Star formation in IRDC G31.97+0.07
我们利用CO同位素的多波段连续谱和分子谱线数据，研究了IRDC G31.97+0.07的动力学结构和物理性质。通过SED拟合得到了整个结构的尘埃温度图和HPDMATHABMM柱密度图。总质量约为$2.5\times10^5\,M_{\odot}$（对于整个阴极结构）和约为$7.8\times10^4\,M_{\odot}$（对于IRDC）。从柱密度图产生的柱密度PDF通常呈幂律形式，表明这部分主要是重力主导的。IRDC的PDF的较平坦的斜率意味着它可能被邻近的更大的\HII区域压缩。从850\，\micron \连续体中鉴定出27个团块，位于该环状结构中。根据IRDC中碎片的平均间距，我们估计了IRDC的年龄。年龄约为$6.4\,$ Myr，假设倾角为$i = 30^\circ$。对于18个CO和$^{13}$ CO（3-2）发射较强的团簇，我们研究了它们的谱线轮廓和稳定性。我们发现有5个蓝色轮廓的团块表明气体的流入运动，2个红色轮廓的团块表明气体的流出或膨胀。只有一个团块具有$α_\mathrm{vir} > 2$，这表明大多数团块都是引力束缚的，并且倾向于坍缩。在质量- $R_\mathrm{eq}$图中，27个团块中有23个高于高质量恒星形成的阈值，这表明该区域可以成为研究高质量恒星形成的好地方。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in Infrared Dark Cloud Clumps: a Molecular Line Survey at 3 mm
我们使用位于澳大利亚的22米ATNF Mopra望远镜，在3毫米的高密度分子示踪剂中观测到37个红外暗云（IRDC），共包含159个团块。在确定运动学距离后，我们消除了不位于IRDC中的团块和它们之间的间隔小于一个Mopra光束的团块。我们的最终样品由92个IRDC团块组成。最常检测到的分子线（检测率高于8%）为：N2 H+、HNC、HN 13 C、HCO+、H13 CO+、HCN、C2 H、HC 3 N、HNCO和SiO。我们研究了不同分子示踪剂的行为，并寻找化学变化作为斯皮策IRAC和MIPS发射的基础上的进化序列的函数。我们发现，分子示踪剂的行为不同，通过进化序列，其中一些可以用来产生有用的相对年龄信息。HNC和N2 H+线的存在不依赖于恒星形成活性。另一方面，HC 3 N，HNCO和SiO主要在进化的后期阶段检测到。光学深度的计算表明，在IRDC集团的N2 H+线是光学薄，C2 H线是适度的光学厚，和HNC和HCO+的光学厚。HCN超精细跃迁是混合的，并且，此外，显示自吸收线轮廓和扩展的翼发射。这些因素结合起来，防止使用HCN超精细跃迁的物理参数的计算。不同分子的总柱密度，除了C2 H，随着团块的演化阶段而增加。N2 H+和HCO+的分子丰度随着演化阶段的增加而增加。N_2H ~+/HCO ~+和N_2H ~+/HNC的不平衡比起着化学钟的作用，随团簇的演化而增加。
2012-06-27 astro-ph.GA
The Core Mass Function Across Galactic Environments. II. Infrared Dark Cloud Clumps
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）1.3 mm连续辐射，以$\sim$ 1”的分辨率，研究了7个红外暗云（IRDC）中32个致密云团的核心质量函数（CMF）。我们已经确定了107个核心的树状图算法，中值半径约为0.02 pc。它们的质量范围为0.261至178 $M_{\odot}$。在应用完整性校正后，我们将组合IRDC CMF与$d N / d\:{\rm log} M \propto M^{-α}$形式的幂律拟合，并推导出$M \geq 0.79\:M_\odot$的$α\simeq0.86\pm0.11$指数和$M\geq 1.26\:M_\odot$的$α\simeq0.70\pm0.13$指数，这是一个比Salpeter恒星初始质量函数（IMF）指数1.35明显更头重脚轻的分布。我们还直接比较了这些IRDC团簇CMF的结果，在更进化的原星系团G286中用类似的方法得到的测量结果，其中有$α\simeq1.29\pm0.19$和$1.08\pm0.27$在这些质量范围内，分别。这些结果提供了一个提示，特别是对于$M\geq 1.26\:M_\odot$范围内的完整性修正是适度的，CMF在高压，早期环境的IRDC团块可能头重脚轻相比，在更进化的，全球环境的G286原星团。然而，需要探测这些不同环境的更大的岩心样本，以更好地建立这种潜在CMF变化的鲁棒性。
2018-06-06 astro-ph.GA
Infrared Dark Clouds and high-mass star formation activity in Galactic Molecular Clouds
自从红外暗云被发现以来，红外暗云通常被认为是大质量恒星形成的起点。近年来，人们已经认识到，并非所有的IRDC都拥有HM年轻恒星天体（YSO）。只有那些IRDC满足一定的质量大小标准，或相当于高于一定的阈值密度，被发现含有HMYSO。在所有情况下，IRDC都为星团的形成提供了理想的条件。在本文中，我们研究了大质量恒星的IRDC的内容，重新解决IRDC和HM星形成之间的关系。为此，我们已经确定了所有与12个银河系分子云（MC）样本相关的IRDC。在早期的一项研究中，选定的MC一直是对YSO进行系统搜索的目标。YSO的编目位置已被用于搜索嵌入每个已识别IRDC中的所有YSO。我们在128个IRDC中总共发现了834个YSO。IRDC样品的平均表面密度为319 Mo/pc 2，平均质量为1062 Mo，质量函数幂律斜率为-1.8，与IRDC完整样品的相应性质以及先前研究中的物理性质相似。我们发现，所有这些IRDC包含至少一个中间到高质量的年轻恒星满足经常使用的质量大小标准形成HM星。然而，并不是所有满足质量标准的IRDC都包含HM星。我们发现，经常使用的质量大小标准对应于35%的IRDC形成大质量恒星的概率。25个（20%）的IRDC是质量超过100 Mo的星团的潜在位置。
2020-05-17 astro-ph.GA
Star Formation Activity in the Long, Filamentary Infrared Dark Cloud G53.2
我们目前的恒星形成活动的红外暗云（IRDC）G53.2，一个显着的IRDC位于银河系坐标$(l,b)\sim(53^{\circ}.2,\,0^{\circ}.0)$的基础上普查的年轻恒星对象（YSO）的候选人。IRDC G53.2以前在中红外图像中被识别为几个IRDC，但它实际上是一个长的（$\gtrsim$ 45 pc）云，与$v\sim23$ \kms \（或$d\sim$ 1.7 kpc）的CO云非常一致。我们提出了一个IRDC G53.2的点源星表，其中包含来自我们的{ \it Spitzer} MIPS 24 \um \数据测光和银河遗产红外中面巡天非凡星表的$\sim$ 370个源。根据光谱指数和控制场分析对已识别的源进行分类，以消除场星污染，结果表明IRDC G53.2是一个活跃的恒星形成区，有$\sim$ 300个YSO候选者。我们比较了YSO分类的基础上，光谱指数，中红外颜色，和使用的波长范围，这导致一致的分类，除了平光谱对象，与I类和II类之间的一些模糊性。IRDC G53.2中的YSO星群与附近其他恒星形成星团的比较表明，它们的年龄相似;另一方面，IRDC G53.2与其他IRDC相比，与中红外恒星源的关联更强，表明IRDC G53.2在IRDC中处于较晚的演化阶段。IRDC G53.2中YSO候选者的空间分布与$^{13}$ CO柱密度和远红外辐射有很好的…
2015-02-16 astro-ph.GA
Physical properties, kinetics and mass function of 12 northern infrared dark clouds
利用PMO 13.7 m射电望远镜观测的$\rm ^{13}CO $（1-0）和$\rm C^{18}O$（1-0）谱线、1.1 mm Bolocam银盘巡天（BGPS）资料和GLIMPSE Spitzer IRAC $\rm 8 \,μm$资料，系统研究了12个北方红外暗云的物理、化学和动力学特征。分子线发射和1.1毫米连续发射几乎一致的形态为每个IRDC和两者都与IRDC。10个内陆发展中国家介绍了行政结构和次级结构。共识别出41个IRDC核，对它们的统计研究表明，北部IRDC核具有典型的激发温度$8\sim10$ K、$\rm ^{13}CO$与$\rm C^{18}O$的积分强度比$3\sim6$和柱密度$(1\sim6)\times 10^{22}\, \rm cm^{-2}$。IRDC核中约有$57.5\%$为重力束缚核，它们更致密、更温暖、更致密。此外，我们还研究了整个IRDC核以及引力束缚核的质量分布函数，发现它们几乎具有相同的幂律指数。这表明IRDC核的演化对分子核的质量谱几乎没有影响，可以用来研究恒星的初始质量函数。此外，三个IRDC核心G24.00-3，G31.38-1和G34.43-4被检测到具有大尺度的内陷运动。在IRDC G34.43-4芯进一步发现了两个不同的外流，其中一个是高准直的。
2014-06-30 astro-ph.GA
How Many Infrared Dark Clouds can form Massive Stars and Clusters?
