An Extinction Threshold for Protostellar Cores in Ophiuchus
我们在JCMT上使用SCUBA观测到蛇夫座恒星形成云的4平方度范围内λ = 850微米的连续辐射，产生了比以前蛇夫座巡天大20倍的亚毫米连续辐射图。我们的灵敏度为40 mJ/束，比早期的地图灵敏度低2倍。使用自动识别算法，我们检测到100个候选对象。在以前地图的边界之外只发现了两个新物体，尽管调查的区域要大得多。我们比较了亚毫米连续图的视觉消光图整个蛇夫座云使用2 MASS和R-波段数据的组合。亚毫米物体的总质量约为50兆太阳，而根据灭绝估计的观测到的云质量约为2000兆太阳。亚毫米物体仅占云质量的2.5%。在探测到的亚毫米物体的位置与高度视消光之间可以看出明显的联系，没有探测到A_V<7等的物体。利用消光图，我们估算了云内的压力，从低密度区域的P/k ~ 2 × 10^5 cm^-3 K到云中心的P/k ~ 2 × 10^6 cm^-3 K。考虑到我们的灵敏度，冷（T_d ~ 15 K）块支持的热压，如果他们存在，应该已经检测到整个地图的大部分。这样的物体可能不存在于低A_V，因为它们可能仅在A_V > 15时通过某种机制（例如，非热支持的损失）。
2004-06-29 astro-ph
Young, Jupiter-Mass Objects in Ophiuchus
我们已经使用了3.5至8微米的数据从核心到核心（c2d）的遗产调查和我们自己的深IJHKs图像的0.5平方度部分的c2d领域在蛇夫座产生一个样本的候选年轻物体与可能的质量之间的1和10木星质量。在这些物体发射的整个范围内的光度测量的可用性使我们能够区分年轻的，极低质量的候选者和更大质量的前景和背景物体，这意味着我们的调查将比现有的近红外调查具有更少的误报。从红色到中红外的恒星形成云的敏感清单将使我们能够将这些非集群恒星形成区域的IMF限制在远低于氘燃烧极限的范围内。对于通量在2MASS极限和我们的极限之间的巨大差距中的恒星，我们的数据将提供有关光球的信息。我们将使用斯皮策的结果结合目前的磁盘模型，了解年轻的棕矮星周围的拱星盘的存在和性质。
2005-06-03 astro-ph
Multiple protostellar systems. I. A deep near infrared survey of Taurus and Ophiuchus protostellar objects
我们对位于金牛座和蛇夫座云中的63个嵌入式年轻恒星天体（YSO）进行了深红外成像调查，以寻找同伴。样本包括I类和平坦红外光谱原恒星天体。我们发现17颗伴星与15颗角距在0.8-10”（110-1400 AU）的YSO物理结合，并推导出金牛座和蛇夫座嵌入式YSO的伴星比例分别为23+/-9%和29+/-7%。尽管星云的性质不同，特别是星前核心的性质不同，但在两个恒星形成区中，宽伴星的比例（27+/-6%）是相同的。这表明，广泛的多个原恒星系统的频率和属性是不是很敏感的特定的初始条件。将仍然被扩展的包层包围的最年轻的YSO的伴星比例与演化程度更高的YSO的伴星比例进行比较，我们发现了宽多重系统比例可能演化的证据，在大约10^5年的时间尺度上，宽多重系统的比例似乎减少了约2倍。有些相反的模型预测，我们没有发现证据的子集群嵌入源在这个阶段的规模为几个100 AU，可能与形成小N原星团。这种差异的可能解释进行了讨论。
2004-07-23 astro-ph
Comparing Star Formation on Large Scales in the c2d Legacy Clouds: Bolocam 1.1 mm Dust Continuum Surveys of Serpens, Perseus, and Ophiuchus
