A Chandra Study of the Rosette Star-Forming Complex. II. Clusters in the Rosette Molecular Cloud
在这里，我们探索年轻的恒星星族的玫瑰花分子云（RMC）地区的高空间分辨率的X射线图像从钱德拉X射线天文台，这是有效的定位弱线金牛座T星以及盘轴承的年轻恒星。共检测到395个X射线点源，其中299个（76%）具有从深FLAMINGOS图像中识别的光学或近红外（NIR）对应物。从X射线和质量灵敏度的限制，我们推断在调查区域的总人口约1700年轻恒星。基于平滑的恒星表面密度图，我们研究了X射线源的空间分布，并定义了其中三个独特的结构和子结构。结构B和C与先前已知的嵌入式IR簇有关，而结构A是一个新的X射线识别的未遮蔽簇。研究了一颗高质量原恒星RMCX #89 = IRAS 06306+0437及其伴生的稀疏星团。不同的次区域不是同时代的，但没有显示出一个简单的空间-年龄模式。星盘的比例因次区域而异，一般是从X射线巡天推断的总恒星星族的20%。这些数据与RMC中存在HII区域周围触发恒星形成的推测一致，但不支持通过云内部的简单顺序触发过程。虽然相当一部分年轻恒星分布在RMC区域，但尚不清楚它们是否起源于星团环境。
2009-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Herschel observations of embedded protostellar clusters in the Rosette Molecular Cloud
赫歇尔OB年轻恒星天体巡天（HOBYS）观测到了玫瑰星分子云，提供了前所未有的恒星形成活动的视图。这些新的远红外数据揭示了一群紧凑的年轻恒星天体，我们的目标是确定它们的物理特性。我们编制了一个样本的原恒星和他们的光谱能量分布，涵盖了近红外到亚毫米波长范围。这些被用来限制原恒星演化的关键属性，热光度，和信封质量，并建立一个演化图。几个集群的区别，包括云中心，嵌入集群附近的发光红外光源，和相互作用区域。分析的Rosette原恒星群范围从0.1兆太阳到约15兆太阳，光度在1到150兆太阳之间，这将演化图从低质量原恒星扩展到高质量区域。一些光源在近红外到中红外波长处缺乏对应物，表明非常年轻。中央星团和菲尔普斯和拉达7星团似乎比分析的原恒星种群的其余部分进化得更少。对于中央集群，我们发现的迹象表明，约25%的原恒星分类为I类近中红外数据实际上是候选0类对象。作为原恒星演化的展示，我们分析了一个致密核心中的四颗低到中等质量的原恒星，它们代表了从0级到I级的不同演化阶段。它们的中红外到远红外光谱斜率向I类阶段变平，160到70 μ m的通量比对于假定的0类源是最大的。这表明，赫歇尔观测详细记录了原恒星演化的最早阶段。
2010-05-18 astro-ph.GA
Hierarchical Structure and Self-gravity in the Rosette Molecular Cloud
本文利用MWISP巡天数据和非二元Dendrogram算法分析玫瑰星云分子云的层级结构，发现588个子结构，揭示了其物理参数分布、标度关系及自引力特性，支持分子云演化的全局层级坍缩图景。
2025-11-04 astro-ph.GA
A large-scale CO survey of the Rosette Molecular Cloud: assessing the effects of O stars on surrounding molecular gas
我们提出了一个新的大规模调查J=3-2 12 CO排放覆盖4.8平方度的玫瑰星云周围。大约2000个紧凑的团块被确定，具有空间不变的幂律质量分布指数为-1.8。大多数内部团块的速度梯度为1-3 km/s/pc，远离令人兴奋的星云。梯度随着离中心O型星的距离而减小，并且与光电离气体加速模型相一致，假设团簇的寿命为几个10^5年。然而，在一个明显的例子中，观察到的近恒定速度梯度很难用简单的模型来解释。大多数蓝移但极少数红移的团块与暗吸收光学球有关，证实了主要的分子气体运动是远离中央星云和O星的膨胀。许多团簇也位于分子环中，其膨胀速度为30 km/s，半径为11 pc，动力学寿命约为100万年。团簇的J=3-2/1-0 12 CO线比随离O星的距离而减小，这意味着它们的表面温度存在梯度;结果与由于中心星导致的团簇表面加热的简单模型一致。在该区域发现了七个高速分子流，这些流动和嵌入的年轻星系团之间有着密切的对应关系。这些流出的能量足以驱动每个团簇内的局部气体湍流。我们发现14个明确的例子之间的关联嵌入的年轻恒星在24微米和CO团块，这些被认为是光蒸发分子信封。没有嵌入恒星证据的CO团块往往具有较低的速度梯度，这表明年轻恒星的存在可能会延长光蒸发包层的寿命。
2009-02-24 astro-ph.GA
SDSS-V Local Volume Mapper (LVM): Revealing the Structure of the Rosette Nebula
本研究基于 SDSS-V LVM 积分场光谱等多波长数据，分析了玫瑰星云的电离、分子和尘埃成分结构，揭示了电离与中性气体的相互作用区，支持其由非均匀薄片状分子云演化而来的结论。
2025-09-12 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO-2 Survey: The Magnetic Field in the Center of the Rosette Molecular Cloud
我们目前的第一个850 $μ$米偏振观测最活跃的恒星形成网站的玫瑰星云的壁中的玫瑰分子云（RMC，$d\sim$ 1.6千秒差距），成像与SCUBA-2/POL-2仪器的JCMT，在恒星形成区观测2（BISTRO-2）调查的一部分B场。从POL-2的数据，我们发现，偏振分数与850 $μ$ m连续强度与$α$ = 0.49 $\pm$ 0.08的$p \propto I^{\rm -α}$关系，这表明，一些分数的尘埃颗粒保持在高密度对齐。我们的850 $μ$ m图像的北部揭示了“宝石环”形态，这是一个直径为$\sim$ 1 pc的环状结构，在“头部”向西南方向延伸发射。我们假设它可能是被内部的反馈吹起来的，而B场在大多数地方都平行于它的圆周。在我们的SCUBA-2区域的南部，团块明显地与跟随红外暗云（IRDC）的细丝相连。在这里，POL-2磁场取向出现双峰相对于大尺度普朗克场。我们的有效映射区域的质量是$\sim$ 174 $M_\odot$，我们从850 $μ$ m通量密度计算。我们比较我们的结果与大规模的排放扣除赫歇尔250 $μ$ m数据的质量，并找到30%以内的协议。我们估计的POS B-场强度在一个典型的分区使用Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）技术，并找到80 $\pm$ 30 $μ$ G朝向一个丛及其郊区。估计的质量流量比$λ$ = 2.3 $\pm…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three isotopologues CO survey of Molecular Clouds in the CMa OB1 complex
我们利用位于德令哈的紫金山天文台13.7米毫米望远镜，在16.5度$^{\rm 2}$（$221^{\circ}.5\leq l\leq227^{\circ}$，$-2^{\circ}.5\leq b\leq0^{\circ}.5$）的天空覆盖范围内，对CMa OB 1复合体进行了大范围的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和\xxco（$J$ = 1- 0）的同步观测。发现CMa OB 1复合体的发射范围为7 km s $^{-1}\ \leq$ V $_\mathrm{LSR}\ \leq$ 25 km s $^{-1}$。介绍了分子云的大尺度结构、物理性质和化学丰度。用GaussClumps算法在映射区域内识别出83个C $^{18}$ O分子团簇。我们发现，94%的这些C $^{18}$ O分子团的引力约束。它们的大小和质量之间的关系表明，没有一个C $^{18}$ O团簇具有形成高质量恒星的潜力。使用半自动IDL算法，我们新发现85 CO流出候选人在映射区域，包括23个双极流出候选人。此外，一项比较研究揭示了CMa OB 1复合体不同子区域的物理性质、演化阶段和恒星形成活动水平的显著变化。
