ALMA CO Observations of a Giant Molecular Cloud in M33: Evidence for High-Mass Star Formation Triggered by Cloud-Cloud Collisions
我们报告了M33中分子云碰撞引发的大质量恒星形成的第一个证据。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列，我们用$^{12}$ CO（$J$ = 2-1）、$^{13}$ CO（$J$ = 2 -1）和C $^{18}$ O（$J$ = 2 -1）谱线发射，以$\sim$ 2 pc的空间分辨率，对M33中的巨分子云37的结构进行了空间分辨。有两个单独的分子云，其系统速度差为$\sim$ 6 km s $^{-1}$。在分子云的致密部分，有三个连续谱源，代表了多达10颗光谱类型为B 0 V-O 7.5V的大质量恒星，它们的发射线为C $\sim$ O（$J$ = 2-1）。两个分子云的空间分布互补，空间位移为$\sim$ 6.2 pc，在位置-速度图上呈V型结构。CO及其同位素追踪的这些观测特征与银河系和麦哲伦云HII区域中云-云碰撞所产生的高质量恒星形成区域中的观测特征一致。我们在M33中的新发现表明，云-云碰撞是一个很有希望的过程，可以触发本星系群中高质量恒星的形成。
2020-06-02 astro-ph.GA
Focusing MHD Wave as a Trigger of Star Formation
模拟了快模磁流体动力学（MHD）波在星际空间中的传播，提出了触发恒星形成（SF）的聚焦MHD波（FMW）模型。来自SF区域的波被附近的分子云捕获，并会聚到它们的焦点上，引起内爆压缩。即使是一个孤立的云也会受到来自远程源的波的长距离入侵。回波SF发生在云内部以及云之间。在对流云中重复的重新聚焦表明沿暗条的SF点的空间周期性。该模型被应用到SF区域M16和M17，其中M16产生的MHD波被示为会聚到附近GMC的焦点上并触发M17中的SF。
2019-12-24 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion B triggered by cloud-cloud collision: Merging molecular clouds in NGC 2024
我们对NGC 2024进行了新的全面的$^{13}$ CO（$J$ =2--1）观测，NGC 2024是猎户座B中最活跃的恒星形成区，NANTEN 2获得的角分辨率为$\sim$ 100“”。我们发现，相关的云由两个独立的速度分量。这些组分与H{ \sc ii}区域物理连接，这一点可以通过它们与暗泳道和发射星云的密切相关性来证明。两个组分呈互补分布，位移为$\sim$ 0.6 pc。这种互补分布是在高质量恒星形成区域发现的碰撞云的典型特征。我们假设，这两个组件之间的云-云碰撞触发了形成的晚O型星和早期B星定位在0.3 pc的云峰。根据位移与相对速度$\sim$ 3 km s $^{-1}$的比率，估计碰撞持续时间为30万年。碰撞云$\sim$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$的高柱密度与RCW 38、Westerlund 2、NGC 3603和M42中的其他高质量星团相似，它们可能是在云-云碰撞的触发下形成的。目前的结果提供了一个额外的证据，有利于大质量恒星形成的主要云-云碰撞在猎户座。
2020-05-02 astro-ph.GA
The formation of a Spitzer bubble RCW79 triggered by cloud-cloud collision
理解O星的形成机制是当前天体物理学的重要课题之一。O型星如何影响其周围环境并引发次级恒星形成也是一个非常有趣的问题。H1，\emissiontype{II}区域RCW 79是与RCW 120相邻的典型Spitzer泡之一。用Mopra和NANTEN 2对CO $J=$ 1- 0发射的新观测表明，分子云在20 km s $^{-1}$的速度范围内与RCW 79在四个速度分量上相关联。我们假设两个云相互碰撞，碰撞引发了气泡内12颗O星的形成，并沿着气泡壁形成了54颗低质量的年轻恒星。碰撞得到了观测到的连接碰撞云中不同速度分量的桥梁特征的支持。整个碰撞过程发生在$\sim$ 100万年的时间尺度内。RCW 79的投影面积比只有一颗O星的RCW 120大30倍，大的尺寸有利于12颗O星的形成，这是由于在碰撞冲击压缩中积累了更多的气体。
2018-02-15 astro-ph.GA
Molecular clouds towards RCW 49 and Westerlund 2; Evidence for cluster formation triggered by cloud-cloud collision
我们用NANTEN 2亚毫米望远镜对HII区RCW 49及其电离源富星团Westerlund 2（以下简称Wd 2）进行了CO（J=2-1）观测。这些观测结果表明，两个分子云的速度范围分别为-11至+9 km/s和11至21 km/s，与斯皮策IRAC RCW 49的中红外图像显示出非常好的空间相关性，以及指示明亮中心区域和星团周围局部膨胀的速度结构。这有力地证明了这两个云在物理上与RCW 49有关。根据伴生气的平均速度和速度展度，我们得到了RCW 49和Wd 2的新的运动学距离估计为5.4^{+ 1.1}- 1.4} kpc。我们认为，加速气体的恒星风从Wd 2是不足以解释整个观察到的速度分散的分子气体，并提出了一个方案，其中两个云之间的碰撞~4百万年前可能引发了形成的星团。
2009-04-02 astro-ph.GA
