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
The magnetic properties of the protostellar core IRAS 15398-3359
上下文磁场可以显著影响恒星的形成过程。均匀磁场中的磁致坍缩理论预测，最初的收缩沿着场线发生。当引力足够强时，磁场线向内收缩，形成一个典型的沙漏形状。目的。我们调查的磁场结构的一个年轻的0级对象，IRAS 15398-3359，嵌入在狼疮I云。以前的大尺度观测表明，这个源是在高度磁化的环境中演化的。因此，这个对象似乎是一个理想的候选人，研究磁驱动的核心崩溃在低质量的制度。方法.我们用SOFIA/HAWC+仪器在214 $μ$ m处对IRAS 15398-3359进行了偏振观测，从而追踪了冷尘埃的线偏振热辐射。结果我们的数据揭示了一个显着的弯曲的磁场线由于引力。磁场看起来是有序的，并与云的大尺度B场和外流方向对齐。我们估计磁场强度为$B= 78 μ$ G，预计准确度在2倍以内。测得的质量-通量参数为$λ= 0.95$，表明堆芯处于跨临界状态。
2019-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of magnetic braking in Class 0 protostars ? Exploring the gas kinematics in magnetized models of low-mass star formation
本研究针对0级原恒星磁制动直接观测证据不足的问题，利用非理想MHD模型与合成观测分析发现，现有观测方法难以定量测量不同磁化强度下的比角动量差异，但速度场对称性与SAM径向剖面特征可作为磁制动强弱的运动学指征。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphologies of protostellar outflows: An ALMA view
恒星的形成通常伴随着原恒星外流的发射。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测将很快彻底改变我们对这些物体的形态和运动学的理解。在本文中，我们提出了合成ALMA观测的原恒星外流的基础上的数值磁流体动力学崩溃模拟。我们发现显着的速度梯度在我们的外流模型和一个非常突出的螺旋结构内的流出。我们推测，在HD 163296的ALMA科学验证数据中发现的盘风是这种观测的第一个实例。
2013-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magneto-Centrifugal Origin for Protostellar Jets Validated through Detection of Radial Flow at the Jet Base
喷流可以促进恒星形成过程中原恒星的质量吸积。它们被认为是由原恒星周围的吸积盘通过磁离心力发射的，其中一些行星的旋转和磁场的探测证实了这一点。在这里，我们报告的径向流动的教科书情况下原恒星射流HH 212在基地，以进一步支持这种喷射发射的情况。这种径向流验证了磁离心理论的射流形成和准直的中心预测，即射流是广角风的密集部分，其在远离（小，亚au）发射区域的距离处径向向外流动。径向流动广角分量的其他证据来自其再现HH 212喷气周围检测到的壳体的结构和运动学的能力。这一成分可以将物质从内盘输送到外盘，可以解释在太阳系中远距离检测到的球粒和富含钙铝的内含物。
2022-03-02 astro-ph.GA
A Pseudodisk Threaded with a Toroidal and Pinched Poloidal Magnetic Field Morphology in the HH 211 Protostellar System
HH 211原恒星系统是目前发现的最年轻的具有旋转圆盘的0级系统。我们在~ 50 au（0.16”）分辨率下对它进行了成图，研究了它在232和358 GHz连续谱中的尘埃极化磁场形态和它在C_（18）O J=2-1线上的运动学。在连续谱和C18 O中检测到一个从圆盘延伸到~ 400 au的扁平信封，与圆盘略微偏离8度。它是螺旋向内，预计将转变成一个旋转盘在~ 20 au，与盘半径估计之前一致。它似乎有一个恒定的特定角动量，本身可以从一个由内而外的崩溃的扩展信封之前在NH $_3$检测。在扁平的信封，极化主要是由于磁性排列的尘埃颗粒，推断高度捏极向场形态。因此，运动学和场形态都支持这样的观点，即扁平的包络是一个伪盘，它是由场线引导下落的气体到赤道面而形成的。有趣的是，一个点对称的偏振分布也被视为在平坦的信封，这意味着捏场线也有一个显着的旋转产生的环形分量。在圆盘周围的扁平包层中没有发现明显的角动量损失，因此也没有发现明显的磁制动，这可能是因为云核中的旋转轴和磁场轴之间存在很大的不对准。
2019-05-23 astro-ph.GA
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
The JCMT BISTRO Survey: The magnetised evolution of star-forming cores in the Ophiuchus Molecular Cloud interpreted using Histograms of Relative Orientation
University College London（伦敦大学学院）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天体物理学研究所）；Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）；SKA Observatory（平方公里阵列射电望远镜天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；Chungnam National University（忠南国立大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；The University of Tokyo（东京大学）；National Chung Hsing University（中兴大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；University of Science and Technology, Korea（韩国科学技术院）；Queen’s University（女王大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立自然科学研究所国立天文台）；Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences（日本国立自然科学研究所天体生物学中心）
