The Initial Conditions of Clustered Star Formation III. The Deuterium Fractionation of the Ophiuchus B2 Core
我们给出了在蛇夫座分子云中形成小星团的蛇夫座B2核的N2 D + 3-2（IRAM）和H2 D + 1_11 - 1_10和N2 H + 4-3（JCMT）图。结合先前发表的N2 H + 1-0观测，N2 D+数据揭示了Oph B2高密度气体中的氘分馏。在OphB 2上，平均氘分馏R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）~ 0.03，有几个小的R_D峰，最大R_D = 0.1。平均R_D与孤立的无星核和原恒星核的结果一致。H_2D ~+和N_2D ~+的柱密度分布与总H_2柱密度无相关性。然而，我们发现，氘分馏与接近嵌入的原恒星在Oph B2的距离>= 0.04 pc的关系。氘分子的破坏机制需要气体温度高于先前通过Oph B2的NH3观测确定的温度。我们通过对分子的非热谱线宽度进行等值来计算致密核心气体的温度（即，N2 D+和H2 D+）预期追踪相同的核心区域，但在B2中观察到的复杂的线结构排除了在许多位置找到合理的结果。然而，这种方法可能在速度结构不太复杂的孤立岩心中工作得很好。最后，我们使用R_D和穿过Oph B2的H2 D+柱密度来设定穿过核心的电离分数的下限，发现平均x_e，lim >=几个x 10^{-8}。我们的研究结果表明，当使用氘代物质作为恒星形成区域致密气体物理条件的探针时，必须小心。
2010-06-23 astro-ph.GA
Mapping the prestellar core Ophiuchus D (L1696A) in ammonia
在没有恒星的高密度核心中心，气体动力学温度预计会低至5-6 K。本研究的目的是确定动力学温度分布在低质量的星前核心Oph D，以前的观测表明一个非常低的中心温度。使用甚大阵列（VLA）在NH3（1，1）和（2，2）反转线中绘制了Oph D核心的致密部分。通过拟合谱线的超精细结构，从观测到的光谱中导出了物理量，随后使用标准旋转温度技术计算了Oph D的温度分布。建立了堆芯的物理模型，并将用三维蒙特卡罗程序进行辐射转移计算后的模拟光谱与观测光谱进行了比较。温度，密度，和氨丰度的核心模型进行了调整，直到一个令人满意的匹配与观察。干涉测量数据的高分辨率显示，Oph D的南部由两个小的核心组成。气体动力学温度，来自氨对中心的南部和北部的核心分别为7.4和8.9 K。观测到的核心质量仅为0.2 M_Sun。它们潜在的坍缩可能导致褐矮星或低质量恒星的形成。
2011-09-23 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Clustered Star Formation. II. N2H+ Observations of the Ophiuchus B Core
我们提出了一个Nobeyama 45米射电望远镜地图和澳大利亚望远镜紧凑型阵列指向N2 H + 1-0发射观测到的集群，低质量的恒星形成OphB核心内的蛇夫座分子云。我们将这些数据与先前发表的Oph B中高分辨率NH3（1，1）和（2，2）观测结果进行了比较。我们使用3D Clumpfind来识别单盘N2 H+地图中的排放特征，并发现N2 H+“团块”与先前在NH3（1，1）排放中识别的相似特征匹配良好，但经常偏移到在850微米连续排放中以相似分辨率识别的团块。Oph B2次核心的宽谱线表明，非热运动主导了核心的运动学，并且在密度n ~ 3 x 10^5 cm^-3时保持跨音速，散射很大，没有随N（H2）变化的趋势。Oph B1和B3的非热运动是亚音速的，变化很小，但也没有显示出与H2柱密度的趋势。在所有的Oph B中，非热N2 H+线宽比NH3追踪的线宽窄得多，使得NH3和N2 H+不太可能追踪相同的材料，但两种物质的v_LSR一致。我们从周围的环境气体中发现了Oph B1吸积的证据。NH3/N2 H+丰度比在无恒星的Oph B1中比在原恒星的Oph B2中大，这与最近在其他恒星形成区域的观测结果相似。在ATCA N2 H + 1-0发射中发现小尺度结构，其中发射峰再次从连续发射偏移。特别地，~ 1M_Sun B2-MM 8团簇与N2 H+发射最小值相关联，并且被断裂的环状N2 …
2009-11-19 astro-ph.GA
Initial conditions for star formation in clusters: physical and kinematical structure of the starless core Oph A-N6
我们提出了高空间（<300 AU）和光谱（0.07 km/s）分辨率的亚毫米波阵列观测稠密的无星星团核心Oph A-N6，在1 mm的尘埃连续体和3-2线的N2 H+和N2 D+。尘埃连续体观测揭示了一个在单碟观测中看不到的致密源，大小约为1000 AU，质量为0.005-0.01 M \odot。综合线和单碟观测揭示了一个大小为3000 \times 1400 AU的核心在西北-东南方向上伸长，几乎没有变化，无论是线宽度或线中心速度在整个地图上，和非常小的非热运动。氘分数的峰值约为0.15，并且在核心的大部分区域>0.05。等温圆柱体很好地代表了Oph A-N6主轴上的N2 H+柱密度分布，温度为20 K，峰值密度为7.1 \times 10 ^6 cm^{-3}，N2 H+丰度为2.7 \times 10^{-10}。Oph A-N6的质量估计为0.29 M \odot，相比之下，等温柱分析的值为0.18 M \odot，等温柱裂解的临界质量为0.63 M \odot。与孤立的低质量核心相比，Oph A-N6显示出类似的窄线宽和小的速度变化，氘分数类似于“进化”的致密核心。它明显小于孤立的核心，具有更大的峰柱和体积密度。现有的证据表明，Oph A-N6是通过Oph A灯丝的分裂形成的，是低质量恒星的前身。尘埃的连续辐射表明它可能已经开始形成恒星。
2011-11-18 astro-ph.GA
Magnetic fields towards Ophiuchus-B derived from SCUBA-2 polarization measurements
