High resolution LAsMA $^{12}$CO and $^{13}$CO observation of the G305 giant molecular cloud complex : II. Effect of feedback on clump properties
在~（12）&~（13）CO的3-2谱线上观测到G305星形成复合体，研究了中心OB星反馈对该复合体的影响。该地区被分解成丛，使用树状图分析。已创建束特性的目录。将团块的表面质量密度绘制为入射8 um通量的函数。创建具有8 um通量>100 MJy/sr的区域的掩模，并且基于与掩模重叠的程度将团块分类为“大部分在内部”、“部分在内部”和“在外部”。绘制了这些种群中每一个的表面质量密度分布。然后将G305团块与来自ATLASGAL和CHIMPS团块的银河系平均值进行比较。最后，G305中的团块质量的累积分布函数（CDF）和它们的L/M比与银河系样品进行了比较。团簇的表面质量密度与入射的8 μ m通量呈正相关。数据没有足够的速度分辨率来辨别反馈对团块线宽的影响。命名为“大部分内部”的子样本的团块具有最高的表面质量密度，其次是“部分内部”和“外部”子样本。使用KS检验显示，三个子样本之间的这些差异具有统计学显著性。与其他两个样本相比，“大部分在内部”的样本也显示出最高的碎片化水平。这些证明G305区域内的团块被触发。G305星团的人口在统计上也不同于银河系的平均人口，拒绝再分配可能是反馈的结果。团块质量的CDF和它们的L/M比都比银河系的平均值平坦，表明G305中的反馈触发了恒星的形成。收集和折叠方法是G305中起作用的主要机制。
2021-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Hi-GAL clumps in the inner Galaxy]{The Hi-GAL compact source catalogue. I. The physical properties of the clumps in the inner Galaxy ($-71.0^{\circ}< \ell < 67.0^{\circ}$)
Hi-GAL是一次大规模的银河平面巡天，使用Herschel在70到500 $μ$ m之间的五个红外连续带进行。基于Molinari等人（2016 a）提出的测光星表，我们提出了一个空间匹配源的波段合并星表及其特性，这些星表来自光谱能量分布（SED）和日心距离的拟合，覆盖了银河平面$-71.0^{\circ}< \ell < 67.0^{\circ}$的一部分。波段合并的星表包含100922个具有常规SED的源，其中24584个显示70 $μ$ m的对应物，因此被认为是原恒星，而其余的被认为是无星的。由于有了这么多的来源，我们能够对恒星形成的早期阶段进行初步分析，在统计学显著的基础上确定不同演化阶段的条件。我们计算表面密度来研究团块的引力稳定性及其形成大质量恒星的潜力。我们还探讨了演化状态的度量，如尘埃温度，光度和测热温度，发现这些是更高的原恒星源相比，恒星前的。源的表面密度遵循一个增加的趋势，因为它们从恒星前演化到原恒星，但随后发现，在大多数最进化的团块中再次减少。最后，我们研究的物理参数的来源相对于银河经度和协会与旋臂，发现只有轻微或没有差异的平均演化状态的来源在第四和第一银河象限，或之间的“臂”和“臂间”的位置。
2017-06-04 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: V. Temperature structure and evolution
（节略）目的：我们的目标是使用由高质量年轻恒星天体（YSO）的反馈引起的气体的渐进加热来证明用于定义高质量团块演化序列的最常见方案的统计有效性，并验证不同示踪剂对这一过程的敏感性。研究方法：从ATLASGAL TOP100样品的光谱跟踪中，我们选择了CH 3CN，CH 3CCH和CH 3OH发射线的几个多重峰，以推导和比较气体在团块中的物理性质。我们的研究结果进行了比较，从CO同位素，灰尘，和NH3从以前的研究中获得的结果相同的样品。结果：各物种的化学性质对所测物理性质有主要影响。低温可通过NH3、CH 3OH和CO（在早期阶段）追踪，温暖而致密的包层可通过CH 3CN、CH 3CCH探测，在演化源中可通过CO同位素体探测。CH 3OH和CH 3CN在热核中也很丰富，它们的高激发跃迁可能是研究这些团块所承载的YSO周围热气体运动学的好工具。所有的示踪剂都显示，在不同程度上，随着进化而逐渐变暖。气体温度和L/M之间的关系是由一个玩具模型的球形，内部加热块。结论：为团块定义的演化序列在统计上是有效的，我们可以识别出在不同L/M间隔中占主导地位的过程。对于L/M<2Lsun/Msun，大量气体仍在势阱的底部积聚和压缩。在2Lsun/Msun<L/M<40 Lsun/Msun之间，YSO获得质量并增加L;第一个热芯出现在L/M= 10 Lsun/Msun附近。最后，对于L/M> 40 Ls…
2017-03-24 astro-ph.GA
Hot graphite dust in the inner regime of NGC 4151
用三维辐射传输SKIRT程序模拟了NGC 4151的近红外辐射，并研究了环和环的情况。在RAT模型中，在环面和吸积盘之间加入了石墨环状结构（块状或光滑）。我们改变倾斜角$(i)$，内半径（分别为圆环和环的$R_{\rm in, t}$和$R_{\rm in, r}$），圆环半开角（$σ$），光学深度（圆环的$τ_{9.7, \rm t} $和环的$τ_{9.7, \rm r} $）和尘埃团大小（$R_{\rm clump}$）。我们进行了统计分析的参数空间，发现所有的模型都能够解释平坦的NGC 4151近红外SED的派生参数的微小差异。对于TO模型，我们得到，$R_{\rm in, t}=0.1$ pc，$σ= 30^\circ $，$i = 53^\circ $，$τ_{9.7, \rm t}=10$和簇大小，$R_{\rm clump}$ =0.4 pc。对于光滑大鼠模型，$R_{\rm in, \rm r}=0.04$ pc，$τ_{9.7, \rm total}$ = 11，对于clusivity大鼠模型，$R_{\rm in, r} = 0.04$ pc/0.06 pc和$τ_{9.7, \rm total}=20$。来自TO模型的$R_{\rm in, t}$与近红外观测值（$\sim 0.04$ pc）不一致。因此，最有可能的情况是，一个热石墨环位于距离中心0.04 …
2021-02-09 astro-ph.GA
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
ATLASGAL-selected high-mass clumps in the inner Galaxy: XI. Morphology and kinematics of warm inner envelopes
本文利用APEX望远镜对ATLASGAL巡天中99个大质量团块的$^{13}$CO(6-5)发射进行成像，通过形态分类、径向结构拟合及多尺度运动学比较，揭示了温暖包层性质与恒星形成演化阶段的密切关系，并指出包层线性速度梯度起源复杂。
2025-01-23 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy III. Dust Continuum Characterization of an Evolutionary Sample
