The Cygnus Allscale Survey of Chemistry and Dynamical Environments: CASCADE: Overview and first results toward DR20 from the Max Planck IRAM Observatory program (MIOP)
内容：在过去的几十年里，虽然大分子云尺度和小核心和盘尺度上的恒星形成已经得到了深入的研究，但大尺度星际物质与致密小尺度核心之间的联系在很大程度上被忽视了。研究方法：利用NOEMA和IRAM 30 m望远镜，在3.6 mm波长的谱线和连续谱线上，我们绘制了天鹅座X原型恒星形成复合体的大面积（640，arcmin $^2$）的光谱图。结果：范围和大纲的天鹅座全面调查化学和动力环境（CASCADE）。然后，我们专注于第一次观察到的天鹅座X，即DR 20恒星形成网站，其中包括在一系列的演化阶段，从冷原始气体团块，更发达的超致密H{ \sc二}地区的来源。覆盖云到核心尺度的数据的线性空间分辨率为$<5000$，au揭示了几个运动学云的组成部分，可能是几个大规模的流到中央核心的一部分。该区域的温度结构的HCN/HNC强度比的装置进行了研究，并比较灰尘衍生的温度。我们发现氘代DCO $^+$发射几乎只位于低于20 K的低温区。通过研究稠密气体示踪剂强度分布（HCO $^+$、H $^{13}$ CO $^+$和N $_2$ H $^+$）的空间功率谱斜率，我们发现$-2.9$和$-2.6$之间的斜率比较平坦，这与DR 20中的高马赫数和/或活跃恒星形成相一致。
2022-07-22 astro-ph.GA
The Column Density Probability Density Function of Cygnus-X
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
研究通过分析Cygnus-X的列密度概率密度函数，揭示了湍流与重力共同作用下分子云的密度结构，并发现其幂律部分随时间变平，表明恒星形成阈值的动态变化。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Searching for Molecular Outflows with Support Vector Machines: Dark Cloud Complex in Cygnus
我们根据银河成像卷轴（MWISP）巡天获得的46.75度^2区域的CO同位素数据，对天鹅座地区暗云复合体的分子外流进行了巡天。一种有监督的机器学习算法，支持向量机（SVM），引入到加速我们的可视化评估流出功能的数据立方体的12 CO和13 CO J = 1-0排放。共识别出130个流出候选者，其中77个显示双极结构，118个是新的检测。在空间上，这些外流位于密集的分子云内部，其中一些被发现在集群或在细长的线性结构跟踪下面的气体细丝形态。沿着视线，97、31和2个候选者分别位于本地、英仙座和外臂。年轻的恒星物体作为外流驱动器被发现在大多数外流附近，而36个候选者没有相关的来源。我们检测到的外流集群是不均匀的，在他们的属性，然而，我们表明，外流不能注入云尺度上的湍流能量。相反，在最好的情况下，它们仅限于影响所谓的“集群”和“核心”规模，这只是在短（约0.3百万年）估计的时间尺度。结合文献中的流出样本，我们的工作表明了紧密的流出质量尺寸相关性。
2020-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The structure and characteristic scales of molecular clouds
分子云（MC）的结构为导致其形成和随后演化的物理过程提供了重要线索。虽然湍流在云上留下了自相似的结构，但其他过程，如重力和恒星反馈，可以打破它们的无标度性质。自相似性的破坏可以表现在特征尺度的存在上，这些尺度从湍流运动产生的底层结构中脱颖而出。我们调查的结构天鹅座-X北和北极星MC代表两个极端的恒星形成活动。我们使用增量方差（$Δ$ -方差）谱来表征云的结构。在北极星中，云的结构在空间尺度上超过一个数量级是自相似的。相比之下，天鹅座X的$Δ$方差谱在物理尺度上表现出过量和平台，约为0.5-1.2 pc。为了解释天鹅座-X的观测结果，我们使用合成地图，其中我们将离散结构的种群叠加在分形布朗运动（fBM）图像之上。这些结构的属性，如它们的长轴尺寸，纵横比，和列密度对比度是随机抽取的参数化分布函数。我们表明，它是可能的重现$Δ$方差谱，类似于天鹅座X云之一。我们还使用了一种“逆向工程”的方法，在这种方法中，我们提取了天鹅座-X云中的紧凑结构，并将它们重新注入到fBm地图上。使用这种方法计算的$Δ$方差与观测值有偏差，表明天鹅座X中观测到的特征尺度范围不仅是由于致密源的存在，而且是整个结构群体的特征，包括更延伸和拉长的结构
2020-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting Gaia's Parallax Distance to the Cygnus OB2 Association with Eclipsing Binaries
天鹅座OB 2协会是银河系中距离最近和最大的大质量恒星集合之一。它位于恒星形成区和分子云的“天鹅座X”复合体的中心，由于沿$\ell\simeq80$度视线的运动学距离的模糊性和严重的斑块状灭绝，它的距离已经被证明是难以捉摸的。为了精确研究天鹅座~X的三维几何结构，我们测量了四个可能是天鹅座~ OB 2成员的食双线OB型光谱双星的距离。我们发现$1.33\pm0.17$、$1.32\pm0.07$、$1.44\pm0.18$和$1.32\pm0.13$ kpc分别与MT 91 ~372、MT 91 ~696、CPR 2002 ~A36和Schulte~3的距离。我们采用的加权平均距离为1.33 $\pm$ 0.06~kpc。这与整个星协的分光光度估计以及周围星际云中原恒星脉泽的视差测量结果一致，从而将这些云中正在进行的恒星形成与天鹅座OB 2联系起来。我们还确认了4.75天双星Schulte~3（A+B）的4”伴星Schulte 3C（O9.5V）是以前未被识别的星协成员。
2015-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colliding Filaments and a Massive Dense Core in the Cygnus OB 7 Molecular Cloud