我们在加州理工学院亚毫米天文台使用Bolocam对附近的三个恒星形成云进行了前所未有的1.1毫米连续测量。到目前为止，我们在毫米或亚毫米波长下绘制了每个云层中最大的区域：7.5平方英尺。在英仙座（纸一），10.8平方米。度在蛇夫座（纸二），和1.5平方米。Serpens的分辨率为31”，分别检测122、44和35个岩心。在这里，我们报告了巨蛇座调查的结果，并比较了三种云。平均测得的角核心的大小和分辨率的依赖关系表明，许多观察到的源是一致的幂律密度分布。云的距离的影响的测试表明，线性分辨率强烈影响测量源的大小和密度，但不影响质量分布的形状。英仙座和蛇夫座的核心质量分布斜率（α =2.1+/-0.1和α =2.1+/-0.3）与最近对恒星IMF的测量一致，而巨蛇座的分布更平坦（α =1.6+/-0.2）。我们还比较了相对质量分布形状的预测从湍流破碎模拟。在这三个星云中，致密的核心占总星云质量的比例不到10%，这与其他低恒星形成效率的测量结果一致。此外，大多数岩芯都是在高柱密度下发现的;超过75%的1.1毫米岩芯与英仙座的Av>8等，巨蛇座的Av> 15等，蛇夫座的Av> 20-23等有关。
2007-05-27 astro-ph
A New Nearby Candidate Star Cluster in Ophiuchus at d = 170 pc
最近发现的距离太阳几百秒差距内的邻近星团和星协，以及嵌入星团和疏散星团的形成速率的数量级差异，表明在离太阳惊人的近距离内可能会发现更多的贫穷恒星群。在这里，我描述了一个新的附近的恒星聚集体发现凭借的平行自行，类似的三角松弛，和一致的颜色星等分布的早期类型的成员。这个年龄为1.2亿年的星系群位于蛇夫座的$d$ $\simeq$ 170 pc处，其中质量最大的成员是4等的后MS B8 II-III恒星$μ$ Oph。由于其不可忽略的消光（$A_V$ $\simeq$ 0.9 mag），该组可能逃过了之前的注意。如果这个星群是以正常的初始质量函数诞生的，并且9个B型和A型系统代表了一个完整的中等质量恒星系统，那么最初的星群可能是$\sim$ 200系统。新星团的年龄和空间运动与昂宿星团、$α$星团和AB Dor移动星群非常相似，这表明这些聚集体可能在$\sim10^8$年前形成于同一个恒星形成复合体。
2006-09-04 astro-ph
Multiple protostellar systems. II. A high resolution near-infrared imaging survey in nearby star-forming regions
我们的项目致力于获得一个强大的视图之间的嵌入式I类和平谱原恒星在附近的分子云的广泛阵列的多重性解开“普遍”从云依赖的过程。我们使用VLT的近红外自适应光学观测，通过H，Ks和L'过滤器，寻找位于4个不同分子云（金牛座-御夫座，蛇夫座，巨蛇座和猎户座的L1641）的45个I类和平谱原恒星的紧密同伴。我们对金牛座和蛇夫座的另外13个天体进行了高分辨率的观测。我们发现在45-1400 AU和14-1400 AU分离范围内的多重性率分别为32+/-6%和47+/-8%。这些比率与先前在金牛座和蛇夫座的金牛座T星中发现的比率非常一致，并且比太阳型场星的多重率高出约1.7倍。我们没有发现非层次的三重系统，也没有任何四重或更高阶的系统。没有发现显着的云与云之间的差异，除了低质量猎户座原恒星的所有伴星都在其主恒星的100 AU范围内发现，而在其他云中发现的伴星跨越了这里探测的整个范围。根据这项调查，我们得出结论，核心碎片总是产生一个高的初始多重率，即使在巨大的分子云，如猎户座云或在集群恒星星族在巨蛇座，在数值模拟的预测相反。在聚集的II类和III类人群中观察到的较低的多重性率可以解释为年轻系统的一组通用属性，以及随后通过与不相关的集群成员密切接触而发生的喷射。
2007-10-03 astro-ph
The initial conditions of star formation VIII: an observational study of the Ophiuchus cloud L1688 and implications for the prestellar core mass function
我们重新分析了在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上使用亚毫米级普通用户测辐射热计阵列（SCUBA）进行的蛇夫座暗云L1688的所有存档观测。这是我们第一次把不同时间从这片云上采集的所有数据放在一起，制作了一张比以前出版的更深的850微米的地图。使用这个新的，更深的地图，我们从数据中提取出前恒星的核心。我们使用更新的值的距离云复杂的，也为内部温度的恒星前的核心，以产生一个更新的核心质量函数（CMF）。这个更新的CMF与以前的结果是一致的，因为他们去了，但我们更深的地图给出了一个改进的完整性限制为0.1 Mo（0.16 Jy），这使我们能够表明，营业额存在于低质量的CMF制度。L1688 CMF与恒星IMF的形式相同，并且可以映射到恒星IMF上，这表明IMF是在星前核心阶段确定的。我们比较了L1688与猎户座恒星形成区，发现L1688 CMF的周转量大约是猎户座CMF周转量的两倍。这表明CMF周转的位置可能是环境的函数。
