On Turbulent Pressure Confinement of Ultra-Compact HII Regions
最近有人提出，超紧凑HII区（UCHIIs）的小尺寸和长寿命可能是由于压力限制，如果周围气体的热压力高于以前的估计。我们指出，仅由热压力约束意味着排放措施超过观测值。我们表明，从观察到的非热速度推断出的湍流压力足以限制UC HII并解释其寿命。我们预测UCHIIs的大小和周围中性气体的速度色散之间的反相关，并表明它是与现有的观测结果是一致的。
1996-10-09 astro-ph
Mid- and high-J CO observations towards UCHIIs
对12个超紧凑HII区域进行了研究，以探索包含它们的分子团簇的内部包络的物理条件和运动学。APEX望远镜用于观测CO（4-3）和13 CO（8-7）谱线中的源。线强度与RATRAN辐射转移代码使用密度和温度的幂律来描述团块的物理结构。在两条线路中均检测到所有来源。光学厚的CO（4-3）线主要显示蓝色的倾斜轮廓，让人联想到坠落。线强度可以很好地再现使用从文献中获得的团块的物理结构。光学粗线的配置文件表明，CO是一个敏感的示踪剂正在进行的降落在包埋超紧凑的HII区域和热分子核心的凝块的外壳。
2006-05-26 astro-ph
Physical and chemical conditions in methanol maser selected hot-cores and UCHII regions
我们提出了一个有针对性的3毫米谱线调查对83 6.67 GHz的甲醇脉泽选定的恒星形成的团块观察Purcell等人。2006年的结果。除了先前报道的HCO+（1 - 0）、H_（13）CO+（1 - 0）和CH_3CN（5 - 4）&（6 - 5）的测量外，我们使用Mopra天线检测了N_2H+（1 - 0）、HCN（1 - 0）和HNC（1 - 0）朝向82/83团簇的发射线（99%）和CH 3OH（2 - 1），减少到78/83块（94%）。的分子线数据已被用来推导维里和LTE质量，旋转温度和化学丰度的团块，这些属性进行了比较子样本与不同的进化指标。最大的差异被发现与8.6 GHz的无线电发射，表明存在一个超紧凑的HII区域，和“孤立的”脉泽（没有相关的无线电发射）之间的团块，和团块表现出CH 3CN发射和那些没有。特别是，热CH 3OH被发现是更明亮，更丰富的超紧凑HII（UCHII）地区和检测CH 3CN的来源，并可能构成一个原油分子钟在单碟观测。与8.6 GHz无线电发射相关的团块往往比没有无线电发射的团块更大，更明亮。这可能是因为最大质量的团块演化得如此之快，以至于超致密HII或UCHII区域是恒星形成的第一个可见示踪物。合并样本的气体质量与亚毫米/红外光度的关系被发现是L正比于M**0.68，比大质量主序星的预期要浅得多。
2008-12-09 astro-ph
ATCA 3mm observations of NGC6334I and I(N): dense cores, outflows and an UCHII region
目的：在高空间分辨率下研究来自大质量双核NGC 6334 I和I（N）的稠密气体、流出流和连续辐射。研究方法：我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3.4mm波长连续谱以及CH_3CN（5_K-4_K）和HCN（1-0）谱线发射对该区域进行了成像。结果如下：虽然NGC 6334 I的连续辐射主要追踪UCHII区域，但在NGC 6334 I（N）方向，我们检测到来自四个先前确定的尘埃连续凝聚的线辐射，这些尘埃连续凝聚具有原恒星或前恒星性质。在这两个区域的两个原恒星凝聚体中，在能量高达128 K的所有K分量中都检测到了CH 3CN（5_K-4_K）线。我们发现线宽增加K的所有来源，这表明更高程度的内部运动更接近中央原恒星。对于NGC 6334 I中的主要mm和CH 3CN源，我们发现了大致垂直于大规模分子流出的速度梯度。这可以被解释为一个吸积盘的特征，尽管其他情况，例如，一个未解决的双重来源，也可以产生类似的签名。没有发现任何其他来源的类似特征。HCN对致密气的示踪效果不好，但以分子流出为主。虽然NGC 6334 I的外流显示出正常的哈勃定律的速度结构，但数据表明NGC 6334 I（N）的旋进外流接近天空平面。此外，我们观察到一个宽的（~15.4km/s）HCN吸收线，比以前观察到的CH_3OH和NH_3吸收线宽得多。几种解释的差异进行了讨论。
2008-01-11 astro-ph
Near and Mid Infrared Observations of Ultracompact HII Regions
本文讨论了超致密HII区的近红外和中红外观测. ISO中红外精细结构星云线的重要性强调，因为只有一小部分的UCHII地区直接观察到的近红外。当代大气模型的可靠性，这种间接诊断进行了讨论，而修订后的光谱类型温度校准银河系O3 B3矮星。特别是，G29.96-0.02的精细结构线导出的性质不同于直接的近红外光谱结果，并且代表了需要解决的严重差异。中红外MSX和斯皮策成像允许识别那些UCHII地区的远红外IRAS通量是可靠的，相关的单个与集群性质的个人来源。地面8米望远镜的高空间分辨率成像允许更直接的测试，最近应用于G70.29+1.60。最后，最近斯皮策中红外观测的巨HII地区进行了简要讨论。
2005-06-14 astro-ph
Australia Telescope Compact Array Survey of Candidate Ultra-Compact and Buried HII Regions in the Magellanic Clouds
我们提出了一个系统的调查超紧凑HII（UCHII）地区的麦哲伦云。了解大质量恒星形成的物理过程是一个重要的天体物理学问题。MSF的研究始于我们星系的UCHII区域，但在此之前还没有对其他星系进行过调查。我们根据红外天文卫星（IRAS）的颜色选择候选者，并使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3和6厘米处对它们进行成像。几乎所有观测到的区域都含有与热辐射一致的致密射电源。许多辐射源都与可见光HII区有关，并且通常射电辐射追踪HII区最年轻和最密集的部分。致密射电源的光度函数和莱曼连续通量的数量分布与标准恒星和星团初始质量函数一致。IRAS诊断的这种类型的系统评估对于解释斯皮策太空望远镜数据非常重要，这将探测附近星系中类似的物理尺度，就像IRAS在麦哲伦云中所做的那样。
2004-07-23 astro-ph
Star formation in a clustered environment around the UCHII region in IRAS 20293+3952
我们的目标是研究IRAS 20293+3952中UCHII区域周围的星团环境，该区域处于高质量恒星周围星团形成的第一阶段。用BIMA和VLA观测了UCHII区周围的3 mm连续谱、N2 H+（1-0）、NH3（1，1）和（2，2）以及CH 3OH（2-1）的发射。通过拟合N2 H+和NH3的超精细结构，我们研究了该区域的运动学并计算了转动温度和柱密度图。由N2 H+和NH3追踪的致密气体显示了两种不同的云，UCHII区域东部的主云为0.5 pc和250 Msun，西部云为0.15 pc和30 Msun。尘埃释放揭示了主云北侧的两个强成分，与年轻恒星天体（YSO）驱动分子外流有关，以及南侧的两个较暗的成分，没有恒星形成活动的迹象。关于CH 3OH，我们发现了与流出B相关的叉形结构中的强发射，以及与流出A相关的发射。主云北侧的旋转温度（约22 K）高于南侧的旋转温度（约16 K），主云北侧是YSO最多的地方。该地区有很强的化学分化，因为我们确定的NH3/N2 H+比率的低值，约50，与YSO在主云的北部，和高值，高达300，与核心没有检测到YSO，在主云的南部。这种化学差异可能是由于丰度/贫化效应。最后，该区域不同辐射源之间的相互作用也很重要，主要是通过它们的紫外线辐射和外流（节略）。
