ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy III. Dust Continuum Characterization of an Evolutionary Sample
ATLASGAL巡天为详细研究涵盖整个演化阶段的大量大质量恒星形成团块提供了理想的基础。ATLASGAL Top100是从其红外和无线电特性中选出的团块样本，代表了整个进化阶段。ATLASGAL Top100来源是许多详细后续研究的重点，这些研究将在一系列论文中介绍。在目前的工作中，我们使用的尘埃连续排放来约束这个样本的物理性质，并确定作为源演化的函数的趋势。我们从中红外到亚毫米波长（8-870微米）的图像中确定通量密度，并使用这些值来拟合它们的光谱能量分布（SED），并确定它们的尘埃温度和通量。结合这些与最近的距离从文献中，包括微波激射器视差测量，我们确定团块质量，光度和柱密度。我们发现温度，光度和柱密度增加的趋势与建议的演化序列，确认该样本是大质量恒星形成的不同演化阶段的代表。我们发现，大多数样本都有能力形成大质量恒星（包括质量最大的O型恒星），而且大多数都是引力不稳定的，因此很可能正在坍缩。最高的柱密度ATLASGAL源涵盖了从最年轻到最演化的大质量恒星形成团块的整个演化阶段。他们的研究为更深入地研究大质量恒星形成的四个不同的演化阶段提供了一个独特的起点，这些阶段定义明确的物理参数提供了更详细的研究。由于大多数样本的距离小于5千秒差距，这些源也是高空间分辨率后续观测的理想选择。
2016-10-28 astro-ph.GA
Search for starless clumps in the ATLASGAL survey
在这项研究中，我们提出了一个公正的样本的最早阶段的大质量恒星形成跨越20平方度的天空。在10度<1 <20度和|b| <1度的区域内，我们在870微米处搜索ATLASGAL测量的致密气体冷凝。这些团块被仔细检查，以寻找正在进行的恒星形成的迹象，使用来自GLIMPSE源目录的YSO以及24微米MIPSGAL图像中的源，以寻找无星团块。我们计算的柱密度，以及运动距离和质量的来源，从光谱观测的v_lsr是已知的。在给定的区域内，我们确定了210个无星团块，其峰值柱密度> 1 x 10 e23 cm^（-2）。特别是，我们确定了银河系另一边潜在的无星团块。团块的大小在0.1 pc到3 pc之间，质量在几十个太阳质量到几万个太阳质量之间。它们中的大多数可能形成大质量恒星，但在20平方度的区域中，我们只发现14个区域的质量足以形成质量超过20个太阳质量的恒星，3个区域有可能形成质量超过40 - 40个太阳质量的恒星。星系近端的团块质量函数的高质量尾部的斜率为2.2，因此类似于Salpeter。我们估计最大质量的无星团块的寿命为60000年。该示例提供了一个统一的无星簇选择。在调查的大片区域中，我们只发现了一些超过40个太阳质量的恒星的潜在前兆。看起来这些团块的寿命比它们的自由落体时间要短一些，尽管这两个值在误差范围内一致。此外，这些都是进行详细研究和后续观察的理想对象。
2012-02-06 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected high-mass clumps in the inner Galaxy. VII. Characterisation of mid-J CO emission
大质量恒星形成于大质量的分子团中，在那里大量的恒星紧密地聚集在一起。具有不同质量和光度的团块的演化主要受其高质量恒星含量的调节，并且这些物体的形成仍然没有得到很好的理解。在这项工作中，我们在一个统计样本中的99块（前100名）从ATLASGAL调查，是银河系原星团人口的代表。获得了CO（6-5）和CO（7-6）跃迁的高空间分辨率APEX-CHAMP+图，并与CO（4-3）线的附加单点APEX-FLASH+光谱相结合。我们研究的CO线的亮度和配置文件的三个CO过渡与团块的属性的相关性，并调查它们是否以及如何改变作为一个功能的演变。在所有三种CO转换中，所有来源均在3- $σ$以上检测到，并且大多数来源表现出可能与分子流出相关的宽CO排放。我们发现，中期J CO排放的延伸与跟踪的Herschel-PACS 70 $μ$ m地图的尘埃排放的大小相关。CO线的光度与团块的光度和质量有关。然而，它与L/M比无关。CO光度与团块性质的依赖关系对于高J跃迁是陡峭的。我们的数据似乎排除了这种趋势是由自吸收功能的CO排放偏置，而是表明，不同的J跃迁产生的不同区域的内信封。此外，高质量的团块表现出类似的趋势，CO光度较低的质量团块，但系统地向更大的值偏移，这表明更高的柱密度和/或温度（未解决的）CO发射器被发现在高质量的团块。
2019-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL --- Environments of 6.7\,GHz methanol masers
使用870- $μ$ m APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL），我们已经确定了577个亚毫米连续源与脉泽从甲醇多束（MMB）调查在区域$280\degr < \ell < 20\degr$ ; $|\,b\,| < 1.5\degr$。该地区94%的甲醇脉泽与亚毫米尘埃辐射有关。我们估计质量约450脉泽相关的来源，并发现甲醇脉泽优先与大规模团块。这些团块是中心凝聚的，具有似乎是无标度的包络结构，平均脉泽位置偏离峰值柱密度0.0 \pm 4”。假设初始质量函数为Kroupa，恒星形成效率约为30%，我们发现超过三分之二的团簇可能形成质量大于20%，\msun的团簇.此外，几乎所有的团块都满足大质量恒星形成的经验质量标准。从文献中获取的约100个团块的热辐射光度范围在约100和10 $^6$ \，\lsun之间。这证实了甲醇脉泽和大质量年轻恒星之间的联系，占我们样本的90%。银河系的源分布表明，与调查区域的其他地方相比，银河系中心区域的恒星形成效率显着降低，在其他地方，恒星形成效率大致恒定，并显示出银河系外部大质量恒星形成率密度的显着下降。我们发现，在南部盾牌-半人马座臂切线方向的源计数在$\ell ~ 315\degr$没有增加，这表明该臂并没有活跃地形成恒星。
2013-02-11 astro-ph.GA
ATLASGAL -- Evolutionary trends in high-mass star formation
ATLASGAL是一个870微米的尘埃测量，覆盖了银河系内420平方度的平面，已经被用来识别大约10000个密集的分子团。专门的后续观测和补充调查被用来确定这些团块的物理性质，绘制它们的银河系分布图，并调查大质量恒星形成的演化序列。对ATLASGAL数据的分析正在进行中：我们提出了最新版本的目录。我们已经将5007块分为四个演化阶段（静止，原恒星，年轻的恒星物体和HII区域），并在每个阶段发现相似数量的块，这表明类似的寿命。亮度质量比（L/M）曲线显示出平滑的分布，与演化阶段的平均值相比，没有明显的扭结或不连续性，表明恒星形成过程是连续的，观测阶段并不代表所涉及的物理机制的根本不同阶段或变化。我们比较进化的样本与其他恒星形成示踪剂（甲醇和水脉泽，扩展的绿色物体和分子流出），并发现与这些增加的关联率作为进化阶段的函数，确认我们的分类是可靠的。这也揭示了静止源和分子流出之间的高关联率，揭示了流出是恒星形成已经开始的最早迹象，并且恒星形成已经在许多即使在70微米的黑暗团块中进行。
