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
Star formation in the Cometary Globule Ori I-2
我们研究了彗星球状体Ori I-2中和附近的年轻恒星星族。分析是基于深北欧光学望远镜R波段和H-α图像，JCMT SCUBA 450和850微米图像结合近红外2 MASS测光和中红外档案斯皮策图像获得的IRAC（3.6，4.5，5.8和8微米），和MIPS（24和70微米）仪器。我们确定了IRAC成像的5 'x5'区域内的125个源。在这些源中，在R波段图像中检测到87个，在2 MASS勘测中检测到51个。详细的物理性质的来源进行了探讨，使用组合的近/中红外颜色-颜色图，灰体拟合的SED和在线SED拟合工具，使用一个库的2D辐射传输为基础的吸积模型的年轻恒星物体与磁盘。猎户座I-2显示了触发恒星形成的明确证据，其中有四颗年轻的低光度前主序星嵌在球状体中。至少有两个，可能多达四个，额外的低质量PMS物体，被发现在该领域可能是年轻的σ-猎户座星系团的一部分。在球状体中形成的PMS恒星中，MIR-54是一个年轻的、深埋的0/I类天体，MIR-51和52是年轻的II类天体，而MIR-89是一个更进化的、严重退化的II类天体，其明显的颜色模仿0/I类天体。II类源MIR-52是一颗H-α发射线很强的恒星，它似乎驱动了一个与MIR-54的外流大致对齐的外流，由于两个外流的距离很近，任何一颗恒星都可能有贡献。MIR-89似乎激发了本研究首次发现的低激发HH天体HH 992。
2009-10-10 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
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
Rosette Globulettes and Shells in the Infrared
在巨大的银河系HII区域，形成了微小而密集的亚太阳质量团块，称为小球状体。年轻的中心星团压缩周围的分子壳，这些分子壳分解成团块、细丝和象鼻，与来自中心OB星的紫外线相互作用。我们研究了玫瑰星云（RN）中壳层和小球状体的红外发射和消光的性质，并寻找相关的新生恒星。我们通过JHK和窄带H2 1-0 S（1），Pbeta和连续滤光片在近红外（NIR）中对RN的西北象限进行了成像。近红外图像被用来研究的globulettes和相关的明亮的边缘的表面亮度。近红外测光被用来创建一个消光图，并寻找近红外多余的对象。斯皮策IRAC和MIPS 24以及赫歇尔PACS观测的档案图像被用来进一步研究该区域及其恒星星族，并检查外壳和树干的结构。球状体和象鼻在面对中央星团的KS带中有明亮的边缘。对21个在H2 1-0 S（1）线上检测到表面亮度的小球状体的分析表明，在Ks中观察到的表面亮度的大约三分之一是由于这条线：在小球状体核心中观察到的H2/Ks表面亮度的平均值为0.26 ± 0.02，在边缘中为0.30 ± 0.01。估计的H2 1-0 S（1）边缘表面亮度为3-8*10^{-8} Wm^{-2}sr^{-1}um^{-1}。H2/Ks表面亮度比支持荧光作为H2激发机制。小球状体的数密度为n（H2）~10^{-4} cm^{-3}或更高。我们证实了以前的光学和CO调查的结果，较大的小球状体包含非常致密…
2014-05-22 astro-ph.GA
Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel - The NGC 1999 dark globule is not a globule
NGC 1999反射星云的特征是一个约10，000 AU的暗斑，它被解释为一个小而密集的前景球状体，可能是即将形成的恒星。我们提出了赫歇尔PACS远红外70和160妈妈的地图，这揭示了在小球的位置通量赤字。我们估计产生这种吸收特性所需的小球质量为十分之几到几个Msun。受赫歇尔观测的启发，我们获得了APEX LABOCA和SABOCA亚毫米连续谱图，以及该地区的麦哲伦PANIC近红外图像。在赫歇尔通量衰减的位置，我们没有探测到亚毫米级的源;此外，我们的观测将球状体的质量上限定为~ 2.4 × 10 ^-2 Msun。事实上，亚毫米波的地图似乎也显示了通量的下降。此外，近红外图像检测到暗斑内比其周围受消光影响更小的微弱背景恒星。我们认为暗斑实际上是产生NGC 1999反射星云的物质中的一个洞或空腔，是由V 380 Ori多重系统的原恒星喷流挖掘出来的。
