大质量恒星形成区W42的物理环境

大质量恒星形成区6.7 GHz甲醇脉泽偏振的EVN观测

EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions

磁场在大质量恒星形成中的作用仍在争论之中，最近利用偏振脉泽发射测量磁场的方向和强度，为我们提供了新的见解。脉泽极化，特别是6.7-GHz甲醇脉泽的极化，是探测大质量原恒星周围磁场形态的最好方法之一。通过观测6.7-GHz甲醇脉泽，以毫角秒的分辨率确定越来越多的大质量原恒星周围的磁场形态，对于更好地理解磁场在大质量恒星形成中的作用至关重要。第一个EVN群由4个大质量恒星形成复合体组成：W51，W 48，IRAS 18556 +0138和W3（OH）。这些包含充分研究的\hii ~区域，其中一些区域还检测到分子双极流出（W51-e2，G35.20- 0.74 N）。九个欧洲VLBI网络的天线被用来测量的线性偏振和塞曼分裂的6.7-GHz甲醇脉泽的恒星形成区域的第一EVN集团。我们总共探测到154个CH 3OH脉泽，其中三分之一指向W3（OH）。对55脉泽探测到分数线偏振（1.2-11.5%）。在所有的大质量恒星形成区中，线偏振矢量都是有序的。我们在3个大质量恒星形成区（W51，W 48和W3（OH））测量了显著的塞曼分裂，揭示了分离范围为-3.5 m/s<Δ V_{z} <3.8 m/s，|Δ V_{z}| =0.4m/s。我们还能够将我们的磁场结果与W51的亚毫米波长尘埃观测结果进行比较，并表明低分辨率和高分辨率的磁场完全一致。

早期形成的大质量恒星抑制恒星形成与等级星团组装

Early-Forming Massive Stars Suppress Star Formation and Hierarchical Cluster Assembly

本研究通过对照模拟实验发现，早期形成的大质量恒星会通过反馈作用破坏原生气体结构、抑制恒星形成，改变星团组装模式，推动形成分散的无束缚子星团，而非单一的大质量星团。

Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions

We present sensitive observations of NH2D at 110.153599 GHz toward 50 Galactic massive star-forming regions with IRAM 30-m telescope. The NH2D transition is detected toward 36 objects, yielding a detection rate of 72%. Column densities of NH2D, HC3N and C18O for each source are derived by assuming local thermal equilibrium conditions with a fixed excitation temperature. The deuterium ratio of NH$_3$, defined as the abundance ratio of NH2D to NH3, for 19 sources is also obtained with the information of NH3 from the literature. The range of deuterium fractionation bends to be large in the late-s…

低质量和大质量恒星形成区附近致密气体的氘化学

Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions

氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。

大质量恒星形成区W49中的年轻天体

Young Stellar Objects in the Massive Star Forming Region W49

我们提出了我们的恒星形成复合体W 49，在我们的银河系中最年轻，最明亮的大质量恒星形成区域之一的调查的初步结果。我们使用斯皮策/红外阵列相机（IRAC）数据来研究大质量恒星的形成，主要目标是定位一组有代表性的原恒星和在它们周围形成的年轻恒星群。我们将IRAC数据中的马赛克与源目录一起呈现。在这项研究中，我们使用了IRAC，MIPS，2微米全天巡天（2 MASS）和UKIRT深红外巡天（UKIDSS）数据的组合来识别和分类年轻恒星天体（YSO）。我们确定了232个0/I类YSO，907个II类YSO和74个过渡盘候选对象使用颜色-颜色和颜色-幅度图。此外，为了了解W 49恒星形成的演化，我们分析了该地区YSO的分布，以使用最小生成树方法识别星团。当截止距离为96”时，属于成员数大于7的星团的YSO比例为52%，II/I类天体的比例为2.1。我们将W 49区域与G305和G333恒星形成区域进行了比较，并得出结论，W 49拥有最丰富的人口，拥有7个YSO子团。

高质量吸积率恒星形成云中由磁效应驱动的大质量外流

Massive Outflows Driven by Magnetic Effects in Star Forming Clouds with High Mass Accretion Rates

利用三维磁流体动力学模拟研究了星周盘的质量吸积速率与磁驱动风的质量喷射速率之间的关系。使用一个具有不同的热能与引力能之比的球形云核来定义初始条件，它决定了物质在圆盘上的吸积速率，然后计算了几个云核在原恒星形成后大约10^4年的外流传播。只有当初始云核的磁能与引力能相当时，质量抛射率和吸积率才具有可比性。因此，在强磁性的云中，更高的质量吸积率自然会产生大质量的原恒星和大质量的外流。模拟的外流质量、动量、动能和动量通量与观测结果吻合良好，表明大质量恒星的形成机制与低质量恒星相同，但需要非常强的磁场来发射大质量外流。

利用IRAM 30米望远镜进行3毫米光谱观测的恒星形成区域

3 mm Spectroscopic Observations of Massive Star-Forming Regions with IRAM 30-m

利用IRAM 30米望远镜对50个银河系大质量恒星形成区域进行3毫米光谱观测，识别出27种分子，其中16种为复杂有机分子，揭示了恒星形成区域中分子的化学特性及演化过程。

用Parkes NH $_3$观测研究南部大质量恒星形成区的物理特征

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。

大质量恒星形成区的水脉泽运动学：仙王座A和W75N

Water maser kinematics in massive star-forming regions: Cepheus A and W75N

VLBI多历元水脉泽观测是研究大质量原恒星附近致密、温暖的激波气体的有力工具。这些观测的高角分辨率使我们能够在几周内测量脉泽的自行，并与径向速度一起确定它们的完整运动学。在本文中，我们总结了对仙王座A和W75 N大质量恒星形成区的主要观测结果，其中包括：（i）在100 AU尺度上识别出不同的高质量恒星形成活动中心;（ii）发现与高质量原恒星演化早期阶段相关的新现象（例如，各向同性气体喷射）;和（iii）确定同时存在的广角外流和高度准直喷流的大质量物体Cep A HW 2，类似于在一些低质量原恒星中观察到的。这些结果在高质量恒星形成的研究中的一些影响进行了讨论。

诺玛旋臂II中的四个高亮度大质量恒星形成区。深度NIR成像

Four Highly Luminous Massive Star Forming Regions in the Norma Spiral Arm II. Deep NIR imaging

