WISDOM Project - XXVII. Giant molecular clouds of the lenticular galaxy NGC 1387: similarities with spiral galaxy clouds
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU-Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学系）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）；Cardiff Hub for Astrophysics Research & Technology, School of Physics & Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院天体物理学研究与技术枢纽）；Trottier Space Institute and Department of Physics（特罗蒂尔太空研究所和物理系）
研究显示，镶嵌星系NGC 1387的巨大分子云特性与螺旋星系云相似，揭示了早期类型星系中GMC的多样化特征。
2026-02-17 astro-ph.GA
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in the Starburst Dwarf Galaxy Henize 2-10
我们提出了新的${ }^{12}$ CO（J=1-0）的观测Henize 2- 1 - 0，一个蓝色的紧凑矮星系约8.7 Mpc的，采取的阿塔卡马大毫米阵列。这是迄今为止对这个星暴星系中分子气体的最高空间和光谱分辨率的观测。我们在Henize 2-10中测量了$1.2\times10^8 M_\odot$的分子量，并且大部分分子气体包含在尺寸约为310 pc的区域内。我们使用CPROPS算法来识别119个分布在整个星系中的解析巨型分子云，这些云中包含的分子气体占总分子质量的45%至70%。Henize 2-10中的分子云具有与银河系云相似的中值尺寸（~26 pc）、发光质量（~ $ 4\times 10^5$ $M_\odot$）和表面密度（~ $180$ $M_\odot$ pc $^{-2}$）。我们提供的证据表明，Henize 2-10云往往处于维里平衡，维里和发光质量根据$M_{vir}\propto M_{lum}^{1.2\pm0.1}$进行缩放，类似于银河系中的云。然而，我们测量的发光质量和大小之间的比例关系，$M_{vir}\propto R^{3.0\pm0.3}$，这是陡峭的比在银河系云观察。假设Henize 2-10分子云是维里化的，我们推断CO到H $_2$的转换因子的值在太阳邻域标准值的0.5到13倍之间。鉴于恒星形成效率低至5%，Henize 2-10中…
2019-04-04 astro-ph.GA
Evidence of galaxy interaction in the Narrow-line Seyfert 1 galaxy IRAS17020+4544 seen by NOEMA
窄线塞弗特1星系IRAS 17020 +4544是少数几个X射线超快外流和分子外流都被观察到符合能量守恒的来源之一。然而，IRAS 17020 +4544的质量较低，其活动星系核（AGN）的光度也比其他星系核小得多。利用最近的CO（1-0）的观测与NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA），我们的特点的主星系的分子气体含量的第一次。我们发现分子气体分布在一个1.1 × 10^9 Msun的视中央圆盘和一个位于距中心8 kpc处的分子气体质量为M_H2~10^8 Msun的北延伸部分。北延区的分子气体质量和CO动力学表明，IRAS 17020+4544不是一个标准的螺旋星系，而是与一个对应于北延区的矮天体相互作用。这种相互作用可能触发超大质量黑洞的高吸积率。在活动星系核所在的主星系内，一个简单的分析模型预测分子气体可能位于一个环中，在核区域分子气体较少。这样的分布可能是活动星系核活动的结果，活动星系核活动会移除或光离解核区的分子气体（活动星系核反馈）。最后，我们在北星系位置的投影中探测到了质量为M_H2=（0.7-1.2）× 10^7 Msun的分子外流，其速度与大型毫米望远镜先前获得的毫米数据中报道的大质量外流的速度相似。
2021-01-06 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
Jet acceleration of the fast molecular outflows in the Seyfert galaxy IC5063
由活动星系核（AGN）驱动的大规模外流被广泛认为在星系演化中起着关键作用，加热周围的气体，将其从核区域排出，从而影响星系凸起的恒星形成历史。有人提出，一些活动星系核发射的相对论性粒子的强大喷流可以加速和加热分子气体，这往往主导了外流的质量预算。然而，这一机制的明确证据，在分子气体运动学和功能之间的无线电发射射流的详细关联的形式一直缺乏。在这里，我们表明，在西弗特星系IC 5063的西部射电叶温暖的分子氢气体正在以高速移动-高达600公里/秒-相对于星系盘。这表明，这些分子是被膨胀的射电喷流驱动到星际介质（ISM）中的快速冲击加速的。这些结果证明了在活动星系核驱动的快激波中加速分子外流的普遍可行性。
2014-07-04 astro-ph.GA
The road toward a full, high resolution Molecular Cloud catalog of the Galaxy
巨分子云（GMC）性质的统计描述在很大程度上依赖于自动识别算法的性能，这往往严重影响调查设计。我们设计的算法，SCIMES（光谱聚类星际分子发射分割），是能够克服这些限制，考虑云分割问题的广泛框架的图论。在CO（3-2）高分辨率巡天（COHRS）数据上应用该代码，可以对银道面内的12，000多个天体进行可靠的分解。再加上近年来丰富的银河系平面调查，这种方法将有助于打开大门，未来，我们自己的银河系的所有离散分子特征的系统编目。
2015-10-19 astro-ph.GA
An enormous molecular gas flow in the RXJ0821+0752 galaxy cluster
本文介绍了RXJ 0821.0 +0752星系团的X射线观测结果，以及ALMA观测到的CO（1-0）和CO（3-2）谱线，这些谱线追踪了星系中心的分子气体。所有的CO线发射，起源于一个$10^{10}\,M_{\odot}$分子气体库，位于几个千秒差距远离中央星系的核心。冷气体被浓缩成两个主要的团块，周围是一个扩散的包层。它们形成一个宽的灯丝，与从星系团核心发出的明亮X射线羽流相吻合。这个羽流包含一个假定的X射线空腔，其大小仅足以提升百分之几的分子气体。与其他最明亮的星系团不同，受激冷却，即X射线空洞提升低熵星系团气体直到它变得热不稳定，不可能产生观察到的气体库。相反，分子气体很可能是由于附近星系引起的团内介质的晃动而形成的。晃动可以通过从银河系中心驱逐气体来模拟抬升。这种气体的冷却时间最短，因此如果中断足够长的时间，就会冷凝。
2018-11-23 astro-ph.GA
Jet-Shocked H2 and CO in the Anomalous Arms of Molecular Hydrogen Emission Galaxy NGC 4258
