Mapping the prestellar core Ophiuchus D (L1696A) in ammonia
在没有恒星的高密度核心中心，气体动力学温度预计会低至5-6 K。本研究的目的是确定动力学温度分布在低质量的星前核心Oph D，以前的观测表明一个非常低的中心温度。使用甚大阵列（VLA）在NH3（1，1）和（2，2）反转线中绘制了Oph D核心的致密部分。通过拟合谱线的超精细结构，从观测到的光谱中导出了物理量，随后使用标准旋转温度技术计算了Oph D的温度分布。建立了堆芯的物理模型，并将用三维蒙特卡罗程序进行辐射转移计算后的模拟光谱与观测光谱进行了比较。温度，密度，和氨丰度的核心模型进行了调整，直到一个令人满意的匹配与观察。干涉测量数据的高分辨率显示，Oph D的南部由两个小的核心组成。气体动力学温度，来自氨对中心的南部和北部的核心分别为7.4和8.9 K。观测到的核心质量仅为0.2 M_Sun。它们潜在的坍缩可能导致褐矮星或低质量恒星的形成。
2011-09-23 astro-ph.GA
An analytical model for the evolution of starless cores I: The constant-mass case
我们提出了一个分析模型的准静态演化的无星核心限制在一个恒定的外部压力，假设核心是等温的，并服从球对称的密度分布。我们的模型核心的发展，在绝热和等温的限制，假设拉森一样的湍流耗散的普卢默和高斯密度分布。我们将维里方程中的项的变化模拟为核心特征半径的函数，并确定核心是朝着维里平衡还是引力坍缩发展。在目前的研究中，我们忽略了核上的吸积。我们讨论了不同的行为预测的等温和绝热的情况下，并通过我们选择的指数的尺寸线宽的关系，并提出了一种手段参数化的磁能项的维里方程。我们对Pattle等人（2015）在蛇夫座L1688区域观察到的核心组在“维里平面”中的演化进行了建模。我们发现，并不是所有的维里约束和压力约束的核心将演变成为引力约束，与许多相反，收缩到维里平衡与周围环境，并找到一个缺乏引力主导的和维里未绑定的核心。我们假设在维里平面的这个象限中存在一个“无星核心沙漠”，这可能是由于核心最初形成为压力限制的物体。我们的结论是，一个维里约束和压力约束的核心不一定会演变成引力约束，因此不能被认为是星前的。一个核心只有在引力不稳定的情况下才能被明确地认为是星前的（坍缩形成一个独立的恒星系统）。
2016-03-31 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Clustered Star Formation III. The Deuterium Fractionation of the Ophiuchus B2 Core
我们给出了在蛇夫座分子云中形成小星团的蛇夫座B2核的N2 D + 3-2（IRAM）和H2 D + 1_11 - 1_10和N2 H + 4-3（JCMT）图。结合先前发表的N2 H + 1-0观测，N2 D+数据揭示了Oph B2高密度气体中的氘分馏。在OphB 2上，平均氘分馏R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）~ 0.03，有几个小的R_D峰，最大R_D = 0.1。平均R_D与孤立的无星核和原恒星核的结果一致。H_2D ~+和N_2D ~+的柱密度分布与总H_2柱密度无相关性。然而，我们发现，氘分馏与接近嵌入的原恒星在Oph B2的距离>= 0.04 pc的关系。氘分子的破坏机制需要气体温度高于先前通过Oph B2的NH3观测确定的温度。我们通过对分子的非热谱线宽度进行等值来计算致密核心气体的温度（即，N2 D+和H2 D+）预期追踪相同的核心区域，但在B2中观察到的复杂的线结构排除了在许多位置找到合理的结果。然而，这种方法可能在速度结构不太复杂的孤立岩心中工作得很好。最后，我们使用R_D和穿过Oph B2的H2 D+柱密度来设定穿过核心的电离分数的下限，发现平均x_e，lim >=几个x 10^{-8}。我们的研究结果表明，当使用氘代物质作为恒星形成区域致密气体物理条件的探针时，必须小心。
2010-06-23 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the SCUBA-2 observations of the Ophiuchus molecular cloud and a virial analysis of its prestellar core population
