The Arizona Radio Observatory CO Mapping Survey of Galactic Molecular Clouds: III. The Serpens Cloud in CO J=2-1 and 13CO J=2-1 Emission
我们映射12 CO和13 CO J = 2-1发射超过1.04平方度的巨蛇座分子云38弧秒的空间和0.3公里/秒的光谱分辨率使用亚利桑那州射电天文台海因里希赫兹亚毫米望远镜。我们的地图解决了整个Serpens云的运动学特性。我们还比较了我们的速度矩图与已知的位置的年轻恒星对象（YSO）和1.1毫米连续发射。我们发现，12 CO是自吸收和13 CO是光学厚的巨蛇座核心。在巨蛇座核心之外，气体出现在具有LSR速度的沉积结构中，相对于巨蛇座云的8 km/s系统速度，LSR速度蓝移高达2 km/s。我们发现，巨蛇座核心中已知的I类、扁平类和II类YSO最有可能形成于同一空间位置，并且此后逐渐分离。12 CO线比的空间和速度结构意味着一个详细的三维辐射转移模型的云将是必要的，我们的光谱数据的充分解释。星云的无星核心区域很可能是巨蛇座恒星形成的下一个地点。
2013-11-16 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows III: The Influence of Magnetic Fields
受外流星系观测的启发，我们研究了磁场和辐射冷却对嵌入在热风中的冷云演化的综合影响。我们进行了一系列的三维自适应网格细化，磁流体动力学模拟，跨越两个分辨率，并包括对齐和横向于即将到来的，超Alfvénic材料的领域。在非磁化的情况下，对齐的场对云的整体寿命几乎没有影响，尽管它们确实增加了风和云材料之间的混合，增加了$\approx 3.$的系数。横向场导致磁悬垂，这将云隔离，但它们也会在垂直于磁力线的方向上挤压材料，这会导致快速的质量损失。分辨率研究表明，磁化模拟比非磁化模拟具有更好的收敛性能，并且每个云半径64个区域的分辨率足以准确描述这些相互作用。我们的结论是，辐射冷却和磁场的组合效应依赖于磁场的方向，但不太可能提高云的寿命超过单独的辐射冷却的效果。
2020-02-18 astro-ph.GA
Seeding the Second Star: enrichment from population III, dust evolution, and cloud collapse
我们研究了在星系晕和邻近的超暗矮星系中观测到的极贫金属（EMP）恒星的形成。它们的低金属丰度（${\rm [Fe/H]} < -3$）表明，它们的母云是由第一颗恒星（Pop III）的一颗或几颗超新星（SNe）富集的。在这项研究中，我们进行数值模拟的整个形成序列的EMP星通过反馈效应的光电离和金属富集的Pop III SN。我们第一次采用了与祖先模型一致的金属/尘埃性质计算，并解决了所有相关的辐射冷却过程和化学反应，包括金属分子的形成和晶粒生长，直到原恒星形成。在质量为$1.77\times 10^{6} \ {\rm M}_{\bigodot}$的微晕（MH）中，一颗质量为$13 \ {\rm M}_{\bigodot}$的Pop III星在红移为$z=12.1$时形成。在SN爆炸后，受冲击的气体落回中心MH，在内部富集自身。在蚀变区的金属丰度为$2.6\times 10^{-4} \ {\rm Z}_{\bigodot}$（${\rm [Fe/H]} = -3.42$）。在氢、CO和OH分子的作用下，对流云发生冷却，并伴随着H $_2$的形成而发生加热。最终，由于颗粒生长和尘埃冷却，在SN驱动的湍流的帮助下，在中央100 au区域出现了多节的细丝，导致形成了存活到今天的低质量EMP星。
2018-10-30 astro-ph.GA
Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds
我们扩展了我们以前的SPH参数研究的光电离从O-星恒星形成的云的影响，包括最初未绑定的云。我们生成了一组模型云的质量范围$10^{4}-10^{6}$ M $_{\odot}$初始维里比$E_{\rm kin}/E_{\rm pot}$ =2.3，让他们形成恒星，并研究的光电离辐射产生的大质量恒星的影响。我们发现，在300万年的时间尺度之前，超新星预计开始引爆，电离反馈排出的质量分数是一个非常强大的功能的云逃逸速度。高质量的云在很大程度上不受动态影响，而低质量的云在这个时间尺度上排出了大部分的气体储备。然而，恒星质量的未束缚部分是适度的，并且大部分未束缚的恒星之所以如此，只是因为云本身最初是部分未束缚的。我们发现，电离是更能够创建良好的清除气泡在未绑定的云，由于其固有的膨胀，但这种气泡的存在并不一定表明，一个给定的云已强烈影响反馈。我们还发现，与我们早期工作中的束缚云一样，这里模拟的许多系统对于光子和超新星喷出物来说都是高度多孔的，并且它们中的大多数可能会在第一次超新星爆炸中幸存下来。
2012-12-10 astro-ph.GA
Star Formation in Disk Galaxies. III. Does stellar feedback result in cloud death?
恒星反馈、恒星形成和引力相互作用是巨分子云演化的主要控制力。为了探索它们的相对作用，我们研究了GMCs在孤立星系盘模拟中形成的性质和演化，该模拟包括局部热反馈和光电加热。结果进行了比较，在这个系列中，其中包括一个模型没有恒星形成，恒星形成，但没有形式的反馈和恒星形成与光电加热在一组稳步增加的物理效应。我们发现，除了本地化的热反馈极大地抑制恒星的形成，但不破坏周围的GMC，云的性质非常类似的运行中，没有恒星物理学被包括在内。反馈的流出减少了云的质量，但不会破坏它，使云能够存活下来。这表明，弱的热反馈，如超新星预期的下限可能发挥相对较小的作用，在银河系结构的静止银河系型星系，相比引力相互作用和磁盘剪切。
2015-01-01 astro-ph.GA
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre -- III. Tidally--induced star formation in protocluster clouds
作为一系列论文的一部分，旨在了解银河系的中央分子区（CMZ）的演变，我们提出了湍流分子云的流体动力学模拟在一个精确的模型中存在的引力势。我们考虑两组不同的模型云的速度场的能量含量。在第一个，自我维里化的设置，湍流动能被选择为在大小上接近云的自我重力势能。与孤立的云在没有外部势的情况下演化的比较表明，自我维里化的云无法承受CMZ的压缩潮汐场，并迅速坍塌，形成恒星的速度要快得多，在银河系中心轨道的一小部分之后达到气体耗尽。在第二个，潮汐-维里化，一套模拟，云的湍流动能与外部潮汐场平衡。这些模型更好地支持了场，更强的湍流抑制了恒星的形成。我们的研究结果强烈支持的推论，在CMZ中的恒星形成率异常低，主要是由于在分子气体中的高速分散。云遵循开放的偏心轨道，在所有三个空间坐标中振荡。我们研究的轨道动力学的后果，特别是近心点通道，通过执行同伴模拟云的圆形轨道。在近心点增加的潮汐力产生瞬时加速，恒星形成率最多为2.7倍。我们的研究结果表明，在银河系中心的恒星形成模型需要包括潮汐力。
2019-03-25 astro-ph.GA
Simulating the collapse of rotating primordial gas clouds to study the survival possibility of Pop III protostars
有人认为，低质量的原始恒星（$m_{\rm Pop III}\,\leq 0.8\,M_\odot$）很可能进入主序星，因此可能在今天的银河系中被发现。然而，由于现有的数值能力的限制，目前的磁盘碎片的三维（3D）模拟只能遵循第一个原恒星形成后几千年的演变。在这项工作中，我们使用的{ \sc Gadget}-2光滑粒子流体动力学（SPH）代码的修改版本，提出的结果与不同程度的初始固体旋转（参数化$β$）使用分段多方状态方程的气体云的非线性崩溃。3D模拟一直跟踪到原恒星天体吸积了50 $M_{\odot}$质量的时期，这足以研究原恒星与周围气体介质的动力学，并确定这些原恒星天体的质量函数、吸积速率和生存可能性。我们发现，在没有辐射反馈的情况下，由于吸积，留在缓慢旋转的母云中的演化原恒星可以变得足够大，而在快速旋转的云（$β\ge 0.1$）中形成的$10-20 \%$有可能作为低质量恒星从引力束缚星团中被弹射出来。