2021-01-08 astro-ph.GA
Trace the Self-Gravitating Gas Using CO Isotopologues
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）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；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, Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与工程学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间科学研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）
本研究提出利用多谱线CO同位素体观测，通过$N$-PDF方法可靠追踪分子云内自引力气体，其结果与基于尘埃的方法吻合，为识别恒星形成气体提供了替代方案。
2026-08-14 astro-ph.GA
Simultaneous Deep Measurements of CO isotopologues and Dust Emission in Giant Molecular Clouds in the Andromeda Galaxy
本文同时测量了仙女座星系（M31）中单个巨分子云（GMCs）在230 GHz的尘埃连续谱和J=2-1的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O同位素在$\sim$ 15 pc分辨率下的辐射。这些观测结果是在使用亚毫米阵列（SMA）对该星系进行的持续调查中获得的。描述连续谱和$^{12}$ CO发射的初步结果已在较早时发表。本文主要分析了$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的观测结果，并与尘埃连续谱和$^{12}$ CO的观测结果进行了比较。我们还报告了额外的灰尘连续和CO测量从新增加的GMCs的M31样品。我们检测空间分辨的$^{13}$ CO发射与高信号噪声在31个对象。我们发现$^{13}$ CO排放的程度几乎与$^{12}$ CO相当，通常覆盖$^{12}$ CO排放面积的75%。我们推导出$^{13}$ CO和C $^{18}$ O丰度分别为2.9 $\times 10^{-6}$和4.4 $\times 10^{-7}$相对于H $_2$，通过与来自假设银河系气尘比的尘埃连续观测的相同区域的氢柱密度进行比较。我们发现同位素丰度比[ $^{13}$ CO]/[C $^{18}$ O] = 6.7 $\pm$ 2.9与银河系的值（8.1）一致。最后，我们导出了三种CO的质光转换因子分别为：$α_{12} = 8.7 \pm 3.9$，$α_{…
2021-02-14 astro-ph.GA
The CO-to-H$_2$ Conversion Factor of Galactic Giant Molecular Clouds using CO isotopologues: High-resolution $X_{\rm CO}$ maps
本研究利用FUGIN巡天数据分析了银河系多个巨分子云的CO同位素体相关性，生成了高分辨率的$X_{\rm CO}$分布图，发现各云团内该因子存在变化，但整体平均值保持恒定且与既往银河系研究结果一致。
2023-11-23 astro-ph.GA
Pillars and globules at the edges of H ii regions, Confronting Herschel observations and numerical simulations
柱和球状体存在于许多大质量恒星形成区域，例如鹰状星云（M16）和玫瑰花分子云，了解它们的起源将有助于描述触发恒星形成的特征。这些结构的形成机制仍在争论中。最近的数值模拟显示了柱体是如何从壳层的坍缩中产生的，以及球状体是如何从湍流分子云和大质量恒星电离的相互作用中形成的。这里的目标是通过最近对两个大质量恒星形成区M16和Rosette的观测来测试这种情况。柱密度结构的分子云和H II区域之间的界面的特点是使用柱密度图从远红外成像的赫歇尔HOBYS关键方案。然后，在这些地图上使用DisPerSe算法来检测电离气体和柱周围的压缩层在不同的演化状态。最后，他们的速度结构进行了研究，使用CO数据，所有的观测签名进行了测试，对一些不同的诊断建立从模拟。柱密度分布揭示了电离气体边缘压缩的重要性。结构的速度特性，即柱和球，是非常接近我们从数值模拟预测。我们已经确定了一个很好的候选人的新生支柱在玫瑰花分子云，提出了速度模式的壳崩溃本身，引起的高局部曲率。小球有一个整体的速度分散，表明其形成的初始湍流的重要性，从数值模拟提出。总而言之，这项研究重新加强了柱形成的外壳崩溃和小球形成的高度湍流云电离的图片。
2013-11-14 astro-ph.GA
Implementation of Rare Isotopologues into Machine Learning of the Chemical Inventory of the Solar-Type Protostellar Source IRAS 16293-2422
本研究针对类太阳原恒星源IRAS 16293-2422B的化学组成，测试多种机器学习模型的分子柱密度拟合能力，首次加入同位素编码验证同位素比率复现效果，并给出射电探测候选分子的预测柱密度。
2023-06-13 astro-ph.GA
The photodissociation and chemistry of CO isotopologues: applications to interstellar clouds and circumstellar disks
目标。在从星际云到原行星盘的许多天体物理环境中，紫外光离解是CO的一种重要破坏机制。这项工作的目的是更好地了解该过程的深度依赖性和同位素选择性本质。方法.我们提出了一个光解模型的基础上，最近的光谱数据从文献中，这使我们能够计算深度依赖性和同位素选择性的光解速率在更高的精度比以前的工作。该模型包括自屏蔽、相互屏蔽和原子分子氢屏蔽，并且是第一个包括稀有同位素体C17 O和13 C17 O的模型。我们把它耦合到一个简单的化学网络来分析扩散和半透明云，光子占主导地位的地区，和拱星盘中的CO丰度。结果在未衰减的星际辐射场中，光解离速率为2.6 e-10 s^-1，比目前采用的数值高出30%。当温度高于100 K时，增加激发温度或多普勒宽度可使光解速率和同位素选择性降低三倍。该模型再现了对扩散云和PDR观测到的柱密度，并对扩散云中N（12 CO）/N（13 CO）比值的增强和降低提供了解释。C17 O和13 C17 O的光解离分别与C18 O和13 C18 O的光解离显示出几乎完全相同的深度依赖性，因此17 O和18 O相对于16 O被同等地分馏。这支持了最近的假设，即太阳星云中的CO光解是陨石中异常的17 O和18 O丰度的原因。
2009-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planck intermediate results. XXXIV. The magnetic field structure in the Rosette Nebula
