Searching for Inflow Towards Massive Starless Clump Candidates Identified in the Bolocam Galactic Plane Survey
最近的银河平面调查尘埃连续发射的长波长已经确定了人口密集，大规模的团块没有证据表明正在进行的恒星形成。这些巨大的无星星团候选者是在大质量恒星形成的反馈影响星团之前寻找大质量恒星形成的初始阶段的绝佳场所。在这项研究中，我们寻找流向无星团块的气体的光谱特征，其中一些质量足以形成大质量恒星。我们使用亚利桑那州射电天文台12米望远镜，在HCO+ J = 1-0观测了Bolocam银道巡天（BGPS）中发现的101个无星团候选者。我们发现对于整个调查，E =（Nblue-Nred）/Ntotal = 0.03的小的蓝色过量。我们确定了6块是流入运动的良好候选者，并使用辐射转移模型计算质量流入率，范围从500 - 2000 M /百万年。如果观察到的线轮廓确实是由于大规模的流入运动，那么这些团块通常会在自由降落时使其质量加倍。我们的调查发现，在我们的银河系中，具有HCO+ J = 1-0流入签名的大规模BGPS无星团块候选者是罕见的。
2018-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: III. Clump-to-core fragmentation and search for high-mass starless cores
本研究利用ALMA/ACA观测139个红外亮大质量原星团，识别1562个致密核，发现热金斯碎裂主导，并找到两个质量超16太阳质量的大质量无星核候选体，支持竞争吸积模型。
2025-08-05 astro-ph.GA
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
ALMA observations of fragmentation, sub-structure, and protostars in high-mass starless clump candidates
高质量恒星和原星团的初始物理条件仍然很难描述。为此，我们提出了第一个有针对性的ALMA 1.3毫米连续谱和光谱线调查对高质量的无星团块候选人，选择了12个最大的候选人（$400-4000\, M_\odot$）在5千秒差距的样本。联合12+ 7米阵列图具有$\sim 3000\, \mathrm{au}$（$\sim 0.8^{\prime\prime}$）的高空间分辨率，并在$6σ$（或$1.1\times10^{22}\, \mathrm{cm^{-2}}$的$1σ$柱密度灵敏度）处具有低至$\sim 0.3\, M_\odot$的点源质量完整性。我们发现了以前未被发现的低光度恒星形成的路标CO（2-1）和SiO（5-4）双极外流和其他签名对11出12块，表明目前的MIR/FIR银河平面调查是不完整的低和中等质量的原恒星（$\lesssim 50\, L_\odot$）。我们比较了一个子集的观测核心与一套辐射传输模型的无星核心。我们发现了一个高质量的无星核心候选人与模型推导的质量与$29^{52}_{15}\, M_\odot$一致时，集成的大小尺度的$2\times10^4\, \mathrm{au}$。未解决的核心不适合无星核心模型，支持解释，他们是原恒星，即使没有检测到流出。在12个团块中的10个团块中观察到大量碎裂。我们从地图中提取源，使用树状图来研究特征碎片长度尺度。…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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）
利用ALMA 1.3 mm连续谱和谱线数据，比较分析早期红外暗云和演化红外亮云中的324个无星核，发现后者具有更高的质量、密度、非热运动和更陡的密度轮廓，支持双演化起源和竞争式动力吸积模型。
2026-06-19 astro-ph.GA
Molecular deuterations in massive Starless Clump Candidates
本研究通过IRAM 30米望远镜对101个无星团块候选体进行单点巡测和11个源的随飞观测，发现氘化分子探测与较低动力学温度及较窄谱线宽度相关，并估算了氘化丰度，揭示了其峰值位置与1.1mm连续谱峰值的关系。
2023-12-19 astro-ph.GA
Herschel-HIFI observations of H2O, NH3 and N2H+ toward high-mass starless and proto-stellar clumps identified by the Hi-GAL survey
我们目前对大质量恒星形成的理解仍然非常粗略。特别是，目前尚不清楚低质量和高质量恒星形成之间在最早的恒星形成阶段有多大差异。大质量冷团块的化学特征，以及与低质量对应物的化学特征的比较，可以为化学在区分低质量和高质量恒星形成的早期阶段中所起的确切作用提供关键线索。特别是水，是恒星形成区域物理和化学条件的独特探针。利用Herschel的HIFI仪器，我们观测到了来自“Herschel红外银道巡天”（Hi-GAL）的一个大质量无星和原恒星团的ortho-NH_3（1_0-0_0）（572 GHz），ortho-H_2 O（1_10-1_01）（557 GHz）和N_2 H ~+（6-5）（559 GHz）谱线。我们比较我们的结果与以前的研究低质量和高质量的原恒星物体。在l= 59度和l= 30度的星系区域中，分别有4个（35个中的4个）和7个（17个中的7个）天体检测到了这三条分子谱线中的至少一条。所有探测到的源都是原恒星。水的光谱是复杂的，由几个运动学组成部分，通过高斯分解确定，并在一些来源的逆和定期P-Cygni配置文件已被检测到。l= 59度区域的所有水线剖面主要由宽高斯排放特征，表明大部分水排放产生于流出。在l= 30度的天体上没有探测到这样宽的辐射。氨线在某些情况下也显示出线翼和逆P-Cygni轮廓，从而证实NH3旋转跃迁可用于探测高质量恒星形成区的动力学。辐射热光度和水线光度都…
2015-08-26 astro-ph.GA
The Dynamics of Massive Starless Cores with ALMA
质量比太阳大的恒星是如何形成的，因此恒星的初始质量函数（IMF）是如何建立的？这样的中等质量和高质量恒星可能是由相对大质量的前恒星气体核心产生的，这些气体核心的质量比热金斯质量更大。湍流核心吸积模型调用这样的核心作为近似维里平衡和近似压力平衡与周围的团块介质。它们的内部压力由湍流和磁场的组合提供。或者，竞争吸积模型需要强烈的次维里初始条件，然后导致广泛的热金斯尺度的碎片，与中等和高质量的恒星后来形成的竞争邦迪-霍伊尔吸积。为了测试这些模型，我们已经确定了四个主要的例子，大规模（~ 100 Msun）团块从中红外消光映射的红外暗云（IRDC）。Fontani等人在这些天体中发现了高氘分率的N2 H+，这与它们是无星的一致。在这里，我们提出了ALMA观测这四个团块探测N2 D+（3-2）线在2.3”的分辨率。我们发现了6个N2 D+核，并确定了它们的动力学状态。它们观测到的速度分散和大小与湍流核心模型的预测大致一致，湍流核心模型是自引力、磁化（Alfven马赫数m_A~1）和由周围团块的高压所约束的维里化核心。然而，在最大质量的核心，与质量高达~ 60 Msun，我们的研究结果表明，适度增强的磁场（使mA ~0.3）可能需要的结构维里和压力平衡。因此，磁调节核心的形成可能在控制大质量核心的形成，抑制它们的分裂，从而帮助建立恒星IMF方面很重要。
2013-11-19 astro-ph.GA
High-mass Starless Clumps in the inner Galactic Plane: the Sample and Dust Properties
