Regularly Spaced Infrared Peaks in the Dusty Spirals of Messier 100
斯皮策太空望远镜拍摄的M100的IRAC图像显示了许多长的细丝和规则间隔的团块，这表明相关的云复合体是由冲击和积累的气体中的大规模引力不稳定性形成的。光学图像没有暗示这种潜在的规律性。近红外（NIR）团块之间的典型间距为~410 pc，这是团块直径的~3倍，与临界线密度细丝中的最快生长模式一致。在最明显的27个灯丝和其他地方测量了数百个团块的IRAC大小和颜色。团块的颜色表明，尘埃与弥漫的气体，PAH排放和恒星形成的局部加热有关。在同一个灯丝上相邻的簇有相似的大小。沿纤维长度方向存在许多团块，表明纤维的年龄是一致的。这些观测结果支持了一个模型，即星际气体系统地积累了超过几千秒差距的长度，形成螺旋状的细丝，自发地坍缩成巨大的云和恒星复合体。光学波长主要显示不规则的尘埃碎片，HII区域，以及这些原始形成地点下游的恒星形成。
2018-06-23 astro-ph.GA
Formation of dust clumps in the torus of active galactic nuclei
Zhejiang University（浙江大学）；Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
本文提出了一种解释活动星系核尘埃环形成的新模型，通过热不稳定性和辐射力平衡解释尘埃团块的形成及分布。
2026-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ubiquitous Molecular Outflows in z > 4 Massive, Dusty Galaxies I. Sample Overview and Clumpy Structure in Molecular Outflows on 500pc Scales
大规模星系尺度的气体外流是调节整个宇宙星系生长和演化的最常见机制之一。虽然流出的气体跨越了很大的温度和密度范围，但冷分子相特别令人感兴趣，因为分子流出可能能够通过移除恒星形成气体来抑制星系中的恒星形成。我们已经进行了第一次调查的分子流出z > 4，目标是11个强透镜尘埃，恒星形成星系（DSFG）与高分辨率阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）观测OH 119微米吸收作为流出示踪剂。在这第一篇论文中，我们概述了调查，重点是检测率和结构的分子外流。我们在8/11（73%）的星系中发现了外流的明确证据，是z > 4时已知数量的三倍多。这意味着z > 4 DSFG中的分子风必须具有接近1的发生率和大的张开角才能在吸收中被检测到。透镜重建显示，500 pc规模的cluerous结构的外流是常见的。单个团块不能直接分辨，但从光学深度参数来看，我们预计未来的观测将需要50- 200 pc的空间分辨率。我们没有检测到高速[CII]翅膀在任何来源与明确的OH流出，表明[CII]是不是一个可靠的示踪剂的分子流出。我们的研究结果代表了在人口水平上表征z > 4的分子外流的第一步，表明大规模外流在早期的大质量尘埃星系中无处不在。
2020-10-23 astro-ph.GA
Planck's dusty GEMS. V. Molecular wind and clump stability in a strongly lensed star-forming galaxy at z=2.2
我们报告了在z=2.236的强引力透镜亚毫米星系“翡翠”（PLCK_G165.7+49.0）中发现的一个分子风信号，它来自一个由几个$10^9$ Msun组成的大质量强烈的恒星形成团块。绿宝石是亚毫米天空中最明亮的高红移星系之一，最初是由普朗克卫星发现的。该系统包含两个由多个近红外弧形成的投影长度为28.5”和21”的宏伟结构，落在z=0.35的大质量星系团后面，以及一个相邻的灯丝，到目前为止在其他波段尚未发现。我们使用HST/WFC 3和CFHT光学和近红外成像与IRAM和SMA干涉的CO（4-3）线和850 $μ$ m尘埃排放的前景透镜质量分布的特点，构建一个透镜模型与Lensstool，并计算在20和50之间的大部分源的引力放大因子。大部分的恒星形成发生在两个大质量的恒星形成团块中，这些团块被引力束缚并嵌入$9 \times 10^{10}$ Msun中，这是一个气体含量为20%的碎片盘。其中一个团块在CO（4-3）线剖面中显示出明显的蓝色翅膀，我们将其解释为风特征。质量外流率之高，足以让我们怀疑，除非外流的气体可以通过周围圆盘的气体吸积来补充，否则在几十万年内，团块可能会变得不受束缚。$^{-1}$的速度偏移为-200 km/s，高于团块的逃逸速度，但不是整个星系的逃逸速度，这表明这些物质中的大部分最终可能会落回星系，并为随后的恒星形成提供燃料。
2018-11-27 astro-ph.GA
Planck's Dusty GEMS. II. Extended [CII] emission and absorption in the Garnet at z=3.4 seen with ALMA
我们目前的空间分辨ALMA [CII]观测明亮的（流量密度S=400毫焦耳在350微米），引力透镜，星暴星系PLCK G045.1+61.1在z=3.427，“石榴石”。这个来源是我们的一套“普朗克尘埃宝石”的一部分，发现与普朗克的全天调查。两个相对速度偏移约为600 km/s的发射线云分别向一个小的、恒星形成强度为220 Msun/yr/kpc ^[2]的强烈恒星形成团块的东北和西南方向延伸，类似于最大恒星爆发。[CII]在吸收中也可以看到，相对于最亮的CO成分，红移为+350 km/s。[CII]吸收以前只在银河系中沿着朝向明亮的高质量恒星形成区域的视线发现，这是第一次在另一个星系中发现。类似于银河系的环境，[CII]的吸收特征与[CI]的发射有关，这意味着这是一种扩散气体，与团块的紫外线辐射屏蔽，并且可能距离团块很远。由于吸收只能在连续源的前面看到，因此这种结构中的气体可以肯定地归因于流向团块的气体。吸收体可能是宇宙细丝的一部分，也可能是被吸积到星系上的合并碎片。我们还讨论了我们的研究结果，在尘埃恒星形成星系的[CII]赤字的起源正在进行的辩论。
2016-10-04 astro-ph.GA
Crimson Behemoth: a Massive Clumpy Structure Hosting a Dusty AGN at $z=4.91$
本文利用JWST观测红移4.91的X射线AGN CID-931，发现其红色核心周围环绕至少八个大质量恒星形成团块，揭示气体流入或并合事件可能同时触发团块形成与AGN活动，从而驱动大质量星系的快速形成。
2024-09-30 astro-ph.GA
