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
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
The Bolocam Galactic Plane Survey. XIV. Physical Properties of Massive Starless and Star Forming Clumps
我们排序$4683$分子云之间的$10^\circ< \ell <65^\circ$从Bolocam银河平面调查的基础上观测诊断的恒星形成活动：紧凑的$70$ $μ{\rm m}$源，中红外颜色选择的YSO，${\rm H_2O}$和${\rm CH_3OH}$脉泽，和UCHII地区。我们还提出了一个综合的${\rm NH_3}$派生的气体动力学温度和${\rm H_2O}$脉泽目录$1788$团块从我们自己的GBT 100米的观测和文献。我们确定了一个子样本的$2223$（$47.5\%$）无星丛候选人，最大和最强大的样本确定从盲法调查。当按恒星形成指标排序时，通量密度、通量浓度、立体角、动力学温度、柱密度、半径和质量的分布显示出强烈的（$>1$ dex）进展。中位无星团块候选者在边缘上是亚维里的（$α\sim 0.7$），已知距离的团块的$>75\%$是引力束缚的（$α< 2$）。这些样本显示，从无恒星候选者到与原恒星相关的团块，$ΔM \sim 170-370$ M $_\odot$的中位团块质量在统计学上显著增加。这种趋势可能是由于（i）质量增长的团块在$\dot{M}\sim200-440$ Msun Myr $^{-1}$的平均自由落体$0.8$ Myr时间尺度，（ii）一个系统的因素，两个增加的尘埃不透明度从无星到原恒星阶段，（iii）和/或变化的比例无星到原恒星团块…
2015-11-27 astro-ph.GA
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
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
ALMA observations of fragmentation, sub-structure, and protostars in high-mass starless clump candidates
高质量恒星和原星团的初始物理条件仍然很难描述。为此，我们提出了第一个有针对性的ALMA 1.3毫米连续谱和光谱线调查对高质量的无星团块候选人，选择了12个最大的候选人（$400-4000\, M_\odot$）在5千秒差距的样本。联合12+ 7米阵列图具有$\sim 3000\, \mathrm{au}$（$\sim 0.8^{\prime\prime}$）的高空间分辨率，并在$6σ$（或$1.1\times10^{22}\, \mathrm{cm^{-2}}$的$1σ$柱密度灵敏度）处具有低至$\sim 0.3\, M_\odot$的点源质量完整性。我们发现了以前未被发现的低光度恒星形成的路标CO（2-1）和SiO（5-4）双极外流和其他签名对11出12块，表明目前的MIR/FIR银河平面调查是不完整的低和中等质量的原恒星（$\lesssim 50\, L_\odot$）。我们比较了一个子集的观测核心与一套辐射传输模型的无星核心。我们发现了一个高质量的无星核心候选人与模型推导的质量与$29^{52}_{15}\, M_\odot$一致时，集成的大小尺度的$2\times10^4\, \mathrm{au}$。未解决的核心不适合无星核心模型，支持解释，他们是原恒星，即使没有检测到流出。在12个团块中的10个团块中观察到大量碎裂。我们从地图中提取源，使用树状图来研究特征碎片长度尺度。…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-Mass Starless Cores to High-Mass Protostellar Objects II. HC$_{3}$N and N$_{2}$H$^{+}$
我们用野边山45米射电望远镜对17个高质量无星核（HMSC）和28个高质量原恒星天体（HMPO）在81 $-$ 94 GHz波段进行了HC $_{3}$ N，N $_{2}$ H $^{+}$，CCS和cyclic-C $_{3}$ H $_{2}$的分子发射线巡天观测。我们已经在除一个以外的所有靶源中检测到N $_{2}$ H $^{+}$，并且在14个HMSC和26个HMPO中检测到HC $_{3}$ N。我们研究了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）柱密度比作为块状岩芯化学演化指标。通过Kolmogorov-Smirnov（K-S）检验和Welch t检验，我们证实了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）比值从HMSCs到HMPO降低。在高质量恒星形成区的这种趋势与低质量恒星形成区相反。此外，我们还发现HMPO中碳链物种（HC $_{3}$ N、HC $_{5}$ N和CCS）的探测率与低质量原恒星中的探测率不同。与低质量原恒星相比，高质量原恒星中氰基多炔（HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N）的检出率较高，CCS的检出率较低。我们讨论了这些差异的可能解释。
2019-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Herschel-HIFI observations of H2O, NH3 and N2H+ toward high-mass starless and proto-stellar clumps identified by the Hi-GAL survey
我们目前对大质量恒星形成的理解仍然非常粗略。特别是，目前尚不清楚低质量和高质量恒星形成之间在最早的恒星形成阶段有多大差异。大质量冷团块的化学特征，以及与低质量对应物的化学特征的比较，可以为化学在区分低质量和高质量恒星形成的早期阶段中所起的确切作用提供关键线索。特别是水，是恒星形成区域物理和化学条件的独特探针。利用Herschel的HIFI仪器，我们观测到了来自“Herschel红外银道巡天”（Hi-GAL）的一个大质量无星和原恒星团的ortho-NH_3（1_0-0_0）（572 GHz），ortho-H_2 O（1_10-1_01）（557 GHz）和N_2 H ~+（6-5）（559 GHz）谱线。我们比较我们的结果与以前的研究低质量和高质量的原恒星物体。在l= 59度和l= 30度的星系区域中，分别有4个（35个中的4个）和7个（17个中的7个）天体检测到了这三条分子谱线中的至少一条。所有探测到的源都是原恒星。水的光谱是复杂的，由几个运动学组成部分，通过高斯分解确定，并在一些来源的逆和定期P-Cygni配置文件已被检测到。l= 59度区域的所有水线剖面主要由宽高斯排放特征，表明大部分水排放产生于流出。在l= 30度的天体上没有探测到这样宽的辐射。氨线在某些情况下也显示出线翼和逆P-Cygni轮廓，从而证实NH3旋转跃迁可用于探测高质量恒星形成区的动力学。辐射热光度和水线光度都…
