Fire from Ice - Massive Star Birth from Infrared Dark Clouds
我回顾了我们银河系中大质量恒星的形成，重点是红外暗云（IRDC）的初始条件，包括寻找大质量的前恒星核（PSC），以及大质量原恒星后期阶段的建模，即，热分子核（HMC）。我强调如何在天体化学的发展，加上迅速提高理论/计算和观测能力，有助于提高我们的理解大质量恒星形成的复杂过程。
2017-11-05 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
The Galactic Center Cloud G0.253+0.016: A Massive Dense Cloud with low Star Formation Potential
我们提出的第一个干涉分子线和尘埃发射图的银河系中心（GC）云G0.253+0.016，观察使用组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和亚毫米阵列（SMA）。这片云非常致密，其质量超过猎户座分子云复合体（2x10^5 M_sun），半径仅为3 pc，但基本上没有恒星。因此，G0.253+0.016违反了目前用来解释银河系和河外恒星形成趋势的“恒星形成定律”，系数约为45。我们的观测结果表明，缺乏具有显著质量和密度的致密核心，从而解释了低恒星形成活动。相反，发现了密度低、线宽为1 km/s的核心-可能是迄今为止GC区域所报道的最西进的线。在更多的大质量核心和可能的拱形星团形成之前，需要经过几十年的演化。考虑到GC区域的破坏性动力学和G0.253+0.016的潜在未结合性质，尚不清楚这种演变是否会发生。
2013-01-07 astro-ph.GA
Chemical Evolution of HC3N in Dense Molecular Clouds
我们研究了HC 3 N的化学演化在六个密集的分子云，使用档案可用的数据从赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）和毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）。多阵列银河平面成像巡天（MAGPIS）和悉尼大学莫隆格洛巡天（SUMSS）的射电巡天表明，这些密集的分子云与超紧凑HII（UCHII）区域和/或经典HII区域有关。我们发现，在致密的分子云与正常的经典HII地区，HC 3 N的丰度开始减少或达到一个平台时，尘埃温度变热。这意味着UV光子可以破坏HC 3 N分子。另一方面，在与UCHII地区相关的其他致密分子云中，我们发现HC 3 N的丰度随尘埃温度单调增加，这意味着HC 3 N更喜欢在温暖的气体中形成。在G12.804-0.199和RCW 97中，HC 3 N（10-9）的谱图显示了机翼的发射，并且HC 3 N在这两个区域中的丰度随其非热速度宽度的增加而增加，表明HC 3 N可能是激波源物质。进一步研究了N（N2 H+）/N（HC 3 N）柱密度比的演化趋势，发现该比值可以作为大质量恒星形成开始后云演化的化学演化指标。
2019-10-16 astro-ph.GA
Two Massive, Low-Luminosity Cores Toward Infrared Dark Clouds
本文介绍了高分辨率干涉镶嵌在850微米波段的两个大规模的，静止的红外暗云。选择这两个云是基于它们代表大质量恒星形成之前环境的可能性。在每个云中探测到的最明亮的致密源的质量约为110和60太阳质量，半径< 0.1 pc，这意味着平均体积密度约为每立方厘米100万个粒子，平均柱密度约为每平方厘米1克。补充数据显示这些核心是冷的和不活跃的。它们的热光度和温度上限较低，使它们处于非常早期的演化阶段，而目前的大质量恒星形成模型表明它们有可能形成大质量恒星。
2009-09-27 astro-ph.GA
Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds
我们扩展了我们以前的SPH参数研究的光电离从O-星恒星形成的云的影响，包括最初未绑定的云。我们生成了一组模型云的质量范围$10^{4}-10^{6}$ M $_{\odot}$初始维里比$E_{\rm kin}/E_{\rm pot}$ =2.3，让他们形成恒星，并研究的光电离辐射产生的大质量恒星的影响。我们发现，在300万年的时间尺度之前，超新星预计开始引爆，电离反馈排出的质量分数是一个非常强大的功能的云逃逸速度。高质量的云在很大程度上不受动态影响，而低质量的云在这个时间尺度上排出了大部分的气体储备。然而，恒星质量的未束缚部分是适度的，并且大部分未束缚的恒星之所以如此，只是因为云本身最初是部分未束缚的。我们发现，电离是更能够创建良好的清除气泡在未绑定的云，由于其固有的膨胀，但这种气泡的存在并不一定表明，一个给定的云已强烈影响反馈。我们还发现，与我们早期工作中的束缚云一样，这里模拟的许多系统对于光子和超新星喷出物来说都是高度多孔的，并且它们中的大多数可能会在第一次超新星爆炸中幸存下来。
2012-12-10 astro-ph.GA
Fast cloud-cloud collisions in a strongly barred galaxy: Suppression of massive star formation
最近的星系观测表明，恒星形成活动的变化取决于星系环境。为了了解银河尺度恒星形成的多样性，了解极端环境下巨型分子云的形成和演化至关重要。我们专注于观测证据，酒吧在强棒星系缺乏大质量的恒星，即使分子气体的数量足以形成恒星。本文利用NGC 1300观测结果中的恒星势，对一个强棒星系进行了流体动力学模拟，并比较了棒臂、棒端和旋臂等不同星系环境下的云性质。我们发现，云的维里参数的平均值为1，没有环境依赖性，表明云的引力束缚态并不落后于观测证据的缺乏大质量恒星的强酒吧。相反，我们专注于云-云碰撞，这被认为是大质量恒星形成的触发机制。我们发现，在酒吧的碰撞速度比在其他区域快。我们使用云的运动学研究碰撞频率，并得出结论，在酒吧的快速碰撞可能源于随机的云运动，由于椭圆形的气体轨道移动的酒吧潜力。这些结果表明，在强棒中观察到的缺乏活跃的恒星形成的区域起源于快速的云-云碰撞，这是低效的形成大质量恒星，由于银河系尺度的激烈的气体运动。
2020-03-26 astro-ph.GA
Extremely Massive Quasars are not Good Proxies for Dense Environments Compared to Massive Galaxies: Environments of Extremely Massive Quasars and Galaxies
黑洞质量标度关系表明，具有$M_\mathrm{BH}\ge10^{9.4}\,M_{\odot}$的超大质量黑洞（EMBH）存在于具有$M_\mathrm{star}\ge10^{11.6}\,M_{\odot}$的最大质量星系中，这些星系通常存在于致密环境中，如星系团。因此，可以预期，在活动EMBH和密集环境之间存在密切联系。本文利用斯隆数字巡天和MMT Hectospec资料，研究了$0.24 \le z \le 0.40$上9461个星系和2943个类星体的环境，其中52个是具有$\log(M_\mathrm{BH}/M_{\odot}) \ge 9.4$的超大质量类星体。我们发现，平均而言，无论是大质量类星体和大质量星系居住的环境比$\sim2$倍，其密度与$\log(M_\mathrm{BH}/M_{\odot}) \le 9.0$的质量较小的同行。然而，大质量类星体所处的环境大约是具有$\log(M_\mathrm{BH}/M_{\odot}) \ge 9.4$的不活跃星系密度的一半，只有大约三分之一的大质量类星体被发现在星系团中，而大约三分之二的大质量星系居住在这样的星系团中。这表明大质量星系比大质量类星体更适合作为星系团的路标。大质量类星体在中到低密度环境中的普遍存在令人困惑，考虑到一些模拟结果表明这些类星体似乎更喜欢密集的环境。这种差异的几个可能的原因进行了讨论…
2019-01-08 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
How Many Infrared Dark Clouds can form Massive Stars and Clusters?
