Distribution of methanol and cyclopropenylidene around starless cores
上下文无恒星核心周围分子的空间分布是研究恒星形成最早阶段的物理和化学的有力工具。目的。我们的目的是研究无星核的化学分化，以确定大尺度效应对核内分子空间分布的影响。此外，我们想把观测限制的机制，负责在无星核心的解吸甲醇从表面的尘埃颗粒，它是有效地生产。方法.我们映射甲醇，CH 3OH，和c-C3 H2，与IRAM 30米望远镜在3毫米波段对六个无星核心嵌入在不同的环境中，并在不同的进化阶段。此外，我们寻找的核心和甲醇分布的物理性质之间的相关性。结果从我们的地图中，我们可以推断，CH 3OH和c-C3 H2之间的化学分离是由星际辐射场（ISRF）的不均匀照明驱动的。核心被更多照射的一侧在气相中具有更多的C原子，并且碳链分子如c-C3 H2的形成得到增强。相反，在较少暴露于ISRF的一侧，C原子大多被锁定在一氧化碳（CO）中，CO是甲醇的前体。结论.我们的结论是，大规模的影响有一个直接的影响，我们可以观察到在核心规模的化学偏析。然而，非热机制，负责解吸的甲醇在无星核心不显示任何依赖于在甲醇峰的H2柱密度。
2020-09-10 astro-ph.GA
Why do some cores remain starless ?
能够使核心无星（在本地宇宙中）的物理条件是这项工作的研究主题。为此，我们研究了四个无星核心的演化：B68、L 694 -2、L1517 B、L1689和L1521 F。一个典型的核心，从早期的模拟研究核心形成的分子云的密度分布被用于此目的。我们证明-（一）核心收缩在准静态的方式在一个时间尺度上的顺序为$\sim 10^{5}$年。那些保持无星没有短暂地获得一个中心集中的密度配置，模仿不稳定的Bonnor Ebert球的密度分布反弹之前，（ii）我们的三个测试核心，即L 694 -2，L1689-SMM 16和L1521 F仍然无星，尽管成为热超临界。相反，B68和L1517 B仍然是次临界的; L1521 F只有在通过增加尘埃颗粒的尺寸来增强气体冷却时才塌陷成为VeLLO。这一结果是可靠的，因为其他核心，即B68，L 694 -2，L1517 B和L1689，以前保持无星也可能类似地导致崩溃。我们的主要结论是：（a）获得热超临界状态并不能确保核心一定会成为原恒星，（b）潜在的恒星形成核心（这里是VeLLO L1521 F）可能会经历尘埃颗粒的凝聚，这必须增强气体-尘埃耦合，从而降低气体温度，从而有助于坍缩。这一假设似乎有一些观测支持，（c）取决于它在任何特定时期的动力学状态，核心可能看起来是压力限制的，引力/维里束缚的，这表明核心的引力/维里束缚不足以确保它会形成恒星，尽管收缩核心…
2016-07-14 astro-ph.GA
An ALMA search for substructure and fragmentation in starless cores in Orion B North
本文利用 ALMA 在 Orion B North 观测了 73 个无星核和原恒星核，探测到 4 个无星连续谱源，并通过合成观测和位力分析对比了不同分子云中核的束缚特性，解释了其与湍流模型预测的差异。
2024-04-21 astro-ph.GA
Grain Alignment in Starless Cores
我们目前的近红外偏振测量数据的背景恒星闪耀通过选择的无星核心采取的$K$波段，探测视觉反射高达$A_{V} \sim 48$。我们发现，随着$A_{V}$的增加，$P_K/{τ_K}$继续下降，幂律斜率约为-0.5。对已发表的无星岩心亚毫米（submm）偏振测量的研究表明，通过$A_{V} \gtrsim 20$，$P$与$τ$的斜率变为$\sim -1$，表明在更大的光学深度处没有晶粒排列。结合这两个数据集，我们发现很好的证据表明，在没有一个中央照明源，在致密的分子云核心，没有内部辐射源的尘埃颗粒停止成为与当地的磁场在光学深度大于$A_V \sim 20$。一个简单的模型，涉及到云的光学深度的对准效率再现的观测。
2014-11-04 astro-ph.GA
Isolated starless cores in IRDCs in the Hi-GAL survey
在以前的论文中，我们确定了红外暗云（IRDC）的核心。我们认为那些没有嵌入源的是进化程度最低的，并将它们标记为无星。在这里，我们确定了最孤立的无星核心和模型，他们使用三维，多波长，蒙特卡罗，辐射转移代码。导出了核的物理参数，讨论了核的质量、温度、密度、大小与周围星际辐射场的关系。核心的质量被发现与它们的径向尺寸或中心密度无关。核心表面的温度几乎完全取决于核心周围ISRF的水平。没有相关性被发现在核心的中心温度和它的本地ISRF。相反，这被认为取决于核心的密度和质量。
2012-05-08 astro-ph.GA
Herschel dust emission as a probe of starless cores mass: MCLD 123.5+24.9 of the Polaris Flare
我们提出了新处理的档案赫歇尔图像的分子云MCLD 123.5+24.9在北极星耀斑。这片云包含五个无星核心。使用光谱合成代码多云，我们探索的不确定性的柱密度的推导，因此，从赫歇尔数据的分子核心的质量。我们首先考虑几个详细的晶粒模型，预测远红外晶粒不透明度。由模型预测的不透明度相差两个以上的因素，导致相同的因素推导出的柱密度的不确定性。然后，我们考虑与观察员使用的修正黑体拟合过程来估计列密度的不确定性。对于高柱密度云（N（H）$\gg$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$），这种拟合技术可能低估柱密度约三倍。最后，我们考虑了MCLD 123.5+24.9中五个无星核的维里稳定性。所有这些核心似乎有很强的次维里质量，假设，正如我们所认为的，$^{13}$ CO线数据提供可靠的估计速度分散。显然，它们不是自引力的，所以它们没有恒星也就不足为奇了。
2015-06-22 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
High Angular Resolution Observations of Four Candidate BLAST High-Mass Starless Cores
我们讨论了高角分辨率观测氨对四个候选人的高质量无星核心（HMSC）。2005年，运载火箭的大口径亚毫米望远镜（BLAST）在对狐狸座地区进行调查时发现了这些核心，在250、350和500微米处同时发现了60个致密源。其中四个核心没有IRAS-PSC或MSX对应物，用NRAO超大阵列（VLA）在NH 3（1，1）和（2，2）谱线中观察到。我们的观测结果表明，这四个核都是冷的（Tk <~ 14 K），并显示出一种对流和/或团簇结构。它们还显示出在~ 1 km/s范围内的显著速度子结构。这四个BLAST核心似乎比其他先前观察到的HMSC候选者更冷，更安静，表明进化的早期阶段。
2010-04-19 astro-ph.GA
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
A spectral line survey of the starless and proto-stellar cores detected by BLAST toward the Vela-D molecular cloud
