Magnetic fields of the starless core L 1512
本研究通过偏振观测和维里分析，发现无星核L1512的磁场呈有序结构，平面场强18微高斯，可能隐藏约27微高斯的视线方向磁场，处于磁超临界状态，可能即将坍缩。
2023-11-14 astro-ph.GA
Nitrogen chemistry and depletion in starless cores
我们研究了含氮物种的化学，主要是CN，HCN和HNC的同位素，在前原恒星核的样品。我们使用IRAM 30 m望远镜测量了L 1544、L 183、Oph D、L 1517 B、L 310中CN、HCN、13 CN、H13 CN、HN 13 C和HC 15 N的转动和超精细跃迁发射。观测是沿着穿过尘埃排放峰值的轴向切口在若干有规律间隔的偏移位置进行的。减少和分析观察结果，以获得柱密度，使用丰度较低的同位素变体的测量，以尽量减少线中有限的光学深度的后果。的意见进行了比较与预测的自由降落引力坍缩模型，其中包括一个非平衡处理相关的化学。我们发现，CN，HCN，和HNC仍然存在于气相中的密度远高于CO耗尽到晶粒。CN：HCN和HNC：HCN丰度比在我们样品的所有对象中大于1。此外，没有观测证据表明，这些比率随着距离尘埃排放峰值的偏移量增加而变化很大，因此也就随着密度的增加而变化。虽然CN和CO的差别冻结可以根据当前的化学性质来理解，但CN：HCN比率的行为更难以解释。模型表明，大多数氮并不处于气相，而是可能被锁定在冰中。明确的结论需要测量低温下关键中性-中性反应的速率系数。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core IV: Magnetic Field Scaling on Density and Mass-to-flux Ratio Distribution in FeSt 1-457
在本研究中，磁场对密度的标度，$|B| \propto ρ^κ$，首次在一个单一的无星核心揭示。通过对背景星近红外偏振角色散径向分布的分析，得到了无星致密核FeSt 1-457的$κ$指数$0.78 \pm 0.10$。对于各向同性收缩的情况，结果优选$κ= 2/3$，并且观测值与$κ= 1/2$的差为2.8 σ。对质量与磁通量之比的分布进行了评价。发现FeSt 1-457在中心附近是磁超临界的（$λ\approx 2$），而在核心边界处是接近临界或稍微亚临界的（$λ\approx 0.98$）。在中等磁场强度的情况下，双极扩散调节的恒星形成模型可以解释FeSt 1-457的物理状态。计算了典型致密核（中心为$λ=2$的临界Bonnor-Ebert球和$κ=1/2$-$2/3$）的质量-通量比分布，发现在核边缘是磁临界/亚临界的，这表明典型致密核嵌入并演化自磁临界/亚临界扩散周围介质。
2018-08-16 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core: Near-Infrared Polarimetry of FeSt 1-457
磁场被认为在控制致密气体和尘埃凝聚的稳定性和收缩方面起着重要作用，导致恒星和行星系统的形成。在本研究中，FeSt 1-457是一个冷的无星分子云核，它的磁场是根据185颗背景恒星在被尘埃二向色吸收后的偏振近红外线与核中的磁场对准而成的。一个明显的“沙漏形”磁场被确定在核心的区域，这被解释为磁场结构扭曲的质量凝聚在一个无星的核心的第一个证据。本研究中获得的磁场线的陡峭曲率表明，畸变主要是在致密核的形成阶段产生的。推导出的质量-磁通量比表明，核心是在磁超临界状态。但是，如果考虑到热支持和湍流支持的额外贡献，则可以认为核心的稳定性处于近临界状态。磁场的进一步扩散和/或湍流耗散将导致核心动力学坍缩的开始。磁场线的方向和核的伸长之间的几何关系被发现与在磁场的影响下形成类太阳恒星的理论预测非常一致。
2017-07-03 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core II: 3D Magnetic Field Structure of FeSt 1-457
