A close view on the protoplanetary disk in the Bok globule CB26
我们提出了新的亚角秒分辨率近红外偏振成像和毫米干涉数据的拱星盘系统在博克球状体CB 26。这些数据表明存在一个直径大于400天文单位的M > 0.01 M太阳边缘盘，它围绕一颗年轻的~0.35 M太阳恒星作开普勒旋转。从内部200天文单位发射的毫米尘埃具有很高的光学厚度，但外部的部分光学厚度很薄，由小尘埃颗粒组成。内盘中的星子生长既不能确认也不能排除。盘的外部光学薄的部分是强烈翘曲的。我们认为CB 26盘是一个非常年轻的原行星盘，并表明它可以与早期太阳系相媲美。
2001-06-28 astro-ph
Evolution of Magnetic fields in Bok globules?
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的亚毫米波段普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）获得的波长为850 μ m的博克球偏振图，研究了低质量恒星形成早期阶段磁场的影响和结构.我们讨论了以下来源的观测：CB 26-一个小球状体与一个几乎分散的致密核心和一个年轻的和大的星周盘，CB 54-一个大球状体与一个巨大的致密核心和一个深深嵌入的年轻星团，和B335，CB 230，和CB 244-三个附近，相对孤立的小球状体与低质量的原恒星核心。我们发现，在CB 26，B335和CB 230的情况下，强烈对齐的偏振矢量，而在CB 54和CB 244的情况下的矢量方向或多或少随机分布。偏振度，达百分之几，被发现在每个源的中心减少。假设二向色性发射由对齐的非球形晶粒作为极化机制，其中磁场在对齐过程中起作用，我们从所观察到的极化图案中推导出磁场强度和结构。我们比较的磁场拓扑结构的形态和流出方向的小球。在0级源B335、CB 230和CB 244中，磁场的取向几乎垂直于流出方向。相比之下，在更进化的I类源CB 26中，流出轴和磁场方向之间的倾斜度要温和得多（36度）。
2003-06-25 astro-ph
Near Infrared Imaging Survey of Bok Globules: Density Structure
在近红外成像观测的基础上，通过测量色余（E_{H-K}）和J、H、Ks（星数）处的恒星密度，得到了10个博克球状体的视消光（Av）分布。用Bonnor-Ebert球模型分析每个小球的径向柱密度分布。利用我们的10个球状体和文献中的4个球状体的数据，我们研究了球状体在表征Bonnor-Ebert球的xi_max的基础上的稳定性，以及平衡态对引力坍缩的稳定性。我们发现超过一半的无星球状体位于临界态（xi_max = 6.5 +/- 2）附近。因此，我们认为，一个近临界的Bonnor-Ebert球的特点是典型的密度结构的无星球。剩下的无星球状体显示出明显的不稳定状态（xi_max > 10）。由于不稳定的平衡态不会维持很长时间，我们预计这些球状体正在走向引力坍缩，或者它们是由非热支持稳定的。研究还发现，所有的成星球状体都具有xi_max >10的不稳定解，这与它们已经开始引力坍缩的事实相一致。研究了初始条件为近临界Bonnor-Ebert球的坍缩气体球的演化。我们发现，柱密度分布的崩溃球模仿静态Bonnor-Ebert球在不稳定平衡。坍缩的气体球在很长一段时间内类似于边缘不稳定的Bonnor-Ebert球。我们发现，所观测到的无星球状体的xi_max的频率分布与坍缩球的模型计算结果一致。
2005-08-03 astro-ph
Molecular Lines in Bok Globules and Around Herbig Ae/be Stars
这篇论文的目的是作为一个更广泛的分子线调查的一部分，在恒星形成区沿着一个坍缩的云朝着一个年轻的恒星物体的演变轨迹。我们研究了HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，HCN和H $^{13}$ CN的J=1->0跃迁中的7个小暗星云（博克球状体）和8个Herbig Ae/Be星。这些分子的选择是由简单的化学反应和预测的高丰度的反应物，导致它们的形成。观察同位素取代的物质（同位素异构体）H $^{13}$ CO $^{+}$和H $^{13}$ CN，以尽可能确定主要物质的光学厚度。在几乎所有来源中发现了最丰富的同位素异构体（检出率70- 90%）。还搜索了那些显示最强信号的来源中的$^{13}$ C同位素异构体。H $^{13}$ CO $^{+}$存在于一个暗星云中，围绕着三颗赫比格Ae/Be星，而H $^{13}$ CN只围绕着一颗恒星。在观测数据允许的情况下，导出了每个物种的柱密度和物体的物理条件。
1993-11-05 astro-ph
High-resolution observations of water masers in Bok globules
我们展示了Clemens & Barvainis（1988; CB）星表中之前对博克小球进行单盘研究所获得的几个水脉泽探测的1.3厘米甚大阵观测结果。我们报告了CB 3（CB 3-mm）、CB 54（IRAS 07020-1618）、CB 101（IRAS 17503-0833）和CB 232（IRAS 21352+4307）的水脉泽发射，以及对CB 65（IRAS 16277-2332）和CB 205（IRAS 19433+2743）的未探测。这是首次报道的CB星表博克球状体中水脉泽的干涉观测。我们还介绍了对CB 101（IRAS 17503-0833）和CB 65（IRAS 16277-2332）的毫米和厘米谱线的单碟观测。除了CB 101中的IRAS 17503-0833和CB 65中的IRAS 16277-2332外，所有的脉泽发射似乎都与恒星形成区域的双极分子外流有关，我们认为CB 101中的IRAS 17503-0833可能是一颗Mira演化的恒星，而CB 65中的IRAS 16277-2332性质未知。我们利用脉泽发射的精确位置来获得有关脉泽动力源的信息。通过对水脉泽空间运动学分布的分析，确定毫米波源CB 3-mm是最有可能的CB 3脉泽动力源。我们建议近红外源CB 232 YC 1-I作为泵浦CB 232中观察到的脉泽发射的最佳候选者，而在CB 54中，我们建议脉泽…
