Chemical Variation among Protostellar Cores: Dependence on Prestellar Core Conditions
热科里诺化学和暖碳链化学（WCCC）是由恒星形成核心中的气体-颗粒相互作用驱动的：在冰幔中形成复杂有机分子（COMs）的自由基-自由基重组反应，CH $_4$和COMs的升华，以及随后的气相反应。这些化学特征预计将取决于冰地幔的组成，这是设置在星前阶段。我们计算了气体颗粒化学反应网络，考虑了成星核中的层状冰幔结构，以研究热科里诺化学和WCCC如何依赖于引力坍缩开始之前的静态相的物理条件。我们发现，温度越低，静止相的消光越低，静止相的时间越长，WCCC越活跃。热可里诺化学对静止相条件的依赖性更为复杂。虽然CH $_3$ OH在较暖的静态相模式中的丰度较低，但由于COMs的形成途径不同，因此在这些暖的静态相模式中，一些COMs有效地形成。如果视觉消光较低，则光解使COM在静态阶段不太丰富。然而，一旦崩溃开始，视觉消光增加，COM可以有效地形成。静态阶段的持续时间不会在很大程度上影响COM丰度。原型热corino和混合源之间的化学多样性，其中COMs和碳链都相当丰富，可以解释星前条件的变化。然而，在我们的模型中，很难再现原型WCCC源中的气体COMs的不足。
2020-06-21 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
A theoretical perspective on the formation and fragmentation of protostellar discs
讨论了影响原恒星盘形成和引力碎裂的因素。我们首先回顾如何观测星前核心可以进行统计分析，以产生合理的初始条件，模拟其随后的崩溃。基于这些初始条件的模拟表明，尽管星前核心的湍流水平较低，但它们提供的主要原恒星和相关光盘通常会受到随机脉冲扰动;因此原恒星的自旋和轨道不对准是常见的。此外，模拟产生的原恒星，集体有一个质量函数和二进制的统计相匹配，在附近的恒星形成区观察到的，但只有当一个显着的部分，在核心的湍流能量是螺线管，吸积到主原恒星是偶发的占空比> 3000年。在这种情况下，一个核心通常会产生4到5颗原恒星，效率很高，而质量较低的原恒星主要是由盘碎片形成的。圆盘中的原始碎片在动力学时间尺度上损失热能的要求表明，{ \bf存在}圆盘碎片化的最佳点，半径为70 AU < R < 100 AU，温度为10 K < T < 20 K，这可能解释了棕矮星沙漠。
2016-05-18 astro-ph.SR
R CrA SMM1A: Fragmentation in A Prestellar Core
我们报道了在R~CrA星云的星前核候选者SMM 1A中发现的多重凝聚，这可能代表了迄今为止观测到的最早的核碎裂阶段。凝聚体之间的距离在1000到2100 AU之间，它们的质量范围约为0.1到0.2 M太阳。我们发现，这三个凝聚有非常低的辐射光度（< 0.1 L_sun）和温度（< 20 K），这表明这些是年轻的源，尚未形成原恒星。我们认为，这些来源是通过一个细长的星前核心的碎片形成的。我们的结果，与其他观测到的原恒星双星系统在1000 AU的规模的分离，支持的情况下，提示在等温坍缩阶段的碎片是一个有效的机制，宽的双星形成，而在随后的绝热阶段的碎片可能是一个额外的机制，紧密（< 100 AU）的双星形成。
2010-08-09 astro-ph.SR
ALMA-IMF XVII -- Census and lifetime of high-mass prestellar cores in 14 massive protoclusters
本研究利用 ALMA-IMF 巡天数据，通过 CO 和 SiO 外流识别原恒星核，提出新自动化方法探测外流，从而筛选出高质量前恒星核并估算其寿命，发现其持续时间显著超过自由下落时间，表明坍缩受湍流等因素减缓。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Discs in the Collapse and Fragmentation of Prestellar Cores
星盘碎裂是星前核产生低质量恒星的重要机制。在这里，我们描述光滑粒子流体动力学模拟，显示人口的星前核心演变成恒星。我们发现在一定条件下，恒星的质量和多重数是可以恢复的。首先，来自恒星的原恒星反馈必须是偶发性的。圆盘材料不断吸积到中央原恒星上，导致局部温度过高，无法使圆盘碎裂。然而，如果吸积发生在强烈的爆发中，被$\sim10^4\,\mathrm{years}$的停机时间隔开，引力不稳定性就会发展，圆盘就会碎裂。第二，核心的内部动能的显著量应该是螺线管湍流模式。在螺线管模式下，其动能不到三分之一的核心没有足够的角动量来形成破碎盘。在没有圆盘的情况下，核心可以碎片化，但会导致顶部重的质量分布，只有很少的低质量物体。
2015-12-18 astro-ph.SR
Molecular analysis of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
寻找低质量星前核的高质量类似物来约束高质量恒星形成的模型。最近在大质量恒星形成区W 43-MM 1发现了几个处于不同演化阶段的高质量核心，其中一个是星前高质量核心候选者。我们的目标是研究这个大质量星前核心候选者（称为W 43-MM 1核心#6）及其环境中的化学物质。利用W 43-MM 1的ALMA高空间分辨率数据，我们研究了核心#6和邻近的大质量原恒星核心#3的分子含量，该核心的大小和质量与核心#6相似。我们首先使用基于每个像素上的强度的密度分布的方法减去连续发射。然后，从检测到的分子的分布，我们确定了以星前核心候选者（核心#6）为中心的分子，以及与外流和细丝形成有关的冲击相关的分子。然后，我们限制了柱密度和温度的分子检测到的两个核心。虽然核心#3似乎包含一个温度约为190 K的热核心，但核心#6似乎具有从旋转图分析的20 K至90 K范围内的较低温度。我们已经考虑了6号核的不同源大小，并将探测到的分子丰度与不同星际源的核进行了比较，结果表明，6号核与大小为1000 au、含$T = 20-90$ K的核或大小为500 au、含$T \sim 80$ K的核是相容的。W 43-MM 1的核心#6仍然是最好的高质量星前核心候选者之一，即使我们不能排除它是在高质量恒星形成的原恒星阶段的开始。