2007-01-17 astro-ph
Magnetic fields at the periphery of UCHII regions from carbon recombination line observations
一些间接证据表明，对分子云观测到的谱线的非热宽度的磁起源。在这封信中，我认为，从超致密\HII \区域附近的光解离区域（PDR）观察到的碳复合线（CRL）的非热宽度的起源是磁性的，线宽的大小是对\alfven速度的估计。根据这一建议估计的磁场强度与密度类似于PDR密度的分子云测量的磁场强度比较好。我的结论是，多频CRL观测有可能形成一个新的工具，以确定附近的恒星形成区的场强。
2007-02-06 astro-ph
Multi-wavelength carbon recombination line observations with the VLA toward an UCHII region in W48: Physical properties and kinematics of neutral material
使用超大型阵列（VLA），已检测到C76 $α$和C53 $α$重组系（RL）朝向超致密\HII \区域（UCHII区域）G35.20 $-$ 1.74。我们还得到了在6 cm（C110 $α$ & C111 $α$）和3.6 cm（C92 $α$）波长处的VLA碳RL的上限。此外，W48 A复合物（包括G35.20 $-$ 1.74）的连续图像的角分辨率范围为14 \arcsec至2 \arcsec。多波长线和连续数据的建模提供了UCHII区域和负责碳RL发射的光解离区域（PDR）的物理性质。在PDR的气体压力，估计使用导出的物理性质，至少是四倍以上的UCHII区域。我们的模型表明，在2 cm附近碳共振层的受激发射占主导地位，这一点被用来研究PDR相对于分子云和电离气体的相对运动。我们的运动学研究结果是一致的，与压力限制UCHII区域的电离星相对于分子云移动。然而，根据现有的数据，不能排除其他模型来解释UCHII区域的延长寿命和形态。
2005-03-03 astro-ph
We present the first subarcsecond submillimeter images of the enigmatic ultracompact HII region (UCHII) G5.89-0.39. Observed with the SMA, the 875 micron continuum emission exhibits a shell-like morphology similar to longer wavelengths. By using images with comparable angular resolution at five frequencies obtained from the VLA archive and CARMA, we have removed the free-free component from the 875 micron image. We find five sources of dust emission: two compact warm objects (SMA1 and SMA2) along the periphery of the shell, and three additional regions further out. There is no dust emission in…
2015-03-27 astro-ph
VLA Observations of Carbon 91$α$ Recombination Line Emission in W49 North
我们利用甚大阵（VLA）在3 \arcsec分辨率下探测到了W 49北大质量恒星形成区中4个超致密\HII区（\UCHII s; W 49 G，J，L & C）的C91 $α$（8.5891 GHz）辐射。在该频率下，没有检测到朝向\UCHII s W 49 F、A、O、S和Q的碳线发射，达到2 mJ γ的3 $σ$水平。我们还在C75 $α$谱线（15.3 GHz）中观察到相同的区域，在1 \arcsec .7束的情况下，在6 mJ的3 $σ$能级没有检测到。对这些源的线发射的检测为\nocite{retal05a} Roshi等人（2005 a）的早期结果增加了支持数据，该结果表明许多\UCHII具有相关的光解离区（PDR）。碳复合线的LSR速度和H $_2$ CO吸收向\UCHII s在W 49北的相似性表明，PDR驻留在这些\HII区域周围的致密界面区。结合在8.6 GHz观测到的碳线参数与在15.3 GHz上的线发射的上限，我们得到了与W 49 G和J相关的PDR的物理性质的约束。从碳线模型得到的氢分子的数密度的上限是$\sim$ $5 \times 10^6$ \cmthree。
2006-02-13 astro-ph
Mass Flows in Cometary UCHII Regions
对两个超紧HII区（G29.96 - 0.02和Mon R2）的高光谱和空间分辨率中红外精细结构线观测使我们能够研究彗星UCHII区的结构和运动学。在我们早期对Mon R2的研究中，我们表明，高度有组织的质量运动占了UCHII区域的大部分速度结构。在这项工作中，我们表明，在这两个Mon R2和G29.96的运动学是一致的，沿近似抛物面壳的运动。我们模拟的速度结构中看到我们的映射数据和测试恒星风弓形激波模型，如抛物面流。观测和模拟结果表明，恒星风和周围星际介质的冲压压力使弓形激波中积累的质量沿激波表面流动。松弛代码再现质量流的速度结构，推导出的解析解。它进一步预测，沿着流动的压力梯度可以将电离气体加速到比运动的恒星更高的速度。在原弓形激波模型中，恒星相对于周围介质的速度被认为是电离气体在壳层中的出口速度。
2005-06-06 astro-ph
Evolution of Magnetic Fields in High Mass Star Formation: SMA dust polarization image of the UCHII region G5.89-0.39
我们报告了与超致密HII区域G5.89-0.39相关的分子云的高角分辨率（3”）亚毫米阵列（SMA）观测。在870微米处的成像尘埃连续发射揭示了显著的线性偏振。偏振的位置角（PA）在2 × 10^4 AU的区域内变化很大但很平滑。根据光放大器的分布和相关结构，偏振辐射可以大致分为两个分量。分量“x”与870微米处的明确定义的尘埃脊相关联，并且可能追踪压缩的B场。“o”分量位于尘埃脊的外围，可能来自与预先存在的扩展结构相关的原始B场。全球B场的形态在G5.89，从PA推断，显然是由HII区的扩张和分子外流干扰。利用场结构的光滑性，我们用费米子方法估计了天空平面内的B场强度不超过2-3 mG。然后，我们比较了辐射、B场和由C^17 O 3-2线发射推导出的机械运动中的能量密度。我们的结论是，B场结构已经被新形成的大质量恒星的辐射、外流和湍流所淹没和主导。
2008-12-18 astro-ph
High-spatial-resolution observations of NH3 and CH3OH towards the massive twin cores NGC6334 I & I(N)