ALMA reveals a cloud-cloud collision that triggers star formation in N66N of the Small Magellanic Cloud
本文介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对小麦哲伦云（SMC）最亮HII区N66的0.58 $\times$ 0.52 pc $^{12}$ CO（1-0）辐射的观测结果。N66以北的$^{12}$ CO（1-0）辐射揭示了具有多个速度分量的云团状暗条。我们的分析表明，速度范围为154.4-158.6 km/s的蓝移暗条$^{-1}$与速度范围为158.0-161.8 km/s的红移暗条$^{-1}$相互作用。在速度范围161-165.0 km s $^{-1}$内的第三个速度分量构成中心细丝。一个中等质量的年轻恒星物体（YSO）和一个年轻的前主序星星团迄今已被报道在这些灯丝的交叉点。我们发现在位置-速度图中，在两个细丝的交点处有一个V形分布。这表明这些细丝的物理关联是由于云-云碰撞造成的。我们确定的碰撞时标$\sim$ 0.2百万年使用的相对速度（$\sim$ 5.1公里秒$^{-1}$）和位移（$\sim$ 1.1 pc），这些相互作用的细丝。这些结果表明，该事件发生在大约20万年前，并引发了恒星的形成，可能是一个中等质量的YSO。我们报告的第一个观测证据的云云碰撞，触发恒星形成在N66 N的低金属丰度$\sim$ 0.2 Z $_{\odot}$星系，SMC，在N159 W-南和N159 E的大麦云云相似的运动学。
2021-01-26 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
A new look at the molecular gas in M42 and M43; possible evidence for cloud-cloud collision which triggered formation of the OB stars in the Orion Nebula Cluster
猎户座星云团位于HII区M42附近，是众多大质量星团中最年轻的星团，距离最小，为410 pc。通过对21”分辨率下12 CO（J=1-0）发射的分子数据的分析，我们确定了8 km/s和13 km/s两个速度分量之间至少有三对互补分布。我们提出一个假设，这两个云相互碰撞，并触发了高质量恒星的形成，主要是在两个区域，包括近十个O星，θ 1猎户座和θ 2猎户座，在M42和B星，NU猎户座，在M43。根据云的大小和速度的比值，估计碰撞的时间尺度约为100万年，这与最年轻的星团成员的年龄小于100万年是一致的。大多数低质量星团成员是在最后一个百万年的碰撞之前形成的。我们讨论了本假说的影响和高质量恒星形成的情况下，通过与其他八个情况下的触发O星形成通过云-云碰撞进行比较。
2018-05-15 astro-ph.GA
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 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
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
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
Collision between Molecular Clouds I. The effect of the cloud virial ratio in head-on collisions
在一系列的论文中，我们研究了湍流分子云之间的碰撞对它们的结构，演化和恒星形成活动的影响。在本文中，我们将探讨云的初始维里比的作用。研究了三种不同的情况：两个云最初绑定，一个云绑定和一个未绑定，以及两个云最初未绑定。模型中，一个或两个云绑定产生的非线性结构沿碰撞轴排列，并在位置-位置和位置-速度空间可辨别。如果两个云都没有被束缚，就不会产生细丝。不像以前的模拟光滑云之间的碰撞，由于在碰撞前湍流在云中产生的子结构，碰撞的动能耗散是非常低效的，在我们的模拟是没有足够的散装动能损失，使云绑定。两个云都被束缚的模拟产生的恒星质量是束缚-非束缚模型的两倍，而这两种情况产生的恒星质量都比两个云都未被束缚的模拟多得多。每个模拟还与云不碰撞的控制运行进行了比较。我们发现，绑定绑定碰撞增加了整体恒星形成效率的一个因素，约为2相对于控制，但绑定-未绑定碰撞产生一个小得多的增加，碰撞上的未绑定-未绑定云碰撞的影响很小。
2020-03-12 astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. VI. Collision-Induced Turbulence
我们研究了巨分子云（GMC）之间的碰撞作为其内部湍流的潜在发电机。使用磁流体动力学（MHD）模拟的自引力，磁化，湍流，GMCs，我们比较运动学和动力学特性的致密气体结构时，这种云碰撞相比，形成在非碰撞云的自引力衰减湍流。我们通过密度分布函数、速度色散、维里参数和动量注入来探索这些结构中湍流的性质。我们发现，GMC碰撞形成的致密团簇具有较高的有效马赫数、较大的总速度弥散、较长时间的近维里平衡态，是湍流动量以高速率注入高密度气体的通道.
2017-11-03 astro-ph.GA
A Multiwavelength Study of the Sgr B Region: Contiguous Cloud-Cloud Collisions Triggering Widespread Star Formation Events?
