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
Cloud-cloud collisions in the Antennae galaxies: Does high-speed collision suppress star formation?
本研究利用ALMA数据，在触角星系中研究约100 km/s高速云-云碰撞对恒星形成的影响，发现大质量GMC是驱动最活跃恒星形成的关键因素，而高速碰撞可能降低恒星形成效率。
2025-03-26 astro-ph.GA
New Tests for Disruption Mechanisms of Star Clusters: Methods and Application to the Antennae Galaxies
基于二元质量-年龄分布g（M，τ），提出了星团破裂机制的新检验方法.特别地，我们推导了两种理想化模型的g（M，τ）公式，其中破裂率取决于团簇的质量，另一种则不依赖。然后，我们将这些模型与哈勃太空望远镜在质量年龄范围内对银河系中星团的观测结果进行比较，在质量年龄范围内，我们可以很容易地将星团与单个恒星区分开来：τ \la 10 ^7（M/10 ^4 M_{\odot}）^{1.3} yr。我们发现，与质量相关的中断模型是穷人的数据拟合，即使有完全的自由来调整几个参数，而与质量无关的中断模型是一个很好的拟合。成功的模型具有简单的形式g（M，τ）\propto M^{-2} τ^{-1}，具有幂律质量和年龄分布，dN/dM propto M^{-2}和dN/dτ \propto τ^{-1}。预测的光度函数也是一个幂律函数，dN/dL \propto L^{-2}，与我们观测到的星系团一致。星团和分子云质量函数的相似性表明，在分子云中恒星形成的效率与它们的质量基本无关。大质量年轻星团的年龄分布可以用以下几种破裂机制的组合来合理解释：（1）恒星反馈对星际物质的去除，τ \la 10^7$ yr;（2）恒星持续质量损失，τ \la 10^8 yr;（3）通过分子云的潮汐扰动，τ \ga 10^8 yr。预计这些过程都不会对质量有很强的依赖性，这与我们对星系团的观测一致。我们推测，这个简单的图…
2009-10-06 astro-ph.GA
The impact of a massive star cluster on its surrounding matter in the Antennae overlap region
超级星团（SSC），很可能是球状星团的祖先，是恒星形成的最极端形式之一。了解SSC如何形成是一个观测挑战。理论研究表明，要形成这样的星团，其母云的动力学时间尺度必须短于恒星反馈破坏母云的时间尺度。然而，由于观测支持不足，尚不清楚SSC的反馈如何作用于其周围物质。研究SSC中的反馈对于了解这些集群是如何形成的至关重要。基于ALMA和VLT观测，我们研究了位于超星系重叠区的SSC中的这一过程。我们分析了一个独特的大质量（~10^7 Msun）和年轻（1-3.5百万年）的SSC，仍然与紧凑的分子和电离气体排放有关。团簇有两个CO速度分量，一个是与团簇空间相关的低速分量，另一个是以气泡状分布在团簇周围的高速分量。我们的研究结果表明，这种气体没有参与形成的SSC的低速组件。我们认为，大部分的母云已经被吹走，加速在早期阶段的SSC演化的辐射压力，在一个时间尺度~1万年。高速分量可以追踪从母云流出的分子气体。支持的证据是在冲击加热的氢气中发现的。低速成分可能是SSC形成时附近的气体，但不是其母云或从SGMC环境迁移的团块的一部分。这些气体会被恒星风和超新星爆炸驱散。在距离簇约100 pc内，我们估计SFE> 17%，小于形成结合簇所需的30%的理论极限。需要更高的空间分辨率观测来测试和量化我们提出的方案。
2017-01-03 astro-ph.GA
Embedded Young Massive Star Clusters in the Antennae Merger
年轻大质量星系团的性质是理解星暴系统中恒星形成机制，特别是合并机制的关键。我们目前的ALMA高分辨率（$\sim$ 10 pc）连续（100和345 GHz）的数据的YMC重叠区域的银河系。在重叠区我们识别出6个源，其中两个源位于同一个巨分子云（GMC）中。这些YMC对应以及在GMC尺度（$\sim$ 60 pc）的低分辨率连续（100和220 GHz）的图像与无线电源。通过维里分析，我们发现这些YMC大多数是结合簇。我们估计它们的年龄为$\sim$ 1百万年，并且嵌入或刚刚开始从它们的母云中出现。我们还将每个射电源与Pa $β$源进行了比较，发现它们的电离光子总数是一致的，这表明它们追踪的是同一个物理源。通过比较$\sim$ 10 pc尺度和$\sim$ 60 pc尺度下的自由-自由发射，我们发现GMC中的自由-自由发射的$\sim$ 50%实际上来自这些YMC。这表明大质量GMC中大约有一半的恒星是在束缚星团中形成的。我们进一步探讨了YMC和GMC之间的质量相关性，发现它与星团模拟的预测基本一致。质量最大的YMC的恒星质量是其宿主GMC质量的1% - 5%。
2022-02-23 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Antennae Galaxies: I. A New Window on a Prototypical Merger