2010-05-12 astro-ph.GA
Distance Estimates to Five Bok Globules Using Gaia DR3 Parallaxes and Near-Infrared Photometry: Validation with 3D Dust Maps
Karimganj College（克里曼杰学院）；Assam University（阿萨姆大学）
研究利用近红外消光技术结合盖亚DR3视差估计五个博克球状体距离，通过消光 -距离剖面图得出各球状体中值距离，加权平均值相符，经三维尘埃图验证，为相关研究提供改进基础。
2026-07-14 astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Modelling H2 Infrared Emission of the Helix Nebula Cometary Knots
在目前的工作中，我们使用一个光电离代码来研究H2星云（NGC 7293）彗星结的H2发射，特别是在结的H+/H 0界面中产生的H2发射，在那里似乎产生了H2 1-0 S（1）发射的重要部分。我们的结果表明，在这样的区域中的分子氢的生产可以解释所观察到的发射的几个特性，特别是H2红外线的高激发温度。
2010-10-19 astro-ph.GA
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
Spectroscopic Diagnostics of the Mid-Infrared Features of the Dark Globule, DC 314.8-5.1, with the Spitzer Space Telescope
我们提出了一个中红外光谱的分析，从斯皮策太空望远镜，暗球，DC 314.8 - 5.1，这是在低质量恒星形成的开始。该目标与一颗B型场星有着偶然的联系，它照亮了云中的反射星云。我们专注于多环芳烃（PAH）的排放特征普遍存在于整个中红外范围。用PAHFIT软件和pypahdb软件包对光谱进行了分析，结果表明：（1）PAH特征的强度随离电离星距离的增加而减小，但在距离较远时有些特征的强度趋于饱和;（ii）6.2和8.6特征相对于11.2微米特征的相对强度在整个小球中保持高，这表明一个更大的阳离子与中性PAH的比例为1的顺序; pypahdb的分解证实了云内的高电离部分;（iii）pypahdb结果显示随着与HD 130079的距离增加，大PAH分数减少，以及大尺寸部分和穿过小球的电离部分之间的统计学显著相关性;（iv）7.7多环芳烃的特征显示了一个接近7.8微米的峰值，表明一个化学处理的多环芳烃群体与一小部分紫外线处理的多环芳烃;（v）H2 S（0）线在离电离星更远的距离处被检测到。总而言之，我们的研究结果表明，与正在进行恒星形成的分子云相比，静止云DC 314.8 - 5.1内的物理条件不同。
2022-06-17 astro-ph.GA
Globules and Pillars in Cygnus X I. Herschel Far-infrared imaging of the Cyg OB2 environment
大质量恒星对分子云的辐射反馈在HII区域和分子云之间的界面上产生了柱、球状体和其他特征。我们在这里提出的赫歇尔观测70和500微米之间的天鹅座OB 2协会的直接环境，在HOBYS计划内进行。所有的结构都是基于它们在70微米处的外观而被检测到的，并且被分类为柱、球、蒸发气体球（EGG）、类似prodeld-like物体和冷凝物。从70和160微米的通量图，我们推导出PDR表面上的局部FUV场。与此同时，我们使用O星的普查来估计总体FUV场，即靠近中心OB星团的10^3-10^4 G_0（在10 pc内），并在50 pc的距离内下降到几十G_0。从SED适合四个最长的赫歇尔波长，我们确定列密度和温度图，并获得这些结构的质量，体积密度和表面密度。我们发现，形态分类对应于不同的物理性质。柱体和球状体的光蒸发寿命最长，约为10^6年，而其他所有特征的寿命都应短于此。这些寿命是一致的湍流，紫外线照射的云模拟中发现的。我们提出了一个尝试性的进化方案，其中支柱可以演变成小球，这反过来又演变成EGG，冷凝和prodeld-like对象。