2021-12-01 astro-ph.GA
ATLASGAL - Kinematic distances and the dense gas mass distribution of the inner Galaxy
高质量恒星和星团的形成发生在巨大的分子云中。处于大质量恒星形成演化阶段的天体，如原恒星、热分子核心和超致密的HII区域，已经比早期的较冷天体进行了更详细的研究。考虑到这一点，已经进行了APEX望远镜870微米整个内银河平面大面积巡天（ATLASGAL），以提供亚毫米波长冷尘埃和恒星形成的全球视图。为了推导出大量ATLASGAL团块的运动学距离，我们将它们分成几组源，这些源位置很近，大部分在2 pc的半径内，并且速度在类似的范围内，中值速度分散度为~ 1 km/s。利用NH_3、N_2H ~+和CS速度计算了第一象限内296组ATLASGAL源和第四象限内393组ATLASGAL源的近、远运动学距离。分析了HI自吸收和HI吸收两种方法来解决运动学距离模糊问题。我们得到的标度高度为~ 28+/-2 pc，银河系中平面以下的位移为~ -7+/-1 pc。在2到18千秒差距的距离内，ATLASGAL团块的气体质量范围很广，中值为1050太阳质量，半径分布很广，中值为0.4千秒差距。它们在银河系中心半径的分布与旋臂有关。使用具有统计学显著性的ATLASGAL样本，我们推导出团块质量函数的幂律指数为-2.2+/-0.1。这是一致的斜率得出的集群和恒星的初始质量函数。对不同银心距和不同源区样品的幂律指数的检验表明，幂律指数与环境和演化阶段无关。用幂律拟合质量-大小关系，得出IRDC等冷源和与HI…
2015-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL - Ammonia observations towards the southern Galactic Plane
大质量恒星形成的分子团的初始条件知之甚少。特别是，需要对最早的进化阶段进行更详细的研究。APEX望远镜在870微米处对整个银河系内盘进行了大面积巡天，ATLASGAL，以发现不同演化阶段的高质量恒星形成区。使用Parkes望远镜，我们观察到了NH3（1，1）到（3，3）的反转转变，朝向第四象限中的354个ATLASGAL团块。对于289个源的子样本，使用Mopra望远镜测量N2H+（1 - 0）线。我们测量了NH3（1，1）谱线的平均宽度约为2 km/s，旋转温度为12~28 K，平均值为18 K。对于检测到NH3（2，2）超精细成分的子样本，我们发现，通常使用的从（1，1）光学深度和（2，2）与（1，1）主光束亮度温度比计算（2，2）光学深度的方法导致低估旋转温度和柱密度。使用比从约0.5的NH3线宽估计的更宽的N2H+线宽确定约1的更大的中值维里参数，其中维里参数随着气体质量的增加而减小的一般趋势。我们发现ATLASGAL团块的周围环境比低质量核心的周围环境更温暖，并且低质量恒星形成区域的速度弥散比高质量恒星形成区域更小。49%的源的NH3（1，1）反转跃迁显示出超精细结构异常。外超精细结构线的强度比（中值为1.27 +/-0.03，标准差为0.45）显著高于1，而内部卫星的强度比中位数为0.9 ± 0.02，标准差为0.3，内外超精细分量之和中位数为1.06 ± 0.02，0…
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL-selected high-mass clumps in the inner Galaxy: XI. Morphology and kinematics of warm inner envelopes
本文利用APEX望远镜对ATLASGAL巡天中99个大质量团块的$^{13}$CO(6-5)发射进行成像，通过形态分类、径向结构拟合及多尺度运动学比较，揭示了温暖包层性质与恒星形成演化阶段的密切关系，并指出包层线性速度梯度起源复杂。
2025-01-23 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: I. CO depletion and isotopic ratios
在低质量的制度，它被发现，在冷无星核心的气相碳轴承分子丰度迅速减少，随着密度的增加，作为分子形成地幔尘埃颗粒。我们研究了从ATLASGAL 870微米调查中选择的102个大规模团块中的CO耗尽，并研究了其与演化阶段和源物理参数的相关性。此外，我们还研究了银河系内部[12 C]/[13 C]和[18 O]/[17 O]同位素比值的梯度，以及团簇的维里稳定性。我们使用CO同位素的低J发射线和尘埃连续发射来推断耗尽因子fD。RATRAN一维模型也被用来确定fD和调查的存在下，耗尽以上的密度阈值。同位素比值和光学厚度的推导与贝叶斯方法。我们发现了大量具有大fD的团块，高达~20。较大的值被发现为较冷的团块，从而为早期的进化阶段。对于大规模的团块在最早阶段的演变，我们估计该地区的半径CO耗尽是重要的是一个PC的十分之几。团被发现与总质量来自尘埃连续排放高达~20倍以上的维里质量，特别是在发展较少的来源。这些大的值可以部分地解释的存在的耗尽：如果CO排放主要来自低密度的外层，分子可能是亚热激发，导致高估的尘埃质量。高质量团块中的CO消耗似乎表现为在低质量制度，与较少进化的团块显示出更大的值比他们更发达的同行，并增加更密集的来源的消耗。的C和O同位素比值与以前的测定是一致的，并表现出很大的内在分散。
2014-07-08 astro-ph.GA
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: VIII. Chemistry of photodissociation regions
我们研究了10个分子的转变，从一个公正的3毫米分子线调查使用IRAM 30米望远镜对409个紧凑的尘埃团确定的APEX望远镜大面积调查的星系（ATLASGAL），以了解光解离区域（PDR）与团块。本研究的主要目的是调查所选分子的丰度是否显示出在不同的团块环境中PDR化学引起的任何变化。我们选择HCO、HOC $^+$、C $_{2}$ H、c-C $_{3}$ H $_{2}$，CN、H $^{13}$ CN、HC $^{15}$ N和HN $^{13}$ C作为PDR示踪剂，选择H $^{13}$ CO $^{+}$和C $^{18}$ O作为致密气体示踪剂。我们发现，HCO、CN、C $_{2}$ H和c-C $_{3}$ H $_{2}$的丰度随着H $_{2}$柱密度的增加而减少，表明高的视觉消光，而高密度示踪物（即，H $^{13}$ CO $^{+}$和HC $^{15}$ N）是恒定的。此外，$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）比率随着H $_{2}$柱密度增加而显著降低，并且特别地，82个团块具有$X$（HCO）$\gtrsim 10^{-10}$和$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）$\gtrsim 1$，这是远紫外（FUV）化学的指示。这表明观察到的HCO丰度可能与照射PDR的FUV辐射有关。我们还…
