The far-infrared polarization spectrum of Rho Ophiuchi A from HAWC+/SOFIA observations
我们报告的偏振图与HAWC+/SOFIA对Rho OphA，Rho Ophiuchi分子复合物的densitivity部分。我们使用HAWC+带C（89 $μ$ m）和D（154 $μ$ m）。通过定义量R_DC = p_D/p_C来研究偏振光谱的斜率，其中p_C和p_D分别表示带C和D的偏振度。我们发现了一个明确的相关性R_DC和整个云的分子氢柱密度。正斜率（R_DC > 1）主要是云的低密度和良好照明的部分，这是由高质量的恒星Oph S1加热，而向负斜率（R_DC < 1）的过渡被观察到向密度和不均匀照明的云核心。我们将这种趋势解释为由于以下因素的组合：（1）云外围的温暖颗粒，如辐射力矩理论中所提出的那样，通过大量暴露于Oph S1的辐射而有效地排列;以及（2）云核深处的冷颗粒，由于屏蔽外部辐射而排列不良。为了验证这一解释，我们根据Herschel资料，利用球对称云核建立了一个非常简单的玩具模型，并验证了RDC的预测变化与观测结果的一致性。这一结果介绍了一种新的方法，可以用来探测晶粒排列效率的分子云，在远红外偏振光谱的趋势分析的基础上。
2019-07-19 astro-ph.GA
Substellar Objects in Nearby Young Clusters (SONYC) V: New brown dwarfs in rho Ophiuchi
SONYC（Substellar Objects in Nearby Young Clusters）是一个调查计划，旨在调查附近恒星形成区域中质量低至木星几倍的亚恒星物体的频率和性质。对于100万年前的rho Ophiuchi星系团，在我们早期的论文中，我们报告了使用Subaru的深，宽视场光学和近红外成像，结合2 MASS和Spitzer测光，以及后续光谱学确认了三个可能的星系团成员，包括一个新的褐矮星，其质量接近氘燃烧极限。在这里，我们提出了广泛的新光谱学的结果，目标是在rho Oph中总共有~100个候选者，FMOS在斯巴鲁望远镜和SINFONI在ESO的超大望远镜。我们确定了19个对象的有效温度在或低于3200 K，其中8个是新发现的极低质量的可能成员的ρ OPH。在这八个天体中，有六个的Teff <= 3000 K，证实了它们可能的亚恒星性质。这六颗新的棕矮星占了ρOph已知亚恒星数量的五分之一。我们估计，在我们的调查区域失踪的亚恒星物体的数量是~15，下降到0.003 - 0.03 MSun和Av = 0 - 15。低质量恒星与棕矮星比率的上限为5.1 +- 1.4，而恒星和棕矮星的盘分数分别为~40%和~60%。这两个结果都与附近其他恒星形成区的结果一致。
2011-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel survey of brown dwarf disks in Rho Ophiuchi
最近的观测Rho Ophiuchi集群与赫歇尔空间天文台允许我们探测光谱能量分布（SED）的褐矮星人口在远红外，其中磁盘发射峰值。我们进行了70，100和160微米的孔径测光，并为所有先前已知的棕矮星检测到的构建SED。这些都是补充辅助光度在较短的波长。我们比较了所观察到的SED与辐射转移代码MCFOST产生的合成磁盘的网格，并使用从每个磁盘参数的贝叶斯推断估计的相对品质因数来分析结构特性。我们用赫歇尔探测到了12颗II类褐矮星，相当于目前已知的蛇夫座棕矮星成员的三分之一。我们没有发现任何已知的III类棕矮星。模型的比较表明，磁盘是最好的描述由0.01和0.07 AU之间的内半径，和一个张开的磁盘的几何形状与张开指数在1.05和1.2之间。此外，我们可以排除低于10 AU（在100 AU的基准半径处测量）的磁盘刻度高度值。我们将Herschel数据与最近对棕矮星GY 92 204（ISO-Oph 102）的ALMA观测相结合，通过将其SED与相同的盘模型网格进行比较，我们得出了内盘半径为0.035 AU，标度高度为15 AU，耀斑指数为β ~1.15，尘埃沉降指数为-1.5，盘质量为0.001 MSun。这对应于约1%的圆盘与中心物体质量比。由扩展的SED覆盖范围（内半径和耀斑指数）的结构参数的约束显示了狭窄的分布，在蛇夫座ρ检测到的11个年轻的棕矮星，这表明这些对象共享相同的磁盘…
2013-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Novel Survey for Young Substellar Objects with the W-band Filter. VII. Water-Bearing Objects in the Core of the Rho Ophiuchi Cloud Complex
