Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- I.\ Deriving the lifetimes of H\,{\sc i} clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度仍然缺乏约束。这包括恒星形成的最早阶段，在此期间，分子云从原子星际介质中凝结出来。我们提出的第一个系列文件的最终目标是编译的第一个多示踪剂的恒星形成的时间轴，通过一套全面的演化阶段，从原子气体云未嵌入的年轻恒星星族。在本文中，我们提出了一个经验确定的原子云的寿命使用恒星形成形式主义的不确定原理，H $α$和H\，{ \sc i}的发射作为空间尺度的函数的去相关的基础上。我们发现一个原子气体云的寿命为48 $\substack{+13\\-8}$ \，Myr。这一时间尺度与大麦哲伦星云中原子云的平均寿命（基于银河系动力学）是一致的，大麦哲伦星云中原子云的寿命主要由ISM中面的引力坍缩决定。我们还确定了重叠时间尺度，其中H1，{ \sc i}和H1，{$α$ ii}发射都是非常短的（$t_{over}<1.7$ i，Myr），与零一致，表明在H1，{ \sc i}云和H1，{ \sc ii}区域之间的中间阶段，气体几乎完全相变为分子形式。我们利用在这项工作中得出的时间尺度放置经验确定的限制的时间尺度的分子云形成。通过进行相同的分析，包括和不包括30剑鱼座地区，我们发现，最极端的恒星形成环境中的大麦哲伦星云的测量平均原子气体云寿命的影响不大。通过测量原子气体云的寿命，我们对驱动分子云形成的物理学进行了强有力的约束，并为LMC中恒星形成的多示踪剂时间轴…
2020-07-07 astro-ph.GA
Collapsing Molecular Clouds with Tracer Particles: Part I, What Collapses?
要了解恒星从分子气体云中形成，基本上需要知道两件事：什么气体坍缩，以及坍缩需要多长时间。我们通过在三个自引力湍流模拟中嵌入伪拉格朗日示踪粒子来解决这些问题。我们确定星前核心的崩溃结束时，并使用示踪粒子倒带的模拟，以确定每个核心在每个模拟开始时的原像气体。这是一系列论文中的第一篇，我们提出了这项技术，并研究了第一个问题：什么气体塌缩？对于在t=0的原像气体，我们研究了一些数量;概率分布函数（PDF）的几个数量，速度的结构函数，几个长度尺度，体积填充分数，不同的原像之间的重叠，和分形维数的原像气体。解析描述被发现的密度和速度的原像气体的PDF。我们发现，一个核心的原像是大而稀疏的，我们表明，一个核心的气体来自许多湍流密度波动和一些速度波动。我们发现，二进制系统的原像重叠的分形方式。最后，我们使用的密度分布，以获得一个新的恒星形成率的预测。
2022-09-27 astro-ph.GA
Molecular Tracers of Turbulent Shocks in Giant Molecular Clouds
巨大的分子云包含超音速湍流和磁流体动力学湍流的模拟表明，这些超音速运动衰减在大致的交叉时间，这是小于分子云的估计寿命。这种情况需要大量的能量释放。我们运行了C型激波以几km / s的速度传播到密度约为10^3 cm^（-3）的气体中的模型，该模型适合于分子云内部的环境条件，以确定哪些种类和跃迁主导了与湍流分子云的激波冷却相关的冷却和辐射能量释放。我们发现，这些冲击耗散其能量主要是通过CO旋转过渡和压缩预先存在的磁场。我们提出了这些激波的模型谱，并将这些模型与湍流能量耗散率的估计相结合，我们表明，对于CO的中高旋转跃迁（J >5），激波辐射应占主导地位。我们还发现，湍流能量耗散率大致相当于宇宙线加热率，双极扩散加热率可能是显着的。特别是在冲击气体中。
2012-01-25 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- II. The formation and destruction of molecular clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度代表了我们对星系演化以及恒星和行星形成的理解中的主要未知数。这是第二个系列文件，旨在建立一个多示踪剂的时间线的恒星形成的大麦云（LMC），重点是生命周期的分子云。我们使用统计方法来确定$t_{\text{CO}}=11.8^{+2.7}_{-2.2}$ Myr的LMC中的分子云寿命。这个短的时间尺度类似于云的动力学时间，并表明大麦哲伦星云中的分子云在很大程度上与星系动力学的影响脱钩，并具有由内部过程设定的寿命。这与大麦哲伦星系中的原子云形成了鲜明的对比，后者的寿命与星系动力学时间尺度相关。我们还推导出分子云和HII区域共存的时间尺度为$t_{\text{fb}}=1.2^{+0.3}_{-0.2}$ MYR，这意味着平均反馈前膨胀速度为12公里秒$^{-1}$，与直接使用光学光谱观察到的LMC中的HII区域的膨胀速度一致。这些结果表明，大麦哲伦星云中分子云的生命周期是快速的，并受到内部动力学和恒星反馈的调节。最后，我们讨论了我们的测量在文献中，其中报告了相当长的寿命的分子云在LMC的背景下，并发现这些以前的研究结果导致主观选择时间轴校准，避免了我们的统计方法。
2022-09-12 astro-ph.GA
Constraining the Magnetic Field of the Smith High Velocity Cloud using Faraday rotation
史密斯云是一种高速云（HVC），其轨道表明它至少穿过银河系盘一次。在这个云周围发现的磁场被认为在它穿过星系晕时提供了额外的稳定性。我们使用卡尔G。Jansky甚大阵列测量法拉第旋转措施（RM）对1105河外背景点源后面和旁边的史密斯云，以限制其详细的几何形状和强度的磁场。穿过云的RM图案给出了磁场结构的详细形态，该结构表明场覆盖在电离气体上并在云的头部被压缩。我们将峰值视线磁场强度限制为> +5 μ G，并创建了一个磁场模型，以证明覆盖配置可以定性地解释所观察到的RM的形态。
2018-12-14 astro-ph.GA
Atomic and Molecular Carbon as a Tracer of Translucent Clouds
利用34颗银河系O星和B星的高分辨率远紫外HST/STIS光谱，我们测量了CI柱密度，并将它们与CO和H_2文献中的测量结果进行了比较，以了解视线方向上半透明云的存在。发现CO/H_2和CO/Cl比值对半透明物质的存在提供了很好的鉴别，并且都随分子分数的增加而增加，f = 2N（H_2）/N（H）。我们认为，在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以下的视线范围内，大多数是弥漫分子云，而在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以上的视线范围内，大多数是弥漫分子云。这些区别值也与柱密度附近CO与H_2相关性的斜率变化一致，在该柱密度下CO屏蔽变得重要，如Sheffer等人（2008）研究的光化学状态变化所证明的。由于半透明物质的存在与传统的消光测量缺乏相关性，我们建议根据分子含量而不是视线消光特性来定义“半透明云”。
2009-11-11 astro-ph.GA
Blue Stragglers as tracers of the dynamical state of two clusters in the Small Magellanic Cloud: NGC 339 and NGC 419
蓝离散星的中心分离水平被证明是一个很好的老星团（所谓的“动态时钟”）的动态演化的示踪剂，在银河系和大麦云云。的$A^{+}$参数，用来衡量蓝离散程度的隔离，事实上已被发现与父集群中心弛豫时间密切相关。本文研究了小麦哲伦星云中两个年轻恒星系统NGC 339（年龄为6 Gyr）和NGC 419（年龄仅为1.5 Gyr）的蓝离散星布居，以研究它们的动力学状态。由于多历元，高角分辨率的哈勃太空望远镜观测两个集群，我们利用了恒星自行测量的区域中的两个系统，我们选择了一个人口可能的集群成员，从小麦哲伦星云恒星去除强污染。这使我们能够以前所未有的精度研究这两个河外星系团中蓝离散星的径向分布，并测量它们的动力学年龄。正如预期的这样年轻的集群，我们发现，这两个系统是从动力学的角度来看，发展不佳，也充分证实了$A^{+}$参数是一个敏感的“时钟手”，即使在动态年轻的政权。
2022-02-15 astro-ph.GA
Is atomic carbon a good tracer of molecular gas in metal-poor galaxies?
