Near infrared imaging of the cometary globule CG12
彗星球状体12是一个相对较少研究的中低质量恒星形成区，位于银道面上方210 pc。利用近红外J、H、Ks成像和恒星光度学分析了CG 12的恒星成分和结构。发现了CG 12星团的几个新成员和候选成员，特别是一个具有拱星盘或壳层的高度嵌入源星和一颗具有拱星盘的变星，后者与已知的A光谱型星团成员形成双星。还探测到CG 12中已知准直分子流出的中心源以及由于来自源的反射光而产生的相关“沙漏”形物体。HIRES增强的IRAS图像与SOFI J，H，Ks成像一起用于研究两个相关的IRAS点源13546-3941和13547-3944。在IRAS 13546-3941的方向上发现了两个新的12微米源，与近红外多余星相吻合。IRAS 13547-3944在12和25微米的发射来自赫比格AeBe恒星h4636 n，而60和100微米的发射来自邻近的冷源。
2009-10-26 astro-ph.GA
Star formation in Cometary globule 1: the second generation
利用C ~（18）O谱线观测、近红外光谱学、窄波段和宽波段近红外成像以及恒星J、H、Ks测光等方法，分析了原型彗星球状体1（CG 1）头部的结构及其方向恒星的消光。在球状体中发现了一个年轻的恒星天体（YSO），它与明亮的近红外星云和一个分子氢天体（可能是一个被遮蔽的HH天体）有关。在YSO方向上观察到分子氢和Br_γ线发射。在球状体头部观测到的最大消光为9.2星等。由这次绝灭得到的N（H2）柱密度峰值和总质量分别为9.0 × 10^21 cm-2和16.7 Msun（d/300 pc）^[2]。球状体头部的C18 O发射在1.5“× 4”的区域内被检测到，具有YSO的急剧最大SW。C18 O线速度和激发温度可分为三个区域。由于C18 O激发温度的变化，积分线发射不遵循光学消光。分析认为，C18 O激发温度的变化是由NX Pup辐射加热和YSO与母云相互作用引起的。在分子线数据中，没有迹象表明YSO有强分子流出。位于CG 1头部的IRAS点源07178-4429在HIRES增强IRAS图像中分解为两个源。12和25微米的辐射主要来自船尾座NX，而60和100微米的辐射则来自YSO。YSO的IRAS FIR光度为3.1 Lsun。
2010-07-29 astro-ph.GA
Feedback from $γ$~Cassiopeiae: Large Expanding Cavity, Accelerating Cometary Globules, and Peculiar X-ray Emission
为了研究仙后座$γ$ ~Cas对星际环境的反馈，我们对它进行了宽视场多波长观测。在系统速度约为-10 km/s的中性氢（HI）图像中，发现了一个大的膨胀空洞，它位于$γ$ ~Cas方向。测得的空洞尺寸约为2.0度$\times$ ± 1.4度（或6.0 pc $\times$ ± 4.2 pc，距离为168 pc），而膨胀速度约为5.0 $\pm$ ± 0.5 km/s。CO观测揭示了在$γ$ ~Cas照明下的两个彗星状球状体IC 63（约20 km/s/pc）和IC 59（约30 km/s/pc）的系统速度梯度，证明了球状体在恒星辐射压下的快速加速。气体运动学分析表明，空腔是由强恒星风打开的，这很可能导致$γ$ ~Cas中观测到的特殊X射线辐射。我们的结果有利于最近的一个新的方案，强调恒星风和双星的X射线发射的$γ$ ~Cas星的作用。
2021-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar extinction, polarization efficiency, and grain alignment in the direction towards bright-rimmed clouds and cometary globules
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
利用背景星光学偏振观测，研究亮缘云和彗状球粒方向颗粒的偏振效率及辐射力矩对齐机制。
2026-05-25 astro-ph.GA
Young Stars near Cometary Globule CG 30 in the Tumultuous Gum Nebula