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对NGC 6334 I & I（N）大质量双核进行了24.93GHz的NH3（J，K）=（1，1），（2，2）和CH 3OH分子谱线观测，发现两个大质量核之间谱线发射有显著的变化。UCHII区/热核NGC 6334 I在UCHII区附近显示出强烈的热NH3和CH 3OH发射，与Hunter等人观察到的两个mm连续峰一致（准备中）。相比之下，我们既没有发现紧凑的NH_3也没有发现热CH_3OH线发射朝向NGC 6334 I（N）。NH_3的发射分布在一个宽的区域（> 1 ′），没有明显的峰值，我们发现了一类CH_3OH脉泽发射，峰值亮度温度高达7000 K。脉泽发射峰似乎与分子流出物和周围稠密气体之间的界面在空间上相关。两个区域的峰值NH_3（1，1）线亮度温度>= 70 K表明气体温度在同一数量级。NH3排放也被检测到朝向流出在NGC 6334 I导致的估计的旋转温度Trot~ 19 K。此外，我们观察到CH_3OH和NH_3向UCHII区的吸收，其速度结构与UCHII区周围膨胀的分子气体一致。还讨论了UCHII区对分子核可能产生的热效应和运动学效应。
2005-04-04 astro-ph
VLT K-band spectroscopy of massive stars deeply embedded in IRAS sources with UCHII colours
我们获得了深埋在（超）致密HII区（UCHIIs）的候选年轻大质量恒星的高分辨率（R = 10，000）K波段光谱。在这些集群中，确定了三种类型的对象。第一类（38个天体）由“裸”OB星组成，它们的K波段光谱主要由光球层发射组成。我们使用近红外分类标准对OB型星系团成员的K波段光谱进行了分类。光谱分类提供了一个重要的约束嵌入式集群的距离。由此得出的人口的电离功率进行比较，从这些源的红外线和无线电通量获得的信息。在大多数情况下，这两种不同的电离通量的测定是一致的，由此我们得出结论，我们已经在大约50%的嵌入式星团中确定了电离星。第二类（7个天体）是与UCHII射电发射有关的点源，在近红外线中显示星云发射线。这组天体中有六个产生氦I辐射，表明嵌入的O型恒星。这些物体比OB星更嵌入，并且可能不会主导IRAS测量的红外通量。第三类（20个天体）的特点是Br-γ辐射很宽（100- 200公里/秒），没有光球层吸收剖面。Bik等人（2005年）表明，这些天体是被致密的星周盘包围的大质量YSO候选者。
2005-05-13 astro-ph
Extended emission associated with young HII regions
我们已经使用了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的8个年轻的超紧凑的HII区域的样本进行观测，选择的基础上，他们有相关的II类甲醇脉泽发射。我们已经对紧凑结构和扩展结构进行了敏感的观察，并发现两者都存在于大多数来源中。在我们的样品中的扩展发射的规模一般小于基于IRAS特性或大的单盘通量密度的样品所观察到的。我们的观察结果是一致的情况下，扩展和紧凑的无线电连续发射共存的HII区域内的一个显着的一段时间。我们认为，这些意见是一致的HII进化发生在分层结构的分子云模型。该模型是一篇姊妹论文（Shabala等人，2005年）的主题，并解决了紧凑型和扩展型发射之间的关联以及UCHII区域寿命问题。
2004-12-06 astro-ph
Outflow-Confined HII Regions and the Formation of Massive Stars by Accretion
如果大质量恒星是由盘吸积形成的，那么双极外流应该像低质量恒星形成的情况一样产生。高吸积率导致高外流率，使风密度非常大的原恒星附近。因此，我们预测，大质量的原恒星有非常小的，喷流一样的HII区限制其流出;我们确定这些HII区与“超紧凑”（<0.01 pc）HII区。它们的寿命大约等于吸积时间尺度（~10^5年），比电离区的声音穿越和动力学时间尺度长得多。我们提出了一个分析描述的外流的密度分布，与整体质量损失率的吸积率，并正常化到大规模的原恒星适当的值。对于给定的电离光度，我们计算了HII区的范围和它的射电频谱。并与猎户座热核射电源I的观测结果作了详细的比较。许多其他来源的光谱和形态与这个模型大致一致。我们认为，限制电离允许磁盘和赤道吸积继续高质量，可能克服标准吸积模型的一个主要困难。
2003-09-04 astro-ph
A photoionization model of the compact HII region G29.96-0.02
我们提出了一个详细的光电离模型G29.96-0.02（以下简称G29.96），银河系超紧凑HII（UCHII）在银河系中最明亮的地区之一。这个源在无线电和红外波长上被广泛观察到。最新的数据包括一个完整的ISO（SWS和LWS）光谱，其中显示了显着丰富的原子精细结构线。观测的数量是以前研究中可用数量的两倍。此外，大多数原子种类现在都是在两个电离阶段中观察到的。G29.96的射电和红外数据最好用一个具有两个密度分量的星云模型来再现：一个弥散（n_e~ 680 cm-3）的扩展（~1 pc）分量围绕着一个致密（~ 0.1pc）的致密（n_e~ 57000 cm-3）核心。电离星的性质是使用最先进的恒星大气模型得出的。CoStar模型得出的有效温度为30^{+2}_{-1} kK，而最近的非LTE线覆盖的恒星风大气表明更高的值，Teff~32- 38 kK。Teff的这个范围与所有的观测约束相容，包括近红外测光和辐射热光度。33-36 kK的范围也与Watson和Hanson（97）确定的光谱类型O 5-O 8相一致，考虑到最近对O型星有效温标的向下修正。G29.96电离星的年龄为10^6年，比UCHII区域的预期寿命要老得多。精确的气相丰度与最强大的结果是Ne/S=7.5和N/O=0.43（1.3和3.5倍的太阳能值，分别）。
2002-03-01 astro-ph
Young massive stars in the ISOGAL survey I. VLA observations of the ISOGAL l=+45 field
我们目前VLA无线电连续观测在3.6和6厘米的~0.65平方度。银河平面上l=+45度的磁场。这些观测结果用于与同一区域7和15 μ m处的ISO观测结果进行比较。在本文中，我们比较无线电结果与其他无线电调查和IRAS-PSC。在3.6和/或6厘米，我们检测到总共34个离散源，其中13个被发现在五个单独的扩展复合体。这些都是多个或单个扩展热超紧凑HII（UCHII）区域。虽然对于这些复合物中的每一个都可以可靠地找到IRAS对应物，但对于其余21个源中的任何一个都不能可靠地确定IRAS对应物。在这21个致密源中，有6个是UCHII候选区，另外15个很可能是背景河外非热源。与射电连续复合体有关的五个IRAS源都满足UCHII的Wood & Churchwell（1989; WC 89）颜色标准。在我们调查的领域中，其他38个IRAS点源都没有显示相同的颜色。这一比例的WC 89型总IRAS源是一致的，发现在整个银河系平面。事实上，当观察到一个紧凑的VLA配置，与“UCHII颜色”的IRAS源被发现与弧分尺度的扩展源，而不是与紧凑或未解决的无线电源，可能有重要的影响UCHII地区的估计寿命。
1999-05-23 astro-ph
Relative Evolutionary Time Scale of Hot Molecular Cores with Respect to Ultra Compact HII Regions
利用欧文斯谷和野边山射电天文台的干涉仪，我们对高质量恒星形成区G19.61- 0.23进行了一次无偏的热分子核和超致密UC HII区的搜索。此外，我们使用SIMBA进行了1.2 mm成像，并从VLA存档数据库中检索了3.5和2 cm图像。新获得的3毫米图像带来了位于1.2毫米连续谱中检测到的秒差距尺度团最内部和密集部分的高质量（原）恒星团的信息。我们确定了总共10个高质量的年轻恒星对象：一个热核（HC）和9个UC HII区域，其物理参数从模型拟合到它们的连续谱。UC \HII区域目前的半径和预期的最终半径之比在0.3到0.9之间，这意味着所有的O-B星可能同时形成。在相反的假设下-即恒星的形成是随机发生的-我们估计HC的寿命小于UCHII区域的$\sim$ 1/3的基础上，它们之间的源数比。