2008-07-28 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. V. Pre-main-sequence spectroscopic binaries located in Ophiuchus and Scorpius
我们目前的偏振观测的7个前主序（PMS）光谱双星位于rho Oph和上斯科恒星形成区（SFR）。在7660 A处观察到的平均偏振在0.5%和3.5%之间。除去星际偏振的估计值后，所有双星的固有偏振都在0.4%以上。两个双星，NTTS 162814 -2427和NTTS 162819 - 2423 S，呈现出高水平的内在极化，在1.5%和2.1%之间。所有7颗PMS双星都有一个统计上可变或可能可变的偏振。结合这些结果与我们以前的样本位于Tau，Aur和Ori SFR的二进制文件，68%的二进制文件有一个内在的极化0.5%以上，和90%的二进制文件是polarimetrically可变或可能的变量。NTTS 160814 -1857、NTTS 162814 -2427和NTTS 162819 - 2423 S明显是偏振可变的。前两个也表现出相位锁定的变化超过10和40轨道分别。NTTS 160905 -1859示出了未锁相并且仅在短时间间隔内存在的周期性变化。变化的幅度达到百分之零点几。高偏心率系统NTTS 162814 -2427显示单周期变化，与我们以前的数值模拟一致。非周期性事件引入随机噪声，其部分地掩盖了周期性变化，并且阻止Brown，McLean，& Emslie（1978）形式主义找到倾斜的合理估计。
2003-02-24 astro-ph
Infrared Extinction Toward Nearby Star-Forming Regions
我们提出了一个独立的估计的星际消光定律的斯皮策IRAC波段，以及第一次尝试在扩展法律的24微米MIPS波段。这些测量的源数据是对附近五个恒星形成区域的观测：猎户座A云、NGC 2068/71、NGC 2024/23、巨蛇座和蛇夫座。色过量比E（H-Ks）/E（Ks-[lambda]）的恒星没有红外过量尘埃排放的拱星盘/信封测量。对于这五个区域中的四个区域，消光定律在所有波长下都是相似的，并且与先前确定的消光定律系统地不同，该消光定律由IRAC波段导出的漫射ISM主导。这种差异可能是由于在这里观察到的致密分子云的尘埃性质的差异和弥漫ISM。蛇夫座地区的长波消光规律介于其他四个地区和ISM之间。此外，我们使用Spitzer MIPS数据将我们对Serpens和NGC 2068/71的消光定律确定扩展到24微米。我们比较这些结果对几个ISO消光定律的测定，虽然在每种情况下，有假设，使绝对比较不确定。然而，我们的工作证实了一个相对平坦的消光曲线从4 - 8微米比以前假设的标准，所有这些最近的研究指出。24微米处的消光规律与先前的测量和模型一致，尽管存在相对较大的不确定性。
2007-03-29 astro-ph
Constraints on Star Formation from the Close Packing of Protostars in Clusters
蛇夫座中的毫米波连续源（MCS）的相互碰撞率比它们的坍缩率小10到100倍，这表明大多数将在没有进一步相互作用的情况下形成恒星。然而，如果MCS比现在大2.5倍，这一比率在过去将超过1。如此高的先前比率是不可能的，这表明MCS从较小的尺寸以恒定的高密度增长，可能是在湍流冲击之后。邻近约束在大质量星团中甚至更重要，在那里，具有相同或更大空间密度的大质量恒星比蛇夫座MCS的相互作用更强。因此，大质量星系团中MCS的密度对比必须大于蛇夫座星系，否则在原恒星阶段会发生显著的合并，可能形成大质量黑洞。与马赫数的二次幂成比例允许MCS核心独立地崩溃。这些结果表明，致密星团中的恒星通常是在一个动力学时间内通过连续收集和快速坍缩的连续冲击气体形成的。初始恒星质量函数的邻近约束的影响进行了讨论。