我们提出了一个新的评估红外暗云（IRDC）形成大质量恒星和星团的能力。这是通过与大质量恒星形成（MSF）的经验质量大小阈值进行比较来完成的。基于有和没有MSF的云，我们建立了m（r）>870M_sun（r/pc）^1.33作为一个新的近似MSF极限。许多内陆发展中国家，如果不是大多数的话，都没有达到这一门槛。如果没有显著的演变，这样的云不太可能是MSF候选者。这是对少数发展中国家向无国界医生发展的第一次定量评估。低于这个极限的IRDC仍然可能形成中等质量的恒星和星团，尽管（例如，蛇夫座和英仙座分子云）。尽管如此，IRDC中包含的大部分质量可能存在于少数几个10^2的云中，维持MSF。
2010-09-08 astro-ph.GA
Massive star feedback in the Magellanic Clouds and the tidal Bridge
大质量恒星具有深远的反馈效应，在局部、全球和宇宙尺度上改变周围环境。利用适当的恒星大气模型对大质量恒星进行光谱分析，对于详细研究大质量恒星反馈是非常重要的。我们讨论了最近的紫外线和光学研究的大规模的贫金属恒星，包括那些金属丰度范围从一半到二十分之一的太阳能，连接大规模的ISM结构中的麦哲伦云和潮汐麦哲伦桥。我们提出了电离通量从大质量恒星与低金属随着机械能，我们进一步比较这些在ISM中观察到的能量。这些结果对麦哲伦星云中的热气体和电离光子的泄漏提供了线索。本文概述了从单个大质量恒星到群体级集体反馈的反馈，各种反馈机制（辐射，风，超新星）的意义，以及ISM物理条件的影响
2022-11-17 astro-ph.GA
A proposed chemical scheme for HCCO formation in cold dense clouds
最近在两个冷的致密云中发现了烯酮基（HCCO），其丰度不可忽略，只有几个1 e-11（与H2相比）（Agundez等人，2015）。到目前为止，还没有化学网络能够重现这一观察结果。我们在这里提出了一个化学方案，可以再现HCCO丰度与HCO，H2 CCO和CH 3CHO在乌云狼疮-1A和L486。HCCO的主要形成途径是Agunez等人（2015）提出的OH + CCH -> HCCO + H反应，但速率系数比当前模型中使用的大得多。由于该反应从未在实验或理论上进行过研究，因此该较大值是基于与其他类似系统的比较。
2015-09-01 astro-ph.GA
Massive stars in massive clusters IV: Disruption of clouds by momentum-driven winds
利用SPH流体动力学模拟方法研究了动量驱动的OB星恒星风对模拟湍流巨分子云参数空间的影响。通过与电离辐射而不是风的相同的模拟相比，我们表明，动量驱动的风是相当有效地破坏他们的主机云比HII地区。产生的风气泡比相应的电离驱动气泡更小，通常更平滑。风在破坏O型星所嵌入的非常致密的气体方面也大致有效，从而关闭了模型云中恒星形成活动的主要区域。然而，它们的影响力随着距离源的距离而迅速下降，因此它们不太擅长清扫致密气体并在云层中引发恒星形成。因此，它们对恒星形成速率和效率的影响通常比电离更负面，如果它们发挥任何影响的话。
2013-09-27 astro-ph.GA
Oxygen fractionation in dense molecular clouds
我们已经开发了第一个气体颗粒化学模型的氧分馏（也包括硫分馏）在致密的分子云，表明气相化学产生可变的氧分馏水平，特别是强烈的影响NO，SO，O2和SO2。这种巨大的影响是由于中性18 O + NO、18 O + SO和18 O + O2交换反应的效率。模拟结果进行了比较，新的和现有的观察到的同位素比在一个选择的冷芯。模型和观测之间的良好协议要求的中性氧原子的气相丰度是大的观察区域。S16 O/S18 O比值随时间变化很大，表明它可以用作致密分子云中物质演化的敏感化学代用指标。
2019-02-23 astro-ph.GA
Do Spectroscopic Dense Gas Fractions Track Molecular Cloud Surface Densities?
