Molecular Gas Structures traced by $^{13}$CO Emission in the 18,190 $^{12}$CO Molecular Clouds from the MWISP Survey
在对18，190个$^{12}$ CO分子云进行形态分类后，我们进一步研究了由$^{13}$ CO（$J=$ 1 $-$ 0）谱线辐射追踪的分子气体内部结构的性质。用三种不同的方法提取每个$^{12}$ CO云内的$^{13}$ CO气体结构，发现$^{12}$ CO云（2851）的$\sim$ 15 $\%$具有$^{13}$ CO气体结构，这些$^{12}$ CO云贡献了$^{12}$ CO排放的总积分通量的93 $\%$。在2851个具有$^{13}$ CO气体结构的$^{12}$ CO云中，$^{13}$ CO排放面积一般不超过$^{12}$ CO排放面积的70 $\%$，$^{13}$ CO积分通量不超过$^{12}$ CO积分通量的20 $\%$。我们揭示了在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO发射区中，$^{12}$ CO线和$^{13}$ CO线的速度积分强度之间的强相关性。这表明分子云的$_{2}$柱密度对$^{13}$ CO谱线的发射是至关重要的。将18，190个$^{12}$ CO分子云的$^{13}$ CO结构探测率与它们的形态（即非细丝和细丝）联系起来后，我们发现$^{13}$ CO气体结构主要在具有非细丝形态的$^{12}$ CO云中探测到。此外，这些长丝倾向于具有多于一个的$^{13}$ CO结构。这说明细丝不仅具有更大的空间尺度，而且具有更多的…
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- I. The bar and outskirts of the Small Magellanic Cloud
本文提出了一种通过分析背景星系的光谱能量分布（SED）来绘制前景熄灭介质的总内禀红化的方法。在这项试点研究中，我们实现了这种技术在两个不同的地区的小麦哲伦云（SMC）-酒吧和南郊-使用光学和近红外$ugrizYJK_{\mathrm{s}}$宽带成像的组合。我们采用LePhare $χ^{2}$ -minimisation SED拟合程序和各种星系和/或类恒星天体的样本来研究内在红化。我们发现，只有当我们构建红化地图使用的对象被归类为星系与低水平的内在红化（即椭圆形/椭圆形和早期型螺旋），所得到的地图是一致的与以前的文献确定，即内在的红化的SMC酒吧是高于在外部环境。我们采用了两套星系模板-一个理论和经验-测试模板的依赖关系，在由此产生的红化地图，并发现理论模板意味着系统更高的红化值高达0.20等$E(B-V)$。与以前的红化地图的基础上，恒星组成的SMC的比较，通常显示出合理的协议。然而，有显着的变化之间的文学红化地图的水平与酒吧的内在红化。因此，很难明确指出，重大差异的情况是由于一些文献中未考虑到的灰尘水平，或者它们是否反映了我们采用的方法的问题。
2019-08-20 astro-ph.GA
Molecular cloud dispersal traced by the ionized carbon 158 micron line
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）；University of Maryland, Department of Astronomy（马里兰大学天文学系）；Leiden Observatory（莱顿天文台）；SOFIA Science Center, USRA, NASA Ames Research Center（NASA阿姆斯研究中心USRA SOFIA科学中心）；Astronomisches Rechen-Institut, ZfA Universität Heidelberg（海德堡大学ZfA天体计算研究所）；Center for Gravitational Waves and Cosmology, West Virginia University（西弗吉尼亚大学引力波与宇宙学中心）
利用SOFIA观测的CII 158微米谱线，分析10个高质星形成区，发现高速气体逃逸云团，表明恒星反馈可在2-10百万年内消散分子云并终止恒星形成。
2026-06-23 astro-ph.GA
The VMC survey - XV. The Small Magellanic Cloud--Bridge connection history as traced by their star cluster populations
我们目前的结果的基础上YJK测光的星团位于最外层，东部地区的小麦哲伦星云（SMC）。我们共分析了51个编目的集群的颜色-星等图（CMD），已被清除场星污染，被用来评估集群的现实和估计年龄的真正的系统。根据CMD分析，15个编目集群被发现可能是非真正的聚集体。我们调查了80%的编目集群在这一部分的SMC通过扩大我们的样本与以前获得的集群年龄，采用均匀的规模为所有的属性。它们的空间分布表明，最古老的星团log（t yr-1）>= 9.6，通常比年轻的星团位于更远的星系中心- 9.0 <= log（t yr-1）<= 9.4 -而两个过剩的星团在log（t yr-1）~ 9.2和log（t yr-1）~ 9.7。我们发现了一个年轻的集群跟踪翼/桥组件。这个长的空间序列不仅包含非常年轻的星团，log（t yr-1）~ 7.3，而且还包含一些中间年龄，log（t yr-1）~ 9.1。导出的星团和场星形成频率作为年龄的函数是不同的。最令人惊讶的特征是观察到log（t yr-1）< 9.0的集群过多，这可能是由与LMC的相互作用引起的。
2015-03-23 astro-ph.GA
Cold gas outflows from the Small Magellanic Cloud traced with ASKAP
来自大质量恒星的反馈在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它驱动着来自星系的强大外流，丰富了星系际介质并调节了恒星的形成。外流的一个重要来源可能是宇宙中数量最多的星系：矮星系。由于引力势阱很小，这些星系在强烈的恒星反馈存在下很容易失去它们的恒星形成物质。在这里，我们表明，附近的矮星系，小麦哲伦云（SMC），有原子氢流出延伸至少2千秒差距（kpc）从恒星形成酒吧的星系。流出物是冷的，$T<400~{\rm K}$，可能是在$25 - 60$百万年前的活跃恒星形成时期形成的。流出的原子气体的总质量是$\sim 10^7$太阳质量，${\rm M_{\odot}}$，或星系总原子气体的$\sim 3$ %。单是原子气体的质量流量$\dot{M}_{HI}\sim 0.2 - 1.0~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$，就比恒星的形成率高出一个数量级。我们认为，大多数观察到的外流将剥离SMC通过其与它的同伴，大麦云（LMC），和银河系的相互作用，喂养麦哲伦流的氢环绕银河系。
2018-11-05 astro-ph.GA
PHANGS-JWST: the largest extragalactic molecular cloud catalog traced by polycyclic aromatic hydrocarbon emission
University of Bonn（波恩大学）；Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与基本粒子物理中心）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Universität zu Köln（科隆大学）；Universiteit Gent（根特大学）
