Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows. II. The reverse shock in two-dimensional simulations
在核心坍缩超新星爆发开始后，从新生的中子星发射的中微子驱动超音速重子外流。这种中微子驱动的风与移动速度更慢的早期超新星喷出物相互作用，形成风终止激波（或反向激波），改变了当地的风条件及其演变。重要的核合成过程（α-过程、带电粒子反应、r-过程和vp-过程）都发生或可能发生在这种环境中。核合成依赖于密度、温度和膨胀速度的长期演化。在这里，我们提出了二维流体动力学模拟与中微子运输效应的近似描述，这是第一次遵循反弹后吸积，爆发，风的形成，并通过与前面的超新星喷出物碰撞风膨胀。我们的结果表明，各向异性的喷出物分布有很大的影响，反向冲击的位置，风廓线，和长期的演变。这表明，流体动力学不稳定性后，核心反弹和相应的不对称性可能有重要的影响，在中微子加热的重子质量流从原中子星的核合成相关的条件。
2010-12-14 astro-ph.SR
APEX-CHAMP+ high-J CO observations of low-mass young stellar objects: I. The HH 46 envelope and outflow
目的研究HH~46 IRS 1的原恒星包层及其周围云物质的大小、质量、密度和温度分布，以及外流对其周围环境的影响.方法利用APEX望远镜上的CHAMP+和LABOCA阵列，结合低频线接收机，用于获得CO和HCO+的各种同位素的大连续谱图和较小的外差图。用CHAMP ~+观测到的CO（6 ~（-5））和CO（7 ~（-6））同位素以及[Cl]~（2-）的高J谱线，用来探测几百AU内和流出气体中的热分子气体。用连续谱和线辐射转移模型对数据进行了解释。结果在CO低J和高J线的几个位置上可以看到宽的流出翼，将气体温度沿红色流出轴限制在约100 K的恒定值，而对于蓝色流出轴限制在约60 K。导出的流出质量为0.4- 0.8M_sol量级，明显高于以前的结果，然而，即使在流出位置，大部分强的高J CO谱线的宽度也非常窄。这些线不能用HH 46 IRS外壳的被动加热模型来拟合。我们认为它起源于流出激波和吸积盘边界层中产生的紫外光子对流出空腔壁的光子加热。在弓形激波位置，紫外光子的能量足以离解CO，~ 5M_sol的包层质量强烈地向HH 46 IRS集中，密度幂律为-1.8。
2009-05-18 astro-ph.SR
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer spectral line mapping of protostellar outflows: I. Basic data and outflow energetics
本文报道了利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪（IRS）对BHR 71、L1157、L1448、NGC 2071和VLA 1623等分子区的原恒星外流进行光谱测绘观测的结果。这些观测覆盖了5.2 - 37微米的光谱区域，提供了氢分子的8条最低纯转动谱线以及[SI] 25.25微米和[Fe II] 26.0微米精细结构谱线的详细图谱。分子氢线，被认为是占了很大一部分的辐射冷却从温暖的分子气体，已被加热的非离解冲击，允许能量的流出被阐明。在映射到这5个流出源的区域内，总H2光度范围从0.02到0.75 L（太阳）推断为8个最低的纯旋转转换的总和。相比之下，弱得多的[FeII] 26.0微米精细结构过渡痕迹更快，解离冲击;在这里，只有一小部分的快速冲击亮度出现的线辐射，可以检测到斯皮策/IRS。
2009-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer observations of Bow Shocks and Outflows in RCW 38
