Prestellar Cores in Turbulent Clouds: Numerical Modeling and Evolution to Collapse
通过高分辨率湍流自引力数值模拟，研究前恒星核的形成与坍缩机制，提出湍流平衡球理论预测坍缩起始，并揭示核心坍缩为准平衡过程而非自由落体。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A census of dense cores in the Taurus L1495 cloud from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个致密的核心目录的$\sim 4^\circ\times2^\circ$领域的金牛座恒星形成区，包括L1495云，来自赫歇尔SPIRE和PACS的观测在70 $μ$ m，160 $μ$ m，250 $μ$ m，350 $μ$ m，和500 $μ$ m连续带。平均尘埃温度和总质量的估计来自使用修改后的黑体拟合的光谱能量分布。我们探测到525个无星核，其中$\sim10$-20%是引力束缚的，因此推测是星前核。我们的未绑定对象的普查是$\sim85$ %完成的$M>0.015\,M_\odot$在低密度区域（$A_V\stackrel{<}{_\sim}5$磁），而绑定（prestellar）子集是$\sim85$ %完成的$M>0.1\,M_\odot$整体。星前核质量函数（CMF）符合对数正态形式，类似于恒星系统的初始质量函数，如以前所报道的。所有推断的星前核都位于地幔结构上，其柱密度超过了地幔坍塌的预期阈值，与以前的报告一致。与星前CMF不同的是，未结合的无星CMF不是对数正态的，而是符合低于$0.3\,M_\odot$的幂律形式，并且没有显示出低质量周转的证据。它类似于先前报道的低质量CO团块（$M\stackrel{<}{_\sim}0.3\,M_\odot$）的质量分布。然而，除了在高密度下，体密度PDF是精确的对数正态分布。这与自引力对磁化超声速湍流的影响是一…
2016-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
2013-07-04 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
Cosmic-ray heating of molecular cloud cores
宇宙射线是星际介质的一个重要热源，特别是在致密的分子云核中，这些分子云核被屏蔽在外部紫外辐射场之外。通过测量致密云中的气体温度而对宇宙射线电离率施加的限制不受基于分子丰度分析的传统方法的不确定性的影响。然而，需要高分辨率的数据来确定足够精确的空间温度分布在星前核。在这篇文章中，我们详细说明的情况下，充分研究的星前核心L1544，表明它的热结构和化学成分是一致的宇宙射线电离率$\sim 10^{-17}$ ~s $^{-1}$，显着小于测量值的扩散星际介质。我们也简要地讨论了这种方法在其他星系分子云中的可能应用
2015-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF. V. Prestellar and protostellar core populations in the W43 cloud complex
本研究利用ALMA-IMF在W43建立统一核目录并分类原恒星与前恒星核，发现顶重型CMF主要由原恒星核造成，支持核在原恒星阶段通过环境内流持续增质。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Differences in chemical evolution between isolated and embedded prestellar cores
星前核心的模型通常假设核心与其环境隔离-核心边界外的物质在随后的演化中不起作用。这不太可能是现实中的情况，其中核心位于分层子结构的分子云中。我们调查的动力学和化学演化的星前核心，建模为Bonnor-Ebert球体，并表明，周围介质的密度有很大的影响，所产生的化学性质的核心。嵌入在高密度，低温环境中的模型，大大提高了丰度的几个分子，如CO和CS，与模型相比，更扩散的环境，对应于相对孤立的核心。分子谱线的预测强度和轮廓形状也受到影响。环境介质的密度对化学演化的影响比堆芯是否处于初始平衡状态更大。这表明，在对星前核心的化学进行建模时，不能忽视环境的影响;这些模型的结果对核心周围环境的假设高度敏感。
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties and chemical composition of the cores in the California molecular cloud
我们的目标是揭示加州分子云（CMC）核心的物理性质和化学组成，以便更好地了解恒星形成的初始条件。我们用Herschel数据制作了一个高分辨率的柱密度图（18.2”），并用\textsl{fellwalker}算法提取了CMC中岩心的完整样本。我们进行了新的单点观测的分子线90 GHz附近的IRAM 30米望远镜沿主灯丝的CMC。此外，我们还进行了数值模拟的化学演化的核心下的物理条件。我们提取了300个核心，其中33个是原恒星核心，267个是无星核心。星前核约占无星核的51%（137/267）。三个核心有可能演化成高质量恒星。星前核质量函数（CMF）可用对数正态形式拟合。星前CMF的高质量端表现出幂律形式，其指数$α=-0.9\pm 0.1$比银河场恒星质量函数的指数浅。结合星前核到恒星的质量转换效率（$15\pm 1\%$）和5.5%的核形成效率（CFE），我们认为CMC的整体恒星形成效率约为1%.在IRAM 30 m望远镜单点观测中，发现6个岩心的剖面呈蓝斜，4个岩心的剖面呈红斜。原星核的[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/[HNC]和[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/ $\rm [N_{2}H^{+}]$比星前核高，可作为化学钟。用线性观测得到的岩心最佳化学年龄为$\sim 5\times 10^4$ ~年。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey of Complex Organic Molecules in Starless and Prestellar Cores in the Perseus Molecular Cloud
该研究对英仙座分子云中35个无星核和恒星前核进行复杂有机分子巡天，发现甲醇和乙醛等广泛存在，使冷核中COM探测统计翻倍，表明COMs在恒星形成前的气体中普遍存在。