通过JWST观测，研究多环芳香烃发射追踪最大星系分子云目录，揭示云团分布与旋臂关系及分子属性变化。
2026-01-13 astro-ph.GA
Disk of the Small Magellanic Cloud as traced by Cepheids
通过对造父变星的研究，追踪了小麦哲伦云盘的结构和演化。我们的目标是估计的磁盘的方向测量，如倾角和节点的线的位置角，和磁盘的深度。利用光学引力透镜实验测量的基本造父变星和第一泛音造父变星的V波段和I波段测光数据。周期光度关系被用来估计每个造父变星的相对距离和红化。采用加权最小二乘平面拟合法估计结构参数。根据相对距离测量值估计视向深度，然后估计盘的取向校正深度或厚度。利用造父变星的周期-年龄-颜色关系，推导了造父变星的年龄。在P ~ 2.95天和P ~ 1天观测到造父变星基模和一次泛音的光致发光关系的突变。从整个样品中获得64 $^o$. 4 $^o$. 0 $^o$. 7和PA $_{lon}$ =155 $^o$. 3 $\pm$ 6 $^o$. 3的倾角。一个红化的SMC磁盘的地图。SMC盘的取向校正的深度或厚度被认为是1.76 $\pm$ 0.6千秒差距。尺度高度估计为0.82 $\pm$ 0.3千秒差距。造父变星的年龄分布符合SMC星团的年龄分布。圆盘参数的径向变化温和地表明内部SMC中的结构/扰动（0.5 $<$ r $<$ 2.5度）。在东部地区拟合面前方发现的一些造父变星可能是麦哲伦桥H { \sc i}气体最年轻的潮汐剥离对应物。在拟合平面后面的造父变星最有可能是最近数值模拟中预测的计数器桥中的人口。不同的方案的起源外的平面造父变星进行了讨论。
2014-10-28 astro-ph.GA
Physical properties of CO-dark molecular gas traced by C$^+$
HI和CO发射都不能揭示星际介质（ISM）中大量的所谓暗气体。认为暗气体主要是CO暗分子气（DMG），即没有或有微弱CO发射的分子气。我们确定了36 DMG云与C $^+$发射（数据从银河观测太赫兹C+（GOT C+）项目）和HINSA功能。根据不确定性分析，HI $τ\rm_{HI}$的光学厚度为1是大多数云的合理值。与$τ\rm_{HI}=1$的假设，这些云的特点是激发温度在20 K至92 K的范围内，中值为55 K和体积密度的范围内的$6.2\times10^1$厘米$^{-3}$的$1.2\times 10^3$厘米$^{-3}$的中值为$2.3\times 10^2$厘米$^{-3}$。云中DMG柱密度的分数（$f\rm_{DMG}$）随激发温度的增加而减小，符合经验关系$f\rm_{DMG}=-2.1\times 10^{-3}T_(ex,τ_{HI}=1)$ +1.0。$f\rm_{DMG}$和总氢柱密度$N_H$之间的关系由$f\rm_{DMG}$ = $1.0-3.7\times 10^{20}/N_H$给出。低消光组（$A\rm_V \le 2.7$ mag）云的$f\rm_{DMG}$值与1000万年前的时间相关化学演化模型的结果一致。我们的经验关系不能用高消光组云的化学演化模型（$A\rm_V > 2.7$ mag）来解释。与低消光组（$A\rm_V \le…
2016-06-03 astro-ph.GA
The scale height of gas traced by [CII] in the Galactic plane
星际气体组分和压力在星际介质（ISM）中的分布是不同的动力学机制和能量来源对银河系气体相互作用的结果。不同气体示踪剂（如HI和CO）的刻度高度是这些过程的量度。银河平面中[CII]发射的标度高度对于理解那些未被CO或HI追踪的ISM分量非常重要。我们确定的平均分布[CII]垂直于内银河系盘的平面，并将其与其他关键气体示踪剂，如CO和HI的分布进行比较。我们计算的垂直，z，分布的[CII]在银河系内的磁盘，采用一个模型的排放相结合的纬度，b，光谱分辨BICE调查，与光谱分辨$Herschel$银河平面调查的[CII]在b = 0度。我们的模型假设垂直于平面的高斯发射率分布，并使用光谱分辨的[CII] Herschel测量作为b=0 deg处发射率的边界解，将z中的分布与纬度b的分布相关联。我们发现[CII]垂直于平面的分布具有172 pc的半峰全宽，大于CO的半峰全宽，其在内星系中的平均值约为110 pc，但小于HI的半峰全宽，约为230 pc，并且偏移了-28 pc。我们解释了[CII]，CO和HI的分布差异是由于[CII]跟踪ISM组件的混合。在相同的星际压力下，圆盘中云的流体静力平衡模型预测了不同的尺度高度。扩散的分子云[CII]，但没有CO的排放可能有一个低密度的原子氢HI云和密集的CO分子云之间的尺度高度中间。
2014-03-17 astro-ph.GA
The properties of the interstellar medium of galaxies across time as traced by the neutral atomic carbon [CI]
我们报告了在$z\sim1$的一个$\sim30$主序星星系样本中的中性原子碳跃迁[CI]和多条CO谱线的ALMA观测结果，包括7个这样的正常天体的[CI]（2-1）和CO（7-6）的新信息。我们补充我们的观测与$>200$星系的集合覆盖类似的过渡，跨越$z=0-4$红移间隔和各种环境条件，从本地高红移星爆。我们发现不同样品中[CI]/IR和[CI]/高- $J$（$J=7$）CO光度比的系统变化。我们解释这些差异增加致密的分子气体分数和恒星形成效率在最强的高红移星爆相对于正常的主序星星系。我们进一步报告恒定的$L'_{\rm [CI]2-1}$ / $L'_{\rm [CI]1-0}$比率在星系人口和红移，这表明气体温度$T_{\rm exc}$跟踪[CI]不强烈变化。我们发现$T_{\rm dust}$和$T_{\rm exc} \lesssim T_{\rm dust}$之间只有轻微的相关性。我们拟合线的比例与经典的PDR模型，检索一贯较大的密度和强度的紫外辐射场在submm星系比主序星和本地对象。然而，这些简单的模型在表示多相星际介质的复杂性方面存在不足，应谨慎对待。最后，我们比较我们的观测与圣克鲁斯星系演化的半解析模型，最近扩展到模拟submm发射。虽然我们确认成功复制的CO线，我们发现系统更大的[CI]在固定的红外光度比理论预测的光度。这突出了提高我们对银河系尺度上[C…
2020-01-06 astro-ph.GA
Atomic and molecular gas as traced by [C II] emission
本研究利用包含非平衡化学等过程的\coldsim流体模拟，分析高红移星系[C II]发射的气体相贡献，给出气体质量估算公式，证实[C II]光度可作为分子氢质量的可靠指标。
2024-12-10 astro-ph.GA
Cluster-forming site AFGL 5157: colliding filamentary clouds and star formation
利用多波长方法观测研究了AFGL 5157（面积~ 13.5pc × 13.5pc）的恒星形成过程。在{ \it Herschel}柱密度图中可以看到嵌入的细丝，其中一个被确定为细长的纤维特征（FF）（长度约为8.3 pc;质量约为1170 Msun）。在FF的中心部分追踪到5个Herschel团簇（Mclump ~45-300 Msun），在那里观察到一个扩展的温度结构（Td ~13.5-26.5 K）。在FF的中心部分的方向上，在Td ~20-26.5 K的温暖区域在空间上与中红外（MIR）壳层周围的一个先前已知的演化红外集群相一致。在红外线壳层内部追踪到弥漫的H-α辐射，表明演化的星团中存在大质量恒星。通过对年轻天体表面密度的分析，发现年轻天体团簇主要分布在红外球壳层的周围。以前探测到的H2O脉泽，H2结，大质量原恒星候选者，和HII区域也被认为是对嵌入式集群。利用~（12）CO和~（13）CO谱线资料，观测到FF的中心部分位于两个平行分子云（长约12.5pc）的重叠区，它们的速度也是相连的，约为-20和-17km/s。我们的观测结果表明，大质量恒星的形成似乎是由两个平行分子云的碰撞引发的，这也可能影响了AFGL 5157中YSO的诞生。
