Envelope structure of deeply embedded young stellar objects in the Serpens Molecular Cloud
孔径合成和单碟（亚）毫米分子线和连续观测揭示了非常详细的信封结构的深埋年轻恒星物体（SMM 1，SMM 2，SMM 3，SMM 4）在密集的恒星形成巨蛇座分子云。解析的毫米连续辐射将密度结构约束为径向幂律，指数为-2.0 +/-0.5，SMM 1、SMM 3和SMM 4的包络质量分别为8.7、3.0和5.3 M_sol。核心SMM 2似乎没有中央凝聚，可能还没有形成恒星。分子线观测可以描述由相同的包络模型，如果一个额外的，少量的温暖（100 K）的材料包括在内。这可能对应于信封的内部几百AU的温度很高。在干涉仪光束中，分子线揭示了包层的内部区域，以及流出物与周围包层的相互作用。明亮的HCO+和HCN发射勾勒出空腔，而SiO和SO跟踪流出对环境气体的直接影响。总的来说，这些观测提供了第一个全面的视图的信封深深嵌入年轻恒星物体在集群环境中的规模在1000和10,000 AU之间。
1998-10-03 astro-ph
A Combined Spitzer and Chandra Survey of Young Stellar Objects in the Serpens Cloud Core
我们目前斯皮策和钱德拉观测附近（~260 pc）嵌入星团的巨蛇座云核心。我们观察，使用斯皮策的IRAC和MIPS仪器，从3到70 $μm$的6个波段，检测从拱星盘和原恒星信封的热辐射，并分类使用颜色-颜色图和光谱能量分布（SED）的恒星。这些数据相结合的钱德拉观测研究拱星盘恒星X射线特性的影响。年轻的无盘恒星也可以从它们增加的X射线辐射中识别出来。我们已经确定了138个在巨蛇座中的YSO：22个0/I类，16个平坦光谱，62个II类，17个过渡盘和21个III类恒星;其中60个表现出X射线发射。我们的主要结果如下：1.）在λ < 24微米处探测到10颗以前在亚毫米级探测到的原恒星，在λ < 8微米处探测到7颗，2.）原恒星比更进化的YSO更紧密地聚集在一起（中位数分离：~0.024 pc，和3.）这些YSO周围的X射线发射等离子体的亮度和温度没有显示出对演化类的任何显著依赖性。我们综合了8个III类天体的红外导出的AK值和NH的X射线值，发现当AK > 1时，每兆质量的氢气柱密度小于标准星际值的一半。这可能是巨蛇座云核中挥发物凝结和/或吸积导致的颗粒生长的结果。
2007-07-17 astro-ph
Constraints on star formation theories from the Serpens molecular cloud and protocluster
我们利用五学院射电天文台波长为3毫米的16元焦平面阵列，用中等光学厚度的（13 CO（1- 0）和CS（2- 1））和光学薄示踪剂（C18 O（1- 0），C34 S（2- 1）和N2 H+（1- 0））绘制了巨蛇座云核的大尺度结构。我们的主要目标是研究巨蛇座地区分子气体的大规模分布，并了解其与云核中密度更大的气体的关系，以前曾在高角分辨率下进行过研究。我们所有的分子示踪剂显示两个主要的气体凝聚，或子块，大致对应于西北和东南集群的亚毫米连续源。我们还对巨蛇座星云进行了运动学研究。13 CO和C18 O（1- 0）的质心速度图显示了从东到西逐渐增加的平滑的速度梯度，我们认为这可能是由巨蛇座分子云的全球旋转引起的，其旋转轴大致在SN方向上。虽然云的角动量似乎不足以在星团的全球演化中发挥重要的动力学作用，但观察到的分子外流与之大致一致的事实可能表明大尺度角动量与星团中单个原恒星周围的星周盘之间存在联系。我们还使用了归一化质心速度差作为一个指标。我们发现两个大的区域的地图，大约重合的东南和西北的子块，这是正在经历一个下落运动。虽然我们的证据是不确定的，我们的数据似乎是在定性协议的期望，一个缓慢的收缩，然后是一个快速和高效的恒星形成阶段在局部高密度区域。
2002-07-10 astro-ph
The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift
我们报告发现附近，嵌入集群的年轻恒星的对象，相关的红外暗云，和4.5微米的冲击发射节检测到的流出在斯皮策/IRAC中红外成像的蛇-天鹰座裂谷作为斯皮策古尔德带遗产调查的一部分。我们还提出了径向速度测量的区域从分子线观测获得的亚毫米阵列（SMA），这表明集群是共同移动的巨蛇座主嵌入集群3度以北。因此，我们给它指定相同的距离，260 pc。这个新星团的核心被我们称为巨蛇座星系团（Serpens South），它由一个异常大的比例（77%）的原恒星组成，这些原恒星的平均表面密度高（>430 pc^-2），最近邻恒星间距中值短（3700 AU）。我们进行基本的集群结构表征使用最近邻表面密度映射的YSO和比较我们的研究结果与其他已知的集群与文献中提供的等效分析。
2007-12-19 astro-ph
A multi-wavelength census of star formation activity in the young embedded cluster around Serpens/G3-G6
目标。本文的目的是研究位于巨蛇座星云核心以南约45'（3 pc）处、研究较少的嵌入星团巨蛇座/G3-G6的恒星形成活动，并确定其年轻恒星天体（YSO）的光度和质量函数。方法.利用多波长宽波段光度测量技术对近红外和中红外光谱能量分布进行采样，以区分YSO和场星，并对YSO演化阶段进行分类。将19“× 16”视野的两个滤光器LW 2（5-8.5 μ m）和LW 3（12-18 μ m）中的ISOCAM映射与来自2 MASS的JHK数据、来自Arnica/NOT的Ks数据和来自SIRCA/NOT的L“数据组合。在1.3毫米（IRAM）和3.6厘米（VLA）的连续发射被映射到研究云结构和最冷/最年轻的源。获得了来自NOTCam/NOT的H2的2.12 um S（1）线处的深窄带成像，以寻找双极流出的迹象。结果我们有强有力的证据表明，恒星星族有31个II类源，5个平谱源，5个I类源和2个0类源。我们的方法不采样III类源。云是由两个主要的密集团块沿着一个山脊排列在约0.5 pc加上一个无星的核心，与ISOCAM地图上看到的吸收特征相吻合。我们发现两个S形的双极准直流嵌入在NE块，并建议这两个驱动源是0类候选人（MMS 3）和双I类（MMS 2）。对于第二类人口，我们发现一个最好的年龄~ 200万年和最近的初始质量函数（IMF）的兼容性，通过比较观测到的第二类光度函数（LF），这是完整的0.0…
2006-08-31 astro-ph
An Infrared Multiplicity Survey of Class I/Flat-Spectrum Systems in the Rho Ophiuchi and Serpens Molecular Clouds