Molecular Line Ratio Diagnostics Along the Radial Cut and Dusty UV-bright Clumps in a Spiral Galaxy NGC 0628
分子发射谱线是揭示星系中恒星形成的许多问题的重要工具。多分子谱线对于探测恒星形成分子云的不同阶段特别有用。在这项研究中，我们利用在NGC 0628星盘中选择的20个位置上获得的CO（1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（1-0）的多条谱线来研究巨分子云（GMC）的物理性质。11个位置是在径向切割上选择的，包括中心，其余9个位置是在银河系的南臂和北臂上选择的。20个位置中的13个在24微米和紫外线（UV）发射处更亮，并且与指示相反特性的其余位置相比具有显著更多的HII区域。我们的线比分析表明，气体从星系中心到1.7千秒差距，随着半径的变化而变热变薄，然后比率开始波动。我们的经验和模型的结果表明，紫外明亮的位置有更冷，更薄的CO气体与更高的氢和CO柱密度。然而，UV-暗淡的位置具有相对较热的CO气体，其具有较低的密度，沐浴在由较少数量的HII区域包围的GMC中。多波长红外和紫外数据的分析表明，紫外亮位置比紫外暗位置有更高的恒星形成效率。
2020-05-31 astro-ph.GA
High-Resolution Mapping of Dust via Extinction in the M31 Bulge
根据HST/WFC 3和ACS在近紫外（2700 A）到近红外（1.5微米）的10个波段的观测，我们绘制了M31隆起中心180”（~680 pc）区域的尘埃分布图。这种大的波长覆盖范围使我们不仅可以探测到密集的尘埃团，而且可以探测到弥漫的尘埃分子气体。我们拟合逐像素的光谱能量分布以构建具有无与伦比的角分辨率（~0.5”，即，~2 pc）和灵敏度（消光不确定度，δ AV ~0.05）。特别是，这些数据可以直接拟合被单个尘埃团遮挡的星光部分，从而拟合它们在凸起中的径向距离。大多数这些团块似乎是位于一个薄的平面，这是倾斜的相对于M31磁盘和出现faceon. We消光图转换成尘埃质量的表面密度图，并比较它与赫歇尔观测到的尘埃排放。这两张地图上的尘埃质量是一致的，除了在低灭绝区域，那里的质量推断灭绝往往被低估。此外，我们使用模拟表明，我们的方法可以用来测量质量的尘埃团在室女星系团早型星系的一个因素的精度~2。
2016-04-14 astro-ph.GA
Optical properties and dust temperatures in clumpy diffuse medium
在这项研究中，我们探讨的空间分布的星际尘埃的空间尺度上的$\le1$金离子遮蔽力的光学性质的扩散星际介质（ISM）以及尘埃温度的影响。我们表明，最近提出的可能性，星际尘埃颗粒在弥漫ISM中的球形云（团块）分组可能会显着影响所观察到的光学性质的弥漫ISM相比，普遍接受的假设下计算的均匀的尘埃/气体混合物，如果团块的大小$\gtrsim0.1$ au。我们发现，一个任意区域的弥漫ISM的不透明度迅速下降的尘埃团块的增长。我们还研究了尘埃团内部的不透明度和尘埃温度对它们的大小的依赖关系。我们发现，大于0.1金的团块是不透明的远紫外辐射。尘埃温度表现出梯度内的一个团块，从边缘到中心下降了几度的大小为0.1 AU和更大的团块。我们认为，尘埃温度和高不透明度内大于0.1 AU的团块可能会促进一些更有效的合成分子的表面上的星际颗粒在弥漫ISM比以前预期的。另一方面，与均匀的灰尘/气体混合物的情况相比，尺寸低于0.1 AU的团块的存在对漫射ISM的光学性质的影响很小或可以忽略不计。
2020-05-26 astro-ph.GA
Herschel/SPIRE Observations of the Dusty Disk of NGC 4244
我们提供了NGC 4244的250，350和500 μm的Herschel/SPIRE图像，NGC 4244是一个典型的低质量，只有盘和边缘的螺旋星系。尘埃盘是团状的，并在恒星盘的破裂半径处显示出截断的迹象。这个圆盘与Hi圆盘的致密部分重合。我们比较的光谱能量分布，包括新的SPIRE通量，三维辐射转移模型，一个光滑的模型磁盘和cluerous模型嵌入式加热。每一个模型都需要非常高的尘埃尺度长度值（h（尘埃）= 2 - 5 h（恒星）），比以前的NGC 4244模型更高的尘埃质量（Md = 0.47 - 1.39 \times 10 e 7 Msun）和正面光学深度τ（V）= 0.4 - 1.12，与以前的盘不透明度研究一致。恒星和尘埃的垂直尺度是相似的。cluploid模型更好地模仿了submm图像和一般SED中的一般形态。推断的气体尘埃质量比与类似的低质量磁盘兼容。相对较大的径向尺度长度的尘埃盘指向径向混合的尘埃ISM内的恒星盘。我们的SED模型的大垂直尘埃尺度和cloudspot尘埃分布都是一致的，在这种情况下，垂直结构的ISM是由湍流和自重的平衡。
2012-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clumpy star formation and an obscured nuclear starburst in the luminous dusty z=4 galaxy GN20 seen by MIRI/JWST
利用MIRI/JWST对z=4星系GN20进行积分场光谱观测，发现电离气体呈团块状分布，恒星形成率仅为红外值的7.7%，归因于极高消光，核区存在深埋星暴，团块可能构建内盘和核球。
2024-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal Emission in the Southwest Clump of VY CMa
我们提供VY CMa的高空间分辨率LBTI/NOMIC $9-12$ $μm$图像及其大量外流特征，西南（SW）团块。结合来自HST（$0.4-1$ $μm$）和LBT/LMIRCam（$1-5$ $μm$）的高分辨率成像，我们从恒星本身中分离出了团块的光谱能量分布（SED）。使用辐射传输代码DUSTY，我们模型的散射光从VY CMa和热发射的尘埃在丛估计的光学深度，质量和温度的SW丛。SW团的光学厚度为8.9 $μm$，亮度温度为$\sim$ 200 K。与相等的部分硅酸盐和金属铁的尘埃化学，以及对粒度分布的假设，我们估计的尘埃质量$5.4\times10^{-5}\,M_\odot$。当气体与尘埃的比值为100时，这意味着总质量为$5.4\times10^{-3}\,M_\odot$。与VY CMa的典型质量损失率相比，SW团块代表了$\lesssim300$多年前的极端局部质量损失事件。
2020-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