2002-10-10 astro-ph
We present combined BIMA interferometer and IRAM 30 m Telescope data of N2H+ 1-0 line emission across the nearby dense, star forming core Ophiuchus A (Oph A) at high linear resolution (e.g., ~1000 AU). Six maxima of integrated line intensity are detected which we designate Oph A-N1 through N6. The N4 and N5 maxima are coincident with the starless continuum objects SM1 and SM2 respectively but the other maxima are not coincident with previously-identified objects. In contrast, relatively little N2H+ 1-0 emission is coincident with the starless object SM2 and the Class 0 protostar VLA 1623. The …
2009-04-21 astro-ph
The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622-2405 and Discovery of A Wide, Low Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623-2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries?
我们用凯克激光导星AO系统拍摄了蛇夫座恒星形成云附近的五个物体。我们将Allers等人（2006）的#11（Oph 16222-2405）和#16（Oph 16233-2402）解析为二元系统。11号天体被解析为一颗243天文单位的双星，这是已知最广泛的甚低质量（VLM）双星。#11的二元性质首先由Allers（2005）发现，在此期间，我们获得了第一个空间分辨的R~2000近红外（J & K）光谱，中红外测光和轨道运动估计。我们估计了11 A和11B的重力（log（g）>3.75）、年龄（5+/-200万年）、光度（log（L/Lsun）=-2.77+/-0.10和-2.96+/-0.10）和温度（Teff=2375+/-175和2175+/-175 K）。我们发现自洽DUSTY演化模型（Chabrier et al. 2000）的质量为17+4-5 MJup和14+6-5 MJup，分别为11 A和11 B。我们的质量高于Jayawardhana和Ivanov（2006 b）先前报道的质量（13-15 MJup和7-8 MJup）。因此，我们发现该系统不太可能是“行星质量双星”（与Luhman et al. 2007一致），但它具有任何已知双星中第二低的质量和最低的结合能。Oph #11和Oph #16属于新发现的宽（>100 AU）、年轻（<1000万年）、质量大致相等的VL…
2007-02-08 astro-ph
Chandra studies of star forming regions
当以足够高的空间分辨率和灵敏度观测时，恒星形成区是异常复杂的X射线源。低质量的原恒星和金牛T星，赫比格Ae/Be星，OB和沃尔夫-拉叶星在$28 \leq \log L_x \leq 34$ erg/s的水平上被看到。经常出现由磁重联耀斑引起的高振幅变率。从过去的恒星形成插曲，超新星遗迹和X射线双星系统可能占主导地位的排放在大尺度上。在天体物理学上，来自恒星X射线的分子物质电离对星周盘演化、双极流喷射和恒星形成有重要影响。我们在这里报告的早期结果，从钱德拉X射线天文台的研究范围广泛的恒星形成区域使用ACIS相机。它们包括附近蛇夫座和英仙座云的部分，猎户座星云团（ONC）和猎户座巨型分子云的其他地方，银河系中心周围的分子云和星团，LMC的剑鱼座30区域，以及原型星暴星系M 82。