2019-09-03 astro-ph.GA
Cold atomic gas identified by HI self-absorption. Cold atomic clouds toward giant molecular filaments
本文利用THOR巡天数据和astroSABER方法，通过HI自吸收识别巨分子纤维中的冷原子气体，发现其与分子气体空间相关，柱密度约为10^20 cm^-2，占原子气体预算约5%，并揭示其对数正态分布和中等超声速动力学特征。
2023-10-03 astro-ph.GA
The multiphase circumgalactic medium traced by low metal ions in EAGLE zoom simulations
我们探讨环星系的金属含量跟踪常见的低离子吸收剂，包括C II，硅II，硅III，硅IV，镁II。我们使用一组宇宙学流体动力学变焦模拟运行的EAGLE模型，包括一个非平衡电离和冷却模块，以下136个离子。z~0.2 L* 的模拟（M_200=10^11.7-10^12.3 Msol）的晕，包含恒星形成星系和群大小的星系（M_200=10^12.7-10^13.3 Msol）主要承载被动星系的晕再现了COS-Halos巡天观测到的关键趋势--低离子柱密度显示：1）对星系特定恒星形成率的依赖性很小，2）片状覆盖率表明10^4 K云的体积填充因子很小，3）随着碰撞参量从20-160 kpc增加，覆盖率下降。模拟的Si II，Si III，Si IV，C II和C III柱密度与观测结果吻合良好，而Mg II预测不足。低离子追踪到一个重要的金属库，约10^8 Msol，主要位于恒星形成和被动中心星系的10-100 kpc处。这些云倾向于向内流动，大部分将在接下来的几个Gyr内吸积到中央星系，而一小部分则被夹带在强烈的外流中。两相结构描述了内部CGM（<0.5 R_200），其中低离子金属云被热环境介质包围。COS-Halos观测到的OVI是由外CGM（> 0.5R_200）追踪L* 星系周围维里温度气体产生的。从标准的光电离建模所观察到的柱密度（如对齐的硅II/硅III吸收）的物理参数进行验…
2017-09-22 astro-ph.GA
The anatomy of the Orion B Giant Molecular Cloud: A local template for studies of nearby galaxies
我们的目标是开发猎户座B巨型分子云（GMC）作为解释河外分子线观测的本地模板。我们使用IRAM-30 m上的宽带接收机对Orion B GMC进行空间和光谱解析。观测覆盖了几乎1平方度，分辨率为26”，带宽为32 GHz，从84 GHz到116 GHz，仅需两次调谐。在绘制的谱线中有12 CO，13 CO，C18 O，C17 O，HCN，HNC，12 CN，CCH，HCO+，N2 H+（1-0）和12 CS，32 SO，SiO，c-C3 H2，CH 3OH（2-1）跃迁。我们介绍了猎户座B GMC的分子解剖，包括线强度和气体柱密度或远紫外辐射场之间的关系，以及选定的线和线比之间的相关性。我们还获得了粉尘示踪气体质量小于约三分之一的CO示踪质量，使用标准的XCO转换因子。过发光CO的存在可以追溯到CO强度对UV照明的依赖性。事实上，虽然大多数谱线显示出对UV辐射场的某种依赖性，但CN和CCH是最敏感的。此外，稠密的云核几乎完全由N2 H+示踪。其他传统的高密度示踪剂，如HCN（1-0），也很容易检测到在扩展的半透明区域在一个典型的密度约500 H2 cm-3。在一般情况下，我们发现没有直接的关系线的临界密度和来自致密气体区域的线亮度的分数。我们的初步研究结果表明，线（比）的强度和环境之间的关系在GMCs是更复杂的比通常假设。灵敏度（即，分子柱密度）、激发以及最重要的化学作用对所观察到…
2016-11-12 astro-ph.GA
Distribution and mass of diffuse and dense CO gas in the Milky Way
一氧化碳（CO）的排放物被广泛用作致密恒星形成分子云的示踪剂。然而，越来越多的证据表明，一氧化碳排放的一个显着部分来自扩散分子气体。量化扩散的CO排放气体的贡献对于理解分子气体和恒星形成之间的关系至关重要。我们研究了两个CO排放气体成分的银河系分布，在13 CO和12 CO中检测到的高柱密度成分，以及在12 CO中检测到的低柱密度成分，但在13 CO中没有。“弥漫”和“密集”的组件被确定使用平滑，掩蔽和侵蚀/膨胀程序的组合，利用三个大规模的12 CO和13 CO调查的内部和外部银河系。弥散分量，在全球范围内占总分子气体质量（6.5x1e8 Mo）的25（1.5x1e8 Mo），在垂直于银河平面的方向上延伸得更多。扩散气体的分数增加从15%，在一个galactocentric半径为3千秒差距的50%，在15千秒差距，并增加与降低表面密度。在内星系中，由CS排放追踪的密度更大的组分占由12 CO排放追踪的总分子气体质量的14%。在12 CO观测中，只有14%的12 CO排放示踪的分子气体质量被云识别算法识别为分子云的一部分。这项研究表明，CO排放不仅跟踪恒星形成的云，但也是一个重要的扩散分子ISM成分。
2016-01-05 astro-ph.GA
A statistical study of giant molecular clouds traced by $^{13}$CO, C$^{18}$O, CS, and CH$_3$OH in the disk of NGC 1068 based on ALMA observations
我们提出了$1''.4$（98 pc）分辨率ALMA观测$^{13}$ CO（$J$ =1-0），C $^{18}$ O（$J$ =1-0），CS（$J$ =2-1）和CH $_3$ OH（$J_K$ = $2_K$-$1_K$）中央$1'$中的分子系（4.2 kpc）区域的NGC 1068，以研究巨分子云（GMC）的物理和化学性质，并测试这些GMC尺度的性质是否与更大尺度的银河系环境有关。使用衍生的$^{13}$ CO立方体，我们已经确定了187个高显着性（$> 8σ$）GMC采用CLUMPFIND算法。从$^{13}$ CO数据得到的GMCs $M_{\rm ^{13}CO}$的分子气体质量范围从$1.8 \times 10^4 ~ M_\odot$到$4.2 \times 10^7 ~M_\odot$。本文首次用$\sim$ 100 pc分辨率获得了NGC 1068中巨磁物质的质量函数。我们发现$M_{\rm ^{13}CO} \geq 10^5M_\odot$的质量范围的质量函数$γ= -1.25 \pm 0.07$的斜率。这比银河系，M51和NGC 300的盘区域的GMC要浅。此外，我们还发现，在$M_{\rm ^{13}CO} \sim 6 \times 10^7 M_\odot$处，GMC质量函数的高质量截止值比M51的核棒区大一个数量级，这表明在NGC 1068中，…
2016-12-03 astro-ph.GA
Shocking interactions of supernova remnants with atomic and molecular clouds -- the interplay between shocks, thermal instability and gravity in the large cloud regime
