A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the column density and dust temperature structure of IRDCs with Herschel
红外暗云（IRDC）是一种寒冷而致密的气体储存库，可能形成恒星。这些云中的许多可能是代表恒星形成初始条件的原始结构。本研究的目的是利用Hi-GAL银道面巡天的第一批Herschel数据，构建和分析IRDC的精确柱密度和尘埃温度图。这些基本量对于理解分子云中恒星形成早期阶段的碎裂等过程至关重要。我们已经开发了一个简单的像素的SED拟合方法，占背景发射。通过在每个位置拟合灰体函数，我们恢复了IRDC内尘柱密度和温度的空间变化。该方法适用于22个IRDC的样品，表现出一系列的角尺寸和峰值柱密度。我们的分析表明，尘埃温度显着降低IRDC内，从20-30 K的背景温度的最低温度为8-15 K的云，表明密集的分子云是不等温的。温度梯度很可能对IRDC的碎裂产生重要影响。局部温度最低值与柱密度峰值密切相关，在少数情况下达到NH 2 = 1 x 10^{23} cm^{-2}，将这些云确定为候选的大质量星前核。将这种技术应用于完整的Hi-GAL数据集将提供对IRDC的碎片化和热性质的重要约束，并帮助识别数百个大规模星前核心候选者。
2010-05-10 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
Investigating the structure and fragmentation of a highly filamentary IRDC
我们提出了3.7弧秒（~0.05秒差距）分辨率3.2毫米尘埃连续观测从IRAM PdBI，目的是研究的结构和破碎的间接红外暗云G035.39-00.33。连续辐射被分割成一系列13个准规则间隔（~0.18pc）的核心，沿着IRDC的主轴。我们比较的核心的空间分布与理论工作描述的流体动力学流体圆柱体的破碎预测，发现两者之间的显着差异（~8）。我们的观察结果与分子云运动学研究的结果一致，表明核心是在一个复杂的独立子丝网络中。这一结果强调了在任何碎裂分析中考虑基本物理结构和潜在的、动态重要的磁场的重要性。所识别的核表现出（峰值）射束平均柱密度（$3.6{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}<N_{H,c}<8.0{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}$）、质量（$8.1M_{\odot}<M_{c}<26.1M_{\odot}$）和数密度（$6.1{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}<n_{H, c, eq}<14.7{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}$）的范围。其中两个核心，在中红外线暗，集中，单片（在我们的PdBI分辨率下没有可追踪的子结构），估计质量约为20-25 $M_{\odot}$，是中等到高质量恒星的祖先的良好候选者。维里参数跨越范围$0.2<α_{\rm vir}<1.3$。如果没有额外的支持，可能来自强度…
2016-08-15 astro-ph.GA
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
A Galactic survey of radio jets from massive protostars
结合以前的南半球的工作，我们提出了最大的无线电调查的喷气机从大规模的原恒星到目前为止，高分辨率，（$\sim 0.04^{\prime\prime}$）VLA观测对两个子样本的大规模恒星形成地区的不同的演化状态：48个红外明亮，大规模的YSO和8个IRDC包含16个发光（${\rm L_{bol}}>10^3\,{\rm L_\odot}$）的核心。对于MYSO样本的$94\%$，我们检测到热射电（$α\geq -0.1$，即$S_ν\propto ν^α$）源与原恒星一致，其中$84\%$（13个喷流和25个候选者）是喷流状的。射电光度被发现与${\rm L_{bol}}$的规模类似的低质量的情况下，支持一个共同的机制，在所有群众的喷流生产。相关的射电波瓣跟踪冲击被认为是对PDMATHAMT的喷气式物体，并优先检测到对更高的无线电和辐射热光度的喷气式飞机，由于我们的灵敏度限制。我们发现喷流质量损失率尺度与热光度为$\dot{m}_{\rm jet} \propto {\rm L_{bol}}^{0.9\pm0.2}$，从而放弃辐射，线驱动机制作为主要的喷气发射过程。计算的动量表明，大多数喷流是机械驱动的质量，分子外流现象，因为$p_{\rm jet}>p_{\rm outflow}$。最后，从它们的物理范围，我们表明，无线电发射不能起源于小，光学厚\textsc{Hii}区域。对…
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IRDC: Dense gas mass distribution from cloud to core scales
红外暗云（IRDC）是高质量恒星形成（HMSF）早期阶段的潜在宿主。在这里，我们对10个IRDC样本的碎片特性进行了深入分析，这些IRDC被认为是研究银河系内HMSF的最佳候选者。为了做到这一点，我们已经获得了一组大的马赛克覆盖这些IRDC与ALMA在波段3（或3毫米）。这些观测具有高角分辨率（~ 3角秒或~ 0.05秒差距），以及高连续谱和谱线灵敏度（~ 0.15 mJy/束，N2 H+（1-0）跃迁处每0.1 km/s通道~ 0.2 K）。从尘埃连续发射，我们确定了96个核心，从低到高质量（M = 3.4至50.9 Msun），引力约束（α_vir = 0.3至1.3），这将需要磁场强度B = 0.3至1.0 mG维里平衡。我们将这些结果与文献核心的同质化目录相结合，以恢复这些云内的层次结构超过四个数量级的空间尺度（0.01pc至10 pc）。使用更高角分辨率的补充观测，我们发现这个等级中最小的碎片（<0.02pc）目前没有形成高质量恒星所需的质量和/或密度。尽管如此，本文中提出的新ALMA观测有助于识别19个（6个静止和13个恒星形成）核心，这些核心保留了> 16 Msun而没有进一步的碎片。这些高质量的核心包含跨音速非热运动，是运动学亚维里，并需要适度的磁场强度的支持，防止崩溃。这些潜在的高质量恒星形成地点的识别是使我们能够测试高质量恒星和团簇形成理论预测的关键一步。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The seeds of star formation in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
暗星云（IRDC）是大质量恒星和星团的前身。G011.11-0.12是一个被研究得很好的记录型IRDC，尽管到目前为止，缺乏足够空间分辨率的远红外数据限制了对它的结构和恒星形成活动的理解。我们使用赫歇尔研究嵌入人口的年轻前和原恒星核心在这个IRDC。我们研究了云的结构，它出现在吸收在短波长和发射在较长的波长。我们从Herschel上的PACS仪器探测到的明亮远红外点源的光谱能量分布中推导出了大质量核的性质。我们报告的检测和定性的前和原恒星的核心在一个巨大的对流红外暗云G011.11-0.12使用PACS。我们描述了18个与暗条直接相关的核心，其中两个的质量超过50 Msun，使它们成为G011.11-0.12中大质量恒星的最佳候选者。这些核心可能处于原恒星形成的不同阶段，<T>相对于周围的气藏显示出较高的温度（~ 22 K）。核心质量（<M>~ 24 Msun）与冷灯丝相比很小。平均纤芯间距为0.9 pc，远超过灯丝中牛仔裤的长度。我们证实，在IRDC的恒星形成正在进行和多样化，IRDC有能力形成大质量的恒星和星团。
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
VVV-WIT-01: highly obscured classical nova or protostellar collision?
