恒星形成区的云核和星团

利用青海站13.7 m毫米波望远镜对17个与星团成协的恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)、~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)的同时成图观测.除了IRAS04547+4753,这些源均探测到较强的C~(18)O(J=1-0)的谱线发射.由于分子云的大小不同,有13个源观测到~(13)CO(J=1-0)谱线积分强度极大值的一半处,其他源因分子云延展范围较大,没有进行大面积的成图观测.基于观测数据,计算了各云核的谱线线宽、亮温度、尺度、密度和质量等,~(13)CO和C~(13)O云核的维里质量与局部热动平衡(LTE)质量之比分别为0.66和0.74,它们接近于维里平衡状态.为了从形态方面比较云核与星团,将谱线的积分强度图与2MASS的K波段图像叠加.同时,计算了与云核成协的星团的大小和质量,数据采用了2MASS的近红外点源测光结果.基于云核与星团的质量结果,计算了分子云的恒星形成效率,大致在10%～30%的范围.     

IRAS 23133+6050云核的观测研究

利用紫金山天文台青海观测站13.7 m毫米波望远镜对IRAS 23133 6050云核进行~(13)CO、C~(18)O、HCO (J=1-0)谱线观测.~(13)CO、C~(18)O、HCO 分子谱线辐射所对应的云核直径分别为4.0pc、2.1 pc、2.3 pc,质量分别为2.7×10~3M_⊙、0.9×10~3M_⊙、2.3×10~3M_⊙,气体平均密度分别为2.7×10~3 cm~(-3)、5.1×10~3 cm~(-3)、4.6×10~3cm~(-3).用幂律模型n(r)～~(-P)的形式分析了云核的密度分布,得到的指数p分别为1.75、1.56、1.48.分析发现,密度结构谱指数从云核的外部向内部逐渐变平坦.观测得到HCO~ 丰度为4.6×10~(-10),比暗云低一个数量级以上,比巨分子云也略低,而~(13)CO、C~(18)O的相对丰度比X_(13/18)为12.2,这与暗云11.8和巨分子云9.0～15.6的情况一致.该区域发现存在~(13)CO双极外流.由IRAS远红外光度和维里质量得到的光度质量比,分别为18.1,51.1、21.2.     

正在形成恒星的孤立分子云核物理性质的观测研究

利用青海站13．7m毫米波望远镜对从Spitzer的c2d项目样本中挑选出来的11个内部有恒星正在形成的孤立分子云核进行了13CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)的同时成图观测．对这些分子云核均观测到13CO(J=1-0)峰值强度极大值的一半处．计算了分子云核的密度和质量,得到维里质量(MVIR)与LTE质量(MLTE)之比13CO(J=1-0)为0．85±0．40,C18O(J=1-0)为0．77±0．35．同时计算了云核的密度轮廓．     

对59个北天EGO天体方向上的分子云~(12)COJ=2-1和J=3-2频谱观测研究

为了研究有大质量恒星形成的分子云与其它分子云之间的差异,对北天的59个作为大质量恒星形成区的Spitzer延展绿色天体(Extended Green Objects,简称EGOs)视线方向进行了分子云~(12)CO J=2-1和J=3-2频谱观测,并与文献中对同一批天体方向观测得到的~(12)CO J=1-0频谱数据合并进行分析.对与EGO天体成协的分子云(简称EGO分子云)和其它non-EGO分子云进行了CO多跃迁谱线强度和宽度的统计比较分析.在数据统计的基础上,讨论了这两类分子云的气体温度分布、密度分布、速度场分布对观测数据统计特征的影响.分析结果表明,直接决定是否有大质量恒星形成的关键因素可能并不是巨分子云的质量是否足够大,而是巨分子云的引力塌缩程度足否充分(即分子云团块的体积填充因子是否足够大).     