我们已经进行了一个高色散（$R \sim$ 34,000）的光学光谱研究的10个年轻的恒星附近的彗星gloule CG 30的胶星云，弥漫H \textsc{ii}地区的家庭至少有32个彗星球状体。在星云北部边缘的所有10颗恒星都是低质量的（光谱类型M4.5 - K5），有很宽的H $α$发射，并显示出光谱面纱。这10颗恒星中有8颗是经典的金牛座T星。我们用光谱法测量了CG 30内部的IRS 4光球的性质.虽然是嵌入式的，CG 30 IRS 4是金牛座T型的，有相对缓慢的投射旋转和适度的面纱。未耗尽的锂离子，强的H $α$发射，以及在HR图上位于主序星之上的位置，表明这10颗恒星的年龄为$\lesssim$ 1百万年。使用我们的测量，以前的光谱学，和以前的测光的其他11个年轻的恒星在该地区，我们确定恒星，运动学和吸积特性的21个年轻的恒星。共有的径向速度、自行、距离和年龄表明，其中14颗年轻恒星（包括CG 30 IRS 4）与CG 30有运动学上的关系。从\textit{Gaia} DR 2到其中6颗恒星的距离，我们得出$358.1\pm2.2$ pc到彗星球状复合体CG 30/31/38的距离。CG 30星系团的吸积体分数为$29\pm14$ \%，对于年龄相似的静止星系团来说很低，但与其他辐照过的星系团一致。口香糖星云的中等辐射环境（CG 30处的$G_0=6.6^{+3.2}…
2019-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation, structure, and formation mechanism of cometary globules: NIR observations of CG 1 and CG 2
彗星球状体（CG）1和CG 2是口香糖星云中的“经典”CG。它们有紧凑的头部和长长的尘埃尾巴，远离口香糖星云的中心。我们研究了CG 1和CG 2的结构以及其中的恒星形成过程，以寻找CG形成机制的线索。辐射驱动内爆（RDI）和超新星（SN）爆炸波这两种可能的机制产生了一种特征性的质量分布，其中大部分质量位于头部（RDI）或尾部（SN）。CG 1和CG 2在近红外（NIR）JsHKs波段中成像。近红外测光被用来定位近红外多余的对象，并创建消光图的CG。A_V图使我们能够分析CG 1和CG 2的大尺度结构。WISE和Spitzer卫星的档案图像和HIRES处理的IRAS图像被用来研究小尺度结构。除了先前已知的CG 1 IRS 1外，我们还发现了三个新的NIR过量天体，两个在CG 1，一个在CG 2。CG 2 IRS 1是CG 2中第一次发现恒星形成。光谱能量分布（SED）拟合表明，近红外过量的对象是年轻的低质量恒星。CG1IRS 1可能是CG1头部的一颗I类原恒星. CG 1 IRS 1驱动双极流出，这在CO中非常弱，但是在我们的NIR和Spitzer 3.6和4.5 mum图像中的反射光中可以看到空腔壁。在CG 1尾部探测到了多环芳烃粒子和小颗粒的强辐射。CG 1在观测区域的总质量为41.9 Msun，其中16.8 Msun位于头部。对于CG 2，这些值总计为31.0 Msun，头部为…
2012-11-06 astro-ph.GA
Radiation-MHD models of elephant trunks and globules in H II regions
我们研究的形成和致密气体，被称为象鼻，在H II区域的边界，电离辐射的阴影形成的致密团块的支柱的演变。磁场对这一过程的影响进行了研究，使用三维辐射磁流体力学模拟。对于一个模拟，其中一个初始均匀的磁场强度|B| =50 μ G的定向垂直于辐射传播方向，该领域被扫到与支柱在其动力学演化过程中对齐，在协议的“创造之柱”在M16，和一些彗星球状体的观测。当用18uG的较弱场重新运行模拟时，该效应显著增强。具有|B| =160 μ G的较强场足以完全防止这种演变，也显著影响光电离过程。使用更大的模拟域可以看出，Mackey & Lim（2010）研究的柱体形成模型最终在远离恒星的致密气体缺乏的情况下演化为彗星结构。
2011-04-06 astro-ph.GA
Effects of Magnetic Fields on Photoionised Pillars and Globules
利用三维辐射-磁流体动力学模拟研究了初始均匀磁场对H II区边界致密柱和彗星球状体形成和演化的影响。它示出，在与以前的工作，需要一个强大的初始磁场显着改变非磁化的动态，因为从光电离的能量输入是如此之大，它仍然是占主导地位的驱动程序的动态在大多数情况下。此外，它被发现，对于弱和中等场强的初始垂直场被扫到与支柱对齐在其动态演化，匹配磁场观测的“创造之柱”在M16和一些彗星球状体。一个强的垂直磁场保持在其初始配置，也限制了光蒸发流到一个条形的致密电离带，部分屏蔽电离前沿，并将很容易观察到的复合线。一个简单的分析模型来解释这种明亮的线性结构的性质。这些结果表明，恒星形成区域的磁场强度原则上会受到H II区域边缘形成的结构形态的显着约束。
2010-12-20 astro-ph.GA
