From Gas to Stars in Energetic Environments: Dense Gas Clumps in the 30 Doradus Region Within the Large Magellanic Cloud
我们提出了秒差距尺度的干涉图HCN（1-0）和HCO $^{+}$（1-0）的恒星形成区30剑鱼座，获得使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的致密气体的排放。这个位于大麦云星云（LMC）的极端恒星形成区的特征是非常强烈的紫外线电离辐射场和太阳下的金属丰度，这两者都有望影响分子云结构。我们在剑鱼座30 -10巨型分子云中探测到13个明亮、密集的团块。一些团块沿着血管结构排列，其特征性间距与通过静脉曲张流体不稳定性形成一致。我们的分析表明，暗条引力不稳定，坍缩形成恒星。暗条中的HCO $^{+}$发射与最近的恒星形成活动（包括H $_{2}$ O脉泽和年轻恒星天体（YSO））之间有很好的相关性。YSO似乎继续沿着暗条的同一方向朝着西南方的大质量致密星团R136前进。我们详细比较了30 Dor-10与大麦哲伦星云其他恒星形成区（N159，N113，N105，N44）的团块性质（质量，线宽，大小）。我们的分析表明，30 Dor-1 - 0团块具有类似的质量，但更宽的线宽和类似的HCN/HCO $^{+}$（1-0）线比在其他LMC恒星形成区检测到的团块。我们的研究结果表明，致密的分子气体团在30 Dor-10的内部是很好的屏蔽对强电离场，是在30 Doradus地区。
2014-06-16 astro-ph.GA
Discovery of Molecular and Atomic Clouds Associated with the Magellanic Superbubble 30 Doradus C
我们分析了2.6-mm CO和21-cm HI线朝向麦哲伦超级气泡30 Doradus C，以揭示相关的分子和原子气体。我们发现了五个分子云的速度范围从251到276公里秒$^{-1}$向西壳。在pc尺度上，分子云周围的非热X射线明显增强，这表明通过激波-云相互作用的磁场放大的可能证据。热X射线在东部壳层更亮，那里没有密集的分子或原子云，与西部壳层相反。TeV $γ$ -射线分布可以在空间上匹配总星际质子柱密度以及非热X射线。如果强子$γ$ -射线占主导地位，宇宙射线质子的总能量至少为$\sim1.2 \times 10^{50}$ erg，估计的平均星际质子密度为$\sim60$ cm $^{-3}$。此外，与分子云相关的$γ$射线通量（例如，MC 3）可以被切伦科夫望远镜阵列（CTA）探测和分辨。这应该允许CTA探测宇宙射线进入相关致密ISM的扩散。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Structural and Dynamical Analysis of 0.1pc Cores and Filaments in the 30~Doradus-10 Giant Molecular Cloud
本文介绍了R136以北15 pc的30 Dor-10分子云的高分辨率（$<$ 0.1 pc）ALMA观测结果。$^{12}$的CO 2-1发射形态包含已知中红外大质量原恒星附近的团块，以及一系列秒差距长的细丝，几乎直接朝向R136。与其他大麦哲伦星系和银河系恒星形成区相比，30 Dor-10的动能（在给定尺寸尺度下的线宽）较高，这与该地区的大规模能量注入相一致。云的子结构的分析是通过分割发射到不相交的近似圆形的“核心”使用clumpfind，通过考虑层次结构定义的等强度轮廓使用树状图，并通过分割成不相交的细长的“细丝”使用Filfinder。识别的细丝宽度为$\sim$ 0.1 pc。重力和运动学运动之间的推断平衡取决于分割方法：用clumpfind识别的整个物体与自由落体坍缩或适度外部压力下的维里平衡一致，而许多树状图识别的分层结构部分具有比重力和动能平衡时更高的质量表面密度$Σ_{LTE}$。灯丝的线质量变化很大，与假设热和非热支持计算的临界线质量相比。在该地区的速度梯度并没有显示出任何强有力的证据，沿细丝的质量吸积。“核心”质量分布的上端符合幂律，其斜率与恒星初始质量函数相同。
2019-12-24 astro-ph.GA
Studying Relation Between Star Formation and Molecular Clumps on Subparsec Scales in 30 Doradus
我们目前的$\mathrm{^{12}CO}$和$\mathrm{^{13}CO}$分子气体数据观测ALMA，大质量的早期年轻恒星的对象，通过应用色-星等削减\textit{Spitzer}和\textit{Herschel}光度测定，和低质量的晚期年轻恒星的对象通过H $\mathrmα$过剩。使用树状图，我们得到的分子云结构的属性。这是首次将树状图分析应用于河外云。大多数的团块具有等于或小于1的维里参数。$\mathrm{^{12}CO}$和$\mathrm{^{13}CO}$的尺寸-线宽关系显示，在本研究中的团块对于给定的尺寸具有更大的线宽（分别为3.8和2.5倍），相比于几个，但不是全部，以前的研究。剑鱼座30的线宽比典型的银河系静止星系团大，这可能是因为剑鱼座30的高能量环境条件。$\mathrm{^{12}CO}$的尺寸-线宽关系的斜率为0.65 $\pm$ 0.04，$\mathrm{^{13}CO}$为0.97 $\pm$ 0.12，处于较高端，但在先前研究的3 $\mathrmσ$内一致。大质量恒星的形成发生在具有高质量（$> 1.83 \times 10^{2}\;\mathrm{M_{\odot}}$）、高线宽（v $> 1.18\;\mathrm{km/s}$）和高质量密度（$> 6.67 \times 10^{2}\;\mathrm{M_{\odot}\;…
2016-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense clumps survive in the vicinity of R136 in 30 Doradus
本文利用ALMA观测30 Doradus中Stapler星云的致密分子团块，揭示其在R136强辐射下仍能存活的物理机制，发现团块集中于暗尘埃带并与年轻恒星天体相关，表明其为被R136辐射雕刻的分子云最致密区域。
2025-06-02 astro-ph.GA
Physical Conditions in the Ionized Gas of 30 Doradus
我们提出了一个中红外光谱数据立方体的中心部分的30剑鱼座，观察斯皮策的IRS和MIPS/SED模式。检测到芳香尘埃的分子和原子氢的发射特征和发射线，但不是特别强。主要的光谱特征是来自氩、氖和硫的中等电离物质的发射线，其用于确定电离气体中的物理条件。电离气体激发在秒差距尺度上表现出强烈的变化，其中一些可能与个别热星有关。我们用光电离模型和冲击模型拟合了离子线强度，发现光电离在该区域占主导地位。电离参数U跟踪中央气泡的边缘，以及突出孤立的电离源和至少一个静止的团块。电离辐射场T_rad的硬度揭示了几个“热点”，这些热点要么是个别非常热的恒星的结果，要么是通过周围中性云追踪扩散电离场的传播。与其他巨分子氢区的测量结果一致，log（U）在-3和-0.75之间，T_rad在30000和85000 K之间。
