A CO survey on a sample of Herschel cold clumps
冷云团的物理状态对恒星形成的过程和效率以及这些天体内部形成恒星的质量有很大影响。普朗克空间天文台的亚毫米巡天和赫歇尔空间望远镜的远红外跟踪测绘提供了这些冷物体的不带偏见的大样本。我们在银河系不同环境的26个赫歇尔场中观测到35个团簇的$^{12}$ CO（1 $-$ 0）和$^{13}$ CO（1 $-$ 0）发射。密度和温度计算尘埃连续体和分子线数据，运动学距离推导出使用$^{13}$ CO线速度和团块的大小和质量通过拟合二维高斯函数的光学深度分布图。假设动力学温度的上限和下限，并考虑由于距离限制的不确定性，估计团簇质量和维里质量。激发温度在8.5 $-$-19.5 K之间，而Herschel导出的尘埃色温为12 $-$-16 K。这些天体的大小（0.1 $-$ 3 pc）、$^{13}$ CO柱密度（0.5 $-$ 44 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$）和质量（从小于0.1 $M_{\odot}$到大于1500 $M_{\odot}$）范围很广。发现了11个没有引力束缚的团块，其中许多小于0.3pc，但也出现了几百个太阳质量的大型秒差距云。较冷的团块通常具有较高的柱密度，但较暖的物体在较低和较高的柱密度下都出现。来自线和尘埃观测的丛柱密度相关性很好，但受尘埃性质的不确定性，不同的分子丰度和光学深度效应的影响很大。
2017-07-31 astro-ph.GA
The [OI] fine structure line profiles in Mon R2 and M17 SW: the puzzling nature of cold foreground material identified by [12CII] self-absorption
本文通过高分辨率 [OI] 63 μm 和 145 μm 谱线观测，结合 [CII] 同位素数据，揭示了 Mon R2 和 M17 SW 中 [12CII] 自吸收源于大柱密度、低激发的冷致密原子前景物质，并约束了其物理条件与起源。
2024-10-18 astro-ph.GA
Cold HI in faint dwarf galaxies
我们提出的冷原子气体的数量和分布的研究结果，以及其与最近的恒星形成的样本中的极微弱的矮不规则星系的相关性。我们的样本来自于暗不规则星系GMRT巡天（FIGGS）及其扩展，FIGGS 2。我们使用两种不同的方法来识别冷原子气体。在第一种方法中，视线HI谱被分解成多个高斯分量，窄高斯分量被识别为冷HI。第二种方法是用亮温（T_B）作为冷HI的示踪。我们发现用T_B方法识别的冷气体量明显大于用高斯分解识别的气体量。我们还发现，用T_B方法识别的大部分冷气体在空间上与最近的恒星形成区一致，尽管反过来并不正确。这只是最近恒星形成区域中的一小部分也被冷气体覆盖。对于恒星形成和冷气体重叠的区域，我们研究了恒星形成率密度和冷\HI柱密度之间的关系。我们发现，恒星形成率密度有一个幂律依赖于HI柱密度，但这个幂律的斜率是显着平坦比典型的Kennicutt-Schmidt关系。
2015-12-20 astro-ph.GA
Cold atomic gas identified by HI self-absorption. Cold atomic clouds toward giant molecular filaments
本文利用THOR巡天数据和astroSABER方法，通过HI自吸收识别巨分子纤维中的冷原子气体，发现其与分子气体空间相关，柱密度约为10^20 cm^-2，占原子气体预算约5%，并揭示其对数正态分布和中等超声速动力学特征。
2023-10-03 astro-ph.GA
Can we trace very cold dust from its emission alone ?
上下文沙尘是冷乌云的一个很好的示踪剂，但它的柱密度很难量化。目标。我们想检查来自Herschel SPIRE和PACS相机的远红外和亚毫米高分辨率数据与地面望远镜测辐射热计相结合是否允许我们检索冷乌云的全部尘埃含量。方法.我们比较了远红外和亚毫米发射整个L183的8 $μ$米的吸收图从斯皮策数据和适合修改后的黑体函数对三个不同的位置。结果我们发现没有一个赫歇尔螺旋通道遵循吸收中看到的冷尘埃轮廓。即使是地面的亚毫米望远镜观测，虽然更密切地跟踪吸收轮廓，也不能帮助描述没有外部信息（如尘埃柱密度本身）的冷尘埃的特征。在高消光的星前核中，尘埃不透明度的差异可以达到3倍。结论.在乌云中，很冷的尘埃的数量不能仅仅从它的排放量来衡量。特别是，仅基于赫歇尔数据的乌云研究可能会错过很大一部分尘埃含量。这对芯和丝密度分布、可重复性和稳定性估计有影响。
2015-01-05 astro-ph.GA
Pilot HI Survey of Planck Galactic Cold Clumps with FAST
本文介绍了利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对17个普朗克银河系冷团（PGCC）进行的HI观测。HI窄自吸收（HINSA）是探测冷HI与氢分子混合的有效方法，它有助于加深我们对星际介质中原子-分子跃迁的理解。HINSA阳性率为58%。发现HINSA的柱密度与$^{13}$ CO的柱密度具有中等相关性，在$\rm log( N(HINSA)) = (0.52\pm 0.26) log(N_{^{13}CO}) + (10 \pm 4.1) $之后。HI丰度相对于总氢[HI]/[H]的平均值为$4.4\times 10^{-3}$，约为以往HINSA对分子云观测平均值的2.8倍。对于总柱密度N $\rm_H >5 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$的云，HINSA丰度和总氢柱密度之间的负相关被发现，证实了在更大质量的云分子气体形成过程中冷HI气体的耗尽。$^{13}$ CO的非热谱线宽度比HINSA的大0-0.5 km s $^{-1}$。HINSA的非热宽度较窄的一个可能解释是HINSA的区域比$^{13}$ CO的小。根据H-$_2$形成和H-$_2$被宇宙线分解的分析模型，我们发现5个源的云年龄在10 $^{6.7}$ -10 $^{7.0}$ yr之间。
2019-12-02 astro-ph.GA
The Remarkable High Pressure of the Local Leo Cold Cloud
