The connection between warm carbon chain chemistry and interstellar irradiation of star-forming cores
对暖碳链化学（WCCC）核心的一些观测表明，它们通常位于分子云的边缘附近。这一发现可能表明，WCCC在暴露于星际介质辐射的恒星形成核心中得到促进。我们的目标是研究这种核心中碳链的化学性质。对低质量恒星形成核心中的气体包进行了化学模拟，并将星际光子和宇宙射线的辐射水平与仅接受十分之一辐射的核心进行了比较。在全辐照模型中，发现碳链的丰度比低辐照模型高出几到几百倍。在星前阶段，可能在扩展的星周包层中，由于星际光子和宇宙射线对气体和尘埃的照射，碳链丰度较高。一个完整的标准宇宙射线诱导电离率是必不可少的高碳链丰度峰发生在拱星包层，这是加热的原恒星（“真正的”WCCC现象）。全辐照模型比低辐照模型具有更低的复杂有机分子丰度。我们的结论是，WCCC可能是由恒星形成核心暴露于星际辐射，甚至只是宇宙射线造成的。附录描述了计算宇宙射线诱导解吸速率的最新精确方法。
2021-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
The relationship between warm and hot gas-phase metallicity in massive elliptical galaxies and the influence of AGN feedback
Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；NASA-Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Modena & Reggio Emilia（摩德纳与雷焦艾米利亚大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Collége de France（法兰西学院）；PSL University（巴黎文理研究大学）；Sorbonne University（索邦大学）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）
研究揭示了巨大椭圆星系中暖相和热相金属度的正相关性，并指出其可能由气体冷却和混合驱动，同时指出冷气体质量估算需修正。
2025-11-13 astro-ph.GA
The warm-up phase in massive star-forming cores around RCW 120
我们研究了在HII区域RCW 120的边界处的大规模凝聚中的分子发射，特别注意核心1和核心2对象，这是ALMA先前发现的凝聚的最大碎片。后一个碎片先前被认为是0级年轻恒星天体的高质量类似物。我们目前的分子发射光谱在1毫米范围内的APEX望远镜。我们在核心1和核心2中检测CH $_3$ OH和C $^{34}$ S系。CH $_3$ CN系列和SO $_2$系列仅见于核心2。我们估计气体的物理参数使用甲醇线，并获得气体温度低于100 K在这两个区域。核心2中的分子氢数密度在$10^5-10^7$ cm $^{-3}$的范围内，并且在核心1中更不确定。然而，在核2中探测到对应于高激发跃迁（$E_{\rm u}> 400$ ~K）的CH $_3$ CN谱线表明该区域含有热气体，而CH $_3$ OH，CS，SO $_2$和CH $_3$ CN的丰度对于热核阶段来说是相当低的。我们建议，核心2是在热身阶段之前，建立的热气化学。我们认为，核心2是在热核心阶段的开始。在核心1中没有检测到CH $_3$ CN系，因此，它可能处于进化程度更低的进化阶段。
2021-02-18 astro-ph.GA
First survey of HCNH$^+$ in high-mass star-forming cloud cores
银河系中的大多数恒星，包括太阳，都诞生在高质量的恒星形成区。因此，研究这些区域的化学过程对于更好地了解太阳系和银河系中大多数恒星系统的化学遗产非常重要。分子离子HCNH+被认为是离子中性天体化学反应中的关键物质，但到目前为止，它只在少数恒星形成区域被发现，因此其化学性质知之甚少。我们用IRAM-30 m望远镜观测了HCNH+在J=3-2转动跃迁中不同演化阶段的26个大质量恒星形成核。我们报告在26个靶中的16个中检测到HCNH+。这代表了迄今为止在该分子离子中检测到的最大样品。HCNH+、[HCNH+]、w.r.t. H2的范围为0.9 - 14 X $10^{-11}$，最高值出现在冷的无星堆芯。所有天体的[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[HCO+]丰度比都小于0.01，只有四个无星核心的丰度比远高于这一阈值。这些源在样品中具有最低的气体温度。我们运行两个化学模型，一个“冷”的一个和一个“暖”的一个，试图尽可能多地匹配冷（呃）无星核心和温暖（呃）目标的平均物理性质。在后一种情况下发生的反应进行了调查，在这项工作中的第一次。我们的预测表明，在暖模型中，HCNH+主要是与HCN和HCO+反应生成的，而在冷模型中，HCNH+的主要祖先物种是HCN+和HNC+。结果表明，HCNH+在冷核/早期核和暖核/演化核中的化学组成是不同的，[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[…
2021-05-18 astro-ph.GA
Massive Warm/Hot Galaxy Coronae as Probed by UV/X-ray Oxygen Absorption and Emission: I - Basic Model
我们构造了一个解析唯象模型，研究了$L_*$星系的扩展暖/热气冕。我们认为紫外OVI COS-Halos吸收线数据结合银河系X射线OVII和OVIII的吸收和发射。我们将这些数据与代表COS-Halos星系和银河系日冕的单一模型拟合。我们的模型是多相的，热的和温暖的气体成分，每个与（湍流）对数正态分布的温度和密度。由X射线吸收和发射跟踪的热气体在银河系引力势中处于流体静力平衡。热气体的中值温度为$1.5 \times 10^6$ ~K，平均氢密度为$\sim 5 \times 10^{-5}~{\rm cm^{-3}}$。由OVI跟踪的暖组分是从热组分的高密度尾部冷却出来的气体。暖/热气体总质量较高，为$1.2 \times 10^{11}~{\rm M_{\odot}}$。我们需要的气体金属丰度重现氧离子柱密度是$0.5$太阳。温暖的OVI成分有一个短的冷却时间（$\sim 2 \times 10^8$年），正如观测所暗示的那样。然而，热的成分是总气体质量的$\sim 80\%$，并且相对较长，具有$t_{cool} \sim 7 \times 10^{9}$年。我们的模型支持热星系日冕可能含有大量气体的建议。这些储存库可能使星系能够在很长一段时间内持续稳定地形成恒星，并解释了本地宇宙中星系中“失踪的重子”。
2016-12-06 astro-ph.GA
Tracing Ram-Pressure Stripping with Warm Molecular Hydrogen Emission
