ISOCAM observations of the rho Ophiuchi cloud: Luminosity and mass functions of the pre-main sequence embedded cluster
我们提出的第一个广泛的中红外（IR）成像调查的rho蛇夫座嵌入式集群的结果，进行与ISOCAM相机上的ISO卫星。主要的分子云L1688，以及L1689 N和L1689 S，已经完全调查了6.7和14.3微米的点源。总共探测到425个源，包括16个I类、123个II类和77个III类年轻恒星天体（YSO）。基本上所有的中红外源都与近红外源一致，但其中很大一部分是第一次被确认为YSO。我们的双波长调查使我们能够识别基本上所有的YSO与红外过剩的嵌入式集群下降到Fnu ~ 10 - 15毫焦耳。它是已知的II类YSO数量的两倍多，是迄今为止对蛇夫座ρ中心区域新形成恒星最完整的普查。完整样本的II类YSO的恒星光度函数推导出良好的精度下降到L= 0.03 Lsun。利用现有的主序前轨道和合理的恒星形成历史，对这种光度函数进行建模，使我们能够推导出II类YSO的质量分布，这可以说反映了嵌入星系团的IMF。我们估计蛇夫座ρ中的IMF可以用双分量幂律很好地描述，低质量指数为-0.35+/-0.25，高质量指数为-1.7（与Salpeter值-1.35相比），并且在M = 0.55+/-0.25 Msun处发生突变。该IMF是平坦的，没有证据表明低质量截止值至少为0.06 Msun。
2001-05-17 astro-ph
Chandra and ASCA Observations of the X-ray-brightest T-Tauri Stars in the Rho Ophiuchi Cloud
我们目前的钱德拉ACIS和ASCA地理信息系统的一系列的四个长期观测的DoAr 21，ROXs 21和ROXs 31的结果; X射线最亮的T-Tauri星（TTS）在蛇夫座ρ云。在净曝光量约为600 ksec的四次观测中，我们分别发现了DoAr 21、ROX 21和ROX 31的六次、三次和两次耀斑，因此耀斑率相当高。DoAr 21的光谱与单温度等离子体模型很好地拟合，而ROX 21和ROX 31的光谱需要额外的软等离子体组分。由于DoAr 21比ROXs 21和ROXs 31年轻（约10^5年），这些结果可能表明软成分随着T-Tauri恒星年龄的增加而逐渐增加。丰度通常低于太阳，并且因元素而异。无论是高FIP（第一电离势）和低FIP元素的平均丰度显示增强。ROXs 31探测到一个不寻常的巨大耀斑。峰值亮度和温度分别为~10^33尔格·秒^-1和~10千电子伏。温度在通量最大值之前达到峰值，在衰变阶段几乎是恒定的（4- 5 keV），表明耀斑期间连续的能量释放。丰度和吸收表现出巨大的变化，从静止到耀斑阶段。
2002-02-15 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
Errata: The X-Ray Emission Measure (EM) of the Young Stellar Objects (YSOs) in the Rho Ophiuchi (Rho Oph) and Monoceros R2 Dark Clouds (Mon R2)
使用XSPEC中的最佳拟合归一化计算EM时出现错误。错误和更正列表如下。（1）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的表1，3和4（Rho Oph中的YSO）：这些表中的所有EM都应乘以pi;例如，表1中第一个原始数据的log（EM）是52.6（52.2- 53.2），而不是52.1（51.7- 52.7）。（2）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的图7和图9（Rho Oph中的YSO）：EM图应系统性上移pi因子。（3）ApJ，563，361和astro-ph/0108078中的表3（Rho Oph中的年轻棕矮星）：表中所有的EM都应该乘以π;例如，第一个原始数据中的log（EM）是52.1（52.0- 52.6），而不是51.6（51.5- 52.1）。（4）ApJ，567，423和astro-ph/0110462中的表1（Mon R2中的YSO）：该表中的所有EM均应除以10;例如，第一原始数据中的log（EM）为52.5（52.1--52.9），而不是53.5（53.1--53.9）。除EM外，所有光谱参数均保持不变。EM的这些错误并不影响相关论文的任何结论。此外，Gregorio-Hetem，J.，Montmerle，T.，卡萨诺瓦，S.，和Feigelson，E. D.1998，A&A，331，193应包括在ApJ，567，4…
2002-06-24 astro-ph
Radial and rotational velocities of young brown dwarfs and very low-mass stars in the Upper Scorpius OB association and the rho Ophiuchi cloud core
我们提出了一个径向速度（RV）调查的结果，14棕矮星（BD）和非常低质量（VLM）的恒星在上天蝎座OB协会（UScoOB）和3 BD候选人在rho蛇夫座暗云核心。我们在甚大望远镜上使用紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在每个物体的两个不同时期获得了高分辨率中阶梯光谱，并测量了其RV的变化，以确定样品中二元/多元系统的候选者。RV测量的平均时间间隔为21.6d，对间隔<0.1au的双星测量是敏感的。我们发现17个天体中有4个（占24^{+16}_{-13} %）在4- 33 d时间尺度上表现出明显的RV变化，被认为是二元/多元“候选者”。“根据互相关曲线的形状，我们在样本中没有发现双线光谱双星。发现UScoOB中天体的RV色散与Chamaeleon I（Cha I）中BD和VLM星的RV色散非常相似。我们还发现，USCooOB天体的平均自转速度（vsin i）的分布与Cha I天体的分布相似，但vsin i的频散远大于Cha I天体。
2006-09-02 astro-ph
X-ray Detection from Bona-fide and Candidate Brown Dwarfs in the Rho Ophiuchi Cloud with Chandra
本文介绍了钱德拉X射线天文台对蛇夫座Rho云核中真正的和候选的棕矮星进行X射线搜索的结果。所选区域是云中心附近的两个区域，使用17'x17'大小和~100 ks曝光的ACIS-I阵列进行观察。在18颗由红外光谱确定的棕矮星中，有7颗的X射线发射源的置信度在99.9%以上。因此，这个星云中约40%的红外选择褐矮星会发射X射线。对于最亮的4个源，制作了X射线谱，并用温度为1-2.5 keV的薄热等离子体模型进行拟合。X射线也是时变的，其中两颗棕矮星的快速耀斑。在2keV的温度下，利用Av与NH的经验关系，我们估计了其它微弱或非X射线源的X射线光度或其上限。被X射线探测到的源的X射线光度（Lx）在0.3 ~ 90 x 10^28尔格·秒^-1之间，而X射线与辐射热光度的比值（Lx/Lbol）为10^-3 ~ 10^-5，与低质量主序前星和dMe星的光度比值相似。所有这些结果都表明，棕矮星的X射线来源与低质量恒星相同，即恒星表面的强磁活动。
2001-08-06 astro-ph
Optical Spectroscopy of the Surface Population of the rho Ophiuchi Molecular Cloud: The First Wave of Star Formation
