The Bolocam Galactic Plane Survey. XI. Temperatures and Substructure of Galactic Clumps Based on 350 micron Observations
我们提出了107张银河系分子团在350微米处的连续辐射图。观测源主要选自Bolocam银河平面巡天（BGPS）星表，还有3张额外的地图覆盖了外星系的恒星形成区。SHARC-II图像（8.5”光束）与BGPS（33”光束）的1.1 mm图像相比具有更高的分辨率，这使我们能够识别团块内大量较小的亚结构。提出了从350微米图中提取的1386个源的目录。基于两个波长的团块的色温分布具有13.3 K的中值和16.3 ± 0.4 K的平均值，假设不透明度定律指数为1.7。对于具有良好色温测定的结构，从NH3观测确定的气体温度与尘埃色温的平均比率为0.88，中值比率为0.76。大约一半的丛有两个以上的子结构和22丛有10个以上。在350微米处观察到的致密亚结构中的质量分数与其母体团块的质量相比约为0.19，这些亚结构的表面密度平均为在1.1 mm处鉴定的团块中观察到的表面密度的2.2倍。对于表征良好的样品，88个结构（31%）的表面密度超过0.2 g cm^（-2），18颗（6%）超过了理论家提出的大质量恒星形成的临界值1.0 g cm^（-2）。
2015-04-02 astro-ph.GA
The Processing of the Clumpy Molecular Gas in the Galactic Center and the Star-Formation
本文介绍了在银心中心~20 pc区域用绿岸100米望远镜（GBT）对CS 1-0进行的测绘观测，以及用亚毫米波阵列（SMA）对0.86mm尘埃连续辐射和几种温暖致密气体示踪物进行的157点镶嵌观测。前所未有的大视野和高角分辨率的SMA尘埃图像允许识别丰富的0.1-0.2 pc规模的致密气体团。我们发现，在银河系中心，I类甲醇脉泽与致密气体团有很好的关联。然而，在~0.1 pc尺度下，这些致密气体团簇仍然具有极大的线宽（FWHM~10-20 km/s）。简单的计算表明，已识别的团块可能是加压气体库，为1-10颗太阳质量的恒星的形成提供了燃料。这些气体团可能是ALMA解决银河系中心大质量恒星形成的最有希望的候选者。
2014-02-07 astro-ph.GA
Clump mass function at an early stage of molecular cloud evolution: II. Galactic cloud complexes
通过与不同作者从银河系云复合体的分子发射和尘埃连续谱图中得到的团块质量分布进行比较，对Donkov，Veltchev和Klessence开发的用于推导团块质量函数（ClMF）的统计方法进行了观测测试。结果表明，占主导地位的集团人口的引力有界性，考虑或不考虑其热能和磁能的贡献。ClMF可以由两个幂律函数的组合来表示，这两个幂律函数被大约10到100个太阳质量的特征质量分开。中等质量的ClMF的斜率很小，几乎是常数（-0.25 \gtrsim <$IM} \gtrsim -0.55），而高质量的ClMF部分则是由包含引力不稳定团块的模型拟合的，其斜率在更宽的范围内（-0.9 \gtrsim <$IM} \gtrsim -1.6），以恒星初始质量函数（<$HM} \gtreqless -1.3）为中心。
2013-04-23 astro-ph.GA
The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III
红色团块被发现沿着朝向银河系隆起的几条视线分裂成两个部分。这种分裂被检测到具有朝向区域（-3.5<l<l，b<-5）和（l，b）=（0，+5.2）的高显著性，即，沿凸出部短轴且偏离平面至少5度。较暗的（以下称为“主”）分量是更紧密地遵循膨胀红团的距离-经度关系的分量。主要分量比次要分量暗约0.5等，总体数量大致相等。对于距离平面较远的视线，亮度的差异会增加，并且在次要分量中发现的恒星比在主要分量中发现的恒星更多。这两个分量具有非常接近相等的（V-I）颜色。
2010-07-28 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia red clump sample: IV: the kinematic signature of the Galactic warp
利用从LAMOST和盖亚银河系巡天中选出的近14万颗红团簇星的样本，我们绘制了大体积银盘（6 $< R < 16$ kpc; $-20 <ϕ< 50^{\circ}$ ; $|Z| < 1$ kpc）的$X$- $Y$平面上的平均垂直速度$\overline{V_{z}}$。对于化学薄的圆盘，检测到$\overline{V_{z}}$随$R$增加的明显特征。然而，厚盘的特征并不显著，这与该盘组件的热性质一致。对于薄盘，翘曲签名显示在径向和方位角方向上的显着变化，在良好的协议与以前的结果的恒星计数。用一个简单的长寿命静态翘曲模型拟合$\overline{V_{z}}$的二维分布，得到该运动学翘曲的节点线角约为$12.5^{\circ}$，再次与以前的结果一致。
2020-07-14 astro-ph.GA
Candidate Hypervelocity Red Clump Stars in the Galactic Bulge Found Using the VVV and Gaia Surveys
我们提出了一种新的方法来寻找超高速恒星在银河系的隆起，通过使用红团（RC）巨人，这是很好的距离指标。第二次盖亚数据发布和来自Via Lactea（VVV）巡天中VISTA变星的近红外数据导致选择了34颗膨胀RC星的体积有限样本。在这一组合数据集中的搜索导致在银河系凸起中发现了七颗候选超高速红团星。在此基础上，我们估计超高速RC星从中央超大质量黑洞（SMBH）的总生产率为$N_{HVRC} = 3.26 \times 10^{-4} $年$^{-1}$。这开辟了在银河系隆起中使用未来的调查发现更大的超高速恒星样本的可能性，更接近它们的主要生产地点，如果它们起源于双星与中央SMBH的相互作用。
2019-12-04 astro-ph.GA
Physical Properties of Sub-galactic Clumps at 0.5 $\leq z \leq$ 1.5 in the UVUDF
