GMC Collisions as Triggers of Star Formation. II. 3D Turbulent, Magnetized Simulations
我们研究了巨分子云（GMCs）碰撞及其引起引力不稳定性和恒星形成的能力。这种机制可能是星系盘中恒星形成活动的主要驱动力。我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD），自适应网格细化（AMR）模拟研究云碰撞如何触发形成致密的细丝和团块。加热和冷却功能是基于光解离区（PDR）模型实现的，该模型跨越原子到分子的跃迁，并可以返回详细的诊断信息。云初始化超音速湍流和一系列的磁场强度和方向。研究了不同速度和碰撞参量下的碰撞。比较和对比碰撞和非碰撞的情况下，我们的稠密气体，磁场结构，云的运动学签名，云动力学的特征。我们提出云碰撞的关键观测诊断，特别是：磁场和密度结构之间的相对取向，如细丝; $^{13}$ CO（$J$ =2-1），$^{13}$ CO（$J$ =3-2），和$^{12}$ CO（$J$ =8-7）集成的强度图和光谱;和云维里参数。我们将这些结果与观测到的银河系云进行比较。
2016-11-29 astro-ph.GA
Short GMC lifetimes: an observational estimate with the PdBI Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS)
我们描述和执行一个新的方法来观测估计的巨分子云（GMCs）的寿命。我们专注于在M51的两个主要的螺旋臂之间的云人口（臂间区域），云破坏通过剪切和恒星形成的反馈占主导地位的形成过程。通过监测GMC数密度和性质从臂间的一侧到另一侧的变化，我们估计作为臂间旅行时间的一部分的寿命。我们发现，在M51的臂间的GMC寿命是有限的和短的，20至30万年。如此短的生命周期表明，云的演化受到环境的影响，其中的过程可以在几个自由落体时间后破坏GMC。在大多数地区的调查剪切似乎调节寿命。随着剪切时间尺度随着银河系中心半径的增加，我们预计云的破坏主要是在更大的半径上切换到恒星形成反馈。我们确定了一个过渡从剪切到反馈主导的破坏，通过改变的GMC数密度的行为。该特征表明，剪切在完全分散云方面更有效，而反馈则通过将高质量云碎片化为低质量碎片来改变种群。与M51分子氢的特征时间尺度相比，我们的短寿命表明，气体可以保持分子，而云分散和重组。我们建议，星系动力学调节循环的分子物质从扩散到绑定（最终恒星形成）的对象，有助于长期观察到的分子耗尽时间在正常的磁盘星系。我们还推测，在更极端的环境中，如椭圆星系和集中的星系中心，恒星形成可以被抑制时，剪切时标变得如此之短，一些云不能生存崩溃和形成恒星。
2015-04-17 astro-ph.GA
The Gas Properties of the W3 GMC: A HARP study
本文给出了在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上得到的W3巨磁物质J=3-2的~（12）CO、~（13）CO和~（18）O图。我们将这些观测结果与五所大学射电天文台CO J=1-0的数据相结合，产生了第一张GMC分子气体温度图，并最准确地确定了W3的质量分布。我们测量的激发温度在15-30 K的云的一部分为主的触发恒星形成（高密度层，HDL），而在云的其余部分，这是相对不受触发（低密度层，LDL），激发温度通常低于12 K。我们确定了HDL中的温度梯度，我们将其与嵌入的大质量恒星形成区域中的年龄序列相关联。我们测量到云的质量为4.4+/-0.4 x 10^5太阳质量，与之前的估计一致。现有的亚毫米连续数据被用来推导气体质量的分数在密集的团块作为云的位置的函数。我们解释为团块形成效率（CFE）的该分数在HDL中显著增强，这可能是由于触发。最后，我们测量了作为位置函数的三维均方根马赫数，并在HDL中找到了马赫数和CFE之间的关系。这种相关性被解释为来自新形成恒星的反馈，而三个主要恒星形成区之间的斜率变化被解释为另一种进化效应。我们的结论是，触发影响了W3 GMC的恒星形成过程，主要是通过创造额外的致密结构，可以崩溃成恒星。由于额外的湍流而导致的CFE变化的任何痕迹都被恒星形成过程本身的反馈效应所推翻。
2012-02-22 astro-ph.GA
On The Nature of Variations in the Measured Star Formation Efficiency of Molecular Clouds
对银河系巨分子云（GMC）的恒星形成效率（SFE）的测量通常显示出较大的散射，这可能是内在的或观测的。我们使用磁流体动力学模拟的GMC（包括反馈）的正演模型的真实GMC SFE和观测代理之间的关系。我们发现，个别GMCs跟踪广泛范围内观察到的SFE整个崩溃，恒星形成和中断。低测量的SFE（<<1%）是“真实的”，但对应于早期阶段，大多数恒星实际形成的真正的“自由落体”SFE可能要大得多。非常高（>>10%）的值通常通过快速气体分散而人为提高。包括恒星反馈的模拟重现了观测到的GMC尺度的SFE，但没有反馈的模拟产生了20倍大的SFE。辐射反馈在模拟的机制中占主导地位。SFE与云质量的关系被证明是一个观测伪影。我们还探讨了GMCs内的个别密集的“团块”，并表明（反馈）它们的散装性能与观测结果一致。预测的致密团块内的SFE比观测到的大2倍，可能表明需要物理学而不是来自大质量（主序星）恒星的反馈来调节它们的坍缩。
2018-09-25 astro-ph.GA
GMC Collisions As Triggers of Star Formation. IX. Chemical Evolution
该研究通过三维磁流体动力学模拟探究GMC碰撞的天体化学特征，分析不同宇宙射线电离率下碰撞与非碰撞云团的化学演化、团块性质，对比观测结果发现IRDC团块更符合低CRIR、非碰撞的宁静演化历史。
2023-08-22 astro-ph.GA
Star Formation & Young Stellar Content in the W3 GMC
在这项工作中，我们已经进行了深入的分析，年轻的恒星的内容在W3 GMC。YSO人口被确定和分类的IRAC/MIPS色星等空间根据“类”计划，并与其他分类的基础上的内在属性。0/I类和II类候选星也与通过2 MASS中的颜色和星等选择的低/中等质量前主序星进行了比较。我们发现，一个可靠的颜色/星等选择低质量的PMS星在红外线需要先验知识的原恒星人口，而中间质量的对象可以更可靠地识别。利用MST算法和我们的YSO空间分布图和年龄图，我们研究了W3的YSO群和恒星形成历史。我们发现的集群和分布式恒星形成的签名在触发和静止的环境。GMC的中部/西部主要是大规模的湍流，可能是由引发次级恒星形成事件的孤立恒星形成爆发提供动力。东部高密度层的恒星形成也显示出恒星形成期延长的迹象。虽然我们的研究结果支持触发作为诱导和增强HDL中一些主要星形形成活性的关键因素（例如，W3 Main/W3（OH）），我们认为需要某种程度的静止或自发恒星形成来解释观测到的YSO人口。我们的研究结果也支持先前的研究，声称为KR 140提供动力的孤立大质量恒星是自发起源的。
2011-10-06 astro-ph.GA
Observational Evidence of Dynamic Star Formation Rate in Milky Way Giant Molecular Clouds