ATLASGAL巡天为详细研究涵盖整个演化阶段的大量大质量恒星形成团块提供了理想的基础。ATLASGAL Top100是从其红外和无线电特性中选出的团块样本，代表了整个进化阶段。ATLASGAL Top100来源是许多详细后续研究的重点，这些研究将在一系列论文中介绍。在目前的工作中，我们使用的尘埃连续排放来约束这个样本的物理性质，并确定作为源演化的函数的趋势。我们从中红外到亚毫米波长（8-870微米）的图像中确定通量密度，并使用这些值来拟合它们的光谱能量分布（SED），并确定它们的尘埃温度和通量。结合这些与最近的距离从文献中，包括微波激射器视差测量，我们确定团块质量，光度和柱密度。我们发现温度，光度和柱密度增加的趋势与建议的演化序列，确认该样本是大质量恒星形成的不同演化阶段的代表。我们发现，大多数样本都有能力形成大质量恒星（包括质量最大的O型恒星），而且大多数都是引力不稳定的，因此很可能正在坍缩。最高的柱密度ATLASGAL源涵盖了从最年轻到最演化的大质量恒星形成团块的整个演化阶段。他们的研究为更深入地研究大质量恒星形成的四个不同的演化阶段提供了一个独特的起点，这些阶段定义明确的物理参数提供了更详细的研究。由于大多数样本的距离小于5千秒差距，这些源也是高空间分辨率后续观测的理想选择。
2016-10-28 astro-ph.GA
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 astro-ph.GA
New candidate hypervelocity red clump stars in the inner Galactic bulge
本研究利用红团簇星样本结合VIRAC2和Gaia DR3数据，在银河系内部核球搜寻高速星，共发现69颗指向远离银河系中心且横向速度超过局部逃逸速度的超高速星候选体，为约束抛射机制模型提供了重要依据。
2024-01-11 astro-ph.GA
The inner cavity of the circumnuclear disc
环绕银河系中心黑洞的环核盘（CND）是一个物质库，最终可以通过吸积提供能量，或者在黑洞存在时形成恒星，正如目前位于CND中心的星团所证明的那样。在本文中，我们报告的CND的动力学的计算研究的结果。这些结果使我们对先前关于银河系中心的研究中普遍存在的两种范式提出了质疑。第一，盘的内腔是由中央星团的强风与盘的内缘的相互作用维持的，第二，盘中不稳定团块的存在意味着CND是一个短暂的特征。我们的模拟表明，在没有磁场的情况下，风与内盘边缘的相互作用实际上导致在几个轨道时间尺度内填充内腔，这与先前的预期相反。然而，包括磁场的影响稳定了内椎间盘边缘，防止快速向内迁移。此外，这种相互作用导致不稳定性，不断产生单独不稳定的潮汐剪切块。因此，这种不稳定团块的出现并不一定意味着圆盘本身就是一种瞬态现象。在这项调查的下一步是探索磁旋转不稳定性对光盘的演变，并测试是否持续更长的时间尺度比这里考虑的结果。
2016-03-31 astro-ph.GA
From the Inner to Outer Milky Way: A Photometric Sample of 2.6 Million Red Clump Stars
红团星的大型原始样本非常抢手，因为它们是标准烛光，即使在很远的距离也能给出精确的距离。然而，很难干净地选择红团簇星，因为它们可以具有与红巨星分支星相同的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$。最近的研究表明，用于准确选择红团星的星震参数$\rmΔ$ P和$\rm{Δν}$，可以利用红巨星分支期间混合引起的表面碳/氮比（[C/N]）的变化从光谱中导出。[C/N]的这种变化也会影响光谱能量分布。在这项研究中，我们使用2 MASS，AllWISE，\gaia和Pan-STARRS数据预测$\rmΔ$ P，$\rm{Δν}$，T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$，以选择一个干净的红团簇星样本。我们实现了$\sim$ 20\%的污染率，相当于从低分辨率光谱中获得的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$中选择时所实现的污染率。最后，我们提出了两个红色团块样本。一个样本的污染率为$\sim$ 20\%，$\sim$ 405，000颗红色团块星。另一个有$\sim$ 33\%和$\sim$ 260万颗红色团块星的污染，其中包括距离$>$ 10 kpc的$\sim$ 75，000颗恒星。对于|b| >30度，我们发现$\sim$ 15，000颗恒星，污染率为$\sim$ 9\%。这个星表在研究银河系的结构和形成历史方面的科学潜力是巨大的，因为它包括了…
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
ISM Processing in the Inner 20 pc in Galactic center
本文介绍了亚毫米波阵列（SMA）157指向镶嵌在0.86 mm尘埃连续辐射中的5 $".1\times4"$ .2角分辨率，以及美国国家天文台格林班克100米望远镜（GBT）对CS/C $^{34}$ S/ $^{13}$ CS 1-0和SiO 1-0辐射的观测，其角分辨率为$\le20"$ $\times18"$。尘埃连续体图像边缘解析至少几十个10-10 $^{2}$ $M_{\odot}$密集团块在5 $'$领域，包括环核盘（CND）和外部气体流。CND的高分辨率尘埃连续谱图与以前的分子线观测结果有很好的一致性。由于尘埃排放是最可靠的光学薄示踪剂的质量，从大多数化学和激发效应，我们证明了现实的丰富的本地化结构内的CND，以及它们与外部气体结构的连接。从谱线数据来看，致密团块及其母体分子云的速度色散比它们的维里速度色散高$\sim$ 10-20倍。这支持了CND及其直接环境可能不是静止或稳定结构的想法。一些致密气体团簇与22 GHz水脉泽和36.2 GHz和44.1 GHz CH $_{3}$ OH脉泽有关。然而，我们没有发现被封闭的分子气体的重力束缚的团块。因此，CH $_{3}$ OH或H $_{2}$ O脉泽发射可能是由于强烈的（原）恒星反馈，这可能是分散一些气体团块。
2013-04-29 astro-ph.GA
Spatial distribution of star formation related to ionized regions throughout the inner Galactic plane
我们提出了一个全面的统计分析，恒星形成的对象位于附近的1 360气泡结构在整个银河平面和他们的本地环境。对在电离区（Hii）附近发现并在Hi-GAL和GLIMPSE巡天中探测到的约70 000个恒星形成源的汇编，提供了气泡中恒星形成的不同演化阶段的广泛概述，从星前天体到更进化的年轻恒星天体（YSO）。恒星形成物体的表面密度图清楚地揭示了一种进化趋势，即在空间上靠近中心的地方发现了更多进化的恒星形成物体，而在气泡的边缘发现了更年轻的恒星形成物体。我们推导出动态年龄的子样本的182 HII地区的运动学距离和无线电连续通量测量。我们在气泡方向上探测到的每单位面积恒星形成源比周围区域多80%。我们估计气泡中Hi-GAL团块的团块形成效率（CFE）约为10%，是不受反馈影响的场中CFE的两倍。我们发现，在年轻的气泡中，气泡壳层密度较高的原恒星团具有较高的CFE。我们认为，从星前到原恒星阶段的形成率可能是较高的气泡膨胀的早期阶段。评价破碎时间内的气泡壳主张预先存在的团块在介质中的气泡之前，支持数值模拟。大约23%的Hi-GAL团块位于气泡的方向，其中15%为星前团块，41%为原恒星团块。我们认为，高比例的原恒星团块可能是由于（HII）气泡的反馈所导致的恒星形成过程的加速。