我们提出了新的近红外和中红外观测的19类I/平谱年轻恒星物体在附近的Rho Oph（d= 125 pc）和巨蛇座（d= 310 pc）的暗云。这些观测是对最近的乌云中的I类/平谱天体进行的更大规模的系统性红外多重性调查的一部分。我们发现7/19（37% +/- 14%）的来源调查是多个系统的分离范围约150 - 1800 AU。这与在金牛座、猎户座、变色龙、狼疮和南冕座恒星形成区中发现的较老的前主序星中的多系统比例在类似的分离范围内是一致的。然而，在太阳附近的太阳型主序星的比例大约是我们的I类/平坦光谱样本的三分之一（11% +/- 3%）。这可能归因于进化效应或环境差异。检查的光谱能量分布的SVS 20和WL 1的二进制显示，每个源的各个组件表现出相同的SED分类，类似于通常发现的二进制金牛T星（TTS）系统，其中的同伴的经典TTS也往往是相同的SED类型。
2002-09-11 astro-ph
The young stellar population in the Serpens Cloud Core: An ISOCAM survey
我们目前的结果从ISOCAM调查中的两个宽带滤波器LW 2（5-8.5亩）和LW 3（12-18亩）的0.13平方度的覆盖范围的巨蛇座主云核心。在6.7 μ波段共检测到392个源，在14.3 μ波段检测到139个源，极限灵敏度为~ 2 mJy。在近红外J-H/H-K图中，只有约50%的中红外过剩源显示出过剩。在中央云核中，I类和II类的数量比是19/18，也就是说，比其他年轻的嵌入星团，如蛇夫座ρ或变色龙大10倍。发现I类和平坦光谱源的中红外通量平均大于II类源。恒星光度估计的第二类样品，其光度函数是兼容的coeval人口约2百万年以下的三段幂律IMF。对于这个年龄，大约20%的II类被发现是年轻的褐矮星候选者。YSO一般是强聚类的，I类源多于II类源，并且有亚聚类的迹象。原恒星候选者的子集群具有0.12 pc的空间尺度。这些子集群被发现沿西北-东南方向的山脊，并在非常好的协议与密集的核心跟踪毫米数据的位置。II类源的最小聚类尺度约为0.25 pc，与rho Ophiuchi的结果相似。我们的数据表明，巨蛇座恒星的形成经历了几个阶段，最近发生了一次恒星形成的“微爆发”，可能是在过去的10^5年里。
2004-04-22 astro-ph
The outburst of the eruptive young star OO Serpentis between 1995 and 2006
巨蛇座OO是一颗深埋的前主序星，于1995年爆发，之后逐渐褪色。它的爆发类似于著名的FU Orionis型或EX Lupi型爆发。由于很少有这样的事件曾经被记录在红外波长，我们的目标是研究的时间演变OO Ser在红外。OO Ser由红外空间天文台监测，从亮度峰值后4个月开始，持续20个月。在2004-2006年，我们再次从地面观测到OO Ser，并补充了2004年斯皮策观测数据集。我们分析了这些数据，特别注意源混淆，并在10个不同的波长以及光谱能量分布的光变曲线。这次爆发使整个红外区域都变亮了。根据红外线曲线，OO Ser在峰值亮度之后开始与波长无关的衰减。后来，通量衰减变慢，但保持波长无关。衰落仍在继续，目前的衰落率表明OO Ser在2011年之前不会恢复到静止状态。OO Ser的爆发时间尺度似乎比FUors短，但比EXors长。爆发的时间尺度和中等的光度表明OO Ser不同于FUors和EXors，并且与最近爆发的年轻恒星V1647 Ori相似。根据它的光谱能量分布和测热温度，OO Ser似乎是一个早期的I类天体，年龄小于10^5年。该天体可能被一个吸积盘和一个致密的包层所包围。由于较短的爆发时间尺度，在拱盘OO Ser的粘度可能是一个数量级高于通常的FUors。
2007-05-09 astro-ph
Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens--SVS20
我们提出了空间分辨中红外光谱的I类/平谱原恒星双星系统SVS 20的巨蛇座云核心。使用Gemini-South上的中红外仪器T-ReCS获得光谱。SVS 20-South是两个光源中更明亮的一个，它显示出在11.3 \micron附近达到峰值的中红外发射光谱，而SVS 20-North则显示出峰值光学深度为$τ\sim 0.3$的浅无定形硅酸盐吸收光谱。去除视线消光的分子共同的信封后，“protostar-only”光谱被发现是占主导地位的强无定形橄榄石发射峰附近10 \micron。我们还发现了与SVS 20-S和SVS 20-N相关的结晶镁橄榄石和顽火辉石发射的证据。结晶硅酸盐在这样一个年轻的双星系统中的存在表明，在更进化的HAeBe和金牛座T前主序星中发现的颗粒加工可能开始于相对年轻的进化阶段，而质量吸积仍在进行中。
2005-04-29 astro-ph
The Serpens Star-Forming Region in HCO+, HCN, and N2H+
这张海报展示了HCO+、HCN和N2 H+朝向巨蛇座恒星形成区的J=1-0（λ ~3 mm）跃迁的单碟和孔径合成观测。由年轻恒星驱动的喷流会影响其周围云的结构和化学性质，这项工作旨在评估这三种分子谱线的发射在多大程度上受这些过程的支配。在巨蛇座星系中，我发现N2 H + 1-0可以追踪物质总量，除了在两个区域中，它们都位于激波的稍前方。相比之下，HCO+，特别是HCN的排放量主要由受外流影响的地区决定。一个以前未知的强烈冲击区域位于年轻恒星SMM 4西北约0.1 pc处。有一个显着的空间偏移之间的峰值HCN和N2 H+发射与冲击区。我构建了一个简单的，定性的化学模型，其中N2 H+的排放增加的磁性前体的C型冲击，而N2 H+被破坏更深的冲击，中性加热和物种，如HCN和水被释放从冰冷的颗粒地幔。我的结论是，N2 H+是一个可靠的示踪剂的云材料，和未解决的观测HCO+和HCN将占主导地位的流出物的影响的材料。
2002-11-25 astro-ph
The ISO-LWS map of the Serpens cloud core: I. The SEDs of the IR/SMM sources