在本文中，我们提出了第一次观测的蛇夫座分子云的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带调查（GBS）的一部分，与SCUBA-2仪器。我们展示了将这些数据与以前的HARP CO，Herschel和IRAM N $_{2}$ H $^{+}$观测相结合的方法，以准确地量化蛇夫座SCUBA-2源的特性。我们制作了一份SCUBA-2发现的所有来源的目录。我们把它们分成原恒星和无恒星的核心。我们列出了所有的无星核心，并进行了全面的维里分析，包括外部压力。这是第一次将外部压力包括在这一详细程度中。我们发现我们的大多数核心要么是束缚的，要么是男性化的。引力能和外压的平均值在数量级上是相似的，但各区域之间有一些差异。我们发现，在OPH A区域的核心是重力约束的星前核心，而在OPH C和E区域的核心是压力限制。我们确定，N $_{2}$ H $^{+}$是一个很好的示踪剂的结合材料的星前核心，虽然我们发现了一些证据N $_{2}$ H $^{+}$冻结在非常高的核心密度。我们发现，非热线宽之间的跟踪由C $^{18}$ O和跟踪由N $_{2}$ H $^{+}$，表明在较高的密度湍流耗散的气体大幅减少。我们发现，临界Bonnor-Ebert稳定性准则是不是一个很好的指标，我们的核心的有界性。我们探测到前褐矮星候选者Oph B-11，并发现与以前的工作一致的通量密度和质量。我们讨论的核心的性质…
2015-02-20 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Clustered Star Formation. II. N2H+ Observations of the Ophiuchus B Core
我们提出了一个Nobeyama 45米射电望远镜地图和澳大利亚望远镜紧凑型阵列指向N2 H + 1-0发射观测到的集群，低质量的恒星形成OphB核心内的蛇夫座分子云。我们将这些数据与先前发表的Oph B中高分辨率NH3（1，1）和（2，2）观测结果进行了比较。我们使用3D Clumpfind来识别单盘N2 H+地图中的排放特征，并发现N2 H+“团块”与先前在NH3（1，1）排放中识别的相似特征匹配良好，但经常偏移到在850微米连续排放中以相似分辨率识别的团块。Oph B2次核心的宽谱线表明，非热运动主导了核心的运动学，并且在密度n ~ 3 x 10^5 cm^-3时保持跨音速，散射很大，没有随N（H2）变化的趋势。Oph B1和B3的非热运动是亚音速的，变化很小，但也没有显示出与H2柱密度的趋势。在所有的Oph B中，非热N2 H+线宽比NH3追踪的线宽窄得多，使得NH3和N2 H+不太可能追踪相同的材料，但两种物质的v_LSR一致。我们从周围的环境气体中发现了Oph B1吸积的证据。NH3/N2 H+丰度比在无恒星的Oph B1中比在原恒星的Oph B2中大，这与最近在其他恒星形成区域的观测结果相似。在ATCA N2 H + 1-0发射中发现小尺度结构，其中发射峰再次从连续发射偏移。特别地，~ 1M_Sun B2-MM 8团簇与N2 H+发射最小值相关联，并且被断裂的环状N2 …
2009-11-19 astro-ph.GA
The Spitzer Survey of Interstellar Clouds in the Gould Belt. V. Ophiuchus North Observed with IRAC and MIPS
我们提出斯皮策IRAC（2.1平方米）。（摄氏度）MIPS（6.5平方米）（摄氏度）在蛇夫座北分子云中观察恒星形成。这片碎片状的星云复合体位于天蝎座-半人马座OB星协的边缘，在著名的猎户座恒星形成区以北几度，距离大约130秒差距。蛇夫座北云是作为斯皮策古尔德带项目的一部分绘制的，工作名称为“天蝎座”。在绘制的区域中，选择包含所有具有视觉消光AV>3的云，确定了11个年轻恒星天体（YSO）候选者，其中8个来自IRAC/MIPS颜色选择，3个来自2 MASS K/MIPS颜色。加上先前在L43中鉴定的一个来源（Chen等人，2009年），这将在Oph N中鉴定的YSOc数量增加到12个。在选择过程中，有四个基于颜色的YSO候选者被拒绝为可能的AGB恒星，一个作为已知星系。这些源涵盖了从0/1类到III类的YSOc分类的全部范围，并且还存在无星核心。12个高消光（AV>10）核心被确定为总质量约为。一百个太阳质量。这些结果证实，在这个区域几乎没有正在进行的恒星形成（瞬时恒星形成效率<0.34%），瓶颈在于致密核心的形成。附近的上天蝎座OB星协，包括09 V恒星zeta Oph，在动力学相互作用和尘埃温度升高中可见，但没有提高蛇夫座北的恒星形成水平。