本文给出了用Hydra多目标摄谱仪对139颗恒星的光谱测量结果。这些物体在rho Oph复合体主云周围1.3平方度的区域内延伸。从窄带图像中选择具有H α发射的对象。利用强H α发射、锂吸收、赫兹-罗素图中的位置或先前报道的X射线发射，我们能够识别出88个与云相关的年轻恒星。在39个物体中确认了强H α发射，其线宽与磁层吸积柱中的起源一致。其中两个最强的发射线天体是年轻的X射线发射棕矮星候选者，光谱类型为M8。的辐射热光度和有效温度与理论模型的比较表明，这个人口的中位数为2.1百万年，这是显着的年龄比在云核中的对象派生。这些恒星似乎与上天蝎座亚群的低质量恒星同时形成，可能是由上半人马座亚群的大质量恒星引发的。
2005-06-10 astro-ph
Accretion in rho-Ophiuchi brown dwarfs: infrared hydrogen line ratios
质量吸积率的测定是理解前主序星星周盘演化的基础。磁层吸积模型是用来推导出的质量吸积率的值在非常不同的属性的对象，从褐矮星到中等质量的恒星，我们测试这些模型的有效性在褐矮星制度，恒星的质量和光度，以及质量吸积率，远低于金牛座T星。我们同时测量了两个红外氢线，Pab和Brg，在恒星形成区rho-Oph的16个对象的样本。该样品包括7个极低质量天体和棕矮星以及9颗金牛T星。两条谱线都被探测到的棕矮星的Pab/Brg比值约为2。更大的值，>=3.5，只在金牛座T星中发现。棕矮星中的低线比率表明，这些线不可能起源于沿着磁场线从盘吸积到恒星上的气体柱，我们认为它们是在被加热到~3500 K的冲击光球中形成的。如果是这样的话，类似于金牛T星的面纱估计，氢红外线通量可能提供一个可靠的测量棕矮星的吸积率。
2006-09-11 astro-ph
Large Scale CO and [CI] emission in the rho Ophiuchi Molecular Cloud
我们提出了一个全面的研究rho Ophiuchi分子云，解决方面的物理结构和条件的分子云和它的光解离区域（PDR）相结合的远红外和亚毫米波观测范围广泛的角尺度和分辨率。本文给出了南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）的CO（4-3）和[CI]（3 P1 - 3 P0）谱线发射的40'x40'图，以及CO（7-6）和[CI]（3 P2 - 3 P1）谱线的定点观测。亚利桑那州的海因里希·赫兹亚毫米望远镜天文台（HHT）在内部绘制了CO、CS、HCO+及其稀有同位素的云的较小谱线图。与远红外和亚毫米连续发射，和近红外H2发射的比较，可以更清楚地确定的物理和化学结构的rho Oph光解离区（PDR）。产生所观察到的HCO+和[OI]发射所需的激发条件直接意味着非均匀结构。在HCO+和CS中观察到强化学梯度;前者归因于H2电离率的局部增强，后者主要是由于冲击。[CI]的分布与C18 O非常相似，并且通常与来自云的“远”侧的照明一致。一个值得注意的例外是在云的西部边缘，在那里紫外线光子创建一个PDR观察'边缘'。碳原子的丰度是使用辐射场精确建模的，该辐射场随着与激发星HD 147889的投影距离的增加而减小。与其他研究的结论相反，我们发现不需要非平衡化学来提高原子碳丰度。
2004-08-27 astro-ph
Centimeter-wave continuum radiation from the rho Ophiuchi molecular cloud
rho Oph分子云正在经历中等质量恒星的形成。来自最热的年轻恒星的紫外线辐射加热并分解暴露的层，但不会分解氢。只有微弱的辐射从瑞利-金斯尾巴的~10- 100 K的尘埃预计在波长longwards的3毫米。然而，宇宙背景成像仪（CBI）的观测结果显示，rho Oph W光解离区（PDR）在厘米波长处令人惊讶地明亮。我们寻找与WMAP无线电频谱，新的ISO-LWS并行模式图像和斯皮策档案数据一致的解释。Draine和Lazarian提出的1厘米处与灰尘有关的排放机制是一种可能性。但是，在1厘米处的颗粒不透明度的磁增强与尘埃柱图Nd的形态和检测到的偏振的缺乏不一致。自旋尘埃，或自旋极小颗粒（VSG）的电偶极辐射，可以很好地解释射电频谱，尽管不能解释B型星S1和SR~3周围红外拱星星云在CBI数据中的明显缺失。允许VSG耗尽可以勉强使旋转灰尘与数据相一致。作为另一种解释，我们考虑从剩余电荷的连续ρ Oph W，其中大部分的碳应该是光电离的密切的二进制HD 147889（B2 IV，B3 IV）。要将ρ Oph W解释为HD 147889的CII斯特龙格伦球，需要约100 cm^{-3}的电子密度，或H核密度n_H > 1 E6 cm^{-3}。然而，观测到的陡峭和正的低频光谱指数则需要来自迄今未观测到的致密团块或片层的光学厚发射，其填充因子约为1 E-4，n_H约为1 E7 cm^{-…
2008-09-23 astro-ph
Spectroscopy of Brown Dwarf Candidates in the rho Ophiuchi Molecular Core
我们对$ρ$蛇夫座分子云核心的20颗褐矮星候选者进行了低分辨率红外光谱分析。其中15个光源显示出晚型恒星的吸收线光谱特征。通过比较我们的候选对象的水蒸气吸收带的深度与网格的M矮标准，我们得到的光谱类型是独立的红化。一颗候选棕矮星的光谱证实了来自水纹带的光谱类型。结合他们的光谱类型与出版的近红外测光，有效温度和测热恒星光度的推导，使我们能够把我们的样品上的赫兹-罗素图。我们比较了图中褐矮星候选者的位置与两套理论模型，以估计它们的质量和年龄。考虑到在H-R图中放置候选物体的不确定性，有六个物体始终位于棕矮星区域，另外五个物体位于恒星和亚恒星物体之间的过渡区域。推断的样品的年龄是一致的，得出的更高质量的协会成员。三个新发现的褐矮星在$λ$ =2.2 $μ$ m处显示出红外线过量，这表明年轻的褐矮星可能有活跃的吸积盘。比较我们的质量估计的棕矮星候选人与那些来自测光数据单独表明，光谱是一个重要组成部分的调查的质量函数的年轻的集群。
1998-10-30 astro-ph
A Mid-Infrared Imaging Survey of Embedded Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Cloud Core
本文介绍了对蛇夫座ρ星云的年轻恒星星族进行的一次全面的、新的地面中红外成像调查的结果。数据是在Palomar 5米望远镜和Keck 10米望远镜上用MIRLIN和LWS仪器分别以0.25角秒和0.25角秒的分辨率获得的。在172个调查对象中，检测到85个。在观测到的22个多系统中，有15个系统得到了解决，并确定了它们各自的组分通量。探测到的天体的频率分布图和SED光谱斜率表明，YSO在平坦光谱阶段花费了大约400，000年，清除了它们剩余的落入包络。中红外线的变化被发现之间的一个显着的一部分的调查对象，并发现发生在所有的SED类光学厚磁盘。大幅度近红外变化，也发现所有的SED类光学厚磁盘，似乎发生在早期的进化阶段的频率较高。虽然中红外过量和近红外遮蔽的一般趋势存在于整个SED类别中，第一类天体通常表现出K波段遮蔽值> 1，平坦光谱天体的K波段遮蔽值> 0.58，第三类天体的K波段遮蔽值=0，但第二类天体的K波段遮蔽值范围最广，为0-4.5。然而，一个单一的源可以在任何一个活跃的盘吸积可以发生的SED类中表现出的高度可变的面纱值是惊人的，并且是盘中高度时变吸积活动的直接观测证据。最后，通过比较中红外与近红外过量的子样本，以及确定的有效温度和消光值，磁盘清除机制进行了探讨。结果与从内到外的盘清除过程一致。
2005-04-19 astro-ph
Low-Mass Star Formation and the Initial Mass Function in the Rho Ophiuchi Cloud Core
