Outflows and jets from massive star-forming clusters
研究年轻的大质量恒星形成星团的外流可以让人们推断出导致最大质量恒星形成的物理过程。我将回顾目前的高空间分辨率干涉（分）毫米的大规模分子外流的研究和高质量恒星形成的影响。一个可能的演变方案，大规模的外流高度准直的结构在最开始和更多的风一样的外流在以后的阶段将被概述。
2004-04-28 astro-ph
VLTI/AMBER interferometric observations of the recurrent Nova RS Oph 5.5 days after outburst
我们报告的干涉琥珀色/VLTI观测的经常性新星RS Oph五天后，其爆发于2006年2月12日。使用三个基线从44到86米，和光谱分辨率为1500，我们测量了在K波段连续和BrG和HeI2.06微米线的发射的扩展。通过拟合由均匀椭圆、高斯椭圆、圆环和二元模型组成的简单几何模型，解释了连续谱的振动。在BrG线的振动和微分相位进行解释，使用斜环模型，旨在执行有限的参数重建的线形成区域的扩展和运动学。有限的紫外线覆盖范围无法区分填充模型和环。二元模型被丢弃，因为在连续体中测量的闭合相接近于零。线中的维生素是在一个较低的水平相比，其附近的连续，与一个更广泛的线形成区域的HeI2.06比BrG一致。用于连续体和用于线的椭圆模型是高度平坦的并且共享相同的位置角。在BrG线上存在两个径向速度场：一个是“慢”扩展的环状结构（v~ 1800 km/s），另一个是“快”扩展的东西向结构（v~2500- 3000 km/s）。这些结果证实了基本的火球模型，与Monnier等人（2006年）进行的其他干涉观测的结论相反。
2006-11-19 astro-ph
Interferometric Observations of the T Tauri Stars in the MBM 12 Cloud
我们对MBM 12云中的7个YSO进行了毫米波干涉连续测量。在3- $σ$水平以上2.1 mm处检测到与2个YSO相关的热发射，其中一个还显示出1.3 mm的热发射。另一个对象被边缘检测到在2.1毫米。光谱能量分布的YSO很好地拟合一个简单的幂律盘模型。星周盘的质量估计为$0.05 M_{\sun}$量级。MBM 12星云中的拱星盘与附近恒星形成区的盘具有共同的性质，如盘质量和红外过量等盘参数。
2003-02-24 astro-ph
Fragmentation of a high-mass star-forming core
在最早的演化阶段，大质量的恒星形成区域深深地嵌入其诞生的核心，在光学和近红外波长下无法观察到。干涉高空间分辨率毫米尘埃连续观测一个非常年轻的大质量恒星形成区域解开其类星团性质已经在恒星形成过程的一开始。导出的原星团质量函数与恒星IMF一致。因此，最初大质量核心的碎裂可能决定了最终恒星的IMF和质量。这意味着所有质量的恒星都可以通过吸积形成，而原恒星的合并似乎是不必要的。
2004-08-20 astro-ph
A CS J = 5 -> 4 Mapping Survey Towards High Mass Star Forming Cores Associated with H2O Masers
在这次巡天中，我们利用CSO系统地绘制了63个位于CS J = 5 -> 4线上的云核，这些云核指向一个具有水脉泽的高质量恒星形成核样本（Plume et al.1992，Plume et al.1997）。从CS光谱和地图，我们确定云核的大小，维里质量，质谱，和尺寸线宽的关系。
2001-11-05 astro-ph
Interferometric CO Observations of submillimeter-faint, radio-selected starburst galaxies at z~2