Sgr\，B区包括Sgr\，B1和Sgr\，B2，是银河系中最活跃的恒星形成区之一。Hasegawa等人（1994）最初提出Sgr 1，B2是由速度分别为45 km~s $\sim$和75 km~ s $\sim$的两个云团之间的云-云碰撞（CCC）形成的。然而，最近的一些观察性研究与这种情况相冲突。我们重新分析了这一地区，通过使用最近的，充分采样，稠密气体数据，并采用最近开发的CCC识别方法，我们已经成功地确定了50多个CCC，并在不同的波长进行比较。我们发现了两个速度分量，它们广泛分布在这个区域，并且显示出CCC的清晰特征，每个分量的质量都是$\sim$ 10 $^6$ $M_\odot$。基于这些观测结果，我们提出了另一种设想，即相对速度为20 km~s $\sim$的两个速度特征之间的相邻碰撞产生了Sgr\，B1和Sgr\，B2。物理参数，如柱密度和碰撞云的相对速度，满足已被发现适用于最大质量的银河系CCC的关系，这意味着银河系中高质量恒星形成的触发和外部星系中的恒星爆发可以被理解为是由于相同的物理CCC过程。
2022-06-09 astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. II. 3D Turbulent, Magnetized Simulations
我们研究了巨分子云（GMCs）碰撞及其引起引力不稳定性和恒星形成的能力。这种机制可能是星系盘中恒星形成活动的主要驱动力。我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD），自适应网格细化（AMR）模拟研究云碰撞如何触发形成致密的细丝和团块。加热和冷却功能是基于光解离区（PDR）模型实现的，该模型跨越原子到分子的跃迁，并可以返回详细的诊断信息。云初始化超音速湍流和一系列的磁场强度和方向。研究了不同速度和碰撞参量下的碰撞。比较和对比碰撞和非碰撞的情况下，我们的稠密气体，磁场结构，云的运动学签名，云动力学的特征。我们提出云碰撞的关键观测诊断，特别是：磁场和密度结构之间的相对取向，如细丝; $^{13}$ CO（$J$ =2-1），$^{13}$ CO（$J$ =3-2），和$^{12}$ CO（$J$ =8-7）集成的强度图和光谱;和云维里参数。我们将这些结果与观测到的银河系云进行比较。
2016-11-29 astro-ph.GA
Collision Between Molecular Clouds-III: The effects of cloud initial density profile on head-on collisions
在我们的云碰撞系列的第三篇论文中，我们提出了一个强烈的中心凝聚的初始密度分布的$\rm ρ\propto R^{-2}$迎头碰撞的模拟结果。我们调查的影响，这些密度分布的整体演变的模拟：形成的结构，它们的动力学演化，以及它们的恒星形成活动。我们考虑全局绑定和全局未绑定的云，导致三种不同的场景-绑定云与绑定云的碰撞，两个未绑定云的碰撞，或每种类型的一个云的碰撞。在所有的模拟中，密集的星团在碰撞发生之前就形成了，我们发现恒星的形成仍然局限于这些系统，几乎不受碰撞的影响。如果两个云最初都是结合在一起的，那么碰撞会形成一个粘性结构，但在其他情况下，这种情况不会发生。我们观察到旋转结构在星系团周围形成，但它们也在我们的非碰撞控制模拟中形成，因此不是碰撞的结果。在这些模拟中动能的耗散是低效的，因为在碰撞之前湍流在云中产生了子结构。因此，尽管在COM框架中有一些气体被束缚，但在模拟中形成的星团并没有相互束缚。
2021-05-10 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
Formation of Massive Molecular Cloud Cores by Cloud-cloud Collision
最近对包括NGC 3603、Westerlund 2和M20在内的大质量星团周围的分子云的观测表明，大质量恒星的形成可能是由云-云碰撞引发的。通过使用三维，等温，磁流体动力学模拟与自引力的影响，我们证明了大规模的，引力不稳定的，分子云核后面的云-云碰撞引起的强冲击波形成。我们发现，由于激波压缩和压缩层中的湍流增强了磁场强度，大质量分子云核具有较大的有效金斯质量。我们的结果预测，云-云碰撞形成的大质量分子云核是平行的，并由垂直于细丝的磁场穿过。
2013-08-19 astro-ph.GA
The formation of the young massive cluster B1 in the Antennae galaxies (NGC 4038/NGC 4039) triggered by cloud-cloud collision
银河星系是主要合并中的恒星爆发之一。Tsuge等人（2020）根据ALMA档案数据在60 pc分辨率下显示，银河系中的五个巨大分子复合物具有云-云碰撞的特征。本文分析了ALMA获得的14 pc分辨率的超星团B1的CO新数据，证实了两个云具有互补分布，位移为$\sim$ 70 pc，并且它们之间具有连接桥的特征。互补分布显示出与理论碰撞模型（Takahira et al. 2014）的良好对应性，并表明具有$\sim$ 10 $^{6}$ $M$ $_{\odot}$的SSC B1是由时间尺度为$\sim$ 1 Myr的云-云碰撞触发形成的，这与星团年龄一致。SSC B1很可能是由$\sim$ 10 $^{7}$ $M$ $_{\odot}$的分子气体形成的，恒星形成效率为$\sim$ 10%/100万年。我们发现了一些正在形成其他集群的地方。详细的气体运动表明恒星反馈加速气体是无效的，而电离在疏散$\sim$ 30 pc半径的星系团周围的气体中起着作用。结果揭示了母气的细节，其中一个具有类似于球状的质量的集群正在形成。
2021-01-13 astro-ph.GA
The formation of the open cluster NGC 602 in the Small Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