介绍了巨蛇座分子云核的ISO-LWS制图观测。光谱范围为50 - 200微米，地图大小为8' X 8'。这些观测遭受严重的源混淆在FIR波长，我们采用了极大似然方法的光谱空间反卷积。强和相当孤立的源SMM 1 FIRS 1提出了一个测试案例，其模拟的光谱能量分布（SED），在观测误差范围内，是相同的观测。因此，其他红外和亚毫米源的模型结果可能代表其正确的SED。模拟证明了开发的方法的可靠性和潜力支持这一观点。对于大多数源，在LWS的光谱范围内发现了SED的峰值，并且导出的温度通常高于（> 30 K），而不是通过使用IRAS数据的早期反卷积尝试所发现的温度。SMM的直径只有几个弧秒。此外，SMM通常即使在LWS波长下也是光学厚的。自洽的辐射转移计算表明，SMM是光学厚出甚至更长的波长。计算了五个源的模型，这些源有足够的数据，即SMM 1、2、3、4和9。这些型号的光学厚度可达毫米波长（单位光学深度的波长为900至1400微米）。这些SMM的包封质量在2-6 Msun的范围内，这当然比基于光学薄假设的估计要大得多。光度范围在10-70 Lsun之间，表明低质量到中等质量恒星的形成，因此这种大质量包层的存在证明了巨蛇座云核心中SMM的极端年轻。
2000-07-21 astro-ph
Star formation in clusters: a survey of compact mm-wave sources in the Serpens core
我们报告的结果，毫米干涉测量紧凑的3毫米连续源内5.5 'x5.5'的巨蛇座核心的区域。我们检测32个离散源以上4.0毫焦/束，其中21个是新的检测在毫米波长。通过将我们的数据与已发表的红外调查进行比较，我们估计26个来源可能是原恒星凝聚，并假设尘埃颗粒的光学薄热发射来推导它们的质量。团簇的质量谱dN/dM~M^（-2.1）与恒星的初始质量函数一致，支持了年轻星团中恒星质量是由湍流云核碎裂决定的观点。
1998-09-24 astro-ph
Properties of the Youngest Protostars in Perseus, Serpens, and Ophiuchus
我们提出了一个公正的人口普查，深深嵌入原恒星英仙座，巨蛇座，蛇夫座，组装结合大规模的1.1毫米Bolocam连续和斯皮策遗产调查。我们确定原恒星候选人的基础上，他们的中红外特性，相关的位置与1.1毫米的核心位置，并构建良好的采样SED使用我们广泛的波长覆盖范围（拉姆=1.25-1100微米）。源分类的基础上的测辐射热温度产生了39个0类和89个I类源在三个云样本。我们比较原恒星的演化模型，使用测热温度-光度图，找到一个人口的低光度I类源是不一致的常数或单调递减的质量吸积率。这一结果有力地证明了在I类阶段期间的情景式吸积，其中超过50%的源处于“亚舒”（dM/dt <1 e-6 Msun/yr）吸积状态。将平均光谱与原恒星辐射转移模型进行了比较，原恒星辐射转移模型在第0阶段与观测光谱相当匹配，但在第I阶段预测了太多的近红外通量和太少的中红外通量。最后，0级和I类源的相对数量被用来估计0级阶段的寿命;三个云的平均值产生一个0级的寿命为1.7e5年，排除了一个非常快速的早期吸积阶段。校正消光测光结果在一定程度上较短的寿命（1.1e5年）。然而，在蛇夫座中，我们发现很少有0类源（N（0类）/N（I类）=0.1-0.2），类似于以前对该云的研究。这些观测结果表明，在整个嵌入阶段，几乎恒定的平均吸积速率是一致的，至少在I类阶段，甚至可能更早，吸积会变得断断续续。
2008-09-24 astro-ph
Number ratios of young stellar objects in embedded clusters
嵌入的星团通常包含处于不同演化阶段的年轻恒星。我们调查的对象在这些类中的恒星形成区域rho蛇夫座，巨蛇座，金牛座，变色龙I，NGC 7129，IC 1396 A和IC 348的数量比。它们的时间演化的年轻恒星的gravoturbulent碎片的数值模拟进行比较，以约束模型，并可能确定集群的演化阶段。事实证明，巨蛇座星系是最年轻的，IC 348是最进化的星系团，尽管观测结果最好的代表时间因模型而异。此外，我们发现恒星形成效率（SFE）的模型与马赫数的负相关。然而，目前的等温模式不能再现观测的SFE值。这就需要考虑原恒星反馈过程和/或磁场效应的模型。
2005-03-29 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Insterstellar Clouds. IX. The Serpens YSO Population As Observed With IRAC and MIPS
我们讨论了IRAC和MIPS c2d斯皮策遗产的巨蛇座恒星形成区域的观测结果。特别是，我们提出了一套标准，真正的年轻恒星的对象，YSO的，从广泛的背景污染的河外天体。然后，我们讨论了由此产生的高置信度集的YSO的属性。我们在被IRAC和MIPS覆盖的0.85度^2视场中发现了235个这样的天体。从MIPS数据结合2MASS测光确定了该区域以外的另外一组51个置信度较低的YSO。我们描述了两组结果，颜色-颜色图比较我们所观察到的源属性与理论模型的恒星/磁盘/信封系统和我们自己的建模的子集，我们的对象，似乎是恒星+磁盘。这些物体表现出非常广泛的盘属性，从许多可以与主动吸积盘相匹配的到一些既有被动盘，甚至可能是碎片盘。我们发现，在巨蛇座的YSO的光度函数延伸到至少几个x 0.001 Lsun或更低的假设距离为260 pc。下限可能是由于我们无法区分YSO和河外源，而不是由于在非常低的光度下缺乏YSO。空间聚类分析表明，名义上较少发展的YSO的更高度的集群比后期阶段，背景河外人口可以通过相同的两点关联函数在其他河外的研究中看到的。我们还提出了一个表的匹配之前的几个红外和X射线研究的巨蛇座YSO人口和我们的斯皮策数据集。
2007-04-02 astro-ph
The Mid-Infrared Extinction Law in the Ophiuchus, Perseus, and Serpens Molecular Clouds
我们计算中红外消光定律从3.6 - 24微米在三个分子云：蛇夫座，英仙座，和巨蛇座，通过结合数据从“核心到太阳”斯皮策遗产科学计划与深JHKs成像。使用一种新的技术，我们能够计算出我们视野中每个背景恒星的视线消光定律。通过这些视线测量，我们首次创建了两个消光定律模型数据的卡方偏差图。因为我们的卡方图与消光图具有相同的空间分辨率，我们可以直接观察到消光定律随总柱密度的变化。在斯皮策IRAC波段，3.6 - 8微米，我们看到晶粒生长的证据。在$A_{K_s} = 0.5$以下，我们的消光定律与Weingartner & Draine（2001）的$R_V = 3.1$弥散星际介质尘埃模型非常吻合。随着灭绝的增加，我们的定律逐渐被忽略，对于$A_{K_s} >= 1$，数据与Weingartner & Draine $R_V = 5.5$模型更一致，该模型使用更大的最大尘埃粒度。在2-4微米处，我们的消光定律比理论尘埃模型预测的值高2 - 4倍，但与Flaherty等人（2007）的观测结果更一致。最后，从我们的卡方图中，我们确定了英仙座的一个区域，考虑到其柱密度，IRAC灭绝定律非常高。一个陡峭的近红外消光定律比我们所假设的可以部分解释IRAC消光定律在这一地区。