Investigating the Kinematics of Molecular Gas in Cometary Globule L1616
本文利用 JCMT 的 HARP 观测 13CO 和 C18O (3-2) 发射，研究彗形球状体 LDN 1616 光致离解区内的分子气体运动学，识别出三个团块并分析其物理参数与稳定性，提出团块可能是预先存在的子结构，辐射驱动内爆通过增强其不稳定性触发恒星形成。
2025-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bok Globule BHR 160: structure and star formation
BHR 160是一颗实际上未被研究过的彗星球状体，位于天蝎座的天蝎座OB 4星群内，距离天蝎座1600秒差距。它是彗星云系统的一部分，面对着明亮的O星HD 155806。BHR 160是特别的，因为它有一个强烈的明亮边缘。我们试图推导出BHR 160的物理参数，并了解它的结构和独特的明亮边缘的起源。BHR 160定位于$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（2-1）和（1-0）以及CS（3-2）和（2-1）系中。这些数据，加上来自ESO VVV巡天的恒星测光，被用来推导BHR 160及其周围环境中分子物质的质量和分布。来自WISE卫星的档案中红外数据被用来寻找球状体及其附近的红外多余恒星。一个长1'乘0.6'的核心位于邻近的球状体明亮的边缘。$^{12}$ CO的发射覆盖整个小球，但$^{13}$ CO、C $^{18}$ O和CS的发射更集中于核心。的$^{12}$ CO线配置文件表明存在的外流材料附近的核心，但毫米数据的空间分辨率是不够的详细的空间分析。根据C $^{18}$ O图谱估算的BHR 160质量为100 $\pm$ 50 Msun（d/1.6kpc）$^2$，其中d是到球的距离。大约70%的质量位于致密的核心。根据更广泛的VVV近红外光度法估算，BHR 160方向的分子气体总质量为210 $\pm$（d/1.6kpc）$^2$ Msun。…
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Large, Cometary-Shaped Proplyds really (free-floating) EGGs?
本文报道了在船底座星形成区（SFR）的一个彗星状天体（Carina-frEGG 1）上探测到的强而紧凑的分子谱线发射（CO J= 3 -2，4-3，6-5，7-6，13 CO J=3-2，HCN和HCO+ J=4-3跃迁），该天体以前被归类为光蒸发原行星盘（propecd）。我们推导出Carina-frEGG 1的分子量为0.35 Msun，这表明它不是一个已知的，但属于Sahai，Morris & Claussen（2012）最近在天鹅座SFR中发现的一类自由漂浮的蒸发气体球（frEGG）。存档的自适应光学近红外（Ks）图像显示了中央沙漏状星云。在HST影像中所得到的源光度（约8-18 Lsun）、沙漏状的形态，以及平行喷流的存在，暗示着深埋在船底座frEGG 1尘埃中的喷流驱动的年轻低质量恒星的存在。我们的研究结果表明，许多或大多数这样的彗星状物体在大规模的SFR中看到，以前被标记为progrands的真实性质被误解了，这些都是真正的frEGG。
2012-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular globules in the Veil bubble of Orion. IRAM 30m 12CO, 13CO, and C18O 2-1 expanded maps of Orion A
来自O型恒星的强风和紫外线（UV）辐射破坏和破坏了它们分子核心的诞生地，将物质扫入秒差距大小的外壳中。由于星光的分解，最薄的壳层预计会有低分子丰度，因此很少有恒星形成。在这里，我们扩展了以前的地图与IRAM 30米望远镜和目前的平方度12 CO和13 CO（J=2-1）的地图，风驱动的“面纱泡沫”周围的四边形集群和它的出生猎户座分子核心（OMC）。虽然广泛和扩展的CO排放在很大程度上是不存在的面纱，我们表明，几个CO“球”的存在，并嵌入在[CII] 158微米明亮的壳，限制了泡沫。这包括在Orion中首次检测到负LSR速度下的静态CO。考虑到这种半透明材料中苛刻的紫外线照射条件，CO小球的检测是令人惊讶的。这些球状体很小（R= 7，100 AU），质量不大（M= 0.3 M_Sun），密度中等：n_ H=4x10^4 cm^-3（中值）。它们被壳层的外部压力（P_ext/k~10^7 cm^-3 K）所限制，并且很可能受到磁支撑。它们要么是由不稳定性形成的瞬态物体，要么是从预先存在的分子结构中分离出来的，由与膨胀壳相关的冲击波和梯形的紫外线辐射雕刻而成。有些代表小柱子形成的第一阶段，另一些则是孤立的小球体。虽然它们的质量并不意味着它们会形成恒星，但其中一个球状体的位置与已知的YSO相匹配。在“面纱壳”中缺乏扩展的CO表明，来自大质量恒星的反馈驱逐，搅动和重新处理了大部分被破坏的分子…
