We present mid-infrared narrow-band images of the Orion BN/KL region, and N-band low-resolution spectra of IRc2 and the nearby radio source "I." The distributions of the silicate absorption strength and the color temperature have been revealed with a sub-arcsecond resolution. The detailed structure of the 7.8 micron/12.4 micron color temperature distribution was resolved in the vicinity of IRc2. A mid-infrared counterpart to source I has been detected as a large color temperature peak. The color temperature distribution shows an increasing gradient from IRc2 toward source I, and no dominant temperature peak is seen at IRc2. The spectral energy distribution of IRc2 could be fitted by a two-temperature component model, and the "warmer component" of the infrared emission from IRc2 could be reproduced by scattering of radiation from source I. IRc2 itself is not self-luminous, but is illuminated and heated by an embedded luminous young stellar object located at source I.
Not so different after all: Properties and Spatial Structure of Column Density Peaks in the Pipe and Orion A Clouds
比较研究了烟斗星云（Pipe Nebula）和猎户座A（Orion A）两个巨分子云（Giant Molecular Cloud，GMC）中柱密度峰的物理性质和空间分布，这两个巨分子云代表了两个不同的恒星团簇形成阶段。密度峰值提取尘埃消光图构建从Herschel/SPIRE远红外图像。我们比较了尘埃温度，质量，等效半径和平均体积密度的峰值在两个云的分布函数，并作出了更公平的比较，通过隔离不太活跃的尾区在猎户座A和卷积的烟斗星云地图，以模拟将其放置在一个距离类似的猎户座复杂。猎户座A、尾翼和卷积管的峰值质量分布具有相似的范围，在5 M $_\odot$附近具有最大值，在10 M $_\odot$以上具有相似的幂律下降。尽管云的演化阶段明显不同，但柱密度峰值的物理和空间分布特性具有非常重要的相似性，表明它们是由于云的各种尺度上的沉积结构均匀破碎而形成的，密度是导致破碎的参数，而成团是不同空间尺度上热碎裂的直接结果。我们的工作有力地支持了GMC中团簇的形成可能是星前物质原始组织的结果的观点
X-shooter survey Across Regions and Ages to probe Disk Evolution (ARADE): Accretion properties in Orion A and their relation with disk masses
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)—Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）—巴勒莫天文台）；Maynooth University Department of Physics, National University of Ireland Maynooth（梅努斯大学物理系，爱尔兰国立大学梅努斯分校）；University College Dublin（都柏林大学学院）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
Far-ultraviolet flux distribution in Orion and its relation to stellar accretion
Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Queen Mary University of London（伦敦玛丽女王大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；MaxPlanck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Alma Mater Studiorum– Università di Bologna（博洛尼亚大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）
Multiline observations of hydrogen, helium, and carbon radio-recombination lines toward Orion A: A detailed dynamical study and direct determination of physical conditions
Evolution of column density distributions within Orion~A