我们报告斯皮策观测五个新发现的弓形激波在巨大的恒星形成区RCW 38。四个在IRAC波长下可见，第五个仅在24微米处可见。钱德拉X射线辐射表明，来自中央O5.5双星IRS~2的风导致了中央子星团东北和西南方向的外流。热电离气体的南瓣在X射线中被探测到;来自激波前沿的激波气体和加热的尘埃在4.5和24微米处被斯皮策探测到。根据中央子星团中原恒星的平行分布，北外流可能引发了目前这一代恒星的形成。此外，弓形激波驱动星YSO 129正在光蒸发气体和尘埃柱。在这一支柱内，在近红外至中红外波长处没有发现点源。我们还报告了星系团DBS 2003 -124的IRAC 3.6和5.8微米观测结果，其中确定了33个候选YSO。与星团相关的一颗恒星驱动着一个秒差距尺度的喷流。在IRAC和MIPS波长处可以看到两个与喷流相关的候选HH物体。射流延伸的距离约为3 pc。假设喷流物质的速度为100 km/s，则年龄约为30，000年，这表明该恒星（和星团）可能非常年轻，年龄与RCW 38相似或可能更年轻，并且在扩展的RCW 38区域内正在形成恒星。
2011-11-18 astro-ph.SR
Accretion and outflow activity on the late phases of pre-main-sequence evolution. The case of RZ Piscium
RZ Psc是一颗孤立的高纬度后金牛座T星，具有UX Ori-type光度活动。这颗恒星显示出非常微弱的吸积光谱特征，但同时拥有Na I D线中不寻常的风足迹。在目前的工作中，我们调查的新的光谱观测RZ Psc在2014年获得的两个观测运行。我们发现可变的蓝移吸收成分（BAC）的其他碱金属，K I 7699的红外三重态和钙II线。我们还证实了在H $α$线中存在弱发射分量，这使我们能够估计恒星上的质量吸积率为$\dot{M}\leq$ $7 \cdot 10^{-12}$ Msun yr $^{-1}$。我们不能揭示任何明确的周期性的BAC在钠线的外观。尽管如此，以大约一年的间隔观测到的Na I D爆发的结构和速度的精确重合表明这种周期性应该存在。
2017-01-12 astro-ph.SR
The Dynamics of Neutrino-Driven Supernova Explosions after Shock Revival in 2D and 3D
利用多群中微子流体动力学方法对$11.2 M_\odot$星进行了二维和三维（2D/3D）中微子驱动爆炸中激波复活后爆炸能量的增长研究。3D模型显示爆炸能量的增长更快，更快，并且在一秒钟后已经显示出沉降的迹象。相比之下，爆炸能量在2D中的增长是不稳定的，吸积持续了几秒钟，这一点已经被类似质量的恒星的长时间模拟所证实。尽管以相当高的中子星质量为代价，仍然可以达到可观的爆炸能量。在2D中，增益半径处的结合能较大，因为向下传播的g模式的强激发从向下流动中的新吸积材料中移除能量。因此，2D中的质量流出速率显著低于3D中的质量流出速率。这仅通过2D中向外传播的声波的额外加热来部分补偿。此外，在2D的质量流出率降低，因为中微子能量沉积发生在下降流或气泡所限制的二次冲击没有驱动外流。由于瑞利-泰勒不稳定性，较冷的冲击物质和热的中微子加热的喷出物的流出和垂直混合的情景收缩进一步阻碍了2D爆炸能量的增长。进一步的模拟将是必要的，以确定这些影响是否是普遍的在更广泛的超新星祖先。
2015-07-16 astro-ph.SR
Externally heated protostellar cores in the Ophiuchus star-forming region
我们目前APEX 218 GHz的分子发射观测在一个完整的样本嵌入原恒星的蛇夫座恒星形成区域。为了研究核的物理性质，我们计算了H $_2$ CO和c-C $_3$ H $_2$的转动温度，这两个都是分子气体动力学温度的良好示踪剂。我们发现H $_2$ CO的温度范围在16 K和124 K之间，最高的H $_2$ CO温度朝向热的科里诺源IRAS 16293-2422（69-124 K）和位于靠近发光的Herbig Be星S 1的$ρ$ Oph A云（23-49 K）中的源，其外部照射$ρ$ Oph A核心。另一方面，c-C $_3$ H $_2$的转动温度在所有来源中始终较低（7-17 K）。我们的研究结果表明，c-C $_3$ H $_2$发射主要是跟踪更多的屏蔽部分的信封，而H $_2$ CO发射（在角标度的APEX光束，3600 AU的蛇夫座）主要跟踪外部照射信封，除了在IRAS 16293-2422，其中热corino发射占主导地位。在某些源中，还可以看到二次速度分量，可能是追踪分子外流。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Herschel observations of hot molecular gas emission from embedded low-mass protostars
