Star Formation Activity in the Long, Filamentary Infrared Dark Cloud G53.2
我们目前的恒星形成活动的红外暗云（IRDC）G53.2，一个显着的IRDC位于银河系坐标$(l,b)\sim(53^{\circ}.2,\,0^{\circ}.0)$的基础上普查的年轻恒星对象（YSO）的候选人。IRDC G53.2以前在中红外图像中被识别为几个IRDC，但它实际上是一个长的（$\gtrsim$ 45 pc）云，与$v\sim23$ \kms \（或$d\sim$ 1.7 kpc）的CO云非常一致。我们提出了一个IRDC G53.2的点源星表，其中包含来自我们的{ \it Spitzer} MIPS 24 \um \数据测光和银河遗产红外中面巡天非凡星表的$\sim$ 370个源。根据光谱指数和控制场分析对已识别的源进行分类，以消除场星污染，结果表明IRDC G53.2是一个活跃的恒星形成区，有$\sim$ 300个YSO候选者。我们比较了YSO分类的基础上，光谱指数，中红外颜色，和使用的波长范围，这导致一致的分类，除了平光谱对象，与I类和II类之间的一些模糊性。IRDC G53.2中的YSO星群与附近其他恒星形成星团的比较表明，它们的年龄相似;另一方面，IRDC G53.2与其他IRDC相比，与中红外恒星源的关联更强，表明IRDC G53.2在IRDC中处于较晚的演化阶段。IRDC G53.2中YSO候选者的空间分布与$^{13}$ CO柱密度和远红外辐射有很好的…
2015-02-16 astro-ph.GA
Tracing the Magnetic Field of IRDC G028.23$-$00.19 Using NIR Polarimetry
磁场（B）在红外暗云（IRDC）和大质量恒星形成中的重要性是一个正在进行的研究课题。我们研究了一个IRDC，G028.23-00.19的天空平面B场，以了解场和云之间的相互作用。我们使用近红外背景星光偏振探测B场，并进行了几次观测试验，以评估该领域的重要性。用Mimir仪器获得的偏振数据包括H波段和K波段观测，共计17，160个恒星测量。我们追踪了天空投影云伸长的天空平面B场形态。我们还发现了估计的B-场强度和气体体积密度之间的关系，我们计算了归一化的质量-磁通量比的估计。相对于云的B场方向没有显示出优选的对齐，但它确实表现出大规模的图案。天空平面B场强度范围为10至165 μG，B场强度与密度的关系遵循幂律，指数与2/3一致。质量-磁通量比也作为密度的函数而增加。B场与密度的相对取向和关系表明，B场在IRDC的形成中并不起动力学作用。然而，作为密度函数的质量通量比的增加表明动态重要的B场。因此，目前还不清楚B场是否影响了G28.23的形成。然而，IRDC的存在可能改变了局部B场形态。
2017-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The seeds of star formation in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
暗星云（IRDC）是大质量恒星和星团的前身。G011.11-0.12是一个被研究得很好的记录型IRDC，尽管到目前为止，缺乏足够空间分辨率的远红外数据限制了对它的结构和恒星形成活动的理解。我们使用赫歇尔研究嵌入人口的年轻前和原恒星核心在这个IRDC。我们研究了云的结构，它出现在吸收在短波长和发射在较长的波长。我们从Herschel上的PACS仪器探测到的明亮远红外点源的光谱能量分布中推导出了大质量核的性质。我们报告的检测和定性的前和原恒星的核心在一个巨大的对流红外暗云G011.11-0.12使用PACS。我们描述了18个与暗条直接相关的核心，其中两个的质量超过50 Msun，使它们成为G011.11-0.12中大质量恒星的最佳候选者。这些核心可能处于原恒星形成的不同阶段，<T>相对于周围的气藏显示出较高的温度（~ 22 K）。核心质量（<M>~ 24 Msun）与冷灯丝相比很小。平均纤芯间距为0.9 pc，远超过灯丝中牛仔裤的长度。我们证实，在IRDC的恒星形成正在进行和多样化，IRDC有能力形成大质量的恒星和星团。
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Inception of Star Cluster Formation Revealed by [CII] Emission Around an Infrared Dark Cloud
我们提出了SOFIA-upGREAT观测红外暗云（IRDC）G035.39-00.33的[CII]发射，旨在追踪其原子气体包层，从而测试这种云的起源模型。探测到[CII]发射的几个速度分量，追踪银河平面中距离很远的结构。我们发现一个主要的组成部分，可能与IRDC及其周围环境。这个最强的发射分量的速度与IRDC的$^{13}$ CO（2-1）发射的速度相似，但偏移了$\sim3\:{\rm km\:s}^{-1}$，并且具有更大的速度宽度$\sim9\:{\rm km\:s}^{-1}$。该成分的[CII]发射的空间分布也主要向IRDC的致密结构的一侧偏移。CII柱密度估计为$\sim10^{17}-10^{18}\,{\rm cm}^{-2}$量级。我们将这些结果与从巨分子云（GMC）碰撞形成的磁化致密气体细丝的数值模拟中的[CII]发射进行比较，发现类似的空间和运动学偏移。这些观测和对[CII]的建模进一步证明IRDC G035.39-00.33是由GMC-GMC碰撞过程形成的，因此这可能是启动恒星团簇形成的重要机制。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of high-mass star formation: radiative transfer models of IRDCs seen in the Herschel Hi-GAL survey
