Mid-Infrared Extinction Mapping of Infrared Dark Clouds II. The Structure of Massive Starless Cores and Clumps
我们发展了Butler & Tan（2009，Paper I）的中红外消光（MIREX）映射技术，提出了一种新的方法来校正基于独立核心中观测到的饱和度的银河系前景发射。使用Spitzer GLIMPSE 8微米图像，这使我们能够准确地探测质量表面密度，Sigma，高达~0.5g/cm^2，分辨率为2”。然后，我们描述了42个大质量的无星和早期IRDC核心及其周围的团块的结构，从核心/团块中心测量Sigma_cl（r）。我们首先评估核心/团块的性质，其尺度为投射在天空上的总封闭质量为M_cl= 60 Msun。我们发现这些天体的平均半径为R_cl~0.1pc，平均σ_cl=0.3g/cm ^2，如果用幂律密度分布rho_cl ~ r^{- k_{rho,cl} }拟合，平均值为k_{rho,cl} =1.1。如果我们假设一个核心被嵌入在每个团块中，并减去周围的团块包络来导出核心属性，我们发现平均核心密度幂律指数为k_{rho,c} = 1.6。我们重复这种分析作为半径的函数，并推导出最佳拟合的幂律加上均匀的团块包络模型的42个核心/团块。核的典型质量为M_c~ 100 Msun，平均σ_c~0.1g/cm^2，包埋在质量表面密度相当的团块中。我们的结论是大规模的无星核的存在，以及描述奇异多变球。它们相对较低的Sigma值和它们是IR暗的事实可能意味着它们的碎裂被磁场而不是辐射加热抑制…
2012-05-10 astro-ph.SR
Synthetic observations of H$_2$D$^+$ towards high-mass starless cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是形成阶段的潜在良好指标。因此，对这些氘代分子的适当观察是至关重要的，但仍然很难执行。在这项工作中，我们测试的过渡o-H $_2$ D $^+(1_{10}$ - $1_{11})$的可观测性，使用合成源，以了解如何通过干涉仪和单碟望远镜的观测反映的物理特性。为了进行这样的测试，我们后处理的磁流体动力学模拟塌陷磁化核心使用辐射转移代码POLARIS。使用由此产生的强度分布作为输入，我们在不同的进化时间进行了单碟（APEX）和干涉（ALMA）合成观测，始终模仿现实的配置。最后，列密度推导出我们的模拟与以前进行的实际观测进行比较。我们的推导o-H $_2$ D $^+$与文献中报道的值一致，在10 $^{\!10-11}$ cm $^{\!-2}$和10 $^{\!12-13}$ cm $^{\!-2}$的范围内，分别为单碟和干涉测量。
2019-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first Galaxy scale hunt for the youngest high-mass protostars
大质量恒星的起源是现代天体物理学中的一个基本问题。前ALMA干涉测量研究揭示了早期B型到晚期O型恒星的前兆，在1000-3000 AU的尺度上有15-20 M $_\odot$的坍缩包层。为了寻找更大质量的包层，我们从ATLASGAL巡天中选择了附近最大质量的年轻团块，用ALMA研究它们的原恒星内容。我们的第一个结果使用的ALMA ACA阵列显示的中间尺度提供3-5”的角分辨率，对应于$\sim$ 0.05-0.1 pc的大小尺度，揭示了紧凑的对象的样本。这些巨大的致密核心平均比以前研究的类似类型的物体大两倍。我们预计，一旦完成全面的调查，它将提供关于最大质量恒星起源的全面看法。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
PISN-explorer: hunting the descendants of very massive first stars
超大质量的第一颗恒星（$m>100\rm M_{\odot}$）是再电离、金属富集和超大质量黑洞形成的早期阶段的基础。其中，那些与$140\leq\rm m/\rm M_{\odot}\leq260$预计演变为对不稳定超新星（PISN）留下一个独特的化学签名，在其化学产额。尽管如此，尽管进行了长期的搜索，PISN的恒星后代仍然难以捉摸。在这里，我们提出了一种新的方法，PISN探测器，以确定候选人的恒星具有主导PISN富集。PISN-explorer基于物理驱动模型和FERRE代码的组合，并应用于大型光谱调查（APOGEE，GALAH，GES，MINCE和JINA数据库）的数据。我们研究了超过140万个对象，并建立了一个包含166个PISN后代候选者的目录。其中一个，2 M13593064 +3241036，在VLT用UVES观察到，并得到完整的化学特征，包括杀伤元素Cu和Zn。我们发现，我们提出的方法是有效的选择PISN候选人从银河系和矮卫星星系，如六分仪或天龙座。进一步的高分辨率观测是非常必要的，以确认我们最好的候选者，因此使我们能够探测非常大质量的第一颗恒星的存在和性质。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
From high-mass starless cores to high-mass protostellar objects
目的：我们的目标是了解高质量恒星形成的演化序列，从最早的高质量无星核心的演化阶段，通过嵌入低到中等质量物体的高质量核心，最后是高质量的原恒星物体。研究方法：Herschel远红外PACS和SPIRE观测与较长和较短波长的现有数据相结合，以表征大质量恒星形成区域的光谱和物理演化。结果如下：新的赫歇尔图像清晰地显示了最年轻和冷的大质量恒星形成区域的演变，从光谱能量分布（SED）的维恩一侧的中红外阴影，通过几乎在100 μ m左右的背景发射中丢失的结构，到瑞利-金斯尾部的强发射源。适合的SED涵盖从高质量的无星核心到高质量的原恒星物体的演化阶段的四个示范性区域显示，最年轻的区域可以由温度为17 K的单组分黑体拟合。更先进的地区显示出额外的温暖成分的中红外过量发射，但几乎没有贡献的总光度为最年轻的地区。辐射热光度和亚毫米级光度之间的比值非常低，这也支持了暗红外光源的年轻性。结论：赫歇尔观测详细揭示了年轻的高质量恒星形成区的光谱和物理特性。这些数据清楚地勾勒出图像和SED中的进化序列。未来对更大样本的研究以及完整的辐射转移计算将更深入地描述大质量恒星形成开始时的物理性质。
2010-05-11 astro-ph.SR
