The Pipe Nebula as seen with Herschel: Formation of filamentary structures by large-scale compression ?
越来越多的证据表明，星际云中丝状体的形成是恒星形成过程的关键组成部分。在本文中，我们提出了新的赫歇尔PACS和SPIRE观测的B59和茎地区的烟斗星云复杂，揭示了丰富的，有组织的网络的细丝。观测到的几个暗条的不对称柱密度分布，以及B59的弓形边缘，表明烟斗星云正从其西侧被压缩，最有可能是被附近的Sco OB2星协的风压缩。我们认为，这种压缩流有助于形成一些观察到的沉积结构。在整个管道复合体中唯一显示恒星形成活动的区域B59中，相同的压缩流可能增强了团块的初始柱密度，使其变得全球引力不稳定。虽然更具推测性，但我们认为引力也是形成B59中观察到的会聚引力模式的原因。虽然大规模压缩和重力的相对影响问题在B59中仍然没有解决，但大规模压缩似乎是复合体其余部分中初始形成沉积结构的合理机制
2012-03-15 astro-ph.GA
Deep Near-Infrared Survey of the Pipe Nebula II: Data, Methods, and Dust Extinction Maps
我们提出了一套新的高分辨率的尘埃消光附近的基本上无星的烟斗星云分子云的地图。这些地图是由ESO-VLT、ESO-NTT、CAHA 3.5米望远镜和2 MASS数据协同进行的深度近红外成像调查绘制的。新地图的分辨率比Lombardi等人（2006年）之前的灭绝图高出三倍，并且能够解析2600 AU的结构。我们在整个云层中检测到244个显著的消光峰。这些峰的质量在0.1和18.4 M太阳之间，直径在1.2和5.7 e4 AU（0.06和0.28 pc）之间，平均密度约为1 e4 cm ${^-3}$，与以前的结果吻合得很好。从伴星平均表面密度的分析中，我们发现了一个在1.4e4 AU附近的明确尺度，低于这个尺度，我们发现云的结构显着减少。该比例小于根据峰的平均密度计算的“牛仔裤长度”。峰的表面密度不是均匀的，而是显示成簇。烟斗星云中的消光峰似乎具有类似于金牛座恒星的空间分布，这表明恒星的空间分布直接从高密度物质的原始空间分布演变而来。
2010-11-05 astro-ph.GA
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
Formation of dense structures induced by filament collisions. Correlation of density, kinematics and magnetic field in the Pipe nebula
上下文烟斗星云是一个分子云，缺乏恒星形成反馈，具有相对简单的形态和速度结构。这使得它成为测试云通过碰撞演化的理想目标。目的。我们的目标是绘制这个相对简单的云的全面图片，以更好地了解大尺度上分子云的形成和演化。方法.我们使用档案数据比较光学偏振特性，视觉消光，和13 CO速度和线宽的整个云，以确定可观测的趋势。结果烟斗星云可以大致分为两个方向和气体速度范围不同的细丝：E-W为2-4 km s-1，N-S为6-7 km s-1。这两个细丝在碗状结构处重叠，在碗状结构处，气体的速度梯度从2 km s-1到7 km s-1。与烟斗星云的其他部分相比，碗状气体看起来密度更大，线宽也更大。此外，在碗的偏振数据显示出较低的角色散和较高的偏振度。在碗的核心往往集群在空间和倾向于遵循13 CO速度梯度。在茎中，核心倾向于聚集在具有与碗相似性质的区域。结论.速度模式指向碗区域中的细丝之间的碰撞。磁场在冲击区似乎被压缩和加强。密度和磁场强度按与Alfvénic马赫数相似的因子成比例地增加，表明在磁通冻结的情况下，在低Alfvénic马赫数下存在连续激波。冲击区似乎促进了致密核的形成和聚集。
2014-12-15 astro-ph.GA
The Data Processing of the LAMOST Medium-Resolution Spectral Survey of Galactic Nebulae (LAMOST MRS-N Pipeline)
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）银河系星云（MRS-N）中分辨率光谱巡天自2018年9月以来已经进行了三年，观测到超过19万个星云光谱和2万个恒星光谱。然而，还没有星云数据的数据处理管道。为了显著提高星云分类及其物理参数的准确性，我们开发了MRS-N Pipeline。本文详细介绍了MRS-N Pipeline数据处理的各个步骤，包括去除宇宙射线、合并单次曝光、拟合天空光发射线、扣除天空光、波长校正、测量星云参数、创建星表和光谱打包等。最后，提供的数据产品，包括星云光谱文件和参数目录的描述。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Temperature Structure of the Pipe Nebula Studied by the Intensity Anomaly of the OH 18 cm
