HH 223: a parsec-scale H2 outflow in the star-forming region L723
暗星云Lynds 723（L723）是一个低质量的恒星形成区域，在那里有为数不多的四极CO外流的报道。最近的两项工作发现，朝向CO外流中心的射电连续源VLA 2实际上是一个年轻恒星天体（YSO）的多系统。几个线发射星云的谎言，投射在东西CO流出检测窄带Halpha和[SII]图像。结的光谱是激波激发气体的特征（赫比格-哈罗光谱），具有超音速蓝移速度，这表明光学外流也由L723的VLA 2 YSO系统提供动力。我们拍摄了一个以HH 223为中心的~5'× 5'的视场，其中包括四极CO流出的整个区域。H2谱线发射结构在VLA 2 YSO系统两侧5.5'（0.5pc，300 pc距离）范围内呈S形分布，并投射到东西向的CO外流上。大多数在较小的多节亚结构中解决。[FeII]发射似乎仅与HH 223相关。Hc和Kc连续谱中的另一个星云发射似乎与HH 223-K1有关，它是最接近VLA 2 YSO系统的结构，可能是追踪空腔壁。我们认为H2结构是大尺度近红外外流的一部分，这也与VLA 2 YSO系统有关。目前的数据不允许我们辨别VLA 2的哪个YSO为这种大规模的光学/近红外流出提供动力。
2010-08-23 astro-ph.GA
Characterizing the radio continuum nature of sources in the massive star-forming region W75N (B)
大质量恒星形成区W75 N ~（B）被认为是经历不同演化阶段的大质量原星团（VLA~1、VLA~2和VLA~3）的所在地。在这项工作中，我们提出了最高的灵敏度和角分辨率的无线电连续数据在该地区获得的日期，使用VLA-A和覆盖范围广的频率（4-48~GHz），这使我们能够研究的形态和不同的无线电连续源的发射的性质。我们还进行了补充研究与多历元VLA数据和ALMA存档数据在1.3毫米波长。我们发现VLA~1在$\approx$ 0.1角秒（$\approx$ 130 au）尺度上驱动着一个热射电喷流，但在$\lesssim$ 1角秒（$\lesssim$ 1300 au）尺度上也显示出超致密HII区的初始迹象。VLA~3还驱动着几十角秒（几百天文单位）尺度的热射电喷流。我们的结论是，这种喷流是激波激发了射电连续源Bc和VLA~4（被遮蔽的HH天体），它们表现出以$\approx$ 112- 118 km/s的速度从VLA~3向外运动的自行。我们还发现了三个新的弱射电连续源，其中两个与ALMA观测到的毫米连续核有关，这表明这两个源也嵌入了这个大质量恒星形成区域的YSO。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Large Array Detection of the 36 GHz Zeeman Effect in DR21W Revisited
本文报道了在恒星形成区DR 21 W观测到的36 GHz甲醇脉泽谱线，以精确测量塞曼效应。Fish等人（2011年）报告的塞曼签名在甚大阵列宽带数字架构（WIDAR）相关器调试的早期发现仪器效应后变得可疑。我们得出的结论是，之前报告的58 mG（（1.7 Hz/mG）/z）的磁场强度本质上是有用的，因此是不正确的。随着阵列性能的提高，我们现在推导出DR 21 W中磁场强度的视线分量的3 sigma限值为-4.7至+0.4 mG（（1.7 Hz/mG）/z）。
2012-07-23 astro-ph.GA
Star-forming galaxies versus low- and high-excitation radio AGN in the VLA-COSMOS 3GHz Large Project
我们研究了从VLA-COSMOS 3GHz大型项目中选出的微弱射电种群的组成，该项目是在10 cm波长处进行的射电连续谱调查。该调查覆盖了整个2平方度的宇宙场，平均$rms\sim2.3$ $μ$ Jy/波束，编目了$5\times rms$以上的10，899个源组件。通过将这些无线电数据与UltraVISTA，光学，近红外和斯皮策/IRAC中红外数据，以及来自Chandra Legacy和Chandra COSMOS调查的X射线数据相结合，我们可以深入了解我们的无线电源中的发射机制，直至$z\sim5$的红移。根据这些发射特征，我们将我们的源归类为恒星形成星系或AGN。利用它们的多波长特性，我们进一步将活动星系核分成辐射有效和无效的活动星系核，通常被称为高激发和低激发发射线活动星系核。我们比较我们的方法与其他结果的基础上拟合的源的光谱能量分布，使用星系和活动星系核光谱模型，和那些基于红外无线电相关。我们研究了这些子群对$\sim$ 10 $μ$ Jy射电通量水平的贡献。我们发现，在3 GHz以上的流量密度$\sim$ 400 $μ$ Jy静止，红色星系，符合低激发无线电活动星系核类构成的占主导地位的部分。密度低于$\sim$ 200 $μ$ Jy的恒星形成星系开始构成最大的部分，其次是低激发，X射线和IR识别的高激发射电活动星系核。
2016-03-18 astro-ph.GA
MAGMO: Coherent magnetic fields in the star forming regions of the Carina-Sagittarius spiral arm tangent
我们提出了“MAGMO”项目的试点结果，有针对性地观测了银河系280度至295度的Carina-Sagittarius旋臂切线中6.7 GHz甲醇脉泽发射点的基态羟基脉泽。“MAGMO”项目的目的是确定银河系磁场是否可以用与恒星形成有关的脉泽塞曼分裂来追踪。对23个甲醇脉泽发射点进行了初步观测，并对其中11个和另外6个偏置点探测到基态氢氧脉泽。在这17个地点中，有9个是新探测到1665兆赫脉泽发射的地点，其中3个伴随着1667兆赫发射。超过70%的脉泽特征具有显著的圆偏振，而只有~10%具有显著的线偏振（尽管发现了一些具有高达100%线偏振的特征）。我们发现了11个塞曼对分布在6个高质量恒星形成的地点，隐含的磁场强度在-1.5 mG和+3.8 mG之间，平均磁场强度为+1.6 mG。我们的塞曼分裂的测量意味着一个相干场的取向经历了脉泽网站跨越5.3+/-2.0千秒差距内的船底座人马座螺旋臂切线。
2012-07-15 astro-ph.GA
The Discovery of the Zeeman Effect in 38 GHz Class II Methanol Masers
本文通过观测NGC 6334F的38.3和38.5 GHz II类甲醇脉泽并拟合高斯分量，发现显著塞曼信号，推断磁场约8–46 mG，揭示其对原恒星吸积盘动力学的重要影响。
2023-09-27 astro-ph.GA
Comparison of Two Epochs of the Zeeman Effect in the 44 GHz Class I methanol (CH3OH) maser line in OMC-2
我们提出了第二个时代的观测44 GHz的I类甲醇脉泽线对恒星形成区OMC-2。这些观测是用甚大阵列进行的，是用新的WIDAR相关器首次成功探测到的塞曼效应。与我们早期的数据结果相比，我们发现脉泽的强度增加了50%，但磁场值保持不变，在误差范围内。这表明，甲醇脉泽可能是跟踪大规模的磁场，不受影响的体积气体运动或湍流在较小的尺度上，是造成脉泽强度的变化。
2012-10-22 astro-ph.GA
The VLA-COSMOS 3 GHz Large Project: Average radio spectral energy distribution of highly star-forming galaxies
我们构造了z~4范围内的高恒星形成星系（HSFGs）的平均射电谱能量分布（SED）。红外线和无线电的亮度是由一个紧密的相关性，这是由所谓的q参数定义。这种红外-射电相关性为使用射电光度作为恒星形成示踪剂提供了基础。最近的叠加和生存分析研究发现q随着红移的增加而减小。本文指出，通过对恒星形成星系（SFG）的单次幂律假设来计算静止标架射电光度可能是导致红移趋势的一个原因，为了验证这一点，我们对一个HSFG样本的射电SED形状进行了约束。为了实现广泛的休息帧频率范围内，我们结合了以前发表的VLA观测COSMOS场在1.4 GHz和3 GHz与未发表的GMRT观测在325 MHz和610 MHz的生存分析占非检测GMRT地图。我们选取了一个宽红移范围（0.3<z<4，SFR> 100 M ~ 0/yr）的HSFG样本，构造了平均射电SED。通过拟合破幂律，我们发现谱指数从低于4.3 GHz的静止帧频率的$α_1=0.42\pm0.06$到高于4.3 GHz的$α_2=0.94\pm0.06$变化。我们的研究结果与以前的低红移研究结果一致，即HSFG的SED不同于正常SFG的SED（SFR<10 M0/yr）。差异主要是在10 GHz左右的陡峭频谱中，这可能表明热自由-自由发射的比例较小。最后，我们还讨论了应用这种破碎的幂律SED代替一个简单的幂律在HSFG的K-校正和一个典型的无线电SED…
