Spitzer Space Telescope observations of the Carina Nebula: The steady march of feedback-driven star formation
我们报告的第一个结果成像的船底座星云与斯皮策/IRAC，提供了一个目录的点源和YSO的基础上SED适合。我们讨论了扩展发射的几个方面，包括尘埃柱，当一个clusified分子云被大质量的恒星反馈粉碎。有几个“扩展的绿色物体”（EGO）通常被视为外流活动的路标，并没有HH喷流检测光学被视为EGO。在OB星周围往往会发现一群“扩展的红色物体”，其中一些有明显的弓形激波。这些是恒星风与附近云层的气流碰撞产生的尘埃冲击。最后，O型恒星和YSO子星团与尘埃柱的相对分布表明，虽然一些YSO位于尘埃柱内，但更多的恒星和YSO位于尘埃柱外。我们认为，支柱是短暂的现象，一个连续向外传播的恒星形成波的一部分，由大质量的恒星反馈驱动。当柱子被摧毁时，它们留下新形成的恒星，然后被纳入年轻的OB协会。总的来说，目前这一代的YSO没有显示出与正常IMF的严重偏离。YSO的数量表明在过去的300万年里，恒星的形成速率大致恒定，这意味着在支柱中的恒星形成构成了构建未绑定OB协会的重要机制。加速柱可能会产生O型恒星，经过几个百万年后，它们似乎是孤立形成的。
2010-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the Extraordinary Carina Pillars: A Complementary Sample
利用ALMA高分辨率观测船底座六个柱状物和球状体，分析毫米连续谱及多种分子谱线，发现盘+包层质量0.02-0.38太阳质量，外流约10^-3太阳质量，激发源为低/中质量原恒星。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Into the Mystic: ALMA ACA observations of the Mystic Mountains in Carina
本研究利用ALMA ACA观测船底座神秘山云复合体，发现其气体结构和运动学特征与入射辐射强度无明确关联，推测柱状体形成区域的初始密度差异是主要原因。
2023-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
[Fe II] jets from intermediate-mass protostars in Carina
我们提出了新的HST/WFC 3-IR窄带[Fe II]图像的船底座星云的原恒星喷流。结合5个以前发表的来源，我们有一个样本的18喷流和2 HH对象。所有的喷流，我们有针对性的WFC 3显示明亮的红外[Fe II]发射，和一些H $α$候选喷流被确认为准直流出的基础上，他们的[Fe II]发射的形态。连续减影图像清楚地将射流发射与相邻的电离前沿分开，提供了比H $α$更好的准直射流示踪剂，并使我们能够将这些射流与其嵌入的驱动源连接起来。在喷流中测得的[Fe II] 1.64 $μ$ m/H $α$通量比是相邻电离锋的$\gtrsim 5$倍。低电离喷流核心需要高密度来屏蔽Fe $^+$，以防止H II区O型恒星的FUV辐射进一步电离。高喷流密度意味着高质量损失率，与我们确定的13个喷流的中间质量驱动源一致。剩下的喷流来自不透明的球状体，这些球状体掩盖了原恒星的辐射。在许多方面，船底座的HH喷流看起来像是由低质量原恒星驱动的喷流的放大版本。总之，这些观察表明，[Fe II]发射是一个可靠的示踪剂的密集，辐射射流驱动的中等质量的原恒星。我们认为，高度准直的外流是常见的更大质量的原恒星，他们建议的外流物理推断低质量恒星形成规模至少$\sim8$ M $_{\odot}$。
2016-09-08 astro-ph.SR
HST/ACS H-alpha Imaging of the Carina Nebula: Outflow Activity Traced by Irradiated Herbig-Haro Jets
