KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Far-Infrared Photometry of Young Massive Stars
内容：红色MSX源（RMS）巡天是对银道面中候选大质量年轻恒星天体（MYSO）的颜色选择样本进行后续观测的多波长活动。这项调查是迄今为止最大的精心挑选的MYSO样本，同时确定了具有类似中红外颜色的其他尘埃污染物来源，包括大量新的超紧凑（UC）HII区域。目的：测量MYSO和UCHII区域光谱能量分布（SED）峰值附近的远红外（IR）通量，以便与距离信息一起获得这些源的光度。方法：不到50%的RMS源与60微米和100微米检测的IRAS点源相关，但绝大多数在Spitzer MIPSGAL或IRAS Galaxy Atlas（IGA）图像中可见。然而，标准孔径测光是不适合这些数据，由于拥挤的来源和强大的空间可变远红外背景辐射在银道面。因此，一种新的技术，使用一个2维的适合在每个源周围的环的背景，以获得远红外测光年轻RMS源。结果：获得了1113 RMS候选人确定为年轻源的远红外通量。其中734个使用IGA 60微米和100微米图像进行通量测量，724个使用MIPSGAL 70微米图像进行通量测量，其中345个在两个数据集中进行测量。
2009-12-16 astro-ph.GA
VLA ammonia observations of L1287: analysis of the "Guitar" core and two filaments
目前的工作旨在研究分子云LDN 1287（L1287）的致密气体，其中包含一个双FU Ori系统，一个充满活力的分子外流和一个仍在形成的深埋低质量，年轻恒星物体的集群，显示出高水平的碎片。我们给出了光学H α和[SII]，以及VLA NH $_3$（1，1）和（2，2）的观测结果，其角分辨率约为3.5“。观测到的NH $_3$光谱进行了分析与HfS工具，同时拟合三个不同的速度分量。L1287的NH $_3$发射来自四种不同的结构：一个与RNO 1相关的核心，一个吉他状的核心（“吉他”）和两个交错的细丝（蓝色和红色细丝），大致集中在FU Ori系统RNO 1B/C及其相关的星系团。关于吉他核心，有明显的信号表明气体进入了一个中心质量，估计约为2.1 $M_\odot$。关于这两种细丝，它们的半径约为0.03 pc，每单位长度的质量约为50 $M_\odot$ pc $^{-1}$，并且接近等温平衡。一个中央空腔，可能与流出，并跟踪的Halalpha和[SII]的排放，被确定，与几个年轻的恒星物体附近的内壁。这两个细丝都显示出明显的扰动迹象，这些扰动来自于由星团中一个或几个年轻天体驱动的外流气体。蓝丝和红丝在速度上是相干的，除了在嵌入源的位置外，它们具有接近亚音速的气体运动。穿过蓝丝的速度梯度可以解释为材料落入到蓝丝上或旋转。沿着细丝的速度梯度被解释为在两个细丝的交叉处朝向重力井的下落…
2020-11-03 astro-ph.GA
Faraday rotation signatures of fluctuation dynamos in young galaxies
通过高红移星系的法拉第旋转观测揭示了它们拥有相干的磁场，其强度与在附近星系中观测到的相当。这些场可以由涨落发电机产生。我们使用这种发电机在高达均方根马赫数2.4的强制可压缩湍流中的理想化数值模拟来探测由此产生的旋转测量（RM）和磁场的相干程度。我们得到RMS值RM在发电机饱和度的顺序的45 - 55%的预期值在一个模型中，字段被假定为相干的强迫尺度上的湍流。我们表明，占主导地位的贡献RM在亚音速和跨音速的情况下，来自一般的海洋体积填充领域，而不是从罕见的结构。然而，在超音速的情况下，强场区域以及适度过密区域的贡献显着。我们的结果可以解释观测到的年轻星系的RM。
2018-02-12 astro-ph.GA
The RMS Survey: Distribution and properties of a sample of massive young stars
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS色选源的样本中识别出大量的大质量年轻恒星天体（MYSO）和超紧凑（UC）HII区域。使用最近的分子云目录来自波士顿大学五学院射电天文台银河系环调查（GRS），并通过应用银河scaleheight截止值为120 pc，我们解决了距离模糊RMS源位于18 \degr < |l| >54 \degr。这两个步骤产生的运动学距离291个源的可能326个位于GRS经度范围内。结合距离和来自光谱能量分布的积分通量，我们估计了这些源的光度，发现> 90%表明存在大质量恒星。我们发现我们的样本的完整性极限是~10^4 Lsun，这对应于质量为~12 Msun的零年龄主序星（ZAMS）。仅选择这些来源，我们构建了一个完整的样本196个来源。将年轻大质量恒星样本的性质与一般恒星样本的性质进行比较，我们发现RMS云一般更大、质量更大、更动荡。我们检查这个子样本的分布相对于旋臂和银河酒吧的位置，并发现它们是空间相关的。我们确定了三个显着的峰值源面密度在银河中心半径约4，6和8千秒差距，这对应于盾，人马座和英仙座螺旋臂，分别建议的位置。对观测数据拟合出的刻度高度平均值为29 ± 0.5pc，与文献报道的值吻合较好，但我们注意到刻度高度与银河系中心半径的相关性，在2.5 ~ 8.5kpc范围内，刻度高度从30 pc增加到45 pc。
2010-09-10 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations toward the Galactic massive star-forming region Sh 2-255 and Sh 2-257
作为KAGONMA（用Nobeyama 45米望远镜通过Mapping in Ammonia线进行鹿儿岛星系天体巡天）计划的一部分，我们使用Nobeyama 45米望远镜对银河系大质量恒星形成区Sh 2-255和Sh 2-257进行了NH $_3\ (J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。NH $_3$（1，1）在簇S255 N处具有强度峰，分布在3 pc $\times$ 2 pc上，并且位于两个HII区域之间。由NH $_3 (2,2)/(1,1)$比值得到的大质量星系团S255 IR附近的动力学温度为$\sim 35$ K。这些星系团还显示出$\sim$ 3-4 km s $^{-1}$的大线宽发射。根据已报道的数据，我们认为这些区域的NH $_3$气体受到S255 IR和S255 N中嵌入的YSO星系团的恒星反馈的影响。我们还检测到NH $_3$（1，1）排放在一个区域西部的主要气体团在一个位置的浓度II类YSO邻近HII区域Sh 2-254。II类YSO的存在意味着$\sim$的恒星形成时间为200万年，比Sh 2-254（$\sim 5$ Myr）年轻，因此我们认为西部地区的恒星形成可能受到更老的HII地区Sh 2-254的影响。
2022-02-03 astro-ph.GA
The RMS Survey: The Bolometric Fluxes and Luminosity Distributions of Young Massive Stars
内容：红色MSX源（RMS）调查正在使用从MSX点源目录中选择的颜色候选者的后续观测返回大质量年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑（UC）\HII{}区域的大样本。目的：获得辐射热通量，并使用运动学距离信息，年轻RMS源的远红外通量的光度。研究方法：我们使用一个模型的光谱能量分布（SED）拟合，以获得我们的源的热通量，从我们的工作和文献的通量数据。模型拟合器的输入通过一系列调查进行了优化，旨在揭示这些输入的变化对所产生的热通量的影响。运动学距离来自分子线观测，然后用来计算每个源的光度。结果：测辐射热通量得到1173年轻RMS源，其中1069个具有唯一的约束运动学距离和良好的SED拟合。还进行了比较，使用SED拟合与Schizium规则积分和两个组件灰体拟合得到的热通量，并表明，这两个产生相当大的分散相比，这里使用的方法。结论：热通量的结果使我们能够获得的光度分布的YSO和UC \HII{}地区的RMS样本，我们发现是不同的。我们还发现，尽管发现许多MYSO具有10 $^{4}$ \lsol{} L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}，但具有L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}的MYSO很少。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Near-IR Spectroscopy of Massive Young Stellar Objects
