分子雲の中で離れた2か所で同時並行で原始星が形成されるのは、分子雲が自転で分かれるから。以下、機械翻訳。
BHR 71内の原始星ワイド連星クラスの形成条件
（2018年11月7日に提出）
我々は、孤立した暗い雲BHR71の稠密なコア内に形成されている連原始星系の特徴を提示する。一対の原始柱IRS1とIRS2は、いずれもクラス0のフェーズであり、ソースを1umから250umに、そして1.3mmから1.3cmに解決する観測値から決定される。解決された観測は、ボロメトリック温度68〜Kおよび38〜Kに加えて、IRS1およびIRS2の輝度をそれぞれ独立して測定することを可能にする（それぞれ、14.7および1.7L_sun）。周囲のコアは、パークス電波望遠鏡でNH3（1,1）にマッピングされ、NH3（1,1）および1.3cm連続体でATCAからのより高い解像度の観測に続いた。プロトスタットは、N2D +（J = 3-2）、12CO、13CO、およびC18O（J = 2-1）の分子線と共に、1.3mm連続体のALMA観察でさらに特徴付けられた。パークスの観測では、2つの原始柱を囲むコア全体の速度勾配の証拠が見られますが、ATCAは大規模な勾配内の原始柱に向かってより複雑な速度構造を示しています。ALMA観測は、2つのプロトスターがC18Oにおいて同じ速度であり、N2H +がNH3と同様の速度構造を示すことを明らかにする。しかし、C18Oの運動学は、スケール上の回転IRS1とIRS2の周りの1000〜AUは反対方向です。その対の間に体系的な速度差がないために、それらの形成は回転断片化に起因するとは考えにくい。代わりに、バイナリシステムはコアの乱れによる断片化によって形成される可能性が最も高いと結論付けています。
図１。 多数の波長においての BHR71 の誤ったカラーイメージ。 Ks. （パニック）、Ｈ（パニック）とＪバンド（ISPI）でほとんど赤外線のものの中で見られるように、左のパネルは BHR71 を見せます。 流出青によって変えられたものからの流出空洞 IRS1 について非常に顕著そして流出空洞 IRS2 からの別ではありません、しかしいくつかのノットはイメージの北西の部分で外見上明白です. 真ん中のパネルは同じスケールに対してスピッツァー３.６、４.５、と８.０μｍイメージを示します。 IRS1 はまだ支配的です、しかし IRS2 はずっと外見上明白です。 正しいパネルはハーシェルと一緒に進んだスピッツァー２４μｍに明らかに直接 IRS1 と IRS2 両方に関連した中部ものと遠赤外線放射を解決する７０と１００μｍ画像形成を見せます。 IRS1 はすべての３つの波長において非常に目立ちます、しかし、７０と１００μｍがその深く埋め込まれた性質のためにするまで、 IRS2 が強く発見されません。 すべてのイメージは赤、グリーンへの中間の波長と青への最も短い波長に最も長い波長をマップします。
図２。 ３.６、４.５、そして８.０μｍ（左のパネル）においてスピッツァーからのもっと大規模な光景を見せている BHR71 の偽色のイメージ。 拡張された封筒は８.０μｍの赤外線の背景に対して吸収で外見上明白です。 右パネルは２５０、３５０、そして５００μｍにおいての BHR71 の サブミリ波 の画像が左のイメージでと比べて２倍大きい視界をカバーしているのを見せます。 ＣＯ（Ｊ ＝ ５つの→４）排気から多分汚染である流出方向に５００μｍに赤い特徴があります。 原始星 を取り巻いている核心は非常に延長された、そしてよく長くてもさえ解決された波長です。
図３。 近赤外線のものからミリメートルまでの分配（sed）が測光学から組み立てたスペクトルエネルギーが、文学からの測光学と 分光学 と同様、これで仕事を提供しました。 から
SEDs 、 IRS1 と IRS2 は Lbol ＝ それぞれ１４.７、１.７のＬと Tbol ＝ ６８、３８Ｋを持っているために測られます。 ２つの 原始星 は７０μｍの、そしてそれらが 干渉法 と一緒に観察されることができる波長においてのよく解像された shortward です。 IRS1 と IRS2 に向かっての 流束 は PSF 測光学で測られます、７０から２５０μｍの間の IRS1 が正方形のシンボルと一緒に図上に記入されます、 IRS2 が三角形でたくらまれます、そして結合された sed はダイヤモンドで構想されます。 IRS1 が明らかに sed を独占します、しかし IRS2 がより低い Tbol を持っています、そして sed はそのいっそう深く埋め込まれた性質のために IRS1 より少しより長い波長においてピークに達するのを見られます。 途切れがないラインはスピッツァーです
ヤンおよびその他からのＩＲＳスペクトル。 （２０１７）。