我们提供了一个斯皮策红外光谱仪（IRS）从附近的星系NGC 4258（梅西耶106）的H2排放的地图。H2的发射来自9.4E6 Msun的温暖的氢分子在内部异常臂中加热到240-1040 K，这是喷流与星系盘相互作用的标志。该光谱是分子氢发射星系（MOHEG）的光谱，具有大于7.7微米PAH发射（0.37）的H2的大比率，这是受冲击的分子气体的特征。我们发现H2和CO排放的异常武器之间的密切空间对应关系。我们基于CO排放的冷分子气体质量的估计是基于尘埃排放的1.0E8 Msun的估计的10倍。我们认为，X（CO）值是10倍低于银河系的值，因为高的动力学温度和增强的湍流。H2盘已经被溢出，并受到喷流茧的冲击，盘中最初的大部分气体已经以X射线热流出的形式喷射到星系晕中。我们测量一个温和的恒星形成率为0.08 Msun/年，在中央3.4平方千秒差距，这是与剩余的气体表面密度一致。
2014-05-08 astro-ph.GA
A Detection of Molecular Gas Emission in the Host Galaxy of GRB 080517
我们用IRAM Plateau de Bure干涉仪在105.8GHz对低红移、低光度GRB 080517的宿主星系进行了观测。我们检测到一个发射线的综合通量S.delta {nu} = 0.39 +/- 0.05 Jy km/s -一致的空间和速度与识别为J=1-0旋转过渡的一氧化碳（CO）在宿主星系红移。这是仅有的第三个在辐射中检测到分子气体的长GRB宿主星系。推断出的分子气体质量为M_H2 ~ 6.3 x 10^8 M_sun，这意味着如果恒星的形成以目前的速度继续下去，气体的消耗时间尺度将达到4000万年。类似的短时间尺度出现的特点，长期的伽玛暴人口与CO的观测，到目前为止，这表明伽马射线暴在这些来源发生对他们的恒星形成插曲结束。
2014-11-26 astro-ph.GA
Giant molecular clouds: star factories of the galaxy
在我们的银河系中，恒星以每年1到4个太阳质量的速度形成。椭圆星系基本上没有恒星形成，而螺旋星系中的恒星形成仍在进行，因为它们储存了分子气体，这是新恒星的燃料。螺旋星系的圆盘不仅由我们从地球上清楚看到的恒星组成，还包括气体（星际介质，ISM）。在这里，这些气体聚集成寒冷、密集的分子区域，称为分子云，在那里形成新的恒星。大多数恒星的形成都发生在巨大的分子云中，称为巨分子云（GMC）。然而，虽然我们对单个恒星如何形成有很好的了解，但对于它们的天然气体云如何积累，这些云持续多久，恒星形成如何在它们的一生中进行，以及恒星形成如何在银河系的一生中进行，却没有达成共识。
2013-10-09 astro-ph.GA
Internal structure of molecular gas in a main sequence galaxy with a UV clump at z = 1.45
本文介绍了在SXDS/UDS场中对一个z = 1.45的大质量主序星星系进行的CO（2-1）和CO（5-4）亚弧秒ALMA观测结果，旨在研究星系内部分子气体的分布和性质。我们的目标星系由凸起和盘组成，在HST图像中有一个UV团块。CO发射谱线清晰，CO（5-4）/CO（2-1）通量比（R52）约为1，与银河系相似。假设CO到H_2的转换因子与金属丰度有关，CO（2-1）/CO（1-0）的流量比为2（银河系值），则气体分子质量和气体质量分数（f_gas =气体分子质量/（气体分子质量+恒星质量））分别为~ 1.5 × 10^11 M_Sun和~0.55。我们发现，R_52峰与UV团的位置相吻合，其值约为银河系平均值的两倍。这一结果意味着高的气体密度和/或高温的紫外线团，这定性同意的数值模拟的cluerous星系。CO（2-1）分布可用旋转圆盘模型较好地描述，其半光半径约为2.3kpc。与恒星分布相比，分子气体更集中在星系的中心区域。我们还发现fgas从星系中心的~0.6减小到3x半光半径处的~0.2，表明分子气体分布在星系的更中心的区域而不是恒星，并且似乎与星系的核球而不是恒星盘有关。
2021-01-21 astro-ph.GA
A Molecular gas rich GRB host galaxy at the peak of cosmic star formation
我们观测到了伽玛射线暴（GRB）080207星系的CO（3-2）发射线，其$z$为$z$ = 2.086。这是第一次探测到分子气体的辐射从伽玛射线暴的主机星系超过红移1。我们发现这个星系富含分子气体，质量为$1.1 \times 10^{11}\,\rm M_{\odot}$，假设$α_{\rm CO}=$为4.36 $\rm M_{\odot}(\rm K\,km\,s^{-1}\,pc^2)^{-1}$。该星系的分子气体质量分数为$\sim$ 0.5，是典型的恒星形成星系（SFG），具有类似的恒星质量和红移。随着$\rm SFR_{FIR}$为260 $\rm M_{\odot}\,yr^{-1}$，我们测量到的分子气体耗尽时标为0.43 Gyr，在类似的红移SFG耗尽时标分布的峰值附近。因此，我们的研究结果是在矛盾的建议在伽玛射线暴宿主星系的分子气体不足。我们认为，报告的GRB主机的分子气体不足可能是不适当的比较或忽视的影响，典型的低金属含量的GRB主机上的CO到分子气体转换因子的工件。我们还比较了运动学的CO（3-2）发射线的H $α$发射线从宿主星系。我们发现H PDMATHAMT发射有两个单独的组件，一个窄的和一个广泛的贡献。窄分量在速度空间中与CO排放很好地匹配。具有$\sim$ 1100 $\rm km\,s^{-1}$的FWHM的宽分量在速度空间中与窄分量分开$+…
2018-01-22 astro-ph.GA
A Molecular Spiral Arm in the Far Outer Galaxy
我们已经确定了一个螺旋臂位于银河系第一象限的外臂之外，距离银河系中心约15千秒差距。在跟踪现有的21厘米调查的手臂，我们寻找分子气体使用CfA 1.2米望远镜和检测CO在10 220个位置。探测到的氢离子浓度分布在l = 13 °，v = -21 km/s到l = 55 °，v = -84 km/s的旋臂上，与大部分主要的氢离子浓度相吻合。其中一个探测被完全映射，揭示了一个半径为47 pc，分子质量约为50，000 Mo的大分子云。平均距离为21千秒差距，这个臂中的分子气体是银河系中探测到的最远的。这个新的旋臂似乎是外星系中盾牌-半人马座旋臂的延续，是附近英仙座旋臂的对称对应物。
2011-05-12 astro-ph.GA
The complete census of molecular hydrogen in a simulated disc galaxy
我们提出了一个多尺度分析的分子氢在一个银河系般的模拟星系。我们的普查涵盖了整个圆盘的气体含量，径向轮廓和肯尼库特-施密特关系，对其分子云的研究，最后到气相的逐细胞分析。在有意见的地方，我们发现意见一致。H2气体的一个重要部分是在低密度区域与原子氢混合，因此很难观察到。我们将分子加法应用到ramses-rt中，ramses-rt是一个自适应网格加密的网格程序，它将流体力学与基于矩的辐射转移耦合起来。同一星系的三个分辨率详细说明了它对H2形成的影响，网格单元大小为97，24和6.1 pc。只有最高分辨率才能产生足够高的气体密度，以容纳大量的H2馏分，因此分辨率是模拟H2的关键。我们对银河系的分析虽然各不相同，但把它们组合在一起，就能提供一幅星际介质中H2的完整画像。原子尺度上的H2化学足以在整个星系中产生其动力学。
