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
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
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
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
The Diverse Stellar Populations of the W3 Star Forming Complex
钱德拉X射线天文台获得的W3恒星形成复合体的800平方角分马赛克图像为其年轻恒星星族的空间结构提供了宝贵的新视角。钱德拉的图像显示了大约1300个微弱的X射线源，其中大部分是云中的PMS星。一些，但不是全部，产生超紧凑和超紧凑H II（UCHII）区域的大质量恒星也被发现，正如以前的研究所报道的那样。钱德拉的图像揭示了三个截然不同的嵌入式恒星星族。W3主星团的长度超过7 pc，大约有900颗X射线星，以近球形分布，集中在研究充分的UCHII区域和高质量原恒星。围绕着原型UCHII区域W3（OH）的星团显示出一个小得多的（<0.6 pc），不对称的，大约有50颗PMS星的星团分布。电离W3北H II区域的大质量恒星是完全孤立的，没有任何伴随的PMS恒星。在W3 Main中，广泛分布的PMS星的推断年龄明显比照亮UCHII的中央OB星的推断年龄更老。我们认为，不同的形成机制是必要的，以解释W3恒星星族的多样性：集群范围内的引力坍缩与延迟OB星形成在W3主，收集和崩溃触发的冲击波前在W3（OH），和失控的O星或孤立的大质量恒星形成在W3北。
2007-09-29 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
Photoevaporation of protostellar disks III. The appearance of photoevaporating disks around young intermediate mass stars
我们目前的理论连续发射光谱（SED的），等照度图和线轮廓的几个模型的光蒸发盘在不同的方向相对于观察者。这些模型的水动力演化是本系列前两篇论文的主题。我们详细讨论了用于这些诊断辐射传输计算的数值方案。我们的研究结果进行了定性比较，观察到的超紧凑HI区域（UCHII的）。我们的结论是，在Wood & Churchwell（1989）和Kurtz et al.（1994）的星表中，高比例的“未分辨”UCHii不能用大质量恒星周围的盘来解释。特别是，观测到的这些物体的红外光谱表明尘埃温度比预期低一个数量级。我们认为，磁盘周围密切的同伴OB星可能是必要的，以解决这种不一致性。或者，强烈的恒星风和辐射加速可能会从发光的O型星附近移走盘物质，而对于这里考虑的低光度源，这不会发生。我们还发现，线轮廓跟踪蒸发的物质起源于磁盘的影响不显着的恒星风的存在，在很宽的风速范围内（400 - 1000公里/秒）。我们将我们的结果与明亮的IRAS源MWC 349 A进行了比较。它的许多性质，特别是它在高分辨率射电图中的空间外观，可以很好地解释为围绕着一颗具有高速恒星风的紫外发光恒星的圆盘。
1998-07-01 astro-ph
High-Mass Proto-Stellar Candidates - I : The Sample and Initial Results
我们描述了一个系统的程序，旨在识别和表征候选的大质量原恒星物体（HMPO）。我们的候选样本由69个天体组成，这些天体是根据Ramesh & Sridharan（1997）使用远红外线、无线电连续谱和分子谱线数据建立的标准选择的。利用红外天文卫星（IRAS）和中途空间实验（MSX）数据研究了候选源的大尺度环境，并确定了它们的总光度和尘埃温度。为了获得我们的目标区域的物理和化学性质，我们观察了毫米波和无线电波长的连续谱和谱线辐射。我们成像的自由和尘埃连续发射波长为3.6厘米和1.2毫米，分别寻找H2O和CH 3OH脉泽发射，并观察到的CO2 -1和几个NH3线对我们的样品中的所有来源。在子样本中观察到其他分子示踪剂。所呈现的结果表明，我们的样本中有相当一部分在前UCHII区域阶段中含有HMPO，这是高质量恒星形成过程中已知的最早阶段。