我们已经获得了中等分辨率（R=800-1200）K波段光谱的100颗恒星内和周围的云核的rho Oph。我们已经测量了光谱类型和连续介质，并将这些信息与新的深层成像结果相结合。IMF在约0.4M_sun处达到峰值，并且以对数单位的~-0.5的斜率缓慢下降到氢燃烧极限（Salpeter为+1.35）。我们对亚恒星天体数量的下限表明，IMF可能不会比氢燃烧极限更陡地下降，至少下降到~0.02 M_sun。然后，我们在同一地区测量的恒星和前恒星团块（莫特，安德烈和内里）的质量函数的第一次比较。rho Oph中两个质量函数的相似行为支持了Motte等人和Testi & Sargent的观点，即年轻星团中的恒星质量函数是云碎裂过程的直接产物。在考虑了消光对样本SED分类的影响后，我们发现约17%的rho Oph星是I类，这意味着这一阶段的寿命约为0.1百万年。在光谱分离两年，我们观察到同时变化的Br γ发射和K-波段连续面纱的两颗恒星，其中氢的发射是更明亮的更沉重的面纱数据。这一行为表明，磁盘可能有助于显着的连续K波段发射，相反的建议，下降的信封总是占主导地位。我们在几颗II和III类星中探测到的2微米厚的面纱（r_K=1-4）进一步支持了这一论点。
1999-05-21 astro-ph
Photoelectric effect on dust grains across the L1721 cloud in the rho Ophiuchi molecular complex
我们提出的ISO-LWS测量的主要气体冷却线，C+ 158妈妈和O 63妈妈对一个中等不透明的分子云（Av=3），L1721，照亮的B2星努斯科（X = 5-10）。这些数据相结合的消光图和IRAS尘埃排放图像，以测试我们的理解气体加热和冷却的光解离区域（PDR）。这附近的PDR在IRAS图像中是空间分辨的;整个云的IRAS颜色的变化表明PDR内小尘埃颗粒的丰度增加。气体冷却线和小尘埃颗粒的红外发射之间的空间相关性说明了小尘埃颗粒通过光电效应在气体加热中的主导作用。通过对气体和小尘埃颗粒辐射的功率进行比例计算，从观测结果中确定的光电效率在2%至3%的范围内，与最近的理论估计非常一致。整个PDR中的C+ 158妈妈和O 63妈妈线的亮度分布进行了比较与模型计算的密度分布的消光数据的约束和气体的化学和热平衡，解决在每个位置。我们表明，整个PDR的小尘埃颗粒的丰度变化必须考虑到LWS的观测。
2001-04-09 astro-ph
The X-ray emission from Young Stellar Objects in the rho Ophiuchi cloud core as seen by XMM-Newton
我们使用XMM-牛顿观测了蛇夫座rho云的主核F，这是一个活跃的恒星形成区域，位于~140 pc，曝光量为33 ks。我们在EPIC成像探测器阵列的30'直径视场内探测到87个X射线源。我们将XMM-牛顿X射线源的位置与以前的X射线和红外（IR）星表进行了交叉关联：从我们的观测中发现了25个以前未知的X射线源; 43个X射线源被XMM-牛顿和钱德拉探测到; 68个XMM-牛顿X射线源有2 MASS近红外对应物。我们表明，XMM-牛顿和钱德拉点源检测的灵敏度相当时，曝光时间被设置为30 ks的。我们探测到来自7个I类源、26个II类源和17个III类源的X射线发射。I类源的X射线探测率非常高（64%），这与钱德拉此前在该地区的观测结果一致。我们建议15个X射线源是新的III类候选源，这使已知的III类源的数量增加了一倍，并有助于完成该地区YSO的普查。我们还检测到X射线发射的两个年轻的真正的棕矮星，GY 310和GY 141，三个已知的视野。GY 141看起来比Chandra观测到的亮近两个数量级。我们提取了这些YSO的X射线光变曲线和光谱，发现其中一些YSO有弱的X射线耀斑。我们观测到一个来自真正的棕矮星GY 310的X射线耀斑。我们发现，在以前的钱德拉观察该地区的I类源往往有更高的温度和更重的X射线吸收比II类和III类源。
2004-07-12 astro-ph
An unbiased search for the signatures of protostars in the rho Ophiuchi Molecular Cloud. II. Millimetre continuum observations
我们在rho Oph分子云中进行了1平方度1.2mm尘埃连续谱调查。我们检测到一些以前未知的来源，从扩展的核心紧凑，无星核心的信封周围的年轻恒星0类，I类和II类类型的对象。分析了核的质量分布、空间分布和势能平衡。就内陆地区而言，调查结果与以往范围较窄的调查结果一致。核心质量函数类似于恒星的初始质量函数，核心质量函数向更高质量移动了两倍（对于选定的不透明度和温度）。此外，我们没有发现统计变化的核心质量函数之间的拥挤的内部区域和那些在更孤立的领域，除了最大的核心在扩展云的情况下。内部区域包含多个内核。这被解释为由于介质的平均压力较高，虽然强大的压力变化是显而易见的，在每个区域。核心显示出分层的空间分布，没有首选的分离尺度长度。然而，最近邻的频率分布显示出两个峰值，其中一个在5000 AU可能是核心碎裂的结果。岩心的长轴方向符合各向同性分布。相反，在所有的分离尺度上，核心对的相对取向优先在NW-SE方向。这些结果是一致的核心生产和演变在动荡的环境。我们报道了一个新的低质量0类天体及其CO外流。
2005-11-02 astro-ph
Molecular oxygen in the rho Ophiuchi cloud
分子氧（O2）历来被认为是分子云中化学物质的丰富成分，因此也是致密星际介质的重要冷却剂。然而，从地面和太空进行的多次尝试都未能检测到O2排放。这里描述的工作使用外差光谱从太空中寻找分子氧在星际介质。Odin卫星携带一个1.1米亚毫米碟形天线和一个用于O2的基态线的专用119 GHz接收器。从2002年开始，Odin在几次观测运行中对形成分子云核心rho Oph A的恒星进行了34天的观测。我们在v（LSR）= 3.5 km/s处检测到一条谱线，dv（FWHM）= 1.5 km/s，这些参数也是与rho Ohp A相关的其他物种所共有的。这一特征被认为是118 750.343 MHz处的O2（NJ = 1_1 - 1_0）跃迁。相对于H2，分子氧的丰度在奥丁光束上平均为5E-8。这一丰度始终低于以前报告的上限。
2007-02-19 astro-ph
A Systematic Study of X-Ray Flares from Low-Mass Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Star-Forming Region with Chandra
我们报告的X射线耀斑从低质量的年轻恒星天体的系统研究的结果，使用钱德拉观测的主要地区的Rho Oph。从195个X射线源中，包括I-III类源和一些年轻的棕矮星，我们总共探测到71个X射线耀斑。大多数耀斑具有典型的太阳耀斑和恒星耀斑的轮廓，快速上升和缓慢衰减。我们导出了耀斑的时均温度（kT）、光度（LX）、上升和衰减时间尺度（τ r和τ d），发现（1）Ⅰ-Ⅱ类源的kT往往较高，（2）各类耀斑的LX分布几乎相同，（3）τ r与τ d、kT与τ r之间存在正、负对数线性相关。为了解释这些关系，我们利用磁重联模型的框架，将观测参数表示为重联磁环半长（L）和磁场强度（B）的函数。估计的L与这些天体的典型恒星半径（10^{10-11} cm）相当，这表明观测到的耀斑是由太阳型环触发的，而不是连接恒星与其内部吸积盘的更大的环（10^{12} cm）。对于I类源观察到的较高的kT可以通过比II-III类源（200-300 G）更高的磁场强度（约500 G）来解释。
2003-05-10 astro-ph
Spatial study with the VLT of a new resolved edge-on circumstellar dust disk discovered at the periphery of the rho Ophiuchi dark cloud