2018-12-08 astro-ph.GA
CHANG-ES XII: A LOFAR and VLA view of the edge-on star-forming galaxy NGC 3556
对恒星形成边缘星系的低频射电连续谱研究有助于进一步了解宇宙射线电子（CRe）如何通过星际介质传播到晕中，以及能量损失和磁场如何影响它。利用甚大阵列（VLA）观测邻近星系的连续晕-EVLA巡天（CHANG-ES）与LOFAR两米巡天（LoTSS）的低频阵列射线（LOFAR）相结合，以确定边缘螺旋星系NGC 3556中宇宙射线传输的主要模式。我们使用VLA 1.5 GHz和6 GHz以及LOFAR 144 MHz数据绘制了射电谱指数、磁场强度和方向图，并使用Spinnaker（K（c）osmic ray electron radio emission的谱指数数值分析）及其交互式包装器Spinteractive将一维宇宙射线传播模型拟合到这些地图上。我们发现，在银河系中平面的光谱指数是，作为预期的年轻的CRe，α ~ -0.7和陡峭的星系晕作为光谱老化的结果。在1.5 GHz和144 MHz下，薄圆盘的强度标度高度约为1.4和1.9 kpc，厚圆盘的强度标度高度约为3.3和5.9 kpc。虽然纯扩散不能解释我们的数据，平流可以，特别是如果我们假设一个线性加速风。我们的最佳拟合模型在银河系中平面上的初速度为123 km/s^-1，并在盘上方5 kpc到15 kpc之间的高度处达到逃逸速度，这取决于假设的星系暗物质晕。这种星系风的情况下，证实了存在的垂直细丝中看到的无线电连续体和H α在盘晕…
2018-11-21 astro-ph.GA
Magnetic fields in star-forming systems (II): examining dust polarization, the Zeeman effect, and the Faraday rotation measure as magnetic field tracers
星际介质中云和细丝的形成和演化受磁场调节的程度仍然是一个悬而未决的问题。然而，场的基本性质（强度和3D形态）并不容易观察到。我们调查的潜在恢复磁场信息从尘埃极化，塞曼效应，法拉第旋转措施（$RM$）在SILCC变焦磁流体动力学（MHD）灯丝模拟。该对象进行了分析，在发病的恒星形成，它的特点是约M/L $\sim 63\ M_{\odot}\ pc^{-1}$的线质量的$1\,$ pc的半径和扭结的三维磁场形态。我们通过POLARIS辐射转移（RT）后处理生成合成观测，并与螺旋或扭结场形态的分析模型进行比较，以帮助解释推断的观测特征。我们发现，示踪信号起源于接近丝棘。我们发现沿灯丝的角度依赖性与视线（LOS）是主导因素和灰尘极化的区域可能会跟踪潜在的扭结磁场形态。我们还发现，在恢复的磁场方向的逆转并不明确地与任何特定的形态。其他物理参数，如密度或温度，是相关的，有时占主导地位相比，磁场结构在调制所观察到的信号。我们证明了塞曼效应和$RM$恢复视线磁场强度内的一个因素2.1 - 3.4。我们的结论是，磁场形态可能不会明确地确定在低质量系统的尘埃极化，塞曼效应，或$RM$的观测，而磁场强度可以可靠地恢复。
2020-09-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The GOODS-N Jansky VLA 10 GHz Pilot Survey: Sizes of Star-Forming $μ$Jy Radio Sources
（节略）我们的敏感（$σ_{\rm n} = 572\,{\rm nJy\,beam}^{-1}$），高分辨率（FWHM $θ_{1/2} = 220\,{\rm mas} \approx2\mathrm{\,kpc~at~}z\gtrsim1$）10 $\,$ GHz的图像覆盖了一个单一的卡尔G。GOODS-N场中的Jansky甚大阵列（VLA）初级光束（FWHM $Θ_{1/2} = 4.25'$）包含32个源，具有$S_{\rm p}\gtrsim2\,μ{\rm Jy~beam}^{-1}$和光学和/或近红外（OIR）对应物。大多数都和驱动它们的恒星形成区一样大。其中值FWHM主轴为$\langleθ_{\rm M} \rangle=167\pm32\,{\rm mas} \approx 1.2\pm0.28\,{\rm kpc}$，均方根散射91为$\approx$ 0.79 kpc。以有效半径$r_{\rm e}$为单位（包含其通量的一半），这些射电大小为$\langle r_{\rm e}\rangle = 69\pm13{\rm mas} \approx \pm114\mathrm{\,pc}$，均方根散射为$38\mathrm{\,mas}\approx324\mathrm{\,pc}$。这些尺寸小于在较低的无线电频率下测量的尺寸，但与在毫米/亚毫米波长下测量的尘…
2017-02-22 astro-ph.GA
Deep VLA observations of nearby star forming regions I: Barnard 59 and Lupus
巴纳德59和狼疮1是两个附近的恒星形成区域，从南半球可见。在这份手稿中，我们提出了深（$σ$ $\lesssim$ 15 $ μ$ Jy）无线电观测（$ν$ = 6 GHz; $λ$ = 5 cm）的这些地区，并报告检测到的114个来源。其中13个来源与已知的年轻恒星有关，9个在巴纳德59，4个在狼疮1。无线电发射的性质（光谱指数，在某些情况下，偏振）表明大多数年轻恒星物体的热起源。只有两个来源（Sz~65和Sz~67）有迹象表明可能是非热起源;需要更多的观测来确定这些来源的无线电发射的确切性质。其余的无线电探测在其他波长没有对应的，每单位立体角探测到的源的数量与河外星系的数量计数一致。这表明所有与已知的年轻恒星天体无关的射电源都是背景河外源。
2016-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical segregation toward massive hot cores: The AFGL2591 star forming region
我们提出了高角分辨率的观测（0.5 "x0.3"）进行的亚毫米阵列（SMA）对AFGL 2591高质量恒星形成区。我们的SMA图像揭示了AFGL 2591 VLA 3热核心内的明确化学分离，其中不同的分子种类（I型，II型和III型）似乎分布在三个同心壳中。这是第一次在一个热核内，在小于3000天文单位的线性尺度上，报道了这样的化学偏析。虽然I型物质（H2S和13CS）在AFGL 2591 VLA 3原恒星处达到峰值，但II型分子（HC3N，OCS，SO和SO2）显示出绕过连续峰的双峰结构。以CH 3OH为代表的III型物质在连续发射周围形成环状结构。SO2、HC3N和CH3OH的激发温度（分别为185 +-11 K、150 +-20 K和124 +-12 K）显示出AFGL 2591 VLA 3包层内的温度梯度，与以前的观测和源的模拟一致。通过结合H2S，SO2和CH3OH的图像，代表的三个同心壳，我们发现，全球运动学的分子气体遵循开普勒旋转围绕40 Mo-星。观察到的AFGL 2591 VLA 3的化学分离是由分子UV光解离和AFGL 2591 VLA 3热核心中低消光最内部区域内的高温（~1000 K）气相化学的组合来解释的。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Zeeman Effect in the 44 GHz Class I Methanol Maser Line toward DR21(OH)
本文报道了在44 GHz的Ⅰ类甲醇脉泽谱线上对恒星形成区DR 21（OH）的塞曼效应的探测。在一个219焦耳/束的脉泽中，中心速度为0.83公里/秒的LSR $^{-1}$，我们发现一个20- $σ$检测$zB_{\text{los}} = 53.5 \pm 2.7$赫兹。如果在$n \sim 10^{7-8}$ cm $^{-3}$处激发44 GHz甲醇脉泽，那么通过与CN（$1-0$）线中朝向DR 21（OH）的塞曼效应探测的比较，$B~vs.~n^{1/2}$关系式将意味着由DR 21（OH）中的44 GHz甲醇脉泽跟踪的磁场应为$\sim$ 10 mG。与我们检测到的$zB_{\text{los}} = 53.5$ Hz一起，这意味着44 GHz甲醇塞曼分裂因子$z$的值为$\sim$ 5 Hz mG $^{-1}$。如此小的$z$值并不令人惊讶，因为甲醇分子是非顺磁性的，如H $_2$ O。经验的尝试，以确定$z$，如所示，是重要的，因为目前没有实验室测量或理论计算值的$z$的44 GHz甲醇过渡。需要从大量来源的观测中获得数据，以使这种经验性的确定具有可靠性。
2016-10-28 astro-ph.GA
VLA and ATCA Search for Natal Star Clusters in Nearby Star-Forming Galaxies