在Via Lactea（VVV）调查中搜索VISTA变量的第一个数据发布，发现异常红色瞬态VVV-WIT-01（$H-K_s=5.2$）。它在2010年3月前达到峰值，然后在接下来的两年里下降了$\sim$ 9.5等。在2010年3月的1.6- 22 $μ$ m光谱能量分布与一个高度模糊的黑体与$T \sim 1000$ K和$A_{K_s} \sim 6.6$ MAG很好地拟合。该源被投射到红外暗云（IRDC）SDC G331.062 $-$ 0.294。对于任何单个事件（$p \approx 0.01$至0.02），机会投影概率都很小，这表明存在物理关联，例如低质量原恒星之间的碰撞。然而，在经典新星（特别是CO新星）中，在光变曲线的红外峰处，$T \sim 1000$ K的黑体发射是常见的，这是由于爆炸后30- 60天尘埃$\sim$的凝结。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的无线电跟踪探测到一个衰落的连续源，其性质与经典新星一致，但可能与碰撞的原恒星不一致。考虑到所有VVV瞬变可能已经被投射到编目的IRDC，将与$p=0.13$的偶然关联概率提高到0.24。在权衡了几个选项之后，VVV-WIT-01似乎很可能是位于IRDC后面的经典新星事件。
2020-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.25
为了研究红外暗云致密核的碎裂和引力坍缩，我们获得了红外暗云G28.53 - 0.25中4个大质量团簇的亚毫米波连续谱和谱线数据，以及NH3和H2O脉泽的多次反演跃迁数据。结合单碟和干涉仪NH3数据，我们得到了G28.53的转动温度。我们识别12个密集的核心在0.1 pc规模的基础上亚毫米连续，并获得他们的物理性质使用NH3和连续数据。通过比较的核心与核心质量的金斯质量，我们发现，湍流压力是重要的，在支持气体时，1 pc规模的团块碎片成0.1 pc规模的核心。所有核心的维里参数都小于1，假设径向密度分布为平方反比，这表明它们是引力束缚的，即使考虑到磁场，三个最有希望的恒星形成核心的维里参数也小于1。我们还将核心与恒星形成活动揭示的外流，脉泽，或红外源。与之前的研究不同的是，MM1有几个恒星形成核心，很可能是高质量星团的祖先。在恒星形成方面，MM5处于中间状态，而MM7/8处于静止状态，但它们也有引力束缚的致密核心，并有可能形成像MM1那样的恒星。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Key Physical Parameters Influencing Fragmentation and Multiplicity in Dense Cores of Orion A
本研究对比猎户座A中碎裂与未碎裂的致密核，发现含双星/多星系统的致密核密度和马赫数更高，湍流与磁场能量比和碎裂无关，表明高密度和超声速湍流是碎裂关键，磁场影响有限。
2025-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds I: Column Density and Temperature Structure
我们提出了甚大天线阵观测NH3（1，1）和（2，2）在6个红外暗云（IRDC）的样本，距离从2至5千秒差距。我们发现氨是IRDC中致密气体的出色示踪剂，没有显示出耗尽的证据，并且这些云中的平均丰度相对于H2为8.1 x 10^-7。我们的样本由四个24微米嵌入原恒星的IRDC和两个无星的IRDC组成。我们计算了IRDC中气体的动力学温度，发现无星IRDC和成星IRDC之间没有显着差异。我们发现气体的体积在8到13 K之间，这表明任何嵌入或附近的恒星或星团都不会显著影响气体温度。虽然IRDC的温度和体积密度与质量较低的局部恒星形成区相当，但它们的质量要大得多，导致内部压力非常高。为了使IRDC作为相干结构存活下来，内部压力必须通过由它们所在的螺旋臂中的高浓度分子云提供的围压来平衡。高分子浓度和压力与棒星系的气体动力学基本一致。
2011-07-20 astro-ph.GA
Spiral arm instability -- III. Fragmentation of primordial protostellar discs
利用高分辨率宇宙流体力学模拟研究了原始原恒星盘的引力不稳定性和碎裂。我们跟踪原恒星盘中旋臂的形成和演化，研究动力学稳定性，并确定次级原恒星形成的物理机制。在我们以前的研究中，我们使用基于螺旋臂不稳定性（SAI）分析的线性扰动理论。通过引入有限厚度和旋臂剪切运动的影响，我们改进了分析，并推导出了原恒星盘中SAI的物理条件。我们的分析准确地预测了稳定性和发病的手臂碎片，这是由自重和气体压力之间的平衡加上科里奥利力。在圆盘中形成次级和多个原恒星的原因是SAI，它是由自引力驱动的，因此可以在没有快速气体冷却的情况下运行。我们还可以预测碎片的典型质量，这与模拟中形成的次级原恒星的实际质量非常吻合。
2019-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. I. Uniform Density Sphere