IRAS 02232+6138的13CO、C18O、HCO+和N2H+的观测研究

利用中国科学院紫金山天文台德令哈观测站13．7米望远镜在IRAS 02232 6138方向进行了13CO,C18O,HCO 和N2H 的观测．随着探针分子的激发密度从13CO到N2H 逐渐增加, IRAS02232 6138云核的尺度从13CO的2．40 pc减小到N2H 的0．54pc,云核的维里质量从13CO的2．2×103M⊙减小到N2H 的5．1×102M⊙．研究发现,该方向区域内存在双极分子外流．对云核的空间密度结构用幂函数n(r)αr-α的形式进行拟合分析,得到α=2．3-1．2;随着探测密度的增加,该指数逐渐变平．分析得到, 13CO／C18O分子丰度比值为12．4±6．9,与暗云的11．8±5．9及大质量核的9．0-15．6值一致;N2H 丰度是3．5±2．5×10-10,与暗云核的1．0-5．0×10-10和大质量核的1．2-12．8×10-10值一致;HCO 丰度为0．9±0．5×10-9,接近大质量核的1．6-2．4×10-9值,没有发现HCO 丰度增长．结合IRAS数据,得到云核的光度质量比范围为37-163(L／M)⊙,由IRAS光度估计, IRAS 02232 6138方向云核内嵌埋的大约是一颗主序O7．5星．     

W31分子云C18O(J=1-0)的新观测

利用紫金山天文台青海站的13.7 m射电望远镜首次对W31分子云西北部区域中不同速度成份的分子云进行了C18O(J=1-0)的成图观测与研究,观测范围为16′×25′,观测波束间隔为1'.对不同视向速度的分子云分开进行处理,在成图范围内新观测到3个C18O分子云团块,发现它们均属于较年轻的稳定分子云.根据谱线辐射温度(T*R)和半宽(△V),利用LTE方法计算了每个被测团块的物理参数,讨论了该区域的团块分布、HII区、脉泽源与恒星形成的关系.     

一个大质量恒星形成复合体的动力学性质

恒星形成于分子云之中, 分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征, 也是研究和认识恒星形成的重要契入点. 利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜, 采用5种分子谱线探针(包括¹²CO、¹³CO、C¹⁸O、HCO$^+$ $J=1-0$和CS $J=2-1$, J为角动量量子数), 对一个包含IRAS 19230+1506、IRAS 19232+1504和G050.3179--00.4186这3个源的大质量恒星形成复合体进行了成图观测研究. 通过对以上分子谱线数据并结合红外波段巡天数据的分析, 在这3个源中首次探测到了分子外向流活动, 并确定了分子外向流的中心驱动源. 最后对这3个源进行了分子外向流相关物理量参数的计算, 分析了这些物理量参数之间的关系, 结果表明分子外向流的性质与中心驱动源的性质息息相关.     

大质量恒星形成区样本外向流的高灵敏度搜寻

对13个大质量恒星形成区样本进行了SiO(2-1)、CH_3OH(2-1)和C~(34)S(2-1)热线的观测.在9个分子云核中,3条热线同时被探测到.这9个SiO探测中,有3个是新探测到的且它们强度都相对较弱.所有探测到的谱线都有较明显的线翼,这可能是外向流出现的证据.SiO谱线的线宽最宽,这也更进一步表明SiO辐射可能是来自高速的外向流,即更靠近外向流的激发源.估算了各分子谱线的旋转温度,柱密度和相对元素丰度.结果表明SiO和CH_3OH元素丰度之间有较好的相关性,相关系数R=0.77,但是SiO和C~(34)S元素丰度之间却没有任何相关性.     