普朗克已经绘制了整个天空的偏振尘埃辐射图，使得追踪弥漫在星际介质（ISM）中的银河磁场结构成为可能。我们结合偏振数据从普朗克旋转测量（RM）对一个大规模的恒星形成区域，玫瑰星云的麒麟座分子云的观测，研究其磁场结构和扩大的HII区域的影响的形态领域。我们推导出一个解析解的磁场，假设从一个最初的均匀配置以下的电离气体的膨胀和形成的外壳扫上ISM。根据RM数据，我们估计玫瑰星云中磁场的视线分量的平均值约为3 microG（朝向观测者），电子密度均匀约为12 cm-3。在353 GHz的普朗克强度图中可以清楚地观察到玫瑰HII区域周围的尘埃壳层，当作为一个整体考虑时，其偏振信号与当地背景的偏振信号明显不同。普朗克的观测结果限制了玫瑰星系母分子云中磁场的天平面方向，使其与银河平面上的大尺度磁场基本一致。普朗克数据进行了比较与分析模型，预测的平均偏振特性的球形和均匀的尘埃壳为一个给定的方向的字段。这种比较导致了一个上限约45度之间的角度的视线和磁场在玫瑰复合体，假设固有的尘埃极化分数为4%。当麒麟座分子云中的磁场强度在6.5- 9微G范围内时，这种磁场方向可以再现电离区的RM值。
2015-09-15 astro-ph.GA
Resolved Dust Emission and CO Isotopologues in Giant Molecular Clouds of the Andromeda Galaxy
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文研究了仙女座星系巨分子云中尘埃发射与CO同位素的关系，通过高分辨率观测确定尘埃质量与光度比，并发现80%的GMC区域接近virial平衡。
2026-02-10 astro-ph.GA
Statistical Properties of Molecular Clouds in the Milky Way: Insights from Three-Isotopologue CO Observations of the MWISP Project
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术国家重点实验室）
利用MWISP巡天的12CO、13CO和C18O数据，对银河系内区和外区分子云进行统计分析，揭示其物理参数分布、环境依赖及相互关系，发现云通常呈扁球状并倾向于与银盘对齐，且存在距离相关的选择效应。
2026-06-24 astro-ph.GA
Nitrogen isotopic ratios in Barnard 1: a consistent study of the N2H+, NH3, CN, HCN and HNC isotopologues
今天在太阳系不同天体中测量到的15 N同位素丰度比被认为与原太阳星云中发生的15 N分馏效应有关。本研究的目的是把限制在星前阶段发生的15 N分馏的程度，通过观察D，13 C和15 N-取代的同位素对B1 b。在分析中考虑了来自氮氢化物家族的两种分子，即N2 H+和NH3，以及来自腈家族的两种分子，即HCN、HNC和CN。作为第一步，我们模拟连续发射，以获得云的物理结构，即气体温度和H2密度。这些参数随后被用作非局部辐射转移模型的输入，以推断各种分子的径向丰度分布。我们的模型表明，在包含B1-bS和B1-bN核心的区域中，所有分子都受到尘埃颗粒耗尽的影响。虽然高水平的氘分馏的衍生，我们得出结论，没有分馏发生在氮化学的情况下。与化学家族无关，分子丰度与14 N/15 N ~300一致，这是代表母体气体元素原子丰度的值。在B1 b区域15 N分馏效应的无效性可能与相对较高的气体温度有关，约17 K，这是云的最内部的代表。由于这一区域显示出耗尽到尘埃颗粒上的迹象，我们不能排除这些分子在B1 b历史的早期就富集了15 N的可能性，而且这种富集可能已经被纳入了冰盖。因此，有必要在较冷的源中重复这种研究，以测试这种可能性。
2013-09-23 astro-ph.GA
The intrinsic abundance ratio and X-factor of CO isotopologues in L1551 shielded from FUV photodissociation
选择L1551是因为它在金牛座分子云中相对孤立，不受FUV光子的影响，为研究目标特性提供了理想的环境。我们的观测覆盖~40'x40'，分辨率~30”，这是迄今为止空间动态范围最大的地图。在亚秒差距尺度上，X（~（13）CO）/X（C ~（18）O）值在~3-27之间，平均值为8.0 ± 2.8。与从Herschel观测中得出的视觉灭绝图相比，我们发现丰度比在低Av时达到最大值（即，Av ~ 1- 4 mag），并在L1551 MC内部降低到典型太阳系值5.5。在云边界处的高X（13 CO）/X（C18 O）值很可能是由于C18 O的选择性FUV光解。这与猎户座-A形成对比，猎户座-A内部的OB星将丰度比保持在高于~10的高水平。此外，我们探讨了X因子的变化，因为它是一个不确定的，但广泛使用的量在河外研究。我们发现X因子与N（H2）^1.0成正比，这与之前的模拟结果一致。除去高密度区域，平均X因子与银河系的平均值相似。
2016-05-11 astro-ph.GA
A simple approach to CO cooling in molecular clouds
CO在星际分子云中扮演着重要的角色，既作为冷却剂，又作为诊断分子。然而，由于CO的冷却速率的适当评估需要确定许多水平的群体，这些水平之间的自发和受激辐射去激发率，以及发射的多线辐射的转移;此外，这必须对三个同位素体进行。这将是有用的，有一个简单的分析公式，避免这些并发症;这可以在CO作为冷却剂发挥重要作用的情况下使用，但这种作用的细节不是主要的问题。我们推导出这样一个公式，首先考虑两个渐近形式，获得的限制（a）低体积密度和光学深度，和（b）高体积密度和光学深度。然后将这些形式结合起来，以适合Goldsmith和Langer（1978）的详细数值结果，这些结果涵盖了低温和一系列物理条件，其中热和亚热激发，光学深度效应以及稀有同位素的贡献的相互作用都很重要。使用Metropolis-Hastings方法获得拟合，并很好地再现了GL 78的结果。它是一个纯粹的局部和状态的解析函数-具体地说，它是密度$ρ$、等温声速$a$、CO丰度$X_{_{\rm CO}}$和速度发散$\nabla\cdot{\boldsymbol\upsilon}$的函数。作为应用，我们考虑了慢定常非磁平面J激波后的冷却层。我们表明，如果冲击后冷却是由CO及其同位素为主，冲击后冷却层的厚度是非常小的，大约独立的冲击前的速度，$\upsilon_o$，或冲击前的等温声速，$a_o$。
2018-11-16 astro-ph.GA
The C$^{14}$N/C$^{15}$N Ratio in Diffuse Molecular Clouds
我们报告的第一个检测C $^{15}$ N扩散分子气体从CN吸收线的详细检查档案VLT/UVES光谱的恒星探测当地的扩散云。在所研究的四个方向中的三个方向上确信地检测到（在$\gtrsim4σ$处）C $^{15}$ N同位素体的吸收，并且在主要$^{12}$ CN和$^{13}$ CN吸收组分之间表现为非常弱的特征。在考虑了$^{12}$ CN的弱附加视线成分后，通过曲线拟合确定每种CN同位素体的柱密度，这些成分也见于CH和CH $^+$的吸收曲线。检测到C $^{15}$ N的三条视线的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N的加权平均值为$274\pm18$。由于朝向我们目标恒星的扩散分子云具有相对较高的气体动力学温度和相对较低的目视反射率，它们的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值不应受到化学分馏的影响。因此，我们得到的平均C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值应该代表了局部星际介质中周围环境的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。事实上，我们的平均值同意以及来自毫米波观测CN，HCN，和HNC在本地分子云。
2015-03-27 astro-ph.GA
Modelling the structure of molecular clouds: I. A multi-scale energy equipartition