磁场是分子云核心坍缩动力学的重要因素，对坍缩是否导致单一原恒星或分裂成双星或多原恒星系统有重大影响。提出了新的模型的崩溃的磁云核使用自适应网格细化（AMR）的代码恩佐2.0。该程序被用来计算初始球形、均匀密度和旋转云的理想磁流体动力学（MHD），Boss和Bodenheimer（1979）三维（3D）流体动力学（HD）代码的标准等温测试情况。在首先验证恩佐再现了预期的非磁性测试用例的二进制碎片，一个大的一组模型计算不同的初始磁场强度和方向相对于云核旋转轴（平行或垂直），密度扰动幅度，状态方程。产生了三种显着不同的结果：（1）收缩而不持续坍缩，形成更致密的云核，（2）坍缩形成具有显着旋臂的单个原恒星，以及（3）坍缩并分裂成具有多个旋臂的二元或多个原恒星系统。与以前的MHD计算类似的云与正压状态方程进行了比较。这些结果的坍缩的初始密度均匀的球体说明了核心的重要性，磁场方向和场强，以确定动态的原恒星坍缩的结果。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Hot Core and Molecular Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵和凯克望远镜在K波段观测到了与红外暗云G34.43+00.24有关的一个团簇形成团（MM 3），它的1.3mm连续谱和CH_3OH、CS、~（13）CS、SiO、CH_3CH_2CN和HCOOCH_3谱线。我们已经发现了一个年轻的外流到这个集团的中心，在SiO，CS和CH 3OH线。这种外流很可能是由嵌入在热核心中的原恒星驱动的，这是由CH 3CH 2CN，HCOOCH 3，13 CS和高激发CH 3OH线追踪的。尽管它的质量很低（<1.1 M_sun），但其热核的大小约为800 × 300 AU，这表明它的吸积速率很高，或者存在着含有少量热Corino的多恒星系统。外流是高度准直的，动力学时间尺度估计为小于740年。此外，我们还发现了SiO，CS和CH 3OH的扩展发射，这与热核和外流无关。这种辐射可能与过去星团中的恒星形成活动有关。虽然G34.43+00.24 MM 3在红外线上被黑暗的特征所包围，但它在星团演化的早期阶段已经经历了低质量恒星的活跃形成。
2013-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of fragmentation, sub-structure, and protostars in high-mass starless clump candidates
高质量恒星和原星团的初始物理条件仍然很难描述。为此，我们提出了第一个有针对性的ALMA 1.3毫米连续谱和光谱线调查对高质量的无星团块候选人，选择了12个最大的候选人（$400-4000\, M_\odot$）在5千秒差距的样本。联合12+ 7米阵列图具有$\sim 3000\, \mathrm{au}$（$\sim 0.8^{\prime\prime}$）的高空间分辨率，并在$6σ$（或$1.1\times10^{22}\, \mathrm{cm^{-2}}$的$1σ$柱密度灵敏度）处具有低至$\sim 0.3\, M_\odot$的点源质量完整性。我们发现了以前未被发现的低光度恒星形成的路标CO（2-1）和SiO（5-4）双极外流和其他签名对11出12块，表明目前的MIR/FIR银河平面调查是不完整的低和中等质量的原恒星（$\lesssim 50\, L_\odot$）。我们比较了一个子集的观测核心与一套辐射传输模型的无星核心。我们发现了一个高质量的无星核心候选人与模型推导的质量与$29^{52}_{15}\, M_\odot$一致时，集成的大小尺度的$2\times10^4\, \mathrm{au}$。未解决的核心不适合无星核心模型，支持解释，他们是原恒星，即使没有检测到流出。在12个团块中的10个团块中观察到大量碎裂。我们从地图中提取源，使用树状图来研究特征碎片长度尺度。…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). II. Multiplicity of Protostars in the Perseus Molecular Cloud
我们利用卡尔G。在Ka波段（8毫米和1厘米）和C波段（4厘米和6.6厘米）进行Jansky甚大阵列（VLA）测量。所观察到的样品具有0.1 L $_{\odot}$和$\sim$ 33 L $_{\odot}$之间的热辐射光度范围，中值为0.7 L $_{\odot}$。该多重性研究基于Ka波段数据，最佳分辨率为$\sim$ 0.065”（15 AU），可探测分离度高达$\sim$ 43”（10000 AU）。整体多重性分数（MF）被发现是0.40 $\pm$ 0.06和伴星分数（CSF）是0.71 $\pm$ 0.06。0类原恒星的MF和CSF分别为0.57 $\pm$ 0.09和1.2 $\pm$ 0.2，I类原恒星的MF和CSF均为0.23 $\pm$ 0.08。伴随分离的分布呈现双峰，在$\sim$ 75 AU处有一个峰，在$\sim$ 3000 AU处有另一个峰。湍流破碎可能是$>$ 1000 AU尺度上的主要机制，而盘破碎可能是$<$ 200 AU尺度上的主要机制。对于三个0类源，我们发现相隔$<$ 30 AU的伴源。这些系统是目前已知的0类原恒星双星系统中距离最小的。此外，这些封闭系统嵌入在更大的（50 AU到400 AU）结构中，可能是正在进行的磁盘碎片化的候选者。