目标。年轻的恒星与周围的环境发生强烈的相互作用，这从赫歇尔空间天文台在嵌入的低质量原恒星中检测到的高度旋转激发的CO（高达Eup=4000 K）和H2O发射（高达600 K）中可以看出。我们的目标是建立一个模型，再现观测定量，调查的排放的起源，并使用线作为探针的各种加热机制。方法.该模型包括一个球形信封与双极流出腔。三种加热机制被认为是：被动加热的原恒星的光度，紫外线照射的外流腔壁，沿腔壁的C型冲击。线通量计算CO和H2O的赫歇尔数据和补充的地面数据的原恒星NGC 1333 IRAS 2A，HH 46和DK茶相比。选择这三个来源是为了跨越一系列的进化阶段和物理特征。结果包层中被动加热的气体占所有旋转线（直到J=40-39）的CO光度总和的3-10%;它最好由低J CO同位素线（如C18 O 2-1和3-2）探测。紫外线加热的气体和C型冲击，探测12 CO 10-9和更高的J线，各占20-80%。模型拟合显示了一个初步的演化趋势：CO排放主要是由冲击在最年轻的源和紫外线加热的气体在最古老的。这一趋势主要是由较低的包络密度在更先进的来源。在所有情况下，总的H2O线光度都是由激波主导的（>99%）。由于气体温度随入射UV通量变化的不确定性，这两种物质的确切百分比至少有2倍的不确定性。然而，在定性的水平上，需要UV加热的气体和C型冲击来再现CO和H2O的远红外旋转线中的发射。
2011-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA
我们目前对类太阳恒星演化末期的化学和质量损失过程的理解，关键取决于对扩展恒星大气中对流、脉动和冲击的描述。三维流体动力学恒星大气模型提供了观测预测，但到目前为止，解决方案，以约束复杂的温度和速度结构中看到的模型一直缺乏。在这里，我们提出了亚毫米波连续谱和线观测，解决了大气的渐近巨星分支星W Hya。我们发现，热气体的色球特征存在的恒星周围。它的填充因子被证明是小的。这种气体的存在要求激波的冷却时间比通常假设的要长。一个冲击热层将是恒星对流、脉动和化学模型的重要组成部分，这些模型是我们目前对恒星演化后期理解的基础。
2017-11-03 astro-ph.SR
Spectroscopy at the solar limb: II. Are spicules heated to coronal temperatures ?
所谓的II型针状体被认为与日冕加热有关，因为它们在太阳表面无处不在，最终延伸到日冕。我们调查是否太阳针状物被加热到过渡区或日冕温度，并达到日冕高度（>6微米），使用多波长观测的肢体针状物在不同的色球谱线（钙II H，Hepatite，Halpha，钙II IR在854.2 nm，He I在1083 nm）。我们确定了各个骨针的线宽和整个视野，并估计了不同类型的离肢特征所达到的最大高度。我们从不同化学元素的谱线的线宽推导出动力学温度和非热速度的估计。我们发现，大多数规则的骨针达到约6毫米以上的太阳边缘的最大高度。在较大高度发现的大多数特征形状不规则，具有比骨针明显更大的侧向延伸。所有谱线中的单个和平均谱线轮廓都显示出其线宽随着高于肢体的高度而减小，只有极少数例外。动温度和非热速度都随高度的增加而减小。我们没有发现任何迹象表明我们的数据中的针状体达到日冕高度或过渡区或日冕温度。
2016-06-20 astro-ph.SR
Spitzer mapping of molecular hydrogen pure rotational lines in NGC 1333: A detailed study of feedback in star formation
我们目前的NGC 1333恒星形成区的中红外光谱图，获得与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪。从S（0）到S（7）共检测到8条纯H2转动谱线，并绘制了相应的图谱。H2排放似乎与该地区存在的多股外流所冲击的温暖气体有关。观测到的强度和详细的冲击模型的预测之间的比较表明，发射出现在慢（12 - 24公里/秒）和快（36 - 53公里/秒）的C型冲击与初始的邻-对-比约为1。本H2邻-对位比表现出很大程度的空间变化。在冲击后气体中，它通常约为2，即接近平衡值（~ 3）。然而，在至少两次流出周围，我们观察到一个邻位与对位比低得多（~ 0.5）的区域。这个区域可能对应于最近通过激波阵面而被加热的气体，但其邻位-对位还没有达到平衡。这一点，再加上低初始ortho-to-para比需要重现所观察到的排放，提供了强有力的证据表明，H2主要是在冷分子云的对位形式。H2谱线贡献了总流出光度的25 - 50%，因此可以用来确定恒星形成反馈对诞生云的重要性。从这些线，我们确定流出的质量损失率，并间接地，恒星的下落率，流出的动量和动能注入云的嵌入相。后者被发现超过个别核心的结合能，这表明外流可能是核心中断的主要机制。
