Molecular clouds in the NGC 6334 and NGC 6357 region; Evidence for a 100 pc-scale cloud-cloud collision triggering the Galactic mini-starbursts
我们用NANTEN 2和ASTE对银河系中的孪生小型星暴NGC 6334和NGC 6357进行了新的CO（$J=$ 1-0，2-1和3-2）观测。我们检测到两个速度的分子组成的12公里秒的$^{-1}$速度分离，这是连续超过3度沿平面。在NGC 6334中，这两个分量在年轻的HII区域表现出相似的双峰强度分布，并通过桥特征连接起来。在NGC 6357中，我们发现了两个速度分量之间的空间互补分布以及速度的桥梁特征。基于这些结果，我们假设在过去的几百万年里，这两个区域的两个云相互碰撞，并触发了超过$\sim$ 100 pc的星暴的形成。我们认为，星爆的形成发生在$\sim$ 10-pc范围的碰撞区域，具有初始高分子柱密度。对于NGC 6334，我们提出了一个方案，其中包括由于非均匀的云分离的碰撞时期的空间变化。这可能解释了NGC 6334中年轻O型星的年龄差异从$10^4$岁到$10^6$岁;最近一次碰撞发生在$10^5$岁之间，碰撞方向是NGC 6334 I（N）和I中最年轻的恒星，它们表现出没有HII区的分子外流。对于NGC 6357来说，O型星是在几百万年前形成的，O型星的云分散是重要的。我们的结论是，云-云碰撞提供了一个可能的解释超过100 pc规模的最小星暴。
2018-01-25 astro-ph.GA
Triggering, suppressing and redistributing star formation
我们讨论了恒星反馈可能改变团簇形成结果的三种不同方式：触发或抑制恒星形成，以及重新分配空间中的恒星星族。我们使用详细的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟HII区域的湍流分子云，以表明这三个可能发生在同一个系统中，使推论反馈的影响有问题。
2012-08-16 astro-ph.GA
FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN): Possible evidence of cloud-cloud collisions triggering high-mass star formation in the giant molecular cloud M16 (Eagle Nebula)
M16，鹰状星云，是一个杰出的\HII \区域，展示了广泛的高质量恒星形成和拥有显着的“支柱”。我们在此获得了NANTEN 2观测区域的新的$^{12}$ CO $J=$ 1-0数据，并将其与FUGIN勘测获得的$^{12}$ CO $J=$ 1-0数据相结合。这些观测结果表明，一个巨大的$\sim 1.3 \times 10^5$ \Msun \分子云（GMC）与M16有关，它被拉长了30 pc以上，垂直于银道面，距离为1.8 kpc。这一环流可分为北部云、东部云、东南部云、东南部云和南部云。我们还发现了两个速度分量（蓝移和红移分量）的N云。蓝移分量表现为环状结构，而红移分量与环状结构的强度下降相一致。各组分的位置-速度图呈V型速度特征。云的空间和速度结构表明，两个不同的速度分量相互碰撞的相对速度为11.6 \kms。碰撞的时间尺度估计为$\sim 4 \times 10^5$年。碰撞事件合理地解释了O 9V恒星ALS 15348的形成，以及斯皮策气泡N19的形状。在与O7.5V恒星HD 168504相关的东南星云中也发现了类似的速度结构。此外，在整个GMC中发现的两个速度分量的互补分布表明，碰撞事件发生在全球范围内。基于上述结果，我们提出了一个假说，即在过去的几个$10^{6}$年中，这两个组分之间的碰撞相继发生，并触发了NGC 6611星团中O型星的形成。
2020-08-13 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions triggering star formation in galaxy simulations
本研究开发实时识别云-云碰撞（CCCs）的算法及关联恒星形成的模型，通过孤立星系模拟发现CCCs是星系演化中重要的恒星形成过程，且后处理分析碰撞参数存在偏差。
2024-03-08 astro-ph.GA
Triggering the formation of the supergiant H II region NGC 604 in M33
本文根据M33中H I云的碰撞讨论了超巨星H II区NGC 604的形成机制。通过对甚大阵列（VLA）获得的H I数据的分析，揭示了NGC 604周围复杂的速度分布。H I云由两个速度分量组成，它们之间的距离约为20 km s^-1，范围约为700 pc，超出了H II区域的大小。虽然氢离子云不容易在速度上分离，其中一些混合成分由合并的线轮廓表示，但每种成分的原子气体质量分别为6 x 10^6 M_Sol和9 x 10^6 M_Sol。H I气体的这些特征和稠密分子气体在两个速度分量重叠区域的分布表明，不同速度的H I云碰撞诱导了巨分子云的形成和随后的大质量团簇形成。根据大尺度HI巡天观测中发现的M33和M31之间存在气体桥的现象，扰动的原子气体可能是两个星系之间过去潮汐相互作用的结果，类似于大麦哲伦星云中R136星系团的形成。
2018-02-07 astro-ph.GA
Ionization--induced star formation IV: Triggering in bound clusters
我们提出了一个详细的研究恒星形成的影响下，从大质量恒星的内部电离反馈的云属性的范围内发生在绑定的恒星形成云。我们推断哪些对象被触发比较我们的反馈模拟与控制模拟，其中没有反馈。我们发现反馈总是导致较低的恒星形成效率，通常但不总是导致大量的恒星或星团。星系团的质量函数不受反馈的强烈影响，但恒星的质量函数偏向于较低的质量。电离作用也会影响恒星的几何分布，这种影响对投影效应是稳健的，但可能会使恒星协会或多或少地亚集群，这取决于背景云环境。我们观察到一个突出的支柱，在一个模拟，这是吸积流的剩余物喂养其主机云的中央电离集群，并建议这可能是一个一般的形成机制，如在M16中观察到的支柱。我们发现，恒星与气体中的结构（如壳或柱）的关联是一个很好的，但绝不是万无一失的指示，表明这些恒星已经被触发，我们得出的结论是，很难推断出哪些物体是诱导形成的，哪些是自发形成的，仅仅从一个单一的时间观察系统。
2012-08-22 astro-ph.GA
The role of previous generations of stars in triggering star formation and driving gas dynamics
本文通过亚星系区域流体力学与磁流体力学模拟，研究前代恒星族群对恒星形成和气体动力学的影响，发现早期超新星反馈是触发新恒星形成和驱动大尺度气体运动的主要机制，而MHD效应比初始条件更能显著降低后期恒星形成率。
2023-04-13 astro-ph.GA
Triggering star formation by free-floating planets
Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）
本文研究自由漂浮行星被困于原恒星氢云中，通过吸积增长成为替代动力学中心，触发引力坍缩形成恒星，并解释银河系中第二代恒星的可能形成机制。
