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 study of two starless cores in the B213/L1495 filament
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲航天天文中心）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Observatorio de Yebes (IGN)（耶韦斯天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
研究B213/L1495丝状体中两个无恒星核心的化学特征，揭示其与环境条件和演化阶段的关系。
2026-01-26 astro-ph.GA
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
High Angular Resolution Observations of Four Candidate BLAST High-Mass Starless Cores
我们讨论了高角分辨率观测氨对四个候选人的高质量无星核心（HMSC）。2005年，运载火箭的大口径亚毫米望远镜（BLAST）在对狐狸座地区进行调查时发现了这些核心，在250、350和500微米处同时发现了60个致密源。其中四个核心没有IRAS-PSC或MSX对应物，用NRAO超大阵列（VLA）在NH 3（1，1）和（2，2）谱线中观察到。我们的观测结果表明，这四个核都是冷的（Tk <~ 14 K），并显示出一种对流和/或团簇结构。它们还显示出在~ 1 km/s范围内的显著速度子结构。这四个BLAST核心似乎比其他先前观察到的HMSC候选者更冷，更安静，表明进化的早期阶段。
2010-04-19 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core VI: Application of Flux Freezing Model and Core Formation of FeSt 1-457
将无星致密核心FeSt 1-457的沙漏状磁场的观测数据与通量冻结磁场模型进行了比较（Myers等人，2018）。拟合所观察到的平面的天空磁场的磁通冻结模型给出了一个剩余的角度分散的结果与一个简单的三维抛物模型的基础上。通量冻结模型的最佳拟合参数为视线磁倾角$γ_{\rm mag} = 35^{\circ} \pm 15^{\circ}$和堆芯中心与周围（背景）密度对比度$ρ_{\rm c} / ρ_{\rm bkg} = 75$。核心形成的初始密度（$ρ_0$）估计为$ρ_{\rm c} / 75 = 4670$ cm $^{-3}$，比烟斗星云团间介质的预期密度（$\sim 300$ cm $^{-3}$）高出一个数量级。FeSt 1-457很可能是由相对致密的气体聚集而成，$A_V \simeq 5$ mag相对致密的背景柱密度支持这种情况。初始半径（芯形成半径）$R_0$和初始磁场强度$B_0$分别为0.15 pc（$1.64 R$）和$10.8-14.6$ $μ$ G。我们发现，初始密度$ρ_0$与磁场强度为$B_0$、半径为$R_0$的近临界磁化细丝的平均密度一致。如果核心的起源是磁化细丝的碎裂，那么核心形成的相对致密的初始条件就可以自然地理解。
2019-12-06 astro-ph.GA
Resolving the fragmentation of high line-mass filaments with ALMA: the integral shaped filament in Orion A
我们研究了猎户座A分子云中最近的高线质量细丝，积分形细丝（ISF，线质量$\sim$ 400 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵（ALMA）在3 mm连续辐射下观测了1.6pc长的ISF断面，分辨率为$\sim$ 3”（1200 AU）。我们确定从该地区的43个致密的核心与太阳质量的质量。60%的ALMA核心是原恒星，40%是无星的。最近邻分离的核心没有显示出一个首选的碎裂尺度;短分离的频率增加到1200 AU。我们应用两点相关分析的密集核心的分离，并表明，ALMA核心显着分组在以下的分离$\sim$ 17 000 AU和强烈的分组低于$\sim$ 6 000 AU。原恒星核和无恒星核的分组方式不同：只有无恒星核在$\sim$ 6 000 AU以下才有强烈的分组。此外，核的空间分布指示核周期性地分组为大小为$\sim$ 30 000 AU的组，由$\sim$ 50 000 AU分隔。这些群与赫歇尔探测到的尘埃柱密度峰值相吻合。这些结果表明，分层的，双模式的碎片，其中母体丝定期碎片成组的密集的核心。重要的是，我们的研究结果表明，较低的线质量细丝（$\sim$ 16 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂模型未能捕获所观察到的ISF的属性。我们还发现，在ISF中与斯皮策和赫歇尔确定的原恒星在小于$\sim$ 17 000 A…