NGC 602是小麦哲伦星云中一个杰出的年轻疏散星团。我们分析了新的HI数据与银河澳大利亚平方公里阵列探路者调查项目采取的角分辨率为30”。结果表明，NGC 602区存在三个速度分量。我们发现其中两个具有~20 km/s的$^{-1}$速度分离，显示出互补的空间分布，位移为147 pc。我们提出了一个场景，这两个云相互碰撞，并触发了NGC 602和11颗O星的形成。碰撞的平均时间尺度估计约为800万年，而碰撞可能持续了几百万年。红移的HI云延伸到约500 pc，可能流向麦哲伦桥，这是由2亿年前与大麦云云的近距离相遇所驱动的（Fujimoto & Noguchi 1990; Muller & Bekki 2007）。与RMC 136和LHA 120-N 44区域一起，目前的结果支持星系相互作用在形成高质量恒星和星团中发挥作用。
2020-05-28 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
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
Triggered high-mass star formation in the HII region W28A2: A cloud-cloud collision scenario
利用NANTEN 2和Mopra的12 CO和13 CO（J=1-0）和12 CO（J=2-1）观测数据，研究了HII区W28 A2的高质量恒星形成过程。这些分子云由三个速度分量组成，CO强度峰值分别位于VLSR ~-4km s $^{-1}$、9 km s $^{-1}$和16 km s $^{-1}$。在VLSR ~ 9 km/s $^{-1}$处探测到最高的CO强度，这里镶嵌着光谱型为O6.5-B0.5的大质量恒星。我们发现了连接这些云朝向令人兴奋的来源方向的桥接特征。与无线电连续发射和8微米红外发射的气体分布的比较显示空间符合/反符合，表明气体和激发源之间的物理关联。~（12）CO J=2 ~（-1）：1 ~（-0）强度比显示出较高的值对于-4 km s $^{-1}$和+9 km s $^{-1}$云，CO强度峰值处的强度比（> 0.8）与激发源的强度比（> 0.8）基本一致，可能是由于大质量恒星的加热所致，而CO强度峰值处的强度比（> 0.8）与激发源的强度比（> 0.8）基本一致。（V_LSR ~ 9 km s $^{-1}$）降低到~0.6，表明在+9 km s $^{-1}$云的近侧致密气体的自吸收。在-4 km s $^{-1}$和+9 km s $^{-1}$云以及-4 km s $^{-1}$和+16 km s $^{-1}$云之间发现了部分互补的气体分布。…
2020-05-16 astro-ph.GA
Multiple collisions in N59 bubble: Sequential cloud-cloud collisions
本研究发现N59气泡经历了序贯多次云-云碰撞过程，通过分析分子气体速度成分和年轻恒星天体分布，揭示了这些碰撞按时间顺序触发恒星形成。
2024-10-17 astro-ph.GA
Formation of the young compact cluster GM 24 triggered by a cloud-cloud collision
大质量恒星的形成是控制星系演化的重要步骤。GM 24是一个非常模糊的星团，包括一颗O 9恒星和超过$\sim$ 100颗质量较低的恒星，半径为0.3 pc，朝向$(l,b)\sim$（350. $^{\circ}$ 5，0。$^{\circ}$ 96），靠近银河系最小的星暴NGC 6334。我们发现两个速度分量与集群的新观测$^{12}$ CO $J=$ 2-1的排放，而云以前被认为是单一的。我们发现，当沿银道面施加3 pc的相对位移时，$5$ km s $^{-1}$分离的两个分量的分布呈现互补分布，它们彼此吻合得很好。GM 24云的位置-速度图是由一个基于两个碰撞云的数值模拟的模型来解释的，其中考虑了碰撞产生的中间速度分量。我们估计碰撞的时间尺度是$\sim$ Myr的投影的相对运动的视线倾斜45度。这些结果进一步支持云-云碰撞是船底座-人马座臂中大质量恒星形成的主要机制。
2017-11-13 astro-ph.GA
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45-m telescope (FUGIN) : Molecular clouds toward W33 ; possible evidence for a cloud-cloud collision triggering O star formation
我们使用NANTEN 2望远镜和Nobeyama 45-m望远镜在$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的$J=$ 1-0跃迁中观测了与致密和扩展HII区域相关的W33高质量恒星形成区中的分子云，这是FOREST无偏银河平面成像巡天和Nobeyama 45-m望远镜（FUGIN）遗产巡天的一部分。我们在35 km/s $^{-1}$、45 km/s $^{-1}$和58 km/s $^{-1}$处探测到三个速度分量。35 km/s和58 km/s的$^{-1}$云可能与W33有物理联系，因为OB星的紫外辐射使$^{12}$ CO $J=$ 3-2与$J=$ 1-0的强度比增强为$R_{\rm 3-2/1-0} > 1.0$，分子气体的分布与大质量星激发的红外和射电连续辐射之间存在形态学上的对应。这两个云在W33附近显示出互补的分布。速度分离太大，无法用引力束缚，也无法用恒星反馈的膨胀运动来解释。因此，我们讨论了云-云碰撞的情况可能解释了W33中的高质量恒星形成。
2017-10-25 astro-ph.GA
Observational study of sites of triggered star formation: CO and mid-infrared observations