2019-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nascent chemical complexity in prestellar core IRAS 16293E: complex organics and deuterated methanol
本研究首次在前恒星核IRAS 16293E中探测到多种复杂有机分子和氘代甲醇，通过观测计算其激发温度、柱密度和丰度比，发现其化学特征与原恒星及彗星相似，支持前恒星核坍缩过程中COMs化学再处理有限的结论。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Polarization of Prestellar and Protostellar Sources in OMC-3
本研究利用ALMA观测OMC-3中七个原恒星/前恒星源的1.1mm偏振连续谱和CO外流，发现盘状结构直径16-97au，部分源偏振矢量与盘短轴对齐，MMS 6偏振分数高达10%，偏振峰偏移支持自散射起源。
2023-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the H$_{2}$D$^{+}$ and N$_{2}$H$^{+}$ emission towards prestellar cores. Testing dynamical models of the collapse using gas tracers
星前核的研究是至关重要的，因为它们设定了恒星形成的初始条件，并决定了恒星物体的最终质量。迄今为止，有几种假说描述了它们的引力坍缩。我们进行详细的线分析和建模的H $_{2}$ D $^{+}$ 110 - 111和N $_{2}$ H $^{+}$ 4-3在372 GHz的发射，使用2“× 2”地图（JCMT）。我们的目标是通过比较模拟的气体运动学和空间分布（H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$）与四个星前（L1544，L183，L 694 -2，L1517 B）和一个原恒星核心（L1521 f）的观测结果来测试最突出的动力学模型。我们使用RATRAN进行详细的非LTE辐射转移建模，在那里我们比较了H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的预测空间分布和线轮廓与对所有核心的观测。要做到这一点，我们采用的物理结构为每个核心的三个不同的动力学模型从文献中预测：准平衡Bonnor-Ebert球（QE-BES），奇异等温球（SIS），和Larson-Penston（LP）流。我们的分析提供了一个更新的物理结构的星前核心。我们发现，SIS模型可以清楚地排除在解释气体排放的核心，但更大的样本是需要区分清楚的LP流，QE-BES和静态模型。所有的坍缩模型都低估了气体排放的强度，对我们样本中唯一的原恒星核心有几个因素，这表明不同的动力…
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 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
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
L1448 IRS2E: A candidate first hydrostatic core
介于星前阶段和0类原恒星阶段之间，第一个核心是一个准平衡流体静力学物体，寿命短，光度极低。最近的MHD模拟表明，第一个核心甚至可以在第二个核心形成之前驱动分子流出（即，原恒星）。利用亚毫米波阵列和斯皮策空间望远镜，我们对L1448的致密内核IRS 2 E进行了高角分辨率观测。我们发现，源L1448 IRS 2 E是不可见的敏感斯皮策红外图像（波长从3.6到70微米），并有弱（亚）毫米尘埃连续辐射。因此，这个源具有极低的热光度（< 0.1 L_sun）。红外和（亚）毫米观测清楚地显示了从这个来源发出的外流; L1448 IRS 2 E代表了迄今为止已知的驱动分子外流的最低光度来源。与星前核和0类原恒星的比较表明，L1448 IRS 2 E比星前核更进化，但比0类原恒星进化得更少，即，处于星前核和0级原恒星之间的中间阶段。所有这些结果与辐射/磁流体动力学模拟的理论预测一致，使L1448 IRS 2 E成为迄今为止发现的第一个流体静力学核心的最有希望的候选者。
2010-04-14 astro-ph.SR
Protostellar Outflows and Radiative Feedback from Massive Stars
我们进行了辐射流体动力学模拟的超爱丁顿制度，包括他们的辐射反馈和原恒星流出的大质量恒星的形成。计算从星前的尘埃气体核心开始，一直持续到恒星停止生长。吸积结束时，核心的残余物被弹出，主要是由在极地方向的直接恒星辐射的力量和其他地方的再辐射的热红外辐射。吸积持续多久取决于是否存在原恒星外流。我们将质量流出率设置为恒星汇粒子吸积率的1%。流出物打开一个双极腔，延伸到核心的外边缘，通过该腔，热辐射很容易逃逸。辐射通量向极地方向汇集，而核心的坍缩则在赤道附近进行。外流因此扩大了“闪光效应”，或各向异性辐射场，在以前的研究中发现，从几百AU规模的拱星盘到0.1秒差距规模的核心。核心的闪光效应允许核心气体在圆盘上累积更长时间，就像圆盘的闪光效应允许圆盘气体在恒星上累积更长时间一样。因此，尽管原恒星外流带走了核心两极附近的物质，导致恒星在最初的几个自由落体时间内生长较慢，但在我们的计算中，它们也使吸积持续更长时间。外流最终导致质量稍高的恒星。
2014-12-19 astro-ph.SR
Origin of Misalignments: Protostellar Jet, Outflow, Circumstellar Disc, and Magnetic Field
最近的观测揭示了原恒星周围的各种现象，如外流和磁场之间的不对准，喷流的进动，以及喷射团块的时间变化，其起源正在争论之中。我们进行了一个三维的电阻磁流体动力学模拟的原恒星形成的恒星形成的核心，其旋转轴是倾斜的角度$45^\circ$相对于初始磁场，其中原恒星的空间分辨率为$0.01\,$ au解决。在低密度外区，星前核由于磁通冻结而沿磁场线收缩。另一方面，在高密度内部区域，当气体数密度超过约$10^{11}\,{\rm cm^{-3}}$时，磁耗散变得有效并减弱磁效应。然后，扁平圆盘的法线方向与角动量矢量对齐。外流，喷流，和原恒星喷射驱动从不同尺度的拱盘和喷流在不同的方向垂直于翘曲盘。这些轴与全球磁场方向不一致，并随时间变化。这项研究表明，一对夫妇的错位性质的观测报告，可以同时再现，只有通过假设恒星形成的核心围绕不同的方向旋转的磁场。
