MOLLId: software for automatic identification of spectral molecular lines in the sub-millimeter and millimeter bands and its application to the spectra of protostars from the region RCW 120
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Ural Federal University named after the first President of Russia B. N. Yeltsin（叶利钦乌拉尔联邦大学）
MOLLId软件通过多级比较光谱数据库实现分子线自动识别，用于分析RCW 120原恒星光谱，发现双组分结构并估计物理参数。
2025-10-09 astro-ph.GA
Model of the expansion of H II region RCW 82
本文旨在解决在RCW 82 H { \small II}区观测到的年轻天体的形成问题。在一个经典的触发模型的框架中，估计的碎裂时间大于H { \small II}区域的估计年龄。因此，年轻的天体不可能在H { \small II}区域的动力学演化过程中形成。我们提出了一个新的模型，有助于解决这个问题。该模型表明H { \small II}区域RCW 82嵌入在比周围的星际介质更致密的有限尺寸的云中。根据这个模型，当电离激波前沿离开云时，它会导致形成一个加速的致密气体壳层。在加速壳层中，瑞利-泰勒（R-T）不稳定性的影响占主导地位，观测到的约3 pc量级的扰动增长的特征时间为0.14百万年，这小于H { \small II}区域的估计年龄。总时间$t_{\sum}$，即H { \small II}区域到云边缘的膨胀时间、R-T不稳定性增长时间和自由降落时间之和，估计为$0.44<t_{\sum} < 0.78$ Myr。我们的结论是，在H { \small II}区域RCW 82中的年轻天体可能是由于R-T不稳定性而形成的，随后碎裂成大尺度凝聚。
2014-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar population of the young massive cluster RCW 36 in Vela
Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Université de Bordeaux（波尔多大学）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等教育研究院）；NSF NOIRLab/Vera C. Rubin Observatory（美国国家科学基金会NOIRLab/维拉·C·鲁宾天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心）；Canada-France-Hawaii Telescope Corporation（加拿大-法国-夏威夷望远镜公司）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
该研究通过分析 RCW 36 星团的 IMF 和恒星-褐矮星比值，揭示了其亚恒星群体的分布特征及可能的原始质子分离现象。
2026-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Gas and X-rays toward the Young Supernova Remnant RCW 86; Pursuit of the Origin of the Thermal and Non-Thermal X-ray
我们已经分析了原子和分子气体使用21厘米HI和2.6/1.3毫米CO的排放对年轻的超新星遗迹（SNR）RCW 86，以确定星际介质与SNR的冲击波相互作用。我们已经发现了一个HI强度抑郁症之间的$-46$和$-28$公里秒$^{-1}$朝向SNR的速度范围内，这表明在星际介质的空腔。HI腔与热发射和非热发射X射线壳重合。热X射线与HI分布的边缘重合，这表明了一个强的密度梯度，而非热X射线被发现朝向密度较低的HI腔的内部。最显著的非热X射线出现在壳的西南部，那里的HI气体追踪着致密和寒冷的成分。我们还确定了一氧化碳云，这可能是相互作用的SNR冲击波在相同的速度范围内的HI，虽然CO云只分布在有限的一部分的SNR壳。最大的云位于壳的东南部，显示出与热X射线的详细对应。这些CO云显示出增强的CO $J$ = 2-1/1-0的强度比，表明激波前缘的加热/压缩。我们解释了激波-云相互作用增强了西南部的非热X射线，而热X射线是由密度为10-100 cm $^{-3}$的激波加热气体发射的。此外，我们可以清楚地看到CO云周围的HI包层，这表明其前身的风比核心坍缩SNR RX J1713.7 $-$ 3949的大质量前身的风弱。RCW 86的前身似乎是一个由一颗白矮星和一颗具有低速吸积风的低质量恒星组成的系统。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A near-infrared study of the star forming region RCW 34
本文报道了利用位于萨瑟兰的1.4米IRSF望远镜对与RCW 34星形成区有关的6.7 GHz甲醇脉泽为中心的$7.8 \times 7.8$弧分$^2$区进行近红外成像研究的结果。总共有1283个物体同时在J，H和K中被检测到，曝光时间为10800秒。J-H，H-K双色图显示了超过700个物体的强烈浓度，这些物体的颜色与红化的经典金牛T星的颜色相似。K { \it vs} J-K色星等图上天体的分布也表明，1283个天体中有相当一部分是低质量的主序前恒星。我们还提出了光度函数的子集约700主序恒星，并表明，它表明正在进行的恒星形成活动约$10^7$年。对前主序星空间分布的研究表明，星群中较暗（较老）的部分在观测区域内更为分散，而较亮（较年轻）的子集则更集中在O8.5V星的位置周围。这表明O8.5V恒星和两颗早期B型恒星对它们形成的星云的其余部分的物理影响，可能在RCW 34中最近的恒星形成事件的开始中发挥了作用。
2012-05-03 astro-ph.GA
Possible Evidence for Cosmic-Ray Acceleration in the Type Ia SNR RCW 86: Spatial Correlation between TeV Gamma rays and Interstellar Atomic Protons
