Infall through the evolution of high-mass star-forming clumps
利用平流层红外天文观测台（SOFIA）的GREAT接收器，在1.8 THz的氨$3_{2+}- 2_{2-}$谱线上观测到9个大质量分子团，以寻找坠落的信号。这些来源是从我们银河系的ATLASGAL亚毫米尘埃连续调查中选择的。根据其红外特性，选择了具有高质量的团簇，这些团簇覆盖了一系列演化阶段。在所有源中检测到氨线，导致五个新的检测和一个确认先前检测到的红移吸收在其强THz连续谱之前作为团块中的探测器。这些探测包括两个嵌在红外暗云中的团块。与光学薄的\CSEO 3 - 2辐射相比，测量到的粒子速度漂移为0.3 - 2.8km/s，相当于粒子自由下落速度的3%-30%。氨降落的签名进行了比较，HCN，HNC，CS，和HCO $^+$，这是经常被用来探测通过其蓝色歪斜的线剖面不同的过渡的互补数据。HCO $^+$（4- 3）跃迁与氨的结果最一致，但后者仍然与相关流出的排放强烈混合。这种流出特征在太赫兹氨谱线中远不那么突出，这证实了它是分子团中流入的有力探针。用团簇的维里参数进行了初步的相关分析，得到了0.3 ~ $10^{-3}\,M_\odot/$ a的入渗速率。新的观察结果表明，在大范围的进化阶段，从覆盖大约10到几百个的$L/M$，集群规模的下降是普遍存在的。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic Spectral Signatures from Isothermal Collapsing Gas and the Interpretation of Infall Profiles
考虑到最近的数值结果表明星前核的坍塌是从外到内而不是从内到外发生的，我们重新审视了对致密坍塌核中蓝色过量分子线的解释。因此，我们创建合成分子线观测模拟塌陷，球对称，低初始振幅的密度波动，嵌入在一个统一的，全球引力不稳定的背景下，没有湍流分量。坍缩的地核形成了一个扁平的、类似于Bonnor-Ebert的密度分布，但具有由外向内的径向速度分布，其中最大的下沉速度在大半径处，在低密度气体中，有云到地核的吸积，并且没有流体静力学的外包层。使用光学厚HCO $^+$ J=1-0和3-2旋转线，我们认为几个“典型”的波束宽度，并使用一个简单的线拟合模型来推断下落速度从合成的配置文件类似的是在标准线建模。我们发现，由于实际径向塌陷轮廓的由外向内的性质，推断的下落速度是实际峰值下落速度的~ 25-30%，因为最大速度被它们发生的低密度气体降低。此外，与N $_2$ H $^+$ $J_{F_1F}=1_{01}-0_{12}$超精细线，我们调查的不对称参数，$δv\equiv(V_{thick}-V_{thin})/Δv_{thin}$，在崩溃过程中的变化，发现与观察值很好的协议。最后，HCO $^+$ J=3-2谱线表现出极端的$T_b$ / $T_r$ -比值，就像那些演化的核心一样，对于坍缩后期的较大光束。我们的研究结果表明，标准的动态下降再现几个观察到的功能，但低质量的核心下降速度一般被低…
2022-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A statistical study towards the high-mass BGPS clumps with the MALT90 survey
在这项工作中，我们使用来自Bolocam银河平面调查（BGPS）和毫米天文学遗产团队90-GHz调查（MALT 90）的数据对50个大质量团块进行统计调查。检测到11条密集分子线（$_2$（1- 0），HNC（1- 0），$^+$（1- 0），HCN（1 - 0），$^{13}$（1-0），$^{13}$（1-0），$_2$（1-0），HCHPDMATHABMP N（1 - 0 -9），SiO（2-1），$^{13}$（2-1）和HNCO $(4_{4,0}-3_{0,3}))$）。N $_2$ H $^+$和HNC被证明是在病毒进化阶段的团块的良好示踪剂，因为它们在所有领域中被检测到。含氮分子的检出率随团簇的演化而降低，而含氧分子的检出率随团簇的演化而升高。此外，丰度比[N $_2$ H $^+$ ]/[HCO $^+$ ]和Log（[HC $_3$ N]/[HCO $^+$]）分别随着Log（[HCO $^+$ ]）作为两个线性函数而下降。这表明N $_2$ H $^+$和HC $_3$ N随着团块的演变转化为HCO $^+$。我们还发现，C $_2$ H是最丰富的分子与$10^{-8}$的顺序。此外，还发现了三个新的候选入轨行星G010.214-00.324、G011.121-00.128和G012.215-00.118（a），它们具有$10^{-3}$ M $_\odot$…
