Determining the effects of clumping and porosity on the chemistry in a non-uniform AGB outflow
在AGB外流的内部区域，已经检测到几种分子的丰度远高于热力学平衡（TE）化学模型预测的丰度。这些物质的存在可以用激波诱导的非TE化学模型来解释，其中脉动恒星引起的激波将TE内部区域的化学物质带走。此外，一个非均匀的密度结构已被检测到在几个AGB流出。到目前为止还没有进行详细的参数研究的定量影响的非均匀外流。我们实现了一个孔隙度的形式主义治疗增加泄漏的光与辐射传输通过cloudly，多孔介质。从改变紫外辐射场的渗透对化学的影响，占也增加了反应速率的两体过程中的过密团块，检查。我们提出了一个参数的研究，在整个流出的化学结块和孔隙度的影响。团块内较高的密度和增加的紫外线辐射场穿透对化学性质具有重要影响，因为它们都改变了化学途径。在内部区域增加的紫外线辐射量导致母体物种的光解离，释放出原本缺乏的元素。我们发现，所有物种的内部区域的丰度增加，预计不会出现假设TE化学，如HCN在O-丰富的流出，H $_2$ O在C-丰富的流出，和NH $_3$在两者。流出的团块有一个大的overdensity，是非常多孔的星际紫外辐射场产生的丰度相比，观察到的O-和C-丰富的流出的大多数意想不到的物种调查。然而，在富C外流中H $_2$ O和NH $_3$在O-和C-富外流中的内风丰度被低估。
2018-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Hot Core and Molecular Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵和凯克望远镜在K波段观测到了与红外暗云G34.43+00.24有关的一个团簇形成团（MM 3），它的1.3mm连续谱和CH_3OH、CS、~（13）CS、SiO、CH_3CH_2CN和HCOOCH_3谱线。我们已经发现了一个年轻的外流到这个集团的中心，在SiO，CS和CH 3OH线。这种外流很可能是由嵌入在热核心中的原恒星驱动的，这是由CH 3CH 2CN，HCOOCH 3，13 CS和高激发CH 3OH线追踪的。尽管它的质量很低（<1.1 M_sun），但其热核的大小约为800 × 300 AU，这表明它的吸积速率很高，或者存在着含有少量热Corino的多恒星系统。外流是高度准直的，动力学时间尺度估计为小于740年。此外，我们还发现了SiO，CS和CH 3OH的扩展发射，这与热核和外流无关。这种辐射可能与过去星团中的恒星形成活动有关。虽然G34.43+00.24 MM 3在红外线上被黑暗的特征所包围，但它在星团演化的早期阶段已经经历了低质量恒星的活跃形成。
2013-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infall and Outflow Towards High-mass Starless Clump Candidates
本研究利用IRAM望远镜观测110个ATLASGAL中红外暗团块，通过分子谱线识别下落与外流活动，发现多数静止团块已存在恒星形成相关活动，并提出开展ALMA高分辨率研究以探索大质量恒星形成的极早期阶段。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Outflows From the Protocluster, Serpens South
我们介绍了使用ASTE 10 m望远镜对邻近的嵌入星团巨蛇座南星系团进行CO（$J=3-2$）和HCO $^+$（$J=4-3$）映射观测的结果。我们的CO（$J=3-2$）图显示，许多流出拥挤在密集的集群形成的团块，可以被认为是一个HCO $^+$团块的大小为$\sim$ 0.2 pc和质量的$\sim$ 80 M $_\odot$。该团块含有几个大小为$\sim$ 0.05 pc的亚片段。通过比较CO（$J=3-2$）图和AzTEC在ASTE上拍摄的1.1mm尘埃连续图像，我们发现流出瓣的空间范围有时与稠密气体的分布呈反相关，有些流出瓣明显地与稠密气体发生碰撞。总流出质量、动量和能量估计分别为0.6 $M_\odot$、8 $M_\odot$ km s $^{-1}$和64 $M_\odot$ km $^2$ s $^{-2}$。由于流出的能量注入率是可比的湍流耗散率在块，这意味着原恒星流出可以维持该区域的超音速湍流。流出的总能量似乎只有团块引力能的10%左右。我们的结论是，目前的外流活动是不足以摧毁整个集群形成的团块，因此，恒星的形成可能会持续几个或多个当地的动力学时间。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Imaging Polarimetry of the Serpens Cloud Core: Magnetic Field Structure, Outflows, and Inflows in A Cluster Forming Clump
我们对巨蛇座星云核心进行了深近红外成像偏振测量。偏振矢量图使我们能够新发现24个小红外反射星云与YSO。近红外点源的偏振测量表明，该点源存在一个沙漏形的磁场，其对称轴几乎垂直于C_（18）O（J=1-0）或亚毫米连续辐射的延伸方向。C18 O（J=1-0）的明亮部分，亚毫米连续核以及许多0/I类天体都位于沙漏形磁场的收缩区域。应用CF方法，磁场强度估计为~100 μ G，这表明巨蛇座云核的周围区域是中等磁超临界的。这表明巨蛇座星云的核心首先沿着磁场收缩，形成一个垂直于磁场的细长星云，然后由于星云核心中心区域的高密度，中心部分收缩穿过磁场，那里的恒星形成正在积极地继续。将这个磁场与以前观测到的分子气体和大规模外流进行比较，表明云动力学可能受磁场、原恒星外流和引力流入控制。这似乎是在良好的协议与外流驱动的湍流模型，并暗示了磁场的重要性，连续恒星形成的中心区域的集群形成区域。
