The Formation of Molecular Clouds
在最近的一篇论文中，Elmegreen（2000）从观测的角度提出了一个令人信服的例子，即分子云的寿命与它们的动力学时标相当。如果是这样的话，这对分子云形成的机制有重要的影响。特别是我们考虑的假设，分子云可能形成的原子气体的{ \it在原位}冷却，而是通过凝聚的致密相的星际介质（ISM），其中大部分，如果不是大多数，已经在分子形式。
2001-06-22 astro-ph
Rapid Formation of Molecular Clouds and Stars in the Solar Neighborhood
对恒星形成区和年轻的无气体恒星协的观测表明，大多数邻近的分子云在分散之前只在很短的时间内形成恒星;弥漫的星际介质中的大规模流动有可能足够迅速地形成云，并产生年龄远小于其宿主分子云横向穿越时间的恒星星族。我们确定了四个重要因素，了解快速恒星形成和短云寿命。首先，太阳圈附近云的大部分积聚和扩散可能发生在原子阶段;只有云生命周期的高密度部分在分子阶段度过，从而有助于限制分子云的“寿命”。第二，一旦云达到足够高的柱密度，形成$\h2$和CO，引力就变得比典型的星际压力更大;因此恒星的形成可以在每个云复合体的有限区域内迅速地跟随分子气体的形成和湍流的消散。第三，典型的磁场不足以阻止云的快速形成和引力坍缩。第四，气体被新形成的恒星迅速扩散，以及在恒星形成的第一次事件后，云的小规模膨胀减少了屏蔽，可能会限制恒星形成时期的长度和云在分子状态下的寿命。这张照片强调了大尺度边界条件对于理解分子云形成的重要性，并暗示恒星的形成是一个高度动态的过程，而不是准静态的过程。
2001-08-01 astro-ph
Magnetic Fields in Diffuse H I and Molecular Clouds
这本书的章节回顾了当前的状态观测磁场在弥漫的氢我和密集的分子云。它涵盖了测量磁场的技术，观测结果的分析，以及磁场在星际云物理学和恒星形成过程中的作用。
2005-01-25 astro-ph
The Second Survey of the Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud by NANTEN I: Catalog of Molecular Clouds
NANTEN对大麦云云进行了12 CO（J = 1-0）分子云的第二次观测。这次巡天的灵敏度是上一次NANTEN巡天的两倍，探测到了MCO> 2 × 10^4 Msun的分子云。我们确定了272个分子云，其中230个是在三个或更多的观测位置检测到的。我们导出了164个在长轴和短轴上都大于NANTEN束流尺寸的GMC的尺寸、线宽、维里质量等物理性质。云的CO光度和维里质量显示出M_VIR propto L_CO^{1.1 +-0.1}的良好相关性，Spearman秩相关为0.8，表明云处于近维里平衡状态。假设云处于维里平衡，我们推导出X_CO因子为~ 7 x 10^20 cm^-2（K km s^-1）^-1。在5 × 10^4 M_sun的完全性极限以上，云的质量谱符合N_cloud（>M_CO）与M_CO^{-0.75 +-0.06}成正比的幂律。如果我们只拟合大质量云，质谱的斜率会变得更陡;例如，当M_CO > 3 x 10^5 M_sun时，N_cloud（>M_CO）与M_CO^{-1.2 +- 0.2}成正比。
2008-04-09 astro-ph
Properties of the Molecular Clouds in NGC 205
附近的矮椭圆星系NGC 205为高分辨率研究椭圆星系中的星际介质提供了一个独特的机会。本文研究了NGC 205中分子气体的分布、分子谱线比以及原子气体、分子气体和尘埃之间的关系。在NGC 205的一个分子云中，12 CO（2-1）/（1-0）和12 CO（1-0）/13 CO（1-0）的线比与其他椭圆星系和银河系巨分子云中的线比一致;它们表明该分子云中的CO可能是亚热激发的。原子气体、分子气体和尘埃在100 pc的尺度上是非常密切相关的;原子气体可以被理解为分子云周围的光离解包层。该星系中的原子柱密度相当低（10^20 cm^-2），因为星际紫外光场相对较低。总的气尘柱密度比与银河系的气尘比一致。简而言之，NGC 205中的分子气体似乎与我们银河系中熟悉的分子云具有非常相似的性质，除了低原子柱密度。