2012-06-23 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core II: 3D Magnetic Field Structure of FeSt 1-457
分子云和分子核的三维磁场信息对于揭示分子云和分子核在重力作用下的运动学稳定性（磁支撑）具有重要意义，而这是研究恒星形成初始条件的基础。在目前的研究中，致密的无星核心FeSt 1-457的三维磁场结构的基础上确定的近红外偏振观测的二向色偏振的背景恒星和简单的三维建模。利用获得的$45^{\circ}\pm10^{\circ}$的视线磁倾斜轴$θ_{\rm inc}$的角度和先前确定的$23.8\pm12.1$ $μ{\rm G}$的天空平面磁场强度$B_{\rm pol}$，导出FeSt 1-457的总磁场强度为$33.7\pm18.0$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流载体评估的FeSt 1-457的临界质量为${M}_{\rm cr} = 3.70\pm0.92$ ${\rm M}_{\odot}$，其与观察到的核心质量$M_{\rm core}=3.55\pm0.75$ ${\rm M}_{\odot}$相同。因此，我们得出结论，FeSt 1-457的稳定性处于接近临界状态的条件下。没有下沉的气体运动，也没有相关的年轻恒星，核心被认为处于恒星形成的最早阶段，即，在达到超临界状态后，动力学崩溃开始之前的阶段。这些特性将使FeSt 1-457成为未来研究恒星形成初始条件的最佳无星核心之一。
2017-10-15 astro-ph.GA
Gas and dust in the star-forming region rho Oph A: The dust opacity exponent beta and the gas-to-dust mass ratio g2d
我们的目标是确定在恒星形成区域的气体和尘埃的空间分布，并解决其相对丰度的定量。我们还研究了空间和/或时间变化的尘埃不透明度指数β。使用非常密集的rho Oph A核心的映射观测，我们研究了标准的1D和非标准的3D方法来分析远红外和亚毫米（submm）连续辐射的数据。由此产生的粉尘表面密度分布可以与气体的表面密度分布进行比较。后者来自于伴随分子线发射的分析，用Herschel从太空观察，用APEX从地面观察。作为气体示踪剂，我们使用N2 H+，这被认为是不太敏感的冻结比CO及其同位素。N2 H+（J=3-2）和（J=6-5）谱线的辐射转移模型，明确考虑了它们的超精细结构，提供了柱密度N（H2）的空间分布的解，因此提供了气体的表面密度分布。气尘质量比在整个地图上变化，在核心SM 1周围的中心区域具有非常低的值。然而，全球平均值=88，与标准值100相差不远。在rho Oph A中，对尘埃不透明度的幂律描述的指数β表现出明显的时间依赖性，在无星的Class-1源中，以盘为主的发射具有2的高值，而在Class III天体中，以盘为主的发射具有接近0的低值。beta假设介于两者之间的进化类的中间值。由于β主要是由晶粒大小控制，晶粒生长主要发生在拱星盘。气体和尘埃的空间分离，在向核心中心的投影中看到，可能意味着，像C18 O一样，N2 H+也被冻结在颗粒上。
2015-04-23 astro-ph.GA
Mapping and characterizing magnetic fields in the Rho Ophiuchus-A molecular cloud with SOFIA/HAWC$+$
本研究利用SOFIA/HAWC$+$观测分析蛇夫座ρ-A分子云的远红外尘埃偏振，测绘其磁场形态并测量强度，发现该云由强磁场主导支撑，磁场可抵御辐射反馈并调控云的形状。
2024-09-11 astro-ph.GA
A PPMAP analysis of the filamentary structures in Ophiuchus L1688 and L1689