2015-08-26 astro-ph.GA
An Estimation of the Star Formation Rate in the Perseus Complex
我们提出的结果，我们的调查的恒星形成的潜力在英仙座恒星形成复合体。我们建立在以前的无星核心，原恒星的核心，和年轻的恒星对象（YSO）目录斯皮策，赫歇尔，和SCUBA观测文献。我们根据柱密度大于5 × 10^21 cm^-2，将核心和YSO放置在7个恒星形成团块中。我们计算出69个无星核的平均密度和自由落体时间分别为5.55 × 10 ^-19 gcm^-3和100万年，我们估计不久的将来恒星形成率为1.5亿百万太阳年^-1。根据Bonnor Ebert稳定性分析，我们发现英仙座的大部分无星核是不稳定的。一般来说，这些核心可以坍缩形成下一代恒星。我们发现了无星核和YSO之间的关系，其中年轻原恒星（0类+I类）的数量与无星核的数量相似。这种一对一关系的相似性表明，这些无恒星的核心可能会形成下一代恒星，其形成速率与当前一代大致相同，如0类和I类原恒星所识别的那样。因此，如果无星核和任何YSO阶段之间存在这种关系，那么这两个种群的SFR值必须几乎恒定。简而言之，我们认为这种一对一的关系是更好地理解星云内恒星形成过程的一个重要因素。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does a prestellar core always become protostellar? Tracing the evolution of cores from the prestellar to protostellar phase
最近，已经确定了一个无星核心的子集，其热金斯质量显然被核心的质量所压倒，例如，核心{ \small L183}。在文献中，像这样的大规模核心通常被称为“超级牛仔核心”。由于无星核心可能处于恒星形成的尖端，对其动力学的研究将提高我们对从星前阶段到原恒星阶段过渡的理解。在目前的工作中，我们使用非磁性多面体原本属于家庭的等温球。为此目的，扰动施加到个别polytropes，第一，通过更换等温气体与气体是冷的附近的polytrope的中心和相对温暖的外部区域，第二，通过轻微的压缩的polytrope通过提高外部围压。使用后一种配置，我们确定的热力学条件下，核心可能保持无星。事实上，我们还认为，属性“超级牛仔裤”是主观的，这些核心并没有正式违反牛仔裤的稳定性标准。根据我们的测试结果，我们认为，气体温度在恒星形成云是至关重要的形成和演化的核心。在这项工作中的模拟进行了基于粒子的光滑粒子流体动力学算法。然而，建立数值收敛的结果，我们建议类似的测试与网格计划，如自适应网格细化。
2013-01-02 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
Temperature and kinematics of protoclusters with intermediate and high-mass stars: the case of IRAS 05345+3157
我们已经映射在小的空间尺度的温度和速度场的原星团与IRAS 05345+3157，其中包含中间/高质量的原恒星候选人和无星凝聚，因此是一个很好的位置来研究大质量的原恒星对原星团演化的作用。我们观察到氨的（1，1）和（2，2）反转跃迁与VLA。氨是最好的温度计密集和寒冷的气体，所观察到的过渡有临界密度能够跟踪运动学的团内气体介质。氨排放在两个相邻结构中延伸和分布。无星凝聚体比恒星形成核心更冷，但整个原星团的气体温度比红外暗云和低质量原星团中通常测量的温度高（约1.3-1.5倍）。观察到的谱线展宽的非热贡献至少是一个因素的2比预期的热展宽，即使在无星凝聚，相反，在低质量的静态致密的核心测量接近热的线宽。的NH3-N2 H+丰度比大大提高（10倍）的前恒星核心候选人，可能是由于冻结的大多数分子种类比他重。更大质量和更进化的物体可能在原星团的物理性质和运动学中起主导作用。高水平的湍流和事实上，测得的核心质量大于预期的热牛仔裤质量表明，湍流可能是一个重要的因素，在最初的分裂的父母团块。
2012-03-15 astro-ph.GA
Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-mass Starless Cores to High-mass Protostellar Objects I: HC3N and HC5N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜在42 $-$ 45 GHz波段对17个高质量无星核（HMSC）和35个高质量原恒星天体（HMPO）进行了HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N的巡天观测。我们分别从15例HMSC和28例HMPO中检测到HC $_{5}$ N，从5例HMSC和14例HMPO中检测到HC $_{5}$ N。发现HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N的柱密度的平均值分别为（$5.7 \pm 0.7$）$\times 10^{12}$和（$1.03 \pm 0.12$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$。推导出HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N丰度分数的平均值分别为（$6.6 \pm 0.8$）$\times 10^{-11}$和（$3.6 \pm 0.5$）$\times 10^{-11}$。使用Kolmogorov-Smirnov检验，我们发现HC $_{3}$ N的丰度分数从HMSC到HMPO降低。另一方面，从HMSC到HMPO，其柱密度的平均值略有增加。这可能意味着HC $_{3}$ N是在HMPO区的致密气体中新形成的。我们还研究了HMPO中HC $_{3}$ N柱密度与光质比（$L/M$）的关系。HC $_{3}$ N的柱密度随$L/M$比值的增大而减小，表明HC $_{3}$ N被恒星活动破坏。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ices in starless and starforming cores