2017-09-25 astro-ph.GA
SMA observations of the W3(OH) complex: Dynamical differentiation between W3(H$_2$O) and W3(OH)
利用亚毫米波阵列（SMA）对HCN_（3- 2）和HCO_（$^+$）_（3- 2）分子谱线进行了观测，得到了W_3（H_PDMATHABMN_O）和W_3（OH）星型复合物的分子谱线.通过观察HCN和HCO的$^+$跃迁，研究了W3（H $_2$ O）的流入和流出运动.高速蓝/红移的排放，跟踪流出，显示多个结，这可能是起源于情节和旋进流出。“蓝峰”线剖面表明，气体正落入W3（H PDMATHAMN O）粉芯。测量到的大质量吸积速率2.3 $\times$ 10 $^{-3}$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$和小的自由落体时间尺度5 $\times$ 10 $^{3}$ ~yr表明W3（H $_2$ O）处于大质量恒星形成过程的早期演化阶段。对于W3（OH），一个适合HCN和HCO $^+$谱线的双层模型和Spizter/IRAC图像支持W3（OH）H{ \sc ii}区域正在膨胀并与周围气体相互作用，受冲击的中性气体以6.4 $\times$ 10 $^{3}$ ~yr的膨胀时间尺度膨胀。这些观测结果表明，W3（H $_2$ O）和W3（OH）的运动学时间尺度和动力学状态不同。
2015-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
通过ALMA观测研究70微米暗致密团块中致密核心的引力坍缩特征，发现约50-60%的核心表现出蓝移不对称轮廓，且核心质量与表面密度越高，不对称性越显著，支持多尺度的高质量恒星形成过程。
2026-05-12 astro-ph.GA
Clump-scale Gas Infall in High-mass Star Formation: a Multi-transition View with JCMT HCN (4--3) Mapping
本文利用JCMT HCN (4–3)测绘38个大质量团块，结合非LTE辐射转移与Hill5模型分析蓝轮廓，识别11个可靠下落候选体并测得稳定质量吸积率。
2023-09-26 astro-ph.GA
Infall and Outflow Towards High-mass Starless Clump Candidates
本研究利用IRAM望远镜观测110个ATLASGAL中红外暗团块，通过分子谱线识别下落与外流活动，发现多数静止团块已存在恒星形成相关活动，并提出开展ALMA高分辨率研究以探索大质量恒星形成的极早期阶段。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outflows, infall and evolution of a sample of embedded low-mass protostars. The William Herschel Line Legacy (WILL) survey
