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
Stability of Gas Clouds in Galactic Nuclei: An Extended Virial Theorem
进入星系中央$1$到$10^2$ pc的冷气体碎裂并凝结成云。云层的稳定性决定了它们是否会变成恒星，或者是否可以被输送到中央超大质量黑洞（SMBH）以打开活动星系核（AGN）。传统的标准来评估这些云的稳定性，如金斯标准和罗氏（或潮汐）限制，在这里是不够的，因为他们假设在绑定云的自引力的主导地位，并忽略了外部的代理商，如压力和潮汐力，这是常见的星系核。我们制定了一个新的方案来判断这种稳定性。我们首先回顾了传统的维里定理，考虑到外部压力，以确定正确的质量范围，导致稳定的云。然后，我们将定理扩展到包括外部潮汐场，这对感兴趣区域的稳定性至关重要-在密集的星团中，围绕SMBH。我们应用我们的扩展维里定理，找到正确的解决方案，到现在为止有争议的实际问题，即，在AGN环，在银河系中心的环核盘，和银河系的中央分子区的气体团块的稳定性。我们推导出的这些结构的质量比常用的维里质量（相当于金斯质量）小几个数量级。此外，我们证明，这些团块是稳定的，相反，人们会天真地推断出罗氏（潮汐）限制。
2015-06-26 astro-ph.GA
Evolution of virial clouds-I: from surface of last scattering up to the formation of population-III stars
对WMAP和Planck CMB数据的分析表明，几个星系的晕存在温度不对称性，这可能是由于这些晕中存在的云围绕星系的旋转轴旋转。有人提出，这些是氢云，{ \it}应该与CMB处于平衡状态。然而，标准理论不允许在非常低的CMB温度下平衡这种云，但最近表明，平衡{ \it可以}是稳定的。这仍然不能证明云的浓度和观测到的温度不对称性是由于云与CMB处于平衡状态。为了进一步研究这个问题，有必要追踪这种云的演变，我们称之为“维里云”，从它们的形成时代到现在，以便用观测数据来对抗模型。任务分两步完成：（1）从第一代恒星形成之前的云形成;（2）从那时到现在。在本文中，我们处理的第一步离开第二个后续分析。
2021-09-23 astro-ph.GA
Statistical properties and correlation length in star-forming molecular clouds: II. Gravitational potential and virial parameter
在本系列的第一篇文章中，我们已经使用遍历理论来评估统计方法的有效性，以从有限数量的观测或模拟中表征恒星形成分子云（MC）的各种性质。这允许正确确定从观测或数值模拟获得的统计量的各种体积平均值的置信区间。在这篇联合论文中，我们将相同的形式主义应用于不同类型的（观测或数值）MC研究。事实上，由于观测无法完全揭示恒星形成云内部密度结构的复杂性，因此了解全球可观测估计值（如云的总质量和大小）是否能够准确估计表征云动态的各种关键物理量是很重要的。最重要的是正确确定云的总引力（结合）能和维里参数。我们表明，而对于云，不是在恒星形成的太先进的阶段，如北极星或猎户座B，只有他们的质量和大小的知识是足够的，以产生一个准确的测定上述数量从观察（即在真实空间）。相比之下，我们表明，这不再是真实的数值模拟在一个周期性的盒子。我们推导出在这两种情况下维里参数之比的关系。
2022-05-25 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
Virial Clumps in Central Molecular Zone Clouds
分析了亚毫米波阵CMZoom巡天观测资料，描述了银河系中央分子带（CMZ）22个云团中755个团簇的维里平衡（VE）和恒星形成潜能。在每个云团中，几乎所有团块都遵循柱密度质量趋势N~M^s，其中s = 0.38 +- 0.03接近压力边界极限s=1/3。当VE中重力未结合的团块具有相似的速度色散和外部压力时，这种趋势是预期的。这些云中有九个还含有一个或两个明显更大的团块。这些属性允许在每个云中的绑定和未绑定团块的VE模型，其中最大质量的团块具有VE临界质量。这些模型表明，有213个团块的速度弥散为1-2 km s^（-1），平均外部压力为0.5 ~ 4 x 10^8 cm^（-3）K，束缚团块比例为0.06，典型的维里参数α =4 ~ 15。这些大部分未结合的团块可能是在VE与他们的湍流云压力，可能是由流入银河酒吧。相比之下，大多数Sgr B2团块根据其相关来源和N-M趋势而结合。当CMZ团块组合成质量分布时，用停止吸积模型分析了其典型的幂律斜率。它还表明，大多数团块是未绑定的，不能显着增长，由于它们的吸积和扩散的时间尺度相似，约0.2百万年。因此，维里和动力学分析的最广泛的集群普查表明，恒星形成的CMZ可能会抑制一个显着赤字的引力约束团块。
2022-02-28 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
The effect of the virial state of molecular clouds on the influence of feedback from massive stars