2018-09-05 astro-ph.GA
Molecular Gas in the Halo Fuels the Growth of a Massive Cluster Galaxy at High Redshift
宇宙中最大的星系位于星系团中。利用对一氧化碳的敏感观测，我们发现蜘蛛网星系--一个遥远原星系团中的大质量星系--是由一个大的分子气体库形成的。这些分子气体大部分位于原星系团之间，并且具有低速色散，这表明它是富集的星系间介质的一部分。这可能构成了一个气体库，为蜘蛛网星系早期紫外线观测中看到的广泛的恒星形成提供了燃料。我们的研究结果支持了这样一种观点，即星系团中的巨型星系是由高红移的循环气体扩展区域形成的。
2016-12-01 astro-ph.GA
Simulations of the star-forming molecular gas in an interacting M51-like galaxy
我们在这里提出的第一个一系列的论文，旨在更好地了解在银河系的背景下的巨型分子云（GMC）的演化和属性。我们执行高分辨率，三维{ \sc arepo}模拟的相互作用的星系的灵感来自观测良好的M51星系。我们的基准模拟包括一个非平衡的，时间依赖的，化学网络，遵循原子和分子氢以及碳和氧自洽的演变。我们的计算还处理气体自引力和随后的恒星形成（描述的下沉粒子），并耦合超新星反馈。在模拟的星际介质（ISM）的致密部分，我们达到了亚秒差距的分辨率，使我们有能力解决个别GMC和他们的形成和破坏自我一致的整个星系。在这个初步的工作中，我们专注于ISM的一般性质，特别是对冷恒星形成气体的关注。我们讨论了与伴星系的相互作用在产生冷分子气体和控制恒星诞生中的作用。我们发现，虽然相互作用驱动大规模的气体流动，并诱导星系中的旋臂，它是次要的重要性，在确定气体分数在不同的ISM阶段和整体恒星形成率。相反，气体在小GMC尺度上的行为主要由耦合反馈驱动的ISM的自调节特性控制。
2019-09-23 astro-ph.GA
Spatially Resolved Molecular Gas Properties of Host Galaxy of Type I Superluminous Supernova SN 2017egm
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波射电望远镜阵对一颗I型超亮超新星SN-I（SN 2017 egm）的主星系进行了CO（1-0）观测。SN 2017 egm是最近的一颗Z = 0.03063的SLSNe-I。主星系的分子气体质量为$M_{\rm gas} = (4.8 \pm 0.3) \times 10^9$ $M_{\odot}$，将其置于$M_{\rm gas}$ -恒星形成速率（SFR）平面中的正常恒星形成星系序列上。SN 2017 egm位置的分子氢柱密度高于同样位于同一宿主星系的II型SN PTF 10 bgl，以及位于不同星系的其他II型和Ia型SNe，表明SLSNe-I偏好于致密的分子气体环境。另一方面，SN 2017 egm位置处的柱密度与Ibc型SNe的柱密度相当。SN 2017 egm位置的分子气体表面密度和SFR与空间分辨的本地恒星形成星系的表面密度和SFR是一致的，并遵循Schmidt-Kennicutt关系。这些事实表明，SLSNe-I可以发生在与正常恒星形成星系相同的恒星形成机制的环境中。
2020-05-13 astro-ph.GA
The Radial and Vertical Structure of Molecular Gas in the Edge-On Galaxy NGC 4565
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越中心（ASTRO 3D））；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）；University of New South Wales（新南威尔士大学）
本研究利用ALMA高分辨率观测NGC 4565分子气体结构，发现其分子气体分布特征与银河系类似但存在中央空洞，揭示分子云分布、宽度及表面密度特征，并识别出星形成复合体。
2026-04-15 astro-ph.GA
GASP. XXII The molecular gas content of the JW100 jellyfish galaxy at z~0.05: does ram pressure promote molecular gas formation?
在GASP巡天中，我们分析了水母星系JW 100的ALMA观测结果，旨在研究星系团中冲压压力剥离对恒星形成猝灭的影响。我们发现了一个意想不到的大量的分子气体（$\sim 2.5 \times 10^{10} M_{\odot}$），其中30%位于剥离的气体尾部到$\sim$ 35千秒差距的星系中心。分子气体的整体运动学类似于电离气体所示的运动学，但对于沿剥离方向的双组分的清晰特征，仅在距圆盘2 kpc处检测到。线比$r_{21}$具有聚集分布，并且在尾部可以达到大的值（$\geq 1$），而其平均值较低（0.58，0.15分散度）。所有这些证据都有力地表明，在尾部的分子气体是新诞生的剥离HI气体或新凝聚的剥离扩散分子气体。在不同尺度上的干涉数据的分析表明，一个显着的分数（$\sim 40\%$）的分子气体的大尺度（$\geq 8$ kpc）在磁盘上扩展，这部分成为主要的尾部（$\sim 70\%$）。通过比较分子气体的表面密度与恒星形成率的表面密度来自从MUSE数据的\Ha发射，我们发现，在1千秒差距规模的耗尽时间是特别大的（$5-10$陀螺仪）无论是在冲压压力扰动区的恒星盘，并在复合物沿尾巴。
2019-12-13 astro-ph.GA
Molecular gas properties of Q1700-MD94: a massive, main-sequence galaxy at $z\approx2$
除了辅助CO（1-0）和CO（3-2）数据之外，我们还使用新的北方扩展毫米波阵列（NOEMA）对[CI]跃迁对、CO（7-6）线和尘埃连续体的观测组合来研究分子气体性质Q1700-MD 94，这是$z\approx2$的一个大质量主序星星系。我们发现，对于一个典型的大质量恒星形成星系的一组合理的假设，CO（1-0），[CI]（1-0）和尘埃连续产生的分子气体质量是一致的$\sim2$的一个因素。由[CI]和CO跃迁追踪的分子气体的全局激发性质与在$z\sim2$观测到的其他大质量恒星形成星系中的激发性质相似。我们的大速度梯度（LVG）使用的CO和[CI]谱线能量分布（SLED）的RADEX建模表明存在相对温暖（$T_{\rm kin}=41$ K），致密（$n_{\rm H_2}=8\times10^{3}~{\rm cm}^{-3}$）的分子气体，相当于高激发分子气体成分观察到的主序星，恒星形成星系在$z\sim1$。CO（1-0）和CO（7-6）谱线发射的星系大小是相当的，这表明高度激发的分子气体分布在整个盘上，由强烈的恒星形成活动提供动力。为了确认这种情况，需要对CO和[CI]线进行空间分辨观测，现在可以通过NOEMA升级的能力获得这些观测。
2021-09-03 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
