Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
Optical spectroscopy of star-forming regions in dwarf Wolf-Rayet galaxies
我们在这里展示了附近四个矮沃尔夫-拉叶（WR）星系的空间分辨光谱观测。这些星系中最近的星暴事件的年龄在300万年到1000万年之间。气相金属丰度[12 + log（O/H）]的空间分辨恒星形成区域的衍生使用几个指标。在估计的不确定性范围内，发现星系内的恒星形成区域化学上是均匀的。在WR区域没有检测到预期的氮富集。这意味着在最近的恒星形成事件中由于超新星爆炸而导致的金属富集在这里没有被检测到。这表明，新合成的金属仍然驻留在热气相。来自前几集的金属，现在已经冷却，并且在整个星系范围内混合良好，使星系化学均匀，具有正常的N/O比。这些星系居住在稠密的环境中，星系密度在$8-80$ Mpc $^{-3}$的范围内。
2018-10-30 astro-ph.GA
Dynamical evolution of star forming regions
我们模拟了恒星形成区域的动力学演化，具有广泛的初始属性。我们遵循的区域的子结构的演化使用的Q参数，我们搜索的动态质量分离使用的Lambda_MSR技术，我们也量化的演化的局部密度周围的恒星作为质量的函数使用Sigma_LDR方法。由Lambda_MSR测量的动态质量分离的量通常仅对亚维里和维里化的亚结构区域有意义-这些区域通常演化形成束缚簇。Sigma_LDR方法表明，大质量恒星在所有区域都达到了比中值更高的局部密度，即使是那些监督和演化形成（未绑定）协会的区域。我们还介绍了Q-Sigma_LDR图，它描述了空间结构的演化作为质量加权局部密度的函数在恒星形成区域。最初致密（>1000颗星pc^{-2}），结合区在500万年后总是Q >1，Sigma_LDR > 2，而致密的未结合区在500万年后总是Q < 1，Sigma_LDR > 2。密度较低的区域（<100颗恒星pc^{-2}）通常不会显示出Sigma_LDR > 2的值，如果大质量恒星周围相对较高的局部密度纯粹是由动力学引起的，那么Q-Sigma_LDR图可以用来估计恒星形成区域的初始密度。
2013-11-14 astro-ph.GA
Looking for outflow and infall signatures in high mass star forming regions
在恒星形成区，许多物理参数随时间而变化。在这里，我们试图用JCMT观测数据将高质量恒星形成区的流入和流出运动变化与演化阶段相关联。（目的）从一个样本的45个高质量恒星形成区的三个阶段的演变，我们调查存在的既定的流入和流出示踪剂，以确定是否有任何趋势归因于年龄的来源。（方法）用HCO ~+/H_（13）CO ~+ J=4-3的JCMT观测值追踪大尺度的入流活动，用SiO J=8-7的JCMT观测值追踪近期的出流活动。我们比较的主机源（高质量的原恒星物体，超紧凑的HII地区和超紧凑的HII地区）的进化阶段的流入和流出检测。我们还注意到SiO的积分强度随H_（13）CO ~+的半峰全宽的变化而变化。（结果）我们发现一个令人惊讶的缺乏SiO检测的中间阶段（超紧凑的HII区），这可能是由于观测偏差。当检测到SiO时，我们发现线的积分强度随演化阶段而增加。我们还注意到，所有的源与infall签名到超紧凑HII区有相应的流出签名。
2011-12-05 astro-ph.GA
Interstellar Glycolaldehyde, Methyl Formate, and Acetic Acid I: A Bi-modal Abundance Pattern in Star Forming Regions
结构异构体甲酸甲酯，乙醇醛，乙酸的相对柱密度推导出了十几个位置的巨大的恒星形成区MM 1和MM 2的NGC 6334 I复杂，这是分开的$\sim$ 4000 AU。这些分子的相对柱密度也是从其他13个恒星形成区的文献中收集的。在该组合数据集中，在乙醇醛和甲酸甲酯的相对柱密度中观察到明显的双峰分布。在乙酸中没有明显的这种分布。这两种趋势由具有各种质量的恒星形成区域组成，这表明必须有一些其他的共同参数严重影响乙醇醛的形成。这表明这些核心中存在一些明显的差异;研究这些异构体的丰度可能会为各种原恒星环境中正在进行的整体化学过程提供线索。
2019-07-31 astro-ph.GA
Extended star-forming region within galaxies in a dense proto-cluster core at z=2.53
在$z\sim2$，恒星形成活动被认为是高密度的环境，如星系团和原星团。其中一个关键但悬而未决的问题是，恒星形成星系的结构增长是否会因周围环境而异。为了研究星系如何生长它们的结构，以及星系演化中涉及哪些物理过程，人们不仅需要星系内恒星组成部分的空间分辨图像，还需要星系内恒星形成区域的空间分辨图像。我们利用斯巴鲁望远镜上的IRCS和AO 188对$z=2.53$致密原星系团核中的恒星形成星系进行了自适应光学（AO）辅助成像观测。AO和窄带滤光片的组合使我们能够获得角分辨率为0.1- 0.2角秒的H $α$发射区的分辨图，这对应于$z\sim2.5$处的$\sim1$ kpc。基于叠加分析，我们比较了恒星形成区和恒星组分的径向轮廓，发现含有$\rm log(M_*/M_\odot)\sim10-11$的子样品的恒星形成区比恒星组分更长，表明结构的内向外生长。这一趋势与在$z=2-2.5$上用同样的观测技术获得的一般场中的恒星形成星系的趋势相似。我们的研究结果表明，在$z=2-2.5$的恒星形成星系的结构演化主要是由内部长期过程驱动的，而与周围环境无关。
2019-04-01 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. II. Methanol formation at low metallicity
外星系是一个金属量低于太阳的环境，因此，位于内星系和外星系的恒星形成区域的分子的形成和生存预计是不同的。为了了解整个银河系的化学变化，至关重要的是观察银河系外的恒星形成区域，以限制适用于低金属环境的模型。“外星系恒星形成区的化学复杂性”项目旨在解决这一问题，用IRAM 30米望远镜在各种3毫米和2毫米波段观测银河系中心距离高达23千秒差距的35个大质量恒星形成核心样本。在这项工作中，我们分析观察甲醇（CH 3OH），一个最简单的复杂的有机分子的关键有机化学在恒星形成的地区，和两个化学相关的物种，HCO和甲醛（H2 CO），对15的35个目标的CHEMOUT样品。事实上，只考虑了先前在HCO和H2 CO（甲醇的两种前体）中检测到的靶标。我们在所有15个目标中检测到CH 3OH。使用局部热力学平衡的方法，我们得到CH 3OH的激发温度在7 - 16 K和线宽小于4公里/秒的范围内，从一个冷的和静态的信封排放一致。CH 3OH分数丰度w.r.t. H2范围在~0.6 x 10^{-9}和~7.4 x 10^{-9}之间。这些值与在内部和本地星系的恒星形成区域中发现的值相当。我们的研究结果对银河系最外层恒星形成区的有机化学和可能的前生物化学具有重要意义，并有助于确定银河系宜居带的边界。