2006-08-30 astro-ph
A sensitive survey for water maser emission towards Bok globules using the Robledo 70m antenna
我们报告最敏感的水脉泽调查博克球状迄今为止，使用美国宇航局的70米天线在Robledo德Chavela（西班牙）。我们观察了CB目录中的207个位置，这些位置具有更高的年轻恒星的可能性，使用无线电连续辐射（从亚毫米到厘米波长）的存在作为选择标准，分子流出的几何中心，高密度气体示踪剂（NH3或CS）的峰值以及IRAS点源。我们获得了7个脉泽的探测结果，其中6个（CB 34，CB 54，CB 65，CB 101，CB 199和CB 232）是首次报道。我们探测到的大多数水脉泽都可能与年轻恒星天体（YSO）有关，除了CB 101（可能是演化天体）和CB 65（性质不确定）。CB 199中的水脉泽显示其速度质心相对于云速度的相对较高的偏移（~30 km/s），这对于低质量的YSO是不寻常的。我们推测，在这种对象的高速脉泽可能与情节的能量质量损失密切的双星。或者，CB 199中的脉泽可能是由原行星状星云或年轻的行星状星云泵浦的。CB 232是已知与水脉泽发射有关的最小的博克球状体（约0.6 pc），但如果它们与YSO的关系得到证实，它将被CB 65（约0.3 pc）和CB 199（约0.5 pc）取代。我们所有的选择标准有统计上兼容的检测率，除了红外天文台的来源，这往往是一个有点糟糕的预测脉泽发射的存在。
2006-06-07 astro-ph
Spitzer observations of a 24 micron shadow: Bok Globule CB190
本文报道了暗球CB 190（L771）的Spitzer观测结果。我们观察到一个半径为70弧秒的大约24微米的圆形阴影。这个阴影的消光轮廓与球状体外缘的2 MASS光度测量得出的轮廓相匹配，在中心达到最大值约32个视觉星等。CB 190的质量约为10 Msun。我们在以阴影为中心的10弧分× 10弧分区域上的~（12）CO和~（13）CO J = 2-1数据显示温度约为10 K。热连续性表明尘埃的温度相似。分子数据也显示了尘埃颗粒冻结的证据。我们估计距离CB 190的400 pc使用与球状体相关的恒星的光谱视差。Bonnor-Ebert拟合密度分布，结合该距离，得出xi_max = 7.2，表明CB 190可能不稳定。最佳拟合Bonnor-Ebert模型的高温（56 K）与CO和热连续数据相矛盾，导致得出的结论是，热压力不足以防止自由落体崩溃。我们还发现云内的湍流不足以支持它，但如果磁场处于暗球的平均水平，云可能受到磁场的支持。由于磁场最终将通过双极扩散泄漏，因此很可能CB 190正在塌陷或处于后期塌陷前阶段。
2007-05-15 astro-ph
High-Resolution NIR Observations of the Circumstellar Disk System in the Bok Globule CB 26
我们报告的结果，近红外和光学观测的毫米盘嵌入博克球CB 26（Launhardt & Sargent 2001）。近红外图像显示了一个双极反射星云，其中心消光带与毫米盘重合。这个对象的成像偏振测量产生了一个偏振模式，这是典型的年轻恒星的对象所包围的一个大的拱星盘和信封，看到几乎edgeon. The强线性偏振在双极叶是由单散射尘埃颗粒，并允许定位照明源，这与毫米盘的中心重合。嵌入CB 26中的YSO的光谱能量分布类似于光度为0.5L太阳的I类源，利用主序前演化轨迹和由盘自转曲线推断的恒星质量，我们得到系统的年龄小于10^6年。H_alpha和[SII]窄带成像以及光谱学显示，CB 26 YSO 1西北方向6.15弧分的赫比格-哈罗天体与双极星云的对称轴完美对齐。这个赫比格-哈罗天体（HH 494）显示了CB 26 YSO 1中正在进行的吸积和外流活动。其激发特征表明，赫比格-哈罗流传播到一个低密度的环境。我们认为CB 26 YSO 1代表了在未受干扰的环境中金牛座T星周围嵌入的原恒星吸积盘和更演化的原行星盘之间的过渡阶段。
2004-08-25 astro-ph
A Near-Infrared Imaging Survey of Coalsack Globule 2
我们描述了一个近红外成像调查球2的煤袋。这个博克球状体是南半球分子云密度最高的区域，也是这个复合体中最有可能存在年轻恒星的地方。当K < 14.0，H < 14.5，J < 15.5时，观测是完整的，比以前对这个球状体的观测要敏感几个星等。从大量的背景恒星，我们得到了一个准确的近红外消光定律的云。我们的结果，E_{J-H} / E_{H-K} = 2.08 \pm 0.03，比其他南部云的结果明显更陡。我们利用J-H/H-K色图识别了该区域两颗K < 14.0的潜在年轻星。我们应用H-波段恒星计数来获得煤袋球2的密度分布，并使用多方模型来描述这个小的云的内部结构。当气体温度T \sim 15 K时，这个小球是中等不稳定的.
