Scattering from dust in molecular clouds: Constraining the dust grain size distribution through near-infrared cloudshine and infrared coreshine
上下文星际尺寸分布中最大的颗粒（0.5-1微米）在散射近红外和中红外辐射方面是有效的。因此，这些波长特别适合于探测仍然不确定的高端尺寸分布。目标。我们调查的外观变化的一个典型的低质量的分子核心从Ks（2.2微米）带斯皮策IRAC 3.6和8微米带，并与模型计算，其中包括粒度分布的变化进行比较。方法.我们结合斯皮策IRAC和地面近红外观测来表征在近红外和中红外波长从核心L260观察到的散射光。利用球对称模型核，我们进行了辐射转移计算，以研究不同的尘埃粒径分布对整个核的强度分布的影响。结果在Ks和3.6微米波段观察到的散射光图案被发现是相似的。通过与辐射转移模型的比较，这两个剖面图限制了大小（大于0.25微米）尘埃颗粒的相对丰度。被发现的散射光分布是不一致的星际硅酸盐颗粒分布仅延伸到0.25微米和大颗粒需要达到所观察到的通量和通量比。Ks带表面亮度分布的形状将最大晶粒限制在1-1.5微米。结论.除了在斯皮策IRAC通道中观测岩芯外，与地面近红外观测相结合，适合于限制岩芯中大颗粒的性质。
2013-10-26 astro-ph.GA
Lack of influence of the environment in the earliest stages of massive galaxy formation
我们研究环境如何影响大质量星系的组装历史。为此，我们利用SHARDS和HST分光光度数据，其深度，光谱分辨率和波长覆盖范围允许对恒星发射进行详细分析，并获得前所未有的精确光度红移。这加快了一个足够准确的估计本地环境和强大的推导出一个完整的样本的332个大质量星系（$\mathrm{>10^{10}M_{\odot}}$）在红移$1\leq z \leq 1.5$在GOODS-N领域的恒星形成的历史。我们发现，在这个红移范围内的大质量星系避免了最低密度的环境。此外，我们观察到，在我们的样本与质量加权形成红移$\mathrm{\overline{z}_{M-w} \geq 2.5}$的最古老的星系，避免最高密度的区域，更喜欢中间的环境。年轻的星系，包括那些有活跃恒星形成的星系，倾向于生活在密度更大的环境中（$Σ= \mathrm{5.0_{1.1}^{24.8}\times 10^{10}M_{\odot}Mpc^{-2}}$）。如果那些首先开始形成的大质量星系会与邻居合并，并更早地席卷环境，那么这种行为是可以预期的。另一方面，最近形成的星系（$\overline{z}_{M-w} < 2.5$）在后来被吸积成大尺度结构，我们在扫描它们的环境之前观察它们，或者，它们不太可能影响它们的环境。然而，考虑到最古老星系的邻近星系的数量和质量表面密度都相对较低，我们的研究结果揭示了环境与最早大质…
2022-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The earliest phases of star formation - A Herschel key project. The thermal structure of low-mass molecular cloud cores
分子云核的温度和密度结构是决定原恒星坍缩过程及其形成的恒星性质的最重要的物理量。然而，密度分布往往依赖于简化假设的等温线或观测约束条件差的模型温度分布。为了更好地约束原恒星坍缩开始时分子云核心的初始物理条件，我们与赫歇尔卫星一起启动了保证时间关键项目（GTKP）“恒星形成的最早阶段”（EPoS）。本文概述了EPoS项目中的低质量源，包括所有观测，分析方法和调查的初步结果。我们研究了12个以前良好的特点，孤立的，附近的球状体使用FIR和submm连续谱图在100微米和1.2毫米之间的8个波长的热尘埃排放。我们的样本包含两个球状体与无星的核心和嵌入式原恒星在不同的早期演化阶段。尘埃排放图被用来提取空间分辨的SED，然后独立地与修改后的黑体曲线拟合，以获得视线平均尘埃温度和柱密度图。我们发现，所有的球状体的热结构是占主导地位的外部加热来自星际辐射场和适度的屏蔽薄扩展晕。所有的球状体都有温暖的外层（14-20 K）和较冷的致密内部（8-12 K）。嵌入某些球状体中的原恒星仅在半径范围内将致密核心的局部温度提高到约5000 AU，但不会显著影响球状体的整体热平衡。
2013-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: galaxies in the deep 850-micron survey, and the star-forming `main sequence'