我们提出了一个新的评估红外暗云（IRDC）形成大质量恒星和星团的能力。这是通过与大质量恒星形成（MSF）的经验质量大小阈值进行比较来完成的。基于有和没有MSF的云，我们建立了m（r）>870M_sun（r/pc）^1.33作为一个新的近似MSF极限。许多内陆发展中国家，如果不是大多数的话，都没有达到这一门槛。如果没有显著的演变，这样的云不太可能是MSF候选者。这是对少数发展中国家向无国界医生发展的第一次定量评估。低于这个极限的IRDC仍然可能形成中等质量的恒星和星团，尽管（例如，蛇夫座和英仙座分子云）。尽管如此，IRDC中包含的大部分质量可能存在于少数几个10^2的云中，维持MSF。
2010-09-08 astro-ph.GA
Cores in Infra-Red Dark Clouds (IRDCs) seen in the Hi-GAL survey between l = 300° and l = 330°
我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）的数据来研究3171个红外暗云（IRDC）候选者，这些候选者是由斯皮策在中红外（8 μm）中识别的（我们称之为“斯皮策暗”区域）。它们都位于l=300 - 330 \circ和|b| 6 1 \circ的范围内。其中，只有1205颗被赫歇尔观测到发射出远红外线（250-500 μm）（我们称之为“赫歇尔亮”云）。据预测，稠密的云不仅会在中红外吸收中看到，而且还会在最长的赫歇尔波段（250-500 μm）的远红外发射中看到。如果一个区域在整个中红外和远红外的所有波长处都是暗的，那么它很可能只是一个背景红外辐射较低的区域（“天空中的洞”）。因此，以前的调查，仅基于斯皮策和其他中红外数据，可能高估了IRDC总人口的2倍。我们研究了1205个250 μm的Herschel亮IRDC，发现其中972个至少有一个清晰的250 μm峰，表明它们包含一个或多个致密核心。其中，653个（67%）包含云内某处的8 μm点源，149个（15%）包含24 μm点源但没有8 μm源，170个（18%）不包含24 μm或8 μm点源。我们使用这些统计数据来推断IRDC各个进化阶段的寿命。
2012-02-02 astro-ph.GA
Mid-J CO shock tracing observations of infrared dark clouds II Low-J CO constraints on excitation, depletion, and kinematics
红外暗云是星际介质中运动学上复杂的分子结构，可以容纳大质量恒星形成的场所。我们提出了4个平方角分地图的12 CO，13 CO，和C18 O J = 3至2线从选定的位置在C和F（G028.37+00.07和G034.43+00.24）红外暗云（IRDC），以及单点观测的13 CO和C18 O J = 2至1线对这些云内的三个核心。我们得出CO气体的温度在整个地图，并发现CO显着冻结在这些IRDC。我们发现，CO的消耗往往是最高的柱密度峰值附近，与最大的消耗因子在5和9之间的IRDC F和16和31之间的IRDC C。我们还检测到多个速度分量和复杂的运动结构，在这两个IRDC。因此，IRDC的运动学似乎指向动态演变的结构，产生具有相当大的耗尽因子的致密核心。
2015-12-15 astro-ph.GA
A statistical study of the mass and density structure of Infrared Dark Clouds
如何以及何时确定银河系中恒星的质量分布是现代天文学的主要问题之一。在这里，我们提出了一个统计研究的质量和密度分布的红外暗云（IRDC）和其中的碎片。这些区域是原始的分子气体结构和恒星的祖先，因此提供了恒星形成的初始条件的见解。本研究使用了IRDC目录（Peretto & Fuller 2009），这是迄今为止IRDC柱密度图的最大样本，包含了总计约11，000个柱密度超过N_{H2} = 1 X10^{22} cm^{-2}的IRDC和超过50，000个单峰IRDC碎片。大量的对象构成了这项研究的一个重要优势，允许对样本的完整性进行详细分析，从而得出统计上可靠的结论。使用统计方法来分配云的距离，云的质量和密度分布，并在其中的碎片构建。质量分布显示从IRDC切换到片段时的斜率变陡，与以前类似结构的结果一致。通过假设Larson关系和计算它们的维里参数，将IRDC和碎片分为未绑定/绑定对象。IRDC大多数是引力结合的，而相当一部分碎片不是。重力未结合碎片的密度分布显示出陡峭的特征斜率。(see全文摘要）。
2010-09-03 astro-ph.GA
A Systemic Study of 14 Southern Infrared Dark Clouds with the N2H+, HNC, HCO+, and HCN Lines
我们已经研究了14个南部红外暗云（IRDC）使用的数据从毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）调查和GLIMPSE和MIPSGAL中红外调查的内部星系。利用N_2H ~+（1-0）、HNC（1- 0）、HCO ~+（1-0）和HCN（1-0）分子谱线研究了14个IRDC的理化特性。我们发现，14个IRDC是在不同的演化阶段，从“无星”的UCHII区域的来源。三个IRDCs被检测到有恒星形成活动。积分强度比I（HCO+）/I（HCN）、I（N2 H+）/I（HCN）和I（HNC）/I（HCN）均在1.5左右，与以往的测量值不同，表明积分强度比可能受到云环境的影响。HNC，HCO+和HCN的积分强度显示出紧密的相关性为14个IRDC，这意味着在IRDC的这三个物种的化学进化的密切联系。每个IRDC的激发温度小于25 K。估算出4种分子的丰度在10^（-11）~ 10^（-9）之间，平均丰度比N（HNC）/N（HCN）= 1.4 ± 0.50，N（HNC）/N（HCO+）= 1.74 ± 0.22，N（HCN）/N（HCO+）= 1.21 ± 0.41。
2013-01-21 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). V. Deuterated Molecules in the 70 $μ$m dark IRDC G14.492-00.139
