The ionised, radical and molecular Milky Way: spectroscopic surveys with the SKA
SKA的带宽，灵敏度和绝对的调查速度为银河系的深层光谱调查提供了独特的潜力。在SKA可用的频带内，有许多跃迁，它们可以追踪星际介质的电离、自由基和分子成分，这将彻底改变我们对许多物理过程的理解。在这一章中，我们描述了光谱SKA调查对我们理解银河系的影响，包括“开箱即用”的早期科学与无线电复合线，第一阶段调查的分子ISM使用异常甲醛吸收，和完整的SKA调查氨反转线。
2014-12-17 astro-ph.GA
The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
Superposing the Magnetic spiral structure of the Milky Way, on the stellar spiral arms -- Matching the unique galactic magnetic field reversal Zone with two galactic spiral arm Segments
为了精确定位螺旋臂中同步加速器总强度发射的峰值位置，我们使用螺旋臂位置的地图（从观察到的臂切线）。因此，在银河系第一象限的一个典型旋臂中，我们发现同步辐射的峰值位于距旋臂内臂边缘（热尘带）约220 ± 40秒差距处，虽然大多数银盘具有顺时针的大尺度磁场，但我们作了统计分析，更精确地界定了具有逆时针银盘磁场的较小反向环。我们发现一个环宽为2.1 +/-0.3 kpc（沿银河系半径测量），距离银河系中心5.5至7.6 kpc）。环不与单个螺旋臂重叠-它包含两个不同螺旋臂的节段。利用最近对旋臂位置的描绘，场反转环被认为包含了十字座-半人马座旋臂（在银河系第四象限）和人马座旋臂（在银河系第一象限）。
2022-10-27 astro-ph.GA
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
Gas Column Density Distribution of Molecular Clouds in the Third Quadrant of the Milky Way
我们已经获得了一个公正的样本的120个分子云在银河系中平面（b $\le |5|^{\circ}$）的第三象限内的银河系经度范围从195 $^{\circ}$到225 $^{\circ}$的列密度图，使用高灵敏度的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的数据从银河系成像卷轴画（MWISP）项目。用对数正态（LN）函数和对数正态加幂律（LN+PL）函数拟合了云的氢分子柱密度的概率密度函数（N-PDF）。根据N-PDF的形状，将分子云分为三类，即，LN、LN+PL和UN（不清楚）。约72%的分子云属于LN类，LN+PL类和UN类分别占18%和10%。在N-PDF的宽度$σ_s$和分子云的平均柱密度$N_{H_2}$之间存在幂律标度关系$σ_s\propto N_{H_2}^{0.44}$。然而，$σ_s$显示与云的质量无关。发现分子云的归一化柱密度的色散$σ_{N/\rm <N>}$和音速马赫数$\mathcal{M}$之间存在相关性。总体而言，正如数值模拟预测的那样，具有活跃恒星形成活动的分子云的N-PDF往往具有幂律高密度尾部的N-PDF。
2022-06-08 astro-ph.GA
Simulations of the Milky Way's central molecular zone -- II. Star formation
近年来，银河系的中央分子带（CMZ）已经成为研究恒星形成的独特实验室。在这里，我们使用Tress等人2020年提出的模拟来研究CMZ中的恒星形成。这些模拟解决了亚秒差距分辨率的星际介质的结构，同时也包括大规模的流动中嵌入的CMZ。我们的主要发现如下。(1)虽然大多数恒星形成发生在$R\gtrsim100 {\, \rm pc}$的CMZ环中，但也有相当数量的恒星形成发生在靠近SgrA* 的$R \lesssim 10{\, \rm pc}$。(2)CMZ中的大多数恒星形成发生在远心点的下游，与“珍珠串”的情况一致，与近心点通道触发恒星形成的绝对进化时间轴的概念相反。(3)在我们模拟的时间尺度内（$\sim100$ Myr），CMZ的耗尽时间在$\sim2$的因子内是恒定的。这表明恒星形成速率的变化主要是由CMZ质量的变化驱动的，例如由AGN反馈或外部引起的棒驱动流入速率的变化引起的，而不是由耗尽时间的变化引起的。(4)我们在模拟中研究新生恒星的轨迹。我们发现了几个例子，有年龄和三维速度兼容的拱和五元组集群。我们的模拟结果表明，这些突出的集群起源于碰撞点附近的酒吧驱动的流入吸积到CMZ，在对称的位置相对于银河系中心，他们已经从他们出生的气体解耦。
2020-10-07 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: IV. 3D Molecular Fraction and Galactic-Scale HI-to-H$_2$ Transition