利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪（STIS），我们获得了狮子座冷云（LLCC）背后两颗恒星的高分辨率紫外吸收光谱。在距离（~20 pc），它很好地放置在本地气泡内，LLCC是已知最冷（T~20 K）弥漫星际云的最近例子。对HD 85259和HD 83023的C I精细结构激发的STIS测量表明，LLCC的热气压远大于本地泡中暖云的热气压。对这两颗恒星测得的平均LLCC压力（60，000 cm $^{-3}$ K）意味着在20 K的云温下，氢密度约为3000 cm $^{-3}$，云厚约为200天文单位。这样一个薄、冷、密的结构可能出现在温暖气体汇聚流之间的碰撞界面上。然而，在HD 85259和HD 83023视线范围内，由于对暖云的速度和柱密度限制，测得的LLCC压力明显高于碰撞云解释中的预期。额外的STIS测量的锌II，镍II，和铬II列密度对HD 85259表明，LLCC有一个温和的“暖云”的灰尘耗尽模式符合其低尘气比确定从H I 21厘米和100微米的观测。在支持的推断片状几何LLCC，多历元的Na I吸收朝向高自行背景恒星的比较显示了40%的列密度变化表示LLCC Na I结构的规模为~50 AU。
2012-04-26 astro-ph.GA
Extracting the cold neutral medium from HI emission with deep learning: Implications for Galactic foregrounds at high latitude
解析中性氢的相结构对于理解星际介质的生命周期至关重要。然而，HI温度和密度的精确测量受到用于测量HI吸收的背景连续源的可用性的限制。在这里，我们测试了深度学习在没有光学深度信息的情况下在大面积上提取HI属性的使用。我们训练一个一维卷积神经网络，使用合成观测的三维数值模拟的ISM预测的冷中性介质（f_CNM）和校正光学薄HI柱密度光学深度（R_HI）从$21\rm\,cm$发射单独。我们限制我们的分析高银河系纬度（$ |b| >30度），其中的谱线配置文件的复杂性最小化。我们验证了网络准确地预测f_CNM和R_HI通过比较结果与21 cm吸收的直接约束。通过将该网络应用于GALFA-HI调查，我们生成了大面积的f_CNM和R_HI图。虽然冷中性介质（CNM）丰富的结构的总HI列的整体贡献是小的（~5%），我们发现，这些结构是无处不在的。我们的研究结果与在21 cm发射中观察到的小尺度结构与磁场一致。最后，我们证明了所观察到的HI柱密度和尘埃红化（E（B-V））之间的相关性随着R_HI的增加而下降，这表明即使在高纬度地区，未来使用HI量化前景银河系E（B-V）的努力也应该通过考虑HI相结构来提高保真度。
2020-06-30 astro-ph.GA
On the model of the circumgalactic mist: the implications of cloud sizes in galactic winds and halos
星系周围冷/暖气体的普遍探测表明，环星系介质（CGM）是多相的和动态的。最近最先进的宇宙学星系模拟一般都低估了冷晕气体的柱密度。我们认为，这可能是由于在环银河系空间的空间分辨率和相关的物理尺度的冷气体操作的不匹配。利用半解析计算和一组磁流体动力学（MHD）模拟，我们提出了一个多相模型的气体晕周围的星系，环星系雾（CGm）。CGm模型基于这样的想法，即观测到的冷晕气体可能是嵌入热扩散晕中的冷、致密和小的云团的复合物，类似于陆地上的云和雾。我们表明，由此产生的冷气体从热不稳定性符合$N_{\rm H}\approx 10^{17}\rm{cm^{-2}}$的特征柱密度的预测由$c_s t_{\rm cool}$的分析。该模型揭示了内星系晕中存在大量的冷团块，它们的体积填充因子很小，但覆盖率很大。该模型还自然地产生了冷、暖、热气体的空间范围和差异覆盖分数。为了自洽地模拟星系内CGM和恒星形成的共同演化，未来的模拟必须解决空间分辨率和冷气体特征尺度的不匹配问题。
2018-06-27 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 TOP-SCOPE Survey of Planck Galactic Cold Clumps: Molecular gas properties
Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文技术国家重点实验室）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Netherlands Institute for Radio Astronomy, ASTRON（荷兰射电天文研究所 (ASTRON)）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
本研究通过TRAO望远镜对2008个PGCCs开展CO谱线巡天，揭示其分子气体特性，证实其为研究恒星形成初始条件的重要实验室。
2026-08-03 astro-ph.GA
Larson's third law and the universality of molecular cloud structure
Larson（1981）首先注意到分子云的质量和大小之间的比例关系，这意味着这些物体具有近似恒定的柱密度。这一最初的说法是基于对一氧化碳谱线的毫米观测，但受到了许多理论家的质疑，他们认为观测到的表观恒定的云柱密度仅仅是观测动态范围有限的结果，而实际上云柱密度的变化超过了两个数量级。在这封信中，我们调查了一组附近的分子云与近红外过量的方法，保证非常大的动态范围和强大的柱密度测量，以测试拉森第三定律的有效性。我们验证，不同的云有几乎相同的平均柱密度高于给定的灭绝阈值，这与灭绝阈值无关，但实际的平均表面质量密度是所使用的特定阈值的函数。我们表明，第二版本的拉尔森第三定律，涉及质量半径关系的单云和核心，不持有在我们的样本中，表明个别云是不是对象，可以描述为恒定的列密度。相反，我们的研究结果表明，分子云的特点是一个普遍的结构。最后，我们指出，这种普遍的结构可以连接到云柱密度分布的对数正态性质。
2010-08-25 astro-ph.GA
The MACH HI absorption survey I: Physical conditions of cold atomic gas outside of the Galactic plane
追踪弥漫原子星际介质（ISM）和寒冷、稠密气体之间的过渡对于破译星系中的恒星形成周期至关重要。在这里，我们提出了马赫，一个新的调查冷中性氢（HI）吸收在$21\rm\,cm$的卡尔G。Jansky甚大阵。我们用$60<l<110^{\circ}$、$30<b<62^{\circ}$瞄准42个明亮的背景源，显著地扩大了公开可用的、在银河平面之外的灵敏的$21\rm\,cm$吸收的样本。与匹配的$21\rm\,cm$发射数据从EBHIS调查，我们测量的总柱密度和冷HI分数，并通过自主高斯分解量化的属性，个别HI结构沿每个视线。结合MACH样本与最近HI吸收调查的结果，我们产生了一个强大的表征冷原子介质在高和中间银河系纬度。我们发现，MACH HI具有显着较小的柱密度相对于在类似纬度的样品，和检测到的冷HI结构具有较小的线宽，温度和湍流马赫数，这表明MACH探针一个特别安静的区域。使用所有可用的观测，我们计算的累积覆盖分数（$c$）的冷HI在本地速度以外的磁盘：结构与$τ>0.001$是无处不在的（$c\sim100\%$），而高光学深度（$τ>1$）是非常罕见的（$c\sim0\%$）。
