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 ``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
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
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
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
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
The Universality of Turbulence in Galactic Molecular Clouds
通过对27个巨分子云结构函数的观测和Monte Carlo模拟，考察了星际湍流的普遍性。我们表明，结构函数，dv=v0 l^gamma，来自宽场成像的CO J=1-0发射从个别云描述的一个狭窄的范围内的标度指数，伽玛，和标度系数，v0。湍流结构函数的相似性强调了分子星际介质中湍流的普遍性，并解释了Larson（1981）最初确定的云与云的尺寸-线宽关系。湍流普遍性的程度是量化的蒙特卡罗模拟，再现所观察到的云与云的关系的均方速度残差。分子云的标度振幅和标度指数变化的上限约为10- 20%。测得的不变性的湍流分子云有很大的不同的大小，环境和恒星形成活动表明一个共同的形成机制，如收敛湍流内的扩散ISM和有限的贡献，从云内的能源相对于大规模的驱动机制。
2004-09-17 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
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
Turbulent viscosity in clumpy accretion disks. Application to the Galaxy
本文用解析方法研究了紊流凝块气盘的平衡态。该盘由不同的自引力云组成。云与云之间的引力相互作用在空间尺度上传递能量，并产生粘性，这使得气体盘中的质量吸积成为可能。湍流被认为是由涉及自引力的不稳定性产生的，并由来自微分旋转和质量传递的能量输入来维持。磁盘参数，全球填充因子，分子分数，和恒星形成率。我们的模型在银河系中的应用表明与观测结果吻合良好。它们与由引力产生和维持的湍流可以解释螺旋星系气体盘中粘度的情况是一致的。研究了星系质量在旋涡星系形态分类中的作用。
2001-11-21 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
Extinction Curves, Distances, and Clumpiness of Diffuse Interstellar Dust Clouds
我们在UBVRI中展示了以弥漫的星际尘埃云（通常称为"卷云"，光学厚度A_V小于1）为中心的4个大区域（> 1度^[2]）中的几千颗银河系场恒星的CCD测光。我们研究这些恒星的目标是调查卷云的特性。比较云上和云外区域之间观测到的恒星表面密度，作为五个波段中每个波段的视星等的函数，有效地测量了每个云的消光。对于两个卷云，这种方法被用来推导基于UBVRI星计数的消光曲线，和U-波段计数被用来放置云的距离上的约束。分析恒星的颜色分布及其在（U-B，B-V）和（B-V，V-I）色-色空间中的位置，以确定卷云引起的选择性消光（变红）量。由四个云的恒星颜色直方图偏移量导出的颜色过量A_V_A_V，与标准红化定律（R_V = 3.1）相比，更适合于向短波长急剧上升的红化定律[R_V == A_V/E（B-V）<= 2]。这可能表明，在弥漫卷云中，相对于较大的尘埃颗粒，小尘埃颗粒的丰度高于平均水平。计数为基础的有效消光曲线的形状和不同的估计的尘埃光学深度（消光光学深度来自背景恒星计数/颜色;发射光学深度来自远红外测量）的比较，被用来衡量在云的结块程度。本文探讨的一套技术可以很容易地适应斯隆数字巡天数据集，以进行系统的，大规模的卷云研究。
1999-01-29 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 Molecular Line Observation toward Massive Clumps Associated with Infrared Dark Clouds
