We have selected 43 southern massive star-forming regions to study the spatial distribution of HNCO 4$_{04}$-3$_{03}$, SiO 2-1 and HC$_{3}$N 10-9 line emission and to investigate their spatial association with the dust emission. The morphology of HNCO 4$_{04}$-3$_{03}$ and HC$_{3}$N 10-9 agrees well with the dust emission. HC$_{3}$N 10-9 tends to originate from more compact regions than HNCO 4$_{04}$-3$_{03}$ and SiO 2-1. We divided our sources into three groups: those in the Central Molecular Zone (CMZ), those associated with bubbles (Bubble), and the remaining sources, which are termed 'normal star forming regions' (NMSFR). These three groups, subdivided into three different categories with respect to line widths, integrated intensities, and column densities, hint at the presence of different physical and chemical processes. We find that the dust temperature $T_{\rm d}$, and the abundance ratios of $N_{\rm HNCO}/N_{\rm SiO}$ and $N_{\rm HNCO}/N_{\rm HC3N}$ show a decreasing trend towards the central dense regions of CMZ sources, while $N_{\rm HC3N}/N_{\rm SiO}$ moves into the opposite direction. Moreover, a better agreement is found between $T_{\rm d}$ and $N_{\rm HC3N}/N_{\rm SiO}$ in Bubble and NMSFR category sources. Both outflow and inflow activities have been found in eight of the sixteen bubble and NMSFR sources. The low outflow detection rate indicates that in these sources the SiO 2-1 line wing emission is either below our sensitivity limit or that the bulk of the SiO emission may be produced by the expansion of an H{\sc\,ii} region or supernova remnant, which has pushed molecular gas away forming a shock and yielding SiO.
SiO: Not the perfect outflow tracer: Outflow studies of the massive star formation region IRAS 19410+2336
目的：先前对年轻大质量恒星形成区IRAS 19410+2336的观测显示出强烈的外流活动，有几个相互作用的外流。我们的目标是通过观察具有高角分辨率的SiO和H $^{13}$ CO $^+$发射来更好地了解该区域的流出活动。已知SiO可追踪冲击气体，这通常与年轻的能量外流有关。利用H $^{13}$ CO $^+$数据，我们打算更好地了解该区域静止气体成分的分布。研究方法：利用Plateau de Bure干涉仪对J=2-1 v=0跃迁的SiO观测和H $^{13}$ CO $^+$ J=1-0的观测，结合IRAM 30 m单碟观测，以获得缺失的短间距信息。我们用早期的CO和H $_2$数据补充了这一新的高分辨率观测。结果：SiO观察不能很好地追踪CO和H $_2$中先前确定的流出。虽然我们确定的区域的高度增加的SiO丰度表示冲击相互作用，几乎没有任何双极结构的数据。该区域的南部显示出强的H $_2$发射，但几乎没有显示出SiO。CO和SiO的数据显示只有弱的相似性，和主要的SiO排放位于该地区的两个主要的尘埃团块之间。结论：大多数SiO排放可能是由于原恒星喷流的高速冲击的结果。然而，这并不能解释所有的排放特征和附加效应;例如，在两个主要区域的界面处的碰撞气流可能在排放的起源中起重要作用。目前的SiO数据表明，几种不同的影响可以影响SiO排放，这使得SiO数据的解释比通常假设的更困…
The foot points of the Giant Molecular Loops in the Galactic center region
目的：为了揭示形态，化学成分，运动学和建立在银河系中心区域的巨型分子环（GML）的脚点的气体中普遍存在的主要过程方法：使用22米Mopra望远镜，我们映射的M $-3.8+0.9$分子云，放置在一个巨大的分子环的脚点，在3毫米范围的分子线。为了得到分子氢柱密度，我们还使用12米APEX望远镜在1毫米处观察到了$^{13}$ CO $(2-1)$线。从3 mm观察中检测到12种分子种类，即HCO $^+$、HCN、H $^{13}$ CN、HNC、SiO、CS、CH $_3$ OH、N $_2$ H $^+$、SO、HNCO、OCS和HC $_3$ N。结果：给出了不同分子中M $-3.8+0.9$分子云的形态学和运动学图谱。我们确定了六个主要的分子复合物。我们推导出分数丰度在11个选定的位置的不同的分子假设当地的化学平衡。结论：M $-3.8+0.9$分子云的大多数丰度分数在整个云上非常相似。然而，一些分子的丰度分数显示出显着的差异，相对于那些在中心分子区（CMZ）的测量。激波示踪剂SiO的丰度在GML和CMZ之间非常相似。甲醇排放物是GML中最丰富的物种。这表明气体可能受到中等$\sim $ 30 km s $^{-1}$或甚至高速（50 km s $^{-1}$）地震的影响，与朝向研究位置之一观察到的线剖面一致。冲击的起源可能与气体通过GML流向足点有关。
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
ALMA Observations of Molecular Complexity in the Large Magellanic Cloud: The N83 Star-Forming Region
NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA Goddard Space Flight Center（空间科学与技术研究探索中心，美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Astrochemistry Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（天体化学实验室，美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Kagawa University（香川大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Keele University（基尔大学）
Study of the physical and chemical properties of dense clumps at different evolutionary stages in several regions of massive star and stellar cluster formation
ALOHA IRDCs Molecular Line Follow-up: I. Gas properties and kinematics
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马普射电天文研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；Space Engineering University（航天工程大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