我们提出了一个详细的形态学研究TeV的伽马射线，同步辐射，和星际气体在年轻的Ia型超新星遗迹（SNR）RCW 86。我们发现星际原子气体与γ射线具有良好的空间相关性，表明来自RCW 86的TeV γ射线可能主要来自强子。相反，星际分子云和TeV伽马射线之间的空间相关性是穷人在东南壳的SNR。我们认为，这种相关性差的原因是由于~ 10-100 $μ$ G的稠密分子云周围的湍流磁场增强，导致低能宇宙线（~ 1 TeV）不能穿透稠密分子云。我们还发现，西南壳，这是明亮的同步加速器X射线和无线电连续辐射，显示出显着的伽马射线过剩相比，星际质子柱密度，这表明轻子伽马射线通过逆康普顿散射可能有助于随着强子伽马射线。年轻的TeV伽马射线超新星$-$ RX J1713.7 $-$ 3946、Vela Jr、HESS J1731 $-$ 347和RCW 86 $-$的宇宙射线总能量大致相似，这表明宇宙射线可以在核心坍缩和Ia型超新星中被加速。宇宙射线的总能量由气体密度~ 10 $^{48}$ -10 $^{49}$ erg导出，给出了一个安全的下限，这主要是因为壳层内星际气体的填充因子很低。
2019-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation around RCW 120, the perfect bubble
我们利用RCW 120的非常简单的形态-一个完美的气泡-来了解触发HII区域周围恒星形成的机制，并确定那里形成了什么样的恒星。我们提出了870微米的RCW 120的观测，获得的APEX-LABOCA相机。这些照片显示了冷尘埃的分布，因此也显示了中性物质的分布。我们使用斯皮策-MIPS观测在24和70微米，以检测年轻的恒星物体（YSO）存在于这一地区，并估计其演化阶段。一层致密的中性物质围绕着HII区域，在该区域的膨胀过程中被席卷。这一层的质量大于2000个太阳质量，并且是碎片化的，大量碎片沿着电离前沿（IF）延伸。我们测量了138个源的24微米通量。其中，39个是在收集层的方向上观察到的I类或平谱YSO。我们发现，几个触发机制同时在扫壳，在那里他们形成了第二代恒星。没有发现大规模的YSO。然而，一个巨大的，紧凑的870微米的核心位于邻近的IF。在相同位置处检测到70微米的源，而没有24微米的对应物。该源很可能是0级YSO的候选源。同样在24微米处，我们在最大质量碎片的方向上检测到平行于IF的大约十个规则间隔的I类或平坦光谱源的链。我们认为这些YSO的形成是Jeans引力不稳定性在收集层的结果。最后，870微米发射、24微米发射和H α发射显示在RCW 120周围存在扩展的和部分电离的光解离区域。
2009-02-05 astro-ph.GA
Molecular gas in the compact H{\sc ii} region RCW 166; possible evidence for an early phase of cloud-cloud collision prior to the bubble formation
年轻的HII区是研究O星形成的重要场所，它是基于电离气体和分子气体的分布。利用JCMT CO高分辨率巡天（COHRS）观测的$^{12}$ CO（$J$ =3- 2）辐射，我们发现两个位于$\sim 48$ km s $^{-1}$和$\sim 53$ km s $^{-1}$的分子云与RCW 166的HII区G018.149-00.283有关。G018.149-00.283包括在8 $μ$ m处的亮环和环内的扩展HII区域。$\sim 48$ km s的$^{-1}$云描绘了环，而$\sim 53$ km s的$^{-1}$云位于环内，表明两种分子成分之间的互补分布。我们提出了一个假设，G018.149-00.283内的高质量恒星是在云-云碰撞中触发形成的，预计速度间隔为$\sim 5$ km s $^{-1}$。我们认为，G018.149-00.283是在一个早期的演化阶段，$\sim 0.1$ Myr碰撞后，根据[hab 92]的方案，这将是一个气泡形成阶段，如RCW 120。我们还认为，附近的HII区N21和N22可能是云-云碰撞形成的气泡的候选者。[ino 13]通过磁流体动力学数值模拟表明，界面气体变得高度湍流，并实现了$10^{-3}$-$10^{-4}$ $M_{\odot}$ $/$ yr的高质量吸积率，这为O星的形成提供了解释。RCW 166中相当高频率的云-云…
2018-02-15 astro-ph.GA
Investigating star-formation activity towards the southern HII region RCW 42
在HII区域RCW 42的恒星形成活动的研究使用多个波段，从近红外到无线电波长。位于5.8千秒差距，这个南部地区的辐射热光度为1.8 $\times$ 10 $^6$ L $_{\odot}$。已使用印度的巨型米波射电望远镜在610和1280兆赫的低无线电频率下对电离气体发射进行了成像，并显示了HII区域的大片区域，横跨$20\times 15$ pc $^2$。在该地区的平均电子数密度估计为$\sim70$ cm $^{-3}$，这表明云的平均电离分数为$11\%$。利用2 MASS和斯皮策巡天的数据，在该区域发现了一个扩展的绿色天体EGO G274.0649-01.1460和几个年轻的恒星天体。使用赫歇尔太空望远镜探测了相关分子云的尘埃排放，揭示了该区域存在5个团块，C1-C5。从ALMA图中1.4 mm处的C1方向上发现了质量分别为380和390 M $_{\odot}$的两个毫米发射核。根据与各种恒星形成示踪物的关联，对这些团块的演化阶段进行了研究，发现所有团块都处于活动/演化阶段。
2022-07-29 astro-ph.GA
ALMA observations of RCW 120 Fragmentation at 0.01pc scale
人们对高质量恒星是如何形成的知之甚少。银河系中大约30%的年轻大质量恒星位于电离区（HII）的边缘。因此，这些地方是研究大质量恒星形成的最早阶段的首选，特别是对最大质量的凝聚。毫米级的高空间分辨率观测可能会揭示这些恒星是如何形成的，以及它们是如何聚集质量的。我们希望研究在HII区RCW~120西南边缘观测到的最大质量凝聚体中0.01~pc尺度的碎裂过程，在那里最大质量的Herschel核（平均$\sim$ 124~ $M_{\odot}$）可以形成高质量恒星。利用ALMA对RCW~120最密集、质量最大的毫米凝聚（凝聚1）的3~mm连续观测资料，采用getimages和getsources算法提取ALMA探测到的源，并求出其物理参数。通过分析赫希核的金斯质量，讨论了赫希核的碎裂过程，以了解未来恒星的性质。从Herschel探测到的8个岩心的ALMA连续观测中，提取了18个3~mm的碎片，其质量和去卷积尺寸分别为2~ $M_{\odot}$ ~ 32~ $M_{\odot}$和1.6~ 28.8 mpc。对于热金斯碎片，观察到的低碎片程度表明观察到的碎片与理想的引力碎片不一致，应该添加湍流或磁场等其他成分来解释它。最后，碎片的质量范围表明RCW~120的致密凝聚是形成高分子的有利场所。与核2的27~ $M_{\odot}$片段1有关的可能存在UCHII区的质量星。
2018-07-31 astro-ph.GA
Star forming regions linked to RCW78 and the discovery of a new IR bubble