2008-09-05 astro-ph
The ISO-LWS map of the Serpens cloud core. II. The line spectra
我们提出了分光光度ISO成像与LWS和CAM-CVF的巨蛇座分子云核心。LWS地图以远红外和亚毫米源SMM 1为中心，大小为8' x 8'。[OI]和[CII]中的精细结构谱线发射得到了扩展，并且可以成功地模拟为起源于G_0 = 15且n（H2）约为10^4 - 10^5 cm^-3的PDR。在H2O和高J CO的旋转线发射中也观察到了扩展发射。然而，缺乏足够的角分辨率使我们无法排除这些线的发射区域是点状的可能性，这可能与嵌入对象SMM 9和SMM 4有关。对于Class 0源SMM 1，LWS观测结果显示，除了精细结构线发射外，还有丰富的分子谱线。亚热激发的光学厚CO、H2O和OH谱线追踪的是一个约10^3 AU的源，温度高于300 K，密度高于10^6 cm^-3。我们表明，几何形状是关注的数据的正确解释和基于2D-辐射转移模型的磁盘/环面周围SMM 1，成功地再现了整个观察到的SED和CO同位素的观察到的线配置文件，我们可以排除磁盘的LWS分子线发射源。CAM-CVF允许我们看到旋转H2发射区域。这种氢气的温度为10^3 K，这表明气体的加热是通过相对缓慢的冲击实现的。虽然我们不能建立任何确切的结论，关于冲击波的详细性质，我们的观察的分子线发射SMM 1可以解释的混合物的J-冲击和C-冲击。
2002-02-06 astro-ph
Detection of Infall Signatures Towards Serpens SMM4
我们提出了对0级原恒星系统SMM 4的巨蛇座云核的运动学陷落签名的检测。利用密度敏感分子示踪剂的毫米和亚毫米谱线跃迁，我们观测到了朝向嵌入源的稠密分子气体。在HCO+ J=1-0、J=3-2和J=4-3以及CS J=2-1中获得的高信噪比图显示了蓝色凸起的下落特征。在原恒星的质心速度图中，当下沉超过旋转时，可以观察到蓝鼓下沉信号。HCO+和CS的谱线轮廓显示出与坠落一致的特征性蓝色不对称谱线轮廓特征。此外，HCO+和CS光学深度剖面使用同位素观测结果显示红色的不对称性也符合一个下降的解释。利用基于Terebey、Shu和Cassen的旋转、坍缩模型的三维辐射转移模型，导出了源的入射参数。为了确定更大的巨蛇座星系团中分子流出的方向和取向，还进行了CO J=1-0发射的宽场映射。
2001-09-25 astro-ph
Where are all the Young Stars in Aquila?
天鹰座裂谷在银河系高经度的一端包含了巨大的天鹰座分子云复合体，然而，在该区域内已知的年轻恒星很少，只有一颗与天鹰座裂谷直接相关。相比之下，位于大裂谷低银河经度端的巨蛇座恒星形成区包含数百颗年轻恒星。我们回顾研究的原始分子材料和描述搜索年轻的对象在天鹰座云。还提供了已知年轻恒星和相关喷流和外流的特征。最后，我们提出了一些可能的解释，在这个富含气体的地区缺乏恒星形成，并提出了一些未来的观察，以进一步研究这个谜。
2008-11-18 astro-ph
First results from a VLBA proper motion survey of H2O masers in low-mass YSOs: the Serpens core and RNO15-FIR
本文报道了一个长期观测计划的第一批结果，该计划旨在通过22.2 GHz水脉泽的VLBI观测研究低质量YSO中喷流/盘系统的最早演化。我们在这里报告的数据集群的低质量YSO的巨蛇座分子核心和单个对象RNO~15-FIR。对于巨蛇座SMM 1，巨蛇座星团中最明亮的亚毫米级源，水脉泽发射来自两个小的（小于5 AU）特征星团，相隔约25 AU，相对于分子云的LSR速度，视线速度强烈红移（超过10 km/s）。这两个脉泽星团在天空中的方向大致垂直于VLA观测到的射电连续喷流的轴，朝向SMM 1。脉泽特征的空间和速度分布使我们倾向于这样的解释，即脉泽发射是由SMM 1中围绕YSO的吸积盘中的致密气体与喷流的后退瓣相互作用激发的。朝向RNO~15-FIR，少数检测到的脉泽特征具有沿着平行于在大得多的角尺度上观察到的分子流出轴的方向排列的位置和（绝对）速度。在这种情况下，脉泽辐射可能是从密集的、受冲击的分子团中出现的，这些分子团沿着从YSO出现的喷流的轴线移动。巨蛇座SMM 1中的原恒星比RNO~15-FIR中的原恒星质量大。我们讨论的情况下，高质量喷射率可以产生足够强大的喷流，从他们的课程扫走拱星气体的致密部分。在这种情况下，水脉泽的激发条件最好发生在喷流和吸积盘之间的界面上，而不是沿着喷流轴。
2005-09-22 astro-ph
Detection of abundant solid methanol toward young low mass stars
我们目前的检测吸收带在3.53微米，由于固体甲醇对三个低质量的年轻恒星位于巨蛇座和变色龙分子云复合体。这些源是作为对约40颗原恒星进行的大型光谱调查的一部分而观测到的。这是第一次在低质量（M <1 Msol）年轻恒星附近探测到固体甲醇，并表明甲醇的形成不依赖于大质量年轻恒星的接近程度。这三个来源的固体甲醇丰度与水冰相比在15-25%的范围内，这与已知的最富含甲醇的巨大来源相当。在一些低质量的年轻恒星的拱星环境中存在丰富的甲醇的形成方案的甲醇和更复杂的有机物种附近的年轻的太阳型恒星的重要后果。
2003-04-26 astro-ph
ISOCAM-CVF spectroscopy of the circumstellar environment of young stellar objects
我们提出了一个年轻的恒星对象（YSO）和他们的周围环境中的四个低质量恒星形成区：RCrA，蛇夫座ρ，巨蛇座和Chamaeleon I的中红外成像光谱调查的结果。这项调查是使用ISOCAM及其循环变量滤波器（CVF）进行的，并观察了42个YSO候选人。测量了一些光谱特征，最值得注意的是9.7微米的硅酸盐特征，分别在6.0和15.2微米的水和CO2冰的弯曲模式，以及6.8微米的众所周知的未识别特征。观察到的未识别功能的强度与水冰弯曲模式的强度相关性很好，与CO2冰弯曲模式的相关性要弱得多。这表明，在与以前的观察一致的方式下，不明特征的载体是一个强极性的冰。弯曲模式的CO2冰的吸收剖面观察到显着的长波长翼，这表明，观察到的CO2冰的一个显着的分数存在于极性（H2O丰富）相。在RCrA，Rho Oph和Serpens中观察到的源显示出相似的光谱特征，而在Cha I中观察到的源有点异常。然而，这与以前对Cha I云这一区域的研究是一致的，该区域包含一个不寻常的YSO集群。我们检测到一个明显的不足丰富的水冰对来源在Rho Oph。这可能表明不同云层之间的化学成分存在差异，也可能是由于蒸发造成的。最后的CO2：H2O冰的比例观察到的来源在Rho Oph显示显着更大的分散比在其他地区，可能是由于不同的当地条件周围的YSO在Rho Oph。（节录）
