Massive Infrared-Quiet Dense Cores: Unveiling the Initial Conditions of High-Mass Star Formation
作为Pr. Th.亨宁在会议上说，大质量恒星的冷前体现在是“热门话题”。在这里，我们提出了一些观测标准，以确定大规模的红外安静致密的核心，可以主机0类原恒星和星前凝聚的高质量类似物。我们还展示了对形成OB星的整个复合体的远红外到毫米成像调查如何开始揭示大质量恒星形成的初始条件。
2008-01-10 astro-ph
Radiation Feedback and Fragmentation in Massive Protostellar Cores
恒星的形成过程通常是由内而外的，原恒星核心内的过密区域会迅速坍缩，随后密度逐渐降低。因此，一个小的原恒星会在核心演化的早期形成，坍缩的物质会落在原恒星的表面，并辐射掉它的引力势能。由此产生的吸积光度将加热核心，并可能大大影响分裂的过程。这对于那些初始温度比热金斯质量大得多的大质量核心特别有意义，因此在坍缩过程中可能会分裂成许多恒星。在这里，我表明，吸积光度可以加热核心的内部部分，在恒星形成过程中的早期>100 K，这反过来又强烈抑制分裂。这对恒星形成中的一些悬而未决的问题，包括大质量恒星形成的机制，恒星初始质量函数的起源及其与核心质量函数的关系，大质量双星的人口统计，以及恒星形成气体的状态方程都有影响。
2006-03-01 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse. I. Spherical Isothermal Similarity Solutions
研究了球对称等温自引力流体中的自相似动力学过程。参考Larson，Penston，Shu，Hunter和Whitworth & Summers的早期互补解结果，我们进一步探索了从初始瞬时$t\to 0^{+}$到最后阶段$t\to +\infty$的“半完全解空间”。这些相似解可以描述和适应径向入流、核心坍缩、振荡和包线膨胀（即出流或风）或收缩以及激波等物理过程。特别是，我们提出了新的类的自相似的解决方案，被称为“信封膨胀与核心崩溃”（EECC）的解决方案，其特点是由内部核心崩溃和外部信封膨胀同时。朝向中心核的内部塌陷接近自由落体状态，其半径为$r\to 0$，而外部包层膨胀逐渐接近恒定的径向流速，其半径为$r\to +\infty$。存在至少一个零流速的球形滞止表面，该表面将核心塌陷和封套流出分开，并且以恒定速度（亚音速或超音速）以自相似方式向外行进。
2003-11-12 astro-ph
On the formation of an eccentric disk via disruption of a bulge core near a massive black hole
我们考虑的可能性是，一个下落的核球或星团可能形成一个偏心盘，在潮汐破坏的大质量黑洞在一个星系的中心。作为中心黑洞质量的函数，我们约束的核心半径和中心密度的集群祖先能够成为近开普勒磁盘，可以支持不平衡的慢模式。我们发现，核心半径小于1 pc、密度大于10^5 Msol/pc ^3的数倍的星团，很可能是质量为10^7 ~ 10^8 Msol的大质量黑洞附近的偏心盘祖先。较低密度和较大的原始核心能够在更大质量的黑洞附近形成偏心的恒星盘。我们对祖先核心的约束与现有的N体模拟是一致的，在一种情况下，产生了偏心盘。对于M31和NGC 4486 B，估计的祖先星团核心与银河系的球状星团相比是致密和紧凑的，然而附近星系的核心，如M33，M32和M31本身是在正确的制度。如果星系合并可以产生偏心盘，那么它们将是分层星系形成的自然结果。
2003-01-06 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
Core Formation by a Population of Massive Remnants
