Comparative Chemistry of Diffuse Clouds II: CN, HCN, HNC, CH3CN & N2H+
利用Plateau de Bure干涉仪，我们观测到了CN，HCN和HNC的3 mm吸收线，这些吸收线来自于我们研究得很好的河外致密毫米波连续源样品所在的一些漫射云。这些物质的柱密度都相差约50倍，并且只在最普遍存在的物质（如OH、HCO+、C2 H和C3 H2）中看到的有限的云子集中突出。CN、HCN和HNC柱密度彼此以固定比例变化，其中<N（HNC）/N（HCN）> = 0.21+/-0.05和<N（CN）/N（HCN）> = 6.8+/-1。我们没有成功地搜索到CH 3CN和N2 H+，它们与乌云相比丰度不足，分别为至少10和100倍。
2001-03-15 astro-ph
A multi-transition molecular line study of inward motions towards massive star-forming cores
对29个大质量恒星形成核进行了多跃迁3 $ $ mm分子线单点和成图巡天，以寻找向内运动的特征。对每个源观察到多达七种不同的跃迁，光学粗线HCO $^+$（1-0）、CS（2-1）、HNC（1 - 0）、HCN（1-0）、$^{12}$ CO（1-0）和光学细线C $^{18}$ O（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）。导出了每种源的光学粗线和光学细线C $^{18}$ O（1-0）峰值速度之间的归一化速度差（$δ$ V $_{\rm CS}$，$δ$ V $_{\rm HCO^{+}}$）。在大多数源的HCO $^+$（1-0）或CS（2-1）或HNC（1-0）观测中可能存在显著的向内运动。我们的观察结果表明，CS（2-1）和HCO $^+$（1-0）之间的蓝移线不对称谱线发生率有显著差异。HCO $^+$（1-0）显示出最高的明显不对称特征，这可能是由于CS（2-1）和HCO $^+$（1-0）之间的光学深度不同。HCO $^+$（1-0）似乎是最好的向内运动示踪剂。多谱线转换的映射观测使我们能够识别出六个强入轨候选者G123.07-6.31，W75（OH），S235 N，CEP-A，W3（OH），NGC 7538。下落签名被扩展到线性尺度$>0.2 \:$ pc。
2008-10-06 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds I. A multiline study of five cloud cores
利用~（13）CO（1- 0）和~（12）CO（1- 0）分别绘制了大麦哲伦星云的9个HII区和3个HII区，以研究麦哲伦星云中星际介质的物理性质。对于N113的分子核心被发现有一个峰的位置，它不同于相关的HII区域的20弧秒。在该分子核附近，~（12）CO和~（13）CO的Tmb峰线温度分别为7.3K和1.2K，是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最高温度。为了研究星际介质的化学性质，我们研究了与LMC中的N113、N44 BC、N159 HW和N214 DE以及SMC中的LIRS 1，36相关的各种分子种类的分子浓度。推导了$I$（HCO+）/ $I$（HCN）和$I$（HCN）/ $I$（HNC）强度比以及$I$（13 CO）/ $I$（C18 O）比的下限。一般来说，HCO+比HCN强，HCN比HNC强。高的相对HCO+强度与超新星遗迹和年轻恒星的高电离通量一致，可能与大范围的HCO+发射区相结合。大部分HCN来自相对致密的云核。相对于HNC，热的或冲击的气体增强HCN。根据化学模式计算，预测在云核方向上，当角分辨率较高（$>$ 30角秒）时，$I$（HCN）/ $I$（HNC）接近1。将维里质量与从积分CO强度获得的那些进行比较，对于N113提供了$1.8 \times 10^{20}$ \，mol\，cm $^{-2}$ \，（Kkms）$^{-1}$的H2质量-CO光度转换…
1996-06-13 astro-ph
Synthesis Imaging of Dense Molecular Gas in the N113 HII Region of the Large Magellanic Cloud