我们调查的属性，从最深的850微米的调查进行迄今为止与SCUBA-2的JCMT的星系。这张850微米深的照片是在最佳观测条件下与450微米深的照片同时拍摄的，是SCUBA-2宇宙学遗产调查的一部分。总共有106个源在850微米处从~150平方米处被发现。在COSMOS/UltraVISTA/CANDELS场中心的角分，成像到约0.25 mJy的典型均方根深度。我们利用丰富的可用的深多频数据，以建立完整的红移分布，为这个样本，产生<z>= 2.38 +- 0.09，平均红移与所有，但最明亮的以前的亚毫米样本派生。我们还能够确定大多数星系的恒星质量，使我们能够探索它们在恒星形成率：恒星质量（SFR：M*）平面上的位置。至关重要的是，我们新的深层样本达到相当于SFR ~ 100 Msun/yr的通量密度，使我们能够确认亚毫米星系在z > 1.5时形成恒星形成星系的“主序列”（MS）的高质量端（在z ~ 2.5时平均比SFR为sSFR = 2.25 +- 0.19 /Gyr）。我们的研究结果是一致的，没有显着的扁平化的MS向高质量在这些红移，这表明，这种扁平化的报告可能产生的低估的尘埃笼罩在大规模的恒星形成星系的恒星形成活动。然而，我们的研究结果增加了越来越多的证据表明，平均sSFR只在高红移时缓慢上升，导致log（sSFR）是宇宙年龄的一个明显简单的线性函数。
2016-07-19 astro-ph.GA
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
Observing Strategy for the SDSS-IV/MaNGA IFU Galaxy Survey
MANGA（Mapping Nearby Galerkin at Apache Point Observatory）是一个对10，000个邻近星系进行积分场光谱调查的项目，是第四代斯隆数字巡天（SDSS-IV）的三个核心项目之一。MaNGA的17个可插拔光纤束积分场单元（IFU）部署在3度视场中，它们在典型分辨率R ~ 2000下产生3600- 10，300 Ang的光谱覆盖范围，并使用2”直径的光纤孔径对天空进行采样，总束填充因子为56%。在如此大的视场和波长范围内进行观察对于在所有波长处和跨每个整个光纤阵列获得均匀且完整的空间覆盖和分辨率而言是特别具有挑战性的。数据质量受IFU构造技术、色差折射和场差折射、所采用的抖动策略以及许多其他效应的影响。我们使用数值模拟来约束调查的硬件设计和观测策略，目的是确保一致的数据质量，满足调查科学的要求，同时允许最大的观测灵活性。我们发现，MaNGA科学目标最好通过由光纤的正六边形网格组成的IFU来实现，其与标称包装位置的rms位移为5微米或更小，这一目标通过MaNGA硬件来实现，其实现了3微米rms光纤放置。我们进一步指出，在一个1.44弧秒的等边三角形的顶点上抖动三个15分钟的曝光组，可以获得最好的MANGA观测结果，这些组形成了最小的观测单位，并根据需要进行重复，以在表面亮度为23 AB/弧秒^[2]的r波段连续谱中获得每埃每根光纤5的综…
2015-05-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Grain Growth During Protostellar Disk Formation
最近的观测表明，毫米/厘米大小的颗粒可能存在于嵌入的原恒星盘。在恒星形成的最早阶段，这些大颗粒是如何从微米大小（或更小）成长起来的，目前还没有被探索。在这项研究中，我们采取的第一步，在原恒星环境中的晶粒生长模型，使用二维（2D轴对称）辐射流体动力学和晶粒生长模拟。我们表明，晶粒生长的计算可以大大简化的“终极速度近似”，其中粉尘漂移速度相对于气体是成比例的停止时间，这是成比例的晶粒尺寸。我们发现，从尺寸依赖的终极速度单独的颗粒-颗粒碰撞是太慢，转换成毫米/厘米的尺寸在深嵌入的0类阶段的初始微米级的晶粒的显着部分。当颗粒-颗粒碰撞速度提高4倍时，实现了实质性的颗粒生长。尘埃在圆盘中平面上方和下方的生长使颗粒能够更快地向中平面沉降，这增加了局部的尘埃与气体的比率，这反过来又加速了那里的进一步生长。如何实现这种所需的增强尚不清楚，尽管湍流是一种值得进一步探索的强烈可能性。
2022-07-28 astro-ph.EP astro-ph.GA
ATLASGAL - The APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy at 870 microns
