Low mass star formation and subclustering in the HII regions RCW 32, 33 and 27 of the Vela Molecular Ridge. A photometric diagnostics to identify M-type stars
大多数恒星诞生于星团，最近的研究结果表明，恒星形成（SF）优先发生在子星团。研究年轻星系团的形态和SF历史对于理解早期SF至关重要。在船帆座分子脊的HII区域RCW 33、RCW 32和RCW 27中，我们发现了嵌入的年轻恒星天体（YSO）团，其大小可达M星。我们的目标是确定它们的性质，如在三个HII区的星团的形态和范围，推导恒星年龄和SF历史与环境的联系。通过公开的光度测量，如盖亚，VPHAS，2 MASS和斯皮策/GLIMPSE，我们确定YSO与IR，Halpha和UV过量，作为拱星盘和吸积的签名。此外，我们实现了一种方法来区分M矮星和巨星，通过比较在几个光学/IR色图，假设合适的理论模型。由于这种诊断对恒星引力敏感，因此该程序使我们能够识别前主序星。我们发现大量的YSO显示出有或没有吸积的拱星盘的签名。此外，通过新的M型恒星选择技术，我们发现了一个丰富的年轻M型恒星的人口与空间分布强烈相关的更大的人口。我们发现了三个年轻的集群的证据，具有不同的形态。此外，我们确定场星落在同一地区，安全地将它们分类为巨人和前景MS星。我们确定嵌入人口的YSO，下降到约0.1 Msun，与HII区域RCW 33，RCW 32和RCW 27和集群船帆座T2，Cr 197和船帆座T1，分别显示出非常不同的形态。我们的研究结果表明，减少SF率在船帆座T2和触发SF在Cr 197和船帆座T1。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
RCW 36 in the Vela Molecular Ridge: Evidence for a high-mass star cluster formation triggered by Cloud-Cloud Collision
两个分子云之间的碰撞是高质量恒星形成的一个可能候选者。位于船帆座分子脊的HII区域RCW 36包含一个年轻星团，其中有两颗O型星。我们提出了新的CO观测RCW 36与NANTEN 2，Mopra，和ASTE使用$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）线的排放。我们已经发现了两个分子云躺在速度$V_\mathrm{LSR} \sim$ 5.5和9公里秒$^{-1}$。这两个云很可能在物理上都与星团有关，这一点可以通过两个云、红外线灯丝和星团之间良好的空间对应关系得到证实。我们还发现了一个高的强度比$\sim$ 0.6-1.2的CO $J$ = 3-2 / 1-0向这两个云，表明气体温度已增加，由于加热的O-型恒星。我们建议，在RCW 36的O型星形成的两个云之间的碰撞，与5公里秒的相对速度分离$^{-1}$。互补的空间分布和速度分离的两个云是在良好的协议与观测签名预期的O型恒星形成的云-云碰撞触发。我们还发现了两个云的互补空间分布之间的位移，我们估计为0.3 pc，假设碰撞角为45 $^{\circ}$相对于视线。我们估计碰撞的时间尺度为$\sim$ 10 $^5$ yr。Ellerbroek et al.（2013 b）的星团年龄很可能是由不是在云-云碰撞触发下形成的低质量成员决定的，而星团中心的O型星可能是由独立于低质…
2018-02-02 astro-ph.GA
Features of the distribution of absorbing matter in the local system
Saint Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）；Main (Pulkovo) Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院主（普尔科沃）天文台）
研究本地系统尘埃分布，利用Gontcharov等人的地图经不同参数平滑处理获取分布，识别出与多种超级云相关的关键结构特征，发现部分区域有垂直坐标周期性扰动，人马座支臂延伸和分裂区域未检测到类似振荡。
2026-07-17 astro-ph.GA
Deuterated molecules in Orion KL from Herschel/HIFI
我们提出了一个全面的研究，在猎户座KL地区的全波段HIFI调查中检测到的氘代分子。氨，甲醛，甲醇和它们的单氘同位素各自检测到通过许多过渡在这个调查中的光学深度和激发条件的范围很广。结合最近的研究，HDO和H $_2$ O在猎户座KL的丰度，这项研究产生了最好的限制氘分馏在星际分子云的日期。正如先前的研究所发现的，猎户座KL内的热核和致密岭区域都含有大量的氘代分子，这表明它们起源于冷颗粒地幔。在热核中，我们发现氨的分馏比水大约多2倍。同时，在致密岭中，我们在水、甲醛和甲醇中发现了类似的氘分馏，D/H比为（2-8）$\times$ $10^{-3}$。致密海脊的[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OD]比值为$1.2 \pm 0.3$。热核的氘分馏一般比致密海脊低，这意味着其起源温度略高，或者说是来自暖气相化学的贡献更大。
2013-08-23 astro-ph.GA
FEDReD III : Unraveling the 3D structure of Vela
上下文船帆座复合体是天空中的一个区域，在几百平方度的范围内聚集了几个恒星和星际结构。目的。盖亚数据现在允许我们通过尘埃消光获得船帆座星际结构的3D视图。方法.我们使用FEDReD（场消光-距离关系反卷积）算法对近红外2 MASS数据，与Gaia DR 2目录交叉匹配，以获得消光密度的3D立方体。我们在这个立方体上应用FellWalker算法来定位团块和密集结构。结果我们分析了$450~\mathrm{deg}^2$上的1800万颗恒星，获得了船帆座复合体在$\ell\in[250\degr,280\degr]$和$b\in[$-10 $\degr,5\degr]$上0.5 - 8 kpc的消光密度。这个立方体揭示了已知结构的完整形态以及它们之间的关系。特别是，我们发现船帆座分子脊更可能是由三个子结构，而不是四个，建议的二维密度。这些子结构形成了一个大空腔的外壳。这个空洞在视觉上与船帆座超新星遗迹对齐，但距离更远。我们提供了一个目录的位置，距离，大小和总灰尘含量的ISM团块，我们从消光密度立方体提取。
2021-08-17 astro-ph.GA
The BLAST Survey of the Vela Molecular Cloud: Dynamical Properties of the Dense Cores in Vela-D