[摘要]我们目前的光谱观测H $_{2}$ O，CO和相关物种与\textit{Herschel} HIFI和PACS，以及地面跟踪与JCMT和APEX在CO，HCO $^{+}$和同位素，49个附近的样本（$d<$ 500\，pc）候选原恒星。这些数据被用来研究这些源的流出和包络特性。我们还编制了他们的连续SED，以限制他们的物理性质。水排放量占主导地位的冲击与流出，而不是冷却器，较慢的夹带流出的气体探测地面CO观测。当震源从0级发展到I级时，这些冲击的能量变得较低。流出物中相对于总包层的质量分数（即$M_{\mathrm{out}}/M_{\mathrm{env}}$）在0级和I级之间大致保持恒定。中值（$\sim$ 1 $\%$）与大约50 $\%$的核心到恒星形成效率和大约5 $\%$的流出占空比一致。正如$F_{\mathrm{CO}}/\dot{M}_{\mathrm{acc}}$所探讨的那样，夹带效率也不随源特性和演化阶段而变化。中值（6.3 \kms{}）表明，如果风以$\sim$ 1 AU发射，则夹带效率在30到60 $\%$之间。$L$ [O 1，{ \sc i}]与$L_{\mathrm{bol}}$强相关，但与$M_{\mathrm{env}}$不相关，而低$J$ CO与后者的相关性比前者更密切.这表明，[O 1，{ \sc i}]跟踪当今的吸积活动，而CO…
2017-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking for outflow and infall signatures in high mass star forming regions
在恒星形成区，许多物理参数随时间而变化。在这里，我们试图用JCMT观测数据将高质量恒星形成区的流入和流出运动变化与演化阶段相关联。（目的）从一个样本的45个高质量恒星形成区的三个阶段的演变，我们调查存在的既定的流入和流出示踪剂，以确定是否有任何趋势归因于年龄的来源。（方法）用HCO ~+/H_（13）CO ~+ J=4-3的JCMT观测值追踪大尺度的入流活动，用SiO J=8-7的JCMT观测值追踪近期的出流活动。我们比较的主机源（高质量的原恒星物体，超紧凑的HII地区和超紧凑的HII地区）的进化阶段的流入和流出检测。我们还注意到SiO的积分强度随H_（13）CO ~+的半峰全宽的变化而变化。（结果）我们发现一个令人惊讶的缺乏SiO检测的中间阶段（超紧凑的HII区），这可能是由于观测偏差。当检测到SiO时，我们发现线的积分强度随演化阶段而增加。我们还注意到，所有的源与infall签名到超紧凑HII区有相应的流出签名。
2011-12-05 astro-ph.GA
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
MALT90 molecular content on high-mass IR-dark clumps
大质量恒星在大质量核心内成群或成团形成，这些大质量核心是致密的分子团，大小为1 pc，质量为200 Msun，是研究大质量恒星形成的重要实验室，以研究初始条件。我们研究高质量团块的物理和化学性质，以便更好地了解早期演化阶段，并找到显示恒星形成迹象的目标。我们从ATLASGAL调查中选择了在8/24 $μ$ m波长下被鉴定为暗的高质量团块，并使用MALT 90数据，该数据提供了一个分子线集，以研究早期进化阶段的物理和化学条件。11个源具有显著的SiO检测（超过3 $σ$），这通常指示流出活动。在HCO $^+$和/或HNC系中发现了13个具有蓝色轮廓的源，估计团块质量下降率在0.2E+3 Msunyr $^{-1}$ $-$ 1.8E-2 Msunyr $^{-1}$的范围内。所有源的激发温度均小于24 K。HPDMATHABMR CO $^{+}$和$^{13}$ C的光学细线的柱密度分别在0.4-8.8（E+12）cm $^{-2}$和0.9-11.9（E+12）cm $^{-2}$的范围内，而HCO $^{+}$和HNC线的柱密度在0.1-7.5（E+14）cm $^{-2}$的范围内。N-$_{2}$-H-$^{+}$的柱密度范围为4.4-275.7（E+12）cm $^{-2}$，与冷密集区的预期一致。N $_{2}$ H $^{+}$的大线宽可能指示湍流，HCO $^{+…
2018-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
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））
研究通过高分辨率HCO+和H13CO+谱线观测，发现IRDC SDC335.579-0.292云团存在倒置下沉轮廓，揭示了云团内物质分布和吸积过程的复杂性。
2026-04-12 astro-ph.GA
