Magnetized interstellar molecular clouds: II. The Large-Scale Structure and Dynamics of Filamentary Molecular Clouds
我们进行了理想的MHD高分辨率AMR模拟驱动湍流和自重力，发现长的连续分子云形成在大尺度湍流流动的收敛位置和细丝是由重力约束。磁场有助于形成和加强长的导电结构。主对流云的长度约为4.4pc。而不是一个单一的圆柱形结构，主云被证明是一个集合的纤维/网状的子结构类似于对流云，如L1495。除非视线接近平均场方向，否则模拟中的大尺度磁场和条纹大致垂直于主云的长轴，类似于1495。这为L1495周围存在大规模中等强度磁场提供了有力的支持。我们发现，从观测的投影效应可能会导致不正确的解释真正的三维物理形状，大小和速度结构的云。从塞曼观测中解释的在对流云周围发现的螺旋磁场结构可以用穿透云的磁场的简单弯曲来解释。我们证明了两个暗云形成了一个T形的配置，这是惊人的相似，红外暗云SDC 13导致的解释，SDC 13的结果从两个长的对流云碰撞。结果表明，中等强度的磁场（M_A ~ 1）对维持细长的对流云长达50万年是至关重要的。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The link between magnetic fields and filamentary clouds II: Bimodal linear mass distributions
通过比较12个Gould带分子云在500 pc范围内的累积线性质量分布，研究了分子云的线性质量分布随分子云长轴与当地磁场方向（云场方向偏移）夹角的变化规律.我们发现长轴垂直于磁场方向的分子云，其线性质量分布更均匀。结果支持磁场方向可以影响分子云的破碎（Li等人，2017）。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Collapses and Expansions in Star-Forming Clouds
恒星形成分子云的光谱分子线剖面观测有时会显示出明显的红色不对称双峰分子线剖面，其中有较弱的蓝色峰和较强的红色峰。对于某些恒星形成的分子云，这种具有红色不对称线轮廓和蓝色不对称线轮廓的分子跃迁（即具有较弱红色峰和较强蓝色峰的蓝色不对称双峰分子线轮廓）可能在空间分辨光谱观测中共存，而对于其他分子云，这种具有红色不对称线轮廓的分子跃迁可能在空间分辨光谱观测中完全占主导地位。蓝色的不对称线轮廓通常被解释为中央核心崩溃的信号，而红色的不对称线轮廓仍然无法解释。本文提出了一个球对称自相似流体动力学模型框架，用于研究一般多变分子气体云在自引力作用下的包络膨胀与核坍缩（EECC）。基于这样的EECC流体动力学云模型，我们进行示踪分子线轮廓计算使用公开可用的RATRAN代码的恒星形成云的光谱特征的红色不对称线轮廓。分子云核中红色不对称线的存在表明EECC过程很可能是恒星形成的一个重要流体动力学过程。随着空间分布，我们探索各种配置文件的几个示踪分子在不同的设置EECC动态模型与冲击和无。
2009-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distances and statistics of local molecular clouds in the first Galactic quadrant
我们分析了局部分子云（-6 <VLSR< 30 km/s，即，<1.5千秒差距）位于银河系第一象限（25.8° <l<49.7°和|b| <5°），是银河系成像卷轴绘画（MWISP）CO调查的试点区域。利用SCIMES算法将大分子云划分为中等大小的分子云，利用Gaia DR 2视差测量仪在AG和AV的辅助下，用背景消除视差（BEEP）方法测量了28个分子云的距离，距离范围从250 pc到1.5 kpc。这些不完整的距离样本表明的距离和径向速度（VLSR）之间的线性关系与0.16千秒差距的分散，和运动学距离可能是系统的本地分子云更大。为了研究分子云的基本性质，如总样本数，线宽，亮度温度，物理面积和质量，我们使用DBSCAN算法分解光谱立方体。后选择标准施加在DBSCAN集群，以消除噪声污染，我们发现，分离的分子云个体是可靠的定义的基础上，独立的连续结构在l-b-V空间。由MWISP CO巡天收集的局地分子云通量的完整性约为80%。物理面积A呈幂律分布，dN/dA \propto A^{-2.20+/-0.18}，而分子云质量也遵循幂律分布，但稍平坦，dN/dM \propto M^{-1.96+/-0.11}。