2019-03-13 astro-ph.SR
Detection of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
目的。为了限制导致大质量恒星诞生的物理过程，必须研究它们形成的最初阶段。我们在W 43-MM 1中寻找低质量星前核的高质量类似物。方法.我们对完整的W 43-MM 1云进行了1.3 mm ALMA镶嵌，揭示了许多具有~ 2000 au FWHM大小的核心。我们研究了位于主灯丝尖端的核心的性质，在那里聚集是最小的。我们用连续辐射测量核心质量，用$^{13}$ CS（5-4）线辐射估计它们的湍流水平。我们还研究了这些核心的星前或原恒星的性质，通过寻找流出签名跟踪CO（2-1）和SiO（5-4）线发射，并为嵌入式热核心的典型分子复杂性。结果两个高质量的核心~ 1300金直径和~ $60~M_\odot$质量被观察到湍流，但引力约束。一个驱动器流出，并与一个热核心相关联。另一个核心，W 43-MM1\#6，还没有发现任何恒星形成活动，因此是一个优秀的高质量星前核心候选者。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk formation by a non-rotating, non-axisymmetric collapsing cloud: model and comparison with observations
行星形成盘被认为是从大规模旋转中继承下来的基本物体，通过星前致密核心坍缩期间的角动量守恒。我们调查的可能性，原恒星盘形成从一个不动的致密核心，其中包含非轴对称的密度波动。因此，旋转是由坍缩的不对称性局部产生的。从解析的角度研究了致密核非轴对称坍缩中角动量的演化。为了测试的理论，我们进行了三维模拟的塌陷星前致密的核心，使用自适应网格细化。我们从一个非轴对称的情况下，考虑一个致密的核心随机密度扰动，遵循湍流谱。我们分析了新兴的磁盘比较的角动量，它包含一个预期从我们的分析发展。我们在模拟中研究了不同尺度下的速度梯度，就像观测一样。我们表明，角动量的恒星物体，这是不位于质心的核心框架是不守恒的，由于惯性力。我们对这种非轴对称坍缩的模拟在核心的小尺度上迅速产生了吸积盘。在不同尺度的模拟核心的运动学分析揭示了预测的速度梯度的振幅类似于在原恒星核心中观察到的，而方向不同，有时甚至逆转时，小和大尺度进行比较。这些复杂的运动学模式出现在最近的观测中，并且可能是旋转从大尺度继承的模型的区别特征。我们在没有初始旋转的情况下模拟的结果与这些最近的观测结果相比，当固体旋转初始时更一致。
2020-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interplay between Ambipolar Diffusion and Hall Effect on Magnetic Field Decoupling and Protostellar Disc Formation
非理想MHD效应是避免磁制动“灾难”和促进原恒星盘形成的重要机制。然而，决定非理想MHD效应效率的磁扩散率对微观物理高度敏感。我们利用非理想MHD模拟研究了原恒星坍缩过程中微物理对盘形成的影响以及双极扩散和霍尔效应之间的相互作用。我们发现，从标准MRN尺寸分布中去除最小的颗粒群（$\lesssim$ 10 nm）足以使光盘形成。进一步改变晶粒尺寸可以导致霍尔主导或AD主导的崩溃;无论磁场极性如何，两者都形成数十AU大小的圆盘。在霍尔主导的坍缩中，盘的旋转方向是双峰的，而在AD主导的坍缩中，盘的旋转方向是单峰的。我们还发现AD和霍尔效应在径向和方位角方向上都可以相互作用，但AD和霍尔效应的组合效应是相对于下落的包络物质径向向外移动磁场。此外，微观物理和磁场极性都可以在可观测物上留下深刻的印记（例如，外流形态，盘恒星质量比）和原行星盘的磁场特征。包括霍尔效应放宽了对盘形成的微观物理要求，因此宇宙射线电离率为$\lesssim$ 2- 3 $\times10^{-16}$ s $^{-1}$的星前核仍然可以形成半径为$\lesssim$ 10 AU的小盘。我们的结论是，光盘的形成应该是比较常见的典型的星前核心条件，在原恒星信封的微观物理是必不可少的，不仅光盘的形成，但也原行星盘的演变。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties and chemical composition of the cores in the California molecular cloud
我们的目标是揭示加州分子云（CMC）核心的物理性质和化学组成，以便更好地了解恒星形成的初始条件。我们用Herschel数据制作了一个高分辨率的柱密度图（18.2”），并用\textsl{fellwalker}算法提取了CMC中岩心的完整样本。我们进行了新的单点观测的分子线90 GHz附近的IRAM 30米望远镜沿主灯丝的CMC。此外，我们还进行了数值模拟的化学演化的核心下的物理条件。我们提取了300个核心，其中33个是原恒星核心，267个是无星核心。星前核约占无星核的51%（137/267）。三个核心有可能演化成高质量恒星。星前核质量函数（CMF）可用对数正态形式拟合。星前CMF的高质量端表现出幂律形式，其指数$α=-0.9\pm 0.1$比银河场恒星质量函数的指数浅。结合星前核到恒星的质量转换效率（$15\pm 1\%$）和5.5%的核形成效率（CFE），我们认为CMC的整体恒星形成效率约为1%.在IRAM 30 m望远镜单点观测中，发现6个岩心的剖面呈蓝斜，4个岩心的剖面呈红斜。原星核的[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/[HNC]和[ $\rm {HCO}^{+}$ ]/ $\rm [N_{2}H^{+}]$比星前核高，可作为化学钟。用线性观测得到的岩心最佳化学年龄为$\sim 5\times 10^4$ ~年。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VI. The core-scale CO-depletion
