A correlation between chemistry, polarization and dust properties in the Pipe Nebula starless core FeSt 1-457
分子云中的星前核提供了恒星形成的初始条件。我们使用IRAM 30米望远镜和PdBI研究烟斗星云中无星核心FeSt 1-457（核心109）的化学和物理性质。我们拟合了N_2H ~+（1-0）IRAM 30 m数据的超精细结构。这使我们能够高精度地测量速度场，线宽和不透明度，并推导出激发温度和柱密度的核心。我们使用一个修改后的Bonnor-Ebert球模型，增加了一个温度梯度的中心，以适应1.2毫米的连续发射和视觉消光图。使用这个模型，我们估计的丰度的N2 H+和其余的分子线检测到的30 GHz宽的线调查在3毫米与IRAM 30米使用ARTIST软件。核心呈现出丰富的化学物质，从早期（C3 H2，HCN，CS）和晚期分子（例如，N2 H+），氮、氧和硫化物分子具有明显的化学空间差异。对于大多数检测到的分子（HCN，HCO+，CH 3OH，CS，SO，13 CO和C18 O），丰度最好用三个值拟合，向核心中心呈现至少1或2个数量级的丰度明显降低。Bonnor-Ebert分析表明，地核的引力不稳定，磁场也不足以避免坍缩。分子在尘埃颗粒上的耗尽发生在核心的内部，在那里尘埃颗粒生长和尘埃去极化也发生了。这表明这些属性可能是相关的。另一方面，一些分子表现出不对称的综合发射图，这似乎是与以前报道的亚毫米偏振不对称。这些不对称性可能是由于核心西侧的星际辐射场更强。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grain Alignment in Starless Cores
我们目前的近红外偏振测量数据的背景恒星闪耀通过选择的无星核心采取的$K$波段，探测视觉反射高达$A_{V} \sim 48$。我们发现，随着$A_{V}$的增加，$P_K/{τ_K}$继续下降，幂律斜率约为-0.5。对已发表的无星岩心亚毫米（submm）偏振测量的研究表明，通过$A_{V} \gtrsim 20$，$P$与$τ$的斜率变为$\sim -1$，表明在更大的光学深度处没有晶粒排列。结合这两个数据集，我们发现很好的证据表明，在没有一个中央照明源，在致密的分子云核心，没有内部辐射源的尘埃颗粒停止成为与当地的磁场在光学深度大于$A_V \sim 20$。一个简单的模型，涉及到云的光学深度的对准效率再现的观测。
2014-11-04 astro-ph.GA
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
Earliest phases of star formation (EPoS): Dust temperature distributions in isolated starless cores
限制致密分子云核心的温度和密度结构是理解恒星形成的初始条件的基础。我们使用赫歇尔观测的热FIR尘埃排放附近孤立的分子云核心，并将它们与地面的亚毫米波连续数据相结合，以获得其温度和密度结构的观测约束。本研究的目的是验证射线追踪反演技术的有效性，该技术用于直接从尘埃排放图中获得孤立的无星核的尘埃温度和密度结构，并测试由此产生的温度和密度分布是否与物理模型一致。利用这种射线追踪反演技术，我们得到了六个孤立的无星云核的尘埃温度和密度结构。我们采用自洽的辐射转移模型推导出的密度分布，治疗的ISRF作为唯一的热源。通过将自洽计算的温度分布与射线追踪法得到的温度分布进行比较，得到了ISRF的局部强度和外包络消光的最佳拟合值。我们发现，所有的无星核心是显着冷内部比外部，核心温度显示出很强的负相关性与峰值柱密度。这表明它们的热结构主要由来自ISRF的外部加热和尘埃包层的屏蔽所控制。射线追踪反演得到的温度剖面与自洽的辐射转移模型可以很好地再现。
2016-06-14 astro-ph.GA
Will the starless cores in Chamaeleon I and III turn prestellar?