（删节）镶边云（BRC）是位于演化的HII区域边缘的孤立分子云，其中恒星形成被认为可能已经被触发。在本文中，我们调查了目前的水平，恒星形成的样本内的BRC和评估到何种程度的恒星形成可能已被诱导。我们提出了对45个南部BRC的位置切换CO观测方案的结果。用22米Mopra望远镜同时观测了~（12）CO、~（13）CO和~（18）O（J=1-0）。我们补充这些意见与档案中红外submm和无线电数据。对一氧化碳、中红外和无线电数据的分析结果将云分为三个不同的组。我们把这些云分别称为自发云、触发云和冲击云。比较自发和触发样品的物理参数，我们发现显着的差异，在光度，表面温度和柱密度与所有三个数量显着增强被认为是被触发的云。此外，我们还发现了甲醇和H_2O脉泽、嵌入式中红外点源和CO翼等触发样品中恒星形成的有力证据，然而，我们只在两个自发样品中发现了恒星形成的证据。我们已经使用CO，中红外和无线电数据，以确定24的45个南部BRC正在经历一个强相互作用与他们的HII区。因此，我们可以从未来的研究中排除约50%。在24个相互作用的BRC中，有14个与嵌入式中红外点源有关，我们发现了这些云正在形成恒星的有力证据。剩下的10个星云没有中红外线源，这使我们得出结论，这些星云代表了恒星形成的早期演化阶段。
2009-02-27 astro-ph.GA
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
Cloud-cloud collision in S235: triggered the formation of high-mass stars and young star clusters
本研究通过PMO-13.7m CO、SCUBA-2及NIR-MIR观测证实S235存在云-云碰撞，并表明碰撞触发了YSO群形成且显著提升CFE与SFE。
2023-11-07 astro-ph.GA
Cloud-cloud collision in the DR 21 cloud as a trigger of massive star formation
我们报告的DR 21区域，我们发现通过分子观测与Nobeyama 45米望远镜可能的云云碰撞。我们绘制了一个8 'x12'的区域，在该区域周围有20条分子谱线，包括12 CO（J=1-0）和13 CO（J=1-0）发射谱线，其中16条被显著检测到。根据12 CO和13 CO的资料，我们在观测区发现了五个明显的速度分量，并根据它们的径向速度，将与这些分量有关的分子气体分别称为-42、-22、-3、9和17 km/s的云。速度为-3 km/s的云是与年轻的大质量恒星如DR 21和DR 21（OH）相关的主要对流云（31，000 Mo），而速度为9 km/s的云是一个较小的云（3，400 Mo），可能是W75区域在北部的延伸。其他的云要小得多。在-3和9 km/s云的分布中，我们发现了一个明显的正相关关系，并检测到微弱的12 CO发射，具有中间速度，在两个云的交叉点处桥接。这些事实有力地表明，这两个云正在相互碰撞。此外，我们还发现DR 21和DR 21（OH）位于9 km/s云的近壁部分的外围，这与最近的云-云碰撞数值模拟结果一致。因此，我们认为-3和9 km/s的云正在碰撞，碰撞导致了DR 21云中的大质量恒星形成。Dickel等人（1978）曾提出过-3和9 km/s云的相互作用，我们的结果有力地支持了他们的相互作用假设。
2019-05-17 astro-ph.GA
Triggered O star formation in M20 via cloud-cloud collision: Comparisons between high-resolution CO observations and simulations
大质量恒星的形成是天体物理学中最重要的问题之一。最近的观测研究表明，在银河系和大麦云云的几个地方，云与云的碰撞可能在高质量恒星的形成中发挥作用。三叉星云M20是一个著名的银河系HII区域，被一颗O7.5恒星电离。2011年，基于NANTEN 2的CO观测，我们报道了O星是由两个分子云碰撞形成的，距今约0.3百万年。这些观测确定了两个朝向M20的分子云，其相对速度为7.5公里/秒。这种速度分离意味着星云不可能被引力束缚在M20上，但由于星云显示出被恒星加热的迹象，它们在空间上一定与M20重合，因此碰撞的可能性很大。本文介绍了用Mopra和ASTE望远镜对M20碰撞云进行的新的CO J=1-0和J=3-2观测。高分辨率观测揭示了这两个分子云具有独特的空间和速度结构，即，两个云之间的空间互补分布以及在速度空间中连接两个云的桥特征。基于一个新的比较与数值模式，我们发现，这种互补的分布是云-云碰撞的预期结果，和桥功能可以解释为湍流气体在碰撞界面处激发。我们的研究结果加强了M20中的云-云碰撞场景。
2016-12-30 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
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
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. III. Density and Magnetically Regulated Star Formation
我们研究了巨分子云（GMC）碰撞及其引发恒星团簇形成的能力。我们进一步发展我们的三维磁化，湍流，碰撞GMC模拟实现恒星形成亚网格模型。探讨了两种这样的模型：（1）“密度调节”，即，在设定的密度阈值之上的每自由下落时间的固定效率;（2）“磁调节”，即，在磁超临界区域中，每个自由落体时间的固定效率。与这些模型相关的参数的变化也进行了探讨。在非碰撞模拟中，恒星形成的总体水平对与有效密度阈值相关的模型参数选择敏感。在GMC碰撞模拟中，最终的恒星形成速率和效率相对独立于这些参数。在非碰撞和碰撞的情况下，我们比较了所产生的星团的形态，恒星形成气体的性质，恒星形成率（SFR）的时间演化，恒星的空间聚类，以及由此产生的恒星运动学与出生气体的比较。我们发现，典型的碰撞通过产生更大量的致密气体，会触发更早和更强的恒星形成，从而使SFR和效率提高10倍。由大麦哲伦星系碰撞形成的星团显示出更大的空间子结构和更多的扰动运动学。