NOEMA Observations of a Molecular Cloud in the low-metallicity Galaxy Kiso 5639
在一个贫金属矮星系中，一个巨大的恒星形成区已经被1 - 0米的加那利大望远镜和NOEMA毫米波干涉仪在CO（1-0）发射线上观测到。金属丰度被确定为12+log（O/H）=7.83+-0.09，由此我们估计α_CO的转换因子约为100 Msun/pc 2/（K km/s），分子云质量约为2.9x10^7 Msun。这是一个巨大的分子质量集中在一个小星系的一端，表明最近的吸积。分子云的性质似乎正常：表面密度为120 Msun/pc 2，与标准的巨型分子云相当，云的维里比约为1.8，处于恒星形成范围内，气体消耗时间为0.5 Gyr，在目前的恒星形成速率下，是分子区域的典型。低金属含量意味着云的平均可见光消光只有0.8等，接近分子形成的阈值。在这样的灭绝阈值下，贫金属区域的分子云应该具有高的表面密度和高的内部压力。如果高压与大质量星系团的形成有关，那么早期宇宙中的贫金属星系（如矮星）可能是贫金属球状星团的宿主。
2018-05-21 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 Molecular Gas Ring Hidden in the Sombrero Galaxy
我们介绍了Herschel、ALMA和MUSE对Messier 104（也称为宽边帽星系）分子环的观测。这些以前未发表的档案数据揭示了M104的星际介质的内容。特别是通过CO排放测量的分子氢和通过远红外线测量的尘埃沿着环均匀分布。由H $α$和[CII]发射所揭示的电离气体沿环呈节状分布。尽管被归类为SAa星系，但M104显示出早期星系的典型特征。因此，我们将它的[CII]和尘埃排放与Herschel和SOFIA观察到的早期星系样本进行了比较。M104的[CII]/FIR比远低于典型的恒星形成星系，而与早期类型的星系更为相似。通过使用光学发射线诊断对区域进行分类，我们还发现，在[CII]/FIR图中，被归类为HII的区域比被归类为低电离发射区域的区域更靠近恒星形成星系。[CII]和H $α$发射之间的良好匹配，以及CO发射和恒星形成之间缺乏相关性，表明沿着环有非常有限的活跃恒星形成，并且大部分[CII]发射来自电离和中性原子气体，而不是分子气体。从CO线的总强度，我们估计的分子氢质量为0.9 $\times10^9$ M $_{\odot}$，早期类型的星系和我们的星系的分子环的内容之间的中间值。
2022-10-24 astro-ph.GA
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。
2024-10-28 astro-ph.GA
Galaxy chemical evolution models: The role of molecular gas formation
在我们的多相化学演化模型网格（Mollá & Díaz，2005）中，星盘中的恒星形成分为两个步骤：首先，分子气体形成，然后恒星通过云与云的碰撞或大质量恒星与周围分子云的相互作用而产生。分子云和恒星的形成都是通过使用我们称为效率的自由参数来处理的。在这项工作中，我们修改了形成的分子云的基础上存在的几个新的处方在文献中，我们比较了银河系的化学演化模型的太阳能区域的演变，银河系盘的径向结构，扩散和分子成分之间的比例，HI/H $_2$的结果。我们的研究结果表明，我们已经测试的六个处方再现相当一致的大部分观察到的趋势，不同的主要是他们的预测（约束不良）的银河系外围和其径向结构的演变时间。其中，Ascasibar等人（2017）提出的模型，其中扩散气体转化为分子云取决于当地恒星和气体密度以及气体金属丰度，似乎提供了与观测数据的最佳整体匹配。
2017-02-14 astro-ph.GA
First Connection between Cold Gas in Emission and Absorption: CO Emission from a Galaxy-Quasar Pair
我们提出了第一次检测分子发射从一个星系选择附近的投影背景类星体使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。ALMA检测到$z=0.101$星系向类星体PKS 0439-433发射的CO（1 $-$ 0）与其星盘重合，并产生分子气体质量为$M_{\rm mol} \approx 4.2 \times 10^9 M_\odot$（银河系CO到H的$_2$转换因子），大于其原子气体质量的上限。我们解决的CO速度场，获得$134 \pm 11$公里的$^{-1}$的旋转速度，和由此产生的动力学质量的$\geq 4 \times 10^{10} M_\odot$。尽管它的高金属丰度和大分子质量，$z=0.101$星系有一个低的恒星形成率，这意味着一个大的气体消耗的时间尺度，大于典型的晚型星系。因此，大多数分子气体可能处于扩散扩展阶段，而不是密集的分子云。通过结合发射和吸收的研究结果，我们发现，最强的分子吸收成分对类星体不能产生的分子盘，但很可能产生于星系的环星系介质中的扩散气体。我们的研究结果强调了结合分子和恒星发射线的研究与光学吸收线的研究，以实现一个更完整的图片内和周围的高红移星系的气体的潜力。
2016-04-19 astro-ph.GA
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。
2019-09-17 astro-ph.GA
Stellar and Molecular Gas Rotation in a Recently-Quenched Massive Galaxy at z~0.7
大质量星系从蓝色的恒星形成盘过渡到红色的静止星系的过程仍然是星系演化中最难理解的方面之一。在这项研究中，我们试图通过关注z = 0.747的大质量星暴后星系来更好地了解恒星形成是如何淬灭的。该目标具有很高的恒星质量，分子气体比例约为30% -对于其低恒星形成率来说异常高。我们寻找恒星形成抑制机制的指标，从空间分辨双子积分场光谱和气体运动学从ALMA获得的星系的恒星运动学和年龄分布。我们发现了恒星显着旋转的证据，但我们没有检测到5千秒差距内的恒星年龄梯度。分子气体与恒星成分对齐，我们没有看到强烈气体流出的证据。我们的目标可能代表合并引起的星爆或形态淬火的产品，然而，我们的结果是不完全符合任何突出的淬火模型。
2018-04-26 astro-ph.GA
Molecular gas in a gravitationally lensed galaxy group at $z = 2.9$
大多数对$z > 2.5$星系的分子气体研究都是针对内在明亮的天体，尽管星系群主要是恒星形成率不那么极端的“正常”星系。在高红移下对正常星系的观测提供了一个更有代表性的星系演化和恒星形成的观点，但这样的观测是具有挑战性的。在这项工作中，我们提出了ALMA $\rm ^{12}CO(J = 3 \rightarrow 2)$观测的亚毫米选定的星系群在$z = 2.9$，导致光谱确认的七个图像从四个成员星系。这些星系被$z = 0.55$的MS 0451.6-0305前景星系团强烈透镜化，使我们能够探测$\rm 10^9-10^{10} \; M_\odot$水平上的分子气体含量。四个探测到的星系的分子气体质量为$\rm (0.2-13.1) \times 10^{10} \; M_\odot$，而未探测到的星系的分子气体质量为$\rm < 8.0 \times 10^{10} \; M_\odot$。我们将这些新的数据与$z = 5.3$中546个星系的汇编进行了比较，发现耗尽时间随着红移的增加而减少。然后，我们比较过密环境中的星系的耗尽时间的字段标度关系从文献中，并发现耗尽时间的演化是陡峭的星系在过密环境中比那些在外地。为了验证恒星形成和气体耗尽的环境依赖性，需要在更高的红移（$z > 2.5$）下对过密环境中的正常星系进行更多的分子气体测量。