2000-12-22 astro-ph
A New, Bright, Short-Period, Emission Line Binary in Ophiuchus
11等的恒星LS IV-08 3之前在亮星巡天中被归类为OB星，或者是热亚矮星。它实际上是一颗双星。我们目前的光谱学，光谱轨道要素，和时间序列测光，从观察基特峰国家天文台2.1米，斯图尔特天文台2.3米，MDM天文台1.3米和2.4米，霍比-埃伯利9.2米，密歇根州立大学0.6米望远镜。恒星表现出不同强度的H和He I吸收线的核心发射。发射也存在于4686埃（He II）和4640/4650埃（N III/C III）附近。从2005年7月到2007年6月收集的时间序列光谱显示了H-alpha线的相干周期性径向速度变化，我们将其解释为周期为0.1952894（10）天的轨道运动。高分辨率光谱显示，有两个发射分量，一个宽的和一个窄的，反相移动，可能会产生一个吸积盘和辐射面的质量施主星。在类似于轨道周期的时间尺度上，也存在不太连贯、低振幅的光度变化。弥漫的星际带显示出相当大的变红，然而这与~100-200 pc的距离是一致的。这颗恒星可能是弱ROSAT X射线源的对应物，其性质与激变变星（CV）双星系统中的吸积一致。我们将LS IV-08 3归类为CV星UX Uma子类的新成员。
2008-01-18 astro-ph
Proper Motions of Pre-Main Sequence Stars in Southern Star-Forming Regions
我们提出的自行测量的前主序（PMS）恒星与南半球的主要恒星形成区域（Chamaeleon，狼疮，上天蝎座蛇夫座，南冕座），位于银河经度范围l = 290 \degr到l = 360 \degr。根据Herbig和Bell星表以及许多新星表，如PDS巡天、Thé等人（1994）的Herbig Ae/Be星星表、X射线巡天、等。测量利用了公共材料（主要是AC 2000和USNO-A2. 0目录）以及用MAMA测量机（巴黎）扫描SERC-J施密特底片和Valinhos CCD子午圈观测（巴西）。我们得到了214颗恒星的自行，精度为5至10质量/年，主要取决于位置源之间的历元差。讨论了样品的主要特性。我们表明，恒星群的系统运动存在，这是不能解释的反射太阳运动。
2000-08-24 astro-ph
Dynamical Mass Estimates for Incomplete Orbits: Young Multiple Stars in Taurus and Ophiuchus
我们提出了最近的测量轨道运动的双星，DF头和ZZ头，并在三重，埃利亚斯12，T头，和V853 OPH。我们用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器和W. M.凯克和双子座北天文台。根据我们的测量和文献中提出的，我们进行初步的轨道分析DF头，ZZ头，埃利亚斯12钠-铌，和T头SA-锑。因为在大多数这些系统的轨道覆盖范围还没有跨越足够的轨道的一部分，我们无法找到明确的轨道解决方案。通过使用蒙特卡罗搜索技术，我们探索了轨道参数空间所允许的当前数据集为每个二进制。我们构造了加权分布的总质量的二进制文件来自一个大样本的可能的轨道，适合的数据。这些质量分布表明，总质量已经得到了很好的定义。使用140 pc的距离，我们计算出DF Tau、ZZ Tau、Elias 12 Na-Nb和T Tau Sa-Sb的总质量估计值分别为0.78（+0.25/-0.15）Msun、0.66（+0.15/-0.11）Msun、1.13（+0.36/-0.09）Msun和4.13（+1.58/-0.97）Msun。对于Elias 12 Na-Nb，其中轨道覆盖范围为~ 164度，我们计算了周期为~ 9-12年的初步轨道解。通过包括早期的月球掩星测量，我们还找到了ZZ Tau的可能轨道解，周期约为32年。通过额外的测量继续绘制轨道，导出的动力学质量将有助于约束前主序星演化的理论轨道。
2006-09-07 astro-ph
The COMPLETE Survey of Star-Forming Regions: Phase I Data