2017-05-28 astro-ph.GA
The inner Galactic bar traced by the VVV survey
我们利用靠近银道面的隆起区域的VVV巡天观测，追踪银道纬度b \sim \pm 1 °处的磁棒倾角，并研究以前在正纬度（b =+1 °）处探测到的磁棒内部区域的一种独特结构。我们使用的（J-Ks）颜色的红团星，以获得6 × 6弧分尺度的红化值，最大限度地减少了差异消光所带来的问题。然后使用去红星等来建立~0.4平方度区域内凸起的光度函数，以获得平均红团星等。这些被用作距离指示器来跟踪条形结构。光度函数清楚地显示了红团平均星等随经度的变化，正如我们在银河正经度方向上看到的大比例尺所预期的那样，去红后的星等从l =-10 °时的Ks_0 = 13.4变化到l =+10 °时的Ks_0 = 12.4。在b = \pm 1 °时，我们发现中心区域的棒的方向发生了变化，|l| <4 °，这与其他作者在正纬度得到的结果一致。我们的结果是基于不同的数据集和不同的纬度，这表明棒方向的这种变化是真实的。这表明有一个不同于大尺度银河棒的内部结构，具有不同的方向角。这个内部结构可能是一个次级的内部棒，其半长轴约为500 pc，相对于银河平面对称。
2011-10-05 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected high-mass clumps in the inner Galaxy. VII. Characterisation of mid-J CO emission
大质量恒星形成于大质量的分子团中，在那里大量的恒星紧密地聚集在一起。具有不同质量和光度的团块的演化主要受其高质量恒星含量的调节，并且这些物体的形成仍然没有得到很好的理解。在这项工作中，我们在一个统计样本中的99块（前100名）从ATLASGAL调查，是银河系原星团人口的代表。获得了CO（6-5）和CO（7-6）跃迁的高空间分辨率APEX-CHAMP+图，并与CO（4-3）线的附加单点APEX-FLASH+光谱相结合。我们研究的CO线的亮度和配置文件的三个CO过渡与团块的属性的相关性，并调查它们是否以及如何改变作为一个功能的演变。在所有三种CO转换中，所有来源均在3- $σ$以上检测到，并且大多数来源表现出可能与分子流出相关的宽CO排放。我们发现，中期J CO排放的延伸与跟踪的Herschel-PACS 70 $μ$ m地图的尘埃排放的大小相关。CO线的光度与团块的光度和质量有关。然而，它与L/M比无关。CO光度与团块性质的依赖关系对于高J跃迁是陡峭的。我们的数据似乎排除了这种趋势是由自吸收功能的CO排放偏置，而是表明，不同的J跃迁产生的不同区域的内信封。此外，高质量的团块表现出类似的趋势，CO光度较低的质量团块，但系统地向更大的值偏移，这表明更高的柱密度和/或温度（未解决的）CO发射器被发现在高质量的团块。
2019-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemically primitive dwarf accretion reignites the inner disk assembly of Malin 1
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学中心）
本研究通过AstroSat观测与MUSE光谱分析Malin 1内盘，发现其近期恒星形成源于化学原初富气矮星系的吸积瓦解，证实外源性离散吸积驱动了该星系内盘组装。
2025-11-15 astro-ph.GA
Identification of molecular clouds in emission maps: a comparison between methods in the \ce{^{13}CO}/\ce{C^{18}O} ($J=3-2$) Heterodyne Inner Milky Way Plane Survey
本文比较了 Fellwalker 分水岭算法与 SCIMES 谱聚类方法在 CHIMPS 和 COHRS 数据上的分子云识别效果，发现 FW 易过度分割，且两方法因定义和实现差异难以建立源的一一对应。
2023-05-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Systematic Study of the Inner Structure of Molecular Tori in Nearby U/LIRGs using Velocity Decomposition of CO Rovibrational Absorption Lines
本文通过对四个邻近U/LIRG中CO振转吸收线进行速度分解，揭示了活动星系核分子环的团块化与动态结构，并区分了内层热致密外流团块和外层冷团块的激发机制。
2024-10-09 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy IV. Millimeter hydrogen recombination lines from associated HII regions
毫米波长无线电复合线（mm-RRL）的观测被用来搜索HII区域中的一个无偏的方式，是许多更传统的方法以前使用的补充。我们使用IRAM 30 m和Mopra 22 m望远镜进行了有针对性的mm-RRL观测（39个$\leq$主量子数（$n$）$\leq$ 65和$Δn$ = 1、2、3和4，即H $nα$、H $nβ$、H $nγ$和H $nδ$）。我们观测了从$\sim$ 10，000个ATLASGAL源目录中选出的976个致密尘埃团。我们检测到H $nα$ mm-RRL发射朝向178个团块; H $nβ$、H $nγ$和H $nδ$也分别朝向65、23和22个团块检测。这是迄今为止公布的最大的mm-RRL检测样本。比较这些团块的位置与无线电连续测量，我们确定了紧凑的无线电对应的134个团块。其他44个检测的性质尚不清楚，但8个检测被认为是潜在的新HII区。宽线宽被认为是朝向九个团块（线宽> 40公里秒$^{-1}$）揭示显着的湍流运动的电离气体。我们发现，H $^{13}$ CO $^{+}$（1 $-$ 0）发射的线宽显着宽于那些没有毫米RRL检测。我们还发现毫米RRL的综合通量和6厘米连续通量密度的无线电同行之间的相关性。我们发现，毫米RRL发射与HII区与$n_{e}<10^{5}$ cm $^{-3}$和HII区直径>0.03 pc。我们检测到178个簇的mm-RRL，并…
2017-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
12CO (3-2) High-Resolution Survey (COHRS) of the Galactic Plane: Complete Data Release