高红移、尘埃遮蔽的星系--在射电中被选择为发光的，但在850微米处相对较暗--似乎代表了与超亮亚毫米（submm-）亮星系群不同的星系群。它们可能是恒星形成的星系，具有更热的尘埃温度，或者它们可能具有较低的远红外光度和来自模糊的活动星系核（AGN）的较大贡献。在这里，我们提出了三个z~2的例子，我们称之为亚毫米微弱射电星系（SFRGs）在CO（3-2）使用IRAM高原德布雷干涉仪的观察，以研究它们的气体和动力学性质。我们估计了三个SFRG中每一个的分子气体质量（分别为8.3 × 10 ^{9} M_odot、<5.6 × 10 ^{9} M_odot和15.4 × 10 ^{9} M_odot），并且在RG 163655的情况下，通过测量CO（3-2）线的宽度来估计动力学质量（8 × 10 ^{10} csc^2i M_odot）。虽然这些气体质量很大，但平均而言，它们比亚毫米选择星系（SMG）低4倍。射电推断的恒星形成速率（<SFR_radio>=970 M_odot \yr）表明恒星形成效率比SMG高得多，气体耗尽时间尺度（~ 1100万年）比形成当前恒星质量所需的时间（~160 Myr; ~10^{11} M_odot）短得多。相比之下，SFRs可能被高估了几个因素，使效率与其他超亮恒星形成星系通常测量的效率一致，并表明SFRGs更像紫外线（UV）选择的恒星形成星系，具有增强…
2008-07-23 astro-ph
Interferometric multi-wavelength (sub)millimeter continuum study of the young high-mass protocluster IRAS05358+3543
年轻的大质量恒星形成区IRAS 05358 +3543是在3.1和1.2毫米的连续辐射中用Plateau de Bure干涉仪，在875和438微米的亚毫米阵列中以高空间分辨率观测到的。我们解决了至少四个连续子源，可能是原恒星的性质。其中两个可能是原双星系统的一部分，预计距离为1700 AU。额外的（亚）毫米连续峰不一定窝藏原恒星，但可能是由多个分子外流。子源的光谱能量分布（SED）显示出几个特点。主动力室mm 1与CH 3OH脉泽发射、超紧凑HII区和中红外源相关，表现出典型的SED，在cm和长mm波长处具有自由-自由发射分量，并且在光谱的（子）mm部分中具有冷尘埃分量（光谱指数在1.2mm和438 mum α ~3.6之间）。自由-自由辐射对应于嵌入的13 Msun B1恒星的莱曼连续通量。该区域最冷的源mm 3在1.2mm和875 μ m之间具有α ~3.7，但在较短波长438 μ m波段中具有低于预期的通量。普朗克函数的这一翻转为毫米3的尘埃温度设定了大约20 K的上限。个别次核心的密度结构的uv-数据分析揭示了幂律指数在1.5和2之间的分布。这类似于较大规模的集群形成的团块，以及那些典型的低质量的核心的密度分布。
2007-02-21 astro-ph
Far infrared mapping of three Galactic star forming regions : W3(OH), S 209 & S 187
利用TIFR 100 cm球载远红外望远镜，在中心约140和200 μ m的两个trans-IRAS远红外波段上同时测绘了与W3（OH）、S209和S187有关的三个银河系恒星形成区。这些图显示了具有结构的扩展FIR发射。这些区域在12、25、60和100微米处的HIRES处理的IRAS图也被呈现用于比较。点源已被提取的最长波段TIFR地图和其他五个波段的协会搜索。从这些区域的扩散发射已被量化，这原来是一个显着的总排放量的一部分。根据TIFR波段的分布图，可靠地确定了其中两个源（W3（OH）和S209）的冷尘（T < 30 K）的空间分布。尘埃温度和光学深度图显示复杂的形态。一般来说，S209附近的尘埃比W3（OH）区的要温暖。
2001-08-06 astro-ph
Submillimeter mapping and analysis of cold dust condensations in the Orion M42 star forming complex