已知星系尺度上的恒星形成是一个缓慢的过程，但在较小尺度上是否缓慢还不确定。我们交叉关联5469巨分子云（GMCs）从一个新的全天空目录与256恒星形成复合体（SFCs），建立一个样本的191 SFC-GMC复合体--收集多个云每个匹配到191 SFCs。这些云所包含的恒星的总质量是从WMAP的自由-自由通量推断出来的。我们测量了GMC质量、维里参数、恒星形成效率$ε$和单位自由落体时间的恒星形成率$ε_{\rm ff}$。$ε$和$ε_{\rm ff}$的范围都超过3- 4个数量级。我们发现，68.3%的云落在$σ_{\logε}=0.79\pm0.22\,{\rm dex}$和$σ_{\logε_{\rm ff}}=0.91\pm0.22\,{\rm dex}$的中位数。与这些观察到的散射相比，具有依赖于宿主GMC性质的与时间无关的$ε_{\rm ff}$的简单模型预测$σ_{\logε_{\rm ff}}=$为$σ_{\logε_{\rm ff}}=$ 0.12-0.24。考虑到时间变量$ε_{\rm ff}$，我们可以恢复恒星形成速率的大色散。这有力地表明，银河系中的恒星形成是一个GMC尺度上的动态过程。我们还表明，银河系的表面恒星形成率分布与分子气体表面密度分布相关。
2016-09-09 astro-ph.GA
Effects of Galactic Disc Inclination and Resolution on Observed GMC Properties and Larson's Scaling Relations
随着ALMA使解决其他星系中的巨分子云（GMC）成为可能，量化测量GMC属性的观测偏差变得必要。通过对一个棒旋星系的流体动力学模拟，比较了位置-位置-位置空间（PPP）和观测位置-位置-速度空间（PPV）中形成的巨星系团的物理性质.我们评估了光盘倾斜度的影响：面对（PPV_face）和边缘（PPV_edge），和分辨率：1.5 pc与24 pc，对GMC属性和进一步的影响，使用拉森的缩放关系的质量半径和速度色散半径。低分辨率PPV数据是通过使用CASA软件包模拟ALMA周期3观测而生成的。结果表明，在两种分辨率下，PPP和PPV_face云的中值特性没有很大差异，但PPV_edge云偏离了这两者。当切换到较低但更真实的分辨率时，差异会被放大。这种差异可能导致维里参数对引力结合的测量结果相反，从而导致云的动力学状态。两个Larson标度关系的幂律指数从PPP、PPV_face到PPV_edge递减，并且从高分辨率到低分辨率递减。我们的结论是，这些关系并不完全是由潜在的物理起源，因此必须谨慎使用时，考虑环境的依赖性，动力学状态，和河外的CO到H2的转换因子的GMCs。
2016-02-28 astro-ph.GA
New Panoramic View of $^{12}$CO and 1.1 mm Continuum Emission in the Orion A Molecular Cloud. I. Survey Overview and Possible External Triggers of Star Formation
我们提出了新的，宽和深的图像，在1.1毫米的连续和$^{12}$ CO（$J$ =1-0）的排放对北部的猎户座一个巨大的分子云（猎户座-A GMC）。1.1 mm数据是使用安装在智利阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）1 - 0 m望远镜上的AzTEC相机拍摄的，而$^{12}$ CO（$^{12}$ =1-0）数据是使用NRO 45 m望远镜上的25束接收器（BEARS）在飞行（OTF）模式下拍摄的。目前的AzTEC观测是最宽的$(\timeform{1.D7}$ $\times$ $\timeform{2.D3}$，相当于12 pc $\times$ 17 pc）和最高灵敏度（$\sim$ 9 mJ束$^{-1}$）的猎户座-A GMC的1.1 mm尘埃连续成像，有效空间分辨率为$\sim$ 40 $\arcsec$。$^{12}$ CO（$J$ =1-0）图像是在北部$\timeform{1D.2} \times\timeform{1D.2}$（对应9 pc $\times$ 9 pc）区域拍摄的，$T_{\rm MB}$的灵敏度为0.93 K，$^{-1}$的速度分辨率为1.0 km s，有效空间分辨率为21 $\arcsec$。利用这些数据，再加上MSX 8 $μ$ m，斯皮策24 $μ$ m和2 MASS数据，我们研究了与猎户座-A GMC相关的分子气体的详细结构和运动…
2010-10-18 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions triggering star formation in galaxy simulations
本研究开发实时识别云-云碰撞（CCCs）的算法及关联恒星形成的模型，通过孤立星系模拟发现CCCs是星系演化中重要的恒星形成过程，且后处理分析碰撞参数存在偏差。
2024-03-08 astro-ph.GA
The Interstellar Medium and Star Formation of Galactic Disks. I. ISM and GMC properties with Diffuse FUV and Cosmic Ray Backgrounds
我们提出了一系列的自适应网格细化（AMR）流体动力学模拟的平坦的旋转曲线银河系气体盘的星际介质（ISM）物理的扩散FUV辐射场和宇宙射线背景的影响下的原子到分子的相变的详细治疗。我们探索不同的FUV强度的影响，包括一个模型与径向梯度设计模仿银河系。宇宙射线的影响，包括其加热和电离率的径向梯度，也进行了探讨。本系列的最终模拟在整个$\sim20\:$ kpc全球磁盘直径上实现了$4\:$ pc分辨率，加热和冷却后温度降至$\sim10\:$ K。磁盘是为$300\:$ Myr演化的，这是ISM实现准统计平衡的足够时间。特别地，分子气体的质量分数稳定在$\sim$ 200 Myr。分析了其他全局ISM属性。巨分子云（GMCs）也被确定，并检查其人口的统计特性。随着磁盘的演变，跟踪GMC。GMC碰撞，这可能是一种手段，触发星团的形成，计数和分析模型相比，利率。相对频繁的GMC碰撞率被认为是在这些模拟和理解GMC属性，包括内部湍流的驱动，其影响进行了讨论。
2017-11-14 astro-ph.GA
Bridging Theory and Observation: Synthetic Far-infrared Insights into Star Formation Efficiency
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）
本研究通过STARFORGE模拟生成合成远红外观测，探究巨分子云恒星形成效率ε_ff远低于预期的问题，发现反馈调控的恒星形成可产生低ε_ff，且方法学假设会引入系统偏差。
2026-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the time variability of the star formation efficiency
随着巨分子云（GMCs）寿命的延长，每自由降落时间的恒星形成效率可能对分子云超音速湍流模型或恒星形成率与H2表面密度之间的关系有重要意义。我们讨论的观测数据，可以解释为这样的时间变异性的证据。特别是，我们调查最近的索赔的基础上测量的H2和恒星质量在个别GMC。我们表明，这一说法取决于至关重要的假设，H2群众不演变的GMC的生命周期。我们用一个简单的玩具模型来解释我们的发现，该模型使用恒定的恒星形成效率，但能够解释观测数据。
2010-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
ACA CO(J=2-1) Mapping of the Nearest Spiral Galaxy M33. II. Exploring the Evolution of Giant Molecular Clouds
基于ALMA-ACA巡天的M33星系GMC星表，按HII区关联性将848个GMC分为三类，揭示其物理性质和空间相关性的系统演化序列，估算GMC寿命为22 Myr，并发现旋臂势阱触发的碰撞压缩支持动态旋臂模型。
2024-07-24 astro-ph.GA