为了研究与恒星风气泡RCW 78的膨胀分子包层中确定的两个恒星形成区域有关的分子和尘埃团的存在，我们分析了分子气体和冷尘埃的分布。为了完成这项研究，我们分别使用LABOCA和SHeFI-1仪器在APEX望远镜上进行了870 μm和13 CO（2-1）线观测，并分析了70，160，250，350和500 μm的Herschel图像。这些观测使我们能够识别出与B区（命名为南部团块）和C区（团块1和2）以及细长的丝状体有关的冷尘埃团块。分子气体被清楚地探测到与南丛和暗条有关。分子气体的速度与RCW 78膨胀包层中稠密气体的位置是一致的。我们估计尘埃的温度和总质量的尘埃凝结在不同波长的远红外线和从分子线使用LTE和维里定理的排放。通过不同方法获得的质量在2-6的因子内一致。年轻恒星的CC图和SED分析证实了尘埃区中存在中低质量的YSO，表明存在中等恒星形成。特别是，一个集群的红外线源被确定内的南部集群。8 μm的IRAC图像显示存在一个半径为16角秒的红外尘埃泡，可能与位于4kpc的O型星HD 117797有关。近红外和中红外辐射的分布表明，暖尘与气泡有关。
2013-10-31 astro-ph.GA
Complex organic molecules in the young hot core RCW 120 S2
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Astro Space Centre, Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所航天中心）
基于APEX 1.3 mm高灵敏度观测，分析了热分子核RCW 120 S2的物理化学结构，揭示了丰富分子库存，包括复杂有机分子，并推导了气体温度、H₂密度和分子柱密度，发现径向分层包层，分子丰度与热核模型基本一致，但甲醇和CH₃CN存在偏差。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
$Herschel$ SPIRE-FTS observations of RCW 120
银河系HII区域的扩张可能会引发新一代恒星的形成。然而，人们对这些地区普遍存在的自然条件知之甚少。我们研究的物理条件，在特定的区域向扩大HII区域，跟踪代表性的媒体，如光解离区域，电离区域，并与和没有正在进行的恒星形成的凝聚。我们使用$Herschel$上的SPIRE傅里叶变换光谱仪（FTS）来观察HII区域RCW 120。在$190-670\,μ$ m范围内观察到连续谱和谱线。获得谱线强度和谱线比率，并将其用作气体的物理诊断。我们使用的Meudon PDR代码和RADEX代码推导出的气体密度和辐射场在九个不同的位置，包括PDR表面和区域，有和没有恒星形成活动。对于不同的区域，我们检测到$205\,μ$ m处的原子线[NII]和$370$和$609\,μ$ m处的原子线[CI]，$J=4$和$J=13$水平之间的$^{12}{\rm CO}$阶梯和$J=5$和$J=14$水平之间的$^{13}{\rm CO}$阶梯，以及吸收中的CH $ ^{+} $。我们发现气体温度在$45-250\,$ K范围内的密度$10^4-10^6\,{\rm cm}^{-3}$，和高柱密度的顺序$N_{\rm H}\sim10^{22}\,{\rm cm}^{-2}$，这是在协议与灰尘分析。原子和CH $ ^{+} $发射的普遍存在表明在整个RCW 120中存在低密度PDR。CO的高激发线表明存在辐照过…
2015-04-24 astro-ph.GA
A VLT/NACO Study of Star Formation in the Massive Embedded Cluster RCW 38
我们提出了自适应光学（AO）的近红外（JHKs）观测的深嵌入的大质量集群RCW 38使用NACO的VLT。还获得了以1.28、2.12和2.17微米波长为中心的窄带AO观测。这些观测所覆盖的面积约为0.5平方厘米，以O星RCW 38 IRS 2为中心。我们使用JHKs的颜色来识别红外过量的年轻恒星。通过与附近的控制场进行详细比较，我们发现在所有三个红外波段检测到的337颗恒星中，大多数都是星团成员（~317），基本上没有由于背景或前景来源而造成的污染。五个来源的颜色暗示深嵌入的原恒星，而53个来源只在KS检测到;他们的空间分布相对于灭绝表明他们是高度红化的集群成员。在29 +/-3%的恒星中发现了可检测的KS波段过量。为了与近红外线观测到的猎户座类似区域进行比较，应用了质量和消光削减，并重新确定了多余的分数。因此，RCW 38的超额为25 +/-5%，Orion为42 +/-8%。RCW 38 IRS 2被证明是一颗大质量双星，预计距离约为500 AU。通过2.12微米成像揭示了分子氢发射的两个区域。其中一个显示了原恒星喷流的形态学暗示，并且显然与一颗仅在H和Ks处检测到的恒星有关，之前被确定为高度模糊的X射线源。三个空间扩展的彗星状物体，暗示光蒸发盘，被确定，但只有一个是明确的直接影响RCW 38 IRS 2。国王配置文件提供了一个合理的适合集群径向密度分布和最近邻距离分析显示基…
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing simulations of ionisation triggered star formation and observations in RCW 120
像银河系HII区域RCW 120周围的气泡壳内的大规模团块，已经被解释为触发恒星形成的收集和崩溃（C&C）机制。RCW 120周围的寒冷尘埃团排列成一个几乎是球形的壳，并容纳了许多年轻的恒星物体。通过进行高分辨率，三维SPH模拟的HII区域扩展成分形分子云，我们调查是否形成大规模的团块在密集的，扫起来的外壳一定需要的C&C机制。在第二步中，我们使用RADMC-3D来计算我们模拟的合成尘埃连续排放，以便将它们与APEX-LABOCA在870微米处对RCW 120的观测进行比较。我们发现，在RCW 120中看到的一个类似的分布的团块可以很容易地解释由一个不均匀的初始分子云结构。因此，一个壳状的大质量团块的配置并不意味着C&C机制在起作用。相反，我们发现了一种混合形式的触发，它结合了C&C和辐射驱动内爆（RDI）的元素。此外，我们调查的可靠性，从他们的870微米的排放得出的团块质量。我们发现，超过100 M_sun的团块的观测估计是准确的，在一个因素的两个，即使在这些长波长，它是重要的是要考虑到辐射加热触发，嵌入原恒星。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Observations of the [CI] ($^3P_1$-$^3P_0$) emission toward the massive star-forming region RCW38: further evidence for highly-clumped density distribution of the molecular gas
