Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-Mass Starless Cores to High-Mass Protostellar Objects II. HC$_{3}$N and N$_{2}$H$^{+}$
我们用野边山45米射电望远镜对17个高质量无星核（HMSC）和28个高质量原恒星天体（HMPO）在81 $-$ 94 GHz波段进行了HC $_{3}$ N，N $_{2}$ H $^{+}$，CCS和cyclic-C $_{3}$ H $_{2}$的分子发射线巡天观测。我们已经在除一个以外的所有靶源中检测到N $_{2}$ H $^{+}$，并且在14个HMSC和26个HMPO中检测到HC $_{3}$ N。我们研究了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）柱密度比作为块状岩芯化学演化指标。通过Kolmogorov-Smirnov（K-S）检验和Welch t检验，我们证实了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）比值从HMSCs到HMPO降低。在高质量恒星形成区的这种趋势与低质量恒星形成区相反。此外，我们还发现HMPO中碳链物种（HC $_{3}$ N、HC $_{5}$ N和CCS）的探测率与低质量原恒星中的探测率不同。与低质量原恒星相比，高质量原恒星中氰基多炔（HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N）的检出率较高，CCS的检出率较低。我们讨论了这些差异的可能解释。
2019-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-mass Starless Cores to High-mass Protostellar Objects I: HC3N and HC5N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜在42 $-$ 45 GHz波段对17个高质量无星核（HMSC）和35个高质量原恒星天体（HMPO）进行了HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N的巡天观测。我们分别从15例HMSC和28例HMPO中检测到HC $_{5}$ N，从5例HMSC和14例HMPO中检测到HC $_{5}$ N。发现HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N的柱密度的平均值分别为（$5.7 \pm 0.7$）$\times 10^{12}$和（$1.03 \pm 0.12$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$。推导出HMSC和HMPO中HC $_{3}$ N丰度分数的平均值分别为（$6.6 \pm 0.8$）$\times 10^{-11}$和（$3.6 \pm 0.5$）$\times 10^{-11}$。使用Kolmogorov-Smirnov检验，我们发现HC $_{3}$ N的丰度分数从HMSC到HMPO降低。另一方面，从HMSC到HMPO，其柱密度的平均值略有增加。这可能意味着HC $_{3}$ N是在HMPO区的致密气体中新形成的。我们还研究了HMPO中HC $_{3}$ N柱密度与光质比（$L/M$）的关系。HC $_{3}$ N的柱密度随$L/M$比值的增大而减小，表明HC $_{3}$ N被恒星活动破坏。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bolocam Galactic Plane Survey. XIV. Physical Properties of Massive Starless and Star Forming Clumps
我们排序$4683$分子云之间的$10^\circ< \ell <65^\circ$从Bolocam银河平面调查的基础上观测诊断的恒星形成活动：紧凑的$70$ $μ{\rm m}$源，中红外颜色选择的YSO，${\rm H_2O}$和${\rm CH_3OH}$脉泽，和UCHII地区。我们还提出了一个综合的${\rm NH_3}$派生的气体动力学温度和${\rm H_2O}$脉泽目录$1788$团块从我们自己的GBT 100米的观测和文献。我们确定了一个子样本的$2223$（$47.5\%$）无星丛候选人，最大和最强大的样本确定从盲法调查。当按恒星形成指标排序时，通量密度、通量浓度、立体角、动力学温度、柱密度、半径和质量的分布显示出强烈的（$>1$ dex）进展。中位无星团块候选者在边缘上是亚维里的（$α\sim 0.7$），已知距离的团块的$>75\%$是引力束缚的（$α< 2$）。这些样本显示，从无恒星候选者到与原恒星相关的团块，$ΔM \sim 170-370$ M $_\odot$的中位团块质量在统计学上显著增加。这种趋势可能是由于（i）质量增长的团块在$\dot{M}\sim200-440$ Msun Myr $^{-1}$的平均自由落体$0.8$ Myr时间尺度，（ii）一个系统的因素，两个增加的尘埃不透明度从无星到原恒星阶段，（iii）和/或变化的比例无星到原恒星团块…
2015-11-27 astro-ph.GA
Ices in starless and starforming cores