我们报告发现在近红外与SofI在NTT的一个解决拱星尘埃盘周围的2MASS源在rho蛇夫座暗云的外围。我们在0.4”视宁度条件下，在VLT上用ISAAC获得了J、H和KS波段的后续观测结果，揭示了在两个特征性的南北反射星云之间的东西向黑暗尘埃带。这个新的拱星尘埃盘半径为2.15”（300天文单位，140秒差距），宽度为1.2”（170天文单位，140秒差距）。由于它位于致密核心的外围，它遭受了小的前景视觉消光（Av=2.1 \pm 2.6等）。虽然这个圆盘被看到接近边缘，两个反射星云显示非常不同的颜色。我们介绍了一种新的近红外数据可视化称为“像素近红外颜色映射”，它允许直接可视化星云像素的近红外颜色。由于这种方法，我们确定了一个山脊，0.3”（40 AU在140 pc）的黑暗车道的北部和平行于它，这显示了近红外颜色过剩。这个脊对应于从J到Ks的亮度异常增加，这在VLT前130天获得的NTT观测中也可见。我们还发现，北部星云比南部星云多出3等的消光。我们计算轴对称磁盘模型再现VLT散射光图像和光谱能量分布从光学到近红外。我们最好的模型，与磁盘倾角i=86 \pm 1度，正确地再现了南部反射星云的延伸，但它不能再现观察到的北星云的近红外颜色过剩或两个反射星云之间的消光差异。我们讨论了这个对象的特殊的不对称近红外颜色特性的可能起源。
2002-11-27 astro-ph
Limits to Interstellar C_4 and C_5 Towards zeta Ophiuchi
我们对直链碳链C_4和C_5在3789和5109 A处向zeta Oph（A_V <= 1）的电子跃迁中的起源带进行了灵敏的搜索。这一发现的动机是最近在这个星际云中探测到了C_3，其柱密度为1.6 x 10^12 cm^-2，再加上实验室中C_4和C_5的气相光谱的可用性。此外，一些弥漫的星际云模型预测，这些后一种物质的丰度应该在C_3的数量级之内。尽管在分辨率约为110，000的情况下，每个像素的信噪比达到了2300 ~ 2600，但搜索结果是负的，导致柱密度的3 σ上限为N（C_5）= 2 x 10^11 cm^-2和N（C_4）= 4 x 10^12-13 cm^-2，其中这些值依赖于理论计算的振子强度。这些限制的含义进行了讨论，在未来的尝试，以确定较强的弥漫星际带的运营商的研究分子的选择。
2001-10-16 astro-ph
A Search for Close Binaries in the Rho Ophiuchus Star-Forming Region
我们已经进行了一个新的，近红外斑点成像调查的19名成员的年轻恒星星族在附近（d=140 pc），蛇夫座ρ云核心。四个二元和一个新发现的三元系统的结果报告。所有已知的多系统之间的前主序人口的Rho Oph的数据制成表格。我们定义了一个“限制性双星分数”Fbr和一个“限制性伴星分数”Fcr，只计算那些在当前和以前的高分辨率近红外成像巡天中最容易探测到的系统，它们的间隔在0.1-1.1弧秒之间，K波段的星等差Δ K < 3。对所有可用的多重性数据进行分析，得出蛇夫座前主序群的Fbr=Fcr=24%+/-11%的更新值。这些值与金牛座恒星形成区的值一致，Fcr在1-sigma水平上相对于主层序超过2倍。
2003-03-26 astro-ph
A SCUBA survey of L1689 - The dog that didn't bark
我们目前的L1689云在rho-Ophiuchi分子云复杂的亚毫米数据。我们发现了一些无星和星前核心和原恒星信封。我们还首次在亚毫米连续谱中探测到一些相互平行的细丝，以及在邻近的L1688云中观察到的细丝。这些细丝也在L1689的13 CO观测中看到。这些细丝包含了星云中所有的恒星形成活动。L1689位于经过充分研究的L1688云旁边，其中包含rho Oph-A核心。L1688的恒星形成历史比L1689活跃得多，尽管它们的13 CO数据明显相似。因此，我们将L1689标记为不吠叫的狗。我们试图通过比较目前以致密物质（如星前核）形式存在的每个云的总质量来解释这种明显的异常。我们首先注意到L1688比L1689质量更大，但我们也发现，当归一化到每个云的总质量时，L1689云在致密核心中的质量百分比比L1688低得多。我们将此归因于Loren（1989）的假设，即rho-Ophiuchi复合体中的恒星形成受到附近的上天蝎座OB星协的外部影响，并可能主要由sigma-Sco影响。L1689离σ-Sco更远，因此活性较低。尽管如此，σ-Sco的影响似乎还是创造了我们在L1689中观察到的细丝。已被MNRAS接受。
2006-03-08 astro-ph
VLT-detection of two edge-on Circumstellar Disks in the rho Oph dark cloud
用VLT ANTU和ISAAC在0.35”视宁度条件下对蛇夫座rho恒星形成区的观测揭示了两个被中心尘埃带包围的双极反射星云。这些源（OphE-MM 3和CRBR 2422.8-3423）可以被识别为空间分辨的拱星盘，靠近边缘观察，类似于以前在金牛座和猎户座恒星形成区发现的边缘盘源。毫米连续通量产生的盘质量为0.01 Mo的数量级，即大约是最小太阳星云所需的质量。SUBARU和CISCO的后续光谱观测表明，这两个盘源在K波段都表现出无特征的连续谱。没有检测到吸积或流出特征。与HH 30相比，CRBR 2422.8-3423周围的盘的边缘方向略少，导致在ISOCAM 4.5 μ至12 μ带中观察到的通量的显著差异。观测结果证实了理论预测的影响盘的几何形状和倾斜角的光谱能量分布的年轻恒星物体与拱星盘。
2000-09-09 astro-ph
A Near-Infrared Multiplicity Survey of Class I/Flat-Spectrum Systems in Six Nearby Molecular Clouds
我们提出了新的近红外观测的76类I/平光谱物体在附近（d < 320 pc）英仙座，金牛座，变色龙I和II，rho蛇夫座，和巨蛇座乌云。这些观测是对最近的乌云中的自嵌入物体进行的更大的系统性红外多重性调查的一部分。当结合我们先前发表的近红外多重性巡天的结果时，我们发现一个受限伴星分数为14/79（18% +/- 4%）的被调查源是双星或更高阶的多重系统，距离在~300 - 2000 AU之间，星等差$Δ$ K <= 4，并且没有对背景污染或完整性进行校正。这与在金牛座、蛇夫座ρ和变色龙恒星形成区域中的较老的前主序星金牛座T星中发现的双星/多星系统的比例以及这些区域的伴星比例是一致的。然而，在这个分离范围内（11% +/- 3%），太阳型和较低质量的M矮星，主序星的伴星比例大约是我们样本的一半。再加上多重性统计得出以前公布的0类和I类源的样本，我们的研究表明，大量的二进制/多个对象可能仍然被发现在我们的I类/平谱样本和/或大部分的演化的二进制/多个系统发生在早期恒星演化的0类阶段之间的较小的分离。
2003-12-11 astro-ph
The interstellar C18O/C17O ratio in the solar neighbourhood: The rho Oph cloud
观测了10个一氧化碳（CO和同位素）跃迁，研究了在低质量恒星形成云rho Oph附近（d~ 140 pc）21个位置上的星际C18 O/C17 O比值。图中还显示了部分云的C18 O J=1-0分布图。根据大速度梯度（LVG）计算，12 C18 O/12 C17 O同位素平均比值为4.11 +/- 0.14，反映了18 O/17 O同位素比值。从LTE柱密度，我们得到4.17 +/-0.26的比率。这些计算还表明，动力学温度从云包层中的约30 K降低到云核中的约10 K。这种下降伴随着平均分子氢密度从10^4 cm-3增加到>10^5 cm-3。对于某些视线，C18 O的光学深度达到单位阶的值。
