The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive 70 micron quiet clumps I: evidence of embedded low/intermediate-mass star formation activity
在任何可见的原恒星形成之前，大质量的团块是寻找难以捉摸的大质量无星核心的最佳候选者。在这项工作中，我们调查的尘埃和气体性质的大规模团块选择是70微米安静，因此很好的无星候选人。我们的18个团块样本的质量为300 < M < 3000 M_sun，半径为0.54 < R < 1.00 pc，表面密度σ> 0.05 g cm^-2，亮度/质量比L/M < 0.3。我们发现，这些70微米安静的团块中有一半嵌入微弱的24微米源。与GLIMPSE对应物的比较表明，有5个团块嵌入了中等恒星质量的年轻恒星，最高可达5.5 M_sun。利用IRAM 30 m望远镜对N_2H ~+（1-0）、HNC ~+（1-0）和HCO ~+（1-0）的观测，研究团簇动力学。有7个团块的光谱蓝移与坠落特征相符，我们估计其质量吸积速率为0.04 < M_dot < 2.0 x 10^-3 M_sun/年^-1，与高质量原恒星区域的数值相当，自由落体时间为t_ff = 3 x 10^5/年。我们在有和没有嵌入24微米光源的物体之间发现的唯一可感知的差异是，从24微米暗物体到24微米亮物体，下落速率似乎增加。我们的结论是，所有70微米安静的对象具有相似的性质，在团块尺度上，独立的嵌入式原恒星的存在。根据我们的数据，我们推测，大多数，如果不是所有的这些团块可能已经嵌入微弱的，低质量的原恒星核心。如果这些团块要形成大质量恒…
2017-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Mapping Survey of Dense Clumps Associated with Embedded Clusters : Evolutionary Stages of Cluster-Forming Clumps
为了了解分子云致密团块中星团的形成和演化，我们用Nobeyama 45 m望远镜对14个嵌入星团的C^18O（J=1-0）谱线进行了观测。我们选择了距离为0.3至2.1kpc的这些簇，并为所有具有22”分辨率（对应于2.1kpc处的牛仔裤长度）的簇绘制了约6' X 6'至10' X 10'区域（对应于2.1kpc处的3.8pc X 3.8pc）。我们得到了半径为0.40- 1.6 pc、质量为150- 4600太阳质量、速度宽度为1.4- 3.3 km ^-1的致密团块。发现大多数团簇近似处于维里平衡，这意味着C^18 O气体代表了团簇形成的母体致密团簇。根据团簇与团簇的空间分布关系，我们将C^18O团簇分为A、B、C三种类型。A型C^18 O团簇的发射分布在星团处为单峰，亮度对比度高于其他靶源。B型团簇有双峰或三峰，这与团簇和中等高亮度对比度结构有关。C型团块也有多个峰，尽管它们与团簇和低亮度对比度结构无关。我们认为，我们的分类代表了集群形成致密团块的演化趋势，因为分子云中的致密气体预计将转化为恒星成分，或被恒星活动分散。此外，虽然有一个分散，我们发现了一个趋势，SFE的密集团块增加，从A型到C型，这也支持我们的情况。
2009-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of gas dynamical friction in the evolution of embedded stellar clusters
与疏散星团相关的两个谜题吸引了很多关注--它们的形成，密度和速度色散与银河系中的恒星形成区没有太大的不同，因为观测到的恒星形成效应（SFE）很低，并且在其中一些星团中观测到/推断出的质量分离，年龄明显小于它们的动力学弛豫时间。气体动力学摩擦以前被认为是一种机制，收缩嵌入的星团，通过耗散它们的能量。这将局部地提高SFE，然后可能允许形成结合的簇。注意到动力学摩擦本质上能够产生质量分离，因为在这里，耗散率与经历力的物体的质量成正比，我们进一步探索这种情况的一些细节和影响，与观察结果相比。通过分析近似，我们得到了一个边界值的密度的恒星形成团的给定质量，这样，星团出生在具有密度高于此的团块，可以出现绑定后气体损失，并为一个给定的质量和密度的团块，我们找到了一个临界质量，这样，subcondensations与更大的质量比这可能会遭受显着的偏析内的团块。
2013-05-28 astro-ph.GA
Evolution of young protoclusters embedded in dense massive clumps. A new grid of population synthesis SED models and a new set of L/M evolutionary tracks
一个网格的20万3-1100 $μ$米SED模型的合成年轻的集群嵌入在密集的团块。该模型依赖于四个主要参数：团块质量M $_{clump}$和尘埃温度T $_{dust}$，质量分数f $_{core}$锁定在致密的核心，和年龄的团块t $_{SF}$。我们使用Kroupa（2001）的IMF和Robitaille et al.（2006）的YSO SED模型网格填充YSO集群。我们进行了广泛的测试，SED拟合使用模拟数据集，我们发现，M $_{clump}$基本上取决于亚毫米部分的SED，而T $_{dust}$主要是从形状的SED在70-350 $μ$米范围内。由于计算的大量模型，我们验证了L/M、[8-24]和[24-70]颜色的组合分析去除了大部分SED f $_{core}$ -t $_{SF}$简并性。L/M值对诊断f $_{core}$特别有用。L/M $\leq$ 1识别f $_{core}\leq$ 0.1和t $_{SF} \leq 10^5$年的原簇，而L/M $\geq$ 10排除f $_{core}\leq$ 0.1。我们刻画了模型中没有ZAMS星的L/M的下限，我们也发现了L/M $\geq$ 10而没有ZAMS星的模型，其中[8-24] $\geq0.8\pm 0.1$独立于M $_{clump}$、温度和光度。这是第一套合成SED模型适合嵌入式和未解…
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL --- properties of compact HII regions and their natal clumps