2000-07-12 astro-ph
Polytropes: Implications for Molecular Clouds and Dark Matter
多变模式在计算观测到的分子云特征方面是相当成功的。多压力多面体包括分子云中重要的各种压力分量，而复合多面体提供了核心晕结构的表示。小的、非常密集的（n~10^{11} cm^{-3}）分子云被提议作为暗物质和极端散射事件的模型。由于这些云的状态方程可以用单一的多方关系（压力随着密度的幂而变化）来表示，因此这种模型与观察相冲突。我们有可能设计出与观测不相冲突的复合多面体，但云的热性质是否与这种结构相一致仍有待确定。
2000-08-02 astro-ph
Evaluating the Magnetic Field Strength in Molecular Clouds
我们讨论了一个扩展的平均磁场强度的分子云的情况下，该领域的空间取向是已知的评估？我们将结果应用于M17，使用先前公布的数据。
2004-10-12 astro-ph
Discovery of molecular hydrogen in a high-velocity cloud of the Galactic halo
我们报告了在银河系高速云（HVC）中发现的分子氢吸收在大麦云云的方向。对于相同的HVC，我们得到的铁丰度是太阳值的一半。因此，所有的证据都指向大麦哲伦星云前面的高速云复合体的银河系起源。
1999-11-24 astro-ph
Can WNM survive inside Molecular Clouds ?
最近的高分辨率数值模拟表明，星际氢原子云具有复杂的两相结构。由于分子云是通过HI气体的收缩形成的，因此出现了这样的问题：这种结构是否保持在分子相中。本文研究了分子云中是否存在暖中性氢原子。我们计算了一片没有被紫外光子加热的WNM能穿透到云中多远，发现在没有任何加热的情况下，大部分WNM不太可能在高压分子云中存活。然后，我们考虑两种可能的加热机制，即耗散的湍流能量和耗散的MHD波传播的WNM内的云。我们发现，第二个是足够的，以允许WNM的存在内的分子云的大小$\simeq$ 1 pc的压力等于$\simeq 10 \times P_{\rm ISM}$。这一结果表明，磁化WMN的通道可以提供有效的能量注入维持内部湍流，否则在交叉时间衰减的可能性。
2006-04-14 astro-ph
Formation and Properties of Molecular Cloud Cores
本文综述了稠密分子云核的一些性质。这里提出的结果依赖于三维数值模拟的等温，磁化，湍流，和自引力分子云（MC），其中致密的核心形式作为云的重力湍流碎片的后果。特别是我们讨论的核心，它们的寿命和维里平衡的质谱相关的问题。
2008-08-29 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
Observing molecular hydrogen clouds and dark massive objects in galactic halos
分子氢云对星系晕<暗物质有重要贡献，并可能导致通过微透镜间接观测到的大质量晕天体（MHO）的诞生。我们提出了一种利用多普勒频移效应探测M31晕中这些分子云的方法。我们还考虑了通过红外辐射直接观测M31晕中MHO的可能性。
1995-01-20 astro-ph
Ambipolar-Diffusion Timescale, Star-Formation Timescale, and the Ages of Molecular Clouds: Is There a Discrepancy?
