Ammonia observations of bright-rimmed clouds: establishing a sample of triggered protostars
我们使用位于西弗吉尼亚州绿岸的绿岸望远镜，在氨旋转反转线NH3（1，1），（2，2），（3，3）和（4，4）中观察到先前确定的亮边云内的42个分子凝聚。利用氨谱线及其超精细卫星的相对峰值，我们确定了这些云的重要参数，包括旋转温度和柱密度。这些观测证实了在亚毫米波长处探测到的红外天文卫星点源附近存在稠密气体。衍生的物理性质使我们能够将亮边云的样本细化为那些可能是恒星形成的地点，通过辐射驱动的内爆过程触发。我们的源的物理特性的调查表明，触发源主机更大的湍流速度分散，可能表明在云材料的冲击运动。这可能归因于触发冲击的通过，或者仅仅是流出活动与来源的关联。总之，我们已经将杉谷等人（1991）的星表细化到15个云，这些云明显是恒星形成的，并受到外部光电离诱导冲击的影响。可以说，这些来源，具有很高的信心，代表触发内明亮的边缘云的最好的例子。
2010-06-04 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of massive young stellar objects
我们提出了对66个大质量恒星形成区的红MSX源调查确定的氨观测结果。我们利用绿岸望远镜和K波段焦平面阵列，以30角秒的分辨率，在8个角分区域内，对嵌入大质量恒星形成的位置，绘制了NH_3（1，1）和（2，2）反转辐射图。我们总共发现了115个不同的团块，其中大约三分之二与嵌入的大质量年轻恒星物体或致密的HII区域有关，而其他的则被归类为静止的。NH3峰值发射和嵌入物体的存在之间存在很强的空间相关性。我们推导出的动力学气体的温度，线宽，和NH $_3$柱密度从这些地图的空间分布，并结合这些数据与尘埃排放图，我们估计团块质量，H $_2$柱密度和氨丰度。团簇的典型质量约为1000 Msun，半径约为0.5 pc，谱线宽度约为2 km/s，动力学温度约为16-20 K。我们发现恒星形成和静止子样本的大小和质量之间没有显着差异，但是，分布图显示存在的温度和线宽梯度峰值朝向中心的恒星形成团块，而静止团块显示相对均匀的温度和线宽。维里分析表明，绝大多数团块是受引力约束的，在没有强磁场的情况下，它们可能处于全球自由降落状态。两个子样本性质之间的相似性表明，静止的团块也可能在未来形成大质量恒星，因此为研究大质量恒星前和原恒星团块的初始条件提供了极好的机会。
2015-07-08 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia and water maser analysis of massive star forming regions
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中确定了~1200个大质量年轻恒星天体（MYSO）、致密和超致密HII区域的样本。我们用100米绿岸望远镜对北银道面内~600 RMS源的2,2 -24 GHz水脉泽和氨（1，1），（2，2）和（3，3）辐射进行了搜寻。我们已经确定了308个H2O脉泽，对应于~ 50%的总体检测率。摘要：我们检测到这些大质量年轻恒星中有479颗发出氨，相当于约80%。氨是高密度气体的优秀探头，使我们能够测量气体温度、不透明度和柱密度等关键参数，并提供对气体运动学的深入了解。样品的平均动力学温度、半高宽和总NH3柱密度分别约为22 K、2 km/s和2 × 10 ^{15} cm^{-2}。我们发现NH3（1，1）线宽和动力学温度与光度相关，并且发现这些参数对嵌入源的演化阶段没有潜在的依赖性，我们得出结论，所观察到的导出参数的趋势更可能是由于中心源的能量输出和/或线宽-团块质量关系。峰值H2O脉泽的速度和NH3的发射是非常好的协议彼此，这将强烈建议之间的关联致密气体和脉泽发射。此外，我们还发现嵌入源的辐射热光度与H_2O脉泽的各向同性光度也是相关的。我们得出结论，从云和水脉泽速度和辐射热和脉泽光度的相关性，有一个很强的动力学之间的关系嵌入的年轻大质量恒星和H2O脉泽。
2011-07-20 astro-ph.GA
ATCA Survey of Ammonia in the Galactic Center: The Temperatures of Dense Gas Clumps between SgrA* and SgrB2
我们提出了一个大规模的，氨（1，1）和（2，2）朝向银河系中心的观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的干涉测量。这次巡天覆盖了Delta l ~ 1度（约150秒差距，假设距离为8.5千秒差距）和Delta b ~ 0.2度（约30秒差距），它们横跨超大质量黑洞SgrA* 和大质量恒星形成区SgrB 2之间的区域。分辨率为~ 20“（~0.8pc），由于缺少干涉短间距，尺度>~2”（>~3.2pc）的发射被滤除。因此，这些数据代表了密度更大、更紧凑的云，而忽略了大尺度的扩散气体。许多团块与100 pc尘埃环对齐，大多与1.2 cm连续辐射反相关。我们提出了一个稠密气体的动力学温度图。温度分布峰值在~ 38 K，半峰宽在18 K和61 K之间（测量灵敏度在Tkin~10- 80 K内）。较大的团块平均比较小的团块温暖，这表明内部热源。我们的观测结果表明，SgrA ~* 周围约1.5pc的环核盘由20 km/s的分子云提供气体。该气体比距离SgrA* 约3- 15 pc的气体冷得多。我们发现SgrB 2上有很强的温度梯度。氨柱密度与SCUBA 850 um通量相关性很好，但这种关系偏离了原点，这可能表明需要最小量的灰尘来形成和屏蔽氨。在拱和五重星系团周围，我们发现在它们的中心有受紫外线影响的气体的壳形态，其次是氨和无线电连续层。
2014-02-19 astro-ph.GA
Ammonia and CO observations toward low-luminosity 6.7-GHz methanol masers
为了研究低光度和高光度II类6.7-GHz甲醇脉泽之间是否存在区别，我们对9个低光度6.7-GHz甲醇脉泽样品进行了NH_3（1，1），（2，2），（3，3），（4，4）和~（12）CO（1-0）跃迁的多谱线成图观测。和~（12）CO（1-0）的观测结果。在9个低光度脉泽源中，有8个探测到NH_3（1，1），（2，2）和（3，3）跃迁的发射，其中14个核被确认。我们得到的密度，柱密度，温度，核心大小和质量的低和高光度脉泽区。对物理量的比较分析揭示了低光度组和高光度组之间的显著区别：一般来说，与高光度6.7-GHz脉泽相关的核心比低光度6.7-GHz脉泽追踪的核心更大，质量更大;高光度脉泽追踪的区域比低光度脉泽区域具有更大的柱密度，但密度更低。此外，6.7-GHz脉泽亮度和NH 3（1，1）和（2，2）线宽之间的强相关性被发现，表明在高亮度脉泽区的内部运动比低亮度脉泽区的能量更大。一个12 CO（1-0）流出的分析也表明，与高光度脉泽的流出有更宽的线翼和更大的尺寸比低光度脉泽的区别。
2010-07-12 astro-ph.GA
VLA observations of ammonia in high-mass star formation regions
