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
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
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Kinematic Distances to Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
假设银河系的克莱门斯自转曲线，推导了13 CO J=1-0波士顿大学-五学院射电天文台银河系环巡天（BU-FCRAO GRS）中发现的750个分子云的运动学距离。运动学距离的模糊性是通过检查HI自吸收的存在下，对每个云的13 CO发射峰使用甚大阵银河平面调查（VGPS）解决。我们还确定了21厘米的连续源嵌入在GRS云，以使用HI 21厘米连续吸收功能，以区分近和远的运动距离。银河系中GRS云的分布与银河系的四臂模型一致。由GRS云追踪到的盾牌-十字架和英仙座臂的位置与银河遗产红外线中面巡天（GLIMPSE）的恒星计数数据相匹配。我们的结论是，分子云必须形成在旋臂中，并且是短暂的（寿命<1000万年），以解释在旋臂间空间中没有大质量的13 CO明亮分子云。
2009-05-06 astro-ph.GA
A common origin for the circumnuclear disc and the nearby molecular clouds in the Galactic Centre
围绕SgrA* 的分子云的起源是关于我们银河系中心最有争议的问题之一。在这里，我们提出了流体动力学模拟的分子云落向SgrA*，进行自适应网格细化代码RAMSES。通过这样的模拟，我们提出，环核盘和+20公里/秒的云起源于同一个潮汐破裂事件，发生在不到100万年前。我们还表明，最近的恒星形成是预期在+20公里/秒的云，也建议最近的观测。
2019-08-01 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
Collisions between Dark Matter Confined High Velocity Clouds and Magnetized Galactic Disks: The Smith Cloud
银河系的高速云（HVC）可能包括一个被暗物质迷你晕限制并向银河系盘下落的子群。本文首次对以暗物质为主的HVC与弱磁化星系盘碰撞进行了磁流体动力学模拟研究。我们的HVC的重子质量为$5 \times 10^6\,$ M $_{\odot}$，暗物质微晕质量为0、$3 \times 10^8$或$1 \times 10^9\,$ M $_{\odot}$。它们是以史密斯云为模型的，据说史密斯云在7000万年前与圆盘相撞。我们发现，在所有情况下，云与星系盘的碰撞都会在星系盘上产生一个洞，完全分散云，并在星系盘的远端形成一个气泡状结构。相反，当存在时，暗物质微晕继续沿着其轨迹畅通无阻。之后，随着微晕穿过气泡结构和星系晕，它在重子物质中吸积到$6.0 \times 10^5\,$ M $_{\odot}$，这取决于磁场和微晕引力的强度。这些模拟表明，如果史密斯云与一个暗物质微晕有关，并与银河系盘碰撞，那么微晕已经吸积了观测到的气体。然而，如果史密斯云是暗物质自由的，它是第一次接近磁盘。这些模拟还表明，根据磁场的强度，暗物质要么集中在云的头部，要么集中在云的附近，这一点可以为间接的暗物质搜索提供信息。
2015-11-18 astro-ph.GA
Magnetized High Velocity Clouds in the Galactic Halo: A New Distance Constraint
在整个银河系的晕中可以观察到不符合银河系旋转的高速气体。这种气体的一个组成部分，HI高速云（HVC），自20世纪60年代发现以来一直引起人们的关注，并且在其起源方面仍然存在争议，主要是由于缺乏可靠的距离估计。最近发现的增强磁场对HVC鼓励我们探索他们的连接到云的演变，运动学和生存，因为他们通过磁化星系晕下降。对于晕磁场的合理模型，大多数下落云看到的是横向的而不是径向的磁力线。我们发现，显着的压缩（从而放大）的环境磁场发生在前面的云和尾部的材料剥离的云。压缩的横向场衰减流体动力学不稳定性。这延迟了云的破坏，尽管不是无限期的。观测到的B-场压缩与云距银道面的距离有关。因此，观测到的旋转测量提供了关于云位置的有用距离信息。
2017-08-23 astro-ph.GA