利用ASTE 10 m亚毫米望远镜对银河系最年轻的超级星团RCW 38进行了碳原子$^3P_1$ - $^3P_0$精细结构谱线的观测。将检测到的[CI]发射与Fukui等人（2016）中提出的CO $J$ = 1-0图像立方体进行比较，其角分辨率为40 $^{\prime \prime}$（$\sim$ 0.33 pc）。[CI]发射在该簇中的总体分布类似于$^{13}$ CO发射的总体分布。发现[CI]发射的光学深度为$τ$ = 0.1-0.6，表明主要是光学薄发射。从[CI]积分强度到H $_2$柱密度的经验转换因子估计为$X_{\rm [CI]}$ = 6.3 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s（对于视消光：$A_V$ $\le$ 10 mag）和1.4 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km s（对于10-100 mag的$A_V$）。[CI]与CO（$N_{\rm [CI]}/N_{\rm CO}$）的柱密度比，对于10-100 mag的$A_V$，推导为$\sim$ 0.1，这与Ikeda等人（2002）提出的猎户座云一致。然而，我们的研究结果涵盖了$A_V$制度高达100马格，这是更广泛的覆盖范围内发现猎户座，达到$\sim$ 60马格。这样一个高…
2020-12-02 astro-ph.GA
Massive star-formation in the hub-filament system of RCW 117
本文结合 Herschel、ThrUMMS、GMRT 与 Spitzer 多波段数据研究 RCW 117 枢纽—纤维系统，揭示核、YSO、电离气体及物质流入特征，并支持全局层级坍缩模型。
2023-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two O2 If*/WN6 stars possibly ejected from the massive young Galactic cluster Westerlund 2
在本文中，我们报告的两个新的银河系O2 If*/WN 6星（WR 20 aa和WR 20 c），在大规模的年轻星团Westerlund 2的郊区的识别。新恒星的近红外光谱与WR 20 a和WR 21 a（迄今已知的两个最大质量的双星）的近红外光谱之间的形态相似性是显着的，这表明它们可能也是非常大质量的恒星。WR 20 aa的新的光学光谱观测表明中间O2 If*/WN 6光谱类型。基于由3.6微米Spitzer IRAC图像制作的包括RCW 49复合体部分区域的镶嵌图，我们研究了新发射线星的空间位置，发现WR 20 aa和WR 20 c距离Westerlund 2中心有很好的位移，位于约36 pc处（15.7弧分）和~ 58秒差距（25.0弧分），假设日心距为8千秒差距。同样值得注意的是，连接两颗恒星的径向矢量会在恒星密度达到最大值的地方与韦斯特伦德2星团相交。因此，我们假设一个场景中，WR 20 aa和WR 20 c有一个共同的起源在集群核心的某个地方，从他们的出生地弹出的动力相互作用与其他一些非常大质量的对象，也许在一些早期阶段的集群演化。
2011-07-25 astro-ph.GA
The young massive star cluster Westerlund 2 observed with MUSE. I. First results on the cluster internal motion from stellar radial velocities
韦斯特伦德2（Westerlund 2，Wd 2）是\ion{H}{2}区域RCW~49的中心电离星团，也是银河系中质量第二大的年轻星团（${\rm M} = (3.6 \pm 0.3)\times 10^4\,{\rm M}_\odot$）。它的年轻年龄（$\sim2\,$ Myr）和接近太阳的距离（$\sim 4\,$ kpc）使它成为研究恒星从其母体气体云中出现，大量OB星及其对气体的反馈以及气体动力学的理想目标。我们结合高分辨率的多波段测光获得的光学和近红外与\textit{Hubble}空间望远镜（HST），和VLT/MUSE积分场光谱研究气体，恒星，以及它们之间的相互作用，同时。在本文中，我们专注于一个小的，$64\times64\,{\rm arcsec}^2$区域北部的主要集群中心，我们称之为北方泡（NB），一个圆形的空腔雕刻成气体的集群区域。利用MUSE数据，我们确定了NB中从G9 III到O7.5的17颗恒星的光谱类型。这些光谱类型的估计，我们增加了2 O和5 B型星的37 OB-stars在Wd 2以前公布的普查。为了测量径向速度，我们在整个Wd 2中提取了72个恒星光谱，包括NB的17个，并表明星团成员星遵循以$(8.10 \pm 1.53)\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$和$(25.41 \pm 1.57)\,{\rm km}\,{\rm…
2018-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Third Installment
我们提供给恒星形成社区的大规模恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 3）的第三部分，汇编X射线点源检测到的14个银河系MSFR和周围领域的50个档案钱德拉/ACIS观测。MOXC 3 MSFR是NGC 2264、NGC 6193、RCW 108-IR、Aur OB 1、DR 15、NGC 6231、Berkeley 87、NGC 6357、AFGL 4029、h Per（NGC 869）、NGC 281、Onsala 2S、G305和RCW 49（Wd 2）;它们的距离为0.7 kpc至4.2 kpc。大多数的年轻恒星星族呈现出成团或成簇的状态;有几个包含至少两个截然不同的大质量年轻星团。MOXC 3总目录包括27，923个X射线点源。我们非常小心地识别这些领域中最微弱的X射线点源。这使我们能够消除这种点光源，揭示弥漫和包围MSFR的漫射X射线结构，通常由大质量恒星反馈的热等离子体产生。正如我们在MOXC 1和MOXC 2中所发现的，在所有MOXC 3 MSFR中，漫射X射线发射都是可追踪的;在这里，我们进行光谱拟合以研究选定漫射区域的起源。MOXC 3再一次显示了Chandra支持的MSFR高空间分辨率X射线研究的价值。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
WTP$\,$10aaauow: Discovery of a new FU Ori outburst towards the RCW$\,$49 star-forming region in NEOWISE data
本文报告在NEOWISE数据中通过图像差分技术发现朝向RCW 49恒星形成区的一次大幅度中红外爆发WTP 10aaauow，结合光学/近红外测光与光谱分析确认其为FU Ori型爆发，并揭示了爆发前后的恒星与尘埃结构特征。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
FEEDBACK: a SOFIA Legacy Program to Study Stellar Feedback in Regions of Massive Star Formation