2016-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Small-Scale Physical Structure and Fragmentation Difference of Two Embedded Intermediate Mass Protostars in Orion
中等质量的原恒星是非常常见的类太阳原恒星和更大但更罕见的O和B星之间的桥梁，只能在少数云层中以高物理空间分辨率进行研究。在本文中，我们提出并分析了连续观测活动的亚毫米波阵列针对两个研究良好的中间质量的原恒星在猎户座，NGC 2071和L1641 S3 MMS 1的结果。扩展SMA（eSMA）探测器的角分辨率高达0.2”，揭示了200 AU尺度的原恒星盘。这些尺度上的连续通量测量表明，存在大量的质量，几十个M{ \odot }。信封，恒星，和磁盘的质量推导出使用紧凑，扩展和eSMA配置和比较对SED拟合模型。我们假设NGC 2071在早期就分裂成了三个组分，当时包层的质量小于其当前质量的10%，例如< 0.5 M{ \odot }。L1641 S3 MMS 1未发生碎片。对于NGC 2071，有证据表明，目前围绕每个源的大部分包层材料是在最初的碎片化之后增生的。此外，大约30%的总核心质量尚未与三个来源之一有关。提出了一个整体吸积模型，并给出了NGC 2071的吸积历史。结果表明，相对较低的水平，在NGC 2071的碎片被扼杀相比，预期的碎片从一个吉恩的论点。
2012-03-16 astro-ph.GA
Formation of the Unequal-Mass Binary Protostars in L1551 NE by Rotationally-Driven Fragmentation
我们目前的意见，在7毫米，完全解决了两个拱盘，并在3.5厘米，解决沿其主轴的两个电离射流，I类二元原恒星系统L1551 NE档案观测的再分析。我们表明，两个拱星盘是更好地符合浅的内部和陡峭的外部幂律比截断幂律。这两个圆盘在其内部和外部区域之间具有非常不同的过渡半径，分别为$\sim$ 18.6 AU和$\sim$ 8.9 AU。假设它们本质上是圆形的和几何薄的，我们发现，这两个拱星盘是相互平行和正交的投影到各自的电离射流。此外，这两个磁盘紧密对齐，如果不是平行于他们的环双星盘。在$\sim$ 10年的时间间隔内，源B（拥有环双星盘）相对于源A向北移动，并可能远离源A，这表明其轨道运动与环双星盘的旋转运动方向相同。因此，所有上述元素的角动量具有相同的轴，表明L1551 NE是其母核旋转驱动碎裂的产物。假设一个圆形的轨道，相对磁盘的大小是兼容的理论预测潮汐截断的质量比为$\sim$ 0.2的双星系统，在协议的相对分离的两颗原恒星从中心的环双星盘。然而，这两个圆盘的过渡半径比其预测的潮汐截断半径小$\gtrsim$ 1.5倍。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and differential star formation in the Galactic "Snake": infrared dark cloud G11.11-0.12
本文介绍了亚毫米波阵（SMA）$λ=$ 0.88和1.3毫米宽带观测，以及Jansky甚大阵（VLA）对红外暗云（IRDC）G11.11-0.12中两个质量最大的分子团的$\rm{NH_3}$ $(J,K) = (1,1)$到$(5,5)$、$\rm{H_2O}$和$\rm{CH_3OH}$脉泽谱线的观测。灵敏的高分辨率图像揭示了从$\sim 1$ pc团块尺度到$\sim 0.01$ pc凝聚尺度的致密分子气体的分级碎裂。在每个尺度下，碎片的质量都比金斯质量大几个数量级。这是我们研究的所有四个IRDC团块所共有的，这表明湍流在星团恒星形成的早期阶段起着重要作用。脉泽、激波加热的$\rm{NH_3}$气体和外流表明，在一些核心中正在进行激烈的恒星形成，而在其他核心中则没有发现这样的特征。此外，化学分化可能反映了这些恒星形成种子之间进化阶段的差异。我们发现$1.1\pm0.4$、$2.0\pm0.4$和$3.0\pm0.7$的$\rm{NH_3}$邻位/对位比与三种流出物相关，并且该比值倾向于沿流出物下游增加。我们结合SMA和VLA的几个IRDC团块的观察目前最深入的看法，到目前为止的早期阶段之前的热核阶段，揭示快照的物理和化学性质在各个阶段沿一个明显的进化序列。
2014-02-06 astro-ph.GA
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 astro-ph.GA
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center
本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。
2025-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Infrared Dark Clouds Really Quiescent?
