Gas Kinematics and Star Formation in the Filamentary IRDC G34.43+0.24
我们对红外暗云（IRDC）G34.43+0.24进行了多波长研究。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜获得了13 CO $J$ =1-0和C 18 O J=1-0的新图。在8 μ m（Spitzer-IRAC）处，IRDC G34.43+0.24看起来是沿着南北方向延伸18弧分的暗灯丝。根据与870 μ m和C_（18）O J=1-0发射的联系，我们认为IRDC G_（34.43 +0.24）的长度不应为18弧分，而应延长34弧分。IRDC G34.43+0.24包含一些大质量的原恒星、UC H II区和红外气泡。IRDC G34.43+0.24的空间延伸约为37 pc，假设距离为3.7 kpc。IRDC G34.43+0.24的线性质量密度为1.6*10^{3} M_{sun} pc^{-1}，这与其临界质量与长度比大致一致。湍流运动可以帮助稳定细丝以抵抗径向塌陷。红外气泡N61和N62在8 μ m处均显示出环状结构。特别地，N61具有双壳层结构，其已扩展为IRDC G34.43+0.24。外壳层由8 μ m和13} COJ =1-0的发射示踪，而内壳层由24 μ m和20 cm的发射示踪。我们认为外层（9.9*10^{5}年）是由H II区G34.172+0.175的膨胀产生的，而内层（4.1-6.3*10^{5}年）可能是由其中心大质量恒星的高能星风产生的。在GLIMPSE …
2016-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping Large-Scale CO Depletion in a Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是一种冷的、高质量表面密度和高密度的结构，可能代表了大质量恒星和恒星团簇形成的初始条件。从IRDC的CO排放有可能是有用的跟踪其动态，但可能会受到耗尽的气相丰度，由于冻结到尘埃颗粒。在这里，我们分析了C18 O J=1-0和J=2-1发射线数据，采取了IRAM 30米望远镜，高分辨率IRDC G035.39。0033.我们推导出的激发温度作为位置和速度的函数，具有典型值的~ 7 K，从而推导出总质量表面密度，Sigma_C18O，假设标准气相丰度和占线中的光学深度，它可以达到的值~1。质量表面密度达到约0.07 g/cm^2。我们比较这些结果的质量表面密度来自中红外（MIR）消光映射，Sigma_SMF，巴特勒和谭，预计是不敏感的尘埃温度在云中。在大于10 σ的显著性下，我们发现当σ从~0.02增加到~0.2 g/cm^2时，Sigma_C18O/Sigma_SMF降低约5倍，我们将其解释为CO耗尽的证据。数百个太阳质量受到影响，使其成为直接观察到CO消耗的最大云团之一。我们提出了一个地图的消耗因子的灯丝和讨论的IRDC的形成的影响。
2011-06-13 astro-ph.GA
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
The seeds of star formation in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
暗星云（IRDC）是大质量恒星和星团的前身。G011.11-0.12是一个被研究得很好的记录型IRDC，尽管到目前为止，缺乏足够空间分辨率的远红外数据限制了对它的结构和恒星形成活动的理解。我们使用赫歇尔研究嵌入人口的年轻前和原恒星核心在这个IRDC。我们研究了云的结构，它出现在吸收在短波长和发射在较长的波长。我们从Herschel上的PACS仪器探测到的明亮远红外点源的光谱能量分布中推导出了大质量核的性质。我们报告的检测和定性的前和原恒星的核心在一个巨大的对流红外暗云G011.11-0.12使用PACS。我们描述了18个与暗条直接相关的核心，其中两个的质量超过50 Msun，使它们成为G011.11-0.12中大质量恒星的最佳候选者。这些核心可能处于原恒星形成的不同阶段，<T>相对于周围的气藏显示出较高的温度（~ 22 K）。核心质量（<M>~ 24 Msun）与冷灯丝相比很小。平均纤芯间距为0.9 pc，远超过灯丝中牛仔裤的长度。我们证实，在IRDC的恒星形成正在进行和多样化，IRDC有能力形成大质量的恒星和星团。
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the structure and fragmentation of a highly filamentary IRDC
我们提出了3.7弧秒（~0.05秒差距）分辨率3.2毫米尘埃连续观测从IRAM PdBI，目的是研究的结构和破碎的间接红外暗云G035.39-00.33。连续辐射被分割成一系列13个准规则间隔（~0.18pc）的核心，沿着IRDC的主轴。我们比较的核心的空间分布与理论工作描述的流体动力学流体圆柱体的破碎预测，发现两者之间的显着差异（~8）。我们的观察结果与分子云运动学研究的结果一致，表明核心是在一个复杂的独立子丝网络中。这一结果强调了在任何碎裂分析中考虑基本物理结构和潜在的、动态重要的磁场的重要性。所识别的核表现出（峰值）射束平均柱密度（$3.6{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}<N_{H,c}<8.0{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}$）、质量（$8.1M_{\odot}<M_{c}<26.1M_{\odot}$）和数密度（$6.1{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}<n_{H, c, eq}<14.7{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}$）的范围。其中两个核心，在中红外线暗，集中，单片（在我们的PdBI分辨率下没有可追踪的子结构），估计质量约为20-25 $M_{\odot}$，是中等到高质量恒星的祖先的良好候选者。维里参数跨越范围$0.2<α_{\rm vir}<1.3$。如果没有额外的支持，可能来自强度…