"Dust Giant": Extended and Clumpy Star-Formation in a Massive Dusty Galaxy at $z=1.38$
通过 NOEMA 与 ALMA 观测一个 z=1.38 星系，修正其气体质量并揭示延展尘埃和团块恒星形成，为 HST 暗星系提供低红移类似物。
2023-05-16 astro-ph.GA
The optical polarization signatures of fragmented equatorial dusty structures in Active Galactic Nuclei
如果在活动星系核（AGN）的最内部区域周围存在一个模糊的环核区域已经被观测证实，它的几何形状仍然非常不确定。这一区域通常采用的形态是环形结构，但其他替代方案，如喇叭形圆盘，可以很好地代表赤道外流。这两种几何结构通常提供非常相似的光谱特征，即使它们是在碎裂的假设下建模的。在这个课堂讲稿中，我们将展示两个模型，无论是圆环还是张开的圆盘，所得到的偏振特征是完全不同的。我们使用一个辐射转移代码，计算2000 - 8000埃的两种形态在cloudless环境中的偏振，并表明，不同的尺寸的环形区域上产生的偏振有很深的影响，而耀斑光盘的偏振是独立的外半径。cluristic喇叭形光盘也产生更高的偏振度（约10%，最好的）与高度可变的偏振位置角。
2015-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far-Infrared Dust Temperatures and Column Densities of the MALT90 Molecular Clump Sample
我们目前的尘埃柱密度和尘埃温度为$\sim3000$年轻的高质量分子团毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）的调查，来自调整单一温度尘埃排放模型的远红外强度图之间测量160和870 \micron \从赫歇尔/Hi-Gal和APEX/ATLASGAL调查。我们讨论了在分析数据，计算物理参数，并估计其不确定性的方法。群体平均尘埃温度的团块是：$16.8\pm0.2$ K的团块，不表现出恒星形成的中红外特征（静止团块），$18.6\pm0.2$ K的团块，显示正在进行的恒星形成的中红外特征，但尚未开发的HII区域（原恒星团块），和$23.7\pm0.2$和$28.1\pm0.3$ K的团块与HII和光解离区域，分别。这四个组在它们的温度分布中表现出很大的重叠，分散度在4和6 K之间。原恒星团的峰值柱密度的中位数是$0.20\pm0.02$ gr cm $^{-2}$，这是约50%的峰值柱密度的中位数相比，与其他演化阶段的团。我们比较了尘埃温度和柱密度测量对每个团块的平均值的团块的中心。我们发现，在安静的团块的尘埃温度增加的外部区域，他们与最浅的柱密度分布。相比之下，原恒星或HII区域相的分子团簇具有与内部加热更一致的尘埃温度梯度，并且与静态团簇相比，与更陡的柱密度分布相关。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing infrared excess connection with Li enhancement among red clump giants
我们已经在低质量红巨星中进行了搜索，以寻找触发He闪光和随后Li增强的合并场景的证据。我们选择了一个红巨星的样本，从GALAH调查测量良好的锂丰度，近红外和中红外通量从2 MASS和WISE调查，分别。该样本包含418颗冷红巨星和359颗上红巨星。大多数的巨人和大多数超级富锂巨人没有表现出IR过剩。只有五颗红团巨星和一颗RGB巨星显示出IR过剩。值得注意的是，在5颗红外线过剩的红团簇巨星中，3颗是超富锂的（A（Li）> = 3.2 dex），2颗是富锂的（A（Li）> = 1.0 dex）。结果表明红团簇巨星中Li的增强可能是由于两个通道：一个是由单星演化中的原位He闪光引起的，另一个是由RGB上He-白矮星与巨星He-惰性核合并等事件触发的He闪光引起的。在后一种情况下，由于质量损失，预计兼并事件会产生IR超额。我们用DUSTY代码和衍生的尘埃参数模拟了所有六颗巨星的IR过剩。估计的运动学年龄和时间尺度的尘埃信封的超级锂丰富的阶段，锂增强发生在最近。此外，分析显示，与锂正常和没有IR过量的富锂巨星相比，富锂巨星中快速旋转星（vsini > = 8 km/s）的比例显着更高（五分之四）。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinetic temperature of massive star forming molecular clumps measured with formaldehyde
为了全面了解恒星形成过程中涉及的物理学，测量温度和密度等物理参数是必不可少的。分子云密集团块的化学和物理性质受动力学温度的强烈影响。因此，该参数对于更好地理解星际介质是必不可少的。甲醛是一种示踪整个致密分子气体的分子，是直接测量气体动力学温度的最可靠的示踪剂。我们的目标是用甲醛的谱线确定动力学温度，并将结果与大量块状团簇的氨谱线所得结果进行比较。三个218 GHz的跃迁15米詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT）在银河系盘的30个大质量团块中观测到了高质量恒星形成的不同阶段的para-H2 CO（JKAKC=303-202，322-221和321-220）。使用RADEX非LTE模型，我们推导出气体动力学温度模拟测量的para-H2 CO 322-221/303- 202和321-220/303-202的比例。由对-H_2CO（321-220/303-202）线比值导出的气体动力学温度范围为30 ~ 61 K，平均为46 K。动力学温度的比较，从para-H2 CO，NH3，和灰尘排放表明，在许多情况下，para-H2 CO跟踪类似的动力学温度NH3（2，2）/（1，1）的转变和灰尘与HII地区。明显更高的温度探测与外流/冲击相关的团块中的对位H2 CO。动力学温度从para-H2 CO示踪湍流获得的大规模团块中的NH…
2016-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Empirical photometric calibration of the Gaia Red Clump: colours, effective temperature and absolute magnitude
