Observations of the [CI] ($^3P_1$-$^3P_0$) emission toward the massive star-forming region RCW38: further evidence for highly-clumped density distribution of the molecular gas

A CO Survey of SpARCS Star-Forming Brightest Cluster Galaxies: Evidence for Uniformity in BCG Molecular Gas Processing Across Cosmic Time

We present ALMA CO (2-1) detections of 24 star-forming Brightest Cluster Galaxies (BCGs) over $0.2<z<1.2$, constituting the largest and most distant sample of molecular gas measurements in BCGs to date. The BCGs are selected from the Spitzer Adaptation of the Red-Sequence Cluster Survey (SpARCS) to be IR-bright and therefore star-forming. We find that molecular gas is common in star-forming BCGs, detecting CO at a detection rate of 80% in our target sample of 30 objects. We additionally provide measurements of the star formation rate (SFR) and stellar mass, calculated from existing MIPS 24 $μ$…

天鹰座裂谷星云复合体的恒星形成区。II。NH3发射探测分子核中的Turbulence

Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. II. Turbulence in molecular cores probed by NH3 emission

（略）目标。我们打算推导出致密低质量恒星形成分子核内部气体随机运动的统计特性，这些分子核由NH3（1，1）和（2，2）发射线追踪。方法.我们使用的空间两点自相关（ACF）和结构函数计算的径向速度场的地图。结果我们发现振荡的ACF，最终衰减到零，增加滞后的尺度为0.04 <= 1 <= 0.5 pc。目前的范式假设恒星的形成过程是由引力和湍流之间的相互作用控制的，后者防止分子核心由于自身引力而快速坍缩。因此，振荡的ACF可能表明围绕致密但不太湍流的核心的发展的湍流的阻尼-过渡到占主导地位的引力，因此，引力坍缩。

宇宙正午时期尘埃恒星形成星系中分子气体的天体化学

Astrochemistry of the molecular gas in Dusty Star-Forming Galaxies at the Cosmic Noon

该研究综述了宇宙正午时期尘埃恒星形成星系中分子气体的天体化学研究进展，梳理了相关核心参数与未决问题，明确了分子气体在恒星形成过程中的关键示踪与塑造作用。

相互作用后：NGC5195中的高效成星分子盘

After the interaction: an efficiently star-forming molecular disk in NGC5195

我们从毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）中展示了NGC 5195（也称为M51 b）的新分子气体图，包括12 CO（1-0），13 CO（1-0），CN（1-0）和CS（2-1）。NGC 5195也在3 mm连续谱中被检测到。NGC 5195的12 CO/13 CO比率与正常的恒星形成星系一致。CN（1-0）的强度比一般的恒星形成星系要高，可能是在扩散的光解离区域增强。NGC 5195核谱的恒星模板拟合显示了两个恒星星族：80%质量分数的老恒星（> 10 Gyr）和20%质量分数的中龄（~ 1 Gyr）恒星星族，这对NGC 5195在与M51 a相互作用期间经历增强恒星形成的时间尺度提供了限制。NGC 5195的平均分子气体耗尽时间尺度为：tdep=3.08Gyr，比附近恒星形成星系的耗尽时间尺度大2倍，但与CO探测到的早型星系的耗尽一致。虽然厘米和毫米波长的无线电连续辐射存在于NGC 5195的核心附近，但我们发现它最有可能与核恒星形成有关，而不是无线电响亮的AGN。因此，尽管在大约1/2 Gyr前与M51 a发生了实质性的相互作用，但NGC 5195中的分子气体已经重新定居，并且正在以与目前定居的早期类型星系一致的效率形成恒星。

未束缚的恒星形成分子云

Unbound Star-forming Molecular Clouds

我们探讨观察到的分子云是否可以包括大量的未绑定云。使用模拟，其中只包括湍流和重力，我们能够匹配观察到的关系，并自然地再现所观察到的散射云的尺寸线宽系数，在固定的表面密度。我们确定这种分散的来源作为一个蔓延的内在维里参数。因此，这些观测趋势并不要求云存在于动力学平衡状态。我们证明，云维里参数可以准确地确定观测与适当的大小估计。我们所有的模拟云最终都会形成坍缩的核心，不管云是否整体束缚。这支持了这样一种观点，即分子云不一定要被束缚才能形成恒星，也不一定要像附近的低质量云那样具有观察到的性质。

诺玛旋臂中的四个高亮度大质量恒星形成区：I.分子气体和尘埃观测

Four highly luminous massive star forming regions in the Norma Spiral Arm.: I. Molecular gas and dust observations

我们报告了用SEST望远镜对四个与高亮度（L> 6x10^5 Lsun）IRAS源（15290-5546、15502-5302、15567-5236和16060-5146）有关的年轻大质量恒星形成区进行的分子线和尘埃连续体观测。在CS（J=2-1、3-2和5-4）、SiO（J=2-1和3-2）、CH_3OH（Jk= 3 k-2k和2k-1 k）和C_（34）S（J=3-2）的谱线中绘制了分子发射谱图。此外，在CO，13 CO和C 18 O（J=1-0）线上获得了峰位处的单谱。我们发现，明亮的恒星形成区与分子气体和尘埃结构有关，其半径通常为0.5 pc，质量约为5 × 10^3 Msun，柱密度约为5 × 10 ^{23} cm^{-2}，分子氢密度通常为2 × 10^5 cm^{-3}，尘埃温度约为40 K。1.2毫米尘埃连续观测进一步表明，核心是集中凝聚，具有径向密度分布与幂律指数在1.6-1.9的范围内。我们发现，在这些条件下，由气体的动力学摩擦起着重要的作用，在迁移的大质量的恒星向中央核心区域，提供了一个解释所观察到的恒星质量分离的核心。

恒星形成区VLA的塞曼观测

VLA OH Zeeman Observations of the star forming region S88B

我们目前的观察塞曼效应的OH热吸收主线在1665和1667兆赫采取的超大阵列（VLA）对恒星形成区S88 B。朝向该源的OH吸收曲线是复杂的，并且包含朝向多个位置的若干混合组分。几乎所有的OH吸收气体都位于S88 B的东部，朝向紧凑连续谱源S88 B-2和扩展连续谱源S88 B-1的东部。1665/1667 MHz OH线强度的比率表明气体可能是高度聚集的，与文献中的其他分子发射线观测结果一致。S88-B似乎呈现出与著名的恒星形成区M17相似的几何形状，即从电离气体到分子气体的边缘向东发展。探测到的磁场似乎反映了这种向东的过渡;我们探测到的视线磁场范围为90-400 μG，磁场的最低值位于S88 B-1连续峰的西南部，最高值位于其东北部。我们使用探测到的磁场，通过多种方法评估S88 B中磁场的重要性;我们计算了热压力与磁压力的比值，我们计算了完全支持云抵抗自重所需的临界场，并将其与观测到的场进行比较，我们计算了质量与磁通量的比值。所有这些方法都表明，S88 B的磁场是动力学上重要的，应该提供一个重要的支持源，以对抗重力。此外，磁能密度与湍流能量密度近似均分，再次指出磁场在该区域的重要性。