SN Hunt 248: a super-Eddington outburst from a massive cool hypergiant
我们提出了SN Hunt 248的光度和光谱观测，这是NGC 5806中的一个新的超新星（SN）冒名顶替者，于2014年5月开始了多阶段爆发。2014 a初发现的增亮显示出M~-12的绝对星等和冷致密流出的光谱特征，包括Fe II、H I、Na I的P-Cygni线和金属的强线覆盖。源迅速上升，并在两周后达到M~-15等附近的峰值。在这个明亮的“2014 b”阶段，光谱变得由巴耳末辐射和更强的蓝色连续光谱主导，类似于SN冒名顶替者SN 1997 bs。哈勃太空望远镜在1997年至2005年期间拍摄的档案图像显示了一颗发光的（4 e5 Lsun）可变前体恒星。它在赫罗图上的位置与一个质量很大（M_init~30 Msun）的冷超巨星相一致，它有着非常密集的风，爱丁顿比刚好低于1。然而，在最近的2014年a增亮开始时，该物体变成了超级爱丁顿。在2014 b阶段，光度的提升可能是由于星周相互作用。SN Hunt 248提供了第一个冷超巨星经历巨大爆发的案例，让人想起亮蓝变星（LBV）的爆发。这支持了一个假设，即一些冷的超巨星，如Rho Cas，可能是伪装在由其极密的风产生的伪光球下的LBV。此外，SN Hunt 248还证明，这些恒星的爆发在峰值亮度上可以与像Eta Car这样的大质量系统的巨大爆发相媲美。
2014-12-15 astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and collapse signatures in a high-mass starless region
目的：了解高质量恒星形成开始时致密气体的碎裂和坍缩特性。研究方法：我们用PdBI（Plateau de Bure Interferometer）干涉仪在1.07mm连续谱和N_2H~+（3 - 2）谱线上，以亚弧秒分辨率观测了大质量（~800M_sun）无星气团IRDC18310 - 4。结果如下：从单碟低分辨率地图放大到以前的3mm PdBI数据，现在是新的1.07mm连续观测，子结构在越来越小的空间尺度上分层碎片。虽然碎片的分离可能仍然与纯粹的热金斯碎裂大致一致，但在给定的密度和温度下，导出的核心质量几乎比典型的金斯质量大两个数量级。然而，数据可以与使用非均匀初始密度结构、湍流和/或磁场的模型相协调。虽然大多数子核心保持（远）红外黑暗，即使在70妈妈，我们确定了弱70妈妈发射到一个核心的低光度~16L_sun，加强该地区的一般青年。谱线数据总是表现出多个光谱分量向每个核心与非常小的线宽的个别成分（在0.3至1.0公里/秒的制度）。基于单盘C18O（2 - 1）数据，我们估计了低维里气体质量比<= 0.25。我们讨论，这些光谱特性的可能起源可能是全球崩溃的原始气体团簇，结果在多个光谱分量沿每条视线。即使在这幅动态图像中，各个坍缩的气体核心似乎也有非常低的内部湍流水平。
2015-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ongoing star formation in the proto-cluster IRAS 22134+5834
利用（E）VLA、3 mm CARMA、2 mm PdBI和1.3 mm SMA分别对IRAS 22134+5834进行了厘米级观测，研究了连续辐射和分子谱线，这些谱线跟踪了气体的不同物理状态，研究了大质量YSO对附近无星核的影响，以及在成团恒星形成过程中的可能意义。多波长厘米连续观测揭示了星团内的两个射电源，VLA 1和VLA 2。VLA 1被认为是一个光学薄的UCHII区，大小为0.01~pc，位于近红外（NIR）星系团的边缘。VLA 1的电离光子通量对应于B1 ZAMS星。VLA 2与红外点源相关联，并且具有负光谱指数。我们在2~mm处分辨出了6毫米的连续谱芯，MM 2与UCH Ⅱ区VLA 1有关，其它致密芯分布在UCH{ \sc ii}区周围。在近红外星系团周围探测到两个高质量无星团簇（HMSC）：HMSC-E（东）和HMSC-W（西），它们具有不同的物理和化学性质，发射出N $_2$ H $^+$（1--0）和NH $_3$。在靠近UCHII区的NH-$_3$暗条上探测到两个N-$_2$-D-$^+$核，在假定的2.6 kpc距离上，预计间距为$\sim$ 8000 AU.分子线发射的运动学性质证实了UCHII区域的膨胀，并且近红外（NIR）簇周围的分子云也在膨胀。我们的多波长研究揭示了IRAS 22134+5834中不同世代的恒星形成。形成的中等质量恒星对附近的无星团块…
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive 70 micron quiet clumps I: evidence of embedded low/intermediate-mass star formation activity
在任何可见的原恒星形成之前，大质量的团块是寻找难以捉摸的大质量无星核心的最佳候选者。在这项工作中，我们调查的尘埃和气体性质的大规模团块选择是70微米安静，因此很好的无星候选人。我们的18个团块样本的质量为300 < M < 3000 M_sun，半径为0.54 < R < 1.00 pc，表面密度σ> 0.05 g cm^-2，亮度/质量比L/M < 0.3。我们发现，这些70微米安静的团块中有一半嵌入微弱的24微米源。与GLIMPSE对应物的比较表明，有5个团块嵌入了中等恒星质量的年轻恒星，最高可达5.5 M_sun。利用IRAM 30 m望远镜对N_2H ~+（1-0）、HNC ~+（1-0）和HCO ~+（1-0）的观测，研究团簇动力学。有7个团块的光谱蓝移与坠落特征相符，我们估计其质量吸积速率为0.04 < M_dot < 2.0 x 10^-3 M_sun/年^-1，与高质量原恒星区域的数值相当，自由落体时间为t_ff = 3 x 10^5/年。我们在有和没有嵌入24微米光源的物体之间发现的唯一可感知的差异是，从24微米暗物体到24微米亮物体，下落速率似乎增加。我们的结论是，所有70微米安静的对象具有相似的性质，在团块尺度上，独立的嵌入式原恒星的存在。根据我们的数据，我们推测，大多数，如果不是所有的这些团块可能已经嵌入微弱的，低质量的原恒星核心。如果这些团块要形成大质量恒…
2017-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
G11.92-0.61-MM2: A Bonafide Massive Prestellar Core?