2001-10-16 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
On the Identification of High Mass Star Forming Regions using IRAS: Contamination by Low-Mass Protostars
本文介绍了利用美国国家航空航天研究基金会帕克斯射电望远镜对小样本（14颗）低质量原恒星（L_IR < 10^3 Lsun）进行的6.7 GHz甲醇脉泽辐射的观测结果。没有发现新的脉泽。通过将我们样品中的源与以前探测到的甲醇脉泽源进行比较，我们发现脉泽发射的亮度下限接近10^3 Lsun。我们研究我们的样品的红外光谱特性，并将它们与以前观察到的甲醇脉泽发射源进行比较，几乎所有这些都满足选择候选UCHII区域的Wood & Churchwell标准。我们发现，我们的样品中约有一半满足这一标准，此外，几乎所有的这一小组有25和60微米之间的集成通量与可检测的甲醇脉泽发射源类似。通过确定一些低质量的原恒星在这项工作中，并从文献中，满足伍德和丘奇韦尔标准的候选UCHII地区，我们最终表明，第一次，他们的样品的较暗的通量端被污染的低质量的非电离源，证实了范德瓦尔特和拉梅什和Sridharan的建议。
2005-04-22 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
High Mass Starless Cores
我们报告了一个潜在的高质量无星核（HMSC）的样品的鉴定。核心是通过比较包含候选大质量原恒星物体（HMPO）的1.2毫米和中红外（8.3微米; MIR）波长的图像发现的。虽然在两个波长下都检测到HMPO，但在相同视野中以1.2mm发射的几个核心在MIR波长下显示吸收或无发射。我们认为这种吸收是由冷尘埃引起的。估计质量为10^2 Msun- 10^3 Msun，并且没有红外辐射，这表明它们可能是处于恒星形成前阶段的大质量冷核，最终可能形成大质量恒星。对核心的氨（1，1）和（2，2）观测表明，与HMPO和UCHII区域相比，速度色散较小，旋转温度较低，这表明存在一个静止的恒星前阶段。我们认为，这些新发现的核心是高质量恒星形成的HMSC阶段的良好候选者。这些核心样本将使我们能够研究高质量恒星和团簇形成过程的最早演化阶段。
2005-08-19 astro-ph
Dissecting Massive YSOs with Mid-Infrared Interferometry
大质量YSO的内部结构很难追踪。用传统的观测方法，我们经常发现仍然有几百个天文单位大小的结构。但我们也需要关于最内部区域的信息，在那里，实际的质量转移到正在形成的高质量恒星上。探测这些尺度的一种创新方法是利用中红外干涉测量法。在这里，我们在VLTI上展示了MIDI GTO项目的第一批成果。我们观察到10个著名的大质量的YSO下降到20质量的规模。我们清楚地解决这些对象，导致低的活力和大小在30 - 50质量的顺序。因此，我们可以第一次量化的热辐射从温暖的拱星尘埃的程度，从而校准现有的概念，这种发射在前UCHII区域阶段的紧凑性。特别强调的是BN型物体M8 E-IR，我们的模型是最先进的，那里有一个强烈膨胀的中央恒星的间接证据。
2008-03-30 astro-ph
The Circumstellar Environments of High-Mass Protostellar Objects I: Submillimetre Continuum Emission