我们使用ALMA和IRAM 30米望远镜的数据，调查光谱跟踪致密气体分数和云尺度（120 pc）的分子气体表面密度之间的关系在附近的五个恒星形成星系。我们估计在650 pc和2800 pc尺度下使用HCN（1-0）CO（1-0）排放的比率的致密气体的质量分数。然后，我们使用高分辨率（120 pc）CO（2-1）的地图来计算质量加权平均分子气体表面密度在650 pc或2770 pc的光束中的致密气体的分数估计。平均而言，致密气体分数与质量加权平均分子气体表面密度相关。因此，具有较高平均云尺度气体表面密度的星系部分似乎也具有较大比例的致密气体。相关性的标准化和斜率确实因星系和研究区域的大小而异。这种相关性与大尺度环境设定气体体积密度分布的情况是一致的，并且这种分布表现在云尺度表面密度和致密气体质量分数中。
2018-11-19 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
Dense cloud cores revealed by CO in the low metallicity dwarf galaxy WLM
了解恒星的诞生需要观测它们形成的云。这些云是致密的，自引力的，在所有现有的观测中，它们是分子的，H_2是主要的物种，CO是最好的可用示踪剂。当碳和氧的丰度比氢低，尘埃的不透明度也低时，如在原始星系和本地矮不规则星系中，CO形成缓慢，容易被破坏，因此它很难在稠密的云中积累。在这里，我们报告的CO云的干涉观测的本地组矮不规则星系沃尔夫-Lundmark-Melotte（WLM），它的金属丰度是13%的太阳值和50%低于以前的CO检测阈值。与周围的原子包层和H_2包层相比，这些云很小，但它们具有典型的银河系CO云的密度和柱密度。正常的CO密度解释了为什么在矮不规则星系中形成的星团与在巨螺旋星系中形成的星团具有相似的密度。低质量的云表明，这些星团也将是低质量的，除非发生一些星系级的压缩，例如来自宇宙云或其他星系的撞击。如果银河系晕中的大质量贫金属球状星团像人们普遍认为的那样形成于矮星系中，那么它们很可能是由这样的撞击引发的。
2016-03-15 astro-ph.GA
A new distance to the Brick, the dense molecular cloud G0.253+0.016
我们分析了一个包含巨大分子云G0.253+0.016（a.k.a.砖）在高空间分辨率观察，与霍克-I在VLT。红团星在穿过星云的视线上的分布，与在它旁边而不穿过它的方向上的分布相比较，使我们能够测量星云到太阳的距离为7.20，统计不确定度为+/-0.16，系统误差为+/-0.20千秒差距。这比通常假设的要近得多，即，该云属于中央分子带的近端，距离银河系中心60 pc。这一假设是基于中心分子区的动力学模型，观测上受到这个云和其他云的径向速度的唯一约束。确定砖云的真实位置是相关的，因为这是银河系的致密云，没有显示任何正在进行的恒星形成。这使得云的密度与恒星形成率之间的肯尼库特-施密特关系偏离了1个数量级。对于这种没有恒星形成的现象已经提出了几种解释，其中大多数是基于银河系中心区域内这种云和其他云的动力学演化。我们的研究结果强调，需要包括来自恒星观测的约束，在我们的银河系中央分子带的解释。
2021-01-11 astro-ph.GA
Dense gas and star formation in individual Giant Molecular Clouds in M31
对整个星系和局部星系恒星形成的研究都表明，分子云的恒星形成速率（SFR）依赖于其致密气体质量。在外部星系中，这样的测量来自HCN（1-0）观测，通常同时包含许多巨分子云（GMC）。仙女座星系（M31）是一个独特的实验室，用于研究SFR和HCN发射到类太阳金属丰度下GMC尺度的关系。在这项工作中，我们将我们的复合SFR测定与档案HCN，HCO $^+$和CO观察结果相关联，从而得到9个具有合理代表性的GMC样品。我们发现，在单个云的尺度上，重要的是要考虑到遮蔽和未遮蔽的恒星形成来确定SFR。当与来自HCN的稠密气体质量相关时，我们发现SFR是低的，尽管有这些改进。然而，我们检索SFR稠密气体质量的相关性，确认这些SFR示踪剂仍然是有意义的GMC尺度。当我们考虑HCN/CO比而不是HCN本身时，相关性显著改善。这名义上表明的依赖性的SFR的稠密气体部分，在矛盾的地方研究。然而，我们假设这部分反映了稠密气体质量的有限动态范围，部分反映了单点HCN和CO测量的比率可能不太容易出现旁瓣等系统性。在这种情况下，HCN/CO比率将是致密气体含量本身的更好的经验测量。
2018-01-23 astro-ph.GA
Star Forming Dense Cloud Cores in the TeV γ-ray SNR RX J1713.7-3946
RX J1713.7-3946是TeV γ射线超新星遗迹（SNRs）中的一个，它发射同步辐射X射线。SNR与位于~1 kpc的分子气体有关。我们在角分辨率为90”的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）跃迁的信噪比中对致密云核A、C和D峰进行了新的分子观测。在12 CO（J=4-3）跃迁中也绘制了13 CO中最强的核心，峰C，角分辨率为38”。峰C显示出活跃恒星形成的强烈迹象，包括双极外流和远红外原恒星源，并且在半径r内具有r^{-2.2 $\pm$ 0.4}变化的陡峭梯度。峰C和其他致密云核在同步加速器X射线中边缘增亮，表明致密云核嵌入在SNR壳层内或其外边界上。这证实了早期的建议，即X射线是物理上与分子气体（福井等，2003年）。我们提出了一个方案，其中的致密分子核心，峰C，幸存下来的冲击波，现在嵌入在SNR。激波-云相互作用的数值模拟表明，致密块体确实可以经受住激波侵蚀，因为激波传播速度在致密块体中是停滞的。此外，激波-云相互作用在致密团块周围诱导湍流和磁场放大，这可能有助于在较低密度的团块间空间中的粒子加速，从而导致致密核心周围增强的同步加速器X射线。
2010-09-09 astro-ph.GA
Cloud-cloud collision in the DR 21 cloud as a trigger of massive star formation
