Star formation in IRDC G31.97+0.07
我们利用CO同位素的多波段连续谱和分子谱线数据，研究了IRDC G31.97+0.07的动力学结构和物理性质。通过SED拟合得到了整个结构的尘埃温度图和HPDMATHABMM柱密度图。总质量约为$2.5\times10^5\,M_{\odot}$（对于整个阴极结构）和约为$7.8\times10^4\,M_{\odot}$（对于IRDC）。从柱密度图产生的柱密度PDF通常呈幂律形式，表明这部分主要是重力主导的。IRDC的PDF的较平坦的斜率意味着它可能被邻近的更大的\HII区域压缩。从850\，\micron \连续体中鉴定出27个团块，位于该环状结构中。根据IRDC中碎片的平均间距，我们估计了IRDC的年龄。年龄约为$6.4\,$ Myr，假设倾角为$i = 30^\circ$。对于18个CO和$^{13}$ CO（3-2）发射较强的团簇，我们研究了它们的谱线轮廓和稳定性。我们发现有5个蓝色轮廓的团块表明气体的流入运动，2个红色轮廓的团块表明气体的流出或膨胀。只有一个团块具有$α_\mathrm{vir} > 2$，这表明大多数团块都是引力束缚的，并且倾向于坍缩。在质量- $R_\mathrm{eq}$图中，27个团块中有23个高于高质量恒星形成的阈值，这表明该区域可以成为研究高质量恒星形成的好地方。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in Infrared Dark Cloud Clumps: a Molecular Line Survey at 3 mm
我们使用位于澳大利亚的22米ATNF Mopra望远镜，在3毫米的高密度分子示踪剂中观测到37个红外暗云（IRDC），共包含159个团块。在确定运动学距离后，我们消除了不位于IRDC中的团块和它们之间的间隔小于一个Mopra光束的团块。我们的最终样品由92个IRDC团块组成。最常检测到的分子线（检测率高于8%）为：N2 H+、HNC、HN 13 C、HCO+、H13 CO+、HCN、C2 H、HC 3 N、HNCO和SiO。我们研究了不同分子示踪剂的行为，并寻找化学变化作为斯皮策IRAC和MIPS发射的基础上的进化序列的函数。我们发现，分子示踪剂的行为不同，通过进化序列，其中一些可以用来产生有用的相对年龄信息。HNC和N2 H+线的存在不依赖于恒星形成活性。另一方面，HC 3 N，HNCO和SiO主要在进化的后期阶段检测到。光学深度的计算表明，在IRDC集团的N2 H+线是光学薄，C2 H线是适度的光学厚，和HNC和HCO+的光学厚。HCN超精细跃迁是混合的，并且，此外，显示自吸收线轮廓和扩展的翼发射。这些因素结合起来，防止使用HCN超精细跃迁的物理参数的计算。不同分子的总柱密度，除了C2 H，随着团块的演化阶段而增加。N2 H+和HCO+的分子丰度随着演化阶段的增加而增加。N_2H ~+/HCO ~+和N_2H ~+/HNC的不平衡比起着化学钟的作用，随团簇的演化而增加。
2012-06-27 astro-ph.GA
The Core Mass Function Across Galactic Environments. II. Infrared Dark Cloud Clumps
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）1.3 mm连续辐射，以$\sim$ 1”的分辨率，研究了7个红外暗云（IRDC）中32个致密云团的核心质量函数（CMF）。我们已经确定了107个核心的树状图算法，中值半径约为0.02 pc。它们的质量范围为0.261至178 $M_{\odot}$。在应用完整性校正后，我们将组合IRDC CMF与$d N / d\:{\rm log} M \propto M^{-α}$形式的幂律拟合，并推导出$M \geq 0.79\:M_\odot$的$α\simeq0.86\pm0.11$指数和$M\geq 1.26\:M_\odot$的$α\simeq0.70\pm0.13$指数，这是一个比Salpeter恒星初始质量函数（IMF）指数1.35明显更头重脚轻的分布。我们还直接比较了这些IRDC团簇CMF的结果，在更进化的原星系团G286中用类似的方法得到的测量结果，其中有$α\simeq1.29\pm0.19$和$1.08\pm0.27$在这些质量范围内，分别。这些结果提供了一个提示，特别是对于$M\geq 1.26\:M_\odot$范围内的完整性修正是适度的，CMF在高压，早期环境的IRDC团块可能头重脚轻相比，在更进化的，全球环境的G286原星团。然而，需要探测这些不同环境的更大的岩心样本，以更好地建立这种潜在CMF变化的鲁棒性。
2018-06-06 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). V. Deuterated Molecules in the 70 $μ$m dark IRDC G14.492-00.139
我们在NPDMATHABMN D $^+$ $J$ = 3 - 2，DCO $^+$ $J$ = 3 - 2，DCN $J$ = 3 - 2和C $^{18}$ O $J$ = 2 - 1谱线中观测到70 m $μ$暗红外暗云（IRDC）G 14.492 - 00.139，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）作为ALMA 70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们发现，不同的氘代分子谱线所观测到的辐射的空间分布是不同的。N $_2$ D $^+$的发射跟踪相对平静的地区，而DCO $^+$和DCN的发射主要来自活跃的恒星形成的迹象的地区。此外，DCO的$^+$/N $_2$ D $^+$的比例被发现是在几个密集的核心比在低质量的恒星形成区嵌入的无星核心低。通过观测结果与化学模式计算结果的比较，讨论了IRDC团簇中DCO $^+$/N $_2$ D $^+$比值偏低的原因。如果致密核的温度在N-$_2$（$\sim$ 20 K）和CO（$\sim$ 25 K）的升华温度之间的范围内，则可以解释低的DCO-$^+$/N-$_2$-D-$^+$比。结果表明，G14.492 - 00.139中的致密核心比低质量恒星形成区的致密核心更温暖和致密。