分子云和分子核的三维磁场信息对于揭示分子云和分子核在重力作用下的运动学稳定性（磁支撑）具有重要意义，而这是研究恒星形成初始条件的基础。在目前的研究中，致密的无星核心FeSt 1-457的三维磁场结构的基础上确定的近红外偏振观测的二向色偏振的背景恒星和简单的三维建模。利用获得的$45^{\circ}\pm10^{\circ}$的视线磁倾斜轴$θ_{\rm inc}$的角度和先前确定的$23.8\pm12.1$ $μ{\rm G}$的天空平面磁场强度$B_{\rm pol}$，导出FeSt 1-457的总磁场强度为$33.7\pm18.0$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流载体评估的FeSt 1-457的临界质量为${M}_{\rm cr} = 3.70\pm0.92$ ${\rm M}_{\odot}$，其与观察到的核心质量$M_{\rm core}=3.55\pm0.75$ ${\rm M}_{\odot}$相同。因此，我们得出结论，FeSt 1-457的稳定性处于接近临界状态的条件下。没有下沉的气体运动，也没有相关的年轻恒星，核心被认为处于恒星形成的最早阶段，即，在达到超临界状态后，动力学崩溃开始之前的阶段。这些特性将使FeSt 1-457成为未来研究恒星形成初始条件的最佳无星核心之一。
2017-10-15 astro-ph.GA
Depletion and fractionation of nitrogen in collapsing cores
对太阳系彗星的氮同位素比率的测量显示一个恒定值，约为140，比原太阳比率低三倍，这是一个非常显着的差异，仍然无法解释。在坍缩的早期阶段，对静止的无星核的观测证实了理论上的预期，即在星际条件下，氮的分馏对大多数物种来说是微不足道的。然而，在N2 H+中观察到的同位素比率与模型预测不同。我们对氮的同位素库如何演变的理解存在这些差距，从星际云到彗星，更普遍地说，到原太阳星云，可能源于星际氮化学中的缺失过程或误解。到目前为止，在无星核的氮分馏的理论研究已经解决了准静态阶段的演变，使动力学崩溃的同位素比的影响是未知的。本文通过气相和颗粒吸附和脱附反应研究了前星核引力坍缩过程中14 N和15 N的分馏。最初的化学条件，这是在稳定状态下获得后，通常是几个百万年，在气相中的分馏程度低，与早期的研究。然而，在崩溃过程中，14 N-和15 N-含物种到颗粒上的吸附的差分速率导致增强的15 N：14 N比，更好地与观测结果一致。此外，我们发现的行为的差异，随着密度的增加，在不同的物种的同位素比。根据L183中的CO丰度曲线，我们发现坍缩必须发生在大约一个自由落体时间尺度上[见PDF文件的结尾]。
2020-09-14 astro-ph.GA
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores VII: Chemistry and Dynamics in L43
我们介绍了斯皮策太空望远镜和分子线观测的结果，9个物种对暗云L43。斯皮策望远镜的图像和分子线图表明它有一个无星的核心和一个在同一环境中演化的I类原恒星。在这两个来源中都可以看到CO的耗尽，并且DCO+线朝向无星核心更强。我们采用一个演化化学模型来计算分子丰度，并与我们的观测结果进行了比较，目的是测试从前恒星到原恒星阶段的化学特征。在我们测试的不同模型参数中，最佳拟合模型表明，在前原恒星阶段的总时间尺度较长，但在密度较高的后期阶段演化速度更快。
2009-09-21 astro-ph.GA
Radial molecular abundances and gas cooling in starless cores
目的：我们的目标是通过结合化学和辐射转移模型来模拟冷的和重屏蔽的无星核中分子丰度和气体温度的径向分布。方法：在改进的Bonnor-Ebert球中测定尘埃温度，计算初始径向分子丰度分布。然后提取对应于两个不同的核心年龄的选定的冷却分子的丰度，以确定在两个时间步长的气体温度。在迭代过程中重复计算，得到与气体温度一致的分子丰度。选定物质的谱线发射分布是使用模拟丰度分布计算的。结果如下：气体温度是时间的函数;随着核心变老，气体变热，因为冷却分子在晶粒表面耗尽。各种冷却分子对总冷却功率的贡献随时间而变化。径向化学丰度剖面是不平凡的：不同的物种呈现不同程度的贫化，在某些情况下，甚至在t > 10^5年时，丰度剖面也向内增加。线发射模拟表明，不同年龄的核心可以呈现显着不同的线发射剖面，这取决于所考虑的示踪剂种类。结论：化学丰度和相关的线冷却功率作为时间的函数变化。大多数化学物种在密度超过~10^5 cm^-3时耗尽到颗粒表面。值得注意的例外是NH_3和N2 H ^+，后者即使在n_H~10^6 cm-3时也基本上未被耗尽。另一方面，在气体密度低的区域，即使在t~10^5年，化学丰度也没有显著发展，这可以通过向内增加的丰度梯度来揭示。气体的温度可能与尘埃的温度有很大的不同，这可能会影响堆芯的稳定性。
2012-05-16 astro-ph.GA
Benchmarking spin-state chemistry in starless core models