我们提出的尘埃排放偏振测量的蛇夫座-B（Oph-B）进行了使用亚毫米波常用的用户测辐射热仪阵列2（SCUBA-2）相机与相关的偏振计（POL-2）的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）在夏威夷。这项工作是恒星形成区观测中的B场（BISTRO）调查的一部分，该调查旨在了解磁场在恒星形成中的作用。我们提出了第一次看在Oph-B的磁场的几何形状和强度。在$\sim$ 0.2 pc上追踪场几何形状，清楚地检测到Oph-B的两个亚团。场模式在子丛Oph-B1中出现显著紊乱。Oph-B2中的场几何形状更有序，倾向于沿着团块的主轴，平行于它所在的附属结构。极化度朝着两个子块中的致密核心材料系统地降低。沿着周边的低密度材料中的场线平滑地连接到由NIR偏振观测探测的大尺度磁场。我们估计磁场强度为630 $\pm$ 410 $μ$ G的Oph-B2子块使用戴维斯-Chandeasekhar-费米分析。在此磁场强度下，我们发现质量-通量比$λ$ = 1.6 $\pm$ 1.1，这表明Oph-B2团簇是轻微的磁超临界。
2018-06-08 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: The Magnetic Fields of the IC 348 Star-forming Region
本研究通过BISTRO巡天对IC 348恒星形成区开展850 μm偏振观测，分析了区域磁场特征、尘埃演化、磁场强度与质量-磁通量比，揭示了核尺度的磁状态转变及湍流-磁场相对强度对原恒星系统构型的影响。
2024-11-04 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the SCUBA-2 observations of the Ophiuchus molecular cloud and a virial analysis of its prestellar core population
在本文中，我们提出了第一次观测的蛇夫座分子云的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带调查（GBS）的一部分，与SCUBA-2仪器。我们展示了将这些数据与以前的HARP CO，Herschel和IRAM N $_{2}$ H $^{+}$观测相结合的方法，以准确地量化蛇夫座SCUBA-2源的特性。我们制作了一份SCUBA-2发现的所有来源的目录。我们把它们分成原恒星和无恒星的核心。我们列出了所有的无星核心，并进行了全面的维里分析，包括外部压力。这是第一次将外部压力包括在这一详细程度中。我们发现我们的大多数核心要么是束缚的，要么是男性化的。引力能和外压的平均值在数量级上是相似的，但各区域之间有一些差异。我们发现，在OPH A区域的核心是重力约束的星前核心，而在OPH C和E区域的核心是压力限制。我们确定，N $_{2}$ H $^{+}$是一个很好的示踪剂的结合材料的星前核心，虽然我们发现了一些证据N $_{2}$ H $^{+}$冻结在非常高的核心密度。我们发现，非热线宽之间的跟踪由C $^{18}$ O和跟踪由N $_{2}$ H $^{+}$，表明在较高的密度湍流耗散的气体大幅减少。我们发现，临界Bonnor-Ebert稳定性准则是不是一个很好的指标，我们的核心的有界性。我们探测到前褐矮星候选者Oph B-11，并发现与以前的工作一致的通量密度和质量。我们讨论的核心的性质…
2015-02-20 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Evidence for Pinched Magnetic Fields in Quiescent Filaments of NGC 1333
我们利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜的恒星形成区观测中的$B$场在$850 μ\mathrm{m}$上的偏振数据研究了NGC 1333内致密星际细丝的内部3D磁结构。理论模型预测灯丝中的磁场线将倾向于被径向向内拖曳（即，由于细丝的自重力而朝向中心轴线收缩）。我们研究的横截面轮廓的总强度（$I$）和偏振强度（PI）的尘埃排放在四个部分的灯丝不受当地的恒星形成，预计将保留一个原始的磁场结构。我们发现PI和$I$中的纤维的半高宽不同，PI中有两段明显变窄（半高宽比$\simeq 0.7-0.8$），一段变宽（半高宽比$\simeq 1.3$）。极化分数（$P$）的灯丝轮廓没有显示出在灯丝的脊柱，这是不符合$P$和$I$之间的关系通常看到的分子云和原恒星的核心。尘埃颗粒排列随密度的变化不能再现观测到的$P$分布。我们证明了数值的$I$和PI横截面轮廓的磁流体静力平衡的细丝将有不同的相对宽度取决于视角。因此，观察到的NGC 1333中的半高宽比的变化与细丝内的箍缩磁场结构的模型一致，特别是如果它们是磁近临界或超临界的。
2021-12-09 astro-ph.GA
First results from BISTRO -- a SCUBA-2 polarimeter survey of the Gould Belt
我们目前的第一个结果，从B-领域在恒星形成区观测（BISTRO）调查，使用亚毫米波普通用户测辐射热仪阵列2（SCUBA-2）相机，与其相关的偏振计（POL-2），在詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）在夏威夷。我们讨论了调查的目的和目标。我们描述了调查背后的基本原理，以及调查旨在回答的问题。其中最重要的是磁场在恒星形成过程中的作用，以致密区域中的单个细丝和核心为尺度。我们描述了POL-2的数据采集和还原过程，证明了与以前数据的可重复性和一致性。我们提出了一个初步的分析，从OMC 1地区的BISTRO调查的第一个结果。我们看到，磁场在著名的“完整灯丝”的致密区域中，大致垂直于该灯丝。此外，我们看到一个“沙漏”的磁场形态延伸到不太密集的周围材料的整体灯丝的致密区域之外，并讨论了可能的原因。我们还讨论了沿猎户座酒吧地区看到的更复杂的形态。我们研究了沿低密度东北灯丝的场的形态。我们发现与以前的理论模型，预测磁场躺平行于低密度，非自引力丝，和垂直于高密度，自引力丝的一致性。
2017-04-27 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Studying the Complex Magnetic Field of L43