我们提出了一个3毫米和1.3厘米谱线调查进行的Mopra 22米和帕克斯64米射电望远镜的样品40冷尘核，以前观察到的BLAST，包括无星和原恒星源。还使用致密气体的分子示踪剂绘制了20个物体。为了追踪致密气体，我们使用了分子物种NH3、N2 H+、HNC、HCO+、H13 CO+、HCN和H13 CN，其中一些追踪更静态的气体，而另一些则对更动态的过程敏感。所选岩心具有多种形态类型，也表现出物理和化学变化，这可能与不同的演化阶段。我们发现证据的系统运动在无星和原恒星的核心，我们检测线翼在许多原恒星的核心。我们的观测探测了源的线性距离>~0.1pc，因此主要对核心包层中的分子气体敏感。在该区域中，我们确实发现，例如，N2 H+（1-0）发射的径向分布比诸如HNC（1-0）、HCO+（1-0）和HCN（1-0）的含C分子的径向分布下降得更快。分析了几个物理化学参数与岩心动力学的相关性。根据我们对维里质量的假设，我们发现许多无星核的质量低于自引力阈值，而大多数原恒星核的质量接近或高于自引力临界值。对无星核和原恒星核的中值性质的分析表明，从前恒星阶段到原恒星阶段的转变相对较快，使核心包层的物理参数几乎没有变化。
2012-01-23 astro-ph.GA
Properties of dense cores in clustered massive star-forming regions at high angular resolution
我们的目标是在与大规模恒星形成区域相关的集群环境中表征致密的核心。为此，我们提出了一个统一的分析VLA NH3（1，1）和（2，2）的观测对样本的15个大质量的恒星形成区域，在那里我们确定了总共73个核心，将它们分类为原恒星，静止无星，或扰动无星，并得出一些物理性质。平均尺寸和氨柱密度分别为0.06 pc和10^15 cm^-2，无星核和原恒星核之间没有显著差异，而静止无星核的线宽和旋转温度比原恒星核小，分别为1.0 km/s和16 K（1.8 km/s，21 K）和扰动无星（1.4 km/s，19 K）核心。在大质量恒星周围的这些静止的无星核心的线宽和温度仍然显着大于在低质量恒星形成区域的无星核心测量的典型值，这意味着一个重要的非热成分。我们确认在高角分辨率的相关性先前发现的单碟望远镜之间的线宽，温度的核心，和测辐射光度。此外，我们发现每个核心的温度和来自星团中质量最大的恒星的入射通量之间存在相关性，这表明在我们样本的无恒星核心中测量到的高温度可能是由于附近大质量恒星的加热。一个简单的维里平衡分析似乎表明，从团块（0.1-10 pc）到核心（0.05 pc），存在一个自相似、自引力、湍流、维里化的结构层次。考虑到外部压力的影响，对动力学状态进行更仔细的检查，发现可能需要相对较强的磁场支持来稳定核心，或者它们是不稳定的，因此处于崩溃的边缘。
2013-04-18 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
Earliest Stages of Protocluster Formation: Substructure and Kinematics of Starless Cores in Orion
我们研究的结构和运动学的9个0.1 pc规模的核心在猎户座的IRAM 30米望远镜和更高分辨率的8个核心与CARMA，使用CS（2-1）作为主要的示踪剂。无星核的单碟零阶矩图显示了单一结构，中心柱密度在7 ~ 42 × 10^23 cm^-2之间，LTE质量在20 ~ 154太阳质量之间。然而，在较高的CARMA分辨率（5角秒）下，除了一个核心外，所有核心都分裂成3 - 5个分量。碎片的数量是小的相比，发现在一些湍流碎裂模型，虽然列入磁场可能会减少预测的碎片数量，提高模型的协议。这一结果表明，从秒差距尺度的分子云到亚秒差距核心的碎裂继续发生在无星核心内部。无星的核心和它们的碎片嵌在更大的沉积结构中，这可能在核心的形成和碎片化中发挥了作用。大多数岩芯显示出明显的速度梯度，震级范围从1.7到14.3 km/s/pc。我们对其中一个进行了详细的建模，发现它的光谱最好用沿着细丝向核心中心会聚的流动来解释;其他核心中的梯度可以类似地建模。我们推断质量流入速率约为2 x 10^{-3} Msolar/yr，这在原则上足以克服辐射压力并允许大质量恒星形成。然而，核心包含多个碎片，目前还不清楚快速流入是否会主要为一颗大质量恒星或一群低质量物体的生长提供食物。我们的结论是，快速，超声速收敛流沿灯丝发挥重要作用，在大质量恒星和团簇形成。
2013-06-28 astro-ph.GA
Lack of high-mass prestellar cores in the starless MDCs of NGC6334
两个模型家族竞相解释大质量恒星的形成。准静态模型预测存在的高质量的前恒星的核心维持高度的湍流，而竞争吸积模型预测，高质量的原恒星的核心演变从低/中等质量的原恒星的核心在动态环境中。我们介绍ALMA（1.4 mm连续发射和$^{12}$ CO发射线）和MOPRA（HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$和N $_2$ H $^+$分子线发射）对最近Herschel/HOBYS研究中发现的9个无星大质量致密核（MDC）样本的观测，这些核的质量和大小（分别为$\sim$ 110 M $_\odot$和$r\sim$ 0.1 pc），类似于准静态模型中使用的初始条件。MOPRA谱线特征表明，其中3个MDCs在$α_{\rm vir}\sim$ 0.35处亚维里化，4个MDCs有塌陷的迹象。另一方面，我们的ALMA观测结果表明，在9个无星的MDC中，MDC内的碎片非常少，而观测结果分辨了Jeans长度（$λ_{\rm Jeans}\sim$ 0.03 pc），并对Jeans质量（M $_{\rm Jeans}\sim$ 0.65 M $_\odot$）敏感。只有两个没有恒星的MDC拥有致密的连续源，其通量对应于$<3$ M $_\odot$碎片。因此，MDCs的质量库还没有被吸积到致密物体上，大部分发射被干涉仪过滤掉。这些观测结果不支持高质量恒星形成的准静态模型，因为在N…
2018-10-30 astro-ph.GA
HII Regions, Embedded Protostars, and Starless Cores in Sharpless 2-157
我们目前的高质量恒星形成区，夏普勒斯2-157，揭示了与恒星形成的第一阶段相关的冷尘埃弧秒分辨率1.4毫米的观测。这些数据与光学，红外和无线电波长的档案图像进行了比较，并补充了新的角秒分辨率中红外数据。我们确定了一个尘埃年轻的HII区域，众多的红外线源内的集群信封，和四个无星凝聚。其中三个核心位于星团峰南部的一条直线上，但最大的一个核心位于中心，与明亮的无线电和红外线源的混乱有关。这提出了一个有趣的并列的高，低质量的恒星形成在同一个集群，我们与其他高质量的恒星形成区域的类似观测进行比较，并在团簇形成理论的背景下进行讨论。
2012-04-19 astro-ph.GA
Earliest phases of star formation (EPoS): Dust temperature distributions in isolated starless cores
