Simulating protostellar evolution and radiative feedback in the cluster environment
辐射反馈是分子云内部恒星形成的最重要的结果之一。在恒星形成的初期，来自大质量恒星的辐射加热了周围的气体，这抑制了许多低质量恒星的形成。在模拟前主序星时，它们的恒星性质必须用星前模型来定义。星前建模的不同方法可能会产生数量上不同的结果。在本文中，我们比较了两个现有的星前模型在相同的初始条件下，以衡量模型的选择是否有任何显着的影响，最终的恒星人口。第一个模型处理恒星半径和光度与ZAMS模型，而单独估计吸积光度通过插值公布的星前轨道。第二，更准确的星前模型自洽地演变的半径和光度的每颗恒星在高度可变的吸积条件。每个都耦合到一个基于射线追踪的辐射反馈代码，也处理电离。自洽模型的影响是在恒星形成的早期阶段电离辐射和加热较少。这可能会影响最终的质量分布。我们注意到，在进化模型中，相对于轨道拟合模型，峰值恒星质量从47.3 Msun减少了8%到43.5 Msun。此外，在每种情况下，两颗最大恒星之间的质量差从14兆太阳减少到7.5兆太阳。由这些大质量恒星产生的HII区域也被认为在时间尺度上闪烁，直到我们的时间步长（< 560年）所施加的限制，大小和形状迅速变化，证实了之前使用ZAMS估计星前电离通量的星团模拟。
2012-01-05 astro-ph.GA
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
From Prestellar to Protostellar Cores II. Time Dependence and Deuterium Fractionation
我们调查的分子演化和D/H丰度比，发展作为恒星形成的收益从致密云核心的原恒星核心，通过求解气体颗粒反应网络应用到1-D辐射流体动力学模型与下落流体包裹。气体和冰地幔物种的空间分布计算在第一个核心阶段，并在一个原恒星诞生后的时间。气相甲醇和甲烷比CO更丰富的半径$r\lesssim 100$ AU在第一个核心阶段，但随着时间的推移逐渐减少，而更大的有机物种的丰度增加。当复杂的有机分子有效地形成时，对于在后期阶段落入的那些流体包裹来说，预热阶段的寿命更长。不饱和碳链的形成（热碳链化学）在后期也更有效;与CH $_4$反应形成碳链的C $^+$随着包膜密度的降低而增加。大的有机分子和碳链是强烈的氘代，主要是由于高的D/H比在母体分子，确定在冷相。我们还扩展了我们的模型，简单地模拟化学拱盘，通过暂停1-D的流体包裹在恒定的磁盘半径的下降。物种CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$的丰度增加在$10^4-10^5$年在固定的温暖的温度;两者也有很高的D/H比。
2012-10-16 astro-ph.GA
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
The ALMA Survey of 70 $μ\rm m$ Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VII: Chemistry of Embedded Dense Cores
我们提出了一个化学研究对294致密的核心，在12个分子团，使用的数据从ALMA调查的70 $μ\rm m$黑暗的高质量团在早期阶段（ASHES）。我们确定了97个原恒星核心和197个星前核心候选人的基础上检测流出和分子跃迁的高上能级（$E_{u}/k > 45$ K）。N $_{2}$ D $^{+}$向原恒星核发射的探测率为38%，高于星前核的9%，表明N $_{2}$ D $^{+}$并不完全追踪星前核。星前核和原星核中DCO $^{+}$的检出率分别为35%和49%，均高于N $_{2}$ D $^{+}$的检出率，说明无论是星前核还是原星核，DCO $^{+}$的检出率都高于N $_{2}$ D $^{+}$. N $_{2}$ D $^{+}$和DCO $^{+}$丰度从星前阶段到原恒星阶段都呈下降趋势。DCN、C $_{2}$ D和$^{13}$ CS发射线在早期演化阶段的致密核中很少见到。H $_{2}$ CO向致密核发射的检测率为52%，比CH $_{3}$ OH的检测率（17%）高3倍。此外，H $_{2}$ CO的探测率、丰度、谱线强度和谱线宽度随着地核演化状态的增加而增加，表明H $_{2}$ CO谱线发射对原恒星活动敏感.