2002-07-03 astro-ph
The Spectacular BHR 71 Outflow
BHR 71是一个位于~200 pc的孤立的博克球，它具有高度准直的双极流出。外流是由一个非常年轻的0级原恒星驱动的，光度约为9 L_sun。这是一个非常小的数字，显示了一些分子物种，特别是SiO和CH 3OH，由于周围介质的冲击处理的丰度增加。本文讨论了液滴和外流的性质。
2001-07-24 astro-ph
Discovery of [FeII]- and H2-emission from protostellar jets in the CB3 and CB230 globules
四个博克球在近红外线，通过窄带滤波器，集中在1.644微米线的[Fe II]，在2.122微米的H2线，和相邻的连续研究。我们报告的发现[FeII]和H2原恒星喷流和结的球状体CB 3和CB 230。CB 230中的[Fe II]-喷流由连续细长的发射特征定义，叠加在其上可以看到两个结;较亮的一个位于喷流的尖端。喷流的方向与大尺度CO外流的方向相同，并从嵌入年轻恒星物体的星云中出现。与此射流相关的H2排放比[Fe II]排放更微弱和更宽，并且可能来自射流通道的壁。在CB 3四个H2排放结被发现，所有对蓝移瓣的大规模外流。结的位置和蓝移的SiO（5-4）发射之间有很好的对应关系，证实SiO发射很好地跟踪了喷流。在另外两个目标CB 188和CB 205中没有发现线发射，尽管在CB 205中微弱的线发射可能隐藏在IRAS位置附近的弥漫星云中。在这个位置附近，发现了一小群（> 10）恒星，嵌入星云中。一个弥漫的喷流状功能附近的这一组，以前在文献中报道，已被分解成单个恒星。
2004-03-12 astro-ph
Star formation in globules in IC1396
我们使用新的深近红外和光学图像对IC 1396区域进行了大规模研究，并辅以2 MASS数据。对IC 1396中的10个球状体，我们测定了（H-K，J-H）色-色图，确定了年轻的恒星星族。其中五个球状体含有丰富的红色物体，其中大多数可能是年轻的恒星物体。两个新的HH天体（HH 865和HH 864）可以通过[SII]发射来识别，其中一个是秒差距尺度的流。使用基于2 MASS数据的恒星计数，我们创建了整个区域的灭绝图。这张地图被用来识别25个球状体并估计它们的质量。球状体的质量随着与O6.5V恒星HD206267的距离的增加而显著增加。我们解释了这种相关性的增强辐射压力接近这颗恒星，导致附近的云蒸发，因此更小的球质量。我们看到的证据表明，来自HD 206267的辐射对这些球状体中的恒星形成活动有重大影响。
2004-11-25 astro-ph
Discovery of a Dusty Ring in the Coalsack: A Dense Core Caught in the Act of Formation?
我们提出了一个新的红外消光研究球2，最不透明的分子云核心的煤袋复杂。使用ESO NTT获得的深度近红外成像观测，我们能够比以前更详细地检查小球的结构。我们发现这个球状体最突出的结构特征是一个强大的尘埃柱密度的中心环，这是不明显的，在较低分辨率的研究这个云。这个环代表了一个高密度和高压力的区域，可能是一个瞬态结构。对于球形云的几何形状来说，环对应于一个致密的高压内壳，它不可能与周围环境保持动力学平衡，因为在云的中心区域似乎没有压力源可以支撑壳抵抗重力并防止其向内坍缩。环向内坍缩的时间尺度将小于2 × 10^5年，这表明这个球状体处于演化的极早期阶段，可能正处于形成中心凝聚的致密核心或博克球状体的过程中。在其中心区域之外，球状体显示出良好的密度分布，其形状非常类似于稳定的Bonnor-Ebert球体。使用SEST，我们还获得了朝向云中心的C18 O光谱。CO的观测表明，球状体是一个受引力束缚的物体。CO线剖面的分析揭示了显着的非热气体运动可能是由于湍流。作为一个整体，球状体可能会演变成一个准静态的全球性的动态平衡状态，其中热和湍流压力平衡重力。
2004-04-02 astro-ph
Sequential star formation in a cometary globule (BRC37) of IC1396
我们已经进行了近红外/光学观测，以检查恒星形成朝向明亮的边缘彗星球状体（BRC 37）面对的HII区（IC 1396）的激发星（S）包含IRAS源，这被认为是一个中等质量的原恒星。利用无狭缝光谱技术，我们在球状体周围探测到了10颗H_α发射星，其中6颗位于球状体的尖端，并与激发星的方向成一直线。有证据表明，这种排列最初是朝向一颗O9.5恒星，但在形成时已经演变为朝向一颗更年轻的O 6恒星。近红外和光学测光表明，这六颗恒星中有四颗是低质量的年轻恒星天体（YSO），质量约为0.4 M_sun。它们的估计年龄约为100万年，这表明它们在IRAS源形成之前就形成了。因此，由于激发星的紫外线影响，很可能连续的恒星形成一直沿着从激发星到IRAS源的方向发生。有趣的是，一个微弱的H_α发射星，这是最接近的激发星，似乎是一个年轻的褐矮星，形成之前的紫外线的影响，在其他YSO的形成在尖端。
2008-05-16 astro-ph
The Formation of Globules in Planetary Nebulae
