CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way type galaxies
我们使用移动网格代码AREPO耦合到一个含时的化学网络来研究分子气体在模拟的螺旋星系中的形成和破坏。这使我们能够确定CO排放不跟踪的气体的特性。我们的极高分辨率AREPO模拟使我们能够捕捉光盘的化学演变，而无需求助于参数化的“聚集因子”。我们通过我们模拟的盘星系计算了H2和CO柱密度，并估算了CO发射和CO-H2转换因子。我们发现，在类似的条件下，在当地的星际介质，大约42%的总分子质量应该在CO暗区，在合理的协议与观测估计。这部分是几乎不敏感的CO积分强度阈值用于区分CO亮和CO暗气体，只要这个阈值是小于10 K km/s。CO暗分子气体主要存在于极长（>100 pc）的细丝中，这些细丝被星系切变拉伸在旋臂之间。只有这些细丝的中心在CO中是明亮的，这表明在银河系中观察到的非连续分子云可能只是更大结构的一小部分。CO暗分子气体主要存在于部分分子相中，占总圆盘质量预算的很大一部分。在环境紫外线场较高或表面密度较低的模拟中，暗气体比例较高，这意味着具有这些条件的外部星系可能具有更大比例的暗气体。
2014-05-09 astro-ph.GA
ALLSMOG: an APEX Low-redshift Legacy Survey for MOlecular Gas. I - molecular gas scaling relations, and the effect of the CO/H2 conversion factor
我们提出ALLSMOG，APEX低红移遗产调查分子气体。ALLSMOG是一项巡天观测计划，目的是用APEX望远镜观测恒星质量在8.5 < log（M*/Msun）< 10范围内的局部星系（0.01 < z < 0.03）样本中的CO（2-1）发射线。本文是前两个学期观测的数据发布和初步分析，包括在CO（2-1）中观测到的42个星系。通过将这些新的CO（2-1）发射线数据与档案HI数据和SDSS光谱相结合，我们编制了一个具有明确定义的分子气体质量，原子气体质量和气相金属丰度的低质量星系样本。我们探索的气体分数和气体消耗时间尺度的缩放关系，并测试我们的研究结果在多大程度上依赖于一个不同的CO/H2转换因子。我们发现H2/HI质量比与恒星质量密切匹配的半解析预测的增加。我们发现ALLSMOG星系的平均分子气体分数为MH 2/M* =（0.09 - 0.13），随恒星质量的增加而减小。我们测量的ALLSMOG星系的平均分子气体消耗时间尺度为0.4 - 0.7 Gyr。我们还确认了分子气体消耗时标的非普适性，其变化（与恒星质量）从~ 1亿年到~2千兆年。重要的是，我们发现H2/HI质量比、气体分数和非通用分子气体消耗时间尺度的趋势对最近的金属性依赖的CO/H2转化因子的范围都是稳健的。
2014-09-16 astro-ph.GA
Molecular cloud formation as seen in synthetic Hi and molecular gas observations
我们提出了合成的Hi和CO观测的热膨胀中性介质中的衰减湍流的模拟。我们首先提出的模拟，与云最初组成的群集块。自引力使这些团簇形成更均匀的稠密云。我们采用一个简单的辐射转移算法，并定义每个细胞<Av>> 1作为分子。然后，我们制作了Hi，无CO分子气体和CO的地图，并研究了以下几个方面：i）温暖，寒冷和分子气体的空间分布，发现了众所周知的层状结构，分子气体被冷Hi包围，被温暖Hi包围。ii）各种组分的速度，原子气体通常流向分子气体，并且这种运动反映在经常观察到的Hi分布的双峰形状中。这个结论是暂时性的，因为我们不包括反馈。iii）Hi自吸收（HISA）剖面的产生，以及HISA与分子气体的相关性。我们测试的建议，使用二阶导数的亮度温度高轮廓跟踪HISA和分子气体，发现局限性。在~秒差距的尺度上，该技术与实际HISA之间以及HISA与N（mol）之间的相关性得到了一定的一致性。它迅速恶化到亚秒差距尺度。iv）实际Hi气体的N-PDF和从Hi线轮廓回收的那些N-PDF，其中后者在气体变得光学厚的柱密度处具有截止值，因此错过了来自产生HISA的气体的贡献。我们发现，典型的引力收缩的幂律尾只在分子气体中观察到，并且，在总气体密度PDF中的幂律尾发展之前，还没有CO存在，这加强了引力收缩需要产生这种成分的概念。（节略）
2014-03-25 astro-ph.GA
OH as an Alternate Tracer for Molecular Gas: Quantity and Structure of Molecular Gas in W5
我们报告列密度的分子气体在W5恒星形成区域跟踪OH 18厘米发射在网格调查使用绿岸望远镜。OH出现跟踪一个更大的柱密度比CO在8个15例含有OH发射检测;这两个分子跟踪相同的柱密度为其他7例。OH和CO的痕迹类似的分子气体的形态与几乎一一对应。在含有OH排放的勘测部分中，由OH追踪的分子气体质量为$1.7$（+ 0.6或-0.2）$\times 10^4 M_{\odot}$，而相应的CO检测迹线为$9.9 \times 10^3 M_{\odot} (\pm 0.7) \times 10^3$。我们发现，对于吸收中观察到的线，假设均匀气体和连续分布的计算低估了1至2个数量级的列密度值，使它们不可靠，为我们的目的。在小于望远镜分辨率的尺度上，根据OH云结构对这种行为进行建模，使我们估计OH气体的填充因子为百分之几到百分之十。考虑填充因子的影响，也导致在一种方法，约束的激发温度值。W5的总分子气体含量可能是我们直接测量报告的大约两到三倍，因为我们从质量估计中排除了吸收线检测。
2019-01-08 astro-ph.GA
GASP. X: APEX detection of molecular gas in the tails and in the disks of ram-pressure stripped galaxies
星系团中的水母星系是理解密集环境中环境过程的关键工具。积分场光谱学的出现，最近允许研究一个显着的样品剥离星系的集群环境中的z $\sim 0.05$，通过GAs剥离现象的星系与MUSE（GASP）调查。然而，光谱学只能通过H $_α$发射来追踪电离气体成分，H $_α$发射在此红移下可以在kpc尺度上空间分辨。然而，各种气相（电离的、中性的、分子的）之间复杂的相互作用还有待理解。我们在这里报告的检测大量的分子气体都在尾巴和在4个水母星系的磁盘从GASP样品与恒星质量$\sim 3.5\times 10^{10}-3\times 10^{11} M_{\odot}$，表现出强烈的剥离。我们测量的分子气体的质量，在尾巴的金额为几个$10^9 M_{\odot}$和分子气体的总质量的范围之间的星系恒星质量的15和100%。星系内部的分子气体含量与正常旋涡星系的分子气体含量相一致，表明星系尾部的分子气体是就地形成的。我们发现电离气体发射$\rm Hα$和分子气体的量之间有明确的相关性。从APEX数据中测得的CO速度并不总是与底层的$\rm Hα$发射节一致，并且导出的恒星形成效应似乎很低。
2018-03-16 astro-ph.GA
VERTICO II: effects of HI-identified environmental mechanisms on molecular gas