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VI. On the formation of the "L" type filament in G286.21+0.17
花丝在恒星形成中发挥着重要作用，但花丝本身的形成过程尚不清楚。包含“L”型暗条的大质量恒星形成团G286.21+0.17（简称G286）被认为经历了全局坍缩。我们的高分辨率ALMA波段3观测解决了G286的气体运动学，并揭示了两个子块内部具有非常不同的速度。我们发现，“蓝色轮廓”（一个指标的HCO+线在G286的单碟观测实际上是由气体排放从两个子块，而不是气体的摄入。我们建议在解释气体运动学时要非常谨慎（例如，在单碟观测中，从线轮廓到遥远的大质量团块。在G286中发现了高能外流，但外流的强度不足以驱动两个子团的膨胀。“L”型细丝的两个部分（“NW-SE”和“NE-SW”细丝）显示出垂直于其主轴的显著速度梯度，表明它们可能是由于大尺度压缩流而形成的。我们认为，大规模的压缩流可能是由附近的巨大的HII区的膨胀。“NW-SE”和“NE-SW”丝状体似乎在碰撞，大量的气体已经聚集在最大质量的核心G286 c1形成的交界区。
2021-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying the molecular gas towards the R Coronae Australis dark cloud
南冕座R星云是距离太阳最近的恒星形成区域之一。该星云在恒星形成中非常活跃，拥有许多赫比格-哈罗天体（HHs）和分子氢发射线天体（MHO）。在这项工作中，我们提出的结果，从分子观测（$5.5^{'}\times5.5^{'}$地图$^{12}$ CO J $=3-2$和HCO $^{+}$ J $=4-3$，和一个单一的频谱N $_{2}$ H $^{+}$ J $=4-3$）获得的阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）对R CrA暗云的角和光谱分辨率分别为22 $^{"}$和0.11公里秒$^{-1}$。从$^{12}$ CO J $=3-2$线，我们发现的运动学光谱特征强烈表明存在的外流到一个地区的人口由几个HHS和MHO。此外，这些对象中的大多数位于HCO $^{+}$最大值内，这表明它的发射是由于流出活动引发的化学反应而导致其丰度增加。此外，我们提出了第一次报告检测N $_{2}$ H $^{+}$在J $=4-3$线对R CrA暗云。
2016-03-15 astro-ph.GA
Studying the Dynamical Properties of 20 Nearby Galaxy Clusters
利用SDSS-DR 7，我们构造了一个包含20个星系团的42382个红移星系的样本。利用自适应核方法和球落模型两种连续迭代方法，我们得到了3396个星系作为研究样本的成员。该算法利用二维自适应核方法对聚类成员的分布进行二维投影，得到聚类中心。每个集群的累积表面数密度分布与广义King模型拟合良好。团簇样品的核半径在0.18 Mpc $\mbox{h}^{-1}$（A1459）~ 0.47 Mpc $\mbox{h}^{-1}$（A2670）之间变化，平均值为0.295 Mpc $\mbox{h}^{-1}$。采用两种不同的模型，Yahil近似和Praton模型确定了下落速度剖面。雅希尔近似仅与样本中许多星系团的外围（落入区域）的星系分布相匹配，而与星系团内核内的分布不匹配。在样品中约有9个团簇的落区，Yahil近似和Praton模型都是匹配的，但对于中心密度较高的团簇，它们是完全不匹配的。对于这些星系团，Yahil近似与星系的分布不匹配，而Praton模型能很好地描述星系团的落区模式。
2014-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
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…
2018-05-04 astro-ph.GA
Planck Cold Clumps in the lambda Orionis Complex. III. A chemical probe of stellar feedback on cores in the lambda Orionis cloud