限制致密分子云核心的温度和密度结构是理解恒星形成的初始条件的基础。我们使用赫歇尔观测的热FIR尘埃排放附近孤立的分子云核心，并将它们与地面的亚毫米波连续数据相结合，以获得其温度和密度结构的观测约束。本研究的目的是验证射线追踪反演技术的有效性，该技术用于直接从尘埃排放图中获得孤立的无星核的尘埃温度和密度结构，并测试由此产生的温度和密度分布是否与物理模型一致。利用这种射线追踪反演技术，我们得到了六个孤立的无星云核的尘埃温度和密度结构。我们采用自洽的辐射转移模型推导出的密度分布，治疗的ISRF作为唯一的热源。通过将自洽计算的温度分布与射线追踪法得到的温度分布进行比较，得到了ISRF的局部强度和外包络消光的最佳拟合值。我们发现，所有的无星核心是显着冷内部比外部，核心温度显示出很强的负相关性与峰值柱密度。这表明它们的热结构主要由来自ISRF的外部加热和尘埃包层的屏蔽所控制。射线追踪反演得到的温度剖面与自洽的辐射转移模型可以很好地再现。
2016-06-14 astro-ph.GA
The Dust Emissivity Spectral Index in the Starless Core TMC-1C
在本文中，我们提出了一个尘埃排放图的无星核心TMC-1C采取在2100微米。随着地图在160，450，850和1200微米，我们研究了灰尘发射率光谱指数（亚）毫米光谱能量分布，并发现它是接近通常假设的β = 2的值。我们还绘制了TMC-1C的尘埃温度和尘埃柱密度图，发现在尘埃峰值（AV ~ 50）处，视线平均温度为~7 K。采用简单的蒙特卡罗模拟，我们表明，数据是一致的，在TMC-1C的整个地图上的发射率光谱指数的一个恒定值。
2009-11-04 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core IV: Magnetic Field Scaling on Density and Mass-to-flux Ratio Distribution in FeSt 1-457
在本研究中，磁场对密度的标度，$|B| \propto ρ^κ$，首次在一个单一的无星核心揭示。通过对背景星近红外偏振角色散径向分布的分析，得到了无星致密核FeSt 1-457的$κ$指数$0.78 \pm 0.10$。对于各向同性收缩的情况，结果优选$κ= 2/3$，并且观测值与$κ= 1/2$的差为2.8 σ。对质量与磁通量之比的分布进行了评价。发现FeSt 1-457在中心附近是磁超临界的（$λ\approx 2$），而在核心边界处是接近临界或稍微亚临界的（$λ\approx 0.98$）。在中等磁场强度的情况下，双极扩散调节的恒星形成模型可以解释FeSt 1-457的物理状态。计算了典型致密核（中心为$λ=2$的临界Bonnor-Ebert球和$κ=1/2$-$2/3$）的质量-通量比分布，发现在核边缘是磁临界/亚临界的，这表明典型致密核嵌入并演化自磁临界/亚临界扩散周围介质。
2018-08-16 astro-ph.GA
The end of star formation in Chamaeleon I ? A LABOCA census of starless and protostellar cores
Chamaeleon I是Chamaeleon分子云复合体中恒星形成最活跃的区域。它的星前核和原恒星核的数量尚不清楚，关于它的恒星形成历史也存在争议。我们的目标是描述这个星云中恒星形成的最早阶段。我们使用APEX的测辐射热计阵列LABOCA来绘制870微米处尘埃连续发射的云。通过仔细考虑到数据减少过程中固有的空间滤波，对检测到的源进行分析。使用斯皮策数据和SIMBAD数据库进行与YSO关联的搜索。大多数检测到的870微米发射分布在5个细丝中。我们确定了59个无星核心，一个候选人第一流体静力学核心，和21个源与更先进的YSO。这些无星的核心只有在5等大的可见光消光阈值以上才被发现，它们的密度比附近其他分子云的密度低几倍。核心质量分布与IMF在高质量端一致，但在低质量端过度填充。此外，至多17%的核心具有大于临界Bonnor-Ebert质量的质量。这两个结果都表明，很大一部分的无星核心可能不是星前的。根据星前核、0类原恒星和更进化的YSO的普查，我们得出结论，在这个星云中，恒星形成率随着时间的推移而下降。星前核在无星核中所占的比例很低，0类原恒星的数量很少，全球恒星形成效率很高，恒星形成率随时间而下降，以及探测到的细丝的单位长度质量很低，这些都表明我们可能正在见证Cha I恒星形成过程的结束。
2011-01-04 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core: Near-Infrared Polarimetry of FeSt 1-457
磁场被认为在控制致密气体和尘埃凝聚的稳定性和收缩方面起着重要作用，导致恒星和行星系统的形成。在本研究中，FeSt 1-457是一个冷的无星分子云核，它的磁场是根据185颗背景恒星在被尘埃二向色吸收后的偏振近红外线与核中的磁场对准而成的。一个明显的“沙漏形”磁场被确定在核心的区域，这被解释为磁场结构扭曲的质量凝聚在一个无星的核心的第一个证据。本研究中获得的磁场线的陡峭曲率表明，畸变主要是在致密核的形成阶段产生的。推导出的质量-磁通量比表明，核心是在磁超临界状态。但是，如果考虑到热支持和湍流支持的额外贡献，则可以认为核心的稳定性处于近临界状态。磁场的进一步扩散和/或湍流耗散将导致核心动力学坍缩的开始。磁场线的方向和核的伸长之间的几何关系被发现与在磁场的影响下形成类太阳恒星的理论预测非常一致。
2017-07-03 astro-ph.GA
Thermal Starless Ammonia Core Surrounded by CCS in the Orion A Cloud
我们用甚大阵列对CCS中猎户座A巨型分子云中的两个无星分子云核心TUKH 083和TUKH 122以及氨（NH $_3$）发射进行了成像。TUKH 122含有一个NH $_3$核“TUKH 122-n”，其是细长的并且具有平滑的椭圆形边界。在观察到的地方，CCS排放围绕NH $_3$核心。这种配置类似于金牛座无星核心L1544中的N $_2$ H $^+$和CCS分布，这是一个经过充分研究的致密星前核心的例子，表现出坠落运动。TUKH 122-n的NH $_3$发射线的线宽很窄（0.20 km s $^{-1}$），因此主要由热运动控制。在NH $_3$中，核边界的平滑椭圆形状和窄线宽似乎暗示TUKH 122-n是动态松弛和静止的。TUKH 122-n在动力学温度（10 K）、线性尺寸（0.03 pc）和维里质量（$\sim$ 2 $M_{\odot}$）方面与L 1544相似。我们的研究结果强烈表明，TUKH 122-n正处于恒星形成的边缘。TUKH 122-n嵌入在0.2 pc质量（维里质量$\sim$ 30 $M_{\odot}$）的湍流母核中，而L1544 NH $_3$核心嵌入在0.2 pc质量较小（维里质量$\sim$ 10 $M_{\odot}$）的热母核中。TUKH 083在NH $_3$中的分布较为复杂，而在CCS中未检测到TUKH 083。CCS发射到TUKH …
2014-06-04 astro-ph.GA
Deuteration of Organic Molecules as a Probe of Starless Core and Filament Evolution in Barnard 10
Steward Observatory, The University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）