2022-05-18 astro-ph.GA
Dust Attenuation Curve for Local Subgalactic Star-forming Regions
利用Apache Point天文台近星系巡天的157，000个Spaxels样本，采用\cite{Calzetti1994}方法，计算了本星系亚星系恒星形成区在光波段的平均尘埃衰减曲线。我们得到了一个$D_n(4000)$独立的平均衰减曲线与$1.1\leq D_n(4000)<1.3$，这是类似的一个来自本地星爆或正常SFG的spaxels。我们检查是否以及如何的形状的平均衰减曲线的变化与几个本地和全球的物理性质。对于具有$1.2\leq D_n(4000)<1.3$的spaxels，我们发现对于平均衰减曲线的形状，不依赖于局部或全局物理性质。然而，对于恒星星族较年轻的Spaxel（$1.1\leq D_n(4000)<1.2$），恒星质量表面密度较小、恒星形成率表面密度较小或位于星系外部区域的恒星形成区域的平均衰减曲线较浅。这些结果强调了使用单一衰减曲线来校正所有类型恒星形成区的尘埃红化的风险，特别是对于那些具有相当年轻的恒星星族的区域。
2020-11-04 astro-ph.GA
HCO+ and radio continuum emission from the star forming region G75.78+0.34
我们目前的1.3和3.6厘米射电连续图像和HCO+光谱的大质量恒星形成区G75.78+0.34获得的超大阵列（VLA）和伯克利伊利诺伊州马里兰协会（BIMA）干涉仪。在连续辐射中检测到三个结构：一个与众所周知的彗星HII区有关，另外两个位于彗星HII区以东6”和以南2”的紧凑结构。利用总通量和强度峰值，我们估算出彗星HII区的电子密度约为1.5 × 10 ^4 cm^{-3}，发射量约为6 × 10 ^{7} cm^{-6} pc，电离气体质量约为3 M_Sun，直径为0.05 pc，这些都是超致密HII区的典型值。HCO^+的发射可能来源于先前在HCN和CO中观察到的分子流出。
2013-12-09 astro-ph.GA
Spinning Nanoparticles Impacted by C-shock: Implications for Radio-millimeter Emission from Star-forming Regions
我们调查的异常微波发射（AME）的辐射毫米波光谱能量分布的影响，为三个典型的星际介质（ISM）周围的恒星形成区域的条件-冷中性介质，温暖的中性介质，和光解区-通过比较的三个主要贡献者的发射率：自由，热尘埃排放，和AME。特别地，对于纺丝纳米颗粒（即，潜在的载体AME），我们认为一个已知的颗粒破坏机制，由于离心力从自旋过程中所造成的尘埃颗粒和超音速中性流之间的碰撞在磁化冲击（C-冲击）。我们证明，如果ISM在磁场中的影响，由超新星爆炸在大质量恒星形成的早期阶段（$\lesssim 10$ MYR），AME可以显着或几乎完全抑制相对于自由和热尘埃连续排放，如果颗粒的拉伸强度是足够小的C-冲击。本研究可能有助于解释河外恒星形成区AME的罕见观测，并提出了与恒星形成区的时间演化相一致的“AME的兴衰”情景。
2022-08-10 astro-ph.GA
The IRX-Beta Relation in kpc-sized Star Forming Regions in Nearby Galaxies
本研究利用Swift/UVOT、WISE和SDSS/MaNGA数据分析了29个近邻星系的恒星形成区，发现气相金属丰度与红外超（IRX）强相关且富金属区消光曲线更陡，并揭示了星系整体与千秒差距尺度区域遵循基本相同的IRX-beta消光关系。
2023-09-06 astro-ph.GA
Star-forming regions at the periphery of the supershell surrounding the Cyg OB1 association. II. ISM kinematics and YSOs in the star cluster vdB 130 region
我们对位于天鹅座OB 1星协周围膨胀超壳层壁内的恒星形成区域中运行的小规模反馈过程进行了观察研究。星际气体和尘埃的内容和前恒星星族在疏散星团vdB 130附近的人口进行了分析的基础上进行的新的光学和红外线观测与6米（三维光谱映射在[SII]双峰）和2.5米（光学和近红外图像）俄罗斯望远镜以及斯皮策和赫歇尔空间望远镜的档案数据。通过对电离气体运动学和发射光谱的分析，我们发现了一个具有超音速运动的致密区域。这些运动可能是由恒星风或原恒星盘的两极外流引起的。在所研究的区域内查明了年轻的恒星物体并对其进行了分类。发现了两个恒星形成区。其中一个是在那里观察到的分子云头部的恒星形成区域，另一个是在云尾的恒星形成爆发。
2019-04-02 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Perseus Spiral Arm
我们报告的三角函数的松弛和自行车的水脉泽的12个大规模的恒星形成地区的英仙座螺旋臂的银河系的酒吧和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查的一部分。结合我们的结果与文献中的14个视差测量，我们估计英仙座臂的一部分的俯仰角为9.9 +/- 1.5度。这些源的三维银河系特有的运动表明，平均而言，他们正在向银河系中心移动，比银河系旋转慢。
2014-07-07 astro-ph.GA
13C Isotopic Fractionation of HC3N in Star-Forming Regions -Low-Mass Star Forming Region L1527 and High-Mass Star Forming Region G28.28-0.36-