2003-02-10 astro-ph
Multiple protostellar systems. II. A high resolution near-infrared imaging survey in nearby star-forming regions
我们的项目致力于获得一个强大的视图之间的嵌入式I类和平谱原恒星在附近的分子云的广泛阵列的多重性解开“普遍”从云依赖的过程。我们使用VLT的近红外自适应光学观测，通过H，Ks和L'过滤器，寻找位于4个不同分子云（金牛座-御夫座，蛇夫座，巨蛇座和猎户座的L1641）的45个I类和平谱原恒星的紧密同伴。我们对金牛座和蛇夫座的另外13个天体进行了高分辨率的观测。我们发现在45-1400 AU和14-1400 AU分离范围内的多重性率分别为32+/-6%和47+/-8%。这些比率与先前在金牛座和蛇夫座的金牛座T星中发现的比率非常一致，并且比太阳型场星的多重率高出约1.7倍。我们没有发现非层次的三重系统，也没有任何四重或更高阶的系统。没有发现显着的云与云之间的差异，除了低质量猎户座原恒星的所有伴星都在其主恒星的100 AU范围内发现，而在其他云中发现的伴星跨越了这里探测的整个范围。根据这项调查，我们得出结论，核心碎片总是产生一个高的初始多重率，即使在巨大的分子云，如猎户座云或在集群恒星星族在巨蛇座，在数值模拟的预测相反。在聚集的II类和III类人群中观察到的较低的多重性率可以解释为年轻系统的一组通用属性，以及随后通过与不相关的集群成员密切接触而发生的喷射。
2007-10-03 astro-ph
Mapping ices in protostellar environments on 1000 AU scales: Methanol-rich ice in the envelope of Serpens SMM 4
我们提供了SVS 4中10颗恒星的VLT-ISAAC L波段光谱，SVS 4是一个30“x45”的致密前主序星星团，深深嵌入在巨蛇座恒星形成云中。ISAAC光谱与UKIRT和ISOCAM的存档图像相结合，以获得对SVS 4星的准确的距离。然后利用这些数据绘制了一幅星团恒星前方冰的空间分布图，其平均角分辨率为6”或1500天文单位，比以前的图好了三个数量级。我们发现，水冰是存在于整个地区，并确认存在的甲醇冰与丰富的高达25%相对于水。结果表明，甲醇冰在整个SVS 4中相对于H2保持非常高的丰度，但在距离SVS 4仅75”处下降了至少一个数量级。这些地图表明，一些朝向SVS 4恒星的视线穿过0级原恒星SMM 4的外层。在距离SMM 4中心5000 AU处，水冰相对于难熔尘埃成分的丰度突然增加了90%，达到（1.7+/-0.2）* 10^-4。跳跃之外的水冰丰度保持不变，为（9+/-1）* 10^-5。我们认为，这是一个显着增强的冰形成效率的原恒星的信封的迹象。讨论了SMM 4包层中挥发性分子的耗尽。特别是，它被发现，高达2/3的贫化CO转化为CO2和CH 3OH在冰中。因此，只有1/3的CO最初冻结将返回到气相作为CO升温。
2004-07-15 astro-ph
Models and Observations of the Chemistry near Young Stellar Objects
研究气体和尘埃从星前致密核心到年轻恒星周围的星周盘的化学演化，是理解恒星和行星形成的重要组成部分。在整个坍缩和原恒星阶段，形成了简单和复杂的分子，其中许多分子消耗到冷颗粒上，并最终融入新太阳系的冰冷微行星。追踪这种化学演化提供了丰富的信息，不仅关于原始太阳星云的化学过程，而且关于年轻恒星物体（YSO）周围环境中发生的物理过程。在这里，我们回顾了发生在原恒星环境中的化学过程，以及恒星形成的各个阶段的化学结构的模型和观测。我们简要地讨论了分子丰度来自观测的方式，并总结了两个例子：低到中等质量的YSO在巨蛇座，和大规模的YSO在W3。
1999-06-07 astro-ph
Interstellar extinction in the direction of the Aquila Rift
利用维尔纽斯测光系统观测到的473颗恒星，研究了天鹰座裂谷方向上的星际消光的距离依赖性。该地区的乌云前缘为225 $\pm$ 55 pc，云系厚度约为80 pc。云中的最大消光A_V接近3.0等，发现了两颗消光较大的恒星，并进行了讨论。由于新的云的距离大于以前接受的距离，云系质量应增加到2.7 × 10^5 M_sun，这接近于由CO速度色散估计的维里质量。另外的论据支持巨蛇座和天蝎座蛇夫座乌云之间的遗传关系。
2003-04-03 astro-ph
Ring Formation in Magnetically Subcritical Clouds and Multiple Star Formation
我们研究数值双极扩散驱动的非旋转，磁亚临界，盘状分子云的演变，假设轴对称。以前类似的研究集中在云中心单个磁超临界核心的形成上，这些核心坍塌形成孤立的恒星。我们表明，对于云与许多金斯质量和一个相对平坦的质量分布中心附近，磁超临界环，而不是生产。超临界环的质量远高于金斯极限。预计它将通过引力和可能的磁交换不稳定性分裂成许多超临界致密核心，这些核心的动态坍缩可能导致恒星形成的爆发。需要进行非轴对称计算，以详细跟踪预期的环碎裂成多个核心以及随后的核心演变。我们的研究结果对多星形成的一般和西北集群的原恒星在巨蛇座分子云核心的影响进行了讨论。
2001-05-02 astro-ph
Young Supernova Remnants in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中有六个左右年轻的超新星遗迹，它们显示出以下一个或多个特征：高速（>1000 km/s）发射，金属丰度增强，或快速旋转的脉冲星。我总结了这些遗迹的知识现状，并提出了一些最新的结果主要来自新的X射线天文卫星。
2001-02-21 astro-ph
Young stellar populations in the Magellanic Clouds
我们将讨论麦哲伦星云中的年轻恒星和星团。本文介绍了利用HST ACS测光在大麦云星云N~11中发现的前主序星候选者。对比色-星等图和主序前轨迹，以及斯皮策天体YSO I和II的存在，表明该区域的恒星形成活跃了很长一段时间，从几$10^5$年到几百万年前
2007-11-29 astro-ph
Young stars and clouds in Camelopardalis
