Exploring the structure and dynamics of cold starless clouds is necessary to understand the different steps leading to the formation of protostars. Because clouds evolve slowly, many of them must be studied in detail to pick up different moments of a cloud's lifetime. We study here L1506C in the Taurus region, a core with interesting dust properties which have been evidenced with the PRONAOS balloon-borne telescope. To trace the mass content of L1506C and its kinematics, we mapped the dust emission, and the line emission of two key species, C18O and N2H+ (plus 13CO and C17O). This cloud shows peculiar features: i) a large envelope traced solely by 13CO holding a much smaller core with a strong C18O depletion in its center despite a low maximum opacity (Av~20 mag), ii) extremely narrow C18O lines indicating a low, non-measurable turbulence, iii) contraction traced by C18O itself (plus rotation), iv) unexpectedly, the kinematical signature from the external envelope is opposite to the core one: the 13CO and C18O velocity gradients have opposite directions and opposite profiles (C18O blue peaked, 13CO red peaked). The core is large (r = 3E4 AU) and not very dense (n(H2) ? 5E4 cm-3 or less). This core is therefore not prestellar yet. All these facts suggest that the core is kinematically detached from its envelope and in the process of forming a prestellar core. This is the first time that the dynamical formation of a prestellar core is witnessed. The extremely low turbulence could be the reason for the strong depletion of this core despite its relatively low density and opacity in contrast with undepleted cores such as L1521E which shows a turbulence at least 4 times as high.
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XIII. Core Mass Function, Lifetime, and Growth of Prestellar Cores
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kyoto University（京都大学）；Xiamen University（厦门大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
Probing the ion-neutral drift velocity towards the L1544 prestellar core: Detection of ambipolar diffusion using N$_2$D$^+$ and para-NH$_2$D
Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球行星科学系）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Kaghoshima University（鹿儿岛大学）；Faculty of Science and Engineering, Kyushu Sangyo University（九州产业大学理工学部）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文学研究所）
FRagmentation and Evolution of dense cores Judged by ALMA (FREJA). I (Overview). Inner $\sim$1000 au structures of prestellar/protostellar cores in Taurus
Using Scattered Near-Infrared Light to Map Water Ice in Prestellar Cores with SPHEREx
University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
The JCMT Gould Belt Survey Complete Core Catalogue: Core mass function variations between nearby molecular clouds
University College London（伦敦大学学院）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；University of Galway（戈尔韦大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre（国家研究委员会赫茨伯格天文学和天体物理学研究中心）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Queens University（女王大学）；University of Lancashire（兰开斯特大学）；McGill University（麦吉尔大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天文学与天体物理研究所）；James Madison University（詹姆斯麦迪逊大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；RAL Space, Rutherford Appleton Laboratory（卢瑟福阿普利顿实验室RAL空间部门）；East Asian Observatory（东亚天文台）；Vera C. Rubin Observatory（薇拉·C·鲁宾天文台）；The Open University（开放大学）