本文介绍了12 CO（3-2）高分辨率巡天（COHRS）的全部数据，它绘制了9.5 $^{\circ}$ $\le$ 1 $\le$ 62.3 $^{\circ}$和$|b| \le 0.5^{\circ}$范围内的银河系内面。COHRS是在夏威夷的15米詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上使用外差阵列接收器程序（HARP）进行的。所发布的数据经过平滑处理，空间分辨率为16.6弧秒，速度分辨率为0.635 km/s，在$T_\mathrm{A}^*$上获得$\sim 0.6$ K的平均均方根。COHRS的数据对于研究单个分子云的详细三维结构和大尺度结构（如银河平面中的螺旋臂）非常有用。此外，来自其他可用的公众调查的不同的CO同位素和转换具有类似的角分辨率，如FUGIN，SEDIGISM和CHIMPS/CHIMPS 2调查的数据，允许研究分子云的物理性质，并相互比较它们的状态。在本文中，我们报告了自最初的COHRS发布以来对R2的进一步观测和改进的数据简化。我们讨论了COHRS数据的特点，并提出了集成发射图像和位置速度（PV）地图所覆盖的区域。PV图显示了与现有CO和HI调查的螺旋臂迹线的良好匹配。我们还得到并比较了12 CO（1-0）和（3-2）的积分一维分布和恒星形成种群的分布。
2022-10-11 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy. X. Observations of atomic carbon at 492 GHz
本文通过分析ATLASGAL Top100源的APEX [CI] 492 GHz单点观测以及其他多波长数据，研究了高质量恒星形成区[CI]示踪气体的物理条件。我们的98个源在[CI] 492 GHz发射中被清楚地检测到，并且观察到的积分强度和线宽倾向于向恒星形成的演化阶段增加。除了与Top100样品相关的这些“主要”成分之外，41个发射和两个吸收特征通过它们分别朝向28和两条视线的速度被识别为“次要”成分。次级组分具有比主要组分系统地更小的积分强度和线宽。我们发现，[CI] 492 GHz和13 CO（2 - 1）与13 CO（2-1）-[CI] 492 GHz的积分强度比从0.2到5.3变化。此外，我们通过将870微米基H2柱密度除以观察到的[Cl] 492 GHz积分强度来推导出H2至[Cl]转换因子X（Cl），并发现X（Cl）的范围为2.3e20至1.3e22，中值为1.7e21。与13 CO（2-1）的强相关性相反，[CI] 492 GHz与870微米示踪分子气体有散射关系。最后，我们对Top100样本的一个子集的[CI] 492 GHz和809 GHz数据进行了LTE和非LTE分析，并推断[CI]发射可能源自温暖（动力学温度> 60 K），光学薄（不透明度< 0.5）和高压（热压力约为e5至e8 K/cm 3）区域。
2022-04-25 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: VIII. Chemistry of photodissociation regions
我们研究了10个分子的转变，从一个公正的3毫米分子线调查使用IRAM 30米望远镜对409个紧凑的尘埃团确定的APEX望远镜大面积调查的星系（ATLASGAL），以了解光解离区域（PDR）与团块。本研究的主要目的是调查所选分子的丰度是否显示出在不同的团块环境中PDR化学引起的任何变化。我们选择HCO、HOC $^+$、C $_{2}$ H、c-C $_{3}$ H $_{2}$，CN、H $^{13}$ CN、HC $^{15}$ N和HN $^{13}$ C作为PDR示踪剂，选择H $^{13}$ CO $^{+}$和C $^{18}$ O作为致密气体示踪剂。我们发现，HCO、CN、C $_{2}$ H和c-C $_{3}$ H $_{2}$的丰度随着H $_{2}$柱密度的增加而减少，表明高的视觉消光，而高密度示踪物（即，H $^{13}$ CO $^{+}$和HC $^{15}$ N）是恒定的。此外，$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）比率随着H $_{2}$柱密度增加而显著降低，并且特别地，82个团块具有$X$（HCO）$\gtrsim 10^{-10}$和$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）$\gtrsim 1$，这是远紫外（FUV）化学的指示。这表明观察到的HCO丰度可能与照射PDR的FUV辐射有关。我们还…
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of Sub-galactic Clumps at 0.5 $\leq z \leq$ 1.5 in the UVUDF
本文利用哈勃望远镜WFC 3在F225 W、F275 W和F336 W波段的宽波段成像，在静止坐标系远紫外波段（FUV），在0.5 $\leq z \leq$ 1.5的哈勃超深场中对星团星系进行了研究。对1，404个星系的分析产生了209个星系，拥有403 kpc尺度的团块。这些宿主星系似乎是典型的恒星形成星系，平均每个星系有2个团块，最多可达8个团块。我们测量的光度团块，并确定质量，年龄和恒星形成率（SFR）利用SED拟合代码FAST。我们发现，团块作出的平均贡献为19%的总休息帧FUV流量的宿主星系。单独来看，团块对主星系SFR的贡献中位数为5%，对主星系质量的贡献平均为$\sim$ 4%，总的团块对主星系恒星质量的贡献范围从不到1%到93%不等。星系外围的团块通常比内部区域的团块更年轻，恒星形成率更高。这些结果与团块迁移理论相一致，在该理论中，团块通过富含气体的湍流盘中的剧烈引力不稳定性形成，最终向星系中心迁移，并合并成凸起。
2017-02-10 astro-ph.GA
Investigating inner and large scale physical environments of IRAS 17008-4040 and IRAS 17009-4042 toward l = 345.5 deg, b = 0.3 deg
我们提出了一个多波长的观测研究IRAS 17008 - 4040和IRAS 17009 - 4042探测恒星形成（SF）机制在这两个网站的运作。每个IRAS位点嵌入在一个巨大的ATLASGAL 870 μ m团（~2430 - 2900 M_sun）中，若干个160 μ m的秒差距尺度的细丝径向指向这些团（Td~25 - 32 K）。斯皮策和VVV光度数据的分析描绘了一组红外过量源对这两个团块，表明正在进行的SF活动。在每个IRAS站点，0.61和1.28 GHz的高分辨率GMRT无线电地图证实了H II区域的存在，这些区域由B型恒星提供动力。在IRAS 17008 - 4040站点，一个先前已知的没有H II区域的O星候选者被确定为6.7 GHz甲醇脉泽发射（即IRcmme）的红外对应物。基于VLT/NACO自适应光学L '图像（分辨率~0.1 arcsec），源IRcmme被分解为两个对象（即IRcmme 1和IRcmme 2），在900 AU的尺度内，被发现与ALMA核心G345.50 M相关。IRcmme1的特点是作为一个ultracompact H II区发病前的主要吸积HMPO候选人。在站点IRAS 17009 - 4042中，1.28 GHz的地图已经解析了先前报告为单个无线电峰值的两个无线电源。总之，在每个IRAS站点中，细丝（即大规模团块）的连接处与红外过量源的集…
2018-10-17 astro-ph.GA
Abundance analysis of red clump stars in the old, inner disc, open cluster NGC 4337: a twin of NGC 752?