Vela-D区域，根据Murphy & May（1991）给出的命名，是恒星形成复合体的Vela分子脊（VMR），最近由Olmi等人（2009）详细分析，他们研究了141个前恒星和原恒星冷尘埃核的物理性质，在一个更大的（55平方英尺），由“机载大口径亚毫米望远镜”（BLAST）检测到。度）银河平面调查涵盖整个VMR。这项调查的主要目标是确定可能与恒星形成的最早阶段有关的最冷，最密集的尘埃核心。在这项工作中，Vela-D核心的动态状态进行了分析。与Elia等人（2007年）的13 CO调查估计的Vela-D核心子样本的动态质量进行比较是复杂的，因为除了与BLAST观察到的致密核心相关的致密气体外，13 CO线宽可能追踪较低密度的核心间物质。事实上，这些核心的总内部压力，如果使用13 CO线宽估计，似乎高于云环境压力。如果是这种情况，那么自重和表面压力将不足以束缚这些核心和额外的外部约束源（例如，磁场压力）。然而，如果试图缩小13 CO的线宽，根据在小样本源中的高密度示踪剂的观测，那么大多数原恒星的核心将被有效地引力束缚。
2010-07-26 astro-ph.GA
On the relation between the column density structures and the magnetic field orientation in the Vela C molecular complex
我们统计评估气柱密度结构之间的相对取向，推断从赫歇尔亚毫米观测，和磁场投影在天空的平面上，推断从偏振热发射的银河尘埃观测BLASTPol在250，350，和500微米，对船帆座C分子复合物。首先，我们发现在三个波长带的偏振方向之间的非常好的协议，这表明，在考虑共同的角分辨率为3.0弧分，对应于一个物理尺度约0.61秒差距，推断磁场的方向是不显着的温度或尘埃颗粒排列效果的影响。第二，我们发现，气体柱密度结构和磁场之间的相对取向的变化逐渐增加的气体柱密度，从大多数平行或没有优先取向在低柱密度，大多数垂直在最高的柱密度。这一观察结果与普朗克合作小组先前对更邻近分子云的研究一致。最后，我们发现的相对取向的趋势和列密度概率分布函数的形状之间的对应关系。在船帆座C的一个明确的附属结构，或“脊”为主的子区域，我们发现一个急剧的过渡，从优先平行或没有优先的相对取向在低柱密度优先垂直在最高的柱密度。在船帆座C的子区域中，主要是几个具有多个方向的沉积结构，或“巢”，也存在这样的过渡，但它显然不如脊状子区域尖锐。这两个结果表明，磁场是在这个区域的密度结构的形成动力学上的重要。
2017-02-13 astro-ph.GA
Dense cores and star formation in the giant molecular cloud Vela~C
船帆座分子岭是最近的（700 pc）巨型分子云（GMC）复合体之一，承载着中等质量（直到早期B星，晚期O星）的恒星形成，位于银河系外，银河平面内。船帆座C是组成船帆座分子脊的巨星系团之一，它同时展现出活跃的恒星形成活动分区和较为平静的恒星形成活动分区，低质量和中等（高）质量恒星的形成都在进行中。目的研究船帆座C区致密尘芯的个体和整体性质，并寻找这些性质的空间变化，这些变化可能与船帆座C区不同的环境性质和/或演化阶段有关。方法在APEX望远镜上用LABOCA（光束尺寸19.2”，空间分辨率~0.07 pc，700 pc）对Vela C的亚毫米（345 GHz）辐射进行成像。我们使用了块发现算法CuTEx来识别紧凑的亚毫米源。我们还使用了SIMBA（250 GHz）的观测数据，以及Herschel和WISE的辅助数据。与WISE红源的关联使得原恒星和无恒星的核心可以分离，而赫歇尔数据集允许导出一部分核心的尘埃温度。原恒星和无恒星的核心质量函数（CMFs）是按照两种不同的方法构建的，实现了3.7 Msun的质量完整性限制。结果我们检索了549个亚毫米核，其中316个是无星的，大部分是引力束缚的（因此在性质上是星前的）。无论是原恒星和无星CMF的形状是一致的萨尔彼得初始质量函数的分布的高质量的一部分。聚类的核心规模为1- 6 pc的也被发现，暗示在分馏的磁化，湍流气体。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The abundance of H2O and HDO in Orion KL from Herschel/HIFI
使用宽带，高光谱分辨率的调查对猎户座KL收购与赫歇尔/HIFI的HEXOS关键程序的一部分，我们得出的H $_2$ O和HDO的丰度在不同的空间/速度分量与这个大规模的恒星形成区域：热核心，致密岭，高原。在分析中使用了总共20个H $_2$ $^{18}$ O跃迁，14个H $_2$ $^{17}$ O跃迁，37个HD $^{16}$ O跃迁，6个HD $^{18}$ O跃迁和6个D $_2$ O跃迁，从基态跃迁跨越到上态能量超过1200 K。低激发线检测到多个组件，但最高的激发线（$E_u >$ 500 K）被很好地模拟为从一个小的（$\sim 2"$）丛发射具有高丰度的H $_2$ O（$χ= 6.5 \times 10^{-4}$相对于H $_2$）和HDO/H $_2$ O比为0.003。使用高空间分辨率（$1.5" \times 1.1"$）图像的两个过渡的HDO测量ALMA作为其科学验证阶段的一部分，我们确定该组件位于附近，但不直接重合，已知的连续源在热核心区域。在致密海脊和高原部分也发现了显著的HDO/H $_2$ O分馏。流出的气体，观察到的发射和吸收组件，具有较低的HDO/H $_2$ O比在猎户座KL，我们建议的紧凑型组件可能是由于修改气相冲击化学。
2013-05-10 astro-ph.GA
Relative Alignment Between the Magnetic Field and Molecular Gas Structure in the Vela C Giant Molecular Cloud using Low and High Density Tracers
我们比较磁场方向的年轻的巨大分子云船帆座C推断500- $μ$米的偏振图与BLASTPol球载偏振仪的方向的结构在综合线发射图从Mopra观测。对整个云进行平均，我们发现，对于低密度示踪剂，如$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J$ $\rightarrow$ 1 - 0，积分线强度或零矩图中的细长结构在统计上更可能平行于磁场排列，而中等或高密度示踪剂显示（平均）垂直于磁场排列的趋势。这一观察结果与以前关于船帆座C中相对取向随柱密度变化的研究一致，并支持一种模型，即磁场足够强，可以影响船帆座C中致密气体结构的形成。从平行到无优先/垂直取向的转变似乎发生在由$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J$ $\rightarrow$ 1 - 0追踪的密度之间。使用RADEX辐射转移模型来估计由每个分子线跟踪的特征数密度，我们发现，过渡发生在大约$10^3$ cm $^{-3}$的分子氢数密度。我们还看到，中央脊（船帆座C内最高的柱密度和最活跃的恒星形成区域）似乎在较低的数密度下发生了转变，这表明这可能取决于云的演化状态。
2019-04-02 astro-ph.GA
Herschel observations of Extra-Ordinary Sources: H2S as a Probe of Dense Gas and Possibly Hidden Luminosity Toward the Orion KL Hot Core