2026-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization--induced star formation V: Triggering in partially unbound clusters
我们提出了一系列论文中的第四篇，详细介绍了我们的SPH研究O型恒星的电离反馈对湍流恒星形成云的影响。在这里，我们研究了光电离对一系列初始部分未结合云的影响，这些云的质量范围从$10^{4}$ -- $10^{6}$ M $_{\odot}$，初始大小从2.5- 45 pc。我们发现，电离反馈深刻地影响了我们大多数模型云中的气体结构，产生了大而清晰的气泡结构和柱子。然而，所产生的嵌入式团簇结构的变化要弱得多，并且与气体的演化没有很好的相关性。我们发现，在所有情况下，恒星形成的效率和速率降低反馈和对象的数量增加，相对于控制模拟。我们发现，当地触发恒星形成的发生，并有一个很好的相关性触发对象和支柱或气泡壁，但触发对象往往是空间混合自发形成的。一些被触发的物体获得足够大的质量，成为电离源本身，支持恒星形成传播的概念。在大多数模拟中，我们发现空间年龄梯度的证据很少，而且在我们确实看到它们的地方，它们不是触发的好指标，因为它们同样适用于自发形成的对象作为触发对象。总的来说，我们的结论是，推断全球或本地的反馈对恒星星族的影响，从观察一个系统在一个单一的时代是非常有问题的。
2013-02-06 astro-ph.GA
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. V. Nonisothermal Collapse Regime
最近的陨石分析支持短寿命放射性同位素$^{60}$ Fe的初始丰度可能足够高，需要在核心坍缩超新星中进行核合成，然后快速并入原始陨石成分，而不是这样的同位素继承自被各种超新星遗迹和大质量星风污染的巨大分子云的混合区域。本文继续探索前一种情况，通过计算三维，自适应网格加密，流体动力学代码（FLASH 2.5）分子云核被速度为40公里/秒的薄激波锋面撞击后的自引力动力学坍缩模型，通过在激波-云交叉处形成瑞利-泰勒指，导致激波前沿物质注入到坍缩云中。这些模型扩展了以前的工作到非等温塌陷制度，使用多方近似表示压缩加热的光学厚原恒星。该模型表明，冲击波前材料的注射效率提高相比，以前的模型，没有进行到非等温制度，所以没有达到这样高的密度。新的模型，结合最近的估计初始$^{60}$ Fe丰度，意味着超新星触发和注入的情况仍然是一个合理的解释起源的短寿命的放射性同位素参与形成我们的太阳系。
2017-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A diversity of starburst-triggering mechanisms in interacting galaxies and their signatures in CO emission
在相互作用的星系中增强的恒星形成活动的物理起源仍然是一个悬而未决的问题。知道恒星爆发是由致密气体数量的增加还是恒星形成效率的增加引发的，将提高我们对星系演化的理解，并允许将在本地宇宙中获得的结果转移到高红移星系。在本文中，我们分析了一个秒差距分辨率的模拟相互作用的星系的类玛瑙模型。我们发现，物理过程的相互作用在时间和空间上有复杂而重要的变化，通过不同的组合机制，如潮汐，剪切和湍流。这些可以在可观察到的像耗尽时间和CO排放量上有类似的印记。密度气体只构成某些云密度分布的尾部，但在另一些云中大量存在。恒星形成速率对气体密度的超线性依赖意味着这种过度转化为耗尽时间的减少，从而导致偏离经典的恒星形成制度，可见到星系尺度。这些云存在于星系的所有部分，但它们的数量密度从一个区域到下一个区域有所不同，这是由于不同的云组装机制。因此，云和恒星形成相关的量（如CO通量和耗尽时间）对测量尺度的依赖性在星系中也各不相同。我们发现，CO光度和分子气体质量之间的转换因子的$α_{\rm CO}$具有更强的空间比时间的变化，在一个系统，如太阳能电池。这些结果提出了一些警示说明的解释未解决的恒星形成区域的观测，但也预测，恒星形成的环境的多样性将更好地捕捉到未来几代的仪器。
2019-02-06 astro-ph.GA
High-mass star formation possibly triggered by cloud-cloud collision in the HII region RCW 34
我们报告的一种可能性，位于HII区域RCW 34的高质量恒星是由分子云碰撞引起的触发形成的。用NANTEN 2和ASTE望远镜测量了RCW 34方向的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J=$ 2-1和$^{12}$ CO $J=$ 3-2谱线的分子气体分布。我们发现了两个速度范围为0-10 km s $^{-1}$和10-14 km s $^{-1}$的云。前者的质量约为2.7 x 10 $^{4}$ Msun，其形态类似于在红外波长下观察到的环状结构，而后者的质量约为10 $^{3}$ Msun，以前的观测尚未识别，分布很可能覆盖另一个云包围的气泡。光谱型为O8.5V的高质量恒星位于两个云的边界附近。$^{12}$ CO $J=$ 3-2 / $J=$ 2-1的谱线强度比在大质量恒星附近产生很高的值（~1.5），表明这些云与大质量恒星有关。我们还证实，所获得的位置-速度图显示出类似的分布，通过数值模拟的超音速碰撞的两个云。使用两个云之间的相对速度（~5 km/s $^{-1}$），碰撞时间尺度估计为$\sim$ 0.2百万年，假设距离为2.5 kpc。这些结果表明，RCW 34中的高质量恒星是在约0.2百万年的时间尺度内通过触发云-云碰撞而迅速形成的。
2017-11-10 astro-ph.GA
Molecular line signatures of cloud-cloud collisions
星际气体云之间的碰撞可能是触发恒星形成的重要机制。这是因为它们能够迅速产生大量的致密气体。在观测上，云的碰撞通常是通过位置-速度（PV）空间中的强度峰值（通常是CO排放）之间的桥接特征来识别的。使用流体动力学模拟，随时间变化的化学，和辐射转移的组合，我们产生合成的分子线观测重叠的云，真正的碰撞，重叠的云，只是机会叠加。追踪密度比CO大的物质的分子，如NH $_3$和HCN，在真正碰撞云的PV空间的“桥接特征”区域中达到$0.5$和$0.2$相对于CO的峰值强度比。对于只是偶然叠加的重叠云，NH $_3$和HCN强度峰值与CO强度峰值位于同一位置。这代表了一种从观测上确认云碰撞的方法，并将它们与不相关物质的偶然排列区分开来。
2021-06-18 astro-ph.GA
RCW 36 in the Vela Molecular Ridge: Evidence for a high-mass star cluster formation triggered by Cloud-Cloud Collision
两个分子云之间的碰撞是高质量恒星形成的一个可能候选者。位于船帆座分子脊的HII区域RCW 36包含一个年轻星团，其中有两颗O型星。我们提出了新的CO观测RCW 36与NANTEN 2，Mopra，和ASTE使用$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）线的排放。我们已经发现了两个分子云躺在速度$V_\mathrm{LSR} \sim$ 5.5和9公里秒$^{-1}$。这两个云很可能在物理上都与星团有关，这一点可以通过两个云、红外线灯丝和星团之间良好的空间对应关系得到证实。我们还发现了一个高的强度比$\sim$ 0.6-1.2的CO $J$ = 3-2 / 1-0向这两个云，表明气体温度已增加，由于加热的O-型恒星。我们建议，在RCW 36的O型星形成的两个云之间的碰撞，与5公里秒的相对速度分离$^{-1}$。互补的空间分布和速度分离的两个云是在良好的协议与观测签名预期的O型恒星形成的云-云碰撞触发。我们还发现了两个云的互补空间分布之间的位移，我们估计为0.3 pc，假设碰撞角为45 $^{\circ}$相对于视线。我们估计碰撞的时间尺度为$\sim$ 10 $^5$ yr。Ellerbroek et al.（2013 b）的星团年龄很可能是由不是在云-云碰撞触发下形成的低质量成员决定的，而星团中心的O型星可能是由独立于低质…