2021-05-24 astro-ph.GA
Star Formation Suppresion by Tidal Removal of Cold Molecular Gas from an Intermediate-Redshift Massive Post-Starburst Galaxy
观测和模拟表明，星系中的恒星形成必须被积极地抑制，以防止形成过大质量的星系。由恒星反馈或超大质量黑洞吸积驱动的星系外流经常被用来调节未来恒星形成所需的冷分子气体的数量，但可能不是所有星系中唯一相关的淬火过程。我们提出了巨大的分子潮汐功能，延伸到64千秒差距以外的一个巨大的z=0.646后星暴星系，最近结束了其主要的恒星形成插曲的发现。潮汐尾含有（1.2 +/- 0.1）x10^10 Msun的分子气体，占系统总冷气体储量的47 +/-5%。无论是规模和规模的分子潮汐功能是前所未有的相比，所有已知的附近或高红移合并系统。我们推断，在合并过程中，冷气体从宿主星系中剥离，这很可能是触发初始爆发阶段和随后抑制恒星形成的原因。虽然这只是一个例子，但这一结果表明，星系合并可以通过直接去除大部分分子气体燃料来调节遥远星系中的冷气含量，并直接抑制恒星形成，这是一种与反馈驱动外流有质的不同的物理机制。
2022-08-29 astro-ph.GA
The Molecular Wind in the Nearest Seyfert Galaxy Circinus Revealed by ALMA
我们目前的ALMA观测的内部1'（1.2千秒差距）的Circinus星系，最近的塞弗特。我们的目标CO（1-0）的区域与一个著名的多相外流驱动的中央活动星系核（AGN）。虽然Circinus的几何形状和它的流出使后者难以解开，我们看到流出的分子气体的速度与电离流出一致的迹象。我们将流出的分子气体的质量限制为1.5e5 - 5.1e6太阳质量，得到的分子流出速率为0.35-12.3太阳质量/年。这个范围内的数值与圆规座的恒星形成率相当，表明外流确实在某种程度上调节了恒星的形成。圆规座的分子外流在质量和能量上都比以前研究的活动星系核驱动的外流要低得多，特别是考虑到它的活动星系核光度与热光度的高比率。然而，Circinus的分子外流与Cicone et al.（2014）提出的一些趋势一致，包括动能与AGN光度之间的线性关系，以及其动量率与热光度之间的线性关系（尽管后者将Circinus置于该样本中的星暴星系之列）。我们检测到其他分子物种，包括CN和C17 O。
2016-09-20 astro-ph.GA
Simulations of the star-forming molecular gas in an interacting M51-like galaxy: cloud population statistics
为了研究分子云如何在星系尺度上对不同的环境条件作出反应，我们提出了一个巨大的分子云的目录，从一个相互作用的M51类星系和一个类似的孤立星系的整个圆盘的模拟中分辨出$\sim 10$ ~M $_{\odot}$的质量。我们的模型包括与时间相关的气体化学，恒星形成的下沉粒子和超新星反馈，这意味着我们不依赖于基于阈值密度的恒星形成配方，并且可以遵循冷分子阶段的物理学。我们提取巨分子云在一个给定的时间步长的模拟和分析它们的属性。在我们模拟的星系盘中，旋臂似乎仅仅起到扫雪机的作用，聚集气体和云，而不会显著影响它们的性质。另一方面，在银河系的中心，环境条件导致更大，更大的云。虽然星系的相互作用对云的质量和大小几乎没有影响，但它确实促进了反向旋转云的形成。我们发现，所确定的云似乎在很大程度上是引力未绑定乍一看，但更仔细的分析的分子星际介质的层次结构表明，有一个大范围的维里参数与一个平滑的过渡，从未绑定到大部分绑定的dennial结构。因此，云似乎是维里化实体的常见观察结果可能是由于CO明亮的发射突出了这种分层结合序列中的特定水平。小部分引力束缚结构的发现表明，低银河系恒星形成效率可能是由云的形成和初始崩溃的过程。
2021-06-28 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA survey: exploring the role of the molecular gas on the galaxy star formation quenching
了解星系如何停止形成恒星是星系演化理论面临的一个突出挑战。这种“恒星形成淬灭”的过程与各种原因有关，包括活动星系核（AGN）活动，大尺度动力学的影响以及星系所处的环境。在本文中，我们提出的第一个结果，从后续的CALIFA调查星系的观测分子气体获得的APEX望远镜。结合EDGE巡天CARMA观测，我们收集了覆盖472个CALIFA星系大约一个有效半径的$^{12}$ CO观测数据。我们观察到，相对于恒星形成主序列（SFMS）的星系恒星形成的赤字增加与分子气体的情况下，并与降低的效率转换成恒星的分子气体，与其他综合研究的结果。然而，通过将样本分为以恒星形成为主的星系和在其中心淬火的星系（如H $α$等效宽度的平均值所示），我们发现，一旦达到一定的气体消耗水平，这种赤字就会急剧增加，这表明不同的机制驱动恒星形成和淬火星系从SFMS分离。我们的研究结果表明，在一个固定的恒星质量的分子气体的量的差异是在SFMS中的分散的主要驱动力，和恒星形成淬火的开始最有可能的解释。然而，一旦一个星系被淬灭，恒星形成效率的变化会驱动一个退休星系在恒星形成速率上与类似质量的恒星形成星系的分离程度。换句话说，一旦分子气体的缺乏显著减少了恒星的形成，恒星形成效率的变化就会驱使星系更深地进入红色云层，使其退休。
2020-09-17 astro-ph.GA
Morpho-kinematics of the molecular gas in a quasar host galaxy at redshift $z$=0.654
我们对类星体RX J1131的宿主星系在红移为$z$ =0.654处的CO（2-1）线发射的ALMA观测资料进行了新的研究，该星系被前景星系透镜化。一个简单的透镜模型被证明可以很好地再现哈勃太空望远镜获得的光学图像。获得了星系中所含气体旋转的明确证据，并给出了一个简单的旋转圆盘模型，给出了源的形态运动学的极好的整体描述。一些先前的作者提出的可能存在的伴星系没有得到证实。模型和观测之间的详细比较提供了比模型所暗示的更复杂的动态的证据。在图像平面中的光束尺寸内的多普勒速度色散被发现占所观察到的线宽。
2021-01-04 astro-ph.GA
The Discovery of a New Massive Molecular Gas Component Associated with the Submillimeter Galaxy SMM J02399-0136
