On the radiation driven alignment of dust grains: Detection of the polarization hole in a starless core
我们的目标是调查的极化性质的一个无星核心在一个非常早期的演化阶段。线偏振数据揭示了尘埃颗粒在星际介质不同阶段的性质。我们的目标是研究偏振度和偏振角与云和核心气体的关系。我们使用光学，近红外和亚毫米偏振观测对管道星云中的无星物体管道-109。我们的数据覆盖了0.08到0.4 pc的物理尺度范围，包括致密气体，包层和周围的云。光学资料很好地跟踪了云的偏振。近红外偏振是由来自核边界的颗粒和云气的混合粒子群产生的。云的光学和近红外偏振达到最大可能值，并相对于视觉消光饱和。核心偏振主要由亚毫米数据跟踪，并且相对于视觉消光有急剧下降。亚毫米极化的建模表明磁场主方向投射到天空平面上，并且密度高于$6\times10^4$ cm $^{-3}$（或$A_V > 30$ mag）时晶粒排列丧失。管道-109浸没在具有非常有序的磁场的磁化介质中。内部辐射源的缺乏显著影响了核心的偏振效率，在无星核心的中心产生了一个偏振孔。这一结果支持了尘埃颗粒通过辐射力矩排列的理论。
2014-08-21 astro-ph.SR
Fragmentation of the High-mass "Starless'' Core G10.21-0.31: a Coherent Evolutionary Picture for Star Formation
G10.21-0.31是一个70 m的$μ$暗高质量无星核心（$r<0.15$ pc中的$M>300$ $\mathrm{M_{\odot}}$），在$Spitzer$、$Herschel$和APEX连续巡天中被确认，被认为是高质量恒星形成的初始阶段。我们目前的ALMA和SMA观测，以解决这个有前途的高质量无星核心的内部结构。灵敏的高分辨率ALMA 1.3毫米尘埃连续辐射揭示了三个质量范围为11-18 $\mathrm{M_{\odot}}$的核心，其特征是湍流碎裂。核心1，2和3代表了一个连贯的演化在三个不同的演化阶段，其特征在于流出（CO，SiO），气体温度（$\mathrm{H_2CO}$），和氘（$\mathrm{N_2D^+/N_2H^+}$）。我们确认了G10.21中形成大质量恒星的可能性，并探索了大质量恒星形成的演化路径。然而，在G10.21中没有高质量的星前核心。这表明了一个动态的恒星形成过程，其中核心的质量随着时间的推移而增长。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the massive "starless" infrared dark cloud G0.253$+$0.016
G0.253 + 0.016是一个巨大的红外暗云，距离银河系中心$\sim$ 100 pc。$1.3 \times 10^5 M_\odot$的质量很高，平均半径为2.8 pc，尘埃温度低至23 K，被认为是一个巨大的拱门状星团的前身。我们提供了灵敏的JVLA 1.3和5.6厘米射电连续谱观测，揭示了投射到该云上的三个紧凑热射电源的存在。这些射电源被解释为由$\sim$ B0.5 ZAMS星提供动力的HII区。我们的结论是，虽然G0.253 + 0.016没有显示O型星形成的证据，但肯定有早期的B型星嵌入其中。我们认为这些源可能与银河系中心区有关，值得进一步研究。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for Inflow Towards Massive Starless Clump Candidates Identified in the Bolocam Galactic Plane Survey
最近的银河平面调查尘埃连续发射的长波长已经确定了人口密集，大规模的团块没有证据表明正在进行的恒星形成。这些巨大的无星星团候选者是在大质量恒星形成的反馈影响星团之前寻找大质量恒星形成的初始阶段的绝佳场所。在这项研究中，我们寻找流向无星团块的气体的光谱特征，其中一些质量足以形成大质量恒星。我们使用亚利桑那州射电天文台12米望远镜，在HCO+ J = 1-0观测了Bolocam银道巡天（BGPS）中发现的101个无星团候选者。我们发现对于整个调查，E =（Nblue-Nred）/Ntotal = 0.03的小的蓝色过量。我们确定了6块是流入运动的良好候选者，并使用辐射转移模型计算质量流入率，范围从500 - 2000 M /百万年。如果观察到的线轮廓确实是由于大规模的流入运动，那么这些团块通常会在自由降落时使其质量加倍。我们的调查发现，在我们的银河系中，具有HCO+ J = 1-0流入签名的大规模BGPS无星团块候选者是罕见的。