2017-04-26 astro-ph.GA
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
CO observations toward the isolated mid-infrared bubble S44: External triggering of O-star formation by a cloud-cloud collision
我们对中红外气泡S44进行了多波长研究，以探讨孤立的大质量恒星的起源和HII区形成的气泡周围的恒星形成过程。在本文中，我们报告的结果，新的CO观测（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO $J=$ 1-0，和$^{12}$ CO $J=$ 3-2）对孤立的气泡S44使用NANTEN 2，Mopra和ASTE射电望远镜。我们发现两个速度分量在气泡的方向上，在$-84$ km s $^{-1}$和$-79$ km s $^{-1}$。这两个云很可能是物理上与泡沫，因为增强的$^{12}$ CO $J=$ 3-2/1-0强度比从一个环状结构的影响，紫外线辐射的嵌入式大质量恒星（S）和从8 $μ$ m的排放和CO分布之间的形态对应。假设一个单一的对象，我们估计的光谱类型的气泡内嵌入的恒星是O 8.5 -9（$\sim 20 M_{\odot}$）从无线电连续自由的发射。我们假设这两个星云在300万年前相互碰撞，引发了S44中孤立的大质量恒星的形成，RCW 120和RCW 79也发生了这种情况。我们认为，这种情况下可以解释的起源孤立的O星内的泡沫。
2018-10-17 astro-ph.GA
Gaseous infall triggering starbursts in simulated dwarf galaxies
利用计算机模拟，我们探讨了气体的infall作为一个可能的解释在蓝色致密矮星系的星爆阶段。我们模拟云的影响合并成一个孤立的矮星系的球形气体云。我们研究了哪些条件有利于触发爆发，发现气体云的轨道和质量起着重要作用。我们讨论了星暴过程中的金属丰度、运动学性质、内部动力学以及气体、恒星和暗物质的分布。我们发现这些与观测结果非常一致，并且取决于设置（例如宿主星系的旋转，气体云的半径），我们的爆发星系可以具有非常不同的性质。我们的模拟提供了关于恒星暴如何开始和演变的见解。在此基础上，我们提出了爆发后矮星系的样子。
2014-05-09 astro-ph.GA
GMC Collisions As Triggers of Star Formation. IV. The Role of Ambipolar Diffusion
我们研究了双极扩散（AD）在磁化巨分子云（GMC）碰撞中的作用，这可能是触发恒星团簇形成的重要机制。GMC碰撞的三维模拟进行使用的恩佐磁流体动力学代码，已扩展到包括AD的版本。使用Wu等人（2015）的31种化学模型计算结晶度。我们发现，在弱场，$10\:{\rm μG}$的情况下，AD在碰撞过程中的动力学演化只有适度的影响。然而，对于更强的场，涉及近临界云的$30\:{\rm μG}$情况，AD导致在塌陷被抑制的区域形成致密的核心。在这些模拟中，一旦包括AD，用$n_{\rm H}\geq10^{6}\:{\rm cm}^{-3}$形成核的总效率从约0.2%增加到2%，与在星形形成GMC中观察到的值相当。这些核心周围的气体通常以自由落体速度的适度分数的速度相对缓慢地下落。
2017-09-19 astro-ph.GA
Massive core/star formation triggered by cloud-cloud collision: II High-speed collisions of magnetized clouds
本文通过磁流体动力学模拟研究磁场在高速云-云碰撞中对大质量自引力束缚核形成的影响，发现磁场在碰撞后通过增强磁压破坏核并抑制吸积，与碰撞期的质量聚集形成竞争效应，且该效应由碰撞持续时间决定。
2022-05-14 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
Molecular clouds toward three Spitzer bubbles S116, S117 and S118: Evidence for the cloud-cloud collision which formed the three \HII \ regions and a 10-pc scale molecular cavity
我们对三个斯皮策泡S116，S117和S118进行了分子线研究，这三个泡显示了高质量恒星的活跃形成。我们发现分子气体由两个速度差为{ $\sim 5$ \kms }的组分组成。其中一个是小云团，具有{ $-63$ \kms }的典型速度，另一个是大云团，具有$-58$ \kms的典型速度。大云团有一个近似圆形的强度低压，其大小与小云团相似。我们提出了一个解释，腔是由两个云之间的碰撞和碰撞压缩气体成一个致密的层沿小云的西部边缘拉长。在这种情况下，O型星，包括那些在三个斯皮策泡形成的界面层压缩的碰撞。通过假设云的相对运动相对于视线的倾斜度为\timeform{45D}，我们估计碰撞在过去的100万年中以$\sim$ 10 \kms的相对速度持续。在S116--117--118系统中，\HII \区域位于腔的外部。这种形态归因于大云的密度约束分布，这使得\HII \区域更容易向大云的外部而不是空腔内部扩展。目前的情况证明，云-云碰撞产生的空腔没有O星反馈的作用，并建议碰撞压缩层是高度的粘性。
2018-02-15 astro-ph.GA
Evidence of triggered star formation in G327.3-0.6. Dust-continuum mapping of an infrared dark cloud with P-ArTéMiS
