Investigation of Rocket Effect in Bright-Rimmed Clouds using Gaia EDR3
边缘云（BRC）是探索恒星形成的辐射驱动内爆模式的绝佳实验室，因为它们显示了触发恒星形成的证据。在我们以前的研究中，已经发现BRC 18由于众所周知的“火箭效应”而加速远离电离Hii区域的方向。基于BRC 18和候选年轻天体（YSO）运动学耦合的假设，利用最新的Gaia EDR3观测数据，我们发现候选YSO的相对自行有远离电离源的趋势.以BRC 18为原型，我们对另外21个BRC进行了进一步分析，其中大多数显示出类似的趋势。对于大多数BRC，候选YSO的相对自行的中值角类似于从BRC的电离源到中心IRAS源的天空方向的角度。基于Pearson和Spearman的相关系数，我们发现这两个角度之间存在很强的相关性，这进一步得到了Kolmogorov-Smirnov（K-S）检验的支持。这两个角度之间的强相关性支持了BRC在天空平面上的“火箭效应”。
2022-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/upGREAT far-infrared spectroscopy of bright rimmed pillars in IC 1848
本研究利用SOFIA/upGREAT对IC1848亮缘柱进行远红外光谱观测，揭示[C II]速度偏移及[O I]线比作为光子主导区域物理条件的灵敏探针。
2024-09-25 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS survey: Evidence of a candidate high-mass prestellar core aside a bright-rimmed cloud IRAS 18290-0924
ALMA-QUARKS调查在IRAS 18290-0924明亮边缘云旁发现一个高質量原恒星核候选者C2，其质量范围为27-68个太阳质量，且引力束缚，可能处于恒星形成坍缩阶段。
2025-11-20 astro-ph.GA
Spectroscopic Survey of Hα Emission Line Stars Associated with Bright Rimmed Clouds
本文介绍了与14个亮边云有关的H α发射线星的光谱观测结果。利用大学间天文学和天体物理学中心（IUCAA）2米望远镜和IUCAA微弱天体摄谱仪和照相机（IFOSC）进行了无狭缝光谱学。从173个物体中检测到H α发射线。其中有85个天体具有强的H α发射线，其等效宽度大于10埃。这些是经典的金牛T型星52个天体有弱的H α发射线，其等效宽度小于10 A，并且没有显示出固有的近红外过量。这些是弱线金牛座T星。另一方面，有36个天体有微弱的H α发射线（<10 A），尽管它们显示出固有的近红外过量。这样的天体在低质量恒星形成区并不常见。这与低质量恒星从经典金牛T星演化为弱线金牛T星的形成过程的一般概念不符。这些可能是弱线的金牛座T星，它有一个耀斑盘，其中的气体被附近早型恒星的紫外线辐射加热。或者，我们提出前过渡盘对象作为其演化阶段。
2020-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright-rimmed clouds in IC 1396 I. Dynamics
本文利用SOFIA和JCMT观测数据研究了IC 1396中亮边缘云的动力学结构，发现其具有复杂的速度成分，并证明光学薄的同位素和长波发射线对于准确解释主谱线轮廓至关重要。
2024-08-22 astro-ph.GA
Investigating the Influence of Radiative Feedback in Bright-Rimmed Cloud 44
本文通过多波段观测和光谱分析，研究亮缘云BRC 44中辐射反馈对恒星形成的影响，发现云处于压缩阶段，大质量恒星可能促进年轻嵌入恒星的形成。
2025-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structural studies of eight bright rimmed clouds in the southern hemisphere
我们对8个亮边云（BRCs）样品进行了深、宽视场近、中红外观测。补充的$Spitzer$档案数据，我们已经确定和分类44至433年轻恒星对象（YSO）与这些BRC。I类源通常位于消光较高的地方，并且比II类源相对更接近彼此，这证实了年轻的原恒星通常位于分子物质更密集的区域。另一方面，相对较老的群体，即第二类物体，在整个区域中更随机地发现，这可能是由于它们的动态演变。利用最小抽样树分析方法，我们提取了13个8个成员以上的恒星核，占YSO总数的60%。典型的核心是$\sim$，半径为0.6 pc，有些细长（长宽比为1.45），恒星密度相对较低（表面密度为60 pc $^{-2}$），由少量（35）相对年轻的源（66个I类）的YSO组成，部分嵌入（中位数$A_K$ =1.1等）。但岩心显示出其质量分布的宽范围（$\sim$ 20至2400 M $_\odot$），中值约为130 M $_\odot$。我们发现，核心的恒星形成效率在3%~ 30%之间，平均为$\sim$ 14%，这与将核心质量函数与初始质量函数联系起来所需的效率是一致的。我们还发现了云的密度和YSO的数量之间的线性关系。最大的最近邻间距分布的YSO和牛仔裤长度的YSO分离的比例表明在这些BRC的非热驱动的碎片化的显着程度。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-Driven Evolution and Gas Kinematics of the Bright-Rimmed Cloud SFO 25