研究寒冷而密集的分子云的物理和化学性质对于理解恒星如何形成至关重要。在红外暗云的典型条件下，CO从气相中被去除，并通过所谓的耗尽过程被捕获到尘埃颗粒的表面。这表明CO消耗因子（$f_{\rm D}$）可以是用于识别寒冷和密集区域（即，星前核）。利用ALMA巡天70个$μ$ m暗高质量团早期阶段（ASHES）的1.3 mm连续谱和$\sim$ 5000 au分辨率下观测到的C $^{18}$ O（2-1）数据，构造了12个团的平均$f_{\rm D}$图，以揭示高质量恒星形成过程的最早阶段。在294个灰核中，有277个核的平均$f_{\rm D}$是从星前到原恒星阶段意外增加的。如果我们排除了温度的影响，由于轻微的变化，在NH $_3$动力学温度不同的核心，我们解释这个结果主要依赖于平均气体密度，这增加了核心的原恒星条件占上风。这表明，在核心尺度的高质量恒星形成区确定的$f_{\rm D}$不足以区分单个核心的星前和原恒星条件，应该由额外的示踪剂提供的信息来补充。然而，我们确认，集团平均$f_{\rm D}$值与每个源的亮度质量比，这是已知的跟踪恒星形成过程的演变。
2022-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hourglass Magnetic Field of a Protostellar System
本文提出一个原恒星阶段磁场解析模型，包含快速坍缩区的强径向场、星周盘耗散导致的偏心峰值及强环向场，以解释观测到的沙漏形磁场图案。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical solver to compute molecule and grain abundances and non-ideal MHD resistivities in prestellar core collapse calculations
我们开发了一个详细的化学网络相关的条件特征的星前核心崩溃。我们解决了系统的时间依赖性微分方程来计算分子和尘埃颗粒的平衡丰度，与尺寸箱为这些后者的尺寸分布。这些丰度被用来计算不同的非理想磁流体动力学双极性（双极，欧姆和霍尔），需要进行模拟的原恒星崩溃。在这种情况下，我们第一次考虑到谷物的蒸发，钾，钠和氢在高温下的热电离，以及化学网络中谷物的电子发射，我们探索了各种宇宙射线电离率的影响。所有这些过程显著地影响非理想磁流体动力学双折射率，这将改变坍缩的动力学。在低密度下，双极扩散和霍尔效应占主导地位，直到n_H = 10^12 cm^-3，之后欧姆扩散才占主导地位。我们发现，所需的时间尺度达到化学平衡总是短于典型的动力学（自由降落）之一。这使我们能够建立一个大的，多维的多物种平衡丰度表在一个大的温度，密度和电离率范围。这个表，我们使访问社区，是在第一和第二次星前核心崩溃计算非理想的磁流体动力学的，产生一致的动力学化学描述这个过程。
2016-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel view of the on-going star formation in the Vela-C molecular cloud
作为Herschel保证的时间关键程序“HOBYS”的一部分，我们提出了恒星形成区域Vela-C的光度测量，Vela-C是银河系平面中最接近的低质量到高质量恒星形成的地点之一。Vela-C已经用PACS和SPIRE在大约3平方度的面积上以70 μ m和500 μ m之间的并行模式观察到。一个光度计目录已提取的检测在每个波段，使用的阈值为5西格玛在当地的背景。从这个目录中，我们选择了一个强大的子样本268源，其中75%是云块和25%的核心。它们的光谱能量分布（SED）已与一个修改的黑体函数。我们将48个源归类为原恒星源，218个源归类为无恒星源。对于另外两个来源，我们没有提供一个安全的分类，但建议它们是0级原恒星。从SED拟合，我们得到了关键的物理参数。原恒星源通常比无恒星源更温暖、更致密。这两个证据都可以归因于存在适度加热的内部源，这也会导致温度梯度，从而导致更高的强度分布。此外，原恒星源的尺寸减小可能表明它们不会进一步碎裂。对无恒星源的维里分析给出了90%的引力束缚源的上限，因此是星前源。我们用幂律N（logM）prop M^-1.1拟合星前源质量分布的线性部分。这介于典型的CO团块和附近恒星形成区域的核心之间。我们解释这是由于我们的样品的不均匀性，这是由可比部分的团块和核心。
2012-02-07 astro-ph.SR
FAUST-XXII. Deuteration in the VLA1623-2417 protostellar hot-corinos, cavities, and streamers
本研究通过 FAUST 项目观测 VLA1623-2417 原恒星团中的 H2CO、HDCO 和 D2CO，揭示氘化发生在恒星前阶段并在原恒星阶段基本保持不变，为化学历史重建提供关键证据。
2025-02-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar collapse: radiative and magnetic feedbacks on small scale fragmentation
辐射转移和磁场对星前致密核的坍缩和碎裂都有很强的影响，但在这样的尺度上还没有一致的计算。我们提出了原始AMR计算，包括磁场（在理想的MHD极限）和辐射转移，在通量限制扩散近似下，1太阳质量的致密核心的崩溃。我们比较的结果与正压EOS进行计算。研究表明，辐射转移通过冷却或加热气体对坍缩和碎裂产生重要影响，并与磁场相互补充。更大的磁场产生更强的磁制动，增加吸积率，从而增加辐射反馈的效果。即使是在磁场主导坍缩动力学的强磁化核中，辐射转移对于确定温度和光学深度分布也是至关重要的，这是两种可能的观测诊断。正压EOS不能解释实际的碎裂。数值方案的扩散，但是，被发现强烈影响输出的崩溃，最终导致虚假的碎片。在恒星形成的数值计算中，必须同时考虑辐射转移和磁场，以获得真实的坍缩构型和可观测的特征。然而，数值分辨率和求解器的鲁棒性是获得可靠结果的首要因素。当使用一个精确的求解器，碎片被发现总是保持抑制的磁场，至少在理想的MHD限制，即使辐射转移包括在内。
2009-12-17 astro-ph.SR
Protostellar Disk Formation Enabled by Removal of Small Dust Grains