河外恒星形成区尘埃参数与分子和原子气体参数的关系

Relation between parameters of dust and parameters of molecular and atomic gas in extragalactic star-forming regions

基于斯皮策和赫歇尔红外太空望远镜、甚大阵（原子氢发射）和IRAM（CO发射）的观测数据，考虑了河外恒星形成区原子和分子氢与各种尺寸尘埃之间的关系。源样本由11个邻近星系中的大约300个恒星形成区域组成。用孔径光度法测量了八个红外波段（3.6，4.5，5.8，8，24，70，100和160 $μ$ m）、氢原子（2--1 cm）线和CO（2- 1）线的通量。通过合成光谱拟合确定了恒星形成区尘埃的总质量、多环芳烃（PAHs）含量等参数。通过与观测值的比较，发现在低金属丰度区和高金属丰度区，原子氢、分子氢与尘埃的关系不同。低金属含量地区含有更多的原子气体，但较少的分子气体和尘埃，包括多环芳烃。在所考虑的所有区域中，尘埃的质量约占分子气体质量的$1\%$。由原子和分子气体产生的通量与恒星辐射的参数无关，而尘埃通量随着恒星辐射的平均强度和增强恒星辐射的分数的增加而增加。在8和24 $μ$ m的流量的比率，这表征的PAH含量，随着恒星辐射强度的增加而减少，可能表明PAH含量的演化变化。结果证实了24 $μ$ m辐射对河外恒星形成区总红外光度的贡献与金属丰度无关。

沿着和穿过恒星形成星系的主要序列的分子和原子气体

Molecular and atomic gas along and across the main sequence of star-forming galaxies

我们使用光谱的ALORFA，GASS和COLD GASS调查量化的平均原子和分子气体质量分数的变化在整个SFR-M* 平面和沿主序列（MS）的恒星形成星系。虽然远低于MS的星系往往在阿雷西博和IRAM观测中未被检测到，但通过光谱叠加技术可以获得可靠的平均原子和分子气体分数。我们发现，在SFR-M* 平面的星系的位置可以解释主要是由他们的全球冷气体水库中观察到的HI线，此外系统的变化，在分子原子比和恒星形成效率。当观察MS +/-0.4 dex范围内的星系时，我们发现随着恒星质量的增加，原子和分子气体的质量分数都会减少，恒星凸起变得更加突出，平均恒星年龄增加。无论是恒星形成效率和分子原子比变化不大的大质量主序星星系，表明MS的扁平化是由于全球减少的冷气体水库的星系，而不是在转换过程中的瓶颈冷原子气体恒星。

The ALMaQUEST Survey: VI. The molecular gas main sequence of `retired' regions in galaxies

In order to investigate the role of gas in the demise of star formation on kpc-scales, we compare the resolved molecular gas main sequence (rMGMS: Sigma_* vs Sigma_H2) of star-forming regions to the sequence of `retired' regions that have ceased to form new stars. Using data from the ALMaQUEST survey, we find that retired spaxels form a rMGMS that is distinct from that of star-forming spaxels, offset to lower Sigma_H2 at fixed Sigma_* by a factor of ~5. We study the rMGMS of star-forming and retired spaxels on a galaxy-by-galaxy basis for eight individual ALMaQUEST galaxies. Six of these galax…

湍流云中核形成的分子谱线轮廓

Molecular Line Profiles from a Core Forming in a Turbulent Cloud

我们计算了HCO $^+$和C $^{18}$ O的分子谱线轮廓向在磁化湍流分子云中形成的致密核的演化。与内核致密区相比，内核致密区的速度和丰度耦合结构对剖面特征的影响更为显著。大半径处的速度结构主要是由附近的湍流和吸积激波控制的，这导致了核在演化过程中内外运动的变化。高密度、低温度的中心区域分子的贫化对化学丰度结构有显著影响。在地核的演化过程中，谱线轮廓的不对称性很容易从蓝色变为红色，反之亦然。根据我们的研究，观察到的朝向一些无星核心的反向（红色）不对称性可以解释为致密核心外部区域向外运动的内在结果，该核心嵌入湍流环境中，并且中心的密度仍然在增长。

连接点：分析分子云中恒星形成团块的合成观测

Connecting the Dots: Analyzing Synthetic Observations of Star-Forming Clumps in Molecular Clouds

在本文中，我们调查分子云的观测可以正确识别和测量恒星形成团块的程度。我们从一个5000 M $_{\odot}$分子云的模拟坍缩中产生了一个合成柱密度图和一个合成谱线数据立方体。通过将模拟中发现的团块与合成观测中发现的团块相关联，发现来自谱线数据立方体的团块质量非常接近团块的真实物理性质。我们还发现，“观察到的”团块质量函数来自列密度图转移的一个因素~ 3高于真正的团块质量函数，由于低密度材料沿视线的投影。Alves等人（2007年）首先提出，团簇质量函数向更高质量的偏移3倍可以归因于30%的恒星形成效率。我们的研究结果表明，这一发现可能是由于高估了从柱密度观测确定的团块质量。

极端贫金属恒星形成星系 Leo P 中的分子氢

Molecular Hydrogen in the Extremely Metal-Poor, Star-Forming Galaxy Leo P

研究利用 JWST 的 MIRI-MRS 在金属丰度仅为太阳3%的 Leo P 中探测到分子氢发射，表明该仪器比传统一氧化碳示踪剂更适合搜寻极端贫金属星系中的分子气体。

分子云和恒星形成星系gamma-ray辐射的比较研究

Comparative study of gamma-ray emission from molecular clouds and star-forming galaxies

不同尺度的恒星形成区域，例如我们银河系中的巨大分子云和恒星形成星系，都会发出GeV的伽马射线。这些被认为是起源于宇宙射线（CR）核与星际介质的强子相互作用。最近的研究表明，恒星形成星系的伽玛射线光度（$L_γ$）与它们的恒星形成率（SFR）有很好的相关性。我们研究了古尔德带8个银河系分子云的\textsl{Fermi}数据，发现分子云不遵循恒星形成星系的$L_γ-{\rm SFR}$相关性。我们还比较了伽马射线光度，SFR，和气体质量的分子云和恒星形成星系的标度关系。使用多变量回归分析，我们发现不同的依赖性的伽马射线发射的SFR或质量的分子云和恒星形成的星系。这表明，不同的机制可能控制这两种类型的源中伽马射线的产生。具体来说，对质量的强烈依赖支持分子云的伽马射线发射主要来自于{ \em \textup{passive} }与弥漫星系CR的相互作用，而对SFR的强烈依赖支持恒星形成星系的伽马射线发射来自于由本地{ \em \textup{active} }源加速的CR。

