An uncertainty principle for star formation -- V. The influence of dust extinction on star formation rate tracer lifetimes and the inferred molecular cloud lifecycle
最近的观测研究旨在量化分子云的生命周期，需要使用已知的“参考时间尺度”，把恒星形成过程的不同阶段的相对持续时间转化为绝对的时间尺度。我们以前限制的特征发射时间尺度不同的恒星形成率（SFR）示踪剂，作为SFR表面密度和金属丰度的函数。然而，我们忽略了尘埃消光的影响。在这里，我们扩展了我们的套件的SFR示踪剂排放的时间尺度，占灭绝，使用合成发射地图的高分辨率流体动力学模拟一个孤立的，牛奶路一样的盘星系。模拟中包含的恒星反馈与观测结果相比效率低下，这意味着它代表了一种极限情况，其中嵌入式恒星形成的持续时间（以及相应的灭绝效应）被高估。在我们的实验中，我们发现，消光主要减少SFR示踪剂排放的时间尺度，改变的时间尺度的0.04-1.74的因素，这取决于气柱密度。UV过滤器比H $α$过滤器受到更强烈的影响。我们提供了限制校正因子作为各种SFR示踪剂的气柱密度和通量灵敏度极限的函数。将这些因素应用于分子云生命周期的观测特征，产生的变化大致属于引用的不确定性范围内，除了在高千帕秒级气体表面密度（$Σ_{\rm g}\gtrsim20~{\mathrm{M_{\odot}\,pc^{-2}}}$）。在这些条件下，对灭绝的修正可能会减少测量的分子云寿命和反馈时间尺度，这进一步加强了以前的结论，即分子云存在于一个动态的时间，并被早期的超新星前反馈所分散。
2020-09-07 astro-ph.GA
The correlation between WISE 12 $μ$m emission and molecular gas tracers on sub-kpc scales in nearby star-forming galaxies
我们补充马拉当致密气体样品在附近的星系与档案观测的$^{12}\rm CO$及其同位素，以确定宽视场红外巡天探测器（WISE）12 $μ$ m的排放和分子气体示踪剂在次千秒差距尺度之间的标度关系。我们发现12 $μ$ m光度与$^{12}\rm CO$的相关性比与$^{13}\rm CO$或致密气体示踪剂的相关性更紧密。在$Σ_{\rm mol}$非常低的区域（$\sim 10~{\rm M_{\odot}~pc^{-2}}$），预测和观察到的$^{12}\rm CO$之间的残差仅与分子气体质量表面密度（$Σ_{\rm mol}$）弱相关。在此极限以上，$^{12}\rm CO$残差与分子气体的物理条件没有相关性，而$^{13}\rm CO$残差取决于气体的光学深度和温度。通过分析星系与星系之间的差异，我们证实了$^{12}\rm CO$-12 $μ$ m关系是强有力的和统计上的强大的恒星形成星系和活动星系核主机。这些结果表明，WISE 12 $μ$ m排放可用于追踪总分子气体而不是致密分子气体，这可能是因为多环芳烃（PAH，WISE 12 $μ$ m排放的主要贡献者）可与$^{12}\rm CO$追踪的气体充分混合。我们建议WISE 12 $μ$ m光度可以用来估计分子气体的表面密度，用于星系恒星形成过程的统计分析。
2022-10-05 astro-ph.GA
Understanding biases in measurements of molecular cloud kinematics using line emission
利用多种示踪剂进行分子谱线观测，常被用来研究分子云的运动学结构。然而，即使在同一地区，用不同的谱线测量云的速度频散，也往往产生不一致的结果。这种分歧的原因并不完全清楚，因为分子线观测受到许多偏见的影响。在本文中，我们解开和调查的各种因素，驱动线宽测量偏差，通过构建合成的位置，位置，速度立方体的各种示踪剂从一套自引力磁流体动力学模拟的分子云。我们比较线宽来自这些数据立方体的合成观测的真实值的模拟。我们发现，由不同的示踪剂测量的线宽的差异是由密度相关的激发，从而示踪剂，是敏感的密度较高的样品较小的区域具有较小的速度色散，不透明度扩大，特别是对于高度光学厚示踪剂，如CO，有限的分辨率和灵敏度，抑制发射线的翅膀的组合驱动。我们发现，在固定的信噪比下，三种常用的示踪剂，CO的J=4->3线，C^{18}O的J=1->0线和NH_3的（1，1）反转跃迁，通常提供了这些竞争偏置之间的最佳折衷，并产生速度色散的估计，以反映分子云的真实运动学，精度约为10%。而不管云磁场强度、演化状态或视线相对于磁场的取向。
2020-07-27 astro-ph.GA
Lighting the dark molecular gas: H$_{2}$ as a direct tracer
分子气体质量的可靠知识对于理解星系中恒星的形成至关重要。H $_{2}$分子在寒冷的星际介质中不能有效地发射，因此星系的分子气体含量通常使用间接示踪剂来推断。在低金属丰度和其他极端环境中，这些示踪剂可能会受到很大的偏差。本文提出了一种直接从纯中红外转动H $_{2}$辐射估算星系中分子气体总质量的新方法。通过假设H $_{2}$旋转温度的幂律分布，我们可以精确地模拟H $_{2}$激发，并通过仅改变幂律的斜率可靠地获得温暖的（$T\!\gtrsim\!100$ K）H $_{2}$气体质量。与斯皮策/IRS的典型灵敏度，我们能够直接探测的H $_{2}$内容通过旋转发射低至~80 K，占~15%的总分子气体质量的星系。通过外推拟合的幂律温度分布的校准的\emph{single}较低的截止温度，该模型还恢复了总的分子含量的一个因素内的~2.2在不同的星系样本，和一个子集的破幂律模型同样表现良好。在ULIRGs中，温暖的H $_{2}$气体的比例随着尘埃温度的升高而升高，并对$α_\mathrm{CO}$有一定的依赖性。在5个低金属量星系的样本中，范围低至12 + log [O/H]= 7.8，该模型产生的分子质量比CO所暗示的大约100倍，与其他基于尘埃质量和恒星形成耗尽时标的方法一致。这项技术为评估早期宇宙中的分子含量提供了真正的希望，而早期宇宙中的CO和尘埃方法可能会失败。
2016-07-27 astro-ph.GA
Broad [CII] line wings as tracer of molecular and multi-phase outflows in infrared bright galaxies
我们报告了一个22个本地和明亮的超亮红外星系（ULIRGs）的样本中来自$119\,μ\text{m}$ OH吸收和$158\,μ\text{m}$ [CII]发射的流出特性之间的初步相关性。对于这个样本，我们调查是否[CII]宽的翅膀是一个很好的示踪剂的分子外流，以及如何连接的两个示踪剂。在我们的样本中，有14个物体有一个宽的机翼组件，由[CII]跟踪，所有这些也显示出OH 119吸收指示流出（在1例流入）。其他8例没有发现宽[CII]成分，主要是没有OH流出或低速（$\leq 100\,\text{km s}^{-1}$）OH流出的物体。宽[CII]分量的半峰全宽（FWHM）显示出与OH 119蓝移速度的趋势，尽管具有显著的分散性。此外，尽管有很大的不确定性，流出质量来自OH和广泛的[CII]显示1：1的关系。因此，主要结论是，宽[CII]翼可以用来跟踪分子流出。这可能在高红移时特别相关，在高红移时，分子气体的通常示踪物（如低J CO线）变得难以观察。此外，蓝移Na I D $λλ5890,5896$吸收的观测可用于我们的10个源。Na I D的流出速度与OH速度和宽的[CII] FWHM有一定的关系。这些观察结果表明，流出的原子和分子气相是相连的。
2016-04-01 astro-ph.GA
Molecular Tracers of Turbulent Shocks in Giant Molecular Clouds
巨大的分子云包含超音速湍流和磁流体动力学湍流的模拟表明，这些超音速运动衰减在大致的交叉时间，这是小于分子云的估计寿命。这种情况需要大量的能量释放。我们运行了C型激波以几km / s的速度传播到密度约为10^3 cm^（-3）的气体中的模型，该模型适合于分子云内部的环境条件，以确定哪些种类和跃迁主导了与湍流分子云的激波冷却相关的冷却和辐射能量释放。我们发现，这些冲击耗散其能量主要是通过CO旋转过渡和压缩预先存在的磁场。我们提出了这些激波的模型谱，并将这些模型与湍流能量耗散率的估计相结合，我们表明，对于CO的中高旋转跃迁（J >5），激波辐射应占主导地位。我们还发现，湍流能量耗散率大致相当于宇宙线加热率，双极扩散加热率可能是显着的。特别是在冲击气体中。