本文介绍了利用ALMA对合并中的银河系（NGC 4038/39）的“重叠”区进行的迄今为止最高空间分辨率（~0.5”）的CO（3-2）观测。我们报告发现了一个长（3千秒差距），薄（纵横比30/1），细丝的CO气体分解成大约10个单独的节点。每个单独的结都有一个低的内部速度色散（~10 km/s），并且细丝中结的集合的色散也很低（~10 km/s）。在另一个极端，我们发现Wilson和合作者讨论的超巨型分子云2区域中的单个云具有大范围的内部速度色散（10至80 km/s），以及集合之间的大色散（~80 km/s）。我们使用的组合光学和近红外数据从HST，无线电连续观测采取的VLA，和CO数据从ALMA开发一个进化的分类系统，它提供了一个框架，研究序列的恒星团簇形成和演化，从弥漫SGMCs，原，嵌入式，新兴，年轻，和中间/老集群。相对时间尺度进行了评估，确定在每个进化阶段的源的分数人口。使用演化框架，我们估计在一个单一的SGMC的集群的最大年龄范围是~10万年，这表明，分子气体被删除在这个时间尺度上导致停止恒星形成和破坏的GMC半径约为200 pc。（节略）
2014-10-16 astro-ph.GA
Stellar populations and physical properties of starbursts in the Antennae galaxy from self-consistent modelling of MUSE spectra
我们已经模拟了恒星和星云的连续和发射线强度比的大规模恒星星族在银河系使用高分辨率和自洽图书馆的模型HII地区周围的中央集群的老化恒星。模型库是使用恒星星族合成代码Starburst 99和光电离模型Cloudy构建的。Geneva和PARSEC恒星演化模型被插入Starburst 99，以便在两个模型之间进行比较。使用光谱拟合的方法，允许在恒星和星云连续谱的光谱特征（如沃尔夫-拉叶功能，Paschen跳），和发射线诊断，以约束模型，我们适用于图书馆的高分辨率MUSE光谱的恒星爆发地区的银河系。通过这种方法，我们能够模拟沃尔夫-拉叶星的连续辐射，并通过利用全光谱提取恒星和气体的金属丰度、年龄、电子温度和星爆密度。通过对NGC 4038星系的应用，我们发现：（1）NGC 4038星系中的星暴具有太阳附近的恒星和气体金属丰度的特征;（2）NGC 4038西环星暴中的恒星形成气体似乎比其他星系中的恒星形成气体稍富，（3）最年轻的恒星爆发出现在重叠区和部分西环上，尽管相比之下，西环区的恒星形成阶段似乎比重叠区稍晚，（4）用Geneva和Parsec模型拟合得到的结果基本一致。
2019-12-13 astro-ph.GA
Physical properties of superbubbles in the Antennae galaxies
由大质量恒星动力学反馈产生的质量外流是当前研究的热点之一。使用专门开发的分析技术，并充分利用我们的仪器的高运动学和角分辨率，我们已经发现了一些膨胀的超级气泡在相互作用的星系对Arp 244（NGC 4038/9），通常被称为星系。我们使用法布里-珀罗干涉仪GHαFaS测量Hα在整个物体范围内的发射轮廓，除了扩展的HI尾部。超级气泡被发现集中在大多数最明亮的HII区域，特别是在两个合并星系的重叠区域。我们使用测量的大小，膨胀速度和壳的光度来估计大多数的气泡的物理参数，包括膨胀的动能。为了评估我们的结果和近似的有效性，我们进行了流体动力学模拟，并设法重现我们最好的测量超气泡与合理的物理输入假设。我们还研究了壳层电离的来源，发现在目前的膨胀后期，来自剩余恒星的辐射占主导地位，尽管超新星冲击的影响仍然可以注意到。
2017-03-08 astro-ph.GA
Dense Gas Fraction and Star Formation Efficiency Variations in the Antennae Galaxies
我们使用CARMA毫米波干涉仪来映射超晶格Galerkin（NGC 4038/39），通过12 CO（1-0）线追踪大部分分子气体，通过高密度跃迁HCN（1-0）、HCO+（1-0）、CS（2-1）和HNC（1-0）追踪更密集的分子气体。我们检测到明亮的发射从所有示踪剂在两个核和三个区域的重叠区域之间的两个核。这三个重叠区域的峰对应于先前确定的“超巨星分子云”。结合CARMA数据和Herschel红外（IR）数据，比较了恒星形成效率（SFR/H2~IR/CO）、致密气体分数（HCN/CO）和致密气体恒星形成效率（IR/HCN）的观测指标。星系内的区域显示的比率与整个星系的比率一致，但这些比率在星系内的变化高达6倍。五个检测区域在其积分强度和这些比率方面都有很大差异。北核是最亮的区域在毫米波线发射，而重叠区域是最亮的一部分，在IR系统。我们结合CARMA和赫歇尔数据与ALMA CO数据报告线比模式为每个亮点。CO显示出下降的谱线能量分布，与以前的研究一致。HCO+（1-0）发射比HCN（1-0）发射更强，可能表明在中等密度下有更多的气体，或者比在更先进的合并中常见的光学深度更高。
2016-02-09 astro-ph.GA
Red Supergiants as cosmic abundance probes: the first direct metallicity determination of NGC 4038 in the Antennae
通过对近成对星系NGC~4038（D = 20 Mpc）中三个超星团的中分辨率KMOS/VLT光谱的定量分析，直接测定了该星系的恒星金属丰度。在我们的分析中采用的方法已经开发和优化，以测量精确的金属丰度从原子线的$J$ -带的单个红超巨星（RSG）或RSG占主导地位的星团。因此，我们的金属丰度测量不受偏见和不了解系统固有的强线HII方法，这是常规应用于大规模的数据集的星系。我们发现[Z]= +0.07 $\pm$ 0.03，并将我们的测量结果与HII强线校准进行比较。我们的丰度和文献数据表明，存在一个平坦的金属丰度梯度，这可以解释为富金属气体的再分配后的强相互作用。
2015-09-16 astro-ph.GA
A parsec-resolution simulation of the Antennae galaxies: Formation of star clusters during the merger