我们使用斯皮策红外光谱仪（IRS）研究四个正在坠落的星系团正在进行的冲压压力剥离的签名。H $_2$发射在所有四个中被检测到;两个显示平面外H $_2$发射。辐射通常有一个温暖的（T $\sim$ $115 - 160$ K）和一个热的（T $\sim$ 400 $-$ 600 K）分量，其质量大约比温暖的分量小两个数量级。热组分柱密度通常为$10^{19} - 10^{20}$ cm $^{-2}$，质量为$10^6 - 10^8 M_\odot$。温暖的H $_2$与正常的恒星形成星系相比非常明亮，因此可能受到冲压压力的激发。在CGCG 97-073的例子中，H $_2$沿着星系运动的方向偏离了大部分恒星的形成，这表明它是在星系的冲压压力尾流中形成的。另一个星系，NGC 4522，展示了一个温暖的H $_2$尾巴，长度约为4 kpc。这些结果支持了这样的假设：这些星系内的H $_2$因与团内介质的相互作用而受到冲击加热。尘埃的剥离也是星系的一个共同特征。对于NGC 4522，在8 $μ$ m处的尘埃分布得到很好的解决，结和波纹证明了剥离过程的湍流性质。H $α$和24 $μ$ m的光度表明，大多数星系的恒星形成率与该领域类似质量的同行相当。最后，我们提出了一个可能的演化序列，主要与星系经历的冲压压力的强度有关，以解释在我们的样本中观察到的各种结果。
2014-10-02 astro-ph.GA
Dust emission in star-forming dwarf galaxies: General properties and the nature of the sub-mm excess
我们研究了一个大样本的发射线恒星形成星系的尘埃发射的全球性特征。样本由两个子样本组成。一个子样本（SDSS样本）包括SDSS的约4000个致密恒星形成星系，这些星系也在WISE全天空巡天的3.4，4.6，12和22妈妈的所有四个波段中被检测到。第二个子样本（赫歇尔样本）是用赫歇尔在远红外波段观测到的28个致密恒星形成星系的样本。赫歇尔样本的数据由斯皮策观测、GALEX、SDSS、WISE、2 MASS、NVSS和FIRST巡天的光度数据以及光学和斯皮策光谱和亚毫米和射电范围的数据补充。结果表明，来自SDSS样品的星系暖尘埃光度和来自Herschel样品的星系冷、暖尘埃光度与H β光度都有很强的相关性，这意味着年轻恒星的电离紫外辐射是恒星形成星系尘埃加热的主要来源之一。本文提出用冷暖尘埃质量的关系估算恒星形成星系中的总尘埃质量，其精度优于~ 0.5dex。另一方面，它示出的两个样品，尘埃温度不依赖于金属丰度。尘埃与中性气体的质量比随着金属丰度的降低而强烈下降，这与其他对局部发射线星系、高红移伽玛暴宿主和DLAs的研究结果相似。另一方面，尘埃与电离气体的质量比约为100倍，这意味着大多数尘埃位于中性气体中。研究发现，致密恒星形成星系中电离气体的热自由-自由辐射可能是造成亚毫米辐射过剩的原因。这种效应在金属丰度较低的星系中更强，并且也受到恒星形成率增加的积极影响。
2014-08-20 astro-ph.GA
OH as a probe of the warm water cycle in planet-forming disks
本研究利用韦伯望远镜探测到行星形成盘中OH发射，结合量子动力学计算，揭示了FUV辐射下水的破坏与气相高效再形成循环，并可能影响HDO/H2O比率。
2023-12-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The in situ formation of molecular and warm ionised gas triggered by hot outflows
分子外流有助于恒星形成星系的物质循环，现在在低和高红移的小型和大型系统中观察到。它们的物理起源尚不清楚。在大多数理论研究中，恒星形成过程中只产生从星际介质流出的温暖的电离/中性和热气体。我们调查的现场H $_2$形成的情况下，在外流使用高分辨率的模拟，包括非平衡化学和自重，湍流，温暖，原子云密度为0.1，0.5和$1\,\mathrm{cm}^{-3}$暴露在磁化热风。对于云密度$\gtrsim 0.5\,\mathrm{cm}^{-3}$，磁化风在云消散之前触发H $_2$形成。在$\sim 10\,\mathrm{Myr}$时间尺度上，初始云质量的3%可以变成分子。对于具有垂直$B$场和中等密度云（$n_\mathrm{c}\sim 0.5\,\mathrm{cm}^{-3}$）的风，这种效应更强.在这里，H $_2$的形成可以提高到一个数量级相比，孤立的冷却云独立的自重力。自重力使致密云在它们的$\sim 15\,\mathrm{Myr}$云破碎时间尺度之后得以保存。该模型可以为观测到的分子气体提供一个合理的原位起源。温暖的电离气体也会产生，几乎与云的密度无关。该量仅取决于风中的磁场配置。对于低密度云（$0.1\,\mathrm{cm}^{-3}$），形成的温暖电离气体可以高达最初原子云质量的60%。这可能有助于观察与电离气体敏感示踪剂的外流。
2021-05-27 astro-ph.GA
APEX Millimeter Observations of Methanol Emission Toward High-Mass Star-Forming Cores
我们提出了247 GHz的分子线观测甲醇（CH $_3$ OH）朝向16个大质量恒星形成区，使用APEX望远镜与角分辨率为$25''$。该样本涵盖了一系列的进化状态，包括温暖的分子核心，热分子核心和超紧凑的HII区域。热的核心，所有这些都包括UC HII地区，显示丰富的分子线光谱，虽然不同的物种和转换的强度从源到源。相比之下，温暖的核心没有显示出显着的分子线发射。多个甲醇转换检测到对九个热的核心，其中八个有足够的过渡使用旋转图的方法来估计旋转温度和柱密度。温度在104 $-$-168 K范围内，柱密度从$3\times10^{16}$到$7\times10^{18}$ cm $^{-2}$。使用平均甲醇线参数，我们估计维里质量，这落在从145至720 M $_\odot$的范围内，并证明是显着高于测量的气体质量。我们讨论了可能的方案来解释热核和温暖的分子核之间的化学差异。其中观测到的甲醇谱线之一，$4_{2}-5_{1}A^{+}$在247.228 GHz，预计将显示II类脉泽发射，类似于以前报道的$J_0-J_{-1}E$脉泽在157 GHz的强度。在观测到的源中，我们没有发现任何明确的脉泽发射证据，然而，在这条谱线上的一个弱脉泽可能存在于G345.01+1.79中。
2019-05-08 astro-ph.GA
Submillimeter imaging of the Galactic Center starburst Sgr B2. Warm molecular, atomic, and ionized gas far from massive star-forming cores