研究了银河系中体积密度分子分数的三维分布，定义为fmol_rho=rho_H2/（rho_HI + rho_H2）.分子锋出现在半乳糖中心距离R \sim 8 kpc处，在\sim 0.5 kpc的径向间隔内，从原子氢到分子氢的相变突然发生，fmol_rho从\sim 0.8下降到0.2。fmol_rho中的波前比表面密度分子分数中的波前尖锐得多。正面也出现在垂直方向，高fmol_rho盘的全宽为\sim 100 pc。径向和垂直fmol_rho的配置文件，特别是前面的行为，拟合的理论曲线计算使用观测到的密度配置文件和假设的辐射场和金属指数梯度。分子分数被发现是增强沿英仙座和其他一些螺旋臂。fmol_rho臂意味着分子云是由螺旋臂中的HI气体产生的，并在臂间区域解离。我们还表明，有一个阈值HI密度超过该气体转化为分子。
2016-04-21 astro-ph.GA
Simulations of gas inflow in the Milky Way I. Stellar-Feedback-Regulated Transport from the Central Molecular Zone to the Circumnuclear disk
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；EPFL（洛桑联邦理工学院）
本文通过具有径向变化分辨率的流体动力学模拟研究了恒星反馈对银河系中心分子区气体向环核盘径向流入的影响，发现恒星反馈驱动了径向流入，同时反馈驱动的湍流和偶发事件对流入速率有显著影响。
2026-05-15 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
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
Large Molecular Gas Reservoirs in Ancestors of Milky Way-Mass Galaxies 9 Billion Years Ago
像银河系这样的星系的气体吸积和恒星形成历史仍然是天体物理学中的一个突出问题。观测表明，80亿年前，银河系质量星系的祖先形成恒星的速度比今天快30倍，并且预测富含分子气体，与今天的低气体分数（$<$ 10%）形成对比。在这里，我们显示检测到的分子气体的CO（J=3-2）发射（静止帧345.8 GHz）在星系中的红移z=1.2-1.3，选择有恒星质量和恒星形成率的祖先今天的银河系质量的星系。CO辐射揭示了巨大的分子气体质量，相当于或超过星系的恒星质量，这意味着大多数重子是在冷气体中，而不是恒星。星系的总光度从恒星形成和CO光度产生长的气体消耗的时间尺度。与本地旋涡星系相比，恒星形成效率，估计从总的红外光度比CO排放，}一直保持几乎不变，因为红移z=1.2，尽管数量级的减少气体分数，与其他星系在这个时代的结果一致。因此，决定遥远星系中气体冷却形成恒星的速率的物理过程似乎与本星系中的相似。
2016-10-17 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
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear stellar disc: A dynamically cool and metal-rich component formed from the Central Molecular Zone?
核星盘（NSD）与核星团（NSC）和中心大质量黑洞一起，是银河系中心的主要组成部分之一。然而，直到最近，只有少数研究的恒星内容的NSD已获得由于极端灭绝和恒星拥挤。利用专门的KMOS（VLT，ESO）光谱巡天，我们研究了NSD的运动学和全球金属丰度的K/M巨星的基础上的观测。我们跟踪径向速度和金属丰度的光谱指数（钠I和CO）的基础上得出的沿NSD和比较与银河系膨胀样本的APOGEE（DR 16）和数据从NSC。我们发现NSD中的金属丰度分布函数和富金属星和贫金属星的比例与NSC和银河系膨胀的相应分布和比例不同。通过追踪速度色散作为金属丰度的函数，我们清楚地看到，NSD是运动学冷的，并且速度色散随着金属丰度的增加而减小，这与APOGEE（$\rm |b| < 4^{o}$）的内膨胀样品相反。利用分子气体示踪剂（$\rm H_{2}CO$，CO（4-3））对中心分子带（CMZ）的气体自转和富金属星的自转进行了研究，发现了一个惊人的一致性，表明富金属星可能是由CMZ中的气体形成的。另一方面，贫金属恒星的自转速度要慢得多，反自转的迹象表明这些恒星的起源不同。耦合运动学与全球金属丰度，我们的研究结果表明，NSD是化学和运动学上不同的相对于内凸起表示不同的形成方案。
2021-05-05 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
A Kpc Scale Molecular Wave in the Inner Galaxy: Feather of the Milky Way?