本研究以巴纳德10区域的11个低质量无恒星核为对象，观测氘代分子，发现氘代甲醛存在气相形成，不同纤维的核氘分馏有差异，提示无恒星核的氘代特征可用于研究其演化。
2026-09-02 astro-ph.GA
HD depletion in starless cores
目的：我们的目标是调查轻氘轴承的物种，如HD，H2 D+和D2 H+的气体颗粒化学模型，包括广泛的描述氘和自旋态化学，在物理条件下适合的无星核心的中心。方法：我们结合气体-颗粒化学模型和辐射转移计算来模拟无星核的密度和温度结构。该化学模型包括具有多达4个原子的物质的氘代形式和轻物质H2、H2+和H3+的自旋态以及它们的氘代形式。结果如下：我们发现HD最终会从气相中耗尽，因为氘被有效地结合到谷物表面HDO中，导致谷物上的HD生产效率低下。HD耗尽不仅对例如H2 D+和D2 H+的丰度有影响，其产生取决于HD的丰度，而且当与重元素不影响化学的完全耗尽模型相比时，对各种轻物质的自旋态丰度比也有影响。结论：虽然最终的HD耗尽导致轻氘轴承物种从气相中在一个相对较短的时间尺度在高密度的消失，我们发现，在核心演化的后期阶段的H2 D+和D2 H+的丰度增加向核心边缘和distributions变得延长。HD耗尽的时间尺度增加，如果更少的氧气最初存在于气相中，由于气体和尘埃之间的化学相互作用包围的无星核心阶段。如果允许H2在晶粒表面隧穿，我们的结果会受到很大影响，因此不仅需要更多的隧穿实验数据，而且还需要更多的O + H2表面反应实验数据。
2013-04-15 astro-ph.GA
Evolution of starless cores in massive clumps seen by the ALMA ASHES and QUARKS surveys
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Universidad de Chile（智利大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台南美天文中心）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学科）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese（中国科学院新疆天文台）
利用ALMA 1.3 mm连续谱和谱线数据，比较分析早期红外暗云和演化红外亮云中的324个无星核，发现后者具有更高的质量、密度、非热运动和更陡的密度轮廓，支持双演化起源和竞争式动力吸积模型。
2026-06-19 astro-ph.GA
ALMA Observations of Starless Core Substructure in Ophiuchus
当质量集中在可能形成原恒星的中心区域时，预计在无恒星的核心中会出现紧凑的子结构。此外，如果发生碎片化，可能会形成多个峰。我们目前ALMA周期2的60无星和原恒星的蛇夫座分子云的核心观测。我们检测到8个紧凑的子结构，这是从最近的斯皮策YSO>15 arcsec。在考虑了辅助数据后，只有其中一个有强有力的证据证明它是真正的无星，例如，赫歇尔和X射线望远镜。一个额外的扩展发射结构为无星提供了初步证据。我们检测到的数量与数值模拟和分析参数的合成观测相结合的估计一致。这一结果表明，在Chamaeleon I云中进行的类似ALMA研究，在无星核心中没有检测到紧凑的子结构，可能是由于该云中核心的特殊进化状态。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Radiative Transfer Modelling and Virial Analysis of Starless Cores in the B10 Region of the Taurus Molecular Cloud
本文利用 NIKA2 仪器对 Taurus Molecular Cloud B10 区域的 14 个无星核进行高分辨率尘埃连续谱观测，结合 3D 辐射转移建模与维里分析，揭示了其内部密度结构、尘埃发射率指数及稳定性，发现约 64% 的核在引力或外部压力下处于维里平衡或束缚状态。
2023-03-16 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
Physical and chemical modeling of the starless core L1512
无星核中的氘分馏给了我们一个估计其寿命尺度的线索，从而使我们能够区分不同的核形成动力学理论。核心似乎也受到差异N2和CO的消耗，这是没有预期的模型。我们的目标是做一个调查的10个核心，以估计他们的寿命尺度和详细的耗尽配置文件。在巨蛇座的L183之后，我们展示了系列的第二个云，御夫座的L1512。为了限制寿命尺度，我们进行化学建模的氘化配置文件在L1512的基础上，从近红外观测和非本地热平衡辐射传输与N2 H+，N2 D+，DCO+，C18 O，和13 CO，加上H2 D+（1 $_{10}$ -1 $_{11}$）多线观测的尘埃消光测量。我们发现一个峰值密度为1.1 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$和中心温度为7.5 $\pm$ 1 K，这是分别高于和低于以前的尘埃排放研究。在L1512中，N2 H+和N2 D+的消耗因子分别为27个$^{+17}_{-13}$和4个$^{+2}_{-1}$，介于另外两个更先进、密度更大的无星堆芯L183和L1544之间。这些因素还表明，与其他两个相比，L1512中的N2类似冻结，尽管峰值密度低一到两个数量级。用化学模型反演CO和N2丰度剖面，发现CO的贫化因子为$\sim$ 430-870，N2剖面与CO相似，而与L183不同。因此，L1512可能已经存在了足够长的时间，以至于N2化学已经达到稳定状态。N2 H+建模仍然是评…
2020-02-18 astro-ph.GA
The Evolution of Density Structure of Starless and Protostellar Cores
我们提出了一个近红外消光研究的九个致密的核心之间的无星到I类的演化阶段。结果表明，除了一个观测核外，所有观测核的密度结构在~ 0. 2 R-R之间都可以用单一的幂律ρ \propto r^p来模拟。在我们的样本中，无星核显示出两种不同类型的密度结构，一种遵循p ~ -1.0，另一种遵循p ~-2.5，而原恒星核都有p ~-2.5。p ~ -2.5的星前核与原恒星核的相似性表明，这些星前核可能正在向原恒星阶段演化。p ~ -2.5的斜率比奇异等温球的p ~ -2.5的斜率更陡，这可以用有限质量核的演化模型来解释。
2009-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass Distributions of Starless and Protostellar Cores in Gould Belt Clouds