冰颗粒地幔通常通过红外光谱观测到致密云、云核、原恒星包层和原行星盘。高达80%的可用氧、碳和氮都存在于这些冰中;最常见的冰成分-- H2O、CO2和CO --在许多恒星形成区的丰度仅次于H2。除了作为一个分子库，冰化学是负责大部分的化学演变，从水到复杂的，益生元分子。结合现有的ISO，斯皮策，VLT和凯克冰数据的结果在一个大样本的冰源（\sime 80），跨越所有阶段的恒星形成和大范围的原恒星光度（<0.1-105 L \odot）。在这里，我们总结了不同的技术，已被应用到挖掘这个冰的数据集上的信息，在不同的环境中的典型冰成分，这意味着什么冰的形成和演变过程中的恒星和行星形成。重点是如何最大限度地利用冰观测的经验约束，其次是从实验和模型的信息的应用。这一策略被用来识别冰带，并限制哪些冰在云形成的早期形成，哪些冰在星前核心形成，哪些冰需要原恒星的热量和/或紫外线辐射才能形成。统计检验，生存分析和冰地图的效用是突出的，后者直接揭示了星前冰的形成发生在两个阶段，分别与H2O和CO冰的形成，大多数原恒星冰的变化可以解释的差异在星前CO冰形成阶段。最后，特别注意直接观察复杂冰的困难，以及气体观测，实验和模型如何帮助限制这一冰化学阶段。
2011-07-28 astro-ph.GA
Searching for shocks in high-mass starless clump candidates
为了寻找恒星形成早期的激波，我们利用韩国VLBI网络（KVN）的21米射电望远镜对100个高质量无星团簇候选者（SCC）样本进行了SiO J=1-0、2-1和3-2线以及H $_2$ CO $2_{12}-1_{11}$线的单点巡天。SiO J=1-0、2-1、3-2谱线和H $_2$ CO谱线的检出率分别为$31.0\%$、$31.0\%$、$19.5\%$和$93.0\%$。在大质量恒星形成的这个阶段，冲击似乎很常见。所观察到的SiO线的宽度（全宽零功率（FWZP））范围从3.4到55.1公里秒$^{-1}$。一个显着的分数（$\sim29\%$）检测到的SiO光谱具有宽线宽（FWZP $>20~km~s^{-1}$），这是非常有可能与快速冲击驱动的原恒星外流。这一结果表明，大约三分之一的SiO探测到的SCC不是真正的无星，而是原恒星。另一方面，约40 $\%$的SiO光谱显示窄线宽（FWZP<10 $km~s^{-1}$），可能与低速激波有关，这些激波不一定是原恒星起源的。估计的SiO柱密度主要是$0.31-4.32\times10^{12}~cm^{-2}$。通过比较SiOJ =1-0和2-1谱线的SiO柱密度，我们认为SCC中的SiO分子可能处于非LTE状态。H $_2$的SiO丰度通常为$0.20-10.92\times10^{-10}$。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation and CO depletion in Barnard 5
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Max Planck Institute for extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究发现B5区域中德uterium分数和CO耗尽随核心类型变化，揭示了原恒星形成过程中德uterium化学受CO冻结和原恒星影响的机制。
2026-01-31 astro-ph.GA
Fragmenting Filaments and Evolving Cores -- Insights from Dust Polarisation Study of a filament in Northern Orion B
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Kyushu University（九州大学）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Tokushima University（德岛大学）；Kyushu Sangyo University（九州产业大学）；Kyushu Kyoritsu University（九州保健大学）；University College London（伦敦大学学院）；Nagoya University（名古屋大学）
研究通过尘埃偏振分析揭示了Orion B分子云中丝状物和核心的磁场特性及演化过程。
2025-12-22 astro-ph.GA
Origins of the shocks in high-mass starless clump candidates
本研究利用IRAM 30米望远镜对9个无星团块候选体进行多谱线成图观测，发现其中3个激波源于电离气体碰撞，6个与内部恒星形成活动相关，部分源显示原恒星外流特征。
2023-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
There are no starless massive proto-clusters in the first quadrant of the Galaxy
我们在λ = 1.1 mm的Bolocam银道巡天中寻找质量足以形成~10^4 M \odot星团的团块。18个候选的大质量原星系团被确定在银河系的第一象限以外的中央千秒差距。此示例包含质量M（clump）> 10^4 M_sun且半径r < 2.5 pc的团块。银河系大质量团簇形成的总速率为CFR（M_cluster > 10^4）~ 500万年^-1，这与从银河系疏散星团和M31大质量团簇中推断出的速率一致。我们发现，第一象限中的大质量原星团都在积极地形成大质量恒星，并将大质量团簇形成的无恒星阶段的寿命上限设为t_starless <0.5Myr。如果大质量星系团经历了一个无星阶段，所有的质量都集中在一个星系团中，这个阶段的寿命非常短。
2012-08-22 astro-ph.GA