2018-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-temperature of an isolated star-forming cloud: Herschel observations of the Bok globule CB244
我们提出了赫歇尔观测孤立的，低质量的恒星形成博克球状体CB 244。它包含两个冷源，一个低质量的0级原恒星和一个无恒星的核心，这可能是星前的性质，相隔90弧秒（约18000 AU）。赫歇尔数据采样的峰值普朗克光谱的这些来源，因此是理想的尘埃温度和柱密度建模。利用这些数据和近红外消光图，MIPS 70微米马赛克，SCUBA 850微米图和IRAM 1.3 mm图，我们模拟了CB 244的尘埃温度和柱密度，并提出了整个恒星形成分子云的第一个测量尘埃温度图。我们发现，原恒星附近的尘埃柱平均温度约为17.7 K，而无星核的尘埃柱平均温度约为10.6 K，外部加热的影响使尘埃云的温度上升到约17 K，此时氢柱密度降至10^21 cm^-2以下。CB 244的总氢质量（假设距离为200 pc）为15 +/- 5 M_sun。原恒星核心的质量为1.6 +/- 0.1 M_sun，无恒星核心的质量为5 +/- 2 M_sun，表明球状体中约45%的质量参与了恒星形成过程。
2010-05-11 astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas-phase CO depletion and N2H+ abundances in starless cores
七个孤立的，附近的低质量无星分子云核心已经被观测到，作为赫歇尔关键计划恒星形成早期阶段（EPoS）的一部分。通过应用射线追踪技术获得的连续发射和互补（分）毫米发射图，我们得出的物理结构（密度，尘埃温度），这些云核。我们目前的观察12 CO，13 CO，和C18 O（2-1）和N2 H+（1-0）的过渡到相同的核心。基于密度和温度分布，我们应用随时间变化的化学和线辐射转移建模，并比较所观察到的分子发射分布的建模。在我们的样品中，CO被冻结在所有岩心中心的颗粒上。CO贫化水平随着氢密度的增加而增加，并且在具有最高氢密度的三个核心中的核心中心中的核心中心中的范围从46%到超过95%。当50%的CO冻结在晶粒上时，平均氢密度为1.1+-0.4 × 10^5 cm^-3。在大约这个密度下，核通常具有最高的N2 H+相对丰度。具有较高中心密度的岩心显示N2 H+在13%至55%的水平下耗尽。单个物种的化学年龄平均值为：13 CO 2+-1 10^5年，C18 O 6+-3 10^4年，N2 H +9+-2 10^4年。化学模拟间接表明，气体和尘埃的温度解耦的信封，尘埃颗粒尚未显着凝结。我们观察确认CO冻结和氮化学的化学模型。我们发现氢密度和CO消耗和N2 H+的出现之间存在明显的相关性。化学年龄表明，核心寿命小于100万年。
2013-10-12 astro-ph.SR
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
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
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
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
HII regions and high-mass starless clump candidates II. Fragmentation and induced star formation at ~0.025 pc scale: An ALMA continuum study