我们在NPDMATHABMN D $^+$ $J$ = 3 - 2，DCO $^+$ $J$ = 3 - 2，DCN $J$ = 3 - 2和C $^{18}$ O $J$ = 2 - 1谱线中观测到70 m $μ$暗红外暗云（IRDC）G 14.492 - 00.139，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）作为ALMA 70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们发现，不同的氘代分子谱线所观测到的辐射的空间分布是不同的。N $_2$ D $^+$的发射跟踪相对平静的地区，而DCO $^+$和DCN的发射主要来自活跃的恒星形成的迹象的地区。此外，DCO的$^+$/N $_2$ D $^+$的比例被发现是在几个密集的核心比在低质量的恒星形成区嵌入的无星核心低。通过观测结果与化学模式计算结果的比较，讨论了IRDC团簇中DCO $^+$/N $_2$ D $^+$比值偏低的原因。如果致密核的温度在N-$_2$（$\sim$ 20 K）和CO（$\sim$ 25 K）的升华温度之间的范围内，则可以解释低的DCO-$^+$/N-$_2$-D-$^+$比。结果表明，G14.492 - 00.139中的致密核心比低质量恒星形成区的致密核心更温暖和致密。
2021-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic infrared extinction mapping as a probe of grain growth in IRDCs
我们在IRDC G028.36+00.07（一个潜在的大质量恒星和恒星团簇形成的地点）进行了MIR到FIR消光定律的光谱测试。Lim & Tan（2014）开发了使用${\it Spitzer}$ -MIPS ${\rm 24μm}$和${\it Herschel}$ -PACS ${\rm 70μm}$图像对该源进行FIR消光映射的方法，并通过与MIR ${\it Spitzer}$ -IRAC $3$- ${\rm 8μm}$消光图进行比较，发现了最高质量表面密度区域中颗粒生长的初步证据。在这里，我们提出的光谱红外消光（SIREX）映射使用${\it Spitzer}$ -IRS（14至${\rm 38μm}$）数据的同一IRDC的结果。这些方法使我们能够首先测量弥漫的银河ISM的SED，这是在IRDC的前景。然后，我们进行我们的初步调查测量的MIR FIR不透明度的法律和寻找潜在的变化作为一个函数的质量表面密度IRDC内。我们发现了相对平坦、无特征的MIR-FIR不透明度定律，缺少与Ossenkopf & Henning（1994）的厚水冰地幔模型相关的$\sim{\rm 12μm}$和$\sim{\rm 35μm}$特征。他们的薄冰地幔模型和Ormel等人（2011年）的尘埃聚集模型通常更好地匹配观测到的不透明度定律。我们还发现了证据，一般平坦的和平号到远红外线的消光规律，…
2015-10-12 astro-ph.GA
Mass reservoirs surrounding massive infrared dark clouds: A view by near-infrared dust extinction
背景：红外暗云（IRDC）是大质量恒星的祖先。对IRDC的母体分子云知之甚少。目的：我们证明了近红外（NIR）尘埃消光映射的可行性，在跟踪IRDC的父母分子云的距离D = 2.5 - 8千秒差距。研究方法：我们推导出近红外消光图10个突出的IRDC复杂的颜色过剩映射技术和近红外数据从UKIDSS/银河系平面调查。我们将得到的地图与13 CO发射线数据、8 μm尘埃不透明度数据和毫米尘埃发射数据进行了比较。我们通过比较观测到的近红外源密度的贝桑松恒星分布模型，并比较它们的运动学距离估计云的距离。结果：近红外消光图提供了IRDC复合物在Av = 2 - 40 mag动力学范围内的视图，空间分辨率为30”。近红外消光数据与13 CO数据相关性很好，并探测了类似的气体成分，但也延伸到更高的柱密度。近红外数据揭示了密集气体周围大量的延伸结构，这些结构由8 μm阴影特征和亚毫米尘埃排放所追踪，表明云的质量通常比这些示踪剂所追踪的质量多10倍以上。我们样本中的IRDC复合体含有相对大量的高柱密度物质，它们的累积柱密度分布类似于附近活跃的恒星形成云，如猎户座，而不是像加利福尼亚州那样不太活跃的云。结论：近红外尘埃消光数据提供了一个新的强有力的工具，探测的质量分布的父母的分子云的IRDC的距离D = 8千秒差距。这鼓励对内陆发展中国家进行更深入的近红外观测，因为通过专门的观测可以直接提高数据的灵敏度…
2011-09-27 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds I: Column Density and Temperature Structure
我们提出了甚大天线阵观测NH3（1，1）和（2，2）在6个红外暗云（IRDC）的样本，距离从2至5千秒差距。我们发现氨是IRDC中致密气体的出色示踪剂，没有显示出耗尽的证据，并且这些云中的平均丰度相对于H2为8.1 x 10^-7。我们的样本由四个24微米嵌入原恒星的IRDC和两个无星的IRDC组成。我们计算了IRDC中气体的动力学温度，发现无星IRDC和成星IRDC之间没有显着差异。我们发现气体的体积在8到13 K之间，这表明任何嵌入或附近的恒星或星团都不会显著影响气体温度。虽然IRDC的温度和体积密度与质量较低的局部恒星形成区相当，但它们的质量要大得多，导致内部压力非常高。为了使IRDC作为相干结构存活下来，内部压力必须通过由它们所在的螺旋臂中的高浓度分子云提供的围压来平衡。高分子浓度和压力与棒星系的气体动力学基本一致。
2011-07-20 astro-ph.GA
Distribution and characteristics of Infrared Dark Clouds using genetic forward modelling
红外暗云（IRDC）是在中红外线巡天中看到的阴影云。它们被认为是大质量恒星的诞生地，然而关于它们的总体性质（如质量谱、空间分布）的信息非常少。遗传正演模拟与两微米全天巡天和贝桑松银河系模型一起使用，以推断出星际消光的三维分布对以前确定的IRDC候选人。这个衍生的尘埃分布可以用来确定IRDC的距离和质量，独立于银河系的运动学模型。沿着穿过IRDC的视线，可以看到在云的距离处消光急剧上升。假设尘埃与气体的比例，云的总质量可以估计。该方法已成功地应用于1259 IRDC，其中包括1000多个目前没有距离或质量估计。IRDC被认为优先位于银河系的旋臂和分子环中，加强了它们是大质量恒星诞生地的想法。此外，它们的质谱被认为遵循指数为-1.75 +/-0.06的幂律，比银河系内部的巨大分子云更陡峭，但与GMC中的团块相当。这个斜率表明，使用本方法检测到的IRDC不是引力约束的，而是湍流引起的密度波动的结果。
2009-08-26 astro-ph.GA
Large-scale molecular gas distribution in the M17 cloud complex: dense gas conditions of massive star formation?