2018-02-02 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion possibly triggered by cloud-cloud collision III, NGC2068 and NGC2071
利用NANTEN 2天文台对猎户座中含有反射星云的大质量恒星形成区NGC 2068和NGC 2071进行了13 CO（J=2-1）跃迁的分子谱线研究。~（13）CO的分布表明，在9.0和10.5km/s处有两个速度分量。蓝移的分量位于东北，与NGC 2071有关，而红移的分量则位于西南，与NGC 2068有关。这两个云的总强度分布显示出约1 pc的差距，表明它们目前是分离的。详细的空间比较表明，两者显示出互补的分布。蓝移分量位于红移分量西北方向的强度低压区，在那里我们发现0.8pc的位移使两个云很好地相互适应。此外，一项新的非正面碰撞模拟表明，从偏离碰撞轴60度的角度进行的观测与该区域的速度结构吻合得很好。根据这些结果，我们假设两个部件以3.0 km/s的预计相对速度相互碰撞，对于偏离视线60度的相对运动的假设轴，估计为0.3百万年。我们假设云中两颗质量最大的早期B型恒星，照亮了两个反射星云的恒星，是由两个云之间界面的碰撞触发形成的。考虑到其他年轻的高质量恒星形成区，即M42，M43和NGC 2024（Fukui et al. 2018 b; Ohama et al. 2017 a），碰撞触发似乎可能独立地在最后一个百万年在猎户座中形成O型和早期B型恒星，预计距离约为80 pc。
2019-12-04 astro-ph.GA
The Gas Properties of the W3 GMC: A HARP study
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。
2012-02-22 astro-ph.GA
Cluster formation induced by a cloud--cloud collision in [DBS2003]179
[DBS 2003]179是银河系中的一个超级星团，是通过深近红外观测发现的。利用NANTEN 2、ASTE和Mopra 22 m望远镜对[DBS 2003]179进行了CO J=1-0和J=3-2的观测。我们确定并绘制了两个可能与星团相关的分子云。该关联由与8微米Spitzer图像的空间相关性以及12 CO的两个跃迁（J=3-2至J=1-0）的高比率证明。这两个云团在空间上具有互补分布，在速度上具有连接它们的桥梁特征。我们提出了一个假设，即两个云在1- 200万年前相互碰撞，碰撞压缩了界面层，触发了星团的形成。这为在Wd 2、NGC 3603、RCW 38和R136这四个超级星团的旁边存在一个由云-云碰撞形成的超级星团提供了又一个证据。这些发现表明，已知的具有密切关联的尘埃排放的超级星团是由云-云碰撞形成的，支持了云-云碰撞在大质量恒星形成中的重要作用。
2019-12-04 astro-ph.GA
Massive stars in massive clusters IV: Disruption of clouds by momentum-driven winds
利用SPH流体动力学模拟方法研究了动量驱动的OB星恒星风对模拟湍流巨分子云参数空间的影响。通过与电离辐射而不是风的相同的模拟相比，我们表明，动量驱动的风是相当有效地破坏他们的主机云比HII地区。产生的风气泡比相应的电离驱动气泡更小，通常更平滑。风在破坏O型星所嵌入的非常致密的气体方面也大致有效，从而关闭了模型云中恒星形成活动的主要区域。然而，它们的影响力随着距离源的距离而迅速下降，因此它们不太擅长清扫致密气体并在云层中引发恒星形成。因此，它们对恒星形成速率和效率的影响通常比电离更负面，如果它们发挥任何影响的话。
2013-09-27 astro-ph.GA
Gas-Poor Hosts and Gas-Rich Companions of $z\approx$3.5 Radio Active Galactic Nuclei: ALMA Insights into Jet Triggering and Feedback
本研究利用 ALMA 数据分析了 $z\approx3.5$ 的射电 AGN 样本，发现贫气宿主星系附近存在富气伴星系云，提出这些云可能源于并合剥离并触发了射电噪 AGN，同时揭示了 AGN 对冷气体的负反馈作用。
2025-07-13 astro-ph.GA
The impact of spiral arms on the star formation life cycle
本研究基于PHANGS巡天的22个近邻旋涡星系样本，对比旋臂与臂间区域的恒星形成相关参数，发现旋臂对触发恒星形成无主导作用，且臂间恒星形成效率略高。
2025-05-16 astro-ph.GA
Isolating signatures of major cloud-cloud collisions using position-velocity diagrams
巨大分子云之间的碰撞是触发大质量恒星甚至超级星团形成的潜在机制。问题在于通过观察来识别这个过程并将其与其他机制区分开来。我们从以下模型中生成合成位置-速度图：云-云碰撞，沿视线的非相互作用云，具有内部辐射反馈的云和在星系盘中演变的更复杂的云，以尝试识别碰撞的独特特征。我们发现，一个广泛的桥梁功能连接两个强度峰值，空间相关，但分离的速度，是一个高速云云碰撞的签名。我们表明，宽桥功能是弹性的辐射反馈的影响，至少到2.5万年左右的第一个大质量（电离）恒星形成后。然而，对于10 km/s的碰撞，我们发现这只能从20- 30%的视角观察到。这样的宽桥特征已经在M20附近被发现，M20是一个非常年轻的大质量恒星形成区域，被鸟居等人（2011）认为是云-云碰撞的地点，也被泉等人（2014）发现在银河系外的恒星形成区域。
2015-03-23 astro-ph.GA
Playing with positive feedback: external pressure-triggering of a star-forming disc galaxy
大质量星系中的反馈通常涉及恒星形成的淬灭，一个受欢迎的候选者是中央超大质量黑洞的流出物。然而，在高红移下，解释包含活动星系核的星系中经常发现的巨大的恒星形成速率，可能需要一种更有力的恒星形成模式，而不是简单地通过在与附近宇宙相关的通常引力驱动模式中丰富星系的气体含量来实现。使用流体动力学模拟，我们表明，活动星系核压力驱动的恒星形成可能提供的正反馈，可能需要产生在遥远的宇宙中观察到的加速恒星形成率。
2015-03-19 astro-ph.GA
A kinematic analysis of the CO clouds toward a reflection nebula NGC 2023 observed with the Nobeyama 45 m telescope; Further evidence for a cloud-cloud collision in the Orion region