A Young GMC Formed at the Interface of Two Colliding Supershells: Observations Meet Simulations
密集的恒星形成气体被认为是在大规模ISM流的停滞点形成的，但这一过程的观测实例很少。我们在这里提出了一个巨大的分子云（GMC）夹在两个碰撞的银河系超壳之间，我们认为这表明了强烈的证据，形成了从物质积累在碰撞区。结合12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）的数据与新的高分辨率，碰撞超壳的三维流体动力学模拟，我们讨论了GMC（G288.5+1.5）的起源和性质，有利于云部分播种预先存在的致密材料的情况下，但组装成其当前的形式由壳的行动。这种组装包括产生一些新的分子气体。尽管大麦哲伦星云的质量很高（MH 2 ~ 1.7 x 10^5 Msol），但它被很好地解释为非自引力，并且可能是由碰撞流限制的压力，这意味着自引力不是其形成的必要因素。大部分的分子气体是相对分散的，整个星云几乎没有恒星形成活动的证据，支持它是年轻的和最近形成的假设。沿着其下边缘的水滴状构造可以用冷却气体中的流体动力学不稳定性来解释。
2014-11-11 astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles: Galactic Multiscale MHD Simulations of GMC to Star Cluster Formation
通过星系多尺度MHD模拟，追踪从kpc到亚pc尺度的结构形成，揭示超级气泡、丝状GMCs及星团形成，并发现与盘状结构相关的螺旋磁场。
2024-05-28 astro-ph.GA
The Life and Times of Giant Molecular Clouds
巨分子云是星系中恒星形成和反馈的场所。它们的性质决定了恒星形成的初始条件，它们的生命周期决定了反馈如何调节星系的演化。近年来，高分辨率望远镜的出现使得对邻近星系中分子星际介质进行系统的GMC尺度研究成为可能，现在涵盖了广泛的物理条件，并允许首次研究GMC性质如何取决于星系环境。这些观测发展伴随着提高分辨率的数值模拟，这些数值模拟越来越准确地解释了银河系尺度环境对GMC的影响，同时改善了对恒星形成和恒星反馈的小尺度过程的处理。这些最新发展的结合极大地提高了我们对GMC的形成，进化和破坏的理解。我们回顾了该领域的现状，突出了当前的开放问题，并讨论了未来研究的前景。
2022-03-17 astro-ph.GA
The molecular cloud lifecycle
巨分子云（GMC）和它们的恒星后代是星系的基石。GMC的物理特性及其演化与星系演化密切相关。星际介质的宏观性质传播到GMC的性质中，例如银河系和GMC尺度气体压力，表面密度和体积密度之间的相关性。这样，银河系环境就为GMC内的恒星形成设定了初始条件。在大质量恒星形成开始后，来自例如光电离、恒星风和超新星的恒星反馈最终有助于分散母云，将能量、动量和金属沉积到周围介质中，从而改变星系的性质。因此，这种由恒星形成和反馈控制的气体和恒星之间的物质循环是星系演化的主要驱动力。最近的大部分争论都集中在构成星系周期的各个演化阶段的持续时间上，以及这些阶段可以告诉我们驱动周期的物理机制。我们回顾了观测，理论和数值计算工作的结果，以建立一个动态的图片GMC演化，恒星形成和星系中的反馈的演化生命周期。
2020-04-13 astro-ph.GA
Interpreting the sub-linear Kennicutt-Schmidt relationship: The case for diffuse molecular gas
最近对两个河外观测巡天的统计分析强烈表明，恒星形成率（Sigsfr）和分子气体表面密度（Sigmol）之间存在亚线性的肯尼库特-施密特（KS）关系。在这里，我们认为这些结果的后果的背景下，共同的假设，以及观测支持Sigsfr和致密气体的表面密度之间的线性关系。如果CO示踪气体的耗尽时间（τ_mol）是常数，并且CO只示踪恒星形成的巨分子云（GMC），那么每个GMC的物理性质一定是变化的，如体积密度或恒星形成速率。另一种可能性是，CO光度和Sigmol之间的转换，XCO因子，在云与云之间是不同的。一个更直接的解释是，CO渗透分层ISM，包括细丝和低密度区域内的GMC嵌入。一些独立的观测结果支持这一描述，扩散气体至少占总分子含量的30%。CO明亮的扩散气体可以解释亚线性KS关系，并因此导致τ_mol随Sigmol增加。如果Sigsfr与致密气体表面密度线性相关，则次线性KS关系表明扩散气体fdiff的分数随着Sigmol而增长。在星系中，Sigmol落向外盘，这种描述表明fdiff也径向减少。
2014-04-23 astro-ph.GA
A multi-scale molecular and atomic gas view on the HII region N113 in the Large Magellanic Cloud:Evidence for high-mass star formation triggered by supersonically-colliding HI flows
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Faculty of Engineering, Gifu University（岐阜大学工学部）；Department of Physics, Nagoya University（名古屋大学物理学系）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学行星地球科学系）；Department of Physics, Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University（大阪公立大学理学院物理学系）；Exoplanets and Stellar Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心系外行星与恒星天体物理实验室）；Department of Astronomy, University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校天文学系）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）
研究通过ALMA+APEX数据揭示LMC中心N113区域的GMC由两个约10pc长的丝状结构组成，发现HI流碰撞触发高mass恒星形成。
2026-03-31 astro-ph.GA
The location, clustering, and propagation of massive star formation in giant molecular clouds
大质量恒星是星系演化的关键角色，但它们的形成途径仍不清楚。在这项工作中，我们使用几个星系范围内的调查数据，建立一个公正的数据集的约700个大质量的年轻恒星物体（MYSO），约200个巨大的分子云（GMC），约100个年轻（<10百万年）的光学星团（SC）在大麦云云。我们利用这些数据来定量研究大质量恒星形成的位置和集群及其与GMC内部结构的关系。我们发现，大质量恒星通常不会形成在最高的柱密度，也不是他们的父母GMC中心在我们的观测的~6 pc分辨率。大质量的恒星形成集群在多个世代和规模远小于母GMC的大小。我们发现，大质量的恒星形成显着提高附近的SC云。然而，云是否与SC相关并不取决于云的质量或全球表面密度。这些结果揭示了在长达1000万年的时间尺度上不同代大质量恒星之间的联系。我们比较我们的工作与银河系的研究，并讨论我们的研究结果在GMC崩溃，触发恒星形成，低和高质量恒星形成之间的潜在二分法。
2016-09-12 astro-ph.GA
Molecular clouds photoevaporation and FIR line emission
