A high resolution comparative study of the slowly contracting, starless cores, L694-2 and L1544
我们在无星的致密核心L 694 -2中对N2 H+（1-0）进行了干涉观测，并将其与先前发表的L1544地图进行了比较。两个核心都是无星的，中心凝聚，并显示旋转和坍缩的光谱特征。我们拟合径向平均光谱使用一个两层的下落模型和测量的不透明度和下落速度在每个核心的变化。在L 694 -2中，两个函数都向每个岩心的中心增加，但径向梯度较浅，中心值较低。这种一般的行为是在热加磁支持的引力坍缩模型中预测的，L 694 -2中较低的值可能是由于其较低的质量或稍早的演化状态。无论哪种情况，两个核心似乎都将在10^4年内形成恒星。
2005-09-20 astro-ph
Using Chemistry to Unveil the Kinematics of Starless Cores: Complex Radial Motions in Barnard 68
我们观测到了Barnard 68无星核的~（13）CO、C ~（18）O、HCO ~+、H ~（13）CO ~+、DCO ~+和N_2H ~+谱线发射。线轮廓解释使用化学网络耦合的辐射转移代码，以重建的核心的径向速度分布。我们的观测和建模表明，复杂的径向运动的存在，与向内的运动在核心的外层，但在内部的向外运动，表明径向振荡。这种振荡的存在意味着B68相对较老，通常比从其化学演化和统计核心寿命推断的年龄大一个数量级。我们的研究表明，化学可以作为一种工具，以限制径向速度分布的无星核心。
2007-09-28 astro-ph
The Gas Temperature of Starless Cores in Perseus
在本文中，我们研究英仙座分子云的无星核心温度的决定因素。我们使用NH3（1，1）和（2，2）观测值来推导核心温度（T_kin）以及来自恒星形成区完整巡天和c2 d斯皮策遗产巡天的数据，以观测其他核心和分子云属性。NH_3探测的动力学温度分布在9 - 15 K的较窄范围内。我们发现，核心内的集群IC 348和NGC 1333是显着温暖比“场”无星核心，和T_kin是较高的区域内的较大的折射率衍生的列密度。无星的核心在接近O/I类原恒星时会更温暖，但这种效应在星团中的核心中看不到。对于场无星堆芯，Tkin在13 CO线宽和堆芯1.1mm通量较大的区域较高，而在堆芯峰值柱密度和堆芯平均体积密度较大的区域较低。对于团簇中的核，T_kin与~（13）CO线宽、1.1mm通量、密度和峰柱密度均无相关性。云材料的温度沿视线的核心，作为测量的CO或远红外发射的灰尘，是正相关的核心温度时，考虑收集的核心在外地和集群，但这种效果是不明显的两个子样本的核心分别考虑。
2008-09-30 astro-ph
Developing A Chemical Evolutionary Sequence for Low-mass Starless Cores
我审查的基本过程，可用于开发低质量的无星核心的化学演化序列。我强调从亚利桑那州无线电天文台绿银行调查的观测结果。用SMT 10-m、ARO 12-m和GBT 100-m对25个附近（D < 400 pc）低质量无星核样本进行了观测，这些样本具有850 $μ$ m发射的辐射转移模型和观测到的SED（160 - 1300 um）。在NH3（1，1）和（2，2）、o-NH 2D 1_{11} - 1_{01}、C2S1_2 - 2_1、C3 S4 - 3、HCN 1 - 0、HC 5 N9 - 8、HC 7 N21 - 20、C18 O和C17 O 2 - 1和p-H2 CO 1_{01} - 0_{00}等谱线上观察到核芯。
2007-11-29 astro-ph
A Contracting, Turbulent, Starless Core in the Serpens Cluster
我们提出了一个紧凑的核心在巨蛇座分子云的西北地区的单碟和干涉CS（2- 1）和N2 H+（1- 0）的观测。根据从光学到毫米波长的观测，核心是无星的，它的线条有湍流的宽度和“下落不对称”。线剖面模拟表明，在L> 12000 AU的扩展区域内，超音速向内运动v_in> 0.34km/s。高的下落速度和大范围超过了大多数热双极扩散模型的预测，并指出一个更动态的核心形成过程。低的N2 H+丰度~ 1 e-10也表明了一个短的（动态）时间尺度，~ 1 e 5 yr=L/v_in。
1999-04-14 astro-ph
A "Starless" Core that Isn't: Detection of a Source in the L1014 Dense Core with the Spitzer Space Telescope
我们目前的观测L1014，天鹅座地区的致密核心以前被认为是无星的，但斯皮策太空望远镜的数据显示存在嵌入源。我们提出了一个模型，这个源，包括一个冷的核心，加热的星际辐射场，和一个低光度的内部源。内部光源的低光度表明是一个亚恒星物体。如果L1014是代表性的，其他“无星”核心可能会变成港口中心源。
2004-06-16 astro-ph
A High Resolution Study of the Slowly Contracting, Starless Core L1544
本文介绍了金牛座无星致密核L1544中N2 H+（1- 0）的干涉观测结果。红移的自吸收，指示向内的运动，被发现向中心的一个细长的核心。数据拟合由两个等温，旋转，中心冷凝层组成的非球形模型。通过对光谱的混合全球-个体拟合，我们绘制了尺度约为1400 AU的下降速度变化，并在核心中心周围找到了约0.08 km/s的值。向内运动的速度与热、旋转和引力速度相比很小，但足以表明L1544非常接近形成恒星。
1999-01-06 astro-ph
L1521E: the first starless core with no molecular depletion
L1521E在无星核中似乎是独一无二的。它在我们定义的评估核心演化的比率（R）分布中脱颖而出，并将容易耗尽的C18 O分子的排放与难以耗尽的晚期物种N2H+的排放进行比较。虽然到目前为止我们研究的所有核心的R比都低于1，但L1521 E的R值为3.4，是其他核心平均值的8倍。为了理解这种差异，我们使用来自1.2mm连续数据的密度分布对L1521 E中的C18O和N2H+丰度分布进行了建模。我们的模型表明，在这个核心的C18O排放是一致的恒定丰度，这使得L1521 E的第一个核心没有C18O耗尽。我们的模型还得出了异常低的N2H+丰度。这两个化学特性表明L1521 E最近才收缩到现在的密度，因此它是一个非常年轻的无星核心。将我们推导出的丰度与化学模型进行比较，我们估计出的暂定年龄为1.5 × 10^5年，这对于双极扩散模型来说太短了。
2004-02-02 astro-ph
A Spherical Model for "Starless" Cores of Magnetic Molecular Clouds and Dynamical Effects of Dust Grains