我们目前的孔径合成成像的致密分子气体在大麦云云，采取了原型毫米接收器的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们对N113 HII区的观测表明，在HCO ~+、HCN和HNC的1-0线上有一个约6 ″（1.5pc）半高宽的凝聚，而在C_2H中则很弱。将ATCA的观测结果与莫普拉望远镜的单碟图和瑞典-欧洲南方天文台亚毫米望远镜的灵敏光谱进行比较，结果表明，凝结是一个质量约为10^5太阳质量的分子云中质量约为10^4太阳的大质量团。该团块的中心邻近一个紧凑的，模糊的HII区域，这是一个线性结构的无线电连续源的一部分，延伸到整个分子云。我们认为，团块代表了一个可能的网站触发恒星形成。检查作为干涉仪基线长度的函数的积分线强度，我们发现的证据减少HCO+/HCN和HCN/HNC比较长的基线。这些趋势是一致的HCO+排放的一个重要组成部分，在一个扩展的团块信封和较低的HCN/HNC丰度比在致密的核心。
2006-04-08 astro-ph
The irradiated ISM of ULIRGs
超大型IRGs的核内有大质量的年轻恒星，或一个吸积的中心黑洞，或两者兼而有之。结果是暴露于X射线（1-100千电子伏，XDR）和远紫外线辐射（6-13.6 eV，PDR）的分子气体。注意HCO+、HCN、HNC、OH、H2O和CO等物质。HCN/HCO+和HNC/HCN的线比率区分PDR和XDR。用HIFI/Herschel观察到的非常高的J（>10）CO线在XDR和PDR之间非常好地区分。在XDR中，很容易产生大量的热（T>100 K）H2O和OH。在PDR中，只有OH产生得类似。
2007-09-21 astro-ph
Luminous HC3N line emission in NGC4418 - buried AGN or nascent starburst?
IRAM 30 m观测显示，被深深遮蔽的红外发光星系NGC 4418具有丰富的分子化学-包括异常明亮的HC 3 N线发射。我们还检测到：邻-H2 CO 2-1，3-2; CN 1-0，2-1; HCO+，1-0。3-2，HCN 3-2，HNC 1-0，3-2（暂定OCS 12-11）。HCN、HCO ~+、H_2CO和CN的谱线发射与密度n=5 × 10E_4 - 10E_5cm ~（-3）和气体温度T_k =80-150 K的条件相符合。然而，HNC和HC 3 N两者都比需要更高气体密度的其他物质显著更受激发-或通过例如中红外泵浦的辐射激发。HCN线强度比HCO+和HNC的3-2过渡，在对比的HCN发射是最明亮的1-0线的先前的发现。我们初步认为，所观察到的分子线发射是一致的年轻的星爆，在那里的排放可以被理解为新兴的致密，温暖的气体与额外的PDR组件。我们发现，X射线化学是不需要解释所观察到的毫米线发射，包括HCN/HCO+ 1-0和3-2线比。发光的HC 3 N谱线发射是致密的恒星形成气体的预期特征。一个深埋的活动星系核不能被排除，但它对周围分子介质的影响是有限的。然而，应该对X射线控制区（XDR）的HC 3 N丰度进行详细建模。辐射激发的可能性也应进一步研究
2007-05-21 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds III. LIRS 36, a star-forming region in the SMC
小麦哲伦星云恒星形成区LIRS 36探测到CO、CS、SO、C2 H、HCO+、HCN、HNC、H2 CO和C3 H2。C18 O、NO、CH 3OH和最显著的CN都没有被探测到，而稀有同位素13 CO和C34 S则被发现。这是迄今为止对重元素损耗超过四倍的星际介质进行的最广泛的分子多线研究。X = N（H_2）/ I_{CO}的转换因子约为4.8 x 10^{21} cm-2（Kkms-1）^{-1}，略大于当地的银河系盘值。然后，CO（1- 0）束平均柱密度变为N（H2）~ 3.7 x 10^{21} cm-2，密度n（H2）~ 100 cm-3。I（\HCOp）/I（HCN）和I（HCN）/I（HNC）谱线强度比> 1，并跟踪暴露于高电离通量的热（Tkin > 10 K）分子气体。对CS J=2- 1、3- 2和5- 4谱线的探测意味着存在一个高密度核，n（H2）= 10^5 - 10^7 cm-3。与LMC中的恒星形成区相比，CN 1- 0线比HCN，HNC和CS的相应的地面旋转跃迁弱得多。CO、CS、HCO+和H2 CO丰度比银河系盘云中的相应值小10倍。