我们用野边山射电天文台的45米射电望远镜观测了L1527和G28.28-0.36中HC_3 N的三个~（13）C同位素的J=9-8和10-9转动谱线，以确定各源中HC_3 N的主要形成机制。在L1527和G28.28-0.36中，[H13 CCCN]：[HC 13 CCN]：[HCC 13 CN]的三种13 C同位素体的丰度比分别为0.9（0.2）：1.00：1.29（0.19）（1 sigma）和1.0（0.2）：1.00：1.47（0.17）（1 sigma）。结果表明，H13 CCCN和HC 13 CCN具有相似的13 C同位素分馏模式，两者的丰度相当，而HC 13 CN的丰度高于其它两种。在此基础上，讨论了HC 3 N的主要生成途径。根据我们的观测得到的13 C同位素分馏模式可以用C2 H2和CN在低质量（L1527）和高质量（28.28-0.36）恒星形成区的中性-中性反应来解释。
2016-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2010-10-07 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region G48.61+0.02 with VERA
我们利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区G48.61+0.02的H2O脉泽进行了天体测量。我们推导出的三角视差为199+/-7微as，对应的距离为5.03+/-0.19 kpc。到G48.61+0.02的距离大约是它的远运动学距离的一半，这是以前经常假设的。这个距离使G48.61+0.02位于人马座-船底座臂，靠近活跃的恒星形成区和超新星遗迹W51。我们还得到了G48.61+0.02的三维运动，发现它有一个40+/-5km/s的大的奇特运动。这种奇特的运动可能起源于W51中的多颗超新星爆炸，或者是穿过人马座-船底座臂的流动运动。
2011-04-05 astro-ph.GA
The diffuse ionized gas (DIG) in star-forming galaxies: the influence of aperture effects on local HII regions
弥散电离气体（DIG）对星系的星云发射有贡献，导致发射线通量比与HII区域产生的通量比有很大不同。通过比较[SII] 6717，31在附近星系HII区的定点观测和更遥远星系的积分光谱，最近有人声称DIG也可以深刻影响明亮的恒星形成星系的发射，并且必须对观测到的线比进行大的校正，以恢复HII区的真正贡献。在这里，我们表明，而不是DIG对恒星形成星系的综合光谱的影响是低于在以前的工作中假设的。事实上，孔径效应对附近HII区域光谱的影响在很大程度上是观测到的差异的原因：当使用足够大的孔径提取局部HII区域的光谱时，同时仍然避免DIG，观测到的线比与更遥远的星系相同。这一结果与使用强线方法测量金属丰度高度相关。
2021-09-06 astro-ph.GA
Masers in star forming regions
脉泽辐射在恒星形成研究中起着重要的作用。它被广泛用于推导运动学，以及不同结构的物理条件，隐藏在非常接近年轻恒星的稠密环境中，例如与喷流和外流的开始有关。我们将总结自上次脉泽研讨会（IAU Symposium 242）以来在这一主题上的最新观测和理论进展。
2012-04-04 astro-ph.GA
Herschel-HIFI observations of H2O in high-mass star-forming regions: first results
本文回顾了Herschel-HIFI对高质量恒星形成区的H2O谱线发射观测的第一批结果，这些结果是在WISH保证时间计划内获得的。这些数据揭示了三种气相H2O：“云水”在寒冷稀薄的前景云，“信封水”在密集的原恒星信封，和“外流水”在原恒星流出。前景云和原恒星包层中的低H2O丰度（1 e-10 - 1 e-9）分别是由于快速光解和冻结在尘埃颗粒上。外流显示较高的H2O丰度（1 e-7 - 1 e-6），由于颗粒地幔蒸发和（可能）中性-中性反应。
2010-12-22 astro-ph.GA
UVIT imaging of WLM : Demographics of star forming regions in the nearby dwarf irregular galaxy
利用紫外成像望远镜（UVIT）的F148 W、N245 M和N263 M三个滤光片的多波段观测资料，对附近矮不规则星系WLM的恒星形成区及其人口统计进行了研究。我们发现，紫外线发射至少扩展到1.7千秒差距，与NUV发射更扩展比FUV。我们利用理论模型制作了（F148 W $-$ N245 M）和（F148 W $-$ N263 M）的紫外色图，研究了年轻恒星复合体的温度形态。我们确定了几个复杂的温度T $>$ 17500 K这很可能是OB协会目前在星系中。这些配合物与H $α$发射区、H $~$ I分布和HST探测到的热星具有良好的空间相关性。发现热恒星形成区在性质上是星团，并显示出层次结构，大小在4 - 50 pc范围内，其中大量的大小为$<$ 10 pc。该星系的西南部有许多热恒星形成区，高水平的H $α$发射和低的H $~$ I柱密度，这些都表明该星系是一个活跃的近期恒星形成区。WLM可能有一个大部分的低质量致密恒星形成区的质量M $< 10^3 M_{\odot}$，在协议的大小和质量的CO云。我们估计WLM的恒星形成率为$\sim$ 0.008 $M_{\odot}/yr$，这与附近矮不规则星系的平均值相似。
2018-07-19 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
The Star Formation in Radio Survey: 3 - 33 GHz Imaging of Nearby Galaxy Nuclei and Extranuclear Star-forming Regions
我们提出了3，15和33 GHz的图像对星系核和星系核恒星形成区使用卡尔G。Jansky甚大天线阵是射电巡天中恒星形成的一部分。与$3-33$ GHz的无线电频谱，我们测量的光谱指数和相应的热（自由自由）的发射分数的样本335个离散的区域具有显着的检测，在至少两个无线电频段。在剔除14个可能的背景星系后，采用二分量幂律模型拟合射电频谱，发现33 GHz处的中位热分数为$92 \pm 0.8\%$，中位绝对偏差为$11\%$。将样本限制在238个被确信为恒星形成区域的源，并且不受潜在AGN污染的影响（即，具有半乳心半径$r_{\rm G} \geq 250$ pc），导致中值热分数为$93 \pm 0.8 \%$，中值绝对偏差为$10\%$。我们进一步测量了在33 GHz的163个区域的热分数，这些区域在7”分辨率下被识别为$94 \pm 0.8 \%$，中值绝对偏差为$8\%$。总之，这些结果证实，自由-自由发射占主导地位的恒星形成区域的射电光谱的规模高达$\sim$ 500 pc的正常恒星形成星系。我们还发现一个因素的$\sim$ 1.6增加的散射的测量光谱指数和热分数分布作为一个函数的减少galactocentric半径。这种趋势可能反映了星系中心持续的恒星形成活动，导致相对于盘中的恒星形成区域，漫射非热辐射的贡献更大。