气体和原恒星在分子云中的不均匀分布是由各种难以分离的物理过程的组合造成的。我们探索这种非均匀分布在M17分子云复杂的主机大质量的恒星形成活动使用$^{12}$ CO（$J=1-0$）和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的发射线与Nobeyama 45米望远镜。质量、大小和引力束缚性等团块性质的差异反映了M17-H{ \scriptsize II}和M17-IRDC云演化阶段的不同。M17-H{ \scriptsize II}云中的团块比M17-IRDC中的团块更致密、更紧凑、更受引力束缚。虽然M17-H{ \scriptsize II}拥有大部分非常致密的气体（27\%），其柱密度大于理论上预测的大质量恒星形成的$\sim$ 1 g cm $^{-2}$阈值，但这种非常致密的气体在M17-IRDC中不足（0.46\%）。我们用TRAO 14 m望远镜对HCO $^+$（$J=1-0$）和HCN（$J=1-0$）进行了观测，{ \nlqb追踪柱密度大于$3\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的所有气体}，证实了M 17-IRDC中高密度（$\gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$）气体的缺乏。虽然M17-IRDC的质量足以形成大质量恒星，但它缺乏非常致密的气体和引力束缚的团块可以解释目前缺乏大质量恒星的形成。
2020-01-27 astro-ph.GA
Physical Properties of Galactic Planck Cold Cores revealed by the Hi-GAL survey
以前对大质量恒星形成的初始条件的研究主要针对银河系内部的暗星云（IRDC）。这是由于IRDC首先在明亮的中红外背景下的吸收中被检测到，需要观察到有利的位置。通过选择，IRDC只代表了能够形成大质量恒星和星团的银河系云的一小部分。由于它们的尘埃温度低，IRDC在远红外和毫米波段都很明亮，因此，在这些波长下的观测有可能提供整个银河系恒星形成大质量云的完整样本。我们的目标是在银河系大质量恒星形成的初始条件下识别云，并比较它们的物理特性与银河系位置的关系。我们已经研究了一个均匀的银河系冷核样品的物理性质与普朗克卫星横跨银道面。利用Herschel Hi-GAL观测，我们描述了它们的内部结构。利用扣除背景的Herschel像，我们导出了48个普朗克团块的H2柱密度和尘埃温度图。它们的基本物理参数已被计算和分析作为银河系内的位置的函数。这些性质也与Kauffmann & Pillai（2010）导出的大质量恒星形成的经验关系进行了比较。大多数普朗克团块都有恒星形成的迹象。其中约25%的质量足以形成高质量恒星。朝向银河系中心区域的普朗克团块显示出比外星系团块更高的峰值柱密度和更高的平均尘埃温度。虽然我们只有七个没有相关YSO的团块，但Hi-GAL数据显示，有恒星形成和没有恒星形成的普朗克冷团块的性质没有明显差异。
2016-03-14 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IX. Physical Properties and Spatial Distribution of Cores in IRDCs
本研究利用ALMA对39个IRDC团块进行观测，识别出839个核，发现大质量核数量极少且缺乏足够质量独立形成大质量恒星，其分布与团块密度相关且无特定空间偏好。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Hot Core and Molecular Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵和凯克望远镜在K波段观测到了与红外暗云G34.43+00.24有关的一个团簇形成团（MM 3），它的1.3mm连续谱和CH_3OH、CS、~（13）CS、SiO、CH_3CH_2CN和HCOOCH_3谱线。我们已经发现了一个年轻的外流到这个集团的中心，在SiO，CS和CH 3OH线。这种外流很可能是由嵌入在热核心中的原恒星驱动的，这是由CH 3CH 2CN，HCOOCH 3，13 CS和高激发CH 3OH线追踪的。尽管它的质量很低（<1.1 M_sun），但其热核的大小约为800 × 300 AU，这表明它的吸积速率很高，或者存在着含有少量热Corino的多恒星系统。外流是高度准直的，动力学时间尺度估计为小于740年。此外，我们还发现了SiO，CS和CH 3OH的扩展发射，这与热核和外流无关。这种辐射可能与过去星团中的恒星形成活动有关。虽然G34.43+00.24 MM 3在红外线上被黑暗的特征所包围，但它在星团演化的早期阶段已经经历了低质量恒星的活跃形成。
2013-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
2013-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Complex Organic and Deuterated Molecules
利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）观测了与红外暗云（IRDC）团簇G34.43+00.24 MM 3有关的热核/科里诺（HC）的复杂有机分子（COMs）和氘代物质。我们已经检测到六个正常COM（CH 3OH，CH 3CHO，CH 3CH 2CN，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3和NH 2CHO），一个氘代COM（CH 2DCN），和两个氘代基本分子（D2CO和DNC）对G34.43+00.24 MM 3 HC。在我们的数据中，除了CH 3OH之外，没有检测到这些线朝向冲击区域，这表明COMs不起源于冲击。发现G34.43+00.24 MM 3 HC中COMs相对于CH 3OH的丰度与高质量热核中的丰度相似，而不是低质量恒星形成区中的热Corino中的丰度。这一结果表明，G34.43+00.24 MM 3 HC预热阶段的物理条件与高质量源相似。另一方面，G34.43+00.24 MM 3 HC中相对于CH $_3$ OH的D2CO丰度高于其他热核，并且似乎与热Corino相当。G34.43+00.24 MM 3 HC的相对高的D2CO/CH 3OH比意味着G34.43+00.24 MM 3 HC的长的冷无星相。
2018-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Giant Molecular Cloud Environments of Infrared Dark Clouds
利用银河系环巡天的$^{13}$ CO（1-0）辐射，研究了1 - 0个红外暗云（IRDC）周围的巨分子云（GMC）环境。我们测量这些IRDC/GMCs的物理特性的范围内的尺度延伸到半径，R，30 pc。通过比较不同的方法来定义云的边界和推导质量的表面密度和速度分散，我们解决了一个首选的“CE，$τ$，G”的方法“连接提取”在位置-速度空间加高斯拟合不透明度校正线轮廓的速度分散和质量估计。我们研究云的定义如何影响测量的幅度和方向的视线速度梯度和速度分散，包括相关的依赖关系的大小规模。CE、$τ$、G定义的GMC显示速度弥散与尺寸关系$σ\propto{s}^{1/2}$，这与湍流引起的大尺度梯度一致。然而，IRDC的速度分散度比这个比例关系预测的要高。我们研究的动力学状态的云发现平均维里参数$\barα_{\rm{vir}}\simeq 1.0$的GMCs和1.6的IRDC，大致符合磁化维里化的压力限制多变云的模型，但可能表明，IRDC有更多的扰动运动学。CE、$τ$、G定义的云表现出$σ/R^{1/2}\proptoΣ^n$的紧密相关性，其中GMC的$n\simeq0.7$为$n\simeq0.7$，IRDC的$n\simeq0.7$为1.3（参见，对于维里化云的群体预期值为0.5）。我们的结论是，虽然GMCs在一系列尺度上显示出男性化的证据，IRDC可能是适度的超级男性化。或者…
2015-06-18 astro-ph.GA
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
Are Infrared Dark Clouds Really Quiescent?