我们提出了CO（1-0），CO（3-2），和CO（7-6）的观测使用绿岸望远镜（GBT）和阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的z=2.8亚毫米星系SMM J 02399 -0136。这是第一个被发现的亚毫米选择星系，并且仍然是该类星系的原型，包括几个大质量和活跃的成分的合并，包括一个类星体光度AGN和一个高度模糊的，富含气体的星暴，分布在~25 kpc的范围内。GBT CO（1-0）线剖面由两个分离约600 km/s的不同速度分量组成，表明存在以前未被识别的分子气体的新组分。ALMA的CO（3-2）观测表明，这个新的成分，命名为W1，与一个从活动星系核向西延伸13 kpc的大的伸展结构有关。在ALMA CO（7-6）数据中没有检测到W1，这意味着这种气体的CO激发比中心的恒星爆发区域低得多，而中心的恒星爆发区域是明亮的CO（7-6）。W1的分子气体质量约占系统中总分子气体质量的30%，取决于CO-到-H_2的转换因子。W1可以说是一个合并残留物;或者，它可能是与活动星系核相关的大量分子外流，或者可能是流入的富含金属的分子气体为正在进行的活动提供燃料。
2018-05-18 astro-ph.GA
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。
2018-09-05 astro-ph.GA
ALMA Observations toward the starburst dwarf galaxy NGC 5253: I. Molecular cloud properties and scaling relations
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列对最近的年轻星暴矮星系NGC 5253进行了高空间分辨率（$\sim 0\farcs2$，或$\sim$ 3\，pc）CO（2- 1）观测。我们共识别出118个分子云，平均半径为4.3pc，速度色散为2.2pDMATHABMO，它们包括以前用$\sim$ 100 pc分辨率观测到的分子云复合体。我们首次在该星系中推导出$I{\rm (CO)}$ - $N$（H $_2$）转换因子$X$ = $4.1^{+5.9}_{-2.4}\times10^{20}$ \，cm $^{-2}$（K\，\kms）$^{-1}$.的线宽和质量大小的关系，解决分子云平均向更高的线宽和质量相对于其他附近的螺旋星系和我们的银河系的静止区域的偏移。标度关系中的偏移量在靠近中心星爆的区域达到最大值，在那里速度色散比$\sim$高0.5倍，气体质量表面密度高达$Σ_{\rm H_2}$ = 10 $^3$ \，\Msol \，pc $^{-2}$。尽管内部压力很高，但这些中心云仍然受到重力的束缚。在文献中发现的星团的空间比较，使我们能够确定六个云与年轻的星团。此外，其中一些云的恒星形成效率（SFE）超过了我们银河系内星团形成云的恒星形成效率。我们的结论是，一旦超级星团形成，母分子云被破坏性的恒星反馈迅速驱散，导致了如此高的SFE在中央星爆的NGC 15253。
2018-08-30 astro-ph.GA
ALMA evidence for ram pressure compression and stripping of molecular gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4402
对室女星系团中的冲压压力剥离星系NGC 4402的高分辨率（1“$\times$ 2”）ALMA CO（2-1）观测显示了一些最清晰的证据，证明了冲压压力对星系分子ISM的影响。在星系东侧的$r \sim 4.5$ kpc处，有一个大的（宽$\sim$ 1 kpc，高$\sim$ 1 kpc）分子气体和尘埃的面外羽流。在羽流区域的分子气体显示出明显的非圆运动的方向上的冲压压力;高达60公里的运动学偏移的$^{-1}$是一致的冲压压力加速度。我们还检测到少量的气体在云下面的羽流是空间和运动学上不同的周围介质，似乎是从剥离ISM解耦。我们认为，扩散分子气体是直接汽提的，而GMC密度气体不是直接汽提的，因此是从低密度汽提气体中分离出来的。然而，GMC在短时间内变得有效剥离。我们还发现，在$r \sim 3.5$千秒差距的领先侧的激烈的恒星形成区域的分子气体的冲压压力压缩的形态和运动学签名。我们认为，压缩区和剥离区代表了冲压压力相互作用的不同演变阶段，并且压缩区中恒星形成的反馈通过使气体迅速循环到较低密度的扩散状态，促进了GMC的有效剥离。
2020-09-25 astro-ph.GA
Evolution of Molecular Clouds in the Superwind Galaxy NGC 1808 Probed by ALMA Observations
介绍了星暴星系NGC 1808中冷分子介质的ALMA成像。观测结果揭示了分子气体的分布，由$^{12}$ CO（1-0）和$^{12}$ CO（3-2）追踪，并在$\sim1$ arcsec的高分辨率下在中心1 kpc星爆区连续谱（93和350 GHz）。在环核盘（CND;中央100 pc）中发现了一个分子气体环（半径为$\sim30$ pc），具有高的CO（3-2）/CO（1-0）比$\sim1$，被具有高恒星形成效率（SFE $\sim10^{-8}$ yr $^{-1}$）的大质量（$10^6$-$10^7$ $M_\odot$）云、分子螺旋臂和500 pc假环包围。CND有一个连续的核心和分子气体表现出特殊的运动。新的数据证实了线分裂沿银河系短轴，解释为核气体流出的平均速度$\sim180$公里秒$^{-1}$，并显示证据的速度梯度$\sim+0.4$公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$沿轴。此外，超壳膨胀从500 pc环的最大速度为$\sim75$公里s $^{-1}$被揭示。分子云的分布和CO光度在中央1千秒差距的星爆区指示的演化序列，从气体吸积到500秒差距的环从大规模的酒吧，加强在环中的恒星形成，和流出作为反馈。
2017-10-05 astro-ph.GA
Molecular Line Ratio Diagnostics Along the Radial Cut and Dusty UV-bright Clumps in a Spiral Galaxy NGC 0628
分子发射谱线是揭示星系中恒星形成的许多问题的重要工具。多分子谱线对于探测恒星形成分子云的不同阶段特别有用。在这项研究中，我们利用在NGC 0628星盘中选择的20个位置上获得的CO（1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（1-0）的多条谱线来研究巨分子云（GMC）的物理性质。11个位置是在径向切割上选择的，包括中心，其余9个位置是在银河系的南臂和北臂上选择的。20个位置中的13个在24微米和紫外线（UV）发射处更亮，并且与指示相反特性的其余位置相比具有显著更多的HII区域。我们的线比分析表明，气体从星系中心到1.7千秒差距，随着半径的变化而变热变薄，然后比率开始波动。我们的经验和模型的结果表明，紫外明亮的位置有更冷，更薄的CO气体与更高的氢和CO柱密度。然而，UV-暗淡的位置具有相对较热的CO气体，其具有较低的密度，沐浴在由较少数量的HII区域包围的GMC中。多波长红外和紫外数据的分析表明，紫外亮位置比紫外暗位置有更高的恒星形成效率。
2020-05-31 astro-ph.GA
ALMA reveals spatially-resolved properties of molecular gas in the host galaxy of FRB 20191001A at z = 0.2340
本文利用ALMA首次在宇宙学距离上对FRB 20191001A宿主星系进行空间分辨CO观测，发现其分子气体质量和恒星形成率显著高于其他FRB宿主，且气体盘以有序旋转为主，支持FRB前身天体可存在于多种星系环境。