2016-08-15 astro-ph.GA
Similar complex kinematics within two massive, filamentary infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）被认为是高质量恒星形成早期阶段的潜在宿主。在这里，我们进行了深入的运动学分析这样的IRDC，G034.43+00.24（云F），使用高灵敏度和高光谱分辨率IRAM-30米N $_2$ H $^+$（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）的观测。为了解开复杂的速度结构在这个云，我们使用高斯分解和层次聚类算法。我们发现云F内存在四个不同的相干速度分量。将这些组分的性质与在类似IRDC G035.39-00.33（云H）中发现的那些进行比较。我们发现，这两个云的组成部分有：高密度（根据N $_2$ H $^+$中的鉴定推断），跨音速非热速度弥散，马赫数为$\sim$ $1.5-4$，速度分离为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，在N $_2$ H $^+$（致密气体）和C $^{18}$ O（包层气体）之间的$^{-1}$平均红移为0.3 km s。后者可能表明这些云有一个共同的形成场景。我们使用低密度追踪的$^{13}$ CO（$1-0$）观测研究了大尺度云F结构的运动学。在IRAM-30 m观测中确定的成分与$^{13}$ CO数据中最突出的成分之间存在良好的对应关系。我们发现IRDC云F只是一个更大结构的一小部分，它似乎是银河系的臂间灯丝。
2018-01-19 astro-ph.GA
SiO emission in the filamentary Infrared Dark Cloud G035.39-00.33: An ALMA view
National Astronomical Observatories of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institute de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过ALMA观测，研究了IRDC G035.39-00.33的SiO发射，揭示了激波活动与星形成的关系，提出超新星残骸与HII区域相互作用可能塑造其丝状结构。
2025-12-29 astro-ph.GA
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
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The molecular distribution of the IRDC G351.77-0.51
红外暗云是在红外银河系背景下消失的大规模密集云。这些天体中的许多似乎处于恒星和星团形成团簇形成的边缘。我们的目标是了解IRDC在非常早期的进化阶段的物理特性。我们选择了在8μm处具有显著红外安静性的实验用IRDC G351.77 - 0.51。作为第一步，我们观察了毫米尘埃连续发射和旋转线的中等和致密的气体示踪剂，以掩盖不同的凝聚沿IRDC和研究的速度场的丝状体。我们的初步研究证实了沿红外暗云的相干速度分布，排除了任何巧合的投影效应。发现MIR消光、毫米波连续辐射和气体分布之间有很好的相关性，大尺度湍流和贯穿整个暗条的谱线轮廓表明在这片云中存在激波。线宽和MIR亮度之间的良好相关性表明湍流是由本地恒星形成驱动的。
2011-08-10 astro-ph.GA
The Dynamical State of Filamentary Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）的致密冷气体被认为是大质量恒星和团簇形成的初始条件的代表。我们分析了Jackson等人的银河系环巡天的13 CO（J=1-0）线发射数据，比较了来自13 CO的质量表面密度，Sigma_13CO，与来自Butler和Tan的中红外小中值滤波消光映射的质量表面密度，Sigma_SMF。在考虑了细丝周围的分子包层后，我们发现σ_CO和σ_SMF之间近似线性关系，即在云中σ_CO/σ_SMF的比值近似恒定。这两种云之间的差异大约是二分之一。我们发现一个温和的下降的Sigma_CO/Sigma_SMF的质量表面密度增加，这可能是由于系统的温度降低，增加的重要性，高13 CO不透明度的核心，增加尘埃不透明度，或减少13 CO丰度由于耗尽在较高的柱密度的区域的证据。我们进行椭圆形和conventary维里分析的云，发现表面压力项是动态的重要性，全球的细丝可能还没有达到维里平衡。沿着暗条的一些局部区域似乎接近维里平衡，尽管仍然有重要的表面压力，这些似乎是恒星形成最活跃的地方。
2011-01-08 astro-ph.GA
Widespread SiO and CH3OH emission in Filamentary Infrared Dark Clouds