本文用光滑粒子流体动力学方法模拟了光电离辐射和恒星风对一系列10个$^{4}$ M $_{\odot}$湍流分子云的影响。这些湍流分子云的初始维里比分别为0.7，1.1，1.5，1.9和2.3，初始平均密度分别为136，1135和9096 cm $^{-3}$。恒星形成效率率的降低被认为是适度的，在$30\%-50\%$的范围内，并且在整个参数空间中变化不大。在模拟的$\approx3$ \，Myr持续时间内，恒星形成没有完全终止。被反馈释放的物质的分数在$20-60\%$范围内，具有最低逃逸速度的云受到最强烈的影响。电离气体的泄漏导致HII区域迅速变得欠压。因此，电离的破坏性影响在很大程度上不是由于HII区域的热驱动膨胀，而是由于新鲜材料的光蒸发引起的动量转移。我们的模拟有类似的全球电离率，我们表明，反馈对他们的影响，可以充分建模为一个稳定的注入的势头，类似的动量守恒风。
2017-01-13 astro-ph.GA
Density distribution function of a self-gravitating isothermal turbulent fluid in the context of molecular clouds ensembles -- III. Virial analysis
在目前的工作中，我们应用维里分析的自引力湍流云合奏模型介绍了Donkov \和Stefanov在以前的两篇论文，澄清湍流的某些方面，并扩展该模型，不仅考虑到超音速流动，但跨和亚音速的。利用欧拉维里定理，在远离云核的任意尺度上，导出了密度廓线方程，并近似求解。结果证实了在以前的文件中找到的解决方案$\varrho(\ell)=\ell^{-2}$。该解对应于能量平衡的三种可能的配置。对于跨音速或亚音速流，我们得到重力能和热能之间的平衡（情况1）或重力能、紊流能和热能之间的平衡（情况2），而对于超音速流，可能的平衡是重力能和紊流能之间的平衡（情况3）。在情况1和2中，流体元素的能量可以是负的或零端，因此解决方案是动态稳定的，并且应该是长寿命的。在情况3中，流体元素的能量为正或零，即，该溶液是不稳定的或至多是边缘结合的。在靠近核心的尺度上，不能忽略气体的转动惯量的二阶导数，这妨碍了密度分布的解析方程的推导。然而，我们得到的气体附近的核心是没有维里化，它的状态是边际约束，因为能量的流体元素消失。
2022-09-23 astro-ph.GA
Virial Ratio: Direct Evaluation from Molecular Cloud Data and the Challenges of Improving Accuracy
动力学项和引力项之间的维里比为限制分子云的力的平衡提供了关键的见解，但是解析云的cluridical和conventary结构使得难以以一致的方式评估这个比例。对于具有分辨的柱密度图和线示踪剂的云，我们证明了引力能可以以类似于动能的方式直接从观测中估计。这提供了改进的诊断能力和一致性。从前景和背景材料中分离出云是一个持续的挑战，为此我们引入了一种基于阿贝尔变换的策略。我们使用模拟云提供原理证明。
2019-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Virial Clouds - II: From the Formation of First Stars up to their Explosion
Pakistan Academy of Sciences（巴基斯坦科学院）；University of Salento（莱切大学）；INFN, Sezione di Lecce（意大利国家核物理研究所莱切分部）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）
该研究探究维里云从第一代恒星形成到爆炸的演化第二阶段，构建含多物理过程的模型，数值求解发现其温度、尺寸及成分的变化规律，为早期宇宙结构演化研究提供补充。
2026-09-04 astro-ph.GA
Extreme giant molecular clouds in the luminous infrared galaxy NGC 3256
本文给出了最近的亮红外星系NGC 3256的$^{12}$ CO（2--1）观测的云分解。在中心$\approx$ 130 kpc $^{2}$上以90 pc分辨率识别了185个空间和光谱分辨的云，并估计了完整性。我们比较我们的云目录从NGC 3256的PHANGS-ALMA调查中观察到的10个星系。在NGC 3256的云速度色散，光度，CO估计的质量，质量表面密度，维里质量，维里参数，尺寸线宽系数和内部湍流压力的分布显着高于PHANGS ALMA星系。NGC 3256的云半径稍大，自由落体时间较短。NGC 3256的云偏心率分布与许多PHANGS-ALMA星系没有区别，可能是因为NGC 3256的云动力学状态与附近的旋涡星系相似。然而，在NGC 3256维里参数的分布较窄，可能反映了一个较窄的范围内的动力学状态比PHANGS-ALMA星系。尽管有很大的偏心率，但没有检测到云排列的清晰图像。云属性之间的相关性表明，在NGC 3256中，高的外部压力使云保持束缚，并在如此高的速度分散和恒星形成率下崩溃。与云质量函数的拟合给出了一个高质量的幂律斜率$-2.75^{+0.07}_{-0.01}$，接近PHANGS-ALMA星系的平均值。我们还将我们的结果与这些观测的基于像素的分析进行比较，并发现分子气体性质在定性上一致，尽管峰值亮度温度略高，维里参数和自由落体时间在这种基于云的分析中略低…