我们展示了用赫歇尔/SPIRE-FTS拍摄的168弧分^2的Sgr B2复合体光谱图像。我们检测无处不在的发射从CO（高达J=12-11），H2O，[CI]492，809 GHz，和[NII] 205 μ m线。我们还提出了与IRAM 30米望远镜获得的SiO，N2 H+，HCN和HCO+的排放地图。云环境主导了发射的FIR（80%），H2O 752 GHz（60%），中J CO（91%）和[CI]（93%）光度。该地区显示出非常广泛的[NII]排放（空间相关的24和70微米的尘埃排放）。远红外光谱的光度值为G_0~10^3。扩展的[CI]发射来自n_H~10^3 cm-3的中性气体的普遍组分。由增强的宇宙射线（CR）通量产生的高电离率将气体加热到Tk~40-60 K。中J CO排放来自于一个类似的扩展但更加压的气体组分（P_th~10^7 K cm-3）。特定区域的SiO辐射增强，CO与FIR的强度比较高（>10^-3），这表明中等J CO辐射与激波模型一致。与我们银河系盘中更安静的恒星形成云相比，一个主要的区别是Sgr B2中SiO和N2 H+发射的扩展性质。这可以用云-云碰撞和恒星反馈引起的云尺度激波的存在，以及高得多的CR电离率（>10^-15 s-1）导致H3+和N2 H+过剩来解释。因此，Sgr B2拥有比银河系盘中的恒星形成区更极端的环境。作为河外星系比较的常用模板，…
2021-03-31 astro-ph.GA
Warm H$_2$ as a probe of massive accretion and feedback through shocks and turbulence across cosmic time
星系形成依赖于引力坍缩、气体吸积、合并和反馈过程之间复杂的相互作用。然而，经过几十年的研究，这些概念仍然知之甚少。本文提出的论点，温暖的H $_2$可以作为一种工具来解开这些谜团。由恒星形成、活动星系核活动或流入所驱动的湍流、冲击和外流，可能会阻止星系中恒星形成的快速积累。我们理解气体如何转化为恒星的核心是气体通过湍流和冲击耗散其机械能以冷却的过程。H $_2$谱线提供了对整个宇宙星系中分子气体的动能耗散的直接定量测量。基于在{ \it Spitzer}的探测极限下对z = 2星系和原星系团的非常强大的H $_2$线的探测，我们相信未来的远红外和紫外H $_2$观测将为星系向高z演化提供丰富的新信息和见解。最后，在恒星和星系形成的最早时期，温暖的H $_2$也可能提供一个独特的一瞥，在7 $<$ z $<$ 12的大质量暗物质（DM）晕中，分子气体坍缩形成了第一个星系。现有的和计划中的观测站无法进行这种测量。
2019-03-15 astro-ph.GA
Recurrent gas accretion by massive star clusters, multiple stellar populations and mass thresholds for spherical stellar systems
我们探讨了引力的压力支持恒星系统的气体环境的内部密度分布的影响。我们的结论是，质量>= 10^6 M_sun的致密大质量星团作为云凝聚核，能够从温暖的星际介质中循环地吸积气体，这可能导致进一步的恒星形成事件，并解释了最大质量的球状星团和核星团中的多个恒星星族。同样的分析论点可以用来决定一个任意的球形恒星系统是否能够保持温暖或热的星际物质。这些质量阈值与不同形态类型的压力支持星系之间的过渡质量相吻合。
2009-04-28 astro-ph.GA
Massive Warm/Hot Galaxy Coronae: II. Isentropic Model
我们构造了一个新的$L^*$星系扩展环星系物质（CGM）解析唯象模型。我们的模型再现了银河系（MW）的OVII/OVIII吸收观测和COS-Halos和eCGM调查报告的OVI测量。暖/热气体在MW重力势中处于流体静力平衡，我们采用正压状态方程，导致温度变化作为半径的函数。包括绝热指数为$γ=4/3$的压力分量以近似磁场和宇宙射线的影响。我们引入了金属丰度梯度的激励内CGM的银河系的富集。然后，我们提出了我们的基准模型的日冕，调整到重现所观察到的OVI-OVIII柱密度，并与总质量$M_{\rm gas} \approx 5.5 \times 10^{10}~{\rm M_{\odot}}$内$r_{\rm cgm} \approx 280$千秒差距。CGM中的气体密度很低（$n_{\rm H} = 10^{-5} - 3 \times 10^{-4}~{\rm cm^{-3}}$），其碰撞电离态被元银河辐射场（MGRF）所改变。我们表明，OVI轴承温暖/热气体与典型的观察到的柱密度$N_{\rm OVI} \sim 3 \times 10^{14}~{\rm cm^{-2}}$在大（$\gtrsim 100$ kpc）的影响参数从中央星系，冷却动力学时间的比率，$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn}$，有一个模型无关的上限$\lesssim 4$。在我们的模型中，大半…
2020-03-21 astro-ph.GA
The warm, the excited, and the molecular gas: GRB 121024A shining through its star-forming galaxy
我们提出了第一个报告的情况下，同时金属丰度测定的伽马射线暴（GRB）的主机星系，从余辉吸收线以及强发射线诊断。使用光谱和成像观测的余辉和主机的长时间斯威夫特GRB 121024 A在z = 2.30，我们给出了迄今为止最完整的观点之一的伽玛射线暴主机/环境。我们观察到一个强阻尼的Ly-alpha吸收体（DLA），其氢柱密度为log N（HI）= 21.88 +/- 0.10，H2吸收在Lyman-Werner带中（log（f）的分子分数~ -1.4; GRB-DLA中分子氢的第四次固体探测），星云发射线H-α，H-β，[O II]，[O III]和[N II]，以及金属吸收线。我们发现一个伽玛暴宿主星系是高度恒星形成的（SFR ~ 40太阳质量/年），沿视线的尘埃校正金属丰度[Zn/H]corr = -0.6 +/- 0.2（[O/H] ~ -0.3从发射线），和耗尽因子[Zn/Fe] = 0.85 +/- 0.04。分子气体以400 km/s（和1-3 kpc）的速度与伽马射线暴光激发的气体分离。这意味着一个相当大质量的宿主，与导出的恒星质量log（M/M_solar）= 9.9+/- 0.2一致。我们解剖宿主星系的分子组成，激发气体，和线发射恒星形成区域的特点。发现视线的消光曲线异常平坦（Rv ~15）。我们讨论了反常粒度分布的可能性。我们还讨论了不同的金属丰度测定从吸收和发射…
2015-05-10 astro-ph.GA
High Redshift Massive Quiescent Galaxies are as Flat as Star Forming Galaxies: The Flattening of Galaxies and the Correlation with Structural Properties in CANDELS/3D-HST