我们报告了利用VLA在其D和DnC阵列配置中对NH $_{3}$（1，1）和（2，2）反转线向62个高质量恒星形成区的系统测绘观测。VLA图像覆盖了从40 $"$到3 $"$的空间动态范围，使我们能够跟踪从$\sim$ 1 pc尺度到$\lesssim$ 0.1 pc尺度的气体运动学。基于NH $_3$的形态和1，pc尺度上的红外星云，我们将样品中的三个子类分类：细丝，热芯和NH $_3$分散源。在1 pc尺度上发现的普遍存在的气体细丝的典型宽度为$\sim$ 0.1\，pc，并且通常包含沿长轴规则间隔的碎片。碎片的间距和柱密度与湍流支撑的柱体破碎一致。几个源显示多个细丝向中心会聚，其中细丝中的速度场与气体流动一致。我们推导出整个样品的旋转温度图。对于三个热的核心源，我们发现一个投影的径向温度分布，最适合的幂律指数从$-$ 0.18 $-$ 0.35。我们确定174个速度相干$\sim$ 0.1 pc规模密集的核心从整个样本。这些芯的平均物理性质为1.1 km-1，s $^{-1}$的本征线宽，18 K的NH $_{3}$旋转温度，2.3 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$的NH $_3$气柱密度，和67 $M_{\odot}$的分子量。从间接源中识别出的致密核更接近于维里化。在其他两类来源的致密核心似乎是动态不稳定的。
2014-05-30 astro-ph.GA
Physical conditions around 6.7 GHz methanol masers-I: Ammonia
已知6.7 GHz的甲醇脉泽是我们银河系中大质量恒星形成的示踪剂。本文利用Effelsberg望远镜观测的氨的（1，1），（2，2）和（3，3）反转跃迁，研究了与6.7GHz甲醇脉泽相关的恒星形成团/核的大尺度物理条件。气体动力学温度被发现是高于红外暗云，突出了相对进化的性质的脉泽源。除了脉泽亮度和氨谱线宽度之间的弱相关性外，我们没有发现低亮度和高亮度甲醇脉泽之间的任何差异。
2012-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collisional excitation of doubly and triply deuterated ammonia ND$_2$H and ND$_3$ by H$_2$
碰撞率系数的可用性是一个准确的解释天体物理观测的先决条件，因为所观察到的媒体往往海港密度分子在非LTE条件下填充。在目前的研究中，我们提出的速率系数的计算适合于描述的各种自旋异构体的多氘代氨，即ND $_2$ H和ND $_3$同位素。这些计算是基于最准确的NH $_3$ -H $_2$势能面，它已被修改，以描述核取代引起的几何变化。的动力学计算内的紧密耦合形式主义，并进行，以提供速率系数高达$T$ = 50 K的温度。对于各种同位素体/对称性，我们提供了低于$\sim$ 100 cm $^{-1}$的能级的速率系数。随后，这些新的速率系数被用于天体物理学模型，旨在重现先前报道的对星前核B1 b和16293 E的NH $_2$ D、ND $_2$ H和ND $_3$观测。因此，我们更新相应的列密度的估计，并找到一个合理的协议与以前的模型。特别是，NH $_2$ D和NHD $_2$的邻位-对位比被发现与统计比一致。
2016-01-11 astro-ph.GA
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
A Survey of Deuterated Ammonia in the Cepheus Star-Forming Region L1251
了解无星核和星前核演化过程中的化学过程是理解恒星和盘形成初始阶段的重要一步。该项目是对仙王座L1251恒星形成区中的氘代氨（o-NH $_2$ D）的研究。22个致密的核心（其中20个是无星或星前的，其中两个有原恒星），以前由p-NH $_3$（1，1）观测确定，用基特峰上的12米亚利桑那射电天文台望远镜瞄准。在13个（59%）NH $_3$ -检测的核心中检测到o-NH $_2$ D J $_{\rm{K_a} \rm{K_c}}^{\pm} =$ $1_{11}^{+} \rightarrow 1_{01}^{-}$，中值灵敏度为$σ_{T_{mb}} = 17$ mK.在该灵敏度下在o-NH $_2$ D中检测到的所有核心均具有p-NH $_3$柱密度$> 10^{14}$ cm $^{-2}$。使用恒定激发温度（CTEX）近似计算o-NH $_2$ D柱密度，同时校正NH $_3$源尺寸的填充分数。发现氘分数中位数为0.11（包括3个$σ$上限）。然而，在氘分数与任何物理或演化变量的关系图中没有明显的可辨别的趋势。如果L1251中的岩心具有相似的初始化学条件，则该结果是岩心以不同速率物理演化的证据。
2022-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of the circumstellar ammonia lines in IRC+10216
Herschel获得了新的高分辨率远红外（FIR）观测结果，其中包括IRC+10216的邻位和对位NH3跃迁，目的是确定氨的丰度并限制IRC+10216包络中NH3的分布。我们使用Herschel上的远红外外差仪器（HIFI）观察到J=3水平的所有旋转跃迁（三条正NH3线和六条对位NH3线）。我们进行了非LTE多级辐射转移建模，包括通过振动跃迁的近红外（NIR）辐射泵浦的影响。我们发现，近红外泵浦是理解NH3的旋转能级的激发的关键重要性。推导出的NH3相对于分子氢的丰度对于邻位NH3为（2.8+-0.5 x10 ^{-8}），对于对位NH3为（3.2^{+0.7}_{-0.6}）x10^{-8}，与1的邻位/对位比一致。这些值是在一个粗略的协议与丰度来自反转过渡，以及与总丰度的NH3推断从MIR吸收线。为了解释观测到的旋转转变，氨必须在靠近中心恒星的半径处形成，该半径接近风加速区域的末端，但不大于大约20个恒星半径（1 sigma置信水平）。
2016-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia masers toward G358.931-0.030
本研究首次明确探测到氨(6,5)脉泽，并在G358.931-0.030发现与甲醇脉泽同步耀发的氨脉泽，通过辐射转移计算揭示其抽运机制，为银河系脉泽研究提供新数据。
2023-04-26 astro-ph.GA
High Resolution Observations of Molecular Lines in Arp 220: Kinematics, Morphology, and Limits on the Applicability of the Ammonia Thermometer
我们观察到Arp 220，最近的超亮红外星系（ULIRG），超过4 GHz的K和Ka波段。我们提供了运动学，形态学的限制，并确定分子种类的尺度上解决两个核（0.6”或230 pc）。我们检测到多种分子种类，包括两个核心中的羟基。我们试探性地检测H2O在21.84 GHz的两个核，表明可能存在的微波激射发射。观察到的频率范围也包含从（J，K）=（1，1）到（5，5）的亚稳态氨跃迁，以及（9，9）反转线，它们一起是稠密分子气体的众所周知的温度计。此外，还检测到非亚稳态（4，2）和（10，9）以及可能的（3，1）线。我们对Arp 220进行标准温度分析。然而，分析是复杂的，因为标准LTE假设不成立。有迹象表明，相当大一部分的氨可能是在非亚稳态的转变，而不是只有亚稳态的。因此，非亚稳态转变对于限制温度是必不可少的。我们将所有这些数据与ALMA对该源的观测进行比较，证实了先前在两个核中观察到的其他示踪剂的流出。