我们报告了463个$-60°<l<60°$和$-1°<b<1°$内的高质量无星团簇（HMSC）候选者的样本。该样品是从10861个ATLASGAL团块中挑选出来的。所有这些来源都与SIMBAD中收集的任何已知的恒星形成活动无关，也与使用基于颜色的标准识别的年轻恒星物体无关。我们还确保HMSC候选物在24和70 \micron处既没有点源，也没有在24 $μ$ m处的强扩展发射。大多数鉴定的HMSC是红外（$\le24$ $μ$ m）暗的，并且一些甚至在70 $μ$ m处是暗的。它们的分布显示了在银河系旋臂中的拥挤，并朝向银河系中心和一些著名的恒星形成复合体。许多HMSC与大规模的细丝相关。通过对修正黑体的远红外和亚毫米波连续谱数据进行拟合，得到了一些基本参数。HMSC候选者的大小，质量和密度与II类甲醇脉泽和HII区域相关的团块相似，这表明它们将演变成恒星形成团块。超过90%的HMSC候选者的密度超过了一些形成大质量恒星的阈值。由于尘埃的温度和光度质量比明显低于恒星形成源，HMSC候选者被外部加热，并且真正处于高质量恒星形成的早期阶段。20个具有等效半径$r_\mathrm{eq}<0.15$ pc和质量表面密度$Σ>0.08$ g cm $^{-2}$的源可能是高质量无星核。对这些HMSC的进一步研究无疑将有助于全面了解大质量恒星的诞生。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for shocks in high-mass starless clump candidates
为了寻找恒星形成早期的激波，我们利用韩国VLBI网络（KVN）的21米射电望远镜对100个高质量无星团簇候选者（SCC）样本进行了SiO J=1-0、2-1和3-2线以及H $_2$ CO $2_{12}-1_{11}$线的单点巡天。SiO J=1-0、2-1、3-2谱线和H $_2$ CO谱线的检出率分别为$31.0\%$、$31.0\%$、$19.5\%$和$93.0\%$。在大质量恒星形成的这个阶段，冲击似乎很常见。所观察到的SiO线的宽度（全宽零功率（FWZP））范围从3.4到55.1公里秒$^{-1}$。一个显着的分数（$\sim29\%$）检测到的SiO光谱具有宽线宽（FWZP $>20~km~s^{-1}$），这是非常有可能与快速冲击驱动的原恒星外流。这一结果表明，大约三分之一的SiO探测到的SCC不是真正的无星，而是原恒星。另一方面，约40 $\%$的SiO光谱显示窄线宽（FWZP<10 $km~s^{-1}$），可能与低速激波有关，这些激波不一定是原恒星起源的。估计的SiO柱密度主要是$0.31-4.32\times10^{12}~cm^{-2}$。通过比较SiOJ =1-0和2-1谱线的SiO柱密度，我们认为SCC中的SiO分子可能处于非LTE状态。H $_2$的SiO丰度通常为$0.20-10.92\times10^{-10}$。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII regions and high-mass starless clump candidates II. Fragmentation and induced star formation at ~0.025 pc scale: An ALMA continuum study
来自HII区域的电离反馈改变了大质量无星团簇（HMSC，几百到几千个太阳质量，大小约为0.1-1 pc）的性质，例如团簇尺度上的温度和湍流。HII区的存在是否改变了HMSC中核心尺度的碎片化和星形形成的问题仍有待探讨。我们的目的是研究候选人HMSC之间的差异0.025 pc规模的碎片，强烈影响HII区域和较少干扰的。我们还寻找在受影响的HMSC中质量成形和诱导星形形成的证据。使用分辨率为~1.3”的ALMA 1.3 mm连续体，我们对8个候选HMSC进行了成像，其中4个受HII区域影响，另外4个位于安静环境中。受影响较小的HMSC是根据其与受影响的HMSC相比相似的质量和距离来选择的，以避免与这些参数相关的任何可能的偏差。在8个丛中共检测到51个核心，每个丛有3至9个核心。在我们有限的样本中，我们没有发现受影响和未受影响的HMSC之间的~0.025 pc-尺度片段化的明显差异，即使HII区域似乎影响片段化核心的空间分布。两种类型的HMSC在簇热Jeans长度${λ_{J, clump}^{th}}$和0.3 ${λ_{J, clump}^{th}}$处呈现具有两级分层特征的热碎裂。受影响的HMSC AGAL 010.214 -00.306和AGAL 018.931 -00.029的ALMA发射形态揭示了HII区域在其周围形成气体和尘埃的能力，并可能在HMSC中以约0.025 pc尺…
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origins of the shocks in high-mass starless clump candidates
本研究利用IRAM 30米望远镜对9个无星团块候选体进行多谱线成图观测，发现其中3个激波源于电离气体碰撞，6个与内部恒星形成活动相关，部分源显示原恒星外流特征。
2023-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud Motion and magnetic fields: Four clouds in the Cepheus Flare region
仙王座耀斑区域由一组暗云复合体组成，目前活跃于恒星形成中。本工作的目的是估计仙王座耀斑区位于银河系相对高纬度（b $\gt$ 14 $^{\circ}$）的四个云L1147/1158、L1172/1174、L1228和L1251的运动。我们研究了云团相对于磁场的运动和云团相对于磁场和运动的方向之间的关系。我们使用自行估计了分子云的运动，并使用盖亚EDR 3数据估计了与它们相关的年轻恒星天体（YSO）的距离。通过假设YSO与云相关联并且共享相同的速度，估计云的运动的投影方向。我们估计L1228的距离为371 $\pm$ 22 pc，L1251的距离为340 $\pm$ 7 pc，这意味着所有四种复合物位于几乎相同的距离。假设云和YSO都是运动学耦合的，我们使用YSO的自行估计了云的运动方向。除了L1172/1174中的偏移量为$\sim$ 45 $^{\circ}$外，所有运动中的云相对于周围磁场的偏移量为$\sim$ 30 $^{\circ}$。在L1147/1158中，无星团簇的取向主要平行于磁场，而星前团簇则呈随机分布。在L1172/1174、L1228和L1251中，团块相对于磁场随机取向。相对于云的运动，在L1147/1158和L1172/1174中有一个边缘趋势，即无星团块的方向更加平行。在L1228中，簇长轴的方向更随机。在L1251中，我们发现一个双峰趋势的情况下，无…
2021-09-15 astro-ph.GA
Cold Dust in Hot Regions
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的SCUBA-2相机绘制了五个大质量恒星形成区。温度和柱密度图从SCUBA-2 450和850 $μ$ m图像中获得。我们发现的大多数致密团块的中心温度低于20 K，有些冷到8 K，这表明它们由于嵌入的原恒星的存在而没有内部加热。这是令人惊讶的，因为在从这些图像推断的高密度和如此低的温度下，这些团块应该是不稳定的，坍缩形成恒星并产生内部加热。在团块中心的柱密度超过10 $^{23}$ cm $^{-2}$，并且对于$β$ = 1.5-2.5，导出的峰值视觉消光值为25-500 mag，表明高度不透明的中心。观测到的云气质量范围从$\sim$ 10到10 $^{3}$ M $_{\odot}$。团块的外部区域遵循$r^{-2.36\pm0.35}$密度分布，并且通常在10 $^{4}$ AU之外观察到这种幂律结构。所有这些发现都表明，这些团块是高质量的无星团块，并且很可能包含高质量的无星核心。
2013-12-30 astro-ph.GA