本文利用PPMAP（Point Process MAPping）算法对蛇夫座分子云L1688和L1689亚区的\textit{Herschel}和SCUBA-2观测资料进行了再分析。PPMAP通过使用原始分辨率下的观测值来提供高分辨率地图（此处为$14''$，对应于$\sim 140\,{\rm pc}$下的$\sim 0.01\,{\rm pc}$）。PPMAP还通过区分不同类型和不同温度的灰尘，提供更准确的灰尘光学深度。纤维和星前核几乎都位于具有$N_{\rm H_2}\gtrsim 7\times 10^{21}\,{\rm cm}^{-2}$的区域（对应于$A_{_{\rm V}}\gtrsim 7$）。尘埃温度，$T$，往往与尘埃不透明度指数，PDMATHAMT，与低$T$和低PDMATHAMT往往集中在内部的细丝。这种趋势的一个例外是L1688中的一段暗条，在投影中落在两颗B星S1和HD 147889之间;这里的$T$和$β$相对较高，并且有令人信服的证据表明来自这两颗恒星的反馈已经加热和压缩了暗条。灯丝{ \sc fwhm}通常在$0.10\,{\rm pc}$至$0.15\,{\rm pc}$的范围内。大多数长丝的线密度在$25\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$至$65\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$的范围内。如果它们唯…
2021-04-08 astro-ph.GA
ALMASOP. Detection of Turbulence-induced Mass Assembly Shocks in Starless Cores
针对无恒星核样本开展ALMA（3波段）观测，发现CH₃OH与N₂H⁺发射形态反相关且运动学偏移，结合MHD模拟证实湍流诱导质量聚集激波导致冰幔解吸，为无恒星核生长机制及气相复杂有机分子存在提供新见解。
2025-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear spin ratios of deuterated ammonia in prestellar cores. LAsMA observations of H-MM1 and Oph D
通过LAsMA观测两个核前恒星核，测定NH2D和NHD2的正/仲比接近统计值，气相质子交换情景决定自旋比，化学脱附影响丰度。
2023-11-14 astro-ph.GA
Nitrogen chemistry and depletion in starless cores
我们研究了含氮物种的化学，主要是CN，HCN和HNC的同位素，在前原恒星核的样品。我们使用IRAM 30 m望远镜测量了L 1544、L 183、Oph D、L 1517 B、L 310中CN、HCN、13 CN、H13 CN、HN 13 C和HC 15 N的转动和超精细跃迁发射。观测是沿着穿过尘埃排放峰值的轴向切口在若干有规律间隔的偏移位置进行的。减少和分析观察结果，以获得柱密度，使用丰度较低的同位素变体的测量，以尽量减少线中有限的光学深度的后果。的意见进行了比较与预测的自由降落引力坍缩模型，其中包括一个非平衡处理相关的化学。我们发现，CN，HCN，和HNC仍然存在于气相中的密度远高于CO耗尽到晶粒。CN：HCN和HNC：HCN丰度比在我们样品的所有对象中大于1。此外，没有观测证据表明，这些比率随着距离尘埃排放峰值的偏移量增加而变化很大，因此也就随着密度的增加而变化。虽然CN和CO的差别冻结可以根据当前的化学性质来理解，但CN：HCN比率的行为更难以解释。模型表明，大多数氮并不处于气相，而是可能被锁定在冰中。明确的结论需要测量低温下关键中性-中性反应的速率系数。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. I. NH3 tracers of dense molecular cores
（略）目标。在我们调查的这一部分，我们在追踪分子云密集区的天鹰座裂谷复合体中寻找氨发射体。方法.从一氧化碳调查进行了德令哈14米望远镜，我们选择了150个目标的观测在其他分子线。在这里，我们描述的映射观测的NH 3（1，1）和（2，2）的前49个源的反转线与Effelsberg 100米望远镜。结果分别在12个和7个源中检测到NH3（1，1）和（2，2）发射谱线。在新发现的NH3源中，我们的样本包括以下著名的云：无星核心L 694 -2，巨蛇座星云星团B，巨蛇座暗星云L572，无星暗星云L 673，孤立的原恒星源B335和复杂的恒星形成区域巨蛇座南部。在致密的无星核心中，观测到的角大小在40”到80”之间（约0.04-0.08 pc），但在无星的暗云中，观测到的角大小可达9“（约0.5 pc）。测得的云的动力学温度介于9 K和18 K之间。从3- 8 K的NH3激发温度，我们确定了H2的密度，其典型值为~（0.4-4）10^4 cm^-3。绘制的核心的质量范围在~0.05和~0.5M_solar之间。氨的相对丰度X= [NH3]/[H2]，变化范围为10^-7 ~ 5 10^-7，平均值<X>=（2.7+/-0.6）10^-7（根据空间分辨岩心估算，假设填充因子eta = 1）。在两个云中，我们观察到运动学分裂NH3剖面分离约1公里/秒。分裂最有可能是由于双极分子流出，其中一个我们…