我们分析了反射星云NGC 2023区域的新CO（$J$ = 1-0）数据，特别关注分子气体的详细运动学性质。结果表明，在19 $''$（= 0.04 pc）的高分辨率下，有两个速度分量表明了动力学相互作用的特征。基于这些结果，我们提出了一个假设，即两个云相互碰撞，并触发了B1.5恒星HD 37903的形成，除了20个低质量的恒星在两个小集群的大小为2 pc。虽然先前的研究倾向于由HII区域触发的方案（例如，Mookerjea等人2009年），目前的结果表明，HII区的影响仅限于分子云的表面，并不有助于气体压缩和恒星形成。目前的结果支持了云-云碰撞在形成高质量恒星中的主导作用，除了$\sim$ 20颗低质量恒星，它们也可能由碰撞形成。目前的情况表明，猎户座区域的所有高质量恒星都是由云-云碰撞形成的。
2020-06-05 astro-ph.GA
IRAM-30m large scale survey of $^{12}$CO(2-1) and $^{13}$CO(2-1) emission in the Orion molecular cloud
我们用IRAM 30米望远镜在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（2-1）谱线上观测了猎户座分子云的一部分$\sim$，最大空间分辨率为11”，光谱分辨率为0.4 km~s $\sim$。云呈片状、团块状，运动结构复杂。我们得到的云的质量估计为7700 M $_{\text{Sun}}$（其中一半是在地区发现的视觉分辨率$A_V$低于$\sim$ 10）和动力学年龄的星云的顺序为0.2百万年。能量平衡表明，磁场在支持云的过程中起着重要的作用，无论是大尺度还是小尺度。根据我们的分析，在分子气体中的湍流动能，由于外流是湍流动能云与HII区域的相互作用所产生的。后一种反馈似乎是负面的，即在猎户座中，HII区域触发恒星形成的效率很低。简化的数据以及其他产品（如柱密度图）可在http://userpages.irap.omp.eu/~oberne/Olivier_Berne/Data上在线获得。
2014-08-28 astro-ph.GA
Fast cloud-cloud collisions in a strongly barred galaxy: Suppression of massive star formation
最近的星系观测表明，恒星形成活动的变化取决于星系环境。为了了解银河尺度恒星形成的多样性，了解极端环境下巨型分子云的形成和演化至关重要。我们专注于观测证据，酒吧在强棒星系缺乏大质量的恒星，即使分子气体的数量足以形成恒星。本文利用NGC 1300观测结果中的恒星势，对一个强棒星系进行了流体动力学模拟，并比较了棒臂、棒端和旋臂等不同星系环境下的云性质。我们发现，云的维里参数的平均值为1，没有环境依赖性，表明云的引力束缚态并不落后于观测证据的缺乏大质量恒星的强酒吧。相反，我们专注于云-云碰撞，这被认为是大质量恒星形成的触发机制。我们发现，在酒吧的碰撞速度比在其他区域快。我们使用云的运动学研究碰撞频率，并得出结论，在酒吧的快速碰撞可能源于随机的云运动，由于椭圆形的气体轨道移动的酒吧潜力。这些结果表明，在强棒中观察到的缺乏活跃的恒星形成的区域起源于快速的云-云碰撞，这是低效的形成大质量恒星，由于银河系尺度的激烈的气体运动。
2020-03-26 astro-ph.GA
Cloud-Cloud Collisions Induce Filament-Mediated Super Star Cluster Formation in the Antennae Overlap Region: Evidence from ALMA and JWST
Shunan University（周南大学）；Shizuoka University（静冈大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Kagawa University（香川大学）；Gifu University（岐阜大学）
ALMA和JWST观测揭示星云-星云碰撞通过丝状介质触发超大质量星团形成，提供多波段证据支持其在星系合并中的关键作用。
2026-02-02 astro-ph.GA
Molecular gas in the compact H{\sc ii} region RCW 166; possible evidence for an early phase of cloud-cloud collision prior to the bubble formation
年轻的HII区是研究O星形成的重要场所，它是基于电离气体和分子气体的分布。利用JCMT CO高分辨率巡天（COHRS）观测的$^{12}$ CO（$J$ =3- 2）辐射，我们发现两个位于$\sim 48$ km s $^{-1}$和$\sim 53$ km s $^{-1}$的分子云与RCW 166的HII区G018.149-00.283有关。G018.149-00.283包括在8 $μ$ m处的亮环和环内的扩展HII区域。$\sim 48$ km s的$^{-1}$云描绘了环，而$\sim 53$ km s的$^{-1}$云位于环内，表明两种分子成分之间的互补分布。我们提出了一个假设，G018.149-00.283内的高质量恒星是在云-云碰撞中触发形成的，预计速度间隔为$\sim 5$ km s $^{-1}$。我们认为，G018.149-00.283是在一个早期的演化阶段，$\sim 0.1$ Myr碰撞后，根据[hab 92]的方案，这将是一个气泡形成阶段，如RCW 120。我们还认为，附近的HII区N21和N22可能是云-云碰撞形成的气泡的候选者。[ino 13]通过磁流体动力学数值模拟表明，界面气体变得高度湍流，并实现了$10^{-3}$-$10^{-4}$ $M_{\odot}$ $/$ yr的高质量吸积率，这为O星的形成提供了解释。RCW 166中相当高频率的云-云…
2018-02-15 astro-ph.GA
Does slow and steady win the race? Investigating feedback processes in giant molecular clouds
我们研究了逐渐加热对质量为$2\times 10^6$ M $_\odot$的湍流分子云演化的影响，维里参数在$0.7-1.2$之间。这种逐渐加热代表了来自大质量恒星的风或来自高质量X射线双星（HMXB）的反馈等过程的能量输出，与超新星（SNe）的脉冲能量注入形成对比。对于质量足够高的恒星，它们的寿命短于云的寿命，我们包括SN反馈处方。包括这两种效果，我们调查之间的相互作用慢和快的反馈形式和它们的有效性在触发/抑制恒星形成。我们发现SN反馈可以在气体中雕刻低密度烟囱，为能量逃逸提供最小阻力的路径。一旦发生这种情况，更稳定，但能量较低，渐进的反馈能够保持烟囱打开。通过将热的破坏性气体从云的中心排出，烟囱可以对恒星形成的效率和持续时间产生积极的影响。此外，关键因素是在每个云的自由落体时间内活跃的高质量恒星和SNe（以及任何随后的HMXB）的数量。由于SN延迟时间的随机性和HMXB形成的随机性，这可能会因云而异。然而，我们模拟中的决定性因素是冷却的效率，这可以改变下沉粒子形成所需的金斯质量，以及云中大质量恒星的数量。
2018-07-25 astro-ph.GA
High-Velocity Molecular Clouds in M83
本研究利用高分辨率CO数据在邻近星系M83中识别出10个速度分布不对称的高速分子云，发现其驱动能量超出单次超新星能量，据此推断这些云体多为来自星系盘外部的气体流入物质。
2025-07-01 astro-ph.GA
Are carbon deflagration supernovae triggered by dark matter ?