我们目前的Herschel/HIFI观测的光氢化物H $_{2}$ S从猎户座Kleinmann-Low星云（猎户座KL）的全光谱扫描作为HEXOS GT关键计划的一部分。总共，我们分别从H $_{2}$ $^{32}$ S、H $_{2}$ $^{34}$ S和H $_{2}$ $^{33}$ S观察到52、24和8个未混合或轻微混合的特征。我们只分析所谓的热核心的发射，但从高原，扩展的脊，和/或紧凑的脊发射也被检测到。在给定不确定性的情况下，正、对H $_{2}$ S的旋转图遵循直线，并得出T $_{\rm rot}$ =141 $\pm$ 12 K。这表明H $_{2}$ S处于LTE中，并且很好地表征为单一动力学温度或强烈的远红外辐射场正在重新分布种群以产生观察到的趋势。我们认为后一种情况更有可能，并发现最高激发态（E $_{\rm up}$ >1000 K）可能主要由辐射泵浦填充。我们推导出H $_{2}$ $^{32}$ S的柱密度，$_{\rm tot}$（H $_{2}$ $^{32}$ S）=9.5 $\pm$ 1.9 $\times$ 10 $^{17}$ cm $^{-2}$，气体动力学温度，$_{\rm kin}$ =120 $\pm^{13}_{10}$ K，并对H $_{2}$ S的发射气体约束H $_{2}$体积密度，nPDMATHABMZ>9 $\t…
2014-01-10 astro-ph.GA
Herschel Observations of the W43 "mini-starburst"
目的：探索最近的银河系星暴区之一的红外和无线电特性。研究方法：使用PACS和SPIRE阵列在70，160，250，350和500微米波长的赫歇尔空间天文台获得的图像进行了分析，并与无线电连续VLA数据和8微米图像斯皮策太空望远镜进行了比较。远红外发射的形态与毫米和厘米波长转换的径向速度测量相结合，以确定可能与W 43复合体相关的特征。结果如下：W 43恒星形成复合体被分解成一个密集的原恒星群，红外暗云和被大质量恒星加热的温暖尘埃脊。在W 43中，4个最明亮的致密源（L > 1.5 x 10^4 Lsun）嵌入明亮尘埃发射的Z形脊中，在4”（0.1 pc）分辨率下保持单一。这些天体可能是大质量的原恒星或处于演化早期的致密星团，嵌在质量为10^3 ~ 10^4 Msun的团块中，但在16 × 16 pc盒子中测量的W 43的远红外光度为3.6 × 10^6 Lsun，贡献仅为2%。在这个区域内，由远红外尘埃辐射产生的气体总质量约为10^6兆太阳。彗星尘埃云、致密的6厘米射电源和温暖的尘埃标志着大质量恒星的老种群的位置。能量释放在银河平面下产生了一个空洞。在G30.684-0.260附近较老的HII区压缩了平面上的分子气体，以及由此产生的较年轻的W 43 HII区的双极结构可能触发了当前的迷你星爆发。
2010-05-21 astro-ph.GA
Herschel observations of EXtra-Ordinary Sources: Analysis of the HIFI 1.2 THz Wide Spectral Survey Toward Orion KL I. Methods
我们提出了一个全面的分析宽频带谱线调查的猎户座Kleinmann-Low星云（猎户座KL），在银河系中最丰富的化学区域之一，使用HIFI仪器上的赫歇尔空间天文台。该调查的频率范围从480到1907 GHz，分辨率为1.1 MHz。因此，这些观测结果涵盖了有史以来对这一高质量恒星形成区域获得的最大光谱覆盖范围，在亚毫米级具有高光谱分辨率，并包括地球大气层阻止地面观测的频率$>$ 1 THz。总共，我们检测到39个分子（79个同位素）的发射。结合这一数据集与地面毫米光谱获得的IRAM 30米望远镜，我们使用XCLASS程序，假设当地的热力学平衡（LTE）的分子发射模型从毫米远红外。几种分子也与MADEX非LTE代码建模。由于宽的频率覆盖范围，我们的模型受到限制的过渡在一个前所未有的范围内的激发能。一个减少的$χ^{2}$分析表明，大多数物种的模型重现所观察到的排放。特别地，大多数复杂有机物通过LTE很好地拟合，这意味着气体密度高（$>$ 10 $^6$ cm $^{-3}$），并且激发温度和柱密度受到很好的约束。分子丰度计算使用H $_{2}$柱密度也来自HIFI调查。旋转温度的分布，$T_{\rm rot}$，检测到的分子朝向热的核心是显着更广泛的比紧凑的脊，高原，和扩展的脊$T_{\rm rot}$分布，表明热的核心具有最复杂的热结构。
2014-05-15 astro-ph.GA
The Spitzer-IRAC Point Source Catalog of the Vela-D Cloud
本文介绍了斯皮策空间望远镜IRAC相机在λ= 3.6，4.5，5.8，8.0 μm波段对船帆座分子脊D云的观测结果。一个测光表的点源，涵盖了约1.2平方度的领域，已被提取和补充额外的可用观测数据在毫米区域。以前用斯皮策MIPS相机在24 μm和70 μm的光度波段对同一区域进行的观测也被重新考虑，以允许在更宽的光谱范围内估计源的光谱斜率。在目录中报告了总共170，299个点源，在至少一个IRAC波段中以5-sigma灵敏度水平检测到。在所有四个IRAC波段中，有8796个源获得了良好的测光质量。对于这个样本，初步表征的年轻的恒星星族的光谱斜率的测定的基础上进行了讨论，结合诊断的颜色-星等和颜色-颜色图，年轻的恒星天体在不同的演化类的相对人口已被估计，共637个候选YSO已被选中。突出了它们相对丰度的主要差异，并简要说明了它们的空间分布。恒星形成率也已估计和其他恒星形成区的值得出的比较。最后，通过两点关联函数的空间分布的源的分析表明，年轻的人口，构成的I类和平坦的频谱源，是显着更集群比II类和III类源。
2010-06-08 astro-ph.GA
Comparing submillimeter polarized emission with near-infrared polarization of background stars for the Vela C molecular cloud
我们提出了一个大规模的组合近红外（近红外）星际偏振数据从背景星光偏振发射数据在亚毫米（亚毫米）波长的船帆座C分子云。近红外数据包括6700多个探测到的$2$和$20\,$ mag之间的可见光范围内和周围的云。亚毫米数据是由南极洲的大口径亚毫米偏振望远镜（BLASTPol）收集的。这是第一次直接结合近红外和亚毫米偏振数据的分子云，旨在测量“偏振效率比”（$R_{\mathrm{eff}}$），预计数量只取决于粮食固有的物理性质。它被定义为$p_{500}/(p_{I}/τ_{V})$，其中$p_{500}$和$p_{I}$分别是在$500\,μ$ m和$I$ -波段的偏振分数，并且$τ_{V}$是光学深度。为了确保相同的物质柱密度产生发射和消光的偏振，我们使用2 MASS，$Herschel$和$Planck$数据仔细选择了近背景恒星。此选择排除了被银河漫反射背景材质污染的对象以及位于前景中的对象。考虑到统计和系统的不确定性，我们估计了$2.4\pm0.8$的平均$R_{\mathrm{eff}}$值，当这种预测可用时，它可用于测试为分子云设计的尘埃颗粒模型的预测。$R_{\mathrm{eff}}$似乎是相对平坦的云深度的功能范围内的视觉探测。
2017-02-24 astro-ph.GA