一氧化碳（CO）被广泛用作富金属星系中氢分子（H2）的示踪剂，但已知在低金属量矮星系中变得无效。原子碳被认为是这些贫金属系统中H2的优良示踪剂，但其适用性尚未得到证实。为了帮助我们评估如何以及原子碳痕迹H2在低金属丰度，我们已经进行了一系列的湍流分子云，涵盖了广泛的不同金属丰度的数值模拟。我们的模拟表明，在恒星形成云，[CI]发射和H2质量之间的转换因子，$X_{\rm CI}$，规模约为$X_{\rm CI} \propto Z^{-1}$。我们恢复一个类似的缩放CO到H2的转换因子，$X_{\rm CO}$，但发现在这一点上的云的演变，$X_{\rm CO}$始终小于$X_{\rm CI}$，由几个或更多的因素。我们还研究了$X_{\rm CI}$和$X_{\rm CO}$如何随时间演变。我们发现，$X_{\rm CI}$不随时间变化强烈，表明原子碳仍然是一个很好的示踪剂的氢在金属贫乏的系统，即使在时间显着开始之前的恒星形成。另一方面，$X_{\rm CO}$在贫金属云中随时间变化非常强烈，表明CO在低金属丰度的无星云中不能很好地跟踪H2。
2015-12-04 astro-ph.GA
An Alternative Accurate Tracer of Molecular Clouds: The "$X_{\rm CI}$-Factor"
我们探讨CI作为一种替代高保真气体质量示踪剂的银河系分子云的效用。我们评估了609 $μ$ m碳线的X $_{\rm CI}$ -因子，CO X-因子的类似物，其是H $_2$柱密度与积分$^{12}$ CO（1-0）线强度的比率。我们使用3D-PDR后处理湍流，恒星形成云的流体动力学模拟。我们比较了1和10倍的平均背景辐射的模型云的CI和CO的排放，并证明CI是一个相当或优越的示踪剂的分子气体分布的柱密度高达$6 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$。我们的结果保持减少和完整的化学网络。对于我们的基准银河系云，我们得出平均$X_{\rm CO}$为$3.0\times 10^{20}$ cm PDMATHAMR K PDMATHAMU km PDMATHAMU s，$X_{\rm CI}$为$1.1\times 10^{21}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud Collision Signatures in the Central Molecular Zone
本文通过流体动力学、化学和辐射转移联合模拟，对比盘面与中心分子区条件下的云碰撞，发现CO在CMZ中桥接特征变模糊，而CS、HCO$^+$、N$_2$H$^+$等示踪物仍能清晰呈现桥接特征，验证了其在CMZ云碰撞研究中的有效性。
2024-10-20 astro-ph.GA
Distribution of Water Vapor in Molecular Clouds
我们报告了沿猎户座分子云脊的大面积水蒸气研究结果，其目的是确定致密分子云中气相水的深度依赖性分布。我们发现，水蒸气测量朝向77个空间位置沿面对猎户座山脊，不包括周围的流出与BN/KL和IRc 2相关的位置，显示集成的强度与已知的云表面示踪剂，如CN，C2 H，13 CO J =5-4，HCN，以及较少的体积示踪剂N2 H+。此外，在对应于Av < 15 mag.的总柱密度下，H_2O与C_18O的积分强度比在接近云面时有明显的上升。我们发现，这种行为不能被占的光学深度或激发效应，但表明，气相水的丰度下降在大AV。这些结果是重要的，因为它们影响的措施，真正的水蒸气丰度的分子云突出的局限性比较测量的水蒸气柱密度与传统的云示踪剂，如13 CO或C18 O。这些结果也支持云模型，将冻结出的分子作为一个关键组成部分，在确定的深度依赖丰富的水蒸气。
2010-11-14 astro-ph.GA
A High-Metallicity High Velocity Cloud along the MRK 421 Sight Line: A Tracer of Complex M?