2017-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide-field CO survey towards the California Molecular Filament
利用紫金山天文台13.7 m毫米望远镜，对加利福尼亚分子云（CMC）161.75 $^{\circ} \leqslant l \leqslant$ 167.75 $^{\circ}$，-9.5 $^{\circ} \leqslant b \leqslant $ -7.5 $^{\circ}$范围内的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO/C $^{18}$ O（J=1-0）进行了观测。采用470 pc的距离，由$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O估算的观测分子云的质量分别约为2.59 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$、0.85 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$和0.09 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$。从$^{13}$ CO图像中可以看到一个延伸约72 pc的大尺度连续纤维。系统的速度梯度垂直于主轴出现，并测量为$\sim$ 0.82公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$。沿暗条的运动学表现出一种振荡模式，其碎裂波长为$\sim$ 2.3 pc，速度振幅为$\sim$ 0.92 km s $^{-1}$，这可能与成核流有关。此外，假设相对于天空平面的倾角为45 $^{\circ}$，则估计的平均吸积速率对于星团LkH $α$ 101为$\sim$ 101 M $_…
2021-08-30 astro-ph.GA
Synthetic Observations of the Evolution of Starless Cores in a Molecular Cloud Simulation: Comparisons with JCMT Data and Predictions for ALMA
多年来，解释无星核心的性质一直是恒星形成的一个突出目标。为了研究这些物体的演化阶段，我们对湍流分子云的数值模拟进行了综合观测。我们发现，几乎所有我们探测到的核心都与细丝有关，并最终形成原恒星。我们的结论是，观察到的无星核心出现牛仔不稳定的只是略大于各自的牛仔质量（3倍以内）。我们注意到，单碟观测，如与JCMT进行的那些似乎错过了显着的核心结构，由于小规模的光束平均。最后，我们预测ALMA周期1的干涉观测将解决重要的小尺度结构，这是迄今为止错过了毫米波长观测。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of the dense core mass function in contracting filaments
无星致密核（CMFs）的质量函数可能来自于核形成细丝的收缩和分散。在一个说明性的模型中，细丝通过自重力径向收缩，增加其核心的质量。在这种收缩过程中，FUV光蒸发和冲击和风的烧蚀分散了细丝气体并限制了核心的生长。核心增长的停止时间由等待时间分布描述。最初的细丝柱密度分布和由此产生的CMF都与最近的赫歇尔观测结果详细匹配。然后，低质量的核心具有较短的生长年龄，并从最里面的丝状气体中产生，而大质量的核心具有较长的生长年龄，并从更长的丝状气体中汲取。该模型与初始密度分布和CMF的拟合最好，其核心平均密度为2 × 10^4 cm^-3，丝状体扩散时间尺度为50万年。这样，典型的核心质量、半径、平均柱密度和收缩速度分别为0.8太阳质量、0.06 pc、6 10^21 cm^-2和0.07 km s^-1，也与观测值一致。
2013-01-23 astro-ph.GA
(Mostly) Observational Aspects of High-Mass Star Formation
本文综述了大质量恒星形成的观测现状，并介绍了一些理论背景。特别强调的是，在我看来，最重要的意见，把强有力的约束模型的大质量恒星形成：高质量无星核的存在和性质，孤立的高质量恒星的存在与否，无星核的可能支撑机制，细丝在向高质量核的质量传输中的作用，表征核的方法，二元性质，以及大质量恒星周围的盘的性质。
2017-12-13 astro-ph.GA
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
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
A Herschel study of the properties of starless cores in the Polaris Flare dark cloud region using PACS and SPIRE
北极星耀斑云区包含大量的扩展发射。它位于高纬度和高银河纬度。它以前在100微米的IRAS Cirrus发射中被强烈地看到。我们在赫歇尔上用PACS和SPIRE都检测到了。我们看到的是一个简单的低层次结构。我们确定了这个结构中的五个核心。我们提出了这些核心的温度，质量和密度分析的结果。我们比较了它们的观测质量和维里质量，发现在所有情况下，观测质量都接近估计维里质量范围的下限。因此，我们不能说它们是否是受引力束缚的星前核。然而，这些都是北极星云区星前核的最佳候选者。