2022-12-08 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
The Magellanic Inter-Cloud Project (MAGIC) III: First spectroscopic evidence of a dwarf stripping a dwarf
麦哲伦桥（Magellanic Bridge，MB）是连接大麦哲伦云（Large Magellanic Clouds，LMC）和小麦哲伦云（Small Magellanic Clouds，SMC）的气流。目前的模拟表明，MB的形式从最近的云之间的相互作用。在这种情况下，MB也应该有一个相关的恒星桥，由LMC从SMC潮汐剥离的恒星形成。有几个观测证据表明这些剥离的恒星，从MB和碳星中存在中间年龄的人口，到最近观察到的从MB偏移的RR天琴座星的密度过高。然而，MB中剥离恒星的光谱确认仍然缺乏。本文利用中等分辨率谱，计算了沿MB两个场中恒星的径向速度和金属丰度。我们表明，从他们的化学和运动学，这些恒星的大部分必须已被潮汐剥离SMC。这是矮星系被更大的矮星潮汐剥离的第一个光谱证据。
2017-07-26 astro-ph.GA
Modeling UV Radiation Feedback from Massive Stars: III. Escape of Radiation from Star-forming Giant Molecular Clouds
利用一套湍流云中恒星团簇形成的辐射流体动力学模拟，我们研究了电离（莱曼连续）和非电离（FUV）辐射的逃逸分数为广泛的云质量和大小。逃逸分数增加H II区域的发展，并在几个动力学时间内达到统一。在第一次超新星爆发前的累积逃逸分数在0.05-0.58之间;这在初始云表面密度较高时较低，而在质量较小和较致密的云中由于快速破坏而较高。一旦H II区域脱离了它们的局部环境，电离和非电离光子都会通过完全电离的低密度视线从云层中逃逸。因此，尘埃在后期成为电离辐射的主要吸收体，非电离辐射的逃逸分数仅略大于电离辐射的逃逸分数。逃逸分数主要由大尺度云的光学深度分布的平均值$\langle τ\rangle$和宽度$σ$决定，对于较小的$\langle τ\rangle$和/或较大的$σ$，逃逸分数增加。由于湍流引起的非零$σ$，逃逸分数超过原始估计值$e^{-\langle τ\rangle}$（有时超过三个数量级）。我们提出了两种简单的方法来估计，在$\sim20\%$，逃逸分数的非电离辐射使用观测到的尘埃光学厚度在云投影在天空的平面。我们讨论了我们的观测结果的影响，包括推断在个别分子云的恒星形成率，并占银河系尺度上的扩散电离气体。
2019-08-20 astro-ph.GA
Physical conditions in high$-$z optically thin C III absorbers: Origin of cloud sizes and associated correlations
我们提出了详细的光致电离模型以及对齐的光学薄C III吸收组件在$2.1 < z < 3.4$。使用我们的模型，我们估计密度（$n_{\rm \tiny H}$），金属丰度（$[C/H]$），总氢柱密度和视线厚度（$L$）在每个C III组件。我们估计的系统误差，在这些数量的贡献的类星体光谱指数的允许范围内使用的紫外背景辐射计算。我们推断的$n_{\rm \tiny H}$和超密度（$Δ$）远高于文献中的测量值，有利于来自环星系介质相关气体的吸收，可能不处于流体静力平衡。我们还注意到与C Ⅲ组分相关的$n_{\rm \tiny H}$、$L$和$[C/H]$都表现出统计学上显著的红移演化。在某种程度上，这些红移演变是由仅在低端$-z$中出现的紧凑、高$n_{\rm \tiny H}$和高$[C/H]$分量驱动的。发现$[C/H]$与$L$、$L$与中性氢柱密度（N（HI））、N（HI）与$[C/H]$之间存在5个以上的$σ$水平的相关性。我们表明，$L$与$[C/H]$的相关性可以很好地再现，如果$L$是由气体冷却时间和声速的产品，如预期的情况下，云破碎热不稳定性。这使我们能够通过简单的光电离考虑来解释其他观察到的相关性。在大的$z$范围内研究光学薄的C III吸收体，并将它们的$z$演化与全球恒星形成率密度演化联系起来，可以揭示环星系介质中冷团形成及其演化的物理机制。
2019-01-14 astro-ph.GA
Ram pressure shaping high-velocity cloud droplets --- FAST HI observations of HVC AC-III and theoretical interpretation
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
研究高速云AC-III，通过FAST HI观测其内部结构，用稳态解析模型重现形态与密度分布，发现其受激波压力塑造，存在复杂动态模式及中间速度分量，为研究晕气体向银盘下落演化提供理想样本。
2026-07-29 astro-ph.GA
An [O III] search for extended emission around AGN with H I mapping: a distant cloud ionized by Mkn 1
出于对AGN宿主星系周围的大规模电离云的发现，特别是那些与光电离气体潮汐碎片相一致的大部分，我们已经搜索了[O III]发射在广泛的领域周围的一组Seyfert星系以前映射在H I，其中许多显示扩展的气体功能。探测阈值被设计为达到平均发射线表面亮度比在Hanny's Voorwerp等活动星系核电离云中看到的要暗10倍，这样就可以探测到更大距离（和年龄）的类似结构。在24个Seyfert星系中，我们发现了一个扩展的发射特征，一个从Mkn 1中心投射12 kpc的离散云，横跨8 kpc的横向范围。Mkn 1云的光谱学证实了它与Mkn 1- NGC 451星系对的红移关系，显示它与附近的H I的运动学密切匹配，并揭示了在大约直接观察到的原子核光度处需要AGN光电离的发射线比。鉴于小部分的H I功能与检测到的[O III]发射，我们限制的典型的塞弗特星系的电离锥的开口角为20度的顺序，如果活跃的情节是长的光的旅行时间相比。附录给出了一个解析表达式的概率与随机取向的弧锥相交，近似的H I云和尾巴暴露于电离锥的几何形状的推导。对于整个样品，如果活动星系核在比光穿过H I结构的时间更长的尺度上连续明亮，那么双锥的全张角必须<20度。由于许多电离锥被观察到比这更广泛，我们的低检测分数可能会增加证据，在10，000 - 100，000年的尺度上，AGN光度的强烈变化无处不在。
2019-05-29 astro-ph.GA
High-resolution APEX/LAsMA $^{12}$CO and $^{13}$CO (3-2) observation of the G333 giant molecular cloud complex : III. Decomposition of molecular clouds into multi-scale hub-filament structures
利用LAsMA高分辨率$^{13}$CO数据分解G333和G331分子云为多尺度中心-纤维系统，发现HFs密度对比度更高、质量更大、维里比更低，并提出分子云是由引力耦合的中心-纤维网络结构构成。
2025-06-20 astro-ph.GA
The TELPERION Survey for Distant [O III] Clouds around Luminous and Hibernating AGN