目标。我们的目标是提出模拟化学丰度分布的各种重要的物种，特别注意自旋态化学，以提供参考结果，对目前和未来的模型可以进行比较。方法.我们采用气相和气体颗粒模型来研究化学丰度的物理条件下，对应于无星的核心。为此，我们已经开发了新的化学反应集气相和颗粒表面化学，包括氘代形式的物种与多达六个原子和自旋态化学的轻离子和物种参与氨和水的形成网络。保持简单的物理模型，以方便其他模型对本文的结果直接基准。结果我们发现，氨和水的邻/对位比是相似的气相和气体颗粒模型，特别是在后期，这意味着该比例是由气相过程。我们推导出后期的邻/对位比为~0.5和~1.6氨和水，分别。我们发现，包括或不包括氘在计算中的非氘物种的丰度和氨和水的邻/对位比的影响不大，特别是在气相模型中，由于丰富的重元素的存在下，自然阻碍氘。虽然我们研究了一个相当窄的温度范围（10-20 K），但我们发现，例如，氘化和氮化学。例如，当温度从10 K增加到20 K时，氨的耗尽时间尺度显著减小;这是因为温度的增加转化为增加的吸积速率，而氨的非常高的结合能防止其在20 K下解吸。
2015-01-20 astro-ph.GA
Observations of DNC and DCO$^+$ toward the $\int$-shaped Filament and Starless Cores in the Orion Molecular Clouds
Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台野边山无线电观测站，国立自然科学研究所）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Department of Physics, Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University（大阪公立大学理学研究科物理学系）；Star and Planet Formation Laboratory, RIKEN（理化学研究所星与行星形成实验室）；Graduate School of Informatics and Engineering, The University of Electro-Communications（电波大学信息工学与研究科）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球惑星科学系）
研究通过观测DNC和DCO+分子在Orion分子云中的分布，探讨其氘化程度与分子云核心内星形成过程的关系，发现OMC-2和OMC-3中DNC/HN^13C柱密度比较高，暗示其接近恒星形成起始阶段。
2026-04-30 astro-ph.GA
Star formation in Chamaeleon I and III: a molecular line study of the starless core population
变色龙星云是研究低质量恒星形成的绝佳目标。Cha I和II正在积极形成恒星，而Cha III没有正在形成恒星的迹象。我们的目标是确定导致Cha I和III中恒星形成活动水平非常不同的驱动因素，并研究其中无星核心的动力学状态和可能的演化。用APEX和Mopra在各种分子转变中进行观察。在Cha I中有五个核心受到重力束缚，在Cha III中有一个。在Cha I中的8-17个核心和Cha III中的2-5个核心中可以看到坠落的迹象，这导致Cha I中13-28%的核心和Cha III中10- 2 - 5%的核心正在收缩，并可能成为星前的。未来的动力学相互作用的核心将不会动态显着的Cha I或III，但子区域Cha I北可能会经历碰撞的核心之间的约0.7万年。在两个云的核心中的湍流耗散被认为是在高密度示踪剂N2 H + 1-0和HC 3 N 1 - 0 -9。在茶I核心内部的贫化的证据被认为是在C17 O，C18 O和C34 S的丰度分布。收缩和静态化学模型表明，HC 3 N N2 H+丰度比是一个很好的演化指标，在星前阶段的重力约束和非约束的核心。在这些模型的框架下，我们发现，在茶III和茶I南部的核心是在一个类似的演化阶段，化学演化比茶I中部地区。测得的HC 3 N/N2 H+丰度比和Cha III无星核心收缩运动的证据表明，Cha III比Cha I中心年轻，它的一些核心可能在未来…
2014-11-13 astro-ph.GA
Properties of Starless and Prestellar Cores in Taurus Revealed by Herschel SPIRE/PACS Imaging