2010-05-14 astro-ph.GA
Oscillating Filaments: I - Oscillation and Geometrical Fragmentation
我们研究了细丝的稳定性之间的平衡重力和内部以及外部压力使用网格为基础的AMR程序RAMSES。低于临界线质量的均质直圆柱体是临界稳定的。然而，如果圆柱体弯曲，例如具有轻微的正弦扰动，则原本稳定的构型开始振荡，被触发成碎片并塌陷。这种以前未被研究过的行为允许细丝在任何给定的尺度下破碎，只要它有轻微的弯曲。我们称这个过程为“几何分裂”。在我们的实现中，芯之间的间距与正弦扰动的波长相匹配，而到目前为止，细丝被认为只在由质量与线比设定的特征尺度上破碎。利用第一性原理，我们推导出的振荡周期以及崩溃的时间尺度解析。为了与观测结果进行直接比较，我们研究了不同倾角下的视线速度。我们表明，整体振荡模式可以隐藏的核心的下落签名。
2016-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion vs. Core-Filament Collision: Implications for Streamer Formation in Per-emb-2
本研究针对原恒星核Per-emb-2的流光体起源问题，通过射电观测与结构分析，排除了吸积起源假说，提出核-纤维碰撞机制，认为流光体是碰撞形成的弓形结构，对原恒星质量累积无显著贡献。
2024-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of CCS Velocity-Coherent Substructures in the Taurus Molecular Cloud 1
本文介绍了利用Nobeyama 45米望远镜在CCS（JN=43-32，45.379033 GHz）发射谱线上对附近无星的星云Taurus Molecular Cloud 1（TMC-1）的测绘观测结果。该图显示，TMC-1细丝在140 pc的距离处具有约0.1 pc的直径和约0.5 pc的长度。CCS的位置-速度图清楚地表明了暗条中速度相干子结构的存在。我们确定了21个子结构是相干的位置-位置-速度空间的眼睛。大部分的亚结构沿着TMC-1纤维的长轴伸长。的线密度的子丝接近的临界线密度的平衡（~17 Mo/pc的激发温度为10 K），这表明自引力应该发挥重要作用的动力学的子丝。
2019-05-29 astro-ph.GA
Investigating the physical properties and fragmentation of the AFGL 333-Ridge
我们提出了多波长的数据来研究AFGL 333- Ridge的物理性质和碎裂。速度弥散的统计分析表明，湍流是脊中的主导运动。然而，AFGL 333-Ridge的线性质量密度（1124.0 M/pc）远远超过其临界值406.5 M/pc，这表明需要额外的运动来防止灯丝径向塌陷。使用getsources算法，我们确定了14个核心从赫歇尔地图，包括两个原恒星核心和12个无星核心。所有这些无恒星的核心都受到引力束缚，因此被认为是星前核心。根据它们的半径-质量关系，14个核心中有11个有可能形成大质量恒星。此外，AFGL 333-Ridge的两个亚丝中的7个核心似乎构成了两个项链状链，间距分别为0.51 pc和0.45 pc。通过与Jeans和圆柱形破碎理论预测的间隔长度进行比较，我们认为湍流和热压力的结合可能导致两个亚丝破碎成芯。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial conditions for star formation in clusters: physical and kinematical structure of the starless core Oph A-N6
我们提出了高空间（<300 AU）和光谱（0.07 km/s）分辨率的亚毫米波阵列观测稠密的无星星团核心Oph A-N6，在1 mm的尘埃连续体和3-2线的N2 H+和N2 D+。尘埃连续体观测揭示了一个在单碟观测中看不到的致密源，大小约为1000 AU，质量为0.005-0.01 M \odot。综合线和单碟观测揭示了一个大小为3000 \times 1400 AU的核心在西北-东南方向上伸长，几乎没有变化，无论是线宽度或线中心速度在整个地图上，和非常小的非热运动。氘分数的峰值约为0.15，并且在核心的大部分区域>0.05。等温圆柱体很好地代表了Oph A-N6主轴上的N2 H+柱密度分布，温度为20 K，峰值密度为7.1 \times 10 ^6 cm^{-3}，N2 H+丰度为2.7 \times 10^{-10}。Oph A-N6的质量估计为0.29 M \odot，相比之下，等温柱分析的值为0.18 M \odot，等温柱裂解的临界质量为0.63 M \odot。与孤立的低质量核心相比，Oph A-N6显示出类似的窄线宽和小的速度变化，氘分数类似于“进化”的致密核心。它明显小于孤立的核心，具有更大的峰柱和体积密度。现有的证据表明，Oph A-N6是通过Oph A灯丝的分裂形成的，是低质量恒星的前身。尘埃的连续辐射表明它可能已经开始形成恒星。