近红外H-和K-波段光谱的247个对象，从红色MSX源（RMS）的调查选择为潜在的年轻恒星对象（YSO）。195个（约80%）目标是YSO，其中131个是大质量的YSO（L_BOL > 5x10^3 L_solar），M > 8M_solar。这是迄今为止对大质量YSO进行的最大规模的光谱研究，为研究大质量恒星的形成提供了宝贵的资源。在本文中，我们提出了我们的数据的探索性分析。观测到的YSO具有很宽的嵌入范围（2.7 < A_V < 114），表明本研究涵盖了最小遮蔽的物体，直到非常红的尘埃源。几乎所有的YSO都显示出一些发射线的证据，尽管有各种各样的观测特性。最常见的谱线依次为Br γ、H_2、荧光Fe Ⅱ、CO带头、[Fe Ⅱ]和HeI 2-1 2^1S-2^1P。总的来说，约40%的YSO显示出FeII 1.6878um或CO带头发射（或两者都有）的荧光，表明存在环周盘，但这些谱线的强度与辐射光度没有相关性，约60%的源显示出[FeII]或H_2发射，表明存在外流。四分之三的排放源都有溴伽马。Br γ和H_2发射线强度与辐射热光度有很好的相关性，范围为1L_solar < L_BOL <3.5 × 10^5L_solar。这表明，这些谱线的发射机制对于低质量、中等质量和高质量的YSO是相同的，即高质量的YSO似乎类似于低质量YSO的放大版本。
2013-01-17 astro-ph.GA
An Ammonia Spectral Map of the L1495-B218 Filaments in the Taurus Molecular Cloud: II CCS & HC$_7$N Chemistry and Three Modes of Star Formation in the Filaments
我们提出了深CCS和HC $_7$ N观测的L 1495-B218细丝在金牛座分子云获得的K波段焦平面阵列上的100米绿岸望远镜。我们观察到CCS中的L1495-B218纤维$J_N$ = 2 $_1$ $-$ 1 $_0$和HC $_7$ N $J$ = 21 $-$ 20，光谱分辨率为0.038 km/s $^{-1}$，角分辨率为31 $''$。我们观察到强大的CCS排放在两个发达地区和年轻的地区和弱排放在两个发达地区。仅在L1495 A-N和L1521 D中观察到HC $_7$ N发射。我们发现CCS和HC $_7$ N的强度峰不符合NH $_3$或尘埃连续谱强度峰。我们还发现，CCS丰度分数并没有表现出明显的相关性与致密核的动力学演化阶段。结果表明，CCS和HC $_7$ N的丰度对初始气相C/O比敏感，只有当初始C/O接近太阳值时，CCS和HC N才是年轻凝聚气的良好示踪剂。使用包括NH $_3$、HC $_7$ N、CCS、CO、HCN、\& HCO $^+$在内的多条谱线进行的运动学分析表明，在L1495-B218灯丝中可能存在三种不同的恒星形成模式。在暗条的中心，L1495 A/B7 N形成了一个具有大规模向内流动的星团（快速模式），而L1521 D，一个嵌入暗条中的核心，由于其自身重力而缓慢收缩（缓慢模式）。还有一个孤立的核心，似乎是边缘稳定，并可能经历准静态演…
2018-12-14 astro-ph.GA
Ammonia in the hot core W51-IRS2: 12 new maser lines and a maser component with a velocity drift
在Effelsberg的100米望远镜上，在W51-IRS 2大质量恒星形成区观测到了19条氨脉泽谱线。其中11条反转谱线，即（J，K）=（6，2），（5，3），（7，4），（8，5），（7，6），（7，7），（9，7），（10，7），（9，9），（10，9）和（12，12）跃迁，在太空中首次被归类为脉泽。所有检测到的脉泽都与高激发的反转二重峰有关。（5，4）脉泽起源于高于基态340 K的反转偶线，而（12，12）脉泽则起源于1450 K的激发态最高的NH 3脉泽谱线。强烈的变化不仅在邻位，而且在对位NH3过渡。首次在V ~ 45 km/s的邻氨跃迁中观察到明亮的窄发射特征，与60 km/s附近的准热发射很好地分离。这些特征在25年前是不存在的，显示出大约+0.2 km/s/yr的速度漂移。该分量可能与W51-IRS 2中的SiO脉泽源有关，并概述了解释速度漂移的可能方案。发现（9，6）脉泽谱线的57 km/s分量是强线偏振的。在（J，K）到（J+1，K）反转二重态中的脉泽发射被基态振动态电偶极跃迁的选择规则严格禁止。然而，这样的对（甚至是具有（J+2，K）的三联体）对于W51-IRS 2是常见的。谱线宽度和速度的相似性表明，这些脉泽谱线群来自相同的区域，这可以用振动激发泵浦来解释。W51-IRS 2中大量的NH3脉泽谱线很可能与这个年轻的大质量恒星形成区异常高的动力学温度和NH3…
2013-01-05 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
A study on subarcsecond scales of the ammonia and continuum emission toward the G16.59-0.05 high-mass star-forming region
我们希望调查的结构，速度场，和恒星的G16.59-0.05大质量恒星形成区域，在以前的研究已经建立了两个几乎垂直（东北-西南和东南-西北），大规模的外流，和甲醇脉泽发射跟踪旋转盘的存在。我们对射电连续谱和氨谱线发射进行了甚大阵列观测，并辅以中红外和远红外（IR）的COMICS/Subaru和Hi-GAL/Herschel图像。我们的厘米连续映射揭示了一个准直的无线电喷流，是面向E-W和中心的甲醇脉泽盘，放置在SE边界的紧凑的分子核心。喷流的光谱指数是负的，表明在大多数喷流的非热发射，除了峰接近微波激射盘，在那里观察到热自由-自由发射。我们发现，氨排放呈现出一个双极结构一致（在较小的规模）的方向和速度与东北-西南双极流出检测在以前的CO观测。在再次分析了我们之前的N2 H+（1-0）观测结果后，我们得出结论，两种情况是可能的。在一种情况下，射电喷流和氨排放都将追踪大规模CO双极外流的根源。喷流和氨流的不同方向可以用进动和/或恒星周围的非各向同性密度分布来解释。在另一种情况下，N2 H+（1-0）和氨的双极性被解释为两个重叠的团块沿着视线以不同的速度移动。氨气似乎也经历了与微波激射盘一致的旋转。我们的红外图像加上档案数据，使我们能够导出大约10^4 L太阳的热光度，并得出结论，大部分的光度是由于与脉泽盘有关的年轻恒星天体。
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Results from a 1.3 cm EVLA Survey of Massive Protostellar Objects: G35.03+0.35
我们已经进行了1.3厘米调查的24个大质量的年轻恒星对象（MYSO）使用扩展的甚大阵列（EVLA）。样本中的源显示出广泛的大质量恒星形成标志，包括红外暗云（IRDC），UCHII区域和扩展绿色物体（EGO）形式的扩展4.5微米发射。在这项工作中，我们提出了G35.03+0.35的结果，表现出所有这些现象。我们同时图像的1.3厘米氨（1，1）通过（6，6）的反转线，四个甲醇的过渡，两个H复合线，加上连续在0.05 pc的分辨率。我们发现三个地区的热氨排放，两个在EGO（指定的NE和SW核心）和一个对相邻的IRDC。NE核心包含UCHII区域（CM 1）和候选HCHII区域（CM 2）。一个非热的，可能是微波激射的氨（3，3）和（6，6）发射区与44 GHz甲醇脉泽的弧重合。我们还检测到两个新的25 GHz I类甲醇脉泽。一个互补的亚毫米阵列1.3毫米连续图像显示，尘埃排放的分布类似于较低的氨线，所有峰值的西北CM 2，表明可能存在一个额外的MYSO在这个原星团。通过模拟氨和1.3毫米连续数据，我们得到的气体温度为20-220 K和20-130太阳的质量。连续发射特性和气体温度的多样性表明，在一系列的演化状态的对象同时存在于这个原星团。