我们重新审视严格的恒星形成的不同阶段的持续时间和分子云的寿命的估计，根据T-Tauri恒星的年龄，星团中恒星的年龄分布，以及星前核的统计数据。我们表明，所有可用的观测数据是一致的分子云的寿命相当于10百万年，以及自启动，双极扩散控制的恒星形成理论的预测。我们的结论是，不存在任何“年轻”的分子云或“快速”恒星形成的观测支持。
2004-09-03 astro-ph
A Large-scale CO Imaging of the Galactic Center. II. Dynamical Properties of Molecular Clouds
从Nobeyama射电天文台45米望远镜银河系中心CO调查的数据进行了分析，以产生一个汇编的分子云与强烈的CO排放在这个地区。云被确定在整个调查数据的主要部分，超过10 K（$T_R^*$）的所有CO排放峰值的自动化方式。给出了银心分子云的大小、速度色散、维里质量和CO光度之间的关系。我们诊断的引力稳定性的确定云假设盘云几乎是在引力不稳定的开始。银河系中心的大多数云和云复合体是重力稳定的，而一些具有强烈CO排放的云是重力不稳定的。
1998-10-28 astro-ph
High Excitation Molecular Gas in the Magellanic Clouds
首次观测了麦哲伦星云中的亚毫米波CO 4-3辐射.这次巡天由15张6 'x6'的地图组成，这些地图是使用AST/RO望远镜朝向大麦哲伦云和小麦哲伦云的分子峰获得的。我们已经使用这些数据来限制这些物体的物理条件，特别是它们的分子气体密度和温度。我们发现，有大量的分子气体与这些分子峰中的大多数相关，并且高分子气体温度在我们的样品中普遍存在。我们讨论了这是否可能是由于低金属丰度和相关的缺乏气体冷却剂的云，并得出结论，目前的样本是不足以断言这种效果。
2005-06-23 astro-ph
Search for new YSOs in Large Molecular Clouds and extinction mapping using DENIS and optical data
我提出了新的结果灭绝和YSO内容的变色龙我云使用的恒星计数方法，我已经实施和应用到DENIS和光学数据。这种方法的应用到其他附近的大分子云正在进行中，并简要概述。
1998-09-07 astro-ph
The environment of Tycho: possible interaction with molecular cloud
第谷超新星遗迹作为历史上为数不多的超新星遗迹之一，在各个波段都得到了广泛的研究。观测结果表明，第谷正在一种具有密度梯度的介质中膨胀，并可能与东北方向的稠密环境介质相互作用。根据FCRAO CO对外星系的调查，我们在该地区发现了一片分子云，并利用Nobeyama 45米射电望远镜进行了后续观测。高分辨率（16 \arcsec）Nobeyama数据显示，一个大的分子云围绕着东北边界的SNR。我们认为第谷SNR和分子云位于英仙座臂，与SNR相互作用的稠密介质可能是分子云。我们还讨论了分子云和Balmer主导的光学细丝之间的可能联系，并建议震前气体可能在宇宙线和/或快中性前体中被加速。
2004-03-11 astro-ph
Grain Alignment in Molecular Clouds
研究分子云中磁场的最有用的技术之一是基于星光偏振和由排列的尘埃产生的偏振发射的使用。用磁场解释极化图的可靠性是晶粒排列理论要解决的问题。我简要回顾了晶粒排列中涉及的基本物理过程。
2003-11-17 astro-ph
The Dynamical Structure and Evolution of Giant Molecular Clouds
巨分子云（GMC）是银河系中恒星形成的场所。它们的许多性质可以用一个模型来理解，在这个模型中，GMC和其中的恒星形成团块处于近似的压力平衡状态，湍流运动被视为单独的压力分量。
1999-01-26 astro-ph
Giant Molecular Clouds are More Concentrated to Spiral Arms than Smaller Clouds