盖亚数据发布1允许重新校准标准蜡烛，如红团星。要使用这些，首先需要准确地描述它们。特别是，需要颜色来推导星际消光。由于没有滤波器可用于第一次盖亚数据发布，并避免大气模型不匹配，经验校准是不可避免的。这项工作的目的是通过盖亚、约翰逊、2 MASS、依巴谷、第谷-2、APASS-SLOAN和WISE光度系统以及APOGEE DR 13光谱温度的颜色-颜色、有效温度-颜色和绝对星等-颜色关系，对太阳附近的盖亚红团恒星提供第一个完整且可靠的光度经验校准。我们使用3D灭绝图来选择低红化的红巨星。为了校准颜色-颜色和有效温度-颜色关系，我们开发了一种MCMC方法，该方法考虑了所有变量的不确定性，并为每个光度关系选择最佳模型。我们通过基于核的分布函数的模式估计红团绝对星等。我们提供了20个颜色与G-Ks的关系和第一个Teff与G-Ks校准。得到了15个测光带的红团绝对星等，特别是M_Ks = -1.606 +/-0.009和M_G =（0.495 +/-0.009）+（1.121 +/-0.128）（G-Ks-2.1）。我们提出了一个unreddened盖亚-TGAS HR图，并使用校准比较其红丛和红巨星分支凹凸与帕多瓦等时线。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Calibration of evolutionary diagnostics in high-mass star formation
大质量团块是高质量年轻恒星和星团的候选祖先，其演化分类依赖于基于从近红外到射电的各种独立诊断。一个有前途的大规模和密集的集群祖块的演化指标是热光度和质量的团块之间的L/M比。为了对这一指标进行定量校准，我们使用SEPIA/APEX获得了CH 3C 2 H（12-11）的观测结果，这是一个极好的温度计，可以探测到51个密度大于10^5 cm^-3的致密团块，这些团块的质量大于1000太阳质量，并且均匀分布在-2 < Log（L/M）< 2.3的范围内。我们确定了三个不同的L/M范围，可以与三个不同阶段的恒星形成的大规模团块。当L/M <1时，CH_3C_2H中未检测到团簇，表明内包层温度低于30 K。当1< L/M < 10时，我们探测到58%的团簇，其温度在30到35 K之间，与L/M的精确值无关;由于恒星的形成，这些团簇的亮度正在增加，但还没有恒星能够显着加热内部的团簇区域。对于L/M> 10，我们检测到所有的团块，气体温度随着Log（L/M）上升，标志着团块内出现了定性不同的热源;这样的值在与UCHII对应的团块中发现，这表明在L/M >10以上的T-L/M行为的定量差异是由于ZAMS星在团块中的首次出现。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of giant clumps in high-z discs: a deep-learning comparison of simulations and observations
我们使用深度学习来探索在高红移盘星系中观察到的巨大团块的性质，基于它们在宇宙学模拟中的识别和分类。利用VELA放大宇宙学模拟套件中的3D气体和恒星密度，以$\sim \!\! 25\ \!\rm{pc}$最大分辨率，以$1\!<\!z\!<\!3$的主序星星系为目标，检测模拟团块。根据模拟中的寿命，将团块分为长寿团块（LLC）或短命团块（SLC）。然后，我们训练神经网络来检测和分类模拟团块在模拟，多色，灰尘和嘈杂的HST类图像。使用编码器-解码器卷积神经网络（CNN）检测团块，并使用普通CNN根据其寿命对其进行分类。使用模拟的测试表明，我们的检测器和分类器是$\sim80\%$完整和$\sim80\%$纯的团块更大规模比$\sim10^{7.5}\rm{M_\odot}$。当应用到观察到的星系在坎德尔/货物S+N领域，我们发现这两种类型的团块出现在类似的丰度在模拟和观测。平均而言，LLC比$\sim 0.5\ \rm{dex}$的SLC更大，并且它们在$M_{\rm c}\gtrsim 10^{7.6}\ \rm{M_\odot}$以上的丛群中占主导地位。LLC倾向于被发现更接近银河系中心，表明团块迁移到中心或在较小半径处优先形成。LLC被发现居住在高质量星系中，这表明在超新星反馈下有更好的团块生存能力，因为这些星系中的团块质量更大。我们发现在模拟和观测中的团块性质在$\sim\!…
2021-11-01 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
Towards an observationally motivated AGN dusty torus model -- II. The roles of density distribution and chemical composition of the dust
本文通过辐射转移模拟构建不同尘埃密度分布与化学成分的AGN尘埃环模型，对比68个近邻AGN的中红外光谱，发现平滑、团块和两相分布及两种尘埃成分各有适用条件，无法用单一模型重现所有观测。
2025-05-29 astro-ph.GA
The segregation of starless and protostellar clumps in the Hi-GAL l=224deg region
恒星形成于致密的尘埃结构中，这些尘埃结构嵌在较大的分子云团块中，通常在大尺度上（> 1 pc）显示出清晰的尘埃结构。在Hi-GAL调查中研究得最好的区域之一可以在l= 224度的区域观察到。在这里，一个附属区域已经被研究，它已经发现，原恒星团块大多位于沿着主灯丝，而无星团块被检测到离开这个灯丝，而是在次要的，不太突出的灯丝上发现。我们想研究这种分离效应以及它如何影响团块的性质。我们绘制了12 CO（1-0）线和它的主要三个同位素对两个最突出的灯丝观察到的l= 224度领域使用Mopra射电望远镜，为了设置观测约束这些结构的动态和相关的无星和原恒星团块。与无星团块相比，原恒星团块更明亮，更动荡，并且位于周围气体显示更大线宽的区域。我们看到了气体沿着主灯丝流动的证据，但我们没有发现任何从灯丝到Hi-GAL团块的吸积流的迹象。我们分析了暗条的径向柱密度分布和它们的引力稳定性。更大的质量和高度分散的主灯丝似乎是热超临界和引力约束，假设所有的非热运动都有助于热的支持，这表明与次级灯丝相比，进化的后期阶段。然后，Hi-GAL团块的状态和进化阶段似乎与宿主细丝的状态和进化阶段相关。
2016-08-18 astro-ph.GA
The dusty heart of Circinus: I. Imaging the circumnuclear dust in N-band