The initial magnetic criticality of prestellar cores
对星前核心的磁场强度的直接观测测量通常会发现超临界质量-通量比，这表明磁场不足以阻止引力坍缩。这些测量遭受显着的不确定性;另一种方法是利用星前化学对进化历史的敏感性，并间接限制磁支持的程度。我们结合非理想的星前核的磁流体动力学模拟与时间相关的化学和辐射转移建模，在几个常见的观察到的分子线的模型核心的合成观测。我们发现，强烈受冻结的分子，如CS和HCN，通常有低得多的线强度磁亚临界模型相比，超临界的，由于较长的崩溃时间尺度。亚临界模型也产生更窄的线为所有物种的调查。考虑到一系列的核心属性，年龄和视角，我们发现，超临界模型是无法重现CS和N $_2$ H $^+$线强度和宽度的分布观察样品中看到的，而亚临界模型与现有的数据吻合得很好。这表明，尽管目前有超临界的质量流量比，星前核心的形式作为磁次临界对象。
The ALMA-QUARKS survey: Evidence of a candidate high-mass prestellar core aside a bright-rimmed cloud IRAS 18290-0924
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Indian Institute of Space Science and Technology（印度空间科学与技术学院）；Peking University（北京大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Tsinghua University（清华大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of South Africa（南非大学）；University of Nigeria（尼日利亚大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea（韩国科学技术院）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；University of Debrecen（德布勒森大学）
Stability of filaments in star-forming clouds and the formation of prestellar cores in them
现在人们普遍认为，分子气体的致密细丝是恒星诞生过程中不可或缺的一部分。虽然数值模拟已经成功地再现了湍流气体中的对流结构，并且分析计算已经预测了通过径向坍缩形成致密气体细丝，但是产生这种细丝然后在其中形成星前核的确切过程尚不清楚。因此，在这项工作中，我们研究了形成一个密集的细丝使用一个相对简单的设置，一个均匀密度的圆柱体的压力平衡与其封闭介质。特别是，我们研究，如果它的倾向，形成一个致密的灯丝，并进一步，星前核心的形成在此灯丝承担的初始体积的气体的重力状态。我们报告了一个径向塌陷，导致形成一个致密的对流云是可能的，当气体的初始体积至少是临界稳定的（其特征是该体积的质量线密度与其最大值之间的近似相等）。虽然自引力，但这一体积的气体并没有自由落体。然后，由于类似牛仔裤的不稳定性的增长，这种塌陷后的细丝沿着其长度碎裂，形成像\emph{beads on a string}这样的星前核心。我们认为，在典型的恒星形成云中，在以下假设下被归类为引力超临界的致密细丝不太可能经历引力自由落体：（i）等温性，而事实上，它们不是，和（ii）相对于压力截断的扩展径向轮廓，从而导致其质量线密度的显著高估。这个坍缩后灯丝的径向密度和温度分布与最近对附近恒星形成区的调查中绘制的典型对流云的径向密度和温度分布是一致的。
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Detection of extremely high density compact structure of prestellar cores and multiple substructures within
Chemical analysis of prestellar cores in Ophiuchus yields short timescales and rapid collapse
类似太阳的恒星是由寒冷而稠密的星际云收缩而形成的。然而，崩溃是如何进行的，以及驱动它的主要物理过程是什么，仍在争论中，关于这一过程的时间尺度尚未达成最终共识。这种收缩是缓慢进行的，由强磁场和双极扩散维持，还是由重力主导的快速坍缩驱动的？回答这个问题的一种方法是通过基于观测的统计方法或通过可靠的化学计时器来测量星前核的年龄，这应该更好地反映核的物理条件。在这里，我们报告的APEX观测ortho-H $_2$ D $^+$和para-D $_2$ H $^+$ 6个核心的蛇夫座复杂的，并将它们与详细的三维磁流体动力学模拟，包括化学，提供了一系列的年龄为观察到的核心高达200千年。我们的模拟结果和随后的分析提供了一个很好的匹配与观测结果的物理（核心质量和体积密度）和动力学参数，如马赫数和维里参数。我们表明，模型的快速崩溃成功地再现了所观察到的范围内的化学丰度比的时间尺度达到所观察到的阶段是可比的动态时间的核心（即自由落体时间）和远短于双极扩散时间，从模拟中的电子分数测量。为了证实这一比率可以用来区分不同的恒星形成情景，应该探索更大的（统计相关的）恒星形成核心样本。
Unveiling Central ortho-H2D+ Depletion at Sub-kau Scales in Prestellar Core G205.46-14.56M3: The First Interferometric Evidence and Implications for Deuterium Chemistry
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Taiwan Astronomical Research Alliance (TARA)（台湾天文研究联盟）；Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；Center for Informatics and Computation in Astronomy (CICA), NTHU（国立清华大学天文资讯与计算中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天体宇宙科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
Tracing grain growth in the forming prestellar core L1506C with 3D modeling of Herschel, IRAM, and CFHT observations
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Université de Toulouse, CNRS, CNES（天体物理学与行星学研究所以及图卢兹大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（萨克雷大学）；Observatoire de Paris, PSL, CNRS, UPMC, Univ. Paris-Diderot（巴黎天文台）
