Tomography of the Ophiuchus Molecular Cloud with Velocity Features in C$_2$H $N=1-0$ spectra: A Pilot Study of Coherent Sub-structures
本文利用C$_2$H $N=1-0$谱线速度特征对蛇夫座分子云进行层析成像研究，通过多峰谱线识别出至少两个视线方向上的相干子结构层，并推断其中一个厚度约1 pc，其余更可能为碎片。
2025-03-12 astro-ph.GA
Temperature Evolution of Molecular Clouds in the Central Molecular Zone
我们推断的绝对时间依赖性的运动气体温度沿分子云在银河系中心（GC）的中央分子区（CMZ）的建议轨道。氨气温度图是“银河系中心水和氨气调查”（SWAG，PI：J. Ott）的结果之一; CMZ中分子云的动力学模型取自Kruijssen等人（2015）。我们发现，气体温度增加作为时间的函数在这两个制度之前和之后的云通过近心在其轨道上的GC潜力。这与最近提出的近心通过引发引力坍缩的观点是一致的。其他调查的数量（线宽，柱密度，不透明度）没有显示出强烈的迹象，时间依赖性，但可能是由云到云的变化为主。
2016-10-07 astro-ph.GA
Mass inflow rate into the Central Molecular Zone: observational determination and evidence of episodic accretion
众所周知，银河棒驱动气体流入中央分子区，这为恒星的形成、中央超大质量黑洞的吸积和大规模的外流提供了燃料。这种流入主要发生在两个对称的尘埃带中，类似于在外部棒星系中经常看到的情况。在这里，我们使用的事实，银河系尘埃带已被确定以前在$^{12}$ CO数据管和一个简单的几何模型，以获得第一个观测确定的质量流入率到中央分子区。我们发现，沿近侧尘埃带的时间平均流入率为$1.2^{+0.7}_{-0.8}\, \rm M_\odot yr^{-1}$，沿远侧尘埃带的时间平均流入率为$1.5^{+0.9}_{-1.0}\, \rm M_\odot yr^{-1}$，这给出了总流入量为$2.7^{+1.5}_{-1.7}\, \rm M_\odot yr^{-1}$。我们还提供了未来几百万年流入率的时间序列$\dot{M}$。后者表明，流入率是随时间变化的，支持情节增生到中央分子带的情景。
2019-01-03 astro-ph.GA
Quantifying the anisotropic density structure of the Central Molecular Zone -- a 2D correlation function approach
中央分子带（CMZ）是位于银河系中心的环状结构。利用APEX望远镜大面积巡天星系（ATLASGAL）870 $μ$ m连续谱图，利用二维关联函数研究了中央分子带（CMZ）气体密度结构的各向异性.为了量化空间各向异性，我们定义了临界角$θ_{\rm half}$，以及各向异性参数$A\equiv \fracπ{4θ_{\rm half}}-1$。我们发现，在大尺度（~ 100 pc）下，密度结构是强各向异性的，空间各向异性程度随尺度的减小而减小。在~ 10 pc的尺度下，结构仍然是轻度各向异性的。在我们的分析中，我们提供了一个定量描述的各向异性密度结构的气体在CMZ，和形式主义可以应用到不同的区域，以研究它们的差异。
2021-03-31 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
Intermediate-mass black hole incubators. Gas accretion onto stellar black hole clusters in galactic central molecular zones
Charles University（查理大学）；University of Bonn（波恩大学）
研究发现银河系中心分子区的黑洞团块可能通过气体吸积形成中间质量黑洞。
2026-01-12 astro-ph.GA
Catalog of High Velocity Dispersion Compact Clouds in the Central Molecular Zone of Our Galaxy
这项研究开发了一个自动识别程序的致密云与广泛的速度宽度在谱线数据立方体的高度拥挤的地区。该程序被应用到CO J=3-2线的数据，获得使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，以确定184高速色散致密云（HVCCs），这是一类奇特的分子云发现在我们的银河系的中央分子区。给出了-1.4°<l<+2.0°，-0.25°<b<+0.25°范围内的HVCC的物理参数、CO J=3-2/J=1-0强度比和形态分类。因此，该列表提供了几个有趣的来源，这些来源可能是由与点状大质量物体的相遇，局部能量事件或云与云的碰撞驱动的。
2022-09-26 astro-ph.GA
Star Formation in the Central Molecular Zone of the Milky Way
中央分子带（英语：Central Molecular Zone，CMZ）是银河系内部几百秒差距内的环状分子气体聚集区，由银河系棒驱动的物质向内输送而产生。CMZ是银河系中最极端的恒星形成环境。大尺度动力学和极端星际介质条件的独特组合，以高密度，温度，压力，湍流运动和强磁场为特征，使CMZ成为测试当前恒星和行星形成理论的理想区域。我们回顾了该领域最近的观测和理论进展，并结合这些绘制一个全面的，多尺度和多物理图片的物质和能量的循环在最近的星系核恒星形成的背景下。
2022-03-21 astro-ph.GA
A 6.7 GHz methanol maser survey of the central molecular zone
中央分子带（CMZ）横跨银河系内部~450 pc（3度）。这个区域由其增强的分子发射定义，包含整个星系分子气体质量的5%。然而，对于存在的分子气体量来说，探测到的朝向CMZ的恒星形成地点的数量可能很低，改进的恒星形成指标调查可以帮助澄清这一点。利用卡尔·G·扬斯基甚大阵（VLA）对银河系内3deg × 40 arcmin（450 pc × 100 pc）范围内的6.7GHz甲醇脉泽进行了盲测。我们在28个地点探测到43个甲醇脉泽，其中16个是新探测到的。大部分脉泽的速度与位于CMZ内的一致。大部分甲醇脉泽分布在正星系边缘，相当于2/3的分子气体质量分布在正星系边缘。6.7千兆赫甲醇脉泽是高质量（>8个太阳质量）恒星形成的一个很好的指示器，新的探测表明CMZ中有大质量恒星形成的地点。
2019-01-04 astro-ph.GA
Distance to three molecular clouds in the central molecular zone
确定分子云沿中心分子带（CMZ）视线的绝对和相对距离对于推断其轨道结构、动力学和理解云中的恒星形成至关重要。Zoccali等人2021年的最新结果表明，G0.253 + 0.016云（砖）不属于CMZ。这促使我们交叉检查他们的结果计算的绝对和相对距离的砖和其他两个分子云（50公里/秒，和20公里/秒的云），并讨论他们的CMZ成员。我们使用彩色星等图$K_s$与$H-K_s$来比较在目标云上探测到的恒星与在核星盘（NSD）和银河系凸起的三个参考区域探测到的恒星。我们使用红丛（RC）星来估计到每个区域的距离。结果表明，所有的云都呈现双RC特征。这样的双RC已在以前的工作中报告的NSD，但不是为相邻的凸起it. We排除的可能性，不同的RC功能位于显着不同的距离。得到的绝对和相对距离与银河系中心距离（$\sim8$ kpc）一致。