本研究利用W波段水吸收特征在蛇夫座ρ云核心中筛选出22个年轻亚恒星候选体，通过深红外自行测量确认21个为成员，并结合红外能谱分布诊断其质量、年龄及尘埃盘存在情况，揭示了晚至M8型天体的盘和磁层吸积证据。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Outflows in the rho Ophiuchi Main Cloud: Implications For Turbulence Generation
本文介绍了对rho蛇夫座分子云中活动成团簇L1688的CO（J=3-2）和CO（J=1-0）成图观测结果。从CO（J=3-2）和CO（J=1-0）数据立方体，我们确定了五个流出，其驱动源是VLA 1623，EL 32，LFAM 26，EL 29和IRS 44。在已识别的流出物中，最明亮的流出物是来自原型0级源VLA 1623的流出物。我们还发现，位于Oph B2区的EL 32流出有非常广泛的蓝移和红移的大开角叶。在CO（J=1-0）图中确定的外流中，这种外流是最大的，并且具有最大的动量。我们估计由目前和以前的研究所确定的分子外流引起的总能量注入率约为0.2 L_solar，大于或至少与湍流耗散率[~（0.03 - 0.1）L_solar]相当。因此，我们的结论是，原恒星外流很可能发挥了重要作用，在补充超声速湍流在这个集团。
2010-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-Scale Spectroscopic Mapping of the $ρ$ Ophiuchi Molecular Cloud Complex I. The C$_{2}$H to N$_2$H$^+$ Ratio as a Signpost of Cloud Characteristics
我们提出了2.5平方度C $_{2}$ HN =1-0和N $_2$ H $^+$ J=1-0的$ρ$蛇夫座分子云复合体的地图。这是使用这两种示踪剂绘制的第一张$ρ$蛇夫座分子云复合体的大尺度地图。C $_{2}$ H发射在空间上比N $_2$ H $^+$发射更扩展。首次鉴定出一个微弱的N-$_2$-H-$^+$团簇Oph-M和一个C-$_{2}$-H环Oph-RingSW。观察到的C $_{2}$ H与N $_{2}$ H $^{+}$丰度比（[C $_{2}$ H]/[N $_{2}$ H $^{+}$ ]）在5和110之间变化。我们用1-D化学模型模拟了C $_{2}$ H和N $_2$ H $^+$丰度，该模型显示[C $_2$ H]/[N $_2$ H $^+$ ]随化学年龄明显下降。当温度低于40 K时，这种演化趋势几乎不受温度的影响.然而，在高密度（n $_H$ $>$ 10 $^5$ cm $^{-3}$）下，丰度比下降至少一个数量级所花费的时间变得小于动态时间（例如，湍流穿越时间$\rm \sim$ 10 $^5$年）。观察到的L1688和L1689之间的[C $_2$ H]/[N $_2$ H $^+$ ]差异可以通过L1688在相对较不致密的区域中具有化学上较年轻的气体来解释。观察到的[C $_{2}$ H]/[N $_{2}$ H $^{+}$ ]值是在较…
2017-02-16 astro-ph.GA
C^+ distribution around S1 in rho Ophiuchi
我们分析了[C II] 158微米的地图获得的L2大接收器SOFIA的发射/反射星云照亮的早期B星S1在rho-OphA云核心。这一数据集得到了CO（3 - 2）、13CO（3 - 2）和C18O（3 - 2）地图的补充，这些地图是作为JCMT古尔德带巡天的一部分观测到的，还有存档的HCO ^+（4 - 3）JCMT数据，以及Herschel/PACS的[O I] 63和145微米成像。[C II]发射完全由S1周围星云的强PDR发射控制，该星云扩展到S1以西和以南的致密Oph A分子云。的[C II]发射显着蓝移相对于CO光谱，也相对于系统的速度，特别是在西北部的星云。[C II]线在S1星云中心较宽，在PDR壳层较窄。[C II]线在S1 PDR中的扩展区域上具有强烈的自吸收。根据[13 C II] F = 2 - 1超精细分量的强度，[C II]在星云的大部分区域都有相当厚的光学厚度。CO和~（13）CO（3 - 2）光谱具有较强的自吸收，而C_（18）O（3 - 2）光谱为单峰，中心位于自吸收的中间。我们已经使用了一个简单的两层LTE模型来表征背景和前景云贡献的[C II]排放。从这个分析中，我们估计由于前景云的消光约为9.9等，这略低于对S1的估计。由于PDR中的一些热气体没有被低J CO排放追踪，因此该结果似乎是相当合理的。使用平面平行PDR模型，根据观测到的[OI（1…