本文利用哈勃望远镜WFC 3在F225 W、F275 W和F336 W波段的宽波段成像，在静止坐标系远紫外波段（FUV），在0.5 $\leq z \leq$ 1.5的哈勃超深场中对星团星系进行了研究。对1，404个星系的分析产生了209个星系，拥有403 kpc尺度的团块。这些宿主星系似乎是典型的恒星形成星系，平均每个星系有2个团块，最多可达8个团块。我们测量的光度团块，并确定质量，年龄和恒星形成率（SFR）利用SED拟合代码FAST。我们发现，团块作出的平均贡献为19%的总休息帧FUV流量的宿主星系。单独来看，团块对主星系SFR的贡献中位数为5%，对主星系质量的贡献平均为$\sim$ 4%，总的团块对主星系恒星质量的贡献范围从不到1%到93%不等。星系外围的团块通常比内部区域的团块更年轻，恒星形成率更高。这些结果与团块迁移理论相一致，在该理论中，团块通过富含气体的湍流盘中的剧烈引力不稳定性形成，最终向星系中心迁移，并合并成凸起。
2017-02-10 astro-ph.GA
Tidally disrupted dusty clumps as the origin of broad emission lines in active galactic nuclei
1型活动星系核显示出宽的发射谱线，被认为是由在超大质量黑洞引力势中运动的光电离气体引起的。然而，到目前为止，这种宽线区域气体的起源还没有得到解决。另一个组成部分是宽线区域之外的尘埃环面，可能是离散团块的集合，可以从某些视角隐藏该区域，并使它们在观测上看起来像2型物体。在这里，我们报告说，这些团块在尘埃升华半径内移动，就像在银河系中心发现的分子云G2一样，将被黑洞潮汐破坏，导致一些气体被束缚在较小的半径，而其他气体则被喷射并返回到环面。团簇满足被光电离的必要条件。潮汐扰动团块的特定动力学成分包括作为流入的螺旋气体、作为流出的循环气体和作为流出的喷出物。我们计算了这些云的各种发射线轮廓，发现它们与Palomar-Green类星体的H $β$轮廓基本一致。我们发现，不对称，形状和转移的配置文件强烈依赖于[O III]，光度，我们解释为代理的尘埃环面角。来自环面的潮汐破裂团块可能代表宽线区气体的来源。
2017-10-10 astro-ph.GA
Star formation scales and efficiency in Galactic spiral arms
我们的位置相匹配的红外线选择的年轻恒星物体（YSO）的样本，通过结合斯皮策GLIMPSE，WISE和赫歇尔空间天文台Hi-GAL调查确定，在毫米连续的Bolocam银河系平面调查中确定的密集团块在两个银河系的视线集中在l = 30度和l = 40度。我们计算了各种银河系环境中红外发光度L_IR与团块质量M_clump的比率，发现当在千秒差距尺度上平均时，与臂间区域相比，螺旋臂中的红外发光度L_IR与团块质量M_clump的比率有所增强。我们没有发现令人信服的证据表明这些变化是由于螺旋臂对恒星形成效率的机械影响，而不是，例如，恒星形成速率的不同梯度，这是由于恒星形成的不均匀或间歇性，或者由于源样本小而没有平均化的局部变化。L_IR/M_clump的最大变化出现在单个的丛值中，这些丛值遵循对数正态分布，并且具有超过三个数量级的范围。这种扩展是固有的，因为L_IR/M_clump与M_clump之间没有相关性，臂和臂间样品中的源亮度分布没有差异，L_IR与M_clump之间存在很强的线性相关。
2015-06-15 astro-ph.GA
The role of gas fraction and feedback in the stability and evolution of galactic discs: implications for cosmological galaxy formation models
高红移的恒星形成星系通常具有不规则的形态，{ \it巨块}包含高达$10^{8-9}$太阳质量的气体和恒星。巨团块的起源和演化在理论和观测上都有争议。在大多数宇宙学模拟中，高红移星系有规则的螺旋结构或短暂的团块，与许多理想化的高红移圆盘模型相矛盾。在这里，我们测试这种差异是否可以解释的低气体分数的星系在宇宙学模拟。我们提出了一系列不同气体分数的模拟，从25\%，典型的星系在大多数宇宙学模拟，到50\%，典型的观察星系在1.5 < z < 3。我们发现，气体贫乏的模型有短暂的团块，这是未绑定的，大部分被星系剪切破坏，即使有微弱的恒星反馈。相比之下，富含气体的模型即使有增强的恒星反馈，也会形成长寿的团块。这表明气体质量分数是驱动剧烈盘不稳定性和巨大团块演化的主要物理参数，在$\sim$ 10 $^8$ ~yr时间尺度上，恒星反馈校准的影响较小。许多星系形成的宇宙学模拟都有相对缺乏气体的星系盘，这可以解释为什么在这些模型中巨大的团块不存在或寿命很短。类似的重子和暗物质质量分布可以产生在$z\sim2$长寿命的团块星系，如果气体分数与观测结果更好地吻合。
2021-05-20 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
A mean density of $112\, M_{\odot}\,\rm pc^{-3}$ for Central Molecular Zone clumps -- Evidences for shear-enabled pressure equilibrium in the Galactic Center
利用APEX望远镜大面积巡天星系巡天870 $μ$ m的数据，对银河系中央分子区（CMZ）气体的密度结构进行了系统的研究。我们发现，团块遵循$m = ρ_0 r^3$的缩放，其对应于$n_{\rm H_2} = 1.6 \times 10^3\,\rm cm^{-3}$（$ρ_0 =112\;M_{\odot}\;\rm pc^{-3}$）的特征密度，其变化为$\approx 0.5\,\rm dex$，其中我们假设气尘质量比为100。这种特征密度可以解释为分子气体与周围温暖的星际介质之间的热压平衡的结果。这种平衡是可以建立的，因为剪切力的强度与自重的强度大致相同。我们的研究结果可以解释这样一个事实，即与银河系盘的其他部分相比，CMZ中的恒星形成效率非常低。我们还确定了人口的团块，其密度是两个数量级更高的附近的Sgr B2区域，我们建议产生的碰撞之间的密度较低的团块。对于这些碰撞的发生，压缩潮汐等过程可能通过将团块聚集在一起创造了适当的条件。
2020-06-12 astro-ph.GA
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
Distribution of red clump stars does not support the X-shaped Galactic bulge