我们提出了一个流体动力学模拟的一个类仙女座星系合并在秒差距的分辨率，包括一个多组件模型的恒星反馈和达到全球恒星形成率的数值收敛的第一次。我们分析了在相互作用的不同阶段形成的致密恒星物体的性质。每一次星系碰撞都会触发一次星暴活动，但不同的物理条件会改变每一次星暴的触发机制。在前两次近心通过期间，星爆在空间上扩展并形成许多星团。然而，与第三次，也就是最后一次穿越相关联的恒星暴更加集中：恒星几乎完全在星系核中形成，没有新的星团形成。在这次合并中，星团的最大质量比模拟的孤立的银河系星系高出30倍以上。因此，类球状星团合并是年轻大质量星团形成的通道，可能导致球状星团的形成。对几个团簇演化的监测揭示了形成情景的多样性，包括气体团簇的聚集和合并、单体形成和单个云内部子结构的分级形成。在模拟中形成的两个恒星物体产生了与超紧凑矮星系相同的特性。它们与大多数大质量星系团有着相同的形成场景，但它们的半径更大，要么是从出生开始，要么是在与银河系中心发生剧烈相互作用后形成的。在星系合并中，时空环境的多样性可以解释形成的恒星物体在质量和大小方面的多样性。
2014-10-21 astro-ph.GA
The dense gas in the largest molecular complexes of the Antennae: HCN and HCO+ observations of NGC 4038/39 using ALMA
我们目前的观察致密分子气体示踪剂HCN，HNC，和HCO+在J=1-0的过渡使用ALMA。我们补充我们的数据集与以前的观察CO J=1-0，跟踪总分子气体含量。我们将星云分成7个明亮的区域，在这些区域中我们探测到了所有三个分子的发射，包括NGC 4038和NGC 4039的核，重叠区域中的5个超巨星分子复合体和2个额外的明亮云。我们发现，反映致密分子气体分数的L（HCN）/L（CO）比值在两个核中（L（HCN）/L（CO）~ 0.07 - 0.08）大于重叠区（L（HCN）/L（CO）<0.05）。我们将其归因于由于核内的恒星势而导致的压力增加，类似于以前在银河系和附近的螺旋星系中看到的情况。此外，L（HNC）/L（HCN）~ 0.3-0.4的比率在区域之间的变化不超过1.5倍。通过将我们的测量比值与包括机械加热的PDR模型进行比较，我们发现L（HNC）/L（HCN）的比值与机械加热一致，机械加热对PDR表面加热的贡献>= 5% - 10%。最后，L（HCN）/L（HCO+）的比值从NGC 4038核中的~1下降到重叠区的~0.5。重叠区域的低比率可能是由于该区域内超新星速率增加导致宇宙射线速率增加。
2016-04-01 astro-ph.GA
Unraveling the Mystery of the Low CO-to-H$_2$ Conversion Factor in Starburst Galaxies: RADEX Modeling of the Antennae
本文通过ALMA多跃迁观测和RADEX建模首次分辨测量了触角星系在GMC和kpc尺度上的CO-to-H$_2$转换因子，发现其值约为银河系值的四分之一，并揭示其与CO强度、$^{13}$CO/CO比值及速度弥散的相关性，为星暴区域分子气体质量估计提供了新方法。
2024-06-09 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions and triggered star formation
恒星形成是星系演化的基本过程。在过去的几十年里，一个问题一直是确定恒星的形成是由外部触发引起的，还是在封闭系统中自我调节。外部触发器的作用可以有效地在小体积内收集质量，在大质量星团的形成方面引起了特别的注意，这在极端情况下可能导致恒星爆发。最近的观测揭示了在附近相互作用的星系中由云-云碰撞触发的大质量团簇形成，包括麦哲伦星系和麦哲伦星系以及几乎所有已知的高质量恒星形成区，如RCW 120，M20，M42，NGC 6334等，在银河系中。理论上的努力正在为导致大质量星团/恒星形成的质量压缩奠定基础。在此，我们回顾了云-云碰撞和触发星团形成团簇形成的最新进展，并讨论了这一领域的未来研究前景。
2020-10-01 astro-ph.GA
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
Mass Functions of Giant Molecular Clouds and Young Star Clusters in Six Nearby Galaxies
我们比较了六个星系中年轻星团（年龄$\leq 10$ Myr）和巨分子云（GMC）的质量函数，这些星系在质量、金属丰度和恒星形成率方面都有很大的变化（LMC、M83、M51、NGC 3627、银河系和NGC 3256）。我们执行最大似然拟合的Schechter函数，$ψ(M) = dN/dM \propto M^β \exp(-M/M_*)$，这两个群体。我们发现大多数的GMC和集群的质量函数在我们的样本是符合一个纯粹的幂律分布（$M_* \rightarrow \infty$）。M51是唯一一个在两个星系群中都显示出上截止点（$M_*$）的证据的星系。因此，在GMC和星团的种群中，物理上的上质量截止值可能是例外而不是规则。当我们执行幂律拟合时，我们发现GMC样本的指数范围为$β_{\rm PL}=-2.3\pm0.3$，聚类样本的指数范围为$β_{\rm PL}=-2.0\pm0.3$。这个结果，即$β_{\rm Clusters} \approx β_{\rm GMC} \approx -2$，与理论预测的团簇形成是一致的，并表明恒星形成效率在很大程度上是独立的质量在GMC。
2020-04-06 astro-ph.GA
Giant Molecular Clouds and Star Formation in the Tidal Molecular Arm of NGC 4039
