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
Mapping the column density and dust temperature structure of IRDCs with Herschel
红外暗云（IRDC）是一种寒冷而致密的气体储存库，可能形成恒星。这些云中的许多可能是代表恒星形成初始条件的原始结构。本研究的目的是利用Hi-GAL银道面巡天的第一批Herschel数据，构建和分析IRDC的精确柱密度和尘埃温度图。这些基本量对于理解分子云中恒星形成早期阶段的碎裂等过程至关重要。我们已经开发了一个简单的像素的SED拟合方法，占背景发射。通过在每个位置拟合灰体函数，我们恢复了IRDC内尘柱密度和温度的空间变化。该方法适用于22个IRDC的样品，表现出一系列的角尺寸和峰值柱密度。我们的分析表明，尘埃温度显着降低IRDC内，从20-30 K的背景温度的最低温度为8-15 K的云，表明密集的分子云是不等温的。温度梯度很可能对IRDC的碎裂产生重要影响。局部温度最低值与柱密度峰值密切相关，在少数情况下达到NH 2 = 1 x 10^{23} cm^{-2}，将这些云确定为候选的大质量星前核。将这种技术应用于完整的Hi-GAL数据集将提供对IRDC的碎片化和热性质的重要约束，并帮助识别数百个大规模星前核心候选者。
2010-05-10 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
Search for protostellar jets with UWISH2 in the molecular cloud complexes Vulpecula and IRDC G53.2
利用UWISH2巡天在Vulpecula和IRDC G53.2分子云中识别127个外流，提出79个YSOs为驱动源，通过SED建模确定由中等质量恒星驱动，并揭示典型抛射频率为1.2 kyr。
2024-03-21 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
IRDC G030.88+00.13: A Tale of Two Massive Clumps
大质量恒星（M $\gsim 10$ \msun）是由秒差距尺度的分子团坍缩形成的。分子团是如何分裂成具有质量分布的星团中的大质量恒星的尚不清楚。我们在大质量（$> 10^3$ \msun）、低光度（$4.6 \times 10^2$ \lsun）红外暗星云（IRDC）G030.88+00.13中寻找可能导致未来大质量恒星形成的冷核。来自VLA和GBT的\nh 3数据显示，在红外线上看到的消光特征由沿着同一视线的两个独特的团块组成：97 \kms-1处的C1团块与斯皮策8和24 $μ$ m处的消光一致。因此，它对IRDC的大多数负责。在107 \kms-1处的C2团簇更致密，峰值温度为45 K。SMA和VLA观测中发现的致密尘芯和\h 2 O脉泽主要与C2有关，没有一个在C1的IRDC内。光度表明C1和C2星团都还没有形成大质量的原恒星。但C1可能处于前星系团形成阶段。模拟观测排除了IRDC内质量超过8 \msun \的0.1pc冷核。C1和C2的核心质量以及高质量原恒星的核心质量表明了冷核质量随时间增加的演化趋势。基于我们的研究结果，我们提出了一个大质量恒星形成的经验图片，原恒星的核心和嵌入的原恒星经历同时的质量增长过程中的原恒星演化。
2011-03-25 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
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
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
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
Widespread deuteration across the IRDC G035.39-00.33
红外暗云（IRDC）是一种寒冷、密集的区域，通常存在于巨分子云（GMC）中。IRDC中正在进行的恒星形成通常仍然深深嵌入周围的分子气体中。因此，描述相对静止的IRDC的特性可能有助于我们了解恒星形成过程的最早阶段。对局部分子云的研究表明，在恒星形成的最早阶段，氘代物质的数量会增加。在本文中，我们针对IRDC G035.39-00.33进行了测试。我们展示了使用IRAM-30 m望远镜获得的N2 D + J=2-1跃迁的80弧秒x 140弧秒地图。我们发现N2 D+在整个G035.39-00.33中广泛存在。N2 H+（1-0）的补充观测用于估计氘分数，N（N2 D+）/N（N2 H+）。我们报告了平均氘分数为0.04 ± 0.01，最大值为0.09 ± 0.02。平均氘分数比星际[D]/[H]比大3个数量级。高角分辨率的观测是排除束流稀释效应的紧凑的氘核心所必需的。使用化学建模，我们发现，平均观测值的氘分数与平衡氘分数，给出云的一般属性是一致的。这意味着IRDC至少有300万年的历史，这比观测到的氘代区域的平均自由落体时间长8倍。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 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