2020-05-05 astro-ph.GA
3D simulations of globules and pillars formation around HII regions: turbulence and shock curvature
我们研究了大质量恒星的电离辐射和周围分子气体内部湍流之间的相互作用，这要归功于3D数值模拟。我们使用三维流体动力学程序HERACLES模拟初始湍流介质，该介质被电离源电离和加热。采用不同的平均马赫数（1、2和4）进行了三种不同的模拟。一个非平衡模型的电离和相关的热过程。当湍流冲压压力与电离气体压力处于同一量级时，这一点至关重要。由湍流引发的密度结构导致由电离压缩形成的致密壳层的局部曲率。当壳的曲率足够大时，壳会自身塌陷形成支柱，而较小的曲率会导致形成致密的团块，这些团块会随着壳加速，因此在模拟过程中会保留在壳中。当冷气体的湍流冲压压力足以平衡电离气体的压力时，一些稠密的气泡就有足够的动能穿透电离介质，形成彗星状的球状体。这表明，在观测中，球状体的存在与湍流相对于电离气体压力的相对重要性之间存在直接关系。当湍流度相对于电离气体压强较小时，概率密度函数呈现双峰结构。这可以在观测中作为分子云内部湍流的指示。
2012-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tails of the Unexpected: The Interaction of an Isothermal Shell with a Cloud
本文讨论了在稠密的云或球状体后面形成彗尾的一种新机制。数值流体动力学模型表明，当一个由被扫起的物质组成的致密壳层溢出云层时，壳层中的物质会聚集在云层后面，形成一个尾部。这种尾部形成的方式与其他方法完全不同，其他方法包括从云中移除物质，或者从附近的强电离源遮蔽。这种机制与行星状星云中的彗星尾巴以及超级气泡壳与致密云的相互作用有关。
2010-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty globules in the Crab Nebula
从哈勃太空望远镜获得的现有宽带图像中，我们定位了92个球状体，我们推导出它们的位置，尺寸，方向，间距，质量，自行及其分布。球状体的平均半径在400到2000天文单位之间，在目前的星云红外图像中无法分辨。这些球状体中尘埃颗粒的消光定律符合正常的星际消光定律。尘埃的质量从1到60 x 10^（-6）太阳质量不等，球状体中包含的总质量占星云总尘埃含量的2%或更少。这些球状体散布在星云的外部，其中一小部分与发射细丝的位置重合，我们发现细长的球状体与这些细丝对齐。只有10%的球状体与先前研究中发现的大量H2发射结的位置一致。所有的球状体都以60到1600 km/s的横向速度从中心向外移动，伴随着残余物的普遍膨胀。我们讨论了蟹状星云中球状体形成的各种假说。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields and young stellar objects in cometary cloud LDN 1616
LDN 1615/1616和CB 28（以下简称L1616）一起形成一个彗星状球状体，位于猎户座OB 1星协以西约8度角处，大致沿东西方向排列，并显示出明显的头尾结构。猎户座带中的大质量恒星被认为是导致L1616恒星形成的辐射驱动内爆模式的原因。基于最新的盖亚EDR 3测量先前已知的年轻恒星对象（YSO）与L1616，我们发现这个云的距离为384 $\pm$ 5 pc。我们目前的光学偏振对L1616映射的天空平面的组成部分的环境磁场（B $_{POS}$）的几何形状。基于与L1616相关的YSO的自行，我们研究了它们相对于激发星$ε$ Ori的天平面运动。使用盖亚EDR 3测量的距离和自行的YSO，我们发现两个额外的源与已知的YSO共动。其中一颗是B 9星HD 33056，另一颗可能是以前研究中没有报道过的年轻前主序星。发现B $_{POS}$的平均方向与云结构一致。这可能是$ε$ Ori的电离辐射影响磁场线的拖曳效应。基于L1616上的压力，以及相关YSO的年龄，我们表明它可能是L1616电离的主要来源，从而在其中形成恒星。
2022-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Pillars and globules at the edges of H ii regions, Confronting Herschel observations and numerical simulations
