Models of Wave Supported Clumps in Giant Molecular Clouds
我们提出了平面平行平衡模型的分子团簇，支持阿尔芬波阻尼的线性过程的离子中性摩擦。我们使用WKB近似来处理波的向内传播，并采用了一个现实的电离结构的影响，由于外部来源的光子的解离和电离。模型团块是更大的，更少的中心凝聚比那些假设的电离结构，在以前的一些研究中使用，这是更适合于黑暗的地区。
2000-02-29 astro-ph
Analysis of Clumps in Molecular Cloud Models: Mass Spectrum, Shapes, Alignment and Rotation
观测结果显示，在密集的恒星形成分子云中，天空中分子线发射的浓度被称为“团块”。这些团块被认为是恒星形成的最终场所。我们使用一组自洽的、随时间变化的分子云数值模型研究了团块的三维类似物。该模型遵循最初的超音速湍流在等温，自引力，磁化流体的衰减。我们发现以下情况。(1)团块本质上是三轴的。这解释了观察到的赤字与投影轴比接近统一的团块，和明显的prolateness团块。(2)模拟的团块轴与团块内的平均磁场不一致，也不与大尺度平均场一致。这与观察结果一致。(3)团簇质谱具有与Salpeter值一致的高质量斜率。在$\sim 0.5 \msun$处的斜坡上有一个低质量的突变，尽管这可能取决于包括数值分辨率在内的模型参数。(4)团簇的典型比自旋角动量是$4 \times 10^{22} {\rm cm^2 s^{-1}}$。这比双星的比角动量的中值要大。标度参数表明，更高分辨率的模拟可能很快就能解决确定双星角动量的尺度。
2003-06-09 astro-ph
Inelastic clump collision model for non-Gaussian velocity distribution in molecular clouds
用非弹性碰撞模型再现了恒星形成区的非高斯速度分布。我们数值计算了剪切流中非弹性硬球的演化，这对应于差分星系旋转中的云团。该系统在平衡态附近波动很大，通过非弹性碰撞产生团簇，并通过剪切运动破坏团簇。这种涨落使球体的速度分布呈现出非高斯分布，具有近似指数尾。距离高斯分布的远近取决于恢复系数，它可以产生区域之间偏离高斯分布程度的变化。
1995-09-11 astro-ph
Observations of chemical differentiation in clumpy molecular clouds
我们已经在HC 3 N、CH 3OH、SO和C^{18}O谱线上广泛绘制了致密分子云样品（L1512、TMC-1C、L1262、Per 7、L1389、L1251 E）。我们证明了高度的化学分化是存在于所有观察到的云。我们分析了每个云的分子图，展示了整个样品的系统化学差异，我们将其与云的演化状态联系起来。我们将我们的观测与云的物理、运动学和演化特性相关联，并将它们与简单化学模型的预测进行比较。这项工作的影响，为了解的clusterous结构的起源和化学分化观察到的致密云进行了讨论。
2007-04-09 astro-ph
Metallicity effects in Photon Dominated Regions: Clumpy clouds
一些星系，如矮星系和不规则星系以及外星系云的金属丰度很低。在低金属丰度下，尘埃和重元素的减少对分子区域中气体的化学以及加热和冷却起着重要作用，称为光子主导区域（PDR）。在这里，我们提出了减少金属在PDR的影响，并研究了重要的PDR冷却线（[CII]，[CI]和CO）。此外，许多观测证据表明，分子云是clusional。我们从星系的分子发射模型纳入质谱的团块。我们还比较了我们的结果与Bolatto等人（1999）的半解析结果。
2003-02-17 astro-ph
A clumpy-cloud PDR model of the global far-infrared line emission of the Milky Way
星际介质的分形结构表明，紫外辐射与ISM的相互作用，如在光子主导区（PDR）的上下文中所描述的占主导地位的大部分的物理和化学条件，因此，远红外和亚毫米发射的ISM在银河系中。我们调查到什么程度的银河系远红外线发射的重要物种CO，C，C+，O，宇宙背景探测器（COBE）卫星观测到的，可以在一个cloudly，紫外线穿透云的情况下的框架建模。银河系的远红外线发射被建模为从一个集团的发射与幂律的质量谱和质量大小的关系与所观察到的ISM结构一致的幂律指数。使用球形团块的KOSMA-tau PDR模型计算单个团块线强度。质量密度和体积填充因子的圆柱对称银河系分布的模型参数由观测到的径向分布确定。假设固定的FUV强度，其中嵌入了团块。我们表明，这种情况下，可以解释，没有任何进一步的假设，并在一个因素约为2，绝对FIR线强度和它们的分布与银河经度COBE观察。
2008-07-12 astro-ph
A ``Short'' Distance to the Large Magellanic Cloud With the Hipparcos Calibrated Red Clump Stars
根据Paczyboski和Stanek开发的方法，我们通过比较依巴谷星表中的红团星与在LMC中的两个领域中观察到的红团星，从正在进行的麦哲伦云光度测量中选择位于低消光区的红团星，获得到大麦云云（LMC）的距离。使用红色团块星允许单步确定到LMC的距离模数$μ_{0,LMC} = 18.065\pm 0.031\pm 0.09 $ mag（统计加系统误差）和相应的距离$R_{LMC}= 41.02\pm 0.59\pm 1.74 kpc$。这一测量结果与Udalski等人最近的测定结果非常一致，也基于红团星，但$\sim 0.4 $ MAG小于普遍接受的值$μ_{0,LMC} = 18.50\pm 0.15 $ MAG。我们讨论这种差异的可能原因，以及如何解决。
1998-03-16 astro-ph