2011-11-18 astro-ph.GA
ALMASOP. Detection of Turbulence-induced Mass Assembly Shocks in Starless Cores
针对无恒星核样本开展ALMA（3波段）观测，发现CH₃OH与N₂H⁺发射形态反相关且运动学偏移，结合MHD模拟证实湍流诱导质量聚集激波导致冰幔解吸，为无恒星核生长机制及气相复杂有机分子存在提供新见解。
2025-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIKA2 observations of starless cores in Taurus and Perseus
研究利用NIKA2和Herschel观测金牛座与英仙座无星核，绘制高分辨率β₁,₂图，揭示其随柱密度上升，支持尘埃凝结与冰幔增长模型。
2023-10-04 astro-ph.GA
The JCMT and Herschel Gould Belt Surveys: A comparison of SCUBA-2 and Herschel data of dense cores in the Taurus dark cloud L1495
我们提出了一个比较的SCUBA-2 850- $μ$ m和赫歇尔70- 500- $μ$ m观测的L 1495灯丝在金牛座分子云的目标，表征SCUBA-2古尔德带巡天（GBS）数据集。我们在三个数据集：SCUBA-2 850- $μ$ m，Herschel 250- $μ$ m，和Herschel 250- $μ$ m空间过滤，以模仿SCUBA-2数据识别和无星核心。SCUBA-2只探测最高表面亮度的源，主要探测原恒星源和嵌入丝状物中的无星核心，而赫歇尔对大多数云结构敏感，包括扩展的低表面亮度发射。即使经过空间滤波，赫歇尔探测到的源也比SCUBA-2多得多。我们调查的赫歇尔探测到的无星核心的属性决定其可探测性的SCUBA-2，并发现，他们是核心的温度和柱密度（对于给定的尘埃属性）。对于类似温度的核心，如在L1495中看到的，核心的表面亮度由它们的柱密度决定，最高柱密度的核心由SCUBA-2检测到。对于大致球形的几何形状，柱密度对应于体积密度，因此SCUBA-2从给定温度下的种群中选择致密核。我们将这种选择效应量化为距离的函数，使SCUBA-2成为识别赫歇尔目录中最接近形成恒星的核心的理想选择。我们的结果现在可以被任何希望使用SCUBA-2 GBS数据集的人使用。
2016-08-15 astro-ph.GA
EVLA Observations of the Barnard 5 Star-Forming Core: Embedded Filaments Revealed
利用~ 6.5“× 8”扩展甚大阵（EVLA）镶嵌观测仪，在角分辨率为6”的条件下，对英仙座Barnard 5区的NH3（1，1）辐射进行了观测。这张图覆盖了相干区域，在那里稠密气体呈现亚音速非热运动（如用绿岸望远镜（GBT）进行的单碟观测所见）。EVLA和GBT的联合观测首次揭示了在这个低质量恒星形成区域中有一个引人注目的行星结构（20”宽或5，000 AU，距离英仙座）。这种结构的综合强度分布与流体静力平衡中的等温细丝模型一致。观测到的核心中心区域的B5-IRS 1年轻恒星天体（YSO）和北部无星凝聚体之间的分离与致密气体的金斯长度相匹配。这表明相干区中的致密气体正在碎裂。观察到的区域显示出狭窄的速度分散，其中大部分气体显示出亚音速湍流的证据，并且存在很少的空间变化。它只在接近YSO的地方发现速度弥散增加，但仍显示亚音速非热运动
2011-06-27 astro-ph.GA
Magnetic fields of the starless core L 1512
本研究通过偏振观测和维里分析，发现无星核L1512的磁场呈有序结构，平面场强18微高斯，可能隐藏约27微高斯的视线方向磁场，处于磁超临界状态，可能即将坍缩。
2023-11-14 astro-ph.GA
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
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
Tracing the sulfur depletion in starless and pre-stellar cores
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究无恒星和预恒星核心中硫的耗竭现象，通过测量硫bearing分子的丰度及其与核心演化和环境影响的关系，揭示硫化学的复杂性。
2026-05-13 astro-ph.GA
Dense core formation by fragmentation of velocity-coherent filaments in L1517