活动星系核在星系演化中扮演着重要的角色，但由于缺乏角分辨率，人们对它们的内部运作和与宿主的物理联系知之甚少。红外线干涉测量法使我们有可能分辨出附近的塞弗特2星系（Circinus）中的环核尘埃。以前的观测揭示了复杂的结构和极地尘埃排放，但解释仅限于简单的模型。MATISSE首次使这些结构的成像成为可能。我们用VLTI/MATISSE观测了圆规星系，产生了150个相关通量谱和100个闭合相位谱。我们重建图像在N波段在~10质量的分辨率。我们拟合黑体函数与尘埃消光几个孔径提取的通量从图像中产生的温度分布的中心尘埃结构。我们发现显着的亚结构在环核尘埃：中央未解决的流量~0.5 Jy，薄盘1.9 pc的直径定向沿~45度，和一个~4x1.5 pc的极性发射正交延伸到磁盘。极地发射呈现斑块状，我们将其归因于尘埃。第一次看到磁盘东部和西部的通量增强。我们区分的磁盘和极性发射的温度分布：磁盘显示出陡峭的温度梯度指示密度较大的材料;极性的配置文件是平坦的，指示结块和/或较低的尘埃密度。未分辨的磁通量与~370 K的高温相吻合。极地尘埃保持温暖（~200 K），从磁盘到1.5 pc。恢复的形态和温度分布类似于大尺度辐射驱动风的吸积盘的建模，但我们对亚秒差距尘埃施加了新的限制。这里成像的subparsec特征对活动星系中环核尘埃的物理建模提出了新的限制。
2022-05-03 astro-ph.GA
Line Transfer through Clumpy, Large-Scale Outflows: Lyman Alpha Absorption and Halos around Starforming Galaxies
我们提出了约束辐射转移计算莱曼α（Lya）光子传播通过cluerous，尘埃，大规模的外流，并探讨我们是否可以定量地解释Lya晕，已观察到周围莱曼打破星系。我们构建了大规模外流的现象学模型，其中包括冷团块的压力平衡与等速热风。首先，我们考虑模型中的冷团块对称分布在星系周围，并在其中的团块进行连续的加速在其“环银河”介质（CGM）。我们约束冷团的属性（半径，速度，HI柱密度和数密度）通过匹配观测到的Lya吸收强度的CGM背景星系的光谱。然后，我们插入一个Lya源在这个clusional流出，其中包括1 e5 - 1 e6块的中心，并计算散射Lya光子的可观察的属性。在这些模型中，散射的辐射形成的光晕比观察到的要集中得多。为了同时再现所观察到的Lya吸收线强度和Lya晕，我们需要-最好是双极-流出，其中团块在其初始加速后减速。这种减速是预测自然在'动量驱动'风模型cloudflows。在同时拟合吸收谱线和发射谱线数据的模型中，在表面亮度等值线S= 1 e-18 erg/s/cm^2/arcsec^2时，预测的线性偏振度约为30-40%。我们的工作清楚地表明，恒星形成星系周围的Lya发射线晕提供了宝贵的约束冷气分布和运动学在环星系介质，这些约束补充了那些从吸收线研究单独获得。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the shape of the mass-function of dense clumps in the Hi-GAL fields. II. Using Bayesian inference to study the clump mass function
上下文恒星形成于密集的尘埃分子云中，但人们对它们的起源、演化和详细的物理性质知之甚少。特别是，这些团块的质量分布（也称为“团块质量函数”或CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的关系仍然知之甚少。目标。为了更好地了解CMF如何向IMF演化，并辨别CMF的“真实”形状，需要大量真实的前恒星和原恒星团块样本。本文介绍了赫歇尔红外银道面巡天（Hi-GAL）中获得的两个这样的数据集。需要稳健的统计方法来推断描述用于拟合CMF的模型的参数，并比较竞争模型本身。方法.在本文中，我们应用贝叶斯推断的分析CMF的两个地区讨论的文件I。首先，我们确定每个拟合参数的贝叶斯后验概率分布。然后，我们进行了定量比较的模型来拟合CMF。结果我们比较了几种实现贝叶斯推断的方法的结果，我们还分析了先验的选择和各种约束条件对参数优选值的统计结论的影响。我们发现，参数估计和模型比较依赖于参数先验的选择。结论.我们的研究结果证实了我们先前的结论，即这里研究的两个Hi-GAL区域的CMF具有非常相似的形状，但质量尺度不同。此外，对数正态模型似乎可以更好地描述在这里研究的两个Hi-GAL区域测量的CMF。然而，这一初步结论依赖于参数先验的选择。
2013-11-12 astro-ph.GA
Three intermediate-mass YSOs with different properties emerging from the same natal cloud in IRAS 00117+6412
我们用VLA、PdBI和SMA观测到厘米和毫米连续谱、N2 H+（1-0）和CO（2-1）发射，这些发射与一个尘埃云有关，该尘埃云包含一个含有中等质量原恒星的新生星团。在厘米波长处，我们发现了一个强源，追踪UCHII区域，在尘埃云的东部边缘，具有壳状结构，近红外对应物落在壳的中心。这可能是形成星系团的最大来源。在UCHII区域以西约15“处，我们探测到一个与厘米和近红外发射有关的强毫米源MM 1。MM 1似乎是驱动一个突出的高速CO双极外流，并嵌入在由N2 H+跟踪的致密气体的脊。我们估计，MM 1是一个中等质量的源在0/I类阶段。在MM 1以南约15“处，更深地嵌入尘埃云中，我们探测到一个紧凑的毫米源MM 2，既没有厘米也没有近红外发射，但有水脉泽发射。MM 2与一团N2 H+有关，其运动学揭示了明显的速度梯度，此外，我们还发现了下落运动的路标。MM 2深深地嵌入在尘埃云中，伴随着水脉泽，但没有CO流出排放的迹象，这是一个有趣的物体，可能是中等质量的。总之，UCHII区域位于一个尘埃云的边界，该尘埃云目前正在进行活跃的恒星形成。尘埃云中的两个中等质量的原恒星似乎是在UCHII区域之后形成的，并且具有与外流现象相关的不同性质。
2009-11-20 astro-ph.GA
Chaotic and Clumpy Galaxy Formation in an Extremely Massive Reionization-Era Halo
z=6.900的SPT 0311 -58系统是再电离时期内的一个极其巨大的结构，并提供了一个了解原始密度场极端峰值中星系形成的机会。我们提出了70 mas阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的尘埃连续体和CII 158 μ m发射的中央对星系，并达到物理分辨率~100- 350 pc，其中最详细的意见，任何再电离时代的系统日期。观测结果将源解析为至少12个千秒差距大小的团块。星系内的整体运动学和高湍流速度色散与最近声称的在z~4处仅8亿年后的一些尘埃星系中动态冷薄盘运动学形成了鲜明的对比。我们推测，引力相互作用和来自大质量母盘的碎片可能在系统的整体动力学和团块形成中发挥了作用。每个星系团的质量与其他在静止紫外/光学深场巡天中发现的6<z<8星系相当，但恒星形成率提高了3- 5倍。在内部，团块本身与在低红移星系中发现的维里化云尺度结构的放大版本非常相似。我们的观察是定性相似的大规模晕内看到的模拟高红移星系的混乱和clupholic大会。