我们展示了68个高质量原恒星候选者样本的850微米和450微米连续辐射图，这些候选者的光度范围从10^2.5到10^5太阳光度。这些候选的大质量恒星大多处于演化的最早阶段，尚未发展出超致密的HII区。我们观察到各种连续的发射形态，从紧凑的对称源，通过嵌入在长长的灯丝发射的多个核心。我们发现平均有65%的概率IRAS点源有一个同伴检测在亚毫米波长。积分通量与峰值通量的比值对距离没有很强的依赖性，这表明我们观察到的发射主要来自幂律密度结构的无标度包络。假设采用近运动学距离投影，我们探测到的团簇质量从约1到超过1000个太阳质量不等，平均团簇质量为330个太阳质量，柱密度为9 × 10^23 cm^-2，直径约为0.6 pc。最小的团块的高光度和低质量表明它们伴随着最少数量的恒星同伴，而最大质量的团块可能是年轻的原群和原星团的例子。我们测量的光谱指数的尘埃排放（α）和光谱指数的尘埃颗粒不透明度（β）对每个对象，发现团块的形态暗示强烈的温度梯度，并在其密集的内部区域的晶粒生长。我们发现β的平均值为0.9，显著小于对UCHII区域观察到的。
2004-02-05 astro-ph
3-D Models of Embedded High-Mass Stars: Effects of a Clumpy Circumstellar Medium
利用三维辐射转移模型研究了分子云中星周物质对高质量恒星红外光谱的影响。我们强调了3-D cloudness和1-D平滑模型之间的差异，这可能会影响数据的解释。我们讨论了出射光谱能量分布（SED）的几个重要性质：更多的近红外线（散射和直接从中心源）可以逃脱比光滑的1-D模型。同一物体的近红外和中红外SED可能会随着视角的变化而显著变化，这取决于沿视线的团块几何形状。甚至波长积分通量也可以随角度变化超过两倍。具有相同平均星周尘埃分布的物体可能具有非常不同的近红外和中红外SED，这取决于团块的几何形状和最大质量团块与中心源的接近程度。虽然块状可能会导致类似的对象具有非常不同的SED，但仍有一些可观察到的趋势。近红外和中红外颜色对团块与中心源的加权平均距离和团块密度变化的幅度（平滑-团块比）敏感。远红外辐射仍然是衡量尘埃总质量的可靠指标。我们提出了模拟的SED，颜色和图像的2 MASS和斯皮策过滤器。我们比较一些UCHII地区的观测结果，发现3-D cloudness模型比光滑模型拟合得更好。特别是，分形维数在2.3-2.8范围内，光滑的cloudness比<50%，密度分布与浅的平均径向密度剖面的cloudness模型拟合的SEDs最好。
2005-09-04 astro-ph
Depletion of small dust grains in the early stages of molecule formation
ISOCAM允许观察弥漫的星际区域，在那里发生从原子到分子气体的转变。在这篇文章中，我们报告了ISOCAM观测到的这些地区小尘埃颗粒丰度的壮观变化。在观察到的四个卷云中，我们注意到在CO排放开始出现的区域中小尘埃颗粒的系统性消失。我们认为，这里观察到的小尘埃颗粒丰度的变化有关的气体湍流运动，有利于凝聚的尘埃颗粒颗粒碰撞的阻尼。
2003-05-06 astro-ph
Multi-wavelength analysis of the dust emission in the Small Magellanic Cloud
本文分析了小麦哲伦云（SMC）弥散星际介质中的尘埃粒子发射。这项研究的动机是170微米的ISOPHOT数据覆盖了大部分的SMC的可用性，与分辨率能够解开恒星形成区域的扩散介质。在数据减少和减去银河系前景发射后，我们使用ISOPHOT数据与HiRes IRAS数据和ATCA/Parkes结合HI柱密度图来确定弥漫介质的尘埃特性。我们发现每氢原子的远红外发射率比太阳邻域值低30倍。考虑到增强的星际辐射场，尘埃的光谱能量分布的建模给出了类似的结论，最小的颗粒（多环芳烃和非常小的颗粒）发射在较短的波长。假设SMC中的银河尘埃成分，这一结果意味着气尘比（GDR）的差异比金属丰度的差异大3倍。尘埃中重元素的这种低消耗可能是弥漫性ISM的特有现象，如果它是超新星爆炸对尘埃有效破坏的结果，则不适用于整个SMC尘埃。
2004-05-04 astro-ph