Swinburne University（斯威本大学）；ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics（暗物质粒子物理卓越研究中心）
暗物质与恒星残骸碰撞可能触发碳熄火超新星，未来观测将澄清这一机制的分布特征。
2026-02-09 astro-ph.GA
Was a cloud-cloud collision the trigger of the recent star formation in Serpens?
ISM的复杂性使得恒星的形成不太可能在所有的分子云中以相同的方式开始。虽然有些云似乎是自己坍缩的，但其他云可能是由外部事件触发的，例如云/流碰撞形成引力不稳定的密度增强层。这项工作测试了云-云碰撞作为巨蛇座主星系团中恒星形成的触发机制，这是以前的工作所提出的。一组平滑粒子流体动力学（SPH）模拟两个圆柱形云之间的碰撞进行比较（分）毫米观测巨蛇座主集群。已经发现的配置再现了许多观察到的巨蛇座的特点，包括一些特殊的速度场的主要特征。整个模型的速度与位置的演变是类似的观察和柱密度和质量内的模拟云同意与测量的SE子集群。此外，我们的研究结果还表明，不对称碰撞提供的成分，以复制较低密度的细丝垂直于主结构，类似于观察到的。在这种情况下，只有在碰撞发生时存在一个预先存在的边缘重力不稳定区域，才能重现巨蛇座星系西北部子星系团的形成。这项工作支持了这样一种解释，即两个云之间的碰撞可能是巨蛇座最近一次恒星形成爆发的触发因素。它不仅解释了该地区复杂的速度结构，还解释了北部（“孤立”崩溃）和南部（由云层之间的冲击造成）之间的温度差异。此外，它提供了一个解释的来源，在南方有一个更大的传播年龄比那些在北方。
2011-01-12 astro-ph.GA
Triggering the formation of direct collapse black holes by their congeners
直接坍缩黑洞（DCBH）是在$z \gsim 6$观测到的超大质量黑洞（SMBH）种子的极好候选者。DCBH的形成需要强的外部辐射场来抑制$\rm H_2$的形成和塌陷气体云中的冷却。这样强的磁场是第一颗恒星或正常的恒星形成星系不容易达到的。在这里，我们调查的情况下，先前形成的DCBH可以提供必要的辐射场的形成额外的。利用单区模型和模拟的DCBH光谱能量分布（SED），通过吸收气体过滤初始具有柱密度$N_{\rm H}$，我们推导出抑制$\rm H_2$形成和冷却的临界场强$J_{\rm LW}^{\rm crit}$。对于具有$N_{\rm H}=1.3\times10^{25}$ cm $^{-2}$，$8.0\times10^{24}$ cm $^{-2}$和$5.0\times10^{24}$ cm $^{-2}$的SED模型，我们得到了$J_{\rm LW}^{\rm crit}\approx22$，35和54，都比正常恒星形成星系的临界场强（$J_{\rm LW}^{\rm crit}\simgt 1000$）小得多。来自先前形成的DCBH的X射线光子建立了高$z$ X射线背景（XRB），其可以增强$J_{\rm LW}^{\rm crit}$。然而，我们发现，在三个SED模型$J_{\rm LW}^{\rm crit}$只增加到$\approx80$，170和390，…
2017-03-24 astro-ph.GA
Candidate super star cluster progenitor gas clouds possibly triggered by close passage to Sgr A*
超级星团是恒星在极端条件下形成的最终产物。因此，研究它们最后的恒星星族是如何从它们出生的祖先气体云中聚集起来的，可以为恒星形成理论提供强有力的约束。寻找这种极端星团的初始条件的一个明显的地方是质量和密度相当的气体云，没有恒星形成活动。我们提出了一种方法来识别这样的祖气体云，并展示了我们的银河系内部几百pc的气体的技术。该方法突出了该地区的三个云具有类似的全球物理特性，以前确定的极端云，G0.253+0.016，作为潜在的年轻大质量集群（YMC）的前体。在银河系内部的100 pc中已经确定了四个潜在的YMC祖先云，但尽管进行了广泛的观测工作，但在整个第一象限中没有发现具有类似性质的云，这一事实对整个银河系的团簇形成/破坏率有影响。我们提出了一个方案来解释如何在银河系中心的环境中，这种致密的气体云可以出现，其中YMC的形成是由气体流通过接近最小的全球银河系引力势在中央的超大质量黑洞，Sgr A* 的位置触发。如果这种触发机制能够得到验证，我们可以使用已知的时间间隔，因为最接近的方法，以Sgr A* 研究的物理恒星质量组装在极端环境中作为一个函数的绝对时间。
2013-04-08 astro-ph.GA
Bipolar H{\sc ii} regions produced by cloud/cloud collisions
我们认为双极H{ \sc ii}区可能是云之间碰撞的结果。这样的碰撞将产生一个冲击压缩层，然后星团可以从该层中心附近的致密气体中凝聚出来。如果星云的质量足够大，星团中可能至少包含一颗大质量恒星，它会发出电离辐射，激发出H{ \sc ii}区域，然后H{ \sc ii}区域膨胀，席卷周围的中性气体。一旦云中的大部分物质都聚集到层上，H{ \sc ii}区域的膨胀在垂直于层中平面的方向上几乎没有遇到阻力，因此它迅速膨胀，产生两个电离气体瓣，层的每一侧一个。相反地，在平行于层中面的方向，H{ \sc ii}区的膨胀会因为气体的冲压压力而停止，而气体会从层的外部继续向星团方向下落;一个稠密的中性气体环会在双极H{ \sc ii}区的腰部周围形成，并可能产生第二代恒星形成。在本文中，我们提出了一个无量纲模型的双极H{ \sc ii}区根据上述情况创建的电离气体的流动，并预测所产生的自由连续谱和复合线发射的特性。这种无量纲模型可以缩放到任何特定系统的物理参数。我们的意图是，这些预测将有助于测试上述情况，从而为云/云碰撞在触发恒星形成中的作用提供间接支持。
2018-11-16 astro-ph.GA
The triggering of local AGN and their role in regulating star formation
我们探索的过程中，触发本地AGN和这些AGN在调节恒星形成的作用，使用mJy成像VLBA勘探在20厘米（mJIVE）调查观察到的~350个附近的星系。mJIVE探测所需的>10^7 K的亮度温度不能通过恒星形成单独实现，这使我们能够明确地探测附近的射电AGN并研究它们在星系演化中的作用。射电活动星系核在早型星系（ETG）中比在晚型星系中更常见一个数量级。在这项研究中，VLBI检测到的ETG与未检测到的ETG具有相似的恒星质量分布，通常不是星系团的中心星系，并且表现出明显高于平均ETG的合并分数。这表明，这些射电活动星系核（VLBI光度>10^22 W Hz^-1）主要是由合并提供燃料的，而不是由恒星内部的质量损失或冷却流提供的。我们的射电活动星系核驻留在紫外光红色序列中的可能性是平均ETG的3倍。此外，活动星系核的典型寿命（大约10^7年）比从蓝云到红色序列的渡越时间（大约1.5 Gyr）要短得多。这表明活动星系核并没有被迅速触发，并在相关的恒星形成事件中出现了几个动力学时间尺度，这意味着它们通常只与残余气体耦合，在恒星形成已经显着下降的时候。虽然在黑洞由热气体冷却的系统中，活动星系核反馈的证据很强，但合并引发的活动星系核似乎并没有强烈地调节相关的恒星形成。活动星系核无法快速淬灭合并驱动的恒星形成，这可能使合并成为附近ETG恒星形成的主导模式，这与小合并是这些系统中恒星质量增长的主…