2021-03-03 astro-ph.GA
Molecular Fraction in the Galactic Center: The Central Molecular and HI Zones
通过绘制银河系中心（GC）的分子分数，我们定量地解决了CMZ（中央分子区）有多少分子和中央的问题。为此，我们分析了CO和HI线存档数据，并确定了柱-（表面）和体积分子分数，$f_{\rm mol}^Σ$和$f_{\rm mol}^ρ$，它们是H $_2$在天空中投影的柱质量密度与总气体的柱质量密度之比（H $_2$ + HI）和\Htwo 1与总气体的体积-质量密度之比。结果表明，在CMZ中，$f_{\rm mol}^Σ$与$ \sim 0.9-0.95$一样高，而在GC臂I和II中，$f_{\rm mol}^ρ$是$0.93-0.98$，达到了朝向Sgr B2的$\sim 0.98$的最高值。膨胀分子环（EMR，或称膨胀环）的$f_{\rm mol}^Σ$略小于$\sim 0.9-0.93$。我们将CMZ定义为具有$f_{\rm mol}^Σ\ge 0.8-0.9$的区域，该区域位于从$l=-1^\circ.1$到$+1^\circ.8$的H $_2$柱密度的平台状分布的肩部之间，具有高斯垂直分布，半厚度为$\pm 0^\circ.2$。CMZ嵌入中央HI区（CHZ），CHZ定义为$l\sim -2^\circ$和$+2^\circ.5$、$b=-0^\circ.5$和$+0^\circ.5$之间的HI盘。在此基础上，讨论了CMZ的起源和星际物理问题，如由$ f_{\rm mol…
2022-08-26 astro-ph.GA
H II regions and supernova remnants associated with molecular clouds: A pilot study with the SARAO MeerKAT Galactic Plane Survey
Technical University of Kenya（肯尼亚科技大学）；University of Leeds（利兹大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；University of South Africa（南非大学）；University of Nigeria（尼日利亚大学）
本研究利用MeerKAT和SEDIGISM数据，发现与H II区域和超新星残骸相关的分子云具有更高的质量和气体面密度，并支持大质量恒星反馈触发恒星形成假说。
2025-11-25 astro-ph.GA
The Radio Ammonia Mid-Plane Survey (RAMPS) Pilot Survey
射电氨中面巡天（RAMPS）是一个分子线巡天，目的是使用绿岸望远镜绘制银河系第一象限（l = 10度-40度，|b| < 0.4度）的银河系中面的一部分。我们提出了试点调查的结果，该调查在以l = 10度、23度、24度、28度、29度、30度、31度、38度、45度和47度为中心的区域中绘制了大约6.5平方度的地图。RAMPS观测到NH3反转跃迁NH3（1，1）-（5，5），H2O 6（1，6）- 5（2，3）脉泽谱线，频率为22.235 GHz，以及其它几条分子谱线。我们提出了一个有代表性的一部分，从试点调查的数据，包括NH3（1，1）和NH3（2，2）的综合强度地图，H2O脉泽位置，地图的NH3速度，NH3线宽，总NH3柱密度，和NH3旋转温度。这些数据和产生这些数据的数据立方体可在RAMPS网站（http：//sites.bu.edu/ramps/）上公开查阅。
2018-08-07 astro-ph.GA
The Milky Way's Central Molecular Zone
这篇评论汇编了我们银河系中央六百秒差距的分子气体条件的最新研究结果。回顾首先将我们的银河系中心与我们银河系的其他部分放在一起。接下来讨论了以前对银河系中心的研究成果，然后重点讨论了该区域分子星际介质的已知情况。它特别侧重于对这一地区兴趣的激增和过去五年中进行的新研究。最后，它强调了仍然存在的悬而未决的问题，以及ALMA等新设施在解决这些不确定性方面取得进展的潜力。
2017-05-15 astro-ph.GA
Star Formation Rates of Massive Molecular Clouds in the Central Molecular Zone
我们调查恒星形成在非常早期的演化阶段，在5个大规模的云内500 pc的银河系，中央分子区。利用干涉仪观测的H $_2$ O脉泽和超紧凑的H II区域，我们发现了正在进行的恒星形成的证据，嵌入在0.2 pc尺度和$\gtrsim$ 10 $^5$ cm $^{-3}$密度的核心。在这五个星云中，Sgr C在引力束缚和/或原恒星核心中拥有很高（9%）的气体质量，并且遵循从附近星云外推的致密（$\gtrsim$ 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体星形成关系。其他四个星云在引力束缚和/或原恒星核心中的质量不到1%，恒星形成率比致密气体恒星形成关系预测的低10倍。在这些核心的空间尺度上，恒星形成效率与银河系盘源相当。我们认为，在这些中央分子区云的整体不活跃的恒星形成可能是因为有少得多的气体被限制在引力约束的核心，这可能是由于在这个地区的强烈湍流和/或非常早期的演化阶段的云时，崩溃才刚刚开始。
2019-02-21 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure of the Central Molecular Zone
详细的比较HI和CO线立方体数据的银河系中心（GC）地区的档案。中心分子带（CMZ）被显示为嵌入在半径为$\sim 320$ pc和垂直刻度高度为$\sim 70$ pc的HI盘（中心HI带，CHZ）中。射电连续谱带平行于分子臂I和臂II。这条带在天空中画出一个双无限的形状，连接着Sgr E（$l\sim -1^\circ.2)$）、C、B1、B2和Sgr D（$+1^\circ.2$），被解释为一个翘曲的恒星形成环。分子臂在等速图（LVD）上与HI臂密切相关，显示出一致的刚体脊。由于HI和CO之间的密切关系，HI谱线吸收可以用来确定Arms相对于Sgr A、B1、B2和C的位置。结合Sgr A $^*$自行和Sgr B2脉泽源的三角资料以及径向速度，确定了Sgr B2的三维速度矢量。从这些分析中，显示具有Sgr B2的分子臂I位于Sgr A $^*$的近侧，而具有Sgr C的臂II位于另一侧，两者构成围绕GC的一对对称臂。我们提出了一个可能的三维视图Sgr A通过E和武器I和II以及参数列表。
2022-08-09 astro-ph.GA
Pilot HI Survey of Planck Galactic Cold Clumps with FAST
