星形成領域なのに星なしコアとはこれ如何にと思ったら分子雲内に自己収縮した段階のコアを見つけて観測する事が重要らしい。アルマ望遠鏡の内、日本製の16台をギュッと集めて高感度に広がった天体を観測するには向いてるアタカマコンパクトアレイ。以下、機械翻訳。
Atacama Compact Arrayによって明らかになった、おうし座の深く埋め込まれたオブジェクトからの低速双極流出
2020年6月11日に提出
星形成プロセス中に形成された最初の準静水圧物体である最初の静水圧コアは、主にその寿命が短いため、まだ星間相と原星間相の間の観測ミッシングリンクです。このまれなオブジェクトを特定する明確な方法は確立していませんが、最近の理論的研究では、第1コアにはミリメートルの連続体放出と広い開き角の低速流出があると予測されています。近くの星形成領域にある多数の[星のない]コアへの大規模な連続体/流出調査は、パスファインダーとして機能します。おうし座の平均星密度が≳ 10 5 cm ^ -3の 32個の星間コアを観測しました− 3ALMA-ACAスタンドアロンモードを使用して、1.3 mmの連続体と分子線で。ターゲットのうち、おうし座で最も密度の高い[星のない]コアの1つを中心とするMC35 mm は、12 CO（2-1）ラインに青方偏移/赤方偏移の翼を持ち、分子の流出を駆動する深く埋め込まれたオブジェクトがあることを示しています。観測される流出ローブの速度とサイズは、それぞれ2〜4 km s^ − 1と 〜 2 × 10^ ３ auであり、動的時間は〜 10^ ３ yr と計算されます。これに加えて、コアは最強のN 2 D ^ {+}の 1つです+（3-2）サンプルのエミッタ。観測されたすべての特徴は、これまでの最初の静水圧コアに関する理論的予測のいずれとも矛盾しないため、MC35-mmは、トーラス分子雲における唯一の最初のコア候補としてユニークです。
図1.（a）カラースケールの画像と白い輪郭は、L1535-NE / MC35に対する1.2 mmのダスト連続体強度を示しています
IRAM / MAMBO-2が撮影したIRAS 04325 + 2402（Kauffmann et al。2008）。 破線の輪郭は観測フィールドを示します
7 mの配列。 黒い十字は、7 mアレイで観測された1.3 mmピークの位置を示します（セクション3.1のテキストを参照）。
（b）白い輪郭はパネル（a）と同じです。 色は、Spitzerを使用したR（8 µm）G（4.5 µm）B（3.6 µm）画像です。 黒と赤
矢印は、散乱光星雲と赤方偏移したパーセクスケールのCO流出の方向です（セクション4.1のテキストを参照）。
図2.（a）12CO（2–1）放出の青方偏移および赤方偏移速度成分の積分強度分布
1.3 mm画像に重ねられた輪郭が、疑似カラーと黒の輪郭で表示されます。黒の最低と
その後の等高線レベルはそれぞれ3σと6σです。青と赤の等高線シーケンスは[0.4、0.6、0.8]（K km s−1）および[0.6、0.8、1.0、1.2]（K km s−1）、それぞれ。黒い破線は、モザイク感度が50％に低下する場所を示します。
注意
一次ビーム減衰は表示目的のために補正されていないこと。左下隅の塗りつぶされた楕円は、ACA観測の合成ビーム。 （b）12CO（2–1）および13CO（2–1）内の赤方偏移成分の平均スペクトル
（a）に示す最低の赤（北）の輪郭。 13COのものは、視覚化のために+1 Kだけオフセットされています。赤と青の破線
線は、（a）のコンターの積分速度範囲を表します。緑の実線と破線はN2Dを示します+（3–2）MC35-mmに向かうプロファイルと5.9 km s-1の全身速度
ガウスフィッティングから派生。 （c）パネル（b）と同じですがblueshiftedコンポーネントの場合。
図3.カラースケールの画像と白い輪郭は、MC35-に向けた7 m + TP 12CO（2-1）データの速度チャンネルマップを示しています。
んん。 最低等高線レベルとその後のステップは0.06 K km s-1です。。 各パネルの黒い輪郭はそれらと同じです
図2（a）。 各パネルの左上隅には、積分された速度範囲が表示されます。 左下の塗りつぶされた楕円 左上のパネルの隅に、合成されたビームサイズが表示されます。
図4.（a）擬似カラー画像はN2Dのモーメント0マップを示しています
+（3–2）、7 m配列。 それぞれの黒い輪郭パネルは図2と同じです。各パネルの左下隅にある塗りつぶされた楕円は、合成されたビームサイズを示します。