上下文低质量恒星形成核心与其周围的分子云在湍流、形状和密度结构上不同。目标。我们的目标是通过研究这两个制度之间的联系，了解致密的核心是如何从密度较低的云材料中形成的。方法.我们用FCRAO 14米望远镜观测了L1517暗云的C_（18）O（1-0）、N_2 H ~+（1-0）和SO（JN=32-21），用IRAM 30米望远镜观测了1.2mm尘埃连续体。结果云中的大部分气体位于四个典型长度为0.5 pc的细丝中。五个无星核心嵌入在这些细丝中，其化学成分表明了不同的进化阶段。灯丝具有C18 O（1-0）发射的径向轮廓，具有中心平坦区域和幂律尾部，并且可以近似地拟合为等温的压力支撑圆柱体。此外，细丝极其静止。它们有亚音速的内部运动，并且在整个长度上的速度是一致的。大规模的运动中的细丝可以用来预测核心内的速度，表明核心的形成并没有解耦的致密气体从其母体材料的运动学。在两个细丝，这些大规模的运动包括在速度质心的振荡，和一个简单的运动学模型表明，它们可能与核心形成流。结论. L1517的核心形成似乎分两步进行。首先，亚音速的、速度相干的细丝是从更湍流的环境云中凝结出来的。然后，核心准静态地分裂，并继承了细丝的运动学。因此，湍流耗散主要发生在0.5pc或更大的尺度上，并且似乎在单个核心的形成中发挥了很小的作用。
2011-07-15 astro-ph.GA
High-Mass Star Formation
本文对大质量恒星形成的理论和观测进行了综述。特别是磁场和反馈机制的影响，以及不同的初始条件的理论进行了讨论。在我的偏见中，提出了对大质量恒星形成模型施加严格约束的最重要的观察结果，特别是与大质量无星核心的存在和性质、细丝在质量传输中的作用的关系到大质量核心，以及大质量恒星周围盘的性质。
2016-04-05 astro-ph.GA
Filamentary structures and compact objects in the Aquila and Polaris clouds observed by Herschel
我们的PACS和SPIRE图像的天鹰座裂谷和北极星耀斑地区的一部分，在赫歇尔的科学演示阶段，发现了迷人的，无所不在的结构，似乎是物理相关的紧凑的核心。我们简要介绍了一种新的多尺度，多波长的源提取方法，用于检测对象和测量他们的参数在我们的赫歇尔图像。所有被提取的无星核心（天鹰座541个，北极星302个）似乎都是在长而窄的丝状体中形成的。凭借其远红外分辨率和灵敏度的组合，赫歇尔直接揭示了密集核心嵌入的细丝;细丝被解析，并在Aquila和Polaris中分别具有35弧秒和59弧秒的解卷积宽度（两个区域均为9000 AU）。我们对赫歇尔的第一次观测结果使我们能够提出，一般来说，致密的核心可能起源于由细长细丝组成的复杂网络的破碎过程，很可能是引力、星际湍流和磁场之间相互作用的结果。要解开的过程中的作用，必须获得额外的运动学和偏振信息，这些后续观测计划。
2010-05-18 astro-ph.GA
Cores, filaments, and bundles: hierarchical core formation in the L1495/B213 Taurus region
（略）背景。核心凝聚是恒星形成过程中的一个关键步骤，但在观测上仍然缺乏特征。目标。我们已经研究了金牛座10 pc长的L1495/B213复合体，以研究致密的核心是如何从低密度的云物质中凝聚出来的。结果从N $_2$ H $^+$发射，我们确定了19个致密的核心，一些无星和一些原恒星。它们不是均匀分布的，而是倾向于以0.25 pc的相对间隔聚集。从C $^{18}$ O发射，我们确定了气体中的多个速度分量。我们已经通过将高斯拟合到谱上，并通过研究拟合在位置-位置-速度空间中的分布来表征它们。在这个空间中，C $^{18}$ O分量表现为速度相干结构，我们使用专用算法（FIVe：Friends In Velocity）自动识别它们。利用这种算法，我们已经确定了35个典型长度为0.5 pc，声速内部速度分散，和每单位长度的质量接近10 K时等温圆柱体的稳定性阈值的附加组件。核心的形成似乎是通过碎片化发生在可育成分内部，少数单位长度质量较大的可育成分负责云中的大多数核心。在大尺度上，附属成分似乎被分组为族，我们称之为束。结论. L1495/B213的核心形成是通过分级碎裂进行的。云首先分裂成几个pc规模的区域。每一个区域后来都分裂成长度约为0.5秒差距的速度相干细丝。最后，这些细丝中的一小部分准静态地碎裂，产生了我们今天看到的单个致密核心。
2013-03-08 astro-ph.GA
A PPMAP analysis of the filamentary structures in Ophiuchus L1688 and L1689
本文利用PPMAP（Point Process MAPping）算法对蛇夫座分子云L1688和L1689亚区的\textit{Herschel}和SCUBA-2观测资料进行了再分析。PPMAP通过使用原始分辨率下的观测值来提供高分辨率地图（此处为$14''$，对应于$\sim 140\,{\rm pc}$下的$\sim 0.01\,{\rm pc}$）。PPMAP还通过区分不同类型和不同温度的灰尘，提供更准确的灰尘光学深度。纤维和星前核几乎都位于具有$N_{\rm H_2}\gtrsim 7\times 10^{21}\,{\rm cm}^{-2}$的区域（对应于$A_{_{\rm V}}\gtrsim 7$）。尘埃温度，$T$，往往与尘埃不透明度指数，PDMATHAMT，与低$T$和低PDMATHAMT往往集中在内部的细丝。这种趋势的一个例外是L1688中的一段暗条，在投影中落在两颗B星S1和HD 147889之间;这里的$T$和$β$相对较高，并且有令人信服的证据表明来自这两颗恒星的反馈已经加热和压缩了暗条。灯丝{ \sc fwhm}通常在$0.10\,{\rm pc}$至$0.15\,{\rm pc}$的范围内。大多数长丝的线密度在$25\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$至$65\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$的范围内。如果它们唯…