Physical Properties and Galactic Distribution of Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
我们推导出的580分子云的物理性质的基础上，他们的12 CO和13 CO线发射检测到的马萨诸塞大学石溪分校（USMB）和银河系环调查。我们提供了一系列的分子云的物理性质的值，并发现它们的半径和质量之间的幂律相关性，这表明ISM的分形维数约为2.36。这个关系式M =（228 +/- 18）R^{2.36+/-0.04}使我们能够推导出USMB巡天没有覆盖的另外170个GRS分子云的质量。我们推导出银河系表面的分子气体的质量密度，并研究其在整个银河系的空间变化。我们发现，分子气体的角向平均银河表面密度峰值之间的银心半径为4和5千秒差距。虽然在分子气体中没有探测到英仙座臂，但银河系表面的分子气体密度在盾牌座-十字座臂和人马座臂的位置上有所增加。这可能表明分子云在螺旋臂中形成，并在臂间空间中被破坏。最后，我们发现分子云的CO激发温度随着远离银心而降低，这表明恒星形成率可能随着银心半径的增加而降低。有一个轻微的显着增强的CO激发温度的分子云在银河系中心半径约6千秒差距，这在GRS的经度范围内对应的人马座arm. This温度的增加可能与大质量恒星形成的人马座螺旋臂。
2010-10-14 astro-ph.GA
Maser Emission toward the Infrared Dark Cloud G359.94+0.17 Seen in Silhouette against the Galactic Center
红外暗云G359.94+0.17是一个明显的不透明云，在银河系中心的轮廓中可以看到。我们发现了意外的强（~50焦耳）脉泽发射的CH 3OH在44 GHz的额外弱22 GHz的水脉泽和43 GHz的SiO热辐射向这个云。对这些分子线的探测表明，在这个星云中正在进行强烈的恒星形成活动，尽管对银河系中心进行了许多工作，但以前没有报道过。23 GHz的NH3逆温线剖面表明，G359.94+0.17主要由两个V（lsr）= 0，15 km/s的云在视线上重叠组成。脉泽发射与15 km/s的云有关，表明它位于诺玛旋臂。
2011-10-13 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
Cloud-cloud collisions in the common foot point of molecular loops 1 and 2 in the Galactic Center
最近在银河系盘中进行的大面积深CO调查揭示了由云-云碰撞（CCCs）触发的约50颗大质量恒星或星团的形成。虽然银河系中心（GC）-其中包含分子气体的体积密度最高-是最有利的地方云碰撞，在该地区的CCCs的系统研究仍然没有触及。在这里，我们报告的第一次证据CCC的共同脚点的分子环路1和2的GC。我们已经调查了分子气体的分布向足点通过使用一种方法来识别CCC，我们已经发现了明确的签名的CCC。使用估计的云的位移和相对速度，我们发现从碰撞开始的时间是105-6年。我们认为可能的起源，以前报道的奇特的速度特征的脚点，并讨论恒星形成触发CCC的GC。
2019-10-08 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
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
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
Virial clouds explaining the observed rotational asymmetry in the galactic halos
银河系天体的旋转可以在宇宙微波背景（CMB）中看到，这可以归因于分子氢云，有或没有尘埃污染和其他来源的污染。我们使用纯分子氢，氢氦和/或尘埃的混合物的典型合奏模型的云，以约束这些云的物理参数。由于云是冷的，我们证明使用的正则系综明确计算之间的相互作用的氢分子和CMB光子和确定所需的时间达到热平衡，并表明有足够的时间达到平衡。
2021-09-26 astro-ph.GA
A Low Metallicity Molecular Cloud In The Lower Galactic Halo