上下文X形银河系隆起的说法是基于这样的假设，即在某些穿过平面外隆起的视线中，红色团块星是标准烛光。然而，一些人怀疑沿着视线的两个恒星计数峰值是否真的代表了密度分布的双峰，或者所有这些恒星都有一个唯一的恒定绝对星等的假设是否有问题。目标。随着Gaia-DR 2望远镜与近红外VISTA-VVV数据的结合，我们能够检查哪些假设是正确的。方法.我们计算了对应于七条视线中假定的红色团块的两个峰值的绝对星等中值$M_K$，这些红色团块在感兴趣的坐标范围内具有最低的消光。结果亮峰和暗峰的绝对星等之差为$ΔM_K\approx 0.4$。两个峰中的选定恒星不能用相同的具有恒定$M_K\approx -1.6$的红团巨星来表示。结论.隆起包含X形的假设是基于这样的假设，即朝向隆起的密度分布的暗峰和亮峰主要是标准的红团星。然而，我们表明，这两个微弱的和明亮的峰值不能同时由标准的红团簇星为主。
2019-05-31 astro-ph.GA
ALPACA: A New Semi-Analytic Model for Metal Absorption Lines Emerging from Clumpy Galactic Environments
提出半解析模型ALPACA，模拟团块星系环境中的金属吸收线，联合拟合观测数据，揭示低体积填充因子与快速外流特征，并指出Sobolev近似的局限性。
2023-06-19 astro-ph.GA
Synthetic observations of dust emission and polarisation of Galactic cold clumps
银河系冷团块的普朗克目录（PGCC）包含了超过13000个根据冷尘埃特征探测到的来源。它们被认为是由静止的、恒星形成前的和已经形成恒星的物体组成。我们从云模拟中提取了PGCC型物体，并研究了它们的物理和偏振特性。通过与PGCC星表的比较，可以进一步验证PGCC星表的性质，为星际介质的数值模拟提供有价值的检验。我们使用了几个MHD快照来定义我们模型的密度场。通过辐射转移计算获得了表面亮度和偏振的亚毫米图像。我们研究了合成冷团目录的统计数据，并研究了团极化分数p的变化。合成目录中的团大小，纵横比和温度与PGCC相似。通量和柱密度小了几倍。这不是因为尘埃不透明度增加，而是因为模型的平均气柱密度增加了2 ~ 3倍，接近N（H2）= 10^22 cm-2。当视线平行于平均磁场时，极化分数倾向于向团块中心增加，与观测相反。当场垂直时，极化分数倾向于朝向团块减小，但是$p$的下降很小（例如，从p~8%到p~7%）。磁场几何形状使模拟团块中的极化分数平均仅降低Δp~1%。朝向实际PGCC团块看到的较大下降表明致密介质中的晶粒排列的一些损失，例如由辐射扭矩机制预测的。统计研究无法量化PGCC团块尺度上的粉尘不透明度变化。
2019-08-09 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds I: the impact of gas fraction evolution on the stability of galactic discs
在红移~1-3的富气盘状星系的形态主要是由几个大质量的团块。这些团块的形成或聚集过程，以及它们与当代螺旋星系中分子云的关系，仍然是未知的。利用孤立盘星系的模拟，我们研究了如何改变气体分数时的星际介质的结构和光盘的稳定性制度的变化。在所有星系中，恒星成分是不稳定性的主要驱动力。然而，分子气体在富气体情况下的团簇间介质中起着不可忽视的作用，因此在大质量团簇的组装中起着不可忽视的作用。在尺度小于几个100 pc，托姆类盘不稳定性被另一个政权所取代，特别是在富含气体的星系。我们发现，在低气体分数（10%）的星系站在远离光盘更多的气体，所有共享类似的属性几乎所有我们探索的方面。对于气体分数低于约20%，集团规模的制度的不稳定性消失，只留下大规模的磁盘驱动制度。当将气体分数的变化转化为星系的宇宙演化时，这种转变标志着盘星系的cloudite阶段的结束，并允许开始出现螺旋结构，就像在本地宇宙中常见的那样。
2021-09-13 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey. XIV. Physical Properties of Massive Starless and Star Forming Clumps
我们排序$4683$分子云之间的$10^\circ< \ell <65^\circ$从Bolocam银河平面调查的基础上观测诊断的恒星形成活动：紧凑的$70$ $μ{\rm m}$源，中红外颜色选择的YSO，${\rm H_2O}$和${\rm CH_3OH}$脉泽，和UCHII地区。我们还提出了一个综合的${\rm NH_3}$派生的气体动力学温度和${\rm H_2O}$脉泽目录$1788$团块从我们自己的GBT 100米的观测和文献。我们确定了一个子样本的$2223$（$47.5\%$）无星丛候选人，最大和最强大的样本确定从盲法调查。当按恒星形成指标排序时，通量密度、通量浓度、立体角、动力学温度、柱密度、半径和质量的分布显示出强烈的（$>1$ dex）进展。中位无星团块候选者在边缘上是亚维里的（$α\sim 0.7$），已知距离的团块的$>75\%$是引力束缚的（$α< 2$）。这些样本显示，从无恒星候选者到与原恒星相关的团块，$ΔM \sim 170-370$ M $_\odot$的中位团块质量在统计学上显著增加。这种趋势可能是由于（i）质量增长的团块在$\dot{M}\sim200-440$ Msun Myr $^{-1}$的平均自由落体$0.8$ Myr时间尺度，（ii）一个系统的因素，两个增加的尘埃不透明度从无星到原恒星阶段，（iii）和/或变化的比例无星到原恒星团块…
2015-11-27 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
ATLASGAL --- properties of a complete sample of Galactic clumps
摘要：ATLASGAL是对银河系内部平面的无偏870微米亚毫米测量。它提供了银河系中所有大质量致密团块（>1000 Msun）的大规模和系统性清单，并包括高质量恒星形成的所有嵌入阶段的代表性样本。在这里，我们提出了第一次详细的普查的属性（速度，距离，光度和质量）和空间分布的一个完整的样本~8000密集的团块位于银河系盘。我们得到高度可靠的速度和距离~97%的样本，并使用中红外和远红外的调查数据来开发一个进化的分类方案，我们适用于整个样本。比较进化的子样本揭示了增加尘埃温度，亮度和线宽作为进化的函数的趋势，这表明嵌入式原星团的反馈对它们的出生团块的结构和动力学产生了重大影响。我们发现88%的已经在某种程度上与恒星形成有关。我们还发现，团块质量是独立的演变表明团块的形式与他们的大部分质量在原位。我们估计，质量约为1000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为5 x 10^4年，质量>10000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为1 x 10^4年。我们发现与大质量恒星和峰值柱密度相关的团块的分数之间有很强的相关性。在低柱密度时，这一比例最初很小，但当柱密度超过10^{23} cm^{-2}时，这一比例可达100%;柱密度高于此值的团块都与大质量恒星的形成有关。所有的证据都与恒星形成的动力学观点一致，其中团块形成迅速，最初非常不稳定，因此恒星形成迅速。