我们利用视轴比$q$研究了在所有5个CANDELS/3D-HST场中的$0.2<z<4.0$处星系的中值扁平。我们将样本分成红移，恒星质量，sérsic指数，大小和UVJ确定的恒星形成状态的箱，以发现中位数$q$（$q_{med}$）最重要的驱动因素。$z<1$和$M_{*}>10^{11}M_{\odot}$的静止星系比质量较低的星系更圆，这与它们通过干合并显着增长的假设一致。在高红移的大质量静止星系变得更平坦，和在$2.5<z<3.5$的恒星形成大质量星系一样平坦，与通过直接转换或湿合并形成一致。我们发现，在静止的星系，与$q_{med}$和$M_{*}$，$z$和$r_{e}$的相关性驱动的演化在sérsic指数（$n$），符合不断增长的积累较小的合并在较低的红移。有趣的是，$n$并没有在恒星形成星系中完全推动这些趋势。相反，在恒星形成的星系中，最强的预测$q$的是有效半径，在那里较大的星系更平坦。我们的研究结果表明，$q_{med}$是跟踪膨胀到总（$B/T$）星系的比例，这将解释为什么较小/更大质量的恒星形成星系比他们的扩展/质量较小的类似物更圆，虽然目前还不清楚为什么sérsic指数与恒星形成星系的扁平化比静止星系更弱。
2019-01-07 astro-ph.GA
Evidence for massive warm-hot circumgalactic medium around NGC 3221
我们报告了一个3.4 $σ$探测的温暖，热，大质量，扩展环星系介质（CGM）周围的L $^\star$恒星形成的螺旋星系NGC 3221，使用深朱雀观测。气体的温度是$10^{6.1}$ K，与银河系CGM的温度相当。气体的空间范围至少为$150$ kpc。对于具有太阳丰度的密度廓线的$β$模型，中心发射量度为EM = $3\pm 1 \times 10^{-5}$ cm $^{-6}$ kpc，中心电子密度为$n_{eo} = 4\pm 1 \times10^{-4}$ cm $^{-3}$，斜率为$β= 0.56$。我们调查了一系列的$β$值，并发现密度分布的细节不会显着改变我们的结果。温热气体的质量，假设$\frac{1}{3}$ Z $_\odot$的金属丰度为$16 \pm 3 \times 10^{10}$ M $_\odot$，是NGC 3221中质量最大的重子成分。重子分数为$f_b$ = 0.120 $\pm$ 0.036（统计）$^{+0.104}_{-0.048}$（系统），与宇宙学平均值一致，关闭该星系的重子预算。我们还调查了失踪的金属问题与失踪的重子问题，并得出结论，金属很可能是优先驱逐出星系。我们是第一次探测到一个外部L $^\star$恒星形成螺旋星系周围的扩展的温热CGM，在那里CGM可能解释了丢失的星系重子。
2019-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Catalog of CH_3OH 7_0-6_1 A^+ Maser Sources in Massive Star-Forming Regions. II. Masers in NGC 6334F, G8.67-0.36, and M17
我们给出了在44 GHz处7_0-6_1 A^+甲醇脉泽向NGC 6334 F、G8.67-0.36和M17跃迁的甚大阵列观测结果。这些弧秒分辨率的观测完成了以前的，更大的VLA调查，这脉泽过渡在高质量的恒星形成区域报告的库尔茨等人。我们确认存在44 GHz的甲醇脉泽发射在所有三个来源，检测八个不同的脉泽组件在NGC 6334 F，12个组件在G8.67-0.36和一个在M17。
2010-10-07 astro-ph.GA
The Velocity Dispersion Function for Massive Quiescent and Star-Forming Galaxies at 0.6 $<$ z $\leq$ 1.0
我们提出的第一个直接光谱测量恒星速度色散函数（VDF）的大质量静止和恒星形成星系在$0.6 < z \leq 1.0$。在这项分析中，我们使用的高S/N光谱从公共大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）调查的恒星速度色散的个人测量。我们报告了一个显着的稳定性的静止和恒星形成的星系在此红移范围内的VDF，虽然我们注意到存在弱演化的恒星形成的星系的数量密度。我们比较了两个VDF与以前的直接和推断的测量在本地和中间的红移，与警告，以前的测量的恒星形成星系的VDF在所有时代的约束很差。我们强调，这项工作是第一个直接推动低恒星速度色散（$σ_\star > 100$公里秒$^{-1}$）和扩展到恒星形成星系。我们在很大程度上与BOSS测量的高σ尾一致，我们发现VDF从LEGA-C的中值红移$z\sim0.8$到现在保持不变。
2022-09-30 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: G012.88+0.48 and W33
本文报道了利用甚长基线阵列进行的棒旋结构遗产（BeSSeL）巡天中，在G012.88+0.48区域和大质量恒星形成复合体W33（包含G012.68--0.18，G012.81--0.19，G012.90--0.24，G012.90--0.26）中水脉泽的三角视差。这些脉泽的视差距离与$2.40^{+0.17}_{-0.15}$ kpc一致，后者将W33和G012.88+0.48定位在盾座旋臂上，我们的结果表明W33是一个单星形成的复合体，其运动学距离约为3.7 kpc的三分之二。因此，基于运动学距离的这个区域的光度和质量被高估了两倍以上。W33\，Main星团的光谱类型必须改变1.5个点才能变成更晚的类型。
2013-04-07 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
The Evolution of the Fractions of Quiescent and Star-forming Galaxies as a Function of Stellar Mass Since z=3: Increasing Importance of Massive, Dusty Star-forming Galaxies in the Early Universe
利用UltraVISTA DR 1和3D-HST星表，我们构建了一个恒星质量完整的样本，其独特的组合调查的体积和深度，研究的分数的演化的静止星系，适度清晰的恒星形成的星系，尘埃恒星形成的星系作为一个函数的恒星质量在红移间隔$0.2 \le z \le 3.0$。我们发现，尘埃恒星形成星系的整体星系人口中的作用变得更加重要，随着恒星质量的增加，并迅速增长的红移。具体来说，尘埃恒星形成星系占主导地位的星系人口与$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.3$在$z\gtrsim2$。尘埃和非尘埃恒星形成星系的比例作为恒星质量的函数，随红移的变化很小。尘埃恒星形成星系在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.0-10.5$的恒星形成种群中占主导地位，是$\sim$ 3-5的一个因子，而在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \lesssim 10$中，清晰的恒星形成星系占主导地位。在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} > 10.5$，红色星系在所有红移$z<3$的星系群中占主导地位，这可能是因为它们处于静止状态（在晚期）或尘埃恒星形成（在早期宇宙）。
2016-07-25 astro-ph.GA
