Observations of Global and Local Infall in NGC 1333
我们报告了在HCO $^+$（1- 0）和（3- 2）线中朝向NGC 1333的“下落不对称性”，延伸到$\sim 0.39 {\rm pc}^2$，比以前任何恒星形成区的报告都要大。这种不对称性延伸到恒星形成复合体的大部分，并不局限于单一的原恒星，或单一的致密核心，或单一的谱线。看来，下落的不对称性很可能代表了向内的运动，而这些运动在物理上与复合体有关。可见蓝色不对称线和红色不对称线，但在HCO $^+$的（3--2）和（1--0）线中，绝大多数不对称线为蓝色，表明向内运动。（3- 2）线，追踪密度更大的气体，具有最强的不对称性的光谱，这些光谱与原恒星IRAS 4A和4 B有关，这很可能表明温暖的中心源正在影响线的轮廓。（3- 2）线和（1- 0）线在共同位置通常具有相同的不对称性，但它们的剖面有很大的不同，（1- 0）线似乎在比（3- 2）线大得多的空间尺度上跟踪运动。线轮廓模型拟合光谱很好，但不强烈约束其参数。向内运动的质量吸积速率为10 $^{-4}$ M $_\odot$ /yr，类似于恒星质量与星团年龄的比值。
2005-10-04 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
From Molecular Cores to Planet-forming Disks with SIRTF
SIRTF任务和遗产计划将为银河系外和银河系科学提供连贯的数据库，这些数据库将通过公共档案迅速提供给研究人员。简要介绍了SIRTF和六个遗留程序的功能。然后更详细地描述了核心到磁盘（c2d）程序。c2d计划将使用所有三种SIRTF仪器（IRAC，MIPS和IRS）来观察从分子核心到原行星盘的源，具有广泛的云质量，恒星质量和恒星形成环境。SIRTF数据将激发许多后续研究，包括SIRTF和其他工具。
2003-10-28 astro-ph
Modeling Molecular-Line Emission from Circumstellar Disks
分子谱线包含了年轻恒星周围的盘的物理和化学组成的宝贵信息，这些年轻恒星可能是行星系统的祖先。这邀请的贡献讨论技术计算分子发射（和吸收）线光谱的基础上的物理和化学结构的原行星盘模型。最近的研究的四个例子阐明了这些技术在实践中：匹配解决分子线发射从磁盘周围LkCa 15与理论模型的化学;评估二维转移的紫外线辐射到磁盘，和HCN/CN比的影响;远红外线CO线发射从过热的磁盘表面层;和向内运动的磁盘周围L1489 IRS。
2003-11-05 astro-ph
Dust emission in massive star-forming regions with PRONAOS: the Orion and M17 molecular clouds
球载亚毫米仪器PRONAOS观测到猎户座和M17分子云的一平方度区域。在200 ~ 600 μ m的4个宽波段上获得的2“~ 3.5”分辨率的图，显示了这些区域的尘埃分布。分析了尘埃的温度和光谱指数，并给出了这两个参数之间的相关关系。我们得到估计的ISM列密度和质量在这些地区。
2001-10-25 astro-ph
A Dynamical Study of the Non-Star Forming Translucent Molecular Cloud MBM16: Evidence for Shear Driven Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个高纬度云MBM16的速度相关研究的结果，使用一个完全采样的$^{12}$ CO地图，补充新的$^{13}$ CO数据。我们发现相关长度为0.4 pc。这与我们先前研究中描述的甲醛团块大小相似。我们将这种相关运动与湍流内的相干结构联系起来。这种结构是由自由剪切流产生的。它们出现在这个非恒星形成的星云中，表明动能是由外部剪切流提供给内部湍流的。这种长时间的大尺度驱动是解决分子云湍流耗散问题的一种可能途径。
1998-09-19 astro-ph