高质量恒星形成的密集，寒冷的区域特征很差，但它们代表了一个理想的机会，可以更多地了解高质量恒星形成（HMSF）的初始条件，因为高质量无星核心（HMSC）缺乏在后期进化阶段看到的暴力反馈。我们提出了连续的地图获得的亚毫米阵列（SMA）干涉仪在1.1毫米的四个红外暗云（IRDC，G28.34S，IRDC 18530，IRDC 18306，和IRDC 18308）。我们还提出了1毫米/3毫米线调查使用IRAM 30米单碟观测。结果表明：（1）在10^4AU的空间分辨率下，1.1mm SMA观测将每个源分解为若干碎片。每个碎片的质量平均大于10兆太阳能，超过整个块体的预测热金斯质量高达30倍，表明热压力并不主导碎裂过程。我们测量的速度分散在30米线意味着，非热运动提供了额外的支持，对重力的碎片。(2)未检测到高J跃迁和N2 H+（1-0）、C2 H（1 - 0）、HCN（1-0）和H13 CN（1-0）的超精细多重峰拟合都表明我们的源是冷的和年轻的。然而，在G28.34S中明显检测到SiO和HCO+（1-0）的非对称线轮廓，表明可能存在一个潜在的原恒星物体和可能的坠落运动。(3)大量的含氮物种，碳环和分子离子的存在，以及N2 H +/NH 2D和CO之间的反相关空间分布，我们的大规模高质量团块表现出类似的化学特征，小规模低质量星前天体。这项对IRDC小样本的研究表明，热金斯不稳定性本身不能…
2016-07-30 astro-ph.GA
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
The molecular distribution of the IRDC G351.77-0.51
红外暗云是在红外银河系背景下消失的大规模密集云。这些天体中的许多似乎处于恒星和星团形成团簇形成的边缘。我们的目标是了解IRDC在非常早期的进化阶段的物理特性。我们选择了在8μm处具有显著红外安静性的实验用IRDC G351.77 - 0.51。作为第一步，我们观察了毫米尘埃连续发射和旋转线的中等和致密的气体示踪剂，以掩盖不同的凝聚沿IRDC和研究的速度场的丝状体。我们的初步研究证实了沿红外暗云的相干速度分布，排除了任何巧合的投影效应。发现MIR消光、毫米波连续辐射和气体分布之间有很好的相关性，大尺度湍流和贯穿整个暗条的谱线轮廓表明在这片云中存在激波。线宽和MIR亮度之间的良好相关性表明湍流是由本地恒星形成驱动的。
2011-08-10 astro-ph.GA
Studying Infall in Infrared Dark Clouds with Multiple HCO+ Transitions
我们研究了11个红外暗云（IRDC）样本的入云特性，这些红外暗云在HCO $^{+}$ J=1- 0谱线剖面上显示出蓝色不对称特征。我们使用JCMT在HCO $^{+}$ J=4- 3中进行映射观测，以及在HCO $^{+}$ J =3- 2中进行单点观测，对这些IRDC中的23个团块进行观测。我们应用HILL模型来拟合这些观测结果，并得出了在0.5-2.7 km s PDMATHAMN范围内的沉降速度，中值为1.0 km s PDMATHAMN，并得到质量吸积率为0.5-14 $\times$ 10 PDMATHAMP Msun $^{-1}$ yr.这些值与大质量恒星在后期演化阶段形成的团块中发现的值相当。这些IRDC团块更有可能形成星团。HCO $^{+}$ J =3--2和HCO $^{+}$ J =1--0在这些具有可比推断性质的IRDCs中显示出良好的追踪下落特征。另一方面，HCO $^{+}$ J=4- 3，由于不透明度较小，仅在少数非常大的团块中显示出下落特征。这些团块的下落速度与NH3/CCS比之间没有发现明显的相关性。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
Study of the 13CO/C18O abundance ratio towards the filamentary infrared dark cloud IRDC 34.43+0.24
目前已有几个关于13 CO/C18 O丰度比（X）对邻近分子云的观测研究。这些工作为FUV辐射与分子气体相互作用导致的C18 O选择性光解提供了观测支持。为了研究选择性光解离，有必要增加位于不同距离的分子云样本，并以不同方式受到邻近或嵌入的HII区和OB缔合的影响。利用FOREST巡天的~（12）CO、~（13）CO和~（18）O J=1-0资料，分析了位于3.9kpc附近的红外暗云IRDC34.43+0.24。该IRDC与几个HII区域和YSO有关。假设LTE，我们得到：0.8x10^16<N（13 CO）<4x10^17cm^-2，0.6x10^15<N（C18 O）<4.4x10^16cm^-2，以及3<X<30。较大的值的X被发现对部分云相关的HII区域与N61和N62气泡和与光解离区域（PDR），正是在该地区的FUV光子强烈相互作用的分子气体。我们的结果代表了一个观测支持的C18 O选择性光解现象发生在一个相当遥远的大陆IRDC。此外，根据Hi-GAL卫星的红外观测资料，估算了哈尔滨地区的远紫外辐射场，并研究了沙尘温度和N（H2）的分布。使用N（H2）的平均值，推导出与典型丰度比[H2]/[13 CO]和[H2]/[C18 O]密切一致的值。然而，所获得的丰度比范围表明，如果需要对分子气体进行精确分析，则使用正则值可能会引入一些偏差。因此，重要的是要考虑气体是如何被远紫外…
2019-11-11 astro-ph.GA
LABOCA 870 micron dust continuum mapping of selected infrared-dark cloud regions in the Galactic plane
我们已经映射了四个选定的约0.5度x0.5度大小的字段包含斯皮策8微米暗区与APEX/LABOCA在870微米。在C17 O（2-1）中观测了场中的选定位置，以获得运动学信息。所获得的LABOCA地图与斯皮策红外图像结合使用。在这次调查中确定的团块总数为91个，其中40个（44%）在8微米和24微米处呈现黑色。其余的团块与中红外发射有关。许多已识别的团块质量足够大，可以形成高质量的恒星，其中一些已经显示出清晰的路标。与扩展的4.5微米发射相关联的七个团块是候选扩展绿色物体（EGO）。在我们的一个领域中，发现了朝向斯皮策气泡N10/11的丝状尘埃“脊”，这符合系统中触发的高质量恒星形成。红外暗团和红外亮团的相对数量表明，前一阶段的持续时间约为1.6x10^5年。团簇的总样品的质量分布，以及分别为IR-暗和IR-亮团簇构建的质量分布，可以在高质量端用幂律函数dN/dlogM ~ M^（-0.8. - 0.7）。C17 O观测位置似乎主要由非热运动，数据还揭示了一些潜在的强CO亏损的网站。在G11.36+0.80中，这是我们样本中最好的非连续IRDC的例子，团块似乎是引力束缚的。丝的断裂可以理解为“香肠”型流体不稳定性，与其他IRDC的结果一致。对流性IRDC的形成可能是由会聚的湍流引起的，同样的过程也可能在激发流体扰动中起作用，而流体扰动是云破碎成团块的原因。
2012-04-10 astro-ph.GA
A Virialized Filamentary Infrared Dark Cloud
大质量恒星和团簇形成的初始条件是星际介质中寒冷、致密和高柱密度的区域，这些区域可以通过近、中、甚至远红外吸收而显现为红外暗云（IRDC）。因此，阐明IRDC的动态限制了这些复杂过程的理论模型。特别是，重要的是要评估IRDC是否已经达到维里平衡，其中内部压力平衡，由于云的自引力重量加上外部环境的压力。我们通过结合近红外和中红外消光图和C_（18）O（1-0）和（2-1）谱线的速度色散来研究记录IRDC G035.39-00.33的质量。与我们先前基于13 CO发射和仅MIR-exclusion mapping的适度超维里结果相比，通过改进质量测量，我们现在发现暗条符合维里平衡，至少在其中心秒差距宽的区域中，约1000 M_Sun沿着几个秒差距蜿蜒。这种平衡态不需要大规模的净支撑或磁场的限制。