附近的变色龙分子云复合体是研究低质量恒星形成过程的良好实验室，因为它由三种性质非常不同的云组成。Cha III没有显示出任何恒星形成的迹象，而Cha I的恒星形成非常活跃，可能已经完成。我们的目标是确定恒星形成是否可以在Cha III中进行，并将结果与我们最近对Cha I的调查进行比较。我们使用大型APEX测辐射热仪阵列（LABOCA）在870微米处绘制了Cha III的尘埃连续排放图。从地图上提取了29个来源，所有这些来源都是无星的。无星的核心被发现到1.9等的视觉消光，与其他分子云形成鲜明对比，包括Cha I。除此之外，Cha III无星核与Cha I中发现的无星核具有非常相似的特性。最多有两个源的质量大于临界Bonnor-Ebert质量，这表明星前核的比例非常低，甚至低于Cha I。只有最大质量的来源才是候选的星前核，这与早先在烟斗星云中发现的相关性一致。85颗Cha I和III的无星核心（不是候选星前核心）的质量分布在90%的完整性极限下符合单一幂律，指数接近Salpeter值。在Cha I和III中，一小部分无星核心的质量可能仍在增长，并变得重力不稳定。基于湍流分子云的数值模拟预测，我们估计，最多50%和20%的无星核心的车I和III，分别可能形成恒星。LABOCA的巡天发现，车座III和车座I在某种程度上也是研究星前核心形成的主要目标，因此也是恒星形成的开始。（节略）。
2011-06-24 astro-ph.GA
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
The Evolution of Density Structure of Starless and Protostellar Cores
我们提出了一个近红外消光研究的九个致密的核心之间的无星到I类的演化阶段。结果表明，除了一个观测核外，所有观测核的密度结构在~ 0. 2 R-R之间都可以用单一的幂律ρ \propto r^p来模拟。在我们的样本中，无星核显示出两种不同类型的密度结构，一种遵循p ~ -1.0，另一种遵循p ~-2.5，而原恒星核都有p ~-2.5。p ~ -2.5的星前核与原恒星核的相似性表明，这些星前核可能正在向原恒星阶段演化。p ~ -2.5的斜率比奇异等温球的p ~ -2.5的斜率更陡，这可以用有限质量核的演化模型来解释。
2009-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The end of star formation in Chamaeleon I ? A LABOCA census of starless and protostellar cores
Chamaeleon I是Chamaeleon分子云复合体中恒星形成最活跃的区域。它的星前核和原恒星核的数量尚不清楚，关于它的恒星形成历史也存在争议。我们的目标是描述这个星云中恒星形成的最早阶段。我们使用APEX的测辐射热计阵列LABOCA来绘制870微米处尘埃连续发射的云。通过仔细考虑到数据减少过程中固有的空间滤波，对检测到的源进行分析。使用斯皮策数据和SIMBAD数据库进行与YSO关联的搜索。大多数检测到的870微米发射分布在5个细丝中。我们确定了59个无星核心，一个候选人第一流体静力学核心，和21个源与更先进的YSO。这些无星的核心只有在5等大的可见光消光阈值以上才被发现，它们的密度比附近其他分子云的密度低几倍。核心质量分布与IMF在高质量端一致，但在低质量端过度填充。此外，至多17%的核心具有大于临界Bonnor-Ebert质量的质量。这两个结果都表明，很大一部分的无星核心可能不是星前的。根据星前核、0类原恒星和更进化的YSO的普查，我们得出结论，在这个星云中，恒星形成率随着时间的推移而下降。星前核在无星核中所占的比例很低，0类原恒星的数量很少，全球恒星形成效率很高，恒星形成率随时间而下降，以及探测到的细丝的单位长度质量很低，这些都表明我们可能正在见证Cha I恒星形成过程的结束。
2011-01-04 astro-ph.GA
Physical and chemical modeling of the starless core L1512
无星核中的氘分馏给了我们一个估计其寿命尺度的线索，从而使我们能够区分不同的核形成动力学理论。核心似乎也受到差异N2和CO的消耗，这是没有预期的模型。我们的目标是做一个调查的10个核心，以估计他们的寿命尺度和详细的耗尽配置文件。在巨蛇座的L183之后，我们展示了系列的第二个云，御夫座的L1512。为了限制寿命尺度，我们进行化学建模的氘化配置文件在L1512的基础上，从近红外观测和非本地热平衡辐射传输与N2 H+，N2 D+，DCO+，C18 O，和13 CO，加上H2 D+（1 $_{10}$ -1 $_{11}$）多线观测的尘埃消光测量。我们发现一个峰值密度为1.1 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$和中心温度为7.5 $\pm$ 1 K，这是分别高于和低于以前的尘埃排放研究。在L1512中，N2 H+和N2 D+的消耗因子分别为27个$^{+17}_{-13}$和4个$^{+2}_{-1}$，介于另外两个更先进、密度更大的无星堆芯L183和L1544之间。这些因素还表明，与其他两个相比，L1512中的N2类似冻结，尽管峰值密度低一到两个数量级。用化学模型反演CO和N2丰度剖面，发现CO的贫化因子为$\sim$ 430-870，N2剖面与CO相似，而与L183不同。因此，L1512可能已经存在了足够长的时间，以至于N2化学已经达到稳定状态。N2 H+建模仍然是评…