高质量恒星形成的密集，寒冷的区域特征很差，但它们代表了一个理想的机会，可以更多地了解高质量恒星形成（HMSF）的初始条件，因为高质量无星核心（HMSC）缺乏在后期进化阶段看到的暴力反馈。我们提出了连续的地图获得的亚毫米阵列（SMA）干涉仪在1.1毫米的四个红外暗云（IRDC，G28.34S，IRDC 18530，IRDC 18306，和IRDC 18308）。我们还提出了1毫米/3毫米线调查使用IRAM 30米单碟观测。结果表明：（1）在10^4AU的空间分辨率下，1.1mm SMA观测将每个源分解为若干碎片。每个碎片的质量平均大于10兆太阳能，超过整个块体的预测热金斯质量高达30倍，表明热压力并不主导碎裂过程。我们测量的速度分散在30米线意味着，非热运动提供了额外的支持，对重力的碎片。(2)未检测到高J跃迁和N2 H+（1-0）、C2 H（1 - 0）、HCN（1-0）和H13 CN（1-0）的超精细多重峰拟合都表明我们的源是冷的和年轻的。然而，在G28.34S中明显检测到SiO和HCO+（1-0）的非对称线轮廓，表明可能存在一个潜在的原恒星物体和可能的坠落运动。(3)大量的含氮物种，碳环和分子离子的存在，以及N2 H +/NH 2D和CO之间的反相关空间分布，我们的大规模高质量团块表现出类似的化学特征，小规模低质量星前天体。这项对IRDC小样本的研究表明，热金斯不稳定性本身不能…
2016-07-30 astro-ph.GA
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe
将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars V. A Characterization of Protostellar Multiplicity
利用ALMA 0.87 mm和VLA 9 mm连续巡天观测了猎户座分子云中328颗原恒星的多样性。这些观测结果对小到$\sim$ 20~au的投影空间分离很敏感，我们认为高达10 $^4$ ~au的源分离是潜在的同伴。猎户座原恒星的总体多重性分数（MF）和伴星分数（CF）分别为0.30 $\pm$ 0.03和0.44 $\pm$ 0.03，考虑到从20到10 $^4$ ~au的分离。的MF和CF的潜在的污染进行了校正，由无关的年轻恒星使用概率计划的基础上，每个原恒星周围的年轻恒星的表面密度。伴星的分离分布总体上呈双峰型，与太阳型场星的分离分布不一致，而平谱原恒星的分离分布与太阳型场星的分离分布一致。英仙座恒星形成区的多重数统计和伴星分离分布与猎户座一致。根据在$\sim$ 100~au和$\sim$ 10 $^3$ ~au处观测到的0类分离峰，我们认为分离度为$<$ 500~au的多次波可能是由盘碎裂和伴随迁移的湍流碎裂共同产生的，而在$\ga$ 10 $^3$ ~au处的多次波则主要是由湍流碎裂产生的。我们还发现，在高YSO密度区，MF/CF值可能在100 ~ 10 $^3$ ~au之间从0类上升到平谱原恒星。这一发现可能是伴随物从$>$ 10 $^3$ ~au迁移到$<$ 10 $^3$ ~au的证据，并且10 $^3$和10 $^4$ ~au之间的一些伴随物必须（或变得）未结…
2021-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLA and CARMA Observations of Protostars in the Cepheus Clouds: Sub-arcsecond Proto-Binaries Formed via Disk Fragmentation
本文利用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）和两个（L1165-SMM 1和CB 230 IRS 1）的观测与毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）。VLA观测在$λ= 7.3$ mm、1.4 cm、3.3 cm、4.0 cm和6.5 cm波长下进行，最佳分辨率为7.3 mm处的$\sim$ 0 \farcs 06（18 AU）。L1165-SMM 1 CARMA观测在$λ= 1.3$ mm处进行，最佳分辨率为$\sim0\farcs3$（100 AU），CB 230 IRS 1观测值在$λ= 3.4$ mm处进行，最佳分辨率为$\sim$ 3 \arcsec \（900 AU）。我们发现，L1165-SMM 1和CB 230 IRS 1可能有二进制的同伴在分离$\sim$ 0 \farcs 3（100 AU）从多个波长处的次级峰的检测。这些同伴的位置角几乎正交于所观察到的双极流出的方向，与预期的原恒星盘方向一致。我们认为，这些同伴可能已经形成磁盘碎片，湍流碎片不会优先安排的二元同伴是正交的流出方向。对于L1165-SMM 1，7.3 mm和1.3 mm发射都显示出大（R PDMATHAMT 100 AU）盘的证据。对于L1165-SMM 1主原恒星和CB 230 IRS 1次原恒星，7.3 mm的发射被分解成与$\sim20$ AU半径盘一致的结构。对于其他的原恒星，包…
2013-10-18 astro-ph.GA
Discovery of a rich population of compact hub-filament systems in a single star-forming complex
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所（公共组织））；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚帕塔观测科学研究所）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
在W33复合体中发现45个紧凑枢纽-纤维系统，揭示了碎片云形成紧凑结构并促进集群恒星形成的过程。
2025-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA Search for Substructure, Fragmentation, and Hidden Protostars in Starless Cores in Chamaeleon I