为了研究恒星诞生星团的性质与星系周围环境的关系，我们利用甚大阵（VLA）和澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）对25个20 Mpc以内的恒星形成星系进行了射电观测。恒星诞生区可以通过其特征性的热射电辐射来识别，这在厘米波长的光谱指数中表现出来。我们样本中的宿主星系是根据它们孕育年轻恒星形成的可能性而选择的。在恒星形成区，大质量嵌入恒星的电离通量为这些源的主要热自由-自由发射提供动力，导致光谱指数α { \gtrsim } -0.2（其中Sν { \propto } να），我们计算出。在当前的灵敏度下，我们发现在这个样本中的25个星系中，只有5个具有仅与热起源一致的光谱指数的射电源; 4个具有仅与非热起源一致的射电源; 6个具有由于光谱指数的不确定性而性质模糊的射电源; 16个没有检测到射电源。对于那些似乎是由热辐射为主的来源，我们推断的电离通量的星团和数量的等效O7.5 V的恒星，需要产生所观察到的无线电通量密度。我们探测到的最具射电亮度的星团相当于约7 x103颗O7.5 V星，而最小的只有约102颗O7.5 V星;因此这些恒星形成区域跨越了大型OB-协会到中等“超级星团”（SSC）的范围。根据目前的检测极限，我们还对最近可能形成的星系团的质量设定了上限。
2011-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A closer look at the deep radio sky: Multi-component radio sources at 3-GHz VLA-COSMOS
在这份数据文件中，我们提出并验证了在VLA-COSMOS大型项目中确定的3 GHz多分量射电源（0.75角秒分辨率，2.3 μJy/波束均方根），即由两个或多个无线电斑点组成的无线电源。通过从10个样品中目视检查351个最亮和最长的斑点，由自动代码blobcat识别的899个斑点。为此，我们使用了该领域的多波长信息，如1.4 GHz VLA-COSMOS数据和可用于COSMOS的UltraVISTA堆叠镶嵌。我们已经确定了67个3 GHz的多分量射电源：58个活动星系核供电的无线电发射源和9个恒星形成星系。我们报告了8个新的检测，没有观察到的VLA-COSMOS大型项目在1.4 GHz的，由于在3 GHz的覆盖面积略大。增加的空间分辨率为0.75角秒，使我们能够解决（和隔离）多个发射峰的28个扩展的无线电源没有确定在1.4 GHz的VLA-COSMOS地图。我们报告的多频通量密度（324兆赫，325兆赫，1.4千兆赫和3千兆赫），恒星形成率，和这些对象的恒星质量。3 GHz VLA-COSMOS的多成分天体主要存在于大质量星系（>10^10.5 Msun）中。大多数的多成分活动星系核位于恒星形成星系（SFG）的主序星之下，在绿谷和静止区。详细描述了活动星系核中的2个头尾型、10个核瓣型、9个广角尾型、8个双-双或Z-/X型射电源、3个双-尾型射电源和26个对称射电源，而在单星系群中…
2019-01-29 astro-ph.GA
MAGMO: Polarimetry of 1720-MHz OH Masers towards Southern Star Forming Regions
从有针对性的观测基态OH脉泽对702多束（MMB）调查6.7 GHz甲醇脉泽，银河系之间的186 $^{\circ}$通过银河系中心到20 $^{\circ}$，作为“MAGMO”项目的一部分，我们提出的物理和偏振特性的1720 MHz OH脉泽过渡，包括塞曼对的识别。我们提出了10个新的和23个以前编目的1720 MHz OH脉泽源检测到对恒星形成区。此外，我们还发现了16个1720 MHz的OH脉泽与超新星遗迹和两个网站的弥漫OH排放。对于33个恒星形成脉泽，我们确定了44个塞曼对，这意味着磁场强度从$-$ 11.4到$+$ 13.2 mG不等，磁场强度的中位数为$|B_{LOS}|$ $\sim$ 6 mG。在有限的统计数据下，我们给出了脉泽的原位磁场取向和1720 MHz跃迁所揭示的银河系磁场分布。我们还研究了1720 MHz OH SFR脉泽与其他基态OH脉泽，激发态OH脉泽，I类和II类甲醇脉泽和水脉泽的关联统计，并比较脉泽位置与母星形成区的中红外图像。在33个1720 MHz的恒星形成脉泽中，有10个偏离了它们的中心激发源，并且似乎与外流活动有关。
2020-01-17 astro-ph.GA
Weak and Compact Radio Emission in Early High-Mass Star Forming Regions: I. VLA Observations
本文用卡尔G. Jansky超大型阵列对58个高质量恒星形成区的样本。我们的样品是从尘埃团内的红外暗云与红外光源（CMC-IR，CMC，分别），热分子核心（HMCs），没有以前的，或相对较弱的无线电连续探测在$1\,$ mJy的水平。由于VLA连续灵敏度的提高，本次勘测在亚弧秒角分辨率下获得了$\sim$ 3-10 $μ$ Jy射束$^{-1}$的地图均方根水平。我们提取了与1.2 $\,$ mm尘埃团相关的70厘米连续谱源。大多数源都很弱，紧凑，是高质量原恒星的主要候选者。对CMC、CMC-IR和HMC的毫米级尘埃团的射电源探测率分别为6 $\%$、53 $\%$和100 $\%$。这一结果与从CMC到HMC的高质量恒星形成活动的增加是一致的。位于HMCs和CMC-IR中的射电源靠近尘埃团中心，距尘埃团中心的偏移中值分别为12，000 $\,$ AU和4，000 $\,$ AU。我们使用幂律拟合计算了5 - 25 $\,$ GHz频谱指数，并获得中值0.5（即，通量随频率增加），暗示来自电离射流的热发射。在本文中，我们描述的样品，观察和检测。分析和讨论情况将在第二份文件中介绍。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A JWST, ALMA and VLA survey of the Ophiuchus-A star-forming region: Unveiling hidden dust mass and connecting infrared outflows to their radio origins
University of Leeds（利兹大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；National Sun Yat-Sen University（国立中山大学）；National Taiwan Normal University（国立台湾师范大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
对蛇夫座A恒星形成区域进行多波段巡天，结合高分辨率观测数据，用基于物理的模型推导尘埃和电离气体性质等，揭示星周尘埃盘质量，联系外流与起源，解决“缺失盘质量”问题，为相关研究提供潜在方案，但受现有分辨率和灵敏度限制。
2026-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA Frontier Field Survey: A Comparison of the Radio and UV/optical size of $0.3 \lesssim z \lesssim 3$ star-forming galaxies
为了研究星系的生长历史，我们测量了分布在$0.3 \lesssim z \lesssim 3$和中等恒星质量$\log(M_\star/ \rm M_\odot)\approx10.4$上的98个射电选择性恒星形成星系（SFG）的静止坐标射电、紫外（UV）和光学尺寸。我们比较了星系恒星盘的大小，跟踪静止帧光发射，相对于恒星形成活动的整体程度，跟踪无线电连续辐射。我们的样本中的Galerkin在三个哈勃前沿场中被识别：MACSJ0416.1 $-$ 2403，MACSJ0717.5+3745和MACSJ1149.5+2223。射电连续谱的大小是从Karl G. Jansky甚大阵。静止帧的紫外线和光学尺寸是通过哈勃太空望远镜和ACS和WFC 3仪器的观测得出的。我们发现，没有明确的3 GHz的无线电的大小和恒星质量的SFG之间的依赖关系，这与星系的UV/光学大小和恒星质量之间的正相关性。聚焦于具有$\log(M_\star/\rm M_\odot)>10$的SFG，我们发现在具有高恒星形成率（$\rm SFR\gtrsim 100\,M_\odot\,yr^{-1}$）的星系中，射电/紫外/光发射往往更紧凑，这表明在我们样本中最明亮的星系中存在一个中心的紧凑的星暴（和/或活动星系核）。我们还发现，与$\log(M_\star/\rm M_\odot)>10$的无线电选择的SFG的物理…
2021-03-13 astro-ph.GA
The Zeeman Effect in the 44 GHz Class I Methanol (CH3OH) Maser Line Toward DR21W