使用来自SCUBA遗产目录（850微米）和斯皮策太空望远镜（3.6 - 70微米）的数据，我们探索蛇夫座，金牛座，英仙座，巨蛇座和猎户座分子云的致密核心。我们开发了一种新的方法来区分亚毫米核心SCUBA无星或原恒星，使用点源测光斯皮策宽视场调查。首先，我们确定与嵌入的年轻恒星对象（YSO）的红色红外源。其次，我们将这些YSO候选者的位置与我们的亚毫米核心进行比较。有了这些标识，我们构建新的，自洽的无星和原恒星的核心质量函数（CMFs）的五个云。我们发现，对于蛇夫座、金牛座、英仙座和猎户座，CMF的高质量端的最佳拟合斜率分别为-1.26 +/-0.20、-1.22 +/- 0.06、-0.95 +/- 0.20和-1.67 +/- 0.72。大体上，这些斜率在较高质量下与萨尔彼得IMF的-1.35幂律斜率一致，但也存在一些差异。我们研究了这些CMF形状和它们的母云属性之间的各种趋势，可能会发现高质量斜率和核心温度之间的相关性。我们还发现了核心质量和有效尺寸之间的趋势，但我们受到灵敏度的限制。我们用目视消光（A_V >= 3）对核心质量和大小进行了类似的比较，没有发现明显的趋势。我们还预测了未来的调查与SCUBA-2可能会发现在这些云的核心的数量和质量分布。
2010-02-18 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core III: Polarization--Extinction Relationship in FeSt 1-457
尘埃偏振和消光之间的关系，确定了冷的致密无星分子云核心FeSt 1-457的基础上，在近红外波长的二向色消光背景恒星偏振。由于已知的（三维）磁场结构，通过考虑（a）减去环境极化分量，（b）倾斜的畸变磁场的去极化效应，以及（c）磁芯的磁倾斜角，校正了从磁芯观察到的极化。经过这些修正后，在直到$A_V \approx 20$ mag的范围内，得到了地核的偏振和消光之间的线性关系。经过（a）至（c）的修正后，初始偏振-消光图发生了显著变化，相关系数从0.71改善到0.79。这些修正会影响对观测数据的理论解释。最终得到的偏振-消光关系的斜率为$P_H / E_{H-K_s} = 11.00 \pm 0.72$ $\%$ ${\rm mag}^{-1}$，接近于星际偏振效率的统计估计上限（Jones 1989）。这种一致性表明，星际偏振效率的上限可能取决于观测偏振天体的视角。
2018-03-22 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
Evolutionary view through the starless cores in Taurus: deuteration in TMC 1-C and TMC 1-CP
无星核和星前核的化学和物理演化对于理解恒星形成过程至关重要。金牛座分子云核心TMC 1-C和TMC 1-CP具有相似的初始条件，为了解前恒星核心阶段的演变提供了极好的机会。我们根据对原型暗核TMC 1-C和TMC 1-CP的观测，研究了无星核的演化阶段，将它们映射到CS $3\rightarrow 2$中，C $^{34}$ S $3\rightarrow 2$，$^{13}$ CS $2\rightarrow 1$，DCN $1\rightarrow 0$、DCN $2\rightarrow 1$、DNC $1\rightarrow 0$、DNC $2\rightarrow 1$、DN $^{13}$ C $1\rightarrow 0$，DN $^{13}$ C $2\rightarrow 1$，N $_2$ H $^+$ $1\rightarrow 0$，和N个$_2$和D个$^+$ $1\rightarrow 0$跃迁。我们进行了CS及其同位素，DCN和DNC线的多过渡研究，以表征这些核心的物理和化学性质。我们使用最先进的气体颗粒化学代码Nautilus和伪时间依赖模型研究了它们的化学性质，以确定它们的演化阶段。观测诊断似乎表明TMC 1-C处于比TMC 1-CP更晚的进化阶段，化学年龄为$\sim$ 1 Myr。TMC 1-C显示出在恒星形成开始时是一个演化核心的迹象，而…
2021-07-01 astro-ph.GA
The Deuterium Fraction in Massive Starless Cores and Dynamical Implications
我们研究了红外暗云（IRDC）G028.37+00.07中两个大质量无星/早期核心C1-N和C1-S中的氘分馏，Tan等人（2013）首次使用ALMA发现。用ALMA、CARMA、SMA、JCMT、NRO 45 m和IRAM 30 m望远镜观测了$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$的多跃迁谱线发射。通过同时拟合的光谱，我们估计的激发条件和氘分数，$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \equiv [\rm N_2D^+]/[N_2H^+]$，与值$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \simeq 0.2$ - $0.7$，几个数量级以上的宇宙[D]/[H]比。o-H $_2$ D $^+$的其他意见也有助于限制邻-对位比的$\rm H_2$，这是一个关键的数量影响程度的氘化。然后，我们提出了两个核心的化学动力学建模，探索特别是相对于自由落体，$α_{\rm ff}$的崩溃率的影响。为了达到观察到的$\rm N_2H^+$氘代的高水平，我们发现，最有可能的核心的演化历史涉及崩溃在一个相对缓慢的速度，$\lesssim1/10$ th的自由落体。
2016-05-08 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: III. Clump-to-core fragmentation and search for high-mass starless cores
本研究利用ALMA/ACA观测139个红外亮大质量原星团，识别1562个致密核，发现热金斯碎裂主导，并找到两个质量超16太阳质量的大质量无星核候选体，支持竞争吸积模型。
2025-08-05 astro-ph.GA
Synthetic Observations of the Evolution of Starless Cores in a Molecular Cloud Simulation: Comparisons with JCMT Data and Predictions for ALMA
多年来，解释无星核心的性质一直是恒星形成的一个突出目标。为了研究这些物体的演化阶段，我们对湍流分子云的数值模拟进行了综合观测。我们发现，几乎所有我们探测到的核心都与细丝有关，并最终形成原恒星。我们的结论是，观察到的无星核心出现牛仔不稳定的只是略大于各自的牛仔质量（3倍以内）。我们注意到，单碟观测，如与JCMT进行的那些似乎错过了显着的核心结构，由于小规模的光束平均。最后，我们预测ALMA周期1的干涉观测将解决重要的小尺度结构，这是迄今为止错过了毫米波长观测。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prevalence of Complex Organic Molecules in Starless and Prestellar Cores within the Taurus Molecular Cloud
本研究在金牛座分子云的31个无星核和前星核中探测到甲醇和乙醛，发现复杂有机分子在恒星形成前数十万年即于气相中生成，为化学能驱动的解吸模型提供了观测约束。