我们提出了一个模型来描述分子云（MC）在早期演化阶段的质量-尺寸关系的一般结构。大小是通过阈值水平，在重力，湍流和热能$|W| \sim f(E_{\rm kin} + E_{\rm th})$之间的均分发生，采用相互依赖的速度色散和密度的标度关系，并假设在每个尺度的对数正态密度分布定义。均分系数$1\le f\le 4$的变化允许在典型MC（$\gtrsim$ 4 pc）的大小范围内的尺度上模拟恒星形成区域。最佳拟合获得低或没有恒星形成的地区（管，北极星），以及为这样的恒星形成活动，但与近对数正态分布的柱密度（玫瑰）。该模型的一个额外的数值试验表明，它的适用性云的演化时间之前形成的第一颗恒星。
2016-04-25 astro-ph.GA
C18O, 13CO, and 12CO abundances and excitation temperatures in the Orion B molecular cloud: An analysis of the precision achievable when modeling spectral line within the Local Thermodynamic Equilibrium approximation
通常在分子云中观察到CO同位素跃迁，以探测气体的柱密度，碳和氧的元素比，并追踪环境的运动学。我们的目标是估计丰度，激发温度，速度场和速度分散的三个主要的CO同位素对猎户座B分子云的子集。我们使用Cramer-Rao限（CRB）技术分析和估计的物理参数的精度在局部热力学平衡激发和辐射转移的框架内与加性高斯白噪声。我们提出了一个极大似然估计方法来推断CO同位素的1-0和2-1跃迁的物理条件。模拟结果表明，该估计器对常见的激发温度和柱密度范围（Tex > 6 K，N > 1 e 14 - 1 e 15 cm-2）是无偏的和有效的。与一般假设相反，不同的CO同位素体具有不同的激发温度，并且不同同位素体之间的线强度比不能准确地反映柱密度比。我们发现平均分数丰度与以前的决定对其他分子云是一致的。然而，显着的局部偏差推断，不仅在暴露于UV辐射场的区域，而且在屏蔽区域。这些偏差是由于选择性光解离、化学分馏和晶粒表面耗尽之间的竞争造成的。我们观察到C18 O发射的速度色散比13 CO的速度色散小10%。同时分析同一物种的两个不同的旋转跃迁所产生的大量增益被严格量化。CRB技术是一种很有前途的途径，用于分析从谱线拟合估计的物理参数。
2020-05-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Tracing star formation across the Rosette nebula using deep Spitzer imaging
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Univ. Bordeaux（波尔多大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）
基于深空斯皮策红外巡天数据，识别出1528个年轻恒星天体，分析其分布与Class I比例，揭示玫瑰星云中央恒星形成已停止，而外围环带正发生由膨胀HII区触发的恒星形成。
2026-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ground-state ammonia and water in absorption towards Sgr B2
我们利用Odin亚毫米波卫星望远镜观测了邻氨和邻水的基态跃迁，包括它们的15 N，18 O和17 O同位素，到Sgr B2。观测的广泛同时速度覆盖范围，>500 km/s，确保我们可以探测银河系中心附近分子云Sgr B2的温暖，稠密气体的条件，以及沿着视线的银河系盘云中更弥散的气体。我们提出了基态NH3吸收在七个不同的速度特征沿视线对Sgr B2。我们发现，NH3和CS的柱密度之间的近线性相关性，和N2 H+的平方根关系。在这些弥漫的银河系盘云中，氨的丰度估计约为（0.5-1）e-8，与在银河系外的弥漫云中观察到的相似。在3 kpc臂中检测到H218 O吸收的基础上，并且在H217 O光谱中没有这种特征，我们得出结论，水丰度约为1 e-7，而NH3的丰度约为1 e-8。在NH3、15 NH3、H2O、H218 O和H217 O中可以看到Sgr B2分子云本身的吸收，在主要同位素体的吸收上叠加了发射。NH3在Sgr B2环境中的非LTE激发可以在不引起异常热（500 K）分子层的情况下解释。同样地，也不需要热层来解释H_2O及其同位素的1_{1，0}-1_H_0，1}跃迁的谱线轮廓。Sgr B2分子云中相对较弱的15 NH3吸收表明[14 N/15 N]同位素比值>600。H218 O和H217 O的丰度比较低，为2.5- 3。这些结果共同表明，在银河系中心占主导地位的核合成过程是C…
2010-09-08 astro-ph.GA
The molecular clouds in a section of the third Galactic quadrant: observational properties and chemical abundance ratio between CO and its isotopologues
基于 MWISP 对第三银河象限 7069 个分子云的 CO 同位素观测，本文量化了角面积、流量与丰度比关系，发现 LTE 下相关比值近似恒定，并指出其受化学分馏、选择性离解和自屏蔽共同控制。
2023-08-21 astro-ph.GA
A multi-line study of the filamentary infrared dark cloud G351.78-0.54
本文介绍了在1.3和0.8mm波段对对流红外暗云G351.78-0.54进行多线研究的结果。观察到CO、N $_2$ H $^+$、CH $_3$ CCH和HNCO三种同位素体的谱线。其目的是研究对流云的一般结构、其碎裂情况和物理参数，重点是该云中密集团块的性质。从N-$_2$ H-$^+$（3-2）数据中识别出几个致密的团簇，使用C $^{18}$ O（2-1）线确定它们的质量和维里参数。根据CH $_3$ CCH和HNCO数据估算了一些团块的温度。几乎所有的团块似乎都是重力不稳定的。从C $^{18}$ O（3-2）/（2-1）和N $_2$ H $^+$（3-2）/（1-0）强度比获得的密度估计值在$n \sim (0.3-3)\times 10^5$ cm $^{-2}$范围内。HNCO发射仅朝向包含IR光源IRAS 17233-3606的第一团块被检测到，并且指示甚至更高的密度。在流出物中也可以观察到。较高激发HNCO线的速度偏移可指示热芯相对于周围介质的移动。在某些团块中，N $_2$ H $^+$（3-2）和CO同位素之间存在速度漂移$\sim 1$ km s $^{-1}$。团块中N $_2$ H $^+$（3-2）线的大宽度表明其致密内部的速度色散增加，这可能与恒星形成过程有关。N $_2$ H $^+$的丰度朝着发光的IR源下降。
2021-05-07 astro-ph.GA
Stellar population of the Rosette Nebula and NGC 2244: application of the probabilistic random forest
在这项工作中，我们研究了玫瑰星云中的2.8x2.6 deg 2区域，中心位于年轻的星团NGC 2244，目的是构建迄今为止最可靠的候选成员列表，确定各种结构和运动学参数，并了解该区域的过去和未来。从包含光学到中红外测光的目录开始，以及来自盖亚EDR 3的位置和自行，我们应用概率随机森林算法并推导出每个源的成员概率。根据近3000个可能成员的名单，其中约三分之一集中在距离中心20'的半径范围内，我们确定了各种成团的源和恒星集中，并估计了平均距离为1489+-37 pc（整个区域），1440+-32 pc（NGC 2244）和1525+-36 pc（NGC 2237）。质量，消光和年龄是通过SED拟合得出的，内部动力学是通过相对于NGC 2244平均自行的自行来评估的。NGC 2244显示出明显的膨胀模式，膨胀速度随着半径的增加而增加。它的IMF可以用两个幂律（dN/dM \propto M^{-α}）很好地表示，在0.2 - 1.5 MSun的质量范围内，斜率α= 1.05+-0.02，在1.5 - 20 MSun的质量范围内，斜率α= 2.3+-0.3，与其他恒星形成区一致。该地区的平均年龄约为200万年。我们发现了NGC 2244和与分子云相关的区域之间年龄差异的证据，该区域似乎稍微年轻。NGC 2244的速度色散远高于由总质量（1000+-70 MSun）和半质量半径（3.4+…