为了改进对巨分子云远红外线辐射的预测，研究了远紫外和极紫外电离光蒸发对巨分子云结构的影响.我们考虑三种不同的GMC的质量范围$M_{\rm GMC} = 10^{3-6}\,\rm{M_{\odot}}$。我们的模型包括：（i）一个基于观测的非均匀GMC密度场，以及（ii）它在PE过程中的时间演化。在基准情况下（$M_{\rm GMC}\approx10^5 M_{\odot}$），气体金属丰度$Z=0.05-1\,\rm Z_{\odot}$的光蒸发时间（$t_{pe}$）分别从1百万年增加到30百万年。接下来，我们计算了追踪GMC的中性和电离气体层的关键FIR线的随时间变化的光度，（[CII]在$158\,\rm{μm}$，[OIII]在$88\,\rm μm$）作为$G_0$和$Z$的函数，直到在$t_{pe}$完全光蒸发。我们发现，具体的[CII]光度几乎是独立的GMC模型内的云的生存时间。较强的FUV通量产生较高的[CII]和[OIII]光度，但持续时间逐渐缩短。在$Z=Z_{\odot}$，$t<1\,\rm{Myr}$和$\log G_0\geq 3$的[CII]发射最大化（基准模型为$L_{\rm CII}\approx 10^4\,\rm{L_{\odot}}$）。值得注意的是，与Inoue等人（2016年）最近在红移$z\approx 7.2$的星系中发现的一致…
2017-01-19 astro-ph.GA
Focusing MHD Wave as a Trigger of Star Formation
模拟了快模磁流体动力学（MHD）波在星际空间中的传播，提出了触发恒星形成（SF）的聚焦MHD波（FMW）模型。来自SF区域的波被附近的分子云捕获，并会聚到它们的焦点上，引起内爆压缩。即使是一个孤立的云也会受到来自远程源的波的长距离入侵。回波SF发生在云内部以及云之间。在对流云中重复的重新聚焦表明沿暗条的SF点的空间周期性。该模型被应用到SF区域M16和M17，其中M16产生的MHD波被示为会聚到附近GMC的焦点上并触发M17中的SF。
2019-12-24 astro-ph.GA
Do cloud-cloud collisions trigger high-mass star formation? I. Small cloud collisions
我们进行了亚秒差距（~0.06pc）尺度模拟的两个理想化的分子云与不同的质量进行碰撞。密度大于1 e-20 g/cm-3（0.3e4 cm-3）的气体团被确定为星前核心，并通过模拟进行跟踪。碰撞系统在碰撞界面处的斜激波阵面上呈现出部分气弧形态，并有核心形成。这些特征支持NANTEN对疑似碰撞巨型分子云（GMC）的物体的观测。我们研究了湍流和碰撞速度对所产生的核心人口的影响，并比较了所观察到的GMCs中的核心的累积质量分布。我们的研究结果表明，更快的相对速度增加的核心形成的数量，但核心增长主要是通过吸积，而在冲击波前，导致一个较慢的冲击更重要的核心增长。核心质量服从指数γ =-1.6的幂律关系，与观测结果吻合良好。这表明，通过碰撞产生的核心应遵循类似的质量分布作为静态的形成，虽然在一个更高的质量范围。如果核心在成长过程中可以被支撑以防止坍缩，那么气体流入所产生的冲压压力是正确的，可以抵消辐射压力，形成一颗100 Msun的恒星。
2014-07-17 astro-ph.GA
A Comparative Study of Giant Molecular Clouds in M51, M33 and the Large Magellanic Cloud
我们比较了M51中的巨分子云（GMCs）的性质，这些巨分子云是由Plateau de Bure干涉仪Whirlpool Arcsecond Survey（PAWS）与M33和大麦云（LMC）中的宽视场、高分辨率CO排放调查确定的。我们发现，GMC在M51更大，更明亮，有更高的速度色散相对于它们的大小比在M33和LMC的等效结构。这些差异意味着，有真正的变化，在不同的GMC人口的平均质量表面密度。为了解释这一点，我们提出，在星际介质周围的GMC的压力起着调节其密度和速度色散的作用。我们没有发现任何的M51，M33或LMC的CO排放被分解成GMCs时，大小和线宽之间的相关性的证据，虽然适度强大的相关性是显而易见的，当使用连续的CO排放（没有大小限制）的区域。我们的工作表明，观测偏差仍然是一个重要的障碍，识别和研究河外GMC人口使用CO排放，特别是在分子丰富的星系环境。
2013-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN): Possible evidence of cloud-cloud collisions triggering high-mass star formation in the giant molecular cloud M16 (Eagle Nebula)
M16，鹰状星云，是一个杰出的\HII \区域，展示了广泛的高质量恒星形成和拥有显着的“支柱”。我们在此获得了NANTEN 2观测区域的新的$^{12}$ CO $J=$ 1-0数据，并将其与FUGIN勘测获得的$^{12}$ CO $J=$ 1-0数据相结合。这些观测结果表明，一个巨大的$\sim 1.3 \times 10^5$ \Msun \分子云（GMC）与M16有关，它被拉长了30 pc以上，垂直于银道面，距离为1.8 kpc。这一环流可分为北部云、东部云、东南部云、东南部云和南部云。我们还发现了两个速度分量（蓝移和红移分量）的N云。蓝移分量表现为环状结构，而红移分量与环状结构的强度下降相一致。各组分的位置-速度图呈V型速度特征。云的空间和速度结构表明，两个不同的速度分量相互碰撞的相对速度为11.6 \kms。碰撞的时间尺度估计为$\sim 4 \times 10^5$年。碰撞事件合理地解释了O 9V恒星ALS 15348的形成，以及斯皮策气泡N19的形状。在与O7.5V恒星HD 168504相关的东南星云中也发现了类似的速度结构。此外，在整个GMC中发现的两个速度分量的互补分布表明，碰撞事件发生在全球范围内。基于上述结果，我们提出了一个假说，即在过去的几个$10^{6}$年中，这两个组分之间的碰撞相继发生，并触发了NGC 6611星团中O型星的形成。
2020-08-13 astro-ph.GA
The effects of subgrid models on the properties of giant molecular clouds in galaxy formation simulations
最近的宇宙学流体动力学模拟能够再现与观测数据一致的星系的许多统计特性。然而，所采用的子网格模型强烈影响模拟结果，限制了这些模拟的预测能力。在这项工作中，我们进行了一套孤立的星系盘模拟下的{ \it SMUGGLE}框架和调查如何不同的亚网格模型影响巨大的分子云（GMC）的属性。我们采用{ \sc astrodendro}，一个分层的聚类发现算法，以确定GMC的模拟。我们发现，不同的选择亚网格恒星形成效率，$ε_{\rm ff}$，和恒星反馈通道，产生显着不同的质量和空间分布的GMC人口。没有反馈，GMC的质量函数具有较浅的幂律斜率，并延伸到更高的质量范围相比，运行与反馈。此外，较高的$ε_{\rm ff}$导致更快的分子气体消耗和更陡的质量函数斜率。反馈还抑制GMC的空间分布的两点关联函数（TPCF）中的功率。具体来说，辐射反馈强烈降低TPCF的尺度低于0.2~kpc，而超新星反馈降低功率的尺度高于0.2~kpc。最后，具有较高的$ε_{\rm ff}$的运行比具有较低的$ε_{\rm ff}$的运行表现出更高的TPCF，因为致密气体被更有效地耗尽，从而促进结构良好的超新星气泡的形成。我们认为，比较模拟和观察到的GMC人口可以帮助更好地约束亚网格模型在下一代的星系形成模拟。
2020-10-30 astro-ph.GA
How do different spiral arm models impact the ISM and GMC population?
