Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics simulations of massive star cluster formation in giant molecular clouds
通过三维辐射流体动力学模拟，研究了表面密度从$Σ_{\rm cl} = 80$到$3200~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$的年轻大质量星团（YMC，$M_{*}>10^4~M_{\odot}$）的形成过程。我们发现，光电离反馈抑制恒星形成显着的云与低表面密度。对于具有$M_{\rm cl}=10^{6}~M_{\odot}$和$Z= Z_{\odot}$的云，一旦初始表面密度超过$\sim 100~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$，大部分气体转化为恒星，因为光电离反馈在深引力势中效率低下。在这种情况下，星团是巨大的，引力束缚为YMC。过渡区表面密度随金属丰度的降低而增加，对于$Z=10^{-2}~Z_{\odot}$，过渡区表面密度为$\sim 350~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$。我们发现，超过10%的恒星形成效率（SFE）需要保持一个星团的引力约束，即使在云的破坏。此外，我们开发了一个半解析模型再现在我们的模拟中获得的SFE。我们发现，SFE符合幂律函数的依赖性$\propto Σ_{\rm cl}^{1/2}$低表面密度和迅速增加的过渡表面密度。表面密度和金属丰度的条件与最近在附近星系中观测到的形成YMC的巨大分子云相匹配。
2021-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infall, outflow, and turbulence in massive star-forming cores in the G333 giant molecular cloud
我们提出了三个大规模的分子外流源，G333.6-0.2，G333.1-0.4，和G332.8-0.5的分子线成像观测，所有这些也显示了证据，在G333巨分子云（GMC）的流入。所有这三个都在IRAS源的光束大小（36角秒）内，1.2毫米的尘埃团，各种激射物质和射电连续探测到的HII区域，因此与高质量恒星形成有关。我们提出的分子线数据和导出的流出物的物理性质，包括质量，运动学和能量，并讨论其驱动源的推断特征。每个叶瓣的外流质量是10到40个太阳质量，核心质量是10^3个太阳质量。流出物的大小尺度为十分之几秒差距，时间尺度为几× 10 ^4年，质量损失率为几× 10 ^-4太阳质量/年。我们还发现核心是湍流和高度超音速。
2015-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved Measurements of Molecular Cloud Distances Based on Global Search
背景消除视差法（BEEP）的原理是通过检测云上和云外区域的消光差异，揭示分子云引起的消光跃变，从而揭示复杂尘埃环境中的距离。BEEP方法需要高质量的分子云图像和高精度的恒星视差和消光数据，这些数据可以由银河系成像卷轴绘画（MWISP）CO巡天和盖亚DR 2目录以及补充的AV消光数据提供。在这项工作中，BEEP方法进一步改进（BEEP-II），以测量分子云的距离在一个全球性的搜索方式。将BEEP-II方法应用于MWISP CO调查绘制的三个区域，我们共同测量了234个分子云的238个距离。与以往的BEEP结果相比，BEEP-II方法能够有效地测量距离，特别适用于角尺寸较大或环境复杂的分子云，适合于大样本分子云的距离测量。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular cloud distances based on the MWISP CO survey and Gaia DR2
我们提出了一种新的方法来计算分子云在银河系平面的距离，使用CO观测和盖亚DR 2视差和G-波段消光（$A_G$）测量。由于银河平面尘埃环境的复杂性，$A_G$包含不规则的变化，这是很难建模。为了克服这个困难，我们建议，离云恒星（分子云周围的盖亚恒星）的$A_G$可以作为一个基线来校准云上恒星（朝向分子云的盖亚恒星）的$A_G$，这将去除与分子云无关的$A_G$成分。随后利用贝叶斯分析和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样从云上$A_G$中的跳跃点推断距离。我们将这种基线减法应用于100平方度的区域（209.75° $\leq$ 1 $\leq$ 219.75°和|b| $\leq$ 5°），位于银河系第三象限，作为银河系成像卷轴画（MWISP）项目的一部分绘制，覆盖了三条CO同位素线，并推导出11个分子云的距离和质量，包括马达莱纳分子云和Sh 2-287结果表明，英仙座臂在该区域的距离约为2.4kpc，臂间区域存在分子云。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A model for the formation of stellar associations and clusters from giant molecular clouds
我们提出了一个大套件的MHD模拟湍流，恒星形成的巨分子云（GMC）与恒星反馈，扩展以前的工作，模拟10个不同的随机实现的云质量和大小的参数空间中的每个点。研究发现，一旦星云由于恒星反馈而消散，自引力星团和未束缚恒星通常都会保留下来，它们都是由相同的亚结构恒星密度连续体产生的。分层团簇形成方案。出生在引力约束星团的恒星比例与恒星反馈所设定的整体云恒星形成效率有关，但由于恒星形成气体流的小尺度细节的随机变化而具有显着的分散性。我们使用我们的数值计算结果来校准模型映射到他们形成的星团人口的自引力GMCs的整体属性（质量，大小和金属丰度），表示在统计上的云级分布。从观测到的M83中的GMC星表合成星团星表，我们发现，该模型预测的初始星团质量和大小与观测结果吻合良好，只使用标准的IMF和恒星演化模型作为反馈的输入。在我们的模型中，引力与恒星反馈的强度之比是设定星团质量的关键参数，在各种反馈通道中，直接恒星辐射（光子动量和光电离）在GMC尺度上是最重要的。
2020-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Distances to Molecular Clouds at High Galactic Latitudes based on GAIA DR2
我们报告的分子云的距离在银河系高纬度（|b| >10 $^\circ$）来自视差和G波段消光（A $_{\rm G}$）测量在第二个盖亚数据发布，盖亚DR 2。在贝叶斯分析的辅助下，我们通过识别消光A $_{\rm G}$向分子云的断点，并利用盖亚星在分子云周围的消光A $_{\rm G}$来确定断点，从而确定距离。我们使用附近的恒星形成区域，如猎户座，金牛座，仙王座和英仙座，其距离是众所周知的，以检查我们的方法的可靠性。通过与已有结果的比较，我们发现用这种方法得到的分子云距离是可靠的。距离的系统误差约为5%。总共有52个分子云的距离得到了很好的确定，其中大部分位于银河系的高纬度地区，我们首次为13个分子云提供了可靠的距离。