柱和球状体存在于许多大质量恒星形成区域，例如鹰状星云（M16）和玫瑰花分子云，了解它们的起源将有助于描述触发恒星形成的特征。这些结构的形成机制仍在争论中。最近的数值模拟显示了柱体是如何从壳层的坍缩中产生的，以及球状体是如何从湍流分子云和大质量恒星电离的相互作用中形成的。这里的目标是通过最近对两个大质量恒星形成区M16和Rosette的观测来测试这种情况。柱密度结构的分子云和H II区域之间的界面的特点是使用柱密度图从远红外成像的赫歇尔HOBYS关键方案。然后，在这些地图上使用DisPerSe算法来检测电离气体和柱周围的压缩层在不同的演化状态。最后，他们的速度结构进行了研究，使用CO数据，所有的观测签名进行了测试，对一些不同的诊断建立从模拟。柱密度分布揭示了电离气体边缘压缩的重要性。结构的速度特性，即柱和球，是非常接近我们从数值模拟预测。我们已经确定了一个很好的候选人的新生支柱在玫瑰花分子云，提出了速度模式的壳崩溃本身，引起的高局部曲率。小球有一个整体的速度分散，表明其形成的初始湍流的重要性，从数值模拟提出。总而言之，这项研究重新加强了柱形成的外壳崩溃和小球形成的高度湍流云电离的图片。
2013-11-14 astro-ph.GA
Rosette nebula globules: Seahorse giving birth to a star
玫瑰星云是一个主要被星团NGC 2244电离的HII区域。在HII区和周围分子壳层的交界处可以看到象鼻、小球和小小球。我们在玫瑰星云的西北部观察到一个区域，在那里我们研究了从外壳突出的小球状体。我们的目标是测量它们的性质，并研究它们的恒星形成历史，以延续我们早期对该地区特征的研究。我们使用ESO/NTT的SOFI相机在宽带近红外（NIR）JsHKs滤波器和窄带H2 1-0 S（1）、P $β$和连续滤波器中对该区域进行成像。这些影像被用来研究恒星星族和表面亮度，创建视觉消光图，并定位恒星形成。中红外（MIR）斯皮策IRAC和WISE和光学NOT图像被用来进一步研究恒星的形成和球状体的结构。NIR和MIR观测结果表明存在外流，这一点得到了APEX CO观测结果的证实。球状体的平均数密度为~ $4.6\times10^4 \rm cm^{-3}$。P $β$在球状体核心的吸收中被观察到，在那里我们测量了11-16磁的视觉反射。在观察到的带中，外壳和球状体有明亮的边缘。在Ks带中，20%至40%的发射是由于在2.12 $μ$ m H2线中的荧光发射，类似于我们先前在附近区域中研究的微小致密小球状体。我们确定了几个恒星的近红外多余的候选人，其中四个也检测到斯皮策IRAC 8.0 $μ$ m图像和进一步研究。我们发现一个流出的空腔壁明亮的2.124 $μ$ m H2线和8.0 $μ$ m的一…
2017-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCO+ and radio continuum emission from the star forming region G75.78+0.34
我们目前的1.3和3.6厘米射电连续图像和HCO+光谱的大质量恒星形成区G75.78+0.34获得的超大阵列（VLA）和伯克利伊利诺伊州马里兰协会（BIMA）干涉仪。在连续辐射中检测到三个结构：一个与众所周知的彗星HII区有关，另外两个位于彗星HII区以东6”和以南2”的紧凑结构。利用总通量和强度峰值，我们估算出彗星HII区的电子密度约为1.5 × 10 ^4 cm^{-3}，发射量约为6 × 10 ^{7} cm^{-6} pc，电离气体质量约为3 M_Sun，直径为0.05 pc，这些都是超致密HII区的典型值。HCO^+的发射可能来源于先前在HCN和CO中观察到的分子流出。
2013-12-09 astro-ph.GA
On the properties of the interstellar medium in extremely metal-poor blue compact dwarf galaxies. A VIMOS-IFU study of the cometary galaxy and Ly $α$ absorber Tol 65