在这篇VERTICO早期的科学论文中，我们详细探讨了HI中确定的环境机制如何影响星系团中分子气体库的分辨特性。利用ALMA ACA（+TP）对室女星系团的51个旋涡星系（其中49个被探测到）中的12 CO（2-1）进行了分子气体探测，这些星系都包括在VIVA HI巡天中。样本跨越9 < log M*/Msol < 11的恒星质量范围。我们研究分子气体径向配置文件，等密度半径，和表面密度作为星系HI不足和形态的函数。全球HI和H2缺乏之间存在弱相关性，分子气体的解析性质与HI缺乏相关：具有大HI缺乏的星系具有相对陡峭和截断的分子气体径向轮廓，这是由于外围低表面密度分子气体的去除。因此，虽然在HI中观察到的环境机制也影响分子气藏，但分子气的总量仅适度减少。
2023-01-12 astro-ph.GA
The Effects of Molecular Anions on the Chemistry of Dark Clouds
我们研究了分子阴离子化学在伪时间相关的乌云化学模型中的作用。随着富氧元素丰度，阴离子的加入导致TMC-1（CP）中分子丰度的模型结果和观测结果之间的总体一致性略有改善。更重要的是，随着阴离子的加入，我们看到不饱和碳链中性分子的生产效率提高，特别是在CnH，CnH 2和HCN家族的较长成员中。在TMC-1（CP）模型中使用富碳元素丰度与阴离子化学相结合，与在没有阴离子的情况下获得的观测结果一致。
2009-05-06 astro-ph.GA
The Correlation Between Dust and Gas Contents in Molecular Clouds
本研究对567个分子云中尘埃与气体的三维形态进行比较，确认112个强相关云，并利用CO与尘埃观测测得线性气尘关系及标高。
2024-10-17 astro-ph.GA
Compact Molecular Gas Distribution in Quasar Host Galaxies
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列CO（2-1）观测了6个低红移帕洛玛-格林类星体，在kpc尺度上研究了它们的宿主星系分子气体的分布和运动学。虽然类星体的分子气体含量、分子气体比例和恒星形成速率与邻近的大质量恒星形成星系相似，但类星体宿主星系拥有异常致密的盘状分子气体分布，其中值半光半径为1.8 kpc，分子气体质量表面密度为$\gtrsim 22$ $M_\odot$ pc $^{-2}$。虽然分子气体的整体速度场主要由规则旋转到大半径，旋转速度与速度的色散比$\gtrsim 9$，核区域显示大量的运动学复杂性与小尺度的气体分布的子结构。倾斜环分析表明，运动学和光度位置角平均不对齐$\sim 34 \pm 26^\circ$，并提供了运动学扭曲的证据。这些观测结果提供了诱人的线索，详细的物理条件的周围环境的积极吸积超大质量黑洞。
2021-01-04 astro-ph.GA
Structured Molecular Gas Reveals Galactic Spiral Arms
利用波士顿大学-五学院射电天文台13 CO J=1-0银河系环巡天的观测数据，分析了银河系分子气体的亮度分布函数（BDF）和亮度分布指数（BDI），探讨了银河系分子气体结构的发展。BDI测量空间受限的明亮分子发射相对于在大面积上延伸的微弱发射的分数贡献。这个相对数量在很大程度上与分子气体的数量和任何传统的、预先设想的结构（如核心、团块或巨大的分子云）无关。在旋速图中，由较高BDI追踪到的结构分子气体沿着银河系的旋臂连续分布。这清楚地表明，分子气体在流过螺旋臂时会改变其结构。虽然高BDI气体通常与H II区域一致，但也有一些高BDI气体没有或很少有正在形成的恒星的迹象。这些结果支持了一个可能的进化序列，其中非结构化的，扩散的气体转化成结构化的状态遇到的螺旋臂，然后由恒星的形成和最终返回到非结构化状态后的螺旋臂通道。
2012-10-04 astro-ph.GA
Effects of CO-dark Gas on Measurements of Molecular Cloud Stability and the Size-Linewidth Relationship
恒星是在分子云中形成的，因此表征分子云的物理状态是理解恒星形成过程的关键。云的结构和稳定性经常使用维里参数和Larson（1981）云半径、速度弥散和表面密度之间的标度关系来评估。在低金属丰度环境中，已经观察到了这些量之间典型的银河系关系。在这些条件下，在没有相应CO排放的云层中H $_2$气体的量预计会很高;因此，这种“CO暗”气体可能是观测到的云特性变化的原因。我们推导出简单的修正，可以应用到经验的团块属性（质量，半径，速度色散，表面密度，维里参数），以考虑到CO-暗气体的团块以下幂律和普卢默质量密度分布。我们发现，CO-暗气体是不太可能的原因，从拉尔森的关系在低金属丰度地区的偏离，但维里参数可能被系统高估。我们证明，校正CO-暗气体对于准确比较不同环境中分子云的动力学状态和演化至关重要。
2022-05-26 astro-ph.GA
3D modeling of the molecular gas kinematics in optically-selected jellyfish galaxies
本研究对4个晚型水母星系的恒星与分子气体分布及运动学建模，分析冲压剥离特征，发现分子气体受冲压影响弱于原子和电离气体，且分子气体质量-尺度关系与环境无关。
2023-04-07 astro-ph.GA
The MASSIVE survey - XI. What drives the molecular gas properties of early-type galaxies
在本文中，我们研究的分子气体含量的代表性样本的67个最大质量的早期型星系在本地宇宙中，均匀地从大规模的调查。我们提出了新的IRAM-30米望远镜观测30个这样的星系，使我们能够探测整个样品的分子气体含量，以固定的分子-恒星质量分数为0.1%。该代表性样品的总检出率为25 $^{+5.9}_{-4.4}$ %，通过结合MASSIVE和ATLAS $^{\rm 3D}$分子气体调查，我们发现联合检出率为22.4 $^{+2.4}_{-2.1}$ %。这个探测率似乎与星系的质量、大小、在基平面上的位置和局部环境无关。我们在这里首次表明，真正的慢旋转可以主机分子气体水库，但他们这样做的速度是显着低于快速旋转。在固定质量下具有较高速度色散的物体（较高的运动学凸起分数）不太可能具有可检测的分子气体，并且在气体确实存在的地方，具有较低的分子气体分数。此外，稠密环境中的卫星星系的分子气体与恒星质量比孤立天体低$\approx$ 0.6 dex。为了解释这些结果，我们创建了一个玩具模型，我们用它来约束这些系统中气体的起源。我们能够推导出一个独立的估计，在低红移宇宙中的气体丰富的合并率。这些富含气体的合并似乎主导了ETG的气体供应，但恒星质量损失，热晕冷却和螺旋星系的转变也起着次要的作用。
2019-03-21 astro-ph.GA
An accreting supermassive black hole irradiating molecular gas in NGC 2110