我们提出了一个完整的样本的分子团块包含紧凑和超紧凑（UC）HII区域之间的\ell =10 \degr和60 \degr \和$ |b| <1 \degr，确定相结合的ATLASGAL submm和CORNISH无线电连续谱调查与档案红外数据的视觉检查。我们的样本是完整的光学薄，紧凑和UCHII区域驱动的光谱类型B 0或更早的零年龄的主序星嵌入在1,000 Msun团块。我们总共确定了213个紧凑和UCHII区域，与170块。非nambibibrium运动学距离推导出这些团块，并用来估计它们的质量和物理尺寸，以及莱曼连续通量和大小的嵌入HII区域。我们发现了一个明显的较低的包络线的表面密度的分子团块主办的大质量恒星形成的0.05克厘米^{-2}，这是一致的，与6.7 GHz脉泽相关的团块的类似样本。最大质量的嵌入恒星的质量与其诞生团的质量密切相关。年轻的B星在紫外线下的亮度似乎比目前的恒星大气模型预测的要高得多。与紧凑和UCHII区域相关的团块的属性是非常相似的那些与6.7 GHz的甲醇脉泽，我们推测，这两个阶段之间的分子团块的结构几乎没有演变。最后，我们确定了与W 49 A恒星形成复合体相关的致密和UCHII区域的表面密度的一个显著峰值，并指出该复合体确实是银河系中最大质量和最激烈的恒星形成区域之一。
2013-07-15 astro-ph.GA
The embedded ring-like feature and star formation activities in G35.673-00.847
我们提出了一个多波长的研究，以探测与G35.673-00.847网站（以下简称MCG35.6），这是在53-62公里/秒的速度范围内跟踪的分子云的恒星形成（SF）过程。多波长图像揭示了MCG35.6中的半环状特征（与电离气体发射相关）和嵌入式面环状特征（没有NVSS 1.4 GHz无线电发射;其中1-sigma约为0.45 mJy/束）。这种半环状特征是由光谱型为B 0. 5V-B 0 V的恒星的电离反馈引起的。环状特征的中心区域不包含可检测到的电离气体发射，表明环状特征不太可能由大质量恒星的电离反馈产生。在MCG35.6中发现了几个嵌入的赫歇尔团块和年轻恒星天体（YSO），追踪了云内正在进行的SF活动。来自普朗克和GPIPS数据的极化信息追踪了天空磁场的平面，该磁场的方向平行于环状特征的长轴。至少有五个团块（具有M_clump ~ 740 - 1420 M_sun）似乎以几乎规则的间隔方式沿着环状特征分布，并且包含明显的YSO。基于对极化和分子谱线数据的分析，发现三个包含团簇的子区域具有磁超临界的环状特征。总之，环状特征的存在及其边缘的SF活动可以通过Li & Nakamura（2002）模拟的磁场介导过程来解释。
2018-01-23 astro-ph.GA
A large-scale CO survey of the Rosette Molecular Cloud: assessing the effects of O stars on surrounding molecular gas
我们提出了一个新的大规模调查J=3-2 12 CO排放覆盖4.8平方度的玫瑰星云周围。大约2000个紧凑的团块被确定，具有空间不变的幂律质量分布指数为-1.8。大多数内部团块的速度梯度为1-3 km/s/pc，远离令人兴奋的星云。梯度随着离中心O型星的距离而减小，并且与光电离气体加速模型相一致，假设团簇的寿命为几个10^5年。然而，在一个明显的例子中，观察到的近恒定速度梯度很难用简单的模型来解释。大多数蓝移但极少数红移的团块与暗吸收光学球有关，证实了主要的分子气体运动是远离中央星云和O星的膨胀。许多团簇也位于分子环中，其膨胀速度为30 km/s，半径为11 pc，动力学寿命约为100万年。团簇的J=3-2/1-0 12 CO线比随离O星的距离而减小，这意味着它们的表面温度存在梯度;结果与由于中心星导致的团簇表面加热的简单模型一致。在该区域发现了七个高速分子流，这些流动和嵌入的年轻星系团之间有着密切的对应关系。这些流出的能量足以驱动每个团簇内的局部气体湍流。我们发现14个明确的例子之间的关联嵌入的年轻恒星在24微米和CO团块，这些被认为是光蒸发分子信封。没有嵌入恒星证据的CO团块往往具有较低的速度梯度，这表明年轻恒星的存在可能会延长光蒸发包层的寿命。
2009-02-24 astro-ph.GA
The Mysterious Sickle Object in the Carina Nebula: A stellar wind induced bow shock grazing a clump?
船底座星云的光学和近红外图像显示了一个奇特的弧形特征，我们称之为“镰刀”，靠近B型恒星Trumpler 14 MJ 218。我们使用多波长观测来探索和约束星云的性质和起源。使用APEX/LABOCA的亚毫米数据以及赫歇尔远红外地图，我们发现了一个密集的，紧凑的团块，质量约为40 Msun，位于靠近镰刀的顶点。我们研究了B星MJ 218、镰刀和团块之间的关系。我们的数值模拟表明，在原则上，一个B型星位于一个团块的边缘附近可以产生一个新月形的风激波阵面，类似于观察到的形态。然而，观测到的MJ 218的自行表明它以高速（约100 km/s）穿过周围的星际气体。我们认为，恒星只是要吃草沿表面的团块，和镰刀是弓激波引起的恒星风，作为对象的超音速运动通过密度梯度的信封的团块。
2013-04-24 astro-ph.GA
The stellar content of the infalling molecular clump G286.21+0.17
大质量恒星团簇形成的早期演化过程仍然不确定。在嵌入星团形成的最早阶段对其进行观测，可以深入了解恒星的空间和时间分布，从而探索不同的恒星团簇形成模型。我们呈现了巨大的坠落团块G286.21+0.17（也称为BYF 73）周围8 '* 13'（5.4pc*8.7pc）区域的近红外成像。恒星的内容，整个领域的确定和测光推导出，以{获得}恒星参数的集群成员。我们发现证据的一些子结构（尺度小于pc直径）的区域内，显然至少有三个不同的子集群与分子团簇的基础上的差异，消光和磁盘分数。在集群的中心，我们识别出一个深度嵌入的子集群。在与分子物质相关的两个子团簇中检测到39-44%的近红外过量，暴露的团簇中检测到27%的近红外过量。使用磁盘过剩作为年龄的代理，这表明星团非常年轻。目前的恒星总质量估计至少为200 Msun。分子核心拥有丰富的前主序星人口。有证据表明，在恒星形成区域内的空间分布和可能从磁盘频率的多个事件的恒星形成。
2017-09-29 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
From the molecular-cloud- to the embedded-cluster-mass function with a density threshold for star formation