在这项研究中，我们提出了高分辨率可见多目标摄谱仪积分场单位光谱（VIMOS-IFU）的极端贫金属HII/蓝色紧凑矮（BCD）星系Tol 65。这个星系的光学外观清楚地显示出彗星的形态，有一个明亮的主体和一个延伸和弥漫的恒星尾巴。我们专注于金属丰度梯度或不均匀性的检测，如预期的，如果正在进行的恒星形成活动是由贫金属气体的下落/吸积持续。在我们的不确定性范围内，没有发现丰度显著空间变化的证据。然而，我们的研究结果表明，气体金属丰度和恒星形成率之间的轻微的关系，在这个意义上说，高恒星形成被发现在低金属丰度的地区，但在这种关系的分散表明，金属几乎完全稀释。我们的观测结果表明，在星系的恒星尾部存在扩展的H $α$发射。我们估计，在尾部的电离气体的质量M（HII）$_{tail} \sim$ 1.7 $\times$ 10 $^5$ M $_{\odot}$相当于$\sim$的电离气体在星系中的总质量的百分之二十四。我们发现，星系主体和尾部的H $α$速度色散与以往研究中发现的中性气体中的速度色散相当。这表明电离气体仍然保留着其母体云的运动记忆，可能是一个共同的起源。最后，我们认为，从星系的郊区和/或轻微的合并/相互作用的冷气的下落/吸积可能产生了几乎平坦的丰度梯度和彗星形态在托尔65。
2015-12-28 astro-ph.GA
Herbig-Haro objects around CG 30
在这项工作中，我们研究赫比格-哈罗对象位于彗星球状体CG 30的头部周围的区域。两组光学图像。第一组是1995年用3.5米新技术望远镜在三条发射谱线上获得的：Halalpha，[SII] 6731，6716 A和[OII]3729 A。第二组是2006年用8米斯巴鲁望远镜获得的CG 30/31/38复合体的H α图像。使用来自两个时期的Halpha图像对该区域中的HH对象进行自行研究。由于我们的图像分辨率很高，我们首次能够将HH 120物体分解为10节，并测量其中一些物体的自行。我们发现了几个新的HH对象和一个大的双极射流，HH 950，从CG 30的头部出现。我们认为，两个以前已知的亚毫米源的驱动源HH 120和HH 950流。
2010-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Study of magnetic field geometry and extinction in Bok globule CB130
本文通过估算博克球CB 130的场星在R波段的线偏振，追踪了它的外围磁场结构。由这些恒星采样的磁场方向，它们之间平均对齐，并且在云内产生的偏振具有与银河平面不同的方向，偏移量为53 $^\circ$。发现CB 130的短轴与平均磁场之间的偏移为80 $^\circ$。天空平面中的磁场的估计强度为$\sim$ 116 $\pm$ 19 $μ$ G。我们使用近红外颜色过量（NICE）方法构建了可见消光图，以查看CB 130周围的尘埃分布。Herschel的轮廓{Herschel是欧空局的一个空间观测站，其科学仪器由欧洲牵头的主要研究者联合会提供，美国航天局也参与了重要工作} SPIRE 500 $μ$ m尘埃连续辐射图在可见消光图上重叠绘制，可见消光图显示，具有较高光学消光的区域对应于较高的尘埃密度。在灭绝图中确定了三个不同的高尘埃密度核心（命名为C1，C2和C3）。观察到，芯C1和C3分别位于两个先前已知的芯CB 130 -1和CB 130 -2附近。本文用近红外测光法估算了CB 130中部分中等遮蔽恒星的视消光。结果表明，尘埃粒子的偏振对消光系数的依赖性很弱，尘埃粒子的偏振效率（定义为$ \textit{p}$ /A $ {V}$）随消光系数的增大而减小。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Study of Dark Globule DC 314.8-5.1: Point Source Identification and Diffuse Emission Characterization
本文利用多波段数据研究暗球状体 DC 314.8-5.1，发现候选年轻恒星体均无物理关联且无 X 射线发射，证实其处于前恒星核阶段，并揭示了其反射星云产生的热尘埃成分。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integral Field Spectroscopy of the Cometary Starburst Galaxy NGC 4861
本研究利用积分场光谱观测彗星星暴星系NGC 4861的南部分支Mrk 59，分析其恒星形成率、电离气体性质、恒星年龄分布与外流特征，揭示其双峰恒星形成历史及沃尔夫-拉叶星相关的HeII发射起源。
2023-06-10 astro-ph.GA
Prestellar grain-surface origins of deuterated methanol in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