High Angular Resolution Observations of Four Candidate BLAST High-Mass Starless Cores
我们讨论了高角分辨率观测氨对四个候选人的高质量无星核心（HMSC）。2005年，运载火箭的大口径亚毫米望远镜（BLAST）在对狐狸座地区进行调查时发现了这些核心，在250、350和500微米处同时发现了60个致密源。其中四个核心没有IRAS-PSC或MSX对应物，用NRAO超大阵列（VLA）在NH 3（1，1）和（2，2）谱线中观察到。我们的观测结果表明，这四个核都是冷的（Tk <~ 14 K），并显示出一种对流和/或团簇结构。它们还显示出在~ 1 km/s范围内的显著速度子结构。这四个BLAST核心似乎比其他先前观察到的HMSC候选者更冷，更安静，表明进化的早期阶段。
2010-04-19 astro-ph.GA
Nobeyama 45-m Cygnus X CO Survey: II Physical Properties of $\mathrm{C^{18}O}$ Clumps
我们报告的统计物理性质的C $^{18}$ O（$J=1-0$）块存在于一个突出的集群形成区域，天鹅座X，使用的数据集获得的Nobeyama 45米射电望远镜。本次调查覆盖了天鹅座X南北区的9度$^2$，用系统树方法共鉴定出174个$^2$团块。假设距离为1.4千秒差距，这些团块的半径为0.2-1千秒差距，速度分散度为$<2.2~\mathrm{km~s^{-1}}$，气体质量为30-3000 $M_\odot$，H $_2$密度为（0.2-5.5）$\times10^4~\mathrm{cm^{-3}}$。我们确认，在北部地区的C $^{18}$ O团块有一个较高的H $_2$密度比那些在南部地区，支持存在差异的演化阶段，与这些地区的恒星形成活动。恒星形成和无恒星团块的团块性质的差异也被半径、速度色散、气体质量和H $_2$密度所证实。平均维里比为0.3，支持这些团块是引力束缚的。C $^{18}$ O团块质量函数显示了两个光谱指数分量，55-140 $M_\odot$中的$α=-1.4$和$>140~M_\odot$中的$α=-2.1$，这与Kroupa初始质量函数的低质量和中等质量部分一致。$>140~M_\odot$中的恒星形成团块的光谱指数与55-140 $M_\odot$中的无恒星团块的光谱指数一致，表明后者在保持气体吸积的同时将演化为恒星形成团块。假设分子团的典型恒星…
2019-09-04 astro-ph.GA
HII regions and high-mass starless clump candidates I: Catalogs and properties
电离反馈对高质量（>8 Msun）恒星形成（HMSF）的作用仍然存在很大争议。关于附近HII区域的存在是否会改变早期HMSF的性质，以及HII区域是否会促进或抑制高质量恒星的形成，仍然存在一些问题。为了表征HII区域对HMSF的作用，我们研究了候选高质量无星团块（HMSC）的样本的性质，其中约90%的质量大于100 Msun。这些高质量的对象可能代表的HMSF的最早阶段，我们搜索是否（以及如何）他们的属性被修改的存在下的HII区域。我们利用了最近出版的HMSC候选人目录。通过交叉匹配HMSC和HII区域，我们将HMSC分为三类：1）在天空投影平面中的位置和速度上与HII区域相关联的HMSC; 2）在天空平面中相关联但不以速度相关联的HMSC;以及3）远离投影天空平面中的任何HII区域的HMSC。我们进行了相关和非相关的HMSCs之间的比较，从红外线到无线电的多波长数据的统计分析的基础上。统计分析表明，与HII区域相关的HMSC更温暖，更明亮，更中心的峰值和湍流。我们还清楚地表明，第一次，热光度的HMSC（L/M）的包络质量的比率不能是一个可靠的进化探针早期HMSF由于外部加热的影响HII地区。与HII区域相关的HMSC的更多中心峰值和湍流特性可能会通过限制碎片化促进高质量恒星的形成。高分辨率的干涉测量对揭示HII区域如何影响HMSC内部的恒星形成过程至关重要。
2020-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Deuterium Fraction in Massive Starless Cores and Dynamical Implications
我们研究了红外暗云（IRDC）G028.37+00.07中两个大质量无星/早期核心C1-N和C1-S中的氘分馏，Tan等人（2013）首次使用ALMA发现。用ALMA、CARMA、SMA、JCMT、NRO 45 m和IRAM 30 m望远镜观测了$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$的多跃迁谱线发射。通过同时拟合的光谱，我们估计的激发条件和氘分数，$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \equiv [\rm N_2D^+]/[N_2H^+]$，与值$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \simeq 0.2$ - $0.7$，几个数量级以上的宇宙[D]/[H]比。o-H $_2$ D $^+$的其他意见也有助于限制邻-对位比的$\rm H_2$，这是一个关键的数量影响程度的氘化。然后，我们提出了两个核心的化学动力学建模，探索特别是相对于自由落体，$α_{\rm ff}$的崩溃率的影响。为了达到观察到的$\rm N_2H^+$氘代的高水平，我们发现，最有可能的核心的演化历史涉及崩溃在一个相对缓慢的速度，$\lesssim1/10$ th的自由落体。
2016-05-08 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
Massive 70 micron quiet clumps I: evidence of embedded low/intermediate-mass star formation activity
在任何可见的原恒星形成之前，大质量的团块是寻找难以捉摸的大质量无星核心的最佳候选者。在这项工作中，我们调查的尘埃和气体性质的大规模团块选择是70微米安静，因此很好的无星候选人。我们的18个团块样本的质量为300 < M < 3000 M_sun，半径为0.54 < R < 1.00 pc，表面密度σ> 0.05 g cm^-2，亮度/质量比L/M < 0.3。我们发现，这些70微米安静的团块中有一半嵌入微弱的24微米源。与GLIMPSE对应物的比较表明，有5个团块嵌入了中等恒星质量的年轻恒星，最高可达5.5 M_sun。利用IRAM 30 m望远镜对N_2H ~+（1-0）、HNC ~+（1-0）和HCO ~+（1-0）的观测，研究团簇动力学。有7个团块的光谱蓝移与坠落特征相符，我们估计其质量吸积速率为0.04 < M_dot < 2.0 x 10^-3 M_sun/年^-1，与高质量原恒星区域的数值相当，自由落体时间为t_ff = 3 x 10^5/年。我们在有和没有嵌入24微米光源的物体之间发现的唯一可感知的差异是，从24微米暗物体到24微米亮物体，下落速率似乎增加。我们的结论是，所有70微米安静的对象具有相似的性质，在团块尺度上，独立的嵌入式原恒星的存在。根据我们的数据，我们推测，大多数，如果不是所有的这些团块可能已经嵌入微弱的，低质量的原恒星核心。如果这些团块要形成大质量恒…
2017-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation Starts in Sub-virial Dense Clumps Unless Resisted by Strong Magnetic Fields
本研究利用RAMPS巡天的氨分子谱线数据，统计发现大质量无恒星团块多处于亚维里引力束缚态，挑战了维里平衡理论，表明大质量恒星形成始于亚维里致密团块，或需强磁场支撑抵抗坍缩。