2004-10-04 astro-ph
3D Continuum radiative transfer in complex dust configurations around young stellar objects and active nuclei II. 3D Structure of the dense molecular cloud core Rho Oph D
对Rho Oph D稠密分子云核的密度和热三维结构的约束来自详细的三维辐射转移模型。两个ISOCAM图像在7和15微米的同时拟合代表的灰尘在核心的分布与一系列的三维高斯密度分布。通过模拟退火优化高斯的大小、总密度和位置，以获得2D列密度图。投影芯密度具有复杂的细长图案，具有两个峰值。我们提出了一种新的方法来计算一个外部照明的复杂的三维结构的平均光学深度的近似温度。这种T（tau）方法被应用于IRAM 30 m望远镜获得的1.3 mm地图，以找到Rho Oph D核心的近似3D密度和温度分布。空间3D分布严重偏离球面对称。拉长的结构是在一般协议与最近的重力湍流分子云的崩溃计算。我们讨论可能的模糊性的背景测定过程中，错误的地图，T（τ）方法的准确性，和假设的尘埃粒子的大小和属性的影响。
2004-10-27 astro-ph
Submillimeter Continuum Emission in the Rho Ophiuchus Molecular Cloud: Filaments, Arcs, and an Unidentified Infrared Object
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA获得的850和450微米的Rho Ophiuchus分子云的新宽视场图像揭示了以前未知的各种大尺度特征。两个长度均为4'（0.2 pc）的线状特征延伸到包含SM 1和VLA 1623的明亮发射区域的北部。这些特征可能对应于先前未识别的外流腔的壁，或者由附近的B星提供动力的光子主导区域的边界。一个先前未识别的来源位于图像的东北区域。这个源的性质（直径~5000 AU，质量~0.3-1 Msun）表明它是一个前原恒星核。在VLA 1623外流的西北延伸方向上可以看到两个弧形的发射。外弧在850微米处看起来相对平滑，估计质量约为0.3 Msun，而内弧则分裂成许多单独的团块，其中一些是以前确定的原恒星。
1999-01-11 astro-ph
The dust temperatures of the prestellar cores in the rho Oph main cloud and in other star forming regions: consequences for the core mass function
考虑到该地区的3D几何形状，以及来自星际辐射场和附近发光的B2 V恒星HD 147879的外部加热，我们估计了rho Oph主云中团块的尘埃温度。我们发现，星前核的观测区（即在光学视亮度大于7等的情况下）的温度低于~10- 11 K。这些尘埃温度比以前对同一地区的研究所假设的要小。我们使用新的尘埃温度估计的质量的星前核心的rho Oph主云从毫米观测，我们发现核心质量大于以前的估计的一个因素~2-3。这影响了该区域的核心质量函数（CMF）;我们发现核心质量谱从斜率α ~1.5变陡到斜率α ~2.5的质量已经从~0.5 Msun移动到~ 1 Msun。与其他恒星形成区（如猎户座）的CMF相比，没有迹象表明它会在完整性极限（~0.2Msun）下翻转，但CMF可能会在~0.4Msun时变平。我们将我们的结果推广到金牛座和猎户座的星前核。在金牛座，加热星前核心的环境辐射场被认为比在ρ Oph弱。因此，金牛座核心的尘埃温度预计将低于10-11 K，猎户座的辐射场被认为是标准星际辐射场的10^3倍。基于这一假设，我们估计猎户座星前核心的尘埃温度约为20- 30 K。
2007-05-21 astro-ph
First detection of NH3 (1,0 - 0,0) from a low mass cloud core: On the low ammonia abundance of the rho Oph A core
奥丁已经成功地观察到分子核心rho Oph A在572.5 GHz的旋转基态线的氨，NH 3（J，K = 1，0 - 0，0）。对这一结果的解释利用了从地面（C17 O和CH 3OH）获得的补充分子线数据，作为Odin准备工作的一部分。比较这些观察与理论模型计算的线激发和转移产生一个很普通的丰度的甲醇，X（CH 3OH）= 3e-9。除非NH3不完全从C17 O和CH 3OH中分离，否则发现氨相对于典型的致密岩心值（即X（NH3）= 8 e-10）显著不足。
2003-03-06 astro-ph
Chandra Observations of a Young Embedded Magnetic B Star in the rho Ophiuchus Cloud
本文报道了对年轻的B型磁星rho Ophiuchus S1的两次Chandra X射线观测的分析。在两次观测中都探测到了恒星的X射线辐射。两者的平均通量几乎相同，但在每次观测期间，通量在20 - 40千秒的时间尺度上显示出显著的时间变化，变化系数为2。每个光谱都可以用光子指数为~3的吸收幂律模型或温度为~2 keV和极低金属丰度（<~0.1太阳）的薄热等离子体模型拟合。第一次观测的光谱在6.8 keV左右有一个弱线特征，这可能对应于高度电离的铁K α。与此相反，第二次观测的光谱明显地显示出在E~4keV处的弱边缘吸收分量。连续辐射和log LX/Lbol~-6与年轻的中等质量恒星（Herbig Ae/Be星）相似，尽管蛇夫座ρ S1的强磁场（从非热射电辐射的探测推断）与磁化学特殊（MCP）星相似。如果X射线发射是热的，那么我们得出的小丰度可能与逆第一电离势（FIP）效应有关，尽管从我们的模型拟合中没有作为FIP的函数的显著趋势。如果辐射是非热的，它可能是由磁层中的高能电子产生的。
2003-09-05 astro-ph
Chandra Observation of the Rho Oph Cloud
我们使用{ \it钱德拉X射线天文台}（CXO）上的ACIS-I阵列观测了$ρ$ Oph分子云的17 $'\times17'$区域。100-ks曝光观察显示$\sim$ 100个X射线源高于$\sim$ 10 $^{28}$ ergs $^{-1}$的检测限。大约2/3的X射线源被确认为光学和/或红外对应物，包括大量的I类、II类和III类源以及一些棕矮星。I类源的X射线检测率惊人地高达70%。许多X射线耀斑，可能是由于磁活动，被发现从所有的类。我们对所有的X射线源的静态X射线和耀斑X射线进行了系统的光谱研究。I类源的X射线温度和吸收一般大于II类和III类源。此外，来自I类源的X射线耀斑显示出比来自更进化的类源的X射线耀斑更高的占空比、温度和光度。我们进一步给出了棕矮星的简要结果，比I类年轻的阶段，未分类和身份不明的来源。几个选定的年轻恒星对象的细节，包括第一次检测到的中性铁线（6.4千电子伏）从I类源YLW 16 A，分别处理。
2001-05-07 astro-ph
X-rays and regions of star formation: a combined ROSAT-HRI/near-to-mid IR study of the rho Oph dark cloud