FEEDBACK是SOFIA的一个遗留计划，致力于研究大质量恒星与其环境的相互作用。它在CII的158 $μ$ m（1.9 THz）线和OI的63 $μ$ m（4.7 THz）线上对11个银河系高质量恒星形成区进行了巡天。我们使用14像素LFA和7像素HFA upGREAT仪器对这些FIR结构线进行频谱分辨（0.24 MHz）。在96小时的观测时间内，我们将覆盖$\sim$ 6700弧分$^2$，CII线的角分辨率为14.1 $''$，OI线的角分辨率为6.3 $''$。观察开始于2019年春季（周期7）。我们的目标是了解大质量恒星的不同反馈过程，如恒星风，热膨胀和辐射压力，并量化的机械能注入和辐射加热效率占主导地位的地区的动态。CII线提供了气体的运动学，并且是低到中等密度和UV场的气体的主要冷却线之一。OI线跟踪温暖和高密度的气体，激发在光解区域与强紫外线场或冲击。源样本涵盖了广泛的恒星特征，从单一的OB星，到O星的小团体，到丰富的年轻星团，到迷你星爆复合体。它包含了众所周知的目标，如天鹰座，天鹅座X区域，M16，M17，NGC7538，NGC6334，船帆座和W43，以及一系列HII区域气泡，即RCW49，RCW79和RCW120。这些CII地图，连同较少勘探的OI 63 $μ$ m线，为社区提供了出色的数据库。这些报告将作为纪念品提供，并将引发进一步的研究和后续观察。
2020-09-18 astro-ph.GA
Herschel / HIFI spectral line survey of the Orion Bar - Temperature and density differentiation near the PDR surface
光子主导区（Photon Dominated Regions，PDR）是年轻大质量恒星周围主要电离物质和主要分子物质之间的界面。对这些区域的物理和化学结构的分析可以追踪年轻大质量恒星的远紫外线辐射对其环境的影响。我们目前的结果的物理和化学结构的原型高紫外线照明的边缘上的猎户座酒吧PDR从一个公正的谱线调查，具有广泛的光谱覆盖范围。Herschel空间天文台上的HIFI仪器以1.1 MHz的分辨率获得了480-1250 GHz和1410-1910 GHz的光谱扫描。对于具有多个跃迁的分子，我们使用旋转图来获得激发温度和柱密度。对于具有单个检测到的跃迁的物种，我们使用光学薄LTE近似。在具有可用碰撞速率的物种的情况下，我们还进行了非LTE分析以获得动力学温度、H2体积密度和柱密度。在Herschel/HIFI谱线巡天中，共探测到29个分子（包括同位素体）的120条谱线，其中包括CO的11个跃迁、13 CO的7个跃迁、C18 O的6个跃迁、H2 CO的10个跃迁和H2O的6个跃迁。大多数物种的示踪动力学温度在100 ~ 150 K之间，H2体积密度在10^5 ~ 10^6 cm^-3之间。温度和/或密度在这个范围之外的物种包括H2 CO跃迁，它跟踪一个非常高的温度（315 K）和密度（1.4x10^6 cm^-3）的成分，以及SO，它对应于最低温度（56 K），这是谱线测量的一部分。所观…
2016-12-02 astro-ph.GA
The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations
我们调查的内在恒星星族（OB和主序前星的估计总数下降到0.1 Mo），目前在17个大质量恒星形成区（MSFR）调查的MYStIX项目。该研究基于超过31，000个MYStIX可能复合体成员的目录，这些成员具有盘状和非盘状种群，补偿了灭绝，星云和拥挤效应。观测灵敏度的校正是使用X射线光度函数（XLF）和近红外初始质量函数（IMF）进行的-这是一种通常不会通过年轻恒星的红外测量进行的校正。由此产生的年轻恒星星族的投影结构图，在单位的内在恒星表面密度，允许不同地区之间的直接比较。有几个区域有多个致密的团块，在大小和密度上与猎户座星云团相似。在RCW 38星团的核心发现了最高的投影密度，约为34，000颗恒星/pc ^2。表面密度的直方图显示了不同区域的不同值范围，支持了Bressert等人（2010，B10）的结论，即没有通用的表面密度阈值可以区分成簇和分布式恒星形成。然而，MSFR年轻恒星星族中有很大一部分居住在200 ~ 10，000颗恒星/pc ^2的稠密环境中（包括附近的猎户座分子云中），我们发现没有证据支持B10的结论，即这样的稠密区域形成了分布的极端“尾部”。这些地区的固有人口表中使用的年轻集群的性质和演化的同伴研究。
2015-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IRAS 08589-4714 star-forming region
我们对IRAS 08589-4714恒星形成区进行了分析。这个区域拥有候选的年轻恒星对象中确定的WISE和赫歇尔图像使用颜色指数标准和光谱能量分布（SED）。使用一维辐射转移DUSTY代码从Herschel通量模拟了一些红外源的SED和最亮源（IRS 1）的70微米径向强度分布。对于这些对象，我们估计的信封质量，大小，密度和光度，这表明他们是非常年轻的，大规模的和发光的物体在形成过程的早期阶段。WISE和2 MASS波段中的色-色图用于识别该区域中潜在的年轻天体。在WISE谱带中识别出的多环芳烃可能会受到污染。我们使用70和160微米的红外辐射分布来估计尘埃温度梯度。这表明，附近的大质量恒星形成区RCW 38，位于IRAS源位置的约10 pc，可能有助于分子气体的光解和IRAS源周围星际尘埃的加热。
2016-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Centimeter-wave Study of Methanol and Ammonia Isotopologues in Sgr B2(N): Physical and chemical differentiation between two hot cores
我们提出了新的射频干涉图的发射从14 NH3，15 NH3，和14 NH 2D同位素的氨，和12 CH 3OH和13 CH 3OH同位素的甲醇向Sgr B2（N）。在~ 3“（0.1 pc）的分辨率下，我们能够在空间上分辨来自该源中两个热核的发射，并将其与该区域紧凑的HII区域的吸收分开。第一个（N1）是众所周知的v = 64 km/s的核心，第二个（N2）是在北方6“的核心，v = 73 km/s。使用15 NH3和超精细卫星的14 NH3亚稳跃迁的排放，我们估计这些源的14 NH3列密度，并将它们与14 NH 2D进行比较。我们发现N2的氨氘代分数比N1高大约10-20倍。我们还测量了[15 NH3/14 NH3]丰度比，其在N2中明显比N1高2-3倍，这可以指示在N2中相应更高程度的氮分馏。此外，我们发现，N2的甲醇丰度比N1高7倍。总之，这些丰富的签名表明，N2是一个年轻的来源，在低温下的谷物化学特性的物种目前正在积极地从冰盖中解放出来，尚未达到化学平衡的温暖的气相。在N2中发现的NH3中的高D丰度和可能的高15 N丰度对于研究原始太阳系物质中丰度的潜在星际起源是有趣的。