密集的红外暗云（IRDC）可能代表了高质量恒星形成的最早可观测阶段。这些云非常冷，因此它们主要发射远红外和亚毫米波长。赫歇尔首次提供了IRDC内核心的多波长、空间分辨观测结果，当与辐射转移模型相结合时，可以限制它们的性质，如质量、密度分布和尘埃温度。我们使用一个三维，多波长的蒙特卡罗辐射转移代码详细模拟从六个核心的发射在三个典型的IRDC中看到的Hi-GAL调查（G030.50+00.95，G031.03+00.26和G031.03+00.76），从而确定这些核心的属性，并将它们与它们的低质量等价物。我们发现质量从90到290太阳质量，温度从8到11 K在每个核心的中心和18到28 K在表面。我们计算了每个核心中嵌入恒星的最大光度，排除了在我们的三个核心中尚未发生显着的高质量恒星形成的可能性。
2011-01-17 astro-ph.GA
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of stellar protocluster formation. I. A catalogue of Spitzer dark clouds
大多数恒星形成于星团中。因此，全面了解恒星形成需要了解团簇形成的初始条件。我们的研究目标是阐明红外暗云（IRDC）的物理性质及其在星团形成中的作用。这篇文章是专门研究IRDC的系列文章的第一篇，描述了为建立银河系斯皮策IRDC的完整目录而开发的技术。我们分析了斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL的数据，以确定银河经度和纬度10度< |l| <65度和|b| <1deg. From the 8micron observations we have constructed opacity maps and used a newly developed extraction algorithm to identify structures above a column density of N_{H2} >1 × 10 ^{22} cm^{-2}区域内的IRDC的完整样本。24微米的数据然后被用来表征每个提取的云的恒星形成活动。总共提取了11303个云。与现有的基于MSX的IRDC目录相比，这些斯皮策星云中有80%以前是未知的。该算法还提取这些云内的~ 20000至50000片段，这取决于所使用的检测阈值。MIPSGAL的数据表明，这些IRDC中有20%到68%显示出24微米的点状关联。这个新的数据库为未来的研究提供了重要的资源，旨在了解银河系恒星形成的初始条件。
2009-06-18 astro-ph.GA
Triggered massive and clustered stars formation by together H II regions G38.91-0.44 and G39.30-1.04
本文介绍了红外暗云（IRDC）G38.95-0.47及其邻近H Ⅱ区G38.91-0.44（N74）、G38.93-0.39（N75）和G39.30-1.04的射电连续谱、红外和CO分子观测。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜观测到12 COJ =1-0、13 COJ =1-0和C18 OJ =1-0谱线。一氧化碳（CO）分子观测可以确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联。为了选择与该区域相关的年轻恒星（YSO），我们使用了GLIMPSE I目录。13 CO J=1-0的发射呈现两个大的云团。与IRDC G38.95-0.47一致的团块呈三角形状，并且向H II区域G38.91-0.44和G39.30-1.04具有陡峭的积分强度梯度，表明这两个H II区域已扩展到IRDC。在IRDC G38.95-0.47中探测到了四个亚毫米波连续源。只有质量为117 Msun的G038.95-00.47-M1源有流出和流入运动，表明是一颗新形成的大质量恒星。我们在被G38.93-0.39压缩的团块中检测到一个新的准直流出。三个H Ⅱ区的年龄分别为6.1 × 10^5年、2.5 × 10^5年和9.0 × 10^5年。在IRDC G38.95-0.47中，几个I类YSO的显着增强表明存在一些最近形成的恒星。将这些H Ⅱ区的年龄与YSO（I类源和大质量G038.95-00.47-M1源）…
2013-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
The molecular distribution of the IRDC G351.77-0.51
红外暗云是在红外银河系背景下消失的大规模密集云。这些天体中的许多似乎处于恒星和星团形成团簇形成的边缘。我们的目标是了解IRDC在非常早期的进化阶段的物理特性。我们选择了在8μm处具有显著红外安静性的实验用IRDC G351.77 - 0.51。作为第一步，我们观察了毫米尘埃连续发射和旋转线的中等和致密的气体示踪剂，以掩盖不同的凝聚沿IRDC和研究的速度场的丝状体。我们的初步研究证实了沿红外暗云的相干速度分布，排除了任何巧合的投影效应。发现MIR消光、毫米波连续辐射和气体分布之间有很好的相关性，大尺度湍流和贯穿整个暗条的谱线轮廓表明在这片云中存在激波。线宽和MIR亮度之间的良好相关性表明湍流是由本地恒星形成驱动的。
2011-08-10 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
2015-03-13 astro-ph.GA
ALMA-IRDC: Dense gas mass distribution from cloud to core scales