2021-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 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
Physical Properties of Galactic Planck Cold Cores revealed by the Hi-GAL survey
以前对大质量恒星形成的初始条件的研究主要针对银河系内部的暗星云（IRDC）。这是由于IRDC首先在明亮的中红外背景下的吸收中被检测到，需要观察到有利的位置。通过选择，IRDC只代表了能够形成大质量恒星和星团的银河系云的一小部分。由于它们的尘埃温度低，IRDC在远红外和毫米波段都很明亮，因此，在这些波长下的观测有可能提供整个银河系恒星形成大质量云的完整样本。我们的目标是在银河系大质量恒星形成的初始条件下识别云，并比较它们的物理特性与银河系位置的关系。我们已经研究了一个均匀的银河系冷核样品的物理性质与普朗克卫星横跨银道面。利用Herschel Hi-GAL观测，我们描述了它们的内部结构。利用扣除背景的Herschel像，我们导出了48个普朗克团块的H2柱密度和尘埃温度图。它们的基本物理参数已被计算和分析作为银河系内的位置的函数。这些性质也与Kauffmann & Pillai（2010）导出的大质量恒星形成的经验关系进行了比较。大多数普朗克团块都有恒星形成的迹象。其中约25%的质量足以形成高质量恒星。朝向银河系中心区域的普朗克团块显示出比外星系团块更高的峰值柱密度和更高的平均尘埃温度。虽然我们只有七个没有相关YSO的团块，但Hi-GAL数据显示，有恒星形成和没有恒星形成的普朗克冷团块的性质没有明显差异。
2016-03-14 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IX. Physical Properties and Spatial Distribution of Cores in IRDCs
本研究利用ALMA对39个IRDC团块进行观测，识别出839个核，发现大质量核数量极少且缺乏足够质量独立形成大质量恒星，其分布与团块密度相关且无特定空间偏好。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Hot Core and Molecular Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵和凯克望远镜在K波段观测到了与红外暗云G34.43+00.24有关的一个团簇形成团（MM 3），它的1.3mm连续谱和CH_3OH、CS、~（13）CS、SiO、CH_3CH_2CN和HCOOCH_3谱线。我们已经发现了一个年轻的外流到这个集团的中心，在SiO，CS和CH 3OH线。这种外流很可能是由嵌入在热核心中的原恒星驱动的，这是由CH 3CH 2CN，HCOOCH 3，13 CS和高激发CH 3OH线追踪的。尽管它的质量很低（<1.1 M_sun），但其热核的大小约为800 × 300 AU，这表明它的吸积速率很高，或者存在着含有少量热Corino的多恒星系统。外流是高度准直的，动力学时间尺度估计为小于740年。此外，我们还发现了SiO，CS和CH 3OH的扩展发射，这与热核和外流无关。这种辐射可能与过去星团中的恒星形成活动有关。虽然G34.43+00.24 MM 3在红外线上被黑暗的特征所包围，但它在星团演化的早期阶段已经经历了低质量恒星的活跃形成。
2013-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
2013-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Complex Organic and Deuterated Molecules
利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）观测了与红外暗云（IRDC）团簇G34.43+00.24 MM 3有关的热核/科里诺（HC）的复杂有机分子（COMs）和氘代物质。我们已经检测到六个正常COM（CH 3OH，CH 3CHO，CH 3CH 2CN，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3和NH 2CHO），一个氘代COM（CH 2DCN），和两个氘代基本分子（D2CO和DNC）对G34.43+00.24 MM 3 HC。在我们的数据中，除了CH 3OH之外，没有检测到这些线朝向冲击区域，这表明COMs不起源于冲击。发现G34.43+00.24 MM 3 HC中COMs相对于CH 3OH的丰度与高质量热核中的丰度相似，而不是低质量恒星形成区中的热Corino中的丰度。这一结果表明，G34.43+00.24 MM 3 HC预热阶段的物理条件与高质量源相似。另一方面，G34.43+00.24 MM 3 HC中相对于CH $_3$ OH的D2CO丰度高于其他热核，并且似乎与热Corino相当。G34.43+00.24 MM 3 HC的相对高的D2CO/CH 3OH比意味着G34.43+00.24 MM 3 HC的长的冷无星相。
2018-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
Are Infrared Dark Clouds Really Quiescent?