2016-09-20 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: Observations of Hierarchical Dense Gas Structures in Cepheus-L1251
我们利用绿岸氨巡天观测到的仙王座-L1251分子云的~ 10 pc $^{2}$部分的NH $_3$（1，1）和（2，2）发射，分辨率为32“”FWHM，以识别分层致密气体结构。我们对NH $_3$数据的树状图分析产生了22个顶层结构，它们位于13个较低级别的父结构中。结构紧凑（0.01 pc $\lesssim R_{eff} \lesssim$ 0.1 pc），并在空间上与最高的H $_2$柱密度的云部分。我们还比较了氨数据的高分辨率（18.2“FWHM）赫歇尔空间天文台观测的仙王座L1251尘埃连续发射确定的致密核心目录。动力学气体温度，速度分散，和NH $_3$柱密度，从NH $_3$数据的详细建模得出的地图，被用来调查的稳定性和化学的氨确定和赫歇尔确定的结构。我们发现，尘埃和致密气体的结构具有相似的温度，与中值$T_{dust}$和$T_K$测量11.7 $\pm$ 1.1 K和10.3 $\pm$ 2.0 K，分别。基于维里分析，我们发现，氨确定的结构的引力占主导地位，但可能处于或接近维里平衡状态。与此同时，大多数赫歇尔发现的致密核心似乎不受自身重力的约束，而是受到外部压力的限制。CCS $(2_0-1_0)$和HC $_5$ N $(9-8)$发射的区域显示更宽的线宽和质心速度偏移相比，NH $_3$（1，1）发射在某些情况下，可能是由于这些碳基分子跟踪致密核心的湍流…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
Detection of Widespread Hot Ammonia in the Galactic Center
我们提出了从高于基态的能级探测氨的亚稳反转线。我们在银河系中央300秒差距的17个位置中的15个位置上探测到了这些发射和吸收谱线。我们总共观察到氨的七个亚稳跃迁：（8，8），（9，9），（10，10），（11，11），（12，12），（13，13）和（15，15），能量（开尔文）范围从680到2200 K。我们还绘制了Sgr A复合体中两个分子云（M-0.02-0.07和M-0.13-0.08）中氨（8，8）和（9，9）的发射图，发现线发射集中在这些分子云的致密中心。由M-0.02-0.07和M-0.13-0.08方向的亚稳谱线以及附加云（M_（0.25 +0.01））得到的转动温度范围为350 ~ 450 K。类似地，氨的高激发线先前已被观察到朝向Sgr B2，其中气体的动力学温度约为600 K。我们的观测表明，热分子气体成分的存在并不是Sgr B2所独有的，而是许多银河系中心分子云所共有的。在M-0.02-0.07中，我们发现热氨对云总氨柱密度的贡献约为10%，而且，云中的热氨产生于气体中，在~10弧秒尺度上扩展或均匀分布。我们讨论了这些约束的性质，这种热气体成分的影响。除了热亚稳氨线发射的检测，我们还检测到的第一次发射从氨的非亚稳反转跃迁在M-0.02-0.07和M-0.13-0.08。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hot Ammonia in the Center of the Seyfert 2 galaxy NGC 3079
本文介绍了对NGC 3079中心氨的观测结果。NH3（J，K）=（1，1）和（2，2）的反转谱线用Tsukuba 32-m望远镜在吸收中探测到，NH3（1，1）到（6，6）的谱线用VLA探测到，尽管NH3（3，3）的谱线与其他跃迁相反是发射的。背景连续源，其通量密度为~50 mJy，不能用~< 0的VLA束分辨。“09x0。“08年。所有的氨吸收线有两个不同的速度分量：一个是在系统速度和其他蓝移，这两个组件是沿着核射流对齐。对于系统组件，相对低温气体比高温气体延伸更多。蓝移的NH3（3，3）辐射可以被认为是与强风冲击有关的氨脉泽，可能来自于核巨脉泽盘中致密云中新形成的大质量恒星或超新星爆炸。利用对-NH_3（1，1），（2，2），（4，4）和（5，5）线的VLA，我们分别推导出系统组分和蓝移组分的转动温度Trot = 120 ± 12 K和157 ± 19 K。假设Tex ~Trot，NH3（0，0）-（6，6）的总柱密度对于系统组分和蓝移组分分别为（8.85+-0.70）x 10^16 cm^-2和（4.47+-0.78）x 10^16 cm ^-2。相对于分子氢H2的NH3丰度分数，系统和蓝移的NH3/[H2]分别为1.3 x 10 ^-7和6.5 x 10^-8。在吸收过程中还发现了OH 2{Pi}3/2 J = 9/2的F = 4-4和F = 5-5双重线，它们可以用系统和…
2014-10-17 astro-ph.GA
The Correlation of Dust and Gas Emission in Star-Forming Environments
我们提出的W3和英仙座分子云的部分氨地图，以比较气体排放与亚毫米级连续热发射，通常用于跟踪相同的质量成分在恒星形成区域，通常根据LTE的假设。英仙座和W3恒星形成区被发现有显着不同的物理特征与我们的观测跟踪的大小尺度的差异一致。考虑到W3区域的距离并不能完全调和这些差异，这表明这两个区域的结构可能存在潜在的差异。亚毫米和氨排放的峰值位置没有很强的相关性。此外，氨和热排放之间的扩散排放的程度仅适度匹配。从我们的观测测量的源的大小是一致的区域之间，虽然有一个明显的差异，在英仙座的源小于W3的亚毫米源的大小。氨的分数丰度确定我们的来源，这表明在测得的氨丰度的峰值亚毫米柱密度的位置下降。维里比的确定表明，我们的源一般都绑定在这两个地区，虽然有相当大的分散在两个样本。我们的结论是，在英仙座的源绑定在较小的规模比W3的方式，可能反映了他们以前的低质量和高质量的识别，分别。我们的研究结果表明，假设当地的热平衡和/或耦合的尘埃和气体相在恒星形成的地区可能不像通常假设的那样强大。
2014-04-01 astro-ph.GA
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions
我们提出了敏感的观测NH 2D在110.153599 GHz对50个银河系大质量恒星形成区的IRAM 30米望远镜。NH 2D跃迁被检测到朝向36个物体，产生72%的检测率。通过假设具有固定激发温度的局部热平衡条件，推导出每个源的NH 2D、HC 3 N和C 18 O的柱密度。利用文献中的NH3信息，计算了19个来源的NH $_3$的氘比，定义为NH 2D与NH 3的丰度比。氘分馏的变化范围在恒星形成的后期区域较大，在0.043 ~ 0.0006之间。G081.75+00.78（DR 21）中NH3的氘比最高为0.043。我们还发现NH_3的氘比随星系中心距离的增大而增大，随线宽的增大而减小。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ground-state ammonia and water in absorption towards Sgr B2