Evidence of Core Growth in the Dragon Infrared Dark Cloud: A Path for Massive Star Formation
本文对龙云红外暗云（G28.37+0.07或G28.34+0.06）中1.3mm连续谱芯样品进行了统计分析。根据它们与分子外流的联系，样品被分为原恒星和无恒星核心。统计测试表明，原恒星的核心比无恒星的核心更大，即使在温度和不透明度的偏差。我们认为，质量差异表明核心质量增长，因为他们的形成。质量增长意味着大质量恒星的形成可能不一定要从巨大的星前核心开始，这取决于核心质量增长率。它对核心质量函数与恒星初始质量函数关系的影响有待进一步探讨。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isolated starless cores in IRDCs in the Hi-GAL survey
在以前的论文中，我们确定了红外暗云（IRDC）的核心。我们认为那些没有嵌入源的是进化程度最低的，并将它们标记为无星。在这里，我们确定了最孤立的无星核心和模型，他们使用三维，多波长，蒙特卡罗，辐射转移代码。导出了核的物理参数，讨论了核的质量、温度、密度、大小与周围星际辐射场的关系。核心的质量被发现与它们的径向尺寸或中心密度无关。核心表面的温度几乎完全取决于核心周围ISRF的水平。没有相关性被发现在核心的中心温度和它的本地ISRF。相反，这被认为取决于核心的密度和质量。
2012-05-08 astro-ph.GA
A study of the $c$-$\mathrm{C_{3}HD}$/$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$ ratio in low-mass star forming regions
我们使用$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$的氘化来探测无星和原恒星核的物理参数，与它们的演化状态相关，并将其与$\mathrm{N_{2}H^{+}}$-氘化进行比较，以研究含C和含N物质的氘化之间可能的差异。我们在金牛座和英仙座复合体的10个无星核和5个原恒星中观测到了主要的$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$、单氘和双氘的$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$和$c$-$\mathrm{C_{3}D_{2}}$以及同位素体$c$-$\mathrm{{H^{13}CC_{2}H}}$。我们检查了$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值与尘埃温度以及$\mathrm{H_2}$柱密度和CO消耗因子之间的相关性。所得$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值在误差条内，与检测到$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$的所有无星岩心中的$10\%$一致。这也解释了除了源HH 211之外的原恒星，在那里我们测量了高氘水平的$23\%$。$\mathrm{N_{2}H^{+}}$的氘化遵循相同的趋势，但在动态演化的核心L1544中要高得多。朝向原恒星核心，温度最低的天体在$c$-$\mathrm…
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicted Sizes of Pressure-Supported HI Clouds in the Outskirts of the Virgo Cluster
利用ALCAFA Arecibo HI星系调查和XMM-牛顿的室女星系团X射线压力分布的数据，我们调查的可能性，无星暗HI团块，也被称为“暗星系”，是由周围的星系团间介质的外部压力支持。我们发现，无星HI团块的质量，速度色散和位置允许这些团块的压力平衡与X射线气体的维里半径附近的室女星系团。我们预测这些团块的大小范围从1-10千秒差距，在协议的范围内发现的空间分辨HI无星团块室女座外的大小。基于预测的HI表面密度的室女座的来源，以及其他类似的解决ALGOFA HI暗块与后续的光学/无线电观测的样本，我们预测，大多数的HI暗块的尖点形成的恒星。因此，这些HI源标志着无星HI云和有星矮星系之间的过渡。
2016-05-13 astro-ph.GA
Searching for Inflow Towards Massive Starless Clump Candidates Identified in the Bolocam Galactic Plane Survey
最近的银河平面调查尘埃连续发射的长波长已经确定了人口密集，大规模的团块没有证据表明正在进行的恒星形成。这些巨大的无星星团候选者是在大质量恒星形成的反馈影响星团之前寻找大质量恒星形成的初始阶段的绝佳场所。在这项研究中，我们寻找流向无星团块的气体的光谱特征，其中一些质量足以形成大质量恒星。我们使用亚利桑那州射电天文台12米望远镜，在HCO+ J = 1-0观测了Bolocam银道巡天（BGPS）中发现的101个无星团候选者。我们发现对于整个调查，E =（Nblue-Nred）/Ntotal = 0.03的小的蓝色过量。我们确定了6块是流入运动的良好候选者，并使用辐射转移模型计算质量流入率，范围从500 - 2000 M /百万年。如果观察到的线轮廓确实是由于大规模的流入运动，那么这些团块通常会在自由降落时使其质量加倍。我们的调查发现，在我们的银河系中，具有HCO+ J = 1-0流入签名的大规模BGPS无星团块候选者是罕见的。