来自HII区域的电离反馈改变了大质量无星团簇（HMSC，几百到几千个太阳质量，大小约为0.1-1 pc）的性质，例如团簇尺度上的温度和湍流。HII区的存在是否改变了HMSC中核心尺度的碎片化和星形形成的问题仍有待探讨。我们的目的是研究候选人HMSC之间的差异0.025 pc规模的碎片，强烈影响HII区域和较少干扰的。我们还寻找在受影响的HMSC中质量成形和诱导星形形成的证据。使用分辨率为~1.3”的ALMA 1.3 mm连续体，我们对8个候选HMSC进行了成像，其中4个受HII区域影响，另外4个位于安静环境中。受影响较小的HMSC是根据其与受影响的HMSC相比相似的质量和距离来选择的，以避免与这些参数相关的任何可能的偏差。在8个丛中共检测到51个核心，每个丛有3至9个核心。在我们有限的样本中，我们没有发现受影响和未受影响的HMSC之间的~0.025 pc-尺度片段化的明显差异，即使HII区域似乎影响片段化核心的空间分布。两种类型的HMSC在簇热Jeans长度${λ_{J, clump}^{th}}$和0.3 ${λ_{J, clump}^{th}}$处呈现具有两级分层特征的热碎裂。受影响的HMSC AGAL 010.214 -00.306和AGAL 018.931 -00.029的ALMA发射形态揭示了HII区域在其周围形成气体和尘埃的能力，并可能在HMSC中以约0.025 pc尺…
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The C$^{18}$O core mass function toward Orion A: Single-dish observations
我们用野边山射电天文台（NRO）45米望远镜对猎户座A巨分子云C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）发射谱线进行了无偏密芯巡天。地图的有效角分辨率为26”，相当于$\sim$ 0.05 pc，距离为414 pc。通过使用Herschel-Planck H $_2$柱密度图，我们计算了C $^{18}$ O丰度分数，发现它在$\lesssim$ 5 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-3}$的柱密度范围内大致恒定，尽管C $^{18}$ O耗尽的趋势被确定为朝向更高的柱密度。因此，C $^{18}$ O的强度可以很好地跟踪云的结构。猎户座A中的平均C $^{18}$ O丰度估计为5.7 $\times$ 10 $^{-7}$，约为基准值的3倍。我们用astrodendro鉴定了746个C $^{18}$ O核，并将709个核归类为无星核。我们计算的核心质量的赫歇尔-普朗克尘埃柱密度分解使用的相对比例的C $^{18}$ O积分强度的视线成分。应用该过程，我们试图去除背景发射的贡献，即，核心外的环境气体。然后，我们推导了无星核的质量函数，发现它类似于恒星的初始质量函数（IMF）。无星堆芯的CMF $dN/dM$符合$M^α$的幂律关系，在高质量斜率（$\gtrsim$ 0.44 $M_\odot$）处的幂指数为$α= -$ 2.25 $\pm$ 0.16。我们还…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple low-turbulence starless cores associated with intermediate- to high-mass star formation
为了表征中到高质量恒星形成的初始条件，我们观察到两个红外暗云（IRDC），它们在70 μ m波长处仍然具有吸收特征，其中PdBI在3.23 mm尘埃连续体中，以及N2 H+（1- 0）和13 CS（2-1）线发射。虽然IRDC 19175 -4在3.23 mm连续谱中被清楚地检测到，但该领域的第二个源IRDC 19175 -5在3 sigma连续谱检测阈值以上几乎无法观察到。然而，N2 H+（1-0）观测揭示了两个IRDC附近的17个独立的子源。其中大多数显示出低水平的湍流（dv \leq 1 km/s），表明这些岩心中的碎裂过程可能受热压力和重力的相互作用的支配，而不是受湍流的支配。结合小线宽与高达70微米的未探测到以及缺乏其他恒星形成活动的迹象，这17个质量在太阳质量以下到10 M_sun之间的核心中的大多数可能仍然处于无星阶段。此外，我们发现一个大的CS耗尽因子的顺序为100。虽然最强的谱线和连续谱峰接近维里平衡，但与其他核心相比，它的线宽略宽，这与它可能处于恒星形成边缘的收缩阶段是一致的。相邻岩芯之间的相对峰值速度通常低于1 km/s，我们没有发现沿沉积构造的流动运动。平均密度在10^5到10^6 cm ^{-3}之间（比烟斗星云的平均密度大一到两个数量级），这意味着相对较小的金斯长度与观测到的5000天文单位的核心间距相一致。在任何恒星形成活动之前，对高质量无恒星核心的探…