Effects of clumping on temperature I: externally heated clouds
我们提出了一个研究的辐射转移的尘埃，clusified恒星形成的地区。一系列自洽的，3-D的，连续辐射转移模型被构造为一个网格的模型参数化的中心光度，填充因子，团块半径，和面平均光学厚度。云内的温度分布作为一个函数的参数化进行了研究。结果表明：（a）在团簇区，有效光学厚度比等效均匀区小;（b）辐射穿透率受开阔天空分数（FOS）的影响，FOS是测量没有团簇的立体角的分数;（c）FOS随团簇半径的增大和填充因子的减小而增大;（d）对于FOS > 0.6-0.8，天空足够开阔，温度对FOS相对不敏感;（e）辐射穿透的物理过程是在团簇之间流动;（f）对于大光学厚度，填充因子支配温度分布，对于小光学厚度，填充因子支配温度分布;（g）根据许多观测结果，在较低的光学深度处，温度分布对1- 10%的填充系数最为敏感;（h）直接遮蔽可能很重要，大约在一个团之后一个团半径处。
2005-06-29 astro-ph
The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF
本文综述了近年来分子云结构观测和分析的进展。结构在很宽的尺度范围内是自相似的，具有类似的幂律指数，独立于云的恒星形成性质。在秒差距尺度上对恒星形成云和非恒星形成云结构的比较表明，前者的平均密度较高，但两者的结构特征基本相同。然而，在云的引力束缚区域，在更高的密度和分辨率下，自相似的比例关系被打破，有可能观察到恒星形成的第一步。高分辨率观测致密的单个恒星形成的核心内的团块举行的关键经验理解的起源恒星的初始质量函数。
1999-02-17 astro-ph
3-D Models of Embedded High-Mass Stars: Effects of a Clumpy Circumstellar Medium
利用三维辐射转移模型研究了分子云中星周物质对高质量恒星红外光谱的影响。我们强调了3-D cloudness和1-D平滑模型之间的差异，这可能会影响数据的解释。我们讨论了出射光谱能量分布（SED）的几个重要性质：更多的近红外线（散射和直接从中心源）可以逃脱比光滑的1-D模型。同一物体的近红外和中红外SED可能会随着视角的变化而显著变化，这取决于沿视线的团块几何形状。甚至波长积分通量也可以随角度变化超过两倍。具有相同平均星周尘埃分布的物体可能具有非常不同的近红外和中红外SED，这取决于团块的几何形状和最大质量团块与中心源的接近程度。虽然块状可能会导致类似的对象具有非常不同的SED，但仍有一些可观察到的趋势。近红外和中红外颜色对团块与中心源的加权平均距离和团块密度变化的幅度（平滑-团块比）敏感。远红外辐射仍然是衡量尘埃总质量的可靠指标。我们提出了模拟的SED，颜色和图像的2 MASS和斯皮策过滤器。我们比较一些UCHII地区的观测结果，发现3-D cloudness模型比光滑模型拟合得更好。特别是，分形维数在2.3-2.8范围内，光滑的cloudness比<50%，密度分布与浅的平均径向密度剖面的cloudness模型拟合的SEDs最好。
2005-09-04 astro-ph
K-Band Red Clump Distance to the Large Magellanic Cloud
依巴谷I波段校准的水平分支红团巨星作为标准蜡烛，导致了有争议的结果的距离大麦云（LMC）。在试图正确地确定星际消光和团块年龄和金属丰度的修正，我们分析了新的多波长光度函数的LMC红团。我们在K波段的测光数据集是用欧洲南方天文台新技术望远镜的SOFI红外成像仪获得的。在V和I通带中，我们采用哈勃太空望远镜上的WFPC 2数据。大麦哲伦星云的红团首先在K，（V-K）色星等图中被识别出来。我们的光度函数得出的视星等分别为K = 16.974、I = 18.206和V = 19.233（分别为+- 0.009_r +- 0.02_s;随机误差和系统误差）。直接与依巴谷红团校准（没有年龄和金属丰度的校正）相比，LMC团测量意味着负的星际红化校正。此非物理结果指示块之间的总体差异。基于理论模型的修正校准产生E（B-V）= 0.089 ± 0.015_r的平均红化校正，以及18.493 ± 0.033_r ± 0.03_s的真实LMC距离模量。我们调和我们的结果与以前来自OGLE II红团数据的短距离。
2002-05-28 astro-ph
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - II. Column density and dynamical state of the clumps
我们提供了一个完全采样的C^{18}O（1-0）地图，朝向与HII区域RCW 106相关的南方巨分子云（GMC），并将其与先前的^{13}CO（1-0）地图结合使用，以估计作为位置和速度函数的气柱密度。我们在云的北部发现了具有显著^{13}CO光学深度的局部区域，该区域的几个高不透明度云可能与HII区域G333.6-0.2周围的边缘增亮壳层有关。光学深度校正扩大了云中柱密度的分布，产生了湍流模拟预测的对数正态分布。将^{13}CO和C^{18}O数据立方体分解成块，我们发现尺寸和线宽之间的相关性相对较弱，并且亮度对尺寸的依赖性比恒定平均柱密度所预测的更敏感。团簇质谱的斜率接近-1.7，与以前的研究一致。最大质量的团块似乎有引力结合能远远超过维里平衡，我们讨论可能的解释，其中包括磁支持和忽视的时变表面项的维里定理。与分子云作为一个整体不同，RCW 106 GMC内的团块虽然被拉长，但似乎显示出相对于银河平面的随机取向。
2008-02-15 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Distance to the Magellanic Clouds with the Red Clump Stars: Are the Magellanic Clouds 15% Closer than Generally Accepted?