2012-07-30 astro-ph.GA
VLA Observations of the Infrared Dark Cloud G19.30+0.07
本文介绍了甚大天线阵对红外暗云G19.30+0.07在~ 22 GHz的氨（NH3）（1，1），（2，2）和CCS（2_1-1_0）辐射的观测结果。NH3发射紧密地跟随8微米消光。NH3（1，1）和（2，2）谱线提供了IRDC内部温度和密度结构的诊断，典型的旋转温度约为10 ~ 20 K，NH3柱密度约为10^15 cm^-2。G19.30+0.07的估计总质量约为1130 Msun。云由四个致密的NH3团组成，质量约为30至160 Msun。两个符合24微米的排放，表明加热的原恒星，并显示出外流的证据，在NH3排放。我们报告了一个与第三个星团有关的水脉泽;第四个星团显然是无星的。没有探测到8.4GHz的辐射表明IRDC不包含明亮的HII区域，并将嵌入ZAMS的恒星的光谱类型限制在早B或更晚。从NH_3的释放我们发现G19.30+0.07是由三个不同的速度分量组成的，或者说是“亚云”。“一个速度分量包含两个24微米的源和无星的团块，另一个包含有水脉泽的团块，而第三个速度分量是漫射的，没有明显的高密度峰。从G19.30+0.07的NH3和CCS排放的空间分布是高度反相关的，与NH3主要在高密度的团块，和CCS跟踪低密度包层周围的团块。这种空间分布是一致的化学年轻的低质量的核心，其中CCS尚未被处理到其他物种和/或在高密度区域耗尽的进化理论。
2011-03-02 astro-ph.GA
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Herschel observations of infrared-dark clouds in the Hi-GAL survey
我们演示了使用三维蒙特卡罗辐射转移代码PHAETHON来模拟由星际辐射场（ISRF）外部照射的红外暗云（IRDC）。这些云被认为是最早观测到的高质量恒星形成阶段，可能是低质量星前核心的高质量等价物。我们模拟了三种不同的情况下使用的代码的例子，在其中我们改变的质量，密度，半径，形态和内部速度场的IRDC。我们显示了预测输出的模型在不同的波长选择匹配的观测波段的赫歇尔和斯皮策。对于Herschel上的长波长SPIRE光度计的波段，我们还将模型输出通过SPIRE模拟器，以生成尽可能接近使用SPIRE看到的输出图像。然后，我们分析的图像，如果他们是真正的观察，并比较这种分析的结果与辐射转移模型的结果。我们发现，详细的辐射转移建模是必要的，以准确地确定IRDC的物理参数（如尘埃温度，密度分布）。该方法被应用于研究G29.55+00.18，一个由赫歇尔红外银道面巡天（Hi-GAL）观测到的IRDC，并且在未来它将被用于模拟来自同一巡天的更大样本的IRDC。
2010-06-07 astro-ph.GA
A MALT90 study of the chemical properties of massive clumps and filaments of infrared dark clouds
我们试图通过多分子线观测来研究大量IRDC团块样品的化学性质。我们还寻找可能的演变趋势之间的衍生化学参数。使用Mopra望远镜获得的MALT 90线测量数据对团块进行了研究。谱线数据与我们以前的LABOCA 870- $μ$ m尘埃排放数据一致使用。大多数检测到的物质（SiO、C $_2$ H、HNCO、HCN、HCO $^+$、HNC、HC $_3$ N和N $_2$ H $^+$）显示出朝向许多源的空间扩展发射。的分数丰度的分子大多被发现是可比的IRDC块在其他最近的类似研究中确定的。我们发现，SiO，HNCO，和HCO $^+$的丰度在IR亮团块比在IR暗源，反映了一种可能的演化趋势。在HNC和HC $_3$ N中也观察到这种趋势的迹象。对于C $_2$ H和N $_2$ H $^+$观察到相反的趋势。HCO $^+$与HNC、HNC与HCN的丰度之间存在正相关关系。HCN和HNC丰度似乎也作为N $_2$ H $^+$丰度的函数而增加。HNC/HCN和N $_2$ H $^+$ /HNC的丰度比平均约为1，而HC $_3$ N/HCN的丰度比约为10%。N $_2$ H $^+$ /HNC比率似乎随着团块的发展而增加，而HNC/HCO $^+$比率显示相反的行为。在大多数情况下，检测到的SiO排放可能是由外流冲击引起的，尽管云形成过程引起的冲击也可能起作用。HNCO、HC …
2013-11-18 astro-ph.GA
Magnetic Fields in High-Mass Infrared Dark Clouds
大质量恒星是宇宙引擎，在银河系和其他星系中占据主导地位。然而，它们的形成仍然没有得到很好的理解。大质量、寒冷、稠密的云，通常以红外暗云（IRDC）的形式出现，是大质量恒星的摇篮。没有测量的磁场在IRDCs的状态之前，开始的高质量恒星形成（HMSF）以前已经提供，和流行的HMSF理论不考虑强磁场。在这里，我们报告的观测磁场在银河系中最大的两个IRDC。结果表明，IRDCs G11.11-0.12和G0.253+0.016是强磁化的，强磁场对HMSF的影响与湍流和重力一样重要。G11.11-0.12中的主致密细丝垂直于磁场，而合并到主细丝上的较低密度细丝平行于磁场。隐含的磁场足够强，足以抑制碎片，从而允许HMSF。其他减少碎裂的机制，例如通过高质量表面密度捕获年轻恒星的热量，并不需要促进HMSF。
2014-10-29 astro-ph.GA
Triggered/sequential star formation? A multi-phase ISM study around the prominent IRDC G18.93-0.03
G18.93-0.03是一个突出的尘埃复合体，在0.8度长的灯丝内，分子团G18.93/m在近红外波长至160 μ的红外波段内是暗的。斯皮策合成图像显示了与G18.93空间相关的红外气泡。我们使用GRS 13 CO和IRAM 30 m H13 CO+数据来解开该区域的空间结构。从ATLASGAL submm数据，我们计算的气体质量，而我们使用的H13 CO+线宽估计其维里质量。使用HERSCHEL数据，我们从拟合SED产生温度图。利用MAGPIS 20 cm和SuperCOSMOS Halalpha数据，我们追踪了电离气体，VGPS HI测量提供了原子氢气体的信息。我们发现，气泡是空间与G18.93，位于运动学近距离为3.6kpc。在280 Msun的情况下，G18.93内最大的团块是G18.93/m。维里分析表明，它可能受到引力束缚，内部既没有斯皮策年轻恒星，也没有中红外点源。拟合SED揭示了朝向其中心降低的温度分布，但是来自电离源的加热使其高于一般ISM温度。我们发现这个气泡充满了被O8.5恒星电离的HII气体。在电离源和红外暗团G18.93/m之间，我们发现了一个分层结构，从电离到原子到分子氢，揭示了PDR。此外，我们确定了一个额外的速度分量内的气泡的8亩发射边缘的红外暗云的边缘，并推测它可能是冲击引起的扩大HII区域。虽然升高的温度允许更大的碎片的积累，和冲击诱导的速度分量…
2012-12-16 astro-ph.GA
Infrared Dark Cloud Cores in the SCUBA Legacy Catalogue