盘状星系中星系旋臂的性质仍然难以捉摸。不管是哪种螺旋模型，旋臂在塑造恒星形成的星际介质中都将发挥作用。因此，不同的臂模型可能导致星际介质结构和分子云性质的差异。在这项研究中，我们提出了不同性质的螺旋臂扰动星系盘的模拟。我们发现，在不同的大设计螺旋之间，云的人口或气体运动学的差异很小，这表明云尺度上的星际介质几乎不关心螺旋臂来自哪里。然而，我们确实看到了臂间/臂间质量谱的差异，{和云特性分布尾部的微小差异}（以及恒星/气体速度色散的径向变化）。这些特征可以归因于不同螺旋模型之间的模式速度的径向依赖性的差异，并且可以作为观测研究中螺旋结构性质的度量。
2020-07-29 astro-ph.GA
Short-lived radioisotopes in meteorites from Galactic-scale correlated star formation
陨石证据显示，太阳系在诞生时含有大量的短寿命放射性同位素（SLR），如铁60和铝26（半衰期分别为260万和700万），产生于超新星爆发和之前的沃尔夫-拉叶风。对高SLR丰度的解释包括太阳在超新星引发的坍缩中形成，或者在巨大的分子云（GMC）中形成，该分子云的质量足以在多颗超新星（SNe）中幸存并限制其喷出物。然而，前一种情况只有在太阳是大质量恒星中罕见的异常值时才有可能，而后一种情况似乎与Al 26分布的尺度高度明显大于GMC的观测结果不一致。在本文中，我们提出了一个高分辨率的化学流体动力学模拟整个银河系，包括随机恒星形成，HII地区，SNe，和元素注入，使我们能够测量的60 Fe/56 Fe和26 Al/27 Al的比例分布在银河系中的所有恒星。我们表明，太阳系的丰度比是在正常范围内，但SLR既不是来自触发，也不是从约束在长寿命的云以前probretured。相反，我们发现，SLR是丰富的新生恒星，因为恒星的形成是相关的星系尺度，使喷出物优先富集原子气体，随后将吸积到现有的GMC或将形成新的。因此，新一代的恒星优先在银河系中被前几代恒星风和超新星污染的斑块中形成。
2018-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Kinematics on GMC scales in M51 with PAWS: cloud stabilization through dynamical pressure
我们使用高空间和光谱分辨率的PAWS CO（1-0）调查的内部9千秒差距的标志性的旋涡星系M51检查气体流动运动的影响，对单个GMC的恒星形成的属性。我们比较了我们对M51中气体流动的看法-这是由于引力势（即核棒和螺旋臂）偏离轴对称而产生的-与由Halalpha和24μm发射跟踪的恒星形成的全球模式。我们发现，GMCs的动力学环境强烈影响他们的能力，形成恒星，在这个意义上说，GMCs位于大流运动的地区可以稳定，而同样大规模的GMCs在没有流的地区继续有效地形成恒星。我们认为，这是由于云嵌入在环境介质中经历大的流动运动，从而防止崩溃的表面压力降低。事实上，根据观察到的整个M51盘的流动运动，预期的气体耗尽时间的变化在定量上与观察到的气体耗尽时间尺度的变化一致。M51的例子表明，由引力不稳定性引发的棒状和旋臂的流动运动可以改变恒星形成规律;这可以解释不同质量和形态的星系之间气体耗尽时间的变化。特别是，我们可以解释长的气体耗尽时间在螺旋星系相比，矮星系和星爆。我们认为，增加一个动力学压力项的规范自由落体时间产生一个单一的恒星形成的法律，可以适用于所有的恒星形成区域和星系，在宇宙时间。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of Molecular Gas in PHANGS-ALMA Galaxies: Cloud Spacing, Two-Point Correlation and Stacked Intensity Profiles
Universität Bonn（波恩大学）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔加德天体物理研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与基本粒子物理中心）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；IRAP（天体物理学研究研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过分析8984个分子云团的数据，探讨分子气体结构与大尺度气体分布的关系，发现云团聚类与气体分布一致，且堆叠CO强度剖面可由GMC尺寸和扩展成分解释。
2026-04-08 astro-ph.GA
From molecules to Young Stellar Clusters: the star formation cycle across the M33 disk
为了揭示M33局部恒星形成幕的时间演化，我们研究了由CO（J=2-1）IRAM全盘巡天发现的566个巨分子云（GMCs）和由Spitzer-24~ $μ$ m发射选择的630个年轻星团候选者（YSCC）之间的关联。YSCC和GMCs之间的空间相关性非常强，典型的分离度为17 μ c，小于CO（2- 1）光束尺寸的一半，说明了两个种群之间显著的物理联系。GMC和YSCC跟随HI细丝，除了在最外层的区域，调查发现GMC比YSCC少，可能是由于未检测到的低CO光度云。GMC的质量在2 $\times 10^4$和2 $\times 10^6$ M $_\odot$之间，并根据不同的云演化阶段进行分类：不活跃云占总数的32 $\%$，有恒星形成的云和有恒星形成的云分别占总数的16 $\%$和52 $\%$。在整个南旋臂，不活跃的云优先位于臂的内部，可能表明触发恒星形成的云crosses arm. Some YSCC嵌入恒星形成的网站，而大多数有GALEX-UV和H $α$估计集群质量和年龄的对应物。非包埋的YSCC年龄分布在5~ Myr左右，只有少数在8--10~ Myr。这些年龄估计与不同演化阶段的GMC数量一起导致我们得出结论，14~Myrs是M33中GMC的典型寿命，在云消散之前。不活跃期和嵌入期较短，分别持续约400万年和200万年。这表明，嵌入的YSCC迅速从云中爆发出来，并在云…
2017-03-27 astro-ph.GA
Galactic structure dependence of cloud-cloud collisions driven star formation in the barred galaxy NGC 3627
本文利用 ALMA 和 VLT MUSE 数据研究棒旋星系 NGC 3627 中云-云碰撞驱动恒星形成，发现棒端因巨分子云质量较高而恒星形成活动更强，棒区因碰撞速度较高而活动更弱，揭示了星系结构对恒星形成效率的调控作用。