本文用绿岸望远镜观测了OH 18 cm跃迁（1612，1665，1667和1720 MHz）的四个超精细结构分量，它们是向一个不规则的暗星云--烟斗星云的跃迁。一个统计平衡分析应用于光谱，和周围的致密核心的扩散分子气体的动力学温度被准确地确定;导出的温度范围从40 K到75 K。从这个结果中，我们评估的加热效果的星云的“茎”区域的conventarystructure由于紫外光子从附近的恒星$θ$ -蛇夫座和一个可能的convententent-filament碰撞在接口的“茎”和“碗”区域。在茎区，气体动力学温度被发现是几乎独立的表观距离从$θ$ -蛇夫座：紫外线加热效果的恒星是不可见的。另一方面，气体动力学温度升高，高达$\sim$ 75 K，在两个晶体结构的界面处。这一结果为我们提供了额外的支持，在烟斗星云的顺磁灯丝碰撞的情况。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores in the Pipe Nebula: An improved core mass function
在本文中，我们推导出一个改进的核心质量函数（CMF）的烟斗星云之间的测量的视觉消光和分子线发射的详细比较。我们已经编制了一个精致的样本，201密集的核心对管道星云使用2维阈值识别算法通知最近的模拟密集的核心人口。利用C18 O（1-0）观测数据进行的径向速度测量使我们能够从这个样本中挑选出43个消光峰，这些峰要么与致密气体无关，要么与烟斗星云没有物理联系。此外，我们使用推导出的C18 O，中心速度来区分单个内核与内部结构和两个或多个物理上不同的内核的混合物，沿着相同的视线叠加。然后，我们能够为未来的后续研究提供更强大的致密岩心样本，并获得比以前更可靠的CMF。我们证实了先前的迹象表明，管道星云的CMF离开一个单一的幂律类似的形式，在M ~ 2.7 +/- 1.3 Msun的休息或膝盖。此外，我们还证实，CMF表现出类似的形状恒星IMF，但缩放到更高的质量的一个因素~4.5。我们将这种比例上的差异解释为恒星形成效率（22 +/- 8%）的量度。这支持了早期的建议，即恒星IMF可能或多或少直接来自CMF。
2009-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mid-infrared extinction law in the darkest cores of the Pipe Nebula
上下文尘埃颗粒的性质，特别是它们的大小分布，预计从星际介质到分子云内的高密度区域是不同的。目标。我们测量了分子云核中致密物质产生的中红外消光规律。由于这些波长的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，那么核心中的消光定律应该与低密度环境中的消光定律不同。方法.我们使用无偏LINES方法来测量颜色-颜色图中的红化向量的斜率。我们推导出中红外消光定律对密集的核心B59和FeSt 1-457在管星云的范围内的视觉消光10和50之间的星等，使用斯皮策/IRAC的组合，和ESO NTT/VLT数据。结果两个核心的中红外消光定律在3.6和8微米之间显着偏离幂律，这表明这些核心包含有相当大一部分大尘埃颗粒的尘埃。我们没有发现任何证据的消光定律与柱密度高达50级的视觉消光在这些核心的依赖性，也没有证据表明我们的结果和其他云在较低的柱密度在文献中报道的变化。这表明，即使在低柱密度区域也存在大颗粒，或者现有的尘埃模型需要在中红外波长下进行修订。我们发现一个小的，但显着的差异，在两个核心的消光定律，我们暂时与B59的恒星形成的开始。
2012-11-28 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in the Dense Core CB81 (L1774, Pipe 42) in the Pipe Nebula
本文通过近红外背景星偏振观测绘制了烟斗星云致密云核 CB81 的沙漏状磁场结构，测定其磁场强度、倾角及临界质量，发现该云核接近临界状态，并证实近红外偏振可准确追踪云核整体磁场。
2019-12-20 astro-ph.GA
Radio Sources Embedded in the Dense Core B59, the "Mouthpiece" of the Pipe Nebula
我们提出了甚大阵列连续观测在8.3 GHz的密集核心B59，在管星云。我们检测到六个紧凑的源，其中五个与该地区70微米处最明亮的五个源有关，而剩下的一个可能是背景源。我们建议，无线电发射是免费的，免费的电离外流存在于这些原恒星。我们讨论这些风在云中的运动学影响。我们还提出，这些风是光学厚的无线电，但光学薄的X射线，这一特点可以解释为什么从磁层的X射线被检测到在其中三个，而无线电发射是最有可能占主导地位的自由-自由发射从风的外层。
2013-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular gas content of the Pipe Nebula I. Direct evidence of outflow-generated turbulence in B59?