红外暗云（IRDC）是高质量恒星形成（HMSF）早期阶段的潜在宿主。在这里，我们对10个IRDC样本的碎片特性进行了深入分析，这些IRDC被认为是研究银河系内HMSF的最佳候选者。为了做到这一点，我们已经获得了一组大的马赛克覆盖这些IRDC与ALMA在波段3（或3毫米）。这些观测具有高角分辨率（~ 3角秒或~ 0.05秒差距），以及高连续谱和谱线灵敏度（~ 0.15 mJy/束，N2 H+（1-0）跃迁处每0.1 km/s通道~ 0.2 K）。从尘埃连续发射，我们确定了96个核心，从低到高质量（M = 3.4至50.9 Msun），引力约束（α_vir = 0.3至1.3），这将需要磁场强度B = 0.3至1.0 mG维里平衡。我们将这些结果与文献核心的同质化目录相结合，以恢复这些云内的层次结构超过四个数量级的空间尺度（0.01pc至10 pc）。使用更高角分辨率的补充观测，我们发现这个等级中最小的碎片（<0.02pc）目前没有形成高质量恒星所需的质量和/或密度。尽管如此，本文中提出的新ALMA观测有助于识别19个（6个静止和13个恒星形成）核心，这些核心保留了> 16 Msun而没有进一步的碎片。这些高质量的核心包含跨音速非热运动，是运动学亚维里，并需要适度的磁场强度的支持，防止崩溃。这些潜在的高质量恒星形成地点的识别是使我们能够测试高质量恒星和团簇形成理论预测的关键一步。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking the IRDC G351.77-0.53: Gaia DR3 distance, mass distribution, and star formation content
本研究通过Gaia DR3视差、Herschel气体质量图与YSO统计，确定纤维状IRDC G351的距离、质量分布及恒星形成效率，发现其显著低于Orion A和局地关系。
2024-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The inflow signature toward different evolutionary phases of massive star formation
我们分析了HCN J=1-0和HNC J=1-0谱线，研究了大质量恒星形成不同演化阶段的入流运动：54个红外暗云（IRDC）、69个大质量原恒星天体（HMPO）和54个超致密HII区（UCHIIs）。HCN光谱中的流入不对称性似乎在所有三个进化阶段都很普遍，IRDC在蓝色轮廓中显示出最大的过剩。在HNC光谱的情况下，蓝色源的流行并没有出现，除了IRDC。我们认为，这条线是不合适的跟踪流入运动的大质量恒星形成的演化阶段，因为丰富的HNC在高温下减少。这一结果突出了在大质量恒星形成区的动力学研究中考虑化学的重要性。IRDC在两次跃迁中都表现出最高的蓝色过剩，这一事实表明，最活跃的流入发生在恒星形成的早期阶段，即，在IRDC阶段，而不是在后期阶段。然而，质量仍然流入一些UCHII。我们还发现，在7个蓝色光源中，有6个的HNC光谱的吸收下降相对于它们的系统速度发生了红移。这些红移的吸收下降可能表明全球崩溃的候选者，虽然需要更好的分辨率映射观测来更详细地检查这个功能。
2016-06-22 astro-ph.GA
Widespread SiO and CH3OH emission in Filamentary Infrared Dark Clouds
红-暗云（IRDC）是寒冷、密集的高（光学和红外）消光区域，被认为是大质量恒星和星团的诞生地。导致这些IRDC形成的物理机制尚未完全理解，因此研究它们的分子气体运动学和化学含量以寻找IRDC形成过程的任何特征是重要的。利用Milimétrica射电天文研究所的30米直径的天线，我们获得了致密气体示踪剂（H $^{13}$ CO、$^{+}$和HN $^{13}$ C）和典型激波示踪剂（SiO和CH $_3$ OH）朝向三个IRDCs，G 028.37 +00.07、G 034.43 +00.24和G 034.77 -00.55（分别为云C、F和G）的发射图。我们已经研究了这些云的分子气体运动学，并与以前的工作对其他IRDC一致，云显示出复杂的气体运动学与几个速度相干的子结构分离在速度空间中的几公里秒$^{-1}$。与这些复杂的运动学结构，广泛（秒差距尺度）排放的SiO和CH $_3$ OH是目前在所有三个云。对于云C和F，已知是活跃的恒星形成，广泛的SiO和CH $_3$ OH可能与正在进行的恒星形成活动有关。然而，云G，缺乏8 $μ$ m或24 $μ$ m源和4.5 $μ$ m H $_2$冲击激发的发射，检测到的广泛的SiO和CH $_3$ OH发射可能起源于大规模的冲击相互作用，虽然涉及人口的低质量恒星驱动分子外流的情况不能完全排除。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the column density and dust temperature structure of IRDCs with Herschel
红外暗云（IRDC）是一种寒冷而致密的气体储存库，可能形成恒星。这些云中的许多可能是代表恒星形成初始条件的原始结构。本研究的目的是利用Hi-GAL银道面巡天的第一批Herschel数据，构建和分析IRDC的精确柱密度和尘埃温度图。这些基本量对于理解分子云中恒星形成早期阶段的碎裂等过程至关重要。我们已经开发了一个简单的像素的SED拟合方法，占背景发射。通过在每个位置拟合灰体函数，我们恢复了IRDC内尘柱密度和温度的空间变化。该方法适用于22个IRDC的样品，表现出一系列的角尺寸和峰值柱密度。我们的分析表明，尘埃温度显着降低IRDC内，从20-30 K的背景温度的最低温度为8-15 K的云，表明密集的分子云是不等温的。温度梯度很可能对IRDC的碎裂产生重要影响。局部温度最低值与柱密度峰值密切相关，在少数情况下达到NH 2 = 1 x 10^{23} cm^{-2}，将这些云确定为候选的大质量星前核。将这种技术应用于完整的Hi-GAL数据集将提供对IRDC的碎片化和热性质的重要约束，并帮助识别数百个大规模星前核心候选者。
2010-05-10 astro-ph.GA
Large-scale molecular gas distribution in the M17 cloud complex: dense gas conditions of massive star formation?