我们对Simon等人（2006）在SCUBA遗产目录中确定的候选红外暗云核心进行了调查。在对目录数据应用统一的噪声切割后，我们确定了154个在850 μ m处检测到的红外暗云核心和51个没有检测到的核心。我们从每个岩心的8 μ m消光系数中推导出柱密度，发现在850 μ m处检测到的IRDC具有更高的柱密度（平均值为1.7x10^22 cm-2），而在850 μ m处未检测到的岩心（平均值为1.0x10^22 cm-2）。结合灵敏度估计，我们认为在850 μ m处未检测到的岩心是低于SCUBA在850 μ m处灵敏度极限的低质量、低柱密度和低温岩心。对于在850微米处检测到的核心的子样本（包含在MIPSGAL区域内的核心），我们发现三分之二与24微米源有关。与24微米辐射无关的核心要么是可能尚未形成恒星的“无星”IRDC核心，要么是包含低于MIPSGAL检测极限的低质量YSO。我们看到那些“无星”的IRDC核心和与24微米发射相关的IRDC核心来自相同的柱密度群体，并且具有相似的质量。如果我们假设没有24 μ m嵌入源的核心处于嵌入物体的核心的早期进化阶段，我们得出了几个10^3-10^4年的静止阶段的统计寿命。最后，我们保守的预测，将观察到的IRDCs的数量由顶点望远镜银道面调查（ATLASGAL），赫歇尔红外银道面调查（Hi-GAL），JCMT银道面调查（JPS）和SCUBA-…
2009-07-29 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of high-mass star formation: radiative transfer models of IRDCs seen in the Herschel Hi-GAL survey
密集的红外暗云（IRDC）可能代表了高质量恒星形成的最早可观测阶段。这些云非常冷，因此它们主要发射远红外和亚毫米波长。赫歇尔首次提供了IRDC内核心的多波长、空间分辨观测结果，当与辐射转移模型相结合时，可以限制它们的性质，如质量、密度分布和尘埃温度。我们使用一个三维，多波长的蒙特卡罗辐射转移代码详细模拟从六个核心的发射在三个典型的IRDC中看到的Hi-GAL调查（G030.50+00.95，G031.03+00.26和G031.03+00.76），从而确定这些核心的属性，并将它们与它们的低质量等价物。我们发现质量从90到290太阳质量，温度从8到11 K在每个核心的中心和18到28 K在表面。我们计算了每个核心中嵌入恒星的最大光度，排除了在我们的三个核心中尚未发生显着的高质量恒星形成的可能性。
2011-01-17 astro-ph.GA
Hierarchical fragmentation and differential star formation in the Galactic "Snake": infrared dark cloud G11.11-0.12
本文介绍了亚毫米波阵（SMA）$λ=$ 0.88和1.3毫米宽带观测，以及Jansky甚大阵（VLA）对红外暗云（IRDC）G11.11-0.12中两个质量最大的分子团的$\rm{NH_3}$ $(J,K) = (1,1)$到$(5,5)$、$\rm{H_2O}$和$\rm{CH_3OH}$脉泽谱线的观测。灵敏的高分辨率图像揭示了从$\sim 1$ pc团块尺度到$\sim 0.01$ pc凝聚尺度的致密分子气体的分级碎裂。在每个尺度下，碎片的质量都比金斯质量大几个数量级。这是我们研究的所有四个IRDC团块所共有的，这表明湍流在星团恒星形成的早期阶段起着重要作用。脉泽、激波加热的$\rm{NH_3}$气体和外流表明，在一些核心中正在进行激烈的恒星形成，而在其他核心中则没有发现这样的特征。此外，化学分化可能反映了这些恒星形成种子之间进化阶段的差异。我们发现$1.1\pm0.4$、$2.0\pm0.4$和$3.0\pm0.7$的$\rm{NH_3}$邻位/对位比与三种流出物相关，并且该比值倾向于沿流出物下游增加。我们结合SMA和VLA的几个IRDC团块的观察目前最深入的看法，到目前为止的早期阶段之前的热核阶段，揭示快照的物理和化学性质在各个阶段沿一个明显的进化序列。
2014-02-06 astro-ph.GA
Core Emergence in a Massive Infrared Dark Cloud: A Comparison Between Mid-IR Extinction and 1.3 mm Emission
恒星诞生于分子云的致密核心。在观测上，捕捉核心的形成是至关重要的，以了解恒星形成过程的必要条件和速率。{ \it阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列}（ALMA）非常强大，可通过尘埃连续发射在毫米波长下识别致密气体结构，包括核心。在这里，我们使用ALMA进行调查的致密气体和核心的中心区域的大规模（$\sim10^5\:M_\odot$）红外暗云（IRDC）G28.37+0.07。该观测由12米阵列的86个点组成，并产生了这个IRDC的致密结构的前所未有的视图。在这第一篇关于这个数据集，我们专注于1.3毫米的连续辐射和中红外（MIR）消光图的IRDC之间的比较。这允许估计“稠密气体”检测概率函数（DPF），即，作为局部质量表面密度$Σ$的函数，用于定义“致密气体”的mm连续发射阈值的各种选择。然后，我们估计致密气体的质量分数，$f_{\rm dg}$，在IRDC的中心区域，并通过外推与DPF和已知的$Σ$概率分布函数，到大规模的周围区域，找到约5\%至15\%的值的阈值的基准选择。我们认为，这种观察到的致密气体是一个很好的示踪剂的原恒星的核心人口，并在这种情况下，估计恒星形成效率每自由落体时间在中央IRDC区域的$ε_{\rm ff}\sim$ 10\%，大约有两个系统的不确定性的一个因素。
2018-02-20 astro-ph.GA
A multi-transition molecular line study of infrared dark cloud G331.71+00.59
使用毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）的档案数据，使用Mopra 22米望远镜进行，我们进行了红外暗云（IRDC）MSXDC G331.71+00.59的首次多跃迁分子线研究。发现该IRDC中嵌入了两个分子核心。这些核心中的每一个都与一个已知的扩展绿色天体（EGO）有关，表明了大质量恒星形成的地方。HCO+（1-0）和HNC（1-0）跃迁显示出明显的蓝色或红色不对称结构，表明年轻恒星（YSO）的流出和流入活动。其他检测到的分子谱线包括H13 CO+（1-0）、C2 H（1-0）、HC 3 N（1 - 0 -9）、HNCO（404-303）和SiO（2-1），它们是典型的热芯和流出物。我们认为这两个EGO是从IRDC向热核演化的。使用公开的GLIMPS数据，我们研究了EGO G331.71+0.60的光谱能量分布。我们的研究结果支持这个EGO是一个巨大的YSO驱动外流。G331.71+0.58可能处于较早的进化阶段。
2016-05-05 astro-ph.GA
High-dynamic-range extinction mapping of infrared dark clouds: Dependence of density variance with sonic Mach number in molecular clouds