2009-04-03 astro-ph.SR
New Insights: the Accretion Process and Variable Wind from TW Hya
对于第一次在一个经典的金牛座T星，我们能够跟踪吸积事件发出信号的一个小时长的增强X射线从吸积冲击，并揭示通过大量的顺序变化的光学发射线轮廓。向下流动的湍流物质出现在H-α和H-β发射中。He D3（5876埃）变宽，伴随着通量的增加。在X射线吸积事件发生两小时后，由于热飞溅区的连续辐射，光学面纱增加。恒星日冕辐射对加热的光球层的反应在大约2.4小时后出现，这直接证明恒星日冕部分是由吸积作用加热的。然后，恒星风重新建立。一个模型，包括动态的这一系列事件的顺序包括：吸积冲击，冷却下降流在超音速湍流区域，其次是光球，后来，日冕加热。这个模型自然地解释了宽的光学和紫外线的存在，并影响目前确定的质量吸积率从发射线配置文件。这些结果，再加上从X射线诊断揭示的大加热日冕区域，表明目前的模型不足以解释年轻恒星的吸积过程。
2013-03-06 astro-ph.SR
Outflow Feedback Regulated Massive Star Formation in Parsec-Scale Cluster Forming Clumps
（节略）我们研究了大质量恒星形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，包括原恒星流出反馈使用基于恩佐的MHD模拟吸积汇粒子和有效分辨率$2048^3$。我们发现，在没有磁场和外流反馈的调节下，大质量恒星很容易形成在一个湍流的、适度浓缩的$\sim 1,600$太阳质量的星团中，以及一个由数百颗低质量恒星组成的星团。大质量恒星的高速供给来自：（1）早期大规模湍流压缩产生的瞬时致密细丝，以及（2）晚期湍流衰变导致的团簇范围的全球坍缩。在这两种情况下，大质量恒星的大部分质量都是由围绕恒星的0.1 pc大小的“核心”外部提供的。在我们的模拟中，这颗大质量恒星是由团块而不是核心喂养的。对大规模进食的需求使得大质量恒星的形成倾向于通过流出反馈进行调节，这直接与进食过程相反。外流通过打破在早期为大质量恒星形成提供燃料的致密细丝，并通过集体减缓在晚期为大质量恒星形成提供燃料的全球崩溃，降低了大质量恒星的质量吸积率。后者是由一个中等强度的磁场在观察范围内的帮助。我们的结论是，在我们模拟的湍流，磁化，秒差距尺度的团块大质量恒星的形成是流出调节和团块喂养（简称ORCF）。一个重要的含义是，在致密星团中形成的低质量恒星可以通过对星团动力学的流出反馈影响同一星团中大质量恒星的形成。
2009-08-28 astro-ph.SR
Tether-cutting Reconnection between Two Solar Filaments Triggering Outflows and a Coronal Mass Ejection
太阳爆发的触发机制一直是一个挑战。一些先前的案例研究表明，先前通过磁重联温和的细丝合并可能会在强烈的喷发后启动，根据系绳切割（TC）模型。然而，详细的过程TC重联之间的细丝尚未显示。在这项工作中，我们报告的高分辨率观测界面区成像光谱仪（IRIS）的TC重联在两个剪切丝在NOAA活动区12146。TC重连开始于2014年8月29日15：35 UT，并在8分钟后引发了爆发性的GOES C4.3级耀斑。大约40分钟后，SOHO/LASCO C2的视野中出现了一个相关的日冕物质抛射。由于IRIS数据的高空间分辨率，清晰地观察到TC重联产生的明亮等离子体流出，这些流出沿着爆发灯丝中的亚弧秒精细尺度通量管结构移动。基于成像和光谱观测，测得TC重连流出流的平均天平面速度和视线速度分别为79和86 km/s，由此推算出TC重连流出流的平均实际速度为120 km/s。此外，还发现TC重联区的峰值强度、多普勒频移和谱线宽度等光谱特征较耀斑前附近区域明显增强。
2016-02-01 astro-ph.SR
Herschel/PACS observations of young sources in Taurus: the far-infrared counterpart of optical jets