我们利用Odin亚毫米波卫星望远镜观测了邻氨和邻水的基态跃迁，包括它们的15 N，18 O和17 O同位素，到Sgr B2。观测的广泛同时速度覆盖范围，>500 km/s，确保我们可以探测银河系中心附近分子云Sgr B2的温暖，稠密气体的条件，以及沿着视线的银河系盘云中更弥散的气体。我们提出了基态NH3吸收在七个不同的速度特征沿视线对Sgr B2。我们发现，NH3和CS的柱密度之间的近线性相关性，和N2 H+的平方根关系。在这些弥漫的银河系盘云中，氨的丰度估计约为（0.5-1）e-8，与在银河系外的弥漫云中观察到的相似。在3 kpc臂中检测到H218 O吸收的基础上，并且在H217 O光谱中没有这种特征，我们得出结论，水丰度约为1 e-7，而NH3的丰度约为1 e-8。在NH3、15 NH3、H2O、H218 O和H217 O中可以看到Sgr B2分子云本身的吸收，在主要同位素体的吸收上叠加了发射。NH3在Sgr B2环境中的非LTE激发可以在不引起异常热（500 K）分子层的情况下解释。同样地，也不需要热层来解释H_2O及其同位素的1_{1，0}-1_H_0，1}跃迁的谱线轮廓。Sgr B2分子云中相对较弱的15 NH3吸收表明[14 N/15 N]同位素比值>600。H218 O和H217 O的丰度比较低，为2.5- 3。这些结果共同表明，在银河系中心占主导地位的核合成过程是C…
2010-09-08 astro-ph.GA
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature structure and kinematics of the IRDC G035.39-00.33
目的。红外暗云代表了大质量恒星形成的最早阶段。需要在所有物理尺度上详细观察它们的物理条件，以提高我们对它们在恒星形成中的作用的理解。方法.我们用经典的氨温度计探测稠密气体，研究了IRDC G 035.39 -00.33的大尺度结构。这使我们能够对扩展的pc级致密气藏的温度进行可靠的约束，并探测其非热运动的幅度。可用的远红外观测值可与观测到的氨排放量结合使用，以估算G035.39-00.33中所含的总气体质量。结果我们确定了一个主要的速度分量作为一个突出的灯丝，表现为氨排放强度脊跨越超过6 pc，与以前的研究云的北部。一些额外的视线组件被发现，和一个大规模的，线性速度梯度~0.2公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$被发现沿脊的IRDC。与尘埃温度图相反，氨衍生的动力学温度图，为整个云，揭示了当地的温度增强对大规模的原恒星核心。我们表明，没有适当考虑视线污染，粉尘温度是2-3 K大于NH $_3$测量的气体温度。结论.虽然大尺度的运动学和温度结构与无星暗丝一致，但小尺度上的动力学气体温度分布暗示着追踪与大质量原恒星核位置一致的加热机制。
2017-06-27 astro-ph.GA
Ammonia in the interstellar medium of a starbursting disc at z=2.6
我们报告了在一个引力透镜的、本征超亮的、恒星爆发星系中探测到氨的基态旋转发射，即邻-NH $_3$ $(J_K=1_0\rightarrow0_0)$，它位于$z=2.6$。积分线轮廓与其他分子和原子的发射线是一致的，这些发射线已经解决了由5 kpc直径的旋转盘建模的运动学。这意味着负责NH $_3$排放的气体广泛地追踪全球分子储层，但可能分布在高密度（$n\gtrsim5\times10^4$ cm $^{-3}$）的口袋中。光度为$2.8\times10^{6}$ $L_\odot$的NH $_3$辐射代表了星系总红外光度的$2.5\times10^{-7}$，与猎户座Kleinmann-Low星云中观测到的比率相当，并且与银河系中大质量恒星形成的地点一致。如果$L_{\rm NH_3}/L_{\rm IR}$是恒星形成的“模式”的代表，这暗示着早期宇宙中极端恒星爆发中恒星形成的性质与银河系恒星形成区的性质相似，大部分冷的星际介质处于这种状态，可能是由气体主导的盘中剧烈的盘不稳定性风暴驱动的。这支持了“充满猎户座”的恒星形成图片，在最极端的星系中看到接近恒星质量组装的高峰时期。
2022-09-19 astro-ph.GA
Distribution Properties of the 6.7 GHz Methanol Masers and Their Surrounding Gases in the Milky Way
本文更新1092个6.7 GHz甲醇脉泽星表，并利用TMRT观测214个恒星形成区的NH3谱线，揭示银河系不同旋臂及银心距上的气体柱密度与大质量恒星形成分布规律。
2024-02-29 astro-ph.GA
Reliability of NH3 as the temperature probe of cold cloud cores
温度是影响星际云致密核心的化学和物理性质及其演化到恒星形成的核心参数。尘埃的化学性质和性质取决于温度，对观测结果的解释需要了解温度及其变化。气体动力学温度的测量是可能的分子谱线，氨分子，NH3，是最常用的示踪剂。我们想确定从氨光谱得到的温度估计的准确性。NH3观测的正常解释假设所有超精细线分量都追踪相同的气体体积。在温度梯度的情况下，它们可能对不同的层敏感，并导致光学深度和气体温度估计的误差。我们研究了一系列球形云模型，1.0和0.5 M_Sun Bonnor-Ebert球，具有不同的径向温度分布。我们计算合成NH3光谱，并比较衍生的柱密度和温度的真实值。对于高信噪比观测，估计的气体动力学温度在真实质量平均温度的~0.3 K范围内，柱密度的正确性在~ 10%范围内。当（2，2）谱的信噪比降低到10以下时，温度误差为1 K量级，但没有明显的偏差。当模型的密度增加几倍时，由于（1，1）主群的饱和，结果开始显示出显著的偏差。氨的光谱被认为是一个可靠的示踪剂的质量平均气体温度。由于核心的径向温度分布没有得到很好的约束，中心温度仍然可能与此值不同。如果芯在光学上非常厚，则无法保证精度。
2012-01-15 astro-ph.GA
An Ammonia Spectral Map of the L1495-B218 Filaments in the Taurus Molecular Cloud : I. Physical Properties of Filaments and Dense cores
利用100米绿岸望远镜K波段焦平面阵列对金牛座分子云中的L1495-B218暗条进行了3度角范围的NH深$_3$观测。L1495-B218细丝形成了一个相互连接的，邻近的，延伸超过8 pc的大型复合体。我们观测到NH $_3$（1，1）和（2，2），光谱分辨率为0.038 km/s，空间分辨率为31 $"$。大多数氨峰与350 $μ$ m和500 $μ$ m处尘埃连续谱图中的强度峰相一致。我们通过将模型拟合到所观察到的光谱来推断物理性质。我们发现气体动力学温度为8 $-$ 15 K，速度分散度为0.05 $-$ 0.25 km/s，NH $_3$柱密度为5 $\times$ 10 $^{12}$ $-$ 1 $\times$ 10 $^{14}$ cm $^{-2}$。CSAR算法是种子分水岭算法和二元树状图算法的混合，识别了总共55个NH $_3$结构，包括39个叶和16个分支。NH $_3$源的质量范围为0.05 M $_\odot$至9.5 M $_\odot$。NH $_3$叶的质量大多小于由内能和引力能估算的相应维里质量，这表明这些叶是引力非束缚结构。39片NH $_3$叶中有9片是引力结合的，9片NH $_3$叶中有7片与恒星形成有关。我们还发现，30个重力不受约束的叶子中有12个是压力限制的。我们的数据表明，一个致密的核心可能形成一个压力限制的结构，演变成一个引力约束…