大质量恒星对其周围环境有很大的影响。然而，恒星反馈如何调节恒星形成仍在争论中。在这种情况下，我们研究了80个致密的核心组成的猎户座分子云复杂的猎户座A（39个核心），B（26个核心），和λ猎户座（15个核心）云的化学性质，使用多个分子线数据与韩国甚长基线干涉测量网络（KVN）21米望远镜。猎户座λ星云在O型恒星猎户座λ的周围有一个H ii气泡，因此它暴露在大质量恒星的紫外线（UV）辐射场中。C2 H和HCN的丰度，这是敏感的紫外线辐射，似乎是较高的核心在λ猎户座云比猎户座A和B云，而HDCO H2 CO的丰度比显示出相反的趋势，表明在λ猎户座云温暖的条件。在猎户座λ云中，N2 H+、HCO+和H13 CO+线等致密气体示踪剂的检测率也较低。这些化学性质意味着猎户座λ星云的核心被猎户座λ星云的紫外光子加热。此外，与猎户座A和B云不同，猎户座λ云的核心在HCO+（1 - 0）的下落特征中没有显示出任何统计上显着的过量。我们的研究结果支持这样一种观点，即来自大质量恒星的反馈通过加热和蒸发致密的物质以负面的方式影响恒星的形成，就像在猎户座λ星云中一样。
2021-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and chemical properties of Red MSX Sources in the southern sky: HII regions
我们已经研究了18个南部红色中段空间实验源（RMS）的物理和化学性质，使用档案数据从阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜大面积调查的银河系，澳大利亚望远镜紧凑阵列，毫米天文学遗产团队调查在90 GHz。我们的大多数源都有简单的彗星/未解决的无线电发射，频率为4.8和/或8.6GHz。大量的莱曼连续通量（NL）表明它们可能是大质量O型或早期B型恒星形成区。档案IRAS红外数据被用来估计尘埃温度，这是我们的源约30 K。然后，H2柱密度和体积平均H2数密度估计使用0.87 mm粉尘排放。G345.4881+00.3148可能会发生大规模的撞击和电离吸积。我们还试图通过分子线（N2 H+（1-0）和HCO+（1-0））观测来表征这些RMS的化学性质。大多数检测到的N2 H+和HCO+的排放匹配以及与灰尘的排放，这意味着在RMS中的化学演变的密切联系。发现N_2H ~+的丰度比其它红外暗云巡天的丰度低一个数量级，且N_2H ~+与HCO ~+的丰度呈正相关。N2 H+相对于H2的丰度分数似乎作为NL的函数而降低。这些观察到的趋势可以被解释为增强破坏N2 H+的指示，无论是通过CO或通过解离重组与电子产生的中央UV光子。
2016-05-05 astro-ph.GA
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
A multi-wavelength observation and investigation of six infrared dark clouds
上下文红外暗云（IRDC）在银河系中无处不在，但它们在孕育新形成的恒星方面发挥着至关重要的作用。目的。为了进一步了解IRDC的动力学，化学和演化，我们对小样本进行了多波长观测。方法.我们用IRAM 30 m和CSO 10.4 m望远镜进行了新的观测，用示踪剂${\rm HCO^+}$，HCN，${\rm N_2H^+}$，${\rm C^{18}O}$，DCO $^+$，SiO和DCN对六个IRDCs G031.97+00.07，G033.69-00.01，G034.43+00.24，G035.39-00.33，G038.95-00.47，和G053.11+00.05。结果我们调查了44个核心，包括37个核心在以前的工作和7个新确定的核心。在致密核中，我们检测到6条DCO $^+$和5条DCN线。使用逐像素光谱能量分布（SED）拟合的$\textit{Herschel}$ 70至500 $μ$ m，我们得到了尘埃温度和柱密度分布的IRDC。发现${\rm N_2H^+}$辐射与尘埃温度和尘埃柱密度分布有很强的相关性，而${\rm C^{18}O}$辐射的相关性最弱。这表明，${\rm N_2H^+}$确实是一个很好的示踪剂在非常密集的条件下，但${\rm C^{18}O}$是一个不可靠的，因为它有一个相对较低的临界密度，并容易冻结到冷尘埃颗粒的表面。IRDC内的动力学是活跃的，有流…