2011-06-06 astro-ph.GA
Radio Imaging of the NGC 1333 IRAS 4A Region: Envelope, Disks, and Outflows of a Protostellar Binary System
NGC 1333 IRAS 4A原双星是在1.3 cm和6.9 mm的连续谱线以及氨和SiO谱线上观测到的，角分辨率约为0.4角秒。连续谱图显示了两颗原恒星A1和A2的星周结构。A1系统比A2系统更明亮，质量更大。包括致密气体和原恒星在内的质量比约为6。星周盘和外流的性质表明A1可能比A2年轻。A2东北急流的偏转部分在SiO线上是明亮的，最亮峰与偏转点之间的距离表明SiO的增强在与致密核碰撞后大约需要100年。氨地图显示了一个小的结构，似乎是阻塞核心的一部分。通过比较SiO、氨、甲醛和HCN线的干涉图，研究了流出特性。它们的整体结构一致，表明这些物种是由相同的机制激发的。然而，强度分布表明，SiO是化学独特的。一氧化硅可以直接连接到主射流，而其他物质可以跟踪夹带的环境气体。
2011-07-20 astro-ph.GA
The statistics of triggered star formation: an overdensity of massive YSOs around Spitzer bubbles
我们提出了一个详细的统计研究大质量恒星形成的环境中的322斯皮策中红外气泡使用RMS调查的大质量年轻恒星天体（YSO）。使用简单的表面密度图和一个更复杂的角交叉关联函数分析的组合，我们表明，有一个统计上显着的超密度的RMS YSO对气泡。在投影到气泡边缘的YSO的表面密度和角交叉关联函数中存在明显的峰值。通过调查的RMS YSO的自相关函数，我们表明，这是不是由于内在的RMS YSO样本的聚类。RMS YSO和斯皮策气泡基本上不相关，彼此超过两个气泡半径的归一化角距离。与RMS YSO相关的气泡往往比与YSO无关的气泡更小更薄。我们解释这种趋势是由于年龄效应，与YSO被优先发现周围较小和年轻的气泡。我们没有发现任何证据表明与气泡相关的YSO比RMS YSO人口的其余部分更明亮，这表明触发过程不会产生头重脚轻的光度函数或初始质量函数。我们认为，YSO很可能是由气泡的膨胀引发的，并估计银河系中由这一过程形成的大质量恒星的比例可能在14%到30%之间。
2011-12-06 astro-ph.GA
Physical characterisation of southern massive star-forming regions using Parkes NH$_3$ observations
我们已经进行了Parkes氨谱线研究，在最低的两个反转过渡，南部的大质量恒星形成区域，包括年轻的大质量候选原恒星，其目的是表征大质量恒星形成的最早阶段。来自Hill等人的亚毫米连续辐射研究的138个源，发现具有鲁棒的（1，1）检测，包括具有两个速度分量的两个源，并且在（2，2）过渡中有102个。我们确定氨线属性的来源：线宽，通量密度，动力学温度，NH $_3$柱密度和不透明度，并重新审视我们的SED建模程序，以获得52个来源的质量。通过将连续排放信息与氨观测相结合，我们基本上限制了大质量团块的物理性质。氨和连续观测之间有明显的互补性，用于推导物理参数。在Hill等人的连续体研究中确定的仅MM类，显示较小的尺寸，质量和速度分散和/或湍流比恒星形成的团块，这表明一个静止的星前阶段和/或形成质量较小的恒星。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: H2O masers towards a sample of southern hemisphere massive YSO candidates and ultra compact HII regions
内容：Red MSX Source（RMS）调查已从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中识别出大量候选大质量年轻恒星天体（MYSO）和超致密（UC）HII区域。目的：在大样本的年轻大质量恒星中寻找H2O脉泽，并研究H2O脉泽与大质量恒星形成早期阶段的统计相关性。研究方法：我们已经使用Mopra射电望远镜对从RMS调查中确定的约500个UCHII区域和MYSO候选者进行了位置切换观测，这些区域位于190 \degr <1 < 30 \degr之间。这些观测的4 $σ$灵敏度为~1 Jy，速度分辨率为~0.4 km/s。}结果：我们已经探测到163个H2O脉泽，其中约75%是以前未知的。比较脉泽速度与RMS源的速度，确定从13 CO观测，我们已经确定了135 RMS-H_2 O脉泽协会，这相当于~ 27%的检测率。考虑到灵敏度和源选择的差异，我们发现我们的检测率与以前报道的调查基本一致。结论：我们发现UCHII地区和MYSO候选者的检测率相似，这表明微波激射活动所需的条件在恒星形成过程的这两个阶段同样可能。观察探测率与银河系中心距离的函数关系，我们发现它在太阳圈内显著增强，在6-7 kpc之间达到约37%的峰值，这与之前对UC HII区域的调查一致，可能表明存在高比例的更明亮的YSO和HII区域。
2009-09-09 astro-ph.GA
Infall and Outflow Motions towards a Sample of Massive Star Forming Regions from the RMS Survey
我们提出了一个流出和下降调查的结果，对距离有限的样本31个大质量的恒星形成区域绘制的RMS调查。从SiO（8-7）发射中识别出年轻的、活跃的外流的存在，并使用HCO $^+$ /H $^{13}$ CO $^+$（4-3）发射探索了入流动力学。我们调查，如果流入和流出参数随源属性，探索是否有潜在的年轻活跃的流出区域显示出相似性或差异与地区窝藏更进化，可能是动量驱动，“化石”流出。一氧化硅排放检测到约46%的来源。当考虑有和没有一个SiO检测源（即潜在的活动和化石流出分别），只有$^{12}$ CO流出速度显示出显着的差异样品之间，表明SiO是更普遍的朝向源具有较高的流出速度。此外，我们发现的SiO光度增加的函数的Herschel 70 $μ$ m到WISE 22 $μ$ m的流量比，这表明生产的SiO是普遍的年轻，更多的嵌入式区域。同样，我们发现初步的证据表明，与SiO检测源有一个较小的热光度质量比，表明SiO（8-7）的排放与潜在的年轻地区。在我们的样本中，我们没有发现对显示下降签名的来源的流行。然而，较高能量的HCO $^+$跃迁可能不是这些区域中在该空间分辨率下的最适合的下落示踪剂。
2018-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic and Thermal Structure at the onset of high-mass star formation
我们希望了解年轻的大质量气体团在大质量恒星形成之前和最早的演化阶段的运动学和热特性。我们找到引力坍缩的迹象了吗？我们是否在红外辐射源附近发现了温度梯度？我们是否在稠密而寒冷的气体团的中心发现了相干的速度结构？为了确定运动学和气体温度，我们使用了氨，因为众所周知，氨是致密气体的良好示踪剂和温度计。我们用VLA和Effelsberg 100米望远镜观测了7个非常年轻的大质量恒星形成区的NH $_3$（1，1）和（2，2）谱线。这使我们能够研究速度结构，线宽，和气体温度在3-5 $"$的高空间分辨率，对应于$\sim$ 0.05 pc。我们发现平均温度在10 K到30 K之间的冷气体团簇。观测结果没有揭示红外发射峰和氨温度峰之间的明确相关性。我们报告的$\sim$ 1.3公里秒$^{-1}$的线宽的上限，在我们的VLA观测的光谱分辨率极限。这表明在观测尺度上湍流水平相对较低。几乎所有区域都存在速度梯度，典型速度差为1至2 km s $^{-1}$，梯度为5至10 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些速度梯度在大多数情况下是平滑的，但有一个例外的源（ISOSS 23053），我们发现几个速度分量与陡峭的速度梯度对团块中心大于30公里秒$^{-1}$个人电脑$^{-1}$。这种陡峭的速度梯度与最近的云塌缩模型相一致。此外，我们报告了氨和冷尘的空间相关性，但我们也发现减少氨排放…