我们报告了在船底座星云中发现的新的赫比格-哈罗（HH）喷流，并讨论了一个年轻的OB星协的原恒星外流活动。这是HST/ACS对隆突进行H-alpha成像调查的第一个结果。除了之前已知的一个例子（HH 666）之外，我们还检测到21架新的HH喷气式飞机，以及17架新的候选喷气式飞机，长度从0.005到3个不等。我们得出的喷气质量损失率范围从8 e-9到1 e-6 Msun/年，但猎户座喷气质量损失率的分布比较表明，我们可能会错过一个很大的比例低于1 e-8 Msun/年的喷气。一个关键的定性结果是，即使是一些尺寸为0.01pc的最小的暗球也是正在进行的恒星形成的活跃场所，因为我们看到HH喷流从它们中出现，并且这些提供了与我们太阳系摇篮的潜在类似物，因为它们靠近数十个即将发生的超新星，这些超新星将使它们富含放射性核素，如60 Fe。HST图像显示Tr 14星团核心的突出结构，距离几颗O型星只有0.1-0.2 pc。许多弯曲喷流的例子都是“风袜”;强烈的光蒸发流可以塑造喷流，与大质量恒星的直接风和辐射竞争。最后，即使考虑到大量的喷流可能会逃脱检测，我们发现HH喷流是可以忽略不计的全球湍流的周围地区，这是由大规模的恒星反馈。
2010-02-25 astro-ph.SR
Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy
我们提出了一个分析的反馈效果从O-和B-型恒星的数据从积分场摄谱仪MUSE安装在甚大望远镜的柱状结构的船底座星云复合体，在银河系中最大的恒星形成区域之一。对于所观察到的支柱，我们计算气体电子密度和温度图，产生电离气体的积分线和速度图，研究在支柱尖端的电离前沿，分析单个区域的属性，并检测两个电离射流从两个不同的支柱尖端。对于每个支柱尖端，我们确定的入射电离光子通量$Q_\mathrm{0,pil}$起源于附近的大质量O-和B-型恒星，并计算质量损失率$\dot{M}$的支柱尖端由于光蒸发引起的入射电离辐射。我们将船底座数据集的结果与NGC 3603中一个柱子的存档MUSE数据和先前发表的MUSE数据M16中创造之柱的数据相结合，总共分析了10个柱子，发现电离光子通量和电子密度，电子密度和离电离源的距离以及电离光子通量和质量损失率之间存在紧密的相关性。因此，在不同的物理条件和恒星含量的地区合并的MUSE数据集的支柱产生的电离辐射的反馈效应的经验量化。与模型一致，我们发现$\dot{M}\propto Q_\mathrm{0,pil}^{1/2}$。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Illuminating a tadpole's metamorphosis III: quantifying past and present environmental impact
我们结合MUSE和ALMA的观测与理论模型，以评估位于船底座星云的蝌蚪形小球如何受到其环境的影响。这个球状体现在相对较小（半径~2500 au），拥有一个原恒星喷流+外流（HH 900），蓝移速度约为10 km/s，如果其运动学由前体云的湍流速度色散设定，则其运动速度比应该更快。它的外层目前仍然受到加热，但比较内部和外部压力意味着小球处于后塌陷阶段。有趣的是，外流是弯曲的，这意味着负责发射它的YSO与球状体一起运动，这就要求恒星在球状体达到速度后形成，否则它就会被抛在后面。我们的结论是，最有可能的情况是，云是大得多，然后受到辐射驱动的内爆，加速球状体的光蒸发火箭效应下观察到的高速度，并引发形成的恒星负责外流。在坍缩之后，小球现在可能处于准稳定状态。最后，HH 900 YSO可能是$\gtrsim$ 1 M $_{\odot}$，并且可能是球状体中唯一形成的恒星。可能是这种触发恒星形成的过程阻止了球状体分裂形成多颗恒星（例如，由于加热），并产生了一个更大质量的恒星。
2020-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D simulations of pillars formation around HII regions: the importance of shock curvature