我们发现证据的影响，低金属含量的气体在银河系盘。这是基于FUV吸收线光谱，21厘米发射线光谱和FIR映射来估计IV 21（IVC 135 +54-45）的丰度和物理性质，IV 21是一个银河系中速分子云（IVMC），位于盘上方约300 pc。IV 21的金属丰度是通过对sdB恒星PG 1144 +615的观测来估计的，该恒星位于距离星云致密核心16 pc的投影距离处，通过测量离子和HI柱密度与已知的太阳丰度进行比较。尽管云的明亮的FIR发射和大柱密度的分子气体跟踪CO，我们发现它有一个亚太阳的金属丰度log（Z/Z_Sun）=-0.43 +/- 0.12dex。因此，IV 21是太阳附近第一个已知的太阳下金属丰度云。相比之下，大多数中速云（IVC）具有接近太阳的金属丰度，并且被认为起源于银河喷泉。这片云的低金属含量也是银河系分子云的典型特征，特别是在明亮的远红外辐射的光下，这表明它含有大量的尘埃。测得的I_100 mu/N（HI）比太阳附近高纬度\HI云的平均值低三倍。我们认为，IV 21代表的影响，低金属含量的高速云（HVC），是混合盘气体在较低的星系晕。
2013-08-28 astro-ph.GA
Turbulent Pressure Heats Gas and Suppresses Star Formation in Galactic Bar Molecular Clouds
本研究利用ALMA ACA观测20个候选星系棒分子云，发现棒内9个云团中湍流压力抑制恒星形成，且云团在进入CMZ前已具备CMZ-like性质。
2025-02-20 astro-ph.GA
Two-component Magnetic Field along the Line of Sight to the Perseus Molecular Cloud: Contribution of the Foreground Taurus Molecular Cloud
在英仙座分子云方向的恒星光学偏振测量显示出一个完全混合的双峰分布的位置角在整个云（古德曼等，1990年）。我们研究了盖亚三角距离这些恒星，并揭示了两个组件的位置角跟踪两个不同的尘埃云沿视线。其中一个分量的偏振角为-37.6度+/- 35.2度，偏振度更高，为2.0 +/-1.7%，主要追踪英仙座分子云的距离为300 pc。另一个分量显示偏振角为+66.8度+/- 19.1度，偏振度较低，为0.8 +/-0.6%，在150 pc的距离处跟踪前景云。前景云是暗淡的，最大的视觉消光< 1马格。我们确定前景云的金牛座分子云的外缘。在英仙座和金牛座分子云之间，我们发现了一个密度较低的椭球形尘埃空腔，大小为100 - 160 pc。该灰尘腔位于l = 170度，b = -20度，d = 240 pc，其对应于通常与Per OB 2关联相关联的HI壳。因此，观测到的英仙座分子云的双分量偏振特征可以用尘埃腔前后磁场的天平面方向的组合来解释。
2021-04-24 astro-ph.GA
Imprints of Molecular Clouds in Radio Continuum Images
我们展示了银河系内部几种分子复合物的射电连续图像，并报告了与密集分子云相一致的黑暗特征的存在。与红外暗云不同，我们称之为“射电暗云”的这些特征是由嵌入在紫外辐射场或同步辐射宇宙射线粒子浴中的分子云的射电连续辐射不足产生的。沿着不同的路径长度的连续发射的贡献的结果在黑暗的功能，跟踪嵌入的分子云。与周围以无线电波波长辐射的热等离子体相比，识别冷云的新技术可以限制分子云的深度和磁场。对内星系Sgr A、Sgr B2、射电弧、蛇丝和G359.75-0.13五个分子复合体的研究表明，射电连续谱的分布与分子谱线和尘埃辐射之间存在反相关。射电暗云在GBT地图和VLA图像中被识别，所述图像是用{ \it uv}覆盖的均匀采样拍摄的。在这些源中连续通量被抑制的水平表明，分子云的深度与连续发射的大小在两个因子内相似。这些例子表明，高分辨率，高动态范围的连续图像可以是强大的探针相互作用的分子云与大质量的恒星和超新星遗迹的运动距离估计是模糊的地区，以及在活跃的星系核。
2012-10-02 astro-ph.GA
Effect of magnetic field on the rotating filamentary molecular clouds
本工作的目的是研究磁化旋转非连续分子云的演化。我们将考虑在演化早期阶段的圆柱形对称惯性分子云。本文首次在不作密度和磁函数假设的情况下，研究了轴向和方位向磁场作用下非磁性分子的转动。结果表明，除了径向坍缩速度降低外，旋转速度也受到磁场的影响。旋转的存在导致了丝的碎裂。此外，我们还发现磁场对气态分子云的碎裂有显著的影响。
2017-02-12 astro-ph.GA
Discovery of the Pigtail Molecular Cloud in the Galactic Center