从我们的银河系分子云目录中，我们提取了两个子集：（1）巨型分子云（GMC），肯定大于10^5太阳质量的云，即使它们处于“近距离”，（2）肯定小于10^5太阳质量的云，即使它们处于“远距离”。这些云的位置和速度相比，在（l，v）空间的旋臂的轨迹。每个云与最近的旋臂的速度分离被引入作为“浓度梯度”。几乎所有的GMC都位于旋臂附近。小云团的密度在旋臂附近增强，但有些云团（约10%）与任何旋臂都没有联系。大麦哲伦星云与最近的旋臂之间的平均速度间隔为3.4 ± 0.6 km/s，而小云团与最近的旋臂之间的平均速度间隔为5.5 ± 0.2 km/s。
2005-09-22 astro-ph
The residence time of dust grains in turbulent molecular clouds
计算了尘埃粒子在湍流分子云中的停留时间。Boland和de Jong（1982）对这一时间的早期估计受到了Prasad等人（1987）的批评，因为他们没有适当考虑分子云中速度场的湍流特性，这意味着尘埃颗粒的轨迹应该被视为随机行走。采取一些最小的假设，关于湍流速度场的时间尺度推导出依赖于雷诺数的流动。这个时间尺度与雷诺数的近似比例性导致尘埃颗粒将留在分子云中的时间尺度要长得多。
1997-03-14 astro-ph
Spiral shocks and the formation of molecular clouds in a two phase medium
我们扩展最近的数值结果（多布斯等。2006年）的螺旋星系中的分子云的形成，包括一个多相介质。热相气体的添加增强了冷气体中的结构，并且显著增加了当冷气体通过螺旋激波时形成的分子氢的分数。结构上的差异反映在分子云的质量功率谱中，对于多相计算，其更陡峭。分子气体的增加是由于热相的加入导致冷气体的密度更高而发生的。特别是，冷气被限制在螺旋臂之间的团块中，并保留较高的分子分数。与单相结果不同，多相介质的臂间区域存在分子云。然而，臂间分子氢的密度通常低于可以从CO测量可靠地确定的密度。因此，我们预测，对于一个多相介质，将有低密度云包含冷原子和分子氢，这是潜在的进入旋臂。
2007-01-29 astro-ph
Molecular clouds in cooling flow cluster of galaxies
在许多星系团中，有证据表明中心区域存在冷却流。一种可能性是，一部分气体形成了冷分子云。通过计算H2、HD和CO分子的冷却函数，研究了云在冷却流中所能达到的最低温度。作为一个例子，我们确定了PKS 0745-191的冷却流中云可达到的最低温度。
1999-11-11 astro-ph
Radiation Driven Implosion of Molecular Cloud Cores
本文首次对辐射驱动的分子云内爆进行了包括自引力和电离在内的三维计算。我们讨论了初始密度扰动对电离球动力学的影响，并表明引力坍缩的发生可以显着延迟的内爆时标的倍数。我们证明了辐射驱动内爆可能是一个有效的过程注入无序动能到大质量恒星附近的分子云。
2002-03-26 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
Evidence for a Molecular Cloud Origin for Gamma-Ray Bursts: Implications for the Nature of Star Formation in the Universe
看来大多数快速、精确定位的伽马射线暴，以及未被探测到的或暗的光学余辉，简称“暗爆发”，都发生在大小R > 10 L_{49} ^{1/2} pc、质量M > 3 × 10 ^5 L_{49} M_{sun}的云中，其中L是光学闪光的各向同性等效峰值光度。我们表明，这种大小和质量的云不能被建模为一种气体，这种气体与星际介质的温暖或热相（即，一片弥漫的云）：这样的云对于引力坍缩是不稳定的，导致云的坍缩和碎片化，直到恒星形成的爆发在碎片内重新建立压力平衡，并且碎片被自引力束缚（即，分子云）。因此，暗爆发可能发生在分子云中，在这种情况下，如果分子云最近形成，暗爆发可能是恒星形成爆发的副产品，和/或如果分子云在一段时间前形成，则可能是延迟或后一代恒星形成的结果。然后，我们表明，如果爆发发生在类似银河系的分子云中，其柱密度可能是普遍的，暗爆发的数量可以与检测到的光学余辉的爆发数量相媲美：这是观察到的，这表明检测到的光学余辉的爆发也可能发生在分子云中。我们证实了这一点，通过建模和约束的列密度的分布，测量从X射线余辉的吸收，检测到的光学余辉的爆发：我们发现，这种分布是一致的预期发生在分子云的爆发，并不符合预期的爆发发生在弥漫的云。更多...