冰颗粒地幔通常通过红外光谱观测到致密云、云核、原恒星包层和原行星盘。高达80%的可用氧、碳和氮都存在于这些冰中;最常见的冰成分-- H2O、CO2和CO --在许多恒星形成区的丰度仅次于H2。除了作为一个分子库，冰化学是负责大部分的化学演变，从水到复杂的，益生元分子。结合现有的ISO，斯皮策，VLT和凯克冰数据的结果在一个大样本的冰源（\sime 80），跨越所有阶段的恒星形成和大范围的原恒星光度（<0.1-105 L \odot）。在这里，我们总结了不同的技术，已被应用到挖掘这个冰的数据集上的信息，在不同的环境中的典型冰成分，这意味着什么冰的形成和演变过程中的恒星和行星形成。重点是如何最大限度地利用冰观测的经验约束，其次是从实验和模型的信息的应用。这一策略被用来识别冰带，并限制哪些冰在云形成的早期形成，哪些冰在星前核心形成，哪些冰需要原恒星的热量和/或紫外线辐射才能形成。统计检验，生存分析和冰地图的效用是突出的，后者直接揭示了星前冰的形成发生在两个阶段，分别与H2O和CO冰的形成，大多数原恒星冰的变化可以解释的差异在星前CO冰形成阶段。最后，特别注意直接观察复杂冰的困难，以及气体观测，实验和模型如何帮助限制这一冰化学阶段。
2011-07-28 astro-ph.GA
Searching for shocks in high-mass starless clump candidates
为了寻找恒星形成早期的激波，我们利用韩国VLBI网络（KVN）的21米射电望远镜对100个高质量无星团簇候选者（SCC）样本进行了SiO J=1-0、2-1和3-2线以及H $_2$ CO $2_{12}-1_{11}$线的单点巡天。SiO J=1-0、2-1、3-2谱线和H $_2$ CO谱线的检出率分别为$31.0\%$、$31.0\%$、$19.5\%$和$93.0\%$。在大质量恒星形成的这个阶段，冲击似乎很常见。所观察到的SiO线的宽度（全宽零功率（FWZP））范围从3.4到55.1公里秒$^{-1}$。一个显着的分数（$\sim29\%$）检测到的SiO光谱具有宽线宽（FWZP $>20~km~s^{-1}$），这是非常有可能与快速冲击驱动的原恒星外流。这一结果表明，大约三分之一的SiO探测到的SCC不是真正的无星，而是原恒星。另一方面，约40 $\%$的SiO光谱显示窄线宽（FWZP<10 $km~s^{-1}$），可能与低速激波有关，这些激波不一定是原恒星起源的。估计的SiO柱密度主要是$0.31-4.32\times10^{12}~cm^{-2}$。通过比较SiOJ =1-0和2-1谱线的SiO柱密度，我们认为SCC中的SiO分子可能处于非LTE状态。H $_2$的SiO丰度通常为$0.20-10.92\times10^{-10}$。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Deuteration in starless and prestellar cores
在致密的无星核和原恒星核中，氘代物质相对于非氘代物质的相对丰度可以比当地的星际介质大几个数量级。这种增强通过气相和尘埃颗粒中的多个途径进行，其中化学物质强烈依赖于物理条件。在本章中，我们将讨论如何灵敏，高分辨率的观测与氘分子发射的ngVLA将跟踪致密气体结构和运动学的紧凑的物理尺度上跟踪恒星形成的核心和年轻的原恒星和拱星吸积区的后续形成的引力坍缩。同时，这种观测将在追踪恒星和行星形成各个阶段的化学历史方面发挥关键作用。许多关键氘代物质的低J跃迁，以及它们的未氘代对应物，位于60-110 GHz频率窗口内，其低端在很大程度上是现有设施和仪器无法获得的。只有ngVLA提供的灵敏度和角分辨率相结合，将使对恒星形成最早阶段的物理和化学的研究无与伦比。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) V. Methanol in Taurus
甲醇是星际介质（ISM）中最简单的复杂有机分子之一，已被证明存在于寒冷的环境中，如无星核。我们的目标是研究甲醇排放在几个无星核心和调查的物理条件下，甲醇开始有效地形成，以及如何核心的物理结构和周围环境影响其分布。在“分子云气相元素丰度”大型计划（GEMS）中，用IRAM 30米望远镜观测了金牛座分子云12个无星核的66个位置的甲醇和C $^{18}$ O发射谱线。使用非LTE辐射转移代码计算所有位置的柱密度。然后，我们使用最先进的化学模型来重现我们的观察结果。我们已经计算了N（CH $_3$ OH）/N（C $^{18}$ O）柱密度比的所有观察到的偏移量，和两个不同的行为可以识别：的核心，其中的比例峰值在尘埃峰，和核心的比例峰值有轻微的偏移量相对于尘埃峰（$\sim $ 10000 AU）。我们认为，这种行为的原因是辐射的核心，由于附近的原恒星加速高能粒子沿其流出。的化学模型，不考虑辐照的变化，可以重现相当好的整体观察到的柱密度的甲醇，但不能重现两个不同的径向剖面观察。我们证实了环境对甲醇在无星核中分布的实质性影响。我们认为，由原恒星外流产生的cluerous介质可能会导致更有效的渗透的星际辐射场的分子云，并对甲醇在无星核心的分布产生影响。
2021-10-04 astro-ph.GA
Origins of the shocks in high-mass starless clump candidates
本研究利用IRAM 30米望远镜对9个无星团块候选体进行多谱线成图观测，发现其中3个激波源于电离气体碰撞，6个与内部恒星形成活动相关，部分源显示原恒星外流特征。
2023-06-21 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
A Low-mass Cold and Quiescent Core Population in a Massive Star Protocluster
星前核心代表了恒星形成的初始条件。虽然这些在附近低质量恒星形成区的初始条件已经被详细研究过，但对于大质量恒星形成区来说，这样的初始条件仍然是未知的。我们报告了在一个大质量恒星原星团形成云NGC 6334 S中探测到一个低质量无恒星和前恒星核心候选者的星团。在$\sim$ 0.02 pc空间分辨率的ALMA观测中，我们确定了17个低质量的无星核心候选者，这些候选者没有显示出任何原恒星活动的证据。这些候选者呈现出小的速度色散、高的NH $_{2}$ D丰度和高的NH $_{3}$氘丰度，并且在3.6 ~ 70~ $μ$ m的红外波长范围内是完全暗的。湍流显着消散和气体运动学的热运动对这些候选人占主导地位。17个核心中有9个受到引力束缚，因此被确定为前恒星核心候选者。NGC 6334 S的嵌入核在质量和演化阶段上表现出广泛的多样性。
2021-06-03 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey Complete Core Catalogue: Core mass function variations between nearby molecular clouds