2024-08-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Aquila prestellar core population revealed by Herschel
恒星初始质量函数（IMF）的起源和可能的普适性是天体物理学中的一个重要问题。赫歇尔-古尔德带巡天的主要目标之一是澄清星前核心质量函数（CMF）和IMF之间的联系。我们提出和讨论的核心质量函数来自赫歇尔数据的大量人口的星前核心发现与SPIRE和PACS在天鹰座裂谷云复杂的d ~ 260 pc。我们用SPIRE/PACS在70-500微米的成像范围内，在整个~11 ° ^2的区域内总共探测到541个无星核心。这些核心中的大多数似乎是引力约束的，因此在性质上是星前的。我们的Herschel结果证实，星前CMF的形状类似于恒星IMF，具有比早期亚毫米连续地基调查高得多的质量统计数据。
2010-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Species cycling and the enhancement of ammonia in prestellar cores
在星前核的颗粒表面产生的NH3的数量被认为是恒星诞生后期化学复杂性的决定因素之一。为了研究这个数量可能会受到影响的气体颗粒循环的分子物质内的云，我们采用了修改后的利率气体颗粒化学代码，并遵循随时间变化的化学NH3系统的演变。我们的模型采用了最新版本的UDfA网络的反应速率系数，解吸从晶粒通过标准的热和非热过程，物理吸附和化学吸附结合原子和分子氢的碳质和硅质颗粒的人口。我们发现1.）当N原子通过有效的早期烃化学从CN衍生时，在我们的模型的早期气相中可以存在可观察到的NH3丰度，2.）在我们的模型中，不同物种类别之间的观测一致性存在时间依赖性梯度，与TMC-1氰基多炔峰内可能的物理亚结构一致，以及3.）气态和固态NH3的丰度对系统内气体-颗粒循环的存在敏感。我们的研究结果表明，在云的化学演化的后期阶段实现的化学复杂性的程度确实是由气体颗粒循环发生的方式的影响。
2020-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inventories of Rich Carbon-Chain Chemistry in Prestellar and Starless Cores in the Perseus Molecular Cloud
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）
本研究通过耶韦斯40米望远镜观测英仙座15个原恒星核与无恒星核，探测到多种碳链分子及同位素体，揭示其碳链化学丰富性，为研究碳链储库的演化及后续对行星系统的贡献提供了依据。
2026-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in Action: Transient C shock Structure and Prestellar Core Formation
我们分析了在巨分子云中普遍存在的条件下稳定的和随时间变化的C激波的性质。对于稳定的C冲击，我们表明，电离平衡举行，并使用数值积分，以获得介导的双极扩散作为密度，流入速度，磁场，和电离分数在云中的函数的激波厚度。我们的公式也同意基于离子中性动量交换的分析估计。利用含时的数值模拟，我们表明，C冲击有一个瞬态阶段时，中性粒子的压缩比磁场强得多。瞬态阶段的持续时间由中性离子碰撞时间设定，t_AD ~ L_shock/v_drift ~ 0.1 - 1 Myr。这种瞬变产生了质量-磁通量比的强烈增强。在有利的条件下，超临界星前核可能会形成，并迅速崩溃的结果，磁通量损失在瞬态阶段的C冲击。
2011-10-07 astro-ph.SR
Detection of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
目的。为了限制导致大质量恒星诞生的物理过程，必须研究它们形成的最初阶段。我们在W 43-MM 1中寻找低质量星前核的高质量类似物。方法.我们对完整的W 43-MM 1云进行了1.3 mm ALMA镶嵌，揭示了许多具有~ 2000 au FWHM大小的核心。我们研究了位于主灯丝尖端的核心的性质，在那里聚集是最小的。我们用连续辐射测量核心质量，用$^{13}$ CS（5-4）线辐射估计它们的湍流水平。我们还研究了这些核心的星前或原恒星的性质，通过寻找流出签名跟踪CO（2-1）和SiO（5-4）线发射，并为嵌入式热核心的典型分子复杂性。结果两个高质量的核心~ 1300金直径和~ $60~M_\odot$质量被观察到湍流，但引力约束。一个驱动器流出，并与一个热核心相关联。另一个核心，W 43-MM1\#6，还没有发现任何恒星形成活动，因此是一个优秀的高质量星前核心候选者。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analytic column density profile to fit prestellar cores
我们提出了一个新的分析三参数公式来拟合观测到的柱密度分布的星前核心。它表示通过球对称或圆盘状等温云的视线积分。基本模型类似于Bonnor-Ebert模型，因为它具有平坦的中心区域，导致密度的幂律下降\propto r^{-2}，以及明确定义的外半径。然而，我们并不假设云处于平衡状态，而是可以使用平坦区域的大小作为代理来对其动力学状态（膨胀，平衡，坍缩）进行定性陈述。我们的模型没有将温度作为拟合参数，而是将其作为输入，从而避免了可能的不一致。它比Bonnor-Ebert球更容易拟合观测数据。我们将该模型应用于L1689 B和B68。我们发现L1689 B不可能处于平衡状态，而是看起来正在坍缩，而我们的模型验证了B68离流体静力学物体不远。
2009-03-23 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion and the molecular abundances in prestellar cores