烟斗星云是一个分子云，B59区域是它唯一活跃的恒星形成团。虽然在活跃的恒星形成区流出的特别重要性是有争议的，但B59气体的安静性质使其成为直接观察原恒星反馈对静止致密气体影响的好地点。使用HARP在JCMT，我们映射了B59区域与J=3-2过渡的12 CO研究的运动学和能量的流出，和13 CO和C18 O研究的整体动态的环境云，气体的物理性质，和该地区的层次结构。B59区域共有30兆太阳的冷物质和静止物质，大部分是引力束缚的，整个区域的线宽很窄。在B59的非恒星形成地点，如此低的湍流水平表明了云的内在初始条件。另一方面，接近形成的原恒星的流出的影响被观察到作为一个本地化的增加两个线宽从0.3至1公里/秒，和13 CO激发温度由2- 3 K。外流的影响在低柱密度物质中也很明显，这些物质显示出被外流弓形激波推动、塑造和雕刻的迹象，因为它们穿透出云层。这种结构的大部分在云的树状图分析中很明显。B59的低质量，加上其固有的静止气体和少量的原恒星，允许识别特定的区域，从嵌入源的流出物与致密气体相互作用。我们的研究表明，外流是一个重要的机制，注入和维持超音速湍流在亚秒差距尺度。我们发现，不到一半的流出能量作为气体的湍流能量沉积，然而，这种湍流能量足以减缓该区域的崩溃。
2012-06-06 astro-ph.GA
The Rotating Outflow, Envelope and Disk in Class-0/I protostar [BHB2007] 11 in the Pipe Nebula
我们给出了对一颗低质量0/I类原恒星的观测结果，[BHB 2007]#11（后来B59#11）在附近用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）10米望远镜拍摄的烟斗星云中的巴纳德59（B59）（d=130 pc）恒星形成区（~22”分辨率）在CO（3--2）、HCO+、H13 CO+（4--3）和1.1 mm粉尘连续排放中。我们还显示了亚毫米阵列（SMA）数据在12 CO，13 CO，C18 O（2- 1），和1.3毫米尘埃连续辐射与~5”的分辨率。从ASTE CO（3- 2）观测中，我们发现B59#11正吹出一个准直的外流，其轴几乎位于天空平面上。流出痕迹以及在1.1毫米尘埃连续排放看到的空腔状结构。SMA ~（13）CO和C ~（18）O（2- 1）的观测结果表明，B59#11与致密气体的致密细长结构有关，它的方向垂直于流出轴。在SMA 1.3 mm连续谱图上可以看到一个大小为350 × 180 AU的致密尘埃凝结体，其长轴方向与稠密气体的伸长方向几乎相同。13 CO和C18 O的分布也显示出沿其主轴的速度梯度，这被认为是由包层/盘旋转引起的。通过对SMA数据的详细分析，我们推断B59#11被一个小于350 AU的开普勒盘所包围。此外，SMA CO（2- 1）图像显示出沿与稠密气体旋转方向相同的方向流出的速度梯度。我们认为，这种速度梯度表明外流的旋转。
2013-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Coagulation and Size Distribution of Pressure Confined Cores
对烟斗星云的观测导致了致密的无星核心的发现。大多数地核的质量太小，它们自身的重力无法将它们结合在一起。相反，它们被认为是压力限制的。观测到的致密核心的质量函数（CMF）与年轻星团中恒星的初始质量函数（IMF）匹配良好。类似的CMF在其他恒星形成区域也被观测到，比如天鹰座星云，尽管有些分散。这些CMF的形状提供了重要的线索，竞争的物理过程，导致恒星的形成和星际介质的反馈。在本文中，我们研究了无星核的质量函数的动力学起源，这些无星核被一个温暖的、密度较小的介质所限制。我们考虑了冷核之间的凝结和它们在热介质中的相对运动引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的消融。我们能够再现观测到的CMF之间的无星核心的烟斗星云。我们的研究结果表明，在类似于烟斗星云的环境中：1）在引力坍缩开始之前，其前身星核的质量分布与年轻星的质量分布相似; 2）观测到的CMF是核心凝聚和消融之间动力学平衡的结果，3）CMF斜率的突变是由于质量大于核心Bonnor-Ebert质量的核心的碰撞截面增强和烧蚀抑制所致。