在孤立恒星形成的标准图像中，致密的“无星”核心是由磁分子云由于双极扩散形成的。在最简单的球形几何下，我证明了以这种方式形成的“无星”核心自然地表现出大规模的向内运动，其大小和速度与最近由Taffala等人和Williams等人在“无星”核心L1544中检测到的相当。我的模型云有一个相对较低的质量（数量级10 $M_\odot$）和低场强（数量级10 $μ$ G）开始。它们演变成一个密度分布图，中心平台被幂律包络所包围，如前所述。包层中的密度随半径的减小比Mouschovias和合作者在更强磁化的盘状云中发现的更陡。在足够高的密度下，尘埃颗粒通过大大增强磁场与中性云物质之间的耦合而变得动力学重要。在球形几何中，与增强的耦合相关的磁通量的捕获导致了中央原恒星的快速质量聚集，这加剧了恒星形成中所谓的“光度问题”。
1999-07-26 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores: II: Discovery of a Low Luminosity Object in the "Evolved Starless Core" L1521F
我们介绍斯皮策太空望远镜对“演化的无星核心”L1521 F的观测，它揭示了一个非常低光度的物体（L < 0.07 Lsun）的存在。L1521 F-IRS的天体在中红外波长（>5微米）下被直接探测到，但只能在较短红外波长的散射光下被探测到，显示出一个东西向的双极星云，可能正在追踪一个外流腔。这个星云强烈地暗示L1521 F-IRS嵌入在L1521 F核心中。因此，L1521 F-IRS与最近发现的L1014-IRS和先前已知的IRAM 04191在亚恒星光度和致密核心环境方面相似。然而，这些天体在核心密度、核心化学和外流性质上有很大的不同，有些可能注定是棕矮星而不是恒星。
2006-08-07 astro-ph
Starless Cores
附近云层中致密的低质量核心，如金牛座和御夫座，是目前形成太阳等恒星的最简单的地点。由于它们的简单和接近，致密的核心提供了恒星形成的不同阶段的最清晰的视图，特别是引力坍缩开始之前的条件。由于对分子谱线的发射和尘埃颗粒的发射/吸收的综合分析，过去几年我们对无星核的结构和化学组成的理解取得了非常迅速的进展。以前分子示踪剂之间的矛盾现在被理解为来自核心化学不均匀性，这是由分子选择性冻结到冷尘埃颗粒上造成的。此外，对尘埃发射和吸收的分析使我们能够获得精确的密度分布，并最终有可能对无星核心的内部结构进行自洽建模。在本文中，我简要回顾了核心研究的演变之前，目前的黄金时代，并显示如何多示踪剂排放，现在可以模拟系统的方式。最后，我展示了我们如何利用气体中的化学变化来重建地核形成的早期历史。
2005-04-23 astro-ph
L1521E: A Starless Core in the Early Evolutionary Stage ?
我们用不同的分子谱线研究了静止无星核L1521 E的物理和化学性质。结果表明，H^13CO^+、HN^13C、CCS和HC_3N谱线的分布在同一位置上都是单峰，它们都是致密核。核心半径小至0.031 pc，而峰值位置的H_2密度高达（1.3-5.6）× 10^5 cm^-3。虽然L1521 E的密度足够高，可以激发NH_3的反转跃迁，但这些谱线非常微弱。NH_3和CCS的分布似乎不同于已被研究的无星核L1498和L1544，后者的CCS呈壳状分布，而NH_3则集中在核的中心。L1521 E的碳链分子丰度高于其它暗云核，尤其是含硫分子C_nS的丰度与TMC-1的氰基多炔峰相当。我们的研究结果表明，L1521 E可能处于非常早期的物理和化学演化阶段。
2001-10-09 astro-ph
Dark cloud cores and gravitational decoupling from turbulent flows
我们测试的假设，无星的核心可能是重力约束云支持主要由热压力通过比较观察到的分子线光谱的理论光谱模拟，包括流体力学，辐射冷却，可变的分子丰度，和辐射转移在一个简单的一维模型。结果表明，无星核可以分为两类：稳定的无星核，处于近似平衡状态，不会演化形成原恒星;不稳定的前星核，正在进行引力坍缩和形成原恒星。无星核可能是由星际介质形成的，它们是星际湍流惯性级联低端的物体。此外，我们确定了无星核心的热不稳定性。在密度和质量的特定条件下，如果密度刚好高于气体和尘埃碰撞耦合的临界密度，则核心可能不稳定膨胀，因此随着核心膨胀，冷却气体的气体-尘埃耦合减少，气体变暖，进一步推动膨胀。
2005-08-25 astro-ph
Oscillations in the stable starless core Barnard 68
在HCO+中对博克球状体Barnard 68的新分子线观测无可辩驳地证实了在以前对CS的观测中在云的表面上看到的红色和蓝色不对称线轮廓的复杂模式。因此，新的观测结果加强了先前的解释，即巴纳德68正在经历特殊的振荡。此外，B68的物理化学表明，该物体比声音穿越时间要古老得多，因此寿命很长。一个模型，提出了一个温和的外部压力扰动的球显示，导致振荡的稳定平衡配置。这种振荡可能存在于其他稳定的无星核心，表现为类似的向内和向外运动的特征。
2006-04-04 astro-ph
CCS Imaging of the Starless Core L1544: An Envelope with Infall and Rotation
我们用BIMA阵列对CCS（J_N=3_2-2_1）线上的无星核L1544进行了9毫米波长的观测。这些地图显示了一个拉长的凝聚体，大小为0.15 x 0.045 pc，边缘有更强的发射。外观与在高倾斜度下观察到的扁平环状结构一致。CCS分子可能在堆芯内部严重耗尽。沿着长轴的位置速度图显示了一个显著的模式，一个“倾斜的椭圆”，可以复制一个简单的模型环与运动的下降和旋转。这些模型表明，在半径为15000 AU的最外层包层中，下沉和旋转的速度相当，约为0.1 km/s。
1999-04-13 astro-ph
Probing the evolutionary status of starless cores through N2H+ and N2D+ observations
我们利用IRAM 30米望远镜对31个低质量无星核进行了N2 H+和N2 D+的测量。我们的主要目标是确定N2 D+和N2 H+对这些核心的核的丰度比，从而获得氘富集程度的估计，根据目前的模型先进的化学演化的症状。我们发现，N（N2 D+）/N（N2 H+）的比例是更大的“中心集中的核心”与更大的峰值H2和N2 H+柱密度比样品平均值。目前，无星核中氘的富集被归因于高密度（> 3*10^4 cm-3）核中CO的耗尽。为了证实这一点，我们比较了我们的结果与观测尘埃排放在1.2毫米和两个过渡的C18 O。我们发现氘分馏和N（C18 O）/N（H2）的14个无星核心的核之间有很好的相关性。因此，我们确定了一组特性，这些特性是最进化的，或“前恒星”，无星核心的特征。这些是：N2 H+和N2 D+柱密度较高，N（N2 D+）/N（N2 H+）较高，CO消耗较明显，N2 H+线较宽且不对称，中心H2柱密度较高，密度分布较致密。我们的结论是，这种组合的属性给出了一个可靠的指示的核心的进化状态。在我们的样本中，有七个核心（L1521 F，OphD，L429，L 694，L183，L1544和TMC 2）显示了这些特征的大部分，因此被认为比我们样本中的其他成员更接近形成原恒星。最后，我们注意到金牛座核心的子样本的行为比总样本更均匀，这表明外部环境可能在核心演化中发挥重要作用。