2013-03-08 astro-ph.GA
First Detections of PN, PO, and PO+ toward a Shocked Low-mass Starless Core
本研究首次在低质量无恒星核中探测到PN、PO和PO⁺，证实激波是磷从尘埃释放到气相的主因，测得相关丰度比，揭示PO⁺可在标准宇宙线电离率下形成，为益生化学研究提供新观测依据。
2025-06-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the deuterium fractionation of star-forming cores in the Perseus molecular cloud
利用亚利桑那射电天文台亚毫米波望远镜和基特峰12米望远镜对英仙座分子云中64个N2 H+明亮的无星和原恒星核心的N2 D + 2-1和N2 D + 3-2发射进行了定点观测。结果表明，氘在N_2H ~+中的平均分馏率R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 0.08，最大分馏率R_D = 0.2。在检测到的来源，我们没有发现显着差异的氘分馏无星和原恒星的核心，也没有核心之间的集群或孤立的环境。我们比较了氘馏分N2 H+与先进的核心演变的参数。我们只发现氘分数和增加的H_2柱密度之间的显着相关性，以及与增加的中央核心密度，为所有的核心。对于原恒星源，我们还发现R_D与辐射热温度之间存在显著的反相关。我们发现，英仙座的核心的特点是低的CO消耗值相对于以前的研究恒星形成的核心，类似于最近的结果在蛇夫座分子云。我们认为，低的平均CO消耗是占主导地位的机制，限制了英仙座核心的平均氘分馏小的值。虽然当前的平衡和动态化学模型能够重现我们在英仙座中发现的氘分馏值范围，但重现整个核心的散射需要改变参数，例如电离分数或整个云的正氢与仲氢之比，或核心演化时间尺度的范围。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper motion survey and kinematic analysis of the Rho Ophiuchi embedded cluster
我们的目标是进行一个年轻的恒星对象（YSO）的运动学普查的Rho Ophiuchi F核心和部分在E核心的L1688暗云。我们在ESO新技术望远镜（NTT）上使用ISAAC（SOFI）仪器的儿子在近红外线上运行了九年的自行程序。我们用各种公共图像数据库补充了这些观测结果，将观测的时间基础和调查范围扩大到0.5度X 0.5度。我们得到了2213个物体的位置和自行。其中，607个自行来自SOFI观测，精度约为1.8质量/年，而其余的物体仅从辅助数据测量，平均精度约为3质量/年。我们进行了运动学分析的最准确的自行推导出这项工作，这使我们能够分离的集群成员从场星，并得出集群的平均性能。从运动学分析，我们得出了一个列表的68个成员和14个候选成员，包括26个新的对象具有较高的成员概率。这些新成员通常比已知的成员更暗。我们测得L1688暗云的平均自行为（mu_RA*，mu_DEC）=（-8.2，-24.3）+/-0.8 mas/yr。将监督分类应用于成员的光度数据，以将光谱能量分布（SED）分类分配给未分类的成员。我们从运动学上确认了以前对Rho Ophiuchi F星团的研究中已知的56个成员，也是我们调查的一部分，是该星团的成员，我们增加了26个新成员。我们定义了集群中未分类成员的进化状态。我们发现，这些新成员中有很大一部分（23个）可能是褐矮星，这使星团中已知的亚恒星天体数量增加了3.3…
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
Cosmic-ray ionisation rate in low-mass cores: the role of the environment
该研究利用APEX与Herschel观测，对20个不同环境中的低质量无星核估算宇宙线电离率，发现其与温度正相关而非柱密度，支持邻近原恒星再加速宇宙线的情景。
2025-08-26 astro-ph.GA
Deuterium fractionation in cold dense cores in the low-mass star forming region L1688
本文通过多分子谱线成图观测与气-尘化学模型，研究 L1688 区四个无星云核的氘分馏随密度和半径的变化，发现中心氘分馏显著高于包层，并验证了化学模型对含氮和含碳离子氘分馏的预言。