来自大质量恒星的辐射反馈是理解HII区域如何在与分子云的界面处增强或抑制柱和球状体中恒星形成的关键过程。我们的目标是为电离和气体云之间的相互作用建模做出贡献，以更好地理解工作过程。我们详细研究了调制对云-HII区界面和云内部密度调制的影响。我们运行三维流体动力学模拟的基础上欧拉方程与重力耦合使用HERACLES代码。我们实现了一种方法来解决电离/复合方程，我们考虑到典型的加热和冷却过程中工作的星际介质，由于电离/复合物理。紫外线辐射产生了一个致密的外壳，被压缩在电离前沿和前方的激波之间。界面调制产生弯曲冲击，其自身崩溃，导致稳定增长的柱状结构。初始界面调制越窄，所得到的柱越长。我们解释柱产生的密度调制的能力，这些密度调制，弯曲的电离前沿的冲击。激波曲率是理解HII区边缘结构形成的关键过程。云边缘的界面和密度调制对致密壳层形成过程中的形态有直接影响。在云的更深处，结构的影响较小，这是因为壳在膨胀过程中达到了高密度。
2011-11-07 astro-ph.SR
The Dusty Silhouette Jet HH 1019 in the Carina Nebula
我们报告了在哈勃太空望远镜（HST）图像中发现的新赫比格-哈罗喷流HH 1019，位于船底座星云Tr 14星团附近。像该地区的其他HH喷流一样，这种双极准直流从黑色尘埃柱的头部出现。然而，HH 1019是独一无二的，因为-与迄今为止已知的所有其他HH喷气机不同-它被一条黑色的线性链所识别，尘埃结主要是在H II区域背景屏幕上的轮廓中看到的。自行证实了这些暗凝聚体沿着喷流轴高速运动。[S II]发射跟踪高度准直的射流，在空间上与这些尘埃结一致。喷流主体的高度消光表明，这种外流直接从盘中升起了大量的尘埃，尽管它可能在离开尘埃柱之前从周围的原恒星封套中夹带了尘埃。如果HH 1019中的尘埃来自拱星盘，这就提供了进一步的证据，证明喷流是从盘中的一系列半径发射的，包括尘埃升华半径之外的半径。HH 1019可能是一个新的尘埃HH天体子类的原型，主要是在明亮的H II区域的背景屏幕上消失。这种喷流可能很常见，但很难观察，因为它们需要非常明亮的背景的特殊条件才能看到轮廓。
2017-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Large, Cometary-Shaped Proplyds really (free-floating) EGGs?
本文报道了在船底座星形成区（SFR）的一个彗星状天体（Carina-frEGG 1）上探测到的强而紧凑的分子谱线发射（CO J= 3 -2，4-3，6-5，7-6，13 CO J=3-2，HCN和HCO+ J=4-3跃迁），该天体以前被归类为光蒸发原行星盘（propecd）。我们推导出Carina-frEGG 1的分子量为0.35 Msun，这表明它不是一个已知的，但属于Sahai，Morris & Claussen（2012）最近在天鹅座SFR中发现的一类自由漂浮的蒸发气体球（frEGG）。存档的自适应光学近红外（Ks）图像显示了中央沙漏状星云。在HST影像中所得到的源光度（约8-18 Lsun）、沙漏状的形态，以及平行喷流的存在，暗示着深埋在船底座frEGG 1尘埃中的喷流驱动的年轻低质量恒星的存在。我们的研究结果表明，许多或大多数这样的彗星状物体在大规模的SFR中看到，以前被标记为progrands的真实性质被误解了，这些都是真正的frEGG。
2012-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep wide-field near-infrared survey of the Carina Nebula
我们在ESO VLT上使用HAWK-I对船底座星云进行了近红外测量，该星云足够深，可以探测到全部低质量恒星星族。最近的深X射线调查的结果被用来区分船底座的年轻恒星和背景污染物。我们发现，低质量恒星的年龄（来自船底座星云中的单个星团的色星等图）同意与以前的大质量恒星的年龄估计。大约有3200颗X射线选择的恒星质量>= 1 Msun;这个数字与基于高质量恒星数量的IMF场外推非常一致，并表明没有低质量恒星的缺陷。船底座中恒星星族的近红外过剩分数低于其他年龄相近、质量较小的星团，这表明星周盘扩散的时间尺度比静止区域更快，这很可能是由于大质量恒星反馈的水平非常高。窄带图像揭示了六个氢分子喷流。然而，没有一个光学HH天体显示出分子氢发射，这表明喷气驱动的原恒星非常靠近它们所嵌入的球状体的边缘。这为它们的形成是由前进的电离锋触发的这一假设提供了强有力的支持。