活动星系核（AGN）对恒星形成的影响对于我们理解超大质量黑洞与其星系之间的关系以及宇宙历史上星系的生长具有重要意义。我们报告了一个高分辨率的多阶段的核环境在附近的塞弗特星系NGC 2110使用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA），哈勃和斯皮策太空望远镜，和甚大望远镜/SINFONI的研究。我们确定了一个区域，这是显着弱的低激发CO $2\rightarrow1$发射冷分子气体，但似乎充满了电离和温暖的分子气体，这表明活动星系核是直接影响的性质的分子材料。使用多个分子气体示踪剂，我们证明，尽管缺乏CO线发射，分子气体的表面密度和运动学在整个区域变化平稳。我们的研究结果表明，活动星系核对恒星形成气体的影响可以相当局部化。与广泛持有的理论预期相反，我们发现分子气体对高能活动星系核反馈的强光仍然具有弹性。
2019-03-18 astro-ph.GA
Molecular and ionized gas kinematics in the GC Radio Arc
给出了射电弧区NH3和H64 a + H63 a的VLA观测结果，包括M0.20-0.033和G0.10-0.08分子云。这些观测结果表明，M0.20-0.033的两个速度分量在南部是物理连接的。ATCA的额外观测表明，这种联系是由于分子气体中的膨胀壳层，其质心位于五重星系团附近。G0.10-0.08的分子云几乎没有无线电连续谱，有强烈的分子发射和丰富的CH 3OH脉泽，类似于附近没有恒星形成的分子云：M0.25+0.01。在G0.10-0.08中检测到的这些特征表明致密的分子气体没有当前恒星形成的迹象。
2016-09-30 astro-ph.GA
Dark Supernova Remnants revealed by CO-line Bubbles in the W43 Molecular Complex along the 4-kpc Arm
利用高角分辨率（$20''\sim 0.5$ pc）和高速度分辨率（1.3 km/s）的FUGIN $^*$ CO线巡天（用45米Nobeyama望远镜进行的$^*$四接收器系统无偏银河成像巡天）分析了W 43（G31+00+90 km/s，$\sim 5.5$ kpc）周围巨分子云（GMC）密度分布的精细结构。的GMCs显示出高度湍流结构，涡被发现表现出球形气泡形态出现在狭窄范围内的速度通道。这些气泡在射电连续辐射中是黑暗的，不像通常的超新星遗迹（SNR）或HII区域，在红外尘埃辐射中也是黑暗的，不像年轻恒星周围的分子气泡。CO气泡被解释为由于充分发展的埋在分子云的SNR后，在密集的分子云释放的能量迅速耗尽。CO气泡可能是SN起源激发和维持GMC湍流的直接证据。寻找CO气泡作为“暗信噪比”（dSNR）将有助于更准确地估计超新星的速率，从而更准确地估计银河系中的恒星形成活动。
2021-02-01 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants: I. Formation of Molecular Gas Disks
我们提出了< 1千秒差距分辨率CO成像研究37光学选择当地合并残留物使用新的和存档的干涉图获得ALMA，CARMA，SMA和PdBI。我们用NRO 45 m望远镜获得的单碟测量值补充了一个子样本，以估计分子气体质量（10^7 - 10^11 M_sun），并评估干涉测量值的缺失通量。在具有强CO探测的源中，我们发现80%（24/30）的样品在其速度场中显示出旋转分子气体盘（包括核环）的运动学特征，这些盘的尺寸在1.1 kpc到9.3 kpc之间变化显著。在54%的源中，分子气盘的尺寸比K带有效半径更紧凑。这些小的气体盘可能是由过去的气体流入形成的，这些气体流入是由潜在的合并事件期间的动力学不稳定性触发的。另一方面，其余（46%）的源具有相对于恒星成分延伸的气体盘，可能形成具有中央恒星隆起的晚型星系。我们对观测数据的新汇编表明，在合并的最后阶段，核气体盘和扩展的分子气体盘是常见的。这一发现与最近的主要合并模拟富含气体的祖盘是一致的。最后，我们认为，在高红移观测到的一些旋转支持的湍流盘可能来自最近经历了一次重大合并的星系。
2014-07-25 astro-ph.GA
Molecular Gas during the Post-Starburst Phase: Low Gas Fractions in Green Valley Seyfert Post-Starburst Galaxies
后恒星暴增（PSB）是快速从恒星暴增转变为静止星系的候选者。研究了在z ~ 0.03 - 0.2范围内PSB的分子气体演化.我们利用ARO亚毫米望远镜对22个Seyfert PSB候选者进行了新的CO（2-1）观测。这个样本补充了以前的样本PSB包括绿谷PSB与Seyfert类发射，使我们能够分析的第一次116 PSB的分子气体性质的各种活动星系核的属性。在冷气体巡天中，PSB中分子气体与恒星质量比的分布与正常的恒星形成星系有很大的不同。具有类似Seyfert发射线比率的PSB的组合样品具有甚至更显著不同的气体分数分布，并且更宽（~ 0.03-0.3）。它们中的大多数都比正常的恒星形成星系具有更低的气体分数。我们发现WISE 12微米至4.6微米的通量比和PSB和正常星系中的分子气体分数之间存在非常显著的相关性。我们在27%的塞弗特光合细菌中检测到分子气体。考虑到上限，我们的Seyfert PSB样品中气体分数分布的平均值和分散度要小得多（平均值= 0.025，标准偏差）。= 0.018）比之前的Seyfert PSB或一般PSB样本（平均值约为0.1 - 0.2，标准差约为0.018）。约0.1 - 0.2）。
2017-05-01 astro-ph.GA
Molecular gas as the driver of fundamental galactic relations
最近有很多工作致力于探索质量-金属丰度关系中的次级相关性，并证明了对恒星形成率和HI含量的显著依赖性。以前，分子气体数据的缺乏（结合样品选择的偏见）阻碍了任何这样的关系与分子气体含量的调查。在这项工作中，我们收集了来自红移范围0 < z < 2的各种调查的221个星系的样本，以探索分子气体含量和金属丰度之间的联系。我们探讨了气体质量的质量-金属丰度关系的影响，发现从关系的偏移量是负相关的分子和总气体质量。然后，我们采用了主成分分析技术，探索二次依赖的质量金属丰度关系，发现与气体质量的二次依赖性显着强于恒星形成率，因此，潜在的“基本金属丰度关系”是恒星质量，金属丰度和气体质量之间。特别地，金属丰度对SFR的依赖性仅仅是对分子气体含量的依赖性的副产品，通过施密特-肯尼库特关系。最后，我们注意到，我们的主成分分析发现，基本上没有气相金属丰度和恒星形成的效率之间的联系。
2015-09-10 astro-ph.GA
Molecular gas in the outflow of the Small Magellanic Cloud
我们报告的第一个证据分子气体在两个原子氢（HI）云与气体流出的小麦哲伦云（SMC）。我们使用的阿塔卡马探路者实验（APEX），以检测和空间分辨个别团块的CO（2-1）排放在这两个云。CO团簇是紧凑的（~ 10 pc）和动态冷（线宽< 1 km/s）。大多数CO发射似乎与HI发射的峰值相抵消，一些分子气体位于没有明显HI对应物的区域。我们估计每个云团中的总分子气体质量为10^3-10^4兆太阳，分子气体占总冷气质量的30%（分子+中性）。在假设这些气体正在逃离星系的情况下，我们计算出在距离大于1 kpc的地方，冷气体的流出速率为0.3-1.8 Msun/yr，质量负载因子为3 - 12。这些结果表明，像SMC这样的矮星系中相对较弱的恒星形成驱动风能够加速大量的冷而致密的物质，并将其注入周围环境。