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing H2 column density with atomic carbon (CI) and CO isotopologues
我们提出了中性碳（[CI]，3 P1 - 3 P0在492 GHz）和一氧化碳（13 CO，J = 1 - 0）映射船帆座分子脊云C（VMR-C）和G333巨分子云复合物与NANTEN 2和Mopra望远镜的第一个结果。对于这项工作中映射的四个区域，我们发现[CI]与13 CO具有非常相似的光谱发射轮廓，具有可比的线宽。我们发现，[CI]在整个映射区域具有0.1 - 1.3的不透明度，而[CI]/13 CO峰值亮度温度比在0.2至0.8之间。[Cl]柱密度比13 CO低一个数量级。从[Cl]得到的H2柱密度与从12 CO得到的值相当。我们的地图显示，CI优先检测到的气体与低温（低于20 K），这可能解释了从两种示踪剂计算的相当的H2柱密度（Cl和12 CO都低估了柱密度），因为较暖气体中的大量Cl可能处于较高的能量状态转变中（[Cl]，3 P2 - 3 P1，在810 GHz），因此可能需要观察上述两个[Cl]跃迁以恢复总H2柱密度。
2014-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of the UV bump across the complex
越来越多的观测证据表明，尘埃在分子云中的致密细丝中凝结。红外观测结果表明，随着局域密度的增加，尘埃颗粒的尺寸分布变浅，小到大的尘埃颗粒的相对比例减少。紫外线（UV）观测表明，2175年的特征，即所谓的UV隆起，也随着云的密度而减弱。在这项工作中，我们将为金牛座研究开发的技术应用于猎户座分子云，并确认在云的致密核心以及紫外线照射严重的猎户座壳层中，紫外线凸起减少。该研究已扩展到玫瑰云与不确定的结果给出的距离（1.3千秒差距）。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking the dust and chemical evolution: Taurus and Perseus -- New collisional rates for HCN, HNC, and their C, N, and H isotopologues
HCN、HNC和它们的同位素体是普遍存在的分子，可以作为化学温度计和演化示踪剂来表征恒星形成区域。尽管它们在携带对恒星形成区域的化学和演化研究至关重要的信息方面很重要，但其中一些分子的碰撞率在过去还没有用于严格的研究。我们进行了最新的气体和尘埃的化学特性的两个不同的恒星形成区域，TMC 1-C和NGC 1333-C7，使用新的碰撞速率的HCN，HNC，和他们的同位素。我们研究了环境和恒星反馈在它们的化学和演化中可能产生的影响。通过毫米波观测，我们得到了它们的柱密度、C和N同位素分数、同分异构比和氘分馏。在3毫米和850 $μ$米的连续数据，使我们能够计算的发射率光谱指数，并寻找晶粒生长作为一个进化的示踪剂。H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比率与HCN的氘分数呈线性相关，因此其可容易地用作温度的代表。光谱指数$(β\sim 1.34-2.09)$与H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比值呈试探性的负相关关系，表明在演化的、较热的和较少氘代的源中晶粒生长。与TMC 1-C不同，NGC 1333-C7观测到的尘埃温度和光谱指数的南北梯度表明来自NGC 1333主云的反馈。通过对这两个恒星形成区的最新表征，我们发现化学和物理性质是密切相关的。尘埃温度，氘分数，和光谱指数是互补的演化示踪剂。大尺度环境因素可能主导着星团形成区的化学和演化。
2022-12-15 astro-ph.GA
Exploring the Limits of Spectral Line Stacking in Spectral Line Data and Application Toward the Detection of Bulk $^{13}$C Enrichment of Aromatics in TMC-1
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；NSF–Simons AI Institute for Cosmic Origins（美国国家科学基金会-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）
该研究探索光谱线叠加与匹配滤波技术的极限，将其应用于TMC-1观测，可区分芳烃本体¹³C富集情况，为研究星际PAHs形成机制提供支持。
2026-07-31 astro-ph.GA
A Radio Survey of Galactic Center Clouds
我们提出了一个调查的分子在银河系中心的分子云样本使用卡尔G。Jansky甚大阵，包括M0.25+0.01，Sgr A和Sgr B2附近的云。检测到的分子主要是NH3和HC 3 N;在Sgr B2-N中，我们还检测到非亚稳态NH3，振动激发的HC 3 N，扭转激发的CH 3OH和这些物种的许多同位素。36 GHz I类CH 3OH脉泽在这些领域中无处不在，并且在一些情况下与新的NH 3（3，3）脉泽候选者相关联。我们还发现，NH3和HC 3 N被耗尽或不存在对几个最高的尘埃柱密度峰值确定在亚毫米观测，这是与水脉泽，因此可能在恒星形成的早期阶段。
2013-12-20 astro-ph.GA
A Large-field J=1-0 Survey of CO and Its Isotopologues Toward the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们对仙后座A超新星遗迹（SNR）的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=1-0$辐射进行了大视场同步观测，SNR覆盖了$3.5^{\circ}\times3.1^{\circ}$的天区。Cas巨分子云（GMC）主要由三个质量为$10^4-10^5\ M_{\odot}$量级的单体云组成。由GMC的$\rm{^{13}CO}$发射得到的总质量为2.1 $\times10^{5}\ M_{\odot}$，由$\rm{^{12}CO}$发射得到的总质量为9.5 $\times10^5\ M_{\odot}$。两个区域的扩大（6 $-$ 7公里秒$^{-1}$）或不对称的$^{12}$ CO线配置文件被发现在附近（在10 $'\times10'$区域）的Cas A SNR，表明可能的SNR和GMC之间的相互作用。使用GAUSSCLUMPS算法，547 $^{13}$ CO块被确定在GMC中，其中54 $\%$是超临界的（即$α_{\rm{vir}}<2$）。分子团簇的质谱遵循指数为$-2.20$的幂律分布。GMC的逐像素列密度可以用对数正态概率分布函数（N-PDF）拟合。大麦哲伦星系中氢分子的平均柱密度为$1.6\times10^{21}$ cm $^{-2}$，而大麦哲伦星系一半的质量都包含在H $_2$柱密度低于$3\times10^{21}$ c…
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular Momentum in Giant Molecular Clouds. I. The Milky Way