观测年轻恒星的喷流和外流所产生的原子和分子谱线发射，可以用来追踪它们在演化成主序星时所经历的各个演化阶段。为了了解激波中原子和分子冷却的相关性，以及吸积和喷射效率如何随源演化状态而演化，我们将研究与金牛座I类和II类源（T Tau，DG Tau A，DG Tau B，FS Tau A+B和RW Aur）相关的明亮光学喷流的远红外对应物。我们分析了在OTKP GASPS中收集的一些原子（[OI] 63 μ m，145 μ m，[CII] 158 μ m）和分子（高J CO，H2O，OH）谱线的Herschel/PACS观测结果。为了约束检测到的线的起源，我们比较了FIR发射图与从光学喷流和毫米流出的发射，以及线通量和比率与从冲击和盘模型的预测。所有的目标都与扩展发射的原子线相关的光学射流/毫米流出的方向。在快速解离J激波中，原子线可以被激发。相反，分子发射源自空间和光谱上无法分辨的紧凑区域。慢C-或J-冲击与高的预冲击密度再现所观察到的H2O和高J CO线，然而，磁盘和/或紫外线加热的流出腔可能有助于排放。虽然在0类源中，冷却由CO和H2O线主导，但随着源的发展和环境的清洁，[OI]成为重要的冷却剂。II类和I类源的冷却和质量损失率估计比0类源低一到四个数量级。这提供了强有力的证据表明，流出活动减少源的演变。
2012-07-14 astro-ph.SR
Mapping water in protostellar outflows with Herschel: PACS and HIFI observations of L1448-C
利用Herschel-HIFI和PACS仪器分别拍摄的o-H2O 1_{10}-1_01}和2_{12}-1_01}跃迁图，研究了H2O沿L1448外流的空间分布、速度分布、与其它示踪剂的关系以及丰度变化。水的排放出现cluerous，与个别峰值对应的冲击点沿流出。大部分的557 GHz的线被限制在径向速度范围内\pm 10-50公里/秒，但扩展发射与L1448-C极高速（EHV）射流也被检测到。H2O 1_{10}-1_H201}/CO（3-2）比值随速度的变化很大，这可能反映了两种物质排放气体中不同的和变化的物理条件。在超高压喷流中，推断出低的H2O/SiO丰度比，这可能表明分子的形成是从原恒星风直接喷出的无尘气体。我们得到的平均Tkin和n（H2）值分别约为300-500 K和5 × 10 ^6 cm-3，而沿外流的水丰度相对于H2的数量级为0.5-1 × 10^{-6}。相当恒定的条件下发现所有沿流出意味着流出传播的时间尺度上的进化效应不发挥主要作用的H2O化学。我们的分析结果表明，大部分观察到的H2O线来自冲击后的区域，在那里的气体，被加热到高温后，已经冷却到几百K。相对较低的衍生丰度，但是，要求一些机制，以减少H2O气体在震后地区。在可能的情况下，我们赞成H2O光解，这需要叠加的低速非解离冲击与快速解离冲击能够产生足够强度的FUV场。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Winds and magnetospheres of stars and planets: similarities and differences
恒星和行星都可以通过膨胀的风外流损失质量，通常受到形成周围磁层的磁场的限制或引导。大质量恒星的强风被认为是由恒星辐射动量的线散射驱动的，而在太阳和甚至更低质量的恒星中，机械加热的日冕的热膨胀产生的质量损失要小得多。在这些低质量恒星周围的系外行星中，辐射加热和风的相互作用会导致大气层的热膨胀或机械烧蚀。恒星的磁层是由恒星内部的外流风形成的，而行星的磁层则是由恒星风的外部影响形成的。但在这两种情况下，应力都可以驱动磁重联，导致可观察到的特征，如X射线耀斑和无线电爆发。这篇评论的目的是概述这些过程的基本物理学，重点是它们在恒星与行星之间的相似性和区别。
2022-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The HIFI spectral survey of AFGL2591 (CHESS). I. Highly excited linear rotor molecules in the high-mass protostellar envelope