2012-01-25 astro-ph.GA
Different molecular filament widths as tracers of accretion onto filaments
我们探讨如何密集的灯丝宽度，当使用不同的分子种类测量，可能会改变作为一个结果的气体吸积向灯丝。当一个气体团落入暗条时，它将经历不同的密度、温度和消光值。这种环境变化的速率会对不同分子的丰度产生不同的影响。因此，快速形成的分子将比缓慢形成的分子更好地反映气体包裹所经历的局部物理条件。由于这些差异取决于各自的时间尺度如何比较，不同的分子分布应该反映环境变化的速度，即，朝着细丝的增长率。我们发现，从C2 H，CO，CN，CS和C3 H2的随时间变化的丰度测量的细丝宽度，是最敏感的这种效果，是那些分子也呈现较宽的细丝宽度。相反，N_2H ~+、NH_3、H_2CO、HNC和CH_3OH等分子对吸积不太敏感，呈现最窄的丝条宽度。我们建议，不同示踪剂的细丝宽度的比率可能是一个有用的工具来估计到细丝上的吸积率。
2022-03-30 astro-ph.GA
Spatially resolved physical conditions of molecular gas and potential star formation tracers in M83, revealed by the Herschel SPIRE FTS
自从Herschel空间天文台发射以来，我们对光解区（PDR）的认识又向前迈进了一步。在Herschel星载光谱与光度成像接收器（SPIRE）的傅里叶变换光谱仪（FTS）的带宽内，共观测到10条CO转动跃迁（J=4-3 ~ J=13-12）和3条精细结构谱线（[CI] 609、[CI] 370和[NII] 250 μ m）。在本文中，我们提出了我们的发现，从FTS观测在M83的核区域，基于空间分辨的物理参数来自CO谱线能量分布（SLED）的地图和比较的尘埃性质和恒星形成的示踪剂。讨论了（1）用[NII] 250和[CI] 370 μ m作为恒星形成示踪剂的可能性;（2）用CO示踪分子气体的可靠性;（3）温暖CO的激发机制;（4）通过示踪M83核区分子气体的热压力来研究恒星反馈的可能性。
2014-12-08 astro-ph.GA
MXDFz4.4: A LyC emitter 250Myr after the epoch of reionization and a first test of Ly-alpha morphology as a tracer of LyC escape at high redshift
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；Aix Marseille Université, CNRS, CNES, LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille)（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、马赛天体物理实验室）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学霍默·L·道奇物理与天文学系）；Minnesota Institute for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Minnesota（明尼苏达大学物理与天文学院天体物理研究所）；IPAC, Mail Code 314-6, California Institute of Technology（加州理工学院IPAC（314-6邮编））
通过MUSE极深场中z=4.442的LyC辐射体MXDFz4.4，测量其LyC逃逸分数为50-100%，并首次在高红移测试Lyα形态（如晕分数）作为LyC逃逸示踪剂，发现近期星暴强烈影响LyC产生与逃逸，支持早期宇宙随机恒星形成对再电离的重要贡献。
2026-06-02 astro-ph.GA
[OIII] emission line as a tracer of star-forming galaxies at high redshifts: Comparison between H$α$ and [OIII] emitters at $z$=2.23 in HiZELS
我们使用从高$z$发射谱线调查（HiZELS：Sobral et al. 2013）获得的窄带选择样品研究了$z$ =2.23 H $α$和[OIII] $λ$ 5007发射体的性质。我们构建了两个样品的H $α$和[OIII]发射体，并比较它们的综合物理性能。我们发现，恒星质量的分布，尘埃消光，恒星形成率（SFR），和特定的SFR，是没有统计学差异的两个样本之间。当我们根据H $α$和/或[OIII]发射线的探测结果将整个星系样本分成三个子样本时，大多数同时探测到H $α$和[OIII]的源显示${\rm log(sSFR_{UV})}$ $\gtrsim$-9.5。三个子样本的比较表明，具有强[OIII]线发射的源往往具有我们研究的所有星系中最高的恒星形成活动。我们认为，[OIII]发射线可以作为一个示踪剂的恒星形成的星系在高红移，它是特别有用的，以调查恒星形成的星系在$z$ $>$ 3，其中H $α$发射不再是从地面观测。
2016-07-07 astro-ph.GA
Multi-tracer exploration of molecular gas in main sequence galaxies at z~4.5
Université de Genève（日内瓦大学）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所，空间天体物理学与天体物理观测站）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Bologna, Department of Physics and Astronomy “Augusto Righi”（博洛尼亚大学，奥古斯托·里吉物理与天文学系）；Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF -– Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Chiba University（千叶大学）
该研究通过ALPINE巡天的3个z~4.5处高[CII]星系，多示踪剂探测分子气体，检验[CII]作为示踪剂的可靠性，发现近太阳金属丰度主序星系的CO相关参数适用，并合星系存在[CII]过量。
2026-09-04 astro-ph.GA
Is atomic carbon a good tracer of molecular gas in metal-poor galaxies?
一氧化碳（CO）被广泛用作富金属星系中氢分子（H2）的示踪剂，但已知在低金属量矮星系中变得无效。原子碳被认为是这些贫金属系统中H2的优良示踪剂，但其适用性尚未得到证实。为了帮助我们评估如何以及原子碳痕迹H2在低金属丰度，我们已经进行了一系列的湍流分子云，涵盖了广泛的不同金属丰度的数值模拟。我们的模拟表明，在恒星形成云，[CI]发射和H2质量之间的转换因子，$X_{\rm CI}$，规模约为$X_{\rm CI} \propto Z^{-1}$。我们恢复一个类似的缩放CO到H2的转换因子，$X_{\rm CO}$，但发现在这一点上的云的演变，$X_{\rm CO}$始终小于$X_{\rm CI}$，由几个或更多的因素。我们还研究了$X_{\rm CI}$和$X_{\rm CO}$如何随时间演变。我们发现，$X_{\rm CI}$不随时间变化强烈，表明原子碳仍然是一个很好的示踪剂的氢在金属贫乏的系统，即使在时间显着开始之前的恒星形成。另一方面，$X_{\rm CO}$在贫金属云中随时间变化非常强烈，表明CO在低金属丰度的无星云中不能很好地跟踪H2。
2015-12-04 astro-ph.GA
Collapsing Molecular Clouds with Tracer Particles: Part I, What Collapses?