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the physical properties and fragmentation of the AFGL 333-Ridge
我们提出了多波长的数据来研究AFGL 333- Ridge的物理性质和碎裂。速度弥散的统计分析表明，湍流是脊中的主导运动。然而，AFGL 333-Ridge的线性质量密度（1124.0 M/pc）远远超过其临界值406.5 M/pc，这表明需要额外的运动来防止灯丝径向塌陷。使用getsources算法，我们确定了14个核心从赫歇尔地图，包括两个原恒星核心和12个无星核心。所有这些无恒星的核心都受到引力束缚，因此被认为是星前核心。根据它们的半径-质量关系，14个核心中有11个有可能形成大质量恒星。此外，AFGL 333-Ridge的两个亚丝中的7个核心似乎构成了两个项链状链，间距分别为0.51 pc和0.45 pc。通过与Jeans和圆柱形破碎理论预测的间隔长度进行比较，我们认为湍流和热压力的结合可能导致两个亚丝破碎成芯。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization compression impact on dense gas distribution and star formation, Probability density functions around H ii regions as seen by Herschel
电离反馈应该影响电离气体周围的柱密度的概率分布函数（PDF）。我们的目标是量化这种影响，并讨论其潜在的联系的核心和初始质量函数（CMF/IMF）。我们使用了一个系统的方式赫歇尔柱密度图的几个地区内观察到的HOBYS的关键程序：M16，玫瑰花和船帆座C分子云，和RCW 120 H ii区域。我们用两个对数正态分布拟合了所有云的柱密度PDF，因为它们在PDF中呈现双峰或放大的形状。我们的解释是，柱密度分布的最低部分描述了湍流分子气体，而第二个峰值对应于由电离气体膨胀成湍流分子云引起的压缩区。在电离气体边缘的凝聚有一个陡峭的压缩径向轮廓，有时可以在幂律尾的平坦化中识别出来。这可能会导致一个明确的标准，能够解开触发从预先存在的恒星形成。在CMF/IMF起源的重力湍流情景的背景下，PDF的双峰/放大形状可能会影响CMF/IMF低质量和高质量端的物体的形成。特别是重力湍流方案需要一个更宽的PDF，以使IMF与分子云合理的初始马赫数适当拟合。由于其他物理过程（例如状态方程和堆芯性质之间的变化）已经被提出来扩大PDF，不同效应的相对重要性仍然是一个悬而未决的问题。
2014-01-28 astro-ph.GA
Herschel and Odin observations of H2O, CO, CH, CH+, and NII in the barred spiral galaxy NGC 1365. Bar-induced activity in the outer and inner circumnuclear tori
Odin卫星现已进入其运行的第二十个年头，大大超过了其两年的设计寿命。其主要目标之一是在太阳系和银河系中寻找和研究H2O。赫歇尔在两个位置观测了NGC 1365的中心区域，其SPIRE和PACS观测结果都可以在赫歇尔科学档案中找到。Herschel PACS图像是由整个星系的70和160微米红外辐射产生的，也是由160到70微米图像的比例获得的冷尘埃分布。Herschel SPIRE的观测已经被用来绘制557 GHz o-H2O、752 GHz p-H2O、691 GHz CO（6-5）、1037 GHz CO（9-8）、537 GHz CH、835 GHz CH+和1461 GHz NII线的地图;然而，这些观测没有有效的速度分辨率。奥丁最近观察到的557 GHz的o-H2O基态线在中央区域的高光谱分辨率（5公里/秒）。在NGC 1365中，Odin探测到了H2O在557 GHz的发射和吸收，速度分辨率为5 km/s。H2O主要位于靠近一些中央致密射电源和热点HII区域的1.3 kpc激波区域，靠近围绕核的分子环的东北部分。对H_2O谱线强度和速度的分析表明，这里存在一个激波区。这是由我们的SEST CO（3-2）观测的统计图像解卷积，产生5”的分辨率，我们的VLA HI吸收观测的研究证实。此外，还发现一个诱人的20”HI脊从核心向东南偏南延伸，与OIII流出锥的南部边缘位置一致…
2021-01-11 astro-ph.GA
Structure and stability in TMC-1: analysis of NH$_3$ molecular line and Herschel continuum data
我们在TMC-1的扩展图上观测到了高信噪比、高速度分辨率的NH PDMATHAMM（1，1）和（2，2）辐射。TMC-1是一个位于静止恒星形成区附近的对流云。通过对NH-$_3$（1，1）谱拟合多条超精细分裂谱线，得到了谱线各分量的速度分布，并计算了几个位置上的气体参数。对Herschel SPIRE连续谱观测数据进行了简化，并用于计算该区域普朗克银河系冷团的物理参数。TMC-1的赫歇尔柱密度图显示了一个主脊，其中有两个局部最大值和一个西南方向的分离峰。H $_2$ -柱密度和尘埃温度的范围分别为0.5-3.3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$和10.5-12 K。NH $_3$ -柱密度为2.8-14.2 $\times$ 10 $^{14}$ cm $^{-2}$，和H $_2$ -体积密度为0.4-2.8 $\times$ 10 $^4$ cm $^{-3}$。动力学温度通常非常低，最低为9 K，在I类原恒星IRAS 04381+2540发现的最高温度为13.7 K。动力学温度的变化类似于灰尘的温度，尽管事实上，密度低于气体和灰尘相之间的耦合的临界密度。k-均值聚类方法在位置-速度-柱密度参数空间中分离TMC-1中的四个子丝。它们的质量分别为32.5、19.6、28.9和45.9 M $_{\odot}$，低湍流速度色散（0.13-0.2 kms …
2016-03-18 astro-ph.GA
Feedback from OB stars on their parent cloud: Gas exhaustion rather than gas ejection
来自大质量恒星的反馈塑造了星系的ISM，从而影响了将形成未来恒星的气体。然而，由于我们无法跟踪单个分子云的时间演化，量化反馈对恒星形成历史的确切作用是一项具有挑战性的观测任务。在本研究中，我们利用G316.75-00.00大质量恒星形成脊的独特性质来确定O星的反馈如何影响细丝的动力学稳定性。G316.75是一个13.6pc长的山脊，含有18，900 Msun的H2气体，一半红外暗，一半红外亮。在过去的200万年里，红外明亮的一半已经形成了4颗O型星，而红外暗的一半仍然处于静止状态。因此，通过假设暗部分的气体性质代表亮部分的早期演化阶段，我们可以通过对比它们来量化反馈如何影响这些性质。我们使用档案赫歇尔和分子线的数据，跟踪密集（NH3和N2 H+）和更扩散（13 CO）的气体，测量每单位长度的动能与重力能的比率，维里比每线，跨越山脊的气体体积密度的范围。我们发现，尽管存在4个嵌入的O-星，反馈不能解开脊的质量，除了一些小的气体口袋附近的O-星。事实上，对于脊的两个部分，每条线的维里比几乎是不可区分的。这些结果与大多数模拟结果不一致，在大多数模拟中，O星形成的云在几个云自由落体时间内被反馈分散。我们的结论是，这种模拟和我们的观察之间的差异源于不同的云形态和平均密度时，第一个O-星的形式。这些结果有重要的影响，例如，如何反馈内宇宙学和银河系规模的模拟实施。