本文报道了在银河系中央分子带（CMZ）中发现的螺旋分子云。这个“辫子”分子云出现在（l，b，V_LSR）~（-0.7deg，+0.0deg，-70 to -30 km/s）处，空间大小为~（20 pc）^2，质量为（2-6）10^5太阳质量。这是迄今为止在银河系中心区域发现的第三个螺旋状气体星云。线强度比表明，猪尾分子云具有略高的温度和/或密度比其他正常云在CMZ。我们还发现了一个高速机翼排放附近的足点的云。我们提出了一个猪尾状分子云的形成模型。它可能与一个扭曲盘绕的磁管有关，这是由于最内层x_1轨道上的云和最外层x_2轨道上的云之间的相互作用。
2012-07-19 astro-ph.GA
Temperature Evolution of Molecular Clouds in the Central Molecular Zone
我们推断的绝对时间依赖性的运动气体温度沿分子云在银河系中心（GC）的中央分子区（CMZ）的建议轨道。氨气温度图是“银河系中心水和氨气调查”（SWAG，PI：J. Ott）的结果之一; CMZ中分子云的动力学模型取自Kruijssen等人（2015）。我们发现，气体温度增加作为时间的函数在这两个制度之前和之后的云通过近心在其轨道上的GC潜力。这与最近提出的近心通过引发引力坍缩的观点是一致的。其他调查的数量（线宽，柱密度，不透明度）没有显示出强烈的迹象，时间依赖性，但可能是由云到云的变化为主。
2016-10-07 astro-ph.GA
Turbulent Driving Scales in Molecular Clouds
分子云中的超音速湍流是一种主导因素，强烈影响着分子云的演化和恒星形成活动。湍流的形成和维持可能是由许多物理尺度范围很广的过程引起的。通过研究分子云的动力学状态，可以评估湍流能量如何注入的主要候选者。本文的目的是限制在分子星际介质湍流驱动的尺度，通过比较模拟分子谱线观测的数值磁流体动力学（MHD）模型和分子谱线观测的真实分子云。我们使用主成分分析，适用于模型和观测数据，提取湍流驱动尺度的定量测量。我们发现，只有在大尺度（相当于或超过云的大小）驱动的模型与观测结果一致。这一结果也适用于内部恒星形成活动很少或没有的云。作用于大尺度的天体物理过程，包括超新星驱动的湍流、磁旋转不稳定性或螺旋激波强迫，是产生和维持分子云湍流的可行候选者。分子云内部的小尺度驱动源，如外流，在小尺度上可能很重要，但不能复制在分子星际介质中观察到的大尺度速度波动。
2009-10-02 astro-ph.GA
The Molecular Cloud Lifecycle II: Formation and Destruction of Molecular Clouds Diagnosed via H$_2$ Fluorescent Emission Emission
本研究利用SILCC模拟，通过H$_2$形成与离解速率诊断分子云生命周期，提出空间FUV光谱仪观测可区分云构建、快速恒星形成、化学平衡及云毁灭等阶段。
2024-02-05 astro-ph.GA
Molecular clouds toward three Spitzer bubbles S116, S117 and S118: Evidence for the cloud-cloud collision which formed the three \HII \ regions and a 10-pc scale molecular cavity
我们对三个斯皮策泡S116，S117和S118进行了分子线研究，这三个泡显示了高质量恒星的活跃形成。我们发现分子气体由两个速度差为{ $\sim 5$ \kms }的组分组成。其中一个是小云团，具有{ $-63$ \kms }的典型速度，另一个是大云团，具有$-58$ \kms的典型速度。大云团有一个近似圆形的强度低压，其大小与小云团相似。我们提出了一个解释，腔是由两个云之间的碰撞和碰撞压缩气体成一个致密的层沿小云的西部边缘拉长。在这种情况下，O型星，包括那些在三个斯皮策泡形成的界面层压缩的碰撞。通过假设云的相对运动相对于视线的倾斜度为\timeform{45D}，我们估计碰撞在过去的100万年中以$\sim$ 10 \kms的相对速度持续。在S116--117--118系统中，\HII \区域位于腔的外部。这种形态归因于大云的密度约束分布，这使得\HII \区域更容易向大云的外部而不是空腔内部扩展。目前的情况证明，云-云碰撞产生的空腔没有O星反馈的作用，并建议碰撞压缩层是高度的粘性。
2018-02-15 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