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zooming in on Supernova 1987A at sub-mm wavelengths
超新星1987 A（SN 1987 A）位于邻近的大麦云星云中，提供了一个极好的机会，可以以前所未有的细节跟踪超新星及其残骸的演化。最近，从SN 1987 A方向检测到远红外（远红外）和亚毫米发射，这被解释为由于灰尘的发射，可能是在SN喷出物中新合成的。为了更好地限制SN 1987 A中远红外和亚毫米辐射的位置和来源，我们试图在电磁波谱的这一部分中解析该物体。我们在2011年7月至9月期间使用阿塔卡马探路者实验（APEX）在350微米波长处使用亚毫米APEX测辐射热计CAmera（SABOCA）和在870微米波长处使用大型APEX测辐射热计CAmera（LABOCA）观测了SN 1987 A。350微米的图像具有优越的角分辨率（8”）比赫歇尔空间天文台350微米的图像（25”）。870微米的观测（分辨率为20”）是2007年类似观测的重复。在350和870微米的两幅图像中，都检测到了SN 1987 A的发射，并且无法解析该源。新的（2011年）测量中的通量密度与之前用Herschel在350微米（2010年）和APEX在870微米（2007年）测量的通量密度一致。尘埃温度可能比以前认为的更高（约33 K），尘埃质量可能比以前认为的更低。新的测量，在最高的角分辨率达到迄今为止在远红外和亚毫米波长，加强了对发射位置的限制，这被认为是接近网站的SN 1987 A和它的拱星环结构。这些测量…
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy, II: Characterisation of different evolutionary stages and their SiO emission
导致高质量恒星诞生的过程知之甚少。我们在这里收集了来自ATLASGAL调查的430个大质量团块的样本，这些团块代表了不同的演化阶段。为了建立一个人口普查的分子示踪剂的演变，我们进行了无偏的谱线调查，覆盖3毫米的大气窗口之间的84-117 GHz的IRAM 30米。APEX望远镜在SiO（5-4）跃迁中观测到了128个团簇的较小样品，以补充SiO（2-1）线并探测发射气体的激发条件，这是当前研究的主要焦点。我们报告SiO（2-1）线的高检出率>75%，（5-4）过渡期的专门随访检出率>90%。SiO（2-1）线具有宽的谱线轮廓和高的探测率，是恒星形成活动的有力探针，而在所有演化阶段普遍存在的SiO探测表明大质量团块中的连续恒星形成过程。我们发现大部分的红外安静团块表现出SiO发射，其中大多数只显示低速分量（FWHM~5-6 km/s）集中在团块的静止速度。在目前的图片中，这是由于云-云碰撞产生的低速冲击，这可以用来确定最年轻的，因此可能是星前的大质量结构。基于（5-4）线与（2-1）线的线比，我们的研究揭示了改变激发条件的趋势，这导致（5-4）线中的更亮发射朝向更演化的源。我们的分析提供了一个更强大的估计SiO柱密度和丰度比以前的研究和问题的大规模团块作为年龄的函数的射流活动的减少。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL --- properties of a complete sample of Galactic clumps
摘要：ATLASGAL是对银河系内部平面的无偏870微米亚毫米测量。它提供了银河系中所有大质量致密团块（>1000 Msun）的大规模和系统性清单，并包括高质量恒星形成的所有嵌入阶段的代表性样本。在这里，我们提出了第一次详细的普查的属性（速度，距离，光度和质量）和空间分布的一个完整的样本~8000密集的团块位于银河系盘。我们得到高度可靠的速度和距离~97%的样本，并使用中红外和远红外的调查数据来开发一个进化的分类方案，我们适用于整个样本。比较进化的子样本揭示了增加尘埃温度，亮度和线宽作为进化的函数的趋势，这表明嵌入式原星团的反馈对它们的出生团块的结构和动力学产生了重大影响。我们发现88%的已经在某种程度上与恒星形成有关。我们还发现，团块质量是独立的演变表明团块的形式与他们的大部分质量在原位。我们估计，质量约为1000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为5 x 10^4年，质量>10000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为1 x 10^4年。我们发现与大质量恒星和峰值柱密度相关的团块的分数之间有很强的相关性。在低柱密度时，这一比例最初很小，但当柱密度超过10^{23} cm^{-2}时，这一比例可达100%;柱密度高于此值的团块都与大质量恒星的形成有关。所有的证据都与恒星形成的动力学观点一致，其中团块形成迅速，最初非常不稳定，因此恒星形成迅速。
2017-09-05 astro-ph.GA
The ATLASGAL survey: distribution of cold dust in the Galactic plane. Combination with Planck data
灵敏的地基亚毫米波测量，如ATLASGAL，提供了关于银河平面中冷致密气体分布的全球视图。在这里，我们使用普朗克/HFI仪器的353 GHz的地图，以补充地面的APEX/LABOCA观测与更大的角尺度上的信息。由此产生的地图揭示了冷尘埃在银河系内部的分布，具有更大的空间动态范围。我们发现的例子，延长结构的角度范围为0.5度。对应于距离为3千秒差距的投影中>30秒差距的结构，这些尘埃带非常延伸，并显示出大的纵横比。此外，我们评估了致密气体（$f_{\rm DG}$）的分数，并估计在银河系平面平均2-5%（高于A $_{\rm{v}}>$ 7等）。柱密度的PDF揭示了通常观察到的低柱密度的对数正态分布，并且在高柱密度下表现出过量。作为河外星系研究的参考，我们展示了内星系的视线积分N-PDF，并推导出这种过剩对$\sim2.2$ %的总柱密度的贡献，高于$N_{\rm H_2} = 2.92\times10^{22}$ cm $^{-2}$。以总通量密度，我们提供了一个独立的估计分子气体的质量在银河系内部的$\sim1\times10^9\,M_{\odot}$，这是与以前的估计使用CO排放。根据质量和$f_{\rm DG}$，我们估计银河系SFR为$\dot M = 1.3\,M_{\odot}$ yr $^{-1}$。虽然扩散气体的分布在银河系内部是均匀的，但CMZ以较高的气体密度脱…
2015-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: VI. Kinetic temperature and spatial density measured with formaldehyde