2005-01-28 astro-ph
The Possibly Remnant Massive Outflow in G5.89-0.39: I - Observations and Initial MHD Simulations
我们获得了与UCHII区有关的大尺度外流图，其中CO和~（13）CO（J = 3 - 2），SiO（J = 8 - 7，J = 5 - 4），SO_2（13（2，12）-13（1，13））和H_（13）CO~+（J = 4 - 3）的G5.89 - 0.39。从这些图中我们已经能够确定大尺度外流的质量（3.3 M_sun）、动量（96 M_sun km/s）、能量（3.5 × 10 ^{46} erg）、机械光度（141 L_sun）和质量损失率（~1 × 10 ^{-3} M_sun/yr）。利用观测得到的参数指导了三维磁流体动力学模型的建立。通过观测和模拟相结合，我们认为，大规模的外流可能是倾斜约45度的视线，和射流夹带所观察到的分子外流可能已经活跃了1000年，一半的外流运动学年龄。
2006-03-09 astro-ph
Mapping the Outflow from G5.89-0.39 in SiO(5-4)
我们用亚毫米阵列以2”.8 × 1”.8角分辨率在1.3 mm连续谱、SiO（5-4）和其它8条分子谱线上绘制了超紧凑HII区G5.89-0.39及其周围分子的图。我们已经解决了第一次在这个地区的高能分子外流。在此分辨率下，流出肯定是双极的，似乎起源于1.3 mm的连续源。连续谱源的峰值位于HII区的中心。流出的轴与最近发现的O 5V恒星一致。
2004-03-22 astro-ph
The structure of Onsala 1 star forming region
我们提出了新的高灵敏度高分辨率毫米波观测Onsala 1超紧凑HII区域，揭示了这个大质量恒星形成云的内部结构。用IRAM 30米射电望远镜（~11”分辨率）获得的1.2毫米连续谱图显示了一个1'大小的中心峰值凝聚（在假定距离为1.8千秒差距时~0.5秒差距），用IRAM Plateau de Bure干涉仪在3毫米连续谱和H13 CO + J=1- 0和SiOJ =2- 1的发射谱线中以更高的分辨率进一步研究了这个凝聚。3 mm数据的分辨率约为5”X 4”，在扩展的1.2 mm发射峰处显示了一个未分辨的连续源，与超紧凑的HII区域密切相关。H13 CO+图与Zheng等（1985）的NH_3图一致。然而，速度场的中心冷凝，这是以前认为出现在一个快速旋转的结构，是更好地解释在双极流出的致密和紧凑的组成部分。这一解释得到了整个区域的SiO和CO观测的证实。事实上，我们的新SiO数据揭示了该地区存在多个（至少4个）流出。特别是，在UCHII区域以北约1'的区域内有一个重要的外流活动中心。事实上，不同的外流与Onsala 1集群的不同成员有关。这里提供的数据支持这样一种假设，即在星团和/或UCHII区域的演化过程中，大质量恒星的形成阶段开始得要晚得多，持续时间要长得多，超过10^5年。
2004-06-29 astro-ph
The formation of massive stars: accretion, disks and the development of hypercompact HII regions
大质量恒星由吸积形成的假说可以通过简单的分析计算来研究，这些计算描述了大质量恒星的形成对它自己的吸积流的影响。在一个简单的吸积模型中，包括角动量，即围绕恒星的弹道轨道上的气体流，通过吸积生长的大质量恒星的电离增加产生了三个阶段的演化序列。电离首先形成一个小的准球形的HII区域内的吸积流引力捕获。在这个阶段，电离气体的流动完全是向内的。随着电离的增加，HII区域过渡到双极形态，在该形态中，在与双极轴成窄角度的范围内，流入被流出取代。在较高的电离率下，流出区的开度角逐渐增大。最终，在第三阶段，吸积被限制在赤道盘周围的一个薄区域内。在整个早期演化过程中，HII区域的大小从超紧凑到超紧凑，取决于封闭恒星的质量。这些小的HII区域的动力学主要是由恒星引力和吸积是不同的比紧凑和较大的HII区域的动力学主要是由电离气体的热压力。
2007-06-15 astro-ph
Dust and gas emission in the prototypical hot core G29.96-0.02 at sub-arcsecond resolution
为了更好地了解大质量恒星形成过程中热分子核阶段的物理和化学过程，我们利用亚毫米波阵列（SMA）在862 μ波段对G29.96 - 0.02进行了亚弧秒空间分辨率的观测。这些观测将热分子核心分解为六个亚毫米级连续源，迄今为止最好的空间分辨率为0.36 "x0.25"（~1800 AU）。其中4个位于7800（AU）^[2]范围内，组成了一个原梯形系统，估计其原恒星密度为1.4x0^5颗原恒星/pc ^[3]。大量的~80谱线使我们能够研究分子外流、核心运动学、该区域的温度结构以及化学效应。导出的热核温度为300K量级。我们发现有趣的化学空间差异，例如，C34S是缺乏对热的核心，并增强在UCHII/热的核心接口，这可能是由温度敏感的脱附从晶粒和以下气相化学。SiO（8 - 7）发射轮廓可能是两个分子流出从这个热的核心区域发出。大多数其他分子的发射峰集中在热核心上，并且不受任何单个亚毫米峰的支配。讨论了可能的原因。与主要亚毫米连续源相关的几条谱线显示出垂直于大尺度外流的速度梯度。由于这个速度结构包括三个中央原恒星源，所以它不是开普勒圆盘。虽然这些数据与可能旋转和/或塌陷的气体核心一致，但我们不能排除外流和/或附近扩展的UCHII区域作为这种速度模式的可能替代原因。
2007-04-04 astro-ph
A Survey of the Galactic Plane for 6.7-GHz Methanol Masers I: l = 325.0 - 335.0 ; b = -0.53 - 0.53
我们报告的第一个完整的调查的银河系平面的微波激射发射的6.7 GHz的过渡甲醇的区域的结果。这次巡天覆盖了银河平面的10.6平方度区域，经度范围为325-335度，纬度范围为-0.53-0.53度。该调查是敏感的脉泽峰值通量密度大于约2.6焦耳。探测到的最弱脉泽的峰值通量密度为2.3焦耳，最强的峰值通量密度为425焦耳。我们总共探测到50个不同的脉泽，其中26个是新探测到的。我们发现，许多6.7 GHz的甲醇脉泽不与红外天文台的来源，有些是与具有不同的颜色从一个典型的超紧凑HII区域（UCHII）的来源。我们估计银河系中UCHII区域的数量明显多于基于IRAS的估计所建议的数量，可能超过两倍。
1996-01-05 astro-ph
The luminosity function of galactic ultra-compact HII regions and the IMF for massive stars
新形成的大质量恒星的人口，而仍然嵌入在他们的父母的分子云，在银盘尺度上进行了研究。我们分析了IRAS点状源的光度函数，具有超紧凑HII区域的远红外（FIR）颜色，已在CS（2-1）线中检测到-高密度分子气体的示踪剂。555个大质量恒星形成区（MSFR），其中413个位于太阳圈内，由它们在四个IRAS波段的通量和它们的运动学距离推断，使用CS（2-1）速度剖面。UCHII区域候选者的光度函数（LF）显示出远高于完整性极限的峰值，并且在太阳圈内外是不同的（96%置信水平）。在太阳圈内，LF最大值为2 E5 Lo，而在太阳圈外，最大值为5E 4 Lo。我们使用三个自由参数对LF进行建模：-alpha，以log（M/Mo）表示的初始质量函数（IMF）的指数; -beta，N* 中幂律分布的指数，每个MSFR的恒星数量;和N*max，N* 的上限。在整个银河系中，α的值为2.0，而β在太阳圈内的值为0.5，在太阳圈外的值为0.7，每个MSFR的最大恒星数为650和450（1 <M/Mo< 120）。虽然IMF似乎没有变化，但太阳圈内每个MSFR的平均恒星数量高于外星系。