通过分析Ophiuchus分子云中密集核心的B场方向，研究其磁化演化，发现高长轴比核心产生强HRO信号，而低长轴比核心则表现为ξ≈0，表明磁场与列密度梯度相关。
2024-11-26 astro-ph.GA
The Spatial-Kinematic Structure of the Region of Massive Star Formation S255N on Various Scales
本文详细分析了大质量恒星形成区S255 N在CO（2-1）、\nh、\nhh、\co和其它谱线上的SMA、VLA和IRAM观测结果。结合干涉仪和单碟数据，使在各种空间尺度上的分子核心的气体运动学的更详细的调查。在整个区域的尺度上，没有旋转或各向同性压缩的迹象。最大的气体碎片（$\approx$ 0.3 pc）位于电离氢S255和S257区域的边界附近。一些较小规模的碎片与原恒星团有关。这些碎片的动力学温度在10- 80 K之间。在团簇SMA 1周围探测到一个环周环面，其内半径$_{in}$ $\approx$ 8000 AU，外半径$_{out}$ 12000 AU。旋转轮廓表明存在质量为$\approx$ 8.5/ sin 2（i）M $_\odot$的中心天体。SMA 1分解为两个团簇，SMA 1-NE和SMA 1-SE，其温度分别为$\approx$ 150 K和$\approx$ 25 K.从表面上看，这两个原恒星团周围气体的吸积都与这个环面有关。
2018-05-07 astro-ph.GA
First Detection of Interaction between a Magnetic Disk Wind and an Episodic Jet in a Protostellar System
原恒星盘的旋转外流可能追踪扩展磁流体动力学（MHD）盘风（DW），为恒星形成的盘吸积中的角动量问题提供了一个解决方案。在喷射系统HH 212中，在SO中检测到旋转流出，其围绕在SiO中检测到的幕式喷射。在这里，我们在空间上解决这个SO流出成三个组成部分：一个准直的射流与SiO喷流，广角磁盘流出，和一个大的射流驱动的弓形激波之间的真空腔。虽然它是理论上预测之前，这是第一次，这样的射流DW相互作用直接观察和解决，它是至关重要的正确解释和建模的非解决DW候选人。解决的运动学和亮度分布都支持广角外流是一个扩展的MHD DW主导的本地角动量提取到40 au，但与内部发射半径截断为$\gtrsim 4$ au。在4au内，DW可能不存在，磁旋转不稳定性（MRI）可能向外传输角动量。HH 212中的喷流-DW相互作用可能存在于其他类似系统中，为探测原恒星盘中的大尺度磁场开辟了一条全新的途径。
2021-01-09 astro-ph.GA
The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1: Spatio-kinematics of Water Masers during a Contemporaneous Flare Event
在NGC 6334 I-MM 1爆发吸积事件之后，触发了各种脉泽种类（包括水脉泽）的耀斑。本文报道了与大质量恒星形成区NGC 6334 I有关的高变水脉泽的相对自行观测结果。在CM 2-W2（弓激波结构）、MM 1-W1、MM 1-W3、UCHII-W1和UCHII-W3 5个脉泽团中探测到高速H $_2$ O脉泽自行。推导出的相对自行的总平均值为85 km s $^{-1}$。这一平均自行与以往VLA多历元观测结果一致。我们的位置和速度的方差和协方差矩阵的脉泽自行分析表明，其主轴有一个位置角$-$ 79.4 $^\circ$，通过周围的尘埃腔切割MM 1B和西北-东南方向排列。我们解释为轴的喷射驱动CM 2冲击和脉泽运动。MM 1-W1复杂的自行可以用MM 1东北-西南双极外流、CS（6-5）南北平行双极外流和射电急流的共同影响来解释。UCHII-W1中H $_2$ O脉泽的相对自行很可能不是由MM 1B原恒星的喷流驱动的，而是由MM 3-UCHII驱动的。总体而言，吸积爆发后的H $_2$ O脉泽的相对自行跟踪喷流运动的冲击。
2021-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). III. H2O masers tracing disk-winds and jets near luminous YSOs
早期T阶段的原恒星外流（POETS）调查的目标是在统计上显著的发光年轻恒星物体（YSO）样本（36）中以10-100 AU的尺度对盘-外流界面进行成像，目标是外流的分子和电离成分。通过对22 GHz水脉泽的VLBI观测，在毫角秒尺度上研究了外流运动学。我们采用JVLA在6，13，和22 GHz的A-和B-阵列配置，以确定无线电连续辐射的空间结构和光谱指数。在大约一半的目标中，在与YSO的距离<= 1000 au处观测到的水脉泽跟踪这些运动学结构中的一个或两个：1）与脉泽自行（PM）的准直方向成近角的空间细长分布，以及2）跨越YSO位置的线性LSR速度（Vlsr）梯度。运动学结构（1）很容易解释为原恒星喷流，通过与文献中报告的YSO喷流的热（连续谱和线）发射的独立观测进行比较，在一些目标中得到了证实。运动学结构（2）被解释为几乎是从侧面观察到的盘风（DW），这是基于几个证据：首先，它总是垂直于YSO喷流指向;其次，它在方向和极性上与热辐射中的Vlsr梯度一致（当在文献中报道时）在<= 1000~au的尺度上识别YSO盘;第三，描绘Vlsr梯度的脉泽PM暗示了速度为10-20 km/s的气流运动，方向与盘中平面成大角度。在其余的目标中，脉泽PM不是准直的，而是倾向于沿着两个几乎垂直的方向排列，并且可能起源于相对于边缘稍微倾斜（<= 30度）的DW-射流系统。
2019-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Kinematics of Multiple- and Single-Protostar Systems in Perseus with N2H+
该研究结合ALMA和GBT的N2H+观测数据，分析英仙座两个原恒星核的致密气体运动学，发现其速度结构非核旋转所致，而是不规则密度分布的力矩结果，与小尺度旋转不明显的现有研究一致。
2025-04-18 astro-ph.GA
Kinematic Analysis of a Protostellar Multiple System: Measuring the Protostar Masses and Assessing Gravitational Instability in the Disks of L1448 IRS3B and L1448 IRS3A