2013-04-01 astro-ph.GA
The first frost in the Pipe Nebula
对附近恒星形成区域的冰的光谱研究表明，冰幔在尘埃颗粒上的形成有两个不同的步骤，从极地冰形成（富含H2O）开始，然后转变为非极地冰（富含CO）。我们测试如何以及图片适用于更多的弥漫和静止的云，形成的第一层冰地幔可以被目睹。中等分辨率的近红外光谱是朝向烟斗星云后面的背景场恒星获得的。在21个源中，在3.0微米处，在7条视线中检测到水冰吸收，成功地减少了观察到的光谱。水冰的峰值光学深度明显低于具有相同消光系数的金牛座。具有最高水-冰光学深度的源也在4.7微米处显示CO冰吸收。CO冰相对于水冰的丰度分数是16+7- 6%，大约是低质量恒星形成区通常看到的值的一半。一氧化碳冰的小部分丰度与现有的一些模拟是一致的。在云的早期扩散阶段对CO2冰的观测在理解极地和非极地冰形成之间的转换机制方面起着决定性的作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HP2 Survey - IV. The Pipe nebula: Effective dust temperatures in dense cores
亚毫米波段的多波长观测提供了分子云中尘埃柱密度和有效尘埃温度分布的信息。在这项研究中，我们创建了烟斗星云区域的高分辨率和高动态范围地图，并探索了尘埃温度测量的价值，特别是对嵌入云中的致密核心。这些地图是基于赫歇尔和普朗克卫星的数据，并根据2 MASS观测的近红外消光图进行校准。我们已经考虑了以前定义的核心的样本，发现大多数核心区域包含至少一个局部温度最低值。此外，我们观察到柱密度和温度之间的反相关性。这种反相关性的斜率取决于区域边界，如果系统效应得到适当解决，则可以用作区分云中密集区和扩散区的度量。因此，利用尘埃温度数据，我们可以得出结论，在这个样本的核心，由星际辐射场的外部加热和周围介质的屏蔽的热量占主导地位的过程。此外，我们已经采取了第一步的物理动机的核心定义，认识到列密度温度反相关性是敏感的核心边界。因此，尘埃-温度图清楚地包含了关于观测介质物理状态的宝贵信息。
2018-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial Mass and Density Segregation in a Young Molecular Cloud
我们分析了烟斗星云的几何形状，绘制的分布（$Q$ -空间参数）和层次结构（$Λ$空间分离）的列密度峰值以前检测和编目。通过分析的核心的质量和体积密度，我们确定，这两个变量显示空间隔离和高度的子结构。考虑到烟斗星云的早期演化状态，我们的研究结果表明，质量和体积密度分离可能是原始的，在这个意义上，出现在符合集群形成过程的物理机制链的早期阶段。我们还提出，体积密度，而不是质量，是最清楚地确定的初始空间分布的前星核的参数。
2018-04-19 astro-ph.GA
Some like it cold: molecular emission and effective dust temperatures of dense cores in the Pipe Nebula
（节略）[.]方法：在继续研究烟斗星云的分子核心人口，我们提出了52个核心的分子线调查。以前的研究表明，核中存在各种不同的化学演化阶段。利用Mopra射电望远镜观测了HCO ~+、H ~（13）CO ~+、HCN、H ~（13）CN、HNC和N_2H ~+的基态转动跃迁。这些数据的补充与近红外消光图，以约束列密度，有效的尘埃温度来自赫歇尔数据，和NH3为基础的气体动力学温度。结果如下：目标核心位于整个星云中，目视范围在5到67等之间，有效尘埃温度（沿视线的平均值）在13到19 K之间。在恒定的激发条件下，光学细线的丰度的代理，在一个给定的分子的数量级内变化的折射率归一化的积分线强度。有效粉尘温度和气体动力学温度是相关的，但有效粉尘温度始终高于气体动力学温度。结合分子线和温度数据，我们发现，N2 H+只检测到对最冷和dennerous核心，而其他线显示与这些核心属性没有相关性。结论：在这个大的样本中，N2 H+是唯一的物种，专门跟踪最冷的和致密的核心，与化学考虑。相比之下，常见的高密度示踪剂HCN和HNC存在于大多数核中，证明了这些分子在大范围的抑制中表征核的实用性。有效的尘埃温度和气体动力学温度之间的相关性表明，前者是由灰尘，这是既密集，并与致密气体示踪的NH3的热耦合占主导地位。[...]
