本文给出了在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上得到的W3巨磁物质J=3-2的~（12）CO、~（13）CO和~（18）O图。我们将这些观测结果与五所大学射电天文台CO J=1-0的数据相结合，产生了第一张GMC分子气体温度图，并最准确地确定了W3的质量分布。我们测量的激发温度在15-30 K的云的一部分为主的触发恒星形成（高密度层，HDL），而在云的其余部分，这是相对不受触发（低密度层，LDL），激发温度通常低于12 K。我们确定了HDL中的温度梯度，我们将其与嵌入的大质量恒星形成区域中的年龄序列相关联。我们测量到云的质量为4.4+/-0.4 x 10^5太阳质量，与之前的估计一致。现有的亚毫米连续数据被用来推导气体质量的分数在密集的团块作为云的位置的函数。我们解释为团块形成效率（CFE）的该分数在HDL中显著增强，这可能是由于触发。最后，我们测量了作为位置函数的三维均方根马赫数，并在HDL中找到了马赫数和CFE之间的关系。这种相关性被解释为来自新形成恒星的反馈，而三个主要恒星形成区之间的斜率变化被解释为另一种进化效应。我们的结论是，触发影响了W3 GMC的恒星形成过程，主要是通过创造额外的致密结构，可以崩溃成恒星。由于额外的湍流而导致的CFE变化的任何痕迹都被恒星形成过程本身的反馈效应所推翻。
英文摘要：
We present 12CO, 13CO and C18O J=3-2 maps of the W3 GMC made at the James Clerk Maxwell Telescope. We combine these observations with Five Colleges Radio Astronomy Observatory CO J=1-0 data to produce the first map of molecular-gas temperatures across a GMC and the most accurate determination of the mass distribution in W3 yet obtained. We measure excitation temperatures in the part of the cloud dominated by triggered star formation (the High Density Layer, HDL) of 15-30 K, while in the rest of the cloud, which is relatively unaffected by triggering (Low Density Layer, LDL), the excitation temperature is generally less than 12 K. We identify a temperature gradient in the HDL which we associate with an age sequence in the embedded massive star-forming regions. We measure the mass of the cloud to be 4.4+/-0.4 x 10^5 solar masses, in agreement with previous estimates. Existing sub-mm continuum data are used to derive the fraction of gas mass in dense clumps as a function of position in the cloud. This fraction, which we interpret as a Clump Formation Efficiency (CFE), is significantly enhanced across the HDL, probably due to the triggering. Finally, we measure the 3D rms Mach Number as a function of position and find a correlation between the Mach number and the CFE within the HDL only. This correlation is interpreted as due to feedback from the newly-formed stars and a change in its slope between the three main star-forming regions is construed as another evolutionary effect. We conclude that triggering has affected the star-formation process in the W3 GMC primarily by creating additional dense structures that can collapse into stars. Any traces of changes in CFE due to additional turbulence have since been overruled by the feedback effects of the star-forming process itself.
The Structure of Molecular Gas in PHANGS-ALMA Galaxies: Cloud Spacing, Two-Point Correlation and Stacked Intensity Profiles
Universität Bonn（波恩大学）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔加德天体物理研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与基本粒子物理中心）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；IRAP（天体物理学研究研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
Live Fast, Die Young: GMC lifetimes in the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们提出的第一个测量的宇宙学模拟中的巨型分子云（GMC）的寿命在$z = 0$，使用的LATTE套件的银河系质量的星系的FIRE-2模拟。我们跟踪GMC与总气体质量$\gtrsim 10^5$ M $_\odot$在高空间（$\sim1$ pc），质量（$7100$ M $_{\odot}$），和时间（1百万年）的分辨率。我们模拟的GMCs与银河系和邻近星系中大质量GMCs的质量分布是一致的。我们发现了$5-7$ Myr的GMC寿命，或者平均1-2次自由落体时间，只有不到2个$\%$的云寿命超过2000万年。我们发现GMC寿命随维里参数的增加而减小，随银河系中心半径的增加而微弱增加，这意味着环境影响GMC的演化周期。然而，我们的GMC寿命没有显示出对GMC质量或恒星形成量的系统依赖性。这些结果与文献中的推论基本一致，并提供了一个初步的调查，最终了解的物理过程，管理GMC寿命在宇宙学设置。
Highly turbulent gas on GMC-scales in NGC 3256, the nearest luminous infrared galaxy
我们提出了迄今为止获得的NGC 3256的最高分辨率CO（2-1）观测（0.25”），并利用它们来确定这次合并中心6 kpc的分子星际介质的详细性质。物理量的分布报告从像素的测量在55和120 pc的规模，并比较盘星系观察PHANGS ALMA。质量表面密度范围从8到5500 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$和速度分散从10到200 km s $^{-1}$。测量到的最高亮度温度高达37 K，表明NGC 3256中的气体可能比PHANGS-ALMA测量的附近盘星系中的所有区域都要热。在相同尺度下，亮温甚至超过了NGC 4038/9重叠区的亮温。大多数气体似乎是未结合的，中值维里参数为7至19，尽管外部压力可能会结合一些气体。高的内部湍流压力为10 $^{5}$至10 $^{10}$ K cm $^{-3}$被发现。鉴于缺乏显着的趋势，表面密度，亮度温度和速度色散与物理标度，我们认为分子气体是由一个光滑的介质下降到55 pc的规模，不像更结构化的介质中发现的PHANGS-ALMA盘星系。