Dense Molecular Gas Associated with the Circumnuclear Star Forming Ring in the Barred Spiral Galaxy NGC 6951
利用Nobeyama毫米波阵列和45 m望远镜对2型Seyfert的寄主棒旋星系NGC 6951的环核恒星形成环进行了高分辨率（3”-5”）CO（1-0）和HCN（1-0）观测。我们发现，大部分的HCN排放与环核环，在那里发生蓬勃的恒星形成。HCN/CO的积分强度比在恒星形成环中也有所增强，HCN/CO的峰值为0.18，与NGC 253和M82的星爆相当。研究了稠密分子气体的形成机理。我们发现，沿轨道拥挤的冲击并没有有效地促进致密分子气体的形成，但增强了低密度GMC的存在。相反，气体的重力不稳定性可以解释致密分子气体的形成。NGC 6951的Seyfert核的HCN/CO比是一个相当正常的值（0.086），而其他Seyfert核NGC 1068和M51的HCN/CO比值则非常高，约为0.5。
1998-08-21 astro-ph
The molecular environment of massive star forming cores associated with Class II methanol maser emission
甲醇脉泽发射已被证明是一个很好的路标地区正在经历的大质量恒星形成（MSF）。为了研究它们作为进化示踪剂的作用，我们最近完成了一个大型的观测计划与ATCA的分子/电离气体的动力学和物理性质，对6.7 GHz的甲醇脉泽发射跟踪的MSF区域的样本。我们发现，在许多这些地区的分子气体分解成多个子块，我们分成集团的基础上，他们与/不与甲醇脉泽和厘米连续发射。分子气体的温度和动力学状态在各组之间明显不同。基于这些差异，我们试图评估的核心在集团的演变状态，从而调查的作用，第二类甲醇脉泽作为MSF的示踪剂。
2007-04-13 astro-ph
Molecular gas in extreme star-forming environments: the starbursts Arp220 and NGC6240 as case studies
我们报道了在两个超亮红外星系Arp 220和NGC 6240中对12 ^CO、HCN和HCO^+分子谱线发射以及HNC J=1-0和HNCO的单碟多跃迁测量。使用这个新的分子线清单，结合文献中现有的数据，我们编制了迄今为止最广泛的分子线数据集等星系。许多旋转跃迁，其不同的激发要求，允许研究的分子气体在很宽的范围内的不同密度和温度具有显着的冗余，从而允许在这两个系统中的致密气体的性质良好的约束。致密气体（>10^5-6 cm^-3）的质量（~（1-2）x 10^10 Msun）占了它们分子气体质量的大部分，这与它们的红外光度一致，这些光度是由强烈的恒星爆发提供动力的，同时由O、B星团辐射压力对恒星形成的致密分子气体进行自我调节。高激发态HCN跃迁所跟踪的气相比亚热激发态HCO^+谱线（两个星系）的密度高~（10-100）x。这两个相态与银河系GMC中的密度-尺寸幂律（但指数更陡）相一致，HCN谱线描绘的区域比HCO^+更致密、更紧凑。这是否是真的在红外发光，恒星形成星系一般还有待观察，并强调需要观察分子跃迁与高临界密度的明亮（U）LIRGs样本在本地宇宙-一个任务，其中HI-FI仪器上赫歇尔是理想的适合做。
2008-10-13 astro-ph
A turbulent MHD model for molecular clouds and a new method of accretion on to star-forming cores
我们描述了一系列的模拟结果的引力坍缩在一个动荡的磁化区域。选择的参数是分子云材料的代表。我们发现形成了几个密度高于平均密度的原恒星核心和纤维结构。细丝将高密度芯相互连接。此外，发现磁场强度与密度正相关，与最近的观测结果一致。我们的模拟合成通道地图，并表明，材料吸积到核心是沿着磁化的间接结构。这与S106最近的观测结果进行了比较，并与这些数据相一致。我们假设，这种沿着细丝吸积的机制可能为分子云核心提供了一种手段，使其增长到引力不稳定并坍塌形成恒星的程度。