2009-01-25 astro-ph.GA
Forming clusters within clusters: How 30 Doradus recollapsed and gave birth again
大麦云（LMC）中的剑鱼座30星云包含巨大的星暴星系团NGC 2070，其中心有一个巨大且可能更年轻的恒星子团：R136。目前还不清楚这样一个巨大的内部星团是如何在NGC 2070中较老的恒星形成数百万年后形成的，因为恒星反馈通常被认为会排出气体并抑制进一步的恒星形成。使用最近开发的一维反馈计划WARPFIELD扫描大范围的云和集群的属性，我们表明，数百万年的恒星种群之间的年龄偏移实际上是预期的反馈和重力之间的相互作用在一个巨大的分子云（GMC）的密度$\gtrsim 500$厘米$^{-3}$由于气体再吸积到老恒星星族。无论是捕获恒星还是气体滞留在星团内，都不能用来解释NGC 2070中观测到的年龄偏移以及它周围的星际介质（ISM）结构。
2017-10-07 astro-ph.GA
Associated molecular and atomic clouds with X-ray shell of superbubble 30 Doradus C in the LMC
剑鱼座30 C是一个超级气泡，它发出本星系群中最明亮的非热X射线和TeV伽马射线。为了探索高能辐射与星际介质之间的详细联系，我们利用阿塔卡马大型毫米波$/$亚毫米波阵列（ALMA）、阿塔卡马亚毫米波望远镜实验和澳大利亚望远镜紧凑阵列（分辨率高达3 pc）进行了新的CO和HI观测。$^{12}$ CO（$J$ = 1-0）发射的ALMA数据显示了23个分子云，其典型直径为$\sim$ 6-12 pc，质量为$\sim$ 600-10000 $M_{\odot}$。与$\sim$ 3 pc分辨率的$XMM$ - $Newton$ X射线的比较表明，X射线向这些云增强。CO数据与HI数据相结合，以估计星际质子总数。比较星际质子柱密度和X射线强度，发现X射线强度随质子总量的增加而增强。这很可能是由于磁流体动力学模拟模拟的激波-云团相互作用造成的（Inoue等人，2012年，ApJ，744，71）。此外，我们注意到一个趋势，即X射线光子指数随距离中心的高质量星团，这表明宇宙射线电子被加速的一个或多个超新星在集群。基于这些结果，我们讨论了星际介质在宇宙线粒子加速中的作用。
2021-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A double cluster at the core of 30 Doradus
根据对哈勃空间望远镜（HST）3号宽视场照相机（WFC 3）获得的数据的分析，我们报告了在大麦云星云中巨大的HII区剑鱼座30的核心中发现的两个不同的恒星星族。最紧密和最丰富的成分与R136的中心重合，比第二个更分散的团块年轻约100万年，位于东北方向约5.4 pc。我们注意到，这两个星团中大质量恒星的光谱类型支持了所提出的年龄差异。这两个亚星系团的形态和年龄差异表明，剑鱼座30号的核心可能正在进行合并。这一发现与湍流巨分子云分级破碎模型的预测一致，根据该模型，星团将是合并较小子结构的最终产物。
2012-08-15 astro-ph.GA
Supersonic turbulence in Giant HII Regions: clues from 30 Doradus
巨HII区的湍流和光度之间的紧密相关性还没有得到很好的理解。虽然光度是由于电离星团中大质量恒星的紫外线辐射，但不清楚是什么驱动了湍流。对本宇宙中两个典型的巨HII区（剑鱼座30和NGC 604）的观测表明，星云气体的部分动能来自最大质量恒星的恒星风--星团风，但不是全部。我们提出了一个研究的基础上档案VLT火焰/GIRAFFE数据和新的高分辨率观测HARPS的运动学的30剑鱼。我们发现，星云的结构和运动学是由一个热的星团风，而不是由个别恒星的恒星风。星云气体的大部分湍流都是由星团风提供的，恒星和气体的引力势也有一个很小但很重要的贡献。我们估计了剑鱼座30的总质量，我们认为该区域不包含大量的中性（HI）气体，并且在投影中靠近星云中心的巨大分子云30 Dor-10实际上是距离电离星团核心R136数十秒差距的膨胀云。我们排除了Kolmogorov型湍流动能叶栅作为大HII区超音速湍流源的可能性。
2021-02-17 astro-ph.GA
Relations Between Molecular Cloud Structure Sizes and Line Widths in the Large Magellanic Cloud
本文对阿塔卡马大毫米/亚毫米波阵（ALMA）拍摄的大麦云（LMC）六个分子云内部的子结构进行了尺寸-线宽关系的比较研究。我们的样本扩展了我们之前的研究，该研究将普朗克在LMC外围检测到的冷云与30 Doradus分子云进行了比较，发现30 Doradus中1 pc半径结构的典型线宽要大5倍。通过观察中间水平的恒星形成活动的云，我们发现的证据表明，在一个给定的大小的线宽增加，增加本地和云尺度8 $μ$米的强度。同时，在给定尺寸下的线宽似乎独立地与质量表面密度的测量相关。我们的研究结果表明，由于重力和局部能量注入恒星形成反馈的维里样运动在确定云内动力学中起着重要的作用。
2019-09-15 astro-ph.GA
A radial decrease in kinetic temperature measured with formaldehyde in 30 Doradus
本研究通过30 Doradus区域的亚秒差距H2CO观测，发现气体动力学温度随距R136投影距离增加而下降，支持恒星辐射与光电加热主导邻近气体。
2024-05-13 astro-ph.GA
The hierarchical formation of 30 Doradus as seen by JWST
本研究利用JWST NIRCam观测分析30 Doradus的恒星形成，发现最年轻的前主序星呈东北向细长分布，表明R136星团仍在层级组装，且中心反馈有效瓦解了老年PMS恒星的原行星盘。
2023-11-10 astro-ph.GA
Physical Conditions in the LMC's Quiescent Molecular Ridge: Fitting Non-LTE Models to CO Emission
大麦哲伦星系的分子脊从剑鱼座30向南延伸了几千秒差距，它包含了整个星系中约30%的分子气体。然而，分子脊的南端是静止的-它几乎没有大质量恒星形成，这与非常活跃的大质量恒星形成区剑鱼座30、N159和N160相比是一个戏剧性的减少。我们用分子谱线12 CO（1-0），13 CO（1 -0），12 CO（2-1），13 CO（2 - 1）和CS（2 -1）对分子脊进行了新的ALMA和APEX观测，分辨率高达~ 16“（~3.9 pc）。我们使用新的多线非LTE拟合工具分析这些发射线，以根据RADEX模型生成整个区域的T_kin，n_H2和N_CO地图。使用这些变量的参数空间的范围内的模拟数据，我们评估如何以及我们的拟合方法可以恢复这些物理参数为给定的一组分子线。然后，我们比较这种拟合的结果与LTE和X_CO方法获得的质量估计和线比如何对应的物理条件。我们发现，这种拟合工具使我们能够更直接地探测气体的物理条件，并估计T_kin，n_H2和N_CO的值，这些值比以前的方法更少受到光学深度和视线投影的影响。拟合的n_H2值显示出与YSO的存在以及与相关YSO的总质量和平均质量的强相关性。典型的恒星形成诊断，如平均密度，致密气体分数，维里参数没有表现出很强的相关性与YSO属性。