使用自适应网格加密代码MG，我们进行三维流体动力学模拟的超新星云的相互作用在“大云制度”。云最初是原子的，由于热不稳定性（TI）和重力而不断发展。我们研究的相互作用，在“前TI”和“后TI”阶段时，冷和密集的团块，并比较这些结果理想化的冲击云的情况下，在“小云系”，和一个没有冲击的情况。总的来说，超新星的破坏比理想的冲击要弱得多，因为超新星的撞击是瞬间的，而不是连续的。在这两个超新星云的相互作用，我们观察到两个冲击的影响云，其次是一个弱的10公里的$^{-1}$上游流的云界面上的发展，和全球环境压力下降。当云仍然是原子时，它会由于这种下降而膨胀。此外，TI在云的前部被触发，导致形成一个帽状结构，内部嵌有团块。上游气流在该区域汇聚，形成叶状云形态。当云是分子时，传输的冲击破坏了团块间的物质，并导致团块的外层轻微膨胀，形成尾巴状的形态。这些影响比我们的冲击云情景中的影响要小，而比我们的非冲击情景中的影响要大。在350万年后，尽管全球环境压力下降，超新星衰变的影响和云返回到一个几乎无法区分的状态，从一个未受冲击的云。在这两种超新星云的情况下，我们都没有看到任何局部的引力坍缩。
2022-05-13 astro-ph.GA
Progressively more prolate dark matter halo in the outer Galaxy as traced by flaring HI gas
螺旋星系中的星系盘通常被认为嵌在一个扩展的暗物质晕中，暗物质晕支配着其外部的动力学。然而，光环的形状并不清楚。在这里，我们表明，在银河系的暗物质晕是扁长的形状。此外，它在更大的半径越来越长，垂直平面轴比在24 kpc时单调增加到2.0。这是通过模拟观测到的急剧燃烧的原子氢气体层在银河系外盘，在那里的气体是由对净引力场的磁盘和晕的压力支持。由此产生的扁长形光环可以解释银河系动力学中几个长期存在的谜题，例如，它允许长期存在的扭曲，从而解释了它们无处不在的性质。
2011-03-30 astro-ph.GA
GMF G214.5-1.8 as traced by CO: I -- cloud-scale CO freeze-out as a result of a low cosmic-ray ionisation rate
本研究利用IRAM 30m数据分析了银河系外缘巨型分子丝G214.5-1.8，发现其极低温度和$^{13}$CO丰度下降源于云尺度CO冻结，并指出该现象由低于典型值一个数量级的宇宙射线电离率驱动，可能促进双极扩散，对宁静区域的CO观测与解释具有重要意义。
2024-01-10 astro-ph.GA
Mapping of the Cold Neutral Medium via HI Phase Separation in an Atomic Cloud Undergoing Molecular Cloud Formation
Nagoya University（名古屋大学）
研究HLCG 92-35分子形成云中原子-分子气体过渡，发现冷中性介质是主要质量成分，揭示了湍流或激波驱动的非热平衡状态，识别出冷中性介质结构作为分子云的基本构建块。
2026-09-01 astro-ph.GA
The Early Stage of Molecular Cloud Formation by Compression of Two-phase Atomic Gases
我们利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成，包括非平衡化学反应和加热/冷却过程。我们认为超阿尔夫文原子气体的迎面碰撞流具有两相结构，由HI云和周围温暖的扩散气体。我们研究了分子云的形成如何依赖于上游流和平均磁场之间的角度$θ$。我们发现存在一个临界角$θ_\mathrm{cr}$，在这个临界角以上，激波放大的磁场控制激波后气体动力学。如果原子气体几乎沿着平均磁场（$θ\llθ_\mathrm{cr}$）被压缩，那么高度不均匀的上游原子气体的吸积将维持超阿尔夫文各向异性湍流。其结果是，一个大大扩展的连续性为主的后冲击层的产生。在$θ\sim θ_\mathrm{cr}$周围，激波放大的磁场减弱了激波后湍流，导致了致密的激波后层。对于$θ\gg θ_\mathrm{cr}$，强磁压抑制了冷密云的形成。如果$θ$小于$θ_\mathrm{cr}$的几倍，则预期有效的分子云形成。通过建立解析模型和参数测量，得到了临界角与上游原子气体的平均密度、碰撞速度和场强的关系式。发现只要场强大于$1~μ$ G，临界角就小于$\sim 15^\circ$，这表明如果冲击波来自各个方向，则发生与$θ<θ_\mathrm{cr}$压缩的概率是有限的。
2019-04-15 astro-ph.GA
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
Searching for converging flows of atomic gas onto a molecular cloud
我们提出了新的观测[CII]精细结构线发射从一个孤立的分子云使用upGREAT仪器机载SOFIA。这些数据进行了分析，连同档案CO=1-0和HI 21厘米的发射光谱，以调查收敛的原子气体流在分子云的形成中的作用。明亮的[CII]发射在整个映射区域被检测到，这可能源于云内新生恒星产生的紫外辐射场激发的光解区域。在[CII]光谱的空间平均后，我们确定了HI 21 cm线最亮的速度间隔内的弱[CII]发射;这些相对于CO和明亮[CII]发射的速度蓝移了4 km/s。亮度温度，速度色散，并与HI 21厘米速度对齐连接此[CII]发射组件的冷，中性原子气体的星际介质（CNM）。我们建议，这CNM功能是吸积流到远侧现有的分子云。质量下降率为3.2 × 10 **{-4} Msun/yr。在[CII]或HI 21 cm谱线中，没有直接证据表明存在会聚流。
2022-11-10 astro-ph.GA
Direct observations of the atomic-molecular phase transition in the Milky Way's nuclear wind
本研究通过MeerKAT高分辨率观测银河系核风中的三个原子气体云，发现近银心云团的分子氢对应原子氢柱密度远低于星际介质典型值，且分子含量超化学平衡，提出云团是被风裹挟的星系盘原有分子气体，正逐渐解离，寿命约几到10百万年。
2023-07-13 astro-ph.GA
Galaxy evolution in the post-merger regime. V - Atomic gas evolution traced by ALFALFA stacks
University of Victoria（维多利亚大学）；University College London（伦敦大学学院）；Universidade Federal do Rio Grande（南里奥格兰德联邦大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Peking University（北京大学）
本研究利用MUMMI-DECaLS星表与ALFALFA巡天交叉匹配，通过21厘米谱堆叠发现并合后星系的HI气体演化强烈依赖于并合后时间及恒星形成状态，恒星形成型星系呈现先过剩后亏损再恢复的模式，而熄灭型星系持续HI亏损但仍有大量残余气体。
2026-09-22 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- I.\ Deriving the lifetimes of H\,{\sc i} clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度仍然缺乏约束。这包括恒星形成的最早阶段，在此期间，分子云从原子星际介质中凝结出来。我们提出的第一个系列文件的最终目标是编译的第一个多示踪剂的恒星形成的时间轴，通过一套全面的演化阶段，从原子气体云未嵌入的年轻恒星星族。在本文中，我们提出了一个经验确定的原子云的寿命使用恒星形成形式主义的不确定原理，H $α$和H\，{ \sc i}的发射作为空间尺度的函数的去相关的基础上。我们发现一个原子气体云的寿命为48 $\substack{+13\\-8}$ \，Myr。这一时间尺度与大麦哲伦星云中原子云的平均寿命（基于银河系动力学）是一致的，大麦哲伦星云中原子云的寿命主要由ISM中面的引力坍缩决定。我们还确定了重叠时间尺度，其中H1，{ \sc i}和H1，{$α$ ii}发射都是非常短的（$t_{over}<1.7$ i，Myr），与零一致，表明在H1，{ \sc i}云和H1，{ \sc ii}区域之间的中间阶段，气体几乎完全相变为分子形式。我们利用在这项工作中得出的时间尺度放置经验确定的限制的时间尺度的分子云形成。通过进行相同的分析，包括和不包括30剑鱼座地区，我们发现，最极端的恒星形成环境中的大麦哲伦星云的测量平均原子气体云寿命的影响不大。通过测量原子气体云的寿命，我们对驱动分子云形成的物理学进行了强有力的约束，并为LMC中恒星形成的多示踪剂时间轴…