Dust in Spiral Galaxies: Comparing Emission and Absorption to Constrain Small-Scale and Very Cold Structures
尘埃在旋涡星系盘中的详细分布对于理解盘内的辐射转移和测量总的尘埃质量都很重要，如果大量的尘埃是非常不透明或非常冷的话。我们通过比较使用光学中的星系重叠技术测量的尘埃吸收与使用JCMT的ISO和SCUBA上的ISOPHOT测量的50-2000微米尘埃颗粒的热发射来解决这个问题。我们研究了三个螺旋星系的投影部分前面的E/S 0星系-AM 1316 -241，NGC 5545，和NGC 5091（NGC 5091，我们只有光学和ISO数据）。采用经验指数模型的灰尘分布，我们比较柱密度和灰尘质量来自吸收和排放技术。这种比较对小的、不透明的结构中的尘埃质量的量是敏感的，这不会对面积加权吸收措施有很大贡献，并且对非常冷的尘埃是敏感的，这将有助于光学吸收，但只提供一小部分的亚毫米发射。在AM 1316 -241中，我们发现全球尘埃质量为2-5 x 10^7 M_solar，两种技术在50%的水平上一致。NGC 5545的尘埃质量大约是这个的一半。尘埃质量的一致性在我们对尘埃径向分布的知识所预期的误差范围内，并反对尘埃质量的任何主要部分如此寒冷或不透明。50-2000微米的数据用修正的普朗克函数很好地拟合，在21 +/- 2 K时，发射率定律β =-2。我们还提供了这两对恒星的12微米ISOCAM观测结果，并将它们与NGC 5545的H-α和12微米图像进行了比较，结果表明ISOCAM图像是恒星形…
1999-06-16 astro-ph
The need for small-scale turbulence in atmospheres of substellar objects
棕矮星和巨型气体行星是亚恒星天体，其光谱外观由大气中气体和固体/液体的化学成分决定。星下天体的大气具有两个主要的尺度机制：大尺度对流运动+重力沉降和小尺度湍流+尘埃形成。湍流在小尺度上引发尘埃形成点状，而尘埃通过其强烈的辐射冷却反馈到湍流流场中。小的，内爆的尘埃包含区域的结果，最终成为等温。多维模拟显示，这些小尺度的尘埃结构聚集成大尺度结构，暗示着由脏尘埃颗粒组成的云的形成。颗粒的化学成分以及气相的化学演变是温度的函数，并取决于颗粒的历史。
2005-06-09 astro-ph
Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
本文利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪对小麦哲伦星云中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行了中红外光谱成像观测。残余物显示氖和氧的精细结构跃迁的发射以及来自尘埃的连续发射。中红外尘埃辐射与X射线、无线电和光学波长观测的比较表明，尘埃与超新星喷出物有关，因此是在残骸中新形成的。新形成的尘埃的光谱可以通过一个模型很好地再现，该模型包括70 K时3 × 10 ^-3太阳质量的无定形碳尘埃和145 K时2 × 10 ^-5太阳质量的Mg 2SiO 4（镁橄榄石）。我们的观测对残留物中的尘埃量设定了一个下限，因为我们对未受冲击的喷出物中的冷尘埃不敏感。我们将我们的结果与其他核心坍缩超新星和遗迹的观测结果进行了比较，特别是Cas A，其中已经进行了非常相似的光谱映射观测。我们在E 0102中观察到的尘埃比在Cas A中观察到的少约10倍，尽管无定形碳和镁橄榄石的量相当。
2008-10-16 astro-ph
The 9.7 Micron Silicate Dust Absorption Toward the Cygnus A Nucleus and the Inferred Location of the Obscuring Dust