红-暗云（IRDC）是寒冷、密集的高（光学和红外）消光区域，被认为是大质量恒星和星团的诞生地。导致这些IRDC形成的物理机制尚未完全理解，因此研究它们的分子气体运动学和化学含量以寻找IRDC形成过程的任何特征是重要的。利用Milimétrica射电天文研究所的30米直径的天线，我们获得了致密气体示踪剂（H $^{13}$ CO、$^{+}$和HN $^{13}$ C）和典型激波示踪剂（SiO和CH $_3$ OH）朝向三个IRDCs，G 028.37 +00.07、G 034.43 +00.24和G 034.77 -00.55（分别为云C、F和G）的发射图。我们已经研究了这些云的分子气体运动学，并与以前的工作对其他IRDC一致，云显示出复杂的气体运动学与几个速度相干的子结构分离在速度空间中的几公里秒$^{-1}$。与这些复杂的运动学结构，广泛（秒差距尺度）排放的SiO和CH $_3$ OH是目前在所有三个云。对于云C和F，已知是活跃的恒星形成，广泛的SiO和CH $_3$ OH可能与正在进行的恒星形成活动有关。然而，云G，缺乏8 $μ$ m或24 $μ$ m源和4.5 $μ$ m H $_2$冲击激发的发射，检测到的广泛的SiO和CH $_3$ OH发射可能起源于大规模的冲击相互作用，虽然涉及人口的低质量恒星驱动分子外流的情况不能完全排除。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Seahorse Nebula: New views of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32 from SABOCA, Herschel, and WISE
我们用SABOCA测辐射热计对350 $μ$ m的红外暗云（IRDC）G304.74+01.32进行了测图。新的SABOCA数据的分辨率比我们以前的LABOCA 870 $μ$ m云图高2.2倍。我们还使用了G304.74的Herschel远红外和亚毫米以及WISE IR数据。SABOCA数据表明，G304.74是一个致密的晶体结构，平均宽度只有$0.18\pm0.05$ pc。发现断裂成SABOCA核心的LABOCA团块的百分比为$36\%\pm16\%$。WISE的数据表明，SABOCA核心的$65\%\pm18\%$拥有年轻的恒星天体（YSO）。通过比较Herschel/SPIRE通量密度得到的尘埃团的平均温度为$15.0 \pm 0.8$ K。LABOCA团块的平均质量、光束平均H $_2$柱密度和H $_2$数密度估计为$55\pm10$ M $_{\odot}$、$(2.0\pm0.2)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(3.1\pm0.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。SABOCA核心的相应值为$29\pm3$ M $_{\odot}$、$(2.9\pm0.3)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(7.9\pm1.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。G304.74灯丝估计为热超临界的$\gtrsim3…
2017-10-21 astro-ph.GA
Physical properties, kinetics and mass function of 12 northern infrared dark clouds
利用PMO 13.7 m射电望远镜观测的$\rm ^{13}CO $（1-0）和$\rm C^{18}O$（1-0）谱线、1.1 mm Bolocam银盘巡天（BGPS）资料和GLIMPSE Spitzer IRAC $\rm 8 \,μm$资料，系统研究了12个北方红外暗云的物理、化学和动力学特征。分子线发射和1.1毫米连续发射几乎一致的形态为每个IRDC和两者都与IRDC。10个内陆发展中国家介绍了行政结构和次级结构。共识别出41个IRDC核，对它们的统计研究表明，北部IRDC核具有典型的激发温度$8\sim10$ K、$\rm ^{13}CO$与$\rm C^{18}O$的积分强度比$3\sim6$和柱密度$(1\sim6)\times 10^{22}\, \rm cm^{-2}$。IRDC核中约有$57.5\%$为重力束缚核，它们更致密、更温暖、更致密。此外，我们还研究了整个IRDC核以及引力束缚核的质量分布函数，发现它们几乎具有相同的幂律指数。这表明IRDC核的演化对分子核的质量谱几乎没有影响，可以用来研究恒星的初始质量函数。此外，三个IRDC核心G24.00-3，G31.38-1和G34.43-4被检测到具有大尺度的内陷运动。在IRDC G34.43-4芯进一步发现了两个不同的外流，其中一个是高准直的。
2014-06-30 astro-ph.GA
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
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
Galactic `Snake' IRDC G11.11$-$0.12: a site of multiple hub-filament systems and colliding filamentary clouds
该研究利用Spitzer、JWST与ALMA等多波段观测，揭示G11.11$-$0.12中存在多尺度HFS及速度分离云成分，支持纤维碰撞、磨损碎裂与全局非各向同性坍缩共同促成大质量恒星形成。
2023-10-31 astro-ph.GA
Complex, Quiescent Kinematics in a Highly Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是大质量恒星和星团形成的初始条件。我们使用IRAM 30米天线获得了高灵敏度和高光谱分辨率的观测结果，这使我们能够对IRDC G035.39-00.33内的运动学进行详细分析。重点研究了N_2H ~+，C_18O（1-0）的1-0和3-2跃迁，并与SiO（2-1）观测和消光图作了比较。三个相互作用的气体filament. We报告整个云的大尺度速度相干性，通过小的速度梯度和相对较窄的线宽证明。这表明，这些细丝的合并有点“温和”，可能是由磁场调节的。这种细丝的合并可能是Jimenez-Serra等人2010年通过颗粒地幔蒸发检测到的微弱秒差距尺度SiO发射的原因。还发现了N2 H+（1-0）和C18 O（1-0）气体在整个0.18 +/- 0.04 kms^{-1}的云中的系统速度变化，这与仍在进行的细丝之间的碰撞情景一致。N2 H+（1-0）在整个IRDC中延伸，它不仅追踪致密的核心，就像在附近的低质量恒星形成区所发现的那样。IRDC的平均H2数密度约为5 x 10^4 cm^{-3}，比附近低质量恒星形成的分子云至少大一个数量级。通过我们的研究，我们得出结论，G035.39-00.33（在消光图和N2 H+中清晰可见）是由两个相对静止的细丝碰撞形成的，平均密度约为5 x 10^3 cm^{-3}，以约5 km ^{-1}的相对速度运动。合并点的材料积累始于> …