2010-04-20 astro-ph.SR
The physical conditions in IRDC clumps from Herschel HIFI observations of H2O
上下文高质量恒星形成的最早阶段知之甚少。目标。我们的目标是确定大质量恒星形成云团的物理条件和运动学结构。方法.我们分析H $_2$ O 557 GHz的线剖面观察到的HIFI对四个位置在两个红外暗云团块。通过与地面C $^{17}$ O，N $_2$ H $^+$，CH $_3$ OH和NH $_3$谱线观测的比较，我们约束了气体的体积密度和动力学温度，估算了H $_2$ O和N $_2$ H $^+$的柱密度和丰度。结果观察到的水线是复杂的发射和吸收成分。吸收是红移的，与冷包层一致，而发射被解释为来自原恒星流出。团块中的气体密度为$\sim$ 10 $^7$ cm $^{-3}$。o-H2O流出柱密度为0.3至3.0 × 10 $^{14}$ cm $^{-2}$，o-H2O吸收柱密度在1.5 × 10 $^{14}$和2.6 × 10 $^{15}$ cm $^-2$之间，冷o-H2O丰度在1.5 × 10 $^{-9}$和3.1 × 10 $^{-8}$之间。结论.所有团块都具有高气体密度（$\sim$ 10 $^7$ cm $^{-3}$）并显示下落气体。四个团块中的三个有流出。通过H $_2$ O N $_2$ H $^+$、NH $_3$和CH $_3$ OH探测，这些团块形成进化序列。我们发现G28-MM是最进化的，其次是G11-MM，然后是G28-NH3。演化最少的…
2014-08-19 astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70$μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES) III. A Young Molecular Outflow Driven by a Decelerating Jet
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波射电阵列（ALMA）观测到70 $μ$ m暗团G010.991 $-$ 00.082中最大质量核ALMA 1的流出物，对CO~（$J$ =2 $\rightarrow$ 1）谱线发射进行了空间运动学分析.分子外流的位置-速度（P-V）图显示出一种特殊的$\mathsf{S}$形状的形态，这在任何其他恒星形成区都没有看到。我们提出了一个空间运动学模型的双极分子外流，由一个减速的高速组件包围的一个较慢的组件，其速度随距离的中心源。该模型的物理解释是在射流减速，因为它从周围介质中夹带的材料，这是预测的计算和数值模拟的分子外流在过去。流出的一侧较短，并显示出较强的减速，这表明射流移动通过的介质是显着不均匀的。流出的年龄估计为$τ$ $\approx$ 1300年，校正后的平均倾角系统的$\approx$ 57 $^{\circ}$。
2021-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of infall and outflow on massive star-forming regions
从毫米天文学遗产小组90 GHz调查的694个团块样本中，共确定了188个高质量外流，检测率约为27%。流出的检测率增加从原恒星阶段的H II阶段，但在光解（PDR）阶段再次降低，这表明流出被关闭在PDR阶段。外流作用与脉泽的存在有密切关系，水脉泽与6.7GHz甲醇脉泽一起出现。比较有流出和没有流出的团块的落入检测率，我们发现流出候选者具有较低的落入检测率。最后，我们发现外流作用对局部环境和集群本身有一定的影响，随着外流作用的停止，这种影响随着演化时间的增加而减小。
2019-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of protostellar outflows on star and protoplanetary disk formation in a massive star-forming clump
本研究使用 RAMSES 开展含双极扩散、辐射反馈与原恒星外流的 MHD 模拟，揭示外流通过注入动能、控温、降低吸积率和增强碎裂，显著影响恒星与原行星盘形成及 IMF 中高质量端。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion of Dense Clumps in the Periastron Passage of Eta Carinae
对大质量双星船底座$η$的风相互作用过程进行了三维流体动力学数值模拟，发现了在近星点附近的稠密主风中吸积质量的次级星。这种吸积被认为是导致在系统中观察到的光谱事件和X射线最小值的每一个革命。在这项研究中，我们限制自己探索的作用，在触发吸积过程中的主要风团。我们包括第二颗恒星的重力和轨道运动开始前19天（90度）的近星点通过。吸积过程是由无法被二次风的冲压压力减速的密集团块触发的。致密团块是由冲击的一次风气体形成的薄致密壳层中的不稳定性形成的。我们探讨的数值粘度和一些物理参数的吸积过程的启动的作用，并解释独特的属性的$η$车，允许近星点吸积过程发生。吸积开始于近星点通过前一周左右，这是解释X射线最小值持续数周的必要条件。