我们研究磁超临界和亚临界星前核之间的分子丰度的差异，进行三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的密度和磁场强度，和后处理的结果与时间相关的气体颗粒化学代码。大多数分子物种显示出显着更多的中心耗尽在亚临界模型，由于崩溃的持续时间较长。然而，直接可观察到的量-分子与氢柱密度比-通常太相似，观测数据无法区分模型。的配置文件的N $_2$ H $^+$和HC 0 $^+$显示超临界和亚临界模型的尺度上的$0.01 \, {\rm pc}$，这可能会允许这两种情况下进行区分的定性差异。然而，这需要氢柱密度的知识，这是不能直接测量的，并且来自辐射转移建模的预测线强度分布对于这些分子是相似的。其他经常观察到的物质，如HCN和CH $_3$ OH，其谱线强度分布在不同的模型之间差异更大，因此更有希望作为云坍缩机制的示踪剂。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended emission of D2H+ in a prestellar core
背景：近年来，H2 D+和D2 H+分子作为冷的和贫化的致密分子云核的探针受到了极大的关注。这些离子是分子氘分馏的基础，这是在恒星形成区域观察到的一个共同特征。H2 D+现在被常规地观察到，但是寻找其同位素体D2 H+仍然是困难的，因为其基对位跃迁的频率很高（692 GHz）。目的：我们观察了冷星前核中H2 D+和D2 H+的分子跃迁，以表征氘化学的根源。研究方法：由于APEX望远镜上灵敏的多像素CHAMP+接收器满足了所需的优良天气条件，我们不仅成功地探测到位于L1688云中的H-MM 1星前核中的D2 H+，而且还获得了有关其发射空间范围的信息。我们还在同一来源中检测到372 GHz的H2 D+。我们使用非LTE辐射转移代码和最先进的自旋相关化学模型分析这些检测。结果：这是首次在太空中安全检测到D2 H+。此外，发射在CHAMP+阵列的几个像素上延伸，即在至少40“的尺度上，对应于~ 4800 AU。我们推导出列密度的顺序为1 E12 - 1 E13 cm-2的LTE近似中的两个分子取决于假设的温度，和高达两个数量级更高的基础上的非LTE分析。结论：我们的模型表明，在核心中心的CO消耗水平必须非常高（>10，甚至>100，如果核心的温度约为10 K），与其他核心中直接测量的CO消耗水平相矛盾。观察H2 D+空间分布和直接测量H-MM 1中的CO消耗对于确认目前研究氘基础的化学模…
2010-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
N$_2$H$^+$ and N$^{15}$NH$^+$ towards the prestellar core 16293E in L1689N
了解的过程，可能会导致富集的分子在$^{15}$ N原子是特别感兴趣的，以揭示在不同的太阳系环境中观察到的相对较大的变化的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。目前，测量了$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值的分子云样品很小，必须扩大以进行统计学上有意义的研究。特别是，N $_2$ H $^+$分子目前在高质量恒星形成区域中显示出最大的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值分布。然而，在N $_2$ H $^+$中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值仅在两个低质量恒星形成区（L1544和B1 b）中获得。目前的工作将这个样本扩展到第三个暗云。我们靶向16293 E星前核，在那里检测到N $^{15}$ NH $^+$ $J$ =1-0线。使用先前开发的源的物理结构的模型，我们解决了分子激发与非本地辐射传输代码。为此，我们计算了N $^{15}$ NH $^+$ -H $_2$碰撞系统的比碰撞速率系数。作为分析的第一步，通过复制N $_2$ H $^+$ $J$ =1-0和3-2图谱来限制N $_2$ H $^+$丰度分布。然后将比例因子应用于该曲线以匹配N $^{15}$ NH $^+$ $J$ =1-0光谱。我们推导出柱密度比$_2$/$^{15}$ = $330^{+170}_{-100}$。当前估计值$\sim$ 330与局部ISM中元素同位素比…
2016-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Impact of Protostellar Outflow on Star Formation: Effects of Initial Cloud Mass
利用三维电阻MHD模拟研究了单云核中原恒星外流控制的恒星形成效率。从星前云核开始，计算恒星形成过程，直到主吸积阶段结束。在计算中，星前云的质量被参数化。在恒星形成过程中，原恒星外流是由星周盘驱动的。外流也在横向方向上延伸，直到其宽度变得与初始云尺度相当，因此，外流具有>40度的宽开口角。结果，原恒星外流将大部分下落的物质卷起来，并将其蒸发到星际空间。外流最多可以喷射出超过一半的宿主云质量，显着降低恒星形成效率。在初始质量较大的云中，外流功率较强。因此，原恒星外流有效地抑制了大质量星云中恒星的形成效率。外流显着减弱，消失在几个自由落体的时间尺度的初始云后，云开始崩溃。出生星前核影响流出的寿命和大小。在主吸积阶段结束时，一个质量与原恒星相当的巨大的星周盘仍然存在。计算表明，通常情况下，约30%的初始云质量转化为原恒星，约20%保留在星周盘中，而约40%被原恒星流出物喷射到星际空间。因此，单个云核的恒星形成效率通常为30- 50%。
2011-08-17 astro-ph.SR
Nascent chemical complexity in prestellar core IRAS 16293E: complex organics and deuterated methanol
本研究首次在前恒星核IRAS 16293E中探测到多种复杂有机分子和氘代甲醇，通过观测计算其激发温度、柱密度和丰度比，发现其化学特征与原恒星及彗星相似，支持前恒星核坍缩过程中COMs化学再处理有限的结论。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
R CrA SMM1A: Fragmentation in A Prestellar Core
我们报道了在R~CrA星云的星前核候选者SMM 1A中发现的多重凝聚，这可能代表了迄今为止观测到的最早的核碎裂阶段。凝聚体之间的距离在1000到2100 AU之间，它们的质量范围约为0.1到0.2 M太阳。我们发现，这三个凝聚有非常低的辐射光度（< 0.1 L_sun）和温度（< 20 K），这表明这些是年轻的源，尚未形成原恒星。我们认为，这些来源是通过一个细长的星前核心的碎片形成的。我们的结果，与其他观测到的原恒星双星系统在1000 AU的规模的分离，支持的情况下，提示在等温坍缩阶段的碎片是一个有效的机制，宽的双星形成，而在随后的绝热阶段的碎片可能是一个额外的机制，紧密（< 100 AU）的双星形成。
2010-08-09 astro-ph.SR
