。在带v=1-0的28 Si 3 - 2S线中存在红移的发射过量，而在带v=2-1，3-2，4-3和5-4的线中无法发现。这种过剩可以…
2015-08-04 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope FUV Spectra of the Post-Common-Envelope Hyades Binary V471 Tauri
我们已经进行了分析的HST STIS档案光谱的磁白矮星在毕宿星食分光，后共同信封二进制V471金牛座，时间分辨的轨道和X射线旋转相位的磁白矮星。在主食期间获得的HST STIS光谱揭示了许多过渡区/色球层发射特征，包括NV（1238，1242），Si IV（1393，1402），C IV（1548，1550）和He II（1640）。本文比较了V471金牛座中非常活跃的快速旋转的K2 V组分的过渡区/色球层的光谱特征和发射线通量与年轻疏散星团中快速旋转的K矮星的发射特征。我们已经探测到了一些与磁白矮星光球层上的金属吸积有关的吸收特征，并由此得到了径向速度。当主磁吸积区朝向观测者时，所有的吸收特征都被调制在白矮星的555 s自转周期上，在自转相位为0.0时谱线强度最大。光球层的吸收特征没有显示出塞曼分裂的明显证据，也没有证据表明它们的强度变化和轨道相位之间存在相关性。我们报告了第二个吸积极的明确证据。我们从Si IV和C III特征中获得C和Si丰度。所有其他的吸收线要么是星际的，要么与白矮星上方的区域有关，和/或与日冕物质抛射事件有关，因为它们经过白矮星的前面。
2012-03-21 astro-ph.SR
Toward a global model of the interactions in low-lying states of methyl cyanide: rotational and rovibrational spectroscopy of the $v_4 = 1$ state and tentative interstellar detection of the $v_4 = v_8 = 1$ state in Sgr B2(N)
通过对新的和已有的乙腈分子转动光谱的分析，将低振动态及其相互作用的整体模型推广到$v_4=1$（920 cm $^{-1}$）.旋转光谱覆盖了36 $-$ 1439 GHz区域的大部分，并分别达到量子数$J$和$K$为79和16。CH $_3$ CN的$K$能级结构的信息由IR光谱获得。在我们以前的研究中分析的717 cm $^{-1}$周围的$2ν_8$光谱也覆盖了$ν_4$带。在这个波段的分配覆盖880 $-$ 952 cm $^{-1}$，获得的量子数$J$和$K$分别为61和13。$v_4=1$最重要的相互作用似乎是与$v_8=3$、$ΔK=0$、$Δl=+3$的相互作用，这是一种先前表征的非谐共振。我们报告了与$ΔK=-2$和$Δl=+1$，与$ΔK=-4$和$Δl=-1$，与$ΔK=-6$和$Δl=-3$相互作用的新分析;这四种类型的相互作用将$v_8=3$的所有$l$亚态能量连接到$v_4=1$。还分析了已知的$ΔK=-2$、$Δl=+1$与$v_7=1$的相互作用，并且改进了对$ΔK=+1$、$Δl=-2$和$ΔK=+3$、$Δl=0$与$v_8=2$的共振的研究，以及主要通过新的$v_8\le 2$旋转数据改进了连续状态与$v_8\le 3$之间的相互作用。基于转动跃迁频率和$ν_4+ν_8-ν_8$热带数据对$v_4=v_8=1$态进行了初步的单态分析。尽管$v…
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
ALMA observations of the vibrationally-excited rotational CO transition $v=1, J=3-2$ towards five AGB stars
我们报告的偶然发现与ALMA的振动激发的纯转动CO跃迁$v=1, J=3-2$对五个渐近巨星分支（AGB）的恒星，$o$ Cet，R Aqr，R Scl，W Aql，和$π^1$ Gru。观测到的谱线形成于恒星表面和风开始的区域之间的一个人们知之甚少的区域，即所谓的暖分子层。我们成功地再现了所观察到的线轮廓使用一个简单的模型。我们约束生成线的区域的范围、密度和运动学。R Aqr和R Scl显示了相反的P-Cygni线轮廓，表明物质落入恒星。$o$ Cet和R Scl的谱线特征显示变异性。对这五个源的偶然探测表明，振动激发的旋转线可以观察到大量的附近的AGB星使用ALMA。这为研究AGB拱星包层的最内层区域提供了新的可能性。
2016-09-20 astro-ph.SR
Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae
我们的目标是（1）建立简单和通用的解析表达式来估计演化恒星的质量损失率，（2）从这些计算我们的银河系样本中的渐近巨星分支（AGB），红超巨星（RSG）和黄超巨星的质量损失率的估计。CO的转动激发谱线是研究星周包层的一种强有力的诊断方法。当对CSE的不同层进行采样时，对这些分子线的观测导致了动力学温度、膨胀速度和密度的详细分布。一个国家的最先进的，非本地热平衡，并共同移动的框架辐射转移代码，预测CO线强度在CSE的晚型恒星是用来推导恒星和分子线参数之间的关系，一方面，和质量损失率，另一方面。我们提出的解析表达式估计的质量损失率的演化恒星物体的CO分子的8个旋转跃迁，将它们应用到我们广泛的CO数据集，涵盖47颗恒星，并比较我们的结果与以前的研究。我们的表达式占线饱和和解决的信封，从而允许非常高的质量损失率的准确测定。我们认为，基于一个单一的旋转线的估计，CO（2 - 1）过渡提供了最可靠的质量损失率。计算出的AGB星的质量损失率范围从4 × 10 ^-8 Msun/yr到8 × 10 ^-5 Msun/yr。对于RSG，它们的值在2 × 10 ^-7 Msun/yr和3 × 10 ^-4 Msun/yr之间。CO转换的集合的估计允许在质量损失率中识别时间可变性。可能的质量损失率的变化被跟踪的7个样本星。我们发现AGB星的脉动周期和它们导出的质量损失率之间有着明确的关系，在大约100 °…