我们提出了一个详细的分析，比较在分子云和原子气体，围绕他们的速度场，以解决梯度的起源。为此，我们提出了分子云和周围原子气体的第一时刻强度加权速度图。这些地图是由莱顿/阿根廷/波恩银河系HI巡天的高分辨率13 CO观测和21厘米观测制作的。我们发现：（1）与每个分子云有关的原子气体具有相当大的速度梯度--这意味着分子云具有比周围HI小1-6倍的比角动量。(iii)最重要的是，在分子和原子气体中的速度梯度位置角通常是分开的-在玫瑰花状分子云的情况下多达130度。这一结果反驳了分子云是由原子气体简单的自上而下坍缩形成的假设。
2011-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Multi-Scale Magnetic Field Structure Using Multiple Chemical Tracers in Giant Molecular Clouds
探测巨型分子云中的磁场通常具有挑战性。幸运的是，最近的模拟表明，速度梯度分析（速度梯度技术）可以用来映射出磁场形态的不同物理层的分子云时，应用CO同位素具有不同的光学深度。在这里，我们测试的速度梯度技术在重建的磁场结构的分子云船帆座C，采用7种化学示踪剂，具有不同的光学深度，即12 CO，13 CO，C18 O，CS，HNC，HCO+，HCN的有效性。我们的研究结果表明，从速度梯度推断，使用这些不同的分子示踪剂和磁场形态推断从BLASTPol极化观测的磁场形态之间有很好的对应关系。我们还探讨了使用多种化学示踪剂的速度梯度的组合来解释分子云中的磁场结构的可能性。我们在速度梯度和磁场的排列中寻找引力坍缩的特征，并得出结论，坍缩区域构成了云的一小部分。
2019-09-04 astro-ph.GA
Surveying the Whirlpool at Arcseconds with NOEMA (SWAN): III. $^{13}$CO/C$^{18}$O ratio variations across the M51 galaxy
本研究借助SWAN巡天的NOEMA观测数据，在云尺度下测绘M51星系的CO同位素分子，分析其发射比值的环境差异及驱动因素，验证了此前千秒差距尺度的相关结论。
2025-08-21 astro-ph.GA
Carbon isotope fractionation and depletion in TMC1
12 C/13 C同位素丰度异常长期以来一直被预测为CO以外的分子的气相化学，最近在金牛座分子云中观察到几个含有一个以上碳原子的物种，即CCH，CCS，CCCS和HC $_3$ N。在这里，我们的工作，以确定这些同位素异常是否实际上是由于预测的13 C+离子在富氧的光屏蔽致密气体中的耗尽，或从一些其他更特殊的机制或机制。我们用ARO 12 m望远镜在金牛座的三个位置（TMC 1、L1527和氨峰）观测到HNC、CS和\HH CS的碳、硫和氮同位素的$λ$ 3 mm发射。我们在观测中没有发现12 C/13 C异常的证据。虽然C+池可能在13 C中耗尽，但13 C并没有在CO之外的一般碳池中耗尽，CO可能主要以C^0的形式存在。所观察到的同位素丰度异常是那些发现它们的物种所特有的。
2012-01-03 astro-ph.GA
The relative orientation between the magnetic field and gradients of surface brightness within thin velocity slices of 12CO and 13CO emission from the Taurus molecular cloud
我们研究星际磁场的作用，以调制金牛座分子云内的湍流的方向，使用12 CO和13 CO天线温度的薄速度片的空间梯度。我们的分析占的随机误差的梯度所产生的热噪声的光谱。垂直于天线温度梯度矢量的矢量的方向与根据Planck 353~GHz极化数据计算的磁场方向进行比较。这些相对方向的参数与投影瑞利统计和平均合成向量。对于12 CO，28%和39%的云面积分别表现出强平行或强垂直的相对取向。对于较低的不透明度13 CO排放，强平行和强垂直方向被发现在7%和43%的云面积分别。对于这两种同位素体，强烈的平行或垂直对齐被限制在具有低湍流水平的局部区域。如果相对方向作为阿尔文马赫数的观测代理，那么我们的结果意味着整个云的阿尔文马赫数的局部变化。
2020-06-22 astro-ph.GA
Magnetic field of a ring-like shape molecular cloud
该研究结合Planck、Kanata和IRAP 30m望远镜的偏振及CO速度梯度观测，揭示G111环状分子云的连贯弯曲磁场，并支持其形态由湍流激波压缩塑造。
2025-07-25 astro-ph.GA
Probing the Cold Deep Depths of the California Molecular Cloud: The Icy Relationship between CO and Dust
我们在前所未有的云深动态范围（Av = 3 - 60等）内研究了加州分子云中分子气体和尘埃之间的关系。我们比较深赫歇尔为基础的尘埃消光的测量与观测的12 CO，13 CO，和C18 O J=2-1线在整个云的亚秒差距尺度。我们直接测量CO积分强度与尘埃消光的比率，以获得云中超过1 e5个独立位置处的CO X因子。与早期的研究结果一致，我们发现没有一个单一的12 CO X因子可以表征云的冷区（Tdust<20 K）中的分子气体，这占了云的大部分质量。我们能够推导出一个单值的X因子的所有三个CO同位素在温暖的（Tdust>25 K）的材料，是空间上一致的HII区域周围的恒星LKHa 101。我们推导出13 CO和C18 O的LTE CO柱密度，因为我们发现这两条线都相对光学薄。在暖云材料CO是完全在气相中，我们能够恢复总的13 CO和C18 O丰度。使用CO丰度和深赫歇尔观测，我们测量了整个云的CO冻结到尘埃上的下限，发现一些区域的CO耗尽了20倍以上。我们构建了第一张跨越巨大分子云范围的耗尽图。使用这些地图，我们确定75耗尽定义的核心，并讨论其物理性质。
2020-10-22 astro-ph.GA
Study of the filamentary infrared dark cloud G192.76+00.10 in the S254-S258 OB complex
我们提出了一个高分辨率的研究结果，在S254-S258 OB复杂的几种分子物种跟踪不同的物理条件下的红外暗云G192.76+00.10。这些包括一氧化碳（CO）、氨（NH $_3$）、一硫化碳（CS）的三种同位素体。这项工作的目的是研究对流云的一般结构和运动学，它的碎裂和物理参数。气体温度由NH $_3 $ $(J,K) = (1,1), (2,2)$和$^{12}$ CO（2--1）线导出，并且$^{13}$ CO（1--0）、$^{13}$ CO（2--1）发射用于研究总体气体分布和运动学。从CS（2--1）数据中识别出几个密集的团块。气体温度的值位于$10-35$ K的范围内，柱密度$N(\mathrm{H}_2)$达到值5.1 × 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。灯丝的宽度为1 pc量级。致密团块的质量范围为$ \sim 30 $ M $_\odot$至$ \sim 160 $ M $_\odot$。它们似乎在引力作用下不稳定。分子发射显示出沿着细丝的气体动力学相干性。速度模式可以指示纵向塌陷。
2018-02-22 astro-ph.GA
A Herschel [C II] Galactic plane survey II: CO-dark H2 in clouds