大麦哲伦云和小麦哲伦云中球状星团的核心半径都有随年龄增大的趋势。我们认为，这种趋势是一种动力学效应，是由于大质量恒星和恒星质量的黑洞在星团中心的积累而产生的。黑洞是初始质量超过20-25个太阳质量的恒星的残余物;当它们的轨道因动力学摩擦而衰减时，它们加热恒星背景并产生核心。使用分析估计和N体实验，我们表明，这样产生的核心的大小和它们的增长率是一致的观察。我们认为这种机制是所有球状星团核心形成的原因，也可能是其他星系核心形成的原因。
2004-03-17 astro-ph
The Formation of Massive Stars from Turbulent Cores
观测表明，大质量恒星形成于表面密度非常高的区域，约为1 g cm^-2。包含大质量恒星的星团和球状星团的柱状密度相当。在这样一个柱密度的云中，总压为P/k~10^8-10^9 K cm^-3，远大于弥漫ISM中的总压或GMC中的平均值。观测表明，大质量恒星形成区是超音速湍流，我们表明，分子核心的个别大质量恒星的形式，以及。在这样的核心中，原恒星的吸积率近似等于恒星的瞬时质量除以吸积到恒星上的气体的自由落体时间（Stahler，Shu，& Taam 1980）。在这个湍流核心模型中，大质量恒星形成的时间是核心的几个平均自由落体时标，但大约等于核心所在区域的时间。大质量恒星形成的典型时间约为10^5年，其吸积速率高到足以克服恒星光度造成的辐射压力。对于我们考虑的典型情况，即形成恒星的核心具有随r^{-1.5}变化的密度结构，原恒星吸积率随时间线性增长。计算了原恒星半径的演化，并确定了吸积光度。在大质量恒星形成区域典型的高吸积率下，原恒星以大约20个太阳质量加入主序星。我们应用这些结果来预测原恒星的属性，这些原恒星被认为是为几个观察到的热分子核心提供动力，包括猎户座热核心和W3（H2O）。在本书中，我们讨论了分子云中的压力，并认为分子云的“对数向列”模型与观测不相容。
2002-11-13 astro-ph
Very cold and massive cores near ISOSS J18364-0221: Implications for the initial conditions of high-mass star-formation
我们报告在ISOSS J18364-0221区域发现了两个非常冷的大质量分子云核心。该天体是通过使用170微米的ISOPHOT Serendipity Survey（ISOSS）系统搜索高质量恒星的非常早期演化阶段而确定的。亚毫米连续谱和分子谱线测量揭示了该区域内的两个致密核。第一个核心的温度为16.5 K，显示出正在进行的流入和流出的迹象，没有NIR或MIR对应物，质量足够大（M ~ 75 M_sun），可以形成至少一颗O星和一个相关的星团。因此，它被认为是一颗真正的高质量原恒星的候选者，也是0级天体的高质量类似物。第二个核心的气体和尘埃的平均温度仅为~ 12 K，质量为M ~ 280 M_sun。它的温度和湍流水平低于迄今为止在大质量核心中发现的值，并被认为代表了高质量恒星形成的初始条件。
2005-09-23 astro-ph
Accretion-driven core collapse and the collisional formation of massive stars
我们认为，所需的条件，为集群核心收缩，绝热吸积气体从周围的集群，密度，恒星碰撞是一个可能的结果。我们表明，达到的最大密度，因此碰撞的可行性，取决于核心收缩（吸积驱动）和核心膨胀（松弛效应驱动）之间的竞争。碰撞的预期数量的比例为$N_{core}^{5/3} \tilde v^2$，其中$N_{core}$是星团核心中的恒星数量，$\tilde v$是母星团（天然气库）的自由降落速度。因此，虽然碰撞是非常不可能在一个相对较低的质量，低内部速度的系统，如猎户座星云团，他们成为相当重要的质量和速度尺度的特点球状星团。因此，在更大质量的星系团中，吸积引起的核心收缩引起的恒星碰撞仍然是一个可行的前景，并可能有助于在这些系统中产生中等质量的黑洞。
2008-05-08 astro-ph
A Millimeter Continuum Survey for Massive Protoclusters in the Outer Galaxy