2005-01-24 astro-ph
Centrally Condensed Collapse of Starless Cores
在无压坍缩的早期阶段的自引力气体模型进行了比较的初始状态是平衡层，圆柱，和Bonnor-Ebert球。对于每种几何情况，密度轮廓都有一个浅斜坡的内部区域，周围是陡坡的外部区域，并且早期塌陷期间的轮廓形状仍然类似于初始平衡的轮廓形状。两个斜坡的密度结构划分为一个无星的坍缩阶段和原恒星吸积阶段的球形崩溃的历史。密度分布的相似性意味着Bonnor-Ebert拟合到观测到的柱密度图可能无法区分球形核与扁球形核或扁长形核，也可能无法区分静态核与塌陷核。速度剖面比密度剖面更好地区分初始几何形状之间和塌陷年龄之间。下落速度通常有一个亚音速最大值，它近似等于初始速度弥散乘以坍塌年龄与中心自由下落时间之比。无星核心线轮廓的观测约束坍缩模型。塌缩从初始状态是强凝聚和轻微的扁长是一致的，在无星核周围观察到的不对称性，是更一致的比塌缩从初始状态是弱凝聚，和/或扁圆。如果坍缩的典型年龄为0.3-0.5次自由降落，并且它是从一个不处于稳定平衡的中心凝聚态开始的，那么球形模型与观测到的0.1-0.2秒差距内的向内速度0.05-0.09 km/s相匹配。在坍缩的核心中，光学细线轮廓应该加宽并形成双峰结构，如L1544所示。
2005-01-07 astro-ph
Radiative Transfer and Starless Cores
我们开发了一种分析射频谱线观测结果的方法，以获取有关发射气体的温度、密度、速度和分子丰度的数据。该方法结合了一个辐射转移代码与一种新的技术，用于处理重叠的超精细发射线内的加速λ迭代算法和启发式搜索算法的基础上模拟退火。我们将这种方法应用于三个林德星云中N_2H^+的新观测，并确定了它们的密度结构。林德星云被认为是恒星形成初期的无星核。通过对分子谱线发射和毫米级尘埃发射的气体密度进行比较，我们发现所需的尘埃质量不透明度约为kappa_{1.3mm} =0.04 cm^2/g，这与冰幔和蓬松聚集体增强了不透明度的尘埃颗粒模型一致。
2004-07-20 astro-ph
A Survey for Infall Motions toward Starless Cores. II. $CS (2-1)$ and $N_2H^+ (1-0)$ Mapping Observations
我们提出了一个广泛的映射调查的结果53 '无星'核心的光学粗线CS 2-1和光学细线N2 H + 1-0和C18 O 1-0。这项调查的目的是寻找延伸向内运动的签名。这项研究发现10个“强”和9个“可能”的候选人，根据$δV_{CS}$分析和CS线的光谱形状。从我们对蓝偏CS谱和$δV_{CS}$参数的分析中，我们发现典型的入射半径为0.06-0.14 pc。此外，使用一个简单的两层辐射转移模型来拟合的配置文件，我们推导出一维的下落速度，其值的一半位于0.05-0.09公里s $^{-1}$的范围内。这些值与Tafalla等人在L1544中发现的值相似，并且该结果证实，无星堆芯中的下落速度通常比强次临界堆芯中的双极扩散所预期的要快。此外，观测到的下沉区域过于扩展，与适用于质量非常低的恒星的“由内而外”坍缩模型不一致。在最大的核心中，具有下落不对称性的CS谱的空间范围比$\rm N_2H^+$核心的范围大2-3倍。所有这些结果都表明，扩展的向内运动是无恒星核心的共同特征，它们可能代表了恒星形成致密核心凝聚的必要阶段。
2001-05-30 astro-ph
High Mass Starless Cores
我们报告了一个潜在的高质量无星核（HMSC）的样品的鉴定。核心是通过比较包含候选大质量原恒星物体（HMPO）的1.2毫米和中红外（8.3微米; MIR）波长的图像发现的。虽然在两个波长下都检测到HMPO，但在相同视野中以1.2mm发射的几个核心在MIR波长下显示吸收或无发射。我们认为这种吸收是由冷尘埃引起的。估计质量为10^2 Msun- 10^3 Msun，并且没有红外辐射，这表明它们可能是处于恒星形成前阶段的大质量冷核，最终可能形成大质量恒星。对核心的氨（1，1）和（2，2）观测表明，与HMPO和UCHII区域相比，速度色散较小，旋转温度较低，这表明存在一个静止的恒星前阶段。我们认为，这些新发现的核心是高质量恒星形成的HMSC阶段的良好候选者。这些核心样本将使我们能够研究高质量恒星和团簇形成过程的最早演化阶段。
2005-08-19 astro-ph
Probable detection of H2D+ in the starless core Barnard 68
H2 D+在稠密云核中的存在是离子-分子反应的基础，该反应强烈增强了许多分子物种的氘分馏。我们确定的H2 D+丰度在一个无星核心，巴纳德68，有一个特别完善的物理，化学和动力学结构。用APEX望远镜观测到ortho-H_2D ~+基态谱线1_10-1_11、N_2 H ~+ J=4-3谱线和H_（13）CO ~+ 4-3谱线。我们报告的o-H2 D+线的强度Tmb=0.22 +- 0.08 K和专门的热线宽的可能的检测，并发现只有上限的N2 H + 4-3和H13 CO + 4-3的强度。在化学反应速率和碰撞激发速率的不确定性内，化学模型计算和激发模拟再现了所观察到的强度，特别是o-H2 D+的强度。
2006-05-22 astro-ph
A Survey For Infall Motions Toward Starless Cores. III. CS (3-2) and DCO+(2-1) Observations
本文给出了94个无星核的CS（3-2）和DCO+（2-1）观测结果，并与以前的CS（2-1）和N2 H+（1-0）观测结果进行了比较，以研究无星核的向内运动。CS（3-2）和CS（2-1）谱线相对于N_2H ~+的速度位移具有很好的相关性和相似的分布。这意味着，在许多地核中，气态物质的系统性向内运动可能发生在至少4倍的密度范围内。根据对CS（3-2）、CS（2-1）、DCO+（2- 1）和N_2H+（1-0）的观测，我们识别出18个可能的陨坑。八个最佳候选者，L1355、L1498、L1521 F、L1544、L158、L492、L 694 -2和L1155 C-1，每个都显示出至少四个入轨不对称的迹象，并且没有相反的迹象。在10个可能的入流中，光谱与两层辐射转移模型的拟合表明，CS（3-2）和CS（2-1）的向内移动气体的有效视线速度中值分别为~0.07 km/s和~0.04 km/s。考虑到从拟合得到的光学深度在CS（3-2）线中通常小于在（2-1）线中，这可能意味着CS（3-2）通常追踪比CS（2-1）更高向内运动的内部致密气体。然而，也有可能这个结论并不能代表所有的无星核心陨坑候选者，因为这里分析的统计数字很小。进一步的线观测将有助于检验这一结论。
2004-04-27 astro-ph
Limits on Radio Continuum Emission from a Sample of Candidate Contracting Starless Cores