潮汐诱导臂的性质提供了一种手段来研究分子云的形成和随后的恒星形成的环境条件下，在原则上是不同的准静止的螺旋臂。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列科学验证CO（2-1）数据，报道了在NGC 4039南部和超星系重叠区新发现的可能是潮汐起源的分子气体臂的性质，分辨率为1“68 x 0“85。臂延伸3.4 kpc（34”），其特征在于宽度约为200 pc（2”），速度宽度通常为\DeltaV ~ 10-20 km/s。大约有10个团块沿着这个结构排列，其中大多数都无法分辨，平均表面密度为10-100 Msun pc^{-2}，质量为（1-8）× 10^6 Msun。这些结构类似于一串珠子的形态，珠子之间的距离几乎相等，约为350 pc，这可能代表了巨大分子缔合的特征分离尺度。我们发现，在6”（600 pc）的分辨率下，恒星形成效率一般比盘星系和其他潮汐臂和桥高10倍。根据分布和运动学，这条旋臂与NGC 4039的西旋臂底部相连，但它的形态与高分辨率模拟的银河系不同。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for GC-like abundance patterns in young massive clusters II. - Results from the Antennae galaxies
在年龄大于6 Gyr的星系团中，存在具有独特轻元素丰度的多个种群（MP）是一种普遍现象。质量、光度和大小与古代球状星团相当的星团至今仍在形成。尽管如此，存在的轻元素的变化已经很差的调查，在这样年轻的系统，即使知识的年龄，这种现象的发展是至关重要的理论模型的MP。我们使用的J-波段集成光谱的三个年轻的（7-40万年）在NGC 4038集群寻找铝的变化指示MP。假设绝大多数（>70%）的恒星都具有高铝含量的特征-就像在质量相当的星系团中观察到的那样;我们发现没有一个研究的星系团显示出显著的铝变化。在近红外波段观测到的所有六个年轻星系团中都测量到了小的Al扩散。虽然这是不太可能的，年轻的集群只显示低铝，而老的显示不同程度的铝变化，这表明MP是不存在的可能性，在这样年轻的年龄，至少在高质量的恒星组成部分。或者，具有类场化学性质的恒星比例可能非常大，在综合光谱中模仿低Al丰度。最后，由于年轻星团的近红外恒星连续体几乎完全是由于发光的红超巨星，我们也可以推测MP只表现在低质量恒星由于一些进化机制。
2017-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Clouds Fueling a 1/5 Solar Metallicity Starburst
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列，我们已经取得了第一个高空间和光谱分辨率的观测分子气体和尘埃的原型蓝色致密矮星系II Zw 40。CO（2-1）和CO（3-2）的辐射呈团块状分布于整个中心恒星形成区。八个分子云中只有一个与恒星形成有关。连续光谱能量分布主要由自由-自由和同步辐射控制：在870 $μm$，只有50%的辐射来自尘埃。我们推导出一个CO到H $_2$转换因子的几种方法，包括一个新的方法，使用简单的photosdissocation模型和解决CO线强度测量得出的关系，唯一预测$α_{CO}$为一个给定的金属丰度。我们发现CO到H的$_2$转换因子是银河系的4到35倍（18.1到150.5 M $_\odot$ /（K km/s pc $^2$））。分子气体的恒星形成效率至少比正常旋涡星系高10倍，这可能是由于II Zw 40的爆发主导的恒星形成历史，而不是固有的更高效率。II Zw 40内的分子云类似于其他强相互作用系统中的分子云，如超新星：总体而言，它们具有高的尺寸线宽系数和分子气体表面密度。这些性质似乎是由于高分子气体的表面密度产生在这个合并系统，而不是增加外部压力。总的来说，这些结果描绘了一幅II Zw 40作为一个复杂的，快速发展的系统，其分子气体性质是由大规模的气体冲击从其正在进行的合并占主导地位。
2016-09-02 astro-ph.GA
Gas expulsion vs gas retention: what process dominates in young massive clusters?
年轻星团驱逐或保留第一次恒星形成后留下的气体的能力是所有旨在解释多个恒星星族和球状星团中特殊轻元素丰度模式的模型的核心问题。最近的尝试，以检测从恒星形成遗留下来的气体在今天的星团与那些类似的球状星团的质量并没有发现大量的气体在其中的大多数，这强烈限制了多个恒星星族形成的场景。这里所需的条件，以保留气体遗留下来的恒星形成内的诞生恒星形成云的修订。它表明，通常被接受的概念，关于热化的星团动能，由于附近的恒星风和SNe喷出物的碰撞，必须小心的情况下，非常紧凑和密集的恒星形成云，其中三个恒星形成制度是可能的，如果考虑不同的恒星形成效率和质量浓度。这三种可能的制度，以及分离的半质量半径和出生气体中心密度与星前云质量参数空间。在这些图中，两个无气体星系团和一个质量和年龄相似的富气体星系团出现在不同的区域。太阳和原始气体金属丰度的集群获得的临界线进行了比较。
2016-10-31 astro-ph.GA
New Insights into the Physical Conditions and Internal Structure of a Candidate Proto-Globular Cluster