2020-04-21 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions: VII. G9.62+0.20 and the Expanding 3 KPC-ARM
本文报道了与大质量恒星形成区G9.62+0.20有关的12 GHz甲醇脉泽的三角视差，对应于5.2 ± 0.6kpc的距离。与当地标准的静止速度约2公里/秒，该地区的运动距离0.5和16千秒差距很大，从这里推导的距离。我们对恒星形成区的特殊运动的测量表明，它与圆形银河系轨道有很大的偏差：从银河系中心向外径向速度为41 km/s，与银河系自转方向相反的速度为60 km/s。它的径向速度和距离的组合将G9.62+0.20置于银河系的内部区域，靠近膨胀的近3 kpc臂，在那里凸起/棒势有很强的引力影响。我们还映射12 GHz甲醇脉泽的分布，定位它们相对于超紧凑H II区域，并比较我们的数据与以前报道的周期性耀斑现象，这个源。
2009-09-21 astro-ph.GA
Star-forming complexes in the polar ring galaxy NGC660
带极环的Galerkin由两个子系统组成，一个圆盘和一个环，它们几乎在正交平面内旋转。在本文中，我们分析的参数表征的组成星际介质和恒星形成的恒星形成复合体，属于极环星系NGC660。我们表明，在星系环中的恒星形成区域是明显不同的星系盘。它们的红外线光度明显较低，表明这些区域的尘埃质量比典型的盘状恒星形成区域要少。紫外线和H $α$光度似乎也较低的环，可能是其相对较新的形成的结果。
2017-12-04 astro-ph.GA
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。
2013-04-07 astro-ph.GA
A systematic study of ULIRGs using near-infrared absorption bands reveals a strong UV environment in their star-forming regions
利用AKARI红外照相机获得的光谱，系统研究了48个局域超铝红外星系（ULIRGs）的3.0 μ m H2O冰和3.4 μ m脂肪碳的吸收特征，以探讨它们恒星形成区的紫外光环境。在我们的样本中，所有的ULIRGs表现出的H2O冰的光学厚度比硅酸盐尘埃（τ 3.0/τ 9.7），这是低于金牛座暗云。这意味着ULIRGs不能被描述为低质量恒星形成区域的集合，并且大量的高质量恒星形成区域有助于局部ULIRGs中的恒星形成云。结果还表明，脂族碳与硅酸盐尘埃的光学厚度比值τ 3.4/τ 9.7具有不同的数值。我们研究了两种影响该比率的效应：几何温度梯度（增加该比率）和强烈的紫外线环境（降低该比率）。几何温度梯度通常被认为是活动星系核（AGN）的标志。具有活动星系核标志（光学分类，近红外颜色，PAH发射强度为3.3 μ m）的ULIRG确实倾向于表现出大的τ 3.4/τ 9.7比值。然而，我们发现，掩埋活动星系核的存在是不是唯一的原因的几何温度梯度，因为增强的比例也是明显的，在纯恒星爆类ULIRGs没有这些活动星系核的迹象。对于恒星形成区的强紫外光环境，脂肪碳比与代表光解区紫外光环境的[CII] 158 μ m线光度与远红外光度之比（L[CII]/LFIR）之间的相关性表明，强紫外光环境导致脂肪碳比的降低。我们发现，在恒星形成区的强烈的紫外光环境（G/nH > 3）是需要的脂肪碳比被抑制。
2019-02-22 astro-ph.GA
H2D+ in the high mass star-forming Region Cygnus-X
H2 D+是一种主导冷致密气体气相化学的主要离子。因此，它被誉为探测恒星形成最早期的星前阶段的独特工具。然而，从观测上看，它的丰度和分布才刚刚开始在低质量的星前和星团形成核心中被了解。在高质量恒星形成区，H2 D+仅在两个核心中被探测到，其空间分布仍然未知。在这里，我们提出了372 GHz的ortho-H2 D+和N2 H + 4-3转换的天鹅座-X的DR 21灯丝与JCMT，和N2 D + 3- 2和灰尘连续与SMA的第一个地图。我们已经发现了五个非常广泛的（<= 34000 AU直径）弱结构的H2 D+附近，但明显偏离嵌入式原恒星。更令人惊讶的是，H2 D+峰与尘埃连续体或N2 D+峰都不相关。因此，我们发现了扩展的大规模冷致密气体，这是以前该地区的分子线和尘埃连续谱调查所未发现的。这项工作还表明，我们的核心结构的图片是过于简单的集群形成的核心，需要加以完善：无论是尘埃连续与现有的能力，也没有排放示踪剂，如N2 D+可以提供一个完整的人口普查的总星前气体在这些地区。整个DR 21灯丝的灵敏H2 D+映射可能会在其他活跃的高质量恒星形成区域中发现更多这样的冷静态气体库。
2012-04-03 astro-ph.GA
Star formation activity beyond the outer Arm I: WISE-selected candidate star-forming regions
外臂之外的外星系提供了一个很好的机会，可以在一个与太阳附近明显不同的环境中研究恒星的形成。然而，银河系外的恒星形成区从未被全面研究或编目，因为在如此远的距离上探测它们很困难。我们研究了33个已知的年轻恒星形成区与13个分子云在$R_{\rm G}$ $\ge$ 13.5千秒差距的数据，从广域红外巡天探测器（WISE）中红外全天空调查。从它们的颜色分布，我们开发了一个简单的识别标准，在银河系外的恒星形成区的WISE颜色。我们将该判据应用于外星系分子云中的所有WISE源，这些WISE源是由五所学院射电天文台（FCRAO）的外星系$^{12}$ CO巡天探测到的，位于$R_{\rm G}$ $\ge$ 13.5 kpc，其中巡天区域为102 $^\circ$ .49 $\le$ $l$ $\le$ 141 $^\circ$ .54，$-$ 3 $^\circ$ .03 $\le$ $b$ $\le$ 5 $^\circ$ .41，并在240个分子云中成功识别了711个新的候选恒星形成区。大量的样本使我们能够首次对外部星系的恒星形成特性进行统计研究。这项研究是至关重要的调查基本的恒星形成的属性，包括恒星形成率，恒星形成效率，和初始质量函数，在一个原始的环境，如早期阶段的星系形成。