通过分析哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器上的宇宙起源光谱仪对耀变体Mrk 421的紫外光谱观测，提出了一种新的测量方法，即0.85- 3.5Z_solar，测量高速云（HVC）复合体M的金属丰度。虽然在21 cm发射中看不到V_LSR = -131 km/s的HVC（logN_HI<18.38; 3 σ），但在C II、N I、O I、O VI、Si II、Si III、Si IV、Fe II和HI的紫外吸收线中可以检测到。通过参考-60 km/s的中间速度云的速度并结合分析来自高阶HI莱曼线的HI吸收，我们在HVC中测量到logN_HI=16.84（0.13，+0.34）（1 sigma）。比较HI和OI，我们发现HVC金属度[O/H]=0.32（-0.39，+0.22）。因为视线从复合体M中的HVC经过4度，所以检测到的HVC可能代表复合体的最高速度分量，并且我们的测量提供了其金属丰度的下限。高的，可能是超太阳的金属丰度，以及在银道面上方的低距离，z<3.5 kpc，表明复合体M是来自银河喷泉的冷凝返回气体。
2011-02-09 astro-ph.GA
Molecular Line Emission as a Tool for Galaxy Observations (LEGO). I. HCN as a tracer of moderate gas densities in molecular clouds and galaxies
在星系中观察到的趋势，如高所罗门关系，表明恒星形成速率和可用于恒星形成的致密气体质量之间存在线性关系。验证这种关系需要建立可靠的方法来追踪星系中的致密气体。一个常见的假设是HCN（$J=1$ -0）跃迁与$\rm{}H_2$密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体明确相关。如果是这样的话，密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体的质量就可以从这条发射线$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$的光度中推断出来。在这里，我们使用的猎户座~A分子云的观测表明，HCN（$J=1$ --0）线跟踪低得多的密度$\sim{}10^3~\rm{}cm^{-3}$在这个分子云的冷部分，对应于视觉反射$A_V\approx{}6~\rm{}mag$。我们还发现，像猎户座这样的云中的冷而致密的气体产生的HCN排放太少，无法解释恒星形成星系中的$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$，这表明星系可能包含迄今未知的HCN排放源。在我们在100 GHz附近频率观察到的分子样本中（也包括$\rm{}^{12}CO$、$\rm{}^{13}CO$、$\rm{}C^{18}O$、CN和CCH），$\rm{}N_2H^+$是唯一与相当致密的气体明显相关的物种。
2017-07-17 astro-ph.GA
Relative Alignment Between the Magnetic Field and Molecular Gas Structure in the Vela C Giant Molecular Cloud using Low and High Density Tracers
我们比较磁场方向的年轻的巨大分子云船帆座C推断500- $μ$米的偏振图与BLASTPol球载偏振仪的方向的结构在综合线发射图从Mopra观测。对整个云进行平均，我们发现，对于低密度示踪剂，如$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J$ $\rightarrow$ 1 - 0，积分线强度或零矩图中的细长结构在统计上更可能平行于磁场排列，而中等或高密度示踪剂显示（平均）垂直于磁场排列的趋势。这一观察结果与以前关于船帆座C中相对取向随柱密度变化的研究一致，并支持一种模型，即磁场足够强，可以影响船帆座C中致密气体结构的形成。从平行到无优先/垂直取向的转变似乎发生在由$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J$ $\rightarrow$ 1 - 0追踪的密度之间。使用RADEX辐射转移模型来估计由每个分子线跟踪的特征数密度，我们发现，过渡发生在大约$10^3$ cm $^{-3}$的分子氢数密度。我们还看到，中央脊（船帆座C内最高的柱密度和最活跃的恒星形成区域）似乎在较低的数密度下发生了转变，这表明这可能取决于云的演化状态。
2019-04-02 astro-ph.GA
Star Formation Occurs in Dense Gas, but What Does "Dense" Mean?
我们报告了一个项目的结果，映射HCN和HCO+ J = 1-0的排放量对样本的分子云在银河系内部，所有包含密集的团块，积极参与恒星的形成。我们比较了这两个分子线示踪剂毫米连续发射和消光，从13 CO推断，作为分子云中致密气体的示踪剂。来自致密气体的每种示踪剂的线光度的分数，如AV > 8等所测量的，在云与云之间变化很大。在所有情况下，总光度的相当一部分（在大多数情况下，大部分）出现在AV > 8等阈值以下的气体中，并且在强毫米连续辐射区域之外。对于其他星系的HCN光度的测量可能主要是由这种气体在较低的表面密度。对总谱线光度的重要贡献，甚至占主导地位的贡献，可以出现在具有典型云整体密度的气体中（密度约为每立方厘米100）。从HCN或HCO+排放本身定义致密团块，类似于以前的研究，导致广泛的团块性质，其中一些比以前的研究大得多，密度小。HCN和HCO+具有类似的追踪该样品中云的致密气体的能力。对于低维里参数的两个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果较差，而对于其它四个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果也同样好（或差）。
2020-04-14 astro-ph.GA
Stellar substructures in the periphery of the Magellanic Clouds with the VISTA Hemisphere Survey from the red clump and other tracers
利用VISTA半球巡天（VHS）的近红外成像数据，我们研究了麦哲伦星云恒星外围的形态学。通过对不同星族的（$J-K_\mathrm{s}$，$K_\mathrm{s}$）色星等图的选择，我们确认了与云相互作用历史有关的子结构的存在，并在LMC盘的东侧发现了可能受银河系影响的新的子结构，在SMC盘的北侧发现了可能与银河系椭球结构有关的新的子结构.我们还研究了SMC中的红团星的光度函数，并确认存在一个双峰距离分布，在前景人口的形式。我们发现，这种双模态仍然可以在星系的东部地区检测到距离其中心10度的距离。此外，在北方距离中心7至10度之间检测到背景结构，可能属于反桥，在南方距离中心6至8度之间检测到前景结构，可能与老桥有关。
2021-04-16 astro-ph.GA
Constraining UV Continuum Slopes of Active Galactic Nuclei With CLOUDY Models of Broad Line Region EUV Emission Lines