2022-07-11 astro-ph.GA
How Galactic Environment affects the Dynamical State of Molecular Clouds and their Star Formation Efficiency
我们研究了分子云的动力学状态与宿主星系环境的关系，以及这如何影响银河系和七个邻近星系的恒星形成效率。我们编译测量分子云和宿主星系的属性，并确定整个星系和不同的子区域内的质量加权平均云属性。我们发现分子云处于环境压力平衡的维里平衡，其中气体丰富，分子为主，高压区域的云接近自我维里化，而气体贫乏，原子为主，低压环境中的云实现内部动力学压力和外部压力之间的平衡。分子云每自由落体时间的恒星形成效率很低，约为0.1%-1%，并显示出2 dex的系统变化，作为维里参数和宿主星系环境的函数。在低气压环境中观察到的云的趋势-作为太阳附近-与最先进的恒星形成的顺磁调节模型很好地匹配。然而，这些模型大大高估了在高压环境中观察到的低恒星形成效率的云，这表明这些模型尚未考虑的其他物理参数的重要性。
2019-08-12 astro-ph.GA
Effects of CO-dark Gas on Measurements of Molecular Cloud Stability and the Size-Linewidth Relationship
恒星是在分子云中形成的，因此表征分子云的物理状态是理解恒星形成过程的关键。云的结构和稳定性经常使用维里参数和Larson（1981）云半径、速度弥散和表面密度之间的标度关系来评估。在低金属丰度环境中，已经观察到了这些量之间典型的银河系关系。在这些条件下，在没有相应CO排放的云层中H $_2$气体的量预计会很高;因此，这种“CO暗”气体可能是观测到的云特性变化的原因。我们推导出简单的修正，可以应用到经验的团块属性（质量，半径，速度色散，表面密度，维里参数），以考虑到CO-暗气体的团块以下幂律和普卢默质量密度分布。我们发现，CO-暗气体是不太可能的原因，从拉尔森的关系在低金属丰度地区的偏离，但维里参数可能被系统高估。我们证明，校正CO-暗气体对于准确比较不同环境中分子云的动力学状态和演化至关重要。
2022-05-26 astro-ph.GA
Unbound Star-forming Molecular Clouds
我们探讨观察到的分子云是否可以包括大量的未绑定云。使用模拟，其中只包括湍流和重力，我们能够匹配观察到的关系，并自然地再现所观察到的散射云的尺寸线宽系数，在固定的表面密度。我们确定这种分散的来源作为一个蔓延的内在维里参数。因此，这些观测趋势并不要求云存在于动力学平衡状态。我们证明，云维里参数可以准确地确定观测与适当的大小估计。我们所有的模拟云最终都会形成坍缩的核心，不管云是否整体束缚。这支持了这样一种观点，即分子云不一定要被束缚才能形成恒星，也不一定要像附近的低质量云那样具有观察到的性质。
2014-01-07 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
Effects of Cloud Geometry and Metallicity on Shattering and Coagulation of Cold Gas, and Implications for Cold Streams Penetrating Virial Shocks
通过数值模拟研究云几何、金属丰度及紫外背景对冷气体破碎与凝聚的影响，发现冷流穿透维里激波时易破碎，影响星系周介质冷气体分布及星系熄灭。
2024-11-08 astro-ph.GA
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre -- III. Tidally--induced star formation in protocluster clouds
作为一系列论文的一部分，旨在了解银河系的中央分子区（CMZ）的演变，我们提出了湍流分子云的流体动力学模拟在一个精确的模型中存在的引力势。我们考虑两组不同的模型云的速度场的能量含量。在第一个，自我维里化的设置，湍流动能被选择为在大小上接近云的自我重力势能。与孤立的云在没有外部势的情况下演化的比较表明，自我维里化的云无法承受CMZ的压缩潮汐场，并迅速坍塌，形成恒星的速度要快得多，在银河系中心轨道的一小部分之后达到气体耗尽。在第二个，潮汐-维里化，一套模拟，云的湍流动能与外部潮汐场平衡。这些模型更好地支持了场，更强的湍流抑制了恒星的形成。我们的研究结果强烈支持的推论，在CMZ中的恒星形成率异常低，主要是由于在分子气体中的高速分散。云遵循开放的偏心轨道，在所有三个空间坐标中振荡。我们研究的轨道动力学的后果，特别是近心点通道，通过执行同伴模拟云的圆形轨道。在近心点增加的潮汐力产生瞬时加速，恒星形成率最多为2.7倍。我们的研究结果表明，在银河系中心的恒星形成模型需要包括潮汐力。
2019-03-25 astro-ph.GA
Quantifying Observational Projection Effects Using Molecular Cloud Simulations