2014-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Smoke in the Pipe Nebula: dust emission and grain growth in the starless core FeSt 1-457
方法：我们得出的亚毫米尘埃光学厚度和有效尘埃温度的赫歇尔数据，对普朗克校准的地图。在校准之后，我们使用普朗克导出的尘埃不透明度光谱指数β（在30'（或约1 pc）的尺度上导出），将修改后的黑体与长波赫歇尔数据拟合。我们使用这个模型来预测在850微米的亚毫米通量密度，我们将这些反过来与APEX-Laboca观测进行比较。结果如下：亚毫米尘埃光学厚度和近红外消光数据的比较揭示了在高柱密度下亚毫米尘埃不透明度增加的证据，解释为内核内部晶粒生长的指示。此外，赫歇尔尘埃模型和Laboca数据的比较表明，频率依赖的亚毫米不透明度，描述的光谱指数β，不改变。一个与普朗克导出的值仅略有不同的β就足以描述数据，β =1.53+/-0.07。我们应用类似的分析巴纳德68，一个核心与显着较低的列密度比FeSt 1-457，我们没有发现证据的晶粒生长，但也有一个单一的β。结论：虽然我们从FeSt 1-457的尘埃不透明度中发现了颗粒生长的证据，但我们没有发现尘埃不透明度光谱指数β在0.02<x<1 pc（或36”<x<30“）尺度上的显著变化的证据。我们在这两种情况下发现的对普朗克导出的尘埃β的修正是测量误差的量级，不包括任何系统误差，因此直接应用普朗克全天尘埃模型的尘埃β是合理的。作为一个推论，可以导出可靠的有效温度图，否则会受到β变化的影响。
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 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 New Analysis of the O VI Emitting Nebula around KPD 0005+5106
本文报道了用远紫外光谱探测器观测到的氦白矮星KPD 0005+5106周围的O VI 1032辐射。以前公布的数据，重新处理与更新版本的校准管道，包括随着新的观察。最近将白矮星的有效温度向上修正到200，000 K，促使我们重新分析所有数据。我们将观测结果与光电离模型进行了比较，发现O VI星云的密度约为10 cm^-3，恒星通量在撞击到星云内表面时必定衰减了约90%。我们推断，这种衰减是由于拱星物质喷射的KPD 0005+5106在其演化的早期。
2009-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A MUSE map of the central Orion Nebula (M 42)
我们提出了一个新的积分场光谱数据集的猎户座星云（M 42）的中心部分，观察与MUSE仪器在ESO VLT。我们使用公共MUSE管道减少了数据。输出产品是两个FITS立方体，空间大小约为5.9 'x4.9'（对应于约0.76 pc x 0.63 pc），连续波长覆盖范围为4595... 9366埃，空间采样为0.2”。我们提供了两个版本，在色散方向上的采样为1.25埃和0.85埃。与方差立方体一起，这些文件在磁盘上的大小为75和110 GiB。它们代表了迄今为止在信息内容方面最大的积分场马赛克之一。我们让他们在社区中使用。为了验证这个数据集，我们比较世界坐标，重建的震级，速度，绝对和相对的发射线通量的文献，并找到很好的协议。我们推导出一个二维地图的灭绝和目前的几个单独的发射线和诊断线的比率去红通量图。我们估计猎户座星云的物理性质，使用发射线比[N II]和[S III]（电子温度$T_e$）和[S II]和[Cl III]（电子密度$N_e$），并显示从几个明亮的发射线测量的速度的二维图像。
2015-06-30 astro-ph.GA
An automated method for planetary nebula detection with SIGNALS: first applications to NGC 4214 and NGC 4449