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular outflows within the filamentary infrared dark cloud G34.43+0.24
我们用APEX [CO（3-2），~（13）CO（3 - 2），C_（18）O（3- 2）和CS（7-6）跃迁]，Nobeyama 45 m [CS（2-1），SiO（2- 1），C_（34）S（2 - 1），HCO ~+（1-0），H13 CO+（1-0）和CH 3OH（2-1）跃迁]和SEST [CS（2-1）和C18 O（2-1）跃迁]望远镜。我们发现，分子辐射的空间分布与11”分辨率下观测到的尘埃连续辐射的空间分布相似，显示出一个连续结构和四个核。核心的局部热力学平衡质量为3.3 × 10^2 - 1.5 × 10^3太阳质量，维里质量为1.1 × 10^3 - 1.5 × 10^3太阳质量，分子氢密度为1.8 × 10^4 - 3.9 × 10^5 cm^{-3}，柱密度> 2.0 × 10 ^{22} cm^{-2};大质量恒星形成核心的特征。朝向最大质量的核心观测到的13 CO（3-2）剖面显示出蓝色的剖面，表明核心正在经历大规模的向内运动，平均下降速度为1.3 km/s，质量下降率为每年1.8x10^{-3}太阳质量。我们报告了一个分子外流的最北的核心被认为是在一个非常早期的进化阶段的发现。我们还检测到存在的高速气体对其他三个核心，支持的假设，即多余的4.5 $μ$排放（“绿色模糊”）检测到对这些核心是由于冲击气体。流出的分子质量大且能量高，质量在25 ~ 80太阳…
2010-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying star-forming processes at core and clump scales: the case of the young stellar object G29.862-0.0044
大质量的分子团分裂成恒星形成的核心，因此恒星形成的研究应该在不同的空间尺度上进行。利用Gemini获得的近红外数据，来自ALMA数据库的CH 3 OCHO和CH 3CN数据，ASTE进行的HCN，HNC，HCO+和C2 H的观测，以及来自公众调查的CO数据，我们在核心和丛空间尺度上对YSO G29.86-0.004进行了深入研究。近红外辐射显示两个被暗带分开的星云，这表明一个典型的盘状喷流系统，但高度不对称。它们很可能是由在物质的下落包层上的射流雕刻出的空腔中的散射光产生的，这些空腔也存在H2和[Fe II]的线发射。用ALMA观察到的复杂分子物种的存在证实了我们正在绘制一个热分子核心。CH 3CN的排放集中在暗线的位置，它似乎从西南到东北略有延长，在近红外观察到的系统的倾斜协议。CH 3 OCHO排放的形态更复杂，并沿着一些细丝和集中在结和团块，主要向南的暗线，这表明南部急流遇到了一个密集的区域。北部急流流动更自由，产生更多的延伸特征。这与12 CO J=3-2线向西北方向延伸的红移分子流出和缺乏蓝移流出一致。这种结构可以通过考虑YSO位于沿视线的分子团的最远边缘来解释，这与C18 O J=3-2线中映射的云中源的位置一致。HCN，HNC，HCO+，和C2 H的检测使我们能够在团块尺度的致密气体的特征，产生的结果是在协议的存在下，一个高质量的原恒星对象。
2020-07-15 astro-ph.GA
Structured velocity field in the inner envelope of B335: ALMA observations of rare CO isotopologues