我们提出了一个窄带[O III]成像调查的111 AGN主机和17个合并的星系系统，在遥远的扩展发射线区域（EELRs）周围的AGN（无论是现存的或褪色）的搜索。我们的数据达到更深的宽带SDSS数据的检测，并覆盖更广泛的领域比一些早期的发射线调查用于研究AGN周围的扩展结构。光谱跟踪证实了两个新的遥远的活动星系核电离云，在合并系统NGC 235和NGC 5514，预计在26和75千秒差距的核（分别）。我们还恢复了NGC 7252中先前已知的区域。这些结果加强了EELRs和潮汐功能之间的联系;运动学上静止的遥远的EELRs几乎总是光电离的潮汐碎片。在我们的样本中，大约10%的星系都有潮汐尾。能量收支表明，在NGC 5514中的活动星系核在从核到云再到观测者的额外光旅行时间（约250，000年）中已经衰减了3倍以上;强烈的激波辐射掩盖了活动星系核的光学特征。对于NGC 235，我们的数据与85，000年的变化一致，但并不明确要求变化。除了这些非常遥远的电离云，四个星系- IC 1481，ESO 362-G 08，NGC 5514和NGC 7679内的发光和广泛的线发射。IC 1481显示出明显的电离锥，这是一种罕见的与线性活动星系核光谱的组合。在NGC 5514中，我们测量到一个7 kpc的壳层以约370 km/s的速度在核以西扩张。
2021-12-14 astro-ph.GA
UVIT Study of the Magellanic Clouds (U-SMAC). III. Hierarchical Star Formation in the Small Magellanic Cloud Regulated by Turbulence
研究利用 AstroSat/UVIT 数据分析小麦哲伦云中年轻恒星的空间聚集，通过分形维数和对数正态密度分布证明其层级恒星形成受超声速湍流调控。
2025-06-10 astro-ph.GA
Dispersion of Magnetic Fields in Molecular Clouds. III
我们应用我们的技术在分子云中的磁场的分散高空间分辨率的亚毫米阵列偏振数据猎户座KL在OMC-1，IRAS 16293，和NGC 1333 IRAS 4A。我们展示了如何可以利用这样的高分辨率数据来表征磁化湍流功率谱的惯性和耗散范围。对于猎户座KL，我们确定在惯性范围内，光谱可以近似地符合幂律k^-（2.9 \pm 0.9），我们报告λ_AD的值为9.9 mpc，这可能是由于湍流双极扩散造成的高空间频率截止。对于相同的参数，我们得到NGC 1333 IRAS 4A的\sim k^-（1.4 \pm 0.4）和λ_AD \simeq 2.2 mpc的暂定值，以及IRAS 16293的\sim k^-（1.8 \pm 0.3）和λ_AD < 1.8 mpc的上限。我们还讨论了应用该技术的干涉测量和固有的空间滤波过程的结果的解释的影响。
2011-03-24 astro-ph.GA
HP2 survey: III The California Molecular Cloud--A Sleeping Giant Revisited
我们提出了新的高分辨率和动态范围的尘埃柱密度和温度图的加州分子云来自普朗克和赫歇尔尘埃排放图的组合，和2 MASS近红外尘埃消光图。我们使用这些数据来确定2.2微米消光系数与850微米不透明度的比率，发现该值接近猎户座B和英仙座云的类似研究中发现的值，但高于猎户座A云的特征，表明尘埃的基本光学特性可能存在于局部云之间。我们表明，在很大范围的灭绝，云的列密度概率分布函数（PDF $_N$）可以很好地描述了一个简单的幂律与指数，表示一个陡峭的下降与列密度比发现在类似的研究猎户座和英仙座云。只使用原恒星人口的云和我们的灭绝地图，我们调查施密特关系内的云。我们表明，原恒星的表面密度，$Σ_*$，是成正比的比例的原恒星和云的PDF。我们使用原恒星的累积分布来推断$Σ_*$和PDF $_*$的函数形式。我们发现，$Σ_*$是最好的描述两个幂律函数与陡峭的指数比发现在其他地方GMCs。我们发现，原恒星的pdf是一个衰减函数的灭绝也最好的两个幂律，其行为的镜像$Σ_*$。我们的观察表明，施密特关系的斜率和GMC之间的原恒星种群的大小的变化主要是由云PDF的斜率的变化驱动的。这证实了早期的研究表明，云结构在设定GMC中的全球恒星形成率方面起着重要作用。
2017-09-26 astro-ph.GA
Line and Continuum Emission from the Galactic Center. III. Origin of 6.4 keV Line Emission from Molecular Clouds in the Galactic Center
我们分析了分子云Sgr B2和源HESS J1745-303的6.4 keV谱线和连续谱发射，该源被认为是分子气体的复合物。从HESS的结果可以看出，Sgr A是高能质子的来源，它穿透分子云产生TeV的伽马射线通量。我们提出的论点，Sgr A也可能产生一个流量的subrelativistic质子产生的6.4千电子伏线和韧致辐射连续发射的云。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Giant molecular clouds and their Type classification in M74: Toward understanding star formation and cloud evolution
本研究利用PHANGS数据将M74中的巨型分子云按恒星形成活性分为三类，发现其质量与半径递增且维里比递减，推断出从Type I到III的演化路径并估算了演化时标，论证了定义单个GMC对理解其演化的重要性。
2024-07-25 astro-ph.GA
Herschel's view of the large-scale structure in the Chamaeleon dark clouds
变色龙分子云复合体是最近的恒星形成地点之一，包含三个不同恒星形成历史的分子云，从静止（Cha III）到活跃的恒星形成（Cha II），以及到达恒星形成的终点（Cha I）。为了表征它的大尺度结构，我们使用来自Herschel Gould带巡天的PACS和SPIRE观测数据导出了柱密度和温度图，并应用了几种工具，如细丝追踪，功率谱，Δ方差和柱密度的概率分布函数（PDF），以导出物理性质。柱密度图揭示了三种云的不同形态外观，其中Cha I具有脊状结构，Cha II具有以团块为主的区域，Cha III具有复杂的对流网络。在这三个云团中，暗丝的宽度约为0.12 \pm 0.04 pc，暗丝在Cha I和II中被发现是引力不稳定的，但在Cha III中大多是亚临界的。在Cha I中，微弱的细丝（条纹）非常突出，显示出与大尺度磁场的优先排列。在低柱密度下，所有区域的PDF均呈对数正态分布。对于更高的密度，Cha I的PDF显示了一个扩展的更高密度分量的营业额指示，最终以幂律尾部。Cha II显示了一个幂律尾巴，具有重力特性的斜率。Cha III的PDF可以用单个对数正态最佳拟合。三个区域的湍流特性被发现是相似的，指向云受到大规模过程影响的场景。如果证明磁场可以有效地引导Cha I和可能的Cha II上的物质，但在静止的Cha III云上可能效率较低，那么它可能对Chamaeleon云中的恒星…
2014-04-25 astro-ph.GA
The Link between Magnetic Fields and Filamentary Clouds: Bimodal Cloud Orientations in the Gould Belt
