Geometry, Kinematics, and Magnetization of Simulated Prestellar Cores
我们利用Chen & Ostriker（2015）报道的三维湍流MHD模拟中形成的100多个重力束缚致密核心来分析星前核心的结构，运动学和磁性。我们的统计结果不同意经典的恒星形成理论，即核心演化为扁圆形，磁场平行于短轴。相反，我们发现，核心一般是三轴的，虽然核心规模的磁场仍然是优先最平行于核心的短轴和最垂直的主轴。内部和外部的磁场方向是相关的，但综合核心角动量的方向与核心的磁场不一致，与最近的观测结果一致。旋转/总动能和旋转/引力能的比值与地核大小无关，并且与观测值的大小一致。比角动量也遵循观测到的关系$L/M \propto R^{3/2}$，表明旋转是从环境湍流中获得的。对于典型的$E_\mathrm{rot}/E_K \sim 0.1$，旋转不是核心塌陷时的主要运动。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical and physical characterization of collapsing low-mass prestellar dense cores
第一个流体静力核心，也被称为第一个拉森核心，是低质量恒星形成的第一步之一，正如理论所预测的那样。随着最近和未来的高性能望远镜，这些第一阶段的细节变得容易获得，观测可能会证实理论，甚至给理论家带来新的挑战。在这种情况下，我们研究从理论的角度来看，直到第一个拉森核心的形成的星前核心的崩溃的化学和物理演化，为了更好地描述这个早期阶段的恒星形成过程。我们耦合一个国家的最先进的流体动力学模型与完整的气体颗粒化学，使用不同的假设上的磁场强度和方向。我们提取每个坍缩核心的不同成分（即，中心核、外流、盘、假盘和包层），以突出其特定的物理和化学特征。每种成分通常都有一个特定的物理历史，以及一个特定的化学演变。从一些物种中，可以清楚地区分出这些成分。不同的核心模型也可以在化学上区分。我们的模拟表明，一些化学物质作为塌陷星前致密核心的不同组成部分的示踪剂，并作为核心的磁场特征的示踪剂。从这个结果中，我们确定了有希望的关键化学物种进行观察。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Observational Perspectives on Structure, Kinematics, and Lifetime
本研究通过模拟前恒星核，分析其结构、运动学和寿命，发现准平衡坍缩核以两倍自由落体时间演化，中心柱密度可估计密度，但有限波束会低估密度，模拟寿命短于经验值，且核的“相干性”源于投影效应。
2025-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the H$_{2}$D$^{+}$ and N$_{2}$H$^{+}$ emission towards prestellar cores. Testing dynamical models of the collapse using gas tracers
星前核的研究是至关重要的，因为它们设定了恒星形成的初始条件，并决定了恒星物体的最终质量。迄今为止，有几种假说描述了它们的引力坍缩。我们进行详细的线分析和建模的H $_{2}$ D $^{+}$ 110 - 111和N $_{2}$ H $^{+}$ 4-3在372 GHz的发射，使用2“× 2”地图（JCMT）。我们的目标是通过比较模拟的气体运动学和空间分布（H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$）与四个星前（L1544，L183，L 694 -2，L1517 B）和一个原恒星核心（L1521 f）的观测结果来测试最突出的动力学模型。我们使用RATRAN进行详细的非LTE辐射转移建模，在那里我们比较了H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的预测空间分布和线轮廓与对所有核心的观测。要做到这一点，我们采用的物理结构为每个核心的三个不同的动力学模型从文献中预测：准平衡Bonnor-Ebert球（QE-BES），奇异等温球（SIS），和Larson-Penston（LP）流。我们的分析提供了一个更新的物理结构的星前核心。我们发现，SIS模型可以清楚地排除在解释气体排放的核心，但更大的样本是需要区分清楚的LP流，QE-BES和静态模型。所有的坍缩模型都低估了气体排放的强度，对我们样本中唯一的原恒星核心有几个因素，这表明不同的动力…
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
CS Depletion in Prestellar Cores
已知CS分子在寒冷和密集的条件下被吸收到尘埃上，导致它在核心的中心区域显著耗尽。本研究的目的是调查使用光学薄的C $^{34}$ S分子线观察CS分子的耗尽。我们用两条分子谱线C $^{34}$ S $(J=2-1)$和N $_2$ H $^+$ $(J=1-0)$，用NRO 45-m望远镜绘制了5个星前核L1544、L1552、L1689 B、L 694 -2和L1197的图谱，使用C $^{34}$ S探测CS耗尽的核的数量增加了一倍。在我们的大多数目标中，C $^{34}$ S发射的分布显示出表明CS分子通常在星前核中心耗尽的特征。CS丰度相对于H $_2$直接测量的CS发射和赫歇尔尘埃发射的径向分布表明，CS分子是由一个因子$\sim$ 3耗尽朝向核心的中心区域相对于它们的外部区域。的程度的耗尽被发现是由一个数量级的污染效果时，由CS分子的存在下，在周围的信封，沿着视线被删除时，甚至更多的增强。除了L1197被归类为相对最少的核心，在我们的目标，根据其观察到的物理参数，我们发现，其余四个星前核心遭受显着的CS耗尽在其中心区域，无论其进化状态的相对差异。
2020-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the dense core population in Orion B as seen by the Herschel Gould Belt survey
我们提出了一个详细的研究猎户座B云（d~400 pc），成像与PACS/SPIRE相机在70-500 $μ$米的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。我们发布了新的高分辨率的尘埃柱密度和尘埃温度图。在NGC 2023/2024、NGC 2068/2071和L1622这三个次区域，共发现了1768个无星致密核，其中约28-45%是星前自引力核。另外还发现了76个原恒星致密核，它们的典型寿命为$t_{\rm pre}=1.7_{-0.6}^{+0.8}$ Myr。星前核心质量函数（CMF）在约0.5 $M_\odot$处达到峰值，与Salpeter斜率-1.35相比，在高质量端符合对数斜率为-1.27 $\pm$ 0.24的幂律。在这一区域，我们证实了在背景消光中星前核形成效率（CFE）在基准值A_V_bg~7 mag附近存在一个转变，类似于Herschel在其他云中观察到的趋势。这不是一个尖锐的阈值，而是在A_V_bg<5时具有非常低的星前CFE的区域与A_V_bg $\gtrsim$ 10时具有较高的大致恒定CFE的区域之间的平滑过渡。星前核的总质量仅占A_V_bg $\gtrsim$ 7 mag的致密分子云气体的~20%。约60-80%的星前核与暗条紧密相连，当考虑到更完整的暗条结构样品时，这一比例可增加到>90%。有趣的是，最近的核心邻居之间的中值分离对应于在附近的分子云中通常观察到…