简要：内容：HI和CO对银河系的大尺度巡天追踪到弥散的原子云和致密的氢分子云屏蔽区。然而，直到最近，我们还没有光谱解决C+调查，以表征光子占主导地位的星际介质，包括，没有C的H2气体，CO暗H2，在一个大样本的云。目的：使用稀疏的银河平面调查的1.9太赫兹[C II]谱线从赫歇尔开放时间的关键计划，银河观测太赫兹C+（GOT C+），以表征的H2气体没有CO在一个统计上显着的云样本。方法：我们通过沿每条视线拟合[CII]和CO同位素谱来识别内星系中的单个云。我们结合这些HI光谱，以及激发模型和云模型的C+，以确定列密度和分数质量的CO-暗H2云。结果：我们确定了1804个不同类别的窄速度[CII]星际云成分。其中约840片为不含CO的弥散分子云，510片为含[CII]和12 CO但不含13 CO的过渡云，其余为含13 CO发射的致密分子云。CO暗H2云集中在银河系半径3.5 ~ 7.5 kpc之间，CO暗H2层的柱密度在不同的云之间有很大的差异，平均为9 × 10 ^（20）cm-2。这些云包含一个显着的分数CO暗H2质量，从约75%的弥漫分子云到约20%的致密分子云。结论：我们发现热分子ISM气体的显著部分在HI和CO中不可见，但在[CII]中检测到。CO-暗H2的分数是最大的弥漫云，并随着总柱密度的增加而减少，是最低的块状云。
2014-01-07 astro-ph.GA
OH 18 cm Transition as a Thermometer for Molecular Clouds
我们用Effelsberg 100 m望远镜观测了Heiles云2以东的半透明云（HCL 2 E）、冷暗云L134 N和$ρ$ -蛇夫座分子云的光解离区的4个18 cm OH超精细成分。我们已经发现在所有三个区域的超精细分量之间的强度异常。特别地，在HCL 2 E和$ρ$ -蛇夫座分子云的两个位置探测到了1612 MHz卫星谱线对宇宙微波背景的吸收特征。在统计平衡计算的基础上，我们发现超精细异常起源于超精细能级的非LTE布居，并可用于确定H $_2$密度（10 $^2$ - 10 $^7$ cm $^{-3}$）范围内气体的动力学温度. HCL 2 E中心附近的气体动力学温度为53 $\pm$ 1 K，向云的外围逐渐升高（$\sim$ 60 K）。根据8个位置的平均光谱，H $_2$的邻-对-比被确定为3.5 $\pm$ 0.9。在L134 N中，也看到朝向外围的类似温度升高。在$ρ$ -蛇夫座分子云中，气体动力学温度随与激发星HD 147889的距离而降低。这些结果表明，OH 18厘米线作为一个良好的温度计的分子云信封的一个新的方面。OH 18 cm线可用于追踪分子云周围的一类新的温暖分子气体，这类气体不能很好地通过CO及其同位素的发射来追踪。
2016-02-17 astro-ph.GA
Synthetic line and continuum observations of simulated turbulent clouds: the apparent widths of filaments
丝状结构在真实分子云的观测中无处不在，在湍流、自引力气体的模拟中也是如此。然而，观测和模拟之间的比较是复杂的估计体积密度观测的困难。在这里，我们有一个湍流等温分子云的后处理流体动力学模拟，使用一个完整的时间依赖的化学网络。然后，我们运行辐射转移模型，以获得合成线和连续强度，可以直接与观察到的。我们发现，长丝有一个特征宽度$\,\sim\!0.1 \, {\rm pc}$，无论是在地图上的真实表面密度，并在地图上的$850 \, {\rm μm}$灰尘连续排放，与以前的工作。在CO同位素谱线发射图上，由于谱线强度与表面密度的相关性很差，灯丝的表观宽度通常要大几倍。在稠密气体示踪剂（如N、$_2$、H、$^+$和HCN）的线发射图上，细丝的视宽度为$\lesssim 0.1 \, {\rm pc}$。因此，目前的分子线发射观测与从${\it Herschel}$观测中推断出的通用$0.1 \, {\rm pc}$灯丝宽度是相容的，只要适当考虑丰度、光学深度和激发因素。我们发现的证据$\sim 0.4 \, {\rm km \, s^{-1}}$径向速度的差异，通过细丝。这些径向速度差异可能是一个有用的指标的机制，通过该机制的细丝已经形成或正在形成，例如湍流云的情况下，这里模拟，而不是其他机制，如云-云碰撞。
2020-10-06 astro-ph.GA
Gas-grain model of carbon fractionation in dense molecular clouds
通过多次观测，冷分子云中的含碳分子显示出不同水平的同位素分馏。为了理解这种效应，我们开发了一个新的气体-颗粒化学模型，更新了13 C分馏反应（还包括15 N，18 O和34 S的相应反应）。对于致密云的典型化学年龄，我们的名义模型导致两个13 C水库：CO和来自CO的物种，主要是S-CO和S-CH 3OH，以及气相中的C3。名义模型导致C3，C-C3 H2和C2 H的强烈富集与观测结果相矛盾。当C3与氧原子反应时，各种观测和模拟之间的全球一致性相当好，显示了每个物种特有的可变13 C分馏水平。或者，氢原子反应导致C2 H、c-C3 H2和C2 S这两种非等效同位素体的显著相对13 C分馏效应。由于存在几种重要的分馏反应，一些含碳物质富集13 C，特别是CO，从而消耗气相中的原子13 C。这导致了在颗粒表面形成的CH 4中的13 C耗尽，这在太阳系中的CH 4中没有观察到，特别是在泰坦上。这似乎表明，在分子云的坍缩（导致原恒星盘的形成）和行星的形成之间存在着物质的转化。或者这意味着附着在颗粒上的原子碳与颗粒上已经存在的物质反应，产生非常少的CH 4。
2020-08-31 astro-ph.GA
3 mm spectral line survey of two lines of sight toward two typical cloud complexes in the Galactic Center
我们提出了两个Mopra 3毫米谱线调查的视线（LOS）对银河系中心（GC）的分子复合物Sgr B2（LOS+0.693）和Sgr A（LOS-0.11）的结果。光谱覆盖~77-93 GHz和~105-113 GHz的频率范围。我们已经检测到38种分子物种和25种同位素。从柱密度比导出的同位素比与规范值一致，表明化学同位素分馏和/或选择性光解离对于GC物理条件可以被认为是可忽略的（<10%）。导出的丰度和旋转温度是非常相似的两个LOS，表明非常相似的化学和激发条件的分子气体在GC。激发条件也非常类似于发现的星爆星系NGC 253的核心。我们报告的HCO和HOC+排放LOS+0.693的检测第一次。我们的CS，HCO，HOC+和HCO+之间的丰度比发现在两个LOS与那些在典型的银河系光解离区（PDR）和星爆星系没有显示任何明确的趋势，以区分紫外线和X射线诱导的化学。我们建议，CS/HOC+的比例可以作为一个示踪剂的PDR组件的分子云在星系核。
2014-10-21 astro-ph.GA
A wide-field, multi-line survey of CO in the Magellanic Clouds at parsec-scale resolution: characterising the molecular gas content with a 50-m single-dish submillimeter telescope
ICE-CSIC/ICREA/IEEC（西班牙高等科学研究理事会/加泰罗尼亚高级研究院/加泰罗尼亚天体物理研究所）；MPIfR（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；CEA/Saclay（法国原子能委员会萨克雷中心）；United Arab Emirates University（阿联酋大学）；U. Chile（智利大学）；Kagawa University（香川大学）
利用50米单盘亚毫米望远镜，对麦哲伦星云进行宽视场CO多线观测，以解析低金属量条件下分子气体分布及星系演化机制。
2025-12-17 astro-ph.GA
Star and Cluster Formation in the Sh2-112 Filamentary Cloud Complex
