PGC 38025: A Star-forming Lenticular Galaxy With an Off-nuclear Star-forming Core
长期以来，透镜状星系（S 0）主要被认为是由于环境影响而被动演化的螺旋星系，然而，该领域中的大多数S 0并不符合这一常见的情况。在这项工作中，我们研究了一个特殊的情况，SDSS J120237.07+642235.3（PGC 38025），一个恒星形成场S 0星系与一个离核的蓝核。我们介绍了在卡拉阿尔托天文台（CAHA）的3.5米望远镜的光学积分场光谱（IFS）观测，和高分辨率毫米观测与NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）。我们估算了PGC 38025的恒星形成速率（SFR = 0.446 $M_\odot yr^{-1}$）和气态金属丰度（12 + log（O/H）= 8.42），符合恒星形成主序和恒星质量-金属丰度关系。我们发现PGC 38025中的电离气体和冷分子气体具有相同的空间分布和运动学，但旋转方向与恒星分量不一致。离核蓝核位于与PGC 38025相同的红移处，其光谱表明它是\rm H\，{ \sc ii}区。我们认为PGC 38025的恒星形成是由一个富气体的小合并触发的，而离核的蓝核可能是在吸积/合并过程中发生的局部恒星形成。
2021-04-25 astro-ph.GA
Opacities of dense gas tracers in galactic massive star-forming regions
本文利用10米SMT望远镜对51个银河系大质量恒星形成区进行HCN/H13CN和HCO+/H13CO+ 3-2成图观测，比较空间分辨与空间平均两种方法得到的光学深度，发现二者高度一致，相关系数达0.997，验证了未分辨测量方法的可靠性。
2023-09-18 astro-ph.GA
Looking into the hearts of Bok globules: MM and submm continuum images of isolated star-forming cores
我们提出了一个全面的红外，亚毫米，毫米连续辐射研究孤立的低质量恒星形成的核心在32博克球状体的结果，目的是调查在这些地区的恒星形成的过程。亚毫米和毫米尘埃连续谱发射图连同光谱能量分布被用来模拟和推导恒星形成核心的物理性质，如光度、大小、质量、密度等。与斯皮策的地基近红外和天基中红外和远红外图像的比较被用来揭示博克球状体的恒星含量，协会的嵌入式年轻的恒星物体与submm尘核，和各个源的演化阶段。在观测到的32个球状核中，有26个观测到了亚毫米级的尘埃连续发射。对于18个小球检测（分）毫米核心，我们得到的嵌入源的演化阶段和物理参数。我们确定了9个无星核心，其中大部分可能是星前，9个0级原恒星，和12个I级YSO。具体的源特性，如测辐射热温度，核心的大小，和中心的密度进行了讨论，作为功能的演变阶段。我们发现，在这里研究的恒星形成球状体中，至少有三分之二（24个中的16个）显示出在1，000到50，000 AU之间形成多颗恒星的证据。然而，我们也发现，这些小的原恒星和恒星群中的大多数是由不同演化阶段的源组成的，这表明在孤立的球状体中缓慢而连续的恒星形成
2010-04-06 astro-ph.GA
Molecular Line Profiles from a Core Forming in a Turbulent Cloud
我们计算了HCO $^+$和C $^{18}$ O的分子谱线轮廓向在磁化湍流分子云中形成的致密核的演化。与内核致密区相比，内核致密区的速度和丰度耦合结构对剖面特征的影响更为显著。大半径处的速度结构主要是由附近的湍流和吸积激波控制的，这导致了核在演化过程中内外运动的变化。高密度、低温度的中心区域分子的贫化对化学丰度结构有显著影响。在地核的演化过程中，谱线轮廓的不对称性很容易从蓝色变为红色，反之亦然。根据我们的研究，观察到的朝向一些无星核心的反向（红色）不对称性可以解释为致密核心外部区域向外运动的内在结果，该核心嵌入湍流环境中，并且中心的密度仍然在增长。
2009-05-25 astro-ph.GA
Warm Extended Dense Gas Lurking At The Heart Of A Cold Collapsing Dense Core
为了研究何时以及如何诞生的原恒星的核心发生，我们进行了调查观察金牛座分子云中的四个良好的研究密集的核心在亚毫米波段的CO跃迁。我们在这里报告，在冷的动态坍缩成分中，在其中一个致密核心L1521 F（MC 27）的中心，意外地探测到了温暖（~ 30 - 70 K）、延伸（半径~ 2400 AU）、致密（数倍于10^{5} cm^{-3}）的气体。我们认为，检测到的温暖，扩展，致密的气体可能来自冲击区之间的碰撞所造成的动态崩溃的组件和流出/旋转组件的致密核心。我们提出了一个新的恒星形成阶段，“冷中暖核阶段（WICCS）”，即，由于原恒星核心的形成，冷的坍缩包层包裹住了中心温暖的致密气体。WICCS将构成一个冷的静止无星核心和一个年轻的原恒星在0级阶段，有一个大规模的双极外流之间的进化缺失的环节。
2009-10-02 astro-ph.GA
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. II. Turbulence in molecular cores probed by NH3 emission
（略）目标。我们打算推导出致密低质量恒星形成分子核内部气体随机运动的统计特性，这些分子核由NH3（1，1）和（2，2）发射线追踪。方法.我们使用的空间两点自相关（ACF）和结构函数计算的径向速度场的地图。结果我们发现振荡的ACF，最终衰减到零，增加滞后的尺度为0.04 <= 1 <= 0.5 pc。目前的范式假设恒星的形成过程是由引力和湍流之间的相互作用控制的，后者防止分子核心由于自身引力而快速坍缩。因此，振荡的ACF可能表明围绕致密但不太湍流的核心的发展的湍流的阻尼-过渡到占主导地位的引力，因此，引力坍缩。
2014-05-29 astro-ph.GA
Outflows, Accretion, and Clustered Protostellar Cores around a Forming O Star
本文介绍了NGC 7538 IRS 1- 3大质量恒星形成区1.3mm波段的亚毫米波阵研究。毫米连续谱图中最亮的核心MM 1，是IRS 1年轻O星的藏身之地。该核心具有约245 K的气体温度，并在复杂的有机分子中显示出空间未分辨的发射，所有这些都是典型的热分子核心。对MM 1，红移的吸收被认为是在分子线以上的基态具有不同的能量。这种吸收探测了致密气体向中心年轻O星的向内运动，估计质量吸积速率达到10^{-3} Msun/yr。在CO和13 CO图中可以看到多个流出。在CO线机翼上测得的50 Msun的气体质量和2.5 × 10^{-3} Msun/yr的质量流出率主要是由MM 1流出决定的，它很可能是由快速的广角风驱动的。除了MM 1，我们发现了8个新的尘埃核心，MM 2 - 9，从MM 1的投影距离0.35 pc。这些核心在红外线或无线电连续辐射方面没有对应的表现，而其中七个似乎正在形成中到高质量的恒星。这表明IRS 1- 3的母云中有一个深深嵌入的恒星形成成分。显然，我们正在观察一个正在形成的梯形系统，该系统可能被一群低质量恒星包围。
2010-11-27 astro-ph.GA