2014-11-07 astro-ph.GA
Star formation in the circumgalactic high-velocity cloud Complex H
School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与天文学学院）
通过发现HVC复合体H内的双开簇，揭示了银晕介质通过云-云碰撞触发恒星形成，为研究吸积气体的物理条件提供了新视角。
2026-03-11 astro-ph.GA
3D dynamics of the Orion cloud complex -- Discovery of coherent radial gas motions at the 100-pc scale
我们提出了在整个南部猎户座云复杂的气体的三维动力学的第一个研究。我们使用来自盖亚DR 2的YSO的松弛和自行作为气体距离和自行的代理，以及来自档案CO数据的气体径向速度，来计算复杂中不同恒星形成云的空间运动，包括猎户座A，猎户座B和两个外围彗星云的子区域。通过分析这些云在空间和时间上的轨道，我们发现它们在大约600万年前最接近，并且正在从空间中大致相同的区域径向移动。这种连贯的100 pc尺度的径向运动支持这样一种情况，即整个复杂的反应是一个主要的反馈事件，我们称之为猎户座BB（大爆炸）事件。这一事件，我们暂时与最近发现的猎户座X恒星星族，塑造了我们今天观察到的气体的分布和运动学，虽然它不太可能是该地区唯一的主要反馈事件。我们认为，大多数的YSO的动力学进行反馈驱动的恒星形成历史的记忆在猎户座和大多数的年轻恒星在这个复杂的大规模触发的产品，这可以提高恒星形成率至少一个数量级，作为猎户座A（整体形状灯丝）的头部。我们的研究结果表明，反馈，压缩和触发过程存在于猎户座星云星团和猎户座B中的NGC 2023/2024的起源中，从而广泛地证实了Elmegreen和Lada（1977）提出的经典反馈驱动情景。著名的年轻致密星系团$σ$ Orionis和NGC 1977的空间运动与这种情况是一致的。动量估计表明，需要几个到几个超新星的能量来为我们在本文中测量的相干3D气体运动提供动力。
2020-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young stellar clusters in the Rosette molecular cloud. Arguments against triggered star formation
玫瑰花复合体是银道面上一个研究得很好的区域，它呈现出触发恒星形成区的明显特征。然而，由于没有有力的证据证实这一说法，这一点仍有争议。我们专注于在玫瑰复杂的年轻恒星星族的特点，以提高我们的理解，调节在这一地区的恒星形成的过程。我们提出了一种新颖的方法，依赖于在近红外的恒星的颜色和密度的联合分析。它导致映射的分子云的空间分布和检测嵌入的集群与他们的特征方面的成员数和年龄估计。我们已经确定了13个星团，其中2个是新发现的，我们估计玫瑰星云中年轻恒星的总数在4000到8000个成员之间。我们发现，年轻的星团的年龄分布是不一致的一般触发的情况下，在这个分子云的恒星形成。这一研究证明了玫瑰复合体的演化并不受OB星族的影响。这表明，一个活跃区域的简单形态外观不足以对恒星形成过程中的触发作用做出很多结论。我们使用UKIDSS和WISE数据约束星系团属性的方法已被证明是有效的，对银道面其他区域的研究肯定会受益于这种方法。
2013-07-22 astro-ph.GA
The HI Chronicles of LITTLE THINGS BCDS III: Gas Clouds in and around Mrk 178, VII Zw 403, AND NGC 3738
在大多数蓝色致密矮星系（BCD）中，仍然不清楚是什么触发了它们的恒星形成爆发。我们研究了三个相对孤立的BCD，Mrk 178，VII Zw 403和NGC 3738的HI，详细寻找恒星形成触发器的签名，如气体云消耗，矮-矮合并，以及与同伴的相互作用。高角和速度分辨率的原子氢（H I）数据从甚大阵（VLA）矮星系HI调查，跟踪亮度极值的局部不规则星，HI附近星系调查（小东西），使我们能够研究详细的运动学和形态的BCD在HI。我们还提出了高灵敏度HI地图从NRAO绿岸望远镜（GBT）的每个BCD搜索其周围地区的扩展的微弱发射或同伴。GBT数据没有显示任何明显的星系与BCD相互作用。VLA的数据表明，在这些BCD中有几个可能的恒星形成触发器。Mrk 178可能有一个气体云正在撞击其盘面的东南端，或者它正在经历冲压压力剥离。VII Zw 403在其前景或背景中有一个巨大的气体云，显示出吸积到盘上的证据。NGC 3738的恒星形态和H I形态和运动学有几种可能的解释：高级合并，强烈的恒星反馈或冲压压力剥离。虽然这三个BCD表面上是孤立的，但它们的HI数据表明它们可能与环境相互作用，这可能引发它们的恒星形成爆发。
2017-01-27 astro-ph.GA
Structured star formation in the Magellanic inter-Cloud region
我们使用一个新的连续成像调查进行暗能量相机调查的年轻恒星星族在麦哲伦云间区域的分布和属性。这些年轻的恒星在空间上非常密集，形成了一条狭窄的低质量的星协链，它追踪着麦哲伦桥中的氘氢氢气体，并在投影中从SMC延伸到LMC的外盘。在我们的调查足迹协会有年龄$\lesssim 30$ Myr，质量范围$\sim 100-1200\,{\rm M}_\odot$，和非常分散的结构，半光半径高达$\sim 100$ pc。两个人口最多的是强烈的椭圆形，并与$\approx 10^{\rm o}$对齐，轴连接LMC和SMC的中心。这些观测结果强烈表明，年轻的云间种群是在原地形成的，可能是由于最近一次近距离LMC-SMC相遇期间被剥离的气体压缩。这些关联位于两个云之间的距离，我们没有发现任何证据表明在成像区域存在实质性的距离梯度。最后，我们确定了一个巨大的壳的年轻恒星周围的中央协会，这是空间上一致的低柱密度泡在HI分布。这种结构的性质与恒星风和超新星爆炸的场景是一致的，恒星风和超新星爆炸来自中央星团的大质量恒星，将周围的气体扫入壳层，引发新的恒星形成爆发。这是在相对孤立的环境中研究恒星反馈的主要地点。
2017-08-15 astro-ph.GA
Classification of Filament Formation Mechanisms in Magnetized Molecular Clouds
最近对分子云的观测表明，致密的细丝是现今恒星形成的场所。因此，有必要了解细丝的形成过程，因为这些细丝提供了恒星形成的初始条件。理论研究表明，分子云中的冲击波触发了细丝的形成。由于已经提出了几种不同的机制，长丝的形成，所观察到的星形形成长丝的形成机制需要澄清。在本研究中，我们进行了一系列的等温磁流体动力学模拟细丝的形成。我们专注于冲击波速度和湍流的形成机制的影响，并确定了三种不同的机制的细丝的形成。结果表明，当激波速度vsh = 7 km/s时，在激波速度较快的情况下，无论有无湍流和自引力存在，弯曲激波驱动的气流都形成了丝状体。然而，在低速激波速度v_sh = 2.5 km/s时，初始湍流中的压缩流分量诱导细丝形成。当激波速度和湍流都很低时，激波压缩的薄片中的自重力对于细丝的形成变得很重要。此外，我们分析了细丝的线质量分布，并表明强冲击波可以在短时间内自然地产生高线质量细丝，例如在大质量恒星形成区域中观察到的细丝。我们得出结论，主导的细丝形成模式的变化与冲击波的速度触发细丝的形成。