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）
研究亮边云SFO 25，利用JCMT-HARP观测其分子气体跃迁，结合盖亚视差确定位置。发现气体有头尾速度梯度，不符合RDI预期，头部、尾部和致密团块引力未束缚，恒星形成不限于头部，揭示其演化历史比经典模型更复杂。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planck cold clumps in the $λ$ Orionis complex: I. Discovery of an extremely young Class 0 protostellar object and a proto-brown dwarf candidate in a bright rimmed clump PGCC G192.32-11.88
我们正在用地面望远镜对$λ$ Orionis复合体中的普朗克银河系冷团（PGCC）进行一系列观测，以系统地研究恒星反馈的影响。在PGCC G192.32-11.88的特殊情况下，我们发现了一个非常年轻的0类原恒星天体（G192 N）和一个原棕矮星候选天体（G192 S）。G192 N和G192 S位于一个受重力束缚的亮边团块中。在CO同位素谱线发射中观察到的速度和温度梯度表明PGCC G192.32-11.88受到外部加热和压缩。与猎户座复合体中其他年轻的0级源（例如PACS亮红源（PBRs））相比，G192 N可能具有最低的热光度（$\sim0.8$ L $_{\sun}$）和吸积速率（6.3 $\times10^{-7}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$）。它的内部光度（$0.21\pm0.01$ L $_{\sun}$）和外流速度（$\sim$ 14 km~s $^{-1}$）比第一流体静力学核心（FHSC）的预测值稍大。G192 N可能是最年轻的0级源之一，比FHSC稍微进化。考虑到它的低内部光度（$0.08\pm0.01$ L $_{\odot}$）和吸积速率（2.8 $\times10^{-8}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$），G192 S是一颗理想的原棕矮星候选者。PGCC G192.32-11.88中的恒星形成效率（$\sim$ …
2015-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered star formation and Young Stellar Population in Bright-Rimmed Cloud SFO 38
我们利用斯皮策IRAC和MIPS观测（3.6 - 24微米）和地面光学光度和光谱观测，研究了SFO 38及其周围的年轻恒星星族，SFO 38是位于银河系HII区IC 1396北部的大质量球状体之一。基于IRAC和MIPS的颜色和H-α发射，我们确定了~45个年轻恒星天体（0/I/II类）和13个可能的主序前候选天体。我们推导出光谱类型（主要是K-和M-型星），有效温度和相对明亮的光学可见II类天体的个人消光。根据光学光度学和理论等时线，我们估计恒星年龄的分布在1- 800万年之间，中值年龄为300万年，质量分布在0.3- 2.2Msun之间，中值在0.5Msun左右。利用在10%峰值强度下测得的H-α发射线的宽度，我们推导出单个天体的质量吸积率在10^{-10}到10^{-8} Msun/yr之间。从连续减影的H-α线图像中，我们发现球状体的H-α发射相对于O型电离星HD 206267不是空间对称的。我们清楚地检测到一个增强的浓度YSO更接近南部边缘的SFO~38，并确定了一个进化序列的YSO从边缘到云的致密核心，与大多数的II类对象位于明亮的边缘。YSO似乎沿着两个不同的方向排列，分别朝向O6.5V型恒星HD 206267和B 0 V型恒星HD 206773。这与辐射驱动内爆（RDI）模型的触发恒星形成是一致的。（节录）
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the S233 region
本文的主要目的是研究由B星形成的HII区S233边界上触发星形成的可能性。利用高分辨光谱，我们确定了这颗电离星的光谱类为B0.5V，视向速度为-17.5（1.4）km/s。这个数值与S233区域的气体速度一致，表明电离星是由S233区域的母云形成的。通过研究S233区域分子云的空间运动学结构，我们探测到一个孤立的气体团产生CO排放相对于母云红移。在UKIDSS和WISE图像中，气体团与包含紧凑物体和明亮边缘结构的红外源相吻合。明亮的边缘结构垂直于电离星的方向。该致密源与IRAS源05351+3549的位置一致。所有这些特征都表明有可能在S233区域触发下一代恒星的形成。在理论一维模型的框架内，我们得出结论，“收集和崩溃”的过程是不可能发生在S233区。亮边结构和致密红外源的存在表明，“预先存在的团块的崩溃”过程正在发生。
2015-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diagnosing Triggered Star Formation in the Galactic H II region Sh 2-142