2015-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Resolving kinematic distance ambiguities towards a sample of compact HII regions using HI absorption
我们提出了高分辨率HI数据获得使用澳大利亚望远镜紧凑型阵列解决近/远距离的模糊性对紧凑的HII地区的红MSX源（RMS）调查的样本。高分辨率的数据与低分辨率档案HI数据从南方和VLA银河平面调查提取的补充。我们解决了几乎所有的105个源的连续足够强，允许HI吸收线结构的分析距离模糊。这是确定总RMS样本距离的又一步，该样本有1，000多个大质量年轻恒星物体和紧凑的HII区域，是同类样本中最大和最完整的样本。完整的样本将允许检查银河系中大质量恒星形成的分布。
2011-11-07 astro-ph.GA
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of ammonia (9,6) masers in two high-mass star-forming regions
分子脉泽谱线是高质量恒星形成的标志，探测年轻恒星天体近距离环境中非常致密区域的激发和运动学，并为三角视差测量提供有用的目标。到目前为止，只有少数NH $_{3}$（9，6）脉泽被发现，它们的起源仍然知之甚少。在这里，我们的目标是找到新的NH $_{3}$（9，6）脉泽，提供一个更好的观测基础，研究它们在高质量恒星形成区的作用。我们用Effelsberg-100 m望远镜和Karl G. Janksy超大型阵列我们在Cep A和G34.26 $+$ 0.15中发现了新的NH $_{3}$（9，6）脉泽，这使得NH $_{3}$（9，6）脉泽所在的高质量恒星形成区的数量从5个增加到7个。在Effelsberg的长期监测（20个月）表明，G34.26 $+$ 0.15的（9，6）脉泽强度在下降，而Cep A脉泽强度保持稳定。与Effelsberg数据相比，假设观测时期之间存在线性变化，JVLA数据表明没有丢失通量。这表明NH $_3$（9，6）发射来自于单个紧凑的发射区域，这些区域不能被干涉测量分辨。正如JVLA成像所示，Cep A中的NH $_{3}$（9，6）发射来自亚弧秒大小的区域，略位于1.36cm连续体物体HW 2的峰值位置以西。在G34.26 $+$ 0.15中，观测到三个NH $_{3}$（9，6）脉泽斑：一个靠近彗星超致密\h 2区C的头部，另外两个来自超致密\h 2区A…
2022-04-09 astro-ph.GA
Not a galaxy: IRAS 04186+5143, a new young stellar cluster in the outer Galaxy
我们报告发现了一个新的年轻的星团在银河系外位于位置的IRAS PSC源，以前被误认为是一个外部星系。该星团在我们对IRAS 04186+5143的近红外成像和斯皮策档案图像中被发现，证实了所探测到的源的年轻恒星性质。在年轻恒星、气体和尘埃的空间分布中也有子集群的证据。近红外和中红外测光表明，这些恒星的颜色与星际和星周尘埃的红化相一致，很可能是低质量和中等质量的YSO，其中I类YSO的比例很大。氨和CO线被检测到，与CO排放以及集中的位置附近的集群的最富有的一部分。CO和NH $_3$线的速度表明，气体是银河系的，位于银河系外约5.5千秒差距的地方。这一区域的赫歇尔数据揭示了年轻星团所处的分子云核心的尘埃环境。我们导出了年轻恒星所在的分子团的质量、光度和温度，并讨论了它们的演化阶段。
2015-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Galactic distribution of massive star formation
摘要：我们已经使用了精心挑选的样本~1750嵌入，年轻的，大质量的恒星确定的RMS调查，调查银河系分布的最近大质量恒星的形成。我们描述了用于分配从文献中提取的距离的各种方法，并解决了距离模糊性对200个源位于太阳圈内使用档案HI数据。这些距离被用来计算辐射热光度和估计调查的完整性（~2x10^4 lsun）。总的来说，我们计算了~1650个源的距离和光度，其中三分之一超过了调查的完整性阈值。对样本的经度、纬度、径向速度和中红外图像的检查已经确定了大约120个小的来源组，其中许多与众所周知的恒星形成复合体有关，如W 43、W 49和W51。我们比较了样品的位置分布与螺旋臂的预期位置，假设银河系的模型由四个气体臂组成。银河系中年轻大质量恒星的分布与旋臂的空间相关，在源位置和旋臂的银心半径处的光度分布有很强的峰值。整体源和光度表面密度都与分子气体的表面密度有很好的相关性，这表明每单位分子质量的大质量恒星形成率在整个银河系中近似恒定。我们估计嵌入的大质量恒星群体的总光度约为0.76 × 10^8 lsun，其中30%与10个最活跃的恒星形成复合体有关。我们测量了尺度高度作为银河系距离的函数，发现它在4到8千秒差距之间仅从20-30秒差距适度增加，但在更大的距离上增加得更快。
2013-10-17 astro-ph.GA
The RMS Survey: 6 cm continuum VLA observations towards candidate massive YSOs in the northern hemisphere
（节录）背景：红色MSX源（RMS）巡天是一个正在进行的多波长观测方案，旨在返回大量精心挑选的大质量年轻恒星天体（MYSO）样本。通过比较MSX和2MASS点源与已知MYSO的颜色，我们已经确定了位于整个银河系的$\sim$ 2000 MYSO候选者。目的：确定样本中UCHII区域和PNe的人口，并检查它们的银河系分布。方法：我们利用甚大射电望远镜对北半球的659个MYSO候选天体（$10\degr< l < 250\degr$）进行了6 cm高分辨率射电连续谱观测。除了这些有针对性的意见，我们目前的档案数据对进一步315 RMS来源提取从以前的VLA调查的内银河系。结果：我们发现朝向272（$\sim$ 27%的观察样品）的无线电发射。利用我们的多波长调查的其他部分的结果，我们将这些RMS无线电协会分为两种不同类型的对象，将51个分类为PNe，并将另外208个分类为紧凑或UC HII区域。利用这个精心挑选的HII区域样本，我们估计它们的银河尺度高度为0.6 \degr。结论：使用无线电连续谱和档案数据，我们已经确定了79个PNE和391个HII区域内的北部RMS目录。我们估计RMS样品中PNe污染的总分数约为10%。HII区域的样本可能是迄今为止银河系HII区域整体人口的最佳代表。
2009-05-18 astro-ph.GA
The young star population of L1188
本文介绍了与仙王座泡有关的Lynds~1188分子云的年轻恒星群体的新结果，仙王座泡是一个巨大的星际壳层，围绕着Cep~ OB 1，2。为了揭示位于超壳层上的分子云的恒星形成情景，了解该区域的恒星形成历史，我们基于H $α$发射巡天和各种已发表的光度数据，对年轻恒星候选者进行了识别和表征。使用盖亚DR 2天体测量，我们研究了年轻恒星候选者的空间分布，并根据它们的距离分离出三组。利用Pan-STARRS、2 MASS、{ \it Spitzer}和{ \it WISE}测光数据，构造了目标星的光谱能量分布，估算了它们的光谱类型、光度和光度。我们估计的质量通过前主序演化模型，并推导出吸积率的H $α$线的等效宽度。我们研究了云的结构，通过构建一个新的消光图，基于泛星数据。结果表明，L1188中低质量年轻恒星的分布与尘埃和分子气体的分布有很好的相关性.我们发现了两个小而紧凑的星团和一个松散的年轻恒星聚集体。我们发现L1188的恒星形成开始于大约500万年前。整个星云中年轻恒星的明显年龄梯度和位于光学可见的年轻恒星群以东的氨核支持恒星形成从仙王座泡中心传播出去的假设。