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Environment and Protostellar Evolution
即使在今天的银河系中，恒星也是在各种环境中由气体核心形成的，这可能会影响恒星和行星系统的性质。在这里，我们研究压力的作用，通过周围的团块表面密度参数化，对原恒星的演化和外观，重点是低质量，太阳般的恒星，并考虑一系列的条件，从相对低压丝在金牛座，中间压力的集群形成团块，如猎户座星云团（ONC），到非常高的压力，可能会发现在密集的红外暗云（IRDC）或在银河系中心（GC）。我们提出了统一的分析和数值模型的崩溃的星前核，吸积盘，原恒星的演变和双极外流，耦合到辐射转移（RT）的计算和一个简单的天体化学模型来预测CO气相丰度。在高压环境中的星前核心更小、密度更大，因此以更高的吸积速率和效率坍缩，导致更高光度的原恒星和更强大的外流。原恒星的包层被加热到更高的温度，影响红外线形态（从而分类）和天体化学过程，如CO耗尽到尘埃颗粒冰幔（从而CO形态）。这些结果对恒星和行星形成具有普遍意义，特别是通过它们对恒星吸积盘的天体化学和尘埃颗粒演化的影响。
2015-01-29 astro-ph.GA
Fragmenting Filaments and Evolving Cores -- Insights from Dust Polarisation Study of a filament in Northern Orion B
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Kyushu University（九州大学）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Tokushima University（德岛大学）；Kyushu Sangyo University（九州产业大学）；Kyushu Kyoritsu University（九州保健大学）；University College London（伦敦大学学院）；Nagoya University（名古屋大学）
研究通过尘埃偏振分析揭示了Orion B分子云中丝状物和核心的磁场特性及演化过程。
2025-12-22 astro-ph.GA
Chemical Variation among Protostellar Cores: Dependence on Prestellar Core Conditions
热科里诺化学和暖碳链化学（WCCC）是由恒星形成核心中的气体-颗粒相互作用驱动的：在冰幔中形成复杂有机分子（COMs）的自由基-自由基重组反应，CH $_4$和COMs的升华，以及随后的气相反应。这些化学特征预计将取决于冰地幔的组成，这是设置在星前阶段。我们计算了气体颗粒化学反应网络，考虑了成星核中的层状冰幔结构，以研究热科里诺化学和WCCC如何依赖于引力坍缩开始之前的静态相的物理条件。我们发现，温度越低，静止相的消光越低，静止相的时间越长，WCCC越活跃。热可里诺化学对静止相条件的依赖性更为复杂。虽然CH $_3$ OH在较暖的静态相模式中的丰度较低，但由于COMs的形成途径不同，因此在这些暖的静态相模式中，一些COMs有效地形成。如果视觉消光较低，则光解使COM在静态阶段不太丰富。然而，一旦崩溃开始，视觉消光增加，COM可以有效地形成。静态阶段的持续时间不会在很大程度上影响COM丰度。原型热corino和混合源之间的化学多样性，其中COMs和碳链都相当丰富，可以解释星前条件的变化。然而，在我们的模型中，很难再现原型WCCC源中的气体COMs的不足。
2020-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 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
Tracing grain growth in the forming prestellar core L1506C with 3D modeling of Herschel, IRAM, and CFHT observations
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Université de Toulouse, CNRS, CNES（天体物理学与行星学研究所以及图卢兹大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（萨克雷大学）；Observatoire de Paris, PSL, CNRS, UPMC, Univ. Paris-Diderot（巴黎天文台）
通过对金牛座分子云细丝L1506中L1506C的观测数据进行三维建模，用修正黑体拟合光谱能量分布，揭示其碎片化及颗粒特性变化，表明恒星形成早期就有颗粒生长。
2026-07-02 astro-ph.GA
Are Stellar Embryos in Perseus Radio-Synchrotron Emitters? Statistical data analysis with Herschel and LOFAR paving the way for the SKA
本研究首次统计分析英仙座分子云恒星胚胎的射电同步辐射，用LOFAR探测未发现显著信号，给出磁场强度上限并预测SKA-Low未来可更灵敏探测，为理解宇宙线与恒星形成关系提供依据。
2024-11-29 astro-ph.GA
ALMA-IMF XVII -- Census and lifetime of high-mass prestellar cores in 14 massive protoclusters
本研究利用 ALMA-IMF 巡天数据，通过 CO 和 SiO 外流识别原恒星核，提出新自动化方法探测外流，从而筛选出高质量前恒星核并估算其寿命，发现其持续时间显著超过自由下落时间，表明坍缩受湍流等因素减缓。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the history of water ice formation from HDO/H2O and D2O/HDO ratios in protostellar cores
最近的干涉仪观测发现，在低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A附近，水冰已经升华，D2 O/HDO丰度比HDO/H2O高出约一个数量级。以往的实验室和理论研究表明，如果HDO和D2 O冰与H2O冰同时形成，则D2 O/HDO冰比应低于HDO/H2O冰比。在这项工作中，我们提出观察到的特征，D2 O/HDO > HDO/H2O，是低质量恒星形成早期冷阶段化学演化的自然结果：1）大部分氧气被锁在水冰和分子云中的其他分子中，其中水氘代是无效的，以及2）水冰形成在冷的星前/原恒星核心中继续以大大降低的效率，氘过程是高度增强的，由于下降的ortho-para比的H2，较弱的紫外辐射场等。使用一个简单的分析模型和气体-冰天体化学模拟跟踪从形成的分子云到原恒星核的演变，我们表明，所提出的方案可以定量地解释所观察到的HDO/H2O和D2 O/HDO的比例。我们还发现，大多数HDO和D2 O冰可能形成于冷的星前/原恒星核中，而不是形成于分子云中，而大部分H2 O冰都是在分子云中形成的。这项工作展示了权力的组合的HDO/H2O和D2 O/HDO的比率作为一种工具，以揭示过去的历史，水冰形成的早期冷阶段的恒星形成时，氘富集在大部分的水发生。需要进一步的观测来探索D2 O/HDO > HDO/H2O的关系是否在低质量的原恒星源中普遍存在。
2015-12-14 astro-ph.GA
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
Can High-velocity Protostellar Jets Help to Drive Low-velocity Outflow?