我们报告的结果进行了分子线观测对一个巨大的致密核心的天鹅座OB 7分子云。核心的质量（$\sim1.1 \times 10^4$ $M_\odot$）和大小（$\sim2 \times 5$ pc $^2$）都非常大，但其中没有大质量的年轻恒星形成。我们使用野边山射电天文台的45米望远镜在各种分子谱线如C $^{18}$ O（$J=1-0$）中观测到了这个核心。我们发现，核心有一个细长的形态组成的几个长丝和核心状结构。这些细丝是巨大的（$10^2-10^3$ $M_\odot$），它们显然是相互碰撞的。一些YSO的候选者分布在它们的交叉点周围，这表明细丝的碰撞可能影响了它们的形成。为了理解这种碰撞细丝的形成和演化，我们使用自适应网格细化（AMR）技术进行了数值模拟，该技术采用了观察到的核心参数（例如，质量和尺寸）作为初始条件。结果表明，在其他早期的模拟小核心的文献中看到的细丝形成，但我们不能简单地通过假设大的初始质量和尺寸再现的细丝的碰撞。我们发现，只有当初始核中存在大的速度梯度时，才发生细丝的碰撞，在某种意义上压缩它。我们认为，观察到的核实际上是被外部效应压缩的，例如，附近超新星遗迹的冲击波，包括HB 21，它被认为与天鹅座OB 7分子云相互作用。
2014-11-04 astro-ph.GA
CO mapping of Cygnus-X -- volume density distribution
本研究通过天鹅座-X的CO多跃迁观测与RADEX分析，构建体积密度PDF，发现其幂律斜率较浅，为分子云形成与演化模型提供了新基准。
2023-11-06 astro-ph.GA
The Cygnus Allscale Survey of Chemistry and Dynamical Environments: CASCADE III. The large scale distribution of DCO+, DNC and DCN in the DR21 filament
本文基于CASCADE项目，研究天鹅座-X区域DR21纤维状结构中DCO+、DNC和DCN的大尺度分布，发现三者形态差异显著，氘代比值与尘埃温度及N(H2)呈反相关，且DCN与DNC同位素体比值可作为动力学气体温度示踪剂。
2024-06-13 astro-ph.GA
A complete survey of filaments in Cygnus X
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））
本文通过Cygnus X柱密度图研究纤维结构，发现其与高密度核心、磁场和HII区域的关系，并揭示了纤维结构在高质量核心形成中的关键作用。
2026-01-27 astro-ph.GA
Global Far-Ultraviolet Properties of the Cygnus Loop
本文给出了利用天体物理辐射等离子体演化光谱学（SPIRES;也称为FIMS）任务新处理的数据获得的天鹅座环的C Ⅲ λ977、O Ⅵ λ1032、1038和N Ⅳ] λ1486发射线图。此外，1400 nm附近的Si IV+O IV]线复合物被分解为两条独立的发射线，其强度表明在先前的研究中预测的相对高的Si IV区域。O VI和X射线图像之间的形态相似性，以及O VI强度与X射线结果预期值的比较，表明观察到的O VI发射的大部分可能是由X射线发射气体产生的。的远紫外（FUV）图像与光学和H I 21厘米的图像的比较，揭示了空间变化的冲击速度人口和高FUV消光在以前确定的H I云的方向。通过计算天鹅座圈的几个子区域的FUV线比，我们调查的辐射激波速度的人口的空间变化;和共振散射，X射线发射气体，和非辐射冲击的影响。FUV和X射线光度之间的天鹅座环和船帆座超新星遗迹的比较表明，在早期演化阶段的冲击的分数是更大的天鹅座环。
2014-01-22 astro-ph.GA
Globules and Pillars in Cygnus X I. Herschel Far-infrared imaging of the Cyg OB2 environment
大质量恒星对分子云的辐射反馈在HII区域和分子云之间的界面上产生了柱、球状体和其他特征。我们在这里提出的赫歇尔观测70和500微米之间的天鹅座OB 2协会的直接环境，在HOBYS计划内进行。所有的结构都是基于它们在70微米处的外观而被检测到的，并且被分类为柱、球、蒸发气体球（EGG）、类似prodeld-like物体和冷凝物。从70和160微米的通量图，我们推导出PDR表面上的局部FUV场。与此同时，我们使用O星的普查来估计总体FUV场，即靠近中心OB星团的10^3-10^4 G_0（在10 pc内），并在50 pc的距离内下降到几十G_0。从SED适合四个最长的赫歇尔波长，我们确定列密度和温度图，并获得这些结构的质量，体积密度和表面密度。我们发现，形态分类对应于不同的物理性质。柱体和球状体的光蒸发寿命最长，约为10^6年，而其他所有特征的寿命都应短于此。这些寿命是一致的湍流，紫外线照射的云模拟中发现的。我们提出了一个尝试性的进化方案，其中支柱可以演变成小球，这反过来又演变成EGG，冷凝和prodeld-like对象。
2016-04-13 astro-ph.GA
A preliminary distance to W 75N in the Cygnus X star-forming region
天鹅座X是最接近的巨型分子云复合体之一，因此是一个正在进行的高质量恒星形成的广泛研究区域。然而，到这个区域的距离一直是一个长期存在的问题，因为在银河经度~80度的源可能在附近的本地臂（1-2 kpc），英仙座臂（5 kpc），甚至在外臂（~10 kpc）。我们使用EVN加上两个日本站的联合观测来测量天鹅座X中五个恒星形成区域中甲醇脉泽的非常精确的反射，以了解它们是否属于一个大型恒星形成复合体，或者它们是否是位于不同距离的独立实体。本文报道了我们对W75 N进行的6个历元VLBI观测的初步结果：发现W75 N的距离为1.32^{+0.11}-0.09} kpc，比文献报道的距离（1.5-2 kpc）近得多。
2010-12-02 astro-ph.GA
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey III. 6.7 GHz methanol maser survey in Cygnus X
天鹅座X复合体由银河系恒星形成全球观测（GLOSTAR）调查覆盖，这是一项无偏差的无线电波长银河平面调查，采用4- 8 GHz连续辐射和几条谱线。GLOSTAR调查观察到甲醇（CH $_3$ OH）的6.7~GHz跃迁，甲醇是大质量年轻恒星物体的独家示踪剂。使用B和D配置的甚大阵列，我们观察到天鹅座~X中一个$7^{\rm o}\times3^{\rm o}$大小的区域，同时覆盖了甲醇线和连续谱，允许交叉配准。探测到13个Ⅱ类甲醇脉泽源和1个甲醇吸收源。两个甲醇脉泽源是新发现的，此外，我们发现了四个新的速度分量与已知的脉泽。5个脉泽主要集中在DR 21脊和W75 N。我们确定了检测到的脉泽的特性，并调查了与红外，（亚）毫米，和无线电连续辐射的关联。所有脉泽源都与（亚）毫米尘埃连续辐射有关，这与脉泽跟踪恒星形成活跃阶段区域的图像一致。另一方面，只有五个脉泽（$38\pm17\%$）与GLOSTAR在$\sim$ 1 $''$范围内有射电连续谱对应，证明了它们的年轻。通过比较6.7~GHz甲醇脉泽的辐射热光度和光质比的分布，确定了尘埃源对主脉泽辐射的下限$L_{\rm Bol}\sim200~L_\odot$和$L_{\rm Bol}/M_{\rm core}\sim1~L_\odot~M^{-1}_\odot$。