本文报道了在44 GHz的I类甲醇脉泽谱线上对高质量恒星形成区DR 21 W的塞曼效应的探测。DR 21 W有两个显著的脉泽点，位于西北-东南线性排列的两端。对于西北端的脉泽（脉泽A），我们拟合了三个高斯分量。在最强分量中，我们获得了显着的塞曼检测，其频率为$zB_{\rm los}=-23.4\pm3.2$ Hz。如果我们用$z=-0.920$ Hz mG $^{-1}$来描述$F=5 \rightarrow 4$超精细跃迁，这对应于磁场$|B_{\rm los}|=25.4$ mG;如果44 GHz脉泽是由不同的超精细粒子引起的，那么$B_{\rm los}$会更高，但是我们的结果也排除了一些超精细粒子，因为这些区域的场不可能是几百mG。第一类甲醇脉泽形成于外流中，其中冲击压缩磁场与气体密度成比例。将我们探测到的$B_{\rm los}=25$ mG指定为激波后气体中的磁场，我们发现激波前气体中的$B_{\rm los}$应为0.1-0.8 mG。虽然没有对DR 21 W的热谱线塞曼探测，但这些值与CN热谱线中的塞曼测量值非常一致，CN热谱线为0.36和0.71 mG，大约在DR 21（OH）中的$3.5'$，气体密度与DR 21 W中的冲击前气体密度相当。我们推导出的磁能密度的动能密度在DR 21 W的比较表明，磁场可能发挥了重要作用，在塑造后冲击气体在DR 21 W的动力学…
2018-12-24 astro-ph.GA
Rapidly increasing collimation and magnetic field changes of a H2O maser outflow
W75N（B）是一个巨大的恒星形成区，包含三个射电连续源（VLA 1，VLA 2和VLA 3），它们被认为是三个处于三个不同演化阶段的大质量年轻恒星。VLA 1是最进化的，VLA 2是最不进化的源。与VLA 1和VLA 2有关的22 GHz H2O脉泽已在八年中的几个时期被映射。VLA 1中的H2O脉泽沿着射电喷流呈线性分布，而VLA 2中的H2O脉泽则围绕着一个膨胀的壳层分布。此外，水脉泽偏振测量显示磁场与两个结构对齐。利用新的偏振观测的H2O脉泽，我们的目标是确认椭圆膨胀的壳状结构周围的VLA 2，并在同一时间，以确定是否磁场周围的两个源已经改变。利用NRAO甚长基线阵测量了大质量恒星形成区W75N（B）的22 GHz水脉泽的线偏振和塞曼分裂。VLA 1周围的H2O脉泽分布与以前观察到的没有变化。我们对VLA 2周围的H2O脉泽进行了椭圆拟合。我们发现，VLA 1的壳状结构仍在沿平行于热射电喷流的方向膨胀。虽然VLA 1周围的磁场在过去7年中没有发生变化，但VLA 2周围的磁场已根据壳状结构主轴的新方向改变了其方向，并且现在与VLA 1中的磁场对齐。
2014-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-epoch VLBA H$_2$O maser observations toward the massive YSOs AFGL 2591 VLA 2 and VLA 3
利用VLBA H $_2$ O脉泽对AFGL 2591恒星形成区的大质量年轻天体VLA 2和VLA 3进行了多历元观测。通过这些观测，我们已经扩展了对这些对象的脉泽演化的研究，时间跨度为$\sim$ 10年，测量它们的径向速度和自行。VLA 3中的H $_2$ O脉泽是AFGL 2591中质量最大的YSO（$\sim$ 30- 40 M $_{\odot}$），它们聚集在距VLA 3 $\lesssim$ 40 mas（$\lesssim$ 130 AU）的投影距离内。与AFGL 2591中的其他H $_2$ O脉泽相比，与VLA 3相关的脉泽相对于周围分子云的速度有明显的蓝移（高达$\sim$ 30 km s $^{-1}$）。我们发现，H $_2$ O脉泽星团作为一个整体，在2001 - 2009年的观测期间向VLA~3以西移动，自行为$\sim$ 1.2 mas yr $^{-1}$（$\sim$ 20 km s $^{-1}$）.我们的结论是，这些脉泽是跟踪蓝移流出的物质，冲击激发在一个腔的内部以前看到的氨分子线和红外图像，并提出被疏散的流出与大规模的VLA 3源。VLA 2区域的脉泽位于距该源以北的投影距离$\sim$ 0.7 $''$（$\sim$ 2300 AU）处，其运动学表明它们是由VLA 2以外的YSO激发的。这一驱动源尚未确定。
2013-11-08 astro-ph.GA
Assessing Zeeman Measurements of Magnetic Fields in Synthetic HI Observations
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Statistical Sciences, University of Toronto（多伦多大学统计科学系）；David A. Dunlap Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·邓拉普天文与天体物理学系）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓拉普天文与天体物理研究所）；Data Sciences Institute, University of Toronto（多伦多大学数据科学研究院）
本文通过合成HI观测评估Zeeman测量磁场的准确性，提出两种方法分别估计LOS平均磁场和组件级磁场，并验证了联合拟合优于顺序拟合，展示了Zeeman分析在恒星形成区域的有效性。
2026-02-21 astro-ph.GA
Low Gas Fractions Connect Compact Star-Forming Galaxies to their z ~ 2 Quiescent Descendants
z~2处的早期静止星系与附近的星系相比是非常紧凑的。这些系统可能的祖先包括结构相似但仍在快速形成恒星的星系。在这里，我们介绍卡尔G。Jansky甚大阵（VLA）观测到三个这样的紧凑的恒星形成星系在z~2.3的CO（1-0）线，显着检测到一个。VLA的观测结果表明，在这些红移下，重子气体分数比正常的大质量恒星形成星系低约5倍，气体耗尽时间短约10倍。按照目前的恒星形成速度，这三个天体都将在1亿年内耗尽它们的气体储备。这些天体是在z>2时观测到的最缺乏气体的天体之一，是标准气体标度关系的异常值，无论对CO-H2转换因子的假设如何，这一结果都是正确的。我们的观测结果与这样一种观点相一致，即致密的恒星形成星系随着z~2猝灭粒子数的增加而快速过渡到静止状态。在检测到的致密星系中，我们没有看到旋转的证据，也没有看到CO排放气体相对于恒星光在空间上延伸的证据。这对最近的建议表示怀疑，这些紧凑星系中的气体正在旋转，并且与恒星相比显着扩展。相反，我们认为，至少对于这个物体，气体集中在中心，并且只跟踪总星系动力学质量的一小部分。
2016-09-16 astro-ph.GA
VLA Legacy Survey of Molecular Gas in Massive Star-forming Galaxies at High Redshift
本研究利用 VLA 观测高红移大质量恒星形成星系的 CO(1-0) 发射，测量其分子气体质量、激发比等性质，并与 SHARK 半解析模型对比，强调了 CO(1-0) 观测对约束星系气体含量的重要性。
2023-02-10 astro-ph.GA
A Catalog of CH_3OH 7_0-6_1 A^+ Maser Sources in Massive Star-Forming Regions. II. Masers in NGC 6334F, G8.67-0.36, and M17
我们给出了在44 GHz处7_0-6_1 A^+甲醇脉泽向NGC 6334 F、G8.67-0.36和M17跃迁的甚大阵列观测结果。这些弧秒分辨率的观测完成了以前的，更大的VLA调查，这脉泽过渡在高质量的恒星形成区域报告的库尔茨等人。我们确认存在44 GHz的甲醇脉泽发射在所有三个来源，检测八个不同的脉泽组件在NGC 6334 F，12个组件在G8.67-0.36和一个在M17。
2010-10-07 astro-ph.GA
Constraints on submicrojansky radio number counts based on evolving VLA-COSMOS luminosity functions
本文在卡尔G. Jansky甚大阵列-COSMOS 3 GHz大型项目。具有强大的光学/近红外对应物的7826个星系的射电选择样本具有出色的光度覆盖范围，使我们能够构建自z~5.7以来的总射电LF。使用马尔可夫链蒙特卡罗算法，我们适合的红移依赖的纯光度演化模型的数据，并将其与以前发表的VLA-COSMOS LF上获得的个别人口的无线电选择的恒星形成星系和星系托管活动星系核分类的基础上存在或不存在的无线电过剩相对于来自红外发射的恒星形成率。我们发现它们非常一致，从而表明了无线电过剩方法在选择这两个星系群的无线电波长的可靠性。我们研究无线电数计数到submicrojansky水平从不同的模型演变的LF。我们表明，我们不断发展的LF能够重现观测到的无线电天空亮度，即使我们依赖于外推到微弱的结束。我们的研究结果还意味着，没有新的无线电发射星系人口低于1 ujy。我们的工作表明，选择射电通量密度在0.1和10 ujy之间的星系将在90- 95%的情况下产生一个恒星形成星系，这些星系中有很大比例存在于z~2的红移附近，从而为平方公里阵列及其前身的计划调查提供了有用的约束。