我们在这里提出的连续亚毫米波的分子云周围的猎户座地区的M42星云的地图。这些是用ProNaOS 2米球载望远镜在四个波段（200、260、360和580微米）获得的。覆盖的区域宽7秒差距（在470秒差距的距离上为50弧分），空间分辨率约为0.4秒差距。由于对微弱的表面亮度梯度的高灵敏度，我们已经发现了几个温度从12到17 K的冷凝结，在密集脊的3秒差距内。温度和光谱指数空间分布的统计分析表明，这两个参数之间的负相关性的证据。在IRAS 100微米的调查中看不到，一些冷云很可能是未来恒星形成活动的种子。我们估计了它们的质量，并证明了其中两个的质量高于它们的金斯质量，并且可能是引力不稳定的。
2001-02-23 astro-ph
Deconstructing the High-Mass Star-Forming Region IRAS 23033+5951
我们报告干涉观测的大质量恒星形成对象IRAS 23033+5951。我们的观测揭示了两个巨大的分子云核心，命名为IRAS 23033+5951-MMS 1和IRAS 23033+5951-MMS 2。MMS 1已经形成了一颗巨大的原恒星，而MMS 2似乎即将形成。后一个核心可能是一个类似于“0级”恒星形成物体的大质量类似物的例子。演化程度更高的核心在原恒星附近显示出一些N2 H+破坏的证据，与低质量恒星形成物体中的类似发现一致。除了已知的突出HCO+外流，我们的SiO 2- 1和CH 3OH 2- 1地图显示了两个更多的候选外流的证据，这两个可能比主要的外流更弱。这两个核心都嵌入在一个细长的功能，其主轴取向几乎完全垂直于该地区最突出的流出轴。虽然它具有许多盘状结构的特征，但其87，000天文单位（0.42秒差距）的直径表明它更有可能是恒星形成核心凝聚而成的出生分子云碎片的扁平旋转残余。我们的结论是，IRAS 23033+5951是一个相对孤立的大质量恒星形成过程的很好例子，可能是通过整体坍缩和盘吸积的方法。
2007-11-30 astro-ph
Structure and evolution of star-forming gas in late-type spiral galaxies
本文研究了邻近面对晚型旋涡星系NGC 628的二维法布里-珀罗干涉观测。我们调查的作用，个别的HII区域连同大规模的引力机制，管理恒星的形成和整体演化的螺旋星系。我们的运动学分析（加强在HI和CO在较低的角分辨率的文献地图），使我们能够验证存在一个内部快速旋转的内部盘状组件，我们归因于长期的长期演变的大规模的螺旋臂和椭圆形结构。我们发现，气体是从外层向更蓝的中心区域下降的。这可能是伪隆起形成的早期阶段。我们发现签名的径向运动所造成的m=2的扰动，这可能是负责流入的材料形成的环核环和快速旋转的内部结构。
2007-01-19 astro-ph
First 450-micron dust continuum mapping of the massive star-forming region NGC 3576 with the P-ArTeMiS bolometer camera
背景：大质量恒星形成的最早阶段目前存在很大争议。目标。为了取得进展，我们对NGC 3576区域中类似0类的原恒星致密核心进行了普查，该区域是银河系中距离最近、最明亮的大质量恒星形成嵌入地点之一。研究方法：我们使用APEX望远镜上的P-ArTeMiS测辐射热计相机来制作与NGC 3576相关的致密团块的第一个450微米尘埃连续图。结果如下：结合我们的450微米观测和其他波长的现有数据，我们已经确定了沿着NGC 3576灯丝的七个大质量原恒星源，并将它们放置在原恒星的M_env-L_bol演化图中。结论：与理论演化轨迹的比较表明，这7个原恒星源将演化成质量为M* ~ 15-50 Msun的大质量恒星。四个源被归类为候选的高质量0类物体，两个源作为大规模的I类物体，一个源似乎处于中间阶段。
2008-09-23 astro-ph
Water vapour and hydrogen in the terrestrial-planet-forming region of a protoplanetary disk