2017-09-05 astro-ph.GA
Spiral arms, warping, and clumps formation in the Galactic center young stellar disk
银河系银河系的中心有一个巨大的黑洞（BH），由年轻和年老的恒星组成。很大一部分最年轻的恒星（$\sim4-7$ Myr）居住在一个薄的恒星盘中，具有令人费解的性质;盘似乎是弯曲的，显示出不对称性，并包含一个或多个星团结构（例如IRS 13）。解释聚集的模型援引了$10^{3}-10^{4}$ M $_{\odot}$的中等质量BH的存在，但没有发现这样一个BH的运动学证据。在这里，我们使用扩展的$N$体模拟和混合自洽场方法模型来表明，自然形成的宿主核星团的剩余时间非球面性引起盘上的扭矩，这导致其方向随时间的变化，以及单螺旋臂（$m=1$模式）结构的反复形成和溶解。方向的改变导致了盘的类似拍打的行为，并导致了翘曲盘结构的形成。旋臂可以解释盘中的超密度（聚集）及其观察到的不对称性，而不需要调用中间质量BH的存在。旋臂对整个盘的演化也很重要，可以用来限制核星团的结构和组成。
2018-01-31 astro-ph.GA
GASTON: Galactic Star Formation with NIKA2. Evidence for the mass growth of star-forming clumps
确定大质量恒星形成的机制对于我们理解星系的能量收支和化学演化至关重要。通过使用射电天文学研究所（IRAM）30米望远镜上的新IRAM KIDS阵列2（NIKA 2）相机，我们对银河平面的一部分进行了高灵敏度和大规模的测绘，以寻找高质量和低质量恒星形成模式之间的过渡特征。在这里，我们提出的第一个结果，从银河系恒星形成与NIKA 2（加斯顿）项目，一个大型计划在IRAM 30米望远镜，这是映射$\approx$ 2度$^2$的内银河平面（GP），集中在$\ell$ =23.9 $^\circ$，$b$ =0.05 $^\circ$，以及目标在金牛座和蛇夫座在1.15和2.00毫米连续波段。在本文中，我们介绍了第一个GASTON GP数据，并提出了初步的科学结果。我们进行提取的结构，从1.15毫米的地图使用树状图分析，并通过比较紧凑的源目录从赫歇尔调查数据，我们确定了人口的321个以前未检测到的团块。大约80%的这些新的团块是70 $μ$ m-安静的，可以被认为是无星的候选者。我们发现，平均而言，这些新的团块比已经确定的团块质量更小，温度更低。此外，通过分类的完整样本的团块的基础上，他们的红外明亮的分数-一个指标的演化阶段-我们发现证据的团块质量增长，支持模型的团块喂养高质量的恒星形成。
2021-02-16 astro-ph.GA
Non-Parametric Density Reconstruction of the Galactic Bulge Area using Red Clump Stars in the VVV Survey
本文利用VVV巡天数据，通过基于最大熵正则化的非参数方法重建银河系核球三维密度分布，证实其盒状/花生状/X形结构，并发现核球前后延伸约3 kpc的旋臂结构。
2020-09-13 astro-ph.GA
A spectroscopic survey of faint, high-galactic latitude red clump stars. II. The medium resolution sample
目标。我们的调查的目标是提供准确的和多历元的径向速度，大气参数（Teff，log g和[M/H]），距离和空间速度的微弱的红团星。方法.我们记录了高信噪比（S/N >= 200）光谱的红团星，在4750-5950昂的范围内，在一个解决方案的权力5500。目标星分布在天球赤道的大圆上。径向速度是通过与IAU径向速度标准的互相关获得的。大气参数是通过与合成光谱库进行卡方拟合而得到的。大量的RC星从其他调查重新观察，以检查我们的结果的一致性。结果总共观测到245颗红丛星（其中60颗的第二个历元观测时间间隔约3个月），结果显示在输出星表中。它们中没有一个已经出现在其他对红丛星的调查中。除了来自外部来源的天体测量和测光支持数据外，该目录还提供径向速度（精度sigma（RV）=1.3 km/s），大气参数（sigma（Teff）=88 K，sigma（log g）=0.38 dex和sigma（[M/H]）=0.17 dex），分光光度距离，（X，Y，Z）银河系中心位置和（U，V，W）空间速度。
2010-12-24 astro-ph.GA
The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spectroscopic survey of faint, high-Galactic-latitude red clump stars. I. The high resolution sample
内容：它们的高内在亮度和绝对星等的小色散使红团（RC）星成为银河系结构和运动学的主要示踪剂。目的：我们的目标是获得准确的，多历元径向速度和大气参数（Teff，log g，[M/H]，Vrot sin i）的一个大样本的精心挑选的RC星，比那些存在于其他光谱调查和位于一个伟大的圆在银河系高纬度。方法：利用Asiago Echelle摄谱仪获取高信噪比、高分辨率的程序星数据。径向速度通过应用互相关和大气参数通过卡方拟合合成光谱库获得。通过用同样的仪器重新观测大量的标准恒星进行了广泛的测试，这些恒星取自文献中的各种来源。在这些测试中，我们发现，绝对第谷VT等本地红团星是不依赖于金属丰度。结果如下：总共有277颗红丛星（其中101颗为第二历元观测）的扩展太阳邻域和55颗校准星进行了观测，并将其列入输出星表，其中包括（除了从文献中获得的相关支持天体测量和光度测量数据外）我们调查的主要结果：多历元径向速度（sigma（RV）=< 0.4 km/s），精确的大气参数（sigma（Teff）=68 K，sigma（log g）=0.11 dex，sigma（[M/H]）=0.10 dex，sigma（Vrot sin i）=1.1 km/sec），距离和空间速度（U，V，W）。