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
ArTéMiS imaging of the filamentary infrared dark clouds G1.75-0.08 and G11.36+0.80: Dust-based physical properties of the clouds and their clumps
我们用ArTéMiS测辐射热计在350 $μ$ m和450 $μ$ m处拍摄了红外暗云（IRDC）G1.75-0.08和G11.36+0.80。这些数据与我们以前的870 $μ$ m观测与大型APEX BOlometer CAmera（LABOCA）。用IRAM 30米望远镜在N-$_2$ H $^+(1-0)$跃迁中也观测到了G11.36+0.80的团块。发现G1.75-0.08由两个冷的（$\sim14.5$ K）块状（几个$\sim10^3$ M $_{\odot}$）团块组成，它们被$\sim3.7$ pc投影分离。这两个团块都是70 $μ$ m暗，但它们似乎不受自引力的约束。G1.75-0.08灯丝被认为是亚临界的PDMATHAMT的一个因素，相对于其临界线质量。发现G11.36+0.80是中度（以$\sim2$的因子）超临界的，并且由四个团块组成。这些团块的尘埃温度为$\sim13-15$ K，质量在$\sim 232-633$ M $_{\odot}$范围内。所有的团块都被引力束缚着。团块的预计平均分离为$\sim1$ pc。在G1.75-0.08中观察到的一种配置，即在细丝末端的两个团块，可能是沿着云作用的引力聚焦的结果。这两个团块满足了高质量恒星形成的质量半径阈值。由于G1.75-0.08的位置靠近银河系中心（$\sim270$ pc），环境效应，如高水平的湍流，…
2022-09-09 astro-ph.GA
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
The Inception of Star Cluster Formation Revealed by [CII] Emission Around an Infrared Dark Cloud
我们提出了SOFIA-upGREAT观测红外暗云（IRDC）G035.39-00.33的[CII]发射，旨在追踪其原子气体包层，从而测试这种云的起源模型。探测到[CII]发射的几个速度分量，追踪银河平面中距离很远的结构。我们发现一个主要的组成部分，可能与IRDC及其周围环境。这个最强的发射分量的速度与IRDC的$^{13}$ CO（2-1）发射的速度相似，但偏移了$\sim3\:{\rm km\:s}^{-1}$，并且具有更大的速度宽度$\sim9\:{\rm km\:s}^{-1}$。该成分的[CII]发射的空间分布也主要向IRDC的致密结构的一侧偏移。CII柱密度估计为$\sim10^{17}-10^{18}\,{\rm cm}^{-2}$量级。我们将这些结果与从巨分子云（GMC）碰撞形成的磁化致密气体细丝的数值模拟中的[CII]发射进行比较，发现类似的空间和运动学偏移。这些观测和对[CII]的建模进一步证明IRDC G035.39-00.33是由GMC-GMC碰撞过程形成的，因此这可能是启动恒星团簇形成的重要机制。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions-IX. A pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics
本文对对流红外暗云G034.43+00.24（G34）中不同空间尺度的气体运动学和密度结构进行了全面的研究。本研究利用ALMA大质量恒星形成区三毫米观测（ATOMS）巡天的H13 CO+（1-0）分子线数据，其空间和速度分辨率分别为0.04 pc和0.2 km/s。在H13 CO+的位置-位置-速度空间中提取了几十个树状结构，其中包括21个小尺度的叶和20个大尺度的分支。总的来说，它们的气体运动是超音速的，但它们表现出有趣的行为，树叶往往比树枝的动态超音速少。对于较大尺度的分支结构，观察到的速度-尺寸关系（即，速度变化/分散度与尺寸）遵循Larson标度指数，而较小尺度的叶结构显示出系统偏差并显示出更陡的斜率。我们认为，观察到的分支结构的运动学的起源很可能是湍流和重力驱动的有序气流的组合。相比之下，引力驱动的混沌气体运动可能处于小尺度叶结构的水平。在我们以前的论文和目前的后续研究中提出的结果表明，在G34中观察到的质量吸积/流入的主要驱动机制在不同的空间尺度上各不相同。因此，我们得出结论，湍流和引力的尺度相关的组合效应是必不可少的，以解释恒星形成过程中的G34。
2022-02-23 astro-ph.GA
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
Distributed Low-Mass Star Formation in the IRDC G34.43+00.24