2015-03-18 astro-ph.GA
Infall through the evolution of high-mass star-forming clumps
利用平流层红外天文观测台（SOFIA）的GREAT接收器，在1.8 THz的氨$3_{2+}- 2_{2-}$谱线上观测到9个大质量分子团，以寻找坠落的信号。这些来源是从我们银河系的ATLASGAL亚毫米尘埃连续调查中选择的。根据其红外特性，选择了具有高质量的团簇，这些团簇覆盖了一系列演化阶段。在所有源中检测到氨线，导致五个新的检测和一个确认先前检测到的红移吸收在其强THz连续谱之前作为团块中的探测器。这些探测包括两个嵌在红外暗云中的团块。与光学薄的\CSEO 3 - 2辐射相比，测量到的粒子速度漂移为0.3 - 2.8km/s，相当于粒子自由下落速度的3%-30%。氨降落的签名进行了比较，HCN，HNC，CS，和HCO $^+$，这是经常被用来探测通过其蓝色歪斜的线剖面不同的过渡的互补数据。HCO $^+$（4- 3）跃迁与氨的结果最一致，但后者仍然与相关流出的排放强烈混合。这种流出特征在太赫兹氨谱线中远不那么突出，这证实了它是分子团中流入的有力探针。用团簇的维里参数进行了初步的相关分析，得到了0.3 ~ $10^{-3}\,M_\odot/$ a的入渗速率。新的观察结果表明，在大范围的进化阶段，从覆盖大约10到几百个的$L/M$，集群规模的下降是普遍存在的。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia observations in the LBV nebula G79.29+0.46. Discovery of a cold ring and some warm spots
亮蓝变星（LBV）的周围环境是研究其高紫外辐射，强风和强烈喷射事件对周围气体和尘埃影响的绝佳实验室。LBV G79.29+0.46为两个同心红外环提供动力，这两个同心红外环可能与红外暗云（IRDC）G79.3+0.3相互作用。用Effelsberg 100米望远镜观测了G79.29+0.46和IRDC周围的NH_3（1，1），（2，2）辐射。此外，我们还观察到了（3，3）跃迁向IRDC最强区域的特定位置。本文报道了第一个与演化大质量恒星有关的致密NH_3气体相干壳状结构。壳层比IRDC薄两到三个数量级，在两条氨谱线中都能很好地追踪到，并包围着电离星云。IRDC中NH_3的发射具有低而均匀的旋转温度（T_rot ~ 10 K）和中等的（1，1）线不透明度。其余的观测场被暖区或热区（T_rot > 30 K）所发现，其特征是（1，1）线的光学薄发射。NH_3丰度在IRDC约为10^{-8}，其它地区为10^{-10}-10 ^{-9}。壳层中NH_3的低丰度和温暖的温度表明，LBV星强烈的紫外光场正在加热和光解气体。在IRDC内的LBV星西南方（SW）发现了一个突出的区域。在SW区中心的NH_3（3，3）辐射显示出两个速度分量，在温度> 30 K时示踪气体。西南区的北部边缘与环形星云的边界和连续增强区一致;在这里，（1，1）线的不透明度和NH_3丰度并没有像在一个典型的孤立冷暗云团中所…
2014-01-29 astro-ph.GA
High-resolution ammonia mapping of the very young protostellar core Chamaeleon-MMS1
利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）在NH_3（1，1）谱线和1.2cm连续谱线上对Cha-MMS 1进行了测图。ATCA观测的角分辨率为7“（~ 1000 AU），速度分辨率为50 m s^{-1}。在NH_3（1，1）和（2，2）线上，用64-mParkes同位素作图。赫歇尔空间天文台和斯皮策空间望远镜的观测结果被用来帮助解释。一个紧凑的高柱密度核心与陡峭的速度梯度被检测到在氨中，与一个分数氨丰度与其他致密的核心确定兼容。速度梯度的方向与以前的单碟观测一致，整体速度分布可以解释为旋转。旋转轴穿过斯皮策和赫歇尔探测到的一个紧凑的远红外源的位置。核心的特定角动量是典型的原恒星包层。在自转轴附近初步探测到一串1.2厘米的连续谱源。氨的光谱表明在其附近存在温暖的嵌入气体。一个沙漏形的结构被认为是在氨云的平均LSR速度，也与旋转轴对齐。虽然这种结构类似于一对外流波瓣，但氨光谱没有显示出冲击气体的迹象。观测到的氨结构主要描绘了中心源周围的内包层。速度梯度很可能源自收缩核心的角动量，尽管在核心的一侧可能可以看到来自邻近年轻恒星IRS 4的外流的影响。试验性连续探测和旋转轴附近温暖背景成分的迹象表明，核心包含一个深深嵌入的外流，这可能是错过了在以前的单盘CO调查，由于光束稀释。
2013-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of NHD and ND$_2$ in the interstellar medium
在星际介质（ISM）中的氘分馏过程在氮同位素家族中已被证明是高效的。迄今为止，观察仅限于氨（NH $_2$ D、NHD $_2$、ND $_3$）和亚胺根自由基（ND）同位素体。我们希望探索由\emph{Herschel Space Observatory}提供的高频窗口，以寻找氘代形式的氨基自由基NH $_2$，并将观察结果与我们的综合气体颗粒化学模型的预测进行比较。利用最近在NHD和ND $_2$的高频率下获得的新的分子光谱数据，在对0级IRAS 16293-2422的光谱调查中搜索了这两种同位素体，该源中NH $_3$、NH及其氘代变体先前已被检测到。我们使用HIFI（远红外外差仪器）在关键计划“恒星形成区的化学赫歇尔调查”（CHESS）的框架内进行的观测。我们报告首次探测到星际NHD和ND $_2$。这两个物种都被观察到吸收对连续的原恒星。通过对它们的超精细结构的分析，确定了它们的精确激发温度和柱密度值。后者与亲种NH $_2$的柱密度相结合，推导出氘在氨基中的分馏。在低质量的原恒星IRAS 16293-2422中测量的amidogen D/H比与相关物种imidogen的D/H比相当，远高于氨的D/H比。对这些物种的进一步观察将使我们对ISM中氨的形成和氘代反应的机制有更多的了解。最后，我们指出了目前的可能性，进一步探讨这些物种在亚毫米波长。
2020-07-15 astro-ph.GA
Connecting the Scales: Large Area High-resolution Ammonia Mapping of NGC 1333