2012-06-24 astro-ph.SR
Extremely Energetic Outflow and Decelerated Expansion in W49N
W 49 N是银河系中的一个小型星暴，因此是研究大质量恒星形成的理想实验室。由于其大的距离（11.1 $_{-0.7}^{+0.9}$ kpc），在W 49 N中的致密分子团内部和之间的运动学远未被很好地理解。SMA观测将连续发射分解为两个团块。SO $_{2}$（28 $_{4,24}$ -28 $_{3,25}$）的分子线观测表明，两团簇的速度差为$\sim$ 7 km~s $^{-1}$ .东丛与两个射电源“G1”和“G2”非常接近，而西丛与射电源“B”重合。HCN（3-2）线揭示了一种极高能量的外流，这是银河系中能量最高的分子外流之一。这是第一次在W 49 N中探测到高速分子外流。外流射流可能是进动的，这可以解释水脉泽斑的分布、速度和旋转。在HCO $^{+}$（3-2）谱图中识别出三个吸收系统。吸收特征相对于SO $_{2}$（28 $_{4,24}$ -28 $_{3,25}$）线的发射发生蓝移，表明冷层在暖气体前面膨胀。进一步的分析表明，膨胀是从几何膨胀中心减速。
2015-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO Outflows as Tracers of Massive Star Formation in Infrared Dark Clouds
为了研究大质量恒星形成的早期阶段，我们给出了32个红外暗云（IRDC）团块的SiO（5 - 4）发射的ALMA观测和6 cm连续发射的VLA观测，空间分辨率低至$\lesssim 0.05$ pc。在32个团块中，我们在20个团块中检测到SiO发射，其中11个团块中的SiO发射相对较强，可能追踪原恒星流出。一些SiO流出是准直的，而另一些则不那么有序。对于六个最强的SiO流出，我们估计基本的流出属性。在我们的整个样品中，在有SiO发射的地方，我们发现附近有1.3 mm的连续谱和红外发射，但反之亦然。我们建立了1.3 mm连续发射的光谱能量分布（SED），并将其与辐射转移（RT）模型拟合。SED拟合返回的低光度和恒星质量表明这些是早期的原恒星。我们看到一个轻微的趋势，增加SiO线光度与热光度，这表明更强大的冲击附近的更大规模的YSO。我们没有看到SiO光度与$L/M$所指示的演化阶段之间的明确关系。我们的结论是，作为一个原恒星接近热光度的$\sim 10^2 \: L_{\odot}$，在外流的冲击一般是足够强的，以形成SiO的排放。VLA 6厘米的观测对15块最强的SiO发射检测发射在四个团块，这可能是冲击电离射流与这些原恒星的核心更大的质量。
2021-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enhanced UV radiation and dense clumps in Mrk231's molecular outflow
本文介绍了对Mrk 231中CN（1-0）线发射的干涉观测，并将它们与CO和其它H $_2$气体示踪剂的观测相结合，研究了大量分子外流的物理性质。我们发现外流中CN/CO（1-0）线光度比的强烈提升，与任何其他已知的银河系或河外源相比，这是前所未有的。对于由HCN和CN排放物追踪的流出物中的致密气相，我们推断$\rm X_{\rm CN}\equiv [CN]/[H_2] > X_{\rm HCN}$至少为3倍，其中H $_2$气体密度为$n_{\rm H_2}\sim10^{5-6}$ cm $^{-3}$。此外，我们第一次解决了HCN（1-0）和HCO $^+$（1-0）高速线翼跟踪外流的密相的窄谱特征。这些光谱特征，$σ_v\sim7-20$公里秒$^{-1}$的速度分散体，是一致的大规模河外巨分子云检测到附近的星暴核。从HCN数据推断的H $_2$气体质量相当高，$M_{mol}\sim0.3-5\times10^8$ $M_{\odot}$。我们的研究结果表明，大量、更致密的分子气体复合物嵌入流出物中更弥散的H $_2$相中，并且这种流出的致密云的化学性质受到增强的紫外线辐射的影响。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cluster Formation in GGD12-15: Infall Motion with Rotation of the Natal Clump
我们报告的GGD 12 - 15区域，团簇形成正在积极地发生，使用各种分子发射线的观测结果。C18O（J = 1 - 0）的发射线揭示了一个质量约为2800 Mo分布在约2 pc的区域内的巨大团块。C18O（J = 3 - 2）的辐射分布与其中形成的星团相似，大小约为1 pc的椭圆形。一个由IRS 9Mc驱动的双极分子外流，它是星团的一个组成恒星，沿着垂直于拉长的C18O（J = 3 - 2）分布的方向吹，覆盖了整个星团。有一个巨大的核心，半径为0.3 pc，质量为530 Mo。有两个速度分量的核心，这是突出的位置速度（PV）图沿长轴的团块。此外，沿与流出平行的团块短轴的PV图显示出与流出相反的速度梯度。速度结构强烈地指示了团块的下落运动。将观测数据与一个简单的下沉扁球模型进行比较，表明扁球正在经历旋转的引力收缩。