我们报告发现的速度相干，kpc尺度的分子结构朝向银河系中心区域的角度范围为30度和纵横比为60：1。CO结构的运动学距离在4.4到6.5 kpc之间。对速度数据的分析和与现有旋臂模型的比较支持这种结构的主要部分要么是诺玛臂的子分支，要么是臂间巨大的分子细丝，可能是银河系的kpc级羽毛（或马刺），类似于在附近的螺旋星系中观察到的。考虑到运动学距离的不确定性，对流云的范围至少为2.0 kpc，可能长达4 kpc。这种高度拉长的结构的垂直分布揭示了类似于正弦波的图案。这种kpc尺度的丝状体及其波状形态的起源的确切机制尚不清楚。独特的波浪状形状和其独特的方向使这个云，被命名为Gangotri波，是银河系中最大和最有趣的结构之一。
2021-10-26 astro-ph.GA
Molecular Clouds in the Second Quadrant of the Milky Way Mid-plane from l$=$104$.\!\!^{\circ}$75 to l=119$.\!\!^{\circ}$75 and b=$-$5$.\!\!^{\circ}$25 to b=5$.\!\!^{\circ}$25
我们研究了银河系中面第二象限1 $=$ 104 $.\!\!^{\circ}$ 75 ~ 1 $=$ 119 $.\!\!^{\circ}$ 75和b $=-$ 5 $.\!\!^{\circ}$ 25至b $=$ 5 $.\!\!^{\circ}$ $.\!\!^{\circ}$ 25使用$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和来自银河成像卷轴画项目（MWISP）的C $^{18}$ O $J=1-0$发射线数据。我们已经确定了857和300云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO光谱立方体，分别使用的DENDRONOTES + SCIMES算法。估算了分子云的距离，并将分子云的质量、大小和表面密度等物理性质制成表格。英仙座旋臂中的分子云比本星系旋臂中的分子云质量大50倍，体积大6倍。然而，这一结果可能受到距离选择效应的影响。云的表面密度在英仙座臂中增加，平均值为$\sim$ 100 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$。我们从$^{12}$ CO星表中选择了40个最扩展的（$>$ 0.35 arcdeg $^2$）分子云来构建H $_2$柱密度概率分布函数（N-PDF）。约有78%的分子云的N-PDF在高密度下与对数正态函数拟合良好，偏差很小，对应的恒星形成区的尺度在Local臂为$\sim$ 1-5 pc，在Perseus臂为$\sim$ 5-10 pc…
2021-02-24 astro-ph.GA
A scaling relation for the molecular cloud lifetime in Milky Way-like galaxies
我们研究的时间演化的分子云跨越三个银河系一样孤立的盘星系模拟在时间分辨率为1万年，并在一个范围内的空间分辨率跨越两个数量级的空间尺度从~10 pc到~1 kpc。以最高空间分辨率生成的云演化网络包含了不同星系动力学环境中累积的约80，000个独立分子云。我们发现，云进行合并的速度成正比的交叉时间之间的质心，但它们的物理性质在很大程度上是不敏感的这些相互作用。在气盘的标度高度以下，云的寿命服从$τ_{\rm life} \propto \ell^{-0.3}$与云的大小$\ell$的标度关系，与坍缩形成恒星并被恒星反馈分散的过密度一致。在盘的标度高度以上，这些自引力区域不再被分辨，因此标度关系变成了一个约1300万年的常数，与在附近盘星系中观察到的气体盘的湍流穿越时间一致。
2021-05-05 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
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$\m…
2021-05-10 astro-ph.GA
Far-ultraviolet fluorescent molecular hydrogen emission map of the Milky Way Galaxy
本文给出了银河系远紫外荧光分子氢（H_2）发射图，它是用覆盖天空约76%面积的FIMS/SPRAY获得的。H_2荧光发射经消隐校正后的强度与冷星际介质（ISM）的色余E（B-V）、中性氢柱密度N（H I）和H_α发射有很强的线性相关性。利用一个简单的光解区模型和由紫外星表导出的星际辐射场，得到了全天H_2柱密度图。我们估计的H2的分数（f_H2）和弥漫ISM的气尘比（GDR）。f_H2从E（B-V）< 0.1的光学薄区域处的<1%逐渐增加到E（B-V）= 3时的~50%。GDR的估计值约为5.1 x 10^21个原子cm^-2 mag^-1，与5.8 x 10^21个原子cm^-2 mag ^-1的标准值一致。