1997-10-23 astro-ph
Molecular absorption and its time variations in Cen A
本文给出并分析了新的高质量的J=0- 1HCO ~+、HCN、HNC和CS的J=1-2谱线的吸收谱。此外，还探测到H_（13）CO ~+的J=0-1谱线。新的高信噪比HCO+光谱允许与7年前获得的结果进行比较。在光谱中没有发现明显的变化，由此我们可以限制连续谱源的大小。相对分子丰度与银河系相一致。给出了HCO+（0-1）的高信噪比光谱的参数化，以供将来寻找光谱变化时参考。
1997-01-14 astro-ph
The chemistry of compact planetary nebulae
我们报告的几个分子物种（13 CO，HCN，HNC，CN，HCO+和N2H+）在紧凑的行星状星云样品的高灵敏度毫米观测。有些物质，如HCO+和CN，与AGB恒星周围的包层甚至星际云相比特别丰富。我们已经估计了柱密度比的以下平均值：CN/HCN~2.6，HCO +/HCN~0.5，和HNC/HCN~0.4。因此，这些致密PNe中的分子包膜的化学组成似乎介于原始PNe（如CRL 2688或CRL 618）和进化良好的PNe（如Ring、M4 - 9或Hisp）之间。根据对CO同位素的观测，我们估计了12 C/13 C比值在10~<12 C/13 C~<40之间。这些值低于标准的渐近巨分支模型的预期，并建议非标准的混合过程。所观察到的分子丰度进行比较，最近的建模工作，我们的结论是，观察很好地解释，在一般情况下，与时间相关的气相化学模型中，电离率提高了几个数量级的平均星际值。因此，我们的观察证实，PNe的中性壳层中的化学物质基本上是由来自热中心恒星的高能辐射控制的。化学过程的复杂性由于与中心恒星的性质以及包层的几何形状和结块程度有关的许多因素而增加。PN化学的几个方面，仍然有待理解的框架内讨论的可用的化学模型。
2002-10-31 astro-ph
Detection of HCO+ Emission toward the Planetary Nebula K 3-35
我们报告的检测，为第一次，HCO+（J=1-0）的排放以及边际CO（J=1-0）排放的行星状星云（PN）K3-35作为一个结果，对这个来源进行了分子调查。我们还报告了以前检测到的CO（J=2-1）和水脉泽发射的新观测，以及SiO，H13 CO+，HNC，HCN，HC 3OH，HC 5 N，CS，HC 3 N，13 CO，CN和NH3分子的发射上限。根据CO（J=2-1）与CO（J=1-0）的排放比，我们估算了分子气体的动力学温度，得到了~20 K的值。利用这一结果，我们估算出该包层的分子质量约为0.017 M_Sun，HCO+相对于H_2的丰度为6 X 10^-7，这与在其他PNE中发现的丰度相似。K~3-35是两个有水脉泽发射的PNe之一，它位于中心区，距中心$\simeq$ 5000 AU。分子发射的存在提供了一些线索，可以帮助理解水分子在K 3-35包络中的持久性。HCO $^{+}$发射可能出现在密集的分子团中，这可能提供保护该来源中的水分子的屏蔽机制。
2006-10-02 astro-ph
Mapping Observations of DNC and HN^13C in Dark Cloud Cores
我们给出了DNC、HN ^13 C和H^13 CO ^+谱线（J=1-0）对附近4个暗云核TMC-1、L1512、L1544和L 63的测绘观测结果，以及DNC和HN ^13 C谱线（J=2-1）对选定位置的观测结果。利用基于LVG模型的统计平衡计算，得到H_2的密度为（1.4-5.5）*10^5 cm^-3，[DNC]/[HN ^-13 C]的比值为1.25-5.44，典型的不确定度为2倍。假设[^12C]/[^13C]比值为60，观察到的[DNC]/[HNC]比值范围为0.02 - 0.09。DNC和HN ^13 C的分布大体上彼此相似，而H^13 CO ^+的分布比DNC和HN ^13 C的分布更广，这表明它们比HCO^+位于核心的内部。尽管在TMC-1和L 63中观察到了一个小的系统梯度，但在每个岩芯中[DNC]/[HN ^13 C]的比值相当恒定。特别是，在L1512和L1544中没有发现这种系统梯度，其中报告了朝向核的中心部分的分子耗尽的显著效果。这表明，与[DCO^+]/[HCO^+]比值不同，[DNC]/[HNC]比值对耗竭因子不太敏感。另一方面，[DNC]/[HNC]比值的核与核之间的变化，其范围为一个数量级，比每个核内的变化更显着。这些结果定性解释的三个竞争的时间依赖性过程的组合;气相氘分馏，耗尽到晶粒表面上的分子，和动态演变的核心。