了解活动星系核（AGN）宽线区（BLR）的组成和结构对于解答超大质量黑洞演化、星系演化和星系际介质电离等许多悬而未决的问题具有重要意义。我们使用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪（COS）的单历元紫外光谱，测量了四个单独的活动星系核与$0.49 \le z \le 0.64$，两个活动星系核与$0.32 \le z \le 0.40$，和159个活动星系核的复合物的EUV发射线通量。用云光电离程序计算了BLR云的发射线通量，并给出了不同密度、氢电离通量和入射连续谱指数的BLR云的发射线通量。使用单组分和局部最佳发射云（ORFO）模型将光电离网格拟合到观测结果。双组分模型能很好地拟合实测通量，而单组分模型则不能。紫外光谱指数的首选我们的COMS模型是一致的COS光谱测量。EUV发射线，例如N IV λ765、O II λ833和O III λ834，主要源自电子温度在37000 K和55000 K之间的气体。这种气体存在于具有高氢密度（n_H \ge 10^12 cm^-3）和氢电离光子通量（Φ_H \ge 10^22 cm^-2 s^-1）的BLR云中。
2014-08-19 astro-ph.GA
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. I. NH3 tracers of dense molecular cores
（略）目标。在我们调查的这一部分，我们在追踪分子云密集区的天鹰座裂谷复合体中寻找氨发射体。方法.从一氧化碳调查进行了德令哈14米望远镜，我们选择了150个目标的观测在其他分子线。在这里，我们描述的映射观测的NH 3（1，1）和（2，2）的前49个源的反转线与Effelsberg 100米望远镜。结果分别在12个和7个源中检测到NH3（1，1）和（2，2）发射谱线。在新发现的NH3源中，我们的样本包括以下著名的云：无星核心L 694 -2，巨蛇座星云星团B，巨蛇座暗星云L572，无星暗星云L 673，孤立的原恒星源B335和复杂的恒星形成区域巨蛇座南部。在致密的无星核心中，观测到的角大小在40”到80”之间（约0.04-0.08 pc），但在无星的暗云中，观测到的角大小可达9“（约0.5 pc）。测得的云的动力学温度介于9 K和18 K之间。从3- 8 K的NH3激发温度，我们确定了H2的密度，其典型值为~（0.4-4）10^4 cm^-3。绘制的核心的质量范围在~0.05和~0.5M_solar之间。氨的相对丰度X= [NH3]/[H2]，变化范围为10^-7 ~ 5 10^-7，平均值<X>=（2.7+/-0.6）10^-7（根据空间分辨岩心估算，假设填充因子eta = 1）。在两个云中，我们观察到运动学分裂NH3剖面分离约1公里/秒。分裂最有可能是由于双极分子流出，其中一个我们…
2013-03-08 astro-ph.GA
The ALMOND Survey: Molecular cloud properties and gas density tracers across 25 nearby spiral galaxies with ALMA
我们使用ALMOND（ACA稠密气体中邻近星系的大样本映射）调查的新HCN（1-0）数据来追踪kpc尺度的分子气体密度结构，并使用PHANGS-ALMA的CO（2-1）数据来追踪25个邻近恒星形成星系的大分子气体。在2.1kpc尺度下，我们测量了密度敏感的HCN/CO线比和SFR/HCN比，以跟踪更致密的分子介质中的恒星形成效率。在150 pc尺度下，我们通过CO（2-1）线发射测量分子气体的结构和动力学性质，这与使用强度加权平均法的低分辨率数据相关联。我们发现HCN/CO（SFR/HCN）与分子气体的表面密度、速度色散和内部湍流压力呈正（负）相关。这些观测到的相关性与恒星形成湍流模型的预期趋势一致，该模型考虑了单个自由落体时间的引力坍缩。我们的结果表明，kpc尺度的HCN/CO线比是一个强有力的工具，跟踪150 pc尺度的分子云的平均密度分布。最后，我们发现系统的变化的SFR/HCN的比率与云尺度的分子气体的性质，这是不兼容的一个普遍的恒星形成效率。总的来说，这些发现表明，平均分子气体密度，分子云特性和恒星形成以连贯的方式密切相关，对密度敏感的分子气体示踪剂的观测是分析这些变化的有用工具，将分子气体物理学与星系盘上的恒星输出联系起来。
2023-02-06 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
Gaseous CO Abundance---An Evolutionary Tracer for Molecular Clouds
普朗克冷团是研究分子云演化的初始条件最有希望的对象之一。本文利用普朗克卫星观测的尘埃释放数据和紫金山天文台13.7 m望远镜观测的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO（1-0）谱线数据，研究了早期冷芯（ECC）样品中674个团簇的CO丰度、CO贫化和CO到H的$_{2}$转换因子。CO丰度的中值和平均值分别为0.89 $\times10^{-4}$和1.28 $\times10^{-4}$。CO消耗因子的平均值和中位数分别为1.7和0.9。整个样本的$X_{CO-to-H_{2}}$的中值为$2.8\times10^{20}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s。CO丰度、CO贫化因子和CO-H $_{2}$转换因子与其他物理参数（如尘埃温度、尘埃发射率光谱指数、柱密度、体积密度和发光质量比）有很强的（反）相关性。总之，气态CO丰度可以用作分子云演化的示踪剂。
2013-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapsing molecular clouds with tracer particles: Part II, Collapse Histories
本文用伪拉格朗日示踪粒子追踪分子云气体，揭示“先巡航后坍缩”规律，量化坍缩时间分布并提出聚集、硬化、奇点化三阶段模型。
2024-06-12 astro-ph.GA
Hunting for the signatures of molecular cloud formation
为了了解分子云是如何在银河系星际介质中形成的，我们希望能够绘制出形成它们的气流的结构和运动学。然而，这样做在观测上具有挑战性。CO是研究分子云的主力分子，它只能追踪相对稠密的气体，因此只能让我们研究那些已经聚集起来的云。数值模拟表明，形成这些云的流入气体主要由CO-暗H2组成。这些相同的模拟使我们能够探索这种CO暗分子材料的不同示踪剂的有用性，我们在这里使用它们来表明[CII]精细结构线可能是这种气体的一种非常强大的示踪剂，并且应该很容易使用现代仪器检测到。
2015-11-15 astro-ph.GA
On the limitations of H alpha luminosity as a star formation tracer in spatially resolved observations
本文通过高分辨率模拟揭示Hα光度在亚100 pc尺度上因电离光子泄漏和年轻恒星漂移而偏离真实恒星形成分布，并提出结合Hα与CO观测的校准模型以精确测量大分子云的恒星形成率。
2024-09-29 astro-ph.GA
Detection of hydrogen fluoride absorption in diffuse molecular clouds with Herschel/HIFI: a ubiquitous tracer of molecular gas