我们利用自适应光学进行了深近红外观测，发现了一个分布在银河系红外暗云G34.43+00.24中的低质量原恒星群。我们使用多个波长的尘埃排放图来确定云的柱密度结构。结合一个经过验证的背景恒星的星等分布模型，这个列密度图使我们能够可靠地确定红色源的过密度，这是由于嵌入在云中的原恒星。我们还通过它们的K波段扩展发射来识别原恒星，这些扩展发射来自原恒星流出物或反射星云中的激发H2。我们发现了一个人口分布的低质量的原恒星，这表明低质量的原恒星可能会形成早于，或同时，高质量的原恒星在这样的灯丝。低质量的原恒星群体也可能产生在一些没有高质量原恒星的云中观察到的窄线宽SiO发射。最后，我们使用的云的分子线图，以确定沿灯丝的每单位长度的维里参数，并发现最高质量的原恒星形成在最绑定的部分的灯丝，所建议的理论模型。
2014-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust spectrum and polarisation at 850 um in the massive IRDC G035.39-00.33
恒星形成云的尘埃亚毫米极化携带着尘埃的信息和磁场在云演化中的作用。通过对G035.39-00.33的观测，我们的目标是研究尘埃的发射特性和偏振分量的变化。JCMT SCUBA-2/POL-2在850微米的数据与普朗克850微米（353 GHz）的数据相结合，以映射偏振分数。利用以前的SCUBA-2观测（450 μ m和850 μ m）和Herschel数据，通过修改的黑体拟合和通过辐射转移模型确定柱密度。构建模型来研究极化角和分数如何取决于潜在的磁场几何形状和晶粒排列。POL-2数据显示了磁场方向的明显变化。暗条的最高柱密度为N（H2）~7 × 10^22 cm-2，最低尘埃温度T~12 K，在N（H2）> 5 × 10^21 cm-2的区域质量约为4300 Msun。尘埃不透明度光谱指数的估计平均值为β ~ 1.9。亚毫米波段和J波段的光学厚度之比为τ（250 μ m）/τ（J）~ 2.5 × 10^-3，是漫射介质典型值的4倍多。极化分数作为列密度的函数在中心灯丝中减小到p ~ 1%。由于噪声的存在，只有在N（H2）>2 10^22 cm-2时，观察到的p（N）的降低才是显著的。观察结果表明，晶粒排列不是恒定的。虽然可以用密度超过~ 10^4 cm-3时完全失去对准或使用辐射力矩对准的预测来解释这些数据，但场几何形状的不确定性和SCUBA-2数据的空间滤波阻止了强有力的结论。G…
2018-09-06 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
Cloud structure of three Galactic infrared dark star-forming regions from combining ground and space based bolometric observations
我们修改了Lin等人（2016）引入的迭代程序，以系统地结合从地面拍摄的亚毫米图像（例如，CSO、JCMT、APEX）和空间（例如，赫歇尔，普朗克）望远镜。我们应用更新后的程序的观测三个充分研究的红外暗云（IRDC）：G11.11-0.12，G14.225-0.506和G28.34+0.06，然后进行单分量，修改黑体拟合推导出$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃温度和柱密度图。导出的柱密度图显示，这三个IRDC表现出复杂的沉积结构嵌入丰富的团块/核心。我们比较了这些具有多个OB团形成区域的IRDC之间的柱密度概率分布函数（N-PDF）和柱密度场的两点相关（2 PT）函数。基于所观察到的相关性和测量，和互补的流体动力学模拟的10 $^{4}$ $\rm M_{\odot}$分子云，我们假设，云的演变可以更好地表征（列）密度分布函数的演变和致密结构的相对功率作为空间尺度的函数，而不仅仅是基于恒星形成活动的存在。在小样本分析的基础上，我们提出了四个演化阶段，即：{ \it云合并、恒星组装、云预分散和分散云。}初始{ \it云整合}阶段和最终{ \it分散云}阶段可以通过N-PDF的比$-$ 4幂律指数更陡的指数与两个中间阶段区分开。{ \it云整合}阶段和随后的{ \it恒星组装}阶段通过后者更大的光度质量比（$>$ 40 $\rm L_{\odot}/M_{\odot}$）进一步彼此区…
2017-04-21 astro-ph.GA
3D B-fieLds in the InterStellar medium and Star-forming regions (3D-BLISS): I. Using Starlight Polarization in the Massive IRDC Filament G11.11-0.12
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Vietnam National Space Center（越南国家航天中心）；Vietnam Academy of Science and Technology（越南科学技术院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
提出利用尘埃偏振结合辐射扭矩（RAT）对准理论的新方法，首次应用于G11.11-0.12纤维丝，通过星光偏振观测推断三维磁场倾角并揭示局部弧形磁场结构。
2026-05-30 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
Benchmarking the IRDC G351.77-0.53: Gaia DR3 distance, mass distribution, and star formation content
本研究通过Gaia DR3视差、Herschel气体质量图与YSO统计，确定纤维状IRDC G351的距离、质量分布及恒星形成效率，发现其显著低于Orion A和局地关系。
2024-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-angular resolution observations of methanol in the infrared dark cloud core G11.11-0.12P1