氘代甲醇是天体化学家对形成含氘分子的单个化学反应及其所在区域的物理化学历史最强大的窗口之一。首次探测到单氘和双氘甲醇在彗星彗发67 P/丘留莫夫-格拉西缅科使用Rosetta-ROSINA数据。D-甲醇（CH3OD和CH2DOH合并）和D2-甲醇（CH2DOD和CHD2OH合并）相对于正常甲醇的丰度分别为5.5 +/-0.46%和0.00069 +/-0.00014%。数据跨度甲醇氘代分数（D/H比）在0.71 - 6.6%的范围内，占D在分子中的位置的统计校正，包括统计误差传播的ROSINA测量。认为彗星状CH_2DOH是由CO加氢生成CH_3OH和随后的CH_3-R中的H-D取代反应形成的。CHD2OH可能是由氘代甲醛产生的。在氘代水冰存在下，在OH-R中，通过H-D交换反应生成CH_3OD和CH_2DOD。甲醇的形成和氘化被认为发生在与HDO形成D2O相同的时期，在此之前形成单氘代水、硫化氢和氨。彗星的D-甲醇/甲醇的比例被证明同意最密切的星前核心和低质量的原恒星区域。结果表明，彗星的甲醇来源于诞生我们的太阳系的先天冷（10 - 20 K）星前核心。彗星挥发物个别地反映了恒星形成的演化阶段，从云到核心到原恒星。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation environment of the FU Ori type star V582 Aur
研究了FU Ori型星V582 Aur的环境。我们的目标是探索与这颗年轻爆发恒星有关的恒星形成区域。利用无狭缝光谱学，我们在以V582 Aur为中心的11.5弧分\times 11.5弧分范围内寻找H α发射星。根据UKIDSS和斯皮策太空望远镜的数据，我们进一步选择了红外过量的年轻恒星候选者。总之，我们确定了68个候选的低质量年轻恒星，其中16个在无狭缝光谱图像中显示出H α发射。根据IPHAS的数据，这些天体的颜色星等图显示它们是与Aur OB 1星协有关的低质量主序前恒星，距离太阳1.3千秒差距。V582 Aur局地环境中的亮边球状体可能属于暗云LDN~1516。我们的研究结果表明，这些球状体中的恒星形成可能是由Aur OB 1的一些热成员的辐射场触发的。V582 Aur的辐射热光度，根据档案测光数据和采用的距离，是150-320 Lsun。
2017-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAM and Gaia views of multi-episodic star formation in IC1396A: The origin and dynamics of the Class 0 protostar at the edge of an HII region
IC 1396 A是一个彗星球状体，包含0级源IC 1396 A-PACS-1。我们利用IRAM 30 m和Gaia DR 2的数据来探索IC 1396 A的恒星形成历史，并研究触发恒星形成的可能性。IRAM和Herschel连续谱数据揭示了尘埃温度和尘埃柱密度。外差数据揭示了气体的速度结构。盖亚DR 2恒星的自行完成了该区域的运动学。IC 1396 A-PACS-1的分子发射类似于热的科里诺，具有温暖的碳链化学，并且被气体包围，其速度与Tr 37星系团的速度明显不同。结合速度，柱密度和温度信息和盖亚DR 2运动学，我们确认IC 1396 A遭受了各种恒星形成的事件。IC 1396 A-PACS-1可能是最后一颗在IC 1396 A内形成的中等质量原恒星，显示出由辐射驱动的内爆触发的证据。IC 1396 A-PACS-1是已知最年轻的原恒星之一。盖亚DR 2数据显示，IC 1396 A相对于Tr 37在天空平面上的速度为$\sim$ 4 km/s。Tr 37星团和IC 1396 A之间的总速度差（8公里/秒）太小，IC 1396 A不可能经历实质性的火箭加速，这限制了电离源的时间距离和触发恒星形成的可能性。球状体中的三个恒星星族揭示了位于相对近距离（$<$ 0.5pc）的天体可以在$\sim$ 1-2百万年周期内的不同时期形成。我们预计产生的物体和它们的原行星盘的初始条件会有很大的…
2018-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster UVIT Legacy Survey (GlobULeS) $-$ II. Evolutionary status of hot stars in M3 and M13
本研究基于 GlobULeS 项目和 UVIT 数据，分析了球状星团 M3 和 M13 中热星族的远紫外特性，发现 RGB 质量损失与 He 丰度分布共同导致两者 HB 分布差异，并确认了 post-HB 星及可能源于双星演化的低质量白矮星候选体。
2023-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumps and triggered star formation in ionised molecular clouds