我们使用NH3反转跃迁来追踪英仙座分子云NGC 1333区域的致密气体。利用VLA干涉仪观测和GBT单碟图相结合，得到了面积为102平方角分、角分辨率为~3.7”的NH3（1，1）和NH3（2，2）图。组合地图的光谱分辨率为0.14 km/s，灵敏度为4 mJy/beam。我们制作了NH3（1，1）和NH3（2，2）的积分强度图、峰值强度图和色散图以及NH3（1，1）的视线速度图。这些被用来推导的光学深度为NH3（1，1）的主要成分，激发温度的NH3（1，1），和旋转温度，动力学温度和柱密度的NH3在映射区域。我们将这些观测结果与CARMA J=1-0对N2 H+和H13 CO+的观测结果进行了比较，并得出结论，它们都在这些致密的恒星形成区域中追踪到了相同的物质。从NH3（1，1）速度图中，我们发现一个速度梯度脊在NGC 1333的整个南部呈弧形延伸。我们认为，一个大规模的湍流细胞与云碰撞，这可能导致形成一层压缩气体。沿着速度梯度脊的这个区域点缀着0/I类YSO，它们可能是由压缩气体中的局部过密度导致引力不稳定性而形成的。NH3（1，1）速度弥散图沿该区域也有相对较高的值，从而证实了激波层的论点。
2019-04-06 astro-ph.GA
Ammonia as a Temperature Tracer in the Ultraluminous Galaxy Merger Arp220
本文介绍了对超亮红外星系Arp 220的氨（NH3）的ATCA和GBT观测。我们在1.2cm处对未分辨的（62+/-9）mJy连续源的吸收中检测到NH_3（1，1），（2，2），（3，3），（4，4），（5，5）和（6，6）的反转线。NH3谱线的峰值视光学深度范围为~0.05 ~ 0.18。NH3（1，1）谱线的吸收深度明显比根据其他跃迁的深度所预期的要浅，这可能是由一个假设的冷（<~ 20 K）气体层的发射污染造成的，该气体层的柱密度估计为<~ 2x10^14 cm^-2。NH3的吸收线宽度约为120-430 km/s，与其他分子示踪剂的吸收线宽度一致。我们无法证实先前报道的高达~ 1800 km s^-1的极大线宽。我们确定转动温度为（124+/-19）K，对应于动力学温度T_kin=（186+/-55）K。NH3柱密度取决于激发温度。对于50 K的激发温度，我们估计（8.4+/-0.5 x10 ^16 cm ^-2.对于可能的较高激发温度，该关系呈线性比例。在Arp 220的两个原子核之间有一个分子环连接的模型中，我们估计H2气体的密度为~f_V^-0.5 x（1-4）x10^3，（f_V：体积填充因子）。除NH3外，我们的ATCA数据还显示了在频率上与NH3（3，3）线相邻的吸收特征。如果我们把这条谱线解释为来自OH ^2Pi_3/2 J=9/2 F=4-4跃迁，那么它的线…
2011-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey -- III. Characterizing Physical Properties of Massive Star-Forming Regions in the Gemini OB1 Molecular Cloud
我们提出了1.1毫米Bolocam银河平面调查（BGPS）的双子座OB 1分子云复杂的观测，并有针对性的氨观测的BGPS源。当与致密气体示踪剂的分子光谱学配对时，毫米观测产生物理特性，如质量、半径、平均密度、动力学温度和线宽。我们检测到34个不同的BGPS源以上5-西格玛=0.37焦耳/梁与相应的5-西格玛检测氨（1，1）过渡。八个物体显示水脉泽发射（20%）。对34个BGPS源的样品，我们发现平均毫米波源半高宽为1.12秒差距，平均动力学温度为20 K。所观察到的氨谱线宽度主要由非热运动，通常被发现是几倍的热声速预期的派生动力学温度。我们从毫米通量计算每个源的质量，假设源是等温的，并在120”孔径内找到230 +/- 180太阳质量的平均等温质量。我们发现双子座OB 1分子云中所有BGPS源的总质量为8，400太阳质量，占云质量的6.5%。通过将毫米等温质量与等于从氨线宽计算的毫米源尺寸的半径内的维里质量进行比较，我们发现样品的平均维里参数（M_vir/M_iso）为1.0 +/-0.9。我们发现，H_2的柱密度分布平均值为10^22 cm^-2，氨的柱密度分布平均值为3.0 × 10^14 cm^-2，因此氨相对于H_2的平均丰度为3.0 × 10 ^-8。我们发现体积平均密度在10^3-10^4 cm^-3的数量级。大小和密度表明，在宝石OB 1区域，BGPS正在检测形成星团…
2010-05-27 astro-ph.GA
Temperature Evolution of Molecular Clouds in the Central Molecular Zone
我们推断的绝对时间依赖性的运动气体温度沿分子云在银河系中心（GC）的中央分子区（CMZ）的建议轨道。氨气温度图是“银河系中心水和氨气调查”（SWAG，PI：J. Ott）的结果之一; CMZ中分子云的动力学模型取自Kruijssen等人（2015）。我们发现，气体温度增加作为时间的函数在这两个制度之前和之后的云通过近心在其轨道上的GC潜力。这与最近提出的近心通过引发引力坍缩的观点是一致的。其他调查的数量（线宽，柱密度，不透明度）没有显示出强烈的迹象，时间依赖性，但可能是由云到云的变化为主。
2016-10-07 astro-ph.GA
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - IV. Ammonia towards dust emission
在这里，我们报告的两个最低的反转过渡氨与70米Tidbinbilla射电望远镜的观测。进行这些实验是为了确定与RCW 106相关的G333巨分子云的致密团块中的动力学温度，并检查精确温度对计算质量等导出量的影响。该项目是一个更大的调查的一部分，以了解与大质量恒星形成相关的时间尺度和演化序列，特别是其最早阶段。假设一个巨大分子云的初始化学成分是均匀的，那么其中任何丰度的变化都将是由于进化状态造成的。我们已经确定了63块使用SIMBA 1.2毫米尘埃连续图，并计算了气体温度的大部分（78%），这些密集的团块。在使用斯皮策GLIMPSE 8.0 $μ$ m发射将样品分离成IR亮和IR暗团块之后，我们使用统计检验来检查我们的分类是否在质量和温度方面显示出不同的种群。我们发现，团块质量和柱密度没有显着的人口差异，和动力学温度是最好的参数来区分每个团块的引力束缚态。动力学温度是唯一的参数，发现有一个显着的概率低，从同一人口。这表明团块半径对团块的温度没有很大的影响，因此半径相似的团块可能具有不同的内部加热机制。我们还发现，虽然IR明亮的团块具有较高的中值维里质量，但两个样品的维里质量和半高宽范围相似。有87%（46个中的40个）的质量大于维里质量，这表明它们将形成恒星或已经在形成恒星。
2014-03-20 astro-ph.GA
Physical characterisation of southern massive star-forming regions using Parkes NH$_3$ observations
我们已经进行了Parkes氨谱线研究，在最低的两个反转过渡，南部的大质量恒星形成区域，包括年轻的大质量候选原恒星，其目的是表征大质量恒星形成的最早阶段。来自Hill等人的亚毫米连续辐射研究的138个源，发现具有鲁棒的（1，1）检测，包括具有两个速度分量的两个源，并且在（2，2）过渡中有102个。我们确定氨线属性的来源：线宽，通量密度，动力学温度，NH $_3$柱密度和不透明度，并重新审视我们的SED建模程序，以获得52个来源的质量。通过将连续排放信息与氨观测相结合，我们基本上限制了大质量团块的物理性质。氨和连续观测之间有明显的互补性，用于推导物理参数。在Hill等人的连续体研究中确定的仅MM类，显示较小的尺寸，质量和速度分散和/或湍流比恒星形成的团块，这表明一个静止的星前阶段和/或形成质量较小的恒星。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study on subarcsecond scales of the ammonia and continuum emission toward the G16.59-0.05 high-mass star-forming region