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A refined search for high-velocity gas in the Cygnus Loop supernova remnant
本文通过分析天鹅座环方向六颗恒星的高分辨率光学光谱，首次确凿探测到与该超新星遗迹相关的低电离物质高速吸收，并修正了先前基于双星HD 335334得出的距离估算。
2024-01-01 astro-ph.GA
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 astro-ph.GA
Seeking Kinematic Association of Known FU Orionis Stars with Young Clusters in Cygnus
本研究利用 Gaia 视差与自行数据分析五颗天鹅座 FU Ori 恒星，发现它们分别与多个邻近年轻星团或星流结构存在三维位置和自行一致性。
2025-09-29 astro-ph.GA
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gamma-Ray Puzzles in Cygnus X: Implications for High-Energy Neutrinos
天鹅座X区域包含巨大的分子云复合体和大量的大质量年轻恒星。Milagro和Fermi在天鹅座X中发现了空间扩展的硬伽马射线辐射，这表明天鹅座X也是高能银河中微子的潜在来源。在这里，我们调整我们的单区模型的宇宙射线相互作用的中央分子区的星爆星系中使用的天鹅座X。我们计算的潜在中微子通量对应的硬伽马射线发射的“天鹅茧”和软，弥漫的星际伽马射线发射。我们检查我们的结果进行比较，对费米星际发射模型和Milagro，ARGO-YBJ，HAWC观测相应的伽马射线发射。将我们的结果与最近的冰立方分析和当前的灵敏度极限进行比较，我们发现，只要强子相互作用发生在足够高的能量下，从茧中发射的中微子具有足够大的通量，它可以被检测到。来自天鹅座X的高能中微子将提供直接证据，证明银河系圆盘中存在尚未确认的PeV能量加速器。
2017-08-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observations of Carbon Radio Recombination Lines with the NenuFAR telescope. I. Cassiopeia A and Cygnus A
利用NenuFAR望远镜对Cas A和Cyg A观测碳射电复合线，探测到数百条Cα线，测量了电子密度和温度，验证了低频CRRLs作为弥散ISM探针的潜力。
2025-07-21 astro-ph.GA
The Multilayer Nature of Molecular Gas toward the Cygnus Region
本研究结合 MWISP 和 Gaia 数据，通过高斯分解与聚类分析天鹅座方向分子云的三维分布与物理性质，揭示了多个气体层结构并精确估算了该区域的总分子质量。
2024-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The link between molecular cloud structure and turbulence
我们的目标是更好地了解分子云的空间结构是如何由湍流控制的。为此，我们研究了低密度分子气体的大尺度空间分布，寻找特征尺度。我们利用天鹅座X的35平方度~（13）CO 1-0分子谱线巡天和17个银河系云系的视消光图，用Δ方差法分析了空间结构。这个样本包含大量不同的分子云类型，具有不同的恒星形成活动。由A_V图得到的δ方差谱显示了低质量恒星形成云（SF）和大质量巨分子云（GMC）在谱的形状和幂律指数β方面的差异。低质量SF云具有双峰结构，其特征尺寸尺度约为1 pc（尽管在此值附近有很大的分散）和4 pc。GMC在A_V图中没有显示出特征尺度，这可以部分归因于由于较大的视线（LOS）混淆而导致的距离效应。天鹅座的δ方差，从13 CO调查确定，显示在4 pc和40 pc的特征尺度，要么反映灯丝结构和大尺度湍流强迫或-为4 pc尺度-的规模低于13 CO 1-0线变得光学厚。虽然有不同的过程可以引入特征尺度，即几何、衰减湍流、从超音速到亚音速湍流的过渡尺度（声波尺度），视线效应和能量注入，由于膨胀的超新星壳，外流，HII区，以及这些效应的相对贡献强烈变化，从云到云，值得注意的是，由此产生的分子云湍流结构显示出类似的特征。
2010-12-23 astro-ph.GA
A 4~Kpc Molecular Gas Lane in Cygnus A
利用ALMA CO 2-1观测资料，在天鹅座A主星系中发现了一条4千秒差距的分子气道。气体通道的方向大致垂直于投影的无线电射流轴线。CO的排放一般遵循在HST I波段图像中看到的尘埃带。对于银河系类型的云，总的分子气体质量是$30\times 10^8$ M $_\odot$，而对于星暴条件，总的分子气体质量是$3.6 \times 10^8$ M $_\odot$。CO峰从北向南有一个速度变化，变化幅度约为$\pm 175$ ~km~s $^{-1}$，峰间速度梯度明显平滑，但中心区的辐射较弱。在从无线电核心的内部$\sim 0.5"$投影距离中，CO速度与H $_2$ 2.1218 $μ$ m发射所观察到的速度的比较表明，在类似的投影半径处，振动激发的暖分子气体的速度高于较冷的CO 2-1线发射气体的速度。对于在给定半径处这些不同的投影速度的可能解释是，较冷的CO气体分布在半径为$\sim 1.5"$至$2"$的聚集环中，而温暖的H $_2$ 2.12 $μ$ m发射气体在该环的内部。当然，目前的数据不能排除垂直于射电喷流轴线性分布的块状、无定形分子气体分布。我们认为表面亮度的属性尺度下降到$\sim 265$ ~pc，并讨论天鹅座A的其他无线电星系的CO排放的背景下的结果。
2022-09-02 astro-ph.GA
Optical photometric GTC/OSIRIS observations of the young massive association Cygnus OB2