2003-05-20 astro-ph
Molecular gas in extreme star-forming environments: the starbursts Arp220 and NGC6240 as case studies
我们报道了在两个超亮红外星系Arp 220和NGC 6240中对12 ^CO、HCN和HCO^+分子谱线发射以及HNC J=1-0和HNCO的单碟多跃迁测量。使用这个新的分子线清单，结合文献中现有的数据，我们编制了迄今为止最广泛的分子线数据集等星系。许多旋转跃迁，其不同的激发要求，允许研究的分子气体在很宽的范围内的不同密度和温度具有显着的冗余，从而允许在这两个系统中的致密气体的性质良好的约束。致密气体（>10^5-6 cm^-3）的质量（~（1-2）x 10^10 Msun）占了它们分子气体质量的大部分，这与它们的红外光度一致，这些光度是由强烈的恒星爆发提供动力的，同时由O、B星团辐射压力对恒星形成的致密分子气体进行自我调节。高激发态HCN跃迁所跟踪的气相比亚热激发态HCO^+谱线（两个星系）的密度高~（10-100）x。这两个相态与银河系GMC中的密度-尺寸幂律（但指数更陡）相一致，HCN谱线描绘的区域比HCO^+更致密、更紧凑。这是否是真的在红外发光，恒星形成星系一般还有待观察，并强调需要观察分子跃迁与高临界密度的明亮（U）LIRGs样本在本地宇宙-一个任务，其中HI-FI仪器上赫歇尔是理想的适合做。
2008-10-13 astro-ph
Molecular Inventories and Chemical Evolution of Low-mass Protostellar Envelopes
本文介绍了第一个实质性的研究的化学信封周围的18个低质量的前和原恒星物体的物理性质以前已来自辐射转移建模的尘埃连续排放的样本。本文报道了HCO ~+、N_2H ~+、CS、SO、SO_2、HCN、HNC、HC_3 N和CN等9种分子（不计同位素）24个跃迁的单皿谱线观测结果。线强度被用来约束的分子丰度相比，蒙特卡罗辐射转移建模的线强度。基于各种物种丰度之间的相关性构建了经验化学网络。例如，可以看出，HCO+和CO丰度是线性相关的，两者都随着包封质量的降低而增加。CS、SO和HCN等物质未显示出随包膜质量变化的趋势。特别是，在物体的“进化阶段”与主要含硫或含氮物种的丰度之间没有看到任何趋势。在含氮物种的CN，HNC和HC 3 N的丰度被发现是密切相关的，这可以从化学网络的考虑来理解。发现CS/SO丰度比与CN和HC 3 N的丰度相关，这可能反映了对原子碳丰度的依赖性。HCO+和HCN的氘化之间存在反相关性，反映了气相氘化机制的不同温度依赖性。丰度与其他原恒星环境进行了比较。特别是它被发现，在寒冷的外壳以前研究的0级原恒星IRAS 16293 -2422的丰度是在良好的协议与平均丰度为0级对象的样本。
2003-12-09 astro-ph
Evidence of enhanced star formation efficiency in luminous and ultraluminous infrared galaxies
本文介绍了利用IRAM 30 m望远镜对HCN和HCO^+的J=1-0和3-2谱线进行的新观测，这些谱线用于探测17个本地发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）样本中的致密分子气体含量。这些观测结果使我们能够推导出描述本星系和高红移星系的FIR光度（L_FIR）和HCN（1-0）光度（L '_HCN（1-0））之间相关性的幂律的更新版本。我们首次提出了清晰的观测证据，即在LIRG和ULIRG中，稠密气体的恒星形成效率（SFE_dense）（以L_FIR/L '_HCN（1-0）的比值来衡量）明显高于正常星系，这一结果最近在高红移星系中也被发现。