2021-06-22 astro-ph.GA
Structure and Feedback in 30 Doradus II. Structure and Chemical Abundances
我们使用我们新的光学成像和分光光度计调查的关键诊断发射线在30剑鱼座，与云光电离模型，研究物理条件和电离机制沿4000多个单独的视线点分布在整个扩展星云的脸，从R136在电离集群NGC 2070的中心投影半径75 pc。我们专注于物理条件，几何形状和辐射压力的重要性上逐点的基础上，设置观测约束的重要反馈过程的目的。我们发现，30 Dor的动力学和大尺度结构是由一个封闭的系统的X射线气泡在粗糙的压力平衡，彼此和封闭的分子气体。虽然NGC 2070中的温暖气体（10，000 K）被大质量年轻恒星光致电离，但辐射压目前在塑造整体结构方面并不起主要作用。我们的调查的完整性也使我们能够创建一个复合光谱的30剑鱼座，模拟可观察到的光谱的空间未解决的，遥远的巨大的河外H II区。我们发现，高度简化的模型中使用的“强线”丰度技术实际上重现我们观察到的线的强度和推断的化学丰度，尽管在30多尔的实际气体的电离参数和密度的一个以上的数量级范围。
2011-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
30 Doradus, the double stellar birth scenario by $N$-body \& \textsc{warpfield} clouds
我们研究嵌入式星团的演化，作为可能的祖先，以重现30剑鱼座，特别是紧凑的星团被称为R136及其周围的恒星家族，这被认为是早期恒星形成事件的一部分。我们采用高精度的恒星动力学程序NBODY 6 ++GPU来计算嵌入在由一维云/星团演化程序WARPFIELD模拟的不同演化分子云中的恒星的动力学。我们探索的云与初始质量的$M_\text{cloud}=3.16 \times 10^{5}$ M $_\odot$，（重新）崩溃允许第二代恒星的诞生。我们探索不同的恒星形成效率，以找到最佳的参数集，可以重现观测测量。我们的最佳拟合模型对应于第一代恒星的质量之间的$1.26 \times 10^4$ - $2.85 \times 10^4 $ M $_\odot$和第二代，我们发现一个$M \approx 6.32\times 10^4$ M $_\odot$。我们的模型可以匹配观测到的恒星年龄，云壳半径，以及第二代恒星比第一代更集中的事实。这是独立的集群开始与质量分离或没有。通过比较我们的结果与最近的观测测量的质量分离和密度分布的中心区，我们发现密切的协议，从而提供了支持的证据集中（再）崩溃起源的多个年龄。
2022-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High-resolution Study of the Cold Neutral Medium in and around 30 Doradus
University of Science and Technology（科学技术联合大学院大学）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Yachay Tech University（雅查伊科技大学）；Universidad San Francisco de Quito（基多圣弗朗西斯科大学）；Western Kentucky University（西肯塔基大学）；Curtin University（科廷大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Calgary（卡尔加里大学）；Yonsei University（延世大学）；Keele University（基尔大学）
对30 Doradus周围冷中性介质的高分辨率研究，通过HI数据揭示了不同速度范围的结构特性及其与恒星形成的关系。
2025-12-09 astro-ph.GA
Structural and Dynamical Analysis of the Quiescent Molecular Ridge in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个低J 13 CO和CS观测的四个不同地区的LMC -静止分子脊，30剑鱼座，N159和N113，所有的分辨率为$\sim3$ pc的比较。30 Dor、N159和N113区域正在活跃地形成大质量恒星，而分子岭区域几乎没有形成大质量恒星，尽管它有大量的分子气体储备，并且靠近N159和30 Dor。我们从每个区域的排放到层次结构，使用树状图和分析这些结构的大小，质量和线宽。我们发现，在一个给定的尺寸尺度，脊有显着较低的动能，也较低的表面密度比其他地区，导致较高的维里参数。这表明，海岭并不像其他区域那样活跃地形成大质量恒星，因为它的气体密度较低，而不是因为坍缩被过剩的动能抑制。我们还发现，这些物理条件和能量平衡变化显着的山脊内，这种变化似乎只有微弱的相关性与网站的大质量恒星形成，如R136在30多尔，这是$\sim1$千秒差距。这些变化也显示出与云内局部恒星形成活动的微弱相关性。
2022-06-22 astro-ph.GA
Sensitive CO(1-0) Survey in Pegasus-Pisces Reduces CO-Dark Gas Inventory by Factor of Two
我们进行了高灵敏度，高速度分辨率CO（1-0）的观测，在一个地区包含一部分的扩散分子云MBM 53，以确定是否存在弱CO排放。我们的观测结果增加了该地区的CO可检测分子气体的量的两倍。云的分子质量增加，如果适用于整个飞马座-双鱼座区域的分子云，将使暗分子气体含量从总H2质量的58%减少到约30%。如果MBM 53的结果也适用于其他扩散云，那么通过对扩散分子云中CO（1-0）的灵敏观测，可以直接探测到的暗气体的比例与巨分子云模型预测的相似。
2017-10-18 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
The Dark Molecular Gas
星际云中分子气体的质量通常是用CO的低转动能级的线发射来测量的，它对CO的质量很敏感，然后标度到假定的氢分子H_2的质量。然而，大量的H_2可能位于CO区域之外，在分子云的外部区域，气相碳以C或C+的形式存在。在这里，H_2自屏蔽或被灰尘屏蔽而不发生UV光解，而CO则发生光解。这种H_2气体在分子跃迁中是“暗的”，因为没有CO和其他痕量分子，并且因为H_2在这种分子组分的典型温度10 K < T < 100 K时发射如此微弱。这一成分是通过其他质量示踪物间接观测到的，如宇宙射线与气体碰撞产生的伽马射线和远红外/亚毫米波长尘埃连续辐射。在本文中，我们从理论上模拟了这种暗物质，并发现在这种暗组分中的分子质量分数是显着恒定的（平均消光系数约0.3，平均A_V ~ 8），对入射紫外辐射场强、内部密度分布和分子云质量不敏感，只要平均A_V，或等效地，平均氢核柱和穿过云的金属丰度的乘积是恒定的。我们还发现暗物质的质量分数随着平均A_V的减小而增加，这是因为在这种情况下，相对较多的分子H_2物质位于CO区之外。