我们用ROSAT HRI获得了rho Oph云核心区域的两次深曝光。相对于以前的最近的X射线观测（ROSAT PSPC和ASCA），改进的位置精度（1”-6”）允许我们消除检测到的源的位置模糊性。我们还交叉相关的X射线的位置与红外源中发现的ISO-ISOCAM调查的同一地区在6.7和14.3 \mum，除了从地面观测已知的来源，这是年轻的恒星。我们发现，在HRI检测到的II类和III类源的X射线光度函数之间没有统计学显著差异，即，金牛座T星有和没有磁盘，确认这些磁盘的贡献X射线发射或吸收，必须是小的。大多数的来源是可变的，它们的变化是一致的太阳（因此磁）耀斑的起源。我们使用ISOCAM调查和我们的HRI深曝光的信息来研究ρ Oph致密核心的金牛座T星人口。我们证实，基本上所有的II类和III类源都是X射线发射源，它们的X射线光度L_X与恒星光度L_* 之间存在很强的相关性，L_X/L_* ~ 1 E-4。然而，大多数新的ISOCAM II类源没有被探测到，我们解释说，它们的X射线光度“预测”的基础上，这种相关性太微弱，无法被HRI探测到。我们预测在HRI/ISOCAM重叠区的X射线中仍有40个未知的微弱或嵌入的III类源有待发现，其极限为L_X ~ 3 \times 1 E28 erg/s。我们表明，这些未知的III类源的大部分应该是由低到非常低质量的恒星。展望未来的检测与XMM牛…
2000-05-19 astro-ph
Simultaneous Chandra and VLA Observations of Young Stars and Protostars in rho Ophiuchus Cloud Core A
对rho Ophiuchus云核A的96-ks钱德拉X射线观测发现了87个源，其中60个与其他波长的对应物相一致。X射线探测包括14个已知的经典金牛座T星中的12个，17个已知的弱线TTS中的15个，以及15个褐矮星候选者中的4个。X射线检测的特征在于硬的、严重吸收的发射。一个典型的源的平均光子能量是3千电子伏，超过一半的检测是可变的。在不寻常的近距离双星系统Oph S1、X射线明亮的WTTS DoAr 21和棕矮星候选者GY 31中探测到了显著的X射线耀斑。对DoAr~（21）耀斑的时间分辨光谱分析清楚地揭示了在衰变阶段可能使等离子体再加热的一系列次级耀斑。我们发现CTTS和WTTS的X射线光度分布和光谱硬度是相似的。我们还得出结论，探测到的棕矮星候选者的X射线发射比金牛T星亮度低，但光谱相似。同时多频VLA观测发现了31个6厘米的射电源，其中10个也被钱德拉探测到。我们报告了光学不可见红外源WLY 2-11和微弱的H-α发射线恒星Elias 24的新无线电探测。我们确认圆偏振在Oph S1和报告一个新的检测圆偏振在DoAr 21。我们没有发现任何证据表明，X射线和无线电光度相关的TTS同时检测钱德拉和VLA的小样本。本文描述了一种新的非参数方法，用于从未分组光子事件中估计X射线光谱特性。
2004-05-24 astro-ph
Structure of the Mid-Infrared Emitting Disk Around WL16
WL 16是蛇夫座ρ云核心内年轻恒星星族中的一个独特成员：它的扩展（900天文单位直径），高表面亮度盘仅在中红外波长可见。我们目前的衍射极限（~ 0.3 arcsec）的图像，从7.9到24.5微米，在凯克II望远镜获得的WL 16。我们发现中心恒星是一颗250 Lsun，4 Msun，Herbig Ae恒星，通过rho Oph云核心的前景材料看到，提供了Av=31+/-1等的消光。通过所有九个观察到的通带检测到WL 16的盘。因此，我们确认，发射粒子是由多环芳烃（PAHs）和非常小的（5- 100埃）石墨颗粒（VSG）。我们确认了一个解决（1.5”直径）核心组件在7.9和8.8微米，由于从带正电的多环芳烃的排放。首次发现在圆盘边缘12.5微米处的发射增强，并且表明存在比在圆盘的大部分中发现的更大（>= 50-80个碳原子）的多环芳烃和/或更多氢化的多环芳烃。我们发现了一个圆盘的不对称性，在所有九个中红外波长处观察到，在距离中心源1”-2.5”（对应于125 AU <= r <= 300 AU）的投影半径处。
2002-11-07 astro-ph
Determination of the gas-to-dust ratio in nearby dense clouds using X-ray absorption measurements
我们比较了附近六个恒星形成区（d<500 pc）致密星际物质的气体和尘埃性质：rho Oph，Cha I，R CrA，IC 348，NGC 1333和Orion。我们从钱德拉和XMM-牛顿观测中测量了没有吸积盘的前主序星（PMS）的X射线吸收（即，III类源），以获得总氢柱密度N_{H,X}。对于这些源，我们从文献中获得相应的尘埃消光在近红外，A_J，或者当不可用时，我们从SED拟合使用现有的DENIS，2 MASS，ISOCAM和其他数据。然后，我们比较每个对象的N_{H,X}和A_J，达到前所未有的高消光。对于具有20个真正的III类源的相对较大样本的rho Oph暗云，我们探测了A_J <~ 14（A_V <~ 45）的消光，并采用标准ISM丰度找到了最佳拟合的线性关系N_{H,X} /A_J = 5.6（+/-0.4）x10^{21} cm^{-2} mag^{-1}。其它地区的N_{H,X} /A_J比值显示出很大的分散性，但由于缺乏足够的IR数据，这些研究仍然局限于中等的分散性（A_J <~ 1.5或A_V <~5）。对于rho Oph，N_{H,X} /A_J比值明显低于（>~2 sigma）银河值，使用标准消光曲线（R_V = 3.1）得出。这一结果与最近对太阳和太阳附近恒星金属丰度的向下修正是一致的。我们发现，rho Oph致密云具有相同的金属丰度比本地ISM时，…
2003-06-23 astro-ph
Near-Infrared Extinction in The Coalsack Globule 2
我们用SAAO的IRSF 1.4 m望远镜上的SIRIUS红外相机对煤袋球2进行了J、H和Ks成像观测，并确定了色余比E（J-H）/E（H-Ks）。该比率是在与我们先前对rho Oph和Cha云的研究相同的光度系统中确定的，没有任何颜色变换;这使我们能够直接比较这些区域之间的近红外消光定律。当消光范围为0.5 < E（J-H）<1.8时，电流比E（J-H）/E（H-Ks）= 1.91 +-0.01，明显大于rho Oph和Cha云的比值（E（J-H）/E（H-Ks）= 1.60-1.69）。当消光的波长依赖性近似于幂律时，这个比率对应于一个大的负指数α = 2.34 ± 0.01，这可能表明尘埃颗粒的生长很小，或更大丰度的介电非吸收成分，如硅酸盐，或两者兼而有之。我们还证实，煤袋球2的颜色过剩率有一个增加的趋势，随着光学厚度的减少，这是相同的趋势，rho Oph和Cha云。
2006-12-21 astro-ph
A Model for the Internal Structure of Molecular Cloud Cores
我们推广经典的Bonnor-Ebert稳定性分析的压力截断，自引力气体球，包括云与任意状态方程。维里定理分析也被用来将平均磁场到这样的结构。结果被应用到巨型分子云（GMCs），并个别密集的核心，着眼于占最近的观察，特别是核心的内部速度色散曲线。我们认为，GMC和大规模的核心是在或接近其临界质量，在这种情况下，它们之间的尺寸线宽和质量半径的关系，只有弱依赖于它们的内部结构;任何气体状态方程导致本质上相同的关系。我们简要地考虑了分子云可以用多方压力-密度关系（正指数或负指数）来描述的可能性，但表明这些与GMC和大质量核的表观引力维里平衡2U + W = 0不一致。这类模型将包括非热支持完全来自阿尔芬波压力的云。最简单的模型与GMC和核心的所有显著特征相一致，是一个"纯对数形“，其中P/P_c = 1 + A ln（rho/rho_c）。与数据进行了详细的比较，以估计A的值，并得到了一个很好的拟合所观察到的速度色散对半径的核心与A = 0.2的依赖。
1996-05-03 astro-ph
Variable NaI Absorption toward rho Leo : Biased Neutral Formation in the Diffuse Interstellar Medium?