我们对Norma旋臂中的四个明亮的大质量恒星形成区进行了灵敏的近红外（J，H和K）成像观测：G324.201+0.119，G328.307+0.432，G329.337+0.147和G330.949-0.174。我们确定三个集群的年轻恒星物体（YSO）的表面密度诊断的基础上。我们还发现，仅在H和K波段检测到的源，以及与早于B2的光谱类型对应的颜色，可能是YSO。我们分析了不同质量的恒星的空间分布，发现两个星团中的原始质量分离的签名，这不能解释为由于不完整性效应。我们发现，从母核致密气体的集群成员的动态相互作用可以解释所观察到的质量分离，表明气体在年轻的集群的动力学中起着重要的作用。

大质量恒星形成区IV中6.7 GHz甲醇脉泽偏振的EVN观测。7个额外源的磁场强度限值和结构

EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions IV. Magnetic field strength limits and structure for 7 additional sources

MHD模拟表明，在大质量原恒星形成过程中，磁场可以驱动分子外流。在10-100金尺度上观测测量这种磁场的形态和强度的最佳探针是脉泽极化。我们测量质量分辨率的磁场的方向周围的大质量恒星形成区的样本，以确定是否有一个磁场的方向和外流之间的关系。此外，通过塞曼分裂测量估算磁场强度，研究了磁场在大质量恒星形成区动力学中的作用。我们选择了31个大质量恒星形成区的磁通量限制样本进行磁场性质的分子流出特性的统计分析。我们报告的线性和圆偏振发射的6.7 GHz的CH 3OH脉泽对7个大质量的恒星形成区的总样本的EVN。来源为：G23.44-0.18、G25.83-0.18、G25.71-0.04、G28.31-0.39、G28.83-0.25、G29.96-0.02和G43.80-0.13。我们确定了总共219 CH 3OH脉泽功能，其中47和2个显示线性和圆偏振发射，分别。我们测量了所有大质量YSO周围的有序线性偏振矢量和G25.71-0.04和G28.83-0.25的塞曼分裂。由于最近的理论结果，我们能够提供下限的磁场强度从我们的塞曼分裂测量。我们进一步确认（基于~80%的总磁通量限制的样品），磁场的尺度为10-100金优先沿流出轴取向。估计的磁场强度|B_{||}|>61 mG和>21 mG分别朝向G25.71-0.04和G28.83-0.2，表明它在两个区域中主导气体的动力学。

磁场的干涉测绘：大质量恒星形成团W43-MM1的ALMA视图

Interferometric mapping of magnetic fields: The ALMA view of the massive star forming clump W43-MM1

在这里，我们提出的第一个结果，从ALMA观测1毫米偏振尘埃排放对W 43-MM 1大质量恒星形成团块。我们已经探测到一个高度碎片化的暗条，其源质量从14 Msun到312 Msun不等，其中最大的碎片，源A，被认为是我们银河系中最大的碎片之一。我们发现了一个光滑，有序，详细的极化模式，整个灯丝，我们用来推导出磁场的形态和强度的12个检测到的15个片段，范围从0.2到9毫克。对每个碎片的动力平衡进行了评价，发现所有碎片都处于超临界状态，这与先前探测到的向W 43-MM 1坠落的运动相一致。此外，有迹象表明，当整个暗条坍缩时，场正在被引力拖曳。

大质量恒星和星团的同时形成

The Simultaneous Formation of Massive Stars and Stellar Clusters

我们发现大质量恒星和星团是同时形成的，形成中的星团的全球演化是使中心恒星变得大质量的原因。我们预测，大质量恒星形成的团块，如莫特等人在2007年观察到的，收缩和质量增长导致大质量恒星的形成。这是因为质量不断地从大半径输送到中心的原恒星上，这些原恒星可以通过吸积变得巨大。使用SPH模拟的大质量恒星形成团块在一个巨大的分子云，我们表明，团块最初是扩散和对流，并成为更加集中，因为他们崩溃。我们的数据的模拟干涉观测提供了一个解释，为什么年轻的大质量恒星形成区显示更多的子结构比老的。在我们的模型中，质量最大的恒星是在最紧密的星团中发现的。大质量恒星吸积的大部分质量最初以低密度分布在整个星团中，后来由于全球性的下降而汇集到恒星中。即使有辐射反馈，也不会形成大质量的前星核。原始的核心是中等质量的，并在原恒星阶段获得额外的质量。我们还发现，形成低质量恒星的核心存在于高质量恒星吸积的体积内，但在很大程度上不受这个过程的影响。

一颗大质量的原恒星是由致密的大质量核心有序坍缩形成的

A Massive Protostar Forming by Ordered Collapse of a Dense, Massive Core

我们提出了30和40微米的大质量原恒星G35.20-0.74与SOFIA-FORCAST的图像。原恒星周围出生核心的高表面密度导致高度消光，即使在这些相对较长的波长下也是如此，导致观察到的通量主要由来自近面流出腔的通量所主导。然而，来自远向腔的发射仍然被清楚地检测到。我们将这些结果与从近红外到毫米的通量相结合，以构建光谱能量分布（SED）。对于各向同性辐射，辐射热光度为3.3x10^4 Lsun。我们进行辐射转移建模的原恒星形成有序，对称崩溃从一个大规模的核心有界的团块与高质量的表面密度，西格玛_cl。为了符合SED，原恒星质量需要约20-34 Msun，取决于流出腔的开口角（35 - 50度），Sigma_cl约为0.4-1 g cm-2。在考虑了前景消光和闪光效应后，真实的辐射热光度为~（0.7-2.2）x10^5 Lsun。这些模型之一也有很好的协议与观察到的强度分布沿流出轴在10，18，31和37微米。总的来说，我们的研究结果支持一个大规模的恒星形成的模型，涉及相对有序的，对称的大规模，致密的核心和发射双极外流，清除低密度腔崩溃。因此，一个统一的模型可能适用于低质量和高质量恒星的形成。

大质量恒星形成区 G034.43+0.24 中水脉泽的视差与三维运动学

The parallax and 3D kinematics of water masers in the massive star-forming region G034.43+0.24