我们对大质量恒星形成的最早阶段的研究发现了12个大质量的前原星团候选者和一些原星团。在这次搜索中，我们选择了47个外星系的红外明亮的IRAS源。我们绘制了几个平方角分的区域周围的红外天文台源在毫米连续，以找到大规模的冷云核心可能是在一个非常早期的阶段，大规模的恒星形成。质量和密度推导出128分子云核心中发现的获得的地图。我们将这些地图与从2MASS，MSX和NVSS目录收集的近红外，中红外和无线电数据一起呈现。进一步的数据，从文献中的高密度示踪剂，外流和脉泽的检测被添加。多波长数据集用于表征每个观测区域。大质量云核（M> 100 M_sun）根据它们在所研究波长的发射被放置在一个试探性的演化序列中。大质量恒星形成的最年轻阶段的候选者是通过上述近红外、中红外和射电巡天中缺乏探测而确定的。在毫米连续谱中突出的12个大质量核心满足了这一要求。由于从这些云核中既没有探测到远红外线辐射，也没有探测到无线电辐射，大质量的原恒星一定深深地嵌入了这些云核中。这些天体中的一些可能实际上是前原星团核心：一个迄今为止罕见的天体类别，在那里可以研究大质量恒星形成的初始条件。
2005-08-08 astro-ph
Core-halo Structure of Chemically Homogeneous Massive Star and Bending of Zero-Age Main-Sequence
我们用OPAL不透明度重新计算了化学成分均匀的超大质量恒星的内部结构。超大质量恒星被发现发展出一种具有扩展辐射包层的核晕结构。在核晕结构下，质量越大的恒星，其包层越大，那么在H-R图上，上零龄主序（ZAMS）轨道在> 100 M_sol（Z=0.02）、>70 M_sol（Z=0.05）和> 15 M_sol（X=0.05）处向红方向弯曲。Z=0.02）。因此，一个非常大质量的ZAMS恒星的有效温度是相当低的：例如，200 M sol星的log T_eff分别为4.75（Z=0.004）、4.60（Z=0.02）、4.46（Z=0.05）和4.32（Z=0.10）。讨论了在大麦哲伦星云、小麦哲伦星云和银河系中发现的非常亮的恒星（> 120 M_sol）的有效温度与弯曲的上主序星的金属依赖性的关系。
1999-07-13 astro-ph
Centrally condensed turbulent cores: Massive stars or fragmentation?
我们提出了从中心凝聚湍流核心的大质量恒星的形成的数值研究。五个流体动力学模拟的结果进行了说明，崩溃的核心，碎片和小集群的原恒星的形成。我们生成了对应于幂律谱的两个不同的初始湍流速度场，其幂函数为k^{-4}和k^{-3.5}，并应用了两个不同的初始核心半径。计算包括完全等温塌缩和临界密度10^{-14}gcm^{-3}以上的非等温状态方程。我们的计算揭示了在湍流核心中，碎片比整体恒星形成的偏好。在所有的等温情况下，碎片化是普遍的。虽然磁盘碎片在很大程度上抑制在非等温运行由于初始密度和临界密度之间的动态范围小，我们的研究结果表明，一些碎片仍然存在。这与之前关于湍流核心导致单个大质量恒星形成的建议不一致。我们的结论是，湍流不能作为一个各向同性的压力项测量。
2005-02-23 astro-ph
Detection of H2D+ in a massive prestellar core in Orion B
目标。本研究的目的是检查的预测，氘H3+离子，H2 D+，可以发现专门在最冷的区域的分子云的核心。这也是用APEX探测ortho-H2 D+在372 GHz的基态线的可行性研究。方法. H2 D+在372 GHz的1（10）-1（11）跃迁被搜寻到大质量恒星形成云OriB 9、暗星云L183和中低质量恒星形成云R CrA中的选定位置。结果这条线在OriB 9和L183区域的寒冷星前核心中被检测到，但在其他温度升高或包含新生恒星的位置只能获得上限。对OriB 9的H2 D+探测是在大质量恒星形成区的第一次。在OriB 9的两个冷核中，ortho-H2 D+丰度分数（相对于H2）估计为约1.0E-10，在L183的冷核中为3.0E-10。结论. OriB 9中的H2 D+探测表明，大质量恒星形成区也包含非常冷的星前核心，这些核心可能已经达到成熟的化学成分，例如，氘的高度分馏。除了作为星前核心内部的示踪物，H2 D+还可以用来限制大质量恒星形成的时间尺度。