2018-03-05 astro-ph.GA
The VLA-COSMOS 3 GHz Large Project: Multiwavelength counterparts and the composition of the faint radio population
本文研究了VLA-COSMOS 3GHz大型计划中的微弱射电粒子群的组成。调查范围为2.6sq.deg。平均均方根值约为2.3uJy/b的区域，编目10830个源（> 5 sigma）。将这些无线电数据与光学，近红外（UltraVISTA），中红外（Spitzer/IRAC）数据和X射线数据（Chandra）相结合，我们发现了约93%的无线电样本（在COSMOS领域不受光学到NIR波段的饱和或明亮源影响的区域）的无线电源对应物，达到z<6。我们进一步分类的来源，恒星形成星系或AGN的基础上，各种标准，如X射线光度，观察到的MIR颜色，UV-FIR光谱能量分布，休息帧NUV光学颜色校正的尘埃消光，和无线电过剩相对于预期的主机的恒星形成率。我们把活动星系核分成以低到中等和中等到高辐射光度活动星系核为主的子样本，它们分别是本地低激发和高激发发射线活动星系核的高红移类似物的候选者。我们研究了这些子群体的分数贡献，在3GHz的~ 11 uJy的无线电通量水平（或~ 20 uJy在1.4GHz，假设光谱指数为-0.7）。我们发现在1.4GHz通量密度大于~ 200 μ Jy的活动星系核主要由中低辐射光度的活动星系核组成。密度低于~ 100 uJy时，恒星形成星系的比例增加到~ 60%，其次是中等到高辐射光度的AGN（~20%）和低到中等辐射光度的AGN（~20%）。基于这一观测证据，我们外推的…
2017-04-12 astro-ph.GA
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions IV. Magnetic field strength limits and structure for 7 additional sources
MHD模拟表明，在大质量原恒星形成过程中，磁场可以驱动分子外流。在10-100金尺度上观测测量这种磁场的形态和强度的最佳探针是脉泽极化。我们测量质量分辨率的磁场的方向周围的大质量恒星形成区的样本，以确定是否有一个磁场的方向和外流之间的关系。此外，通过塞曼分裂测量估算磁场强度，研究了磁场在大质量恒星形成区动力学中的作用。我们选择了31个大质量恒星形成区的磁通量限制样本进行磁场性质的分子流出特性的统计分析。我们报告的线性和圆偏振发射的6.7 GHz的CH 3OH脉泽对7个大质量的恒星形成区的总样本的EVN。来源为：G23.44-0.18、G25.83-0.18、G25.71-0.04、G28.31-0.39、G28.83-0.25、G29.96-0.02和G43.80-0.13。我们确定了总共219 CH 3OH脉泽功能，其中47和2个显示线性和圆偏振发射，分别。我们测量了所有大质量YSO周围的有序线性偏振矢量和G25.71-0.04和G28.83-0.25的塞曼分裂。由于最近的理论结果，我们能够提供下限的磁场强度从我们的塞曼分裂测量。我们进一步确认（基于~80%的总磁通量限制的样品），磁场的尺度为10-100金优先沿流出轴取向。估计的磁场强度|B_{||}|>61 mG和>21 mG分别朝向G25.71-0.04和G28.83-0.2，表明它在两个区域中主导气体的动力学。
2019-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLA and GBT Observations of Orion B (NGC 2024, W12) : Photo-dissociation Region Properties and Magnetic field
我们目前的图像C110 $α$和H110 $α$无线电复合线（RRL）发射在4.8 GHz和图像的H166 $α$，C166 $α$和X166 $α$ RRL发射在1.4 GHz，观察到对恒星形成区域NGC 2024。使用VLA数据获得角分辨率为$\sim$ 70 \arcsec \的1.4 GHz图像。通过组合VLA和GBT数据获得了角分辨率为$\sim$ 17 \arcsec \的4.8 GHz图像。C110 $α$谱线的LSR速度（10.3 \kms \）与从位于\HII \区域远侧的分子材料观察到的谱线的LSR速度相似，这表明负责C110 $α$谱线发射的光解离区域（PDR）位于远侧。C166 $α$的LSR速度为8.8 \kms。这个速度与从前景气体中观察到的分子吸收线的速度相当，这表明PDR位于\HII \区域的近侧。提出了碳线形成区域的非LTE模型。前景PDR的典型属性是$T_{PDR} \sim 100$ K、$n_e^{PDR} \sim 5$ \cmthree、$n_H \sim 1.7 \times 10^4$ \cmthree、路径长度$l \sim 0.06$ pc，而远侧PDR的典型属性是$T_{PDR} \sim$ 200 K、$n_e^{PDR} \sim$ 50 \cmthree、$n_H \sim 1.7 \times 10^5$ \cmthre…
2014-08-01 astro-ph.GA
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VIII. The jets in the intermediate-mass star-forming region G105.42+9.88 (alias LkHα 234)
本研究通过多波段观测分析G105.42+9.88星团中的原恒星喷流，证实VLA 2喷流为磁离心盘风发射，并发现VLA 3B的间歇性喷射驱动了大规模喷流结构。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense gas and exciting sources of the molecular outflow in the AFGL 437 star-forming region
我们提出了甚大阵（VLA）的高分辨率观测的NH 3（1，1）和NH 3（2，2）分子跃迁的高质量恒星形成区AFGL 437。我们的目的是调查之前在该地区检测到的准直不良的CO分子流出是否是投影效应的结果，没有内在的双极性，正如Gomez等人所建议的那样。我们用来自VLA的2和3.6 cm的无线电连续存档数据补充了我们的观测结果，以及詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜的亚毫米普通用户测辐射热计阵列在450 μm处拍摄的未公开的数据。在AFGL 437致密红外星团的南面和东面的三个星团中发现了氨的排放，那里似乎是CO流出的起源地。其中一个NH3（1，1）团簇与NH3（2，2）的最大值和450 μm处的局部发射峰相一致。在该位置处还发现近红外源（s11）。我们在2厘米处的连续谱图显示了与红外源AFGL 437 W相关的延长发射。这种拉长的形态及其在3.6和2 cm之间的光谱指数（\simeq 0.4）表明AFGL 437 W中存在喷流。我们认为，几个分子双极外流可能存在于该地区。观测到的CO外流是这些单独外流的叠加，这可以解释在较大尺度上观测到的低准直度。
2011-11-10 astro-ph.GA
The Star Formation in Radio Survey: Jansky Very Large Array 33 GHz Observations of Nearby Galaxy Nuclei and Extranuclear Star-Forming Regions
我们使用卡尔G. Jansky甚大阵（VLA）是射电巡天中恒星形成的一部分。与33 GHz的Robert C. Byrd Green Bank望远镜单碟观测表明，干涉VLA观测恢复了所有视场中25”区域（$\approx$ kpc尺度）总通量密度的$78\pm4 %$。在这些尺度上，被分辨出来的发射最有可能是扩散的非热同步辐射。因此，在我们的VLA观测采样的$\approx30-300$ pc尺度上，33 GHz发射的大部分被恢复，主要由离散HII区域的自由发射提供动力，使其成为大质量恒星形成的优秀示踪剂。在用于孔径测光的225个离散区域中，162个是双核的（即，具有半乳心半径$r_{\rm G} \geq 250$ pc），并在33 GHz的$>3σ$显著性和H $α$中检测到。假设一个典型的33 GHz热分数为90%，光学薄的33 GHz与未校正的H $α$恒星形成率的比值表明，$\approx30-300$ pc尺度上的中值消光值为$A_{\rm Hα} \approx 1.26\pm0.09$等，相关的中值绝对偏差为0.87等。我们发现，这些源中有10%是“高度嵌入”的（即，$A_{\rm Hα}\gtrsim3.3$ mag），这表明平均而言HII区域对于$\lesssim1$ Myr保持嵌入。最后，我们发现中位数33 GHz连续H $α$线通量比在统计学上更大的$r_{…