本文通过甚长基线阵列测量大质量恒星形成区 G034.43+0.24 中水脉泽的三角视差，确定其距离约 3.03 kpc，并揭示其位于人马座旋臂内边缘附近、具有近圆形银河系轨道及与恒星风相关的弧形脉泽分布。

大质量恒星形成区W3主复合体的不同演化阶段

Different Evolutionary Stages in the Massive Star Forming Region W3 Main Complex

我们用亚毫米波阵和IRAM 30 m望远镜观测了W3大质量恒星形成复合体中的三个大质量恒星形成区。这些区域，即W3 SMS1（W3 IRS5），SMS2（W3 IRS4）和SMS3，处于不同的演化阶段，并位于同一个大尺度环境中，这使我们能够从演化意义上研究旋转和流出以及化学性质。虽然我们发现多个毫米连续源对所有区域，这三个子区域表现出不同的动力学和化学性质，这表明它们处于不同的演化阶段。即使在每个子区域内，也发现了不同年龄的大质量核，例如在SMS2中，从最演化的UCHII区域到潜在的无星核的子源存在于30 000 AU内。在SMS1和SMS2中发现流出和旋转结构。分子云和HII区域之间相互作用的证据可以在13CO通道图中找到，这可能表明触发恒星的形成。

银河系大质量恒星形成区的多波长观测

A Multiwavelength Look at Galactic Massive Star Forming Regions

我们提出了一个多波长的研究28银河系大质量恒星形成H II地区。对于其中的17个区域，我们提出了基于Gaia DR2的新距离测量。通过将多组分尘埃、黑体和幂律连续模型拟合到3.6 $μ$ m到10 mm的光谱能量分布，我们发现大质量恒星发射的莱曼连续光子中有${\sim}34$ %在贡献于H II区的电离之前被尘埃吸收，而恒星热光度的${\sim}68$ %被H II区和周围光离解区的尘埃吸收和再加工。最明亮的红外明亮区域，充分采样的上部恒星初始质量函数（电离光子率$N_C \ge 10^{50}~{\rm s}^{-1}$和尘埃处理的$L_{\rm TIR}\ge 10^{6.8}$ L $_{\odot}$）有平均较高的百分比吸收莱曼连续统光子（$\sim$ 51%）和再处理的星光（$\sim$ 82%）相比，较低的亮度区域。发光的H II区域比不太发光的区域显示出较低的平均PAH分数，这意味着来自早期型大质量恒星的强辐射场在破坏PAH分子方面是有效的。平均而言，在8，24，和70 $μ$ m的单色光度结合携带94%的灰尘再处理的$L_{\rm TIR}$。$L_{70}$捕获了$L_{\rm TIR}$的${\sim}52$ %，因此是推断尘埃恒星形成区的热光度的首选。我们校准SFR的基础上$L_{24}$和$L_{70}$对莱曼连续体光子率的大质量恒星在每个区域。基于人口合…

大质量年轻恒星形成复合体红外和X射线研究（MYStIX）计划综述

Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray (MYStIX) Project

MYStIX（Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray）计划利用钱德拉X射线天文台、斯皮策太空望远镜和英国红望远镜上的成像探测器，对20个以OB-dominated年轻星团及其周围的距离d < 4 kpc的天体进行表征。观测的目标是构建具有明确标准的恒星形成复杂恒星成员的目录，以及星云气体（特别是热X射线发射等离子体）和尘埃的地图。汇编了一个包含数百颗OB星和> 30，000颗低质量前主序星的MYStIX可能复合体成员（MPCMs）星表。这个样本和相关的数据产品将被用来寻求新的经验约束的理论模型的团簇形成和动力学，质量分离，OB星的形成，恒星形成触发的周边HII地区，生存的原行星盘在HII地区。本文介绍了该项目的概况，包括数据分析方法及其在两个恒星形成区NGC 2264和三叉星云中的应用。

利用斯皮策GLIMPSE巡天观测银河系中的大质量恒星形成区

Massive Star Forming Regions in the Galaxy using the Spitzer GLIMPSE Survey

我们研究了13个最明亮的来源，在WMAP自由自由的地图使用斯皮策GLIMPSE和MSX调查，以确定大质量的恒星形成区，发射银河系的自由自由光度的三分之一。我们确定的气泡形态相结合的8 $\micronm$（PAH）的排放和无线电复合线径向速度的恒星形成区域。我们发现40个恒星形成区与我们的WMAP源，并确定独特的距离31。我们将气泡解释为径向膨胀的证据。每个源的径向速度分布使我们能够测量区域膨胀的固有速度。这个速度与气泡的大小和年龄一致。高的自由-自由光度，加上可以忽略不计的同步辐射，证明这些气泡不是由超新星驱动的。最大气泡的动能是海尔斯发现的较老的超级气泡中测量到的动能的很大一部分。我们发现，我们的气泡注入到ISM的能量是相似的，需要保持在8千秒差距内的气体盘的湍流运动。我们报告了一些由大质量（$\textrm{M}_{*} > 10^4 \textrm{M}_\sun$）星团提供动力的新恒星形成区。我们测量银河系O型星的标度高度为$h_{\textrm{*}} = 35 \pm 5 \pc$。我们确定了经验关系的PAH和自由的形式$F_{\textrm{PAH}} \propto F^2_{\textrm{ff}}$的自由发射。最后，我们发现，气泡的几何形状是更一致的球壳，而不是一个扁平的磁盘。

MYStIX大质量恒星形成区的候选X射线发射OB星

Candidate X-ray-Emitting OB Stars in the MYStIX Massive Star-Forming Regions

大质量、O型和早期B型（OB）恒星在附近的星系中仍然不完全编目，这是由于H II区域的高消光、明亮的可见光和红外星云发射以及高场恒星污染。这些困难通过限制对发射X射线的恒星的搜索而得到缓解。利用大质量年轻恒星形成复合体红外和X射线研究（MYStIX）对OB主导区域的观测获得的X射线点源，通过用红化恒星大气模型拟合它们的1-8微米光谱能量分布（SED），我们识别出98颗MYStIX候选OB（MOBc）星。我们确定了27个额外的MOBc星的基础上JHK测光的X射线星缺乏SED拟合。这些候选OB星表明，目前在研究的18个MYStIX区域中进行的比B1更早的恒星普查不到50%。我们还拟合了239颗先前发表的OB星的SED，以测量星际消光和热光度，揭示了6个候选大质量双星系统和5个候选O型（超）巨星。正如预期的那样，候选OB星比以前公布的OB星具有系统性更高的消光。个别区域的显著结果包括：在NGC 6357中最近发现的一个大质量星团的OB星群的鉴定;在M17复合体中的一个较老的OB星协;以及在三叉星云附近的新的大质量发光O星。在几个研究相对较少的地区（RCW 38，NGC 6334，NGC 6357，Trillium和NGC 3576），OB种群可能增加2倍以上。