2009-07-27 astro-ph.SR
Revealing H2D+ depletion and compact structure in starless and protostellar cores with ALMA
本文介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对蛇夫座分子云OphA SM 1和SM 1 N中两个演化的、潜在的原恒星核的亚毫米尘埃连续体和H2 D + 1_{10}-1_11}辐射的观测结果。数据显示，两个核心内都有小规模的凝聚，质量上限为M <~ 0.02M_Sun（~ 20 M_Jup）。SM 1凝聚与宽度仅为37 AU的近对称高斯源一致。SM 1 N凝聚体是细长的，沿其长轴延伸500 AU。在两个资料来源中均未发现有下部结构的证据。Jeans的分析表明，这些来源不太可能分裂，这表明两者都将形成单星。仅在SM 1 N方向检测到H2 D+，与连续峰偏移约150-200 AU。这种偏移可能是由于未被探测到的年轻低光度原恒星源或第一流体静力学核心的加热，或冷凝冷中心的HD（以及因此的H2 D+）耗尽。我们认为SM 1是原恒星，ALMA探测到的凝聚是一个温暖的（T ~ 30-50 K）吸积盘。SM 1 N凝聚的较不集中的发射表明它仍然是无星的，但我们不能排除低光度源的存在，也许被伪盘包围。这些数据揭示了观测的最早阶段形成的拱星吸积区，并同意理论预测，磁盘的形成可以发生在恒星形成过程中的早期，coeval与或刚刚形成的第一个流体静力学核心或原恒星。
2014-10-14 astro-ph.SR
The Astrochemical Evolution of Turbulent Giant Molecular Clouds : I - Physical Processes and Method of Solution for Hydrodynamic, Embedded Starless Clouds
当代银河系恒星的形成主要发生在超音速、湍流、磁化的巨分子云（GMC）中引力不稳定、寒冷、致密的分子气体中。值得注意的是，因为化学演化时标和湍流涡旋周转时标在典型的GMC条件下是相当的，分子通过固有的非平衡化学演化，这是强烈耦合到云的动态演化。目前的数值模拟技术，其中包括最多三十年的长度尺度，可以刚刚开始弥合超音速湍流GMC的全球动力学时间之间的鸿沟，其背景湍流的薄激波后冷却层内的热和化学演化。我们解决这个GMC天体化学尺度的问题，使用的解决方案的方法，它允许复杂的三维湍流动力学以及准确的处理非平衡后冲击热力学和化学。我们目前的方法在更大范围的物理过程的背景下，重要的了解GMCs的化学演变，包括气相化学，尘埃颗粒和表面化学，和湍流加热。我们提出了一个新的拉格朗日验证试验超音速湍流的结果。我们根据无量纲的当地冲击后Damköhler数，它量化的比例的动力学时间在冲击后冷却流的化学反应时间的给定物种的演变的特点。最后，我们讨论了这项工作的影响，GMC分子示踪剂的选择，和GMC核心的化学钟归零。
2013-02-08 astro-ph.SR
First Detections of PN, PO, and PO+ toward a Shocked Low-mass Starless Core
本研究首次在低质量无恒星核中探测到PN、PO和PO⁺，证实激波是磷从尘埃释放到气相的主因，测得相关丰度比，揭示PO⁺可在标准宇宙线电离率下形成，为益生化学研究提供新观测依据。
2025-06-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Starless Cloud Core L1517B in Envelope Expansion with Core Collapse