本文评述了银河系黄道132- 158度方向上本旋臂中的恒星形成。在这个银河系方向最近的恒星形成活动的证据是这里的凸轮OB 1协会和密集的尘埃和分子云包含H $α$发射星，年轻的不规则变星和红外恒星物体的存在。本地臂的云集中在两层，分别在150-300 pc和大约900 pc处。在这个方向上的英仙座臂物体的距离约为2千秒差距。
2008-11-18 astro-ph
Discovery of a luminous white dwarf in a young star cluster in the Large Magellanic Cloud
我们已经在NGC 1818中发现了一个年龄为1-2 x 10^5年的发光白矮星候选者，NGC 1818是大麦云星云中的一个年轻星团。这一发现将恒星停止形成中子星并开始形成白矮星的边界质量M_c严格限制在M_c > 7.6 Msun。
1998-03-19 astro-ph
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Very Low-Luminosity Young Stellar Objects in the Taurus Molecular Cloud
我们对金牛座分子云Heiles Cloud 2中的23个非常低光度的年轻天体候选者和5个伴星进行了近红外光谱观测。12个天体被Br γ特征确认为YSO。的YSO和同伴的有效温度估计从2.26微米的功能，2.21微米的功能，和H2O带强度。我们的光度和光谱观测与HR图上的演化轨迹的详细比较表明，一些对象是非常低质量的YSO。
2002-06-04 astro-ph
VLT-FLAMES observations of young stellar clusters in the Magellanic Clouds
我们介绍了我们的VLT-火焰调查的大质量恒星在银河系和麦哲伦云，详细介绍了我们的年轻领域的观测在LMC和SMC。特别是，我们强调了一个新的O2.5型恒星发现的N11，和Be型恒星在NGC 346与允许的Fe II发射线在其光谱。我们给出了在这些领域的光谱类型的分布的概述，并总结了所观察到的二进制分数。
2005-09-14 astro-ph
Lithium during the AGB evolution in young open clusters of the Large Magellanic cloud
本文介绍了大麦云星云年轻疏散星团中的渐近巨星分支（AGB）恒星LiI 6708 AA光谱区的中分辨率光谱学研究结果。大多数恒星属于星团NGC 1866和NGC 2031，它们的年龄约为1.5亿年。沿着AGB演化的恒星光谱中检测到不同强度的锂线，并不总是与理论预测一致。我们还分析了这些恒星的红外光度（ISOCAM数据），以讨论它们的演化阶段是在锂生产阶段之前还是之后。
2002-08-21 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. I. The Cam OB1 Association
本文研究了银河系赤道132- 158度和纬度pm 12度方向上尘埃云和分子云的分布。该区域的尘埃分布图是根据以下调查绘制的：Dobashi等人（2005年）的DSS I数据库中的恒星计数，Froebrich等人（2007年）的平均红外色过量调查和Schlegel等人（1998年）的100微米热尘埃排放调查。分子云的分布取自Dame等人（2001年）的全天CO调查。所有这些调查显示该地区的云模式非常相似。利用CO的径向速度，估算了分离云的距离。修正后的Cam OB 1星协成员列表包含43颗恒星和疏散星团NGC 1502。在这个区域内发现了18颗年轻的不规则变星和H α发射星。所有这些都证明了鹿豹座星云中的恒星形成过程仍在进行中。
2008-03-31 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. IV. Spectral Observations of the Suspected YSOs
在这一系列的前三篇论文中，鹿豹座和附近的仙后座、英仙座和御夫座区域中大约有200个天体被怀疑是处于不同演化阶段的前主序星。为了确认这15个最亮天体的演化状态，获得了它们的远红范围（600- 950 nm）光谱。几乎所有这些物体都是年轻的恒星，其发射线为H alpha，OI，CaII和P9。确定了目标的等效谱线宽度和近似光谱类别。
2008-09-13 astro-ph
Infrared Photometry of Red Supergiants in Young Clusters in the Magellanic Clouds
对年轻麦哲伦星云团NGC 330、NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100中的52颗晚型超巨星进行了宽带红外测光研究。不同的标准模型对红超巨星的预测温度相差300 K。看来，这些差异最有可能是由于混合长度参数，$α_{P}$，在恒星包层的最外层的校准。由于$α_{P}$具有明显的模型依赖性，我们未对模型之间的$α_{P}$进行定量比较。定性地，我们发现，$α_{P}$的标准模型内的恒星质量的增加而减少。我们没有发现$α_{P}$的金属依赖性的证据。
1999-05-05 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. III. the GL 490 Region
利用从2 MASS、IRAS和MSX数据库中提取的红外测光数据，从中心位于银经142.5度、纬+1.0度的3 × 3度区域内的约37500个红外天体中选出了50个疑似年轻恒星天体（YSO），在暗星云DoH 942中的年轻恒星GL 490附近（Dobashi等人，2005年）。700纳米和100妈妈之间的光谱能量分布表明，大多数选定的对象可能是YSO的I类和II类。在K_s与H-K_s的色星等图中，可疑的YSO占据了主序右边的一个区域，这可以解释为是由光度、星际和星周红化以及星周包层和盘的红外热发射的影响造成的。
2008-03-17 astro-ph
Simulations of the formation of a gaseous disc and young stars near Sgr A* via cloud-cloud collisions
我们银河系中央秒差距的年轻大质量恒星最好的解释是，恒星形成在至少一个，也可能是两个大质量自引力气体盘中。借助于数值模拟，我们考虑了观测到的年轻恒星是否起源于距离Sgr A * 约R~1pc的两个大质量气体云的大角度碰撞。在所有的模拟中，碰撞后的气流形成一个内部的近圆形的气体盘和一个或两个偏心的外部细丝，与观察一致。此外，恒星质量的径向分布总是非常陡峭，σ与R ^-2成正比，这也与数据一致。然而，恒星分布的3D速度结构对初始条件敏感（例如，云的碰撞参量）和气体冷却细节。在所有情况下，由我们的内边界条件吸积的气体量都很大，足以让Sgr A * 在爱丁顿极限附近辐射约10^5年。这表明，一个精确的模型将有物理上更大的云（或云和光盘，如CND）在几个pc的距离碰撞，而不是在我们的模拟1 pc。