2010-07-01 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. IV. Molecular Clump Radiative Transfer, Mass Distributions, Kinematics, and Dynamical Evolution
我们将$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O数据作为CHaMP项目的下一个主要版本，这是$l$ = 280 $^{\circ}$ -300 $^{\circ}$中银河系分子云的无偏样本。从辐射转移分析，我们自洽地计算了$\sim$ 300质量块的光学深度、激发温度和柱密度的3D立方体，并更新了Barnes等人（2015）的$I_{\rm CO}$依赖的CO $\rightarrow$ H $_2$转换定律。对于$N$ $\propto$ $I^p$，我们发现$p$ = 1.92 $\pm$ 0.05的速度分辨转换律聚集在所有的团块。一个实用的积分转换定律是$N_{\rm CO}$ =（4.0 $\pm$ 0.3）$\times$ 10 $^{19}$ m $^{-2}$ $I_{\rm CO}^{1.27\pm0.02}$，证实了银河系云的总分子质量比标准的$X$因子高出2 $\times$。我们使用这些法律比较运动学的块内部与他们的前景$^{12}$ CO信封，并找到证据表明，大多数团块是动态不均匀的：不规则的部分似乎是缓慢地附着到内部，或分散。我们计算的空间分辨质量吸积/扩散率在所有的团块，并映射本地流的时间尺度。虽然这些流量与团块结构没有明确的相关性，但推断的吸积率是局部质量表面密度$Σ$的统计强函数，表明在有效时间尺度$\sim$ 30-50百万…
2018-06-01 astro-ph.GA
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
Mapping the Three-Dimensional Density of the Galactic Bulge with VVV Red Clump Stars
银河系内部主要是一个四方形的三轴凸起，据信是通过盘不稳定过程形成的。尽管它很接近，但由于我们在模糊的银河系圆盘中的位置，它的大尺度特性仍然不是很清楚。在这里，我们使用VVV巡天DR 1中确定的红团巨星对银河系凸起的三维密度分布进行测量。我们的密度图覆盖了凸起/酒吧的内部（2.2x1.4x1.1）kpc。视线密度分布估计消光和完整性校正的K波段震级分布的反卷积。在构造我们的测量时，我们假设三维的凸起是8重镜像三轴对称的。在这样做的时候，我们测量的角度的酒吧凸起的视线是（27+-2）度，其中的主要误差是系统的反卷积过程的细节所产生的。由此产生的密度分布显示出一个高度拉长的棒，投影轴比约为（1：2.1），等照度线沿长轴达到约2kpc。沿着棒轴，密度大致呈指数下降，轴比（10：6.3：2.6）和指数尺度长度（0.70：0.44：0.18）kpc。从银道面上方约400秒差距开始，球的密度分布呈现出明显的X型结构。总的来说，银河系隆起的密度分布是棒星系内一个强烈的四方形/花生形隆起的特征。
2013-08-02 astro-ph.GA
Polarization fraction of Planck Galactic cold clumps and forecasts for the Simons Observatory
本研究测量了Planck银河系冷团块样本的353 GHz偏振分数，分析了其与团块物理性质的关联，并预测Simons Observatory将大幅提升冷团块偏振探测数量，同时发布了相关掩模软件。
2023-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant Star Forming Complexes in High-z Main Sequence Galaxy Analogues: The Internal Structure of Clumps in DYNAMO Galaxies
为了间接地研究在$z \sim 1-3$主序星星系的巨大团块的内部结构，我们的目标是非常动荡和丰富的气体的本地类似物从Hubble太空望远镜的样品，在波长范围为$\sim 200-480$ nm。我们提出了一个包含58个团簇的星表，这些团簇是在六个星系中发现的，包括WFC 3/UVIS F225 W、F336 W和F467 M测光系统，其中（$225-336$）和（$336-467$）色分别对消光和恒星星族年龄敏感。我们测量团块本身的内部颜色梯度，以研究它们的年龄和消光特性。我们发现一个显着的颜色趋势，在个别团块，其中解决的颜色分布显示，团块一般有蓝色（$336-467$）的颜色（表示非常年轻的年龄）在其中心比在其边缘，在（$225-336$）颜色与灭绝的变化很小。此外，我们发现，团块的颜色表明他们是老的，优先位于靠近他们的星系的中心，我们没有发现年轻的团块在小银河系中心的距离。这两个结果都与高红移恒星形成系统的模拟一致，这些系统显示团块通过剧烈的盘不稳定性形成，并通过动态过程迁移到星系中心，在几个亿年的时间尺度上促进凸起的增长，同时在它们的中心不断形成恒星。当我们比较这些模拟中的C3 O团块时，我们发现与长寿命团块的最佳一致性。
2021-07-02 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey IV: 1.1 and 0.35 mm Dust Continuum Emission in the Galactic Center Region
分析了包含银河系中心的银河系平面六平方度区域的Bolocam银河系平面巡天（BGPS）数据，并与红外和无线电连续数据进行了比较。BGPS的1.1毫米发射由一个网络的周围的空腔，其中一些是充满了弥漫的近红外发射表明存在温暖的尘埃或无线电连续特性的HII地区或超新星遗迹周围的暗丝互连的团块。给出了两个最亮区域Sgr A和B的新的350 μm环境图像。Sgr B2是中央分子带中最明亮的毫米发射团，可能是银河系中最接近超级星团的类似物。中央分子区（CMZ）包含银河系中最高浓度的毫米和亚毫米发射致密团块。在斯皮策太空望远镜观测到的3.6至24 μm背景下，大多数1.1 mm的正向散射特征都是以剪影的形式出现的。然而，在吸收中只看到了几个负经度的团块，证实了CMZ中的正经度团块倾向于位于银河系中心的近侧的假设，这与我们银河系中央棒的怀疑方向一致。在8 μm的辐射中可以看到一些1.1 mm的云面，可能是由于多环芳烃（PAHs）。一个直径约为0.2 \degree（约30 pc）的空腔和介于1 \approx 0.0 \degree和0.2 \degree之间的红外泡围绕着拱和五重团簇以及Sgr A。气泡包含几个cluerous尘埃丝，指向Sgr A \ast，其潜在的作用，在他们的形成进行了探讨。[摘要截短]