我们报告的探测到一个9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收功能对天鹅座A核。然而，它的光学厚度明显小于尘埃消光对背景$L$带发射区（$A_{\rm V}$ $\sim$ 150等）的预期。我们认为，最有可能的解释是，小的光学深度的模糊尘埃存在如此接近的中央引擎，温度梯度发生。我们的计算证实，这种解释可以定量地再现3- 30 $μ$ m处的小光学深度和光谱能量分布。结合这张照片和活动星系核的巨大光度，天鹅座A的发射特性与2型类星体的发射特性一致，2型类星体是一个高亮度的活动星系核，它被一个内半径为$<$ 10 pc的尘埃环高度遮蔽（$A_{\rm V}$ $>$ 50等），而不是被宿主星系中几个100 pc尺度的$>$尘埃遮蔽。
2000-01-18 astro-ph
The Dust-to-Gas Ratio in the Small Magellanic Cloud Tail
小麦哲伦云的尾部区域是使用斯皮策太空望远镜上的MIPS仪器成像的，作为SAGE-SMC斯皮策遗产的一部分。在所有的MIPS波段都探测到了尘埃的漫射红外辐射。使用MIPS观测结合现有的IRAS和HI观测，测得尾气-尘埃比为1200 +/- 350。这一气尘比高于根据已知的Tail金属丰度预计的500-800，表明尘埃颗粒可能遭到破坏。在MIPS观测中，尾部的两个星团区域被分解为多个来源，当地的气尘比测量为~440和~250，表明这些区域有尘埃形成和/或大量的电离气体。这些结果支持了SMC尾是最近从SMC剥离的潮汐尾的解释，其中包括气体，尘埃和年轻恒星。
2008-11-17 astro-ph
A CS J=5-4 Mapping Survey Towards High-mass Star Forming Cores Associated with Water Masers
我们已经映射了63个区域，形成高质量恒星在CS J=5-4使用CSO。CS峰位置在C34 S J=5-4朝向57个核心和在13 CS J=5-4朝向9个最亮核心中观察到。该样本是最初选择水脉泽的样本的一个子集;对脉泽源的选择应该有利于处于早期演化阶段的源。CS J=5-4的积分强度与350微米处的尘埃连续谱发射有很好的相关性。大小、维里质量、表面密度和光度的分布都达到峰值，少数核心偏向于比平均值大得多的值。我们发现C34 S的线宽和尺寸之间的弱相关性，与Dv ~ R^{0.3}一致。线宽远高于通常的线宽和尺寸之间的关系，从低质量的区域确定的预测。这些地区非常动荡。推导出的维里质量同意在一个因素的2至3与质量估计粉尘排放后，在350微米的密度结构的校正占。超过1000个太阳质量的核心的累积质量谱可以近似为幂律，斜率约为-0.9，比用低密度气体示踪剂测量的云更陡，接近OB星协中恒星的总质量。中位湍流压力与UCHII区相当，小半径处的压力与超紧HII区相似（P/k ~ 10^{10} K cm^{-3}）。致密气的填充因子相当大，CS的丰度中值约为10^{-9}。辐射热光度与维里质量的比值比分子云整体的数值高得多，光度与质量的相关性更紧密。（节录）。
2003-08-18 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
Rain and clouds in brown dwarf atmospheres: A coupled problem from small to large
褐矮星大气的大尺度结构是由对流、辐射、尘埃形成和重力沉降的相互作用决定的，这可能为观测到的变化提供了解释。结果是尘埃形成区域的元素贫化和尘埃蒸发部位的元素富集。尘埃云结构在亚恒星大气中的形成是基于一致的理论描述尘埃的形成和破坏，重力沉降，元素耗尽，包括对流过冲的影响。由于褐矮星大气中的粘性很小，对流产生了一个湍流环境，所有热力学状态变量在很宽的空间尺度上都有波动。因此，经典的湍流封闭问题需要解决与尘埃形成在亚恒星物体，因为一个完整的三维和时间依赖的模型方程的解决方案是根本不可能的。当涉及化学过程时，结构形成可以在最小尺度上播种。为了了解湍流和尘埃形成的相互作用，我们对1D和2D中的最小尺度区域进行了研究，以确定未解决的尺度区域的控制过程。
2004-11-10 astro-ph
The Temperature of Nonspherical Circumstellar Dust Grains