2022-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
Outflows and mass accretion in collapsing dense cores with misaligned rotation axis and magnetic field
外流和喷流与恒星的形成密切相关，并在致密核心和母云内重新分配质量，能量和角动量方面发挥重要作用。磁场和旋转之间的相互作用负责发射这些流出，其形成通常是在旋转轴和大尺度磁场之间的角度$α$为零的理想化系统中进行的。在这里，我们探索，通过三维理想磁流体动力学模拟，非零的$α$上的外流形成致密的恒星前核心的崩溃过程中的影响。我们发现，质量喷射是效率较低的角度$α$增加，流出基本上抑制$α\sim90^{\circ}$。一个重要的结果是相应地增加了绝热（第一）核心上的质量。此外，平均流速倾向于随着$α$而增加，并且未对准的配置产生经历旋进并且更倾向于不稳定性的clusterian、非均质流出。
2010-09-21 astro-ph.SR
A Mapping Survey of Dense Clumps Associated with Embedded Clusters : Evolutionary Stages of Cluster-Forming Clumps
为了了解分子云致密团块中星团的形成和演化，我们用Nobeyama 45 m望远镜对14个嵌入星团的C^18O（J=1-0）谱线进行了观测。我们选择了距离为0.3至2.1kpc的这些簇，并为所有具有22”分辨率（对应于2.1kpc处的牛仔裤长度）的簇绘制了约6' X 6'至10' X 10'区域（对应于2.1kpc处的3.8pc X 3.8pc）。我们得到了半径为0.40- 1.6 pc、质量为150- 4600太阳质量、速度宽度为1.4- 3.3 km ^-1的致密团块。发现大多数团簇近似处于维里平衡，这意味着C^18 O气体代表了团簇形成的母体致密团簇。根据团簇与团簇的空间分布关系，我们将C^18O团簇分为A、B、C三种类型。A型C^18 O团簇的发射分布在星团处为单峰，亮度对比度高于其他靶源。B型团簇有双峰或三峰，这与团簇和中等高亮度对比度结构有关。C型团块也有多个峰，尽管它们与团簇和低亮度对比度结构无关。我们认为，我们的分类代表了集群形成致密团块的演化趋势，因为分子云中的致密气体预计将转化为恒星成分，或被恒星活动分散。此外，虽然有一个分散，我们发现了一个趋势，SFE的密集团块增加，从A型到C型，这也支持我们的情况。
2009-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of dense clumps near moving Herbig-Haro objects
赫比格-哈罗天体（HHO）附近HCO+，NH3和其他物种的增强发射的局部区域已被解释为在分子云中高密度静止团块上的HHO辐射刺激的光化学中产生的。这个过程的静态模型已经成功地解释了喷流前方产生的各种分子种类;然而，最近的观测表明，增强的分子发射沿着喷流以及前方广泛分布。因此，一个现实的模型必须考虑到辐射场的移动过去的团块。以前还不清楚在移动源模型中团簇和HHO之间的短相互作用时间是否会允许HCO+等分子达到足够高的水平，并存活足够长的时间以观察。在这项工作中，我们模拟一个移动的辐射源，方法和通过一个团块。由于增加了移动源，化学图像在性质上没有变化，这加强了增强是由于尘埃颗粒中分子蒸发的想法。此外，在几个分子的情况下，增强的发射区域的寿命更长。一些光化学诱导的物种，包括甲醇，预计将保持高丰度约10，000年。
2011-08-19 astro-ph.SR
MIAO-ALMA: Shocks and Protostellar Outflows in 70 $μ$m-dark clumps with $L/M$ $<$ 1 $L_{\odot}$/$M_{\odot}$
Xiamen University（厦门大学）；Guangxi University（广西大学）；Nanjing University（南京大学）
本研究以MIAO项目为基础，用ALMA观测16个L/M<1 L⊙/M⊙的70 μm暗团块，识别37个外流，发现外流参数与驱动核质量正相关，还探测到未关联已知原恒星的激波，证明年轻环境中已存在原恒星活动。
2026-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nobeyama 45-m Mapping Observations toward Orion A. III. Multi-Line Observations toward an Outflow-shocked Region, OMC-2 FIR
我们展示了使用Nobeyama 45 m望远镜对外流冲击区OMC-2 FIR 4进行测绘观测的结果。我们观察了$^{13}$ CO的面积（$J=1-0$），C $^{18}$ O（$J=1-0$），N $_2$ H $^+$（$J=1-0$），CCS（$J_N=8_7-7_6$），HCO $^+$（$J=1-0$），H $^{13}$ CO $^+$（$J=1-0$），HN $^{13}$ C（$J=1-0$）、H $^{13}$ CN（$J=1-0$）、DNC（$J=1-0$）、N $_2$ D $^+$（$J=1-0$）和DC $_3$ N（$J=9-8$）。我们检测到一个含有FIR 4/5的密集分子团。我们还检测到在$^{13}$ CO蓝移和红移的组件驱动，推测在这一地区的原恒星外流。FIR 3和VLA 13流出的轴，投射在天空平面上，似乎指向FIR 4团，这表明该团可能被来自I类源FIR 3和VLA 13的原恒星流出压缩。应用N-$_2$-H-$^+$谱线的超精细拟合，我们估算了激发温度为$\sim$ 20 K.高激发温度与团块中含有原恒星的事实相一致。首次在该区域检测到CCS排放。它的丰度估计是几个$\times 10^{-12}$，表明该地区的化学演化在$\sim 10^5$年，这是可比的典型寿命的I类原恒星。这个时间尺度与FIR 4中恒星形成是由原恒星流出的动力压缩触…