我们讨论了行星状星云中球状体的形成，这些球状体以在赫布里底星云中观察到的球状体为代表。我们表明，球的属性，它们的数量，质量，分离，和整体几何形状强烈支持的情况下，球是由碎片的后掠壳形成的，而不是模型中的结形成在AGB风。我们表明，RT或其他不稳定性，导致在星云中形成的快速风或电离锋的壳的分解，可以产生阵列的球状体的整体几何形状和观察到的质量范围内。我们还表明，存在的磁场的拱星气体可能在控制碎裂过程中发挥了重要作用。使用在前体AGB信封中测量的场强，我们发现，靠近中心恒星的领域是相对较强的，不稳定的MRT模式的波长大于壳的尺寸，和壳的碎片被抑制。最不稳定的MRT模式的波长随着与恒星距离的增加而减小，当它变得与壳层厚度相当时，它会导致加速壳层的突然快速分裂。对于典型的星云参数，该模型产生了许多碎片，其质量尺度和分离尺度与观察到的相似。我们的结果提供了PN成形的全球模型（其中壳层通过风和电离锋形成）与星云中小尺度结构的形成之间的联系。
2006-05-11 astro-ph
X-ray Study of Triggered Star Formation and Protostars in IC 1396N
钱德拉X射线天文台上的ACIS探测器观测到了位于附近的大的HII区IC 1396内的IC 1396 N彗星状球状体。我们探测到117个X射线源，其中约50-60个可能是年轻的疏散星团Trumpler~37的成员，分散在整个HII区域，25个与球状体内形成的年轻恒星有关。Spitzer/2 MASS测光显示X射线星群非常年轻：3颗较老的III类星，16颗经典金牛座T星，6颗原恒星，包括一个0/I类系统。我们推断，金牛座T在球状体中的总人口约为30颗恒星，包括未检测到的人口，恒星形成效率为1- 4%。在IC 1396 N的X射线群中发现了一个具有朝向激发星的年龄梯度的拉长的源空间分布，支持了在其他彗星球状体中的类似发现。的几何和年龄分布是一致的RDI模型触发恒星形成的CG HII区的冲击。激波阵面进入球状体的速度约为0.6km/s。球状体中大量的X射线发光的原恒星表明，I/0类恒星与II/III类恒星的比例异常高，或者是一个非标准的IMF通过触发过程有利于更高质量的恒星。钱德拉源与发光的0/I类原恒星IRAS 21391+5802有关，是在X射线波段探测到的最年轻的恒星之一。我们还建立了第一次，X射线吸收的原恒星来自当地的下降信封，而不是周围的分子云材料。
2006-09-14 astro-ph
Carina's Defiant Finger: HST Observations of a Photoevaporating Globule in NGC3372
我们目前的HST/WFPC 2图像的一个突出的外部电离的分子球在船底座星云（NGC 3372），补充地面红外图像和可见光波长光谱。这个分子球的形状类似于人手，伸出的手指指向其可能的电离辐射源。球状体的主要电离源是WNL恒星WR 25（HD 93162）或O 4 If型恒星Tr 16 -244，或者两者都有。我们估计球状体主要蒸发表面的质量损失率约为2 e-5 Msun/yr，这表明其剩余寿命为10^5.3 ~ 10^6年。我们发现，超过6 Msun的整个球的总质量，与以前的估计。通过小球的氢柱密度是10^22/cm 2的几倍。虽然在近红外连续影像中，在球状体的边界内可以看到一些变红的恒星，但这些可能是背景恒星。例如，在K=17的极限星等下，我们在手指的顶端没有检测到变红的恒星。然而，考虑到球的物理性质和前进的电离前沿，未来的恒星形成似乎是在手指球，由辐射驱动的内爆诱导。
2004-04-26 astro-ph
Young Stars and Outflows in the globule IC1396W
我们在以分子氢1-0 S（1）线为中心的窄带滤光片和J，H，K'宽带滤光片中观察到了IC 1396 W球。三个分子氢流出可以通过H2的排放来识别。流的投影轴彼此平行。通过近红外图像和IRAS/ISOPHOT数据，我们可以确定所有流出的驱动源，可能的0级源IRAS 21246 +5743和两个红色物体（1/2级）。近红外测光揭示了球体中嵌入的年轻恒星群，与远红外发射相一致。其他的年轻恒星或多或少地聚集在几个小的群体中，这表明恒星的形成在这样小的球状体中同时发生在不同的位置。
2003-05-20 astro-ph
Star Formation from Galaxies to Globules
恒星形成的经验法则表明，银河系规模的引力参与，但他们没有确定在最后阶段的集群的实际触发机制。许多其他的触发过程也满足经验定律，包括湍流压缩和膨胀壳的坍塌。气体和相关的年轻恒星的自相似性质表明湍流更直接地参与其中，但是大多数嵌入式星团周围的小尺度气体形态看起来不像是随机的湍流。大多数星团看起来是由附近的其他恒星触发的。如此突出的局部影响使得我们很难理解肯尼库特定律和施密特定律在星系尺度上的普适性。多尺度恒星形成的统一观点避免了大多数这些问题。周围的自引力产生螺旋臂，并驱动大部分湍流，导致自相似结构，而来自现有星团和场超新星的局部能量输入则在先前存在的云中触发新的星团。气体中由湍流形成的分级结构确保了触发时间与大小成比例，从而在很宽的尺度范围内给出了施密特定律，并为年轻的恒星场提供了大小-持续时间相关性。恒星形成的效率取决于气体在临界密度10^5 m（H2）/cc以上的比例。由于星际介质的分形性质，恒星的形成是饱和的。
2002-07-04 astro-ph
Protostars, Dust Globules, and a Herbig-Haro Object in the LMC Superbubble N51D
利用斯皮策太空望远镜和哈勃太空望远镜对N51 D超气泡的观测，我们在尘埃球中发现了三个年轻的恒星天体（YSO），并首次在银河系外发现了赫比格-哈罗天体。这些YSO的光谱能量分布表明年轻的大质量恒星与磁盘，信封，和外流腔。星际条件被用来评估恒星的形成是自发的还是由外部压力引起的。
2005-11-18 astro-ph
Shocked similarity collapses and flows in star formation processes