为了充分理解分子云的引力坍缩、恒星形成过程和星周盘的演化，必须在不同的银河系环境中，在一定的恒星含量和位置范围内研究这些现象。年轻的大质量协会天鹅座OB2，在天鹅座-X区域，是一个独特的目标，研究如何恒星形成和星周盘的演变进行了大量的大质量恒星的存在。我们提出了一个目录获得的最近的光学观测的r，i，z过滤器与OSIRIS，安装在$10.4\,m$ GTC望远镜，这是最深的光学目录天鹅座OB2的日期。该目录包括64157个来源，以M = 0.15太阳质量，在采用的距离和年龄的天鹅座OB2。共有38300个光源在所有三个波段都具有良好的测光性能。我们结合光学目录与现有的X射线数据的这一地区，以确定在光学图的集群轨迹。在r-i与i-z图中的簇轨迹与在2.64 <AV <5.57范围内的光学选择的簇成员的消光相容。我们得出了该地区的灭绝图，发现在协会的中心AV = 4.33的中值，向西北方向减少。在色星等图中，主序星分布的形状与前景中距离太阳约850 +/-25 pc处的遮蔽云的存在相一致。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dependence of Protostellar Luminosity on Environment in the Cygnus-X Star-Forming Complex
天鹅座-X恒星形成复合体是距离太阳2千秒差距内最活跃的低质量和高质量恒星形成区之一。使用IRAC和MIPS Spitzer Cygnus-X Legacy Survey的中红外测光，我们已经确定了1800多颗原恒星候选者。我们比较了天鹅座X内两个区域的原恒星光度函数：天鹅座X-南和天鹅座X-北。这两个云显示出明显不同的形态，暗示着不同的恒星形成环境。我们发现这两个区域的光度函数在统计上是不同的。此外，我们比较了天鹅座X内高和低恒星密度区域的原恒星的光度函数，发现高恒星密度区域的光度函数偏向于更高的光度。总的来说，这些观测提供了进一步的证据，证明原恒星的光度取决于它们的出生环境。我们讨论了这种依赖性的恒星形成过程的影响。
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JWST View of Cygnus A: Jet-Driven Coronal Outflow with a Twist
本文利用JWST和KCWI积分场光谱研究天鹅座A窄线区，揭示其由射电喷流驱动的多相双锥外流结构，并发现绕射电轴旋转与高达2000 km/s的局部气体外流。
2025-02-10 astro-ph.GA
The Young Stellar Population of the Cygnus-X DR15 Region
我们提出了一个多波长研究的年轻恒星星族在天鹅座X DR 15地区。我们研究了年轻恒星形成或最近形成的一个突出的分子柱和红外暗云的尖端和周围。使用地面近红外，空间红外和X射线数据的组合，我们构建了一个点源目录，从中我们确定了226个年轻的恒星源，我们分为进化类。我们研究了它们在分子气体结构中的空间分布，并确定了几个可能属于不同年轻星团的组。我们获得了这些群体的样本，并构建了K波段光度函数，我们与人工集群相比，使我们能够对群体的平均年龄和年龄分布进行一阶估计。我们使用了$^{13}$ CO（1-0）图来研究DR 15中心星系团突出的气体包层处的气体运动学，我们推断，与其他星系团区域相比，该包层的去除相对较慢，其中气体扩散时标可能与星周盘耗散时标相似或更短。其他年龄稍大的星系团的存在，与不太突出的气体结构相关联，可能意味着在复杂的这一部分年轻星系团的演化过程持续了300万到500万年，也许是在它们的致密分子云诞生地缓慢消散之后。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cygnus Loop's Distance, Properties, and Environment Driven Morphology
天鹅座圈是银河系中最明亮、研究最充分的超新星遗迹之一。然而，它的距离仍然不确定，从而破坏了对其许多基本性质的定量理解。在这里，我们提出了适度的分散光谱的恒星投影的位置朝着遗迹。三颗恒星的光谱显示Na I 5890、5896 A和Ca II 3934 A的吸收特征与残骸的膨胀壳层有关，速度范围为-160至+240 km/s。结合盖亚DR 2对这些恒星的视差测量和其他最近的观测，我们发现到天鹅座圈中心的距离为735 +/-25 pc，仅略低于Minkowski在60年前提出的770 pc值。利用这个新的距离，我们讨论了残骸的物理性质，包括大小，SN爆炸能量，和冲击波速度。我们还提出了多波长的发射图，它揭示了，而不是位于一个祖先风驱动的腔长期以来一直假设，天鹅座圈位于一个扩展的，低密度的区域。这些图像以前所未有的清晰度显示了与残骸相互作用的局部星际云的大小和位置，而不是由风驱动的空腔壁，从而产生了其大尺度形态。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spitzer IRS Observations of the XA Region in the Cygnus Loop Supernova Remnant
本文报道了用斯皮策太空望远镜的红光谱仪获得的天鹅座圈超新星遗迹XA区两个位置的光谱。光谱跨越10-35微米的波长范围，其中包含许多碰撞激发的禁限线。这些数据得到了惠普尔天文台获得的光谱和国际紫外线探测器的紫外线光谱的补充。从紫外线到红外线的覆盖范围提供了对冲击波模型的测试和对模型参数的严格限制。在残骸边缘的灯丝光谱中只检测到高电离物质的谱线。暗条追踪到一个180 km/s的冲击波刚刚开始冷却，氧与氖的丰度比在银河系H II区的正常范围内。在激波-云相互作用的尖点的光谱中检测到来自高电离和低电离物质的谱线，该尖点位于残余边界内。尖点区域的光谱与一个大约150 km/s的激波相匹配，该激波已经冷却并开始重组。激波后区域的上掠柱密度约为1.3E18 cm^-2，气体温度达到7000 ~ 8000 K。Cusp的光谱表明，大约一半的难熔硅和铁原子已经从晶粒中释放出来。两个位置均未检测到粉尘排放。
2014-03-14 astro-ph.GA
Large-scale expansion of OB stars in Cygnus