2018-10-30 astro-ph.GA
Age, size, and position of H ii regions in the Galaxy. Expansion of ionized gas in turbulent molecular clouds
这项工作的目的是提高目前的理解H II区域和湍流分子云之间的相互作用。我们提出了一种新的方法来确定年龄的一个大样本的OB协会通过调查其相关的H II区域在周围的湍流介质中的发展。使用解析解，一维（1D），和三维（3D）的模拟，我们约束的电离气泡的膨胀取决于母分子云的湍流水平。然后计算1D模拟的网格，以在压力-尺寸图中建立H ii区域的等时曲线。这种网格模型允许大样本的OB协会，并用于H II地区发现调查（HRDS）。解析解和数值模拟表明，H II区域的膨胀减慢的湍流的电离气体的压力是在一个准平衡与湍流冲压压力的点。基于这一结果，我们建立了一个网格的H II区域的扩展在一个配置文件的基础上拉森定律的一维模型。通过有效的1D温度分布来考虑3D湍流。由该网格的等时线估计的年龄与Rosette、RCW 36、RCW 79和M16等著名地区的文献值吻合得很好。因此，我们建议，这种方法可以用来给年龄的年轻OB协会通过银河系，如HRDS调查，也在附近的河外来源。
2014-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of massive young stellar objects with a disk-like structure
我们的目标是在三个著名的高质量原恒星的磁盘或环已被要求的复杂分子的库存和研究的相似性和差异与大规模的YSO的样本没有证据的这种扁平的盘状结构。在盘状的几何形状下，紫外线辐射可以更容易地逃逸，并可能影响热核尺度上的冰和气体化学。针对CH 3OH、H2 CO、C2 H5 OH、HCOOCH 3、CH 3 OCH 3、CH 3CN、HNCO、NH 2CHO、C2 H5 CN、CH 2CO、HCOOH、CH 3CHO和CH 3CCH的部分亚毫米谱线测量是针对三个具有盘状结构的大质量YSO IRAS 20126 +4104、IRAS 18089 -1732和G31.41+0.31进行的。旋转温度和柱密度由旋转图法以及独立的光谱建模确定。将分子丰度与先前对没有任何盘结构证据的大规模YSO的观测进行了比较，以相同的设置和使用相同的分析方法针对相同的分子。与以前的研究一致，不同的复杂有机物种具有不同的特征旋转温度，可以分为温暖（>100 K）或寒冷（<100 K）。激发温度和丰度比从源到源是相似的，并且在两种源类型之间没有显著差异。G31.41+0.31和IRAS 18089 -1732中首次检测到丙酮（CH 3COCH 3）。从两种分析方法得出的温度和丰度一般在几个因素内一致。在有和没有观测到的圆盘的大规模YSO之间缺乏化学差异，这表明在寒冷的星前阶段，化学复杂性已经在冰中完全建立，或者材料在短…
2013-04-15 astro-ph.GA
Massive open star clusters using the VVV survey I. Presentation of the data and description of the approach
ESO公共调查“Vía Láctea中的VISTA变量”（VVV）提供了前所未有的562平方英尺的深度多时期红外观测。银河系的膨胀度，以及圆盘的邻近区域。目的：VVV观测将促进构建具有可靠和均匀导出的物理参数（例如，年龄、距离和质量等）。在这一系列的第一篇论文中，所采用的方法来建立集群参数的设想数据库进行了详细的分析后，一个子样本的4个已知的年轻疏散星团：Danks 1，Danks 2，RCW 79，和DBS 132。分析提供了第一次瞥见的信息，可以收集到的最终集群数据库的VVV观测。研究方法：宽场，深JHKs VVV观测，结合新的红外光谱，用于约束一个子集的集群的基本参数。结果如下：从深度近红外光度法推断出的结果，其特征在于减轻了不确定性（例如，对于Ks <18 mag，光度法的准确度优于0.1 mag），VVV调查的宽视场，以及许多高质量的低分辨率光谱（通常每个簇超过10个），用于建立独立的簇参数，使现有的测定能够被评估。发现了一个异常的红化规律，即E（J-H）/E（H-Ks）= 2.20 +/-0.06，超过了已发表的内星系的红化规律。G305恒星形成复合体，其中包括丹克的集群，位于超出人马座-船底座的螺旋臂，并占据半人马座arm.Finally，第一个深红外色星等图的RCW 79，揭示了一个相当大的前主序星人口。报道了G305区候选变星的名单。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Differentiation around Five Massive Protostars Revealed by ALMA -Carbon-Chain Species, Oxygen-/Nitrogen-Bearing Complex Organic Molecules-
本文利用ALMA观测五颗大质量原恒星，发现HC5N与含氮复杂有机分子共存于高温热核区，并通过化学模拟证明存在一种不同于暖碳链化学的新型热碳链化学。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Chain and Organic Molecules around Very Low-Luminosity Protostellar Objects of L1521F-IRS and IRAM 04191+1522
我们用Nobeyama 45 m望远镜观测了极低光度Ob天体L1521 F-IRS和IRAM 04191+1522周围的致密气体，它们是碳链和有机分子谱线。对于L1521 F-IRS，CH 3CCH（50-40）、C4 H（17/2-15/2）和C_3H_2（212-101）比对IRAM 04191+1522的那些强1.5 - 3.5倍，L1521 F-IRS的碳链分子丰度比IRAM 04191+1522的高2 ~ 5倍。对这些碳链分子线的绘图观察表明，在L1521 F中，这些碳链分子线的峰位置彼此不同，朝向VeLLO位置没有发射峰，而在IRAM 04191+1522中，这些碳链分子线除C3 H2线外，弱至检测限。L1521 F和IRAM 04191+1522之间观察到的化学差异表明，L1521 F-IRS的进化阶段比IRAM 04191+1522的进化阶段更年轻，这与13 CO（1-0）线中观察到的相关流出程度一致。未检测到CH_3OH（6-2-7-1 E）和CH_3CN（60-50）的有机分子谱线，表明在L1521 F-IRS和IRAM 04191+1522方向，由中心原恒星加热的分子解吸温区（~ 100 K）小于~ 100 AU，说明这些VeLLO的年龄较年轻。我们建议，周围的致密气体的化学状态可以用来跟踪的演化阶段的VeLLOs。
2010-12-06 astro-ph.GA
Questioning the spatial origin of complex organic molecules in young protostars with the CALYPSO survey