采用三维磁流体动力学模拟方法，以磁场强度和质量吸积率为参数，研究了不同恒星形成核中原恒星喷流的驱动。当原恒星系统的质量吸积速率低于$\dot{M} \lesssim 10^{-3}\,{\rm M}_\odot$ yr $^{-1}$时，强磁化云中会出现强大的高速喷流。另一方面，即使在这个质量吸积率范围内，没有喷流出现磁场的星前云弱$μ_0 \gtrsim 5$- $10$，其中$μ_0$是质量-通量比归一化的临界值$(2πG^{1/2})^{-1}$。对于$\dot{M}\gtrsim 10^{-3}\,{\rm M}_\odot$ yr $^{-1}$，尽管喷流通常在原恒星形成后不久出现，与磁场强度无关，但它们很快减弱并最终消失。因此，当原恒星形成前没有低速流时，它们不能帮助驱动低速外流。结果表明，无论是星前云处于弱磁化状态，还是质量吸积速率很高，在早期质量吸积阶段都不会发生明显的物质抛射。因此，在这样的环境中形成的原恒星将遵循与正常恒星形成过程不同的演化路径。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular analysis of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
寻找低质量星前核的高质量类似物来约束高质量恒星形成的模型。最近在大质量恒星形成区W 43-MM 1发现了几个处于不同演化阶段的高质量核心，其中一个是星前高质量核心候选者。我们的目标是研究这个大质量星前核心候选者（称为W 43-MM 1核心#6）及其环境中的化学物质。利用W 43-MM 1的ALMA高空间分辨率数据，我们研究了核心#6和邻近的大质量原恒星核心#3的分子含量，该核心的大小和质量与核心#6相似。我们首先使用基于每个像素上的强度的密度分布的方法减去连续发射。然后，从检测到的分子的分布，我们确定了以星前核心候选者（核心#6）为中心的分子，以及与外流和细丝形成有关的冲击相关的分子。然后，我们限制了柱密度和温度的分子检测到的两个核心。虽然核心#3似乎包含一个温度约为190 K的热核心，但核心#6似乎具有从旋转图分析的20 K至90 K范围内的较低温度。我们已经考虑了6号核的不同源大小，并将探测到的分子丰度与不同星际源的核进行了比较，结果表明，6号核与大小为1000 au、含$T = 20-90$ K的核或大小为500 au、含$T \sim 80$ K的核是相容的。W 43-MM 1的核心#6仍然是最好的高质量星前核心候选者之一，即使我们不能排除它是在高质量恒星形成的原恒星阶段的开始。
2019-05-29 astro-ph.GA 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
Dense core properties in the Infrared Dark cloud G14.225-0.506 revealed by ALMA
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对红外暗云G14.225-0.506进行了3 mm连续辐射的密集核心调查。本调查涵盖两个中心灯丝系统，角分辨率为$\sim3$ \arcsec（$\sim0.03$ pc）。我们确定了48个致密核心。48个核心中有20个是原恒星，因为它们与年轻恒星天体（YSO）和/或X射线点源有关，而其他28个核心可能是星前的，与已知的红外或X射线辐射无关。使用APEX 870 $μ$ m连续发射，我们还确定了18块托管这些核心。通过对ALMA N $_2$ H $^+$和VLA/Effelsberg NH $_3$分子线数据的维里分析，我们发现维里参数随着尺度从丝状体到团块再到核心的减小而减小。岩芯中$0.1-1.3$的维里参数表明岩芯可能发生动力学坍缩。星前核心候选者的累积核心质量函数（CMF）具有$α=1.6$的幂律指数，质量范围从1.5到22 $M_\odot$。我们没有发现巨大的星前核或原恒星核。以前的研究表明，在这个区域还没有产生大质量的O型恒星。因此，大质量恒星应该是在星前核心中通过从周围介质吸积大量气体而形成的。另一种可能性是，低质量的YSO通过从由细丝供给的母核吸积而变得巨大。这两种可能性可能与全球等级崩溃的情景相一致。
2016-10-27 astro-ph.GA
Dust Polarization of Prestellar and Protostellar Sources in OMC-3
本研究利用ALMA观测OMC-3中七个原恒星/前恒星源的1.1mm偏振连续谱和CO外流，发现盘状结构直径16-97au，部分源偏振矢量与盘短轴对齐，MMS 6偏振分数高达10%，偏振峰偏移支持自散射起源。
2023-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution of star formation related to ionized regions throughout the inner Galactic plane