分子云和团块的质量函数比年轻星团的质量函数浅，无论是嵌入气体还是无气体的，因为它们各自的质量函数指数是$β_0 \simeq 1.7$和$β_\star \simeq 2$。我们证明，这种差异可以产生不同的质量半径关系的嵌入集群和分子云（团块）托管它们。特别是，在平均密度为{\it表面}的分子云的中心区域，平均密度为{ \it体积}的星团的形成使质量函数从云变陡为嵌入星团。这个模型在观测上得到了支持，因为分子云的平均表面密度近似恒定，而越来越多的证据表明，在银河系和河外环境中，有效的恒星形成需要$n_{th} \simeq 10^{4-5}\,cm^{-3}$的氢分子数密度阈值。在同一模型的框架下，半径分布从云（团块）到嵌入星团逐渐变陡，这有助于解释观测到的星团半径分布。[摘要]
2011-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATLASGAL -- Star forming efficiencies and the Galactic star formation rate
ATLASGAL调查已经确定了大约1000个嵌入式HII区域的特性，并发现了团块质量和辐射热光度之间的经验关系，涵盖了3-4个数量级。比较这个关系与模拟集群绘制从初始质量函数，并使用不同的恒星形成效率，我们发现，一个单一的值是无法拟合观测到的光度质量（$L/M$）的关系。我们已经使用蒙特卡罗模拟产生200，000集群使用$L/M$ -比率作为约束条件，研究如何恒星形成效率的变化作为一个函数的团块质量。这表明，恒星形成效率随着团块质量的增加而降低，质量为几百个太阳质量的团块的值为0.2，质量为几千个太阳质量的团块的值下降到0.08。我们发现我们的结果和恒星形成效率确定从附近的分子云嵌入对象的计数之间有很好的协议。利用恒星形成效率关系和$2\pm1$，Myr嵌入恒星形成的红外剩余时间，我们估计银河系恒星形成率约为$0.9\pm0.45$ Msun yr $^{-1}$，这与以前报道的值吻合得很好。这个模型的优点是提供了一个直接的方法来确定恒星的形成率，并避免了在转换红外光度恒星质量，影响以前的银河系和河外星系的研究所遇到的困难。
2022-09-07 astro-ph.GA
Ultraviolet HST Spectroscopy of Planck Cold Clumps
我们报告的第一项研究的结果，利用哈勃太空望远镜的紫外能力，调查普朗克银河冷团（PGCC）源的样本。我们选择了25颗恒星的高分辨率光谱，这些恒星包含与这些PGCC源中的星际介质（ISM）气体相关的大量星际吸收线，包括一氧化碳（CO），C I和O I。通过建立这些光谱中存在的各个吸收成分的云成分模型，我们可以识别和隔离与PGCC源相关的成分，从而更准确地调查这些源中的ISM行为。尽管探测了广泛的整体视线属性，我们检测CO沿每个视线。具有CO柱密度N（CO）$~>~$ 10 $^{15}~$ cm $^{-2}$的视线在N（CO）和CO/CI中表现出空间依赖性，而具有N（CO）$~<~$ 10 $^{15}~$ cm $^{-2}$的视线没有表现出这种空间依赖性。从紫外吸收和尘埃排放中获得的N（H $_2$）值之间的差异表明N（H $_2$）的空间分布结构，其中“CO-亮”视线与嵌入在光滑半透明信封内的PGCC源相关，而“CO-暗”视线与嵌入在含有更多扩散气体的不规则环境中的PGCC源相关。
2019-01-15 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of massive young stellar objects
我们提出了对66个大质量恒星形成区的红MSX源调查确定的氨观测结果。我们利用绿岸望远镜和K波段焦平面阵列，以30角秒的分辨率，在8个角分区域内，对嵌入大质量恒星形成的位置，绘制了NH_3（1，1）和（2，2）反转辐射图。我们总共发现了115个不同的团块，其中大约三分之二与嵌入的大质量年轻恒星物体或致密的HII区域有关，而其他的则被归类为静止的。NH3峰值发射和嵌入物体的存在之间存在很强的空间相关性。我们推导出的动力学气体的温度，线宽，和NH $_3$柱密度从这些地图的空间分布，并结合这些数据与尘埃排放图，我们估计团块质量，H $_2$柱密度和氨丰度。团簇的典型质量约为1000 Msun，半径约为0.5 pc，谱线宽度约为2 km/s，动力学温度约为16-20 K。我们发现恒星形成和静止子样本的大小和质量之间没有显着差异，但是，分布图显示存在的温度和线宽梯度峰值朝向中心的恒星形成团块，而静止团块显示相对均匀的温度和线宽。维里分析表明，绝大多数团块是受引力约束的，在没有强磁场的情况下，它们可能处于全球自由降落状态。两个子样本性质之间的相似性表明，静止的团块也可能在未来形成大质量恒星，因此为研究大质量恒星前和原恒星团块的初始条件提供了极好的机会。
2015-07-08 astro-ph.GA
The star formation histories, star formation efficiencies and ionizing sources of ATLASGAL clumps with HII regions
本文通过匹配ATLASGAL HII团块与CORNISH射电源，扣除吸积贡献后确定恒星光度和质量，发现恒星形成效率随团块质量增大而降低（中值约0.3），且低质量团块更早达到恒星形成峰值。
2024-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accelerating star formation of dense clumps
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
利用ATLASGAL和ALMAGAL样本，通过统计框架建立致密团块加速恒星形成场景，发现团块维里质量随时间指数增长，原星团与最大原恒星增长时标相似，揭示从恒星到原星团尺度的自相似加速。
2026-06-23 astro-ph.GA
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 astro-ph.GA
Hub-filament system in IRAS 05480+2545: young stellar cluster and 6.7 GHz methanol maser