本研究利用JCMT BISTRO的SCUBA-2/POL-2偏振观测分析L43复杂磁场，发现其与外流空腔相互作用，并测得致密核与延展区分别呈磁超临界和亚临界状态。
2023-05-22 astro-ph.GA
Nuclear spin ratios of deuterated ammonia in prestellar cores. LAsMA observations of H-MM1 and Oph D
通过LAsMA观测两个核前恒星核，测定NH2D和NHD2的正/仲比接近统计值，气相质子交换情景决定自旋比，化学脱附影响丰度。
2023-11-14 astro-ph.GA
The far-infrared polarization spectrum of Rho Ophiuchi A from HAWC+/SOFIA observations
我们报告的偏振图与HAWC+/SOFIA对Rho OphA，Rho Ophiuchi分子复合物的densitivity部分。我们使用HAWC+带C（89 $μ$ m）和D（154 $μ$ m）。通过定义量R_DC = p_D/p_C来研究偏振光谱的斜率，其中p_C和p_D分别表示带C和D的偏振度。我们发现了一个明确的相关性R_DC和整个云的分子氢柱密度。正斜率（R_DC > 1）主要是云的低密度和良好照明的部分，这是由高质量的恒星Oph S1加热，而向负斜率（R_DC < 1）的过渡被观察到向密度和不均匀照明的云核心。我们将这种趋势解释为由于以下因素的组合：（1）云外围的温暖颗粒，如辐射力矩理论中所提出的那样，通过大量暴露于Oph S1的辐射而有效地排列;以及（2）云核深处的冷颗粒，由于屏蔽外部辐射而排列不良。为了验证这一解释，我们根据Herschel资料，利用球对称云核建立了一个非常简单的玩具模型，并验证了RDC的预测变化与观测结果的一致性。这一结果介绍了一种新的方法，可以用来探测晶粒排列效率的分子云，在远红外偏振光谱的趋势分析的基础上。
2019-07-19 astro-ph.GA
350 $μ$m map of the Ophiuchus molecular cloud: core mass function
恒星诞生于分子云的致密核心。核心质量函数（CMF）是致密核心的质量分布，对于理解恒星初始质量函数（IMF）非常重要。我们获得了350 $μ$米尘埃连续数据使用SHARC-II相机在加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）望远镜。一个350 $μ$ m的地图覆盖0.25 ${deg}^{2}$的蛇夫座分子云的镶嵌56个单独的扫描。CSO望远镜的角分辨率为9 $^{\prime\prime}$，相当于蛇夫座分子云（131 pc）距离处的$1.2\times {10}^{3}\ $ AU。使用SHARC-II（CRUSH）的综合缩减实用程序对数据进行缩减。使用高斯聚类算法分析磁通密度图，其中75个核心已被确定。我们使用斯皮策c2 d星表将核心分为63个无星核心和12个原恒星核心。通过定位金斯不稳定性，还确定了55个星前核（无星核的一个子类）。由FCRAO ${}^{12}$ CO数据得到的激发温度有助于提高核质量的准确性。我们采用蒙特卡罗方法分析CMF与两种类型的功能形式：幂律和对数正态。整个CMF和星前CMF均符合对数正态分布，分别为$μ=-1.18\pm0.10,\ σ=0.58\pm0.05$和$μ=1.40\pm0.10,\ σ=0.50\pm0.05$。这一发现表明湍流影响了蛇夫座分子云的演化。
2014-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Externally heated protostellar cores in the Ophiuchus star-forming region
我们目前APEX 218 GHz的分子发射观测在一个完整的样本嵌入原恒星的蛇夫座恒星形成区域。为了研究核的物理性质，我们计算了H $_2$ CO和c-C $_3$ H $_2$的转动温度，这两个都是分子气体动力学温度的良好示踪剂。我们发现H $_2$ CO的温度范围在16 K和124 K之间，最高的H $_2$ CO温度朝向热的科里诺源IRAS 16293-2422（69-124 K）和位于靠近发光的Herbig Be星S 1的$ρ$ Oph A云（23-49 K）中的源，其外部照射$ρ$ Oph A核心。另一方面，c-C $_3$ H $_2$的转动温度在所有来源中始终较低（7-17 K）。我们的研究结果表明，c-C $_3$ H $_2$发射主要是跟踪更多的屏蔽部分的信封，而H $_2$ CO发射（在角标度的APEX光束，3600 AU的蛇夫座）主要跟踪外部照射信封，除了在IRAS 16293-2422，其中热corino发射占主导地位。在某些源中，还可以看到二次速度分量，可能是追踪分子外流。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating star formation in Ophiuchus
我们已经模拟恒星形成的星前核心，使用SPH和初始条件的观察蛇夫座的核心。由于观测仅限于两个空间维度加上径向速度，我们无法推断特定核心坍缩的初始条件。然而，最低限度的假设（各向同性湍流与幂律谱，压缩和螺线管模式的热混合，临界Bonnor-Ebert密度分布），我们可以生成初始条件，在统计意义上，质量分布相匹配，投影大小和纵横比，热和非热一维速度色散，观察到蛇夫座。蛇夫座的核心与核心碰撞之间的时间足够长，我们可以模拟单个核心的演化是孤立的，因此我们能够解决远低于不透明度限制的质量。我们生成一个100个核心的系综，并在没有来自恒星的辐射反馈的情况下演化它们，然后是连续的辐射反馈，最后是偶发的辐射反馈。在没有反馈的情况下，模拟产生了太多的褐矮星，而在持续反馈的情况下，模拟产生的褐矮星太少了。在有辐射反馈的情况下，原恒星质量函数的峰值（在~ 0.2Msun处）和H-燃烧星与褐矮星的比值与观测结果一致。恒星的质量与它形成的核心质量没有很大的关系。低质量的核心（M ~ 0.1 M_sun）倾向于坍缩成单个物体，而高质量的核心（1 > M_sun）通常分裂成几个质量范围很广的物体。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Starless Core Substructure in Ophiuchus