本文讨论了沿亚毫米波连续辐射源W 49 N和W51视线方向星际氟化氢吸收的探测问题。我们用Herschel的HIFI仪器在双波束开关模式下观测了5a波段接收机上边带1232.4762GHz J = 1 - 0的HF跃迁。我们检测到前景吸收HF对这两个来源在很宽的速度范围。光学薄的吸收组件上检测到的视线，使我们能够测量-而不是获得一个下限-的柱密度的HF的第一次。正如先前对HF朝向源G10.6-0.4的观测一样，即使氧的元素丰度比氟的元素丰度大四个数量级，推导出的HF柱密度通常与水蒸气的密度相当。我们使用了相当不确定的N（CH）-N（H2）的关系，推导出以前对扩散分子云，推断分子氢柱密度的云表现出HF吸收。在不确定性，我们发现，丰富的HF相对于H2是一致的理论预测，HF是这些云的气相氟的主要储层。因此，氟化氢有可能成为分子氢的优良示踪剂，并提供了小H2柱密度云的灵敏探针。事实上，这里报告的氟化氢观测揭示了沿着W51视线存在低柱密度扩散分子云，LSR速度约为24 kms-1，在赫歇尔发射之前的分子吸收线研究中没有发现。
2010-07-13 astro-ph.GA
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
PHANGS: Constraining Star Formation Timescales Using the Spatial Correlations of Star Clusters and Giant Molecular Clouds
在恒星形成的层次观中，巨大的分子气体云（GMC）经历破碎形成由恒星和星团组成的小尺度结构。在这里，我们研究了年轻的星团和冷气体之间的联系，在一系列河外环境相结合的高分辨率（1”）PHANGS-ALMA目录的GMC与星团目录PHANGS-HST。这些星团在空间上与GMC相匹配，这些GMC分布在11个附近的恒星形成星系的样本中，这些星系具有一系列的星系环境（中心，酒吧，旋臂等）。我们发现，在4-6万年后，星团不再与任何气体云有关。此外，我们还测量了星团和GMC的自相关性以及它们的互相关，以量化恒星形成的分形性质。年轻的（$\leq$ 10百万年）星团比>10百万年的恒星星族在kpc和更小的空间尺度上具有更强的自相关性，这表明等级结构随着时间的推移而消失。
2022-09-07 astro-ph.GA
Constraining Dark Matter-Proton Scattering from Molecular Cloud Ionization
本文利用分子Migdal效应，通过分子云电离率观测计算了暗物质-质子散射截面的限制，为强耦合暗物质子成分提供了最强限制，并首次将Migdal效应应用于天体物理系统。
2024-02-15 astro-ph.GA hep-ph
Scattering from dust in molecular clouds: Constraining the dust grain size distribution through near-infrared cloudshine and infrared coreshine
上下文星际尺寸分布中最大的颗粒（0.5-1微米）在散射近红外和中红外辐射方面是有效的。因此，这些波长特别适合于探测仍然不确定的高端尺寸分布。目标。我们调查的外观变化的一个典型的低质量的分子核心从Ks（2.2微米）带斯皮策IRAC 3.6和8微米带，并与模型计算，其中包括粒度分布的变化进行比较。方法.我们结合斯皮策IRAC和地面近红外观测来表征在近红外和中红外波长从核心L260观察到的散射光。利用球对称模型核，我们进行了辐射转移计算，以研究不同的尘埃粒径分布对整个核的强度分布的影响。结果在Ks和3.6微米波段观察到的散射光图案被发现是相似的。通过与辐射转移模型的比较，这两个剖面图限制了大小（大于0.25微米）尘埃颗粒的相对丰度。被发现的散射光分布是不一致的星际硅酸盐颗粒分布仅延伸到0.25微米和大颗粒需要达到所观察到的通量和通量比。Ks带表面亮度分布的形状将最大晶粒限制在1-1.5微米。结论.除了在斯皮策IRAC通道中观测岩芯外，与地面近红外观测相结合，适合于限制岩芯中大颗粒的性质。
2013-10-26 astro-ph.GA
Using Star Clusters as Tracers of Star Formation and Chemical Evolution: the Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
传统上，本星系群的恒星形成（SFH）和化学富集（CEH）历史都是通过分析哈勃空间望远镜获得的色星等图中的恒星星族来研究的。星团可以用地面望远镜在更远的距离上在综合光下进行研究。它们代表了其宿主星系在不同年龄的化学演化快照。在这里，我们提出了一个简单的理论框架的化学演化的基础上的瞬时循环近似（IRA）模型。我们推断CEH从SFH，反之亦然，使用观测数据。我们还提出了一个更先进的模型，考虑到Ia型超新星的贡献，个别化学元素的演变。我们证明，年龄，铁和$α$ -元素丰度的15个星团来自他们的综合光谱拟合可靠地跟踪CEH的大麦云云从解决恒星星族的年龄范围40 Myr $<t<$ 3.5 Gyr。我们的模型预测的CEH从全球SFH的LMC同意非常好的观察到的集群年龄金属丰度关系。此外，由IRA模型（$6.2\cdot10^8 M_{\odot}$）估计的LMC的当前总气体质量在不确定性内与针对分子气体的存在进行校正的观测到的HI质量（$5.8\pm0.5\cdot10^8 M_{\odot}$）相匹配。我们简要地讨论了如何使用我们的方法来研究SFHS的星系距离为10 Mpc的详细程度，目前只有在少数附近的银河系卫星。
2018-04-17 astro-ph.GA
The formation of the W43 complex: constraining its atomic-to-molecular transition and searching for colliding clouds
数值模拟探索了通过准静态、自引力机制或气流或低密度云的碰撞形成分子云的可能性。他们还定量预测了从原子到分子气体过渡时物质的分布。我们的目标是通过研究W 43的环境来观测测试这些模型，W 43是银河系长棒尖端附近的一个分子云复合体。使用银河系范围内的HI和12 CO调查，我们寻找流向W 43分子云复合体的气体。我们还估计了HI和H2的质量表面密度，以限制W 43周围和内部从原子气体到分子气体的转变。在~（12）CO和HI气体的位置-速度图中，我们发现了3个云系。它们在视线上相隔20 km/s，并延伸到W 43的13 CO速度结构中。由于它们的速度梯度与自由落体一致，因此它们可能是附近的云，被W 43 10^7 Msun势阱吸引并流向W 43 10^7 Msun势阱。我们发现HI表面密度σ_HI=45- 85 Msun/pc ~ 2，没有达到任何阈值水平，但当进入先前定义的130 pc宽的分子复合物时增加。这表明H2形成和光解离之间的平衡尚未达到。在W 43区域及其周围测得的H2-to-HI比R_H2~3.5很高，表明W 43中的大部分气体已经以分子形式存在，并沿着盾牌-半人马座臂在下游几百秒差距的结构中存在。W 43分子云复合体可能已经形成，事实上可能仍在从云的凝聚中吸积物质。已经处于分子主导的状态，这些云大多数是从盾牌-半人马座臂流出的，这与分子云形成的准静态和稳态模型明显不一致。
2014-04-17 astro-ph.GA
Constraining the orbital history of the Magellanic Clouds: A new bound scenario suggested by the tidal origin of the Magellanic Stream