大质量恒星形成区W49A 3.6厘米处的通量密度变化

Flux Density Variations at 3.6 cm in the Massive Star-Forming Region W49A

在银河系恒星形成环境中的一些超致密H II区域，在10-20年的时间尺度上，观测到的射电通量密度变化很大。理论预测，当供给年轻大质量恒星的吸积流变得不稳定和混乱时，这种变化就会发生。我们用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）在3.6厘米处进行观测，B配置分辨率为0.8“，与近21年前（2015年2月和1994年8月）几乎相同的观测结果进行比较。超紧凑和超紧凑H II区域的拥挤领域中的大多数源在这段时间内没有表现出显着的变化。然而，一个源W 49 A/G2的峰值强度降低了20%（从71+/-4 mJy/束到57+/-3 mJy/束），积分通量降低了40%（从0.109+/-0.011 Jy到0.067+/-0.007 Jy），其中我们引用了峰值强度的5 σ误差和积分通量的10%误差。我们提出的无线电图像的W 49 A区域在两个时期，差异的图像，表明流量密度减少的位置，并讨论的流量密度减少附近的W 49 A/G2的位置的解释。

ALMA对NGC 6334 S $-$的观测I：在亚音速和跨音速对流云中形成大质量恒星和星团

ALMA observations of NGC 6334S $-$ I: Forming massive stars and cluster in subsonic and transonic filamentary clouds

介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）和Karl G. Jansky甚大阵列（JVLA）对位于NGC 6334分子云复合体西南端的大质量红外暗云NGC 6334 S（也称为IRDC G350.56+0.44）的观测。在$\sim$ 3 $^{\prime\prime}$角分辨率（$\sim$ 0.02 pc）下，ALMA观测所覆盖的H $^{13}$ CO $^{+}$和NH $_{2}$ D线表明，空间上无法分辨的非热运动主要是亚音速和跨音速的，这种情况类似于在低质量恒星形成分子云中发现的情况。经常在文献中报道的大质量恒星形成区域中观察到的超音速非热速度色散可能会由于望远镜光束内未解决的运动而导致空间分辨率差而显着偏置，从而扩大了观察到的线宽。我们的3~mm连续图像分辨出49个致密核，其质量范围从0.17到14 $M_{\odot}$。其中大多数都是用多个速度分量来解决的。我们的分析，这些气体的速度分量之间的反相关的气体质量和维里参数。这意味着质量越大的结构在引力作用下越不稳定。最后，我们发现NGC 6334 S云中的外部压力在限制这些致密结构方面很重要，并且可能在致密核心的形成中发挥作用，随后，嵌入年轻恒星。

利用HNCO谱线对大质量恒星形成区中的分子外流进行成像

Imaging Molecular Outflow in Massive Star-forming Regions with HNCO Lines

研究利用IRAM 30米望远镜对9个大质量恒星形成区的HNCO (4--3)谱线翼成像，证明HNCO可有效示踪分子外流并反映激波化学。

大质量恒星形成团块中的质子化CO2

Protonated CO2 in massive star-forming clumps

星际CO2是碳和氧的重要储存库，也是尘埃颗粒冰地幔的主要成分之一，但由于没有永久的偶极矩，在冷气体中无法直接观察到。它的质子化形式HOCO+被认为是气态CO2的良好代表。然而，到目前为止，它只在少数恒星形成区域被发现，因此它的星际化学还没有得到很好的理解。我们在11个大质量恒星形成团块中发现了HOCO+谱线。到目前为止，我们的观测增加了恒星形成区探测数量的三倍多。我们已经推导出相对于H2的射束平均丰度在0.3和3.8 x 10^{-11}之间。我们比较了这些值与H13 CO+，HOCO+的可能的气相前体，和CH 3OH，表面化学的产物的丰度。我们发现与H13 CO+正相关，而与CH 3OH没有相关性。我们认为，气相形成路线从HCO+开始在HOCO+的形成中起着重要的作用，也许更相关的质子化的CO2（蒸发后，后者从冰冷的尘埃地幔）。

恒星形成区S231-S235致密质量团的分子辐射

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。

Characterizing the radio continuum nature of sources in the massive star-forming region W75N (B)

The massive star-forming region W75N~(B) is thought to host a cluster of massive protostars (VLA~1, VLA~2, and VLA~3) undergoing different evolutionary stages. In this work, we present radio continuum data with the highest sensitivity and angular resolution obtained to date in this region, using the VLA-A and covering a wide range of frequencies (4-48~GHz), which allowed us to study the morphology and the nature of the emission of the different radio continuum sources. We also performed complementary studies with multi-epoch VLA data and ALMA archive data at 1.3 mm wavelength. We find that VLA…

Multiple HC$_3$N line observations towards 19 Galactic massive star-forming regions

We performed observations of the HC$_3$N (24-23, 17-16, 11-10, 8-7) lines towards a sample consisting of 19 Galactic massive star-forming regions with the Arizona Radio Observatory 12-m and Caltech Submillimeter Observatory 10.4-m telescopes. HC$_3$N (24-23, 17-16, 11-10, 8-7) lines were detected in sources except for W44, where only HC$_3$N (17-16, 11-10) were detected. Twelve of the nineteen sources showed probable line wing features. The excitation temperatures were estimated from the line ratio of HC$_3$N (24-23) to HC$_3$N (17-16) for 18 sources and are in the range 23-57 K. The line widt…

通过盘碎裂形成光谱质量原双星

Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation

大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。

大质量恒星形成区NGC 2024的分子环境：多重CO跃迁分析

The molecular environment of the massive star forming region NGC 2024: Multi CO transition analysis