在红外暗云柱密度的宽动态范围内测量其质量分布是确定大质量恒星形成和恒星团簇形成的初始条件的一个基本障碍。我们提出了一种新的技术，以获得高动态范围，角秒尺度分辨率的列密度数据的IRDC和演示的潜力，这样的数据在测量的密度方差-音速马赫数关系的分子云。我们结合近红外数据从UKIDSS/银道面调查与中红外数据从斯皮策/GLIMPSE调查得出尘埃消光图的样本10 IRDC。然后，我们使用FCRAO/银河环巡天的13 CO线发射数据检查IRDC的线宽，并推导出它们的列密度-音速马赫数关系。为了比较，我们还研究了附近的分子云样本中的关系。提出的柱密度映射技术提供了一种非常有效的、与温度无关的工具，用于在相当于A_V=1-100 mag的柱密度范围内以2”的分辨率映射IRDCs。利用该技术提供的数据，我们首次直接测量了分子云中的柱密度色散σ_{N/<N>}与音速马赫数M_s之间的关系。我们检测变量之间的相关性约3西格玛的信心。导出了<N>体积密度与音速马赫数的相关系数σ_{ρ/<ρ>} =（0.20^{+0.37}-0.22}）Ms的关系式σ_{N/ } =（0.047 \pm 0.016）Ms，其中引用的不确定度为3 σ。当与最近的数值工作的结果相结合时，相关性的存在支持了分子云中磁场强度和密度之间弱相关的图片（即，B ~ ρ^{0.5}）。
2012-10-30 astro-ph.GA
A 3 mm spectral line study of the Central Molecular Zone infrared dark cloud G1.75-0.08
本研究利用 Yebes 40 m 和 IRAM 30 m 射电望远镜对中心分子带红外暗云 G1.75-0.08 进行 3 mm 谱线观测，揭示了其气体运动学、分子丰度及引力非束缚的亚临界动力学状态。
2024-06-26 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IV. Star formation signatures in G023.477
质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$，表面密度为$\sim$ 0.5 g cm $^{-2}$，G023.477+0.114也被称为IRDC 18310-4，是一个有可能形成高质量恒星的红外暗云，被认为是一个有希望的星前星团候选者。为了描述高质量恒星形成的早期阶段，我们观测了G023.477+0.114，这是ALMA对70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们已经进行了$\sim$ 1。“使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米处对尘埃连续体和分子谱线发射进行2分辨率观测。我们确定了11个核心，其质量范围从1.1 $M_\odot$到19.0 $M_\odot$。忽略磁场，核心的维里参数低于1，这意味着核心是引力约束的。然而，当磁场包括在内时，星前核接近维里平衡，而原恒星核保持亚维里化。恒星形成活动已经在这一丛开始。在CO和SiO中检测到四个准直流出。H $_2$ CO和CH $_3$ OH发射与CO和SiO发射中看到的高速分量一致。流出物对于出生丝和磁场是随机定向的。位置-速度图表明，即使在原恒星形成的非常早期阶段，阶段性的物质抛射也已经开始。这些核心的质量与IRDC可能形成的最大恒星质量（8-19 $M_\odot$）相当。我们探讨了IRDC G023.477+0.114如何在理论情景中最终形成大质量恒星的两种可能性。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping Large-Scale CO Depletion in a Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是一种冷的、高质量表面密度和高密度的结构，可能代表了大质量恒星和恒星团簇形成的初始条件。从IRDC的CO排放有可能是有用的跟踪其动态，但可能会受到耗尽的气相丰度，由于冻结到尘埃颗粒。在这里，我们分析了C18 O J=1-0和J=2-1发射线数据，采取了IRAM 30米望远镜，高分辨率IRDC G035.39。0033.我们推导出的激发温度作为位置和速度的函数，具有典型值的~ 7 K，从而推导出总质量表面密度，Sigma_C18O，假设标准气相丰度和占线中的光学深度，它可以达到的值~1。质量表面密度达到约0.07 g/cm^2。我们比较这些结果的质量表面密度来自中红外（MIR）消光映射，Sigma_SMF，巴特勒和谭，预计是不敏感的尘埃温度在云中。在大于10 σ的显著性下，我们发现当σ从~0.02增加到~0.2 g/cm^2时，Sigma_C18O/Sigma_SMF降低约5倍，我们将其解释为CO耗尽的证据。数百个太阳质量受到影响，使其成为直接观察到CO消耗的最大云团之一。我们提出了一个地图的消耗因子的灯丝和讨论的IRDC的形成的影响。
2011-06-13 astro-ph.GA
Some Aspects of Rotation and Magnetic Field Morphology in the Infrared Dark Cloud G34.43+00.24
红外暗云是一种磁场强度相对较大的分子云。例如，IRDC G34.43 + 00.24（G34）具有几百微高斯量级的磁场强度。在这项研究中，我们研究了带电粒子在IRDC（如G34）中的动力学运动是否能在其内部产生这种磁场强度，观测结果表明G34的视线速度具有全局梯度。我们假设所测得的全球速度梯度可以对应于云的旋转。我们归因于一个大规模的电流密度，这个旋转的云通过考虑一个恒定的值的电荷中性的不完整性和正负粒子之间的速度差非常低的电离分数。利用数值计算软件包FISHPACK计算了G34内的磁场强度及其在天空平面上的形态。结果表明，该磁场的磁场强度为几百微高斯量级，其在天平面上的形态与观测结果有一定的一致性。我们还得到了G34的磁场强度与密度的关系。结果表明，随着密度的增加，磁场强度近似呈幂律函数增加。功率量约等于0. 45，适用于具有强磁场的分子云。因此，我们可以得出结论，IRDC的动力学运动，特别是它们的旋转，可以放大它们内部的磁场强度。
2022-03-15 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and the degree of ionisation in massive clumps within infrared dark clouds
（删节）我们的目标是确定与IRDC相关的七个巨大团块样本中CO消耗、氘分馏和电离的程度。用APEX望远镜观测了C17 O（2-1）、H13 CO+（3-2）、DCO+（3 -2）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）向团簇的跃迁。CO分子在观察到的团块中似乎没有明显耗尽。DCO+/HCO+和N2 D +/N2 H+柱密度比分别约为0.0002-0.014和0.002-0.028。前者的比例被发现作为气体动力学温度的函数减少。一个简单的化学分析表明，电离度的下限在x（e）~10^{-8}-10 ^{-7}的范围内，而估计的上限在几个10^{-6}到~10^{-4}的范围内。x（e）的下限意味着H2的宇宙射线电离率在zeta_H2~10^{-17}-10 ^{-15} s^{-1}之间。这是迄今为止报告的大规模IRDC的x（e）和zeta_H2的首次估计。在观测到的来源中，CO没有耗尽的发现符合这样一个事实，即它们显示了恒星形成活动的证据，据信恒星形成活动将CO从冰粒地幔释放回气相。观察到的氘化程度低于低质量的无星核心和原恒星包层。随着温度的升高，氘的减少可能反映了团簇的演化。另一方面，与年轻的高质量恒星的关联可以将zeta_H2和x（e）提高到通常在低质量恒星形成区发现的水平之上。在我们观测到的尺度上，双极扩散不可能是团块演化的主要驱动力，除非它发生在>>10^6年的时间尺度上…
2011-08-29 astro-ph.GA