2016-04-13 astro-ph.GA
Looking into the hearts of Bok globules: MM and submm continuum images of isolated star-forming cores
我们提出了一个全面的红外，亚毫米，毫米连续辐射研究孤立的低质量恒星形成的核心在32博克球状体的结果，目的是调查在这些地区的恒星形成的过程。亚毫米和毫米尘埃连续谱发射图连同光谱能量分布被用来模拟和推导恒星形成核心的物理性质，如光度、大小、质量、密度等。与斯皮策的地基近红外和天基中红外和远红外图像的比较被用来揭示博克球状体的恒星含量，协会的嵌入式年轻的恒星物体与submm尘核，和各个源的演化阶段。在观测到的32个球状核中，有26个观测到了亚毫米级的尘埃连续发射。对于18个小球检测（分）毫米核心，我们得到的嵌入源的演化阶段和物理参数。我们确定了9个无星核心，其中大部分可能是星前，9个0级原恒星，和12个I级YSO。具体的源特性，如测辐射热温度，核心的大小，和中心的密度进行了讨论，作为功能的演变阶段。我们发现，在这里研究的恒星形成球状体中，至少有三分之二（24个中的16个）显示出在1，000到50，000 AU之间形成多颗恒星的证据。然而，我们也发现，这些小的原恒星和恒星群中的大多数是由不同演化阶段的源组成的，这表明在孤立的球状体中缓慢而连续的恒星形成
2010-04-06 astro-ph.GA
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
Star formation towards the southern Cometary HII region IRAS 17256-3631
IRAS 17256-3631是银河系南部的一个大质量恒星形成区，距离银河系2千秒差距。在本文中，我们提出了一个多波长的嵌入式集群，HII区域，以及母云的调查。使用印度的GMRT获得了325、610和1372 MHz的无线电图像，而使用UKIRT和Mt进行了近红外成像和光谱分析。阿布红外望远镜，印度。近红外K波段图像揭示了部分嵌入红外集群的存在。星团中最亮的恒星IRS-1的光谱特征与晚O星或早B星的光谱特征一致，可能是该区域的驱动源。向外包层探测到的丝状H_2辐射表明存在高激发态气体。在远红外到毫米波段对母云进行了研究，并确定了18个尘埃团。这些团块的光谱能量分布（SED）被拟合为修正黑体，发现最佳拟合峰值温度范围为14-33 K，柱密度范围为0.7-8.5x10^22 cm^-2。射电图显示了电离气体分布的彗星形态，其密度朝向西北，电离朝向东南。与弓形激波模型相比，香槟流模型更好地解释了这种形态。利用在近，中，远红外，亚毫米和无线电波长的观测，我们研究了各种团块的演化阶段。
2015-12-03 astro-ph.GA
Modelling the Warm H2 Infrared Emission of the Helix Nebula Cometary Knots
在行星状星云中经常可以观察到氢分子的释放。在红外H2发射线中拍摄的图像显示，至少部分分子发射是在电离区域内产生的。在研究得最好的情况下，H2发射是在彗星结（CK）内产生的，彗星状结构被认为是嵌入电离气体中的致密中性气体团块。CK的大部分H2发射似乎是在电离扩散气体和结的中性物质之间的薄层中产生的，位于迷你光解离区域（PDR）中。然而，PDR模型发表到目前为止，不能完全解释的所有特性的氢排放的CKs。在这项工作中，我们使用光电离代码\textsc{Aangaba}来研究CKs的H2发射，特别是在结的H^+/H^0界面中产生的H2发射，在那里似乎产生了H2 1- 0 S（1）发射的显著部分。我们的研究结果表明，在这样一个区域的分子氢的生产可以解释所观察到的发射，特别是H2红外线的高激发温度的几个特点。我们发现，即使是一个单一的结，从H2的观测得出的温度，将非常强烈地依赖于所观察到的过渡，与高得多的温度来自激发能级。我们还提出，在CK的图像中观察到的H_alpha和NII峰值发射之间的分离可能是节点到恒星的距离的影响，因为对于远离中心恒星的节点，NII线比H_alpha更靠近CK的边界。
2011-05-18 astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X. II. Massive star formation in the globule IRAS~20319+3958