早期宇宙中尘埃恒星形成星系的快速分子流出

Fast Molecular Outflow from a Dusty Star-Forming Galaxy in the Early Universe

星系团的生长效率很低，每次自由落体时只有百分之几的可用气体转化为恒星。反馈过程，如由辐射压力驱动的外流风，超新星或超大质量黑洞吸积，如果它们加热或排出气体供应，可以阻止恒星形成。我们报告了一个分子外流发射从一个尘埃丰富的恒星形成星系在红移5.3，10亿年后的大爆炸。外流达到800公里/秒相对于星系的速度，被分解成多个团块，并携带质量的速度在恒星形成率的两倍之内。我们的研究结果表明，分子外流可以删除大部分的气体可用于恒星形成的星系在高红移。

z=1.4恒星形成星系中的电离气体和分子气体运动学

Ionized and molecular gas kinematics in a z=1.4 star-forming galaxy

我们提出了一个$z=1.4$大质量，恒星形成星系的分子和电离气体在可比的空间分辨率（CO 3-2，NOEMA; H $α$，LBT）的深层观测。运动示踪剂同意，表明这两个气相受到相同的重力势和物理过程影响的气体动力学。我们结合CO和H $α$中的一维速度和速度色散分布，在贝叶斯框架中对星系进行前向建模，结合厚指数盘，凸起和暗物质晕。我们确定的动力学支持，由于重子和暗物质，并找到一个$f_{\rm DM}(\leq$ $R_{e})=0.18^{+0.06}_{-0.04}$的有效半径内的暗物质分数。我们的研究结果加强了最近发现的基于电离气体运动学的大质量$z\sim1-3$恒星形成星系的星系尺度上的强重子优势的证据。

邻近恒星形成星系中的气体星形成周期I。多尺度变化的评估

The Gas-Star Formation Cycle in Nearby Star-Forming Galaxies I. Assessment of Multi-scale Variations

调节星系中恒星形成的过程被认为是跨越空间尺度层次的。连接河外恒星形成的关系，从全球和kpc尺度的测量，最近的云尺度分辨率的研究，我们已经开发出一个简单的，强大的方法，量化的分子气体和最近的恒星形成的相对空间分布的尺度依赖性。在本文中，我们将这种方法应用到8个星系，大约1角秒分辨率的分子气体成像的PHANGS ALMA和PAWS调查，具有匹配的分辨率，高质量的窄带Halpha成像。在140 pc的普通尺度下，我们的大质量（log（Mstar/Msun）=9.3-10.7），正常的恒星形成（SFR/Msun/yr=0.3-5.9）星系显示出一个与恒星形成无关的静止分子气体的显着水库。银河系结构作为骨干分子和HII区分布。当我们降低空间分辨率时，静止的分子气体消失了，最快的变化发生在分辨率高达约0.5kpc的情况下。当分辨率变差时，对于大于约1 kpc的空间尺度，形态特征变得模糊。该方法是一个很有前途的工具，寻找静止或恒星形成的分子储层和星系的性质之间的关系，但需要更大的样本量，以确定强大的恒星形成的分子气体分数和全球星系参数之间的相关性。

Centrally concentrated molecular gas driving galactic-scale ionised gas outflows in star-forming galaxies

We perform a joint-analysis of high spatial resolution molecular gas and star-formation rate (SFR) maps in main-sequence star-forming galaxies experiencing galactic-scale outflows of ionised gas. Our aim is to understand the mechanism that determines which galaxies are able to launch these intense winds. We observed CO(1-0) at 1" resolution with ALMA in 16 edge-on galaxies, which also have 2" spatial resolution optical integral field observations from the SAMI Galaxy Survey. Half the galaxies in the sample were previously identified as harbouring intense and large-scale outflows of ionised gas…

High-sensitivity millimeter imaging of molecular outflows in nine nearby high-mass star-forming regions

We present a study of molecular outflows using six molecular lines (including 12CO/13CO/C18O/HCO+(J = 1-0) and SiO/CS(J = 2-1)) toward nine nearby high-mass star-forming regions with accurate known distances. This work is based on the high-sensitivity observations obtained with the 14-m millimeter telescope of Purple Mountain Observatory Delingha (PMODLH) observatory. The detection rate of outflows (including 12CO, 13CO, HCO+, and CS) is 100\%. However, the emission of SiO was not detected for all sources. The full line widths ($ΔV$) at 3$σ$ above the baseline of these molecular lines have the…

面密度：恒星形成星系基本金属丰度关系中的一个新参数

Surface density: a new parameter in the fundamental metallicity relation of star-forming galaxies

恒星形成星系的恒星质量、金属丰度和恒星形成速率（或分子气体质量）之间有着密切的关系。这被称为基本金属丰度关系（FMR）（或分子气体FMR），它对星系演化模型有着深远的影响。然而，在FMR周围仍然存在显著的残余散射。我们在这里表明，第四个参数，恒星质量的表面密度，减少了周围的分子气体FMR的色散。在对41，338个恒星形成星系的29个物理参数的主成分分析中，发现恒星质量的表面密度是第四重要的参数。新的四维基本关系形成了一个更紧密的超曲面，将金属度分散降低到分子气体FMR的50%。我们建议，未来的分析和模型的星系演化应考虑在四维空间，包括表面密度的FMR。气体流入的稀释时间尺度和恒星形成效率可以解释观测结果对恒星质量面密度的依赖性。

The correlation between WISE 12 $μ$m emission and molecular gas tracers on sub-kpc scales in nearby star-forming galaxies

We complement the MALATANG sample of dense gas in nearby galaxies with archival observations of $^{12}\rm CO$ and its isotopologues to determine scaling relations between Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) 12 $μ$m emission and molecular gas tracers at sub-kiloparsec scales. We find that 12 $μ$m luminosity is more tightly correlated with $^{12}\rm CO$ than it is with $^{13}\rm CO$ or dense gas tracers. Residuals between predicted and observed $^{12}\rm CO$ are only weakly correlated with molecular gas mass surface density ($Σ_{\rm mol}$) in regions where $Σ_{\rm mol}$ is very low ($\sim…