2020-07-07 astro-ph.GA
Atomic Hydrogen in a Galactic Center Outflow
我们描述了一个人口小，高速，原子氢云，环，和长丝发现以上和以下的磁盘附近的银河系中心。这些天体的平均半径为15秒差距，速度宽度为$\sim 14$ km/s，观测高度为$|z|$至700秒差距。星云的速度分布没有显示出银河系自转的迹象。我们提出了一个方案，云与流出的中央恒星形成区域在银河系中心。我们讨论的云作为夹带的材料在银河风中以$\sim 200$ km/s的速度移动。
2013-04-28 astro-ph.GA
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN). VI. Dense gas and mini-starbursts in the W43 giant molecular cloud complex
作为FUGIN项目的一部分，我们在盾板臂（$l\sim {30^\circ}$）的切线方向上对W 43巨分子云复合体进行了新的大尺度$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=$ 1- 0观测。由$^{12}$ CO示踪的低密度气体分布在150 pc $\times$ 100 pc（$l \times b$）以上，并具有大的速度弥散（20-30 km s $^{-1}$）。然而，C $^{18}$ O追踪到的致密气体位于W 43 GMC复合体中的W 43 Main、G30.5和W 43 South（G29.96-0.02）高质量恒星形成区，这些区域具有星团结构。我们发现至少有两个云的速度差$\sim$ 1 - 0 -20公里秒$^{-1}$，这两个很可能是物理上与这些高质量的恒星形成区的高$^{13}$ CO $J=$ 3-2，$J =$ 1-0的强度比和形态对应的红外尘埃排放的结果的基础上。这些云在W 43 Main、G30.5和W 43 South的速度分离太大，以至于每个云都无法被引力束缚。与W51和M17 GMC相比，W 43 GMC的致密气体具有高的局部柱密度，而整个GMC的“当前SFE”（$\sim 4\%$）较低。我们认为，超音速云-云碰撞假说可以解释W 43 GMC复合体中局部小爆发和致密气体形成的起源。
2020-05-14 astro-ph.GA
Small-scale physical and chemical structure of diffuse and translucent molecular clouds along the line of sight to Sgr B2
由于背景源的角分辨率有限或尺寸小，因此，迄今为止主要在光谱域中研究沿视线到强背景源的吸收追踪的漫射和半透明分子云。我们的目标是解决和调查的空间结构的分子云跟踪的几个分子检测吸收沿视线SgrB 2（N）。利用ALMA的高灵敏度和角分辨率，我们使用了来自EMoCA调查的谱线数据。我们确定，在整个视场的c-C3 H2的光谱分析的基础上，15个主要的速度分量沿视线SgrB 2（N）和SgrB 2的包络中的几个组件。C-C3 H2柱密度揭示了两类云。第一类云（3 kpc臂、4kpc臂和一些GC云）比第二类云（盾臂、Sgr臂和其他GC云）具有更小的c-C3 H2柱密度、更小的线宽和更小的柱密度PDF宽度。为了研究空间结构，我们推导出以下分子的不透明度图：c-C3 H2，H13 CO+，13 CO，HNC，HN 13 C，HC 15 N，CS，C34 S，13 CS，SiO，SO和CH 3OH。这些图显示，大多数分子跟踪相对均匀的结构，其比背景连续发射所定义的视场更宽（约15”，即0.08-0.6pc，取决于距离）。SO和SiO显示出更复杂的结构，具有尺寸约5-8”的较小团块。我们的分析表明，在所调查的云湍流的驱动主要是螺线管。在HCO+的基础上，我们得出结论，大多数朝向SgrB 2的视线云是半透明的，包括最近检测到复杂有机分子的所有云。我们还得出结论，CCH和CH是很好的探针H2在弥漫和半透明…
2019-01-10 astro-ph.GA
A dynamical transition from atomic to molecular intermediate-velocity clouds
在高银纬天空，远红外强度与氢柱密度密切相关，氢柱密度由原子氢和分子氢组成。超过一定的柱密度阈值，原子氢变成分子。我们分析了低层星系晕中的中速云（IVC）的气体和尘埃性质，以探索它们从原子到分子阶段的转变。通过观察，我们研究了将纯原子IVC转化为分子IVC的物理过程。将Effelsberg-Bonn HI-Survey（EBHIS）的数据与Planck卫星和IRIS的FIR波段相关联。修正黑体发射光谱拟合推断尘埃光学厚度和晶粒温度。我们去除了原子氢对FIR强度的贡献，以估计分子氢柱密度。两个IVC显示出不同的FIR特性，尽管它们在HI方面相似，例如窄的谱线和大的柱密度。一个FIR明亮IVC与H $_{2}$相关，由$^{12}$ CO $(1\rightarrow0)$发射证实;另一个IVC是FIR暗淡的，没有显示FIR过量，这表明不存在分子氢。我们建议，FIR昏暗和明亮的IVC探测原子和分子气相之间的转变。由动力学过程触发，这种转变发生在IVC下降到星系盘的过程中。最自然的驱动力是由不断增加的晕密度施加在云上的冲压压力。由于压力增加，H $_{2}$的形成时间尺度减小，从而允许在几百万年内形成大量的H $_{2}$。
2014-02-27 astro-ph.GA
Tracing the Formation of Molecular Clouds in a Low-Metallicity Galaxy: A HI Narrow Self-Absorption Survey of the Large Magellanic Cloud
冷原子氢云是分子云的前身。由于自吸收，冷原子氢的不透明度可能很高，这种气体可能构成星际介质（ISM）的重要质量成分。原子氢气体可以通过与分子氢的碰撞冷却到比冷中性介质（CNM）中的温度低得多的温度。在本文中，我们搜索HI窄自吸收（HINSA）功能的大麦云（LMC）作为一个指标，这样的冷HI云，并使用的结果来量化原子质量和原子分子气体比。我们对HINSA特征的搜索是使用ATCA+Parkes HI调查和MAGMA CO调查对LMC中的分子云进行的。HINSA特征在所调查的视线中普遍存在。这是第一次在外部星系中探测到HINSA。LMC中的HINSA-HI/ $\rm{H}_{2}$比在0.5 \e{-3}到3.4 \e{-3}之间变化（68%的间隔），在校正前景HI气体的影响后，平均值为$(1.31 \pm 0.03)$ \e{-3}。这与银河系的数值相似，表明LMC和银河系中存在相似的冷气体部分，尽管它们的金属丰度，尘埃含量和辐射场不同。低比率也证实了，与银河系一样，分子云的形成时间尺度很短。与恒星金属丰度的情况不同，该比值没有径向梯度。没有相关性，发现我们的结果和那些从以前的HI吸收研究的LMC。
2019-11-07 astro-ph.GA