我们报告的DR 21区域，我们发现通过分子观测与Nobeyama 45米望远镜可能的云云碰撞。我们绘制了一个8 'x12'的区域，在该区域周围有20条分子谱线，包括12 CO（J=1-0）和13 CO（J=1-0）发射谱线，其中16条被显著检测到。根据12 CO和13 CO的资料，我们在观测区发现了五个明显的速度分量，并根据它们的径向速度，将与这些分量有关的分子气体分别称为-42、-22、-3、9和17 km/s的云。速度为-3 km/s的云是与年轻的大质量恒星如DR 21和DR 21（OH）相关的主要对流云（31，000 Mo），而速度为9 km/s的云是一个较小的云（3，400 Mo），可能是W75区域在北部的延伸。其他的云要小得多。在-3和9 km/s云的分布中，我们发现了一个明显的正相关关系，并检测到微弱的12 CO发射，具有中间速度，在两个云的交叉点处桥接。这些事实有力地表明，这两个云正在相互碰撞。此外，我们还发现DR 21和DR 21（OH）位于9 km/s云的近壁部分的外围，这与最近的云-云碰撞数值模拟结果一致。因此，我们认为-3和9 km/s的云正在碰撞，碰撞导致了DR 21云中的大质量恒星形成。Dickel等人（1978）曾提出过-3和9 km/s云的相互作用，我们的结果有力地支持了他们的相互作用假设。
2019-05-17 astro-ph.GA
Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 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
Massive stars in massive clusters II: Disruption of bound clusters by photoionization
我们提出了一个SPH参数研究的动力学效应的光电离O型恒星上的恒星形成的云的质量和大小的范围内的时间窗口超新星爆炸之前。我们的模型云最初都有相同程度的湍流支持，湍流动能与重力势能的比值被设置为$E_{\rm kin}/|E_{\rm pot}|$ =0.7。我们允许云形成恒星，并研究来自大质量恒星或星团的电离辐射的动力学效应。我们发现，致密的对流结构和吸积流限制了气体的电离量，特别是在密度较高的星系团中。更重要的是，在我们更大质量（10 $^{6}$ M $_{\odot}$）的云中，更高的逃逸速度阻止了HII区域的清扫和排出大量的气体，因此最大质量的云在很大程度上不受电离反馈的动态影响。然而，在我们的研究中，反馈对密度较低的10 $^{4}$和10 $^{5}$ M $_{\odot}$云产生了深远的影响，在第一颗超新星爆炸之前，在300万年的时间尺度上产生了巨大的抽空气泡，并排出了百分之几十的中性气体，导致云对光子和超新星喷出物都具有高度的多孔性。
2012-05-02 astro-ph.GA
Large-scale molecular gas distribution in the M17 cloud complex: dense gas conditions of massive star formation?
气体和原恒星在分子云中的不均匀分布是由各种难以分离的物理过程的组合造成的。我们探索这种非均匀分布在M17分子云复杂的主机大质量的恒星形成活动使用$^{12}$ CO（$J=1-0$）和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的发射线与Nobeyama 45米望远镜。质量、大小和引力束缚性等团块性质的差异反映了M17-H{ \scriptsize II}和M17-IRDC云演化阶段的不同。M17-H{ \scriptsize II}云中的团块比M17-IRDC中的团块更致密、更紧凑、更受引力束缚。虽然M17-H{ \scriptsize II}拥有大部分非常致密的气体（27\%），其柱密度大于理论上预测的大质量恒星形成的$\sim$ 1 g cm $^{-2}$阈值，但这种非常致密的气体在M17-IRDC中不足（0.46\%）。我们用TRAO 14 m望远镜对HCO $^+$（$J=1-0$）和HCN（$J=1-0$）进行了观测，{ \nlqb追踪柱密度大于$3\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的所有气体}，证实了M 17-IRDC中高密度（$\gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$）气体的缺乏。虽然M17-IRDC的质量足以形成大质量恒星，但它缺乏非常致密的气体和引力束缚的团块可以解释目前缺乏大质量恒星的形成。
2020-01-27 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO FUNS) I. Dynamics and Chemistry of L1478 in the California Molecular Cloud
“TRAO FUNS”是一个在分子线上调查古尔德带云的项目。本文介绍了加州分子云L1478中心区域的第一个结果。我们使用Taedeok射电天文台（TRAO）14米单碟望远镜进行了动态测绘观测，该望远镜配备了16个多波束阵列，覆盖该区域的$\sim$ 1.0平方度区域，使用C $^{18}$ O（1-0）主要追踪低密度云，使用N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）主要追踪致密核心。同时用CS（2-1）和SO $(3_{2}-2_{1})$对该区域的$\sim$ 440平方角分面积进行了测图。我们通过对C $^{18}$ O数据立方体应用树状图技术鉴定了10个细丝，并通过使用{ \sc FellWalker}鉴定了8个密集的N $_{2}$ H $^{+}$核心。基本的物理性质的细丝，如质量，长度，宽度，速度场，和速度色散。发现L1478由几个速度略有不同的细丝组成。特别是发现超临界的长丝含有在N $_{2}$ H $^{+}$中检测到的致密核。通过比较C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$的非热速度色散，发现致密核与周围的细丝具有相似的运动学特征，而致密核与周围的细丝具有不同的运动学特征.这表明致密芯和细丝的形成机制在单个细丝中可以是不同的，这取决于它们的形态和环境。
2019-04-24 astro-ph.GA
Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre
围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。
2014-01-20 astro-ph.GA
Connection between dense gas mass fraction, turbulence driving, and star formation efficiency of molecular clouds
我们研究的物理参数，影响气体在分子云中的积累，以高柱密度的恒星的形成发生。特别是，我们分析了致密气体的质量分数（DGMF）在一组自引力，等温，磁流体动力学湍流模拟，包括下沉粒子模型恒星形成。我们发现，模拟预测在柱密度范围N（H2）= 3-25 x 10^{21} cm^{-2}内接近指数DGMF，可以通过例如，粉尘消光测量。指数斜率与湍流驱动的类型以及恒星形成效率相关。它们几乎与音速马赫数和磁场强度无关。云演化的早期阶段比后期阶段的斜率更陡。这些预测与观测结果的比较表明，只有相对非压缩驱动（b ~< 0.4）的模拟符合附近分子云的DGMF。大量的红外暗云可以显示与更多压缩驱动一致的DGMF。分子云的DGMF可以显著地受湍流的平均压缩程度的影响。压缩水平的变化可能会导致DGMF斜坡的分散，并且确实需要一些变化来解释观察到的DGMF斜坡的分散。观测到的DGMF斜率也会受到云的恒星形成活动和云与云之间统计变化的影响。
2013-04-18 astro-ph.GA
Condition for the formation of micron-sized dust grains in dense molecular cloud cores
我们研究了分子云致密核中微米级颗粒的形成条件。这是由于探测到了来自许多致密核心深处的中红外辐射，即所谓的“核心”，这被认为是来自微米级颗粒的散射。基于从扩散星际介质中的典型粒度分布开始的凝聚的数值计算，我们获得了形成微米级颗粒的时间$t$的保守下限：$t/t_\mathrm{ff}>3 (5/S) (n_\mathrm{H}/10^5 \mathrm{cm}^{-3})^{-1/4}$（其中$t_\mathrm{ff}$是在核心中氢数密度$n_\mathrm{H}$下的自由落体时间，以及$S$是颗粒-颗粒碰撞截面的增强因子，以解释非致密聚集体）。在典型的核密度$n_\mathrm{H}=10^5 \mathrm{cm}^{-3}$下，至少需要几次自由落体时间来形成负责核的微米级颗粒。这意味着在coreshine观测到的那些致密的核心是分子云中相对长寿的实体，而不是持续一个自由落体时间或更短的动态瞬态物体。
2013-06-24 astro-ph.GA
The Dense Gas Mass Fraction of Molecular Clouds in the Milky Way
利用FCRAO银道面巡天和Bolocam银道面巡天（BGPS）1.1mm尘埃连续辐射的~（13）CO数据，研究了银河系巨分子云（GMC）中致密气体的质量分数。从BGPS星表中选取了860个致密尘埃源的样本，并与344个扩展（> 3 '）~（13）CO J=1-0发射云进行了动力学联系。表中列出了整个尘埃源和尘埃源内部质量表面密度大于200 M_solar/pc ^2的子区域的气体质量，这些子区域被认为是体积密度增强的区域。假设光学薄13 CO J=1-0发射和LTE条件，计算母体GMC的质量。尘埃源质量与宿主GMC质量的平均分数为0.11（-0.06，+0.12）。高柱密度子区域占云质量的0.07（-0.05，+0.13）。由于我们的假设，这些值是真实质量分数的上限。稠密气体的质量分数与GMC质量和气体表面密度无关。低密度气体质量分数表明，在GMC内形成致密结构是恒星形成的主要瓶颈。研究了稠密气体和低密度物质沿视线方向的速度差分布。我们发现一个强大的，集中峰值分布为中心的零速度位移。这种速度差的分布是用朝向稠密气体位置的径向收敛流来建模的，所述稠密气体位置相对于观察到的视线随机定向。这些模型将各种流态的入流速度限制在2-4 km/s。
2013-12-02 astro-ph.GA
Massive core/star formation triggered by cloud-cloud collision: Effect of magnetic field
通过磁流体动力学模拟，研究了磁场对碰撞不均匀分子云中大质量致密核形成的影响，模拟的分辨率为0.015 pc，可以分辨出分子核。具有分子云的典型气体密度的初始云浸没在各种均匀磁场中。如果均匀磁场强度为4.0 $μ$ G，则云中的湍流磁场与Crutcher等人（2010）的观察一致，是由碰撞前内部湍流气体运动产生的。采用10 km s $^{-1}$的碰撞速度，这比云的声速和阿尔文速度大得多。我们确定气体密度大于5 $\times$-10 $^{-20}$ g cm $^{-3}$的致密核心的气体团块，并跟踪他们在整个模拟调查其质量演化和引力束缚。我们发现，大量的，引力约束的核心形成在强磁场（4.0 $μ$ G）模型比弱磁场（0.1 $μ$ G）模型。这部分是因为强磁场抑制了由非线性薄壳不稳定性引起的冲击层的空间位移。在弱磁场模型中，空间位移促进了低质量致密核的形成。强磁场也支撑着低质量的致密核心抵抗引力坍缩。我们发现，大量的，在强磁场模型中形成的引力约束的核心的数量远远大于孤立的，非碰撞的云模型，这是模拟比较。我们讨论了我们的数值结果对大质量恒星形成的影响。
2020-07-22 astro-ph.GA
Magnetic Field in The Isolated Massive Dense Clump IRAS 20126+4104
我们使用加州理工学院亚毫米天文台的SHARC II偏振计SHARP测量了朝向大质量恒星形成的大质量致密团块IRAS 20126+4104的350 μ m处的偏振尘埃发射。当全球磁场线相对于致密团块的旋转轴倾斜时，大多数观测到的磁场矢量与数值模拟得到的磁场矢量吻合得很好。数值模拟结果表明，旋转对大质量致密团簇及其磁场的演化起着重要的作用。冷CO 1-0双极流出的方向平行于致密团块内观测到的磁场以及全球磁场，从光学偏振测量数据推断，这表明磁场在大质量恒星形成的早期阶段也起着至关重要的作用。大质量恒星（原恒星）的大尺度开普勒盘几乎以与团包层相反的方向旋转。观测到的磁场形态和大质量致密团簇系统的反向旋转特征为限制磁场在高质量恒星形成过程中的作用提供了线索。
2012-03-14 astro-ph.GA