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
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
Molecular Gas Toward the Gemini OB1 Molecular Cloud Complex II: CO Outflow Candidates with Possible WISE Associations
本文利用紫金山天文台德令哈13.7米望远镜对宝石OB 1分子云复合体及其周围的CO外流进行了大尺度观测。在一个大的区域（$\sim$ 58.5平方度）上共识别出198个外流候选者，其中193个是新发现的。大约68%（134/198）与Gem OB 1分子云复合体有关，包括云GGMC 1，GGMC 2，BFS 52，GGMC 3和GGMC 4。研究的其他地区是：本地臂（本地林德，西阵线），燕子，角，和远程云。GGMC 1、BFS 52和Swallow中的流出候选者主要位于环状或环状结构。避免遥远地区的过度不确定性（$\gtrsim$ 3.8 kpc），我们只估计了Gem OB 1分子云复合体和Local臂中云的物理参数，在这些云中，已识别出的外流候选者的总动能和能量注入率分别为每个云的湍流能量和湍流耗散率的$\lesssim$ 1%和$\lesssim$ 3%，这表明所识别的流出候选者不能提供足够的能量来在整个云的规模（几个PC到几十个PC）上平衡它们的宿主云的湍流。每个云的引力结合能是$\gtrsim$ 135倍于相应云内已识别的外流候选者的总动能，这表明已识别的外流候选者在整个云的尺度上不会对其宿主云的完整性造成重大破坏。
2018-01-31 astro-ph.GA
Impulsive Gas Fueling to Galactic Center in a Barred Galaxy Due to Falls of Gas Clouds
本研究利用多相气体数值模拟发现，棒旋星系$x$-2环中的气体云经碰撞和II型超新星能量注入偏离轨道、损失角动量后坠入中心，形成脉冲式气体供给。
2024-01-23 astro-ph.GA
Dust Scattering from the Taurus Molecular Cloud
我们提出了一个分析的扩散紫外线（UV）发射附近的金牛座分子云的观测银河系演化探测器（GALEX）的基础上。我们使用的蒙特卡罗尘埃散射模型表明，大约一半的散射通量起源于分子云与25%的前景和25%的云后面出现。尘埃颗粒的最佳拟合的ε是0.3，但是几何形状使得我们不能约束相函数不对称因子（g）。
2016-12-17 astro-ph.GA
Distances to molecular clouds in the second Galactic quadrant
我们目前的距离76中等大小的分子云和一个超大规模的一个在银河系第二象限（$104.75^\circ <l<150.25^\circ $和$|b|<5.25^\circ$），其中73个是第一次精确测量。采用基于密度的噪声空间聚类算法（DBSCAN）从$l$-$b$ - $V$空间（$-95 < V_{\rm LSR}< 25$ \kms）提取分子云样本，并采用消除背景视差的方法（BEEP），利用视差和Gaia DR 2视差测量距离. 76分子云的测量距离范围为211到2631 pc，超大尺度分子云似乎是一个相干结构，约1 kpc，在银河经度上跨越约40°（$\sim$ 700 pc）。
2020-12-17 astro-ph.GA
Magnetized Gas Clouds can Survive Acceleration by a Hot Wind
我们提出了三维磁流体动力学模拟的磁化气体云加速热风。我们初始化的气体云与纠结的内部磁场，并表明，这个字段抑制云的破坏：而不是混合到热的风中发现在流体动力学模拟，云碎片最终共同移动，并与周围环境的压力平衡。我们还证明了热风中的磁场使云的阻力增加了1倍~（1+v_A^2/v_wind^2）$，其中v_A是风中的阿尔芬速度，v_wind 2测量云和风之间的相对速度。我们将这一结果应用于气体云在几个天体物理背景下，包括星系团，星系风，银河系中心，和郊区的星系晕。我们的结果可以解释冷气体在星系风和星系晕中的普遍存在，以及这些冷气体如何在与热的星系风/星系晕气体相互作用的情况下生存下来。我们还预测，阻力可以导致偏离开普勒轨道的G2云在银河系中心。
2014-09-23 astro-ph.GA