我们提出了一个全面的统计分析，恒星形成的对象位于附近的1 360气泡结构在整个银河平面和他们的本地环境。对在电离区（Hii）附近发现并在Hi-GAL和GLIMPSE巡天中探测到的约70 000个恒星形成源的汇编，提供了气泡中恒星形成的不同演化阶段的广泛概述，从星前天体到更进化的年轻恒星天体（YSO）。恒星形成物体的表面密度图清楚地揭示了一种进化趋势，即在空间上靠近中心的地方发现了更多进化的恒星形成物体，而在气泡的边缘发现了更年轻的恒星形成物体。我们推导出动态年龄的子样本的182 HII地区的运动学距离和无线电连续通量测量。我们在气泡方向上探测到的每单位面积恒星形成源比周围区域多80%。我们估计气泡中Hi-GAL团块的团块形成效率（CFE）约为10%，是不受反馈影响的场中CFE的两倍。我们发现，在年轻的气泡中，气泡壳层密度较高的原恒星团具有较高的CFE。我们认为，从星前到原恒星阶段的形成率可能是较高的气泡膨胀的早期阶段。评价破碎时间内的气泡壳主张预先存在的团块在介质中的气泡之前，支持数值模拟。大约23%的Hi-GAL团块位于气泡的方向，其中15%为星前团块，41%为原恒星团块。我们认为，高比例的原恒星团块可能是由于（HII）气泡的反馈所导致的恒星形成过程的加速。
2017-05-28 astro-ph.GA
Mapping the H$_{2}$D$^{+}$ and N$_{2}$H$^{+}$ emission towards prestellar cores. Testing dynamical models of the collapse using gas tracers
星前核的研究是至关重要的，因为它们设定了恒星形成的初始条件，并决定了恒星物体的最终质量。迄今为止，有几种假说描述了它们的引力坍缩。我们进行详细的线分析和建模的H $_{2}$ D $^{+}$ 110 - 111和N $_{2}$ H $^{+}$ 4-3在372 GHz的发射，使用2“× 2”地图（JCMT）。我们的目标是通过比较模拟的气体运动学和空间分布（H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$）与四个星前（L1544，L183，L 694 -2，L1517 B）和一个原恒星核心（L1521 f）的观测结果来测试最突出的动力学模型。我们使用RATRAN进行详细的非LTE辐射转移建模，在那里我们比较了H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的预测空间分布和线轮廓与对所有核心的观测。要做到这一点，我们采用的物理结构为每个核心的三个不同的动力学模型从文献中预测：准平衡Bonnor-Ebert球（QE-BES），奇异等温球（SIS），和Larson-Penston（LP）流。我们的分析提供了一个更新的物理结构的星前核心。我们发现，SIS模型可以清楚地排除在解释气体排放的核心，但更大的样本是需要区分清楚的LP流，QE-BES和静态模型。所有的坍缩模型都低估了气体排放的强度，对我们样本中唯一的原恒星核心有几个因素，这表明不同的动力…
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
ALMA-IMF XVI: Mass-averaged temperature of cores and protostellar luminosities in the ALMA-IMF protoclusters
本文利用ALMA-IMF高分辨率观测和PPMAP辐射转移建模，首次系统估算883个恒星形成核的尘埃温度与原恒星光度，并建立质量-光度演化图，揭示原恒星从大于宿主核的质量库中吸积质量。
2024-12-02 astro-ph.GA
The properties of Planck Galactic cold clumps in the L1495 dark cloud
普朗克星系冷团（PGCC）可能代表了恒星形成的早期阶段。为了更好地了解PGCC的性质，我们利用Herschel、JCMT/SCUBA-2和PMO 13.7 m望远镜的分子谱线和连续谱数据对L1495云中的16个PGCC进行了研究。从二维高斯拟合中识别出16个PGCC中的30个致密核。致密核的尘埃温度为$T_{\rm d}$ = 11-14 K，H $_{2}$柱密度为$N_{\rm H_{2}}$ = 0.36-2.5 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$。我们发现并不是所有的PGCC都包含星前天体。一般来说，PGCC中的致密核通常处于其最早的演化阶段。所有致密核的非热速度色散大于从分子线数据的热速度色散，这表明致密核可能是有序主导的。我们计算了位力参数$α$，发现14个致密核具有$α$ $<$ 2，而16个致密核具有$α$ $>$ 2。这表明，在没有外部压力和磁场的情况下，一些致密的核是不受束缚的。拟合了致密岩心的柱密度分布。随着致密核的演化，平坦区的尺寸和核半径逐渐减小。CO耗尽被发现发生在所有的致密的核心，但更显着的星前核心候选人比在原恒星或无星的核心。PGCC内部的原恒星核仍处于非常早期的演化阶段，与星前核候选者具有相似的物理和化学性质。
2018-02-15 astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Detection of extremely high density compact structure of prestellar cores and multiple substructures within