2010-05-06 astro-ph.GA
The Effects of Molecular Anions on the Chemistry of Dark Clouds
我们研究了分子阴离子化学在伪时间相关的乌云化学模型中的作用。随着富氧元素丰度，阴离子的加入导致TMC-1（CP）中分子丰度的模型结果和观测结果之间的总体一致性略有改善。更重要的是，随着阴离子的加入，我们看到不饱和碳链中性分子的生产效率提高，特别是在CnH，CnH 2和HCN家族的较长成员中。在TMC-1（CP）模型中使用富碳元素丰度与阴离子化学相结合，与在没有阴离子的情况下获得的观测结果一致。
2009-05-06 astro-ph.GA
Effects of CO-dark Gas on Measurements of Molecular Cloud Stability and the Size-Linewidth Relationship
恒星是在分子云中形成的，因此表征分子云的物理状态是理解恒星形成过程的关键。云的结构和稳定性经常使用维里参数和Larson（1981）云半径、速度弥散和表面密度之间的标度关系来评估。在低金属丰度环境中，已经观察到了这些量之间典型的银河系关系。在这些条件下，在没有相应CO排放的云层中H $_2$气体的量预计会很高;因此，这种“CO暗”气体可能是观测到的云特性变化的原因。我们推导出简单的修正，可以应用到经验的团块属性（质量，半径，速度色散，表面密度，维里参数），以考虑到CO-暗气体的团块以下幂律和普卢默质量密度分布。我们发现，CO-暗气体是不太可能的原因，从拉尔森的关系在低金属丰度地区的偏离，但维里参数可能被系统高估。我们证明，校正CO-暗气体对于准确比较不同环境中分子云的动力学状态和演化至关重要。
2022-05-26 astro-ph.GA
Dark Supernova Remnants revealed by CO-line Bubbles in the W43 Molecular Complex along the 4-kpc Arm
利用高角分辨率（$20''\sim 0.5$ pc）和高速度分辨率（1.3 km/s）的FUGIN $^*$ CO线巡天（用45米Nobeyama望远镜进行的$^*$四接收器系统无偏银河成像巡天）分析了W 43（G31+00+90 km/s，$\sim 5.5$ kpc）周围巨分子云（GMC）密度分布的精细结构。的GMCs显示出高度湍流结构，涡被发现表现出球形气泡形态出现在狭窄范围内的速度通道。这些气泡在射电连续辐射中是黑暗的，不像通常的超新星遗迹（SNR）或HII区域，在红外尘埃辐射中也是黑暗的，不像年轻恒星周围的分子气泡。CO气泡被解释为由于充分发展的埋在分子云的SNR后，在密集的分子云释放的能量迅速耗尽。CO气泡可能是SN起源激发和维持GMC湍流的直接证据。寻找CO气泡作为“暗信噪比”（dSNR）将有助于更准确地估计超新星的速率，从而更准确地估计银河系中的恒星形成活动。
2021-02-01 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
Statistical study of dust properties in LMC molecular clouds
本文的目的是建立一个提供大麦云云（LMC）分子云尘埃性质和恒星形成效率（SFE）的星表。我们使用斯皮策望远镜获得的红外（IR）数据作为“测量星系演化的代理人”（SAGE）遗产调查的一部分以及IRAS数据。我们还使用LMC的消光（Av）图。在之前的分子调查中，在LMC中总共探测到272个分子云，其中230个是巨大的分子云，42个是较小的分子云。我们进行红外发射/消光，原子和分子气体示踪剂之间的相关性。我们将分子云周围的原子气体与云中的分子气体进行比较。使用尘埃排放模型，我们得到的物理性质的尘埃云内外：平衡温度，发射率和消光。我们还确定了被云截获的星际辐射场的光度，以及总的红外光度。统计上，我们没有发现原子相和分子相之间的尘埃性质有任何显着差异。特别是，我们没有发现证据表明，相对于周围的原子气体，分子阶段的尘埃温度有系统地降低。这可能是因为巨大的分子云是恒星形成的场所，它加热了尘埃，而最小的云是无法分辨的。红外光度与云量之比（LDust/Mgas）似乎与Mgas无关。我们得出的比值的最高值是18.1 Lsol/Msol在剑鱼座30区域，这是已知的最突出的恒星形成区域的LMC，而最有可能的值是0.5，是静止的云的代表。我们提供了一个处方关联的各个阶段的恒星形成与其LDust/Mgas。
2010-10-15 astro-ph.GA
Dark Molecular Gas in Simulations of z~0 Disc Galaxies
分子云的$\rm H_2$质量传统上是用CO（J=1-0）转动跃迁线来追踪的。也就是说，CO相对容易光离解，并且也可以被宇宙射线破坏，从而使一些分子气体成为“CO-暗”。我们研究了两个$z \sim 0$盘星系中CO暗气体的数量和物理性质，并对有希望的替代示踪物（[CI 609 $μ$ m和[CII] 158 $μ$ m发射）的预期强度进行了预测。为此，我们结合盘星系的宇宙学变焦模拟与热辐射化学平衡星际介质（ISM）的计算模型预测的H~ \textsc{i}和$\rm H_2$丰度和CO（J=1-0），[CI] 609 $μ$ m和[CII] 158 $μ$ m的发射特性。我们的模型将ISM视为径向分层云的集合，其属性取决于它们的体积和柱密度，气相金属丰度，星际辐射场和宇宙射线电离率。我们的主要结果如下。采用一个观测动机的CO-暗气体的定义，即$\rm H_2$气体与$W_{\rm CO} < 0.1 $ K-km/s，我们发现，一个显着的量（$> 50\%$）的总$\rm H_2$质量在于CO-暗气体，其中大部分是弥漫的气体，由于低尘埃柱密度屏蔽不良。CO暗分子气体倾向于由[CII]主导，尽管[CI]在许多情况下也作为暗气体的明亮示踪剂。同时，[CII]也倾向于追踪中性原子气体。因此，当我们量化分子气体的三种碳基示踪剂的转换因子时，我们发现[CI]受到扩散原子气体的污染最少，并且…
2018-10-29 astro-ph.GA
Imprints of Molecular Clouds in Radio Continuum Images
我们展示了银河系内部几种分子复合物的射电连续图像，并报告了与密集分子云相一致的黑暗特征的存在。与红外暗云不同，我们称之为“射电暗云”的这些特征是由嵌入在紫外辐射场或同步辐射宇宙射线粒子浴中的分子云的射电连续辐射不足产生的。沿着不同的路径长度的连续发射的贡献的结果在黑暗的功能，跟踪嵌入的分子云。与周围以无线电波波长辐射的热等离子体相比，识别冷云的新技术可以限制分子云的深度和磁场。对内星系Sgr A、Sgr B2、射电弧、蛇丝和G359.75-0.13五个分子复合体的研究表明，射电连续谱的分布与分子谱线和尘埃辐射之间存在反相关。射电暗云在GBT地图和VLA图像中被识别，所述图像是用{ \it uv}覆盖的均匀采样拍摄的。在这些源中连续通量被抑制的水平表明，分子云的深度与连续发射的大小在两个因子内相似。这些例子表明，高分辨率，高动态范围的连续图像可以是强大的探针相互作用的分子云与大质量的恒星和超新星遗迹的运动距离估计是模糊的地区，以及在活跃的星系核。