在银河系的内盘中，年龄大于1 Gyr的疏散星团是罕见的。尽管如此，它们仍然是探测银河系这些区域化学演化的关键信息的对象。我们的目标是增加旧的疏散星团的数量，在高分辨率的金属丰度的内盘。在这里，我们报告NGC 4337，这是最近发现的一个古老的，内部的磁盘疏散星团。我们提出了第一个高分辨率光谱的七个星团的恒星，都是集群成员。我们对它们进行了详细的丰度分析。我们发现NGC 4337比太阳稍微更富含金属，[Fe/H]=+0.12 $\pm$ 0.05。$α$ -元素的丰度比一般是太阳能的。与最近对银盘中的中老年疏散星团的研究不一致的是，与太阳相比，NGC 4337中的Ba丰度不足。我们对铁峰元素（Cr和Ni）的分析没有发现任何异常。基于这些结果，我们估计星系团的年龄为1.6 $^{+0.1}_{-0.1}$ Gyr，并推导出红化E（B-V）=0.23 $\pm$ 0.05，以及表观距离模数$(m-M)_{V}=12.80\pm0.15$ .它到银河系中心的距离是7.6 kpc。有了这个距离和金属丰度，NGC 4337相当好地符合银河系内盘的金属丰度梯度。我们测量的年龄和金属丰度使NGC 4337成为著名的旧疏散星团NGC 752的孪生兄弟。这两个星团的红色团块有着惊人的相似之处。但是NGC 752的主序星比NGC 4337的主序星更缺乏恒星。这意味着NGC 752正处于一个更高级的动力学…
2014-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of the Inner Structure of the Molecular Torus in IRAS 08572+3915 NW with Velocity Decomposition of CO Rovibrational Absorption Lines
了解围绕活动星系核的星团分子环的内部结构是揭示其形成机制的基础。然而，空间解析环面是困难的，因为它的大小为几个秒差距。因此，为了探测环面中的团簇条件，我们利用斯巴鲁望远镜的高分辨率光谱仪（$R\sim 10{,}000$）对超亮红外星系IRAS 08572+3915 NW观测到的$λ\sim 4.67\,\mathrm{μ{m}}$处的CO振转吸收线（$Δ{v}=0\to 1,\ Δ{J}=\pm 1$）进行了速度分解。因此，我们发现每个过渡有两个流出分量，即，(a)和（b），两者都约为$\sim -160\,\mathrm{km\,s^{-1}}$，但具有宽的和窄的宽度，以及流入分量，即，(c)，约为$\sim +100\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。每个分量的速度色散的比率导致那些围绕$R_\mathrm{rot,a}:R_\mathrm{rot,b}:R_\mathrm{rot,c}\approx 1:5:17$的黑洞的旋转半径，指示环面的团块流出的内部区域和流入的外部区域，如果假设一个流体静力盘与$σ_V\propto R_\mathrm{rot}^{-0.5}$。基于从能级布居估计的$\sim 720\,\mathrm{K}$和$\sim 25\,\mathrm{K}$的组分（a）和（b）的动力学温度，温度梯度为$T_\mathrm{kin}\propto …
2021-10-11 astro-ph.GA
Solenoidal turbulent modes and star formation efficiency in Galactic-plane molecular clouds
据推测，在螺旋臂分子云中观察到的高恒星形成效率与压缩（无卷曲）湍流模式的流行有关，而剪切驱动的螺线管（无发散）模式似乎是中央分子区低恒星形成效率的主要原因。同样，对猎户座B分子云的分析证实，尽管湍流模式在云内局部和不同尺度上有所不同，但占主导地位的螺线管湍流与其低恒星形成率是相容的。这一证据表明，云内和云间的螺线管模式波动是恒星形成效率变化的一个因素。本文对\ce{^{13}CO} / \ce{C^{18}O}（$J=3\rightarrow 2$）外差内银河系平面巡天（CHIMPS）中的大样本平面分子云中湍流螺线管模动量密度的相对分数进行了定量估算。我们发现螺线管分数和恒星形成效率之间呈负相关。这一特征与螺线管模式阻止或减缓致密核坍缩的假设是一致的。此外，在湍流的螺线管模式（螺线管部分）的相对功率似乎更高的内星系下降与浅梯度增加银心距离。在内星系外，缓慢而单调下降的值表明螺线管部分不受旋臂的影响。
2022-06-28 astro-ph.GA
The structure behind the Galactic bar traced by red clump stars in the VVV survey
红团星通常被用来绘制银河系内部区域的变红和形态。我们在Vía Láctea巡天中使用新的VISTA变星测光星表，以实现银河系$-10^{\circ}<l<10^{\circ}$和纬度$-1.5^{\circ}<b<1.5^{\circ}$的红色化地图的两倍空间分辨率。我们使用这些去红星表来构造银河平面中红色团块周围的$K_{s}$光度函数。我们发现，在这些地区检测到的第二个峰值（比红色团块更暗）并不对应于凸起红巨星分支凸起单独，如前所述。相反，这个较暗的星团在很大程度上对应于追踪银河系酒吧后面的旋臂结构的红色星团恒星的过度密度。这一结果表明，旨在消除隆起红巨星分支隆起的研究应避免低银河系纬度（$|b|< 2^{\circ}$），在那里，背景红团人口贡献显着的污染。它进一步强调了在未来的银河系酒吧建模中包括这一结构组件的必要性
2018-09-11 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
本研究利用CO数据立方体比较了银河系内部与近邻星系分子云的物理性质，发现通过平滑处理并排除波束效应影响后，两者性质具有可比性，且银河系云的物理条件调节其内部团块性质与恒星形成潜力。
2025-10-30 astro-ph.GA
Mapping the Three-Dimensional Density of the Galactic Bulge with VVV Red Clump Stars
银河系内部主要是一个四方形的三轴凸起，据信是通过盘不稳定过程形成的。尽管它很接近，但由于我们在模糊的银河系圆盘中的位置，它的大尺度特性仍然不是很清楚。在这里，我们使用VVV巡天DR 1中确定的红团巨星对银河系凸起的三维密度分布进行测量。我们的密度图覆盖了凸起/酒吧的内部（2.2x1.4x1.1）kpc。视线密度分布估计消光和完整性校正的K波段震级分布的反卷积。在构造我们的测量时，我们假设三维的凸起是8重镜像三轴对称的。在这样做的时候，我们测量的角度的酒吧凸起的视线是（27+-2）度，其中的主要误差是系统的反卷积过程的细节所产生的。由此产生的密度分布显示出一个高度拉长的棒，投影轴比约为（1：2.1），等照度线沿长轴达到约2kpc。沿着棒轴，密度大致呈指数下降，轴比（10：6.3：2.6）和指数尺度长度（0.70：0.44：0.18）kpc。从银道面上方约400秒差距开始，球的密度分布呈现出明显的X型结构。总的来说，银河系隆起的密度分布是棒星系内一个强烈的四方形/花生形隆起的特征。
2013-08-02 astro-ph.GA
OGHReS: Star formation in the Outer Galaxy ($\ell = 250^\circ$-$280^\circ$)
本研究利用OGHReS数据改进了外银河系3584个团块的速度、距离及物理性质，发现外银河系恒星形成效率较低但表面密度要求与内银河系一致。
2024-01-01 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy, II: Characterisation of different evolutionary stages and their SiO emission
导致高质量恒星诞生的过程知之甚少。我们在这里收集了来自ATLASGAL调查的430个大质量团块的样本，这些团块代表了不同的演化阶段。为了建立一个人口普查的分子示踪剂的演变，我们进行了无偏的谱线调查，覆盖3毫米的大气窗口之间的84-117 GHz的IRAM 30米。APEX望远镜在SiO（5-4）跃迁中观测到了128个团簇的较小样品，以补充SiO（2-1）线并探测发射气体的激发条件，这是当前研究的主要焦点。我们报告SiO（2-1）线的高检出率>75%，（5-4）过渡期的专门随访检出率>90%。SiO（2-1）线具有宽的谱线轮廓和高的探测率，是恒星形成活动的有力探针，而在所有演化阶段普遍存在的SiO探测表明大质量团块中的连续恒星形成过程。我们发现大部分的红外安静团块表现出SiO发射，其中大多数只显示低速分量（FWHM~5-6 km/s）集中在团块的静止速度。在目前的图片中，这是由于云-云碰撞产生的低速冲击，这可以用来确定最年轻的，因此可能是星前的大质量结构。基于（5-4）线与（2-1）线的线比，我们的研究揭示了改变激发条件的趋势，这导致（5-4）线中的更亮发射朝向更演化的源。我们的分析提供了一个更强大的估计SiO柱密度和丰度比以前的研究和问题的大规模团块作为年龄的函数的射流活动的减少。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal instability through the outer half of quasi-static spherically symmetric molecular clumps and cores
热不稳定性（TI）是一种触发机制，它可以解释通过某些区域的星际云凝聚的形成。我们的目标是研究通过准静态球形分子团簇或核的外半部分发生TI和形成预凝聚的条件。内半部分几乎是单数和模棱两可的，因此超出了本研究的范围。我们考虑了处于准静态和热平衡态的球对称分子云，并利用线性微扰方法研究了TI在其外半部分的发生。扰动的起源被假定为内冲扰动（IRP）和外冲扰动（ORP），前者的扰动速度在云的内部向外，后者的扰动速度在云的外部向内。分子云外半部的局部热平衡导致压力和密度之间的局部松散约束的幂律关系为$p \propto ρ^{1+χ}$，其中$-0.4\lesssim χ\lesssim 0.05$取决于净冷却函数的函数形式。物理上，$χ$的值取决于磁场对密度的依赖性的幂$η$，并且还取决于磁场梯度的值$ζ$。对于强磁场（较小的$η$）和/或大场梯度（较大的$ζ$），$χ$的值减小，反之亦然。结果表明，随着$χ$值的增大，在分子团簇或核的热平衡外半部分形成较平坦的密度分布，在较小的生长时间尺度下，出现较不稳定的IRP和ORP，反之亦然.