我们希望调查的结构，速度场，和恒星的G16.59-0.05大质量恒星形成区域，在以前的研究已经建立了两个几乎垂直（东北-西南和东南-西北），大规模的外流，和甲醇脉泽发射跟踪旋转盘的存在。我们对射电连续谱和氨谱线发射进行了甚大阵列观测，并辅以中红外和远红外（IR）的COMICS/Subaru和Hi-GAL/Herschel图像。我们的厘米连续映射揭示了一个准直的无线电喷流，是面向E-W和中心的甲醇脉泽盘，放置在SE边界的紧凑的分子核心。喷流的光谱指数是负的，表明在大多数喷流的非热发射，除了峰接近微波激射盘，在那里观察到热自由-自由发射。我们发现，氨排放呈现出一个双极结构一致（在较小的规模）的方向和速度与东北-西南双极流出检测在以前的CO观测。在再次分析了我们之前的N2 H+（1-0）观测结果后，我们得出结论，两种情况是可能的。在一种情况下，射电喷流和氨排放都将追踪大规模CO双极外流的根源。喷流和氨流的不同方向可以用进动和/或恒星周围的非各向同性密度分布来解释。在另一种情况下，N2 H+（1-0）和氨的双极性被解释为两个重叠的团块沿着视线以不同的速度移动。氨气似乎也经历了与微波激射盘一致的旋转。我们的红外图像加上档案数据，使我们能够导出大约10^4 L太阳的热光度，并得出结论，大部分的光度是由于与脉泽盘有关的年轻恒星天体。
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
An 18-25 GHz spectroscopic survey of dense cores in the Chamaeleon I molecular cloud
本文利用 NASA 深空网络 70 米天线对蝘蜓座 I 分子云中 0 类原恒星 Cha-MMS1 和前恒星核 Cha-C2 开展 18-25 GHz 谱线巡天，探测多种含碳分子和氨并测定其丰度比，揭示与 TMC-1 总体一致但 c-C$_3$H$_2$ 和氨显著增强的化学特征。
2025-03-03 astro-ph.GA
Kinematic and Thermal Structure at the onset of high-mass star formation
我们希望了解年轻的大质量气体团在大质量恒星形成之前和最早的演化阶段的运动学和热特性。我们找到引力坍缩的迹象了吗？我们是否在红外辐射源附近发现了温度梯度？我们是否在稠密而寒冷的气体团的中心发现了相干的速度结构？为了确定运动学和气体温度，我们使用了氨，因为众所周知，氨是致密气体的良好示踪剂和温度计。我们用VLA和Effelsberg 100米望远镜观测了7个非常年轻的大质量恒星形成区的NH $_3$（1，1）和（2，2）谱线。这使我们能够研究速度结构，线宽，和气体温度在3-5 $"$的高空间分辨率，对应于$\sim$ 0.05 pc。我们发现平均温度在10 K到30 K之间的冷气体团簇。观测结果没有揭示红外发射峰和氨温度峰之间的明确相关性。我们报告的$\sim$ 1.3公里秒$^{-1}$的线宽的上限，在我们的VLA观测的光谱分辨率极限。这表明在观测尺度上湍流水平相对较低。几乎所有区域都存在速度梯度，典型速度差为1至2 km s $^{-1}$，梯度为5至10 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些速度梯度在大多数情况下是平滑的，但有一个例外的源（ISOSS 23053），我们发现几个速度分量与陡峭的速度梯度对团块中心大于30公里秒$^{-1}$个人电脑$^{-1}$。这种陡峭的速度梯度与最近的云塌缩模型相一致。此外，我们报告了氨和冷尘的空间相关性，但我们也发现减少氨排放…
2015-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying the internal structures of the central region of prestellar core L1517B in Taurus molecular cloud using ammonia (NH_3 ) (1,1) and (2,2) lines
本研究利用VLA望远镜观测前恒星核L1517B的氨谱线，揭示了其中心区域接近圆形、温度恒定、存在微弱旋转且湍流呈亚音速等物理与运动学特性，发现该区域可能正处于收缩阶段。
2023-10-23 astro-ph.GA
Very Large Array Ammonia Observations of the HH 111/HH 121 Protostellar System: a Detection of a New Source With a Peculiar Chemistry
本文介绍了甚大阵NH $_{3}$ $(J,K)=(1,1)$和$(2,2)$对HH 111/HH 121原恒星系统的观测结果。HH 111拥有壮观的准直光学喷流，是最着名的赫比格-哈罗天体之一。我们报告了在两个时期的氨观测中，在HH 111/HH 121附近探测到一个新的源（NH $_{3}-$ S）（$\sim$距离HH 111喷流源0.03 pc）。这是首次在一个以前已被连续谱和谱线干涉测量观测完全覆盖的区域探测到这一辐射源。我们研究了HH 111和新发现的NH $_{3}-$ S的运动学和物理性质。我们还使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜获得的HCO $^{+}$和HCN $(J=4-3)$数据以及阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列$^{13}$ CO、$^{12}$ CO和C $^{18}$ O $(J=2-1)$、N $_2$ D $^{+}$ $(J=3-2)$和$^{13}$ CS $(J=5-4)$数据来深入了解NH $_{3}-$ S的性质。NH $_3-$ S的化学结构显示了“选择性冻结”的证据，这是致密冷核的固有特性。NH $_3-$ S的内部显示出亚音速非热速度色散，表明一个“相干核心”，而它们在射流的方向上增加。档案近远红外数据显示，没有任何迹象表明在NH $_3-$ S嵌入源。NH $_3-$ S的性质和它在红外暗云中的位置表明，它是一个无星的核心，位于由赫…
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Circumstellar ammonia in oxygen-rich evolved stars