2024-07-02 astro-ph.GA
Multi-phase feedback processes in the Sy2 galaxy NGC 5643
本文研究了棒旋星系NGC 5643中心~3 kpc的多相反馈过程。我们使用冷分子气体（ALMA CO（2-1））和电离气体（MUSE IFU）的观测结果。我们研究了沿流出区的不同区域，该流出区延伸到~2.3千秒差距，在同一方向（东西）的射电喷流，以及核/环核区域的宿主星系盘。冷分子气体（Vcentral的中值约为189 km·s^-1）的离轴流出速度通常低于离轴流出的电离气体，后者在活动星系核附近的离轴速度可达750 km·s^-1，其空间分布与电离相的空间分布一致。这表明星系盘中流出的分子气体被活动星系核风所携带。我们推导出分子和电离外流质量分别为~5.2x10^7 Msun和8.5x10^4 Msun，分子和电离外流质量速率分别为~51 Msun yr^-1和0.14 Msun yr^-1。因此，分子相主导流出质量和流出质量速率，而流出动力学功率和动量在两个相中是相似的。然而，分子和电离外流相的风动量载荷为~27-5和<1，这表明分子相不是动量守恒的，而电离相则是。东旋臂的分子气体含量（~1.5x10^7 Msun）约为西旋臂的50-70%。我们将其解释为AGN风撞击宿主星系产生的分子气体的破坏/清除。分子相动量的增加意味着活动星系核风的部分动能被传递到分子外流。这表明，在像NGC 5643这样的类太阳活动星系核中，辐射/类星体和动力学/射电活动星系核反馈模式共存，甚至可以通过…
2020-09-25 astro-ph.GA
Increased molecular gas velocity dispersion and star formation efficiency in barred galaxy centres
本研究利用PHANGS-ALMA的150 pc分辨率CO(2-1)数据和速度弥散依赖的α_CO处方，证明棒旋星系中心气体耗竭更短、速度弥散更高，且差异不受AGN影响。
2025-10-20 astro-ph.GA
Discovery of a distant molecular cloud in the extreme outer Galaxy with the Nobeyama 45-m telescope
我们报告了利用Nobeyama 45米望远镜和多光束接收器BEARS在$^{12}$ CO（$J =$ 1-0）线上发现的分子云，其运动学距离是目前银河系中最大的，命名为G213.042 $+$ 0.003，位于$l =$ 213.042 $^\circ$和$b =$ 0.003 $^\circ$。该分子云位于日心距离21 $_{-7}^{+12}$ kpc和银心距离29 $_{-7}^{+12}$ kpc处，这是由Reid等人（2014，ApJ，783，130）获得的银河系参数估计的运动学距离。测得其长径、短径和线宽分别为4.0 $_{-1.3}^{+2.3}$ pc、3.0 $_{-1.0}^{+1.7}$ pc和1.5 km/s $^{-1}$。根据在银河系较远的地方得到的CO到H $_2$的转换因子5.6 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）$^{-1}$，估算出该云团的质量为2.5 $_{-1.4}^{+3.7}$ $\times$ 10 $^2$ $M_\odot$。
2017-03-29 astro-ph.GA
Jet-ISM Interaction in the Radio Galaxy 3C293: Jet-driven Shocks Heat ISM to Power X-ray and Molecular H2 emission
本文给出射电星系3C 293的70 ksChandra观测结果。这个星系属于分子氢发射星系（MOHEGs），它们从温暖的分子氢中发出非常明亮的辐射。在射电星系中，分子气体似乎是由喷流驱动的冲击加热的，但这种机制究竟是如何工作的仍然知之甚少。与钱德拉，我们观察到X射线发射的喷流在宿主星系和沿100千秒差距的射电喷流。我们模拟的X射线光谱的核，内部喷流，和X射线功能沿扩展的无线电喷流。核和内部喷流都显示出10^7 K激波加热气体的证据。喷流的动能足以加热宿主星系内的X射线发射气体。3C 293的热X射线和热H2光度相似，表明X射线热气体和热分子气体的质量相似。这与两种物质都来自多相、受冲击的星际介质（ISM）的图像是一致的。我们发现，射电大声的MOHEGs不是最亮的星系团（BCGs），如3C 293，通常具有LH 2/LX~1和MH 2/MX~1，而BCGs的MOHEGs具有LH 2/LX~0.01和MH 2/MX~0.01。BCG中质量更大、维里化程度更高的热大气层，使当前喷流-ISM相互作用产生的任何直接X射线辐射都消失了。另一方面，z=2的蛛网BCG中的LH 2/LX~1，它位于一个非维里化的原星团中，拥有一个强大的射电源。随着时间的推移，喷流-ISM相互作用可能有助于在BCGs和其他大质量椭圆星系中建立热大气。
2015-01-05 astro-ph.GA
Influence of Shear Motion on Evolution of Molecular Clouds in the Spiral Galaxy M51
我们用NRO 45米望远镜研究了旋涡星系M51中分子气体的动力学和GMAs的演化。从CO气体的视线速度的分布，在每个螺旋相位的分子气体的垂直和平行于螺旋臂的速度分量导出。此外，银盘中的剪切运动由每个螺旋相位的速度矢量确定。结果表明，抗剪强度分布与抗剪强度分布呈反相关关系。GMAs仅存在于弱剪切强度区域和高剪切强度上游侧。GMAs和大部分GMCs存在于切变临界面密度小于引力临界面密度的区域，表明它们可以通过自引力和小云团的碰撞凝聚稳定生长而不被切变运动破坏。这表明剪切运动是GMC和GMAs演化的一个重要因素。
2013-11-19 astro-ph.GA
The ALMaQUEST Survey: VI. The molecular gas main sequence of `retired' regions in galaxies
为了研究气体在kpc尺度上恒星形成消亡中的作用，我们将恒星形成区的分子气体主序列（rMGMS：Sigma_* vs Sigma_H2）与停止形成新恒星的“退休”区域的序列进行了比较。使用数据从ALMaQUEST调查，我们发现，退休的spaxels形成一个rMGMS，这是不同的恒星形成spaxels，偏移到较低的Sigma_H2在固定的Sigma_* 的一个因素~5。我们研究的rMGMS的恒星形成和退休的spaxels星系的基础上，由8个单独的ALMaQUEST星系。其中六个星系的退休spaxels集中在中央的几kpc。在我们的样本中，在八个星系中40-100%的退休spaxels中检测到分子气体。恒星形成和退休的rMGMS都显示出从星系到星系的归一化的多样性。然而，在任何给定的星系中，退休区域的rMGMS被发现与恒星形成序列不同，退休螺旋体的气体分数比恒星形成螺旋体低一个数量级。我们的结论是，淬火是与耗尽（但不是不存在）的分子气体通过一种机制，通常开始在星系的中心。
2020-12-08 astro-ph.GA
No sign of strong molecular gas outflow in an infrared-bright dust-obscured galaxy with strong ionized-gas outflow