我们提出了年轻天体（YSO）某些动力学演化阶段的自相似激波流模型、OB星周围H { \sevenrm II}区的“香槟流”模型和行星状星云（PNe）的形成模型。我们分析了球对称的等温流体，并构造了具有以下特征的相似激波流解族：1。具有有限中心密度的核心膨胀或具有密度标度$\propto r^{-3/2}$的恒定速率的核心吸积; 2.以恒定速度向外移动的激波; 3.一种在大$r$下接近恒定速度的震前气体，其密度标度为$\propto r^{-2}$。除了测试数值代码，我们的模型可以容纳不同的冲击流或没有核心崩溃或流出和信封膨胀或收缩。作为一个应用，我们介绍了我们的模型分析的观测博克球B335。
2004-07-16 astro-ph
Properties of protostars in the Elephant Trunk globule IC 1396A
在斯皮策太空望远镜早期对亮边球状体IC 1396 A的观测中发现了极红的天体，并根据它们的中红外颜色在光度学上被归类为I类原恒星II类T金牛星，它们在5.5至38微米（IRS）、22 GHz水脉泽频率（GBT）和光学（Palomar）光谱上被观测到。被确定为I类的源被确认为由致密包层的吸积光度占主导地位的物体，吸积率为1 e-5至1 e-6 Msun/yr。冰/硅酸盐的吸收率在信封是异常低的IC 1396 A原恒星，相比那些在附近的恒星形成区域，这表明信封化学被改变的辐射场或球压力。在IC 1396 A中只探测到一个22 GHz的水脉泽，它的红外对应物的光度<0.1 Lsun，这是第一个来自这样一个低光度天体的水脉泽。光度分类为II类的天体被确认为经典的金牛座T星，具有温暖，明亮的圆盘。盘的性质随源的光度而显著变化：低质量（G-K）恒星由于无定形硅酸盐而具有突出的9-11微米发射特征，而高质量（A-F）恒星则具有较弱的特征，需要大量的结晶硅酸盐。I类源的分布集中在分子球内，而II类源则更广泛地分散。结合光谱结果，这表明恒星形成有两个阶段，第一阶段（400万年前）导致广泛分布的II类源和IC 1396的中央O星，第二阶段（<100万年前）发生在球状体内。
2008-08-22 astro-ph
The Photoionization of a Star-Forming Core in the Trifid Nebula
我们利用IRAM~ 30 m望远镜、VLA厘米阵和红外空间天文台（ISO）对三叉星云中的镶边球状体TC 2进行了多波长的综合研究。TC 2是极少数在被光蒸发时表现出活跃的恒星形成迹象的球状体之一。运动学的研究表明，TC 2目前正在经历由电离场驱动的内爆。表征了分子核、光子主导区和电离前沿的物理结构。PDR的性质与最近的一些PDR模型吻合得很好。分子发射表明恒星的形成过程可能在几百万年前开始，在导致星云形成的大爆发中。光电离对恒星形成过程的影响似乎有限。
2002-08-06 astro-ph
Cometary molecular clouds around RNO6. On-going star formation near the double cluster h and chi Persei
我们提出了RNO 6周围的恒星形成云的分子线观测以及附近新发现的分子云，我们命名为RNO 6 NW。这两个云在彗星结构和整体运动学上显示出惊人的相似之处。通过使用13 CO线观测，我们估计这些云具有相似的大小（~4.5 pc）和质量（~200太阳质量）。分子云RNO 6和RNO 6 NW在恒星形成中都很活跃。从新的高分辨率近红外窄带图像，我们确认，RNO 6主机嵌入式红外集群，其中包括赫比格是明星。一个明显的H2细丝被发现描绘出球状体的致密彗星状头部。RNO 6 NW至少有两个红外辐射源和一个长度约为0.9秒差距、质量约为0.5太阳质量的双极分子外流。我们发现，这两个云的彗星状结构已被创建的紫外线辐射从众多的OB星位于~1.5度以北。这类OB星与英仙座h星团和英仙座chi星团有关，可能是PerOB 1星协的成员。因此，这些星云内的恒星形成很可能是由辐射驱动内爆（RDI）机制触发的。通过与RDI理论模型的比较，我们发现如果两个云都处于再膨胀阶段，那么它们相似的运动学和形态学就得到了很好的解释。触发的连续恒星形成也解释了观测到的RNO 6云内近红外星团成员的空间分布，以及H2灯丝的形态。我们的结论是，RNO 6和RNO 6 NW云是高质量的对应物的彗星球状体的较小的质量，已研究到现在为止。因此，我们的观测表明，RDI机制不仅可以产生小球状体中的低质量恒星，而且可以产生大质量云中的中等质…
2001-10-31 astro-ph
The Stellar Population And Origin Of The Mysterious High-Latitude Star Forming Cloud CG 12
钱德拉X射线天文台上的ACIS探测器观测到了神秘的高银河纬度彗星状球状体CG 12。我们探测到128个X射线源，其中一半可能是在球状体头部形成的年轻恒星。这个新的超过50颗T-金牛星和一颗新嵌入的原恒星的数量远远大于先前报道的少数中等质量和两颗原恒星成员。大多数新发现的恒星质量为0.2 - 0.7Mo，9 - 15%的恒星具有来自内部原行星盘的K带超带。X射线特性提供了一个独立的距离估计，与CG 12在银河平面上方> 200 pc的不寻常位置相一致。CG12的恒星形成效率似乎为15 - 35%，远高于其他触发分子球。金牛座T星群的平均光度年龄约为400万年，其中大部分星群分布在1 - 2000万年之间，分子核心中的恒星正在形成。恒星的年龄和空间分布是不一致的一个简单的辐射驱动内爆（RDI）模型，并建议要么CG12是一个巨大的冲击球，或者它已经受到几个不同的事件的触发和消融。我们报告了一组先前未被注意的B型恒星，它们位于CG12西北部，可能是OB星协的残余物，该星协产生了多颗超新星爆炸，这些爆炸可能在1500 - 3000万年的时间内震动并烧蚀了星云。HD120958（B3e）是这一组中最明亮的成员，目前可能正在推动RDI冲击进入CG12云。