我们的目标是直接确定动力学温度和空间密度与甲醛的$\sim$ 100最亮的ATLASGAL选择的团块在870 $μ$米代表不同的演化阶段的高质量恒星形成。用APEX 12 m望远镜观测到邻位和对位H $_2$ CO在211、218、225和291 GHz附近的10个跃迁（$J$ = 3-2和4-3）。使用非LTE模型和RADEX，我们使用测量的p-H $_2$ CO 3 $_{21}$-2 $_{20}$ /3 $_{03}$-2 $_{02}$、4 $_{22}$-3 $_{21}$ /4 $_{04}$-3 $_{03}$和4 $_{04}$-3 $_{03}$/3 $_{03}$-2 $_{02}$比率推导气体动力学温度和空间密度。由p-H $_2$ CO 3 $_{21}$-2 $_{20}$ /3 $_{03}$-2 $_{02}$和4 $_{22}$-3 $_{21}$ /4 $_{04}$-3 $_{03}$谱线比值导出的气体动力学温度很高，范围为43 ~ $>$ 300 K，未加权平均值为91 $\pm$ 4 K。从$J$ = 3-2和4-3跃迁推导出的$T_{\rm kin}$值是相似的。从p-H $_2$ CO 4 $_{04}$-3 $_{03}$/3 $_{03}$-2 $_{02}$谱线比率得到的气体的空间密度为0.6-8.3 $\times$ 10 $^…
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
New detections of (sub)millimeter hydrogen radio recombination lines towards high-mass star-forming clumps
先前的射电复合线（RRL）观测在APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL）中发现的尘埃团，导致检测到大量3毫米范围内的RRL。在这里，我们的目标是研究他们的激发与较短波长（亚）毫米波无线电复合线（submm-RRL）的观测。我们使用APEX 12米望远镜对与ATLASGAL大质量尘埃团有关的104个HII区域进行了低主量子数（$n$ $\leq$ 30）的亚毫米RRL观测。观察结果涵盖了H25 $α$、H28 $α$和H35 $β$跃迁。对于较小的子样品，观察H26 $α$、H27 $α$、H29 $α$和H30 $α$谱线，以避免被相邻频率的分子谱线污染。我们已经检测到submm-RRL（信噪比$\geq$ 3 $σ$）从紧凑的HII区域内嵌入93块。submm-RRL比mm-RRL大约亮两倍，并且与局部热力学平衡（LTE）中的光学薄发射一致。所测量的H35 $β$ /H28 $α$通量的平均比率（0.31）接近LTE值0.28。没有发现RRL脉泽发射的迹象，对submm-RRL探测源的莱曼光子通量、辐射热和submm-RRL光度呈现显著的相关性。尘埃温度和辐射光度与团块质量之比$L_{\rm bol}/M_{\rm clump}$的变化趋势表明，HII区与最大质量和最亮的团块有关。通过估计电离光子的产生率，$Q$，从submm-RRL通量，我们发现，$Q$（H28 $α$…
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A (sub)millimetre study of dense cores in Orion B9
我们的目标是进一步限制猎户座B 9致密核心的性质和演化阶段。猎户座B 9的中心部分用APEX/SABOCA绘制在350微米处。用APEX/SHFI观测了该区域9个岩心样品中的C17 O（2-1）、H13 CO+（4-3）（朝向3个源）、DCO+（4-3）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）。这些数据与我们以前的APEX/LABOCA 870微米粉尘连续数据一起使用。许多LABOCA岩心在较高分辨率的SABOCA图像中显示出子结构的证据。特别是，我们报告发现的多个非常低质量的凝聚在星前核心SMM 6。基于350微米至870微米的通量密度比，我们确定尘埃温度为~7.9-10.8 K，尘埃发射率指数为~0.5-1.8。CO消耗因子在~1.6-10.8的范围内。N2 H+的氘化程度约为0.04-0.99，其中最高值（朝向星前核心SMM 1）是据我们所知迄今为止报道的最极端的N2 H+氘化水平。HCO+氘化的水平约为1- 2%。我们还检测到D2CO对两个来源。在SMM 6中探测到的次凝聚表明，在星前阶段已经可以发生核心碎裂。这种子结构的起源很可能是由拉长的母核的热金斯碎片造成的。SMM 1中的低贫化因子和气相D2CO的存在表明堆芯化学受到附近流出物的影响。SMM 1中非常高的N2 H+氘代可能是早期CO耗尽相的残余。
2011-12-21 astro-ph.GA
Star formation around RCW 120, the perfect bubble
我们利用RCW 120的非常简单的形态-一个完美的气泡-来了解触发HII区域周围恒星形成的机制，并确定那里形成了什么样的恒星。我们提出了870微米的RCW 120的观测，获得的APEX-LABOCA相机。这些照片显示了冷尘埃的分布，因此也显示了中性物质的分布。我们使用斯皮策-MIPS观测在24和70微米，以检测年轻的恒星物体（YSO）存在于这一地区，并估计其演化阶段。一层致密的中性物质围绕着HII区域，在该区域的膨胀过程中被席卷。这一层的质量大于2000个太阳质量，并且是碎片化的，大量碎片沿着电离前沿（IF）延伸。我们测量了138个源的24微米通量。其中，39个是在收集层的方向上观察到的I类或平谱YSO。我们发现，几个触发机制同时在扫壳，在那里他们形成了第二代恒星。没有发现大规模的YSO。然而，一个巨大的，紧凑的870微米的核心位于邻近的IF。在相同位置处检测到70微米的源，而没有24微米的对应物。该源很可能是0级YSO的候选源。同样在24微米处，我们在最大质量碎片的方向上检测到平行于IF的大约十个规则间隔的I类或平坦光谱源的链。我们认为这些YSO的形成是Jeans引力不稳定性在收集层的结果。最后，870微米发射、24微米发射和H α发射显示在RCW 120周围存在扩展的和部分电离的光解离区域。
2009-02-05 astro-ph.GA
SABOCA 350-micron and LABOCA 870-micron dust continuum imaging of IRAS 05399-0121: mapping the dust properties of a pre- and protostellar core system
我们提出了一个350微米的APEX/SABOCA地图的IRAS 05399-0121/SMM 1，这是一个密集的双核系统在猎户座B 9。我们将这些数据与之前的LABOCA 870微米数据相结合。新的SABOCA图像的空间分辨率约为3400 AU，比LABOCA提供的分辨率高2.6倍。我们还利用斯皮策红外观测来研究源中的恒星形成活动。该源是一个独立的，在这里探测的3400 AU尺度上仍然是一个双核系统，IRAS 05399和SMM 1之间的预计分离为0.14 pc。IRAS 05399的宽带光谱能量分布表明其接近0/I期边界。对斯皮策/IRAC图像的目视检查提供了IRAS 05399周围类似四极射流形态的线索，支持它是一个双星系统的可能性。温度图显示了IRAS 05399和源东南端的热点。这些特征可能是原恒星或激波加热的印记，而外部加热可能由附近的高质量恒星形成区NGC 2024提供。一个简单的分析表明，在SMM 1位置的密度分布具有~r^-（2.3_{-0.9}^{+2.2}）的形式。源分裂成两个子核心沿长轴可以解释由圆柱形的琼斯型碎裂，但陡峭的密度分布是浅于预期的等温圆柱体。IRAS 05399（原恒星）和SMM 1（无恒星）演化阶段之间的差异表明，前者经历了一个快速质量吸积的阶段，由它驱动的非常长的外流支持。IRAS 05399的原恒星喷流可能影响了附近的SMM 1核心。