例如，斯皮策和赫歇尔卫星令人印象深刻地揭示了球状体和柱状体，它们是大质量恒星形成区域中普遍存在的特征。我们通过可见光和近红外成像和光谱学研究了天鹅座X中的球状IRAS 20319+3958，并辅以中红外斯皮策/IRAC成像，以获得其恒星含量和嵌入源的性质的普查。我们的观测结果表明，球状体包含一个嵌入的约30个非常年轻的（$\lesssim 1$ ~Myr）恒星天体的聚合体，我们估计其总质量约为90 M太阳。最大质量的成员是三个包含早期B型恒星的系统。其中两个最有可能产生非常紧凑的HII区域，其中一个仍然高度嵌入，并与表征光子主导区域（PDR）的发射线中看到的峰值一致。这三个系统中有两个是解析双星，其中一个包含一颗可见的赫比格Be星。一个近似的推导的质量函数的成员的集合给出提示的斜率在高质量浅于经典的萨尔彼得斜率，和一个峰值的质量分布在一个质量高于被广泛采用的对数正态初始质量函数的峰值。H $_2$和Br γ的发射分布，跟踪PDR和电离的气相，分别表明，分子气体分布作为一个壳周围的嵌入式聚集体，充满了中央冷凝的电离气体。这两个，形态和低激发的HII区域，表明电离的来源是B星的嵌入式聚合物，而不是外部紫外线场所造成的O星的天鹅座OB 2。年轻的嵌入式集群，加上孤立的球状体，表明球状体中的恒星形成是由电离前沿的通过引发的。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Magnetic field dispersion in the neighbourhood of Bok Globules
我们在20个包含博克球的天空区域中对星际磁场排列和恒星形成之间的关系进行了观测研究。年轻恒星的存在下，球状体的光谱能量分布与前主序星兼容的红外源的搜索进行了验证。星际磁场的方向是使用光学偏振测绘。这些地图被用来从高斯拟合sigma_B估计每个区域中星际磁场方向的分散。除了高斯色散，我们提出了一个新的参数，η，来衡量磁场对齐，不依赖于任何函数拟合。统计检验表明，磁场方向的色散是不同的恒星形成的球状体相对于静止的球状体。具体来说，组织性较差的磁场出现在有年轻恒星的区域。
2013-09-29 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
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
The stellar population and complex structure of the bright-rimmed cloud IC 1396N
上下文IC 1396 N是一个明亮的边缘云，与中等质量恒星形成区有关，在那里观察到许多赫比格-哈罗天体，H2喷流特征，CO分子外流和毫米压缩源。目标。详细研究IC 1396 N核心的复杂结构和在该区域检测到的分子流出，并揭示该小球内存在其他YSO。方法.我们在TNG望远镜上用J、H、K'宽波段滤光片对IC 1396 N区进行了深巡天，用NICS在H 2窄带滤光片上进行了深高角分辨率观测。2 MASS标准中的完整性限制为Ks~17.5，H~18.5和J~19.5。结果在JHK图像重叠的区域内，在所有三个波段中总共检测到736个源。仅在HK '中检测到128个源，仅在K'中检测到67个源，仅在H中检测到79个源。我们发现只有少数物体表现出近红外线过量，并且没有明显的迹象表明源聚集在南部边缘。在球状体南部边缘触发恒星形成的情况下，这可能是非常近的，因为它不是通过近红外成像单独证明的。H2的发射是复杂和棘手的，并显示了大量的分子氢分布在该地区的功能，证明了最近的恒星形成活动在整个球状体。这种发射被分解成几个链或结组，有时显示出类似喷气的形态。先前提出来解释由中等质量的YSO BIMA 2提供动力的CO分子外流的V形形态的冲击云模型方案似乎被偏转的西方团块位置处的H2发射的存在所证实。在球状体中发现了新的可能的流动，
2009-02-26 astro-ph.GA
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