2018-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for starless clumps in the ATLASGAL survey
在这项研究中，我们提出了一个公正的样本的最早阶段的大质量恒星形成跨越20平方度的天空。在10度<1 <20度和|b| <1度的区域内，我们在870微米处搜索ATLASGAL测量的致密气体冷凝。这些团块被仔细检查，以寻找正在进行的恒星形成的迹象，使用来自GLIMPSE源目录的YSO以及24微米MIPSGAL图像中的源，以寻找无星团块。我们计算的柱密度，以及运动距离和质量的来源，从光谱观测的v_lsr是已知的。在给定的区域内，我们确定了210个无星团块，其峰值柱密度> 1 x 10 e23 cm^（-2）。特别是，我们确定了银河系另一边潜在的无星团块。团块的大小在0.1 pc到3 pc之间，质量在几十个太阳质量到几万个太阳质量之间。它们中的大多数可能形成大质量恒星，但在20平方度的区域中，我们只发现14个区域的质量足以形成质量超过20个太阳质量的恒星，3个区域有可能形成质量超过40 - 40个太阳质量的恒星。星系近端的团块质量函数的高质量尾部的斜率为2.2，因此类似于Salpeter。我们估计最大质量的无星团块的寿命为60000年。该示例提供了一个统一的无星簇选择。在调查的大片区域中，我们只发现了一些超过40个太阳质量的恒星的潜在前兆。看起来这些团块的寿命比它们的自由落体时间要短一些，尽管这两个值在误差范围内一致。此外，这些都是进行详细研究和后续观察的理想对象。
2012-02-06 astro-ph.GA
ALMA observations of fragmentation, sub-structure, and protostars in high-mass starless clump candidates
高质量恒星和原星团的初始物理条件仍然很难描述。为此，我们提出了第一个有针对性的ALMA 1.3毫米连续谱和光谱线调查对高质量的无星团块候选人，选择了12个最大的候选人（$400-4000\, M_\odot$）在5千秒差距的样本。联合12+ 7米阵列图具有$\sim 3000\, \mathrm{au}$（$\sim 0.8^{\prime\prime}$）的高空间分辨率，并在$6σ$（或$1.1\times10^{22}\, \mathrm{cm^{-2}}$的$1σ$柱密度灵敏度）处具有低至$\sim 0.3\, M_\odot$的点源质量完整性。我们发现了以前未被发现的低光度恒星形成的路标CO（2-1）和SiO（5-4）双极外流和其他签名对11出12块，表明目前的MIR/FIR银河平面调查是不完整的低和中等质量的原恒星（$\lesssim 50\, L_\odot$）。我们比较了一个子集的观测核心与一套辐射传输模型的无星核心。我们发现了一个高质量的无星核心候选人与模型推导的质量与$29^{52}_{15}\, M_\odot$一致时，集成的大小尺度的$2\times10^4\, \mathrm{au}$。未解决的核心不适合无星核心模型，支持解释，他们是原恒星，即使没有检测到流出。在12个团块中的10个团块中观察到大量碎裂。我们从地图中提取源，使用树状图来研究特征碎片长度尺度。…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion vs. Core-Filament Collision: Implications for Streamer Formation in Per-emb-2
本研究针对原恒星核Per-emb-2的流光体起源问题，通过射电观测与结构分析，排除了吸积起源假说，提出核-纤维碰撞机制，认为流光体是碰撞形成的弓形结构，对原恒星质量累积无显著贡献。
2024-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel-HIFI observations of H2O, NH3 and N2H+ toward high-mass starless and proto-stellar clumps identified by the Hi-GAL survey
我们目前对大质量恒星形成的理解仍然非常粗略。特别是，目前尚不清楚低质量和高质量恒星形成之间在最早的恒星形成阶段有多大差异。大质量冷团块的化学特征，以及与低质量对应物的化学特征的比较，可以为化学在区分低质量和高质量恒星形成的早期阶段中所起的确切作用提供关键线索。特别是水，是恒星形成区域物理和化学条件的独特探针。利用Herschel的HIFI仪器，我们观测到了来自“Herschel红外银道巡天”（Hi-GAL）的一个大质量无星和原恒星团的ortho-NH_3（1_0-0_0）（572 GHz），ortho-H_2 O（1_10-1_01）（557 GHz）和N_2 H ~+（6-5）（559 GHz）谱线。我们比较我们的结果与以前的研究低质量和高质量的原恒星物体。在l= 59度和l= 30度的星系区域中，分别有4个（35个中的4个）和7个（17个中的7个）天体检测到了这三条分子谱线中的至少一条。所有探测到的源都是原恒星。水的光谱是复杂的，由几个运动学组成部分，通过高斯分解确定，并在一些来源的逆和定期P-Cygni配置文件已被检测到。l= 59度区域的所有水线剖面主要由宽高斯排放特征，表明大部分水排放产生于流出。在l= 30度的天体上没有探测到这样宽的辐射。氨线在某些情况下也显示出线翼和逆P-Cygni轮廓，从而证实NH3旋转跃迁可用于探测高质量恒星形成区的动力学。辐射热光度和水线光度都…
2015-08-26 astro-ph.GA