当质量集中在可能形成原恒星的中心区域时，预计在无恒星的核心中会出现紧凑的子结构。此外，如果发生碎片化，可能会形成多个峰。我们目前ALMA周期2的60无星和原恒星的蛇夫座分子云的核心观测。我们检测到8个紧凑的子结构，这是从最近的斯皮策YSO>15 arcsec。在考虑了辅助数据后，只有其中一个有强有力的证据证明它是真正的无星，例如，赫歇尔和X射线望远镜。一个额外的扩展发射结构为无星提供了初步证据。我们检测到的数量与数值模拟和分析参数的合成观测相结合的估计一致。这一结果表明，在Chamaeleon I云中进行的类似ALMA研究，在无星核心中没有检测到紧凑的子结构，可能是由于该云中核心的特殊进化状态。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
O18O and C18O observations of rho Oph A
O_2分子（N_J=1_1-1_0）基态跃迁的Odin卫星观测结果表明，对致密核rho Oph A的探测值约为5 σ。在119 GHz的频率上，奥丁望远镜的波束宽度为10 '，大于致密核心的大小，因此发射源的精确性质及其确切位置和范围是未知的。目前的调查旨在纠正这一点。大地吸收使地面O_2观测基本上不可能，必须从太空进行观测。空间平台上的毫米波望远镜必然很小，这就产生了几弧分宽的大波束图。虽然地球大气层对低层的O_2跃迁是完全不透明的，但它允许在有利的条件下用更大的望远镜以更高的角分辨率对更稀有的O 18 O进行地面观测。此外，rho Oph A还表现出多径向速度系统和相当大的速度梯度。在C18 O（J=3-2）代用谱线上进行广泛的测图，可望有助于根据谱线形状和多普勒速度来识别O_2源。线不透明度是由光学薄的13 C18 O（J=3-2）在选定的位置的观察。在几个观测周期中，用12米APEX望远镜在234 GHz的~（16）O ~（18）O（2_1-0_1）谱线上搜索到了ρ Oph A中两个C ~（18）O强度极大值。我们的观测结果表明，26.5”光束中的O 18 O积分强度上限为< 0.01 K km/s（3 sigma）。我们的结论是，观测到的O_2排放源最有可能局限于rho Oph A云的中心区域。在这个有限的区域，隐含的O_2丰度因此可能高于以前报道的，高达两个数量级。
2009-11-27 astro-ph.GA
Gas and dust in the star-forming region rho Oph A: The dust opacity exponent beta and the gas-to-dust mass ratio g2d
我们的目标是确定在恒星形成区域的气体和尘埃的空间分布，并解决其相对丰度的定量。我们还研究了空间和/或时间变化的尘埃不透明度指数β。使用非常密集的rho Oph A核心的映射观测，我们研究了标准的1D和非标准的3D方法来分析远红外和亚毫米（submm）连续辐射的数据。由此产生的粉尘表面密度分布可以与气体的表面密度分布进行比较。后者来自于伴随分子线发射的分析，用Herschel从太空观察，用APEX从地面观察。作为气体示踪剂，我们使用N2 H+，这被认为是不太敏感的冻结比CO及其同位素。N2 H+（J=3-2）和（J=6-5）谱线的辐射转移模型，明确考虑了它们的超精细结构，提供了柱密度N（H2）的空间分布的解，因此提供了气体的表面密度分布。气尘质量比在整个地图上变化，在核心SM 1周围的中心区域具有非常低的值。然而，全球平均值=88，与标准值100相差不远。在rho Oph A中，对尘埃不透明度的幂律描述的指数β表现出明显的时间依赖性，在无星的Class-1源中，以盘为主的发射具有2的高值，而在Class III天体中，以盘为主的发射具有接近0的低值。beta假设介于两者之间的进化类的中间值。由于β主要是由晶粒大小控制，晶粒生长主要发生在拱星盘。气体和尘埃的空间分离，在向核心中心的投影中看到，可能意味着，像C18 O一样，N2 H+也被冻结在颗粒上。
2015-04-23 astro-ph.GA
First BISTRO observations of the dark cloud Taurus L1495A-B10: the role of the magnetic field in the earliest stages of low-mass star formation
本文通过 BISTRO Survey 对金牛座 L1495A-B10 的偏振观测，发现核尺度磁场与致密纤维垂直，提出并验证了低质量恒星形成早期从场主导到物质主导演化的过渡阶段。
2023-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
JCMT BISTRO survey: Magnetic Fields within the Hub-Filament Structure in IC 5146
我们提出了850 $μ$ m偏振观测到的IC 5146对流云采取使用亚毫米普通用户测辐射热仪阵列2（SCUBA-2）和相关的偏振计（POL-2），安装在詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT），作为B-领域的恒星形成区域观测（BISTRO）的一部分。这项工作的目的是揭示内的核心规模（$\lesssim 1.0$ pc）集线器灯丝结构（HFS）位于年底的秒差距尺度的灯丝磁场形态。为了研究观测到的极化是否跟踪HFS中的磁场，我们使用贝叶斯方法分析了观测到的极化分数和总强度之间的依赖关系，其中极化分数由Rice似然函数描述，该似然函数可以正确地描述低信噪比（SNR）数据下观测到的极化分数的概率密度函数（PDF）。我们发现在$A_V\sim$ 20- 300 mag区域中，极化分数和总强度之间存在幂律依赖关系，指数为0.56，这表明在这些密集区域中的尘埃颗粒仍然可以与IC 5146区域中的磁场对齐。我们的极化图显示了一个弯曲的磁场，可能是被沿着秒差距尺度的暗条的收缩所拖曳。我们进一步得到的磁场强度为0.5 $\pm$ 0.2 mG的中心枢纽使用戴维斯-Escherasekhar-费米方法，对应的质量-通量临界$\sim$ $1.3\pm0.4$和Alfvénic马赫数$<$ 0.6。这些结果表明，重力场和磁场是目前的HFS相当的重要性，湍流是不太重要的。