2019-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Coronal winds powered by radiative driving
最初为船尾座ζ开发的双组分唯象模型进行了修订，以模拟表现出弱风现象的晚型O型矮星的外流。根据该理论对一般弱风星的标准参数，周围的气体在半径大于1.4 R时被加热到日冕温度~ 3 x 10^{6}K，然后冷的辐射驱动气体被限制在填充因子~ 0.02的致密团块中。辐射驱动在半径~ 2.1R处停止，此时团块最终被来自日冕气体的热传导破坏。此后，外流是纯日冕风，冷却并减速达到无穷大，终速终极速度~ 980$ km/ s。
2012-01-02 astro-ph.SR
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT BISTRO survey: alignment between outflows and magnetic fields in dense cores/clumps
我们比较了附近（<450 pc）恒星形成区62个低质量0类和I类原恒星的分子流出方向与它们嵌入的致密核心/团块中0.05-0.5 pc尺度上磁场的平均取向。磁场方向使用BISTRO-1调查和档案中的JCMT POL-2数据进行测量。在文献中用干涉仪观察流出方向。观察到的流出物和磁场之间的角度分布在15度和35度之间达到峰值。在考虑投影效应之后，我们的结果可以表明，在三维空间中，流出倾向于与磁场偏离50+/-15度，并且不太可能（但不排除）相对于磁场随机取向。在我们的样品中，未对准和测辐射热温度之间没有相关性。在几个源中，小尺度（1000-3000 au）磁场与流出物的错位比它们的大尺度磁场更大，这表明小尺度磁场已被动力学扭曲。与湍流MHD模拟的核心形成相比，我们的观测结果更符合模型中的磁场和气体的湍流的能量密度是可比的。我们的研究结果还表明，单独的错位不能充分降低磁制动的效率，使观察到的数量的大开普勒磁盘的大小大于30-50 AU的形成。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XII. Unanchored Forked Stream in the Propagating Path of a Protostellar Outflow
基于ALMA观测，在70 μm暗团块中发现极年轻原恒星外流内的无锚叉状流，揭示恒星形成初始阶段比已知更复杂。
2025-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP) II. Survey overview: a first look at 1.3 mm continuum maps and molecular outflows
普朗克银河系冷团（PGCC）被认为是探测恒星形成早期阶段的理想目标。我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3mm（波段6）上使用三种不同的配置（分辨率$\sim$ 0 $\farcs$ 35、1 $\farcs$ 0和7 $\farcs$ 0）对猎户座复合体PGCC内的72个年轻致密核进行了调查，以统计研究它们的演化阶段和子结构。我们已经获得了1.3mm的连续谱和分子线发射（$^{12}$ CO，和SiO）的图像，角分辨率为$\sim$ 0 $\farcs$ 35（$\sim$ 140.au）。我们发现70个子结构中检测到的48个致密的核心与中值灰尘质量$\sim$ 0.093\，M $_{\sun}$和去卷积大小$\sim$ 0 $\farcs$ 27。在4个候选星前核的中央1000 AU区域内，清晰地检测到致密的亚结构。连续辐射子结构的大小和质量随原恒星从Class 0到Class I的演化而显著减小。我们还研究了在原恒星质量吸积过程中外流特性的演化变化。共有37个源显示CO流出，20个（$>$ 50\%）显示SiO中的高速射流。CO速度范围（$Δ$ Vs）从4 km/s到110 km/s，流出空腔开口角宽度为400 μ m，范围从$[Θ_{obs}]_{400}$ $\sim$ 0 $\farcs$ 6到3 $\farcs$ 9，对应于33 $\fdg$ 4 …
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflow Heating in a Growing Massive Protocluster