2006-06-06 astro-ph
The Ionization Fraction in Dense Molecular Gas II: Massive Cores
我们提出了一个观测和理论研究的电离分数在几个大规模的核心位于地区，目前正在形成星团。获得了每个核的C18 O、DCO+、N2 H+和H13 CO+的J = 1-> O跃迁以及CS的J = 2 -> 1和J = 3 -> 2跃迁的发射图。岩心密度是通过大速度梯度分析确定的，典型值为10^5 cm^-3。利用观测结果来约束化学计算中的变量，我们得到了与恒星形成直接相关的5个核心和2个明显无星核心的整体样本的电子分数。电子丰度在-6.9 <log_（10）（x_e）<-7.3范围内，与前人的工作一致。我们发现，没有相关的恒星形成活动的核心之间的电离分数的量没有差异，也没有发现任何差异的边缘和中心的发射区之间的电子丰度。因此，我们的模型与宇宙射线作为分子离子电离的主要来源的标准图像是一致的。随着先前确定的电子丰度低质量的核心，甚至更大的核心与O和B集群，我们系统地研究了电离分数作为恒星形成活动的函数。分析表明，质量最大的源具有最低的电子丰度（x_e < 10^-8）。
1998-09-20 astro-ph
Dichotomy in the Dynamical Status of Massive Cores in Orion
为了研究高质量核心的演化，我们在猎户座分子云的大样本无星核心中寻找坍缩运动的证据。我们使用加州理工学院亚毫米波天文台的望远镜，获得光谱的光学薄（\H 13 CO+）和光学厚（\HCO +）的高密度示踪分子在27个核心与质量$>$ 1 \Ms。在光学粗线相对于光学细线的线轮廓中看到的红色和蓝色不对称性表明这些芯中的2/3不是静态的。我们检测到的证据，在9个核心和10个核心向外运动的下落（向内运动），这表明在这个样本中的非静态核心的运动状态的二分法。我们的研究结果提供了一个重要的观测约束崩溃（向内运动）与非崩溃（再膨胀）的核心与模型模拟比较的分数。
2008-10-14 astro-ph
Cooling, Gravity and Geometry: Flow-driven Massive Core Formation
我们数值研究了包括自引力在内的大尺度碰撞流中分子云的形成。这些模式强调了在孤立云中全球和局部尺度上重力效应之间的竞争。全球重力会形成大规模的细丝，而局部重力--由强烈的热和动力学不稳定性共同触发--会导致核心的形成。动力学的不稳定性引起局部集中的碰撞流，促进快速形成的大规模的原恒星核心的几个100 M $_\odot$。形成中的云没有达到平衡态，尽管云内的运动看起来类似于"维里“。自相似的核心质量分布来自模型，没有自重力表明，核心质量分布是非常早的云形成过程中，主要是由热不稳定性和动力学不稳定性的组合，而不是由自重力。
2007-09-15 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse II. Quasi-Spherical Self-Similar Solutions for an Isothermal Magnetofluid
研究了准球对称等温自引力流体中的自相似磁流体动力学（MHD）过程，通过引入随机磁场，推广了Lou & Shen的EECC解. EECC解的停滞面分离了核塌缩和包络线膨胀，并以恒速亚磁声或超磁声传播。通过两次分析穿过磁声波线，存在无限多个离散的磁化EECC和ECCC解。除了EECC激波解可以改变中心吸积速率外，磁场也可以影响核吸积速率。随着磁参数$λ$的增大，适用于MHD EWCS的堆芯吸积率也增大。在冻结近似下，在包络膨胀部分中的磁场将按$B\propto r^{-1}$缩放，而在核心塌陷部分中，它们将按$B\propto r^{-1/2}$缩放。本文讨论了EECC相似解在连接AGB相和行星状星云的原行星状星云形成过程、超新星遗迹、磁化分子云坍缩、大质量OB星周围的$\textrm{H}\ {\textrm{\small{II}}}$云以及星系团的某个演化阶段中的天体物理应用。
2005-09-09 astro-ph