传统上，束缚轨道被分配给大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC），以提供麦哲伦流（MS）及其主导臂（LA）的形成情景，这两个突出的中性氢（HI）特征与LMC和SMC相连。然而，哈勃太空望远镜（HST）对大麦哲伦星系和小麦哲伦星系自行的测量对束缚轨道的可解释性提出了挑战，导致MS的起源再次成为一个有争议的问题。我们提出了一个新的潮汐模型，在该模型中，类似于分叉MS和细长LA的结构能够形成与HST自行一致的束缚轨道。在我们的模型中，尽管LMC和SMC分别与银河系绑定超过5 Gyr，但最近才保持相互绑定。我们发现，MS和LA是能够形成的LMC主导的潮汐剥离的结果在最近的动力学耦合的LMC和SMC。我们的轨道模型依赖于我们的假设，即银河系具有恒定的圆周速度V_cir=250 km/s，直到160 kpc，这意味着一个巨大的等温晕，并没有完全被观测拒绝。
2011-01-13 astro-ph.GA
Far-infrared excess emission as a tracer of disk-halo interaction
考虑到银河系中当前和过去的恒星形成以及有限的气体供应，冷气体库的再燃料是银河系天体物理学的一个重要方面。除其他机制外，\ion{H}{i}晕云的降落有助于解决这一问题。我们研究了中速云IVC 135 +54及其空间相关的高速对应物，以寻找过去或正在进行的相互作用的迹象。使用Effelsberg-Bonn \ion{H}{i} Survey数据，我们研究了不同速度下气体的相互作用。结合远红外普朗克和IRIS数据，我们将这项研究扩展到星际尘埃，并使用数据集的相关性来推断暗气体的信息。速度结构表明，下降的高速云（HVC）的强烈压缩和减速，与远红外过量发射的中速云。这种过量的放射追踪分子氢，证实了IVC 135 +54是极少数分子晕云之一。IVC 135 +54相对于当地气体的高尘埃发射率意味着它由盘状物质组成，并且不像HVC那样具有河外起源。根据高速气流的速度结构和IVC的含尘量，两者之间的物理联系似乎是合乎逻辑的结论。由于这与两个物体之间的距离差不相容，我们得出结论，这个特定的HVC可能比复杂C更接近我们。或者，相互作用的指标是误导性的，有另一个来源。
2014-12-09 astro-ph.GA
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
A homogeneous three-dimensional view of Molecular Cloud kinematics out to 2.5 kpc. Using Young Stellar Objects and Open Clusters as complementary tracers
Universidade da Coruña (UDC)（科鲁尼亚大学）；CIGUS CITIC, Centre for Information and Communications Technologies Research（信息与通信技术研究中心 CIGUS CITIC）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB)（宇宙科学研究所 ICCUB）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
本文利用年轻恒星对象和疏散星团作为互补示踪剂，研究分子云的三维运动，发现两者在运动学上高度一致，揭示了太阳系在Orion云中的旅程及Lupus、Ophiuchus和Corona Australis的共同起源。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining annihilating dark matter by radio continuum spectrum of the Large Magellanic Cloud
最近的无线电观测得到了湮灭暗物质的严格限制。本文利用大麦云（LMC）的射电连续谱数据分析了暗物质湮灭信号。我们发现了一个轻微的正信号的暗物质湮灭与$1.5σ$统计意义。整体最佳拟合的暗物质质量是$m_{\rm DM} \approx 90$ GeV，通过$b\bar{b}$通道湮灭。我们还限制了$3σ$的暗物质质量的下限与标准的热暗物质湮灭截面的$e^+e^-$，$μ^+μ^-$，$τ^+τ^-$和$b\bar{b}$通道。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
Low Mass Stars as Tracers of Star and Cluster Formation
我们回顾了使用年轻的低质量恒星和原恒星，或年轻的恒星物体（YSO），作为恒星形成的示踪剂。在可见光、红外线、无线电和X射线波长下观测分子云，可以识别和描述这些云中的YSO，并能够探测深埋物体和所有演化阶段。用斯皮策、赫歇尔、XMM-牛顿和钱德拉空间望远镜进行的观测测量了一些附近（< 2.5千秒差距）分子云内YSO的空间分布，显示表面密度的变化超过三个数量级。这些调查已被用来测量空间变化的恒星形成率和云内的效率，并结合分子气体的地图，导致发现恒星形成关系的云内。YSO巡天还可以描述嵌入星团的结构、年龄和恒星形成历史，并阐明星团与形成它们的分子云中的细丝、枢纽和脊的网络之间的关系。YSO的自行和径向速度的测量跟踪集群的运动学从深深嵌入的阶段，通过气体扩散的演变，提供洞察力的因素，形成绑定集群。在包含整个恒星形成复合体的100 pc尺度上，盖亚正在绘制年轻的恒星协会，这些恒星已经分散了它们的出生气体并与分子云共存。这些调查揭示了复杂的结构和运动的协会，并显示证据超新星驱动的膨胀。盖亚现在已经发现了这些关联的遗迹，表明恒星形成结构的痕迹可以持续数亿年。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 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
Cosmogenic 10Be as a Tracer for Recent Heliospheric Encounters with Interstellar Cold Clouds
Boston University（波士顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）
研究通过模拟10Be在大气中的产生，探讨日球层与星际冷云相遇对地球暴露的银河宇宙射线和日球源高能粒子的影响，发现仅解析尺度的云可被铁锰沉积物检测，而更小尺度的云需通过高能粒子或冰芯记录检测。
2026-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.ao-ph
Using CO line ratios to trace the physical properties of molecular clouds
一氧化碳（CO）转动跃迁线是巨分子云（MC）中分子气体最常见的示踪线。我们研究的比率（$R_{2-1/1-0}$）之间的CO的前两个发射线，并检查它提供了什么信息的云的物理性质。为了研究$R_{2-1/1-0}$，我们进行了光滑粒子流体动力学模拟与时间相关的化学（使用GADGET-2），以及后处理辐射转移计算的自适应网格（使用RADMC-3D），以创建合成的发射地图的MC。$R_{2-1/1-0}$具有双峰分布，这是每条线的激发特性的结果，假定$J=1$达到局部热平衡（LTE），而$J=2$在所考虑的云中仍然是亚热激发的。$R_{2-1/1-0}$的双峰性可作为云不同区域物理性质的示踪剂，并有助于限制当地温度、密度和不透明度。此外，这种双峰结构表明CO排放的重要部分来自云的扩散区域，这表明两条线之间常用的转换因子$R_{2-1/1-0}\sim 0.7$可能需要进一步研究。