Opacity broadening and interpretation of suprathermal CO linewidths: Macroscopic Turbulence and Tangled Molecular Clouds
许多观测到的CO谱线轮廓显示出宽的线宽，大大超过了分子云内预期的热增宽。这些超热CO线宽被认为是起源于云内未解决的超音速运动的存在。通常忽略了在文献中，在本文中，我们的目标是量化的不透明度加宽效应对目前的解释CO超温谱线的影响。在不对气体速度场作任何额外贡献的情况下，在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（J=1-0）谱线中测得的明显超音速（${\cal M}\sim$ 2-3）谱线宽度的很大一部分，可以通过假设标准同位素分馏的情况下，它们相应的类音速、光学薄的C $^{18}$ O对应物的饱和来解释。结合在我们的C $^{18}$ O光谱中检测到的多个组分的存在，这些不透明效应似乎也是金牛座最宽的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO光谱中检测到的高度超声线宽（${\cal M}>$ 8-10）的原因。我们的研究结果表明，大多数的超热$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线宽可以主要是由不透明度加宽效应和混合在这些饱和发射线的多个气体速度分量的组合。一旦校正其相应的光学深度，这些气体成分中的每一个跨音速固有的线宽一致跟踪的三个CO同位素在一个因子为2。在大尺度上，高度相关和速度相干，云内最大和高度超声速的速度差是由单个气体组分之间的相对运动产生的。这种高度离散化的结构的分子气体跟踪CO表明，分子云内的气体动力学可以更好地描述一个完全解决的宏观湍流的属性。
2016-03-28 astro-ph.GA
Radiative feedback for supermassive star formation in a massive cloud with H2 molecules in an atomic-cooling halo
最近对原星系形成的三维宇宙学模拟表明，超大质量恒星（SMS）可以在气体云中形成，其中H $_2$冷却在原子冷却激活之前被动态加热抑制（Wise et al. 2019），但它们在中央原恒星的后续生长中停止。在这里，我们研究是否吸积的原恒星核心在这个云是足够快的，在面对的辐射反馈，产生SMS。我们直接采用Wise等人（2019）的云属性作为初始条件，对具有非平衡化学反应的热塌陷云进行一维辐射流体动力学模拟。我们发现来自SMS的恒星Lyman-Werner（LW）辐射使气体流内部区域的H $_2$解离，增加气体温度和热压，并暂时停止吸积。然而，当自重和较大尺度的向内冲压压力将气体向内推动时，这种负反馈停止。中央的原恒星由于密度高而无法扩张成HII区域，并生长成质量为$\gtrsim10^5\,{{\rm M}_\odot}$的物质。我们的研究结果表明，成功形成的SMS，并由此产生的大规模（$\sim10^5\,{{\rm M}_\odot}$）残留黑洞在云中，但需要在二维或三维模拟证实。
2020-10-13 astro-ph.GA
Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy
我们提出了一个分析的反馈效果从O-和B-型恒星的数据从积分场摄谱仪MUSE安装在甚大望远镜的柱状结构的船底座星云复合体，在银河系中最大的恒星形成区域之一。对于所观察到的支柱，我们计算气体电子密度和温度图，产生电离气体的积分线和速度图，研究在支柱尖端的电离前沿，分析单个区域的属性，并检测两个电离射流从两个不同的支柱尖端。对于每个支柱尖端，我们确定的入射电离光子通量$Q_\mathrm{0,pil}$起源于附近的大质量O-和B-型恒星，并计算质量损失率$\dot{M}$的支柱尖端由于光蒸发引起的入射电离辐射。我们将船底座数据集的结果与NGC 3603中一个柱子的存档MUSE数据和先前发表的MUSE数据M16中创造之柱的数据相结合，总共分析了10个柱子，发现电离光子通量和电子密度，电子密度和离电离源的距离以及电离光子通量和质量损失率之间存在紧密的相关性。因此，在不同的物理条件和恒星含量的地区合并的MUSE数据集的支柱产生的电离辐射的反馈效应的经验量化。与模型一致，我们发现$\dot{M}\propto Q_\mathrm{0,pil}^{1/2}$。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in the Eos Cloud: dynamically important fields in the interface between atomic and molecular gas
本研究针对距太阳约94pc、从未形成恒星的CO暗低密度Eos分子云，利用尘埃偏振观测分析其原子-分子气体交界面的磁场，发现磁场平行于密度结构，强度具动力学重要性，符合磁化非自引力气体的预期。
2025-08-04 astro-ph.GA
The formation of the W43 complex: constraining its atomic-to-molecular transition and searching for colliding clouds
数值模拟探索了通过准静态、自引力机制或气流或低密度云的碰撞形成分子云的可能性。他们还定量预测了从原子到分子气体过渡时物质的分布。我们的目标是通过研究W 43的环境来观测测试这些模型，W 43是银河系长棒尖端附近的一个分子云复合体。使用银河系范围内的HI和12 CO调查，我们寻找流向W 43分子云复合体的气体。我们还估计了HI和H2的质量表面密度，以限制W 43周围和内部从原子气体到分子气体的转变。在~（12）CO和HI气体的位置-速度图中，我们发现了3个云系。它们在视线上相隔20 km/s，并延伸到W 43的13 CO速度结构中。由于它们的速度梯度与自由落体一致，因此它们可能是附近的云，被W 43 10^7 Msun势阱吸引并流向W 43 10^7 Msun势阱。我们发现HI表面密度σ_HI=45- 85 Msun/pc ~ 2，没有达到任何阈值水平，但当进入先前定义的130 pc宽的分子复合物时增加。这表明H2形成和光解离之间的平衡尚未达到。在W 43区域及其周围测得的H2-to-HI比R_H2~3.5很高，表明W 43中的大部分气体已经以分子形式存在，并沿着盾牌-半人马座臂在下游几百秒差距的结构中存在。W 43分子云复合体可能已经形成，事实上可能仍在从云的凝聚中吸积物质。已经处于分子主导的状态，这些云大多数是从盾牌-半人马座臂流出的，这与分子云形成的准静态和稳态模型明显不一致。
2014-04-17 astro-ph.GA
First Results from the $Herschel$ and ALMA Spectroscopic Surveys of the SMC: The Relationship Between [CII]-bright Gas and CO-bright Gas at Low Metallicity
小麦哲伦云（SMC）提供了唯一的实验室来研究分子气体的结构，在高分辨率和低金属丰度。我们目前的结果，从赫歇尔光谱调查的SMC（HS $^{3}$），映射的关键远红外冷却线[CII]，[OI]，[NII]和[OIII]在五个恒星形成区，和新的ALMA 7米阵列地图的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $(2-1)$覆盖重叠的四个HS $^{3}$地区。我们在所有映射的区域中检测[CII]和[OI]。这些数据使我们能够比较分子云的结构和周围的光解区域使用$^{13}$ CO，CO，[CII]和[OI]发射在$<10$ "（$<3$ pc）尺度。我们估计Av使用远红外热连续辐射尘埃和发现的CO/[CII]的比率达到银河系的值在高A $_{V}$在云的中心和下降到$\sim{1/5-1/10}\times$银河系的值在郊区，表明存在的半透明的分子气体没有跟踪明亮的CO排放。我们估计的分子气体跟踪明亮的[CII]发射在低A $_{V}$和明亮的CO发射在高A $_{V}$的量。我们发现，大多数的分子气体是在低A $_{V}$和跟踪明亮的[CII]发射，但微弱的CO发射似乎延伸到我们估计的H $_{2}$到HI过渡发生。通过将我们的H $_{2}$气体估计值转换为CO到H $_{2}$转换因子（$X_{CO}$），我们表明，$X_{CO}$主要是一个函数的A $_{V}$，与模拟和模型…