2021-06-29 astro-ph.GA
A common column density threshold for scattering at 3.6 mum and water-ice in molecular clouds
内容：对1-5 $μ$ m范围内的散射光的观测揭示了分子核心中的尘埃颗粒，其尺寸比通常推断的弥漫星际介质要大。目前还不清楚这些颗粒是在分子核心内生长的，还是星际介质中无处不在的成分。目的：我们调查是否在1-5妈妈的有效散射所需的大颗粒与丰富的水冰分子云和核心内。研究方法：我们结合水冰丰度测量视线通过狼疮IV分子云复杂的散射光在3.6妈妈的测量相同的视线。结果如下：我们发现，在3.6 μ m的散射光中，核的发射阈值（τ_9.7 = 0.15pm ~（0.05），A_K= 0.4pm ~（0.2））与水冰（τ_9.7 = 0.11pm ~（0.01），A_K= 0.19pm ~（0.04））相似，散射效率随着水冰相对丰度的增加而增加。冰层增加了平均粒度，这再次强烈地增加了平均粒度。结论：较高的散射效率部分是由于尘埃颗粒上的冰层。尽管该层可以相对薄，但它可以显著增强散射。
2014-07-22 astro-ph.GA
Cold and warm atomic gas around the Perseus molecular cloud I: Basic Properties
利用阿雷西博天文台，我们获得了英仙座分子云附近26个背景射电连续谱源方向的中性氢（HI）吸收和发射光谱对。在所有情况下都检测到强吸收线，使我们能够估计沿着这些视线的107个单独的高斯分量的自旋温度（T_s）和光学深度。英仙座内部和周围的单个HI云的基本性质（自旋温度、光学厚度、冷中性介质和暖中性介质的柱密度、CNM和WNM）与千禧年HI巡天中随机星际视线所发现的非常相似。这表明，在分子云中及其周围发现的中性气体并不是非典型的。然而，英仙座附近的视线平均有较高的总HI柱密度和CNM分数，这表明相对于平均星际场，冷HI的量有所增加。我们估计的光学深度和自旋温度与最近试图使用普朗克数据来估计光学厚HI的性质形成鲜明对比。在我们的研究中，只有约15%的视线的柱密度加权平均自旋温度低于50 K，而普朗克的天空覆盖率超过85%。观测到的CNM分数与光学深度加权平均自旋温度成反比，与Kim等人最近的数值模拟非常一致。虽然相对于随机星际场，英仙座周围的CNM分数平均较高，但通常较低，为10- 50%。这表明，分子云周围的扩展WNM信封，和/或整个分子云的CNM和WNM的显着混合，是存在的，应该考虑在分子和恒星形成的模型。
2014-07-29 astro-ph.GA
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
Filaments and ridges in Vela C revealed by Herschel: from low-mass to high-mass star-forming sites
我们提出了第一个赫歇尔PACS和SPIRE结果船帆座C分子复合物在远红外和亚毫米制度在70，160，250，350，和500微米，跨越冷星前或原恒星核心的发射峰值。柱密度和多分辨率分析（MRA）区分船帆座C复杂成五个不同的子区域。每个次区域的柱密度和温度概率分布函数都有差异，特别是“中脊”和“南巢”次区域的概率分布函数形成鲜明对比。中央脊显示双峰温度PDF代表HII区域RCW 36周围的热气体和冷的邻近细丝，而南巢主要是冷的对流结构。中央脊的柱密度PDF比南巢平坦，具有高柱密度尾部，与通过大规模流动形成和自重调节一致。在小到中等规模的MRA表明，中央脊的浓度是南巢的两倍，而在更大的规模上，南巢中的气体的更大部分是由湍流比中央脊占主导地位。在船帆座C中，大质量恒星似乎优先形成在脊中，即，占优势的高柱密度细丝。
2011-08-03 astro-ph.GA
A Characteristic Scale for Cold Gas
我们发现，光学薄，压力限制的气体云容易破碎，因为他们低于$\sim10^6$ K冷却。这种碎裂遵循长度尺度$\sim{c}_{\text{s}}\,t_{\text{cool}}$，当它们达到氢重组的温度$\sim10^4$ K时，最终达到非常小的尺度（$\sim{0.1} \text{pc}/n$）。虽然这个长度尺度取决于周围的压力限制的云，我们发现，通过一个单独的片段$N_{\text{cloudlet}}\sim10^{17} \text{cm}^{-3}$的柱密度基本上是独立的环境，这个柱密度代表了一个特征尺度的原子气体在$10^4$ K。因此，我们认为冷原子气体的“云”实际上可能具有薄雾或雾的结构，由分散在周围介质中的微小碎片组成。我们发现，这种规模出现在流体动力学模拟，相应的表面积的增加可能意味着快速夹带冷气体。我们还将其应用到一些观测难题，包括大覆盖部分的星系晕中的扩散气体，宽线宽的类星体和活动星系核光谱，以及银河风中的冷气体夹带。虽然我们的模拟做出了一些假设，因此具有相关的不确定性，但我们表明，这种特征尺度在广泛的天体物理环境中与许多观测结果一致。我们讨论了未来的测试，改进和扩展我们的模型的步骤。
2016-10-04 astro-ph.GA
Cold Dust in Hot Regions
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的SCUBA-2相机绘制了五个大质量恒星形成区。温度和柱密度图从SCUBA-2 450和850 $μ$ m图像中获得。我们发现的大多数致密团块的中心温度低于20 K，有些冷到8 K，这表明它们由于嵌入的原恒星的存在而没有内部加热。这是令人惊讶的，因为在从这些图像推断的高密度和如此低的温度下，这些团块应该是不稳定的，坍缩形成恒星并产生内部加热。在团块中心的柱密度超过10 $^{23}$ cm $^{-2}$，并且对于$β$ = 1.5-2.5，导出的峰值视觉消光值为25-500 mag，表明高度不透明的中心。观测到的云气质量范围从$\sim$ 10到10 $^{3}$ M $_{\odot}$。团块的外部区域遵循$r^{-2.36\pm0.35}$密度分布，并且通常在10 $^{4}$ AU之外观察到这种幂律结构。所有这些发现都表明，这些团块是高质量的无星团块，并且很可能包含高质量的无星核心。
2013-12-30 astro-ph.GA
On the distribution of the Cold Neutral Medium in galaxy discs