为了探索恒星形成过程，我们对IRAS 05480+2545（以下简称I 05480 +2545）进行了多波长研究。对Herschel数据的分析揭示了一个包含6.7 GHz甲醇脉泽和I 05480 +2545的大质量团簇（M_clump ~ 1875 Msun;峰值N（H_2）~ 4.8 x 10^{22} cm^{-2}; A_V ~ 51 mag），其温度范围也是18-26 K。在赫歇尔250微米的图像中检测到几个明显的秒差距尺度的细丝，似乎是径向指向巨大的团块。它更像是一个“集线器灯丝”系统。利用1-5微米的光度数据已经识别出了深埋的年轻恒星天体（YSO），并且在空间上发现了相当一部分YSO及其集群，揭示了强烈的SF活动。在Spitzer 3.6-4.5微米的图像中研究了微波激射器的红外对应物（IRc）。IRc不呈现点状源，最可能与分子外流有关。基于1.4 GHz和Halpha连续图像，电离辐射是不存在的IRc，表明大规模的团块窝藏大规模的原恒星的早期阶段之前，超紧凑的H II区域的发病。I 05480 +2545一起嵌入了一个非常类似于玫瑰花分子云的“中心-灯丝”系统。目前的工作结果表明，在形成大质量的恒星形成的集群和集群的YSO，这可能有助于通道的中央枢纽配置和集群/核心的材料的细丝的作用。
2017-06-12 astro-ph.GA
Star burst in W49N presumably induced by cloud-cloud collision
本文介绍了利用野边山毫米波天线阵对W 49 N进行的CS（J = 1 - 0）、H_（13）CO ~+（J= 1 - 0）和SiO（v=0：J=1-0）谱线以及49 GHz和86 GHz连续谱线的高分辨率观测。我们鉴定了11个CS，8个H_（13）CO ~+和6个SiO团簇，半径为0.1-0.5pc。CS和H_（13）CO ~+团簇主要分为4kms ~（-1）和12 kms ~（-1）两个速度分量，而SiO团簇的速度介于这两个速度分量之间。SiO的发射主要分布在UCHII环上，其中还存在CS和H13 CO+的4kms ~（-1）团簇。在UCHII环的东西两侧发现了12 kms-1的CS组分团块，并有一个明显的空洞。团簇质量从4.4 × 10^2 M_SUN到4.9 × 10^4 M_SUN不等，CS、H13 CO+和SiO团簇的平均值分别为0.94 × 10^4 M_SUN、0.88 × 10^4 M_SUN和2.2 × 10^4 M_SUN。CS、H13 CO+和SiO团簇的总质量分别为1.0x10^5M_SUN、0.70x10^5M_SUN和1.3x10^5M_SUN，与相应的维里质量分别为0.71x10^5M_SUN、1.3x10^5M_SUN和0.88x10^5M_SUN吻合得很好。CS、H13 CO+和SiO团簇的平均分子氢密度分别为0.90 × 10^6 cm-3、1.…
2021-11-10 astro-ph.GA
Brought to Light III: Colors of Disk and Clump Substructures in Dwarf Early-Type Galaxies of the Fornax Cluster
早型矮星系（ETG）通常可以表现出复杂的形态，其中微弱的旋臂，棒，边缘盘或团块嵌入其主要的，更明亮的漫射体中。在我们的第一篇论文中（Brought to Light I：Michea et al. 2021），我们开发了一种新方法，用于在室女座星系团的矮ETG的深层成像数据中稳健地识别和提取子结构。在这里，我们将我们的方法应用于样本的23个矮ETG的天炉座星系团，其中9个盘状和14个有团块状的子结构。根据天炉座深度巡天（FDS）的数据，我们的样本构成了天炉座中所有比$\text{M}_{r}=-13$等亮的矮ETG的$12\%$，并包含了所有明确表现出子结构特征的情况。我们使用$g$和$r$波段FDS图像来测量子结构对总星系光的相对贡献，并估计它们的$g-r$颜色。我们发现，子结构通常贡献$8.7\%$和$5.3\%$的总星系光的$g$和$r$带，分别在两个有效半径。圆盘子结构通常在矮ETG中发现，具有更红的全球颜色，它们可以与银河系的漫射成分一样红或更蓝。相比之下，在相对较蓝的矮ETG中发现了团块子结构，并且它们总是比其星系的漫射成分更蓝。这些结果提供了进一步的证据，矮ETG可以隐藏不同的复杂的子结构，与恒星星族，可以大大不同于那些占主导地位的漫射光，他们嵌入。
2022-05-12 astro-ph.GA
The effect of magnetic field morphology on the structure of massive IRDC clumps
红外暗云（IRDC）具有密集的细长团块和细丝，其有利的观测条件是位于明亮的中红外背景的近侧。团块通常在中心周围有多个核。在这项工作中，我们研究了磁场形态对大质量IRDC团块结构的影响。为了实现这一目标，我们考虑一个轴对称的等温扁IRDC块，嵌入到一个恒定的外部磁场。我们假设一个多项式函数的磁场形态内的团块。我们使用数值迭代方法来求解方程：逐次超松弛法找到的磁场和重力通量，然后双共轭梯度法找到的质量和电流密度的最佳值。结果表明，IRDC团簇沿垂直于外磁场线的方向被拉长。此外，假设为磁场形态选择多项式函数导致在中心周围形成密集区域。中心区域的密度越大，这些密集区域的密度越大，并且越靠近中心。这些致密区域的存在可导致在这些点处形成芯。
2018-07-21 astro-ph.GA
Local-Density Driven Clustered Star Formation
Guterlane等人已经确定了太阳邻域分子云中分子气体$Σ_{gas}$和年轻恒星天体$Σ_{\star}$的局部表面密度之间的正幂律趋势。它与嵌入星团的性质，特别是与最近建立的半径-密度关系之间的关系，迄今尚未得到研究。在本文中，我们模拟的恒星成分的分子团的发展作为时间和初始的局部体积密度的函数，以便提供一个连贯的框架，能够解释分子云和嵌入集群的关系引用上述。为此，我们将观察到的分子团的体积密度梯度与密度依赖的自由落体时间相关联。分子团星的形成历史是通过应用一个恒定的SFE每自由落体时间，$\eff$。对于典型的观察到的分子团的体积密度分布（即幂律斜率$\simeq -1.7$），我们的模型给出了一个恒星气体表面密度关系$Σ_{\star} \propto Σ_{gas}^2$，在非常好的协议与Guterdom等人的关系。以分子团的质量$M_0 \simeq 10^4 Msun$和半径$R \simeq 6 pc$经历恒星形成的情况下，在2万年，我们得出什么SFE每自由落体时间匹配最好的观测和预测（$Σ_{\star}$，$Σ_{gas}$）关系的归一化。我们找到了$\eff \simeq 0.1$。我们发现，所观察到的嵌入式集群的增长，体现了他们的半径-密度关系，对应于一个表面密度阈值被施加到发展中的恒星形成区域。我们的模型的后果在集群的生存性剩余恒星形成气体驱逐后，由于局部…
2012-11-06 astro-ph.GA
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