2011-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula Complex. - III: Detailed cloud structure and feedback effects
船底座星云复合体（CNC）代表了我们银河系中最大的恒星形成区域之一，并显示出来自大质量恒星的强烈反馈。我们使用我们的Herschel FIR观测研究CNC整个区域的云的特性。Herschel地图的良好角分辨率对应于0.1 - 0.4 pc的物理尺度，并允许我们分析云的小尺度结构。用PACS和SPIRE从70到500微米绘制CNC的全部范围。我们通过对观测到的FIR SED进行建模来确定该图中每个点的温度和柱密度。我们还推导出一张显示紫外线场强度的地图。我们研究了云的性质与大质量恒星空间分布之间的关系，并计算了不同密度阈值下的云总质量。我们的赫歇尔地图第一次解决了致密云的小尺度结构。几个特别有趣的区域，包括埃塔车以南的突出支柱，进行了详细分析。我们比较来自赫歇尔数据的云质量以前的质量估计的基础上亚毫米和分子线数据。我们的地图还揭示了船底座星云北部的一种特殊的“波浪”状图案。最后，我们在我们的赫歇尔地图，这可能是分子云在银河系背景的外围特征两个突出的云复合体。我们发现CNC大部分地区的云的密度和温度结构是由大量大质量恒星的强烈反馈所控制的，而不是随机的湍流。将CNC与其他银河系恒星形成区的云质量和恒星形成率进行比较，表明CNC正在以一种特别有效的方式形成恒星。我们认为这是辐射云压缩引发恒星形成的结果。
2013-03-21 astro-ph.SR
Proper motions of five OB stars with candidate dusty bow shocks in the Carina Nebula
我们约束的自行车的五个OB星的候选人在船底座星云的恒星风弓冲击使用HST ACS成像超过9- 10年的基线。这些自行使我们能够直接比较每颗恒星的运动与其候选弓形激波的方向。虽然这些恒星在我们的成像中是饱和的，但我们通过使艾里环中的残差最小化所需的位移来评估它们的运动。结果将每颗恒星的运动方向限制在小于90度宽的扇区内。这五颗恒星都没有像逃逸恒星那样远离船底座星云的中央星团，这证实了候选的弓形激波并不一定是逃逸恒星的标志。五颗恒星中有两颗相对于它们的候选弓形激波的方向切向移动，这两颗恒星都指向OB星团Trumpler 14。在这些情况下，大规模的星际介质流，从集群的反馈供电，似乎占主导地位的运动的恒星在生产所观察到的候选弓激波。剩下的三颗恒星都有一些朝向中央星团的运动分量，这意味着我们无法区分它们的候选弓形激波是恒星运动的指示，环境气体的流动，还是周围环境的密度梯度。此外，这些恒星没有向外运动，暗示船底座南柱区域的分散恒星群是在原地形成的，而不是从该协会的中心星团迁移出来。
2017-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radial velocity survey of the Carina Nebula's O-type stars
我们用CTIO/SMARTS 1.5米望远镜的CHIRON摄谱仪对船底座星云的31颗O型星进行了多历元观测。我们测量它们的径向速度1- 2公里秒$^{-1}$精度和提出新的或更新的轨道解的二进制系统HD 92607，HD 93576，HDE 303312，和HDE 305536。我们还编译径向速度从文献中的32个额外的O型和演化的大质量恒星在该地区。综合数据集显示，平均日心径向速度为0.6公里/秒$^{-1}$。我们计算的速度色散$\le9.1$公里的$^{-1}$，符合一个未绑定的，亚结构OB协会。Tr 14星团显示出一个轻微的5公里秒$^{-1}$径向速度偏移，从它的邻居Tr 16，但有恒星的位置和速度之间没有相关性。在Cr 228和南柱区域的O型恒星的速度色散比整个区域的速度色散要低，这支持了一个分布式的恒星形成模型，而不是从中央星团迁移而来。