我们提出了一个新的距离测定的大麦哲伦云和小麦哲伦云使用新开发的红团星的方法（Paczynski和Stanek 1998）。这种新的、单步、依巴谷校准方法似乎是最精确的距离确定技术之一，由于通常存在大量红团星，因此统计误差非常小。这些距离是沿着位于每个麦哲伦星云相对两侧的四条视线独立确定的。每个视线的结果非常一致。对于SMC，我们得到距离模量：m-M=18.56+/-0.03+/-0.06 mag（分别为统计误差和系统误差），对于LMC：m-M=18.08+/-0.03+/-0.12} mag，其中系统误差主要是由于红化估计的不确定性。当我们的田地有了精确的红化地图时，这两个距离都将得到改善，系统误差也将减少。到两个麦哲伦星云的距离模数比一般接受的值小~0.4等。LMC的模量与最近从RR型天琴座星得到的结果和从SN 1987 A回波得到的上限值吻合得很好。我们怀疑到大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离比之前假设的分别为42 kpc和52 kpc要短约15%。我们还提出了我们的颜色星等图周围的红色团块的LMC和SMC。我们在两个麦哲伦星云的色星等图中发现了Zaritsky和Lin（1997）首先注意到的垂直红团，并将其解释为大麦哲伦星云和银河系之间的演化特征，而不是未知的恒星星族。
1998-03-13 astro-ph
Large Area Mapping at 850 Microns. IV. Analysis of the Clump Distribution in the Orion B South Molecular Cloud
我们介绍了利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对猎户座B南分子云（包括NGC 2024、NGC 2023和马头星云（B33））的1300弧分^2区域进行巡天的结果。在450微米和850微米的亚毫米连续观测进行了讨论。使用自动算法，在850微米的地图中确定了57个离散发射特征（"团块“）。这些团块内的物理条件进行了调查的假设下，对象是在准流体静力学平衡。除NGC 2024中少数已知的远红外辐射源外，这些团块的最佳尘埃温度为Td = 18 +/-4K。后者的内部加热源被发现要温暖得多。在NGC 2023周围的区域中，团块尘埃温度与CO分子的分子线激发测量确定的团块气体温度一致。团块的边界压力在log（k^-1 P cm ^3 K^-1）= 6.1 +/- 0.3的范围内。累积质量分布在高质量端是陡峭的，恒星初始质量函数也是如此。在较低质量时，分布显著变化，在3 - 10 M_sun附近出现转折。
2005-12-15 astro-ph
Large Area Mapping at 850 Microns. V. Analysis of the Clump Distribution in the Orion A South Molecular Cloud
我们介绍了利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对猎户座A分子云进行的450和850微米波段2300弧分^[2]的观测结果。该区域位于OMC 1云核的正南方，包括OMC 4、OMC 5、HH 1/2、HH 34和L1641 N。我们在850微米的地图中识别出71个独立的团块，并计算每个团块的大小、通量和中心浓度。与等温、压力受限、自引力的Bonnor-Ebert球体相比，这些团块的内部温度T_d约为22 +/- K，表面压力log（k^-1 P cm^-3 K）= 6.0 +/- 0.2。假设尘埃温度T_d约为20 K，尘埃发射率kappa_850 = 0.02 cm^2 g^-1，则团块质量的范围为0.3 ~ 22 Msun。团簇质量的分布很好地表征为幂律N（M）propto M^-alpha，其中对于M > 3.0 Msun，alpha = 2.0 +/- 0.5，这表明团簇质量函数比恒星初始质量函数更陡。显著的不完整性使得较低质量处的斜率难以确定。并将亚毫米波辐射图与同一地区的H_2 2.122微米测量图进行了比较。发现了几个新的0级源，并发现了亚毫米波源的柱密度和集中度与H_2激波同时发射的可能性之间的相关性。
2006-09-06 astro-ph
The Distance to the Galactic Center Derived From Infrared Photometry of Bulge Red Clump Stars
根据对银河系中心附近的红团簇星的近红外观测，我们确定了银河系中心距离为R_0 = 7.52 ± 0.10（stat）± 0.35（sys）kpc。我们用IRSF 1.4 m望远镜和SIRIUS照相机在H和Ks波段观测了|l| < 1.0度和0.7度< |b| < 1.0度的红团簇星。经绝灭和种群校正后，得到（m-M）_0 = 14.38 ± 0.03（stat）± 0.10（sys）.统计误差主要由本征红团簇星光度的不确定性决定。包括消光和星族校正、测光零点和红团簇星光度函数拟合的不确定性，估计的系统误差为± 0.10。我们的结果，R_0 = 7.52 kpc，是在良好的协议与几何确定的距离与恒星轨道的大质量黑洞在银河系中心。最近基于球状星团空间分布的结果也与我们的结果一致。此外，我们的研究还表明，即使考虑星族修正的误差，红团星到银河系中心的距离测量的不确定度也可以达到5%左右，这与最近的几何测量的不确定度几乎相同。
2006-07-18 astro-ph
Fragmentation Instability of Molecular Clouds: Numerical Simulations
我们模拟了冷的磁化分子云的碎裂和引力坍缩。我们探讨了由双极扩散介导的不稳定性的非线性发展，其中坍缩速率为中间到快速引力坍缩和慢速准静态坍缩。最初均匀稳定的云分裂成细长的团块，其质量主要由云的温度决定，但远大于热金斯质量。这些团块是不对称的，具有显著的旋转和涡度，并且在它们坍缩时损失磁通量。团块形状、中间塌陷率和下落剖面可能有助于解释当代缓慢或快速塌陷模型不容易拟合的观察结果。
2000-02-04 astro-ph
Polarization of Dust Emission in Clumpy Molecular Clouds and Cores