我们提出了$\sim$ 0.1”分辨率（$\sim$ 10 pc）ALMA观测的分子云中确定的合并星系的潜力，形成一个球状星团，绰号为`` Fiancacker。“由于恒星的形成还没有开始在一个可观的水平，这个云提供了一个例子，什么样的出生环境的一个球状星团可能看起来像恒星形成和破坏出生条件之前。利用$^{12}$ CO（2-1）、$^{12}$ CO（3-2）、$^{13}$ CO（2-1）、HCN（4-3）和HCO $^+$（4-3）的辐射，我们能够分辨出云的结构，发现它的特征半径为22 pc，质量为1- 9 $\times10^6 M_\odot$。我们还限制了$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO和H $_2$ / \twelveCO的丰度比。根据计算的质量，我们确定，常用的CO到H $_2$转换因子在空间上变化，平均值在$X_{CO}=(0.12-1.1)\times10^{20}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）$^{-1}$范围内。我们证明，如果云是绑定的（如其明亮的，紧凑的形态的情况下建议），外部压力$P/k > 10^8$ K cm $^{-3}$是必需的。这与理论预期一致，即球状星团的形成需要高压环境。云及其周围物质的位置-速度图表明，这种压力可能是由细丝的碰撞产生的。柱密度的径向分布可以用高斯分布和Bonnor-Ebert分布两者拟…
2019-03-20 astro-ph.GA
Herschel SPIRE-FTS Observations of Excited CO and [CI] in the Antennae (NGC 4038/39): Warm and Cold Molecular Gas
我们提出了赫歇尔SPIRE-FTS观测的银河系（NGC 4038/39），一个很好的研究，附近（$22$ Mpc）正在进行合并之间的两个气体丰富的螺旋星系。我们检测到5个CO跃迁（$J=4-3$到$J=8-7$），[CI]跃迁和[NII] $205μm$跃迁跨越整个系统，我们补充了CO $J=1-0$，$J=2-1$和$J=3-2$跃迁的地面观测，以及[CII]和[OI] $63μm$的Herschel PACS观测。使用CO和[CI]跃迁，我们执行[CI]的LTE分析，以及使用辐射传输代码RADEX以及贝叶斯似然分析的CO和[CI]的非LTE辐射传输分析。我们发现分子气体有两个组分：冷组分（$T_{kin}\sim 10-30$ K）和暖组分（$T_{kin} \gtrsim 100$ K）。通过比较温暖的气体质量，以前观察到的值，我们确定了CO丰度的温暖的气体$x_{CO} \sim 5\times 10^{-5}$。如果CO的丰度在暖、冷气体相中是相同的，那么这个丰度对应于冷组分中CO $J=1-0$的亮度-质量转换因子为$α_{CO} \sim 7 \ M_{\odot}{pc^{-2} \ (K \ km \ s^{-1})^{-1}}$，与正常旋涡星系的值相似。我们估计H $_2$、[CII]、CO和[OI] $63μm$的冷却为$\sim 0.01 L_{\odot}…
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation and evolution of star clusters in interacting galaxies
球状星团的观测表明，它们具有普遍的对数正态质量函数，其特征峰位于$\sim 2\times 10^{5}\, {\rm{M_{\odot}}}$，但这种峰值分布的起源存在很大争议。在这里，我们调查的形成和演化的星团在相互作用的星系使用高分辨率的流体动力学模拟进行了两个不同的代码，以减轻数值伪影。我们发现，在$\sim 10^{5.5} - 10^{7.5}\, {\rm{M_{\odot}}}$范围内的大质量星团优先形成于星系相互作用产生的高冲击区。新生的星团形成云具有$P/k \sim 10^8 - 10^{12}\, \rm{K}\,\rm{cm^{-3}}$范围内的高气压，比星际介质的典型压力高$\sim 10^4 - 10^8$倍，但与最近在银河系中观测到的前超级星团云一致。此外，这些大质量星团具有准对数正态的初始质量函数，峰值在$\sim 10^{6}\, {\rm{M_{\odot}}}$附近。由于破坏性过程，星系团的数量随着时间的推移而减少，但在星系碰撞过程中，质量函数的形状和峰值并没有显着变化。我们的研究结果表明，富含气体的星系合并可能为大质量星团（如球状星团）的形成提供了有利的环境，对数正态质量函数和独特的峰值可能来源于诞生云的极端高压条件，并可能在动力学演化中幸存下来。
2017-06-30 astro-ph.GA
New Tests for Disruption Mechanisms of Star Clusters: The Large and Small Magellanic Clouds
我们比较了观测到的大麦哲伦星系中星团质量（M）和年龄（t）的二元分布与3种理想化星团破裂模型的预测分布g（M，t）：（1）突然的质量依赖破裂;（2）逐渐的质量依赖破裂;（3）逐渐的质量无关破裂。具有质量-{ \em in}依赖性破坏的模型提供了对这些星系团种群的良好的一级描述，g（M，t）propto M^{beta} t^{gamma}，beta=-1.8+/-0.2和gamma=-0.8+/-0.2，至少对于年龄t<10^9 yr和质量M<10^3 M_sol的星系团是如此（更具体地说，t<10^7（M/10^2 M_sol）^{1.3} yr）。该模型预测星系团的光度函数应该是幂律的，dN/dL propto L^-1.8，与观测结果一致。另一方面，前两个模型在描述观测结果时表现不佳，驳斥了以前的说法，即在所研究的M-t域上，在LMC中观察到星团的质量依赖性破坏。SMC中的集群可以用与LMC相同的g（M，t）分布来描述，但样本较小，因此不确定性较大。麦哲伦星云中星系团的g（M，t）模型实际上与合并中的麦哲伦星系团的g（M，t）模型是相同的，但将有效域扩展到较低的质量和较老的年龄。这表明，至少在t<10^8年，也可能在t<10^9年的时间里，这些差异很大的星系的主导破裂过程是相似的。LMC中年轻星团的质量函数为幂律，而古老球状星团的质量函数为峰值。我们发现，这些质量函数的观察到…
2010-03-12 astro-ph.GA
Similarities in Populations of Star Clusters