2024-01-10 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in Barnard 68
通过对背景星的近红外偏振观测，测量了无星致密核Barnard 68（B68）中尘埃颗粒排列产生的二向色偏振光，揭示了该核的磁场结构、运动学稳定性和演化状态.减去无关的环境极化分量后，遍布B68的磁场映射使用38颗恒星和轴对称扭曲沙漏状磁场得到，虽然证据沙漏场不是很强。在简单的二维和三维磁场建模的基础上，确定了在天空平面和视线方向上的磁倾角分别为$47^{\circ} \pm 5^{\circ}$和$20^{\circ} \pm 10^{\circ}$。得到B68的总磁场强度为$26.1 \pm 8.7$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流支持评估的B68的临界质量是$M_{\rm cr} = 2.30 \pm 0.20$ ${\rm M}_{\odot}$，这与观测到的$M_{\rm core}=2.1$ M $_{\odot}$的核心质量一致，表明接近临界状态。我们发现，在$A_V \sim 30$ mag以下，对最深遮蔽的恒星，偏振和消光之间存在相对线性的关系。需要进一步的理论和观测研究来解释核心寒冷和密集区域的尘埃排列。
2019-10-21 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Studying the Complex Magnetic Field of L43
本研究利用JCMT BISTRO的SCUBA-2/POL-2偏振观测分析L43复杂磁场，发现其与外流空腔相互作用，并测得致密核与延展区分别呈磁超临界和亚临界状态。
2023-05-22 astro-ph.GA
Initial conditions of star formation at $\lesssim$2000 au: physical structure and NH$_{3}$ depletion of three early-stage cores
本研究通过VLA和GBT的高角分辨率观测，结合Spitzer中红外消光数据，分析三个早期恒星形成核的物理结构与NH₃损耗规律，发现NH₃丰度随核中心密度升高而逐步下降。
2023-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense core formation by fragmentation of velocity-coherent filaments in L1517
上下文低质量恒星形成核心与其周围的分子云在湍流、形状和密度结构上不同。目标。我们的目标是通过研究这两个制度之间的联系，了解致密的核心是如何从密度较低的云材料中形成的。方法.我们用FCRAO 14米望远镜观测了L1517暗云的C_（18）O（1-0）、N_2 H ~+（1-0）和SO（JN=32-21），用IRAM 30米望远镜观测了1.2mm尘埃连续体。结果云中的大部分气体位于四个典型长度为0.5 pc的细丝中。五个无星核心嵌入在这些细丝中，其化学成分表明了不同的进化阶段。灯丝具有C18 O（1-0）发射的径向轮廓，具有中心平坦区域和幂律尾部，并且可以近似地拟合为等温的压力支撑圆柱体。此外，细丝极其静止。它们有亚音速的内部运动，并且在整个长度上的速度是一致的。大规模的运动中的细丝可以用来预测核心内的速度，表明核心的形成并没有解耦的致密气体从其母体材料的运动学。在两个细丝，这些大规模的运动包括在速度质心的振荡，和一个简单的运动学模型表明，它们可能与核心形成流。结论. L1517的核心形成似乎分两步进行。首先，亚音速的、速度相干的细丝是从更湍流的环境云中凝结出来的。然后，核心准静态地分裂，并继承了细丝的运动学。因此，湍流耗散主要发生在0.5pc或更大的尺度上，并且似乎在单个核心的形成中发挥了很小的作用。
2011-07-15 astro-ph.GA
GASTON: Galactic Star Formation with NIKA2. Evidence for the mass growth of star-forming clumps