Modeling the chemical evolution of a collapsing prestellar core in two spatial dimensions
坍缩云中的物理条件可以通过观察分子谱线来追踪。为了正确地解释这些观测结果，需要推导出所观测物种的丰度分布。随着密度和温度的变化，坍缩分子云中的化学物质并不处于稳定状态。因此，我们需要跟踪气相和尘埃颗粒中的化学反应，以及气体-颗粒相互作用，以预测丰度分布。我们的目标是模拟分子的丰度，在气相中，并以冰的形式，从星前核心崩溃磁盘的形成。我们使用二维流体动力学模拟作为物理模型，从中获取气体的密度、温度和流量。跟踪粒子，与气体一起移动，用于跟踪星前核心坍塌和磁盘形成期间的化学反应。的丰度和组成的冰的谷物地幔的演变进行了比较的观测。我们还研究了初始丰度通过以下的化学演化的微量粒子吸积到磁盘上的原行星盘的更详细的建模。HCO+，N2 H+，H2 CO，HC 3 N，和CH 3OH的分数丰度从我们的模型与晶粒表面反应提供了一个很好的匹配观察，而CO，CS，SO，HCN，和HNC的丰度显示更好的协议没有晶粒表面反应。当我们考虑表面反应时，观测到的尘埃颗粒的地幔成分可以得到最好的再现。用于详细模拟原行星盘的初始化学丰度与暗星际云中的化学丰度不同。结合能低于约1200 K的冰在吸积到盘上之前升华，而结合能较高的冰则不会。
2009-02-15 astro-ph.SR
Generalised transport equation of the Autocovariance Function of the density field and mass invariant in star-forming clouds
在这封信中，我们研究了恒星形成云中密度场波动的自协方差函数（ACF）的演化，从而研究了这些波动的相关长度$l_c(ρ)$，它可以被识别为云内最相关结构的平均尺寸。推广了由Alasrasekhar（1951）导出的静态均匀湍流的输运方程，我们证明了这些结构中包含的质量是一个不变量，也就是说，在云的演化过程中，最相关的结构中包含的平均质量保持不变，无论全球动力学（重力或湍流）是什么。我们发现，重力对湍流的影响越来越大，产生的密度波动的方差增加，从而急剧减少的相关长度。理论关系成功地进行了比较，数值模拟。这张照片为恒星形成范例提供了强有力的支持，其中湍流恒星形成云中的质量浓度从最初的大，弱相关的附属结构演变为较小，密度更大的相关结构，最终演变为小，紧密相关的星前核心。我们强调，目前的结果依赖于一个纯粹的统计方法的密度波动，不涉及任何特定的条件，星前核的形成。有趣的是，我们表明，在典型的银河系分子云的平均条件下，这个不变的平均质量约为太阳质量，提供了一个有吸引力的解释IMF在这种环境下的明显的普遍性。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
How External Medium outside Prestellar Cores Affects Protostellar Growth: Variations in Accretion Rate and Evolution of Disks and Outflows
该研究通过三维电阻磁流体动力学模拟，发现前恒星核外部介质密度会调控原恒星质量生长、星周盘与外流演化及角动量输运，揭示了致密环境下恒星形成效率更高等规律。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
由于分子云的电离率很低，双极扩散被认为是恒星形成的一个完整过程。然而，化学和辐射转移效应，观测的挑战，以及事实上，离子中性漂移速度本质上是非常小的呈现一个明确的双极扩散的检测非常不平凡。在这里，我们研究了离子中性漂移速度在一套化学动力学，非理想磁流体动力学（MHD），二维轴对称模拟的星前核，我们改变温度，宇宙射线电离率，视觉消光，质量流量比，和化学演变。随后，我们进行了一些非本地热力学平衡（非LTE）辐射传输计算，考虑各种理想化和非理想化的情况下，以评估哪个因素（化学，辐射转移和/或观测困难）是最具挑战性的，以克服我们的努力，以检测离子中性漂移速度。我们发现，温度具有显着的影响，在最冷的模拟核心（T = 6 K）表现出漂移速度的幅度的漂移速度与声速。与预期相反，我们发现，在理想化的情况下（两个物种是完美的化学共同进化）的漂移速度"生存”的辐射转移效应，并在原则上可以观察到。然而，我们发现，观测的挑战和化学效应可以显着阻碍我们的观点的离子中性漂移速度。最后，我们建议，$\rm{HCN}$和$\rm{HCNH^+}$，是化学共同发展，可用于未来的观测研究，旨在测量离子中性漂移速度。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
350 $μ$m map of the Ophiuchus molecular cloud: core mass function
恒星诞生于分子云的致密核心。核心质量函数（CMF）是致密核心的质量分布，对于理解恒星初始质量函数（IMF）非常重要。我们获得了350 $μ$米尘埃连续数据使用SHARC-II相机在加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）望远镜。一个350 $μ$ m的地图覆盖0.25 ${deg}^{2}$的蛇夫座分子云的镶嵌56个单独的扫描。CSO望远镜的角分辨率为9 $^{\prime\prime}$，相当于蛇夫座分子云（131 pc）距离处的$1.2\times {10}^{3}\ $ AU。使用SHARC-II（CRUSH）的综合缩减实用程序对数据进行缩减。使用高斯聚类算法分析磁通密度图，其中75个核心已被确定。我们使用斯皮策c2 d星表将核心分为63个无星核心和12个原恒星核心。通过定位金斯不稳定性，还确定了55个星前核（无星核的一个子类）。由FCRAO ${}^{12}$ CO数据得到的激发温度有助于提高核质量的准确性。我们采用蒙特卡罗方法分析CMF与两种类型的功能形式：幂律和对数正态。整个CMF和星前CMF均符合对数正态分布，分别为$μ=-1.18\pm0.10,\ σ=0.58\pm0.05$和$μ=1.40\pm0.10,\ σ=0.50\pm0.05$。这一发现表明湍流影响了蛇夫座分子云的演化。
2014-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Upper limit for the D2H+ ortho-to-para ratio in the prestellar core 16293E (CHESS)