我们提出了一个阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）106 GHz（频带3）连续调查的完整人口密集的核心Chamaeleon我分子云。我们在19个不同的目标领域共检测到24个连续源。所有以前已知的0类和I类原恒星在变色龙I检测，而所有的56个无星核心在我们的样本是未检测到的。我们表明，斯皮策+赫歇尔对变色龙I原恒星的普查是完整的，原恒星核心被错误分类为无星核心的比率计算为<1/56，或<2%。我们使用合成观测结果表明，当无星核的中心密度超过~10^8 cm^-3时，我们的ALMA观测就可以探测到它们在湍流碎裂情景下的坍缩，而精确的密度取决于观测的几何形状。另一方面，波诺-埃伯特球的中心密度至少高达10^10 cm^-3，仍然无法探测到。我们的无星核心的非检测被用来推断，无论是恒星形成率下降，在Chamaeleon I和大多数的无星核心没有崩溃，匹配以前的研究结果，或无星核心的演变更准确地描述的模型，开发少的子结构比预测的湍流破碎的情况下，如Bonnor-Ebert球体。我们概述了未来的工作，区分这两种可能性。
2016-04-14 astro-ph.GA
The Formation Conditions of the Wide Binary Class 0 Protostars within BHR 71
我们提出了一个特征的二元原恒星系统，是在一个致密的核心内形成的孤立的暗云BHR 71。这对原恒星，IRS 1和IRS 2，都处于0级阶段，从观测中确定，从1微米到250微米和从1.3毫米到1.3厘米的来源。这些解析观测结果使IRS 1和IRS 2的光度分别为14.7和1.7L_sun，以及它们的热温度分别为68 K和38 K。周围的地核用帕克斯射电望远镜在NH3（1，1）中绘制，然后用ATCA在NH3（1，1）和1.3厘米连续谱中进行更高分辨率的观测。然后用ALMA在1.3mm连续谱中的N2 D+（J=3-2）、12 CO、13 CO和C18 O（J=2-1）分子谱线对原恒星进行了进一步的表征。Parkes观测发现了两颗原恒星周围核心存在速度梯度的证据，而ATCA则揭示了大尺度梯度内原恒星更复杂的速度结构。ALMA的观测结果表明，这两颗原恒星在C18 O中的速度是相同的，而N2 H+的速度结构与NH3相似。然而，C18 O的运动学揭示，在IRS 1和IRS 2周围的尺度$<$ 1000~AU上的旋转方向相反。考虑到这对行星之间缺乏系统速度差，它们的形成不太可能是由旋转碎裂造成的。相反，我们得出的结论是，双星系统最有可能是通过核心的湍流碎片形成的。
2018-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic threads and gravity: ALMA Observations of IRDC G14.225-0.506
Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文学研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（宇宙学与天体物理学研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过ALMA观测IRDC G14.225-0.506，探讨磁场在分子云碎片化中的作用，发现磁场形态随尺度变化，北部Hub的高密度团块可能正经历引力坍缩。
2026-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale molecular gas distribution in the M17 cloud complex: dense gas conditions of massive star formation?
气体和原恒星在分子云中的不均匀分布是由各种难以分离的物理过程的组合造成的。我们探索这种非均匀分布在M17分子云复杂的主机大质量的恒星形成活动使用$^{12}$ CO（$J=1-0$）和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的发射线与Nobeyama 45米望远镜。质量、大小和引力束缚性等团块性质的差异反映了M17-H{ \scriptsize II}和M17-IRDC云演化阶段的不同。M17-H{ \scriptsize II}云中的团块比M17-IRDC中的团块更致密、更紧凑、更受引力束缚。虽然M17-H{ \scriptsize II}拥有大部分非常致密的气体（27\%），其柱密度大于理论上预测的大质量恒星形成的$\sim$ 1 g cm $^{-2}$阈值，但这种非常致密的气体在M17-IRDC中不足（0.46\%）。我们用TRAO 14 m望远镜对HCO $^+$（$J=1-0$）和HCN（$J=1-0$）进行了观测，{ \nlqb追踪柱密度大于$3\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的所有气体}，证实了M 17-IRDC中高密度（$\gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$）气体的缺乏。虽然M17-IRDC的质量足以形成大质量恒星，但它缺乏非常致密的气体和引力束缚的团块可以解释目前缺乏大质量恒星的形成。
2020-01-27 astro-ph.GA
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Perseus Protostars. VI. Characterizing the Formation Mechanism for Close Multiple Systems
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测多个原恒星系统在英仙座分子云先前发现的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）我们观察到17个在1.3~mm处连续的紧密（$<$ 600~AU分离）多重体系和5条分子谱线（即，\twco，\cateo，\thco，H $_2$ CO，SO）来表征这些体系形成的周围多重环境。我们检测到至少一个组件在连续的17个多系统。在三个系统中，一个伴星没有被检测到，而对于两个系统，伴星在我们观察到的分辨率下是无法分辨的。我们还检测到环绕多个灰尘排放对8出9 0级倍数。在8个I类倍数中的任何一个倍数处均未检测到环绕倍数粉尘排放。在致密气体示踪剂中检测到12个系统朝向它们的盘/内包层。对于这12个系统，我们使用稠密气体观测来表征它们的形成机制。在12个系统中的8个系统中，环多气体中的速度梯度明显垂直于流出方向，这与磁盘碎片化一致。此外，除了两个最宽的系统（$>$ 500~AU）之外，只有两个分离度为$<$ 200 ~ AU的系统是具有磁盘碎片的\textit{inconsistent}。我们的研究结果表明，磁盘碎片通过引力不稳定性是一个重要的形成机制，为密切的多个系统，但需要进一步的统计，以更好地确定通过这种方法形成的相对分数。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-level hierarchical fragmentation in the Orion Molecular Cloud 1 northern filament