2019-03-28 astro-ph.GA
The physical and chemical properties of the $ρ$ ophiuchi A dense core
使用1.3 mm连续谱线和分子谱线，如用亚毫米阵列（SMA）观察到的C $^{18}$ O、C $^{17}$ O、CH $_3$ OH和H $_2$ CO，研究了$ρ$ Ophiuchi A核的物理和化学性质。连续谱和C $^{18}$ O数据分别与IRAM 30米望远镜和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）获得的单碟数据相结合。在1.3mm连续谱图上，我们发现了三个主要的辐射源，SM 1、SM 1 N和VLA 1623，它们位于南北向的扩展辐射中，而在连接SM 1和VLA 1623的连续谱脊中，还有两个致密的凝聚体。C $^{18}$ O辐射的空间分布与连续谱辐射的空间分布有很大的不同; C $^{18}$ O发射在连续脊的东、西边缘增强，峰值亮温为40- 50 K。这支持了$ρ$ -Oph A核心是从附近的恒星Oph S1和HD 147889外部加热的观点。相反，在连续发光较亮的脊中心，C $^{18}$ O的强度低于15- 20 K。C $^{18}$ O丰度在脊内降低，与N $_2$ H $^+$丰度呈反相关。然而，C $^{18}$ O和N $_2$ H $^+$在0级原恒星VLA 1623处都显示出强烈的耗尽，这意味着VLA 1623周围的致密气体比N $_2$的冻结温度更冷。CH $_3$ OH和H $_2$ CO谱线的蓝移和红移分量在SM 1处出现，表明SM…
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of interstellar hydrogen peroxide
过氧化氢（HOOH）分子可能是星际介质中氧和水化学的关键成分。我们这次调查的目的是确定云核ρ Oph A中HOOH的丰度。通过观察几个过渡的HOOH在（亚）毫米制度，我们试图确定的分子，并确定通过多级激发分析的激发条件。我们已经探测到三条朝向ρ Oph A的SM 1位置的谱线，其速度校正频率与从HOOH的实验室光谱学测量的频率非常接近。在4 σ水平检测到第四条线。我们还发现HOOH辐射在ρ Oph A云核的近红外部分延伸（约0.05pc）。我们推导出SM 1核心中HOOH相对于H_2的丰度约为1 \times 10 ^（-10）。据我们所知，这是首次报道在星际介质中探测到HOOH。
2011-06-01 astro-ph.GA
Gas and dust in the star-forming region rho Oph A: II. The gas in the PDR and in the dense cores
我们调查到何种程度的本地物理和化学条件相关的恒星形成介质中的各种对象的演化状态。ρ Oph A显示了小空间中低质量恒星形成的整个序列。利用H2，H2O，NH3，N2 H+，O2，OI，CO和CS的分光光度线图，我们研究了原子和分子气体在这个致密的分子核中的分布。这些物种的物理参数的推导，因为是他们的相对丰度在rho Oph A。使用辐射转移模型，我们检查的冷致密的核心，从他们的解决线轮廓的基态线的H2O和NH3，后者没有污染的VLA 1623流出观察和线重叠的超精细组件被明确考虑。这个光子主导区（PDR）的分层结构，从侧面看，清楚地显示出来。多环芳烃（PAH）和OI在整个令人兴奋的恒星S1周围的区域都可以看到。在离分子核心0.05 pc的界面处，原子氢迅速转化为H2，而OI进一步突出到分子核心中。这为在芯SM 1中气相形成O2提供了氧原子，其中X（O2）~ 5.e-8。在那里，O2与H2O丰度之比[X（H2O）~ 5.e-9]显著高于1。远离核心，O2由于H2O形成的增加而急剧减少。在分子核心之外，从S1看去，在远侧，来自0.5 pc远的早期B型恒星HD 147889的强烈辐射破坏了分子。在暗核SM 1附近，观测到的丰度比X（O2）/X（H2O）>1，这表明该天体非常年轻，这可以解释为什么O2在太阳系外是如此难以捉摸的分子。
2017-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread subsonic turbulence in Ophiuchus North 1
超音速运动在分子云中很常见。（亚）音速湍流通常被检测到朝向密集的核心和细丝。然而，它仍然是未知的（亚）声波运动在更大的尺度（$\gtrsim$ 1~pc）是否可以存在于不同的环境或没有。蛇夫座北1（Ophiuchus North 1，Ophiuchus N1）距离地球约110 pc，是距离地球最近的分子云之一，可以通过单碟望远镜的大规模测绘观测来深入研究其湍流特性。利用紫金山天文台13.7 m望远镜对Oph N1进行了$^{12}$ CO（$J=1-0$）和C $^{18}$ O（$J=1-0$）成像观测。观测具有$\sim$ 55 \arcsec的角分辨率（即，0.03~pc）。整个C $^{18}$ O发射区的马赫数大多数为$\lesssim$ 1，表明Oph N1上存在大尺度（亚）音速湍流。根据偏振测量结果，我们估计了该磁场的天平面分量为$\gtrsim$ 9~ $μ$ G。我们推断，Oph N1是全球sub-Alfv{é}nic，主要由磁场支持重力。陡峭的速度结构函数可能是由Sh~2-27 H{ \scriptsize II}区域的扩展或不可压湍流的耗散范围引起的。我们的观测揭示了一个令人惊讶的情况下，云的特点是广泛的亚音速湍流和陡峭的尺寸线宽关系。这个云是磁化的，离子中性摩擦应该起重要作用。
2022-03-28 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: An 850/450$μ$m Polarization Study of NGC 2071IR in OrionB