One Plane for All: Massive Star-Forming and Quiescent Galaxies Lie on the Same Mass Fundamental Plane at z~0 and z~0.7
星系结构和动力学之间的标度关系已被广泛研究的早期和晚型星系，无论是在本地宇宙和高红移。盘状星系和椭圆星系，或者说恒星形成星系和静止星系之间的巨大差异，似乎是局部宇宙的特征;随着对大质量星系的观测探测到更高的红移，这种明显的区别开始瓦解。本文研究了所有大质量星系（$σ\gtrsim$ 100 km/s）的质量基本面的存在性。这项工作包括来自SDSS的本地星系（0.05<z<0.07），以及31个恒星形成星系和72个中等红移（z~0.7）的静止大质量星系，这些星系的吸收线运动学来自深空-DEIMOS光谱，结构参数来自HST成像。在两个参数标度关系中，恒星形成和静止星系在结构上和动力学上都不同。然而，我们发现，大规模的恒星形成和静止星系位于几乎相同的质量基本面，或恒星质量表面密度，恒星速度色散和有效半径之间的关系。该关系中的散射（关于$\logσ$测量）较低：在z~0时为0.072 dex（0.055 dex内在），在z~0.7时为0.10 dex（0.08 dex内在）。这个三维表面并不是唯一的：维里关系，有或没有依赖于光度轮廓形状，可以连接星系结构和恒星动力学与类似的散射。这一结果建立在最近发现的基础上，即早型星系的质量基本面自z~2以来一直是稳定的（Bezanson et al. 2013）。正如我们现在发现这也适用于恒星形成星系z~0.7，这意味着这些星系的标度关系将最小限度地受…
2014-10-21 astro-ph.GA
The warm-hot, extended, massive circumgalactic medium of NGC 3221: an XMM-Newton discovery
利用朱雀观测数据，我们发现了L $^\star$星系NGC 3221中存在X射线辐射的暖-热环星系介质（CGM）的$3.4σ$证据。在这里，我们提出了XMM-Newton数据，并概述了一种有效，严格和定义良好的方法来提取微弱的CGM信号。我们确认CGM检测在$4σ$意义范围内的星系30-200千秒差距。我们满怀信心地声称，$99.62\%$的CGM已扩展至超过$150$ kpc。CGM的平均温度为2.0 $^{+0.2}_{-0.3} \times 10^6$ K，但它不是等温的。我们发现了暗示性的证据，温度梯度下降到125千秒差距和100千秒差距内的超维里温度。虽然在银河系CGM中检测到了超维里温度分量，但这是第一次在任何螺旋星系的温暖热CGM中观察到温度梯度。排放测量曲线与$β-$模型或恒定密度曲线拟合良好。需要更深入的数据来约束温度和密度分布。我们还证实了朱雀实验的结果，即暖热的CGM是NGC 3221中质量最大的重子成分之一，并且可以解释星系中缺失的重子。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Warm Gas in and Around Simulated Galaxy Clusters as Probed by Absorption Lines
了解气体流入和流出我们宇宙中最大质量的暗物质结构，星系团，是了解它们演化的基础。团簇中的气体在热态（$>$ 10 $^{6}$ K）和冷态（$<$ 10 $^{4}$ K）下得到了很好的研究，但对暖态气体组分（10 $^{4}$ - 10 $^{6}$ K）的约束很差。直接观察具有挑战性，但可以通过Ly $α$吸收研究进行探索。我们产生的第一个系统的研究温暖的气体含量的星系团通过合成的Ly $α$吸收研究使用宇宙学模拟的两个星系团与恩佐。我们探讨了我们的集群吸收器的空间和运动学特性，并表明，大多数识别的吸收器是由于快速移动的气体与集群从IGM灯丝的下落。然而，在星系团的中心，温暖的IGM细丝不再占主导地位，吸收体倾向于具有更高的柱密度和金属丰度，代表剥离的星系物质。我们预测，吸收器的速度分布一般应该是双模态的，并讨论了集群的大小，质量和形态上的识别的吸收器的属性，和整体集群温暖的气体含量的影响。我们发现了一个众所周知的增加N $_{HI}$的变化与减少碰撞参量的最大质量的暗物质晕的初步证据。我们的研究结果进行了比较，直接观察到的赖氨酸$α$吸收室女座星系团，并提供预测未来的赖氨酸$α$吸收的研究。
2015-08-19 astro-ph.GA
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar
我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。
2013-12-13 astro-ph.GA
The Effect of Warm Dark Matter on Early Star Formation Histories of Massive Galaxies: Predictions from the CROC Simulations
几个大质量（$M_{*} > 10^8 M_{\odot}$）、高红移（$z = 8-10$）星系最近被发现含有年龄为数亿年的恒星，将这些星系中恒星形成的开始推回到了$z\sim15$。如此早形成的恒星的存在可能是对小尺度能量被抑制的宇宙学模型（因此，宇宙结构形成较晚）的检验。我们探索年龄最古老的恒星在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的冷暗物质（CDM）和两个温暖的暗物质（WDM）宇宙学与3和6千电子伏粒子的数值模拟。在CDM和3keVWDM下，大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$存在显著差异，而CDM和6keVWDM下的大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$在统计上没有区别。然而，即使是这500万年的差异，也远远小于目前观测高红移星系的恒星星族特性的不确定性。所有宇宙学中所有星系的年龄分布都没有产生实质性的巴耳末破裂，尽管尘埃衰减的不确定性是一个潜在的重要因素。最后，我们评估了我们的模拟预测的收敛性，发现单个星系属性的系统不确定性与宇宙学之间的差异相当，这表明这些差异在数值上可能不稳定。
2021-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre
围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。
2014-01-20 astro-ph.GA
Self-similar Fragmentation Regulated by Magnetic Fields in a Massive Star Forming Filament