2020-02-18 astro-ph.GA
The Mass Distributions of Starless and Protostellar Cores in Gould Belt Clouds
使用来自SCUBA遗产目录（850微米）和斯皮策太空望远镜（3.6 - 70微米）的数据，我们探索蛇夫座，金牛座，英仙座，巨蛇座和猎户座分子云的致密核心。我们开发了一种新的方法来区分亚毫米核心SCUBA无星或原恒星，使用点源测光斯皮策宽视场调查。首先，我们确定与嵌入的年轻恒星对象（YSO）的红色红外源。其次，我们将这些YSO候选者的位置与我们的亚毫米核心进行比较。有了这些标识，我们构建新的，自洽的无星和原恒星的核心质量函数（CMFs）的五个云。我们发现，对于蛇夫座、金牛座、英仙座和猎户座，CMF的高质量端的最佳拟合斜率分别为-1.26 +/-0.20、-1.22 +/- 0.06、-0.95 +/- 0.20和-1.67 +/- 0.72。大体上，这些斜率在较高质量下与萨尔彼得IMF的-1.35幂律斜率一致，但也存在一些差异。我们研究了这些CMF形状和它们的母云属性之间的各种趋势，可能会发现高质量斜率和核心温度之间的相关性。我们还发现了核心质量和有效尺寸之间的趋势，但我们受到灵敏度的限制。我们用目视消光（A_V >= 3）对核心质量和大小进行了类似的比较，没有发现明显的趋势。我们还预测了未来的调查与SCUBA-2可能会发现在这些云的核心的数量和质量分布。
2010-02-18 astro-ph.GA
Grain alignment and dust evolution physics with polarisation (GRADE-POL). I. Dust polarisation modelling for isolated starless cores
Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Universität zu Köln（科隆大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Vietnam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）；Graduate University of Science and Technology, Vietnam Academy of Science and Technology（越南科学技术院高等科学学院）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）
本研究基于磁增强辐射力矩（MRAT）理论开展孤立无恒星核的尘埃偏振数值建模，解释了偏振洞现象，成功复现多波段观测结果，为各向异性颗粒生长新模型提供了证据。
2025-10-13 astro-ph.GA
The mid-infrared extinction law in the darkest cores of the Pipe Nebula
上下文尘埃颗粒的性质，特别是它们的大小分布，预计从星际介质到分子云内的高密度区域是不同的。目标。我们测量了分子云核中致密物质产生的中红外消光规律。由于这些波长的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，那么核心中的消光定律应该与低密度环境中的消光定律不同。方法.我们使用无偏LINES方法来测量颜色-颜色图中的红化向量的斜率。我们推导出中红外消光定律对密集的核心B59和FeSt 1-457在管星云的范围内的视觉消光10和50之间的星等，使用斯皮策/IRAC的组合，和ESO NTT/VLT数据。结果两个核心的中红外消光定律在3.6和8微米之间显着偏离幂律，这表明这些核心包含有相当大一部分大尘埃颗粒的尘埃。我们没有发现任何证据的消光定律与柱密度高达50级的视觉消光在这些核心的依赖性，也没有证据表明我们的结果和其他云在较低的柱密度在文献中报道的变化。这表明，即使在低柱密度区域也存在大颗粒，或者现有的尘埃模型需要在中红外波长下进行修订。我们发现一个小的，但显着的差异，在两个核心的消光定律，我们暂时与B59的恒星形成的开始。
2012-11-28 astro-ph.GA
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
The Dynamics of Massive Starless Cores with ALMA