它已被证明，一个现实的水平的致密分子云核心的磁化可以抑制形成的旋转支撑盘（RSD）通过灾难性的磁制动在轴对称的理想MHD极限。在这项研究中，我们提出了通过非理想的MHD效应计算自洽从平衡化学网络的RSD的形成条件。我们发现，从标准的MRN分布中删除大量的非常小的颗粒（VSG）的~10 $Å$到几个100 $Å$，占主导地位的大部分中性物质的耦合磁场增加双极扩散率的~1- 2个数量级的密度低于10 $^{10}$ cm $^{-3}$。包层中增强的双极扩散（AD）减少了坍缩拖到星周盘形成区的磁通量。因此，磁制动被减弱，并且可以保留更多的角动量。随着持续的高角动量流入，数十AU的RSD能够形成，生存，甚至尺寸增长，这取决于其他参数，包括宇宙射线电离率，磁场强度和旋转速度。在我们的2D（轴对称）模拟中，一些磁盘变得自引力并演变成环，这些环有可能在3D中分裂成（关闭）多个系统。我们的结论是磁盘形成的磁化核心是高度敏感的化学，特别是晶粒尺寸。在星前阶段或自由落体塌陷期间，适度的颗粒凝聚/生长以去除大量的VSG，可以极大地促进AD并有助于形成数十个AU RSD。
2016-02-08 astro-ph.SR
Properties of the dense core population in Orion B as seen by the Herschel Gould Belt survey
我们提出了一个详细的研究猎户座B云（d~400 pc），成像与PACS/SPIRE相机在70-500 $μ$米的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。我们发布了新的高分辨率的尘埃柱密度和尘埃温度图。在NGC 2023/2024、NGC 2068/2071和L1622这三个次区域，共发现了1768个无星致密核，其中约28-45%是星前自引力核。另外还发现了76个原恒星致密核，它们的典型寿命为$t_{\rm pre}=1.7_{-0.6}^{+0.8}$ Myr。星前核心质量函数（CMF）在约0.5 $M_\odot$处达到峰值，与Salpeter斜率-1.35相比，在高质量端符合对数斜率为-1.27 $\pm$ 0.24的幂律。在这一区域，我们证实了在背景消光中星前核形成效率（CFE）在基准值A_V_bg~7 mag附近存在一个转变，类似于Herschel在其他云中观察到的趋势。这不是一个尖锐的阈值，而是在A_V_bg<5时具有非常低的星前CFE的区域与A_V_bg $\gtrsim$ 10时具有较高的大致恒定CFE的区域之间的平滑过渡。星前核的总质量仅占A_V_bg $\gtrsim$ 7 mag的致密分子云气体的~20%。约60-80%的星前核与暗条紧密相连，当考虑到更完整的暗条结构样品时，这一比例可增加到>90%。有趣的是，最近的核心邻居之间的中值分离对应于在附近的分子云中通常观察到…
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel Gould Belt Survey Observations of Dense Cores in the Cepheus Flare Clouds
我们提出了赫歇尔SPIRE和PACS地图的仙王座耀斑云L1157，L1172，L1228，L1241和L1251，观察附近的恒星形成分子云的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。通过对SPIRE和PACS资料的修正黑体拟合，确定了典型云柱密度为0.5-1.0 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，典型云柱温度为14-15 K。使用getsources识别算法，我们从SPIRE和PACS数据中提取了160-500 $μ$ m处的832个密集核。从质量与尺寸图的位置来看，我们认为303个是候选星前核，其中178个是“健壮的”星前核。从一个独立的提取源在70 $μ$米，我们认为25的832个致密的核心是原恒星。背景柱密度的分布与候选星前核在2-4 $\times$ × 10 $^{21}$ cm $^{-2}$处的峰值一致。仙王座中大约一半的星前核心可能是由于预期在“跨临界”线质量的细丝内发生的广泛碎裂而形成的。从所有五个仙王座云得出的对数正态稳健星前核心质量函数（CMF）峰值为0.56 M $_{\odot}$，宽度为$\sim$ 0.5 dex，与天鹰座的CMF相似。事实上，仙王座的聚合CMF的宽度类似于恒星系统的初始质量函数（IMF）。CMF宽度在不同的云和IMF系统的相似性表明一个共同的，可能是动荡的起源播种的波动演变成星前核心和恒星。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Core Growth in the Dragon Infrared Dark Cloud: A Path for Massive Star Formation
本文对龙云红外暗云（G28.37+0.07或G28.34+0.06）中1.3mm连续谱芯样品进行了统计分析。根据它们与分子外流的联系，样品被分为原恒星和无恒星核心。统计测试表明，原恒星的核心比无恒星的核心更大，即使在温度和不透明度的偏差。我们认为，质量差异表明核心质量增长，因为他们的形成。质量增长意味着大质量恒星的形成可能不一定要从巨大的星前核心开始，这取决于核心质量增长率。它对核心质量函数与恒星初始质量函数关系的影响有待进一步探讨。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar grain-surface origins of deuterated methanol in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