我们提出了多时代KPNO Coude Feed观测星际NaI和CaII吸收朝向明亮的恒星ρ狮子座。在8年的时间内观察到的碘化钠配置文件的比较显示显着的时间变化，碘化钠列中至少有一个组件，这意味着有“结构”的尺度秩序的自行（~12 AU）。HST Goddard高分辨率光谱仪对CI精细结构激发的观测表明，其密度小于20 cm-3，明显低于过去HI 21 cm和NaI研究中推断的密度。我们认为，大部分的痕量中性物质的密度峰值内的星际云。在过去的时间和二元研究中，这些物种的斑块状分布自然引起了10- 1，000 AU尺度上的大波动。这幅图预测了观测到的涨落尺度随物质电离率的变化而变化。
2003-05-30 astro-ph
The Abundance and Emission of H2O and O2 in Clumpy Molecular Clouds
亚毫米波天文卫星最近的观测表明，稠密分子云中的H2O和O2气体丰度明显低于标准均相化学模型中的丰度。我们在这里提出的结果暴露于紫外线辐射的H2O和O2的丰度计算各种密度分布，辐射场强度和几何形状的非均匀分子云的热平衡和化学平衡。结果表明，在相同的A_V下，不均匀的密度分布使H_2O和O_2的柱密度比均匀的情况下降低了一个数量级以上。O_2对穿透性紫外辐射特别敏感，比H_2O更敏感。S140和rho Oph云作为恒星形成区和静止区的相关测试案例进行了研究。S140的SWAS结果可以自然地容纳在一个平均密度为2 × 10^3cm-3，与平均星际辐射场相比增强I_UV=140的云团模型中，与该云团的[CI]和13 CO观测结果一致。额外的辐射转移计算表明，这种扩散的H2O成分是温暖的，~60-90 K，可以解释SWAS观察到的1_10-1_01线发射的大部分。rho Oph模型得出的O2丰度一致，但H2O过多，即使[C]/[O]=0.94，如果I_UV分别<10和<40，平均密度分别为10^3和10^4 cm-3。它的结论是，增强的光解在cluridium地区可以解释低H2O和O2的丰度和发射率发现在大SWAS光束扩展分子云，但需要在致密的冷芯额外的冻结出的氧气到晶粒。
2000-11-23 astro-ph
Gravitational Collapse of Filamentary Magnetized Molecular Clouds
我们开发的磁化等温圆柱体的自相似崩溃模型。我们找到的解决方案的情况下，流体具有恒定的环形磁通量质量比（伽马_phi=常数）和流体的情况下，具有恒定的气体磁压力比（β =常数）。在这两种情况下，我们发现，低磁化强度导致密度分布的行为在大半径的rho ~ r^{-4}，并在高磁化强度，我们发现密度分布的行为rho ~ r^{-2}。这种密度行为与流体静力学的惯性结构是相同的，这表明仅仅测量密度不能区分流体静力学的和坍缩的细丝-需要测量速度。我们的解表明，在坍缩阶段，自相似径向速度表现为v_r ~ r，并且与坍缩的自相似球不同，不存在随后的吸积（即膨胀波）阶段。我们还研究了这些圆柱体的碎裂特性，并发现在这两种情况下，存在的环形场的行为，以加强对破碎的圆柱体。最后，在我们的模型中的崩溃时间尺度短于碎裂时间尺度。因此，我们预计高度坍缩的细丝可以在它们被引力碎裂成碎片之前形成。
2003-06-23 astro-ph
Completion of a SCUBA survey of Lynds dark clouds and implications for low-mass star formation
我们已经进行了调查的光学选择的乌云使用测辐射热计阵列SCUBA的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，在850微米波长。该调查覆盖了0.5平方度的总面积，并参考云的大小，恒星形成活动或红外发射的存在是无偏的。发现了几个新的原恒星和无星核;原恒星是通过检测它们伴随的CO（2-1）排放来确认的。这项调查被认为是完整的0类和I类原恒星，并产生两个重要的结果，这些阶段的寿命。首先，样本中0类原恒星与0类原恒星的比例大致为1，与之前在蛇夫座ρ恒星形成区观察到的1：10的比例非常不同。假设恒星的形成是一个均匀的过程，这意味着0级的寿命类似于I级阶段，根据红外线测量，I级阶段大约为200，000年。它还表明，在0类天体中没有快速的初始吸积阶段。大约10万年前的一次触发恒星形成的爆发可以解释rho蛇夫座的早期结果。第二，无星核心的数量大约是原恒星总数的两倍，表明无星核心的寿命大约为80万年。因此，这些无星核心的寿命非常短，只经历了两到三次自由落体。这一结果表明，在至少10，000 AU的尺度上，无星核的动力学演化可能不受磁过程的控制。
2002-09-04 astro-ph
Three-dimensional simulations of molecular cloud fragmentation regulated by magnetic fields and ambipolar diffusion
我们采用第一个完全三维模拟研究的作用，磁场和离子中性摩擦调节引力驱动的分子云的碎片。初始亚临界云的核在双极扩散时间内逐渐发展，而初始超临界云的核在动态时间内发展。在最初的亚临界云的情况下，进入核心的速度是亚音速的，而在最初的超临界云的情况下，则存在一个扩展的（\ga 0.1 pc）超音速进入区域。这些结果与以前的二维模拟是一致的。我们还发现，密度（ρ）和磁场强度（B）之间的关系在云的不同空间点的快照与一个单独的核心的演化轨迹相吻合。当密度变大时，两种关系都倾向于B \propto ρ^{0.5}。
2007-06-19 astro-ph
Gravitational Collapse and Star Formation in Logotropic and Non-Isothermal Spheres
我们提出了半解析的相似性解决方案，由内而外，膨胀波崩溃的初始维里化气体云与非等温状态方程。本文给出了负折射率多面体族的结果，但我们特别着重于所谓的同形异义体P/P_c=1+A ln（rho/rho_c）。本理论的形式和解释是舒（1977）自引力等温球吸积标准模型的扩展：坍缩前沿向外移动进入静止的云，后面的气体回落到坍缩的核心或原恒星。下落的物质最终进入自由落体，因此，在小半径，密度分布和速度场具有相同的幂律形式在各向同性和等温球。然而，原恒星上的吸积速率在对数形中并不是常数，而是在膨胀波期间与t^3成比例地增长。因此，低质量恒星的吸积时间较长，而高质量恒星的吸积时间较短，比等温云中预期的要长。这一结果对恒星IMF的形成和起源具有重要意义。我们还发现，在一个崩溃的logotrope下降速度增长更慢，随着时间的推移。这些结果导致老推断的崩溃年龄为0类原恒星一般，特别是博克球B335。
1996-09-11 astro-ph
Mid-Infrared Observations of Class I/Flat-Spectrum Systems in Six Nearby Molecular Clouds
我们获得了65个I类/平谱（F.S.）英仙座、金牛座、变色龙I/II、蛇夫座ρ和巨蛇座乌云中的天体。我们检测到45/48（94%）的单一来源，16/16（100%）的主要成分，和12/16（75%）的二进制/多个对象调查的二次/三重成分。我们所有样本源的复合光谱能量分布（SED）都是I类或F.S.，并且，在15/16多个系统中，至少一个单独组件显示I级或F. S。光谱指数然而，混合配对的发生，如F.S. I级，F. S。II类，在一种情况下，F.S.第三类，令人惊讶地频繁。这种行为与金牛座T星（TTS）中的多系统不一致，其中经典TTS的伴星也往往是经典TTS，尽管先前在II类天体中观察到其他混合配对。根据对单个二进制成分的光谱指数的分析，I/F. S混合类的比例似乎较高。Class-I/ F.S.系统（65-80%）的包络线比Classical/Weak-Lined混合TTS（25-40%）的包络线高，表明Class-I/ F.S.系统的包络线比Class-I/Weak-Lined混合TTS（25-40%）的包络线高。系统在此进化阶段中迅速进化。我们报告发现了一个陡峭的光谱指数二级同伴ISO-ChaI 97，通过我们的中红外观测首次检测到。在我们以前的近红外成像调查的二进制/多类I/F.S. ISO-ChaI 97似乎是单一的。光谱指数α>= 3.9，这个系统的次级成分是一类罕见的…
2006-09-08 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
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 Luminous Infrared Companion in the Young Triple System WL 20