质量比太阳大的恒星是如何形成的，因此恒星的初始质量函数（IMF）是如何建立的？这样的中等质量和高质量恒星可能是由相对大质量的前恒星气体核心产生的，这些气体核心的质量比热金斯质量更大。湍流核心吸积模型调用这样的核心作为近似维里平衡和近似压力平衡与周围的团块介质。它们的内部压力由湍流和磁场的组合提供。或者，竞争吸积模型需要强烈的次维里初始条件，然后导致广泛的热金斯尺度的碎片，与中等和高质量的恒星后来形成的竞争邦迪-霍伊尔吸积。为了测试这些模型，我们已经确定了四个主要的例子，大规模（~ 100 Msun）团块从中红外消光映射的红外暗云（IRDC）。Fontani等人在这些天体中发现了高氘分率的N2 H+，这与它们是无星的一致。在这里，我们提出了ALMA观测这四个团块探测N2 D+（3-2）线在2.3”的分辨率。我们发现了6个N2 D+核，并确定了它们的动力学状态。它们观测到的速度分散和大小与湍流核心模型的预测大致一致，湍流核心模型是自引力、磁化（Alfven马赫数m_A~1）和由周围团块的高压所约束的维里化核心。然而，在最大质量的核心，与质量高达~ 60 Msun，我们的研究结果表明，适度增强的磁场（使mA ~0.3）可能需要的结构维里和压力平衡。因此，磁调节核心的形成可能在控制大质量核心的形成，抑制它们的分裂，从而帮助建立恒星IMF方面很重要。
2013-11-19 astro-ph.GA
NIKA2 observations of starless cores in Taurus and Perseus
研究利用NIKA2和Herschel观测金牛座与英仙座无星核，绘制高分辨率β₁,₂图，揭示其随柱密度上升，支持尘埃凝结与冰幔增长模型。
2023-10-04 astro-ph.GA
Constraining Spatial Densities of Early Ice Formation in Small Dense Molecular Cores from Extinction Maps
在小而致密的分子核中追踪尘埃是研究恒星形成前阶段冰形成所需条件的有力工具。为了研究这些环境，观测到了五个分子核心：三个正在形成低质量恒星（B59、B335和L483），两个没有恒星的坍缩核心（L 63和L 694 -2）。深层图像是用英国红外望远镜（UKIRT）的WFCAM（宽视场照相机）仪器和斯皮策太空望远镜的IRAC通道1和2在红外JHK波段拍摄的。这五个光度带被用来计算沿视线对背景恒星的消光。在对数据进行平滑处理后，我们制作了高空间分辨率的消光图（$\sim$ 13-29”）。然后使用AVIATOR算法实现逆Abel变换将这些图投影到第三维中。沿着先前已经检测到冰（H $_2$ O、CO和CH $_3$ OH）的视线测量总氢的体积密度。我们发现，纯CH $_3$ OH或CH $_3$ OH与CO的混合物的视线具有大于1.0 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$的最大体积密度。这些密度仅在每个芯的一小部分（$\sim$ 0.3-2.1%）内达到。CH $_3$ OH的存在可能表明致密核内复杂有机分子形成的开始，因此我们可以限制这种开始的区域。在我们的样品中，朝向星形核的最大体积密度（$\sim$ 1.2-1.7 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）高于朝向无星形核的最大体积密度（$\sim$ 3.5-9.5 $\times$ 10 $^5$…
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distortion of Magnetic Fields in Barnard 68
通过对背景星的近红外偏振观测，测量了无星致密核Barnard 68（B68）中尘埃颗粒排列产生的二向色偏振光，揭示了该核的磁场结构、运动学稳定性和演化状态.减去无关的环境极化分量后，遍布B68的磁场映射使用38颗恒星和轴对称扭曲沙漏状磁场得到，虽然证据沙漏场不是很强。在简单的二维和三维磁场建模的基础上，确定了在天空平面和视线方向上的磁倾角分别为$47^{\circ} \pm 5^{\circ}$和$20^{\circ} \pm 10^{\circ}$。得到B68的总磁场强度为$26.1 \pm 8.7$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流支持评估的B68的临界质量是$M_{\rm cr} = 2.30 \pm 0.20$ ${\rm M}_{\odot}$，这与观测到的$M_{\rm core}=2.1$ M $_{\odot}$的核心质量一致，表明接近临界状态。我们发现，在$A_V \sim 30$ mag以下，对最深遮蔽的恒星，偏振和消光之间存在相对线性的关系。需要进一步的理论和观测研究来解释核心寒冷和密集区域的尘埃排列。
2019-10-21 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in the Dense Core CB81 (L1774, Pipe 42) in the Pipe Nebula
本文通过近红外背景星偏振观测绘制了烟斗星云致密云核 CB81 的沙漏状磁场结构，测定其磁场强度、倾角及临界质量，发现该云核接近临界状态，并证实近红外偏振可准确追踪云核整体磁场。
2019-12-20 astro-ph.GA