2010-08-05 astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of IRC+10216: water vapor in the inner envelope of a carbon-rich AGB star
我们报告的观测结果的10个旋转过渡的水蒸气向富碳AGB（渐近巨星分支）星IRC+10216（CW狮子座），进行了赫歇尔的HIFI仪器。通过使用HIFI的双光束开关模式的观测，安全地检测到每一次跃迁。测得的线比率意味着水蒸气存在于离恒星很小距离（几个x 1.E+14 cm）的内部流出物中，证实了Decin等人最近用Herschel的PACS和SPIRE仪器观测的结果。这一发现明确地排除了观测到的水是由圆形轨道上的小冰物体蒸发而成的假设。IRC+10216的致密富C包层中的水的起源仍然知之甚少。我们推导出H2- 17 O/H2- 16 O和H2- 18 O/H2- 16 O同位素丰度比的上限为~ 5.E-3（3 σ），为IRC+10216中水蒸气的起源模型提供了额外的约束。
2010-12-08 astro-ph.SR
Peculiarities of the atmosphere and envelope of a post-AGB star, the optical counterpart of IRAS 23304+6347
利用6米望远镜中阶梯光栅摄谱仪NES的高光谱分辨率观测，研究了红外源IRAS 23304+6347的光学对应体的光谱特性和大气及包层中的速度场。我们已经得出结论，没有显着的变化，径向速度Vr推断从大气反射和它的一致性与系统的速度推断从无线电数据。由C $_2$ Swan（0; 0）带的转动带线位置确定了包线膨胀速度Vexp=15.5 km/s。记录到了Swan（0; 1）5635 γ的复杂的发射-吸收曲线。对多分量NaI~D双线轮廓的分析揭示了星际分量V（IS）= $-61.6$和$-13.2$ km/s以及一个V（CS）= $-41.0$ km/s的星周分量，其位置与由C $_2$特征推断的速度相对应。在光谱中存在Vr= $-61.6$ km/s的星际成分，使得d=2.5 kpc可以被认为是到恒星距离的下限。首次在IRAS 23304 +6347的光谱中探测到电离金属（YII、BaII、LaII、SiII）强散射谱的分裂，这种分裂归因于起源于拱星包层的短波长成分的存在。
2015-01-12 astro-ph.SR
A low-mass protostar's disk-envelope interface: disk-shadowing evidence from ALMA DCO+ observations of VLA1623
由于仪器的限制和缺乏磁盘检测，信封和旋转支撑磁盘之间的结构一直研究得很差。这是现在可能与ALMA通过观测CO同位素和示踪剂的冻结。0类源是理想的研究，因为它们几乎完整的信封和年轻的磁盘。原型0类源，VLA 1623 A，它有一个确认的开普勒盘，盘包络界面的结构是从ALMA观测DCO+ 3-2和C18 O 2-1的约束。通过大尺度的自组织散射和连续辐射转移计算，得到了VLA 1623的物理结构。一个分析模型，使用一个简单的网络耦合径向密度和温度廓线作为输入的二维线辐射转移计算比较ALMA周期0 12米阵列和周期2 ACA观测VLA 1623。DCO+发射显示了VLA 1623 A开普勒盘边缘的cluerous结构，表明在盘-包层界面处有冷的环状结构。只有当该区域的温度在11- 16 K之间时，才能在我们的模型中再现所观察到的DCO+峰的径向位置，低于连续和SED约束的模型的预期。改变密度对DCO+位置的影响很小，但是需要增加密度来再现在C18 O中跟踪的盘。VLA 1623 A周围的DCO+辐射是由盘遮蔽包络的产物。在> 200 AU的尺度上，氘遮蔽会导致盘外气体温度下降，从而促进氘分子的产生。这表明磁盘-封套界面的物理结构与封套的其余部分不同，突出了磁盘对封套和温度结构的巨大影响。结果表明，DCO ~+是一种优良的低温示踪剂。
2015-05-28 astro-ph.SR
The axisymmetric envelopes of RS Cnc and EP Aqr
我们报告了IRAM对两颗半规则变星渐近巨星支（AGB）星RS Cnc和EP Aqr的观测结果，这两颗星以每年约10^-7太阳质量的中等速率进行质量损失。用Plateau-de-Bure干涉仪（NOEMA）获得的干涉数据与用30米望远镜在CO（1-0）和（2-1）旋转线上获得的飞行图相结合。空间分辨源的光谱图揭示了一种轴对称形态，其中物质在赤道面以低速（~ 2 km/s）流出，并沿极轴以较大的速度（~ 8 km/s）流出。有迹象表明，这种形态运动学是比较频繁的恒星在其演化的热脉冲AGB的开始，特别是在那些显示复合CO线的配置文件，它可能是由一个同伴的存在。我们讨论的进展，可以预期我们的理解，在这种来源的质量损失机制，通过提高空间分辨率的观测与ALMA或NOEMA。
2016-09-21 astro-ph.SR