大质量恒星形成核区的特性：^12CO、^13CO和C^18O的谱线观测及统计比较

利用青海站的13.7米射电望远镜对河内24个与水脉泽源成协并有红外Spitzer数据的巨分子云核进行12CO(J=1→0),13CO(J=1→0)和C18O(J=1→0)的同时成图观测,平均的成图范围为81×81.并全部探测到了C18O的谱线发射,其中11个源有较大范围(51-81)的C18O成图,这些分子云核均观测到C18O(J=1→0)谱线积分强度极大值的一半处,其余的13个源由于信噪比低或者成图范围较大等原因,没有进行如此大面积的成图观测.对样本中的11个已成图的稠密核进行了云核特性的分析并统计比较了CO与13CO,13CO与C18O及CO与C18O谱线积分强度之比(R12/13,R12/13,R12/18),结果是,C18O是光学薄的,可以探测到云核更加细致的结构.从核中心到边缘,3种谱线积分强度比是逐渐增加的.CO与13CO的谱线积分强度比R12/13的范围在2-6之间;13CO与C18O的比值R13/18范围在4-20之间波动,中心区域其值大部分集中在6-12之间,变化范围波动不是很大;CO与C18O之比R12/18在13-90更大的范围内,在更加致密的云核中心该比值集中在13-50之间.     

一种针对MWISP项目分子云团块的3D CNN证认方法

分子云团块是恒星的诞生地. 分子团块的普查和其性质的全面研究将有助于了解恒星的形成乃至星系和宇宙的演化过程. 随着银河画卷计划(MWISP)项目的深入进行, 这类研究方案变得切实可行. 但是项目产生的分子云观测数据是海量的, 因此迫切需要一种能够自动识别和证认分子团块的方法. 目前应用广泛的3维分子云数据处理方法有很多, 典型的包括GaussClumps、ClumpFind、FellWalker、Reinhold等, 但都需要输入多个参数来控制它们的性能, 并且进行反复的参数优化和目测才能得到比较满意的结果. 对于大规模的观测数据, 利用现有方法进行分子团块的证认将是一项耗时耗力的任务. 为了克服传统分子云团块检测算法的局限性, 人工智能(AI)的方法将提供一个很好的解决方案. 提出了一种3D CNN (Convolutional Neural Network)方法, 它可以自动处理3D分子谱线数据, 整个过程分为检出和验证两个步骤. 首先, 通过设置较低阈值使用ClumpFind以检出候选对象, 然后通过训练好的3D CNN模型进行验证. 利用仿真数据所做的一系列的实验结果表明, 该方法的综合表现优于4种传统方法. 将该方法应用于实际的MWISP数据表明, 3D CNN方法的性能也令人满意.     

The initial conditions of isolated star formation – V. ISOPHOT imaging and the temperature and energy balance of pre-stellar cores

ISO data taken with the long-wavelength imaging photo-polarimeter ISOPHOT are presented of 18 pre-stellar cores at three far-infrared wavelengths, 90, 170 and 200 μm. Most of the cores are detected clearly at 170 and 200 μm, but only one is detected strongly at 90 μm, indicating that mostly they are very cold, with typical temperatures of only ∼     . Colour temperature images are constructed for each of the cores. Most of the cores are seen either to be isothermal, or to have associated temperature gradients from the core centres to their edges, with all except one being cooler at the centre. We compare the data with previous ISOCAM absorption data, and calculate the energy balance for those cores in common between the two samples. We find that the energy radiated by each core in the far-infrared is similar to that absorbed at shorter wavelengths. Hence there is no evidence for a central heating source in any of the cores – even those for which previous evidence for core contraction exists. This is all consistent with external heating of the cores by the local interstellar radiation field, confirming their pre-stellar nature.     