The core radius of a star cluster containing a massive black hole
（简化）我们提出了一个理论框架，它建立了一个星团的核心半径如何变化的假设中心黑洞的质量。我们的结果是，当系统是很好的放松时，核心的半质量半径的比值变化的3/4的幂的黑洞团的质量比。该理论与一些对这个问题的模拟相比毫不逊色，这些模拟扩展到黑洞质量为集群质量的10%。虽然严格限制到目前为止，与恒星质量相等的集群，我们的结论加强了这样的观点，即具有大核心半径的集群是最有希望找到一个大质量黑洞的候选人。
2007-04-12 astro-ph
Lensing Constraints on the Cores of Massive Dark Matter Halos
宽分离（6“<θ <15”）引力透镜的统计数据限制了暗物质晕核心在群和星系团质量尺度上的质量。对于具有中心尖点$ρ\propto r^{-alpha}$（1.0 <= alpha <= 1.9）的晕模型族，在大型宇宙透镜全天巡天中缺乏宽分离透镜，产生了包含在维里半径约4%内的晕质量分数的上限，f_{core} < 0.023（95%置信水平，LCDM）。这一极限为冷暗物质范式提供了一个重要的测试。虽然从数值模拟得出的晕轮廓似乎与这个上限一致，但目前正在进行的较大调查，如2dF和SDSS，应该可以检测到宽分离透镜，从而提供大量暗物质晕中核心质量分数的测量。
2001-01-10 astro-ph
Discovery of a massive SCUBA core with both inflow and outflow motions
我们报告发现了一个巨大的水肺核心的流入和流出运动的证据。这个核心是由潜水器在450和850微米检测。在450微米的望远镜光束下，它的大小为10角秒，相当于5.7千秒差距处的0.28秒差距。在半径为5角秒的区域内，尘埃温度小于29 K，总质量为820太阳质量，平均密度为1.1e-6/cm 3。后续的谱线观测，包括HCN（3-2），HCO+（3-2），H_（13）CO+（3-2）和C_（17）O（2-1），揭示了一个典型的蓝色剖面，表明该核正在坍缩。CO（3-2）线廓线宽达38 km/s，表明该区存在外流运动。该核距已知的HII区G25.4NW约1.5pc，但没有明显的射电、IRAS、MSX或斯皮策源与之相关，我们认为该核处于大质量恒星或团簇形成的非常早期阶段。
2005-06-13 astro-ph
Massive core parameters from spatially unresolved multi-line observations
我们目前的观测15个大规模的核心在三个不同的CS过渡从FCRAO 14米和KOSMA 3米望远镜。我们推导出这些核心的物理参数，使用不同的方法来线辐射转移问题。局部辐射转移近似不能提供可靠的值，除了柱密度。只有考虑到密度梯度和核心的内部湍流结构时，才有可能对所观察到的谱线轮廓进行自洽的解释。观测数据可以用一个包括这种梯度和湍流聚集的球对称辐射转移模型来拟合。我们发现，所观察到的大规模的核心是近似维里化的cloudrons密度分布，衰减的径向指数约为-1.6下降到一个相对尖锐的外边界。我们表明，使用物理辐射转移模型的空间分辨多线观测的仔细分析，可以提供的物理参数，否则只能通过直接观测具有更高的空间分辨率的值。这适用于直接影响线激励的所有量，如致密芯的质量和尺寸。当然，关于团块的确切位置或数量的信息总是必须依赖于高分辨率的观测，例如来自干涉仪的观测。
2001-06-26 astro-ph
Pulsations of massive ZZ Ceti stars with carbon/oxygen and oxygen/neon cores
我们探讨了大质量白矮星的绝热脉动性质，富氢信封和氧/氖和碳/氧的核心。为此，我们计算了大质量白矮星模型的核心成分的冷却，考虑到祖星的演化历史和随时间变化的元素扩散引起的化学演化。特别是，对于氧/氖模型，我们采用了化学配置文件所产生的重复碳燃烧壳闪光预期在非常大的白矮星的祖先。对于碳/氧白矮星，我们考虑的化学配置文件导致的结晶相分离。对于这两种组合物，我们也考虑到结晶的影响上的振荡本征模。我们发现，氧/氖白矮星的脉动特性是显着不同的碳/氧，从而使星震技术有前途的方式来区分这两种类型的恒星，因此，获得有价值的信息，他们的祖先。