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF XVII -- Census and lifetime of high-mass prestellar cores in 14 massive protoclusters
本研究利用 ALMA-IMF 巡天数据，通过 CO 和 SiO 外流识别原恒星核，提出新自动化方法探测外流，从而筛选出高质量前恒星核并估算其寿命，发现其持续时间显著超过自由下落时间，表明坍缩受湍流等因素减缓。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF. V. Prestellar and protostellar core populations in the W43 cloud complex
本研究利用ALMA-IMF在W43建立统一核目录并分类原恒星与前恒星核，发现顶重型CMF主要由原恒星核造成，支持核在原恒星阶段通过环境内流持续增质。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absence of High-mass Prestellar Cores in the Orion Giant Molecular Cloud
本文利用ALMA ACA双波段观测Orion GMC中7个大质量无星核，发现9个致密核的最大质量低于11 Msun，未检出高质量前恒星核，挑战其在Orion存在的观点。
2024-08-09 astro-ph.GA
The Dependence of Prestellar Core Mass Distributions on the Structure of the Parental Cloud
星前核的质量分布得到任意的内部质量分布的云使用的选择标准的基础上的热和湍流的金斯质量和应用层次从小到大的尺度。我们已经检查了这种方法比较我们的结果对数正态密度PDF与理论CMF Hennebelle和Chabrier，即幂律在大尺度和对数正态截止在低尺度，但我们的方法可以适用于任何质量分布代表恒星形成云。这种方法使我们能够将母体云结构与核心的质量分布及其空间分布联系起来，为研究引起所观察到的星前核心分布的分子云的物理性质提供了一种有效的工具。Hurst指数接近H = 1/3的模拟fBm云与Hennebelle和Chabrier以及Chabrier系统IMF推导的理论CMF最吻合。同样，从我们的方法得出的核心的空间分布显示出与在梯形和蛇夫座恒星形成区域观察到的同伴的表面密度。该方法还允许我们分析不同实现的核的质量分布的性质。我们发现，在不同实现的fBm云（具有相同的赫斯特指数）中形成的核心数量的变化远远大于预期的根N统计波动，随着H的增加而增加。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Statistical mass function of prestellar cores from the density distribution of their natal clouds
在分子云中观察到的团块的质量函数提出了有趣的理论问题，特别是在它与恒星初始质量函数的关系。我们提出了一个星前核（CMF）的质量函数的统计模型，形成在自引力等温云在其演化的给定阶段。后者的特征在于质量密度概率分布函数（$ρ$ -PDF），其是具有斜率$q$的幂律。根据PDF斜率将各种MC划分为集合，每个集合由单个球形云表示。核心被认为是典型的分形云的自相似结构的元素，并模拟球形物体填充每个云壳。我们的模型假设统计核心的大小，质量和密度之间的关系。由此导出了堆芯质量-密度关系式$ρ\propto m^x$，其中$x=1/(1+q)$。我们发现，$q$决定是否存在一个阈值密度的核心崩溃。导出的一般CMF是一个幂律的斜率$-1$，而重力不稳定的核心CMF的斜率$(-1 + x/2)$，与恒星初始质量函数和观测CMF的高质量部分的斜率。
2020-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
An efficient method for determining the chemical evolution of gravitationally collapsing prestellar cores
我们开发的星前核的密度演化的解析近似，流体动力学模拟的结果的基础上。我们使用这些近似值作为随时间变化的气体颗粒化学代码的输入，以研究不同的崩溃模式对核心中分子丰度的影响。我们确认，我们的方法可以提供合理的协议与流体力学和化学的精确数值解，同时显着降低计算成本，允许运行一个大网格的模型变化的多个输入参数。我们目前的结果使用这种方法来说明化学是如何影响的，不仅通过崩溃模型，但也通过大量的未知的物理和化学参数。最初的重力不稳定的模型预测类似的丰度，尽管不同的密度和崩溃的时间尺度，而双极扩散产生更广泛的内部耗尽区，这是没有看到星前核心的观测。尽管各种输入参数的值是未知的，但分子观测能够区分塌陷模式。我们还研究了双极扩散时间尺度的演变范围内的崩溃模式，金属丰度和宇宙射线电离率，发现它仍然可比或大于崩溃的时间尺度在初始阶段，我们考虑的所有模型，但在后来的演变阶段变得更小。这证实了双极扩散是扩散气体的一个重要过程，但随着核心塌陷到更高的密度而变得不那么重要。
2018-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does a prestellar core always become protostellar? Tracing the evolution of cores from the prestellar to protostellar phase
最近，已经确定了一个无星核心的子集，其热金斯质量显然被核心的质量所压倒，例如，核心{ \small L183}。在文献中，像这样的大规模核心通常被称为“超级牛仔核心”。由于无星核心可能处于恒星形成的尖端，对其动力学的研究将提高我们对从星前阶段到原恒星阶段过渡的理解。在目前的工作中，我们使用非磁性多面体原本属于家庭的等温球。为此目的，扰动施加到个别polytropes，第一，通过更换等温气体与气体是冷的附近的polytrope的中心和相对温暖的外部区域，第二，通过轻微的压缩的polytrope通过提高外部围压。使用后一种配置，我们确定的热力学条件下，核心可能保持无星。事实上，我们还认为，属性“超级牛仔裤”是主观的，这些核心并没有正式违反牛仔裤的稳定性标准。根据我们的测试结果，我们认为，气体温度在恒星形成云是至关重要的形成和演化的核心。在这项工作中的模拟进行了基于粒子的光滑粒子流体动力学算法。然而，建立数值收敛的结果，我们建议类似的测试与网格计划，如自适应网格细化。
2013-01-02 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion and the molecular abundances in prestellar cores