我们使用的NRAO非常大的阵列搜索3.6厘米的连续发射嵌入原恒星在8个附近的“无星”的核心，显示分子发射线的下落运动的光谱证据的样本。我们总共检测到13个紧凑的来源，在8个观察到的领域5西格玛限制通量水平通常为0.09毫焦耳。这些源都不在核心中心位置的1'以内，它们都可能是背景物体。根据最年轻的原恒星的测热光度与3.6 cm光度之间的经验相关性的外推，这些零点探测将嵌入这些核心的原恒星源的光度上限定为~0.1 L_sun（d/140 pc）^2。这些限制，以及从分子线映射（Lee et al. 2001）推断的向内运动的扩展性质，与奇异等温球体的由内向外坍缩模型不一致，并表明在恒星形成的最早阶段，核心演化的中心凝聚相较少。
2002-02-26 astro-ph
The Mass Distribution and Lifetime of Prestellar Cores in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查英仙座，巨蛇座，蛇夫座的无星核心，通过比较大规模的Bolocam 1.1毫米连续发射图与斯皮策c2 d调查组装。我们使用c2 d星表从Enoch et al.（2006）、Young et al.（2006）和Enoch et al.（2007）的1.1 mm岩心样本中的92个原恒星岩心中分离出108个无恒星岩心。这些人口的比较揭示了无星核心的初始条件。英仙座的无星核与原恒星核的质量相似，但平均而言体积更大，密度更低，其大小表明密度分布比r^-2要平坦得多。相比之下，巨蛇座的无星核心是紧凑的，质量比原恒星核心低;未来的恒星形成可能会导致比目前形成的原恒星质量更低的物体。与Rosolowsky等人（2007年）对英仙座核心进行的NH_3调查估计的动力学质量相比，大多数无星核心可能是引力束缚的，因此是星前的。星前核心的质量分布包括108个核心，当M>0.8 Msun时，斜率为-2.3+/-0.4。这个斜率与最近对恒星初始质量函数的测量结果一致，进一步证明了恒星质量与核心形成过程直接相关。我们将核心到恒星效率的下限设定为25%。在每个星云中，星前核和原恒星核的数量大致相等，因此星前致密核的寿命必须与嵌入的原恒星的寿命相似，即4.5x10^5年，总的不确定性为2。如此短的寿命表明，至少在我们敏感的相对较高的平均密度（n> 2 × 10^4 cm^-3）下，地核演…
2008-05-07 astro-ph
Velocity distribution of collapsing starless cores, L694-2 and L1197
为了了解坍缩无星核的动力学，我们利用高空间分辨率的HCN J=1-0图和蒙特卡罗辐射转移计算，对两个坍缩核L 694 -2和L 1197的速度场进行了详细的研究。结果表明，在中心密度平坦区以外的中层和外层，下沉运动最为活跃，而核心的中心和最外层则是静止的或运动较慢. L 694 -2和L1197的峰值速度分别为0.28 km·s^{-1}和0.20 km·s^{-1}，这在简单的模型中是找不到的。这些速度场与等温核的引力坍缩模型基本一致，但峰值速度位置内的速度梯度比模型的要陡。我们的结果还表明，L 694 -2和L1197的外层密度分布分别为~ r^{-2.5}和~ r^{-1.5}。L 694 -2中HCN相对于H_2的丰度在空间上几乎是恒定的，其值为7.0 × 10 ~（-9），而L1197中HCN相对于H_2的丰度在空间上略有增加，从1.7 × 10 ~（-9）增加到3.5 × 10 ~（-9）。
2007-02-13 astro-ph
Observations of L1521F: a highly evolved starless core
我们观察了前星核L1521 F在1.2mm的尘埃排放和两个过渡的N2 H+，N2 D+，C18 O，和C17 O，以增加样本的研究集中和化学演化的无星核，可能在恒星形成的边缘，并确定低质量恒星形成的初始条件在金牛座分子云。我们在这个天体中推导出分子氢数密度n（H2）~ 10^6 cm-3和CO消耗因子，沿着中心20“的视线积分，fD ~ 15，类似于前恒星核心L1544。然而，N（N2 D+）/N（N2 H+）柱密度比约为0.1，比L1544中发现的低约2倍。如果N2 H+在中心3000 AU中轻微贫化（丰度分数因子约为2），则可以通过化学模型再现氘分馏和整个核心的综合CO贫化因子之间的关系。核心中心的N2 H+和N2 D+谱线宽度约为0.3 km/s，明显大于其他更安静的金牛座无星核心，但与L1544中心的观测结果相似。L1521 F的运动学行为比L1544中所见的更为复杂，由于双极扩散而导致的收缩模型与目前的数据仅略微一致。其他的速度场，可能产生的未解决的子结构，存在。化学和运动学分析都表明，L1521 F比L1544进化得更少，但与L1544类似，它正在接近“临界”状态。
2004-03-22 astro-ph
A Coupled Dynamical and Chemical Model of Starless Cores of Magnetized Molecular Clouds: I. Formulation and Initial Results
我们开发了一个详细的化学模型的强磁化分子云的无星核心，双极扩散驱动的动态演变的云耦合到化学通过离子丰度。我们集中在两个代表性的模型云在这个初步的研究，一个有磁场和其他没有。模型预测的CO，CCS，N $_2$ H $^+$和HCO $^+$的柱密度的峰值和空间分布进行了比较与观测推断的无星核心L1544，这被认为是在恒星形成的边缘。我们发现，磁性模型，其中云是磁性支持了几百万年，然后才崩溃的动态，提供了一个合理的整体适合L1544上的现有数据;适合是显着较差的非磁性模型，其中云崩溃迅速。所观察到的N $_2$ H $^+$的大峰值柱密度和CCS的清晰中心凹陷有利于磁延迟崩塌而不是自由落体崩塌。一个相对较高的丰度CCS中发现的磁性模型，最有可能从一个相互作用的耗尽和后期的碳氢化合物化学增强CO耗尽。这些初步结果提供了一些支持的标准图片，致密的核心形成强磁化云通过双极扩散。它们与Aikawa等人（2001）的模型不同，Aikawa等人考虑了一组与我们的模型有些不同的模型，并且更喜欢一个云或多或少自由坍缩的模型。
2002-01-02 astro-ph
Systematic Molecular Differentiation in Starless Cores
我们提出的证据表明，低质量的无星核心，恒星形成的最简单的单位，在其化学成分中有系统的差异。CO和CS等分子在核心中心附近几乎消失，丰度降低了一到两个数量级。同时，N2 H+具有恒定的丰度，并且NH3的分数向核心中心增加。我们的结论是基于对5个最圆的无星核（L1498，L1495，L1400 K，L1517 B和L1544）的研究，我们绘制了C18 O（1-0），C17 O（1- 0），CS（2-1），C34 S（2- 1），N2 H+（1-0），NH3（1，1）和（2，2），以及1.2 mm连续谱。对于每个核心，我们已经建立了一个模型，同时适合所有观测到的发射和分子线的中心光谱的径向轮廓。观测到的CO和CS丰度的下降，可以很自然地用这些分子在密度为2-6 × 10^4 cm-3的尘埃颗粒上的耗尽来解释。N2 H+在密度高达几十倍时似乎不受这一过程的影响，而NH3的丰度可能会因CO从气相中消失而引发的反应而增加。在我们的模型的帮助下，我们表明，化学分化自动解释CS和NH3地图的大小之间的差异，一个问题，这仍然是一个无法解释的十多年。此外，我们的模型表明，辐射转移效应的组合可以引起先前观察到的这两种示踪剂的线宽的差异。虽然这种差异已被传统上解释为从一个系统的湍流线宽与半径的增加，我们的模型表明，它可以出现在恒定的气体湍流的条件下。