2019-10-23 astro-ph.GA
Evolution of Cosmic Molecular Gas Mass Density From z ~ 0 to z = 1 -1.5
我们试图通过结合恒星形成星系的恒星质量函数和它们的平均分子气体质量分数来约束$z =1-1.5$和局域宇宙中的宇宙分子气体质量密度。平均分子气体质量分数取自最近对恒星形成星系在红移处的CO观测。宇宙分子气体的质量密度在$z=1-1.5$下为$ρ_{\rm H_2} = (6.8-8.8)~\times~10^7~M_\odot~{\rm Mpc}^{-3}$，在$z \sim 0$下为$6.7 \times 10^6~M_\odot~{\rm Mpc}^{-3}$，通过向下积分到$0.03~M^\ast$。虽然这些值有各种不确定性，但$z =1-1.5$的宇宙分子气体质量密度大约是本地宇宙的10倍。$z \sim 1-2$的宇宙恒星形成率密度也比本地宇宙大10倍左右。我们的结果表明，在$z=1-1.5$大的宇宙分子气体质量密度解释了大的宇宙恒星形成率密度在$z \sim 1 -2$。
2016-12-14 astro-ph.GA
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
The Impact of Molecular Gas on Mass Models of Nearby Galaxies
我们目前的CO速度场和旋转曲线的样本附近的星系，从HERACLES调查的数据的基础上。我们结合我们的数据与文献的东西，SINGS和KINGFISH的结果提供了一个全面的样本，包括分子气体的盘星系的质量模型。我们比较的分子（CO从赫拉克利斯）和原子（${\rm H{\scriptstyle I}}$从东西）气体分布的运动学，以确定在何种程度上CO可用于探测星系内部的动态。在一般情况下，我们发现良好的协议之间的CO和${\rm H{\scriptstyle I}}$运动学与小的差异，在内部的一些星系。我们添加的分子气体的质量模型在我们的星系的贡献，通过使用两个不同的转换因子$\mathrm{α_{CO}}$转换CO光度分子气体质量的表面密度-恒定的银河系的值和径向变化的配置文件在最近的工作中确定的东西，赫拉克勒斯和KINGFISH数据的基础上。我们研究了分子气体的加入对Navarro-Frenk-White（NFW）晕旋转曲线和观测激发的伪等温晕的相对影响。在我们的样本中，分子气体的贡献因星系而异-对于那些有大量分子气体含量的星系，使用不同的$\mathrm{α_{CO}}$值可以导致分子气体的相对贡献的显着差异，因此，星系中心区域的暗物质晕旋转曲线的形状。
2015-12-04 astro-ph.GA
A$^{3}$COSMOS: A census on the molecular gas mass and extent of main-sequence galaxies across cosmic time
第一次限制在$0.4<z<3.6$的$>10^{10}$ M $_{\odot}$主序星（MS）星系的质量完整样本的分子气体的平均质量和范围。我们应用一个创新的$uv$为基础的叠加分析，一个大的档案阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的意见。这种叠加分析提供了星系群分子气体的平均质量和范围的测量。MS星系的分子气体质量随红移和恒星质量的变化而变化。在所有恒星质量下，分子气体分数从$z\sim3.2$到$z\sim0$减少了24倍。在给定的红移下，MS星系的分子气体比例随着恒星质量的减少而减少，其速度与它们的特定恒星形成率的减少大致相同。MS星系的分子气体耗尽时间大致保持在$z>0.5$，值为3亿~ 5亿r，但从$z\sim0.5$到$z\sim0$增加了3倍。MS星系的分子气体耗尽时间的这种演化可以从它们的分子气体表面密度的演化和一个似乎普遍的仅MS的$Σ_{M_{\rm mol}}-Σ_{\rm SFR}$关系来预测，其推断斜率为1.13，即，所谓的KS关系。MS星系的远红外尺寸没有随红移或恒星质量的显著变化，平均圆化半光半径为2.2 kpc。最后，我们的平均分子气体质量低于以前的估计，可能是由于文献研究偏向于单独检测的MS星系与大量的气体水库。一阶，分子气体含量的MS星系调节其恒星形成整个宇宙时间，而其恒星形成效率的变化起着次要的作用。尽管它们的气体含量和SFR有很大的演变…
2022-01-28 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. II: Distribution of atomic and molecular gas tracers
我们使用Armillotta等人（2019）提出的内部星系的流体动力学模拟来研究CMZ内的气体分布和运动学。我们使用的分辨率足够高，以捕捉气体发射在密集的分子示踪剂，如NH3和HCN，并模拟了50万年的时间窗口，足够长的时间来捕捉阶段，在此期间，CMZ经历了静态和激烈的恒星形成。然后，我们后处理的模拟CMZ计算其空间依赖的化学和热状态，产生合成的排放数据立方体和HI和分子气体示踪剂CO，NH3和HCN的地图。我们发现，从地球上看，在CMZ的气体主要分布在两个平行的和细长的功能，从积极的方向和速度，负的方向和速度。这两股气流中的分子气体排放并不均匀，它主要与通过尘埃带流向银河系中心的气体与环内轨道气体碰撞的区域有关。我们的模拟数据立方体再现了在观测到的CMZ中发现的一些特征。然而，当我们使用我们的结果来解释单个分子云的位置时，出现了一些差异。最后，我们表明，当CMZ附近的一个激烈的恒星形成的时期，环主要是破碎的超新星反馈的结果，和大部分的发射来自恒星形成的分子云。这种形态和恒星形成率之间的相关性应该可以在河外CMZ的观测中检测到。
2020-02-14 astro-ph.GA
The ALMOND Survey: Molecular cloud properties and gas density tracers across 25 nearby spiral galaxies with ALMA
我们使用ALMOND（ACA稠密气体中邻近星系的大样本映射）调查的新HCN（1-0）数据来追踪kpc尺度的分子气体密度结构，并使用PHANGS-ALMA的CO（2-1）数据来追踪25个邻近恒星形成星系的大分子气体。在2.1kpc尺度下，我们测量了密度敏感的HCN/CO线比和SFR/HCN比，以跟踪更致密的分子介质中的恒星形成效率。在150 pc尺度下，我们通过CO（2-1）线发射测量分子气体的结构和动力学性质，这与使用强度加权平均法的低分辨率数据相关联。我们发现HCN/CO（SFR/HCN）与分子气体的表面密度、速度色散和内部湍流压力呈正（负）相关。这些观测到的相关性与恒星形成湍流模型的预期趋势一致，该模型考虑了单个自由落体时间的引力坍缩。我们的结果表明，kpc尺度的HCN/CO线比是一个强有力的工具，跟踪150 pc尺度的分子云的平均密度分布。最后，我们发现系统的变化的SFR/HCN的比率与云尺度的分子气体的性质，这是不兼容的一个普遍的恒星形成效率。总的来说，这些发现表明，平均分子气体密度，分子云特性和恒星形成以连贯的方式密切相关，对密度敏感的分子气体示踪剂的观测是分析这些变化的有用工具，将分子气体物理学与星系盘上的恒星输出联系起来。