本研究基于JCMT古尔德带巡天数据构建含2257个致密核的星表，分析近邻分子云核质量函数特征，发现不同云的核质量函数存在差异，且前恒星核转化效率约33%。
2025-09-01 astro-ph.GA
A study of the $c$-$\mathrm{C_{3}HD}$/$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$ ratio in low-mass star forming regions
我们使用$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$的氘化来探测无星和原恒星核的物理参数，与它们的演化状态相关，并将其与$\mathrm{N_{2}H^{+}}$-氘化进行比较，以研究含C和含N物质的氘化之间可能的差异。我们在金牛座和英仙座复合体的10个无星核和5个原恒星中观测到了主要的$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$、单氘和双氘的$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$和$c$-$\mathrm{C_{3}D_{2}}$以及同位素体$c$-$\mathrm{{H^{13}CC_{2}H}}$。我们检查了$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值与尘埃温度以及$\mathrm{H_2}$柱密度和CO消耗因子之间的相关性。所得$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值在误差条内，与检测到$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$的所有无星岩心中的$10\%$一致。这也解释了除了源HH 211之外的原恒星，在那里我们测量了高氘水平的$23\%$。$\mathrm{N_{2}H^{+}}$的氘化遵循相同的趋势，但在动态演化的核心L1544中要高得多。朝向原恒星核心，温度最低的天体在$c$-$\mathrm…
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas-phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) XI. The evolution of HCN, HNC, and N2H+ isotopic ratios in starless cores
本文利用IRAM 30m数据测定23个无星核心中HCN、HNC和N2H+的氘分数及14N/15N比率，结合化学模型约束其化学年龄，揭示氘分数可作为核心演化示踪剂，并发现HCN的氮同位素比率高于原恒星阶段，暗示原恒星阶段存在氮分馏过程。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
Ongoing star formation in the proto-cluster IRAS 22134+5834
利用（E）VLA、3 mm CARMA、2 mm PdBI和1.3 mm SMA分别对IRAS 22134+5834进行了厘米级观测，研究了连续辐射和分子谱线，这些谱线跟踪了气体的不同物理状态，研究了大质量YSO对附近无星核的影响，以及在成团恒星形成过程中的可能意义。多波长厘米连续观测揭示了星团内的两个射电源，VLA 1和VLA 2。VLA 1被认为是一个光学薄的UCHII区，大小为0.01~pc，位于近红外（NIR）星系团的边缘。VLA 1的电离光子通量对应于B1 ZAMS星。VLA 2与红外点源相关联，并且具有负光谱指数。我们在2~mm处分辨出了6毫米的连续谱芯，MM 2与UCH Ⅱ区VLA 1有关，其它致密芯分布在UCH{ \sc ii}区周围。在近红外星系团周围探测到两个高质量无星团簇（HMSC）：HMSC-E（东）和HMSC-W（西），它们具有不同的物理和化学性质，发射出N $_2$ H $^+$（1--0）和NH $_3$。在靠近UCHII区的NH-$_3$暗条上探测到两个N-$_2$-D-$^+$核，在假定的2.6 kpc距离上，预计间距为$\sim$ 8000 AU.分子线发射的运动学性质证实了UCHII区域的膨胀，并且近红外（NIR）簇周围的分子云也在膨胀。我们的多波长研究揭示了IRAS 22134+5834中不同世代的恒星形成。形成的中等质量恒星对附近的无星团块…
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Gould Belt Survey: First results from SCUBA-2 observations of the Cepheus Flare Region
我们目前的观测仙王座耀斑获得的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带遗产调查（GBLS）与SCUBA-2仪器的一部分。我们制作了SCUBA-2发现的源目录，并将其分为无星核心和原恒星。我们确定质量和密度为我们的每一个来源，使用源温度确定的赫歇尔古尔德带调查。我们比较了L1147/58、L1172/74、L1251和L1228四种不同分子云中无星核的性质。我们发现，每个区域的核心质量函数通常表现出比Salpeter行为浅。我们发现L1147/58和L1228的无星核与II类原恒星的比例很高，而L1251和L1174的比例很低，这与后者是目前恒星形成的更活跃的地区相一致，而前者的恒星形成不太活跃。我们确定，如果建模为热支持的Bonnor-Ebert球，我们的核心大多数有稳定的配置访问他们。我们估计我们的核心使用档案$^{13}$ CO速度色散测量的外部压力，发现我们的核心通常是压力限制，而不是重力约束。我们对我们的核心进行维里分析，发现它们通常不能单独由内部热能来支撑，主要是由于测得的外部压力。这表明，在仙王座耀斑的无星核心的内部支持的主导模式是非热运动或内部磁场。
2016-10-12 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
Infall and Outflow Towards High-mass Starless Clump Candidates
本研究利用IRAM望远镜观测110个ATLASGAL中红外暗团块，通过分子谱线识别下落与外流活动，发现多数静止团块已存在恒星形成相关活动，并提出开展ALMA高分辨率研究以探索大质量恒星形成的极早期阶段。