天鹅座OB星的自行（PM）最近被发现表现出两个大尺度的运动学模式，暗示膨胀。我们对这些OB星、新发现的OB星协和该区域的相关疏散星团进行了三维回溯。我们发现，有两组恒星，协会和集群，他们都更紧凑的过去，达到他们最接近的方法$7.9^{+3.0}_{-1.8}$和$8.5^{+0.8}_{-2.8}$万年前。我们认为这些大规模的膨胀模式的驱动程序的两个主要场景：反馈驱动的膨胀从上一代的大质量恒星，和膨胀作为原始分子云中的湍流速度场的结果。虽然它是诱人的属性，这样的大规模的膨胀模式的反馈过程中，我们发现，所观察到的运动学是完全一致的湍流起源，因此，注入进一步的能量或动量的反馈是不需要的。对于其他具有大规模膨胀模式的恒星形成区，也可以得出类似的结论。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unbiased Spectroscopic Study of the Cygnus Loop with LAMOST. I. Optical Properties of Emission Lines and the Global Spectrum
我们提出了一个公正的光谱研究银河超新星遗迹（SNR）天鹅座环使用大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）DR 5。LAMOST具有大视场和大孔径的特点，这使我们能够在$\sim$ 3700-9000 nm处用R $\approx$ 1800同时获得4000个光谱。天鹅座圈是一个中年SNRs的原型，它的优点是明亮，角尺寸大，相对不被尘埃遮挡。沿着天鹅座环的视线，总共发现了2747个LAMOST DR 5光谱，它们在空间上分布在整个残骸上。这个光谱样本是免费的选择偏见的大多数以前的研究，这往往集中在明亮的灯丝或区域明亮的[O III]。目视检查验证了368个光谱（总数的13个$\%$）显示出清晰的光谱特征，以确认其与残留物的关联。此外，176谱线发射显示其起源的模糊性，但有一个可能的关联的SNR。特别是，通过识别发射线并测量其强度，进一步分析了以SNR发射为主的154个光谱。我们研究的物理性质，如电子密度和温度，这在残余物内变化显着的分布，使用理论模型。通过对大量LAMOST谱的组合，构造了一个代表天鹅座圈的整体谱，它反映了辐射激波的特征。最后，我们讨论了无偏光谱样本对全球光谱的影响及其对理解遥远星系中空间未分辨SNR的意义。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Searching Beyond the Obscuring Dust Between the Cygnus-Aquila Rifts for Cepheid Tracers of the Galaxy's Spiral Arms
介绍了一项运动，开放给感兴趣的AAVSO成员参与，对银河系采样不足和模糊区域新发现的造父变星进行后续观测。一个主要的目标是利用这些超巨星来澄清银河系的螺旋性质。初步的多波段光度观测发现的三个造父变星超越了模糊的尘埃之间的天鹅座和天鹰座裂谷（40 \le l \le 50度），一个地区据说是绑在一个部分的人马座，船底座臂似乎意外停止。这些数据证实了在A_V~6星等以上（d~ 2kpc，l~47度）的视线方向上存在异常消光，然而，该区域光学螺旋示踪物的缺乏并不仅仅是由于消光的不完整性造成的。银河系的混合螺旋图由经典造父变星、年轻的疏散星团和H II区域以及分子云组成，呈现了银河系的一致图像，并证实了三个造父变星并不居住在人马座-船底座臂的主要部分，该臂并不从该区域发出。射手座船底座臂，以及其他不同的螺旋功能，被发现偏离典型的对数螺旋模式。造父变星的修正参数也由Cas发布，它在螺旋图上被确定为主要位于仙后座年轻星协的前景。对BY Cas光变曲线的傅立叶分析表明它存在泛音脉动，造父变星可能与疏散星团NGC 663无关，因为它们的距离、年龄和径向速度都不匹配。
2009-09-04 astro-ph.GA
Three-dimensional dust density structure of the Orion, Cygnus X,Taurus, and Perseus star-forming regions
星际尘埃通过吸收和变红影响天文观测，但这种消光也是研究星系中星际物质的有力工具。银河系中尘埃消光和密度的3D重建受到诸如上帝之指效应和负密度等人为因素的影响，并且受到大量计算成本的限制。在这里，我们的目标是克服这些问题与一种新的算法，推导出的3D消光密度的尘埃在银河系中使用的潜变量高斯过程和变分推理。我们的模型保持非负密度，因此沿所有视线单调非递减消光，并在合理的计算时间内进行推理。使用光学和近红外测光计算出的数十万颗恒星的距离，以及基于盖亚的距离，我们使用我们的算法来推断猎户座，金牛座，英仙座和天鹅座X恒星形成区域的结构。在二维消光图中叠加的一些特征在三维尘埃消光密度图中被清楚地分解。我们在猎户座的边缘发现了一个大的暗条，在金牛座和英仙座区域发现了暗条，并表明天鹅座X位于1300 - 1500pc。我们计算了这些地区的尘埃质量，发现这些质量略高于以前的估计，这可能是我们的输入数据更有效地恢复了最高的柱密度的结果。将我们的预测结果与普朗克数据进行比较，我们发现密度和尘埃加工之间的已知关系，其中高消光视线具有最多的加工颗粒，当包括密度时，在解析观测中保持不变，并且它们存在于比以前建议的更小的尺度上。这可以用来研究尘埃在分子云中处理时的大小或成分变化。（节录）
2021-11-12 astro-ph.GA
Completing the Protostellar Luminosity Function in Cygnus-X with SOFIA/FORCAST Imaging
我们提出了一个新的SOFIA/FORCAST中红外调查的发光原恒星和拥挤的恒星形成环境中的天鹅座X，最近的百万太阳质量的分子云复杂。我们得到的辐射热光度超过1000个来源在该地区与这些新的数据与现存的斯皮策和UKIDSS测光相结合，63个新的发光的原恒星候选人确定的高质量的SOFIA/FORCAST数据的方式。通过包括FORCAST数据，我们构建原恒星光度函数（PLFs）与改进的完整性在高光度端。PLF由指数为~-0.5的幂律函数很好地描述。基于Herschel温度和气柱密度的测量，我们发现PLFs对局部气体温度没有明显的依赖性，但在高恒星密度或高气柱密度的区域，PLFs在较高的光度下表现出一些过剩。通过与已有吸积模型的比较，湍流核（TC）和竞争吸积（CA）模型与我们的结果一致，而等温球（IS）模型则不受欢迎.这些结果对恒星形成过程的影响进行了讨论。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near infrared diffuse interstellar bands toward the Cygnus OB2 association