恒星是由引力坍缩自发形成的，或者在某些情况下，在附近大质量恒星的建设性影响下，从分子云核心中形成。在这里，我们提出了这样的触发形成过程中的显着的\ion{H}{2}区域Sh 1，2 -142，这是与年轻的星团NGC 1，7380，和一些明亮的边缘云作为分子云表面的光电离的路标的观测诊断。使用近（2 MASS）和中红外（WISE）的颜色，我们确定了候选年轻恒星在不同的演化阶段，包括嵌入式红外光源的光谱能量分布表明活跃的吸积。我们还使用了我们的光学观测数据用于SED，并从盖亚EDR 3研究年轻物体的运动学。利用这颗年轻的恒星样品，结合最新的CO谱线发射数据（光谱分辨率为$\sim 0.16$ ~km~s $^{-1}$，灵敏度为$\sim 0.5$ ~K），推断出了该恒星相对于邻近复杂云和亮边云的位置和年龄序列。恒星诞生的传播可能是几百万年前星团形成的部分原因，也是现在在云复合体中看到的持续活动的部分原因。
2022-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field structure of IC 63 and IC 59 associated to H II region - Sh 185
当来自中央恒星的辐射与致密气体相互作用时，在H $~$ II区域的外围形成了冕状云（BRC）。云的电离和压缩可能会导致云破裂，导致恒星和气体参数的次级恒星形成。在这里，我们使用R波段偏振仪探测两个附近的BRC IC 1，59和IC 1，63的天空平面磁场。这两个星云都被$γ$ Cas照亮，电离辐射的方向平行或垂直于当地的磁场，使我们能够探测磁场压力在BRC演化中的重要性。由于系统（$\sim$ 200 pc）的接近，我们已经获得了超过500个恒星背景的星云偏振测量的实质性样本。在大尺度上，两个云的磁场几何形状都锚定到周围的磁场。对于IC 63，磁场平行于主冷凝的头尾形态，相对于电离辐射的方向具有凸形态。我们估计IC 1，63中的天空磁场强度平面为$\sim90μ$ G。在IC 1，59中，投影磁场遵循云的M形形态。这里，场线相对于来自$γ$ Cas的电离辐射的方向呈现凹形。将我们的观测结果与已发表的理论模型进行比较，我们发现了很好的一致性，支持了磁场在BRC演化中的重要性。
2016-11-09 astro-ph.GA
Observational study of sites of triggered star formation: CO and mid-infrared observations
（删节）镶边云（BRC）是位于演化的HII区域边缘的孤立分子云，其中恒星形成被认为可能已经被触发。在本文中，我们调查了目前的水平，恒星形成的样本内的BRC和评估到何种程度的恒星形成可能已被诱导。我们提出了对45个南部BRC的位置切换CO观测方案的结果。用22米Mopra望远镜同时观测了~（12）CO、~（13）CO和~（18）O（J=1-0）。我们补充这些意见与档案中红外submm和无线电数据。对一氧化碳、中红外和无线电数据的分析结果将云分为三个不同的组。我们把这些云分别称为自发云、触发云和冲击云。比较自发和触发样品的物理参数，我们发现显着的差异，在光度，表面温度和柱密度与所有三个数量显着增强被认为是被触发的云。此外，我们还发现了甲醇和H_2O脉泽、嵌入式中红外点源和CO翼等触发样品中恒星形成的有力证据，然而，我们只在两个自发样品中发现了恒星形成的证据。我们已经使用CO，中红外和无线电数据，以确定24的45个南部BRC正在经历一个强相互作用与他们的HII区。因此，我们可以从未来的研究中排除约50%。在24个相互作用的BRC中，有14个与嵌入式中红外点源有关，我们发现了这些云正在形成恒星的有力证据。剩下的10个星云没有中红外线源，这使我们得出结论，这些星云代表了恒星形成的早期演化阶段。
2009-02-27 astro-ph.GA
Evolutionary growth of molecular clouds as traced by their infrared bright fraction
本研究以红外亮区占比为演化示踪指标，分析银道面12000个大质量恒星形成分子云，发现分子云随恒星形成持续吸积质量，沿两条质量增长路径演化，质量损失发生于半数区域成星后，增长速率或与星系环境相关，对云尺度成星能力评估有重要意义。
2024-12-11 astro-ph.GA
Bright Galaxies at Cosmic Dawn: A Cloud-Scale Star Formation Model Unifying Variable SFE, IMFs, and Stochasticity
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理系）
研究红移z>10时紫外明亮星系起源，提出新半解析模型，通过追踪恒星形成云弥合小尺度与大尺度差距，捕捉随机性，确定三种恒星形成模式，揭示模型成分对紫外光度函数的影响，表明云尺度物理塑造早期星系紫外光度分布。
2026-07-22 astro-ph.GA
The relative orientation between the magnetic field and gradients of surface brightness within thin velocity slices of 12CO and 13CO emission from the Taurus molecular cloud