我们比较了猎户座A不同区域的恒星形成分子云的结构，以确定柱密度概率分布函数（N-PDF）如何随环境条件（如年轻原恒星的比例）而变化。N-PDF斜率和0类原恒星分数之间的相关性先前已被观察到在低质量恒星形成区（英仙座）由Sadavoy，在这里，我们测试，如果一个类似的相关性是在高质量恒星形成区观察。我们使用赫歇尔数据导出猎户座A的柱密度图。我们使用赫歇尔猎户座原恒星巡天目录准确识别和分类的猎户座A年轻恒星对象（YSO）的内容，包括短命的0类原恒星（与$\sim$ 0.14百万年的寿命）。我们将猎户座A分成8个独立的13.5 pc $^2$区域;在每个区域中，我们用幂律拟合N-PDF分布，并测量0类原恒星的比例。我们使用极大似然方法来测量N-PDF幂律指数，而不进行分箱。我们发现，0级分数是较高的区域，具有平坦的列密度分布。我们测试的不完整性，YSO错误分类，分辨率和像素尺度的影响。我们表明，这些影响不能解释所观察到的趋势。我们的观察表明，幂律N-PDF的斜率与猎户座A内的0级分数之间存在关联。各种解释进行了讨论，包括基于0类原恒星分数的时间尺度假设一个恒定的恒星形成率。观察到的关系表明，N-PDF可以与气体的“演化状态”有关。如果普遍的，这样的关系允许从N-PDF幂律指数在更大的距离比那些accesble与原恒星计数的进化状态的评估。（节略）
Deciphering the 3-D Orion Nebula-II: A low-ionization region of multiple velocity components southwest of Theta1OriC confounds interpretation of low velocity resolution studies of temperature, density, and abundance
PDRs4All: XVIII. The evolution of the PAH ionisation and PAH size distribution across the Orion Bar
NASA Ames Research Center（NASA 艾姆斯研究中心）；Department of Physics & Astronomy, The University of Western Ontario（韦仕敦大学物理与天文系）；Institute for Earth and Space Exploration, The University of Western Ontario（韦仕敦大学地球与太空探索研究所）；Carl Sagan Center, SETI Institute（SETI 研究所卡尔·萨根中心）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université Toulouse III - Paul Sabatier, CNRS, CNES（图卢兹第三大学-保罗·萨巴蒂尔大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理学和行星学研究所在）；School of Physics, University of Hyderabad（海得拉巴大学物理学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（巴黎南天体物理研究所）
The Spitzer Space Telescope Survey of the Orion A and B Molecular Clouds II: the Spatial Distribution and Demographics of Dusty Young Stellar Objects
我们分析了空间分布的尘埃年轻恒星物体（YSO）中确定的斯皮策调查的猎户座分子云，增强这些数据与钱德拉X射线观测，以纠正密集的集群区域的不完整性。我们还设计了一个计划，以纠正空间变化的不完整性时，X射线数据不可用。YSO的局部表面密度从1 pc $^{-2}$到超过10，000 pc $^{-2}$不等，原恒星往往位于更高密度的区域。这个密度范围类似于其他被调查的有团簇的分子云，但比没有团簇的云更宽。通过识别表面密度为$\ge10$ pc $^{-2}$的连续区域的集群和组，我们发现，59%的YSO是在最大的集群，猎户座星云集群（ONC），而13%的YSO被发现在一个分布式的人口。在分布的星群中，原恒星的比例较低，这证明它比星群和星团要古老一些。团簇和基团的结构性质的检查表明，团簇的峰值表面密度与成员的数量近似线性增加。此外，所有超过70个成员的簇都表现出不对称和/或高度伸长的结构。ONC在0.1 pc的内部变得方位对称，这表明该星团的年龄只有$\sim 2$ Myr。我们发现猎户座B星云的恒星形成效率（SFE）异常低，并且单个星系团和星系团的SFE比猎户座B星云高一个数量级。最后，我们讨论了年轻的低质量恒星在猎户座云和猎户座OB 1协会之间的关系，我们确定上限的磁盘可能会受到影响的紫外线辐射从OB星或在密集的，集群区域的动态相互作用的分数。
Structure and Physical Conditions in the Huygens Region of the Orion Nebula
HST图像，MUSE的发射线地图，和一个图集的高速度分辨率发射线光谱已被用来建立的第一次的电子温度，电子密度，径向速度，湍流，和方向内的主要电离前的星云的相关性。从多个功能的综合性能的研究，它是建立在径向速度的变化主要是由光蒸发电离前沿被认为是在不同的角度。电子温度和密度随着离主电离星θ 1 Ori C距离的减小而逐渐增加。这些特性的乘积（NexTe）是模拟像惠更斯区这样的泡状星云时最相关的参数，在惠更斯区，这个量应该随着表面亮度的变化而变化。几条证据表明，小尺度结构和湍流存在的水平，我们的分辨率为几角秒。虽然光蒸发流必须在一定程度上有助于众所周知的非热加宽的发射线，定量预测与观察到的光学线宽的比较表明，它不是主要的添加剂加宽的组成部分。从射电+光学和仅光学电离氢发射中推导出的H+的Te值表明，这个温度接近于从[Nii]中推导出的温度，并且从适用于惠更斯区的众所周知的at消光曲线到更正常的陡峭消光曲线的转变发生在星云亮条特征的外部。