要了解恒星从分子气体云中形成，基本上需要知道两件事：什么气体坍缩，以及坍缩需要多长时间。我们通过在三个自引力湍流模拟中嵌入伪拉格朗日示踪粒子来解决这些问题。我们确定星前核心的崩溃结束时，并使用示踪粒子倒带的模拟，以确定每个核心在每个模拟开始时的原像气体。这是一系列论文中的第一篇，我们提出了这项技术，并研究了第一个问题：什么气体塌缩？对于在t=0的原像气体，我们研究了一些数量;概率分布函数（PDF）的几个数量，速度的结构函数，几个长度尺度，体积填充分数，不同的原像之间的重叠，和分形维数的原像气体。解析描述被发现的密度和速度的原像气体的PDF。我们发现，一个核心的原像是大而稀疏的，我们表明，一个核心的气体来自许多湍流密度波动和一些速度波动。我们发现，二进制系统的原像重叠的分形方式。最后，我们使用的密度分布，以获得一个新的恒星形成率的预测。
2022-09-27 astro-ph.GA
OH as an Alternate Tracer for Molecular Gas: Quantity and Structure of Molecular Gas in W5
我们报告列密度的分子气体在W5恒星形成区域跟踪OH 18厘米发射在网格调查使用绿岸望远镜。OH出现跟踪一个更大的柱密度比CO在8个15例含有OH发射检测;这两个分子跟踪相同的柱密度为其他7例。OH和CO的痕迹类似的分子气体的形态与几乎一一对应。在含有OH排放的勘测部分中，由OH追踪的分子气体质量为$1.7$（+ 0.6或-0.2）$\times 10^4 M_{\odot}$，而相应的CO检测迹线为$9.9 \times 10^3 M_{\odot} (\pm 0.7) \times 10^3$。我们发现，对于吸收中观察到的线，假设均匀气体和连续分布的计算低估了1至2个数量级的列密度值，使它们不可靠，为我们的目的。在小于望远镜分辨率的尺度上，根据OH云结构对这种行为进行建模，使我们估计OH气体的填充因子为百分之几到百分之十。考虑填充因子的影响，也导致在一种方法，约束的激发温度值。W5的总分子气体含量可能是我们直接测量报告的大约两到三倍，因为我们从质量估计中排除了吸收线检测。
2019-01-08 astro-ph.GA
Relative Alignment Between the Magnetic Field and Molecular Gas Structure in the Vela C Giant Molecular Cloud using Low and High Density Tracers
我们比较磁场方向的年轻的巨大分子云船帆座C推断500- $μ$米的偏振图与BLASTPol球载偏振仪的方向的结构在综合线发射图从Mopra观测。对整个云进行平均，我们发现，对于低密度示踪剂，如$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J$ $\rightarrow$ 1 - 0，积分线强度或零矩图中的细长结构在统计上更可能平行于磁场排列，而中等或高密度示踪剂显示（平均）垂直于磁场排列的趋势。这一观察结果与以前关于船帆座C中相对取向随柱密度变化的研究一致，并支持一种模型，即磁场足够强，可以影响船帆座C中致密气体结构的形成。从平行到无优先/垂直取向的转变似乎发生在由$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J$ $\rightarrow$ 1 - 0追踪的密度之间。使用RADEX辐射转移模型来估计由每个分子线跟踪的特征数密度，我们发现，过渡发生在大约$10^3$ cm $^{-3}$的分子氢数密度。我们还看到，中央脊（船帆座C内最高的柱密度和最活跃的恒星形成区域）似乎在较低的数密度下发生了转变，这表明这可能取决于云的演化状态。
2019-04-02 astro-ph.GA
The ALMOND Survey: Molecular cloud properties and gas density tracers across 25 nearby spiral galaxies with ALMA
我们使用ALMOND（ACA稠密气体中邻近星系的大样本映射）调查的新HCN（1-0）数据来追踪kpc尺度的分子气体密度结构，并使用PHANGS-ALMA的CO（2-1）数据来追踪25个邻近恒星形成星系的大分子气体。在2.1kpc尺度下，我们测量了密度敏感的HCN/CO线比和SFR/HCN比，以跟踪更致密的分子介质中的恒星形成效率。在150 pc尺度下，我们通过CO（2-1）线发射测量分子气体的结构和动力学性质，这与使用强度加权平均法的低分辨率数据相关联。我们发现HCN/CO（SFR/HCN）与分子气体的表面密度、速度色散和内部湍流压力呈正（负）相关。这些观测到的相关性与恒星形成湍流模型的预期趋势一致，该模型考虑了单个自由落体时间的引力坍缩。我们的结果表明，kpc尺度的HCN/CO线比是一个强有力的工具，跟踪150 pc尺度的分子云的平均密度分布。最后，我们发现系统的变化的SFR/HCN的比率与云尺度的分子气体的性质，这是不兼容的一个普遍的恒星形成效率。总的来说，这些发现表明，平均分子气体密度，分子云特性和恒星形成以连贯的方式密切相关，对密度敏感的分子气体示踪剂的观测是分析这些变化的有用工具，将分子气体物理学与星系盘上的恒星输出联系起来。
2023-02-06 astro-ph.GA
Dense Molecular Gas Tracers in the Outflow of the Starburst Galaxy NGC 253
我们提出了一个详细的研究分子外流功能在附近的星暴星系NGC 253使用ALMA。我们发现，这一特征与NGC 253显著的电离外流边缘明显相关，其投影长度约为300 pc，宽度约为50 pc，速度色散约为40 km/s^-1，这与大约100万年前的盘体喷射相一致。分子气体在这一特征中的运动学可以解释为（尽管不是唯一的）以1 km s^-1 pc^-1的速率加速。在这种情况下，气体在最后一个测量点接近逃逸速度。引人注目的是，在分子外流中也检测到致密分子气体（HCN，CN，HCO+，CS）的明亮示踪物：我们在外流中测量到HCN（1-0）/CO（1-0）的线比约为1/10，类似于NGC 253和其他星暴星系的中心星暴区。相比之下，NGC 253盘中的HCN/CO线比明显较低（~1/30），与其他附近的星系盘相似。这强烈地表明，流光气体起源于星爆，并且在其夹带在流出物中的过程中，其物理状态在~ 100万年的时间尺度上不会发生显着变化。简单的计算表明，辐射压力不是驱动外流的主要机制。分子外流中这种致密物质的存在需要在银河系外流的模拟中加以考虑。
2017-01-18 astro-ph.GA
Atomic and Molecular Carbon as a Tracer of Translucent Clouds
利用34颗银河系O星和B星的高分辨率远紫外HST/STIS光谱，我们测量了CI柱密度，并将它们与CO和H_2文献中的测量结果进行了比较，以了解视线方向上半透明云的存在。发现CO/H_2和CO/Cl比值对半透明物质的存在提供了很好的鉴别，并且都随分子分数的增加而增加，f = 2N（H_2）/N（H）。我们认为，在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以下的视线范围内，大多数是弥漫分子云，而在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以上的视线范围内，大多数是弥漫分子云。这些区别值也与柱密度附近CO与H_2相关性的斜率变化一致，在该柱密度下CO屏蔽变得重要，如Sheffer等人（2008）研究的光化学状态变化所证明的。由于半透明物质的存在与传统的消光测量缺乏相关性，我们建议根据分子含量而不是视线消光特性来定义“半透明云”。