2019-07-27 astro-ph.GA
The Milky Way Project and ATLASGAL: The distribution and physical properties of cold clumps near infrared bubbles
我们提出了一个统计研究的分布和物理性质的冷致密材料和周围的内银河平面近红外气泡编目的银河系项目公民科学家。使用ATLASGAL 870微米调查的数据，我们发现，在研究的调查区域（|l| <= 65度，|b| <= 1度）的所有冷团块中，有48 +/- 2%被发现靠近气泡，25 +/- 2%直接投射到气泡边缘。两点相关性分析证实了大量冷团与膨胀气泡的强相关性。它显示了沿着气泡边缘的高密度团块，这些团块随着气泡尺寸的增加而增加，这表明了星际介质物质是如何通过大质量恒星形成区域周围的气泡膨胀而在大尺度上重新排列的。最高柱密度的团块似乎抵抗膨胀，保持过密朝向气泡的内部，而不是被膨胀边缘扫起。对氨的光谱观测表明，气泡附近的冷尘埃团似乎比现场的尘埃团更密集、更热、更动荡，这为与气泡相关的尘埃团更有可能形成恒星提供了间接证据。这些观察到的物理条件的差异持续超出气泡边缘的区域。
2016-02-22 astro-ph.GA
SOFIA/FORCAST Imaging of the Circumnuclear Ring at the Galactic Center
本文给出了由平流层红外天文台（SOFIA）的暗天体红外照相机拍摄的银河系中心内6 pc的19.7、31.5和37.1 μm空间分辨率为3.2 - 4.6“的图像。这些图像详细地揭示了环核环（CNR）的“星团”结构--在银河系中心围绕超大质量黑洞旋转的热气和尘埃的环面，内径为1.4 pc。CNR显示出典型的HII区的特征：19.7 μm的尘埃辐射与射电观测到的电离气体辐射密切相关，而31.5和37.1 μm的辐射则与电离气体之外的光解离区相关。19.7/37.1色温图显示了整个CNR的径向温度梯度，温度范围从65-85 K，与流行的范例一致，其中尘埃是由内部的热，年轻的恒星群集中加热的。我们用导出的几何性质建立了CNR的37.1 μm强度模型，发现它与观测到的CNR 37.1 μm图是一致的。沿着CNR的内边缘存在FWHM约为0.15 pc的致密（$5 to 9 \times 10^{4} \, \mathrm{cm}^{-3}$）团块，并将材料更深地遮蔽到环中。这些团块不太可能是长寿的结构，因为它们的密度不足以抵抗来自超大质量黑洞的潮汐剪切。
2013-07-31 astro-ph.GA
The impact of shear on the rotation of Galactic plane molecular clouds
本研究探讨了银河系剪切对巨分子云旋转及湍流螺管模式的影响，发现剪切参数与湍流螺管分量正相关，但与云旋转方向无关，表明剪切可能通过促进螺管湍流抑制恒星形成，而云旋转可能源于碰撞流的不稳定性。
2024-06-28 astro-ph.GA
The almost ubiquitous association of 6.7 GHz methanol masers with dust
我们报告的结果870- $μ$ m连续观测，使用大型APEX测辐射热相机（LABOCA），对77个II类，6.7 GHz的甲醇脉泽确定的甲醇多波束（MMB）调查映射的热辐射从冷尘埃对这些对象。这些数据补充了ATLASGAL调查中发现的630个与致密团块相关的甲醇脉泽的研究。紧凑的粉尘排放检测到对70个来源，这意味着一个完整的MMB目录的99%的灰尘协会率。衍生的尘埃和微波激射特性的评估导致我们得出结论，合并后的样本代表一个单一的人口跟踪相同的现象。我们发现中位数的几个10 $^3$ M $\odot$和所有的源，但少数满足质量标准所需的大规模恒星形成的团块质量。这项研究提供了最强有力的证据，几乎无处不在的甲醇脉泽与大规模的恒星形成团块。外星系中甲醇脉泽相关团块的比例比内星系低约2倍，这可能是由于外星系的金属丰度较低。我们没有发现差异的内部和外部星系的质量和脉泽光度分布。因此，脉泽泵浦和团块形成机制可能对银河系的位置相对不变。最后，我们使用脉泽亮度和团块质量的比值来研究脉泽亮度是嵌入源演化阶段的一个很好的指示器的假设，然而，我们没有发现支持这一点的证据。
2014-10-23 astro-ph.GA
High-mass Starless Clumps in the inner Galactic Plane: the Sample and Dust Properties
我们报告了463个$-60°<l<60°$和$-1°<b<1°$内的高质量无星团簇（HMSC）候选者的样本。该样品是从10861个ATLASGAL团块中挑选出来的。所有这些来源都与SIMBAD中收集的任何已知的恒星形成活动无关，也与使用基于颜色的标准识别的年轻恒星物体无关。我们还确保HMSC候选物在24和70 \micron处既没有点源，也没有在24 $μ$ m处的强扩展发射。大多数鉴定的HMSC是红外（$\le24$ $μ$ m）暗的，并且一些甚至在70 $μ$ m处是暗的。它们的分布显示了在银河系旋臂中的拥挤，并朝向银河系中心和一些著名的恒星形成复合体。许多HMSC与大规模的细丝相关。通过对修正黑体的远红外和亚毫米波连续谱数据进行拟合，得到了一些基本参数。HMSC候选者的大小，质量和密度与II类甲醇脉泽和HII区域相关的团块相似，这表明它们将演变成恒星形成团块。超过90%的HMSC候选者的密度超过了一些形成大质量恒星的阈值。由于尘埃的温度和光度质量比明显低于恒星形成源，HMSC候选者被外部加热，并且真正处于高质量恒星形成的早期阶段。20个具有等效半径$r_\mathrm{eq}<0.15$ pc和质量表面密度$Σ>0.08$ g cm $^{-2}$的源可能是高质量无星核。对这些HMSC的进一步研究无疑将有助于全面了解大质量恒星的诞生。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the formation of the circumnuclear ring in the Galactic centre