FRagmentation and Evolution of dense cores Judged by ALMA (FREJA). I (Overview). Inner $\sim$1000 au structures of prestellar/protostellar cores in Taurus
我们已经进行了调查型观测1毫米连续和分子线向致密的核心（32 prestellar + 7原恒星）的平均密度为$\gtrsim$ 10 $^5$厘米$^{-3}$在金牛座分子云使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列阿塔卡马紧凑阵列（ALMA-ACA）的独立模式，角分辨率为6。$''$ 5（$\sim$ 900 au）。这项研究的主要目的是调查致密核心的最里面部分，以了解恒星形成的初始条件。在原恒星的核心，原恒星盘的贡献占主导地位的观测到的连续通量的35-90%的范围内，除了非常低的光度对象。对于星前核心，我们已经成功地证实了连续发射致密气体的密度为$\gtrsim$ 3 $\times$ 10 $^5$厘米$^{-3}$对约三分之一的目标。由于ACA-7 m阵列的空间频率覆盖率较低，因此检测率明显高于以往使用ALMA Main阵列在大量无星样本中检测到0或1个连续源的调查。统计计数方法告诉我们，随着密度的增加，星前核心直到原恒星形成的寿命接近自由落体时间。在星前核中，至少有两个目标具有可能的内部亚结构，如果我们考虑分子线（C $^{18}$ O和N $_2$ D $^{+}$）分布，则在$\sim$ 1000 au尺寸尺度的连续发射中检测到这些亚结构。这些结果表明，小规模的碎裂/合并过程发生在一个区域小于0.1 pc，这可能会决定最终的核心质量与个别原恒星的形成开始前的核心与$\sim$…
2020-07-30 astro-ph.GA
Chemical study of two starless cores in the B213/L1495 filament
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲航天天文中心）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Observatorio de Yebes (IGN)（耶韦斯天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
研究B213/L1495丝状体中两个无恒星核心的化学特征，揭示其与环境条件和演化阶段的关系。
2026-01-26 astro-ph.GA
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
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
High-mass Starless Clumps in the inner Galactic Plane: the Sample and Dust Properties
我们报告了463个$-60°<l<60°$和$-1°<b<1°$内的高质量无星团簇（HMSC）候选者的样本。该样品是从10861个ATLASGAL团块中挑选出来的。所有这些来源都与SIMBAD中收集的任何已知的恒星形成活动无关，也与使用基于颜色的标准识别的年轻恒星物体无关。我们还确保HMSC候选物在24和70 \micron处既没有点源，也没有在24 $μ$ m处的强扩展发射。大多数鉴定的HMSC是红外（$\le24$ $μ$ m）暗的，并且一些甚至在70 $μ$ m处是暗的。它们的分布显示了在银河系旋臂中的拥挤，并朝向银河系中心和一些著名的恒星形成复合体。许多HMSC与大规模的细丝相关。通过对修正黑体的远红外和亚毫米波连续谱数据进行拟合，得到了一些基本参数。HMSC候选者的大小，质量和密度与II类甲醇脉泽和HII区域相关的团块相似，这表明它们将演变成恒星形成团块。超过90%的HMSC候选者的密度超过了一些形成大质量恒星的阈值。由于尘埃的温度和光度质量比明显低于恒星形成源，HMSC候选者被外部加热，并且真正处于高质量恒星形成的早期阶段。20个具有等效半径$r_\mathrm{eq}<0.15$ pc和质量表面密度$Σ>0.08$ g cm $^{-2}$的源可能是高质量无星核。对这些HMSC的进一步研究无疑将有助于全面了解大质量恒星的诞生。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Herschel study of the properties of starless cores in the Polaris Flare dark cloud region using PACS and SPIRE
北极星耀斑云区包含大量的扩展发射。它位于高纬度和高银河纬度。它以前在100微米的IRAS Cirrus发射中被强烈地看到。我们在赫歇尔上用PACS和SPIRE都检测到了。我们看到的是一个简单的低层次结构。我们确定了这个结构中的五个核心。我们提出了这些核心的温度，质量和密度分析的结果。我们比较了它们的观测质量和维里质量，发现在所有情况下，观测质量都接近估计维里质量范围的下限。因此，我们不能说它们是否是受引力束缚的星前核。然而，这些都是北极星云区星前核的最佳候选者。
2010-05-14 astro-ph.GA
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. I. NH3 tracers of dense molecular cores