演化恒星中的星周氨（NH $_3$）化学性质知之甚少。先前的观测和建模表明，富氧恒星中NH $_3$的丰度比平衡化学预测的高出几个数量级。在这篇文章中，我们用多波长观测方法研究了四个不同目标：IK Tau，VY CMa，OH 231.8+4.2和IRC +10420的富氧拱星包层（CSE）中NH $_3$的空间分布和激发。我们观察到的1.3厘米反转线发射与甚大阵列（VLA）和亚毫米旋转线发射与外差仪器的远红外（HIFI）登上赫歇尔从所有四个目标。对于IK Tau和VY CMa，我们在NASA红外望远镜设施（IRTF）的德克萨斯梯形交叉梯形光谱仪（TEXES）上观察到了10.5 $μ$ m附近的$ν_2$带中的振转吸收线。我们还试图用IRAM 30米望远镜向IK Tau搜索2 mm附近$v_2=1$状态内的旋转跃迁。非LTE辐射转移模型，包括辐射泵的振动状态，进行推导的径向分布的NH $_3$在这些CSE。我们的模型表明，NH $_3$相对于分子氢的丰度通常为$10^{-7}$的数量级，这比先前在不考虑辐射泵浦的情况下进行的估计低几倍，并且比IRC +10216的富C CSE中的丰度高至少10倍。顺便说一句，我们还从它的$V$波段光变曲线中推导出了一个新的周期。NH $_3$在富O CSE中再次检测到非常高的丰度。它的排放主要来自局部的空间运动结构，可能比周围的气体密度。加速风中的星…
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of NGC 7538 IRS 1: Probing Chemistry in a Massive Young Stellar Object
我们提供了NGC 7538恒星形成区的高质量嵌入式年轻恒星IRS 1的高分辨率（R = 75，000 - 100，000）中红外光谱。可见来自C2 H2、13 C12 CH 2、CH 3、CH 4、NH3、HCN、HNCO和CS的许多转动态的吸收线。气体的温度，柱密度，覆盖因子，线宽，和多普勒频移，每个分子的推导。所有分子都拟合了-54和-63 km/s之间的两个速度分量。我们发现高柱密度（~ 10 e16 cm ^2）的所有观察到的分子相比，以前报道的值，并提出了新的结果为CH 3和HNCO。考虑了几种物理和化学模型。最受欢迎的模型涉及一个围绕着大质量恒星的近乎边缘的圆盘。来自内盘尘埃的辐射穿过盘的大气层，在那里大分子柱密度可以产生观测到的吸收线光谱。
2009-02-03 astro-ph.GA
A Far-Infrared Spectral Sequence of Galaxies: Trends and Models
我们提出了一个框架的远红外光谱的星系，我们已经扩大了模型参数与以前的工作相比，通过改变电离参数$U$，柱密度$N$（H），和气体密度在云面$n$（H $^{+}$）的中央星暴或活动星系核的解释。我们将这些模型与$Cloudy$光谱合成代码进行比较，以确定线与总远红外光度比、远红外精细结构线比、IRAS颜色以及OH和H $_{2}$ O柱密度，在孔中发现趋势-研究了来自IRAS明亮星系样本的10个邻近星系的样本，红外光度大于10 $^{10}$ L $_{\odot}$，IRAS 60微米通量等于或大于附近的ULIRG Arp 220的反射率。我们发现，从正常的恒星爆发型发射线光谱延伸到ULIRG型吸收占主导地位的光谱，并从激发能级吸收显着的光谱序列，可以最好地解释同时增加氢柱密度，从低至10 $^{21}$ cm $^{-2}$高达10 $^{24.8}$ cm $^{-2}$或更大，和电离参数，从低至10 $^{-4}$到高达1。星暴模型最好地再现了大部分序列，而活动星系核模型则能更好地模拟Arp 220中高密度的OH和H $_{2}$ O柱。我们的研究结果表明，分子ISM在ULIRG样，吸收为主的系统位于靠近，至少部分模糊了电源在整个大部分的远红外，这必须考虑到，以正确解释诊断的电源和反馈。
2014-09-08 astro-ph.GA
CARMA Survey Toward Infrared-bright Nearby Galaxies (STING). III. The Dependence of Atomic and Molecular Gas Surface Densities on Galaxy Properties
本文研究了18个邻近星系的CO和HI辐射之间的相关性，从CARMA巡天走向IR亮邻近星系（STING）在亚kpc和kpc尺度。我们的样本，跨越了广泛的恒星质量和金属丰度，揭示了金属丰度的HI柱密度测量的CO排放区域的依赖性的证据。这种依赖性是由McKee & Krumholz平衡H_2生成和解离的平衡模型预测的。所观察到的HI柱密度通常小于模型预测的密度，我们将其归因于未解决的结块，尽管也可以看到接近模型预测的值。我们没有观察到HI柱密度远大于预期，可能是预期的，有一个弥漫的HI成分，没有贡献的H_2屏蔽。我们还发现，由CO推断的H_2柱密度与恒星表面密度有很强的相关性，表明分子气体的局部供应受到恒星盘的严格调节。
2013-09-25 astro-ph.GA
KAgoshima Galactic Object survey with Nobeyama 45-metre telescope by Mapping in Ammonia lines (KAGONMA): Discovery of parsec-scale CO depletion in the Canis Major star-forming region
本研究发现大犬座恒星形成区IRAS 07077-1026中存在秒差距尺度CO耗竭，通过NH3与C18O谱线成图对比，确认强度反相关源于CO冻结，并揭示C18O示踪致密气体的条件差异尚不明确。
2024-12-18 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 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
X-ray Shadowing Experiments Toward Infrared Dark Clouds
利用XMM-Newton上的MOS探测器寻找了两个红外暗云（IRDC）的X射线遮蔽，以了解发射X射线的等离子体的银河系分布。IRDC由于其高柱密度、相对大的角尺寸和已知的运动学距离而成为3/4 keV光子的理想X射线遮蔽目标。在这里，我们集中在两个云近30度。距离太阳2和5千秒差距的银河经度。我们推导出在云的方向上的分子和原子气体的前景和背景柱密度。我们发现，3/4 keV的辐射必须分布在整个银河系盘。因此，它与ISM中较冷物质的结构以及恒星的诞生有关。
2010-08-02 astro-ph.GA
The Near-Infrared CO Absorption Band as a Probe to the Innermost Part of an AGN Obscuring Material
我们对邻近活动星系核（AGN）的4.67 $μ$ m CO振转吸收带进行了系统的分析，并通过拟合一个平面平行局域热平衡气体模型，分析了从AKARI和Spitzer光谱观测中收集的10个邻近星系的CO吸收轮廓。我们发现CO气体温度高（200- 500 K），具有大的柱密度（$N_\mathrm{H}\gtrsim10^{23}~\mathrm{cm^{-2}}$）。气体的加热不能用紫外线加热或冲击加热来解释，因为这些过程不能代表温暖气体的大柱密度。相反，来自原子核的X射线光子是最有说服力的能量来源，它可以产生大柱的热气体，最高可达$N_\mathrm{H}\sim10^{24}~\mathrm{cm^{-2}}$。从CO带估算的氢柱密度小于从X射线观测推断的氢柱密度。这些结果表明，近红外CO吸收探测的区域是在核附近，位于X射线发射区之外。此外，所观察到的深吸收轮廓所需的覆盖因子接近1表明，探测区域接近连续源，这可以被指定为活动星系核周围的遮蔽材料的内缘。
2017-12-06 astro-ph.GA