大质量恒星形成的核心吸积模型需要稳定的大质量无星核心的存在，但这种物体的强大观测实例已被证明是难以捉摸的。我们报告亚角秒分辨率SMA 1.3毫米，1.1毫米，和0.88毫米和VLA 1.3厘米的观测一个优秀的大质量无星核心候选人，G11.92-0.61-MM 2，最初确定在GLIMPSE扩展绿色物体（EGO）的研究过程中。距离附近的MM 1原恒星热核心约7.2”，MM 2是一个强大、紧凑的尘埃连续源（亚毫米光谱指数α =2.6+/-0.1），但没有恒星形成的指示。与MM 1相比，MM 2没有脉泽，没有厘米连续谱，并且在SMA观察到的~24 GHz带宽内没有（亚）毫米波长线发射，包括N2 H+（3-2），HCO+（3-2）和HCN（3-2）。此外，没有证据表明MM 2导致外流。MM 2的亚毫米波段光谱能量分布与尘埃温度17-19 K、光度5-7 L_sun的关系最好。根据其尘埃连续辐射推断，MM 2的综合物理性质非常极端：在半径<1000 AU的范围内，M>30 M_sun，N（H2）>10^25 cm^-2，n（H2）>10^9 cm^-3。将我们的SMA观测结果与气体-颗粒化学模型得出的分子丰度极限进行比较，发现需要在极密（n（H）>>10^8 cm^-3）、低温（<20 K）条件下才能解释观测到的（亚）毫米线发射的缺失，这与尘埃连续谱的结果一致。我们的数据表明，G11.92-0…
2014-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planet Hunters TESS IV: A massive, compact hierarchical triple star system TIC 470710327
我们报告了一个大规模的，紧凑的，分层的三重系统（TIC 470710327）的发现和分析，最初由公民科学家在美国宇航局的凌日系外行星调查卫星（TESS）获得的数据中确定。用HERMES摄谱仪获得的光谱跟踪观测，结合日食定时变化（ETVs），证实该系统由三颗OB星组成，其中一颗是紧凑的1.10 d食双星，另一颗是在52.04 d轨道上的非食三级星。该系统的动力学模型（来自径向速度和ETVs）揭示了一种罕见的配置，其中第三恒星（O9.5-B0.5V; 14-17 M $_{\odot}$）的质量比内部双星（10.9-13.2 M $_{\odot}$）的质量更大。考虑到第三纪的高质量，我们预测这个系统在未来将经历多个阶段的质量转移，并可能最终成为双中子星引力波的祖先或一个异国情调的索恩-Zytkow对象。进一步的观测特性，这个系统的承诺约束的大质量恒星的形成方案，以及他们的异国情调的进化的最终产品。
2022-02-14 astro-ph.SR
Zooming in to Massive Star Birth
我们提出了高分辨率（0.2”，1000 AU）的1.3毫米ALMA观测的大质量红外暗云团，G028.37+00.07-C1，被认为是港口的早期阶段的大质量恒星形成。利用$\rm N_2D^+$（3-2），我们解析了先前确定的C1-S核心，将其发射的大部分从附近的两个原恒星源中分离出来。因此，C1-S被认为是一个巨大的（$\sim50\:M_\odot$）、致密的（$\sim0.1\:$ pc直径）无星核，例如，没有流出活动的迹象由于高度氘化，这是一个有希望的候选者，一个处于崩溃边缘的前恒星核心。其动力学状态的分析表明，亚维里速度色散相比，trans-Alfvénic湍流核心模型。然而，维里平衡可以实现亚阿尔夫文条件涉及$\sim2\:$ mG磁场强度。
2018-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud I: Preliminary Results
本研究利用MIKE高分辨率光谱观测大麦哲伦云中40颗黄超巨星，通过ATLAS9模型拟合确定其基本参数，首次测量20太阳质量以上恒星的光谱光度，发现异常表面重力及双星和质损证据，展示了光谱学在揭示冷超巨星演化状态中的关键作用。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting pre-stellar cores with APEX: Corona Australis 151, the densest pre-stellar core or the youngest protostar?