2017-12-06 astro-ph.GA
A Cautionary Tale of Attenuation in Star Forming Regions
恒星形成星系中的光衰减与许多物理参数有关，包括恒星形成率，金属丰度和总尘埃含量。这种衰减的变化在千秒差距尺度上甚至更为普遍，这与许多当前的光谱积分场单元调查有关。为了了解这种变化的原因，我们提出并分析了\textit{Swift} /UVOT近紫外（NUV）图像和SDSS/MANGA发射线地图的29个附近（$z<0.084$）恒星形成星系。我们解析了星系内千秒大小的恒星形成区域，并比较了它们的光学星云衰减（即，Balmer发射线光学深度，$τ^l_B\equivτ_{\textrm{H}β}-τ_{\textrm{H}α}$）和NUV恒星连续谱衰减（通过NUV幂律指数，$β$）到Battisti等人描述的衰减规律。数据与该模型一致，尽管存在显著的散射。我们探讨的$β$ - $τ^l_B$测量的恒星形成区域的不同的物理参数，包括距离核，恒星形成率和总尘埃含量的散射的依赖性。最后，我们比较了测量的$τ^l_B$和$β$之间的单个恒星形成区和集成的星系光。我们发现$β$在千秒差距尺度和$τ^l_B$中没有看到的更大的星系尺度之间存在强烈的变化。我们的结论是，视线依赖的紫外线衰减和变红的$β$由于来自老恒星星族的光可能有助于$β$ - $τ^l_B$的差异。
2020-03-30 astro-ph.GA
The softness diagram for MaNGA star-forming regions: diffuse ionized gas contamination or local HOLMES predominance?
我们探索所谓的软度图-其主要功能是提供恒星形成区域的电离辐射硬度-以检查热的和老的低质量演化恒星（HOLMES）是否是恒星形成区域内电离的重要贡献者，如以前的MaNGA数据分析所建议的那样。我们使用HCM-Teff程序推导了电离参数和等效有效温度（T*），采用大质量恒星和行星状星云（PNe）的模型，通过探索软度图中不同的发射谱线，找出了MaNGA和CHAOS恒星形成区样品中观测到的软度参数差异的主要原因。我们发现，当[SII] $λλ$ 6716，6731发射线被用于软度图时，在MaNGA中被比大质量恒星更硬的源电离的区域的比例（66%）比在混沌样本中（20%）大得多。然而，当使用在$λ$ 6584处的[NII]发射线时，两个样品在该区域中的相应分数显著降低（在MaNGA中为20%，在CHAOS中为10%）。这可能表明，较低分辨率的MaNGA数据中的扩散电离气体（DIG）污染是人为增加测量的T* 的原因，而不是HII区域中HOLMES的主要作用。
2022-12-06 astro-ph.GA
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。
2014-05-13 astro-ph.GA
A Search for Small-Scale Clumpiness in Orion and W3 High-Mass Star-Forming Regions
对猎户座和W3不同位置的观测揭示了HCN（1-0）、HCO^+（1-0）和CO（1-0）谱线轮廓上的波纹，这可能是光束中大量未分辨的热团以随机速度运动的结果。对于线性大小约为0.1-0.5 pc的区域，此类团块的总数约为（0.4-4）10^5。
2009-03-25 astro-ph.GA
Study of Star-Forming Regions in the Peculiar Galaxies NGC 660, NGC 1512, NGC 4395, and NGC 4618
研究了NGC 660、NGC 1512、NGC 4395和NGC 4618等奇特星系的恒星形成区。恒星形成区域的紫外线，近红外和远红外通量，以及在Halpha和HI线，在这些范围内的表面亮度，电离和中性氢的径向速度的散射等特性之间的关系被认为是。结果表明，在所研究的星系中，SFR的红外辐射通量均小于“正常”星系，但其原因不同：在有最近相互作用迹象的星系NGC 660和NGC 1512中，这是由于SFR的表面亮度较低;在不平衡星系NGC 4395和NGC 4618中，红外范围内的SFR亮度低是由于它们的紧凑尺寸。这些差异表明，恒星的形成过程不仅取决于星系的形态类型，还取决于许多其他因素。
2020-10-10 astro-ph.GA
Terahertz ammonia absorption as a probe of infall in high-mass star forming clumps
云的收缩和下沉是恒星形成的基本过程。虽然在大质量恒星形成区观察到的“蓝斜”线轮廓通常被越来越多的研究作为坍缩的证据，但它们的解释提供了许多陷阱。在连续光源前通过红移吸收探测入轨是一种更直接、更可靠的方法，但迄今为止主要局限于厘米级强HII区的吸收。在这里，我们提出了一种新的方法，通过探测吸收旋转氨过渡在前面的强大的尘埃排放的大规模恒星形成区。一个精心挑选的样本，三个地区的不同阶段的演变被选中研究通过大质量恒星形成团块的演变。红移吸收检测到所有三个源和3- 10 × 10 -3 Msol yr-1之间的下降率推导。
2012-03-15 astro-ph.GA
A preliminary distance to W 75N in the Cygnus X star-forming region
天鹅座X是最接近的巨型分子云复合体之一，因此是一个正在进行的高质量恒星形成的广泛研究区域。然而，到这个区域的距离一直是一个长期存在的问题，因为在银河经度~80度的源可能在附近的本地臂（1-2 kpc），英仙座臂（5 kpc），甚至在外臂（~10 kpc）。我们使用EVN加上两个日本站的联合观测来测量天鹅座X中五个恒星形成区域中甲醇脉泽的非常精确的反射，以了解它们是否属于一个大型恒星形成复合体，或者它们是否是位于不同距离的独立实体。本文报道了我们对W75 N进行的6个历元VLBI观测的初步结果：发现W75 N的距离为1.32^{+0.11}-0.09} kpc，比文献报道的距离（1.5-2 kpc）近得多。
2010-12-02 astro-ph.GA
The Connection Between Galaxy Environment and the Luminosity Function Slopes of Star-Forming Regions