2019-06-21 astro-ph.GA
Herschel's view of the large-scale structure in the Chamaeleon dark clouds
变色龙分子云复合体是最近的恒星形成地点之一，包含三个不同恒星形成历史的分子云，从静止（Cha III）到活跃的恒星形成（Cha II），以及到达恒星形成的终点（Cha I）。为了表征它的大尺度结构，我们使用来自Herschel Gould带巡天的PACS和SPIRE观测数据导出了柱密度和温度图，并应用了几种工具，如细丝追踪，功率谱，Δ方差和柱密度的概率分布函数（PDF），以导出物理性质。柱密度图揭示了三种云的不同形态外观，其中Cha I具有脊状结构，Cha II具有以团块为主的区域，Cha III具有复杂的对流网络。在这三个云团中，暗丝的宽度约为0.12 \pm 0.04 pc，暗丝在Cha I和II中被发现是引力不稳定的，但在Cha III中大多是亚临界的。在Cha I中，微弱的细丝（条纹）非常突出，显示出与大尺度磁场的优先排列。在低柱密度下，所有区域的PDF均呈对数正态分布。对于更高的密度，Cha I的PDF显示了一个扩展的更高密度分量的营业额指示，最终以幂律尾部。Cha II显示了一个幂律尾巴，具有重力特性的斜率。Cha III的PDF可以用单个对数正态最佳拟合。三个区域的湍流特性被发现是相似的，指向云受到大规模过程影响的场景。如果证明磁场可以有效地引导Cha I和可能的Cha II上的物质，但在静止的Cha III云上可能效率较低，那么它可能对Chamaeleon云中的恒星…
2014-04-25 astro-ph.GA
The W43-MM1 mini-starburst ridge, a test for star formation efficiency models
内容：恒星形成效率（SFE）理论目前是基于湍流云结构的统计分布和一个简单的恒星形成模型。它们仍然没有得到很好的测试，特别是在最高密度下。目的：通过对超临界流体成核效率（CFE）的测量，研究气体密度对超临界流体成核效率的影响。W 43-MM 1脊的总质量为$\sim2\times10^4$ M $_\odot$，是最有说服力的星爆星团的候选先驱之一，因此也是研究恒星形成的最佳地点之一。研究方法：我们使用高角分辨率的地图，在3毫米和1毫米内W 43-MM 1 IRAM高原德布雷干涉仪揭示了一个集群的11个大规模的致密的核心（MDCs），和已知的最大质量的原恒星核心之一。赫歇尔柱密度图像提供了云气的质量分布。然后，我们测量的“瞬时”CFE和估计的SFE和恒星形成率（SFR）的子区域内的W 43-MM 1脊。结果：在脊中发现的高SFE（$\sim$ 6%被包围在$\sim$ 8 pc $^3$中）证实了其形成星爆簇的能力。然而，在海脊北部显然缺乏密集的核心，这些核心可能正在聚集。观察到CFE和SFE随体积气体密度而增加，而SFR随维里参数$α_{vir}$而急剧减小。SFR的统计模型可以很好地描述W 43-MM 1脊的外围，但很难再现其内部，这对应于低$α_{vir}$的测量。这可能是因为脊不遵循对数正态密度分布、拉森关系和统计SFR模型中强制的平稳条件。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing extended low-velocity shocks through SiO emission - Case study of the W43-MM1 ridge
先前的文献表明，星际介质中最致密的结构是通过碰撞流形成的，但这一过程的专利证据仍然缺失。最近的文献建议使用SiO线发射跟踪低速冲击与云的形成通过碰撞。本文研究了沿W 43-MM 1脊长约5 pc观测到的明亮和扩展的SiO（2-1）发射，以确定其来源。我们使用高角分辨率图像的SiO（2-1）和HCN（1-0）的发射线获得的IRAM平台德布尔（PdBI）干涉仪和IRAM 30米射电望远镜的数据相结合。这些数据得到了该地区赫歇尔柱密度图的补充。我们进行了光谱分析的SiO和HCN的发射线配置文件，以确定原恒星外流和空间上解开与低速和高速冲击的两个速度分量。然后，我们将低速激波分量与一维（1D）辐射激波模型的专用网格进行了比较。我们发现，一氧化硅排放起源于双极流出和低速冲击所造成的高速冲击的混合物。使用SiO和HCN的发射线，我们提取了7个双极外流与大规模的密集核心以前确定的W 43-MM 1迷你星爆集群。将观测结果与专用的巴黎-达勒姆冲击模型进行比较，将低速冲击分量的速度限制在7至12 km/s之间。低速冲击产生的SiO沿脊的全长传播。根据所考虑的区域，其贡献至少占一氧化碳排放总量的45%，最多可达100%。SiO的低速分量最可能与通过碰撞流或云-云碰撞形成的脊有关。
2016-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-velocity shocks traced by extended SiO emission along the W43 ridges: witnessing the formation of young massive clusters
大质量恒星的形成与其母云的形成紧密相连。我们在这里集中在W 43的高密度部分，一个分子云正在经历一个有效的形成事件。云的结构进行了研究，从赫歇尔连续图在70，160，250，350和500微米的柱密度图像。我们发现了两个高柱密度的对流云，分别称为W 43-MM 1和W 43-MM 2脊，它们都能解释10^23 cm-2以上、5和14 pc ^2区域内的1.5x10^4 Msun气体质量。我们用N_2H^+ 1- 0线证实了W 43-MM 1和W 43-MM 2脊是速度相干和重力束缚的结构，尽管它们的速度色散很大，线宽约为5公里。W 43大型计划最令人感兴趣的结果是明亮的宽分布SiO2--1发射：1--11 K kms$，延伸面积约为28 pc^2。它集中在W 43-MM 1和W 43-MM 2脊及其附近，导致总光度为L_SiO2 -1 ~4 10^4 K kms kpc^2pc^2。我们测量了SiO~2- 1谱线的光度和速度范围之间的陡峭关系，并建议用它来区分这里观测到的低速激波和与大质量年轻恒星外流有关的更经典的高速激波。我们使用最先进的激波模型证明，低速（<10 km ^-1）激波中的少量（10%）Si原子最初处于气相或颗粒地幔中，可以解释W 43中观测到的SiO柱密度。高密度气体（n_H2>10^4-10^5 cm^-3）和受冲击的SiO气体在空间和速度上的重叠表明，洋脊可能…
2013-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm gas towards young stellar objects in Corona Australis - Herschel/PACS observations from the DIGIT key programme