我们研究磁超临界和亚临界星前核之间的分子丰度的差异，进行三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的密度和磁场强度，和后处理的结果与时间相关的气体颗粒化学代码。大多数分子物种显示出显着更多的中心耗尽在亚临界模型，由于崩溃的持续时间较长。然而，直接可观察到的量-分子与氢柱密度比-通常太相似，观测数据无法区分模型。的配置文件的N $_2$ H $^+$和HC 0 $^+$显示超临界和亚临界模型的尺度上的$0.01 \, {\rm pc}$，这可能会允许这两种情况下进行区分的定性差异。然而，这需要氢柱密度的知识，这是不能直接测量的，并且来自辐射转移建模的预测线强度分布对于这些分子是相似的。其他经常观察到的物质，如HCN和CH $_3$ OH，其谱线强度分布在不同的模型之间差异更大，因此更有希望作为云坍缩机制的示踪剂。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
ALMA调查发现预星核质量函数斜率较IMF更缓，而引力束缚预星核质量函数斜率与IMF相似，表明普遍的核心形成机制。
2025-11-28 astro-ph.GA
Chemical Variation among Protostellar Cores: Dependence on Prestellar Core Conditions
热科里诺化学和暖碳链化学（WCCC）是由恒星形成核心中的气体-颗粒相互作用驱动的：在冰幔中形成复杂有机分子（COMs）的自由基-自由基重组反应，CH $_4$和COMs的升华，以及随后的气相反应。这些化学特征预计将取决于冰地幔的组成，这是设置在星前阶段。我们计算了气体颗粒化学反应网络，考虑了成星核中的层状冰幔结构，以研究热科里诺化学和WCCC如何依赖于引力坍缩开始之前的静态相的物理条件。我们发现，温度越低，静止相的消光越低，静止相的时间越长，WCCC越活跃。热可里诺化学对静止相条件的依赖性更为复杂。虽然CH $_3$ OH在较暖的静态相模式中的丰度较低，但由于COMs的形成途径不同，因此在这些暖的静态相模式中，一些COMs有效地形成。如果视觉消光较低，则光解使COM在静态阶段不太丰富。然而，一旦崩溃开始，视觉消光增加，COM可以有效地形成。静态阶段的持续时间不会在很大程度上影响COM丰度。原型热corino和混合源之间的化学多样性，其中COMs和碳链都相当丰富，可以解释星前条件的变化。然而，在我们的模型中，很难再现原型WCCC源中的气体COMs的不足。
2020-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry as a diagnostic of prestellar core geometry
我们提出了一种新的方法来评估的内在的三维形状的星前核的分子柱密度。我们采用了流体动力学模拟的收缩，等温核心考虑三个内在的几何形状：球形，圆柱形/非线性和盘状。我们已经将我们的流体动力学模拟与非平衡化学相结合。我们发现，a）当观察到核非常细长（即纵横比$\le$ 0.15）时，可以通过它们的2D分子发射图来探测固有的3D几何形状，因为这些在圆柱形和盘状核之间表现出显著的定性形态差异。具体地说，如果一个盘状的核心被观察到作为一个辅助对象的尘埃排放，那么它将被观察到作为两个平行的细丝在$\rm{N_2H^{+}}$ ; b）核心具有较高的纵横比（即0.15 $\sim$ 0.9），我们定义了一个度量$Δ$，量化是否分子柱密度分布是中央峰值，凹陷或平坦。我们已经鉴定出一种分子（$\rm{CN}$），其中$Δ$作为纵横比的函数探测核心的3D几何形状;以及c）对于具有几乎圆形突出部的芯部，（即对于纵横比$\sim$ 1），我们已经鉴定了三种分子（$\rm{OH}$，$\rm{CO}$和$\rm{H_2CO}$），其可用于通过仔细检查其分子柱密度径向分布来探测固有的3D形状。我们改变的温度和宇宙射线电离率，并证明我们的方法是强大的对参数的选择。
2016-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Numerical Modeling and Evolution to Collapse
通过高分辨率湍流自引力数值模拟，研究前恒星核的形成与坍缩机制，提出湍流平衡球理论预测坍缩起始，并揭示核心坍缩为准平衡过程而非自由落体。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
$^{14}$N/$^{15}$N ratio measurements in prestellar cores with N$_2$H$^+$: new evidence of $^{15}$N-antifractionation
内容：$^{15}$ N分馏已被观察到显示大的变化天体物理源，这取决于目标的类型和所使用的分子示踪剂。目前的化学模型无法再现这些变化。目标：到目前为止，仅在一个星前源L1544中精确测量了$_2$ N/ $^{15}$ N的比例，其中发现了强烈的分馏水平，以及$^{15}$ N的耗尽（$^{14}$ N/ $^{15}$ N $\: \approx 1000$）。为了了解N $_2$ H $^+$中的反分馏是否是这类源的共同特征，本文将样品扩展到另外三个真正的星前核。研究方法：我们用IRAM 30米望远镜观测了L183、L429和L 694 -2中的N $_2$ H $^+$、N $^{15}$ NH $^+$和$^{15}$ NNH $^+$。我们模拟的发射与非本地辐射传输代码，以获得准确的估计的分子柱密度，包括一个光学厚N $_2$ H $^+$。我们使用了最新的碰撞速率系数，并与这些我们也重新分析了以前发表的L1544光谱。结果如下：所获得的同位素比值在$630-770$范围内，与最近的化学模型预测的$\approx 440$值有很大差异，接近原太阳值。我们的星前核样本显示二氮烯鎓中$^{15}$ N的高水平消耗，与先前在L1544中发现的一样。为了解释这些结果，需要对N化学网络进行修正。
2018-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of protonated formaldehyde in the prestellar core L1689B
复杂有机分子（COMs）在星际介质的许多区域被探测到，包括星前核。然而，它们在冷（~10 K）核心的形成机制仍然知之甚少。甲酰基自由基HCO是一个重要的候选前体的几个O轴承地球COMs在核心，作为一个丰富的积木的许多这些分子。已经提出了几种化学途径来解释它的形成，无论是在颗粒表面上，作为H加成到冻结的CO分子的不完全氢化产物，还是在气相中，H2 CO和自由基之间的反应产物，或者作为质子化甲醛H2 COH+的解离重组产物。H2 COH+的检测和丰度测定（如果存在的话）可以为后一种情况是否适用提供线索。我们使用IRAM 30 m望远镜在星前核L1689 B中寻找质子化甲醛H2 COH+。H2 COH+离子是明确检测到的，第一次在冷（~10 K）源。衍生的丰度同意的情况下，其中H2 COH+的形成结果从甲醛的质子化。我们使用该丰度值将H2 COH+朝向HCO通道的解离重组的分支比限制在~10- 30%。然而，如果HCO可以有效地从气相中性-中性反应形成，这个值可能会更小，我们强调需要在10 K下对这些反应的速率常数进行实验室测量。鉴于实验测量分支比的实验困难，观察可以对这些值带来有价值的约束，并为化学网络提供有用的输入。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel Gould Belt Survey Observations of Dense Cores in the Cepheus Flare Clouds