本研究通过带时变化学的高分辨率旋涡星系模拟，探究冷中性介质（CNM）的分布规律，揭示其径向、垂直分布特征及与恒星形成的标度关系，解释了外围极半径处CNM的可能成因。
2023-07-19 astro-ph.GA
Green Bank Telescope observations of low column density HI around NGC 2997 and NGC 6946
对附近星系中正在进行的HI吸积的观测只确定了这些星系中维持恒星形成所需燃料的约10%。这些观测中的大多数都是使用干涉仪进行的，并且可能错过了较低的柱密度、扩散、HI气体，这些气体可能会追踪丢失的90%的气体。这种气体可能代表了所谓的“冷流”，根据当前的星系形成理论，这种气体从未被加热到暗物质晕的维里温度以上。作为第一次尝试识别附近星系周围的冷流并完成HI的普查，直到N（HI）~10^18 cm^-2，我使用了罗伯特·C·Byrd Green Bank Telescope（GBT），用于绘制NGC 2997和NGC 6946周围的环星系（r < 100-200 kpc）HI环境。由此产生的GBT观测覆盖了每个星系周围4平方度的区域，在20 km/s的线宽上，5 σ探测极限N（HI）~10^18 cm^-2。该项目补充了吸收线研究，吸收线研究非常适合低氮（HI）的制度。在NGC 2997周围，GBT HI数据显示了一个扩展的HI盘及其周围所有的富含气体的卫星星系，但没有额外的特征。此外，用GBT测量的HI质量仅比过去的干涉测量高7%。在对分辨率差异进行校正后，GBT测量到的N（HI）~ 1.2 × 10^18 cm^-2水平上，星系的HI范围要大23%。另一方面，对NGC 6946的HI观测揭示了NGC 6946与其最近伴星之间的联系。这条HI灯丝的N（HI）约为10^18 cm^-2…
2013-12-13 astro-ph.GA
Water absorption in Galactic translucent clouds: conditions and history of the gas derived from Herschel/HIFI PRISMAS observations
我们提出了Herschel/HIFI观测\hho和\hheo向六个高质量恒星形成区域的九个转变，作为PRISMAS关键计划的一部分。半透明云中的水蒸气在沿每一视线的吸收中被检测到。我们推导出的柱密度的\hho或\hheo的较低的能级观察到的每个过渡。总水柱密度约为几个$10^{13} \rm{cm^{-2}}$。我们发现水相对于氢核的丰度为$1\times10^{-8}$，与具有高宇宙射线电离率的氧化学模型一致。相对于\hh，$5\times10^{-8}$的水丰度非常恒定。激发态水的丰度最多为15%，这意味着基态跃迁的激发温度$T_{ex}$低于10 K。从两个邻位基态跃迁导出的列密度表明，$T_{ex}\simeq5$ K和密度$n($ \hh $)$在云中是$\le10^4 \rm{cm^{-3}}$。对于大多数云，我们得到一个水的邻-对-对位比符合预期的值3在高温极限的热力学平衡。两个具有大柱密度的云显示出明显低于3的比率。这可能会认为水分子的历史包括一个冷阶段，当分子在冷颗粒上形成时，或者当它们后来在云层的屏蔽低温区域中至少部分地与冷气体（$\sim25$ K）热化时;显然，它们还没有完全与云层的温暖（$\sim50$ K）半透明部分热化。
2012-11-02 astro-ph.GA
Are observed H i filaments turbulent illusions or density structures? Velocity caustics, facts and fakes
上下文星际介质受到湍流的影响，在通道图中观测到的H i结构是由湍流运动形成的。一些理论家认为，观测到的H i结构并不代表真实的密度增强，而是由速度拥挤引起的速度焦散。这一解释受到质疑，克拉克等人的反对导致了激烈的辩论。目标。为了解决这个问题，我们使用Effelsberg Bonn H i Survey（EBHIS）的观测数据验证了理论上的关键参数。方法.我们应用反锐化掩模，以确定在高空间频率的非线性H i结构。此外，我们使用高斯参数来区分冷中性介质（CNM）从观察到的H i柱密度。我们比较功率谱和空间分布的灰尘和H-柱密度，区分CNM和多相柱密度在不同的速度宽度。结果观测结果与速度通道分析（VCA）的假设相矛盾，即谱指数应随速度窗口的宽度而变陡。相反，我们发现，薄切片光谱指数强烈依赖于H i相组成。多相功率谱是陡峭的区域与冷气体。VCA否认这种H1相位对功率分布的依赖性。分离的CNM，我们发现，功率谱是显着平坦的多相H i复合材料。我们观察到多余的CNM功率的小规模结构起源于冷尘埃轴承细丝嵌入在CNM。窄通道宽度的光谱指数取决于H i气体的多普勒温度。在增强的小尺度H i结构的存在下，尘埃的远红外发射也增强。结论.小尺度冷致H i结构主要是由相变引起的密度增强引起的，而不是由速度焦散引起的。
2021-01-02 astro-ph.GA
Exploring the properties of warm and cold atomic hydrogen in the Taurus and Gemini regions
我们报告阿雷西博21厘米的吸收-发射观测，以确定中性氢（HI）的物理性质，在附近的五个巨大的分子云（GMC）：金牛座，加利福尼亚州，玫瑰，蒙OB 1，和NGC 2264。在~ 60 x20平方度区域中，对所有79个背景连续源检测到强HI吸收。高斯分解进行估计的温度，光学厚度和柱密度的冷和暖中性介质（CNM，WNM）。个别CNM组件的属性是类似于先前观察到的随机银河视线和GMC附近，这表明冷HI属性的普遍性。CNM自旋温度（Ts）直方图在~ 50 K处达到峰值。CNM的湍流马赫数变化很大，典型值约为4，表明它们的运动是超声速的。约60%的HI气体是WNM，其中近40%的WNM处于500- 5000 K的热不稳定区。所观察到的CNM分数在GMCs周围比在扩散区域中更高，并且随着柱密度（NHI）的增加而增加到最大值~ 75%。平均而言，光学薄近似（N*（HI））低估了总N（HI）约21%，但我们发现N（HI）和所需的校正因子f=N（HI）/N*（HI）之间的关系存在很大的区域差异。我们研究了两种不同的方法（线性拟合的f与log 10（N*（HI））和均匀Ts），以纠正不透明度的影响，使用GALFA-HI调查的发射数据。我们更喜欢统一的Ts方法，因为线性关系并不能对所有子区域产生令人信服的拟合。
2019-06-17 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows II: The Role of Thermal Conduction