晶粒取向理论已经发展到可以定量预测取向程度及其随光学厚度的变化的阶段。为了研究团簇效应对亚毫米波和远红外偏振的影响，我们计算了团簇模型内核和分子云内的辐射力矩引起的偏振。我们的模型是基于可压缩磁流体动力学湍流的高度非均匀模拟。我们模型的P-I关系再现了观测中所见的P-I关系。我们发现，观察到的偏振度是非常敏感的上限晶粒尺寸截止，是不太敏感的辐射各向异性的变化。此外，尽管沿着一条视线通过我们的核心和不同大小的尘埃颗粒之间的各种尘埃温度，等温性的假设之间对齐的颗粒不会引入一个显着的错误。我们的计算表明，亚毫米极化矢量可以合理地为基础的磁场结构，即使是相对密集的云（AV ~10云中心）的良好的示踪剂。目前的预测能力的晶粒排列理论应激励未来的偏振观测使用下一代的多波长亚毫米偏振仪，如SOFIA提出的。
2006-11-10 astro-ph
On the properties of fractal cloud complexes
我们研究了具有分形结构的星际云复合体的物理性质。我们首先生成具有给定分形维数的分形云，并将每个团块与所得密度场中的最大值相关联。然后，我们讨论的效果，不同的标准块的选择上导出的整体性能。我们计算了团块的质量、大小和平均密度作为分形维数（D_f）和团块占总质量的分数（ψ）的函数。一般来说，团簇质量不满足M_cl ~（R_cl）**（gamma）类型的简单幂律，而是幂从小尺寸的gamma ~ 3变化到大尺寸的gamma<3。在相对较大的质量范围内，每对数质量区间内的团簇数可用幂律N_cl ~（M_cl）**（-alpha_M）拟合，相应的大粒径分布为N_cl ~（R_cl）**（-alpha_R）。当所有的质量都形成团块时（φ =1），我们得到，随着D_f从2增加到3，α_M从~0.3增加到~0.6，α_R从~1.0增加到~2.1。与观测值的比较表明，D_f ~ 2.6与ISM的平均性质基本一致。另一方面，随着团块中质量分数的减小（α <1），α_M增大而α_R减小。当只有~10%的复合体质量以致密团块的形式存在时，当D_f=2.6时，我们得到α_M ~ 1.2（与Salpeter值1.35相差不大），表明这可能是恒星初始质量函数与分子云复合体内部结构之间的联系。
2005-12-09 astro-ph
An infrared-submillimeter study of star-forming regions selected by the ISOSS 170um survey
利用170 μ m的ISOPHOT偶然巡天（ISOSS），建立了一个具有极冷尘埃温度（< 20 K）和高质量（> 100 M_sun）的星系恒星形成区样本。我们使用SCUBA（JCMT）和斯皮策观测，对被选为早期大质量恒星形成潜在地点的五个区域的恒星形成内容进行了分析。在每个区域中，我们识别出一到四个亚毫米团块，其投影大小在0.1到0.4 pc之间。尘埃的温度范围为11.6 - 21.3K，估计的团块质量为2 - 166M_sun。对于大多数亚毫米波峰值，我们发现点源在近红外到中红外。大多数被解释为低质量的年轻恒星物体，但我们也检测到非常红色的来源。它们可能代表非常年轻和深埋的原恒星，继续吸积团块物质，并可能达到更高的质量。几个候选的中等质量的原序或前主序星嵌入在团块被确定。一个由四个星团组成的子集可能有足够的质量（> 100 M_sun）形成高质量的恒星和伴随的星团。在高质量区域中没有恒星前体的存在，使得在团块中发生的恒星形成类型不确定。我们证实了大部分冷物质的存在，来自大规模的远红外测量，占主导地位的大多数团块的排放，并表明恒星形成过程将继续。
2008-04-21 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud
本文证明了在局域宇宙中的两个意想不到的结果：银河系中心的天琴座RR型星和团簇巨星的反常内禀（V-I）_0色，以及从团簇巨星到麦哲伦云的很短距离，至少可以用修正的选择消光系数A_V/E（V-I）部分地解决。通过这种修正，我们得到了一个新的大麦云云的团-巨距离模：mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07，比Udalski（1998 b）的结果大了0.09。当将红团、天琴座RR星和食联星HV 2274的距离估计结合起来时，可以得到mu_{LMC} = 18.31 +/- 0.04（内部）。
2000-01-31 astro-ph
The Photon Dominated Region in the IC 348 molecular cloud
本文讨论了IC 348分子云中团簇性质的物理条件.我们将用KOSMA 3 m望远镜在492 GHz和~（12）CO ~（4- 3）上拍摄的全采样图的新观测与~（12）CO ~（1- 0），~（13）CO ~（1- 0）的FCRAO数据和HIRES/IRAS观测的远红外连续谱数据相结合。为了得到该区域的物理参数，我们分析了三种不同的线比。从LTE分析获得丰度的第一粗略估计。为了理解IC 348中PDR的[C I]和CO排放，我们使用clusifier PDR模型。与合奏相同的团块，我们约束的总质量从观察到的绝对强度。然后，我们应用一个更现实的团簇分布模型，团簇质谱的幂律指数为1.8，质量-尺寸关系的幂律指数为2.3。我们提供了详细的适合在云中的七个代表性的位置观测，揭示4 - 10 $^{4}$厘米$^{-3}$和4 - 10 $^{5}$厘米$^{-3}$和C/CO柱密度比0.02和0.26之间的团块密度。从模型拟合得出的FUV通量与从FIR连续数据计算的场一致，在整个云的2到100个Draine单位之间变化。我们发现，无论是一个合奏的相同的团块和合奏的幂律团块质量分布产生线强度是在良好的协议（在一个因素~ 2）与观察到的强度。这些模型证实了在许多地区发现的C/CO丰度比和氢柱密度之间的反相关性。
2008-07-27 astro-ph
The Large and Small Scale Structures of Dust in the Star-Forming Perseus Molecular Cloud
我们提出了一个分析的~3.5平方度的亚毫米连续和灭绝的英仙座分子云的数据。我们确定了58块在亚毫米地图，我们确定了39个结构（“核心”）和11个协会的结构（“超级核心”）的灭绝地图。亚毫米团块和灭绝核心的累积质量分布具有陡峭的斜率（α ~ 2和1.5 - 2），比Salpeter IMF（α = 1.35）更陡，而灭绝超级核心的分布具有较浅的斜率（α ~ 1）。大多数亚毫米团簇都能很好地拟合10 K < T <19 K和5.5 < log_10（P_ext/k）< 6.0的稳定Bonnor-Ebert球。虽然Bonnor-Ebert模型表明，如果它们存在，我们应该能够在较低的柱密度下检测到它们，但这些团块只在最高的柱密度区域（A_V > 5 - 7 mag）被发现。这些观察结果提供了一个更强的情况下，灭绝阈值比在分析中发现的蛇夫座分子云的不太敏感的意见。分析了亚毫米团块与其母灭绝核的关系。亚毫米的团块倾向于偏离较大的灭绝峰，这表明团块是通过外部触发事件形成的，与以前的观察结果一致。