Properties of dense cores in clustered massive star-forming regions at high angular resolution
我们的目标是在与大规模恒星形成区域相关的集群环境中表征致密的核心。为此，我们提出了一个统一的分析VLA NH3（1，1）和（2，2）的观测对样本的15个大质量的恒星形成区域，在那里我们确定了总共73个核心，将它们分类为原恒星，静止无星，或扰动无星，并得出一些物理性质。平均尺寸和氨柱密度分别为0.06 pc和10^15 cm^-2，无星核和原恒星核之间没有显著差异，而静止无星核的线宽和旋转温度比原恒星核小，分别为1.0 km/s和16 K（1.8 km/s，21 K）和扰动无星（1.4 km/s，19 K）核心。在大质量恒星周围的这些静止的无星核心的线宽和温度仍然显着大于在低质量恒星形成区域的无星核心测量的典型值，这意味着一个重要的非热成分。我们确认在高角分辨率的相关性先前发现的单碟望远镜之间的线宽，温度的核心，和测辐射光度。此外，我们发现每个核心的温度和来自星团中质量最大的恒星的入射通量之间存在相关性，这表明在我们样本的无恒星核心中测量到的高温度可能是由于附近大质量恒星的加热。一个简单的维里平衡分析似乎表明，从团块（0.1-10 pc）到核心（0.05 pc），存在一个自相似、自引力、湍流、维里化的结构层次。考虑到外部压力的影响，对动力学状态进行更仔细的检查，发现可能需要相对较强的磁场支持来稳定核心，或者它们是不稳定的，因此处于崩溃的边缘。
2013-04-18 astro-ph.GA
TRAO Survey of the nearby filamentary molecular clouds, the universal nursery of stars (TRAO FUNS). II. Filaments and Dense cores in IC 5146
作为TRAO FUNS项目的一部分，我们介绍了IC 5146中细丝和致密芯的物理性质的结果。我们使用Taeduk射电天文台（TRAO）14米望远镜进行了动态测绘观测，覆盖了IC 5146面积的约1平方度，使用了各种分子线。我们从C $^{18}$ O（1-0）数据立方体中识别出14个细丝（总共24个，包括子细丝），从$\rm N_{2}H^{+}$（1-0）数据中识别出22个致密核心。我们研究了暗条的引力临界性、湍流性质、从暗条到致密核的吸积速率以及核的相对演化阶段。IC 5146中的大多数细丝在不确定性范围内是重力超临界的，并且大多数致密的核心形成于其中。我们发现，密集的核心在枢纽之间的$\rm N_{2}H^{+}$和C $^{18}$ O气体的系统速度移动约0.3公里/秒。此外，这些核心是亚音速或跨音速的，而周围的细丝气体是跨音速或超音速的，这表明轮毂中的核心可能是由碰撞湍流细丝中的湍流耗散形成的，并且合并仍在进行中。我们估计了$15 - 35~M_{\odot}~\rm Myr^{-1}$从细丝到致密核的质量吸积速率，并且收集当前核质量所需的时间尺度与致密核的寿命一致。轮毂中的细丝和致密核心的结构可以通过湍流会聚流的碰撞形成，并且沿着细丝到致密核心的质量流在形成致密核心中可能起重要作用。
2021-09-16 astro-ph.GA
Alignment Parameters: Quantifying Dense Core Alignment in Star-forming Regions
针对恒星形成区致密核空间分布多样的问题，提出“对齐参数”定量评估核对齐程度，经人工测试验证有效性并设阈值区分团簇与对齐类别，应用于ALMA观测数据发现团块性质与核对齐无强关联，揭示碎裂过程的混沌性。
2024-12-03 astro-ph.GA
NH$_3$ Observations of the S235 Star Forming Region: Dense Gas in Inter-core Bridges
恒星的形成被认为是由两组机制驱动的：自发坍缩和触发坍缩。触发的恒星形成机制进一步分化为云-云碰撞（CCC），“收集和坍缩”（C\&C）和冲击诱导的坍缩，预先存在的引力稳定的核心，或“辐射驱动内爆”（RDI）。为了评估这些机制的贡献，并确定这些过程是否可以发生在同一个恒星形成区域内，我们进行了映射观测的射频氨，水脉泽发射线在S235大质量恒星形成区域。通过对S235和S235 AB星形成区的主线、超精细线和多过渡氨线的光谱分析，探讨了致密气体中温度和柱密度的分布。测绘观测最显著的结果是在核间桥中发现了高密度气体，这些核间桥将容纳年轻原始星团的致密分子核物理连接起来。致密气体的存在意味着未来在核心和气桥系统中有可能形成恒星。团簇形成意味着崩溃和连续的物理联系，也可以在重新成像的档案CS和$^{13}$ CO地图中看到，这表明这些星团的分子核心有一个共同的起源，即由一个单一的、更大的母云凝聚而成的结构，这是由局部扩展的H ${\rm II}$区域的影响所带来的。与延伸的H ${\rm II}$区域的中心共定位的氨吸收特征可归因于在形成H ${\rm II}$区域之前的时期遗留的较旧的气体组分。我们的观测还详细介绍了已知和新的水脉泽发射地点，突出了活跃的恒星形成区域。
2019-08-02 astro-ph.GA
PRUSSIC III -- ALMA and NOEMA survey of dense gas in high-redshift star-forming galaxies
Leiden University（莱顿大学）；Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；SRON - Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Universität zu Köln（科隆大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）；University College London（伦敦大学学院）
PRUSSIC III研究利用ALMA和NOEMA观测高红移恒星形成星系的密集气体，发现其密集气体耗尽时间更短，恒星形成效率更高，同时揭示了宇宙密集气体密度的红移演化。
2025-11-03 astro-ph.GA
The Green Bank Telescope Maps the Dense, Star-Forming Gas in the Nearby Starburst Galaxy M82
对银河系和附近星系的观测表明，致密的分子气体与最近的恒星形成有关，这表明这种气相的形成可能有助于调节恒星的形成。这一想法的一个关键测试需要星系中致密分子气体的大面积高分辨率地图，以探索局部物理条件如何驱动致密气体形成，但由于HCN和HCO+等致密气体示踪剂的模糊，这些观测受到限制。在这里，我们展示了罗伯特C的力量。伯德绿岸望远镜--最大的单碟毫米射电望远镜--用于绘制星系中的致密气体，展示了星暴星系M82中HCN和HCO+的最敏感的地图。HCN和HCO+在这个星系的磁盘与最近的恒星形成和更弥漫的分子气体，并显示运动学与旋转环面一致。HCO+排放延伸到北部和南部的磁盘是一致的流出先前确定的CO和痕迹的热流出气体的东部边缘。中心星暴区的恒星形成与致密气体的比率高于外围区域，这表明星暴是这种关系的关键驱动力。这些结果表明，GBT可以有效地映射附近星系中90 GHz的致密分子气体，这一能力将随着正在建设的16元件馈电阵列而进一步增加。
2013-12-05 astro-ph.GA