H3+离子在恒星和行星形成的致密星际气体云的化学中起着关键作用。这些云的低温和高反射率使H3+的直接观测成为不可能，但却导致了H2 D+和D2 H+的大量存在，它们是探测恒星和行星形成早期的非常有用的探针。在CHESS（Chemical Herschel Surveys of Star forming regions）关键计划中，用Herschel/HIFI仪器搜索了星前核16293 E中1476.6 GHz的基态转动ortho-D2 H + 111-000跃迁。在21 mK km/s水平（3 sigma积分谱线强度）下未检测到谱线。我们使用在该源中检测到的邻位-H2 D + 110-111跃迁和对位-D2 H + 110-101跃迁来确定邻位与对位D2 H+比率的上限以及来自非LTE分析的对位-D2 H +/邻位-H2 D+比率。我们的化学模拟和观测结果之间的比较表明，CO消耗必须很高（大于100），密度在5e 5和1 e6 cm-3之间。此外，邻位-D2 H+线上的上限与低气体温度（~ 11 K）一致，其中邻位-对位比为6至9，即比从化学建模估计的值高2至3倍，使得不可能用现有技术的接收器检测这种高频跃迁。
2012-10-08 astro-ph.SR
The census of dense cores in the Serpens region from the Herschel Gould Belt Survey
赫歇尔古尔德带巡天绘制了附近（d < 500 pc）的恒星形成区，以更好地了解星前阶段如何影响恒星形成过程。在这里，我们报告了一个完整的人口普查密集的核心在15 deg 2的地区的巨蛇座恒星形成区位于d=420 pc和484 pc之间。PACS和SPIRE相机拍摄了70微米至500微米的云。利用多波长源提取算法getsources，我们提取了833个源，其中709个是无星核，124个是候选原恒星核。我们获得了所有样品的温度和质量，分类604星前核心和105未绑定的核心的无星核心。我们的源普查是80%的质量大于0.8 Msun整体完成。我们产生的核心质量函数（CMF），并比较它与初始质量函数（IMF）。星前CMF与对数正态趋势一致，直至2 Msun，之后遵循幂律，斜率为-2.05+/-0.34。其CMF的尾部更陡峭，但仍然与我们在这项工作中研究的地区的IMF兼容。我们还提取了巨蛇座地区的细丝网络，发现81%的星前核心位于附属结构上。星前核与星丝结构之间的空间联系支持了其他赫歇尔观测所提出的星前核主要形成于星丝上的范例。巨蛇座被证实是一个年轻、低质量和活跃的恒星形成区。
2020-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass estimates for very cold (< 8 K) gas in molecular cloud cores
星前核心的质量是理解核心中恒星形成开始的基本要素。冷尘埃的低水平排放可能会使其部分隐藏在观测之外。我们的目标是确定在温度范围< 8 K的核心质量的分数，可以预期典型的低质量和高质量的恒星形成区域。我们计算标准的球对称星前核心内的尘埃温度的网格的密度幂律在外部核心区域，核心群众，并在外部多组分辐射场的变化。尘埃被认为是由无定形硅酸盐和碳，其光学性质的变化进行了讨论。作为衡量核心和团块的分布，我们使用的核心质量函数导出的各种环境。鉴于在非常寒冷的中心区域的高密度，尘埃和气体的温度被假定为相等。我们发现，在典型的低质量和高质量的核心中，温度< 8 K的质量分数<20%。通过在典型的低质量恒星形成环境中放置中等或高质量的核心，可以获得更高比例的非常冷的气体。我们发现，FIR毫米建模非常冷的尘埃排放所产生的质量不确定性小于由于未知的尘埃不透明度的质量不确定性。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Excitation and spatial study of a prestellar cluster towards G+0.693-0.027 in the Galactic centre
本文通过多台射电望远镜的 HC3N 观测研究银河系中心分子云 G+0.693-0.027，揭示其三个速度分量及温度密度结构，并提出小云撞击依次触发 Sgr B2 和该云中前恒星凝聚体形成的机制。
2024-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Magnetized Prestellar Cores with Ambipolar Diffusion and Turbulence
利用三维数值模拟研究了湍流巨分子云星前核形成过程中磁场和双极扩散的作用。我们的模拟集中在一个GMC内的会聚流产生的冲击层，并调查不同的电离和上游流和磁场之间的角度。我们还包括理想的磁流体动力学（MHD）和流体动力学模型。从我们的模拟中，我们确定了数百个自引力核心，形成于1百万年内，质量M ~ 0.04 - 2.5太阳质量，大小L ~ 0.015 - 0.07 pc，与核心质量函数（CMF）峰值的观测结果一致。平均值为M = 0.47太阳质量，L = 0.03 pc。核心质量和大小不取决于电离或上游磁场方向。相反，质量与磁通量的比率随着较低的电离而增加，从临界值的两倍到四倍。对于低电离的较高的质量-通量比是当冲击层第一次形成时增强的瞬态双极扩散的结果。然而，双极扩散不是形成低质量超临界核所必需的。对于理想的MHD，我们发现类似的质量，其他情况下。这些质量比在冲击后环境条件下定义磁超临界球体的值低1 - 2个数量级。这种差异是沿场线各向异性收缩的结果，这在理想MHD和扩散模拟中都很明显。我们解释我们的数值研究结果使用一个简单的缩放参数，这表明引力临界核心质量将取决于声速和平均湍流压力的云，无论磁效应。
2014-03-03 astro-ph.SR
Prestellar Core Formation, Evolution, and Accretion from Gravitational Fragmentation in Turbulent Converging Flows
我们研究星前核的形成和吸积的三维流体动力学模拟的基础上。我们的模拟代表本地$\sim 1$ PC地区内的巨大分子云的超音速湍流收敛，触发恒星形成的后激波层。我们包括紊流和自重，应用下沉粒子技术，并探讨了入流马赫数${\cal M}=2-16$的范围。两组核心的识别和比较：$t_1$ -核心识别的时间快照，在每个模拟，代表在一个单一的云图密集的结构; $t_\mathrm{coll}$ -核心识别在其各自的崩溃时间，代表最初的质量水库吸积。我们发现，核心和细丝的形成和演变是同时进行的。在核心崩溃的阶段，有一个定义明确的，收敛的特征质量的等温碎裂，是在冲击后压力的临界邦纳-埃伯特质量相媲美。与观测到的恒星初始质量函数（IMF）相比，$t_\mathrm{coll}$ -核心的核心质量函数（CMFs）显示出高质量核心（$\gtrsim 7M_\odot$）的不足。然而，$t_1$核心的CMF与观测到的CMF相似，并且包括许多重力稳定的低质量核心。$t_1$ -核心和$t_\mathrm{coll}$ -核心之间的差异表明，从观测到的CMF的完整样本可能不会演变成原恒星。在整个模拟过程中，单个汇粒子以大致恒定的速率吸积，即使在初始质量库吸积之后，每个自由落体时间也会获得一个$t_\mathrm{coll}$核心质量。高质量的汇在后期比低质量的汇按比例获得更多的质量。由于团块密度结构落入汇中…