分子云的物理性质通常是用谱线观测来测量的，谱线观测提供了云的速度结构的唯一探测器。然而，很难评估位置-位置-速度（PPV）空间中的强度特征是否以及在多大程度上对应于位置-位置-位置（PPP）空间中的“真实”密度结构。在本文中，我们创建模拟分子云的合成分子云光谱线图，并提出了一种新的技术来测量单个PPV结构的真实性。我们的程序项目在PPP空间中确定的密度结构到PPV空间中相应的强度结构，然后测量的几何重叠的投影结构与结构从合成观测确定。PPP和PPV结构之间的部分重叠量化了合成观测恢复关于3D结构的信息的程度。应用这种机制的一组合成观测CO同位素，我们测量如何以及谱线测量恢复质量，大小，速度色散，和维里参数的模拟恒星形成区域。通过禁用我们分析的各个步骤，我们研究了不透明度，化学和重力对从PPV立方体中提取的物理特性测量的影响。对于这里使用的模拟，我们的研究结果表明，叠加引起的质量，尺寸和速度分散来自13 CO的~40%的不确定性。维里参数受叠加影响最大，因此从PPV和PPP信息得出的维里参数估计值通常相差约2倍。这种不确定性使得很难判断是引力能还是动能主导了一个给定的区域，因为大多数维里参数的测量值都落在均分水平α ~ 2的2倍之内。
2013-10-07 astro-ph.GA
The influence of the cloud virial parameter on the initial mass function
本文通过高分辨率磁流体动力学模拟研究云维里参数对初始质量函数的影响，发现维里参数从约0.5降至0.1以下会使IMF峰值质量降低约2倍并提高恒星形成率，且该依赖呈非线性。
2025-01-06 astro-ph.GA
The Magellanic Mopra Assessment (MAGMA). I. The Molecular Cloud Population of the Large Magellanic Cloud
我们提出了在CO（1-0）线上以11 pc分辨率映射的大麦云（LMC）分子云的广泛样本的性质。我们确定云连接CO排放的区域，并发现云的大小，通量和质量的分布是敏感的分解参数的选择。然而，在所有情况下，CO云的光度函数都比dN/dL \propto L^{-2}陡峭，这表明相当大一部分质量是在低质量云中。尺寸和线宽之间的相关性，而明显的最大的发射结构，打破了当这些结构被分解成较小的结构。我们认为，维里质量和CO光度之间的相关性是比较两个协变量的结果，与相关性出现更紧密的尺寸线宽关系持有的较大尺度。维里参数（云的动能与自引力能的比值）显示了一个很宽的值范围，并且没有表现出与CO光度或年轻恒星天体（YSO）候选者的可能性的明显趋势，这进一步怀疑了大麦哲伦星云中分子云维里化的假设。更高的CO光度增加了云中含有YSO候选者的可能性，而更明亮的YSO更有可能与可检测到的CO发射相一致，证实了巨型分子云和大质量恒星形成之间的密切联系。
2011-08-29 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
How well does CO emission measure the H$_2$ mass of MCs?
我们提出了数值模拟的分子云（MCs）与自洽CO气相和同位素化学在各种环境中。模拟后处理与线辐射转移代码，以获得$^{12}$ CO和$^{13}$ CO发射图的$J=1\rightarrow0$旋转过渡。用常用的观测方法分析排放图，即$^{13}$ CO柱密度测量、维里质量估计和所谓的$X_{\textrm{CO}}$（也称为CO到H $_2$）转换因子，然后将推断的量（即质量和柱密度）与物理值进行比较。我们通常发现，大多数方法在这里检查恢复CO发射H $_{2}$气体质量的MC内的两个因素的不确定性，如果金属不是太低。$^{13}$ CO色谱柱密度法除外。它受化学和光学深度问题的影响，并且它测量真实的H $_{2}$柱密度分布和分子量都很差。维里质量估计似乎是最好的工作在考虑的金属丰度和辐射场强度范围内，即使当云的整体维里参数高于平衡值。这是由一个系统较低的维里参数（即更接近平衡）在CO排放的地区，云可能似乎（子）维里，即使在事实上，他们正在扩大或被分散。一个单一的CO到H的$_{2}$转换因子似乎是一个强大的选择，在相对较宽的范围内的云条件，除非金属含量低。试图将转换因子的金属丰度依赖性考虑在内的方法往往会系统地高估真实的云量。
2016-04-15 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
3D Radiative Transfer Modelling and Virial Analysis of Starless Cores in the B10 Region of the Taurus Molecular Cloud
本文利用 NIKA2 仪器对 Taurus Molecular Cloud B10 区域的 14 个无星核进行高分辨率尘埃连续谱观测，结合 3D 辐射转移建模与维里分析，揭示了其内部密度结构、尘埃发射率指数及稳定性，发现约 64% 的核在引力或外部压力下处于维里平衡或束缚状态。
2023-03-16 astro-ph.GA
Implication of the velocity dispersion scalings on high-mass star formation in molecular clouds
本文通过分析221个大质量团块并结合多尺度分子云样本，研究σ–R与ℒ–Σ标度关系，揭示大质量恒星形成中湍流向自引力主导的转变。
2024-05-08 astro-ph.GA