研究星际尘埃的连续辐射对于定位和表征星际介质中密度最高的区域至关重要。特别是，大质量恒星形成的早期阶段仍然知之甚少。我们的目标是建立一个大规模的、系统的银河系中大规模前恒星和原恒星团块的数据库，以了解恒星形成是如何以及在什么条件下发生的。一个特征良好的恒星形成点样本将提供一个进化序列和高质量恒星形成团块的质量函数。在亚毫米波段的系统测量也代表了Herschel和ALMA的准备工作。APEX望远镜位于观测银河系内部的理想位置。大型APEX测辐射热计相机（LABOCA）是一个295单元测辐射热计阵列，观测波长为870微米，光束尺寸为19”。利用其大视场（11.4 '）和出色的灵敏度，我们开始了对银河系平面的无偏调查，噪音水平为50-70 mJy/光束：APEX望远镜大面积银河系调查（ATLASGAL）。作为第一步，我们覆盖了95平方米。°的这些数据揭示了6000个紧凑的源，亮度超过0.25焦耳，以及扩展的结构，其中许多是无源的。大约三分之二的致密源没有明亮的红外对应物，其中一些可能对应于（大质量）原恒星或原星团的前身。其他紧凑型源拥有热核心，紧凑的HII区域或年轻的嵌入式集群。假设一个典型的距离为5千秒差距，大多数源是小于1秒差距的团块，质量从几个10到几个100兆太阳。在这篇介绍性的论文中，我们展示了这些正在进行的观察的初步结果，并讨论了调查的观点。
2009-05-13 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. I. Physical parameters
大质量恒星形成的最早阶段是在寒冷和密集的红外暗云（IRDC）中发现的。由于IRDC的检测方法对背景辐射的局部性质非常敏感，我们在这里提出了一种替代方法，通过使用红外消光图来搜索银河系平面中的高柱密度。我们发现了1到5千秒差距之间的云，其中许多是以前的调查所遗漏的。通过研究这些云的子样本的物理条件，我们的目标是更好地了解大质量恒星形成的初始条件。我们根据斯皮策IRAC两个最短波长波段之间3.6-4.5微米的颜色过剩绘制了银河系平面的消光图，达到了约100等的视觉消光比和9 × 10^22 cm^-2的柱密度。由此，我们编制了一个新的冷而紧凑的高消光云样本。我们在IRAM 30米望远镜上使用MAMBO阵列来研究云的形态，质量和密度以及其中的致密团块。后者随后用100米埃费尔斯堡望远镜进行了氨的定点观测，以确定旋转温度和运动距离。银河平面的消光图描绘了像旋臂这样的大尺度结构。1.2毫米的发射图显示，高消光云包含扩展的冷尘埃发射，从对流结构到仍然弥漫的云。大多数云在24微米内是黑暗的，但有几个已经显示出通过脉泽发射或明亮的红外源形成恒星的迹象，这表明高消光云包含各种演化阶段。观测结果表明，从黑暗，寒冷和弥漫的云，到具有更强的1.2毫米峰值的云，最后是具有许多强大的1.2毫米峰值的云，这些云也更温暖，更动荡，并且已经有一些恒星形成的路标。
2010-05-11 astro-ph.GA
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
[CII] map of the molecular ring and arms of the spiral galaxy NGC 7331
本文给出了用SOFIA上的FIFI-LS获得的星系NGC 7331的[CII] 157.7微米图。这张地图扩展了现有的Herschel/PACS对银河系中心带的观测，涵盖了整个分子环和大部分圆盘，包括具有强烈远红外辐射的多个螺旋臂。我们还提出了[NII] 205微米线的赫歇尔档案数据，其中包括[CII] SOFIA观测的相当一部分，并允许我们估计沿星系环和盘的[CII]发射的中性部分。我们发现中性分数随着离中心的距离而增加。此外，通过跟踪中性分数的方位角变化，我们能够看到我们的观察视角如何影响这种测量。NGC 7331的高倾角使我们能够瞥见分子环的内壁。在那里，年轻明亮的恒星发出紫外线辐射，导致电离气体中产生更多的[CII]辐射。在外壁上，不透明的尘埃覆盖着环的其余部分，使中性介质成为[CII]发射的主要来源。通过空间分析比较[CII]排放的气体加热示踪剂，我们能够调查整个NGC 7331的光电加热效率如何变化，并将[CII]赤字的全球测量扩展到当地环境。由于[CII]发射的起源通常是在正面星系中研究的，我们的研究结果为[CII]发射的解释提供了新的思路，特别是在研究具有未知倾角的遥远星系时。
2021-12-10 astro-ph.GA
Spitzer Space Telescope spectra of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud ---polycyclic aromatic hydrocarbons at low metallicities
本文报道了大麦云云（LMC）中富碳后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的Spitzer空间望远镜光谱中多环芳烃（PAHs）特征的变化。本文共分两部分。第一部分描述了我们对24颗恒星（包括后AGB候选恒星）的斯皮策光谱观测计划。本文的后半部分介绍了PAH功能的分析，在20个富碳后AGB星的LMC，组装从斯皮策档案，以及从我们自己的计划。我们发现五颗后AGB恒星显示出一个宽的特征，峰值在7.7微米，这是以前没有被分类过的。此外，10- 13微米的PAH光谱被分为四类，其中一类在11.3，12.3和13.3微米处有三个宽峰，而不是在11.3和12.7微米处有两个明显的尖峰，如通常在HII区所发现的。我们的研究表明，多环芳烃是逐步处理，而中央恒星从后AGB阶段演变到PNe，改变他们的组成之前，多环芳烃被纳入星际介质。虽然存在一些金属丰度的PAH光谱依赖，一个对象的演化状态是更重要的比它的金属丰度在确定的光谱特征的LMC和银河系后AGB星的PAH。