2016-11-07 astro-ph.GA
Tracing the formation of molecular clouds via [CII], [CI] and CO emission
如果我们有一个可靠的观测示踪剂来追踪形成云的气流，那么我们对分子云如何在星际介质（ISM）中形成的理解将大有帮助。单电离和中性碳（[CII]，[CI]）的精细结构发射和CO的旋转线发射都被观察到与分子云。然而，目前还不清楚这些示踪剂是否可以用来研究气体流入到正在聚集的云上，或者它们是否主要追踪已经聚集的云。在本文中，我们解决这个问题的帮助下，高分辨率的分子云的形成，包括一个复杂的化学和热物理的ISM治疗模拟。我们的模拟表明，[CI]和CO排放的痕量气体主要是分子，密度n ~ 500-1000 cm $^{-3}$，远大于流入气体的密度。[CII]追踪早期主要为原子的低密度物质（n ~ 100 cm $^{-3}$）。大部分的[CII]发射跟踪与[CI]或CO发射相同的结构，但一些出现在流入的气体中。不幸的是，这种辐射非常微弱，用现有的观测设施很难探测到，即使是位于星际辐射场升高的区域的云。
2019-05-12 astro-ph.GA
Constraining the intrinsic population of Long Gamma-Ray Bursts: implications for spectral correlations, cosmic evolution and their use as tracers of star formation
长伽马射线暴（LGRB）已被证明是宇宙的强大探测器，特别是在研究恒星形成率达到非常高的红移（$z \sim 9$）。由于LGRB只由一小部分大质量恒星产生，因此对它们潜在的固有种群有很好的理解是至关重要的，以便将它们用作宇宙学探测器，而不会引入任何不必要的偏差。这项工作的目标是限制和消除这种固有的人口。我们开发了一个蒙特卡罗模型，其中每个爆发是由它的红移和它的光变曲线的峰值处的属性描述的。我们通过将我们的合成群体与基于CGRO/BATSE，Fermi/GBM和Swift/BAT样本的精心选择的观测约束进行比较，得出了最佳拟合参数，并具有适当的通量阈值。我们探讨了不同的情况下，在宇宙演化的光度函数和/或红移分布，以及包括或不存在的内在光谱能量（EP-L）的相关性。我们发现，存在一个内在的Ep-L相关性是首选的，但具有较浅的斜率比观察到的（$α_A \sim 0.3$）和较大的分散（$\sim 0.4$ dex）。我们发现一个强大的退化之间的宇宙演化的光度和LGRB率，并表明，一个更大和更深的样本比浅滩的三个因素是需要解除这种退化。观察到的，我们得出结论，Ep-L的相关性不能只解释选择效应，虽然这些确实发挥了作用，在塑造观察到的关系。恒星形成率估计的不确定性中，应该包括光度函数和LGRB红移分布的宇宙演化之间的简并;在$z=6$中，这些不确定性的系数为10，在$z=9$中，这些不确定性…
2020-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
NEATH III: a molecular line survey of a simulated star-forming cloud
本文通过自洽动力学与化学演化模拟，系统研究了分子云中CO同位素及多种致密气体示踪剂的谱线发射，发现N₂H⁺是优于HCN的高密度气体示踪剂，并证明大尺度环境对前恒星核谱线性质有重要影响，孤立核模型不足以解释观测。
2024-06-10 astro-ph.GA
3D MC I: X-ray Tomography Begins to Unravel the 3-D Structure of a Molecular Cloud in our Galaxy's Center
本研究结合钱德拉X射线观测与多台设备的分子气体示踪数据，提出新型X射线断层扫描方法，构建了银河系中心“三只小猪”系统中Sticks云的三维图谱，助力揭示极端环境下分子云的内部结构。
2025-01-13 astro-ph.GA
Tracers of Dense Gas in the Outer Galaxy
我们利用大德射电天文台（TRAO）的14米射电望远镜，绘制了外银河系（银心距离> 9.5千秒差距）7个恒星形成区（12 + log[O/H]范围从8.34到8.69）的HCN和HCO $^{+}$（J = 1 $\to$ 0）谱线发射图。我们比较这两个分子线与其他传统的示踪剂的致密气体，毫米波连续辐射尘埃和消光阈值（$A_{V} \geq 8$马格），推断从$^{13}$ CO线数据。HCN和HCO $^{+}$与毫米波发射的相关性比与消光判据的相关性好。对于所有的云来说，大量的光度来自于低于消光标准和毫米团之外的区域。在具有$A_{V} \geq 8$ mag的区域内，HCN光度的平均分数是$0.343\pm0.225$ ;对于毫米辐射区域，它是$0.478\pm0.149$。基于比较与赫歇尔，HCN和HCO $^{+}$跟踪致密气体在高柱密度区域比$^{13}$ CO。HCO $^{+}$是集中比HCN外银河系目标，与内银河系样品相比，这表明金属丰度可能会影响致密气体示踪剂的解释。当在整个云上积分时，致密气体质量（$M_{dense}$）与HCN和HCO $^{+}$的线光度之间的转换因子与河外研究中使用的因子相当。
2022-07-23 astro-ph.GA
The Multi-phase Turbulence Density Power Spectra in the Perseus Molecular Cloud
我们推导了英仙座分子云中四种不同星际介质示踪剂HI、$^{12}$ CO（$J$ =1- 0）、$^{13}$ CO（$J$ =1- 0）和尘埃的二维空间功率谱，线性尺度范围从$\sim$ 0.1 pc到$\sim$ 90 pc。在四种示踪剂中，我们发现$-3.23\pm0.05$和$-3.22\pm0.05$的斜率最陡的未校正和不透明度校正的HI柱密度图像。这一结果表明，英仙座内部和周围的HI跟踪一个非重力，跨音速平均介质，与不透明度的影响可以忽略不计。另一方面，我们测量了2 MASS尘埃消光数据的$-2.72\pm0.12$的最浅斜率，并将其解释为自引力超音速介质的签名。灰尘与气体比例的可能变化可能不会改变我们的结论。最后，我们导出了${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）积分强度图像的$-3.08\pm0.08$和$-2.88\pm0.07$的斜率。基于光学厚介质的理论预测，我们解释这些斜率大致$-3$的暗示，这两个CO线容易受到不透明度的影响。虽然简单的测试CO的形成和消耗的影响表明，测量的斜率${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）不太可能受到这些化学效应的影响，我们的研究结果一般表明，化学更复杂和/或完全光学厚介质可能不是一个可靠的观测示踪剂表征湍流。
2018-02-27 astro-ph.GA
Constraining the cosmic-ray ionization rate and their spectrum with NIR spectroscopy of dense clouds -- A test-bed for JWST