外部辐射对低质量年轻恒星周围原恒星包层中化学和物理的影响知之甚少。南冕座的恒星形成区包含R CrA暗星云，由几个被中等质量年轻恒星辐射的低质量原恒星核心组成。研究了年轻的赫比格Be星CrA对一组低质量年轻天体中温暖的气体和尘埃的辐射效应。本文介绍了R-CrA暗星云中两个低质量恒星形成区的Herschel/PACS远红外数据管。研究了CO、OH、H_2O、[C Ⅱ]、[O Ⅰ]和连续辐射的分布。我们已经开发了一种反卷积算法，我们使用它来反卷积的地图，分离的点源发射的扩展发射。我们还构建了分子物种的旋转图。通过对Herschel数据的反卷积，我们发现了大尺度（几千AU）的尘埃连续谱和与点源无关的谱线发射。在点源和扩展发射中，分别发现热CO（$282\pm4$ K）、热CO（$890\pm84$ K）、OH（$79\pm4$ K）和H2O（$197\pm7$ K）的转动温度相似。旋转温度也类似于在其他更孤立的核心中发现的。扩展的尘埃连续发射被发现在两个脊相似的程度和温度的分子毫米发射，指示外部加热从赫比格Be星R CrA。我们的研究结果表明，附近的发光恒星不会增加年轻恒星物体（YSO）周围温暖气体中的分子激发温度。然而，与没有受到外部辐射的类似物体相比，在与这些原恒星及其周围环境相关的温暖气体中，H2O的光解产物（如OH和O）的发射增强。
2013-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar population of the young massive cluster RCW 36 in Vela
Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Université de Bordeaux（波尔多大学）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等教育研究院）；NSF NOIRLab/Vera C. Rubin Observatory（美国国家科学基金会NOIRLab/维拉·C·鲁宾天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心）；Canada-France-Hawaii Telescope Corporation（加拿大-法国-夏威夷望远镜公司）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
该研究通过分析 RCW 36 星团的 IMF 和恒星-褐矮星比值，揭示了其亚恒星群体的分布特征及可能的原始质子分离现象。
2026-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structures of GMC W 37
利用紫金山天文台德令哈站13.7 m单碟望远镜对具有$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的$J = 1 - 0$跃迁的巨分子云W 37进行了观测。根据这三条CO谱线，计算了径向速度在$+20 \mathrm{km s}^{-1}$附近的分子云的柱密度、云质量。由$^{13}$ CO辐射计算得到的W37的气体质量为$1.7\times10^5 M_\odot$，超过了巨分子云的标准. W 37的致密脊为致密细丝，线质量比为超临界。由C $^{18}$ O发射发现的致密团块沿致密脊排列，间隔约为2.8 pc，类似于大规模“香肠不稳定性”造成的团块分离。我们用\cite{2014A&A...568A..73R}确认了巨分子丝G18.0 -16.8的存在，并在G18.0 -16.8的西侧0.8度发现了一个新的巨分子丝G16.5-15.8。两种GMF都不是重力结合的，如它们的低线性质量比（$\sim80 M_\odot \mathrm{pc}^{-1}$）所示。我们比较了气体温度图与尘埃温度图从\emph{Herschel}图像，并找到相似的结构。I类天体和密集团块的空间分布让人想起发生在W 37西北部的触发恒星形成，靠近NGC 6611。
2015-11-04 astro-ph.GA
Mass segregation and sequential star formation in NGC 2264 revealed by Herschel
星团的质量分离可能是原始的，而不是动态的。尽管对星团质量分离的研究已经相当丰富，但对恒星祖先的研究还很缺乏，因此质量分离的起源和演化问题仍然是一个悬而未决的问题。我们的目标是描述NGC 2264分子云的结构，并比较该地区的团块和年轻恒星天体（YSO）的种群，其丰富的YSO种群已显示出连续恒星形成的证据。利用多尺度分割技术，将NGC 2264的Herschel柱密度图分成三个分区，并比较了它们的云功率谱。我们在整个NGC 2264云中确定了256个典型大小为0.1 pc，质量从0.08 Msun到53 Msun的团块。虽然在整个星云中都检测到了团块，但NGC 2264的中央分区集中了大部分的大质量团块。局部表面密度和质量分离比确实表明了15个质量最大的团块的质量分离的强烈程度，其中位$Σ_6$是整个团块人口的三倍，而$Λ_{MSR}$约为8。我们发现，这团巨大的团块是在一个高密度云脊内形成的，云脊本身就形成了，而且可能仍然是由在中部次区域较大尺度上观察到的高浓度气体提供的。对NGC 2264中的星团和YSO星群的综合研究所获得的时间序列表明，恒星的形成开始于北部次区域，现在正在中心积极发展，不久将在南部次区域开始。综合起来，NGC 2264的云结构、团块和YSO的数量支持恒星形成的动力学场景。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Cold Cores. VIII. Filament formation and evolution: Filament properties in context with evolutionary models
丝状体是恒星形成模型的关键。作为Herschel GCC计划进行的研究的一部分，在这里，我们研究了GCC.VII中提出的细丝性质，并结合细丝形成和演化的理论模型。用Getfilaments算法提取距离D<500 pc处的细丝的保守样本。它们的物理结构根据两个主要组成部分进行量化：中心（高斯）区域（核心部分），以及在较大半径处主导细丝柱密度分布的幂律区域（机翼部分）。这些组件相对于总的线性质量密度的长丝和它的环境柱密度的性能和行为进行了比较与理论模型描述的长丝在重力主导的条件下的演变。通过吸积过渡到超临界状态的可行性取决于细丝固有性质和环境条件的综合影响。在致密环境中（平均\sim 3 mag），合理的自引力（高M线芯）细丝可以通过在恒定或减小宽度时增加质量而在t \sim 100万年的时间尺度内变得超临界。Mline-tot（Mline-core和Mline-wing）和脊Av随背景的增加趋势也表明恒星形成暗条的前身与其环境的演化是一致的。环境和细丝Av的同时增加解释了稠密环境和高Mline核心值之间的关联，并反对细丝保持恒定的单压平衡态。同时增长的灯丝和背景的位置与有效的质量组装，预测在数值模式的崩溃云，提出了一个合适的方案，为履行相结合的灯丝质量环境的标准，是在定量协议与赫歇尔观测。
2017-02-24 astro-ph.GA