2001-05-18 astro-ph
Molecular Hydrogen in Star-forming regions: implementation of its micro-physics in Cloudy
宇宙中大部分重子物质都是以H2的形式存在的，其中包括银河系和河外星际云中的大部分气体。分子氢在许多天体物理环境中建立热平衡方面起着重要作用，并且可以作为气体的光谱诊断。这种环境的观测建模和解释需要一个定量的完整和准确的治疗H2。使用这个微观物理模型的H2，说明性计算的原型天体物理环境。这项工作形成了这些和其他环境中的H2是一个重要的组成部分未来的调查的基础。
2005-01-22 astro-ph
Structure and conditions in massive star forming giant molecular clouds
大质量恒星在自引力分子云中形成星团。这些团簇的尺寸尺度足够大，因此在考虑其形成时必须考虑气体的非热或湍流运动。对这些云中气体和尘埃的毫米波射电观测揭示了一种复杂的自相似结构，反映了气体的湍流性质。然而，在原星系团中，对密集的结合核心存在差异。对这些核心周围气体运动学的研究表明，湍流的消散可能是恒星形成过程的第一步。另一方面，新形成的恒星通过它们的恒星风和外流补充湍流。这样，恒星的形成可能是自我调节的。观测和模拟开始证明云湍流在恒星群的形成和演化中起着关键作用。
2001-05-21 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds I. The First Polarimetry of OMC-3 in Orion A
本文介绍猎户座A星系分子云OMC-3区的第一批偏振图像。使用JCMT，我们已经检测到850微米的偏振热辐射从灰尘沿着6'长度的致密灯丝。偏振模式是高度有序的，并且在整个区域的大部分区域中与灯丝对齐。天空平面磁场方向垂直于测量的极化。平均极化百分比为4.2%，1 σ离差为1%。这个区域是整体形状的灯丝的一部分，沿着它的长度正在进行活跃的恒星形成。原恒星的外流方向似乎并不总是与天平面场或暗条结构本身的方向相关。在我们的数据中，以前在许多其他恒星形成的核心和原恒星中发现的向灯丝中心的去极化也很明显。（摘要删节）
1999-11-09 astro-ph
The Monoceros R2 Molecular Cloud
麒麟座R2区域最初被认为是由A型和B型恒星照亮的反射星云链。这些星云与一个巨大的分子云有关，分子云是距离太阳最近的大质量恒星形成区之一。本章回顾了Mon R2区域的性质，包括同名反射星云，大尺度分子云，全球恒星形成活动，以及云中突出恒星形成区域的性质。
2008-09-08 astro-ph
Submillimeter Array multiline observations of the massive star-forming region IRAS 18089-1732
在1毫米和850 $μ$ m波段（1 GHz带宽）对高质量恒星形成区IRAS 18089-1732进行的亚毫米波阵列（SMA）观测揭示了丰富的信息。我们提出了来自16个不同分子物种的34条线的观察结果。大多数分子线图显示出外流的重要贡献，只有少数分子被限制在内核。我们提出并讨论了分子线观测，并概述了SMA的独特能力，为未来的成像线调查在高空间分辨率。
2004-06-01 astro-ph
The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF
本文综述了近年来分子云结构观测和分析的进展。结构在很宽的尺度范围内是自相似的，具有类似的幂律指数，独立于云的恒星形成性质。在秒差距尺度上对恒星形成云和非恒星形成云结构的比较表明，前者的平均密度较高，但两者的结构特征基本相同。然而，在云的引力束缚区域，在更高的密度和分辨率下，自相似的比例关系被打破，有可能观察到恒星形成的第一步。高分辨率观测致密的单个恒星形成的核心内的团块举行的关键经验理解的起源恒星的初始质量函数。
1999-02-17 astro-ph
Forming an Early O-type Star Through Gas Accretion?