2018-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red MSX Source Survey: the Massive Young Stellar Population of our Galaxy
我们提出了红色MSX源（RMS）调查，最大的统计选择的年轻大质量原恒星和HII地区的目录。我们概述了使用中红外和近红外颜色选择的目录构建，以及其他波长和红外更高空间分辨率下的详细后续工作。我们表明，在所采用的选择范围内，我们完成了90%以上的大规模原恒星人口，位置精度的激励源优于2角秒。我们简要地总结了一些结果，可以从研究的对象在目录中作为一个整体的属性，并找到证据，最大质量的恒星形成：（i）优先接近银河系中心比反中心;（ii）在最严重的红化环境，表明高吸积率;和（iii）从最大质量的云核。
2013-08-02 astro-ph.GA
IRAS 19520+2759: a 10^5 Lsun massive young stellar object driving a collimated outflow
大质量恒星形成理论目前缺乏大质量年轻恒星的观测基础。在本文中，我们提出了OVRO CO（1-0），13 CO（1- 0），C18 O（1-0），和2.6毫米连续图像的红外源IRAS 19520+2759连同互补的单碟观测CS（1-0），获得了34米的天线DSS-54在马德里深空通信复杂，以及档案图像在不同的波长。由于我们的工作，IRAS 19520+2759，在过去有争议的性质，被牢固地确立为一个巨大的年轻恒星物体与强大和紧凑的毫米源和驱动准直外流。此外，在南方约4角秒处发现了第二个较暗的毫米源，这也是外流的驱动力。此外，两毫米的源与C18 O块垂直延长的流出，这可能与旋转环。毫米源的气体和尘埃质量估计约为100和50 Msun。MM 1是所有波长的主要光源，在9千秒差距时总光度为（1-2）× 10^5 Lsun，但在均方根噪声水平为0.1 mJy时，它与6 cm辐射无关。我们认为IRAS 19520+2759可能是最近理论预测的“膨胀”或“膨胀”恒星的一个例子，即，由于高质量的吸积率而使半径增大的巨大的年轻恒星。
2012-10-08 astro-ph.GA
The RMS Survey: Critical Tests of Accretion Models for the Formation of Massive Stars
目前还没有公认的理论框架来解释大质量恒星的形成，而原恒星在\sim 10 Msun之后继续吸积和质量增长的方式仍然是一个有争议的话题。在这项研究中，我们使用几个恒星吸积的处方和银河系气体分布的描述来模拟银河系的大质量原恒星人口的光度和空间分布。然后，我们将每个模拟的观测值与最近编译的大规模年轻恒星天体数据库Red MSX Source（RMS）调查的结果进行比较。我们发现，观测结果是最好的匹配的吸积率增加的原恒星的质量增长，如预测的湍流核心和竞争性吸积（即邦迪-霍伊尔）模型。这些“加速吸积”模型提供了非常好的定性和定量拟合的数据，虽然我们无法区分这两个模型在我们的模拟单独。我们排除了模型的吸积率随时间是恒定的，那些最初是非常高的，并随着时间的推移，因为这些产生的结果是定量和/或定性不兼容的观察。为了同时匹配低光度和高光度的YSO分布，我们需要包含一个“膨胀星”的主序前阶段，其长度由开尔文-亥姆霍兹时间尺度很好地描述。我们的结果表明，YSO相的寿命为\sim 10^5年，而致密的Hii区相的寿命在\sim 2 - 4 \times 10^5年之间，这取决于恒星的最终质量。最后，YSO的绝对数量与银河系1.5- 2 Msun/yr的全球平均恒星形成率最匹配。
2011-05-19 astro-ph.GA
The role of binarity and stellar rotation in the split main sequence of NGC 2422
除了在年轻和中等年龄（约6亿年-2千兆年）的星团中广泛发现的扩展主序列关闭外，一些年轻的星团甚至表现出分裂的主序列（MS）。不同的恒星自转速率被提出来解释分叉的MS模式，红色和蓝色MS（rMS和bMS）分别由快速和缓慢旋转的恒星组成。利用盖亚早期数据第三版的测光，我们报告了一个银河系疏散星团，它有一个分叉的MS，NGC 2422（~ 9000万年）。我们排除的可能性，分叉MS模式是由光度噪声或微分红化。我们的目标是研究恒星旋转是否可以解释分裂MS。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜和南部非洲大望远镜观测到的光谱，并直接测量v sin i，投影旋转速度，为bMS和rMS中的恒星。我们发现，它们的v sin i值与它们在色星等图中的位置相关性很弱，因为大部分RMS星的低投影旋转速度造成的污染。基于光谱能量分布拟合的方法，我们认为这些缓慢旋转的恒星可能隐藏着一个双星伴星，这打破了预期的v sin i色相关。未来的时域研究重点是这些缓慢旋转的恒星是否是径向速度变量是至关重要的，以测试恒星旋转和双星在产生分裂MS的作用。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Project: A statistical study of massive star formation associated with infrared bubbles
银河系项目公民科学倡议最近增加了已知的红外气泡在银河系内平面的数量比以前的研究增加了一个数量级。我们提出了一个详细的统计分析，这个数据集与红MSX源目录的大质量年轻恒星源，调查这些气泡与大质量恒星形成的关联。我们特别解决的问题，大规模触发恒星形成近红外气泡。我们发现了一个强大的位置相关性的大质量年轻恒星对象（MYSO）和H II区域与银河系计划气泡分离< 2气泡半径。随着气泡尺寸的增加，在气泡边缘区域出现了大量年轻源的统计学显着过密度，可能表明触发恒星形成的发生。基于与气泡相关的RMS源的数量，我们发现67+/-3%的MYSO和（超）致密H II区域似乎与气泡相关。我们估计，大约22+/-2%的大质量年轻恒星可能是由于H II区域的扩张而形成的。使用MYSO气泡相关性，我们偶然恢复了最近发现的大质量星系团Mercer 81的位置，这表明这种分析对于发现严重偏离的遥远星系团的潜力。
2012-05-29 astro-ph.GA
CO bandhead emission of massive young stellar objects: determining disc properties
大质量恒星在天体物理学的许多领域中扮演着重要的角色，但关于它们形成的许多细节仍然不清楚。在本文中，我们提出和分析高分辨率（R ~ 30，000）近红外2.3微米光谱的20个大质量的年轻恒星天体的RMS数据库，在最大的CO第一泛音带头发射的研究。我们适合的假设下，它起源于开普勒旋转的拱星盘的排放。我们探索三种方法来模拟光盘内的物理条件-一个光盘加热主要通过从中央恒星的辐射，一个光盘加热主要通过粘度，和一个光盘中的温度和密度的解析描述。我们发现，加热机制所描述的模型是不合适的，因为它们不提供良好的拟合CO发射光谱。因此，我们限制我们的分析模型，并获得良好的适合所有对象，具有足够强的CO排放，这表明拱星盘是这种排放的来源。平均而言，圆盘的温度和密度结构对应于几何上薄的圆盘，分布在广泛的倾角范围内。基本上所有的圆盘都位于尘埃升华半径之内，这提供了强有力的证据，证明CO排放物在天文单位尺度上靠近中央原恒星。此外，我们表明，我们的样本中的对象似乎没有什么不同的一般人口的MYSO在RMS数据库中，根据他们的近红外和中红外颜色。结合观测的大样本的MYSO与CO带头发射和我们的详细建模提供了令人信服的证据，小规模的气体盘周围存在这样的对象，支持的情况下，大质量的恒星形成通过盘吸积。
2012-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
SWAG: Distribution and Kinematics of an Obscured AGB Population toward the Galactic Center