2025-02-10 astro-ph.GA
Large-scale CO J=1-0 observations of the giant molecular cloud associated with the infrared ring N35 with the Nobeyama 45-m telescope
对银河系红外环状结构N35及其附近的两个HII区G024.392+00.072进行了观测研究（HII区域A）和G024.510-00.060（HII区B），使用新的CO J=1-0数据，这些数据是使用野边山45米望远镜（FUGIN）进行的FOREST无偏银道面成像巡天的一部分空间分辨率为21”。我们的CO数据表明，GMC的总分子质量为2.1 × 10^6Mo，具有两个速度分量，速度大于10- 15 km/s。GMC中的大部分分子气体包含在~110- 114 km/s的低速分量（LVC）中，而~118- 126 km/s的高速分量（HVC）由三个较小的分子云组成，它们位于三个HII区附近。尽管LVC和HVC的速度间隔很大，约为5- 15 km/s，但它们在空间上沿视线方向的分布是互补的，并且在速度上由中等强度的CO辐射连接。通过比较观测与模拟，我们讨论了一种情况下，碰撞的三个HVC与LVC的速度约10- 15公里/秒，可以提供这两个观测签名的解释。LVC和HVC之间的中间速度特征可以理解为宽桥特征，其指示碰撞界面处的气体的湍流运动，而空间互补分布表示HVC通过碰撞在LVC中产生的空腔。我们的模型表明，这三个HII区域是在碰撞开始后形成的，因此建议GMC中的高质量恒星形成是由碰撞引发的。
2018-05-30 astro-ph.GA
Structures of GMC W 37
利用紫金山天文台德令哈站13.7 m单碟望远镜对具有$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的$J = 1 - 0$跃迁的巨分子云W 37进行了观测。根据这三条CO谱线，计算了径向速度在$+20 \mathrm{km s}^{-1}$附近的分子云的柱密度、云质量。由$^{13}$ CO辐射计算得到的W37的气体质量为$1.7\times10^5 M_\odot$，超过了巨分子云的标准. W 37的致密脊为致密细丝，线质量比为超临界。由C $^{18}$ O发射发现的致密团块沿致密脊排列，间隔约为2.8 pc，类似于大规模“香肠不稳定性”造成的团块分离。我们用\cite{2014A&A...568A..73R}确认了巨分子丝G18.0 -16.8的存在，并在G18.0 -16.8的西侧0.8度发现了一个新的巨分子丝G16.5-15.8。两种GMF都不是重力结合的，如它们的低线性质量比（$\sim80 M_\odot \mathrm{pc}^{-1}$）所示。我们比较了气体温度图与尘埃温度图从\emph{Herschel}图像，并找到相似的结构。I类天体和密集团块的空间分布让人想起发生在W 37西北部的触发恒星形成，靠近NGC 6611。
2015-11-04 astro-ph.GA
The changing GMC population in galaxy interactions
随着现代观测努力的出现，提供了广泛的巨型分子云目录，了解这种云在银河系中的演变是至关重要的。虽然许多以前的数值和理论工作都集中在孤立的磁盘云的属性，很少有人研究云人口在一个相互作用的磁盘系统。本文介绍了第一个研究的结果，通过数值模拟包括恒星形成、星际介质冷却和恒星反馈，研究了经历类似M51潮汐飞行的星系中云种群的演化。我们看到，在伴随通道的尾迹中，云的数量转变为大型的无约束云，最大的云出现在潮汐螺旋臂内，是由大规模的流动运动聚集在一起的短暂的小型云团。当它们离开螺旋臂的保护时，它们就会被剪断。即使在相似的环境中，云似乎也有着不同的生命，有些是由流入旋臂的细丝冲击气体产生的，而另一些则是由有效隔离的较小碰撞对产生的。总的来说，这个云人口产生一个浅的质量函数比孤立的光盘，特别是在武器相比，臂间区域。与M51观测结果的直接比较显示了云量之间的相似性，尽管为M51的质量和轨道模型量身定制的模型似乎有必要精确再现云量。
2018-07-26 astro-ph.GA
A new model for the multiple stellar populations within Terzan 5
最近的观测研究表明，复杂的恒星系统Terzan 5（Ter 5）拥有多个恒星群。有几个模型试图解释几个Gyrs的优势种群之间的巨大年龄差异，但没有被普遍接受。我们提出了一个新的方案，即一个贫金属的Ter 5和一个巨大的分子云（GMC）之间的碰撞作为一个超级太阳的恒星群体的产生的催化剂。使用这种新的“GC-GMC”碰撞场景的数值模拟，我们证明，在几个陀螺仪的时间范围内，我们的合成Ter 5能够与银河系中心区域的富含金属的GMC相互作用。因此，我们模拟的球状星团（GC）能够从碰撞的GMC中捕获足够的气体，形成新的富含金属的恒星。此外，从捕获气体的高密度区域产生的年轻人口显示出比旧的贫金属人口具有更强的中心质量浓度，这与观测结果一致。Ter 5和银河系核球之间的化学联系一直被观察到，这些模拟最终为它们的相似性提供了证据。我们的模型合理化的5 Gyrs之间观察到的两个占主导地位的人口Ter 5的静止，并证明了年轻一代的存在。我们讨论的优点和缺点的新方案中观察到的物理性质的Ter 5的上下文中。
2018-06-13 astro-ph.GA
On the Observed Diversity of Star Formation Efficiencies in Giant Molecular Clouds
观测发现，银河系巨分子云（GMC）中每自由落体时间的恒星形成效率中位数为$ε_{\rm ff}\sim 1\%$，色散为$\sim0.5\,{\rm dex}$。这种分散在$ε_{\rm ff}$的起源仍然是有争议的，很难再现与分析模型。我们跟踪的形成，演化和破坏的GMCs在一个银河系的类星系的流体动力学模拟，并通过推导云的性质在一个观测动机的方式，测量的恒星形成效率的分布是非常符合观测。我们发现$ε_{\rm ff}$和任何测量的全球性质的GMCs（如气体质量，速度色散）之间没有显着的联系。相反，在整个参数空间中存在广泛的效率。从云的演化轨迹，我们发现，每个云遵循一个\emph{unique}的演化路径，从而引起了广泛的多样性，在所有的属性。我们认为，正是这种云的性质的多样性，高于一切，在分散的$ε_{\rm ff}$的结果。
2019-04-30 astro-ph.GA
Herschel Observations of the W3 GMC: Clues to the Formation of Clusters of High-Mass Stars
