Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM I. Observed abundance gradients in dense clouds
目标。我们研究了大尺度动力学对稠密星际介质分子组成的影响。方法.我们通过银河系尺度下的星际介质动力学跟踪了致密云（亚秒差距尺度）的形成。我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的结果，从中我们提取的物理参数，作为我们的完整的气体颗粒化学模型的输入。在这些模拟中，星际物质的演化被跟踪了大约5000万年。温暖的低密度星际介质气体流入螺旋臂，在那里轨道拥挤产生了致密云的冲击波，这些云被外部压力暂时保持在一起。结果我们表明，根据每个SPH粒子的物理历史，即使当地的物理性质是相似的，模型化的密集云的分子组成的计算丰度呈现出高的分散。我们发现碳链是受影响最大的物种，并表明这些差异直接与（1）电子分数，（2）C/O比和（3）局部物理条件的差异有关。我们认为，在动态演化的气体，形成致密的云的差异可以解释这些云之间和内部观察到的分子多样性。结论.这项研究表明，过去的物理条件在建立重介质的化学成分的重要性。
2017-12-18 astro-ph.GA
The warm and dense Galaxy - tracing the formation of dense cloud structures out to the Galactic Center
在过去的二十年里，我们对银河系平面上的远红外到亚毫米连续辐射进行了广泛的调查。我们列出了未来十年的前景，为相应的分子和原子线的调查，需要充分了解的形成致密的结构，产生集群和恒星的弥漫星际介质。我们建议在银河系范围内进行中JCO线的巡天，以追踪碰撞云的冲击，在银河系范围内进行碳原子线的巡天，以详细了解云中原子和分子气体的关系，并对分子云致密部分的结构进行广泛的调查，以了解细丝的重要性。在整个银河系的环境中，研究纤维是如何形成致密的云核的。这项工作将需要一个大型（50米）单碟亚毫米望远镜，配备大量多像素光谱仪阵列，如AtLAST项目所设想的那样。
2019-03-11 astro-ph.GA
The Galactic Center Molecular Cloud Survey. II. A Lack of Dense Gas & Cloud Evolution along Galactic Center Orbits
我们提出了第一个系统的研究中发现的云的密度结构，在一个完整的样本，覆盖所有主要的分子云在中央分子带（CMZ;内$\sim{}200~\rm{}pc$）的银河系。这是通过使用银河系中心分子云巡天（GCMS）的数据而实现的，GCMS是第一个以干涉仪角分辨率解析CMZ中所有主要分子云的研究。我们发现，许多CMZ分子云有异常浅的密度梯度相比，在银河系的其他地区。这可能是云的弱引力结合的结果。由此产生的相对缺乏致密气体的空间尺度$\sim{}0.1~\rm{}pc$可能是原因之一，为什么在致密气体的CMZ的恒星形成（SF）被抑制的一个因素$\sim{}10$相比，太阳附近的云。另一个抑制恒星形成的因素是高SF密度阈值，这可能是由观察到的气体运动学造成的。此外，恒星形成活动和云密度结构有可能在云围绕CMZ运行时系统地演变，但这一点并不确定。
2017-06-08 astro-ph.GA
Cosmic ray dissociation of molecular hydrogen and dense cloud chemistry
宇宙射线或X射线电离产生的次级电子对氢分子的离解作用在分子云致密部分的化学中起着至关重要的作用。本文研究了次级电子的平均动能对这一过程的影响。我们比较预测使用的范围内的次级电子能量和预测的横截面与UMIST数据库中的值。我们发现，预测的列密度变化近一个指数。
2020-10-31 astro-ph.GA
Star Formation Occurs in Dense Gas, but What Does "Dense" Mean?