气体和原恒星在分子云中的不均匀分布是由各种难以分离的物理过程的组合造成的。我们探索这种非均匀分布在M17分子云复杂的主机大质量的恒星形成活动使用$^{12}$ CO（$J=1-0$）和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的发射线与Nobeyama 45米望远镜。质量、大小和引力束缚性等团块性质的差异反映了M17-H{ \scriptsize II}和M17-IRDC云演化阶段的不同。M17-H{ \scriptsize II}云中的团块比M17-IRDC中的团块更致密、更紧凑、更受引力束缚。虽然M17-H{ \scriptsize II}拥有大部分非常致密的气体（27\%），其柱密度大于理论上预测的大质量恒星形成的$\sim$ 1 g cm $^{-2}$阈值，但这种非常致密的气体在M17-IRDC中不足（0.46\%）。我们用TRAO 14 m望远镜对HCO $^+$（$J=1-0$）和HCN（$J=1-0$）进行了观测，{ \nlqb追踪柱密度大于$3\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的所有气体}，证实了M 17-IRDC中高密度（$\gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$）气体的缺乏。虽然M17-IRDC的质量足以形成大质量恒星，但它缺乏非常致密的气体和引力束缚的团块可以解释目前缺乏大质量恒星的形成。
2020-01-27 astro-ph.GA
Astrochemical modelling of infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）是星际介质（ISM）中寒冷、密集的区域，可能代表大质量恒星形成的初始条件。因此，重要的是研究IRDC的物理和化学条件，为这些过程的理论模型提供约束和投入。我们的目标是确定天体化学条件，特别是宇宙线电离率（CRIR）和化学年龄，在不同区域的大规模IRDC G28.37+00.07通过比较观测到的多个分子和分子离子的丰度与天体化学模型的预测。我们已经计算了一系列的单区天体化学模型与气体颗粒网络，系统地探讨了密度，温度，CRIR和视觉消光的参数空间。我们还研究了CO冰结合能的选择和颗粒受到宇宙射线撞击时瞬时加热所达到的温度的影响。我们在IRDC中选择了10个已知具有各种恒星形成活动的位置。我们利用中红外（MIR）消光图和亚毫米发射图来测量这些区域的质量表面密度，这是估计丰度和体积密度所需的。亚毫米发射图也被用来测量温度。然后，我们使用IRAM-30米观测各种示踪剂，以估计柱密度，从而丰度。使用估计的CO，HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，我们发现具有相对较低的CRIR的$ζ\sim10^{-18}$到$\sim10^{-17}\:{\rm s}^{-1}$的天体化学模型的一致性，没有证据表明系统的变化与恒星形成活动的水平。天体化学年龄小于100万年。我们讨论了这些结果中系统不确定性的潜在来源以及IRDC演化历史和天体化学模型的总体影响。（arXiv）
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IV. Star formation signatures in G023.477
质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$，表面密度为$\sim$ 0.5 g cm $^{-2}$，G023.477+0.114也被称为IRDC 18310-4，是一个有可能形成高质量恒星的红外暗云，被认为是一个有希望的星前星团候选者。为了描述高质量恒星形成的早期阶段，我们观测了G023.477+0.114，这是ALMA对70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们已经进行了$\sim$ 1。“使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米处对尘埃连续体和分子谱线发射进行2分辨率观测。我们确定了11个核心，其质量范围从1.1 $M_\odot$到19.0 $M_\odot$。忽略磁场，核心的维里参数低于1，这意味着核心是引力约束的。然而，当磁场包括在内时，星前核接近维里平衡，而原恒星核保持亚维里化。恒星形成活动已经在这一丛开始。在CO和SiO中检测到四个准直流出。H $_2$ CO和CH $_3$ OH发射与CO和SiO发射中看到的高速分量一致。流出物对于出生丝和磁场是随机定向的。位置-速度图表明，即使在原恒星形成的非常早期阶段，阶段性的物质抛射也已经开始。这些核心的质量与IRDC可能形成的最大恒星质量（8-19 $M_\odot$）相当。我们探讨了IRDC G023.477+0.114如何在理论情景中最终形成大质量恒星的两种可能性。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRDC G030.88+00.13: A Tale of Two Massive Clumps
大质量恒星（M $\gsim 10$ \msun）是由秒差距尺度的分子团坍缩形成的。分子团是如何分裂成具有质量分布的星团中的大质量恒星的尚不清楚。我们在大质量（$> 10^3$ \msun）、低光度（$4.6 \times 10^2$ \lsun）红外暗星云（IRDC）G030.88+00.13中寻找可能导致未来大质量恒星形成的冷核。来自VLA和GBT的\nh 3数据显示，在红外线上看到的消光特征由沿着同一视线的两个独特的团块组成：97 \kms-1处的C1团块与斯皮策8和24 $μ$ m处的消光一致。因此，它对IRDC的大多数负责。在107 \kms-1处的C2团簇更致密，峰值温度为45 K。SMA和VLA观测中发现的致密尘芯和\h 2 O脉泽主要与C2有关，没有一个在C1的IRDC内。光度表明C1和C2星团都还没有形成大质量的原恒星。但C1可能处于前星系团形成阶段。模拟观测排除了IRDC内质量超过8 \msun \的0.1pc冷核。C1和C2的核心质量以及高质量原恒星的核心质量表明了冷核质量随时间增加的演化趋势。基于我们的研究结果，我们提出了一个大质量恒星形成的经验图片，原恒星的核心和嵌入的原恒星经历同时的质量增长过程中的原恒星演化。
2011-03-25 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). X: Hot Gas Reveals Deeply Embedded Star Formation
该研究利用 ALMA ASHES 的 H2CO、HC3N 和 OCS 分子线观测，发现 70 μm 暗弱红外暗云中存在受外流影响的高温气体和高级演化阶段的深埋原恒星核。