2006-05-03 astro-ph
Supernovae in Molecular Clouds
超新星预计会发生在大质量祖星诞生的分子物质附近，除非来自祖星及其邻居的光致电离辐射和风已经清除了一个区域。分子云中的团簇结构对残余物的演化至关重要;超新星激波阵面在团簇间介质中可以变成辐射性的，然后辐射壳层与分子团簇碰撞。这种相互作用与若干现象有关：磁支撑的致密壳层与分子团相互作用的流体动力学;激波的分子发射，包括OH 1720 MHz脉泽线的产生;致密辐射壳层的相对论粒子发射，包括无线电同步加速器和伽马射线发射;以及压缩团可能的引力不稳定性。
2001-02-12 astro-ph
Clumpy and fractal shocks, and the generation of a velocity dispersion in molecular clouds
我们提出了另一种解释的性质，湍流分子云。通常与经典模型的湍流，我们而不是解释所观察到的气体动力学作为随机运动时，引起的clusterian气体受到冲击。从模拟的冲击，我们表明，超音速色散发生在冲击气体提供的气体的初始分布是充分不均匀的。我们调查的速度尺寸尺度关系$σ\propto r^α$模拟的clustrial和分形气体，并表明clustrial冲击可以产生现实的速度尺寸尺度关系的平均$α\thicksim 0.5$。对于分形分布，分形维数为2.2类似于ISM中观察到的，我们发现$σ\propto r^{0.4}$。速度大小比例关系的形式可以理解为由于质量加载，即气体的冲击后速度由气体进入冲击时遇到的质量量决定。我们支持这一假设与不同的初始分布的速度色散关系的分析计算。这个模型的预测是，视线速度分散应该取决于冲击气体被视为角度。
2006-10-24 astro-ph
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 astro-ph
Mapping molecular emission in Vela Molecular Ridge Cloud D
本文给出了用SEST在船帆座分子脊$\sim 1\degr \times 1\degr$区观测得到的~（12）CO（1-0）和~（13）CO（2-1）谱线图。这个星云是相对靠近太阳的中等质量恒星形成区的一部分。我们的观测揭示，在很宽的空间尺度范围内（从$\sim 0.1$到几个秒差距），各种密集的结构，如弧，丝和团块，在许多情况下与远红外点状源，被认为是年轻的恒星物体和嵌入星团。速度场分析强调了可能存在的膨胀壳层，延伸超过几个秒差距，可能与云的恒星形成活动有关。此外，在远红外光源附近的线形分析允许检测13个分子流出。考虑到气体结构的分层方案，通过CLUMPFIND算法获得两条谱线的云分解。对CLUMPFIND输出进行了批判性的讨论，并提出了一种方法来合理地纠正已识别的团块列表。我们发现，相应的质谱显示出一个光谱指数$α\sim1.3 ÷2.0$和导出的团块质量低于相应的维里质量。质量半径和速度色散半径的关系也简要讨论了恢复块人口。
2006-10-03 astro-ph
Star Formation in Turbulent Molecular Clouds
综述了近年来恒星形成研究的新进展。一个一致的画面正在出现，那里的分子云形成湍流速度场和cluberous亚结构，在他们的形成过程中已经烙印。云最初由超音速湍流支持，但在短时间尺度上的大规模团块内消散，顺序是它们的局部动力学时间尺度。结果，这些团块坍缩并碎裂成星团。新形成的恒星随后的能量反馈过程将改变周围分子气体的热和运动状态，触发或抑制恒星形成，最终导致分子云的破裂。需要做更多的工作来更详细地了解这些过程。
2001-05-17 astro-ph
The Abundance and Emission of H2O and O2 in Clumpy Molecular Clouds
亚毫米波天文卫星最近的观测表明，稠密分子云中的H2O和O2气体丰度明显低于标准均相化学模型中的丰度。我们在这里提出的结果暴露于紫外线辐射的H2O和O2的丰度计算各种密度分布，辐射场强度和几何形状的非均匀分子云的热平衡和化学平衡。结果表明，在相同的A_V下，不均匀的密度分布使H_2O和O_2的柱密度比均匀的情况下降低了一个数量级以上。O_2对穿透性紫外辐射特别敏感，比H_2O更敏感。S140和rho Oph云作为恒星形成区和静止区的相关测试案例进行了研究。S140的SWAS结果可以自然地容纳在一个平均密度为2 × 10^3cm-3，与平均星际辐射场相比增强I_UV=140的云团模型中，与该云团的[CI]和13 CO观测结果一致。额外的辐射转移计算表明，这种扩散的H2O成分是温暖的，~60-90 K，可以解释SWAS观察到的1_10-1_01线发射的大部分。rho Oph模型得出的O2丰度一致，但H2O过多，即使[C]/[O]=0.94，如果I_UV分别<10和<40，平均密度分别为10^3和10^4 cm-3。它的结论是，增强的光解在cluridium地区可以解释低H2O和O2的丰度和发射率发现在大SWAS光束扩展分子云，但需要在致密的冷芯额外的冻结出的氧气到晶粒。
2000-11-23 astro-ph
Clump morphology and evolution in MHD simulations of molecular cloud formation
摘要：我们研究了在三维弱磁化磁流体动力学模拟的收敛流在热膨胀，温暖的中性介质（WNM）中形成的团块的性质。我们发现：（1）与经典两相介质中的情况类似，冷的、致密的团块通过在会聚流之间的压缩层中的动态触发的热不稳定性形成，并且通常以在其边界处的急剧密度跳跃为特征，尽管不总是如此。(2)然而，团块的边界是相变前沿，而不是接触不连续性，因此它们的尺寸和质量主要是通过WNM材料通过它们的边界吸积而增长的。(3)团块边界通常由热不稳定气体的薄层组成，但这些层通常会因湍流而变宽，并深入团块中。(4)团块与其周围环境大致处于冲压和热压力平衡，这种条件使其内部马赫数与碰撞WNM流的大部分马赫数相当。(5)团块的平均温度通常为20 < T < 50 K，对应于它们在近等温状态方程下包含的广泛密度范围（20 < n < 5000 pcc）。(6)WNM的湍流冲压压力波动引起密度波动，然后作为种子的局部引力坍缩内的团块。(7)速度和磁场倾向于在团块内彼此对齐，尽管两者都是显著波动的，这表明速度倾向于拉伸并使磁场与之对齐。（8）团块中的典型平均场强比WNM中的平均场强大几倍。(9)磁场强度平均值为B ~ 6 μ G..