2019-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33 I: Resolving Star Formation Activities in the Giant Molecular Filaments Possibly Formed by a Spiral Shock
本文报道了用ALMA对M33中最大质量的巨分子云之一GMC-16的分子谱线和连续谱的观测结果，其角分辨率为0 $''$ 44 $\times$ 0 $''$ 27（$\sim$ 2 pc $\times$ 1 pc）.我们发现，在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）中，GMC是由几种典型结构组成的。典型的长度、宽度和总质量分别为$\sim$ 50-70 pc、$\sim$ 5-6 pc和$\sim$ 10 $^{5}$ $M_{\odot}$，这与银河系GMC中所见的巨分子细丝（GMF）一致。巨磁纤维的伸长大致垂直于星系的旋转方向，几个H $\;$ { \sc ii}区域位于相对于细丝的下游侧，偏移量为$\sim$ 10-20 pc。这些观测结果表明，巨磁流体被认为是由星系螺旋激波产生的。1.3 mm连续谱和C $^{18}$ O（$J$ = 2-1）观测在几个对流云的交汇处发现了一个$\sim$ 2 pc的致密团块，它被称为$"$中心丝，$"$可能是由云-云碰撞形成的。在M33中的原恒星外流的一个强有力的候选者也被确定在团的中心。我们已经成功地解决了秒差距尺度的本地恒星形成活动，其中银河系尺度的运动学可能会导致形成的父恒星云。
2020-05-20 astro-ph.GA
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant molecular clouds: star factories of the galaxy
在我们的银河系中，恒星以每年1到4个太阳质量的速度形成。椭圆星系基本上没有恒星形成，而螺旋星系中的恒星形成仍在进行，因为它们储存了分子气体，这是新恒星的燃料。螺旋星系的圆盘不仅由我们从地球上清楚看到的恒星组成，还包括气体（星际介质，ISM）。在这里，这些气体聚集成寒冷、密集的分子区域，称为分子云，在那里形成新的恒星。大多数恒星的形成都发生在巨大的分子云中，称为巨分子云（GMC）。然而，虽然我们对单个恒星如何形成有很好的了解，但对于它们的天然气体云如何积累，这些云持续多久，恒星形成如何在它们的一生中进行，以及恒星形成如何在银河系的一生中进行，却没有达成共识。
2013-10-09 astro-ph.GA
Giant Cometary HII Regions and Molecular Bow Shocks in Spiral Arms of Galaxies: M83
在棒星系M83的旋臂上发现了许多包裹在分子弓激波（MBS）中的巨大彗星状HII区（GCH）。用一个具有陡峭密度梯度的气体臂中的HII前缘扩展模型解释了这种开锥结构，并证明了弓形激波是HII区与穿过臂的超音速气流相遇而形成的，认为分子气体在MBS和GCH之间的弓形头部的双侧压缩促进了沿螺旋臂的恒星形成.
2018-08-22 astro-ph.GA
Giant molecular clouds in M 33: are they susceptible to dynamical friction?
M33中的大部分巨分子云（GMC）都与螺旋状的气体臂（细丝）相连，但内部2 kpc区域除外，在那里臂与GMC之间的联系消失了（参见Tosaki et al. 2011）。我们检查它是否可能是由于动力摩擦使云减速而引起的。利用该星系的半解析模型，计算了盘平面内不同初始星系心距离处不同质量巨星系团的动力学。我们证明，动力学摩擦可能会真正改变GMC的轨道在中央2 kpc大小的区域。然而，在这种情况下，GMC的典型寿命应该接近或大于$10^8$ ~yr，这比通常接受的值大。
2015-07-06 astro-ph.GA
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
Molecular gas toward the Gemini OB1 Giant Molecular Cloud Complex I: Observation data
我们提出了一个大规模的映射到创业板OB 1协会在银河系的反中心方向。在30”采样时，以50”角分辨率绘制了12 CO、13 CO和C18 O的9^deg * 6.5^deg区域。根据空间分布和速度，该区域被分为四个主要组成部分：双子座OB 1巨型分子云（GGMC）复合体，林德暗云和西锋云，燕子和号角，以及遥远的云。GGMC复合体位于英仙座臂，林德暗云和西风云位于本机臂，燕子和号角是本文首次发现的。这两个云具有相似的速度间隔（[11，21] km s^-1）和相似的大小（0.6和0.8 deg^2）。我们详细分析了这些云的结构，并计算了它们的参数（质量、温度等）。在速度区间[11，30] km s^-1的横波速度图中发现了两个细长构造。我们还发现了一个有趣的暗条，它显示出垂直于长轴方向的0.8 km s^-1 pc^-1梯度。
2017-05-12 astro-ph.GA
The Near-Infrared Tip of the Red Giant Branch. II. An Absolute Calibration in the Large Magellanic Cloud
提出了一种新的大麦云（LMC）红巨星分支（TRGB）尖端的经验\(JHK\)绝对刻度。我们使用广泛的\emph{Near-Infrared Synoptic Survey}包含350万颗恒星，其中65，000颗是红巨星，属于TRGB的一等。采用孤立矮星系IC 1，1613伴星研究的TRGB斜率和（几何）分离食双星的LMC距离模\(μ_0 = \) ~18.49等，我们导出了近红外TRGB的绝对\(JHK\)零点.为了与单独在杆中的测量进行比较，我们将校准的\(JHK\) TRGB应用于2 MASS调查的500度\textsuperscript{2}区域。TRGB揭示了LMC的三维结构，在垂直于棒的主轴方向上倾斜，与以前的研究一致。
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Molecular Cloud Formation in Disk Galaxies: Characterizing Simulated versus Observed Cloud Catalogues
我们提出了一个模拟的巨型分子云（GMC）的研究结果，形成在银河系型星系盘与一个平坦的旋转曲线。这个模拟不包括恒星形成或反馈，产生的云质量在10^4 Msun和10^7 Msun之间。我们比较我们模拟的云人口的两个观测调查;波士顿大学-五学院射电天文台银河系环调查和BIMA全磁盘调查的M33。分析了全球云的性质，并比较了Larson的尺度关系。我们发现，模拟的云特性与观测到的云特性吻合得很好，在M33中，在可比分辨率下，云之间的一致性最接近。我们的云具有高度的引力--这一特性既来自于它们在剪切星系环境中的引力不稳定性，也来自于云与云之间的引力相遇。我们还发现，在致密区域（其中n_{thresh} > 10^4 cm^{-3}）中，潜在的恒星形成气体的积累率为每1000万年3%，在大约10^6 Msun的云中。这表明，在观测到的云层中的恒星形成率与气体可以通过对流聚集到GMC内的致密子区域的速率有关。选择最内部分辨率最好的云列入模拟GMC目录;这是同类中的第一个。编目的云可以作为从全球模拟中提取的数据集。