复杂的有机分子（COM）已经在几个0级原恒星中被发现，但它们的起源还不清楚。超越个别对象的研究，我们希望调查的起源COM在年轻的原恒星的统计基础上。我们使用CALYPSO调查进行IRAM PdBI搜索COM在高角分辨率的样本中的26个太阳型原恒星，包括22个0类和4个I类对象。在12个来源中检测到甲醇，并在一个来源中暂时检测到甲醇，该来源占样本的一半。八个来源（30%）检测到至少三个COM。我们发现一个强大的化学分化，在多个系统与五个系统有一个组件与至少三个COM检测到，但其他组件没有COM排放。内部光度被认为是最影响COM化学成分的源参数的源，而COM发射的检测和盘状结构的检测之间没有明显的相关性。一个典型的热corino起源可以解释COM排放在四个来源，吸积激波起源在两个或可能三个来源，和流出的起源在三个来源。根据含氧分子、氰化物和含CHO分子的丰度，可以将具有COM探测的CALYPSO源分为三类。这些化学基团既不与COM的起源，也不与源的演化状态，如果我们采取的信封质量与内部光度的比值作为一个演化的示踪剂。我们发现分子之间的强相关性是一个先验的化学无关（例如甲醇和甲基氰），这意味着相关性的存在并不意味着化学联系。[删节]
2020-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seeds of Life in Space (SOLIS). X. Interstellar Complex Organic Molecules in the NGC 1333 IRAS 4A outflows
目的：研究星际复杂有机分子（iCOMs）如何形成的一个独特环境是沿着低质量原恒星流出的冲击气体，因为尘埃地幔成分被溅射到气相中。到目前为止，这些环境中的化学丰富度仅在L1157蓝移流出物中进行了研究。研究方法：为了了解L1157-B1的情况是否独特，我们使用NOEMA（NOEMA扩展毫米阵列）干涉仪对NGC 1333 IRAS 4A流出进行了成像，作为IRAM SOLIS（太空生命种子）大型计划的一部分，并将观测结果与GRAINOBLE+气相天体化学模型进行了比较。结果如下：在IRAS 4A流出物中检测到几种iCOM：甲醇（CH $_3$ OH）、乙醛（CH $_3$ CHO）、甲酰胺（NH $_2$ CHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$），所有样品的激发能上限高达$\sim$ 30 K。我们发现了一个显着的化学分化之间的IRAS 4A 1流出，显示更丰富的分子含量，和IRAS 4A 2的。CH $_3$ OH/CH $_3$ CHO丰度比前者低$\sim$ 4倍;此外，相对于热corinos值，两个流出物中的比值低$\sim$ 10倍。结论：继L1157-B1之后，IRAS 4A流出是第二个显示出明显化学复杂性的流出。鉴于CH $_3$ OH是一种颗粒表面物质，GRAINOBLE+再现了我们的观察结果，假设乙醛在气相中通过乙基自由基（CH $_3$ CH $_2$）…
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Candidate X-ray-Emitting OB Stars in the MYStIX Massive Star-Forming Regions
大质量、O型和早期B型（OB）恒星在附近的星系中仍然不完全编目，这是由于H II区域的高消光、明亮的可见光和红外星云发射以及高场恒星污染。这些困难通过限制对发射X射线的恒星的搜索而得到缓解。利用大质量年轻恒星形成复合体红外和X射线研究（MYStIX）对OB主导区域的观测获得的X射线点源，通过用红化恒星大气模型拟合它们的1-8微米光谱能量分布（SED），我们识别出98颗MYStIX候选OB（MOBc）星。我们确定了27个额外的MOBc星的基础上JHK测光的X射线星缺乏SED拟合。这些候选OB星表明，目前在研究的18个MYStIX区域中进行的比B1更早的恒星普查不到50%。我们还拟合了239颗先前发表的OB星的SED，以测量星际消光和热光度，揭示了6个候选大质量双星系统和5个候选O型（超）巨星。正如预期的那样，候选OB星比以前公布的OB星具有系统性更高的消光。个别区域的显著结果包括：在NGC 6357中最近发现的一个大质量星团的OB星群的鉴定;在M17复合体中的一个较老的OB星协;以及在三叉星云附近的新的大质量发光O星。在几个研究相对较少的地区（RCW 38，NGC 6334，NGC 6357，Trillium和NGC 3576），OB种群可能增加2倍以上。
2017-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GUAPOS project:III. Characterization of the O- and N-bearing complex organic molecules content and search for chemical differentiation
GUAPOS 项目第三篇论文表征了热分子核 G31 中十五种含氧和含氮复杂有机分子的丰度，通过 ALMA 观测和 MADCUBA 分析，发现含氧物种存在化学分化迹象。
2023-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Diagnostics for Tracing the Physical Structures in Disk-Forming Regions
本文提出利用含硫分子谱线作为化学探针追踪原恒星成盘区域的物理结构，并强调结合机器学习与角动量分析来整合化学和物理表征，以揭示恒星形成过程中的化学演化。
2025-07-21 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
Low-mass protostars and dense cores in different evolutionary stages in IRAS 00213+6530
我们的目标是以高角分辨率研究与低光度IRAS源IRAS 00213+6530相关的致密核心，以调查低质量恒星的形成是否真的孤立地发生。我们用IRAM 30米望远镜进行了1.2毫米波段的观测，用VLA 6cm、3.6cm、1.3cm、7 mm波段的观测，用H_2O脉泽和NH_3谱线进行了观测，用NASA 70米天线在CCS和H_2O脉泽中进行了观测。厘米和毫米的连续发射，以及来自2 MASS的近红外数据，使我们能够识别3个YSO，IRS 1，VLA 8A和VLA 8B，具有不同的无线电和红外特性，似乎处于不同的演化阶段。NH3排放由三个云组成。其中两个，MM 1和MM 2，与尘埃排放有关，而南部的云只在NH3中检测到。YSO嵌入在MM 1中，在那里我们发现了谱线展宽和温度增强的证据。另一方面，南部的云和MM 2看起来是静止的，没有恒星。我们对MM 1的1.2mm处的径向强度分布进行了建模。该模型相当好地拟合了数据，但它低估了距离1.2 mm峰值的小投影距离处的强度，这可能是由于包层中嵌入了多个YSO。NH3的相对丰度存在差异，MM 1的相对丰度值较低，约为2 × 10 ^-8，而南部云和MM 2的相对丰度值较高，可达10^-6，这表明这些云可能处于一个年轻的演化阶段。IRAS 00213+6530拥有一个由低质量原恒星组成的多重系统，这表明该星云中的恒星形成是成群而不是孤立地发生的。…