DNC/HNC and N2D+/N2H+ ratios in high-mass star forming cores
化学模型预测N2 H+的氘代分数（含D的分子与含H的分子之间的柱密度比）Dfrac（N2 H+）在大质量的前原恒星核心中很高，在原恒星诞生后迅速下降一个数量级，而HNC的Dfrac（HNC）保持不变的时间要长得多。我们测试了这些预测推导Dfrac（HNC）在22个大质量恒星形成的核心分为三个不同的演化阶段，从高质量的无星核心候选人（HMSC，8）到高质量的原恒星物体（HMPO，7）超紧凑HII地区（UCHIIs，7）。对于所有这些，Dfrac（N2 H+）已经通过IRAM-30 m望远镜观测确定，这证实了原恒星诞生后Dfrac（N2 H+）的理论快速下降（Fontani等人，2011年）。因此，我们的比较研究不受源选择引入的偏差的影响。我们发现HMSC、HMPO和UCHII的平均Dfrac（HNC）分别为0.012、0.009和0.008，三个进化组之间没有统计学显著差异。这些发现证实了化学模型的预测，并表明较大的Dfrac值（N2 H+）比较大的Dfrac值（HNC）更适合识别处于形成高质量恒星边缘的核心，同样在低质量区域中也发现了这种情况。
2014-02-12 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). III. Filaments and dense cores in the NGC 2068 and NGC 2071 regions of Orion B
本文通过TRAO-FUNS项目对猎户座B的NGC 2068和NGC 2071区域进行分子谱线观测，识别出速度相干纤维和48个致密核，发现纤维的引力临界性是其碎裂并形成致密核及后续演化的关键条件。
2023-09-18 astro-ph.GA
Density Profiles in Molecular Cloud Cores Associated with High-Mass Star-Forming Regions
使用250 GHz连续观测数据推导出与南半球大质量恒星形成区相关的致密核心样本的径向密度分布。16个核心的内部区域的径向密度分布（在距离中心的距离$\la 0.2-0.8$ pc处）平均接近于$ρ\propto r^{-α}$依赖性，其中$α=1.6\pm 0.3$。在外围区域，密度下降得更陡。对不同流体静力学模型的分析表明，修正后的Bonnor-Ebert模型在所有情况下都优于logotrope模型和polytrope模型。借助于Bonnor-Ebert模型，得到了核中心密度、非热速度弥散和核尺寸的估计。中心密度与早先从CS建模得到的密度的比较揭示了在几种情况下的差异。产生这种差异的原因可能与在比望远镜光束小的尺度上存在密度不均匀有关。在大多数情况下，非热速度色散与从分子线观测获得的值一致。
2009-11-23 astro-ph.GA
High dense gas fraction in intensely star-forming dusty galaxies at high redshift
本文介绍了从{\it Herschel}-ATLAS巡天中选出的两个透镜状高红移恒星爆发中致密分子气体示踪剂HCN、HCO $^+$和HNC的ALMA和VLA探测：{\it H}-ATLAS\，J090740.0 $-$ 004200（SDP.9，$z \sim 1.6$）和{\it H}-ATLAS\，J091043.1 $-$ 000321（SDP.11，$z \sim 1.8$）。ALMA在两个源中都观察到了$J = 3-2$跃迁，而VLA在SDP中观察到了$J = 1-0$跃迁。9.我们已经在SDP. 9和SDP. 11中检测到所有观察到的HCN和HCO $^+$线，以及在SDP. 9中检测到HNC（3 - 2）。这两个星系的放大系数已确定从分角秒分辨率CO和尘埃排放观测NOEMA和SMA进行。SDP.9中的HNC（1--0）/HCN（1--0）线比表明存在光子主导区域，正如大多数局部（U）LIRG所发生的那样。的CO，HCN和HCO $^+$ SLEDs的SDP. 9是兼容的许多本地，红外（IR）明亮的星系中发现的，这表明在本地和高红移尘埃星暴的分子气体可以有类似的激发条件。我们得到了SDP. 9和SDP. 11的总红外光度（$L_{\rm IR}$）和密线光度（$L_{\rm dense}$）与本星系的相关关系可以用一个单一的关系式来表示。分散的$L_{\rm IR} …
2017-01-20 astro-ph.GA
Star formation in the Taurus filament L1495: From Dense Cores to Stars
我们提出了在金牛座分子云L1495灯丝的致密结构的研究，并检查其恒星形成的属性。特别是，我们使用深近红外观测构建了暗条的尘埃消光图，以前所未有的细节揭示了其小尺度结构。暗条具有高度破碎的亚结构和较高的单位长度质量（Mline =17 Msun/pc），表明暗条的所有部分都具有成星潜力，但暗条的一部分B211却明显缺乏年轻的恒星。我们认为，在这个地区的初始暗条崩溃和分裂仍在发生，恒星形成尚未发生。在恒星形成的部分，我们确定了39个核心，质量从0.4到... 10 Msun和首选的分离与当地牛仔裤的长度一致。这些核心中的大多数都超过了Bonnor-Ebert临界质量，因此很可能坍缩并形成恒星。密核质量函数遵循指数为Gamma=1.2的幂律，这是在恒星形成区常见的形式。
2010-10-13 astro-ph.GA
Chemistry of Carbon-Chain Molecules in Star Forming Regions - Formation Pathway of HC3N in G28.28-0.36 Hot Core -
我们的目标是从分子水平到化学演化，揭示高质量恒星形成区碳链分子的化学，应用在低质量恒星形成区建立的方法。本文对HC 3 N的主要生成途径进行了综述。利用野边山射电天文台的45米射电望远镜对热核G28.28-0.36进行了HC 3 N的三个13 C同位素的观测。根据观测结果，我们认为HC 3 N的主要生成途径是C2 H2与CN的中性-中性反应。我们还比较了不同恒星形成区域的结果，从低质量的无星核心到高质量的恒星形成核心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The properties of Planck Galactic cold clumps in the L1495 dark cloud
普朗克星系冷团（PGCC）可能代表了恒星形成的早期阶段。为了更好地了解PGCC的性质，我们利用Herschel、JCMT/SCUBA-2和PMO 13.7 m望远镜的分子谱线和连续谱数据对L1495云中的16个PGCC进行了研究。从二维高斯拟合中识别出16个PGCC中的30个致密核。致密核的尘埃温度为$T_{\rm d}$ = 11-14 K，H $_{2}$柱密度为$N_{\rm H_{2}}$ = 0.36-2.5 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$。我们发现并不是所有的PGCC都包含星前天体。一般来说，PGCC中的致密核通常处于其最早的演化阶段。所有致密核的非热速度色散大于从分子线数据的热速度色散，这表明致密核可能是有序主导的。我们计算了位力参数$α$，发现14个致密核具有$α$ $<$ 2，而16个致密核具有$α$ $>$ 2。这表明，在没有外部压力和磁场的情况下，一些致密的核是不受束缚的。拟合了致密岩心的柱密度分布。随着致密核的演化，平坦区的尺寸和核半径逐渐减小。CO耗尽被发现发生在所有的致密的核心，但更显着的星前核心候选人比在原恒星或无星的核心。PGCC内部的原恒星核仍处于非常早期的演化阶段，与星前核候选者具有相似的物理和化学性质。