2013-08-01 astro-ph.GA
Detection of Star Formation in the Unusually Cold Giant Molecular Cloud G216
巨大的分子云G216-2.5，也被称为马达莱纳云或马达莱纳-撒迪厄斯云，以高气体质量（1-6 x 10^5）太阳质量，低动力学温度（10 K）和缺乏明亮的远红外辐射的不寻常组合而闻名。虽然在邻近的卫星云中发现了恒星形成，但在这片云的主体中几乎没有发现恒星形成的证据。使用斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS仪器的中红外观测组合，以及KPNO 2.1米上的火烈鸟相机拍摄的近红外图像，我们确定了41颗具有圆盘的年轻恒星和33颗位于云中心的原恒星。大多数年轻的恒星天体都与CS（2-1）中探测到的致密气体结构相一致。这些观测结果表明，G216的主体正在活跃地形成恒星，尽管其恒星密度与金牛座云中的恒星密度相当。
2009-02-18 astro-ph.GA
Tidal stability of giant molecular clouds in the Large Magellanic Cloud
直到巨大分子云内部发生引力坍缩，恒星才会形成。然而，引发云坍缩和调节恒星形成过程的条件仍然知之甚少。诸如湍流和磁场之类的局部过程可以起到促进或防止塌缩的作用。在更大的尺度上，银河势也可以影响云的稳定性，传统上是通过潮汐和切变效应来评估的。本文利用Magellanic Mopra Assessment（MAGMA）的CO资料和文献中的自转曲线资料，研究了大麦云（LMC）中巨分子云（GMCs）在切变和银河潮汐作用下的稳定性。我们计算的潮汐加速度所经历的个别GMC和确定所需的潮汐稳定性的最小云量。我们还计算了剪切参数，这是一个云的敏感性，通过在银盘剪切力中断的措施。我们研究是否有相关性的性质和恒星形成活动的GMCs和他们的稳定性对剪切和潮汐破坏。我们发现，在LMC的GMC近似潮汐平衡，剪切是不太可能影响他们的进一步发展。GMCs的质量接近最小稳定质量对潮汐中断是不寻常的，在他们的质量，位置，或CO亮度，但我们注意到，GMCs与大的速度色散往往是更敏感的潮汐不稳定。我们还注意到，具有较小半径的GMCs（代表我们样本的大部分）往往更强烈地抵抗潮汐和剪切破坏。我们的研究结果表明，在大麦哲伦星系的恒星形成是不抑制潮汐或剪切不稳定性。
2013-10-24 astro-ph.GA
Do Giant Molecular Clouds Care About the Galactic Structure?
我们研究了星系环境对M83型棒旋星系中形成的模拟巨分子云性质的影响。我们的模拟使用旋转的恒星势来创建宏伟的设计特征，并将分辨率降低到1.5 pc。通过对棒区、螺旋区和盘区云的比较，我们发现典型的GMC与环境无关，质量为5e+5 Msun，半径为11 pc。然而，云在属性分布尾部的比例在不同区域之间变化，具有更大，更大质量的云，具有更高的速度分散，在酒吧，螺旋，然后光盘中的比例最大。棒云也显示出双峰性，这在螺旋云和盘云中没有反映出来，除了表面密度，所有三个区域都显示出两个不同的峰值。我们将这些特征确定为三种云类型的相对比例，通过质量-半径比例关系进行分类，我们将其标记为A，B和C。A型云具有上面列出的典型值，并在每个区域中占最大比例。B型云是大质量的巨型分子团，而C型云是无束缚的、短暂的云，形成密集的细丝和潮汐尾。每种云的比例取决于云与云之间的相互作用，这种相互作用导致合并，形成GMA B型云和潮汐特征，其中C型云形成。云的相互作用的数量是最大的酒吧，其次是螺旋，导致更高的分数相比，光盘的两种云类型。虽然云类型也存在于较低分辨率的模拟中，但它们的识别变得更具挑战性，因为它们在质量半径关系或分布图上没有很好地分离。最后，我们比较了三个恒星形成模型的结果，以估计每个区域的恒星形成率和效率。
2014-01-06 astro-ph.GA
Tracing Multi-Scale Magnetic Field Structure Using Multiple Chemical Tracers in Giant Molecular Clouds
探测巨型分子云中的磁场通常具有挑战性。幸运的是，最近的模拟表明，速度梯度分析（速度梯度技术）可以用来映射出磁场形态的不同物理层的分子云时，应用CO同位素具有不同的光学深度。在这里，我们测试的速度梯度技术在重建的磁场结构的分子云船帆座C，采用7种化学示踪剂，具有不同的光学深度，即12 CO，13 CO，C18 O，CS，HNC，HCO+，HCN的有效性。我们的研究结果表明，从速度梯度推断，使用这些不同的分子示踪剂和磁场形态推断从BLASTPol极化观测的磁场形态之间有很好的对应关系。我们还探讨了使用多种化学示踪剂的速度梯度的组合来解释分子云中的磁场结构的可能性。我们在速度梯度和磁场的排列中寻找引力坍缩的特征，并得出结论，坍缩区域构成了云的一小部分。
2019-09-04 astro-ph.GA
Giant Elephant Trunks from Giant Molecular Clouds
我们报告的发现大象鼻（ET）的对象，命名为巨大的象鼻（GET），分子气体的恒星形成复合体中的盾牌和诺玛武器使用$^{12}$ CO（J=1-0）线测量数据与Nobeyama 45米望远镜。通过与M16中Gd 12的CO图的比较，讨论了Gd 12的物理性质。它们的长度从$\sim 20$到50 pc，比10大一个数量级。彗星是一种彗星状结构，从巨大分子云（GMC）面向HII区的弓形凹面中出现，指向旋臂气流的下游，与银道面平行排列。头部团块的分子质量为$\sim 10^3 -10^4 M_\odot$，约为维里质量的3至4倍，表明团块是重力稳定的。根据推导出的密度和假设的动力学温度计算出的金斯质量通常低于太阳质量。我们认为，GET头可能是星团的诞生地，类似于“球”，但在更大的规模。我们讨论了GMCs的Rayleigh-Taylor不稳定性的起源，由于低密度气体停滞在银河系激波以及HII区的压力的GMCs减速。
2020-06-07 astro-ph.GA
Two physical regimes for the Giant HII Regions and Giant Molecular Clouds in the Antennae Galaxies