2022-03-28 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey. XI. Temperatures and Substructure of Galactic Clumps Based on 350 micron Observations
我们提出了107张银河系分子团在350微米处的连续辐射图。观测源主要选自Bolocam银河平面巡天（BGPS）星表，还有3张额外的地图覆盖了外星系的恒星形成区。SHARC-II图像（8.5”光束）与BGPS（33”光束）的1.1 mm图像相比具有更高的分辨率，这使我们能够识别团块内大量较小的亚结构。提出了从350微米图中提取的1386个源的目录。基于两个波长的团块的色温分布具有13.3 K的中值和16.3 ± 0.4 K的平均值，假设不透明度定律指数为1.7。对于具有良好色温测定的结构，从NH3观测确定的气体温度与尘埃色温的平均比率为0.88，中值比率为0.76。大约一半的丛有两个以上的子结构和22丛有10个以上。在350微米处观察到的致密亚结构中的质量分数与其母体团块的质量相比约为0.19，这些亚结构的表面密度平均为在1.1 mm处鉴定的团块中观察到的表面密度的2.2倍。对于表征良好的样品，88个结构（31%）的表面密度超过0.2 g cm^（-2），18颗（6%）超过了理论家提出的大质量恒星形成的临界值1.0 g cm^（-2）。
2015-04-02 astro-ph.GA
The Clump Mass Function of the Dense Clouds in the Carina Nebula Complex
我们想描述船底座星云复合体（CNC）中冷尘埃团的特性，它显示了非常高水平的大质量恒星反馈。我们推导出的团块质量函数（ClMF），探索不同的团块提取算法的可靠性，并调查云内的温度对所得到的形状的ClMF的影响。我们分析了LABOCA（APEX）获得的1.25x1.25 deg^2宽视场亚毫米图，该图提供了CNC中第一个空间完整的云调查。我们使用三种聚类算法CLUMPFIND（CF），GAUSSCLUMPS（GC）和SExtractor（SE）来识别单个聚类并确定其总通量。除了假设一个共同的“典型”的温度为所有的云，我们还采用了云柱密度和温度之间的经验关系，以确定估计的个别团块温度，并使用此来确定个别团块质量。虽然基于CF提取的ClMF由幂律很好地描述，但是基于GC和SE的ClMF由对数正态分布更好地表示。我们还发现，使用单个块的温度导致一个较浅的ClMF斜率比一个共同的温度（例如20 K）的所有块的假设。我们在CF样品中发现的dN/dM \propto M^-1.95的幂律与以前在其他区域的研究中发现的ClMF斜率非常一致。ClMF形状（幂律与对数正态分布）对所采用的提取方法的依赖性表明，观测确定的ClMF形状只产生非常有限的信息的云的真实结构。对于没有额外信息的单一提取算法，可以谨慎地将对数正态ClMF形状解释为湍流星前云的特征，而将幂律ClMF解释为恒星形成云的特征。
2012-12-18 astro-ph.GA
Super-Eddington mass growth of intermediate-mass black holes embedded in dusty circumnuclear disks
我们进行了第一个三维辐射流体动力学模拟，调查嵌入在大规模的自引力，尘埃核吸积盘的中间质量黑洞（IMBHs）的增长。我们探讨了质量吸积效率对气体金属丰度$Z$和质量注入的依赖性，从外星系盘$\dot{M}_{\rm in}$在超爱丁顿吸积率，并发现中央BH可以美联储在超过爱丁顿率只有当尘埃盘变得足够的光学厚度电离辐射。在这种情况下，由于光蒸发而从盘的质量流出被抑制，因此质量注入速率的大部分（$\gtrsim 40\%$）可以供给中心BH。条件表示为$\dot{M}_{\rm in} > 2.2\times 10^{-1}~M_\odot ~{\rm yr}^{-1} (1+Z/10^{-2}~Z_\odot)^{-1}(c_{\rm s}/10~{\rm km~s}^{-1})$，其中$c_{\rm s}$是气体盘中的声速。随着数值分辨率的增加，剧烈的盘碎裂降低了盘的表面密度，而通过形成团块的动力学加热使盘的厚度更高。其结果是，光蒸发质量损失率上升，从而增加了临界注入速率固定金属丰度。这个过程使超爱丁顿生长的BH，直到BH质量达到$M_{\rm BH} \sim 10^{7-8}~M_\odot$，这取决于主机的暗物质晕和金属富集的历史属性。在原星系的集合体中，在$z\sim 15-20$质量变化为3-4 $σ$的过密区域中形成的种子黑洞能够经历短时间的快速生长，然后过渡到爱丁顿限制…
2020-09-30 astro-ph.GA
The evolution of temperature and density structures of OB cluster-forming molecular clumps
OB星团起源于秒差距尺度的大质量分子团。我们的目标是了解中间尺度（$\lesssim$ 0.1-1 pc）扩展气体的大规模团块的温度和密度结构的演变。我们对多种分子线示踪剂（例如，CH $_{3}$ CCH，H $_{2}$ CS，CH $_{3}$ CN，CH $_{3}$ OH），其覆盖宽范围的激发条件，朝向八个大质量团块的样品。基于不同的辐射传输模型，我们约束气体的温度和密度结构，并建立一个演化的图片，辅助空间依赖的维里分析和多个物种的丰度比。我们确定的温度径向分布在30-200 K之间变化，在一个连续的规模，从中心的团块到0.3-0.4 pc半径。团块的径向气体密度分布，由径向幂律描述，斜率在-0.6和$\sim$-1.5之间，对于更演化的源来说更陡峭，正如基于代表气体大部分的尘埃连续体的结果所表明的那样（$\sim$ 10 $^{4}$ cm $^{-3}$），和CH $_{3}$ OH线探测致密气体（$\gtrsim$ 10 $^{6}$-10 $^{8}$ cm $^{-3}$）区域。致密气体和大块气体之间的密度对比随着演化而增加，并且可能指示空间和时间上变化的恒星形成效率。的径向轮廓的维里参数示出了一个全球性的变化，朝着一个亚维里状态的团簇的演变。线宽随着中心核心区域周围半径的增加而减小，并且在外部包络中增加，其斜率比超音速湍流（$\,\propto\,$ $r^{…
2021-12-02 astro-ph.GA
3-D Radiative Transfer Calculations of Radiation Feedback from Massive Black Holes: Outflow of Mass from the Dusty "Torus"