利用近红外尘埃消光图和光学恒星偏振计资料研究了古尔德带内的对流分子云及其局部ICM（云间介质）磁场的方向。这些对流云的长度在几秒差距到十秒差距之间，我们发现它们的方向倾向于平行或垂直于当地ICM的平均场方向。这种双峰分布是没有发现在云模拟与超Alfvenic湍流，云的方向应该是随机的。ICM磁场在动力学上比惯性范围的湍流和自引力更重要，它可以很容易地解释这两种场丝结构。以前的研究普遍认为，强磁场可以引导引力收缩，并导致纤维垂直于他们，但很少讨论的事实，磁场也可以通道亚阿尔芬湍流，形成与他们对齐的纤维。这种云形成的强场情景也与从ICM到云观测到的恒定场强相一致（Crutcher et al. 2010），并且可以解释“中心-细丝”云结构（Myers 2009）和云重力收缩的密度阈值（Kainulainen et al. 2009）。
2013-10-23 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Stellar Protocluster Formation: III. The Herschel counterparts of the Spitzer Dark Cloud catalogue
对原始分子云的银河平面调查是建立恒星形成最早阶段银河尺度视图的关键。因此，Peretto和Fuller（2009）利用斯皮策8微米消光，在银河平面10度< |l| < 65度，|b| <1度区域建立了一个无偏差的IRDC样本。然而，在吸收研究中，中红外背景中的内在波动可能被误解为前景云。这里提出的研究的主要目标是解开真正的云在斯皮策暗云（SDC）目录的文物，由于在中红外背景的波动。我们利用Herschel银河系平面巡天Hi-GAL的160微米和250微米数据，构造了~18 ″分辨率的H_2柱密度图。我们还开发了一种自动检测方案，通过其与这些赫歇尔柱密度图上的峰的关联来确认SDC的存在。检测模拟，随着一个小的子样本的SDC的目视检查，已经进行了更好地了解我们的自动识别方案的局限性。我们的分析表明，76%（+/-19%）的编目SDC是真实的。对于角直径大于~1弧分的云，这一比例下降到55（+/-12）%。PF 09星表被大型杂散源污染，反映了与8微米背景发射的构建相关的巨大不确定性，这是确定SDC的关键阶段。Herschel确认的SDC样本与BGPS和ATLASGAL样本的比较表明，SDC探测了一系列独特的云属性，比这两个（亚）毫米银河平面调查中的任何一个都更紧凑、柱密度更低。
2016-02-10 astro-ph.GA
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- III. The Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图的总内在红化整个90度$^{2}$的大麦云（LMC）使用光学（ugriz）和近红外（IR; YJK）光谱能量分布（SED）的背景星系。红化图是根据LEPHARE $χ^{2}$最小化SED拟合程序从222，752个早型星系样本中创建的。我们发现，整个中央（4x 4度$^2$）区域的LMC和低级别的无处不在的尘埃排放的形态跟踪远红外辐射的增强固有的变红的区域之间的协议。此外，我们能够区分较小的，孤立的增强，与已知的恒星形成区域和形态图中观察到的年轻恒星的集群相一致。然而，剑鱼座30号以南的分子脊的红化程度比文献中的红化图要小。由于高消光和拥挤，在这个区域检测到的星系数量减少，可能会使我们的结果偏向于较低的红化值。我们的地图是一致的地图来自红丛星和分析的恒星形成历史的整个大麦哲伦星云。这项研究代表了LMC背后的河外源的第一个大规模分类之一，因此我们提供了LEPHARE输出的完整样本约250万个源。
2022-05-31 astro-ph.GA
Low-mass Pop III star formation due to the HD-cooling induced by weak Lyman-Werner radiation
该研究通过三维宇宙学模拟考察18种不同强度的LW辐射对原初气体云的影响，发现特定强度范围内HD冷却使温度低于200K并形成约1-16倍太阳质量的低质量核心，从而可能孕育不超过0.8倍太阳质量的低质量Pop III恒星，且恒星形成效率上限显著下降。
2023-11-17 astro-ph.GA
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33 III: Spatially Resolved Features of the Star-Formation Inactive Million-solar-mass Cloud
本文用ALMA对M33中质量最大的巨分子云之一GMC-8进行了$^{12}$ CO（$J$ = 2 - 1）、$^{13}$ CO（$J$ = 2 -1）和C $^{18}$ O（$J$ = 2-1）的观测，角分辨率为0”.44 $\times$ 0”.27（$\sim$ 2 pc $\times$ 1 pc）。早期的研究表明，尽管有足够的分子库，总质量为$\sim$ 10 $^{6}$，但它的高质量恒星形成是不活跃的。高角分辨率的数据使我们能够解决这个特殊的来源下降到分子团规模。GMC的一个显著特征是一个圆形的气体结构（“主云”）延伸到$\sim$ 50 pc尺度，这与我们在M33系列研究中获得的另外两个活跃的恒星形成GMC有很大的不同。由$^{13}$ CO数据追踪到的相对致密的气体相对于总分子质量的分数仅为$\sim$ 2%，这表明它们的空间结构和密度并不发达，无法达到活跃的恒星形成。CO速度分析表明，GMC作为一个整体是由一个单一的组件，但我们发现一些本地的速度波动的主云和额外的蓝移成分的外部区域。比较CO与以前发表的大规模H I数据，我们建议，外部原子气体流提供了足够的材料量的GMC增长到$\sim$ 10 $^6$ $M_{\odot}$。
2021-05-06 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion possibly triggered by cloud-cloud collision III, NGC2068 and NGC2071
利用NANTEN 2天文台对猎户座中含有反射星云的大质量恒星形成区NGC 2068和NGC 2071进行了13 CO（J=2-1）跃迁的分子谱线研究。~（13）CO的分布表明，在9.0和10.5km/s处有两个速度分量。蓝移的分量位于东北，与NGC 2071有关，而红移的分量则位于西南，与NGC 2068有关。这两个云的总强度分布显示出约1 pc的差距，表明它们目前是分离的。详细的空间比较表明，两者显示出互补的分布。蓝移分量位于红移分量西北方向的强度低压区，在那里我们发现0.8pc的位移使两个云很好地相互适应。此外，一项新的非正面碰撞模拟表明，从偏离碰撞轴60度的角度进行的观测与该区域的速度结构吻合得很好。根据这些结果，我们假设两个部件以3.0 km/s的预计相对速度相互碰撞，对于偏离视线60度的相对运动的假设轴，估计为0.3百万年。我们假设云中两颗质量最大的早期B型恒星，照亮了两个反射星云的恒星，是由两个云之间界面的碰撞触发形成的。考虑到其他年轻的高质量恒星形成区，即M42，M43和NGC 2024（Fukui et al. 2018 b; Ohama et al. 2017 a），碰撞触发似乎可能独立地在最后一个百万年在猎户座中形成O型和早期B型恒星，预计距离约为80 pc。
2019-12-04 astro-ph.GA
Indicators for cluster survivability in a dispersing cloud
我们使用N体模拟调查嵌入星团的母分子云的分散的响应。星团的最后阶段可以分为三类：星团（i）被摧毁，（ii）结构松散，（iii）有一个紧凑的核心。我们对母云的三个控制参数感兴趣：（i）质量，（ii）大小，（iii）分散率。已知对于具有相同星团和云轮廓的系统，星团的最后阶段与恒星形成效率（SFE）有很好的相关性。我们认为单靠SFE不足以解决具有不同大小云的系统。结果表明，在一定的拉格朗日半径下，团云初始质量比和团云初始动能是团簇生存性的较好指标。
2009-05-01 astro-ph.GA
Will the starless cores in Chamaeleon I and III turn prestellar?