红外壳和气泡在银河系中无处不在，通常与年轻大质量恒星周围形成的HII区域有关。在本文中，我们使用高分辨率的3D SPH模拟来探索单个O 7星以10^49 1/s的速度发射光子的效应，该O 7星位于质量为10^4 M_sun、半径为6.4 pc的分子云的中心;云的内部结构由其分形维数D表征（其中2.0 <= D <= 2.8）及其（对数正态）密度分布的方差σ_0^2（其中0.36 <= σ_0^2 <= 1.42）。我们的研究重点是掠起的冷气体的形态以及由此产生的恒星形成的分布和统计。如果分形维数较低，HII区域的边界主要是扩展的壳状结构，这些结构分裂成少量的大质量高密度团块，然后产生星团;恒星形成相对较快，并提供更高的恒星质量。相反，如果分形维数高，HII区的边界则由大量的柱和彗星状球状体所控制，其中包含致密的团块，倾向于产生单星或单个的多系统;恒星形成发生较晚，恒星质量略低，恒星分布更广泛。
2013-06-18 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Multi-wavelength study of triggered star formation around 25 H II regions
我们利用13 CO（1-0）和红外数据研究了25个具有气泡形态的H II区，以寻找收集坍缩（CC）和辐射驱动内爆（RDI）模型触发恒星形成的定量证据。这些H II区域显示8 μ m处的完整或部分气泡的形态，它们都与周围的分子云有关。计算得到这些H Ⅱ区的电子温度范围为5627 ~ 6839 K，平均电子温度为6083 K。这些H II区的年龄为3.0 \times 10^{5}岁至1.7 \times 10^{6}岁，平均年龄为7.7 \times 10^{5}岁。根据相关分子云的形态，我们将这些H II区域分为三组，这可能支持CC和RDI模型。我们在19个H Ⅱ区选取了23个红外光度>10^{3} L_{\odot}的年轻IRAS源。此外，我们还发现了一些年轻的恒星天体（包括I类源），它们只集中在H II区域G29.007+0.076、G44.339-0.827和G47.028+0.232。三个H Ⅱ区的多环芳烃（PAHs）排放均表现为彗星状球状.通过比较各H Ⅱ区的年龄与恒星形成的特征时间尺度，我们认为这三个H Ⅱ区可以通过RDI过程触发成团恒星的形成。此外，我们首次在5个H II区检测到7个分子外流。这些流出源可能由相应的H II区触发。
2013-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
What's Behind the Elephant's Trunk? Identifying Young Stellar Objects on the Outskirts of IC1396
根据经验，一个典型的原行星盘的估计寿命是$<5-10$ Myr。然而，产生各种观测到的系外行星系统所需的盘寿命可能超过这个时间尺度。有些人假设这种不一致是由于估计磁盘分数在核心的集群，在辐射场外部的星盘系统可以photoevaporate磁盘。为了验证这一点，我们用\textit{XMM-Newton}观测了IC 1396恒星形成区西郊的一个区域，以识别新的III类YSO星团成员。我们的X射线样品是完整的YSO下降到$1.8\,M_{\odot}$。我们使用这些X射线源的一个子集，具有近红外和中红外对应物，以确定该领域的磁盘部分。我们发现，在我们观察到的领域中，X射线检测到的集群成员的主机磁盘的比例是$17_{-7}^{+10}\%$（1 $σ$），与$29_{-3}^{+4}\%$发现在一个邻近的领域集中在彗星球状体IC 1396 A。我们重新评估YSO识别IC 1396 A领域使用\textit{Gaia}的松弛相比，以前的颜色切割，只有标识，发现将独立的距离测量提供了关键的额外的限制。考虑到至少有一颗大质量恒星在星系团核心产生外部辐射场，在每个观测场中，星系盘的比例在统计上没有显著差异，这表明星系盘的寿命与星系团核心的距离保持一致。
2021-12-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The jet and circumstellar environment of the young binary DF Tau
本文通过窄带 Hα 和 H₂ 成像与光谱观测，在年轻亚角秒双星 DF Tau 附近发现了由喷流和弱准直风共同形成的 HH 1266 流及环状星云，并测得喷流与反向喷流夹角为 168°，揭示了其复杂外流形态。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