行星系统，包括我们的行星系统，都是在年轻恒星周围的尘埃和气体盘中形成的。星系盘是恒星和行星形成过程中不可或缺的一部分，了解内部星系盘物质的分布和温度对于理解类地行星形成、巨行星迁移和吸积到中央恒星上至关重要。虽然原行星盘的内部区域在附近的恒星形成区域对着只有几个纳弧度，近红外干涉测量最近使这些地球区的空间分辨率。大多数观测只探测了尘埃，这通常是近红外辐射的主要部分。在这里，我报告光谱分散的近红外干涉观测，探测气体（占主导地位的质量和动态的内盘），除了尘埃，在一个天文单位的年轻恒星MWC 480。我解决气体，包括水蒸气和原子氢，内部的边缘的尘埃盘，这与以前的光谱分散干涉观测的结果。这种吸积气体与迁移行星的相互作用可能会导致短周期的系外行星，就像在主序星周围检测到的那样。观测到的水蒸气可能是由迁移的冰体升华产生的，并为类地行星提供了潜在的蓄水池。
2007-06-08 astro-ph
Interferometric detections of GOODS 850-5 at 1 mm and 1.4 GHz
我们利用IRAM Plateau de Bure干涉仪在1.25 mm波长（MM J 123633 +6214.1，通量密度：S（1.25 mm）=5.0+-1.0 mJy）下获得了亚毫米亮源GOODS 850-5（也称为GN 10）在GOODS北场中的位置（亚角秒精度）。该源在深度ACS成像中没有光学对应物，其极限星等为i（775）=28.4 mag，其位置与最近在SMA获得的亚毫米测绘中发现的位置一致（Wang等人，2007年）。使用20 cm深VLA成像，我们在同一位置发现了一个射电源（S（20 cm）=32.7+-4.3 microJy），比Wang等人报道的要亮得多。我们应用不同的光度红移估计使用测量的尘埃，中/远红外部分的SED，并得出一个红移z~4。考虑到我们在毫米和无线电中的探测，我们认为红移明显更高（例如，z~6 Wang et al. 2007）不太可能。MM J123633+6214.1（别名GOODS 850-5）仍然构成了亚毫米星系群高红移尾部的明亮代表，可能对（亚）毫米背景有很大的贡献。
2007-12-19 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters II. Comparison between millimeter interferometric observations of NGC 2264-C and SPH simulations of a collapsing clump
星团中大质量恒星形成的早期阶段仍然知之甚少。在这里，我们测试的假设，高质量的恒星形成提出了我们的早期论文（佩雷托等，2006年）。为了证实这一假设的物理有效性，我们进行了IRAM Plateau de Bure干涉仪对NGC 2264-C的观测，并对Jeans不稳定的长扁致密团块的坍缩进行了SPH数值模拟。我们的Plateau de Bure观测揭示了一个新的致密源（C-MM 13）的存在，它距离NGC 2264-C的中心只有10000 AU，但距离（投影）速度约为1.1 km/s。与我们的数值SPH模拟的详细比较支持这样一种观点，即NGC 2264-C是一个细长的星团形成的团块，在坍缩和破碎的过程中沿其长轴，导致一个强大的动力学相互作用和可能的原恒星合并的团块的中心区域。本研究还对NGC 2264-C大规模坍缩的初始条件设定了若干定量约束。我们的流体动力学模拟表明，所观察到的速度模式表征了原星系团坍缩的早期阶段，该阶段只存在很短的时间（即，< 10^5岁）。为了提供与观测结果的良好匹配，模拟需要湍流能量与引力能量的初始比率仅为~ 5%，这强烈表明NGC 2264-C团块的结构主要由引力而不是湍流构成。所需的“冷”初始条件可由外部触发器的快速压缩产生。
2006-11-08 astro-ph
Large Scale Mapping of the $ρ$ Ophiuchi Regions by SWAS
我们使用SWAS完成了\r \ Ophiuchi区域的3平方度CI $^3$ P $_1$-$^3$ P $_0$图。SWAS非常稳定的接收器和后端系统允许在此规模上统一校准数据集。结合使用FCRAO得到的\co、13 Co和\c 18 o图，该数据集将有助于深入研究这一附近恒星形成区的物理和化学。
2003-01-06 astro-ph