氘代甲醇是天体化学家对形成含氘分子的单个化学反应及其所在区域的物理化学历史最强大的窗口之一。首次探测到单氘和双氘甲醇在彗星彗发67 P/丘留莫夫-格拉西缅科使用Rosetta-ROSINA数据。D-甲醇（CH3OD和CH2DOH合并）和D2-甲醇（CH2DOD和CHD2OH合并）相对于正常甲醇的丰度分别为5.5 +/-0.46%和0.00069 +/-0.00014%。数据跨度甲醇氘代分数（D/H比）在0.71 - 6.6%的范围内，占D在分子中的位置的统计校正，包括统计误差传播的ROSINA测量。认为彗星状CH_2DOH是由CO加氢生成CH_3OH和随后的CH_3-R中的H-D取代反应形成的。CHD2OH可能是由氘代甲醛产生的。在氘代水冰存在下，在OH-R中，通过H-D交换反应生成CH_3OD和CH_2DOD。甲醇的形成和氘化被认为发生在与HDO形成D2O相同的时期，在此之前形成单氘代水、硫化氢和氨。彗星的D-甲醇/甲醇的比例被证明同意最密切的星前核心和低质量的原恒星区域。结果表明，彗星的甲醇来源于诞生我们的太阳系的先天冷（10 - 20 K）星前核心。彗星挥发物个别地反映了恒星形成的演化阶段，从云到核心到原恒星。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk wind feedback from high-mass protostars
我们进行了一系列的三维磁流体动力学（MHD）模拟的流出核心的相互作用，形成一个大质量的原恒星通过崩溃的初始云核心的$60~{M_\odot}$。这使我们能够表征大质量原恒星的盘风驱动外流的特性，这可以测试不同的大质量恒星形成理论。它还使我们能够定量评估流出反馈对原恒星核形态和整体恒星形成效率的影响。我们发现，流量的开角随着原恒星质量的增加而增加，与一个简单的半解析模型一致。一旦原恒星到达$\sim24~{M_\odot}$，外流的张开角度是如此之大，以至于它已经吹走了大部分的包层，从而几乎结束了自己的吸积。因此，我们发现整体恒星形成效率为$\sim50\%$，类似于低质量原恒星核心的预期。因此，我们的模拟结果表明，磁流体磁盘风外流是占主导地位的反馈机制，帮助塑造恒星的初始质量函数从一个给定的星前核心质量函数。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The earliest phases of high-mass star formation, as seen in NGC 6334 by \emph{Herschel}
为了限制高质量恒星形成的模型，Herschel/HOBYS KP的目标是发现能够容纳低质量星前核心的高质量类似物的大质量致密核心（MDC），这在过去十年中一直在寻找。在这里，我们专注于NGC 6334，最好的研究HOBYS分子云复合物之一。我们使用Herschel PACS和SPIRE 70- 500 mu图像的NGC 6334复杂的补充（亚）毫米和中红外数据。我们用getsources软件建立了一个完整的程序来提取~0.1 pc的致密核心，同时测量它们的远红外到毫米波通量。我们仔细估计了这些致密核心的温度和质量，从他们的SED。与高质量恒星形成路标的交叉相关表明，NGC 6334中MDCs的质量阈值为75 Msun。MDCs的温度为9.5- 40 K，质量为75- 1000 Msun，密度为10^5- 10^8 cm-3。它们的中红外发射被用来分离6个红外明亮和10个红外安静的原恒星MDC，而它们的70 μ发射强度，相对于安装的SED，有助于确定16个无星MDC候选者。后者的能力，主机高质量的星前核心在这里进行了调查，仍然值得怀疑。从无星阶段到红外宁静阶段和红外明亮阶段，质量和密度的增加表明原恒星和MDC的质量同时增长。高质量星前和原恒星核心阶段的统计寿命估计分别为1- 7x10^4年和至多3x10^5年，这表明了一种高质量恒星形成的动力学情景。目前的研究提供了良好的质量估计的统…
2017-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable protostellar accretion with episodic bursts
我们提出了最新的发展盘引力不稳定性和碎裂模型，最初介绍了我们解释情节吸积爆发的早期阶段的恒星形成。利用改进的星盘热平衡和星盘相互作用的数值流体力学模型，我们计算了星前核引力坍缩形成的原恒星盘的演化。与我们以前的研究一致，我们发现，更高的初始质量和角动量的核心产生的磁盘，更有利于引力不稳定性和碎片，而更高的背景辐射和磁场缓和磁盘碎片的倾向。在我们的模型中的原恒星吸积是时变的，由于不同的螺旋模式之间的非线性相互作用的引力不稳定盘，并可以经历情节爆发时，碎片迁移到恒星由于与其他碎片或螺旋臂的引力相互作用。大多数爆发发生在部分嵌入的I类相位，一小部分发生在深度嵌入的0类相位和一些可能的爆发在光学可见的II类相位。平均爆发持续时间和平均光度的发现是在很好的协议与FU-Orionis型喷发的观测推断。该模型预测存在两种类型的爆发：孤立的爆发，表现出定义明确的光度峰值，它们被长时间（约10^4年）的静止吸积分开，而聚集的爆发，表明在短短几百年内一个接一个地发生了几次爆发。最后，我们估计40%~ 70%的恒星形成核在形成星盘系统后会出现爆发。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum profiles of Class 0 protostellar envelopes
了解下落的气体如何在到达恒星胚胎之前重新分配其从星前核心继承的大部分初始角动量是一个关键问题。圆盘的形成自然被认为是解决这个“角动量问题”的一种可能的方法。然而，在主吸积阶段和盘形成初期，原恒星核的初始角动量是如何分布和演化的，迄今为止在很大程度上仍然没有受到约束。在IRAM CALYPSO巡天的框架内，我们使用高动态范围的C $^{18}$ O（2-1）和N $_2$ H $^+$（1-0）观测值来量化12个0级原恒星包层样本中沿赤道轴的比角动量分布，这些包层的尺度从~50到10000 au。在CALYPSO样本中的比角动量的径向分布表明两个不同的制度内的原恒星信封：比角动量减少为$j \propto r^{1.6 \pm 0.2}$下降到~1600 AU，然后趋于成为相对恒定的6 $\times$ 10 $^{-4}$ km s $^{-1}$ pc下降到~50 AU。在0类内层包层中测得的比角动量值，即直接参与恒星形成过程的物质（$<$ 1600 au）的比角动量值，与在小金牛座T盘中推断的比角动量值处于同一数量级。因此，盘的形成似乎是坍缩过程中角动量守恒的直接结果。我们的分析揭示了分散的速度梯度的方向在信封尺度$>$ 1600 AU，这表明它们可能不相关的信封的旋转运动。我们的结论是，在这些尺度下观察到的特定角动量可以在核心形成运动（坠落，湍流）中找到它的起源，或者追踪原恒…
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
G11.92-0.61-MM2: A Bonafide Massive Prestellar Core?