我们比较了观测到的质量函数和年龄分布的星团在六个研究得很好的星系：银河系，麦哲伦云，M83，M51，和银河系。结合起来，这些分布跨越广泛的质量和年龄范围：$10^2\lea M/M_{\odot}\lea10^6$和$10^6\leaτ/yr \lea10^9$。我们确认，分布是很好地表示的幂律：$dN/dM\propto M^β$与$β\approx-1.9$和$dN/dτ\proptoτ^γ$与$γ\approx -0.8$。质量和年龄分布是近似相互独立的，排除了简单的模型质量依赖的破坏。正如预期的那样，指数之间存在微小差异，接近真实不确定度水平，$ε_β\simε_γ\sim$ ~0.1--0.2。然而，压倒性的印象是这些不同星系中星系团的质量函数和年龄分布的相似性，包括巨星系和矮星系，静止星系和相互作用星系。这是一个重要的经验结果，证明了诸如“普遍”或“准普遍”等术语的合理性。“我们对这些观测结果提供了部分理论解释，这些解释是在星团形成和破坏过程中的物理过程，包括恒星形成和反馈，随后的恒星质量损失，以及潮汐与经过的分子云的相互作用。一个完整的解释将需要更多关于银河系以外星系中分子团和星团的信息。
2012-06-19 astro-ph.GA
A Portrait of Cold Gas in Galaxies at 60pc Resolution and a Simple Method to Test Hypotheses That Link Small-Scale ISM Structure to Galaxy-Scale Processes
云尺度密度、速度色散和星际介质（ISM）的引力有界性在星系内部和星系之间是变化的。在湍流模型中，这些性质在气体形成恒星的能力中起着关键作用。新的高保真度，高分辨率的调查提供了跨星系测量这些数量的前景。我们提出了一个简单的方法来进行这样的测量和测试的假设，连接小规模的气体结构，恒星形成和银河系环境。我们的计算捕获的关键物理的拉森标度关系，我们表现出良好的对应关系，我们的方法和传统的“云属性”的治疗。然而，我们认为，我们的方法是更可取的，在许多情况下，因为它的简单，可重复的所有排放的表征。使用，低J 12 CO数据从最近的调查，我们的特点在60 pc分辨率的分子ISM在麦哲伦星云，大麦云，M31，M33，M51，和M74。我们报告的表面密度分布，速度色散，和引力束缚在60 pc尺度，并显示星系到星系和星系内的变化。通量的分布是表面密度的函数，近似呈对数正态分布，1sigma宽度约为0.3 dex，尽管分布的中心在不同星系之间有所不同。60pc分辨率线宽和分子气体表面密度相关性良好，这是维里化或自由下落气体预期的基本行为。改变测量尺度的LMC和M31，我们表明，分子ISM具有较高的表面密度，较低的线宽，和更多的自引力在较小的尺度。
2016-06-22 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
The CO emission in the Taffy Galaxies (UGC 12914/5) at 60pc resolution-I: The battle for star formation in the turbulent Taffy Bridge
我们目前ALMA观测的空间分辨率为0.2 arcsec（60 pc）的CO排放的太菲星系（UGC 12914/5）。观测结果与窄带Pa $α$，中红外，无线电连续谱和X射线成像，加上光谱学进行了比较。星系最近经历了一次正面碰撞，产生了一个巨大的气体桥，这是众所周知的高度湍流。这座桥包含了一个由狭窄的分子细丝和团块组成的复杂网络。大部分的灯丝是缺乏恒星形成，并显着低于肯尼库特-施密特关系正常星系，特别是对许多地区的Pa $α$发射未检测到。在松散连接的细丝和气体团中，我们发现了高速色散区域，这些区域在$X_{\rm CO}$的可能值范围很广的情况下，似乎与重力无关。就像银河系中的"Fiorracker"区域一样，它们需要极高的外部动力或热压力才能在2 - 5百万年的短时间尺度上阻止它们迅速消散。我们认为，云可能是一个高度湍流的多相介质，这是强烈抑制恒星形成的瞬态结构。尽管系统中存在整体湍流，恒星似乎是在kpc大小的河外HII区域内的紧凑热点中形成的，在那里分子气体的速度色散比其他地方低，并显示出与电离气体云碰撞的证据。就像斯蒂芬五重奏组中的冲击气体一样，太妃糖桥的条件表明，在湍流的多相气体中形成恒星是多么困难。
2022-03-31 astro-ph.GA
Shocking interactions of supernova remnants with atomic and molecular clouds -- the interplay between shocks, thermal instability and gravity in the large cloud regime
使用自适应网格加密代码MG，我们进行三维流体动力学模拟的超新星云的相互作用在“大云制度”。云最初是原子的，由于热不稳定性（TI）和重力而不断发展。我们研究的相互作用，在“前TI”和“后TI”阶段时，冷和密集的团块，并比较这些结果理想化的冲击云的情况下，在“小云系”，和一个没有冲击的情况。总的来说，超新星的破坏比理想的冲击要弱得多，因为超新星的撞击是瞬间的，而不是连续的。在这两个超新星云的相互作用，我们观察到两个冲击的影响云，其次是一个弱的10公里的$^{-1}$上游流的云界面上的发展，和全球环境压力下降。当云仍然是原子时，它会由于这种下降而膨胀。此外，TI在云的前部被触发，导致形成一个帽状结构，内部嵌有团块。上游气流在该区域汇聚，形成叶状云形态。当云是分子时，传输的冲击破坏了团块间的物质，并导致团块的外层轻微膨胀，形成尾巴状的形态。这些影响比我们的冲击云情景中的影响要小，而比我们的非冲击情景中的影响要大。在350万年后，尽管全球环境压力下降，超新星衰变的影响和云返回到一个几乎无法区分的状态，从一个未受冲击的云。在这两种超新星云的情况下，我们都没有看到任何局部的引力坍缩。