2024-09-12 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. I. The Fast Formation Limit
我们调查的恒星集群的形成和早期演化，假设它们形成从一个动荡的无星集群内的父自引力分子云，其特征在于一个特定的质量表面密度的给定质量的边界。作为第一步，我们假设瞬时恒星团簇形成和气体排出。我们从观测到的无星团块的性质得出我们的初始条件。我们遵循的早期演化的集群高达20万年，调查不同的恒星形成效率，原始二进制分数和偏心率和原始质量分离水平的影响。我们调查团与初始质量的$M_{\rm cl}=3000\:{\rm M}_\odot$嵌入周围的云环境中的质量表面密度，$Σ_{\rm cloud}=0.1$和$1\:{\rm g\:cm^{-2}}$。我们表明，这些模型的快速恒星团簇形成的结果，在基准的情况下，在集群迅速扩大，即使只考虑绑定成员。从较高的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群往往会更快地扩展，因此很快就会比从较低的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群更大。为了形成一个给定年龄、恒星质量和质量表面密度的年轻星团，这些模型需要假设一个密度高出许多倍的母分子团，这与观测到的系统相比是不现实的。我们还表明，在这些模型中，初始二元属性仅被相互作用稍微修改，这意味着二元属性，例如，在2000万年前，它们与出生时非常相似。通过这项研究，我们建立了未来工作的基础，我们将调查更现实的恒星形成模型相比，这个瞬时的，基线的情况。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and collapse signatures in a high-mass starless region
目的：了解高质量恒星形成开始时致密气体的碎裂和坍缩特性。研究方法：我们用PdBI（Plateau de Bure Interferometer）干涉仪在1.07mm连续谱和N_2H~+（3 - 2）谱线上，以亚弧秒分辨率观测了大质量（~800M_sun）无星气团IRDC18310 - 4。结果如下：从单碟低分辨率地图放大到以前的3mm PdBI数据，现在是新的1.07mm连续观测，子结构在越来越小的空间尺度上分层碎片。虽然碎片的分离可能仍然与纯粹的热金斯碎裂大致一致，但在给定的密度和温度下，导出的核心质量几乎比典型的金斯质量大两个数量级。然而，数据可以与使用非均匀初始密度结构、湍流和/或磁场的模型相协调。虽然大多数子核心保持（远）红外黑暗，即使在70妈妈，我们确定了弱70妈妈发射到一个核心的低光度~16L_sun，加强该地区的一般青年。谱线数据总是表现出多个光谱分量向每个核心与非常小的线宽的个别成分（在0.3至1.0公里/秒的制度）。基于单盘C18O（2 - 1）数据，我们估计了低维里气体质量比<= 0.25。我们讨论，这些光谱特性的可能起源可能是全球崩溃的原始气体团簇，结果在多个光谱分量沿每条视线。即使在这幅动态图像中，各个坍缩的气体核心似乎也有非常低的内部湍流水平。
2015-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the physical and chemical structure of the CS core in LDN 673. Multitransitional and continuum observations
高角分辨率观测密集的分子核心表明，这些核心可以在较小的尺度上是丛生的，其中一些团块也可以是未结合的或瞬态的。使用分子气体演化的化学模型提供了一种探测云的物理性质的方法。我们研究了LDN 673的无星CS核心的块和块间介质的性质进行了分子线调查与IRAM 30米望远镜对两个块和两个块间的位置。我们还在IRAM用MAMBO-II测辐射热计观察到了1.2毫米的连续谱。尘埃连续体地图显示了四个凝结，其中三个集中在峰值，与以前确定的亚毫米源相吻合。我们证实，该地区，$n\sim3.6 \times10^5$ \cmt，更密集的块，也是化学进化，它仍然可以进行进一步的碎裂。团间介质位置的密度比先前预期的高，可能是由于污染导致的$n\sim1\times10^3$ -1 $\times10^4$ \cmt \，并且化学性质较新，类似于较低密度团位置的气体。我们认为，这些位置和他们的一般年轻的化学年龄之间的密度对比将支持在较低密度的核心材料的瞬态团块的存在。我们还能够找到合理的适合的观测得出的化学丰度模型的化学瞬态块。
2012-06-13 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core VI: Application of Flux Freezing Model and Core Formation of FeSt 1-457
将无星致密核心FeSt 1-457的沙漏状磁场的观测数据与通量冻结磁场模型进行了比较（Myers等人，2018）。拟合所观察到的平面的天空磁场的磁通冻结模型给出了一个剩余的角度分散的结果与一个简单的三维抛物模型的基础上。通量冻结模型的最佳拟合参数为视线磁倾角$γ_{\rm mag} = 35^{\circ} \pm 15^{\circ}$和堆芯中心与周围（背景）密度对比度$ρ_{\rm c} / ρ_{\rm bkg} = 75$。核心形成的初始密度（$ρ_0$）估计为$ρ_{\rm c} / 75 = 4670$ cm $^{-3}$，比烟斗星云团间介质的预期密度（$\sim 300$ cm $^{-3}$）高出一个数量级。FeSt 1-457很可能是由相对致密的气体聚集而成，$A_V \simeq 5$ mag相对致密的背景柱密度支持这种情况。初始半径（芯形成半径）$R_0$和初始磁场强度$B_0$分别为0.15 pc（$1.64 R$）和$10.8-14.6$ $μ$ G。我们发现，初始密度$ρ_0$与磁场强度为$B_0$、半径为$R_0$的近临界磁化细丝的平均密度一致。如果核心的起源是磁化细丝的碎裂，那么核心形成的相对致密的初始条件就可以自然地理解。
2019-12-06 astro-ph.GA
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
First results from the Herschel Gould Belt Survey in Taurus
整个金牛座地区（总面积52平方米）（摄氏度）Herschel SPIRE和PACS仪器在70，160，250，350和500 μm波长处观测到了这一现象，这是Herschel Gould带巡天的一部分。在本文中，我们提出的第一个结果，从金牛座地区的一部分，包括巴纳德18和L1536云。介绍了一种新的源查找例程，加的夫源查找算法（CSAR），这是松散的基础上CLUMPFIND，但也产生了一个结构树，或树状图，它可以用来解释层次丛结构在一个复杂的区域。使用CSAR的分层版本从数据中提取源，并绘制在质量尺寸图上。我们发现了一个层次结构的对象的大小范围在0.024-2.7 pc。先前的研究表明，星前核和无星团块在质量尺寸图上出现在不同的位置。然而，目前尚不清楚这是由于缺乏仪器动态范围，还是它们实际上是两个不同的种群。赫歇尔的出色灵敏度表明，我们的来源填补了无星核和星前核之间的质量大小平面的空白，并为以下理论提供了第一个明确的观测证据：未结合的团块和（引力束缚的）星前核都是同一种群的一部分，因此可能是同一进化序列的一部分（参见图10）。Simpson等人，2011年）。
2013-04-15 astro-ph.GA
An Estimation of the Star Formation Rate in the Perseus Complex