2009-11-11 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- II. The formation and destruction of molecular clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度代表了我们对星系演化以及恒星和行星形成的理解中的主要未知数。这是第二个系列文件，旨在建立一个多示踪剂的时间线的恒星形成的大麦云（LMC），重点是生命周期的分子云。我们使用统计方法来确定$t_{\text{CO}}=11.8^{+2.7}_{-2.2}$ Myr的LMC中的分子云寿命。这个短的时间尺度类似于云的动力学时间，并表明大麦哲伦星云中的分子云在很大程度上与星系动力学的影响脱钩，并具有由内部过程设定的寿命。这与大麦哲伦星系中的原子云形成了鲜明的对比，后者的寿命与星系动力学时间尺度相关。我们还推导出分子云和HII区域共存的时间尺度为$t_{\text{fb}}=1.2^{+0.3}_{-0.2}$ MYR，这意味着平均反馈前膨胀速度为12公里秒$^{-1}$，与直接使用光学光谱观察到的LMC中的HII区域的膨胀速度一致。这些结果表明，大麦哲伦星云中分子云的生命周期是快速的，并受到内部动力学和恒星反馈的调节。最后，我们讨论了我们的测量在文献中，其中报告了相当长的寿命的分子云在LMC的背景下，并发现这些以前的研究结果导致主观选择时间轴校准，避免了我们的统计方法。
2022-09-12 astro-ph.GA
Molecular Line Emission as a Tool for Galaxy Observations (LEGO). I. HCN as a tracer of moderate gas densities in molecular clouds and galaxies
在星系中观察到的趋势，如高所罗门关系，表明恒星形成速率和可用于恒星形成的致密气体质量之间存在线性关系。验证这种关系需要建立可靠的方法来追踪星系中的致密气体。一个常见的假设是HCN（$J=1$ -0）跃迁与$\rm{}H_2$密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体明确相关。如果是这样的话，密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体的质量就可以从这条发射线$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$的光度中推断出来。在这里，我们使用的猎户座~A分子云的观测表明，HCN（$J=1$ --0）线跟踪低得多的密度$\sim{}10^3~\rm{}cm^{-3}$在这个分子云的冷部分，对应于视觉反射$A_V\approx{}6~\rm{}mag$。我们还发现，像猎户座这样的云中的冷而致密的气体产生的HCN排放太少，无法解释恒星形成星系中的$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$，这表明星系可能包含迄今未知的HCN排放源。在我们在100 GHz附近频率观察到的分子样本中（也包括$\rm{}^{12}CO$、$\rm{}^{13}CO$、$\rm{}C^{18}O$、CN和CCH），$\rm{}N_2H^+$是唯一与相当致密的气体明显相关的物种。
2017-07-17 astro-ph.GA
Chemical variations across the TMC-1 boundary: molecular tracers from translucent phase to dense phase
研究了Taurus分子云1（TMC-1）从半透明相到致密相的气相和颗粒表面物种的化学演化。通过比较观察结果与最新的化学网络的建模结果，我们研究了碳，氧，氮和硫的物种的转换过程，即从它们的初始原子形式到它们的主要分子储库形式都在气相和颗粒表面上。发现转化过程取决于物种和A $_V$。探索了通过改变O对化学的初始碳与氧元素丰度比（C/O）的影响，并且初始碳元素丰度为2.5 $\times$ 10 $^{-4}$和C/O比为0.5可以最好地再现TMC-1 CP处观察到的大多数分子的丰度，其中已经鉴定了90多个分子。在TMC-1条件下，我们预测了分子云演变过程中颗粒冰成分的变化，在A $_V$ $>$ 4等时，H $_2$ O冰为主要冰成分，A $_V$ $<$ 4等时，CO $_2$冰为主要冰成分，而在A $_V$ 4- 5等时，CO冰严重减少。
2022-03-01 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of massive Star-forming regions -XX. Probability distribution function of integrated intensity for dense molecular gas tracers
本研究基于ATOMS巡天观测135个大质量恒星形成团块，建立了致密气体示踪物积分强度的对数正态分布与幂律尾组合模型，发现H13CN和HC3N能有效示踪受引力束缚的致密气体，且恒星形成效率与I-PDF幂律指数及密度分布指数U呈弱负相关。
2025-01-28 astro-ph.GA
An Alternative Accurate Tracer of Molecular Clouds: The "$X_{\rm CI}$-Factor"
我们探讨CI作为一种替代高保真气体质量示踪剂的银河系分子云的效用。我们评估了609 $μ$ m碳线的X $_{\rm CI}$ -因子，CO X-因子的类似物，其是H $_2$柱密度与积分$^{12}$ CO（1-0）线强度的比率。我们使用3D-PDR后处理湍流，恒星形成云的流体动力学模拟。我们比较了1和10倍的平均背景辐射的模型云的CI和CO的排放，并证明CI是一个相当或优越的示踪剂的分子气体分布的柱密度高达$6 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$。我们的结果保持减少和完整的化学网络。对于我们的基准银河系云，我们得出平均$X_{\rm CO}$为$3.0\times 10^{20}$ cm PDMATHAMR K PDMATHAMU km PDMATHAMU s，$X_{\rm CI}$为$1.1\times 10^{21}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
Hydroxyl as a Tracer of H2 in the Envelope of MBM40
我们观察到51个位置的OH 1667 MHz主线过渡的半透明，高纬度云MBM 40。我们在云的分子核心的8个位置中的8个位置和周围的43个位置中的24个位置中检测到OH发射，较低的消光包络和云的外围。利用积分OH线强度和E（B-V）之间的线性关系，我们估计云的核心、包层和外围的质量分别为4、8和5个太阳质量。多达三分之一的总云量可以在外围发现（E（B-V）$<$ 0.12等），大约一半在包层中（0.12 $\le$ E（B-V）$\le$ 0.17等）。如果这些结果适用于其他半透明的云的OH 1667 MHz线是一个很好的气体示踪剂在非常低的消光区和高灵敏度映射的信封的分子云可能会揭示存在的大量的分子质量。
2012-09-25 astro-ph.GA
Ubiquitous argonium (ArH$^+$) in the diffuse interstellar medium -- a molecular tracer of almost purely atomic gas