2022-05-13 astro-ph.GA
Molecular Clouds Toward the Super Star Cluster NGC3603; Possible Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Triggering the Cluster Formation
利用NANTEN 2观测了超级星团NGC 3603在12 CO（J=2-1，J=1-0）和13 CO（J=2- 1，J=1-0）跃迁中的分子云。我们认为，两个分子云在13公里s-1和28公里s-1与NGC 3603证明了较高的温度向H II区域以及形态对应。这些云的质量太小了，它们之间的相对运动只有20 km s-1。我们认为，这两个云在百万年前相互碰撞，引发了超级星团的形成。这种情况是能够解释的起源，最高质量的恒星星族在集群中，是年轻的百万年，并隔离在中央sub-pc的集群。这是沿着Westerlund 2的第二个超级星团，其形成可能是由云-云碰撞引发的。
2013-06-11 astro-ph.GA
Mutual influence of supernovae and molecular clouds
上下文已知分子云是湍流的，并受到恒星反馈的强烈影响。此外，恒星反馈被认为在星系中驱动大尺度的湍流。目的。我们研究了超新星在分子云中所起的作用以及磁场对这一过程的影响。方法.我们进行了三维数值模拟的超新星爆炸，在和附近的湍流自引力分子云。为了研究磁场的影响，我们进行了流体动力学和磁流体动力学模拟。我们还进行了一系列简单的均匀密度介质模拟，并开发了一个简单的分析模型。结果我们发现，在超新星爆炸期间传递的动量总量通常变化约2倍，即使气体密度变化3个数量级。然而，如果超新星在分子云内部或外部爆炸，传递给致密气体的动量几乎会有10倍的变化。磁场对超新星爆炸注入的动量总量几乎没有影响，但增加了注入致密气体的动量。结论.在分子云内部爆炸的超新星会带走相当一部分的云质量。在外部爆炸的超新星对云的影响有限。因此，要想知道超新星是否能有效地调节恒星的形成，就必须充分了解超新星与周围致密物质之间的相关性。
2014-11-06 astro-ph.GA
Illuminating black hole subsystems in young star clusters
越来越多的证据表明，球状星团保留相当大的黑洞人口在今天。这一点得到了星系团演化动力学模拟的支持，这些模拟揭示了星系团中黑洞在宇宙年龄的空间分布和质量谱。然而，年轻的高金属丰度星团的黑洞种群仍然不受约束。由这些星团组成的黑洞在其演化历史的早期就发生了质量分离，形成了由数百到数千个黑洞组成的中心子系统。我们认为，超新星反馈消退后（$\gtrsim 50\,{\rm Myr}$），主机集群可以从其密集的环境中积累气体，从黑洞子系统以高度增强的速率吸积。集体吸积光度可以是相当大的，并提供了一个新的观测约束年轻的大质量星系团。我们测试这一假设进行三维流体动力学模拟，我们嵌入离散的潜力，代表我们的黑洞，在一个巨大的集群的潜力。这个系统相对于它所吸积的气体介质作超音速运动。我们研究了这个黑洞子系统在不同子系统布居下的吸积，并确定了该黑洞子系统的积分吸积光度。我们将结果应用到银河系年轻的大质量星系团中，发现典型的子系统吸积光度应该超过$\approx 10^{40}\,{\rm ergs\,\,s^{-1}}$。我们认为，没有强有力的候选人，这种发光的信号已被观察到，并限制子系统人口的一个典型的集群在银河系的$\lesssim10-2\times10^2$ $10\,M_\odot$黑洞，鉴于反馈并没有显着阻碍吸积和气体保持光学薄。
2021-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
Supernova Feedback in Molecular Clouds: Global Evolution and Dynamics
我们使用磁流体动力学模拟收敛温暖的中性介质流分析的形成和全球性的磁化和湍流分子云的大质量恒星超新星反馈的演变。我们表明，超新星反馈本身不能破坏整个，引力约束，分子云，但能够分散小尺寸（~10 pc）的地区的时间尺度小于1万年。超新星遗迹的有效辐射冷却以及周围气体的强烈压缩导致来自超新星的非持久性能量和动量输入。然而，如果后续超新星之间的时间很短，并且它们聚集在一起，就会形成大的热气泡，分散母云的更大区域。在较长的时间尺度上，超新星反馈增加了中等温度（T~300-3000 K）的气体量。尽管超新星反馈无法破坏分子云，但它在恒星形成过程中留下了强烈的印记。我们发现恒星形成效率总体降低了2倍，恒星形成率降低了2-4倍。
2016-03-31 astro-ph.GA
Chemical evolution of cold dark clouds in the vicinity of supernova remnants
超新星爆炸增加了周围星际介质中的宇宙射线和x射线通量。宇宙射线粒子和x射线辐射穿透附近的分子云，影响气体的化学和热演化。在这里，我们研究了致密分子气体中的化学变化，这些化学变化受到可能由超新星爆炸引起的电离率突然增加的影响。在云核密度$2 \times 10^4$ cm $^{-3}$处，H原子丰度在照射条件改变后约$3 \times 10^4$年达到平衡值。冰幔物种丰度的响应时间为$10^4-10^5$ yr。中性和颗粒地幔物种的丰度可能不会达到平衡值的分子云附近的“中年”超新星遗迹。
2019-12-23 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
Do Lognormal Column-Density Distributions in Molecular Clouds Imply Supersonic Turbulence?