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）在879~ \micron波段对一个紧凑的（230~au间距）三重原恒星系统L1448 IRS 3B进行了新的观测，观测分辨率为\contbeam ~。旋臂结构的外接圆多盘是很好地解决了尘埃连续体向IRS 3B，我们发现了已知的宽（2300~au）的同伴，IRS 3A，也解决了可能的螺旋子结构。利用稠密气体示踪剂C ~（17）O、H ~（13）CO $+$和H ~（13）CN，我们分别计算了IRS 3B和IRS 3A的开普勒旋转。此外，我们使用的分子线运动学数据和辐射传输模型的分子线发射，以确认磁盘是在开普勒旋转与拟合质量的$1.19^{+0.13}_{-0.07}$的IRS 3B-ab，$1.51^{+0.06}_{-0.07}$ ~Msun的IRS 3A，并放置在第三IRS 3B-c的中心原恒星质量的上限为0.2~Msun。我们从环切多重盘的尘埃连续辐射测量了IRS 3B的碎裂盘的质量为0.29~Msun，并估算了IRS 3B-c周围的团块质量为0.07~Msun。我们还发现IRS 3A周围的盘的质量为0.04~Msun。通过对Toomre~Q参数的分析，发现IRS 3A拱星盘在半径200 - 500 au之间是引力稳定的（Q $>$ 5），而IRS 3B拱星盘在半径200-500 au之间是引力不稳定的（Q $<$ 1）。这与螺旋臂…
2020-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling the entangled: Observations and analysis of the triple non-coeval protostellar system VLA1623
多原恒星系统（Multiple Protostellar Systems，MPS）在每个演化阶段都很常见，被认为是通过碎片化形成的，但目前还不清楚何时以及如何形成。最年轻的MPS尚未经历太多的演变，为这个问题提供了重要的限制。因此，解开早期阶段的MPS是有意义的。在这封信中，我们提出了我们的工作结果VLA 1623使用我们的观察和档案数据从亚毫米阵列（SMA）。我们的连续和线观测跟踪VLA 1623的组成部分，流出和信封，揭示了意想不到的特点。我们构造的SED为每个组件使用我们的工作和文献中的数据的结果，以及从连续介质中导出的物理参数，并进行一个简单的运动学分析的拱星材料。我们的研究结果表明VLA 1623是一个由VLA 1623A，B和W组成的三重非同时代系统，每个源驱动自己的外流和不均匀分布的星周物质。从SED，物理参数和红外辐射，我们得出结论，VLA 1623 A和W是0级和I级原恒星，分别，并共同驱动大部分的观察到的外流。此外，我们发现了两个令人惊讶的结果，首先是VLA 1623A周围存在旋转盘状结构，具有纯开普勒旋转的迹象，如果是真的，这将使其成为0类原恒星周围开普勒盘结构的第一个证据之一。第二，我们发现VLA 1623 B是一个真正的非常年轻的原恒星之间的无星核心和0级阶段的对象。
2013-01-22 astro-ph.GA
Protostellar birth with ambipolar and ohmic diffusion
在低质量恒星的形成过程中，角动量的传输是至关重要的;太少的移动和旋转确保了恒星的密度永远不会达到，太多的旋转和缺乏旋转意味着没有原行星盘可以形成。磁扩散被视为解决这一长期问题的途径。我们调查的影响，包括电阻MHD在模拟的引力坍缩的1太阳质量的气体球，从分子云密度的形成的原恒星种子，第二拉森核心。我们使用AMR代码RAMSES进行两个三维模拟塌陷的磁化气体球，包括自引力，辐射转移，和非理想气体状态方程来描述H2离解，导致第二次崩溃。第一次计算是在理想MHD近似下进行的，而在第二次计算中加入了双极和欧姆扩散。在理想的MHD模拟中，磁场主导着第一个核心内部和周围的能量收支，助长了交换不稳定性，并驱动低速外流。高磁制动基本上消除了第二个核心的所有角动量。另一方面，双极和欧姆扩散产生了一个屏障，该屏障防止在第一Larson芯中的磁场放大超过0.1 G，该第一Larson芯现在被完全热支撑。大量的旋转被保留下来，并在第二个核心周围形成一个小的开普勒圆盘。在研究第一和第二核吸积激波的辐射效率时，我们发现它在核的三维表面上可以变化几个数量级。磁扩散是恒星形成的先决条件;它使行星最终形成的原行星盘的形成成为可能，并且在原恒星本身的形成中也起着决定性的作用。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
HH 80/81: Structure and Kinematics of the Fastest Protostellar Outflow
本研究结合1995年与2018年的HST观测数据，分析了由大质量原恒星驱动的最快原恒星外流HH 80/81的结构与运动学特征，测量了高速自行、发现了新的反向外流激波结构并推测了超高速喷流的形成条件。
2023-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Protostellar Outflow Cavities, Kinematics, and Angular Distribution of Momentum and Energy in Orion A: Evidence for Dynamical Cores
利用 ALMA 观测和 PFT 方法分析 Orion A 中21颗原恒星的外流，发现外流随演化显著清除核质量并注入动量能量，支持恒星形成核具有高度动态性。
2023-02-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VII. Circumstellar gas kinematics traced by water masers inside the HC HII region NGC7538 IRS1
本文通过多历元 VLBA 与全球 VLBI 观测 NGC7538 IRS1 的 22 GHz 水脉泽，确认两个埋藏 YSO 及其盘、激波与光致蒸发盘风运动。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orphaned Protostars
我们探讨了一个遥远的同伴（~1000 - 5000 AU）的人口的起源，I类原恒星源最近发现的康奈利和同事，谁指出，随着源的演变，同伴的分数减少。在这里，我们提出了N体模拟嵌入在稠密的云核不稳定的三重系统。许多伴星被弹射到未束缚的轨道并迅速逃逸，但其他伴星被弹射出来的动量不足，无法爬出云核和相关双星的势阱。这些松散结合的伴星到达数千天文单位的距离，然后回落，最终随着云核逐渐消失而被弹射出去。我们用孤儿这个词来表示原恒星物体，它们从胎盘云核中动态地喷射出来，要么逃逸，要么暂时以大的距离微弱地束缚在一起。所有的三重系统中有一半被发现在原恒星阶段解体，所以如果多个系统是云核崩溃的常见结果，那么孤儿应该是常见的。绑定孤儿与嵌入密切的原恒星双星，但逃脱孤儿可以旅行远至~0.2 pc在原恒星阶段。从一个潜在的井中陡峭地爬出来，确保了孤儿星在运动学上与出生时没有那么暴力的前历史的年轻恒星没有区别。在它们的重对流云核之外识别孤儿将允许在近红外，在某些情况下甚至在光学波长上详细研究Hayashi轨道上的原恒星。