我们描述了一个以前未识别的星际吸收线ArH $^+$的分配，并讨论其相关性的背景下，氢化物吸收扩散气体中具有低H $_2$分数。在化学模型的框架下，确定并讨论了沿几条视线的柱密度。ArH $^+$的柱密度进行比较，与其他物种，跟踪星际介质（ISM）组件与不同的H $^+$丰度。考虑到紫外辐射和宇宙射线电离，建立了化学模型。由于检测到两种同位素体，$^{36}$ ArH $^+$和$^{38}$ ArH $^+$，我们对ArH $^+$的载体分配有信心。未检出NeH $^+$，限度为[NeH $^+$ ]/[ArH $^+$ ] $\le$ 0.1。导出的柱密度与化学模型的预测吻合得很好。ArH $^+$是一种独特的气体示踪剂，其HPDMATHABMN丰度分数为$10^{-4}- 10^{-3}$，与HPDMATHABMN O $^+$几乎没有相关性，后者示踪HPDMATHABMN丰度分数为$\approx $ 0.1的气体。仔细分析的ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和HF柱密度的变化有望成为一个忠实的示踪剂的H $_2$分数丰度的分布，提供了独特的信息，在星际物质的周期中，其过渡从原子扩散气体到致密的分子气体跟踪CO排放。这些物种的丰度对星际介质的磁流体动力学（MHD）模拟提出了强有力的观测约束，并可能演变成一种工具来表征ISM。有利的是，ArH $^+…
2014-04-14 astro-ph.GA
ALMA Multiple-Transition Observations of High Density Molecular Tracers in Ultraluminous Infrared Galaxies
本文给出了我们对11个（超）亮红外星系（（U）LIRGs）在HCN、HCO+、HNC的J=4-3和HNC的J=3-2的ALMA观测结果。这是我们以前发表的HCN和HCO+ J=3-2观测的扩展，以多个分子的多个旋转J-跃迁，研究分子发射线通量比如何在不同的J-跃迁变化。我们确认，ULIRGs包含或可能包含发光遮蔽AGN往往表现出更高的HCN-HCO+流量比星暴星系，无论是在J=4-3和J=3-2。对于选定的HCN通量增强的活动星系核重要的ULIRGs，我们的同位素H13 CN，H13 CO+，和HN 13 C J=3-2线的观测表明，更高的丰度HCN比HCO+和HNC，这被解释为主要负责活动星系核重要的星系中的HCN通量升高。对于这样的源，线不透明度校正后的HCN-HCO+流量比将高于观测值，使得活动星系核和星爆之间的分离更大。振动激发（v2=1f）HCN J=4-3发射线的特征可见于一个ULIRG，IRAS 12112-0305 NE。在朝向IRAS 15250+3609的HCO+ J=4-3和J=3-2谱线中检测到天鹅座P分布，估计分子流出速率约为250-750 Mo/年。SiO J=6-5线在IRAS 12112+0305 NE也显示出天鹅座P型轮廓，表明存在激波流出活动。在许多源中检测到电击示踪物，表明附近的ULIRG人群中普遍存在电击活动。
2018-03-06 astro-ph.GA
Molecular tracers of radiative feedback in Orion (OMC-1). Widespread CH+ (J=1-0), CO (10-9), HCN (6-5), and HCO+ (6-5) emission
年轻的大质量恒星控制着它们的物理条件、电离和它们诞生的分子云的命运。重要的是要找到示踪剂，帮助量化发生在不同尺度的恒星反馈过程。我们提供了几条亚毫米分子谱线的~85弧分^[2]速度分辨图，这些谱线指向最近的大质量恒星形成区OMC-1。观测到的旋转谱线包括很难从地面望远镜探测到的温暖和稠密的分子气体：CH+（1-0），CO（1 - 0 -9），HCO+（6-5）和HCN（6-5）。这些谱线描绘了一个延伸的但很薄的分子气体层，在高温压力下，P_th ~ 1 e7 - 1 e9 K/cm ~ 3，与OMC-1的FUV辐照表面有关。强烈的FUV场，从四边形星团的大质量恒星中出现，加热，压缩和光蒸发云的边缘。它还引发反应性分子如CH+的形成。CH+（1-0）发射与撞击云的FUV光子通量在空间上相关：G_0从1 e3到1 e5。在参数空间P_th/G_0 ~ [5e 3 - 8 e4] K/cm ~ 3中的等压PDR模型支持了这一关联。CH+（1-0）发射与振动激发的H2的扩展发射相关，与[CII] 158 μ m和CO 1 - 0 -9的扩展发射相关。这些相关性将CH+的存在与C+离子和FUV泵浦的H2（v>0）分子的可用性联系起来。秒差距尺度的CH+和窄线（dv ~ 3 km/s）的中JCO辐射来自扩展的PDR，而不是来自快震。PDR线示踪剂是来自年轻大质量恒星的恒星反馈的确凿证据。OMC…
2018-12-03 astro-ph.GA
Stellar and Black Hole Mass Densities as Empirical Tracers of Co-evolution Show Lock-step Growth since $z{\sim}3$
在超过$z{\sim}1$的红移测量黑洞星系的关系被证明是一项艰巨的任务。活动星系核发出的明亮光线使黑洞和星系性质的解卷积变得清晰。另一方面，关于这些关系的高红移数据对于理解星系和黑洞以何种方式共同进化以及以何种方式不共同进化至关重要。在这项工作中，我们使用黑洞（BHMD）和恒星质量密度（SMD）来限制自$z{\sim}5$以来黑洞与其宿主星系可能的共同演化。BHMD计算类星体光度函数（QLF）使用Soltan参数，而我们使用积分恒星质量函数（SMF）或恒星形成率密度，以获得恒星质量密度的值。我们发现，这两个数量增长的锁定步骤以下的红移$z{\sim}3$与非发展的BHMD SMD的比例。假设BHMD和SMD之间的幂律关系，对数据的拟合产生单位指数（$1.0{-}1.5$）。直到$z{\sim}5$，由于高红移数据集的完整性存在较大的不确定性，BHMD与SMD的比率没有显示出强烈的演化。我们的结果，总是应用相同的分析技术，似乎是一致的所有采用的数据集。
2016-04-18 astro-ph.GA
Shock Structure and Shock Heating in the Galactic Central Molecular Zone
我们提出了大量的密集分子气体示踪剂在我们的银河系的中央分子区的地图。这些数据是用CSIRO/CASS大型项目中的Mopra望远镜在1.3厘米，7毫米和3毫米波长范围内拍摄的。在这里，我们专注于亮度的冲击示踪剂SiO和HNCO，分子从尘埃颗粒下释放强（SiO）和弱（HNCO）冲击。当气体进入棒区时可能发生了冲击，冲击的差异可能是由于移动的云块的差异。基于电离光子的示踪剂，形态差异不太可能是由于分子的选择性光解离。我们还观察到直接加热的分子气体在强烈的冲击区，具有高SiO/HNCO的比率，其中的温度是由氨的过渡。除了中央超大质量黑洞Sgr A* 发射的高能辐射和极端恒星形成区Sgr B2内的过程外，强激波似乎是分子气体最有效的热源。
2014-02-20 astro-ph.GA
Dense gas tracers in and between spiral arms: from Giant Molecular Filaments to star-forming clumps
本文测绘两条旋臂与旋臂间巨分子丝的多种致密分子线，发现N₂H⁺最能示踪真正致密气体，而环境差异主要来自中等密度示踪剂及分辨率与度量选择。
2025-06-11 astro-ph.GA
Cloud Collision Signatures in the Central Molecular Zone
本文通过流体动力学、化学和辐射转移联合模拟，对比盘面与中心分子区条件下的云碰撞，发现CO在CMZ中桥接特征变模糊，而CS、HCO$^+$、N$_2$H$^+$等示踪物仍能清晰呈现桥接特征，验证了其在CMZ云碰撞研究中的有效性。
2024-10-20 astro-ph.GA
Ultraviolet Compactness of High-Redshift Galaxies as a Tracer of Early-Stage Gas Infall, Bursty Star Formation, and Offset from the Fundamental Metallicity Relation
本文利用JWST数据研究3<z<10星系的紫外致密性，发现其与金属缺乏相关，并将偏离基本金属丰度关系归因于气体流入触发的爆发性恒星形成导致的化学非平衡状态。
2025-04-12 astro-ph.GA
ISM chemistry in metal rich environments: molecular tracers of metallicity