W3 GMC是研究高质量恒星形成早期阶段的主要目标。我们已经使用Herschel数据从HOBYS关键程序产生和分析列密度和温度图。两个初步的星表是通过从柱状密度图和卷积到500微米分辨率的赫歇尔图中提取源而产生的。Herschel揭示了在致密源（FWHM<0.45 pc）中，W3 East，W3 West和W3（OH）是质量最大，亮度最高，柱密度最高的。考虑到W3东和W3西的独特性质，只有与正在进行的高质量恒星形成的团块，我们建议一个“收敛建设性反馈”的情况下，占形成一个集群的年龄下降，增加系统/源质量向最里面的地区。这一过程依赖于大质量恒星的反馈，以确保团簇形成过程中物质的可用性，也可能导致创造一个适合形成梯形系统的环境。与其他HOBYS研究中提出的其他方案一样，我们的研究结果表明，一个积极的/动态的过程，帮助积累，压缩和限制的材料是一个关键的功能，高质量的恒星/团簇形成，区别于经典的低质量恒星形成。环境条件和触发器的可用性决定了这一过程发生的形式，这意味着大质量恒星/团簇形成可能来自一系列场景：从大规模的湍流会聚，到会聚的建设性反馈或细丝合并。
2013-01-16 astro-ph.GA
Molecular clouds in the Cosmic Snake normal star-forming galaxy 8 billion years ago
当代星系中的冷分子气体是以离散的云复合体的形式构成的。这些巨大的分子云（GMC），具有$10^4$ - $10^7$太阳质量和5-100秒差距的半径，是恒星形成的种子。在遥远星系中如此小的尺度上突出分子气体结构在观测上是具有挑战性的。在两个极端的亚毫米星系中，只有少数的分子云被报道在高红移。在这里，我们寻找GMC在一个典型的银河系祖在z = 1.036。使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），我们以高分辨率绘制了这个引力透镜星系的CO（4-3）发射，读数低至30秒差距，这与附近星系的CO观测分辨率相当。我们确定了17个分子云，其特征是质量，表面密度和超音速湍流，所有这些都比当今的类似物高10-100倍。这些性质对GMC的普遍性提出了质疑，并表明GMC继承了周围星际介质的性质。测得的云气体质量与银河系中可见的恒星团块质量相似，数量相当。这证实了分子云的形成是由遥远的湍流星系气体盘的碎片，然后变成恒星团，在宇宙中午的星系中随处可见。
2019-09-17 astro-ph.GA
Spitzer View of Young Massive Stars in the LMC HII Complexes. II. N159
大麦云星云（LMC）中的HII复合体N159被用来研究不同环境下的大质量恒星形成，因为它包含三个巨大的分子云（GMC），它们具有相似的大小和质量，但表现出不同的恒星形成强度。我们使用红外测光识别候选大质量年轻恒星天体（YSO），并对其SED进行建模，以约束质量和演化状态。较好的拟合得到较低的演变类型I，I/II，和II源。我们的分析表明，有大量的嵌入YSO在N159 B，脉泽源，和几个超紧凑的HII区。在GMC N159-E和N159-W中发现了大量的O型YSO，它们与电离气体有关，即，在那里形成了数百万年前的巨大恒星第三个大质量星系N159-S既没有O型YSO，也没有大质量恒星形成的证据。大质量恒星的当前和先前形成之间的这种相关性表明能量反馈是相关的。我们提出的证据表明，N159-W是自发形成YSO，而在N159-E的崩溃可能会被触发。最后，我们比较了恒星形成率确定从YSO计数与那些从集成的H-α和24微米光度和预期的气体表面密度。像这里介绍的那样，对河外GMC的详细解剖是揭示通常使用的恒星形成比例定律背后的物理学的关键。
2010-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions in the Antennae galaxies: Does high-speed collision suppress star formation?
本研究利用ALMA数据，在触角星系中研究约100 km/s高速云-云碰撞对恒星形成的影响，发现大质量GMC是驱动最活跃恒星形成的关键因素，而高速碰撞可能降低恒星形成效率。
2025-03-26 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
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33 I: Resolving Star Formation Activities in the Giant Molecular Filaments Possibly Formed by a Spiral Shock
本文报道了用ALMA对M33中最大质量的巨分子云之一GMC-16的分子谱线和连续谱的观测结果，其角分辨率为0 $''$ 44 $\times$ 0 $''$ 27（$\sim$ 2 pc $\times$ 1 pc）.我们发现，在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）中，GMC是由几种典型结构组成的。典型的长度、宽度和总质量分别为$\sim$ 50-70 pc、$\sim$ 5-6 pc和$\sim$ 10 $^{5}$ $M_{\odot}$，这与银河系GMC中所见的巨分子细丝（GMF）一致。巨磁纤维的伸长大致垂直于星系的旋转方向，几个H $\;$ { \sc ii}区域位于相对于细丝的下游侧，偏移量为$\sim$ 10-20 pc。这些观测结果表明，巨磁流体被认为是由星系螺旋激波产生的。1.3 mm连续谱和C $^{18}$ O（$J$ = 2-1）观测在几个对流云的交汇处发现了一个$\sim$ 2 pc的致密团块，它被称为$"$中心丝，$"$可能是由云-云碰撞形成的。在M33中的原恒星外流的一个强有力的候选者也被确定在团的中心。我们已经成功地解决了秒差距尺度的本地恒星形成活动，其中银河系尺度的运动学可能会导致形成的父恒星云。
2020-05-20 astro-ph.GA
Cloud and Star Formation in Spiral Arms
我们提出的结果，从螺旋星系的GMC形成的模拟。首先，我们讨论云的形成云碰撞，引力不稳定性，认为前者是普遍存在于较低的星系表面密度和后者在较高。云的质量也受到恒星反馈的限制，这在云达到最大质量之前可能是有效的。我们在不同级别的反馈模拟中显示了云的其他属性。在中等程度的反馈下，云的旋转和维里参数等属性与观测结果一致。如果没有反馈，就会产生不切实际的过度绑定云。螺旋臂并没有触发恒星的形成，它们只是将气体聚集成更大质量的GMC。我们更详细地讨论了云在ISM的相互作用，并认为这些是更复杂的云云碰撞比早期的想法。最后，我们展示了正在进行的工作，以确定银河系是否是一个絮状或宏伟的设计螺旋。
2014-07-01 astro-ph.GA
Can magnetized turbulence set the mass scale of stars?