2018-02-15 astro-ph.GA
Dense Outflowing Molecular Gas in Massive Star-forming Regions
本文利用SMT对33个大质量恒星形成区进行HCN/HCO$^+$ 3-2成图，探测到76%的源存在外流，并发现外流质量与核质量间指数约0.8的紧密次线性相关。
2024-06-13 astro-ph.GA
Dense gas tracers in and between spiral arms: from Giant Molecular Filaments to star-forming clumps
本文测绘两条旋臂与旋臂间巨分子丝的多种致密分子线，发现N₂H⁺最能示踪真正致密气体，而环境差异主要来自中等密度示踪剂及分辨率与度量选择。
2025-06-11 astro-ph.GA
A necklace of dense cores in the high-mass star forming region G35.20-0.74N: ALMA observations
本研究旨在描述大质量恒星形成区G35.20N的特征，该区域被发现与至少一个大质量外流有关，并包含多个致密的核心，其中一个最近发现与开普勒旋转盘有关。我们使用ALMA观察G35.20N区域的连续谱和350 GHz的线发射。观测到的频率范围涵盖了致密气体（如H13 CO+、C17 O）、分子外流（如SiO）和热核（如CH 3CN、CH 3OH）的示踪物。ALMA 870 μ m连续谱发射图揭示了一个细长的尘埃结构（0.15 pc长，0.013 pc宽）垂直于该地区检测到的大规模分子外流，并分裂成许多质量为1-10 Msun，大小为1600 AU的核心。岩芯呈规则间隔，间距为0.023 pc。H13 CO+或C17 O等稠密气体示踪物的发射与尘埃的拉长结构相一致。三个最强的尘核显示出热核的复杂有机分子特征，温度约为200 K，CH 3CN的相对丰度为0.2- 2x 10 ^（-8），CH 3OH的相对丰度为0.6- 5x 10 ^（-6）。质量最高的两个核心（核心A和B）显示出相干的速度场，梯度几乎与尘埃的细长结构一致。这些速度梯度与围绕中心质量为4-18 Msun旋转的开普勒圆盘一致。在速度梯度附近，我们已经确定了与B核有关的大规模旋进喷流/外流，以及与A核有关的东西向喷流/外流的迹象。G35.20N中拉长的尘埃结构被分裂成许多致密的核心，可能形成大质量恒星。基于致密气体的速度场、磁场…
2014-06-16 astro-ph.GA
Observation of rotation in star forming regions: clouds, cores, disks, and jets
角动量在恒星和行星的形成中起着至关重要的作用。人们早就注意到，分子云中的气体包需要将它们的比角动量减少6到7个数量级，才能参与像太阳这样的典型恒星的建造。不同尺度和不同演化阶段的几个物理过程都可能导致角动量的损失。为了限制这些过程，更好地理解角动量的转移，有必要对恒星形成区的所有演化阶段和所有尺度的自转进行详细的观测普查和表征。本文综述了近四十年来在低质量恒星形成区研究中取得的主要成果。它解决了分子云，星前和原恒星核心，拱盘和喷流的旋转的搜索和表征。ALMA提供的观点进行了简要讨论。
2013-05-03 astro-ph.GA
High dense gas fraction in a gas-rich star-forming galaxy at z = 1.2
我们报告的致密分子气体的恒星形成星系EGS 13004291（z = 1.197）使用高原德布尔干涉仪的观测。我们尝试性地探测到HCN和HNC（J = 2 - 1）的发射，当它们以~4 σ的显著性叠加在一起时，得到的线亮度分别为L_HCN（J = 2 - 1）=（9 +/-3）x 10^9 K km s ^-1 pc^2和L_HNC（J = 2 - 1）=（5 +/-2）x 10^9 K km s ^-1 pc^2。我们还对HCO+、H2O（3_13 - 2_20）和HC3N（J = 20 - 19）谱线的光度设定了<7 - 8 x 10^9 K km s ^-1 pc^2的3 σ上限。我们偶然地在同一视场中检测到来自z~1.8和z~3.2处的两个源的CO排放。我们还在EGS13004291中检测到CO（J = 2 - 1）发射，表明先前检测到的CO（J = 3 - 2）线中的激发是亚热的（r_32 = 0.65 +/-0.15）。我们发现LHCN/LCO = 0.17 +/-0.07的线光度比作为致密气体分数的指示。这与z> 1星系（L_HCN/L_CO = 0.16 +/-0.07）和附近ULIRG（L_HCN/L_CO = 0.13 +/-0.03）中观测到的中值比率一致，但高于本地螺旋星系（L_HCN/L_CO = 0.04 +/-0.02）。虽然EGS13004291在z…
2017-03-08 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: Dense Cores Under Pressure in Orion A
我们使用气体温度和速度色散数据从绿岸氨调查和核心质量和大小从詹姆斯·克拉克麦克斯韦望远镜古尔德带调查估计猎户座A分子云内致密的核心维里态。令人惊讶的是，我们发现，几乎没有一个致密的核心是足够大的约束时，只考虑自引力和热和非热运动之间的平衡存在于致密气体。然而，包括由周围分子云材料的重量和附加的较小压力项施加的附加压力约束，表明大多数致密核是压力限制的。
2017-08-17 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of massive Star-forming regions -XX. Probability distribution function of integrated intensity for dense molecular gas tracers
本研究基于ATOMS巡天观测135个大质量恒星形成团块，建立了致密气体示踪物积分强度的对数正态分布与幂律尾组合模型，发现H13CN和HC3N能有效示踪受引力束缚的致密气体，且恒星形成效率与I-PDF幂律指数及密度分布指数U呈弱负相关。
2025-01-28 astro-ph.GA
APEX Millimeter Observations of Methanol Emission Toward High-Mass Star-Forming Cores