这可能意味着，在L_FIR >= 10^11 L_sun时，由稠密气体导出的肯尼卡特-施密特定律在统计学上有显著的上升。我们使用了一个单相大速度梯度（LVG）辐射转移代码来拟合三个独立的线比来自我们的观察。分析结果表明，在我们样本中大量的LIRG和ULIRG中，[HCN]/[HCO^+]丰度比可能比正常值高出一个数量级。在高L_FIR下HCN的过量意味着作为L_FIR的函数的L_FIR/L ′_HCN比率的所报道的趋势将低估SFE_dense的潜在的更显著的变化。用两相LVG模型得到的结果证实了在高LFIR时必须降低L 'HCN（1-0）-到-M_dense的转换因子。我们讨论了这些发现对使用HCN作为局域和高红移亮红外星系中致密分子…
2007-12-04 astro-ph
Prevalence of compact nuclear starbursts in nearby Seyfert galaxies
本文利用野边山毫米波阵列和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系的CO（1- 0），HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）谱线进行了成像观测。一些被观测到的赛弗特星系包括NGC 1068、NGC 1097、NGC 5033和NGC 5194在几个100 pc尺度上都表现出很强的HCN（1- 0）发射。在Seyfert核中观测到的HCN（1- 0）/CO（1- 0）和HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）谱线比（分别为$>$ 0.2和$>$ 1.8）在核星暴星系的中心区从未观测到过。另一方面，NGC 3079、NGC 3227、NGC 4051、NGC 6764、NGC 7479和NGC 7469的核中的分子线比率与核星暴星系中的分子线比率相当。我们认为，HCN发射的升高来源于X射线照射的致密分子环面或XDR靠近活性核。我们的HCN/CO和HCN/HCO $^+$图将提供一个新的强有力的诊断活动星系的核动力源。根据我们的诊断，我们观察到3的5个1型塞弗特（6的10个）主机紧凑的核星暴。我们的结果也支持在其他波长的观测，如L-波段PAH光谱。所提出的方法将是至关重要的调查极端尘埃核，如ULIRGs和高Z亚毫米星系，因为这些分子线是没有尘埃消光。作为一个例子，我们提出了HCN和HCO $^+$的LIRG NGC 4418的观测，这表明存在一个埋藏的活动核。
2005-08-19 astro-ph
Diagnostics of irradiated dense gas in galaxy nuclei. II. A grid of XDR and PDR models
\abridged活跃星系的核心拥有大量的年轻恒星，一个吸积的中心黑洞，或两者兼而有之。为了确定辐射源附近分子气体的物理条件，建立了数值模型。这些模型确定了暴露于X射线和远紫外线辐射的分子气体的热和化学平衡，作为深度的函数。我们提出了一个网格的XDR和PDR模型，跨越范围的密度，辐射和列密度。我们发现，例如[SiII] 35 μ m/[CII] 158 μ m的精细结构线比在XDR中比在PDR中大，对于给定的密度、列和辐照强度。我们发现，线比HCN/HCO+和HNC/HCN，以及柱密度比CN/HCN，区分PDR和XDR。对于XDR（PDR），如果密度超过10^5 cm^-3且柱密度>10^23 cm^-2，HCN/HCO+ 1-0比值<1（>1）。对于<1 - 0 ^ 22.5 cm^-2的色谱柱，XDR HCN/HCO+ 1-0比值大于1，尽管单个HCN 1-0和HCO+ 1-0谱线强度较弱。对于中等密度（n=10^4-10^5 cm^-3）和强辐射场（>100 erg s^-1 cm^-2），XDR中HCN/HCO+的比值也会比PDR大。在XDR中，HCN/CO 1-0的比率通常较小，并且XDR中的HCN排放相对于CO仅在柱数>10^{23} cm^{-2}且密度<10^4 cm^-3的情况下增加。对于相同的总能量输入，XDR中的CO通常比PDR中的更热。这导致XDR中更高的C…
2006-10-13 astro-ph
Warm Molecular Layers in Protoplanetary Disks