2023-05-07 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 dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis. Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个目录的星前和无星的核心内的日冕南分子云测光数据从赫歇尔空间天文台。在距离d~130 pc的地方，南冕座是最近的恒星形成区之一。Herschel用SPIRE和PACS测光相机以并行模式拍摄了南冕的多波长数据，波长范围为70 μm至500 μm。一个完整的样本的无星和星前核心和嵌入的原恒星被确定。赫歇尔-古尔德带巡天的其他结果显示了致密核心的分布与分子云内部的对流结构之间的空间相关性。我们更进一步，并显示这些核心的属性和它们在云内的空间分布之间的相关性，特别关注密集核心的质量分布相对于它们的邻近。我们发现，只有低质量的无星核心远离暗条形成，而所有高质量的星前核心都靠近暗条结构形成，或者直接形成在暗条结构上。这一结果支持了星前核主要形成于星丝上的范例。我们分析了整个分子云的质量分布，发现证据表明，皇冠周围的区域似乎是在一个更动态的先进的进化阶段，云内的其余团块。
2018-01-23 astro-ph.GA
A Catalog of Low-Mass Star-Forming Cores Observed with SHARC-II at 350 microns
我们提出了一个目录的低质量致密的核心观察SHARC-II仪器在350微米。我们的观测具有10”的有效角分辨率，比赫歇尔空间天文台在相同波长下获得的观测高约2.5倍，尽管灵敏度较低，特别是对扩展发射。该目录包括81张地图，涵盖总共164个探测到的源。对于每个检测到的源，我们列出基本的源属性，包括位置，峰值强度，固定孔径的通量密度，和半径。我们研究了指向模型应用于所有SHARC-II数据的不确定性，保守地发现，模型校正在~3”内，大约是SHARC-II波束的1/3。我们研究了两种阵列扫描模式之间的差异，发现仪器校准，光束大小和光束形状在两种模式之间是相似的。我们还表明，相同的通量密度测量时，在两种不同的模式下观察到的源，这表明有没有系统的影响引入到我们的目录，利用两种不同的扫描模式在进行观测的过程中。我们发现原恒星核心的检测率为95%，但只有45%的无星核心，并证明存在SHARC-II检测偏见，但最大规模和紧凑的无星核心。最后，我们讨论了这些350微米的观测使原恒星分类的改进。
2016-04-14 astro-ph.GA
Diverse protostellar evolutionary states in the young cluster AFGL961
我们提出了弧秒分辨率的中红外和毫米观测的年轻星团AFGL 961的玫瑰分子云的中心。在0.2 pc的范围内，我们发现一颗早期的B星嵌入在致密的核心中，一颗邻近的恒星具有相似的光度，没有毫米对应物，一颗原恒星在外接圆星团的信封中清除了一个空腔，还有两个大质量的致密核心，没有红外对应物。从其中一个核心流出，表明有一颗深埋的原恒星，但另一个核心没有恒星，被束缚着，似乎正在坍塌。状态的多样性意味着要么原恒星在星团中的演化比在孤立状态下更快，要么星团通过准静态而不是动态坍缩形成。在星团中心存在的前恒星核心表明，一些恒星的形成在大质量电离恒星之后和附近继续进行。
2009-05-11 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
Cold Dust in Hot Regions
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的SCUBA-2相机绘制了五个大质量恒星形成区。温度和柱密度图从SCUBA-2 450和850 $μ$ m图像中获得。我们发现的大多数致密团块的中心温度低于20 K，有些冷到8 K，这表明它们由于嵌入的原恒星的存在而没有内部加热。这是令人惊讶的，因为在从这些图像推断的高密度和如此低的温度下，这些团块应该是不稳定的，坍缩形成恒星并产生内部加热。在团块中心的柱密度超过10 $^{23}$ cm $^{-2}$，并且对于$β$ = 1.5-2.5，导出的峰值视觉消光值为25-500 mag，表明高度不透明的中心。观测到的云气质量范围从$\sim$ 10到10 $^{3}$ M $_{\odot}$。团块的外部区域遵循$r^{-2.36\pm0.35}$密度分布，并且通常在10 $^{4}$ AU之外观察到这种幂律结构。所有这些发现都表明，这些团块是高质量的无星团块，并且很可能包含高质量的无星核心。
2013-12-30 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the Corona Australis molecular cloud and evidence of variable dust emissivity indices in the Coronet region
该研究利用JCMT和Herschel数据对南冕座分子云进行观测，识别39个源，并发现Coronet区域尘埃发射率指数β变化，尤其在SMM-6中β较低，表明存在大尘埃颗粒。
2025-01-20 astro-ph.GA
The JCMT Legacy Survey of the Gould Belt: a first look at Taurus with HARP
作为JCMT古尔德带恒星形成遗产调查的一部分，我们提出了金牛座的早期科学结果。CO J=3-2的地图已沿西北脊和碗，统称为L 1495，以及深13 CO和C18 O J=3-2的地图在两个分区。有了这些数据，我们寻找分子外流，并使用流量的分布，HH对象和冲击H2线发射功能，连同人口的年轻恒星，原恒星核和无星凝聚映射在这个广泛的区域的恒星形成。共发现21起外流。很明显，碗状星云比脊状星云更演化，拥有更多的金牛座T星和更弥散、更动荡的环境介质。相比之下，海岭包含了一个更年轻，分布不太广泛的原恒星群体，反过来，这与更多的分子外流有关。我们估计L1495星前核与原恒星核的数量之比约为1.3-2.3，引力束缚的无星核与（引力束缚的）星前核的数量之比约为1。如果我们采用之前估计的原恒星寿命约为5 x 10^5年，这表明星前的寿命为9（+/-3）x 10^5年。根据外流的数量，我们还粗略估计了L 1495的恒星形成效率，发现它与10- 15%的标准值是一致的。我们注意到，分子外流驱动源有红色的近红外颜色比他们的HH喷气驱动同行。我们还发现，更小，更密集的核心与更大规模的外流，因为人们可能会期望，如果在流中的质量积累的增加与原恒星信封的崩溃和收缩。
2010-02-10 astro-ph.GA
CARMA-NRO Orion Survey: unbiased survey of dense cores and core mass functions in Orion A