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide-Field $^{12}$CO ($J=2-1$) and $^{13}$CO ($J=2-1$) Observations toward the Aquila Rift and Serpens Molecular Cloud Complexes. I. Molecular Clouds and Their Physical Properties
我们提出了宽场$^{12}$ CO（$J = 2 - 1$）和$^{13}$ CO（$J = 2 - 1$）对天鹰座裂谷和巨蛇座分子云复合体的观测（25 $^\circ < l < 33^\circ$和$1^\circ < b < 6^\circ$），角分辨率为3 $'$. 4（$\approx$ 0.25个）速度分辨率为0.079 km s $^{-1}$，速度覆盖范围为$-5$ km s $^{-1} < V_{\rm LSR} <$ 35 km s $^{-1}$。我们发现，$^{13}$ CO排放更好地跟踪消光图中看到的结构，并推导出该地区的$X_{\rm ^{13}CO}$因子。应用\texttt{SCIMES}的$^{13}$ CO数据立方体，我们确定了61云，并推导出它们的质量，半径和线宽。谱线-宽度-半径的关系基本上遵循附近的分子云。大多数已识别的云接近维里平衡，虽然分散大。通过用眼睛检查$^{12}$ CO通道图，我们发现了几个在空间上延伸到0.2 $-$ 3度长度的弧。在$^{12}$ CO的速度图中，我们还发现了两个空间延伸的分量，它们似乎向巨蛇座南部和W 40区域会聚。两个不同速度和弧线的分量的存在表明，大规模的膨胀气泡和/或流动在巨蛇座南云和W 40云的形成和演化中发挥了作用。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
The Galactic Center Molecular Cloud Survey. II. A Lack of Dense Gas & Cloud Evolution along Galactic Center Orbits
我们提出了第一个系统的研究中发现的云的密度结构，在一个完整的样本，覆盖所有主要的分子云在中央分子带（CMZ;内$\sim{}200~\rm{}pc$）的银河系。这是通过使用银河系中心分子云巡天（GCMS）的数据而实现的，GCMS是第一个以干涉仪角分辨率解析CMZ中所有主要分子云的研究。我们发现，许多CMZ分子云有异常浅的密度梯度相比，在银河系的其他地区。这可能是云的弱引力结合的结果。由此产生的相对缺乏致密气体的空间尺度$\sim{}0.1~\rm{}pc$可能是原因之一，为什么在致密气体的CMZ的恒星形成（SF）被抑制的一个因素$\sim{}10$相比，太阳附近的云。另一个抑制恒星形成的因素是高SF密度阈值，这可能是由观察到的气体运动学造成的。此外，恒星形成活动和云密度结构有可能在云围绕CMZ运行时系统地演变，但这一点并不确定。
2017-06-08 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 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
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
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
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
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
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