2009-06-12 astro-ph
Physical vs. Observational Properties of Clouds in Turbulent Molecular Cloud Models
我们研究了如何通过测量观察到的团簇结构来确定湍流分子云中团簇的物理性质。我们比较模拟观测的三维数值模型的等温，磁化，超音速湍流模型的实际物理结构。我们确定如何改变参数的湍流改变结构的模拟。较强的驱动产生较大的密度波动，较长的波长驱动产生较大的结构。磁场对结构的影响不太明显，并且不随场强单调变化。只有在低密度的示踪剂和磁场强度很大的情况下，才能看到对齐的结构。比较不同区域的相同示踪剂（或相同区域的不同示踪剂）可以提供有关物理条件的信息：不同的密度示踪剂可以帮助确定密度波动的大小，从而确定驱动的强度。然而，多个物理团簇的速度叠加会完全掩盖这些团簇的物理性质，而短波长驱动会消除这种效应。关于拉森的关系，我们确认以前的说法，即平均密度大小的关系是一个人工制品的意见，和速度色散大小的关系，是一致的意见。关于质谱，我们表明，当我们寻找具有足够高的分辨率的团块时，它们收敛于对数正态函数，而不是文献中获得的幂律。
2002-01-30 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
Formation and loss of hierarchical structure in two-dimensional MHD simulations of wave-driven turbulence in interstellar clouds
二维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟运行20个交叉时间在一个800 × 640的网格与两个稳定的热状态显示持久的分层密度结构和Kolmogorov湍流运动之间的相互作用区传入的非线性阿尔芬波。这些结构和运动与通常在弱自引力星际云中观察到的相似，这表明这些云的分形结构来自于云间介质中产生的非线性磁波;不需要湍流能量的内部来源。由于磁耗散和压缩加热的作用，模拟云中的团簇比团簇间介质略热。因此，interclump介质具有比团块更低的压力，这表明团块的存在是由于瞬态压缩运动，而不是压力限制。团簇寿命随尺寸增加而增加，并且大约是一个声音穿越时间。两个具体的问题得到解决。我们发现，分子云中的低电离分数不一定会导致云平滑度的增加，但在自引力云密度的增加，因为外部波的自屏蔽。因此，大块云的自引力可能会促进相对静止的气体池中的恒星形成，这些气体池包含热金斯质量或更多。
1999-11-10 astro-ph
Evidence for an Intervening Stellar Population Toward the Large Magellanic Cloud
我们在大麦云云（LMC）的一个截面的色星等图（CMD）中识别出了红色团簇星的垂直延伸。减去主红团成分后，我们发现剩余恒星分布中的一个峰值比主红团分布的峰值亮约0.9等。我们考虑并拒绝以下可能的解释：不均匀的红化，银河系盘星，随机混合的红团星，相关的混合红团星（双星），红团星的演化，和红团星从一个年轻的LMC恒星星族。这些效应的组合不能被排除是这个恒星星族的起源。对这个新星群的一个自然解释是，它由比大麦哲伦星系中的红团星更接近我们的红团星组成。我们发现佐证这种解释在霍尔茨曼等人。的（1997）哈勃空间望远镜CMD的大麦哲伦星系场恒星。这些恒星相对于LMC恒星的导出距离和投影角面密度（<~ 5至7%）与（1）将观察到的微透镜透镜光学深度归因于（Alcock等，1997）到一个明显的前景恒星星族（Zhao 1997）和（2）LMC和银河系之间相互作用的潮汐模型（Lin，Jones，& Klemola 1995）。我们的结论是，一个标准的假设，一个平滑分布的晕人口的LMC不能得到证实，至少没有一个详细的了解红团恒星演化，二进制分数，二进制质量比，在LMC内的恒星的空间相关性，卫星星系的恒星星族的可能变化，和微分红化-所有这些都是非常复杂的。
1997-09-06 astro-ph
Red clump distances to the inner Galactic structures
银河系最不为人所知的结构是它的中心区域，因为它的高度消光、拥挤以及沿视线方向的盘源和凸起源之间的混淆。我们展示了如何通过使用红团星作为距离指示器来强烈约束星系内部的结构和尘埃分布。本文介绍了利用剑桥红外巡天仪（CIRSI）对银河系内球进行深近红外巡天的结果。
2005-06-17 astro-ph
The ARAUCARIA project: Deep near-infrared survey of nearby galaxies. I. The distance to the Large Magellanic Cloud from K-band photometry of red clump stars
我们用ESO NTT望远镜在精细视宁度条件下，获得了大麦哲伦星云棒区两个近红外J和K波段的深像。根据这些数据绘制的K，J-K色星等图具有出色的光度质量，并揭示了数百颗红团星的存在。利用Alves对依巴谷观测到的太阳附近红团星K波段绝对星等的刻度，我们导出了观测到的LMC场的距离模为18.487等。根据van der Marel等人的几何模型，对LMC棒相对于视线的倾斜进行了修正，相应的大麦哲伦星系质心距离为18.501等。如果我们采用Alves等人2002年所做的K波段星族修正值-0.03等，来解释太阳邻域和大麦哲伦星系红团星族之间年龄和金属丰度的差异，我们从我们的数据中获得的大麦哲伦星系质心距离模为18.471等。这与Alves等人的结果非常一致，以及Sarajedini等人（2002年）从K波段光度学获得的另一项最近的研究。然而，我们强调，目前的模型预测的人口校正的不确定性似乎表明，误差高达约0.12等可能是可能的，可能在任何光度带。因此，必须继续努力加强对这些更正的限制。我们还确定了我们的LMC领域中的J波段，这可能是一个有用的替代K波段的平均红团星等，未来的工作应该揭示，人口效应修正的红团星在J波段更小，或更可靠地确定比那些为K波段。