本文介绍了利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对17个普朗克银河系冷团（PGCC）进行的HI观测。HI窄自吸收（HINSA）是探测冷HI与氢分子混合的有效方法，它有助于加深我们对星际介质中原子-分子跃迁的理解。HINSA阳性率为58%。发现HINSA的柱密度与$^{13}$ CO的柱密度具有中等相关性，在$\rm log( N(HINSA)) = (0.52\pm 0.26) log(N_{^{13}CO}) + (10 \pm 4.1) $之后。HI丰度相对于总氢[HI]/[H]的平均值为$4.4\times 10^{-3}$，约为以往HINSA对分子云观测平均值的2.8倍。对于总柱密度N $\rm_H >5 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$的云，HINSA丰度和总氢柱密度之间的负相关被发现，证实了在更大质量的云分子气体形成过程中冷HI气体的耗尽。$^{13}$ CO的非热谱线宽度比HINSA的大0-0.5 km s $^{-1}$。HINSA的非热宽度较窄的一个可能解释是HINSA的区域比$^{13}$ CO的小。根据H-$_2$形成和H-$_2$被宇宙线分解的分析模型，我们发现5个源的云年龄在10 $^{6.7}$ -10 $^{7.0}$ yr之间。
2019-12-02 astro-ph.GA
AGN activity and nuclear starbursts: Sgr A* activity shapes the Central Molecular Zone
银河系的中央分子带（CMZ）显示了几个特殊的性质：大的恒星形成率，银河系中一些最大质量的年轻星团和分子云，以及分子气体中的扭曲环形态。在本文中，我使用SPH模拟表明，这些属性中的大部分可以解释为由于最近爆发的活动星系核活动在银河系中央超大质量黑洞的Sgr A*。特别是，致密气体，大质量气体云，年轻星团和升高的SFR的狭窄环都可能是由AGN流出通过系统造成的，它压缩了气体并引发了碎片化。此外，我表明，在CMZ中观察到的气体的不对称分布，可以产生从一个最初的轴对称气体盘的流出诱导的不稳定性。圆盘中的角动量混合产生一些低角动量材料，其随后可以供给Sgr A*。这些过程可以发生在任何经历活动星系核事件的星系中，导致核恒星形成的爆发比纯粹的棒驱动质量流入预测的要强得多。
2015-05-20 astro-ph.GA
The Structure of Dark Molecular Gas in the Galaxy - I: A Pilot Survey for 18-cm OH Emission Towards $l \approx 105^°, b \approx +1^°$
我们报告的第一个调查结果为1665，1667和1720兆赫的OH辐射在一个小区域的外星系中心在$l \approx 105.0°, b \approx +1.0°$。这一稀疏的高灵敏度测量（$ΔTa \approx ΔTmb \approx 3.0 - 3.5$ mK rms，0.55 km/s通道）是作为一个试点项目与绿岸望远镜（GBT，FWHM $\approx 7.6'$）在$0.5°$间距的3 X 9网格上进行的。选择的点与现有的银河系$^{12}$ CO（1 - 0）CfA巡天（FWHM $\approx 8.4'$）的点相对应。通过2小时积分，在27个测量位置（$\geq 78\%$）的$\gtrsim 21$处用GBT检测到1667 MHz OH发射，证实了该谱线追踪的ISM中分子气体的普遍存在。除了少数例外，1665和1667 MHz处的主OH线在我们的灵敏度水平下以LTE特征的5：9的比率出现。没有OH吸收功能记录在本调查的领域，在这个方向上的连续背景发射的低水平的协议。在每一个点的OH排放出现在几个组件的径向速度范围内延伸，并符合众所周知的银河系结构，如本地臂和英仙座臂的功能。相反，很少看到CO排放在调查区;不到一半的$\gtrsim 50$确定的OH组件显示可检测到的CO在CfA的灵敏度水平，这些通常是微弱的。没有OH排放，就没有CO分布。除了少数例外，OH曲…
2015-02-02 astro-ph.GA
Multi-scale Magnetic Fields in the Central Molecular Zone: Inference from the Gradient Technique
中央分子带（CMZ）在调节银河系核生态系统中起着至关重要的作用。为了深入了解CMZ的磁场，我们采用梯度技术（GT），这是植根于磁流体动力学湍流的各向异性。我们的分析是基于多个波长的数据，包括分子发射线，无线电1.4 GHz的连续图像，和Herschel 70 $μ$ m图像，以及电离[Ne II]和Paschen α发射。与普朗克353 GHz和高分辨率机载宽带相机加（HWAC+）53 $μ$ m偏振尘埃排放的观测结果进行了比较。我们绘制了中央分子带多个波长的磁场方向，包括射电弧和人马座A西部地区的特写，从$\sim$ 0.1 pc到10 pc的多尺度。GT追踪到的分子带中心方向的磁场与极化测量结果一致，说明了银河系前景和背景的贡献。这种对应关系表明，在银河系中心，磁场和湍流在动力学上是至关重要的。我们发现与弧丝相关的磁场和射电弧的热分量与HAWC+极化有很好的一致性。我们对非热射电弧的测量揭示了银河系中心的极向磁场分量。对于人马座A西区，我们发现用[Ne II]发射的GT测量与HWAC+ 53 $μ$ m观测之间有很好的一致性。我们使用GT来预测与电离的帕邢-α气体相关的磁场，其尺度可达0.1 pc。
2022-01-17 astro-ph.GA
Towards a multi-scale understanding of the gas-star formation cycle in the Central Molecular Zone
中央分子带（Central Molecular Zone，CMZ，银河系中央500 pc）包含银河系中最大的高密度分子气体库，但形成恒星的速率比通常使用的恒星形成关系低10-100倍。我们讨论最近的努力，了解最近的星系核如何形成它的恒星。最新的模型的气体流入，恒星形成，和反馈占空比再现的CMZ的主要可观察到的功能，表明恒星形成是情节和CMZ目前居住在恒星形成的最小值。使用轨道建模，我们推导出的三维几何形状的CMZ，并显示如何轨道动力学和恒星形成的气体的潜力是紧密耦合的。我们讨论了这种耦合如何揭示恒星形成的物理和反馈的条件下看到的高红移星系，并促进形成的星系中的致密星团。
2016-09-26 astro-ph.GA
Parabolic-like Trend in SiO Ratios throughout the Central Molecular Zone: Possible Signature of a Past Nuclear Activity in the Galactic Center
本研究通过野边山45米望远镜观测发现银河系中心分子区SiO发射强度比呈类抛物线趋势，或为银心过去约10万年核活动爆发的特征，也可能与高能光子破坏小尘埃有关，为研究银心核活动历史提供新视角。
2024-08-17 astro-ph.GA
YSO search toward the boundary of the Central Molecular Zone with near-infrared polarimetry
我们使用1.4米红外巡天望远镜上的近红外偏振照相机SIRPOL对中心分子区边界进行了近红外偏振测量，测量范围为（-1.4度$\lesssim l \lesssim$ -0.3度和1.0度$\lesssim l \lesssim$ 2.9度，$|b|\lesssim$ 0.1度）。根据Stokes $Q/I-U/I$平面上的星际偏振估计，我们选取了112个本征偏振源。选定的光源比$K_S=14.5$等亮，并且具有偏振不确定性$δP<1\,%$。当使用斯皮策空间望远镜中红外数据档案中的测光时，这些独特的偏振源中的十个与年轻恒星天体的光谱能量分布很好地拟合。然而，许多来源的光谱能量分布是遭受严重星际消光的正常恒星;这些可能是乌云后面的恒星。由于独特的偏振源和年轻天体候选者的数量很少，我们无法判断它们是否在中央分子带之外衰落。文献中许多大质量的年轻天体候选者只有很小的内禀极化。这可能表明它们的质量为4-15 M $_{\rm sun}$，其固有极化预计很小。