2012-10-02 astro-ph.GA
Studying the molecular gas towards the R Coronae Australis dark cloud
南冕座R星云是距离太阳最近的恒星形成区域之一。该星云在恒星形成中非常活跃，拥有许多赫比格-哈罗天体（HHs）和分子氢发射线天体（MHO）。在这项工作中，我们提出的结果，从分子观测（$5.5^{'}\times5.5^{'}$地图$^{12}$ CO J $=3-2$和HCO $^{+}$ J $=4-3$，和一个单一的频谱N $_{2}$ H $^{+}$ J $=4-3$）获得的阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）对R CrA暗云的角和光谱分辨率分别为22 $^{"}$和0.11公里秒$^{-1}$。从$^{12}$ CO J $=3-2$线，我们发现的运动学光谱特征强烈表明存在的外流到一个地区的人口由几个HHS和MHO。此外，这些对象中的大多数位于HCO $^{+}$最大值内，这表明它的发射是由于流出活动引发的化学反应而导致其丰度增加。此外，我们提出了第一次报告检测N $_{2}$ H $^{+}$在J $=4-3$线对R CrA暗云。
2016-03-15 astro-ph.GA
A multi-transition molecular line study of infrared dark cloud G331.71+00.59
使用毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）的档案数据，使用Mopra 22米望远镜进行，我们进行了红外暗云（IRDC）MSXDC G331.71+00.59的首次多跃迁分子线研究。发现该IRDC中嵌入了两个分子核心。这些核心中的每一个都与一个已知的扩展绿色天体（EGO）有关，表明了大质量恒星形成的地方。HCO+（1-0）和HNC（1-0）跃迁显示出明显的蓝色或红色不对称结构，表明年轻恒星（YSO）的流出和流入活动。其他检测到的分子谱线包括H13 CO+（1-0）、C2 H（1-0）、HC 3 N（1 - 0 -9）、HNCO（404-303）和SiO（2-1），它们是典型的热芯和流出物。我们认为这两个EGO是从IRDC向热核演化的。使用公开的GLIMPS数据，我们研究了EGO G331.71+0.60的光谱能量分布。我们的研究结果支持这个EGO是一个巨大的YSO驱动外流。G331.71+0.58可能处于较早的进化阶段。
2016-05-05 astro-ph.GA
Molecular Gas and Dark Neutral Medium in the Outskirts of Chamaeleon
更多的气体被推断为存在于分子云复合物中，而不是可以通过HI和CO排放来解释，这种现象被称为暗中性介质（DNM）或分子的CO-暗气体。%目的是观察当DNM中的气柱密度被推断并且CO排放未被检测到时，在Chamaeleon中是否可以检测到分子气体。%方法我们对穿过Chamaeleon的类星体拍摄了HCO+和其他分子的3 mm吸收剖面，其中1个类星体具有可检测到的CO发射。假设N（HC+）/N（H2）= 3x 10 ^{-9}，我们推导出N（H2）。%结果可能的例外是，在所有方向上检测到弱连续目标HCO+吸收，在8个方向上检测到\cch，在4个方向上检测到HCN。视线根据其DNM内容分成2组，其中1组8个方向具有N（DNM）\ga 2x 10 ^{20} \pcc，另一组5个方向具有N（DNM）< .5x10^{20} \pcc。这两个群体在变色龙中具有相当的<N（HI）> 6-7 × 10^{20} \pcc和<N（H）/E（B-V）~ 6- 7 × 10 ^{21} \pcc /MAG。它们的差异在于具有非常不同的<E（B-V）> 0.33和0.18 MAG，<N（DNM）> 3.3对0.14 x 10^{20} \pcc和<2N（H2）> = 5.6对0.8 x 10^{20} \pcc。气体在更积极的速度是丰富的分子和DNM。%结论总体而言，从HCO+推断的H2的量完全解释了沿着…
2018-07-06 astro-ph.GA
Standing in the shadow of dark gas: ALMA observations of absorption from dark CO in the molecular DNM of Chamaeleon
我们在12个方向上检测到J=1-0 HCO+吸收，在Chamaeleon复合物的外围和1个视线上检测到CO发射，其中CO发射积分为2.4 K- \kms。8视线有一个更大的平均柱密度的黑暗中性介质（DNM）-气体不代表H I或CO排放，并发现有更高的平均分子柱密度。其他5条视线几乎没有或没有DNM，发现其N（HCO+）要小得多，但仍可检测到。目的是确定沿先前观察到的Chamaeleon视线的N（CO），并确定为什么在存在分子气体的方向上没有检测到CO排放。方法我们在具有较高DNM和HCO+柱密度的5条视线和具有较小N（DNM）和N（HCO+）的1条视线上获得\cotw J=1-0吸收曲线。我们使用N（HCO+）/N（H2）$=3\times10^{-9}$将积分的HCO+光学深度转换为弱激发极限中的N（H2），并将积分的CO光学深度\ICO 1转换为CO柱密度N（CO）$= 1.861\times 10^{15}\pcc \ICO^{1.131}$，如沿着先前在J=1-0和J=2-1 CO吸收和发射中研究的可比视线所发现的。%结果在较高DNM组中沿着5条视线检测到CO吸收，CO柱密度$4\times 10^{13} \pcc<$ N（CO）$<10^{15}\pcc$通常低于CO排放调查的可检测性极限。%结论在Chamaeleon复合物的外围，分子DNM的存在主要是由于在扩散分子气…
2019-05-14 astro-ph.GA
Molecular Line Observations of Infrared Dark Clouds II: Physical Conditions
使用偏向于高质量恒星形成区域的源选择，我们使用了大速度梯度（LVG）代码来计算中途空间实验（MSX）8微米红外暗核样本的H2密度和CS柱密度。我们的平均H2密度和CS柱密度分别为1.14 x 10 e6 cm-3和1.21 x 10 e13 cm-2。此外，我们还计算了每个核心的金斯质量和维里质量，以更好地了解它们的引力稳定性。我们发现，根据Ragan等人2006年（论文1）对N2 H + J = 1-0和C18 O J = 1-0的观测计算的核心质量足以发生坍缩，尽管大多数区域可能形成原星系团。我们探索了样本中分子气体的恒星形成特性，并发现了一些多样性，这些多样性将红外暗云的范围从产生大型星团的巨大云扩展到与我们当地的一些对应物（例如巨蛇座，蛇夫座）相似的云。
2009-08-18 astro-ph.GA
Do stars still form in molecular gas within CO-dark dwarf galaxies?