我们提出的结果，我们的调查的恒星形成的潜力在英仙座恒星形成复合体。我们建立在以前的无星核心，原恒星的核心，和年轻的恒星对象（YSO）目录斯皮策，赫歇尔，和SCUBA观测文献。我们根据柱密度大于5 × 10^21 cm^-2，将核心和YSO放置在7个恒星形成团块中。我们计算出69个无星核的平均密度和自由落体时间分别为5.55 × 10 ^-19 gcm^-3和100万年，我们估计不久的将来恒星形成率为1.5亿百万太阳年^-1。根据Bonnor Ebert稳定性分析，我们发现英仙座的大部分无星核是不稳定的。一般来说，这些核心可以坍缩形成下一代恒星。我们发现了无星核和YSO之间的关系，其中年轻原恒星（0类+I类）的数量与无星核的数量相似。这种一对一关系的相似性表明，这些无恒星的核心可能会形成下一代恒星，其形成速率与当前一代大致相同，如0类和I类原恒星所识别的那样。因此，如果无星核和任何YSO阶段之间存在这种关系，那么这两个种群的SFR值必须几乎恒定。简而言之，我们认为这种一对一的关系是更好地理解星云内恒星形成过程的一个重要因素。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ongoing star formation in the proto-cluster IRAS 22134+5834
利用（E）VLA、3 mm CARMA、2 mm PdBI和1.3 mm SMA分别对IRAS 22134+5834进行了厘米级观测，研究了连续辐射和分子谱线，这些谱线跟踪了气体的不同物理状态，研究了大质量YSO对附近无星核的影响，以及在成团恒星形成过程中的可能意义。多波长厘米连续观测揭示了星团内的两个射电源，VLA 1和VLA 2。VLA 1被认为是一个光学薄的UCHII区，大小为0.01~pc，位于近红外（NIR）星系团的边缘。VLA 1的电离光子通量对应于B1 ZAMS星。VLA 2与红外点源相关联，并且具有负光谱指数。我们在2~mm处分辨出了6毫米的连续谱芯，MM 2与UCH Ⅱ区VLA 1有关，其它致密芯分布在UCH{ \sc ii}区周围。在近红外星系团周围探测到两个高质量无星团簇（HMSC）：HMSC-E（东）和HMSC-W（西），它们具有不同的物理和化学性质，发射出N $_2$ H $^+$（1--0）和NH $_3$。在靠近UCHII区的NH-$_3$暗条上探测到两个N-$_2$-D-$^+$核，在假定的2.6 kpc距离上，预计间距为$\sim$ 8000 AU.分子线发射的运动学性质证实了UCHII区域的膨胀，并且近红外（NIR）簇周围的分子云也在膨胀。我们的多波长研究揭示了IRAS 22134+5834中不同世代的恒星形成。形成的中等质量恒星对附近的无星团块…
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
JCMT POL-2 and BISTRO Survey observations of magnetic fields in the L1689 molecular cloud
我们提出了850 $μ$ m偏振观测的L1689分子云，附近的蛇夫座分子云复杂的一部分，采取POL-2偏振仪上的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。我们观测到L1689的三个区域：包含IRAS 16293-2422原恒星系统的L1689 N团，无星的SMM-16团和无星的核心L1689 B。我们使用Davis-Prasekhar-Fermi方法来估算L1689 N中的$366\pm 55$ $μ$ G、SMM-16中的$284\pm 34$ $μ$ G和L1689 B中的$72\pm 33$ $μ$ G的天平面场强，作为我们的尘埃不透明度的基准值。这些值表明，所有三个区域都可能是磁跨临界亚阿尔夫文湍流。在所有三个区域，推断的平均磁场方向近似垂直于$Herschel$空间望远镜观测中确定的局部灯丝方向。L1689 N和L1689 B的核心尺度场形态与$Planck$空间天文台测量的云尺度场形态一致，表明这些源的物质可以从大尺度自由流动到小尺度。基于这些磁场测量，我们认为，从云到L1689 N和L1689 B的吸积可能是磁调节的。然而，在SMM-16中，团块尺度场几乎垂直于$Planck$在云尺度上看到的场，这表明它可能无法有效地从周围吸积更多的物质。
2020-11-19 astro-ph.GA
Star formation in Chamaeleon I and III: a molecular line study of the starless core population
变色龙星云是研究低质量恒星形成的绝佳目标。Cha I和II正在积极形成恒星，而Cha III没有正在形成恒星的迹象。我们的目标是确定导致Cha I和III中恒星形成活动水平非常不同的驱动因素，并研究其中无星核心的动力学状态和可能的演化。用APEX和Mopra在各种分子转变中进行观察。在Cha I中有五个核心受到重力束缚，在Cha III中有一个。在Cha I中的8-17个核心和Cha III中的2-5个核心中可以看到坠落的迹象，这导致Cha I中13-28%的核心和Cha III中10- 2 - 5%的核心正在收缩，并可能成为星前的。未来的动力学相互作用的核心将不会动态显着的Cha I或III，但子区域Cha I北可能会经历碰撞的核心之间的约0.7万年。在两个云的核心中的湍流耗散被认为是在高密度示踪剂N2 H + 1-0和HC 3 N 1 - 0 -9。在茶I核心内部的贫化的证据被认为是在C17 O，C18 O和C34 S的丰度分布。收缩和静态化学模型表明，HC 3 N N2 H+丰度比是一个很好的演化指标，在星前阶段的重力约束和非约束的核心。在这些模型的框架下，我们发现，在茶III和茶I南部的核心是在一个类似的演化阶段，化学演化比茶I中部地区。测得的HC 3 N/N2 H+丰度比和Cha III无星核心收缩运动的证据表明，Cha III比Cha I中心年轻，它的一些核心可能在未来…
2014-11-13 astro-ph.GA
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
Small-scale structure in the Rosette molecular cloud revealed by Herschel
我们提出了一个初步分析的小尺度结构中发现的新的70-520微米的玫瑰花分子云（RMC），获得与SPIRE和PACS仪器的赫歇尔空间天文台的连续谱图。我们发现473块内的RMC使用一种新的结构识别算法，尺寸高达~1.0 pc的直径。与最近的斯皮策地图比较后发现，371个团块是“无星的”（没有相关的年轻恒星），而102个是“原恒星”。“利用尘埃温度的相应值，我们确定团块的质量（M_C）在-0.75 <= log（M_C/M_sun）<= 2.50的范围内。线性拟合得到的团块质谱（CMS）的高质量尾部的斜率与其他组在CO排放中识别的高质量团块的斜率一致。
2010-05-20 astro-ph.GA
Physical properties of high-mass clumps in different stages of evolution
（略）目标。为了研究大质量恒星形成过程的第一阶段，我们选择了一个以前用SEST在1.2毫米和ATNF ATCA在1.3厘米观察到的大质量团块样本。我们希望描述这些来源的物理条件，并测试它们的性质是否取决于丛的进化阶段。方法.利用ATCA，我们在NH_3（1，1）和（2，2）跃迁以及22 GHz的H_2O脉泽谱线上观察到了选定的源。氨线是一个很好的温度探头，使我们能够准确地确定质量和柱，体积和表面密度的团块。我们还收集了所有可用的数据来构建单个团块的光谱能量分布，并通过观察其最常见的路标来确定恒星形成是否已经发生，从而限制了源的演化阶段。我们拟合了1.2 mm和70微米之间的光谱能量分布与修改后的黑体推导出的尘埃温度和独立确定的质量。结果这些团块温度低（T~10-30 K）、质量大（M~10^2-10^3 Mo）、密度高（n（H2）>~10^5 cm^-3），并且具有高柱密度（N（H2）~10^23 cm^-2）。所有的团块似乎都有可能形成高质量的恒星。最大质量的团块似乎是重力不稳定的，如果唯一的支持来源对崩溃的湍流和热压，这可能表明磁场是重要的稳定。结论.在研究了平均性质如何依赖于源的演化阶段之后，我们发现温度和中心密度随时间逐渐增加。可能拥有ZAMS恒星的源显示出体积密度的径向依赖性更陡，并且往往比无星团块更紧凑。