2014-06-11 astro-ph.GA
ALMA Central molecular zone Exploration Survey (ACES) VI: ALMA Large Program Reveals a Highly Filamentary Central Molecular Zone
基于ALMA大型项目ACES的Band 3数据，以高分辨率揭示了银河系中央分子区（CMZ）分子气体的高度纤维状结构，识别出两类纤维结构并分析了其形态、运动学及与磁场的关系。
2026-06-08 astro-ph.GA
A theoretical explanation for the Central Molecular Zone asymmetry
30多年前人们就已经知道，在银河系最里面的300秒差距内，即中央分子带，分子气体的分布是强烈不对称的。事实上，大约四分之三的分子发射来自正电荷，只有四分之一来自负电荷。然而，尽管有很多理论上的努力，这种不对称性的起源仍然是一个谜。在这里，我们表明，不对称性可以很好地解释了不稳定的气体流动的禁止潜在的。我们使用高分辨率的3D流体动力学模拟耦合到一个国家的最先进的化学网络。尽管初始条件和棒势相对于银河系中心是点对称的，但由于被称为“摆动不稳定性”的流体动力学不稳定性和热不稳定性的结合，不对称性自发地发展。观察到的不对称性必须是短暂的：在过去或未来几十兆年的观测中，通常会显示出相反意义上的不对称性。在我们的模拟中，与观察到的不对称性相当的振幅波动在很大一部分时间内都会发生，这表明现在并不是我们银河系生命中的一个例外时刻。
2017-12-15 astro-ph.GA
The geometry of the gas surrounding the Central Molecular Zone: on the origin of localised molecular clouds with extreme velocity dispersions
银河系中心附近的分子气体观测（$| l | < 10^\circ$，$| b | < 1^\circ$）揭示了一个独特的人口神秘的致密云的存在，其特征是极端的速度分散（$Δv > 100\, \rm km/s$）。这些扩展速度特征（EVF）在数据中心中非常突出，并主导了中央分子区（CMZ）外分子气体的运动学。这种云的典型例子是Bania Clump 2。我们表明，类似的功能自然产生的模拟气流在一个现实的禁止潜在的。我们分析了模拟中获得的特征结构，并以此来解释观测结果。我们发现，这些特征来自于沿着银河系棒的尘埃带快速下落的物质与属于以下两类之一的物质之间的碰撞：（i）在相反一侧的尘埃带下落后“溢出”的物质;（ii）CMZ的一部分。这两种类型的碰撞都涉及到视线速度差异很大的气体，这就是产生观察到的极端速度分散的原因。这两类的例子可以在意见中找到。如果我们的解释是正确的，我们将直接见证（a）相对速度为$\sim 200\, \rm km/s$的云的碰撞和（b）新鲜气体在CMZ上的吸积过程。
2019-06-24 astro-ph.GA
The Nobeyama 45 m Survey of Shocked Molecular Gas in the Central Molecular Zone. I. Survey Data, Cloud Catalog, and SiO Line-Ratio Trends
Kanagawa University（神奈川大学）；Keio University（庆应义塾大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，自然科学研究院）
本研究利用野边山45米望远镜获取银心分子区的大尺度分子线数据，公开经SCIMES算法识别的SiO发射云表，发现SiO线比与n_H2 t_dyn存在强负相关，为相关研究提供基础数据。
2026-08-27 astro-ph.GA
On the physical mechanisms governing the cloud lifecycle in the Central Molecular Zone of the Milky Way
我们适用于分析理论的环境依赖的分子云寿命的银河系的中央分子带。在这个理论中，云的寿命在银河系中心的时间尺度的引力不稳定性，银河系剪切，周转摄动和云云碰撞相结合。我们发现，在银河系中心半径$\sim 45$ - $120$ pc，对应的位置的“100 pc流”，云的演变主要是由引力坍缩，与云的平均寿命在1.4和3.9百万年之间。在所有其他的银河系中心半径，银河系剪切占主导地位的云的生命周期，我们预测，分子云是分散在3和9百万年之间的时间尺度，没有显着程度的恒星形成。沿着100-pc流的外缘，在半径100和120 pc之间，周转摄动和引力自由落体的时间尺度是相似的。这种相似的时间尺度支持的假设，根据轨道的几何形状和时间的轨道阶段，云崩溃和恒星形成的100-pc流可能是由近心点的潮汐压缩触发。根据推导出的时间尺度，这应该发生在大约20%的所有吸积事件到100 pc流。
2018-05-07 astro-ph.GA
Parallel Alignments between Magnetic Fields and Dense Structures in the Central Molecular Zone
基于FIREPLACE巡天数据，发现CMZ中高密度区磁场与致密结构平行排列，与邻近分子云相反，且源于超维里态而非投影效应，与低恒星形成效率一致。
2025-08-06 astro-ph.GA
The Molecular Gas Environment in the 20 km s$^{-1}$ Cloud in the Central Molecular Zone
我们最近报道了银河系中央分子区20 km s $^{-1}$云中的原恒星候选者的人口，由引力束缚致密核中的H $_2$ O脉泽追踪。在本文中，我们报告的高角分辨率（$\sim$ 3“）分子线研究的恒星形成的环境，在这个云。使用亚毫米阵列获得了各种分子线跃迁以及1.3 mm处的连续谱图。用Karl G. Jansky甚大阵。干涉观测与单碟数据的补充。我们发现，CH $_3$ OH，SO和HNCO线，这通常是冲击示踪剂，是更好的空间相关性与致密的尘埃排放从致密的核心检测线。这些线也显示出增强的强度相对于SiO的强度朝着紧凑的尘埃排放，这表明在这些地区的慢冲击或热核心的存在。我们发现气体温度为$\gtrsim$ 100 K在0.1 pc尺度的基础上的H $_2$ CO和NH $_3$线的RADEX建模。虽然没有很强的温度和线宽/H $_2$ O脉泽亮度之间的相关性被发现，在高角分辨率的地图，我们注意到几个候选人的冲击加热区域偏移任何致密的核心，以及在几个致密的核心的原恒星局部加热的签名。我们的研究结果表明，在0.1秒差距尺度下，恒星的形成和强烈的湍流可能会共同影响分子气体的化学性质和温度。
2017-03-20 astro-ph.GA
Spectral imaging of the Central Molecular Zone in multiple 7-mm molecular lines