2018-04-09 astro-ph.GA
Physical Properties of Dense Cores in the Rho Ophiuchi Main Cloud and A Significant Role of External Pressures in Clustered Star Formation
利用Nobeyama 45 m射电望远镜（空间分辨率约为0.01pc）观测到的H13 CO+（J=1-0）谱线资料，在蛇夫座rho主云的中心致密区确定了68个致密核。H13 CO+数据还表明，H13 CO+相对于H2的丰度分数与H2柱密度的平方根大致成反比，平均值为1.72 x 10^{-11}。估计所识别核心的平均半径、半高宽线宽和LTE质量分别为0.045 +- 0.011 pc、0.49 +- 0.14 km/s和3.4 +- 3.6 Msolar。大多数已确定的核心有亚音速的内部运动。维里比（维里质量与LTE质量的比值）随着LTE质量的增加而减小，约60%的核的维里比小于2，表明这些核不是瞬态结构，而是自引力结构。详细的维里分析表明，表面压力往往超过自重力，因此在核心的形成和演化中起着至关重要的作用。通过对同一望远镜观测到的rho Oph核与Orion A分子云核的比较，发现在校正了不同空间分辨率的影响后，两者核的物理量统计性质是相似的。在0.01 - 0.1秒差距的范围内，ρ Oph核的线宽几乎与核半径无关，并偏离Heyer & Brunt关系。这可能是湍流运动是由星团环境中的原恒星外流驱动的证据。
2010-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper motion survey and kinematic analysis of the Rho Ophiuchi embedded cluster
我们的目标是进行一个年轻的恒星对象（YSO）的运动学普查的Rho Ophiuchi F核心和部分在E核心的L1688暗云。我们在ESO新技术望远镜（NTT）上使用ISAAC（SOFI）仪器的儿子在近红外线上运行了九年的自行程序。我们用各种公共图像数据库补充了这些观测结果，将观测的时间基础和调查范围扩大到0.5度X 0.5度。我们得到了2213个物体的位置和自行。其中，607个自行来自SOFI观测，精度约为1.8质量/年，而其余的物体仅从辅助数据测量，平均精度约为3质量/年。我们进行了运动学分析的最准确的自行推导出这项工作，这使我们能够分离的集群成员从场星，并得出集群的平均性能。从运动学分析，我们得出了一个列表的68个成员和14个候选成员，包括26个新的对象具有较高的成员概率。这些新成员通常比已知的成员更暗。我们测得L1688暗云的平均自行为（mu_RA*，mu_DEC）=（-8.2，-24.3）+/-0.8 mas/yr。将监督分类应用于成员的光度数据，以将光谱能量分布（SED）分类分配给未分类的成员。我们从运动学上确认了以前对Rho Ophiuchi F星团的研究中已知的56个成员，也是我们调查的一部分，是该星团的成员，我们增加了26个新成员。我们定义了集群中未分类成员的进化状态。我们发现，这些新成员中有很大一部分（23个）可能是褐矮星，这使星团中已知的亚恒星天体数量增加了3.3…
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
OH 18 cm Transition as a Thermometer for Molecular Clouds
我们用Effelsberg 100 m望远镜观测了Heiles云2以东的半透明云（HCL 2 E）、冷暗云L134 N和$ρ$ -蛇夫座分子云的光解离区的4个18 cm OH超精细成分。我们已经发现在所有三个区域的超精细分量之间的强度异常。特别地，在HCL 2 E和$ρ$ -蛇夫座分子云的两个位置探测到了1612 MHz卫星谱线对宇宙微波背景的吸收特征。在统计平衡计算的基础上，我们发现超精细异常起源于超精细能级的非LTE布居，并可用于确定H $_2$密度（10 $^2$ - 10 $^7$ cm $^{-3}$）范围内气体的动力学温度. HCL 2 E中心附近的气体动力学温度为53 $\pm$ 1 K，向云的外围逐渐升高（$\sim$ 60 K）。根据8个位置的平均光谱，H $_2$的邻-对-比被确定为3.5 $\pm$ 0.9。在L134 N中，也看到朝向外围的类似温度升高。在$ρ$ -蛇夫座分子云中，气体动力学温度随与激发星HD 147889的距离而降低。这些结果表明，OH 18厘米线作为一个良好的温度计的分子云信封的一个新的方面。OH 18 cm线可用于追踪分子云周围的一类新的温暖分子气体，这类气体不能很好地通过CO及其同位素的发射来追踪。