从AGB恒星流出的物质丰富了银河系的金属环境，并将机械能注入ISM。无线电光谱学可以通过观察分子谱线来恢复这两种性质。我们目前的结果从SWAG：“调查的水和氨在银河系中心”。这次巡天覆盖了整个中央分子带（CMZ），即银河系内部3.35度x 0.9度（约480 x 130秒差距）的区域，其中含有约5x10^7 Mo的分子气体。虽然我们的调查主要针对CMZ，但我们通过银河系的整个视线进行观察。AGB星的双峰22 GHz水脉泽谱线特征揭示了它们的存在。它们的光谱特征和亮度可达10^-7 Lo，因此很容易区分。较高的光度通常与位于CMZ恒星形成区的年轻恒星天体有关。我们检测到一个人口约600个新的水脉泽，可能与AGB流出。
2018-11-13 astro-ph.GA
A distance limited sample of massive star forming cores from the RMS survey
我们分析的C $^{18}$ O（$J=3-$ 2）的数据从99个红外明亮的大质量年轻恒星天体（MYSO）和紧凑的HII地区，被确定为潜在的分子外流源的红MSX源（RMS）调查。我们提取的距离有限（D $<$ 6千秒差距）的样本是代表恒星形成覆盖源类型之间的过渡。在空间分辨率探测，拉尔森样的关系，发现这些核心，虽然另一种解释，拉尔森的关系出现在表面密度有限的样品被认为是，也与我们的数据一致。MYSO和HII区域的源属性之间没有显着差异，这表明核心属性是在大质量恒星形成之前建立的，随后在后来的演化阶段几乎没有影响。尘埃连续体和C $^{18}$ O-气体质量之间有很强的相关性，支持这两种物质在这些红外亮源中追踪相同物质的解释。在独立建立的核心质量和光度之间可以看到一个清晰的线性关系。MYSO和致密的HII区域在质量-光度平面上的位置与使用$\sim$ 40%恒星形成效率时原星团的预期光度一致，表明它们处于相似的演化阶段，接近吸积阶段的末期。
2015-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effelsberg survey of FU Orionis and EX Lupi objects I. -- Host environments of FUors/EXors traced by NH$_3$
本文利用埃菲尔斯贝格100米射电望远镜对51个FUors/EXors源开展首次系统性氨分子谱线巡天，结合Herschel尘埃数据揭示其宿主环境普遍低温、致密且较为宁静，为改进爆发性恒星演化分类提供了分子观测依据。
2023-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
WISE Discovery of Mid-infrared Variability in Massive Young Stellar Objects
我们系统地研究了中红外（MIR; $λ>3 ~μ$ m）的时间变化的均匀选择$\sim800$大质量年轻恒星对象（MYSO）的红MSX源（RMS）调查。在这806个源中，通过对MYSO位置与ALLWISE和NEOWISE星表的交叉匹配，我们获得了331个源在3.4~ $μ$ m（W1）和4.6~ $μ$ m（W2）波段上的可靠的9年和平号星等变率数据。在使用ALLWISE数据应用变异性选择后，我们确定了5个MIR变量候选者。光变曲线具有周期性、平台状和杓型等特征。在获得的W1和W1 $-$ W2的两个色星等图中，一个显示出“越亮越蓝，越暗越红”的变化趋势，表明灭绝或吸积速率的变化。最后，我们的结果表明，G335.9960 $-$ 00.8532（以下简称G335）具有周期性光变曲线，具有$\approx 690$ -天周期。光谱能量密度模型拟合结果表明，G335是一个相对进化的MYSO;因此，我们可能正在目睹一个超紧凑或超紧凑的HII区域的非常早期阶段，这是理解MYSO进化的关键来源。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas infall via accretion disk feeding Cepheus A HW2
本研究通过Jansky甚大阵的厘米波热氨观测，解析了Cepheus A中HW2周围的吸积盘及其运动学，证实大质量年轻恒星仍可通过吸积盘高效吸积物质，完善了恒星形成理论。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectra of evolved stars at 20--25\,GHz: tracing circumstellar chemistry during the asymptotic giant branch to planetary nebula transition
本文报道了在20 ~ 25 GHz频率范围内对演化恒星的星周包线进行的无偏射电线测量，旨在获得恒星演化最后阶段化学演化的更完整的无偏图像。观测样本包括渐近巨星分支（AGB）恒星IRC+10216，原行星状星云（PPN）CRL\，2688和CRL\，618，以及年轻行星状星云（PN）NGC\，7027，代表了一个跨越约10，000年的演化序列。在AGB星和PPN中检测到来自氰基聚炔链的旋转跃迁和来自氨的反转线，而PN显示出几条重组线。这些演化恒星的不同光谱行为清楚地反映了AGB-PPN-PN跃迁期间星周化学的演化。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A pilot survey of the binarity of Massive Young Stellar Objects with $K$ band adaptive optics
我们提出了第一次搜索的大规模年轻恒星天体（MYSO）使用AO辅助$K$带观测，与钠钴在VLT的二元同伴。我们已经调查了32个MYSO从RMS目录，探索最广泛的同伴，与400 - 46,000 AU的物理分离范围内的预测模型和观测的MYSO的多样性。统计方法来辨别这些同伴是否是物理的，而不是视觉二进制。我们发现18个物理同伴周围的10个目标对象，相当于31 $\pm$ 8\%的多重分数和53 $\pm$ 9\%的同伴分数。对于相似的分离和质量比范围，MYSO似乎有更多的同伴比金牛座T或O星，分别。这表明多样性随质量增加而增加，随进化阶段而减少。我们根据$K$谱带的幅度计算了质量比的粗略估计，这些估计值一般都大于0.5。这与二元俘获形成理论所预测的随机采样IMF是不一致的。最后，我们发现，MYSO与二进制不显示任何不同的特点，平均MYSO的光度，距离，外流或光盘的存在。
2019-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of multiple NH$_3$ transitions in W33
距离2.4kpc，W33是一个巨大而明亮的10 pc大小的恒星形成复合体，包含静止的红外暗云以及由年轻大质量恒星加热的高度活跃的红外亮云核心。本文报道了用100米埃费尔斯堡望远镜40”分辨率在18- 26 GHz频率范围内对氨（NH $_3$）反演谱线的测量结果。我们已经检测到（$J$，$K$）=（1，1），（2，2），（3，3），（4，4），（5，5），（6，6），（2，1）和（3，2）跃迁。在向W33 Main的（3，3）跃迁中有一条脉泽线。亮温和线形表明，在过去的$\sim$ 36年没有显着的变化。我们测定了NH $_3$和W33分子云的动力学温度、柱密度和其它物理性质。对于总-NH $_3$柱密度，我们发现对于40”（0.5pc）大小的区域6.0（$\pm$ 2.1）$\times$ 10 $^{14}$，3.5（$\pm$ 0.1）$\times$ 10 $^{15}$，3.4（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{15}$，3.1（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{15}$，2.8（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{15}$和2.0（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，分别位于W33 Main、W33 A、W33 B、W33 Main 1、W33 A1和W33 B1的峰位置。W33…