我们已经在银河系中心周围的中央分子区（CMZ）中成像了24条谱线，范围为42至50 GHz。谱线包括CS、CH 3OH、HC 3 N、SiO、HNCO、HOCO+、NH 2CHO、OCS、HCS+、CCS、C34 S、13 CS、29 SiO、H13 CCCN、HCC 13 CN和HC 5 N分子的发射，以及三条氢复合谱线。覆盖的区域是银河经度-0.7至1.8度。以及纬度-0.3至0.2度，包括Sgr A、Sgr B 2、Sgr C和G1.6-0.025附近的亮核。这项工作使用了澳大利亚的22米Mopra射电望远镜，获得了~ 1.8公里/秒的光谱分辨率和~ 65角秒的空间分辨率。我们提出了这项研究的峰值图像，并进行了主成分分析的综合发射最亮的10条线，研究线分布的相似性和差异。我们研究了集成线强度和线比率在选定的光圈周围的明亮的核心，以及完整的映射区域的CMZ。我们比较这些7毫米线在3毫米波段的相应的线，为5个分子，研究的激发。在CMZ上，3 mm与7 mm的线比率存在变化，在Sgr B2和Sgr A周围的中心具有相对较高的比率。我们发现这些谱线是亚热激发的，并且通过RADEX建模发现非LTE条件适用，密度为10^4 cm^{-3}量级。
2013-04-26 astro-ph.GA
Signature of an Intermediate-Mass Black Hole in the Central Molecular Zone of Our Galaxy
我们映射的高速致密云CO-0.40-0.22在3毫米波段的21个分子线使用野边山射电天文台45米射电望远镜。在CO-0.40-0.22范围内共检测到18条谱线。每一条探测线的地图显示，这片云有一个紧凑的外观（d=~3 pc）和非常宽的速度宽度（DV=~100 km/s）。CO-0.40-0.22的质量和动能分别为10^{3.6} M_sun和10^{49.7} erg。沿长轴的代表性位置-速度图显示，CO-0.40-0.22由具有浅速度梯度的强烈区域和不太强烈的高速翼组成。在这里，我们表明，这种运动学结构可以归因于一个不可见的质量为~10^5 M_sun的致密物体对分子云的引力反冲。它的紧凑性和在其他波长下没有对应物表明这个大质量物体是一个中等质量的黑洞。
2015-12-15 astro-ph.GA
Galactic H2CO Densitometry I: Pilot survey of Ultracompact HII regions and methodology
我们提出了一个试点调查的21条视线对UCHII地区的H2 CO 1-1（6厘米）和2-2（2厘米）的过渡，使用H2 CO厘米线作为分子气体密度计。使用阿雷西博和绿岸波束匹配观测，我们测量了51个检测到的H2 CO线对的密度，并提出了额外的24个检测到的1-1线的密度上限。我们分析了H2 CO密度计的系统不确定度，实现了H2密度测量的精度~ 0.1-0.3 dex。测量的密度与距离无关，这意味着在没有距离偏差的情况下，可以在整个星系中进行精确的密度测量。我们证实，超致密HII区与密度为n（H2）~10^5cm^-3的气体有关。在视线分子云中测量的密度表明，它们由高密度（n（H2）> 10^4 cm ^-3）下的低体积填充因子（f~10^-2）气体组成，这与纯超音速湍流不一致，需要比重力湍流模拟中通常观察到的更大的高密度聚集。我们观察到复杂的线形态，表明密度变化与周围的UCHII地区的速度，我们分类的一个子集的UCHII分子信封崩溃或扩大。我们将这些测量结果与Bolocam银河平面巡天1.1毫米观测结果进行了比较，并注意到大多数UCHII区域的1.1毫米发射由显著的（5-70%）自由发射组成，因此不一定由光学薄尘埃发射主导。将我们的数据与曼古姆等人的星暴样本进行比较后发现，在典型的星暴星系中，致密分子气体（n（H2）~10^5cm^-3）的面积填充因子<~0.01，但在像Arp 220…
2011-07-26 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. II: Distribution of atomic and molecular gas tracers
我们使用Armillotta等人（2019）提出的内部星系的流体动力学模拟来研究CMZ内的气体分布和运动学。我们使用的分辨率足够高，以捕捉气体发射在密集的分子示踪剂，如NH3和HCN，并模拟了50万年的时间窗口，足够长的时间来捕捉阶段，在此期间，CMZ经历了静态和激烈的恒星形成。然后，我们后处理的模拟CMZ计算其空间依赖的化学和热状态，产生合成的排放数据立方体和HI和分子气体示踪剂CO，NH3和HCN的地图。我们发现，从地球上看，在CMZ的气体主要分布在两个平行的和细长的功能，从积极的方向和速度，负的方向和速度。这两股气流中的分子气体排放并不均匀，它主要与通过尘埃带流向银河系中心的气体与环内轨道气体碰撞的区域有关。我们的模拟数据立方体再现了在观测到的CMZ中发现的一些特征。然而，当我们使用我们的结果来解释单个分子云的位置时，出现了一些差异。最后，我们表明，当CMZ附近的一个激烈的恒星形成的时期，环主要是破碎的超新星反馈的结果，和大部分的发射来自恒星形成的分子云。这种形态和恒星形成率之间的相关性应该可以在河外CMZ的观测中检测到。
2020-02-14 astro-ph.GA
Spectral imaging of the Central Molecular Zone in multiple 3-mm molecular lines
我们绘制了银河系中心周围中央分子区（CMZ）的20条分子线，发射频率为85.3至93.3 GHz。这项工作使用了澳大利亚的22米Mopra射电望远镜，该望远镜配备了8千兆赫带宽的UNSW MOPS数字滤波器组，获得了\sim 2公里/秒的光谱分辨率和\sim 40角秒的空间分辨率。测量的谱线包括c-C3 H2、CH 3CCH、HOCO+、SO、H13 CN、H13 CO+、SO、H13 NC、C2 H、HNCO、HCN、HCO+、HNC、HC 3 N、13 CS和N2 H+分子的发射。覆盖的区域是银河经度-0.7至1.8度。以及纬度-0.3至0.2度，包括Sgr A、Sgr B2、Sgr C和G1.6-0.025周围的亮尘芯。我们提出了这项研究的图像，并进行了主成分分析的综合发射最亮的8条线。这是由第一个组成部分占主导地位，表明所有分子的大尺度分布非常相似。我们检查的线比和光学深度在选定的光圈周围的明亮的尘埃核心，以及完整的映射区域的CMZ。我们强调的行为明亮的HCN，HNC和HCO+线发射，连同从13 C同位素的这些物种，并比较的行为与发现在银河系外的源，其中发射是未解决的空间。我们还发现，同位素线比（如HCO+/H13 CO+）的增加显着的红移速度在某些位置。线光度也计算和比较CO，以及线光度确定的外部星系。
2011-10-07 astro-ph.GA
Abundant Methanol Ice toward a Massive Young Stellar Object in the Central Molecular Zone
先前的射电观测显示，在银河系中心（GC）的中央分子带（CMZ）中广泛存在着气相甲醇（CH $_3$ OH），但其来源仍不清楚。在这里，我们报告发现CH $_3$ OH冰朝向CMZ中的恒星，基于斯巴鲁$3.4$ - $4.0\ μ$ m光谱，由NASA/IRTF $L'$成像和$2$ - $4\ μ$ m光谱的帮助。这颗恒星位于$\sim8000$ au之外的一个巨大的年轻恒星天体（MYSO）的投影中。观测到的高CH $_3$ OH冰丰度（$17\%\pm3\%$相对于H $_2$ O冰）表明$3.535\ μ$ m CH $_3$ OH冰吸收可能出现在MYSO的扩展包层中。然而，也有可能CH $_3$ OH冰在CMZ内的密集云中形成的丰度比在圆盘内更高。无论哪种方式，我们的研究结果意味着，气相CH $_3$ OH在CMZ可以在很大程度上产生从冰粒解吸。高固体CH $_3$ OH丰度证实了观察到的GC MYSO的显著$15.4\ μ$ m肩吸收来自CO $_2$冰与CH $_3$ OH混合。
