Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
Yanett Contreras, Patricio Sanhueza, James M. Jackson, Andres E. Guzman, Steven Longmore, Guido Garay, Qizhou Zhang, Quang Nguyen-Luong, Ken'ichi Tatematsu, Fum… 展开作者
Yanett Contreras, Patricio Sanhueza, James M. Jackson, Andres E. Guzman, Steven Longmore, Guido Garay, Qizhou Zhang, Quang Nguyen-Luong, Ken'ichi Tatematsu, Fumitaka Nakamura, Takeshi Sakai, Satoshi Ohashi, Tie Liu, Masao Saito, Laura Gomez, Jill Rathborne, Scott Whitaker
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于中等质量状态（$M_{J}=2.7<M\lesssim$ 30 M $_\odot$），与竞争吸积和湍流核心吸积理论的预测相反。
英文摘要：
Using Galactic Plane surveys, we have selected a massive (1200 M$_\odot$), cold (14 K) 3.6-70 $μ$m dark IRDC G331.372-00.116. This IRDC has the potential to form high-mass stars and, given the absence of current star formation signatures, it seems to represent the earliest stages of high-mass star formation. We have mapped the whole IRDC with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) at 1.1 and 1.3 mm in dust continuum and line emission. The dust continuum reveals 22 cores distributed across the IRDC. In this work, we analyze the physical properties of the most massive core, ALMA1, which has no molecular outflows detected in the CO (2-1), SiO (5-4), and H$_2$CO (3-2) lines. This core is relatively massive ($M$ = 17.6 M$_\odot$), subvirialized (virial parameter $α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$), and is barely affected by turbulence (transonic Mach number of 1.2). Using the HCO$^+$ (3-2) line, we find the first detection of infall signatures in a relatively massive, prestellar core (ALMA1) with the potential to form a high-mass star. We estimate an infall speed of 1.54 km s$^{-1}$ and a high accretion rate of 1.96 $\times$ 10$^{-3}$ M$_\odot$ yr$^{-1}$. ALMA1 is rapidly collapsing, out of virial equilibrium, more consistent with competitive accretion scenarios rather than the turbulent core accretion model. On the other hand, ALMA1 has a mass $\sim$6 times larger than the clumps Jeans mass, being in an intermediate mass regime ($M_{J}=2.7<M\lesssim$ 30 M$_\odot$), contrary to what both the competitive accretion and turbulent core accretion theories predict.
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
An inverted infall profile for the collapse of the massive star-forming IRDC SDC335.579-0.292
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Intituto de Astrofísica de Andalucia (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙科学理事会））；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系新 Cornerstone 科学实验室）；SUPA School of Physics and Astronomy, University of St A（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院（苏格兰大学联盟））
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XIII. Core Mass Function, Lifetime, and Growth of Prestellar Cores
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kyoto University（京都大学）；Xiamen University（厦门大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
Probing the ion-neutral drift velocity towards the L1544 prestellar core: Detection of ambipolar diffusion using N$_2$D$^+$ and para-NH$_2$D
Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球行星科学系）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Kaghoshima University（鹿儿岛大学）；Faculty of Science and Engineering, Kyushu Sangyo University（九州产业大学理工学部）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文学研究所）
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
A Catalog of Molecular Clumps and Cores with Infall Signatures
对坍缩运动的研究是研究分子云动力学和恒星形成早期过程的常用手段。许多著作对降落进行了深入的研究。检索了1994年以来有关分子云入流研究的文献，对作者所确定的入流源进行了总结。共记录了456个入轨源。我们将它们分为高质量源和低质量源，其中高质量源又分为星前、原恒星和HII区三个演化阶段。我们根据源的大小将其分为块和核。H $_2$柱密度值范围为1.21 $\times$ 10 $^{21}$至9.75 $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，中位数为4.17 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。高质量源和低质量源的H $_2$柱密度显著分离。高质量团块的下沉速度中值为1.12 km s $^{-1}$，低质量核的下沉速度几乎都小于0.5 km s $^{-1}$。进化的不同阶段之间没有明显的区别。低质量核心的质量下降率在10 $^{-7}$和10 $^{-4}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，高质量团块的质量下降率在10 $^{-4}$和10 $^{-1}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，只有一个例外。我们没有发现质量下降率随进化阶段而变化。
ALOHA IRDCs Molecular Line Follow-up: I. Gas properties and kinematics
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马普射电天文研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；Space Engineering University（航天工程大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
Global and Local Infall in the ASHES Sample (GLASHES). II. Asymmetric Line Profiles around Dense Cores in 70 $μ$m Dark Massive Clumps
The University of Tokyo（东京大学）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）；USRA SOFIA Science Center, NASA Ames Research Center（美国研究联合体SOFIA科学中心，NASA艾姆斯研究中心）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）
Studying the chemical and kinematical structures of dense cores TMC-1C, L1544, and TMC-1 in the Taurus molecular cloud using the CCS and NH3 observations
Evolution of starless cores in massive clumps seen by the ALMA ASHES and QUARKS surveys
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Universidad de Chile（智利大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台南美天文中心）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学科）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese（中国科学院新疆天文台）
What is the contribution of gravitational infall on the mass assembly of star-forming clouds? A case study in a numerical simulation of the interstellar medium
ENS de Lyon, CRAL UMR5574, Universite Claude Bernard Lyon 1, CNRS（里昂高等师范学院，CRAL UMR5574，里昂第一大学，法国国家科学研究中心）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学，天文学中心，理论天体物理研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学，跨学科科学计算中心）
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Kanagawa University（神奈川大学）
ATOMS-QUARKS survey: Inflow and infall in massive protocluster G318.049+00.086: Evidence of competitive accretion
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；S.N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台南美天文中心）