附近的变色龙分子云复合体是研究低质量恒星形成过程的良好实验室，因为它由三种性质非常不同的云组成。Cha III没有显示出任何恒星形成的迹象，而Cha I的恒星形成非常活跃，可能已经完成。我们的目标是确定恒星形成是否可以在Cha III中进行，并将结果与我们最近对Cha I的调查进行比较。我们使用大型APEX测辐射热仪阵列（LABOCA）在870微米处绘制了Cha III的尘埃连续排放图。从地图上提取了29个来源，所有这些来源都是无星的。无星的核心被发现到1.9等的视觉消光，与其他分子云形成鲜明对比，包括Cha I。除此之外，Cha III无星核与Cha I中发现的无星核具有非常相似的特性。最多有两个源的质量大于临界Bonnor-Ebert质量，这表明星前核的比例非常低，甚至低于Cha I。只有最大质量的来源才是候选的星前核，这与早先在烟斗星云中发现的相关性一致。85颗Cha I和III的无星核心（不是候选星前核心）的质量分布在90%的完整性极限下符合单一幂律，指数接近Salpeter值。在Cha I和III中，一小部分无星核心的质量可能仍在增长，并变得重力不稳定。基于湍流分子云的数值模拟预测，我们估计，最多50%和20%的无星核心的车I和III，分别可能形成恒星。LABOCA的巡天发现，车座III和车座I在某种程度上也是研究星前核心形成的主要目标，因此也是恒星形成的开始。（节略）。
2011-06-24 astro-ph.GA
The Link between Magnetic Fields and Cloud/Star Formation
磁场是否在分子云和恒星形成过程中起重要作用的问题已经争论了几十年。最近的观测揭示了一个简单的图像，可能有助于阐明这些问题：磁场有一种倾向，以保持其方向在所有尺度已被探测-从100 pc规模的云间介质到次pc规模的云核。这种有序的形态对自引力和湍流与磁场相互作用的方式有影响：由于动态重要的磁场的影响，引力收缩和湍流速度都应该是各向异性的。现在观察到这种各向异性。在这里，我们回顾这些最近的观测，并讨论它们如何提高我们对云/恒星形成的理解。
2014-04-08 astro-ph.GA
Statistical link between the structure of molecular clouds and their density distribution
我们介绍的概念，一类等价的分子云表示一个抽象的球对称，各向同性的对象。该目的通过使用关于给定质量密度分布的抽象尺度来描述。质量和平均密度被归因于每个尺度，因此与密度分布相关联：幂律类型和任意连续类型。在后一种情况下，我们推导出一个微分关系的平均密度在一个给定的尺度和结构参数，它定义的质量密度关系。云沿视线的二维（2D）投影也进行了研究。在幂律分布和任意连续分布的情况下，导出了质量和平均密度的标度关系。我们得到的标度指数之间的关系，在2D和3D的情况下。建议类的等价物是代表的一般结构的实际云与各种类型的列密度分布：幂律，对数正态或两者的组合。
2016-12-01 astro-ph.GA
Photometric Maps Based on the OGLE-III Shallow Survey in the Large Magellanic Cloud
我们目前的光度地图的基础上进行的补充项目在第三阶段的光学引力透镜实验的大麦云的浅调查的数据。它们覆盖了大麦哲伦星云中大约40平方度的区域，包含了大约170万颗恒星的平均校准VI测光和天体测量。已登记天体的星等从9.1到18.5不等。我们讨论了数据的质量和目前的颜色-幅度图选定的领域。天文学界可从OGLE互联网档案馆获得这些地图以及大麦哲伦星云的主要光度图。
2012-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HI Chronicles of LITTLE THINGS BCDS III: Gas Clouds in and around Mrk 178, VII Zw 403, AND NGC 3738
在大多数蓝色致密矮星系（BCD）中，仍然不清楚是什么触发了它们的恒星形成爆发。我们研究了三个相对孤立的BCD，Mrk 178，VII Zw 403和NGC 3738的HI，详细寻找恒星形成触发器的签名，如气体云消耗，矮-矮合并，以及与同伴的相互作用。高角和速度分辨率的原子氢（H I）数据从甚大阵（VLA）矮星系HI调查，跟踪亮度极值的局部不规则星，HI附近星系调查（小东西），使我们能够研究详细的运动学和形态的BCD在HI。我们还提出了高灵敏度HI地图从NRAO绿岸望远镜（GBT）的每个BCD搜索其周围地区的扩展的微弱发射或同伴。GBT数据没有显示任何明显的星系与BCD相互作用。VLA的数据表明，在这些BCD中有几个可能的恒星形成触发器。Mrk 178可能有一个气体云正在撞击其盘面的东南端，或者它正在经历冲压压力剥离。VII Zw 403在其前景或背景中有一个巨大的气体云，显示出吸积到盘上的证据。NGC 3738的恒星形态和H I形态和运动学有几种可能的解释：高级合并，强烈的恒星反馈或冲压压力剥离。虽然这三个BCD表面上是孤立的，但它们的HI数据表明它们可能与环境相互作用，这可能引发它们的恒星形成爆发。
2017-01-27 astro-ph.GA
Galactic cold cores III. General cloud properties
我们检查周围的普朗克探测的云结构与赫歇尔SPIRE仪器观察到的71个字段。我们希望确定该领域的一般物理特性，并检查那里的冷高柱密度团块被发现的云形态。我们得出的色温和柱密度图的字段。我们研究了主要团块的红外光谱能量分布。云是根据其大规模形态分类。在最近发布的WISE卫星数据的帮助下，我们寻找增强的中红外散射（coreshine）的迹象，这是尘埃颗粒生长的迹象，并检查与冷团块相关的恒星形成活动。绘制的云的距离从100秒差距到几千秒差距不等，覆盖了从小于10个太阳质量的核心到质量超过10000个太阳质量的云的大小和质量。大多数场包含一些丝状结构，并且在大约一半的情况下，一个或几个丝状结构占主导地位。在十分之一的情况下，云显示出彗星的形状或具有尖锐的边界，表明受到外力的压缩。长丝的宽度通常为约0.2-0.3pc。然而，从0.1pc到1 pc有显著的变化，估计值对所使用的方法和细丝的定义很敏感。增强中红外散射，coreshine，被发现在四个云与六个额外的试探性检测。云LDN 183包含在我们的样本中，仍然是这种现象的最佳例子。大约有一半的领域与活跃的恒星形成有关，如中红外点源的存在所示。中红外源通常与亚毫米光谱仍然由冷尘埃主导的结构相吻合。
2012-02-08 astro-ph.GA
Supernova Driving. III. Synthetic Molecular Cloud Observations
我们提出了一个比较的分子云（MC）从模拟超新星驱动的星际介质（ISM）湍流与真正的MC从外星系调查。根据四种不同的模型，假设CO相对丰度仅取决于气体密度，进行计算合成CO光谱的辐射转移计算。选择高于$J=1-0$ $^{12}$ CO线的阈值亮度温度值$T_{\rm B,min}=1.4$ K的合成MC，生成16个合成目录（四种不同的空间分辨率和四种CO丰度模型），每个目录包含多达数千个MC。与观测的比较集中在质量和尺寸分布和速度尺寸和质量尺寸的拉森关系。的质量和尺寸分布被认为是一致的观察，没有显着的变化与空间分辨率或化学模型，除了在不切实际的模型与恒定的CO丰度的情况下。对于某些模型，速度-尺寸关系稍微太陡，而对于仅在空间分辨率$dx\approx 1$ pc下的所有模型，质量-尺寸关系稍微太浅。Larson关系的归一化显示出对空间分辨率的明显依赖，对于合成的和真实的MC。速度大小归一化的比较表明，Perseus臂中的SN速率约为模拟中采用的速率的70%或更低。总的来说，合成云的真实特性证实了超新星驱动的湍流可以解释MC的起源和动力学。
2016-05-12 astro-ph.GA