2009-08-04 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS). VI. Chemical evolution of sulfuretted species along the outflows driven by the low-mass protostellar binary NGC1333-IRAS4A
上下文低质量的原恒星驱动强大的分子外流，可以用毫米和亚毫米望远镜观察到。已知各种硫化物种在冲击中是明亮的，可以用来推断整个观察到的流出的物理和化学条件。目标。硫化学的演变研究沿流出驱动的NGC 1333-IRAS 4A原双星系统位于英仙座云约束的物理和化学过程中工作的冲击。方法.我们使用IRAM NOEMA阵列在1.3、2和3 mm波段观察到从OCS、CS、SO和SO $_2$到NGC 1333-IRAS 4A的各种跃迁，并通过使用Paris-Durham激波模型解释了观察结果。结果目标物种清楚地显示出不同的空间发射沿两个外流驱动IRAS 4A。沿IRAS 4A 1驱动的南外流，OCS在小尺度和大尺度上都较亮，而SO $_2$则沿IRAS 4A 2驱动的沿东北-西南（NE-SW）方向延伸的外流被探测到。从旋转图分析估计的柱密度比图使我们能够确认IRAS 4A 1和IRAS 4A 2流出之间OCS/SO $_2$柱密度比的明显梯度。SO是在极高的径向速度高达25公里/秒相对于源速度检测，清楚地让我们区分两个小尺度的外流。结论. IRAS 4A系统的两个流出物之间观察到的化学差异可以通过不同的化学历史来解释。由IRAS 4A 1驱动的外流可能更年轻，更富含最初在星际冰中形成的物质，如OCS，最近溅射到激波气体中。相比之下，由IRAS 4A 2引发的较长且可能较老的流出物更富含具有气相起…
2020-02-14 astro-ph.GA
Multi-line Herschel/HIFI observations of water reveal infall motions and chemical segregation around high-mass protostars
我们使用987 GHz H2O 2（02）-1（11）发射的HIFI图来测量19个高质量原恒星包层的大小和形状。为了识别下落，我们使用光学薄的C18 O 9-8和H2O-18 1（11）-0（00）线的HIFI光谱。高J的C18 O谱线追踪温暖的中心物质，红移的H2O-18 1（11）-0（00）吸收表明物质落在温暖的核心上。我们探测小规模的化学分化比较H2O 752和987 GHz的光谱与H2O-18。我们测量的H2 O2（02）-1（11）发射中心部分的半径比球包模型的预测大30-40%，轴比<2，我们认为这是很好的一致性。对于19个源中的11个，我们发现H2O-18 1（11）-0（00）线相对于C18 O 9-8有显著的红移。推断的下沉速度为0.6-3.2 km/s，估计的质量流入率范围从7 e-5到2 e-2 M0/yr，最高的质量流入率发生在质量最高的源，可能是最年轻的年龄。其他源要么显示膨胀运动，要么显示H_2O ~（18）发射线。H2O-18 1（11）-0（00）谱线轮廓与H2O 2（02）-1（11）和2（11）-2（02）谱线之间的“差异”非常相似，表明H2O-18谱线和H2O 2（02）-1（11）吸收起源于水从颗粒中蒸发的半径内，通常距离中心1000-5000 au。在某些来源中，流出物中可检测到H2O-18谱线，但没有看到C18 O排放。总之，H2O-1…
2019-03-27 astro-ph.GA
Observations of Cyanopolyynes toward Four High-Mass Star-Forming Regions Containing Hot Cores
我们利用Robert C.伯德格林班克望远镜。我们已经从所有来源中检测到HC 5 N，并从三个来源中检测到HC 7 N，除了G10.30-0.15。我们进一步在42-46 GHz和82-103 GHz波段对三个源G12.89+0.49，G16.86-2.16和G28.28-0.36进行了观测，使用Nobeyama 45 m射电望远镜。在这三个源上都探测到了HC_5 N的高激发能（Eu/k=63-100 K）转动谱线，这些谱线在冷暗云中几乎不被激发。HC_5 N的转动温度在13-20 K之间。高激发能谱线的探测和由此导出的转动温度表明，HC 5 N存在于大质量年轻恒星周围0.07-0.1 pc半径范围内的温暖气体中。三个源中HC_5 N的柱密度为（2.0 ± 2.8）× 10 ~（13）cm ~（-2）。我们比较了三个大质量恒星形成区中N（HC 5 N）（HC 5 N的柱密度）和W（CH 3OH）（CH 3OH的热发射线的积分强度）之间的比值。我们发现在这三个高质量恒星形成区中存在化学分异的可能性; G28.28-0.36显示出最大的N（HC 5 N）/W（CH 3OH）比值，其单位为（K km s-1）-1 cm-2，大于8.0*10^（14），而G12.89+0.49和G16.86-2.16显示出较小的值（~2*10^（13））。
2017-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3mm chemical exploration of small organics in Class I YSOs
越来越多的证据表明，行星系统的组成和结构与它们的诞生环境密切相关。在过去的十年中，几次光谱测量探测了恒星形成的最早阶段和行星形成后期的化学物质。然而，对中间原恒星阶段的化学知之甚少，即I类年轻恒星天体（YSO），那里可能已经开始了行星形成。我们在这里提出的第一个结果进行了3毫米光谱调查的IRAM-30米望远镜，调查化学的一个样本的七个I类YSO位于金牛座恒星形成区域。选择这些来源是为了包含低质量原恒星包层和盘系统的广泛多样性。我们目前的检测和上限的13个小（$N_{\rm atoms}\leq3$）C，N，O，和S载体-即CO，HCO $^+$，HCN，HNC，CN，N $_2$ H $^+$，C $_2$ H，CS，SO，HCS $^+$，C $_2$ S，SO $_2$，OCS -和一些D，$^{13}$ C，$^{15}$ N，$^{18}$ O，$^{17}$ O，和$^{34}$ S同位素。总之，这些物质提供了对气相C/N/O比、D-和$^{15}$ N-分馏、源温度和UV暴露以及总体S-化学的限制。我们发现大量的证据表明，我们的源样品之间的化学分化，其中一些可以追溯到I类物理参数，如磁盘包封质量比（代理I类进化阶段），源光度，和UV场强度。总的来说，这些第一批结果使我们能够开始研究I类天体的天体化学，然而，需要干涉观测来区分信封与磁盘化学。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