观测和理论论证表明，活动星系核的质量外流中携带的动量可以达到L / c的几倍，相当于每年数百个太阳质量的外流率。单靠管线上的辐射压力可能不足以提供这种动量沉积，而尘埃核气体中再处理的红外辐射的转移被假定可以提供额外的增强。然而，这种机制的功效将对多维效应敏感，例如，再处理的辐射优先沿着低柱密度的视线逃逸的趋势。本文用Monte Carlo辐射转移方法计算了在离吸积超大质量黑洞约10秒差距范围内的尘埃气体所受的辐射力。我们计算的净速率的动量沉积在周围的气体和估计的质量损失率在由此产生的外流作为立体角的函数不同的黑洞亮度，视线平均柱密度，聚集参数，和开角的尘埃气体。我们发现，这些尘埃驱动的风携带1-5倍L / c的动量通量，对应于一个10^8太阳质量的黑洞在爱丁顿极限或其附近辐射时每年10-100个太阳质量的质量损失率。这些结果有助于解释超高速星系团中高速分子和原子外流的起源，并为包括活动星系核反馈在内的星系演化的数值模拟提供信息。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the shape of the mass-function of dense clumps in the Hi-GAL fields. I. SED determination and global properties of the mass-functions
恒星形成于密集的尘埃分子云中，但人们对它们的起源和演化知之甚少。特别是，这些团块的质量分布（也称为“团块质量函数”或CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的关系仍然知之甚少。为了辨别CMF的“真实”形状，并更好地了解CMF如何向IMF演变，需要大量真实的前恒星和原恒星团块样本。赫歇尔空间天文台（HSO）的敏感观测现在使我们能够在不同的物理条件下观察各种云中的大团块种群。我们分析了两个领域的银河平面映射的HSO在其科学演示阶段，作为更完整和公正的赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）的一部分。这些字段经过源提取和通量估计管道，这使我们能够获得具有数千个团块的样本。使用颜色和位置标准分离无星和原恒星团块，以找到与MIPS 24微米源一致的团块。我们描述的概率密度函数的幂律和对数正态模型，用于拟合CMFs，然后我们找到他们的最佳拟合参数。对于对数正态模型，我们将几种统计技术应用于数据并比较它们的结果。两个SDP场的CMF显示出非常相似的形状，但质量尺度非常不同。这种相似性是由幂律或对数正态模型的最佳拟合参数值证实的。幂律模型导致几乎相同的CMF斜率，而对数正态模型表明CMF具有相似的宽度。相似的CMF形状，但不同的质量尺度代表了两个区域恒星形成的整体过程非常不同的证据。
2012-09-20 astro-ph.GA
Characterizing the properties of cluster precursors in the MALT90 survey
在银河系中，有成千上万的星团，每个星团中有一百到一百万颗恒星。虽然团簇是常见的，但团簇形成的初始条件仍然没有得到很好的理解。为了确定在集群的形成和演化过程中所涉及的关键是确定集群形成的团块在其演化的最早阶段的全球性质。在这里，我们介绍了从MALT 90调查中确定的1，244个团块的物理特性。使用尘埃温度的团块作为一个代理的演变，我们确定了如何在不同的进化阶段的团块属性的变化。我们发现，较少进化的团块表现出尘埃温度低于20 K有更高的密度，更引力约束比更进化的团块具有更高的尘埃温度。我们还在演化的早期阶段确定了一个团块样本，因此是高质量恒星形成团块的潜在候选者。在我们的样本中，只有一个星团的物理性质与年轻的大质量星团祖先一致，这加强了大质量原星团在银河系中非常罕见的事实。
2016-11-29 astro-ph.GA
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - IV. Ammonia towards dust emission
在这里，我们报告的两个最低的反转过渡氨与70米Tidbinbilla射电望远镜的观测。进行这些实验是为了确定与RCW 106相关的G333巨分子云的致密团块中的动力学温度，并检查精确温度对计算质量等导出量的影响。该项目是一个更大的调查的一部分，以了解与大质量恒星形成相关的时间尺度和演化序列，特别是其最早阶段。假设一个巨大分子云的初始化学成分是均匀的，那么其中任何丰度的变化都将是由于进化状态造成的。我们已经确定了63块使用SIMBA 1.2毫米尘埃连续图，并计算了气体温度的大部分（78%），这些密集的团块。在使用斯皮策GLIMPSE 8.0 $μ$ m发射将样品分离成IR亮和IR暗团块之后，我们使用统计检验来检查我们的分类是否在质量和温度方面显示出不同的种群。我们发现，团块质量和柱密度没有显着的人口差异，和动力学温度是最好的参数来区分每个团块的引力束缚态。动力学温度是唯一的参数，发现有一个显着的概率低，从同一人口。这表明团块半径对团块的温度没有很大的影响，因此半径相似的团块可能具有不同的内部加热机制。我们还发现，虽然IR明亮的团块具有较高的中值维里质量，但两个样品的维里质量和半高宽范围相似。有87%（46个中的40个）的质量大于维里质量，这表明它们将形成恒星或已经在形成恒星。
2014-03-20 astro-ph.GA
Dense Clumps in Giant Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud: Density and Temperature Derived from $^{13}$CO($J=3-2$) Observations
为了精确测定大麦云云中分子气体的温度和密度，我们利用ASTE 10 m望远镜对9个观测到$^{12}$ CO（$J=3-2$）团簇的峰进行了光学薄$^{13}$ CO（$J=3-2$）跃迁的观测。这些分子团包括巨分子云（GMC）中的I型（没有大质量恒星形成的迹象）、II型（只有HII区域）和III型（有HII区域和年轻星团）。我们检测到$^{13}$ CO（$J=3-2$）发射的所有峰，发现它们的强度是3 - 12倍低于$^{12}$ CO（$J=3-2$）。我们在45 $\arcsec$分辨率下测定了$^{12}$ CO（$J=3-2$）与$^{13}$ CO（$J=3-2$）、$R^{12/13}_{3-2}$以及$^{13}$ CO（$J=3-2$）与$^{13}$ CO（$J=1-0$）、$R^{13}_{3-2/1-0}$的强度比。这些比率用于辐射传输计算，以估计团块的温度和密度。这些团块的参数范围为动力学温度$T\mathrm{_{kin}}$ = 15 - 200 K，分子氢气密度$n(\mathrm{H_2})$ = 8 $\times 10^2$ - 7 $\times 10^3$ cm $^{-3}$。我们证实，较高密度的团块表现出较高的动力学温度，较低密度的团块较低的动力学温度在一个更好的精度比以前的工作。动力学温度和密度增加一般从I型GMC到III型GMC。…