高质量恒星形成的密集，寒冷的区域特征很差，但它们代表了一个理想的机会，可以更多地了解高质量恒星形成（HMSF）的初始条件，因为高质量无星核心（HMSC）缺乏在后期进化阶段看到的暴力反馈。我们提出了连续的地图获得的亚毫米阵列（SMA）干涉仪在1.1毫米的四个红外暗云（IRDC，G28.34S，IRDC 18530，IRDC 18306，和IRDC 18308）。我们还提出了1毫米/3毫米线调查使用IRAM 30米单碟观测。结果表明：（1）在10^4AU的空间分辨率下，1.1mm SMA观测将每个源分解为若干碎片。每个碎片的质量平均大于10兆太阳能，超过整个块体的预测热金斯质量高达30倍，表明热压力并不主导碎裂过程。我们测量的速度分散在30米线意味着，非热运动提供了额外的支持，对重力的碎片。(2)未检测到高J跃迁和N2 H+（1-0）、C2 H（1 - 0）、HCN（1-0）和H13 CN（1-0）的超精细多重峰拟合都表明我们的源是冷的和年轻的。然而，在G28.34S中明显检测到SiO和HCO+（1-0）的非对称线轮廓，表明可能存在一个潜在的原恒星物体和可能的坠落运动。(3)大量的含氮物种，碳环和分子离子的存在，以及N2 H +/NH 2D和CO之间的反相关空间分布，我们的大规模高质量团块表现出类似的化学特征，小规模低质量星前天体。这项对IRDC小样本的研究表明，热金斯不稳定性本身不能…
2016-07-30 astro-ph.GA
Some Aspects of Rotation and Magnetic Field Morphology in the Infrared Dark Cloud G34.43+00.24
红外暗云是一种磁场强度相对较大的分子云。例如，IRDC G34.43 + 00.24（G34）具有几百微高斯量级的磁场强度。在这项研究中，我们研究了带电粒子在IRDC（如G34）中的动力学运动是否能在其内部产生这种磁场强度，观测结果表明G34的视线速度具有全局梯度。我们假设所测得的全球速度梯度可以对应于云的旋转。我们归因于一个大规模的电流密度，这个旋转的云通过考虑一个恒定的值的电荷中性的不完整性和正负粒子之间的速度差非常低的电离分数。利用数值计算软件包FISHPACK计算了G34内的磁场强度及其在天空平面上的形态。结果表明，该磁场的磁场强度为几百微高斯量级，其在天平面上的形态与观测结果有一定的一致性。我们还得到了G34的磁场强度与密度的关系。结果表明，随着密度的增加，磁场强度近似呈幂律函数增加。功率量约等于0. 45，适用于具有强磁场的分子云。因此，我们可以得出结论，IRDC的动力学运动，特别是它们的旋转，可以放大它们内部的磁场强度。
2022-03-15 astro-ph.GA
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
Studying Infall in Infrared Dark Clouds with Multiple HCO+ Transitions
我们研究了11个红外暗云（IRDC）样本的入云特性，这些红外暗云在HCO $^{+}$ J=1- 0谱线剖面上显示出蓝色不对称特征。我们使用JCMT在HCO $^{+}$ J=4- 3中进行映射观测，以及在HCO $^{+}$ J =3- 2中进行单点观测，对这些IRDC中的23个团块进行观测。我们应用HILL模型来拟合这些观测结果，并得出了在0.5-2.7 km s PDMATHAMN范围内的沉降速度，中值为1.0 km s PDMATHAMN，并得到质量吸积率为0.5-14 $\times$ 10 PDMATHAMP Msun $^{-1}$ yr.这些值与大质量恒星在后期演化阶段形成的团块中发现的值相当。这些IRDC团块更有可能形成星团。HCO $^{+}$ J =3--2和HCO $^{+}$ J =1--0在这些具有可比推断性质的IRDCs中显示出良好的追踪下落特征。另一方面，HCO $^{+}$ J=4- 3，由于不透明度较小，仅在少数非常大的团块中显示出下落特征。这些团块的下落速度与NH3/CCS比之间没有发现明显的相关性。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
LABOCA 870 micron dust continuum mapping of selected infrared-dark cloud regions in the Galactic plane
我们已经映射了四个选定的约0.5度x0.5度大小的字段包含斯皮策8微米暗区与APEX/LABOCA在870微米。在C17 O（2-1）中观测了场中的选定位置，以获得运动学信息。所获得的LABOCA地图与斯皮策红外图像结合使用。在这次调查中确定的团块总数为91个，其中40个（44%）在8微米和24微米处呈现黑色。其余的团块与中红外发射有关。许多已识别的团块质量足够大，可以形成高质量的恒星，其中一些已经显示出清晰的路标。与扩展的4.5微米发射相关联的七个团块是候选扩展绿色物体（EGO）。在我们的一个领域中，发现了朝向斯皮策气泡N10/11的丝状尘埃“脊”，这符合系统中触发的高质量恒星形成。红外暗团和红外亮团的相对数量表明，前一阶段的持续时间约为1.6x10^5年。团簇的总样品的质量分布，以及分别为IR-暗和IR-亮团簇构建的质量分布，可以在高质量端用幂律函数dN/dlogM ~ M^（-0.8. - 0.7）。C17 O观测位置似乎主要由非热运动，数据还揭示了一些潜在的强CO亏损的网站。在G11.36+0.80中，这是我们样本中最好的非连续IRDC的例子，团块似乎是引力束缚的。丝的断裂可以理解为“香肠”型流体不稳定性，与其他IRDC的结果一致。对流性IRDC的形成可能是由会聚的湍流引起的，同样的过程也可能在激发流体扰动中起作用，而流体扰动是云破碎成团块的原因。
2012-04-10 astro-ph.GA
VLA Observations of the Infrared Dark Cloud G19.30+0.07
本文介绍了甚大天线阵对红外暗云G19.30+0.07在~ 22 GHz的氨（NH3）（1，1），（2，2）和CCS（2_1-1_0）辐射的观测结果。NH3发射紧密地跟随8微米消光。NH3（1，1）和（2，2）谱线提供了IRDC内部温度和密度结构的诊断，典型的旋转温度约为10 ~ 20 K，NH3柱密度约为10^15 cm^-2。G19.30+0.07的估计总质量约为1130 Msun。云由四个致密的NH3团组成，质量约为30至160 Msun。两个符合24微米的排放，表明加热的原恒星，并显示出外流的证据，在NH3排放。我们报告了一个与第三个星团有关的水脉泽;第四个星团显然是无星的。没有探测到8.4GHz的辐射表明IRDC不包含明亮的HII区域，并将嵌入ZAMS的恒星的光谱类型限制在早B或更晚。从NH_3的释放我们发现G19.30+0.07是由三个不同的速度分量组成的，或者说是“亚云”。“一个速度分量包含两个24微米的源和无星的团块，另一个包含有水脉泽的团块，而第三个速度分量是漫射的，没有明显的高密度峰。从G19.30+0.07的NH3和CCS排放的空间分布是高度反相关的，与NH3主要在高密度的团块，和CCS跟踪低密度包层周围的团块。这种空间分布是一致的化学年轻的低质量的核心，其中CCS尚未被处理到其他物种和/或在高密度区域耗尽的进化理论。