A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light. III. Modelling and comparison with Herschel sub-millimetre data
通过最近的赫歇尔观测，南冕云的北条现在已经被绘制成从1.2微米到870微米的多个波段。该数据集提供了一个很好的起点，研究云的密度超过几个数量级。我们希望检查来自尘埃消光，散射和排放的柱密度分布的差异，并确定在何种程度上的意见是一致的标准尘埃模型。从赫歇尔的数据，我们计算的列密度分布相比，相应的数据来自近红外区的背景恒星的变红，并从表面亮度归因于光散射。我们建立了三维辐射转移模型来描述辐射和散射。散射光跟踪A_V~ 1等的低柱密度比尘埃辐射更好，对A_V ~ 10-15等仍然有用。基于模型，消光和尘埃辐射水平与典型的漫射介质亚毫米尘埃辐射率惊人地一致。然而，散射光的强度是非常低的中心处的致密团块，这不能解释没有一个非常低的晶粒致密性。散射光和尘埃辐射都表明辐射场是各向异性的。尘埃辐射的模拟表明，辐射场强度至少是正常星际辐射场的三倍。消光、光散射和尘埃发射之间的相互比较对云结构、照明辐射场和颗粒特性提供了非常严格的约束。
2012-06-23 astro-ph.GA
Density distribution function of a self-gravitating isothermal turbulent fluid in the context of molecular clouds ensembles -- III. Virial analysis
在目前的工作中，我们应用维里分析的自引力湍流云合奏模型介绍了Donkov \和Stefanov在以前的两篇论文，澄清湍流的某些方面，并扩展该模型，不仅考虑到超音速流动，但跨和亚音速的。利用欧拉维里定理，在远离云核的任意尺度上，导出了密度廓线方程，并近似求解。结果证实了在以前的文件中找到的解决方案$\varrho(\ell)=\ell^{-2}$。该解对应于能量平衡的三种可能的配置。对于跨音速或亚音速流，我们得到重力能和热能之间的平衡（情况1）或重力能、紊流能和热能之间的平衡（情况2），而对于超音速流，可能的平衡是重力能和紊流能之间的平衡（情况3）。在情况1和2中，流体元素的能量可以是负的或零端，因此解决方案是动态稳定的，并且应该是长寿命的。在情况3中，流体元素的能量为正或零，即，该溶液是不稳定的或至多是边缘结合的。在靠近核心的尺度上，不能忽略气体的转动惯量的二阶导数，这妨碍了密度分布的解析方程的推导。然而，我们得到的气体附近的核心是没有维里化，它的状态是边际约束，因为能量的流体元素消失。
2022-09-23 astro-ph.GA
NEATH III: a molecular line survey of a simulated star-forming cloud
本文通过自洽动力学与化学演化模拟，系统研究了分子云中CO同位素及多种致密气体示踪剂的谱线发射，发现N₂H⁺是优于HCN的高密度气体示踪剂，并证明大尺度环境对前恒星核谱线性质有重要影响，孤立核模型不足以解释观测。
2024-06-10 astro-ph.GA
Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition III: Constraints of Average Physical Properties through Chemical Models
了解银河系源中分子云尺度的分子线强度和化学成分的起源是很重要的，因为它可以作为与河外源的化学成分进行比较的基准。最近对10-pc尺度上平均的3-mm光谱的观测表明，分子线HCN、HCO $^+$、CCH、HNC、HNCO、c-C $_3$ H $_2$、CS、SO、N $_2$ H $^+$和CN的来源之间具有相似的光谱模式。为了约束发射这种光谱图案的平均物理性质，我们使用随时间变化的气体-颗粒化学模型，然后通过辐射传递计算来模拟分子光谱。我们使用一个网格的物理参数，如密度$n=3 \times 10^2 - 3\times 10^4$ cm $^{-3}$，温度，$T=10-30$ K，视觉消光$A_{\rm V} = 2,4,10$ mag，宇宙射线电离率$ζ= 10^{-17} - 10^{-16}$ s $^{-1}$，和硫元素丰度$S/H = 8\times 10^{-8} - 8\times 10^{-7}$。与观测光谱的比较表明，光谱与相对较低的密度的$n=(1-3) \times 10^3\,$ cm $^{-3}$，$T=10\,$ K，$ζ= 10^{-17}$ s $^{-1}$，和短的化学时标的$10^5$ yrs。这种短的化学时标可能表明，分子云不断受到湍流的影响，并暴露于低密度，低$A_{\rm V}$区域，“刷新”的化学钟的紫外辐射。所获得的相对低的密…
2018-12-08 astro-ph.GA
Towards a universal analytical model for Population III star formation: interplay between feedback and fragmentation
本文构建了一个普适解析模型，首次结合反馈与碎裂过程，预测不同冷却模式下 Pop III 恒星和星团的质量，并应用于高红移类星体环境，揭示大质量星团形成及其黑洞种子对明亮类星体的重要贡献。
2024-09-02 astro-ph.GA
Mid-J CO Shock Tracing Observations of Infrared Dark Clouds III: SLED fitting
巨大的分子云包含超音速湍流，可以将小部分气体局部加热到100 K以上。我们运行了低速C型冲击波传播到密度在10^3和10^5 cm^（-3）之间的气体中的冲击波模型，发现CO谱线是最重要的冷却谱线。与光解离区（PDR）模型的比较表明，中J CO线（J = 8-7和更高）应主要由冲击气体的发射。在论文I和II中，我们对红外暗云中的四个主要静止团块进行了CO J = 3-2、8-7和9-8的观测。在这里，我们拟合PDR模型的组合谱线能量分布，并表明，PDR模型，最适合低J CO排放underpredict中J CO排放的数量级，强烈暗示在这些团块内的热气体成分。低J CO数据清楚地表明，CO J = 8-7和9-8线的积分强度都非常高，因此可以使用线比来表征热气体组分。激波模型与观测到的中J CO排放相当一致，密度接近10^（4.5）cm^（-3）的模型提供了最好的一致性。在检测到该中J CO的情况下，热气体的平均体积填充因子为0.1%。然而，大部分观测到的中J CO排放也与已知的原恒星有关，可能是由于原恒星的反馈。
2016-07-25 astro-ph.GA
GASKAP-HI Pilot Survey Science III: An unbiased view of cold gas in the Small Magellanic Cloud
本文首次对小麦哲伦云中性氢吸收进行了无偏观测。该调查利用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）望远镜进行的试验性HI观测，作为银河ASKAP HI（GASKAP-HI）项目的一部分，该项目的数据集已通过GASKAP-HI吸收管道进行处理，也在这里进行了描述。该数据集提供了对229个连续源的吸收光谱，比以前在SMC地区公布的连续源的数量增加了275%，并且比以前的SMC调查吸收光谱的质量有所提高。我们的无偏见的观点，结合发射和吸收之间密切匹配的光束大小，揭示了比2019年ATCA对SMC的调查更低的冷气部分（11%），并且更能代表SMC作为一个整体。我们还发现，SMC的酒吧和机翼区域之间的光学深度变化很大。在条形图中，我们发现光学深度通常较低（对$\mathcal{R}_{\rm HI} \sim 1.04$的光学薄柱密度假设的校正因子），但随柱密度线性增加。然而，在机翼中，尽管列密度的范围更小，但光学深度的散射范围很广。