2002-08-07 astro-ph
Topology of HI in the Large Magellanic Cloud
我们分析了大麦云云（LMC）的HI孔径合成图像，使用客观和定量的拓扑结构来了解HI分布托管的一些洞和各种大小的团块在介质中。HI分布在四个不同的尺度上显示出不同的拓扑结构。在探索的最小尺度（19-29 pc）下，HI质量以这样一种方式分布，即许多团块嵌入在低密度背景的顶部。在从73到194 pc的较大尺度下，它显示了一个通用的孔拓扑结构。这些黑洞可能主要是由热恒星的恒星风形成的。在240到340 pc的尺度上，略高于气体盘的盘尺度高度，HI图中的主要团块改变了分布，使其具有轻微的团块拓扑结构。这些团块包括旋臂中的巨大云协会和围绕超级黑洞的粗丝。在研究的最大尺度（390-485 pc），孔拓扑结构再次出现。对这种规模的黑洞拓扑结构负责的是一些超级黑洞，它们似乎主要与外盘的超新星爆炸有关。在此比例下，条形臂和螺旋臂之间的间隙对拓扑的影响很小。
2007-05-01 astro-ph
A New Giant Branch Clump Structure In the Large Magellanic Cloud
本文介绍了位于大麦云云（LMC）北部的华盛顿C，T1 CCD测光的21个字段，并蔓延到一个区域，超过2.52度约6度的酒吧。选择调查区域的依据是它们靠近SL 388和SL 509，这两个区域的观测场显示存在一个次级巨丛，这是Bica等人（1998年，AJ，116，723）通过观测发现的。从收集到的数据中，我们发现，大多数观测到的现场CMD没有显示出单独的二级丛，而是一个连续的垂直结构（VS），这是第一次清楚地看到。它的位置和大小在整个被调查的区域几乎是相同的：它位于红巨星团（RGC）下方，从RGC底部延伸到大约0.45等，横跨RGC最蓝的颜色范围。一个区域中的VS星越多，同一区域中LMC巨星的数量就越多。我们的分析表明，VS星属于LMC和最有可能的结果，在LMC的某种演化过程中，特别是在这些LMC地区有一个显着的大巨星人口。我们的研究结果表明，为了触发VS星的形成，除了适当的年龄，金属丰度和必要的红巨星密度外，还应该有其他条件。事实上，满足上述条件的恒星在大麦哲伦星云中很常见，但VS现象只在一些孤立的区域清晰可见。最后，团簇星具有内在光度色散的事实进一步限制了团簇星等作为可靠距离指标的使用。
1999-09-28 astro-ph
Neutralino annihilation gamma-rays from clumps and the LMC
我们讨论了银河系晕中由于中性伴子湮灭而形成的暗物质团块的可探测性。然后，我们集中在一个已知的"团块“，大麦云云。
2003-06-26 astro-ph
Far and mid infrared observations of two ultracompact H II regions and one compact CO clump
用TIFR 1 m球载望远镜在远红外波段和ISO在中红外波段观测到两个超致密H Ⅱ区（IRAS 19181+1349和20178+4046）和一个致密分子团（20286+4105）。利用液态~ 3 He冷却测辐射热计阵列，在有效波长为~ 150和~ 210微米的两个波段同时进行了远红外观测。使用ISOCAM仪器在七个光谱波段进行了ISO观测;其中四个波段涵盖了多环芳烃（PAH）分子的排放。此外，使用HIRES例行程序处理了这些源在IRAS四个波段的IRAS调查数据。在高分辨率的中红外地图以及远红外地图中，已经解决了多个嵌入式能源。中红外图像和远红外波段的大比例尺地图之间存在结构相似性，尽管两者的角分辨率非常不同。尘埃温度和光学深度（tau_150微米）的地图也产生了使用的数据，从气球上的观测。这些源的光谱能量分布（SED）已被构建从所有这些观测的数据相结合。辐射传输计算已被理解这些SED。通过拟合观测到的SED，得到了这些源中尘埃包络的参数。特别地，已经发现三个源的径向密度分布是不同的。然而，在IRAS 20178+4046的情况下，倾向于形式为r^-2的陡峭分布，而在IRAS 20286+4105的情况下，倾向于形式为r^-1的陡峭分布，而在IRAS 19181+1349的情况下，倾向于形式为均匀分布（r^0）的陡峭分布。PAH波段的线比一般被发现是类似于其他紧凑的H II区域，…
2002-11-19 astro-ph
Radiative Transfer Modeling of Three-Dimensional Clumpy AGN Tori and its Application to NGC 1068