2008-08-11 astro-ph
Search for young low-mass stars in a ROSAT selected sample south of the Taurus-Auriga molecular clouds
我们目前的131光学对应的115 ROSAT全天巡天X射线源的金牛座御夫座暗云复杂的南部的中间分辨率光谱的结果。这些天体是从大约300平方度区域内的总共1084个ROSAT源中选出的候选年轻恒星。我们确定了30个对象的低质量PMS星的基础上，在他们的光谱中的Li 6708双峰，他们的年轻年龄的签名。所有这些恒星的光谱类型都晚于F7，并显示出典型的弱线和后T金牛星的光谱特征。年轻物体的存在几个秒差距远离正在进行的恒星形成的地区进行了讨论，在目前的模型的金牛座T分散。
1996-12-19 astro-ph
Processed and unprocessed ices in circumstellar disks
我们提出了3-5微米的VLT-ISAAC光谱寻找证据的甲醇冰在边缘上的磁盘年轻的嵌入式恒星。例子包括金牛座的L1489 IRS和蛇夫座的CRBR 2422.8-3423，其中最后一个具有已知的YSO最高的固体CO柱密度。我们没有发现明确的证据丰富的甲醇在所观察到的磁盘，但严格的上限。巨蛇座和变色龙分子云中的几个额外的低质量源显示出丰富的固体甲醇，尽管不清楚冰是与盘还是与包层有关。这是第一次在嵌入式年轻低质量恒星的拱星环境中探测到固体甲醇，这提供了证据，证明以前只在固态下观察到的复杂分子物种也存在于太阳型年轻恒星附近。甲醇的形成机制和冰的化学演化的限制作为材料被纳入拱盘进行了讨论。
2004-05-31 astro-ph
The luminosity function of white dwarfs and M dwarfs, using dark nebulae as opaque outer screens
利用暗星云作为不透明的外屏，研究了白矮星和M矮星的光度函数。观测到猎户座A、巨蛇座和猎户座星云复合体的高消光区，覆盖太阳附近464 pc 3的体积，Mv=16.5。前景星是通过VRI测光和光度计测光选择的。由此产生的前景样本由21颗M矮星和7颗白矮星组成。导出的M矮星光度函数与以前的研究一致，表明在Mv=16之后没有实质性的上升。这7颗白矮星的局域密度为0.013（+-0.005）Msun/pc 3（约为太阳附近动力学质量的15%），支持了其他最近的结果，但用完全不同的方法获得。对于云，前景恒星的数据被用来获得独立的云距离，而背景恒星和银河系的简单模型给出了可靠的云距离。
1998-06-11 astro-ph
A new young stellar cluster embedded in a molecular cloud in the far outer Galaxy
我们报告发现一个新的年轻的星团和分子云位于遥远的外星系，看到对IRAS 06361-0142，我们讨论他们的属性。近红外图像由VLT/ISAAC通过JHKs滤波器获得，CO（1-0）的毫米线观测由SEST获得，VLA 6 cm连续谱图由存档数据获得。星云和星团位于银河系的最外围，距离为7千秒差距，银河系中心距离为15千秒差距。从形态上看，IRAS 06361-0142是一个由数十颗恒星组成的星团，周围环绕着一个以IRAS源为中心的近似球形的星云腔。该星团似乎由低质量和中等质量的年轻变红恒星组成，其中很大一部分已经清除了造成（H-Ks）颜色过剩的拱星盘内部区域。的意见是兼容的400万年集群与可变的空间消光之间的Av = 6和Av = 13。
2007-06-12 astro-ph
Mapping of the extinction in Giant Molecular Clouds using optical star counts
本文给出了银河系大部分邻近巨分子云的大尺度消光图（狼疮，rho-Ophiuchus，天蝎座，煤袋，金牛座，变色龙，苍蝇，南冕座，巨蛇座，IC 5146，船帆座，猎户座，麒麟座R1和R2，玫瑰座，Carina），该图像是从使用自适应网格和小波分解的星计数方法中得出的，该方法应用于USNO提供的光学数据，精密测量机云中消光的分布导致估计它们的总个体质量M和它们的最大消光。我表明，包含在一个等消光等值线和灭绝的质量之间的关系是相似的，从云到云，并允许在5.7至25.5级的范围内的最大灭绝的外推。我发现大约一半的质量包含在视觉消光小于1级的区域。在大尺度（约250平方度）上使用的星计数方法是一种强大且相对简单的方法来估计分子复合物的质量。对整个天空进行系统的研究会发现新的云，就像我在狼疮复合体中所做的那样，我发现了大约10^4个太阳质量的第六个云。
1999-03-10 astro-ph
Infrared Search for Young Stars in HI High-velocity Clouds
我们已经搜索了IRAS点源目录和HIRES地图的年轻恒星对象（YSO）的方向上的五个\HI高速云（HVC）。与在晕中的光学搜索一致，没有发现高纬度HVC内部有广泛的恒星形成活动的证据。具体来说，我们在AIV云的方向或甚高速云HVC~110-7-465和HVC~114-10-440中没有发现恒星形成或YSO的迹象。我们只在M~I.1云的方向上发现了一颗年轻的恒星，它几乎与\HI发射结完美地排成一行。由于在晕中观测到的早期型恒星数量很少，这种位置重合的概率很低;因此，这颗年轻的恒星似乎与M~I.1云有物理联系。我们还在低纬云团复合体H（HVC~131+1-200）的核心区域观测到的\HI壳状结构中发现了一个很好的YSO候选者。这个区域可能是超新星遗迹，还有其他几个YSO候选者沿着爆炸产生的冲击波阵面形成。与最近的理论估计相一致，这些结果表明，在银河系中纬度和高纬度的HVC中，恒星形成率很低，但意义重大。特别是对于M~I.1，我们估计恒星形成过程的效率为质量的$M(YSO)/M(\HI)\ga 10^{-4}-10^{-3}$。这样的效率足以解释（a）少数年轻的蓝色恒星的存在，它们的年龄意味着它们诞生于星系晕中;（b）如果某些HVC的金属含量被证明是低的，则推断它们的非原生金属丰度。
1997-05-25 astro-ph
Effects of the X-ray emission from young stars on the ionization level of a fractal star forming cloud