我们研究星际磁场的作用，以调制金牛座分子云内的湍流的方向，使用12 CO和13 CO天线温度的薄速度片的空间梯度。我们的分析占的随机误差的梯度所产生的热噪声的光谱。垂直于天线温度梯度矢量的矢量的方向与根据Planck 353~GHz极化数据计算的磁场方向进行比较。这些相对方向的参数与投影瑞利统计和平均合成向量。对于12 CO，28%和39%的云面积分别表现出强平行或强垂直的相对取向。对于较低的不透明度13 CO排放，强平行和强垂直方向被发现在7%和43%的云面积分别。对于这两种同位素体，强烈的平行或垂直对齐被限制在具有低湍流水平的局部区域。如果相对方向作为阿尔文马赫数的观测代理，那么我们的结果意味着整个云的阿尔文马赫数的局部变化。
2020-06-22 astro-ph.GA
Dark and bright sides of the Broad Line Region clouds as seen in the FeII emission of SDSS RM 102
本文利用 CLOUDY 软件对类星体 RM 102 的 FeII 发射进行建模，发现其宽线区具有高金属丰度气体和内流几何结构，从而解释了强 FeII 发射特征。
2024-08-30 astro-ph.GA
Integral field spectroscopy of selected areas of the Bright Bar and Orion-S cloud in the Orion Nebula
本文介绍了用波茨坦多孔径分光光度计（PMAS）获得的猎户座星云两个选定区域的积分场光谱，光谱范围为3500 ~ 7200 A，空间分辨率为1”。观测到的区域位于明亮的亮条和猎户座南云东北部最亮的区域，两者都包含显著的电离锋。我们得到的发射线通量和比率，电子密度和温度，和化学丰度的地图。我们研究了这两个领域的电离结构和形态，其中电离锋相对于天空的平面显示出不同的倾角。我们发现电子密度图、O ~+/H ~+图和O/H比图显示了相当相似的结构。我们解释这是由强烈的依赖于用于获得O+丰度的[OII]线的密度产生的，并且我们的电子密度的标称值-来自[SII]线比率-可能略高于O+区的适当值。我们测量了猎户座南云东北部的OII的微弱复合线，使我们能够探索所谓的丰度差异问题。我们发现一个相当恒定的丰度差异，整个领域和一个平均值类似于在猎户座星云的其他地区确定的，这表明该电离前的特定物理条件没有贡献这种差异。
2011-06-18 astro-ph.GA
Modeling the X-rays Resulting from High Velocity Clouds
为了理解为什么在一些高速云附近报告了X射线，我们对与环境气体相互作用的云进行了详细的三维流体动力学和磁流体动力学模拟，如银河系厚盘/晕或麦哲伦流。我们研究两种情况。在第一种情况下，云的移动速度足够快，可以冲击加热温暖的环境气体。在这种情况下，X射线的生产力强烈依赖于云的速度和辐射冷却率。为了将环境气体冲击加热到>或= 10^6 K的温度，云的速度需要>或= 300 km/s。如果冷却被淬灭，那么冲击加热的环境气体是X射线发射的，由于O VII和其他离子而产生1/4 keV波段的明亮X射线和3/4 keV波段的一些X射线。相反，如果辐射冷却率与太阳丰度的碰撞电离平衡等离子体相似，那么受冲击的气体只有轻微的亮度，并且只有大约100万年。预测的计数率为无辐射的情况下是足够明亮的解释与XMM-牛顿观测到的计数率朝向麦哲伦流云和一些增强ROSAT 1/4千电子伏计数率朝向复杂的C，而预测的计数率为完全辐射的情况下没有。在第二种情况下，云穿过并与热的环境气体混合。混合区可能包含热气体，但混合气体的热部分不如冲击加热场景中的明亮。
2012-05-09 astro-ph.GA
The magnetic field in M16: new results from the JCMT BISTRO survey
University of Lancashire（兰开夏大学）；University College London（伦敦大学学院）
利用JCMT BISTRO巡天数据研究鹰状星云M16中“尖塔”和SFO30的磁场，通过DCF方法计算场强并比较各能量，发现磁场支撑与坍缩能量近似均分，支持磁场延长柱状结构寿命的假说。
2026-09-10 astro-ph.GA
Scattered H-alpha emission from a large translucent cloud G294-24
我们研究了一个未记录的大型半透明云，通过SHASSA（南部H-Alpha巡天图集）调查中的增强辐射检测到。我们考虑是否可以解释其多余的表面亮度的光散射的尘埃颗粒在云中，或是否需要从原位电离气体的排放。此外，我们的目标是确定尘埃的温度，云的质量及其可能的恒星形成活动。我们比较观测到的H-α表面亮度的云与预测的辐射转移模型。我们使用WHAM（威斯康星州的H-阿尔法映射器）调查作为银河系的H-阿尔法星际辐射场照亮云的来源。通过云的视觉消光是使用2 MASS J，H和K波段测光得出的。我们使用远红外ISOSS（ISO偶然调查），IRAS和DIRBE数据来研究尘埃的热辐射。LAB（The Leiden/Argentine/Bonn Galactic HI Survey）用于研究与云有关的21 cm HI辐射。对银河弥漫H-α辐射的辐射转移计算表明，云的表面亮度可以完全由云中尘埃粒子散射的辐射来解释。透过云层的最大视消光约为1.2等。该云团伴随有21 cm的HI辐射，速度约为-9km/s。星云的总质量约为550-1000太阳质量。在这片星云中没有恒星形成的迹象。根据依巴谷卫星的数据，云的距离估计约为100 pc。
2010-05-17 astro-ph.GA