本研究利用APEX望远镜的分子谱线观测，确认了前恒星核Corona Australis 151具有极高密度和低温，并发现高氘化程度及高速翼迹象，表明其可能处于高度演化阶段或为极低光度原恒星。
2025-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
DNC/HNC Ratio of Massive Clumps in Early Evolutionary Stages of High-Mass Star Formation
利用野边山射电天文台45米望远镜观测了HN 13 C J=1-0和DNC J=1-0谱线，它们指向18个大质量团簇，包括红外暗云（IRDC）和大质量原恒星天体（HMPO）。我们已经发现，HN 13 C的发射是强于DNC发射对所有观察到的源。在观测到的高质量源的平均DNC/HNC比值（0.009 \pm 0.005）确实低于低质量无星和恒星形成核心的平均DNC/HNC比值（0.06）。由NH3（J，K）=（1，1）和（2，2）谱线强度得到的动力学温度，在高质量源处比在低质量核处高。然而，一些IRDCs的DNC/HNC比被发现低于HMPO的DNC/HNC比，尽管IRDCs的动力学温度低于HMPO。这意味着DNC/HNC比率不仅取决于当前的动力学温度。借助于化学模型模拟，我们讨论了原恒星诞生后DNC/HNC比值如何降低。我们认为，DNC/HNC比在恒星形成的核心取决于物理条件和历史，在他们的无星核心阶段，如其持续时间和气体动力学温度。
2012-01-21 astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud II: Turbulent Line Broadening in the Spectra of LMC Yellow Supergiants
本研究通过高分辨率光谱分析大麦哲伦云32颗黄超巨星的谱线湍流致宽特征，识别出两类湍流速度比不同的星群，发现宏湍流速度与光球运动探测指标相关，且一维演化模型对流速度与微湍流速度吻合但低于宏湍流速度，为约束大质量恒星演化提供观测依据。
2025-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2012-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties and Real Nature of Massive Clumps in the Galaxy
对大质量团块进行了系统的调查，以研究导致大质量恒星形成的条件。这些团块通常距离很远，无法分辨，因此它们的物理特性不能仅从观测中可靠地推导出来。需要数值模拟来解释观测结果。为此，我们使用我们的大规模恒星形成模拟生成合成赫歇尔观测，其中大质量恒星爆炸为超新星，驱动星际介质湍流。从合成的观测，我们编译一个目录的紧凑源以下完全相同的程序为高GAL紧凑源目录。我们表明，从模拟的源具有与观测一致的统计分布的观测特性。通过将来自合成观测的致密源与模拟中的三维对应源相关联，我们发现合成观测平均高估了由于视线投影而导致的大约一个数量级的团块质量，并且对于Hi-GAL内星系源，投影效果可能更糟。我们还发现，很大一部分被归类为原恒星源可能是无星的，并提出了一种新的方法来部分区分真正的和虚假的原恒星源。
2021-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration and evolution in the massive star formation process: the role of surface chemistry
越来越多的观测和理论证据表明，氘化分数（含D的物质与其氢化对应物Dfrac之间的柱密度比）是低质量和高质量恒星形成过程中的演化指标。然而，表面化学在这些研究中的作用还没有从观察的角度进行量化。为了比较仅在气体中和部分或唯一在颗粒表面上形成的物种的氘代分数如何随时间演化，我们用IRAM-30 m望远镜观察了CH_3OH、~（13）CH_3OH、CH_2DOH、CH_3 OD在3和1.3 mm处的转动跃迁，以及NH_2D在3 mm处的转动跃迁，用GBT观察了NH_3的反转跃迁（1，1）和（2，2）。对Fontani等人已经观察到的大多数核心。(2011，2014）在N2 H+、N2 D+、HNC、DNC中。NH 2D在所有的核心，但两个检测，无论进化阶段。Dfrac（NH3）平均值在0.1以上，从最早期到最演化的阶段变化不大，但在原恒星阶段平均值最高（~0.3）。CH 2DOH和CH 3 OD的谱线很少被清楚地探测到，并且只朝向原恒星核或外部加热的无星核。这项工作清楚地证实了预期的不同的物种形成的气体（N2 D+和N2 H+）和部分（NH 2D和NH3）或全部（CH 2DOH和CH 3OH）的颗粒地幔的演化趋势。这项研究还加强了这样一种观点，即Dfrac（N2 H+）是大质量无星核心的最佳示踪剂，而Dfrac（CH 3OH）的高值似乎是早期原恒星阶段的良好示踪剂，在该阶段，颗粒地幔的蒸…
2014-10-27 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
Phosphorus-bearing molecules in massive dense cores
磷是生命发展的关键元素，但到目前为止，仅在少数天体中发现了含磷分子，因此其星际化学几乎完全未知。在这里，我们展示了新的检测到的磷氮化物在致密的核心样本在不同的演化阶段的中间和高质量的恒星形成过程：无星，与原恒星的对象，并与超紧凑的HII地区。所有探测到的PN线宽度都小于~5 km/s，并且它们来自于与小于100 K的动力学温度相关的区域。由于文献中报道的几个以前的检测与温暖和更多的湍流源，这项工作的结果表明，PN可以产生相对静止和冷的气体。这一信息是具有挑战性的理论模型，调用高解吸温度或晶粒溅射从冲击释放到气相中的磷。导出的柱密度为10^{11-12} cm^{-2}的数量级，略低于迄今为止在少数高质量恒星形成区中探测到的值。一氧化磷，生物相关分子的基本单位，柱密度上限的新的限制，也给出了。
2016-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveys of Clumps, Cores, and Condensations in Cygnus X: I. a New Catalog of ~0.1 pc Massive Dense Cores