我们提出了一个概述的蛇夫座和英仙座分子云的“第一阶段”的恒星形成区的COMPRESSOR调查的数据。这项调查提供了一系列数据，补充斯皮策遗产计划“从分子核心到行星形成”。“第一阶段包括：使用NICER算法从2 MASS近红外数据得出的消光图;从IRAS 60和100微米发射得出的消光图和温度图;原子气体的HI图;分子气体的12 CO和13 CO图;以及致密核中尘埃发射的亚毫米连续图像。毫不意外的是，该地区的形态出现很大的不同，这取决于所使用的列密度示踪剂，与红外天文台跟踪主要温暖的尘埃和CO偏置的化学，激发和光学深度的影响。列密度分布的直方图，显示消光来自2 MASS/NICER给出了最接近的匹配的对数正态分布的数值模拟预测。本文中提供的所有数据，以及关于其影响的更详细出版物的链接，均可在COMPANY网站上查阅。
2006-02-24 astro-ph
The COMPLETE Survey of Star-Forming Regions on its Second Birthday
在两岁的时候，人类刚刚学会说话，他们以一种公正的方式看待世界。在两岁的时候，恒星形成区的协调分子探针线消光热发射（COMPRESSOR）调查才刚刚开始暗示它将对我们的世界观产生什么影响，而且它也是公正的。包括COMPLEMENTARY在内的协调观测已经向我们表明：1）即使在相对低质量的恒星形成区，由演化恒星的风产生的大（~ 10 pc）尺度气泡也主导着扩展尘埃排放的地图（例如英仙座和蛇夫座）;（2）“巨人”通过将统计工具应用于无偏CO调查，可以很容易地检测到年轻恒星的流出（>1 pc尺度）（例如，我们使用谱关联函数将英仙座已知的外流数量增加了一倍）; 3）投影中看到的许多明显的高柱密度“云”实际上是沿视线的许多速度特征（可能在不同距离）的叠加。即将对这些新观测结果进行的详细分析将量化明显无处不在的球形和准直流出物对分子云的塑造和搅动程度。结合最近的数值模拟结果和对一些年轻恒星的高速测量，COMPRESSOR巡天还提出了关于恒星如何、何时以及如何远离它们的出生地作为时间的函数的问题，并且应该很快回答。
2004-06-01 astro-ph
Interpreting the Mean Surface Density of Companions in Star-Forming Regions
本文研究了恒星形成区伴星平均表面密度随距离（或恒星两点关联函数）变化的解释。首先，我们考虑各种简单的恒星分布（双星，全球密度分布，集群和分形）的函数的形式和调查边界的影响。在此之后，我们研究的依赖关系的分离，在从二进制的过渡到大规模的集群制度发生。Larson（1995）发现，在两种状态下，伴星的平均表面密度遵循不同的幂律分离函数。他用分子云中典型的金斯长度确定了跃迁分离。然而，我们表明，这是有效的，只有在特殊情况下。一般来说，过渡区的距离取决于恒星的体积密度，恒星形成区的深度，恒星分布的体积填充性质，以及双星的参数。此外，过渡分离随时间演变。然后，我们将这些结果应用到金牛座，御夫座，蛇夫座和猎户座梯形恒星形成区。我们发现，虽然在金牛座-御夫座恒星形成区的过渡分离可能表明一个典型的金斯长度，这是不正确的猎户座梯形星团。我们还表明，没有证据表明，在猎户座梯形星团的恒星的子集群或分形结构。这与这样的事实是一致的，即如果这样的结构在恒星形成时就存在，那么由于恒星的速度色散，它将被星团的当前年龄所抹去。[摘要删节]
1998-04-16 astro-ph
The Large and Small Scale Structures of Dust in the Star-Forming Perseus Molecular Cloud
我们提出了一个分析的~3.5平方度的亚毫米连续和灭绝的英仙座分子云的数据。我们确定了58块在亚毫米地图，我们确定了39个结构（“核心”）和11个协会的结构（“超级核心”）的灭绝地图。亚毫米团块和灭绝核心的累积质量分布具有陡峭的斜率（α ~ 2和1.5 - 2），比Salpeter IMF（α = 1.35）更陡，而灭绝超级核心的分布具有较浅的斜率（α ~ 1）。大多数亚毫米团簇都能很好地拟合10 K < T <19 K和5.5 < log_10（P_ext/k）< 6.0的稳定Bonnor-Ebert球。虽然Bonnor-Ebert模型表明，如果它们存在，我们应该能够在较低的柱密度下检测到它们，但这些团块只在最高的柱密度区域（A_V > 5 - 7 mag）被发现。这些观察结果提供了一个更强的情况下，灭绝阈值比在分析中发现的蛇夫座分子云的不太敏感的意见。分析了亚毫米团块与其母灭绝核的关系。亚毫米的团块倾向于偏离较大的灭绝峰，这表明团块是通过外部触发事件形成的，与以前的观察结果一致。