目标。在年轻的高质量恒星形成复合体的环境中，HII区域的扩张和激波的传播是很常见的。它们可以压缩预先存在的分子云并引发致密核心的形成。我们调查这些现象是否可以解释形成的高质量的原恒星内的红外暗云位于银河平面的位置G327.3-0.6，在两个大的红外气泡和两个HII区域之间。方法：G327.3-0.6区在450？m与智利阿塔卡马探路者实验望远镜上的CEA P-ArTéMiS测辐射热计阵列。本研究使用了APEX/LABOCA和APEX-2A以及Spitzer/IRAC和MIPS档案数据。结果：在P-ArTéMiS图像中检测到10个巨大的核心，嵌入在8和24？M.它们的光度和质量表明它们形成了高质量的恒星。对该区域的运动学研究表明，红外气泡向红外暗云扩展。结论：在膨胀气泡的影响下，恒星形成发生在HII区和红外气泡边界的红外暗区。
2009-07-17 astro-ph.GA
Isolating signatures of major cloud-cloud collisions II: The lifetimes of broad bridge features
我们调查长寿的宽桥功能的位置-速度图，出现作为云-云碰撞的结果。由于反馈作用、气体转化为恒星以及碰撞的时间尺度，宽桥的寿命有限。我们做了一系列的分析论证来估计这些寿命。我们简单的分析论证表明，对于大于R~10 pc的云之间的碰撞，宽桥的寿命更可能由碰撞的寿命决定，而不是由辐射或风反馈破坏的时间尺度决定。然而，对于较小的云，反馈变得更加有效。这是因为辐射反馈时间尺度与电离通量Nly成比例为R^{7/4}Nly^{-1/4}，因此云大小的减小需要电离光子的相对大的减少以维持给定的时间尺度。我们发现，我们的分析参数是一致的云-云碰撞（包括恒星形成和辐射反馈）的数值模拟的新的综合观测。我们还认为，如果可观察到的宽桥的数量保持不变，那么中断时标必须大致相当于碰撞率。如果是这样的话，我们的分析参数也提供了碰撞率估计，我们发现在他们考虑的尺度（云大于约10 pc），这是很容易与以前的理论模型相一致，但更小的云要高得多。
2015-09-02 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
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
CO observations of the molecular gas in the galactic HII region Sh2-48; Evidence for cloud-cloud collision as a trigger of high-mass star formation
Sh 2 -48是银河系的一个HII区域，位于3.8 kpc，中心有一颗O9.5型恒星。作为使用野边山45米望远镜（FUGIN）项目进行的FOREST无偏银河平面成像巡天的一部分，我们获得了空间分辨率为21”（~0.4 pc）的Sh 2 -48大区域的CO J=1-0数据集，我们使用该数据集发现了与Sh 2 - 48相关的分子云，其总分子质量为~3.8x10^4 Mo。分子云的速度在~42-47 km/s范围内有系统的速度漂移。在低速侧，CO辐射在空间上与Sh 2 -48西侧的明亮8 μm暗条相对应，而高速时的CO辐射在8μm暗条的东西两侧分离.这种速度变化在位置-速度图上形成东西向的V形特征。我们发现，与红外和无线电连续谱数据不同，这些低速和高速分量在物理上与Sh 2 -48相关。为了解释观测到的V形速度分布，我们评估了云-云碰撞情景，并从观测和模拟之间的比较中发现，速度分布是圆柱形云和球形云之间碰撞的预期结果，圆柱形云对应于较低速度分量，而在高速部分的两个分离的成分可以解释为球形云碰撞破碎的残余物。基于HII区130万年前的形成时间与碰撞时间的一致性，我们认为Sh 2 -48的高质量恒星形成是由碰撞触发的。
2018-08-01 astro-ph.GA
An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud I: The formation of high-mass stars and pillars in the N159E-Papillon Nebula triggered by a cloud-cloud collision
本文介绍了大麦云星云（LMC）中N159 E-Papillon星云的CO同位素和1.3 mm连续辐射的ALMA观测结果。空间分辨率为0“25-0“28（0.06-0.07 pc），比该地区以前的ALMA观测结果高出3倍。高分辨率使我们能够解决高度连续的CO分布与典型的宽度$\sim$ 0.1 pc（半高全宽）和线质量的几个100 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$。这些暗条（数量超过10个）显示出一个突出的中心暗条结构，从星云中心向北发散。我们首次确定了两个大规模的原恒星流出物的$\sim$ 10 $^4$年的动力学年龄沿最大的灯丝之一。观测还揭示了星云周围的几个柱状CO特征。H II区和柱体在空间分布上具有互补性，柱体的柱体密度比银河系鹰星云（M16）中的柱体密度高一个数量级，表明柱体形成的早期阶段，年龄小于$\sim$ 10 $^5$ yr。我们认为，在过去的$\sim$ 200万年内，云-云碰撞触发了细丝和原恒星的形成。碰撞可能是最近发生的，因为部分kpc尺度的H I流来自于$\sim$和SMC在2亿年前的近距离相遇所产生的潮汐相互作用，正如Fukui等人对R136的建议。
2019-12-20 astro-ph.GA
Shock waves in Interstellar Cloud-Cloud and Wind-Cloud Collisions
本研究利用自主开发的python激波识别算法，通过三维数值模拟分析云-云碰撞与风-云碰撞的演化阶段、激波特性及相关物理量变化，揭示云尺寸、几何形状对碰撞过程的影响。
2024-04-20 astro-ph.GA
The formation of the HII regions N83 and N84 in the Small Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