2001-08-30 astro-ph
N2H+ and N2D+ in interstellar molecular clouds. II- Observations
我们观测到了N $_2$ H $^+$和N $_2$ D $^+$的$J$ =1- 0、2- 1和3- 2转动跃迁。用非局部辐射转移模型对数据进行了解释。
2007-06-06 astro-ph
The formation of molecular clouds in spiral galaxies
我们提出了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟分子云形成的旋涡星系。这些模拟模拟了非自引力气体盘对星系势的响应。螺旋激波导致气体中的高密度，以及螺旋臂中的相当大的结构，我们将其确定为分子云。我们认为这些结构的形成是由于撞击流的动力学，它扰动了通过旋臂的气体流动。此外，螺旋激波诱导大的速度分散在螺旋臂，与分子云中观察到的速度分散的幅度。我们估计分子氢的形成，通过后处理我们的结果，并假设气体是等温的。如果气体是冷的（$T\le100$ K），气体在螺旋激波中被充分压缩，以便在致密的螺旋臂团中形成分子氢。这些分子云大部分被限制在旋臂中，因为大多数分子气体在离开旋臂时被光解为氢原子。
2006-07-14 astro-ph
The Average Magnetic Field Strength in Molecular Clouds: New Evidence of Super-Alfvenic Turbulence
分子云中的磁场强度是恒星形成理论的一个基本量。它是由塞曼分裂测量估计在一些密集的分子核心，但它的体积平均值在大分子云（超过几个秒差距）仍然是不确定的。在这项工作中，我们提供了一种新的方法来约束分子云的平均磁场强度。我们比较了分子云气体密度的功率谱和两个超声速MHD湍流的$350^3$数值模拟结果。动能和磁能近似均分的数值模拟（模型A）产生柱密度功率谱$P(k)\propto k^{-2.25\pm 0.01}$，超阿尔文模拟（模型B）$P(k)\propto k^{-2.71\pm 0.01}$。英仙座、金牛座和罗塞塔分子云复合体的柱密度功率谱分别与$a=2.74\pm 0.07$、$2.74\pm 0.08$和$2.76\pm 0.08$符合幂律$P_{\rm o}(k)\propto k^{-a}$。我们的结论是，观测结果与分子云中存在超阿尔夫文湍流（模型B）是一致的，而模型A与观测结果不一致（置信度超过99%）。
2004-02-03 astro-ph
Diffuse Molecular Clouds and the Molecular Interstellar Medium from 13CO Observations of M33
我们获得了附近旋涡星系M33的~（12）CO和~（13）CO J=1-0的观测结果，试图解决银河系巨分子云和外星系中~（12）CO/~（13）CO谱线比值之间长期存在的差异。分子云MC 20的干涉图给出了7.5+/-2.1的12 CO/13 CO线比，这与在银河系巨分子云中测量的线比相当吻合。相比之下，从单碟数据中得到的12 CO/13 CO线比为10.0+/-0.9，明显高于银河系的值，但与其他星系的线比非常一致。MC 20的干涉图显示，云在两条线上具有相似的空间和速度范围，因此高的单盘线比不是由于两条线上的填充因子不同。此外，单碟数据显示，没有证据表明显着变化的线比与金属丰度，这消除了丰度变化的解释高单碟线比。我们的结论是，在M33中观察到的高12 CO/13 CO线比，并在一般的螺旋星系盘，是由于存在的人口的扩散分子云。来自M33的12 CO排放总量中，来自弥散云的部分的下限为30+/-30%，而上限为~ 60%。
1994-03-04 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
Turbulence in Molecular Clouds