G305恒星形成复合体：射电连续谱和分子谱线观测

The G305 star-forming complex: radio continuum and molecular line observations

我们提供了109-115 GHz（3 mm）宽场谱线观测12^CO，13^CO和C^18 O J=1-0分子发射和5.5和8.8 GHz（6和3 cm）射电连续辐射朝向被称为G305的高质量恒星形成复合体。G305的形态主要是由一个大的真空腔在复杂的中心驱动由分子气体包围的O星集群。我们的目标是确定分子环境的物理性质，并揭示分子和电离气体与G305恒星形成之间的关系。这是为了研究恒星形成的环境和限制恒星形成的历史，试图评估高质量恒星对G305复合体演化的影响。G305中的CO排放分析揭示了156个具有以下物理特性的分子团。5.5和8.8GHz的无线电连续辐射揭示了一个扩展的低表面亮度电离环境，在此环境中，我们确定了15个大规模的功能，另外8个较小的来源，预计在这些功能。通过与中红外发射数据和档案数据的比较，我们确定了9个HII区，7个紧凑型HII区，1个UC HII区，4个扩展区。在5.5 GHz处，射电连续辐射的总积分通量约为180 Jy，对应的莱曼连续辐射输出为2.4x10^50个光子/s^-1。我们比较了电离和分子环境与光学鉴定的高质量恒星和正在进行的恒星形成，从文献中确定。分析结果表明，G305的恒星形成率为0.008- 0.016，效率为7- 12%，这使我们能够探索该区域的恒星形成历史，并讨论高质量恒星对G305演化的影响。

在扩展的紫外圆盘星系的低密度环境中检验分子氢Kennicutt-Schmidt定律

Testing the Molecular-Hydrogen Kennicutt-Schmidt Law in the Low-Density Environments of Extended Ultraviolet Disk Galaxies

研究星系光学半径以外的恒星形成使我们能够在平均气体密度低和分子分数低的极端条件下测试经验关系。以前的研究发现了具有扩展紫外（XUV）盘的星系，与内盘恒星形成区相比，这些星系通常包含具有较低Halpha-to-far-UV（FUV）通量比的恒星形成区。然而，大多数以前的研究缺乏对分子气体的测量，分子气体可能是恒星形成的星际介质的组成部分。我们分析了已发表的CO测量和上限的15个恒星形成区域的XUV或外盘附近的三个螺旋星系和一个新的CO上限从IRAM 30米望远镜在一个恒星形成区域在NGC 4625的XUV盘在r = 3.4 r_25。我们发现，恒星形成区域通常与适用于光学半径内的相同分子氢Kennicutt-Schmidt定律一致，与我们是否使用Halpha或FUV作为恒星形成率（SFR）示踪剂无关。然而，许多CO检测对于它们的分子氢表面密度显著地向更高的SFR表面密度偏移。更深的CO数据可能使我们能够使用分子气体的存在或不存在作为一个进化的探针，以打破年龄和初始质量函数的随机采样之间的简并性作为解释低的Halpha-FUV通量比在XUV磁盘。

大质量恒星形成区综合X射线星表第三部分

The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Third Installment

我们提供给恒星形成社区的大规模恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 3）的第三部分，汇编X射线点源检测到的14个银河系MSFR和周围领域的50个档案钱德拉/ACIS观测。MOXC 3 MSFR是NGC 2264、NGC 6193、RCW 108-IR、Aur OB 1、DR 15、NGC 6231、Berkeley 87、NGC 6357、AFGL 4029、h Per（NGC 869）、NGC 281、Onsala 2S、G305和RCW 49（Wd 2）;它们的距离为0.7 kpc至4.2 kpc。大多数的年轻恒星星族呈现出成团或成簇的状态;有几个包含至少两个截然不同的大质量年轻星团。MOXC 3总目录包括27，923个X射线点源。我们非常小心地识别这些领域中最微弱的X射线点源。这使我们能够消除这种点光源，揭示弥漫和包围MSFR的漫射X射线结构，通常由大质量恒星反馈的热等离子体产生。正如我们在MOXC 1和MOXC 2中所发现的，在所有MOXC 3 MSFR中，漫射X射线发射都是可追踪的;在这里，我们进行光谱拟合以研究选定漫射区域的起源。MOXC 3再一次显示了Chandra支持的MSFR高空间分辨率X射线研究的价值。

到附近分子云和恒星形成区的距离。III。2质量测光的依巴谷定标定域消光跃变

Distances to nearby molecular clouds and star forming regions.III. Localizing extinction jumps with a Hipparcos calibration of 2mass photometry

我们希望以统计学上精确的方式估计到太阳附近分子云的距离。云被认为是消光间断。根据$(H-K) \ vs. \ (J-H)$图和基于依巴谷的$(J-K)_0 \ vs. \ M_J$关系的距离估计灭绝。与云距离有关的恒星样本由$A_V / D_{\star}(pc)$或其导数的半高宽限定。通过将函数拟合到该样本中的$(A_V, 1/ π_{JHK})$对来估计云距离，其中函数如$arctanh^p (D_\star /D_{cloud})$，其中功率$p$和$D_{cloud}$都被估计。拟合与$(A_V, 1/π_{JHK})_{cloud}$数据相当吻合。正式的标准偏差小于几倍10 pc似乎可以获得，这意味着云的距离估计的$\lesssim$ 10 $\%$水平。在某些情况下，这种精确度可以估计云复合体的深度。作为我们结果的例子，我们在表~ \ref{t2}中给出了$\sim$ 25分子云的距离。$Keywords$：星际介质：分子云距离

非恒星形成分子云中turbulence驱动密度分布的测量

A measurement of the turbulence-driven density distribution in a non-star-forming molecular cloud

分子云是超音速湍流。这种湍流控制着初始质量函数和恒星形成速率。因此，为了了解恒星形成的细节，必须了解湍流的性质，特别是湍流云中密度的概率分布。我们提出了甲醛体积密度测量的非恒星形成云沿视线对W49A。我们使用这些测量结合总质量估计从13 CO推断的密度概率分布函数的形状。这种方法是互补的湍流通过柱密度分布的测量，并应适用于任何分子云检测CO。我们表明，在这种云湍流可能是压缩驱动，与压缩总马赫数比$b = \mathcal{M}_C/\mathcal{M}>0.4$。我们测量密度分布的标准差，将其限制在$1.5 < σ_s < 1.9$的范围内，假设密度是对数正态分布的。这种测量代表了恒星形成定律的重要输入。在不同激发条件下求平均值以产生湍流云发射模型的方法一般适用于光学细线观测。

大质量恒星形成核中的化学演化（CHEMICO）. II. 分子离子、电子丰度与宇宙射线电离率

CHemical Evolution in MassIve star-forming COres (CHEMICO). II. Molecular ions, electron fraction, and cosmic-ray ionisation rate

该研究通过CHEMICO项目观测大质量恒星形成核中的分子离子，发现含硫离子及N2D+、DCO+、SO+丰度是灵敏的演化示踪剂，并测得随演化增高的宇宙射线电离率。

分子气体观测对z~1.4恒星形成星系流入/流出速率的约束

Constraint on the inflow/outflow rates in star-forming galaxies at z~1.4 from molecular gas observations