2021-11-11 astro-ph.GA
The RMS survey: a census of massive YSO multiplicity in the $K$-band
本文基于RMS巡天数据，利用UKIDSS、VVV和UKIRT K波段成像对数百个大质量年轻恒星天体进行成团性普查，测得双星比例约49%-64%，发现高质量比系统占比显著且外银河系双星比例更高，表明该间距范围内双星比例接近100%。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Planck submillimeter properties of Galactic high-mass star forming regions: dust temperatures, luminosities, masses and Star Formation Efficiency
大质量恒星的形成发生在巨大分子云（GMC）的内部，并经历了许多阶段。在这项工作中，我们专注于大规模的年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑的HII区域（UCHII），前者被笼罩在致密的尘埃和气体的信封，后者已经开始分散。通过从红MSX源（RMS）调查数据库中选择一个完整的MYSO和UCHII样本，我们结合普朗克和IRAS数据，建立他们的光谱能量分布（SED）。有了这些，我们估计样品的物理性质（尘埃温度，质量，光度）。由于RMS数据库提供了唯一的太阳距离，它还允许研究瞬时恒星形成效率（SFE）作为银河系中心半径的函数。我们发现，SFE增加2和4.5千秒差距之间，在那里它达到一个峰值，可能在对应的分子物质的积累在银河酒吧结束。然后，它保持近似恒定高达9千秒差距，之后它线性下降，与河外研究的预测一致。该行为表明在R $_G$ $>$ 8 kpc处存在大量未检测到的分子气体。最后，我们提出了诊断颜色，可用于识别大质量恒星形成的网站。
2021-02-16 astro-ph.GA
The H_2O southern Galactic Plane Survey (HOPS): I. Techniques and H_2O maser data
本文介绍了利用宽波段后端、光束尺寸约为2 '的Mopra射电望远镜进行的H_2O南银道面巡天（HOPS）的初步结果。我们在12毫米波段（19.5 ~ 27.5GHz）观测了100平方度的南银道面，包括水脉泽的谱线发射，氨、氰乙炔、甲醇的多重亚稳跃迁和射电复合谱线。在本文中，我们报告的调查和水脉泽发射的特点。我们发现了540个水脉泽，其中334个是新发现的。最强的脉泽为3933 Jy，最弱的为0.7Jy，超过100 Jy的脉泽有62个。在14个脉泽站中，水脉泽辐射速度分布超过100 km/s。在一个区域，水脉泽速度间隔为351.3km/s。均方根噪声电平通常在1- 2 Jy之间，95%的测量结果低于2 Jy。我们估计在8.4Jy附近的完全性极限为98%，在5.5Jy附近的完全性极限为50%。我们估计，有800和1500之间的水脉泽在银河系中，可检测的调查与类似的完整性限制HOPS。我们报道了在NH_3（11，9）和（8，6）谱线上G19.61-0.23和在NH_3（3，3）谱线上G23.33-0.30的可能脉泽。
2011-05-24 astro-ph.GA
Chemical evolution of Red MSX Sources in the southern sky
红中段空间实验（MSX）源（RMS）被认为是大质量恒星形成区的最佳候选者。为了表征大质量恒星形成的化学性质，我们对南部天空中的87个RMS进行了系统的研究，使用的档案数据来自阿塔卡马探路者实验望远镜大面积银河系巡天（ATLASGAL），澳大利亚望远镜紧凑阵列和毫米天文学遗产团队90 GHz巡天（MALT 90）。根据以前的多波长观测，我们的样品可以分为两组：大质量的年轻恒星天体和H II区。结合MALT 90数据，我们计算了N2H+，C2H，HC3N和HNC的柱密度，发现它们与以前在其他大质量恒星形成区的研究没有太大的不同。然而，与红外暗云（IRDC）相比，它们的丰度相对较低。在我们的样品中N2H+和HNC的丰度至少比IRDC中发现的低1等，表明相对较热的气体中的化学消耗。此外，N2H+，C2H，和HC3N的分数丰度似乎作为其莱曼连续通量（NL）的函数减少，这表明这些分子可以被紫外光子破坏时，H II区域已形成内部。我们还发现，相对于NL，C2H丰度下降得比HC3N快。HNC的丰度与N2H+的丰度具有紧密的相关性，表明它也可能优先在冷气体中形成。我们认为我们的RMS是在一个相对较晚的大质量恒星形成的演化阶段。
2017-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of young HII regions
高质量恒星形成的环境比孤立的低质量恒星要丰富得多，一旦它们达到一定的质量，就会产生电离（HII）区域。这些电离气体袋的形成是高质量恒星（M $>8$ M $_\odot$）形成所独有的，并提供了一个极好的机会来研究吸积的最后阶段，其中可能包括通过HII区域本身的吸积。本研究的气体在非常年轻的HII区域的电离边界两侧的动态的目的是量化的HII区域和他们的直接environments.We之间的关系提出高分辨率（$\sim$ 0.5 $"$）ALMA观测的9个HII区域选择从红MSX源（RMS）调查与紧凑的无线电发射和辐射热光度大于10 $^4$ L $_\odot$。我们专注于初步介绍的数据，包括从无线电复合线H29 $α$，一些互补的分子，和256 GHz的连续发射的初步结果。在H29 $α$探测到的六个区域中，有两个区域似乎具有彗星的形态，速度梯度穿过它们，还有两个区域看起来更像球形，速度梯度暗示着电离气体的下落。剩下的两个要么是在低分辨率下观察到的，要么是信号太弱，无法得出可靠的结论。我们还介绍了电离和分子气体之间的相互作用的描述（如CS（J=5-4）跟踪），经常（但不总是）发现theHII区已清除其紧邻的分子。在我们的九个样本中，两个星团的观测结果表明，H29 $α$发射中有下降运动，这可能表明尽管存在HII区域，但恒星上的吸积后期。
2017-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compact Radio Sources within 30" of Sgr A*: Proper Motions, Stellar Winds and the Accretion Rate onto Sgr A*
最近对银河系中心的34和44 GHz宽带射电连续谱观测显示，有41颗大质量恒星被确认为近红外对应恒星，以及44颗距离人马座A* 30”以内的候选恒星。在2011年和2014年获得的射电观测已被用于推导Sgr A* 附近的8颗年轻恒星的自行。通过利用Lu等人和Paumard等人的自行预测2014年近红外星的历元位置，并将预测的位置与2014年射电观测中的射电对应星的位置进行比较，研究了基于近红外观测的自行估计的准确性。Lu等人的预测位置显示相对于射电位置的均方根散射为6 mas，而Paumard等人的预测位置显示均方根残差为20 mas，这主要是由于基于IR的自行的不确定性。在均匀电离风的假设下，我们还确定了11颗射电星的质量损失率，发现平均$\sim$ 2倍小于模型大气计算和近红外数据确定的速率。电离风的聚集将使WR和O型星的质量损失率分别降低3和10倍。这一点的一个重要含义是，预期的恒星风对Sgr A* 的质量吸积速率降低了近一个数量级，降低到几个$\times10^{-7}$ \msol \ yr $^{-1}$的值。最后，我们给出了318个紧凑的34.5 GHz射电源的位置在30 \arcs \的Sgr A*。其中至少有45个在近红外$K_s$（2.18 $μ$ m）和$L'$（3.8 $μ$ m）波段有恒星对应物。
2015-06-23 astro-ph.GA
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
Medium resolution near-infrared spectroscopy of Massive Young Stellar Objects