在这门课程中，我们回顾了不可压缩均匀湍流理论的基本水平，并讨论了可压缩情况下，与星际介质和分子云相关的相似性和差异。我们强调，适用于可压缩的情况下，湍流的一般定义不应该依赖于柯尔莫哥洛夫$k^{-5/3}$频谱，也不是从大到小尺度的能量级联。相反，我们讨论的各种可能性的能量谱的可压缩湍流，数值模拟表明应该是$\sim k^{-2}$，和级联的性质，如果在所有目前。然后，我们讨论的问题，分子云可能是直接相关的湍流，如云的形成，云的结构，云的支持，对重力。
1997-01-10 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
Correlation of the scattering and dispersion events in the Crab Nebula pulsar
在对蟹状星云脉冲星的单独系列观测中，在111 MHz处测量了由于散射引起的脉冲展宽，在更高的射频处测量了由于脉冲延迟引起的色散变化。在一个持续200天的显著事件中，两个参数都出现了大幅增加，并且具有相似的时间特征。MJD 53950 - 54150在200天内观测到的散射和分散测量的增加可归因于电离云或细丝穿过视线的影响。该云团的直径为10^11 ~ 10^12米，电子密度为10^3 ~ 10^4 cm^-3。增加的散射可能起源于云本身，或者移动的灯丝可能在视线中的一个单独的高密度云中引起湍流。
2008-02-29 astro-ph
An Improved Technique for Measurement of Cold HI in Molecular Cloud Cores
在“分子”云中，原子气体与分子物质混合的存在可能会显着影响其化学性质，激发某些物质，并可以作为云演化的探针。分子云中的冷中性氢原子（HI）是通过其对银河系HI 21-cm背景辐射的自吸收来揭示的。这种气体的性质可以通过HI窄自吸收（HINSA）的观测来定量研究。在本文中，我们提出了一种新的技术来测量原子气体的物理参数，从HINSA的观测，利用分子示踪剂，以指导HINSA提取。这种技术提供了一个显着的改善，HI柱密度可以确定在以前的方法的精度，它开辟了几个新的途径的研究领域的相关恒星形成。
2008-08-21 astro-ph
Observations of H2O maser sources in Orion-Monoceros Molecular Clouds with VERA
本文介绍了利用日本新近建立的VLBI观测网VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对猎户座-麒麟座分子云中的水脉泽源进行相位参考VLBI观测的结果。这张海报的主要主题是（1）VERA的第一个科学项目之一“猎户座-麒麟座分子云复合体的三维结构和运动学”的目的;（2）VERA相位参考VLBI观测的现状（灵敏度和天体测量精度）;（3）VERA对猎户座-麒麟座分子云中水源的VLBI观测结果。
2004-12-30 astro-ph
Co Emission from Molecular Clouds in the Central Region of M31
我们在距离M31中心约250 pc处的一个暗云复合体中探测到\co线发射，这是$B,V,R,I$波段CCD成像中观测到的中心几百个红色pc中最显著的消光特征。最暗的云有30 pc大小，维里质量估计为$\sim 8.7\time s 10^5\Msun$，这是M31隆起中质量最大的分子云。从CO强度到\htwo柱质量的转换因子比银河系分子云的转换因子大一个数量级。氢质量-颜色过量比也被发现是非常大的。
1993-08-27 astro-ph
Photometric investigation of the MBM 12 molecular cloud area in Aries. I. Photoelectric photometry
给出了在白羊座MBM 12分子云和尘埃云L1454和L1457区域内12.2等以下的152颗恒星在维尔纽斯七色系统中的光电测光结果。给出了恒星光度分类的结果。下一篇论文将介绍该地区星际消光的研究。
2002-09-21 astro-ph
Rapid Molecular Cloud and Star Formation: Mechanisms and Movies