Multiwavelength Analysis of A1240, the Double Radio Relic Merging Galaxy Cluster Embedded in a ~80 Mpc-long Cosmic Filament
我们提出了一个多波长的双射电遗迹集群A1240在z=0.195的研究。我们的斯巴鲁为基础的弱透镜分析检测到三个质量块形成一个约4百万秒差距的外延结构，在南北方向延长。北部（$M_{200}=2.61_{-0.60}^{+0.51}\times10^{14} M_{\odot}$）和中部（$M_{200}=1.09_{-0.43}^{+0.34}\times10^{14} M_{\odot}$）的质量块相隔约1.3 Mpc与A1240相关，并分别与钱德拉和MMT/Hectospec观测揭示的X射线峰值和星系团超密度位于同一位置。南部质量团（$M_{200}=1.78_{-0.55}^{+0.44}\times10^{14} M_{\odot}$）位于中间质量团以南约1.5 Mpc处，与A1237（A1240伴星团，z=0.194）中的星系过密度相吻合。根据LOFAR观测到的双射电遗迹的位置、方位和极化分量，我们认为A1240是一个处于返回阶段的合并后双星系统，碰撞后时间约为1.7 Gyr。利用SDSS DR 16数据分析，我们还发现A1240嵌入在更大尺度（约80 Mpc）的次级结构中，次级结构的取向与A1240的合并轴假设非常一致。
2021-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ\rm m$ Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VII: Chemistry of Embedded Dense Cores
我们提出了一个化学研究对294致密的核心，在12个分子团，使用的数据从ALMA调查的70 $μ\rm m$黑暗的高质量团在早期阶段（ASHES）。我们确定了97个原恒星核心和197个星前核心候选人的基础上检测流出和分子跃迁的高上能级（$E_{u}/k > 45$ K）。N $_{2}$ D $^{+}$向原恒星核发射的探测率为38%，高于星前核的9%，表明N $_{2}$ D $^{+}$并不完全追踪星前核。星前核和原星核中DCO $^{+}$的检出率分别为35%和49%，均高于N $_{2}$ D $^{+}$的检出率，说明无论是星前核还是原星核，DCO $^{+}$的检出率都高于N $_{2}$ D $^{+}$. N $_{2}$ D $^{+}$和DCO $^{+}$丰度从星前阶段到原恒星阶段都呈下降趋势。DCN、C $_{2}$ D和$^{13}$ CS发射线在早期演化阶段的致密核中很少见到。H $_{2}$ CO向致密核发射的检测率为52%，比CH $_{3}$ OH的检测率（17%）高3倍。此外，H $_{2}$ CO的探测率、丰度、谱线强度和谱线宽度随着地核演化状态的增加而增加，表明H $_{2}$ CO谱线发射对原恒星活动敏感.
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ATLASGAL survey: The sample of young massive cluster progenitors
高质量恒星和星团的祖先仍然很难识别。只有对高尘柱密度的致密区域敏感的无偏见的调查才能明确地揭示出如此小的特别巨大和寒冷的团块。在这里，我们研究了从ATLASGAL调查的紧凑源的通量有限的样本，以确定在银河系内部的大规模集群的候选祖先的样本。利用WISE和MIPSGAL巡天在21-24 $μ$ m处获得的敏感中红外数据寻找嵌入的天体，并利用补充光谱数据研究其稳定性和恒星形成活动。基于这样的辅助数据，我们确定了一个公正的样本红外安静的大规模团块在银河系中，可能代表的最早阶段的大规模团簇形成。这一样本中的一个重要部分是以前没有详细研究过的来源。将它们的性质与拥有更多进化嵌入物体的团块进行比较，我们发现它们在质量和大小方面表现出相似的物理性质，这表明红外安静的大质量团块不仅能够形成高质量恒星，而且可能遵循单一的进化轨道，导致大质量星团的形成。大多数的来源是不是维里平衡，这表明集群规模的崩溃。这与低数量的红外安静的大质量团块和早期的发现一致，即恒星的形成，特别是对于高质量物体来说，是一个快速，动态的过程。我们提出了一个方案，其中大规模的团块开始碎片和崩溃之前，他们的最终质量是积累表明，强大的自引力和全球崩溃是需要建立丰富的集群和最大质量的恒星。
2017-01-06 astro-ph.GA
The history of star-forming regions in the tails of 6 GASP jellyfish galaxies observed with the Hubble Space Telescope
本研究利用哈勃WFC3多波段图像和BAGPIPES建模，分析6个GASP水母星系尾部团块与恒星形成复合体的年龄、质量及空间梯度，揭示冲压作用下的长期恒星形成历史。
2023-12-11 astro-ph.GA
The ATLASGAL survey: a catalog of dust condensations in the Galactic plane
与低质量恒星相比，高质量恒星的形成过程和演化阶段知之甚少。需要进行大规模的调查，以提供一个公正的普查高柱密度的网站，可以潜在的主机前体大质量的恒星。在这里，我们使用ATLASGAL调查覆盖420平方米。在870 $μ$ m的银河平面的角度;并使用MRE-GLC方法来确定整个银河系内部的嵌入源的人口。我们确定在总10861紧凑的亚毫米波源通量超过5西格玛。完整性测试表明，我们的产品目录在5 sigma以上的完整性为97%，在7 $σ$以上的完整性为99%。我们将此样本与中红外点源目录（MSX在21.3 $μ$ m和WISE在22 $μ$ m）相关联，并确定与嵌入式原恒星物体相关的下限为33%。我们注意到，与中红外源相关的团块的比例随着通量密度的增加而增加，达到了一个相当恒定的比例~75%的所有团块的通量超过5焦耳/光束与恒星形成相关。检查源计数作为银河经度的函数，我们能够识别银河系中最突出的恒星形成区域。从可能的大规模静止团块的比例（~25%），我们估计形成的时间尺度为~7.5+/-2.5 $\times$ 10 $^4$年的深埋阶段之前出现的发光YSO。如此短的时间形成大质量恒星的大质量块清楚地证明，最早的阶段必须是动态的超音速运动。
2014-02-28 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