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
Dense Cores in IRDC G14.225-0.506 revealed by ALMA Observations
本文利用ALMA对红外暗云IRDC G14.225-0.506的致密核进行观测，结合N$_2$D$^+$谱线和NH$_3$温度分析其热力学性质，发现湍流以跨声速和超声速为主、维里参数与柱密度反相关，并通过分子外流及多波段YSO分布揭示云内外活跃的恒星形成。
2025-03-13 astro-ph.GA
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
An Infrared through Radio Study of the Properties and Evolution of IRDC Clumps
我们研究的物理性质和演化阶段的样本中的17块8红外暗云（IRDC）结合现有的红外，毫米，和无线电数据与新的Bolocam银河平面调查（BGPS）1.1毫米数据，VLA无线电连续数据，HHT致密气体（HCO+和N2 H+）光谱数据。我们结合文献研究的恒星形成示踪剂和尘埃温度与我们的搜索超紧凑（UC）HII地区的IRDC块讨论一个可能的演化序列。此外，我们进行了分析的质量示踪剂在IRDC和发现，8微米的消光质量和1.1毫米的Bolocam银河平面调查（BGPS）的质量是互补的质量示踪剂在IRDC除了最活跃的团块（特别是那些包含UCHII地区），这两个质量示踪剂遭受偏见。我们发现，测量的维里质量在IRDC团块均匀高于测量的尘埃连续质量的尺度上的~1 pc。我们使用13 CO，HCO+，和N2 H+研究IRDC的分子气体性质，并没有看到任何证据之间的化学分化的热和冷块的规模约为1 pc。然而，由于温度和/或密度的增加，HCO+和N2 H+在活性团块中更亮。我们报告了四个嵌入IRDC团块的UCHII区域的识别，并发现UCHII区域与明亮（>1 Jy）的24微米点源相关，最亮的UCHII区域与“漫射红色团块”（8微米处的扩展增强）相关。广泛的阶段所讨论的进化序列（从一个静止的团块嵌入HII区）的支持文献尘埃温度估计，但是，没有顺序的性质可以推断之间的个别恒星形成示踪剂。
2010-08-04 astro-ph.GA
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 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 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
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
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Organic species in Infrared Dark Clouds
目前认为红外暗云（IRDC）代表了大质量恒星（$>$ 8 M $_{\odot}$）最早的演化阶段。在过去15年中进行的亚毫米波和毫米波研究表明，IRDC具有各种各样的属性，因此可以解决各种各样的问题。在本文中，我们报告了两组IRDC的分子组成和化学过程的调查。在过去的四年里，我们使用Mopra，APEX和IRAM射电望远镜收集了CO，H $_2$ CO，HNCO，CH $_3$ CCH，CH $_3$ OH，CH $_3$ CHO，CH $_3$ OCHO，和CH $_3$ OCH $_3$。对于所有这些物种，我们估计了分子丰度。然后，我们进行了化学模拟研究，集中在源IRDC028.34+0.06，并比较了观测和模拟的丰度。这一比较表明，要再现观察到的复杂有机分子（COM）的丰度，一个0-D的气体颗粒模型与恒定的物理条件是不够的。我们取得了更大的成功与使用的热身模型，其中热身从10 K到30 K发生后的冷阶段。
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