2022-04-13 astro-ph.GA
The Atomic-to-Molecular Transition in Galaxies. III. A New Method for Determining the Molecular Content of Primordial and Dusty Clouds
了解星系的分子组成是恒星形成和星系演化的关键问题。在这里，我们提出了一种新的方法，基于Stromplane型分析，计算量的HI，包围分子云照射的各向同性辐射场。我们考虑了平面云和球形云，以及H_2在气相中或由尘埃颗粒催化的形成。在假定从原子气体到分子气体的跃迁是尖锐的情况下，我们的方法给出了不涉及光解离截面的解。我们测试我们的结果对PDR代码的平面的情况下，并找到典型的精度约为10%。我们的结果也与本系列论文I中的标度关系一致，但它们适用于更广泛的物理条件。我们提出了简单，准确的分析适合我们的结果，是适合比较的观测和实施的数值和半解析模型。
2009-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck Cold Clumps in the lambda Orionis Complex. III. A chemical probe of stellar feedback on cores in the lambda Orionis cloud
大质量恒星对其周围环境有很大的影响。然而，恒星反馈如何调节恒星形成仍在争论中。在这种情况下，我们研究了80个致密的核心组成的猎户座分子云复杂的猎户座A（39个核心），B（26个核心），和λ猎户座（15个核心）云的化学性质，使用多个分子线数据与韩国甚长基线干涉测量网络（KVN）21米望远镜。猎户座λ星云在O型恒星猎户座λ的周围有一个H ii气泡，因此它暴露在大质量恒星的紫外线（UV）辐射场中。C2 H和HCN的丰度，这是敏感的紫外线辐射，似乎是较高的核心在λ猎户座云比猎户座A和B云，而HDCO H2 CO的丰度比显示出相反的趋势，表明在λ猎户座云温暖的条件。在猎户座λ云中，N2 H+、HCO+和H13 CO+线等致密气体示踪剂的检测率也较低。这些化学性质意味着猎户座λ星云的核心被猎户座λ星云的紫外光子加热。此外，与猎户座A和B云不同，猎户座λ云的核心在HCO+（1 - 0）的下落特征中没有显示出任何统计上显着的过量。我们的研究结果支持这样一种观点，即来自大质量恒星的反馈通过加热和蒸发致密的物质以负面的方式影响恒星的形成，就像在猎户座λ星云中一样。
2021-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The link between magnetic fields and filamentary clouds II: Bimodal linear mass distributions
通过比较12个Gould带分子云在500 pc范围内的累积线性质量分布，研究了分子云的线性质量分布随分子云长轴与当地磁场方向（云场方向偏移）夹角的变化规律.我们发现长轴垂直于磁场方向的分子云，其线性质量分布更均匀。结果支持磁场方向可以影响分子云的破碎（Li等人，2017）。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period-Luminosity relations derived from the OGLE-III First-overtone mode Cepheids in the Magellanic Clouds
本文给出了小麦哲伦云中造父变星的多波段周期-亮度关系。我们推导出光学带PL关系和Weseneirs函数使用$VI$平均幅度从光学引力透镜实验（OGLE-III）调查。我们交叉匹配OGLE-III第一泛音模式造父变星的2 MASS和SAGE-SMC目录，以获得在近红外（$JHK_s$）和中红外（$3.6~\&~4.5μ\mathrm{m}$）波长的PL关系。我们测试可能的非线性，在这些PL关系，使用强大的统计测试，并发现一个显着的突破，只有在光学波段PL关系在2.5天的第一泛音模式造父变星。我们没有发现统计证据的非线性在这些PL关系在1天。SMC中基模造父变星的多波段PL关系也在2.5天处出现中断。我们认为2.5天左右的周期中断与SMC造父变星光变曲线参数的急剧变化有关。我们还推导了新的光学和中红外波段PL关系的第一泛音模式造父变星在大麦云（LMC）。我们比较了麦哲伦星云中造父变星的多波段PL关系，发现$V$波段PL关系的斜率有显著差异，但$I$波段PL关系的斜率没有显著差异。PL关系的斜率被发现是一致的，在大多数的红外波段。利用SMC和LMC中第一泛音模造父变星的多波段PL关系，估算了两个云团之间的相对距离模量$Δμ=0.49\pm0.02$ ~mag。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: III. Horizontal Branch Morphology
利用哈勃空间望远镜GO-14164观测到的高质量数据，研究了大麦云星云（LMC）中球状星团水平分支形态的变化。我们的新观测导致测光的精度与银河系球状星团人口相当。我们的分析表明，一旦金属丰度占，集群在大麦哲伦星系在很大程度上共享相似的水平分支形态，无论其在系统内的位置。此外，大麦哲伦星系团拥有，平均而言，略红的形态比大多数内晕银河系人口，我们发现，相反，他们的特点往往是更相似的集群所表现出的外星系晕。我们的研究结果是一致的，与以前的研究表明水平分支形态和年龄之间的相关性。
2017-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar "Snake"-III: Co-evolution of Stars and Molecular Clouds Unveiled by Gaia, MWISP, and LAMOST
School of sciences, HangZhou Dianzi University（杭州电子科技大学理学院）；Zhejiang Branch of National Astronomical Data Center（国家天文台浙江分中心）；Institute of Astronomy and Information, Dali University（大理大学天文与信息学院）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与天文学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
利用Gaia、MWISP和LAMOST数据研究蛇III恒星结构中恒星与母分子云的共同演化，发现云密度调控恒星形成序列，早期反馈触发新恒星形成。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering of Local Group distances: publication bias or correlated measurements? III. The Small Magellanic Cloud
为了提供一个坚定的平均距离估计小麦哲伦云（SMC），从而将其放置在内部一致的本地集团距离框架内，我们最近建立，我们编制了目前最大的数据库公布的距离估计星系。在仔细统计分析的基础上，我们利用食双星系统、变星、恒星星族示踪物和星团性质得到了到SMC的平均距离估计。其加权平均值可得出$(m-M)_0^{\rm SMC} = 18.96 \pm 0.02$ mag平均SMC距离的最终建议，其中不确定度表示形式误差。与消光校正中挥之不去的不确定性有关的系统效应，我们对所使用的恒星示踪剂的物理理解，以及SMC复杂的几何形状--包括其显著的视线深度，其不规则的外观使得星系中心的定义不确定，以及其高倾角和可能弯曲的盘--可能会产生额外的不确定性，可能超过0.15- 0.20 mag.