采用垂直方向有温度梯度的圆盘模型，研究了原行星盘中的分子分布。该模型产生足够高的丰度的气体CO和HCO+占线观测的金牛座T星使用一个坚持概率的团结，而不假设任何非热解吸。在我们所关心的半径R > 10 AU的区域中，温度随着距离中平面的高度的增加而增加。在温暖的中间层中，由于热脱附和喇叭形圆盘对紫外线辐射的有效屏蔽，存在大量的气体分子。从我们的模型中得到的HCN，CN，CS，H2 CO，HNC和HCO+的柱密度与DM Tau的观测结果吻合得很好，但小于LkCa 15的柱密度。从我们的磁盘模型的分子线轮廓计算使用2维非局部热平衡（NLTE）分子线辐射转移代码与观测直接比较。氘代物种包括在我们的化学模型。模型中的分子D/H比与在原行星盘中观察到的分子D/H比相当吻合。
2002-02-03 astro-ph
The coupling of dynamics and molecular chemistry in galaxies
虽然最好的示踪剂的分子组成和它的动态在星系是CO分子，其激发是由它的同位素和（2-1）/（1-0）的比例，更密集的气体是由分子，如HCN，HNC，HCO+或CN，现在被广泛用于探测恒星形成区域，或量化的影响，核活动的星际介质。本文回顾了最近在附近星系的观测，这些分子线比作为诊断工具的气体的物理条件，也是它的化学性质。根据活动星系核或星暴的接近程度，这些差别很大。差异的起源尚不清楚，可能是由于不同的密度、温度、化学丰度或气体的非碰撞激发（例如，Aalto等人，2007年; Krips等人，2007年）。HCN或HNC谱线的增强不仅可以由更高的气体密度/温度引起，还可以由UV/X射线辐射和全局IR泵浦引起。化学成分可以由恒星暴附近的PDR区域支配，或者由围绕活动星系核的分子环中的X射线支配（XDR区域）。根据不同的模型，这些区域中预期的分子线比率不同（Meijerink et al. 2007）。
2007-09-24 astro-ph
Diagnostics of irradiated gas in galaxy nuclei. I: A Far-ultraviolet and X-ray dominated region code
我们提出了一个远紫外（PDR）和X射线为主区（XDR）的代码。我们包括并讨论了与辐照气体有关的热和化学过程。一个精心设计的化学网络，并仔细处理多环芳烃和H2的形成，破坏和激发。对于这两个代码，我们计算四个深度依赖模型不同的密度和辐射场，相关的条件下，在星爆星系和活动星系核。对于总气柱密度在~10^20 ~~10^25 cm^-2之间的情况，我们对PDR和XDR物理进行了详细的比较。我们显示了一些精细结构线的累积线强度（例如，[CII]、[OI]、[Cl]、[SiII]、[FeII]），以及许多物质的累积柱密度和柱密度比（例如，CO/H2、CO/C、HCO+/HCN、HNC/HCN）。PDR和XDR结果的比较表明，XDR的柱密度比在N_H=10^22 cm^-2时几乎是恒定的，这与PDR不同。例如，PDR中的CO/C从边缘到N_H=10^22 cm^-2的变化超过四个数量级。在柱密度较低的XDR中，CO/C和CO/H2的比值较低，而在NH> 10^23 cm^-2时则升高。在大多数柱密度N_H > 10^21.5 cm^-2的情况下，XDR中的HNC/HCN比值也较低，但在较高的N_H下，HNC/HCN比值的增加较为温和。
2005-02-22 astro-ph
Detection of SiO emission from a massive dense cold core
我们报道了从大质量冷致密核G333.125-0.562中探测到SiO（J = 2 - 1）跃迁。核心在小于70微米的波长下仍然未被检测到，并且具有紧凑的1.2毫米尘埃连续体。一氧化硅的发射局限于核心。这些观测是对巨大分子云G333进行的持续多分子线调查的一部分。在核心中检测到的其他分子包括13 CO、C18 O、CS、HCO+、HCN、HNC、CH 3OH、N2 H+、SO、HC 3 N、NH3和它们的一些同位素。此外，从NH_3（1，1）和（2，2）反转谱线得到了13 K的温度。通过对光谱能量分布的拟合，我们得到色温为18 K，气体质量为2 x 10^3太阳质量。我们还在核心探测到了22 GHz的水脉泽，以及甲醇脉泽发射，这表明核心将容纳大质量恒星的形成。我们假设，一氧化硅排放产生的冲击与流出的冷核心。
2007-07-10 astro-ph