我们提出了247 GHz的分子线观测甲醇（CH $_3$ OH）朝向16个大质量恒星形成区，使用APEX望远镜与角分辨率为$25''$。该样本涵盖了一系列的进化状态，包括温暖的分子核心，热分子核心和超紧凑的HII区域。热的核心，所有这些都包括UC HII地区，显示丰富的分子线光谱，虽然不同的物种和转换的强度从源到源。相比之下，温暖的核心没有显示出显着的分子线发射。多个甲醇转换检测到对九个热的核心，其中八个有足够的过渡使用旋转图的方法来估计旋转温度和柱密度。温度在104 $-$-168 K范围内，柱密度从$3\times10^{16}$到$7\times10^{18}$ cm $^{-2}$。使用平均甲醇线参数，我们估计维里质量，这落在从145至720 M $_\odot$的范围内，并证明是显着高于测量的气体质量。我们讨论了可能的方案来解释热核和温暖的分子核之间的化学差异。其中观测到的甲醇谱线之一，$4_{2}-5_{1}A^{+}$在247.228 GHz，预计将显示II类脉泽发射，类似于以前报道的$J_0-J_{-1}E$脉泽在157 GHz的强度。在观测到的源中，我们没有发现任何明确的脉泽发射证据，然而，在这条谱线上的一个弱脉泽可能存在于G345.01+1.79中。
2019-05-08 astro-ph.GA
Condition for the formation of micron-sized dust grains in dense molecular cloud cores
我们研究了分子云致密核中微米级颗粒的形成条件。这是由于探测到了来自许多致密核心深处的中红外辐射，即所谓的“核心”，这被认为是来自微米级颗粒的散射。基于从扩散星际介质中的典型粒度分布开始的凝聚的数值计算，我们获得了形成微米级颗粒的时间$t$的保守下限：$t/t_\mathrm{ff}>3 (5/S) (n_\mathrm{H}/10^5 \mathrm{cm}^{-3})^{-1/4}$（其中$t_\mathrm{ff}$是在核心中氢数密度$n_\mathrm{H}$下的自由落体时间，以及$S$是颗粒-颗粒碰撞截面的增强因子，以解释非致密聚集体）。在典型的核密度$n_\mathrm{H}=10^5 \mathrm{cm}^{-3}$下，至少需要几次自由落体时间来形成负责核的微米级颗粒。这意味着在coreshine观测到的那些致密的核心是分子云中相对长寿的实体，而不是持续一个自由落体时间或更短的动态瞬态物体。
2013-06-24 astro-ph.GA
Variations in the Star Formation Efficiency of the Dense Molecular Gas across the Disks of Star-Forming Galaxies
我们提出了一个新的调查HCN（1-0）的排放，致密分子气体的示踪剂，集中在正常的恒星形成星系盘很少探索的制度。结合HCN，CO，和红外（IR）发射，我们调查的致密气体在恒星形成（SF）的作用，发现系统的变化，在这两个表观致密气体的分数和表观SF效率（SFE）的致密气体。后者可能是意想不到的，考虑到气体密度阈值模型的流行，以解释SF标度关系。我们使用IRAM 30米望远镜观测了29个附近盘星系的HCN（1-0），这些星系的CO（2-1）发射先前已被HERACLES巡天绘制。由于我们的观测跨越了一系列的银河中心半径，我们能够研究稠密气体的性质作为当地条件的函数。我们专注于如何IR/CO，HCN/CO，IR/HCN比（观测同源的超临界流体，致密气体分数，致密气体超临界流体）取决于恒星的表面密度和分子/原子比。HCN/CO比值在2.1 dex范围内与这两个参数密切相关，并且在星系的高表面密度部分增加。与此同时，IR/HCN比率在这些相同的参数下系统地降低，并且在星系中心附近比在外部区域低6-8倍。对于固定的线质量转换因子，这些结果是不兼容的一个简单的模型，其中SF仅取决于气体质量以上的一些密度阈值。只有一组特定的环境依赖转换因子才能使我们的观测结果与这样的模型兼容。全云模型，如湍流调节SF理论，在匹配我们的数据方面做得更好。我们探讨了这样一个模型，其中的变化在马赫数和平均密度将分别驱动的趋…
2015-06-01 astro-ph.GA
Warm CO gas generated by possible turbulent shocks in a low-mass star-forming dense core in Taurus
我们报告ALMA周期3观测CO同位素对致密的核心，MC 27/L1521 F在金牛座，这被认为是在一个动荡的环境中的多星形成的早期阶段。虽然这个地核的大部分高密度部分被认为是$\sim$ 10 K那样冷，但在$^{12}$ CO（$J$ = 3- 2）中的高角分辨率（$\sim$ 20 au）观测揭示了复杂的温暖（$>$ 15- 60 K）星系/星系结构，其大小从几十au到$\sim$ 1，000 au。对$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的干涉观测表明，与先前确定的原恒星和凝聚体有关的具有弧形形貌的致密部分相对于核心的系统速度略有红移。我们认为，温暖的CO云可能是冲击加热引起的不同的密度/速度分量之间的相互作用，起源于在核心的湍流运动的后果。然而，这种小尺度和快速湍流运动并不对应于线宽-尺寸关系的简单扩展（即，拉尔森定律），因此其真正的起源还有待研究。预计高角分辨率CO观测在探测致密核中的小尺度湍流运动和研究其中的原恒星形成方面是必不可少的。
2018-07-24 astro-ph.GA
The warm-up phase in massive star-forming cores around RCW 120
我们研究了在HII区域RCW 120的边界处的大规模凝聚中的分子发射，特别注意核心1和核心2对象，这是ALMA先前发现的凝聚的最大碎片。后一个碎片先前被认为是0级年轻恒星天体的高质量类似物。我们目前的分子发射光谱在1毫米范围内的APEX望远镜。我们在核心1和核心2中检测CH $_3$ OH和C $^{34}$ S系。CH $_3$ CN系列和SO $_2$系列仅见于核心2。我们估计气体的物理参数使用甲醇线，并获得气体温度低于100 K在这两个区域。核心2中的分子氢数密度在$10^5-10^7$ cm $^{-3}$的范围内，并且在核心1中更不确定。然而，在核2中探测到对应于高激发跃迁（$E_{\rm u}> 400$ ~K）的CH $_3$ CN谱线表明该区域含有热气体，而CH $_3$ OH，CS，SO $_2$和CH $_3$ CN的丰度对于热核阶段来说是相当低的。我们建议，核心2是在热身阶段之前，建立的热气化学。我们认为，核心2是在热核心阶段的开始。在核心1中没有检测到CH $_3$ CN系，因此，它可能处于进化程度更低的进化阶段。
2021-02-18 astro-ph.GA
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
A low-mass line-rich core found in Massive Star-forming Region IRAS 16351-4722
本研究利用ALMA亚角秒分辨率观测，首次在大质量恒星形成区IRAS 16351-4722中同时发现一个具有热核特征的大质量富线核和一个低质量富线核，通过分子丰度对比验证了二者的性质差异。
2023-10-06 astro-ph.GA
Environmental Effects of Star-Forming Cores on Mass Accretion Rate