2011-03-02 astro-ph.GA
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A MALT90 study of the chemical properties of massive clumps and filaments of infrared dark clouds
我们试图通过多分子线观测来研究大量IRDC团块样品的化学性质。我们还寻找可能的演变趋势之间的衍生化学参数。使用Mopra望远镜获得的MALT 90线测量数据对团块进行了研究。谱线数据与我们以前的LABOCA 870- $μ$ m尘埃排放数据一致使用。大多数检测到的物质（SiO、C $_2$ H、HNCO、HCN、HCO $^+$、HNC、HC $_3$ N和N $_2$ H $^+$）显示出朝向许多源的空间扩展发射。的分数丰度的分子大多被发现是可比的IRDC块在其他最近的类似研究中确定的。我们发现，SiO，HNCO，和HCO $^+$的丰度在IR亮团块比在IR暗源，反映了一种可能的演化趋势。在HNC和HC $_3$ N中也观察到这种趋势的迹象。对于C $_2$ H和N $_2$ H $^+$观察到相反的趋势。HCO $^+$与HNC、HNC与HCN的丰度之间存在正相关关系。HCN和HNC丰度似乎也作为N $_2$ H $^+$丰度的函数而增加。HNC/HCN和N $_2$ H $^+$ /HNC的丰度比平均约为1，而HC $_3$ N/HCN的丰度比约为10%。N $_2$ H $^+$ /HNC比率似乎随着团块的发展而增加，而HNC/HCO $^+$比率显示相反的行为。在大多数情况下，检测到的SiO排放可能是由外流冲击引起的，尽管云形成过程引起的冲击也可能起作用。HNCO、HC …
2013-11-18 astro-ph.GA
Triggered/sequential star formation? A multi-phase ISM study around the prominent IRDC G18.93-0.03
G18.93-0.03是一个突出的尘埃复合体，在0.8度长的灯丝内，分子团G18.93/m在近红外波长至160 μ的红外波段内是暗的。斯皮策合成图像显示了与G18.93空间相关的红外气泡。我们使用GRS 13 CO和IRAM 30 m H13 CO+数据来解开该区域的空间结构。从ATLASGAL submm数据，我们计算的气体质量，而我们使用的H13 CO+线宽估计其维里质量。使用HERSCHEL数据，我们从拟合SED产生温度图。利用MAGPIS 20 cm和SuperCOSMOS Halalpha数据，我们追踪了电离气体，VGPS HI测量提供了原子氢气体的信息。我们发现，气泡是空间与G18.93，位于运动学近距离为3.6kpc。在280 Msun的情况下，G18.93内最大的团块是G18.93/m。维里分析表明，它可能受到引力束缚，内部既没有斯皮策年轻恒星，也没有中红外点源。拟合SED揭示了朝向其中心降低的温度分布，但是来自电离源的加热使其高于一般ISM温度。我们发现这个气泡充满了被O8.5恒星电离的HII气体。在电离源和红外暗团G18.93/m之间，我们发现了一个分层结构，从电离到原子到分子氢，揭示了PDR。此外，我们确定了一个额外的速度分量内的气泡的8亩发射边缘的红外暗云的边缘，并推测它可能是冲击引起的扩大HII区域。虽然升高的温度允许更大的碎片的积累，和冲击诱导的速度分量…
2012-12-16 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and differential star formation in the Galactic "Snake": infrared dark cloud G11.11-0.12
本文介绍了亚毫米波阵（SMA）$λ=$ 0.88和1.3毫米宽带观测，以及Jansky甚大阵（VLA）对红外暗云（IRDC）G11.11-0.12中两个质量最大的分子团的$\rm{NH_3}$ $(J,K) = (1,1)$到$(5,5)$、$\rm{H_2O}$和$\rm{CH_3OH}$脉泽谱线的观测。灵敏的高分辨率图像揭示了从$\sim 1$ pc团块尺度到$\sim 0.01$ pc凝聚尺度的致密分子气体的分级碎裂。在每个尺度下，碎片的质量都比金斯质量大几个数量级。这是我们研究的所有四个IRDC团块所共有的，这表明湍流在星团恒星形成的早期阶段起着重要作用。脉泽、激波加热的$\rm{NH_3}$气体和外流表明，在一些核心中正在进行激烈的恒星形成，而在其他核心中则没有发现这样的特征。此外，化学分化可能反映了这些恒星形成种子之间进化阶段的差异。我们发现$1.1\pm0.4$、$2.0\pm0.4$和$3.0\pm0.7$的$\rm{NH_3}$邻位/对位比与三种流出物相关，并且该比值倾向于沿流出物下游增加。我们结合SMA和VLA的几个IRDC团块的观察目前最深入的看法，到目前为止的早期阶段之前的热核阶段，揭示快照的物理和化学性质在各个阶段沿一个明显的进化序列。
2014-02-06 astro-ph.GA
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
A 3 mm spectral line study of the Central Molecular Zone infrared dark cloud G1.75-0.08
本研究利用 Yebes 40 m 和 IRAM 30 m 射电望远镜对中心分子带红外暗云 G1.75-0.08 进行 3 mm 谱线观测，揭示了其气体运动学、分子丰度及引力非束缚的亚临界动力学状态。
2024-06-26 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IV. Star formation signatures in G023.477
质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$，表面密度为$\sim$ 0.5 g cm $^{-2}$，G023.477+0.114也被称为IRDC 18310-4，是一个有可能形成高质量恒星的红外暗云，被认为是一个有希望的星前星团候选者。为了描述高质量恒星形成的早期阶段，我们观测了G023.477+0.114，这是ALMA对70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们已经进行了$\sim$ 1。“使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米处对尘埃连续体和分子谱线发射进行2分辨率观测。我们确定了11个核心，其质量范围从1.1 $M_\odot$到19.0 $M_\odot$。忽略磁场，核心的维里参数低于1，这意味着核心是引力约束的。然而，当磁场包括在内时，星前核接近维里平衡，而原恒星核保持亚维里化。恒星形成活动已经在这一丛开始。在CO和SiO中检测到四个准直流出。H $_2$ CO和CH $_3$ OH发射与CO和SiO发射中看到的高速分量一致。流出物对于出生丝和磁场是随机定向的。位置-速度图表明，即使在原恒星形成的非常早期阶段，阶段性的物质抛射也已经开始。这些核心的质量与IRDC可能形成的最大恒星质量（8-19 $M_\odot$）相当。我们探讨了IRDC G023.477+0.114如何在理论情景中最终形成大质量恒星的两种可能性。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation and the degree of ionisation in massive clumps within infrared dark clouds