University of Oxford（牛津大学）；University of Turku（图尔库大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学、物质与宇宙研究所）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
本文提出一种自动化方法用于行星状星云检测，通过发射线诊断和形态测试区分星云与污染源，对NGC 4214和NGC 4449发现25和23个新行星状星云，并计算其距离和特定频率。
2026-04-10 astro-ph.GA
Not so different after all: Properties and Spatial Structure of Column Density Peaks in the Pipe and Orion A Clouds
比较研究了烟斗星云（Pipe Nebula）和猎户座A（Orion A）两个巨分子云（Giant Molecular Cloud，GMC）中柱密度峰的物理性质和空间分布，这两个巨分子云代表了两个不同的恒星团簇形成阶段。密度峰值提取尘埃消光图构建从Herschel/SPIRE远红外图像。我们比较了尘埃温度，质量，等效半径和平均体积密度的峰值在两个云的分布函数，并作出了更公平的比较，通过隔离不太活跃的尾区在猎户座A和卷积的烟斗星云地图，以模拟将其放置在一个距离类似的猎户座复杂。猎户座A、尾翼和卷积管的峰值质量分布具有相似的范围，在5 M $_\odot$附近具有最大值，在10 M $_\odot$以上具有相似的幂律下降。尽管云的演化阶段明显不同，但柱密度峰值的物理和空间分布特性具有非常重要的相似性，表明它们是由于云的各种尺度上的沉积结构均匀破碎而形成的，密度是导致破碎的参数，而成团是不同空间尺度上热碎裂的直接结果。我们的工作有力地支持了GMC中团簇的形成可能是星前物质原始组织的结果的观点
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxies OBserved as Low-luminosity Identified Nebulae (GOBLIN): a catalog of 43,000 high-probability dwarf galaxy candidates in the UNIONS survey
本研究提出在UNIONS数据中系统探测矮星系候选体的框架，结合MTObjects与微调的Zoobot模型，构建了包含约4.3万个高概率矮星系候选体的GOBLIN目录，为星系形成与分布研究提供重要资源。
2025-05-23 astro-ph.GA
Identifying Planetary Nebulae Candidates from IPHAS and VPHAS+ Surveys via YOLO Deep Learning Models
Institut de Recherche en Informatique, Mathématiques, Automatique et Signal (IRIMAS), Université de Haute-Alsace（阿尔萨斯高大学信息与数学、自动与信号研究研究所）；Centrale Méditerranée（地中海中央理工学院）；Aix Marseille Univ, CNRS, Centrale Med, Institut Fresnel（艾克斯马赛大学、法国国家科学研究中心、地中海中央理工学院、费斯奈尔研究所）；Astro Images Processing (AIP)（天文图像处理公司）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）
本研究基于YOLO深度学习模型，利用IPHAS和VPHAS+巡天数据，成功开发行星状星云检测系统，在测试集上取得优异检测性能，同时指出区分PNe与H II区等模拟天体的挑战及改进方向。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
On the fidelity of the core mass functions derived from dust column density data