（b）疑似カラー画像は、N2Dの瞬間1のマップを示しています+（3–2）（>3σ）。
Atacama Compact Arrayによって明らかになった、おうし座の深く埋め込まれたオブジェクトからの低速双極流出
2020年6月11日に提出
星形成プロセス中に形成された最初の準静水圧物体である最初の静水圧コアは、主にその寿命が短いため、まだ星間相と原星間相の間の観測ミッシングリンクです。このまれなオブジェクトを特定する明確な方法は確立していませんが、最近の理論的研究では、第1コアにはミリメートルの連続体放出と広い開き角の低速流出があると予測されています。近くの星形成領域にある多数の[星のない]コアへの大規模な連続体/流出調査は、パスファインダーとして機能します。おうし座の平均星密度が≳ 10 5 cm ^ -3の 32個の星間コアを観測しました− 3ALMA-ACAスタンドアロンモードを使用して、1.3 mmの連続体と分子線で。ターゲットのうち、おうし座で最も密度の高い[星のない]コアの1つを中心とするMC35 mm は、12 CO（2-1）ラインに青方偏移/赤方偏移の翼を持ち、分子の流出を駆動する深く埋め込まれたオブジェクトがあることを示しています。観測される流出ローブの速度とサイズは、それぞれ2〜4 km s^ − 1と 〜 2 × 10^ ３ auであり、動的時間は〜 10^ ３ yr と計算されます。これに加えて、コアは最強のN 2 D ^ {+}の 1つです+（3-2）サンプルのエミッタ。観測されたすべての特徴は、これまでの最初の静水圧コアに関する理論的予測のいずれとも矛盾しないため、MC35-mmは、トーラス分子雲における唯一の最初のコア候補としてユニークです。
図1.（a）カラースケールの画像と白い輪郭は、L1535-NE / MC35に対する1.2 mmのダスト連続体強度を示しています
IRAM / MAMBO-2が撮影したIRAS 04325 + 2402（Kauffmann et al。2008）。 破線の輪郭は観測フィールドを示します
7 mの配列。 黒い十字は、7 mアレイで観測された1.3 mmピークの位置を示します（セクション3.1のテキストを参照）。
（b）白い輪郭はパネル（a）と同じです。 色は、Spitzerを使用したR（8 µm）G（4.5 µm）B（3.6 µm）画像です。 黒と赤
矢印は、散乱光星雲と赤方偏移したパーセクスケールのCO流出の方向です（セクション4.1のテキストを参照）。
図2.（a）12CO（2–1）放出の青方偏移および赤方偏移速度成分の積分強度分布
1.3 mm画像に重ねられた輪郭が、疑似カラーと黒の輪郭で表示されます。黒の最低と
その後の等高線レベルはそれぞれ3σと6σです。青と赤の等高線シーケンスは[0.4、0.6、0.8]（K km s−1）および[0.6、0.8、1.0、1.2]（K km s−1）、それぞれ。黒い破線は、モザイク感度が50％に低下する場所を示します。
注意
一次ビーム減衰は表示目的のために補正されていないこと。左下隅の塗りつぶされた楕円は、ACA観測の合成ビーム。 （b）12CO（2–1）および13CO（2–1）内の赤方偏移成分の平均スペクトル
（a）に示す最低の赤（北）の輪郭。 13COのものは、視覚化のために+1 Kだけオフセットされています。赤と青の破線
線は、（a）のコンターの積分速度範囲を表します。緑の実線と破線はN2Dを示します+（3–2）MC35-mmに向かうプロファイルと5.9 km s-1の全身速度
ガウスフィッティングから派生。 （c）パネル（b）と同じですがblueshiftedコンポーネントの場合。
図3.カラースケールの画像と白い輪郭は、MC35-に向けた7 m + TP 12CO（2-1）データの速度チャンネルマップを示しています。
んん。 最低等高線レベルとその後のステップは0.06 K km s-1です。。 各パネルの黒い輪郭はそれらと同じです
図2（a）。 各パネルの左上隅には、積分された速度範囲が表示されます。 左下の塗りつぶされた楕円 左上のパネルの隅に、合成されたビームサイズが表示されます。
図4.（a）擬似カラー画像はN2Dのモーメント0マップを示しています
+（3–2）、7 m配列。 それぞれの黒い輪郭パネルは図2と同じです。各パネルの左下隅にある塗りつぶされた楕円は、合成されたビームサイズを示します。
（b）疑似カラー画像は、N2Dの瞬間1のマップを示しています+（3–2）（>3σ）。
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