本文计算了各种光谱类型恒星包层中长椭球和扁球状尘埃颗粒的温度。考虑由无定形碳、铁、脏冰、各种硅酸盐和其它材料组成的具有纵横比{ \small $a/b \le 10$ }的均匀颗粒。球形和类球形粒子的温度被发现随粒子大小、到恒星的距离和恒星温度的变化类似。温度比{ \small $T_{\rm d}({\rm spheroid})/T_{\rm d}({\rm sphere}) $ }最强烈地取决于颗粒化学成分和形状。球状颗粒通常比相同体积的球形颗粒更冷;只有铁球体可以比铁球稍热。在{ \small $a/b \approx 2$ }，温差不超过10%。如果{ \small $a/b \ga 4$ }，则温度可能相差30- 40%。对于介质中的固定尘埃质量，如果颗粒是非球形的，则波长{ \small $λ\ga 100 \mkm$ }处的通量较高，这给出了毫米观测的估计尘埃质量。颗粒形状的影响也应该考虑到建模时，银河尘埃的排放特性，这是计算时，寻找波动的宇宙微波背景辐射在其维恩翼。
2000-09-10 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 astro-ph
X-ray emission, optical nebulosity and dust in early-type galaxies. I. The dusty nebular filaments in NGC 5846
我们提出了新的光学图像的X射线明亮的椭圆星系NGC 5846，一个小的星系群的主导星系。在NGC 5846的中心几千秒差距处探测到一条尘埃带，尘埃质量为7 10^3兆太阳。尘埃特征的形态与观测到的光学星云和X射线发射惊人地相似。因此，星际介质的不同相态之间的物理联系似乎是可能的。我们讨论了尘埃星云细丝起源的三种不同选择：冷却流的冷凝，NGC 5846内晚型恒星的质量损失，以及邻近小星系捐赠的物质。我们的结论是，尘埃以及光学星云是最有可能的产品，最近与一个小的，相对丰富的气体星系，可能是麦哲伦型的相互作用。尘埃带中的尘埃颗粒在不到10^7年的时间里被炽热的、发射X射线的气体溅射破坏，这比一个（小）星系穿过NGC 5846中心5 kpc的时间要短。我们认为，尘埃是补充蒸发的冷，致密的气体云，在相互作用。NGC 5846中冷气体的蒸发速率为每年0.001个太阳质量，与X射线测量得出的“质量沉积速率”一致。在NGC 5846中心数千秒差距的区域，热气体通过加热尘埃和蒸发冷气体云而损失的能量被热源充分平衡：通过电子传导的热量传输和下落星系的动能损失。似乎没有必要援引“冷却流”的存在来解释X射线和光学数据。
1997-10-10 astro-ph
The multi-scale dust formation in substellar atmospheres
观测到亚恒星大气是不规则变化的，尘埃云的形成是最有希望的候选解释。大气中的气体对流是不稳定的，最后但并非最不重要的是，碰撞对流单体被视为湍流流场的原因。由于粉尘的形成取决于流体的局部性质，湍流会影响粉尘的形成过程，甚至可能使粉尘在最初对粉尘有害的气体中形成。一个regime-wise调查尘埃形成的亚恒星大气的情况下，揭示了最大的规模是由重力沉降和对流补给的结果在尘埃分层的大气之间的相互作用。小尺度区域是由湍流涨落的相互作用决定的。由此产生的巷道状和卷曲的灰尘分布组合成越来越大的结构。通过对尘埃形成气体中小尺度湍流的研究，我们在大尺度模拟的框架下，为亚网格模式编制了必要的判据。
2004-06-04 astro-ph
Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