利用70 $μ$ m、160 $μ$ m、250 $μ$ m、350 $μ$ m和500 $μ$ m连续谱带的Herschel SPIRE和PACS图像，研究了金牛座恒星形成区L1495云致密核的密度和温度结构。一个样本组成的20个核心，选择使用光谱和空间标准，分析使用一种新的极大似然技术，COREFIT，它充分考虑到仪器的点扩散函数。我们得到中心尘埃温度，$T_0$，在6-12 K的范围内，并发现，在大多数情况下，在大的径向距离的径向密度衰减是一致的$r^{-2}$变化预期的Bonnor-Ebert球体。然而，我们的两个核心表现出明显更陡峭的下降，并且由于两者似乎都是引力不稳定的，这种行为可能对坍缩模型有影响。我们发现$T_0$和峰值柱密度之间存在很强的负相关性，正如预期的那样，如果尘埃主要由星际辐射场加热。在我们估计的核心中心的温度下，含碳分子冻结为尘埃颗粒上的冰幔，这种行为在这里得到了我们估计的核心位置与先前公布的H $^{13}$ CO $^+$峰位置之间缺乏对应关系的支持。在此基础上，我们的观察建议升华区半径通常为$\sim 10^4$ AU。然而，与先前发表的8400 AU分辨率下的N-$_2$ H $^+$数据相比，没有证据表明在该分辨率下N-$_2$ H $^+$耗尽。
2014-01-30 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
Chemical study of two starless cores in the B213/L1495 filament
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲航天天文中心）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Observatorio de Yebes (IGN)（耶韦斯天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
研究B213/L1495丝状体中两个无恒星核心的化学特征，揭示其与环境条件和演化阶段的关系。
2026-01-26 astro-ph.GA
The complex organic molecular content in the L1517B starless core
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
本研究通过3 mm高灵敏度观测发现，无星核L1517B的复杂有机分子数量和丰度低于更演化的L1498和L1544，揭示了星核化学复杂性随时间增加的演化趋势。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation in the Ophiuchus Molecular Cloud
目标。我们测量氘分数，RD，和CO-消耗因子，FD，对一些无星和原恒星的核心在L1688地区的蛇夫座分子云复杂和搜索的变化基于环境的差异在L1688。本文还讨论了N_2H ~+和N_2D ~+（1-0）线示踪的稠密气体的运动学性质。方法.通过对L1688不同区域的33个致密核中N2 H+和N2 D+的J=1-0跃迁的观测，测量了RD。fd估计已完成使用C17 O（1-0）和850微米粉尘连续排放的SCUBA调查。所有的线路观测都是用IRAM 30米天线进行的。结果致密的核心显示出大的（2-40%）氘分数，在L1688的子区域之间具有显著的变化。一氧化碳消耗系数也因区域而异（1-7）。两种不同的相关性之间的氘分数和CO-耗尽因子：核心在A，B2和I显示增加RD与FD增加，类似于以前的研究氘分数在星前核心;核心在B1，B1 B2，C，E，F和H显示一个陡峭的RD-FD相关性，与大氘分数发生在相当安静的气体与相对较低的CO冻出因子。这些可能是最近形成的，集中的无星核心，还没有开始收缩阶段的原恒星形成。我们还发现，氘分数的影响的湍流量，尘埃温度和距离热源在所有区域的L1688，虽然没有发现明确的趋势。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the deuterium fractionation of star-forming cores in the Perseus molecular cloud
利用亚利桑那射电天文台亚毫米波望远镜和基特峰12米望远镜对英仙座分子云中64个N2 H+明亮的无星和原恒星核心的N2 D + 2-1和N2 D + 3-2发射进行了定点观测。结果表明，氘在N_2H ~+中的平均分馏率R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 0.08，最大分馏率R_D = 0.2。在检测到的来源，我们没有发现显着差异的氘分馏无星和原恒星的核心，也没有核心之间的集群或孤立的环境。我们比较了氘馏分N2 H+与先进的核心演变的参数。我们只发现氘分数和增加的H_2柱密度之间的显着相关性，以及与增加的中央核心密度，为所有的核心。对于原恒星源，我们还发现R_D与辐射热温度之间存在显著的反相关。我们发现，英仙座的核心的特点是低的CO消耗值相对于以前的研究恒星形成的核心，类似于最近的结果在蛇夫座分子云。我们认为，低的平均CO消耗是占主导地位的机制，限制了英仙座核心的平均氘分馏小的值。虽然当前的平衡和动态化学模型能够重现我们在英仙座中发现的氘分馏值范围，但重现整个核心的散射需要改变参数，例如电离分数或整个云的正氢与仲氢之比，或核心演化时间尺度的范围。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between chemistry, polarization and dust properties in the Pipe Nebula starless core FeSt 1-457