本研究通过超高分辨率模拟结合星际介质化学时变处理，探究CO-暗矮星系的恒星形成环境，发现这类星系虽暗气体占比高且CO不可测，但恒星仍在远小于观测波束的小型分子核中形成，其云尺度环境与大星系差异显著。
2024-12-10 astro-ph.GA
Evolution of OH and CO-dark Molecular Gas Fraction Across a Molecular Cloud Boundary In Taurus
我们目前的观测12 CO J=1-0，13 CO J=1-0，HI，和所有四个基态跃迁的羟基（OH）自由基对一个尖锐的边界区域的金牛座分子云。基于一个能再现CO和[Cl]辐射的PDR模型，通过非LTE辐射转移模型计算成功地模拟了1612、1665、1667 MHz三个OH跃迁。由于未建模的泵浦机制，我们无法重现1720 MHz的观测结果，其中最有可能的候选者是C-冲击。OH和CO暗分子气（DMG）的丰度得到很好的限制。随着Av从0.4增加到2.7 mag，OH丰度[OH]/[H2]从8*10-7减少到1*10-7，遵循经验定律[OH]/[H2]= 1.5 * 10^{-7} + 9.0 * 10^{-7} * exp（-Av/0.81），这比PDR模型预测的低消光区高80倍。在1等或低于1等的反射率下，OH的过剩可能是C-冲击的结果。暗气体部分（DGF，定义为没有可检测到的CO排放的分子气体的分数）从80%降低到20%，遵循高斯分布DGF= 0.90 * exp（-（Av -0.79）/0.71）^2）DGF的这种趋势与我们的理解一致，即由于H2的光解离，DGF在低视觉消光下下降，并且由于H2的光解离，DGF在高视觉消光下下降。CO生成。DGF在H2已经形成并实现自屏蔽但12 CO尚未形成的消光范围内达到峰值。两个窄的速度分量的峰到峰间距为1公里秒-1的明确确定。它们的相对强度以及…
2016-01-13 astro-ph.GA
ALMA Observations of a Quiescent Molecular Cloud in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个巨大的分子云在最近的恒星形成星系，大麦云的高分辨率（亚秒差距）的观测。ALMA带6观测跟踪了$^{12}$ CO（2-1）中的大部分分子气体和$^{13}$ CO（2-1）中的高柱密度区域。我们的目标是银河系南郊的一个静止云（PGCC G282.98-32.40，我们称之为“普朗克冷云”或PCC），那里的恒星形成活动非常低，主要局限于一个位置。我们使用树状图将云分解成结构，并将相同的分析应用于30剑鱼座分子云（位于激烈的恒星形成附近）的匹配分辨率立方体进行比较。在PCC中的结构表现出大约10倍的表面密度和5倍的速度色散比30 Dor中的微尺寸结构低，强调了分子云性质的非普遍性。在这两种云中，具有相对较高表面密度的结构更接近于简单维里平衡，而较低表面密度的结构往往表现出超维里线宽。在PCC中，相对较高的线宽被发现在附近的红外源，其属性是一致的一个明亮的年轻恒星对象。更一般地说，我们发现，最小的解析结构（“叶”）的树状图跨度接近整个范围内的线宽观察到的所有尺度。因此，虽然大部分的动能被发现在最大的尺度上，小尺度的能量往往只占主导地位的几个结构，导致大量的分散在观察到的尺寸线宽的关系。
2017-10-12 astro-ph.GA
Widespread Molecular Outflows in the Infrared Dark Cloud G28.37+0.07: Indications of Orthogonal Outflow-Filament Alignment
本文介绍了用ALMA CO（2-1）对一个巨大的红外暗云G28.37+0.07的观测结果。ALMA的数据揭示了大量的分子（CO）流出，在整个云的大小范围很广。62个1.3 mm连续体核心被确定为驱动分子流出。我们测定了120个CO外流叶在天平面上的位置角，并研究了它们的分布。我们发现，天空平面的流出位置角的分布峰值在约100度，对应于一个大约东西方向的流出的集中。对于大多数外流，我们已经能够估计出外流轴和暗条之间的天平面角，暗条是为外流提供动力的原恒星所在。统计检验强烈表明，流出丝方向的分布是一致的，大多数流出轴大多正交于他们的父丝在3D。这种排列可能是由于暗条碎裂或暗条向嵌入的原恒星核心连续的物质输送。后者是由最近的数值研究表明，具有中等强度的磁场。
2019-03-20 astro-ph.GA
Observational Evidence for a Thick Disk of Dark Molecular Gas in the Outer Galaxy
我们提出了一个非常广泛的（$ΔV_{LSR} \sim 150$公里/秒），微弱的（$T_{mb} < 10 \textrm{mK}$），和无处不在的1667和1665兆赫的基态热OH辐射朝向第二象限的外星系（$R_{gal}$ > 8千秒差距）与绿岸望远镜的偶然发现。最初发现于2015年，我们描述了在过去五年中对这一结果进行的冗余实验，观测和数据质量测试。辐射的速度分布清楚地表明了大尺度的银河系结构。我们观察到一个平滑的OH的径向速度分布，在形态上类似于HI径向速度分布在外星系，表明分子气体是显着更广泛的外星系比以前预期的。我们的研究结果意味着存在一个厚厚的（$-200< z < 200$ pc）磁盘弥漫（$n_{H_{2}}$ $\sim$ 5 $\times$ 10 $^{-3}$ cm $^{-3}$）分子气体的外星系以前未检测到的全天CO调查。
2021-04-13 astro-ph.GA
A Herschel [C II] Galactic plane survey II: CO-dark H2 in clouds
简要：内容：HI和CO对银河系的大尺度巡天追踪到弥散的原子云和致密的氢分子云屏蔽区。然而，直到最近，我们还没有光谱解决C+调查，以表征光子占主导地位的星际介质，包括，没有C的H2气体，CO暗H2，在一个大样本的云。目的：使用稀疏的银河平面调查的1.9太赫兹[C II]谱线从赫歇尔开放时间的关键计划，银河观测太赫兹C+（GOT C+），以表征的H2气体没有CO在一个统计上显着的云样本。方法：我们通过沿每条视线拟合[CII]和CO同位素谱来识别内星系中的单个云。我们结合这些HI光谱，以及激发模型和云模型的C+，以确定列密度和分数质量的CO-暗H2云。结果：我们确定了1804个不同类别的窄速度[CII]星际云成分。其中约840片为不含CO的弥散分子云，510片为含[CII]和12 CO但不含13 CO的过渡云，其余为含13 CO发射的致密分子云。CO暗H2云集中在银河系半径3.5 ~ 7.5 kpc之间，CO暗H2层的柱密度在不同的云之间有很大的差异，平均为9 × 10 ^（20）cm-2。这些云包含一个显着的分数CO暗H2质量，从约75%的弥漫分子云到约20%的致密分子云。结论：我们发现热分子ISM气体的显著部分在HI和CO中不可见，但在[CII]中检测到。CO-暗H2的分数是最大的弥漫云，并随着总柱密度的增加而减少，是最低的块状云。
2014-01-07 astro-ph.GA
Relationships between the Stellar, Gaseous, and Star Formation Disks in LITTLE THINGS Dwarf Irregular Galaxies: Indirect Evidence for Substantial Fractions of Dark Molecular Gas