2010-10-16 astro-ph.GA
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
The Structure and Kinematics of Three Class 0 Protostellar Jets from JWST
Ritter Astrophysical Research Center, Dept. of Physics and Astronomy, University of Toledo（托莱多大学物理与天文学系里特天文研究中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano（米兰大学物理系）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Concepción（康塞普西翁大学天文学系）
JWST观测揭示三类0原恒星喷流的结构与运动学特征，发现喷流的非单调宽度变化及不对称性，表明星周盘与磁场的复杂相互作用。
2026-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital and mass constraints of the young binary system IRAS 16293-2422 A
我们提出了3毫米ALMA连续谱和线观测的分辨率分别为6.5 AU和13 AU，对0级系统IRAS 16293-2422 A。连续观测揭示了两个朝向IRAS 16293-2422 A的致密源，与先前在射电波长（A1和A2）观测到的致密电离气体发射相一致，证实了长期以来已知的射电源是原恒星。对A2的发射被分辨出来，并追踪到一个半高宽尺寸为~12 au的尘埃盘，而对A1的发射则限制了尘埃盘的半高宽尺寸为~4 au。我们还发现空间分辨分子运动示踪剂附近的原恒星盘。探测到HNCO、NH_2CHO和t-HCOOH的J=5-4转动跃迁的几条谱线，并由此导出了它们各自的视线速度。使用这些与CS（J=2-1），我们适合开普勒配置文件对个人紧凑的来源，并获得中央原恒星的质量。运动学分析表明A1和A2是一个束缚双星系统。利用这一新的背景下，在过去的30年的VLA观测，我们拟合轨道参数之间的相对运动A1和A2，并发现合并的原恒星质量来自轨道是一致的质量来自气体运动学。这两种估计都表明质量始终高于（0.5< M1<M2<2 Msun），而不是使用气体运动学的较低分辨率观测的先前估计。ALMA的高分辨率数据提供了一个独特的洞察气体运动学和质量的年轻的深嵌入绑定的二元系统。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature structure and kinematics of the IRDC G035.39-00.33
目的。红外暗云代表了大质量恒星形成的最早阶段。需要在所有物理尺度上详细观察它们的物理条件，以提高我们对它们在恒星形成中的作用的理解。方法.我们用经典的氨温度计探测稠密气体，研究了IRDC G 035.39 -00.33的大尺度结构。这使我们能够对扩展的pc级致密气藏的温度进行可靠的约束，并探测其非热运动的幅度。可用的远红外观测值可与观测到的氨排放量结合使用，以估算G035.39-00.33中所含的总气体质量。结果我们确定了一个主要的速度分量作为一个突出的灯丝，表现为氨排放强度脊跨越超过6 pc，与以前的研究云的北部。一些额外的视线组件被发现，和一个大规模的，线性速度梯度~0.2公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$被发现沿脊的IRDC。与尘埃温度图相反，氨衍生的动力学温度图，为整个云，揭示了当地的温度增强对大规模的原恒星核心。我们表明，没有适当考虑视线污染，粉尘温度是2-3 K大于NH $_3$测量的气体温度。结论.虽然大尺度的运动学和温度结构与无星暗丝一致，但小尺度上的动力学气体温度分布暗示着追踪与大质量原恒星核位置一致的加热机制。
2017-06-27 astro-ph.GA
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
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Infall Motion in the Low-Mass Protostellar Binary NGC 1333 IRAS 4A1/4A2
我们报告的ALMA观测NGC 1333 IRAS 4A，一个年轻的低质量原恒星双星，称为4A 1和4A 2。利用多个$_2$ CO跃迁和HNC（4-$-$-3），在分辨率为0.25”（$\sim$ 70 au）的条件下，我们研究了4A 1和4A 2的气体运动学.我们的研究结果表明，在大角度尺度（$\sim$ 10”），4A 1和4A 2都显示出沿N-S方向的良好准直的流出，并且在由4A 2提供动力的流出中识别出S形形态。在小尺度（$\sim$ 0.3”）上，4A 1和4A 2在连续谱质心处表现出不同的光谱特征，4A 1主要在吸收中表现出简单的对称分布，4A 2在发射和吸收中表现出相当复杂的分布。基于辐射传输模型的练习，我们发现，从早期的低分辨率观测推断的物理参数不能直接外推到4A 1内部区域。可能的原因之间的观测和模拟的配置文件的差异进行了讨论。我们将4A 1中75 au层的质量下降率限制在3 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$左右。对于4A 2内包层的运动学，H $_2$ CO光谱中的吸收下降向红移侧倾斜，可能是向内运动的特征。这些吸收凹陷相对较窄。这与4A 1的情况一样，明显低于预期的流入速度。我们估计4A 2中100金层的质量下降率为3.1 $-$ 6.2 $\times$ 10 PDMATHAMQ M $_\odot$年$^{-…
2019-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties and gas kinematics of massive star forming region G328.24$-$0.55
本研究利用ALMA band 6档案数据分析了G328.24$-$0.55的物理与运动学性质，揭示了5个原恒星体并发现MM1a是一个早期阶段仍经历吸积与外流的大质量原恒星体。
2025-05-02 astro-ph.GA