在本文中，我们使用的金属丰富和α增强星系的分子示踪剂的观测研究的丰度变化对分子化学的影响。我们从文献中选取了一个富含金属的螺旋星系和恒星爆发星系的样本，并在这里给出了一个早期星系样本的新数据。我们进行了第一次调查的CS和甲醇排放的ETG，检测到7个目标的CS，和5个甲醇排放。我们发现的证据支持的假设，CS是一个更好的示踪剂致密恒星形成气体比HCN。我们认为，在这些来源的甲醇排放驱动的尘埃地幔破坏由于电离从高质量的恒星形成，但不能排除在某些来源的冲击占主导地位。导出的源平均CS/甲醇柱密度和旋转温度与正常螺旋星系和星暴星系中发现的相似，这表明星系类型之间的差异对致密云的影响很小。最后，我们使用我们星系样本的总柱密度比，首次表明一些分子示踪剂似乎确实显示出与金属丰度相关的系统变化，并且这些变化大致符合化学模型的预测。利用这一事实，Bayet等人（2012 b）的化学模型和关于光学深度的假设，我们能够粗略预测螺旋和ETG样品的金属丰度，散射约为0.3 dex。我们提供的社区与线性近似的HCN和CS柱密度比和金属丰度之间的关系。很明显，需要进一步的研究来确定这种或任何一种分子示踪剂是否可以用来可靠地确定气相金属，但这种关系的存在表明，在未来，有可能校准分子星际介质的金属丰度指标。
2013-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of hydrogen fluoride absorption in diffuse molecular clouds with Herschel/HIFI: a ubiquitous tracer of molecular gas
本文讨论了沿亚毫米波连续辐射源W 49 N和W51视线方向星际氟化氢吸收的探测问题。我们用Herschel的HIFI仪器在双波束开关模式下观测了5a波段接收机上边带1232.4762GHz J = 1 - 0的HF跃迁。我们检测到前景吸收HF对这两个来源在很宽的速度范围。光学薄的吸收组件上检测到的视线，使我们能够测量-而不是获得一个下限-的柱密度的HF的第一次。正如先前对HF朝向源G10.6-0.4的观测一样，即使氧的元素丰度比氟的元素丰度大四个数量级，推导出的HF柱密度通常与水蒸气的密度相当。我们使用了相当不确定的N（CH）-N（H2）的关系，推导出以前对扩散分子云，推断分子氢柱密度的云表现出HF吸收。在不确定性，我们发现，丰富的HF相对于H2是一致的理论预测，HF是这些云的气相氟的主要储层。因此，氟化氢有可能成为分子氢的优良示踪剂，并提供了小H2柱密度云的灵敏探针。事实上，这里报告的氟化氢观测揭示了沿着W51视线存在低柱密度扩散分子云，LSR速度约为24 kms-1，在赫歇尔发射之前的分子吸收线研究中没有发现。
2010-07-13 astro-ph.GA
Modeling the Marked Spectrum of Matter and Biased Tracers in Real- and Redshift-Space
本文提出了实空间和红移空间中物质和有偏示踪剂的标记密度场功率谱的单圈微扰理论。该统计量已被证明对宇宙学参数产生了令人印象深刻的约束;为了利用这一点，我们需要一个精确且计算成本低廉的理论模型。与$N$ -体模拟的比较表明，线性理论在所有尺度上都失败了，但是包含单圈有效场论项给出了实质性的改进，在$z = 1$处具有$\sim 5\%$精度。该展开在红移空间中收敛性较差（达到$\sim 10\%$精度），但由于偏置系数的自由度，对于偏置示踪剂有显著的改进。大规模的理论包含不可忽略的贡献，从所有微扰订单，我们建议重组的理论，包含所有条款有关的大规模，讨论其明确的形式在一个循环和结构在无限循环。这激发了低$k$校正项，导致在大尺度上精确度低于百分之一的模型，尽管在实（红移）空间中包含了两（三）个自由系数。我们进一步考虑了大量中微子的影响，表明在实践中，超越EdS的微扰内核的修正是可以忽略不计的。现在还需要观察的是，宇宙学参数的所谓增益是否对有偏差的示踪剂仍然有效，并且可以被理论模型捕获。
2021-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust, CO and [CI]: Cross-calibration of molecular gas mass tracers in metal-rich galaxies across cosmic time
我们提出了一个自洽的交叉校准的三个主要的分子气体质量示踪剂的星系，$\rm ^{12}CO$（1-0），[CI]（$^3P_1$ - $^3P_0$）线，和submm尘埃连续辐射，使用的样本的407个星系，从本地磁盘到submm选择星系（SMG）$z \approx 6$。贝叶斯方法用于产生这些分子气体指标的星系尺度通用校准，其在红外光度$L_{\rm IR}$中保持超过3-4个数量级。关于尘埃连续体，我们使用质量加权尘埃温度，$T_{\rm mw}$，确定使用新的温度和光度之间的经验关系。我们发现，平均$L/M_{\rm mol}$气体质量转换因子为$α_{850}= 6.9\times10^{12}\,\rm W\,Hz^{-1}\,M_{\odot}^{-1}$，$α_{\rm CO} = \rm 4\,M_{\odot} (K\,km\,s^{-1}\,pc^2)^{-1}$和$α_{\rm CI} = \rm 17.0 \,M_{\odot} (K\,km\,s^{-1}\,pc^2)^{-1}$，基于假设的平均尘埃性质的样品（$κ_H$ =气尘比/尘埃发射率）将是类似的本地金属丰富的星系和MW。具有最小内散射的示踪剂是[CI]（1-0），而CO（1-0）具有最大内散射。转换因子与$L_{\rm IR}$有微弱但显著的相关性。假设尘埃的金属丰富的星系的典型属性，我们推断中…
2022-09-13 astro-ph.GA
Gaseous CO Abundance---An Evolutionary Tracer for Molecular Clouds
普朗克冷团是研究分子云演化的初始条件最有希望的对象之一。本文利用普朗克卫星观测的尘埃释放数据和紫金山天文台13.7 m望远镜观测的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO（1-0）谱线数据，研究了早期冷芯（ECC）样品中674个团簇的CO丰度、CO贫化和CO到H的$_{2}$转换因子。CO丰度的中值和平均值分别为0.89 $\times10^{-4}$和1.28 $\times10^{-4}$。CO消耗因子的平均值和中位数分别为1.7和0.9。整个样本的$X_{CO-to-H_{2}}$的中值为$2.8\times10^{20}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s。CO丰度、CO贫化因子和CO-H $_{2}$转换因子与其他物理参数（如尘埃温度、尘埃发射率光谱指数、柱密度、体积密度和发光质量比）有很强的（反）相关性。总之，气态CO丰度可以用作分子云演化的示踪剂。
2013-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparative Study of the Ground State Transitions of CO and [C I] as Molecular Gas Tracers at High Redshift
本文比较 z=2–5 多尘恒星形成星系中的 CO(1–0) 与 [C I](1–0)，验证其比值恒定并交叉校准气体质量转换因子，同时量化高温 CMB 对示踪剂及质量估计的影响。
2024-04-08 astro-ph.GA
Distribution of Water Vapor in Molecular Clouds