来自恒星形成分子云核L1517 B的各种光谱发射线表现出红色不对称双峰轮廓，具有较强的红色峰和较弱的蓝色峰，与经常观察到的蓝色倾斜分子谱线轮廓形成对比，蓝色峰强于红色峰。通过建立一个球对称的广义多方流体动力学激波模型，给出了L1517 B的径向速度、质量密度和温度的自相似演化结构.通过规定简单的径向配置文件的相关分子的丰度分布，我们进行分子激发和辐射转移计算使用公开可用的RATRAN代码集的球对称的情况下。我们的计算结果表明，EECC模型再现的分子谱线轮廓与IRAM，FCRAO和Effelsberg 100米望远镜的观测数据的L1517 B的合理协议。本文还报道了在中国德令哈紫金山天文台（PMO）13.7 m望远镜上对光学粗线HCO+（1-0）的空间分辨观测和拟合结果。NH3和N2 H+跃迁的超精细线结构也被拟合以一致地揭示中心核坍塌的动力学。作为一个一致的模型检查，IRAM 30米望远镜和SCUBA，分别观察到的1.2毫米和0.85毫米的尘埃连续的径向配置文件，也适合使用相同的EECC模型，产生的分子线配置文件的数值。L1517 B可能正在经历EECC休克阶段。为进一步的观测试验，我们还预测了L1517 B的几种分子谱线的空间分布、波长为0.45mm的亚毫米连续谱线的径向分布，以及柱密度和视消光的径向分布。
2011-08-12 astro-ph.SR
The JCMT BISTRO Survey: The Magnetic Field In The Starless Core $ρ$ Ophiuchus C
本文报道了利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的POL-2仪器对蛇夫座$ρ$云Ophiuchus C中的一个低质量（$\sim$ 12 $M_{\odot}$）无星核进行的850~ $μ$ m尘埃偏振观测，这是JCMT恒星形成区观测B场（BISTRO）巡天的一部分。我们探测到在无星核中投射在天球平面上的有序磁场。横跨$\sim$ 0.1~pc核心的磁场显示出以$\sim$ 40 $^\circ$到$\sim$ 100 $^\circ$为中心的东北-西南方向为主，表明核心中的磁场与近红外观测探测到的云的低密度区域中的磁场以及普朗克观测追踪到的云尺度磁场很好地对齐。偏振百分比（$P$）随着总强度（$I$）的增加而减小，幂律指数为$-$ 1.03 $\pm$ 0.05。我们估计的天空平面场强（$B_{\mathrm{pos}}$）使用修改的Davis-Davasekhar-Fermi（DCF）方法的基础上的结构函数（SF），自相关（ACF），和unsharp掩蔽（UM）分析。我们发现，从SF，ACF和UM方法的估计产量强度分别为103 $\pm$ 46 $μ$ G，136 $\pm$ 69 $μ$ G和213 $\pm$ 115 $μ$ G。我们的计算表明蛇夫座C的核心是近磁临界或轻微的磁超临界（即不稳定的崩溃）。SF方法计算的总磁能与蛇夫座C的湍流能量相当，而ACF方法和U…
2019-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The BLAST Survey of the Vela Molecular Cloud: Physical Properties of the Dense Cores in Vela-D
运载于海王星上的大孔径亚毫米望远镜（BLAST）对船帆座分子脊周围的银道面进行了250、350和500微米的观测，主要目的是确定可能与恒星形成的最早阶段有关的最冷的致密核心。在这里，我们提出了从Vela-D区域的观察结果，覆盖约4平方度，其中我们发现141个BLAST核心。我们利用现有的数据与斯皮策MIPS，IRAC和SEST-SIMBA仪器，以限制其（单温度）光谱能量分布，假设尘埃发射率指数β = 2.0。这些数据的组合使我们能够确定每个BLAST核心的温度，光度和质量，也使我们能够将无恒星源与原恒星源分开。我们还分析了各个源的物理参数的不确定性对无星和原恒星核的整体物理性质的影响，我们发现，似乎有一个平滑的过渡，从前到原恒星阶段。特别是，对于原恒星的核心，我们发现MIPS 24通量之间的相关性，与中央原恒星，和尘埃信封的温度。我们还发现，Vela-D核心的核心质量函数的斜率与其他类似的（亚）毫米调查一致。
2009-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Spatial Densities of Early Ice Formation in Small Dense Molecular Cores from Extinction Maps