利用来自斯皮策、赫歇尔、詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜和IRAM 30米望远镜的红外到（亚）毫米数据，我们对天鹅座X分子云复合体中的大质量致密核心（MDC）进行了无偏调查，目的是在~0.1 pc尺度上表征高质量恒星形成（HMSF）的物理条件。我们创建了天鹅座X的70-1200 μ m尘埃连续体、气柱密度和尘埃温度的5度× 6度图像。发现致密区（Av > 15）与发达的HII区之间存在空间关系，表明后者对天鹅座X星的整体结构有影响。通过HMSF路标暗示的35-Msun质量阈值，我们确定了151个尺寸约为0.1 pc，质量为35-1762 Msun，温度为8-35 K的MDC。我们的MDC样本在天鹅座X中是统计上完整的，并且是Motte等人（2007）的三倍。根据中红外辐射通量的大小，将MDCs分为红外亮/红外静两类，其中红外静的比例高达90%。提出了两种可能的情况来解释这一点：加速的HMSF和IR安静MDC的HMSF的无能。我们还发现了26个没有恒星的MDCs，它们在21-70 μ m波长处没有致密的发射，其中最大的可能是天鹅座X中最初的HMSF站点的最佳候选者。
2019-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distributions and kinematics of shocked and ionized gas in M17
本研究通过多谱线观测M17 H II区，揭示激波气体分布及大质量团块形成机制，并推断存在超音速运动的大质量恒星。
2023-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel Reveals Massive Cold Clumps in NGC 7538
我们提出的第一个概述附近的高质量恒星形成区NGC 7538的赫歇尔观测，采取的一部分，赫歇尔成像研究OB年轻恒星对象（HOBYS）的关键计划。这些PACS和SPIRE地图在五个亚毫米和远红外波段覆盖了大约一平方度的区域。我们已经确定了780个密集的来源，并对其中的224个进行了分类。为了研究冷质量无星或类0的团块的存在，这些团块有可能形成中等质量到高质量的恒星，我们进一步分离出13个团块作为后续研究的最有可能的候选者。这13个团簇的质量超过40 M太阳，温度低于15 K。它们的大小在0.4 pc到2.5 pc之间，密度在3 × 10^3 cm^-3到4 × 10^4 cm^-3之间。光谱能量分布，然后用来表征他们的能量和演化状态，通过一个光度-质量图。NGC 7538有一个高度非线性的结构，以前在现有的亚毫米测量的尘埃连续体中看不到。我们报告了迄今为止对NGC 7538中一个大的真空物质环的最完整的成像，该物质环与许多冷源接壤。
2013-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity as the main driver of non-thermal motions in massive star formation
大质量恒星形成区的非热运动的起源可以归因于对抗引力坍缩的湍流，或者是自引力本身驱动了快速的全球坍缩。Heyer等人（2009年）发现的速度色散、半径和云表面密度之间的依赖关系，$σ/R^{1/2}\propto Σ^{1/2}$，已经被解释为云的全球崩溃。在这项工作中，我们证明，这种关系是一个更一般的加速度之间的关系的表达。我们引入了重力湍流加速度a $_k$，它描述了每个区域中的非热运动，以及由引力场产生的加速度a $_G$，它与$Σ$成比例。我们还引入了一个新的系数，力分配系数$α_{for}$，这是等效的维里参数，但不区分崩溃和非崩溃的区域。在这项工作中，我们使用的一个$_k$ -一个$_G$形式主义的分析中的一个新的样本的16个大规模的无星团块（MSCLS）结合文献中的数据。我们证明了一个$_k$和一个$_G$不是独立的。每个区域中的非热运动可能源于局部湍流和自重力，但总体而言，a $_k$与a $_G$图中的数据表明，大多数非热运动源于自重力。我们进一步表明，所有的MSCLs与$Σ\geq 0.1$ g cm $^{-2}$显示的迹象，陷入运动，一个强有力的迹象表明，密集的地区是第一个崩溃。最后，我们包括在形式主义的贡献的外部压力和磁场。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
When Do Stars Go BOOM?
恒星产生白矮星的最大质量是一个重要的天体物理量。建立这一极限的最佳方法之一是在年轻星团中寻找WD，其中只有大质量恒星有时间演化，并且可以从WD的冷却时间以及星团的年龄来确定祖先的质量。到目前为止，年轻的银河系星团中的WD成员的质量还没有超过1.1 $~M_{\odot}$，远低于$1.38~M_{\odot}$的拉塞卡质量，也没有质量超过$6~M_{\odot}$的祖先。然而，寻找逃离集群环境的潜在大规模WD产生了有趣的候选者。为了进一步扩大星团样本，我们使用HST在麦哲伦星云中调查了四个年轻的大质量星团，寻找可能从质量为10 $~M_{\odot}$的恒星演化而来的明亮WD。我们位于五个潜在的WD候选人在最古老的四个集群检查，迄今发现的第一个河外单个WD。由于这些热的WD在光学波长下非常微弱，最终的确认可能需要等待30米级望远镜的光谱学。
2022-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions for young massive cluster formation in the Galactic Centre: convergence of large-scale gas flows