2015-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. IV. OGLE-III SMC Data and Final Conclusions on MACHOs
在这第四部分的系列介绍光学引力透镜实验（OGLE）微透镜研究的暗物质晕致密天体（MACHO），我们描述的OGLE-III监测小麦哲伦云（SMC）的结果。发现了三个微透镜事件的候选者，并得出光学深度τ_SMC-OIII=1.30+-1.01 10^{-7}，与银河系盘和SMC自透镜的预期贡献一致。我们报告说，事件OGLE-SMC-03是最有可能的厚盘透镜候选者，这种类型的第一个发现对SMC。在本文中，我们还结合了所有OGLE大麦哲伦云和小麦哲伦云微透镜的结果，以完善的结论MACHO。所有的OGLE事件，但一个是最有可能造成的透镜由已知的人口的恒星，因此，我们的结论是，没有必要引入任何特殊的暗物质紧凑的对象，以解释所观察到的事件率。潜在的黑洞事件表明，类似的透镜只能贡献晕总质量的2%左右，这仍然与预期的此类物体数量一致。
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Conditions for HD Cooling in the First Galaxies Revisited: Interplay between Far-Ultraviolet and Cosmic Ray Feedback in Population III Star Formation
HD主导着原始云的冷却和增强的电离，例如结构形成中的冲击加热云或超新星遗迹，Pop III星的遗迹HII区域，以及宇宙射线（CR）照射的云。在那里，温度下降到几十K，特征恒星质量下降到$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$，与第一颗由未受干扰的原始云形成的恒星（$\sim 100\ {\rm M}_{\odot}$）形成对比。然而，在没有CR照射的情况下，即使是弱的远紫外线（FUV）照射也会抑制HD的形成/冷却。在这里，我们研究条件HD冷却原始云，包括FUV和CR反馈。坍缩开始时，激波压缩气体随密度的增加而冷却，而HII区残余气体密度不变而冷却。此外，冲击往往发生在比HII区域更密集的环境中。由于更高的柱密度和更有效的屏蔽，在激波压缩气体中HD冷却的临界FUV强度比在遗留的HII区高$\sim 10$倍。因此，在激波压缩气体中，临界FUV强度超过了我们考虑的大部分红移（$6 \lesssim z \lesssim 15$）的背景水平，而在残留的HII区域，HD冷却变得有效后，CR强度增加到足够的$z \lesssim 10$。我们的研究结果表明，质量较小的（$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$）Pop III星可能比以前认为的更常见，可能是Pop III星的主要群体。
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. III. Ruling out sub-solar MACHOs with the OGLE-III LMC data
在介绍暗物质晕致密天体（MACHO）的光学引力透镜实验（OGLE）微透镜研究的系列文章的第三部分中，我们描述了大麦云（LMC）的OGLE-III监测结果。这一前所未有的数据集包含了8年来几乎连续的光度覆盖，覆盖了分布在40平方度范围内的约3500万个物体。我们报告了两个候选微透镜事件的检测发现与自动化管道和另外两个，不太可能，手动发现的候选事件。在详细的混合检查和检测效率测定之后，计算了两个主要候选物的光学深度，结果发现tau =（0.16 +-0.12 10 ^-7）。如果我们观察到的微透镜信号来自MACHO，这意味着它们的质量约为0.2 M太阳，它们仅占星系晕质量的f = 3 +-2%。然而，我们的探测结果更可能的解释并不涉及暗物质致密物体，而是依赖于LMC透镜对LMC恒星的自透镜效应。在这种情况下，我们几乎可以完全排除亚太阳质量范围内的MACHO，上限为f <7%，在M = 0.1 M_Sun时达到最小值f <4%。对于M = 10 M_Sun附近的质量，对MACHO的约束更宽松，f~20%.Due的调查的限制，没有发现更重的质量有合理的限制，只留下一个小窗口的质谱仍然适用于暗物质紧凑的对象。
2010-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial Star Formation under the Influence of Far Ultraviolet Radiation: 1540 Cosmological Halos and the Stellar Mass Distribution
我们进行了大量的早期结构形成的宇宙学模拟，并遵循1540恒星形成的气体云的形成和演化，推导出原始恒星的质量分布。在我们的宇宙学模拟中，恒星形成的特征是两个不同的群体，所谓的第三族1星和在远紫外线（FUV）辐射影响下形成的原始恒星（第三族2D星）。在这项工作中，我们确定恒星质量的恒星形成云的物理性质和/或来自附近的原始恒星的外部光解离强度的依赖关系，这是来自于二维辐射流体动力学模拟的结果的原恒星反馈。Pop III星的特征质量在z ~ 25处是几百个太阳质量，随着红移的减小，它逐渐向更低的质量转移。在高红移z > 20时，大约一半的恒星形成气体云暴露在强烈的FUV辐射下，从而产生大质量的Pop III.2D恒星。然而，当典型的Pop III恒星质量较小，恒星之间的平均物理距离由于宇宙膨胀而变大时，附近Pop III恒星的局部FUV辐射在较低的红移处变得较弱。因此，在z < 20时，很大一部分原始气体云拥有Pop III.1恒星。在z =< 15时，Pop III.1恒星形成于相对较冷的气体云中，这是由于H_2和HD分子有效的辐射冷却;这类恒星的质量为几× 10 Msun。由于恒星演化和最终命运是由恒星质量决定的，所以不同时期形成的Pop III星在早期宇宙中扮演着不同的角色。
2015-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