我们探讨了电子热传导的辐射冷却的冷云嵌入流的热和快速的材料，发生在流出的星系的演变的影响。执行三维自适应网格细化流体动力学模拟的参数研究，我们表明，电子热传导导致冷云蒸发，但它也可以通过将它们压缩成致密的细丝来延长它们的寿命。我们区分低柱密度云，这是在很短的时间内中断，和高柱密度云与更长的中断时间，是由撞击热能和蒸发之间的平衡。我们提供了适合的云的寿命和速度，可以用于星系尺度的外流模拟，其中个别云的演变不能建模所需的分辨率。此外，我们表明，云只加速到环境速度的一小部分，因为蒸发压缩导致云呈现一个小的横截面的环境流。这意味着，要么磁场必须抑制热传导，要么在星系外流中观察到的冷云不是由星系携带的冷物质形成的。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA High-resolution Spectral Survey of Thioformaldehyde (H2CS) Towards Massive Protoclusters
本文利用ALMA对11个大质量原星团进行H2CS高分辨率观测，发现H2CS广泛存在于不同类型恒星形成核中，且其丰度随温度和柱密度升高而增强。
2023-11-29 astro-ph.GA
Statistical analysis of the interplay between magnetic fields and filaments hosting Planck Galactic Cold Clumps
我们提出了一个统计研究的相对取向之间的星际磁场和灯丝托管冷块在天空的平面。第一次，我们考虑了环境的密度和细丝与环境之间的密度对比。此外，我们在几何上区分了团块和细丝的剩余部分。我们推断的磁场方向的灯丝和在他们的环境中的斯托克斯参数，假设光学薄的条件。因此，我们分析的相对取向之间的灯丝，嵌入的团块，内部和背景磁场，这取决于灯丝的环境和进化阶段。我们恢复先前观察到的趋势，在低列密度环境中的灯丝平行于背景磁场对齐，然而，我们发现，这种趋势是显着的，只有低对比度的灯丝，而高对比度的灯丝往往是随机取向的背景磁场。在高柱密度环境中的细丝不全局地显示任何优先取向，尽管低对比度细丝单独倾向于具有相对于背景磁场的垂直相对取向。对于一个子样本附近的长丝，体积密度可以推导出，我们发现一个明确的过渡，在相对取向随着密度的增加，在$n_{\rm H} \sim 10^{3}~{\rm cm}^{-3}$，改变从大部分平行，大部分垂直的断丛部分的长丝，甚至双峰的丛。我们的研究结果证实了星际磁场和暗条在其形成和演化过程中的强烈相互作用。
2019-03-14 astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting cold gas in a high-redshift galaxy using a lensed background quasar
本文研究了类星体J 144254.78 +405535.5的两幅透镜像对红移为$z_{\rm QSO} = 2.590$的阻尼Lyman-$α$吸收体（DLA）的冷气吸收.根据我们的透镜模型，吸收体红移处两条视线的物理间隔为$d_{\rm abs}=0.7$ ~kpc。我们观察到中性碳和H $_2$沿两条视线的吸收线，表明冷气体存在于大于$d_{\rm abs}$的尺度上。我们测量HI的柱密度为$\log N(\rm H\,ı) = 20.27\pm0.02$和$20.34\pm0.05$，H $_2$的柱密度为$\log N(\rm H_2) = 19.7\pm0.1$和$19.9\pm0.2$。从硫推断的金属丰度与太阳的金属丰度在两个视线上一致：$[{\rm S/H}]_A = 0.0\pm0.1$和$[{\rm S/H}]_B = -0.1\pm0.1$。基于H $_2$低转动能级的激发，我们将冷气相的温度限制为两条视线的$T=109\pm20$和$T=89\pm25$ K。从CI的精细结构能级的相对激发，我们约束的$40-110$厘米$^{-3}$范围内的氢的体积密度。根据观测到的柱密度和体积密度的比值，我们推断出沿视线的平均单个“云”大小为$l\approx0.1$ pc。利用0.7千秒差距的横向视线间隔和单个云的大小，我们能够将冷气体的体积填充因子的上限设为$f_{\r…
2018-09-04 astro-ph.GA
[CII] 158 μm self-absorption and optical depth effects
上下文[CII] 158 μm远红外线（FIR）精细结构谱线是恒星形成星际介质（ISM）最重要的冷却谱线之一。高光谱分辨率的观测表明，[CII]发射线轮廓的复杂结构。目标。我们的目标是确定在[^{12}CII]中观察到的复杂轮廓是由于沿着视线的单个速度分量还是基于[^{12}CII]和同位素[^{13}CII]线轮廓的比较的自吸收。方法.与M43、Horsehead~PDR、Monoceros~R2和M17~SW中的SOFIA/upGREAT 7像素阵列接收器深度集成，可检测光学薄的[^{13}CII]发射线以及[^{12}CII]发射线，具有高信噪比。我们首先从单组分模型导出[^{12}CII]光学深度和[CII]柱密度。然而，所观察到的复杂的线轮廓需要具有发射背景和吸收前景的双层模型。多分量速度拟合允许我们导出[CII]气体的物理条件：柱密度和激发温度。结果我们在所有四个源中发现了中等到高的[^{12}CII]光学深度，并在Mon R2和M17 SW中发现了[^{12}CII]的自吸收。温暖背景发射的高柱密度对应于高达41 mag.的等效Av。前景吸收需要大量的冷而致密的[CII]气体柱密度，等效Av范围高达约13 mag. Conclusions。暖背景材料的柱密度需要多个光子主导区域（PDR）表面沿视线和速度堆叠。吸收中检测到的致密且冷的前景[CII]气体的大量柱密度无法用…
2020-02-28 astro-ph.GA
Estimation of physical conditions in the cold phase of the ISM in the sub-DLA system at z = 2.06 in the spectrum of the quasar J2123-0050
对类星体J2123-0050光谱中z = 2.059处的氢分子吸收系统进行了独立分析。H_2系统由两个组分（A和B）组成，柱密度log N^A（H_2）= 17.94+/-0.01和log N^B（H_2）= 15.16+/-0.02。光谱显示HD分子谱线（log N^A（HD）= 13.87+/-0.06）和与H_2吸收体系有关的中性物种Cl和Cl I。对于类星体Ly_beta和OVI发射线附近的分子氢谱线，我们探测到一个非零的剩余通量，约占总通量的3%，这是由H_2云部分覆盖类星体宽线区的影响引起的。在高红移系统中，中性物种H_2和Cl在最低的H I柱密度（logN（H I）= 19.18+/-0.15）处具有高丰度，这表明了该系统的独特性。组分A的N（HD）/2N（H_2）比也异常高（4.26+/-0.60 x10 ^{-5}）。我们已经研究了组分A和B中的物理条件。组分A代表光学厚的情况;气体具有低的数密度（n~30 cm^{-3}）和温度T~140 K。在组分B中，介质是光学薄的，n<100 cm^{-3}，T<100 K。云层中的紫外线（UV）背景强度超过我们银河系的平均强度几乎一个数量级。高的气体电离分数n（H+）/n（H）~10^{-2}（这可能是系统对强UV辐射的部分屏蔽的结果）需要描述高的HD和Cl柱密度。使用我们的模拟与PDR Meudon代码，我们可以重建观…