First Results from the $Herschel$ and ALMA Spectroscopic Surveys of the SMC: The Relationship Between [CII]-bright Gas and CO-bright Gas at Low Metallicity
小麦哲伦云（SMC）提供了唯一的实验室来研究分子气体的结构，在高分辨率和低金属丰度。我们目前的结果，从赫歇尔光谱调查的SMC（HS $^{3}$），映射的关键远红外冷却线[CII]，[OI]，[NII]和[OIII]在五个恒星形成区，和新的ALMA 7米阵列地图的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $(2-1)$覆盖重叠的四个HS $^{3}$地区。我们在所有映射的区域中检测[CII]和[OI]。这些数据使我们能够比较分子云的结构和周围的光解区域使用$^{13}$ CO，CO，[CII]和[OI]发射在$<10$ "（$<3$ pc）尺度。我们估计Av使用远红外热连续辐射尘埃和发现的CO/[CII]的比率达到银河系的值在高A $_{V}$在云的中心和下降到$\sim{1/5-1/10}\times$银河系的值在郊区，表明存在的半透明的分子气体没有跟踪明亮的CO排放。我们估计的分子气体跟踪明亮的[CII]发射在低A $_{V}$和明亮的CO发射在高A $_{V}$的量。我们发现，大多数的分子气体是在低A $_{V}$和跟踪明亮的[CII]发射，但微弱的CO发射似乎延伸到我们估计的H $_{2}$到HI过渡发生。通过将我们的H $_{2}$气体估计值转换为CO到H $_{2}$转换因子（$X_{CO}$），我们表明，$X_{CO}$主要是一个函数的A $_{V}$，与模拟和模型…
2018-01-10 astro-ph.GA
Absorption and Self-Absorption of [C II] and [O I] Far Infrared Lines Towards a Bright Bubble in the Nessie Infrared Dark Cloud
利用SOFIA/upGREAT观测Nessie暗云气泡的[C II]和[O I]远红外谱线，发现其自吸收与吸收特征源于外部照明、亚热激发的分子云光解离包层，并证实气泡与丝状结构相互作用触发了恒星形成。
2024-02-16 astro-ph.GA
Imaging diffuse clouds: Bright and dark gas mapped in CO
我们希望与银河系弥漫云的度尺度结构的亚弧秒原子和分子的吸收光谱获得对河外连续背景源。为此，我们使用ARO 12 m望远镜在30'视场范围内以1'分辨率绘制了J=1-0的CO发射图，这些背景源被20个分子吸收线分量遮蔽，其中11个具有CO发射对应物。我们比较CO排放的地图，亚弧秒原子和分子的吸收光谱和星际红化的大尺度分布。主要研究结果如下：1）1 K.km/s水平上个体特征的典型覆盖因子为20%。2)CO-H2转换因子比平均值N（H2）/Wco = 2 e20 H2 cm^-2 /（K.km/s）低4-5倍，才能解释1 K.km/s水平以上CO发射的光度。小的转换因子和急剧变化的转换因子的弧分尺度主要是由于CO化学，不需要代表未解决的变化，红化或总柱密度。因此，像费米和普朗克一样，我们看到CO中的一些气体是暗的，而其他气体中的CO相对于H2来说是过亮的。由于每H2的发光度与亮和暗CO的表面覆盖因子之间的平衡，标准CO-H2转换因子总体上适用，但变化很大。
2012-02-29 astro-ph.GA
Wind-Swept Clouds and Possible Triggered Star-Formation associated with the Supernova Remnant G357.7+0.3
我们提出了超新星遗迹（SNR）G357.7+0.3和附近的分子云之间的相互作用的证据，导致风扫结构和明亮的发射边缘的形成。这些特征在可见光波段无法观测到，但在使用斯皮策太空望远镜（SST）进行的中红外（MIR）测绘中清晰可见。对这些云之一的明亮彗星结构G357.46+0.60的分析表明，它在5.8和8.0微米的光度带中含有强烈的多环芳烃（PAH）发射特征，并且这些特征在相对较小的空间尺度上变化很大。这个源似乎也包含一个明亮的边缘结构内的YSO，与1.25和24微米之间的急剧上升的光谱。最后，值得注意的是，另一个锥形发射区似乎与Mira V1139 Sco有关，并建议这可能代表Mira流出与SNR相互作用的情况。
2009-09-10 astro-ph.GA
Molecules, dust, and protostars in NGC 3503
我们在这里介绍的是对恒星形成区NGC 3503周围的分子气体和尘埃的后续研究。本研究旨在探讨NGC 3503与其母体分子云的相互作用，以及该区域的恒星形成。为了分析分子气体，我们使用APEX望远镜获得的CO（2-1），13 CO（2-1），C18 O（2-1）和HCN（3-2）线数据。为了研究尘埃的分布，我们使用了ATLASGAL调查和IRAC-GLIMPSE存档图像中的870微米图像。我们使用公共2 MASS和WISE数据来搜索该地区的候选YSO。新的APEX观测允许在-28至-23 km/s的速度范围内详细成像分子气体的子结构。星云附近分子气体的形态、PDR的位置和射电连续辐射的形状表明，电离气体正在向其母云扩张，并证实了“香槟流”的说法。我们已经确定了几个分子团簇，并确定了它们的一些物理和动力学性质。我们比较了团块的物理性质，以研究分子气体如何受到HII区域的影响。靠近NGC 3503电离锋和/或明亮边缘云SFO 62的团簇被电离气体加热和压缩，但它们的线宽与离电离锋太远的团簇没有什么不同。我们确定了该地区的几个候选YSO。它们的空间分布表明，恒星的形成可能是由星云的膨胀推动的。我们放弃了“收集和崩溃”的情况下，并提出替代机制，如辐射驱动的内爆预先存在的分子团或小规模的牛仔裤引力不稳定性。