Atomic and Molecular Phases of the Interstellar Medium
本文综述了当前原子和分子星际介质行为中的四个问题。这些问题包括：原子气体是否主要来源于冷气流或热气流进入星系;在观测确定为完全分子的星系区域中，冷气体的填充因子实际上是什么;分子氢是否决定或仅仅追踪恒星的形成;以及引力或湍流是否驱动星际云中观察到的动力学运动，并对它们的恒星形成特性产生影响。
2015-12-31 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
Distance to three molecular clouds in the central molecular zone
确定分子云沿中心分子带（CMZ）视线的绝对和相对距离对于推断其轨道结构、动力学和理解云中的恒星形成至关重要。Zoccali等人2021年的最新结果表明，G0.253 + 0.016云（砖）不属于CMZ。这促使我们交叉检查他们的结果计算的绝对和相对距离的砖和其他两个分子云（50公里/秒，和20公里/秒的云），并讨论他们的CMZ成员。我们使用彩色星等图$K_s$与$H-K_s$来比较在目标云上探测到的恒星与在核星盘（NSD）和银河系凸起的三个参考区域探测到的恒星。我们使用红丛（RC）星来估计到每个区域的距离。结果表明，所有的云都呈现双RC特征。这样的双RC已在以前的工作中报告的NSD，但不是为相邻的凸起it. We排除的可能性，不同的RC功能位于显着不同的距离。得到的绝对和相对距离与银河系中心距离（$\sim8$ kpc）一致。
2021-03-03 astro-ph.GA
Giant molecular clouds: star factories of the galaxy
在我们的银河系中，恒星以每年1到4个太阳质量的速度形成。椭圆星系基本上没有恒星形成，而螺旋星系中的恒星形成仍在进行，因为它们储存了分子气体，这是新恒星的燃料。螺旋星系的圆盘不仅由我们从地球上清楚看到的恒星组成，还包括气体（星际介质，ISM）。在这里，这些气体聚集成寒冷、密集的分子区域，称为分子云，在那里形成新的恒星。大多数恒星的形成都发生在巨大的分子云中，称为巨分子云（GMC）。然而，虽然我们对单个恒星如何形成有很好的了解，但对于它们的天然气体云如何积累，这些云持续多久，恒星形成如何在它们的一生中进行，以及恒星形成如何在银河系的一生中进行，却没有达成共识。
2013-10-09 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
Cloud-cloud Collision in the Galactic Center 50 km s$^{-1}$ Molecular Cloud
为了了解银河系中心区域的恒星形成活动，我们利用NRO银河系中心巡天，通过野边山45米望远镜获得的SiO $v=0, J=2-1$、H $^{13}$ CO $^+ J=1-0$和CS $J=1-0$发射线，对受SNR、HII区和云-云碰撞等外部因素影响的恒星形成地点进行了搜索。在50 km/s的$^{-1}$分子云中发现了一个半壳层特征（HSF），它具有高的积分谱线强度比$ int T_{ mathrm B}$（SiO $v=0, J=2-1$）$dv$/$ int T_{ mathrm B}$（H $^{13}$ CO $^+ J=1-0$）$dv sim6-8$，是该区域中最明显的分子云，并包含一个活跃的恒星形成场所，被看作是几个致密的HII区。HSF中的高比率表明云包含巨大的冲击分子气体。在位置-速度图中，HSF也被视为半壳特征。解释HSF的化学和动力学性质的假设是，该特征起源于云-云碰撞（CCC）。通过对野边山毫米阵CS $J=1-0$发射谱线的分析，揭示了HSF与云中分子云核的关系。我们建立了HSF内分子云核的累积核质量函数（CMF）。尽管非CCC区域的CMF达到$ sim1500M_ odot$的上限，但CCC区域中的CMF至少不被截断直到$ sim2500M_ odot$。大多数具有$M_{ mathrm{gas}}>750 M_{ odot}$的大质量分子核仅位于H…
2015-07-30 astro-ph.GA
Molecular gas toward the Gemini OB1 Giant Molecular Cloud Complex I: Observation data