2023-04-04 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core VI: Application of Flux Freezing Model and Core Formation of FeSt 1-457
将无星致密核心FeSt 1-457的沙漏状磁场的观测数据与通量冻结磁场模型进行了比较（Myers等人，2018）。拟合所观察到的平面的天空磁场的磁通冻结模型给出了一个剩余的角度分散的结果与一个简单的三维抛物模型的基础上。通量冻结模型的最佳拟合参数为视线磁倾角$γ_{\rm mag} = 35^{\circ} \pm 15^{\circ}$和堆芯中心与周围（背景）密度对比度$ρ_{\rm c} / ρ_{\rm bkg} = 75$。核心形成的初始密度（$ρ_0$）估计为$ρ_{\rm c} / 75 = 4670$ cm $^{-3}$，比烟斗星云团间介质的预期密度（$\sim 300$ cm $^{-3}$）高出一个数量级。FeSt 1-457很可能是由相对致密的气体聚集而成，$A_V \simeq 5$ mag相对致密的背景柱密度支持这种情况。初始半径（芯形成半径）$R_0$和初始磁场强度$B_0$分别为0.15 pc（$1.64 R$）和$10.8-14.6$ $μ$ G。我们发现，初始密度$ρ_0$与磁场强度为$B_0$、半径为$R_0$的近临界磁化细丝的平均密度一致。如果核心的起源是磁化细丝的碎裂，那么核心形成的相对致密的初始条件就可以自然地理解。
2019-12-06 astro-ph.GA
Star formation in Chamaeleon I and III: a molecular line study of the starless core population
变色龙星云是研究低质量恒星形成的绝佳目标。Cha I和II正在积极形成恒星，而Cha III没有正在形成恒星的迹象。我们的目标是确定导致Cha I和III中恒星形成活动水平非常不同的驱动因素，并研究其中无星核心的动力学状态和可能的演化。用APEX和Mopra在各种分子转变中进行观察。在Cha I中有五个核心受到重力束缚，在Cha III中有一个。在Cha I中的8-17个核心和Cha III中的2-5个核心中可以看到坠落的迹象，这导致Cha I中13-28%的核心和Cha III中10- 2 - 5%的核心正在收缩，并可能成为星前的。未来的动力学相互作用的核心将不会动态显着的Cha I或III，但子区域Cha I北可能会经历碰撞的核心之间的约0.7万年。在两个云的核心中的湍流耗散被认为是在高密度示踪剂N2 H + 1-0和HC 3 N 1 - 0 -9。在茶I核心内部的贫化的证据被认为是在C17 O，C18 O和C34 S的丰度分布。收缩和静态化学模型表明，HC 3 N N2 H+丰度比是一个很好的演化指标，在星前阶段的重力约束和非约束的核心。在这些模型的框架下，我们发现，在茶III和茶I南部的核心是在一个类似的演化阶段，化学演化比茶I中部地区。测得的HC 3 N/N2 H+丰度比和Cha III无星核心收缩运动的证据表明，Cha III比Cha I中心年轻，它的一些核心可能在未来…
2014-11-13 astro-ph.GA
Deuterium fractionation of the starless core L 1498
本研究通过对无恒星核L 1498的多谱线观测与化学模拟，利用氘化作为化学钟约束其收缩时间尺度，发现该核年龄下限为0.16 Ma且符合自由下落时间，表明其可能快速形成。
2024-05-22 astro-ph.GA
Fragmentation of the High-mass "Starless'' Core G10.21-0.31: a Coherent Evolutionary Picture for Star Formation
G10.21-0.31是一个70 m的$μ$暗高质量无星核心（$r<0.15$ pc中的$M>300$ $\mathrm{M_{\odot}}$），在$Spitzer$、$Herschel$和APEX连续巡天中被确认，被认为是高质量恒星形成的初始阶段。我们目前的ALMA和SMA观测，以解决这个有前途的高质量无星核心的内部结构。灵敏的高分辨率ALMA 1.3毫米尘埃连续辐射揭示了三个质量范围为11-18 $\mathrm{M_{\odot}}$的核心，其特征是湍流碎裂。核心1，2和3代表了一个连贯的演化在三个不同的演化阶段，其特征在于流出（CO，SiO），气体温度（$\mathrm{H_2CO}$），和氘（$\mathrm{N_2D^+/N_2H^+}$）。我们确认了G10.21中形成大质量恒星的可能性，并探索了大质量恒星形成的演化路径。然而，在G10.21中没有高质量的星前核心。这表明了一个动态的恒星形成过程，其中核心的质量随着时间的推移而增长。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A centrally concentrated sub-solar mass starless core in the Taurus L1495 filamentary complex
褐矮星的形成情景仍然不清楚，因为调查其初始条件的观测研究非常有限。我们使用阿塔卡马紧凑阵列对附近低质量恒星形成区进行了系统调查（又名森田阵列）和IRAM 30米望远镜在1.2毫米连续谱中发现了一个中心集中的无星凝聚体，中心H $_2$体积密度为$\sim$ 10 $^6$ cm $^{-3}$，MC 5-N，与金牛座L1495区域的狭窄（宽度$\sim$ 0.03 pc）对流云相连。地核的质量为$\sim$ 0.2-0.4 $M_{\odot}$，比典型的低质量星前地核小一个数量级。考虑到星前核在附近分子云中的典型核到恒星形成效率（$\sim$ 20%-40%），褐矮星或非常低质量的恒星可能会在这个核中形成。我们已经在核心的高密度部分发现了可能的亚结构，尽管需要更高的角分辨率观测来明确证实它们。随后使用Nobeyama 45 m望远镜进行的N $_2$ H $^+$和N $_2$ D $^+$观测证实了高氘分馏（$\sim$ 30%）。这些动力学和化学演化特征表明，该核心处于原棕矮星或极低质量恒星形成的边缘，是通过引力坍缩和/或碎片云复合体研究这种低质量物体初始条件的理想来源。
2019-05-10 astro-ph.GA
Nobeyama Survey of Inward Motions toward Cores in Orion Identified by SCUBA-2
在这项研究中，36个核心（30个无星和6个原恒星）确定在猎户座进行了调查，以寻找向内的运动。我们使用Nobeyama 45 m射电望远镜，绘制了HCO $^+$、H $^{13}$ CO $^+$、N $_2$ H $^+$、HNC和HN $^{13}$ C的$J = 1\rightarrow0$跃迁的核。不对称参数$δV$（HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$峰值速度之差与H $^{13}$ CO $^+$线宽之比）偏向负值，表明向内运动比向外运动更占主导地位。三个无星核心（占所有无星核心调查的10%）被确定为具有蓝斜线轮廓的核心（具有更强烈蓝移发射的不对称轮廓），另外两个无星核心（7%）被确定为候选蓝斜线轮廓。HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$的峰值速度差高达0.9 km s $^{-1}$，表明某些向内运动超过了静止气体的声速（$\sim10-17$ K）。上述五个无星核的$δV$的平均值推导为$-$ 0.5 $\pm$ 0.3。在DCO $^+$ $J = 3\rightarrow2$中使用ALMA ACA观察到的一个岩心G211.16 $-$ 19.33 North3显示出蓝色偏斜特征。在DCO $^+$ $J = 3\rightarrow2$线中具有倾角的蓝色偏斜线剖面中的速度偏移（$\sim 0.5$ km s $^{-1}$）大于H…