Disruption of giant molecular clouds and formation of bound star clusters under the influence of momentum stellar feedback
来自星团的能量反馈在形成巨分子云的动力学演化过程中起着至关重要的作用。为了研究恒星反馈对星云恒星形成效率的影响以及嵌入星团的动力学响应，我们使用动网格流体动力学程序\textsc{Arepo}，采用恒星形成和动量反馈亚网格模型，进行了一系列孤立的GMC模拟。我们模拟的GMCs的性质跨越了广泛的初始质量，半径和速度配置。我们发现最终恒星质量与总云质量之比$ε_{\rm int}$与初始云面密度和动量反馈强度成强烈的比例关系。这种相关性解释了一个分析模型，认为重力和动量反馈之间的力平衡。对于所有模拟的GMCs，恒星密度剖面系统陡峭的恒星形成的高峰时期的气体，这表明一个集中的恒星分布。我们还发现，星团总是在亚维里状态的维里参数$\sim0.6$之前的气体驱逐。亚维里动力学状态和陡峭的恒星密度分布都阻止了星团在其演化的气体去除阶段的分散。最终的簇结合分数是$ε_{\rm int}$的连续增加的函数。恒星形成效率小于0.5的GMC仍然能够形成具有大束缚分数的团簇。
2019-05-20 astro-ph.GA
Structure and radial equilibrium of filamentary molecular clouds
最近的尘埃连续体调查表明，沿银河系平面，尘埃结构是无处不在的。虽然最近对它们的整体性质的研究取得了进展，但我们仍然远远没有完全理解它们的起源和稳定性。有关磁场的理论已经被制定出来，以帮助解释细丝的稳定性;然而，需要观察来验证他们的预测。在本文中，我们研究了五个附加分子云的结构和径向平衡，目的是确定磁场可能起的作用。为了做到这一点，我们使用连续谱和分子谱线观测来获得它们的物理性质（例如质量，温度和压力）。我们发现，细丝有较低的线性质量相比，其线性维里质量。它们的维里参数和尘埃连续发射的形状表明，这些丝状体可能受到环形主导磁场的限制。
2013-05-22 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and H2D+ evolution in turbulent and magnetized cloud cores
高质量恒星被认为是由致密的星前核心形成的。它们的精确形成条件被广泛讨论，包括它们的维里条件，该条件导致在湍流或磁场的强支撑下的超维里核的缓慢坍缩，或亚维里源的快速坍缩。为了解开它们的形成过程，经常采用氘分数的测量来近似估计这些核心的年龄，并获得对它们的动力学演化的约束。在这里，我们提出了三维磁流体动力学模拟，包括第一次准确的非平衡化学网络与21个气相物种加上尘埃颗粒和213个反应。有了这个网络，我们完全耗尽星前核心的氘代过程建模非常详细，并确定其响应的初始条件的变化。我们探讨的依赖性的初始气柱密度，湍流马赫数，的质量-磁通量比和磁场的分布，以及初始的ortho-to-para比的H2。我们发现很好的协议与最近的观察静态源中的氘馏分。我们的研究结果表明，氘化是相当有效的，即使当假设一个保守的邻-对位比为3和高度次维里初始条件，导致大氘馏分已经在大约一个自由落体时间。我们讨论了我们的研究结果的影响，并展望了相关的未来调查。
2017-03-03 astro-ph.GA
Simultaneous evolution of the virial parameter and star formation rate in molecular clumps undergoing global hierarchical collapse
我们比较密集的团块和核心的分子云（MC）进行全球分层崩溃（GHC）的数值模拟中的两个MC在不同的演化阶段，管道和G14.225云的观察，测试的能力GHC的情况下，遵循这些结构的能量预算和恒星形成活动的早期演变。在模拟中，我们选择了一个区域，其中包含的核心的大小和密度类似的管道核心，并发现它通过吸积，发展的子结构类似于G14.225云后，$\sim 1.6$ Myr。在这个区域内，我们遵循的拉森比$\mathcal{L} \equiv σ_{\rm v}/R^{1/2}$，其中$σ_{\rm v}$是速度色散和$R$的大小，维里参数$α$，和恒星形成活动的核心/团块的演变。在模拟中，我们发现随着区域的演化：$i)$其团块的$\mathcal{L}$和$α$值首先与Pipe子结构的一致，然后与G14.225的一致; $ii)$单个核的$α$首先呈现出减小，然后在恒星形成开始时增加; $iii)$总体而言，核心/团块的集合再现了观察到的较高质量物体的较低$α$的趋势，而$iv)$的恒星形成率和恒星形成效率均呈单调增加的趋势。我们认为，这种演变是由于同时损失的外部驱动的压缩动能和增加的自重力驱动的运动。我们的结论是，GHC的情况下提供了一个现实的描述的云的子结构的能量预算的演变在早期的时候，同时发生的恒星形成活动的演变。
2020-09-24 astro-ph.GA
The Global Evolution of Giant Molecular Clouds II: The Role of Accretion