我们综合了射电干涉仪ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）和光学干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot System）对银河系的观测。这两组观测具有可比的角度和光谱分辨率，使我们能够识别142个巨型分子云（GMC）和303个HII区域。我们测量并比较了它们的基本物理性质（半径、速度色散、光度）。对于HII区域，我们发现两个物理机制，一个是电离气体的质量$>10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量增加，另一个是电离气体的质量$<10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量减少。对于GMCs，我们发现，与以前在其他星系中的研究相比，在一般较低的质量范围内的云，气体表面密度随半径增加，暗示在两个制度，这些云，如果我们考虑这两个来源的数据。我们还发现GMC质量函数在$10^{6.7}\mathrm{M_{\odot}}$处有一个突变。使用速度色散测量，我们声称，政权之间的差异是占主导地位的结合力的性质。在质量较小的区域，主导力是外部压力，而在质量较大的区域，主导力是云的内部重力。在重力占主导地位的制度，恒星形成率，来自尘埃校正的H $α$光度，增加超线性的速度色散，和气体密度增加的气体质量。
2014-11-17 astro-ph.GA
On the Observed Diversity of Star Formation Efficiencies in Giant Molecular Clouds
观测发现，银河系巨分子云（GMC）中每自由落体时间的恒星形成效率中位数为$ε_{\rm ff}\sim 1\%$，色散为$\sim0.5\,{\rm dex}$。这种分散在$ε_{\rm ff}$的起源仍然是有争议的，很难再现与分析模型。我们跟踪的形成，演化和破坏的GMCs在一个银河系的类星系的流体动力学模拟，并通过推导云的性质在一个观测动机的方式，测量的恒星形成效率的分布是非常符合观测。我们发现$ε_{\rm ff}$和任何测量的全球性质的GMCs（如气体质量，速度色散）之间没有显着的联系。相反，在整个参数空间中存在广泛的效率。从云的演化轨迹，我们发现，每个云遵循一个\emph{unique}的演化路径，从而引起了广泛的多样性，在所有的属性。我们认为，正是这种云的性质的多样性，高于一切，在分散的$ε_{\rm ff}$的结果。
2019-04-30 astro-ph.GA
Submillimeter Array CO(2-1) Imaging of the NGC 6946 Giant Molecular Clouds
利用亚毫米波阵列和IRAM 30 m望远镜的观测数据，给出了旋涡星系NGC 6946的CO（2-1）镶嵌图。我们确定了390个巨分子云（GMCs），从核到4.5千秒差距的磁盘。内部1 kpc的GMC通常更加明亮和湍流，其中一些的光度>10^6 K km/s pc ^2，速度色散>10 km/s。大规模的酒吧驱动的动力学可能调节GMC的性质在核区域。NGC 6946的GMC质量函数与银河系和其他盘状星系相似，在内部区域斜率较浅（指数>-2），而在外部区域斜率较陡（指数<-2）。这种质谱的差异可能表明不同的云形成途径：重力不稳定性可能在核区域起主要作用，而云聚结可能在外盘占主导地位。最后，NGC 6946云在统计性质上与M33云相似，但它们通常比M51云更不明亮和湍流。
2017-04-10 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
Star Formation Induced by Cloud-Cloud Collisions and Galactic Giant Molecular Cloud Evolution
最近对附近星系的射电观测开始绘制整个盘的地图，并识别出即使在星系螺旋结构之间的区域中的巨型分子云（GMC）。不同星系环境下观测到的GMC质量函数的变化表明，大质量GMC优先分布在星系螺旋结构中，而臂间区域有许多小的GMC。基于从磁化暖中性介质到分子云的相变动力学，Kobayashi et al. 2017提出了包含云-云碰撞（CCC）过程的GMC质量函数的半解析演化描述。他们的结果表明，CCC是占主导地位的塑造GMC的质量函数相比，密集HI气体的吸积驱动的超音速激波的传播。然而，他们的公式没有考虑到CCC可能增强恒星形成。银河系内的射电观测表明CCC对于星团和大质量恒星的形成具有重要意义。在本文中，我们重新制定了Kobayashi等人2017年修改的时间演化方程，以便我们额外计算随后在CCC云中发生的恒星形成。我们的研究结果表明，虽然较小的云之间的CCC事件数量超过了大质量GMC之间的CCC事件，但CCC驱动的恒星形成主要是由大于10^5.5 Msun的大质量GMC驱动的（其中Msun是太阳质量）。由此产生的累积CCC驱动的恒星形成可能相当于银河系和附近星系恒星形成总量的百分之十。
2018-05-22 astro-ph.GA
The Araucaria Project. On the Tip of the Red Giant Branch distance determination to the Magellanic Clouds
我们提出了一个精确的光学和近红外测定的红巨星分支（TRGB）的亮度在大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的尖端。TRGB的绝对星等的常用校准导致高估的距离LMC和SMC在K波段，和低估的距离在光学I波段的两个星系。报告的差异是在0.2等的水平，相对于非常准确的距离测定两个云的基础上晚型食双星。在J和K波段得到的LMC和SMC之间的差分距离以及测热亮度的差分距离彼此一致，并与食双星和其他距离指示器的结果一致。
2016-05-20 astro-ph.GA
NRO M33 All-Disk Survey of Giant Molecular Clouds (NRO MAGiC): II. Dense Gas Formation within Giant Molecular Clouds in M33
本文报道了对本星系群M33中银河系中心距离为5.1kpc的74个主要巨分子云（GMC）的~（12）CO（J=1-0）和~（12）CO（J=3-2）谱线发射的观测结果。这些观测是野边山射电天文台M33巨分子云全圆盘巡天项目（NRO MAGiC）的一部分。12 CO（J=1-0）的空间分辨率为80 pc，12 CO（J=3-2）的空间分辨率为100 pc。我们成功地探测到65个GMCs的~（12）CO（J=3-2）发射。此外，我们发现，恒星形成率的表面密度，这是来自一个线性组合的H α和24 μ m的排放量，和12 CO（J=3-2）的积分强度之间的相关性仍然保持在这个尺度。这一结果表明，即使在GMC尺度上，恒星形成活动也与12 CO（J=3-2）线示踪的温暖而致密的气体密切相关。我们还发现，具有高恒星形成活性的GMC往往表现出高的积分强度比（R3-2/1-0）。此外，我们还观察到R3-2/1-0的质量依赖的趋势与低的恒星形成活动的GMCs。根据这些结果，我们推测，R3-2/1-0值的低恒星形成活动的GMCs主要取决于致密气体的分数，而不是温度，因此，致密气体的分数增加的GMCs的质量，至少在低恒星形成活动的GMCs。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
WISDOM Project -- IX Giant Molecular Clouds in the Lenticular Galaxy NGC4429: Effects of Shear and Tidal Forces on Clouds