2014-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Emission from Unobscured Active Galactic Nuclei
我们使用中红外光谱的清晰的活动星系核（AGN），以揭示其原生的尘埃环境。我们集中在塞弗特1星系，观察样品的31与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，并比较它们与21个更高光度的类星体同行。硅酸盐尘埃后处理占主导地位的中红外光谱，我们通常测量10和18微米的光谱特征弱的发射在这些星系。两种硅酸盐特征的强度一起对粉尘分布敏感。我们提出的数值辐射转移计算，区分clusional和光滑的几何形状，这是适用于任何中央热源，包括恒星以及活动星系核。在观测中，我们发现了统一活动星系核方案的模糊“环面”，将其建模为紧凑和clusified。我们还确定，恒星的形成与活动星系核光度增加，虽然星系的热光度的比例归因于恒星活动星系核光度减少。
2009-03-13 astro-ph.GA
The stellar content of the infalling molecular clump G286.21+0.17
大质量恒星团簇形成的早期演化过程仍然不确定。在嵌入星团形成的最早阶段对其进行观测，可以深入了解恒星的空间和时间分布，从而探索不同的恒星团簇形成模型。我们呈现了巨大的坠落团块G286.21+0.17（也称为BYF 73）周围8 '* 13'（5.4pc*8.7pc）区域的近红外成像。恒星的内容，整个领域的确定和测光推导出，以{获得}恒星参数的集群成员。我们发现证据的一些子结构（尺度小于pc直径）的区域内，显然至少有三个不同的子集群与分子团簇的基础上的差异，消光和磁盘分数。在集群的中心，我们识别出一个深度嵌入的子集群。在与分子物质相关的两个子团簇中检测到39-44%的近红外过量，暴露的团簇中检测到27%的近红外过量。使用磁盘过剩作为年龄的代理，这表明星团非常年轻。目前的恒星总质量估计至少为200 Msun。分子核心拥有丰富的前主序星人口。有证据表明，在恒星形成区域内的空间分布和可能从磁盘频率的多个事件的恒星形成。
2017-09-29 astro-ph.GA
A pilot study using deep infrared imaging to constrain the star formation history of the XUV stellar populations in NGC 4625
在LCDM宇宙中，盘状星系的外部区域是最后形成的。表征它们的内容对于理解正在进行的盘形成过程至关重要，但是观察外盘恒星星族是具有挑战性的，因为它们的表面亮度低。我们提出了极深的3.6微米观测（斯皮策IRAC）的NGC 4625，一个星系，其径向扩展的紫外线发射恒星星族。我们结合新的成像与档案紫外线成像从GALEX任务获得NGC 4625的多波长径向配置文件，并将其与恒星星族模型进行比较。这些颜色可以用年轻的恒星星族来解释，年轻的恒星族是紫外线辐射的来源，这表明最外层盘中的恒星形成速率是最近的。NGC 4625的恒星形成可能是由与邻近星系NGC 4618和NGC 4625a的相互作用引发的，这支持了这样的推测，即微小的相互作用是外盘恒星形成和后期盘生长的共同触发因素。
2014-09-02 astro-ph.GA
The Young Ages of 70 μm-dark Clumps Inferred from Carbon Chain Chemistry
通过对12个大质量70微米暗团块进行碳链分子观测并与化学模型比较，发现其化学年龄小于1 Myr，表明这些团块缺乏大质量原恒星是因为尚处年轻阶段，而非无法形成大质量恒星。
2025-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST Early Release Science Program TEMPLATES: Targeting Extremely Magnified Panchromatic Lensed Arcs and their Extended Star formation
本文介绍 JWST 早期释放科学计划 TEMPLATES：通过多仪器 IFU 与 ALMA 观测四个强透镜星系，建立抗衰减的恒星形成诊断与数据处理最佳实践。
2023-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