利用天鹅座OB2星协中7颗最亮的早型星的近红外（NIR）高分辨率（$R\equivλ/Δλ\sim20,000$）光谱研究了弥漫星际带（DIBs）的环境依赖性。安装在日本荒木1.3米望远镜上的WINERED摄谱仪被用来收集数据。在WINERED（$0.91<λ<1.36μ$ m）波长范围内的所有20种已知DIB都沿所有视线被清楚地检测到，因为它们在NIR波长范围内的高通量密度和大消光。DIB的等效宽度（EWs）与C $_2$分子的柱密度不相关，这表明近红外DIB载体主要分布在扩散组分中。根据天鹅座OB2星和以前观测到的星的近红外DIBs之间的相关性，发现$λλ$ 10780、10792、11797、12623和13175组成了一个“家族”，其中的DIBs在很宽的EW范围内都有很好的相关性。相比之下，$λ$ 10504的EW在天鹅座OB2的恒星上几乎保持不变。根据$λ$ 10504的平均EW（$A_V\sim3.6$等）估算的消光值大致对应于天鹅座OB 2中OB星消光分布的下限。这表明$λ$ 10504仅被前景云吸收，这意味着$λ$ 10504的载体在天鹅座OB 2中被完全破坏，可能是被强UV辐射场破坏。DIB的不同行为可以由DIB载波的不同属性引起。
2016-02-22 astro-ph.GA
Surveys of clumps, cores, and condensations in Cygnus-X:Searching for circumstellar disks
本研究通过SMA高分辨率观测天鹅座X中约50个高质量致密核，搜寻星周盘，发现1/3的样本具有盘候选体，证实盘吸积是高质量恒星形成的可行机制之一。
2023-12-29 astro-ph.GA
Connecting Galactic and extragalactic outflows: From the Cygnus-X cluster to active galaxies
分子外流经常被检测到起源于原恒星和河外来源。研究低质量，孤立的高质量，本文研究了星系团形成对原恒星外流的影响及其标度关系，探讨了星系团规模和能量变化很大的外流与原恒星外流的一致性流程.高角分辨率CO J = 3-2的观测被用于天鹅座-X分子云中的10颗高质量原恒星，这些原恒星是在SMA获得的，是PILS-Cygnus巡天的一部分。根据这些数据，测量流出力。此外，原恒星和河外外流力测量的扩展样本组装从现有的文献中，允许直接比较两种类型的外流的比例关系。检测到分子流出的所有10个来源的PILS天鹅座调查，和他们的外流力被发现与文献中的测量结果密切一致。对原恒星和河外源的比较表明，0类原恒星和河外源遵循相同的外流力-辐射热光度关系，置信度为95%。天鹅座X的来源和类似的信封质量和辐射热光度的来源之间的密切协议表明，成团的恒星形成对原恒星流出没有显着的影响。我们发现一个强有力的迹象表明，原恒星和河外外流是一致的具有类似的发射机制。这种机制的存在将有助于开发一种单一的通用外流发射模型，尽管需要更多的观测来验证这种联系。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting The Mass-Size Relation Of Structures In Molecular Clouds
根据天鹅座X分子云复合体的柱密度图，我们重新讨论了分子云结构的质量-尺寸关系。我们在Cygnus-X中提取了135个柱密度峰，并分析了这些峰周围的柱密度分布。所有峰周围的平均柱密度分布$N(R)$可以很好地拟合破幂律，其由内幂律指数$n$、外幂律指数$m$以及过渡点处的半径$R_{\rm TP}$和柱密度$N_{\rm TP}$描述。然后，我们探索的$M-R$与不同的云结构样本的关系，通过改变$N(R)$参数和列密度阈值，$N_0$，它决定了云结构的边界。我们发现，只有当$N_0$具有较宽的取值范围时，$M - R$关系才能很好地探测密度分布，并且$M-R$关系的拟合幂律指数与$N(R)$的幂律指数有关.相反，当$N_0$恒定时，$M - R$关系与密度分布没有直接联系;在这种情况下，$M - R$关系的拟合幂律指数等于2（当$N_0\ge N_{\rm TP}$和$n$的值范围很窄时），大于2（当$N_0\ge N_{\rm TP}$和$n$的值范围很宽时），或略小于2（当$N_0< N_{\rm TP}$时）。
2022-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey VIII. Formaldehyde absorption in Cygnus~X
本研究利用GLOSTAR巡天数据，通过H₂CO吸收线观测天鹅座X的大质量恒星形成区，首次揭示其广泛吸收特征，并发现DR21区域的速度弥散尺度不变性，挑战经典湍流模型。
2023-08-02 astro-ph.GA
The Balloon-Borne Large Aperture Submillimeter Telescope (BLAST) 2005: A 10 deg^2 Survey of Star Formation in Cygnus X
我们提出了天鹅座X在一个新的多波长的角度来看，基于一个公正的BLAST调查在250，350和500微米，结合丰富的数据集，为这个良好的研究区域。我们的主要目标是研究高质量恒星形成的早期阶段。我们已经检测到184个紧凑的来源在所有三个BLAST波段的进化的各个阶段。从它们的光谱能量分布，我们得到的物理性质的质量，表面密度，辐射光度和尘埃温度。一些明亮的源达到40 K包含众所周知的紧凑H II区域。我们通过从它们在亮度-质量（LM）图中的位置推导出的能量学将这些与进化早期阶段的其他来源联系起来。BLAST的光谱覆盖范围，接近尘埃光谱能量分布的峰值，揭示了较暗的来源太冷（~ 10 K），无法被早期的较短波长的调查，如IRAS。我们探测到红外暗云的热辐射，并更普遍地研究冷的“无星核”现象。这些冷源的斯皮策图像通常显示恒星托儿所，但这些大质量恒星形成的潜在场所是“无星”的，因为迄今为止没有大质量原恒星处于强烈的吸积阶段。我们在L-M图的背景下讨论进化。理论提出了一些有趣的可能性：一些冷的大质量致密源可能永远不会形成包含大质量恒星的星团;而包含大质量恒星的星团可能没有可识别的致密冷质量前体。
2010-11-18 astro-ph.GA
Distances to nearby molecular clouds and star forming regions.III. Localizing extinction jumps with a Hipparcos calibration of 2mass photometry