年轻大质量星团（YMC）是具有重要科学意义的紧凑（$\lesssim$ 1 pc）、高质量（>10 ${}^4$ M ${}_{\odot}$）恒星系统。由于它们的稀有性和快速形成，我们在恒星形成开始之前很少有YMC祖先气体云的例子。因此，YMC形成所需的初始条件是不确定的。我们目前的高分辨率（0.13 $^{\prime\prime}$，$\sim$ 1000 au）ALMA观测和Mopra单碟数据，表明银河系中心尘埃脊'云d'（G0.412 $+$ 0.052，质量$\sim 7.6 \times 10^4$ M $_{\odot}$，半径$\sim 3.2$ pc）有可能成为拱门一样的YMC（10 $^4$ M $_{\odot}$，r $\sim$ 1 pc），但尚未形成恒星。这意味着它是已知最年轻的恒星形成前的大质量星团，因此可能是研究YMC形成的初始条件的理想实验室。我们发现96个来源的尘埃连续体，质量$\lesssim$ 3 M $_{\odot}$和半径$\sim$ 10 ${}^3$ au。源质量和分离更符合热而不是湍流碎裂。由于维里参数估计的不确定性很大，因此不可能明确地确定大多数源的动态状态。我们发现了大规模（$\sim$ 1 pc）会聚气流的证据，这可能导致云迅速增长，在10 $^5$年内获得10 $^4$ M $_{\odot}$。最高密度的气体被发现在收…
2022-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The onset of high-mass star formation in the direct vicinity of the galactic mini-starburst W43
背景：高质量恒星形成的最早阶段仍然缺乏特征。也不知道初始条件是否随环境而变化。目的：我们想研究在极其活跃的恒星形成环境中最年轻的大质量气体团。研究方法：我们选择了与W 43银河系小型星暴有关的IRDC 18454复合体，用单碟仪器和干涉仪观测了它在70 μ ~ 1.2mm的连续辐射和N_2H ~+和~（13）CO的谱线辐射。结果如下：多波长连续谱的研究使我们能够识别出即使在70 μ处也是红外暗的团块，因此是真正的高质量无星气体团块的最佳候选者。光谱能量分布揭示了与更安静的环境相比升高的温度和亮度。此外，我们确定了从W 43迷你星爆到无星团块的温度梯度。我们讨论了附近的小恒星爆发的辐射影响是否改变了气体团的碎裂特性，并通过这种方式可能有利于在这样的环境中形成更多的高质量恒星。谱线数据揭示了气体在100和50 km/s处的两个不同速度分量。虽然机会投影是解释这些组件的一种可能性，但发射源的投影关联以及银河棒-旋臂界面的突出位置也允许这两个组件可能在空间上相关联甚至相互作用的可能性。结论：大质量无星气体团可以存在于恒星形成非常活跃的封闭环境中而不被破坏。活跃的恒星形成地点的影响甚至可能允许更多的高质量恒星在这些第二代气体团中形成。
2011-12-15 astro-ph.SR
The IACOB project: CVIII. Hunting for spectroscopic binaries in the O and B supergiant domain.The threat of pulsational variability
本研究利用IACOB项目的高分辨率光谱，估算银河系OB超巨星的分光双星比例，设定径向速度阈值以区分脉动变星与双星，发现该比例较O型矮星显著下降，强调内禀变异性表征的重要性。
2024-05-18 astro-ph.SR
Gas vs. solid phase deuterated chemistry: HDCO and D$_2$CO in massive star-forming regions
在低温和高密度下有利于氘代分子的形成。因此，氘化分数D $_{frac}$预计将在寒冷，致密的星前核心增强，并在原恒星诞生后减少。以前的研究表明，氘代形式的物种，如N2 H+（形成在气相中）和CH 3OH（形成在颗粒表面）可以用作进化指标，并限制其主导的形成过程和时间尺度。甲醛（H2 CO）及其氘代形式可以在气相和谷物表面产生。然而，这两种化学途径的相对重要性尚不清楚。比较H_2CO与N_2H ~+、NH_3和CH_3OH的氘代分数，可以帮助我们理解其形成过程和时间尺度。利用APEX上新的SEPIA波段5接收器，我们在193 GHz和175 GHz观测到HDCO和D2CO的J=3-2旋转线，这些旋转线指向三个大质量恒星形成区域，这些区域承载着处于不同演化阶段的物体：两个大质量无星核心（HMSC），两个大质量原恒星物体（HMPO）和一个超紧凑HII区域（UCHII）。利用已测得的H_2CO J=3-2的数据，估算了氘代分数HDCO/H_2CO和D_2CO/HDCO。我们的观察结果表明，单氘代H2 CO检测到所有的来源和H2 CO的氘代分数增加从HMSC的HMPO阶段，然后急剧下降，在最新的进化阶段（UCHII）。H2 CO的双氘代形式仅在早期的演化阶段被检测到，D2CO/H2 CO显示出与HDCO/H2 CO定性一致的模式，在目前的不确定性范围内。我们的初步结果表明，在大质量的年轻恒…
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: Detection of two extremely dense substructures in a massive prestellar core
本研究利用 ALMA-QUARKS 巡天数据在 G34.43+0.24 中发现大质量前恒星核 MM1-C，并探测到其内部两个高密度子结构，揭示了恒星形成最早阶段的原初碎裂现象。
2024-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mother of Dragons: A Massive, quiescent core in the dragon cloud (IRDC G028.37+00.07)
本文利用 ALMA 高角分辨率观测分析龙云中的大质量核心 C2c1，发现其碎裂为两个致密核心且维里参数小于1，为存在大质量前恒星核心提供了证据。
2023-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution in the early phases of massive star formation. I