通过拟合一个简单的星系化学演化分析模型，并结合恒星质量、金属丰度和分子气体质量分数的观测数据，我们限制了恒星形成星系在z~1.4处的气体流入和流出速率。分子气体质量来自CO观测，具有金属度依赖的CO到H2转换因子，气体金属度来自Hα和[NII]λ 6584发射线比率。利用CO积分强度图和Hα和[NII]发射线的叠加分析，导出了恒星质量、金属丰度和气体质量分数之间的关系。我们约束的流入和流出速率与最小卡方拟合的一个简单的分析化学演化模型的观测数据。以恒星形成率为单位，最佳的流入率和流出率分别为~1.7和~0.4。流入速率大致相当于恒星形成速率和流出速率之和，这支持了星系演化的平衡模型;即，所有流入的气体都被恒星的形成和流出所消耗。

SHARP -- VI。在高红移的AGN恒星形成星系中CO（1-0）分子气体在kpc尺度上扩展的证据

SHARP -- VI. Evidence for CO (1-0) molecular gas extended on kpc-scales in AGN star forming galaxies at high redshift

本文对50 ~ 500 pc尺度的引力透镜尘埃遮蔽的活动星系MG J 0751 +2716和JVAS B1938+666的恒星宿主星系、CO（1 PDMATHAMM 0）分子气体分布和活动星系核辐射进行了研究，红移分别为3.200和2.059。通过使用基于网格的透镜建模技术校正透镜畸变，我们首次在空间上定位源平面中的不同发射区域。这两个活动星系核的宿主星系都有300到500 pc尺度的大小和表面亮度与隆起/伪隆起一致，以及2 kpc尺度的活动星系核射电喷流，它们嵌入在5到20 kpc大小的扩展分子气体库中。CO（1 $-$ 0）速度场显示的结构可能与磁盘（拉长的速度梯度）和相互作用的对象（离轴速度分量）。有证据表明，（1 $-$ 0）的表面亮度，这可能表明来自活动星系核的辐射反馈，或抵消恒星的形成。我们发现CO-H $_2$转换因子约为$α_{\rm CO} = 1.5\pm0.5$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$，$> 3\times10^{10}$ M $_{\odot}$的分子气体质量，$\sim 10^{11}$ M $_{\odot}$的动力学质量和大约60%的气体分数。在类似的红移下，内禀CO线光度与未被遮蔽的活动星系核和尘埃恒星形成星系相当，但红外光度较低，这表明这些目标在形成恒星方面的效率较低。因此，它们可能属于星系形成模型预测的活动星…

分子环与恒星形成云的厚度

Molecular Rings and the Thickness of Star-Forming Clouds

来自大质量恒星的恒星风和辐射清除了星际介质中的大空洞。这些被称为气泡的物质会撞击周围的分子云，并可能影响其中恒星的形成。在这里，我们提出了JCMT观测的J=3-2线的CO在43个气泡确定与斯皮策太空望远镜的观测。这些光谱数据揭示了气泡的三维结构。特别是，我们表明，冷气体位于一个环，而不是一个球体，周围的气泡表明，父母的分子云是扁平的几个秒差距的典型厚度。我们还映射了7个气泡在J=4-3线的HCO+和发现，推断的柱密度从CO和HCO+线强度低于必要的“收集和崩溃”模型的诱导恒星形成。我们假设扁平的分子云不会被膨胀的冲击波阵面大大压缩，这可能会阻碍新恒星的形成。

Ap 2-1星云及其周围的分子云G35 .2-0.74：一个活跃的恒星形成区

The Ap 2-1 nebula and the surrounding molecular cloud G35.2-0.74: an active star forming region

使用大规模调查的数据：2 MASS，GLIMPSE，MIPSGAL，VGPS，GRS和IPHAS，我们进行了一个多波长的ISM在一个区域约20'× 20'的分子云G35.2-0.74的研究。此外，Ap 2-1星云，这是看到在分子云的投影，研究使用光学数据获得的2.15米望远镜在阿根廷CASLEO。根据HI吸收的研究，我们估计Ap 2-1的距离约为2 kpc，这证实了该星云嵌入在分子云G35.2-0.74的南部。进行测光研究和分析的光谱能量分布的来源可能嵌入云，我们确认，这一地区是非常活跃的恒星形成，主要是向北，在那里我们发现了一个年轻的恒星对象集群。由H_α和[NII]线得到Ap 2-1星云的径向速度v_LSR ~ 31 km/s，与分子云的速度一致。最后，我们得出结论，Ap 2-1是一个HII区可能激发的早期B型星。

低恒星质量区间本地恒星形成星系的分子气体标度关系

Molecular gas scaling relations for local star-forming galaxies in the low-$M_*$ regime

本研究利用ALLSMOG和xCOLDGASS巡天数据，发现低质量本地恒星形成星系的分子气体比例恒定，且消耗时标随恒星质量弱变化，表明比恒星形成率变化主要由分子气体转化为恒星的效率驱动，群环境影响不显著。

CO(1--0)成像揭示高红移恒星形成星系周围10千秒差距级分子气体库

CO(1--0) imaging reveals 10-kiloparsec molecular gas reservoirs around star-forming galaxies at high redshift

针对高红移恒星形成星系冷气体库认知不足的问题，通过堆叠JVLA对19个z=2.0-4.5星系的CO(1--0)观测，发现其分子气体库延伸至约10千秒差距，大部分位于恒星形成区外，为维持恒星形成提供了气体储备证据。

大质量恒星形成区的甲醇质量目录。III。分子外流样本

A Catalog of Methanol Masers in Massive Star-forming Regions. III. The Molecular Outflow Sample

我们提出了一个干涉测量的44 GHz的I类甲醇脉泽过渡到69个源组成的高质量原恒星对象候选人和超压缩（UC）H II地区的样本。我们发现HMPO候选者的检测率为38%（42个中的16个），电离气体区域的检测率为54%（24个中的13个）。这一结果表明，I类甲醇脉泽发射更常见于我们样本中更演化的年轻恒星。与类似的干涉数据集相比，我们的观测显示更窄的线宽，可能是由于我们更高的空间分辨率。基于分子外流示踪剂和脉泽位置之间的比较，我们发现几种情况下，脉泽似乎是位于与周围的核心流出界面。与以前的调查不同，我们还发现了几种情况下，脉泽似乎是位于靠近基地的分子外流，虽然我们不能放弃投影效应。这和其他调查的I类甲醇脉泽不仅表明，这些脉泽可以跟踪冲击在不同的阶段，但甚至可以跟踪冲击所产生的一些不同的现象发生在恒星形成的地区：年轻/老外流，云云碰撞，扩大H II区，等等。

与高质量恒星形成区有关的分子云核的密度分布

Density Profiles in Molecular Cloud Cores Associated with High-Mass Star-Forming Regions