我们提出了第一个研究的GALEX远紫外（FUV）光度函数的单个恒星形成区域内的样本258附近的星系跨越大范围的总恒星质量和恒星形成属性。我们确定了约65，000个恒星形成区域（即，FUV源），测量每个星系的光度函数，并描述光度函数斜率（α）和几个全球星系属性之间的关系。最后的样本82个星系与可靠的光度函数被用来定义这些关系，并代表最大的样本的星系与最大范围的星系属性用于研究光度函数属性和星系环境之间的连接。我们发现，α与全球恒星形成的属性，其中具有较高的恒星形成率和恒星形成率密度（Sigma_SFR）的星系往往有平坦的光度函数斜率。此外，我们发现，无论是随机抽样的光度函数的星系与低数量的统计，也没有混合的影响，由于距离可以完全解释这些趋势。我们假设，在高Sigma_SFR星系的平坦的斜率是由于更高的气体密度和更高的恒星形成效率，从而导致成比例地更多的明亮的恒星形成区域。最后，我们创建了一个复合光度函数组成的恒星形成区域从许多星系，并找到一个突破的光度函数在较亮的光度。然而，我们发现，这种突破是一个人工制品的不同检测限的星系在不同的距离。
2016-07-29 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. IX. The Outer Arm in the First Quadrant
本文报道了用甚长基线列阵对遥远的大质量恒星形成区G75.30+1.32的水脉泽进行的三角视差测量。该源的日心距离为9.25+-0.45 kpc，位于银河系第一象限的外臂。它位于银河系平面上方200 pc，与一个大分子云边界处的大量HI增强有关。在银心半径为10.7 kpc的地方，G75.30+1.32位于银河系的一个区域，该区域的圆盘明显地向银河系北极弯曲。虽然恒星形成区有一个接近圆形的瞬时银河轨道，但它显示出朝向银河平面的18 km/s的显著运动。目前的结果，当结合两个以前的微波激射器的研究外臂，产生一个约12度的俯仰角的一个大部分的臂从第一象限延伸到第三。
2011-10-19 astro-ph.GA
Properties of active galactic star-forming regions probed by imaging spectroscopy with the Fourier transform spectrometer (FTS) onboard AKARI
我们调查的星际介质（ISM）的结构，并确定可能嵌入的激发源的位置从远红外线（FIR）线和中红外连续辐射图。我们用AKARI上的傅里叶变换光谱仪（FTS）对四个巨大的银河系恒星形成区进行了成像光谱观测。我们获得了所有区域的[OIII] 88微米和[CII] 158微米线强度图：G3.270-0.101、G333.6-0.2、NGC 3603和M17。对于G3.270-0.101，我们首次获得了高空间分辨率的[OIII] 88微米线发射图和FIR连续谱图，这意味着[OIII] 88微米发射比射电连续谱发射更清楚地识别激发源。在G333.6-0.2中，我们发现了局部[OIII] 88微米发射峰，这表明存在激发源。这是由18微米的连续发射，这被认为是跟踪热尘埃分布的支持。对于所有区域，[CII] 158微米的发射分布广泛，正如以前对恒星形成区域的观测所表明的那样。我们的结论是，[OIII] 88微米的发射痕迹的激发源更准确地比无线电连续发射，特别是在有一个高密度和/或列密度梯度。FIR光谱学为理解恒星形成区域的性质提供了一种很有前途的手段。
2009-11-18 astro-ph.GA
The emergence of molecular complexity in star forming regions as seen with ASAI
大型计划“IRAM天体化学巡天”（ASAI）通过使用IRAM 30米望远镜在80-272 GHz范围内对10个模板源样本进行无偏线巡天，研究了太阳型恒星形成过程不同阶段分子复杂性的出现。我们在这里介绍的主要结果的大程序ASAI的概述。
2022-08-09 astro-ph.GA
Subarcsecond Imaging of the High-Mass Star Forming Region Onsala 1
我们报告的高质量恒星形成区域Onsala 1（ON 1）的亚角秒图像，使用0.85 mm的亚毫米阵列（SMA）和1.3 cm和3.6 cm的超大阵列。ON~1是银河系中最小的超致密HII区之一，并展示了各种恒星形成的路标。利用我们的VLA和SMA观测，在~3”（对应于0.05pc的线性尺度）的范围内分别识别出两个新的厘米波源和五个亚毫米尘埃源，表明ON 1区域中心的多重性。这些亚毫米源的尘埃和气体质量在0.8至6.4 M_sun的范围内。在五个亚毫米尘埃源中，SMA 2的尘埃和气体质量为2.6 M_sun，显示出几个恒星形成的特征，因此可能代表一个中等质量（甚至高质量）的恒星形成核心。由于恒星形成效率低，约为10%，我们认为ON 1区域的恒星形成将继续下去。例如，SMA 4和SMA 5与任何恒星形成特征都没有关联，可能在非常早期的演化阶段标记了恒星形成核心。
2009-04-21 astro-ph.GA
Kinematic structure of massive star-forming regions - I. Accretion along filaments
关于大质量恒星形成的中红外和远红外视图，特别是赫歇尔空间天文台的结果，揭示了大质量恒星形成的许多方面。然而，这些连续体研究缺乏运动学信息。我们研究了高质量恒星形成区分子气体的运动学。我们用MOPRA和Nobeyama 45 m望远镜的N2H+分子线数据补充了Herschel重点项目EPoS的16个高质量恒星形成区的PACS和SPIRE远红外数据。使用完整的N2H+超精细结构，我们产生了列密度，速度和线宽图。与PACS 70 μ m图像及PACS点源图像进行对比分析。此外，我们还搜索了速度梯度。对于几个区域，数据表明，团块尺度上的线宽主要由流出物或未解决的速度梯度决定。IRDC18454和G11.11显示了沿几条视线的两个速度分量。我们发现，所有区域的直径大于1pc的速度梯度或片段成独立的结构，具有不同的速度。具有平滑梯度的三个区域的速度分布与沿暗条的气体流动一致，表明吸积流到致密区域。我们发现，几个区域的运动学有一个显着的和复杂的速度结构。对于三个细丝，我们认为，气体流向更大的团块存在。
2014-01-31 astro-ph.GA
Variations in the slope of the resolved star-forming main sequence: a tool for constraining the mass of star-forming regions