2004-08-12 astro-ph
Hydrodynamical Simulations of the Stream-Core Interaction in the Slow Merger of Massive Stars
我们提出了详细的模拟流的相互作用，从一个质量损失的二次与一个巨大的超巨星的核心在一个共同的信封内的两颗恒星的缓慢合并。流的动力学可以分为弹道阶段，从L_1点开始，和流体动力学阶段，其中流与核心强烈相互作用。考虑到合并的1和5 Msun的恒星与20 Msun进化的超巨星，我们提出了二维流体动力学模拟使用PROMETHEUS代码来演示如何渗透深度和后的影响条件依赖于流材料的初始属性（如熵，角动量，流宽度）和核心的属性（如密度结构和旋转速率）。利用这些结果，我们提出了一个拟合公式中产生的流-核心相互作用和配方的穿透深度的确定的基础上修改的伯努利积分的熵。
2001-09-27 astro-ph
Hot Molecular Cores and the Formation of Massive Stars
有人提出，一些热分子核（HMC）中有一颗年轻的嵌入式大质量恒星，它加热了一个下落的包层，并以足够高的速度吸积了质量，从而“扼杀”了一个早期的HII区域。这类HMC将标志着已知的大质量恒星形成的最年轻阶段。为了检验这一假设，我们模拟这种类型的对象计算辐射转移通过一个球对称的尘埃信封落入到一个中央OB星，吸积率从0.0006到0.001太阳质量每年。从红外到无线电波长的尘埃热谱的推导，并与几个可能是内部加热的热芯的观测通量进行比较。我们发现，数据是最好的拟合使用信封的密度分布导致的一个奇异的logatropic球的崩溃，而不是一个奇异的等温球。我们的结论是，这些来源中的几个可能正在经历一个激烈的吸积阶段，并发现在所有的情况下，吸积光度超过恒星光度。我们讨论了这一阶段对大质量恒星形成的影响。
1999-09-28 astro-ph
Which Massive stars are Gamma-Ray Burst Progenitors?
伽马射线暴的Bracksar模型需要三个基本要素：一个大质量的核心，去除氢包层，以及核心中足够的角动量。我们研究了当前太阳金属丰度的大质量恒星演化模型，以确定哪些大质量恒星物理能够产生这些成分。特别是，我们调查的作用，流体动力学和磁性的内部角动量运输和二进制质量和角动量转移。我们遵循旋转的单星和双星系统，包括旋转过程中的两个明星的演变。忽略磁场，我们表明，大质量的单星的核心可以保持一个高的特定角动量时，进化的假设，平均分子量梯度抑制旋转混合过程。在双星系统中，在核心氢燃烧期间进行质量转移，接收质量的恒星吸积大量的高角动量物质，导致核心自旋上升。然而，我们发现，这仅仅是补偿由于自旋轨道耦合，导致同步旋转之前的质量转移事件的潮汐角动量损失。因此，由此产生的核心不会比单个恒星旋转得更快。我们还提出了模型，包括由差分旋转产生的磁场，我们认为由磁矩的内部角动量输运。我们调查的能力，有效地泵吸积恒星的核心角动量的磁转矩。尽管我们发现这种机制是有效的，但吸积恒星结束核心氢燃烧后核心和外壳的磁耦合导致旋转速度比非磁性情况下慢。
2005-04-11 astro-ph
Determining the relative evolutionary stages of very young massive star formation regions
我们最近完成了一个观测计划，与澳大利亚望远镜紧凑阵列对大质量恒星形成区跟踪6.7 GHz甲醇脉泽发射。我们发现分子核可以根据它们与甲醇脉泽和24 GHz连续辐射的关系进行分组。对分子和电离气体性质的分析表明，各组内的核心可能处于不同的演化阶段。在这方面的贡献，我们得出的柱密度和温度的核心从NH3排放和调查，如果这可以被用作一个指标的相对进化阶段的核心在样品中。大多数岩心的温度范围从~10 K到>200 K，与单温大速度梯度模型拟合良好。在简单但合理的假设下，由于来自动力源的反馈，核心中的分子气体会随着年龄的增长而变热并变得不那么静止，分子气体动力学温度结合核心运动学信息似乎是大质量恒星形成最早演化阶段相对核心年龄的一个有希望的探针。