我们提出了巨型分子云全球演化的维里模型。聚焦于吸积流的存在，并考虑由吸积和恒星形成反馈提供的质量、动量和能量，我们能够跟踪单个巨型分子云的生长、演化和扩散。我们的模型云再现了在银河系和河外云中观察到的尺度关系。我们发现，吸积和恒星形成的贡献贡献大致相等数额的湍流动能在云的寿命。云达到维里平衡并以这样一种方式生长，即维持大致恒定的表面密度，典型的表面密度在50 ~ 200 Msun pc^-2的量级，这与银河系和附近外星系中巨大分子云的观测结果非常一致。我们发现，随着云的增长，它们的速度色散和半径也必须增加，这意味着线宽大小的关系构成了一个年龄序列。最后，我们将我们的模型与LMC中的巨型分子云和相关年轻星团的观测结果进行比较，发现我们的模型云与H II区域，年轻星团和巨型分子云之间的观测关系之间存在良好的一致性。
2011-06-16 astro-ph.GA
Formation of proto-cluster: a virialized structure from gravo-turbulent collapse I. Simulation of cluster formation in collapsing molecular cloud
人们经常观察到恒星是成簇形成的。因此，重要的是要了解这样一个集中质量的区域是如何从漫射介质中聚集出来的，它的性质最终规定了重要的物理机制，并决定了星团的特征。我们通过高分辨率的MHD模拟研究了分子云内部气态原团簇的形成过程，并通过改变初始湍流水平将其内部性质与母云的性质联系起来，以期更好地描述随后的星团形成过程。气态原星系团是由分子云的整体坍缩形成的，在坍缩过程中，由于角动量守恒，它有不可忽略的旋转。大部分的恒星形成都发生在这个区域，它只占整个星云的一小部分。我们在模拟中确定了这些区域，并将气体和沉降粒子与观测结果进行了比较。从模拟结果推断的气体原星系团提出了一个质量大小的关系，是与观测兼容。我们强调，星团半径，虽然明显相关的气体团半径，敏感地依赖于它的定义。进行能量分析，以确认的气体原集群是重力湍流再加工的产品和支持的湍流和旋转能量对自引力产生的全球维里平衡状态，虽然崩溃发生在较小的规模和集群正在积极形成恒星。这个天体就成为了星团的前身，并将能量特性传递给了它。
2016-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of the Large Magellanic Cloud on the kinematics of Milky Way satellites and virial mass estimate
本研究针对大麦哲伦云穿行对银河系卫星速度分布的干扰问题，提出结合三维速度方差与卫星中位距离的新质量估计器，将银河系位力质量估计为约9.96±1.45×10¹¹倍太阳质量，结果与其他方法一致。
2024-06-19 astro-ph.GA
Gravitational Binding and Star Formation in Molecular Clouds of the Milky Way
本研究通过CO巡天和压力束缚维里平衡模型，估计了银河系分子云的引力束缚与恒星形成特性，发现维里参数随银心距增加，且耗散湍流云可形成恒星并匹配观测的恒星形成率。
2025-08-07 astro-ph.GA
The 30 Doradus Molecular Cloud at 0.4 pc Resolution with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array: Physical Properties and the Boundedness of CO-emitting Structures
我们提供了一个宽视场（约60 x 90 pc）的ALMA镶嵌的CO（2-1）和$^{13}$ CO（2-1）发射的分子云与剑鱼座30恒星形成区的结果。三个主要的发射复合体，包括两个形成一个蝴蝶结形的结构延伸东北和西南从中央R136集群，被分解成复杂的附属网络。与以前的研究一致，我们发现，云的中心区域具有较高的线宽在固定的大小相对于其余的分子云和其他LMC云，表明湍流运动的增强水平。然而，引力有界性（通过维里参数测量）与R136的距离没有明显的趋势。在$^{13}$ CO中观察到的结构在空间上与细丝一致，并且接近维里平衡状态。相比之下，CO结构在维里化中变化很大，主要的非束缚网络之外的低CO表面亮度结构占主导地位。低表面亮度的结构约占测量到的CO光度的10%;它们可能是先前恒星形成气体团的碎片残余物，或者是更大质量的CO-暗结构的CO发射部分。
2022-06-14 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
Are massive dense clumps truly sub-virial? A new analysis using Gould Belt ammonia data
对分子云内致密结构的动力学研究常常得出结论，质量最大的团块所含的动能太少，无法达到维里平衡，除非它们被磁化到一个意想不到的程度。这就提出了这样一种状态如何产生的问题，以及它如何持续足够长的时间来代表大规模团块的人口。为了重新审视这一结论的起源，我们使用绿岸氨调查的氨线数据和普朗克校准的赫歇尔尘埃排放数据来估计古尔德带云层中致密团块的质量、动能和引力能。我们发现，几种类型的系统误差可以提高外观的低动能-引力比：前景和背景材料的去除不足;忽略了动能与速度差在整个解决云;和过度校正分层时，评估的引力能量。使用的分析，旨在避免这些错误，我们发现，最大规模的古尔德带块港维里运动，而不是亚维里的。作为一个副产品，我们提出了一个目录的质量，能量和维里能量比为85古尔德带团块。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal Starless Ammonia Core Surrounded by CCS in the Orion A Cloud