我们的目标是揭示气体能量学的原型高质量原恒星物体AFGL 2591使用基于空间的远红外线观测线性转子分子的拱星环境。CO、HCO+、CS、HCN和HNC的旋转谱线特征来自Herschel/HIFI的490-1240 GHz测量，并辅以地面JCMT和IRAM 30 m谱，覆盖E（up）/k在5和~300 K之间的跃迁（12 C16 O为750 K，使用选定的频率设置高达1850 GHz）。分辨出的谱线轮廓被用来分离和研究各种运动分量。的线配置文件显示两个排放分量，其中最宽和最蓝的是由于接近外流和其他的信封。我们发现的证据越来越多的红移和更广泛的线轮廓的包络气体随着能级的增加，定性地解释了剩余流出的贡献拿起系统减小光束尺寸。在<50 ~ 700 K范围内，随着E（up）/k的增加，各物种的积分谱线强度逐渐减小。我们约束以下内容：外流气体的n（H2）约为10^5-10^6 cm^-3，T约为60- 200 K;已知前景吸收云的T=9- 17 K，N（H2）约为3 × 10^21 cm^-2;第二个前景成分的N（H2）<10^19 cm^-2。我们的球包络辐射转移模型系统地在E（上）/k > 150 K的所有物种的观测线发射不足。这表明应该将暖气体添加到模型中，并且模型的几何形状应该为来自该暖气体的线发射提供低光学深度路径以逸出，例如以在有利的倾斜角度观察的UV加热的流出空腔壁的形式。导出…
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water cooling of shocks in protostellar outflows: Herschel-PACS map of L1157
在Herschel星形成区水（WISH）关键计划的框架下，获得了几颗年轻恒星外流的水线图，以研究激波中水的产生及其在外流冷却中的作用。本文报告了该计划的第一个结果，提出了一个PACS地图的o-H2O 179微米过渡到年轻的流出L1157。179微米的地图进行比较与其他重要的冲击示踪剂，并与以前的单点ISO，SWAS，和奥丁水观测的同一来源，使我们能够限制水的丰度和总冷却。强的H2O峰定位在两个冲击发射节点和中心源位置。的H2O 179微米的排放空间相关的H2旋转线，激发在冲击导致显着增强的水丰度的排放。沿流出的水排放峰值也与其他冲击产生的分子物种，如SiO和NH3的峰值相关。在原恒星的位置也观察到一个强烈的H2O峰，在那里没有其他分子有显着的发射。179 um的绝对强度及其与Odin/SWAS先前观测到的H2O 557 GHz谱线的强度比表明，水的发射起源于温暖的致密团块，PACS无法在空间上分辨，H2O丰度为10^-4。这证明团块已经被加热足够长的时间以允许几乎所有可用的气相氧转化为水。总的水冷却量约为10^-1 Lo，约占H2冷却量的40%，占沿L1157外流的激波释放的总能量的23%。
2010-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Present-Day Star Formation: Protostellar Outflows and Clustered Star Formation
恒星主要形成在密集的湍流、磁化分子云中的星团中。形成团簇的典型大小和质量分别为\sim 1 pc和\sim 10^2 - 10^3 M_ \odot。在这里，我们讨论了一些最近的进展，在这样的秒差距尺度的团块，强调的作用，原恒星外流反馈的集群恒星形成的理论和观测研究。最近的模拟表明，原恒星外流反馈可以维持超音速湍流在一个集群形成的块，和块可以保持维里平衡后，初始湍流已经衰减了很长时间。在团块中，恒星的形成过程相对缓慢;它至少持续了母致密团块的几个全球自由落体时间（t_{ff} \sim几× 10^5年）。星团中质量最大的恒星是在星团引力势阱的底部形成的，后来通过由低质量星团成员的流出物分解的附加质量吸积流形成的。观察分子流出附近的集群形成团块似乎支持流出调节团簇形成模型。
2012-08-30 astro-ph.SR physics.comp-ph
Production of Nickel-56 in black hole-neutron star merger accretion disk outflows
一个紧凑的物体合并事件的可能结果是一个中心黑洞，周围是一个快速吸积的环形碎片。这个碎片盘是元素合成的丰富来源，其结果需要预测个别事件的电磁对应物，并了解合并对银河系化学演化的贡献。在这里，我们研究的背景下，一个二维的，时间相关的黑洞中子星合并吸积盘模型的盘流出核合成。我们使用两个时间快照，从这个模型来研究的影响的中微子通量从磁盘上的元素合成的演变。虽然早期磁盘快照的中微子通量似乎有利于富含中子的流出，但后期快照的情况则相反。因此，我们在流出物中发现了大量的镍-56。