分子云中的星前核提供了恒星形成的初始条件。我们使用IRAM 30米望远镜和PdBI研究烟斗星云中无星核心FeSt 1-457（核心109）的化学和物理性质。我们拟合了N_2H ~+（1-0）IRAM 30 m数据的超精细结构。这使我们能够高精度地测量速度场，线宽和不透明度，并推导出激发温度和柱密度的核心。我们使用一个修改后的Bonnor-Ebert球模型，增加了一个温度梯度的中心，以适应1.2毫米的连续发射和视觉消光图。使用这个模型，我们估计的丰度的N2 H+和其余的分子线检测到的30 GHz宽的线调查在3毫米与IRAM 30米使用ARTIST软件。核心呈现出丰富的化学物质，从早期（C3 H2，HCN，CS）和晚期分子（例如，N2 H+），氮、氧和硫化物分子具有明显的化学空间差异。对于大多数检测到的分子（HCN，HCO+，CH 3OH，CS，SO，13 CO和C18 O），丰度最好用三个值拟合，向核心中心呈现至少1或2个数量级的丰度明显降低。Bonnor-Ebert分析表明，地核的引力不稳定，磁场也不足以避免坍缩。分子在尘埃颗粒上的耗尽发生在核心的内部，在那里尘埃颗粒生长和尘埃去极化也发生了。这表明这些属性可能是相关的。另一方面，一些分子表现出不对称的综合发射图，这似乎是与以前报道的亚毫米偏振不对称。这些不对称性可能是由于核心西侧的星际辐射场更强。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the $c$-$\mathrm{C_{3}HD}$/$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$ ratio in low-mass star forming regions
我们使用$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$的氘化来探测无星和原恒星核的物理参数，与它们的演化状态相关，并将其与$\mathrm{N_{2}H^{+}}$-氘化进行比较，以研究含C和含N物质的氘化之间可能的差异。我们在金牛座和英仙座复合体的10个无星核和5个原恒星中观测到了主要的$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$、单氘和双氘的$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$和$c$-$\mathrm{C_{3}D_{2}}$以及同位素体$c$-$\mathrm{{H^{13}CC_{2}H}}$。我们检查了$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值与尘埃温度以及$\mathrm{H_2}$柱密度和CO消耗因子之间的相关性。所得$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值在误差条内，与检测到$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$的所有无星岩心中的$10\%$一致。这也解释了除了源HH 211之外的原恒星，在那里我们测量了高氘水平的$23\%$。$\mathrm{N_{2}H^{+}}$的氘化遵循相同的趋势，但在动态演化的核心L1544中要高得多。朝向原恒星核心，温度最低的天体在$c$-$\mathrm…
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VI. A sulphur journey across star-forming regions: study of thioformaldehyde emission