2023-02-06 astro-ph.GA
Ruling out unitary Fermi gas of neutrinos as galactic dark matter
本文通过将星系晕视为处于流体静力学与热平衡的幺正费米气体，约束了费米子质量，从而排除了中微子作为星系暗物质的可能，并支持星系暗物质主要由轻玻色子组成的结论。
2024-09-29 astro-ph.GA
The correlation between WISE 12 $μ$m emission and molecular gas tracers on sub-kpc scales in nearby star-forming galaxies
我们补充马拉当致密气体样品在附近的星系与档案观测的$^{12}\rm CO$及其同位素，以确定宽视场红外巡天探测器（WISE）12 $μ$ m的排放和分子气体示踪剂在次千秒差距尺度之间的标度关系。我们发现12 $μ$ m光度与$^{12}\rm CO$的相关性比与$^{13}\rm CO$或致密气体示踪剂的相关性更紧密。在$Σ_{\rm mol}$非常低的区域（$\sim 10~{\rm M_{\odot}~pc^{-2}}$），预测和观察到的$^{12}\rm CO$之间的残差仅与分子气体质量表面密度（$Σ_{\rm mol}$）弱相关。在此极限以上，$^{12}\rm CO$残差与分子气体的物理条件没有相关性，而$^{13}\rm CO$残差取决于气体的光学深度和温度。通过分析星系与星系之间的差异，我们证实了$^{12}\rm CO$-12 $μ$ m关系是强有力的和统计上的强大的恒星形成星系和活动星系核主机。这些结果表明，WISE 12 $μ$ m排放可用于追踪总分子气体而不是致密分子气体，这可能是因为多环芳烃（PAH，WISE 12 $μ$ m排放的主要贡献者）可与$^{12}\rm CO$追踪的气体充分混合。我们建议WISE 12 $μ$ m光度可以用来估计分子气体的表面密度，用于星系恒星形成过程的统计分析。
2022-10-05 astro-ph.GA
Molecular and atomic gas along and across the main sequence of star-forming galaxies
我们使用光谱的ALORFA，GASS和COLD GASS调查量化的平均原子和分子气体质量分数的变化在整个SFR-M* 平面和沿主序列（MS）的恒星形成星系。虽然远低于MS的星系往往在阿雷西博和IRAM观测中未被检测到，但通过光谱叠加技术可以获得可靠的平均原子和分子气体分数。我们发现，在SFR-M* 平面的星系的位置可以解释主要是由他们的全球冷气体水库中观察到的HI线，此外系统的变化，在分子原子比和恒星形成效率。当观察MS +/-0.4 dex范围内的星系时，我们发现随着恒星质量的增加，原子和分子气体的质量分数都会减少，恒星凸起变得更加突出，平均恒星年龄增加。无论是恒星形成效率和分子原子比变化不大的大质量主序星星系，表明MS的扁平化是由于全球减少的冷气体水库的星系，而不是在转换过程中的瓶颈冷原子气体恒星。
2016-07-18 astro-ph.GA
The State of the Molecular Gas in Post-Starburst Galaxies
星系中的分子气体既追踪恒星形成的燃料，也追踪可以增强或抑制恒星形成的过程。因此，对分子气体状态的观测可以指出星系何时以及为什么停止形成恒星。在这项研究中，我们提出了ALMA观测星系中的分子气体通过后星爆阶段的演变。这些星系目前的恒星形成率很低，无论使用SFR示踪剂，最近的恒星爆发在过去的6亿年内结束。本文介绍了三个星暴后星系的CO（3-2）观测结果，以及六个（四个新的）星暴后星系的致密气体HCN/HCO+/HNC（1-0）观测结果。星暴后的CO谱线能量分布（SLED）跟踪到CO（3-2）的低激发，比星暴星系更类似于早期类型。低激发表明，较低的密度，而不是高温可能会抑制恒星形成在后星爆阶段。一个星系显示出由CO（3-2）追踪的蓝移外流。MaNGA观测表明，电离气体的速度相对于恒星速度场是扰动的，与分子气体流出对齐的蓝移分量，暗示了多相流出。低比率的HCO+/CO，表明低分数的致密分子气体相对于总的分子气体，被认为是整个后星爆阶段，除了这里考虑的最年轻的后星爆星系。这些观察结果表明，任何反馈或淬灭过程的影响可能仅限于低激发和弱流出的冷分子气体在后星爆阶段。
2022-12-12 astro-ph.GA
Complex distribution and velocity field of molecular gas in NGC 1316 as revealed by Morita Array of ALMA
本文介绍了利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的森田阵在kpc分辨率下对cD星系NGC 1316进行的$^{12}$ CO（$J$ =1-0）镶嵌观测的结果。我们首次揭示了分子气体在中心区域的详细分布：在西北部的壳结构，在中心的东南部几乎没有解决的斑点和它们之间的一些团块。用标准Milky-Way CO到H $_2$转换因子得到的总分子气体质量为$(5.62 \pm 0.53)\times10^8$ M $_\odot$，这与以前的研究一致。分子气体的扰动速度场表明，如果分子气体具有外部来源并且处于沉降到旋转盘中的过程中，则分子气体是最近注入的（$<1$ Gyr）。假设一个低质量的富含气体的星系已经吸积，则气体与尘埃的比率和H $_2$与HI的比率分别异常低（$\sim 28$）和高（$\sim 5.6$）。为了解释这些比率，应该考虑其他过程，例如有效的尘埃形成和相互作用期间从原子气体到分子气体的转换。我们还讨论了核喷流与分子气体的相互作用。
2019-05-27 astro-ph.GA
An enormous molecular gas flow in the RXJ0821+0752 galaxy cluster
本文介绍了RXJ 0821.0 +0752星系团的X射线观测结果，以及ALMA观测到的CO（1-0）和CO（3-2）谱线，这些谱线追踪了星系中心的分子气体。所有的CO线发射，起源于一个$10^{10}\,M_{\odot}$分子气体库，位于几个千秒差距远离中央星系的核心。冷气体被浓缩成两个主要的团块，周围是一个扩散的包层。它们形成一个宽的灯丝，与从星系团核心发出的明亮X射线羽流相吻合。这个羽流包含一个假定的X射线空腔，其大小仅足以提升百分之几的分子气体。与其他最明亮的星系团不同，受激冷却，即X射线空洞提升低熵星系团气体直到它变得热不稳定，不可能产生观察到的气体库。相反，分子气体很可能是由于附近星系引起的团内介质的晃动而形成的。晃动可以通过从银河系中心驱逐气体来模拟抬升。这种气体的冷却时间最短，因此如果中断足够长的时间，就会冷凝。
2018-11-23 astro-ph.GA
Towards sub-kpc scale kinematics of molecular and ionized gas of star-forming galaxies at $z\sim1$