2001-12-20 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores. V. Discovery of a VeLLO in the "Starless" Dense Core L328
本文报道了利用斯皮策太空望远镜和近红外到毫米波段的地面观测在“无星”致密核L328中发现的一个极低光度天体（VeLLO）。斯皮策8微米的图像显示，L328由三个子核心组成，其中最小的一个可能有一个源，L328-IRS，而另外两个子核心仍然没有恒星。L328-IRS是一颗0级原恒星，根据它的热测量温度（44 K）和它在亚毫米波长下发射的高部分~ 72%的光度。它的“内部光度”（0.04 - 0.06 Lsun）使用辐射转移模型，在最合理的假设下，它的距离为200 pc，比典型的原恒星要暗得多，甚至比以前研究的其他VeLLO更暗。然而，请注意，如果我们考虑L328-IRS距离的两个极端值（125或310 pc），则其推断的光度可能有2-3倍的不确定性。CO的低角分辨率观测没有显示出分子外流活动的任何明确证据。但是，L328的宽线宽，以及斯皮策和近红外图像显示的星云可能追踪外流腔，强烈表明外流活动的存在。如果L328-IRS的吸积包线不超过0.1Msun，且恒星形成效率接近标准值~ 30%，则L328-IRS的吸积量不超过0.05Msun。在假设的200 pc的距离，L328-IRS注定是一颗褐矮星。
2008-12-10 astro-ph
TMC-1C: an accreting starless core
我们用IRAM 30米望远镜绘制了TMC-1C无星核的各种分子谱线。高密度示踪剂显示出明显的自吸收迹象，并且在N2 H+（1-0）和DCO+（2-1）谱线中存在亚音速入射不对称性。N2 H+（1-0）的向内速度分布在尘埃连续峰周围半径约为7，000 AU的区域内延伸，这是在无星核心中使用这种示踪剂观察到的最广泛的“下降”区域。从C17 O和C18 O测得的动力学温度（~12 K）表明，它们的发射来自毫米连续尘埃追踪的较冷内部外部的壳层。C_（18）O（2-1）的激发温度从12 K下降到远离中心的~10 K。这与C18 O谱线所追踪到的气体体积密度下降相一致，从尘埃峰附近的约4 × 10^4 cm^-3下降到距离尘埃峰80”（或11，000天文单位）处的约6 × 10^3 cm^-3。气体和尘埃所代表的气柱密度具有相似的N_2H ~+和CO贫化因子（fD < 6）。这可以用一个简单的场景来解释，其中：（i）TMC-1C核心嵌入在相对密集的环境中（H2 ~10^4 cm^-3），其中CO主要处于气相中，N2 H+丰度有时间达到平衡值;（ii）周围物质（富含CO和N2 H+）正吸积在致密的地核上;（iii）TMC-1C的年龄超过3 × 10^5年，以解释在地核中观测到的N2 H+丰度（约10^-10 w.r.t.）。H2）;以及（iv）核心核要么更年轻（约10^4年），要么在过去的10，…
2007-06-27 astro-ph
On the internal structure of starless cores. II. A molecular survey of L1498 and L1517B
[摘要]我们提出了一个无星核心L1498和L1517 B的分子调查。这些核心因其相对孤立和接近圆形的形状而被选择，并且它们已经在13种分子种类的许多谱线中被观察到（本系列的第一部分已经介绍了4种）：CO，CS，N2H+，NH3，CH3OH，SO，C3H2，HC3N，C2S，HCN，H2CO，HCO+和DCO+。使用的物理模型的核心结构和蒙特卡罗辐射转移代码，我们确定为每个核心的自洽的集合丰度，同时适合所观察到的径向分布的集成强度和紧急光谱的核心中心（丰富的物种，光学薄isologues使用）。从这项工作中，我们发现L1498和L1517B具有相似的丰度模式，大多数物种都遭受了向核心中心的显着下降。这发生在CO、CS、CH3OH、SO、C3H2、HC3N、C2S、HCN、H2CO、HCO+和DCO+，我们用具有尖锐中心孔的分布拟合。这个空穴的大小随分子而变化：DCO+、HCN和HC3N具有最小的空穴，而SO、C2S和CO具有最大的空穴。只有N2H+和NH3存在于核心中心的气相中。从分子的不同行为，我们选择SO，C2S，和CH3OH作为分子耗尽的最敏感的示踪剂。将我们的丰度测定与当前化学模型的预测进行比较，我们发现了数量级的差异。最后，我们展示了如何“贡献函数”可以用来研究形成的线轮廓从不同地区的核心。
2006-05-19 astro-ph
The Inevitable Future of the Starless Core Barnard 68
致密的小分子云核被认为是恒星的直接祖先。巴纳德68是研究得最好的例子之一，它被认为是一个稳定的球形气核原型，被弥漫的高压环境所限制。然而，对巴纳德68径向密度结构的观测表明，巴纳德68应该是引力不稳定和坍缩的，这似乎与其推断的长寿命和稳定性不一致。我们认为，巴纳德68目前正在经历一个致命的碰撞与另一个小的核心，这将导致引力坍缩。尽管这个系统仍然处于相互作用的早期阶段，我们的数值模拟表明，未来的引力坍缩已经可以在球体的外表面密度结构中检测到，该结构模仿了引力不稳定的Bonnor-Ebert球体的轮廓。在接下来的20万年里，巴纳德68将凝聚成一颗低质量的太阳型恒星，孤立地形成，周围是弥漫的热星际气体。正如在巴纳德68的现场所见，核心合并可能在触发恒星形成和塑造分子核心质量分布以及恒星初始质量函数方面发挥重要作用。
2008-09-09 astro-ph
Probing Inward Motions in Starless Cores Using The HCN J = 1-0 Hyperfine Transitions : A Pointing Survey Toward Central Regions
我们对HCN J = 1-0的85个无星核的中心区域进行了观测，研究了核内的向内运动。用HCN线检测了64个核心。发现HCN谱中的下落不对称性比以前使用的任何其它下落示踪剂（如CS J = 2-1、DCO+ J = 2-1和N2 H + J = 1-0）更普遍和更突出。我们发现HCN和N_2H ~+谱线的强度之间有密切的关系。这意味着HCN在堆芯的中心区域没有被大量耗尽。在某些核芯中，HCN谱线显示出与其他分子谱线不同的不对称性符号。少数核心显示出各种迹象的不对称个别HCN超精细线。的分布的速度偏移dV的HCN配置文件相对于系统的速度的光学薄示踪剂被发现是更多地转向蓝侧比其他的下落示踪剂，表明HCN的痕迹向内运动更频繁。所有源的每个HCN超精细线的dV分布是相似的。此外，从不同的HCN超精细线获得的dV值为每个源是几乎相似的。这可能意味着大多数无星核在核的各层中处于相似的运动学状态。我们确定了17个候选人使用所有可用的指标，如速度偏移dV和蓝，红双峰轮廓的强度比HCN J = 1-0，CS J = 2-1，J = 3-2，DCO+ J = 2-1，和N2 H + J = 1-0。其中L 63、L492、L 694 -2和L1197在HCN超精细线中沿低不透明度方向的蓝红比较高，表明着云中心处的入云速度较高。