2010-11-03 astro-ph.GA
Magnetic field draping around clumpy high-velocity clouds in galactic halo
针对传统高速云研究采用均匀密度初始条件的不足，通过三维磁流体动力学模拟研究团块状高速云演化，揭示密度结构、磁场、冷却效率的影响，为解释相关观测特征提供依据。
2023-05-01 astro-ph.GA
Galactic Star Formation with NIKA2 (GASTON): Evidence of mass accretion onto dense clumps
大质量恒星（$m_* \gtrsim 8 \, M_\odot$）在星系的演化中扮演着至关重要的角色，因此我们必须了解它们是如何形成的。我们使用射电天文学研究所（IRAM）30 m望远镜上的New IRAM KIDS Array 2（NIKA 2）相机对银河平面（GP）的$\sim2$ deg $^2$进行了高灵敏度连续映射，作为NIKA 2（GASTON）大计划银河恒星形成的一部分。我们已经确定了我们的深1.15毫米的连续谱图，并通过使用重叠的连续谱，分子线，和脉泽视差数据，共1467块，我们已经确定了它们的距离和物理性质。通过将它们放置在一个近似的进化序列的基础上8 $μ$ m $\textit{Spitzer}$成像，我们发现的证据表明，最大规模的致密团块增生材料从周围环境中的早期演化过程中，在分散的恒星形成的进步，支持团块喂养模型的高质量恒星形成。
2021-12-10 astro-ph.GA
Three dimensional projection effects on chemistry in a Planck galactic cold clump
分子线发射峰与连续谱峰的偏移是很常见的，但往往难以用单一的球形云化学模型来解释。我们建议，一个不规则的三维（3D）云结构的空间投影效果可以是一个解决方案。这项工作表明，这一想法可以成功地应用于普朗克冷团G224.4-0.6，通过近似它与四个单独的球对称云核，其化学模式相互重叠，以产生可观察的线图。根据该团块的观测数据和气体颗粒化学模型推断的经验物理结构，这四个岩心可以满意地再现其850 $μ$ m连续图和CCS的不同峰值偏移。在化学年龄约为$8\times 10^5\sim 3\times 10^6$ yrs时，HC $_3$ N和N $_2$ H $^+$同时存在。其他分子云中的化学物质。
2020-01-28 astro-ph.GA
The Milky Way without X: An alternative interpretation of the double red clump in the Galactic bulge
在银河系核球的高纬区域出现的两个红团（RC）被解释为一个X形结构起源于棒不稳定性的证据。然而，在这里，我们表明，这种双RC现象更有可能是另一种表现形式的多个人口中观察到的球状星团（GC）中的金属丰富的制度。与Terzan 5一样，在银河系经典球区的氦增强的第二代恒星（G2）被放置在明亮的RC上，比第一代恒星（G1）产生的正常RC亮约0.5等，产生了观测到的双RC。在一个复合的凸起，一个经典的凸起可以与一个四方形的伪凸起共存，我们的模型也可以重现关键的意见，如依赖的双RC功能的金属丰度和银河系的纬度和经度。如果盖亚三角视差距离证实了这一点，这将表明银河系棒没有足够的弯曲来形成凸起中的X形结构，并表明早期类型的星系将同样被超富氦的亚群所占据。
2015-08-24 astro-ph.GA
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
Star formation in Galactic spiral arms and the inter-arm regions
通过银道面l = 37.83度和l = 42.50度之间的视线允许将银河环巡天分子云分成落入旋臂和位于旋臂间区域的分子云。通过将这些云的位置和速度与Bolocam银河平面调查在mm连续体中检测到的密集团块相匹配，我们能够寻找团块形成效率（CFE）的变化，团块与云质量的比率，与银河系环境。我们没有发现任何证据表明，沿这条视线的臂间和螺旋臂区域之间的CFE有任何差异。这进一步证明，在银河系中心区域之外，银河系的大尺度结构在改变分子云内致密的、潜在的恒星形成结构方面几乎没有发挥作用。
2013-02-12 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
Galactic cold cores IX. Column density structures and radiative transfer modelling
银河系冷核（GCC）项目已经对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克在那里探测到了冷尘埃发射的致密源。我们的目标是描述团块及其母云的结构。我们还研究的准确性，可以确定从亚毫米数据的密集团块的结构。我们使用标准的统计方法来验证GCC字段。团块提取使用列密度阈值，我们为每个字段构建一个三维辐射转移（RT）模型。这些被用来估计相对辐射场强度，团块的稳定性，和柱密度估计的不确定性。我们研究的径向柱密度分布的团块。在海湾合作委员会领域，结构噪声遵循以前建立的关系在更大的规模。分形维数对柱密度没有显著的依赖性，D = 1.25 +-0.07的值仅略低于典型分子云。柱密度PDF表现出很大的变化，例如在外部压缩云的情况下。在尺度r>0.1秒差距时，云的径向柱密度分布遵循N~r^{-1}的平均关系。尽管团簇形态变化很大，但在r~0.1 pc以下，团簇往往遵循类似的N~r^{-1}关系。RT计算表明局部辐射场强度的变化仅为2.5倍。在A_V > 5 mag的区域，引力束缚的团块比例显著增加，但大多数束缚物体似乎是压力限制的。GCC宿主云具有与一般分子云相似的统计特性。重力稳定性，峰值柱密度和团块方向连接到云背景，而大多数其他统计数据（例如D和径向轮廓）对环境不敏感。
2018-01-15 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
Local stellar kinematics from RAVE data- V. Kinematic investigation of the Galaxy with red clump stars