大质量恒星形成的核心吸积模型需要稳定的大质量无星核心的存在，但这种物体的强大观测实例已被证明是难以捉摸的。我们报告亚角秒分辨率SMA 1.3毫米，1.1毫米，和0.88毫米和VLA 1.3厘米的观测一个优秀的大质量无星核心候选人，G11.92-0.61-MM 2，最初确定在GLIMPSE扩展绿色物体（EGO）的研究过程中。距离附近的MM 1原恒星热核心约7.2”，MM 2是一个强大、紧凑的尘埃连续源（亚毫米光谱指数α =2.6+/-0.1），但没有恒星形成的指示。与MM 1相比，MM 2没有脉泽，没有厘米连续谱，并且在SMA观察到的~24 GHz带宽内没有（亚）毫米波长线发射，包括N2 H+（3-2），HCO+（3-2）和HCN（3-2）。此外，没有证据表明MM 2导致外流。MM 2的亚毫米波段光谱能量分布与尘埃温度17-19 K、光度5-7 L_sun的关系最好。根据其尘埃连续辐射推断，MM 2的综合物理性质非常极端：在半径<1000 AU的范围内，M>30 M_sun，N（H2）>10^25 cm^-2，n（H2）>10^9 cm^-3。将我们的SMA观测结果与气体-颗粒化学模型得出的分子丰度极限进行比较，发现需要在极密（n（H）>>10^8 cm^-3）、低温（<20 K）条件下才能解释观测到的（亚）毫米线发射的缺失，这与尘埃连续谱的结果一致。我们的数据表明，G11.92-0…
2014-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulated Analogues I: apparent and physical evolution of young binary protostellar systems
通过AU尺度放大模拟首次追踪至环双星盘形成，研究年轻双星原恒星系统的气体动力学与辐射演化，发现盘大小受轨道周期调节且观测分类受复杂结构影响，需谨慎结合多指标判断演化阶段。
2023-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Evolution in Serpens Main: Possible Origin of Disk-Size Diversity
我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵在1.3 mm连续谱线12 CO J=2-1，SO J_N=6_5-5_4和C 18 O J=2-1上，在~0.55（240 au）的角分辨率下，观测到了主序星团中的亚毫米连续谱凝聚SMM 2，SMM 4，SMM 9和SMM 11。在1.3 mm连续谱中探测到16个源，可分为3组。第1组包括6个源，显示扩展连续发射和双极/单极12 CO流出。虽然所有的第1组成员被归类为0类原恒星，我们的观察表明，它们之间的演化趋势，在12 CO流出动力学时间，SO排放分布，C18 O丰度分数，和连续形态。第二组由四个来源与连续的沉积结构和没有12 CO流出。中心密度估计从1.3毫米的连续强度表明，他们是星前来源在一个轻微的金斯不稳定状态。第3组由6个斯皮策源组成，显示点状1.3 mm连续发射和12 CO流出。第3组的这些特征表明，包络耗散，阻止磁盘从目前的大小，r <~ 60 au的增长。第3组的成员是原恒星，可能是金牛座T星的前身，在最近的调查中发现，金牛座T星的半径为10-AU。
2019-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of complex organic molecules during star formation
本研究利用APE和Nautilus代码模拟了恒星形成过程中复杂有机分子的形成与星周盘演化，发现大多数分子在坍缩或盘中形成，少数轻分子继承自星前阶段，且温度升高显著促进分子形成而云质量影响较小。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Life and Times of Star-Forming Cores: an Analysis of Dense Gas in the STARFORGE Simulations
本研究通过STARFORGE模拟追踪致密核演化，揭示了银河系典型云环境下核的寿命、坍缩条件、标度关系及聚类特征，明确了引力-湍流相互作用与恒星反馈对核演化的不同作用。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey of Complex Organic Molecules in Starless and Prestellar Cores in the Perseus Molecular Cloud
该研究对英仙座分子云中35个无星核和恒星前核进行复杂有机分子巡天，发现甲醇和乙醛等广泛存在，使冷核中COM探测统计翻倍，表明COMs在恒星形成前的气体中普遍存在。
2024-08-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m dark High-mass clumps in Early Stages (ASHES). I. Pilot Survey: Clump Fragmentation
ASHES的目的是系统地描述最早阶段的特征，并限制大质量恒星形成的理论。在试验性调查中，仔细选择了12个巨大的（>500 $M_{\odot}$）、冷的（<15 K）、3.6-70 $μ$ m暗星前团块候选者，嵌入IRDC中，用ALMA进行观察。我们用224 GHz的12 m/7 m/TP阵列对尘埃和线发射中的每个团块（约1弧分^[2]）进行了镶嵌，得到了约1.2”的分辨率（约4800 AU）。作为该系列的第一篇论文，我们集中在粉尘排放，以揭示团块破碎。我们检测到294个核心，其中84个（29%）被归类为原恒星的流出活动或“暖芯”线发射的基础上。剩下的210个（71%）被认为是星前核心候选人。探测到的核心数量与观测的质量灵敏度范围无关。平均而言，更大的团块往往会形成更多的核心。我们发现了大量的低质量（<1 M）的核心，没有高质量（>30 $M_{\odot}$）的星前核心。最大的星前核质量为11 $M_{\odot}$。从星前CMF，我们得到一个幂律指数为1.17 ± 0.1，比Salpeter（1.35）稍浅。我们使用MST技术来表征核心之间的分离和它们的空间分布，并获得质量偏析比。虽然有一系列的核心质量和分离的样品中检测到的，平均分离和质量的核心很好地解释了热碎裂和不一致的湍流牛仔裤碎片。核心的空间分布是很好地描述了分层子聚类，而不是集中峰值聚类。没有大规模隔离的确凿证据。我们…
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical segregation in the young protostars Barnard 1b-N and S: evidence of pseudo-disk rotation in Barnard 1b-S