（删节）我们的目标是确定与IRDC相关的七个巨大团块样本中CO消耗、氘分馏和电离的程度。用APEX望远镜观测了C17 O（2-1）、H13 CO+（3-2）、DCO+（3 -2）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）向团簇的跃迁。CO分子在观察到的团块中似乎没有明显耗尽。DCO+/HCO+和N2 D +/N2 H+柱密度比分别约为0.0002-0.014和0.002-0.028。前者的比例被发现作为气体动力学温度的函数减少。一个简单的化学分析表明，电离度的下限在x（e）~10^{-8}-10 ^{-7}的范围内，而估计的上限在几个10^{-6}到~10^{-4}的范围内。x（e）的下限意味着H2的宇宙射线电离率在zeta_H2~10^{-17}-10 ^{-15} s^{-1}之间。这是迄今为止报告的大规模IRDC的x（e）和zeta_H2的首次估计。在观测到的来源中，CO没有耗尽的发现符合这样一个事实，即它们显示了恒星形成活动的证据，据信恒星形成活动将CO从冰粒地幔释放回气相。观察到的氘化程度低于低质量的无星核心和原恒星包层。随着温度的升高，氘的减少可能反映了团簇的演化。另一方面，与年轻的高质量恒星的关联可以将zeta_H2和x（e）提高到通常在低质量恒星形成区发现的水平之上。在我们观测到的尺度上，双极扩散不可能是团块演化的主要驱动力，除非它发生在>>10^6年的时间尺度上…
2011-08-29 astro-ph.GA
A Massive Prestellar Clump Hosting no High-Mass Cores
红外暗云（IRDC）G028.23-00.19拥有一个大质量（1，500 Msun），冷（12 K）和3.6-70 um的红外暗团（MM 1），有可能形成高质量恒星。我们用SMA（~3.5”分辨率）和JVLA（~2.1”分辨率）观测了这个星前星团候选者，以表征高质量恒星形成的早期阶段并限制理论模型。在1.3毫米波长的尘埃辐射揭示了5个质量<15兆太阳的核心。目前，没有一个核心具有质量储存器，可以在星前阶段形成高质量恒星。如果MM 1星团最终形成高质量恒星，其嵌入的核心必须随着时间的推移聚集大量的额外质量。在CO（2-1）和SiO（5-4）跃迁中没有检测到分子流出，表明SMA核是无星的。用NH_3（1，1）线确定了气体的速度弥散为跨音速或轻度超音速（Δ V_nt/Δ V_th ~1.1-1.8）。核心并不像一些大质量恒星形成理论预测的那样是高度超音速的。嵌入的核心质量是团块热金斯质量的4到7倍，最大质量的核心（SMA 1）比团块湍流金斯质量小9倍。这些值表明，既不是热压力，也不是湍流压力占主导地位的MM 1的碎裂。低维里参数的核心（0.1-0.5）表明，他们不是在维里平衡，除非强磁场约1-2 mG的存在。我们讨论了高质量恒星形成的背景下，基于IRDC G028.23-00.19，一个研究案例，被认为是代表的分子云，将形成高质量恒星的初始碎片。
2017-04-26 astro-ph.GA
Mid-J CO Shock Tracing Observations of Infrared Dark Clouds I
红外暗云（IRDC）是星际介质中的致密分子结构，可以容纳高质量恒星形成的场所。IRDC包含超音速湍流，预计会产生冲击，局部加热云中的气体。我们目前的观测CO J = 8-7，9-8，和10-9的过渡，采取与赫歇尔空间天文台，向四个密集的，无星团块在IRDC（C1在G028.37+00.07，F1和F2在G034.43+0007，和G2在G034.77-0.55）。我们检测到的CO J = 8-7和9-8过渡到三个团块（C1，F1和F2）的强度水平大于预期的光解区（PDR）模型。8-7与9-8线的平均比率也被发现是在1.6和2.6之间的三个团块与检测，显着小于预期的PDR模型。这些低的线比和大的线强度强烈地表明，C1，F1和F2团块包含标准PDR模型没有考虑的热气体成分。这种热气成分可能是由低速激波中耗散的湍流产生的。
2015-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Narrow-line HI and cold structures in the ISM
上下文在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天空数据库中的HI线剖面中，我们发现了一个非常冷的HI云群。到目前为止，这些云在星际介质（ISM）中的作用仍然不清楚。目标。在本文中，我们试图证实窄线HI发射（NHIE）云的存在，利用从帕克斯银河系全天巡天（GASS）的数据，并试图找到他们的位置在其他最冷的组成部分的ISM。方法.我们重复搜索NHIE与GASS数据和推导或编译一些初步估计的分布，温度，距离，线性大小，列和数密度，质量，和NHIE云的组成，并比较这些数据与HI自吸收（HISA）功能，普朗克冷团（CC），和红外暗云（IRDC）的相应估计。结果我们证明，从LAB和GASS，我们可以分离出可比的NHIE复合物，所获得的NHIE云的属性是非常相似的HISA功能，但这两种类型的云有点温暖，更广泛，并具有较低的密度比在普朗克CC和IRDC的核心。结论.我们的结论是，NHIE可能是相同类型的云HISA，但在不同的观测条件下，以同样的方式作为普朗克CC和IRDC是最有可能相似的ISM结构，在不同的观测条件下，可能在略有不同的演变阶段。NHIE和HISA都可能是介于弥散冷中性介质和以普朗克CC和IRDC为代表的恒星形成分子团之间的中间相。
2013-03-01 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Investigating Embedded Structures and Gas Kinematics in the IRDC Hosting Bubble N59-North
本文通过多波段观测研究气泡N59-North中的红外暗云丝状结构，发现新的嵌入型中心-丝状系统候选体C-HFS及超致密HII区，提出云-云碰撞触发多尺度丝状物质吸积并驱动大质量恒星形成。
2025-04-08 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). X: Hot Gas Reveals Deeply Embedded Star Formation
该研究利用 ALMA ASHES 的 H2CO、HC3N 和 OCS 分子线观测，发现 70 μm 暗弱红外暗云中存在受外流影响的高温气体和高级演化阶段的深埋原恒星核。