NGC 2024是一个大质量恒星形成的地点，具有复杂的内部结构，由年轻恒星，外流和恒星风加热造成。这些复杂的云结构导致复杂的发射线形状。本文的目的是表明，在NGC 2024中的12个CO线的复杂的线形可以解释一致的模型，其温度和速度结构的基础上建立的PDR和水泡模型的情况下。我们提出了7个CO线的速度分辨光谱，范围从J=3到J=13，我们结合这些数据与CO高频数据从ISO卫星。我们发现，大部分的分子云与NGC 2024由温暖（75 K）和致密（9 e5 cm-3）的气体。一个额外的热（~ 300 K）的组件，位于HII区和分子云的界面，需要解释的高J CO线的发射。深吸收缺口表明，非常冷的材料（20 K）存在于前面的温暖的材料，太。与PDR模型预测的温度和柱密度结构一致，结合Blister模型的速度结构，适当地描述了观测到的这个大质量恒星形成区域的发射线轮廓。NGC 2024的这个案例研究表明，通过对这些复杂区域的物理见解和仔细的建模，CO的多线观测可以用来获得大质量恒星形成区域的详细物理条件。

Sub-arcsecond Imaging of the Complex Organic Chemistry in Massive Star-forming Region G10.6-0.4

Massive star-forming regions exhibit an extremely rich and diverse chemistry, which in principle provides a wealth of molecular probes, as well as laboratories for interstellar prebiotic chemistry. Since the chemical structure of these sources displays substantial spatial variation among species on small scales (${\lesssim}10^4$ au), high angular resolution observations are needed to connect chemical structures to local environments and inform astrochemical models of massive star formation. To address this, we present ALMA 1.3 mm observations toward OB cluster-forming region G10.6-0.4 (hereaft…

W33A MM1的辐射转移模拟：复杂大质量恒星形成区的三维结构和动力学

Radiative transfer modelling of W33A MM1: 3-D structure and dynamics of a complex massive star forming region

我们提出了一个复合模型和辐射转移模拟的大质量恒星形成的核心W33A MM1。该模型是定制的复制与ALMA在$\approx 0.2$ arcsec分辨率CH $_3$ CN和尘埃排放中观察到的复杂功能。MM1核心分裂成六个紧凑的源共存于$\sim 1000$ au。在我们的模型中，这些紧凑的源中有三个更好地表示为围绕中心（原）恒星的盘包络系统，两个作为具有中心物体的包络，一个作为纯包络。最突出的天体（主）的模型包含最大质量的（原）恒星（$M_\star\approx7~M_\odot$）和盘+包层（$M_\mathrm{gas}\approx0.4~M_\odot$），并且是最明亮的（$L_\mathrm{Main} \sim 10^4~L_\odot$）。模型光盘是小（几百au）的所有来源。复合模型表明，细长的螺旋状功能收敛到MM1核心可以令人信服地解释为一个附加的吸积流，饲料上升的恒星系统。该细丝的运动学通过焦点位于该区域质量中心的抛物线轨迹来再现。在这条暗条内存在径向坍缩和碎裂，以及两个源之间存在较小的对流。我们的模型支持一种解释，即曾经被认为是一个大质量的恒星与$\sim 10^3$金光盘和信封，而不是一个形成恒星协会似乎是维里化，并形成几个低质量的恒星每个高质量的对象。

与IRAS 18507+0121源有关的大质量恒星形成区的新爆发变星

New eruptive variable in the massive star-forming region associated with IRAS 18507+0121 source

目标。本文报道了在与IRAS 18507+0121源和GAL 034.4+00.23 HII区有关的恒星形成区内发现的一个嵌入式年轻恒星天体（YSO）的强烈爆发，其编号为UKIDSS-J185318.36+012454.5。方法.利用档案测光数据和图像，我们确定了爆发的幅度和时期，以及演化阶段和对象的基本参数。结果根据该天体的近、中红外颜色和光谱能量分布，我们将其归类为一个处于0/I类演化阶段的中等质量年轻恒星天体（YSO）。2004-2006年期间发生了爆发。亮度的幅度至少为Ks = 5.0 mag. UKIDSS-J185318.36+012454.5的光度和光谱数据的总和不允许分类为FUor或EXor。我们可以把它看作是一个具有混合特征的爆发型变星或MNor型天体。

大质量恒星形成星系中黑洞自转与恒星形成的关系

The relation between black hole spin and star formation in massive star-forming galaxies

本研究利用大样本发现黑洞自转与大质量恒星形成星系的恒星形成活动显著相关，且早型与晚型星系中的调节机制可能相似。

大质量年轻恒星形成复合体的红外和X射线研究：中红外观测和星表

A Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray: Mid-Infrared Observations and Catalogs

本文介绍了斯皮策红外线和X射线大质量年轻恒星形成复合体研究（MYStIX）的IRAC观测和恒星光度表。MYStIX是一个多波长的普查，包含了20个附近（d < 4 kpc）的年轻恒星成员，银河系，至少包含一颗O星的恒星形成区域。所有区域都有斯皮策太空望远镜提供的数据，包括11个区域的GLIMPSE或其他出版的目录，以及我们自己对其余9个区域的档案数据进行光度分析的结果。本文旨在从斯皮策图像中构建深入可靠的源目录。对这些区域的中红外研究面临着拥挤和高星云的挑战。我们的新目录通常包含比现有斯皮策研究更暗的源，这提高了与可能是年轻恒星的钱德拉X射线源的匹配率，但增加了虚假点源检测的可能性，特别是在星云中的峰值。IRAC彩色图有助于区分星云PAH发射的虚假检测与年轻恒星周围尘埃盘相关的红外过量。中红外色星等图和色色图上的源分布反映了MYStIX区域之间的差异，包括恒星年龄和盘演化等天体物理效应。

大质量恒星形成区天鹅座OB2。II。综合恒星性质和恒星形成历史

The Massive Star Forming Region Cygnus OB2. II. Integrated Stellar Properties and the Star Formation History