在IRAM 30米大型项目GEMS的背景下，我们提出了一个研究的硫甲醛在几个无星核心位于金牛座，英仙座和猎户座的恒星形成的灯丝。我们调查的环境条件的影响，这些分子的丰度在核心，和时间演变的效果。我们用辐射转移程序RADEX模拟了H2 CS、HDCS和D2CS的观测谱线。我们还使用化学代码Nautilus来模拟这些物种的进化，这取决于无星核心的特征。我们推导出柱密度和丰度的所有核心。我们还推导出氘分馏比，Dfrac，以确定和比较每个恒星形成区的不同部分之间的演化阶段。我们的研究结果表明，金牛座的B213灯丝的北部地区比南部更进化，而英仙座的东北部地区比西南部地区的演化阶段更早。模型结果还表明，Dfrac的宇宙射线电离率下降，而密度和硫耗尽的程度增加。特别是，我们只再现的意见时，在无星核心的初始硫丰度至少比太阳元素硫丰度低一个数量级。HDCS/H2 CS和D2CS/H2 CS随时间的逐渐增加使得这些比率成为推导无星核的化学演化阶段的有力工具。然而，它们不能用于推导这些区域的温度，因为这两个比率在两个不同的温度范围（7-11 K和15-19 K）呈现类似的演变。在化学方面，（氘代）硫代甲醛主要通过气相反应（双置换和中性-中性置换反应）形成，而表面化学作为破坏机制发挥着重要作用。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical properties of two dense cores in a Planck Galactic Cold Clump G168.72-15.48
为了加深我们对普朗克银河系冷团（PGCC）G168.72-15.48的化学性质的理解，我们对9种分子物种进行了观测，即\ce{c-C3H}，\ce{H2CO}，\ce{HC5N}，\ce{HC7N}，\ce{SO}，\ce{CCH}，\ce{N2H+}，\ce{CH3OH}和\ce{CH3CCH}，利用天马射电望远镜和紫金山天文台望远镜对PGCC G168.72-15.48中的两个致密核心进行了观测。我们在G168-H1和G168-H2核心中检测到\ce{c-C3H}、\ce{H2CO}、\ce{HC5N}、\ce{N2H+}、\ce{CCH}和\ce{CH3OH}，而\ce{HC7N}和\ce{CH3CCH}仅在G168-H1中检测到，SO仅在G168-H2中检测到。制图观测表明，G168-H1的\ce{CCH}、\ce{N2H+}、\ce{CH3OH}和\ce{CH3CCH}排放与沙尘排放有很好的耦合关系。此外，\ce{N2H+}在更致密和更演化的G168-H2核中表现出异常弱的发射，这可能归因于\ce{N2H+}耗尽。我们认为，在G168-H2的\ce{N2H+}消耗占主导地位的\ce{N2}消耗，而不是由CO的破坏。局部热力学平衡计算表明，\ce{CCH}，\ce{HC5N}，\ce{HC7N}，和\ce{CH3CCH}的碳链分子更丰富的年轻的G168-H1核心。我们发现，…
2019-12-11 astro-ph.GA
N2H+ depletion in the massive protostellar cluster AFGL 5142
我们的目标是以高角分辨率研究朝向高质量恒星形成区AFGL 5142的NH3/N2 H+比率，以研究该比率的行为是否与低质量情况相似，其中该比率从无星核心到与YSO相关的核心降低。CARMA用于观察3.2 mm连续谱和N2 H+（1-0）发射。我们使用文献中的NH3（1，1）和（2，2），HCO+（1-0）和H13 CO+（1-0）数据，并对该区域进行了随时间变化的化学建模。3.2毫米的连续辐射揭示了与大质量YSO相关的约23 Msun的尘埃凝结，深深嵌入最强的NH3核心（以下称为中央核心）。N2 H+的排放揭示了两个主要的核心，西部和东部的核心，位于西部和东部的毫米凝结，并包围着一个更广泛和复杂的结构约0.5 pc。向中央核心的N2 H+排放显着下降，表明在该地区的化学分化。我们发现NH3/N2 H+比值的低值约为50-100，朝向西部/东部核心，在中央核心的高值高达1000。化学模型表明，密度，特别是温度，是决定NH3/N2 H+比的关键参数。在中心核心达到的高密度和温度允许像CO这样的分子从颗粒地幔中蒸发。CO脱附导致N2 H+的显著破坏，有利于HCO+的形成。这一结果得到了我们的观测结果的支持，我们的观测结果表明，在中央核中，N2 H+和HCO+是相互关联的。我们的模型可以重现t~4.5-5.3x10^5 yr（中部）和t~10^4-3x10^6 yr（西部/东部）的中心核N…
2010-09-13 astro-ph.GA
An Interferometric View of H-MM1. I. Direct Observation of NH3 Depletion