2016-02-17 astro-ph.GA
Understanding polarized dust emission from $ρ$ Ophiuchi A in light of grain alignment and disruption by radiative torques
尘埃颗粒与环境磁场的排列产生了星光的偏振以及热尘埃发射。利用SOFIA/HAWC+偏振观测资料，发现在89 $μ$ m和154 $μ$ m处，由一颗B星协恒星所承载的蛇夫座$ρ$（Oph）A云的热尘埃辐射的部分偏振度随颗粒温度的升高而增加，当颗粒温度超过$\simeq$ 25-32 K时，部分偏振度降低。后者的趋势不同于流行的径向转矩（RAT）的取向理论，这意味着一个单调增加的极化分数与晶粒温度的预测。我们进行数值模拟的偏振尘埃排放的$ρ$ Oph-A云和计算的尘埃偏振度，同时考虑尘埃颗粒的排列和旋转中断的RAT。我们的模拟结果可以成功地再现观测数据的上升和下降趋势。此外，我们表明，只有硅酸盐颗粒或硅酸盐-碳颗粒的混合物在复合结构中的排列可以重现观测趋势，假设所有的尘埃颗粒遵循幂律尺寸分布。虽然我们的模型有一些简化和局限性，我们的研究结果表明，在$ρ$ Oph-A云的颗粒具有复合结构，和粒度分布比星际介质的标准尺寸分布有更陡的斜率。SOFIA/HAWC+数据与JCMT观测450 $μ$ m和850 $μ$ m相结合，将有助于测试基于颗粒排列和RAT破坏的拟议方案。
2021-01-22 astro-ph.GA
Search for Alignment of Disk Orientations in Nearby Star-Forming Regions: Lupus, Taurus, Upper Scorpius, $ρ$ Ophiuchi, and Orion
原行星盘方向之间的空间相关性携带着关于多个恒星形成过程的物理学信息。我们选择附近的五个恒星形成区域，包括一些原行星盘的空间分辨图像与ALMA和HST，并寻找磁盘轴的相互对齐。具体来说，我们应用柯伊伯检验来检查位置角（PA：从北方逆时针测量的投影盘椭圆的长轴的角度）分布的统计均匀性。位于恒星形成区域的盘，除了狼疮云，没有显示出任何对齐的特征，支持随机取向。然而，在狼疮场的一个子区域狼疮III云中，PA的光谱测量的16个圆盘的旋转轴表现出弱的和可能的偏离在$2σ$水平上的随机分布，并且16个圆盘的倾斜角也是不均匀的。此外，在狼疮III云中的盘PA的平均方向是平行于其细丝结构的方向，并近似垂直于磁场方向。我们还确认了鲁棒性的估计PA狼疮云通过比较不同的观察和估计的基础上，包括稀疏建模的三种不同的方法。没有显着的磁盘取向对齐是一致的磁盘角动量的湍流起源。需要进一步的观测来证实/证伪狼疮III云中可能的圆盘排列。
2020-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling Stellar Feedback and Cloud Structure in the $ρ$ Ophiuchi A Region with ALMA and JWST: Discovery of Substellar Cores, C$^{18}$O Striations, and Protostellar Outflows
利用ALMA和JWST高分辨率数据研究蛇夫座Oph A区的云结构与恒星反馈，新发现7个亚恒星核、多个原恒星外流及C18O条纹，揭示恒星反馈对云结构的显著塑造作用。
2025-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unfolding the Laws of Star Formation: The Density Distribution of Molecular Clouds
恒星的形成塑造了整个星系的结构和演化。这一过程的速率和效率在很大程度上受到恒星形成的单个分子云的密度结构的影响。这种结构的最基本的测量是体积密度的概率密度函数（rho-PDF），它决定了用分析模型预测的恒星形成率。该函数仍然不受观察的约束。我们已经开发出一种方法来量化rho-PDF，并建立它们与恒星形成的关系。rho-PDFs为恒星形成理论提供了新的约束条件，并正确预测了恒星形成星际介质的几个关键性质。
2014-04-10 astro-ph.GA
New constraints on the Polarization of Anomalous Microwave Emission in nearby molecular clouds