2021-08-13 astro-ph.GA
From molecules to Young Stellar Clusters: the star formation cycle across the M33 disk
为了揭示M33局部恒星形成幕的时间演化，我们研究了由CO（J=2-1）IRAM全盘巡天发现的566个巨分子云（GMCs）和由Spitzer-24~ $μ$ m发射选择的630个年轻星团候选者（YSCC）之间的关联。YSCC和GMCs之间的空间相关性非常强，典型的分离度为17 μ c，小于CO（2- 1）光束尺寸的一半，说明了两个种群之间显著的物理联系。GMC和YSCC跟随HI细丝，除了在最外层的区域，调查发现GMC比YSCC少，可能是由于未检测到的低CO光度云。GMC的质量在2 $\times 10^4$和2 $\times 10^6$ M $_\odot$之间，并根据不同的云演化阶段进行分类：不活跃云占总数的32 $\%$，有恒星形成的云和有恒星形成的云分别占总数的16 $\%$和52 $\%$。在整个南旋臂，不活跃的云优先位于臂的内部，可能表明触发恒星形成的云crosses arm. Some YSCC嵌入恒星形成的网站，而大多数有GALEX-UV和H $α$估计集群质量和年龄的对应物。非包埋的YSCC年龄分布在5~ Myr左右，只有少数在8--10~ Myr。这些年龄估计与不同演化阶段的GMC数量一起导致我们得出结论，14~Myrs是M33中GMC的典型寿命，在云消散之前。不活跃期和嵌入期较短，分别持续约400万年和200万年。这表明，嵌入的YSCC迅速从云中爆发出来，并在云…
2017-03-27 astro-ph.GA
Dense CO in Mrk 71-A: Superwind Suppressed in a Young Super Star Cluster
本文报道了在邻近的绿豆星系NGC 2366中探测到与超级星团Mrk 71-A相一致的CO（J=2-1）。我们的NOEMA观测揭示了一个紧凑的，约7 pc的分子云，其质量（10^5 M_sun）与SSC的质量相似，与高恒星形成效率一致，数量级为0.5。有两个空间上不同的分量，相隔11 km/s。如果膨胀，这些可能是由于动量驱动的恒星风反馈。或者，我们可能会看到残骸坠落，碰撞的云负责触发SSC的形成。运动学也与维里化系统一致。这些极端的，高密度的，恒星形成的条件抑制能量驱动的反馈;一个巨大的，分子云与SSC的共同空间存在支持这种情况，我们定量地证实，在Mrk 71-A中的任何风驱动的反馈是动量驱动的，而不是能量驱动的。由于Mrk 71-A是一个候选的莱曼连续谱发射体，这意味着能量驱动的超级风可能不是电离辐射逃逸的必要条件。此外，对星云连续辐射的探测也为Mrk 71-A提供了精确的天体测量位置。我们还在这个巨大的恒星形成复合体中探测到另外四个大质量的分子云。
2017-10-09 astro-ph.GA
High-mass star formation in the Large Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
该研究分析 LMC 中碰撞压缩的 HI 气体 I 分量，发现多数 O/WR 恒星与之相关，且大质量恒星数量与碰撞压力正相关。
2024-05-08 astro-ph.GA
Molecular clouds and star formation toward the Galactic plane within 216.25$^{\rm o}\le$ l $\le$218.75$^{\rm o}$ and $-$0.75$^{\rm o} \le$ b $\le$1.25$^{\rm o}$
作为银河系成像卷轴画（MWISP）调查的一部分，我们同时进行了12 CO（1-0），13 CO（1-0），C18 O（1-0）映射到分子云在一个区域涵盖3.75平方度。我们揭示了三个分子云，15公里/秒的云，27公里/秒的云，和50公里/秒的云，在调查区域。对50 km/s的云，首次获得了1'左右的角分辨率。调查他们的形态和速度结构，我们发现，27公里/秒的云可能是受反馈的恒星协会蒙OB 3和50公里/秒的云的特点是由三个大的膨胀分子壳。首次在C18 O（1-0）中映射了该区域。我们发现了7个可能形成大质量恒星的C18 O团块和15个基于BGPS档案数据的尘埃团块。利用红外色-色图，我们发现了56个I类和107个II类年轻恒星天体（YSO）候选者。根据YSO候选者的分布，在HII区域S287和两个壳层的交叉点周围发现了过密度，指示触发。讨论了27 km/s星云的恒星形成效率和速率。通过比较S287-main暗条的观测值和碎片化模型，我们认为暗条中的大尺度碎片化是由湍流控制的，而小尺度上的引力碎片化则对YSO的形成起着重要的作用。我们发现恒星形成气体往往比非恒星形成气体具有更高的激发温度、更高的13 CO不透明度和更高的柱密度，这与恒星形成发生在更致密的气体中以及恒星形成气体被YSO加热的观点一致。用1.1mm的尘埃辐射来追踪稠密气体，我们得到了27 km/s云的稠密气体含量为2.7…
2016-02-03 astro-ph.GA
H II regions and supernova remnants associated with molecular clouds: A pilot study with the SARAO MeerKAT Galactic Plane Survey
本研究利用MeerKAT和SEDIGISM数据，发现与H II区域和超新星残骸相关的分子云具有更高的质量和气体面密度，并支持大质量恒星反馈触发恒星形成假说。
2025-11-25 astro-ph.GA
A Kinematic Analysis of the Giant Molecular Complex W3; Possible Evidence for Cloud-Cloud Collisions that Triggered OB Star Clusters in W3 Main and W3(OH)
本文通过对W3巨分子复合体的12CO运动学分析，发现三个不同速度的分子云，并提出W3 Main和W3(OH)中的高质量恒星形成分别由两次云-云碰撞触发，为太阳圈外侧云-云碰撞的普遍性提供了证据。
2024-06-17 astro-ph.GA
Feedback in Clouds II: UV Photoionisation and the first supernova in a massive cloud
分子云的结构受到恒星反馈的各种形式的调节。两个最重要的反馈过程是紫外光电离和来自大质量恒星的超新星。然而，云对这些过程的精确响应以及它们之间的相互作用仍然是一个悬而未决的问题。特别是，我们希望知道在什么条件下云可以被反馈分散，这反过来又可以给我们关于反馈如何调节云内恒星形成的提示。我们进行了一套辐射磁流体动力学模拟的10^5太阳质量云与嵌入源的电离辐射和超新星，包括多个超新星和超超新星模型。一个相当于星云质量10%的紫外线源需要驱散星云，这表明恒星形成效率应该在10%左右。单个超新星无法显着影响云的演变。然而，高能超新星和多颗超新星能够为云增加大量的动量，每10^{51}尔格的超新星能量大约有10^{43} g cm/s的动量。这是在其他工作中估计的较低范围内，因为仍然嵌入HII区域内的致密气体团导致超新星爆炸中的快速冷却。我们认为，超新星本身是无法调节恒星形成的分子云，并认为强大的前超新星反馈是必要的，让超新星爆炸波有效地传播到星际介质