我们希望以统计学上精确的方式估计到太阳附近分子云的距离。云被认为是消光间断。根据$(H-K) \ vs. \ (J-H)$图和基于依巴谷的$(J-K)_0 \ vs. \ M_J$关系的距离估计灭绝。与云距离有关的恒星样本由$A_V / D_{\star}(pc)$或其导数的半高宽限定。通过将函数拟合到该样本中的$(A_V, 1/ π_{JHK})$对来估计云距离，其中函数如$arctanh^p (D_\star /D_{cloud})$，其中功率$p$和$D_{cloud}$都被估计。拟合与$(A_V, 1/π_{JHK})_{cloud}$数据相当吻合。正式的标准偏差小于几倍10 pc似乎可以获得，这意味着云的距离估计的$\lesssim$ 10 $\%$水平。在某些情况下，这种精确度可以估计云复合体的深度。作为我们结果的例子，我们在表~ \ref{t2}中给出了$\sim$ 25分子云的距离。$Keywords$：星际介质：分子云距离
2010-06-18 astro-ph.GA
The Structure of Molecular Clouds: III - A link between cloud structure and star formation mode
我们分析了附近的巨型分子云的消光图，以建立湍流驱动过程和恒星形成模式之间的联系。我们的研究重点是柱密度范围内的云结构，该范围高于1 mag Av的自屏蔽阈值，低于恒星形成阈值--预计湍流将占主导地位的区域。我们确定云与浅质量分布的集群形成。以不太密集或孤立的方式形成恒星的云显示出更陡峭的质量分布。结构函数被证明不足以区分不同恒星形成模式的云。然而，它们可能表明，平均云中的湍流是由螺线管强迫控制的。使用Delta方差分析也发现了同样的结果，这也表明具有恒星形成的集群模式的云在湍流场中显示出增强的压缩驱动分量。因此，虽然恒星的形成发生在每个云，独立的湍流驱动机制，压缩力似乎与星团的形成。
2011-05-10 astro-ph.GA
The turbulent destruction of clouds - III. Three dimensional adiabatic shock-cloud simulations
我们提出了三维流体动力学模拟的绝热相互作用的冲击与致密，球形云。我们比较了相互作用的性质如何随激波马赫数$M$和云的密度对比度$χ$而变化。我们检查与二维轴对称计算的差异，进行详细的分辨率测试，并比较“无粘”的结果与包含一个$k$ - $ε$亚网格湍流模型。32-64个单元/云半径的分辨率是在3D模拟中捕获主要动力学过程所需的最低分辨率，而3D无粘和$k$ - $ε$模拟通常显示出非常好的一致性。云加速和混合速度快达5倍时，他们是不好解决。2D和3D中的相互作用非常相似-尽管非方位角模式导致不同的行为，但对关键的全局量（如云的寿命及其加速度）的影响很小。特别是，我们没有发现显着差异的空心或“空洞”的云之间的二维和三维模拟与$M=10$和$χ=10$，这与以前的工作在文献中。
2016-01-06 astro-ph.GA
Deciphering the 3-D Orion Nebula-III: Structure on the NE boundary of the Orion-S Embedded Molecular Cloud
我们扩展了本系列论文I和II的工作，以更高的空间分辨率确定猎户座星云电离腔内嵌入的猎户座-S分子云的性质，以及位于云和观测者之间的电离层的性质。这是使用现有的和新的[NII]（658.3 nm）和[OIII]（500.7 nm）光谱来完成的，这些光谱映射了猎户座星云的中心区域（惠更斯区域）。然而，目前还不清楚猎户座-S分子云上电离层的表面亮度和前景较近电离层的表面亮度是如何联系的，因为观测表明它们必须如此。结果表明，云修改的惠更斯区的外部扩展的热X射线气体的方向。
2021-01-07 astro-ph.GA
The links between magnetic fields and filamentary clouds III: field regulated mass cumulative functions
在过去的十年中，随着观测证据的积累，分子云中磁场的动力学重要性已得到越来越多的认识。然而，磁场如何影响恒星的形成仍不清楚。典型的恒星形成模型仍然将磁场视为各向同性压力，忽略了动态重要的磁场的基本属性：它们的方向。这项研究建立在我们以前的工作，证明了如何平均磁场方向相对于全球云的伸长可以影响云的破碎。在线性质量分布报告之前，我们在这里表明，云的质量累积函数（MCF）也由场的方向。更靠近场方向伸长的云倾向于具有较浅的MCF，换句话说，具有较高部分的高密度气体。这些证据与我们先前发现的双峰恒星形成效率的理解是一致的，这也与磁场方向有关。
2020-09-13 astro-ph.GA
A Wide-Field Near-Ir H2 2.122$μ$m line survey of the Braid Nebula Star Formation Region in Cygnus OB7
上下文外流和喷流是任何分子云中正在进行的恒星形成过程的第一个路标，但由于存在大的消光，它们在光学波段的研究提供了有限的结果。在2.122μm处的H2 1-0 S（1）线的近红外无偏宽场观测解决了这个问题，使我们能够探测到更多的外流，并在更接近其驱动源的地方追踪它们。目标。作为对辫子星云恒星形成区域正在进行的恒星形成的大规模多波段研究的一部分，我们专注于一个平方度的区域，其中包括林德暗星云1003和1004。我们的目标是找到所有的近红外外流，揭示它们的驱动源，并估计它们的进化阶段。方法.我们使用近红外宽场观测与WFCAM在UKIRT上获得的，结合以前出版的光学和档案MM数据，寻找外流，并确定其驱动源，我们随后使用颜色颜色分析，以确定每个源的演化阶段。结果在一个平方度的领域，我们已经确定了37个复杂的MHO，其中大部分是新的。在将我们的发现与同一区域的其他宽场多波段观测相结合后，我们能够分辨出28个外流和至少18个原恒星。我们的分析表明，这些原恒星比金牛座-御夫座地区的原恒星更年轻和/或更有活力。外流数据使我们能够建议外流喷射和重复FU Ori爆发事件之间的连接。我们还发现，恒星形成的进展，从W到E整个调查区域。
2012-05-07 astro-ph.GA
Collision Between Molecular Clouds-III: The effects of cloud initial density profile on head-on collisions
在我们的云碰撞系列的第三篇论文中，我们提出了一个强烈的中心凝聚的初始密度分布的$\rm ρ\propto R^{-2}$迎头碰撞的模拟结果。我们调查的影响，这些密度分布的整体演变的模拟：形成的结构，它们的动力学演化，以及它们的恒星形成活动。我们考虑全局绑定和全局未绑定的云，导致三种不同的场景-绑定云与绑定云的碰撞，两个未绑定云的碰撞，或每种类型的一个云的碰撞。在所有的模拟中，密集的星团在碰撞发生之前就形成了，我们发现恒星的形成仍然局限于这些系统，几乎不受碰撞的影响。如果两个云最初都是结合在一起的，那么碰撞会形成一个粘性结构，但在其他情况下，这种情况不会发生。我们观察到旋转结构在星系团周围形成，但它们也在我们的非碰撞控制模拟中形成，因此不是碰撞的结果。在这些模拟中动能的耗散是低效的，因为在碰撞之前湍流在云中产生了子结构。因此，尽管在COM框架中有一些气体被束缚，但在模拟中形成的星团并没有相互束缚。