红外暗云（IRDC）复合体G28.34+0.06中的致密分子团P1在其极端年轻时拥有一个巨大的原恒星团。我们以前的亚毫米阵列（SMA）的观测显示，几个喷气式CO流出的原恒星，强烈的吸积和潜在的相互作用与周围的出生材料的指示。本文介绍了扩展甚大阵（EVLA）对NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）谱线以及H_2 O和I类CH_3OH脉泽中P_1的谱线观测。多个NH3跃迁揭示了在1 pc团簇中广泛分布的加热气体。温度分布是高度结构化的;加热的气体与原恒星偏离，并且在形态上与流出物非常匹配。空间紧凑，光谱宽NH3（3，3）发射的热点也被发现与流出相一致。在喷流与周围气体的界面上发现了一个弱的NH_3（3，3）脉泽。这些发现表明，原恒星加热可能无法有效地抑制大质量核心形成过程中的碎片化。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered Star Formation in Magnetic Clouds: Properties of Dense Cores Formed in Outflow-Driven Turbulence
我们调查的物理性质的致密核心形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，使用三维数值模拟，包括原恒星外流反馈。通过clumpfind算法在模拟密度数据立方体中识别密集核。我们发现，核心的速度色散并没有表现出任何明确的核心大小的依赖关系，相反，拉森的线宽大小的关系，但与最近的观测结果一致。在没有磁场的情况下，大多数核心都具有超声速分散。中等强度的磁场通常将色散降低到亚音速或最多跨音速值。大部分岩心处于维里平衡状态，外压主导自重。这意味着核心的演变在很大程度上是由外流驱动的湍流控制。即使是一个最初很弱的磁场也可以显著地延迟恒星的形成，因为磁场被外流驱动的湍流放大到一个均分的强度，而扭曲的磁场分量占主导地位。相反，对于中等强度的场，均匀分量仍然占主导地位。在我们模拟的尘埃热辐射偏振图中，磁性结构的这种差异是显而易见的;它提供了一个关于场强的处理。最近的极化测量表明，在集群形成的团块的场线是空间有序的。这是一个中等强度的，动态的重要性，字段相结合的流出反馈，可以保持嵌入式集群中的恒星形成的速度在观察推断，相对缓慢的速度为百分之几的每自由落体时间。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Outflows in the rho Ophiuchi Main Cloud: Implications For Turbulence Generation
本文介绍了对rho蛇夫座分子云中活动成团簇L1688的CO（J=3-2）和CO（J=1-0）成图观测结果。从CO（J=3-2）和CO（J=1-0）数据立方体，我们确定了五个流出，其驱动源是VLA 1623，EL 32，LFAM 26，EL 29和IRS 44。在已识别的流出物中，最明亮的流出物是来自原型0级源VLA 1623的流出物。我们还发现，位于Oph B2区的EL 32流出有非常广泛的蓝移和红移的大开角叶。在CO（J=1-0）图中确定的外流中，这种外流是最大的，并且具有最大的动量。我们估计由目前和以前的研究所确定的分子外流引起的总能量注入率约为0.2 L_solar，大于或至少与湍流耗散率[~（0.03 - 0.1）L_solar]相当。因此，我们的结论是，原恒星外流很可能发挥了重要作用，在补充超声速湍流在这个集团。
2010-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
SuperMALT: Physical and Chemical Properties of Massive and Dense Clumps
SuperMALT测量正在使用角分辨率为$\sim$ 20”、速度分辨率为$\sim$ 0.1 km/s的Apex 12米望远镜观测高激发分子谱线和关键同位素异构体中处于不同演化阶段（从星前或静止到HII）的76个MALT 90团块。这项调查的目的是确定物理，化学和运动学性质的气体内的团块，因为他们的演变。本文报道了对HNC、HCN、HCO $^+$、N $_2$ H $^+$的$J$ =3-2、4-3谱线和同位素体H $^{13}$ CO $^+$的$J$ =3-2谱线的观测结果。我们发现，形态和线轮廓随团簇的演化阶段而变化。平均线宽增加，从静止到HII团块，而线比显示暗示的化学差异的各个进化阶段。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Nested Morphological and Kinematic Structures of Outflows Revealed in SiO and CO Emission
ALMASOP巡天通过CO和SiO辐射揭示了猎户座分子流出流的复杂嵌套形态与运动学特征，并在喷流、风和环境介质统一模型框架下解释了这些由磁相互作用诱导的结构。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multifrequency study of HH 137 and HH 138: Discovering new knots and molecular outflows with Gemini and APEX