最近的发现，在星暴星系的紫外尘埃消光是类似的小麦哲伦云（SMC）中发现的，促使我们重新调查的紫外（UV）消光中发现的SMC。我们已经能够通过仔细选择匹配良好的红色和未红色恒星对来显着改善以前的研究。此外，我们受益于改进的S/N的NEWSIPS IUE数据和更大的样本SMC明星现在可用。通过搜索IUE最终档案，我们只发现了四颗合适的早期类型恒星，它们明显变红，并且与比较恒星匹配良好。其中三颗恒星的灭绝非常相似。曲线与1/lambda大致呈线性，并且没有可测量的2175 A凸起。第四颗恒星的消光曲线有一个显著的2175 A凸起和较弱的远紫外消光。沿着所有四条视线的尘埃被认为是SMC的本地尘埃。没有明显的银河前景成分。前三颗恒星位于SMC Bar，它们的视线都穿过最近恒星形成的区域。第四颗恒星属于SMC翼，它的视线穿过一个更加安静的区域。因此，SMC中尘埃消光的行为支持尘埃性质对恒星形成活动的依赖。然而，其他环境因素（如银河系金属丰度）也必须是重要的。在大麦哲伦星云30 Dor区域的尘埃，那里有更多活跃的恒星形成，并不具有SMC尘埃的极端消光特性。
1998-01-31 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
Dust Formation and Survival in Supernova Ejecta
根据目前的理论模型，在高红移的尘埃的存在需要有效的凝聚在SN喷出物的颗粒。然而，对少数研究充分的SNe和SN残留物的观测意味着凝结效率大约小两个数量级。在这种紧张关系的推动下，我们（i）重新审视了Todini和Ferrara（2001）关于超新星核心坍缩喷出物中尘埃形成的模型，（ii）首次跟踪了超新星遗迹中新凝聚颗粒从形成到存活（通过反向冲击波）的演化过程。我们发现，在12 - 40 M_sun的恒星祖先的喷出物中形成0.1 - 0.6 M_sun的尘埃。根据周围ISM的密度，在距离恒星爆炸约4-8 x 10^4年的时间尺度上，有2-20%的初始尘埃质量在反向激波通过后幸存下来。由热气体的溅射引起粉尘尺寸分布向更小的颗粒的转变。由此产生的尘埃消光曲线显示出很好的协议，来自一个红化类星体在z =6.2的观测。小颗粒的随机加热导致尘埃温度的广泛分布。这支持了大量（~ 0.1Msun）冷尘埃（T ~ 40 K）可以存在于SN遗迹中的想法，而不会与观测到的红外辐射相冲突。
2007-04-04 astro-ph
Modeling the Motion and Distribution of Interstellar Dust inside the Heliosphere
研究了来自本地星际云的尘埃颗粒与日光层内环境的相互作用。由于这种相互作用，星际尘埃颗粒的空间分布随时间而变化。由于尘埃颗粒在行星际等离子体和辐射环境中带电，因此小颗粒与日光层的相互作用主要取决于它们与太阳风磁场的耦合。场极性随太阳活动周期的变化使得太阳系中小的（半径小于$0.4 μm$）星际尘埃颗粒的空间分布和通量随时间发生变化，而大颗粒的通量是恒定的，因为它们与太阳风磁场的耦合可以忽略不计。通过模拟星际颗粒与行星际环境的相互作用，再现了伽利略和伽利略航天器的原位测量所观察到的通量变化，星际颗粒的荷质比在$0.5 C/kg^{-1}$和$1.4 C/kg$之间。
1999-06-17 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
Dust in Brown Dwarfs IV. Dust formation and driven turbulence on mesoscopic scales
利用一个介观尺度下的驱动湍流模型研究了棕矮星大气中尘埃的形成。我们应用伪谱方法，在有限的波数间隔内创建和叠加波。湍流动能分布遵循Kolmogoroff谱，该谱被假定为最可能的值。这种叠加的随机波可能发生在对流活跃的环境中。它们导致成核前沿和成核事件，从而启动粉尘形成过程，该过程持续到所有可冷凝材料被消耗。发现小扰动对粉尘形成系统有很大的影响。一个最初的灰尘敌对的区域，这可能是最初的光学薄，成为光学厚的补丁的方式显示相当大的变化，在形成过程中的灰尘属性。由于与波的相互作用，尘埃出现在车道和卷曲中，即湍流，随着时间的推移形成越来越大的结构。针对褐矮星的变化，在亚恒星大气中的结构形成的物理理解，我们制定了第一个必要的标准，小尺度闭合模型应用于尘埃形成的天体物理系统的宏观模拟。
2004-04-14 astro-ph physics.flu-dyn