2007-11-28 astro-ph
Millimetre continuum observations of southern massive star formation regions. I. SIMBA observations of cold cores
我们报告的SEST 1.2毫米连续发射调查的结果，对以前确定为窝藏甲醇脉泽和/或UC HII地区，通常指示大质量恒星的形成。发射检测到所有的甲醇脉泽和UC HII区域的目标，这意味着这些objescts与冷，深埋对象。我们还确定了大量的（253）源SIMBA地图，这是没有微波激射和无线电连续辐射。这些“毫米只有”的核心可能是一个全新的源，代表了大质量恒星演化的早期阶段，在甲醇脉泽发射开始之前。或者，它们可能拥有原星团，不包含任何高质量恒星（即低于HII）。或者，它们可能代表两者的横截面，其中质量较大的纯毫米核心是甲醇脉泽的前身，而质量最小的纯毫米核心将形成中等质量的恒星。对毫米波源的分析表明，它们的质量（M = 0.9 x 10^{3} Msun）和体积（R = 0.4 pc）都小于甲醇脉泽和/或射电连续辐射源，后者的平均质量为2.5 x 10^{3} Msun，平均半径为0.7 pc。
2005-06-17 astro-ph
High-Resolution Studies of the Multiple-Core Systems toward Cluster-Forming Regions Including Massive Stars
我们提出的C18 O观测结果的Nobeyama毫米阵列对密集的团块半径约0.3 pc的6个集群形成的地区，包括大质量（原）星。我们确定了171个核心，其半径，线宽和分子量范围从0.01至0.09 pc，0.43至3.33 km/s，和0.5至54.1 Mo，分别。一个丛中存在许多不同线宽的核心，并且核心和亲本丛的线宽-半径关系的指数在丛中的核心与核心之间不同。这表明湍流运动的耗散程度对于一个团中的每个核是不同的。虽然核的质量随着线宽的增加而增加，但大多数核受到外部压力的重力约束。此外，线宽度和芯的外部压力倾向于随着距团簇中心的距离而减小，并且这些依赖性可能是由影响芯的物理性质的团簇的内部H2密度结构引起的。此外，核心的数密度和年轻（原）恒星的数密度与团块的平均H2密度有类似的关系。因此，我们的研究结果表明，集群是通过形成这样的多个核心，其物理性质将有很强的相关性的H2密度结构和湍流运动的团块中形成的。
2008-07-14 astro-ph
Active galactic nuclei and massive galaxy cores
中央活动星系核（AGN）被认为在其宿主星系的演化中起着关键作用。特别是，气核的动力学和物理性质必须受到注入能量的影响。（目的）研究活动星系核对大质量早型星系暗物质分布和中心恒星光分布的影响。（方法）通过自洽N体模拟，我们假设活动星系核的周期性双极爆发可以在气核两侧引起谐波振荡运动。（结果）利用活动星系核的实际性质，我们发现在这种反馈过程的驱动下，气体核的运动可以使暗物质和/或恒星轮廓在4-5 Gyr后变平。这些结果与最近的观测研究相一致，这些研究表明大多数巨型椭圆星系都有核心或在其内部“缺少光”。由于恒星的行为类似于暗物质的“无碰撞”流体，因此恒星和暗物质的密度分布应该以类似的方式受到影响，从而导致中心亮度的有效降低。
2007-12-09 astro-ph
The Formation of Massive Stars through Stellar Collisions
在这篇评论中，我提出了如何通过恒星碰撞形成大质量恒星的情况。这种机制需要非常高的恒星密度，比在致密的年轻星团核心中观察到的高出4个数量级。在这个模型中，所需的恒星密度是由于气体吸积到星团核心的恒星上而产生的，包括大质量恒星的恒星。这迫使核心收缩，直到恒星密度足够高，发生碰撞。气体吸积也可能在决定星团中恒星质量的分布以及观察到的质量分离方面发挥重要作用。这种机制的主要优点之一是它明确地依赖于星团环境来产生大质量恒星。因此，它能够解释成团恒星和大质量恒星形成之间的关系，这不是一个孤立的吸积机制的明显结果。最近的一个数值模拟支持这个模型的集群核心增加其密度的$10^5$在气体吸积。大约有15个恒星碰撞发生在星团核心（与$R_{coll}=1$ au），对最大质量恒星的质量做出了重大贡献。