我们计算了嵌入不同包层的云核的演化，以研究环境对原恒星质量吸积速率的影响。作为初始状态，我们忽略了磁场和云的旋转，并采用由两部分组成的恒星形成核心：一个中心凝聚的核心和一个外包层。内核具有临界Bonnor-Ebert密度分布，并被外壳包围。我们制备了15个具有不同外层包层密度和引力半径的恒星形成核心，其中气体流入坍缩核心，并计算了它们在原恒星形成后$\sim 2 \times10^5$年的演化。当外层包层密度较低时，质量吸积率随着核心的耗尽而减小。相比之下，质量吸积率是暂时增强时，外层包层密度高，所产生的原恒星质量超过初始质量的中心凝聚的核心。最近的一些观测表明，星前核的质量太小，无法再现恒星的质量分布。我们的模拟结果表明，当核心嵌入高密度包层时，来自核心外部的质量流入对原恒星质量增长有很大的贡献，这可以解释最近的观测结果。
2022-12-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A bathtub model for the star-forming interstellar medium
形成恒星的星际介质的浴缸模型是基于一个强大的约束，即当气体流过其不同的热和密度阶段时，质量必须守恒，最终形成一颗年轻的恒星或被恒星反馈吹走。它预测分子云的恒星形成速率不是由云的质量或其内部坍缩时间尺度决定的，而是由新气体的吸积速率决定的。对于最简单的恒定吸积流的情况，很快就会达到平衡态，此时恒星形成速率等于吸积速率，稠密气体质量恒定且与时间无关。另一方面，年轻星团的质量随时间线性增加。因此，恒星质量分数代表了一个敏感的时钟来测量恒星形成区域的年龄。浴缸模型预测，恒星形成的效率很小，只有1%，即使在分子云的致密的非连续相。它提供了一个简单的解释致密的气体分数为10%的分子云和大的气体耗尽的时间尺度的恒星形成星系的订单$5 \times 10^8 - 10^9$ yrs。
2017-09-13 astro-ph.GA
Origin of the dense core mass function in contracting filaments
无星致密核（CMFs）的质量函数可能来自于核形成细丝的收缩和分散。在一个说明性的模型中，细丝通过自重力径向收缩，增加其核心的质量。在这种收缩过程中，FUV光蒸发和冲击和风的烧蚀分散了细丝气体并限制了核心的生长。核心增长的停止时间由等待时间分布描述。最初的细丝柱密度分布和由此产生的CMF都与最近的赫歇尔观测结果详细匹配。然后，低质量的核心具有较短的生长年龄，并从最里面的丝状气体中产生，而大质量的核心具有较长的生长年龄，并从更长的丝状气体中汲取。该模型与初始密度分布和CMF的拟合最好，其核心平均密度为2 × 10^4 cm^-3，丝状体扩散时间尺度为50万年。这样，典型的核心质量、半径、平均柱密度和收缩速度分别为0.8太阳质量、0.06 pc、6 10^21 cm^-2和0.07 km s^-1，也与观测值一致。
2013-01-23 astro-ph.GA
The Local Cluster Survey I: Evidence of Outside-In Quenching in Dense Environments
本星系团巡天的目标是寻找附近星系团和星系团中恒星形成星系的环境驱动淬火的证据。淬灭与环境和恒星质量有关，目前的观测证据大多来自星系的综合性质。然而，恒星和恒星形成盘的相对大小对环境处理很敏感，可以帮助确定导致致密环境中大部分淬灭星系的机制。为此，我们使用斯皮策太空望远镜的24 μ m图像测量了9个星系群和星系团（0.02<z<0.04; SFR > 0.1 M $_\odot$ /yr）中224个星系的恒星形成盘的大小。我们用恒星盘的大小（Rd）对24 μ m的有效半径（R24）进行归一化。我们发现，恒星形成的星系具有较高的膨胀与总的比率（B/T）和星系在更密集的环境中有更多的中央集中的恒星形成。与H~I质量分数和NUV-r颜色的比较表明，星系从富气蓝色到贫气红色的转变伴随着中心恒星形成浓度的增加。我们建立了一个简单的模型，以限制在集群环境中的恒星形成磁盘收缩的时间尺度。我们的研究结果是一致的长时间尺度（>2Gyr）的机制，产生由外向内的淬火，如删除扩展的气体晕或弱剥离的冷盘气体。
2018-07-09 astro-ph.GA
Herschel Observations of a Potential Core Forming Clump: Perseus B1-E
我们目前的连续观测英仙座B1-E地区的赫歇尔古尔德带调查。这些赫歇尔数据揭示了在160 - 500微米的亚结构的松散分组，这在以前的亚毫米观测中是看不到的。我们从这些数据中测量温度和柱密度，并选择九个密集和最冷的子结构进行后续的谱线观测与绿岸望远镜。我们发现B1-E团簇的质量约为100个太阳质量，似乎是引力束缚的。此外，在这里检查的九个子结构中，一个子结构（B1-E2）似乎是自身结合的。这些亚结构与它们最近的邻居之间的距离通常小于一个金斯长度，因此，它们可能在约100万年的时间尺度上相互作用。我们认为B1-E可能正在形成第一代致密核，这可能对星前核形成的初始条件提供重要的约束。我们的研究结果表明，B1-E可能受到一个强大的，局部的磁场的影响，但仍需要进一步的观测。
2012-04-25 astro-ph.GA
First survey of HCNH$^+$ in high-mass star-forming cloud cores
银河系中的大多数恒星，包括太阳，都诞生在高质量的恒星形成区。因此，研究这些区域的化学过程对于更好地了解太阳系和银河系中大多数恒星系统的化学遗产非常重要。分子离子HCNH+被认为是离子中性天体化学反应中的关键物质，但到目前为止，它只在少数恒星形成区域被发现，因此其化学性质知之甚少。我们用IRAM-30 m望远镜观测了HCNH+在J=3-2转动跃迁中不同演化阶段的26个大质量恒星形成核。我们报告在26个靶中的16个中检测到HCNH+。这代表了迄今为止在该分子离子中检测到的最大样品。HCNH+、[HCNH+]、w.r.t. H2的范围为0.9 - 14 X $10^{-11}$，最高值出现在冷的无星堆芯。所有天体的[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[HCO+]丰度比都小于0.01，只有四个无星核心的丰度比远高于这一阈值。这些源在样品中具有最低的气体温度。我们运行两个化学模型，一个“冷”的一个和一个“暖”的一个，试图尽可能多地匹配冷（呃）无星核心和温暖（呃）目标的平均物理性质。在后一种情况下发生的反应进行了调查，在这项工作中的第一次。我们的预测表明，在暖模型中，HCNH+主要是与HCN和HCO+反应生成的，而在冷模型中，HCNH+的主要祖先物种是HCN+和HNC+。结果表明，HCNH+在冷核/早期核和暖核/演化核中的化学组成是不同的，[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[…
2021-05-18 astro-ph.GA
Stability of filaments in star-forming clouds and the formation of prestellar cores in them
现在人们普遍认为，分子气体的致密细丝是恒星诞生过程中不可或缺的一部分。虽然数值模拟已经成功地再现了湍流气体中的对流结构，并且分析计算已经预测了通过径向坍缩形成致密气体细丝，但是产生这种细丝然后在其中形成星前核的确切过程尚不清楚。因此，在这项工作中，我们研究了形成一个密集的细丝使用一个相对简单的设置，一个均匀密度的圆柱体的压力平衡与其封闭介质。特别是，我们研究，如果它的倾向，形成一个致密的灯丝，并进一步，星前核心的形成在此灯丝承担的初始体积的气体的重力状态。我们报告了一个径向塌陷，导致形成一个致密的对流云是可能的，当气体的初始体积至少是临界稳定的（其特征是该体积的质量线密度与其最大值之间的近似相等）。虽然自引力，但这一体积的气体并没有自由落体。然后，由于类似牛仔裤的不稳定性的增长，这种塌陷后的细丝沿着其长度碎裂，形成像\emph{beads on a string}这样的星前核心。我们认为，在典型的恒星形成云中，在以下假设下被归类为引力超临界的致密细丝不太可能经历引力自由落体：（i）等温性，而事实上，它们不是，和（ii）相对于压力截断的扩展径向轮廓，从而导致其质量线密度的显著高估。这个坍缩后灯丝的径向密度和温度分布与最近对附近恒星形成区的调查中绘制的典型对流云的径向密度和温度分布是一致的。