2013-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bound Outflows, Unbound Ejecta, and the Shaping of Bipolar Remnants during Stellar Coalescence
最近的观测表明，恒星合并瞬变的残余是双极的。这就提出了这些双极形态是如何产生的问题，以及它们告诉我们恒星合并和共同包络阶段的质量喷射机制。在本文中，我们分析了流体动力学模拟的导入到二进制聚结，一个阶段的不稳定的洛希瓣溢出，需要二进制的洛希极限分离的更紧凑的吸积体的吞没内的信封的扩展捐助者。随着质量转移的速度越来越快，气体会从双星中消失。与先前的预期相反，系统早期的质量损失仍然与双星有关，并形成了一个环双星环面。后来的喷出物，产生的吸积擦过表面的捐助者，有非常不同的形态和未绑定。这两个组成部分的质量损失从二互动后，高速喷出物碰撞的环联环面形成的早期质量损失。未结合的喷出物被重新导向两极，逃逸的物质产生两极外流。我们的研究结果表明，从绑定到未绑定的喷出物从合并双星的过渡可以解释其残余物的双极性质，与我们的理解的起源的双极残余的恒星合并瞬变，也许，一些行星状星云的影响。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed and delayed protostellar outflows with high mass accretion rates
利用三维磁流体动力学模拟方法研究了在$\sim10^{-5}-10^{-2} {\rm M}_\odot$ yr $^{-1}$范围内不同质量吸积率下原恒星外流的演化。在具有$B_0 \gtrsim B_{\rm 0, cr}$ $=10^{-4} (M_{\rm cl}/100 {\rm M}_\odot){\rm G}$的强磁化云中总是出现一个强大的外流，其中$M_{\rm cl}$是云质量。当云具有较弱的磁场时，外流不会以高质量吸积率迅速发展。在某些情况下，中等磁场$B_0$略小于$B_{\rm 0,cr}$，外流增长被抑制或延迟，直到下落包层消散和原恒星系统周围的冲压压力显着降低。在这样的环境中，外流开始增长，并达到一个大的距离，只有在后期吸积阶段。另一方面，当大质量的$(\gtrsim 100 {\rm M}_\odot)$初始云被$B_0 \lesssim 100 μ{\rm G}$弱磁化时，原恒星外流不能演化，最终被强大的冲压压力坍缩。失败的外流产生了一个由磁压支撑的环形结构，并包围了原恒星和磁盘系统。我们的研究结果表明，高质量的恒星只形成在强磁化的云，如果所有的高质量的原恒星拥有一个明确的外流。如果我们在演化的原恒星周围观察到非常弱或没有外流，这意味着强磁场不一定是大质量恒星形成所必需的。在任何情况下，我们都可以从外流的观测中限制高质量恒星的形成过程。
2020-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shocks in nova outflows. I. Thermal emission
新星外流中激波的证据包括：（1）光谱中的多个速度分量;（2）爆发后数周至数月的keV X射线辐射;（3）数月时间尺度上的早期射电耀斑，超过了自由膨胀的光电离气体的预测;（4）~ GeV的伽马射线。我们提出了一个1D模型的快速新星外流和致密的外壳（DES）及其相关的热X射线，光学和无线电发射之间的冲击相互作用。前向激波最初是辐射的，当激波气体的密度最高时，此时无线电发射来自激波下游的致密冷却层。射电光变曲线的特点是在逐渐降低的频率下，峰值时间逐渐变短，峰值亮度温度几乎与频率无关。我们把我们的模型应用到最近的γ射线经典新星V1324 Sco中，在对快速新星外流的合理假设下，得到了与早期射电极大值的适当拟合，并假定DES具有~ 1 e-3 km/s的速度和~ 2 e-4M_sun的质量;前者与先前在Nova光谱中观察到的窄线吸收系统的速度一致，而DES和快速外流的总喷出物质量与通过模拟晚期射电峰值独立推断的结果一致。早期射电光变曲线的快速演化要求DES具有陡峭的外密度轮廓，这可能表明白矮星的质量损失开始迅速，提供了DES被热核逃逸事件驱逐的间接证据。再处理的X射线从冲击吸收的DES在早期可能会显着的光学/紫外线发射，我们推测是负责以前无法解释的“高原”和第二个最大的新星光学光变曲线。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