我们提出了高空间分辨率（12 pc）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列CO（J=3-2）附近的透镜星系NGC 4429的观测。我们在450 pc半径的分子气体盘中识别出217个巨大的分子云。这些云通常具有较小的尺寸和质量，但表面密度和观测到的线宽都比银河系盘状云高。发现了异常陡峭的尺寸-谱线宽度关系和大的云内部速度梯度（0.05 - 0.91 km s^-1 pc^-1）以及观测到的维里参数（α_obs，vir = 4.0），这些都是由于背景银河引力势驱动的内部旋转而出现的。除去这种旋转，内部维里平衡似乎建立在每个云的自引力（Usg）和湍流动能（Eturb）之间，即α_sg，vir=Usg/Eturb = 1.3。然而，为了正确地考虑自身和外部重力（剪切力和潮汐力），我们制定了一个修改的维里定理，并定义了一个有效的维里参数alpha_eff，vir = alpha_sg，vir + Usg/Eext（和相关的有效速度色散）。然后，NGC 4429云似乎处于临界状态，其中自引力能量和外部引力对云的能量收支（Eext）的贡献近似相等，即Eext/Usg~1。因此，alpha_eff，vir = 2.2和大多数云没有维里化，但仍然保持边缘引力约束。我们表明，这是一致的云具有类似于其潮汐半径的大小，一般径向拉长。因此，外部重力与自身重力一样重要，以调节NGC 4429的云层。
2021-06-08 astro-ph.GA
Evolution of giant molecular clouds across cosmic time
巨分子云（GMC）在本地宇宙中得到了很好的研究，然而，由于具有挑战性的分辨率要求，无论是观测还是计算，它们的性质在星系演化过程中究竟如何变化，人们都知之甚少。我们提出了第一个依赖于时间的分析巨型分子云在银河系的星系和LMC类矮星系的FIRE-2（反馈在现实环境中）模拟套件，有足够的分辨率来预测大规模的宇宙学星系形成自洽的整体性质。我们明确表明，大多数恒星形成的星系中心外发生在自引力气体结构，具有与观察到的绑定GMC的属性一致。我们发现，典型的云体性质，如质量和表面密度不改变超过2的因素，在任何系统的方式后，宇宙演化的第一个陀螺在一个给定的星系从它的祖先。虽然中值性质是恒定的，但分布的尾部可能会短暂地发生剧烈的变化，这可能会产生非常大而密集的自引力气体云。一旦星系的形式，我们确定只有两个系统的趋势，在宇宙时间的散装性能：稳定增加的金属量产生以前的恒星星族和散装云温度的微弱下降。除了金属丰度，我们没有发现显着差异的云性质之间的银河系和矮星系。这些结果对宇宙学恒星和恒星团簇形成具有重要意义，并对恒星初始质量函数与云性质相关的理论提出了特别强的约束。
2020-02-24 astro-ph.GA
WISDOM Project - XXVII. Giant molecular clouds of the lenticular galaxy NGC 1387: similarities with spiral galaxy clouds
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU-Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学系）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）；Cardiff Hub for Astrophysics Research & Technology, School of Physics & Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院天体物理学研究与技术枢纽）；Trottier Space Institute and Department of Physics（特罗蒂尔太空研究所和物理系）
研究显示，镶嵌星系NGC 1387的巨大分子云特性与螺旋星系云相似，揭示了早期类型星系中GMC的多样化特征。
2026-02-17 astro-ph.GA
New insights in giant molecular cloud hosting S147/S153 complex: signatures of interacting clouds
为了了解大质量OB星的形成，我们报告了一个巨大的分子云托管的S147/S153复合体（大小约90 pc X 50 pc）的多波长观测研究。选定的复合体位于英仙座臂，包含至少五个HII区域（S147，S148，S149，S152和S153），由动力年龄约为0.2 - 0.6百万年的大质量OB星提供动力。加拿大银河平面巡天12 CO线数据（光束大小~100”.4）在[-59，-43] km/s的速度范围内追踪到复合体，还揭示了在复合体方向上存在两个大约-54和-49 km/s的分子云成分。这些扩展的云组件之间的相互作用/碰撞的签名进行了调查，通过它们的空间和速度连接。这些结果表明，这些分子云成分的碰撞大约在160万年前。根据观察到的两个云的重叠区域，碰撞轴似乎平行于视线。点样源的深近红外光度分析显示了红外过量源在分子云成分重叠区方向上的分布，所有HII区域也在空间上位于该方向上。把所有的元素放在一起，大质量OB星和嵌入式红外过量源的诞生似乎是由选定地点的两个碰撞分子云引发的。将需要对致密气体示踪剂进行高分辨率观测，以进一步确认拟议的情景。
2019-11-20 astro-ph.GA
Molecular Tracers of Turbulent Shocks in Giant Molecular Clouds
巨大的分子云包含超音速湍流和磁流体动力学湍流的模拟表明，这些超音速运动衰减在大致的交叉时间，这是小于分子云的估计寿命。这种情况需要大量的能量释放。我们运行了C型激波以几km / s的速度传播到密度约为10^3 cm^（-3）的气体中的模型，该模型适合于分子云内部的环境条件，以确定哪些种类和跃迁主导了与湍流分子云的激波冷却相关的冷却和辐射能量释放。我们发现，这些冲击耗散其能量主要是通过CO旋转过渡和压缩预先存在的磁场。我们提出了这些激波的模型谱，并将这些模型与湍流能量耗散率的估计相结合，我们表明，对于CO的中高旋转跃迁（J >5），激波辐射应占主导地位。我们还发现，湍流能量耗散率大致相当于宇宙线加热率，双极扩散加热率可能是显着的。特别是在冲击气体中。
2012-01-25 astro-ph.GA
ALMA view of the Galactic Center 50km/s molecular cloud
我们用ALMA对银河系中心50 km/s分子云进行了观测，寻找了分子云的结构。在CS J=2-1的发射线通道图中，我们成功地识别了27个分子云细丝使用DisPerSE算法。这是在银河系中心区域进行的首次“发现”尝试。这些分子云细丝强烈地暗示了分子云细丝在银河系中心区域的分子云中也是普遍存在的。
2016-09-29 astro-ph.GA
A general theory for the lifetimes of giant molecular clouds under the influence of galactic dynamics