2007-05-09 astro-ph
Star Formation in the Trifid Nebula
我们用IRAM 30 m望远镜和CSO望远镜以及ISO和SPITZER望远镜获得了三叉星云（M20）周围20'× 10'弧分范围内的1.25 mm热尘埃辐射和分子气体辐射图。我们的测量对柱密度低至N（H2）\sim 10^{22} cm-2的特征敏感。云的物质分布在破碎的致密气体细丝中（n（H2）\sim 1000 cm-3），其尺寸范围为1至10 pc。一个巨大的丝状体WF，具有典型的红外暗星云的特性，连接着M20和W28超新星遗迹。这些丝状体在三叉戟形成之前就存在了，最初是自引力的。产生的碎片质量非常大（100 Msun或更大），是在HII区域边界观察到的彗星状球状体的祖先。我们可以识别出33个核心，其中16个正在形成恒星。它们通常不受引力束缚，质量很低，只有几个Msun。致密的无星核（几个10^5 cm-3）可能是下一代恒星的所在地。彗星状球状体的气体和尘埃的物理性质已经被详细研究，并发现非常相似。它们都在形成恒星。在彗星球状体和深埋的核心中发现了几颗中等质量的原恒星。在撞击的大质量核TC 3-TC 4-TC 5中发现了成团的证据。M20是一个很好的例子，在一个动荡的，不稳定的分子云中，有一颗恒星正在形成。光电离似乎在核心的形成中起次要作用。观察到的碎裂可以用MHD驱动的不稳定性很好地解释，并且通常与M20无关。我们认为，附近的超新星遗迹W28可能引发了原恒星团在附近的致密核…
2008-09-11 astro-ph
Low Mass Star Formation in the Gum Nebula: The CG~30/31/38 complex
本文给出了彗星球状体（CG）30/31/38复合体中K-M光谱型低质量主序前（PMS）星的测光和分光结果。我们通过多波长测光获得了被选为可能的PMS星的目标的多目标高分辨率光谱。我们确定了11颗亮于V = 16.5的PMS星，年龄<500万年，距离约为200 pc。PMS星、CG云和电离源（O星和超新星遗迹）的空间分布表明，这一区域可能是恒星形成的触发源。我们确认青年的光度选择PMS星使用锂丰度。低质量PMS星的径向速度与彗星球状体的径向速度一致。大多数PMS星都有弱的H α辐射，W（H α）< 10 A. 11颗PMS星中只有1颗显示出中等的近红外过量，这表明在这种恒星形成环境中，星周盘的生存时间很短（t <500万年）。此外，我们还发现了5颗与CG 30/31/38复合体没有明显关系的晚型星和1颗Ae星。我们还讨论了在CG 30/31/38区域的恒星形成历史的一个可能的方案。
2005-02-15 astro-ph
The structure of the cometary globule CG 12: a high latitude star forming region
用射电分子谱线观测方法研究了高银纬球状彗星12（CG 12）的结构。给出了C_（18）O（1-0）、C_（18）O（2-1）和示踪高密度气体的分子CS（3-2）、DCO ~+（2-1）和H_（13）CO ~+（1-0）的详细的高信噪比图。C_（18）O谱线呈南北长约10'的带状分布，有两个强峰，CG_（12）N（orth）和CG_（12）S（outh）。在CG 12 S中，高密度示踪剂描绘了一个致密的岩心，DCO+岩心，它与C18 O最大值偏移15”。观测到的强烈的C18 O发射跟踪DCO+核心或单独的，相邻的云组件的表面。高密度示踪剂在CG 12 N中的发射较弱，特别是H 13 CO+、DCO+和N2 H+线相对于C 18 O线的速度偏移为+0.5 km/s。证据表明，分子气体是高度枯竭。所观察到的强C18 O排放到CG 12 N起源于这个耗尽云组件的信封或在同一视线中看到的一个单独的实体。使用正矩阵因子化PMF分析CG 12中的C18 O线。分别拟合到C18 O（1-0）和（2-1）跃迁的各个PMF因子的形状和空间分布是一致的。结果表明，云中存在复杂的速度和线激励结构。除了单独的云速度分量的C18 O线的形状和强度的影响所造成的激发温度的变化，例如，分子外流或分子耗尽。假设距离为630 pc，CG 12致密头的大小为1.1 pc乘1.8 pc，C18 O的质量大于100 Msu…
2006-09-29 astro-ph
A 12CO, 13CO, and C18O Survey of Infrared Dark Clouds
银河系红外背景下的红色暗云（IRDC）是一种消光特征，主要在中红外波段。最近，它们被认为是大质量恒星形成的潜在场所。在这项工作中，我们对61个IRDC进行了12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）调查，其中52个位于银河系第一象限，从Simon等人（2006）给出的目录中选择，而其他人则位于银河系外，通过目视检查MSX图像来选择。三条CO线的检出率分别为90%、71%和62%。IRDCs在银河系第一象限的分布与5 kpc分子环图像一致，但也可以注意到轻微的螺旋图案痕迹，这需要进一步研究。IRDC的典型激发温度为10 K，典型柱密度为几十^{22} cm^{-2}。它们的典型物理尺寸估计为几个PC，使用Simon目录中的角尺寸。典型体积密度和典型LTE质量分别为~5000 cm^{-3}和~5000 M_{sun}。IRDC处于或接近维里平衡。IRDC的性质类似于恒星形成分子团，它们似乎介于巨分子云和博克球之间，因此它们可能代表了大质量恒星形成的早期阶段。