在小而致密的分子核中追踪尘埃是研究恒星形成前阶段冰形成所需条件的有力工具。为了研究这些环境，观测到了五个分子核心：三个正在形成低质量恒星（B59、B335和L483），两个没有恒星的坍缩核心（L 63和L 694 -2）。深层图像是用英国红外望远镜（UKIRT）的WFCAM（宽视场照相机）仪器和斯皮策太空望远镜的IRAC通道1和2在红外JHK波段拍摄的。这五个光度带被用来计算沿视线对背景恒星的消光。在对数据进行平滑处理后，我们制作了高空间分辨率的消光图（$\sim$ 13-29”）。然后使用AVIATOR算法实现逆Abel变换将这些图投影到第三维中。沿着先前已经检测到冰（H $_2$ O、CO和CH $_3$ OH）的视线测量总氢的体积密度。我们发现，纯CH $_3$ OH或CH $_3$ OH与CO的混合物的视线具有大于1.0 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$的最大体积密度。这些密度仅在每个芯的一小部分（$\sim$ 0.3-2.1%）内达到。CH $_3$ OH的存在可能表明致密核内复杂有机分子形成的开始，因此我们可以限制这种开始的区域。在我们的样品中，朝向星形核的最大体积密度（$\sim$ 1.2-1.7 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）高于朝向无星形核的最大体积密度（$\sim$ 3.5-9.5 $\times$ 10 $^5$…
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting pre-stellar cores with APEX: overview
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Univ. Rennes, CNRS, IPR (Institut de Physique de Rennes) – UMR 6251（雷恩大学、法国国家科学研究中心、雷恩物理研究所（UMR 6251））；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
本文利用Herschel档案数据筛选高密度无星核，并通过APEX的N₂H⁺和N₂D⁺谱线观测，无偏地识别出33个邻近前恒星核，为研究恒星与行星形成的初始条件提供了统计显著的样本。
2025-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas emissions in Planck cold dust clumps---A Survey of the J=1-0 Transitions of $^{12}$CO, $^{13}$CO, and C$^{18}$O
利用PMO 13.7 m望远镜对早期冷核目录（ECC）中的674个$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的J=1-0跃迁的普朗克冷团进行了观测。用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO检测了673个团块，并且68%的样品具有C $^{18}$ O发射。首次发现了三条谱线峰值速度的一致性。给出了所有速度分量的运动学距离，一半的团块位于0.5和1.5千秒差距内。激发温度范围从4到27 K，略大于$T_d$。线宽分析表明，大多数ECC团块是低质量团块。柱密度N $_{H_{2}}$范围为10 $^{20}$至4.5 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$，平均值为（4.4 $\pm$ 3.6）$\times10^{21}$ cm $^{-2}$。N $_{H_{2}}$累积分数分布偏离对数正态分布，这归因于光学深度。这些团块中$^{13}$ CO与C $^{18}$ O的平均丰度比为7.0 $\pm$ 3.8，高于陆地值。尘埃和气体在95%的团块中耦合良好。在不到10%的团块中发现了蓝色轮廓，红色轮廓和线条不对称，这通常表明恒星形成尚未发展。绘制了10个团块。得到12个速度分量和22个核。它们的形态包括伸展弥漫、致密孤立、彗星状和丝状，其中以丝状为主。20个核心是没有恒星的。只有7个核心似乎处于引力束缚状态。普朗克冷团是弱红IRAS、红外暗云…
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The early stages of star formation in Infrared Dark Clouds: characterizing the core dust properties