2021-04-08 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VI. A sulphur journey across star-forming regions: study of thioformaldehyde emission
在IRAM 30米大型项目GEMS的背景下，我们提出了一个研究的硫甲醛在几个无星核心位于金牛座，英仙座和猎户座的恒星形成的灯丝。我们调查的环境条件的影响，这些分子的丰度在核心，和时间演变的效果。我们用辐射转移程序RADEX模拟了H2 CS、HDCS和D2CS的观测谱线。我们还使用化学代码Nautilus来模拟这些物种的进化，这取决于无星核心的特征。我们推导出柱密度和丰度的所有核心。我们还推导出氘分馏比，Dfrac，以确定和比较每个恒星形成区的不同部分之间的演化阶段。我们的研究结果表明，金牛座的B213灯丝的北部地区比南部更进化，而英仙座的东北部地区比西南部地区的演化阶段更早。模型结果还表明，Dfrac的宇宙射线电离率下降，而密度和硫耗尽的程度增加。特别是，我们只再现的意见时，在无星核心的初始硫丰度至少比太阳元素硫丰度低一个数量级。HDCS/H2 CS和D2CS/H2 CS随时间的逐渐增加使得这些比率成为推导无星核的化学演化阶段的有力工具。然而，它们不能用于推导这些区域的温度，因为这两个比率在两个不同的温度范围（7-11 K和15-19 K）呈现类似的演变。在化学方面，（氘代）硫代甲醛主要通过气相反应（双置换和中性-中性置换反应）形成，而表面化学作为破坏机制发挥着重要作用。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
X Marks the Spot: Nexus of Filaments, Cores, and Outflows in a Young Star-Forming Region
我们提出了一个多波长的调查附近的一个巨大的分子云，是由一个最小的恒星形成活动水平的区别。我们的新的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）的加州分子云中间的一个偏远地区的观测，我们的目标是调查之间的关系，在一个相对原始的环境中的细丝，核心和分子外流。赫歇尔空间天文台观测到的该地区的灭绝地图显示，存在两个2 pc长的细丝，从一个高灭绝的团块中辐射出来。利用13 CO观测，我们表明，细丝相干速度梯度和它们的质量每单位长度可能超过临界值以上的细丝是引力不稳定的。该区域具有八个核心的结构，其中至少有一个是无星的星前核心。我们确定了一个低速，低质量的分子外流，可能是由一个平坦的光谱原恒星。外流似乎并不是驱动与之相关的核心湍流的原因，也没有提供对抗引力坍缩的重要支持。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt survey
我们总结了古尔德带调查的第一批结果，在赫歇尔的“科学演示阶段”期间向天鹰座裂谷和北极星耀斑地区获得。我们的70-500微米的图像在并行模式下拍摄的SPIRE和PACS相机揭示了丰富的纤维结构，以及许多密集的核心嵌入在灯丝。在天鹰座区域可以识别出约350 ~ 500颗星前核和约45-60颗0级原恒星，而在北极星区域则可以观察到~未束缚的无星核和无原恒星。天鹰座星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）有很强的相似性，这已经证实了CMF和IMF之间的密切联系，其统计数据比以前的研究要好得多。比较和对比我们在天鹰座和北极星的赫歇尔结果，我们提出了一个观察驱动的核心形成的情况下，根据该复杂的网络的长，细丝形成的分子云内，然后dennial丝碎片成一些星前核心通过引力不稳定性。
2010-05-25 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
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
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
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in L1251 located in the Cepheus flare
本研究利用 Herschel 数据和 getsf 算法识别 L1251 分子云中的 122 个核与 147 条纤维，分析其物理性质及相关性，发现多数核位于纤维中，其中 62% 处于超临界纤维，为恒星形成初始条件提供量化依据。
2024-03-16 astro-ph.GA
Kinematics of dense gas in the L1495 filament