2016-03-04 astro-ph.GA
The Comparison of Physical Properties Derived from Gas and Dust in a Massive Star-Forming Region
我们通过比较气体和尘埃各自的物理性质，探索大质量恒星形成区域中气体和尘埃之间的关系。我们比较的温度和柱密度在一个巨大的恒星形成红外暗云（IRDC，G32.02+0.05），它显示了一系列的演化状态，从静止到活跃。利用NH3的（1，1）、（2，2）和（4，4）跃迁在Karl G. Jansky甚大阵列（VLA），而尘埃温度和柱密度的计算使用卷云减去，修改后的黑体适合赫歇尔数据。我们通过比较推导出的柱密度，计算出NH3的丰度为4.6 x 10^-8。在最冷的恒星形成区，我们发现测得的尘埃温度低于测得的气体温度（平均值和标准差T_dust ~ 11.6 +/- 0.2 K vs. T_gas ~ 15.2 +/- 1.5 K），这可能表明气体和尘埃在最年轻的区域没有很好地耦合（~0.5百万年），或者这些观测探测了尘埃和/或气体温度测量不可靠的区域。最后，我们计算毫米通量的基础上的温度和柱密度来自NH3，这表明毫米尘埃连续观测的大规模恒星形成的地区，如Bolocam银河系平面调查或ATLASGAL，可以探测热核心，冷核心，和致密的气体通道，它们形成，一般不占主导地位的最热的核心。
2014-05-13 astro-ph.GA
Galactic fountains and the rotation of disc-galaxy coronae
在像银河系这样的星系中，由恒星活动从盘中喷射出的冷气体（~ 10^4 K）（所谓的银河喷泉气体）预计会与日冕的维里温度（~ 10^6 K）气体相互作用。冷气体和热气体之间的相关动量传递对两种气体相的动力学具有重要影响。我们量化这样的相互作用的影响，使用流体动力学模拟冷云通过热介质在不同的相对速度。我们的主要发现是，云和日冕之间存在一个速度阈值，约为75 km/s，低于该阈值，热气体停止从冷云吸收动量。因此，在像银河系这样的盘状星系中，静止的日冕会被迅速加速：日冕预计会旋转，并且在内部区域相对于冷盘滞后约80-120 km/s。我们还展示了如何存在这个速度阈值可以解释所观察到的运动学的冷平面外气体。
2011-05-09 astro-ph.GA
Detection of vibrationally excited C6H in the cold prestellar core TMC-1 with the QUIJOTE line survey
本研究利用QUIJOTE谱线巡天首次在冷的无星核TMC-1中探测到C6H的v11振动激发态，计算了其基态与激发态的柱密度和分布比例，并在其他冷核和恒星形成核中发现了该振动模式。
2023-11-23 astro-ph.GA
Modeling the Statistics of the Cold Neutral Medium in Absorption-selected High-redshift Galaxies
提出了一个高红移（z~2.5）吸收系统中冷中性气体选择函数的统计模型。该模型基于星际介质中中性气体的正则两相模型，只包含一个我们没有直接观测先验的参数：即z=2.5时L* 晕的中心压力（P*）。使用强HI选择的吸收器中的冷气吸收分数的观察，我们能够约束P*。该模型同时再现了HI和H $_2$的柱密度分布，并导出了$l_{CNM} = 12\times 10^{-3}$在z~2.5处冷气体的预期总入射率。与最近对CI选择性吸收体（EW $_{CI\,1560}$ > 0.4 μ m）发生率的测量结果相比，我们模型中的$l_{CNM}$值表明，只有约15%的冷气体会导致强CI吸收（EW > 0.4 μ m）。然而，CI线是非常有用的冷气体探针，因为它们相对容易检测并提供对物理条件的直接约束。最后，我们的模型自洽地再现了作为N（HI）的函数的冷气体吸收器的分数。
2020-11-27 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
Probing cold gas with Mg II and Ly$α$ radiative transfer
本文开发蒙特卡洛辐射转移代码，系统研究 Mg II 与 Lyα 在含尘埃多相气体中的逃逸，提出临界覆盖因子和晕双线比等新探针，用于约束冷气体结构、星系风及电离光子逃逸。
2024-12-25 astro-ph.GA
Cold molecular gas and PAH emission in Seyfert galaxies
本文研究了22个邻近Seyfert星系核（$\sim 24-230\,$ pc）区$11.3\,μ$ m PAH特征的探测与冷分子气体性质之间的关系。对于前者，我们使用地面（0.3-0.6”分辨率）中红外（中红外）光谱。用ALMA和NOEMA高（0.2-1.1”）角分辨率观测CO（2-1）跃迁，追踪冷分子气体。具有$11.3\,μ$ m PAH特征的核检测的Galerkin包含更多的冷分子气体（中值$1.6\times 10^7\,M_\odot$），并且在由中红外狭缝采样的区域上具有比没有检测的Galerkin更高的柱密度（$N({\rm H}_2) = 2 \times 10^{23}\,{\rm cm}^{-2}$）。这表明分子气体在Seyfert核的恶劣环境中起着屏蔽PAH分子的作用。选择PAH分子萘作为例子，我们计算了暴露于2.5keV硬X射线光子时其在我们样品的核区域中的半衰期。我们估计较短的半衰期萘在没有$11.3\,μ$ m PAH检测的核比那些检测。环核尺度上的Spitzer/IRS多环芳烃比值（$\sim$ 4”$\sim$ 0.25-1.3kpc）介于中性和部分电离多环芳烃的模型预测值之间。然而，在我们的样本中，具有最高核H $_2$柱密度的Seyfert星系通常并不更接近中性PAH轨道。这是因为在我们的大多数样本星系中，内部$\sim$ 4”的CO（2-1）…
2020-05-25 astro-ph.GA
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM II. Molecular oxygen abundance