恒星，气体和年轻的恒星盘在附近的dIrrs的小东西样本拟合函数搜索参数之间的相关性。我们发现，HI的径向配置文件通常是平坦的中心和下降速度更快的外部区域比V-波段的配置文件，而年轻的恒星更集中的中心，特别是如果HI是更中心平坦。这种模式表明HI正在中心转变为分子，分子云正在形成恒星和FUV。假设分子表面密度与总气体表面密度成1.5或2的幂的比例的模型，类似于Kennicutt-Schmidt关系，再现了可见光与HI标度长度之比与HI Sersic指数之间的关系。分子分数估计为每个星系的半径的函数，通过使用传统的校准转换的FUV的分子表面密度。3R_D内部的平均分子分数为23+/-17%。然而，恒星表面亮度剖面的突变并没有与恒星形成相关的统一示踪物。
2020-11-30 astro-ph.GA
HI filaments are cold and associated with dark molecular gas. HI4PI based estimates of the local diffuse CO-dark H2 distribution
上下文银河系中有大量的H2。由于其对称性，H2不以射频辐射。CO被认为是H2的示踪剂，然而CO在比H2显著更高的不透明度下形成。因此，在银河系高纬度地区，大量的H2被隐藏起来，称为CO暗。目标。我们证明，灰尘与气体的比例是一个工具，以确定CO-暗H2的位置和柱密度。方法.我们采用恒定的E（B-V）/NH比的假设，独立于从H1到H2的相变。我们调查多普勒温度TD，从HI 4PI数据的高斯分解，研究E（B-V）/NHI的温度依赖性。结果冷HI气相中的E（B-V）/NHI比高于较暖的HI气相。我们认为这是冷HI气体向银河系高纬度地区与H2的证据。在CO亮区以外，当TD < 1165 K时，我们发现（NHI +2NH_2）/NHI pro-log T_D的相关性。结合因子XCO = 4.0 10 20 cm^-2（K km s^-1）-1，得到全天空NH /E（B-V）sim为5.1 ~ 6.7 10^21 cm^-2 mag^-1，与X射线散射和紫外吸收线观测结果一致。结论. T_D < 1165 K的冷HI平均含46%的CO-暗H_2。突出的细丝具有TD < 220 K and typical excitation temperatures Tex sim 50 K. With a molecular gas fraction of >61%，它们动态地由H2主导。
2020-05-18 astro-ph.GA
A Nearby Dark Molecular Cloud in the Local Bubble Revealed via H$_2$ Fluorescence
发现距离太阳94秒差距的最近暗分子云Eos，通过H$_2$荧光识别，其大部分质量CO暗，预计570万年内光蒸发，揭示恒星反馈作用。
2025-04-24 astro-ph.GA
Chemistry in Infrared Dark Cloud Clumps: a Molecular Line Survey at 3 mm
我们使用位于澳大利亚的22米ATNF Mopra望远镜，在3毫米的高密度分子示踪剂中观测到37个红外暗云（IRDC），共包含159个团块。在确定运动学距离后，我们消除了不位于IRDC中的团块和它们之间的间隔小于一个Mopra光束的团块。我们的最终样品由92个IRDC团块组成。最常检测到的分子线（检测率高于8%）为：N2 H+、HNC、HN 13 C、HCO+、H13 CO+、HCN、C2 H、HC 3 N、HNCO和SiO。我们研究了不同分子示踪剂的行为，并寻找化学变化作为斯皮策IRAC和MIPS发射的基础上的进化序列的函数。我们发现，分子示踪剂的行为不同，通过进化序列，其中一些可以用来产生有用的相对年龄信息。HNC和N2 H+线的存在不依赖于恒星形成活性。另一方面，HC 3 N，HNCO和SiO主要在进化的后期阶段检测到。光学深度的计算表明，在IRDC集团的N2 H+线是光学薄，C2 H线是适度的光学厚，和HNC和HCO+的光学厚。HCN超精细跃迁是混合的，并且，此外，显示自吸收线轮廓和扩展的翼发射。这些因素结合起来，防止使用HCN超精细跃迁的物理参数的计算。不同分子的总柱密度，除了C2 H，随着团块的演化阶段而增加。N2 H+和HCO+的分子丰度随着演化阶段的增加而增加。N_2H ~+/HCO ~+和N_2H ~+/HNC的不平衡比起着化学钟的作用，随团簇的演化而增加。
2012-06-27 astro-ph.GA
Formation Pumping of Molecular Hydrogen in Dark Clouds
许多理论和实验室研究预测H2在高度激发的振转态下形成。在适当的星际区域的辐射中，可以观察到激发能级通过一连串的红外跃迁而弛豫。在这项工作中，我们通过准确描述化学和辐射转移，考虑到H/H2过渡区，在标准的稠密云模型H2形成泵。该模型包括最近的实验室数据H2的形成，以及星际紫外线场的影响，预测的气相H2分子和他们的红外发射光谱的人口。计算表明，H2的某些振动激发态可能在H2发生显著破坏的视线（如X射线源）上可被检测到，并提供了一个可能的解释，即为什么观测尝试导致迄今为止没有检测报告。
2010-10-14 astro-ph.GA
The Structure of Dark Molecular Gas in the Galaxy -- II. Physical State of "CO-Dark" Gas in the Perseus Arm
我们报告的结果，从一个新的，高灵敏度（$ΔT_{mb} \sim 3 $ MK）的调查热OH发射在1665和1667 MHz的密集，9 × 9像素的网格覆盖$1°$ × $1°$补丁的天空方向的$l = 105°, b = +2.50°$对英仙座旋臂的银河系。我们比较我们的绿岸望远镜（GBT）1667 MHz OH的结果与档案CO J=1-0观测从五个学院射电天文台（FCRAO）外星系调查的速度范围内的英仙座臂在这些银河系坐标。在我们的调查区域的81个独立点中，86%的点在1667 MHz处显示出可检测的OH发射，其中19%显示出可检测的CO发射。我们探讨了可能的物理条件下观察到的功能，使用一组扩散分子云模型。在这些模型的上下文中，OH和CO在低于0.2的A $_{\rm v}$的电流灵敏度极限下消失，但是CO排放直到体积密度超过100-200 cm $^{-3}$才出现。这些结果表明，低柱密度A $_{\rm v}$和低体积密度$n_{H}$的组合可以解释沿显示OH发射的视线的CO发射的缺乏。18厘米OH主线，其低临界密度的$n^{*}$ $ \sim 1 $ cm $^{-3}$，碰撞激发了大部分的静止星系环境，并为观测足够的灵敏度，提供了一个光学薄的放射性示踪剂弥漫H $_2$。
2019-08-13 astro-ph.GA
Herschel 158$ μ$m [CII] Observations of "CO-dark" Gas in the Perseus Giant Molecular Cloud
我们目前的观测速度分辨[CII] 158 $μ$ m的发射从一个密集的和一个更弥漫的光解区（PDR）在英仙座巨大的分子云（GMC）使用外差仪器的远红外机载赫歇尔太空望远镜。我们从80%的总位置检测到[CII]发射，从密集边界区域的检测率为95%。[CII]发射的积分强度在每个边界上保持相对恒定，尽管观察到的消光范围在1 mag和10 mag之间。这种平坦的轮廓表明在观察到的两个区域内的恒定加热和冷却速率。[CII]发射的积分强度与中性氢（HI）柱密度以及总气体柱密度相当好地相关。这一点，除了80 $'$（7 pc）范围的[CII]发射从云中心，表明HI信封起着主导作用，在解释[CII]发射从英仙座发出。我们比较了[CII]和$^{12}$ CO积分强度与1-D，双面板PDR模型的预测，并表明，一个简单的核心$+$信封，平衡模型没有额外的“CO暗”H $_2$组件可以很好地再现观测。需要更多的观测来解开有多少[CII]发射与“CO暗”H $_2$气体有关，以及限制英仙座尘埃与气体比率的空间变化。
2020-06-17 astro-ph.GA
The CO-dark molecular gas in the cold HI arc