SiO emission as a probe of Cloud-Cloud Collisions in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是一种非常致密和高度膨胀的区域，它为恒星和星团的形成提供了初始条件。研究IRDC的运动学和分子组成对于验证其形成机制并最终验证这些初始条件是至关重要的。我们获得了六个IRDC的高灵敏度一氧化硅（SiO（2-1））发射图，G018.82 $-$ 00.28、G019.27+00.07、G028.53 $-$ 00.25、G028.67+00.13、G038.95 $-$ 00.47和G053.11+00.05（分别为云A、B、D、E、I和J），使用射电天文学研究所的30米天线（IRAM 30米）。我们已经调查了SiO的空间分布和运动学结构，在六个云寻找签名的云碰撞事件，可能已经形成的IRDC和触发恒星形成。对云A，B，D，I和J，我们检测到空间紧凑的SiO发射与宽线分布，在空间上与大规模的核心一致。对IRDCs A和I，我们报告了一个额外的SiO组件，显示窄线配置文件，这是广泛的静态区域。最后，我们没有检测到任何显着的SiO发射到云E。我们认为，广泛和紧凑的SiO发射检测到的云可能与正在进行的恒星形成活动的IRDC内。然而，额外的狭窄和广泛的SiO排放检测到云A和I可能起源于IRDC和附近的HII区域推向云的分子气体流之间的碰撞。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Dynamical cloud formation traced by atomic and molecular gas
背景：原子和分子云的形成是一个动力学过程。然而，这些过程的运动学特征仍然是观测约束差。研究方法：针对典型的红外暗云G28.3的云尺度环境，我们采用了HI和[CI]两条原子谱线的谱线成像观测以及13 CO中1- 0和3- 2跃迁的分子谱线观测。该分析包括调查的不同示踪剂的运动学特性，估计的质量流率，速度结构函数，直方图的定向折射率（HOG）的研究，以及比较模拟。结果：中央IRDC包埋在冷中性介质（CNM）的更弥散的包膜中，HI自吸收（HISA）和分子气体追踪。的谱线数据以及HOG和结构功能分析表明，可能的动力学解耦的HI从其他气体化合物。频谱分析和位置-速度图揭示了两个速度分量，收敛在IRDC的位置。从云边缘到中心，估计的质量流率似乎相当恒定。速度结构函数分析是一致的气体流动的形成的层次结构占主导地位。结论：观察和分析与IRDC G28在两个会聚气流中心形成的图片一致。虽然近似恒定的质量流率与云的自相似的、重力驱动的坍缩一致，但是由例如，旋臂冲击或超新星爆炸尚不能排除。未来的研究应旨在区分这种会聚气流的起源。
2020-04-16 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
Multicomponent kinematics in a massive filamentary IRDC
为了探索大质量恒星和团簇形成的初始条件，我们在甚大阵（VLA）和绿岸望远镜（GBT）的组合镶嵌图上研究了红外暗云G035.39-00.33（IRDC G035.39）内致密细丝的性质，追踪NH3（1，1）和（2，2）的发射，直到0.08 pc尺度。使用凝聚的层次聚类的多个视线速度分量拟合结果，我们确定了七个扩展的速度相干分量在我们的数据，可能代表空间相干的物理结构，一些表现出复杂的气体运动。速度梯度大小分布的峰值在0.35 km/s/pc的模式，并有一个长尾巴延伸到1.5 - 2 km/s/pc的较高值，并与其他分子示踪剂对同一云的发现和对附近低质量致密云核在相同尺度下的发现值基本一致。与观测和理论预期相反，我们发现非热氨谱线宽度比以类似分辨率观察到的N2 H+（1-0）谱线跃迁系统地窄（约20%）。如果观测到的有序速度梯度代表核心包层固体的旋转，我们估计比角动量约为2 x 10^21 cm ^2/s，与低质量恒星形成核心相似。再加上之前在G035.39中发现的亚音速运动，我们的研究结果表明，高质量恒星形成IRDC和低质量恒星形成机制的运动学之间具有高度的相似性。
2018-12-22 astro-ph.GA
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
The mass distribution of clumps within infrared dark clouds. A Large APEX Bolometer Camera study