本文根据ALMA和MUSE的观测结果，在$z\sim1$上比较了两个强透镜星系的分子和电离气体运动学。我们得到了这两个星系的CO和[OII]旋转曲线和色散分布。我们发现所观察到的分子和电离气体的旋转曲线的星系之一，宇宙蛇，我们获得了几百秒差距沿主轴的空间分辨率之间的差异。分子气体的旋转曲线比电离气体的旋转曲线更陡。在第二个星系A521中，分子和电离气体的旋转曲线是一致的，但在长轴上的空间分辨率只有几个kpc。使用模拟，我们调查的气体盘的厚度和有效半径上观察到的旋转曲线的效果，并发现，更广泛和更厚的磁盘平滑的曲线。我们还发现，存在一个强烈倾斜的厚盘（>1 kpc）可以平滑的旋转曲线，因为它降低了沿视线的空间分辨率。通过使用恒星盘和两个气体盘建立模型，我们再现了宇宙蛇的旋转曲线，分子气体盘比电离气体盘质量更大，径向和垂直方向上更集中。最后，我们还得到了宇宙蛇中分子和电离气体的内禀速度色散分别为18.5 ± 7 km/s和19.5 ± 6 km/s，这与分子盘具有更小更薄的盘相一致。对于A521，本征速度色散值为11 ± 8 km/s和54 ± 11 km/s，电离气体的本征速度色散值较高。这可能表明，在这个星系中，电离气体盘更厚，更动荡。这些结果突出了在$z\sim1$的分子和电离气体盘的不同空间分布，并建议在这个时代的厚电离气体盘的存在。
2019-09-16 astro-ph.GA
CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way-type galaxies - II: The temperature distribution of the gas
利用AREPO动网格程序模拟了一系列盘星系中CO暗分子氢（H2）的温度分布。在类似于银河系的条件下，我们发现H2在10 - 100 K范围内具有平坦的温度分布。在$T < 30$ K下，气体几乎完全是分子的，并且具有高的CO含量，而在$T > 30$ K下，H2分数跨越更宽的范围，并且CO含量小，允许我们将这两个区域中的气体分别分类为CO-亮和CO-暗。CO暗H2中的平均声速为0.64 km/s，显著低于冷原子气体中的值（1.15 km/s），这意味着CO暗分子相比其原子相更容易受到湍流压缩和引力坍缩的影响。我们进一步表明，CO暗H2的温度是非常敏感的星际辐射场的强度，但在CO亮H2的条件基本保持不变。最后，我们研究的有用性的[CII]和[OI]精细结构线作为示踪剂的CO-暗气体。我们表明，在银河系一样的条件下，从这种气体扩散[CII]发射应该是可检测的。然而，它是这种气体的有问题的示踪剂，因为在发射的亮度和H2表面密度之间仅存在弱相关性。[OI]线的情况甚至更糟，它与H2表面密度没有相关性。
2016-07-27 astro-ph.GA
Studying the molecular gas towards a bright rimmed cloud at the infrared dust bubble N30
本文对位于红外尘埃泡N30北侧的亮边云的分子气体进行了研究。利用12 CO，13 CO和C18 O J=3-2线的发射，以及红外和射电连续谱数据，我们表征了气泡和相关的分子云。此外，我们还分析了亮边云13 CO/C18 O丰度比的行为，并寻找有关最近恒星形成的线索。
2020-01-08 astro-ph.GA
The Evolution of NGC 7465 as Revealed by its Molecular Gas Properties
我们提出了ALMA观测CO同位素和高密度分子示踪剂（HCN，HCO+，CN等）。在NGC 7465中，一个异常富含气体的早期星系，最近获得了冷气体。在内部300 pc，分子气体运动学相对于所有其他星系成分是不对齐的;当气体向内工作时，它被扭转到围绕恒星运动学解耦核心（KDC）的极地轨道上，这表明恒星KDC与当前的气体吸积事件无关。该星系的核心也显示出异常高的12 CO/13 CO线比率，但13 CO/C18 O比率是典型的。我们的计算表明，这一结果并不一定表明一个不寻常的[12 CO/13 CO]丰度比，而是12 CO（1-0）是光学薄，由于高温和/或大线宽与内部去耦，错位分子结构。高密度示踪剂的线比表明，NGC 7465中分子气体的密度相比邻近星系的典型密度低，可能是由于最近的气体吸积。所有观察到的NGC 7465的分子性质都与它从螺旋星系获得分子（和原子）气体相一致。对其他早期型星系中的CO同位素的进一步详细研究，对于研究那些可能从矮星获得气体的星系的历史是有价值的。最后，这些ALMA数据还显示了一个未知的线源，可能是一个背景星系，类似于在z=1-3的盲CO调查中发现的星系。
2021-01-27 astro-ph.GA
Galaxy metallicities depend primarily on stellar mass and molecular gas mass
在这项工作中，我们提出了一个四维参数空间定义的恒星质量，金属丰度，恒星形成率，和分子气体质量的星系的行为分析。我们分析了227个星系的组合样本，这些样本来自于红移范围0 < z < 2的一些调查（> 90%的样本在z~0），并涵盖> 30年的恒星质量。使用主成分分析，我们证明，我们的样本中的星系位于一个二维平面内的这个4D参数空间，表明星系存在于气体流入和流出之间的平衡中。此外，我们还发现星系的金属丰度只取决于恒星质量和分子气体质量。换句话说，一旦考虑到分子气体含量的相关影响，气相金属丰度对恒星形成率的依赖性可以忽略不计。因此，众所周知的“基本金属丰度关系”描述了金属丰度与SFR（在固定恒星质量下）之间的密切和紧密关系，完全是与分子气体质量的基本物理关系（通过施密特-肯尼库特关系）的副产品。
2016-06-13 astro-ph.GA
Molecular gas reservoirs in cluster galaxies at z=1.46
我们提出了与XMMXCS J2215.9-1738星系团在z=1.46的18个星系的分子气体库。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的波段7和波段3的观测数据，我们分别探测到了位于$R_{200}$团心半径内的8个和17个成员星系的870 μ m尘埃连续谱和CO J=2-1发射线。从CO和/或尘埃连续光度导出的分子气体质量表明，分子气体质量的分数和耗尽时间尺度的星系团星系大于预期的分子气体的恒星质量的标度关系和偏移的恒星形成星系的主要序列在一般领域。在投影位置和吸积相位上，越靠近星系团中心的星系似乎越偏离标度关系。我们推测，星系团的环境有助于通过流入向成员星系提供气体，也降低了恒星形成的效率。12个恒星质量在$R_{200}$以内的静止星系的带3叠加光谱没有检测到CO发射线，给出了分子气体质量和分子气体分数的上限分别为$<10^{10}$ M $_\odot$和$<10$ %.因此，星系团核心的大质量星系在消耗大部分气体储存的同时，抑制了恒星形成活动。
2018-03-01 astro-ph.GA
Molecular ionization rates and ultracompact dark matter minihalos
我们银河系中央分子区的分子电离比典型的银河系值提高了一个数量级或更多。对于致密的银河系中心分子复合体，在没有嵌入的低能宇宙射线源的情况下，这是不容易解释的。我们提供了这样一个来源的形式的超紧凑的迷你晕的自湮灭暗物质的各种湮灭通道，取决于粒子的质量和模型。这些源的动机是合理的暴胀功率谱参数，虽然可能在银河系隆起内的总暗物质质量方面处于次要地位，但也可能解释费米银河系中心的γ射线过剩，或者至少不与费米银河系中心的γ射线过剩相矛盾。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of Molecular Gas in Galaxies in Early and Mid Stage of the Interaction: I. Distribution of Molecular Gas