致密核心的质量分布是理解恒星形成过程的潜在关键。对CARMA-NRO Orion C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）数据进行聚类分析，识别出2342个致密核，其中约22%的维里比小于2，可归为重力束缚核。导出的核心质量函数（CMF）的束缚无星的核心，不与原恒星有一个类似的萨尔彼得的初始质量函数（IMF）的质量范围以上的1 $M_\odot$，在$\sim$ 0.1 $M_\odot$的峰值。我们将OMC-1/2/3、OMC-4/5、L1641 N/V380 Ori和L1641 C四个区域划分为四个区域，并推导了这些区域的CMF。我们发现质量大于10 $M_\odot$的无星核只存在于OMC-1/2/3中，而OMC-4/5、L1641 N和L1641 C中的CMF被截断在5- 10 $M_\odot$左右。根据每个分区域中束缚无星核和第二类物体的数量比例，束缚无星核的寿命估计为5- 30次自由落体，与以前对其他区域的研究一致。此外，我们讨论了核心增长的质量吸积从周围的云材料来解释的一致性峰值质量之间的IMFs和CMFs。在一个核心寿命内核心质量加倍所需的质量吸积率比邦迪-霍伊尔吸积率大2倍。这意味着，更多的动态吸积过程需要增长的核心。
2022-11-21 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
The TOPGöt high-mass star-forming sample. I. Methyl cyanide emission as tracer of early phases of star formation
TOPGöt项目研究了86个处于不同演化阶段的高质量恒星形成区的样本，从无星核心到超紧凑的HII区。调查的目的是分析统计上显著样本中的不同分子种类，以研究高质量恒星形成区域的化学演化，并确定不同阶段的化学示踪剂。在不同的光谱窗口，在1，2，和3毫米的IRAM 30米望远镜的源已被观察到。在这第一篇论文中，我们提出的样本和分析的光谱能量分布（SED）的TOPGöt源，以获得物理参数。我们使用MADCUBA软件来分析甲烷氰化物（CH $_3$ CN）的发射，这是一种众所周知的大质量恒星形成的示踪剂。在$\rm{CH_3CN(5_{K}-4_{K})}$的频率范围内，已检测到73个源（样品的85%）的$\rm{CH_3CN(5_{K}-4_{K})}$ K跃迁发射，其中12个未检测到，1个源未观察到。CH $_3$ CN的发射已被检测到对所有的演化阶段，与平均丰度显示出一个明显的数量级的增加，从高质量的无星核心到后来的演化阶段。我们发现了一个保守的丰度上限为高质量的无星核心的$X_{\rm CH_3CN}<4.0\times10^{-11}$，和一个范围内的丰富的$4.0\times10^{-11}<X_{\rm CH_3CN}<7.0\times10^{-11}$的那些来源，可能是高质量的无星核心或非常早期的高质量的原恒星物体。事实上，在这个丰度范围内，我们已经确定了五个以前没有被归类…
2021-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive 70 micron quiet clumps I: evidence of embedded low/intermediate-mass star formation activity
在任何可见的原恒星形成之前，大质量的团块是寻找难以捉摸的大质量无星核心的最佳候选者。在这项工作中，我们调查的尘埃和气体性质的大规模团块选择是70微米安静，因此很好的无星候选人。我们的18个团块样本的质量为300 < M < 3000 M_sun，半径为0.54 < R < 1.00 pc，表面密度σ> 0.05 g cm^-2，亮度/质量比L/M < 0.3。我们发现，这些70微米安静的团块中有一半嵌入微弱的24微米源。与GLIMPSE对应物的比较表明，有5个团块嵌入了中等恒星质量的年轻恒星，最高可达5.5 M_sun。利用IRAM 30 m望远镜对N_2H ~+（1-0）、HNC ~+（1-0）和HCO ~+（1-0）的观测，研究团簇动力学。有7个团块的光谱蓝移与坠落特征相符，我们估计其质量吸积速率为0.04 < M_dot < 2.0 x 10^-3 M_sun/年^-1，与高质量原恒星区域的数值相当，自由落体时间为t_ff = 3 x 10^5/年。我们在有和没有嵌入24微米光源的物体之间发现的唯一可感知的差异是，从24微米暗物体到24微米亮物体，下落速率似乎增加。我们的结论是，所有70微米安静的对象具有相似的性质，在团块尺度上，独立的嵌入式原恒星的存在。根据我们的数据，我们推测，大多数，如果不是所有的这些团块可能已经嵌入微弱的，低质量的原恒星核心。如果这些团块要形成大质量恒…
2017-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
DNC/HNC and N2D+/N2H+ ratios in high-mass star forming cores
化学模型预测N2 H+的氘代分数（含D的分子与含H的分子之间的柱密度比）Dfrac（N2 H+）在大质量的前原恒星核心中很高，在原恒星诞生后迅速下降一个数量级，而HNC的Dfrac（HNC）保持不变的时间要长得多。我们测试了这些预测推导Dfrac（HNC）在22个大质量恒星形成的核心分为三个不同的演化阶段，从高质量的无星核心候选人（HMSC，8）到高质量的原恒星物体（HMPO，7）超紧凑HII地区（UCHIIs，7）。对于所有这些，Dfrac（N2 H+）已经通过IRAM-30 m望远镜观测确定，这证实了原恒星诞生后Dfrac（N2 H+）的理论快速下降（Fontani等人，2011年）。因此，我们的比较研究不受源选择引入的偏差的影响。我们发现HMSC、HMPO和UCHII的平均Dfrac（HNC）分别为0.012、0.009和0.008，三个进化组之间没有统计学显著差异。这些发现证实了化学模型的预测，并表明较大的Dfrac值（N2 H+）比较大的Dfrac值（HNC）更适合识别处于形成高质量恒星边缘的核心，同样在低质量区域中也发现了这种情况。
2014-02-12 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
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: Ubiquitous Protostellar Outflows
我们对银河系中央分子带的四个大质量分子云进行了1.3 mm谱线的观测，观测分辨率为2000 AU。我们重点研究了原恒星外流中通常富含的几种潜在激波示踪物，包括SiO、SO、CH $_3$ OH、H $_2$ CO、HC $_3$ N和HNCO。我们确定了43个原恒星外流，包括37个高度可能的和6个候选人。外流被发现朝向已知的高质量恒星形成核心和质量较小的看似静止的核心，而基于连续体识别的834个核心中有791个没有检测到外流。流出质量的范围从小于1~ $M_\odot$到几十个$M_\odot$，典型的不确定度为70倍。我们没有发现这些流出物和附近类似物（如经过充分研究的L1157和NGC 7538 S流出物）的相对分子丰度之间存在分歧的证据。结果表明，i）驱动外流的原恒星吸积盘普遍存在于CMZ环境中，ii）如果这些云处于非常早期的演化阶段，预计会有很大一部分候选的无星核心，但要注意外流的潜在不完整性，iii）高质量和低质量恒星的形成在这些云中同时进行，和iv）目前的数据没有显示出在确定CMZ环境中的分子丰度的流出物中的冲击化学与附近云中的冲击化学之间的差异的证据。