大多数分子云都是细长的。在那些形成低质量恒星的恒星中，它们的长轴倾向于平行或垂直于周围云间介质中的大尺度（10-100 pc）磁场（B场）。这是因为，沿着动态主导的B场，自引力和湍流压力之间的竞争将使云垂直或平行于场被拉长。最近的研究还表明，在0.1-0.01秒差距的尺度上，场在形成大质量恒星的云核中具有重要的动力学意义。但是，核心场形态是从云间介质继承的还是由云湍流控制的，这是一个激烈的争论，10 - 0.1 pc尺度下B场在云破碎中所起的作用也是如此。在这里，我们报告的B场地图，涵盖100-0.01 pc尺度推断从偏振观测的一个恒星形成区，NGC 6334。首先，主灯丝也垂直于环境场。NGC 6334拥有年轻的恒星形成场所，这些场所的磁场不会受到恒星反馈的严重影响，并且它们的方向在整个尺度范围内不会发生显着变化。这意味着字段是动态重要的。在不同的尺度下，我们发现沙漏形的场线在气柱密度峰值处被捏紧，并且场强与密度的0.4次方成比例。我们的结论是，B-字段中起着至关重要的作用，在NGC 6334的碎裂。
2015-10-24 astro-ph.GA
Opacities of dense gas tracers in galactic massive star-forming regions
本文利用10米SMT望远镜对51个银河系大质量恒星形成区进行HCN/H13CN和HCO+/H13CO+ 3-2成图观测，比较空间分辨与空间平均两种方法得到的光学深度，发现二者高度一致，相关系数达0.997，验证了未分辨测量方法的可靠性。
2023-09-18 astro-ph.GA
Comments on "A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: accounting for the missing mass?" (2012 ApJL, 756, 8) and "The warm-hot gaseous halo of the Milky Way" (arXiv1211.3137)
标题中提到的两篇论文声称在银河系周围发现了大规模的热气体晕，这引起了很多混乱和不必要的兴奋（包括公共新闻报道）。然而，这些论文在许多方面存在严重缺陷，包括有问题的分析和假设，以及对早期研究的误读和错误解释，这些都与索赔不一致。在这里，我们展示了这些缺陷的例子。
2012-11-20 astro-ph.GA
Water Absorption from Gas Very Near the Massive Protostar AFGL 2136 IRS 1
我们提出了地面观测的nu_1和nu_3的基本带的H2O对大质量的原恒星AFGL 2136 IRS 1，确定吸收功能，由于47个不同的振转跃迁之间的2.468微米和2.561微米。对这些特征的分析表明，吸收发生在温暖的（T=506+-25 K）、非常致密的（n（H2）>5*10^9 cm^-3）气体中，表明其起源接近于中央原恒星。暖水的总柱密度估计为N（H2O）=（1.02+-0.02）*10^19 cm^-2，相对丰度为N（H2O）/N（H2）~10^-4。我们的研究代表了水蒸气吸收线在近红外线的第一次广泛使用，并证明了这种观测在推导物理参数中的实用性。
2013-08-13 astro-ph.GA
Astrometry of H$_2$O masers in the massive star--forming region IRAS 06061+2151 with VERA
用VERA测量了与大质量恒星形成区IRAS 06061+2151有关的H $_2$ O脉泽源的三角年视差。通过2007年10月至2009年9月的10期观测，获得了对应于$2.02^{+0.13}_{-0.12}$ kpc距离的$0.496\pm0.031$ mas的年视差。这个距离比以前测量的测光距离精度更高，并且将IRAS 06061+2151置于英仙座螺旋臂中。我们发现IRAS 06061+2151也有一个大于15 km s的特殊运动$^{-1}$与银河系旋转相反。这类似于英仙座旋臂中的五个来源，其松弛和自行已经被更高精度地测量。此外，这些源以平均27 km/s的速度$^{-1}$向银河系中心移动，并与银河系自转方向相反。
2010-09-29 astro-ph.GA
An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy
当宇宙恒星形成历史达到峰值（z ~ 2）时，由宇宙储存器提供能量的星系以气体为主，并包含大量的恒星形成团块，这些团块被认为是由高度湍流的富含气体的盘状物中剧烈的引力不稳定性形成的。然而，还没有观察到团块形成事件，并且争论团块是否从年轻恒星的能量反馈中幸存下来，从而向内迁移形成星系凸起。在这里，我们报告了一个明亮的离核发射线区域的星系在z = 1.987的空间分辨光谱。虽然这个区域主导了星系盘中的恒星形成，但它的恒星连续体在深度成像中仍然没有被发现，揭示了一个非常年轻（年龄<1000万年）的大质量团块，通过大于10 $^9$ M $_{\odot}$的气体的引力坍缩形成。这个年轻星系团的气体消耗速度比宿主星系快10倍以上，在这个阶段显示出高的恒星形成效率，与我们的流体动力学模拟一致。具有类似质量的较老团块的频率，加上我们对其形成速率的初步估计（约2.5 Gyr $^{-1}$），支持长寿命（约5亿年），有利于团块在反馈中幸存下来并在当今星系的凸起中生长的情况。
2015-05-06 astro-ph.GA
Anomalously Narrow Linewidths of Compact Massive Star-Forming Galaxies at z~2.3: A Possible Inclination Bias in the Size-Mass Plane
在$z\sim2.5$的致密大质量恒星形成星系被认为是今天巨大椭圆星系的中心区域。然而，这些物体中的很大一部分之前被证明具有比预期小得多的H $α$线宽。一个可能的解释是，H $α$排放从其中心区域，在那里的最高速度是预期的，通常被灰尘掩盖。为了验证这一假设，我们用ALMA观测了三个致密大质量星系的CO（3-2）发射线，其H $α$线宽为125-260 km s $^{-1}$.令人惊讶的是，在所有三个星系中，CO线宽是类似的H $α$线宽：我们发现FWHM（CO）$\sim$ 165公里秒$^{-1}$的所有三个星系，而FWHM（CO）$\sim$ 450-700公里秒$^{-1}$预计从一个简单的维里估计。这些结果表明，许多致密的大质量恒星形成星系的窄H $α$线宽不是由于最高速度气体的优先遮蔽。窄线宽的另一种解释是，星系是磁盘，被视为近正面。我们认为，可能有一个倾斜的偏差在尺寸质量平面，使表面上的星系的表观静止坐标系的光学尺寸小于那些边缘上的星系。虽然不是决定性的，这个假设是由大质量星系的大小和轴比之间观察到的反相关支持。
2019-10-23 astro-ph.GA
The G305 star-forming complex: Embedded Massive Star Formation Discovered by Herschel Hi-GAL