非常年轻的0级天体B1 b-S和第一个流体静力学核心（FSHC）候选者B1 b-N为研究从星前核心到原恒星阶段的难以捉摸的过渡中产生的化学变化提供了一个独特的机会。本文给出了用NOEMA干涉仪获得的40“× 70”Barnard 1b在13 CO 1->0，C18 O 1->0，NH 2 D 1_{1，1}a->1_{0，1}s和SO 3_2->2_1谱线上的像。观察到的化学分离使我们能够揭开这个年轻的原恒星系统的物理结构下降到~ 500金的尺度。这两个原恒星物体嵌入在一个拉长的凝聚体中，东西方向的速度梯度约为0.2-0.4 m s^{-1} au^{-1}，让人联想到轴向坍缩。NH 2D数据揭示了每个原恒星周围冷而致密的伪盘（R~500-1000 au）。此外，我们还观察到了围绕B1 b-S的伪盘旋转的证据。我们没有看到与B1 b-N和B1 b-S相关的双极流出的任何特征，这些特征以前在H2 CO和CH 3OH中检测到，在任何成像的物质中。未检测到SO限制了高速气体中SO/CH 3OH的丰度比。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Isotope Fractionation of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
本研究利用气-粒化学网络模型探究了从前恒星核到原恒星核阶段复杂有机分子的碳同位素分馏，发现引入颗粒表面直接的C原子加成反应能缓解COMs的$^{13}$C贫化，从而更好地再现ALMA观测结果。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Earliest Stage of Protostellar Evolution -- Barnard 1-bN and Barnard 1-bS
使用亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）观测到巴纳德1b（B1-b）核心中的两个亚毫米/毫米源B1-bN和B1-bS。SMA获得的1.1 mm连续谱图显示，这两个源包含空间紧凑的组件，这表明它们拥有原恒星。通过结合SMA和SMT数据获得N2 D+和N2 H + J=3-2图。N2 D+图清楚地示出了在连续体位置处的两个峰。N2 H+地图也在连续位置处达到峰值，但更多地由空间延伸的分量主导。在B1-bN和B1-bS位置处的N2 D +/N2 H+比率估计为约0.2。N_2D ~+/N_2H ~+比值与星前核演化晚期和0类原恒星演化早期的N_2D ~+/N_2H ~+比值相当。虽然B1-bN在N2 H+和N2 D+中很亮，但在H13 CO+中几乎看不到。这意味着含碳分子的消耗在B1-bN中是显著的。化学性质表明B1-bN比B1-bS与H13 CO+对应物处于较早的演化阶段。N2 H+和N2 D+线表明两个源的径向速度相差约0.9 km s-1。然而，沿B1-bN和B1-bS线的速度模式表明，这两个源不是由单一的旋转云形成的。B1-b核很可能由两个速度分量组成，每个分量都有一个非常年轻的源。
2013-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inventories of Rich Carbon-Chain Chemistry in Prestellar and Starless Cores in the Perseus Molecular Cloud
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）
本研究通过耶韦斯40米望远镜观测英仙座15个原恒星核与无恒星核，探测到多种碳链分子及同位素体，揭示其碳链化学丰富性，为研究碳链储库的演化及后续对行星系统的贡献提供了依据。
2026-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Redistribution of ices between grain populations in protostellar envelopes. Only the coldest grains get ices
本研究通过五粒度分档动力学化学模型，发现原恒星包层下落物质中冰仅再分布于最冷颗粒表面，导致多数颗粒贫冰入盘，影响颗粒凝聚。
2025-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
NIKA2 observations of dust grain evolution from star-forming filament to T-Tauri disk: Preliminary results from NIKA2 observations of the Taurus B211/B213 filament
本研究利用IRAM 30米望远镜的NIKA2相机观测Taurus B211/B213丝，推导尘埃发射率指数β，发现β从丝和前恒星核到原恒星核再到T-Tauri盘逐渐减小，揭示了尘埃颗粒在1-2 Myr内从均匀到显著增大的演化过程。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decrease of the organic deuteration during the evolution of Sun-like protostars: the case of SVS13-A
我们目前的结果，甲醛和甲醇氘测量对I类低质量原恒星SVS 13-A，在IRAM 30米ASAI（天体化学调查在IRAM）项目的框架。在276 K下，我们探测到了甲醛、甲醇及其氘代产物（HDCO、D2CO、CHD 2 OH、CH 3 OD）的发射谱线。甲醛分析表明，Tkin = 15 ~ 30 K，n（H2）>= 10^6 cm^-3，大小约为1200天文单位，这表明它起源于原恒星包层。对于甲醇，我们发现了两种成分：（i）来自热科里诺（半径约为35天文单位）的高温（Tkin = 80 K）且密度很大（> 10^8 cm^-3}）的气体;（ii）温度较低（Tkin <= 70 K）且范围更广（半径约为350天文单位）的区域。HDCO的氘分馏为9 × 10^-2，D2CO为4 × 10^-3，CH 2DOH为2 - 7 × 10^-3，比0级源的测量值低两个数量级。我们还推导出流出物中的甲醛氘代：4 × 10^-3，与L1157-B1原恒星激波中的结果一致。最后，我们估计[CH 2DOH]/[CH 3 OD]约为2。I类源SVS 13-A相对于0类源的氘化减少可以用气相过程来解释。另一种可能是，较低的氘可能是原恒星演化过程中氘含量较低的外壳逐渐坍塌的结果。目前的测量填补了有机物氘化测量背景下星前核和原行星盘之间的空白。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