我们提出了一个分析的尘埃连续发射在870微米，以调查团内红外暗云（IRDC）的质量分布。我们映射六个IRDC与大型APEX测辐射计CAmera（LABOCA）在APEX，达到均方根噪声水平为28-44毫焦耳/梁。来自这些IRDC的粉尘连续排放分解使用两个自动化算法，Gaussclumps和Clumpfind。此外，我们还对N_2H^+（3-2）线进行了指向选定位置的单点观测，以获得运动学信息。绘制的IRDC位于2.7-3.2千秒差距的运动学距离范围内。我们使用Gaussclumps和Clumpfind分别识别了510个和352个源，并假设尘埃温度均匀，估计质量和其他物理属性。质量范围为6-2692 Msun（Gaussclumps）和7-4254 Msun（Clumpfind），有效半径范围约为0.10-0.74 pc（Gaussclumps）和0.16-0.99 pc（Clumpfind）。质量分布与所使用的分解方法无关，符合幂律dN/dM propto M^alpha，指数为-1.60 +/- 0.06，与CO质量分布和其他高质量恒星形成区域一致。
2013-12-17 astro-ph.GA
A Molecular Line Investigation of the Interaction between Mid-infrared Bubbles and the Interstellar Medium
我们使用绿岸望远镜来探测中红外（MIR）气泡N62，N65，N90和N117的分子线。气泡选自Watson等人（2016），他们检测到朝向气泡的非高斯CS（1-0）发射线。其中两个气泡邻近红外暗云（IRDC），我们研究了这些来源的证据之间的相互作用的气泡边缘和IRDC。另外两个气泡包含气泡边缘内部的YSO;在这些源中，我们观察到YSO附近的气体。我们检测到CS（1-0）发射对所有的来源，并在几个点的CS发射显示非高斯线的形状。HC $_3$ N（5-4）、C $^{34}$ S（1-0）、CH $_3$ OH（1-0）和SiO（v=0）（1-0）也在一些点中检测到。我们计算检测到的分子的柱密度和丰度。我们比较的速度，光学厚的CS发射速度与其他的，光学细线寻找证据的下落。我们发现，即使在点与非高斯CS发射，我们的检测不支持一个下落模型。我们解释了N62，N65和N117中气体的运动学，这可能是沿着视线以略微偏移的速度移动的多个云的证据。我们没有发现N62或N90中气泡边缘与IRDC相互作用的证据。气泡内部的气体似乎比IRDC中的气体更混乱。N65显示出比其他源明显更强的发射线，以及最复杂的非高斯线形状。
2018-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread SiO and CH3OH emission in Filamentary Infrared Dark Clouds
红-暗云（IRDC）是寒冷、密集的高（光学和红外）消光区域，被认为是大质量恒星和星团的诞生地。导致这些IRDC形成的物理机制尚未完全理解，因此研究它们的分子气体运动学和化学含量以寻找IRDC形成过程的任何特征是重要的。利用Milimétrica射电天文研究所的30米直径的天线，我们获得了致密气体示踪剂（H $^{13}$ CO、$^{+}$和HN $^{13}$ C）和典型激波示踪剂（SiO和CH $_3$ OH）朝向三个IRDCs，G 028.37 +00.07、G 034.43 +00.24和G 034.77 -00.55（分别为云C、F和G）的发射图。我们已经研究了这些云的分子气体运动学，并与以前的工作对其他IRDC一致，云显示出复杂的气体运动学与几个速度相干的子结构分离在速度空间中的几公里秒$^{-1}$。与这些复杂的运动学结构，广泛（秒差距尺度）排放的SiO和CH $_3$ OH是目前在所有三个云。对于云C和F，已知是活跃的恒星形成，广泛的SiO和CH $_3$ OH可能与正在进行的恒星形成活动有关。然而，云G，缺乏8 $μ$ m或24 $μ$ m源和4.5 $μ$ m H $_2$冲击激发的发射，检测到的广泛的SiO和CH $_3$ OH发射可能起源于大规模的冲击相互作用，虽然涉及人口的低质量恒星驱动分子外流的情况不能完全排除。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gas Kinematics and Star Formation in the Filamentary IRDC G34.43+0.24