2008-07-15 astro-ph
Observations and Theory of Dynamical Triggers for Star Formation
综述了恒星形成的触发机制，包括云和球状体的直接压缩、HII区和超新星边缘分子云的压缩和坍缩、星系盘中巨环和巨壳的膨胀和坍缩以及两个云之间的碰撞和坍缩。给出了坍塌判据。一个全面的区域，这四种类型的触发已被发现的表格表明，动力学过程维持和放大的所有恒星形成，自发地开始在正常的星系盘的高比例。
1997-12-31 astro-ph
Gravitational Collapse and Star Formation in Logotropic and Non-Isothermal Spheres
我们提出了半解析的相似性解决方案，由内而外，膨胀波崩溃的初始维里化气体云与非等温状态方程。本文给出了负折射率多面体族的结果，但我们特别着重于所谓的同形异义体P/P_c=1+A ln（rho/rho_c）。本理论的形式和解释是舒（1977）自引力等温球吸积标准模型的扩展：坍缩前沿向外移动进入静止的云，后面的气体回落到坍缩的核心或原恒星。下落的物质最终进入自由落体，因此，在小半径，密度分布和速度场具有相同的幂律形式在各向同性和等温球。然而，原恒星上的吸积速率在对数形中并不是常数，而是在膨胀波期间与t^3成比例地增长。因此，低质量恒星的吸积时间较长，而高质量恒星的吸积时间较短，比等温云中预期的要长。这一结果对恒星IMF的形成和起源具有重要意义。我们还发现，在一个崩溃的logotrope下降速度增长更慢，随着时间的推移。这些结果导致老推断的崩溃年龄为0类原恒星一般，特别是博克球B335。
1996-09-11 astro-ph
Protostars in the Elephant Trunk Nebula
光学暗的球状体IC 1396 A在3.6、4.5、5.8、8和24微米的斯皮策图像上显示为红外明亮，并包含一组以前未知的原恒星。24微米的中红外线颜色显示了几颗非常年轻的（I类或0类）原恒星和十几颗II类恒星。其中三个新光源（IC 1396 A：伽马、δ和γ）在大于3微米的波长处发射超过90%的辐射热光度，它们位于球状体边缘电离前沿的约0.02 pc范围内。许多光源的光谱仍在24微米处上升。两颗先前已知的年轻恒星LkHa 349 a和c都被探测到，其中c部分有一个巨大的圆盘，而a部分是裸露的。目前，球状体中大约5%的物质以10^5 ~ 10^6年年龄范围内的原恒星形式存在。这种高恒星形成率可能是由附近O型星的辐射引发的。
2004-06-13 astro-ph
Star clusters and the structure of the ISM. Tunnels and wakes in giant extragalactic HII regions
在最近或正在形成的恒星中发现了几种结构，这表明快速移动的恒星与其环境之间相互作用的重要性。使用流体动力学模拟，我们调查通过星际介质的超音速恒星风源的通道，并显示它是如何自然地导致形成的管道，通道和球沼泽作为接口交叉。结果与30条剑鱼的观测结果非常一致。
1998-06-28 astro-ph
Sequentially Triggered Star Formation in OB Associations
我们讨论了观测证据的顺序和触发恒星形成OB协会。我们首先回顾了恒星形成过程中的天蝎座，半人马座OB协会，最近的OB协会的太阳，最近的几个广泛的研究，使我们能够重建恒星形成的历史，在一个相当详细的方式。然后，我们将观测结果与其他OB协会和最近的模型中获得的快速云和恒星形成的湍流星际介质。我们的结论是，整个OB子群（每个由数千颗恒星组成）的形成需要大规模的触发机制，如来自膨胀风和超新星驱动的超气泡周围的老子群的冲击。其他的触发机制，如辐射驱动的球状体内爆，也在运作，但似乎是次要的过程，只形成小的恒星群，而不是整个OB子群与数千颗恒星。
2006-10-27 astro-ph
Star Formation in Bright Rimmed Clouds. I. Millimeter and Submillimeter Molecular Line Surveys
本文介绍了在FCRAO观测的CO（J=1-0），C18 O（J = 1 - 0），HCO+（J = 1 - 0），H13 CO+（J = 1 -0）和N2 H+（J = 1 - 0）跃迁，以及在HHT观测的CO（J=2-1），HCO+（J=3-2），HCO+（J=4-3），H_（13）CO ~+（J=3-2）和H_（13）CO ~+（J=4-3）分子线跃迁。源列表由Sugitani等人（1991年）编制的这类天体目录中的明亮边缘云组成。我们还提出了三个博克球状体的观测结果与明亮的镶边云进行比较。我们发现，毫米波CO和HCO+辐射的出现是由明亮的边缘云的激波阵面的形态所决定的。HCO+（J=1-0）的排放倾向于跟踪扫气脊和过密区域，这可能是触发崩溃的结果，连续的恒星形成。我们观察到的七个明亮的边缘云中有五个似乎有外流，但是只有一个显示出谱线蓝色不对称的特征，这表明在光学厚的HCO+发射中有坠落。我们还提出的证据表明，在明亮的镶边云附近的冲击波阵面可能会加热核心从外向内，从而冲洗出通常观察到的线下降签名孤立的恒星形成区域。我们发现，这些明亮的镶边云的衍生核心质量类似于其他低和中等质量的恒星形成区域。
2002-06-12 astro-ph
Cool Stars in Hot Places