我们研究了6610颗红团（RC）星的空间速度分量的垂直距离，银心径向距离和银河经度。恒星的速度矢量进行了校正的银河系的差分旋转，这是考虑到使用测光距离的RC星。估计的样本星的空间速度分量的银河平面以上和以下是兼容的，只有在方向上的薄盘星的银河系旋转的空间速度分量。银河系自转方向的空间速度分量（V）相对于平均银心径向距离（Rm）表现出平滑的变化，而在银道面处达到最大值。银河系中心（U）和垂直方向（W）的空间速度分量相对于Rm呈现出几乎平坦的分布，在Rm=7.5 kpc时，它们的趋势变化很小。在象限180<l<=270中的RC星的U值比象限0<l<=90和270<l<=360中的大。空间速度弥散的平滑分布揭示了薄盘和厚盘是银河系运动学上连续的组成部分。根据在0<l<=90和270<l<=360象限中相对于太阳向内的W空间速度分量的估计，我们表明，在银河系平面上方的RC星向银河系北极移动，而在银河系平面下方的RC星向相反的方向移动。在象限180<l<=270的情况下，它们的行为是不同的，即在银道面上方和下方的RC星都向银道面移动。我们指出，银河系的长棒可能是许多但不是所有探测到的特征的起源。
2014-01-12 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. VI: An evidence for the long lived non-steady warp of non-gravitational scenarios
结合LAMOST DR 4和Gaia DR 2普通红团簇星的年龄和自行，我们用一个简单的模型分析了不依赖于任何假设的恒星翘曲幅度的演化。不同星族的最大翘曲盘高度随银心距的增大而增大，并与年龄有关：年轻恒星星族的翘曲特征比老星族强，翘曲振幅$γ({\rm age})$随年龄减小，其一阶导数$\dotγ ({\rm age})$不等于零.节点线方位角$ϕ_w$稳定在$-$ 5 °，没有明显的时间演化，这很好地证实了前人的一些工作。所有这些自洽的证据都支持我们的银河系弯曲应该是一个长期存在的，但非稳定的结构，而不是一个短暂的，这是支持弯曲是起源于气体落入磁盘或其他假设，认为弯曲主要影响到气体，因此年轻的人口跟踪气体比老的更强。换句话说，银河系翘曲是由盘模型上的非引力相互作用引起的。
2020-05-14 astro-ph.GA
On the Diagnostic Power of FIR/Sub-mm SED Fitting in Massive Galactic Molecular Clumps
我们使用来自赫歇尔和阿塔卡马探路者实验（APEX）的FIR和亚毫米连续数据，将逐像素修改后的普朗克SED与高质量和中等质量原恒星普查（CHaMP）（$280^{\circ}<\ell<300^{\circ}$，$-4^{\circ}<b<+2^{\circ}$）中的星前和原恒星团块拟合。我们目前的尘埃温度（$T_{\text{d}}$）和H $_2$柱密度（\ncol）的分子团在船底座星云复合体（区域9至11），周围的RCW 64（区域26）的地图。我们比较了CO和H $_2$的柱密度，以绘制它们对应的区域变化，并推导出CO丰度图。我们发现CO丰度在每个区域变化一个数量级或更多，平均每H $_2$几个$\times$ 10 $^{-5}$ CO，并且每个团块的CO丰度分布在形式和大小上与环境条件相关，特别是$T_{\text{d}}$。这表明，即使在单个分子云内，单个CO丰度也不足以从$N_{\text{CO}}$转化为\ncol。我们还发现，$L/M$痕迹$T_{\text{d}}$几乎完全，因此不是一个独立的恒星形成的示踪剂，但在$T_{\text{d}}$的最小值几乎普遍符合最大值在\ncol，这意味着冷却和密度增强必须在星前团块演化的同时步骤。最后，基于团尺度（1-5 pc）和云尺度（$\gtrsim10$ pc）样本的广义直方图N-PDF，我们只能得到团的$\sim10\…
2018-10-17 astro-ph.GA
The nature of giant clumps in distant galaxies probed by the anatomy of the Cosmic Snake
巨大的恒星团在高红移星系中无处不在。它们被认为在星系凸起的形成和星系盘中恒星形成反馈的诊断中起着重要作用。哈勃太空望远镜（HST）的空白场成像测量估计，这些团块的质量高达10 $^{9.5}$ M $_{\odot}$，线性尺寸大于~1 kpc。近年来，引力透镜也被用来获得更高的空间分辨率。然而，最近的透镜观测和模型都表明，标准成像技术的有限分辨率可能会高估团块的性质。然而，这种观察偏差的确切证据仍然缺失。在这里，我们直接调查的效果，通过分析多个引力透镜图像的同一星系在不同的空间分辨率，下降到30 pc的分辨率上的集群属性。我们发现，通常在高红移星系中以$\sim$ 1 kpc分辨率观测到的巨团块的典型质量和大小被系统地高估了。高空间分辨率的数据，只有通过强大的引力透镜使用现有的设施，支持较小规模的星系气体盘碎片通过引力不稳定性形成的团块。
2017-11-10 astro-ph.GA
Searching for Inflow Towards Massive Starless Clump Candidates Identified in the Bolocam Galactic Plane Survey
最近的银河平面调查尘埃连续发射的长波长已经确定了人口密集，大规模的团块没有证据表明正在进行的恒星形成。这些巨大的无星星团候选者是在大质量恒星形成的反馈影响星团之前寻找大质量恒星形成的初始阶段的绝佳场所。在这项研究中，我们寻找流向无星团块的气体的光谱特征，其中一些质量足以形成大质量恒星。我们使用亚利桑那州射电天文台12米望远镜，在HCO+ J = 1-0观测了Bolocam银道巡天（BGPS）中发现的101个无星团候选者。我们发现对于整个调查，E =（Nblue-Nred）/Ntotal = 0.03的小的蓝色过量。我们确定了6块是流入运动的良好候选者，并使用辐射转移模型计算质量流入率，范围从500 - 2000 M /百万年。如果观察到的线轮廓确实是由于大规模的流入运动，那么这些团块通常会在自由降落时使其质量加倍。我们的调查发现，在我们的银河系中，具有HCO+ J = 1-0流入签名的大规模BGPS无星团块候选者是罕见的。
2018-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
WISE J044232.92+322734.9: A star-forming galaxy at redshift 1.1 seen through a Galactic dust clump?