本研究通过OH发射和HINSA在距银河系中心13 kpc的冷HI弧中证实了CO暗分子气体的存在，发现其HINSA比例异常偏高且分子柱密度高于以往估计，但环境参数与近邻弥漫分子云相似，支持超壳层膨胀触发分子云形成的机制。
2024-05-03 astro-ph.GA
Lighting the dark molecular gas: H$_{2}$ as a direct tracer
分子气体质量的可靠知识对于理解星系中恒星的形成至关重要。H $_{2}$分子在寒冷的星际介质中不能有效地发射，因此星系的分子气体含量通常使用间接示踪剂来推断。在低金属丰度和其他极端环境中，这些示踪剂可能会受到很大的偏差。本文提出了一种直接从纯中红外转动H $_{2}$辐射估算星系中分子气体总质量的新方法。通过假设H $_{2}$旋转温度的幂律分布，我们可以精确地模拟H $_{2}$激发，并通过仅改变幂律的斜率可靠地获得温暖的（$T\!\gtrsim\!100$ K）H $_{2}$气体质量。与斯皮策/IRS的典型灵敏度，我们能够直接探测的H $_{2}$内容通过旋转发射低至~80 K，占~15%的总分子气体质量的星系。通过外推拟合的幂律温度分布的校准的\emph{single}较低的截止温度，该模型还恢复了总的分子含量的一个因素内的~2.2在不同的星系样本，和一个子集的破幂律模型同样表现良好。在ULIRGs中，温暖的H $_{2}$气体的比例随着尘埃温度的升高而升高，并对$α_\mathrm{CO}$有一定的依赖性。在5个低金属量星系的样本中，范围低至12 + log [O/H]= 7.8，该模型产生的分子质量比CO所暗示的大约100倍，与其他基于尘埃质量和恒星形成耗尽时标的方法一致。这项技术为评估早期宇宙中的分子含量提供了真正的希望，而早期宇宙中的CO和尘埃方法可能会失败。
2016-07-27 astro-ph.GA
Observational studies of pre-stellar cores and infrared dark clouds
像我们的太阳这样的恒星和像我们的地球这样的行星形成于星际分子云内的密集区域，称为前星核（PSC）。PSC为恒星和行星形成提供了初始条件。在过去的15年里，对附近分子云复合体中（低质量）PSC的详细观察使我们能够发现它们是冷的（T < 10 K）和静止的（分子线宽接近热），其化学性质受到分子冻结到尘埃颗粒上的深刻影响。在这些条件下，氘代分子蓬勃发展，成为揭示PSC物理和化学结构的最佳工具。尽管它们表面上很简单，但PSC仍然提供了有待解决的难题，而且它们还远未被完全理解。例如，气体和尘埃在其原子核（未来的恒星摇篮）中发生了什么仍然是一个等待ALMA的谜。其他重要问题是：不同的环境和外部条件如何影响PSC的物理/化学结构？高质量恒星形成区的PSC与众所周知的低质量PSC相似吗？在这里，我回顾观测和理论工作PSC在附近的分子云复合体和正在进行的搜索和研究嵌入在红外暗云（IRDC），主机的初始条件星团和高质量恒星形成的大规模PSC。
2011-07-23 astro-ph.GA
Sulfur-bearing species in molecular clouds
我们研究了几种分子，这些分子可以帮助解决稠密云层和星周区域中缺少硫的问题，以及澄清彗星中的硫化学。这些硫分子是：三聚体（CH 2S）3和四聚体（CH 2S）4，它们是硫代甲醛、五硫杂环庚烷S5 CH 2、六硫杂环庚烷S6 CH 2、硫杂环丙烷C2 H4 S、三硫烷HSSSH和硫代丙酮（CH 3）2CS。用密度泛函理论计算了这些化合物的红外光谱。大多数计算的波段属于中红外，其中一些发生在近红外和远红外区域。我们认为红外空间天文台在几个活动星系核和星暴星系中观测到的一些未识别的光谱特征可能是由1，3，5-三硫杂环己烷（（CH_2S）_3），1，3，5，7-四硫杂环己烷（（CH_2S）_4）和硫杂环丙烷（C_2H_4S）引起的。与计算波段比较的未识别红外特征的天体是：NGC 253，M82，NGC 1068，Circinus，Arp 220，30 Doradus，Orion KL和Sgr B2。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atm-clus
Dark supernova remnant
在中心位于G35.75-0.25（$l = 35^\circ.75, b = -0^\circ.25$）的分子云中发现了一个直径为3.7 pc的CO线发射的几乎完美的圆孔，径向速度为28 km/s $^{-1}$ .黑洞在射电连续辐射中是安静的，不像通常的超新星遗迹（SNR），分子边缘仅在8和24 $μ$ m尘埃辐射中微弱可见。该洞可能是年轻恒星物体（YSO）周围完全进化的分子泡，也可能是无线电安静SNR的遗迹，该SNR在致密MC中快速进化后已经停止膨胀，成为埋藏的SNR。由于G35.75表现出与相同大小的YSO驱动的气泡完全不同的特性，我们更喜欢后者的解释。这种“暗”SNR的存在将影响超新星速率的估计，从而影响银河系中恒星形成的历史。
2020-10-14 astro-ph.GA
Stellar Populations and Molecular Gas Composition in the Low-Metallicity Environment of WLM
该研究通过分析低金属丰度矮不规则星系 WLM 中恒星形成区域的恒星族群和分子气体，探讨 CO 亮与 CO 暗气体在恒星形成中的作用。
2025-03-30 astro-ph.GA
Molecular ionization rates and ultracompact dark matter minihalos
我们银河系中央分子区的分子电离比典型的银河系值提高了一个数量级或更多。对于致密的银河系中心分子复合体，在没有嵌入的低能宇宙射线源的情况下，这是不容易解释的。我们提供了这样一个来源的形式的超紧凑的迷你晕的自湮灭暗物质的各种湮灭通道，取决于粒子的质量和模型。这些源的动机是合理的暴胀功率谱参数，虽然可能在银河系隆起内的总暗物质质量方面处于次要地位，但也可能解释费米银河系中心的γ射线过剩，或者至少不与费米银河系中心的γ射线过剩相矛盾。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Where is OH and Does It Trace the Dark Molecular Gas (DMG)?
预计氢氧化物（OH）在弥漫的星际分子气体中含量丰富，因为它在相似的条件下和相似的消光范围内与$H_2$一起形成。我们分析了44个河外连续谱源在1665 MHz和1667 MHz的OH吸收测量，以及$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的J=1-0跃迁和$^{12}$ CO的J=2-1跃迁，发现OH的激发温度服从修正的对数正态分布，即$ f(T{\rm_{ex}}) \propto \frac{1}{ \sqrt{2π}σ} \rm{exp}\left[-\frac{[ln(\textit{T}_{ex})-ln(3.4\ K)]^2}{2σ^2}\right] $，其峰值接近银河系发射背景（CMB+同步辐射）的温度。事实上，90%的OH的激发温度在同一位置的银河系背景的2 K内，为在发射中映射这种丰富的分子的明显困难提供了一个合理的解释。OH的不透明度被发现是小的并且在0.01附近达到峰值。对于中等折射率的气体（A $\rm_V$ $\sim$ 0.05-2 mag），检测限为$N(\mathrm{OH})\simeq 10^{12}$ cm $^{-2}$的OH的检测率与$A\rm_V$基本无关。我们的结论是，OH是丰富的扩散分子气体和OH吸收是一个很好的示踪剂的“暗分子气体（DMG的）”。DMG的测量分数取决于CO数据集的假定检测阈值。下一代高灵敏度…
2018-01-13 astro-ph.GA