WISDOM Project - XXVII. Giant molecular clouds of the lenticular galaxy NGC 1387: similarities with spiral galaxy clouds
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU-Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学系）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）；Cardiff Hub for Astrophysics Research & Technology, School of Physics & Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院天体物理学研究与技术枢纽）；Trottier Space Institute and Department of Physics（特罗蒂尔太空研究所和物理系）
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN). VI. Dense gas and mini-starbursts in the W43 giant molecular cloud complex
作为FUGIN项目的一部分，我们在盾板臂（$l\sim {30^\circ}$）的切线方向上对W 43巨分子云复合体进行了新的大尺度$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=$ 1- 0观测。由$^{12}$ CO示踪的低密度气体分布在150 pc $\times$ 100 pc（$l \times b$）以上，并具有大的速度弥散（20-30 km s $^{-1}$）。然而，C $^{18}$ O追踪到的致密气体位于W 43 GMC复合体中的W 43 Main、G30.5和W 43 South（G29.96-0.02）高质量恒星形成区，这些区域具有星团结构。我们发现至少有两个云的速度差$\sim$ 1 - 0 -20公里秒$^{-1}$，这两个很可能是物理上与这些高质量的恒星形成区的高$^{13}$ CO $J=$ 3-2，$J =$ 1-0的强度比和形态对应的红外尘埃排放的结果的基础上。这些云在W 43 Main、G30.5和W 43 South的速度分离太大，以至于每个云都无法被引力束缚。与W51和M17 GMC相比，W 43 GMC的致密气体具有高的局部柱密度，而整个GMC的“当前SFE”（$\sim 4\%$）较低。我们认为，超音速云-云碰撞假说可以解释W 43 GMC复合体中局部小爆发和致密气体形成的起源。
Chemical Variation in Molecular Cloud Cores in the Orion A Cloud
我们对猎户座A巨分子云（GMC）中CCS、HC 3N、DNC和HN 13 C的分子云核进行了观测，研究了它们的化学特征。我们首次在Orion A GMC中检测到CCS。在大约三分之一的观测核心中检测到CCS。CCS中探测到的核心不是局部的，而是广泛地分布在Orion A GMC上。核心的CCS峰强度在Orion A GMC的南部区域倾向于高。核心的HC3N峰强度在南部区域也倾向于高，而在Orion KL附近有HC3N强核心，这在CCS中没有看到。与猎户座KL相关的核心显示出宽的HC3N谱线轮廓，猎户座KL附近的恒星形成活动似乎增强了HC3N的发射。NH3与CCS的柱密度比在灯丝的中部附近较低，并且沿着Orion A GMC灯丝朝向北部和南部区域较高。这个比率可以追踪附近暗云核心的化学演化，但似乎受到猎户座A GMC核心气体温度的影响：NH3与CCS柱密度比低的核心往往具有更高的气体温度。DNC与HN 13 C的柱密度比值与暗云核的柱密度比值基本相似，但在猎户座KL附近由于气体温度较高而变得较低。
Low Star Formation Efficiency in M31: Evidence for a Deficit of Bound Gas
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics, National Sun Yat-Sen University（国立中山大学物理系）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（台湾师范大学天文与引力研究中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）
The lifecycle of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
它仍然是一个重大的挑战，推导出云尺度（$\lesssim100$ pc）恒星形成和反馈的理论，描述星系如何将气体转化为恒星作为星系环境的函数。由于缺乏对巨分子云（GMC）生命周期的强有力的经验约束，进展受到了阻碍。我们解决这个问题，通过系统地应用一种新的统计方法来测量的GMC生命周期，恒星形成的演化时间轴，并反馈到附近的9个盘星系的样本，观察作为PHANGS-ALMA调查的一部分。我们测量的空间分辨（$\sim100$ PC）CO-H $α$通量比，并找到一个普遍的去相关的分子气体和年轻恒星的GMC尺度，使我们能够量化的基本进化时间轴。GMC的寿命很短，通常为10-30百万年，并且在星系之间和星系内表现出环境变化。在kpc尺度的分子气体表面密度$Σ_{\rm H_2}\geqslant8$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，GMC寿命与星系动力学过程的时间尺度相关，而在$Σ_{\rm H_2}\leqslant8$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$ GMC从星系动力学解耦，并为内部动力学时间尺度而活。经过一个长时间的惰性阶段，没有大质量恒星形成的H $α$（云寿命的75-90%），一旦大质量恒星出现，GMC在1-5百万年内就会分散。这种扩散很可能是由于早期的恒星反馈，导致GMC达到4-10%的综合恒星形成效率。这些结果表明，星系恒星的形成是由云尺度的、依…
The ALMA view of GMCs in NGC 300: Physical Properties and Scaling Relations at 10 pc Resolution
我们利用阿塔卡马大毫米波阵对螺旋星系NGC 300内H Ⅱ区附近的几种分子气体复合体进行了$^{12}$ CO（2-1）观测。我们的观测达到了10 pc和1 km s $^{-1}$的分辨率，足以完全解决巨分子云（GMCs），是迄今为止获得的最高超出本地组。我们使用的CPROPS算法来识别和表征250 GMCs在观察到的区域。NGC 300中的GMC在定性和定量上与银河系盘中的GMC相似：它们显示出尺寸$R$和线宽$ΔV$（$ΔV \propto R^{0.48\pm0.05}$）之间的相同标度关系，似乎主要处于维里平衡，并且与具有恒定表面密度的$60$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$一致。GMC的质谱与螺旋星系（包括银河系）的内盘相似。我们的研究结果表明，全球星系的性质，如总恒星质量，形态和平均金属丰度可能不会发挥主要作用，在设置GMC属性，至少在磁盘上的恒星形成的主序星的星系。相反，GMC属性可能更强烈地受到局部环境因素的影响，如中平面盘压力。特别是，在NGC 300的内盘，我们发现这种压力是类似于在本地银河系，但明显低于在磁盘的M51，其中GMC的特点是系统的更高的表面密度和更高的系数的尺寸线宽关系。