研究0类天体非常重要，因为它可以描述恒星形成过程开始时的动力学过程，并确定导致坍缩结果的物理机制。对致密气体示踪剂的观测可以描述直接参与恒星形成过程的气体的关键运动学特征，例如流入、流出或旋转。本工作旨在研究0类原恒星天体B335的分子线速度分布，并试图对该天体的星周气体中发生的下落运动施加约束。本文给出了C-$^{17}$-O（1-0），$^{18}$-O（1-0）和$^{12}CO$（2-1）跃迁的观测结果，并分析了包络半径在100 ~ 860 au范围内的光谱轮廓。C $^{17}$ O辐射在复杂的速度场中呈双峰型分布。这两个峰值都存在0.2至1 km/s $^{-1}$的偏移量，与探测区域中震源的系统速度不同。的光学深度的C $^{17}$ O的排放已被估计，发现是小于1，这表明，两个速度峰值跟踪两个不同的速度分量的气体在内部信封。在排除可能产生复杂速度模式的运动（如旋转和流出）后，得出结论，即流入正在产生速度场。由于由内而外的对称崩溃不能解释这些观察到的配置文件，有人建议，这些产生的非各向同性吸积从信封到中央源沿流出腔壁。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of two massive and dense MALT90 clumps
我们报告阿塔卡马大毫米阵列观测3毫米尘埃连续发射和线发射，在HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，N $_{2}$ H $^{+}$和CH $_{3}$ CN，对两个大规模和密集的团块（MDC）在早期，但不同的演化阶段（星前和原恒星），其目的是调查其在$\sim$ 1 $\arcsec$的角尺度的碎片特征。在星前团块中，我们探测到10个致密结构（核心），半径为1200 ~ 4500 AU，质量为1.6 ~ 20 M $_\odot$。这些核心的一半表现出反P-Cygni配置文件在HCO $^{+}$和subvirialized表明，他们正在经历崩溃。在原恒星团附近，我们探测到一个质量为119~M $_\odot$的中心核，它具有很强的质量下降速率，还有9个质量较小的核，质量从1.7 ~ 27~M $_\odot$，半径从1000 ~ 4300 AU。CH $_{3}$ CN自转温度分别由原恒星团的8个核和星前团的3个核导出。星前星团内的核心比原恒星团内的核心具有更小的线宽和更低的温度。星前星团的核心总质量占星团质量的比例（$\sim$ 6\%）小于原恒星星团（$\sim$ 2 3\%）。我们的结论是，我们正在目睹的致密气体在全球崩溃的MDCs的演变;星前集群说明的初始阶段的碎片，窝藏的核心是单独崩溃，和原恒星集群反映了一个较晚的阶段，其中相当一部分的气体已被…
2020-01-07 astro-ph.GA
Cosmological formation and chemical evolution of an elliptical galaxy
我们的目的是研究宇宙学动机的气体落入法形成一个巨大的椭圆星系的影响，以了解其对形成的球状体的影响。我们取代经验的下落法的模型Pipino和Matteucci与宇宙学推导的下落法形成的椭圆星系。我们用观察来证明我们的预测。我们还比较了Pipino和Matteucci的结果。我们计算了有和没有银河风的模型：我们发现，没有风的模型预测了一个太大的电流SNIa率。特别是，宇宙学模型产生的电流SNIa比观测值高出约10倍。此外，没有风的模型预测当前的SNII率很大，即使与最近的GALEX数据相比也太大了。另一方面，如果与GALEX给出的恒星形成历史相比，预测的有风模型的SNII速率太低。最后但并非最不重要的是，在模拟星系的主要恒星星族的[Mg/Fe]比的平均值，宇宙学模型预测，是太低，如果与观测相比。这是一个非常重要的结果，表明宇宙学的下落定律与化学演化相反。从宇宙学导出的椭圆星系的下落定律不能再现观测所给出的所有化学约束。问题在于，宇宙学推导出的下落定律意味着缓慢的气体吸积，因此恒星形成率在很长一段时间内都很活跃。在这种情况下，低[Mg/Fe]比产生的占主导地位的恒星星族在一个典型的椭圆，在与观测的差异。
2009-02-16 astro-ph.GA
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）
本研究针对ALOHA IRDCs的56个团块，用射电望远镜观测推导气体性质，识别坍缩与激波信号，发现宁静化学物质与活跃气体共存，为大质量IRDC团块演化研究提供线索。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