异常微波辐射（AME）以前曾在两个著名的分子云中进行过研究，并被认为是由于小的旋转尘埃颗粒的电偶极辐射。测量这种辐射的偏振特性对于未来宇宙微波背景实验中的成分分离和尘埃模型的约束都是非常重要的。我们用{ \it WMAP} 7年资料搜索了与$ρ$蛇夫座和英仙座分子云有关的线偏振射电辐射。我们发现在直径为$2^{\circ}$的孔径内没有明显的偏振。$ρ$蛇夫座云中旋转尘埃的分数极化上限在K-、Ka-和Q-波段分别为1.7%、1.6%和2.6%（95%置信水平）。在英仙座云，我们推导出的上限为1.4%，1.9%和4.7%，在K-，Ka-和Q-波段，分别;这些是相似的发现由López-Caraballo等人。如果AME在银河系高纬度地区有一个类似的低水平的偏振，这将简化组件分离CMB偏振测量。我们还可以排除单畴磁偶极子辐射作为20-40 GHz的主要发射机制。偏振水平与旋转尘埃模型一致。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the probability distribution function of the mass surface density of molecular clouds I
质量表面密度的概率分布函数（PDF）是分子云或一般星际介质结构的基本特征。分子云PDF的观测表明，在高质量表面密度下，分子云的组成是围绕最大值的广泛分布和减少的尾部。第一个组成部分是由于随机分布的气体，这是使用对数正态函数建模，而第二个组成部分是由于使用一个简单的幂律建模的凝聚结构。本文的目的是提供一个分析模型的PDF的凝聚结构，可用于观察员提取信息的凝聚。凝聚结构被认为是球体或圆柱体，在云半径rcl处具有截断的径向密度分布。假设的轮廓是形式rho（r）=rho_c/（1+（r/r_0）^2）^{n/2}，其中rho_c和r_0分别是中心密度和内半径。隐式函数得到截断（球）或有一个极（圆柱）在最大质量表面密度。在无限高密度rho_c/rho（r_cl）的极限下，球形凝聚的概率密度函数和圆柱体的渐近概率密度函数在较陡的密度剖面上是一致的，在低和高质量表面密度下都有幂律渐近线，并有一个明确的最大值。在高质量表面密度的极限中，对数PDF（Sigma × P（Sigma））的渐近线Sigma^（-gamma）的幂指数由gamma =（n+1）/（n-1）-1（球体）或gamma=n/（n-1）-1（无限高密度极限中的圆柱体）给出。
2014-03-03 astro-ph.GA
Mapping and characterizing magnetic fields in the Rho Ophiuchus-A molecular cloud with SOFIA/HAWC$+$
本研究利用SOFIA/HAWC$+$观测分析蛇夫座ρ-A分子云的远红外尘埃偏振，测绘其磁场形态并测量强度，发现该云由强磁场主导支撑，磁场可抵御辐射反馈并调控云的形状。
2024-09-11 astro-ph.GA
A Tale of Three Dust Populations: Variable $R_{\rm{V}}$ and Extreme Polarization Along Sightlines Toward $ζ$ Ophiuchi
尘埃渗透到星际介质中，使背景星光变红和偏振，但尘埃的性质随当地环境而变化。为了描述尘埃在高辐射的弥漫云，我们测量的红化和光学偏振对27颗恒星周围的中纬度$b$ = $+$ 24 $^{\circ}$ O9.2IV明星$ζ$蛇夫座，使用新的光谱学和偏振。我们随着距离的增加而逐渐减少和减少，使我们能够沿着这些视线区分灰尘成分。数据显示了三种不同的尘埃种群：银河系尘埃的前景成分（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 3.1，$d$ $\lesssim$ 180 pc），一种在$ζ$ Oph附近的高度偏振中距离组件（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 2.4，200 pc $<$ $d$ $<$ 300 pc）和非偏振远距离组件（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 3.6，600 pc $<$ $d$ $<$ 2000 pc）。跨越视场的突出的8个$μ$ m红外条纹可能具有高多环芳烃含量，并且由$ζ$ Oph照射。前景减去偏振大致与这些条纹，其中，我们认为，躺在$ζ$ Oph的后面，构成高度偏振的中距离尘埃。该组分非常有效地极化（$P_{\rm{V}}$ $>$ 9.1 $E(B-V)$），这意味着高度的晶粒排列，并表明大部分极化发生在体积的一小部分中。在遥远的组件中的大$R_{\rm{V}}$表明，银道面上方的尘埃（$z$ $>$ 250 pc）可能含有比银河…