几千个太阳质量的分子、原子和电离气体位于我们银河系最里面的~10 pc。与分子气体最相关的结构是环核环（CNR），一个围绕着超大质量黑洞（SMBH）的致密的聚集环，半径约为2 pc。我们建议，CNR形成通过潮汐破坏的分子云，我们调查这种情况下通过N体光滑粒子流体动力学模拟。我们用不同的云质量（4 × 10^4，1.3 × 10^5太阳质量）、不同的初始轨道速度（v_in=0.2-0.5 v_esc，其中v_esc是SMBH的逃逸速度）和不同的碰撞参量（b=8，26 pc）进行了网格模拟。分子云的破坏导致形成非常致密和块状的气体环，其中包含大部分初始云质量。如果云团的初始轨道速度足够低（v_in<0.4 v_esc，b=26 pc）或碰撞参量足够小（b<10 pc，v_in>0.5 v_esc），至少会在SMBH周围形成两个环：内环（半径约为0.4 pc）和外环（半径约为2-4 pc）。内环由低角动量物质形成，在第一次近心点通过期间吞没了SMBH，而外环则在随后的破裂云近心点通过期间形成。内环和外环偏离约24度，因为它们是由不同的气体流形成的，这些气体流以不同的方式受到SMBH引力聚焦的影响。外环与银河系中心CNR的几个属性（质量，旋转速度，温度，块状）相匹配。我们推测，内环可能解释了在中央空腔中观察到的中性气体。
2015-10-18 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 astro-ph.GA
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
First measurement of the triaxiality of the inner dark matter halo of the Milky Way
本文利用 Gaia DR3 数据研究 Helmi Streams 的相空间结构，首次精确测量了银河系内暗物质晕的三轴性，并揭示轨道共振驱动了恒星流团块的形成与不同混合程度。
2024-07-31 astro-ph.GA
Using Red Clump Stars to Decompose the Galactic Magnetic Field with Distance
本文提出了一种测量银河系磁场大尺度结构的新方法。银河系磁场已经通过银河系圆盘用近红外星光偏振仪探测，但是到每个背景恒星的距离是未知的。利用红团簇星作为近红外标准烛光，首次尝试分解天空投影银河系磁场的视线结构。分解了两个示例视线：朝向具有许多红色团簇星的场和朝向具有很少红色团簇星的场。连续估计磁场方向超过几千秒差距的距离是可能的，在现场与许多红色的星团星，而只有离散的估计是可能的稀疏的例子。朝向外星系，有一个连续的磁场方向与距离，显示扰动的证据，由银河曲。朝向内星系，磁场几何形状大规模变化的证据与独立于法拉第旋转研究得出的磁场反转模型一致。本文还提出了一种确定候选内偏振星的光偏振方法。未来将这种方法应用于天空的大区域，将以前所未有的方式开始绘制银河磁场的过程。
2014-07-27 astro-ph.GA
The VMC Survey - XXIV. Signatures of tidally stripped stellar populations from the inner Small Magellanic Cloud
我们研究了中等年龄的红团星的光度函数使用深，近红外测光数据覆盖$\sim$ 20度$^2$位于整个小麦哲伦云（SMC）的中心部分，包括主体和星系的东翼，根据观测获得的麦哲伦云（VMC）。我们确定的区域，显示前景人口（$\sim$ 11.8 $\pm$ 2.0千秒差距在主体的前面）的形式的距离双峰的红团分布。最有可能的解释是来自SMC的潮汐剥离，而不是麦哲伦云的扩展恒星晕和/或来自大麦云的潮汐剥离恒星。均匀和连续的VMC数据跟踪这一特点的方向麦哲伦桥，特别是，确定（第一次）内部区域（$\sim$ 2 - 2.5千秒差距从中心）的相互作用的签名开始变得明显。这一结果提供了观测证据的麦哲伦桥的形成潮汐剥离的材料从SMC。
2017-01-20 astro-ph.GA
Evidence of structural discontinuities in the inner core of red-giant stars
红巨星是处于恒星演化后期的恒星。因为它们耗尽了核心的氢供应，它们燃烧了周围外壳中的氢。一旦核心中的氦开始融合，恒星就进入了团块阶段，这在颜色-星等图中被认为是一个引人注目的特征。由于团簇星具有相似的观测性质，它们被大量用于天体物理学研究，如探测距离、星系灭绝、星系密度和恒星化学演化。在这项工作中，我们执行详细的观测特性的最深层的丛星使用的星震数据从开普勒。在我们的样本中，我们发现约6.7%的恒星存在大的核心结构不连续性的证据，这意味着对流核心边界之外的混合区域具有辐射热分层。这些恒星在其他方面与我们样本中的其余恒星相似，这可能表明不连续性的建立是一种间歇性现象。
2022-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The optical structure of the starburst galaxy M82 - I: Dynamics of the disk and inner-wind
[摘要]我们提出了Gemini-N GMOS-IFU对M82中心星暴团块和内部风的观测，以及WIYN DensePak IFU对磁盘内部2x0.9kpc的观测。这些覆盖H $α$、[NII]、[SII]和[SIII]的发射谱线。我们能够准确地将发射线轮廓分解为叠加在宽（FWHM 150- 350 kms）特征上的多个窄分量（FWHM~30- 130 kms）。本文是一系列的第一个检查M82的磁盘和内部风的光学结构，在这里，我们专注于电离气体和恒星动力学，并提出相关的发射线特性的地图。我们的观测结果表明，M82星暴核心的电离气体动力学是复杂的。在狭窄的部分中，局部谱线分裂高达100公里，这与压缩、冷却、光电离气体的膨胀壳层有关。我们已经能够关联的一些内风气体与一个独特的外流通道，其特征在于其动力学和气体密度模式，我们讨论了这一发现的发展风外流的后果。观察到宽光发射线分量沿着流出通道向外移动变得越来越重要，并且通常随着平面上方/下方的高度增加。根据我们最近对这一成分起源的研究，我们将其与风团界面层中的湍流气体联系起来，从而与质量加载的位置联系起来，这意味着较冷气体与流出的热气体的湍流混合随着高度的增加而变得越来越重要，并为在大的空间扩展区域内存在质量加载提供了有力的直接证据。
2009-01-31 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: VI. Kinetic temperature and spatial density measured with formaldehyde