我们提出了一个多波长的研究两个HH对象（137和138），可能是相关的。我们使用Gemini H $_2$（2.12 $μ$ m）和K（2.2 $μ$ m）图像，以及APEX分子线观测和斯皮策图像档案。在Gemini和Spitzer 4.5 $μ$ m的图像中识别出了几个H $_2$结，它们与HH 137的光链结相连。还报道了与HH 138光学结有关的新的激波激发区。此外，一个明亮的4.5 $μ$ m 0.09 pc长的弧形结构，大致位于HH 137和HH 138之间的中途，被发现与两个斯皮策I/II类天体有关，这可能是令人兴奋的恒星。这些来源几乎与在$^{12}$ CO（3-2）、$^{13}$ CO（3 - 2）、C $^{18}$ O（3 - 2）、HCO $^{+}$（3-2）和HCN（3-2）分子系中检测到的高密度分子团一致，其LTE质量为36 M $_{\odot}$。在观察区域上的$^{12}$ CO（3-2）发射分布揭示了三种分子流出的分子物质。其中两个（流出1和2）连接到HH 137和HH 138的所有光学结，以及H $_2$和4.5 $μ$ m激波发射结。事实上，外流2显示了一个拉长的$^{12}$ CO蓝色波瓣，它与HH 137的所有H $_2$结相一致，这些H结终止于H $_2$弓形激波。我们提出了一个简单的方案，连接外流到该地区检测到的尘埃团块。第三个可能…
2020-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are massive dense clumps truly sub-virial? A new analysis using Gould Belt ammonia data
对分子云内致密结构的动力学研究常常得出结论，质量最大的团块所含的动能太少，无法达到维里平衡，除非它们被磁化到一个意想不到的程度。这就提出了这样一种状态如何产生的问题，以及它如何持续足够长的时间来代表大规模团块的人口。为了重新审视这一结论的起源，我们使用绿岸氨调查的氨线数据和普朗克校准的赫歇尔尘埃排放数据来估计古尔德带云层中致密团块的质量、动能和引力能。我们发现，几种类型的系统误差可以提高外观的低动能-引力比：前景和背景材料的去除不足;忽略了动能与速度差在整个解决云;和过度校正分层时，评估的引力能量。使用的分析，旨在避免这些错误，我们发现，最大规模的古尔德带块港维里运动，而不是亚维里的。作为一个副产品，我们提出了一个目录的质量，能量和维里能量比为85古尔德带团块。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Emission in Dense Massive Clumps from the Star-Forming Regions S231-S235
本文讨论了在氨（NH $_3$）、氰乙炔（HC $_3$ N）的“准热”谱线以及甲醇（CH $_3$ OH）和水蒸气（H $_2$ O）的脉泽谱线上对恒星形成区S231-S235的观测。S231-S235区位于巨分子云G174+2.5中。我们使用存档CO数据选择了G174+2.5中的所有大规模分子团簇。对于每个团块，我们确定质量，大小和CO柱密度。之后，我们对这些团块进行了观察。我们报告了首次检测到NH $_3$和HC $_3$ N细胞系与分子团WB 89 673和WB 89 668的关系。这意味着那里存在高密度气体。利用氨排放数据估算了团簇中分子气体的物理参数。我们发现气体温度和氢数密度的范围分别为16-30 K和2.8-7.2 $\times10^3$ cm $^{-3}$。CH $_3$ OH分子在36.2 GHz处的激波跟踪线是新探测到的，朝向WB 89 673。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA reveals sequential high-mass star formation in the G9.62+0.19 complex
来自大质量恒星的恒星反馈（例如，H{ \sc ii}区域）可以强烈地影响周围的星际介质并调节恒星的形成。我们新的ALMA观测揭示了连续的高质量恒星形成发生在G9.62+0.19复合体中的一个亚维里星系团（G9.62团）内。ALMA探测到的12个致密核（MM 1-12）处于非常不同的演化阶段，从无星核阶段到UC H{ \sc ii}区阶段。三个致密核（MM 6、MM 7/G、MM 8/F）与流出相关联。与MM 7/G和MM 8/F相关的外流质量-速度图可以很好地拟合破缺的幂律。与MM 8/F相关的SiO外流的质量-速度图比其他外流示踪剂（例如，CO，SO，CS，HCN），表明SiO跟踪新冲击的气体，而其他分子线（例如，CO、SO、CS、HCN等）主要跟踪环境气体。5个核心（MM 1，MM 3，MM 5，MM 9，MM 10）是大质量无星核心候选者，其质量估计大于25 M $_{\sun}$，假设尘埃温度为$\leq$ 20 K。从H{ \sc ii}区（“B”\“C”）向西扩张的激波可能对G9.62团簇产生巨大影响，将其压缩成丝状，并导致核心坍缩，从而导致连续的恒星形成。我们的研究结果表明，来自H{ \sc ii}区域的恒星反馈可能会提高恒星形成效率，并抑制邻近预先存在的大质量团块中的低质量恒星形成。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of young protoclusters embedded in dense massive clumps. A new grid of population synthesis SED models and a new set of L/M evolutionary tracks