Enhanced dust emissivity power-law index along the western H$α$ filament of NGC 1569
我们使用的数据集从AKARI和赫歇尔图像的波长从7 $μ$米到500 $μ$米捕捉尘埃处理的证据在星系风在NGC 1569。图像显示了从银盘延伸到光晕区域的漫红外（IR）辐射。在漫射红外发射中看到的最突出的纤维结构在空间上与西部H $α$细丝（西部臂）非常一致。$F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$图的空间分布显示，在超级星团（SSC）周围的区域和朝向西臂的区域中有高值，这在$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$图中没有发现。$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$ - $F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$的颜色-颜色图显示了这些区域冷尘埃成分的发射率幂律指数（$β_\mathrm{c}$）的高值。通过逐像素的光谱分解分析，$β_\mathrm{c}$图显示整个星系的$\sim1$值从$\sim1$到$\sim2$不等。特别地，仅在由颜色-颜色图指示的区域中观察到$\sim2$的高$β_\mathrm{c}$值。由于NGC 1569的平均冷尘埃温度为$\sim30$ K，因此在远红外和亚毫米波段的$β_\mathrm{c}<2.0$理论上表明来自非晶颗粒的发射，而$β_\mathrm{c}=2.0$则表明来自晶粒的发射。由于增强的$β_\mathrm{c}$区域在空间上受到被认为是SSC…
2018-03-28 astro-ph.GA
The superclumps of the local Milky Way. Supercloud fragmentation and the sites of star formation
University of Vienna（维也纳大学）
该研究基于盖亚三维尘埃图分析本地7个超云，识别出准周期性密度增强的超团，发现73%恒星形成区与之关联，超团间距特征表明其由外部压力下的超云碎裂形成，填补星际介质层级结构的尺度缺口。
2026-08-24 astro-ph.GA
A young stellar cluster within the RCW41 HII region: deep NIR photometry and Optical/NIR polarimetry
RCW 41恒星形成区位于船帆座分子脊内，拥有一个巨大的星团，周围环绕着一个明显的HII区。了解星际磁场的作用并研究新生的恒星星族对于建立作用于这种环境的物理过程的一致图像至关重要。我们已经进行了详细的研究星际偏振向RCW 41，从光学和近红外偏振测量的数据。此外，NTT 3.5米望远镜的深近红外图像已被用于研究嵌入的年轻星团的光度特性，揭示了几个YSO的候选者。通过使用一组主序前等时线，确定了星团的平均年龄在250 - 500万年之间，并揭示了恒星形成的证据。在R波段的偏振度的突然下降，注意到向中央电离区，可能是由于低的晶粒排列效率所造成的湍流环境和/或弱强度的磁场。磁场线的扭曲表现出双重行为，与区域外的平均取向大致遵循恒星形成区域的边界，并径向指向电离区域内的星团，与扩展HII区域的模拟一致。偏振的光谱依赖性允许一个有意义的确定的总选择性消光比拟合的Serkowski关系。此外，一个大的旋转偏振角作为波长的函数被检测到朝向几个嵌入的恒星。
2012-04-02 astro-ph.GA
Star Formation in a Strongly Magnetized Cloud
我们研究恒星形成的中心脊1（CR 1）在船帆座C巨大的分子云，选择作为一个高柱密度区域，显示最低水平的尘埃连续极化角色散，可能表明磁场是相对较强的。我们用ALMA 7 m阵列在1.05 mm和1.3 mm波长上观测该源，这使得能够测量尘埃温度、核心质量和天体化学氘。一个相对适度的11个致密的核心是通过它们的尘埃连续体发射确定的，质量从0.17到6.7 Msun。总体而言，与其他具有类似柱密度的典型云相比，CR 1具有相对较低的致密气体部分，这可能是该区域的强磁场和/或非常早期的演化阶段的结果。用N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）线测量的核心的氘代率Dfrac从0.011到0.85不等，后者是迄今为止检测到的最高值之一。氘化水平似乎随着星前阶段到原恒星阶段的演化而降低。一个线性灯丝，运行大致平行于大规模的磁场方向，被视为连接两个最大的核心，每个具有CO双极流出正交对齐的灯丝。暗条包含了氘代最多的核心，可能是星前的，位于原恒星的中间。观测允许测量的完整的氘化结构的灯丝沿其长度，我们目前。我们还讨论了这种结构的运动学和动力学，以及密集的核心人口。
2021-05-26 astro-ph.GA
Detection of two power-law tails in the probability distribution functions of massive GMCs
我们报告了新的检测复杂的高柱密度尾巴的概率分布函数（PDF）的三个高质量的恒星形成区域（CepOB 3，MonR 2，NGC 6334），从观测到的尘埃排放与赫歇尔。低柱密度范围可以用对数正态分布拟合。第一个幂律尾部开始于约6-14的消光（Av）以上。对于等效密度分布（球形或圆柱形几何），它的ρ ~r^-α曲线的斜率为α =1.3-2，因此与自由落体引力坍缩相一致。在Av~40、60和140以上，我们检测到可以通过α>2的平坦幂律尾部来拟合的过量。它与大小约为1 pc、密度大于10^4 cm^-3的云的中心区域（脊/中心）相关。这种过剩可能是由物理过程引起的，这些物理过程减缓了坍缩并减少了质量向更高密度的流动。可能是：1。旋转，这引入了角动量障碍，2。增加光学深度和较弱的冷却，3.磁场，4.几何效应，以及5.原恒星反馈过剩/第二次幂律尾与高质量恒星的形成密切相关，尽管它并不意味着（高质量）恒星形成的普遍柱密度阈值。
2015-07-31 astro-ph.GA
Tracing H2 column density with atomic carbon (CI) and CO isotopologues
我们提出了中性碳（[CI]，3 P1 - 3 P0在492 GHz）和一氧化碳（13 CO，J = 1 - 0）映射船帆座分子脊云C（VMR-C）和G333巨分子云复合物与NANTEN 2和Mopra望远镜的第一个结果。对于这项工作中映射的四个区域，我们发现[CI]与13 CO具有非常相似的光谱发射轮廓，具有可比的线宽。我们发现，[CI]在整个映射区域具有0.1 - 1.3的不透明度，而[CI]/13 CO峰值亮度温度比在0.2至0.8之间。[Cl]柱密度比13 CO低一个数量级。从[Cl]得到的H2柱密度与从12 CO得到的值相当。我们的地图显示，CI优先检测到的气体与低温（低于20 K），这可能解释了从两种示踪剂计算的相当的H2柱密度（Cl和12 CO都低估了柱密度），因为较暖气体中的大量Cl可能处于较高的能量状态转变中（[Cl]，3 P2 - 3 P1，在810 GHz），因此可能需要观察上述两个[Cl]跃迁以恢复总H2柱密度。