氨的光谱线NH $_3$是探测稠密分子云核物理条件的有用探针。除了在光谱学上的优势外，氨还被认为是抗冻结在颗粒表面上的，这应该使其成为研究冷的致密核心内部的优越工具。在这里，我们提出了高分辨率的NH $_3$观测甚大阵列（VLA）和绿岸望远镜（GBT）对星前核心。这些观测结果显示了一个外部区域，其部分NH $_3$丰度为X（NH $_3$）=（1.975 $\pm$ 0.005）$\times 10^{-8}$（$\pm 10\%$系统性），但它也揭示了，毕竟，X（NH $_3$）在H $_2$柱密度为$\approx 2.6 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$以上时开始减少。我们推导了一个密度模型，发现丰度分数的断点出现在密度n（H $_2$）$\sim 2\times10^5$ cm $^{-3}$处，超过这个点，丰度分数随密度的增加而减小，遵循幂律$n^{-1.1}$。这种幂律行为很好地再现了化学模型，其中吸附到颗粒上占主导地位的去除氨和相关物种的气体在高密度。我们认为，断点密度的变化从核心到核心取决于温度和颗粒的属性，但无论如何，耗尽功率法可能是接近$n^{-1}$由于吸积的主导地位，在中央部分的无星核心。
2022-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation as an Evolutionary Probe in Massive Proto-stellar/cluster Cores
高红外消光云是大质量恒星/团簇形成的理想场所。近年来发现的大量云核，使人们能够研究早期云核之间可能的演化顺序。我们用亚毫米望远镜（SMT）对15个处于不同演化阶段的致密核进行了氘分馏的调查，从高质量的无星核到超致密的Hii区域，在高消光的大质量恒星形成云G34.43+0.24，IRAS 18151-1208和IRAS 18223-1243中。观察N2 H+（3 - 2）、N2 D+（3 - 2）和C18 O（2 - 1）的光谱，以导出N2 H+的氘分馏、Dfrac \equiv N（N2 D+）/N（N2 H+）以及每个选定的芯的CO消耗因子。我们的研究结果表明，Dfrac的气体温度和线宽的下降趋势。由于较冷和静止的气体可能与演化程度较低的核心有关，因此较大的Dfrac似乎与核心演化的早期阶段相关。这种下降趋势类似于低质量原恒星核中Dfrac的行为，并且与高质量原恒星核中的几项早期研究一致。我们还发现了一个温和的增加趋势的Dfrac与CO消耗因子，这表明升华的冰幔改变了化学反应中的竞争，降低Dfrac。我们的研究结果表明，在低质量和高质量的原恒星候选人在早期阶段的氘代物种的一般化学行为。此外，电离度的上限估计在2 \times 10^-7和5 \times 10^-6之间。四个静止的核心有边际场中性耦合，也许有利于湍流冷却流。
2011-10-07 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: The Magnetic Field In The Starless Core $ρ$ Ophiuchus C
本文报道了利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的POL-2仪器对蛇夫座$ρ$云Ophiuchus C中的一个低质量（$\sim$ 12 $M_{\odot}$）无星核进行的850~ $μ$ m尘埃偏振观测，这是JCMT恒星形成区观测B场（BISTRO）巡天的一部分。我们探测到在无星核中投射在天球平面上的有序磁场。横跨$\sim$ 0.1~pc核心的磁场显示出以$\sim$ 40 $^\circ$到$\sim$ 100 $^\circ$为中心的东北-西南方向为主，表明核心中的磁场与近红外观测探测到的云的低密度区域中的磁场以及普朗克观测追踪到的云尺度磁场很好地对齐。偏振百分比（$P$）随着总强度（$I$）的增加而减小，幂律指数为$-$ 1.03 $\pm$ 0.05。我们估计的天空平面场强（$B_{\mathrm{pos}}$）使用修改的Davis-Davasekhar-Fermi（DCF）方法的基础上的结构函数（SF），自相关（ACF），和unsharp掩蔽（UM）分析。我们发现，从SF，ACF和UM方法的估计产量强度分别为103 $\pm$ 46 $μ$ G，136 $\pm$ 69 $μ$ G和213 $\pm$ 115 $μ$ G。我们的计算表明蛇夫座C的核心是近磁临界或轻微的磁超临界（即不稳定的崩溃）。SF方法计算的总磁能与蛇夫座C的湍流能量相当，而ACF方法和U…
2019-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial conditions of star formation at $\lesssim$2000 au: physical structure and NH$_{3}$ depletion of three early-stage cores
本研究通过VLA和GBT的高角分辨率观测，结合Spitzer中红外消光数据，分析三个早期恒星形成核的物理结构与NH₃损耗规律，发现NH₃丰度随核中心密度升高而逐步下降。