星系的综合恒星质量和恒星形成率（“恒星形成主序列”; SFMS）之间的相关性是一个公认的标度关系。最近，调查发现，恒星形成率和恒星质量表面密度之间的关系，在千秒差距和次千秒差距尺度（"解决SFMS“; rSFMS）。在这项工作中，我们表明，rSFMS自然出现在消防-2放大模拟银河系质量的星系。我们在各种空间分辨率和恒星形成平均时间尺度的模拟星系的SFR和恒星质量图，并适合使用多种方法从文献中的rSFMS。虽然SFMS斜率的绝对值取决于拟合方法，但无论采用何种拟合方法，斜率在较长的恒星形成时间尺度和较低的空间分辨率下都更陡。我们提出了一个玩具模型，定量捕捉模拟星系的rSFMS斜率对空间分辨率的依赖性，并用它来说明这种依赖性如何可以用来约束恒星形成团块的特征质量。
2020-02-04 astro-ph.GA
Chemical evolution in high-mass star-forming regions
本文综述大质量恒星形成区化学演化的相关观测与理论研究成果，对比其他天体环境的化学演化，探讨现存问题与未来方向。
2025-11-18 astro-ph.GA
Merging time-scales of stellar sub-clumps in young star-forming regions
最近的观测和流体动力学模拟显示，在一个巨大的分子云内部的恒星形成区域内，恒星并不是均匀分布在整个区域，而是以小的子块的形式形成。一般认为，这些子星团合并并形成了一个年轻的星团。这个合并过程的时间尺度对于最终星团的演化和可能的生存至关重要。关键问题是，这种合并过程是否比清除云的残余气体所需的时间更快。如果合并的时间尺度比气体排出的时间短，那么合并后的星团的生存机会就会增加。在本文中，我们通过数值模拟表明，合并的时间尺度确实非常快。根据初始子星团分布的细节，合并可能发生在气体通过超新星或大质量恒星的风从新形成的星团中排出之前。我们的模拟结果进一步表明，合并对象有一个更高的有效恒星形成效率比整个恒星形成区域，并确认了质量分离的子块形成质量分离的合并对象的结果。
2009-05-04 astro-ph.GA
A study of the star forming regions in the spiral galaxy NGC 2336 using the Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT)
利用紫外成像望远镜（UVIT）对螺旋星系NGC 2336的近、远紫外成像进行了研究。NGC 2336在形态上几乎是正面的，有一个多臂、分支的螺旋结构，与主要沿着螺旋臂和围绕棒的共同旋转环分布的恒星形成区有关。我们已经确定了72个恒星形成结的磁盘，其中只有两个是在臂间区域和6在共同旋转环。我们已经将它们的位置制成表格，并估计了它们的光度、大小、恒星形成率、颜色、年龄和质量。使用Starburst 99恒星演化合成模型估计了这些恒星形成结的年龄和质量。恒星形成节点的FUV和NUV平均大小分别为485 pc和408 pc，平均恒星质量为9.8 $\times 10^{5}$ M $_{\odot}$，范围从5.6 $\times 10^{5}$到1.1 $\times 10^{6}$ M $_{\odot}$。它们的恒星形成率在NUV中为6.9 $\times 10^{-4}$至2.2 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年，在FUV中为4.5 $\times 10^{-4}$至1.8 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年。的FUV-NUV颜色的结被发现是最蓝的中心区域，并逐渐变红的半径增加。我们的研究结果表明，螺旋结构的磁盘中的恒星形成是由螺旋密度波驱动的，最好通过紫外成像跟踪，因为它包括跨越广泛的恒星形成年龄和恒星质量的集群。
2018-03-01 astro-ph.GA
Parallaxes and proper motions of interstellar masers toward the Cygnus X star-forming complex. I. Membership of the Cygnus X region
天鹅座X复合体是由一个物理上相连的恒星形成区域组成，还是由多个独立的区域组成，这些区域在天空中紧密相连，这一问题已经争论了几十年。这种令人困惑的情况的主要原因是缺乏可靠的距离测量。我们的目标是通过精确的距离和自行测量来了解天鹅座X恒星形成区域的结构和动力学。为了测量三角波，我们用欧洲VLBI网和甚长基线阵观测了6.7GHz甲醇脉泽和22 GHz水脉泽。我们测量了五个大质量恒星形成区域朝向天鹅座X复合体的三角形轨道和自行，并报告了以下距离，精度在10%以内：W 75 N为1.30 ± 0.07 kpc，DR 20为1.46^{+0.09}_{-0.08} kpc，DR 21为1.50^{+0.08}_{-0.07} kpc，IRAS 20290 +4052为1.36^{+0.12}_{-0.11} kpc，AFGL 2591为3.33 ± 0.11kpc。虽然W 75 N、DR 20、DR 21和IRAS 20290+4052的距离与天鹅座X复合体的1.40+-0.08 kpc的单一距离一致，但AFGL 2591的距离比之前假设的要大得多。天鹅座X复合体中四个恒星形成区的空间速度并不表明有一个膨胀的斯特龙格伦球。
2012-01-03 astro-ph.GA
Relation between parameters of dust and parameters of molecular and atomic gas in extragalactic star-forming regions
基于斯皮策和赫歇尔红外太空望远镜、甚大阵（原子氢发射）和IRAM（CO发射）的观测数据，考虑了河外恒星形成区原子和分子氢与各种尺寸尘埃之间的关系。源样本由11个邻近星系中的大约300个恒星形成区域组成。用孔径光度法测量了八个红外波段（3.6，4.5，5.8，8，24，70，100和160 $μ$ m）、氢原子（2--1 cm）线和CO（2- 1）线的通量。通过合成光谱拟合确定了恒星形成区尘埃的总质量、多环芳烃（PAHs）含量等参数。通过与观测值的比较，发现在低金属丰度区和高金属丰度区，原子氢、分子氢与尘埃的关系不同。低金属含量地区含有更多的原子气体，但较少的分子气体和尘埃，包括多环芳烃。在所考虑的所有区域中，尘埃的质量约占分子气体质量的$1\%$。由原子和分子气体产生的通量与恒星辐射的参数无关，而尘埃通量随着恒星辐射的平均强度和增强恒星辐射的分数的增加而增加。在8和24 $μ$ m的流量的比率，这表征的PAH含量，随着恒星辐射强度的增加而减少，可能表明PAH含量的演化变化。结果证实了24 $μ$ m辐射对河外恒星形成区总红外光度的贡献与金属丰度无关。