星前核是分子云中的自引力密集和寒冷的结构，未来的恒星在那里诞生。在过渡到原恒星阶段的阶段，它们预计会拥有集中的致密（子）结构，这些结构将为新恒星或双星/多恒星系统的形成提供种子。描述这个关键的演化阶段是我们理解恒星形成的关键。在这项工作中，我们报告的高密度（子）结构的检测上千金规模的致密星前核心的样本。通过我们最近对猎户座分子云的ALMA观测，我们发现了五个非常密集的星前核，它们的中心集中区域大小为$\sim$ 2000 AU，平均密度为几个$10^7$ $cm^{-3}$。这些中心致密区域的质量在0.30至6.89 M $_\odot$的范围内。{ \it第一次}，我们的高分辨率观测（0.8 $'' \sim $ 320 au）进一步揭示了其中一个核心显示出清晰的碎裂特征;这些单独的子结构/碎片的大小为800 - 1700 au，质量为0.08 - 0.84 M $_\odot$，密度为$2 - 8\times 10^7$ $cm^{-3}$，分离为$\sim 1200$ au。子结构的质量（$\gtrsim 0.1~M_\odot$）足以形成年轻的恒星物体，并且可能是恒星胚胎最早阶段的例子，可以导致广泛的（$\sim$ 1200 au）分离的多个系统。
2023-02-13 astro-ph.GA
Protostellar disks formed from rigidly rotating cores
摘要：我们使用三维SPH模拟研究低质量星前核的坍缩和原恒星盘的形成和早期演化。初始条件是刚性旋转的轻微超临界Bonnor-Ebert球。核心质量和初始半径保持不变，M_O=6.1 M_sun，R_O= 17，000 AU，我们唯一改变的参数是初始角速度Ω_O。由Ω_O<1.35 10 d-13 l/s的核心形成的原恒星盘的半径在100 ~ 300 AU之间，并且相当集中;由于气体流入盘上并吸积到中心物体上而加热，它们也相当温暖，T>100 K，因此对引力碎裂是稳定的。相比之下，快速旋转的核心形成的圆盘密度较低，温度较低，半径在400到1000 AU之间，因此它们容易发生引力碎裂并形成多个系统。我们导出了一个判据，它预测了在给定M_O、R_O和Ω_O的情况下，一个刚性旋转的核是否会产生一个原星盘，当物质仍从核壳中下落时，原星盘会碎裂。然后，我们把这个准则应用于已经用观测方法估计了M_O、R_O和Ω_O的岩心样品。我们的结论是，所观察到的核心是稳定的，在这个阶段的碎片，由于它们的低角速度和热量传递的吸积冲击，下落的材料击中光盘。
2009-07-15 astro-ph.GA
The structure of molecular gas associated with NGC2264: wide-field 12CO and H2 imaging
我们目前的宽视场，高分辨率成像观测12 CO 3-2和H2 1-0 S（1）对一个~1平方度的区域的NGC 2264。我们确定了46个H2发射天体，其中35个是新发现的。我们的特点是几个核心的原恒星，减少了以前观察到的比率星前/原恒星核心的NGC 2264集群。H2喷流的长度增加了以前报道的集群的空间范围。在每个集群中，<0.5% of cloud material has been perturbed by outflow activity. A principal component analysis of the 12CO data suggests that turbulence is driven on scales >2.6pc，这比流出的范围更大。我们得到的指数α =0.74的尺寸线宽的关系，可能是由于高表面密度的NGC 2264。在这个非常活跃的混合质量恒星形成区域，我们的观察表明，原恒星外流活动并没有注入足够大规模的能量和动量，成为湍流的主要来源。
2012-03-16 astro-ph.GA
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
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
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 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
Sulfur-Bearing Species Tracing the Disk/Envelope System in the Class I Protostellar Source Elias 29
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）观测了一类原恒星源Elias 29。我们已经检测到CS，SO，$^{34}$ SO，SO $_2$，和SiO线的排放量在一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个脊组件从原恒星分离4 \arcsec \（$\sim 500$ au）。发现前一组分富含SO和SO $_2$，但缺乏CS。SO/CS丰度比在原恒星处高达$3^{+13}_{-2} \times 10^2$，甚至高于L1157 B1流出激波区的丰度比。然而，有机分子（HCOOCH $_3$、CH $_3$ OCH $_3$、CCH和c-C $_3$ H $_2$）在Elias 29中缺乏。我们属性的有机分子和丰富的SO和SO $_2$的源或相对较高的尘埃温度（\protect \raisebox{-0.7ex}{$\:\stackrel{\textstyle >}{\sim}\:$} 20 K）在埃利亚斯29的母云的演化性质的不足。SO和SO $_2$的辐射跟踪围绕原恒星的旋转。为了简单起见，假设一个高度倾斜的配置（$i \geq 65$ \degr ; 0 \degr \为正面配置）和开普勒运动，原恒星质量估计为（0.8 -- 1.0）\Msun。$^{34}$ SO和SO $_2$的发射光谱是不对称的，蓝移的分量比红移的分量弱。虽然这可能是由于不对称的分子分布，其他的可能性也进行…