2014-02-20 astro-ph.GA
Observational evidence for the shrinking of bright maser spots
脉泽发射的性质意味着单个脉泽光斑的视角大小由放大过程以及发射云的固有大小决定。高灵敏度的MERLIN射电干涉仪图像空间和光谱解析演化恒星周围的水脉泽云。我们测量了红超巨星S Per和AGB星IK Tau、RT Vir、U Her和U Ori周围的云的性质，以检验脉泽聚束理论。球形云的微波激射强度和视尺寸之间的关系，预计将产生一个相反的，这将不会看到从圆柱形或板状区域。我们分析了脉泽的性质，以估计饱和状态，并研究了观察到的光斑大小随强度和整个谱线轮廓的变化。星周脉泽来自离散的云团，直径从1到20天文单位不等，视恒星而定。大多数脉泽特征具有接近于零的负激发温度和适度的光学深度，表明它们主要是不饱和的。在S Per和RT Vir和IK Tau附近（大多数时期），脉泽分量的大小随着强度的增加而缩小。相比之下，U Ori和U Her周围的脉泽倾向于增加尺寸，具有更大的散射。来自S Per，RT Vir和IK Tau的水脉泽主要被射到观察到的角尺寸比发射云小得多的斑点中，并且在线峰处最小。这表明脉泽是放大的，从近似球形的云中发出。U Her和U Ori周围的许多脉泽具有与发射云更相似的明显尺寸，并且对强度的依赖性较小或没有依赖性，这表明这些脉泽是物质约束的。这与扁平云的起源是一致的，这两颗恒星表现出其他行为，表明存在冲击。
2010-10-21 astro-ph.GA
Unbound Tails and Compressed Heads: A JCMT Study of the SFO 38 Cloud
本文利用 JCMT-HARP 的多条 CO 同位素 J=3-2 观测，分析 SFO 38 亮缘云头部与双尾的物理及稳定性，揭示 RDI 同时压缩头部成星并使尾部膨胀弥散。
2025-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Assessing molecular line diagnostics of triggered star formation using synthetic observations
我们调查的观测签名触发恒星形成明亮的镶边云（BRC）的辐射流体动力学辐射驱动内爆模型的基础上，使用分子线传输计算。我们发现，对于BRC之间的线轮廓峰值的光学厚和光学细线的速度的分离是由观察者的视角和驾驶到云壳的密度。与观测结果一致，我们发现大多数BRC线轮廓是对称的，不对称性可以是红色或蓝色，与预期的崩溃云的蓝色主导相反。线轮廓的不对称性出现时，光学粗线是由壳和光学细线是由云内部的壳为主。不对称性是红色或蓝色，这取决于壳是朝向观察者还是远离观察者。利用我们模型中分子气体的已知运动，我们排除了在我们的模拟观测中缺乏蓝不对称性的原因是具有核心坍塌机制的包络膨胀。我们发现，BRC周围没有强光子主导区域（PDR）可能不排除触发恒星形成的存在：如果BRC线轮廓有很强的蓝色分量，那么壳层预计将朝着观察者行驶，这表明云是从后面观看，PDR被阻挡。这可以解释为什么诸如SFO 80、81和86的BRC具有蓝色次级峰并且仅在8微米处推断出弱PDR。最后，我们还测试了使用12CO，13CO和C18O作为诊断的云质量，温度和柱密度。我们发现，推断的条件是在合理的协议与那些从模型。
2013-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Triggered Star Formation in Six H II Regions
我们调查了六个H II区域的红外线，明亮的镶边气泡或彗星形态，在寻找定量的证据，触发恒星形成，收集和崩溃和辐射驱动的内爆。我们确定和分类458年轻恒星对象（YSO）和周围的H II区域。通过将一系列辐射转移模型光谱能量分布（SED）拟合到大样本点源的红外光度测定法来确定YSO。我们确定了在这些区域的明亮边缘存在相对未进化的YSO的增强种群的区域，这表明恒星的形成已经在那里被触发。我们进一步研究了该地区的物理性质，通过使用无线电连续辐射作为代理的电离通量供电的H II区域，和13 CO（1-0）的观测，以测量分子团的质量和引力稳定性。我们使用了收集和崩溃触发恒星形成的分析模型，以及模拟辐射驱动的内爆，因此，我们比较观察到的分子气体的性质与那些预测的触发方案。值得注意的是，在我们的样本中，那些显示出彗星状或“水泡”形态证据的区域更有可能显示出触发的证据。关键词：HII区-- ISM：气泡--恒星：形成--恒星：原恒星
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue straggler stars beyond the Milky Way. III. Detection of evolved blue straggler candidates in Large Magellanic Cloud clusters