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}$）随消光系数的增大而减小。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deciphering the ionized gas content in the massive star forming complex G75.78+0.34
我们目前的大质量恒星形成区G75.78+0.34的亚弧秒观测。我们用甚大射电列阵研究了厘米级连续谱和H_2O、CH_3OH脉泽发射，用欧文斯谷射电天文台和亚毫米射电列阵研究了毫米级连续谱和复合谱线（H_40 α和H_30 α）。我们发现了所有波长的无线电连续辐射，来自三个组成部分：（1）彗星超致密（UC）HII区，电子密度为3.7 × 10^4 cm^{-3}，由B 0型恒星激发，没有相关的尘埃辐射;（2）一个几乎无法分辨的UCHII区（EAST），位于彗星UCHII区以东6角秒，电子密度为1.3 × 10^5 cm^{-3}，与一个在毫米和中红外波段探测到的致密尘埃团有关;（3）一个致密源（CORE），位于彗星弧西南2角秒处，通量密度随频率增加而增加，并嵌入30 Msun的尘埃凝结中。CORE源被分解成两个紧凑的和未解决的源，可以很好地拟合由两个均匀的超紧凑HII区域，每个区域由B0.5 ZAMS星光电离，或由自由自由辐射的冲击电离气体产生的喷流/流出系统与周围环境的相互作用。水脉泽的空间分布和运动学接近的核心-N和S源，在4.5妈妈的过量排放和检测到的尘埃排放，一起表明，核心源是一个巨大的原恒星驱动的喷流/流出。
2013-02-13 astro-ph.GA
Magnetic field geometry of an unusual cometary cloud Gal 110-13
我们对一个孤立的云Gal 110-13进行了光学偏振测量，以绘制天空磁场几何平面图。这项研究的主要目的是了解在其磁场几何形状的背景下，造成云的不寻常彗星形状的最合理机制。当非偏振的星光穿过中间的星际尘埃颗粒时，这些尘埃颗粒的短轴平行于当地的磁场，它就会被线性偏振。因此，天空平面的磁场分量可以通过对投射在云层上的背景恒星进行偏振测量来追踪。由于光学波长范围内的光被通常在分子云外层发现的尘埃颗粒最有效地偏振，光学偏振测量使我们能够追踪云外层的磁场几何形状。我们对Gal 110-13方向的207颗恒星进行了R波段偏振测量。使用我们的偏振和2 MASS近红外数据确定Gal 110-13的距离为$\sim450\pm80$ pc。通过观测位于Gal 110-13附近具有依巴谷视差测量的一些恒星，从观测到的偏振值中去除了前景星际贡献。天空平面磁场线被发现是有序的，并与Gal 110-13的细长结构对齐。利用结构函数分析，我们估计了磁场的天平面分量的强度为$\sim25μ$ G。基于我们的结果，并与模拟结果进行比较，我们得出结论，压缩的电离锋从10 Lac是最合理的原因彗星状形态的Gal 110-13和随后的恒星形成的开始。
2016-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detections of massive stars in the cluster MCM2005b77, in the star-forming regions GRS G331.34$-$00.36 (S62) and GRS G337.92$-$00.48 (S36)
银河平面的大型红外和毫米波长调查已经揭示了600多个新的气泡HII区域和3000多个候选星团。我们提出了一个研究的候选团簇MCM 2005 b72，DBS 2003 -157，DBS 2003 -172，和MCM 2005 b77，根据近红外光谱与SofI采取的NTT和红外测光从2 MASS，VVV，和GLIMPSE调查。发现（1）MCM 2005 b72和DBS 2003 -157是同一恒星形成区HII GRS G331.34-00.36（气泡S62）的子区。MCM 2005 b72与这个HII区域的中心部分重合，而DBS 2003 -157是S62壳层的明亮中红外结。我们探测到了两颗消光为\Aks =1.0-1.3等的O型星，它们的光度特征与GRS G331.34-00.36的近运动学距离3.9 pm 0.3 kpc相一致。(2)DBS 2003 -172与S36壳层（GRS G337.92-00.48）中的一个明亮的中红外结相吻合，在那里我们发现了一对嵌入在小彗星星云中的候选He I星。(3)星团MCM 2005 b77富含B型恒星，平均Aks为0.91等，邻近HII区IRAS 16137-5025。平均分光光度距离为$\sim 5.0$ kpc，与IRAS 16137-5025的近运动学距离（5.2 pm 0.1 kpc）相匹配。