分子氧一直是许多观测研究的主题，因为化学模型预测它是氧气的储存库。虽然它已经在星际介质的两个区域被探测到，但它的稀有性对天体化学模型来说是一个挑战。在本文中，我们结合了计算的物理条件与光滑粒子流体动力学（SPH）模拟与我们的全气体颗粒化学模型鹦鹉螺，研究预测的O2丰度在星际物质形成冷芯。因此，我们遵循的气体和冰的化学演化的物质包裹从弥漫的星际条件冷致密的核心。我们的大多数预测的O2丰度低于1 e-8（相对于总质子密度）和预测的柱密度在模拟冷芯是在最大的几个1 e 14 cm-2，在协议的非检测限。这种低的O2丰度可以通过以下事实来解释，即在大部分星际材料中，在O2可以在气相中形成并且免受UV光解离之前，原子氧被耗尽到晶粒表面上（并且被氢化以形成H2O）。我们之所以能得到这个结果，是因为我们考虑了从弥散介质到冷核的物理条件演化的全部历史。
2019-06-02 astro-ph.GA
The Column Density Probability Density Function of Cygnus-X
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
研究通过分析Cygnus-X的列密度概率密度函数，揭示了湍流与重力共同作用下分子云的密度结构，并发现其幂律部分随时间变平，表明恒星形成阈值的动态变化。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distributed star formation throughout the Galactic Center cloud Sgr B2
我们报告了在中央分子带（CMZ）的扩展Sgr B2云的3mm分辨率为$\approx0.5$“的ALMA观测结果。我们探测到271个致密源，其中大多数小于5000 AU。通过排除其他可能性，我们得出结论，这些来源包括超紧凑的HII区域和年轻的恒星物体（YSO）的混合。大多数新探测到的源是具有气体包层的YSO，根据它们的光度，必须包含恒星质量为$M_*\gtrsim8$ M $_\odot$的物体。它们的空间分布遍布在$\sim12\times3$ pc区域，表明Sgr B2正在经历一个扩展的恒星形成事件，而不仅仅是原星团区域内的孤立的“星爆”。使用这个新的样本，我们研究恒星形成阈值和表面密度的关系在Sgr B2。虽然所有YSO都位于高柱密度（$N(H_2)\gtrsim2\times10^{23}$ cm $^{-2}$）的区域中，但并非所有高柱密度的区域都包含YSO。观测到的恒星形成的柱密度阈值大大高于太阳附近的云，这意味着要么是大质量恒星形成需要更高的柱密度，要么是CMZ中的任何恒星形成阈值都必须高于附近的云。气体和恒星的表面密度之间的关系与从当地云的外推不相容，相反，Sgr B2中的恒星密度遵循线性$Σ_*-Σ_{gas}$关系，比在当地云中观察到的要浅。总之，这些点表明，需要更高的体积密度阈值来解释CMZ云中的恒星形成。
2018-01-15 astro-ph.GA
Chemistry and Radiative Transfer of Water in Cold, Dense Clouds
赫歇尔空间天文台最近在寒冷稠密的L1544云中探测到水蒸气，这使得在恒星形成之前的条件下，对氧物种的观测和化学模型进行直接比较成为可能。我们解释了气相水的化学模型，简化了有限数量的反应或过程，是活跃在极冷（$<$ 15 K）。在这个模型中，水通过冻结在颗粒上和通过光解从气相中除去。水在尘埃颗粒表面由O和OH形成冰，并通过光脱附释放到气相中。相对于L1544缓慢的动力学演化，反应足够快，使得气相水在整个云的局部条件下处于平衡状态。我们解释了H $_2$ O（$1_{10}-1_{01}$）线的反常辐射转移。尽管由大的爱因斯坦A系数引起的令人沮丧的高光学深度，在冷的，稀薄的H $_2$中的亚临界激发导致线亮度与列密度成线性比例。因此，水线可以提供冷的稠密云中心最暗区域的化学和动力学过程的信息。观测到的水线的逆天鹅座P-Cygni剖面通常表明云在收缩。该轮廓是用不稳定准静态流体动力学平衡（不稳定的Bonnor-Ebert球体）缓慢收缩的动力学模型再现的。
2014-03-02 astro-ph.GA
Cold gas in the early Universe. Survey for neutral atomic-carbon in GRB host galaxies at 1 < z < 6 from optical afterglow spectroscopy
本文报道了沿伽玛暴（GRB）视线的中性碳原子（CI）巡天，它探测了高红移GRB宿主星系的星际介质中被屏蔽的中性气相。我们从$1 < z < 6$中收集了29个中高分辨率的伽马射线暴余辉光谱，这些光谱跨越了宇宙时间的大部分红移范围。我们发现，七个（$\approx 25\%$）的伽玛暴进入我们的统计样本有CI检测吸收。很明显，在类星体的视线中，与吸收体相比，伽玛射线暴宿主中的冷气体强烈过剩。我们研究了GRB CI吸收剂的尘埃性质，发现中性碳的量与可见消光$A_V$和2175 μ m尘埃消光特征$A_{\mathrm{bump}}$的强度呈正相关。在吸收中检测到的具有CI的伽玛暴都在$\log N$（HI）$/\mathrm{cm}^{-2}$ + [X/H] > 20.7的特定阈值和$\log N$（Fe）$_{\mathrm{dust}}/\mathrm{cm}^{-2}$ > 16.2的尘埃相铁柱密度以上被观察到。与SED衍生的粉尘性质相反，Cl吸收的强度与耗尽衍生的粉尘性质不相关。这表明，伽玛射线暴CI吸收剂跟踪尘埃系统的灰尘成分是由富碳尘埃颗粒为主。与H $_2$和CI类星体吸收体相比，观察到的GRB CI吸收体的金属和尘埃柱密度更高，这主要是两种吸收体群体如何选择的结果，但在活跃的恒星形成星系中存在强烈的紫外辐射场时也需要。
2018-10-25 astro-ph.GA
High-resolution 21-cm observations of low-column density gas clumps in the Milky Way halo
我们研究的低柱密度气体团的性质的基础上的高分辨率21厘米的观测银河系晕。使用干涉数据从WSRT和VLA，我们研究HI发射在低，中，高径向速度沿四条视线对类星体。沿着这些视线，我们以前检测到弱CaII和NaI吸收剂在其光谱。高分辨率HI数据的分析揭示了几个紧凑和冷的中性气体团的存在下，类似于光学吸收的速度。团簇具有窄的HI线宽度，在1.8至13 km/s的范围内，产生70至3700 K的气体动力学温度的上限。中性气体具有低HI柱密度，在5E 18至3E 19 1/cm ^2的范围内。所有团块的角大小都只有几弧分。我们的高分辨率21厘米的观测表明，在我们的光学类星体光谱中看到的许多CaII和NaI吸收剂与低柱密度HI团块在小角度尺度。这表明，在晕中的大质量，高柱密度的中性气体云（常见的21厘米LVC，IVC和HVC）旁边，存在着一个低质量的中性气体结构，在现有的21厘米全天空IVC和HVC调查中，大多数情况下都看不到。估计的热气体压力的检测HI团块是一致的，从理论模型的气体在银河系的内部和外部晕。