2023-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Hot Core and Molecular Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵和凯克望远镜在K波段观测到了与红外暗云G34.43+00.24有关的一个团簇形成团（MM 3），它的1.3mm连续谱和CH_3OH、CS、~（13）CS、SiO、CH_3CH_2CN和HCOOCH_3谱线。我们已经发现了一个年轻的外流到这个集团的中心，在SiO，CS和CH 3OH线。这种外流很可能是由嵌入在热核心中的原恒星驱动的，这是由CH 3CH 2CN，HCOOCH 3，13 CS和高激发CH 3OH线追踪的。尽管它的质量很低（<1.1 M_sun），但其热核的大小约为800 × 300 AU，这表明它的吸积速率很高，或者存在着含有少量热Corino的多恒星系统。外流是高度准直的，动力学时间尺度估计为小于740年。此外，我们还发现了SiO，CS和CH 3OH的扩展发射，这与热核和外流无关。这种辐射可能与过去星团中的恒星形成活动有关。虽然G34.43+00.24 MM 3在红外线上被黑暗的特征所包围，但它在星团演化的早期阶段已经经历了低质量恒星的活跃形成。
2013-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). V. Deuterated Molecules in the 70 $μ$m dark IRDC G14.492-00.139
我们在NPDMATHABMN D $^+$ $J$ = 3 - 2，DCO $^+$ $J$ = 3 - 2，DCN $J$ = 3 - 2和C $^{18}$ O $J$ = 2 - 1谱线中观测到70 m $μ$暗红外暗云（IRDC）G 14.492 - 00.139，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）作为ALMA 70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们发现，不同的氘代分子谱线所观测到的辐射的空间分布是不同的。N $_2$ D $^+$的发射跟踪相对平静的地区，而DCO $^+$和DCN的发射主要来自活跃的恒星形成的迹象的地区。此外，DCO的$^+$/N $_2$ D $^+$的比例被发现是在几个密集的核心比在低质量的恒星形成区嵌入的无星核心低。通过观测结果与化学模式计算结果的比较，讨论了IRDC团簇中DCO $^+$/N $_2$ D $^+$比值偏低的原因。如果致密核的温度在N-$_2$（$\sim$ 20 K）和CO（$\sim$ 25 K）的升华温度之间的范围内，则可以解释低的DCO-$^+$/N-$_2$-D-$^+$比。结果表明，G14.492 - 00.139中的致密核心比低质量恒星形成区的致密核心更温暖和致密。
2021-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Subsonic islands within a high-mass star-forming IRDC
高质量恒星形成区通常被认为是由超音速运动主导的。本文介绍了甚大阵列和绿岸望远镜（VLA+GBT）对红外暗云（IRDC）G035.39-00.33中NH $_3$（1，1）和（2，2）的联合观测，追踪了低至0.07 pc尺度的冷致密气体。我们发现，与以前类似的研究IRDC，超过三分之一的拟合氨光谱显示亚音速非热运动（平均线宽为0.71 $\mathrm{km~s^{-1}}$），和周围的$\mathcal{M} = 1$的音速马赫数分布峰值。由于可能的观测和仪器偏差只会扩大线的轮廓，我们的结果提供了强大的上限的实际值的$\mathcal{M}$，进一步加强我们的发现窄线宽。这一发现要求重新评估湍流耗散和亚音速区域在恒星和团簇形成中的作用。根据我们在G035.39中的发现，我们进一步推测，在以前的VLA NH $_3$研究中使用的较粗的光谱分辨率可能抑制了IRDC中亚音速湍流的探测。减少湍流支持表明，动态重要的磁场1 mG的顺序将需要支持对可能的引力坍缩。我们的研究结果提供了有价值的输入到理论和模拟，旨在重建高质量恒星和团簇形成的初始条件。
2018-02-27 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
How Many Infrared Dark Clouds can form Massive Stars and Clusters?
我们提出了一个新的评估红外暗云（IRDC）形成大质量恒星和星团的能力。这是通过与大质量恒星形成（MSF）的经验质量大小阈值进行比较来完成的。基于有和没有MSF的云，我们建立了m（r）>870M_sun（r/pc）^1.33作为一个新的近似MSF极限。许多内陆发展中国家，如果不是大多数的话，都没有达到这一门槛。如果没有显著的演变，这样的云不太可能是MSF候选者。这是对少数发展中国家向无国界医生发展的第一次定量评估。低于这个极限的IRDC仍然可能形成中等质量的恒星和星团，尽管（例如，蛇夫座和英仙座分子云）。尽管如此，IRDC中包含的大部分质量可能存在于少数几个10^2的云中，维持MSF。
2010-09-08 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Dark Dragon Breaks Magnetic Chain: Dynamical Substructures of IRDC G28.34 Form in Supported Environments
该研究利用多波段观测数据，揭示红外暗云 G28.34 中磁场在云尺度上主导支撑环境，而云内引力可压倒磁场和湍流，促成局域恒星形成。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cores in IRDC G14.225-0.506 revealed by ALMA Observations
本文利用ALMA对红外暗云IRDC G14.225-0.506的致密核进行观测，结合N$_2$D$^+$谱线和NH$_3$温度分析其热力学性质，发现湍流以跨声速和超声速为主、维里参数与柱密度反相关，并通过分子外流及多波段YSO分布揭示云内外活跃的恒星形成。
2025-03-13 astro-ph.GA
Mother of Dragons: A Massive, quiescent core in the dragon cloud (IRDC G028.37+00.07)
本文利用 ALMA 高角分辨率观测分析龙云中的大质量核心 C2c1，发现其碎裂为两个致密核心且维里参数小于1，为存在大质量前恒星核心提供了证据。