2022-03-24 astro-ph.GA
The Dynamics of Massive Starless Cores with ALMA
质量比太阳大的恒星是如何形成的，因此恒星的初始质量函数（IMF）是如何建立的？这样的中等质量和高质量恒星可能是由相对大质量的前恒星气体核心产生的，这些气体核心的质量比热金斯质量更大。湍流核心吸积模型调用这样的核心作为近似维里平衡和近似压力平衡与周围的团块介质。它们的内部压力由湍流和磁场的组合提供。或者，竞争吸积模型需要强烈的次维里初始条件，然后导致广泛的热金斯尺度的碎片，与中等和高质量的恒星后来形成的竞争邦迪-霍伊尔吸积。为了测试这些模型，我们已经确定了四个主要的例子，大规模（~ 100 Msun）团块从中红外消光映射的红外暗云（IRDC）。Fontani等人在这些天体中发现了高氘分率的N2 H+，这与它们是无星的一致。在这里，我们提出了ALMA观测这四个团块探测N2 D+（3-2）线在2.3”的分辨率。我们发现了6个N2 D+核，并确定了它们的动力学状态。它们观测到的速度分散和大小与湍流核心模型的预测大致一致，湍流核心模型是自引力、磁化（Alfven马赫数m_A~1）和由周围团块的高压所约束的维里化核心。然而，在最大质量的核心，与质量高达~ 60 Msun，我们的研究结果表明，适度增强的磁场（使mA ~0.3）可能需要的结构维里和压力平衡。因此，磁调节核心的形成可能在控制大质量核心的形成，抑制它们的分裂，从而帮助建立恒星IMF方面很重要。
2013-11-19 astro-ph.GA
The chemical structure of the very young starless core L1521E
L1521 E是金牛座的一个致密的无星核心，早期的研究发现它的分子消耗相对较低，因此表明它是最近形成的。我们的目标是描述L1521 E的化学结构，并将其与更进化的L1544前星核进行比较。我们用IRAM-30 m望远镜获得了L1521 E附近的$\sim$ 2.5 $\times$ 2.5角分跃迁图。我们推导出该物种的丰度，并将其与L1544获得的丰度进行比较。我们估计了CO消耗因子。与L1544类似，$c$-C $_3$ H $_2$和CH $_3$ OH在不同位置处有峰.大多数物质的峰朝向$c$ -C $_3$ H $_2$峰.朝向$Herschel$尘埃峰导出的CO消耗因子为4.3 $\pm$ 1.6，这比朝向L1544的CO消耗因子低约三倍。含硫分子的丰度朝向L1521 E比朝向L1544高$\sim$ 2-20倍。甲醇的丰度在两个岩心上相似。L1521 E的含硫物质丰度高于L1544，表明在致密核的动力学演化过程中，从无星到星前阶段，发生了显著的硫贫化。在L1521 E和L1544之间类似的CH $_3$ OH丰度表明，金牛座在特定的物理条件下形成甲醇，其特征在于几个$\times$ 10 $^4$ cm $^{-3}$和$N$的密度（H $_2$）$\gtrsim$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$，当CO开始灾难性地冻结时，而水仍然可以被显著地光解，使得尘埃…
2019-07-29 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
A Herschel study of the properties of starless cores in the Polaris Flare dark cloud region using PACS and SPIRE
北极星耀斑云区包含大量的扩展发射。它位于高纬度和高银河纬度。它以前在100微米的IRAS Cirrus发射中被强烈地看到。我们在赫歇尔上用PACS和SPIRE都检测到了。我们看到的是一个简单的低层次结构。我们确定了这个结构中的五个核心。我们提出了这些核心的温度，质量和密度分析的结果。我们比较了它们的观测质量和维里质量，发现在所有情况下，观测质量都接近估计维里质量范围的下限。因此，我们不能说它们是否是受引力束缚的星前核。然而，这些都是北极星云区星前核的最佳候选者。
2010-05-14 astro-ph.GA
Ice chemistry in starless molecular cores
无星分子核是星际分子化学研究的天然实验室。冰在这样的对象的化学研究与三相（气体，表面和地幔）模型。我们考虑了五个无星核心的中心部分，它们的物理条件来自观测。分析了氧、氮、硫和复杂有机分子（COMs）的冰化学。我们发现，一个冰的深度尺寸，测量，例如，在单分子层中，对于星际冰的化学建模至关重要。特别是，H2O：CO：CO2：N2：NH3冰丰度比调节次要物种的产生和破坏。这表明，在核心坍缩期间的光脱附负责星际H2 O2和O2 H的高丰度，和其他物种的表面上合成。计算出的COMs在冰中的丰度进行了比较，观察到的气相值。CO和H2 CO加氢的较小活化势垒可能有助于解释许多COM的产生。所观察到的甲酸甲酯HCOOCH 3的丰度可以用1 kyr，20 K的温度尖峰再现。与COMs相关的可能的解吸机制是气体湍流（冰暴露于星际光子）或云核内的弱冲击（颗粒碰撞）。为了用目前的0 D模型再现观测到的COM丰度，需要升华1-10%的冰质量。我们估计，无星核心的寿命可能不会超过100万年。金牛座的核心可能比大多数其他云的核心更年轻。
2015-04-23 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Deuteration Clock for Massive Starless Cores
要了解大质量恒星的形成，需要研究其初始条件。在IRDC G028.37+00.07的$\rm N_2D^+$（3-2）中探测到两个大质量的无星核心候选者，C1-N和C1-S。从它们的线宽来看，要么核心是亚维里的，因此是处于接近自由落体崩溃边缘的年轻结构，要么它们被$\sim1$ mG $B$穿过--这些场有助于支持它们接近维里平衡，并且可能具有更老的年龄。我们模拟了$\rm N_2H^+$的氘化率，以限制堆芯的坍塌率。首先，为了测量它们当前的氘分数$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$ $\equiv [\rm N_2D^+]/[N_2H^+]$，我们观察到$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$与$CARMA$、$SMA$、$JCMT$、$NRO~45m$和$IRAM~30m$的多次跃迁，以补充$ALMA$数据。对于这两个核心，我们推导出了$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}\sim0.3$，比宇宙[D]/[H]比值高出几个数量级。然后，我们进行了化学动力学建模，探索如何崩溃率相对于自由落体，$α_{\rm ff}$，影响的水平$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$，是从一个给定的初始条件。为了达到观察到的$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$，大多数模型需要用$α_{\rm ff}\sim0.1$进行缓慢…