2023-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The C$^{18}$O core mass function toward Orion A: Single-dish observations
我们用野边山射电天文台（NRO）45米望远镜对猎户座A巨分子云C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）发射谱线进行了无偏密芯巡天。地图的有效角分辨率为26”，相当于$\sim$ 0.05 pc，距离为414 pc。通过使用Herschel-Planck H $_2$柱密度图，我们计算了C $^{18}$ O丰度分数，发现它在$\lesssim$ 5 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-3}$的柱密度范围内大致恒定，尽管C $^{18}$ O耗尽的趋势被确定为朝向更高的柱密度。因此，C $^{18}$ O的强度可以很好地跟踪云的结构。猎户座A中的平均C $^{18}$ O丰度估计为5.7 $\times$ 10 $^{-7}$，约为基准值的3倍。我们用astrodendro鉴定了746个C $^{18}$ O核，并将709个核归类为无星核。我们计算的核心质量的赫歇尔-普朗克尘埃柱密度分解使用的相对比例的C $^{18}$ O积分强度的视线成分。应用该过程，我们试图去除背景发射的贡献，即，核心外的环境气体。然后，我们推导了无星核的质量函数，发现它类似于恒星的初始质量函数（IMF）。无星堆芯的CMF $dN/dM$符合$M^α$的幂律关系，在高质量斜率（$\gtrsim$ 0.44 $M_\odot$）处的幂指数为$α= -$ 2.25 $\pm$ 0.16。我们还…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Variation in Molecular Cloud Cores in the Orion A Cloud. II
利用Nobeyama 45 m射电望远镜在CCS和N_2H ~+中对猎户座A巨分子云（GMC）中的6个分子云核进行了化学特征研究。我们确定了31个强度峰值的CCS和N2 H+的排放在这些分子云的核心。发现在温度低于~ 25 K的核心中，当同时探测到CCS和N2 H+的发射时，N（N2 H+）/N（CCS）的柱密度比在无星核心区较低，而在有星核心区较高。这与在乌云中发现的趋势非常相似（动力学温度约为10 K）。在Orion A GMC中发现的标准是N（N2 H+）/N（CCS）~ 2-3。在某些情况下，CCS的排放被检测到朝向原恒星以及N2 H+的排放。CO耗竭引起的化学演化中的第二个后期CCS峰可能是一个可能的解释。我们发现，CCS和N_2H ~+的化学变化也可以作为一个示踪剂的演变在温暖的（10-25 K）GMC核心。另一方面，一些原恒星不伴随N2 H+强度峰值，但与尘埃连续发射区，这表明N2 H+丰度可能会减少，由于在温暖的恒星形成地点的CO蒸发。
2013-10-04 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Clustered Star Formation. II. N2H+ Observations of the Ophiuchus B Core
我们提出了一个Nobeyama 45米射电望远镜地图和澳大利亚望远镜紧凑型阵列指向N2 H + 1-0发射观测到的集群，低质量的恒星形成OphB核心内的蛇夫座分子云。我们将这些数据与先前发表的Oph B中高分辨率NH3（1，1）和（2，2）观测结果进行了比较。我们使用3D Clumpfind来识别单盘N2 H+地图中的排放特征，并发现N2 H+“团块”与先前在NH3（1，1）排放中识别的相似特征匹配良好，但经常偏移到在850微米连续排放中以相似分辨率识别的团块。Oph B2次核心的宽谱线表明，非热运动主导了核心的运动学，并且在密度n ~ 3 x 10^5 cm^-3时保持跨音速，散射很大，没有随N（H2）变化的趋势。Oph B1和B3的非热运动是亚音速的，变化很小，但也没有显示出与H2柱密度的趋势。在所有的Oph B中，非热N2 H+线宽比NH3追踪的线宽窄得多，使得NH3和N2 H+不太可能追踪相同的材料，但两种物质的v_LSR一致。我们从周围的环境气体中发现了Oph B1吸积的证据。NH3/N2 H+丰度比在无恒星的Oph B1中比在原恒星的Oph B2中大，这与最近在其他恒星形成区域的观测结果相似。在ATCA N2 H + 1-0发射中发现小尺度结构，其中发射峰再次从连续发射偏移。特别地，~ 1M_Sun B2-MM 8团簇与N2 H+发射最小值相关联，并且被断裂的环状N2 …
2009-11-19 astro-ph.GA