Mapping dusty star formation in and around a cluster at z=0.81 by wide-field imaging with AKARI
我们目前的环境依赖的尘埃恒星形成活动的集群RXJ1716.4+6708在z=0.81的基础上宽视场和多波长观测与Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜和IRC机载AKARI卫星。我们的光学数据表明，星系的光学颜色分布在中等密度的环境，如星系团的外围，集团和细丝开始显着变化，从蓝色到红色。通过结合红外数据，我们发现15微米星系的光学颜色往往介于红色序列和蓝色云之间，并有一个尾巴进入红色序列。在星系团周围约200弧分^[2]范围内的15微米星系的空间分布表明，在星系团中心区域几乎没有检测到15微米星系。这可能是由于星团核心的恒星形成活动较低。然而，有趣的是，15微米星系在中密度环境中的比例与低密度环境中的比例一样高，尽管在中密度环境中光学颜色开始改变。此外，我们发现，15微米的星系，具有光学红色（尘埃红色星系的候选人）和星系的高比恒星形成率也集中在中等密度的环境。这些结果意味着，在集团和丝状星系中的恒星形成活动的增强，由于一些特定的环境效应，以中等密度的环境，这样的现象可能是直接连接到截断的恒星形成活动的星系被视为在这样的环境中的光学颜色的戏剧性变化。
2008-09-16 astro-ph
A CS J=5-4 Mapping Survey Towards High-mass Star Forming Cores Associated with Water Masers
我们已经映射了63个区域，形成高质量恒星在CS J=5-4使用CSO。CS峰位置在C34 S J=5-4朝向57个核心和在13 CS J=5-4朝向9个最亮核心中观察到。该样本是最初选择水脉泽的样本的一个子集;对脉泽源的选择应该有利于处于早期演化阶段的源。CS J=5-4的积分强度与350微米处的尘埃连续谱发射有很好的相关性。大小、维里质量、表面密度和光度的分布都达到峰值，少数核心偏向于比平均值大得多的值。我们发现C34 S的线宽和尺寸之间的弱相关性，与Dv ~ R^{0.3}一致。线宽远高于通常的线宽和尺寸之间的关系，从低质量的区域确定的预测。这些地区非常动荡。推导出的维里质量同意在一个因素的2至3与质量估计粉尘排放后，在350微米的密度结构的校正占。超过1000个太阳质量的核心的累积质量谱可以近似为幂律，斜率约为-0.9，比用低密度气体示踪剂测量的云更陡，接近OB星协中恒星的总质量。中位湍流压力与UCHII区相当，小半径处的压力与超紧HII区相似（P/k ~ 10^{10} K cm^{-3}）。致密气的填充因子相当大，CS的丰度中值约为10^{-9}。辐射热光度与维里质量的比值比分子云整体的数值高得多，光度与质量的相关性更紧密。（节录）。
2003-08-18 astro-ph
VLTI/MIDI 10 micron interferometry of the forming massive star W33A
本文报道了对大质量年轻恒星W33 A的VLTI/VLBI分辨干涉观测。对于基线为45米、波长范围为8-13微米的波段，射电望远镜的观测提供了光谱色散的射电望远镜，其值在0.03和0.06之间。Vibrations表明，W33 A在8微米处具有约120 AU（0.030“）的FWHM尺寸，其在13微米处增加到240 AU，这在MYSO中是先前未探索的尺度。这一观察到的趋势与温度随距离下降的趋势一致。一维沙尘辐射转移模型同时拟合了可见光谱、强硅酸盐特征和中红外光谱能量分布（SED）形状。对于任何幂律密度分布，我们发现，大小（由vibrium暗示）和恒星的光度是不相容的。W33 A的光度需要减少到以前采用的三分之一，以匹配violet;这样的减少与斯皮策的MIPSGAL调查的新的高分辨率70微米数据一致。我们获得了最佳拟合模型，其中尘埃密度分布较浅，r^（-0.5）和r^（-1.0），以及通过降低石墨与硅酸盐的ISM比并利用奥森科普夫等人（1992）的光学颗粒特性产生的硅酸盐特征中的光学深度增加。
2007-11-03 astro-ph