2006-05-03 astro-ph
Interstellar extinction in the direction of the Aquila Rift
利用维尔纽斯测光系统观测到的473颗恒星，研究了天鹰座裂谷方向上的星际消光的距离依赖性。该地区的乌云前缘为225 $\pm$ 55 pc，云系厚度约为80 pc。云中的最大消光A_V接近3.0等，发现了两颗消光较大的恒星，并进行了讨论。由于新的云的距离大于以前接受的距离，云系质量应增加到2.7 × 10^5 M_sun，这接近于由CO速度色散估计的维里质量。另外的论据支持巨蛇座和天蝎座蛇夫座乌云之间的遗传关系。
2003-04-03 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: II. Cep A & NGC 7538
我们报告了NGC 7538和Cep A源的三角函数，分别对应于2.65 [+0.12/-0.11] kpc和0.70 [+0.04/-0.04] kpc的距离。它与NGC 7538的距离远小于它的运动学距离，并将其置于英仙座旋臂中。将距离和自行与观测到的径向速度相结合，给出了恒星形成区的位置和全空间运动。我们发现这些源与银河系圆形轨道有显著的偏差：两个源都显示出与银河系自转相反的大的奇特运动（> 10 km/s），NGC 7538有一个类似的奇特运动朝向银河系中心。
2008-11-05 astro-ph
The distance to the nearest star-forming clouds: MBM12 and MBM20
我们目前的高分辨率光谱（R ~ 49，000）的恒星，视差测量从依巴谷卫星，并沿着视线投影到两个最近的已知恒星形成云太阳：MBM 12和MBM 20。光谱是由位于西班牙Calar Alto的2.2米望远镜上的FOCES Echelle摄谱仪获得的，波长范围被选择为包括5889.950埃和5895.924埃的星际NaI D线。由于恒星的距离在一个范围内，我们使用它们的光谱以及依巴谷的散射来确定分子气体的距离。在云前面的恒星不显示星际NaI D吸收特征，而在云后面的恒星显示星际吸收特征。我们发现，这两个云都比以前估计的要远一些。与MBM 12的距离为58 ± 5 pc < d < 90 ± 12 pc，与MBM 20的距离为112 ± 15 pc < d < 161 ± 21 pc。
2000-04-18 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: IV. G35.20-0.74 and G35.20-1.74
我们报告了高质量恒星形成区G35.20-0.74和G35.20-1.74的三角形视差，分别对应于2.19（+0.24 -0.20）kpc和3.27（+0.56 -0.42）kpc的距离。到两个源的距离接近于它们的近运动学距离，并将它们置于船底座-人马座螺旋臂中。将距离和自行与观测到的径向速度结合起来，给出了恒星形成区的位置和全空间运动。在银河系的标准模型下，G35.20-0.74和G35.20-1.74的运动速度与银河系自转方向相反，分别为~13 km/s和~16 km/s，向银河系北极方向的运动速度为~9 km/s。
2008-11-05 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: V. G23.01-0.41 and G23.44-0.18
我们报告了大质量恒星形成区G23.01-0.41和G23.44-0.18的三角视差，分别对应于4.59 [+0.38/-0.33] kpc和5.88 [+1.37/-0.93] kpc的距离。到G23.01-0.41的距离小于银河系标准模型假设的近运动学距离，也小于通常假设的远运动学距离的一半。这使它位于Crux-Scutum旋臂中，G23.44-0.18的距离接近其近运动学距离，很可能位于银河棒末端附近的Norma旋臂中。将距离和自行与观测到的径向速度相结合，给出了恒星形成区的位置和全空间运动。我们发现这些来源的圆形银河系轨道的大偏差：这两个来源显示出20至30公里/秒的特殊运动，对银河系的旋转和对银河系的中心。这些巨大的奇特运动可能是银河棒引力扰动的结果。