红外暗云（IRDC）被认为是明亮的银河系中红外背景下的消光特征，被认为是恒星和团簇形成的最早阶段。为了更好地表征其嵌入芯的性质，我们获得了38个IRDC样品的新的24 μ m，60- 100 μ m和亚毫米连续谱数据。24微米的斯皮策图像显示，虽然IRDC仍然是黑暗的，但许多核心与明亮的24微米发射源有关，这表明它们包含一个或多个嵌入的原恒星。结合24微米，60- 100微米，和亚毫米连续数据，我们已经构建了宽带光谱能量分布（SED）的157个核心在这些IRDC和，使用简单的灰体拟合的SED，估计他们的尘埃温度，发射率，不透明度，辐射光度，质量和密度。基于他们的斯皮策/IRAC 3- 8微米的颜色和24微米的点源发射的存在，我们已经分离出的核心，港口活跃，高质量的恒星形成的核心是静止的。活跃的“原恒星”核心通常比较为静止的、也许是“前原恒星”的核心具有更高的尘埃温度和更高的辐射热光度。由于人口的质量分布是相似的，但是，我们推测，活动和静止的核心可能代表不同的进化阶段的核心相同的底层人口。虽然我们不能排除在静止的核心中形成低质量的恒星，但其中质量最大的是“高质量无星核心”阶段的绝佳候选者，这是高质量恒星形成的最早阶段。
2010-03-16 astro-ph.SR
The earliest phases of star formation - A Herschel key project. The thermal structure of low-mass molecular cloud cores
分子云核的温度和密度结构是决定原恒星坍缩过程及其形成的恒星性质的最重要的物理量。然而，密度分布往往依赖于简化假设的等温线或观测约束条件差的模型温度分布。为了更好地约束原恒星坍缩开始时分子云核心的初始物理条件，我们与赫歇尔卫星一起启动了保证时间关键项目（GTKP）“恒星形成的最早阶段”（EPoS）。本文概述了EPoS项目中的低质量源，包括所有观测，分析方法和调查的初步结果。我们研究了12个以前良好的特点，孤立的，附近的球状体使用FIR和submm连续谱图在100微米和1.2毫米之间的8个波长的热尘埃排放。我们的样本包含两个球状体与无星的核心和嵌入式原恒星在不同的早期演化阶段。尘埃排放图被用来提取空间分辨的SED，然后独立地与修改后的黑体曲线拟合，以获得视线平均尘埃温度和柱密度图。我们发现，所有的球状体的热结构是占主导地位的外部加热来自星际辐射场和适度的屏蔽薄扩展晕。所有的球状体都有温暖的外层（14-20 K）和较冷的致密内部（8-12 K）。嵌入某些球状体中的原恒星仅在半径范围内将致密核心的局部温度提高到约5000 AU，但不会显著影响球状体的整体热平衡。
2013-01-08 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 $的超临界细丝中，这意味着引力束缚核来自超临界细丝的碎裂。根据观测证据，英仙座南部的概率分布函数（PDF）呈幂律分布，比北部平坦，YSO数显著小于北部，尘埃温度差异显著。我们推断南区比北区更受重力束缚。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Youngest Herschel-detected Protostars I. Envelope Structure Revealed by CARMA Dust Continuum Observations
我们目前的CARMA 2.9毫米尘埃连续发射观测的样本14赫歇尔检测0类原恒星的猎户座A和B分子云，从PACS亮红源（PBRS）的样品（Stutz等人）。这些天体的特征是非常红的24 \micron \到70 \micron \颜色和突出的亚毫米辐射，这表明它们是非常年轻的0类原恒星，嵌在致密的包层中。我们检测到所有的PBRS在2.9毫米连续发射和发射从4个原恒星和1个无星核心领域的PBRS，我们还报告了1个新的PBRS源。与英仙座和蛇夫座星云中其他研究充分的原恒星相比，2.9毫米光度与测热光度之比平均高出$\sim$ 5倍。14个PBRS中有6个的2.9 mm可见度振幅作为紫外线距离的函数非常平坦，超过50%的源发射来自半径$<$ 1500 AU。这些平坦的可见度振幅与$ρ$ ~ $\propto$ ~R $^{-2.5}$的球对称包络密度廓线最为一致。或者，可能有一个巨大的未解决的结构，如磁盘或高密度的内部信封偏离光滑的幂律。大量的质量尺度$<$ 1500 AU（意味着高的平均中心密度）导致我们建议，PBRS与平坦的可见度振幅配置文件是最年轻的PBRS，可能正在经历一个短暂的阶段，高质量的下降/吸积，并可能是最年轻的0类原恒星。可见度振幅下降更快的PBRS仍然有大的包络质量，但可能会稍微进化。