2021-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water Ice Deposition and Growth in Molecular Clouds
在星际云中，水冰在颗粒上的沉积只发生在高于某个阈值A_th的目视距离上。在大于A_th的梯度上，水冰柱密度和A_V之间存在（近线性）相关。对于金牛座、巨蛇座和蛇夫座等单个复合云，A_th和相关梯度在所有视线上都非常相似。我们已经调查了这种现象的起源，仔细考虑可能涉及的各种可能的机制，并已应用一个完整的化学模型来分析静态分子云的行为和敏感性。我们的主要成果是：（i）普遍存在的现象指向一个共同的原因，因此视线探针区域具有相似的、先进的、化学和动力学演化。（ii）对于金牛座和巨蛇座，A_th和相关性的斜率可以解释为来自氧原子的冻结和H_2O分子的光解吸的平衡。（iii）A_th取决于局部密度，表明局部体积密度与柱密度之间存在相关性;（iv）Taurus和Serpens的不同A_th值可能是由于局部平均辐射场强度的变化;（v）大多数冰是在初始非常小的颗粒上吸积的（<0.01微米），和（vi）在Rho-Ophiuchi中观察到的非常高的A_th值不能以同样的方式解释，除非有复杂的微观结构和/或消光特性的修改。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Density Variance Mach Number Relation in the Taurus Molecular Cloud
分子云中的超音速湍流是产生密度增强的关键因素，密度增强可能随后继续形成恒星。湍流越强--马赫数越高--密度波动预计越极端。数值模型预测密度方差随均方根马赫数的增加而增加，其形式为：σ ^{2}_{rho/ rho_{0} } = b^{2}M^{2}，其中b是一个数值估计的参数，这种预测形成了大量恒星形成分析模型的基础。我们提供了一个估计的参数b从13 CO J=1-0谱线成像观测和灭绝映射的金牛座分子云，使用最近开发的技术，需要包含的信息只在投影列密度场计算σ ^{2}_{rho/ rho_{0} }。我们发现b ~ 0.48，这是符合典型的数值估计，是湍流驱动，包括螺线管和压缩模式的混合物的特点。更保守地，我们将b限制在0.3-0.8的范围内，这取决于亚分辨率结构的影响和扩散原子材料在柱密度预算中的作用。我们还报告了一个突破金牛座柱密度功率谱的规模为1 pc，并发现，打破与各向异性的功率谱。在13 CO和尘埃消光功率谱中观察到这种断裂，尽管13 CO和尘埃消光图之间存在详细的空间差异，但它们明显是相同的。[删节]
2010-02-05 astro-ph.GA
On the extraction of power-law parts of the probability density functions in star-forming clouds
我们提出了一种新的方法来提取幂律部分的密度/列密度概率密度函数（rho-pdf/N-pdf）在恒星形成的云。它基于Virkar & Clauset（2014）的数学方法bPLFIT，并评估任意分布的幂律部分，而不对该分布的其他部分进行任何假设。斜率和偏差点是作为箱数变化时的平均值导出的。这两个参数对尖峰和尾部的其他局部特征都不敏感。这种适应bPLFIT方法适用于两组不同的数据，从数值模拟的恒星形成的云在0.5和500 pc的规模，并显示rho-pdf和N-pdf的演变与一些数值和理论研究。应用于赫歇尔数据的区域Aquila和Rosette，该方法提取明显的幂律尾，与模拟演变的云一致。
2019-08-01 astro-ph.GA
The distribution of ionized, atomic and PDR gas around S1 in Rho Ophiuchus
蛇夫座ρ星云中的早期B星S1激发了HII区，并照亮了一个大的蛋形光解离（PDR）腔。PDR被密集的分子Rho Oph A脊限制在西部和西南部，更自由地扩展到东北部的弥漫性低密度云中。我们分析了新的SOFIA GREAT，GMRT和APEX数据以及Herschel/PACS，JCMT/HARPS的存档数据，以研究该区域的光辐照电离和中性气体的性质。示踪物包括158微米的[C Ⅱ]、63和145微米的[O Ⅰ]、CO和13 CO的J=6-5跃迁、HCO+（4-3）、610和1420 MHz的射电连续谱和21 cm的HI。PDR辐射强烈地红移到星云的东南方，而主要蓝移到星云的西北方。[C II]和[O I]63光谱在大部分PDR上都是强自吸收的。通过分别使用光学薄的对应物[13 C II]和[O I]145，我们得出结论，自吸收是由温暖的（>80 K）前景PDR气体主导的，而不是由周围的冷分子云。我们估计PDR中C+和O的柱密度分别为3e 18和2 e19 cm^-2。恒星远紫外线通量和再处理的红外辐射的比较表明，西北部的气体团块增强。对PDR气体发射的分析表明，至少存在三种密度成分，包括高密度（10^6 cm^-3）团块、中等密度（10^4 cm^-3）团块和弥散性（10^3 cm^-3）团块间介质。中密度组分主要贡献于PDR气体的热压力，PDR气体与西边的分子云处于压力平衡。我们发现…