2015-11-06 astro-ph.GA
Modeling deuterium chemistry in starless cores: full scrambling versus proton hop
我们构建了两个新的氘和自旋态化学模型，用于模拟无星核和前星核中普遍存在的低温环境。这两种模型之间的根本区别在于对$\rm XH^+ + Y \longrightarrow X + YH^+$形式的离子-分子质子供体反应的处理，该反应允许通过完全扰乱或通过直接质子跳跃进行，即，不考虑质子交换。反应机制的选择影响氘和自旋态化学，在这项工作中，我们的主要兴趣是对氘代氨的影响。我们将新模型应用于无星核心H-MM 1，在那里观察到了几种氘代形式的氨。我们的研究稍微倾向于质子跳跃机制而不是完全扰乱，因为氨D/H比更好地拟合前一个模型，尽管两个模型都不能重现观察到的$\rm NH_2D$邻-对比3（模型预测值为$\sim$ 2）。扩展质子跳跃的情况下，氢原子提取反应产生了一个很好的协议的自旋态丰度比，但大大高估了氨的氘分数。然而，通过将宇宙射线电离率提高到通常采用的$\sim$ $10^{-17}\,\rm s^{-1}$值之上，我们可以找到与该模型观测相当好的一致性。我们还发现，氘馏分的几个其他物种，如$\rm H_2CO$，$\rm H_2O$，和$\rm CH_3$，是敏感的质子捐赠反应机制。无论是完全混乱或质子跳跃机制占主导地位，可能取决于反应系统，和新的实验室和理论研究，各种反应系统需要约束化学模型。
2019-09-10 astro-ph.GA
Observations of DNC and DCO$^+$ toward the $\int$-shaped Filament and Starless Cores in the Orion Molecular Clouds
Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台野边山无线电观测站，国立自然科学研究所）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Department of Physics, Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University（大阪公立大学理学研究科物理学系）；Star and Planet Formation Laboratory, RIKEN（理化学研究所星与行星形成实验室）；Graduate School of Informatics and Engineering, The University of Electro-Communications（电波大学信息工学与研究科）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球惑星科学系）
研究通过观测DNC和DCO+分子在Orion分子云中的分布，探讨其氘化程度与分子云核心内星形成过程的关系，发现OMC-2和OMC-3中DNC/HN^13C柱密度比较高，暗示其接近恒星形成起始阶段。
2026-04-30 astro-ph.GA
The effect of multilayer ice chemistry on gas-phase deuteration in starless cores
目标。我们的目标是调查是否可以作为一个成功的多层冰模型散装冰模型在复制所观察到的各种氘气相物种的丰度朝向无星核心。方法.我们采用固定的物理条件计算各种氘代物种的丰度作为时间的函数。我们还估计丰度梯度，采用修改后的Bonnor-Ebert球作为核心模型。在多层冰的情况下，我们考虑从表面上的一个或几个单层的解吸。结果我们发现，多层模型预测的$\rm DCO^+$和$\rm N_2D^+$的丰度是约一个数量级低于观察到的，造成的捕获CO和$\rm N_2$到颗粒地幔。由于地幔的捕获，氘在气相中的效率增加，我们发现更强的氘分馏氨比已经观察到的。多层模型的另一个显著特征是$\rm D_3^+$在高密度下成为主要的氘代离子。整体冰模型通常很容易与观测结果相一致。结论.我们的研究结果强调，需要更多的理论和实验工作来了解星际冰的组成和形态，以及可以作用于它们的解吸过程。在当前的约束条件下，散装冰模式似乎是更好地再现观测比多层冰模式。根据我们的结果，$\rm H_2D^+$和$\rm N_2D^+$的丰度比在多层模型中大于100，而在块体模型中只有几个$\times$ 10，因此该比值的观测可以提供无星核中冰形态的信息。与$\rm H_2D^+$和$\rm D_2H^+$相比，$\rm D_3^+$丰度的观察结果将为模型提供额外的限制。
2016-04-18 astro-ph.GA
Q/W-band Observations toward Starless Cores in Orion (QWOSCO) I. Overview, Isotopologues, Isomers, and Complex Organics
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
QWOSCO项目利用耶贝斯40米望远镜对Orion云中23个无星核心进行Q/W波段扫描，发现约40种分子并测定其柱密度，揭示了同位素和同分异构体的比例与无星环境的一致性，以及复杂有机物在无星核心中的普遍存在。
2026-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial molecular abundances and gas cooling in starless cores
目的：我们的目标是通过结合化学和辐射转移模型来模拟冷的和重屏蔽的无星核中分子丰度和气体温度的径向分布。方法：在改进的Bonnor-Ebert球中测定尘埃温度，计算初始径向分子丰度分布。然后提取对应于两个不同的核心年龄的选定的冷却分子的丰度，以确定在两个时间步长的气体温度。在迭代过程中重复计算，得到与气体温度一致的分子丰度。选定物质的谱线发射分布是使用模拟丰度分布计算的。结果如下：气体温度是时间的函数;随着核心变老，气体变热，因为冷却分子在晶粒表面耗尽。各种冷却分子对总冷却功率的贡献随时间而变化。径向化学丰度剖面是不平凡的：不同的物种呈现不同程度的贫化，在某些情况下，甚至在t > 10^5年时，丰度剖面也向内增加。线发射模拟表明，不同年龄的核心可以呈现显着不同的线发射剖面，这取决于所考虑的示踪剂种类。结论：化学丰度和相关的线冷却功率作为时间的函数变化。大多数化学物种在密度超过~10^5 cm^-3时耗尽到颗粒表面。值得注意的例外是NH_3和N2 H ^+，后者即使在n_H~10^6 cm-3时也基本上未被耗尽。另一方面，在气体密度低的区域，即使在t~10^5年，化学丰度也没有显著发展，这可以通过向内增加的丰度梯度来揭示。气体的温度可能与尘埃的温度有很大的不同，这可能会影响堆芯的稳定性。
2012-05-16 astro-ph.GA