2015-01-14 astro-ph.GA
Dense Cores in IRDC G14.225-0.506 revealed by ALMA Observations
本文利用ALMA对红外暗云IRDC G14.225-0.506的致密核进行观测，结合N$_2$D$^+$谱线和NH$_3$温度分析其热力学性质，发现湍流以跨声速和超声速为主、维里参数与柱密度反相关，并通过分子外流及多波段YSO分布揭示云内外活跃的恒星形成。
2025-03-13 astro-ph.GA
Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions
氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Lifetimes of Phases in High-Mass Star-Forming Regions
大质量恒星在星团内从密集的分子区域形成，但团簇形成的过程是缓慢的流体静力学还是快速的动力学？我们链接的物理性质的大质量恒星形成区与它们的演化阶段，在一个系统的方式，使用赫歇尔和斯皮策数据。为了对这些区域的相对寿命进行可靠的估计，我们比较了与高质量恒星形成相关的柱密度（N（H2）> 0.4-2.5 x 10^22 cm^-2）以上的致密分子区域的比例，在'无星（没有大于10 Msun的恒星形成的迹象）和恒星形成阶段，在银河平面的2x2度区域，以l= 30度为中心。在能够形成约1 pc尺度的高质量恒星的区域中，无星（或嵌入无法检测）阶段约占致密分子区寿命的60-70%，而恒星形成阶段约占30- 40%。这些相对寿命在宽范围的阈值上是稳健的。我们概述了一种方法，通过这种方法，相对寿命可以锚定的绝对寿命从大规模的调查甲醇脉泽和UCHII地区。这种方法的简单应用估计无星阶段的绝对寿命为0.2-1.7百万年（约0.6-4.1基准云自由落体时间），恒星形成阶段为0.1-0.7百万年（约0.4-2.4自由落体时间），但这些都是高度不确定的。这项工作独特地研究了高柱密度气体逐像素的恒星形成性质，我们的结果表明，大多数高柱密度气体是在无星或嵌入相。
2017-02-07 astro-ph.GA
Dense Regions in Supersonic Isothermal Turbulence
超音速等温湍流的性质影响了许多天体物理现象，包括恒星形成云的结构和演化。本文提出了一个简单的湍流稠密区结构模型，其中等温激波后的密度分布源于激波后压力梯度与背景流体施加的冲压压力减速之间的粗糙流体静力平衡。使用模拟的超音速等温湍流和理想化的波移动通过背景介质，我们表明，密集的，冲击区域的结构特性广泛同意我们的分析模型。我们的工作提供了一个新的概念图片描述密集的区域，补充了理论上的努力，以了解大量的湍流统计特性，并试图模拟更复杂的功能，如恒星形成的云磁场，自引力，或辐射特性。
2018-01-16 astro-ph.GA
Dense Gas, Dynamical Equilibrium Pressure, and Star Formation in Nearby Star-Forming Galaxies
我们使用新的ALMA观测研究致密气体分数，恒星形成率，并在整个内部区域的四个本地星系的局部环境之间的连接显示了广泛的分子气体耗尽时间。我们绘制了HCN（1-0）、HCO $^+$（1-0）、CS（2-1）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）在每个靶的内部几kpc的分布图。我们结合这些数据与短间距的信息从IRAM大型程序EMPIRE，档案CO地图，示踪剂的恒星结构和最近的恒星形成，最近HCN调查Bigiel等人。和Usero等人。我们测试的程度在致密气体部分驱动器的变化在SFR。$I_{HCN}/I_{CO}$（追踪致密气体部分）与$I_{CO}$（追踪分子气体表面密度）、恒星表面密度和动态平衡压力$P_{DE}$密切相关。因此，$I_{HCN}/I_{CO}$变得非常低，HCN变得非常微弱，在大的银河系中心半径，低至$I_{HCN}/I_{CO} \sim 0.01$的比例变得普遍。致密气体形成恒星的能力，$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$（其中$Σ_{dense}$由HCN强度追踪，恒星形成速率由H $α$和24 $μ$ m的组合追踪），也取决于环境。$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$在高气体表面密度、高恒星表面密度和高$P_{DE}$的区域减小。从统计上看，环境与$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$和$I_{HCN}/I_{CO}$的相关…
2018-03-28 astro-ph.GA
[NII] fine-structure emission at 122 and 205um in a galaxy at z=2.6: a globally dense star-forming interstellar medium
我们提出了新的观察与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的122微米和205微米的精细结构线发射的单电离氮在一个强透镜星暴星系在z=2.6。在电离的星际介质中，122/205 μ m [NII]谱线的比值对电子密度n_e很敏感，我们用它来测量整个星系平均的n_e~ 300 cm ^-3。这比银河系的平均值高出一个数量级，但与银河系的局部恒星形成区相当。结合对同一系统中碳原子（CI（1-0））和一氧化碳（CO（4-3））的观测，揭示了该系统的成星条件。大部分的分子星际介质已经被驱动到高密度，由此产生的恒星形成的大火产生了相应的致密电离相，可能与散布在富含气体的磁盘上的无数HII区域共存。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical evolution of star forming regions
我们模拟了恒星形成区域的动力学演化，具有广泛的初始属性。我们遵循的区域的子结构的演化使用的Q参数，我们搜索的动态质量分离使用的Lambda_MSR技术，我们也量化的演化的局部密度周围的恒星作为质量的函数使用Sigma_LDR方法。由Lambda_MSR测量的动态质量分离的量通常仅对亚维里和维里化的亚结构区域有意义-这些区域通常演化形成束缚簇。Sigma_LDR方法表明，大质量恒星在所有区域都达到了比中值更高的局部密度，即使是那些监督和演化形成（未绑定）协会的区域。我们还介绍了Q-Sigma_LDR图，它描述了空间结构的演化作为质量加权局部密度的函数在恒星形成区域。最初致密（>1000颗星pc^{-2}），结合区在500万年后总是Q >1，Sigma_LDR > 2，而致密的未结合区在500万年后总是Q < 1，Sigma_LDR > 2。密度较低的区域（<100颗恒星pc^{-2}）通常不会显示出Sigma_LDR > 2的值，如果大质量恒星周围相对较高的局部密度纯粹是由动力学引起的，那么Q-Sigma_LDR图可以用来估计恒星形成区域的初始密度。