2017-11-17 astro-ph.GA
Magnetic Properties of Star-Forming Dense Cores
磁和能量特性的17个致密的核心内几百pc的太阳。他们的天空平面场强估计从偏振方向的色散，戴维斯，Erasekhar和费米（DCF）。它们的质量与磁临界质量之比为0.5-3，表明接近临界场强。场强B_pos与柱密度N的关系为B_pos~N^p，其中p=1.05+-0.08，与密度n的关系为B_pos~n^q，其中q=0.66+-0.05。这些磁性与Zeeman研究（Crutcher等人，2010年）得出的磁性一致，散射较小。维里质量M_V、磁临界质量M_B和阿尔夫文振幅sigma_B/B之间的关系与观察到的接近维里的核心的M/M_B的观察范围相匹配，M/M_V=0.5-2，阿尔夫文振幅中等，sigma_B/B=0.1-0.4。在DCF和塞曼样品中的B-N和B-n相关性可以被解释为当这样的约束，Alfvenic，和近临界的核心有中心浓度和球形形状。对于这些性质，B~N是因为M/M_B与N的范围相比几乎是常数，B~n^（2/3）是因为M^（1/3）与n^（2/3）的范围相比几乎是常数。观测到的遵循B~n^（2/3）的核心场不必比引力弱得多，这与遵循B~n^（2/3）的核心场不同，后者是由于在恒定质量下的球形收缩（Mestel 1966）。相反，接近临界值的M/M_B表明，观测到的核心场几乎是尽可能强的，在允许引力收缩的值之间。
2021-04-06 astro-ph.GA
Multiplicity, Disks and Jets in the NGC 2071 Star-Forming Region
我们目前的厘米和毫米的观测NGC 2071恒星形成区进行的VLA和CARMA。我们在3.6 cm和3 mm处检测到先前已知的IRS 1、IRS 2、IRS 3和VLA 1源的对应物。所有这些来源显示SED占主导地位的自由自由的热发射在厘米波长，和热尘埃发射在毫米波长，这表明它们都与YSO。IRS 1在3.6 cm处显示出复杂的形态，其伸长方向发生变化。我们讨论了两种可能的解释，这种形态：由于与致密的环境介质的相互作用，在射流的方向变化的结果，或者说，我们实际上是观察两个射流所产生的两个组成部分的二元系统的叠加。在1.3厘米处的更高角分辨率观测支持第二种可能性，因为在该波长处推断出双源。IRS 3在3.6 cm处显示出清晰的喷射状形态。在四年的时间跨度，我们观察到的变化，我们解释为由于喷射的离子化物质在这个源的形态。IRS 3在3 mm处的发射是角度分辨的，去卷积尺寸（FWHM）约为120 AU，似乎是追踪一个垂直于射电喷流的尘埃拱盘。中等质量YSO周围的辐照吸积盘模型可以解释在3 mm处观察到的SED和空间强度分布，支持这一解释。
2011-11-24 astro-ph.GA
Microwave Continuum Emission and Dense Gas Tracers in NGC 3627: Combining Jansky VLA and ALMA Observations
我们介绍卡尔G。Jansky甚大阵（VLA）Ka波段（33 GHz）和Atacama大毫米阵（ALMA）波段3（94.5 GHz）连续图像，覆盖了附近星系NGC 3627（M 66）内的核心和两个双核恒星形成区域，作为射电巡天（SFRS）恒星形成的一部分。这两幅图像都达到了$\lesssim$ 2 \arcsec的角分辨率，使我们能够绘制无线电频谱指数，并估计NGC 3627距离处$\lesssim$ 90 pc的线性分辨率下的热射电分数。在33 GHz的热分数达到统一的峰值和周围的每个HII区域;我们还观察到的光谱指数之间的33和94.5 GHz的变得越来越负和正远离HII区域的峰值，表明增加的非热扩展发射扩散宇宙射线电子和可能存在的冷尘埃，分别。虽然ALMA观测针对收集连续谱数据进行了优化，但它们还检测到了来自HCN和HCO的$J=1\rightarrow0$跃迁的线发射$^{+}$。这两条谱线追踪的致密分子气体的峰值在空间上偏离了33和94.5 GHz连续辐射的峰值，这表明我们的数据达到了一个角分辨率，可以在空间上区分最近的恒星形成的网站，未来的恒星形成的网站。最后，我们发现，随着恒星形成效率的增加，致密气体的比例和速度色散的趋势，在观察到的三个区域，这表明致密气体的动力学状态，而不是它的丰度，在恒星形成过程中起着更重要的作用。
2015-08-25 astro-ph.GA
Linear polarization of submillimetre masers. Tracing magnetic fields with ALMA
本工作的目的是研究在塞曼频率（gOmega）大于分子态的受激发射率（R）和衰变率（Gamma）的情况下，在ALMA频率范围内的SiO、H2O和HCN脉泽发射是否可以用可观测的分数线偏振水平来探测。我们用辐射转移程序计算了SiO、H_2O和HCN的转动跃迁的分数线偏振随出现的亮温的函数关系，这些跃迁已被观测到在亚毫米波长显示脉泽发射。我们假设典型的磁场强度测量对银河系恒星形成区和拱星信封晚型恒星从以前的VLBI观测。由于Landé g因子尚未报道我们模拟的不同旋转跃迁，我们进行了我们的计算，假设不同分子种类的塞曼频率的保守值。设置一个下限的塞曼频率仍然满足标准gOmega>R和gOmega>Gamma，我们发现分数极化水平高达13%，14%和19%的更高的J转换分析SiO，H2O和HCN，分别不考虑各向异性泵浦或任何其他非塞曼效应。这样的上限是在假设磁场垂直于微波激射辐射传播方向的情况下计算的。根据我们的研究结果，SiO，H2O和HCN脉泽发射的ALMA频率范围内可以检测到适当的线性偏振跟踪磁场结构对恒星形成区和晚型星，即使检测到的偏振已被增强的非塞曼效应。
2013-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Subsonic islands within a high-mass star-forming IRDC
高质量恒星形成区通常被认为是由超音速运动主导的。本文介绍了甚大阵列和绿岸望远镜（VLA+GBT）对红外暗云（IRDC）G035.39-00.33中NH $_3$（1，1）和（2，2）的联合观测，追踪了低至0.07 pc尺度的冷致密气体。我们发现，与以前类似的研究IRDC，超过三分之一的拟合氨光谱显示亚音速非热运动（平均线宽为0.71 $\mathrm{km~s^{-1}}$），和周围的$\mathcal{M} = 1$的音速马赫数分布峰值。由于可能的观测和仪器偏差只会扩大线的轮廓，我们的结果提供了强大的上限的实际值的$\mathcal{M}$，进一步加强我们的发现窄线宽。这一发现要求重新评估湍流耗散和亚音速区域在恒星和团簇形成中的作用。根据我们在G035.39中的发现，我们进一步推测，在以前的VLA NH $_3$研究中使用的较粗的光谱分辨率可能抑制了IRDC中亚音速湍流的探测。减少湍流支持表明，动态重要的磁场1 mG的顺序将需要支持对可能的引力坍缩。我们的研究结果提供了有价值的输入到理论和模拟，旨在重建高质量恒星和团簇形成的初始条件。
2018-02-27 astro-ph.GA
Global VLBI Observations of the 6.0 GHz Hydroxyl Masers in Onsala 1
本文报道了大质量恒星形成区Onsala 1（ON 1）第一激发态OH脉泽的VLBI观测结果。探测到的29个脉泽几乎全部来自6035 MHz跃迁，而且几乎全部都可以识别为塞曼对成分。6030和6035 MHz脉泽与先前公布的基态脉泽位置在几毫角秒内重合，由塞曼分裂推导的磁场也是可比的。ON 1中的6.0 GHz脉泽总是与1665 MHz OH脉泽在空间上密切相关，这与大质量恒星形成区W3（OH）的情况相反，表明ON 1中不存在极高密度的OH脉泽位点（激发态脉泽，如W3（OH）中所见，没有伴随的基态脉泽）。证实了北部蓝移脉泽中存在大的磁场强度。北部脉泽可能追踪外流或与其他脉泽分开的激发源有关，或者北部和南部脉泽的相对速度可能指示膨胀和旋转。为了了解ON 1中复杂的脉泽分布，需要对非脉泽物质进行高角分辨率的观测。
2010-04-22 astro-ph.GA
Gemini IFU, VLA and HST observations of the OH Megamaser galaxy IRASF23199+0123: the hidden monster and its outflow