我们提出了一个大规模的映射到创业板OB 1协会在银河系的反中心方向。在30”采样时，以50”角分辨率绘制了12 CO、13 CO和C18 O的9^deg * 6.5^deg区域。根据空间分布和速度，该区域被分为四个主要组成部分：双子座OB 1巨型分子云（GGMC）复合体，林德暗云和西锋云，燕子和号角，以及遥远的云。GGMC复合体位于英仙座臂，林德暗云和西风云位于本机臂，燕子和号角是本文首次发现的。这两个云具有相似的速度间隔（[11，21] km s^-1）和相似的大小（0.6和0.8 deg^2）。我们详细分析了这些云的结构，并计算了它们的参数（质量、温度等）。在速度区间[11，30] km s^-1的横波速度图中发现了两个细长构造。我们还发现了一个有趣的暗条，它显示出垂直于长轴方向的0.8 km s^-1 pc^-1梯度。
2017-05-12 astro-ph.GA
Molecular clouds at the eastern edge of radio nebula W50
位于射电星云W50几何中心的微类星体SS 433是研究银河喷流影响周围星际介质的物理过程的合适光源。以前的研究已经寻找了SS 433喷流和ISM之间相互作用的证据，例如中性氢气和分子云;然而，仍然不清楚ISM与喷流相互作用。我们使用Nobeyama 45米望远镜和Atacama亚毫米望远镜实验（ASTE）寻找可能在SS 433东部急流终端相互作用的新分子云。我们首次在30.1- 36.5 km/s $^{-1}$的速度范围内发现了两个由许多小团块组成的分子云。这些云具有复杂的速度结构，其中一个云具有朝向SS 433的密度梯度。虽然很难断定分子云与SS 433/W50系统之间的关系，但有一种可能性是，SS 433喷流构造的W50东部结构扫过了在周围漂流的微小分子团，形成了我们在这项研究中发现的分子云。
2023-01-30 astro-ph.GA
The most massive star clusters in molecular clouds: Insights from the integrated cloud-wide initial mass function (ICIMF) theory
结合ALMA、JWST和HST观测数据，研究了近邻星系分子云与内部恒星种群的关系，发现最大星团质量与云团质量等参数正相关，恒星形成效率约为1.4%，并用ICIMF理论进行了解释。
2025-06-29 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
Why are most molecular clouds not gravitationally bound?
最新的观测证据似乎表明，巨大的分子云主要是引力不受约束的物体。在本文中，我们表明，这是一个自然的结果，在这种情况下，云-云碰撞和恒星反馈调节气体的内部速度色散，从而防止全球引力成为主导。因此，虽然分子气体在大部分情况下是引力不受约束的，但气体密度较高的部分（云内）的局部区域确实会受到约束，并能够形成恒星。我们发现，观测，在维里参数和云结构的分布，可以很好地模拟提供的恒星形成效率在这些绑定区域的顺序为5 - 10%。我们还发现，在这张照片中，单个分子云的组成气体在相对较短的时间尺度上发生变化，通常是几百万年。
2011-01-18 astro-ph.GA
From Molecular Clouds to the IMF: Spatial and Temporal Effects
我们回顾了分子云中的恒星形成，并描述了为什么磁场可能是重要的，以及它们如何影响恒星的结构和柱密度概率分布函数（PDF）。我们还评论恒星和亚恒星初始质量函数（IMF）的起源，这可能需要解释超出一个简单的牛仔裤长度参数在动荡的分子云。修改后的对数正态幂律（MLP）分布函数的数学模型提供了一个框架内连接吸积过程与IMF。
2017-10-17 astro-ph.GA
From diffuse gas to dense molecular cloud cores