2014-11-04 astro-ph.SR
The TOP-SCOPE survey of Planck Galactic Cold Clumps: Survey overview and results of an exemplar source, PGCC G26.53+0.17
普朗克银河系冷团（PGCC）的尘埃温度低（<14 K），使它们成为探测恒星形成的初始条件和非常早期阶段的理想目标。TOP-SCOPE是一个联合调查计划，目标是CO同位素J=1-0跃迁中的约2000个PGCC和850微米连续发射中的约1000个PGCC。TOP-SCOPE巡天和联合巡天（SMT 10-m、KVN 21-m和NRO 45-m）的目的是对恒星形成期间的初始条件和分子云在各种环境中的演化进行统计研究。本文以一个典型的红外暗云PGCC G26.53+0.17（G26）为例，介绍了这些巡天的观测、数据分析和科学实例。G26暗条的总质量、长度和平均线质量（M/L）分别为~6200 Msun、~12 pc和~500 Msun/pc。沿着暗条发现了10个巨大的团块，其中包括8个无星团块。最大质量的团块作为一个整体可能仍然处于全局坍缩中，而其密度更大的部分似乎由于外流反馈而正在经历膨胀。G26暗条从云尺度到团簇尺度的碎裂与等温、非磁化、湍流支撑的圆柱体的重力碎裂一致。G26尘埃发射率光谱指数（$β$）分布呈双峰态，表明尘埃颗粒沿灯丝生长。G26暗条可能是由于大规模的压缩流形成的，这一点可以通过其出生云的温度和速度梯度来证明。
2017-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions for young massive cluster formation in the Galactic Centre: convergence of large-scale gas flows
年轻大质量星团（YMC）是具有重要科学意义的紧凑（$\lesssim$ 1 pc）、高质量（>10 ${}^4$ M ${}_{\odot}$）恒星系统。由于它们的稀有性和快速形成，我们在恒星形成开始之前很少有YMC祖先气体云的例子。因此，YMC形成所需的初始条件是不确定的。我们目前的高分辨率（0.13 $^{\prime\prime}$，$\sim$ 1000 au）ALMA观测和Mopra单碟数据，表明银河系中心尘埃脊'云d'（G0.412 $+$ 0.052，质量$\sim 7.6 \times 10^4$ M $_{\odot}$，半径$\sim 3.2$ pc）有可能成为拱门一样的YMC（10 $^4$ M $_{\odot}$，r $\sim$ 1 pc），但尚未形成恒星。这意味着它是已知最年轻的恒星形成前的大质量星团，因此可能是研究YMC形成的初始条件的理想实验室。我们发现96个来源的尘埃连续体，质量$\lesssim$ 3 M $_{\odot}$和半径$\sim$ 10 ${}^3$ au。源质量和分离更符合热而不是湍流碎裂。由于维里参数估计的不确定性很大，因此不可能明确地确定大多数源的动态状态。我们发现了大规模（$\sim$ 1 pc）会聚气流的证据，这可能导致云迅速增长，在10 $^5$年内获得10 $^4$ M $_{\odot}$。最高密度的气体被发现在收…
2022-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Cloud Cores and the Formation of Stars
对于一些无星的核心，自吸收分子线和柱密度的观测暗示了大振幅振荡的存在。我们研究这些振荡的核心和解释他们的意见的演变的后果。我们发现脉动能量有助于支撑核心，而这种能量的耗散会导致不稳定和恒星形成。在这幅图中，核心的寿命受到脉动衰减时间尺度的限制，主要是非线性模-模耦合，大约是几个x 10^5- 10^6年。值得注意的是，这与解释核心转化为恒星的相对较低速率所需的相似。对于大振幅振荡的核心，尘埃连续观测可能会出现不对称或不规则。因此，当考虑到振荡时，一些被分类为超临界的堆芯可能是动态稳定的。因此，我们的研究激发了一个简单的流体动力学图片，能够再现恒星祖先的许多特征，而不包括额外的物理过程，如大规模磁场。
2010-06-03 astro-ph.SR