使用250 GHz连续观测数据推导出与南半球大质量恒星形成区相关的致密核心样本的径向密度分布。16个核心的内部区域的径向密度分布（在距离中心的距离$\la 0.2-0.8$ pc处）平均接近于$ρ\propto r^{-α}$依赖性，其中$α=1.6\pm 0.3$。在外围区域，密度下降得更陡。对不同流体静力学模型的分析表明，修正后的Bonnor-Ebert模型在所有情况下都优于logotrope模型和polytrope模型。借助于Bonnor-Ebert模型，得到了核中心密度、非热速度弥散和核尺寸的估计。中心密度与早先从CS建模得到的密度的比较揭示了在几种情况下的差异。产生这种差异的原因可能与在比望远镜光束小的尺度上存在密度不均匀有关。在大多数情况下，非热速度色散与从分子线观测获得的值一致。

相互作用M51-like星系中成星分子气体的模拟

Simulations of the star-forming molecular gas in an interacting M51-like galaxy

我们在这里提出的第一个一系列的论文，旨在更好地了解在银河系的背景下的巨型分子云（GMC）的演化和属性。我们执行高分辨率，三维{ \sc arepo}模拟的相互作用的星系的灵感来自观测良好的M51星系。我们的基准模拟包括一个非平衡的，时间依赖的，化学网络，遵循原子和分子氢以及碳和氧自洽的演变。我们的计算还处理气体自引力和随后的恒星形成（描述的下沉粒子），并耦合超新星反馈。在模拟的星际介质（ISM）的致密部分，我们达到了亚秒差距的分辨率，使我们有能力解决个别GMC和他们的形成和破坏自我一致的整个星系。在这个初步的工作中，我们专注于ISM的一般性质，特别是对冷恒星形成气体的关注。我们讨论了与伴星系的相互作用在产生冷分子气体和控制恒星诞生中的作用。我们发现，虽然相互作用驱动大规模的气体流动，并诱导星系中的旋臂，它是次要的重要性，在确定气体分数在不同的ISM阶段和整体恒星形成率。相反，气体在小GMC尺度上的行为主要由耦合反馈驱动的ISM的自调节特性控制。

什么决定了分子Kennicutt-Schmidt关系的斜率？

What Sets the Slope of the Molecular Kennicutt-Schmidt Relation?

分子气体的表面密度，$Σ_{\rm H_2}$，和恒星形成率（SFR），$\dotΣ_\star$，在观测到的恒星形成（非星爆）星系几乎线性相关千秒差距尺度。我们探索的起源，这种相关性的线性斜率使用一套孤立的$L_\star$星系模拟。我们表明，在模拟与有效的反馈，斜率的$\dotΣ_\star$ - $Σ_{\rm H_2}$关系在千秒差距尺度上是不敏感的斜率的$\dotρ_\star$ - $ρ$关系假设在分辨率尺度。我们还发现，千秒差距尺度上的斜率取决于用于识别恒星形成气体的标准，线性斜率出现在模拟中，识别恒星形成气体使用维里参数阈值。这种行为可以用一个简单的理论模型来理解，该模型基于星际气体质量守恒，因为气体在反馈和动力学过程的影响下在原子、分子和恒星形成状态之间循环。特别是，我们表明，线性斜率出现时，反馈有效地调节和搅拌致密的分子气体的演变。我们表明，该模型还提供了深入了解可能的起源之间的关系的SFR和分子气体在不同尺度上的真实星系。

高质量恒星形成区G240 .31+0.07分子外流的亚毫米阵列观测

Submillimeter Array Observations of the Molecular Outflow in High-mass Star-forming Region G240.31+0.07

我们给出了10^{4.7} Lsun恒星形成区G240.31+0.07的亚毫米波阵列观测结果，在12 CO和13 CO的J=2-1跃迁和1.3 mm连续谱上，以及来自加州理工学院亚毫米波天文台的12 CO和13 CO观测结果，以恢复被干涉仪滤掉的扩展发射。12 CO和13 CO的辐射图显示了一个双极、广角、准抛物面的分子外流，与斯皮策3.6和4.5微米辐射显示的红外星云大致一致。流出物中含有约98兆太阳的分子气体，使其成为已知质量最大的分子流出物之一，并在2.4 × 10^4年的动力学时间尺度上产生了4.1 × 10^{-3}兆太阳/年^{-1}的非常高的质量损失率。用4”× 3”光束进行的1.3 mm连续观测显示出一个约150 Msun的扁平尘埃包层，用1.2”× 1”光束进一步将其分解为三个总质量约为40 Msun的致密核心。中央的毫米核心，显示出活跃的恒星形成的证据，大约与双极外流的几何中心重合，因此很可能是外流的动力源。总的来说，我们的观测结果提供了迄今为止在大于10^4 Lsun的恒星形成区域中定义明确的广角分子外流的最佳情况。外流在形态和运动学上与低质量的原恒星外流相似，但其质量、动量和能量要高出两到三个数量级，并且显然是由一个潜在的广角风驱动的，因此进一步支持了高质量恒星到晚O型恒星，即使在拥挤的星团环境中，也可以形成低质量恒星形成的放大版本。

由地面和空间辐射热测量观测得到的银河系OB团形成区的云结构

Cloud Structure of Galactic OB Cluster Forming Regions from Combining Ground and Space Based Bolometric Observations

我们已经开发了一个迭代的程序，系统地结合OB团形成分子云的毫米和亚毫米图像，这是由地面（CSO，JCMT，APEX，IRAM-30 m）和空间望远镜（Herschel，Planck）。七个发光的（$L$ $>$ 10 $^{6}$ $L_{\odot}$）我们选择了用于分析的银河系OB星团形成分子云，即W 49 A，W 43-Main，W 43-South，W33，G10.6-0.4，G10.2-0.3，G10.3-0.1，我们对组合（亚）毫米图像的每个像素进行了单分量，修改的黑体拟合，以及赫歇尔PACS和SPIRE图像在较短波长下的对比。$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃柱密度和温度图显示这些来源显着不同的形态，表明非常不同的模式OB集群的形成，或母分子云结构在不同的演化阶段。分子云W 49 A、W33和G10.6-0.4显示了中心集中的大量分子团，它们与近似径向取向的分子气体细丝相连。W 43-Main和W 43-South分子云复合体位于银河系近3千秒差距（或盾牌）臂和银河系棒的交叉处，在观测到的$\sim$ 10秒差距空间尺度上显示出密集分子团/核的广泛分散分布。相对演化的源G10.2-0.3和G10.3-0.1似乎受到恒星反馈的影响，并显示出复杂的云形态，嵌入了丰富的致密分子团/核。我们发现，由于我们实现了高角分辨率，我们对云形态的视觉分类可以与系统导出的统计量（即，封…