（略）目标。在我们调查的这一部分，我们在追踪分子云密集区的天鹰座裂谷复合体中寻找氨发射体。方法.从一氧化碳调查进行了德令哈14米望远镜，我们选择了150个目标的观测在其他分子线。在这里，我们描述的映射观测的NH 3（1，1）和（2，2）的前49个源的反转线与Effelsberg 100米望远镜。结果分别在12个和7个源中检测到NH3（1，1）和（2，2）发射谱线。在新发现的NH3源中，我们的样本包括以下著名的云：无星核心L 694 -2，巨蛇座星云星团B，巨蛇座暗星云L572，无星暗星云L 673，孤立的原恒星源B335和复杂的恒星形成区域巨蛇座南部。在致密的无星核心中，观测到的角大小在40”到80”之间（约0.04-0.08 pc），但在无星的暗云中，观测到的角大小可达9“（约0.5 pc）。测得的云的动力学温度介于9 K和18 K之间。从3- 8 K的NH3激发温度，我们确定了H2的密度，其典型值为~（0.4-4）10^4 cm^-3。绘制的核心的质量范围在~0.05和~0.5M_solar之间。氨的相对丰度X= [NH3]/[H2]，变化范围为10^-7 ~ 5 10^-7，平均值<X>=（2.7+/-0.6）10^-7（根据空间分辨岩心估算，假设填充因子eta = 1）。在两个云中，我们观察到运动学分裂NH3剖面分离约1公里/秒。分裂最有可能是由于双极分子流出，其中一个我们…
2013-03-08 astro-ph.GA
N2H+ depletion in the massive protostellar cluster AFGL 5142
我们的目标是以高角分辨率研究朝向高质量恒星形成区AFGL 5142的NH3/N2 H+比率，以研究该比率的行为是否与低质量情况相似，其中该比率从无星核心到与YSO相关的核心降低。CARMA用于观察3.2 mm连续谱和N2 H+（1-0）发射。我们使用文献中的NH3（1，1）和（2，2），HCO+（1-0）和H13 CO+（1-0）数据，并对该区域进行了随时间变化的化学建模。3.2毫米的连续辐射揭示了与大质量YSO相关的约23 Msun的尘埃凝结，深深嵌入最强的NH3核心（以下称为中央核心）。N2 H+的排放揭示了两个主要的核心，西部和东部的核心，位于西部和东部的毫米凝结，并包围着一个更广泛和复杂的结构约0.5 pc。向中央核心的N2 H+排放显着下降，表明在该地区的化学分化。我们发现NH3/N2 H+比值的低值约为50-100，朝向西部/东部核心，在中央核心的高值高达1000。化学模型表明，密度，特别是温度，是决定NH3/N2 H+比的关键参数。在中心核心达到的高密度和温度允许像CO这样的分子从颗粒地幔中蒸发。CO脱附导致N2 H+的显著破坏，有利于HCO+的形成。这一结果得到了我们的观测结果的支持，我们的观测结果表明，在中央核中，N2 H+和HCO+是相互关联的。我们的模型可以重现t~4.5-5.3x10^5 yr（中部）和t~10^4-3x10^6 yr（西部/东部）的中心核N…
2010-09-13 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the Corona Australis molecular cloud and evidence of variable dust emissivity indices in the Coronet region
该研究利用JCMT和Herschel数据对南冕座分子云进行观测，识别39个源，并发现Coronet区域尘埃发射率指数β变化，尤其在SMM-6中β较低，表明存在大尘埃颗粒。
2025-01-20 astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Evidence for a Molecular Jet Launched at an Unprecedented Early Phase of Protostellar evolution
原恒星外流和喷流在恒星形成中起着至关重要的作用，因为它们从内部圆盘表面带走多余的角动量，使物质向中央原恒星转移。从理论上讲，低速度和准直不良的流出出现从崩溃的开始，在第一流体静力学核心（FHSC）阶段。随着原恒星核心质量的增长，高密度的喷流被发射出来，这些喷流夹带着从下落的包层中流出的物质。到目前为止，在早期的0类原恒星中已经观察到了高速（$\gtrsim$ 100 km/s）的分子喷流。利用ALMA波段6次观测，首次在G208.89- 20.04 Walma（以下简称G208 Walma）的SiO发射中探测到一个低速（$\sim$ 4.2 km\，s $^{-1}$，去投影$\sim$ 24 km\，s $^{-1}$）的致密分子喷流.该天体具有FHSC的一些特征，如小的出流/喷流速度、1.3mm的扩展连续发射和N $_2$ D $^+$谱线发射。然而，其他的特征是典型的早期原恒星：准直外流和SiO喷流。流出的全部范围对应于$\sim$ 930 $^{+200}_{-100}$年的动态时间尺度。光谱能量分布还表明一个非常年轻的源，其上限为T $_{bol}$ $\sim$ 31 K和L $_{bol}$ $\sim$ 0.8 L $_\sun$。我们的结论是，G208 Walma很可能是在过渡阶段，从FHSC到原恒星，和分子喷流已经推出了几百年的初始崩溃。因此，G208 Walm…
2022-04-13 astro-ph.GA
Multiwavelength study of the G345.5+1.5 region