2018-01-10 astro-ph.GA
Ionized gas in the Scutum spiral arm as traced in [N II] and [C II]
确定旋臂前缘暖电离介质（WIM）的性质对于了解其动力学和云的形成具有重要意义。盾板臂相切的内边缘是将WIM与其他组件分离的独特位置。我们使用高光谱分辨率[C II] 158微米和[N II] 205微米的精细结构线观测与upGREAT和GREAT仪器上SOFIA，以及辅助HI和13 CO观测。观测是沿着经度30度和32度之间的18条视线进出银河平面。我们检测到强烈的[N II]发射整个盾牌切线。在VLSR = 110至125 km/s时，几乎没有13 CO，如果有的话，我们可以解开来自内边缘WIM的[N II]和[C II]排放。我们发现平均电子密度<n（e）>在平面内约为0.9 cm{-3}，在平面上方约为0.4 cm{-3}。对于< 110 km/s的VLSR，[N II]发射跟踪整个臂的分子层的高度电离的气体。这种电离气体具有高密度，n（e）~ 30 cm{-3}，和几个百分比的填充因子。因此，盾臂相切处的[N II]和[C II]显示出高度电离的气体，其<n（e）>约为臂间WIM的10至20倍，这是最好的解释模型，其中臂间WIM被压缩，因为它落入手臂的势阱。[N II]的广泛分布由[N Ⅱ]导出的这些分子云区的n（e）约为30 cm{-3}，可能产生于云的电离边界层。这种来自电离边界层的[N II]发射可能是WIM冲击压缩的结果，因为它影响了手臂的中性气体，但也有一些可能来…
2017-08-07 astro-ph.GA
Cold Atomic Gas in the CGPS and Beyond
加拿大银河系平面调查开辟了银河系的新前景，包括冷氢云，它在经典的弥散星际介质和可以形成恒星的引力束缚分子云之间架起了一座关键的桥梁。CGPS和它的同伴IGPS的调查显示，这些过渡云是令人惊讶的广泛作为HI自吸收（HISA）的阴影对银河系HI发射背景。IGPS数据的丰富性允许详细检查HISA云的空间结构，气体性质，银河系的分布，并与分子气体的对应关系，所有这些都可以约束模型的冷HI云在不断发展的星际介质。增强具有里程碑意义的IGPS努力是新的和即将到来的调查与阿雷西博305米和澳大利亚SKA探路者望远镜。
2010-09-06 astro-ph.GA
Small-scale structure traced by neutral hydrogen absorption in the direction of multiple-component radio continuum sources
利用21-SPONGE巡天和千年阿雷西博吸收谱线巡天的多组分背景射电连续谱源，研究了氢原子（HI）的小尺度分布。我们已经发现$>5σ$光学深度的变化在$\sim0.03-0.5$的水平之间的13个14个相邻的视线分离的几弧秒到几弧分，这表明存在的中性结构的空间尺度从几个到几千个AU（我们称之为微小尺度原子结构，TSAS）。在冷中性介质（CNM）中HI柱密度和HI分数最高的方向上，光学深度变化最强，这往往是在低银河系纬度。通过测量拟合到吸收光谱的高斯分量的性质的变化，我们发现，TSAS吸收特征的峰值光学深度和线宽的变化都有助于观察到的光学深度变化，而中心速度的变化似乎没有强烈影响观察到的变化。热和湍流运动都对线宽有明显的贡献，但湍流似乎不足以限制超压TSAS。在大多数情况下，TSAS柱密度足够高，使得这些结构可以足够快地辐射冷却，以保持与其周围环境的热平衡，即使它们是过压的。我们还发现，大多数TSAS与CNM有关。对于TSAS在金牛座分子云和当地狮子座冷云的方向，我们估计密度超过一个数量级高于典型的CNM密度。
2020-04-27 astro-ph.GA
High-resolution HI and CO observations of high-latitude intermediate-velocity clouds
中速云（IVC）是HI晕云，可能与银河喷泉过程有关。落入的IVC是物质重新吸积到银河系的候选者。我们研究了盘-晕界面处IVC的演化，重点是从原子到分子IVC的转变。我们比较了原子IVC的分子IVC和结构的差异，以研究分子IVC如何形成高以上的银河系平面。利用Westerbork合成射电望远镜的高分辨率HI观测和IRAM 30 m望远镜的12 CO（1-0）和13 CO（1-0）观测，分析了这两个云团的小尺度结构。通过关联普朗克卫星的HI和远红外（FIR）尘埃连续辐射，估算了分子氢（H2）的分布。我们进行了详细的比较HI，FIR和CO数据和研究的变化的$X_\rm{CO}$转换因子。原子IVC没有公开可检测的CO发射。的原子小尺度结构，所揭示的高分辨率HI数据，显示出低峰值HI柱密度和低HI通量相比，分子IVC。分子IVC表现出丰富的分子结构和大部分的CO排放被观察到的云的东部边缘。有观察证据表明，分子IVC是在一个短暂的，因此，非平衡相。平均$X_\rm{CO}$因子接近银河系盘的正则值。我们建议，这两个IVC代表不同的状态，从原子云到分子云的逐渐过渡。分子IVC似乎更加凝聚，允许在整个云的屏蔽区域形成H2和CO。柱塞压力可以积聚气体，从而促进H2的形成。我们的证据表明，原子IVC也将演变成分子IVC在几万年。
2016-07-04 astro-ph.GA
Shock-triggered formation of magnetically-dominated clouds. II. Weak shock-cloud interaction in three dimensions
为了理解从原子云形成磁主导的分子云，我们研究了弱辐射冲击与磁化云的相互作用。热稳定的暖原子云最初与周围的热电离气体处于静力平衡。然后，通过热介质传播的激波与云相互作用。我们遵循与时间相关的理想磁流体动力学代码的冲击云的动力学演化。通过三维模拟，我们研究了不同的磁场方向的影响，包括平行，垂直和倾斜的冲击法向。我们发现，激波法线和磁场之间的角度必须很小，才能产生具有与观察到的分子云相似性质的云。
2010-03-30 astro-ph.GA
Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 astro-ph.GA
Atomic and Molecular Carbon as a Tracer of Translucent Clouds
利用34颗银河系O星和B星的高分辨率远紫外HST/STIS光谱，我们测量了CI柱密度，并将它们与CO和H_2文献中的测量结果进行了比较，以了解视线方向上半透明云的存在。发现CO/H_2和CO/Cl比值对半透明物质的存在提供了很好的鉴别，并且都随分子分数的增加而增加，f = 2N（H_2）/N（H）。我们认为，在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以下的视线范围内，大多数是弥漫分子云，而在CO/H_2 ~ 1 E-6和CO/CI ~ 1以上的视线范围内，大多数是弥漫分子云。这些区别值也与柱密度附近CO与H_2相关性的斜率变化一致，在该柱密度下CO屏蔽变得重要，如Sheffer等人（2008）研究的光化学状态变化所证明的。由于半透明物质的存在与传统的消光测量缺乏相关性，我们建议根据分子含量而不是视线消光特性来定义“半透明云”。
2009-11-11 astro-ph.GA