2017-07-17 astro-ph.GA
CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way type galaxies
我们使用移动网格代码AREPO耦合到一个含时的化学网络来研究分子气体在模拟的螺旋星系中的形成和破坏。这使我们能够确定CO排放不跟踪的气体的特性。我们的极高分辨率AREPO模拟使我们能够捕捉光盘的化学演变，而无需求助于参数化的“聚集因子”。我们通过我们模拟的盘星系计算了H2和CO柱密度，并估算了CO发射和CO-H2转换因子。我们发现，在类似的条件下，在当地的星际介质，大约42%的总分子质量应该在CO暗区，在合理的协议与观测估计。这部分是几乎不敏感的CO积分强度阈值用于区分CO亮和CO暗气体，只要这个阈值是小于10 K km/s。CO暗分子气体主要存在于极长（>100 pc）的细丝中，这些细丝被星系切变拉伸在旋臂之间。只有这些细丝的中心在CO中是明亮的，这表明在银河系中观察到的非连续分子云可能只是更大结构的一小部分。CO暗分子气体主要存在于部分分子相中，占总圆盘质量预算的很大一部分。在环境紫外线场较高或表面密度较低的模拟中，暗气体比例较高，这意味着具有这些条件的外部星系可能具有更大比例的暗气体。
2014-05-09 astro-ph.GA
CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way-type galaxies - II: The temperature distribution of the gas
利用AREPO动网格程序模拟了一系列盘星系中CO暗分子氢（H2）的温度分布。在类似于银河系的条件下，我们发现H2在10 - 100 K范围内具有平坦的温度分布。在$T < 30$ K下，气体几乎完全是分子的，并且具有高的CO含量，而在$T > 30$ K下，H2分数跨越更宽的范围，并且CO含量小，允许我们将这两个区域中的气体分别分类为CO-亮和CO-暗。CO暗H2中的平均声速为0.64 km/s，显著低于冷原子气体中的值（1.15 km/s），这意味着CO暗分子相比其原子相更容易受到湍流压缩和引力坍缩的影响。我们进一步表明，CO暗H2的温度是非常敏感的星际辐射场的强度，但在CO亮H2的条件基本保持不变。最后，我们研究的有用性的[CII]和[OI]精细结构线作为示踪剂的CO-暗气体。我们表明，在银河系一样的条件下，从这种气体扩散[CII]发射应该是可检测的。然而，它是这种气体的有问题的示踪剂，因为在发射的亮度和H2表面密度之间仅存在弱相关性。[OI]线的情况甚至更糟，它与H2表面密度没有相关性。
2016-07-27 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
Observational Evidence of Dynamic Star Formation Rate in Milky Way Giant Molecular Clouds
已知星系尺度上的恒星形成是一个缓慢的过程，但在较小尺度上是否缓慢还不确定。我们交叉关联5469巨分子云（GMCs）从一个新的全天空目录与256恒星形成复合体（SFCs），建立一个样本的191 SFC-GMC复合体--收集多个云每个匹配到191 SFCs。这些云所包含的恒星的总质量是从WMAP的自由-自由通量推断出来的。我们测量了GMC质量、维里参数、恒星形成效率$ε$和单位自由落体时间的恒星形成率$ε_{\rm ff}$。$ε$和$ε_{\rm ff}$的范围都超过3- 4个数量级。我们发现，68.3%的云落在$σ_{\logε}=0.79\pm0.22\,{\rm dex}$和$σ_{\logε_{\rm ff}}=0.91\pm0.22\,{\rm dex}$的中位数。与这些观察到的散射相比，具有依赖于宿主GMC性质的与时间无关的$ε_{\rm ff}$的简单模型预测$σ_{\logε_{\rm ff}}=$为$σ_{\logε_{\rm ff}}=$ 0.12-0.24。考虑到时间变量$ε_{\rm ff}$，我们可以恢复恒星形成速率的大色散。这有力地表明，银河系中的恒星形成是一个GMC尺度上的动态过程。我们还表明，银河系的表面恒星形成率分布与分子气体表面密度分布相关。
2016-09-09 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way