2017-07-11 astro-ph.GA
AzTEC Survey of the Central Molecular Zone: Increasing Spectral Index of Dust with Density
我们银河系的中央分子区（CMZ）拥有一个极端的环境，类似于遥远宇宙中典型的星暴星系。为了了解像我们的CMZ的环境中的灰尘属性，我们提出了我们的AzTEC/大型毫米望远镜调查的联合SED分析的结果，连同现有的\textit{Herschel}远红外数据的CMZ，从$160$ $μm$到$1.1$ $mm$的波长范围。我们包括全球前景和背景的贡献，在一个新的贝叶斯模型，采用了点扩散函数（PSF）的不同的地图，这使得我们的高分辨率（$10.5''$）地图在1.1 $mm$的充分利用，并揭示了前所未有的详细信息的尘埃气体的空间分布在整个CMZ。有一个显着的趋势增加灰尘光谱指数$β$，从$2.0-2.4$，在CMZ密集的峰值，表明缺乏大颗粒或根本改变尘埃光学性质。$β$的这种环境依赖性可能对其他研究中粉尘温度的测定产生重大影响。根据尘埃的光学特性如何偏离传统模型，$10-50\%$在特别密集的区域可能会低估尘埃温度。
2021-04-22 astro-ph.GA
A mean density of $112\, M_{\odot}\,\rm pc^{-3}$ for Central Molecular Zone clumps -- Evidences for shear-enabled pressure equilibrium in the Galactic Center
利用APEX望远镜大面积巡天星系巡天870 $μ$ m的数据，对银河系中央分子区（CMZ）气体的密度结构进行了系统的研究。我们发现，团块遵循$m = ρ_0 r^3$的缩放，其对应于$n_{\rm H_2} = 1.6 \times 10^3\,\rm cm^{-3}$（$ρ_0 =112\;M_{\odot}\;\rm pc^{-3}$）的特征密度，其变化为$\approx 0.5\,\rm dex$，其中我们假设气尘质量比为100。这种特征密度可以解释为分子气体与周围温暖的星际介质之间的热压平衡的结果。这种平衡是可以建立的，因为剪切力的强度与自重的强度大致相同。我们的研究结果可以解释这样一个事实，即与银河系盘的其他部分相比，CMZ中的恒星形成效率非常低。我们还确定了人口的团块，其密度是两个数量级更高的附近的Sgr B2区域，我们建议产生的碰撞之间的密度较低的团块。对于这些碰撞的发生，压缩潮汐等过程可能通过将团块聚集在一起创造了适当的条件。
2020-06-12 astro-ph.GA
A study of methanol and silicon monoxide production through episodic explosions of grain mantles in the Central Molecular Zone
甲醇（CH $_3$ OH）被发现是丰富和广泛的中央分子区，我们的银河系内部几百秒差距。然而，它的起源并不完全清楚。有人提出，在这个区域的高宇宙射线电离率可能会导致更有效的非热解吸这种物质形成的粮食表面，但它也意味着这种物质在相对较短的时间内被摧毁。在第一步中，我们运行具有高宇宙射线电离率的化学模型，并发现这种情况下只能再现该区域（$\sim$ 10 $^{-9}$ -10 $^{-8}$）中甲醇的最低丰度。在第二步中，我们研究了另一种基于谷物地幔幕式爆炸的情景。我们发现一个很好的协议之间的预测丰度的甲醇和观测。我们发现，形成甲醇的主要途径是通过CO加氢的晶粒上，然后由于晶粒地幔爆炸解吸。这个模型的循环方面可以解释甲醇的广泛存在，而不需要任何额外的机制。我们还模拟了一氧化硅（SiO），另一种在银河系中心的几个分子云中检测到的物质。协议被发现与观察的高损耗的Si（Si/H $\sim$ 10 $^{-8}$）相对于太阳丰度。
2017-01-15 astro-ph.GA
Multi-scale Gas Structure and Dynamics in an Extragalactic Central Molecular Zone
Princeton University（普林斯顿大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；University of Maryland（马里兰大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）
研究通过ALMA观测分析NGC 3351中央分子区不同尺度的分子气体结构与动力学，揭示气体运动的来源和驱动因素，发现有序运动在大尺度占主导，而随机运动在小尺度更显著。
2026-04-24 astro-ph.GA
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: Ubiquitous Protostellar Outflows
我们对银河系中央分子带的四个大质量分子云进行了1.3 mm谱线的观测，观测分辨率为2000 AU。我们重点研究了原恒星外流中通常富含的几种潜在激波示踪物，包括SiO、SO、CH $_3$ OH、H $_2$ CO、HC $_3$ N和HNCO。我们确定了43个原恒星外流，包括37个高度可能的和6个候选人。外流被发现朝向已知的高质量恒星形成核心和质量较小的看似静止的核心，而基于连续体识别的834个核心中有791个没有检测到外流。流出质量的范围从小于1~ $M_\odot$到几十个$M_\odot$，典型的不确定度为70倍。我们没有发现这些流出物和附近类似物（如经过充分研究的L1157和NGC 7538 S流出物）的相对分子丰度之间存在分歧的证据。结果表明，i）驱动外流的原恒星吸积盘普遍存在于CMZ环境中，ii）如果这些云处于非常早期的演化阶段，预计会有很大一部分候选的无星核心，但要注意外流的潜在不完整性，iii）高质量和低质量恒星的形成在这些云中同时进行，和iv）目前的数据没有显示出在确定CMZ环境中的分子丰度的流出物中的冲击化学与附近云中的冲击化学之间的差异的证据。
2021-01-20 astro-ph.GA
Atomic Carbon in the Central Molecular Zone of the Milky Way : Possible Cosmic-ray Induced Chemistry or Time-Dependent Chemistry Associated with SNR Sagittarius A East