我们利用银河平面的Hi-GAL巡天的PACS 70、160 μm和SPIRE 250、350和500 μm观测数据，对丰富的大质量恒星形成复合体G305进行了赫歇尔远红外研究。本研究的重点是确定嵌入在G305的大质量恒星形成人口，结合远红外数据与无线电连续谱，H2O脉泽，甲醇脉泽，MIPS，和红色MSX源调查数据从以前的研究。通过应用频率论技术，我们能够在我们的多波长数据集中识别最可能的关联的样本，然后可以从拟合的光谱能量分布（SED）获得的衍生属性中识别。SED建模使用一个简单的修改黑体和拟合到一个全面的网格模型SED，约16个候选协会被确定为嵌入式大规模恒星形成区域。我们从log（F70/F500）\geq 1和log（F160/F350）\geq 1.6的样本中推导出一个二选色准则，以识别另外31个没有相关恒星形成示踪物的嵌入式大质量恒星候选者。利用这一结果，我们可以绘制出该复合体现今恒星形成的图像，并通过外推初始质量函数，得出当前存在的年轻恒星天体（YSO）数量为\approx 2 \times 10^4，对应的恒星形成速率（SFR）为0.01-0.02 M \odot yr^-1。比较这个解决的恒星形成率，河外恒星形成率示踪剂（基于肯尼库特-施密特关系），我们发现恒星形成活动被低估的一个因素相比，来自YSO人口的SFR的\geq 2。
2012-08-02 astro-ph.GA
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions: VII. G9.62+0.20 and the Expanding 3 KPC-ARM
本文报道了与大质量恒星形成区G9.62+0.20有关的12 GHz甲醇脉泽的三角视差，对应于5.2 ± 0.6kpc的距离。与当地标准的静止速度约2公里/秒，该地区的运动距离0.5和16千秒差距很大，从这里推导的距离。我们对恒星形成区的特殊运动的测量表明，它与圆形银河系轨道有很大的偏差：从银河系中心向外径向速度为41 km/s，与银河系自转方向相反的速度为60 km/s。它的径向速度和距离的组合将G9.62+0.20置于银河系的内部区域，靠近膨胀的近3 kpc臂，在那里凸起/棒势有很强的引力影响。我们还映射12 GHz甲醇脉泽的分布，定位它们相对于超紧凑H II区域，并比较我们的数据与以前报道的周期性耀斑现象，这个源。
2009-09-21 astro-ph.GA
Warm dust in high-z galaxies: origin and implications
ALMA观测揭示了在再电离时期（红移$z>6$）星系中尘埃的存在。然而，尘埃温度，$T_d$，仍然不受约束，这引入了很大的不确定性，特别是在尘埃质量的测定。使用一个分析和物理动机的模型，我们表明，在高$z$，恒星形成的巨分子云（GMC），在很大程度上主导了观察到的远红外光度的尘埃，是温暖的（$T_d > 60\ \mathrm{K}$）比本地。这是由于早期星系的特征是更高的气体压力和湍流，导致了更紧凑的GMC结构。这种致密性也延迟了GMC在恒星反馈作用下的扩散，因此新生恒星发出的总紫外辐射中的$\sim 40\%$仍然被遮蔽。更高的$T_d$有额外的含义：它（a）减少了本地和高- $z$ IRX- $β$关系之间的紧张关系，（b）解释了从一些EoR星系的观测中推断出的令人不安的大尘埃质量的问题。
2020-09-04 astro-ph.GA
On the Onset of Secondary Stellar Generations in Giant Star Forming Regions and Massive Star Clusters
在这里，我们认为强烈的演化经历的物质重新插入大质量恒星，无论是在巨大的恒星形成区域驱动的恒星形成率恒定，并在大规模和同时代的超级巨星星团。在这两种情况下，我们都考虑了恒星演化引起的大质量恒星数目、电离光子数目和恒星形成区的综合机械光度的变化。后者总是与临界光度进行比较，对于给定的尺寸，临界光度定义了较低的机械光度极限，超过该极限，通过强风和超新星爆炸重新插入的物质会遭受频繁和周期性的热不稳定性，降低其温度和压力，并抑制其作为全球风的一部分退出。相反，不稳定的重新插入的物质被无处不在的热气体压缩，并且光电离将其温度保持在T $\sim$ 10 $^4$ K。随着进化的进行，更多不稳定的物质积累起来，不稳定的团块的大小也会增加。在这里，我们评估可能的自屏蔽的热不稳定团块对紫外线辐射场。自屏蔽允许重新插入的物质的进一步压缩，其迅速形成能够在其外皮中吸收入射的UV辐射的高密度中性核。在这样的条件下，冷的（T $\sim$ 10 K）中性核很快就超过了金斯极限，变得引力不稳定，导致新一代的恒星被以前的大质量恒星重新插入。我们提出了几个计算的结果，这种积极的恒星形成反馈的情况下，促进强辐射冷却和质量负载。
2014-07-16 astro-ph.GA
Three-dimensional geometry and dust/gas ratios in massive star forming regions over the entire LMC as revealed by IRSF/SIRIUS survey
我们推导出整个尘埃消光（AV）的大麦云（LMC）的地图估计在近红外波长的颜色过剩。利用最近采用的计算Av沿视线分布的百分位数方法，基于IRSF/SIRIUS点源星表，我们得到了N44、N79和N11三个大质量恒星形成区的三维Av图。将三维AV图与三种不同速度分量的氢柱密度N（H）进行了比较，其中一种是LMC盘速度，另外两种是低于盘速度的速度。因此，我们得到的三维尘埃几何形状表明，气体碰撞是正在进行的不同的速度分量之间。我们还发现大质量恒星形成区之间的气体碰撞时间存在差异，这表明N44、N79和N11的气体碰撞发生晚于剑鱼座30。此外，N44的Av/N（H）在速度分量之间存在两倍的差异，而N79和N11的差异不显著。从N44的三维几何结构和各恒星形成区的Av/N（H）值，我们认为N44的大质量恒星形成是由LMC和SMC之间的潮汐相互作用的外部触发引起的，而N79和N11中的潮汐很可能是由内部触发因素引起的，例如来自星系旋臂的气体会聚和超壳层的膨胀，尽管潮汐相互作用的可能性不存在。排除了
2022-03-07 astro-ph.GA
Chemical evolution of N2H+ in six massive star-forming regions
为了研究N2 H+的丰度如何随着大质量团块的演变而变化，在这里，我们对六个分子云进行了多波长研究。所有这些云都包含几个处于恒星形成不同演化阶段的巨大团块。利用Herschel红银道面巡天（Hi-GAL）的存档数据，用谱能量分布（SED）方法制作了这些区域的H2柱密度和尘埃温度图。我们发现这六个云都显示出明显的尘埃温度梯度，范围从20 K到30 K。这使它们成为研究恒星形成不同演化阶段分子（如N2 H+）化学演化的良好候选者。我们的分子线数据来自90 GHz的毫米天文遗产团队调查（MALT 90）。我们制作了N2 H+的柱密度图和丰度图。当尘埃温度高于27 K时，N_2H ~+的丰度开始下降或达到一个平台。我们认为这是因为在经典HII区周围的光解离区（PDR）中，N2 H+被自由电子严重破坏。当尘埃温度低于27 K时，N2 H+的丰度随尘埃温度的升高而增加。这似乎与先前在低质量恒星形成区建立的化学模型不一致。为了检查这种不一致是否是由大质量恒星形成团块中的不同化学物质引起的，需要更高的角分辨率观测。
2019-05-22 astro-ph.GA
Self-similar cluster structures in massive star-forming regions: Isolated evolution from clumps to embedded clusters