The Life and Death of Dense Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文报道了对大麦云星云中恒星形成区N105、N113、N159和N44的巨分子云进行的高空间（秒差距）分辨率HCO+（J = 1 -0）和HCN（J = 1-0）发射观测的结果。HCO+和HCN观测分别在89.2和88.6 GHz，在澳大利亚望远镜紧凑阵列的紧凑配置进行。辐射被成像成质量在10^2到10^4太阳质量之间，半径在1 pc到2 pc之间的单个团块。许多团块与当前大质量恒星形成的指标相一致，表明许多团块与深嵌入的形成恒星和星团有关。我们发现，含有大质量YSO的团块往往更大（>1 pc），质量更大（M > 10^3太阳质量），表面密度更高（~1 g cm^-2），而没有恒星形成迹象的团块则更小（<1 pc），质量更小（M < 10^3太阳质量），表面密度更低（~0.1 g cm^-2）。没有大质量YSO的大质量（M >10^3太阳质量）团块的缺乏表明，一旦团块达到有利于大质量恒星形成的物理性质，恒星形成的开始就会迅速发生。使用大质量大质量YSO中红外光谱的大样本，我们估计有斯皮策中红外光谱的大质量YSO中约有2/3不再位于分子团中;我们估计这些年轻的恒星/星团在至少3 x 10^{5}$yr的时间尺度上已经破坏了它们的出生团。
2012-03-20 astro-ph.GA
Study of the molecular clump associated with the high-energy source HESS J1858+020
HESS J1858+020是位于SNR G35.6-0.4南部边界附近的弱伽马射线源。由两个团块组成的分子云显示出与SNR和附近扩展的HII区域相互作用的迹象。特别是，最南端的团块与HESS源的中心重合。在这项工作中，我们详细研究了这个团块，目的是增加信息，有助于识别的性质非常高的能量发射。我们用阿塔卡玛亚毫米望远镜实验（ASTE）在~（12）CO J=3-2，~（13）CO J=3 - 2，HCO+ J=4-3和CS J=7-6谱线上观测到上述分子团簇，其角分辨率为22”。为了补充这一意见，我们分析了红外和亚毫米连续档案数据。根据12 CO和13 CO J=3-2的谱线和1.1 mm的连续辐射，我们推导出该团块的密度在10^{3}和10^{4} cm^-3之间。我们发现了一个年轻的恒星物体（YSO），可能是一个高质量的原恒星，嵌入在分子团中。然而，我们没有观察到任何证据的分子流出这个YSO，这将揭示存在的热射流能够产生所观察到的伽马射线。我们的结论是，TeV γ射线发射的最可能的起源是分子气体和宇宙射线之间的强子相互作用加速的冲击波前的SNR G35.6-0.4。
2011-03-29 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). X: Hot Gas Reveals Deeply Embedded Star Formation
该研究利用 ALMA ASHES 的 H2CO、HC3N 和 OCS 分子线观测，发现 70 μm 暗弱红外暗云中存在受外流影响的高温气体和高级演化阶段的深埋原恒星核。
2023-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
Unveiling the initial conditions of open star cluster formation
本研究利用Gaia数据揭示开放星团形成的初始条件，通过动力学方法推导其前身团块质量，发现O型星的破坏性反馈导致多数嵌入星团瓦解，仅致密者幸存为开放星团。
2023-05-08 astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Discovery of an extremely dense and compact object embedded in the prestellar core G208.68-19.92-N2
本研究利用ALMA观测猎户座分子云3的恒星前核G208-N2，发现其顶端存在高密度致密核，推测其处于第一流体静力学核形成边缘或是其候选体。
2023-11-09 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultra-compact Embedded Clusters in the Galactic Plane
我们已经确定了一个以前未被认识的人口非常紧凑，嵌入低质量的银河系星团。这些紧密的（r $ \approx $ 0.14 pc）组合在斯皮策太空望远镜8和24 $μ$ m的几角秒分辨率下看起来像是明亮的奇异天体，但在亚角秒UKIDSS图像中被分辨出来。它们平均每个星团有6颗恒星，周围弥漫着红外辐射，与一个较大分子云中100 - 300 M $_{\sun}$分子物质团块相吻合。最亮恒星的星等与$\sim$ 80 M $_{\sun}$星团的中早期B型恒星一致。它们的演化后代可能是Herbig Ae/Be前主序群。这些超致密嵌入团簇（UCEC）可以填补嵌入团簇质量函数中的低质量空白。我们提供了一个初步的目录18 UCEC绘制从红外银道面调查。
2012-07-25 astro-ph.GA
Characterizing star cluster formation with WISE: 652 newly found star clusters and candidates
我们报告了652个星团，恒星集团和候选人在银河系与WISE的发现。大多数物体都投射到银河平面附近，并且是嵌入的星团。目前的样本补充了一个类似的研究（论文一），其中提供了437个星团和类似的。我们发现的证据表明，恒星形成过程跨越了很大的范围内的大小，从人口稠密的密集集群，小型紧凑的嵌入式，稀疏的恒星群或相对孤立。目前的列表显示了嵌入阶段的多个恒星世代，巨大的分子云坍缩成几个团块，构成嵌入的星团聚集体。我们调查了9个候选星团的场星净化色星等图和径向密度分布图，并推导出它们的参数，确认它们是嵌入星团。
2015-11-06 astro-ph.GA
Probing the magnetic fields and dust properties in the young embedded star-forming region AFGL 6366S using Near Infrared and Optical linear polarimetry
Gauhati University（古哈提大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Assam University（阿萨姆大学）