我们提出了高角分辨率（$\sim$ 3 $''$）和敏感的1.3毫米连续，氰（CN）和乙烯基氰（C $_2$ H $_3$ CN）线观测与亚毫米阵列（SMA）对最高度模糊的对象之一的W51 IRS 2区域，W51北。我们发现CN线具有明显的逆P-Cygni轮廓，表明分子气体以4和7 $\times$ 10 $^{-2}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量吸积率向内下落。的C $_2$ H $_3$ CN跟踪一个东西旋转的分子信封，围绕着一个单一的模糊（原）星与40 M $_{\odot}$的运动质量或一个小的中央集群的B型恒星，这是与一个紧凑的高速双极流出跟踪H $_2$ O脉泽和SiO分子发射。因此，我们确认，W51北地区是越来越多的年轻的大质量恒星形成的地区，已与下落运动和大质量吸积率（$\sim$ 10 $^{-2}$ - 10 $^{-4}$），加强大质量恒星形成的证据非常高的吸积率足以淬火形成的UCHII地区。
2007-12-03 astro-ph
Recent Astrochemical Results on Star-Forming Regions
这篇评论讨论了最近的结果（主要是高质量）恒星形成区的天体化学。在介绍了化学在天体物理学中的应用和天体化学的一些基本概念之后，给出了具体的结果。突出的领域是使用化学在寻找大规模的拱星盘，分子云与宇宙射线的相互作用，和原恒星辐射对母分子云的反馈效应。审查最后讨论了未来的观测机会。
2007-11-23 astro-ph
Molecular Outflows in Low- and High-Mass Star Forming Regions
我们回顾了已知的低质量和高质量的年轻恒星的分子外流的性质。外流之间的一般趋势进行了确定，和最近的研究的形态学，运动学，能量学和分子外流的演变进行了讨论，侧重于从高分辨率毫米观测结果。我们回顾了现有的四大类外流模型，并比较数值模拟与观测数据。一类模型不能解释的范围内观察到的形态和运动学特性，我们提出了一个可能的解决方案。外流对他们的云的影响进行了检查，我们审查如何外流可以破坏他们周围的环境，通过清除气体和注入的动量和能量到气体的距离，从他们的动力源约0.01到几个PC。我们还讨论了冲击引起的化学过程对周围介质的影响，以及这些过程如何可能作为一个化学时钟，以日期流出。最后，未来的外流研究与现有的和计划毫米和亚毫米仪器。
2006-03-03 astro-ph
Discovery Of A Molecular Outflow in the Haro 6-10 Star-Forming Region
我们提供了高灵敏度的12 CO和13 CO（1-0）分子谱线图，涵盖了秒差距尺度Haro~6- 1 - 0 Herbig-Haro（HH）流的全部范围。我们报告发现的分子CO流出沿轴的秒差距尺度HH流。以前的分子研究错过了外流的识别，可能是因为它们的映射区域较小，并且朝向物体的光谱特征令人困惑。我们详细的分子线研究的全部1.6 pc范围内的光流显示的证据，蓝移和红移气体设置在运动中的Haro~6-10活动。分子外流的中心在Haro~6-10，红移气体为团簇状，流向东北，蓝移气体为西南方向。分子气体在云内终止，距离光流中最远的HH物体很近。来自同一视线上的不相关云的污染妨碍了对蓝移流出叶和两叶中最低速度下的质量分布的彻底研究。Haro~6-10嵌入的云核呈带状，东西向扁平。由13 CO（1-0）计算的总云量约为200 Msun。与外流相关的质量下限为~ 0.25 Msun。
2007-02-09 astro-ph
From Molecular Cores to Planet-forming Disks: A SIRTF Legacy Program
恒星和行星形成的关键步骤只能在中红外到远红外波长下进行研究，SIRTF提供了前所未有的灵敏度提高。我们将使用所有三个SIRTF仪器（IRAC，MIPS和IRS）来观察从分子核心到原行星盘的演化序列，包括广泛的云质量，恒星质量和恒星形成环境。除了瞄准大约150个已知的紧凑型核心外，我们还将使用IRAC和MIPS（3.6至70微米）调查五个最近的大分子云的整个区域，以寻找新的候选原恒星和亚恒星天体，其亮度低至0.001太阳光度。我们还将用IRAC和MIPS观测大约190个可能处于行星系统形成早期阶段（年龄可达约1000万年）的系统，探索星周尘埃（行星核心的原材料）的演变。小至0.1月球质量的候选行星形成盘将被探测到。对勘测中发现的新物体和一组选定的已知物体进行红外光谱分析，将增加有关圆盘和封套中化学和物理条件变化的重要信息。由此产生的数据产品将包括数千个以前未知来源的目录，约20平方度分子云的多波长图，约190颗已知年轻恒星的光度测定，至少170个来源的光谱，地面望远镜的辅助数据，以及用于分析和建模的新工具。这些产品将构成许多后续研究的基础，包括地面望远镜、SIRTF本身以及SIM、JWST、Herschel和TPF等其他空间任务。