2023-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A statistical study of the mass and density structure of Infrared Dark Clouds
如何以及何时确定银河系中恒星的质量分布是现代天文学的主要问题之一。在这里，我们提出了一个统计研究的质量和密度分布的红外暗云（IRDC）和其中的碎片。这些区域是原始的分子气体结构和恒星的祖先，因此提供了恒星形成的初始条件的见解。本研究使用了IRDC目录（Peretto & Fuller 2009），这是迄今为止IRDC柱密度图的最大样本，包含了总计约11，000个柱密度超过N_{H2} = 1 X10^{22} cm^{-2}的IRDC和超过50，000个单峰IRDC碎片。大量的对象构成了这项研究的一个重要优势，允许对样本的完整性进行详细分析，从而得出统计上可靠的结论。使用统计方法来分配云的距离，云的质量和密度分布，并在其中的碎片构建。质量分布显示从IRDC切换到片段时的斜率变陡，与以前类似结构的结果一致。通过假设Larson关系和计算它们的维里参数，将IRDC和碎片分为未绑定/绑定对象。IRDC大多数是引力结合的，而相当一部分碎片不是。重力未结合碎片的密度分布显示出陡峭的特征斜率。(see全文摘要）。
2010-09-03 astro-ph.GA
A SiO J = 5 - 4 Survey Toward Massive Star Formation Regions
我们进行了调查的SiO $J=5\rightarrow4$线对199个银河系大质量恒星形成区的样本在不同的演化阶段与SMT 10米和CSO 10.4米望远镜。该样本由44个红外暗云（IRDC），86个原恒星候选者和69个年轻的\HII \区域组成。我们在102个源中探测到SiO $J=5\rightarrow4$谱线发射，IRDC、原恒星候选者和年轻\HII区的探测率分别为57%、37%和65%。在不同演化阶段的天体中，我们发现了SiO的宽谱线$>$ 20 \kms和窄谱线发射，可能分别与高速激波和低速激波有关。在我们的样品中，SiO光度在不同演化阶段之间没有表现出明显的差异。我们没有发现之间的SiO丰度和光度质量比的相关性，表明SiO丰度并没有显着变化的区域在不同的恒星形成的演化阶段。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic infrared extinction mapping as a probe of grain growth in IRDCs
我们在IRDC G028.36+00.07（一个潜在的大质量恒星和恒星团簇形成的地点）进行了MIR到FIR消光定律的光谱测试。Lim & Tan（2014）开发了使用${\it Spitzer}$ -MIPS ${\rm 24μm}$和${\it Herschel}$ -PACS ${\rm 70μm}$图像对该源进行FIR消光映射的方法，并通过与MIR ${\it Spitzer}$ -IRAC $3$- ${\rm 8μm}$消光图进行比较，发现了最高质量表面密度区域中颗粒生长的初步证据。在这里，我们提出的光谱红外消光（SIREX）映射使用${\it Spitzer}$ -IRS（14至${\rm 38μm}$）数据的同一IRDC的结果。这些方法使我们能够首先测量弥漫的银河ISM的SED，这是在IRDC的前景。然后，我们进行我们的初步调查测量的MIR FIR不透明度的法律和寻找潜在的变化作为一个函数的质量表面密度IRDC内。我们发现了相对平坦、无特征的MIR-FIR不透明度定律，缺少与Ossenkopf & Henning（1994）的厚水冰地幔模型相关的$\sim{\rm 12μm}$和$\sim{\rm 35μm}$特征。他们的薄冰地幔模型和Ormel等人（2011年）的尘埃聚集模型通常更好地匹配观测到的不透明度定律。我们还发现了证据，一般平坦的和平号到远红外线的消光规律，…
2015-10-12 astro-ph.GA
Multicomponent kinematics in a massive filamentary IRDC
为了探索大质量恒星和团簇形成的初始条件，我们在甚大阵（VLA）和绿岸望远镜（GBT）的组合镶嵌图上研究了红外暗云G035.39-00.33（IRDC G035.39）内致密细丝的性质，追踪NH3（1，1）和（2，2）的发射，直到0.08 pc尺度。使用凝聚的层次聚类的多个视线速度分量拟合结果，我们确定了七个扩展的速度相干分量在我们的数据，可能代表空间相干的物理结构，一些表现出复杂的气体运动。速度梯度大小分布的峰值在0.35 km/s/pc的模式，并有一个长尾巴延伸到1.5 - 2 km/s/pc的较高值，并与其他分子示踪剂对同一云的发现和对附近低质量致密云核在相同尺度下的发现值基本一致。与观测和理论预期相反，我们发现非热氨谱线宽度比以类似分辨率观察到的N2 H+（1-0）谱线跃迁系统地窄（约20%）。如果观测到的有序速度梯度代表核心包层固体的旋转，我们估计比角动量约为2 x 10^21 cm ^2/s，与低质量恒星形成核心相似。再加上之前在G035.39中发现的亚音速运动，我们的研究结果表明，高质量恒星形成IRDC和低质量恒星形成机制的运动学之间具有高度的相似性。
2018-12-22 astro-ph.GA
Mid-J CO shock tracing observations of infrared dark clouds II Low-J CO constraints on excitation, depletion, and kinematics
红外暗云是星际介质中运动学上复杂的分子结构，可以容纳大质量恒星形成的场所。我们提出了4个平方角分地图的12 CO，13 CO，和C18 O J = 3至2线从选定的位置在C和F（G028.37+00.07和G034.43+00.24）红外暗云（IRDC），以及单点观测的13 CO和C18 O J = 2至1线对这些云内的三个核心。我们得出CO气体的温度在整个地图，并发现CO显着冻结在这些IRDC。我们发现，CO的消耗往往是最高的柱密度峰值附近，与最大的消耗因子在5和9之间的IRDC F和16和31之间的IRDC C。我们还检测到多个速度分量和复杂的运动结构，在这两个IRDC。因此，IRDC的运动学似乎指向动态演变的结构，产生具有相当大的耗尽因子的致密核心。
2015-12-15 astro-ph.GA
CO Depletion in Infrared Dark Clouds