利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）积分场单元（IFU）、甚大阵（VLA）和哈勃空间望远镜（HST）对OH超脉泽（OHM）星系IRASF 23199 +0123进行了观测。我们的观测结果表明，该系统是一个相互作用的对，有两个OHM源与东部（IRAS 23199 E）成员。这对双星的两个成员在3和20厘米处呈现出某种程度的扩展射电辐射，每个核都有通量峰值。GMOS-IFU观察结果涵盖IRAS 23199 E的内部$\sim$ 6 kpc，空间分辨率为2.3 kpc。H $α$和[NII] $λ$ 6583中的GMOS-IFU通量分布与HST [NII]+H $α$窄带图像相似，沿东北-西南方向延伸更多，这也在连续HST F814 W图像中观察到。IRAS 23199 E的GMOS-IFU H $α$通量图显示了三个归因于恒星形成复合体的核结。我们在这个星系中发现了一个Seyfert 1核，因为它的核谱显示了一个未分辨的宽（FWHM $\approx$ 2170 kms $^{-1}$）双峰H $α$分量，由此我们推导出黑洞质量M $_{BH}$ = 3.8 $^{+0.3}_{-0.2}\times 10^{6}$ M $_{\odot}$。气体运动学显示低速度色散（$σ$）和低[NII]/H $α$比率的恒星形成复合物和较高的$σ$和[NII]/H $α$周围的无线电发射区域，支持之…
2017-11-20 astro-ph.GA
HCO+ and radio continuum emission from the star forming region G75.78+0.34
我们目前的1.3和3.6厘米射电连续图像和HCO+光谱的大质量恒星形成区G75.78+0.34获得的超大阵列（VLA）和伯克利伊利诺伊州马里兰协会（BIMA）干涉仪。在连续辐射中检测到三个结构：一个与众所周知的彗星HII区有关，另外两个位于彗星HII区以东6”和以南2”的紧凑结构。利用总通量和强度峰值，我们估算出彗星HII区的电子密度约为1.5 × 10 ^4 cm^{-3}，发射量约为6 × 10 ^{7} cm^{-6} pc，电离气体质量约为3 M_Sun，直径为0.05 pc，这些都是超致密HII区的典型值。HCO^+的发射可能来源于先前在HCN和CO中观察到的分子流出。
2013-12-09 astro-ph.GA
ALMA and VLA Observations: Evidence for Ongoing Low-mass Star Formation near Sgr A*
利用VLA，我们最近发现了大量的原行星盘（propherd）候选人躺在一对光年的大质量黑洞Sgr A*。候选者的弓形激波外观指向位于Sgr A* 附近的年轻大质量恒星。类似于猎户座probands，来自银河系中心大质量恒星群的强紫外线辐射预计会使年轻的低质量恒星周围的星周盘光蒸发和光蒸发，从而允许检测来自光电离层的电离流出物周围的冷而致密的气体盘。为了证实这一点，ALMA观测在226 GHz处检测到毫米波发射，这些毫米波发射来自VLA在44和34 GHz处检测到的五个候选者。我们推导出的磁盘质量为四个源作为一个函数的假设尘埃温度。由冷尘埃排放而成的原行星盘的质量在0.03 - 0.05太阳质量之间。这些估计与银河系中恒星形成地点的盘质量一致。这些测量结果显示了正在进行的恒星形成的存在，这意味着气体云可以在Sgr A* 附近生存，以及在银河系中心的强潮汐和辐射场中，高质量恒星与低质量恒星形成的相对重要性。
2017-01-20 astro-ph.GA
Science with an ngVLA: New Frontiers in Protostellar Multiplicity with the ngVLA
ngVLA将使我们对原恒星阶段多恒星系统的形成和演化的理解取得重大进展，并建立在VLA所实现的突破基础上。在3~mm波长和更长波长下的高灵敏度和分辨率将使我们能够在附近的恒星形成区发现更接近的多个系统。ngVLA对于多重性研究是非常重要的，因为短波长（$<$ 3~mm）的尘埃不透明度可以隐藏多重性，而长波长则需要揭示最年轻系统中形成的多重性。样本量可以扩大到包括恒星形成区在至少1.5~kpc的距离，使统计研究，是等同于研究领域的恒星多样性。我们验证的ngVLA检测和解决多个恒星系统的距离为1.5 kpc的VLA检测到的系统，并将其缩放到更大的距离使用经验的例子的能力。我们还使用辐射转移模型和模拟来验证ngVLA可以解决密切的双星系统，从他们的尘埃排放在这些距离。ngVLA还将具有出色的成像能力，并且还可以非常详细地检查环绕多个环境。
2018-10-15 astro-ph.GA
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions
磁场在大质量恒星形成中的作用仍在争论之中，最近利用偏振脉泽发射测量磁场的方向和强度，为我们提供了新的见解。脉泽极化，特别是6.7-GHz甲醇脉泽的极化，是探测大质量原恒星周围磁场形态的最好方法之一。通过观测6.7-GHz甲醇脉泽，以毫角秒的分辨率确定越来越多的大质量原恒星周围的磁场形态，对于更好地理解磁场在大质量恒星形成中的作用至关重要。第一个EVN群由4个大质量恒星形成复合体组成：W51，W 48，IRAS 18556 +0138和W3（OH）。这些包含充分研究的\hii ~区域，其中一些区域还检测到分子双极流出（W51-e2，G35.20- 0.74 N）。九个欧洲VLBI网络的天线被用来测量的线性偏振和塞曼分裂的6.7-GHz甲醇脉泽的恒星形成区域的第一EVN集团。我们总共探测到154个CH 3OH脉泽，其中三分之一指向W3（OH）。对55脉泽探测到分数线偏振（1.2-11.5%）。在所有的大质量恒星形成区中，线偏振矢量都是有序的。我们在3个大质量恒星形成区（W51，W 48和W3（OH））测量了显著的塞曼分裂，揭示了分离范围为-3.5 m/s<Δ V_{z} <3.8 m/s，|Δ V_{z}| =0.4m/s。我们还能够将我们的磁场结果与W51的亚毫米波长尘埃观测结果进行比较，并表明低分辨率和高分辨率的磁场完全一致。
2012-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLA imaging of the XMM-LSS / VIDEO deep field at 1-2 GHz
现代射电望远镜经常到达正常恒星形成星系是主要观测群体的深度。要实现无线电作为恒星形成和黑洞活动在宇宙时间内的示踪剂的潜力，需要在代表性体积上实现这样的深度，无线电形成更大的多波长活动的一部分。为了实现这一目标，我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）对1 - 2 GHz的VIDEO/XMM-LSS河外深场的$\sim$ 5度$^{2}$进行成像。我们实现了16 $μ$ Jy束$^{-1}$的中值深度，角分辨率为4.5 \arcsec。与现有的XMM-LSS无线电观测结果的比较显示，升级后的VLA提高了调查速度：我们覆盖了2.5倍的面积，并在40%的时间内将深度增加了$\sim$ 20%。方向相关的校准和宽场成像是必要的，以抑制误差模式，从离轴源，甚至适度的亮度。我们从最终的镶嵌图中获得了一个包含5，762个来源的目录。子带成像提供了3，458（60%）个源的带内光谱指数，平均光谱变得比1 mJy以下的正则同步加速器斜率更平坦。观测的位置和通量密度精度以及差分源计数与现有测量结果非常一致。公开发布的图像和目录伴随着这篇文章。
2020-06-15 astro-ph.GA
COLDz: Deep 34 GHz Continuum Observations and Free-free Emission in High-redshift Star-forming Galaxies
历史上，高频无线电天空在很大程度上仍然未被探索，这是因为在这种情况下，源的典型微弱性，以及与较低频率的观测相比，调查速度适中。然而，高频无线电巡天提供了高红移恒星形成的宝贵示踪剂，因为它们直接瞄准微弱的无线电自由发射。我们提出了深连续观测在34 GHz的COSMOS和GOODS-North领域从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），作为COLDz调查的一部分。深层COSMOS镶嵌图覆盖$\sim10\text{arcmin}^2$到$σ=1.3μ\text{Jy beam}^{-1}$，而更广泛的GOODS-N观测覆盖$\sim50\text{arcmin}^2$到$σ=5.3μ\text{Jy beam}^{-1}$。我们提出了迄今为止最深的34 GHz无线电数计数，分别在COSMOS和GOODS-N中有5个和13个连续探测。九个星系显示34 GHz的连续辐射是起源于恒星形成，虽然有两个来源，这可能是由于尘埃的热辐射。利用深辅助无线电数据在1.4，3，5和10 GHz的，我们分解的光谱剩余的7个恒星形成的星系到其同步辐射和热自由的组件，发现典型的热分数和同步辐射光谱指数与当地恒星形成的星系中观察到的。使用校准从文献中，我们确定自由的恒星形成率（SFR），并表明，这些是在协议与SFR从光谱能量分布拟合和远红外/无线电相关。我们的观测结果对高红移典型星系中的高频无线电发射产生了强烈…
2020-12-15 astro-ph.GA
Possible magnetic field variability during the 6.7 GHz methanol maser flares of G09.62+0.20