了解年轻（高质量）恒星形成区的化学演化是恒星形成研究的中心议题。化学是一种独特的工具，1）研究潜在的物理过程，2）表征化学成分的演变。我们观察了59个高质量恒星形成区域的样本，这些区域处于不同的演化阶段，从早期的红外暗云的无星阶段到高质量的原恒星物体到热分子核心，最后是IRAM 30米望远镜在1毫米和3毫米处的超紧凑HII区域。我们确定了它们的大规模化学丰度，发现化学成分随着演化阶段而演化。平均而言，分子丰度随着时间的推移而增加。我们使用一维物理模型对化学演化进行了建模，其中密度和温度随阶段而变化，并结合先进的气体-颗粒化学模型，得出了所有相关参数的最佳拟合卡方值。一个令人满意的整体协议之间观察到的和建模的柱密度为大多数的分子。利用最佳拟合模型，我们还推导出每个阶段的化学年龄，这给出了两个连续阶段之间转换的时间尺度。最适合的化学年龄为IRDC阶段~ 10，000年，HMPO阶段~ 60，000年，HMC阶段~ 40，000年，UCHII阶段~ 10，000年。高质量恒星形成过程的整个演化序列的总化学时标大约为10^5年，这与理论估计一致。此外，基于未解决的数据的多线调查的方法，我们能够约束一个直观和合理的物理和化学模型。本研究结果可作为高质量恒星形成不同演化阶段的化学模板。
2014-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the initial conditions of high-mass star formation -- IV. Gas dynamics and NH$_2$D chemistry in high-mass precluster and protocluster clumps
恒星形成的初始阶段是一个复杂的区域研究，因为它的密度高，温度低。在这样的条件下，许多分子通过冻结在尘埃颗粒上而从气相中耗尽。然而，氘代物质可以保持气态，因此是理想的示踪剂。我们调查的气体动力学和NH $_2$ D化学在8个大规模的前/原团簇块。我们分别用PdBI和VLA给出了8个团簇的NH $_2$ D 1 $_{11}$-1 $_{01}$（85.926 GHz）、NH $_3$（1，1）和（2，2）观测结果。结果表明，氘分馏与动力学温度之间的分布在$T_{\rm kin}=16.1$ K附近有一个数密度峰，NH-$_2$-D核主要位于13.0 ~ 22.0 K之间。我们检测到七个极高的氘分馏的$1.0 \leqslant D_{\rm frac} \leqslant 1.41$的情况。我们发现，NH $_2$ D发射似乎并不完全符合尘埃连续或NH $_3$峰的位置，但往往围绕恒星形成的活动区。这表明NH $_{2}$ D已经被中心的年轻恒星天体（YSO）由于加热而破坏。检测到的NH $_2$ D线非常窄，中值宽度为$\rm 0.98\pm0.02 km/s$。被提取出来的NH $_2$ D核心是引力束缚的（$α_{\rm vir} < 1$），可能是星前或无星的，并且可能形成中等质量或高质量的恒星。用NH $_3$（1，1）作为动力学示踪剂，我们发现了非常复杂的动力学运动，它可…
2020-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: -- I. Survey description and data reduction
QUARKS巡天利用ALMA高分辨率宽频观测139个大质量团块，结合ATOMS数据，旨在无偏研究原恒星团内质量输运、无星核及反馈等大质量恒星形成机制。
2023-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity drives the evolution of infrared dark hubs: JVLA observations of SDC13
最近，星际细丝的会聚网络（即枢纽）与星团和大质量恒星的形成有关。目标是在高角分辨率下研究SDC 13中心的运动学和密度结构，以确定是什么驱动其演化和碎裂。我们已经绘制了SDC 13，一个1000 Msun的红外暗枢纽，在NH3（1，1）和NH3（2，2）发射线，JVLA和GBT都下降到0.07pc。所有四个中心灯丝的单位长度质量都是热超临界的，这与沿着它们存在数十个引力束缚的核心是一致的。这些核心表现出0.37 +/- 0.16 pc的规则分离，表明沿着这些超临界细丝运行的引力不稳定性是造成它们碎裂的原因。所观察到的致密气体速度分散向无星核心的局部增加被认为是这样的碎裂过程的结果。正如预期的那样，我们看到在细丝碎裂的早期阶段，速度梯度峰值朝向63%的核心。最大质量的核心位于细丝连接处，那里的速度分散最大。我们将其解释为轮毂形态在轮毂中心附近产生最大加速度梯度的结果。我们提出了一个方案的SDC 13枢纽的发展，其中细丝首先形成后激波结构在超音速湍流。然后重力接管并开始塑造枢纽的演变，既分裂细丝又将气体拉向重力井的中心。通过这样做，在局部（核心）和全局（枢纽中心）势阱最小值中，引力能被转换为动能。此外，在细丝连接处产生更大的重力加速度梯度，促进了更大质量核心的形成。[删节]
2018-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration as an evolutionary tracer in massive-star formation
理论预测和观测证实，含有D的分子与含有H的分子的柱密度比可以用作低质量恒星形成过程中的演化示踪剂。由于尚不清楚高质量恒星形成过程是否是低质量恒星形成过程的放大版本，我们研究了氘代和演化之间的关系是否可以应用于高质量区域。使用IRAM-30 m望远镜，我们观察到N2 D+和N2 H+的旋转跃迁，并推导出大质量恒星形成区域内27个核心中的氘代分数，这些区域被认为代表了大质量恒星形成过程的不同演化阶段。结果我们的研究结果清楚地表明，N2 D+的丰度是较高的前恒星/集群阶段，然后下降，在形成的原恒星对象（S）在低质量的制度，保持相对恒定的超紧凑的HII区阶段。N2 D+丰度最高的天体是无星核，其性质与典型的低质量星前核非常相似。N2 D+的丰度在气体温度较高的物体中较低，就像在低质量的情况下一样，但似乎并不依赖于气体湍流。我们的研究结果表明，N2 D +-N2 H+柱密度比可以作为一个演化指标，在低质量和高质量恒星的形成，以及物理条件影响的氘代物质的丰度可能演变过程中，导致低质量和高质量恒星的形成类似。
2011-03-29 astro-ph.SR
The earliest phases of high-mass star formation, as seen in NGC 6334 by \emph{Herschel}