我们比较我们的恒星速度船底座星云的分子气体，并发现Tr 14显示出密切的运动学协会与北云。相比之下，Tr 16使南云加速了10- 15 km/s的$^{-1}$，可能引发进一步的恒星形成。在径向速度空间中，围绕H II区域的膨胀并不对称于O型恒星，这表明电离气体受到远侧密度更大的物质的限制。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-EDR3 Parallax Distances to the Great Carina Nebula and its Star Clusters (Trumpler 14, 15, 16)
使用偏移校正的Gaia-EDR 3视差测量和分光光度法，我们已经确定了船底座OB 1协会和相关星团中69颗大质量恒星的距离：Trumpler 16（21颗恒星），Trumpler 14（20颗恒星），Trumpler 15（3颗恒星），Bochum 11（5颗恒星）和South Pillars区域（20颗恒星）。过去对船底座星云的距离估计在2.2到3.6千秒差距之间，其中的不确定性来自测光和异常的尘埃消光。EDR 3视差解决方案显示出相对于DR 2的相当大的改进，典型误差为$σ_{\varpi}/\varpi \approx$ ~3- 5%。船底座大星云中的O型恒星基本上处于相同的距离（$2.35\pm0.08$ kpc），引用均值和均方根方差。这些星团的距离分别为$2.32\pm0.12$ kpc（Tr 16）、$2.37\pm0.15$ kpc（Tr 14）、$2.36\pm0.09$ kpc（Tr 15）和$2.33\pm0.12$ kpc（Bochum 11），与$η$ Car的距离约为2.3 kpc非常一致。O-星自行建议内部（2D）的速度分散$\sim4$公里/秒的Tr 14和Tr 16。可靠的距离允许估计集群的大小，恒星动力学，光度和光电离辐射事件在该地区的光解区域的通量。我们估计Tr 14和Tr 16具有半质量半径$r_h = 1.5-1.8$ pc、恒星穿越时间$…
2021-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex I: Introduction and global cloud structure
船底座星云是银河系中最大的恒星形成区之一，并显示出高水平的大质量恒星反馈。我们使用赫歇尔号上的SPIRE和PACS来绘制船底座星云复合体中波长在70到500微米之间的云的完整空间范围。我们确定色温和柱密度的云在复杂的。我们的赫歇尔地图显示，这些云有一个非常复杂的结构，由来自大质量恒星的辐射和风反馈所主导。在大多数地方，云的柱密度为N_H <2 × 10^22 cm^-2;更密集的云结构仅限于少数几个地方。我们发现一个明显的大尺度温度梯度，从中心区域的35-40 K到外围和单个柱的致密部分的<20 K。赫歇尔在中心（1度半径）区域看到的云的总质量约为656000 M_sun。一个简单的全球光谱能量分布的辐射转移模型表明，所有气体的总质量（包括一个温暖的成分，没有很好地跟踪赫歇尔）是<=890000 M_sun。尽管数百万年来大量大质量恒星的强烈反馈，仍然有几个10000 M太阳的冷云物质存在，其柱密度足以进一步形成恒星。我们的总气体质量估计来自CO线映射的分子云质量的比较表明，多达75%的所有气体是原子，而不是分子形式。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A JWST Preview: Adaptive-Optics Images of H$_2$, Br-$γ$, and K-continuum in Carina's Western Wall