我们研究了无星核和原恒星核的致密气体的运动学，这些气体是由沿着L1495暗条的N2 D+（2-1）、N2 H+（1-0）、DCO+（2-1）和H13 CO+（1-0）跃迁追踪的，以及核和周围分子云之间的运动学联系。我们测量的速度分散，本地和总的速度梯度和估计的特定角动量的13个密集的核心在四个过渡使用上的飞行观测与IRAM 30米天线。为了研究与丝状气体的可能联系，我们使用Hacar等人（2013）进行的C18 O（1-0）调查的拟合结果。所有芯沿着10 pc长的细丝显示出相似的性质。N2 D+（2-1）显示了最集中的结构，其次是N2 H+（1-0）和DCO+（2-1），它们显示了相似的空间范围，以及H13 CO+（1-0）。非热贡献的速度分散增加从高到低密度示踪剂。总速度梯度的大小和方向的变化取决于所使用的示踪剂，表明内部运动的变化在不同的深度内的云。N2 D+和N2 H+比DCO+和H13 CO+的梯度小，这意味着在小尺度下比角动量的损失。在云核转变的水平上，由DCO+和H13 CO+追踪的核心外部包层正在旋转，这与核心收缩期间的角动量守恒一致。C18 O追踪更广泛的云物质，其运动学不受致密核心的影响。特定角动量朝向核心中心的减小显示了局部磁场对核心的小尺度动力学的重要性。总速度梯度和大尺度磁场之间的角度的随机分布表明，磁场可能只在致密核内的高密度气体中才变得重要。
2018-06-08 astro-ph.GA
Comparison of Prestellar Core Elongations and Large-Scale Molecular Cloud Structures in the Lupus I Region
湍流和磁场被认为对调节分子云的形成和演化具有重要意义。然而，它们对秒差距到100秒差距尺度的影响，导致无星核心的形成，还没有很好的理解。我们调查的星前核心结构的形态分析得到的Herschel-SPIRE 350 $μ$ m地图的狼疮I云。这种分布首先在统计的基础上进行比较的大规模形状的主灯丝。我们发现的核心的伸长位置角的分布是一致的随机分布，这意味着没有观察到特定的取向的核心的形态相对于一个大规模的灯丝形状模型狼疮I，或相对于一个大规模的弯曲灯丝模型。这一分布也比较了大规模磁场的平均方向探测在350 $μ$米的大口径旋光望远镜（BLASTPol）在其2010年的活动。在这里，我们再次没有发现任何相关性的核心形态分布和平均取向的磁场在秒差距尺度。我们的主要结论是，局部暗条动力学--包括经常与主暗条正交的次级暗条--以及局部磁场方向上可能的小尺度变化，可能是解释每个核心最终取向的主导因素。
2014-05-02 astro-ph.GA
$Herschel$ 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
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA ACA and Nobeyama observations of two Orion cores in deuterated molecular lines
我们用ALMA ACA 7米阵列和Nobeyama 45米射电望远镜绘制了猎户座A云中的两个分子云核心。这些核心有明亮的N $_2$ D $^+$发射在单点观测与野边山45米射电望远镜，有相对较高的氘分数，被认为是接近恒星形成的开始。一个是恒星形成核心，另一个是无恒星核心。这些核心位于沿长丝观察到的N $_2$ H $^+$，并显示窄线宽0.41公里秒$^{-1}$和0.45公里秒$^{-1}$在N $_2$ D $^+$，分别与Nobeyama 45米望远镜。用ALMA ACA 7m阵列在连续谱中检测两个核心，并在条带6处检测分子谱线。无星核G211显示出由几个子核组成的团簇结构，这些子核又显示出化学差异。此外，G211中的子核心具有几乎纯热的内部运动。特别是没有恒星的次核心G211D，显示出一个与天鹅座P相反的轮廓，暗示着坠落运动。恒星形成核心G210显示了一个有趣的空间特征，两个N $_2$ D $^+$峰具有相似的强度和径向速度，相对于单个尘埃连续峰对称地定位。一种解释是两个N $_2$ D $^+$峰代表边缘上的伪盘。然而，CO流出叶不垂直于连接两个N $_2$ D $^+$峰的线。
2020-04-27 astro-ph.GA
Far-infrared observations of a massive cluster forming in the Monoceros R2 filament hub
我们目前的远红外观测麒麟R2（一个巨大的分子云，距离约830 pc，包含几个活跃的恒星形成地点），如在70 μm，160 μm，250 μm，350 μm，和500 μm的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）和光谱和光度成像接收器（SPIRE）在赫歇尔空间天文台上安装了一台光学仪器，作为赫歇尔OB年轻恒星天体成像巡天（HOBYS）关键方案的一部分。Herschel数据得到了SCUBA-2号亚毫米波段数据以及WISE和Spitzer号中红外波段数据的补充。此外，C18 O数据从IRAM 30米望远镜，并用于运动学信息。源提取与getsources的地图，并从测量的通量，光谱能量分布的构建，允许源质量和尘埃温度的测量。在该区域探测到的177个赫歇尔源（在多个波长下具有高信噪比和低轴比的探测）中，包括原恒星和无星核心，其中29个位于该区域中心的行星中心（略高于观测面积的1%）。这些天体平均来说比周围区域的天体更小、更重、更亮（这表明它们处于进化的后期），这一结果不能完全用选择效应来解释。这些结果表明，中心可能在比外部区域更早的一点开始恒星形成，可能是由于早期恒星形成的反馈。此外，中心可能通过从周围的细丝中吸积物质来维持其恒星的形成。