原子碳（$\mathrm{C}^0$）是致密分子气体中最丰富的原子/分子物种之一，是许多化学/物理环境中分子气体质量的潜在良好示踪剂，但银盘区域以外的$\mathrm{C^0}$丰度变化尚未完全了解。本文给出了用ASTE 10-m望远镜获得的银河系中心分子带（CMZ）宽视场500 GHz [CI]图。主成分分析和非LTE多跃迁分析表明，[CI]发射主要源自具有20-50 K温度和$\sim 10^3\ \mathrm{cm}^{-3}$密度的低激发气体组分，而$\mathrm{C^0}$丰度可能在高激发气体组分中受到抑制。CMZ中的平均$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$丰度比为0.3-0.4，是银盘中的2-3倍。$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$比值在最内侧10 pc区域增加到0.7，在核周盘增加到$\sim2$。我们发现$\mathrm{C^0}$富集区呈环形分布，环绕超新星遗迹（SNR）Sgr A东部，表明中央10 pc区域的$\mathrm{C}^0$富集是分子云-SNR相互作用的结果。在主成分分析（PCA）中包含的15个原子/分子中，CN是唯一在[CI]-亮环中增加的其他物种。[CI]亮环的起源可能是由Sgr A east加速的低能宇宙线粒子或SNR收集的原始分子气体产生的宇宙线主导区域，其中$\m…
2021-05-10 astro-ph.GA
Gas Dynamics in the Central Molecular Zone and its connection with the Galactic Bar
本研究使用arepo代码模拟银河系，发现Ferrers棒驱动形成与CMZ相关的环，该环经历形成、不稳定和准稳定三阶段，并与x2轨道相关，恒星形成主要在环形成阶段及气体经过远心点后发生。
2024-12-11 astro-ph.GA
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: Jeans Fragmentation and Cluster Formation
我们报告ALMA波段6连续观测2000 AU的分辨率对四个大规模的分子云在中央分子区的银河系。为了研究气体碎片化，我们使用树状图方法来确定核心跟踪的尘埃连续排放。尽管在云的尺度上（$\sim$ 1- 5 pc）具有相似的质量，但这四种云在观测的分辨率下表现出不同的碎裂状态。假设一个恒定的尘埃温度为20 K，我们构建云的核心质量函数，并找到一个稍微头重脚轻的形状相比，典型的初始质量函数，但我们注意到几个重要的不确定性，可能会影响这一结果。由最小生成树法确定的核心之间的特征空间间隔$\sim$ $10^4$ AU和特征核心质量1- 7 $M_\odot$与热金斯碎裂的预测一致。这三个显示碎裂的星云可能正在形成OB星协（恒星质量$\sim$ $10^3$ $M_\odot$）。目前正在研究的四个星云似乎都不能形成像拱和五联体（$\sim$ $10^4$ $M_\odot$）这样的大质量星团，但它们可能通过进一步的气体吸积到核心上形成这样的星团。
2020-05-07 astro-ph.GA
Unusual Galactic HII Regions at the Intersection of the Central Molecular Zone and the Far Dust Lane
Sgr E是一个巨大的恒星形成复合体，位于银河系中心，由许多离散的紧凑的HII区域组成。它位于中央分子带（CMZ）和银河棒远尘埃带之间的交叉点，类似于外部星系中的“热点”。与其他银河系恒星形成复合体相比，Sgr E复合体是不寻常的，因为它的HII区域都有相似的射电光度和角范围，并且它们缺乏来自其光解离区域（PDR）的~ 10微米发射。我们的绿岸望远镜（GBT）的射电复合线观测增加了已知的成员Sgr E到19个HII区域。在Sgr E方向有43个额外的HII区域候选者，其中26个是首次使用MeerKAT 1.28GHz数据检测到的。因此，Sgr E的真实HII区群体可能超过60。利用APEX SEDIGISM 13 CO 2-1数据，我们发现了一个与Sgr E相关的3.0x10^5太阳质量的分子云，但在Sgr E HII区域的位置上几乎没有发现分子或远红外浓度。与模拟结果的比较以及对它的射电连续性的分析表明，Sgr E在几百万年前形成于银河系棒的远尘埃带的上游，并将超过CMZ，撞向近尘埃带。我们认为，Sgr E HII区域的不寻常的红外特性是由它们围绕银河系中心的轨道引起的，这可能剥夺了它们的PDR。
2020-08-10 astro-ph.GA
Decomposing Magnetic Fields in Three Dimensions over the Central Molecular Zone
用传统的方法测量星际介质中的磁场并获得其沿视线方向的分布是一个很大的挑战。速度梯度技术（VGT），它利用磁流体（MHD）湍流的各向异性，提供了一个有吸引力的解决方案。针对中心分子区（CMZ），我们通过将VGT应用于$\rm ^{12}CO$和$\rm ^{13}CO$（J = 1-0）数据立方体来测试这种方法。我们首先使用SCOUSEPY算法将CO谱线辐射分解为独立的速度分量，然后通过VGT构造伪Stokes参数来映射三维的天平面磁场。我们提出了分解的磁场地图，并探讨其意义。虽然视线的综合磁场的方向被证明是一致的，从普朗克调查在353 GHz的极化尘埃排放，个别速度分量可能会表现出不同的磁场。根据分解后的磁场，提出了一种CMZ中磁场位形的计算方法。特别是，我们观察到一个几乎垂直的磁场方向在密集的团块附近的Sgr B2和周围的Sgr A* 的流出区域的变化。两个高速结构与膨胀环在CMZ显示出不同的旋转磁场结构。这些结果表明VGT分解速度或密度相关的磁结构的潜在力量。
2022-04-13 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. I: Inflow, Star Formation, and Winds
我们提出了一个研究的气体循环和恒星形成的历史，在中央500 pc的银河系，被称为中央分子区（CMZ）。通过对我们银河系内部4.5千秒差距的流体动力学模拟，我们以完全自洽的方式跟踪气体循环，从由于银河系棒的气体径向流入开始，将这种气体引导到距离银河系中心约200 - 300秒差距的致密恒星形成环/流中，以及由恒星反馈提供动力的银河系外流。我们发现，在CMZ的恒星形成活动经历振荡爆发/淬火周期，与几十到几百万年，其特征是大致恒定的气体质量，但在恒星形成率的数量级变化。与目前观测到的CMZ恒星形成率相比，我们目前接近这个周期的最小值。恒星反馈驱动着银河系圆盘上主要是两相的风。暖相主导质量通量，并携带100 - 200%的气体质量转化为恒星。然而，这些气体中的大部分进入一个喷泉，并回落到光盘，而不是逃离银河系。热相携带大部分能量，时间平均能量流出率为超新星能量预算的10 - 20%。
2019-10-10 astro-ph.GA
Kinematics and properties of the Central Molecular Zone as probed with [C II]
银河系中央分子带（CMZ）是一个包含大量密集分子云的区域，其动力学由各种能量源驱动，包括大质量黑洞。因此，它是理解河外核物理过程的最接近的模板。CMZ的中性星际气体已经在许多中性原子和分子气体示踪剂中被绘制光谱，但电离和CO暗H2区域的光谱跟踪得不太好。我们绘制了158微米处C+的精细结构线，[C II]，以识别和表征CMZ中电离气体的特征，包括UV照射的中性气体，光子主导区域（PDR），CO-暗H2气体和高度电离气体。我们使用Herschel HIFI观察到具有高光谱分辨率的[C II] 158微米精细结构线，具有两个垂直的On-the-Fly条带扫描，沿着l = -0.8到+0.8和b = -0.8到+0.8，都以（l，b）=（0，0）为中心。我们分析了[C II]数据的空间速度分布，并将其与[C I]和CO的空间速度分布进行比较，并与尘埃连续图进行比较，以确定紫外辐照气体的性质和分布及其在CMZ内的动态。[C II]的经度和纬度速度图描绘了稠密分子云的开放气流的轨道部分，云G0.253+0.016，也被称为砖，拱形细丝，以及Sgr A和Sgr B2附近的电离气体。我们使用[C II]和辅助数据来确定这些CMZ功能的物理和动力学性质。[C II]发射主要来自致密的PDR和高度电离的气体，并且是这种气体的运动学和物理条件的重要示踪剂。