恒星形成区通常在银河系巡天的背景下进行研究，但当研究范围超出巡天区域时，有时需要专门的观测。在这里，我们研究了G345.5+1.5区域，该区域位于银河平面上方，以了解其恒星形成特性。我们结合LABOCA和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）的过渡线观测，辅以Hi-GAL和$\it{Spitzer}$ -GLIMPSE巡天，研究了该区域的恒星形成。我们使用Clumpfind算法从870个$μ$ m和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）数据中提取团块。在36厘米的无线电发射被用来估计HII区的数量，并从870 $μ$ m的自由-自由发射中去除污染。我们采用颜色-颜色图和光谱能量分布斜率来区分星前和原恒星团块。我们通过维里参数研究了丛的有界性。最后，我们估计了该区域的恒星形成效率和恒星形成率，并使用Schmidt-Kennicutt图来比较其形成恒星的能力。在我们使用MGPS-2星表发现的13个射电源中，发现7个与对应于晚B星或早O星的HII区域相关。我们发现了45 870个$μ$ m团块和107个$^{12}$ CO团块。超过50%的团块是原恒星和有界的，能够主持恒星的形成。高SFR和SFR密度值与该区域相关，SFE为百分之几。通过亚毫米波、CO跃迁和短波长红外观测，我们的研究揭示了朝向G345.5+1.5的大质量恒星、原恒星和无星团块。因此，这个区域正在活跃地形成恒星，它在施密特…
2019-01-30 astro-ph.GA
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Mass Starless Clumps: Dynamical State and Correlation Between Physical Parameters
本文利用SEDIGISM巡天数据研究207个高质量无星团块的动力学状态，发现其高度湍流、约半数引力束缚，并揭示了光度质量比、磁场强度与密度等参数间的相关性及Larson关系不成立。
2023-04-22 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
The Lifetimes of Phases in High-Mass Star-Forming Regions
大质量恒星在星团内从密集的分子区域形成，但团簇形成的过程是缓慢的流体静力学还是快速的动力学？我们链接的物理性质的大质量恒星形成区与它们的演化阶段，在一个系统的方式，使用赫歇尔和斯皮策数据。为了对这些区域的相对寿命进行可靠的估计，我们比较了与高质量恒星形成相关的柱密度（N（H2）> 0.4-2.5 x 10^22 cm^-2）以上的致密分子区域的比例，在'无星（没有大于10 Msun的恒星形成的迹象）和恒星形成阶段，在银河平面的2x2度区域，以l= 30度为中心。在能够形成约1 pc尺度的高质量恒星的区域中，无星（或嵌入无法检测）阶段约占致密分子区寿命的60-70%，而恒星形成阶段约占30- 40%。这些相对寿命在宽范围的阈值上是稳健的。我们概述了一种方法，通过这种方法，相对寿命可以锚定的绝对寿命从大规模的调查甲醇脉泽和UCHII地区。这种方法的简单应用估计无星阶段的绝对寿命为0.2-1.7百万年（约0.6-4.1基准云自由落体时间），恒星形成阶段为0.1-0.7百万年（约0.4-2.4自由落体时间），但这些都是高度不确定的。这项工作独特地研究了高柱密度气体逐像素的恒星形成性质，我们的结果表明，大多数高柱密度气体是在无星或嵌入相。
2017-02-07 astro-ph.GA
JCMT POL-2 and BISTRO Survey observations of magnetic fields in the L1689 molecular cloud
我们提出了850 $μ$ m偏振观测的L1689分子云，附近的蛇夫座分子云复杂的一部分，采取POL-2偏振仪上的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。我们观测到L1689的三个区域：包含IRAS 16293-2422原恒星系统的L1689 N团，无星的SMM-16团和无星的核心L1689 B。我们使用Davis-Prasekhar-Fermi方法来估算L1689 N中的$366\pm 55$ $μ$ G、SMM-16中的$284\pm 34$ $μ$ G和L1689 B中的$72\pm 33$ $μ$ G的天平面场强，作为我们的尘埃不透明度的基准值。这些值表明，所有三个区域都可能是磁跨临界亚阿尔夫文湍流。在所有三个区域，推断的平均磁场方向近似垂直于$Herschel$空间望远镜观测中确定的局部灯丝方向。L1689 N和L1689 B的核心尺度场形态与$Planck$空间天文台测量的云尺度场形态一致，表明这些源的物质可以从大尺度自由流动到小尺度。基于这些磁场测量，我们认为，从云到L1689 N和L1689 B的吸积可能是磁调节的。然而，在SMM-16中，团块尺度场几乎垂直于$Planck$在云尺度上看到的场，这表明它可能无法有效地从周围吸积更多的物质。
2020-11-19 astro-ph.GA
Spatial distribution of star formation related to ionized regions throughout the inner Galactic plane
我们提出了一个全面的统计分析，恒星形成的对象位于附近的1 360气泡结构在整个银河平面和他们的本地环境。对在电离区（Hii）附近发现并在Hi-GAL和GLIMPSE巡天中探测到的约70 000个恒星形成源的汇编，提供了气泡中恒星形成的不同演化阶段的广泛概述，从星前天体到更进化的年轻恒星天体（YSO）。恒星形成物体的表面密度图清楚地揭示了一种进化趋势，即在空间上靠近中心的地方发现了更多进化的恒星形成物体，而在气泡的边缘发现了更年轻的恒星形成物体。我们推导出动态年龄的子样本的182 HII地区的运动学距离和无线电连续通量测量。我们在气泡方向上探测到的每单位面积恒星形成源比周围区域多80%。我们估计气泡中Hi-GAL团块的团块形成效率（CFE）约为10%，是不受反馈影响的场中CFE的两倍。我们发现，在年轻的气泡中，气泡壳层密度较高的原恒星团具有较高的CFE。我们认为，从星前到原恒星阶段的形成率可能是较高的气泡膨胀的早期阶段。评价破碎时间内的气泡壳主张预先存在的团块在介质中的气泡之前，支持数值模拟。大约23%的Hi-GAL团块位于气泡的方向，其中15%为星前团块，41%为原恒星团块。我们认为，高比例的原恒星团块可能是由于（HII）气泡的反馈所导致的恒星形成过程的加速。