1999-12-20 astro-ph
In Search of Circumstellar Disks Around Young Massive Stars
我们提出了7毫米，1.3厘米和3.6厘米的连续观测与甚大阵列对样本的10个发光的IRAS源，被认为是大质量恒星形成的地区。我们在其中的四个天体中探测到了紧凑的7 mm发射：IRAS 18089-1732（1），IRAS 18182-1433，IRAS 18264-1152和IRAS 18308-0841，并首次发现这些IRAS源与相隔几角秒的双射电源或三射电源有关。我们讨论了这些来源的特点，主要是基于他们的光谱指数，发现他们的性质是不同的。一些特征表明，7毫米的排放主要是来自磁盘或信封的灰尘。对其他组件的7毫米发射似乎是占主导地位的自由-自由辐射，无论是从电离流出或从光学厚H II区域。此外，有证据表明，在其中一些来源的同步加速器污染。最后，我们发现与电离外流或热喷流有关的源与CH $_3$ OH脉泽有关。要精确确定这些物体的性质，就需要在高角分辨率下进行更多的多频观测。3.6厘米连续统观测还揭示了IRAS 18089-1732（1）源附近的7个UCHII区和IRAS 18182-1433源附近的2个UCHII区。我们表明，这些UCHII地区的小光电离星云是由早期的B型恒星。
2005-10-27 astro-ph
A Class of Interstellar OH Masers Associated with Protostellar Outflows
利用甚大射电望远镜阵，我们在W3 OH区Turner-Welch原恒星源附近探测到了微弱的OH脉泽辐射。不同于典型的星际OH脉泽，这是与超紧凑的HII区域，我们测量的位置和自行（从甚长基线干涉）表明，这些OH脉泽是与双极外流跟踪强H2O脉泽。这些OH脉泽可能是一类星际OH脉泽的一部分，它们与非常年轻的恒星有关，这些恒星尚未或可能永远不会产生超紧凑的HII区域。这类OH脉泽似乎形成在非常致密的物质（其中形成H2O脉泽）的边缘附近，总密度急剧下降，星际紫外辐射足以使H2O分子解离。这类OH脉泽的观测可能是一个重要的方式来探测这一重要的分子在星际激波中的分布在角秒分辨率或更好。
2003-04-30 astro-ph
The infrared environments of masers associated with star formation
近红外线（1- 2微米）和热红外线（3- 25微米）可以追踪到脉泽存在的许多环境，包括激波、外流、吸积盘和原恒星附近的稠密介质。经过一些最近的调查，它已被发现，有一个更高的检测率比厘米射电连续辐射的微波激射器从UC HII地区的中红外发射，中红外发射实际上是更密切的同空间的微波激射器的位置。在大质量恒星形成区中，与UC HII区域不一致的水和甲醇脉泽的比例很高，这可能是在UC HII区域阶段开始之前追踪外流和非常年轻的高质量恒星。经过10年的基础研究，支持线性分布的第二类甲醇脉泽通常可以追踪年轻大质量恒星周围的吸积盘的假设，令人信服的证据越来越多，这些脉泽通常可能与外流有关。证实这一说法来自最近的外流调查和高角分辨率微波激射环境中红外成像。
2007-04-30 astro-ph
Near Infrared Observations of the Giant HII Region W49A: A Starbirth Cluster
W 49 A是银河系中最明亮的巨型H II（GH II）区域之一。这个恒星形成复合体包含许多紧凑和超紧凑（UC）H II区域，面积超过15 pc。它每秒发射约10^{51}个莱曼连续谱光子，相当于约100颗O型星的存在，但它在光学波长上完全被星际尘埃所遮蔽。该中心拥有一个约30颗O星的“星团”，每个O星都在一个单独的UCHII区域内，发射厘米波长的自由辐射。我们对W 49 A星团的深K波段（2.2 μ m）图像只显示了两个单独的令人兴奋的恒星，每个都与一个点状射电源有关，但其余的都是不可见的。这些O型星是最近才诞生的，还没有从它们出生的尘埃茧中出现，与其他嵌入GH II区域的银河系星团形成鲜明对比，其中许多单个的大质量恒星已经显露出来。合理性的论点表明，恒星盘可能是共同的，在整个UCH II阶段的大质量恒星诞生，因为它仍然存在吸积停止后，在一些恒星。星云发射（例如，在W 49 A中心区域的外围可以看到一颗（来自Br γ），以及候选的激发星。那里的恒星形成可能有中心的前兆，或者它的低密度环境可能加速了出生尘埃茧的扩散。W 49 A星系团可以作为一个模板，在正常星系和星爆中发现更明亮的埋藏星团。
2001-09-06 astro-ph
Outflows from Luminous YSOs: An Infrared Polarimetric Study
e介绍了三个大质量恒星形成区G $192.16 - 3.82$、仙王座A和W42的近红外成像偏振测量。在W42中，我们发现了一个新的双极星云，位于HII区域的远侧，在可见的兴奋恒星群后面。这个新星云的轴与贯穿整个星团区域的磁场成一直线。与G192.16相关的双极流出雾状体中的偏振与单个照明源一致，太微弱而无法在$2 \micron$检测到。与Ceph A相关的反射星云中的偏振需要不止一个照明源，尽管HW 2明显占主导地位。在所有三个物体中，在距离大于$\sim 0.2$ pc的流出磁场是径向的。在G192.16中，比$\sim 0.2$ pc更靠近嵌入恒星的磁场几何形状显得混乱。对于G192.16，外流与周围的磁场不成直线，它位于银道面上。在仙王座A中，流出轴可以解释为与银道面对齐，但穿过该区域的磁场却不是。只有在W42的情况下，穿过HII区的磁场才与周围银道面的平均场对齐。
2004-07-21 astro-ph
Outflow and Infall in a Sample of Massive Star Forming Regions
我们提出了单点观测的SiO，HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对23个大质量的恒星形成区域以前已知的包含分子外流和超紧凑的HII地区。我们检测到SiO对14个来源，并建议在其他9个来源的非检测可能是由于这些流出是旧的，没有持续的冲击，以补充SiO。我们偶然发现SO $_2$对17个源在相同的调谐HCO $^+$。我们检测到HCO $^+$对所有的来源，并建议它是跟踪在9个案件的下降。对于7个坠落候选者，我们估计了1 $\times10^{-2}$和2 $\times10^{-5}$ M $_{\odot}$/$^{-1}$之间的质量坠落率。7个源显示SiO检测（年轻流出）和HCO $^+$入流特征。我们还发现，H $^{13}$ CO $^+$的丰度往往随着我们可以确定丰度的源中SiO的丰度而增加。我们讨论这些结果与目前的理论，通过吸积大质量恒星形成。从这次调查中，我们认为，也许这两种模式的电离吸积和停止吸积可能是重要的，在描述一个大规模的原恒星（或原恒星）超越形成的HII区域的演变。
2007-04-10 astro-ph
The Early Evolution of Massive Stars: Radio Recombination Line Spectra
利用射电复合线的速度位移和微分展宽估计了几个超紧和超紧HII区电离气体的密度和速度。这些小的HII区域被认为是处于最早的演化阶段，与最年轻的大质量恒星有关。观测结果表明，这些HII区域的特点是高密度，超音速流动和陡峭的密度梯度，与吸积和外流相一致，这与大质量恒星的形成有关。