我们提出的结果，同时450 $μ$ m和850 $μ$ m偏振观测对大质量恒星形成区域NGC 2071 IR，BISTRO（B-领域在恒星形成区域观测）调查的目标，使用POL-2偏振计和SCUBA-2相机安装在詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。我们发现一个捏磁场形态在中央致密的核心区域，这可能是由于旋转的环形盘状结构和双极流出的中央年轻恒星对象，IRS 3。利用改进的Davis-Ehrasekhar-Fermi方法，从850个$μ$ m极化数据中得到了中心$\sim$ 0.12 pc区域的天平面磁场强度为563 $\pm$ 421 $μ$ G。相应的磁能密度为2.04 $\times$ 10 $^{-8}$ erg cm $^{-3}$，与该区域的湍流和引力能量密度相当。我们发现，磁场方向是非常好的对准与整个IRS 3双极流出结构。我们发现，在中心3弧分区域，在450 $μ$ m处的极化分数的中值为3.0%，大于在850 $μ$ m处的中值1.2%。这种趋势可能是由于在强辐射环境中较温暖的尘埃更好地排列。我们还发现，偏振分数随强度在两个波长，与斜率，由拟合的Rician噪声模型，$0.59 \pm 0.03$在450 $μ$ m和$0.36 \pm 0.04$在850 $μ$ m，分别确定。我们认为，在850 $μ$米的浅斜率是由于在中心的晶粒排列的强辐射从中央年轻恒星物体的帮助。
2021-09-28 astro-ph.GA
B-fields in Star-Forming Region Observations (BISTRO): Magnetic Fields in the Filamentary Structures of Serpens Main
我们提出了850 $μ$ m偏振观测对巨蛇座主分子云获得的POL-2偏振仪的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）的一部分，在恒星形成区观测（BISTRO）调查的B-字段。这些观测探测了巨蛇座主分子云在大约6000 au尺度上的磁场形态，该分子云由核心和六个具有不同物理性质（如密度和恒星形成活动）的细丝组成。利用相对取向直方图（HRO）技术，我们发现在$N_{H_2} < 0.93\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的低密度星系结构中，磁场平行于细丝（磁场垂直于密度梯度），而在具有恒星形成活动的致密星系结构中，磁场垂直于细丝（磁场平行于密度梯度）。此外，应用HRO技术，以更密集的核心区域，我们发现，磁场方向的变化，成为垂直于密度梯度再次在$N_{H_2} \approx 4.6 \times 10^{22}$厘米$^{-2}$。这可以解释为核心形成的标志。在$N_{H_2} \approx 16 \times 10^{22}$ cm处，$^{-2}$磁场再次变回平行于密度梯度，这可以理解为是由于下落的材料将磁场拉入。此外，我们还利用Davis-Krasekhar-Fermi方法估算了磁丝（$B_{POS} = 60-300~μ$ G）的磁场强度，并根据磁场和湍流能量密度讨论了磁丝是否具有引力不稳定性.
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation in the Ophiuchus Molecular Cloud
目标。我们测量氘分数，RD，和CO-消耗因子，FD，对一些无星和原恒星的核心在L1688地区的蛇夫座分子云复杂和搜索的变化基于环境的差异在L1688。本文还讨论了N_2H ~+和N_2D ~+（1-0）线示踪的稠密气体的运动学性质。方法.通过对L1688不同区域的33个致密核中N2 H+和N2 D+的J=1-0跃迁的观测，测量了RD。fd估计已完成使用C17 O（1-0）和850微米粉尘连续排放的SCUBA调查。所有的线路观测都是用IRAM 30米天线进行的。结果致密的核心显示出大的（2-40%）氘分数，在L1688的子区域之间具有显著的变化。一氧化碳消耗系数也因区域而异（1-7）。两种不同的相关性之间的氘分数和CO-耗尽因子：核心在A，B2和I显示增加RD与FD增加，类似于以前的研究氘分数在星前核心;核心在B1，B1 B2，C，E，F和H显示一个陡峭的RD-FD相关性，与大氘分数发生在相当安静的气体与相对较低的CO冻出因子。这些可能是最近形成的，集中的无星核心，还没有开始收缩阶段的原恒星形成。我们还发现，氘分数的影响的湍流量，尘埃温度和距离热源在所有区域的L1688，虽然没有发现明确的趋势。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first stars of the Rho Ophiuchi Dark Cloud. XMM-Newton view of Rho Oph and its neighbors
分子云中的恒星形成可以由大质量恒星风的动力学作用触发。此外，来自大质量恒星的X射线和紫外线通量会影响周围星周盘的寿命。本文给出了以蛇夫座ρ A+B双星系统为中心的53 ksXMM-牛顿观测结果。蛇夫座ρ位于尘埃环的中心，可能是由它的风形成的。这个区域不同于星云的致密核心（L1688核心F），那里是恒星形成的地方。从蛇夫座ρ以及周围的一组X射线源检测到X射线。我们探测到89个X射线源，其中47个在2 MASS + All-WISE星表中至少有一个对应源。根据红外和X射线特性，我们可以区分属于云和背景物体的年轻恒星物体（YSO）。在云成员中，我们发现3个碎片盘对象和22个无盘/III类年轻恒星。我们发现这些恒星的年龄在$5-10$ Myr，并且比L1688中的YSO明显更老。我们推测它们是星云中恒星形成早期爆发的结果。在过去的$5$ Myr中，有一个$\ge5\times10^{44}$尔格的X射线能量注入到周围介质中，我们讨论了这种能量收支与云的性质和动力学的关系。
2016-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling Stellar Feedback and Cloud Structure in the $ρ$ Ophiuchi A Region with ALMA and JWST: Discovery of Substellar Cores, C$^{18}$O Striations, and Protostellar Outflows
利用ALMA和JWST高分辨率数据研究蛇夫座Oph A区的云结构与恒星反馈，新发现7个亚恒星核、多个原恒星外流及C18O条纹，揭示恒星反馈对云结构的显著塑造作用。