An Observational Study of the Molecular Cloud Core Toward IRAS 23133+6050

This paper reports ¹³CO, C¹⁸O, HCO⁺ (J = 1−0) spectral observations toward IRAS 23133+6050 with the 13.7 m millimeter-wave telescope at Qinghai Station of PMO. Corresponding to the ¹³CO, C¹⁸O, HCO⁺ line emissions, the size of the observed molecular cloud core is 4.0 pc, 2.1 pc and 2.3 pc, the virial mass is 2.7 × 10³ M_⊙, 0.9 × 10³ M_⊙ and 2.3 × 10³ M_⊙, and the volume density of H₂ is 2.7 × 10³ cm⁻³, 5.1 × 10³ cm⁻³ and 4.6 × 10³ cm⁻³, respectively. Using the power-law function n(r) ∼r^−p, the spatial density distribution of the cloud core was analyzed, the obtained exponent p is respectively 1.75, 1.56 and 1.48 for the ¹³CO, C¹⁸O and HCO⁺ cores, and it is found that the density distribution becomes gradually flatter from the outer region to the inner region of the core. The HCO⁺ abundance is 4.6 × 10⁻¹⁰, one order of magnitude less than the value for dark clouds, and slightly less than that for giant molecular clouds. The ¹³CO/C¹⁸O relative abundance ratio is 12.2, comparable with the value 11.8 for dark clouds, and the value 9.0 ∼ 15.6 for giant molecular clouds. A ¹³CO bipolar outflow is found in this region. The IRAS far-infrared luminosity and the virial masses give the luminosity-mass ratios 18.1, 51.1 and 21.2 from the three lines.     

Observation and Study of the CO, CO, HCO and N2H Molecular Lines Towards IRAS 02232+6138

Using the 13.7 m millimeter-wave telescope at the Qinghai Station of Purple Mountain Observatory, we have made observations of ¹³CO, C¹⁸O, HCO⁺ and N₂H⁺ molecular lines towards IRAS 02232+6138. As the excitation density of the probe molecule increases from ¹³CO to HCO⁺, the size of the cloud core associated with IRAS 02232+6138 decreases from 2.40 pc to 0.54 pc, and the virial mass of the cloud core decreases from 2.2 × 10³M to 5.1 × 10²M. A bipolar molecular outflow is found towards IRAS 02232+6138. Using the power function n(r) ∝ r⁻ to fit the spatial density structure of the cloud core, we obtain the power-law index  = 2.3 − 1.2; and we find that, as the probed density increases, the power function becomes more flat. The abundance ratio of ¹³CO to C¹⁸O is 12.4 ± 6.9, comparable with the values 11.8 ± 5.9 for dark clouds and the values 9.0–15.6 for massive cores. The abundance of N₂H⁺ molecules is 3.5 ± 2.5 × 10⁻¹⁰, consistent with the value 1.0 − 5.0 × 10⁻¹⁰ for dark cloud cores and the value 1.2 − 12.8 × 10⁻¹⁰ for massive cores. The abundance of HCO⁺ molecules is 0.9 ± 0.5 × 10⁻⁹, close to the value 1.6 − 2.4 × 10⁻⁹ for massive cores. An increase of HCO⁺ abundance in the outflow region was not found. Combining with the IRAS data, the luminosity-mass ratio of the cloud core is obtained in the range 37–163(L/M). Based on the IRAS luminosity, it is estimated that a main-sequence O7.5 star is probably embedded in the IRAS 02232+6138 cloud core.     

The formation of molecular clouds

In a recent paper, Elmegreen has made a cogent case, from an observational point of view, that the lifetimes of molecular clouds are comparable to their dynamical time-scales. If so, this has important implications for the mechanisms by which molecular clouds form. In particular, we consider the hypothesis that molecular clouds may form not by in situ cooling of atomic gas, but rather by the agglomeration of the dense phase of the interstellar medium, much, if not most, of which is already in molecular form.     

The UV-Excess survey of the northern Galactic plane

The UV-Excess survey of the northern Galactic plane images a  10°× 185°  wide band, centred on the Galactic equator using the 2.5-m Isaac Newton Telescope in four bands (       i  5875) down to  ∼21–22  mag (     in       i  5875). The setup and data reduction procedures are described. Simulations of the colours of main-sequence stars, giant, supergiants, DA and DB white dwarfs and AM Canum Venaticorum stars are made, including the effects of reddening. A first look at the data of the survey (currently 30 per cent complete) is given.