2007-11-15 astro-ph
The RMS Survey: Radio observations of candidate massive YSOs in the southern hemisphere
红MSX源巡天是一个多波长跟踪观测方案，旨在区分真正的大质量年轻恒星天体和其他嵌入或尘埃天体，如超紧凑HII区、演化恒星和行星状星云。我们通过比较MSX和2 MASS点源与已知MYSO的颜色，确定了近2000个大规模YSO候选者。不幸的是，还有几种其他类型的嵌入或灰尘覆盖的物体具有与MYSO相似的颜色并污染我们的样品。两个污染源来自UCHII区域和PNe，两者都可以从电离星云发出的无线电辐射中识别出来。为了确定UCHII地区和PNe污染我们的样品，我们进行了高分辨率无线电连续观测在3.6和6厘米的所有南部MYSO候选人（$235< l < 350$）使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。这些观测的空间分辨率为$\sim$ 1- 2 \arcsec，典型图像均方根噪声值为$\sim$ 0.3毫焦--灵敏度足以探测银河系远端的一颗B0.5恒星。在观测到的826个RMS源中，我们发现199个与无线电发射有关，占样本的$\sim$ 25%。比那些与无线电发射有关的来源更重要的是627个RMS来源，这些来源没有检测到无线电发射，因为这些来源仍然是潜在的MYSO。与RMS源相关的射电源的银河系分布，形态和光谱指数与UCHII区域的这些源一致。除了观察到的826 RMS源，我们提出了进一步的190个字段的意见。这些观察结果是针对MSX来源提出的，这些来源在早期版本的调查中通过了削减，但后来被排…
2006-09-25 astro-ph
High-velocity gas toward hot molecular cores: evidence for collimated outflows from embedded sources
我们目前的观察与伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会毫米阵列的H2S 2（2，0）-2（1，1）和C18 O 2-1过渡到一个样本的四个热分子核心与超紧凑的HII区：G9.62+0.19，G10.47+0.03，G29.96-0.02和G31.41+0.31。角分辨率从1.5到2.4角秒不等，对应于这些源的距离为0.06秒差距的尺度。在H2S线的所有四个来源检测到分子外流的高速机翼特性。在两种情况下（G29.96和G31.41），红移和蓝移的波瓣被清楚地定义，并且在空间上分开，这表明流动是准直的。我们还确认了先前在G9.62F中检测到的流出。虽然气相H2S丰度没有得到很好的限制，但假设H2S丰度为10^-7，则总流出质量的下限为~8 Msun，这与驱动源是大质量原恒星的情况相一致。在G9.62、G29.96和G31.41上，在C18 O和H2S中均检测到线速度梯度。在G9.62F和G29.96中，这些梯度被观察到与外流成不同的位置角，这表明在这两个热核中存在旋转特征。我们的观测表明，这些热核心包含嵌入的大质量原恒星物体，这些物体正在驱动双极外流。此外，在G29.96和G31.41中，流出中心没有强烈的厘米波发射，这表明流出阶段在可检测的超紧凑HII区域形成之前就开始了。
2004-07-13 astro-ph
Molecular Outflows and a Mid-Infrared Census of the Massive Star-Formation Region Associated with IRAS 18507+0121
我们在毫米波段观测了与IRAS 18507+0121有关的红外暗云细丝中心区域的CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）谱线发射，并在中红外波段观测了斯皮策太空望远镜。从两个云核中发现了五个巨大的外流。三个流出集中或附近的超紧凑HII区域（G34.4+0.23），而其余两个流出来自毫米核心G34.4+0.23毫米。建模的中红外源的SED确定了31个年轻的恒星物体在灯丝的合并恒星质量为~127 +/- 27 Msun。另外22个来源被确定为可能的集群成员的基础上存在的强24微米的排放。G34.4云丝的恒星形成效率估计约为7%，而整个云丝的大质量和中等质量恒星形成效率估计约为2%。重力结合能与外流动能的比较表明，包含G34.4+0.23 MM的致密核心正在被其分子外流破坏，而与G34.4 UC HII区域周围更大质量的核心相关的外流不太可能完全破坏云。此外，对该区域的定性评估似乎表明，该区域的恒星可能是在两个阶段形成的：首先是质量较低的恒星形成，然后，几个百万年后，质量更大的恒星开始形成。
2007-06-28 astro-ph
Uncovering the Beast: Discovery of Embedded Massive Stellar Clusters in W49A
我们提供了W 49巨分子云致密区的亚角秒J，H和Ks图像（FWHM ~ 0.5”）。观测结果显示4个大质量星团（恒星质量为120 Msun），较大的星团（星团1）位于著名的超致密Hii区Welch环以东约3 pc处。星团1 a）被至少Av > 20等的前景（不相关和局部）消光所证实，b）具有超过30等的内部不均匀视觉消光，这意味着它仍然深深地埋在其母体分子云中，c）正在为一个6 pc直径的巨大Hii区域提供动力，这在近红外和射电连续谱中都可以看到。我们还确定了几个UCHii地区令人兴奋的来源。W 49 A中的大质量恒星的普查结果与射电观测得到的莱曼连续谱光子数相比，是一致的，或者是稍微过剩的。我们认为，尽管韦尔奇环的形成可能是由星团1触发的，但整个W 49 A星暴区域似乎是多种子的，而不是由相干触发引起的。
2003-04-15 astro-ph
Evidence for a Massive Protocluster in S255N
S255 N是一个明亮的远红外源，包含许多活跃恒星形成的迹象，但缺乏一个突出的近红外星团。我们目前通过无线电观测中红外线，旨在探索该地区的演化状态。我们的观测资料包括亚毫米阵列的1.3毫米连续谱和谱线数据、VLA的3.6厘米连续谱和1.3厘米水脉泽数据以及斯皮策空间望远镜的1.3厘米水脉泽图像。在我们的3.6厘米高分辨率多组态图像中，清晰地显示了先前已知的UCHII区域G192.584 - 0.041的彗星形态。1.3mm的连续辐射被分解为三个致密的核心，它们都是以尘埃辐射为主，半径<7000AU。这些核心的质量估计范围从6到35 Msun。最明亮的尘埃核心（SMA1）的质心偏离彗星UCHII区域的峰值1.1 "（2800 AU），并显示出该区域最强的HC3N，CN和DCN线发射。SMA1也表现出紧凑的CH3OH，SiO和H2CO排放，并可能包含一个年轻的热核。我们发现空间和运动学的证据表明，SMA1可能包含进一步的多重性，与一个新检测到的H2O脉泽的组件一致。没有中红外点源对应于任何尘埃核，进一步表明这些物体的早期演化阶段。主要的中红外辐射是一种漫反射的宽带成分，它跟踪彗星UCHII区域的表面，但被其南部边缘的前景物质所掩盖。另外一个4.5微米的线性特征从SMA1的东北方向发出，与一群甲醇脉泽对准，并可能追踪到SMA1内原恒星的外流。我们的观测提供了直接的证据，证明S255N正在…
2007-04-07 astro-ph
Imaging and integral field spectroscopy of shocked H2 around G25.65+1.05