我们提出了赫歇尔SPIRE和PACS地图的仙王座耀斑云L1157，L1172，L1228，L1241和L1251，观察附近的恒星形成分子云的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。通过对SPIRE和PACS资料的修正黑体拟合，确定了典型云柱密度为0.5-1.0 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，典型云柱温度为14-15 K。使用getsources识别算法，我们从SPIRE和PACS数据中提取了160-500 $μ$ m处的832个密集核。从质量与尺寸图的位置来看，我们认为303个是候选星前核，其中178个是“健壮的”星前核。从一个独立的提取源在70 $μ$米，我们认为25的832个致密的核心是原恒星。背景柱密度的分布与候选星前核在2-4 $\times$ × 10 $^{21}$ cm $^{-2}$处的峰值一致。仙王座中大约一半的星前核心可能是由于预期在“跨临界”线质量的细丝内发生的广泛碎裂而形成的。从所有五个仙王座云得出的对数正态稳健星前核心质量函数（CMF）峰值为0.56 M $_{\odot}$，宽度为$\sim$ 0.5 dex，与天鹰座的CMF相似。事实上，仙王座的聚合CMF的宽度类似于恒星系统的初始质量函数（IMF）。CMF宽度在不同的云和IMF系统的相似性表明一个共同的，可能是动荡的起源播种的波动演变成星前核心和恒星。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The census of dense cores in the Serpens region from the Herschel Gould Belt Survey
赫歇尔古尔德带巡天绘制了附近（d < 500 pc）的恒星形成区，以更好地了解星前阶段如何影响恒星形成过程。在这里，我们报告了一个完整的人口普查密集的核心在15 deg 2的地区的巨蛇座恒星形成区位于d=420 pc和484 pc之间。PACS和SPIRE相机拍摄了70微米至500微米的云。利用多波长源提取算法getsources，我们提取了833个源，其中709个是无星核，124个是候选原恒星核。我们获得了所有样品的温度和质量，分类604星前核心和105未绑定的核心的无星核心。我们的源普查是80%的质量大于0.8 Msun整体完成。我们产生的核心质量函数（CMF），并比较它与初始质量函数（IMF）。星前CMF与对数正态趋势一致，直至2 Msun，之后遵循幂律，斜率为-2.05+/-0.34。其CMF的尾部更陡峭，但仍然与我们在这项工作中研究的地区的IMF兼容。我们还提取了巨蛇座地区的细丝网络，发现81%的星前核心位于附属结构上。星前核与星丝结构之间的空间联系支持了其他赫歇尔观测所提出的星前核主要形成于星丝上的范例。巨蛇座被证实是一个年轻、低质量和活跃的恒星形成区。
2020-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology of prestellar cores in pressure confined filaments
对星前核心的观测显示出两种截然不同的形态。虽然分子线测量通常显示宽的核心，亚毫米连续观测主要显示捏核心相比，大部分的灯丝气体。为了解释不同的形态是如何产生的，我们使用重力不稳定性模型，星前核形成的密度扰动不断增长。每个位置处的径向范围由局部线质量设置。我们表明，芯半径的比率，灯丝半径的初始线质量的灯丝。此外，核心形态是独立的扰动长度规模和倾角，这使得它成为一个理想的诊断观测。线质量小于其临界值一半的长丝应形成宽芯，而线质量大于其临界值一半的长丝应形成窄芯。对于嵌入在一个恒定的背景压力的细丝，占主导地位的扰动增长时间显着不同的低和高线质量的细丝。因此，我们预测，只有一个人口的核心是目前，如果所有的长丝在一个区域内开始类似的初始扰动。
2018-08-03 astro-ph.GA
Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Properties of Critical Cores
本文通过数值模拟量化了湍流云中处于坍缩边缘的“临界核”性质，发现其密度和湍流速度径向分布符合湍流平衡球（TESs）模型，核在跨声速状态下于由局部声速尺度决定的一系列密度下坍缩，并强调了在临界时刻构建核质量函数以测试引力湍流碎裂理论的重要性。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical solver to compute molecule and grain abundances and non-ideal MHD resistivities in prestellar core collapse calculations
我们开发了一个详细的化学网络相关的条件特征的星前核心崩溃。我们解决了系统的时间依赖性微分方程来计算分子和尘埃颗粒的平衡丰度，与尺寸箱为这些后者的尺寸分布。这些丰度被用来计算不同的非理想磁流体动力学双极性（双极，欧姆和霍尔），需要进行模拟的原恒星崩溃。在这种情况下，我们第一次考虑到谷物的蒸发，钾，钠和氢在高温下的热电离，以及化学网络中谷物的电子发射，我们探索了各种宇宙射线电离率的影响。所有这些过程显著地影响非理想磁流体动力学双折射率，这将改变坍缩的动力学。在低密度下，双极扩散和霍尔效应占主导地位，直到n_H = 10^12 cm^-3，之后欧姆扩散才占主导地位。我们发现，所需的时间尺度达到化学平衡总是短于典型的动力学（自由降落）之一。这使我们能够建立一个大的，多维的多物种平衡丰度表在一个大的温度，密度和电离率范围。这个表，我们使访问社区，是在第一和第二次星前核心崩溃计算非理想的磁流体动力学的，产生一致的动力学化学描述这个过程。
2016-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fitting an Analytic Magnetic Field to a Prestellar Core
通过拟合观测到的星前核心FeSt 1-457的偏振测量数据，我们部署并展示了Ewertowski & Basu（2013）开发的磁场模型的能力。从麦克斯韦方程组直接导出的解析沙漏磁场函数产生赤道平面中的中心与表面磁场强度比，以及整个核心中具有相对大小的磁场方向。这种拟合来自于模型的单个平面与极化图的比较，极化图是由整个核心的磁场和尘埃的综合性质产生的。重要的是，我们的拟合是独立于任何假设的核心密度分布。我们检查的鲁棒性，通过使用POLARIS代码创建合成偏振图，结果从综合散射和发射特性的尘埃颗粒和它们的辐射转移，采用观测动机的密度分布。我们发现，从该模型获得的合成偏振图也提供了一个很好的适合所观察到的偏振。我们的模型符合FeSt 1-457外层磁场线显著弯曲的显著特征。结合独立的柱密度估计，我们推断，核心的大小$R_{\rm gas}$有一个温和的超临界质量流量比，并可能通过动力学运动从一个显着更大的半径$R$开始形成。通过中性离子滑移（双极扩散）的磁通冻结的崩溃可能是造成这种从大尺度磁场结构到更紧凑的气体结构的转变的原因。