2017-12-02 astro-ph.GA
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filament Intersections and Cold Dense Cores in Orion A North
利用Atacama大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的高分辨率N2 H+（1-0）光谱立方体，研究了猎户座A北分子云OMC-2，3区的暗条结构和致密核。总长度为2 pc的细丝网络包含170个交叉点和128个候选致密核。致密的核心都偏离了红外点源（可能是年轻的恒星），核心的主要部分（103）位于交叉点周围。朝向交叉点，总柱密度Ntot以及柱密度概率分布函数（N-PDF）的幂律指数也有增加的趋势，这表明交叉点通常比细丝路径的其他部分具有更显著的气体聚集。维里分析表明，致密核的维里质量比α_vir=M_vir/M_gas<1.0，表明它们受自身引力的束缚。同时，只有约23%的堆芯具有α_crit=M_crit/M_gas<1.0的临界质量比，表明它们对堆芯坍塌是不稳定的。结合这些结果，它表明OMC-2，3中的冷无星和可能的星前核心的主要部分正在交叉点周围组装，目前处于引力束缚状态。但更广泛的核心坍缩和恒星形成可能仍然需要核心质量的持续增长或其他扰动。
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the filamentary nature of star formation in the California giant molecular cloud
本研究利用Herschel观测数据和getsf方法分析California巨分子云，发现前恒星核质量函数与丝状线质量函数的高质量端均符合Salpeter幂律分布，提出全局CMF源于超临界丝状结构积分的修正模型，证实了丝状结构在恒星质量函数建立中的关键作用。
2024-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity drives the evolution of infrared dark hubs: JVLA observations of SDC13
最近，星际细丝的会聚网络（即枢纽）与星团和大质量恒星的形成有关。目标是在高角分辨率下研究SDC 13中心的运动学和密度结构，以确定是什么驱动其演化和碎裂。我们已经绘制了SDC 13，一个1000 Msun的红外暗枢纽，在NH3（1，1）和NH3（2，2）发射线，JVLA和GBT都下降到0.07pc。所有四个中心灯丝的单位长度质量都是热超临界的，这与沿着它们存在数十个引力束缚的核心是一致的。这些核心表现出0.37 +/- 0.16 pc的规则分离，表明沿着这些超临界细丝运行的引力不稳定性是造成它们碎裂的原因。所观察到的致密气体速度分散向无星核心的局部增加被认为是这样的碎裂过程的结果。正如预期的那样，我们看到在细丝碎裂的早期阶段，速度梯度峰值朝向63%的核心。最大质量的核心位于细丝连接处，那里的速度分散最大。我们将其解释为轮毂形态在轮毂中心附近产生最大加速度梯度的结果。我们提出了一个方案的SDC 13枢纽的发展，其中细丝首先形成后激波结构在超音速湍流。然后重力接管并开始塑造枢纽的演变，既分裂细丝又将气体拉向重力井的中心。通过这样做，在局部（核心）和全局（枢纽中心）势阱最小值中，引力能被转换为动能。此外，在细丝连接处产生更大的重力加速度梯度，促进了更大质量核心的形成。[删节]
2018-01-22 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
Hydrodynamical Simulations of Colliding Jets
射电观测表明，3C 75位于阿贝尔400中心的哑铃状星系NGC 1128中，拥有两个碰撞的喷流。出于这个来源，我们进行三维流体动力学模拟使用修改后的版本的GPU加速自适应MEsh细化流体动力学并行代码（$\mathit{GAMER}$）研究碰撞河外喷流。我们发现，碰撞射流可以分为两类：1）反弹射流，在这种情况下，射流彼此反弹，保持它们的身份，2）合并射流，当只有一个射流从碰撞中出现。在某些条件下，相互作用会导致射流破碎成螺旋度相反的振荡细丝，从而影响其下游稳定性。当一股射流明显快于另一股射流且碰撞参量较小时，两股射流合并;较快的射流接管较慢的射流。在合并喷流的情况下，灯丝的振荡，在投影中，可能显示出类似于双螺旋的特征，类似于3C 75的射电图像。因此，我们解释的形态的3C 75作为一个小的碰撞参量的两个射流具有明显不同的速度碰撞的结果，与更快的射流破碎成两个振荡的细丝。
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