2013-04-05 astro-ph.GA
LABOCA 870 micron dust continuum mapping of selected infrared-dark cloud regions in the Galactic plane
我们已经映射了四个选定的约0.5度x0.5度大小的字段包含斯皮策8微米暗区与APEX/LABOCA在870微米。在C17 O（2-1）中观测了场中的选定位置，以获得运动学信息。所获得的LABOCA地图与斯皮策红外图像结合使用。在这次调查中确定的团块总数为91个，其中40个（44%）在8微米和24微米处呈现黑色。其余的团块与中红外发射有关。许多已识别的团块质量足够大，可以形成高质量的恒星，其中一些已经显示出清晰的路标。与扩展的4.5微米发射相关联的七个团块是候选扩展绿色物体（EGO）。在我们的一个领域中，发现了朝向斯皮策气泡N10/11的丝状尘埃“脊”，这符合系统中触发的高质量恒星形成。红外暗团和红外亮团的相对数量表明，前一阶段的持续时间约为1.6x10^5年。团簇的总样品的质量分布，以及分别为IR-暗和IR-亮团簇构建的质量分布，可以在高质量端用幂律函数dN/dlogM ~ M^（-0.8. - 0.7）。C17 O观测位置似乎主要由非热运动，数据还揭示了一些潜在的强CO亏损的网站。在G11.36+0.80中，这是我们样本中最好的非连续IRDC的例子，团块似乎是引力束缚的。丝的断裂可以理解为“香肠”型流体不稳定性，与其他IRDC的结果一致。对流性IRDC的形成可能是由会聚的湍流引起的，同样的过程也可能在激发流体扰动中起作用，而流体扰动是云破碎成团块的原因。
2012-04-10 astro-ph.GA
Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-Luminous "870 micron Riser" Galaxy at z~6
我们报告的检测ADFS-27，一个尘埃，星爆的主要合并在红移z=5.655，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。从Herschel/SPIRE和APEX/LABOCA数据中选择ADFS-27作为极红的“870微米冒口”（即，S_250<S_350<S_500<S_870），展示了这种技术在识别一些红移最高的尘埃星系方面的实用性。用ALMA扫描3 mm的大气窗口产生CO（5-4）和CO（6-5）发射的检测，以及H2O（211-202）发射的试探性检测，其提供了明确的红移测量。CO谱线的强度意味着存在一个大型分子气藏，其质量为M_gas=2.5x10^11（alpha_CO/0.8）（0.39/r_51）Msun，足以维持其约2400 Msun/年的星爆至少1亿年。870微米的尘埃连续排放被分解为两个组成部分，1.8和2.1千秒差距的直径，由9.0千秒差距，具有可比的尘埃光度，这表明正在进行的重大合并。红外光度L_IR~= 2.4 × 10^13 Lsun意味着该系统代表一个超亮红外双星，是目前已知的最远的此类星系。这也意味着恒星形成率表面密度为Sigma_SFR=730和750 Msun/yr/kpc 2，与双星“最大星暴”一致。这个罕见系统的发现与宇宙时间最初10亿年内最明亮的尘埃星爆的空间密度明显高于先前的想法相一致，缓解了关于z~6类星体和z>~3的大质量静止星系的空…
2017-09-12 astro-ph.GA
Investigating inner and large scale physical environments of IRAS 17008-4040 and IRAS 17009-4042 toward l = 345.5 deg, b = 0.3 deg
我们提出了一个多波长的观测研究IRAS 17008 - 4040和IRAS 17009 - 4042探测恒星形成（SF）机制在这两个网站的运作。每个IRAS位点嵌入在一个巨大的ATLASGAL 870 μ m团（~2430 - 2900 M_sun）中，若干个160 μ m的秒差距尺度的细丝径向指向这些团（Td~25 - 32 K）。斯皮策和VVV光度数据的分析描绘了一组红外过量源对这两个团块，表明正在进行的SF活动。在每个IRAS站点，0.61和1.28 GHz的高分辨率GMRT无线电地图证实了H II区域的存在，这些区域由B型恒星提供动力。在IRAS 17008 - 4040站点，一个先前已知的没有H II区域的O星候选者被确定为6.7 GHz甲醇脉泽发射（即IRcmme）的红外对应物。基于VLT/NACO自适应光学L '图像（分辨率~0.1 arcsec），源IRcmme被分解为两个对象（即IRcmme 1和IRcmme 2），在900 AU的尺度内，被发现与ALMA核心G345.50 M相关。IRcmme1的特点是作为一个ultracompact H II区发病前的主要吸积HMPO候选人。在站点IRAS 17009 - 4042中，1.28 GHz的地图已经解析了先前报告为单个无线电峰值的两个无线电源。总之，在每个IRAS站点中，细丝（即大规模团块）的连接处与红外过量源的集…
2018-10-17 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
Infrared dark clouds on the far side of the Galaxy
背景：红外暗云是巨大分子云中最冷、最密集的部分。质量最大的恒星代表了银河系中下一代大质量恒星最有可能的诞生地。由于需要强中红外背景才能使它们出现在吸收中，因此通常假设它们就在附近。目的：我们使用太赫兹吸收光谱来解决与运动学距离的红外暗云在TOP100 ATLASGAL样本，在恒星形成的不同演化阶段的大规模团块通量有限的选择距离模糊。研究方法：利用Herschel/HIFI观测到的1113.343 GHz处的para-H2O基态跃迁，研究了直接朝向红外暗云的视线上前景吸收的发生。使用MALT 90和HiGAL存档数据以及目标Mopra和APEX光谱观察进行了额外的一致性检查。结果如下：我们报告的第一个发现的五个IRDC在TOP100躺在决定性的远运动距离，表明仅仅存在低对比度中红外吸收是不足以明确地解决近/远的模糊性，有利于前者。所有的IRDC都是大质量的，并且正在积极形成高质量的恒星;其中四个还显示出坠落的迹象。结论：我们给出了第一次估计的暗源在远距离（~11%的TOP100）的比例，并描述了它们的外观和属性。假设所有的暗云都位于近距离，在某些情况下，可能会导致低估质量，大小和光度，可能会导致云被错过，从而形成非常大质量的恒星和星团。
2015-07-21 astro-ph.GA
The almost ubiquitous association of 6.7 GHz methanol masers with dust