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics, CO depletion, and deuterium fractionation of the dense condensations within the fragmented prestellar core Orion B9-SMM 6
我们目前的APEX观测C17 O（2-1），N2 H+（3-2），和N2 D+（3-2）对亚碎片内部的星前核心SMM 6在猎户座B 9。我们将这些谱线数据与我们以前的SABOCA 350 μm尘埃连续谱图相结合。亚碎片的特征是亚音速内部非热运动（σNT~0.5cs），它们中的大多数似乎是引力束缚的。N_2H ~+速度质心在凝聚体之间的分散度很低（0.02 km/s）。我们推导出的CO消耗因子fD=0.8+/-0.4至3.6+/-1.5，并不表明任何显著的CO冻结，但这可能是由于我们采用的典型CO丰度。N2 H+和N2 D+相对于H2的丰度分数分别为~0.9-2.3x10^-9和~4.9-9.9x10^-10。N2 H+的氘分馏或N2 D +/N2 H+柱密度比在0.30+/-0.07-0.43 +/-0.09的范围内。在SMM 6内部检测到的子结构很可能是圆柱形琼斯型引力碎片的结果。我们估计这种碎裂的时间尺度约为1.8x10^5年。在局部的引力坍缩膨胀之前，凝聚体不太可能相互作用并合并。此外，显着的质量增长的凝聚通过竞争性的吸积从母核似乎是不可行的。在冷凝的分子氘的高水平表明，气相CO应强烈耗尽。它还指向化学进化的高级阶段。因此，SMM 6的子碎片可能接近引力坍缩的开始，但它们是否能形成原恒星或亚恒星物体（褐矮星）取决于当地的恒星形成效率，仍有待澄清。
2013-05-10 astro-ph.GA
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
On the origin of C$_4$H and CH$_3$OH in protostellar envelopes
在原恒星包层和其他恒星形成区域中不同类型的有机分子的形成路径是当前人们强烈感兴趣的主题。在这里，我们提出的观测C $_4$ H和CH $_3$ OH，跟踪两个不同的星际有机分子，对16个原恒星的蛇夫座和南冕分子云。结合文献中的观测结果，我们从40颗嵌入式原恒星的单碟观测中获得了C $_4$ H和CH $_3$ OH的数据。我们发现在这个大样品中C $_4$ H和CH $_3$ OH柱密度之间没有相关性。基于这种相关性的缺乏，C $_4$ H和CH $_3$ OH之间的线轮廓的差异，以及以前对类似源的干涉观测，我们提出这两个分子的发射在空间上是分离的，CH $_3$ OH示踪气体已经被瞬时加热到高温。（$\sim$ 70-100 K）温度，和C $_4$ H跟踪较冷的大规模信封，CH $_4$分子已从冰释放。这些结果提供了深入了解热corino和温暖的碳链化学嵌入原恒星之间的差异。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
APEX observations of ortho-H$_2$D$^+$ towards dense cores in the Orion B9 filament
我们使用APEX望远镜观察372 GHz o-H $_2$ D $^+(J_{K_a,\,K_c}=1_{1,\,0}-1_{1,\,1})$线朝向猎户座B 9的三个星前核和三个原恒星核。我们还采用了我们以前的APEX观测的C $^{17}$ O，C $^{18}$ O，N $_2$ H $^+$，和N $_2$ D $^+$线发射，和870 $μ$ m尘埃连续发射的目标源。o-H $_2$ D $^+$线在所有三个星前核心中都被检测到，但只有一个原恒星核心被检测到。相应的o-H $_2$ D $^+$丰度推导为$\sim(12-30)\times10^{-11}$和$6\times10^{-11}$。另外两条谱线，DCO $^+(5-4)$和N $_2$ H $^+(4-3)$，分别在$100\%$和$83\%$的高检出率的观察频带中检测到。猎户座B 9核心被发现与其他低质量致密核心遵守的o-H $_2$ D $^+$丰度和气体温度之间的关系是一致的。发现o-H $_2$ D $^+$丰度随着岩心演化而降低。猎户座B 9核心中的o-H $_2$ D $^+$丰度与其他低质量核心中发现的丰度一致，并且大于高质量恒星形成区域的丰度。星前核中的o-H $_2$ D $^+$丰度高于原恒星核中的丰度，这是由于较高浓度的气相CO和升高的气体温度加速了H $_2$ D $^+$的破坏。使用[…