2013-07-18 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and the degree of ionisation in massive clumps within infrared dark clouds
（删节）我们的目标是确定与IRDC相关的七个巨大团块样本中CO消耗、氘分馏和电离的程度。用APEX望远镜观测了C17 O（2-1）、H13 CO+（3-2）、DCO+（3 -2）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）向团簇的跃迁。CO分子在观察到的团块中似乎没有明显耗尽。DCO+/HCO+和N2 D +/N2 H+柱密度比分别约为0.0002-0.014和0.002-0.028。前者的比例被发现作为气体动力学温度的函数减少。一个简单的化学分析表明，电离度的下限在x（e）~10^{-8}-10 ^{-7}的范围内，而估计的上限在几个10^{-6}到~10^{-4}的范围内。x（e）的下限意味着H2的宇宙射线电离率在zeta_H2~10^{-17}-10 ^{-15} s^{-1}之间。这是迄今为止报告的大规模IRDC的x（e）和zeta_H2的首次估计。在观测到的来源中，CO没有耗尽的发现符合这样一个事实，即它们显示了恒星形成活动的证据，据信恒星形成活动将CO从冰粒地幔释放回气相。观察到的氘化程度低于低质量的无星核心和原恒星包层。随着温度的升高，氘的减少可能反映了团簇的演化。另一方面，与年轻的高质量恒星的关联可以将zeta_H2和x（e）提高到通常在低质量恒星形成区发现的水平之上。在我们观测到的尺度上，双极扩散不可能是团块演化的主要驱动力，除非它发生在>>10^6年的时间尺度上…
2011-08-29 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: I. CO depletion and isotopic ratios
在低质量的制度，它被发现，在冷无星核心的气相碳轴承分子丰度迅速减少，随着密度的增加，作为分子形成地幔尘埃颗粒。我们研究了从ATLASGAL 870微米调查中选择的102个大规模团块中的CO耗尽，并研究了其与演化阶段和源物理参数的相关性。此外，我们还研究了银河系内部[12 C]/[13 C]和[18 O]/[17 O]同位素比值的梯度，以及团簇的维里稳定性。我们使用CO同位素的低J发射线和尘埃连续发射来推断耗尽因子fD。RATRAN一维模型也被用来确定fD和调查的存在下，耗尽以上的密度阈值。同位素比值和光学厚度的推导与贝叶斯方法。我们发现了大量具有大fD的团块，高达~20。较大的值被发现为较冷的团块，从而为早期的进化阶段。对于大规模的团块在最早阶段的演变，我们估计该地区的半径CO耗尽是重要的是一个PC的十分之几。团被发现与总质量来自尘埃连续排放高达~20倍以上的维里质量，特别是在发展较少的来源。这些大的值可以部分地解释的存在的耗尽：如果CO排放主要来自低密度的外层，分子可能是亚热激发，导致高估的尘埃质量。高质量团块中的CO消耗似乎表现为在低质量制度，与较少进化的团块显示出更大的值比他们更发达的同行，并增加更密集的来源的消耗。的C和O同位素比值与以前的测定是一致的，并表现出很大的内在分散。
2014-07-08 astro-ph.GA
Synthetic observations of H$_2$D$^+$ towards high-mass starless cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是形成阶段的潜在良好指标。因此，对这些氘代分子的适当观察是至关重要的，但仍然很难执行。在这项工作中，我们测试的过渡o-H $_2$ D $^+(1_{10}$ - $1_{11})$的可观测性，使用合成源，以了解如何通过干涉仪和单碟望远镜的观测反映的物理特性。为了进行这样的测试，我们后处理的磁流体动力学模拟塌陷磁化核心使用辐射转移代码POLARIS。使用由此产生的强度分布作为输入，我们在不同的进化时间进行了单碟（APEX）和干涉（ALMA）合成观测，始终模仿现实的配置。最后，列密度推导出我们的模拟与以前进行的实际观测进行比较。我们的推导o-H $_2$ D $^+$与文献中报道的值一致，在10 $^{\!10-11}$ cm $^{\!-2}$和10 $^{\!12-13}$ cm $^{\!-2}$的范围内，分别为单碟和干涉测量。
2019-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core: Near-Infrared Polarimetry of FeSt 1-457
磁场被认为在控制致密气体和尘埃凝聚的稳定性和收缩方面起着重要作用，导致恒星和行星系统的形成。在本研究中，FeSt 1-457是一个冷的无星分子云核，它的磁场是根据185颗背景恒星在被尘埃二向色吸收后的偏振近红外线与核中的磁场对准而成的。一个明显的“沙漏形”磁场被确定在核心的区域，这被解释为磁场结构扭曲的质量凝聚在一个无星的核心的第一个证据。本研究中获得的磁场线的陡峭曲率表明，畸变主要是在致密核的形成阶段产生的。推导出的质量-磁通量比表明，核心是在磁超临界状态。但是，如果考虑到热支持和湍流支持的额外贡献，则可以认为核心的稳定性处于近临界状态。磁场的进一步扩散和/或湍流耗散将导致核心动力学坍缩的开始。磁场线的方向和核的伸长之间的几何关系被发现与在磁场的影响下形成类太阳恒星的理论预测非常一致。
2017-07-03 astro-ph.GA
A Massive Prestellar Clump Hosting no High-Mass Cores
红外暗云（IRDC）G028.23-00.19拥有一个大质量（1，500 Msun），冷（12 K）和3.6-70 um的红外暗团（MM 1），有可能形成高质量恒星。我们用SMA（~3.5”分辨率）和JVLA（~2.1”分辨率）观测了这个星前星团候选者，以表征高质量恒星形成的早期阶段并限制理论模型。在1.3毫米波长的尘埃辐射揭示了5个质量<15兆太阳的核心。目前，没有一个核心具有质量储存器，可以在星前阶段形成高质量恒星。如果MM 1星团最终形成高质量恒星，其嵌入的核心必须随着时间的推移聚集大量的额外质量。在CO（2-1）和SiO（5-4）跃迁中没有检测到分子流出，表明SMA核是无星的。用NH_3（1，1）线确定了气体的速度弥散为跨音速或轻度超音速（Δ V_nt/Δ V_th ~1.1-1.8）。核心并不像一些大质量恒星形成理论预测的那样是高度超音速的。嵌入的核心质量是团块热金斯质量的4到7倍，最大质量的核心（SMA 1）比团块湍流金斯质量小9倍。这些值表明，既不是热压力，也不是湍流压力占主导地位的MM 1的碎裂。低维里参数的核心（0.1-0.5）表明，他们不是在维里平衡，除非强磁场约1-2 mG的存在。我们讨论了高质量恒星形成的背景下，基于IRDC G028.23-00.19，一个研究案例，被认为是代表的分子云，将形成高质量恒星的初始碎片。
2017-04-26 astro-ph.GA
Thermal Starless Ammonia Core Surrounded by CCS in the Orion A Cloud