低能量宇宙射线（CR）控制着恒星形成的致密分子云中的热化学状态以及气体和磁场之间的耦合。然而，目前对低能CR谱（$E \lesssim 1$ GeV）和相关CR电离率的估计是高度不确定的。我们申请，第一次，一个新的方法来约束CR电离率和CR光谱形状使用H $_2$振转线冷分子云。利用MMT上的MMIRS仪器，我们获得了四个致密岩心G150，G157，G163，G198中六个位置的深近红外（NIR）光谱，柱密度为$N_{\rm H_2} \approx 10^{22}$ cm $^{-2}$。对于不同的目标，我们在$I = 5.9 \times 10^{-8}$到$1.2 \times 10^{-7}$的范围内推导出H $_2$ $(1-0)$ S（0）线（2.22 $μ$ m）亮度的3个$σ$上限。使用CR传播的分析模型和数值模型，我们将这些转换成上限的CR电离率在云的内部，$ζ= 1.5$到$3.6 \times 10^{-16}$的$^{-1}$，和低能量的星际CR质子，$α= -0.97$到$-0.79$的光谱斜率的下限。我们表明，虽然MMT由于高大气噪声而无法检测到H $_2$线，但JWST/NIRSpec将能够有效地检测CR激发的H $_2$线，使其成为约束其他难以捉摸的低能量CR的理想方法，揭示CR的来源和传播模式。
2022-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Origins of Scatter in the Relationship Between HCN 1-0 and Dense Gas Mass in the Galactic Center
我们研究了星系中心HCN 1-0与致密气体质量的相关性.我们发现，在一般情况下（1 - 0 pc大小的规模的个别分子云核心）HCN 1-0是很好的相关性与致密的分子气体质量使用标准的对数-对数关系。然而，在这种环境中的个体云显示出与这种关系的系统性偏差，导致大约0.75 dex的散射。最值得注意的是，银河系中心质量最大的星云Sgr B2，其HCN 1-0的积分强度不到其质量的一半，而其他几个星云，包括GCM-0.02-0.07，相对于类似质量的星云，HCN 1-0的强度增强了2-3倍。我们还发现，对于给定质量，在中心300秒差距的大规模漫发射中，与来自单个云核的致密发射相比，HCN 1-0的强度更大。我们确定了HCN 1-0和致密气体质量之间关系的两个主要散射源是自吸收（这降低了Sgr B2观测到的HCN 1-0强度）和HCN丰度的变化，这似乎增加了GCM-0.02-0.07和其他云层中HCN 1-0的亮度。我们发现，这些散射源只会导致银河系中心HCN 1-0强度推断的致密气体质量的~ 1 - 0%误差。然而，银河系中心云之间的HCN丰度变化的数量级，以及这些变化的系统性，警告在更极端的环境中，如活动星系核和激波主导的地区，使用HCN作为致密气体质量示踪剂的潜在偏差。最后，我们还研究了在3 mm附近具有过渡的其他示踪剂，发现HNCO，HNC和HCO+在很大程度上表现得像HCN，而H…
2017-01-17 astro-ph.GA
The APEX-CHAMP+ view of the Orion Molecular Cloud 1 core - Constraining the excitation with submillimeter CO multi-line observations
猎户座分子云1（OMC-1）的高密度部分包含突出的温暖的Kleinmann-Low（KL）星云，该星云内部由高能事件提供动力，再加上一个更远的区域，在该区域中正在形成中高质量恒星。它的外部受到来自邻近猎户座星云团的紫外辐射的影响，形成了具有显著棒特征的原型光子主导区（PDR）。OMC-1的核心区域距离地球很近，因此成为研究致密分子星际介质和PDR的试金石。使用阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX），我们已经成像的线发射的多个一氧化碳（CO）同位素的OMC-1核心区域的多个跃迁。我们的观测采用了2x 7像素的亚毫米CHAMP+阵列，以产生12 CO，13 CO和C18 O从中J跃迁（J=6-5至8-7）的地图（约300 arcsec x 350 arcsec）。我们还获得了该区域的~（13）CO和~（18）O J=3-2像。12 CO谱线的发射显示了一个明确的结构，它是由各种现象所塑造和激发的，包括来自附近猎户座星云中心梯形星团中炽热大质量恒星的高能光子，活跃的高质量和中等质量恒星的形成，以及激发KL星云的过去高能事件。各种CO同位素谱线的辐射转移模型表明，OMC-1核心区域典型的H2密度约为10^4-10^6 cm^-3，温度通常较高（约为50-250 K）。我们估计OMC-1核心区域的温暖气体质量为86-285太阳质量。
2011-12-05 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. II: Distribution of atomic and molecular gas tracers
我们使用Armillotta等人（2019）提出的内部星系的流体动力学模拟来研究CMZ内的气体分布和运动学。我们使用的分辨率足够高，以捕捉气体发射在密集的分子示踪剂，如NH3和HCN，并模拟了50万年的时间窗口，足够长的时间来捕捉阶段，在此期间，CMZ经历了静态和激烈的恒星形成。然后，我们后处理的模拟CMZ计算其空间依赖的化学和热状态，产生合成的排放数据立方体和HI和分子气体示踪剂CO，NH3和HCN的地图。我们发现，从地球上看，在CMZ的气体主要分布在两个平行的和细长的功能，从积极的方向和速度，负的方向和速度。这两股气流中的分子气体排放并不均匀，它主要与通过尘埃带流向银河系中心的气体与环内轨道气体碰撞的区域有关。我们的模拟数据立方体再现了在观测到的CMZ中发现的一些特征。然而，当我们使用我们的结果来解释单个分子云的位置时，出现了一些差异。最后，我们表明，当CMZ附近的一个激烈的恒星形成的时期，环主要是破碎的超新星反馈的结果，和大部分的发射来自恒星形成的分子云。这种形态和恒星形成率之间的相关性应该可以在河外CMZ的观测中检测到。
2020-02-14 astro-ph.GA
Observations of pre- and proto-brown dwarfs in nearby clouds: paving the way to further constraining theories of brown dwarf formation
本文综述邻近恒星形成区中前褐矮星与原褐矮星候选体的搜寻与表征，提出基于内部光度与吸积质量的新判据并给出67个候选体，结果支持褐矮星以类恒星过程形成至约10倍木星质量边界。
2024-10-21 astro-ph.GA
NEATH V: the relationship between line emission from dense gas tracers and the star formation rate
Cardiff University（卡迪夫大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institute of Natural Sciences（日本国立天文台 国立自然科学研究院）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）
通过分子线辐射转移建模，发现HCN发射与恒星形成率无显著相关性，而N₂H⁺发射与SFR弱相关，且受环境条件影响，研究揭示HCN-SFR相关性源于多云积分效应。
2026-03-16 astro-ph.GA