2021-02-22 astro-ph.GA
Deep Near-Infrared Imaging of the rho Oph Cloud Core: Clues to the Origin of the Lowest-Mass Brown Dwarfs
利用2 MASS扩展飞行任务在J、H和Ks波段的深积分组合校准扫描图像和斯皮策IRAC在3.6、4.5、5.8和8.0微米的图像，对rho Oph云核心区域的年轻亚恒星天体进行了搜索。合并观测的视场为1度x9.3弧分，J处的5 σ极限星等为20.5。比较所观察到的SED与COND和DUSTY模型的预测，假设年龄为100万年，支持许多来源与棕矮星的识别，并使有效温度，Teff的估计。然后，通过它们在通量密度与Teff的关系图上的位置，可以很容易地将星团成员与背景恒星区分开来。估计的Teff的范围延伸到~ 750 K，表明存在亚木星质量的物体。结果还表明，rho Oph云的质量函数类似于基于最近研究的sigma Orionis集群，两者都朝着较低的质量上升。我们研究的另一个主要结果是，在J-H和H-Ks颜色的分布中明显存在一个渐进的向蓝倾斜，这样范围的蓝色端随着亮度的增加而变得越来越蓝。我们认为，这种行为可以理解为“弹射恒星胚胎”假说，即一些质量最低的褐矮星可以逃逸到靠近云的前缘的位置，从而被认为是较少的灭绝。
2010-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: IV. 3D Molecular Fraction and Galactic-Scale HI-to-H$_2$ Transition
研究了银河系中体积密度分子分数的三维分布，定义为fmol_rho=rho_H2/（rho_HI + rho_H2）.分子锋出现在半乳糖中心距离R \sim 8 kpc处，在\sim 0.5 kpc的径向间隔内，从原子氢到分子氢的相变突然发生，fmol_rho从\sim 0.8下降到0.2。fmol_rho中的波前比表面密度分子分数中的波前尖锐得多。正面也出现在垂直方向，高fmol_rho盘的全宽为\sim 100 pc。径向和垂直fmol_rho的配置文件，特别是前面的行为，拟合的理论曲线计算使用观测到的密度配置文件和假设的辐射场和金属指数梯度。分子分数被发现是增强沿英仙座和其他一些螺旋臂。fmol_rho臂意味着分子云是由螺旋臂中的HI气体产生的，并在臂间区域解离。我们还表明，有一个阈值HI密度超过该气体转化为分子。
2016-04-21 astro-ph.GA
Search for HOOH in Orion
背景：关键分子的丰度决定了恒星和行星系统形成所需的冷却水平。在这种情况下，人们需要了解时间依赖的氧化学的细节，导致分子氧和水的形成。目的：我们的目标是确定恒星形成分子云中O2和HOOH（过氧化氢）出现之间的相关程度。我们首先在rho Ophiuchi云（核心A）中检测到O2和HOOH，我们现在在猎户座分子云OMC A中搜索HOOH，在那里也检测到O2。方法：我们用阿塔卡马探路者实验（APEX）绘制了猎户座H2峰1周围3弧分乘3弧分的区域。除了在HOOH的两个跃迁，即219.17 GHz和251.91 GHz的几个地图，我们得到了另外三个跃迁的单点光谱朝向最大发射的位置。结果如下：在适当的LSR速度（当地标准的休息）和水平大于或等于4西格玛的线发射被发现的两个过渡，与较低的S/N（2.8 - 3.5西格玛）的另外两个过渡，而对于其余的过渡，只有一个上限。发射区，偏移18弧秒以南的H2峰1，出现点状在我们的观察与APEX。结论：Orion中极高的谱线密度使得HOOH的鉴别比rho Oph A中的困难得多。由于不得不考虑其他分子的可能污染，我们对当前的检测状态未作决定。
2015-10-06 astro-ph.GA
On the Initial Conditions for Star Formation and the IMF