测量星前核的化学和运动学结构对于更好地理解恒星形成过程至关重要。在这里，我们研究了金牛座分子云的三个星前核（TMC-1C，L1544和TMC-1）的硫代亚乙烯基（CCS）自由基和氨（NH3）分子与卡尔G。Jansky甚大阵列望远镜在D，C和CNB配置。我们的主要结果是基于CCS观测的TMC-1C核心，显示复杂的结构。空间偏移相对于粉尘排放中观察到CCS自由基。在尘埃峰周围的一个很宽的区域内，通过CCS自由基发现了向内的运动。我们计算了入流速度，并测量了核心内的湍流。湍流是亚音速的。我们得到维里参数α < 1。因此，热运动和非热运动都不能阻止塌缩。CCS和NH3的空间不相干性从这些核心的积分强度图中观察到，这表明这些分子跟踪不同的环境的核心。我们比较了CCS的积分通量密度与以前的单碟数据，发现少量的通量恢复在干涉观测，表明存在显着的漫发射在有利的条件下产生CCS。
2022-08-01 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -XIII. Ongoing triggered star formation within clump-fed scenario found in the massive ($\sim1500$ $\rm M_\odot$) clump
电离反馈是否触发了大质量恒星的形成，这是一个备受争议的问题。使用ALMA 3毫米观测的空间分辨率为$\sim 0.05$ pc和质量灵敏度为1.1 $\rm M_\odot$束$^{-1}$在20 K，我们调查的恒星形成和电离反馈驱动的结构，一个团块规模的大规模（$\gtrsim 1500$ $\rm M_\odot$）明亮的边缘云（BRC）与IRAS 18290 - 0924内的气体流动结构。只有当考虑电离气体的外部压缩时，此BRC才有约束。嵌入的核心和原恒星的小尺度（$\lesssim1$ pc）的年龄序列沿电离辐射的方向被揭示，这表明通过辐射驱动的内爆（RDI）触发恒星形成。此外，附加气体结构向位于BRC中心的核心会聚，表明这些细丝正在向核心提供物质。从H $^{13}$ CO $^+$ $J=1-0$蓝色曲线得出的局部核心尺度质量流入率与附件质量流入率的数量级相同，约为1 $\rm M_\odot$ kyr $^{-1}$。一个光解离区（PDR）覆盖照射的团块表面检测到几个分子，如CCH，HCO $^+$，和CS，而这些分子的空间分布分层是不清楚的。CCH光谱的PDR可能表明光蒸发流离开团块表面的预计速度$\sim2$公里的$^{-1}$。我们的新观察表明，RDI伴随着一个集群馈送过程正在这个巨大的BRC中运行。这一组合过程是否适用于其他大规模金砖国家，值得通过专门的调查进…
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular line and continuum study of the W40 cloud
用毫米波分子谱线和1.2mm连续谱线研究了与附近H Ⅱ区之一W 40有关的稠密云。此外，还进行了1280 MHz和610 MHz的干涉观测。该云具有复杂的形态和运动学结构，包括一个尘埃环和一个扩展的致密核。环的形成可能是由于邻近的H Ⅱ区的膨胀而引起的“聚集-坍缩”过程。环中的九个尘埃团已经被解卷积。它们的大小、质量和氢柱峰密度分别为：$\sim 0.02-0.11$ pc、$\sim 0.4-8.1 M_{\odot}$和$\sim (2.5-11)\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。分子线观察到两个不同的速度，并有不同的空间分布，这意味着强烈的化学分化的区域。CS丰度向东部尘埃团2增强，而NH $_3$，N $_2$ H $^+$，和H $^{13}$ CO $^+$丰度向西部团块增强。HCN和HCO的$^+$与可能追踪周围气体的尘埃无关。朝向选定位置导出的数密度为：$\sim (0.3-3.2)\times 10^6$ cm $^{-3}$。两个西部团块的动力学温度为21 K和16 K，接近维里平衡。东部的2号和3号云团质量更大，湍流程度更高，可能比西部的更演化。它们显示出由下落运动引起的不对称CS（2- 1）线轮廓，这一点已由模型计算证实。电离和中性物质之间的相互作用正在环的东支附近发生，并可能引发恒星的形成。
2013-09-24 astro-ph.GA