Interferometric 12CO(J=2-1) image of the Nuclear Region of Seyfert 1 Galaxy NGC 1097
用亚毫米波阵（SMA）对Seyfert 1星系NGC 1097的中心区进行了~（12）CO（J=2-1）的成图。12 CO（J=2-1）图显示了一个中心浓度和一个环绕环，分别与Seyfert核和星暴环相吻合。线强度峰值在核，而在以前发表的12 CO（J=1-0）地图的强度峰值在星暴环。分子环的方位角平均12 CO（J=2-1）/（J=1-0）强度比（R21）约为1，与附近活跃的恒星形成星系相似，表明环中大部分分子质量参与了星暴的燃料供应。假设恒星形成速率不变，气体完美地转化为恒星，分子气体在没有进一步补充的情况下只能维持大约1.2 \times 10 ^8年。速度图表明，中心分子气体与分子环同向旋转，但其速度梯度比分子环陡得多。中心气体的速度梯度与通常在一些塞弗特2星系中观察到的相似。为了在光学上直接观察活动核，中心的分子气体结构可以是一个低倾斜的盘或环面，但不能太低，以至于质量小于宿主星系本身的质量，也可以是一个高倾斜的薄盘或星团和厚环面，或者是星系盘的内部。中心分子气体组分的R21值约为1.9，明显高于分子气体环处的值，表明塞弗特核的活动可能对中心组分中分子气体的条件有重大影响。
2008-05-23 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores: III: Low Mass Star Formation in a Small Group, L1251B
我们提出了一个低质量的恒星形成区域，L1251 B，在近红外到毫米波长的全面研究。L1251 B是一个小的原恒星群，其中只有一颗原恒星IRAS 22376+7455是已知的。L1251 B最明亮的光源位于IRAS位置以北5”处。在IRAC波段探测到一个近红外双极星云，它与最亮的天体不相关，位于L1251 B的东南角。OVRO和SMA干涉观测表明，IRAC波段最亮的源和双极星云源是深埋的盘源，单碟望远镜亚毫米连续谱观测和SMA干涉观测表明，可能存在两个极高柱密度的星前天体。在这个小组之外，许多年轻的恒星候选者已经在12' x 12'的更大区域内被发现。已在850微米处检测到L1251 B以东的扩展发射;这个“东核”可能是未来恒星形成的地点，因为IRAC或MIPS尚未检测到点源。因此，这个区域可能是低质量团簇形成的一个例子，其中一小群前恒星和原恒星物体（L1251 B）正在形成，旁边是一个大的无星核心（东核心）。
2006-05-18 astro-ph
Mapping the star formation history of Mrk86: I. Data and models
我们已经获得了蓝色致密矮星系Mrk 86（NGC 2537）的光学（BVR，[OIII]5007和Halpha），近红外（JHK）成像和长缝光谱。在本文中，第一，我们提出了光学近红外颜色和当前的恒星形成区，中期年龄的星暴和潜在的恒星星族的发射线通量。我们还描述了进化的合成模型中使用的文件II。星系恒星形成区的R和H α光度分布在M_R=-9.5和L_H α =10^37.3 erg s^-1处显示出极大值。下面的恒星星族显示了一个指数表面亮度轮廓，中心值μ_E，0 =21.5 mag arcsec^-2，尺度α =0.88 kpc，这两个值都是在R波段图像中测得的。在星系的外部区域，主要由这个组成部分，没有观察到显着的颜色梯度。最后，一套进化的合成模型已经开发出来，涵盖了广泛的金属丰度和爆发强度。
2000-07-18 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
Fragmentation in Massive Star Formation
对演化的大质量恒星的研究表明，它们以集群模式形成。在最早的进化阶段，这些区域嵌入其出生核心。在这里，我们展示了高空间分辨率的干涉尘埃连续观测，解开了一个年轻的大质量恒星形成区域的星团状结构。导出的原星团质量分布与恒星初始质量函数一致。因此，初始大质量核心的碎裂可能决定了初始质量函数和最终恒星的质量。这意味着所有质量的恒星都可以通过吸积过程形成，而中等质量的原恒星的合并似乎是不必要的。