2023-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered massive and clustered stars formation by together H II regions G38.91-0.44 and G39.30-1.04
本文介绍了红外暗云（IRDC）G38.95-0.47及其邻近H Ⅱ区G38.91-0.44（N74）、G38.93-0.39（N75）和G39.30-1.04的射电连续谱、红外和CO分子观测。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜观测到12 COJ =1-0、13 COJ =1-0和C18 OJ =1-0谱线。一氧化碳（CO）分子观测可以确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联。为了选择与该区域相关的年轻恒星（YSO），我们使用了GLIMPSE I目录。13 CO J=1-0的发射呈现两个大的云团。与IRDC G38.95-0.47一致的团块呈三角形状，并且向H II区域G38.91-0.44和G39.30-1.04具有陡峭的积分强度梯度，表明这两个H II区域已扩展到IRDC。在IRDC G38.95-0.47中探测到了四个亚毫米波连续源。只有质量为117 Msun的G038.95-00.47-M1源有流出和流入运动，表明是一颗新形成的大质量恒星。我们在被G38.93-0.39压缩的团块中检测到一个新的准直流出。三个H Ⅱ区的年龄分别为6.1 × 10^5年、2.5 × 10^5年和9.0 × 10^5年。在IRDC G38.95-0.47中，几个I类YSO的显着增强表明存在一些最近形成的恒星。将这些H Ⅱ区的年龄与YSO（I类源和大质量G038.95-00.47-M1源）…
2013-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the Magnetic Field of IRDC G028.23$-$00.19 Using NIR Polarimetry
磁场（B）在红外暗云（IRDC）和大质量恒星形成中的重要性是一个正在进行的研究课题。我们研究了一个IRDC，G028.23-00.19的天空平面B场，以了解场和云之间的相互作用。我们使用近红外背景星光偏振探测B场，并进行了几次观测试验，以评估该领域的重要性。用Mimir仪器获得的偏振数据包括H波段和K波段观测，共计17，160个恒星测量。我们追踪了天空投影云伸长的天空平面B场形态。我们还发现了估计的B-场强度和气体体积密度之间的关系，我们计算了归一化的质量-磁通量比的估计。相对于云的B场方向没有显示出优选的对齐，但它确实表现出大规模的图案。天空平面B场强度范围为10至165 μG，B场强度与密度的关系遵循幂律，指数与2/3一致。质量-磁通量比也作为密度的函数而增加。B场与密度的相对取向和关系表明，B场在IRDC的形成中并不起动力学作用。然而，作为密度函数的质量通量比的增加表明动态重要的B场。因此，目前还不清楚B场是否影响了G28.23的形成。然而，IRDC的存在可能改变了局部B场形态。
2017-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark Dragon Breaks Magnetic Chain: Dynamical Substructures of IRDC G28.34 Form in Supported Environments
该研究利用多波段观测数据，揭示红外暗云 G28.34 中磁场在云尺度上主导支撑环境，而云内引力可压倒磁场和湍流，促成局域恒星形成。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A tool of Hierarchical cOre ideNtification and Kinematic property AssIgnment (HONKAI) for Dense Cores
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；CAS Key Laboratory of FAST, NAOC, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台FAST国家重点实验室）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系新 cornerstones 科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）
本文提出HONKAI工具，用于分析红外暗云中的分层结构，识别核心和团块，测量物理属性，并生成目录。研究发现大部分核心具有高virial比但未达到高星质量形成阈值，核心质量分布斜率也显示高质量端更陡。
2026-05-12 astro-ph.GA
Dense Cores in IRDC G14.225-0.506 revealed by ALMA Observations
本文利用ALMA对红外暗云IRDC G14.225-0.506的致密核进行观测，结合N$_2$D$^+$谱线和NH$_3$温度分析其热力学性质，发现湍流以跨声速和超声速为主、维里参数与柱密度反相关，并通过分子外流及多波段YSO分布揭示云内外活跃的恒星形成。
2025-03-13 astro-ph.GA
Ammonia observations in the LBV nebula G79.29+0.46. Discovery of a cold ring and some warm spots
亮蓝变星（LBV）的周围环境是研究其高紫外辐射，强风和强烈喷射事件对周围气体和尘埃影响的绝佳实验室。LBV G79.29+0.46为两个同心红外环提供动力，这两个同心红外环可能与红外暗云（IRDC）G79.3+0.3相互作用。用Effelsberg 100米望远镜观测了G79.29+0.46和IRDC周围的NH_3（1，1），（2，2）辐射。此外，我们还观察到了（3，3）跃迁向IRDC最强区域的特定位置。本文报道了第一个与演化大质量恒星有关的致密NH_3气体相干壳状结构。壳层比IRDC薄两到三个数量级，在两条氨谱线中都能很好地追踪到，并包围着电离星云。IRDC中NH_3的发射具有低而均匀的旋转温度（T_rot ~ 10 K）和中等的（1，1）线不透明度。其余的观测场被暖区或热区（T_rot > 30 K）所发现，其特征是（1，1）线的光学薄发射。NH_3丰度在IRDC约为10^{-8}，其它地区为10^{-10}-10 ^{-9}。壳层中NH_3的低丰度和温暖的温度表明，LBV星强烈的紫外光场正在加热和光解气体。在IRDC内的LBV星西南方（SW）发现了一个突出的区域。在SW区中心的NH_3（3，3）辐射显示出两个速度分量，在温度> 30 K时示踪气体。西南区的北部边缘与环形星云的边界和连续增强区一致;在这里，（1，1）线的不透明度和NH_3丰度并没有像在一个典型的孤立冷暗云团中所…
2014-01-29 astro-ph.GA
ALOHA IRDCs Molecular Line Follow-up: I. Gas properties and kinematics