我们分析了哈勃空间望远镜对9个年龄为1- 2 Gyr的大麦云星团的观测，以寻找蓝离散星的演化对应物。在星团色-星等图中的红色团块区域附近，我们发现了演化恒星的分支，它们比正常演化恒星要亮得多。我们研究的影响，光度文物，微分变红，和现场污染。我们的结论是，这些明亮的演化恒星不能用任何这些效应来解释。我们的统计检验表明，光度不确定性和拥挤效应的贡献，以及由于微分红化，这些明亮的演化恒星是不足以充分解释这些明亮的演化恒星的存在。基于等时线拟合，我们还排除了这些明亮的演化恒星可以通过内部化学丰度分布来复制的可能性。明亮的演化恒星的空间分布表现出明显的浓度，不能用均匀分布的场星来解释。这一点在蒙特卡洛测试的基础上得到了进一步证实。通过与恒星演化模型的比较，我们发现大多数明亮演化恒星的质量不超过正常演化恒星平均质量的两倍。我们认为，这些明亮的演化恒星实际上是演化的蓝色离散星。
2018-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: Contribution of triggered star formation to the total population of an HII region
丰富的年轻星团会产生HII区，这些HII区膨胀到附近的分子云中，被认为会引发新恒星的形成。然而，这种恒星形成模式的重要性是不确定的。这项调查旨在量化IC 1396 A（又名，象鼻星云（Elephant Trunk Nebula），一个明亮的边缘云（BRC），位于附近巨大的HII区域IC 1396的外围，由Trumpler 37星团产生。从钱德拉X射线天文台数据中选择年轻恒星的X射线与现有的光学和红外线调查相结合，以提供更完整的TSF人口普查。在IC 1396 A内和周围有超过250颗年轻恒星被确认，这是先前已知数量的两倍。发现从IC 1396 A云到主电离星HD 206267存在一个时空梯度，我们认为IC 1396 A的TSF机制是辐射驱动的内爆过程，持续了几百万年。对X射线光度和初始质量函数的分析表明，TSF形成了超过140颗小于0.1 Msun的恒星。考虑到IC 1396 HII区的其他BRC，我们估计整个HII区的TSF贡献今天超过14-25%，并且在HII区的寿命期间可能更高。这种在HII区外围的触发可能是银河系中恒星形成的一种重要模式。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A dearth of young and bright massive stars in the Small Magellanic Cloud
低金属丰度下的大质量恒星演化与高红移天体物理学的许多领域密切相关，但人们对此知之甚少。小麦哲伦星云（SMC）是一个独特的实验室来研究这一点，因为它的金属丰度为0.2 Zsol，它的接近，因为它目前正在形成恒星。我们使用的光谱类型目录结合GAIA的星等来计算明亮的SMC恒星的温度和光度。通过与文献研究进行比较，我们测试了我们的方法的有效性，并使用GAIA数据，我们估计了星表中恒星的完整性作为光度的函数。这使我们能够获得SMC中最明亮恒星的几乎完整的视图。当与恒星演化的预测相比较时。我们还计算了消光分布、电离光子产生率和恒星形成率。我们的结果意味着，SMS只有30颗非常明亮的主序星（M > 40 Msol; L > 10^5 Lsol），这远远少于光度范围为3*10^4 < L/Lsol < 3*10^5的恒星数量和SMC中通常引用的恒星形成率。更令人吃惊的是，我们发现，对于质量大于20 Msol的恒星，在氢燃烧阶段的前半部分几乎不存在。这反映了银河系和大麦云云在性质上相似的特点。这意味着缺乏与氦燃烧恒星相对应的氢燃烧恒星，这在更高的光度下更为明显。我们认为，恒星形成率下降或陡峭的初始质量函数不太可能是年轻亮星缺乏的唯一解释。相反，这些恒星中的许多可能嵌在它们的诞生云中，尽管观测证据很弱。我们讨论了宇宙再电离和初始质量函数的顶端的影响。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Population of Bright Infrared Sources in the Small Magellanic Cloud
我们使用斯皮策的红外光谱仪（IRS）观测恒星的小麦哲伦云（SMC）从中途空间实验（MSX）点源目录中选择。我们专注于富氧演化恒星的尘埃特性，它显示出比银河系恒星更少的氧化铝。这种差异可能是由于SMC的金属丰度较低，但也可能是一种选择效应：SMC样本中包含了更多更亮、质量更大的恒星。SMC星沿硅酸盐序列的分布看起来更像银河系红超巨星，而不是渐近巨星分支星（AGB）。虽然许多是绝对的AGB，但一些SMC恒星显示出热底部燃烧的证据。其他来源显示混合化学（富氧和富碳特征），包括具有PAH排放的超巨星。MSX SMC 134可能是SMC中第一个被确认的硅酸盐/碳星，而MSX SMC 049是后AGB候选者。MSX SMC 145，之前是一颗候选OH/IR星，实际上是一颗AGB星，其背景星系z=0.16，沿着同一视线。我们考虑的整体特性的所有{ \em MSX}源，最红外明亮的对象在SMC中，在光{ \em斯皮策}的较高的灵敏度和分辨率，并将它们与预期的对象类型从原来的选择标准。这个人口代表了詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）在更遥远的星系中看到的情况。使用IRS光谱和JWST中红外滤波器的色-色图显示了如何将演化恒星与年轻恒星物体（YSO）分开，并区分不同的YSO类别。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas I: Did radiation from bright stars affect the chemical composition of the Sun and of M67?