2008-11-05 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: III. G59.7+0.1 and W 51 IRS2
我们报道了G59.7+0.1和W51 IRS 2的三角函数，对应的距离分别为2.16^{+0.10}-0.09} kpc和5.1^{+2.9}-1.4} kpc.它与G59.7+0.1的距离小于它的近运动学距离，位于船底座-人马座和英仙座的旋臂之间，可能位于猎户座（Local）的马刺。到W 51 IRS 2的距离，虽然有很大的不确定性，但接近它的运动学距离，并将其放置在船底座-人马座臂的切点附近。将距离和自行与观测到的径向速度相结合，给出了恒星形成区的完整空间运动。我们发现，这些来源的银河系圆形轨道有5到10公里/秒的适度偏差，既与银河系自转相反，又朝向银河系中心。
2008-11-05 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions II. Hubble 4 and HDE 283572 in Taurus
2004年9月至2005年12月期间，利用甚长基线阵列（VLBA）在6个历元上观测了金牛座T型裸星哈勃4号和金牛座HDE 283572的非热3.6厘米射电连续辐射，连续观测之间的典型间隔为3个月。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，可以非常精确地追踪两颗恒星在天空平面上的轨迹，并将其建模为三角视差和均匀自行的叠加。哈勃4和HDE 283572的最佳拟合距离分别为132.8 +/- 0.5和128.5 +/- 0.6 pc。结合这些结果与其他两个现有的VLBI距离测定金牛座，我们估计的平均距离金牛座协会是137 pc的分散（最有可能反映复杂的深度）约20 pc。
2007-08-31 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions I. The distance to T Tauri with 0.4% accuracy
在这篇文章中，我们提出了一系列的12个3.6厘米无线电连续观测的结果T Tau Sb，著名的年轻恒星对象T Tauri的同伴之一。在2003年9月至2005年7月期间，大约每两个月用甚长基线阵列（VLBA）收集一次数据。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，T Tau Sb的绝对位置可以在12个观测历元中的每一个以通常优于100微弧秒的精度测量。因此，T Tau Sb在天空平面上的轨迹可以被非常精确地追踪，并被建模为源的三角视差和加速自行的叠加。最佳拟合产生到T Tau Sb的距离为147.6 +/- 0.6 pc。观测到的T Tau Sb的位置与最近的红外测量结果非常一致，但似乎比Duchene等人（2006）最近报道的T Tau Sa/T Tau Sb系统的轨道周期更长。
2007-08-15 astro-ph
Spectroscopic studies of star forming regions
本文回顾了Konkoly天文台近二十年来对恒星形成区的研究结果。这些研究涉及确定恒星形成暗云的距离，寻找候选的主序前恒星，以及通过光谱跟踪观测确定候选恒星的质量和年龄。这些结果扩大了我们银河系环境中被充分研究的恒星形成区域的名单。通过这种方式获得的数据可能是有用的，在解决几个悬而未决的问题有关的星系恒星形成过程。
2006-12-14 astro-ph
Distances to Galactic methanol masers
我们提出的第一个EVN视差测量6.7 GHz甲醇脉泽在恒星形成区的银河系。6.7GHz甲醇脉泽跃迁是一种非常有价值的天体测量工具，它具有很高的稳定性和有限的速度扩展，这使得它成为测量自行和弛豫的理想工具。在五个EVN会议期间，每个会议持续24小时，我们在这里提出了其中五个的初步结果，八个研究充分的大质量恒星形成区。我们实现的精度高达51 $μ$作为，这仍然有可能被证明更理想的观测情况。
2008-12-09 astro-ph