我们提出了一项研究的初步结果，旨在计算的全球影响的X射线电离，由于年轻的恒星内的分子云，形成一个标准的货币基金组织的速度随着时间的推移加速。我们将云的气体分布建模为维数为2.3的分形。我们引入了“伦琴球”的概念，作为每个PMS恒星周围的区域，由于恒星X射线的电离率超过由于星际宇宙射线。利用金牛座T星典型的X射线光度值，我们发现在伦琴半径内，平均电离率相对于从宇宙射线获得的值增加了4到20倍。
2000-11-27 astro-ph
The youngest massive star clusters in the Magellanic Clouds
HST的高分辨率观测最近使我们能够解决和研究麦哲伦星云中几个非常紧密的新生大质量恒星星团。这些恒星位于极其罕见的HII区，直径只有5到10角秒，具有高度的激发和消光，它们刚刚从它们的出生分子云中孵化出来。由于SMC是最贫金属的星系，具有非常高的角分辨率，这项工作可能会提供宝贵的模板，解决问题的恒星形成在非常遥远的贫金属星系的早期宇宙。
2001-09-03 astro-ph
Young Clusters in the Magellanic Clouds II
我们提出了一个定量研究的结果的程度扩展到边界的经典对流核心内中等质量的恒星。我们经验研究的基础是麦哲伦星云中四个年轻的人口稠密的星团的恒星星族，这在Keller，Bessell和Da Costa（2000）中有详细的描述。该样本提供了一个有意义的比较与不同程度的对流核心过冲和双星分数的理论方案。人口的两个关键属性，主序星光度函数和演化恒星的数量，形成我们的观测数据集和模拟恒星演化模型之间的比较的基础。在此比较的基础上，我们得出结论，没有对流核心超调的情况下，被排除在2西格玛水平。
2000-11-15 astro-ph
HST's view of the youngest massive stars in the Magellanic Clouds
新生大质量恒星的精确物理参数是揭示其形成的重要因素，这仍然是一个未解决的问题。麦哲伦星云（MC）中罕见的紧凑H II区域，称为“高激发斑点”（HEBs），提供了获取这些信息的独特机会。这些天体（直径约4”至10”，约1至3 pc）拥有最年轻的大质量恒星OB协会/分子云复合体，可通过高分辨率近红外和光学技术获得。我们简要概述了HST主要在两个HEB上获得的结果，一个在LMC（N159-5），另一个在SMC（N81）。
2007-07-09 astro-ph
Massive Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud: water masers and ESO-VLT 3-4 micron spectroscopy
我们研究了大麦云星云中恒星形成的条件。我们在剑鱼座30区（N157）和大麦云云的其他几个H Ⅱ区（N105 A、N113和N160 A）进行了大质量年轻恒星水脉泽辐射的观测。我们在30 Dor大麦哲伦星系的系统速度下发现了一个新的脉泽源。我们已经获得了3-4微米的光谱，与ESO甚大望远镜，两个候选人的年轻恒星对象。N 105 A IRS 1显示H复合线发射，其光谱能量分布（SED）和中红外颜色与大质量年轻恒星电离分子云一致。N157 BIRS 1被确认为一个嵌入的年轻天体，基于它的SED和水冰的试探性探测。这四个H II区域的数据与斯皮策太空望远镜的中红外档案图像相结合，以研究嵌入的大质量年轻恒星天体的位置和性质以及恒星反馈的特征。我们对30 Dor，N 113和N 160 A的分析证实了这样一种观点，即来自大质量O型和B型恒星的反馈，创造了H II区域，也触发了电离气体和周围分子云界面上的进一步恒星形成。虽然在稠密的星云N 105 A中，恒星的形成似乎没有大质量恒星反馈的证据，但大麦哲伦星云的一般条件似乎有利于恒星的连续形成。在附录中，我们提出了银河系红巨星R剑鱼座和W长蛇座的水脉泽观测。
2006-09-01 astro-ph
Discovery of Young Stellar Objects at the Edge of the Optical Disk of Our Galaxy
我们报告了一个发现的年轻恒星物体与分子云在边缘的光盘我们的银河系。这个云在Digel等人的列表中被称为云2，它是迄今为止已知的距离银河系中心最远的分子云之一，可能距离15-19 kpc。我们发现了七个与这片云有关的红色近红外源。根据我们的近红外观测和文献中的远红外/无线电数据，我们得出结论，大多数来源可能是云2的成员。电离气体、IRAS源、近红外源和分子云的几何结构表明，MR-1是一颗孤立的早期B型星，在星云2附近触发了恒星形成活动。我们的研究结果表明，正在进行的恒星形成是存在于云2和活跃的恒星形成可以发生在最远的地区的星系，那里的分子气体密度非常低，从螺旋臂的扰动是非常小的，和金属丰度是类似的不规则矮星系。星云2是一个极好的实验室，可以在类似于银河系盘形成早期的环境中研究恒星形成过程的细节。
1999-09-20 astro-ph
The structure of self-gravitating clouds
为了研究恒星形成和湍流分子云结构的相互作用，我们分析了自引力云的数值模型和观测结果，使用Delta方差作为结构特征的统计测量。在模型中，我们解决了从纯粹的流体动力学湍流的引力坍缩与原恒星核心的形成和质量增长的过渡。我们比较模型的驱动和自由衰减的湍流和没有磁场。自引力超音速湍流总是产生一种密度结构，一旦局部坍缩开始，这种密度结构就包含了坍缩核心所提供的最小尺度上的最大功率。这与非自重力流体动力学湍流形成对比，在非自重力流体动力学湍流中，Δ方差由大尺度结构主导。为了在恒星形成区探测到这种效应，观测必须解决原恒星核心相对于其周围分子云的高密度对比。利用巨蛇座星系中一个恒星形成星团的3毫米连续谱图，我们发现尘埃排放跟踪了整个密度的演化。相反，分子谱线观测所能达到的密度范围不足以进行这种分析。只有尘埃发射和尘埃消光观测才能确定引力坍缩过程中恒星形成云密度演化的结构参数。
2001-10-19 astro-ph
AKARI Near Infrared Spectroscopy: Detection of H2O and CO2 Ices toward Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了AKARI红外照相机近红外光谱观测大麦云（LMC）的第一批结果。我们探测到了7个大质量年轻恒星（YSO）的H2O冰3.05 μ m和CO2冰4.27 μ m拉伸模的吸收特征。这些样品首次被光谱证实是YSO。我们使用了曲线的增长方法来评估的列密度的冰和推导出的CO2/H2O的比例为0.45 pm 0.17。这显然高于银河系大质量YSO（0.17 pm 0.03）。我们认为，强紫外辐射场和/或高尘埃温度的LMC可能是负责观察到的高CO2冰丰度。
2008-09-18 astro-ph