为了了解分子气体在星系-星系相互作用中的行为，我们对4个相互作用星系在相互作用的早期和中期进行了12 CO（J = 1-0）成图观测.观测是使用野边山射电天文台的45米望远镜进行的。我们比较了我们的CO总通量与以前获得的单碟观测，发现它们之间没有差异。应用一个典型的CO-H2转换因子，所有组成星系的分子气体质量都超过10^9太阳质量。与HI、Ks和SF的Halpha、FUV、8 μ m和24 μ m等示踪剂的比较表明，在相互作用的早期阶段，相互作用星系中分子气体的分布不同于原子气体、恒星和恒星形成区。如果没有相互作用的结果，这些差异就无法解释。在相互作用的早期阶段，相互作用星系的分子气体中心浓度低于孤立星系，这表明在相互作用的初期，分子气体是偏离中心分布和/或扩展的。
2012-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Dark Matter-Proton Scattering from Molecular Cloud Ionization
本文利用分子Migdal效应，通过分子云电离率观测计算了暗物质-质子散射截面的限制，为强耦合暗物质子成分提供了最强限制，并首次将Migdal效应应用于天体物理系统。
2024-02-15 astro-ph.GA hep-ph
Atomic and Molecular Gas Components in Spiral Galaxies of the Virgo Cluster
基于两个模型，我们研究了室女星系团中的分子-原子气体比，并与场星系进行了比较。我们发现，集团成员的金属丰度增强和冲压压力剥离的原子气体从磁盘周边不能完全解释所观察到的气体成分比。对团星系来说，影响星际介质并导致分子气体分数增加的其他环境因素应予以考虑。
2012-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calorimetric Dark Matter Detection With Galactic Center Gas Clouds
我们证明，暗物质加热的气体云数百秒差距的银河系中心提供了一个强大的新的测试暗物质的相互作用。为了说明这一点，我们对10-100 MeV质量的暗物质的核子散射设定了一个领先的边界。我们还限制毫荷电暗物质模型，包括那些建议，以配合最近的边缘21厘米吸收异常。对于银河系中心的气体云，由于银河系中心周围的磁场是极向的，而不是平行于银河系盘的，因此银河系场对电磁带电暗物质的磁偏转被减轻了。我们讨论了利用银河系中心气体云的人口由暗物质温暖的检测暗物质的前景。
2018-06-18 astro-ph.GA hep-ph
Detecting Composite Dark Matter with Long Range and Contact Interactions in Gas Clouds
冷星际气体云为发现暗物质提供了一种令人兴奋的新方法。它们巨大的体积使它们对最重、最稀薄的暗物质模型的相互作用非常敏感。使用气体云观测，我们推导出重复合暗物质耦合到标准模型的约束，通过一个光暗光子的暗物质高达一千太阳质量。我们发现，气体云也很敏感，非常大的复合暗物质，通过一个固定的接触相互作用截面与核相互作用。我们还研究了接触相互作用模型，并实施多散射和过载分析，以获得从CDMS，CRESST，DAMA，XQC和XENON1T等实验的界限。
2021-06-28 astro-ph.GA hep-ph
The relation between black hole spin and molecular gas in massive galaxies
研究探讨了AGN活动与分子气体的关系，发现黑洞自转与早型星系的分子气体分数和CO光度强相关，表明黑洞自转主要调节大质量早型星系中的分子气体吸积。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Semi-Analytic Models on the Molecular and Neutral Gas in Galaxies
我们引入了一个半解析模型来研究星系盘径向相关过程的细节。基于此配方，我们可以计算星际介质中的中性气体和分子气体，并将分子相纳入恒星形成配方。从我们的模型中，我们再现了径向表面密度分布和质量函数的观测结果。对盘星系中中性气体和分子气体的标度关系也给出了一些预言和解释。
2010-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cold molecular gas regulates the activity of active galactic nuclei in massive galaxies
Qujing Normal University（曲靖师范学院）；Nanjing University（南京大学）；Peking University（北京大学）；Fudan University（复旦大学）；Guangxi Minzu University（广西民族大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Anqing Normal University（安庆师范大学）；Kunming University（昆明学院）
研究发现冷分子气体质量与射电亮度和OIII亮度关联最强，可能驱动星核活动，挑战传统反馈机制认知。
2026-03-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of the Molecular Gas in Starburst Galaxies and AGN
越来越多的证据表明，在星暴星系核和活动星系核中的分子气体的性质可能与在银河系恒星形成区中所看到的分子气体的性质非常不同，并且分子气体中的高动力学温度可能导致下一代恒星的非标准初始质量函数。不幸的是，在分子线观测的基本参数中，由于缺乏合适的示踪分子，外部星系中分子气体的动力学温度往往不能很好地确定。本文讨论了甲醛（H_2CO）的跃迁谱线的诊断能力，它既可用作分子温度计，又可用作分子气体密度的良好示踪剂。作为概念的证明，我们给出了我们对原型星暴星系M82的H_2CO发射的多跃迁谱线研究结果。利用我们的大速度梯度模型，我们严格地限制了稠密气体的物理性质在突出的分子叶，完全独立于标准的“云温度计”氨（NH_3）或其他分子示踪剂。我们的研究结果与最全面的CO研究中发现的高激发分子气体组分的性质一致。我们的观察还表明，这两个分子叶之间可能存在不对称性。
2009-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
BAT AGN Spectroscopic Survey-XX: Molecular Gas in Nearby Hard X-ray Selected AGN Galaxies