2015-04-08 astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: Detection of two extremely dense substructures in a massive prestellar core
本研究利用 ALMA-QUARKS 巡天数据在 G34.43+0.24 中发现大质量前恒星核 MM1-C，并探测到其内部两个高密度子结构，揭示了恒星形成最早阶段的原初碎裂现象。
2024-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stratified NH and ND emission in the prestellar core 16293E in L1689N
在星前冷核和年轻原恒星周围的包层中通常发现氘的高度分馏。由于氘化学给化学模型带来了很强的限制，因此常被用来推断地核历史或分子形成途径。虽然有大量的观测资料是关于星际氘稳定分子，相对较少的氢化物自由基的氘化所知，因为它们的基本旋转跃迁是在高频率，大气中大多是不透明的。氮氢化物自由基是氮化学中的重要物种，因为它们被认为与氨的形成有关。观察表明氨是强氘代的，[NH 2D]/[NH3]约为10%。模型预测类似的高[ND]/[NH]比率，但到目前为止，只有一个观测确定这个比率是可用的，对原恒星IRAS 16293 -2422的信封。为了测试模型的预测，我们在这里的目的是确定[ND]/[NH]在一个密集的，无星的核心。我们观察了NH和ND在16293 E与Herschel空间天文台上的HIFI光谱仪作为CHESS保证时间键计划的一部分，并推导出这两个物种的丰度使用非LTE非本地辐射转移模型。NH和ND都在源中被检测到，ND在发射中，NH在吸收中对冷尘埃发射产生的连续谱。然而，我们的模型表明，ND发射和NH吸收来自云的不同层，进一步证明了它们的不同速度。在核心的中心区域，我们可以将[ND]/[NH]比的下限设定为~ 2%。这一估计与最近的氮化学纯气相模型是一致的
2015-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
核心和附属结构是恒星的主要诞生地，在恒星形成过程中起着关键作用。多尺度源和暗条提取方法以及利用$Herschel$多波长观测资料制作高分辨率柱密度图的最新进展，使我们能够探测高度复杂分子云环境中的有序网络结构。物理参数的统计结果表明，核心质量与核心尘埃温度密切相关，$M/L$与$M/T$密切相关，这与黑体辐射的预测一致，可用于追踪从无束缚星核到坚固星前核的演化序列。冠状结构的柱密度与单位长度质量（$M_{\rm line}$）明显相关，但与宽度的三个数量级（从$\sim 10^{20}$到$\sim 10^{22}$ $ \rm cm^{-2}$）无关。半高宽的中值为0.15 pc，与以往研究报道的典型的层状结构的内宽0.1 pc相一致。我们发现70%（135/199）的坚固星前核包埋在含有$\sim $的超临界细丝中，这意味着引力束缚核来自超临界细丝的碎裂。根据观测证据，英仙座南部的概率分布函数（PDF）呈幂律分布，比北部平坦，YSO数显著小于北部，尘埃温度差异显著。我们推断南区比北区更受重力束缚。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Core Growth in the Dragon Infrared Dark Cloud: A Path for Massive Star Formation
本文对龙云红外暗云（G28.37+0.07或G28.34+0.06）中1.3mm连续谱芯样品进行了统计分析。根据它们与分子外流的联系，样品被分为原恒星和无恒星核心。统计测试表明，原恒星的核心比无恒星的核心更大，即使在温度和不透明度的偏差。我们认为，质量差异表明核心质量增长，因为他们的形成。质量增长意味着大质量恒星的形成可能不一定要从巨大的星前核心开始，这取决于核心质量增长率。它对核心质量函数与恒星初始质量函数关系的影响有待进一步探讨。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar grain-surface origins of deuterated methanol in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
氘代甲醇是天体化学家对形成含氘分子的单个化学反应及其所在区域的物理化学历史最强大的窗口之一。首次探测到单氘和双氘甲醇在彗星彗发67 P/丘留莫夫-格拉西缅科使用Rosetta-ROSINA数据。D-甲醇（CH3OD和CH2DOH合并）和D2-甲醇（CH2DOD和CHD2OH合并）相对于正常甲醇的丰度分别为5.5 +/-0.46%和0.00069 +/-0.00014%。数据跨度甲醇氘代分数（D/H比）在0.71 - 6.6%的范围内，占D在分子中的位置的统计校正，包括统计误差传播的ROSINA测量。认为彗星状CH_2DOH是由CO加氢生成CH_3OH和随后的CH_3-R中的H-D取代反应形成的。CHD2OH可能是由氘代甲醛产生的。在氘代水冰存在下，在OH-R中，通过H-D交换反应生成CH_3OD和CH_2DOD。甲醇的形成和氘化被认为发生在与HDO形成D2O相同的时期，在此之前形成单氘代水、硫化氢和氨。彗星的D-甲醇/甲醇的比例被证明同意最密切的星前核心和低质量的原恒星区域。结果表明，彗星的甲醇来源于诞生我们的太阳系的先天冷（10 - 20 K）星前核心。彗星挥发物个别地反映了恒星形成的演化阶段，从云到核心到原恒星。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar and protostellar cores in Ori B9