2025-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep Near-Infrared Imaging of the rho Oph Cloud Core: Clues to the Origin of the Lowest-Mass Brown Dwarfs
利用2 MASS扩展飞行任务在J、H和Ks波段的深积分组合校准扫描图像和斯皮策IRAC在3.6、4.5、5.8和8.0微米的图像，对rho Oph云核心区域的年轻亚恒星天体进行了搜索。合并观测的视场为1度x9.3弧分，J处的5 σ极限星等为20.5。比较所观察到的SED与COND和DUSTY模型的预测，假设年龄为100万年，支持许多来源与棕矮星的识别，并使有效温度，Teff的估计。然后，通过它们在通量密度与Teff的关系图上的位置，可以很容易地将星团成员与背景恒星区分开来。估计的Teff的范围延伸到~ 750 K，表明存在亚木星质量的物体。结果还表明，rho Oph云的质量函数类似于基于最近研究的sigma Orionis集群，两者都朝着较低的质量上升。我们研究的另一个主要结果是，在J-H和H-Ks颜色的分布中明显存在一个渐进的向蓝倾斜，这样范围的蓝色端随着亮度的增加而变得越来越蓝。我们认为，这种行为可以理解为“弹射恒星胚胎”假说，即一些质量最低的褐矮星可以逃逸到靠近云的前缘的位置，从而被认为是较少的灭绝。
2010-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A PPMAP analysis of the filamentary structures in Ophiuchus L1688 and L1689
本文利用PPMAP（Point Process MAPping）算法对蛇夫座分子云L1688和L1689亚区的\textit{Herschel}和SCUBA-2观测资料进行了再分析。PPMAP通过使用原始分辨率下的观测值来提供高分辨率地图（此处为$14''$，对应于$\sim 140\,{\rm pc}$下的$\sim 0.01\,{\rm pc}$）。PPMAP还通过区分不同类型和不同温度的灰尘，提供更准确的灰尘光学深度。纤维和星前核几乎都位于具有$N_{\rm H_2}\gtrsim 7\times 10^{21}\,{\rm cm}^{-2}$的区域（对应于$A_{_{\rm V}}\gtrsim 7$）。尘埃温度，$T$，往往与尘埃不透明度指数，PDMATHAMT，与低$T$和低PDMATHAMT往往集中在内部的细丝。这种趋势的一个例外是L1688中的一段暗条，在投影中落在两颗B星S1和HD 147889之间;这里的$T$和$β$相对较高，并且有令人信服的证据表明来自这两颗恒星的反馈已经加热和压缩了暗条。灯丝{ \sc fwhm}通常在$0.10\,{\rm pc}$至$0.15\,{\rm pc}$的范围内。大多数长丝的线密度在$25\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$至$65\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$的范围内。如果它们唯…
2021-04-08 astro-ph.GA
An ALMA search for substructure and fragmentation in starless cores in Orion B North
本文利用 ALMA 在 Orion B North 观测了 73 个无星核和原恒星核，探测到 4 个无星连续谱源，并通过合成观测和位力分析对比了不同分子云中核的束缚特性，解释了其与湍流模型预测的差异。
2024-04-21 astro-ph.GA
Akari, SCUBA2 and Herschel data of pre-stellar cores
我们显示Akari数据，Herschel数据和来自JCMT上SCUBA 2相机的分子云数据。我们关注的是星云中的前恒星核心。我们目前的Akari数据的L1147-1157环在仙王座，并显示数据表明，核心是外部加热。我们提出了蛇夫座地区的SCUBA 2和赫歇尔数据，并显示了环境如何影响该地区的核心演变。我们讨论的磁场在狼疮I区的影响，以及如何这借给支持一个模型的形成和演变的核心在非常规分子云。
2015-03-20 astro-ph.GA
Mapping and characterizing magnetic fields in the Rho Ophiuchus-A molecular cloud with SOFIA/HAWC$+$
本研究利用SOFIA/HAWC$+$观测分析蛇夫座ρ-A分子云的远红外尘埃偏振，测绘其磁场形态并测量强度，发现该云由强磁场主导支撑，磁场可抵御辐射反馈并调控云的形状。
2024-09-11 astro-ph.GA
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
XRISM Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: Quiescent Velocity Structure in the Dynamically Disturbed Core
本研究利用XRISM高分辨率X射线光谱分析蛇夫座星系团核心，发现尽管存在冷锋等扰动迹象，气体湍流和整体运动仍很弱，加热不足以平衡冷却。
2025-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic field alignment with dense cores in the transition between cloud and core scales
University of Toronto（多伦多大学）；Queen’s University（女王大学）；McGill University（麦吉尔大学）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓拉普天文学与天体物理学系）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓拉普天文学与天体物理学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institute of Natural Sciences（日本国立自然科学研究院国立天文台）；Worcester State University（伍斯特州立大学）