LHA 115-N 83（N83）和LHA 115-N 84（N84）是位于小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成早期的HII区。我们分析了新的HI数据与银河澳大利亚平方公里阵列探路者调查项目在高角分辨率30”。我们发现，两个具有40 km/s $\sim$速度分离的云团，呈现互补分布，部分HI气体被电离弥散。此外，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的观测显示，在100 pc的范围内，总共有10个$^{5}$ $M_{\odot}$的Cluridium CO云，这也与HII区域有很好的相关性。在两个互补分量之间有一个位移的暗示，这表明红移的HI云正从北向南移动$\sim$ 100 pc。这种运动与NGC 602（Fukui et al. 2020）中发现的运动相似，表明存在大规模的系统性气流。我们框架的情况下，这两个组件相互碰撞，并引发形成N83，N84，和六个O型恒星在他们周围的时间尺度为几百万年（$\sim$ 60秒差距/ 40公里秒$^{-1}$）。超音速运动压缩HI气体，在红移的HI云中形成CO云，其中一些在最后一个百万年形成电离HII区的O型星。红移的HI云可能流向麦哲伦桥方向。根据Fujimoto & Noguchi（1990）的观点，速度场起源于2亿年前SMC与大麦云云的近距离相遇。
2020-06-15 astro-ph.GA
Cloud-Cloud Collision: Formation of Hub-Filament Systems and Associated Gas Kinematics; Mass-collecting cone: A new signature of Cloud-Cloud Collision
本研究通过磁流体动力学模拟揭示云-云碰撞可形成核-纤维系统，提出质量收集锥是云-云碰撞的新特征，并给出了该类碰撞事件的观测判定依据。
2024-08-13 astro-ph.GA
Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Sh2-233 Triggering the Formation of the High-mass Protostar Object IRAS 05358+3543
利用$\sim$ 0.5 pc分辨率下的CO $J$ = 2-1数据，对Sh 2 -233区分子气体进行了新的运动学分析。分子气体是由一个长5-pc、宽1.5-pc的对流云组成，其中嵌入了两个致密的云核。暗条位于两个云之间，这两个云的速度差为2.6 km/s $^{-1}$，并延伸超过$\sim$ 5 pc。我们设想两个云相互碰撞，并压缩它们之间的气体，形成$\sim$ 0.5百万年的细丝，这是垂直于碰撞。很可能碰撞不仅形成了对流云，而且还形成了两个致密的核心。其中一个致密的核心与高质量原恒星候选者IRAS 05358+3543有关，这是一颗代表性的高质量原恒星。在大质量恒星形成的整体坍缩方案中，假设初始条件是一个半径为0.1 pc的体积内有100个$M_\odot$的致密核心，而这样一个核心的形成在以前的工作中仍然没有得到解释。我们认为，建议的碰撞是一个步骤，有效地收集气体的100 $M_\odot$到0.1 pc半径。这支持了云-云碰撞是形成致密的高质量致密核心IRAS 05358+3543的必要过程。
2021-06-03 astro-ph.GA
The formation of young massive clusters triggered by cloud-cloud collisions in the Antennae Galaxies NGC 4038/NGC 4039
超级星团（SSCs）是一种类似于古代球状星团的物质，它的形成机制至今仍不清楚。主要的合并，银河系正在形成SSC，是测试团簇形成机制的主要目标之一。我们重新分析的ALMA CO档案资料的ESTA，并发现了三个典型的观测签名的云碰撞对SSC B1和其他SSC的重叠区域：i。具有$\sim$ 100 km s $^{-1}$速度分离的两个速度分量，ii.所述桥接特征连接所述两个部件，以及iii.它们之间的互补空间分布，为两个组成部分的碰撞提供支持，作为团簇形成机制。我们提出了一个方案，两个云与100公里秒的$^{-1}$速度分离碰撞，和SSC具有$\sim$ 10 $^6$-10 $^7$ $M_{\rm \odot}$迅速形成的时间尺度。{We并与最近对银河系和大麦哲伦星系中具有$\sim$ 10 $^4$-10 $^5$ $M_{\rm \odot}$的恒星形成区的研究结果进行了比较。结果发现，碰撞产生的压缩气体压力与SSC的总质量之间存在正相关关系，表明压力可能是SSC形成的关键参数。
2020-01-27 astro-ph.GA
Cloud-cloud collision as a trigger of the high-mass star formation; a molecular line study in RCW120
RCW 120是银河系的HII区域，具有美丽的环形红外线。我们用NANTEN 2，Mopra和ASTE望远镜进行的新的CO J=1-0和J=3-2观测表明，两个速度分离为20 km/s的分子云都与RCW 120物理相关。速度为-8 km/s的云明显地沿着红外线环移动，而速度为-28 km/s的云则分布在红外线环的开口之外，与HII区相互作用，这是由分子气体的高动力学温度和与电离气体的互补分布所支持的。由HII区域驱动的球形膨胀壳层通常被讨论为RCW 120中观察到的环形结构的起源。然而，我们的观察表明，没有证据表明在速度空间中的膨胀运动，与膨胀壳模型不一致。我们在此假设一种可能性，即应用Habe & Ohta（1992）提出的模型，RCW 120中的O星是由两个云以约30 km/s的速度碰撞形成的。在该模型中，观测到的红外环可以解释为碰撞在较大的云中产生的空腔，其内表面在O星诞生后被强烈的紫外辐射照射。我们讨论了目前的云-云碰撞情景解释了观察到的RCW 120的特征，即，环形结构，两团云共存，速度分离大，没有膨胀运动。
2015-04-01 astro-ph.GA