我们用野边山射电天文台45米望远镜和阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验10米望远镜观测了55个与红外暗云有关的大质量团簇的N_2H + J=1-0，HC_3 N J=5-4，CCS J_N=4_3-3_2，NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）和CH_3OH J=7-6谱线。N2 H+、HC 3 N和NH3线被检测到朝向大多数对象。另一方面，CCS排放没有被检测到朝向任何物体。即使在斯皮策24微米暗天体中，[CCS]/[N2 H +]比值也大多低于1。这表明，大多数大质量的团块在化学上比低质量的无星核心更加进化。在55个物体中，有18个物体的CH 3OH发射被检测到。所有CH 3OH探测到的天体都与斯皮策24微米源有关，这表明恒星形成已经在所有CH 3OH探测到的天体中开始。CH_3OH J_K=7_0-6_0 A+和7_{-1}-6_{-1} E线的速度宽度比N_2 H + J=1-0宽。在MSX暗天体中，CH_3OH J_K=7_0-6_0 A ~+和7_{-1}-6_{-1} E谱线的线宽较宽，前者比后者更年轻或亮度更低。广泛的排放的起源进行了讨论的外流和周围的云之间的相互作用。
2008-02-21 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
Synthesis Imaging of Dense Molecular Gas in the N113 HII Region of the Large Magellanic Cloud
我们目前的孔径合成成像的致密分子气体在大麦云云，采取了原型毫米接收器的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们对N113 HII区的观测表明，在HCO ~+、HCN和HNC的1-0线上有一个约6 ″（1.5pc）半高宽的凝聚，而在C_2H中则很弱。将ATCA的观测结果与莫普拉望远镜的单碟图和瑞典-欧洲南方天文台亚毫米望远镜的灵敏光谱进行比较，结果表明，凝结是一个质量约为10^5太阳质量的分子云中质量约为10^4太阳的大质量团。该团块的中心邻近一个紧凑的，模糊的HII区域，这是一个线性结构的无线电连续源的一部分，延伸到整个分子云。我们认为，团块代表了一个可能的网站触发恒星形成。检查作为干涉仪基线长度的函数的积分线强度，我们发现的证据减少HCO+/HCN和HCN/HNC比较长的基线。这些趋势是一致的HCO+排放的一个重要组成部分，在一个扩展的团块信封和较低的HCN/HNC丰度比在致密的核心。
2006-04-08 astro-ph
Spiral shocks, triggering of star formation and the velocity dispersion in Giant Molecular Clouds
我们提出了通过星系螺旋激波和巨分子云（GMCs）的形成的气体通道的数值模拟。螺旋激波在消散动能的同时形成致密的云，产生局部引力束缚的区域，并坍缩形成恒星。当气体通过激波时，气体的结块效应会在气体中产生混乱的内部运动。发现这些运动的运动学与在恒星形成区域中观察到的速度色散/尺寸关系相一致。在标准的图片中，连续驱动的湍流在恒星形成云中产生密度不均匀性，与此相反，我们在这里发现，当星际气体穿过螺旋激波并启动恒星形成过程时，正是星际气体的团块产生了混沌运动。速度分散可以理解为是由于团块在螺旋激波中会聚时的随机质量载荷。在这个模型中，不需要任何内部或外部的连续驱动机制来实现“连续性”。云的内部运动学与外部触发的形成的耦合消除了云自引力的需要。事实上，虽然云的某些部分显然是自引力的，能够形成恒星，但大多数分子物质仍然没有引力。这可以为恒星形成的低效率提供一个简单的解释。
2005-09-27 astro-ph
The distance to the Fornax dwarf galaxy using red clump stars, and the discrepancy between red clump and tip of the red giant branch distances
我用红星团和红巨星分支尖端的恒星来确定到天炉座矮星系的距离。他们与$μ_0 = 20.66 mag$非常一致。比较红巨星分支的尖端和天炉座，船底座和麦哲伦云的红团的星等，我提出了一个可能的解决方案，这两种类型的距离测量之间的差异的问题。
2000-09-12 astro-ph