通过近红外和光学线偏振观测，研究AFGL 6366S星团的磁场和尘埃特性，发现磁场形态与周围结构的偏离及团块的磁超临界与亚临界状态。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating Embedded Structures and Gas Kinematics in the IRDC Hosting Bubble N59-North
本文通过多波段观测研究气泡N59-North中的红外暗云丝状结构，发现新的嵌入型中心-丝状系统候选体C-HFS及超致密HII区，提出云-云碰撞触发多尺度丝状物质吸积并驱动大质量恒星形成。
2025-04-08 astro-ph.GA
A multiwavelength study of the star forming H II region Sh2-82
在多波长研究的基础上，分析了HII区Sh 2 -82周围的星际介质和年轻恒星天体。从银河环巡天的档案数据中发现了两个分子团，并使用两微米全天巡天目录，我们发现了两个相应的年轻星系团嵌入在分子团中。CO辐射、红外壳层和YSO之间的良好关系表明，它可能是由Sh 2 -82膨胀触发的恒星形成区。我们进一步使用来自斯皮策的银河遗产红外线中面巡天的数据来研究这两个团块中的YSO，证实了这一区域的恒星形成。通过对每个具有红外过剩的YSO候选星的光谱能量分布拟合，得到了初始质量函数的斜率。最后，比较HII区的动力学年龄和分子壳层的碎裂时间，我们放弃了“收集和崩溃”的过程作为YSO形成的触发机制。Sh 2 -82可以是其他过程的混合物，例如辐射驱动的内爆和/或与预先存在的团块的碰撞。
2016-05-05 astro-ph.GA
Physics of a clumpy lensed galaxy at z=1.6
观测表明，在高红移星系的内部结构中存在大量的恒星形成团块。一种以更高的空间分辨率详细研究这些团块的方法是利用强引力透镜的力量，它可以拉伸天空中的图像。在这项工作中，我们提出了一个分析的星团星系A68-HLS 115在$z=1.5858$，位于后面的集群阿贝尔68，但强烈透镜的集群星系成员。用SINFONI/VLT在近红外线上分辨的观测结果显示了Ha、Hb、[NII]和[OIII]发射线。结合从B波段到远红外和CO（2-1）观测的图像，这使得该星系成为仅有的几个可以进行多波段观测的来源之一，并且有可能研究分解的恒星形成团块的性质，并对综合性质，运动学和金属丰度进行详细分析。我们通过运动学建模获得了$\upsilon_{rot}/σ_0 = 2.73$的稳定性，这意味着星系是由旋转主导的，但这个比例也表明，磁盘是边缘稳定的。我们发现$80\pm10$公里的$^{-1}$，可以解释在这个星系中观察到的高气体分数的$f_{gas}=0.75\pm0.15$的高固有速度色散。这种高$f_{gas}$和观测到的$\rm 3.12 \, Gyr^{-1}$的sSFR表明盘湍流和不稳定性主要由进入的气体调节。对$Q_{crit}=0.70$的Toomre稳定性判据的直接测量也可以表明准稳定厚盘的存在。最后，我们确定了三个团块在哈地图有类似的速度色散，金属丰度，似乎是嵌入在旋转盘。这三个团块共同贡献…
2018-09-04 astro-ph.GA
ATLASGAL -- physical parameters of dust clumps associated with 6.7 GHz methanol masers
我们已经建造了最大的样本尘埃相关的II类6.7 GHz甲醇脉泽尚未获得。甲醇多光束巡天（MMB）的新测量结果与870 $μ$ m APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL）和850 $μ$ m JCMT平面巡天（JPS）相结合。加上以前的两项研究，我们现在已经确定了958个甲醇脉泽在银河平面的主机团块，覆盖了大约99%的MMB目录，并增加了30%以上的尘埃相关的脉泽已知样本。我们调查之间的相关性的物理性质的团块和脉泽使用的距离和光度从文献中得出。甲醇脉泽所在的团块比一般团块明显更紧凑，并且具有更高的体积密度。我们确定了中、高质量恒星有效形成的最小体积密度阈值$n$（H $_2$）$\geq 10^4$ cm $^{-3}$。我们发现6.7 GHz的甲醇脉泽与一个独特的部分的演变过程（$L_{\rm bol}$ / $M_{\rm fwhm}$之间的比率为10 $^{0.6}$和10 $^{2.2}$），并有明确的开启和终止点。我们估计了嵌入天体的质量下限为$\geq$ 6 M $_{\odot}$，甲醇脉泽阶段的统计寿命为$\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{4}$ yrs，这表明甲醇脉泽确实是高质量恒星形成的可靠示踪剂，并表明该标记所追踪的演化周期相对较快。
2019-09-23 astro-ph.GA
A merger-driven scenario for clumpy galaxy formation in the epoch of reionization: Physical properties of clumps in the FirstLight simulation
通过FirstLight模拟研究再电离时期恒星合并驱动的星系团形成，发现星系团主要由恒星合并形成，具有不同年龄和恒星形成率特征。
2024-09-08 astro-ph.GA
Stellar clusters in the inner Galaxy and their correlation with cold dust emission
恒星诞生于巨大分子云的密集团块中，构成年轻的恒星聚集体，称为嵌入星团，只有在特殊条件下才会演变成束缚的疏散星团。我们统计研究所有嵌入式集群（EC）和疏散星团（OC）已知的内银河系，特别是调查他们与周围的分子环境的相互作用和他们的演化差异。我们首先从文献中的光学和红外星系团目录中汇编了3904个星系团的合并列表，其中包括我们在GLIMPSE调查中发现的75个新的（大部分是嵌入式）星系团。从这个列表中，有695个星团在银河系范围内，|l| < 60度，|b| < 1.5度，由ATLASGAL调查覆盖，这是用来寻找与亚毫米尘埃连续辐射示踪致密分子气体的相关性。我们定义了五种形态类型的演化序列：深嵌入星团（EC 1）、部分嵌入星团（EC 2）、新兴疏散星团（OC 0）、OC仍与邻近的亚毫米星团相联（OC 1）和OC与ATLASGAL发射无关（OC 2）。在这个过程中，我们对这695个星团进行了彻底的文献调查，在公开的目录中汇编了相当数量的物理和观测性质。我们发现，一个OC定义为OC 0，OC 1，或OC 2的观测和确认为一个真正的集群是等价的物理概念的OC（一个绑定暴露的集群）的年龄超过~ 1600万年。一些观测到的比这个极限年轻的OC实际上可以是未结合的缔合。我们发现，我们的OC和EC样本分别在距离太阳约1 kpc和约1.8 kpc的范围内大致完整，超过这个范围，完整性呈指数衰减。使用现…