湍流自引力云的密度概率分布函数（PDF）应该是局部对数正态PDF的卷积，它取决于局部平均密度rho-ave和马赫数M，以及rho-ave和M的概率分布函数，它取决于云的整体结构。当自引力驱使云的中心密度增加时，总的PDF会形成一个延伸的尾部。如果有一个恒星形成的临界密度或柱密度，那么超过这个阈值的局部质量的分数在云中心附近变得更高。这些云结构的元素应该在重要的恒星形成开始之前就已经就位。这样的效率就很高，因此束缚星系团会迅速形成，而恒星初始质量函数（IMF）在年轻恒星的破坏性辐射将其抹去之前就已经在气体中留下了印记。IMF可能来自于云结构的幂律质量分布。这些结构应该形成恒星的热金斯质量MJ在每个密度超过阈值。PDF的高密度尾部，加上每个恒星形成核心的额外碎片，将IMF扩展到棕矮星区域。核心碎裂过程不同于云结构化过程，并引入了独立的核心碎裂质量函数（CFMF）。CFMF将主要低于IMF峰值。
2011-02-25 astro-ph.GA
On the effective turbulence driving mode of molecular clouds formed in disc galaxies
在秒差距尺度下对银河系盘状星系进行了数值模拟，确定了分子云的物理性质和湍流驱动模式。云的形成是通过气体的引力破碎，导致质量，半径和速度色散的平均值与银河系云的观测结果非常一致。每个云内湍流的驱动参数（b）的特征在于云内密度对比（sigma_rho）与平均马赫数（Mach）的比率，b = sigma_rho/Mach。如在以前的工作中所示，b ~ 1/3表示螺线管（无发散）驱动，b ~ 1表示压缩（无卷曲）驱动。我们发现，在模拟中形成的所有云的平均b值具有b > 0.2的下限。重要的是，我们发现，b有一个广泛的分布，从纯粹的螺线管到纯粹的压缩驱动覆盖值。跟踪单个云的演变表明，每个云的b值在其生命周期内不会发生显着变化。最后，我们进行了一项决议的研究，最小细胞大小为8，4，2和1 pc，发现平均b值随着分辨率的增加而增加。因此，我们得出结论，我们测量的b值是严格的下限，并且收敛需要优于1 pc的分辨率。然而，无论分辨率如何，我们发现b在所有情况下都以几个因子变化，这意味着有效的驾驶模式在云与云之间会发生显着变化。
2017-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding star formation in molecular clouds I. Effects of line-of-sight contamination on the column density structure
在分子云和恒星形成（SF）研究中，分子云的柱密度图是最重要的观测数据之一。有了赫歇尔卫星，现在可以从尘埃排放中确定气柱密度。我们使用观察和模拟来演示LOS污染如何影响列密度概率分布函数（PDF）。我们应用一阶近似（去除一个常数水平）的御夫座，马达莱纳，船底座和NGC 3603的分子云。与模拟结果完全一致，我们发现PDF变得更宽，峰移到较低的列密度，校正后PDF的幂律尾部变窄。所有的PDF都具有低柱密度的对数正态部分，峰值在Av~2处，偏离对数正态的点（DP）在Av（DP）~4-5处，以及较高柱密度的幂律尾部。假设密度分布为rho~r^-alpha，则御夫座、船底座和NGC 3603的幂律尾的斜率分别对应于alpha（PDF）=1.8、1.75和2.5（alpha~1.5-2是一致的引力坍缩）。我们发现，低质量和高质量的SF云显示在整体列密度结构的差异。与低质量的SF云相比，大质量云在较小的云体积中聚集了更多的气体。然而，对于这两种云类型，PDF从对数正态形状到幂律尾部的过渡被发现在相同的柱密度（在Av~4-5等）。低质量和高质量SF云则具有相同的低柱密度分布，最有可能由超音速湍流主导。在较高的柱密度下，坍塌和外部压力可以形成幂律尾。这两个过程的相对重要性可以在云之间变化，从而导致所观察到的PDF和柱密度结构的差异。
2015-01-12 astro-ph.GA
The SONYC survey: Towards a complete census of brown dwarfs in star forming regions
SONYC是“邻近年轻星团中的亚恒星物体”的缩写，是一个调查计划，旨在提供附近恒星形成区域的亚恒星人口普查。我们已经在五个年轻的区域（NGC 1333，rho Ophiuchi，Chamaeleon-I，Upper Sco和Lupus-3）进行了深度光学和近红外测光，结合自行，然后与Subaru和VLT进行了广泛的光谱运动，其中我们已经获得了700多个候选低质量天体的光谱。我们已经确定并表征了60多个新的亚恒星物体，其中少数物体的质量接近或低于氘燃烧极限。通过SONYC和其他小组的调查，亚恒星IMF现在被很好地表征为~ 5 - 10 MJup，我们发现恒星与棕矮星的数量比在2和6之间。对NGC 1333的全面调查显示，在~ 5 MJup的范围内，具有行星质量的自由漂浮物体的数量比恒星少20-50倍，即它们对星团质量预算的贡献可以忽略不计。
2013-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