2021-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Survey of CH2DOH Towards Starless and Prestellar Cores in the Taurus Molecular Cloud
最近的观测表明，有机分子普遍朝向无星核和星前核。在无星阶段，这些分子的氘化还没有得到很好的研究。已发表的单氘代甲醇CH $_2$ DOH的观测结果仅在几个经过充分研究的致密和演化的星前核（例如L1544，L183）中观察到。由于在这一冷相期间气相甲醇的形成被认为是通过从冰粒表面解吸而发生的，因此CH $_2$ DOH的观测可用作尘埃颗粒的冰幔中氘分数的探针。我们提出了一个系统的调查CH $_2$ DOH对12星和星前核心的金牛座分子云B10地区。12个核心中有9个检测到[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH]，范围为$< 0.04$至$0.23^{+0.12}_{-0.06}$，中值为$0.11$。未检测到的源往往比检测到的源具有更大的维里参数和更大的甲醇线宽。这项调查的结果表明，氘分馏的有机分子，如甲醇，在无星阶段可能比以前认为的更容易检测。
2020-11-17 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Taurus L1495 cloud from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个致密的核心目录的$\sim 4^\circ\times2^\circ$领域的金牛座恒星形成区，包括L1495云，来自赫歇尔SPIRE和PACS的观测在70 $μ$ m，160 $μ$ m，250 $μ$ m，350 $μ$ m，和500 $μ$ m连续带。平均尘埃温度和总质量的估计来自使用修改后的黑体拟合的光谱能量分布。我们探测到525个无星核，其中$\sim10$-20%是引力束缚的，因此推测是星前核。我们的未绑定对象的普查是$\sim85$ %完成的$M>0.015\,M_\odot$在低密度区域（$A_V\stackrel{<}{_\sim}5$磁），而绑定（prestellar）子集是$\sim85$ %完成的$M>0.1\,M_\odot$整体。星前核质量函数（CMF）符合对数正态形式，类似于恒星系统的初始质量函数，如以前所报道的。所有推断的星前核都位于地幔结构上，其柱密度超过了地幔坍塌的预期阈值，与以前的报告一致。与星前CMF不同的是，未结合的无星CMF不是对数正态的，而是符合低于$0.3\,M_\odot$的幂律形式，并且没有显示出低质量周转的证据。它类似于先前报道的低质量CO团块（$M\stackrel{<}{_\sim}0.3\,M_\odot$）的质量分布。然而，除了在高密度下，体密度PDF是精确的对数正态分布。这与自引力对磁化超声速湍流的影响是一…
2016-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of the shape of the prestellar density fluctuations on the core mass function
本文研究了引力湍流介质中密度扰动的非球形性对原恒星核心质量函数（CMF）的影响，发现椭球坍缩主要改变CMF高质量端，使其斜率略缓且峰值向低质量偏移。
2025-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
How External Medium outside Prestellar Cores Affects Protostellar Growth: Variations in Accretion Rate and Evolution of Disks and Outflows
Kyushu University（九州大学）
该研究通过三维电阻磁流体动力学模拟，发现前恒星核外部介质密度会调控原恒星质量生长、星周盘与外流演化及角动量输运，揭示了致密环境下恒星形成效率更高等规律。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical modeling of the L1498 and L1517B prestellar cores: CO and HCO+ depletion
星前核表现出强烈的化学分化，这主要是由于分子冻结到颗粒表面上造成的。理解这种化学结构是很重要的，因为分子线经常被用作探针来限制核心的物理性质。在这里，我们提出了新的观测和分析的C18O（1 - 0）和H13CO+（1 - 0）线发射的L1498和L1517 B星前核心，位于金牛座-御夫座分子复合体。我们用一个详细的化学网络和一个辐射转移代码来模拟这些观测结果。我们的模型成功地再现了化学年龄为10^5年的C18O（1 - 0）发射。另一方面，观察到的H13CO+（1 - 0），只有当宇宙射线解吸二次光子被包括在内，如果晶粒已经长大到一个更大的尺寸比平均ISM晶粒在核心内部。这种晶粒生长与这两个天体中检测到的红外散射光（"coreshine"）一致，并被发现将核心内部的CO丰度增加了约四倍。根据我们的模型，CO在核心中心被消耗了大约2 - 3个数量级。
2013-09-19 astro-ph.GA
Formation of Complex Molecules in Prestellar Cores: a Multilayer Approach
我们提出的复杂的有机分子（COM）的化学建模的结果在典型的条件下的星前核。我们利用先进的气体颗粒天体化学模型，更新了气相化学，采用多层方法来研究冰表面化学，并根据Minissale等人最近的实验对反应解吸进行了最新处理。与化学模型，径向配置文件的分子，包括COM计算的情况下，典型的星前核L1544在时间尺度时，CO的建模耗尽因子变得等于所观察到的。我们发现在L1544中可以有效地形成COMs，直到10（-10）wrt的分数丰度。总氢原子核。许多COM的丰度，如CH 3 OCH 3，HCOOCH 3，和其他峰值在类似的径向距离约2000-4000 AU。COMs的气相丰度取决于反应脱附的效率，而反应脱附的效率又取决于冰地幔外层单层的组成。在星前核中，地幔的外层单层可能包括大部分CO及其氢化产物，这可能会增加反应解吸的效率，根据Minissale等人（2016），并使COMs的形成在星前核的典型条件下有效，尽管这一假设尚未得到实验证实。羟基自由基（OH）在COMs的气相化学中起着重要的作用，值得进一步深入研究。
2017-05-12 astro-ph.GA
Physical properties and chemical composition of the cores in the California molecular cloud