The young protostellar disk in IRAS16293-2422 B is hot and shows signatures of gravitational instability
深埋的原恒星通过其原恒星盘从周围的包层积极地供给能量。由于活跃的吸积作用，这种早期盘的物理结构可能与更演化的源不同。本文给出了对0级源IRAS 16293-2422 B的1.3和3.0 mm ALMA连续谱的观测结果，分辨率分别为6.5.au和12.au.分辨出的亮温非常高，在$\sim$ 30\，au内$T_{\rm b} >$ 100\，K，在3\，mm处$T_{\rm b}$峰值超过400\，K。两个波长都显示出不平衡的发射，在中心$\sim$ 20\，au区域光谱指数达到小于2的值。我们将这些观测结果与一系列的辐射转移计算和合成观测的磁流体动力学和辐射流体动力学的原恒星盘模型后形成的致密的核心崩溃。基于我们的研究结果，我们认为，在盘内的气体运动学可能发挥更重要的作用，在加热盘比原恒星辐射。特别是，我们的辐射流体动力学模拟磁盘的形成，包括与引力不稳定性相关的热源，能够产生必要的温度来解释在IRAS 16293 B中观察到的高通量。此外，低光谱指数值是由原恒星盘模型的高光学厚度和高内部温度自然再现的。IRAS 16293 B的高温意味着挥发性物质大多处于气相，这表明自引力盘可能是热科里诺的起源。
2021-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF. XXI.: N$_2$H$^+$ kinematics in the G012.80 protocluster: Evidence for filament rotation and evolution
利用ALMA观测的N$_2$H$^+$发射线，分析G012.80原星团中两条主纤维R1和R2的运动学特征，发现R1存在旋转且年轻，R2则处于坍缩阶段并具有更高的恒星形成率。
2026-05-25 astro-ph.GA
Nature of shocks revealed by SOFIA OI observations in the Cepheus E protostellar outflow
原恒星喷流和外流是恒星形成过程的关键特征，也是年轻恒星对星际介质反馈的主要过程。了解潜在的冲击是必要的，以解释如何发射喷流和外流，并量化其对周围介质的化学和能量影响。我们对中等质量的0类原恒星Cep E-mm流出物中的[OI] $_{\rm 63 μm}$发射进行了高光谱分辨率研究。我们在1837.8 GHz观测了$^2Π_{1/2}$ $J = 3/2$和$J = 1/2$之间的OI $^3$ P $_1 \rightarrow$ $^3$ P $_2$，OH，以及在Cep E流出物中的三个位置用SOFIA-GREAT观测了CO（16-15）线：mm（驱动原恒星），BI（在南叶），和BII（在南叶的终端位置）。在所有三个位置检测到CO线。在BI和BII中检测到OI线，而未检测到OH线。在BII中，我们确定了OI和CO中的三个运动学成分，已经在CO中检测到：射流，HH 377终端弓形激波和流出腔。OI柱密度在流出腔中比在射流中高，射流本身比在终端激波中高。终端激波是OI与CO的丰度比最低的地方（约0.2），而喷流成分是原子的（比值$\sim$ 2.7）。在射流中，我们比较了OI观测与冲击模型，成功地拟合了10条CO线的综合强度：这些模型不适合OI数据。OI发射的高强度指向额外的解离或替代FUV照射冲击的传播，其中照明来自冲击本身。从低到高质量的原恒星流出的样本进行了类似的观察，照明…
2017-04-12 astro-ph.GA
The Bridge: a transient phenomenon of forming stellar multiples
用赫歇尔等现代仪器进行的观测表明，恒星形成于巨大分子云中约1 pc长的旋臂内。在较小的尺度上（~1000 au），例如，IRAS 16293- 2422显示出在其诞生环境中连接年轻原恒星的附属“桥梁”结构的迹象。我们调查的形成，一个深深嵌入的三重原恒星系统，并描述其连接到GMC尺度上的附属结构。利用磁流体动力学程序RAMSES，我们从巨分子云尺度出发，对低质量恒星的形成过程进行了放大模拟。碰撞的气体流在惯性臂诱导形成两个原恒星的同伴在距离约1000 au的主要。在它们诞生后，伴星很快（约10 kyr）接近主恒星，并在偏心轨道上运行，距离约100 au。碰撞流引起的瞬态结构持续了几个10 kyr连接两个形成的原恒星物体，运动学上静止沿视线。碰撞流压缩气体，并通过湍流碎裂触发恒星同伴的形成。我们的研究结果表明，原恒星的同伴形成与广泛的分离~1000金。较小的分离（~100 au或更少）是后续迁移和捕获的结果。与同伴的形成阶段，湍流环境诱导弧和桥状结构。当碰撞流的速度分量相互消除时，这些桥可以变得运动学上静止。然而，气体桥仍然有助于恒星吸积以后。结果表明：桥状结构是恒星多重形成的一种瞬态现象。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields and radiative feedback in the star formation process
恒星的形成是一个复杂的过程，涉及许多物理效应的相互作用，包括重力、湍流气体动力学、磁场和辐射。近年来，我们对这一过程的理解有了很大的提高，这主要是因为我们在恒星形成过程的数值计算中结合相关物理学的能力有所提高。在这篇文章中，我们提出了一个概述，我们最近的研究恒星团簇形成的湍流，磁化云使用自引力辐射磁流体力学计算（价格和贝特2008年，2009年）。讨论了我们将磁场和辐射转移引入光滑粒子流体力学方法的情况。我们强调新生恒星周围气体的磁场和辐射加热如何解决恒星形成中的几个关键难题，包括解释为什么恒星形成是一个缓慢而低效的过程。然而，在坍缩的原恒星核中存在观测强度的磁场也会导致较小尺度的问题，包括形成原恒星盘和双星的困难（Price and Bate 2007，Hennebelle and Teyssier 2008），这表明我们对磁场在恒星形成中的作用的理解还不完整。
2010-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flow of gas detected from beyond the filaments to protostellar scales in Barnard 5
本研究利用NOEMA和ALMA观测数据，揭示了Barnard 5中气体从致密核跨越纤维结构流向原恒星B5-IRS1的物理过程，证明原恒星可在主吸积阶段后获得外部化学未处理的气体补给。
2023-08-01 astro-ph.GA