2007-04-23 astro-ph
Inner Structure of Starless Core L694--2 Derived from Millimeter-Wave Interferometry
我们研究的候选人承包无星核心L 694 -2使用1.3毫米尘埃连续观测IRAM高原德布尔干涉仪和伯克利-伊利诺伊州-马里兰州阵列，探测空间尺度从10000-500 AU。长基线PdBI观测没有检测到发射，并且限制了来自紧凑组件F_c < 2.7 mJy的污染。这个极限对应于一个非常小的盘质量，M_disk < 5e-4 M_sun x（60 K / T_disk），并支持了核心的“无星”解释。较短的基线BIMA数据进行比较，密度模型使用的物理动机的温度分布与中心最小值。这一分析提供了明确的证据，证明尘埃消光中观察到的陡峭的外部密度分布向内部区域（<7500 AU）更浅的行为转变。最佳拟合的Bonnor-Ebert、Plummer类、破幂律和端部圆柱体模型产生非常相似的扁平轮廓，并且无法区分。我们量化的敏感性推断结构的各种不确定性，包括温度分布，中心位置，以及存在一个弱的未解决的中心组件。最大的不确定性来自温度的假设;等温模型修改最佳拟合参数的\~2西格玛，与推断的配置文件更浅。粉尘排放和消光剖面由一个嵌入式圆柱体复制，其刻度高度H= 13.5“，与视线成小角度倾斜。平坦的中心密度分布表明，尽管从分子线观察中推断出向内的运动延长，但压力仍然支撑着核心（Lee、Myers和Tafalla 2001）。在圆柱形密度模型的背景下，这些向内的运动可能代表了一个扁长核沿其长轴的收缩。
2003-07-05 astro-ph
On the internal structure of starless cores. I. Physical conditions and the distribution of CO, CS, N2H+, and NH3 in L1498 and L1517B
我们已经确定了金牛座-御夫座中两个接近圆形的无星核心L1498和L1517 B的物理结构和化学成分。我们的分析是基于高角分辨率的观察，在至少两个过渡的NH3，N2 H+，CS，C34 S，C18 O和C17 O，连同地图的1.2毫米连续。对于这两个核心，我们得到的径向轮廓的恒定温度和恒定的湍流，连同密度分布接近的非奇异等温球。使用这些物理条件和蒙特卡罗辐射转移模型，我们得到的所有物种的丰度分布和模型的核心内部强化学分化。根据我们的模型，NH3丰度增加到核心中心的几个因素，而N2 H+在大多数核心有一个恒定的丰度。相比之下，C18 O和CS（以及同位素异构体）在地核内部都是强烈亏损的，这很可能是因为它们在密度只有几个10^4 cm^{-3}时冻结在颗粒上。关于稠密气体的运动学，我们发现（除了恒定的湍流之外）在0.1 km s^{-1}水平上的内部运动模式。这些运动似乎与分子耗尽模式的不对称性相关，我们将其解释为核心收缩的残余物。它们的分布和大小表明，地核的形成是以一种相当不规则的方式发生的，时间尺度为百万年。我们推导出的核心性能与超音速湍流模型预测的核心形成的比较表明，我们的金牛座核心比这些模型的代表性预测更安静。
2004-02-16 astro-ph
An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties
低质量致密核心代表了与低质量恒星形成的最早阶段相关的分子气体状态。这样的核心被称为“原恒星”或“无星”，这取决于它们是否包含致密的发光源。本章是对低质量致密核的回顾的前半部分，我们描述了由于最近的观测结果而对无星核的性质所作的许多推论，因为这些推论揭示了恒星形成的初始条件。我们专注于识别孤立的无星核及其内部的物理和化学性质，包括形态，密度，温度，运动学和分子丰度。这些物体显示出广泛的属性，因为它们各自处于从周围分子云材料到冷的、收缩的和中心集中的配置的演化路径上的不同点，具有显著的分子耗尽，并且在罕见的情况下，增强。
2006-02-17 astro-ph
Dynamical and chemical properties of the "starless" core L1014
斯皮策太空望远镜对L1014-IRS的点状源的观测，接近低质量致密核心L1014的尘埃峰，质疑其无星性质。L1014-IRS的存在使其成为已知光度最低的孤立原恒星，也是在低质量端测试恒星形成理论的理想目标。为了研究其分子含量并寻找分子流出的存在，我们使用FCRAO、IRAM 30米和CSO在12 CO、N2 H+、HCO+、CS及其同位素体13 CO、C18 O、C17 O、N2 D+和H13 CO+的至少一个跃迁中映射了L1014。数据显示了L1014的物理和化学性质，这是演化程度较低的无星核的典型特征：即H2的中心密度为几个10^5分子cm^-3，估计质量约为2M_sun，CO综合消耗因子小于10，N（N2 H+）约为6*10^12 cm^-2，N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 1--0%，N_2H ~+（1--0）谱线较宽（0.35 km/s）。线剖面中没有观察到光学厚示踪剂和光学薄示踪剂之间的侵入签名和显著的速度变化。在~（12）CO和~（13）CO观测中没有发现经典的分子外流特征。特别是，没有发现高速机翼，也没有明确的蓝-红波瓣的12 CO发射被视为在通道地图。如果灵敏的，更高分辨率的观测证实了在比我们的观测更小的尺度上不存在外流，L1014-IRS将是已知的唯一一个在没有驱动外流的情况下形成的原恒星。
2005-02-04 astro-ph
Infrared Photometry of Starless Dense Cores
对八个致密分子核获得了深JHKs测光，并给出了J-H与H-Ks的色-色图。我们的测光，敏感的检测1太阳质量，1 X 10^6岁的恒星通过约。35 - 50星等的视消光，显示没有迹象表明存在的恒星/磁盘系统的基础上，J-H与H-Ks颜色的检测对象。朝向核心的恒星通常在空间上与核心中心反相关，这意味着背景起源，尽管我们不能排除在H和Ks单独或Ks单独检测到的一些恒星不是低质量恒星或棕矮星（< 0.3太阳质量）的可能性，在大量的视觉消光（例如L183 B的53等）之后。对于探测到的背景恒星，估计了光学折射率的下限，在极端情况下，会遇到高折射率，范围至少为Av = 46，甚至可能更高。消光数据被用来估计云的质量和密度，这是从分子线研究确定的。云的密度分布和柱密度的变化，并发现与类似地区的亚毫米波连续谱研究的系统性质的变化是一致的，在云反射是一致的。结果表明，一些岩心已经实现了显着的柱密度对比（约。30)在次核心规模上（约0.05 pc）没有形成已知的恒星。
2003-05-01 astro-ph
The Dynamical State of the Starless Dense Core FeSt 1-457: A Pulsating Globule?