2017-05-28 astro-ph.GA
Evidence for Large Grains in the Star-forming Filament OMC-2/3
我们提出了一个新的OMC-2/3地区的3.3毫米连续图。当配对与先前公布的地图1.2毫米连续和NH3衍生的温度，我们得出的辐射率光谱指数的尘埃排放在这个地区，跟踪其变化的灯丝和核心。我们发现，发射率光谱指数的中值为0.9，比以前在附近的其他分子云的估计浅得多。我们发现，在OMC-2/3灯丝和无星或原恒星的核心尘埃的发射率光谱指数之间没有显着差异。此外，温度和发射率光谱指数β在4 σ水平上是反相关的。在OMC-2/3中发现的低发射率光谱指数值可以解释为在这些地图最敏感的细丝密集区域中存在毫米级尘埃颗粒。或者，浅层尘埃发射率光谱指数可以指示非幂律光谱能量分布、显著的自由-自由发射或异常微波发射。我们讨论了毫米大小的尘埃颗粒相比，替代品的可能影响。
2014-08-22 astro-ph.GA
The Evolutionary Status of Protostellar Clumps Hosting Class II Methanol Masers
甲醇多波束巡天（MMB）提供了银河系大质量年轻恒星天体（MYSO）的最完整样本，这些天体拥有6.7GHz的II类甲醇脉泽。我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）探测到的尘埃辐射来评估这些脉泽源的演化状态。关联731（73%）的MMB源在四个Hi-GAL波长的紧凑型发射，我们得到的团块属性和定义的要求的MYSO主机6.7GHz脉泽。银河系中心近端的远红外线（FIR）质量和光度中值分别为630 M $_{\odot}$和2500 L $_{\odot}$，而更远的远红外线则为3200 M $_{\odot}$和10000 L $_{\odot}$。在$\sim$ 4.2 L $_{\odot}/$ M $_{\odot}$下，两者的中位亮度质量比相似。我们确定了一个明显的最低70 $μ$米的光度需要维持一个给定的光度甲醇脉泽（与$L_{70} \propto L_{6.7}^{0.6}$）。脉泽宿主团块比原恒星MYSO的一般银河系种群具有更高的质量和更高的FIR光度。利用主成分分析，我们发现896个原恒星团满足托管甲醇脉泽的要求，但缺乏在MMB的检测。发现一个70 $μ$米的流量密度不足，在这些对象中，我们赞成的情况下，这些对象的年龄超过了发光6.7GHz脉泽可以持续发展。最后，隔离协会与二级脉泽物种确定人口内的6.7GHz源的进化差异。
2020-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): A Hot Corino Survey toward Protostellar Cores in the Orion Cloud
星际介质中复杂有机分子的存在与宇宙中生命的起源和流行有着密切的关系，因而引起了人们的极大兴趣。为了调查COMs的发生及其可能的起源，我们对原恒星核心样本进行了化学普查，作为ALMA猎户座普朗克银河系冷团调查（ALMASOP）项目的一部分。我们报告了11个热corino源，表现出紧凑的排放温暖和丰富的COM，56类0/I原恒星的核心。所有发现的热科里诺源可能都是0级的，它们的暖区（$>$ 100 K）的大小相当于100 au。热科里诺源的光度与甲醇的总量及其排放程度呈正相关。这样的相关性是一致的热脱附图片的存在下，热corino，并建议较低的光度（0级）的来源可能有一个较小的区域与COM的排放。在相同的样本选择方法和检测标准下，当考虑云距离和有限的样本量时，猎户座云（15/37）和英仙座云（28/50）中温甲醇的检测率在统计学上相似。观察同一组COM转换将在云属性之间进行更有信息量的比较。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Deriving Inclination Angle and Velocity of the Protostellar Jets from their SiO Knots
我们选择了六个来源（G209.55- 19.68 S2、G205.46- 14.56 S1 $_{-}$ A、G203.21- 11.20 W2、G191.90- 11.21 S、G205.46- 14.56 S3和G206.93- 16.61 W2），来自阿塔卡马猎户座-普朗克星系冷团大型毫米/亚毫米阵列巡天（ALMASOP），其中这些源已被映射在CO（J=2-1）、SiO（J=5-4）和C $^{18}$ O（J=2-1）线中。这些源具有被低速CO流出物包围的高速SiO射流。SiO喷流由一系列的结组成。这些结被认为是由喷射速度的半周期性变化产生的。因此，我们采用了激波形成模型，它使用这种变化来估计射流的倾角和速度。我们还推导出的倾角的CO流出使用广角风驱动的壳模型，并发现它是大致一致的，与相关的SiO喷流。此外，我们将这个激波形成模型应用于文献中的另外三个具有SiO喷流的原恒星源- HH 211，HH 212和L1448 C（N）-，发现它们的倾角和喷流速度与先前从自行和径向速度研究中估计的结果一致。
2022-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
