LOFAR, the LOw-Frequency ARray, is a new-generation radio interferometer constructed in the north of the Netherlands and across europe. Utilizing a novel phased-array design, LOFAR covers the largely unexplored low-frequency range from 10-240 MHz and provides a number of unique observing capabilities. Spreading out from a core located near the village of Exloo in the northeast of the Netherlands, a total of 40 LOFAR stations are nearing completion. A further five stations have been deployed throughout Germany, and one station has been built in each of France, Sweden, and the UK. Digital beam-forming techniques make the LOFAR system agile and allow for rapid repointing of the telescope as well as the potential for multiple simultaneous observations. With its dense core array and long interferometric baselines, LOFAR achieves unparalleled sensitivity and angular resolution in the low-frequency radio regime. The LOFAR facilities are jointly operated by the International LOFAR Telescope (ILT) foundation, as an observatory open to the global astronomical community. LOFAR is one of the first radio observatories to feature automated processing pipelines to deliver fully calibrated science products to its user community. LOFAR's new capabilities, techniques and modus operandi make it an important pathfinder for the Square Kilometre Array (SKA). We give an overview of the LOFAR instrument, its major hardware and software components, and the core science objectives that have driven its design. In addition, we present a selection of new results from the commissioning phase of this new radio observatory.

The VST Photometric Halpha Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge (VPHAS+) is surveying the southern Milky Way in u, g, r, i and Halpha at 1 arcsec angular resolution. Its footprint spans the Galactic latitude range -5 < b < +5 at all longitudes south of the celestial equator. Extensions around the Galactic Centre to Galactic latitudes +/-10 bring in much of the Galactic Bulge. This ESO public survey, begun on 28th December 2011, reaches down to 20th magnitude (10-sigma) and will provide single-epoch digital optical photometry for around 300 million stars. The observing strategy and data pipelining is described, and an appraisal of the segmented narrowband Halpha filter in use is presented. Using model atmospheres and library spectra, we compute main-sequence (u - g), (g - r), (r - i) and (r - Halpha) stellar colours in the Vega system. We report on a preliminary validation of the photometry using test data obtained from two pointings overlapping the Sloan Digital Sky Survey. An example of the (u - g, g - r) and (r - Halpha, r - i) diagrams for a full VPHAS+ survey field is given. Attention is drawn to the opportunities for studies of compact nebulae and nebular morphologies that arise from the image quality being achieved. The value of the u band as the means to identify planetary-nebula central stars is demonstrated by the discovery of the central star of NGC 2899 in survey data. Thanks to its excellent imaging performance, the VST/OmegaCam combination used by this survey is a perfect vehicle for automated searches for reddened early-type stars, and will allow the discovery and analysis of compact binaries, white dwarfs and transient sources.

Abstract The classical T Tauri star (CTTS) stage is a critical phase of the star and planet formation process. In an effort to better understand the mass accretion processes, which can dictate future stellar evolution and planet formation, a multiepoch, multiwavelength photometric and spectroscopic monitoring campaign of four CTTSs (TW Hya, RU Lup, BP Tau, and GM Aur) was carried out in 2021 and 2022/2023 as part of the Outflows and Disks around Young Stars: Synergies for the Exploration of ULLYSES Spectra program. Here we focus on the Hubble Space Telescope (HST) UV spectra obtained by the HST Director’s Discretionary Time UV Legacy Library of Young Stars as Essential Standards (ULLYSES) program. Using accretion shock modeling, we find that all targets exhibit accretion variability, varying from short increases in accretion rate by up to a factor of 3 within 48 hr to longer decreases in accretion rate by a factor of 2.5 over the course of 1 yr. This is despite the generally consistent accretion morphology within each target. Additionally, we test empirical relationships between accretion rate and UV luminosity and find stark differences, showing that these relationships should not be used to estimate the accretion rate for an individual target. Our work reinforces that future multiepoch and simultaneous multiwavelength studies are critical in our understanding of the accretion process in low-mass star formation.

Abstract We present the first results of the JWST program PROJECT-J (PROtostellar JEts Cradle Tested with JWST), designed to study the Class I source HH46 IRS and its outflow through NIRSpec and MIRI spectroscopy (1.66–28 μ m). The data provide line images (∼6.″6 in length with NIRSpec, and up to ∼20″ with MIRI) revealing unprecedented details within the jet, the molecular outflow, and the cavity. We detect, for the first time, the redshifted jet within ∼90 au from the source. Dozens of shock-excited forbidden lines are observed, including highly ionized species such as [Ne iii ] 15.5 μ m, suggesting that the gas is excited by high velocity (>80 km s −1 ) shocks in a relatively high-density medium. Images of H 2 lines at different excitations outline a complex molecular flow, where a bright cavity, molecular shells, and a jet-driven bow shock interact with and are shaped by the ambient conditions. Additional NIRCam 2 μ m images resolve the HH46 IRS ∼110 au binary system and suggest that the large asymmetries observed between the jet and the H 2 wide-angle emission could be due to two separate outflows being driven by the two sources. The spectra of the unresolved binary show deep ice bands and plenty of gaseous lines in absorption, likely originating in a cold envelope or disk. In conclusion, JWST has unraveled for the first time the origin of the HH46 IRS complex outflow demonstrating its capability to investigate embedded regions around young stars, which remain elusive even at near-IR wavelengths.

Abstract Classical T Tauri stars (CTTSs) are young, low-mass stars that accrete material from their surrounding protoplanetary disk. To better understand accretion variability, we conducted a multiepoch, multiwavelength photometric monitoring campaign of four CTTSs, TW Hya, RU Lup, BP Tau, and GM Aur, in 2021 and 2022, contemporaneous with Hubble Space Telescope UV and optical spectra. We find that all four targets display significant variability in their light curves, generally on days-long timescales (but in some cases year-to-year), often due to periodicity associated with stellar rotation and to stochastic accretion variability. There is a strong connection between mass accretion and photometric variability in all bands, but the relationship varies per target and epoch. Thus, photometry should be used with caution as a direct measure of accretion in CTTSs.

Understanding the interstellar and potentially circumstellar extinction in the sight lines of classical T Tauri stars is an important ingredient for constructing reliable spectral energy distributions, which catalyze protoplanetary disk chemistry, for example. Therefore, some attempts of measuring $A_ V $ toward individual stars have been made using partly different wavelength regimes and different underlying assumptions. We used strong lines of Lyalpha fluorescent H$_ and derived the extinction based on the assumption of optically thin transitions. We investigated a sample of 72 classical T Tauri stars observed with the Hubble Space Telescope in the framework of the ULLYSES program. We computed $A_V$ and $R_V$ values for the 34 objects with sufficient data quality and an additionally $A_V$ value for the canonical $R_V=3.1$ value. Our results agree largely with values obtained from optical data. Moreover, we confirm the degeneracy between $A_ V $ and $R_ V $ and present possibilities to break this. Finally, we discuss whether the assumption of optical thin lines is valid.