最近对NGC 1068和其他活动星系核的观测支持这样一种观点，即活动星系核的中心超大质量黑洞和吸积盘周围有一个几何和光学厚度都很大的尘埃环。在2型活动星系核中，环面大致是从侧面看到的，导致中心辐射源的遮蔽和10微米附近的硅酸盐吸收特征。虽然目前大多数的环面模型都能平滑地分布尘埃，但越来越多的证据表明尘埃必须排列在云中。我们描述了一种新的方法来模拟近红外和中红外发射的三维clustertori使用蒙特卡罗模拟。我们计算的辐射场的各个云在不同的距离AGN和分布这些云的环面区域内。单个云的属性和它们在环面内的分布是从接近引力势剪切极限的自引力云的理论方法确定的。我们证明，块状活动星系核环面可以克服的问题过于明显的硅酸盐功能。最后，我们提出了模型计算的原型塞弗特2星系NGC 1068，并比较它们最近的高分辨率测量。我们的模型是能够再现SED和干涉观测的NGC 1068在近红外和中红外。
2006-02-22 astro-ph
The Lifetimes and Evolution of Molecular Cloud Cores
我们讨论了在近等温分子云中形成的湍流密度波动的团块和核心的寿命和演化。在非磁性的情况下，团块不太可能达到流体静力学状态，相反，预计要么直接崩溃，要么朝着母云的平均压力和密度“反弹”。反弹的团块由于自身重力的作用而延迟了再膨胀的时间。从一个简单的维里计算，我们发现几个自由落体时间的再膨胀时间。在磁性的情况下，我们提出了一系列的驱动湍流，理想的MHD等温数值模拟，在其中，我们遵循的演变的团块和核心的磁临界性，他们的“母云”（数字框）。在亚临界盒中，静磁团不会形成。一些中等重力约束的团块形成，然而在<130万年时被湍流分散。对这些核心的双极扩散（AD）时间尺度t_AD的估计给出t_AD > 130万年，仅略长于动力学时间。在超临界盒中，一些核心成为局部超临界，并在典型的时间约100万年崩溃。我们还观察到寿命较长的超临界核，但不会崩溃，因为它们小于当地的牛仔裤长度。在这些模拟中形成的团块和核心比在非磁性对应物中形成的要少。我们的结果表明：a）一部分核心可能不会形成恒星，并且可能对应于一些观察到的无星核心。b）核心可能是非平衡结构，而不是准静磁结构。c）磁场可能通过降低核心形成的概率，而不是通过显著延迟单个核心的坍缩，来帮助降低恒星形成效率。
2004-09-10 astro-ph
A Steeper Stellar Mass Spectrum in the Outer Galaxy?
本文讨论了用高分辨率（~0.1-0.2 pc）BIMA CO观测远外星系（FOG）三个分子云中心区的结果。我们确定团块和调查他们的稳定性，通过使用维里定理，包括由于重力，湍流，磁场，和团块间气体压力的条款，并作出比较与团块在当地的云（RMC和猎户座B南）。虽然这些力的合理组合可以使大多数团块稳定，但当仅比较重力和湍流时，FOG和局部团块之间出现了一个有趣的差异。在FOG中，这些力对于低至所发现的最低质量（几个Msol）的团块处于平衡（维里参数α ~ 1），但是对于局部团块，α ~ 1仅对于质量大于几十个Msol的团块。因此，在雾云中，重力似乎是主导力量，质量比当地云低得多，这意味着即使在最小的团块中，引力坍缩和恒星形成也可能更容易发生。这也许可以解释在银河系外围发现的明显更陡的IMF。
2002-05-28 astro-ph
33.8 GHz CCS Survey of Molecular Cores in Dark Clouds
我们以30角秒的空间分辨率和0.054 km/s的速度分辨率对CCS $J_N = 3_2-2_1$线上的11个暗云和恒星形成区进行了观测。CCS只在静止的星云中被发现，而不是在活跃的恒星形成区域。CCS的分布具有明显的团簇结构，在7片云中共识别出25个团簇。有7个非热谱线宽度小于0.1km/s的团簇是迄今发现的最安静的团簇，CCS团簇往往存在于NH_3辐射或亚毫米波连续谱源追踪到的高密度区附近，其分布不是球对称的。CCS丰度的变化被认为是恒星形成演化状态的一个指标。然而，我们只能发现N（CCS）和$n_{H_2,vir}$之间的弱相关性。CCS云的速度分布揭示了一个系统的速度模式普遍存在。在我们的数据中，最引人注目的特征是L1544的位置-速度图中的环形结构，具有0.04 pc x 0.13 km/s的清晰内孔和0.16 pc x 0.55 km/s的外边界。这种位置-速度结构清楚地表明了一种边缘在盘或环上的几何结构，它可以被解释为一个坍缩盘，其下落速度为$\gtrsim$ 0.1 km/s，旋转速度小于我们的速度分辨率。在CCS云中，非热谱线宽度的分布是一致的，这可能是拉森定律在小尺度（$\sim$ 0.1 pc）下终止的证据。
1999-11-29 astro-ph
AGN Dusty Tori: I. Handling of Clumpy Media
根据活动星系核（AGN）的统一方案，中央发动机被环形结构的尘埃光学厚云包围。我们最近发展了一种形式主义，第一次适当考虑cluelynical性质的活动星系核环面。我们现在提供一个详细的报告，我们的研究结果在两个文件系列。在这里，我们提出了我们的一般形式主义的辐射转移在clusterous媒体和构建其积木的活动星系核问题-源函数的个别尘埃云加热的活动星系核辐射场。我们表明，从光滑的密度分布的一个根本区别是，在一个cloudspeaker介质中，一个大范围的尘埃温度共存于相同的距离从辐射中心源。这种独特的性质解释了在10个\mic干涉观测中发现的靠近NGC 1068核的低尘埃温度。我们发现，无论整体的几何形状，cluerical尘埃分布只显示其光谱能量分布的适度变化，和10 \mic \吸收功能是从来没有深。此外，X射线衰减柱密度广泛地分散在表征IR发射的柱密度周围。所有这些性质都是活动星系核观测的特征。在配套文件中介绍了云组装成活动星系核环面并与观测结果进行了比较。
2008-06-03 astro-ph