分子云是星系的基本组成部分：它们是将弥漫的气体转化为恒星的通道。他们是如何做到这一点的详细过程并不完全清楚。本文综述了分子云及其子结构的最新研究进展，从$\sim~$ 1~kpc尺度到纤丝和核尺度。本文首先综述了从温暖的弥漫性星际介质到寒冷的稠密分子云的云形成机制、分子云的形成过程以及热不稳定性和引力不稳定性的作用。我们还讨论了云聚集其质量的主要物理机制，并注意到所有这些机制都可能在该过程的各个阶段发挥作用。为了理解云的动力学，我们然后给出了广泛使用的维里定理，其关系到分子云的可测量的属性的批判性审查。由于这些性质是我们了解云的动力学状态的工具，我们对它们进行了批判性的分析。最后，我们讨论了无处不在的分子云结构及其与星前核和恒星形成的联系。
2020-06-02 astro-ph.GA
Building the molecular cloud population: the role of cloud mergers
我们研究的物理驱动程序的缓慢分子云合并模拟银河系的星系在移动网格代码Arepo，并确定这些合并的质量分布和星系云人口的恒星形成效率的影响。我们发现，83%的合并发生在相对速度低于5 km/s的情况下，并且与大规模的原子气体流动有关，主要由（1）超新星爆炸引起的热电离气体膨胀气泡和（2）星系旋转驱动。这些合并的主要作用是将分子质量聚集成更高质量的云：合并占质量M > 2 x 10^6 Msun的云所含分子质量的50%以上。这些高质量的云有更高的密度，内部速度分散和瞬时恒星形成效率比他们的未合并，低质量的前体。因此，在我们模拟的星系中，平均瞬时恒星形成效率，其合并率仅为每百万年1%的云，比不包含合并的类似云群高出25%。
2022-12-02 astro-ph.GA
Clouds of Theseus: long-lived molecular clouds are composed of short-lived H2 molecules
我们使用被动气体示踪粒子在一个矮螺旋星系的Arepo模拟恒星形成的气体包裹和他们的H2分子的演变，他们的主机巨型分子云的拉格朗日演化。我们发现，H2的中位化学寿命仅为400万年，独立于其宿主分子云的寿命，其可能从1到9000万年不等，星系中所有恒星形成的相当一部分发生在相对长寿的云。早期的恒星反馈导致气体从年轻的大质量恒星周围快速喷射，这是造成H2存活时间短的原因，降低了周围气体的密度，因此它的H2分子被星际辐射场解离。这种从H2主导状态的气体喷射被来自银河系环境的新气体的不断吸积所平衡，构成了分子云演化的“竞争模型”。气体喷射的速率与分子云的质量成正比，因此云的寿命取决于吸积速率，在寿命最长的云中，吸积速率可能高达4 x 10^4 Msol/Myr。因此，我们的研究结果解决了观测年轻大质量恒星周围快速气体喷射和观测星系中长寿分子云之间的冲突，这些分子云通常存活数十万年。我们发现，最快的吸积，最长的寿命，最高质量的云驱动超新星集群的子云规模，这反过来又是一个关键的驱动程序的星系外流。
2023-01-24 astro-ph.GA
Characterizing the line emission from molecular clouds. Stratified random sampling of the Perseus cloud
$Context.$表征分子云结构的传统方法是绘制它们的线发射图。$Aims.$我们的目标是测试和应用分层随机抽样技术，可以更有效地表征线发射从分子云比映射。$Methods.$我们用H2柱密度作为代用品，对英仙座云的分子发射进行了取样。我们将云划分为十个几何上间隔开的柱密度箱，并从每个箱中随机选择十个位置。IRAM 30米望远镜观测到了100个云的位置，覆盖了3毫米波段和部分2毫米和1毫米波段。$Results.$我们的分析集中在11种分子种类上，这些分子种类在大多数柱密度箱中检测到。在所有情况下，线强度与H2柱密度紧密相关。对于CO同位素，趋势相对平坦，而对于高偶极矩物质如HCN、CS和HCO+，趋势近似线性。我们重现这种行为与云模型中的气体密度随柱密度增加，其中大多数物种具有丰富的配置文件，其特征在于由外部的光解边缘和内部的冻结下降。高偶极矩物质的强度行为来自激发效应和分子冻结的组合，具有来自光学深度的一些调制。这种与H2柱密度的准线性依赖关系使得低柱密度的气体在云积分发射中占主导地位。它也使得大多数高偶极矩物质的发射与光解离边缘内的云质量成正比。$Conclusions.$分层随机取样是一种有效的分子云发射特征分析技术。它表明，尽管英仙座的外观复杂，但它的分子发射遵循一个相对简单的模式。
2021-01-07 astro-ph.GA