我们报告了沿猎户座分子云脊的大面积水蒸气研究结果，其目的是确定致密分子云中气相水的深度依赖性分布。我们发现，水蒸气测量朝向77个空间位置沿面对猎户座山脊，不包括周围的流出与BN/KL和IRc 2相关的位置，显示集成的强度与已知的云表面示踪剂，如CN，C2 H，13 CO J =5-4，HCN，以及较少的体积示踪剂N2 H+。此外，在对应于Av < 15 mag.的总柱密度下，H_2O与C_18O的积分强度比在接近云面时有明显的上升。我们发现，这种行为不能被占的光学深度或激发效应，但表明，气相水的丰度下降在大AV。这些结果是重要的，因为它们影响的措施，真正的水蒸气丰度的分子云突出的局限性比较测量的水蒸气柱密度与传统的云示踪剂，如13 CO或C18 O。这些结果也支持云模型，将冻结出的分子作为一个关键组成部分，在确定的深度依赖丰富的水蒸气。
2010-11-14 astro-ph.GA
Collapsing molecular clouds with tracer particles: Part II, Collapse Histories
本文用伪拉格朗日示踪粒子追踪分子云气体，揭示“先巡航后坍缩”规律，量化坍缩时间分布并提出聚集、硬化、奇点化三阶段模型。
2024-06-12 astro-ph.GA
Cool Interstellar Medium as an Evolutionary Tracer in ALMA-Observed Local Dusty Early-Type Galaxies
冷星际介质（ISM，<30 K）的含量和分布可以指示晚型星系向早型星系转变的演化机制。为了研究这一点，ALMA观测12 CO [2-1]线的发射，获得了五个尘埃ETG从一个完整的样品在低密度环境中。其中四个ETG具有巨大的（约10^9兆太阳能）扩展分子气藏，有效半径约为3至5千秒差距。这项工作提供了一个运动学和结构分析，这些观察，探索可能的进化机制。轴对称或双对称运动学模型被拟合到分子气体盘的观测中，以量化存在的主导结构并突出显示额外的结构或不对称性。还检查了这些ETG的积分场单元（IFU）观察结果（如可用）。其中两个ETG，GAMA 64646和622305，似乎经历了潮汐扰动，导致分子气体盘和/或恒星形成内环。GAMA 272990可能经历了一次合并，形成了一个椭圆星系，其中嵌入了一个形成恒星的分子气体盘。GAMA 622429可能经历了一次轻微的合并，这是由分子气体分布的不对称性和光学图像中的扰动所指示的。剩下的ETG，GAMA 177186，受到来自一个偏移源的源混淆的影响，该偏移源可能是一个高质量，富含尘埃和气体的物体。总的来说，在低密度环境中，似乎有很高比例的尘埃ETG具有大量的、扩展的分子气体储层，并且作为其最近演变的一部分，经历了某种相互作用。长期演化可以（重新）将ETG从恒星形成星系转变为被动星系。
2022-10-20 astro-ph.GA
History-independent tracers: Forgetful molecular probes of the physical conditions of the dense interstellar medium
分子谱线发射是探测天体物理条件的有力工具，但建模起来可能很复杂，而且对于希望限制给定参数的观测者来说，通常不清楚哪些跃迁是最好的目标。因此，我们产生了一个分子物种的气体历史可以忽略不计，消除了主要的建模复杂性。然后，我们确定这些物种中最好的观察时，试图约束各种物理参数。为了实现这一目标，我们使用了一个大的化学模型与不同的化学历史，以确定哪些物种的丰度在1百万年，是不敏感的初始条件。然后，我们使用辐射转移模型来产生这些分子的每个跃迁的强度。最后，我们计算的物理参数和所有的过渡和过渡比之间的互信息，以确定一个给定的参数的值，以排名他们的有用性。我们发现48种是不敏感的气体，其中23个碰撞数据的化学历史。我们产生的所有这些物种的转换和比率的排名列表，使用它们的相互信息与各种气体性质。我们表明，互信息是一个足够的措施，以及如何过渡可以约束一个物理参数，通过恢复已知的探针，并证明随机森林回归模型成为更准确的预测时，包括高分功能。因此，该列表可用于选择观测的目标跃迁，以便最大限度地了解这些物理参数。
2022-01-04 astro-ph.GA
On the limitations of H alpha luminosity as a star formation tracer in spatially resolved observations
本文通过高分辨率模拟揭示Hα光度在亚100 pc尺度上因电离光子泄漏和年轻恒星漂移而偏离真实恒星形成分布，并提出结合Hα与CO观测的校准模型以精确测量大分子云的恒星形成率。
2024-09-29 astro-ph.GA
The Critical Density and the Effective Excitation Density of Commonly Observed Molecular Dense Gas Tracers
列出了12种常见的稠密气体分子示踪剂的光学薄临界密度和产生1 K km/s（或0.818 Jy km/s $(\frac{ν_{jk}}{100 \rm{GHz}})^2 \, (\frac{θ_{beam}}{10^{\prime\prime}})^2$）谱线的有效激发密度。分析了临界密度和有效激发密度与气体动力学温度和分子柱密度等物理假设的关系。分子云中常见的稠密气体跃迁的临界密度（即HCN $1-0$，HCO $^+$ $1-0$，N $_2$ H $^+$ $1-0$）通常是比有效激发密度大$1 - 2$数量级，因为临界密度的标准定义不考虑辐射俘获和1 K km/s。当跃迁的高能级外的辐射速率比碰撞减少快时，通常产生S线。使用有效激发密度比使用临界密度在表征由诸如NH-$_3$、HCO $^+$、NH-$_2$、H $^+$和HCN以及它们的同位素的物质追踪的密度差异方面具有明显的优点;但是，有效激发密度的缺点在于，对于低分子柱密度，和具有复杂光谱的重分子（即CH $_3$ CHO）。
2015-01-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Cosmological constraints from galaxy multi-tracers in the nearby Universe
星系团中的重子声学振荡（BAO）尺度是测量宇宙学距离和确定宇宙几何的有力标准标尺。过去的调查已经在不同星系样本的聚类中检测到了BAO特征，其中大多数由更红的静止星系和更蓝的恒星形成星系组成，红移为$z\sim1$。除了这些目标之外，即将进行的新的巡天还将观测到高红移星系，这些星系具有明亮的星云发射线，可以到达$z\sim2$、类星体和位于$z\gt 2$的莱曼- $α$类星体。所有这些不同的星系目标将被用作同一潜在暗物质场的多示踪剂。通过在广泛的宇宙学体积上将它们结合起来，我们将能够击败宇宙的变化，并以前所未有的精度测量结构的增长。在这项工作中，我们测量的BAO规模的两点自相关函数和交叉关联函数的三个独立的人口的多示踪剂提取的SDSS DR 7主星系样本在红移$0.02\lt z\lt 0.22$。结合它们的协方差，我们找到准确的约束的移位参数$α=1.00\pm 0.04$和$D_{\rm{V}}(z=0.1)/r_{\rm{s}}=2.92\pm0.12$。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hunting for the signatures of molecular cloud formation
为了了解分子云是如何在银河系星际介质中形成的，我们希望能够绘制出形成它们的气流的结构和运动学。然而，这样做在观测上具有挑战性。CO是研究分子云的主力分子，它只能追踪相对稠密的气体，因此只能让我们研究那些已经聚集起来的云。数值模拟表明，形成这些云的流入气体主要由CO-暗H2组成。这些相同的模拟使我们能够探索这种CO暗分子材料的不同示踪剂的有用性，我们在这里使用它们来表明[CII]精细结构线可能是这种气体的一种非常强大的示踪剂，并且应该很容易使用现代仪器检测到。
2015-11-15 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
Molecular transitions as probes of the physical conditions of extragalactic environments