理解自引力、等温、磁化气体的演化对于恒星形成至关重要，因为这些物理过程已经被假设为设定初始质量函数（IMF）。我们提出了一套等温磁流体动力学（MHD）模拟使用GIZMO代码，解决了巨大的分子云（GMCs）中的单个恒星的形成，跨越在观察到的GMCs马赫数的范围。在过去的工作中，平均和中值恒星质量是敏感的数值分辨率，因为它们是敏感的低质量的恒星，贡献了一个消失的分数的整体恒星质量。一旦湍流碎裂得到很好的分辨，{ \em质量加权}中值恒星质量$M_\mathrm{50}$就变得对分辨率不敏感。在没有施加Larson标度律的情况下，我们的模拟发现了GMC质量$M_\mathrm{0}$、音速马赫数$\mathcal{M}$、维里参数$α_\mathrm{turb}$和恒星形成效率$\mathrm{SFE}=M_\mathrm{\star}/M_\mathrm{0}$的$M_\mathrm{50} \propto M_\mathrm{0} \mathcal{M}^{-3} α_\mathrm{turb} \mathrm{SFE}^{1/3}$。这一拟合与RAMSES、ORION 2和SphNG码的IMF结果吻合得很好。虽然$M_\mathrm{50}$在云尺度上对磁场强度没有显著的依赖性，但MHD对于防止导致非会聚恒星质量的碎片级联是必要的。对于初始条件和SFE类似于我们银河系中的恒星形成G…
2020-10-26 astro-ph.GA
Giant Molecular Clouds in RCW 106 (G333): Galactic Mini-starbursts and Massive Star Formation Induced by Supersonic Cloud-Cloud Collisions
本研究通过多波段观测分析RCW 106巨分子云复合体，发现其存在多个速度成分，提出该区域的小星暴与大质量恒星形成由超声速云-云碰撞诱发，为银河系小星暴起源提供观测证据。
2025-02-22 astro-ph.GA
A Survey of Magnetic Field Strengths in the Envelopes of Molecular Clouds via the 18 cm OH Zeeman Effect
我们提出了一个广泛的阿雷西博观测调查的磁场强度的核心区域的分子云，以确定其在分子云的演变和崩溃作为一个整体的作用。灵敏的18厘米OH塞曼观测吸收线从银河系分子气体在河外连续源的方向产生了38个独立的测量磁场强度。塞曼探测是在3 σ水平上对9个云实现的，而其他探测则揭示了磁场强度的敏感上限。我们的研究结果表明，在GMCs的核心区域的总场强约为15微高斯。
2019-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in Disk Galaxies. II. The Effect of Star Formation and Photoelectric Heating on the Formation and Evolution of Giant Molecular Clouds
我们研究了恒星形成和漫射光电加热对孤立银河系型星系盘的高分辨率（~< 10 pc）全球（~ 20 kpc）模拟中形成的巨分子云（GMC）性质的影响。这些云是通过引力碎裂而形成的，密度n_H>= 100 cm ^-3的结构被认为是GMC。在模拟中产生了1000-1500个质量M > 10^5 Msolar的云和180-240个质量M > 10^6 Msolar的云，这与银河系人口的估计一致。我们发现，光电加热的作用是抑制ISM的碎裂，导致云周围的暖气体中的对流结构。这种环境抑制了逆行旋转云群的形成，在3亿年后，88%的云相对于银河系逆时针旋转。扩散加热也降低了初始恒星形成的速率，减缓了气体转化为恒星的速度。因此，我们得出结论，星际环境中起着重要的作用，在GMC的演变。我们的云存在于0- 2000万年之间，由于云合并和恒星形成，婴儿死亡率很高（t' <300万年）。其他性质，包括质量分布，尺寸和表面密度与观测结果吻合良好。我们的云之间的碰撞是常见的，发生率约为轨道周期的1/4。在我们目前的分辨率下，尚不清楚这种碰撞是触发还是抑制了恒星的形成。我们的恒星形成率比在本地星系中观察到的要高出10倍。这可能是由于我们的模型中没有局部反馈。
2011-01-07 astro-ph.GA
A temperature or FUV tracer? The HNC/HCN ratio in M83 on the GMC scale
本研究利用ALMA观测分析M83星系GMC尺度的HNC/HCN比值，发现其在棒端不随恒星形成率变化、中心区随恒星形成率升高而增大，结合尘埃温度相关性提出该比值受紫外辐射场而非温度主导。
2024-05-15 astro-ph.GA
Giant Molecular Cloud Formation in Disk Galaxies: Characterizing Simulated versus Observed Cloud Catalogues
我们提出了一个模拟的巨型分子云（GMC）的研究结果，形成在银河系型星系盘与一个平坦的旋转曲线。这个模拟不包括恒星形成或反馈，产生的云质量在10^4 Msun和10^7 Msun之间。我们比较我们模拟的云人口的两个观测调查;波士顿大学-五学院射电天文台银河系环调查和BIMA全磁盘调查的M33。分析了全球云的性质，并比较了Larson的尺度关系。我们发现，模拟的云特性与观测到的云特性吻合得很好，在M33中，在可比分辨率下，云之间的一致性最接近。我们的云具有高度的引力--这一特性既来自于它们在剪切星系环境中的引力不稳定性，也来自于云与云之间的引力相遇。我们还发现，在致密区域（其中n_{thresh} > 10^4 cm^{-3}）中，潜在的恒星形成气体的积累率为每1000万年3%，在大约10^6 Msun的云中。这表明，在观测到的云层中的恒星形成率与气体可以通过对流聚集到GMC内的致密子区域的速率有关。选择最内部分辨率最好的云列入模拟GMC目录;这是同类中的第一个。编目的云可以作为从全球模拟中提取的数据集。
2013-08-01 astro-ph.GA
Evolution of giant molecular clouds across cosmic time
巨分子云（GMC）在本地宇宙中得到了很好的研究，然而，由于具有挑战性的分辨率要求，无论是观测还是计算，它们的性质在星系演化过程中究竟如何变化，人们都知之甚少。我们提出了第一个依赖于时间的分析巨型分子云在银河系的星系和LMC类矮星系的FIRE-2（反馈在现实环境中）模拟套件，有足够的分辨率来预测大规模的宇宙学星系形成自洽的整体性质。我们明确表明，大多数恒星形成的星系中心外发生在自引力气体结构，具有与观察到的绑定GMC的属性一致。我们发现，典型的云体性质，如质量和表面密度不改变超过2的因素，在任何系统的方式后，宇宙演化的第一个陀螺在一个给定的星系从它的祖先。虽然中值性质是恒定的，但分布的尾部可能会短暂地发生剧烈的变化，这可能会产生非常大而密集的自引力气体云。一旦星系的形式，我们确定只有两个系统的趋势，在宇宙时间的散装性能：稳定增加的金属量产生以前的恒星星族和散装云温度的微弱下降。除了金属丰度，我们没有发现显着差异的云性质之间的银河系和矮星系。这些结果对宇宙学恒星和恒星团簇形成具有重要意义，并对恒星初始质量函数与云性质相关的理论提出了特别强的约束。
2020-02-24 astro-ph.GA
The dangers of being trigger--happy
我们研究了触发恒星形成的证据提供的背景下，最近的数值模拟的反馈，从大质量恒星或以下的巨大分子云sizescales。我们编制了一个目录的67个观测论文，主要是在过去的十年中发表的，并检查最常用的路标来推断触发恒星形成的存在。然后，我们确定这些路标在最近一套恒星形成的流体动力学模拟中的表现如何，包括Dale等人（2012 a，b，2013 a，b，2014）进行的O型恒星的反馈。我们发现，没有一个观测标记提高了正确识别一颗恒星的机会，因为它最多是由两个以上的因素触发的。这限制了这些技术在解释恒星形成历史时的保真度。因此，我们敦促谨慎解释恒星形成附近的反馈驱动结构的触发方面的意见。
2015-02-20 astro-ph.GA
The Impact of Shear on Disk Galaxy Star Formation Rates
本研究利用 PHANGS-ALMA 巡天的 49 个星系数据，评估了轨道剪切对每轨道时间恒星形成效率的影响，发现结果与剪切驱动巨型分子云碰撞理论的预测高度一致，并揭示了星系棒会通过降低剪切速率适度降低恒星形成效率。
2024-11-14 astro-ph.GA