最近的研究表明，红外暗云（IRDC）有可能是大质量恒星形成的最早阶段，事实上，在它们内部的不同区域发现了证据。本文介绍了用Plateau de Bure干涉仪在几角秒分辨率下对IRDC G11.11-0.12原型星系的一个核心进行的研究，以确定其物理和化学结构。数据由连续谱和谱线观测组成，包括C34 S 2-1谱线和甲醇2_k-1_k v_t=0谱线（3 mm处）和甲醇5_k-4_k v_t =0谱线（1 mm处）。我们的观测结果表明，在1和3毫米的连续延伸的发射。甲醇2_k-1_k v_t=0的发射呈现出三个最大值超过1 pc规模（合并时，与单碟短间距观测），其中一个最大值是空间上一致的连续发射。拟合结果显示，相对于其他两个峰，中心峰处的甲醇丰度增加了（约3 × 10 ^-8），在其他两个峰处，甲醇丰度降低了约一个数量级（约4- 6 × 10 ^-9）。延伸的4.5微米发射的证据，在CH 3OH 2_k-1_k光谱中的“翅膀”，和CH 3OH丰度增强指向在东-西方向的流出的存在。此外，我们发现在同一方向上的梯度为~4 km/s，我们解释为由外流（s）-云相互作用产生。
2011-03-07 astro-ph.GA
Dense cores in the Seahorse infrared dark cloud: physical properties from modified blackbody fits to the far-infrared-submillimetre spectral energy distributions
利用WISE、IRAS和Herschel的观测数据，结合我们以前对SABOCA和LABOCA的观测，构造了近海海马红外暗云（IRDC）G304.74+01.32中致密核的远红外到亚毫米光谱能量分布（SED）。对于12个分析的岩心，其中包括两个红外暗岩心（无WISE对应物）、9个红外亮核和1个HII区，得出冷（暖）成分的平均尘埃温度、质量、光度、H $_2$数密度和面密度为$13.3\pm1.4$ K（$47.0\pm5.0$ K）、$113\pm29$ M $_{\odot}$、$192\pm94$ L $_{\odot}$、$(4.3\pm1.2)\times10^5$ cm $^{-3}$和$0.77\pm0.19$ g cm $^{-3}$。在我们的样品（$(1.1\pm0.4)\times10^3$ L $_{\odot}$）中发现HII区IRAS 13039- 6108 a是最发光的源。所有的核心被发现是重力约束（即维里参数$α_{\rm vir}<2$）。12个分析的核心中有7个（58%）位于文献中提出的高质量恒星形成的质量半径阈值之上。这七个核心的$Σ>0.4$ g cm $^{-3}$的表面密度也超过了相应的高质量恒星形成的阈值。在SABOCA 350 $μ$ m图像中，5个分析的岩心（42%）显示出碎裂成两个组分的证据。除了HII区域的IRAS 13039- 61…
2020-11-09 astro-ph.GA
Magnetically Dominated Parallel Interstellar Filaments at the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506
G14.225-0.506红外暗云（IRDC G14.2）在天空平面上显示出一个由平行的密集分子丝组成的显着复合体。以前的尘埃排放和分子线研究推测，磁场是否可能在这种长形结构的形成中发挥了重要作用，这些结构是许多年轻恒星源的宿主。在这项工作中，我们进行了大量的偏振调查，在光学和近红外波长，以研究磁场线的形态在IRDC G14.2通过观察背景恒星。星际极化的方向，即追踪磁场线的方向，垂直于云内的大多数特征。此外，大尺度分子云作为一个整体呈现出细长的形状，也垂直于磁场。磁场强度的估计值在$320 - 550\,μ$ G的范围内，这允许亚阿尔夫文条件，但不能阻止中心-细丝结构的引力坍缩，这通常接近临界状态。这些特征表明，磁场在调控塌缩过程中起着主要作用，导致了一系列平行的细长结构的形成。这种形态也与数值模拟相一致，数值模拟显示了在强磁场下引力不稳定性是如何发展的。最后，结果证实了一个假设，即内部磁场的强有力的支持可能解释为什么云似乎是收缩的时间尺度比预期的自由落体崩溃2-3倍。
2016-09-27 astro-ph.GA
The Onset of Massive Star Formation: The Evolution of Temperature and Density Structure in an Infrared Dark Cloud
本文给出了NH_3（1，1），（2，2），（4，4）的新观测结果. Jansky甚大阵列（VLA）与文献中的工作一起编译，以探索在年轻的大质量恒星形成区域中观察到的条件范围。采样的影响，独立于距离/分辨率，丰度和大规模的环境，我们比较了在不同的演化阶段在一个单一的红外暗云（IRDC），G32.02+0.06的团块。我们发现，星团形成的早期阶段的特点是密集的，秒差距尺度的恒星结构，散布着致密核心的复合体（<0.1 pc的核心聚集在复合体中，间隔约1 pc），质量约为10至100 Msun。最静止的核心是最大的延伸，而恒星形成的核心更致密、更紧凑，在大质量恒星形成开始之前和之后不久，显示出非常相似的柱密度结构，峰值表面密度>~ 1 g cm^-2。静止的核心和细丝显示出从10-20 K平稳变化的温度，在恒星形成的核心中上升到40 K以上。我们计算了16个核的维里参数，发现湍流提供的支持水平通常不足以支持它们对抗引力坍缩（α_vir ~ 0.6）。恒星形成的细丝显示出平滑的速度场，在活跃的恒星形成地点被不连续性打断。我们讨论了IRDC所在的大质量分子细丝（MMF; M > 10^5 Msun，l > 60 pc），假设它可能是由前几代大质量恒星形成的。
2014-05-13 astro-ph.GA
The Formation of Stellar Clusters in Magnetized, Filamentary Infrared Dark Clouds