为了研究无星球FeSt 1-457的运动学和化学性质，对CS、HCO+、C18 O和N2 H+进行了高分辨分子谱线观测。的HCO+和CS光谱显示出清晰的自反转和不对称的配置文件在整个面对的小球。所观察到的不对称性的意义是指示全球存在的膨胀运动在外层的球。这些运动似乎是亚音速的，明显低于小球的逃逸速度。我们的观测结果与近红外消光数据的比较表明，球状体是引力束缚的。综上所述，我们认为，所观察到的膨胀起源于小球外层的振荡运动，而小球本身可能处于流体静力平衡附近的准稳定状态。CO和N2 H+的观测线宽的分析证实，热压力是云的内部支持的主要组成部分。一个简单的计算表明，脉动的主导模式将是一个l = 2模式，周期为0.3百万年。变形的球状体由于大振幅l = 2振荡可能是负责的双峰结构的核心检测到的高分辨率消光图。分子线观测和消光数据的详细比较提供了C18 O和HCO+显著耗尽的证据，而N2 H+可能未耗尽到约40个视消光量级的云深。
2007-05-02 astro-ph
Envelope Structure of Starless Core L694-2 Derived from a Near-Infrared Extinction Map
我们提出了一个近红外消光研究的暗球L 694 -2，一个无星的核心，表现出强有力的证据向内运动的分子线配置文件。J，H和K波段的数据是使用欧洲南方天文台新技术望远镜拍摄的。最佳拟合的简单球幂律模型的指数p=2.6 +/- 0.2，在灭绝时采样的半径范围内为0.036--0.1pc。这个幂律斜率比奇异等温球的p=2的值更陡，这是原恒星坍缩的由内而外模型的初始条件。包括沿视线的额外消光分量进一步使推断的轮廓变陡。拟合Bonnor-Ebert球导致无量纲半径xi_max=25 +/- 3的超临界值。物质的不稳定结构可能与观察到的向内运动有关。Bonnor-Ebert模型与观测到的轮廓形状相匹配，但大大低估了灭绝的数量（约为4倍）。在附近的原恒星核B335中也发现了这种归一化差异（Harvey et al. 2001）。一个圆柱形的密度模型与刻度高度H=0.0164+/- 0.002 pc在一个小的倾斜度的圆柱轴上观察提供了一个同样好的径向分布作为一个幂律模型，并再现了显着的核心不对称。此外，这个模型也提供了一个基础，让我们可以了解Bonnor-Ebert模型标准化的差异，也就是L 694 -2有扁长的结构，而假设天空平面和视线方向的剖面对称，则忽略了核心的完整范围（质量）。如果核心被充分磁化，则可能避免分裂，并且以后的演化可能产生类似于B335的原恒星。
2003-08-08 astro-ph
The Dynamical State fo the Starless Dense Core FeSt 1-457: A Pulsating Globule?
为了研究无星球FeSt 1-457的运动学和化学性质，对CS、HCO+、C18 O和N2 H+进行了高分辨分子谱线观测。的HCO+和CS光谱显示出清晰的自反转和不对称的配置文件在整个面对的小球。观察到的不对称性表明球体外层的膨胀运动在全球范围内存在。这些运动似乎是亚音速的，明显低于小球的逃逸速度。我们的观测结果与近红外消光数据的比较表明，球状体是引力束缚的。综上所述，我们认为，所观察到的膨胀起源于小球外层的振荡运动，而小球本身可能处于流体静力平衡附近的准稳定状态。CO和N2 H+的观测线宽的分析证实，热压力是云的内部支持的主要组成部分。一个简单的计算表明，脉动的主导模式将是一个l = 2模式，周期为0.3百万年。变形的球状体由于大振幅l = 2振荡可能是负责的双峰结构的核心检测到的高分辨率消光图。分子线观测和消光数据的详细比较提供了C18 O和HCO+显著耗尽的证据，而N2 H+可能未耗尽到约40个视消光量级的云深。
2007-05-02 astro-ph
Survey of ortho-H2D+(1_{1,0}-1_{1,1}) in dense cloud cores
本文介绍了加州理工学院亚毫米波天文台对10个无星核和6个原恒星核的ortho-H2 D+（1_{1，0}-1_1，1}）线的观测结果。这条谱线对研究低质量致密核的化学、演化和动力学状态具有很高的诊断能力。在7个无星核和4个原恒星核中检测到这条线。在无星核中，N（ortho-H2 D+）的范围在2到40 × 10 ^{12} cm^{-2}之间，在原恒星核中，N的范围在2到9 × 10 ^{12} cm^{-2}之间。最明亮的线被检测到对氘和最集中的无星核心，其中的CO消耗因子和氘分馏也是最大的。在N（ortho-H2 D+）与观测到的氘分馏和CO损耗因子的关系图中观察到的大的分散性可能是由于H2 D+的ortho-to-para（o/p）比的变化，从前恒星核中T_{kin} < 10 K气体的>0.5到~0.03（与原恒星核中T_{kin} ~15 K一致）。我们样本中的两个蛇夫座岩芯也需要相对较低的o/p比（~0.3）。其他参数，包括宇宙射线电离率，CO损耗因子（或更一般地说，中性物质的损耗因子），体积密度，尘埃颗粒和多环芳烃的分数也在很大程度上影响邻-H2 D+丰度。氘含量最高且富含H2 D+的天体（L429、L1544、L 694 -2和L183）是由中心浓缩（中心密度约为10^{6} cm^{-3}）核的化学模型重现的，其化学年龄在10^4年至10^6年之间。给出了对-H_…
2008-09-16 astro-ph
Search for synchrotron emission from secondary leptons in dense cold starless cores
我们报告无线电连续观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列的两个分子云。这些观测的动力是在密度增强和可能的高磁场区域中通过宇宙射线次级电子/正电子寻找同步辐射。我们目前的建模表明，应该有一个明显的流量以上的更弥漫，银河系同步加速器的背景。无星核心G333.125-0.562和红外源IRAS 15596-5301在1384和2368 MHz观测。对于G333.125-0.562，我们在两个频率上都没有发现来自该源的显著水平的无线电发射，也没有任何明显的极化：我们在1384和2368 MHz下对来自该源的无线电连续通量的上限为0.5 mJy/束。由于高于预期的通量密度限制，我们还获得了档案ATCA数据在8640 MHz的这个云，并放置一个上限的通量密度为50微焦耳每束。假设宇宙射线的光谱与太阳附近的相似，并考虑到云的分子密度和质量，我们将磁场的上限定为500微G。IRAS 15596-5301，在1384 MHz下每束的RMS为50微焦，显示了与在4800 MHz下已经检测到的光学薄自由-自由发射一致的HII区域。我们使用与G333相同的处方来限制来自该云的磁场小于500微G。我们发现，这些值并不与磁场值与分子云的平均密度成比例的观点不一致。