Population effects on the Red Giant Clump absolute magnitude, and distance determinations to nearby galaxies
红巨星团最近被认为是本星系群中星系的可靠距离指示器。我们重新讨论了依巴谷发现的本星系团与遥远星系中观测到的团星之间的系统星等差（DeltaM_I）问题。首先，我们提出了表格和方程与理论预测的团M_I作为年龄和金属丰度的函数，允许计算DeltaM_I为任何给定的星系模型。然后，我们详细解释是什么决定了星系中团块星的质量、年龄和金属丰度的分布。我们指出，在最近/正在进行的恒星形成的星系，星团星的年龄分布强烈偏向年轻（1-3 Gyr）的年龄，因此对更高的金属丰度。显然，这不会发生在以老恒星星族为主的星系中。我们构建了一个模型，显示产生的金属丰度，颜色和大小的分布，类似于那些来自光谱和依巴谷数据的本地集群。用Bulge、Magellanic Cloud和Carina dSph模式分析了这些系统的DeltaM_I值。我们展示了如何集群RR Lyrics数据很好地再现模型。然而，尽管如此，模型表明，从数据中推导出的线性Δ M_I与[Fe/H]关系并不普遍。最后，我们提供了修正后的丛距离的凸出，麦哲伦云，和船底座dSPH。最大的DeltaM_I值出现在麦哲伦云和船底座dSph，它们位于距离模0.2-0.3等处，比忽略群体效应的结果要长。相反，银河系隆起可能比以前基于红色团块的工作所指示的要稍微近一些（0.1等）。
2000-10-10 astro-ph
Magnitude bias of microlensed sources towards the Large Magellanic Cloud
有证据表明，在大麦云（LMC）方向观察到的一些微透镜事件是由普通的恒星透镜引起的，而不是星系晕中的黑暗Machos。普通恒星的有效透镜效应通常需要沿着大麦哲伦星系盘的视线存在一个或多个额外的恒星聚集。如果在大麦哲伦星系盘后面存在这样的星群，那么源星（对于大麦哲伦星系盘天体的透镜效应）将优先从背景星群中选取，并将显示出与大麦哲伦星系场星的系统差异。其中一个区别是，（透镜）源星将比大麦哲伦星系场星的平均距离更远，这应该反映在它们的表观基线星等上。我们把注意力集中在红团星上：它们在色星等图上的亮度应该比红团星暗十分之几。建议，两个近丛确认的事件之一，MACHO-LMC-1，比丛暗十分之几等。
2000-02-03 astro-ph
Dynamically triggered star formation in giant molecular clouds
一个拉格朗日，粒子为基础的数值方法（树码重力加光滑粒子流体动力学）被用来模拟发生在GMCs的块-块碰撞。碰撞形成了激波压缩层，其中凝聚了大约共面的原恒星盘，质量为7-60个太阳，半径为500- 1000天文单位。二元和多元系统是通常的最终状态。质量较低的物体也被制造出来，但通常都经历了分裂或合并。这样的天体偶尔会在遇到双星系统时，通过三体弹弓事件被弹射出来而幸存下来。改变碰撞参量b，就改变了原恒星系统形成的过程。在低b时，最初形成一个单一的中心盘，然后被吸积流旋转起来，导致它通过旋转不稳定性产生第二次旋转。在b中期，最初形成的冲击层破碎成碎片，然后通过碎片合并形成圆盘。在大的b单个物体内形成的压缩前缘的每个团块。当b进一步增加时，它们就变得彼此不结合了。改变数值因子的影响通过以下方式进行检查：（i）碰撞在碰撞前已重新定向的团块（从而改变初始粒子噪声），以及（ii）将每个团块中的粒子数量增加四倍（从而提高模拟的分辨率）。这两种变化都被发现会影响碰撞的小尺度细节，但大尺度形态基本上没有改变。得出的结论是，团-团碰撞提供了一个自然的机制，多个原恒星系统可能形成。
1998-05-01 astro-ph
Supernova Remnants in Molecular Clouds
分子云被称为团块云，密集的分子团块只占体积的百分之几。超新星遗迹则主要在团间介质中演化，并在半径约为6 pc的范围内产生辐射，形成一个由磁性支撑的壳层。当这个壳层与致密的团块相互作用时，分子冲击波阵面受到相当大的超压驱动，而剩余部分的压力则不同。W44和IC 443的观测结果可以在这个模型中得到理解。这两个遗迹都是射电同步辐射的壳层源，这可以归因于冷辐射壳层中的相对论电子。如果周围的宇宙射线电子被激波前和激波后的压缩加速，那么W44和IC 443的射电通量和平坦的谱指数以及韧致辐射的高能γ射线发射就可以得到解释。
1998-09-15 astro-ph