天鹅座OB 2是最接近大质量恒星形成区的例子，包含超过50颗O型恒星和数百颗B型恒星。利用最近公布的钱德拉X射线点源深星表，结合互补光学和近红外测光，分析了天鹅座OB 2中两个区域的年轻恒星的性质。我们的样本完整到1 Msun（不包括不发射X射线的A型和B型恒星），这是迄今为止对天鹅座OB 2恒星性质和恒星形成历史的最深入研究。根据Siess等人（2000年）的等时线与近红外色星等图的拟合，我们得出这两个区域的源的年龄分别为3.5（+0.75/-1.0）和5.25（+1.5/-1.0）百万年，这两个区域的等时线都与MS前的等时线有相当大的差距。一个比现在的O-型恒星稍老的恒星星族的存在，也符合我们发现的具有内部周星盘的源的低比例（通过K-波段过量追踪），这是非常低的，但对于年龄约为500万年的恒星族来说是合适的。我们还发现，该地区缺乏一个人口的高度嵌入源，经常观察到在年轻的恒星形成区，这表明在附近的恒星形成已经下降。我们在这个极限下测量了恒星质量函数，发现Gamma = -1.09 +/- 0.13的幂律斜率，与Kroupa（2002）估计的全球平均值非常一致。在更高的质量下，观测到斜率变陡，并认为这是由于上一代恒星的存在，这些恒星已经失去了它们最大的质量。最后，结合我们的质量函数和对星协径向密度分布的估计，表明Cyg OB 2的总质量约为3 x 10^4 Msun，与我们银河系许…

流入和流出对大质量恒星形成区的影响

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。

朝向分子团的电离气体：大质量恒星形成区的物理性质

Ionized Gas Towards Molecular Clumps: Physical Properties of Massive Star Forming Regions

我们已经进行了搜索电离气体在3.6厘米，使用甚大阵列，对31个银河系中，高质量的团块在以前的毫米连续观测检测。在10个观测场中，共识别出35个HII区，其中20个是新发现的。许多HII区域都是多重峰值，表明存在一个大质量恒星群。我们发现电离气体倾向于与毫米团簇相关联;在观察到的31毫米团簇中，其中9个似乎与电离气体物理相关，另外6个在1 '内有电离气体发射。对于与电离气体相关的团块，电离大质量恒星的组合质量与团块质量进行比较，以提供瞬时恒星形成效率的估计。这些值的范围从百分之几到25%，平均值为7 +/-8%。我们还发现了一个相关的质量和质量的电离质量的恒星在它，这是符合幂律。这一结果与竞争性吸积恒星形成的预测相当，即星团中质量最大的恒星的质量与其余恒星的总质量之间存在幂律关系。

在G333巨大分子云中大质量恒星形成核中的流入、流出和turbulence

Infall, outflow, and turbulence in massive star-forming cores in the G333 giant molecular cloud

我们提出了三个大规模的分子外流源，G333.6-0.2，G333.1-0.4，和G332.8-0.5的分子线成像观测，所有这些也显示了证据，在G333巨分子云（GMC）的流入。所有这三个都在IRAS源的光束大小（36角秒）内，1.2毫米的尘埃团，各种激射物质和射电连续探测到的HII区域，因此与高质量恒星形成有关。我们提出的分子线数据和导出的流出物的物理性质，包括质量，运动学和能量，并讨论其驱动源的推断特征。每个叶瓣的外流质量是10到40个太阳质量，核心质量是10^3个太阳质量。流出物的大小尺度为十分之几秒差距，时间尺度为几× 10 ^4年，质量损失率为几× 10 ^-4太阳质量/年。我们还发现核心是湍流和高度超音速。

高红移大质量静态半导体与星形半导体一样平坦：CANDELS/3D-HST中半导体的平坦化及其与结构性质的关系

High Redshift Massive Quiescent Galaxies are as Flat as Star Forming Galaxies: The Flattening of Galaxies and the Correlation with Structural Properties in CANDELS/3D-HST

我们利用视轴比$q$研究了在所有5个CANDELS/3D-HST场中的$0.2<z<4.0$处星系的中值扁平。我们将样本分成红移，恒星质量，sérsic指数，大小和UVJ确定的恒星形成状态的箱，以发现中位数$q$（$q_{med}$）最重要的驱动因素。$z<1$和$M_{*}>10^{11}M_{\odot}$的静止星系比质量较低的星系更圆，这与它们通过干合并显着增长的假设一致。在高红移的大质量静止星系变得更平坦，和在$2.5<z<3.5$的恒星形成大质量星系一样平坦，与通过直接转换或湿合并形成一致。我们发现，在静止的星系，与$q_{med}$和$M_{*}$，$z$和$r_{e}$的相关性驱动的演化在sérsic指数（$n$），符合不断增长的积累较小的合并在较低的红移。有趣的是，$n$并没有在恒星形成星系中完全推动这些趋势。相反，在恒星形成的星系中，最强的预测$q$的是有效半径，在那里较大的星系更平坦。我们的研究结果表明，$q_{med}$是跟踪膨胀到总（$B/T$）星系的比例，这将解释为什么较小/更大质量的恒星形成星系比他们的扩展/质量较小的类似物更圆，虽然目前还不清楚为什么sérsic指数与恒星形成星系的扁平化比静止星系更弱。

大质量恒星形成区的44 GHz甲醇脉泽目录。IV。大质量的原恒星样本

A catalog of 44 GHz methanol masers in massive star-forming regions. IV. The high-mass protostellar object sample

本文报道了用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）; 56个场中有24个显示出脉泽发射。这些数据使我们能够证明协会，在角秒精度，I类脉泽排放与流出，HII地区，和冲击跟踪4.5微米的排放。我们发现，共有83个脉泽组件的线宽范围从0.17至3.3公里秒$^{-1}$与近平坦的分布和一个中位数值为1.1公里秒$^{-1}$。脉泽相对于宿主云系统速度的相对速度范围从$-$ 2.5到3.1 km s $^{-1}$，分布峰值接近零。我们还研究了脉泽之间的相关性和所谓的扩展绿色物体（EGO）从GLIMPSE调查。在每个领域的多个来源，揭示了从红外图像以及从VLA档案数据厘米连续发射，在大多数情况下，44 GHz脉泽的位置相关的EGO似乎跟踪在外地的年轻来源。我们报告一个可能的情况下，44 GHz脉泽与低质量原恒星。如果得到证实，这个区域将是第五个已知的恒星形成区域，拥有与低质量原恒星相关的I类脉泽。我们讨论三种可能的情况下，微波激射器的可变性。

低金属丰度恒星形成星系中He II的窄发射。超大质量恒星群的星风辐射

Narrow He II emission in star-forming galaxies at low metallicity. Stellar wind emission from a population of Very Massive Stars