我们介绍了发射星云Sh 2 -112周围的恒星形成活动。在距离$\sim2.1$ ~kpc处，这个\ion{H}{2}复合体，本身半径为3~pc，被大质量恒星（O 8\，V）BD $+$ 45\，3216照亮。伴随的分子云以$2\fdg0\times0\fdg83$的角尺度沿银河经度延伸，相当于73 pc乘30 pc的线性大小。高分辨率（$30\arcsec$）的消光图显示了一条与类金刚石结构对齐的尘埃团链，平均消光为$A_{V} \sim 2.78$ ~mag，最大消光为$\sim17$ ~ mag。我们的分析导致了对丰富种群的识别（$\sim 500$）的年轻人（$\sim 1$ ~Myr的平均年龄）恒星，加上大量（$\sim 350$）H $α$发射体，在空间上与对流云相关。位于云边缘附近的发光恒星BD $+$ 45\，3216在电离辐射遇到致密气体时产生了弧形图案，形成了水泡状形态。我们发现了三个不同的年轻恒星群，它们都与星云复合体中相对密集的部分重合，这表明恒星正在形成。此外，由CO同位素示踪的云丝（激发温度$\sim$ ~K）几乎延伸到$\sim 80$ ~pc，除了在致密的核心（激发温度$\sim$ 28- 32 ~K），没有电离气体，其中有大量的由OB星（动力学年龄$\sim$ 0.18- 1.0 ~Myr）激发的电离辐射。主暗条的径向速度是动态的（中值$\sim …
2022-09-20 astro-ph.GA
Q/W-band Observations toward Starless Cores in Orion (QWOSCO) I. Overview, Isotopologues, Isomers, and Complex Organics
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
QWOSCO项目利用耶贝斯40米望远镜对Orion云中23个无星核心进行Q/W波段扫描，发现约40种分子并测定其柱密度，揭示了同位素和同分异构体的比例与无星环境的一致性，以及复杂有机物在无星核心中的普遍存在。
2026-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Reference Chemical Composition for TMC-1
最近在暗云中探测到复杂的有机分子，重新点燃了人们对这些环境的天体化学建模的兴趣。由于TMC-1的相对接近性和丰富的分子复杂性，它已被广泛观测，以研究乌云中发生的化学过程。我们使用局部热平衡辐射转移模型，再加上贝叶斯统计方法，考虑到离群值的TMC-1的野边山光谱调查8和50 GHz之间的数据进行分析。我们计算了TMC-1中57个分子相对于分子氢的丰度，包括19个同位素体及其相关的不确定性。新的结果与Ohishi & Kaifu先前的丰度测定以及Agundez & Wakelam在评论中报告的值基本一致。然而，在某些情况下，较大的不透明度和较低的信噪比效应仅允许分别导出上限或下限。
2016-10-03 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: Understanding the influence of molecular outflows on Gould Belt clouds
使用JCMT古尔德带调查数据，从CO J=3-2同位素，我们提出了一个荟萃分析的流出和能量的恒星形成区在几个古尔德带云。大部分区域都受到强烈的引力束缚。有证据表明，分子外流传输大量的动量和能量。在所有研究区域中，外流能量至少占总湍流动能的20%，并且在一半区域中大于湍流能量。然而，我们没有发现任何证据表明，外流增加湍流的水平，并有外流和湍流能量之间没有相关性。尽管某些区域的外流对维持湍流水平抵抗耗散有显著贡献，但这依赖于外流有效地耦合到整体运动。其他机制（例如超新星）必须是大多数（如果不是所有）这些区域中湍流的主要驱动力。
2015-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition I: Mapping Spectral Line Survey toward W51 in the 3 mm Band
我们用22米Mopra望远镜在3毫米波段对银河系巨分子云W 51进行了一次测绘谱线巡天，以研究银河系分子云尺度上气体的平均化学组成。我们观察到$25' \times 30'$的面积，相当于39 pc $\times$ 47 pc。观测的频率范围为85.1 - 101.1 GHz和107.0 - 114.9 GHz。在观测区域的空间平均光谱中，鉴定了12种分子种类和4种另外的同位素体的谱线。空间平均光谱的强度图案被发现是类似的外部星系M51的螺旋臂，这表明这两个源具有相似的化学成分。根据$^{13}$ CO（$J=1-0$）的积分强度（$I_{\rm ^{13}CO}$）将观测区划分为5个亚区，并计算了各亚区11条分子谱线的通量对平均光谱的贡献。对于大多数分子种类，50%或更多的通量来自于$I_{\rm ^{13}CO}$从25 K km s $^{-1}$到100 K km s $^{-1}$的子区，不包括活跃的恒星形成区.因此，在3毫米波段观测到的分子云尺度光谱很难代表恒星形成核心的化学组成，而主要代表了扩展的静止分子气体的化学组成。目前的结果构成了一个健全的基础，解释光谱的分子云尺度（$\sim10$ pc）或更大的分辨率的外部星系。
2017-07-04 astro-ph.GA
The 35Cl/37Cl isotopic ratio in dense molecular clouds: HIFI observations of hydrogen chloride towards W3A
我们报告的检测与HIFI仪器上的赫歇尔卫星的两个氯化氢同位素，H35 Cl和H37 Cl，对大规模的恒星形成区域W3 A。用HIFI仪器的接收器1b在625.9和624.9 GHz处观察到这两个物种的J=1-0线。不同的超精细组分被分辨。观测结果采用非局部、非LTE辐射转移模型进行建模，该模型包括超精细线重叠和尘埃辐射泵浦。这两种效应被发现发挥重要作用，新兴的强度从不同的超精细组件。推断出的H35 Cl柱密度（1 e 14 cm^-2的几倍）和相对于H核的丰度分数（~ 7.5 e ^-10）支持气相氯贫化的上限为~200。我们对H35 Cl/H37 Cl丰度比的最佳拟合模型估计值为~2.1+/-0.5，略低，但仍与太阳同位素丰度比（~3.1）相一致。由于这两种物质是同时观测到的，这是第一次对分子云中[35 Cl]/[37 Cl]同位素比值的准确估计。我们的模型表明，即使是大的线不透明度和可能的超精细强度异常，H35 Cl和H37 Cl J=1-0集成线强度比提供了一个很好的估计35 Cl/37 Cl同位素丰度比。
2010-05-16 astro-ph.GA
Formation of the Musca filament: Evidence for asymmetries in the accretion flow due to a cloud-cloud collision
上下文致密的分子细丝在星际介质中普遍存在，但其内部的物理条件和形成机制仍存在争议。目标。我们研究了Musca丝状体和Chamaeleon-Musca复合体中的运动学和物理条件，以约束丝状体形成的物理条件。方法.我们制作了CO（2-1）同位素图与APEX望远镜，通过Musca细丝切断。我们进一步研究了家蝇云的NANTEN 2 $^{12}$ CO（1-0）图和Chamaeleon-Musca复合体的HI发射。结果苍蝇云包含多个速度分量。辐射传输模型的CO排放表明，苍蝇丝由冷（$\sim$ 10 K），密集（n $_{H_2}\sim$ 10 $^4$ cm $^{-3}$）波峰，这是最好的描述与圆柱形的几何形状。与波峰相连的是一个T $\sim$ 15 K和n $_{H_2}\sim$ 10 $^3$ cm $^{-3}$的单独气体组分，即所谓的股。暗条波峰有一个横向速度梯度，它与附近环境云的运动学有关。研究大尺度运动学，我们发现一致的不对称运动学从50 pc HI云下降到Musca细丝。我们还报告了一个强大的[C $^{18}$ O]/[ $^{13}$ CO]丰度下降了一个数量级，从丝峰到链在距离$<$ 0.2 pc在一个弱的远紫外（FUV）领域。结论.密集的Musca细丝冠是一个长寿的（几次交叉），动态结构，可以在不久的将来形成恒星，因为持续的质量吸积。这种质量吸积似乎是由HI…
2020-10-23 astro-ph.GA