一个网格的20万3-1100 $μ$米SED模型的合成年轻的集群嵌入在密集的团块。该模型依赖于四个主要参数：团块质量M $_{clump}$和尘埃温度T $_{dust}$，质量分数f $_{core}$锁定在致密的核心，和年龄的团块t $_{SF}$。我们使用Kroupa（2001）的IMF和Robitaille et al.（2006）的YSO SED模型网格填充YSO集群。我们进行了广泛的测试，SED拟合使用模拟数据集，我们发现，M $_{clump}$基本上取决于亚毫米部分的SED，而T $_{dust}$主要是从形状的SED在70-350 $μ$米范围内。由于计算的大量模型，我们验证了L/M、[8-24]和[24-70]颜色的组合分析去除了大部分SED f $_{core}$ -t $_{SF}$简并性。L/M值对诊断f $_{core}$特别有用。L/M $\leq$ 1识别f $_{core}\leq$ 0.1和t $_{SF} \leq 10^5$年的原簇，而L/M $\geq$ 10排除f $_{core}\leq$ 0.1。我们刻画了模型中没有ZAMS星的L/M的下限，我们也发现了L/M $\geq$ 10而没有ZAMS星的模型，其中[8-24] $\geq0.8\pm 0.1$独立于M $_{clump}$、温度和光度。这是第一套合成SED模型适合嵌入式和未解…
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution study of outflows and chemical environment of First Hydrostatic Core candidate Chamaeleon-MMS1
低质量恒星形成的最早阶段尚不清楚，但有人提出变色龙-MMS 1是候选的第一流体静力核心（FHSC），是星前核心和原恒星核心之间的过渡阶段。这项工作描述了与Chamaeleon-MMS 1相关的局部（~4000 AU）流出活动及其对周围物质的影响，以确定这个年轻的低质量源的演化状态。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在220 GHz的高空间（~75 AU）和光谱分辨率（0.1-0.3 km/s）下观测Chamaeleon MMS 1。通过与周围云的相互作用检测到低能量外流。外流由两个部分组成，一个是东北方向的宽光谱特征，另一个是东北和西南方向的窄光谱特征。甲醛（H2 CO）的旋转温度计算为50（+/-30）K朝向连续源，具有类似的低温（25-45 K）朝向受流出影响的团块。甲醇（CH 3OH）仅检测到朝向远离连续源的气体团块，其中甲醇预计已通过冲击波中冰溅射的流出能量释放。Chamaeleon-MMS 1显示出外流活动的动力源是一个单一的旋进流出或两个流出的二元系统。虽然分子发射和高流出速度排除了它作为FHSC，流出比其他0类物体检测到的流出能量低，并且朝向连续源的推断气体温度相对较低，这表明Cha-MMS 1是已知最年轻的源之一。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Scarcity of Dense Cores ($n>10^{5}$ cm$^{-3}$) in High Latitude Planck Galactic Cold Clumps
本文利用JCMT SCUBA-2数据系统观测70个高银纬普朗克冷团块，发现致密核极为稀缺，仅L183中探测到一例，并据此约束其密度上限，提出高维里参数抑制致密核形成、支持湍流抑制而非超新星驱动恒星形成的观点。
2024-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Molecular Clouds associated with HII Regions
利用CO观测资料研究了10个HII区的分子云的性质。我们在样本中识别出142个密集的团块，并发现我们的来源分为两类：那些具有显示幂律尺寸-线宽关系的团块（I型）和那些没有显示任何关系的团块（II型）。在第一类来源的团块有较大的幂律指数比以前的研究中发现的。第二类源中的团块具有较大的线宽，并显示出团块内目前活跃的恒星形成的证据（如流出）。我们认为缺乏尺寸与线宽的关系是当前活跃恒星形成的标志。大质量团块似乎有类似的质量计算不同的方法，但较低的质量团块有较大的维里质量相比，速度积分和LTE质量。我们发现团簇的质量分布与离H~II区电离前沿的距离无关，但激发温度随离电离气体距离的增加而降低。在H~II区附近的收集壳层中，团簇的线宽稍大，但与离H~II区的距离无关，这可能表明团簇的内部动力学不受电离气体的影响。内部的湍流源，如外流和恒星风的年轻的原恒星可能有更重要的作用的分子气体动力学。我们建议，大线宽和较大的尺寸线宽幂律指数，因此，在大规模的恒星形成云的团块的初始特征，有些可能会演变成类似于我们的第二类源，当地的“第二代”恒星正在形成和消除的大小线宽关系的对象。
2011-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
He abundance of Dense Circumstellar Clumps in the Cassiopeia A Supernova Remnant
本文报道了年轻超新星遗迹仙后座A星周致密团块的氦丰度分析结果。这些团块，这被称为准静态絮状物（QSF），是已知的，从以前的光学研究，以丰富的他随着N，但程度的他过剩相对于H仍然不确定。对于几个有近红外光谱数据的准分子流体，我们用Raymond激波程序分析了它们的He I 1.083 $μ$ m/Pa $γ$比值和[Fe II]线比值。根据我们的分析，在大多数这些QSF中，He相对于H是过量的$\lesssim 3$。这个He丰度的QSF与之前从N过剩中得出的结论一致，即当祖先恒星的大量H包层被剥离时，QSF被喷射出来。我们讨论了祖星的质量损失历史和QSF的起源。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