2018-06-20 astro-ph.GA
Dust Properties of the Interstellar Object 3I/ATLAS Revealed by Optical and Near-Infrared Polarimetry
Seoul National University（首尔大学）；University of Hyogo（兵库大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）
通过光学和近红外偏振测量，发现星际天体3I/ATLAS的尘埃特性与太阳系彗星不同，其偏振特性反映顽火成尘埃颗粒的固有光学性质。
2026-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Mid-infrared interferometry of massive young stellar objects. I. VLTI and Subaru observations of the enigmatic object M8E-IR
我们对嵌入的大质量年轻恒星天体的内部结构的了解仍然非常有限。在这里，我们试图克服传统的热红外成像的空间分辨率的限制。我们采用了中红外干涉测量技术，使用ESO/VLTI设施上的M8 E-IR仪器来调查M8 E-IR，一个众所周知的大质量年轻恒星物体，怀疑包含一个拱星盘。在7个干涉仪基线处获得了8-13微米范围内的光谱分散的Vibrium。我们解决了M8 E-IR的中红外发射，并找到了30毫角秒（~45 AU）量级的发射区域的典型尺寸。已进行辐射转移模拟来解释数据。光谱能量分布的拟合，结合测量到的视星盘，并没有提供证据证明存在一个大于100天文单位的扩展的星周盘，但需要存在一个扩展的包络。这些数据不能约束除了包络之外的小尺度盘的存在。在这两种情况下，干涉测量表明存在一个强烈膨胀，相对较冷的中心对象，可能跟踪最近的吸积历史的M8 E-IR。此外，我们提出了24.5微米的图像，清楚地区分M8 E-IR和邻近的超紧凑HII区域，并显示彗星状的红外线形态的后者源。我们的研究结果表明，红外干涉测量，结合辐射转移建模，可以是一个可行的工具，以揭示关键的结构信息嵌入大质量的年轻恒星物体和解决所产生的模糊性拟合SED。
2009-08-07 astro-ph.GA
Testing Triggered Star Formation in Six H II Regions
我们调查了六个H II区域的红外线，明亮的镶边气泡或彗星形态，在寻找定量的证据，触发恒星形成，收集和崩溃和辐射驱动的内爆。我们确定和分类458年轻恒星对象（YSO）和周围的H II区域。通过将一系列辐射转移模型光谱能量分布（SED）拟合到大样本点源的红外光度测定法来确定YSO。我们确定了在这些区域的明亮边缘存在相对未进化的YSO的增强种群的区域，这表明恒星的形成已经在那里被触发。我们进一步研究了该地区的物理性质，通过使用无线电连续辐射作为代理的电离通量供电的H II区域，和13 CO（1-0）的观测，以测量分子团的质量和引力稳定性。我们使用了收集和崩溃触发恒星形成的分析模型，以及模拟辐射驱动的内爆，因此，我们比较观察到的分子气体的性质与那些预测的触发方案。值得注意的是，在我们的样本中，那些显示出彗星状或“水泡”形态证据的区域更有可能显示出触发的证据。关键词：HII区-- ISM：气泡--恒星：形成--恒星：原恒星
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galatic HII region IRAS 17149$-$3916 -- A multiwavelength study