2003-05-08 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
Collapse-Driven Outflow in Star-Forming Molecular Cores
利用磁流体动力学模拟研究了磁化分子云核从逃逸坍缩到吸积的动力学坍缩过程。在逃逸坍缩阶段，被磁场线穿过的盘由于其自引力而收缩，其演化可以用自相似解很好地表达。中心密度在有限的时间尺度内大大增加，并达到在中心形成不透明核的密度。之后，物质吸积到新形成的核心（吸积阶段）。在此阶段，在没有磁场的云核中形成旋转支撑盘。相反，在磁化的云核中，圆盘继续收缩，因为磁场从圆盘转移角动量。它的旋转运动使螺旋磁场线缠绕。最终，形成强的环形磁场，并开始驱动外流，即使最初没有环形场分量。在原恒星候选者中观察到的双极分子外流自然可以用这个模型来解释。
1998-06-05 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds III. LIRS 36, a star-forming region in the SMC
小麦哲伦星云恒星形成区LIRS 36探测到CO、CS、SO、C2 H、HCO+、HCN、HNC、H2 CO和C3 H2。C18 O、NO、CH 3OH和最显著的CN都没有被探测到，而稀有同位素13 CO和C34 S则被发现。这是迄今为止对重元素损耗超过四倍的星际介质进行的最广泛的分子多线研究。X = N（H_2）/ I_{CO}的转换因子约为4.8 x 10^{21} cm-2（Kkms-1）^{-1}，略大于当地的银河系盘值。然后，CO（1- 0）束平均柱密度变为N（H2）~ 3.7 x 10^{21} cm-2，密度n（H2）~ 100 cm-3。I（\HCOp）/I（HCN）和I（HCN）/I（HNC）谱线强度比> 1，并跟踪暴露于高电离通量的热（Tkin > 10 K）分子气体。对CS J=2- 1、3- 2和5- 4谱线的探测意味着存在一个高密度核，n（H2）= 10^5 - 10^7 cm-3。与LMC中的恒星形成区相比，CN 1- 0线比HCN，HNC和CS的相应的地面旋转跃迁弱得多。CO、CS、HCO+和H2 CO丰度比银河系盘云中的相应值小10倍。
1997-10-23 astro-ph
Sub-mm/mm studies of the molecular gas in the Galactic disk; the TeV gamma ray SNR RXJ1713.7-3946 and the W28 high mass star forming region
星际分子云是伽马射线源，通过与宇宙射线质子相互作用，随后产生中性π介子，衰变为伽马射线。本文介绍了在12 CO J=2-1，4-3和7-6发射谱线上对TeV γ射线SNR RXJ1713.7-3946和W28区的NANTEN 2新观测。在RXJ1713.7-3946中，我们证实了速度约为-10 km/s的局部分子气体与SNR具有非常好的空间相关性。结果表明，在整个SNR范围内，X射线峰与分子气体有很好的相关性，并表明SNR与分子气体之间的相互作用通过包括磁场压缩在内的多种方式对宇宙线加速起着重要作用. CO J=4-3向C峰的分布显示出一个紧凑而致密的云核，其大小约为1 pc，以及一个宽翼。核心显示出显着的反相关与朱雀X射线图像，也与硬伽马射线与HESS观察。基于这些发现，我们提出了一个图片，峰C是一个分子团幸存下来的冲击波的SN和周围的高能电子发射的X射线。TeV的伽马射线分布，另一方面，更扩展到分子气体，支持强子起源的伽马射线生产。W28是通过比较NANTEN CO数据集和HESS伽马射线源发现的最杰出的恒星形成区之一，展示出TeV伽马射线。在W_（28）区，我们给出了CO_（J）=2-1的分布以及两个TeV γ射线峰的详细图象。其中一个显示出强烈的CO J=7-6发射，表明在这个高质量恒星形成核心的高激发条件。对产生伽马射线的详细机制的追求正在进行中。
2008-10-30 astro-ph
High Redshift HCN Emission: Dense Star-Forming Molecular Gas in IRAS F10214+4724