2010-12-22 astro-ph.CO 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
Radiative equilibrium estimates of dust temperature and mass in high-redshift galaxies
估计高PDMATHAMM星系中尘埃的温度和质量对于讨论早期宇宙中尘埃的起源至关重要。然而，这受到红外光谱能量分布的有限采样的影响。在这里，我们提出了一个算法推导出的温度和质量的尘埃在星系中，假设尘埃是在辐射平衡。我们制定了三种几何形状的算法：薄球壳，均匀的球，和cluquitous球。我们还讨论了尘埃在紫外和红外波段的质量吸收系数的影响，分别为$κ_{\rm UV}$和$κ_{\rm IR}$。作为一个例子，我们应用该算法的一个正常的，尘埃恒星形成星系在$z=7.5$，A1689 zD 1，其中三个数据点的尘埃连续。用$κ_{\rm UV}=5.0\times10^4$ cm $^2$ g $^{-1}$和$κ_{\rm IR}=30(λ/100μm)^{-β}$ cm $^2$ g $^{-1}$ with $β=2.0$，我们得到了所考虑的三种几何结构的尘埃温度为38- 70 K和质量为$10^{6.5-7.3}$ M $_\odot$.我们得到类似的温度和质量，从一个单一的数据点在尘埃连续，这表明有用的算法的高$z$星系有限的红外观测。在团块球的情况下，温度变得等于通常的修改黑体拟合的温度，因为描述团块的附加参数起调节器的作用。最佳拟合的团块参数是$ξ_{\rm cl}=0.1$，如果团块大小为$\sim10$ pc，则对应于这个高$z$星系中团块体积填充因子的$\sim10…
2020-04-27 astro-ph.GA
A CO survey on a sample of Herschel cold clumps
冷云团的物理状态对恒星形成的过程和效率以及这些天体内部形成恒星的质量有很大影响。普朗克空间天文台的亚毫米巡天和赫歇尔空间望远镜的远红外跟踪测绘提供了这些冷物体的不带偏见的大样本。我们在银河系不同环境的26个赫歇尔场中观测到35个团簇的$^{12}$ CO（1 $-$ 0）和$^{13}$ CO（1 $-$ 0）发射。密度和温度计算尘埃连续体和分子线数据，运动学距离推导出使用$^{13}$ CO线速度和团块的大小和质量通过拟合二维高斯函数的光学深度分布图。假设动力学温度的上限和下限，并考虑由于距离限制的不确定性，估计团簇质量和维里质量。激发温度在8.5 $-$-19.5 K之间，而Herschel导出的尘埃色温为12 $-$-16 K。这些天体的大小（0.1 $-$ 3 pc）、$^{13}$ CO柱密度（0.5 $-$ 44 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$）和质量（从小于0.1 $M_{\odot}$到大于1500 $M_{\odot}$）范围很广。发现了11个没有引力束缚的团块，其中许多小于0.3pc，但也出现了几百个太阳质量的大型秒差距云。较冷的团块通常具有较高的柱密度，但较暖的物体在较低和较高的柱密度下都出现。来自线和尘埃观测的丛柱密度相关性很好，但受尘埃性质的不确定性，不同的分子丰度和光学深度效应的影响很大。
2017-07-31 astro-ph.GA
ATCA Survey of Ammonia in the Galactic Center: The Temperatures of Dense Gas Clumps between SgrA* and SgrB2
我们提出了一个大规模的，氨（1，1）和（2，2）朝向银河系中心的观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的干涉测量。这次巡天覆盖了Delta l ~ 1度（约150秒差距，假设距离为8.5千秒差距）和Delta b ~ 0.2度（约30秒差距），它们横跨超大质量黑洞SgrA* 和大质量恒星形成区SgrB 2之间的区域。分辨率为~ 20“（~0.8pc），由于缺少干涉短间距，尺度>~2”（>~3.2pc）的发射被滤除。因此，这些数据代表了密度更大、更紧凑的云，而忽略了大尺度的扩散气体。许多团块与100 pc尘埃环对齐，大多与1.2 cm连续辐射反相关。我们提出了一个稠密气体的动力学温度图。温度分布峰值在~ 38 K，半峰宽在18 K和61 K之间（测量灵敏度在Tkin~10- 80 K内）。较大的团块平均比较小的团块温暖，这表明内部热源。我们的观测结果表明，SgrA ~* 周围约1.5pc的环核盘由20 km/s的分子云提供气体。该气体比距离SgrA* 约3- 15 pc的气体冷得多。我们发现SgrB 2上有很强的温度梯度。氨柱密度与SCUBA 850 um通量相关性很好，但这种关系偏离了原点，这可能表明需要最小量的灰尘来形成和屏蔽氨。在拱和五重星系团周围，我们发现在它们的中心有受紫外线影响的气体的壳形态，其次是氨和无线电连续层。
2014-02-19 astro-ph.GA
Temperature as a third dimension in column-density mapping of dusty astrophysical structures associated with star formation
我们提出了PPMAP，贝叶斯过程，使用图像的尘埃连续发射在多个波长产生分辨率增强的图像立方体的差分列密度作为尘埃温度和位置的函数。PPMAP基于一般的“点过程”形式主义，其中感兴趣的系统（在这种情况下，一个尘埃天体物理结构，如灯丝或星前核）由适当定义的状态空间中的点的集合表示。它可以应用于各种观测数据，如赫歇尔图像，只要图像强度是由光学薄尘埃在热平衡。PPMAP充分考虑了仪器点扩散函数，不要求所有图像都降级到相同的分辨率。我们提出了使用模拟数据的星前核和分形湍流云的测试结果，并证明其性能与实际数据的Hi-GAL调查。具体来说，我们分析了观测到的一个大的对流结构的CMa OB 1巨型分子云。微分柱密度直方图表明，温度高于13 K的热物质呈对数正态分布，与湍流相一致，而温度较低的热物质的柱密度呈高密度尾部分布，与自重力效应相一致。结果表明，PPMAP的潜力，以帮助区分不同的物理成分沿视线在恒星形成的云，并帮助解释相关的PDF的列密度。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