2021-01-20 astro-ph.GA
Probing the initial conditions of high-mass star formation -- IV. Gas dynamics and NH$_2$D chemistry in high-mass precluster and protocluster clumps
恒星形成的初始阶段是一个复杂的区域研究，因为它的密度高，温度低。在这样的条件下，许多分子通过冻结在尘埃颗粒上而从气相中耗尽。然而，氘代物质可以保持气态，因此是理想的示踪剂。我们调查的气体动力学和NH $_2$ D化学在8个大规模的前/原团簇块。我们分别用PdBI和VLA给出了8个团簇的NH $_2$ D 1 $_{11}$-1 $_{01}$（85.926 GHz）、NH $_3$（1，1）和（2，2）观测结果。结果表明，氘分馏与动力学温度之间的分布在$T_{\rm kin}=16.1$ K附近有一个数密度峰，NH-$_2$-D核主要位于13.0 ~ 22.0 K之间。我们检测到七个极高的氘分馏的$1.0 \leqslant D_{\rm frac} \leqslant 1.41$的情况。我们发现，NH $_2$ D发射似乎并不完全符合尘埃连续或NH $_3$峰的位置，但往往围绕恒星形成的活动区。这表明NH $_{2}$ D已经被中心的年轻恒星天体（YSO）由于加热而破坏。检测到的NH $_2$ D线非常窄，中值宽度为$\rm 0.98\pm0.02 km/s$。被提取出来的NH $_2$ D核心是引力束缚的（$α_{\rm vir} < 1$），可能是星前或无星的，并且可能形成中等质量或高质量的恒星。用NH $_3$（1，1）作为动力学示踪剂，我们发现了非常复杂的动力学运动，它可…
2020-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation as an Evolutionary Probe in Massive Proto-stellar/cluster Cores
高红外消光云是大质量恒星/团簇形成的理想场所。近年来发现的大量云核，使人们能够研究早期云核之间可能的演化顺序。我们用亚毫米望远镜（SMT）对15个处于不同演化阶段的致密核进行了氘分馏的调查，从高质量的无星核到超致密的Hii区域，在高消光的大质量恒星形成云G34.43+0.24，IRAS 18151-1208和IRAS 18223-1243中。观察N2 H+（3 - 2）、N2 D+（3 - 2）和C18 O（2 - 1）的光谱，以导出N2 H+的氘分馏、Dfrac \equiv N（N2 D+）/N（N2 H+）以及每个选定的芯的CO消耗因子。我们的研究结果表明，Dfrac的气体温度和线宽的下降趋势。由于较冷和静止的气体可能与演化程度较低的核心有关，因此较大的Dfrac似乎与核心演化的早期阶段相关。这种下降趋势类似于低质量原恒星核中Dfrac的行为，并且与高质量原恒星核中的几项早期研究一致。我们还发现了一个温和的增加趋势的Dfrac与CO消耗因子，这表明升华的冰幔改变了化学反应中的竞争，降低Dfrac。我们的研究结果表明，在低质量和高质量的原恒星候选人在早期阶段的氘代物种的一般化学行为。此外，电离度的上限估计在2 \times 10^-7和5 \times 10^-6之间。四个静止的核心有边际场中性耦合，也许有利于湍流冷却流。
2011-10-07 astro-ph.GA
Multiwavelength study of the G345.5+1.5 region
恒星形成区通常在银河系巡天的背景下进行研究，但当研究范围超出巡天区域时，有时需要专门的观测。在这里，我们研究了G345.5+1.5区域，该区域位于银河平面上方，以了解其恒星形成特性。我们结合LABOCA和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）的过渡线观测，辅以Hi-GAL和$\it{Spitzer}$ -GLIMPSE巡天，研究了该区域的恒星形成。我们使用Clumpfind算法从870个$μ$ m和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）数据中提取团块。在36厘米的无线电发射被用来估计HII区的数量，并从870 $μ$ m的自由-自由发射中去除污染。我们采用颜色-颜色图和光谱能量分布斜率来区分星前和原恒星团块。我们通过维里参数研究了丛的有界性。最后，我们估计了该区域的恒星形成效率和恒星形成率，并使用Schmidt-Kennicutt图来比较其形成恒星的能力。在我们使用MGPS-2星表发现的13个射电源中，发现7个与对应于晚B星或早O星的HII区域相关。我们发现了45 870个$μ$ m团块和107个$^{12}$ CO团块。超过50%的团块是原恒星和有界的，能够主持恒星的形成。高SFR和SFR密度值与该区域相关，SFE为百分之几。通过亚毫米波、CO跃迁和短波长红外观测，我们的研究揭示了朝向G345.5+1.5的大质量恒星、原恒星和无星团块。因此，这个区域正在活跃地形成恒星，它在施密特…
2019-01-30 astro-ph.GA
CHemical Evolution in MassIve star-forming COres (CHEMICO). I. Evolution of the temperature structure
针对大质量恒星形成核化学演化理解不足的问题，CHEMICO项目通过观测三类演化阶段目标的多波段谱线，分析含碳物种推导温度结构，揭示其从冷均匀包层到分层包层再到热核冷包层的演化规律。
2025-07-02 astro-ph.GA
Dense molecular cocoons in the massive protocluster W3 IRS5: a test case for models of massive star formation