2008-06-19 astro-ph
The Structure of Cold Molecular Cloud Cores
本文简要介绍了我们目前对不含原恒星的冷分子云核（有时称为无星核）结构的认识。最集中的无星核心被称为前恒星核心。这些核心可能代表了观测上的原始恒星坍缩的初始条件，必须输入到所有的恒星形成模型。目前的争论核心密度剖面的性质进行了总结。一个值得注意的是，使用这种配置文件，以确定核心的平衡状态。还讨论了星前核的磁场结构。
2003-10-02 astro-ph
Completion of a SCUBA survey of Lynds dark clouds and implications for low-mass star formation
我们已经进行了调查的光学选择的乌云使用测辐射热计阵列SCUBA的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，在850微米波长。该调查覆盖了0.5平方度的总面积，并参考云的大小，恒星形成活动或红外发射的存在是无偏的。发现了几个新的原恒星和无星核;原恒星是通过检测它们伴随的CO（2-1）排放来确认的。这项调查被认为是完整的0类和I类原恒星，并产生两个重要的结果，这些阶段的寿命。首先，样本中0类原恒星与0类原恒星的比例大致为1，与之前在蛇夫座ρ恒星形成区观察到的1：10的比例非常不同。假设恒星的形成是一个均匀的过程，这意味着0级的寿命类似于I级阶段，根据红外线测量，I级阶段大约为200，000年。它还表明，在0类天体中没有快速的初始吸积阶段。大约10万年前的一次触发恒星形成的爆发可以解释rho蛇夫座的早期结果。第二，无星核心的数量大约是原恒星总数的两倍，表明无星核心的寿命大约为80万年。因此，这些无星核心的寿命非常短，只经历了两到三次自由落体。这一结果表明，在至少10，000 AU的尺度上，无星核的动力学演化可能不受磁过程的控制。
2002-09-04 astro-ph
The Shapes of Molecular Cloud Cores in Simulations and Observations
在这项研究中，我们调查的形状无星和原恒星的核心使用流体动力学，自引力自适应网格细化模拟湍流分子云。我们模拟了这些核心在尘埃排放中的观测，包括真实的噪音和望远镜分辨率，并与Nutter & Ward-Thompson（2007）在猎户座中测量的观测核心形状进行了比较。模拟和观测结果通常具有很高的统计相似性，模拟和猎户座B之间的一致性特别好。虽然原恒星核心的半长轴与半短轴之比更接近1，但无论是猎户座的实际观测还是模拟观测，无星和原恒星核心的轴比分布都没有显着差异。由于非磁性流体动力学模拟和观测之间的高度一致性，与先前的一些作者相反，人们不能从核心形状分布推断出磁场的存在。
2008-12-03 astro-ph
Do we need to know the temperature in prestellar cores?
星前核的分子谱线观测结合化学演化模型和辐射转移计算是研究恒星形成早期阶段的有力工具。然而，从这样的建模中得出的结论可能明显取决于假定的堆芯热结构。等温性假设在化学动力学研究中有很好的应用，但在分子谱线形成模拟中却成为一个关键因素。我们认为，即使是很小的温度变化，这是可能存在于无星核心，可以有一个不可忽视的影响的解释分子线数据和衍生的核心属性。特别是，“化学上纯净”的等温核（低损耗）可以具有中心峰值C $^{18}$ O和C $^{34}$ S径向强度分布，而在假设相同的基本化学结构的模型中具有环状强度分布，具有较冷的中心和/或较热的包络。因此，基于过于简化的热模型推导出的分子丰度可能会导致对线数据的错误解释。
2007-09-28 astro-ph
The Shapes of Molecular Cloud Cores in Orion
我们使用Nutter和Ward-Thompson（2007）基于亚毫米SCUBA数据的星前核心样本，研究了猎户座GMC中无星核心的内在形状。我们采用了最大似然法重建的内在分布的椭球轴比从投影平面的天空核心椭圆的轴比。我们发现，独立的假设的功能形式的分布的细节，有一个强烈的偏好有限厚度的扁圆核。具有不同有限三轴度的堆芯比纯轴对称堆芯更适合，尽管数据并未排除接近轴对称的堆芯。在猎户座中发现长扁无星核心的情况是非常罕见的。我们还测试了所观察到的数据的一致性与均匀分布的内在形状，这是类似的重力湍流破碎模拟中发现的。该分布在0.1%水平下被排除。这些发现对分子云内核心形成的理论具有重要意义。
2007-05-02 astro-ph
Dense Cores in Dark Clouds. XIV. N2H+(1-0) maps of dense cloud cores
我们目前的N2 H+（1-0）在大约60个低质量云核已经映射在NH3（1，1）反转过渡线广泛的映射调查的结果。该测量是在FCRAO天线上进行的，其角分辨率比以前的氨观测精细约1.5倍。有恒星的核心通常有N2 H+比NH3小两倍的地图大小，表明与无恒星的核心相比，存在更密集和更集中的气体。NH3和N2 H+柱密度和激发温度之间的显着相关性被发现在无星的核心，但不是在有星的核心，这表明不同的化学演化的两个物种。速度梯度范围在0.5和6 km/s/pc之间，与NH3数据所发现的相似。“局部”速度梯度在大小和方向上都显示出显著的变化，表明存在着复杂的运动，不能解释为简单的固体旋转。无星核的积分强度分布呈现"中心对称“，当r < ~0.03 pc时符合球对称密度定律n ~ r^{-1.2}，当r较大时符合球对称密度定律n ~ r^{-2}。具有恒星的核更好地用单密度幂律来模拟，n ~ r^{-2}。线宽度在整个核心上变化，但我们没有发现一个总的趋势。线宽的偏差与平均线宽相关，表明视线包含约10个相干长度。相应的相干长度值约为0.01 pc，与MHD波的预期截止波长相似。这种相似性可以解释在小尺度上线宽的增加的“连贯性”。尽管具有更精细的角分辨率，但大多数N2 H+和NH3图显示出类似的“简单”结构，具有单峰且没有伸长。
2002-02-08 astro-ph