我们目前的WL 20三重系统的空间分辨近红外和中红外（1-25微米）成像在附近（d=125秒差距）rho蛇夫座恒星形成云核心。WL 20：E和WL 20：W显示II类（金牛座T星）光谱能量分布（SED），总光度分别为0.61和0.39 L_sun; WL 20：S为红外伴星，具有I类（嵌入原恒星）SED，光度为1.0-1.8 L_sun。WL 20：S被发现在几年的时间尺度上变化很大，在中红外波长处扩展（40 AU直径），并且是系统中厘米发射的来源。光球光度，估计从我们的数据，使我们能够比较和测试当前的主序前的演化轨迹。WL 20：E和WL 20：W落在H-R图的区域内，在这个区域内，使用非吸积轨道的源可能看起来比实际的源的年龄大两倍，这一事实可能使两颗金牛座T星与一颗嵌入的原恒星共存于一个三重系统中。WL 20三重系统的分量的导出质量和观测到的投影分离表明它处于不稳定的动力学配置中，因此可以提供主序前阶段期间动力学演化的例子。
2000-11-08 astro-ph
The Environment and Nature of the Class I Protostar Elias 29: Molecular Gas Observations and the Location of Ices
一个（亚）毫米线和连续研究的I类原恒星伊莱亚斯29在Rho蛇夫座分子云，其目标是了解这个源的性质，并找到大量存在沿这条视线的冰。在15 - 60英寸的光束中，几种不同的成分对线发射有贡献。两个不同的前景云检测，信封/磁盘系统和HCO+丰富的材料的密集脊。后两个分量在毫米干涉仪图中空间分离。我们分析的信封/磁盘系统，通过使用由内而外的崩溃和耀斑磁盘模型。这个圆盘相对来说是面朝上的（<60度），这解释了Elias 29的许多显著的观测特征，例如它平坦的SED，它在近红外的亮度，斑点干涉观测中发现的扩展成分，以及它的高速分子外流。然而，它不能解释沿着视线看到的冰。一小部分冰存在于质量为0.12 - 0.33 Msun的（残余）包层中，但大部分冰（约70%）存在于凉爽（T <40 K）的静止前景云中。这解释了观察到的不存在朝向Elias 29的热处理冰（结晶的H2O）。然而，温度可能足够高，以解释非极性（CO，N2，O2）冰的低丰度。这项工作表明，它是至关重要的，以获得光谱和空间分辨信息，从单碟和干涉分子气体观测，以确定性质的原恒星和解释红外ISO卫星观测冰和硅酸盐沿铅笔束。
2002-01-18 astro-ph
The Formation of Self-Gravitating Cores in Turbulent Magnetized Clouds
为了研究磁场在湍流分子云中自引力核形成中的作用，我们使用ZEUS-MP进行了高分辨率的三维超阿尔文湍流模拟。我们的超Alfvenic模型没有重力的统计性质同意以前类似的研究。包括自引力，我们的模型给出了以下结果。它们与Padoan & Nordlund的核心质量分布的湍流破碎预测是一致的。他们还证实，当地的引力坍缩是不能防止磁流体动力学波驱动的湍流，即使当湍流牛仔裤质量超过质量的模拟体积。对256^3和512^3区域模拟结果的比较表明，坍塌速率是收敛的。对模拟中形成的自引力核的分析表明：（1）所有形成的核都是至少一个数量级的磁超临界核。(2)在强超临界条件下，中心磁场强度与密度B_c propto rho_c^{1/2}呈幂律关系。(3)半径为R的核的比角动量j propto R^{3/2}。(4)大多数岩心呈扁长形和三轴形，与Gammie等人的结果一致。
2003-12-26 astro-ph
Water Abundance in Molecular Cloud Cores
利用亚毫米波天文卫星（SWAS）观测了557 GHz正水分子向12个分子云核的1_{10}-1_01}跃迁。在NGC 7538、Rho Oph A、NGC 2024、CRL 2591、W3、W3（OH）、Mon R2和W33中检测到水排放，在TMC-1、L134 N和B335中未检测到。我们还提供了一个小地图的水排放在S140。在S140和NGC 7538方向观测到了H_2^{18}O谱线，但没有探测到发射。在巨分子云核中，正水相对于H_2的丰度在6 × 10 ~（-10）~ 1 × 10 ~（-8）之间变化。在我们的样本中，有五个云核以前有水的探测;然而，在所有情况下，发射被认为是从小角度范围的热核产生的。估计热核心气体的水丰度至少比SWAS探测的气体大100倍。在TMC-1中提供了关于暗云中邻位水丰度的最严格上限，其中邻位水丰度的3-sigma上限为7 × 10 ^{-8}。
2000-10-19 astro-ph
Formation of Proto-Globular Cluster Clouds by Thermal Instability
许多关于球状星团形成的模型都假设在早期宇宙中存在冷的致密云。在这里，我们重新检查的Fall & Rees（1985）模型的形成原球状星团云（PGCC）通过热不稳定性在原星系晕。首先，我们认为，在前人的研究基础上，在原星系环境下，只有非线性密度不均匀性可以凝聚成PGCC。然后，我们在一维球形几何中对过密云的坍缩进行了数值模拟，包括自引力和辐射冷却到T=10^4 K。由于10^4 K时金斯质量的印记对该模型至关重要，因此在此我们将重点放在外部紫外背景辐射阻止H2分子形成从而阻止云冷却到10^4 K以下的情况。这些模拟的定量结果可以概括如下：1）小于M_min ~（10^{5.6} M_sun）（n_h/0.05 cm 3）^{-2}的扰动是等压冷却的，而大于M_max ~（10^8 M_sun）（n_h/0.05 cm 3）^{-2}的扰动是等压冷却的。另一方面，中等大小的扰动（M_min< M_pgcc < M_max）被压缩超音速。2)对于超音速坍缩的云，当它们冷却到T_c=10^4 K时，密度压缩因子在10^{2.5}-10^6之间。3)对于超音速坍缩的云，在最大压缩下，金斯质量可以减小到10^{5.5} M_sun（n_h/0.05 cm 3）^{-1/2}。4)模拟的PGCC的密度分布可以近似为一个具有rho ~ r^{-2}晕的常数核，而不是一个奇异的等温球。
2000-10-25 astro-ph
Water, O2 and Ice in Molecular Clouds
我们模拟了分子云的温度和化学结构随云深度的变化，假设云的密度n恒定，由外部FUV（6 eV < E < 13.6 eV）通量G_0（标度因子为局部星际场的倍数）照射。扩展以前的光解区域模型，我们包括冻结的物种，简单的粮食表面化学，和解吸（包括FUV光解吸）的冰。我们还处理不透明的云内部与时间相关的化学。在这里，在某些条件下，气相元素氧冻结为水冰，元素C/O丰度比可以超过1，导致复杂的碳化学。气相H_2O和O_2在距地面约3-8 A_V处的中间深度达到最大值，深度与ln（G_0/n）成正比。在靠近表面的地方，分子发生光解离。在云层深处，分子冻结在颗粒表面。在中间深度，光解离速率被尘埃消光衰减，但光解吸阻止总冻结。当G_0 < 500时，H2O和O2的丰度在约10^（-7）处达到峰值，每平方厘米产生约10^（15）个柱，与G_0和n无关。峰值丰度主要取决于水冰的光解吸产率和每个H核的颗粒表面积的产品。在较高的G_0值下，O原子从晶粒的热脱附略微增加了气相H2O峰丰度和柱，而气相O2峰丰度上升到~10^（-5），柱上升到~ 2x 10 ^（16）/cm ^2。我们提出了简单的解析方程的丰度作为深度的函数，澄清参数的依赖性。该模型适用于观测的H2O，O2和水冰在一些来源，包括B68，NGC 2024，和Rho Oph。
2009-03-02 astro-ph
Results from Droxo. I. The variability of fluorescent Fe 6.4 keV emission in the young star Elias 29: High-energy electrons in the star's accretion tubes?
目标。我们研究的Fe 6.4千电子伏的发射线的变化，从I类年轻的恒星对象埃利亚斯29的Rho-Oph云。方法.我们分析了XMM在对Rho-Oph恒星形成区域进行为期9天的几乎连续观测（称为Droxo的深层Rho-Oph X射线观测）期间收集的Elias 29数据。将数据细分为六个均匀的时间间隔，并对六个所得光谱进行单独分析。结果我们检测到显着的变化，从埃利亚斯29的Fe 6.4千电子伏的发射线的等效宽度。6.4千电子伏的线是缺席在第一个时间间隔的观察，并出现在其最大强度在第二个时间间隔（90千秒后，埃利亚斯29经历了一个强大的耀斑）。X射线热发射在两个观察段之间保持不变，而线变异性在99.9%置信水平下存在。鉴于显着的线变化的情况下，在X射线电离连续和弱点的光电离连续从恒星的热X射线发射的变化，我们认为，荧光可能是诱导碰撞电离从（看不见的）人口的非热电子。我们推测的可能性，电子加速的磁约束吸积环的重连事件，连接年轻的恒星，其拱盘。
2007-10-10 astro-ph