我们证明，观测推断的快速发病的恒星形成后，父母的分子云组装可以实现流动驱动的云形成的原子气体，使用我们以前的三维数值模拟。我们后处理这些模拟近似CO的形成，这使我们能够调查的时间CO变得丰富相对于云崩溃的开始。我们发现，全球重力在有限的云有两个关键的云演化的影响。(a)横向塌陷（垂直于向上扫过云的气流）导致一维气流聚集上方的柱密度迅速增加。这反过来又允许CO的快速形成，允许分子云快速“出现”。(b)需要全球重力来驱动致密气体达到形成太阳质量核心所需的高压，以支持最近的云碎片分析模型。虽然云仍然看起来“超音速的顺从”，但这种湍流被降级为次要角色，因为它在某种程度上是引力的结果。
2008-08-07 astro-ph
Survivability of a star cluster in a dispersing molecular cloud
星团形成于分子云中，而分子云被认为是大多数恒星的诞生地。根据最近的观测数据，Lada & Lada 2003估计只有4%到7%的嵌入分子云中的星团幸存下来。嵌入（束缚）星团破裂的一个重要机制是母云被紫外线辐射、恒星风和/或超新星爆炸分散。在这项工作中，我们研究了N体模拟这种机制的效果。我们发现，大多数嵌入集群生存超过30万年，即使不同的初始条件的集群可能会引入一些微小的变化，但一般的结果是相当强大的。
2008-04-17 astro-ph
Molecular Cloud Formation in Shock-Compressed Layers
我们调查的冲击波传播到一个温暖的中性介质和冷中性介质的一维流体动力学计算与详细处理的热和化学过程。我们的主要结果表明，在冲击压缩层内的热不稳定性产生了一个几何上薄的，致密的层，其中形成了大量的氢分子。线性稳定性分析表明，这种热塌缩层将分裂成小分子云。我们预计，由于超新星爆炸、恒星风、螺旋密度波等原因造成的频繁压缩，使星际介质被这些小分子云所占据。
1999-12-24 astro-ph
Magnetically Aligned Velocity Anisotropy in the Taurus Molecular Cloud
利用计算模拟和分子线观测研究了Taurus分子云的MHD湍流引起的速度各向异性。提出了一种利用星际云光谱成像数据分析速度各向异性程度和角度的新方法。该方法的有效性证明模型观测来自三维速度和密度场的数值MHD模拟，跨越一个范围内的磁场强度。该分析适用于12 CO J=1-0成像的子领域内的金牛座分子云。速度各向异性被识别为在从光学偏振测量导出的平均局部磁场方向的10度内对齐。基于速度各向异性的场强估计值与其他方法的结果一致。当结合金牛座的新柱密度测量时，我们的磁场强度估计表明，云的包络是磁亚临界的。这些观测有利于金牛座云的低密度、亚临界、分子气体基质内的强MHD湍流。
2008-02-14 astro-ph
Supernova remnants in molecular clouds: on cosmic ray electron spectra
本文讨论了在激波附近湍流介质中存在二阶费米加速时，激波处的粒子加速过程，作为对分子云中超新星遗迹（SNRs）的平坦同步辐射谱的另一种解释。我们认为，Chevalier（1999，ApJ，in press）所考虑的中等Alfvén马赫数激波对于这样的信噪比自然会导致观测到的谱指数。
1998-12-23 astro-ph
Adenine Abundance in a Collapsing Molecular Cloud
在分子云坍缩和恒星形成过程中，HCN的连续加入可能产生DNA分子的一种重要成分腺嘌呤。我们计算了它的丰度在一个崩溃的云作为反应速率的函数，并表明，在大多数情况下，产生的量可能足以污染行星，彗星和陨石。我们引入了一个$f$参数，它可以用来研究辐射关联发生的丰度。
2000-03-18 astro-ph
Gamma rays from molecular clouds
据信，观测到的银河平面的弥散伽马射线发射是宇宙射线与星际气体相互作用的结果。如果宇宙射线穿透密集的分子云，这种辐射会被放大。假设扩散系数为任意的能量和空间相关系数，研究了宇宙射线在分子云中的传播。如果云内的扩散系数明显小于银盘的平均值，观测到的伽马射线谱似乎比宇宙射线谱更硬，这主要是由于低能粒子向云核心的穿透速度较慢。这可能会产生各种各样的伽马射线谱。