2021-05-10 astro-ph.GA
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
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
Core mass function of a single giant molecular cloud complex with ~10^4 cores
初始质量函数（IMF）和恒星形成区的核心质量函数（CMFs）在形状上的相似性提示了IMF通过自相似的核心到恒星质量映射过程起源于CMF的想法。为了准确地确定CMF的形状，我们创建了一个样本的8,431个核心的天鹅座X巨型分子云复合体的尘埃连续体地图，并设计了一个程序来推导CMF考虑质量不确定性，分箱不确定性，样本不完整性，和统计误差。由此产生的CMF符合IMF的核心质量从几个$M_{\odot}$到最高质量的1300 $M_{\odot}$与幂律的${\rm d}N/{\rm d}M\propto M^{-2.30\pm0.04}$，但不存在一个明显的平坦的周转在低质量范围内的IMF。更详细的研究表明，CMF的斜率随着质量的增加而变陡。考虑到天鹅座X的大量高质量恒星形成活动，这与在高质量恒星形成团块中发现的现有头重脚轻的CMF形成鲜明对比。我们还发现，IMF和云结构的质量函数之间的相似性是不是唯一的核心尺度，但可以看到云结构的几个pc尺度。最后，我们对核心子集的SMA观察没有提供自相似映射的证据。后两个结果表明，IMF的形状可能不是直接继承自CMF。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spine of the swan: A Herschel study of the DR21 ridge and filaments in Cygnus X
为了解释大质量恒星形成的云结构，我们提出了DR 21环境的Herschel观测。尘埃柱密度和尘埃温度的地图揭示了DR 21脊和几个相连的丝状体的结构。在2.3 pc ^2的区域内，脊的柱密度大于1 e23/cm ^2。它显示了亚结构柱密度分布，并在北部分支成两个主要的细丝。在研究的灯丝的质量范围在130和1400 Msun之间，而在脊的质量是15000 Msun。由先前的分子线研究表明，这些丝状物在DR 21脊上的增生，可以提供一个连续的质量流入脊。与在例如，在金牛座地区，这些细丝是重力不稳定的，形成核心和原恒星。这些在细丝中形成的芯潜在地落入脊中。核心的流入和碰撞对于驱动观测到的大质量恒星形成都很重要。星尘温度的下降可以追溯到从南分支的DR 21到北分支的恒星形成演化梯度。这一演变和洋脊结构可以用洋脊的两个主要分支首先在南部合并来解释。
2012-06-06 astro-ph.GA
The Arizona Radio Observatory CO Mapping Survey of Galactic Molecular Clouds: III. The Serpens Cloud in CO J=2-1 and 13CO J=2-1 Emission
我们映射12 CO和13 CO J = 2-1发射超过1.04平方度的巨蛇座分子云38弧秒的空间和0.3公里/秒的光谱分辨率使用亚利桑那州射电天文台海因里希赫兹亚毫米望远镜。我们的地图解决了整个Serpens云的运动学特性。我们还比较了我们的速度矩图与已知的位置的年轻恒星对象（YSO）和1.1毫米连续发射。我们发现，12 CO是自吸收和13 CO是光学厚的巨蛇座核心。在巨蛇座核心之外，气体出现在具有LSR速度的沉积结构中，相对于巨蛇座云的8 km/s系统速度，LSR速度蓝移高达2 km/s。我们发现，巨蛇座核心中已知的I类、扁平类和II类YSO最有可能形成于同一空间位置，并且此后逐渐分离。12 CO线比的空间和速度结构意味着一个详细的三维辐射转移模型的云将是必要的，我们的光谱数据的充分解释。星云的无星核心区域很可能是巨蛇座恒星形成的下一个地点。
2013-11-16 astro-ph.GA
The Launching of Cold Clouds by Galaxy Outflows III: The Influence of Magnetic Fields
受外流星系观测的启发，我们研究了磁场和辐射冷却对嵌入在热风中的冷云演化的综合影响。我们进行了一系列的三维自适应网格细化，磁流体动力学模拟，跨越两个分辨率，并包括对齐和横向于即将到来的，超Alfvénic材料的领域。在非磁化的情况下，对齐的场对云的整体寿命几乎没有影响，尽管它们确实增加了风和云材料之间的混合，增加了$\approx 3.$的系数。横向场导致磁悬垂，这将云隔离，但它们也会在垂直于磁力线的方向上挤压材料，这会导致快速的质量损失。分辨率研究表明，磁化模拟比非磁化模拟具有更好的收敛性能，并且每个云半径64个区域的分辨率足以准确描述这些相互作用。我们的结论是，辐射冷却和磁场的组合效应依赖于磁场的方向，但不太可能提高云的寿命超过单独的辐射冷却的效果。
2020-02-18 astro-ph.GA
Star formation in two irradiated globules around Cygnus OB2
我们研究了与DR 18和ECX 6-21有关的年轻恒星星族，这两个孤立的球状体受到天鹅座OB 2星协O型星的辐射。这两个区域都是HII区域，包含了最近和正在进行的恒星形成的明显痕迹。我们还研究了它们周围较小的孤立分子结构。这两个球状体都包含自己的嵌入式种群，其中进化程度较低的种群比例较高。质量和温度是在假设100万年的共同年龄下估计的，这已经被发现可以适当地代表天鹅座OB 2 YSO的总体人口，但很可能是对两个球状体的高估，特别是ECX 6-21。造成DR 18侵蚀的早期B型恒星被发现是仍然嵌入在星云中的一小部分中等质量恒星，其中可能包含第二个最近恒星形成的地点，也有中等质量恒星。我们确认了先前工作中描述的嵌入ECX 6-21中的两个主要恒星形成地点，南部的地点比北部的地点更进化。我们还讨论了小球状体ECX 6-21-W（$= G79.8+1.2$）的非热射电谱，并提出它的非热射电谱是由嵌入喷流的同步辐射引起的。一些YSO的极端年轻表明，两个球状体中的恒星形成都是在它们受到外部照射后开始的。这两个球状体的人口并不特别丰富，但它们包含的恒星估计质量类似或超过太阳的数量，暗示在恒星形成过程中发生的一些差异，在更安静的区域，低质量恒星占主导地位，更深入的观测可能会证实。
2022-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