我们使用的13个最明亮的WMAP银河系自由-自由源，负责33%的银河系的自由-自由发射的样本，调查恒星的形成。该样本包含40个恒星形成复合物，我们结合这个样本与巨分子云（GMC）目录在文献中，以确定主机GMC的32个复合物。我们估计了恒星形成效率和每自由落体时间的恒星形成率。我们发现，GMC的范围从0.002到0.2，电离光度加权平均GMC = 0.08，相比之下，银河系的平均值= 0.005。转到每自由落体时间的恒星形成率，我们发现值的范围高达1。通过电离光度加权，我们发现，平均值为0.16 - 0.24取决于系统的年龄估计。这又一次比银河系范围内的平均值0.008大得多。我们表明，在我们的样本中发现的平均质量的巨大分子云的寿命是17 ± 4百万年，大约两个自由落体的时间。拥有最明亮的星团的GMC正在被这些星团破坏。因此，我们解释的范围内的时间变化的变星形成率的结果，恒星形成率的主机分子云的年龄增加，直到恒星破坏云。这些结果与银河系GMC中恒星形成率由超音速湍流性质决定的观点不一致
2010-07-19 astro-ph.GA
Evolution of Molecular and Atomic Gas Phases in the Milky Way
我们分析了银河系分子和原子ISM之间的相位平衡的径向和方位角的变化。特别是，螺旋臂和臂间区域之间的方位角变化进行了分析，没有任何明确的定义螺旋臂的位置。我们表明，分子气体质量分数，即，fmol=H2/（H1 +H2），主要在径向方向上变化：从中心处的~100%开始，保持~>50%（~>60%）到R~ 6 kpc，并且当在整个盘厚度上（在中平面中）平均时，在R= 8.5kpc处降低到~10-20%（~50%）。方位角，臂间变化是次要的：只有~ 20%，在全球分子占主导地位的内部MW，但变得更大，~40- 50%，在原子占主导地位的郊区。这表明在内部MW中，气体在从臂间区域进入螺旋臂并返回到下一个臂间区域时保持高分子化（fmol>50%）。恒星的反馈并没有解离分子太多，和凝聚和分裂的分子云主导的ISM在这些半径的演变。这种趋势在郊区有所不同，在那里气相是整体原子（fmol<50%）。H1和H2相通过那里的螺旋臂通道循环。ISM演化的这些不同机制也可以在外部星系中看到（例如，LMC、M33和M51）。我们用一个简单的流动连续性模型解释了fmol的径向梯度。附录中说明了旋臂对这一分析的影响。
2016-04-04 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
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
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
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
Molecular cloud matching in CO and dust in M33 II. Physical properties of giant molecular clouds
该研究利用赫歇尔尘埃数据和IRAM 30米望远镜数据，通过树状图算法和Xco因子图分析M33中巨分子云的质量、大小和表面密度，发现其与银河系相似但缺乏高质量云，且性质弱依赖环境。
2024-11-16 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
Distributions and Physical Properties of Molecular Clouds in the G24 Region of the Milky Way
本研究利用多源分子谱线观测数据，揭示了银河系G24区域分子云的复杂结构与物理性质，识别出多个巨分子云和团块，证实该区域存在活跃的大质量恒星形成过程。
2025-03-20 astro-ph.GA
The role of galactic dynamics in shaping the physical properties of giant molecular clouds in Milky Way-like galaxies
我们研究的作用，大规模的银河系动力学环境中设置的性质的巨大分子云在银河系般的星系。我们进行了三个高分辨率模拟银河系一样的光盘与移动网格流体动力学代码Arepo，产生一个统计样本的$\sim 80,000$巨大的分子云和$\sim 55,000$ HI云。我们占气体，动量和热能注入超新星和HII地区，质量注入恒星风，和非平衡化学的氢，碳和氧的自引力。通过改变外部引力势，我们探测了银河系动力学环境中的轨道角速度，引力稳定性，中面压力和银河系旋转曲线的梯度跨越一个数量级。模拟的分子云相对于周围的星际介质是高度过密的（$\sim 100\times$）和超压的（$\sim 25\times$）。它们的重力湍流和恒星形成特性与银河系中平面的动力学无关，因此kpc尺度的恒星形成率表面密度只与银河系中平面每单位面积的分子云数量有关。尽管如此，星云的旋转特性与星系剪切和引力自由落体的速率之间仍有着明显的、天文学意义上的相关性。我们发现，银河系的旋转和引力不稳定性可以影响它们的伸长率，角动量和切向速度色散。HI云的较低压力和密度允许更大范围的显着动力学相关性，反映了分子云的旋转特性，同时也显示了它们的引力和湍流特性与银河动力学环境的耦合。