我们对红外暗云（IRDC）G34.43+0.24进行了多波长研究。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜获得了13 CO $J$ =1-0和C 18 O J=1-0的新图。在8 μ m（Spitzer-IRAC）处，IRDC G34.43+0.24看起来是沿着南北方向延伸18弧分的暗灯丝。根据与870 μ m和C_（18）O J=1-0发射的联系，我们认为IRDC G_（34.43 +0.24）的长度不应为18弧分，而应延长34弧分。IRDC G34.43+0.24包含一些大质量的原恒星、UC H II区和红外气泡。IRDC G34.43+0.24的空间延伸约为37 pc，假设距离为3.7 kpc。IRDC G34.43+0.24的线性质量密度为1.6*10^{3} M_{sun} pc^{-1}，这与其临界质量与长度比大致一致。湍流运动可以帮助稳定细丝以抵抗径向塌陷。红外气泡N61和N62在8 μ m处均显示出环状结构。特别地，N61具有双壳层结构，其已扩展为IRDC G34.43+0.24。外壳层由8 μ m和13} COJ =1-0的发射示踪，而内壳层由24 μ m和20 cm的发射示踪。我们认为外层（9.9*10^{5}年）是由H II区G34.172+0.175的膨胀产生的，而内层（4.1-6.3*10^{5}年）可能是由其中心大质量恒星的高能星风产生的。在GLIMPSE …
2016-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the size of the CO-depletion radius in the IRDC G351.77-0.51
一氧化碳消耗程度的估计（$f_D$）提供了关于分子云最内层和致密区域发生的物理条件的信息。这些研究中的一个关键参数是耗尽半径的大小，即含碳物质，特别是CO，大部分冻结在尘埃颗粒上的半径。一个强的耗尽状态（即$f_D>10$，在我们的模型中假设）是非常有利于在最里面的地区的乌云，在那里的温度是$<20$ K和分子氢的数密度超过几个$\times$ 10 $^{4}$厘米$^{-3}$。在这项工作中，我们通过研究红外暗云（IRDC）G351.77-0.51来估计耗尽区域的大小。用$Herschel$ $Space$ $Observatory$和$LArge$ $APEX$ $BOlometer$ $CAmera$进行的连续观测，加上APEX C $^{18}$ O和C $^{17}$ O J=2 $\rightarrow$ 1行观测，使我们能够恢复云的大尺度光束和视线平均消耗图。我们建立了一个简单的模型来研究暗条和暗条本身的团簇内部区域的耗尽。该模型表明，耗尽半径范围从0.02到0.15 pc，与典型的细丝宽度（即$\sim$ 0.1 pc）。在这些半径处，H $_2$的数密度达到0.2和5.5 $\times$ 10 $^{5}$ cm $^{-3}$之间的值。这些结果提供了信息的近似空间尺度上，不同的化学过程在高质量的恒星形成区域，也建议谨慎使用CO的运动学研究在IRDC。
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Subsonic islands within a high-mass star-forming IRDC
高质量恒星形成区通常被认为是由超音速运动主导的。本文介绍了甚大阵列和绿岸望远镜（VLA+GBT）对红外暗云（IRDC）G035.39-00.33中NH $_3$（1，1）和（2，2）的联合观测，追踪了低至0.07 pc尺度的冷致密气体。我们发现，与以前类似的研究IRDC，超过三分之一的拟合氨光谱显示亚音速非热运动（平均线宽为0.71 $\mathrm{km~s^{-1}}$），和周围的$\mathcal{M} = 1$的音速马赫数分布峰值。由于可能的观测和仪器偏差只会扩大线的轮廓，我们的结果提供了强大的上限的实际值的$\mathcal{M}$，进一步加强我们的发现窄线宽。这一发现要求重新评估湍流耗散和亚音速区域在恒星和团簇形成中的作用。根据我们在G035.39中的发现，我们进一步推测，在以前的VLA NH $_3$研究中使用的较粗的光谱分辨率可能抑制了IRDC中亚音速湍流的探测。减少湍流支持表明，动态重要的磁场1 mG的顺序将需要支持对可能的引力坍缩。我们的研究结果提供了有价值的输入到理论和模拟，旨在重建高质量恒星和团簇形成的初始条件。
2018-02-27 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
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
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
Distribution of water in the G327.3-0.6 massive star-forming region