我们用甚大阵列对CCS中猎户座A巨型分子云中的两个无星分子云核心TUKH 083和TUKH 122以及氨（NH $_3$）发射进行了成像。TUKH 122含有一个NH $_3$核“TUKH 122-n”，其是细长的并且具有平滑的椭圆形边界。在观察到的地方，CCS排放围绕NH $_3$核心。这种配置类似于金牛座无星核心L1544中的N $_2$ H $^+$和CCS分布，这是一个经过充分研究的致密星前核心的例子，表现出坠落运动。TUKH 122-n的NH $_3$发射线的线宽很窄（0.20 km s $^{-1}$），因此主要由热运动控制。在NH $_3$中，核边界的平滑椭圆形状和窄线宽似乎暗示TUKH 122-n是动态松弛和静止的。TUKH 122-n在动力学温度（10 K）、线性尺寸（0.03 pc）和维里质量（$\sim$ 2 $M_{\odot}$）方面与L 1544相似。我们的研究结果强烈表明，TUKH 122-n正处于恒星形成的边缘。TUKH 122-n嵌入在0.2 pc质量（维里质量$\sim$ 30 $M_{\odot}$）的湍流母核中，而L1544 NH $_3$核心嵌入在0.2 pc质量较小（维里质量$\sim$ 10 $M_{\odot}$）的热母核中。TUKH 083在NH $_3$中的分布较为复杂，而在CCS中未检测到TUKH 083。CCS发射到TUKH …
2014-06-04 astro-ph.GA
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core II: 3D Magnetic Field Structure of FeSt 1-457
分子云和分子核的三维磁场信息对于揭示分子云和分子核在重力作用下的运动学稳定性（磁支撑）具有重要意义，而这是研究恒星形成初始条件的基础。在目前的研究中，致密的无星核心FeSt 1-457的三维磁场结构的基础上确定的近红外偏振观测的二向色偏振的背景恒星和简单的三维建模。利用获得的$45^{\circ}\pm10^{\circ}$的视线磁倾斜轴$θ_{\rm inc}$的角度和先前确定的$23.8\pm12.1$ $μ{\rm G}$的天空平面磁场强度$B_{\rm pol}$，导出FeSt 1-457的总磁场强度为$33.7\pm18.0$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流载体评估的FeSt 1-457的临界质量为${M}_{\rm cr} = 3.70\pm0.92$ ${\rm M}_{\odot}$，其与观察到的核心质量$M_{\rm core}=3.55\pm0.75$ ${\rm M}_{\odot}$相同。因此，我们得出结论，FeSt 1-457的稳定性处于接近临界状态的条件下。没有下沉的气体运动，也没有相关的年轻恒星，核心被认为处于恒星形成的最早阶段，即，在达到超临界状态后，动力学崩溃开始之前的阶段。这些特性将使FeSt 1-457成为未来研究恒星形成初始条件的最佳无星核心之一。
2017-10-15 astro-ph.GA
Massive star formation in the GMC G345.5+1.0: Spatial distribution of the dust emission
我们试图对GMC G345.5+1.0内的恒星形成进行全面的普查。这片云位于银道面上方一度，距离太阳1.8千秒差距，因此在视线方向上几乎没有尘埃的叠加，从而最大限度地减少了识别单个团块时的混淆效应。我们使用安装在SEST上的瑞典ESO亚毫米望远镜成像测辐射热计阵列观察了整个GMC的1.2 mm连续辐射。观测的空间分辨率为0.2 pc，覆盖天空中的1.8度\times 2.2度，噪声为20 mJy/光束。我们确定了201个团块，其直径在0.2到0.6 pc之间，质量在3.0到1.3 \times 10^3 Msun之间，密度在5 \times 10^3到4 \times 10^5 cm^-3之间。这些团块的总质量为1.2 \times 10^4 Msun，因此形成这些团块的效率（以团块总质量与GMC总质量的比值估算）为0.02。质量在10 ~ 10^3 Msun之间的团簇质量分布符合幂律dN/dM与M^-α成正比，光谱质量指数α为1.7+/-0.1。根据它们的质量分布，团块似乎不是单个恒星的直接祖先。比较1.2毫米的连续辐射与中途空间实验（MSX）和斯皮策卫星拍摄的红外图像，我们发现至少有20%的团块正在形成恒星，最多80%是无星的。6个与红外天文台点源相关的恒星形成区嵌在团块中，其平均密度约为10^5 cm^-3，光度大于10^3 Lsun，光谱能量分布可以用两种尘埃成分在28+/…
2011-10-29 astro-ph.GA
Physical and chemical modeling of the starless core L1512
无星核中的氘分馏给了我们一个估计其寿命尺度的线索，从而使我们能够区分不同的核形成动力学理论。核心似乎也受到差异N2和CO的消耗，这是没有预期的模型。我们的目标是做一个调查的10个核心，以估计他们的寿命尺度和详细的耗尽配置文件。在巨蛇座的L183之后，我们展示了系列的第二个云，御夫座的L1512。为了限制寿命尺度，我们进行化学建模的氘化配置文件在L1512的基础上，从近红外观测和非本地热平衡辐射传输与N2 H+，N2 D+，DCO+，C18 O，和13 CO，加上H2 D+（1 $_{10}$ -1 $_{11}$）多线观测的尘埃消光测量。我们发现一个峰值密度为1.1 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$和中心温度为7.5 $\pm$ 1 K，这是分别高于和低于以前的尘埃排放研究。在L1512中，N2 H+和N2 D+的消耗因子分别为27个$^{+17}_{-13}$和4个$^{+2}_{-1}$，介于另外两个更先进、密度更大的无星堆芯L183和L1544之间。这些因素还表明，与其他两个相比，L1512中的N2类似冻结，尽管峰值密度低一到两个数量级。用化学模型反演CO和N2丰度剖面，发现CO的贫化因子为$\sim$ 430-870，N2剖面与CO相似，而与L183不同。因此，L1512可能已经存在了足够长的时间，以至于N2化学已经达到稳定状态。N2 H+建模仍然是评…
2020-02-18 astro-ph.GA
On the shape of the mass-function of dense clumps in the Hi-GAL fields. I. SED determination and global properties of the mass-functions
恒星形成于密集的尘埃分子云中，但人们对它们的起源和演化知之甚少。特别是，这些团块的质量分布（也称为“团块质量函数”或CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的关系仍然知之甚少。为了辨别CMF的“真实”形状，并更好地了解CMF如何向IMF演变，需要大量真实的前恒星和原恒星团块样本。赫歇尔空间天文台（HSO）的敏感观测现在使我们能够在不同的物理条件下观察各种云中的大团块种群。我们分析了两个领域的银河平面映射的HSO在其科学演示阶段，作为更完整和公正的赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）的一部分。这些字段经过源提取和通量估计管道，这使我们能够获得具有数千个团块的样本。使用颜色和位置标准分离无星和原恒星团块，以找到与MIPS 24微米源一致的团块。我们描述的概率密度函数的幂律和对数正态模型，用于拟合CMFs，然后我们找到他们的最佳拟合参数。对于对数正态模型，我们将几种统计技术应用于数据并比较它们的结果。两个SDP场的CMF显示出非常相似的形状，但质量尺度非常不同。这种相似性是由幂律或对数正态模型的最佳拟合参数值证实的。幂律模型导致几乎相同的CMF斜率，而对数正态模型表明CMF具有相似的宽度。相似的CMF形状，但不同的质量尺度代表了两个区域恒星形成的整体过程非常不同的证据。
2012-09-20 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
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