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马普射电天文研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；Space Engineering University（航天工程大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
本研究针对ALOHA IRDCs的56个团块，用射电望远镜观测推导气体性质，识别坍缩与激波信号，发现宁静化学物质与活跃气体共存，为大质量IRDC团块演化研究提供线索。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A molecular line study of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32
本研究的目的是更好地了解的物理和化学性质的附加IRDC G304.74+01.32。特别是，我们的目标是调查的运动学和动力学状态的云和团块内，和CO消耗量。在我们之前的LABOCA 870微米地图中确定的云中所有亚毫米级的峰位置都是在C17 O（2-1）中用APEX观察到的。在~1 mm波长处的13 CO（2-1）、SiO（5-4）和CH_3OH（5_k-4_k）跃迁中也观察到选定的位置。结果表明，G304.74是一个相干的平行结构，在所有靶点上都能探测到C17 O谱线。CO在团块中似乎没有显著耗尽。在~ 241.8GHz附近的2至3个甲醇5_k-4_k谱线被检测到朝向所有选定的目标位置，而SiO（5-4）仅在这些位置中的一个中被看到。13 CO（2-1）谱线呈不对称的蓝色剖面，表明有大尺度的下沉运动。团块显示跨超音速非热运动，维里参数分析表明，他们中的大多数是引力约束。外部压力也可能在动力学中起不可忽略的作用。这与我们早先提出的细丝是由超音速湍流会聚而成的观点在性质上是一致的。分析表明，分裂成团的灯丝是由“香肠”型不稳定性，与其他IRDC的结果一致。星云中的恒星形成活动，如外流，可能是负责从冰冷的颗粒地幔释放CO回到气相。与外流有关的冲击也可能将CH 3OH，SiO和DCN注入SMM 3的气相中。
2012-02-14 astro-ph.GA
Multiple molecular outflows and fragmentation in the IRDC core G34.43+00.24 MM1
导致大质量恒星形成的分子云的碎裂发生在不同空间尺度的层次上。巨大的分子云中隐藏着巨大的分子团，其中嵌有巨大的核心。这些核心的碎裂可能决定了初始质量函数和最终恒星的质量。因此，研究核心的碎裂过程对于了解大质量恒星的形成至关重要。位于IRDC G34.34+00.24中的热分子核G34-MM 1位于3.6kpc处，是研究碎裂和外流过程的一个很有前途的目标。使用从阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）数据库中获得的93和334 GHz的数据，我们非常详细地研究了G34-MM 1。在334 GHz的数据的角分辨率使我们能够解决约0.014 pc（$\sim$ 2900 au）的结构。我们发现了在两个不同的空间尺度上向分子热核G34-MM 1分裂的证据。尘埃凝结物MM 1-A（约0.06 pc大小）含有三个分子亚核候选者（SC 1至SC 3），在$^{12}$ CO J=3-2的排放中检测到，典型的大小约为0.02 pc。从HCO $^+$ J=1-0发射，我们确定，具有更好的角分辨率比以前的观察，两个垂直的分子流出产生的MM 1-A。我们认为，子核心SC 1和SC2，嵌入在MM 1-A，海港的主要和次要的分子外流，分别负责的来源。最后，从334 GHz的无线电连续辐射中，我们勉强检测到另一个尘埃凝结，名为MM 1-E，从中产生一个年轻，大规模和充满活力的分子外流。热分子核心G34-MM 1在两…
2021-03-08 astro-ph.GA
An inverted infall profile for the collapse of the massive star-forming IRDC SDC335.579-0.292
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Intituto de Astrofísica de Andalucia (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙科学理事会））；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系新 Cornerstone 科学实验室）；SUPA School of Physics and Astronomy, University of St A（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院（苏格兰大学联盟））
研究通过高分辨率HCO+和H13CO+谱线观测，发现IRDC SDC335.579-0.292云团存在倒置下沉轮廓，揭示了云团内物质分布和吸积过程的复杂性。
2026-04-12 astro-ph.GA
Unveiling an Hourglass-Shaped Magnetic Field toward IRDC G351.77-0.53
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Institute of Applied Physics of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院应用物理研究所）；Haystack Observatory, Massachusetts Institute of Technology（海斯塔克天文台，麻省理工学院）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学院天文学系）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所（公共组织））；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚波达观测科学研究所）
研究通过SOFIA/HAWC+观测揭示IRDC G351.77-0.53的沙漏形磁场结构，结合多波段数据，发现云中存在两个恒星形成团块，磁场能量与重力能量相当，磁场可能由磁约束重力坍缩或子纤维对齐驱动。
2026-03-17 astro-ph.GA
Morphology of star-forming clumps in ram-pressure stripped galaxies as seen by HST
本研究基于HST观测，分析了冲压剥离星系中Hα和紫外恒星形成团块及光学复合体的形态，发现团块数量与尺寸随复合体增大，且多数团块偏离中心并远离星系盘，符合火球结构，填充因子和半径随距离增加而增大。
2023-10-11 astro-ph.GA
The gas kinematics in 70 μm dark molecular clumps with ammonia
Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理广西壮族自治区重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）；Department of Earth, Environment, and Physics, Worcester State University（伍斯特州立大学地球、环境与物理系）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文与技术国家重点实验室）
利用VLA和GBT的NH3谱线观测，研究四个红外暗云中致密核心的气体运动学，发现61个核心中23个具有多速度成分，部分核心非热速度弥散向内减小，暗示湍流耗散或引力坍缩。
2026-06-16 astro-ph.GA
On the size of the CO-depletion radius in the IRDC G351.77-0.51
一氧化碳消耗程度的估计（$f_D$）提供了关于分子云最内层和致密区域发生的物理条件的信息。这些研究中的一个关键参数是耗尽半径的大小，即含碳物质，特别是CO，大部分冻结在尘埃颗粒上的半径。一个强的耗尽状态（即$f_D>10$，在我们的模型中假设）是非常有利于在最里面的地区的乌云，在那里的温度是$<20$ K和分子氢的数密度超过几个$\times$ 10 $^{4}$厘米$^{-3}$。在这项工作中，我们通过研究红外暗云（IRDC）G351.77-0.51来估计耗尽区域的大小。用$Herschel$ $Space$ $Observatory$和$LArge$ $APEX$ $BOlometer$ $CAmera$进行的连续观测，加上APEX C $^{18}$ O和C $^{17}$ O J=2 $\rightarrow$ 1行观测，使我们能够恢复云的大尺度光束和视线平均消耗图。我们建立了一个简单的模型来研究暗条和暗条本身的团簇内部区域的耗尽。该模型表明，耗尽半径范围从0.02到0.15 pc，与典型的细丝宽度（即$\sim$ 0.1 pc）。在这些半径处，H $_2$的数密度达到0.2和5.5 $\times$ 10 $^{5}$ cm $^{-3}$之间的值。这些结果提供了信息的近似空间尺度上，不同的化学过程在高质量的恒星形成区域，也建议谨慎使用CO的运动学研究在IRDC。
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of water in the G327.3-0.6 massive star-forming region
我们的目标是描述G327.3-0.6中H2O的大尺度分布，G327.3-0.6是一个由不同演化阶段的单个物体组成的巨大恒星形成区域。我们调查的H2O丰度的变化作为演化的函数。给出了整个区域89和179 $μ$ m处的Herschel连续谱图和IRDC 350 μm处的APEX图。新的光谱HIFI地图对IRDC区域覆盖低能量H2O线在987和1113 GHz的G327热核HIFI指向的观测相结合。我们通过光学深度分析和辐射转移模型来推断气体的物理性质。89和179 μm的连续谱发射遵循较长波长的热连续谱发射，峰值位于热核位置，次峰位于Hii区域，以及Hii区域以西的弧形热气层。在1113 GHz谱线中观察到相同的形态，在所有尘埃凝聚的吸收中。估算的光学深度为~80和15，对应于热核和IRDC位置的柱密度为10^15和2 × 10^14 cm-2。这些数值表明，朝向热核的H2O与H2的比值为3 × 10^-8;沿着IRDC，H2O的丰度没有变化，其值约为10^-8。探测到了以1-1.3 × 10^-2 M_sun /yr的速率向热核位置的侵入（超过~ 20”），其强度足以克服恒星光度造成的辐射压力。热核区域的源结构很复杂，有一个膨胀的冷外部气体包层，位于外流和观测者之间，延伸超过0.32 pc。流出物是正面朝上的，中心远离热核。沿IRDC的H2O分布大致恒定，在更演化的物体中具有丰度峰…
2017-03-27 astro-ph.GA
Evolution of starless cores in massive clumps seen by the ALMA ASHES and QUARKS surveys
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Universidad de Chile（智利大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台南美天文中心）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学科）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese（中国科学院新疆天文台）
利用ALMA 1.3 mm连续谱和谱线数据，比较分析早期红外暗云和演化红外亮云中的324个无星核，发现后者具有更高的质量、密度、非热运动和更陡的密度轮廓，支持双演化起源和竞争式动力吸积模型。
2026-06-19 astro-ph.GA
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarized Light from Massive Protoclusters (POLIMAP). I. Dissecting the role of magnetic fields in the massive infrared dark cloud G28.37+0.07
本文利用 SOFIA-HAWC+ 与 GBT-Argus 观测分析红外暗云 G28.37+0.07，通过 r-DCF 磁场强度、B–n 关系及维里分析证明磁场主导并调控大质量恒星形成。
2024-01-21 astro-ph.GA
The Morphology of the Sub-Giant Branch and Red Clump Reveal No Sign of Age Spreads in Intermediate Age Clusters
最近在星团研究中的一个惊喜是，通过哈勃太空望远镜测光的精确性，大麦哲伦云和小麦哲伦云中的一些中间年龄（1-2 Gyr）的星团具有比简单恒星星族（SSP）预期的更宽的主序关闭（MSTO）宽度。对这些扩展的MSTO（eMSTO）的一种解释是，星团内存在约5亿年的年龄差异，从根本上重新定义了我们对星团的看法，传统上认为星团是单一年龄，单一金属量的恒星星族。在这里，我们通过研究CMD的其他区域来测试这种解释，这些区域也应该受到如此大的年龄分布的影响，即次巨星分支（SGB）和红丛（RC）的宽度。我们研究了LMC中两个显示eMSTO现象的大规模星系团（NGC 1806和NGC 1846），并表明如果星系团内存在大的年龄分布，它们都具有与预期相冲突的SGB和RC形态。我们的结论是，SGB和RC的宽度是不一致的扩展恒星形成的历史，在这些集群，因此年龄的蔓延是不太可能的eMSTO现象的原因。我们的研究结果与最近的研究一致，这些研究也对大规模星团中是否存在大的年龄分布表示怀疑;即未能在年轻的大规模星团中找到年龄分布，缺乏在大规模星团中检测到的气体/尘埃，以及表现出eMSTO现象的星团内的均匀丰度。
2015-01-15 astro-ph.GA