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
A new parameterization of the star formation rate-dense gas mass relation: embracing gas density gradients
众所周知，分子云和团块内部的气体密度梯度与均匀密度的气体储层相比会提高它们的恒星形成率。在分子云和团块的稠密气体质量$M_{dg}$和恒星形成率$SFR$之间的关系中，可以观察到这种效应，气体密度梯度越陡，$SFR/M_{dg}$的$SFR/M_{dg}$比率越高。本文的内容是双重的。首先，我们基于Parmentier（2019）引入的放大因子的概念来重新定义稠密气体关系（即$M_{dg}$和$SFR$之间的关系）。$SFR/M_{dg}$比不仅取决于气体的平均自由落体时间和每自由落体时间的（固有）恒星形成效率，还取决于气体密度分布的对数斜率$-p$和团簇中心恒定密度区域的相对范围。其次，我们表明，附近的分子云遵循新定义的稠密气体关系，提供其稠密气体质量的体积密度标准的基础上定义的。我们还发现了银河系中央分子区（CMZ）的致密分子云的相同趋势，尽管与附近的云相比，这一分子云的比例缩小了$10$。讨论了邻近云和CMZ云在$(p, SFR/M_{dg})$参数空间中各自的位置。
2020-09-22 astro-ph.GA
Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Sh2-233 Triggering the Formation of the High-mass Protostar Object IRAS 05358+3543
利用$\sim$ 0.5 pc分辨率下的CO $J$ = 2-1数据，对Sh 2 -233区分子气体进行了新的运动学分析。分子气体是由一个长5-pc、宽1.5-pc的对流云组成，其中嵌入了两个致密的云核。暗条位于两个云之间，这两个云的速度差为2.6 km/s $^{-1}$，并延伸超过$\sim$ 5 pc。我们设想两个云相互碰撞，并压缩它们之间的气体，形成$\sim$ 0.5百万年的细丝，这是垂直于碰撞。很可能碰撞不仅形成了对流云，而且还形成了两个致密的核心。其中一个致密的核心与高质量原恒星候选者IRAS 05358+3543有关，这是一颗代表性的高质量原恒星。在大质量恒星形成的整体坍缩方案中，假设初始条件是一个半径为0.1 pc的体积内有100个$M_\odot$的致密核心，而这样一个核心的形成在以前的工作中仍然没有得到解释。我们认为，建议的碰撞是一个步骤，有效地收集气体的100 $M_\odot$到0.1 pc半径。这支持了云-云碰撞是形成致密的高质量致密核心IRAS 05358+3543的必要过程。
2021-06-03 astro-ph.GA
Chemistry and Radiative Transfer of Water in Cold, Dense Clouds
赫歇尔空间天文台最近在寒冷稠密的L1544云中探测到水蒸气，这使得在恒星形成之前的条件下，对氧物种的观测和化学模型进行直接比较成为可能。我们解释了气相水的化学模型，简化了有限数量的反应或过程，是活跃在极冷（$<$ 15 K）。在这个模型中，水通过冻结在颗粒上和通过光解从气相中除去。水在尘埃颗粒表面由O和OH形成冰，并通过光脱附释放到气相中。相对于L1544缓慢的动力学演化，反应足够快，使得气相水在整个云的局部条件下处于平衡状态。我们解释了H $_2$ O（$1_{10}-1_{01}$）线的反常辐射转移。尽管由大的爱因斯坦A系数引起的令人沮丧的高光学深度，在冷的，稀薄的H $_2$中的亚临界激发导致线亮度与列密度成线性比例。因此，水线可以提供冷的稠密云中心最暗区域的化学和动力学过程的信息。观测到的水线的逆天鹅座P-Cygni剖面通常表明云在收缩。该轮廓是用不稳定准静态流体动力学平衡（不稳定的Bonnor-Ebert球体）缓慢收缩的动力学模型再现的。
2014-03-02 astro-ph.GA
The Dynamics of Dense Cores in the Perseus Molecular Cloud II: The Relationship Between Dense Cores and the Cloud
我们利用广泛的数据集可用于英仙座分子云的小规模密集的核心和较大的结构，它们嵌入的运动学之间的关系进行分析。这里提出的运动学措施可以与我们以前的工作中讨论的那些结合使用，作为强观测约束，恒星形成的数值模拟（或分析模型）应该匹配。我们发现，致密的核心有小的运动相对于13 CO气体，约三分之一的13 CO速度分散沿同一视线。在每个消光区内，核心到核心的速度色散约为该区域中所见的总（13 CO）速度色散的一半。大尺度速度梯度约占每个区域总速度弥散的一半，这与根据功率谱P（k）~ k^{-4}的大尺度湍流模式预测的结果相似。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Massive Star Clusters by Fast HI Gas Collision
年轻大质量星团（YMC）是年轻恒星的密集聚集体，由于它们的紫外线辐射，恒星风和超新星，它们对星系演化至关重要。YMC的典型质量和半径分别为M~10^4 M_sun和R~1 pc，表明许多恒星位于一个小区域内。YMC前体云的形成可能很困难，因为在恒星反馈吹离云之前，应该形成一个非常紧凑的大质量云。最近的观测研究表明，YMC可以由速度约为100 km·s^-1的HI气体快速碰撞形成，这是星系-星系相互作用的典型速度。在这项研究中，我们研究是否快速HI气体碰撞触发YMC形成使用三维磁流体动力学模拟，其中包括自重力，辐射冷却/加热，和化学的影响。结果表明，在HI气体碰撞产生的激波压缩区内，形成了M > 10^4Msun、L4 pc的大质量引力束缚气体团簇，这些大质量气体团簇可以演化为YMC.我们的研究结果表明，YMC的前身是由全球的分子云的引力坍缩，和YMC可以形成，即使在低金属环境，如麦哲伦云。此外，当我们考虑HI云的快速碰撞时，可以产生M >10^5 M_sun的超大质量YMC前体云，这可能解释了大麦云星云中超大质量星团R136系统的起源。
2020-11-23 astro-ph.GA
Fast Molecular Cloud Destruction Requires Fast Cloud Formation