我们目前的中分辨率（R~7000）近红外阶梯光谱数据36 MYSO从红色MSX源（RMS）的调查。这是迄今为止在MYSO的这些波长下以该分辨率观测到的最大样本。光谱的特点主要是从氢复合线和吸积诊断线的发射。一颗MYSO显示出光球HI吸收，与光谱标准的比较表明，该恒星是一颗表面重力较低的A型恒星，这意味着MYSO可能是膨胀的，这也是进化计算的结果。对Br $γ$谱线轮廓的研究表明，大多数是纯发射，而13 $\pm$ 5%显示出P Cygni轮廓，指示流出，而少于8 $\pm$ 4%具有反P Cygni轮廓，指示流入。这些值与光学明亮的赫比格Be星的调查相当，但与赫比格Ae和金牛T星的调查不一致，这与质量较大的恒星以不同的方式进行吸积的概念相一致，而质量较低的物体正在经历磁层吸积。来自Br $γ$线光度的吸积光度和速率与低质量源的结果一致，为基于低质量场景缩放的大质量恒星形成理论提供了初步证据。我们提出了Br $γ$ /Br 12线轮廓比利用的事实，光学深度效应可以跟踪作为跨线的多普勒频移的函数。这些表明，在这个样本中，MYSO的风在恒定，加速和减速速度结构之间几乎相等。我们看到的特征类型与热光度或近红外颜色之间没有趋势。
2017-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
H2O Southern Galactic Plane Survey (HOPS): Paper III - Properties of Dense Molecular Gas across the Inner Milky Way
H2O南银道面巡天（HOPS）利用22米的Mopra望远镜绘制了100平方度的水脉泽和热分子线发射的银道面。我们描述了自动光谱线拟合管道用于确定HOPS数据管中检测到的排放特性，并使用这些来推导出气体的物理和运动学特性的调查。结合角分辨率、灵敏度、速度分辨率和高临界密度的目标线，HOPS数据立方体非常适合寻找银河系中最大质量和最密集的星团的前兆云。我们编制了一份清单，最大的HOPS氨地区，并调查是否有可能是年轻的大规模集群祖气云。HOPS也非常适合追踪银河系中心的致密气体流动。我们发现在银河系内部500 pc的气体的运动学结构是一致的，最近的预测在银河系中心的气体流动的动力学演化。我们证实了最近的一项发现，即在内部100 pc的致密气体具有振荡的运动学结构的特征长度尺度为~ 20 pc，也确定了类似的振荡运动学结构的气体半径大于100 pc。最后，我们将所有上述拟合和剩余的HOPS数据立方体分布在100平方度的调查范围内，供社区使用。
2017-04-11 astro-ph.GA
ATLASGAL --- towards a complete sample of massive star forming clumps
通过将RMS巡天中的红外选择的大质量年轻恒星天体（MYSO）和致密HII区域与亚毫米ATLASGAL巡天中发现的大质量团块相匹配，我们已经确定了约1000颗嵌入的年轻大质量恒星，它们的温度介于280 \degr < $\ell$ < 350 \degr和10度< $\ell$ < 60 \degr，其中|b| <1.5度。结合现有的无线电选择的甲醇脉泽和紧凑的HII区域的样本，其结果是一个目录的~1700大质量恒星嵌入在~1300块位于整个银河系内部，包含三个观测不同的子样本，甲醇脉泽，MYSO和HII区域协会，涵盖了大质量恒星形成的最重要的示踪剂，被认为是代表的关键阶段的演变。我们发现，大质量恒星的形成是强烈相关的区域的最高柱密度的球形，中心凝聚的团块。我们发现，三个样本之间没有显着差异的团块结构或嵌入的恒星的相对位置，这表明，一个团块的结构设置开始之前的恒星形成，并改变很少作为嵌入的对象向主序星演变。团块质量和辐射光度之间有很强的线性相关性，质量最大的恒星形成于质量最大的团块中。我们发现，MYSO和HII区域的子样本很可能涵盖了类似的演化阶段范围，大多数都接近其主要吸积阶段的结束。我们发现很少有红外明亮的MYSO与最大规模的团块，可能是由于非常短的主序前的寿命在最明亮的来源。
2014-06-19 astro-ph.GA
The $L - σ$ relation for massive bursts of star formation
的有效性的发射线光度与电离气体速度色散（$L - σ$）相关的HII星系（HIIGx），其潜力作为一个准确的距离估计进行评估。对于128个局部（$0.02\lesssim z\lesssim 0.2$）紧凑HIIGx样品，其巴尔末发射线具有高等效宽度，我们从高S/N高色散光谱（斯巴鲁HDS和ESO VLT-UVES）获得电离气体速度色散，并从低色散宽孔径分光光度法获得积分H $β$通量。我们发现，$L - σ$关系是强大的和稳定的样品中的限制（主要是基于发射线配置文件）。轮廓的“高斯性”对于减少距离指示器的均方根不确定性很重要，但代价是大量减少样本。通过将其他物理参数拟合到相关性中，我们能够在不减少样本的情况下显着减少散射。恒星形成区域的大小是一个重要的第二个参数，当添加发射线等效宽度或连续色和金属丰度时，产生具有最小均方根散射的解决方案= $δ\log L(\mathrm{H}β) = 0.233$。推导出的系数在最好的$L - σ$关系是非常接近的维里化电离集群的预期，而推导出的恒星和电离气体质量的总和是类似的动力学质量估计使用HST校正彼得罗相半径。这些结果与引力是导致这些非常年轻和大质量星系团发射线加宽的主要机制是一致的。导出的质量范围从大约2 $\times10^6$ $\mathrm{M}_{\odot}$到$10^9$ $\mathrm{M}_{\odot}$，以及它…
2014-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio observations of massive stars in the Galactic centre: The Arches Cluster
我们提出了高角分辨率的射电观测的拱星系团在银河系中心，在银河系中最大的年轻的集群之一。数据是在两个时期，在6和10 GHz的卡尔G。Jansky Very Large Array（JVLA）达到的均方根噪声比以前的观测结果好三到四倍，我们几乎使星团中已知的射电星数量增加了一倍。其中九个光谱指数与电离恒星风的热辐射一致，一个是确认的碰撞风双星（CWB），两个来源是模棱两可的情况。关于变异性，无线电发射似乎在几到十年的时间尺度上是稳定的。最后，我们表明，射电星的数量可以作为一个工具，用于约束的年龄和/或质量的集群，也是它的质量函数。
2021-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Residual Abundances in GALAH DR3: Implications for Nucleosynthesis and Identification of Unique Stellar Populations
我们研究了来自GALAH+ DR 3的82，910颗银盘星的16种元素的[X/Mg]丰度。我们适合低Ia和高Ia人口的中位数趋势与两个过程的模型，它描述了恒星丰度的提示核心崩溃和延迟Ia型超新星成分。对于每个样本星，我们拟合这两个分量的振幅，并从这两个参数拟合计算剩余的$Δ$ [X/H]丰度。我们发现RMS残差$\lesssim 0.07$ dex以及测量的元素和相关的残差之间的一些元素（如Ba，Y和Zn），表明共同的富集源。从一个详细的调查与大残差的恒星，我们推断，大约$40\%$的大偏差是物理和$60\%$是由有问题的数据，如未标记的二进制，穷人波长的解决方案，和穷人大地扣除。作为一个例子的人口与独特的丰度模式，我们确定了15颗恒星，有0.3-0.6德克斯增强钠，但正常的丰度从O到Ni和积极的平均残差的Cu，Zn，Y和Ba的其他元素。我们测量了14个疏散星团的元素残留中位数，发现O、Ca、K、Y和Ba的系统性$\sim0.1-0.4$ dex增强以及年轻星团中Cu的$\sim0.2$ dex耗尽。最后，我们提出了一个限制性的三过程模型，其中我们添加了一个渐近巨星分支星（AGB）组件，以更好地拟合Ba和Y。随着第三个过程的增加，我们确定了一个人口的恒星，优先年轻，有更高的AGB富集比预期的SNIa富集。
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