2020-01-13 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
Chemical fractionation of deuterium in the protosolar nebula
了解恒星形成物体中氘的气体颗粒化学可能有助于解释它们的历史和现状。我们的目的是澄清如何在冰的过程中影响氘分馏。在这方面，我们研究了太阳质量的原恒星信封使用天体化学速率方程模型，认为散装冰化学。结果表明，一般协议的分子D/H丰度比在低质量的原恒星。星前核中冰的积累和颗粒表面HD的快速合成的同时进行的过程阻碍了冰物种的氘化。所观察到的D/H比率非常高，超过10%，即，超氘，甲醛和二甲醚重现，但没有其他物种在原恒星信封阶段。在散装冰的化学转化降低D/H比的冰物种，并没有帮助解释超氘。在原恒星阶段，D2 O/HDO丰度比计算为高于HDO/H2O的比例，由于气相化学。从冰中蒸发的物种具有高的分子D/H比和高的气相丰度。
2017-01-20 astro-ph.GA
Hourglass Magnetic Field of a Protostellar System
本文提出一个原恒星阶段磁场解析模型，包含快速坍缩区的强径向场、星周盘耗散导致的偏心峰值及强环向场，以解释观测到的沙漏形磁场图案。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk formation during collapse of magnetized protostellar cores
在恒星和行星形成的背景下，了解盘的形成是至关重要的。先前的研究发现，磁场对星前云的坍缩有很强的影响，特别是在可能抑制盘的形成，即使是相对温和的磁场强度值。由于观测推断核心具有相当大的磁化强度，这就提出了磁盘如何形成的问题。然而，大多数研究仅限于磁场和旋转轴之间的初始角度$α$等于0 $^\circ$的情况。我们探讨和分析了非对齐配置对磁盘形成的影响。我们进行了三维理想MHD，AMR数值模拟的不同值的$μ$，质量与通量的临界质量与通量的比率，和各种值的$α$。我们发现，随着$α$从0增加到90 $^\circ$，盘更容易形成。我们提出，随着磁化伪盘随着$α$的增加而变厚，磁制动效率降低。我们还发现，即使是很小的$α$值（$\simeq$ 10-20 $^\circ$）也显示出与aligned病例的显著差异。在理想磁流体力学的框架内，对于我们选择的初始条件，如果磁场和旋转轴垂直，则当$μ$小于$\simeq$ 3时，离心支撑盘不能形成，当它们完全对齐时，$μ$小于约$\simeq$ 5-10。
2009-09-29 astro-ph.GA
Complex organics in IRAS 4A revisited with ALMA and PdBI: Striking contrast between two neighbouring protostellar cores
我们使用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA）和IRAM高原德布雷干涉仪（PdBI）的图像，角分辨率分别为0.5 $''$（120 AU）和1 $''$（235 AU），从11个不同的有机分子在原恒星的二进制NGC 1333 IRAS 4A的排放。我们清楚地解开了A1和A2，这两个原恒星的核心。这是第一次，我们能够同时推导出两个物体的柱密度和丰度，使我们能够分析它们之间的化学差异。来自有机分子的分子发射仅集中在A2中，即使A1是最强的连续发射体。原恒星核A2显示出典型的热corino丰度，其反卷积大小为70 au。相比之下，我们对A1分子丰度的上限非常低，比星前值低一个数量级。存在于A1和A2中的有机分子的量的差异在一个和两个数量级之间。我们的研究结果表明，在这些波长的尘埃排放的光学深度是不可能足够高，完全隐藏在A1的热corino类似的大小在A2。因此，在两种来源之间发现的分子丰富度的显著对比很可能是真实的。我们估计，在A1的假设热corino的大小应小于12 au。我们的研究结果有利于一种情况下，在A2的原恒星是更大的质量和/或受到更高的吸积率比A1，作为一个结果的不均匀的分裂的父母的分子团。这自然解释了A2相对于A1的较小电流包络质量及其分子丰度。
2017-07-12 astro-ph.GA
A chemical solver to compute molecule and grain abundances and non-ideal MHD resistivities in prestellar core collapse calculations
我们开发了一个详细的化学网络相关的条件特征的星前核心崩溃。我们解决了系统的时间依赖性微分方程来计算分子和尘埃颗粒的平衡丰度，与尺寸箱为这些后者的尺寸分布。这些丰度被用来计算不同的非理想磁流体动力学双极性（双极，欧姆和霍尔），需要进行模拟的原恒星崩溃。在这种情况下，我们第一次考虑到谷物的蒸发，钾，钠和氢在高温下的热电离，以及化学网络中谷物的电子发射，我们探索了各种宇宙射线电离率的影响。所有这些过程显著地影响非理想磁流体动力学双折射率，这将改变坍缩的动力学。在低密度下，双极扩散和霍尔效应占主导地位，直到n_H = 10^12 cm^-3，之后欧姆扩散才占主导地位。我们发现，所需的时间尺度达到化学平衡总是短于典型的动力学（自由降落）之一。这使我们能够建立一个大的，多维的多物种平衡丰度表在一个大的温度，密度和电离率范围。这个表，我们使访问社区，是在第一和第二次星前核心崩溃计算非理想的磁流体动力学的，产生一致的动力学化学描述这个过程。