Detection of a large fraction of atomic gas not associated with star-forming material in M17 SW
我们探测的柱密度和质量跟踪的电离和中性原子碳光谱分辨地图，并将它们与扩散和致密的分子气体跟踪的[C I]和低$J$ CO线朝向恒星形成区M17 SW。我们使用APEX望远镜绘制了[C I] 609 m $μ$线中的4.1 pc x 4.7 pc区域，并使用IRAM 30 m望远镜绘制了CO同位素。我们分析的数据的基础上速度通道地图是1公里/秒宽。我们将它们的空间分布与SOFIA/GREAT获得的[C II]图相关联。光学薄近似用于估计在每个速度通道中的[C I]和[C II]的柱密度。发现[C I]和所有CO同位素物发射的空间分布在约20%-80%的映射区域中与[C II]的空间分布相关，在中心（15-23 km/s）速度通道中发现高相关性。[C I]在M17 SW分子内区的激发温度范围为40 ~ 100 K，在1 km/s通道中的柱密度范围为~10 $^{15}$ ~10 $^{17}$ cm $^{-2}$. [C II]谱线所跨越的速度范围（约40 km/s）中，只有约20%与[C I]和CO追踪的恒星形成物质有关。根据[C II]辐射估算的总气体质量给出了约4.4x10 $^3$ $M_{\odot}$的下限。至少64%的质量与M17 SW中的恒星形成物质无关。我们还发现，约36%、17%和47%的[C II]发射分别与HII、HI和H_2区有关。与H41 $α$谱线的比较…
2015-01-12 astro-ph.GA
On the Lifetime of Molecular Clouds with the "Tuning-Fork" Analysis
本文通过模型计算指出“音叉”分析测得的并非分子云真实寿命，而是云从休眠到恒星形成再回到休眠的演化周期时标，并讨论了漂移运动及系统误差偏差。
2023-10-30 astro-ph.GA
Molecular and Atomic Gas in the Large Magellanic Cloud - I. Conditions for CO Detection
利用最近完成的第二次南天CO巡天，分析了探测大麦云（LMC）中CO（1-0）发射的条件。特别是，我们研究了CO积分强度和HI积分强度，峰值亮度温度和线宽之间的相关性在2.6'（~40 pc）的分辨率。我们发现，显着的HI柱密度和峰值亮度温度是必要的，但不是充分的条件CO检测，与许多地区的强HI发射不与分子云。对于给定的HI强度，即使在>200 pc的尺度上平均，CO强度的大的散射仍然存在，表明这种散射不仅仅是由于GMC附近HI向H_2的局部转化。我们集中在两种可能性来解释这种散射：要么存在空间变化的I（CO）到N（H_2）的转换因子，或一个显着的分数的原子气体是不参与分子云的形成。一氧化碳排放量被抑制大HI线宽的微弱趋势支持第二种假设，只要大线宽可能是温暖的HI指示，并呼吁从碰撞HI流形成分子云的可能性的问题。我们还发现，分子气体与原子气体的比值与恒星表面密度没有显著的相关性（或反相关性），但与中面流体静压P_h有相关性。后一种相关性在很大程度上反映了在高HI柱密度下CO检测的可能性增加。
2009-02-10 astro-ph.GA
The Influence of Deuteration and Turbulent Diffusion on the Observed D/H Ratio
湍流混合对星际介质化学性质的影响迄今很少受到关注。以前对这种效应的研究表明，它可能在混合星际介质的各种相态方面发挥重要作用。在本文中，我们研究了湍流扩散对分子云中氘化学的潜在影响。我们发现，这种混合的行为，以减少在这些云的氘的效率，通过增加电离分数和减少重分子的冻结。这导致许多氘代物种的丰度较低。我们还研究了湍流混合对从原子氢到H2和从原子氘到HD云边缘附近的过渡的影响。我们发现，在我们的模型中包括湍流扩散有助于将这些过渡更深入地推向云中，并有助于在整个云包层中保持更高的原子分数。基于这些发现，我们提出了一个新的过程来解释显着的分散在所观察到的原子D/H比银河视线延伸超出本地气泡。虽然已经提出了几种机制来解释这种分散，但它们无法完全解释D/H值的范围。我们提出了一个方案，其中在分子云的边缘原子和分子气体的湍流混合导致所观察到的原子D/H比变化约2倍。
2011-02-14 astro-ph.GA
Characterizing the transition from diffuse atomic to dense molecular clouds in the Magellanic clouds with [CII], [CI], and CO
我们提出并分析了在大麦哲伦云和小麦哲伦云中对[CII] 158 um、[CI] 609 um和[CI] 370 um谱线的54条视线（LOS）的深Herschel/HIFI观测。这些观测结果被用来确定谱线发射气体的物理条件，我们利用谱线发射气体来研究从原子气体到分子气体以及从C^+到C^0再到CO在它们的低金属丰度环境中的跃迁。我们追踪了分子分数在0.1<f（H2）<1范围内的气体，介于通过UV吸收检测到的扩散H2气体中的分子分数（f（H2）<0.2）和氢基本上完全是分子的良好屏蔽区域之间。在LMC和SMC中，C^0和CO柱密度仅在分子分数f（H2）>0.45的区域可测量。电离碳是这种元素的主要气相形式，与分子气体相关，C^0和CO代表一小部分，这意味着我们样品中的大部分分子气体（LMC中89%，SMC中77%）是CO-暗H2。在我们的LMC和SMC样品中的平均X_CO转换因子大于通常在银河系中发现的值。当应用基于CO发射的填充因子的修正时，我们发现LMC和SMC中的X_CO值更接近于银河系中的值。在我们的样本中观察到的[CII]强度约占在两个麦哲伦云中观察到的LOS的总远红外强度的1%。
2017-04-12 astro-ph.GA
Observations and Analysis of High-Resolution Magnetic Field Structures in Molecular Clouds
总结了最近对恒星形成区的高角分辨率（高达0.7”）尘埃偏振观测。使用亚毫米阵列，可以跟踪和分辨密集结构的发射。检测到的磁场形态从沙漏状结构到孤立的补丁取决于源的进化阶段。这些观测到的特征也成为开发新分析方法的试验平台，特别侧重于量化磁场在恒星形成过程中的作用。
2012-02-21 astro-ph.GA
Angular Momentum in Giant Molecular Clouds. I. The Milky Way
我们提出了一个详细的分析，比较在分子云和原子气体，围绕他们的速度场，以解决梯度的起源。为此，我们提出了分子云和周围原子气体的第一时刻强度加权速度图。这些地图是由莱顿/阿根廷/波恩银河系HI巡天的高分辨率13 CO观测和21厘米观测制作的。我们发现：（1）与每个分子云有关的原子气体具有相当大的速度梯度--这意味着分子云具有比周围HI小1-6倍的比角动量。(iii)最重要的是，在分子和原子气体中的速度梯度位置角通常是分开的-在玫瑰花状分子云的情况下多达130度。这一结果反驳了分子云是由原子气体简单的自上而下坍缩形成的假设。
2011-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coherent forward scattering of starlight by a cloud of atomic hydrogen
理论预测，平面波散射的气体薄板产量，在前进方向和特定的情况下，一个更大的辐照度比将观察到的气体的情况下。这种增强的瑞利散射取决于从观察者的位置看到的在板位置处的菲涅耳区的大小，并且是由散射的相干性引起的。在天文尺度上，菲涅耳带的特殊尺寸（~ 1500公里）在考虑星际氢原子云前向散射星光时具有特别的相关性。
2012-11-29 astro-ph.GA physics.optics