我们提出了第一个宽视场近红外自适应光学图像船底座的西墙（G287.38-0.62），其中一个最明亮和最明确的辐射接口已知的大规模恒星形成的区域。新的窄带H $_2$ 2.12 $μ$ m、Br- $γ$和K-连续谱图像追踪了来自云的光蒸发流，并确定了来自周围大质量恒星的紫外辐射激发分子氢发出荧光的位置。随着$\sim$ 1.5“$\times$ 2.9”的视野和60 $-$ 110 mas之间的空间分辨率，新的图像显示了一个壮观的细节水平在一个大面积，并预示着什么JWST应该实现。壁是凸形的，在其顶点附近有一个大的三角形延伸。顶点附近的界面由3个$-$ 4规则间隔的脊组成，投影间距为$\sim$ 2000 AU，表明存在大规模的动态重要磁场。长城的北部边缘断裂成几个宽度为$\sim$ 1800 AU的后掠碎片，类似于开尔文-亥姆霍兹不稳定性，长城的南部也显示出复杂的形态，包括半波长为2500 AU的正弦曲线状变化。虽然解离锋必须增加沿着墙表面的密度，但它不会分解成指向电离源的柱子，如果锋触发新恒星形成，可能会发生这种情况。我们发现，MHO 1630是一个H型$_2$外流，在壁的北部没有明确的驱动源，它由一系列排列成一条线的弓形激波组成。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Datacubes and Continuum Maps of the Irradiated Western Wall in Carina
我们提出了ALMA观测的连续谱和线发射的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，和[C I]的一部分G287.38-0.62（车1-E）地区的船底座恒星形成复合体。新的数据记录了分子云在受到强大的辐射前沿时如何在亚弧秒尺度上做出反应，并提供了对包含最大质量年轻恒星的区域内恒星形成的整体过程的见解。这些地图显示了几个分子云叠加在视线上，包括西墙的一部分，这是一个位于年轻星团Trumpler 14附近的高辐射云。与理论一致，从荧光H $_2$到[C I]，再到C $^{18}$ O，随着进入PDR前沿的距离有明显的进展。来自光学厚的$^{12}$ CO的发射延伸穿过该区域，而$^{13}$ CO、[C I]和特别是C $^{18}$ O更光学薄，并且集中成更靠近PDR界面的团块和细丝。在西墙云本身中，我们在C $^{18}$ O的数据立方体中识别出254个不同的核心大小的团块。这些天体的质量分布类似于恒星IMF。除了一个大尺度的速度梯度，团块径向速度缺乏任何空间相干的大小。没有直接的证据表明西墙的C $^{18}$ O团块和连续体核心没有恒星，也没有支柱存在。然而，云的致密部分位于最接近PDR，和C $^{18}$ O的排放是平坦的沿辐射锋。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex II: The embedded young stellar and protostellar population
船底座星云是银河系中已知最大和最活跃的恒星形成区之一，拥有众多超大质量恒星。我们最近获得的HerschelPACS & SPIRE远红外图涵盖了整个区域（大约8.7度^2），揭示了深深嵌入的年轻恒星的数量，其中大部分在中红外或近红外波段还不可见。我们研究了642个独立探测到的点-在五个赫歇尔带中至少有两个像源。对于那些可以用明显的单个斯皮策对应物识别的物体，我们利用辐射转移模型推导了恒星和星周的基本参数，发现大约75%的赫歇尔探测到的YSO是0类原恒星。使用SED拟合检测到的YSO被限制为<=5400 Lsun的值，它们的质量（根据辐射转移模型估计）的范围约为1 Msun到10 Msun。考虑到观测极限并外推观测到的赫歇尔数，在IMF上空探测到的原恒星表明CNC的恒星形成率约为0.017 Msun/赫歇尔YSO候选者的空间分布是高度不均匀的，并不遵循云质量的分布。大多数赫歇尔YSO候选者被发现在云和柱的辐射边缘。这支持了这一最新一代恒星的形成是由电离前沿的推进触发的这一观点。目前正在进行的恒星形成过程只形成低质量和中等质量的恒星，但没有大质量恒星。著名的天体EtaCar的远红外通量比15年前ISO观测的预期值低两倍左右;这可能是由于侏儒星云中星周尘埃的动力学变化。
2012-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoevaporation of Molecular Clouds in Regions of Massive Star Formation as Revealed Through H$_2$ and Br$γ$ Emission