从头算网格的时间相关的化学模型，不同的气体密度，温度，宇宙射线电离率，辐射场，被用来作为输入RADEX计算。表的丰度，柱密度，理论线强度，和一些最常用的致密气体示踪剂的线比。讨论了分子比率中固有的相关度和简并度。还提供了与实例观测的理论强度的比较。我们发现，在探索的参数空间内，化学丰度可以通过一组定义良好的气体密度-气体温度-宇宙射线电离率的物种，我们在这里调查的约束。然而，线强度，以及更重要的是，线比，从不同的化学模型可以非常相似，导致一个明确的简并性。我们还发现，受到银河宇宙射线电离率的气体不一定在100万年前达到稳定状态。受时间依赖性影响最大的物种是HCN和CS，两者都是高密度示踪剂。我们使用我们的方法来适应一组来自两个星系的数据。我们发现，（i）分子线的比例可以很容易地匹配，甚至与错误的个别线强度;（ii）没有一组的物种可以匹配的一个组件ISM;（iii）一个物种可能是一个很好的示踪剂的一个充满活力的过程，但只有在特定的密度和温度条件下。我们表明，通过考虑到每个物种背后的化学和个别线的强度，许多简并所产生的只是使用分子线比可以避免。最后，我们表明，使用一个物种或比率作为一个单独的能量过程（例如宇宙射线，紫外线）的示踪剂应该谨慎行事。
2017-10-13 astro-ph.GA
Atomic carbon as a powerful tracer of molecular gas in the high-redshift Universe: perspectives for ALMA
我们使用一个高分辨率的流体动力学模拟，跟踪一个大规模的高红移星系内的分子氢的非平衡丰度，以产生模拟阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的原子碳，CI 1-0和CI 2-1的精细结构线的地图。受最近的观测和理论工作的启发，我们假设CI在巨大的分子云中完全混合，并证明其发射是H2的一个很好的代理。几乎所有与星系相关的H2都可以在红移z<4处使用紧凑的干涉配置与大合成光束（无法分辨目标星系）在不到4小时的积分时间内检测到。\CI谱线的低分辨率成像（其中目标星系被分解为三到四个光束）将在不到12小时的孔径合成中检测到约80%的H2。在这种情况下，产生的数据立方体也提供了确定星系动态所需的关键信息。我们的结论是ALMA观测CI 1-0和2-1发射非常适合于延长宇宙回望时间的间隔，在此期间，H2分布，动力学质量和Tully-Fisher关系的星系可以稳健地探测。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Central molecular zones in galaxies: multitransition survey of dense gas tracers HCN, HNC, and HCO+
新的HCN，HNC，和HCO+的46个正常星系的过渡到J=4-3的测量包括在一个多跃迁数据库，涵盖HCN和HCO+（130个星系）和HNC（94个星系）。近线性的光度关系主要受距离影响，不能反映星系的物理性质。个别星系在光度和线比上都表现出明显的分散性。线比与光度或其他线比都没有很好的关联。只有HCN和HCO+的J跃迁梯和J=1-0的12 CO/13 CO同位素比值与CO和远红外（FIR）光度呈正相关。HCN和HCO+分子具有非常相似的强度，并且跟踪相同的气体。在活跃的星系核占主导地位，HCO+的强度相对于HCN的强度被压低。只有一小部分CO排放与HCN和HCO中的气体排放直接相关，但即使是这种气体的显著部分似乎也是半透明的分子气体。在所观察到的星系中心，HCN/CO线强度比不是致密气体分数的代理。同样，FIR/HCN和FIR/CO比值也不是恒星形成效率的代表。所观察到的分子线发射是完全一致的UV-光子加热显著的机械加热。以HCN和HCO+为样品的分子气体具有较低的动力学温度T（kin）=10-50 K，较低的密度n（H）=10^4-10^5 cm^（-3），基态谱线的光学深度较低。大多数由CO采样的气体的密度低一到两个数量级。对于0.5的机械加热分数，仅需要G=300 Go的适度能量输入。一个正确的理解恒星的形成需要一个更适当的确定气体的质量比提供的个别HCN或CO转换的强度。
2022-12-01 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- I.\ Deriving the lifetimes of H\,{\sc i} clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度仍然缺乏约束。这包括恒星形成的最早阶段，在此期间，分子云从原子星际介质中凝结出来。我们提出的第一个系列文件的最终目标是编译的第一个多示踪剂的恒星形成的时间轴，通过一套全面的演化阶段，从原子气体云未嵌入的年轻恒星星族。在本文中，我们提出了一个经验确定的原子云的寿命使用恒星形成形式主义的不确定原理，H $α$和H\，{ \sc i}的发射作为空间尺度的函数的去相关的基础上。我们发现一个原子气体云的寿命为48 $\substack{+13\\-8}$ \，Myr。这一时间尺度与大麦哲伦星云中原子云的平均寿命（基于银河系动力学）是一致的，大麦哲伦星云中原子云的寿命主要由ISM中面的引力坍缩决定。我们还确定了重叠时间尺度，其中H1，{ \sc i}和H1，{$α$ ii}发射都是非常短的（$t_{over}<1.7$ i，Myr），与零一致，表明在H1，{ \sc i}云和H1，{ \sc ii}区域之间的中间阶段，气体几乎完全相变为分子形式。我们利用在这项工作中得出的时间尺度放置经验确定的限制的时间尺度的分子云形成。通过进行相同的分析，包括和不包括30剑鱼座地区，我们发现，最极端的恒星形成环境中的大麦哲伦星云的测量平均原子气体云寿命的影响不大。通过测量原子气体云的寿命，我们对驱动分子云形成的物理学进行了强有力的约束，并为LMC中恒星形成的多示踪剂时间轴…
2020-07-07 astro-ph.GA
Long GRBs are metallicity-biased tracers of star formation: evidence from host galaxies and redshift distribution
考虑到长伽玛暴发生在低金属丰度环境中，我们研究了长伽玛暴宿主星系的质量分布和红移分布。利用星系的质量-金属丰度（M-Z）关系，计算了能产生长伽玛暴的星系的恒星质量上限。通过与观测到的GRB宿主星系质量的比较，发现当GRB发生在低金属丰度的$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$时，观测到的GRB宿主星系质量与预测的质量能够很好地拟合。与斯隆数字巡天第七次数据发布的星系相比，GRB宿主星系具有低金属丰度，低质量和高恒星形成率。通过加入暗伽玛暴和TOUGH巡天的10个新发现的长伽玛暴，我们还研究了最新的\emph{Swift}长伽玛暴的累积红移分布。通过考虑伽玛暴倾向于发生在具有$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$的低金属丰度星系中，可以调和观测到的伽玛暴速率和恒星形成历史之间的差异。从主物质的质量分布和红移分布可以得出产生长伽玛暴的金属丰度截止值约为$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$。
2014-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing Lyman Alpha Emitters and Lyman-Break Galaxies as Tracers of Large-Scale Structures at High Redshifts
基于Horizon Run 5模拟，研究通过密度分布与纤维结构对比，证明LAEs和LBGs能可靠示踪高红移暗物质大尺度结构。
2025-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