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔摩斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Yale University（耶鲁大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
研究红外暗云中CO耗尽与气体密度及尘埃温度的关系，提出耗尽因子函数形式，揭示热脱附对CO丰度的影响。
2025-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds I: Column Density and Temperature Structure
我们提出了甚大天线阵观测NH3（1，1）和（2，2）在6个红外暗云（IRDC）的样本，距离从2至5千秒差距。我们发现氨是IRDC中致密气体的出色示踪剂，没有显示出耗尽的证据，并且这些云中的平均丰度相对于H2为8.1 x 10^-7。我们的样本由四个24微米嵌入原恒星的IRDC和两个无星的IRDC组成。我们计算了IRDC中气体的动力学温度，发现无星IRDC和成星IRDC之间没有显着差异。我们发现气体的体积在8到13 K之间，这表明任何嵌入或附近的恒星或星团都不会显著影响气体温度。虽然IRDC的温度和体积密度与质量较低的局部恒星形成区相当，但它们的质量要大得多，导致内部压力非常高。为了使IRDC作为相干结构存活下来，内部压力必须通过由它们所在的螺旋臂中的高浓度分子云提供的围压来平衡。高分子浓度和压力与棒星系的气体动力学基本一致。
2011-07-20 astro-ph.GA
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in High-Mass Infrared Dark Clouds
大质量恒星是宇宙引擎，在银河系和其他星系中占据主导地位。然而，它们的形成仍然没有得到很好的理解。大质量、寒冷、稠密的云，通常以红外暗云（IRDC）的形式出现，是大质量恒星的摇篮。没有测量的磁场在IRDCs的状态之前，开始的高质量恒星形成（HMSF）以前已经提供，和流行的HMSF理论不考虑强磁场。在这里，我们报告的观测磁场在银河系中最大的两个IRDC。结果表明，IRDCs G11.11-0.12和G0.253+0.016是强磁化的，强磁场对HMSF的影响与湍流和重力一样重要。G11.11-0.12中的主致密细丝垂直于磁场，而合并到主细丝上的较低密度细丝平行于磁场。隐含的磁场足够强，足以抑制碎片，从而允许HMSF。其他减少碎裂的机制，例如通过高质量表面密度捕获年轻恒星的热量，并不需要促进HMSF。
2014-10-29 astro-ph.GA
Temperature structure and kinematics of the IRDC G035.39-00.33
目的。红外暗云代表了大质量恒星形成的最早阶段。需要在所有物理尺度上详细观察它们的物理条件，以提高我们对它们在恒星形成中的作用的理解。方法.我们用经典的氨温度计探测稠密气体，研究了IRDC G 035.39 -00.33的大尺度结构。这使我们能够对扩展的pc级致密气藏的温度进行可靠的约束，并探测其非热运动的幅度。可用的远红外观测值可与观测到的氨排放量结合使用，以估算G035.39-00.33中所含的总气体质量。结果我们确定了一个主要的速度分量作为一个突出的灯丝，表现为氨排放强度脊跨越超过6 pc，与以前的研究云的北部。一些额外的视线组件被发现，和一个大规模的，线性速度梯度~0.2公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$被发现沿脊的IRDC。与尘埃温度图相反，氨衍生的动力学温度图，为整个云，揭示了当地的温度增强对大规模的原恒星核心。我们表明，没有适当考虑视线污染，粉尘温度是2-3 K大于NH $_3$测量的气体温度。结论.虽然大尺度的运动学和温度结构与无星暗丝一致，但小尺度上的动力学气体温度分布暗示着追踪与大质量原恒星核位置一致的加热机制。
2017-06-27 astro-ph.GA
Core Emergence in a Massive Infrared Dark Cloud: A Comparison Between Mid-IR Extinction and 1.3 mm Emission
恒星诞生于分子云的致密核心。在观测上，捕捉核心的形成是至关重要的，以了解恒星形成过程的必要条件和速率。{ \it阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列}（ALMA）非常强大，可通过尘埃连续发射在毫米波长下识别致密气体结构，包括核心。在这里，我们使用ALMA进行调查的致密气体和核心的中心区域的大规模（$\sim10^5\:M_\odot$）红外暗云（IRDC）G28.37+0.07。该观测由12米阵列的86个点组成，并产生了这个IRDC的致密结构的前所未有的视图。在这第一篇关于这个数据集，我们专注于1.3毫米的连续辐射和中红外（MIR）消光图的IRDC之间的比较。这允许估计“稠密气体”检测概率函数（DPF），即，作为局部质量表面密度$Σ$的函数，用于定义“致密气体”的mm连续发射阈值的各种选择。然后，我们估计致密气体的质量分数，$f_{\rm dg}$，在IRDC的中心区域，并通过外推与DPF和已知的$Σ$概率分布函数，到大规模的周围区域，找到约5\%至15\%的值的阈值的基准选择。我们认为，这种观察到的致密气体是一个很好的示踪剂的原恒星的核心人口，并在这种情况下，估计恒星形成效率每自由落体时间在中央IRDC区域的$ε_{\rm ff}\sim$ 10\%，大约有两个系统的不确定性的一个因素。
2018-02-20 astro-ph.GA
G048.66-0.29: Physical State of an Isolated Site of Massive Star Formation
我们提出了连续观测红外暗云（IRDC）G48.66-0.22（G48）与赫歇尔，斯皮策，APEX，除了几个分子线观测。赫歇尔地图被用来推导G48的温度和柱密度地图使用的模型的基础上修改的黑体。我们发现，G48具有相对简单的结构，是相对孤立的，因此这个IRDC提供了一个很好的目标，研究的崩溃和破碎的一个附属结构的复杂因素，如强烈的外部反馈的情况下。从云到核尺度，G48的温度结构明显是非等温的。柱密度峰值在空间上与G48中的最低温度（~ 17.5 K）一致。从柱密度图中得到的总云量约为390 Msun。通过比较Herschel/PACS波段13个点源的光质比与演化模型，我们发现其中两个核很可能演化成大质量恒星（M>8 Msun）。推导出的点源的平均投影分离小于其他IRDC，但在很好的一致性与理论预测的圆柱形崩溃。我们检测几种分子种类，如CO，HCO+，HCN，HNC和N2 H+。与预期的星际丰度相比，CO被消耗了约3.5倍，由此我们得出结论，CO在中心区域冻结。此外，与G48中的亚毫米峰相关的分子团似乎是重力未结合的或只是压力限制的。对G48中临界线质量的分析表明，整个灯丝都在崩溃，克服了任何内部支撑。