为了限制高质量恒星形成的模型，Herschel/HOBYS KP的目标是发现能够容纳低质量星前核心的高质量类似物的大质量致密核心（MDC），这在过去十年中一直在寻找。在这里，我们专注于NGC 6334，最好的研究HOBYS分子云复合物之一。我们使用Herschel PACS和SPIRE 70- 500 mu图像的NGC 6334复杂的补充（亚）毫米和中红外数据。我们用getsources软件建立了一个完整的程序来提取~0.1 pc的致密核心，同时测量它们的远红外到毫米波通量。我们仔细估计了这些致密核心的温度和质量，从他们的SED。与高质量恒星形成路标的交叉相关表明，NGC 6334中MDCs的质量阈值为75 Msun。MDCs的温度为9.5- 40 K，质量为75- 1000 Msun，密度为10^5- 10^8 cm-3。它们的中红外发射被用来分离6个红外明亮和10个红外安静的原恒星MDC，而它们的70 μ发射强度，相对于安装的SED，有助于确定16个无星MDC候选者。后者的能力，主机高质量的星前核心在这里进行了调查，仍然值得怀疑。从无星阶段到红外宁静阶段和红外明亮阶段，质量和密度的增加表明原恒星和MDC的质量同时增长。高质量星前和原恒星核心阶段的统计寿命估计分别为1- 7x10^4年和至多3x10^5年，这表明了一种高质量恒星形成的动力学情景。目前的研究提供了良好的质量估计的统…
2017-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: I. Magnetic field evolution, mass-loss quenching and magnetic braking
表面磁场对恒星的质量损失和旋转有很大的影响，因此，对大质量恒星的演化有很大的影响。在这项工作中，我们研究了一个不断发展的偶极表面化石磁场与初始场强为4 kG的15 M的$_{\odot}$太阳金属丰度模型使用日内瓦恒星演化代码的特性的影响。考虑两种不同的情况下的内部角动量输运的非旋转和旋转模型进行了计算，包括磁场演变，质量损失淬火，和磁制动。磁场演化导致最初强的磁场减弱，然而，在我们的模型中，当恒星向红超巨星阶段演化时，仍然保持着可观察到的磁场。在给定的初始质量的模型，质量损失淬火是适度的。磁制动大大提高了化学元素的混合，如果径向差分旋转是允许的，另一方面，列入表面磁场产生一个较低的表面富集的情况下，近固体旋转。包括表面磁场的模型在亨特图（绘制氮丰度与$v \sin i$）上显示出与不包括表面磁场的模型明显不同的趋势。磁模型同意定性与异常的“第2组恒星”，显示缓慢的表面旋转和高表面氮增强的主要序列。
2019-02-25 astro-ph.SR
On the IMF in a Triggered Star Formation Context
恒星初始质量函数（IMF）的起源是恒星形成理论中的一个基本问题。它一般符合复合幂律。一些关于祖先的线索可以在致密的无星核心中找到，这些核心具有类似形状的核心质量函数（CMF）。在低质量端，这些质量函数随质量增加，尽管样品可能有点不完整;在高质量端，质量函数随质量减少。两种质量分布之间的翻转质量存在偏移。IMF峰的恒星质量比烟斗星云CMF峰的相应核心质量低约三倍。在其他星云中，IMF和CMF之间的偏移量较小。我们认为，偏移量可能是在全球恒星形成的星爆事件，这是由几个O/B星在多相介质中，自然出现通过在云核形成过程中的热不稳定性的发病触发。我们考虑的情况下，点火的几个大质量的恒星光电离的核心之间的温暖的介质，增加外部压力，降低他们的Bonnor？引起了一些先前稳定的核心的坍缩。我们定量再现IMF在低质量端的额外的旋转碎裂的假设。
2015-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Uncovering astrometric black hole binaries with massive main-sequence companions with Gaia
寻找紧凑型天体的工作正在进行中。罕见的具有紧凑型天体的大质量双星是向紧凑型天体合并发展的关键阶段。在盖亚数据发布3（DR3）中，第一个盖亚双星源的天体测量轨道解将可用。我们调查有多少黑洞（BH）与大规模的主序星矮伴星（OB+BH二进制文件）预计将被检测到的二进制文件在DR3和结束的名义5年的任务（DR4）。我们估计可识别的OB+BH双星的分数，并讨论了两个组件的质量和轨道周期的分布。我们研究了不同的BH形成方案的影响。使用量身定制的模型，大质量的恒星人口，假设一个直接崩溃，并没有踢BH形成（基准的情况下），我们估计的部分OB+BH系统，盖亚将检测到的二进制。根据第二个阿尔玛发光星表（ALSII）的距离分布假设。我们调查有多少系统检测到的二进制可识别为OB+BH二进制，使用的方法的基础上天体测量数据。在基准的情况下，我们保守地估计，77%的OB+BH二进制在ALSII将被检测为二进制的DR3，其中89%是可识别的OB+BH二进制。这导致总共约190个OB+BH双星，是已知OB+BH双星样本的20倍，覆盖了长周期双星的未知参数空间。可识别的OB+BH人口的大小和属性将包含关键的观测约束，以提高我们对BH形成的理解。在DR 4中，检测到的分数将增加到85%，其中82%将是可识别的。因此，可以确定另外约5个系统，预计这些系统的周期很短或很长。不同的BH形成的情况下，分数变得更小。（截短）
2021-11-11 astro-ph.SR
A low-metallicity massive contact binary undergoing slow Case A mass transfer: A detailed spectroscopic and orbital analysis of SSN 7 in NGC 346 in the SMC
本文对小麦哲伦云 NGC 346 中的大质量相接双星 SSN 7 进行了多历元光谱与轨道分析，发现其主星质量小于次星且正经历缓慢 Case A 质量转移，为低金属丰度环境下的大质量双星演化提供了重要观测约束。
2023-04-28 astro-ph.SR
The Tarantula massive binary monitoring VII. The nature of the eccentric O+BH binary candidate VFTS 812
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（荷语鲁汶大学勒芬引力研究所）；Universiteit Gent（根特大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究通过光谱分析排除 VFTS 812 的明亮伴星信号，提出 O 星+黑洞双星的可能解释，建议后续观测以确认并寻找吸积信号。
2026-02-10 astro-ph.SR