2013-11-14 astro-ph.GA
Tracking Star-Forming Cores as Mass Reservoirs in Clustered and Isolated Regions Using Numerical Passive Tracer Particles
该研究在不同湍流强度的团块尺度模拟中用被动示踪粒子识别260个恒星形成核，并以凸包核填充因子区分孤立与成团环境，揭示湍流对核质量及引力束缚状态的影响。
2025-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Forming Dense Cloud Cores in the TeV γ-ray SNR RX J1713.7-3946
RX J1713.7-3946是TeV γ射线超新星遗迹（SNRs）中的一个，它发射同步辐射X射线。SNR与位于~1 kpc的分子气体有关。我们在角分辨率为90”的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）跃迁的信噪比中对致密云核A、C和D峰进行了新的分子观测。在12 CO（J=4-3）跃迁中也绘制了13 CO中最强的核心，峰C，角分辨率为38”。峰C显示出活跃恒星形成的强烈迹象，包括双极外流和远红外原恒星源，并且在半径r内具有r^{-2.2 $\pm$ 0.4}变化的陡峭梯度。峰C和其他致密云核在同步加速器X射线中边缘增亮，表明致密云核嵌入在SNR壳层内或其外边界上。这证实了早期的建议，即X射线是物理上与分子气体（福井等，2003年）。我们提出了一个方案，其中的致密分子核心，峰C，幸存下来的冲击波，现在嵌入在SNR。激波-云相互作用的数值模拟表明，致密块体确实可以经受住激波侵蚀，因为激波传播速度在致密块体中是停滞的。此外，激波-云相互作用在致密团块周围诱导湍流和磁场放大，这可能有助于在较低密度的团块间空间中的粒子加速，从而导致致密核心周围增强的同步加速器X射线。
2010-09-09 astro-ph.GA
Direct observation of a sharp transition to coherence in Dense Cores
我们目前的NH3观测英仙座B5区域获得的绿岸望远镜（GBT）。这张地图覆盖了一个足够大的区域（~11'x14'），它包含了在以前的尘埃连续体调查中观察到的整个致密核心。NH3（1，1）追踪的致密气体覆盖的区域比测辐射热计观测中发现的尘埃连续特征大得多。核心中心区域的速度频散较小，呈现出与尺度无关的亚音速非热运动。然而，正是由于观测的覆盖范围和高灵敏度，我们才首次探测到相干核心与其周围致密但更湍流的气体之间的跃迁。这种跃迁是尖锐的，在不到0.04 pc的范围内将速度色散增加了2倍（英仙座距离处的31”光束尺寸，约为250 pc）。在转换速度分散的变化是~3公里/秒/秒差距。转捩的存在提供了致密核心的自然定义：具有近似恒定的亚音速非热速度色散的区域。从这里提出的分析，我们不能确认，也不能排除相应的急剧密度过渡。
2010-02-15 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VIII. A search for hot cores by using C$_2$H$_5$CN, CH$_3$OCHO and CH$_3$OH lines
热核以富含复杂有机分子的谱线为特征，被认为是研究大质量恒星形成的物理和化学环境的理想场所。基于ALMA对大质量恒星形成区（ATOMS）的三毫米观测，我们利用典型的含氮和含氧的复杂有机分子（C $_2$ H $_5$ CN，CH $_3$ OCHO和CH $_3$ OH）来寻找热核。ALMA观测的角分辨率和线灵敏度分别优于2角秒和10毫焦/束。共发现60个热核，其中45个是新发现的，其中复杂的有机分子具有高的气体温度（$>$ 100 K）和小的源尺寸（$<$ 0.1 pc）。到目前为止，这是以类似的角分辨率和光谱覆盖范围观测到的最大的热核样本。观测结果还表明，在29个热核中，氮和氧在谱线发射和气体分布上都有差异。CH $_3$ OH和CH $_3$ OCHO的柱密度随旋转温度的升高而增加。CH $_3$ OCHO的柱密度与CH $_3$ OH的柱密度密切相关。不同种类的生产途径进行了讨论。根据热核与UC~H{ \sc ii}区的空间位置差异，我们推断出24个热核是外部加热的，其余热核是内部加热的。这里提出的观测结果可能有助于建立一个研究大质量恒星形成和天体化学的热核模板。
2022-01-26 astro-ph.GA
Submillimeter Array Observations of Magnetic Fields in G240.31+0.07: an Hourglass in a Massive Cluster-forming Core
我们报告的沙漏磁场与一个定义明确的外流旋转系统在高质量的恒星形成区域的第一次检测。观测是用亚毫米阵列朝向G240.31+0.07进行的，它拥有一个巨大的，扁平的，破碎的分子云核心和一个广角双极外流。在0.88 mm处的极化尘埃发射揭示了在流出轴的20度内对齐的清晰的沙漏形磁场。高密度跟踪谱线图，例如，H13 CO+（4-3）的结果表明，地核是围绕其短轴旋转的，该短轴也与磁场轴对齐。因此，无论是磁场和运动学性质在这个地区观察到的是令人惊讶的孤立的低质量恒星形成的经典范例的理论预测一致。天空平面中的磁场强度估计约为1.1 mG，导致质量-磁通量比为临界值的1.4倍，湍流-有序磁能比为0.4。我们还发现，比角动量几乎线性下降，从r~0.6 pc到0.03 pc尺度，这是最有可能归因于磁制动。
2014-09-19 astro-ph.GA
Dense cores in galaxies out to z=2.5 in SDSS, UltraVISTA, and the five 3D-HST/CANDELS fields
大质量星系的致密内部是宇宙中最有趣的环境之一。在本文中，我们问这些致密的核心是何时形成的，并确定星系如何逐渐聚集在它们周围。我们选择了恒星质量> 3 × 10^10 Msun的星系，这些星系在r=1 kpc到z=2.5的范围内，使用3D-HST巡天和低红移的数据。值得注意的是，从z=2.5到现在，具有致密核心的星系的数量密度似乎已经下降。这种减少可能主要是由于恒星质量损失和由此产生的绝热膨胀，合并也有一定的贡献。我们推断，致密的核心大多形成于z>2.5时，这与它们大部分处于静止状态的恒星星族相一致。虽然核心似乎形成得很早，但它们所在的星系显示出强烈的演化：它们的总质量从z=2.5到z=0增加了2-3倍，有效半径增加了5-6倍。因此，致密核心对星系总质量的贡献从z=2.5时的约50%减少到z=0时的约15%。由于它们的早期形成，致密核心对宇宙总恒星质量预算的贡献是红移的强函数。核心中M_1kpc>3x10^10 Msun的恒星占今天宇宙恒星质量密度的0.1%，但在z~2处占10%-20%，这取决于它们的IMF。这些核心的形成需要约10^11兆太阳的气体在约1千秒差距内转化为恒星，同时阻止更大半径的恒星形成。
2014-07-19 astro-ph.GA