确定大质量恒星形成的机制对于我们理解星系的能量收支和化学演化至关重要。通过使用射电天文学研究所（IRAM）30米望远镜上的新IRAM KIDS阵列2（NIKA 2）相机，我们对银河平面的一部分进行了高灵敏度和大规模的测绘，以寻找高质量和低质量恒星形成模式之间的过渡特征。在这里，我们提出的第一个结果，从银河系恒星形成与NIKA 2（加斯顿）项目，一个大型计划在IRAM 30米望远镜，这是映射$\approx$ 2度$^2$的内银河平面（GP），集中在$\ell$ =23.9 $^\circ$，$b$ =0.05 $^\circ$，以及目标在金牛座和蛇夫座在1.15和2.00毫米连续波段。在本文中，我们介绍了第一个GASTON GP数据，并提出了初步的科学结果。我们进行提取的结构，从1.15毫米的地图使用树状图分析，并通过比较紧凑的源目录从赫歇尔调查数据，我们确定了人口的321个以前未检测到的团块。大约80%的这些新的团块是70 $μ$ m-安静的，可以被认为是无星的候选者。我们发现，平均而言，这些新的团块比已经确定的团块质量更小，温度更低。此外，通过分类的完整样本的团块的基础上，他们的红外明亮的分数-一个指标的演化阶段-我们发现证据的团块质量增长，支持模型的团块喂养高质量的恒星形成。
2021-02-16 astro-ph.GA
Observation of HCN hyperfine line anomalies towards low- and high-mass star-forming cores
HCN正在成为研究低质量和高质量区域恒星形成的热门分子选择，以及从彗星到高红移星系的其他天体物理来源。然而，HCN的一个主要的和经常被忽视的困难是，它可以在其超精细线结构中表现出非局部热力学平衡（非LTE）行为。个别超精细线可以被强烈地增强或抑制。在低质量恒星形成云的观测中，这可能会导致不透明度和激发温度的计算出现很大的误差，而在大质量恒星形成云中，由于湍流加宽，超精细线混合在一起，基于自吸收轮廓中峰的分离的下落测量会出现误差。如果存在超精细异常，则无法确定下面的线的形状。我们提出了第一个观测调查，这些异常在一系列的条件和过渡进行调查的低质量无星核心（金牛座和蛇夫座）和高质量的原恒星物体（在G333巨型分子云）使用氰化氢（HCN）J=1-0和J=3-2发射线。我们量化的异常程度，在这两个旋转水平，考虑个别超精细线LTE值相比的比率。我们发现，所有观察到的核心表现出一定程度的异常，而许多线是严重的异常。我们的结论是HCN超精细异常是常见的两条线在低质量和高质量的原恒星物体，我们讨论了不同的假设产生的异常。根据这些结果，我们倾向于将线重叠效应用于异常的起源。我们讨论了HCN作为动力学示踪剂的意义，并特别建议在定量计算中应避免J=1-0，F=0-1的超精细线。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Keplerian disk around a Class 0 source: ALMA observations of VLA1623A
背景：旋转支撑的盘在恒星形成过程中至关重要。它们何时形成以及哪些因素影响或阻碍它们的形成的问题已经被研究过，但在很大程度上没有答案。需要对早期的YSO进行观测，以探测盘的形成。目的：VLA 1623是一个三重非同时代的原恒星系统，具有垂直于外流的弱磁场，其0级分量VLA 1623 A显示出连续的盘状结构，并具有线发射的旋转特征。我们的目标是确定这种结构是否是部分或全部旋转支撑盘，即开普勒盘，以及它的特征。研究方法：本文介绍了ALMA第0周期早期科学1.3 mm连续谱和扩展配置中的C $^{18}$ O（2-1）观测，并使用PV图和薄盘模型加上前景吸收对盘状结构进行了分析。结果如下：C $^{18}$ O线发射的PV图表明存在一个半径至少为50 AU的旋转支撑组件。线发射的运动学模型表明，180 AU外的盘实际上是旋转支撑的，旋转被开普勒旋转很好地描述为至少150 AU，中心源质量为$\sim$ 0.2 M $_{sun}$，倾角为55 $^{\circ}$。纯粹的下落和守恒角动量旋转模型被排除在外。结论：VLA 1623 A是一个非常年轻的0级源，它是一个外半径为$R_{\rm out}$ = 180 AU的圆盘，其开普勒速度结构至少为150 AU。弱磁场和最近在rho蛇夫座这一地区的分裂可能发挥了主导作用，在磁盘的形成。
2013-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia Observations of Planck Cold Cores
使用Nanshan 26米射电望远镜对672个Planck冷核心进行NH3观测，探测率达37%，发现多数核心可能为无星核心，且其氨丰度高于大质量恒星形成区，揭示了稠密气体中超声速非热运动主导及小尺度上的宁静特性。
2024-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