BHR 71内の原始星ワイド連星クラスの形成条件
（2018年11月7日に提出）
我々は、孤立した暗い雲BHR71の稠密なコア内に形成されている連原始星系の特徴を提示する。一対の原始柱IRS1とIRS2は、いずれもクラス0のフェーズであり、ソースを1umから250umに、そして1.3mmから1.3cmに解決する観測値から決定される。解決された観測は、ボロメトリック温度68〜Kおよび38〜Kに加えて、IRS1およびIRS2の輝度をそれぞれ独立して測定することを可能にする（それぞれ、14.7および1.7L_sun）。周囲のコアは、パークス電波望遠鏡でNH3（1,1）にマッピングされ、NH3（1,1）および1.3cm連続体でATCAからのより高い解像度の観測に続いた。プロトスタットは、N2D +（J = 3-2）、12CO、13CO、およびC18O（J = 2-1）の分子線と共に、1.3mm連続体のALMA観察でさらに特徴付けられた。パークスの観測では、2つの原始柱を囲むコア全体の速度勾配の証拠が見られますが、ATCAは大規模な勾配内の原始柱に向かってより複雑な速度構造を示しています。ALMA観測は、2つのプロトスターがC18Oにおいて同じ速度であり、N2H +がNH3と同様の速度構造を示すことを明らかにする。しかし、C18Oの運動学は、スケール上の回転IRS1とIRS2の周りの1000〜AUは反対方向です。その対の間に体系的な速度差がないために、それらの形成は回転断片化に起因するとは考えにくい。代わりに、バイナリシステムはコアの乱れによる断片化によって形成される可能性が最も高いと結論付けています。
図１。 多数の波長においての BHR71 の誤ったカラーイメージ。 Ks. （パニック）、Ｈ（パニック）とＪバンド（ISPI）でほとんど赤外線のものの中で見られるように、左のパネルは BHR71 を見せます。 流出青によって変えられたものからの流出空洞 IRS1 について非常に顕著そして流出空洞 IRS2 からの別ではありません、しかしいくつかのノットはイメージの北西の部分で外見上明白です. 真ん中のパネルは同じスケールに対してスピッツァー３.６、４.５、と８.０μｍイメージを示します。 IRS1 はまだ支配的です、しかし IRS2 はずっと外見上明白です。 正しいパネルはハーシェルと一緒に進んだスピッツァー２４μｍに明らかに直接 IRS1 と IRS2 両方に関連した中部ものと遠赤外線放射を解決する７０と１００μｍ画像形成を見せます。 IRS1 はすべての３つの波長において非常に目立ちます、しかし、７０と１００μｍがその深く埋め込まれた性質のためにするまで、 IRS2 が強く発見されません。 すべてのイメージは赤、グリーンへの中間の波長と青への最も短い波長に最も長い波長をマップします。
図２。 ３.６、４.５、そして８.０μｍ（左のパネル）においてスピッツァーからのもっと大規模な光景を見せている BHR71 の偽色のイメージ。 拡張された封筒は８.０μｍの赤外線の背景に対して吸収で外見上明白です。 右パネルは２５０、３５０、そして５００μｍにおいての BHR71 の サブミリ波 の画像が左のイメージでと比べて２倍大きい視界をカバーしているのを見せます。 ＣＯ（Ｊ ＝ ５つの→４）排気から多分汚染である流出方向に５００μｍに赤い特徴があります。 原始星 を取り巻いている核心は非常に延長された、そしてよく長くてもさえ解決された波長です。
図３。 近赤外線のものからミリメートルまでの分配（sed）が測光学から組み立てたスペクトルエネルギーが、文学からの測光学と 分光学 と同様、これで仕事を提供しました。 から
SEDs 、 IRS1 と IRS2 は Lbol ＝ それぞれ１４.７、１.７のＬと Tbol ＝ ６８、３８Ｋを持っているために測られます。 ２つの 原始星 は７０μｍの、そしてそれらが 干渉法 と一緒に観察されることができる波長においてのよく解像された shortward です。 IRS1 と IRS2 に向かっての 流束 は PSF 測光学で測られます、７０から２５０μｍの間の IRS1 が正方形のシンボルと一緒に図上に記入されます、 IRS2 が三角形でたくらまれます、そして結合された sed はダイヤモンドで構想されます。 IRS1 が明らかに sed を独占します、しかし IRS2 がより低い Tbol を持っています、そして sed はそのいっそう深く埋め込まれた性質のために IRS1 より少しより長い波長においてピークに達するのを見られます。 途切れがないラインはスピッツァーです
ヤンおよびその他からのＩＲＳスペクトル。 （２０１７）。
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