我们报告的结果870- $μ$ m连续观测，使用大型APEX测辐射热相机（LABOCA），对77个II类，6.7 GHz的甲醇脉泽确定的甲醇多波束（MMB）调查映射的热辐射从冷尘埃对这些对象。这些数据补充了ATLASGAL调查中发现的630个与致密团块相关的甲醇脉泽的研究。紧凑的粉尘排放检测到对70个来源，这意味着一个完整的MMB目录的99%的灰尘协会率。衍生的尘埃和微波激射特性的评估导致我们得出结论，合并后的样本代表一个单一的人口跟踪相同的现象。我们发现中位数的几个10 $^3$ M $\odot$和所有的源，但少数满足质量标准所需的大规模恒星形成的团块质量。这项研究提供了最强有力的证据，几乎无处不在的甲醇脉泽与大规模的恒星形成团块。外星系中甲醇脉泽相关团块的比例比内星系低约2倍，这可能是由于外星系的金属丰度较低。我们没有发现差异的内部和外部星系的质量和脉泽光度分布。因此，脉泽泵浦和团块形成机制可能对银河系的位置相对不变。最后，我们使用脉泽亮度和团块质量的比值来研究脉泽亮度是嵌入源演化阶段的一个很好的指示器的假设，然而，我们没有发现支持这一点的证据。
2014-10-23 astro-ph.GA
The effects of stellar feedback on molecular clumps in the Lagoon Nebula (M8)
本研究对泻湖星云M8中37个分子团块进行无偏线巡测，发现恒星反馈导致团块气体碎裂、外部加热约5K，并影响PDR示踪物分布。
2024-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
BLAST: the far-infrared/radio correlation in distant galaxies
我们调查远红外（FIR）和无线电光度在遥远的星系，现代天文学的关键之间的相关性。我们使用的数据来自卫星携带的大孔径亚毫米望远镜（BLAST），斯皮策，大顶点BOlometer CamerA（LABOCA），甚大阵列（VLA）和巨型米波射电望远镜（GMRT）在扩展的钱德拉深场南（ECDFS）。对于BLAST 250微米选定星系的目录，我们重新测量了70- 870微米的通量密度，它们最有可能的24微米对应物的位置，其中值[四分位数]红移为0.74 [0.25，1.57]。由此，我们确定了单色光通量密度比q_250 = log_10（S_250micron / S_1400MHz）和辐射热当量q_IR。在z ~= 0.6时，我们的250微米滤波器探测静止坐标系160微米辐射，我们发现局部星系相对于q_160没有演化。我们还堆叠的FIR和submm图像的位置，24微米和无线电选择的星系。250微米和射电选择星系的q_IR之间的差异表明，在~< 100 μ Jy的射电星系中，恒星形成提供了大部分的红外光度，而在mJy区域的星系中，则较少。对于24微米的样本，射电光谱指数在0 < z < 3范围内是恒定的，但q_IR表现出稳定下降的初步证据，使得q_IR与（1+z）^（-0.15 +/- 0.03）成比例-显著的演化，跨越了星系形成的时代，对依赖FIR/射电相关的技术具有重大意义。我们与模型预…
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale latitude distortions of the inner Milky Way Disk from the Herschel/Hi-GAL Survey
我们使用Herschel Hi-GAL巡天数据来研究银河系内的星际介质和致密的恒星形成团块在银河系经度和纬度的空间分布。本文分析了尘埃柱密度的纬向分布的峰值位置和宽度以及来自合并波段的Hi-GAL测光星表的致密源的数密度的纬向分布随经度的变化。由Hi-GAL 500微米辐射追踪的弥散尘埃柱密度的宽度在整个银河系内部变化，平均值为1°.2-1°.3，与250微米Hi-GAL源的相似。70 μ m的Hi-GAL源定义了一个更薄的盘，其平均半高宽为0°.75，平均纬度为b=0°.06，与ATLASGAL的结果一致。作为GLON函数的GLAT分布显示出调制，无论是对于扩散发射还是对于致密源，在1 ~ +40°、+12°、-25°和-40°处主要朝向负纬度具有~0°.2的位移。当考虑整个源样本时，在MIPSGAL 24或WISE 22 μ m数据中找不到这样的调制。赫歇尔揭示的扭曲被解释为大规模的平面弯曲模式。在更演化的YSO或恒星的示踪剂中缺乏类似的扭曲，排除了引力不稳定性或卫星引起的扰动，因为它们应该同时作用于扩散和恒星盘组件。我们建议，所观察到的弯曲所造成的外来流动的平面外气体与气体盘相互作用。恒星从气体ISM中解耦，并松弛到恒星盘势中。从弥漫的ISM到相对演化的YSO阶段的扭曲消失所需的时间与恒星形成的时间尺度是相容的。
2015-11-19 astro-ph.GA
HOPS 136: An Edge-On Orion Protostar Near the End of Envelope Infall
边缘原恒星对于了解嵌入的年轻恒星物体的盘和包层性质非常有价值，因为盘、包层和包层腔在解析图像中都清晰可见，并且在建模中受到很好的约束。比较2 MASS，WISE，斯皮策，赫歇尔，APEX，和IRAM测光和限制从1.25到1200微米，斯皮策光谱从5到40微米，高分辨率哈勃成像在1.60和2.05微米的辐射转移建模，我们确定信封和磁盘属性的I类原恒星HOPS 136，在猎户座的林德1641区域的边缘源。该辐射源的辐射热光度为0.8Lsun，辐射热温度为170 K，亚毫米波与辐射热光度之比为0.8%。通过模拟，我们得到了一个总光度为4.7 L太阳（大于观测到的光度，这是由于盘的消光），包层质量为0.06 M太阳，盘半径和质量分别为450 AU和0.002 M太阳。该恒星的质量非常不确定，但估计在0.4和0.5 M_sun之间。为了再现光谱能量分布中近红外散射光峰值的通量和波长，我们需要在每个腔中有5.4 x 10^-5 M太阳的气体和尘埃。盘有一个大的半径和质量典型的更发达的金牛座T星，尽管显着的剩余信封。HOPS 136似乎是恒星形成的原恒星和光学揭示阶段之间的关键环节。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The end of star formation in Chamaeleon I ? A LABOCA census of starless and protostellar cores
Chamaeleon I是Chamaeleon分子云复合体中恒星形成最活跃的区域。它的星前核和原恒星核的数量尚不清楚，关于它的恒星形成历史也存在争议。我们的目标是描述这个星云中恒星形成的最早阶段。我们使用APEX的测辐射热计阵列LABOCA来绘制870微米处尘埃连续发射的云。通过仔细考虑到数据减少过程中固有的空间滤波，对检测到的源进行分析。使用斯皮策数据和SIMBAD数据库进行与YSO关联的搜索。大多数检测到的870微米发射分布在5个细丝中。我们确定了59个无星核心，一个候选人第一流体静力学核心，和21个源与更先进的YSO。这些无星的核心只有在5等大的可见光消光阈值以上才被发现，它们的密度比附近其他分子云的密度低几倍。核心质量分布与IMF在高质量端一致，但在低质量端过度填充。此外，至多17%的核心具有大于临界Bonnor-Ebert质量的质量。这两个结果都表明，很大一部分的无星核心可能不是星前的。根据星前核、0类原恒星和更进化的YSO的普查，我们得出结论，在这个星云中，恒星形成率随着时间的推移而下降。星前核在无星核中所占的比例很低，0类原恒星的数量很少，全球恒星形成效率很高，恒星形成率随时间而下降，以及探测到的细丝的单位长度质量很低，这些都表明我们可能正在见证Cha I恒星形成过程的结束。