2020-06-30 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
Giant molecular clouds and massive star formation in the southern milky way
哥伦比亚大学。智利的南银河CO巡天是用来将太阳圈内银河系第四象限的CO（1-0）排放分离成其主要成分--巨分子云（GMC）。在减去一个轴对称模型的CO背景辐射在南银河系内部，92 GMC的识别，其中87个解决了双重距离模糊。它们的总分子质量为M（H2）= 1.14 +/- 0.05 x 10^8 Msolar，约占银河系盘中H2体积密度轴对称分析估算的分子质量的40%（布朗夫曼等人，1988 b）M（H2）盘= 3.03 x 10^8 Msolar。大规模的螺旋结构在南银河系，在太阳圈内，跟踪的GMC在我们的目录中，3个螺旋臂部分：半人马座，诺玛，和3 kpc的扩展臂进行了分析。在将对数螺旋臂模型拟合到臂之后，分别在310°、330°和338°处发现切线方向，与文献中的先前值一致。利用CS（2-1）对具有UC HII区FIR颜色特征的IRAS点状源进行了全面观测，估算了大质量恒星形成率（MSFR）和大质量恒星形成效率。GMC的平均MSFR为0.41 +/- 0.06 Lsolar/Msolar，对于Norma臂中最大质量的云，它是0.58 +/- 0.09 Lsolar/Msolar。大质量的恒星形成效率的GMCs平均为3%的可用分子质量。
2014-02-25 astro-ph.GA
Weather Forecast of the Milky Way: Shear and Stellar feedback determine the lives of Galactic-scale filaments
星际介质是银河系生态系统不可分割的一部分，其演化历史一直是一个具有挑战性的问题。我们跟踪的演化的分子ISM使用的年轻恒星天体（YSO）协会的样本-分子云复合体（YSO-MC复合体）。我们推导出它们的三维（3D）速度相结合的盖亚天体测量测量的YSO协会和CO观测相关的分子云。基于三维速度，我们模拟了YSO-MC复合体在银河势中的运动，并通过跟踪单个复合体的运动来预测ISM的演化，揭示了剪切和恒星反馈在决定ISM演化中的作用：银河系切变将银河系尺度的分子云复合体，如G120复合体，拉伸成银河系尺度的细丝，它也有助于破坏细丝;而恒星反馈产生相互连接的超级气泡，其膨胀将特殊的速度注入ISM。银河尺度的分子气体团通常是细丝的先驱，而银河尺度的细丝则是在恒定的剪切拉伸下的瞬态结构。该演化序列为解释其他天然气结构奠定了基础。动画可在https://gxli.github.io/ISM-6D/movie.html上获得。
2022-07-08 astro-ph.GA
Milky Way Star Forming Complexes and the Turbulent Motion of the Galaxy's Molecular Gas
我们分析斯皮策GLIMPSE，MSX和WMAP图像的银河系，以确定8微米和自由的银河系中的源。在88个WMAP源中，有72个在GLIMPSE和MSX巡天中被覆盖，适合识别大质量恒星形成复合体（SFC）。我们测量的SFCs的电离光度函数，并研究它们在银河系的分子气体的湍流运动中的作用。我们发现银河系的自由-自由总通量f_v = 46177.6 Jy，其中72个WMAP源在全覆盖范围为8微米的情况下占34263.5 Jy（~75%），这两个测量都是在ν= 94 GHz（W波段）进行的。我们发现，共有280个SFC，其中168个具有独特的运动学距离和自由的光度。我们使用一个简单的模型，恒星形成的径向分布估计的自由和电离光度的来源缺乏距离测定。经尘埃校正后的总电离光度为Q = 2.9 \pm 0.5 x 10^53光子/秒^-1，这意味着银河系恒星的形成速率为1.2 \pm 0.2 M_{\sun}/年^-1。我们提出的（电离）的亮度函数的SFC，并表明，24个源发出一半的电离光度的银河系。SFC在GLIMPSE或MSX图像中表现为气泡;与气泡壁相关的径向速度使我们能够推断气泡的膨胀速度。我们计算的气泡膨胀的动力学光度，并比较它的内部分子盘的湍流光度。发射80%的银河系自由-自由光度的SFC产生的动力学光度等于内分子盘湍流光度的65%。这表明气泡的膨胀是银河系内部分子气体湍流运动的主要驱动…