太阳的化学成分，以及类似的组成丰富的疏散星团M67，已受到尘埃清洗的前太阳/前集群云的可能性，由于在其附近的明亮的早型恒星的辐射力，进行了探讨。使用半分析方法并基本上以动量守恒为基础，对可能的尘埃净化效应进行了估计。我们的计算表明，净化的中性气体的量是有限的，以一个相对较薄的外壳周围的HII区域周围的早期型恒星。看来，在个别巨型分子云中起作用的拟议机制可能会对对应于单个恒星或小恒星群的质量产生显着的丰度效应。然而，净化的效果受到净化后的气体壳层的薄度和云中湍流的严重限制，这就是为什么这种机制在净化与富星系团相对应的质量（如原始的M67质量）时几乎不重要。
2018-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE observations of NGC330 in the Small Magellanic Cloud. Helium abundance of bright main sequence stars
本文介绍了用MUSE@VLT积分场摄谱仪对小麦哲伦星云星团NGC 330中最亮主序星的观测结果。利用这一宝贵的仪器，我们可以研究这一年轻星团的恒星星族的光度和光谱特性。测光数据为我们提供了一个精确的色星等图，这似乎支持存在两个年龄分别为$\sim$ 1800万年和$\sim$ 3000万年的恒星星族，假设金属丰度为Z = 0.002。根据这些光谱数据，我们计算出了NGC 330有效半径Reff= 20”内10颗主序星的氦丰度，从而得到了$ε(He)$ = 10.93 $\pm$ 0.05（1 $σ$）.可能属于这两个可能的恒星星族的恒星的氦元素丰度在不确定性范围内没有表现出差异或二分法。因此，我们的研究结果表明，两个恒星星族的NGC 330，如果他们存在，共享类似的原始氦丰度。如果我们在分析中考虑恒星自转速度，就不能排除经历不同自转值的同时代（3千万年）恒星星族。在这种情况下，< $ε(He)$ >在我们的分析中获得的平均氦丰度rot是11.00 $\pm$ 0.05 dex。我们还验证了可能的NLTE效应不能确定与我们的分析，因为光谱分辨率，他们是在我们推导的丰度他的不确定性。此外，分析的He丰度作为一个函数，从观察到的恒星的集群中心的距离没有显示出任何相关性。
2020-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in the bright supernova remnant N49 in the LMC
本文研究了Herschel空间天文台观测到的大麦云云（LMC）中超新星遗迹（SNR）N49的尘埃。N49之所以异常明亮，是因为它与其东部边缘的分子云相互作用。我们已经使用PACS和SPIRE来测量整个SNR和SNR冲击遇到分子云的SNR东部边缘上的明亮区域的远红外通量密度。使用这些通量补充档案数据在较短的波长，我们估计与N49的尘埃质量约为10兆太阳。在我们简单的双组分模型中，大部分尘埃的温度为20-30 K，与附近的分子云相似。不幸的是，由于赫歇尔有限的角分辨率在SPIRE采样的波长，不确定性是相当大的。假设对与SNR相关的尘埃质量的估计大致正确，则SNR中的大多数尘埃可能来自冲击速度太低而不能产生显著X射线发射的区域。温度为50-60 K的尘埃总量约为0.1或0.4 Msun，这取决于尘埃是以碳质颗粒还是硅酸盐颗粒为模型。这为N49中的冲击加热粉尘量提供了一个严格的下限。
2010-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ages of Optically Bright Sub-Clusters in the Serpens Star-Forming Region
巨蛇座分子云是500 pc以内最活跃的恒星形成区之一，有超过一千个处于不同演化阶段的YSO。成员星的年龄告诉我们星云的恒星形成历史。在本文中，我们开发了一个光谱能量分布（SED）拟合方法，从昴星团成员附近的演化（无盘）的年轻恒星的年龄估计，采用的温度标度从APOGEE光谱。当与猎户座中选定的YSO的文献温度相比时，冷（<5000 K）恒星的SED拟合具有平均<~ 50 K的温度差异，并且对于盘托管和无盘恒星具有~ 210 K的分散度。然后，我们将这种方法应用到YSO在巨蛇座分子云估计年龄的光学成员以前确定的盖亚DR 2天体测量数据。巨蛇座星系中的光学成员集中在不同的亚群中，年龄从400万年到2200万年不等;最年轻的星团W 40和巨蛇座星系南部是尘埃区，缺乏足够的光学成员来进行分析。这些年龄确定了巨蛇座分子云形成恒星的时间比红外线测量推断的要长得多。
2022-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