The Properties of Bound and Unbound Molecular Cloud Populations Formed in Galactic Disc Simulations
我们探讨了银河系环境对分子云性质的影响。使用云在一个大规模的星系盘模拟形成，我们测量合成柱密度图的可观察到的属性。我们确认，一个显着的部分未绑定云自然形成的星系盘环境和混合人口的绑定和未绑定云可以匹配观测到的尺度关系和河外分子云的分布。通过将云划分为内部和外部圆盘种群，我们比较了它们的属性分布，并测试它们之间是否存在统计上的显著差异。我们发现，云在外盘有较低的质量，尺寸和速度色散相比，在合理选择的内/外边界的内盘。我们将这些差异归因于星系切变对大银河系中心半径圆盘稳定性的强烈影响。特别是，我们的Toomre分析的光盘显示了一个缩小的信封不稳定的质量作为半径的函数，导致形成更小，更低的质量碎片在外盘。我们还表明，恒星形成率的母云的环境的影响，特别是影响整个磁盘的气体的底层表面密度分布。我们的工作突出了使用星系尺度模拟来理解云属性的形成和演化的优势-以及它们内部的恒星形成-在其环境中。
2015-10-28 astro-ph.GA
Chemical Evolution of Turbulent Multiphase Molecular Clouds
分子云基本上是由氢原子和分子组成的，尽管氢是ISM中最简单的分子，但它在分子云的化学演化中起着关键作用。由于其形成时间很长，H2分子可以通过云内的湍流运动向低密度和温暖的区域输送，在那里其丰度的增加可以提高具有高吸热性的分子的丰度。我们提出了高分辨率的模拟，我们包括动态的影响下的分子气体的演变，我们分析其对CH+丰度的影响。
2017-11-06 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
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
Nonthermal filaments from the tidal destruction of clouds in the Galactic center
近四十年来，人们一直在银河系中心附近观察到同步加速器发射的非热灯丝（NTF），但它们的物理起源仍不清楚。在这里，我们调查的可能性，NTFs的分子云的银河系中心的引力势的破坏。我们表明，该模型预测的形成一个的长度上的订单几十到几百个PC，一个高度有序的磁场沿轴的灯丝，和条件有利于磁重联，导致粒子加速的一个非线性结构。因此，这个模型产生的观察到的磁性NTFs和人口的相对论性电子，而不需要呼吁偶极，$\sim$毫微克，银河磁场。由于云可以完全或部分被破坏，这个模型提供了一种建立在某些但不是所有情况下观察到的结构和分子云之间的联系的方法。
2020-11-23 astro-ph.GA
All-sky census of Galactic high-latitude molecular intermediate-velocity clouds
银河系的HI晕云，特别是中速云（IVC），被认为与银河系的喷泉过程有关。观测喷泉云对于理解物质循环和吸积到银河系盘上的作用以及随后的恒星形成非常重要。在这里，我们量化了星系晕中分子气体的数量。我们专注于罕见的一类分子IVC（MIVC）和寻找新的对象。HI-FIR相关性在银河系纬度$|b|>20^\circ$的整个银河系南北半球进行了研究，以确定IVC中分子气体的数量和分布。我们使用了最新的大规模HI和FIR数据，Effelsberg Bonn-HI巡天，Parkes银河系全天巡天和Planck FIR巡天。我们提出了一个目录的239个MIVC候选人在银河系的南北半球。在这些候选者中，除了一个单一的源之外，所有先前已知的MIVC都被恢复。候选者的频率在银河系南北半球之间以及负LSR速度和正LSR速度之间存在显着差异。在我们的方法中，我们分析了当地的银河系环境。将我们的结果外推到整个银河系，原子和分子IVC气体到银河系的全球流入可能占维持当前银河系恒星形成速率所需的气体质量的主要部分。
2016-10-27 astro-ph.GA
Evolution of molecular clouds on galaxy-cloud scale revealed by gravitational network analysis : High-mass clouds may deplete nearby gas via accretion or merging
本研究将星系NGC 628的分子气体建模为引力网络，发现大质量云通过吸积或并合耗尽附近气体而趋于孤立，低质量云则位于紧密子网络中更易演化。
2025-01-30 astro-ph.GA