利用dendrogram算法和最小生成树方法分析大质量恒星形成区，发现星团具有自相似结构，且从clump到embedded cluster的演化呈孤立局部性，并证实ATLASGAL clump的典型恒星形成效率约为0.33。
2024-07-29 astro-ph.GA
A quality check of the $AKARI$ mid-infrared all-sky diffuse map toward the massive star-forming regions NGC 6334 and NGC 6357
我们提出了一个比较研究的CO和多环芳烃（PAH）的排放朝向包括大质量恒星形成区的NGC 6334和NGC 6357。我们使用NANTEN $^{12}$ CO（$J$ = 1- 0）数据和$AKARI$ 9 $μ$ m全天空漫射图来评估$AKARI$数据的校准精度。我们确认，整体CO分布显示出良好的空间对应性与PAH的排放，和他们的强度表现出良好的幂律相关性的空间分辨率下降到4 $'$的区域10 $^\circ$ $\times$ 10 $^\circ$。我们还揭示了较差的相关性小尺度结构之间的两个数量对NGC 6357，由于强烈的紫外线辐射从本地源。与NGC 6334相比，NGC 6357的相关性更大的分散表明更高的电离度和/或PAH激发。
2016-02-22 astro-ph.GA
The relation between black hole spin and star formation in massive star-forming galaxies
本研究利用大样本发现黑洞自转与大质量恒星形成星系的恒星形成活动显著相关，且早型与晚型星系中的调节机制可能相似。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
An unbiased spectral line survey observation toward the low-mass star-forming region L1527
用45米野边山望远镜在3毫米波段对L1527中的一颗太阳型0/I类原恒星IRAS 04368 +2557进行了无偏谱线测量。L1527是一个温暖的碳链化学（WCCC）源，在原恒星附近温暖而致密的区域含有丰富的不饱和有机物质，如C $_n$ H（$n = 3,\ 4,\ 5,\ldots$）。观测范围为80 ~ 116 GHz。还在70 GHz波段进行了补充观测，以观察氘代物质的基本跃迁。总共鉴定了69种分子种类，其中27种是碳链种类及其异构体，包括其次要同位素体。这种谱线测量为我们提供了一个很好的WCCC源化学成分的模板。
2019-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Implications of the Stellar Mass Density of High-$z$ Massive Galaxies from JWST on Warm Dark Matter
本文研究温暗物质如何调和JWST发现的高红移大质量星系恒星质量密度超出与再电离历史之间的矛盾，并给出WDM粒子质量约0.51 keV、恒星形成效率参数大于0.39的约束。
2023-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distribution of HNCO 5$_{05}-4_{04}$ in Massive Star-forming Regions
本文的目标是研究HNCO在大质量恒星形成区的空间分布，并探讨其与红外源的空间关联，以及HNCO发射区的物理条件。我们用紫金山天文台13.7米望远镜绘制了HNCO 5 $_{05}-4_{04}$的9个大质量恒星形成区。同时获得了这些源的C18O分布图。HNCO辐射分布紧凑，发射峰集中在水脉泽上。几乎所有的HNCO团块都显示出嵌入中红外或远红外源的迹象。HNCO团块的FWHM尺寸显著小于C18O团块，但与HC3N团块相当类似。我们还发现HNCO和HC3N发射的积分强度、线宽和LSR速度之间有很好的相关性，这意味着这两种物质的激发机制相似。因此，碰撞激发很可能是银河系大质量恒星形成区HNCO 5 $_{05}-4_{04}$发射的主要激发机制。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VIII. G12.89+0.49, G15.03-0.68 (M17) and G27.36-0.16
我们报告了三个大质量恒星形成区的三角视差，对应于G12.89+0.49（也称为IRAS 18089-1732）的$2.34^{+0.13}_{-0.11}$ kpc，G15.03-0.68（在M17区）的$1.98^{+0.14}_{-0.12}$ kpc和G27.36-0.16的$8.0^{+4.0}_{-2.0}$ kpc。G12.89+0.49和G15.03-0.68都位于船底座-人马座旋臂。
2011-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength study of massive star-forming region IRAS 22506+5944
我们对大质量恒星形成区IRAS 22506+5944进行了多线研究。探测到一个新的6.7GHz甲醇脉泽。~（12）CO、~（13）CO、~（18）O和HCO+ J = 1-0跃迁观测结果表明，该恒星形成复合体主要由两个核心组成。主核心的质量超过200个太阳质量，而另一个只有大约35个太阳质量。两个核心显然处于不同的进化阶段。一个12 CO充满活力的双极流出被检测到流出质量约15太阳质量。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cyanopolyyne Chemistry around Massive Young Stellar Objects
最近的射电天文观测表明，HC $_{5}$ N，第二短的氰基多炔（HC $_{2n+1}$ N），是丰富的周围的一些大质量的年轻恒星天体（MYSO），这是没有预测的经典碳链化学。例如，观察到的HC $_{5}$ N丰度朝向G28.28 $-$ 0.36 MYSO，比L1527（其是暖碳链化学（WCCC）源之一）中的丰度高一个数量级以上（Taniguchi等人，2017年）的报告。在本文中，我们提出了化学模拟的热核模型与升温期间使用天体化学代码鹦鹉螺。我们发现氰基多炔化合物最初是在气相中形成的，并在不冷不热的阶段（$25 < T < 100$ K）在颗粒状冰幔的体块和表面上增生。在缓慢升温期模式中，当温度上升到100 K以上时，氰基多炔从尘埃颗粒上解吸时出现峰值。在G28.28 $-$ 0.36 MYSO中观测到的HC $_{5}$ N、CH $_{3}$ CCH和CH $_{3}$ OH的丰度下限，在它们从尘埃颗粒中解吸后，可以在我们的热核模型中重现。此外，以前的观察表明，不同的多年期SO周围的封套中存在化学多样性。我们讨论可能的解释恒星形成过程的各个阶段之间的关系和这种化学多样性，如不同的升温时间尺度。这个时间尺度不仅取决于中心恒星的质量，还取决于温暖区域的大小与它们的下沉速度之间的关系。
2019-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