2001-11-14 astro-ph
N2H+(1-0) survey of massive molecular cloud cores
本文介绍了对南、北半球35个大质量恒星和星团形成的致密分子云核进行N_2H ~+（1-0）观测的结果。在33个源中检测到线发射，28个源的详细地图已经获得。（23-12）分量朝向10个源的峰值强度位置的光学深度为~ 0.2-1。在26个来源中总共发现了47个团块。用与望远镜光束卷积的幂律径向分布$r^{-p}$拟合了纵横比< 2的积分强度图。平均幂律指数接近统一对应的$\sim r^{-2}$密度分布提供N2 H+激发条件不改变这些区域内。芯线的线宽随着距中心的距离而减小或保持不变。旋转能量与重力能量的比率太低，旋转在核心的动力学中起不了重要作用。平均线宽和团块大小之间的相关性已被发现。
2003-04-25 astro-ph
A massive object in the core of NGC 5055?
在利用高分辨率法布里-珀罗（Fabry-Perot）对NGC 5055进行的全球运动学研究中，在星系中心观测到了有趣的谱线轮廓。这些轮廓似乎表明一个快速旋转的盘，半径接近365 pc，相对于星系主轴倾斜50 $°$。在一个大质量暗天体的假设中，一个朴素的开普勒估计给出了$10^7.2$周围的质量为$10^7.5 M_\odot$。有限的法布里-珀罗光谱域在H $α$发射的精确运动和速度上留下了一些模糊性。具有更大光谱范围的二维光谱（例如：TIGRE，OASIS）。
1998-12-21 astro-ph
Expansion velocities and core masses of bright planetary nebulae in the Virgo cluster
用欧洲南方天文台VLT上的FLAMES摄谱仪测量了室女星系团核心11个行星状星云（PNs）的视向速度和[OIII] 5007 AA膨胀速度。这些PN位于两个巨大椭圆形星系M87和M86之间的大约中间位置。根据[OIII] 5007 AA谱线轮廓宽度，11个PN样本的半最大膨胀速度的平均半宽为v_HWHM = 16.5 km/s（RMS=2.6 km/s）。我们使用与M87绑定的PN子样本来消除距离不确定性，并由此得到[OIII] 5007 AA光度来推导中心恒星质量。我们发现这些质量至少为0.6 M太阳，得到PN的可观测寿命t_PN < 2000 yrs，这意味着在室女星系团核心探测到的明亮PN是致密的高密度星云。最后，我们讨论了几个方案，解释这些明亮的M87晕PN的高中心恒星质量。
2008-01-07 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse. III. Similarity Isothermal Shocks in a Magnetofluid
我们探索包络膨胀与核心崩溃（EECC）与等温MHD冲击在准球对称的MHD解决方案和轮廓潜在的天体物理应用，这种磁化冲击流。根据近核区的下游特性，将MHD激波解分为三类。I类解的特征是在MHD激波下游向核心自由落体坍塌，而II类解的特征是在MHD激波下游靠近核心的Larson-Penston（LP）型。III类解决方案是新颖的，共享I类和II类解决方案的两个特征，并且存在足够强的磁场作为先决条件。在这些等温MHD激波相似解的范围内，可能发生各种MHD过程，如亚磁声振荡、自由落体堆芯坍塌、径向收缩和膨胀。我们也可以构建家庭的孪生MHD冲击的解决方案，以及一个“等温MHD冲击”分离两个磁流体区域的两个不同的，但恒定的温度。这种MHD激波解的多功能特性可以用来模拟广泛的天体物理问题，包括磁化分子云中的恒星形成，渐近巨星分支阶段与具有热中心磁化白矮星的原行星状星云阶段之间的MHD联系，超新星遗迹中的相对论MHD脉冲星风，软伽马射线中继器的无线电余辉等等。
2006-04-12 astro-ph