Studying the molecular gas towards a bright rimmed cloud at the infrared dust bubble N30
本文对位于红外尘埃泡N30北侧的亮边云的分子气体进行了研究。利用12 CO，13 CO和C18 O J=3-2线的发射，以及红外和射电连续谱数据，我们表征了气泡和相关的分子云。此外，我们还分析了亮边云13 CO/C18 O丰度比的行为，并寻找有关最近恒星形成的线索。
2020-01-08 astro-ph.GA
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
The Varying Mass Distribution of Molecular Clouds Across M83
Adamo等人（2015）的工作表明，在附近的星系M83中，年轻的大质量星团的质量分布在最大质量尺度以上被截断，并且这种截断质量随银河系中心半径而变化。在这里，我们提出了一个基于云的分析ALMA CO（$1\to 0$）观测M83的分子云人口中寻找这样的截断质量。我们在M83中发现了873个分子云，这与银河系和本星系群中发现的分子云很相似，尽管星系中心的云显示出高表面密度和增强的湍流，这在高密度核环境中的云中很常见。像年轻的大质量星系团一样，我们发现分子云的最大质量尺度在星系中径向减小。我们发现最大质量的年轻大质量星系团跟踪最大质量的分子云，星系团质量是最大质量分子云的$10^{-2}$倍。在M83的核区域（$R_{g}>0.5$ kpc）之外，没有证据表明分子云的内部条件发生了变化，星系上的平均内部压力、密度和自由落体时间都保持不变。这一结果是一致的约束团簇形成效率只取决于ISM的大尺度属性，而不是单个云的内部条件。
2017-02-24 astro-ph.GA
Statistical study of dust properties in LMC molecular clouds
本文的目的是建立一个提供大麦云云（LMC）分子云尘埃性质和恒星形成效率（SFE）的星表。我们使用斯皮策望远镜获得的红外（IR）数据作为“测量星系演化的代理人”（SAGE）遗产调查的一部分以及IRAS数据。我们还使用LMC的消光（Av）图。在之前的分子调查中，在LMC中总共探测到272个分子云，其中230个是巨大的分子云，42个是较小的分子云。我们进行红外发射/消光，原子和分子气体示踪剂之间的相关性。我们将分子云周围的原子气体与云中的分子气体进行比较。使用尘埃排放模型，我们得到的物理性质的尘埃云内外：平衡温度，发射率和消光。我们还确定了被云截获的星际辐射场的光度，以及总的红外光度。统计上，我们没有发现原子相和分子相之间的尘埃性质有任何显着差异。特别是，我们没有发现证据表明，相对于周围的原子气体，分子阶段的尘埃温度有系统地降低。这可能是因为巨大的分子云是恒星形成的场所，它加热了尘埃，而最小的云是无法分辨的。红外光度与云量之比（LDust/Mgas）似乎与Mgas无关。我们得出的比值的最高值是18.1 Lsol/Msol在剑鱼座30区域，这是已知的最突出的恒星形成区域的LMC，而最有可能的值是0.5，是静止的云的代表。我们提供了一个处方关联的各个阶段的恒星形成与其LDust/Mgas。
2010-10-15 astro-ph.GA
Entrainment in Trouble: Cool Cloud Acceleration and Destruction in Hot Supernova-Driven Galactic Winds
在恒星形成的星系中，重叠的超新星的有效热化可能会产生一种超新星加热的流体，这种流体驱动着星系风。对于从高分辨率模拟（忽略磁场）云粉碎的时间尺度的基准假设，我们表明，从$T_{c}\sim 10^{2}-10^{4}$ K的温度在银河风的发射和吸收看到的冷云不能被加速到观测速度的冲压压力的热风。考虑到径向结构的热流和重力，我们表明，这一结论适用于广泛的星系，云，和热风的属性。这一发现质疑了流行的图片，即在银河风中看到的冷原子气体被热流夹带和加速。考虑到冲压压力加速的这些困难，我们讨论了高速冷气体流出的起源的替代模型。另一种可能性是，冷云中的磁场非常重要，可以延长云的寿命。对于$T_{c}=10^{3}$ \，K和$10^{4}$ \，K云，我们表明，如果传导蒸发可以忽略不计，云粉碎的时间尺度必须分别为$\sim15$和5倍长，从流体动力学模拟的值，以冷云的速度，以达到观察到的。
2017-03-31 astro-ph.GA
The alignment of molecular cloud magnetic fields with the spiral arms in M33