我们报告发现了一个红外（IR）明亮的尘埃遮蔽星系（DOG），显示出强烈的电离气体流出，但没有显着的分子气体流出。通过对它们光谱的详细分析，我们发现了一些特殊的红外亮DOG，它们显示出强烈的电离气体流出（[OIII] $λ$ 5007），这些气体来自活动星系核（AGN）的中央活动星系核。对于其中一个位于$z_{\rm spec} = 0.493$的DOG（WISE J102905.90+050132.4），我们使用ALMA进行了后续观测，以研究其CO分子气体特性。结果，我们成功地检测到$^{12}$ CO（$J$ =2-1）和$^{12}$ CO（$J$ =4-3）谱线，以及该DOG的连续谱。这两条线的强度加权速度图显示出梯度，并且这些CO线的线轮廓由单个窄高斯很好地拟合，这意味着该DOG没有强分子气体流出的迹象。该天体的红外光度为$\log\,(L_{\rm IR}/L_{\odot})$ = 12.40，被归类为超亮红外星系（ULIRG）。我们发现：（i）恒星质量与恒星形成速率的关系，（ii）CO光度与远红外光度的关系与红移相近的典型ULIRGs一致。这些结果表明，尽管该DOG的光谱显示出强烈的活动星系核外流，但其分子气体性质是正常的。我们的结论是，一个强大的电离气体外流所造成的活动星系核并不一定会影响冷星际介质在主星系，至少对这个狗。
2017-11-28 astro-ph.GA
H3+ Spectroscopy and the Ionization Rate of Molecular Hydrogen in the Central Few Parsecs of the Galaxy
我们报告的观测和分析的红外光谱的H3+和CO线在银河系中心，在几个秒差距的中央黑洞，Sgr A*。我们发现宇宙射线电离率通常比银河系中心外高一个数量级。尽管如此，升高的宇宙射线电离率是4个数量级太短，以匹配质子能谱，从最近在Sgr A* 附近发现的TeV伽马射线源推断。
2013-05-16 astro-ph.GA
A nuclear molecular outflow in the Seyfert galaxy NGC3227
本文介绍了用ALMA方法对邻近的Seyfert 1.5星系NGC 3227的CO（2-1）和CO（3-2）分子气体跃迁及其相关的（亚）毫米连续谱的观测结果，观测的角分辨率为0.085-0.21”（7- 15秒差距）。在大尺度上，冷分子气体表现出圆周运动，以及与大尺度杆相关的几百秒差距尺度上的流运动。我们拟合了核ALMA 1.3mm发射与一个未解决的组件和扩展组件。在850 $μ$ m的发射显示至少有两个扩展的组件，一个沿核盘的主轴和其他沿电离锥的轴。中心区（1”~ 73 pc）的分子气体呈现出多个CO团簇，运动学复杂，以非圆运动为主。虽然我们不能最终证明存在一个翘曲的核盘，我们也检测到沿运动学短轴的非圆形运动。它们的视速度达到v-vsys =150- 200 km/s。假设径向运动是在星系的平面内，那么我们解释为一个核分子外流，由于分子气体在宿主星系被携带的活动星系核风。我们推导出$5\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$和$0.6\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的分子流出率在投影距离高达30 pc的东北和西南的活动星系核，分别。在活动星系核位置，我们估计了$5\times 10^{5}\,M_\odot$分子气体的质量和内部15 pc的平均柱密度$N({\rm H}_2) = 2-3\times 10^{23}\,{\rm cm}^{-2}$。NGC…
2019-06-17 astro-ph.GA
The Molecular and Ionized Gas Phases of an AGN-driven Outflow in a Typical Massive Galaxy at z=2
吸积的大质量黑洞驱动的核外流是在高z激发的主要反馈机制之一，以再现恒星形成的盘状星系和静止的球状系统之间的明显分离。然而，我们对高z反馈的了解仍然受到缺乏星系外流中多个气相观测的限制。在这项工作中，我们使用新的深，高空间分辨率的ALMA CO（3-2）和档案VLT/SINFONI H $α$观测研究的分子和电离成分的活动星系核驱动流出zC 400528-一个大质量，主序星星系在z=2.3的淬火过程中。我们检测到一个强大的分子外流，显示出正的速度梯度，并从核区域延伸至少~10千秒差距，约三倍的电离风的预计大小。外流中的分子气体没有达到足够高的速度来逃离星系，因此预计会重新吸积。考虑到分析中涉及的各种假设，我们发现流出的质量和能量由分子相决定。zC 400528中活动星系核驱动的外流足够强大，可以在至少比恒星形成所需的时间短两倍的时间内耗尽分子气体库。这表明，核外流是zC 400528中心恒星形成活动被抑制的主要猝灭引擎之一。
2018-07-21 astro-ph.GA
A Massive, Clumpy Molecular Gas Distribution and Displaced AGN in Zw 3146
本文报道了最近在Zw 3146星系团（$z=0.2906$）中央星系中观测到的CO（1-0）谱线发射。我们还提出了更新的X射线腔测量档案钱德拉观测。分子气体的$5\times 10^{10}\,M_{\odot}$供应，这是局限于中央4千秒差距，被边缘分解成三个延伸，这是在类似的系统中观察到的细丝的回忆。没有观察到指示有序运动的速度结构。这三个分子延伸都尾随着X射线空腔，并且可能是由上升气泡尾流中提升的团内气体凝结而形成的。需要许多反馈循环来解释整个分子气体储层。分子气体和连续谱源相互偏移2.6 kpc，没有检测到与连续谱源一致的线发射。位于最亮星系团引力中心的是分子气体，而不是连续源。由于最明亮的星系团包含可能的潮汐特征，位移的连续源可能对应于合并星系的核心。我们还讨论了一个引力波反冲后的黑洞合并可能占位移的可能性。
2021-02-03 astro-ph.GA
The Molecular Gas in the NGC 6240 Merging Galaxy System at the Highest Spatial Resolution
我们提供了最高分辨率的ALMA $^{12}$ CO（2-1）谱线和1.3mm连续谱图，分别是附近合并星系NGC 6240中分子气体和尘埃的示踪物，该星系有两个同时生长的超大质量黑洞。这些观测提供了一个很好的空间匹配现有的哈勃光学和近红外观测这个系统。一个重要的分子气体质量，$\sim$ 9 $\times$ 10 $^9$ M $_\odot$，位于两个原子核之间，形成一个由湍流运动学主导的团簇流，而不是一个平滑的旋转盘，如先前从较低的分辨率数据假设。旋转的证据可以在南部核心周围的气体中看到，但在北部核心中没有。可以看到动力壳，可能与核超新星遗迹有关。我们进一步检测到存在显着的高速外流，其中一些达到速度$>$ 500公里/秒，影响了显着的分数，$\sim$ 11\%的分子气体在核区域。在北部和南部超大质量黑洞的影响范围内，我们发现分子质量分别为7.4 $\times$ 10 $^8$ M $_\odot$和3.3 $\times$ 10 $^9$ M $_\odot$。因此，我们直接成像的气体水库，可以吸积到每个超大质量黑洞。这些新的ALMA地图强调了对分子气体进行高分辨率观测的迫切需要，以便了解超大质量黑洞的喂养及其与星系演化的联系。
2020-01-02 astro-ph.GA