利用JCMT和APEX望远镜获得的200条新的CO（2-1）谱线测量数据，给出了从Swift-BAT 70个月星表中选取的213个邻近（0.01<z< 0.05）硬X射线选定活动星系核（AGN）样本的主星系分子气体性质。我们发现，在大质量星系的活动星系核往往有更多的分子气体，更高的气体分数，比不活跃的星系匹配的恒星质量。当匹配成星时，我们发现AGN星系与不活跃星系没有区别，没有证据表明AGN反馈影响分子气体。更高的分子气体含量与活动星系核中拥有大量富含气体的早期类型有关，这些早期类型具有一个数量级的分子气体和更小比例的淬灭被动星系（约5%对49%）。在分子气体质量为10^8.7 Msun到10^10.2 Msun之间，一个给定星系拥有活动星系核（L_bol>10^44 erg/s）的可能性增加了~10-100。爱丁顿比越高的活动星系核，其分子气体质量和气体分数越高。高柱密度的活动星系核（Log NH>23.4）与较低的耗尽时间尺度相关，并且可能更喜欢在隆起集中的更多气体的宿主，这些气体可能比星系范围内的分子气体更容易淬灭。主星系分子气体供应与SMBH生长的显著平均联系可能自然地导致SMBH与其主星系之间的一般相关性，例如SMBH质量与球核性质之间的相关性以及恒星形成和SMBH生长的红移演化。
2020-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Two gamma-ray bursts from dusty regions with little molecular gas
持续时间长的伽马射线暴与大质量恒星的爆炸有关，因此被认为存在于有分子气体（恒星形成的燃料）的恒星形成区域。以前在爆发的宿主星系中寻找一氧化碳（CO），一种分子气体的示踪剂，没有检测到任何排放。在伽马射线暴余辉的光谱中，分子被探测为吸收，分子气体类似于银河系中半透明或弥漫的分子云。吸收线只沿着视线探测星际介质，因此尚不清楚分子气体是否代表爆发发生区域的一般性质。在这里，我们报告的空间分辨观测CO线发射和毫米波长的连续发射在两个星系托管伽马射线暴。爆发发生在富含尘埃的区域，但分子气体并不特别丰富。分子气体与尘埃的比例（<9-14）明显低于银河系和附近恒星形成星系的恒星形成区，这表明恒星形成的大部分致密气体已经被其他大质量恒星消散。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Driving massive molecular gas flows in central cluster galaxies with AGN feedback
我们提出了一个新的和档案ALMA观测分子气体在12个中央星系团星系的分析。我们研究了分子细丝形态和气体速度的新趋势，以了解它们的起源。这些系统中的分子气体质量跨越$10^9-10^{11}\mathrm{M}_{\odot}$，远远超过大多数富含气体的星系。ALMA图像揭示了分布的形态，从平行的磁盘为主的结构。在千秒差距尺度上的环核盘似乎很罕见。在大多数系统中，一半到几乎所有的分子气体都存在于质量为几个$\times10^{8-10}\mathrm{M}_{\odot}$，径向延伸几到几十kpc的对流结构中。在几乎所有的情况下，分子气体的速度远低于恒星的速度色散，表明年轻，瞬变或两者兼而有之。暗条的整体速度远低于星系的逃逸速度和自由落体速度，这表明它们被束缚并被减速。大多数伸展的分子丝围绕着由活动星系核中心膨胀起来的射电泡，或位于射电泡之下。沿着细丝发现的平滑速度梯度与沿着围绕这些气泡的流线流动的气体一致。有证据表明，大多数分子云是由低熵X射线气体形成的，当被浮力气泡提升时，这些气体变得热不稳定并冷却。上升的气体将停滞并以循环流的形式落回星系。因此，从丝状到盘状为主的源的形态分布意味着缓慢演变的分子结构驱动的活动星系核的幕式活动。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold gas properties of the Herschel Reference Survey. II. Molecular and total gas scaling relations
我们研究了赫歇尔参考巡天的星际介质中冷气体成分的性质，赫歇尔参考巡天是一个完整的体积有限的（15 <D <25 Mpc），K波段选择的星系样本，涵盖了广泛的形态类型（从E到Im）和恒星质量（10^9 <M *<10^11 Mo）。我们所掌握的多频数据被用来追踪分子气体的质量分布和样品的主要标度关系，这对星系形成模拟产生了很强的约束。我们将冷气体巡天中确定的大质量星系（M *> 10^10 Mo）的总气体和分子气体组分的主要标度关系推广到恒星质量M *~10^9 Mo。作为标度变量，我们使用M *，恒星表面密度μ *，特定的恒星形成率SSFR，和目标星系的金属丰度。通过比较分子气体质量确定使用一个常数或光度依赖的转换因子，我们估计这些标度关系的鲁棒性非常不确定的假设用于转换CO线强度到分子气体质量。K波段选择样本的分子气体分布与远红外选择样本的分子气体分布不同，因为它包含的M（H2）<6 10^9 Mo的天体数量明显较少。在旋涡星系中，分子气相仅占原子气体的25 - 30%。分析还表明，主要标度关系的斜率取决于所采用的转换因子。结果表明：在所有的采样关系中，M（gas）/M * 的相关性均达到统计学显著水平，且随XCO的变化不大;无论采用哪种XCO，M（H2）/M（HI）与SSFR、M（H2）/M（HI）与mu *、M（H2）/M（HI）和12 + log（O/H）之间均存在显著的相…
2014-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution and Condition of the Warm Molecular Gas in Abell 2597 and Sersic 159-03
我们利用SINFONI积分场摄谱仪对两个冷核星系团Abell 2597和Sersic 159-03的近红外K波段分子氢和电离氢的发射谱线进行了测量。在最亮的星系团星系核外20 kpc处发现气体以团簇和细丝的形式分布在星系核周围，电离气体和分子气体在范围和动力学状态上相互密切跟踪。两种气相都显示出与活性核相互作用的迹象。在核区域内，这种气体的动力学光度被发现略小于目前的射电光度。在核区域之外，气体具有低速弥散，并显示出平滑的速度梯度。分子和电离气体发射的强度与无线电或X射线发射之间没有很强的相关性。Abell 2597和Sersic 159-03中的分子气体可以很好地用一个处于局部热平衡（LTE）的气体来描述，其单一激发温度T_exc约为2300 K。的发射线的比率不强烈变化的功能的位置，与例外的核区域的电离分子气体的比例被发现减少。这些恒定的线比意味着两个气相的加热和激发的单一来源。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation of the Warm Molecular Gas Surrounding Ultracompact HII Regions
我们提出了分子线和1.4毫米连续观测角秒分辨率使用亚毫米阵列（SMA）对五个大质量恒星形成区。我们发现，围绕在每个HII区周围的温暖分子气体（如SO_2和OCS所追踪的）似乎正在经历体旋转。从分子谱线发射和连续发射的热分量，我们独立地推导出每个区域的气体质量，它们彼此一致。从自由自由的连续发射的组成部分，我们估计的最低恒星质量所需的电源HII区域，并发现，这个质量，当添加到派生的气体质量，是一个显着的部分，该地区的动态质量。
2009-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