本文研究了从云尺度到核心尺度磁场方向的变化，发现核心尺度磁场比云尺度更无序，并支持核心尺度磁场与核心方向及速度梯度之间随机对齐的结论，与Pandhi等人(2023)的结果一致，表明磁场在核心演化中可能不起主导作用。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field Structure of Dense Cores using Spectroscopic Methods
我们发展了一个新的“核心场结构”（CFS）模型，利用气体运动学方法预测致密核心的磁场强度和磁场起伏分布。我们使用空间分辨观测的非热速度分散从绿岸氨调查以及从SCUBA-2的柱密度图估计磁场强度在7个密集的核心位于蛇夫座L1688地区。CFS模型预测了相对场起伏的轮廓，这与偏振矢量方向上的可观测色散有关。在我们的模型的背景下，我们发现，所有的核心有一个跨临界的质量流量比。
2019-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relative Alignment between Dense Molecular Cores and Ambient Magnetic Field: The Synergy of Numerical Models and Observations
磁场在恒星形成过程中的作用是天体物理学中的一个重要课题。我们研究了恒星形成核心的方向（由核心主轴定义）和环境磁场方向之间的相关性：1）3D MHD模拟，2）在不同视角下模拟产生的合成观测，3）附近分子云的观测。我们发现，合成观测中的核心和背景磁场之间的相对对准结果与全三维模拟数据中测量的结果略有不同，这部分是因为在投影的2D地图中识别的核心往往共存于非连续结构中，而3D核心通常更圆。此外，我们研究的进展，磁场从pc-核心规模的模拟，这是一致的各向异性核心形成模型，气体优选地沿着磁场流向致密的核心。当比较GBT氨调查（GAS）和普朗克极化推断的磁场方向确定的观测核心时，我们发现，相对核心场对齐不同的云之间具有区域依赖性。更具体地说，我们发现金牛座分子云的致密核心倾向于垂直于背景磁场排列，而英仙座和蛇夫座的分子云倾向于随机（英仙座）或稍微平行（蛇夫座）的方向。我们认为，这一功能的相对核心领域的方向可以用来探测云内的磁场的相对意义。
2020-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Line Observations of Infrared Dark Clouds II: Physical Conditions
使用偏向于高质量恒星形成区域的源选择，我们使用了大速度梯度（LVG）代码来计算中途空间实验（MSX）8微米红外暗核样本的H2密度和CS柱密度。我们的平均H2密度和CS柱密度分别为1.14 x 10 e6 cm-3和1.21 x 10 e13 cm-2。此外，我们还计算了每个核心的金斯质量和维里质量，以更好地了解它们的引力稳定性。我们发现，根据Ragan等人2006年（论文1）对N2 H + J = 1-0和C18 O J = 1-0的观测计算的核心质量足以发生坍缩，尽管大多数区域可能形成原星系团。我们探索了样本中分子气体的恒星形成特性，并发现了一些多样性，这些多样性将红外暗云的范围从产生大型星团的巨大云扩展到与我们当地的一些对应物（例如巨蛇座，蛇夫座）相似的云。
2009-08-18 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
Effects of magnetic field orientations in dense cores on gas kinematics in protostellar envelopes
理论上，致密核心中的磁场和旋转轴之间的不对准被认为在恒星形成过程中具有重要的动力学意义，然而，这种影响的程度在观测上仍然不清楚。对于英仙座分子云中的32个0类和I类原恒星的样本，我们使用SMA MASSES调查的C $^{18}$ O数据和JCMT BISTRO-1调查和存档的850 $μ$ m偏振数据的磁场结构分析了气体运动。我们没有发现任何显着的相关性之间的速度梯度在1,000 au的原恒星信封中的C $^{18}$ O的排放和之间的不对准的外流和磁场的方向在致密的核心在4,000 au的规模，也没有相关性之间的速度梯度和角色散的磁场。然而，一个显着的依赖于失准角出现后，我们规范化的下降运动的旋转运动，其中的比率从$\lesssim1$增加到$\gtrsim1$与增加失准角。这表明，错位可以促使角动量运输到信封规模，但不是一个决定信封旋转的主导因素，和其他参数，如原恒星源的质量吸积，也发挥了重要作用。这些结果在考虑投影效应后仍然有效。我们估计的原恒星包层角动量与已知原恒星盘大小之间的比较表明，在原恒星包层半径为$\sim$ 1，000 -100 au之间，可能会损失大量的角动量。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic molecular line observations of the first hydrostatic core from chemical calculations
长期以来，人们一直预测低质量恒星形成过程中形成的第一个稳定物体是第一个流体静力核心（FHSC）。尽管做了很多努力，但它仍然没有在自然界中得到明确的观察。需要更具体的观测特征，使观测者能够区分FHSC与年轻，暗淡，但更进化的原恒星。在这里，我们提出了合成的谱线观测CO，SO，CS和HCO $^+$计算辐射（磁）流体动力学模型，化学建模和蒙特卡罗辐射转移。FHSC的HCO $^+$ $(1-0)$和SO $(8_7 - 7_6)$光谱显示在低倾角下观测的变化，这可以允许候选FHSC与更演化的物体区分开。我们发现，FHSC流出不太可能用ALMA检测到，这将使目前被确定为候选FHSC的流出缓慢的观察源打折。我们比较了模拟ALMA观察结果与观察到的候选FHSC，并推荐Oph A SM 1 N和N6-mm作为最有希望的候选者。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