我们的目标是揭示加州分子云（CMC）核心的物理性质和化学组成，以便更好地了解恒星形成的初始条件。我们用Herschel数据制作了一个高分辨率的柱密度图（18.2”），并用\textsl{fellwalker}算法提取了CMC中岩心的完整样本。我们进行了新的单点观测的分子线90 GHz附近的IRAM 30米望远镜沿主灯丝的CMC。此外，我们还进行了数值模拟的化学演化的核心下的物理条件。我们提取了300个核心，其中33个是原恒星核心，267个是无星核心。星前核约占无星核的51%（137/267）。三个核心有可能演化成高质量恒星。星前核质量函数（CMF）可用对数正态形式拟合。星前CMF的高质量端表现出幂律形式，其指数$α=-0.9\pm 0.1$比银河场恒星质量函数的指数浅。结合星前核到恒星的质量转换效率（$15\pm 1\%$）和5.5%的核形成效率（CFE），我们认为CMC的整体恒星形成效率约为1%.在IRAM 30 m望远镜单点观测中，发现6个岩心的剖面呈蓝斜，4个岩心的剖面呈红斜。原星核的[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/[HNC]和[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/ $\rm [N_{2}H^{+}]$比星前核高，可作为化学钟。用线性观测得到的岩心最佳化学年龄为$\sim 5\times 10^4$ ~年。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: Detection of two extremely dense substructures in a massive prestellar core
本研究利用 ALMA-QUARKS 巡天数据在 G34.43+0.24 中发现大质量前恒星核 MM1-C，并探测到其内部两个高密度子结构，揭示了恒星形成最早阶段的原初碎裂现象。
2024-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
本研究通过观测L1544原恒星核心中的N₂D⁺离子和para-NH₂D中性物种，探测离子-中性粒子的漂移速度差异，从而检测偶极扩散现象，并探讨尘埃颗粒生长对偶极电阻和密集核心动态演化的影响。
2026-05-21 astro-ph.GA
Formation of Glycerol through Hydrogenation of CO ice under Prestellar Core Conditions
观测研究表明，复杂有机分子（COMs）可以在与不同恒星形成阶段相关的各种物体中找到。星前核中COMs的识别，即，在冷环境中，可以排除热诱导的化学反应，并且辐射分解受到宇宙射线和宇宙射线诱导的UV光子的限制，这一阶段特别重要，因为该阶段建立了最终演化恒星和行星的初始化学成分。最近的实验室研究结果表明，分子复杂的乙醇醛和乙二醇有效地形成在冰冷的尘埃颗粒之间的吸积H原子和CO分子，一个过程，占主导地位的表面化学过程中的“CO冻结阶段”在致密的核心之间的非高能原子加成反应。在本研究中，我们证明了一个类似的机制导致形成的生物相关分子甘油-HOCH 2CH（OH）CH 2 OH-一个三碳轴承糖醇必要的现代活细胞和细胞器的膜的形成。我们的实验结果是完全一致的建议的反应方案，其中甘油形成沿链的自由基和自由基分子之间的相互作用的各种反应性中间体产生的CO冰或其氢化产物的氢化。本文还讨论了化学上有关的单糖甘油醛HOCH_2CH（OH）CHO的初步鉴定。这些新的实验室发现表明，所提出的反应机制具有形成更复杂的糖醇和单糖的潜力。
2017-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
由于分子云的电离率很低，双极扩散被认为是恒星形成的一个完整过程。然而，化学和辐射转移效应，观测的挑战，以及事实上，离子中性漂移速度本质上是非常小的呈现一个明确的双极扩散的检测非常不平凡。在这里，我们研究了离子中性漂移速度在一套化学动力学，非理想磁流体动力学（MHD），二维轴对称模拟的星前核，我们改变温度，宇宙射线电离率，视觉消光，质量流量比，和化学演变。随后，我们进行了一些非本地热力学平衡（非LTE）辐射传输计算，考虑各种理想化和非理想化的情况下，以评估哪个因素（化学，辐射转移和/或观测困难）是最具挑战性的，以克服我们的努力，以检测离子中性漂移速度。我们发现，温度具有显着的影响，在最冷的模拟核心（T = 6 K）表现出漂移速度的幅度的漂移速度与声速。与预期相反，我们发现，在理想化的情况下（两个物种是完美的化学共同进化）的漂移速度"生存”的辐射转移效应，并在原则上可以观察到。然而，我们发现，观测的挑战和化学效应可以显着阻碍我们的观点的离子中性漂移速度。最后，我们建议，$\rm{HCN}$和$\rm{HCNH^+}$，是化学共同发展，可用于未来的观测研究，旨在测量离子中性漂移速度。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Recipe for Obtaining Central Volume Densities of Prestellar Cores from Size Measurements
我们提出了一个简单的分析方法来估计星前分子云核的中心体积密度从他们的柱密度分布。星前核的特征是柱密度和体积密度分布的相同大小的平坦中心部分，表明存在均匀密度的内部区域。该区域的大小由仅取决于芯的中心体积密度和温度的热压力设定，并且可以提供中心体积密度的直接测量。因此，一个简单的长度测量可以立即产生一个中心的密度估计独立于任何动力学模型的核心，而不需要拟合。使用柱密度为中心值的90%的半径作为柱密度分布的平坦内部部分的尺寸的估计值，对于良好分辨的岩心，产生在2倍内的中心体积密度的估计值。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
L1506: a prestellar core in the making
探索冷无星云的结构和动力学对于理解原恒星形成的不同步骤是必要的。由于云的演化缓慢，因此必须对其中许多云进行详细研究，以了解云生命周期的不同时刻。我们在这里研究金牛座区域的L1506 C，这是一个具有有趣的尘埃特性的核心，PRONAOS球载望远镜已经证明了这一点。为了追踪L1506 C的质量含量及其运动学，我们绘制了尘埃排放，以及两个关键物种C18 O和N2 H+（加上13 CO和C17 O）的线排放。这片云显示出奇特的特征：i）仅由13 CO追踪的大包层，尽管最大不透明度低，但其中心具有强烈C18 O耗尽的小得多的核心（Av~20 mag），ii）极窄的C18 O线，表明低的、不可测量的湍流，iii）由C18 O本身跟踪的收缩（加上旋转），iv）出乎意料地，来自外部包络的运动学签名与核心签名相反：13 CO和C18 O速度梯度具有相反的方向和相反的轮廓（C18 O蓝色峰值，13 CO红色峰值）。核心是大的（r = 3E 4 AU），不是很密集（n（H2）？5E 4 cm-3或更小）。因此，这个核心还不是星前的。所有这些事实表明，核心是运动学脱离其信封，并在形成一个星前核心的过程中。这是第一次观测到星前核的动态形成。极低的湍流可能是该芯强烈耗尽的原因，尽管其密度和不透明度相对较低，与未耗尽的芯如L1521 E相比，其显示出至少4倍高的湍流。
2009-12-07 astro-ph.GA
Species cycling and the enhancement of ammonia in prestellar cores