2014-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS 09002-4732: A Laboratory for the Formation of Rich Stellar Clusters
IRAS 09002-4732是船帆座分子脊中一个研究较少的嵌入星团，距离船帆座分子脊1.7kpc。钱德拉X射线天文台的深度观测，结合现有的光学和红外线测量，产生了该地区441个可能的主序前成员的目录。恒星的空间分布有两个组成部分：大多数恒星居住在一个丰富的，紧凑的，椭圆形的星团，但少数居住在一个分子细丝几秒差距长，跨越集群。暗条有活跃的分布式恒星形成，有数十颗未聚集的原恒星。星团前主序群是$\leq 0.8$ Myr年龄和深深嵌入;其最大的成员是非常年轻的产生一个超紧凑的H II区。从X射线光度函数推导出的星团总人口是惊人的丰富，是猎户座星云星团的两倍。星团的核心非常密集，应该发生强烈的N体相互作用;它的初始质量函数可能在大质量恒星中有所不足。我们推断，IRAS 09002-4732是一个罕见的情况下，丰富的集群正在形成今天的分子丝，符合天体物理模型的团簇形成的云，涉及层次的形成和合并的集团分子丝。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
2015-03-13 astro-ph.GA
The distribution of ionized, atomic and PDR gas around S1 in Rho Ophiuchus
蛇夫座ρ星云中的早期B星S1激发了HII区，并照亮了一个大的蛋形光解离（PDR）腔。PDR被密集的分子Rho Oph A脊限制在西部和西南部，更自由地扩展到东北部的弥漫性低密度云中。我们分析了新的SOFIA GREAT，GMRT和APEX数据以及Herschel/PACS，JCMT/HARPS的存档数据，以研究该区域的光辐照电离和中性气体的性质。示踪物包括158微米的[C Ⅱ]、63和145微米的[O Ⅰ]、CO和13 CO的J=6-5跃迁、HCO+（4-3）、610和1420 MHz的射电连续谱和21 cm的HI。PDR辐射强烈地红移到星云的东南方，而主要蓝移到星云的西北方。[C II]和[O I]63光谱在大部分PDR上都是强自吸收的。通过分别使用光学薄的对应物[13 C II]和[O I]145，我们得出结论，自吸收是由温暖的（>80 K）前景PDR气体主导的，而不是由周围的冷分子云。我们估计PDR中C+和O的柱密度分别为3e 18和2 e19 cm^-2。恒星远紫外线通量和再处理的红外辐射的比较表明，西北部的气体团块增强。对PDR气体发射的分析表明，至少存在三种密度成分，包括高密度（10^6 cm^-3）团块、中等密度（10^4 cm^-3）团块和弥散性（10^3 cm^-3）团块间介质。中密度组分主要贡献于PDR气体的热压力，PDR气体与西边的分子云处于压力平衡。我们发现…
2021-02-22 astro-ph.GA
Multi-scale analysis of the Monoceros OB 1 star-forming region: I. The dense core population
目前的理论和模型试图从全球范围内解释恒星的形成，从核心尺度到巨大的分子云尺度。一个多尺度的观察表征的整个分子复合体是必要的，以限制他们。我们研究了G202.3+2.5中的恒星形成，G202.3 + 2.5是Monoceros OB 1云的一个~ 10 x3 pc的子区域，具有复杂的形态，具有相互连接的附属结构。我们的目标是将G202.3+2.5中核心和细丝的演变与云的全球演变联系起来，并确定云动力学的引擎。在这第一篇论文中，恒星形成活动的评估调查的密集的核心和原恒星的分布，以及它们的演化状态，其特点是使用红外观测从赫歇尔和WISE望远镜和分子线观测与IRAM 30米望远镜。我们在整个星云中发现了正在进行的恒星形成活动，在G202.3+2.5的中心周围有一个恒星形成活动的局部高峰，那里有一个巨大的核心链（10-50 Msun）形成一个巨大的山脊（>150 Msun）。从无星核心到II类原恒星的所有演化阶段都在G202.3+2.5中发现，包括一个可能无星、大柱密度（8x 10 ^{22} cm-2）和大质量（52 Msun）的核心。本文中研究的所有核心尺度观测值都表明，G202.3+2.5的分支结构的三个主要分支之间的连接处集中了增强的恒星形成活动。这表明，恒星形成活动的增加是这些分支会聚的结果。为了进一步研究这种增强的起源，现在有必要将分析扩展到更大的尺度，以研究核心，细丝及其环境之…
2019-09-09 astro-ph.GA
Low Mass Stars as Tracers of Star and Cluster Formation
我们回顾了使用年轻的低质量恒星和原恒星，或年轻的恒星物体（YSO），作为恒星形成的示踪剂。在可见光、红外线、无线电和X射线波长下观测分子云，可以识别和描述这些云中的YSO，并能够探测深埋物体和所有演化阶段。用斯皮策、赫歇尔、XMM-牛顿和钱德拉空间望远镜进行的观测测量了一些附近（< 2.5千秒差距）分子云内YSO的空间分布，显示表面密度的变化超过三个数量级。这些调查已被用来测量空间变化的恒星形成率和云内的效率，并结合分子气体的地图，导致发现恒星形成关系的云内。YSO巡天还可以描述嵌入星团的结构、年龄和恒星形成历史，并阐明星团与形成它们的分子云中的细丝、枢纽和脊的网络之间的关系。YSO的自行和径向速度的测量跟踪集群的运动学从深深嵌入的阶段，通过气体扩散的演变，提供洞察力的因素，形成绑定集群。在包含整个恒星形成复合体的100 pc尺度上，盖亚正在绘制年轻的恒星协会，这些恒星已经分散了它们的出生气体并与分子云共存。这些调查揭示了复杂的结构和运动的协会，并显示证据超新星驱动的膨胀。盖亚现在已经发现了这些关联的遗迹，表明恒星形成结构的痕迹可以持续数亿年。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field Alignment Relative to Multiple Tracers in the High-mass Star-forming Region RCW 36
本文利用 SOFIA HAWC+ 偏振数据和 HRO 方法，研究 RCW 36 中磁场与恒星反馈的相互作用，发现致密气体和 PDR 示踪结构分别呈现垂直和平行于磁场的双峰取向趋势，揭示磁场在区域形成中设定了气体流动方向，而 PDR 附近的反馈可能主导并扭曲磁场几何。
2024-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulated observations of star formation regions: infrared evolution of globally collapsing clouds
本研究首次将SKIRT辐射传递代码应用于恒星形成云模拟，通过分析合成观测发现需引入星际辐射场，并揭示了冷尘埃导致质量低估的偏差，同时验证了红外流量校准SFR的有效性。
2023-04-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