ATOMS：ALMA大质量恒星形成区三毫米观测 -XX。致密分子气体示踪物的积分强度概率分布函数

ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of massive Star-forming regions -XX. Probability distribution function of integrated intensity for dense molecular gas tracers

本研究基于ATOMS巡天观测135个大质量恒星形成团块，建立了致密气体示踪物积分强度的对数正态分布与幂律尾组合模型，发现H13CN和HC3N能有效示踪受引力束缚的致密气体，且恒星形成效率与I-PDF幂律指数及密度分布指数U呈弱负相关。

Statistical properties and correlation length in star-forming molecular clouds: II. Gravitational potential and virial parameter

In the first article of this series, we have used the ergodic theory to assess the validity of a statistical approach to characterize various properties of star-forming molecular clouds (MCs) from a limited number of observations or simulations. This allows the proper determination of confidence intervals for various volumetric averages of statistical quantities obtained form observations or numerical simulations. In this joint paper, we apply the same formalism to a different kind of (observational or numerical) study of MCs. Indeed, as observations cannot fully unravel the complexity of the …

富化学物质恒星形成区Herschel/HIFI光谱巡天的宽带分析技术

Broadband analysis techniques for Herschel/HIFI spectral surveys of chemically rich star-forming regions

赫歇尔空间天文台上的远红外线外差仪器获得了恒星形成区的高分辨率宽带分子光谱，其波长范围大多是地面天文观测台无法获得的。这些光谱测量为分子云的化学组成和物理性质提供了新的见解。在这份手稿中，我们提出了人马座B2（N）分子云的HIFI光谱调查的初步结果，其中包含在一系列物理环境中分配给至少40种不同分子的光谱特征。虽然由于该区域的化学复杂性而观察到广泛的谱线混合，但由于在1.2 THz调查带宽中检测到每个物种的大量跃迁，可以进行可靠的分子谱线识别，直到噪声基底。这使得新的弱发射物种的提取线森林。这些HIFI调查将是未来星际化学研究的宝贵档案资源。

活动成星复合体W51的CO谱线和红外连续谱研究

A CO Line and Infrared Continuum Study of the Active Star-Forming Complex W51

我们提出了一个广泛的观测研究的活跃的恒星形成复杂的W51，观察到的12 CO和13 CO分子的J=2-1过渡超过1.25度x 1.00度区域与亚利桑那大学海因里希赫兹亚毫米望远镜的结果。我们使用统计平衡代码来估计分子气体的物理性质。我们比较了分子云的形态与红外（IR）和无线电连续源的分布，并发现分子云和年轻恒星天体（YSO）在斯皮策红外目录中列出的协会。与HII区相关的CO谱线的比率不同于活跃的恒星形成区之外的比率。我们目前的证据恒星形成引发的HII地区的扩张和云-云碰撞。我们估计，目前约有1%的云质量在YSO中。

恒星形成云中的全球坍缩和膨胀

Global Collapses and Expansions in Star-Forming Clouds

恒星形成分子云的光谱分子线剖面观测有时会显示出明显的红色不对称双峰分子线剖面，其中有较弱的蓝色峰和较强的红色峰。对于某些恒星形成的分子云，这种具有红色不对称线轮廓和蓝色不对称线轮廓的分子跃迁（即具有较弱红色峰和较强蓝色峰的蓝色不对称双峰分子线轮廓）可能在空间分辨光谱观测中共存，而对于其他分子云，这种具有红色不对称线轮廓的分子跃迁可能在空间分辨光谱观测中完全占主导地位。蓝色的不对称线轮廓通常被解释为中央核心崩溃的信号，而红色的不对称线轮廓仍然无法解释。本文提出了一个球对称自相似流体动力学模型框架，用于研究一般多变分子气体云在自引力作用下的包络膨胀与核坍缩（EECC）。基于这样的EECC流体动力学云模型，我们进行示踪分子线轮廓计算使用公开可用的RATRAN代码的恒星形成云的光谱特征的红色不对称线轮廓。分子云核中红色不对称线的存在表明EECC过程很可能是恒星形成的一个重要流体动力学过程。随着空间分布，我们探索各种配置文件的几个示踪分子在不同的设置EECC动态模型与冲击和无。

在M17 SW中探测到大部分与恒星形成物质无关的原子气体

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…

恒星反馈和星系环境在恒星形成分子云中的作用

The roles of stellar feedback and galactic environment in star forming molecular clouds

来自大质量恒星的反馈被认为在分子云的演化中起着重要作用。在这项工作中，我们分析了恒星风和超新星（SNe）的两个大规模（$\sim 10^6\,M_\odot$）的巨分子云（GMC）的演变的影响：一个引力束缚坍缩云和一个未绑定的云正在受到银河系剪切破坏。这两个云已经从一个大规模的星系模型中提取，并重新模拟的空间分辨率为$\sim 0.01$ pc，包括反馈风，SNe，和两者的组合效果。我们发现，恒星风停止吸积气体到下沉粒子，也可以触发恒星形成的外壳形成的风，虽然整体效果是降低全球恒星形成率的云。此外，我们观察到，风往往通过扩散气体的走廊逃逸。SNe的影响并不显著，恒星形成率与忽略恒星反馈的模型相似。我们发现，大部分的SNe注入的能量被辐射走，但过度密集的地区是由多个和并发的SN事件，特别是在最维里化的云。我们的研究结果表明，恒星反馈的影响是敏感的恒星形成云的形态，这是由大规模的银河流，是更重要的云进行引力坍缩。

AFGL 437恒星形成区分子外流的稠密气体和激发源

Dense gas and exciting sources of the molecular outflow in the AFGL 437 star-forming region

我们提出了甚大阵（VLA）的高分辨率观测的NH 3（1，1）和NH 3（2，2）分子跃迁的高质量恒星形成区AFGL 437。我们的目的是调查之前在该地区检测到的准直不良的CO分子流出是否是投影效应的结果，没有内在的双极性，正如Gomez等人所建议的那样。我们用来自VLA的2和3.6 cm的无线电连续存档数据补充了我们的观测结果，以及詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜的亚毫米普通用户测辐射热计阵列在450 μm处拍摄的未公开的数据。在AFGL 437致密红外星团的南面和东面的三个星团中发现了氨的排放，那里似乎是CO流出的起源地。其中一个NH3（1，1）团簇与NH3（2，2）的最大值和450 μm处的局部发射峰相一致。在该位置处还发现近红外源（s11）。我们在2厘米处的连续谱图显示了与红外源AFGL 437 W相关的延长发射。这种拉长的形态及其在3.6和2 cm之间的光谱指数（\simeq 0.4）表明AFGL 437 W中存在喷流。我们认为，几个分子双极外流可能存在于该地区。观测到的CO外流是这些单独外流的叠加，这可以解释在较大尺度上观测到的低准直度。