Star-forming regions at the periphery of the supershell surrounding the Cyg OB1 association. II. ISM kinematics and YSOs in the star cluster vdB 130 region
我们对位于天鹅座OB 1星协周围膨胀超壳层壁内的恒星形成区域中运行的小规模反馈过程进行了观察研究。星际气体和尘埃的内容和前恒星星族在疏散星团vdB 130附近的人口进行了分析的基础上进行的新的光学和红外线观测与6米（三维光谱映射在[SII]双峰）和2.5米（光学和近红外图像）俄罗斯望远镜以及斯皮策和赫歇尔空间望远镜的档案数据。通过对电离气体运动学和发射光谱的分析，我们发现了一个具有超音速运动的致密区域。这些运动可能是由恒星风或原恒星盘的两极外流引起的。在所研究的区域内查明了年轻的恒星物体并对其进行了分类。发现了两个恒星形成区。其中一个是在那里观察到的分子云头部的恒星形成区域，另一个是在云尾的恒星形成爆发。
2019-04-02 astro-ph.GA
Formation of a Protostellar Multiple System via Rotational Fragmentation
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysics, Harvard Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台拉美天文中心）
利用多波段观测分析致密核G205.46-14.56-N2及其宿主纤维结构，发现旋转碎裂主导了四星系统的形成，提供了旋转驱动碎裂形成致密原恒星多星系统的直接观测证据。
2026-06-25 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
Slingshot Mechanism in Orion: Kinematic Evidence For Ejection of Protostars by Filaments
通过比较猎户座A的3个组成部分（气体，原恒星和前主序星），无论是形态学和运动学，我们得出以下结论。积分形灯丝（ISF）附近的气体表面密度可以用幂律来表示，在我们离灯丝脊的整个距离范围（0.05<b/pc<8.5）内，σ（b）=72 Msun/pc ^2（b/pc）^{-5/8}。基本上所有的原恒星都位于ISF或其他的暗条脊上，而几乎所有的前主序星都不在。结合原恒星相对于暗条的运动小于1公里，而恒星的运动速度要快几倍的事实，这意味着原恒星的吸积是通过暗条的弹弓式喷射而终止的。ISF是一系列恒星爆发中的第三次，这些恒星爆发正在逐渐向南移动，在时间上间隔了几百万年，在空间上间隔了3 pc。这一点，结合观测到的暗条的波动（空间和速度），表明横波通过暗条的重复传播正在逐步消化以前将猎户座A和B连接成恒星的物质。我们构造了一个轴对称的气体密度分布图rho（r）=16 Msun/pc ^3（r/pc）^{-13/8}。该模型意味着，所观察到的磁场是超临界尺度上所观察到的波动，这表明灯丝的横波的磁感应。因为磁场在更大尺度上的灯丝尺度上是亚临界的，所以系统作为整体是相对稳定和长寿命的。原恒星抛射的发生是因为气体加速远离原恒星，而不是相反。该模型还表明，ISF是运动学上年轻的，这是与其他线的证据。南部的暗条有一个破幂律，它与ISF的轮廓相匹配，2.5<b/pc<8.5，但更近的暗条更浅。它在运动学上也…
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores and star formation in the giant molecular cloud Vela~C
船帆座分子岭是最近的（700 pc）巨型分子云（GMC）复合体之一，承载着中等质量（直到早期B星，晚期O星）的恒星形成，位于银河系外，银河平面内。船帆座C是组成船帆座分子脊的巨星系团之一，它同时展现出活跃的恒星形成活动分区和较为平静的恒星形成活动分区，低质量和中等（高）质量恒星的形成都在进行中。目的研究船帆座C区致密尘芯的个体和整体性质，并寻找这些性质的空间变化，这些变化可能与船帆座C区不同的环境性质和/或演化阶段有关。方法在APEX望远镜上用LABOCA（光束尺寸19.2”，空间分辨率~0.07 pc，700 pc）对Vela C的亚毫米（345 GHz）辐射进行成像。我们使用了块发现算法CuTEx来识别紧凑的亚毫米源。我们还使用了SIMBA（250 GHz）的观测数据，以及Herschel和WISE的辅助数据。与WISE红源的关联使得原恒星和无恒星的核心可以分离，而赫歇尔数据集允许导出一部分核心的尘埃温度。原恒星和无恒星的核心质量函数（CMFs）是按照两种不同的方法构建的，实现了3.7 Msun的质量完整性限制。结果我们检索了549个亚毫米核，其中316个是无星的，大部分是引力束缚的（因此在性质上是星前的）。无论是原恒星和无星CMF的形状是一致的萨尔彼得初始质量函数的分布的高质量的一部分。聚类的核心规模为1- 6 pc的也被发现，暗示在分馏的磁化，湍流气体。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMASOP. A Rotating Feature Rich in Complex Organic Molecules in a Protostellar Core
该研究在原恒星核G192.12-11.10中发现富含复杂有机分子的旋转结构，可能位于开普勒盘内，并探讨了吸积激波等加热机制，揭示了不同分子的分布差异。
2025-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Method of Measuring Magnetic Field Strength in Highly Structured Protostellar Envelopes
University of Michigan（密歇根大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
本文提出一种新方法，通过观测到的引力加速度和伪盘面密度估计原恒星包层中垂直和总磁场强度，方法基于磁流体力学动量方程，并验证了其在湍流和非湍流环境中的鲁棒性。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive Protostellar Cluster NGC6334I at 220 AU Resolution: Discovery of Further Multiplicity, Diversity and a Hot Multi-Core