A High Spatial Resolution Study of the λ=3 mm Continuum of Orion-KL
最近的干涉观测对猎户座KL区域的传统观点提出了质疑，该区域显示了恒星形成区域中化学分化的最明确的情况之一。之前，猎户座KL的低分辨率图像显示了朝向猎户座致密岭的含氧有机分子的发射特征，以及朝向猎户座热核的含氮有机分子的发射特征。然而，最近在更高的空间分辨率下的观测表明，大部分的分子发射是由许多较小的，紧凑的团块，空间上不同于传统的热核和紧凑岭源。正是这种类型的观测信息对于指导天体化学模型至关重要，因为分子的空间分布及其与能量源的关系将决定恒星形成区域中起作用的化学机制。我们已经进行了毫米成像研究的猎户座-KL与各种光束尺寸使用CARMA，以调查的连续结构。这些λ i = 3 mm的观测结果具有约0.5”-5.0”的合成射束尺寸。这些观测结果揭示了该地区复杂的连续结构，这与以前基于较低空间分辨率图像为Orion-KL假设的结构模型形成鲜明对比。新的结果表明，以前用于确定该地区的分子丰度的空间尺度需要完全修订。在这里，我们提出了连续观测的结果，讨论了检测到的源的大小和结构，并提出了一个观测策略，用于确定适当的空间尺度，以准确地确定在猎户座KL地区的分子丰度。
Chemical stratification in the Orion Bar: JCMT Spectral Legacy Survey observations
光子主导的区域（PDR）预计将显示分层结构的分子丰度和新兴的线发射，这是敏感的物理结构的区域，以及照射it. We的紫外线辐射研究这种分层在猎户座酒吧，一个典型的附近PDR具有良好的边缘上的几何形状。我们在SO 8_8-9_9、H2 CO 5_（1，5）-4_（1，4）、13 CO 3-2、C2 H 4_（9/2）-3_（7/2）和4_（7/2）-3_（5/2）、C18 O 2-1和HCN 3-2跃迁中，以1,4 -23角秒分辨率向猎户座棒提供了2 x 2角分场的新地图。数据显示出一个明确的化学分层模式。C2 H的发射峰靠近电离前沿，其次是H2 CO和SO，而C18 O，HCN和13 CO的峰值更深的云。一个简单的PDR模型再现了所观察到的分层，虽然SO排放的峰值比观察到的更深，而H2 CO的峰值比观察到的更接近电离锋。此外，预测的SO丰度高于观测值，而H2 CO丰度低于观测值。模型和观测之间的差异表明，更复杂的模型，包括生产H2 CO通过粮食表面化学，需要定量匹配该地区的观测。
Detection of non-thermal radio emission components from the Orion Nebula: stellar jets, cloud collision or feedback from stellar winds?
Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)（塔塔基础研究所）；Joint Astronomy Programme, Indian Institute of Science（印度科学学院联合天文学项目）；Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院物理系）；Department of Physics, New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业理工学院物理系）；Department of Physics, IIT (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度理工大学（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）；Department of Earth and Space Sciences, Indian Institute of Space Science and Technology（印度空间科学研究与技术学院地球与空间科学系）；Department of Physics and McGill Space Institute, McGill University（麦吉尔大学物理系与麦吉尔太空研究所）；Centre for Strings, Gravitation and Cosmology, Department of Physics, Indian Institute of Technology, Madras（马德拉斯印度理工大学物理系弦论、引力与宇宙学中心）
C18O, 13CO, and 12CO abundances and excitation temperatures in the Orion B molecular cloud: An analysis of the precision achievable when modeling spectral line within the Local Thermodynamic Equilibrium approximation
通常在分子云中观察到CO同位素跃迁，以探测气体的柱密度，碳和氧的元素比，并追踪环境的运动学。我们的目标是估计丰度，激发温度，速度场和速度分散的三个主要的CO同位素对猎户座B分子云的子集。我们使用Cramer-Rao限（CRB）技术分析和估计的物理参数的精度在局部热力学平衡激发和辐射转移的框架内与加性高斯白噪声。我们提出了一个极大似然估计方法来推断CO同位素的1-0和2-1跃迁的物理条件。模拟结果表明，该估计器对常见的激发温度和柱密度范围（Tex > 6 K，N > 1 e 14 - 1 e 15 cm-2）是无偏的和有效的。与一般假设相反，不同的CO同位素体具有不同的激发温度，并且不同同位素体之间的线强度比不能准确地反映柱密度比。我们发现平均分数丰度与以前的决定对其他分子云是一致的。然而，显着的局部偏差推断，不仅在暴露于UV辐射场的区域，而且在屏蔽区域。这些偏差是由于选择性光解离、化学分馏和晶粒表面耗尽之间的竞争造成的。我们观察到C18 O发射的速度色散比13 CO的速度色散小10%。同时分析同一物种的两个不同的旋转跃迁所产生的大量增益被严格量化。CRB技术是一种很有前途的途径，用于分析从谱线拟合估计的物理参数。