氢分子发射的近红外成像是发现恒星形成区域外流的有力方法。我们提出了新的近红外图像，长缝和积分场光谱的超紧凑HII区域G25.65+1.05。这些新的观测结果揭示了与来自源中心的年轻高质量恒星的双极流出相关的冲击H2发射。流出的物理参数进行了讨论，并与低质量恒星流出。
2005-12-02 astro-ph
The kinematics of molecular clumps surrounding hot cores in G29.96-0.02 and G31.41+0.31
本文介绍了欧文斯谷射电天文台毫米波阵列对与两个著名的超致密（UC）HII区（G29.96-0.02和G31.41+0.31）有关的两个热核（HC）的3和1.3mm连续辐射以及HCO+（1-0）和SiO（2-1）v=0线的高角分辨率干涉观测。这些HC被认为是年轻形成的大质量恒星的宿主，这些恒星被认为被大质量旋转的吸积盘包围。这些新观测的目的是在中等高的角分辨率下研究HC周围和附近UCHII区域的分子团的结构和运动学。我们的观察结果表明，其中的HC和UCHII区域嵌入的团块具有复杂的运动学结构。团块的总质量估计在1000-3000 Msun的范围内，与以前的发现一致。我们的观测还显示了令人信服的证据，即G29.96-0.02中的团块正在收缩到HC位置，这表明嵌入HC中的大质量年轻恒星物体的吸积过程仍在进行中。在这些物体中，我们观察到的运动学结构也与HC内存在大质量旋转盘相一致，尽管我们无法用我们的数据证明这一建议。G31.41+0.31的情况更加复杂，我们的数据虽然与内部圆盘和其周围的下落包络的存在一致，但没有所需的空间分辨率来分辨不同的结构。
2001-03-07 astro-ph
The Ionization of Accretion Flows in High Mass Star Formation: W51e2
先前的观测表明，超致密HII区W51 e2被以HII区为中心的大量分子吸积流所包围。用VLA在0.45角秒角分辨率下对H53 α射电复合线进行的新观测表明，在HII区域内电离气体的速度梯度大于500 kms-1 pc-1，与分子吸积流中看到的速度梯度相当。新的一氧化碳线的观察与SMA在弧秒角分辨率检测分子双极外流立即围绕W51 e2 HII区域和沿分子流的旋转轴延伸。这些观测结果与高质量恒星形成的演化阶段相一致，在这个阶段中，新形成的大质量恒星首先开始吸收周围的物质，包括它自己的吸积流。
2008-04-03 astro-ph
Spherical Infall in G10.6-0.4: Accretion Through an Ultracompact HII Region
高分辨率（0。“12 x 0. '079）在23 GHz无线电连续谱和NH 3（3，3）线中的超压缩HII区域G10.6-0.4的观测。我们的数据表明，分子材料中的下落大部分是球形的，并且在半径小至0.03 pc时不会变平成分子盘。分子气体中的球形下落在位置和速度上与电离气体中的下落相匹配。我们使用非检测放置一个严格的上限与压力驱动的HII区域的膨胀的分子壳的质量。这些数据支持这样一种情况，即分子吸积流穿过电离前沿，变成电离吸积流到达一颗或多颗主序星上，而不是经典的压力驱动膨胀的情况。在连续辐射中，我们看到了外部电离的分子气体团的证据，以及从中心源流出的空腔。
2004-10-25 astro-ph
An Infalling Torus of Molecular Gas Around the Ultra-Compact HII Region G28.20-0.05
我们提出了23 GHz连续谱中超紧凑HII区域G28.20-0.05以及NH3（1，1），NH3（2.2）和NH3（3，3）线的新观测结果。为了解释分子气体的复杂运动学，我们提出了一个由两个组件组成的模型。一个组成部分是一个下落的赤道分子气体环，其致密的中心区域已经被电离，形成超致密的HII区域。第二种成分是由某种广角外流或风驱动的较大的膨胀分子壳。我们估计，下落部分包括超过18 Msun的分子气体。我们计算出中心质量为79 Msun，可能由不止一颗恒星组成。分子物质的排列表明它与大质量年轻恒星周围的其他盘状结构有联系。在这种情况下，中心恒星的质量更大，整个区域可能比其他类似的天体，如IRAS 20126+4104，IRAS 18089-1732，G192.16-3.84和AFGL 5142更进化。
2005-06-02 astro-ph
High speed outflows driven by the 30 Doradus starburst
对大麦云云巨HII区剑鱼座30的晕样品区进行了中阶梯光谱测量。这一新的运动学数据是迄今为止获得的该星云最敏感的数据之一，并揭示了大量微弱，复杂的高速特征。这些被解释为由于个别恒星风和超新星爆炸而产生的局部壳层，以及仍然保留着巨大壳层速度模式的离散发射结的集合。高速的速度特征可能可以追溯到分布在超级星团R136周围的剑鱼座30星暴发出的超级风的底部。
2003-08-12 astro-ph
Outflow and Infall in a Sample of Massive Star Forming Regions II: Large Scale Kinematics
我们展示了从Klaassen & Wilson（2007 a）中选出的SiO（J=8-7）和HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$（J=4-3）中的7个源的地图，这些地图是在James Clerk Maxwell望远镜上使用HARP-B获得的。我们发现，我们的七个源中有四个有基于其HCO $^+$排放曲线的下落签名。从我们的地图中，我们已经确定了这些来源的流出和下落区域的范围，并限制了每个大质量恒星形成区域的下落和流出质量以及质量下落率。从我们的SiO观测，我们估计的源光度所需的冲击周围的这些大质量的恒星形成区域，并找到光度类似的HII地区本身。我们发现，我们的流入和流出质量之间的比率小于1，这表明在分子流出的高质量夹带率。我们还发现，大规模的分子落入G10.6-0.4的速率是在以前的研究中发现的小规模的分子落入率。
2008-05-22 astro-ph
Candidate Rotating Toroids around High-Mass (Proto)Stars
使用OVRO、Nobeyama和IRAM毫米阵列，我们在三个大质量（原）恒星形成区：G16.59-0.05、G23.01-0.41和G28.87+0.07中搜索了“盘”流出系统。这些是从与OH和H2O脉泽发射相关的NH3核心样本中选择的，并且没有或非常微弱的连续发射。我们对分子线（包括CH 3CN的旋转跃迁和3 mm尘埃连续发射）的成像显示，这些是紧凑、大质量和热的分子核（HMC），这可能是UCHII区出现之前的高质量恒星形成场所。所有这三个来源都与CO和/或HCO+ J=1- 0线成像的分子流出有关。此外，在G23.01和G28.87 HMCs的最内侧的致密区域的速度梯度为10 - 100公里/秒/秒的pc被确定沿大致垂直于相应的流出轴的方向。所有的结果表明，这些核心可能是围绕流出轴旋转，虽然旋转的重力平衡的HMC的贡献似乎是可以忽略不计的。我们的分析表明，由于湍流压力的支持，3个HMC接近维里平衡。与其他类似的物体相比，旋转环已经确定到目前为止，在我们的情况下，旋转似乎是不太突出，这可以解释为不利的投影，大的距离，有限的角分辨率与当前的干涉仪的综合效应。
2007-09-29 astro-ph
Probing the initial conditions of High Mass Star formation -- I. Deuteration and depletion in high mass pre/protocluster clumps