[摘要]我们最近报道了这个结构最北端的坍塌和碎裂特性，位于猎户座KL以北约2.4pc-猎户座分子云3（OMC 3，Takahashi等人。作为我们研究整体形状灯丝的项目的一部分，我们分析了北部OMC 1灯丝的碎裂特性。这种细丝是一种致密的结构，以前由JCMT/SCUBA亚毫米连续体和VLA氨观测确定，并显示已破碎成团块。我们观察OMC 1 n与亚毫米阵列（SMA）在1.3毫米，并报告我们的连续数据的分析。我们发现了24个新的致密源，质量从0.1到2.3不等，大小从400到1300金，密度从2.6 x 10^7到2.8 x 10^6 cm^{-3}。这些源的质量与OMC 3中的SMA原恒星相似，但它们的典型尺寸和密度要低十倍。只有8%的新来源有红外对应物，但有五个相关的CO分子流出。因此，这些源可能处于0级演化阶段，但不能排除其中一些源可能仍然是前恒星核。对这些原恒星的空间分析显示，它们被分成许多小的群，与先前发现的JCMT/SCUBA 850微米和VLA氨团块相吻合，并且它们之间的距离约为30弧分（0.06秒差距）。这种分离是由牛仔裤长度，因此表明，在长丝的演变的主要物理过程是热碎裂。在原恒星群中，典型的距离为~ 6弧秒（~ 2500 au），比原恒星所在的母恒星团的金斯长度小2-3倍。这些结果指向OMC 1 n细丝的分级（2级）热碎裂过程。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for protostellar jets with UWISH2 in the molecular cloud complexes Vulpecula and IRDC G53.2
利用UWISH2巡天在Vulpecula和IRDC G53.2分子云中识别127个外流，提出79个YSOs为驱动源，通过SED建模确定由中等质量恒星驱动，并揭示典型抛射频率为1.2 kyr。
2024-03-21 astro-ph.GA
An Ordered Bipolar Outflow from a Massive Early-Stage Core
我们提出了ALMA对红外暗云（IRDC）G028.37+00.07中两个大规模早期核心候选者C1-N和C1-S的后续观测，这些候选者先前通过其N2 D+（3-2）发射来识别，并显示出该物种的高水平氘化。核心在远红外波长高达~100微米处也是黑暗的。我们从一个狭窄的、高度准直的双极流出物中探测到12 CO（2-1），该流出物是从C1-S核心的中心附近发射的，这也是峰值1.3 mm尘埃连续体发射的位置。这颗名为C1-Sa的原恒星伴随着由C18 O（2-1）和DCN（3-2）追踪的致密气体，由此我们估计它的径向速度接近C1-S大质量核心所显示的范围的中心。在C1-S的投影边界内也检测到第二个外流驱动源，但似乎处于不同的径向速度。在考虑流出的属性，我们得出结论C1-Sa是一个有前途的候选人的早期大质量原恒星，因此它表明，这些大质量恒星形成的早期阶段可能涉及高度有序的流出，从而吸积，过程，类似于模型开发来解释低质量原恒星。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and mass segregation in the massive dense cores of Cygnus X
我们目前的Plateau de Bure干涉仪观测获得的连续在1.3和3.5毫米对6个最大规模和年轻的（IR安静）密集的核心在天鹅座X。位于只有1.7千秒差距，天鹅座X区域提供了达到足够小的尺度（1.3毫米的1700天文单位的数量级）的机会，以分离单个塌陷物体。核心被亚碎片化，5个核心内总共有23个碎片。只有最紧凑的核心，CygX-N63，实际上可能是一个单一的大质量原恒星，其包络质量高达60 Msun。其他核心中的碎片的大小和间距与附近原星团中的低质量恒星前和原恒星凝聚相似，并且可能具有相同的性质。在这23个原恒星天体中，有9个可能是OB星的前身，其包层质量从6到23 Msun不等。碎片化的水平是全球高于湍流调节，单片崩溃的情况下，但并不像预期的那样高，在一个纯粹的重力湍流的情况下，质量分布是由低质量的原恒星/恒星。在这里，在高质量碎片中的总核心质量的分数分别在CygX-N12、CygX-N53和CygX-N63中达到高达28%、44%和100%的值，远高于IMF类质量分布所预测的值。碎裂效率的增加作为密度的函数在核心中提出的是由于自重力导致引力坍缩在致密的核心的规模的重要性越来越大。与此同时，核心往往会在其中心区域分裂成几个巨大的原恒星。因此，我们可能在这里目睹了形成中的团簇的原始质量分离。
2009-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Hot and Massive Accretion Disk around the High-Mass Protostar IRAS 20126+4104
我们提出了新的谱线观测的CH 3 CN分子的吸积盘周围的大质量原恒星IRAS 20126+4104与亚毫米阵列，第一次测量磁盘密度，温度和旋转速度具有足够的分辨率（0.37”，相当于~600 AU），以评估通过托姆雷-Q参数盘的引力稳定性。我们的观测结果解决了中央2000 AU区域，该区域显示出随着上态能量的增加而变陡的速度梯度，这表明更靠近恒星的较热气体的旋转速度增加。这种自旋向上的运动是在旋转支撑的磁盘吸积流的特点。我们比较观察到的数据与合成图像立方体的三维辐射转移模型描述了一个薄的喇叭状磁盘在开普勒运动的离心半径内的角动量守恒吸积流包围。在光度为1.3 × 10 ^4 Lsun的条件下，优化后的模型给出了一个质量为1.5 Msun、半径为858 AU、围绕12.0 Msun的原恒星旋转的圆盘，圆盘的质量吸积率为3.9 × 10 ^{-5} Msun/yr。我们的研究发现，与一些理论预期相反，盘是热的和稳定的破碎与Q > 2.8在所有半径，允许一个平稳的吸积流。这些结果首次提出了大质量原恒星盘中引力不稳定性的约束条件，这些不稳定性与通过碎裂形成伴星和行星系统密切相关。
2016-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