2017-12-06 astro-ph.GA
Chemistry of Carbon-Chain Molecules in Star Forming Regions - Formation Pathway of HC3N in G28.28-0.36 Hot Core -
我们的目标是从分子水平到化学演化，揭示高质量恒星形成区碳链分子的化学，应用在低质量恒星形成区建立的方法。本文对HC 3 N的主要生成途径进行了综述。利用野边山射电天文台的45米射电望远镜对热核G28.28-0.36进行了HC 3 N的三个13 C同位素的观测。根据观测结果，我们认为HC 3 N的主要生成途径是C2 H2与CN的中性-中性反应。我们还比较了不同恒星形成区域的结果，从低质量的无星核心到高质量的恒星形成核心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical evolution of fractal structures in star-forming regions
Q参数被广泛用于量化恒星和气体在恒星形成区以及较老的星团和星协中的空间分布。它使用最小生成树的平均长度mbar与完整图的平均长度sbar之比来量化结构的数量。Q参数的解释通常依赖于将Q、mbar和sbar的观测值与理想化的合成几何形状进行比较，其中观测到的恒星形成区域与合成区域之间几乎没有匹配。我们在N体模拟中测量了超过1000万年的Q，mbar和sbar，并与IC 348，NGC 1333和ONC进行了比较。对于每个恒星形成区域，我们建立了模拟，近似其初始条件的组合不同维里率和分形维数。我们发现，理想的分形几何的动态演化可以解释所观察到的Q，毫巴，和SBAR值在附近的恒星形成区域。一般来说，一个最初的分形恒星形成区域将倾向于演变成更平滑和集中的区域。然而，我们表明，初始条件，以及该地区的边缘被定义，可以导致显着差异的路径，一个恒星形成的地区采取跨mbar-sbar图，因为它的演变。我们注意到，所观察到的Q参数不应直接比较理想的几何形状。相反，它应该被用来确定恒星形成区域的空间亚结构或平滑和集中的程度。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Nearby Star Forming Regions with the VLBA: from the Distance to the Dynamics
这篇论文是一个正在进行的大规模努力的一部分，以确定距离和结构的所有恒星形成区域在几百秒差距的太阳使用无线电干涉观测。本论文的主要目标是：（1）找到两个研究最多的低质量恒星形成区（金牛座和蛇夫座）的平均距离，其精度（百分之几或更好）比目前的值高出一到两个数量级，（2）探索这些恒星形成区的结构和动力学，（3）研究恒星本身。
2010-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VIII. G12.89+0.49, G15.03-0.68 (M17) and G27.36-0.16
我们报告了三个大质量恒星形成区的三角视差，对应于G12.89+0.49（也称为IRAS 18089-1732）的$2.34^{+0.13}_{-0.11}$ kpc，G15.03-0.68（在M17区）的$1.98^{+0.14}_{-0.12}$ kpc和G27.36-0.16的$8.0^{+4.0}_{-2.0}$ kpc。G12.89+0.49和G15.03-0.68都位于船底座-人马座旋臂。
2011-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapid destruction of protoplanetary discs due to externalphotoevaporation in star-forming regions
我们分析了恒星形成区的N体模拟，以研究大质量恒星外部远紫外光蒸发对原行星盘的影响。通过改变模拟恒星形成区域的初始条件，如空间分布，净体积运动（维里比）和密度，我们调查哪些参数最影响光盘分散由于外部光蒸发的速率。我们发现，光盘分散由于外部光蒸发是更快的高度亚结构的恒星形成区域比在光滑和集中的地区。亚维里恒星形成区域发生坍缩也显示出比处于维里平衡或正在膨胀的区域更高的星盘分散率。在中等密度（$\sim$ 100 M $_{\odot}$ pc $^{-3}$）区域，半径$\geq$ 100 AU的所有原行星盘中有一半在100万年内被光蒸发，比目前观测研究提出的速度快三倍。在低密度恒星形成区（$\sim$ 10 M $_{\odot}$ pc $^{-3}$）的星盘存活时间更长，但一半的星盘仍然分散在较短的时间尺度上（$\sim$ 2 Myr）。这表明恒星形成区的初始条件将极大地影响原行星盘的演化和寿命。这些结果也意味着，要么气体巨星行星形成是非常迅速的，发生在盘的气体成分被蒸发之前，要么气体巨星只形成在低密度的恒星形成区域，那里没有大质量恒星存在，以从原行星盘中光蒸发气体。
2019-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of HNCO 5$_{05}-4_{04}$ in Massive Star-forming Regions
本文的目标是研究HNCO在大质量恒星形成区的空间分布，并探讨其与红外源的空间关联，以及HNCO发射区的物理条件。我们用紫金山天文台13.7米望远镜绘制了HNCO 5 $_{05}-4_{04}$的9个大质量恒星形成区。同时获得了这些源的C18O分布图。HNCO辐射分布紧凑，发射峰集中在水脉泽上。几乎所有的HNCO团块都显示出嵌入中红外或远红外源的迹象。HNCO团块的FWHM尺寸显著小于C18O团块，但与HC3N团块相当类似。我们还发现HNCO和HC3N发射的积分强度、线宽和LSR速度之间有很好的相关性，这意味着这两种物质的激发机制相似。因此，碰撞激发很可能是银河系大质量恒星形成区HNCO 5 $_{05}-4_{04}$发射的主要激发机制。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new star-forming region in Canis Major
描述了一个新的南恒星形成区，位于大犬座Lynds 1664暗云中，估计距离约1.5 kpc。林德1664包含几个紧凑的星团，小恒星群和与反射星云有关的年轻恒星。用4米CTIO望远镜获得的窄带Hα和[SII]图像揭示了20多个与几个原恒星流出有关的新赫比格-哈罗天体。
2016-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