2006-10-02 astro-ph
Evaporation and Condensation Processes of Giant Molecular Clouds in a Hot Plasma
利用二维流体动力学模拟研究了星际介质热相中巨分子云的蒸发和凝结过程。本文计算了亚音速热稀薄等离子体流中冷云和浓云的演化。我们的代码包括自重力，加热和冷却过程以及电子热传导。显着的差异之间发生的模拟与不热传导。
2000-01-26 astro-ph
Halo dark clusters of brown dwarfs and molecular clouds
对大麦云中微透镜事件的观测表明，相当大一部分（\sim 50%）的星系晕是以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式存在的，平均质量为$\sim 0.27 M_{\odot}$，假设是标准的球形晕模型。我们描述了一个在银河系中心距离大于10-20 kpc的晕中自然形成MACHO暗星团和冷分子云（主要是H_2）的情况。
1997-01-28 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Turbulent Molecular Clouds
研究了湍流分子云中大质量星团的形成。我们包括人造恒星的形成和新生恒星的能量反馈。获得的系统不太可能存活。今后将进行个案研究，以确定形成结合集群的必要条件。
2001-06-01 astro-ph
Linear Thermal Instability and Fluctuations in Molecular Clouds
过去几十年来，通过无线电和光学/紫外线观测，磁性分子云中小规模凝聚的证据不断积累。这些小规模凝聚的起源和形状是一个有争议的问题。Nejad-Asghar & Ghanbari（2004）最近研究了线性热不稳定性对分子云涨落形成的影响。作者推断，在某些条件下（例如，取决于背景的膨胀或收缩）热不稳定性和双极扩散可产生球形、扁球形或长球形凝聚。
2005-12-11 astro-ph
Re-examining Larson's Scaling Relationships in Galactic Molecular Clouds
本文利用波士顿大学FCRAO银河系环巡天的13 CO J=1-0辐射，重新研究了Solomon等人（1987）（SRBY）提出的银河系分子云的性质。这些新的数据提供了一个较低的不透明度示踪分子云和改进的角度和光谱分辨率比以前的调查分子线发射沿银道面。我们计算GMC质量的SRBY云边界内假设LTE条件下，整个云和恒定的H2至13 CO丰度，同时占12 C/13 C与银河系中心半径的变化。LTE导出的质量通常比SRBY维里质量小五倍。该样本对应的分子氢的质量面密度中值为42 Msun/pc ^2，明显低于SRBY得出的数值（中值为206 Msun/pc ^2），后者已被大多数云演化和恒星形成模型广泛采用。这种差异产生的速度色散，大小和CO光度的SRBY的外推到1 K天线温度等照度线，可能高估的GMC群众和我们的假设恒定的13 CO丰度超过每个云的投影面积。由于云包层中分子丰度的不确定性，巨大分子云的质量面密度可能大于我们的13 CO测量值。从13 CO数据得到的速度弥散中，我们发现云结构函数的系数vo=sigma_v/R^{1/2}并不是满足Larson标度关系所要求的常数，而是系统地随云的表面密度变化，如在自引力平衡中云所预期的那样，为Sigma^{0.5}。
2009-04-28 astro-ph
Supersonic turbulence and structure of interstellar molecular clouds
星际介质（ISM）为研究高超声速、驱动流体动力学湍流提供了一个独特的实验室。我们提出了这样的湍流理论，通过数值模拟来证实它，并使用结果来解释星际分子云的观测特性，恒星诞生的区域。
2002-03-25 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