在最近的一项研究中，发现恒星形成星系的HeII辐射在红移2和4.6之间，以两种模式出现，以其HeII发射线的宽度区分。广泛的HeII发射已被归因于恒星发射人口的演变沃尔夫-拉叶（WR）的恒星，而狭窄的HeII发射已被归因于星云发射人口的非常热的PopIII恒星在口袋中形成的原始气体在中等红移。在这项工作中，我们提出了一个替代方案的起源狭窄的HeII发射，即非常大质量的恒星（VMS）在低金属量（Z），形成强大的，但缓慢的WR型恒星风，由于他们接近爱丁顿极限。我们估计预期的HeII线通量和等效宽度的基础上的风模型VMS和人口合成模型，并比较结果与最近的观测恒星形成星系在中等红移。所观察到的HeII线的强度和等效宽度是符合预期的人口VMS在一个或多个年轻的超星系团位于这些星系。在我们的方案中，两种观测到的HeII辐射模式起源于低Z下处于不同演化阶段的大质量恒星星族。如果这种解释是正确的，就没有必要假设存在中等红移的PopIII恒星来解释观测到的窄HeII辐射。一个有趣的可能性是存在自富集VMS，在极低的Z下具有类似的WR型光谱。在未来用詹姆斯韦伯太空望远镜研究高红移的恒星形成星系时，可能会探测到来自这种非常早期的VMS的恒星HeII辐射。在现有的星族合成模型中，VMS的HeII辐射被忽略的事实通常会影响对年轻恒星星族积分谱的解释。

Modeling disks and magnetic outflows around a forming massive star: II. Dynamics of jets from massive protostars

Forming massive stars launch outflows of magnetic origin, which in fact serve as a marker for finding sites of massive star formation. However, both the theoretical and observational study of the mechanisms that intervene in the formation and propagation of such outflows has been possible only until recent years. With this work, we aim to study in detail the mechanisms that drive highly collimated outflows from early stages of the formation of a massive star, and how those processes are impacted by the properties of the natal environment of the forming massive star. We perform a series of 31 s…

大质量恒星形成区综合X射线星表第二部分

The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Second Installment

我们提出了大质量恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 2）的第二部分，汇编了钱德拉/ACIS对16个银河系MSFR及其周围区域的观测中检测到的X射线点源。MOXC 2包括13个ACIS镶嵌图，其中三个包含一对不同距离的不相关MSFR，总目录为18，396个点源。MSFR的采样范围从1.3 kpc到6 kpc，人口从单一的大质量原恒星到银河系中已知的最大质量的年轻大质量星团。通过仔细地检测和去除X射线点源到最微弱的显著极限，我们促进了剩余的未解决的X射线发射的研究。通过与追踪光子主导区域和电离锋的中红外图像的比较，我们看到未解析的X射线发射主要是由于穿过这些MSFR的热等离子体，这是大质量恒星的风和超新星反馈的结果。MOXC 2中研究的16个MSFR是MOXC 1样本的两倍多，拓宽了ACIS MSFR探索的参数空间，并扩大了钱德拉对当代恒星形成科学的重大贡献。

大质量恒星形成区CH_3OH 7_0-6_1 A^+脉泽源星表II。NGC 6334 F、G8 .67-0.36和M17中的微波激射器

A Catalog of CH_3OH 7_0-6_1 A^+ Maser Sources in Massive Star-Forming Regions. II. Masers in NGC 6334F, G8.67-0.36, and M17

我们给出了在44 GHz处7_0-6_1 A^+甲醇脉泽向NGC 6334 F、G8.67-0.36和M17跃迁的甚大阵列观测结果。这些弧秒分辨率的观测完成了以前的，更大的VLA调查，这脉泽过渡在高质量的恒星形成区域报告的库尔茨等人。我们确认存在44 GHz的甲醇脉泽发射在所有三个来源，检测八个不同的脉泽组件在NGC 6334 F，12个组件在G8.67-0.36和一个在M17。

猎户座大质量恒星形成区扩展的高圆极化：太阳系同手性起源的意义

Extended High Circular Polarization in the Orion Massive Star Forming Region: Implications for the Origin of Homochirality in the Solar System

我们在猎户座星云中呈现了一幅宽视场（~ 6 'x6'）和深近红外（Ks波段：2.14微米）的圆偏振图像，其中大质量恒星和许多低质量恒星正在形成。我们的研究结果表明，一个高圆偏振区域在空间上扩展（~0.4 pc）周围的大质量恒星形成区，BN/KL星云。然而，其他区域，包括线性偏振的猎户座酒吧，没有显示出显着的圆偏振。与BN/KL星云相比，大多数低质量的年轻恒星在线偏振或圆偏振下都没有可检测到的扩展结构。如果我们的太阳系形成于一个巨大的恒星形成区，并受到净圆偏振辐射的照射，那么通过不对称光化学，陨石母体中可能会产生过量的对映体，并随后传递到地球。这些可能在地球上生物同手性的发展中发挥了作用。

The Velocity Dispersion Function for Massive Quiescent and Star-Forming Galaxies at 0.6 $<$ z $\leq$ 1.0

We present the first direct spectroscopic measurement of the stellar velocity dispersion function (VDF) for massive quiescent and star-forming galaxies at $0.6 < z \leq 1.0$. For this analysis we use individual measurements of stellar velocity dispersion from high-S/N spectra from the public Large Early Galaxy Astrophysics Census (LEGA-C) survey. We report a remarkable stability of the VDF for both quiescent and star-forming galaxies within this redshift range, though we note the presence of weak evolution in the number densities of star-forming galaxies. We compare both VDFs with previous dir…

大质量恒星形成区的三角视差：G012 .88+0.48和W33

Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: G012.88+0.48 and W33

本文报道了利用甚长基线阵列进行的棒旋结构遗产（BeSSeL）巡天中，在G012.88+0.48区域和大质量恒星形成复合体W33（包含G012.68--0.18，G012.81--0.19，G012.90--0.24，G012.90--0.26）中水脉泽的三角视差。这些脉泽的视差距离与$2.40^{+0.17}_{-0.15}$ kpc一致，后者将W33和G012.88+0.48定位在盾座旋臂上，我们的结果表明W33是一个单星形成的复合体，其运动学距离约为3.7 kpc的三分之二。因此，基于运动学距离的这个区域的光度和质量被高估了两倍以上。W33\，Main星团的光谱类型必须改变1.5个点才能变成更晚的类型。