基于星际介质的大尺度（银河系）动力学，我们提出了一个简单的分析理论，用于分析与环境相关的分子云寿命。在这个理论中，云的寿命是由引力坍缩、星系切变、旋臂相互作用、行星摄动和云-云碰撞的时间尺度决定的。它依赖于五个可观测的量，可以通过测量银河系的旋转曲线，气体和恒星的表面密度，以及宿主星系的气体和恒星的速度色散来获得。我们确定每个动力学机制的相对重要性如何在整个空间的可观察到的星系属性的变化，并得出结论，引力坍缩和星系剪切发挥最大的作用，在设置云的寿命为所考虑的范围内的星系属性，而云-云碰撞产生的影响要小得多。然而，需要所有五种环境机制来获得云演化的完整图像。我们将我们的理论应用到星系M31，M51，M83和银河系，并发现在每种情况下，云的寿命对银河系中心半径的强烈依赖，典型的云的寿命在10和50万年之间。我们的理论是理想的适合系统的观测测试与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列。
2018-03-05 astro-ph.GA
Topology of molecular clouds in the PHANGS-JWST catalogue in relation to the physical characteristics of their galaxies
利用拓扑数据分析PHANGS-JWST星表中的分子云，发现星系物理特征与分子云拓扑摘要之间存在相关性。
2026-06-01 astro-ph.GA
The location, clustering, and propagation of massive star formation in giant molecular clouds
大质量恒星是星系演化的关键角色，但它们的形成途径仍不清楚。在这项工作中，我们使用几个星系范围内的调查数据，建立一个公正的数据集的约700个大质量的年轻恒星物体（MYSO），约200个巨大的分子云（GMC），约100个年轻（<10百万年）的光学星团（SC）在大麦云云。我们利用这些数据来定量研究大质量恒星形成的位置和集群及其与GMC内部结构的关系。我们发现，大质量恒星通常不会形成在最高的柱密度，也不是他们的父母GMC中心在我们的观测的~6 pc分辨率。大质量的恒星形成集群在多个世代和规模远小于母GMC的大小。我们发现，大质量的恒星形成显着提高附近的SC云。然而，云是否与SC相关并不取决于云的质量或全球表面密度。这些结果揭示了在长达1000万年的时间尺度上不同代大质量恒星之间的联系。我们比较我们的工作与银河系的研究，并讨论我们的研究结果在GMC崩溃，触发恒星形成，低和高质量恒星形成之间的潜在二分法。
2016-09-12 astro-ph.GA
The Giant Molecular Cloud Environments of Infrared Dark Clouds
利用银河系环巡天的$^{13}$ CO（1-0）辐射，研究了1 - 0个红外暗云（IRDC）周围的巨分子云（GMC）环境。我们测量这些IRDC/GMCs的物理特性的范围内的尺度延伸到半径，R，30 pc。通过比较不同的方法来定义云的边界和推导质量的表面密度和速度分散，我们解决了一个首选的“CE，$τ$，G”的方法“连接提取”在位置-速度空间加高斯拟合不透明度校正线轮廓的速度分散和质量估计。我们研究云的定义如何影响测量的幅度和方向的视线速度梯度和速度分散，包括相关的依赖关系的大小规模。CE、$τ$、G定义的GMC显示速度弥散与尺寸关系$σ\propto{s}^{1/2}$，这与湍流引起的大尺度梯度一致。然而，IRDC的速度分散度比这个比例关系预测的要高。我们研究的动力学状态的云发现平均维里参数$\barα_{\rm{vir}}\simeq 1.0$的GMCs和1.6的IRDC，大致符合磁化维里化的压力限制多变云的模型，但可能表明，IRDC有更多的扰动运动学。CE、$τ$、G定义的云表现出$σ/R^{1/2}\proptoΣ^n$的紧密相关性，其中GMC的$n\simeq0.7$为$n\simeq0.7$，IRDC的$n\simeq0.7$为1.3（参见，对于维里化云的群体预期值为0.5）。我们的结论是，虽然GMCs在一系列尺度上显示出男性化的证据，IRDC可能是适度的超级男性化。或者…
2015-06-18 astro-ph.GA
Kinetic temperatures toward X1/X2 orbit interceptions regions and Giant Molecular Loops in the Galactic center region
内容：众所周知，银河系中心区域分子云的动力学温度Tkin比典型的盘状云要高。然而，在高纬度地区发现的分子复合物的Tkin对银河系中心区域的巨大分子环是迄今未知的。这些高纬度分子云（以下简称晕云）的气体位于一个区域，在该区域中，盘中的气体可能与银河系中心区域的晕中的气体相互作用。目的：导出高纬度分子云中的Tkin，并了解中央分子带（内部500 pc的分子气体浓度）和巨型分子环中分子气体加热的物理过程。研究方法：我们测量了NH3从（1，1）到（6，6）的亚稳反转跃迁，朝向整个银河系中心盘和晕中选择的六个位置。我们使用旋转图和大速度梯度模型来估计所有源的动力学温度。我们还观察了其他分子，如SiO，HNCO，CS，C34S，C18O和13CO，以获得密度并跟踪不同的物理过程（冲击，光解，致密气体）预计将主导分子气体的加热。结果：首次导出了银河系中心区高纬云与盘相互作用的Tkin。我们发现高的旋转温度在所有观察到的位置。我们得到两个动力学温度分量（150 K和40 K）的位置在中央分子区，只有温暖的动力学温度分量的云朝着巨大的分子环。不同分子的丰度分数表明，冲击是整个银河系中心的主要加热机制，在高纬度地区也是如此
2012-09-07 astro-ph.GA
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
Dependence of Molecular Cloud Samples on Angular Resolution, Sensitivity, and Algorithms
在这项工作中，我们调查的观测和算法的影响，分子云样本确定的位置-位置-速度（PPV）空间。通过平滑和剪切银河成像卷轴画（MWISP）调查的高质量数据，我们从这些改变的数据中提取各种分子云样本与DBSCAN（基于密度的空间聚类的应用程序与噪声）算法。这些分子云样本随后被用来衡量灵敏度，角/速度分辨率和DBSCAN参数的意义。两个额外的调查，FCRAO外星系调查（OGS）和CfA-Chile 1.2米完整CO（CfA-Chile）调查，用于验证MWISP的结果。我们发现分子云星表不是唯一的，边界和数量随角分辨率和灵敏度而变化。在低角分辨率（大光束尺寸）下，分子云在PPV空间中合并在一起，而低灵敏度（高截止值）则会错过小的微弱分子云，并将大分子云的明亮部分视为单个分子云。在高角分辨率和高灵敏度下，巨分子云（GMC）被分解成单个云，它们的漫射成分也被揭示出来。因此，GMC更适合解释为分子云的簇或聚集体，即，GMC代表分子云样本本身。
2022-06-11 astro-ph.GA
Star cluster formation from giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud about 2 Gyr ago: their origin, structures, and kinematics