2011-01-04 astro-ph.GA
Infall Motions in Massive Star-Forming Regions: Results from Years 1 & 2 of the MALT90 Survey
具有观测到的下沉运动的大质量恒星形成区是研究大质量恒星诞生的好地点。在本文中，405紧凑的来源已被提取的APEX望远镜大面积调查的星系（ATLASGAL）紧凑的来源，也已观察到毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）的调查期间1年和2年。这些观测与斯皮策GLIMPSE/MIPSGAL中红外测量数据相补充，以帮助将选出的恒星形成团块分为三个演化阶段：前恒星，原恒星和UCHII区域。结果表明，0.05克厘米$^{-2}$是一个可靠的经验下限的团块表面密度所需的恒星形成发生。光学厚的HCO $^{+}$（1-0）和HNC（1-0）线，以及光学薄的N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）线被用来寻找朝向这些源的下落运动。通过分析光学厚HCO $^{+}$（1-0）和HNC（1-0）谱线的不对称性以及HCO $^{+}$（1-0）的成图观测，共识别出131个可靠的陨坑候选者。HCO $^{+}$（1-0）线显示出最高的明显不对称特征，这表明它可能是比其他线（如HNC（1-0））更好的下落运动示踪剂。对星前、原恒星和UCHII团簇的探测率分别为0.3452、0.3861和0.2152。对UCHII团块的相对较高的探测率表明，许多UCHII区域仍在吸积物质。总的来说，随着演化阶段的进展，陨坑候选者的峰值柱密度和质量呈现出增加的趋势。然而，质量下降率的粗略估计显示，没有明显的变化与演化…
2015-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An excess of dusty starbursts related to the Spiderweb galaxy
我们目前的APEX LABOCA 870微米观测场周围的高红移射电星系MRC 1138 -262在z=2.16。我们检测到16个亚毫米星系在这个~140平方弧分辐射热计地图的流量密度在3-11毫焦耳。原始的数字计数表明，亚毫米星系（SMG）的密度是空白区域调查的四倍。一个精致的多波长数据库，包括VLA 1.4 GHz的无线电和红外观测的基础上，我们调查这些来源是否在z=2.2的原团簇结构的成员。使用赫歇尔PACS+SPIRE和斯皮策MIPS测光，我们得到可靠的远红外测光红移的所有来源。后续的VLT ISAAC和SINFONI近红外光谱证实，这些SMG中有四个具有z=2.2的红移。我们还提出了证据表明，在这个领域的另一个SMG，检测到较早的850微米，有一个对应的表现出Halpha和CO（1-0）在z=2.15发射。包括射电星系和两个SMG与远红外测光红移在z=2.2，我们得出结论，至少有八个submm源的一部分，在z=2.16的原星团与射电星系MRC 1138 -262。我们测量到的恒星形成率密度SFRD约为1500 Msun yr^-1 Mpc^-3，比该红移处空白区域的整体SFRD高4个星等。引人注目的是，这八个源集中在一个2 Mpc的区域内（局部宇宙中星团的典型大小），并分布在z=2.2的H α发射体所追踪的细丝内。这种大质量尘埃星爆的集中并不集中在亚毫米明亮的射电星系上，而…
2014-10-14 astro-ph.GA
Survey of ortho-H$_2$D$^+$ in high-mass star-forming regions
我们提供了一个大样本的o-H $_2$ D $^+$观测的高质量恒星形成区，并讨论了可能的经验相关性与相关的物理量，以评估其作为恒星形成区的不同演化阶段的计时器的作用。分析了从ATLASGAL中选取的处于不同演化阶段的大量团块样品中o-H $_2$ D $^+$基态跃迁的APEX观测结果。通过在局部热力学平衡的假设下对光谱进行建模，获得o-H $_2$ D $^+$相对于H $_2$，$X$（o-H $_2$ D $^+$）的柱密度和束平均丰度。我们检测到16个源o-H $_2$ D $^+$和$X$（o-H $_2$ D $^+$）和团的热光度和尘埃温度之间的相关性，而只有一个温和的相关性被发现与CO耗尽因子。此外，我们还看到了与亮度质量比的明显相关性，这是已知的恒星形成过程的演化轨迹。这表明H $_3^+$的氘代形式在恒星形成过程的早期阶段更为丰富，氘代受到团块时间演化的影响。在这方面，我们的研究结果表明，$X$（o-H $_2$ D $^+$）丰度主要受热变化的影响，而不是密度变化的气体。我们利用这些发现与H $^{13}$ CO $^+$，DCO $^+$和C $^{17}$ O的观测一起，根据最近的分析工作，在一个由8个团块组成的子样本中提供了宇宙射线电离率的估计。我们的研究提出了迄今为止在恒星形成区中最大的o-H $_2$ D $^+$样本。结果证实了氘化过程受温度的强…
2020-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Cloud-scale Star Formation in NGC 300
我们提出了一个星系范围内的分子气体和恒星形成的研究结果，在附近的螺旋星系NGC 300的76个HII区域的样本。我们用APEX望远镜对CO（J=2-1）进行了250 pc尺度的观测。我们在42个目标中检测到CO，推导出的分子气体质量范围从我们的灵敏度极限~10^5 Msun到7x10^5 Msun。我们发现一个明显的下降，CO的检测率与银河系的距离，我们主要归因于在NGC 300的径向金属丰度梯度下降。我们结合GALEX FUV，斯皮策24微米和H-α窄带成像来测量我们样品中的恒星形成活动。我们已经开发出一种新的直接建模方法来计算恒星形成率，利用这些数据和人口合成模型来推导出与我们的每个HII区域目标相关的年轻星团的质量和年龄。我们发现在NGC 300中，在250 pc尺度下，特征气体耗尽时间为2.3亿r，与银河系巨分子云的结果更相似，而不是整个星系和kpc大小的区域的更长（>2 Gyr）的全球耗尽时间。这种差异部分是由于我们的研究只考虑了最年轻的恒星形成区域内的气体和恒星。我们还注意到一个大的分散在NGC 300 SFR分子气体质量标度关系，进一步与银河系云的结果是一致的。这种散射可能代表了巨大分子云物理性质的真正差异，例如致密气体部分。
2014-05-09 astro-ph.GA
Comparing simulations of ionisation triggered star formation and observations in RCW 120