物理上不相关的背景或前景物体看到对亚毫米源是潜在的污染物的年轻恒星物体嵌入在银河系尘埃团和多波长对应的亚毫米星系（SMG）的研究。我们利用来自宽视场红外巡天探测器（WISE）的近红外和中红外数据以及普朗克卫星的亚毫米数据，发现了一个源，即WISE J044232.92+322734.9，其WISE红外颜色表明它是一个恒星形成星系（SFG），这是普朗克探测到的尘埃团PGCC G169.20-8.96的投影。我们使用MAGPHYS+ photo-$z$光谱能量分布代码来推导J044232.92的光度红移和物理性质。红移被推导为$z_{\rm phot}=1.132^{+0.280}_{-0.165}$，而恒星质量、IR（8-1 000 $μ$ m）光度和恒星形成率则被推导为$M_{\star}=4.6^{+4.7}_{-2.5}\times10^{11}$ M $_{\odot}$、$L_{\rm IR}=2.8^{+5.7}_{-1.5}\times10^{12}$ L $_{\odot}$和${\rm SFR}=191^{+580}_{-146}$ ${\rm M}_{\odot}$ yr $^{-1}$。$L_{\rm IR}$的推导值表明，J044232.92可能是一个超亮红外星系，我们发现，它是一个主序列SFG在红移为1.132。此外，J044232.92的估计物理性质与SM…
2020-10-02 astro-ph.GA
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
Structure of our Galactic Bulge from CN Measurements
双红色团块（DRC）现在被认为是所谓的X形银河棒结构的强有力的观测证据。最近，Lee等人报道了DRC之间的细微平均\ds \差异，并提出了一种可以在球状星团中看到的二分法图像：暗淡的红色团块是第一代，而明亮的红色团块对应于第二代（SG）。他们认为，两个DRC之间的星等差异是由于不同的恒星星族，而不是由于DRC之间的几何差异。我们的重新分析表明，他们的数据似乎并不支持在我们的银河系隆起的多人口诱导的DRC的想法。我们进行充分的经验蒙特卡罗模拟，发现\ds \分布的形状是最严格的证据追求。我们的结果强烈地表明，CN向银河系核球的分布与X形核球的分布是定性一致的，SG的一小部分约为2 - 3%。
2019-04-19 astro-ph.GA
Clump formation through colliding stellar winds in the Galactic Centre
气体云G2目前正在被银河系中心超大质量黑洞Sgr A* 潮汐干扰。黑洞周围的区域充满了$\sim 30$沃尔夫-拉叶星，它们产生强烈的外流。我们探讨了气体团簇，如G2，通过非线性薄壳不稳定性的恒星风碰撞的可能性。分析方法之后，我们研究了风的对称碰撞中形成的板块的热演化，评估是否发生不稳定性，并估计可能的团块质量。我们发现，碰撞相对缓慢（$< 750$公里秒$^{-1}$）和强大的（$\sim 10^{-5}$ Msun年$^{-1}$）恒星风的恒星在短距离（$<10$ MPC）是一个过程，确实可以产生团块的G2的质量和以上。在银河系中心，沿着已知轨道的单颗恒星如此短暂的分离相遇并不常见，这使得这个过程可能是G2的起源，但不太可能。我们还讨论了团块形成密切的二进制文件，如IRS 16 SW和不对称的遭遇有前途的替代品，值得进一步的数值研究。
2015-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. III $^{12}$CO Maps and Physical Properties of Dense Clump Envelopes and their Embedding GMCs
我们报告的第二个完整的分子线数据发布的{ \em普查的高质量和中等质量的原恒星}（CHaMP），一个大规模的，公正的，均匀的映射调查，在亚秒差距的分辨率，毫米波线发射从303大规模，密集的分子团在银河系。该版本适用于与致密气体相关的所有$^{12}$ CO $J$ =1 $\rightarrow$ 0排放，这是第二阶段调查的第一个版本，包括$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O。观测到的由$^{12}$ CO和HCO $^+$（来自第一阶段）追踪的团块发射显示出非常相似的形态，这表明，对于致密的分子云和各种尺寸的复合物，秒差距尺度的团块包含$Ξ$ ~ 75%的质量，而只有25%的质量存在于这些相同区域的扩展（>~ 10 pc）或“低密度”组分中。密度大于10 $^9$ m $^{-3}$的所有气体的质量分数为$ξ_9$ >~ 50%。这表明秒差距尺度的团块可能是分子ISM的基本组成部分，而不是标准的GMC概念。使用$^{12}$ CO发射，我们得到这些团块的物理性质在其整体，并比较它们的性能从HCO $^+$，跟踪其更密集的内部。我们比较标准的X-因子转换$I_{CO}$到$N_{H_2}$与替代转换，并表明，只有后者给整个丛属性是物理上一致的，其内部。我们推断，集团人口系统更接近维里平衡时，只考虑他们的内部，也许有一半是长寿的（10亿年），压力局限的实…
2016-09-21 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
Environmental conditions shaping star formation: The Carina Nebula
使用Mopra望远镜，我们有针对性地在船底座星云61个地区，覆盖面积为1.5平方度，明亮和紧凑的870 $μ$ m尘埃连续发射的分子线发射从主机的16个谱线在3毫米，包括几个致密的气体示踪剂。我们发现，在船底座探测到的团块一般具有平均更高的温度（27 K与21 K相比）和更低的质量（214 M $_\odot$与508 M $_\odot$相比），而不是位于银河平面中与我们相似距离的团块。我们比较了这些团块的分子线发射的性质与MALT 90调查，发现分子线的检测率类似于MALT 90团块被归类为PDR。然而，大多数位于$η$隆突10'以内的团块在我们的观测中几乎没有检测到分子线发射。由于缺乏在船底座地区的脉泽探测，我们还比较了在船底座的团块的性质与银河系的团块与6.7 GHz的甲醇脉泽。我们发现，与银河面的脉泽相关的团块相比，船底座的团块更温暖，质量更小，并且显示出四种最常被探测到的分子HCO $^+$、N $_2$ H $^+$、HCN和HNC的发射更少。总的来说，我们的研究结果与$η$ Carina的高辐射场显著影响其当地环境的情况是一致的，因此致密团块的化学成分。
2018-11-17 astro-ph.GA
Planck Galactic Cold Clumps at High Galactic Latitude-A Study with CO Lines
银河系高纬度的气体是星际介质中相对较少注意的成分。为了解决这个问题，利用紫金山天文台13.7米望远镜在银河系高纬度（HGal; $|b|>25^{\circ}$）观测到41个普朗克银河系冷团，它们位于$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O J=1-0谱线上。$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）的发射在所有的团块中被检测到，而C $^{18}$ O（1-0）的发射仅见于16个团块中。最高纬度和平均纬度分别为$71.4^{\circ}$和$37.8^{\circ}$。获得了51个速度分量，然后将每个分量识别为单个团块。在1 $^\prime$分辨率下进一步绘制了33个团块，并提取了54个致密岩心。在致密核中，$^{12}$ CO的平均激发温度$T_{\mathrm{ex}}$为10.3K.热和非热速度色散的平均线宽分别为$0.19$ km s $^{-1}$和$0.46$ km s $^{-1}$，表明这些核心是由湍流主导的。由盖亚尘埃红化给出的HGal团块的距离约为$120-360$ pc。$X_{13}$ / $X_{18}$的比值明显高于太阳附近的比值，这意味着HGal气体与银河系盘中的气体相比具有不同的恒星形成历史。从$0.01-0.1$ pc大小的HGal核心没有显示出明显的Larson关系，并且湍流保持超音速直到略低于$…
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