目的：我们研究的可恢复性和完整性限制的致密的核心质量函数（CMFs）来自分子云消光数据和核心识别计划的基础上，二维阈值。研究方法：我们进行了模拟，其中一个人口的人工核心嵌入到可变的背景消光场的烟斗星云。我们从模拟的消光图中提取核心，构建CMF，并将它们与输入CMF进行比较。重复使用各种提取参数和几个核心人口与不同的输入质量函数和不同程度的拥挤的模拟。结果：所观察到的CMF的保真度取决于为我们的背景的核心提取算法所选择的参数。更重要的是，这取决于核心人口的拥挤程度。我们发现，当核的平均间距大于核的平均直径（f>1）时，观测到的CMF可靠地恢复了真实的CMF。如果这一条件成立，则在M > 0.8-1.5 Msun以上导出的CMF是准确和完整的，这取决于用于岩心提取的参数。在模拟中，最好的保真度与1或2倍的检测阈值的均方根噪声的消光数据，并与3倍的均方根噪声的轮廓水平间距。选择更大的阈值和更宽的水平间距增加了极限质量。模拟表明，当f>1.5时，单个核心的质量以25- 30%的典型不确定性恢复。当f=1时，不确定度约为60%。在f<1的非常拥挤的情况下，核心识别算法无法充分恢复核心的质量。对于烟斗星云的核心，f~2.0，因此在该区域使用该方法是合理的。
2009-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A JWST survey of the Trapezium Cluster & inner Orion Nebula. I. Observations & overview
本研究利用JWST的NIRCam仪器对猎户座四边形星团及猎户座大星云内部开展近红外巡天，介绍了观测设计、数据处理与初步发现，为研究恒星初始质量函数、星周盘等问题提供高分辨率数据。
2023-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core VI: Application of Flux Freezing Model and Core Formation of FeSt 1-457
将无星致密核心FeSt 1-457的沙漏状磁场的观测数据与通量冻结磁场模型进行了比较（Myers等人，2018）。拟合所观察到的平面的天空磁场的磁通冻结模型给出了一个剩余的角度分散的结果与一个简单的三维抛物模型的基础上。通量冻结模型的最佳拟合参数为视线磁倾角$γ_{\rm mag} = 35^{\circ} \pm 15^{\circ}$和堆芯中心与周围（背景）密度对比度$ρ_{\rm c} / ρ_{\rm bkg} = 75$。核心形成的初始密度（$ρ_0$）估计为$ρ_{\rm c} / 75 = 4670$ cm $^{-3}$，比烟斗星云团间介质的预期密度（$\sim 300$ cm $^{-3}$）高出一个数量级。FeSt 1-457很可能是由相对致密的气体聚集而成，$A_V \simeq 5$ mag相对致密的背景柱密度支持这种情况。初始半径（芯形成半径）$R_0$和初始磁场强度$B_0$分别为0.15 pc（$1.64 R$）和$10.8-14.6$ $μ$ G。我们发现，初始密度$ρ_0$与磁场强度为$B_0$、半径为$R_0$的近临界磁化细丝的平均密度一致。如果核心的起源是磁化细丝的碎裂，那么核心形成的相对致密的初始条件就可以自然地理解。
2019-12-06 astro-ph.GA
The Ĝ Infrared Search for Extraterrestrial Civilizations with Large Energy Supplies. III. The Reddest Extended Sources in WISE