恒星形成星际云的密度分布

On the Density Distribution in Star-forming Interstellar Clouds

本文采用深度自适应网格加密方法模拟了等温自引力超声速湍流，研究了重力对分子云中质量密度分布的影响。模拟结果表明，自引力云的密度分布在通常的对数正态分布之上，在高密度时发展出一个扩展的幂律尾部。我们将尾部的起源与自相似坍缩解联系起来，并预测了在-7/4到-3/2范围内的幂指数值，这与恒星形成分子云的模拟和观测结果一致。

镓中再电离阶段分子形成气团的动力学性质

Dynamical Properties of Molecular-forming Gas Clumps in Galaxies at the Epoch of Reionization

利用宇宙学放大模拟研究了分子形成气体团簇（MGCs）在再电离阶段的性质。我们确定MGCs在z=6的原型星系（“Althaea”）使用H2密度为基础的团块发现。我们比较它们的质量，尺寸，速度色散，气体表面密度和维里参数（alpha_vir）的观测。在阿尔泰，典型的MGC质量和大小为Mgas=10^6.5 Msun，R=45-100 pc，与附近的旋涡星系和星暴星系相当。MGCs是高度超音速的，并受到湍流的支持，其均方根速度色散为sigma_gas=20-100 km s^-1，压力为P/k_B=10^7.6 K cm^-3（即，> 1000倍于银河系），类似于在附近和z~2富气体星暴星系中发现的。此外，我们进行稳定性分析，了解的起源和动力学性质的MGCs。我们发现，MGC在蜀葵主盘中是全局稳定的。恒星形成预计发生在云和核心中的更小尺度的区域，反而具有较低的α_vir和Toomre-Q值。因此，对再电离时期恒星形成气体动力学的详细研究需要<40 pc（=0.01”）的空间分辨率，这是阿塔卡马大（亚）毫米阵列和下一代甚大阵列可以达到的。

80亿年前宇宙蛇正常恒星形成星系中的分子云

Molecular clouds in the Cosmic Snake normal star-forming galaxy 8 billion years ago

当代星系中的冷分子气体是以离散的云复合体的形式构成的。这些巨大的分子云（GMC），具有$10^4$ - $10^7$太阳质量和5-100秒差距的半径，是恒星形成的种子。在遥远星系中如此小的尺度上突出分子气体结构在观测上是具有挑战性的。在两个极端的亚毫米星系中，只有少数的分子云被报道在高红移。在这里，我们寻找GMC在一个典型的银河系祖在z = 1.036。使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），我们以高分辨率绘制了这个引力透镜星系的CO（4-3）发射，读数低至30秒差距，这与附近星系的CO观测分辨率相当。我们确定了17个分子云，其特征是质量，表面密度和超音速湍流，所有这些都比当今的类似物高10-100倍。这些性质对GMC的普遍性提出了质疑，并表明GMC继承了周围星际介质的性质。测得的云气体质量与银河系中可见的恒星团块质量相似，数量相当。这证实了分子云的形成是由遥远的湍流星系气体盘的碎片，然后变成恒星团，在宇宙中午的星系中随处可见。

研究朝向G29的恒星形成过程.862-0.044

Studying star-forming processes towards G29.862-0.044

我们对位于大质量恒星形成区G29.96-0.02中的年轻恒星G29.862-0.044（以下简称G29）进行了多波长研究。利用从麦克斯韦望远镜数据库中获得的分子谱线数据（角分辨率约为15“）研究了G29周围的星际介质。对G29分子流出的物理条件和YSO嵌入的团簇进行了表征。近红外数据也进行了分析（空间分辨率约为0.5“）获得的近红外在双子座北有一个详细的意见，拱星环境的G29。Ks发射对G29表现出一个锥形的功能指向红色分子流出。这项工作的目的是获得一个完整的图片，这个YSO，相关的恒星形成过程，和它周围的星际介质。像这样的研究是重要的，因为它们有助于全面了解恒星的形成。

CO Emission, Molecular Gas, and Metallicity in Main-Sequence Star-Forming Galaxies at $z\sim2.3$

We present observations of CO(3-2) in 13 main-sequence $z=2.0-2.5$ star-forming galaxies at $\log(M_*/M_{\odot})=10.2-10.6$ that span a wide range in metallicity (O/H) based on rest-optical spectroscopy. We find that CO(3-2)/SFR decreases with decreasing metallicity, implying that the CO luminosity per unit gas mass is lower in low-metallicity galaxies at $z\sim2$. We constrain the CO-to-H$_2$ conversion factor ($α_{\text{CO}}$) and find that $α_{\text{CO}}$ inversely correlates with metallicity at $z\sim2$. We derive molecular gas masses ($M_{\text{mol}}$) and characterize the relations among…

非平衡丰度整体处理（NEATH）：恒星形成云的分子组成

Non-Equilibrium Abundances Treated Holistically (NEATH): the molecular composition of star-forming clouds

本文提出NEATH框架，通过完整时间相关化学网络对分子云模拟进行后处理，发现不同分子的丰度峰值随密度变化各异，且忽略动力学演化会显著高估气相丰度。

银河系恒星形成区G19的分子环境

The molecular environment of the Galactic star forming region G19.61-0.23

我们提出了在银河系高质量恒星形成区G19.61-0.23的气体和尘埃的单碟（亚）毫米观测，目的是研究整个区域的分子气体的大尺度性质和物理条件。最后的目的是比较大尺度（约100 pc）的性能与小尺度（约3 pc）的性能，并考虑可能的影响河外星系的研究。我们用FCRAO-14 m望远镜和IRAM-30 m望远镜分别绘制了J=1-0跃迁和J=2-1跃迁的CO同位素图。我们还使用了ATLASGAL调查和BU-FCRAO银河系环调查，以及斯皮策红外银河系平面调查GLIMPSE和MIPSGAL的数据来表征分子云内的恒星形成活动。我们揭示了一个人口的分子团在13 CO（1-0）的排放。我们的13 CO的分析表明，维里参数（动能与引力能的比值）变化超过一个数量级之间的团块是未绑定的，有些显然是“不稳定”。这一结论与它们是否显示出正在进行的恒星形成的证据无关。我们发现，大多数ATLASGAL源都有光度在10^4 ~ 5 10^4 Lsun范围内的MIPSGAL对应物，并且可能正在形成相对大质量的恒星。我们比较我们的结果与以前的河外研究附近的螺旋星系M31和M33，和蓝色致密矮星系Henize 2 -10。我们发现，围绕G19.61-0.23的主要巨型分子云具有银河系GMC的典型物理性质，与M31和M33中的GMC相当。然而，这里研究的GMC显示出比Henize 2 -10中识别的云更小的表面密度和质…