本研究的目的是确定Ori B 9致密核的性质和空间分布，并估计它们的年龄和动力学时间尺度。用APEX/LABOCA在870微米的连续谱中绘制了云的地图，并使用IRAM-30 m在N2 H+和N2 D+线中观察了选定的位置。这些与我们以前的H2 D+观测结果一起使用。此外，档案FIR斯皮策/MIPS地图相结合的LABOCA地图区分前和原恒星的核心，并估计原恒星的演化阶段。在Ori B 9云中探测到12个870微米的致密核心。亚毫米核约占Ori B 9区域总质量的4%。前恒星核和原恒星核的数量相等。其中两个submm源，我们称之为SMM 3和SMM 4，是以前未知的0类候选者。我们发现在N2 H+（0.03-0.04）中有中等程度的氘化。此外，有证据表明，N2 H+耗尽的核心SMM 4。我们在与IRAS 05405-0117相关的团簇中得到了相对较高的电离度（~10^-7）。两个芯的双极扩散时间尺度比自由落体时间长约70-100倍。猎户座B 9中致密核心的分布和质量与猎户座中更活跃区域中观察到的相似，其中统计核心属性已被湍流碎片化解释。星前和原恒星核的50/50比例表明星前阶段的持续时间与自由落体时间相当。然而，根据IRAS 05405-0117区域的化学数据，这一时间表可能受到质疑。一个可能的解释是，这项调查只对丹麦人进行抽样，即，动态最先进的核心。
2009-04-06 astro-ph.SR
Detectability of deuterated water in prestellar cores
水是致密分子气体的化学和热平衡中的重要分子，但了解它在恒星形成的各个阶段的历史是一个基本问题。它的分子氘化为我们提供了一个重要的线索，它的形成历史。最近，Herschel空间天文台利用高光谱分辨率（HIFI仪器）首次在星前核L1544附近探测到H $_2$ O。星前核心提供了建造未来行星系统的原始物质库，但在坍缩开始和原恒星在中心形成之前，水的形成几乎没有观测限制，也没有氘化。我们报告的新APEX观测的基态1 $_{0,1}$ -0 $_{0,0}$ HDO过渡在464 GHz的星前核心L1544。这条线是未检测到的，我们提出了一个广泛的研究，其在寒冷和密集的云核的可检测性的条件。水和氘代水的丰度已估计使用先进的化学模型简化的有限数量的反应或过程是活跃在寒冷地区（< 15 K）。我们使用LIME辐射转移程序计算了H $_2$ O和HDO谱线的预期强度和轮廓，并与观测结果进行了比较。我们提出了几个特设的配置文件，最适合的观测和比较的配置文件与天体化学建模，耦合气相和晶粒表面化学的结果。我们的观测，辐射转移和化学建模之间的比较显示了单氘水的可探测性的限制，通过基态跃迁1 $_{0,1}$ -0 $_{0,0}$和1 $_{1,1}$ -0 $_{0,0}$在464.9和893.6 GHz，分别与单碟望远镜和干涉观测。
2015-11-12 astro-ph.SR
Probing the filamentary nature of star formation in the California giant molecular cloud
本研究利用Herschel观测数据和getsf方法分析California巨分子云，发现前恒星核质量函数与丝状线质量函数的高质量端均符合Salpeter幂律分布，提出全局CMF源于超临界丝状结构积分的修正模型，证实了丝状结构在恒星质量函数建立中的关键作用。
2024-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observed luminosity spread in young clusters and Fu Ori stars: a unified picture
原恒星演化嵌入阶段的非稳定吸积可以产生年轻星团的赫茨斯普朗-罗素图（HRD）中观测到的光度分布，这一观点最近受到了质疑。例如，福奥里的观测表明，在强烈的吸积事件中，恒星会膨胀，而光度分布则意味着吸积物体会收缩，从而减少了它们的辐射表面。在本文中，我们提出了一个全球性的情况下，计算耦合幕吸积的历史来自各种质量的坍缩云星前核和随后的原恒星演化的数值模拟。我们的计算结果表明，假设初始原恒星质量$\mi \sim 1\,\mjup$，典型的第二个拉森的核心，无论是在HRD的光度传播和推断的性质傅奥里事件（质量，半径，吸积率）可以解释这种情况下，提供两个条件。首先，在吸积过程中，原恒星所吸收的吸积能量的比例一定会发生变化。第二，这种变化的范围应该随着吸积爆发强度的增加而增加，从而随着初始核心质量和最终恒星质量的增加而增加。对星前核坍缩的数值流体力学模拟表明，星前核的质量和初始角动量与吸积爆发的强度有关。具有高初始角动量的大规模星前核被发现产生强烈的爆发特征的Fu Ori类事件。因此，我们的研究结果表明，爆炸强度和吸积能量的原恒星吸收的分数之间的联系，与一些阈值的吸积率，的顺序为$10^{-5}\msolyr$，划定从“冷”到“热”吸积的过渡。[删节]
2012-06-11 astro-ph.SR
Survival of interstellar molecules to prestellar dense core collapse and early phases of disk formation
天体生物学的一个突出问题是行星、彗星和其他太阳系天体的化学成分与星际介质中形成的分子之间的联系。理解物质的化学和物理演化导致原行星盘的形成是这方面的重要一步。我们提供了一些新的线索，这个长期存在的问题，使用三维化学模拟磁盘形成的早期阶段：我们接口的完整的气体颗粒化学模型鹦鹉螺辐射磁流体动力学模型RAMSES，不同的配置和强度的磁场。我们的研究结果表明，在坍缩过程中，从母分子云到第一个拉森核周围的年轻盘，化学成分（气体和冰）是全局守恒的。与彗星成分的定性比较表明，彗星是由不同的相组成的，一些分子是星际化学的直接示踪剂，而其他分子，包括复杂的分子，似乎是在圆盘中形成的，在那里更高的密度和温度允许活跃的颗粒表面化学。后一个阶段，以及它与第一个拉森核心形成的联系，仍有待建模。
2013-08-27 astro-ph.SR
The earliest phases of high-mass star formation, as seen in NGC 6334 by \emph{Herschel}
为了限制高质量恒星形成的模型，Herschel/HOBYS KP的目标是发现能够容纳低质量星前核心的高质量类似物的大质量致密核心（MDC），这在过去十年中一直在寻找。在这里，我们专注于NGC 6334，最好的研究HOBYS分子云复合物之一。我们使用Herschel PACS和SPIRE 70- 500 mu图像的NGC 6334复杂的补充（亚）毫米和中红外数据。我们用getsources软件建立了一个完整的程序来提取~0.1 pc的致密核心，同时测量它们的远红外到毫米波通量。我们仔细估计了这些致密核心的温度和质量，从他们的SED。与高质量恒星形成路标的交叉相关表明，NGC 6334中MDCs的质量阈值为75 Msun。MDCs的温度为9.5- 40 K，质量为75- 1000 Msun，密度为10^5- 10^8 cm-3。它们的中红外发射被用来分离6个红外明亮和10个红外安静的原恒星MDC，而它们的70 μ发射强度，相对于安装的SED，有助于确定16个无星MDC候选者。后者的能力，主机高质量的星前核心在这里进行了调查，仍然值得怀疑。从无星阶段到红外宁静阶段和红外明亮阶段，质量和密度的增加表明原恒星和MDC的质量同时增长。高质量星前和原恒星核心阶段的统计寿命估计分别为1- 7x10^4年和至多3x10^5年，这表明了一种高质量恒星形成的动力学情景。目前的研究提供了良好的质量估计的统…