2013-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO emission in the filamentary Infrared Dark Cloud G035.39-00.33: An ALMA view
National Astronomical Observatories of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institute de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过ALMA观测，研究了IRDC G035.39-00.33的SiO发射，揭示了激波活动与星形成的关系，提出超新星残骸与HII区域相互作用可能塑造其丝状结构。
2025-12-29 astro-ph.GA
Parsec-scale SiO Emission in an Infrared Dark Cloud
我们提供了高灵敏度的2 'x4'图的J=2-1旋转线的SiO，CO，13 CO和C18 O，观测到的对流红外暗云（IRDC）G035.39-00.33。还报道了SiOJ =2-1和J=3-2谱线指向灯丝中几个区域的单点光谱。SiO图像显示SiO沿IRDC广泛分布（尺寸>2 pc），显示出两种不同的成分：一种明亮而致密，由三个凝聚（N，E和S）产生，另一种弱而沿暗条延伸。虽然第一个组分在SiOJ =2-1和SiOJ =3-2中都显示出宽线（线宽为~4-7 kms-1），但第二个组分仅在SiOJ =2-1中检测到并且具有窄线（~0.8 kms-1）。CO及其同位素的地图显示，低密度的细丝与IRDC相交，并似乎向云的密集部分合并。这类似于由流动驱动、冲击诱导和磁调节的云形成模型预测的分子结构。与低质量恒星形成相关的外流一样，在~7 kms-1的速度范围内，SiO朝向N、E和S的激发温度和丰度分数分别从~6 K增加到40 K，从~ 1 E-10增加到> 1 E-8。由于8微米的来源，24微米的来源和/或扩展4.5微米的排放检测在N，E和S，广泛的SiO可能是产生在流出与高质量的原恒星。然而，窄SiO线的激发温度和分数丰度非常低（分别为~9 K和~ 1 E-11），并且与通过vs~12 kms-1的激波对星际颗粒的处理一致。这种发射可能是由i）大规模的冲击，可能是IRDC形成过程的残余物; …
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cores in Infra-Red Dark Clouds (IRDCs) seen in the Hi-GAL survey between l = 300° and l = 330°
我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）的数据来研究3171个红外暗云（IRDC）候选者，这些候选者是由斯皮策在中红外（8 μm）中识别的（我们称之为“斯皮策暗”区域）。它们都位于l=300 - 330 \circ和|b| 6 1 \circ的范围内。其中，只有1205颗被赫歇尔观测到发射出远红外线（250-500 μm）（我们称之为“赫歇尔亮”云）。据预测，稠密的云不仅会在中红外吸收中看到，而且还会在最长的赫歇尔波段（250-500 μm）的远红外发射中看到。如果一个区域在整个中红外和远红外的所有波长处都是暗的，那么它很可能只是一个背景红外辐射较低的区域（“天空中的洞”）。因此，以前的调查，仅基于斯皮策和其他中红外数据，可能高估了IRDC总人口的2倍。我们研究了1205个250 μm的Herschel亮IRDC，发现其中972个至少有一个清晰的250 μm峰，表明它们包含一个或多个致密核心。其中，653个（67%）包含云内某处的8 μm点源，149个（15%）包含24 μm点源但没有8 μm源，170个（18%）不包含24 μm或8 μm点源。我们使用这些统计数据来推断IRDC各个进化阶段的寿命。
2012-02-02 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
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
ALOHA IRDCs Molecular Line Follow-up: I. Gas properties and kinematics
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马普射电天文研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；Space Engineering University（航天工程大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
本研究针对ALOHA IRDCs的56个团块，用射电望远镜观测推导气体性质，识别坍缩与激波信号，发现宁静化学物质与活跃气体共存，为大质量IRDC团块演化研究提供线索。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
Characterizing Precursors to Stellar Clusters with Herschel
背景：尽管大质量恒星和星团对宇宙有着深远的影响，但它们的形成仍然难以捉摸。在过去的十年里，令人信服的证据表明红外暗云（IRDC）可能是星团的前身。然而，识别IRDC的通常方法是有偏见的，因为它们被认为是在吸收明亮的中红外发射，而尘埃连续观测允许冷，密集的前恒星星团被识别的任何地方。目的：我们的目标是了解IRDC的物理特性，探索人口的尘埃连续源，而不是IRDC的，并粗略地描述了在尘埃连续源的恒星形成活动。结果如下：我们目前的温度和柱密度图在Hi-GAL l=30和l=59 SDP字段，以及一个强大的算法，卷云减法和源识别使用Hi-GAL。我们报告的分数高GAL源是中红外暗，中性，或明亮的在这两个领域。我们发现显着的趋势，列密度和温度之间的中红外暗和明亮的像素;中红外暗像素约10 K冷，并有一个因素的2高列密度平均比中红外亮像素。我们发现，高GAL尘埃连续源跨越一系列的演化状态，从前到恒星形成，温暖的来源与更多的恒星形成示踪剂。随着示踪剂类型的增加，温度有从最冷的中红外暗源到中间的外流/脉泽源，最后到最热的8和24微米亮源的趋势。最后，我们确定了五个候选IRDC样源的银河系的远侧。这些是冷（~ 20 K）、高柱密度（N（H2）> 10^22 cm^-2）的云，用Hi-GAL识别，尽管周围有明亮的中红外发射，但在8微米处几乎没有吸收。（节略）
2011-01-24 astro-ph.GA