我们提出的VLA和ALMA成像深嵌入原星团NGC 6334 I从5厘米到1.3毫米的角分辨率高达0.17（220 AU）。主要的热核心MM 1被分解成7个组件在1.3毫米，聚集在半径为1000 AU。其中四个组件的亮度温度>200 K，半径~300 AU，最小光度~10000 Lsun，并且必须集中加热。我们将这种新现象称为“热多核”。其中两个物体在较长波长下也表现出紧凑的自由-自由发射，与超紧凑的HII区域（MM 1B）和喷流（MM 1D）一致。以MM 1D为中心的水脉泽发射的空间运动学与它是CO中所见的高速双极分子外流的起源是一致的。MM 1B和MM 1D（440~AU）的紧密接近表明一个原始双星或瞬态束缚系统。MM 1的几个组成部分表现出陡峭的毫米级SED，表明不寻常的尘埃光谱特性或时间变异性。除了解决MM 1和其他热核（MM 2）成多个组件，我们发现五个新的毫米和两个新的厘米源。水脉泽是第一次检测到对MM 4A，确认其成员的原星团。MM 4A的亮度温度为1.3 mm，为97 K，加上没有热分子线发射，因此它似乎是一个光学厚度为240 Lsun的尘埃核，可能是大规模原恒星演化的一个过渡阶段。最强的水脉泽源CM 2的性质仍然不清楚，因为它的组合的非热射电连续和缺乏尘埃排放。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water in Low-Mass Star-Forming Regions with Herschel: The Link Between Water Gas and Ice in Protostellar Envelopes
目的：我们的目标是确定水化学的关键参数和水对氧预算的贡献，通过观察和模拟11个低质量原恒星的样本，这两种形式的水已经观察到的水的气体和冰。研究方法：一个简化的化学网络，这是对更复杂的化学网络的基准，开发，包括必要的成分，以确定水蒸气和冰的丰度分布在寒冷的，外部信封中的温度增加对原恒星。将这个化学网络的结果与水排放线和先前公布的水冰柱密度的观测结果进行比较，使我们能够探测各种因素的影响（例如，FUV场、初始丰度、时间尺度和运动学）。结果如下：在我们的样品中，观测到的水冰氢核丰度为30- 80 ppm，因此仅含有320 ppm挥发性氧预算的10-30%。重现这一结果的关键是在坍缩前阶段后初始水冰丰度较低，以及原子氧不能在T（尘埃）>15 K的区域冻结并形成水冰。这需要星前核心的寿命短于约0.1Myr。通过FUV光解吸、光解离和冻结的相互作用，形成水蒸气分布。水蒸气线轮廓是FUV光子通量和包络运动学的宝贵示踪剂。结论：只有一小部分的氧收支被锁在水冰中，这一发现可以解释为，在n（H）~ 1 e4 cm-3的密度下，坍塌前的时间短于100万年，或者是其他一些过程重新设定了坍塌后阶段的初始水冰丰度。理解水冰丰度的一个关键是冰上原子氧的结合能。
2014-09-23 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
Temperature and kinematics of protoclusters with intermediate and high-mass stars: the case of IRAS 05345+3157
我们已经映射在小的空间尺度的温度和速度场的原星团与IRAS 05345+3157，其中包含中间/高质量的原恒星候选人和无星凝聚，因此是一个很好的位置来研究大质量的原恒星对原星团演化的作用。我们观察到氨的（1，1）和（2，2）反转跃迁与VLA。氨是最好的温度计密集和寒冷的气体，所观察到的过渡有临界密度能够跟踪运动学的团内气体介质。氨排放在两个相邻结构中延伸和分布。无星凝聚体比恒星形成核心更冷，但整个原星团的气体温度比红外暗云和低质量原星团中通常测量的温度高（约1.3-1.5倍）。观察到的谱线展宽的非热贡献至少是一个因素的2比预期的热展宽，即使在无星凝聚，相反，在低质量的静态致密的核心测量接近热的线宽。的NH3-N2 H+丰度比大大提高（10倍）的前恒星核心候选人，可能是由于冻结的大多数分子种类比他重。更大质量和更进化的物体可能在原星团的物理性质和运动学中起主导作用。高水平的湍流和事实上，测得的核心质量大于预期的热牛仔裤质量表明，湍流可能是一个重要的因素，在最初的分裂的父母团块。
2012-03-15 astro-ph.GA
Variability in the Assembly of Protostellar Systems
了解云的坍缩和原行星盘的形成对了解恒星和行星的形成至关重要。发生在包层和盘尺度上的物质聚集过程-吸积和内陷，驱动着原恒星的动力学演化。虽然在不同阶段的原恒星的观测限制了它们的演化轨迹，但由于吸积爆发对源的动力学和化学演化的影响在很大程度上是未知的。通过多波长和时域观测活动跟踪对原恒星包层和盘的持久影响，需要深X射线，红外线和无线电成像和光谱学，在足够的空间细节水平上区分各种子结构的贡献（即，从星盘到流出物的包络）。从这些活动中得到的原恒星模型将阐明在巨行星形成时期原行星盘的初始化学状态。从银河系中单个恒星形成的洞察力也是了解河外源恒星形成率的必要条件。地面观测站无法做到这一点，目前核准的仪器也不包括这一点。要求：在红外（3 - 500微米）、X射线（0.1 - 10千电子伏）和射电（厘米）中具有较高的光谱分辨率（测量时v <10公里/秒;跟踪时v <1公里/秒）和相对较快的响应时间，对于跟踪爆发期间的吸积和外流过程至关重要。作为补充，需要AU尺度的射电观测来探测盘吸积区，10 AU尺度的射电观测来探测盘形成区的化学和运动学结构，并跟踪原恒星包层内的尘埃、冰和气体的变化。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The IMF and multiplicity of stars from gravity, turbulence, magnetic fields, radiation and outflow feedback
我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟团簇形成包括重力，湍流，磁场，恒星辐射加热和外流反馈。我们观察到，包含原恒星流出（1）降低恒星形成率的一个因素$\sim2$，（2）增加碎片，（3）移动初始质量函数（IMF），以较低的质量的一个因素$2.0\pm0.2$，没有显着影响IMF的整体形状。从我们的模拟中获得的下沉粒子（原恒星物体）质量分布的形式相当好地匹配观测IMF。我们还表明，基于双折射的理论模型的IMF同意我们的模拟IMF在高质量和低质量的制度，但不预测任何棕矮星，而我们的模拟产生了相当数量的亚恒星物体，这是由动力学相互作用（喷射）。我们发现，这些动力学相互作用也发挥了关键作用的二进制分离分布和恒星运动学一般。我们的恒星团簇形成的数值模型也再现了观察到的多重性的质量依赖。我们的多重性分数估计一般同意与观测估计不同的光谱类型。我们进一步计算了所有汇粒子的比角动量，发现$1.5 \times 10^{19}\, \mathrm{cm^2\, s^{-1}}$的平均值与观测数据一致。我们的下沉粒子的特定角动量位于典型的原恒星信封和双星的范围内。我们的结论是，IMF是由重力，湍流，磁场，辐射和外流反馈的组合控制。