Protostellar Outflow Heating in a Growing Massive Protocluster
红外暗云（IRDC）复合体G28.34+0.06中的致密分子团P1在其极端年轻时拥有一个巨大的原恒星团。我们以前的亚毫米阵列（SMA）的观测显示，几个喷气式CO流出的原恒星，强烈的吸积和潜在的相互作用与周围的出生材料的指示。本文介绍了扩展甚大阵（EVLA）对NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）谱线以及H_2 O和I类CH_3OH脉泽中P_1的谱线观测。多个NH3跃迁揭示了在1 pc团簇中广泛分布的加热气体。温度分布是高度结构化的;加热的气体与原恒星偏离，并且在形态上与流出物非常匹配。空间紧凑，光谱宽NH3（3，3）发射的热点也被发现与流出相一致。在喷流与周围气体的界面上发现了一个弱的NH_3（3，3）脉泽。这些发现表明，原恒星加热可能无法有效地抑制大质量核心形成过程中的碎片化。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk fragmentation around a massive protostar: a comparison of two three-dimensional codes
本研究使用RAMSES和PLUTO两种3D模拟代码比较了大质量原恒星周围的盘碎裂过程，发现两者在坍缩特性和碎裂过程上具有良好一致性，且数值选择对系统结果的影响比代码选择更为关键。
2023-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The dependence of protostar formation on the geometry and strength of the initial magnetic field
我们使用平滑粒子磁流体动力学方法，对分子云核心坍缩形成一个或多个原恒星的12个模拟结果进行了报告，其中包括3种场强（质量通量比μ为5、10和20）和4种场几何形状（场与旋转轴之间的角度θ为0°、20°、45°和90°）。我们发现，这两个参数的值产生的原恒星系统和外流有很强的影响。从μ = 20时形成的双星系统到不同θ值下截然不同的外流结构，特别是θ = 90°时高度抑制的外流。未对准的磁场也可以产生翘曲的伪盘，其中外部区域垂直于磁场对准，但是最内部区域重新定向为垂直于旋转轴。我们遵循崩溃的大小相媲美的第一个核心，并发现没有一个流出速度超过8公里秒$^{-1}$。这些结果可能会限制两个观察到的原恒星外流，也对分子云核心可能最终形成单星和双星：一个足够弱的磁场可能允许磁盘碎片，而相反，更大的角动量传输的强场可能会抑制磁盘碎片。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fire from Ice - Massive Star Birth from Infrared Dark Clouds
我回顾了我们银河系中大质量恒星的形成，重点是红外暗云（IRDC）的初始条件，包括寻找大质量的前恒星核（PSC），以及大质量原恒星后期阶段的建模，即，热分子核（HMC）。我强调如何在天体化学的发展，加上迅速提高理论/计算和观测能力，有助于提高我们的理解大质量恒星形成的复杂过程。
2017-11-05 astro-ph.GA
The Interplay of Magnetic Fields, Fragmentation and Ionization Feedback in High-Mass Star Formation
大质量恒星不成比例地影响着周围的环境。它们是如何形成的，直到最近才通过辐射气体动力学模拟开始变得清晰。然而，到目前为止，还没有模拟同时包括磁场和电离辐射。在这里，我们提出的第一个辐射磁流体动力学（RMHD）模拟的结果，包括电离反馈，比较RMHD模型的1000 M_sol旋转云早期辐射气体动力学模型具有相同的初始密度和速度分布。我们发现，尽管开始与强超临界质量通量比，磁场有三个效果。首先，该领域提供了本地支持对引力坍缩的吸积流，大大减少了二次碎裂的气体动力学的情况下相比。第二，磁场从坍缩的气体中排出角动量，进一步增加了中央大质量原恒星可供吸积的物质数量，从而使其最终质量比纯气体动力学的情况增加了约50%。第三，场被流动的旋转卷起，驱动塔流。然而，这种流动从未达到低质量恒星形成模拟中所看到的强度，原因有二：引力碎片破坏了原恒星形成的中心区域的环形流动，而不断扩大的H II区域往往会进一步破坏场的几何形状。因此，由电离加热驱动的外流在大质量恒星形成的区域中看起来可能更具动态重要性。
2011-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the fragmentation of high line-mass filaments with ALMA: the integral shaped filament in Orion A
我们研究了猎户座A分子云中最近的高线质量细丝，积分形细丝（ISF，线质量$\sim$ 400 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵（ALMA）在3 mm连续辐射下观测了1.6pc长的ISF断面，分辨率为$\sim$ 3”（1200 AU）。我们确定从该地区的43个致密的核心与太阳质量的质量。60%的ALMA核心是原恒星，40%是无星的。最近邻分离的核心没有显示出一个首选的碎裂尺度;短分离的频率增加到1200 AU。我们应用两点相关分析的密集核心的分离，并表明，ALMA核心显着分组在以下的分离$\sim$ 17 000 AU和强烈的分组低于$\sim$ 6 000 AU。原恒星核和无恒星核的分组方式不同：只有无恒星核在$\sim$ 6 000 AU以下才有强烈的分组。此外，核的空间分布指示核周期性地分组为大小为$\sim$ 30 000 AU的组，由$\sim$ 50 000 AU分隔。这些群与赫歇尔探测到的尘埃柱密度峰值相吻合。这些结果表明，分层的，双模式的碎片，其中母体丝定期碎片成组的密集的核心。重要的是，我们的研究结果表明，较低的线质量细丝（$\sim$ 16 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂模型未能捕获所观察到的ISF的属性。我们还发现，在ISF中与斯皮策和赫歇尔确定的原恒星在小于$\sim$ 17 000 A…
2017-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