我们的目标是描述G327.3-0.6中H2O的大尺度分布，G327.3-0.6是一个由不同演化阶段的单个物体组成的巨大恒星形成区域。我们调查的H2O丰度的变化作为演化的函数。给出了整个区域89和179 $μ$ m处的Herschel连续谱图和IRDC 350 μm处的APEX图。新的光谱HIFI地图对IRDC区域覆盖低能量H2O线在987和1113 GHz的G327热核HIFI指向的观测相结合。我们通过光学深度分析和辐射转移模型来推断气体的物理性质。89和179 μm的连续谱发射遵循较长波长的热连续谱发射，峰值位于热核位置，次峰位于Hii区域，以及Hii区域以西的弧形热气层。在1113 GHz谱线中观察到相同的形态，在所有尘埃凝聚的吸收中。估算的光学深度为~80和15，对应于热核和IRDC位置的柱密度为10^15和2 × 10^14 cm-2。这些数值表明，朝向热核的H2O与H2的比值为3 × 10^-8;沿着IRDC，H2O的丰度没有变化，其值约为10^-8。探测到了以1-1.3 × 10^-2 M_sun /yr的速率向热核位置的侵入（超过~ 20”），其强度足以克服恒星光度造成的辐射压力。热核区域的源结构很复杂，有一个膨胀的冷外部气体包层，位于外流和观测者之间，延伸超过0.32 pc。流出物是正面朝上的，中心远离热核。沿IRDC的H2O分布大致恒定，在更演化的物体中具有丰度峰…
2017-03-27 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
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
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
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
Early phases of star formation: testing chemical tools
本研究通过55个大质量年轻恒星天体的分子谱线观测，检验了HCN/HNC温度计和四种化学时钟的有效性，发现前者需谨慎使用，后者可区分不同演化阶段，并补充了统计样本。
2023-10-13 astro-ph.GA
ALOHA IRDCs Molecular Line Follow-up: I. Gas properties and kinematics
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马普射电天文研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；Space Engineering University（航天工程大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
本研究针对ALOHA IRDCs的56个团块，用射电望远镜观测推导气体性质，识别坍缩与激波信号，发现宁静化学物质与活跃气体共存，为大质量IRDC团块演化研究提供线索。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered massive and clustered stars formation by together H II regions G38.91-0.44 and G39.30-1.04
本文介绍了红外暗云（IRDC）G38.95-0.47及其邻近H Ⅱ区G38.91-0.44（N74）、G38.93-0.39（N75）和G39.30-1.04的射电连续谱、红外和CO分子观测。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜观测到12 COJ =1-0、13 COJ =1-0和C18 OJ =1-0谱线。一氧化碳（CO）分子观测可以确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联。为了选择与该区域相关的年轻恒星（YSO），我们使用了GLIMPSE I目录。13 CO J=1-0的发射呈现两个大的云团。与IRDC G38.95-0.47一致的团块呈三角形状，并且向H II区域G38.91-0.44和G39.30-1.04具有陡峭的积分强度梯度，表明这两个H II区域已扩展到IRDC。在IRDC G38.95-0.47中探测到了四个亚毫米波连续源。只有质量为117 Msun的G038.95-00.47-M1源有流出和流入运动，表明是一颗新形成的大质量恒星。我们在被G38.93-0.39压缩的团块中检测到一个新的准直流出。三个H Ⅱ区的年龄分别为6.1 × 10^5年、2.5 × 10^5年和9.0 × 10^5年。在IRDC G38.95-0.47中，几个I类YSO的显着增强表明存在一些最近形成的恒星。将这些H Ⅱ区的年龄与YSO（I类源和大质量G038.95-00.47-M1源）…
2013-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