2009-07-01 astro-ph.GA
The ATLASGAL survey: distribution of cold dust in the Galactic plane. Combination with Planck data
灵敏的地基亚毫米波测量，如ATLASGAL，提供了关于银河平面中冷致密气体分布的全球视图。在这里，我们使用普朗克/HFI仪器的353 GHz的地图，以补充地面的APEX/LABOCA观测与更大的角尺度上的信息。由此产生的地图揭示了冷尘埃在银河系内部的分布，具有更大的空间动态范围。我们发现的例子，延长结构的角度范围为0.5度。对应于距离为3千秒差距的投影中>30秒差距的结构，这些尘埃带非常延伸，并显示出大的纵横比。此外，我们评估了致密气体（$f_{\rm DG}$）的分数，并估计在银河系平面平均2-5%（高于A $_{\rm{v}}>$ 7等）。柱密度的PDF揭示了通常观察到的低柱密度的对数正态分布，并且在高柱密度下表现出过量。作为河外星系研究的参考，我们展示了内星系的视线积分N-PDF，并推导出这种过剩对$\sim2.2$ %的总柱密度的贡献，高于$N_{\rm H_2} = 2.92\times10^{22}$ cm $^{-2}$。以总通量密度，我们提供了一个独立的估计分子气体的质量在银河系内部的$\sim1\times10^9\,M_{\odot}$，这是与以前的估计使用CO排放。根据质量和$f_{\rm DG}$，我们估计银河系SFR为$\dot M = 1.3\,M_{\odot}$ yr $^{-1}$。虽然扩散气体的分布在银河系内部是均匀的，但CMZ以较高的气体密度脱…
2015-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray absorption of cold gas: Simulating interstellar molecular clouds in the laboratory
银河系和河外源产生的X射线通常被巨分子云（GMC）中的分子和原子吸收，这提供了有关其组成和物理状态的宝贵信息。我们用实验室的Z箍缩X射线源来模拟这种现象，该X射线源撞击中性分子气体。该新技术使用脉冲电流发生器产生软X射线伪连续谱。吸收气体是从一个1厘米长的平面喷气没有任何窗口或容器沿视线注入。一台分辨能力为$λ/Δλ\sim$ 420的X射线光谱仪记录了吸收光谱，其分辨能力可与天体物理空间仪器相媲美。这种分辨率清楚地将分子谱线从原子谱线中分辨出来，因此，激发了在天体物理X射线谱中寻找分子特征的研究。实验装置能够实现不同的气体成分和柱密度。CO $_2$、N $_2$和O $_2$的K-壳层光谱揭示了在GMC典型的$\sim$ 10 $^{16}$ cm $^{-2}$- 10 $^{18}$ cm $^{-2}$之间的分子柱密度下测量的过多的吸收线和光电边缘。我们发现，人口的激发态，有助于边缘，增加气体密度。
2021-06-17 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.plasm-ph
Filament Intersections and Cold Dense Cores in Orion A North
利用Atacama大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的高分辨率N2 H+（1-0）光谱立方体，研究了猎户座A北分子云OMC-2，3区的暗条结构和致密核。总长度为2 pc的细丝网络包含170个交叉点和128个候选致密核。致密的核心都偏离了红外点源（可能是年轻的恒星），核心的主要部分（103）位于交叉点周围。朝向交叉点，总柱密度Ntot以及柱密度概率分布函数（N-PDF）的幂律指数也有增加的趋势，这表明交叉点通常比细丝路径的其他部分具有更显著的气体聚集。维里分析表明，致密核的维里质量比α_vir=M_vir/M_gas<1.0，表明它们受自身引力的束缚。同时，只有约23%的堆芯具有α_crit=M_crit/M_gas<1.0的临界质量比，表明它们对堆芯坍塌是不稳定的。结合这些结果，它表明OMC-2，3中的冷无星和可能的星前核心的主要部分正在交叉点周围组装，目前处于引力束缚状态。但更广泛的核心坍缩和恒星形成可能仍然需要核心质量的持续增长或其他扰动。
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Absence of High Metallicity-High Column Density Damped Lyman Alpha Systems: Molecule Formation in a Two-Phase Interstellar Medium
我们认为，缺乏观察到的阻尼莱曼α（DLA）系统，同时具有高HI列密度和高金属性的结果自然从形成的分子在冷相的两相原子介质中的压力平衡。我们的结果同样适用于扩散系统中的紫外线辐射场主要是由河外背景和密集的恒星形成的，其中本地辐射场可能是数量级更高。我们指出，需要这样的辐射不敏感模型来解释使用伽马射线暴余辉观察到的DLA中不存在高柱-高金属丰度系统，因为这些系统可能会受到伽玛射线暴宿主星系中活跃恒星形成产生的强辐射场的影响。此外，我们发现，在DLAs中的最大原子气柱之间的关系设置了一个坚定的上限，在这些系统中，可以在温暖的，扩散相的质量分数。最后，我们认为，我们的结果解释了观察到的缺乏原位恒星形成DLA系统。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the structure of molecular clouds
我们表明，平均体积密度和大小$ρ\propto R^{-1}$，这反过来又意味着质量$M\propto R^2$，或柱密度$N$之间的云间拉森标度关系是恒定的，是一个人工制品的观测方法。具体地，将列密度阈值设置为接近或高于列密度概率分布函数Npdf（$N\sim 10^{21}$ cm \alamenos 2）的峰值，只要Npdf在较高的列密度下快速减小，就产生Larson缩放。我们认为，本地云有这种行为背后的物理原因是，（1）这个峰值柱密度是接近所需的值，以保护CO从太阳附近的光解，（2）在较高的柱密度的气体是罕见的，因为它是容易受到引力坍缩到更小的结构在特定的小区域的云。同样，我们也使用以前的结果表明，如果相反的阈值设置的体积密度，密度将出现恒定的，从而意味着$M \propto R^3$。因此，拉森标度关系并没有提供太多关于分子云结构的信息，也不意味着云处于维里平衡，或者具有普遍的结构。我们还表明，斜率的$M-R$曲线为一个单一的云，从近到平坦的大半径的值过渡到$α=2$作为一个限制的情况下，小半径，取决于Npdf的属性。
2012-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