模拟了红外暗云（IRDC）中恒星形成的动态范围为4.2秒差距到28天文单位，周期为$3.5\times 10^5$年，包括磁场和来自原恒星的辐射和外流反馈。在模拟结束时，恒星形成效率为4.3%，每个自由降落时间的恒星形成率为$ε_{\rm ff}\simeq 0.04$，在观测值范围内（Krumholz等人，2012年a）。恒星的总质量以$\sim\,t^2$的形式增加，而原恒星的数量则以$\sim\,t^{1.5}$的形式增加。我们发现，大多数模拟原恒星周围的密度分布是$\sim\,ρ\propto r^{-1.5}$，正如Murray & Chang（2015）所预测的那样。在模拟的最后，原恒星的质量函数接近Chabrier（2005）恒星的初始质量函数。根据中等质量吸积速率，我们推断中等质量$0.2\,M_\odot$恒星的形成时间约为$1.4\times 10^5$ ~yr。我们发现在Dunham等人（2013）的大样本中观察到的原恒星光度与我们的模拟和理论估计之间有很好的一致性，并得出结论，经典的原恒星光度问题已经解决。在模拟中的恒星系统的多重性同意在一个因素2的观测I类年轻恒星的对象，大多数模拟的多个系统是未绑定的。双极原恒星外流是使用子网格模型发射的，并从它们的宿主恒星延伸到1 pc。模拟出的外流质量-速度关系与观测和理论都是一致的。
2017-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of NGC 6334S $-$ I: Forming massive stars and cluster in subsonic and transonic filamentary clouds
介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）和Karl G. Jansky甚大阵列（JVLA）对位于NGC 6334分子云复合体西南端的大质量红外暗云NGC 6334 S（也称为IRDC G350.56+0.44）的观测。在$\sim$ 3 $^{\prime\prime}$角分辨率（$\sim$ 0.02 pc）下，ALMA观测所覆盖的H $^{13}$ CO $^{+}$和NH $_{2}$ D线表明，空间上无法分辨的非热运动主要是亚音速和跨音速的，这种情况类似于在低质量恒星形成分子云中发现的情况。经常在文献中报道的大质量恒星形成区域中观察到的超音速非热速度色散可能会由于望远镜光束内未解决的运动而导致空间分辨率差而显着偏置，从而扩大了观察到的线宽。我们的3~mm连续图像分辨出49个致密核，其质量范围从0.17到14 $M_{\odot}$。其中大多数都是用多个速度分量来解决的。我们的分析，这些气体的速度分量之间的反相关的气体质量和维里参数。这意味着质量越大的结构在引力作用下越不稳定。最后，我们发现NGC 6334 S云中的外部压力在限制这些致密结构方面很重要，并且可能在致密核心的形成中发挥作用，随后，嵌入年轻恒星。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
G048.66-0.29: Physical State of an Isolated Site of Massive Star Formation
我们提出了连续观测红外暗云（IRDC）G48.66-0.22（G48）与赫歇尔，斯皮策，APEX，除了几个分子线观测。赫歇尔地图被用来推导G48的温度和柱密度地图使用的模型的基础上修改的黑体。我们发现，G48具有相对简单的结构，是相对孤立的，因此这个IRDC提供了一个很好的目标，研究的崩溃和破碎的一个附属结构的复杂因素，如强烈的外部反馈的情况下。从云到核尺度，G48的温度结构明显是非等温的。柱密度峰值在空间上与G48中的最低温度（~ 17.5 K）一致。从柱密度图中得到的总云量约为390 Msun。通过比较Herschel/PACS波段13个点源的光质比与演化模型，我们发现其中两个核很可能演化成大质量恒星（M>8 Msun）。推导出的点源的平均投影分离小于其他IRDC，但在很好的一致性与理论预测的圆柱形崩溃。我们检测几种分子种类，如CO，HCO+，HCN，HNC和N2 H+。与预期的星际丰度相比，CO被消耗了约3.5倍，由此我们得出结论，CO在中心区域冻结。此外，与G48中的亚毫米峰相关的分子团似乎是重力未结合的或只是压力限制的。对G48中临界线质量的分析表明，整个灯丝都在崩溃，克服了任何内部支撑。
2013-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration in infrared dark clouds
分子云中的大部分致密气体都有一个类似的结构，但这种气体的详细结构和演化却知之甚少。我们用N $_2$ H $^+$（1-0）和（3-2）观测了红外暗云（IRDC）中的54个核，以确定恒星形成的致密物质的运动学。我们还观测了N $_2$ D $^+$（3-2）朝向29个最亮的峰，以分析氘的水平，这是恒星形成早期静止阶段的一个很好的探测器。N $_2$ D $^+$共检出13例（3-2）。这是在这些物种中观察到的最大的IRDC样本之一。在这些来源的氘化率范围在0.003和0.14之间。对于大多数源，由N $_2$ D $^+$和N $_2$ H $^+$（3-2）追踪的物质仍然具有显著的湍流运动，但是有三个物体显示出亚热N $_2$ D $^+$速度弥散。令人惊讶的是，嵌入的70 μ $μ$源的存在或不存在与N $_2$ D $^+$（3-2）的检测无关，也与速度色散或激发温度的任何变化无关。与最近的模型的氘化比较表明，这些地区的几个自由落体时间或更少的进化时间尺度。
2015-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parsec-scale SiO Emission in an Infrared Dark Cloud