2004-02-20 astro-ph
The "True" Column Density Distribution in Star-Forming Molecular Clouds
我们使用COMPRESSION调查的英仙座恒星形成区域的观测，以评估和相互比较三种方法测量柱密度的分子云：消光映射（NIR）;热发射映射（FIR）;和映射的CO同位素的强度。所有三种示踪剂显示的结构在形态上相似，但存在重要差异。基于尘埃的测量给出了类似的，对数正态分布的整个英仙座地区，一旦仔细校准校正。我们还比较了尘埃和气体为基础的柱密度分布的物理意义的子区域英仙座，我们发现这些地区的分布显着变化。即使我们已经使用了12 CO数据来估计激发温度，我们已经纠正了不透明度，13 CO地图似乎无法得到列分布一致类似于从尘埃措施。我们已经编辑了B星HD 278942周围的外壳的效果。在壳层的内部和与分子云重叠的部分，似乎缺乏13 CO，可能是由于13 CO还没有时间在这个年轻的结构中形成，和/或分子云中的13 CO被破坏。我们的结论是，使用无论是灰尘或气体的柱密度的措施，而不极端注意校准和文物是更危险的，甚至比专家通常可能承认。而且，使用13 CO来详细追踪总柱密度，即使在适当校准之后，由于阈值、耗尽和不透明度效应，在实用性上也是不可避免地受限的。如果一个人的主要目标是绘制气柱密度图，那么尘埃灭绝似乎是最好的探测器。列密度示踪剂之间的线性拟合，量化使用一个示踪剂（与其他相比）的固有不确定性。[删节]
2008-10-17 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 astro-ph
Search for Calibrators for the Submillimeter Array: I. High-Mass Star Forming Regions
我们目前正在进行的搜索在亚毫米（亚毫米）波长的亚毫米阵列（SMA）的干涉校准的初步结果。强大的射电星系通常被用作厘米和毫米波长的校准器，但由于它们的通量密度向更短波长迅速下降，许多射电星系还没有强大到足以用作亚毫米波长的校准器。无法找到接近目标源的校准器可能会限制甚至阻止我们在亚毫米波长下对许多感兴趣的源进行成像。在这里，我们调查是否高质量的原恒星物体和超紧凑的HII地区可以作为有用的校准SMA。与这些物体相关的尘埃排放使它们成为天空中最明亮的亚毫米源。我们在0.85毫米（345千兆赫）与角分辨率为3”的观测表明，虽然很大一部分的尘埃排放来自扩展的"光环“的组成部分，一个紧凑的未解决的组成部分往往仍然是，当足够强大的可以作为一个有用的校准器。这些观测还提供了在亚毫米波长的超紧凑HII区域和大质量原恒星物体周围的小规模尘埃分布的第一个一瞥。我们讨论了在许多来源中看到的核心晕结构的起源，并得出结论，为今后的搜索与SMA校准的建议。
2004-04-23 astro-ph
Mapping the star formation history of Mrk86: II. Stellar populations and global interpretation
本文是Gil de Paz等人（论文I）的继续，我们导出了蓝致密矮星系Mrk 86中恒星星族的主要性质。年龄，恒星质量，金属岩和爆发强度已获得使用组合的蒙特卡罗模拟，一个极大似然估计和集群和主成分分析。探测到的三个恒星星族显示出明确的性质。我们已经研究了潜在的恒星星族，它显示了5-13 Gyr之间的年龄和没有显着的颜色梯度。中等年龄（3000万年）的中心星暴显示出非常低的尘埃消光，具有高爆发强度和高恒星质量含量（9 × 10^6 M_sun）。最后，还研究了46个低金属丰度恒星形成区的性质。推导出的属性表明，最近的恒星形成活动在Mrk 86是由起源于中央星暴的恒星风和超新星爆炸的能量沉积的超级气泡的演变引发的。最后，研究了这一大质量中心星暴中恒星形成触发的不同机制，包括与低质量伴星的合并以及与UGC 4278的相互作用。
2000-07-18 astro-ph