最近，我们测量了大质量恒星形成区G 09.62 +0.20中已知最强的6.7 GHz甲醇脉泽的磁场诱导塞曼分裂。这个脉泽是少数几个周期性闪烁的甲醇脉泽之一。利用100米埃费尔斯堡望远镜对G09.62+0.20的6.7 GHz甲醇脉泽进行了观测。除脉泽耀斑峰期的两周外，我们测量到B_（10）的恒定磁场。||~11+-2mG的两个最强脉泽成分，它们之间的距离超过200 AU。在与最强脉泽特征的脉泽耀斑的峰值正好重合的两周时间内，我们测量到塞曼分裂的急剧减少和可能的逆转。脉泽和偏振变化的确切原因仍然不清楚，但它可能与偏振发射的背景放大或附近伴星的大质量原恒星的存在有关。另外，偏振变化可能是由非塞曼效应引起的偏振脉泽发射的辐射转移。
2009-04-30 astro-ph.GA
OH Maser Sources in W49N: Probing Magnetic Field and Differential Anisotropic Scattering with Zeeman pairs using the VLBA
我们分析了著名的恒星形成区W 49 N中OH脉泽的VLBA 12小时合成观测，得到了有价值的数据，使我们能够探测脉泽柱和中间星际介质（ISM）中的磁场分布。由几十个OH脉泽源或“点”在1612，1665和1667 MHz的详细的高角分辨率图像（与束宽~20毫弧秒）的数据，揭示各向异性散射展宽，与几十毫弧秒和轴比之间的典型尺寸1.5至3。Desai、Gwinn和Diamond（1994）曾报道过这种各向异性，并解释为由平行于银道面的局部磁场引起的。然而，我们发现：a）视角尺寸平均比Desai等人（1994）报道的小2.5倍，表明散射比之前推断的要小得多; b）散射加宽图像的平均方向与银河平面中磁场所暗示的方向有显著偏差（约10度）。更有趣的是，在我们的设置中的几个塞曼对，显着的差异（高达6西格玛）是明显的，在散射加宽的图像为两个手的圆偏振，即使当表观速度分离小于0.1公里/秒。这可能是法拉第旋转对ISM中衍射效应的贡献的第一个例子。利用塞曼对，我们还研究了磁场在W 49 N复合物中的分布，发现在空间结构函数中没有明显的趋势。在本文中，我们提出的细节，我们的观察和分析导致这些发现，讨论我们的结果的干预各向异性磁离子介质的影响，并提出可能的影响，磁场的结构在这个恒星形成区域。
2013-07-30 astro-ph.GA physics.optics physics.plasm-ph
The VLA-COSMOS 3 GHz Large Project: Star formation properties and radio luminosity functions of AGN with moderate-to-high radiative luminosities out to $z\sim6$
我们研究了VLA-COSMOS 3 GHz大型项目中选择的1，604个中高辐射光度活动星系核（HLAGN）的样本。结合活动星系核的X射线、中红外和宽波段光谱能量分布拟合等多种诊断方法，对它们进行了分类。通过测量$\mathrm{L_{1.4\ GHz,TOT}}$相对于恒星形成星系的红外-射电相关性的过量，我们将总射电1.4 GHz光度（$\mathrm{L_{1.4\ GHz,TOT}}$）分解为恒星形成和活动星系核活动产生的辐射。为了量化过剩，我们计算每个源的活动星系核分数（$\mathrm{f_{AGN}}$），活动星系核活动对$\mathrm{L_{1.4\ GHz,TOT}}$的贡献分数。大部分的HLAGN，$(68.0\pm1.5)\%$，主要是由恒星形成过程（$f_{AGN}\leq0.5$），而$(32.0\pm1.5)\%$主要是由活动星系核相关的无线电发射（$0.5<f_{AGN}\leq1$）。我们利用活动星系核相关的1.4GHz辐射导出了HLAGN的1.4GHz活动星系核光度函数。通过假设纯密度和纯光度演化模型，我们将它们的宇宙演化限制在$z\sim6$之外，发现$\mathrm{Φ^* (z) \propto (1+z)^{(2.64\pm0.10)+(-0.61\pm0.04) z}}$和$\mathrm{L^* (z) \propto (1+z)^{(…
2018-11-07 astro-ph.GA
The VLA-COSMOS 3 GHz Large Project: Evolution of specific star formation rates out to $z\sim5$
我们提供了一个连贯的，统一的测量演化的对数恒星形成率（SFR）恒星质量（$M_*$）的关系，称为恒星形成星系（MS）的主要序列，星系出$z\sim5$。我们测量MS使用3 GHz的无线电连续图像的平均堆栈，以获得平均SFR $\sim$ 200，000质量选择星系在$z>0.3$在COSMOS领域。我们描述的MS关系采用一种新的模型，该模型在低恒星质量（日志（$M_*$ /M $_\odot$）$<$ 10）和平坦化在高恒星质量，在低红移（$z<1.5$）变得更加突出的线性关系。我们发现，SFR密度峰值在$1.5<z<2$和在每个时代有一个特征恒星质量（$M_* = 1 - 4 \times 10^{10}\mathrm{M}_\odot$），有助于最大的整体SFR密度。这种特征质量随红移而增加，至少增加到$z\sim2.5$。我们发现没有显着的证据，在MS关系的变化，在不同的环境中跟踪的星系数密度在$0.3<z<3$，也不为星系的X射线组在$z\sim0.75$。我们确认，在$z<1.2$的一个固定的恒星质量，大规模的膨胀为主的星系有较低的SFR比盘为主的星系。因此，在当地的恒星形成人口的膨胀为主的星系的增加，导致扁平的MS在高恒星质量。这表明“质量淬灭”与固定恒星质量下星系形态组成的变化有关。
2020-06-24 astro-ph.GA
Dwarf Galaxies Hosting Extreme Star-Forming Regions and (Variable) AGNs at Radio Wavelengths
Montana State University（蒙大拿州立大学）
研究矮星系中极端恒星形成和射电AGN的特性，利用多分辨率数据揭示低质量系统的能量来源。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Average radio spectral energy distribution of highly star-forming galaxies
红外-射电相关（IRRC）提供了一种从射电辐射评估恒星形成的方法。多项研究发现IRRC随红移增加而减少。这可能部分是由于缺乏对恒星形成星系可能的射电光谱能量分布（SED）的了解。本文基于VLA-COSMOS $1.4\,\mathrm{GHz}$联合星表和$3\,\mathrm{GHz}$大计划星表，对一个完整的高恒星形成星系（$SFR>100\,\mathrm{M_{\odot}}/\,\mathrm{yr}$）样本的射电SED进行了约束。我们减少档案GMRT $325\,\mathrm{MHz}$和$610\,\mathrm{MHz}$的观察，扩大休息帧的频率范围$0.3-15\,\mathrm{GHz}$。采用生存分析和拟合双幂律SED，我们发现，从$α_1=0.51\pm 0.04$低于$4.5\,\mathrm{GHz}$的$α_2=0.98\pm0.07$高于$4.5\,\mathrm{GHz}.$的光谱指数的斜率变陡我们的研究结果表明，使用K-校正假设一个单一的幂律无线电SED的恒星形成星系可能不是IRRC趋势的根本原因。
2018-01-25 astro-ph.GA
High dense gas fraction in intensely star-forming dusty galaxies at high redshift
本文介绍了从{\it Herschel}-ATLAS巡天中选出的两个透镜状高红移恒星爆发中致密分子气体示踪剂HCN、HCO $^+$和HNC的ALMA和VLA探测：{\it H}-ATLAS\，J090740.0 $-$ 004200（SDP.9，$z \sim 1.6$）和{\it H}-ATLAS\，J091043.1 $-$ 000321（SDP.11，$z \sim 1.8$）。ALMA在两个源中都观察到了$J = 3-2$跃迁，而VLA在SDP中观察到了$J = 1-0$跃迁。9.我们已经在SDP. 9和SDP. 11中检测到所有观察到的HCN和HCO $^+$线，以及在SDP. 9中检测到HNC（3 - 2）。这两个星系的放大系数已确定从分角秒分辨率CO和尘埃排放观测NOEMA和SMA进行。SDP.9中的HNC（1--0）/HCN（1--0）线比表明存在光子主导区域，正如大多数局部（U）LIRG所发生的那样。的CO，HCN和HCO $^+$ SLEDs的SDP. 9是兼容的许多本地，红外（IR）明亮的星系中发现的，这表明在本地和高红移尘埃星暴的分子气体可以有类似的激发条件。我们得到了SDP. 9和SDP. 11的总红外光度（$L_{\rm IR}$）和密线光度（$L_{\rm dense}$）与本星系的相关关系可以用一个单一的关系式来表示。分散的$L_{\rm IR} …
2017-01-20 astro-ph.GA