像银河系HII区域RCW 120周围的气泡壳内的大规模团块，已经被解释为触发恒星形成的收集和崩溃（C&C）机制。RCW 120周围的寒冷尘埃团排列成一个几乎是球形的壳，并容纳了许多年轻的恒星物体。通过进行高分辨率，三维SPH模拟的HII区域扩展成分形分子云，我们调查是否形成大规模的团块在密集的，扫起来的外壳一定需要的C&C机制。在第二步中，我们使用RADMC-3D来计算我们模拟的合成尘埃连续排放，以便将它们与APEX-LABOCA在870微米处对RCW 120的观测进行比较。我们发现，在RCW 120中看到的一个类似的分布的团块可以很容易地解释由一个不均匀的初始分子云结构。因此，一个壳状的大质量团块的配置并不意味着C&C机制在起作用。相反，我们发现了一种混合形式的触发，它结合了C&C和辐射驱动内爆（RDI）的元素。此外，我们调查的可靠性，从他们的870微米的排放得出的团块质量。我们发现，超过100 M_sun的团块的观测估计是准确的，在一个因素的两个，即使在这些长波长，它是重要的是要考虑到辐射加热触发，嵌入原恒星。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
High-mass Starless Clumps in the inner Galactic Plane: the Sample and Dust Properties
我们报告了463个$-60°<l<60°$和$-1°<b<1°$内的高质量无星团簇（HMSC）候选者的样本。该样品是从10861个ATLASGAL团块中挑选出来的。所有这些来源都与SIMBAD中收集的任何已知的恒星形成活动无关，也与使用基于颜色的标准识别的年轻恒星物体无关。我们还确保HMSC候选物在24和70 \micron处既没有点源，也没有在24 $μ$ m处的强扩展发射。大多数鉴定的HMSC是红外（$\le24$ $μ$ m）暗的，并且一些甚至在70 $μ$ m处是暗的。它们的分布显示了在银河系旋臂中的拥挤，并朝向银河系中心和一些著名的恒星形成复合体。许多HMSC与大规模的细丝相关。通过对修正黑体的远红外和亚毫米波连续谱数据进行拟合，得到了一些基本参数。HMSC候选者的大小，质量和密度与II类甲醇脉泽和HII区域相关的团块相似，这表明它们将演变成恒星形成团块。超过90%的HMSC候选者的密度超过了一些形成大质量恒星的阈值。由于尘埃的温度和光度质量比明显低于恒星形成源，HMSC候选者被外部加热，并且真正处于高质量恒星形成的早期阶段。20个具有等效半径$r_\mathrm{eq}<0.15$ pc和质量表面密度$Σ>0.08$ g cm $^{-2}$的源可能是高质量无星核。对这些HMSC的进一步研究无疑将有助于全面了解大质量恒星的诞生。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Will the starless cores in Chamaeleon I and III turn prestellar?
附近的变色龙分子云复合体是研究低质量恒星形成过程的良好实验室，因为它由三种性质非常不同的云组成。Cha III没有显示出任何恒星形成的迹象，而Cha I的恒星形成非常活跃，可能已经完成。我们的目标是确定恒星形成是否可以在Cha III中进行，并将结果与我们最近对Cha I的调查进行比较。我们使用大型APEX测辐射热仪阵列（LABOCA）在870微米处绘制了Cha III的尘埃连续排放图。从地图上提取了29个来源，所有这些来源都是无星的。无星的核心被发现到1.9等的视觉消光，与其他分子云形成鲜明对比，包括Cha I。除此之外，Cha III无星核与Cha I中发现的无星核具有非常相似的特性。最多有两个源的质量大于临界Bonnor-Ebert质量，这表明星前核的比例非常低，甚至低于Cha I。只有最大质量的来源才是候选的星前核，这与早先在烟斗星云中发现的相关性一致。85颗Cha I和III的无星核心（不是候选星前核心）的质量分布在90%的完整性极限下符合单一幂律，指数接近Salpeter值。在Cha I和III中，一小部分无星核心的质量可能仍在增长，并变得重力不稳定。基于湍流分子云的数值模拟预测，我们估计，最多50%和20%的无星核心的车I和III，分别可能形成恒星。LABOCA的巡天发现，车座III和车座I在某种程度上也是研究星前核心形成的主要目标，因此也是恒星形成的开始。（节略）。
2011-06-24 astro-ph.GA
Characterizing filaments in regions of high-mass star formation: High-resolution submilimeter imaging of the massive star-forming complex NGC 6334 with ArTéMiS
赫歇尔对附近分子云的观测表明，星际细丝和星前核心代表了恒星形成过程中的两个基本步骤。这些观测结果支持了一个低质量恒星形成的图像，根据这个图像，大约0.1 pc宽的细丝首先在冷的星际介质中形成，可能是由于超音速湍流对星际物质的大规模压缩，然后星前核心由重力碎片的致密细丝产生。这种情况是否也适用于高质量恒星形成的区域是一个悬而未决的问题，部分原因是赫歇尔数据无法解决最近的大质量恒星形成区域中的细丝的内部宽度。我们使用APEX望远镜上的测辐射热计相机ArTeMiS来绘制NGC 6334复合体的中心部分，其分辨率比Herschel的350微米高出3倍。将ArTeMiS数据与Herschel数据相结合，使我们能够在d ~ 1.7kpc的分辨率为8”或<0.07pc的条件下研究复合体的主细丝结构。我们的研究证实，这种灯丝是一种非常致密的大质量线性结构，其线质量范围从~ 500 Msun/pc到~ 2000 Msun/pc，超过近10 pc。它还表明，它的内部宽度保持狭窄的W ~ 0.15 +- 0.05 pc的所有沿长丝的长度，在一个因素的< 2的特征值0.1 pc与赫歇尔发现的低质量的长丝在古尔德带。虽然目前还不完全清楚NGC 6334的暗条是否会在未来形成大质量恒星，但它的密度比古尔德带云中观察到的大多数暗条高出两到三个数量级，而且内部宽度非常相似。这指出了一个共同的物理机制来设置细丝的宽…
2016-05-24 astro-ph.GA
Extended multi-phase gas reservoirs in the z=4.3 protocluster SPT2349-56: non-stellar ionisation sources?
本文通过APEX单镜对z=4.3原星系团SPT2349-56的[CII]和[OIII]谱线观测，发现延展气体储层主要位于较温和区域，并指出其恒星形成率异常可能源于非恒星电离源或顶层偏重的恒星初始质量函数。
2025-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Time evolution of o-H$_2$D$^+$, N$_2$D$^+$, and N$_2$H$^+$ during the high-mass star formation process
本文利用 APEX 观测 40 个大质量团块中 o-H$_2$D$^+$、N$_2$D$^+$ 和 N$_2$H$^+$ 的谱线，检验氘化分子丰度比作为演化指标的有效性，发现 o-H$_2$D$^+$/N$_2$D$^+$ 比值并不可靠，并强调观测偏差和波束稀释效应的影响。
2024-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