大质量恒星形成区气体和尘埃物理性质的比较

The Comparison of Physical Properties Derived from Gas and Dust in a Massive Star-Forming Region

我们通过比较气体和尘埃各自的物理性质，探索大质量恒星形成区域中气体和尘埃之间的关系。我们比较的温度和柱密度在一个巨大的恒星形成红外暗云（IRDC，G32.02+0.05），它显示了一系列的演化状态，从静止到活跃。利用NH3的（1，1）、（2，2）和（4，4）跃迁在Karl G. Jansky甚大阵列（VLA），而尘埃温度和柱密度的计算使用卷云减去，修改后的黑体适合赫歇尔数据。我们通过比较推导出的柱密度，计算出NH3的丰度为4.6 x 10^-8。在最冷的恒星形成区，我们发现测得的尘埃温度低于测得的气体温度（平均值和标准差T_dust ~ 11.6 +/- 0.2 K vs. T_gas ~ 15.2 +/- 1.5 K），这可能表明气体和尘埃在最年轻的区域没有很好地耦合（~0.5百万年），或者这些观测探测了尘埃和/或气体温度测量不可靠的区域。最后，我们计算毫米通量的基础上的温度和柱密度来自NH3，这表明毫米尘埃连续观测的大规模恒星形成的地区，如Bolocam银河系平面调查或ATLASGAL，可以探测热核心，冷核心，和致密的气体通道，它们形成，一般不占主导地位的最热的核心。

大质量恒星形成区综合X射线星表第三部分

The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Third Installment

我们提供给恒星形成社区的大规模恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 3）的第三部分，汇编X射线点源检测到的14个银河系MSFR和周围领域的50个档案钱德拉/ACIS观测。MOXC 3 MSFR是NGC 2264、NGC 6193、RCW 108-IR、Aur OB 1、DR 15、NGC 6231、Berkeley 87、NGC 6357、AFGL 4029、h Per（NGC 869）、NGC 281、Onsala 2S、G305和RCW 49（Wd 2）;它们的距离为0.7 kpc至4.2 kpc。大多数的年轻恒星星族呈现出成团或成簇的状态;有几个包含至少两个截然不同的大质量年轻星团。MOXC 3总目录包括27，923个X射线点源。我们非常小心地识别这些领域中最微弱的X射线点源。这使我们能够消除这种点光源，揭示弥漫和包围MSFR的漫射X射线结构，通常由大质量恒星反馈的热等离子体产生。正如我们在MOXC 1和MOXC 2中所发现的，在所有MOXC 3 MSFR中，漫射X射线发射都是可追踪的;在这里，我们进行光谱拟合以研究选定漫射区域的起源。MOXC 3再一次显示了Chandra支持的MSFR高空间分辨率X射线研究的价值。

自z=3以来作为恒星质量函数的静止和恒星形成星系的分数演化：早期宇宙中大质量尘埃恒星形成星系的重要性增加

The Evolution of the Fractions of Quiescent and Star-forming Galaxies as a Function of Stellar Mass Since z=3: Increasing Importance of Massive, Dusty Star-forming Galaxies in the Early Universe

利用UltraVISTA DR 1和3D-HST星表，我们构建了一个恒星质量完整的样本，其独特的组合调查的体积和深度，研究的分数的演化的静止星系，适度清晰的恒星形成的星系，尘埃恒星形成的星系作为一个函数的恒星质量在红移间隔$0.2 \le z \le 3.0$。我们发现，尘埃恒星形成星系的整体星系人口中的作用变得更加重要，随着恒星质量的增加，并迅速增长的红移。具体来说，尘埃恒星形成星系占主导地位的星系人口与$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.3$在$z\gtrsim2$。尘埃和非尘埃恒星形成星系的比例作为恒星质量的函数，随红移的变化很小。尘埃恒星形成星系在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.0-10.5$的恒星形成种群中占主导地位，是$\sim$ 3-5的一个因子，而在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \lesssim 10$中，清晰的恒星形成星系占主导地位。在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} > 10.5$，红色星系在所有红移$z<3$的星系群中占主导地位，这可能是因为它们处于静止状态（在晚期）或尘埃恒星形成（在早期宇宙）。

一个平面：大质量恒星形成和静止星系位于z~0和z~0.7的同一质量基本平面上

One Plane for All: Massive Star-Forming and Quiescent Galaxies Lie on the Same Mass Fundamental Plane at z~0 and z~0.7

星系结构和动力学之间的标度关系已被广泛研究的早期和晚型星系，无论是在本地宇宙和高红移。盘状星系和椭圆星系，或者说恒星形成星系和静止星系之间的巨大差异，似乎是局部宇宙的特征;随着对大质量星系的观测探测到更高的红移，这种明显的区别开始瓦解。本文研究了所有大质量星系（$σ\gtrsim$ 100 km/s）的质量基本面的存在性。这项工作包括来自SDSS的本地星系（0.05<z<0.07），以及31个恒星形成星系和72个中等红移（z~0.7）的静止大质量星系，这些星系的吸收线运动学来自深空-DEIMOS光谱，结构参数来自HST成像。在两个参数标度关系中，恒星形成和静止星系在结构上和动力学上都不同。然而，我们发现，大规模的恒星形成和静止星系位于几乎相同的质量基本面，或恒星质量表面密度，恒星速度色散和有效半径之间的关系。该关系中的散射（关于$\logσ$测量）较低：在z~0时为0.072 dex（0.055 dex内在），在z~0.7时为0.10 dex（0.08 dex内在）。这个三维表面并不是唯一的：维里关系，有或没有依赖于光度轮廓形状，可以连接星系结构和恒星动力学与类似的散射。这一结果建立在最近发现的基础上，即早型星系的质量基本面自z~2以来一直是稳定的（Bezanson et al. 2013）。正如我们现在发现这也适用于恒星形成星系z~0.7，这意味着这些星系的标度关系将最小限度地受…

大质量恒星形成团块的质量尺度标度M~ r^1.67--turbulence调节的引力坍缩证据

Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse

我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。

W43视差：银河系横杠附近的大质量恒星形成复合体

The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar

我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。

在大质量黑洞周围形成错位的恒星盘：银河系中心的云坠落

Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre

围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。