在星前核的颗粒表面产生的NH3的数量被认为是恒星诞生后期化学复杂性的决定因素之一。为了研究这个数量可能会受到影响的气体颗粒循环的分子物质内的云，我们采用了修改后的利率气体颗粒化学代码，并遵循随时间变化的化学NH3系统的演变。我们的模型采用了最新版本的UDfA网络的反应速率系数，解吸从晶粒通过标准的热和非热过程，物理吸附和化学吸附结合原子和分子氢的碳质和硅质颗粒的人口。我们发现1.）当N原子通过有效的早期烃化学从CN衍生时，在我们的模型的早期气相中可以存在可观察到的NH3丰度，2.）在我们的模型中，不同物种类别之间的观测一致性存在时间依赖性梯度，与TMC-1氰基多炔峰内可能的物理亚结构一致，以及3.）气态和固态NH3的丰度对系统内气体-颗粒循环的存在敏感。我们的研究结果表明，在云的化学演化的后期阶段实现的化学复杂性的程度确实是由气体颗粒循环发生的方式的影响。
2020-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nascent chemical complexity in prestellar core IRAS 16293E: complex organics and deuterated methanol
本研究首次在前恒星核IRAS 16293E中探测到多种复杂有机分子和氘代甲醇，通过观测计算其激发温度、柱密度和丰度比，发现其化学特征与原恒星及彗星相似，支持前恒星核坍缩过程中COMs化学再处理有限的结论。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FRagmentation and Evolution of dense cores Judged by ALMA (FREJA). I (Overview). Inner $\sim$1000 au structures of prestellar/protostellar cores in Taurus
我们已经进行了调查型观测1毫米连续和分子线向致密的核心（32 prestellar + 7原恒星）的平均密度为$\gtrsim$ 10 $^5$厘米$^{-3}$在金牛座分子云使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列阿塔卡马紧凑阵列（ALMA-ACA）的独立模式，角分辨率为6。$''$ 5（$\sim$ 900 au）。这项研究的主要目的是调查致密核心的最里面部分，以了解恒星形成的初始条件。在原恒星的核心，原恒星盘的贡献占主导地位的观测到的连续通量的35-90%的范围内，除了非常低的光度对象。对于星前核心，我们已经成功地证实了连续发射致密气体的密度为$\gtrsim$ 3 $\times$ 10 $^5$厘米$^{-3}$对约三分之一的目标。由于ACA-7 m阵列的空间频率覆盖率较低，因此检测率明显高于以往使用ALMA Main阵列在大量无星样本中检测到0或1个连续源的调查。统计计数方法告诉我们，随着密度的增加，星前核心直到原恒星形成的寿命接近自由落体时间。在星前核中，至少有两个目标具有可能的内部亚结构，如果我们考虑分子线（C $^{18}$ O和N $_2$ D $^{+}$）分布，则在$\sim$ 1000 au尺寸尺度的连续发射中检测到这些亚结构。这些结果表明，小规模的碎裂/合并过程发生在一个区域小于0.1 pc，这可能会决定最终的核心质量与个别原恒星的形成开始前的核心与$\sim$…
2020-07-30 astro-ph.GA
High spectral resolution observations of HNC3 and HCCNC in the L1544 prestellar core
HCCNC和HNC 3是氰基乙炔（HC 3 N）的不太常见的异构体，HC 3 N是一种广泛存在于各种天文来源中的分子。我们想知道HNC 3是否存在于除暗云TMC-1以外的来源中，以及它的丰度与相关分子的丰度如何相关。我们使用ASAI无偏光谱调查在IRAM 30米对原型星前核心L1544搜索HNC 3和HCCNC这是副产品的HC 3 NH+重组，以前在这个来源中检测到。我们对已发表的HNC 3微波静止频率与迄今为止未发表的毫米波数据进行了综合分析，因为可用的静止频率预测存在问题。我们确定了HNC 3的新光谱参数，产生了新的预测，并在L1544方向检测到了它。我们使用气体颗粒化学模型来预测N-物种的丰度，并与观测结果进行比较。模拟的丰度与观测结果一致，考虑到星前核演化的后期阶段。然而，发现HNC 3的计算丰度比观察到的丰度高5-10倍。本文比较了TMC-1暗云和L1544星前核的HC 3 N、HNC 3和HCCNC与HC 3 NH+的比值。
2017-11-28 astro-ph.GA
Stratified NH and ND emission in the prestellar core 16293E in L1689N
在星前冷核和年轻原恒星周围的包层中通常发现氘的高度分馏。由于氘化学给化学模型带来了很强的限制，因此常被用来推断地核历史或分子形成途径。虽然有大量的观测资料是关于星际氘稳定分子，相对较少的氢化物自由基的氘化所知，因为它们的基本旋转跃迁是在高频率，大气中大多是不透明的。氮氢化物自由基是氮化学中的重要物种，因为它们被认为与氨的形成有关。观察表明氨是强氘代的，[NH 2D]/[NH3]约为10%。模型预测类似的高[ND]/[NH]比率，但到目前为止，只有一个观测确定这个比率是可用的，对原恒星IRAS 16293 -2422的信封。为了测试模型的预测，我们在这里的目的是确定[ND]/[NH]在一个密集的，无星的核心。我们观察了NH和ND在16293 E与Herschel空间天文台上的HIFI光谱仪作为CHESS保证时间键计划的一部分，并推导出这两个物种的丰度使用非LTE非本地辐射转移模型。NH和ND都在源中被检测到，ND在发射中，NH在吸收中对冷尘埃发射产生的连续谱。然而，我们的模型表明，ND发射和NH吸收来自云的不同层，进一步证明了它们的不同速度。在核心的中心区域，我们可以将[ND]/[NH]比的下限设定为~ 2%。这一估计与最近的氮化学纯气相模型是一致的
2015-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar core modeling in the presence of a filament - The dense heart of L1689B
简短版本：我们采用了一种新的协同辐射转移方法：推导出的一维密度分布都是一致的，通过Herschel PACS/SPIRE和JCMT SCUBA-2连续映射的L1689 B和派生的本地星际辐射场的切割。选择一个合适的切割沿灯丝主轴，我们最大限度地减少灯丝发射对建模的影响。对于大部分的核心（5000-20000 AU）的等温球模型的温度约为10 K提供了最佳的拟合。我们表明，幂律指数的密度分布，以及恒定的温度可以直接从径向表面亮度分布。对于内部区域（< 5000 au），我们发现一个范围内的密度和温度是一致的表面亮度轮廓和当地的星际辐射场。基于我们的核心模型，我们发现，逐像素的单温度光谱能量分布拟合是无法确定致密的核心属性。我们的结论是，获得物理核心属性，重要的是要避免一个方位角平均的核心和灯丝。相应地，导出的核心质量太高，因为它们包括一些质量的灯丝，并可能引入错误时，确定核心质量函数。前向辐射转移方法还避免了由于将所有地图拖影到粗略的空间分辨率而导致的信息损失。我们发现中央核心区域比最近的逆辐射转移模型估计的更冷，更密集，可能表明L1689 B开始形成恒星。