2012-04-18 astro-ph.GA
The CO-to-H$_2$ Conversion Factor in the Central Molecular Zone of the Milky Way using CO isotopologues
本研究基于 Nobeyama 45 m 望远镜的 CO 同位素存档数据，通过 $^{12}$CO 与 $^{13}$CO 谱线相关分析，绘制并测定了银河系中央分子区 CO-to-H$_2$ 转换因子的空间变化及平均值。
2024-05-10 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
3D structure of the Milky Way out to 10 kpc from the Sun. Catalogue of large molecular clouds in the Galactic Plane
利用APOGEE数据与贝叶斯-高斯过程三维绘图技术，构建了覆盖10 kpc范围的银河系尘埃三维图，识别大型分子云并分析其质量分布，揭示旋臂结构及观测偏差。
2024-05-15 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
Atomic and molecular gas in the Milky Way. I. Structure decomposition
本文提出全自动算法GDCluster，通过导数光谱技术与空间连续性约束分解星际气体数据立方体，在HI4PI等巡天数据中有效分离速度混合结构，性能优于DBSCAN。
2025-09-20 astro-ph.GA
The Milky Way Joins the Extragalactic World: I. PHANGS
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所空间天文与物理学中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；University of Kentucky（肯塔基大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本研究以PHANGS项目方法分析银河系分子云星表，发现其耗尽时间特性与河外星系相似，明确了影响结果的关键因素及空间分辨率不足的重要影响。
2026-09-21 astro-ph.GA
Exploring the Sun's birth radius and the distribution of planet building blocks in the Milky Way galaxy: A multi-zone Galactic chemical evolution approach
本研究利用多区域星系化学演化模型，揭示太阳诞生于银河系内盘约5千秒差距处，并预测内盘区域行星构建块具有更高凝聚质量分数和铁硅比、更低水质量分数，影响太阳系结构与宜居性。
2023-10-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 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
A Uniform Catalog of Molecular Clouds in the Milky Way
Dame，Hartmann，& Thaddeus（2001）的全银河系CO巡天是迄今为止最统一、最大规模的银河系CO巡天。使用树状图为基础的分解，这一调查，我们提出了一个目录的1064个大规模的分子云在整个银河系平面。这个星表包含$2.5 \times 10^8$太阳质量，或银河系估计的H $_2$质量的$25^{+10.7}_{-5.8} \%$。我们通过多个象限跟踪一些旋臂中的云。拉森第一定律的功率指数，即尺寸-线宽关系，在所有区域都是0.5-可能是由于观测偏差-但在银河系内部的云在给定尺寸下系统地具有显着（~ 30%）更高的线宽，表明它们的线宽部分由银河系环境设定。内星系与外星系的云的质量函数在定性和定量上都是不同的。内银河系的质量谱最好用截断幂律来描述，幂指数为$γ=-1.6\pm0.1$，截断质量上限为$M_0 = (1.0 \pm 0.2) \times 10^7 M_\odot$，而外银河系的质量谱最好用非截断幂律来描述，截断质量上限为$γ=-2.2\pm0.1$，这表明内银河系比外银河系能够形成和容纳更多质量的GMC。此外，我们还模拟了银河系将如何出现在CO从河外的角度来看，与其他星系的CO地图进行比较。
2016-02-08 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