我们提供了高灵敏度的2 'x4'图的J=2-1旋转线的SiO，CO，13 CO和C18 O，观测到的对流红外暗云（IRDC）G035.39-00.33。还报道了SiOJ =2-1和J=3-2谱线指向灯丝中几个区域的单点光谱。SiO图像显示SiO沿IRDC广泛分布（尺寸>2 pc），显示出两种不同的成分：一种明亮而致密，由三个凝聚（N，E和S）产生，另一种弱而沿暗条延伸。虽然第一个组分在SiOJ =2-1和SiOJ =3-2中都显示出宽线（线宽为~4-7 kms-1），但第二个组分仅在SiOJ =2-1中检测到并且具有窄线（~0.8 kms-1）。CO及其同位素的地图显示，低密度的细丝与IRDC相交，并似乎向云的密集部分合并。这类似于由流动驱动、冲击诱导和磁调节的云形成模型预测的分子结构。与低质量恒星形成相关的外流一样，在~7 kms-1的速度范围内，SiO朝向N、E和S的激发温度和丰度分数分别从~6 K增加到40 K，从~ 1 E-10增加到> 1 E-8。由于8微米的来源，24微米的来源和/或扩展4.5微米的排放检测在N，E和S，广泛的SiO可能是产生在流出与高质量的原恒星。然而，窄SiO线的激发温度和分数丰度非常低（分别为~9 K和~ 1 E-11），并且与通过vs~12 kms-1的激波对星际颗粒的处理一致。这种发射可能是由i）大规模的冲击，可能是IRDC形成过程的残余物; …
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Early-Stage Anatomy of a Protocluster Hub with ALMA
大质量恒星塑造了星系中的星际介质，然而，很大程度上因为初始条件的约束很差，我们不知道它们是如何形成的。一种可能性是，大质量恒星和星团形成于行星网络的交界处，被称为“枢纽”。在这封信中，我们提出了一个复杂的解剖内的红外暗云（IRDC），G035.39-00.33，被认为是在其演化的早期阶段的原星团枢纽。我们使用高角分辨率（$\{θ_{\rm maj}, θ_{\rm min}\}=\{1.4{\rm arcsec}, 0.8{\rm arcsec}\}\sim\{0.02{\rm pc}, 0.01{\rm pc}\}$）和高灵敏度（$0.2$ mJy束$^{-1}$ ; $\sim0.2$ M $_{\odot}$）1.07毫米尘埃连续观测从阿塔卡马大毫米阵列（ALMA），以确定一个网络的狭窄，$0.028\,\pm\,0.005$ pc宽，附属结构。这是一个$\gtrsim3$比星际细丝的“准通用”$\sim0.1$ pc宽度窄的因子。此外，还报告了28个致密物体，质量范围为$0.3{\rm M_{\odot}}<M_{\rm c}<10.4{\rm M_{\odot}}$。这表明，至少有一些低质量的物体正在与更大质量的对应物形成。与流行的“串珠”类比相比，原星团中心很难用嵌入单个细丝中的整体团块来表示。相反，它包括多个内枢纽丝，其中每一个保持其完整性作为一个独立的结构，并拥有自…
2016-09-29 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. I. Physical parameters
大质量恒星形成的最早阶段是在寒冷和密集的红外暗云（IRDC）中发现的。由于IRDC的检测方法对背景辐射的局部性质非常敏感，我们在这里提出了一种替代方法，通过使用红外消光图来搜索银河系平面中的高柱密度。我们发现了1到5千秒差距之间的云，其中许多是以前的调查所遗漏的。通过研究这些云的子样本的物理条件，我们的目标是更好地了解大质量恒星形成的初始条件。我们根据斯皮策IRAC两个最短波长波段之间3.6-4.5微米的颜色过剩绘制了银河系平面的消光图，达到了约100等的视觉消光比和9 × 10^22 cm^-2的柱密度。由此，我们编制了一个新的冷而紧凑的高消光云样本。我们在IRAM 30米望远镜上使用MAMBO阵列来研究云的形态，质量和密度以及其中的致密团块。后者随后用100米埃费尔斯堡望远镜进行了氨的定点观测，以确定旋转温度和运动距离。银河平面的消光图描绘了像旋臂这样的大尺度结构。1.2毫米的发射图显示，高消光云包含扩展的冷尘埃发射，从对流结构到仍然弥漫的云。大多数云在24微米内是黑暗的，但有几个已经显示出通过脉泽发射或明亮的红外源形成恒星的迹象，这表明高消光云包含各种演化阶段。观测结果表明，从黑暗，寒冷和弥漫的云，到具有更强的1.2毫米峰值的云，最后是具有许多强大的1.2毫米峰值的云，这些云也更温暖，更动荡，并且已经有一些恒星形成的路标。
2010-05-11 astro-ph.GA
Filament Fragmentation in High-Mass Star Formation
目的：我们解决了长丝形成和破碎的长度尺度（res. <=0.1pc），特别是牛仔裤长度和圆柱体破碎尺度。研究方法：我们用3.2mm连续谱和1-0视场镶嵌图观测了原型的高质量恒星形成暗条IRDC 18223，空间分辨率为~ 4“（~ 14000 AU）。结果：尘埃连续辐射将灯丝分解成至少12个相对规则间隔的核的链。岩芯之间的平均间隔约为0.40（± 0.18）pc。虽然这与无限的、等温的、重力束缚的气体圆柱体的碎裂大致一致，但是M/l~1000M_sun/pc的高质量-长度比需要额外的湍流和/或磁性支撑来抵抗细丝的径向塌陷。N_2H ~+（1-0）数据揭示了垂直于主丝的速度梯度。虽然不能排除灯丝的旋转，但数据也与主灯丝由几个速度相干的子灯丝组成一致。此外，这种垂直于灯丝的速度梯度类似于最近的结果，对巨蛇座南部被解释为在磁化和湍流片状结构内的灯丝形成的签名。低密度气体示踪剂（[CI]和C18 O）在IRDC 18223暗条东西60“附近的尺度上揭示了类似的红/蓝移速度结构。这可能暂时被解释为一个签名的大规模云和较小规模的灯丝被运动学耦合。我们没有发现沿灯丝轴的速度梯度。这可能是由于没有显著的气体沿着平行轴流动，但也可能部分地由灯丝相对于天空平面的低倾斜角引起，这可以使这种特征最小化。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