附近的III型（跨越星系）卡尔达舍夫超级文明将具有高中红外（MIR）亮度。我们利用宽视场红外巡天探测器（WISE）对~ $1 \times 10^5$星系进行了极近红外辐射的巡天，比以前的唯一一次巡天探测多了$10^3$倍。我们已经校准了WISE All-sky Catalog管道产品，以改善其扩展源的测光。我们提出了563个扩展源与$|b| \ge 10$和红色的MIR颜色，有视觉审查，以消除文物。在我们的样本中，没有一个星系的外星文明将超过85%的星光重新处理到MIR中，只有50个星系，包括Arp 220，具有与>50%重新处理一致的MIR光度。这些（可能的）河外源中有90个几乎没有文献记载;在大多数情况下，它们可能是几乎无法分辨的星系或正在经历大量恒星形成的星系对。其中五个是新的科学，值得进一步研究。天秤座Be星48位于MIR星云内，我们认为它可能正在制造尘埃。WISE、2 MASS和斯皮策的图像显示，IRAS 04287+6444与之前未被注意到的、严重熄灭的年轻恒星团一致。我们确定了五个“被动”（即红色）的旋涡星系异常高的MIR和低NUV光度。我们搜索一组光学“黑暗”HI星系的MIR发射，并没有发现。这90个鲜为人知的来源和5个异常被动螺旋值得通过SETI和传统天体物理学进行跟踪。
2015-04-15 astro-ph.GA
The observation of the Crab Nebula with LHAASO-KM2A for the performance study
作为大型高空空气簇射天文台（LHAASO）的子阵列，KM 2A主要设计用于覆盖北部天空的大部分区域，以寻找能量超过10 TeV的伽马射线源。尽管探测器建设仍在进行中，但自2019年底以来，KM 2A阵列的一半已经稳定运行。本文介绍了KM 2A的数据分析流程和首次对蟹状星云的观测，蟹状星云是甚高能伽玛射线天文学的标准烛光。我们通过分析2019年12月至2020年5月期间136天的KM 2A数据，在10 $-$ 100 TeV和$>$ 100 TeV的能量范围内检测到来自蟹状星云的伽马射线信号。通过观测，我们测试了探测器的性能，包括角分辨率，指向精度和宇宙线背景抑制能力。蟹状星云的能谱在10-250 TeV的能量范围内符合一个单一的幂律函数dN/dE =（1.13 $\pm$ 0.05 $_{stat}$ $\pm$ 0.08 $_{sys}$）$\times$ 10 $^{-14}$ $\cdot$（E/20 TeV）$^{-3.09\pm0.06_{stat}\pm0.02_{sys}}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$ TeV $^{-1}$。这与其他实验的测量结果一致。这为0.1 PeV以上的伽马射线天文学打开了一个新的窗口，通过它可以发现超高能伽马射线的新现象，如宇宙PeVatron。
2020-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
MSA-3D: dissecting galaxies at z~1 with high spatial and spectral resolution
MSA-3D项目利用JWST阶梯狭缝多目标光谱技术高效生成IFS数据立方体，观测43个z~1星系，发现成熟螺旋星系特征已存在，并开发了专用数据处理管道。
2024-10-10 astro-ph.GA
First Light: exploring the Spectra of High-Redshift Galaxies in the Renaissance Simulations
我们提出了宇宙中第一代星系的综合观测，并对未来红移大于6的深场观测进行了预测。由于星云发射线的强烈影响和HII区域相对紧凑的尺度，需要高分辨率的宇宙学模拟和一套强大的分析工具来正确模拟光谱。我们创建了一个由FSPS，Cloudy，Cloudy和我们自己的工具组成的软件管道，用于从气体，尘埃和恒星的全三维排列中生成合成IR观测。我们的处方使我们能够包括完整化学网络的发射线，并解决各种视线中灰尘消光和散射的影响。我们提供光谱，2-D合并的光子图像HST和JWST红外滤波器，光度关系，和发射线强度的一个大样本的高红移星系在文艺复兴时期的模拟。我们得到的合成光谱显示星系晕之间的高度变异性与恒星质量，金属丰度，气体质量分数和形成历史的强烈依赖。恒星质量最小的晕在[OIII]/H $β$、[OIII]和[CIII]上的变化最大，而质量较大的晕在1和10之间的光谱和[OIII]等效宽度（EW）上显示出一致性。视角占三倍的流量差异，由于电离气体通道中的晕的存在。此外，JWST颜色图显示了红移，颜色和平均恒星年龄之间的明显关系。
2017-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