超致密HII区域是高质量恒星形成的标志。由于高质量恒星的形成发生在星团中，人们期望在超紧凑HII区域附近找到更早的大质量恒星形成阶段。在这里，我们研究的氘和消耗量对前/原星团团块中发现的宽视场（10 X 10弧分）普查的云在32个大规模的恒星形成地区，是已知的港口UCHII地区。我们发现，65%的观测源具有较强的NH_2D发射，超过50%的源表现出高度的氘代，（0.1 <NH_2D/NH_3 < 0.7），0.7是迄今报道的最高观测到的NH_3氘代。我们在两个来源中搜索NHD 2没有检测到。氘的增强与尘埃颗粒上的适度CO消耗相一致。没有证据表明这两个过程之间存在相关性，但不能排除潜在的相关性，因为耗减系数很可能只是一个下限。总之，我们发现在大质量恒星形成区的冷核中CO耗尽和高氘。因此，这些都是大质量恒星形成早期阶段很好的候选来源。虽然我们对NHD 2的敏感上限并不能证明气相和颗粒化学模型的预测是错误的，但NH 2D比宇宙D/H比增加了约10^4，这是值得解释的。
2007-02-20 astro-ph
The Detection of Outflows in the IR-Quiet Molecular Core NGC 6334 I(North)
我们发现了强有力的证据，流出起源于致密的分子核心NGC 6334 I（北）：一个1000 Msol的分子核心区分其缺乏HII地区和中红外发射。用SEST 15米望远镜获得了SiO2 -1和5-4谱线的新观测，用ESO 2.2米望远镜获得了H2（1-0）S（1）谱线的新观测。SiO跃迁的谱线剖面显示出从-50到40 km/s延伸的宽翼，谱线翼发射的空间图显示出双极形态，红翼和蓝翼的峰相隔30”。外流的估计质量损失率与年轻的中等到高质量恒星的质量损失率相当。近红外图像显示了8节的H2发射。五个结形成一个线性链，这是从SiO流出的轴位移，这些结可能会跟踪沿第二，高度准直流出的路径的冲击激发气体。我们认为I（N）是团簇形成早期分子核的一个罕见例子。
1999-10-08 astro-ph
Massive molecular outflows at high spatial resolution
我们提出了一个中等质量和一个高质量恒星形成区的高空间分辨率的Plateau de Bure干涉仪CO（2-1）和SiO（2-1）的观测。中等质量区域IRAS 20293 +3952呈现出四个分子外流，其中一个与低质量恒星形成源中观察到的高度准直的喷流一样准直。此外，将这些数据与额外的红外H2和cm观测数据进行比较，我们发现附近的超致密HII区域触发了与外流相互作用的冲击波。高质量区IRAS 19217 +1651也表现出双极流出，该区域由中心驱动源主导。从文献中添加两个以上的来源，我们比较位置-速度图的中间到高质量的来源与以前的研究在低质量的制度。我们发现类似的运动学签名，一些来源可以解释为喷气驱动的外流，而其他更好地约束风驱动的模型。这些数据还允许估算吸积率，从中等质量源的几倍10^{-5}Msun/年到高质量源的几倍10^{-4}Msun/年，与解释所有质量恒星通过吸积过程形成的模型一致。
2004-02-24 astro-ph
The 10^5Lsun High-Mass Protostellar Object IRAS23151+5912
虽然大多数高于10^5 Lsun的源已经形成了超紧凑HII区（UCHII），但对于较低光度的源来说，情况并不一定如此。在过渡阶段，即，非常明亮的物体，没有任何可检测的自由自由发射，对于大质量恒星形成的一般理解是重要的。因此，我们观察到发光的大质量原恒星对象IRAS 23151 +5912与亚毫米阵列在875微米的亚毫米连续谱和谱线发射在亚弧秒分辨率。875 μ m亚毫米连续辐射已被分解为至少两个凝聚。先前认为的其中一个流出的驱动源，红外源IRS 1，与主亚毫米峰偏移约0.9“。在整个4GHz的带宽，我们检测到一个中间密集的谱线森林与27线从8个不同的物种，同位素或振动扭转激发态。根据CH_3OH谱线系列估算的温度值，两个亚毫米峰位的T（Peak_1）~150 ± 50 K，T（Peak_2）~80~ 30 K。SiO（8-7）的红移和蓝移线图表明存在两个分子外流。与此相反，振动扭转激发的CH 3OH线表现出近似垂直于流出之一的速度梯度。这个结构的大小约为5000天文单位，且没有开普勒自转特征，因此不像是真正的吸积盘，而像是一个更大尺度的旋转环，可能在其尚未解析的中心有一个更常见的吸积盘。
2007-07-19 astro-ph
The connection between high-mass stars and young stellar clusters has been well established by near-IR observations showing young massive stars in HII regions surrounded by clusters of lower mass stars. Mm-wave observations show that these clusters form in approx. 1000 Msol dense cores. Interestingly, the mm-wave observations of very active cluster-forming regions also reveal the presence of seemingly quiescent dense massive cores, which contain few signs of ongoing star formation. In the W3 Main region we find an approx. 1000 Msol mass dense core which contains no mid-IR or cm-continuum sourc…
2001-11-05 astro-ph
The pressure confined wind of the massive and compact superstar cluster M82-A1
这里所观察到的参数的年轻的超级巨星团M82-A1和它的相关的紧凑的HII区域显示，通过辐射冷却，一个低的加热效率或立即损失的大部分能量插入恒星风和超新星在早期的集群演化。这意味着一个双峰流体动力学的解决方案，这导致到ISM的质量沉积速率降低，流出速度大大降低。此外，为了与M82-A1相关的HII区的观测参数相匹配，这里所得到的星团风应该被高压星际介质所限制。通过解析方法推导出团风参数以及反向激波的位置、冷却长度和HII外区的半径。所有这些属性，然后确认与半解析积分的流动方程，这也为我们提供了运行的流体动力学变量作为半径的函数。的影响的结果进行了讨论，并扩展到其他大规模的和年轻的超巨星团所包围的一个紧凑的HII区域。
2007-07-18 astro-ph
Physical Conditions in the Orion HII Region
猎户座星云是银河系HII区的定义，并且已经在很宽的波长范围内得到了很好的研究。气相金属丰度为太阳的2/3，接近星团。粮食在整个生存。四边形星团的辐射场将把尘埃气体赶走，把它推回光解离区（PDR）。星云处于一种能量均分的状态，即来自星光的能量输入与储存在气体压力、动能流出和磁场中的能量之间。然而，还有很多不清楚的地方。气体如何从PDR流到产生如此有效辐射加速的辐射场的表面？颗粒被恒星辐射场光电离，这种电荷建立了将颗粒耦合到气体的库仑阻力。粒子相对于气体漂移，速度约为几分之一公里/秒^-1。在大约10^5年的时间尺度内，这些颗粒可以漂移相当大的电离层厚度的一部分。几何形状的年龄是未知的，因为t1 C Ori的运动是未知的。可能的平衡是其中颗粒从HII区域的被照射面漂移并在PDR附近积累的平衡。电离的气体然后向中央星团的方向膨胀，失去其发射测量，最终变得不可见。光电加热的损失可能引起温度的剧烈变化，并为温度波动现象提供了自然的解释。磁场在控制HII区性质中的作用尚不清楚，尽管已经看到了等于阿尔芬速度的湍流分量。还有许多工作要做。
1998-08-11 astro-ph