本文介绍了银河系HII IRAS 17149 $-$ 3916的多波长研究。使用巨型米波射电望远镜，印度，第一次低频无线电连续观测610和1280兆赫的这一地区。电离气体排放显示出有趣的彗星形态，可能是由早期类型的源E4（IRS-1）提供动力。彗星形态的起源被广泛接受的弓激波，香槟流和cluerous云机制的框架下进行了讨论。来自斯皮策-GLIMPSE和赫歇尔-Hi-GAL的中红外和远红外数据揭示了一个复杂的柱、团块、气泡、细丝和弧的网络，表明大质量恒星对周围介质的深刻影响。触发恒星形成的尖端观察到的支柱结构的报告。高分辨率ALMA连续数据显示，在识别的团块内检测到一串核心。核心群众很好地解释了热金斯碎裂，并支持分级碎裂的情况。四个'超级牛仔'的核心被确定，在目前的数据集的分辨率，是合适的候选人，形成高质量的恒星。
2021-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep wide-field near-infrared survey of the Carina Nebula
我们在ESO VLT上使用HAWK-I对船底座星云进行了近红外测量，该星云足够深，可以探测到全部低质量恒星星族。最近的深X射线调查的结果被用来区分船底座的年轻恒星和背景污染物。我们发现，低质量恒星的年龄（来自船底座星云中的单个星团的色星等图）同意与以前的大质量恒星的年龄估计。大约有3200颗X射线选择的恒星质量>= 1 Msun;这个数字与基于高质量恒星数量的IMF场外推非常一致，并表明没有低质量恒星的缺陷。船底座中恒星星族的近红外过剩分数低于其他年龄相近、质量较小的星团，这表明星周盘扩散的时间尺度比静止区域更快，这很可能是由于大质量恒星反馈的水平非常高。窄带图像揭示了六个氢分子喷流。然而，没有一个光学HH天体显示出分子氢发射，这表明喷气驱动的原恒星非常靠近它们所嵌入的球状体的边缘。这为它们的形成是由前进的电离锋触发的这一假设提供了强有力的支持。
2011-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio and infrared study of the star forming region IRAS 20286+4105
本文介绍了对位于天鹅座X星区的恒星形成复合体IRAS 20286+4105的多波长研究。近红外K波段数据被用来重新访问以前的研究中确定的集群/恒星群。在610和1280兆赫的射电连续观测表明，存在一个可能由光谱类型为B 0- B0.5的恒星提供动力的HII区域。彗星形态的电离区解释调用弓激波模型，其中可能与附近的超新星遗迹也探讨。一个紧凑的无线电结与非热谱指数被检测到向云的中心。来自天鹅座X区域斯皮策遗产调查的中红外数据显示，云内存在六个I类YSO。热尘埃排放在这个复杂的建模使用赫歇尔远红外数据生成尘埃温度和柱密度图。Herschel图像还显示在该区域存在两个团块，其质量估计为{ \sim } 175 M{ \sun }和30 M{ \sun }。质量-半径关系和团块的表面密度不符合它们作为大质量恒星形成场所的条件。一个失控的恒星电离云和触发人口的中间质量，I类源位于云中心的整体图片出现在这个多波长的研究。尘埃发射率光谱指数的变化被证明存在于这个区域，并被认为有一个与尘埃温度成反比的关系。
2016-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Serendipitous Discovery of An Infrared Bow Shock Near PSR J1549-4848 with Spitzer
本文报道了在斯皮策巡天中发现的PSR J1549 $-$ 4848周围的红外彗星状星云。在发现之后，对星云进行了多波长成像和光谱观测。我们在Spitzer IRAC 8.0、MIPS 24和70 $μ$ m成像、Spitzer IRS 7.5 - 14.4 $μ$ m光谱观测以及WISE全天巡天12和22 $μ$ m观测中探测到了该星云。对这些数据进行了详细分析，我们发现该星云可以用标准的弓形激波形状来描述，其光谱中含有多环芳烃和H $_2$的发射特征。然而，目前还不确定是哪个天体驱动了星云。我们分析了场星，并得出结论，他们都不可能是相关的对象，因为恒星与强风或质量喷射，通常会产生弓形冲击比场星要亮得多。脉冲星距离相关天体预计所在的区域大约15 \arcsec\。为了解决这个矛盾，我们建议从脉冲星发射高度准直的风，并产生弓形激波。应进行X射线成像以探测风与周围介质的相互作用，并进行高空间分辨率无线电成像以确定脉冲星的自行，这将有助于核实脉冲星与弓形激波星云的关联。
2013-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