银河系中很大一部分气体是冷的、致密的和分子的。如果所有这些气体在引力的影响下坍缩，并在局部自由落体时间内形成恒星，银河系中的恒星形成率将超过观测到的数量级。其他正在形成恒星的星系也有类似的行为。然而，观测和模拟都表明，分子气体确实是在引力作用下坍缩的，尽管是分层次的。如果在引力坍缩过程中迅速破坏恒星形成云，及时的恒星反馈为观测到的低恒星形成率提供了一个潜在的解决方案。然而，这要求分子云必须是短命的物体，这就提出了一个问题，即如何在分子阶段观察到如此多的气体。只有当分子云形成的速度和它们被破坏的速度一样快时，才能发生这种情况，从而保持致密气体的全球平衡比例。因此，我们研究云的形成时间尺度。我们首先证明，超新星和超级气泡的清扫不能产生致密气体的速度所需的云破坏率相匹配。另一方面，Toomre引力不稳定性可以达到所需的生产率。因此，我们认为，虽然致密的恒星形成气体可能只持续一个单一的全球自由落体时间，恒星形成星系中的致密气体可以在全球范围内存在于引力不稳定性形成和恒星反馈破坏之间的动态平衡状态。在红移z >~ 2时，Toomre不稳定性时间尺度减小，导致在早期预测高分子气体分数，与观测一致。
2017-09-02 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
Massive core/star formation triggered by cloud-cloud collision: II High-speed collisions of magnetized clouds
本文通过磁流体动力学模拟研究磁场在高速云-云碰撞中对大质量自引力束缚核形成的影响，发现磁场在碰撞后通过增强磁压破坏核并抑制吸积，与碰撞期的质量聚集形成竞争效应，且该效应由碰撞持续时间决定。
2022-05-14 astro-ph.GA
Ices in the Quiescent IC 5146 Dense Cloud
本文介绍的光谱在2至20微米范围内的静止云材料位于IC 5146云复杂。这些光谱是由NASA的红外望远镜设备（IRTF）SpeX仪器和斯皮策太空望远镜的红外光谱仪获得的。我们使用这些光谱来研究尘埃和冰的吸收功能，在原始地区的云是不变的嵌入式恒星。我们发现，H2O冰阈值消光是4.03+/-0.05马格。一旦前景消光被考虑在内，然而，阈值下降到3.2马格，相当于金牛座暗云，通常被认为是试金石静态云对所有其他致密的云和嵌入的年轻恒星物体的观测进行比较。两种来源的硅酸盐谱带的谷中的子结构归因于冰中的CH 3OH和NH3，相对于H2O-冰，分别以~2%和~5%的水平存在。硅酸盐特征与E（J-K）色过量的相关性被发现遵循相对于探测漫射云的视线更浅的斜率，支持Chiar等人（2007）先前的结果。
2011-02-12 astro-ph.GA
DeGaS-MC: Dense Gas Survey in the Magellanic Clouds I -- An APEX survey of HCO+ and HCN(2-1) toward the LMC and SMC
研究恒星的形成需要对致密分子气体的性质有精确的了解。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的低金属含量和广泛的恒星形成活动使它们成为研究当地物理条件如何影响致密气体储层的主要实验室。麦哲伦云致密气体巡天（DeGaS-MC）项目的目的是通过在HCO+（2-1）和HCN（2-1）跃迁中观察到的LMC和SMC，扩大我们对致密气体性质与恒星形成活动之间关系的认识。我们用APEX望远镜上的SEPIA 180仪器对30个LMC和SMC分子云进行了定点观测，并在13个恒星形成区进行了后续测绘。第一篇论文提供了线特征目录和综合线强度图的来源。在29个观察点中，20个点检测到HCO+（2-1），8个点检测到HCN（2- 1）。稠密气体的速度模式遵循从恒星星族导出的视线速度场。HCN发射比HCO+发射延伸更少。HCO+（2-1）/HCN（2-1）的亮温比范围为1 ~ 7，这与低金属丰度环境中通常观察到的大比值一致。大量的年轻恒星天体被发现在高HCO+强度和较低的HCO+/HCN流量比，因此朝向密集的视线。致密气体的光度与恒星形成率跟踪的总红外光度超过两个数量级的覆盖我们的意见，虽然大量的区域到区域的变化进行了观察。
2020-09-01 astro-ph.GA
Gemini Follow-up of two massive HI clouds discovered with the Australian Square Kilometer Array Pathfinder
利用双子座多目标摄谱仪（GMOS），我们在位于IC 1459星系群外围的螺旋星系IC 5270附近寻找两个大质量（~10^9太阳质量）中性氢云的光学对应物。这两个HI云是最近使用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）发现的。两个低表面亮度的光学对应这些HI云之一，确定在新的双子座数据，达到了27.5等的G-波段。由这些新数据导出的HI质光比M_（HI）/L_g =242，是迄今为止所报道的最高值之一。我们也可以排除这两个HI云是IC 5270的矮伴星。潮汐相互作用和冲压压力剥离是这两个云的物理起源的合理解释。
2018-02-14 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
Feedback in Clouds II: UV Photoionisation and the first supernova in a massive cloud
分子云的结构受到恒星反馈的各种形式的调节。两个最重要的反馈过程是紫外光电离和来自大质量恒星的超新星。然而，云对这些过程的精确响应以及它们之间的相互作用仍然是一个悬而未决的问题。特别是，我们希望知道在什么条件下云可以被反馈分散，这反过来又可以给我们关于反馈如何调节云内恒星形成的提示。我们进行了一套辐射磁流体动力学模拟的10^5太阳质量云与嵌入源的电离辐射和超新星，包括多个超新星和超超新星模型。一个相当于星云质量10%的紫外线源需要驱散星云，这表明恒星形成效率应该在10%左右。单个超新星无法显着影响云的演变。然而，高能超新星和多颗超新星能够为云增加大量的动量，每10^{51}尔格的超新星能量大约有10^{43} g cm/s的动量。这是在其他工作中估计的较低范围内，因为仍然嵌入HII区域内的致密气体团导致超新星爆炸中的快速冷却。我们认为，超新星本身是无法调节恒星形成的分子云，并认为强大的前超新星反馈是必要的，让超新星爆炸波有效地传播到星际介质