两个相互竞争的模型描述了像猎户座梯形这样的物体中大质量恒星的形成。在湍流核吸积模型中，恒星质量直接与云凝聚的质量分布有关。在竞争吸积模型中，原星系团的引力势从周围的云团中捕获气体，而单个星系团成员则竞争这些气体。[目的]通过对原梯形星团W3 IRS 5的结构、运动学和化学的高分辨率亚毫米观测，我们旨在确定哪种恒星形成模式占主导地位。[方法]利用W3 IRS 5的1”-3”（1800-5400 AU）分辨率，对354 GHz亚毫米波阵列进行观测。...... [结果]观察到5个发射峰（SMM 1 -5）。SMM 1和SMM 2包含大质量嵌入恒星（~20 Msun）; SMM 3 -5是无星或包含低质量恒星（<8 Msun）。推测的密度很高，>= 10^7 cm^-3，但核心质量很小，为0.2-0.6 Msun。检测到的分子发射揭示了四个不同的化学区。...... [结论]原梯形星团W3 IRS 5是一个理想的检验案例，可以用来区分大质量恒星形成的模型。要么是大质量恒星从它们的本地核心局部吸积;在这种情况下，小的核心质量意味着W3 IRS 5处于最后阶段（1000年）的下降和吸积，要么是恒星从一个大质量的星团形成核心的全球崩溃中吸积。我们发现，观测到的W3 IRS 5及其周围的星团形成核心的质量、密度和谱线宽度与大质量年轻形成恒星以Macc~10^-4 Msun/yr^-1的速率竞争吸…
2013-08-23 astro-ph.GA
The accretion history of high-mass stars: An ArTéMiS pilot study of Infrared Dark Clouds
原恒星的质量增长是确定初始质量函数等基本恒星星族性质的核心因素。因此，限制单个原恒星的吸积历史是恒星形成研究的一个重要方面。本研究的目标是确定高质量恒星（原恒星）是否从致密（<0.1pc）的固定质量气体库（通常称为致密核心）获得质量，或者高质量恒星的质量增长是否由通常围绕它们的秒差距尺度团块的动力学演化所控制。为了实现这一目标，我们使用APEX上的ArTéMiS相机对11个红外暗云及其邻近的一些团块进行了350微米的连续映射。通过识别大约200个紧凑的ArTéMiS源，并将它们与Herschel Hi-GAL 70微米源相匹配，我们已经能够产生质量与温度图。我们比较的性质（即无星或原恒星）和位置的ArTéMiS源在这些图中模拟的核心喂养和团块喂养吸积方案的演化轨迹。我们认为，后者提供了一个更好的协议与观察到的高质量恒星形成的核心分布。然而，关于大质量恒星吸积历史的问题，一个强有力的和明确的结论需要更大的数字统计。
2020-06-09 astro-ph.GA
An ALMA study of the massive molecular clump N159W-North in the Large Magellanic Cloud: A possible gas flow penetrating one of the most massive protocluster systems in the Local Group
大麦云星云中的大质量致密团块可以成为探索人口稠密星团形成的重要实验室。我们报告多尺度ALMA观测的N159 W-北集群，这是最CO在银河系中的密集区域。高分辨率CO同位素和1.3毫米连续观测，角分辨率为$\sim$ 0。“25（$\sim$ 0.07 pc）揭示了在主脊丛内有CO流出的五个以上的原恒星源。其中一个热连续源，MMS-2，显示出特别大质量/致密的性质，其总H $_2$质量和峰值柱密度分别为$\sim$ 10 $^{4}$ $M_{\odot}$和$\sim$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，并拥有大质量（$\sim$ 100 $M_{\odot}$）的无星核心候选者，被确定为它的内部子结构。包含这个源的主脊可以被归类为本星系群中最大的原星团系统之一。CO高分辨率观测发现了几个明显的对流云从恒星形成点向南延伸。具有较大视场的CO（1-0）数据集揭示了一个锥形的，$\sim$ 30 pc长的复杂向北延伸的方向。这些特征表明，大规模的气体压缩事件可能产生了巨大的恒星形成复合体。基于N159 W-北复杂的惊人的相似性和以前报道的其他两个高质量的恒星形成云在附近的地区，我们提出了一个$"$泪滴流入模型$"$，解释了同步，极端的恒星形成整个$>$ 50 pc，包括最大的原星团团块在本地组之一。
2022-04-30 astro-ph.GA
The Balloon-Borne Large Aperture Submillimeter Telescope (BLAST) 2005: A 10 deg^2 Survey of Star Formation in Cygnus X
我们提出了天鹅座X在一个新的多波长的角度来看，基于一个公正的BLAST调查在250，350和500微米，结合丰富的数据集，为这个良好的研究区域。我们的主要目标是研究高质量恒星形成的早期阶段。我们已经检测到184个紧凑的来源在所有三个BLAST波段的进化的各个阶段。从它们的光谱能量分布，我们得到的物理性质的质量，表面密度，辐射光度和尘埃温度。一些明亮的源达到40 K包含众所周知的紧凑H II区域。我们通过从它们在亮度-质量（LM）图中的位置推导出的能量学将这些与进化早期阶段的其他来源联系起来。BLAST的光谱覆盖范围，接近尘埃光谱能量分布的峰值，揭示了较暗的来源太冷（~ 10 K），无法被早期的较短波长的调查，如IRAS。我们探测到红外暗云的热辐射，并更普遍地研究冷的“无星核”现象。这些冷源的斯皮策图像通常显示恒星托儿所，但这些大质量恒星形成的潜在场所是“无星”的，因为迄今为止没有大质量原恒星处于强烈的吸积阶段。我们在L-M图的背景下讨论进化。理论提出了一些有趣的可能性：一些冷的大质量致密源可能永远不会形成包含大质量恒星的星团;而包含大质量恒星的星团可能没有可识别的致密冷质量前体。
2010-11-18 astro-ph.GA
A Survey of Deuterated Ammonia in the Cepheus Star-Forming Region L1251
了解无星核和星前核演化过程中的化学过程是理解恒星和盘形成初始阶段的重要一步。该项目是对仙王座L1251恒星形成区中的氘代氨（o-NH $_2$ D）的研究。22个致密的核心（其中20个是无星或星前的，其中两个有原恒星），以前由p-NH $_3$（1，1）观测确定，用基特峰上的12米亚利桑那射电天文台望远镜瞄准。在13个（59%）NH $_3$ -检测的核心中检测到o-NH $_2$ D J $_{\rm{K_a} \rm{K_c}}^{\pm} =$ $1_{11}^{+} \rightarrow 1_{01}^{-}$，中值灵敏度为$σ_{T_{mb}} = 17$ mK.在该灵敏度下在o-NH $_2$ D中检测到的所有核心均具有p-NH $_3$柱密度$> 10^{14}$ cm $^{-2}$。使用恒定激发温度（CTEX）近似计算o-NH $_2$ D柱密度，同时校正NH $_3$源尺寸的填充分数。发现氘分数中位数为0.11（包括3个$σ$上限）。然而，在氘分数与任何物理或演化变量的关系图中没有明显的可辨别的趋势。如果L1251中的岩心具有相似的初始化学条件，则该结果是岩心以不同速率物理演化的证据。
2022-07-21 astro-ph.GA 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