最近的观测发现，小麦哲伦星云（SMC）中星团（SC）的年龄分布在2 Gyr前有一个尖峰。然而，理论上尚不清楚是什么物理过程导致SMC中SC的突然形成。在这里，我们调查是否可以形成大规模的SC与初始质量超过$10^5$ $\text{M}_\odot$的SMC与大麦云云（LMC）的潮汐相互作用约2 Gyr ago，根据我们的新的模拟，其中包括分子氢形成的尘埃颗粒和SC内形成的巨型分子云（GMCs）。我们发现，由于LMC-SMC相互作用的潮汐力，质量大于$10^5$ $\text{M}_\odot$的GMCs的形成可以显著增强。我们还发现，引力束缚的大质量SC可以形成在这些GMC，虽然他们的平均恒星密度（$10^4$ $\text{M}_\odot \text{pc}^{-3}$）系统低于那些真正的球状星团（GC）。所有模拟的SC都具有扩散扩展的恒星包络，这些包络是由它们的出生GMC内的子集群的多次合并形成的。此外，我们发现，一些模拟的SC可以有相当大的全球内部旋转和周围的子结构。基于这些模拟结果，我们讨论了观测到的SMC中的SC的不同属性的起源和星系相互作用在从GMC形成大规模SC的物理作用。
2021-12-28 astro-ph.GA
Jet interactions with a giant molecular cloud in the Galactic centre and ejection of hypervelocity stars
银河系中的超高速OB星是在大约1000万到1亿年前从中心区域喷射出来的。我们认为，这些恒星，{以及许多更丰富的绑定OB星在最里面的几个秒差距，}产生的活动星系核喷流从中央黑洞与致密的分子云的相互作用。考虑到相关的能量和动量注入有更广泛的影响费米泡的可能起源和星系际介质的富集。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulent molecular clouds
恒星在分子云中形成，但我们对这一基本过程的理解仍然受到驱动其演化的物理学复杂性的阻碍。我们回顾我们的分子云的观测和理论知识，试图面对这两种方法，只要有可能。在广泛介绍冷星际介质和分子云之后，我们强调了动力学过程，特别关注湍流及其对云演化的影响。然后，我们回顾我们的速度，密度和磁场的知识。最后，我们对新的化学模型和分子云结构和恒星形成率之间的联系开放。
2012-11-03 astro-ph.GA
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in the Starburst Dwarf Galaxy Henize 2-10
我们提出了新的${ }^{12}$ CO（J=1-0）的观测Henize 2- 1 - 0，一个蓝色的紧凑矮星系约8.7 Mpc的，采取的阿塔卡马大毫米阵列。这是迄今为止对这个星暴星系中分子气体的最高空间和光谱分辨率的观测。我们在Henize 2-10中测量了$1.2\times10^8 M_\odot$的分子量，并且大部分分子气体包含在尺寸约为310 pc的区域内。我们使用CPROPS算法来识别119个分布在整个星系中的解析巨型分子云，这些云中包含的分子气体占总分子质量的45%至70%。Henize 2-10中的分子云具有与银河系云相似的中值尺寸（~26 pc）、发光质量（~ $ 4\times 10^5$ $M_\odot$）和表面密度（~ $180$ $M_\odot$ pc $^{-2}$）。我们提供的证据表明，Henize 2-10云往往处于维里平衡，维里和发光质量根据$M_{vir}\propto M_{lum}^{1.2\pm0.1}$进行缩放，类似于银河系中的云。然而，我们测量的发光质量和大小之间的比例关系，$M_{vir}\propto R^{3.0\pm0.3}$，这是陡峭的比在银河系云观察。假设Henize 2-10分子云是维里化的，我们推断CO到H $_2$的转换因子的值在太阳邻域标准值的0.5到13倍之间。鉴于恒星形成效率低至5%，Henize 2-10中…
2019-04-04 astro-ph.GA
Star Formation in Disk Galaxies. II. The Effect of Star Formation and Photoelectric Heating on the Formation and Evolution of Giant Molecular Clouds
我们研究了恒星形成和漫射光电加热对孤立银河系型星系盘的高分辨率（~< 10 pc）全球（~ 20 kpc）模拟中形成的巨分子云（GMC）性质的影响。这些云是通过引力碎裂而形成的，密度n_H>= 100 cm ^-3的结构被认为是GMC。在模拟中产生了1000-1500个质量M > 10^5 Msolar的云和180-240个质量M > 10^6 Msolar的云，这与银河系人口的估计一致。我们发现，光电加热的作用是抑制ISM的碎裂，导致云周围的暖气体中的对流结构。这种环境抑制了逆行旋转云群的形成，在3亿年后，88%的云相对于银河系逆时针旋转。扩散加热也降低了初始恒星形成的速率，减缓了气体转化为恒星的速度。因此，我们得出结论，星际环境中起着重要的作用，在GMC的演变。我们的云存在于0- 2000万年之间，由于云合并和恒星形成，婴儿死亡率很高（t' <300万年）。其他性质，包括质量分布，尺寸和表面密度与观测结果吻合良好。我们的云之间的碰撞是常见的，发生率约为轨道周期的1/4。在我们目前的分辨率下，尚不清楚这种碰撞是触发还是抑制了恒星的形成。我们的恒星形成率比在本地星系中观察到的要高出10倍。这可能是由于我们的模型中没有局部反馈。
2011-01-07 astro-ph.GA
The role of galactic dynamics in shaping the physical properties of giant molecular clouds in Milky Way-like galaxies
我们研究的作用，大规模的银河系动力学环境中设置的性质的巨大分子云在银河系般的星系。我们进行了三个高分辨率模拟银河系一样的光盘与移动网格流体动力学代码Arepo，产生一个统计样本的$\sim 80,000$巨大的分子云和$\sim 55,000$ HI云。我们占气体，动量和热能注入超新星和HII地区，质量注入恒星风，和非平衡化学的氢，碳和氧的自引力。通过改变外部引力势，我们探测了银河系动力学环境中的轨道角速度，引力稳定性，中面压力和银河系旋转曲线的梯度跨越一个数量级。模拟的分子云相对于周围的星际介质是高度过密的（$\sim 100\times$）和超压的（$\sim 25\times$）。它们的重力湍流和恒星形成特性与银河系中平面的动力学无关，因此kpc尺度的恒星形成率表面密度只与银河系中平面每单位面积的分子云数量有关。尽管如此，星云的旋转特性与星系剪切和引力自由落体的速率之间仍有着明显的、天文学意义上的相关性。我们发现，银河系的旋转和引力不稳定性可以影响它们的伸长率，角动量和切向速度色散。HI云的较低压力和密度允许更大范围的显着动力学相关性，反映了分子云的旋转特性，同时也显示了它们的引力和湍流特性与银河动力学环境的耦合。
2020-06-30 astro-ph.GA
Giant Molecular clouds: what are they made from, and how do they get there?