2016-07-19 astro-ph.GA
The Mass-Size Relation from Clouds to Cores. II. Solar Neighborhood Clouds
我们在很宽的空间尺度范围内（0.05 < r / pc < 3）连续测量了几种分子云中云碎片的质量和尺寸。根据最近开发的“树状图技术”，这表明了密集的核心以及包围云的特征。关于柱密度恒定的“拉森第三定律”m（r）= C*r^2并不适合描述导出的质量大小数据。不形成大质量恒星（小于10 M_sun;烟斗星云、金牛座、英仙座和蛇夫座）的太阳邻域云遵守m（r）< 870 M_sun（r / pc）^[1.33]。与此相反，形成大质量恒星的云（猎户座A，G10.15 $-$ 0.34，G11.11 $-$ 0.12）确实超过了上述关系。因此，这种有限的质量大小关系可能近似于大质量恒星形成的临界值。在所有的云中，形成星团的云碎片被发现-在给定的半径-比没有星团的碎片更大。发现带有星团的碎片大致遵循质量-尺寸定律m = C* r ^[1.27]（在任何给定的云团中，该指数都是高度不确定的，但肯定小于1.5）。
2010-04-07 astro-ph.GA
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN). VI. Dense gas and mini-starbursts in the W43 giant molecular cloud complex
作为FUGIN项目的一部分，我们在盾板臂（$l\sim {30^\circ}$）的切线方向上对W 43巨分子云复合体进行了新的大尺度$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=$ 1- 0观测。由$^{12}$ CO示踪的低密度气体分布在150 pc $\times$ 100 pc（$l \times b$）以上，并具有大的速度弥散（20-30 km s $^{-1}$）。然而，C $^{18}$ O追踪到的致密气体位于W 43 GMC复合体中的W 43 Main、G30.5和W 43 South（G29.96-0.02）高质量恒星形成区，这些区域具有星团结构。我们发现至少有两个云的速度差$\sim$ 1 - 0 -20公里秒$^{-1}$，这两个很可能是物理上与这些高质量的恒星形成区的高$^{13}$ CO $J=$ 3-2，$J =$ 1-0的强度比和形态对应的红外尘埃排放的结果的基础上。这些云在W 43 Main、G30.5和W 43 South的速度分离太大，以至于每个云都无法被引力束缚。与W51和M17 GMC相比，W 43 GMC的致密气体具有高的局部柱密度，而整个GMC的“当前SFE”（$\sim 4\%$）较低。我们认为，超音速云-云碰撞假说可以解释W 43 GMC复合体中局部小爆发和致密气体形成的起源。
2020-05-14 astro-ph.GA
Submillimeter Observations of Dense Clumps in the Infrared Dark Cloud G049.40-00.01
我们获得了350和850微米的红外暗云G049.40-00.01的连续谱图。基于角分辨率约为9.6”的350微米连续谱图，在G049.40-00.01内识别出21个致密团块。我们提出了亚毫米连续谱图和报告的物理性质的团块。团块的质量范围从50到600 M_sun。大约70%的团块与明亮的24微米发射源有关，它们可能包含原恒星。最大的两个团块显示出扩展的，增强的4.5微米发射，表明活跃的恒星形成活动。团块大小-质量分布表明，它们中的许多正在形成高质量恒星。G049.40-00.01包含许多处于恒星形成不同演化阶段的天体，从前原恒星团块到HII区域。
2011-10-14 astro-ph.GA
Chemical nitrogen fractionation in dense molecular clouds
含氮分子在不同的天文环境中，如在星际介质或在太阳系中，显示出不同的同位素分馏水平。星际化学模型无法在冷分子云中诱导氮分数，因为15 N的交换反应大多效率低下。在这里，我们开发了一个新的气体颗粒模型的氮分馏，包括一个彻底的搜索新的氮分馏反应和原子耗尽到星际尘埃粒子的现实描述。我们表明，虽然致密的分子云气相化学单独导致非常低的分馏，14 N原子优先耗尽的气相由于原子氮的质量依赖的晶粒表面粘附率。然而，假设一个基本的14 N/15 N比为441（等于太阳风值），我们的模型导致只有低的15 N富集的所有含N的物种在气相中合成的预测14 N/15 N比在360-400的范围内。较高的富集水平既不能用这种机制来解释，也不能通过化学来解释，有两种可能的解释。(I)局部ISM中的元素14 N/15 N比较小，正如Romano等人最近的工作所建议的那样，由于电子复合速率常数随同位素的变化而变化，假设15 NNH+和15 NNH+耗尽。(II)N2光解离导致扩散分子云中的可变氮分馏，其中光子起重要作用，这在致密分子云形成期间是保守的，如Furuya & Aikawa的工作所建议的。
2020-12-14 astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 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
Dense cores in the dark cloud complex LDN1188
我们提出了一个位于仙王座LDN 1188暗云复杂的分子线发射研究。在这项工作中，我们专注于云的密集部分和红外点源的近邻。我们用Effelsberg 100米射电望远镜进行了氨填图，确定了3个致密核。用Onsala 20 μ m望远镜进行的CS（1- 0）、CS（2- 1）和HCO $^{+}$（1- 0）测量揭示了致密分子物质的分布。利用IRAM 30 m望远镜在某些选定的方向上绘制了1.2 mm处的尘埃发射图，作为分子谱线测量的补充。有了这些数据，我们就可以推测出这个黑暗的复杂云团中可能的进化顺序。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