2013-10-09 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: A First Look at IC 5146
我们提出了450和850微米亚毫米连续观测的IC 5146恒星形成区域的JCMT古尔德带调查的一部分。通过与消光图的比较，我们研究了大尺度分子云中明亮的亚毫米（聚集）发射的位置，发现这些密集的结构与较高的云柱密度相关。九十六个单独的亚毫米团块确定使用FellWalker和他们的物理性质进行了检查。这些团块的质量相对较大，从0.5到116 MSun不等，平均质量为8 MSun，中位质量为3.7 MSun。团簇的稳定性分析表明，大部分团簇是热稳定的，M/M_J < 1。我们进一步比较了已知原恒星的位置与观测到的亚毫米辐射，发现年轻的原恒星，即，0类和I类源，与亚毫米峰有很强的相关性，而原恒星的团块是最不稳定的。最后，我们对比了IC 5146内两个主要恒星形成区域的演化条件：与茧星云相关的年轻星团和与北方流光灯丝相关的更分散的恒星形成。茧状星云似乎已经将其质量的更大部分转化为致密的团块和原恒星，团块更有可能是金斯不稳定的，并且这些剩余团块的更大部分包含嵌入的原恒星。然而，北流光号拥有更多的团块，并且大部分已知的原恒星仍然嵌入在这些团块中。
2017-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules uncover deeply embedded precursors of hot cores
研究通过APEX对六个红外暗大质量团块的无偏COM光谱巡测，发现冷延展COM发射与少数源中的致密热成分，并据此建立热核形成前的演化序列。
2024-03-08 astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical complexity in star formation induced by stellar feedback: cores shock-formed by the supernova remnant W44
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Laboratory for the study of the Universe and eXtreme phenomena (LUX), Observatoire de Paris（巴黎天文台宇宙与极端现象实验室）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA)（天体生物学中心）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（阿切特里天文台）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
研究发现SNR冲击可能影响恒星形成区域的化学条件，首次在SNR-云相互作用区域检测到复杂有机分子，表明早期阶段的恒星形成过程。
2025-12-08 astro-ph.GA
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
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of Chemical Differentiation among the NGC2264 Cluster-Forming Clumps
我们利用Nobeyama 45米射电望远镜对两个大质量成团团块NGC 2264-C和NGC 2264-D进行了HC $_{3}$ N和CH $_{3}$ OH分子发射谱线的测绘观测。我们得到了一个$I$（HC $_{3}$ N）/ $I$（CH $_{3}$ OH）积分强度比图，显示出在NGC 2264-D北部包括2个质量点源的团块处有一个较高的值。对$I$（HC $_{3}$ N）/ $I$（CH $_{3}$ OH）比值的可能解释进行了讨论。我们还观察到CCS和N $_{2}$ H $^{+}$的分子发射线朝向每个簇中的五个位置。我们研究了$N$（N $_{2}$ H $^{+}$）/ $N$（CCS）和$N$（N $_{2}$ H $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）柱密度比，以测试它们是否可以用作这些团块中的化学进化指标。$N$（N $_{2}$ H $^{+}$）/ $N$（CCS）的比值在明亮的嵌入式红外光源（IRS 1）处显示出非常高的值，而IRS 1处的$N$（N $_{2}$ H $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）的比值与其他位置处的比值相当。这些结果表明，紫外线辐射会影响IRS 1周围的化学物质。我们发现这些柱密度比与N $_{2}$ H $^{+}$的激发温度之间存在正相关关系，这暗示了团簇的化学演化。这些化学演化指标可能反映了沿…
2019-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular clouds and clumps in the Boston University-Five College Radio Astronomy Observatory Galactic Ring Survey
波士顿大学-第五学院射电天文台（BU-FCRAO）的银河系环巡天（GRS）的13 CO（1-0）辐射覆盖了18度<1度< 55.7度的银河系赤道和|b| <= 1度的银河系纬度。使用FCRAO 14米望远镜上的SEQUOIA阵列，GRS对13 CO星系发射进行了全面采样（在22角秒网格上的角分辨率为46角秒），并实现了0.21 km/s的光谱分辨率。由于GRS使用光学薄示踪剂13 CO，而不是光学厚示踪剂12 CO，因此GRS允许更好地确定柱密度，并且沿着视线更清楚地分离速度分量。有了这种均匀的，完全抽样调查的13 CO，排放量，我们已经确定了829分子云和6124块在整个银河系内部使用的CLUMPFIND算法。在这里，我们提出的目录的细节和初步分析的分子云和它们的团块的属性。此外，我们比较了5 kpc环内外的云，发现环内的云通常具有更高的温度，更高的柱密度，更大的面积，和更多的团块相比，位于环外的云。如果这些云正在活跃地形成恒星，这是可以预料的。该星表为研究分子云及其嵌入的年轻星体提供了有用的工具。
2009-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