2016-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Density Structure of Centrally Concentrated Prestellar Cores from Multi-scale Observations
本研究利用多尺度（亚）毫米波观测数据对三个近乎球形的前恒星核进行密度分布建模，发现其内部平坦区域小至约500 au，表明它们是极罕见的高度演化且易坍缩的前恒星核。
2023-02-14 astro-ph.GA
Cyanopolyyne chemistry in the L1544 prestellar core: new insights from GBT observations
我们报告了一个全面的研究原型星前核心L1544的氰基多炔化学。100米Robert C.在伯德绿岸望远镜（GBT）上观测到HC $_3$ N的3条发射线、HC $_5$ N的9条发射线、HC $_7$ N的5条发射线和HC $_9$ N的9条发射线。第一次检测到HC $_9$ N朝向源。高光谱分辨率（$\sim$ 0.05公里秒$^{-1}$）揭示了双峰谱线轮廓与红移峰的3-5倍更明亮。在其他分子示踪剂的核心解决地图表明，南部地区是红移。因此，大部分的氰基聚炔发射可能与核心的南部区域有关，在那里自由碳原子可以形成长链，这要归功于星际场辐射的更有效照射。我们同时进行HC $_5$ N、HC $_7$ N和HC $_9$ N线的建模，以研究发射的起源。为了进行这种分析，我们对碰撞系数进行了新的计算。同时拟合表明气体动力学温度为5- 12 K，源尺寸为80 $\arcsec$，气体密度大于100 cm $^{-3}$。在L1544中测得的HC $_5$ N：HC $_7$ N：HC $_9$ N丰度比约为1：6：4。我们将我们的观测结果与研究充分的无星核心TMC-1以及不同恒星形成区域的现有测量结果进行了比较。比较表明，一个复杂的碳链化学是活跃的其他来源，它是有关的游离气态碳的存在。最后，我们根据新的观测结果讨论了可能的形成和破坏途径。
2023-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for co-evolving ion and neutral gas species in prestellar molecular cloud cores
离子和中性分子谱线轮廓的线宽比较最近被用来估计湍流恒星形成区的磁场强度。然而，这些研究中使用的离子（HCO+）和中性（HCN）物质可能不一定在每个尺度和密度下共同进化，因此可能不会追踪相同的区域。在这里，我们使用耦合化学/动力学模型的演变包括非平衡化学，有和没有磁场的星前分子云核心，研究的空间分布的HCO+和HCN，这已被用于观测光谱线宽差异。此外，我们寻找新的离子中性对，这些对是这样的观测的良好候选者，因为它们具有相似的演化，并且在我们的模型中近似是共空间的。我们确定了三个这样的好的候选对：HCO+/NO，HCO+/CO和NO+/NO。
2012-09-25 astro-ph.GA
Will the starless cores in Chamaeleon I and III turn prestellar?
附近的变色龙分子云复合体是研究低质量恒星形成过程的良好实验室，因为它由三种性质非常不同的云组成。Cha III没有显示出任何恒星形成的迹象，而Cha I的恒星形成非常活跃，可能已经完成。我们的目标是确定恒星形成是否可以在Cha III中进行，并将结果与我们最近对Cha I的调查进行比较。我们使用大型APEX测辐射热仪阵列（LABOCA）在870微米处绘制了Cha III的尘埃连续排放图。从地图上提取了29个来源，所有这些来源都是无星的。无星的核心被发现到1.9等的视觉消光，与其他分子云形成鲜明对比，包括Cha I。除此之外，Cha III无星核与Cha I中发现的无星核具有非常相似的特性。最多有两个源的质量大于临界Bonnor-Ebert质量，这表明星前核的比例非常低，甚至低于Cha I。只有最大质量的来源才是候选的星前核，这与早先在烟斗星云中发现的相关性一致。85颗Cha I和III的无星核心（不是候选星前核心）的质量分布在90%的完整性极限下符合单一幂律，指数接近Salpeter值。在Cha I和III中，一小部分无星核心的质量可能仍在增长，并变得重力不稳定。基于湍流分子云的数值模拟预测，我们估计，最多50%和20%的无星核心的车I和III，分别可能形成恒星。LABOCA的巡天发现，车座III和车座I在某种程度上也是研究星前核心形成的主要目标，因此也是恒星形成的开始。（节略）。
2011-06-24 astro-ph.GA
G11.92-0.61-MM2: A Bonafide Massive Prestellar Core?
大质量恒星形成的核心吸积模型需要稳定的大质量无星核心的存在，但这种物体的强大观测实例已被证明是难以捉摸的。我们报告亚角秒分辨率SMA 1.3毫米，1.1毫米，和0.88毫米和VLA 1.3厘米的观测一个优秀的大质量无星核心候选人，G11.92-0.61-MM 2，最初确定在GLIMPSE扩展绿色物体（EGO）的研究过程中。距离附近的MM 1原恒星热核心约7.2”，MM 2是一个强大、紧凑的尘埃连续源（亚毫米光谱指数α =2.6+/-0.1），但没有恒星形成的指示。与MM 1相比，MM 2没有脉泽，没有厘米连续谱，并且在SMA观察到的~24 GHz带宽内没有（亚）毫米波长线发射，包括N2 H+（3-2），HCO+（3-2）和HCN（3-2）。此外，没有证据表明MM 2导致外流。MM 2的亚毫米波段光谱能量分布与尘埃温度17-19 K、光度5-7 L_sun的关系最好。根据其尘埃连续辐射推断，MM 2的综合物理性质非常极端：在半径<1000 AU的范围内，M>30 M_sun，N（H2）>10^25 cm^-2，n（H2）>10^9 cm^-3。将我们的SMA观测结果与气体-颗粒化学模型得出的分子丰度极限进行比较，发现需要在极密（n（H）>>10^8 cm^-3）、低温（<20 K）条件下才能解释观测到的（亚）毫米线发射的缺失，这与尘埃连续谱的结果一致。我们的数据表明，G11.92-0…
2014-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of HOCO+ and CO2 in the outer layers of the L1544 prestellar core
作为ASAI IRAM大型计划的一部分，在3 mm处观察到了L1544星前核。这些观察导致了许多复杂分子的检测。在这封信中，我们报告了两条线的检测，在85.5 GHz（4，0，4 - 3，0，3）和106.9 GHz（5，0，5 - 4，0，4），分别质子化的二氧化碳离子，HOCO+。我们还报告了DOCO+在100.4 GHz（5，0，5 - 4，0，4）处的谱线的初步探测。检测到的线的非LTE分析表明，HOCO+发射起源于外层，其中先前已观察到其他物种的非热解吸。其丰度为（5 +/- 2）e-11。参与HOCO+的形成和破坏的化学建模提供了2 e-7的气态CO2丰度（相对于H2），上限为2 e-6。
2016-05-26 astro-ph.GA