用绿岸望远镜在红外天文台F10214+4724上观测到J=1-0跃迁的氰化氢辐射，红移z=2.2858。这是第二次在高红移处探测到HCN发射。F10214的大HCN线光度与立体式（z=2.6）和超亮红外星系Mrk 231和Arp 220相似。HCN与CO的光度比也是如此。远红外光度与HCN光度的比值，是每太阳质量致密气体恒星形成率的指标，遵循正常螺旋星系和红外发光星暴星系的相关性。F10214显然包含一个恒星暴，它与嵌入的类星体一起贡献了它的整体红外光度。本文提出了一种在寻找弱、宽发射谱线时消除谱线基线的新方法。
2004-09-09 astro-ph
Interferometric Mapping of Magnetic Fields in Star-forming Regions I. W51 e1/e2 Molecular Cores
我们提出了第一个干涉偏振图的W51 e1/e2分子核心获得的BIMA阵列在1.3毫米波长约3角秒的分辨率。偏振角在双芯上平滑变化，W51 e1的平均位置角为23 ± 5度，W51 e2的平均位置角为15 ± 7度。推断的磁场方向平行于双芯的短轴，这与云沿磁力线坍缩的理论图像一致。然而，磁场可能不确定这两个芯的角动量轴，因为两个芯的场方向与先前测量的旋转轴方向显著不同。偏振百分比朝着具有高强度的区域减小，这表明尘埃排列效率朝着高密度区域减小。场方向是高度有序的，并且偏振角的小色散意味着磁场是强的（$\gtrsim$ 1 mG），并且可能在W51 e1/e2中主导湍流。
2001-07-17 astro-ph
A Theory of the IMF for Star Formation in Molecular Clouds
我们提出的模型的初始质量函数（IMF）的分子云内形成的恒星。这些模型使用的想法是，恒星通过强大的恒星外流决定自己的质量。这个概念使我们能够计算半经验质量公式（SEMF），它提供了分子云的初始条件和形成恒星的最终质量之间的转换。对于一个特定的SEMF，一个给定的初始条件分布预测相应的IMF。我们考虑了几种不同的描述，在恒星形成的分子云的初始条件的分布。我们首先考虑的限制情况下，只有一个物理变量-有效声速-确定的初始条件。在这个限制中，我们使用观察到的标度律来确定声速的分布和SEMF将该分布转换为IMF。接下来我们考虑相反的极限，在这个极限中，许多不同的独立物理变量在决定恒星质量方面起作用。在这个极限中，中心极限定理表明IMF接近对数正态形式。现实的恒星形成区包含一个中间数量的相关变量，因此，我们认为这两个限制之间的中间情况。我们的研究结果表明，这张恒星形成和IMF的图片自然产生的恒星质量分布与观测大致一致。因此，本文提供了一个计算框架，构建理论模型的IMF。
1996-01-24 astro-ph
High-resolution study of a star-forming cluster in the Cep-A HW2 region
由于其相对较小的距离（725秒差距），仙王座A东恒星形成区是研究大质量恒星形成过程的理想实验室。根据它的形态，有人认为YSO HW 2周围的扁平分子气体分布可能是一个半径为350 AU的大质量原恒星盘。我们的工作目标是确定这种结构的性质。我们采用了高原德布尔干涉仪获得（分）角秒分辨率的高密度和冲击示踪剂，如乙腈（CH 3CN）和一氧化硅（SiO），对HW 2的位置成像。在1角秒（约725天文单位）尺度上，HW 2周围的分子气体扁平分布似乎是由于至少三个原恒星物体在天空平面上的投影叠加，其中至少一个是相对于视线以小角度提供分子外流。HW 2周围存在原恒星盘的可能性并不排除，但这种结构很可能在较小的空间尺度上被探测到，或者使用不同的分子示踪剂。
2007-04-12 astro-ph
Scaling relations of supersonic turbulence in star-forming molecular clouds
我们提出了一个直接的数值和分析研究驱动超音速MHD湍流，被认为是管理恒星形成的分子云的动力学。我们描述的统计特性的湍流通过测量速度差结构函数的五阶。特别地，在惯性范围内的速度功率谱接近E（k）\~ k^{-1.74}，速度差的尺度为<|Δu|>~ L^{0.42}。计算结果与文献[astro-ph/0108300]中提出的超声速湍流Kolmogorov-Burgers分析模型符合得很好。然后，我们将该模型推广到更现实的，分子云的分形结构，并表明，取决于一个给定的分子云的分形维数，速度谱的理论值跨越区间[-1.74... -1.89]，而速度差标度指数的对应窗口为[0.42. 0.78]。
2001-11-19 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