在过去的三十年里，越来越多的证据表明，恒星和行星形成不是一个孤立的过程，而是受到当前和以前几代恒星的影响。虽然冷星形成于一系列的环境中，从孤立的球状体到丰富的嵌入式星团，但其他恒星对冷星和行星形成的影响可能在嵌入式星团中最为显著，在嵌入式星团中，数百至数千颗冷星形成于OB星附近。在冷星14会议上，召开了一次分裂会议，讨论环境在冷星和行星系统形成中的作用;重点是在富星团中发现的“热”环境。我们在此回顾会上提出的基本结果、想法和问题。我们把这篇文章整理成五个基本问题：冷恒星形成的典型环境是什么，热恒星在冷恒星形成中扮演什么角色，环境在行星形成中扮演什么角色，热星风和超新星扮演什么角色，太阳的形成环境是什么？目的是审查在处理每一问题方面取得的进展，并强调意见一致和有争议的领域。
2007-04-08 astro-ph
Rotating molecular outflows: the young T Tauri star in CB26
盘-外流连接被认为在从形成中的原恒星中提取多余的角动量方面起着关键作用。虽然在少数天体中观察到了喷流旋转，但迄今为止还没有明确报道分子流出的旋转。我们报告了在孤立的博克球状体CB 26中对金牛座T星盘系统边缘进行的新的毫米干涉观测。这些观测的目的是研究这个100万年前的低质量年轻恒星天体的盘流出关系。用IRAM PdBI阵列在两种配置下观测1.3mm处的~（12）CO（2-1），得到分辨率为1.5角秒的谱线图。我们使用一个经验参数化的稳态外流模型，结合二维线辐射转移计算和参数空间中的卡方最小化来导出最佳拟合模型并约束外流参数。数据揭示了一个以前未发现的准直双极分子流出的总长度~2000 AU，逃逸垂直于平面的磁盘。我们发现奇特的运动学签名，这表明外流是旋转与磁盘相同的方向。然而，我们不能最终排除射流进动或两个错位的流动作为所观察到的奇特的速度场的可能来源。有间接的迹象表明，嵌入的驱动源是一个双星系统，这与源的年轻，可以提供观察到的外流的运动学特征的线索。CB 26是迄今为止研究分子外流旋转的最有希望的源。假设外流是旋转的，我们计算和比较质量，质量通量，角动量，和角动量通量的磁盘和外流，并得出磁盘分散的时间尺度为0.5…100万年，相当于系统的年龄。
2008-11-24 astro-ph
Dynamical and Pressure Structures in Winds with Multiple Embedded Evaporating Clumps I. 2D Numerical Simulations
由于它在恒星形成和星系形成的反馈中的关键作用，我们研究了流与离散质量注入源的相互作用的性质。我们展示了二维数值模拟的结果，在其中我们探索了一系列的配置的质量源和研究它们的邻近下游流的影响。质量源有效地充当单个质量注入源，如果它们如此靠近在一起，使得它们的组合质量注入速率的比率与进入它们占据的体积的入射流的质量通量相当或超过。这些模拟与许多扩散源有关，例如行星状星云和星暴超级风，其中全球流动与从冷致密气体球表面蒸发或烧蚀的材料相互作用。
2005-06-15 astro-ph
From Dusty Filaments to Cores to Stars: An Infrared Extinction Study of Lupus 3
我们提出了深近红外观测的致密区域的狼疮3与ESO的NTT和VLT。使用NICE方法，我们构建了云的尘埃消光图，它揭示了嵌入的小球，致密的灯丝和致密的环状结构。我们推导出整个云和其中的单个结构的尘埃柱密度和质量。我们构建径向消光配置文件的嵌入式小球，并找到一系列的轮廓形状从相对较浅的配置文件的核心与低峰值折射率，相对陡峭的配置文件的核心与高消光。总的来说，这些配置文件是类似的压力截断等温球不同的中心到边缘的密度对比度。我们应用Bonnor-Ebert分析，以定量的方式比较嵌入式核心的密度分布，并推导出物理参数，如温度，中心密度，和外部压力。我们研究了核心的稳定性，发现两个核心可能是稳定的，两个可能是不稳定的。其中一个核心是已知的窝藏一个活跃的原恒星。最后，我们讨论了一个新兴的集群在狼疮3和我们的灭绝图中确定的环结构之间的关系。假设这个环是星团最初形成时的核心的残余部分，我们估计这个小星团的恒星形成效率约为30%。我们对狼疮3的观测表明，致密核心的结构与其恒星形成活动状态之间存在密切联系。密集的核心被发现跨越整个范围的演变，从一个稳定的，无恒星的核心适度的中心浓度，到一个不稳定的，恒星形成的核心是高度集中的，到一个显着中断的核心，一群年轻的恒星正在出现。
2005-04-21 astro-ph
Searching for signs of triggered star formation toward IC 1848
我们对与HII区域IC 1848相关的三个亮边云SFO 11，SFO 11NE和SFO 11 E进行了深入研究，使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）和北欧光学望远镜（NOT）进行的观测，以及IRAS，2 MASS和NVSS的档案数据。我们表明，云的整体形态与为预测彗星球状体演化而开发的辐射驱动内爆（RDI）模型相当一致。有证据表明，从每个云的表面的光蒸发流，并根据云的形态和压力平衡，这是可能的，D-临界电离前沿传播到分子气体。负责电离云表面的主要O星是06 V星HD 17505。每个云都与最近或正在进行的恒星形成有关：我们已经检测到8个亚毫米的核心，这些核心具有原恒星核心的标志，并从2 MASS数据中识别出YSO候选者。我们推断云的过去和未来的演变，并通过一个简单的压力为基础的论点，紫外线照射可能引起了在SFO 11和SFO 11 E的头部发现的致密分子核心的崩溃。
2003-11-03 astro-ph