最近对分子云中柱密度的观测发现对数正态分布具有幂律高密度尾部。这些结果通常被解释为超音速湍流主导所观察到的云的动力学的迹象。我们计算并提出了三个云的列密度分布，建模与非常不同的技术，其中没有一个是占主导地位的超音速湍流。第一个恒星形成云是用光滑粒子流体力学（SPH）模拟的;在这种情况下，重力，只与热压力相反，驱动着演化。第二个云是磁亚临界与亚音速湍流，模拟使用非理想MHD，在这种情况下的演变是由于重力驱动的双极扩散。第三种云是等温的，自引力的，具有平滑的密度分布，用解析法近似，具有均匀的内部区域和较大半径处的r^-2分布。我们表明，在所有三种情况下的列密度分布是对数正态分布。幂律尾只在晚些时候（或者，在光滑解析剖面的情况下，对于强中心集中的构型），当引力支配所有相反的力时才形成。因此，对数正态柱密度分布是不同模式云的一般特征，不应解释为超音速湍流的结果。
2010-06-14 astro-ph.GA
Gravitational contraction versus Supernova driving and the origin of the velocity dispersion-size relation in molecular clouds
分子云的观测表明，云有非热的速度色散，规模与云的大小为$σ\propto R^{1/2}$在恒定的表面密度，并为不同的表面密度规模与云的大小和表面密度，$σ^2 \propto R Σ$。驱动这些混沌运动的能量源仍然知之甚少。我们描述了在千秒差距尺度的磁化、超新星驱动、自引力、星际介质的数值模拟中形成的云群中观察到的速度色散，包括扩散加热和辐射冷却。我们比较速度色散，大小和表面密度之间的关系，在模拟的云人口中发现的银河系分子云的观测。我们发现，外部超新星爆炸不能驱动湍流运动的观测量级内的致密云。另一方面，在我们的模型中，当引力束缚的云开始坍塌时，自引力也会引起非热运动，通过这样做，它们的内部速度色散恢复了观测到的关系。能量守恒表明，观察到的行为与动能与引力能成正比是一致的。然而，我们模型中的云在任何时候都没有达到稳定平衡态的迹象，即使是强磁化的云。我们的结论是，引力束缚的分子云总是处于引力坍缩状态，它们的性质是这种混沌坍缩的自然结果。为了与观测到的恒星形成效率相一致，这个过程必须通过云的早期破坏而终止，可能是来自内部恒星反馈。
2016-03-24 astro-ph.GA
The Effect of Supernovae on the Turbulence and Dispersal of Molecular Clouds
虽然超新星反馈在星系中的重要性已经得到了很好的证实，但它在分子云尺度上的作用仍然存在争议。在这项工作中，我们专注于超新星对单个云的影响，使用高分辨率的磁流体动力学模拟250 pc的区域，我们解决了单个大质量恒星的形成。超新星反馈是用真正的超新星来实现的，这些超新星是被解析的大质量恒星的自然演化，因此它们的位置和时间是自洽的。我们选择了一个大样本的分子云的模拟研究超新星能量注入和由此产生的分子云的属性。我们发现，分子云有几个动力学时间的寿命，不到一半的人的合同成为引力约束点，和绑定云的分散时间，一阶动力学时间，是一个因素的两个短于未绑定云。我们强调内部超新星的重要性，即大质量恒星在其母云中爆炸，在设置云分散时间，以及与超新星随机分布的模型相比其巨大的密度过高。我们还量化了超新星的能量注入效率作为超新星到云的距离的函数。我们的结论是，间歇性的驱动超新星可以维持分子云的湍流，并可能是云分散的主要过程。超新星在分子云演化中的作用，如果没有自洽的反馈，就不能完全解释。
2020-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The two molecular clouds in RCW 38; evidence for formation of the youngest super star cluster in the Milky Way triggered by cloud-cloud collision
本文给出了在$^{12}$ CO（$J=$ 1- 0和3- 2）和$^{13}$ CO（$J=$ 1- 0）跃迁中，两个速度分别为2 km/s $^{-1}$和14 km/s $^{-1}$的分子云向银河系最年轻的超星团RCW 38的分布。$J$ =3--2发射与$J$ =1--0发射的高强度比、连接两个云的速度桥接特征以及它们与红外尘埃发射的形态对应证实了这两个云可能与星团物理上相关。云和星团的总质量太小，无法通过引力约束速度差。我们框架的假设，这两个云是相互碰撞的机会，触发形成的$\sim$ 20候选O星是本地化的$\sim$ 0.3 pc的集群中心在2公里秒的$^{-1}$云。我们认为，碰撞目前正在继续向2公里的部分$^{-1}$云的桥接功能是本地化。这是继Westerlund 2和NGC 3603之后的第三个超级星团，其中云-云碰撞触发了团簇形成。RCW 38是最值得注意和最年轻的星团，可能有O星形成的迹象，也是我们能够见证O星形成的最有希望的地点。
2016-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova enhanced cosmic ray ionization and induced chemistry in a molecular cloud of W51C
宇宙射线遍布银河系，并被认为在超新星冲击中被加速。宇宙射线与致密星际物质的相互作用有两个重要效应：1）高能（>1 GeV）质子通过π0介子衰变产生γ射线; 2）低能（< 1 GeV）宇宙射线（质子和电子）轰击气体。我们在这里提出了新的观测到的分子云接近W51 C超新星遗迹和最近发现的TeV γ射线源。我们的观测结果表明，云电离度高度增强，这意味着宇宙线电离率~ 10-15 s-1，即100倍以上的分子云的标准值。这与云是由新加速的低能量宇宙射线的增强通量照射的想法一致。此外，观测到的高宇宙射线电离率导致云的化学成分不稳定，这使得云的大部分（Av \geq 6等）中的电子分数保持在高水平，约为10-5，而内部的电子分数较低，约为10-7。这两种状态在文献中被预测为高电离阶段和低电离阶段（HIP和LIP）。这是它们同时存在于云中的观测证据。
2011-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