我们分析了孤立星系的四个模拟的结果：两个与固定模式速度的刚性螺旋势，但与不同程度的恒星形成诱导反馈，一个与轴对称星系的潜力和一个“活”的自引力恒星组件。由于我们使用拉格朗日方法，我们能够选择在特定时间段内位于巨分子云（GMC）内的气体，然后研究这种气体在早期和晚期的性质。我们发现，气体形成GMC是不典型的星际介质至少50万年前的云形成，并达到平均密度的数量级内的平均云密度约10万年前。GMC中的气体在被恒星反馈扩散后至少需要5000万年才能恢复到典型的ISM气体，并且在某些情况下，气体永远不会完全回收。我们还提出了一个研究的二维，垂直平均速度场内的ISM。我们表明，速度场对应的最短的时间尺度（即，那些时间尺度最接近的云的立即形成和消散）可以很容易地理解的各种云的形成和消散机制。流型的特性可用于区分驱动会聚流的过程（例如，螺旋冲击，超新星），从而分子云的形成，我们注意到，这种性质可能与附近星系的未来观测检测。
2012-06-21 astro-ph.GA
Effects of initial density profiles on massive star cluster formation in giant molecular clouds
我们进行了一套流体动力学模拟，以研究如何初始密度分布的巨分子云（GMC）影响其随后的演变。我们发现，整个星云的恒星形成持续时间和综合恒星形成效率对不同剖面的选择并不敏感，而主要受引力坍缩和恒星反馈之间的相互作用所控制。尽管有这种相似性，但不同轮廓的GMC显示出截然不同的恒星形成模式。对于较浅的剖面，GMC首先分裂成许多自引力核心，并形成分布在整个云层中的子集群。这些子集群后来被“分层”组装成中心集群。相比之下，对于陡峭的轮廓，一个巨大的集群迅速形成在云的中心，然后通过气体吸积逐渐增加其质量。因此，从云层中出现的中央星团具有较浅的轮廓，质量较低，旋转也比那些具有较陡轮廓的星团小。这是因为：1）在较浅的剖面中，质量和角动量的很大一部分存储在子集群的轨道运动中，这些子集群不能合并到中心集群中; 2）在较浅的剖面中，频繁的分层合并通过剧烈的弛豫和潮汐破坏导致质量和角动量的进一步损失。令人鼓舞的是，在陡峭的配置文件的集群旋转的程度是一致的，最近观察到的年轻和中年集群。我们推测，旋转的球状星团可能是通过早期宇宙中集中云的“吸积”模式形成的。
2020-05-29 astro-ph.GA
What can simulated molecular clouds tell us about real molecular clouds?
我们研究了巨分子云（GMCs）的性质，从平滑粒子流体动力学模拟的一部分的螺旋星系，在高分辨率建模，与强大的星际介质的物理表示。我们研究了全球云的分子气体含量，并研究了使用CO或H2密度来定义GMC的效果。我们发现，CO可以可靠地跟踪高密度的H2气体，但错过了较低密度的H2云。我们还研究了使用3D CO密度与CO排放的效果与观察者的角度来看，并发现CO排放云跟踪以及在3D中的实际GMC的峰值，但可以错过密度峰值之间的低密度分子气体，这往往是CO黑暗。因此，CO排放通常在较大的GMC复合体中追踪较小的云。我们还调查了银河系的环境（特别是存在的螺旋臂）的影响，对GMC属性的分布，我们发现，平均属性之间的臂和臂间云是相似的，但一些分布的尾巴是指示内在的差异，在环境中。我们发现高度对流的云（类似于我们银河系的巨大分子细丝）只存在于臂间区域，由星系切变形成。我们还发现，最大规模的GMC复合体位于臂，作为更频繁的云的相互作用/合并的结果，在臂，臂云是更多的子结构，并具有更高的速度色散比臂间云。
2016-03-30 astro-ph.GA
Large-scale CO (J=4-3) Mapping toward the Orion-A Giant Molecular Cloud
我们用筑波30厘米亚毫米望远镜在CO（J=4-3）谱线上绘制了猎户座-A巨分子云的图，图上覆盖了7.125度^2的区域，分辨率为9'，包括猎户座星云、OMC-2/3和L1641-N等主要组成部分。最强烈的发射是在猎户座KL区域探测到的。CO（J=4-3）和CO（J=1-0）之间的积分强度比是使用来自哥伦比亚大学智利CO调查的数据导出的，该调查以可比的角分辨率进行。在星云的南部区域，该比值为r_{4-3/1-0} ~ 0.2，在恒星形成区为0.4-0.8。我们发现了一个趋势，该比值在云的边缘显示出更高的值。特别是在云的东北边缘（l，b）=（208.375度，-19.0度）处的比值显示出特定的最高值1.1。通过非线性方程计算，估计了云中分子气体的物理状态。结果表明，动力学温度存在由北（Tkin=80 K）向南（20 K）的梯度。估计表明，与云边缘相关的气体是温暖的（Tkin~60 K），致密的（n_{H_2} ~10^4 cm^{-3}），光学薄，这可以通过加热和扫掠来自OB星团的星际物质来解释。
2015-11-05 astro-ph.GA
The Correlation Between Dust and Gas Contents in Molecular Clouds
本研究对567个分子云中尘埃与气体的三维形态进行比较，确认112个强相关云，并利用CO与尘埃观测测得线性气尘关系及标高。
2024-10-17 astro-ph.GA
The Exciting Lives of Giant Molecular Clouds
我们提出了一个详细的研究GMCs在银河系盘模拟的演变。我们遵循个别GMC（在我们的模拟中定义的总列密度标准），包括他们的恒星形成水平，从他们的形成到分散。我们发现GMC的进化是非常复杂的。GMC通常由较小的云和环境ISM的组合形成，并且类似地通过分裂成许多较小的云和环境ISM而分散。然而，一些云是由于更大规模的GMC的破坏而出现的，而不是来自较小的云的集合。同样，在某些情况下，云会聚集到更大的云上，而不是分散。由于确定给定GMC的前体或后继者的困难，确定GMC历史和寿命是非常重要的。使用与云的连续演化有关的定义，我们得到了大于10^5 M的$_{\odot}$ GMC的典型寿命为400万~ 2500万年，在此期间恒星形成效率约为1%。我们还将GMCs的寿命与它们的交叉时间联系起来。我们发现，穿越时间是一个合理的措施的实际寿命的云，虽然有相当大的分散。散射被发现是不可避免的，因为云的形状和动力学的复杂性和变化。我们详细研究了云的扩散，发现恒星反馈和剪切都有助于云的破坏。我们还证明了GMC不表现为脊云，而是大规模的旋臂GMC演变成较小的云在臂间的马刺。
2013-03-20 astro-ph.GA
Molecular cloud distance determination from deep NIR survey extinction measurements
利用近红外UKIDSS银河平面巡天数据，我们沿着分子云的同一视线对单个恒星进行消光测量。使用现有的三维消光图的内部星系，提供视线特定的消光距离的关系，我们将测量到的消光分子云到相应的距离。这些距离是独立于运动学方法得出的，通常用于得出分子云的距离，因此它们没有近/远的模糊性。近/远距离模糊度已被解决的27个云和距离已被导出到20个云。结果被发现是在良好的协议与运动学测量分子云的模糊性已经得到解决，使用HI自吸收技术。
2010-05-07 astro-ph.GA