我们研究了新的和预先存在的宽视场，连续校正，窄带图像在H $_2$ 1-0 S（1）和Br $γ$的三个大质量恒星形成区：IC 1396，天鹅座OB 2，船底座。这些区域包含各种小球，柱和片，因此我们可以量化发射线的空间分布在其辐射场和几何形状不同的光解离区域（PDR）中的行为。我们已经测量了450个空间分布的H $_2$和Br $γ$沿HII区和PDR之间的界面。Br $γ$跟踪光蒸发流的PDR，这种排放下降更迅速地随着距离的曲率半径的接口减少，与模型一致。如前所述，相对于Br $γ$，H $_2$的发射峰值更深地进入云，在那里分子气体吸收来自附近O星的远紫外辐射。尽管IC 1396、天鹅座OB 2和船底座中的PDR经历了数量级不同的电离通量水平，并且具有明显不同的几何形状，但所有PDR在Br $γ$和H $_2$之间具有$10^{17}$ cm数量级的空间偏移。偏移量大小与电离辐射强度呈弱负相关，与云的曲率半径呈正相关。我们可以重现的偏移量的大小和这些其他变量的偏移量的依赖关系与简单的光蒸发流动模型。Br $γ$和H $_2$ 1-0 S（1）无疑都将是未来JWST对PDR观测的目标，因此这项工作可以作为解释这些图像的指导。
2018-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
HH 666: Different kinematics from Hα and [Fe II] emission provide a missing link between jets and outflows
HH 666是船底座星云中的一个外部辐照的原恒星流出物，我们提出了新的近红外[Fe II]光谱与麦哲伦天文台的FIRE摄谱仪获得。早期的Hα和近红外[Fe II]成像显示，两条发射线在流出物的内部~40”处追踪到实质上不同的形态。Hα追踪到一个围绕着平行的[Fe II]喷流的宽茧，喷流延伸到整个母尘柱。新的光谱表明，这种差异延伸到它们的运动学。近红外[Fe II]发射痕迹稳定，快速+/- 200公里/秒的速度从东部和西部的分支喷流。我们将此与先前发表的Hα谱进行比较，该谱揭示了射流驱动源附近的哈勃流速度结构。新的第二个时期的HST/ACS Hα图像显示Hα流出叶远离喷流轴的横向扩展。Hα自行也表明了大约1000年前质量损失率的突然增加，而整个内部喷流的稳定[Fe II]发射表明爆发正在进行中。一个吸积爆发持续约1000年是一个数量级的时间比预期的FU猎户座爆发，但仅代表HH 666流出的总年龄的一小部分。总而言之，现有的数据表明，[Fe II]跟踪高度准直的原恒星喷流，而Hα跟踪夹带和辐射流出。HH 666似乎是在H II区域看到的裸露喷流和从更静止区域的嵌入式原恒星看到的夹带分子流出之间缺失的环节。
2015-04-02 astro-ph.SR
Clumps and triggered star formation in ionised molecular clouds
红外壳和气泡在银河系中无处不在，通常与年轻大质量恒星周围形成的HII区域有关。在本文中，我们使用高分辨率的3D SPH模拟来探索单个O 7星以10^49 1/s的速度发射光子的效应，该O 7星位于质量为10^4 M_sun、半径为6.4 pc的分子云的中心;云的内部结构由其分形维数D表征（其中2.0 <= D <= 2.8）及其（对数正态）密度分布的方差σ_0^2（其中0.36 <= σ_0^2 <= 1.42）。我们的研究重点是掠起的冷气体的形态以及由此产生的恒星形成的分布和统计。如果分形维数较低，HII区域的边界主要是扩展的壳状结构，这些结构分裂成少量的大质量高密度团块，然后产生星团;恒星形成相对较快，并提供更高的恒星质量。相反，如果分形维数高，HII区的边界则由大量的柱和彗星状球状体所控制，其中包含致密的团块，倾向于产生单星或单个的多系统;恒星形成发生较晚，恒星质量略低，恒星分布更广泛。
2013-06-18 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