我们的目标是直接确定动力学温度和空间密度与甲醛的$\sim$ 100最亮的ATLASGAL选择的团块在870 $μ$米代表不同的演化阶段的高质量恒星形成。用APEX 12 m望远镜观测到邻位和对位H $_2$ CO在211、218、225和291 GHz附近的10个跃迁（$J$ = 3-2和4-3）。使用非LTE模型和RADEX，我们使用测量的p-H $_2$ CO 3 $_{21}$-2 $_{20}$ /3 $_{03}$-2 $_{02}$、4 $_{22}$-3 $_{21}$ /4 $_{04}$-3 $_{03}$和4 $_{04}$-3 $_{03}$/3 $_{03}$-2 $_{02}$比率推导气体动力学温度和空间密度。由p-H $_2$ CO 3 $_{21}$-2 $_{20}$ /3 $_{03}$-2 $_{02}$和4 $_{22}$-3 $_{21}$ /4 $_{04}$-3 $_{03}$谱线比值导出的气体动力学温度很高，范围为43 ~ $>$ 300 K，未加权平均值为91 $\pm$ 4 K。从$J$ = 3-2和4-3跃迁推导出的$T_{\rm kin}$值是相似的。从p-H $_2$ CO 4 $_{04}$-3 $_{03}$/3 $_{03}$-2 $_{02}$谱线比率得到的气体的空间密度为0.6-8.3 $\times$ 10 $^…
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hi-GAL compact source catalogue -- II. The 360° catalogue of clump physical properties
我们提供了Hi-GAL紧凑源物理性质的$360^\circ$目录，检测到的$μ$在70到500 $μ$ m之间。这一版本不仅完成了Hi-GAL合作之前为$-71^\circ \lesssim \ell \lesssim 67^\circ$制作的类似星表，而且由于一组新的日心距离（总共120808），对它进行了有意义的改进。在150223个条目中，大约有三分之一位于银河平面的新增加部分。第一种分类是基于在70 $μ$ m处探测到的作为正在进行的恒星形成活动的特征，区分了原恒星源（占总数的23%）和无恒星源，后者进一步分为引力束缚源（前恒星源）和非束缚源。光谱能量分布的积分，包括从$λ=21$到1100 $μ$ m的辅助测光，给出了源光度和其他热测量量，而修改后的黑体拟合到$λ\geq 160\, μ$ m的数据产生质量和温度。所有列表中的团块属性，然后使用测光和日心距离，在可能的情况下。这些量的统计讨论相对于源银河系的位置和演化阶段。没有强烈的差异，发现内部和外部星系之间的演化指标的分布。然而，银河系内部的质量和密度平均来说要大得多，导致更多的团块成为大质量恒星形成的候选者。中值行为的距离无关的参数跟踪源的演化状态检查作为银河系中心半径的函数，没有明确的证据表明与旋臂位置的相关性。
2021-04-10 astro-ph.GA
Non-Parametric Density Reconstruction of the Galactic Bulge Area using Red Clump Stars in the VVV Survey
本文利用VVV巡天数据，通过基于最大熵正则化的非参数方法重建银河系核球三维密度分布，证实其盒状/花生状/X形结构，并发现核球前后延伸约3 kpc的旋臂结构。
2020-09-13 astro-ph.GA
NGC 4337: an over-looked old cluster in the inner disc of the Milky Way
银河系疏散星团在银河系内盘的高密度区域中不会存活太久。在太阳环内，只有11个疏散星团已知的年龄大于一个Gyr。我们在这里显示，基于深，高质量的测光，NGC 4337，与早期的发现相反，确实是一个古老的疏散星团。该星团非常靠近引人注目的星团Trumpler 20，过去也被错误分类，近年来受到了极大的关注。NGC 4337显示了一个以前没有探测到的氦燃烧恒星。它美丽的色星等图与经典的旧疏散星团IC 4651、NGC 752和NGC 3680非常相似，这表明它们的年龄和组成相似。光谱研究是非常需要证实我们的发现。这反过来，也将使我们能够更好地定义内盘径向丰度梯度及其时间演化。
2014-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL --- properties of a complete sample of Galactic clumps
摘要：ATLASGAL是对银河系内部平面的无偏870微米亚毫米测量。它提供了银河系中所有大质量致密团块（>1000 Msun）的大规模和系统性清单，并包括高质量恒星形成的所有嵌入阶段的代表性样本。在这里，我们提出了第一次详细的普查的属性（速度，距离，光度和质量）和空间分布的一个完整的样本~8000密集的团块位于银河系盘。我们得到高度可靠的速度和距离~97%的样本，并使用中红外和远红外的调查数据来开发一个进化的分类方案，我们适用于整个样本。比较进化的子样本揭示了增加尘埃温度，亮度和线宽作为进化的函数的趋势，这表明嵌入式原星团的反馈对它们的出生团块的结构和动力学产生了重大影响。我们发现88%的已经在某种程度上与恒星形成有关。我们还发现，团块质量是独立的演变表明团块的形式与他们的大部分质量在原位。我们估计，质量约为1000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为5 x 10^4年，质量>10000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为1 x 10^4年。我们发现与大质量恒星和峰值柱密度相关的团块的分数之间有很强的相关性。在低柱密度时，这一比例最初很小，但当柱密度超过10^{23} cm^{-2}时，这一比例可达100%;柱密度高于此值的团块都与大质量恒星的形成有关。所有的证据都与恒星形成的动力学观点一致，其中团块形成迅速，最初非常不稳定，因此恒星形成迅速。
2017-09-05 astro-ph.GA
The analysis of realistic Stellar Gaia mock catalogues. I. Red Clump Stars as tracers of the central bar
在这第一篇论文中，我们模拟了盘状红团星的人口被盖亚观测。我们生成一组测试粒子，并将其在3D禁止银河系中进化，就像银河系势一样。我们分配的物理性质的红团迹人口和一个现实的3D星际灭绝模型。根据预调试的科学性能评估，我们添加了盖亚观测约束和误差模型。我们提出并分析了两个模拟目录，提供给社会，这是一个很好的测试平台，测试工具正在开发的未来科学利用盖亚数据。第一个目录包含的恒星高达盖亚G 20，而第二个是包含盖亚径向速度数据的最大误差sigmaVr=10公里的子集。在这里，我们提出了第一次尝试，以确定密度结构的银河酒吧在盖亚空间的观测。盖亚巨大的视差误差和银河圆盘内部的高星际消光使我们无法模拟棒的过密度。这一结果表明，需要结合盖亚和红外数据进行此类研究。我们发现，这个盖亚样本的红外测光距离使我们能够恢复银河棒的方向角，精度约为5度。
2014-11-24 astro-ph.GA