我们用甚大阵列对CCS中猎户座A巨型分子云中的两个无星分子云核心TUKH 083和TUKH 122以及氨（NH $_3$）发射进行了成像。TUKH 122含有一个NH $_3$核“TUKH 122-n”，其是细长的并且具有平滑的椭圆形边界。在观察到的地方，CCS排放围绕NH $_3$核心。这种配置类似于金牛座无星核心L1544中的N $_2$ H $^+$和CCS分布，这是一个经过充分研究的致密星前核心的例子，表现出坠落运动。TUKH 122-n的NH $_3$发射线的线宽很窄（0.20 km s $^{-1}$），因此主要由热运动控制。在NH $_3$中，核边界的平滑椭圆形状和窄线宽似乎暗示TUKH 122-n是动态松弛和静止的。TUKH 122-n在动力学温度（10 K）、线性尺寸（0.03 pc）和维里质量（$\sim$ 2 $M_{\odot}$）方面与L 1544相似。我们的研究结果强烈表明，TUKH 122-n正处于恒星形成的边缘。TUKH 122-n嵌入在0.2 pc质量（维里质量$\sim$ 30 $M_{\odot}$）的湍流母核中，而L1544 NH $_3$核心嵌入在0.2 pc质量较小（维里质量$\sim$ 10 $M_{\odot}$）的热母核中。TUKH 083在NH $_3$中的分布较为复杂，而在CCS中未检测到TUKH 083。CCS发射到TUKH …
2014-06-04 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
CO(2-1) Survey at 9 parsec resolution in the SMC
本文利用APEX望远镜在9秒差距分辨率下对小麦哲伦云进行CO(2-1)巡天，识别并分析177个分子云的动力学状态、标度关系和质量函数，发现其近似处于维里平衡且分子质量主要集中在低质量云中。
2022-11-14 astro-ph.GA
Which Molecular Cloud Structures Are Bound?
我们分析调查的分子云结构定义的示踪剂，从CO $J = 1-0$通过$^{13}$ CO $J = 1-0$尘埃排放与NH $_3$数据。维里参数的平均值和结合结构中的质量分数取决于用于识别结构的方法。一般来说，维里参数减小，束缚结构中的质量分数增加与示踪剂的有效密度，表面密度和质量的结构，以及从星系中心的距离。对于由CO $J = 1-0$定义的银河系结构的最完整的调查，束缚结构中的质量分数为0.19。对于基于CO $J = 2-1$的其他星系的星表，这个分数是0.35。这些结果为缓慢恒星形成的基本问题提供了实质性的缓解。如果只计算被束缚的云，并假设它们在自由落体时以平均云密度坍缩，那么在对银河系的一次完整巡天中，所有云的总和产生的恒星形成率预测为每年46个太阳质量，比所有云都被束缚的情况低6.5倍。
2021-07-12 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
Oort Cloud Ecology -- IV. Exchanging Asteroids
Leiden Observatory, University of Leiden（莱顿天文台，莱顿大学）
通过模拟亚维里尔分形星团和维里化Plummer星团，研究星团环境对小行星捕获和轨道演化的影响，发现亚维里尔分形星团更有利于捕获和产生高偏心率/倾角天体，但两种模型均难以有效形成奥尔特云。
2026-05-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Gould Belt Survey: First results from the SCUBA-2 observations of the Ophiuchus molecular cloud and a virial analysis of its prestellar core population
在本文中，我们提出了第一次观测的蛇夫座分子云的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）古尔德带调查（GBS）的一部分，与SCUBA-2仪器。我们展示了将这些数据与以前的HARP CO，Herschel和IRAM N $_{2}$ H $^{+}$观测相结合的方法，以准确地量化蛇夫座SCUBA-2源的特性。我们制作了一份SCUBA-2发现的所有来源的目录。我们把它们分成原恒星和无恒星的核心。我们列出了所有的无星核心，并进行了全面的维里分析，包括外部压力。这是第一次将外部压力包括在这一详细程度中。我们发现我们的大多数核心要么是束缚的，要么是男性化的。引力能和外压的平均值在数量级上是相似的，但各区域之间有一些差异。我们发现，在OPH A区域的核心是重力约束的星前核心，而在OPH C和E区域的核心是压力限制。我们确定，N $_{2}$ H $^{+}$是一个很好的示踪剂的结合材料的星前核心，虽然我们发现了一些证据N $_{2}$ H $^{+}$冻结在非常高的核心密度。我们发现，非热线宽之间的跟踪由C $^{18}$ O和跟踪由N $_{2}$ H $^{+}$，表明在较高的密度湍流耗散的气体大幅减少。我们发现，临界Bonnor-Ebert稳定性准则是不是一个很好的指标，我们的核心的有界性。我们探测到前褐矮星候选者Oph B-11，并发现与以前的工作一致的通量密度和质量。我们讨论的核心的性质…