2017-01-12 astro-ph.GA
The CARMA 3mm Survey of the Inner $0.7^\circ\times0.4^\circ$ of the Central Molecular Zone
银河系中心的中央分子带（CMZ）迄今为止只在毫米波段用单碟望远镜完全测绘过，分辨率约为30 $^{\prime\prime}$（1.2 pc）。使用CARMA，我们映射了CMZ的最里面的0.25平方度的区域之间的-0 $.\kern-.25em ^{^\circ}$ 2 $ \leq l \leq $ 0 $.\kern-.25em ^{^\circ}$ 5和-0 $.\kern-.25em ^{^\circ}$ 2 $ \leq b \leq $ 0 $.\kern-.25em ^{^\circ}$ 2（90 $\times$ 50 pc）的空间和光谱分辨率$\sim$ 10 $^{\prime\prime}$（0.4 pc）和$\sim$ 2.5 km/s，分别。我们提供了一个3毫米连续谱源的目录以及SiO（J=2-1）、HCO $^{+}$（J=1 -0）、HCN（J= 1 - 0）、N $_{2}$ H $^{+}$（J=1-0）和CS（J=2-1）的谱线图像，速度覆盖范围VLSR= -200 ~200 km/s。为了恢复由干涉仪分辨出的大尺度结构，将连续减影谱线图像与来自Mopra 22米望远镜巡天的数据相结合，从而提供包含所有空间频率的地图，直到分辨率极限。发现I（HCN）/I（HCO $^{+}$）的积分强度比与6.4 keV Fe K $α$的强度存在反相关关系，而…
2017-09-27 astro-ph.GA
Deeply Embedded Protostellar Population in the Central Molecular Zone Suggested by H$_2$O Masers and Dense Cores
中央分子带（CMZ），通常指银河系内部500 pc的区域，包含十几个大质量（$\sim10^5$ $M_\odot$）分子云。这些云会积极形成像Sgr B2这样的恒星吗？它们如何受到CMZ中的极端物理条件（如强湍流）的影响？在这里，我们提出了回答这些问题的第一步。使用高灵敏度，高角分辨率的无线电和（亚）毫米观测，我们研究了深埋在CMZ中的6个大质量云，包括20和50公里的PDMATHAMO $^{-1}$云，Sgr B1关闭（称为尘埃脊云e/f），Sgr C，Sgr D和G0.253-0.016的恒星形成。VLA水脉泽观测表明，人口深嵌入原恒星候选人，其中许多是新的检测。SMA 1.3毫米连续观测揭示了与脉泽相关的尘埃发射峰值，表明存在致密核。虽然我们的研究结果证实，云，如G0.253-0.016缺乏内部紧凑的子结构，并在恒星形成方面是静止的，两个云（20公里秒的$^{-1}$云和Sgr C）脱颖而出的水脉泽集群与相关的致密的核心，这可能表明人口的深埋在早期演化阶段的原恒星。VLA和ALMA的后续观测对于确认它们的原恒星性质是必要的。
2016-09-27 astro-ph.GA
A Catalog of Filaments in the Central Molecular Zone
本文利用MeerKAT观测数据，通过重新利用太阳日冕环检测软件，构建了银河系最内部200 pc范围内的1.28 GHz射电纤维状结构目录，并详细列出了其物理属性及子样本筛选标准。
2025-10-14 astro-ph.GA
Recent star formation in the inner Galactic Bulge seen by ISOGAL II -- The Central Molecular Zone
本文用斯皮策红外光谱仪对68个未知性质的ISOGAL源进行了5- 38 $μ$ m光谱观测。根据其光谱的特征和斜率，我们将其分类为年轻或晚型演化天体。选择这些源以测试基于ISOGAL [7]-[15]颜色和空间范围参数$σ_{\rm 15}$的选择标准。我们修改了这些标准，直到它们可靠地区分年轻和晚期类型的进化物体，然后将它们应用于中央分子区（CMZ）的所有ISOGAL来源，从而选择了485个被认为是年轻的来源。此外，我们将656个中途空间实验（MSX）源添加到CMZ样本中，这些源满足$F_{\rm E}/F_{\rm D} > 2$，其中$F{\rm D}$和$F_{\rm E}$是D（15 $μ$ m）和E（21 $μ$ m）波段的通量密度。在获得$\frac{L_{\rm bol}}{F_{\rm 15}}$转换因子后，我们计算了CMZ样品的热光度$L_{\rm bol}$值，并随后计算了源的质量。应用Kroupa初始质量函数，我们得出了在过去100万年内形成的年轻天体的总质量，从而得出CMZ的平均恒星形成率为每年0.08太阳质量。
2011-11-14 astro-ph.GA
Hydrodynamic simulations of the central molecular zone with realistic Galactic potential
我们提出了流体动力学模拟的气体云流入从磁盘到几百秒差距的银河系区域。通过使用描述自洽银河系模拟的640万个恒星粒子的数千个多极展开，产生了包括现实银河系结构的引力势。我们发现，一个混合多极展开模型，两个不同的基组和厚盘校正，准确地再现了银河系的整体结构。通过非轴对称的细长棒和旋臂的银河系结构，盘中的气体云流入核区域并形成中心分子带（CMZ）样的核环。我们发现，核环的大小演变到约240 pc的T~1500万年，无论初始大小。对于大多数模拟运行，气体流入到核区域的速率被平衡到~0.02 Msun/yr。核环相对于银河系中心是偏心的，由于银河系模型的中心质量分布不平衡，因此核环的质量分布不对称。银河系模型的垂直不对称性也导致核环沿着银河平面倾斜。在第一个~ 1亿年期间，气体运动的垂直频率是轨道频率的两倍，因此投影的核环显示出扭曲的，无限大的形状。
2017-04-28 astro-ph.GA
Pilot Observations for MALT-45: A Galactic Plane Survey at 7mm
我们介绍了MALT-45（毫米天文学的遗产团队- 45 GHz）银河平面调查和描述与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的试点调查结果。在开始全面调查之前，进行了试点调查，以测试MALT-45的仪器和观测技术。我们绘制了两个半平方度的区域内的南银河平面周围的G333巨大的分子云，使用快速马赛克映射。使用ATCA上新的紧凑阵列宽带后端（CABB），我们能够观察到两个2048 MHz的频谱窗口，集中在43.2和48.2 GHz的频率上。虽然只有一个粗略的光谱分辨率约7公里/秒，我们可以检测到广泛的，扩展的CS（1-0）基态过渡的排放。我们还检测到8个I类CH 3OH脉泽在44 GHz和三个SiO脉泽振动激发（1-0）跃迁。我们还探测到H_（53）a的射电复合线、SiO（1-0）的非振动激发线和CH_3OH_（1_1-0_0）A ~+线的发射。
2012-11-05 astro-ph.GA