分子云的形成是星系中恒星的摇篮，人们对它的了解很少。一类云的形成模型表明，大规模的银河系磁场在单个云的尺度上是无关紧要的，因为云的湍流和旋转可能会使其磁场的方向随机化。另一种可能是，星系场可能足够强大，可以将它们的方向强加给单个云，从而调节云的积累和分裂，并影响恒星形成的速度和效率。我们在银河系圆盘中的位置使我们很难对形势作出评估。在这里，我们报告的观测磁场方向的六个巨大的分子云复合体在附近，几乎面对面，星系M33。磁场与旋臂对齐，这表明M33中的大规模磁场锚定了云。
2011-11-11 astro-ph.GA
On the dynamics and survival of fractal clouds in galactic winds
最近的观测表明，即使在炽热的星系风中，致密的气体云也能存活下来。在这里，我们表明，包含具有不同统计特性的湍流密度对风扫云的演变具有显着影响。我们研究了对数正态密度场的初始标准差如何影响嵌入超音速风中的准等温云的动力学。我们比较均匀，分形螺线管，分形压缩云模型在3D和2D流体动力学模拟。我们发现，云破裂和稠密气体卷吸过程是云中初始密度分布的函数。分形云比均匀云更早地加速、混合和被破坏。在分形云样本中，压缩云保留了高密度的核，因此它们比螺线管云更受限制，加速更慢，速度色散更低。压缩云也不太容易发生开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性，因此它们比螺线管云存活得更长。通过比较云在破坏时的性质，我们发现，致密气体卷吸是更有效的均匀云比在任何分形云，它是更有效的螺线管比压缩模式。相比之下，在压缩云模型中，风中的质量加载比均匀或螺线管模型更有效。总的来说，广泛的密度分布导致低效的夹带，但他们促进质量加载和有利于非常密集的气体在炎热的银河风的生存。
2019-04-11 astro-ph.GA
Molecular cloud determination in the Northern Galactic Plane
埃克塞特FCRAO CO银道面巡天由12 CO和13 CO（J=1-0）观测组成，覆盖银道面55度<= 1 <= 102度，|b| >= 1度和141度<= 1 <= 195度，-3.5度<= b <= 5.5度，空间分辨率为~45”，光谱分辨率为~0.15km/s。我们将提出一个基于阈值的云和块确定方法，保留层次信息的方法，然后讨论关联源与云的目录。一旦完成，这个云和团块的目录将涵盖北银河平面的大部分，提供星系分子结构的知识，并为研究恒星形成效率的变化提供起点。此外，它将使我们能够识别内部没有或很少发生恒星形成的云，这在研究恒星形成所需的条件时经常被忽视。
2010-07-27 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
Tidally-disrupted Molecular Clouds falling to the Galactic Center
我们发现了一个分子云从外部区域连接到“银河系中心微型螺旋（GCMS）”，这是一束邻近Sgr A* 的电离气体流。分子云在CS J=2-1发射谱线上表现出明显的特征，并与GCMS连续相连。分子云的速度也与GCMS中H42 α复合线上观测到的电离气体的速度连续相关。形态学和运动学的关系表明，分子云是从外部区域下降到附近的Sgr A*，被中断的潮汐剪切的Sgr A* 和电离的紫外线发射的中央集群。在气态分子云与GCMS的交界处还发现了SiOJ =2-1的发射。在边界区似乎存在激波气体。
2016-09-27 astro-ph.GA
H2, CO, and Dust Absorption through Cold Molecular Clouds
相对于常用的示踪剂CO，分子云中H2的丰度仅在少数嵌入式恒星中测量，这些恒星可能被非典型气体包围。我们目前的观测近红外吸收的H2，CO和尘埃对恒星背后的分子云，提供了一个代表性的样品，这些分子在冷分子气体，主要是在金牛座分子云。我们发现N_H2/A_V约为1.0x10^21 cm^-2，N_CO/A_V约为1.5x10^17 cm^-2（包括固体CO在内为1.8x10^17），N_H2/N_CO约为6000。测量的N_H_2/N_CO比值与各种分子云中的嵌入恒星的N_H_2/N_CO比值一致，但都小于由CO和恒星计数的毫米波观测得到的比值。这种差异显然是由于直接测得的N_CO/A_V比值较高所致。
2017-03-28 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