2016-07-19 astro-ph.GA
Star Formation History in two fields of the Small Magellanic Cloud Bar
在恒星形成方面，酒吧是小麦哲伦星云中最多产的区域，但也是研究最少的区域。在本文中，我们调查的恒星形成历史的两个领域位于西南和东北部分的酒吧使用两个独立的和良好的测试程序适用于颜色星等图的恒星星族解决了通过深HST测光。我们发现，酒吧经历了一个可以忽略不计的恒星形成活动在最初的几个Gyr，其次是一个戏剧性的增强从6到4 Gyr前和一个几乎恒定的活动，从那时起。这两个被研究的领域在恒星形成的速率和最近与过去活动的比率上都有所不同，但它们都具有非常低的初始活动水平和大约5 Gyr前的突然增加。增强的时间和大麦云星云中主要事件的时间之间惊人的相似性暗示了一次近距离相遇引发了恒星的形成。
2012-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed CO ($J$ = 1--0, 2--1 and 3--2) observations toward an H{\sc ii} region RCW~32 in the Vela Molecular Ridge
我们对船帆座分子脊的H{ \sc ii}区RCW~32进行了CO（$J$ = 1- 0，2- 1，3- 2）观测。与H{ \sc ii}区域相关的CO气体分布首次以22 arcsec的高分辨率被揭示。结果显示了三个不同的速度分量，显示对应的光学暗泳道和/或H $α$分布。其中两个分量的空间分布是互补的，表明它们之间发生了相对速度为$\sim$ 4 km~s $^{-1}$的碰撞作用。在此基础上，我们提出了云-云碰撞决定了云的分布并触发了激发星电离RCW~32的形成的假说。碰撞的时间尺度估计从云的大小和速度分离是$\sim$ 2 Myr和碰撞终止$\sim$ 1 Myr前，这是一致的激发星和相关的集群的年龄。结合前人对船帆座分子脊H{ \sc ii}区的研究，我们认为船帆座分子脊H{ \sc ii}区中的大部分（至少4个）是由云-云碰撞触发形成的。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Gas Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection in a Disk Galaxy with a BiSymmetric Spiral Magnetic Field
最近，碰撞诱导的磁重联（CMR）机制被提出来解释猎户座A巨分子云中致密细丝的形成。一个自然的问题是，CMR是否在银河系的其他地方工作。作为回答这个问题的初步尝试，本文研究了在一个改进的双对称螺旋（BSS）磁场的平板旋转盘中CMR的触发和稠密气体的产生。云-云碰撞在磁盘中的场反转的模拟与雅典娜++代码。在代表暖中性介质的条件下，云-云碰撞成功地触发了不同盘半径的CMR。然而，致密气体的形成被主要的热压力阻碍，除非存在中等强度的初始场$\gtrsim5μ$ G。强场模型，具有较大的伦德奎斯特数$S_L$和较低的等离子体$β$，激活碰撞中平面的等离子体团不稳定性，这是由磁盘旋转抑制。我们推测，CMR可能是常见的，如果更多的云沿场反转碰撞。然而，为了在数值模拟中见证CMR过程，我们需要用空间动态范围$\gtrsim10^6$显著地解决碰撞中平面。如果银河系的旋臂确实与BSS中的场反转相吻合，那么CMR就有可能在旋臂中创造或维持致密气体。高分辨率、高灵敏度的塞曼/法拉第旋转观测对于寻找具有螺旋场的CMR候选者至关重要。
2022-05-17 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The Stellar "Snake"-III: Co-evolution of Stars and Molecular Clouds Unveiled by Gaia, MWISP, and LAMOST
School of sciences, HangZhou Dianzi University（杭州电子科技大学理学院）；Zhejiang Branch of National Astronomical Data Center（国家天文台浙江分中心）；Institute of Astronomy and Information, Dali University（大理大学天文与信息学院）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与天文学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
利用Gaia、MWISP和LAMOST数据研究蛇III恒星结构中恒星与母分子云的共同演化，发现云密度调控恒星形成序列，早期反馈触发新恒星形成。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for initial stage of massive star formation around the H II region G18.2-0.3
有时，早期的恒星形成可以在冷而致密的分子云中发现，如红外暗云（IRDC）。考虑到恒星的形成往往发生在成团的条件下，HII区可能正在触发新一代恒星的形成，因此我们可以在HII区周围寻找大质量恒星形成的初始阶段。在此基础上，本文介绍了一种在HII区附近寻找大质量恒星形成初期的方法。对HII区G18.2-0.3的一个样品进行了多波长观测，以研究其物理状况。通过对比分析，我们发现了三个可能的大质量恒星形成的初始阶段，这表明在HII区附近寻找大质量恒星形成的初始阶段是可行的。
2017-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming Region Sh 2-233IR I. Deep NIR Observations toward the Embedded Stellar Clusters
我们观察到的Sh 2- 233 IR（S233 IR）区域在近红外比以前的研究更好的灵敏度在该地区。通过对背景星的统计扣除，我们确定了该区域内三个可区分的亚群：Sh 2- 233 IR NE、Sh 2- 233 IR SW和整个星云上的“分布星”的成员源，并计算了它们的年龄和质量。恒星的形成可能是连续发生的，子星系团之间的年龄差异相对较小（\sim 0.2-0.3百万年）。我们发现两个子星团的初始质量函数（Gamma \sim -0.5）的斜率比Salpeter的更平坦，这表明与银河系其他恒星形成区相比，在这些星团中优先形成了更多的大质量恒星。这些子星团可能不是整个星云整体坍缩的结果，而是在先前的恒星形成活动扰乱了出生分子云之前触发而形成的。此外，高恒星形成效率（&40%）的子星系团也可能表明，恒星形成非常有效的中心NE。
2011-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