2016-06-12 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
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
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
FAUST-XXII. Deuteration in the VLA1623-2417 protostellar hot-corinos, cavities, and streamers
本研究通过 FAUST 项目观测 VLA1623-2417 原恒星团中的 H2CO、HDCO 和 D2CO，揭示氘化发生在恒星前阶段并在原恒星阶段基本保持不变，为化学历史重建提供关键证据。
2025-02-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Corona Australis 151: an extremely young protostar
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Kyushu University（九州大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Kyushu Sangyo University（九州产业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
该研究通过分析ALMA数据，评估南冕座151的演化阶段，发现其为极年轻原恒星，是研究恒星形成初期演化的新实验室。
2026-09-07 astro-ph.GA
ALMA observations of the young protostellar system Barnard 1b: signatures of an incipient hot corino in B1b-S
巴纳德1b核心显示出处于低质量恒星形成的最早阶段的特征，有两个非常年轻和深深嵌入的原恒星物体。因此，这个地核是研究星前地核坍塌形成的第一批物体的结构和化学的理想目标。我们目前ALMA波段6谱线观测约0.6“的角分辨率向巴纳德1b。我们已经提取的光谱对两个原恒星，并使用本地热力学平衡（LTE）模型重现所观察到的线轮廓。B1 b-S显示出丰富而复杂的光谱，发射来自复杂分子的高能跃迁，例如CH 3 OCOH和CH 3CHO，包括振动能级跃迁。我们已经初步检测到在这个源排放的NH 2CN，NH 2CHO，CH 3CH 2 OH，CH 2 OHCHO，CH 3CH 2 OCOH和（CH 2 OH）2的aGg'和gGg'构象。这是第一次探测到甲酸乙酯（CH 3CH 2 OCOH）朝向低质量恒星形成区。另一方面，FHSC候选物B1 b-N的光谱没有COMs发射。为了拟合B1 b-S中观测到的谱线轮廓，我们使用了一个包含两个分量的源模型：一个内部的热的和致密的分量（200 K，0.35“）和一个外部的和较冷的分量（60 K，0.6”）。B1 b-S中的COM丰度范围为1 e-13（NH 2CN和NH 2CHO）至1 e-9（CH 3 OCOH）。我们的ALMA Band 6观测揭示了B1 b-S中存在一个紧凑而热的组分，具有中等丰度的复杂有机物。这些结果表明，一个热corino正在形成这个非常年轻…
2018-09-21 astro-ph.GA
Spatially Resolving Substructures within the Massive Envelope around an Intermediate-mass Protostar: MMS 6/OMC-3
使用亚毫米阵列，OMC-2/3区域中最亮的（亚）毫米连续源MMS 6在850 um连续发射中被观察到，其角分辨率比以前的研究高约10倍（约0.3”;猎户座约120 AU）。MMS 6-main的去卷积尺寸、质量和柱密度估计分别为0.32“x0.29”（132 AU x120 AU）、0.29 Mo和2.1 x10 ^{25} cm^{-2}。估计的极高平均数密度为1.5x10^{10} cm^{-3}，这表明MMS 6-main的光学厚度可能为850 μ m。我们比较我们的观测数据与三个理论核心模型：星前核心，原恒星核心+盘状结构，和第一绝热核心。这些比较清楚地表明，观测数据不能被模拟为气体温度为20 K的简单星前核。一个自发光源是必要的，以解释观测到的通量密度在（亚）毫米波长。我们最近在CO（3-2）和HCN（4-3）谱线中探测到一个非常紧凑和充满活力的外流，支持原恒星的存在。我们认为，MMS 6是一个中等质量的原恒星核心在一个非常年轻的阶段的第一个案例之一。除了MMS 6-主峰，我们还在空间上解决了一些尖刺结构和子块，分布在中央1000 AU。这些子团块的质量估计为0.066-0.073 Mo，与褐矮星质量相当。用ALMA和EVLA进行的更高角分辨率和更高灵敏度的观测将揭示这些结构的起源和性质，例如它们是否起源于盘状结构/包层内的碎片、螺旋臂或不均匀性。
2012-04-11 astro-ph.GA