2021-08-11 astro-ph.GA
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
Star formation in infrared dark clouds: Self-gravity and dynamics
引力在星际物质从分子云尺度到原恒星尺度的转移中所起的作用仍然存在很大争议。只有对大量恒星形成云样本的运动学进行详细研究才能解决这个问题。我们提出了新的IRAM 30米的观测样本的27个红外暗云覆盖了大范围的大小，质量和长宽比。初步结果表明，重力在几个秒差距尺度上调节着这些云的动力学演化。
2016-01-29 astro-ph.GA
Understanding the origin of the magnetic field morphology in the wide-binary protostellar system BHR 71
我们提出了1.3毫米ALMA观测偏振尘埃排放向宽二元原恒星系统BHR 71 IRS 1和IRS 2。IRS 1的特征似乎是出生时的沙漏形磁场。相比之下，IRS 2表现出受其双极流出影响的磁场。朝向IRS 2，极化主要局限于流出腔壁。沿着IRS 2的红移外流腔的北部边缘，偏振辐射夹在外流和由N $_2$ D $^+$追踪的冷致密气体细丝之间，没有检测到尘埃偏振。这表明IRS 2中增强的极化的起源是流出腔壁的照射，这使得尘埃颗粒能够相对于磁场对齐-但仅到~300 au的深度，超过该深度，尘埃是冷的和非极化的。然而，为了使晶粒在腔壁中排列得足够深，并产生在IRS 2中看到的高偏振分数，排列的光子可能在中到远红外范围内，这表明晶粒生长的程度超过了非常年轻的0类源中通常预期的程度。最后，朝向IRS 1，我们看到一个窄的线性特征，具有高（10-20%）极化分数和有序的磁场，与双极流出腔无关。我们推测，这一功能可能是一个磁化吸积流光，然而，这还有待证实的稠密气体示踪剂的运动学观测。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution of star formation related to ionized regions throughout the inner Galactic plane
我们提出了一个全面的统计分析，恒星形成的对象位于附近的1 360气泡结构在整个银河平面和他们的本地环境。对在电离区（Hii）附近发现并在Hi-GAL和GLIMPSE巡天中探测到的约70 000个恒星形成源的汇编，提供了气泡中恒星形成的不同演化阶段的广泛概述，从星前天体到更进化的年轻恒星天体（YSO）。恒星形成物体的表面密度图清楚地揭示了一种进化趋势，即在空间上靠近中心的地方发现了更多进化的恒星形成物体，而在气泡的边缘发现了更年轻的恒星形成物体。我们推导出动态年龄的子样本的182 HII地区的运动学距离和无线电连续通量测量。我们在气泡方向上探测到的每单位面积恒星形成源比周围区域多80%。我们估计气泡中Hi-GAL团块的团块形成效率（CFE）约为10%，是不受反馈影响的场中CFE的两倍。我们发现，在年轻的气泡中，气泡壳层密度较高的原恒星团具有较高的CFE。我们认为，从星前到原恒星阶段的形成率可能是较高的气泡膨胀的早期阶段。评价破碎时间内的气泡壳主张预先存在的团块在介质中的气泡之前，支持数值模拟。大约23%的Hi-GAL团块位于气泡的方向，其中15%为星前团块，41%为原恒星团块。我们认为，高比例的原恒星团块可能是由于（HII）气泡的反馈所导致的恒星形成过程的加速。
2017-05-28 astro-ph.GA
Properties of Contracting Massive Protostellar Cores
本文通过分析 MALT90 和 SEDIGISM 巡天数据，研究五个处于不同演化阶段的大质量原恒星核的密度、收缩速度及周围气体运动，发现它们与环境相互作用并处于整体坍缩状态。
2025-03-12 astro-ph.GA
Helical Magnetic Fields in the NGC1333 IRAS 4A Protostellar Outflows
本文介绍了对NGC 1333 IRAS 4A的CO $J$ = 3- 2谱线的亚毫米波阵（SMA）偏振观测。角分辨率为$\sim$ 1 $\arcsec$的CO Stokes $I$图揭示了来自NGC 1333 IRAS 4A双星源的两个双极外流。CO排放的运动学特征可以通过$\sim$ 20 $\arcdeg$从天空平面倾斜的风驱动流出来模拟。靠近原恒星的CO极化，在$\sim$ $2\farcs3$的角分辨率，有一个位置角近似平行于从尘埃极化推断的磁场方向。CO的极化方向似乎从一个沙漏场周围的核心到一个弧形的形态包裹周围的流出，表明螺旋结构的磁场，继承了极向场在发射点，并包括在更远的距离流出的环形场。螺旋磁场是一致的理论预期发射和准直流出从磁化旋转盘。考虑到CO偏振辐射主要来自低速和低分辨率的数据，螺旋磁场可能是风驱动外流中风-包络相互作用的产物。CO数据显示出流出物中$\sim$ 30 $\arcdeg$偏转的PA。CO极化角的变化似乎与偏转有关。我们推测，螺旋磁场有助于$\sim$ 10 $\arcdeg$偏转的外流通过洛伦兹力。
2016-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of dense gas in the L1495 filament
我们研究了无星核和原恒星核的致密气体的运动学，这些气体是由沿着L1495暗条的N2 D+（2-1）、N2 H+（1-0）、DCO+（2-1）和H13 CO+（1-0）跃迁追踪的，以及核和周围分子云之间的运动学联系。我们测量的速度分散，本地和总的速度梯度和估计的特定角动量的13个密集的核心在四个过渡使用上的飞行观测与IRAM 30米天线。为了研究与丝状气体的可能联系，我们使用Hacar等人（2013）进行的C18 O（1-0）调查的拟合结果。所有芯沿着10 pc长的细丝显示出相似的性质。N2 D+（2-1）显示了最集中的结构，其次是N2 H+（1-0）和DCO+（2-1），它们显示了相似的空间范围，以及H13 CO+（1-0）。非热贡献的速度分散增加从高到低密度示踪剂。总速度梯度的大小和方向的变化取决于所使用的示踪剂，表明内部运动的变化在不同的深度内的云。N2 D+和N2 H+比DCO+和H13 CO+的梯度小，这意味着在小尺度下比角动量的损失。在云核转变的水平上，由DCO+和H13 CO+追踪的核心外部包层正在旋转，这与核心收缩期间的角动量守恒一致。C18 O追踪更广泛的云物质，其运动学不受致密核心的影响。特定角动量朝向核心中心的减小显示了局部磁场对核心的小尺度动力学的重要性。总速度梯度和大尺度磁场之间的角度的随机分布表明，磁场可能只在致密核内的高密度气体中才变得重要。
2018-06-08 astro-ph.GA