2015-02-20 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
Apparent Stability in Self-Gravitating Turbulence and the Evolution of Molecular Clouds
Harvard University（哈佛大学）
研究自引力湍流中分子云的稳定性矛盾，通过动态系统模型发现平衡点在力平衡方向稳定但在能量平衡方向不稳定，导致云团在平衡附近形成局部过密度。
2026-08-26 astro-ph.GA
Physical properties and scaling relations of molecular clouds: the effect of stellar feedback
使用流体动力学模拟的整个星系盘类似于银河系，达到4.6pc的分辨率，我们研究了观测到的物理性质的巨分子云（GMCs）的起源。我们发现，有效的恒星反馈是一个必要的成分，以发展一个现实的星际介质（ISM），导致分子云的质量，大小，速度色散和维里参数与银河系观测非常一致。用$M\propto R^{2.3}$和$σ\propto R^{0.56}$，在反馈驱动的ISM中再现了银河系中观测到的GMC标度关系，如质量-尺寸（$R$）、速度弥散-尺寸（$σ$）和$σ$关系.当在3D分析时，GMC标度关系显着变陡，表明我们从观测中理解分子云3D结构的潜在局限性。此外，我们演示了如何GMC人口的基本分布维里参数可以强烈影响的散射在派生的标度关系。最后，我们表明，GMCs与几乎相同的全球性质存在于不同的演化阶段，其中大多数的云被引力约束或扩大，但与一个显着的部分被压缩的外部ISM压力，在任何时候。
2018-06-21 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
Photoionisation Feedback in a Self-Gravitating, Magnetised, Turbulent Cloud
我们提出了一套新的分析模型的HII地区的扩展供电的紫外光电离从大质量的恒星，并将它们比较到一套新的辐射磁流体动力学模拟湍流，自引力分子云。为了进行这些模拟，我们使用欧拉自适应网格磁流体动力学代码RAMSES-RT，包括紫外光子的辐射转移。我们的分析模型成功地预测了全球的HII区域的云的密度和速度结构是已知的。我们估计的HII区域的行为的基础上的幂律拟合的密度场假设系统是维里化。我们给出了一个半径，在这个半径处电离前沿应该停止扩展（“失速”）。如果这个半径小于到云边缘的距离，HII区域将被云捕获。这种效应在坍缩云中比在维里化云中更严重，因为前者的密度随着时间的推移急剧增加，HII区域需要更大的光子发射率才能逃离坍缩云。我们还测量了Jeans不稳定气体对HII区的响应，以预测紫外辐射对云中恒星形成的影响。我们发现不稳定气体中的质量可以用一个模型来解释，在这个模型中，云被紫外光子蒸发，这表明恒星形成的净反馈应该是负的
2016-06-07 astro-ph.GA
Hierarchical Dynamics within Molecular Clouds: Type 4 Scaling Relations of Molecular Clouds in the Second Galactic Quadrant
Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
基于第二银象限CO巡天数据，识别2912个分子云，发现4型标度关系受压缩性影响，结构复杂性由引力而非湍流主导，支持引力调控的层级动力学图像。
2026-09-22 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
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
Does External Pressure Explain Recent Results for Molecular Clouds?
Heyer等人（2009）最近的论文指出，对星际云的大小、线宽和柱密度的观测结果与简单维里平衡（VE）不一致，简单维里平衡是引力能和动能之间的平衡，因为星际云要么具有太多的动能，要么具有太少的质量而无法束缚。这可能是由Dobbs等人（2011年）提出的VE违反，Heyer等人（2009年）提出的观测低估质量，或由Heyer等人（2004年）提出的外部压力作为额外的约束力。Heyer等人2009年的数据不能用单一的外压值来解释，但如果样品中不同的云具有不同的外压，范围在Pe/k = E4至E7 cm-3 K之间，那么大多数云可能处于压力维里平衡（PVE）。在本文中，我们讨论了两个后果的外部压力。首先，我们表明，观测数据是一致的假设（Chieffie 1987），大多数云是在一个临界质量的动力学稳定性完全由压力决定。超过这个质量的云是不稳定的引力坍缩或分裂。第二，我们表明，外部压力修改了著名的尺寸线宽关系首先提出的Larson（1981），使比例不再是常数，但取决于外部压力。
2011-06-15 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