2017-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VI. The core-scale CO-depletion
研究寒冷而密集的分子云的物理和化学性质对于理解恒星如何形成至关重要。在红外暗云的典型条件下，CO从气相中被去除，并通过所谓的耗尽过程被捕获到尘埃颗粒的表面。这表明CO消耗因子（$f_{\rm D}$）可以是用于识别寒冷和密集区域（即，星前核）。利用ALMA巡天70个$μ$ m暗高质量团早期阶段（ASHES）的1.3 mm连续谱和$\sim$ 5000 au分辨率下观测到的C $^{18}$ O（2-1）数据，构造了12个团的平均$f_{\rm D}$图，以揭示高质量恒星形成过程的最早阶段。在294个灰核中，有277个核的平均$f_{\rm D}$是从星前到原恒星阶段意外增加的。如果我们排除了温度的影响，由于轻微的变化，在NH $_3$动力学温度不同的核心，我们解释这个结果主要依赖于平均气体密度，这增加了核心的原恒星条件占上风。这表明，在核心尺度的高质量恒星形成区确定的$f_{\rm D}$不足以区分单个核心的星前和原恒星条件，应该由额外的示踪剂提供的信息来补充。然而，我们确认，集团平均$f_{\rm D}$值与每个源的亮度质量比，这是已知的跟踪恒星形成过程的演变。
2022-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation: statistical measure of the correlation between the prestellar core mass function and the stellar initial mass function
我们提出了一个简单的统计分析，最近的数值模拟探索的核心质量函数之间的相关性，从分子云的碎片和恒星质量函数，形成从这些崩溃的核心。我们的分析表明，在模拟中得到的绑定的核心和下沉颗粒的分布是一致的，形成的主要是从他们的母核质量水库，统计分散的顺序的三分之一的核心质量的下沉。这样的特征色散表明恒星的初始质量函数与母核质量函数的相关性相对紧密，导致两个相似的分布，正如观察到的那样。这反过来又认为，国际货币基金组织基本上是在核心形成的早期阶段确定的，只有微弱的影响，由各种环境因素以外的初始核心质量水库，至少在本研究中探索的质量范围。因此，恒星形成区的最终IMF应该从统计上讲，从初始核心质量函数中合理准确地确定，提供一些统一的效率因子。计算还表明，这些统计波动，例如由于核心属性之间的变化，扩大了低质量尾部的国际货币基金组织相比，母CMF，提供了一个解释的事实，即后者似乎低估了“前棕矮星”的核心数量相比，观测得出的棕矮星国际货币基金组织。
2010-11-04 astro-ph.SR
Oxygen Isotopic Compositions of Chondrules as Probes of Solar Protoplanetary Disk Formation
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Kochi Institute for Core Sample Research, EMS, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局高知岩心研究所以及EMS）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋岩心研究所）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球与行星科学系）
本文通过一维模拟研究陨石球粒的氧同位素组成，探讨原行星盘中物质分布和云核成分对球粒形成的影响，发现中等或较大质量沉降范围可解释碳质球粒陨石的氧同位素特征。
2026-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The relation between the most-massive star and its parental star cluster mass
我们对几个年轻星团中质量最大的恒星mmax进行了全面的文献研究，以评估星团是否是由恒星初始质量函数（IMF）在质量范围0.01 < m < 150 Msol内随机抽样而不受星团质量Mecl的约束而构成的。数据显示，样本分为最低质量的物体（M_ecl < 10^2 M_sol），中等质量的星系团（10^2 M_sol < M_ecl < 10^3 M_sol）和10^3 M_sol以上的富星系团。此外，对于质量在10^3 M_sol和4 10^3 M_sol之间的星团，存在一个恒定的最大恒星质量平台（m_max ~ 25 M_sol）。对该数据集的统计检验表明，对于质量大于10^2 M_sol的星团，从0.01 ~ 150 M_sol的IMF中随机抽样的假设是极不可能的，对于M_ecl在10^2 M_sol ~ 10^3 M_sol之间的天体，概率为p ~ 2 10^-7，对于质量更大的星团，概率为p ~ 3 10^-9。此外，在给定M_ecl处的m_max值的扩展小于随机采样的预期。我们认为，基本的物理过程，能够解释这种依赖性的恒星库存的星团的质量可能是恒星反馈和集群形成的分子云核心的结合能之间的相互作用。鉴于这些结果，从此类星团中采样的积分银河初始质量函数（IGIMF）将自动比单个星团内的IMF更陡。
2009-09-08 astro-ph.SR
Recent Developments in Simulations of Low-mass Star Formation
在恒星形成区，我们可以观察到不同演化阶段的各种物体和现象，如分子云、原恒星喷流和外流、星周盘和原恒星。然而，直接观察恒星形成过程本身是困难的，因为它被致密的下降包层所掩盖。数值模拟可以揭示坍缩气体云中的恒星形成过程。最近，一些研究表明原恒星是从星前核心阶段形成的，在这个阶段，分子云和原恒星都有足够的空间分辨率。这些模拟显示了碎裂和双星的形成，外流和喷流驱动，以及坍缩气体云中的星周盘的形成。此外，还研究了恒星形成过程中磁场的角动量转移和耗散过程。在本文中，我简要回顾了最近的发展，在低质量恒星形成的数值模拟。
2010-08-05 astro-ph.SR