An ALMA study of the massive molecular clump N159W-North in the Large Magellanic Cloud: A possible gas flow penetrating one of the most massive protocluster systems in the Local Group
大麦云星云中的大质量致密团块可以成为探索人口稠密星团形成的重要实验室。我们报告多尺度ALMA观测的N159 W-北集群，这是最CO在银河系中的密集区域。高分辨率CO同位素和1.3毫米连续观测，角分辨率为$\sim$ 0。“25（$\sim$ 0.07 pc）揭示了在主脊丛内有CO流出的五个以上的原恒星源。其中一个热连续源，MMS-2，显示出特别大质量/致密的性质，其总H $_2$质量和峰值柱密度分别为$\sim$ 10 $^{4}$ $M_{\odot}$和$\sim$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，并拥有大质量（$\sim$ 100 $M_{\odot}$）的无星核心候选者，被确定为它的内部子结构。包含这个源的主脊可以被归类为本星系群中最大的原星团系统之一。CO高分辨率观测发现了几个明显的对流云从恒星形成点向南延伸。具有较大视场的CO（1-0）数据集揭示了一个锥形的，$\sim$ 30 pc长的复杂向北延伸的方向。这些特征表明，大规模的气体压缩事件可能产生了巨大的恒星形成复合体。基于N159 W-北复杂的惊人的相似性和以前报道的其他两个高质量的恒星形成云在附近的地区，我们提出了一个$"$泪滴流入模型$"$，解释了同步，极端的恒星形成整个$>$ 50 pc，包括最大的原星团团块在本地组之一。
2022-04-30 astro-ph.GA
Multiwavelength study of the G345.5+1.5 region
恒星形成区通常在银河系巡天的背景下进行研究，但当研究范围超出巡天区域时，有时需要专门的观测。在这里，我们研究了G345.5+1.5区域，该区域位于银河平面上方，以了解其恒星形成特性。我们结合LABOCA和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）的过渡线观测，辅以Hi-GAL和$\it{Spitzer}$ -GLIMPSE巡天，研究了该区域的恒星形成。我们使用Clumpfind算法从870个$μ$ m和$^{12}$ CO（4 $-$ 3）数据中提取团块。在36厘米的无线电发射被用来估计HII区的数量，并从870 $μ$ m的自由-自由发射中去除污染。我们采用颜色-颜色图和光谱能量分布斜率来区分星前和原恒星团块。我们通过维里参数研究了丛的有界性。最后，我们估计了该区域的恒星形成效率和恒星形成率，并使用Schmidt-Kennicutt图来比较其形成恒星的能力。在我们使用MGPS-2星表发现的13个射电源中，发现7个与对应于晚B星或早O星的HII区域相关。我们发现了45 870个$μ$ m团块和107个$^{12}$ CO团块。超过50%的团块是原恒星和有界的，能够主持恒星的形成。高SFR和SFR密度值与该区域相关，SFE为百分之几。通过亚毫米波、CO跃迁和短波长红外观测，我们的研究揭示了朝向G345.5+1.5的大质量恒星、原恒星和无星团块。因此，这个区域正在活跃地形成恒星，它在施密特…
2019-01-30 astro-ph.GA
ALMA reveals sequential high-mass star formation in the G9.62+0.19 complex
来自大质量恒星的恒星反馈（例如，H{ \sc ii}区域）可以强烈地影响周围的星际介质并调节恒星的形成。我们新的ALMA观测揭示了连续的高质量恒星形成发生在G9.62+0.19复合体中的一个亚维里星系团（G9.62团）内。ALMA探测到的12个致密核（MM 1-12）处于非常不同的演化阶段，从无星核阶段到UC H{ \sc ii}区阶段。三个致密核（MM 6、MM 7/G、MM 8/F）与流出相关联。与MM 7/G和MM 8/F相关的外流质量-速度图可以很好地拟合破缺的幂律。与MM 8/F相关的SiO外流的质量-速度图比其他外流示踪剂（例如，CO，SO，CS，HCN），表明SiO跟踪新冲击的气体，而其他分子线（例如，CO、SO、CS、HCN等）主要跟踪环境气体。5个核心（MM 1，MM 3，MM 5，MM 9，MM 10）是大质量无星核心候选者，其质量估计大于25 M $_{\sun}$，假设尘埃温度为$\leq$ 20 K。从H{ \sc ii}区（“B”\“C”）向西扩张的激波可能对G9.62团簇产生巨大影响，将其压缩成丝状，并导致核心坍缩，从而导致连续的恒星形成。我们的研究结果表明，来自H{ \sc ii}区域的恒星反馈可能会提高恒星形成效率，并抑制邻近预先存在的大质量团块中的低质量恒星形成。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis. Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个目录的星前和无星的核心内的日冕南分子云测光数据从赫歇尔空间天文台。在距离d~130 pc的地方，南冕座是最近的恒星形成区之一。Herschel用SPIRE和PACS测光相机以并行模式拍摄了南冕的多波长数据，波长范围为70 μm至500 μm。一个完整的样本的无星和星前核心和嵌入的原恒星被确定。赫歇尔-古尔德带巡天的其他结果显示了致密核心的分布与分子云内部的对流结构之间的空间相关性。我们更进一步，并显示这些核心的属性和它们在云内的空间分布之间的相关性，特别关注密集核心的质量分布相对于它们的邻近。我们发现，只有低质量的无星核心远离暗条形成，而所有高质量的星前核心都靠近暗条结构形成，或者直接形成在暗条结构上。这一结果支持了星前核主要形成于星丝上的范例。我们分析了整个分子云的质量分布，发现证据表明，皇冠周围的区域似乎是在一个更动态的先进的进化阶段，云内的其余团块。
2018-01-23 astro-ph.GA
Probing the initial conditions of high-mass star formation -- IV. Gas dynamics and NH$_2$D chemistry in high-mass precluster and protocluster clumps
恒星形成的初始阶段是一个复杂的区域研究，因为它的密度高，温度低。在这样的条件下，许多分子通过冻结在尘埃颗粒上而从气相中耗尽。然而，氘代物质可以保持气态，因此是理想的示踪剂。我们调查的气体动力学和NH $_2$ D化学在8个大规模的前/原团簇块。我们分别用PdBI和VLA给出了8个团簇的NH $_2$ D 1 $_{11}$-1 $_{01}$（85.926 GHz）、NH $_3$（1，1）和（2，2）观测结果。结果表明，氘分馏与动力学温度之间的分布在$T_{\rm kin}=16.1$ K附近有一个数密度峰，NH-$_2$-D核主要位于13.0 ~ 22.0 K之间。我们检测到七个极高的氘分馏的$1.0 \leqslant D_{\rm frac} \leqslant 1.41$的情况。我们发现，NH $_2$ D发射似乎并不完全符合尘埃连续或NH $_3$峰的位置，但往往围绕恒星形成的活动区。这表明NH $_{2}$ D已经被中心的年轻恒星天体（YSO）由于加热而破坏。检测到的NH $_2$ D线非常窄，中值宽度为$\rm 0.98\pm0.02 km/s$。被提取出来的NH $_2$ D核心是引力束缚的（$α_{\rm vir} < 1$），可能是星前或无星的，并且可能形成中等质量或高质量的恒星。用NH $_3$（1，1）作为动力学示踪剂，我们发现了非常复杂的动力学运动，它可…
2020-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