我们报告了一个项目的结果，映射HCN和HCO+ J = 1-0的排放量对样本的分子云在银河系内部，所有包含密集的团块，积极参与恒星的形成。我们比较了这两个分子线示踪剂毫米连续发射和消光，从13 CO推断，作为分子云中致密气体的示踪剂。来自致密气体的每种示踪剂的线光度的分数，如AV > 8等所测量的，在云与云之间变化很大。在所有情况下，总光度的相当一部分（在大多数情况下，大部分）出现在AV > 8等阈值以下的气体中，并且在强毫米连续辐射区域之外。对于其他星系的HCN光度的测量可能主要是由这种气体在较低的表面密度。对总谱线光度的重要贡献，甚至占主导地位的贡献，可以出现在具有典型云整体密度的气体中（密度约为每立方厘米100）。从HCN或HCO+排放本身定义致密团块，类似于以前的研究，导致广泛的团块性质，其中一些比以前的研究大得多，密度小。HCN和HCO+具有类似的追踪该样品中云的致密气体的能力。对于低维里参数的两个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果较差，而对于其它四个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果也同样好（或差）。
2020-04-14 astro-ph.GA
The Galactic Center Cloud G0.253+0.016: A Massive Dense Cloud with low Star Formation Potential
我们提出的第一个干涉分子线和尘埃发射图的银河系中心（GC）云G0.253+0.016，观察使用组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和亚毫米阵列（SMA）。这片云非常致密，其质量超过猎户座分子云复合体（2x10^5 M_sun），半径仅为3 pc，但基本上没有恒星。因此，G0.253+0.016违反了目前用来解释银河系和河外恒星形成趋势的“恒星形成定律”，系数约为45。我们的观测结果表明，缺乏具有显著质量和密度的致密核心，从而解释了低恒星形成活动。相反，发现了密度低、线宽为1 km/s的核心-可能是迄今为止GC区域所报道的最西进的线。在更多的大质量核心和可能的拱形星团形成之前，需要经过几十年的演化。考虑到GC区域的破坏性动力学和G0.253+0.016的潜在未结合性质，尚不清楚这种演变是否会发生。
2013-01-07 astro-ph.GA
Chemical Evolution of HC3N in Dense Molecular Clouds
我们研究了HC 3 N的化学演化在六个密集的分子云，使用档案可用的数据从赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）和毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）。多阵列银河平面成像巡天（MAGPIS）和悉尼大学莫隆格洛巡天（SUMSS）的射电巡天表明，这些密集的分子云与超紧凑HII（UCHII）区域和/或经典HII区域有关。我们发现，在致密的分子云与正常的经典HII地区，HC 3 N的丰度开始减少或达到一个平台时，尘埃温度变热。这意味着UV光子可以破坏HC 3 N分子。另一方面，在与UCHII地区相关的其他致密分子云中，我们发现HC 3 N的丰度随尘埃温度单调增加，这意味着HC 3 N更喜欢在温暖的气体中形成。在G12.804-0.199和RCW 97中，HC 3 N（10-9）的谱图显示了机翼的发射，并且HC 3 N在这两个区域中的丰度随其非热速度宽度的增加而增加，表明HC 3 N可能是激波源物质。进一步研究了N（N2 H+）/N（HC 3 N）柱密度比的演化趋势，发现该比值可以作为大质量恒星形成开始后云演化的化学演化指标。
2019-10-16 astro-ph.GA
A proposed chemical scheme for HCCO formation in cold dense clouds
最近在两个冷的致密云中发现了烯酮基（HCCO），其丰度不可忽略，只有几个1 e-11（与H2相比）（Agundez等人，2015）。到目前为止，还没有化学网络能够重现这一观察结果。我们在这里提出了一个化学方案，可以再现HCCO丰度与HCO，H2 CCO和CH 3CHO在乌云狼疮-1A和L486。HCCO的主要形成途径是Agunez等人（2015）提出的OH + CCH -> HCCO + H反应，但速率系数比当前模型中使用的大得多。由于该反应从未在实验或理论上进行过研究，因此该较大值是基于与其他类似系统的比较。
2015-09-01 astro-ph.GA
Oxygen fractionation in dense molecular clouds
我们已经开发了第一个气体颗粒化学模型的氧分馏（也包括硫分馏）在致密的分子云，表明气相化学产生可变的氧分馏水平，特别是强烈的影响NO，SO，O2和SO2。这种巨大的影响是由于中性18 O + NO、18 O + SO和18 O + O2交换反应的效率。模拟结果进行了比较，新的和现有的观察到的同位素比在一个选择的冷芯。模型和观测之间的良好协议要求的中性氧原子的气相丰度是大的观察区域。S16 O/S18 O比值随时间变化很大，表明它可以用作致密分子云中物质演化的敏感化学代用指标。
2019-02-23 astro-ph.GA
Do Spectroscopic Dense Gas Fractions Track Molecular Cloud Surface Densities?
我们使用ALMA和IRAM 30米望远镜的数据，调查光谱跟踪致密气体分数和云尺度（120 pc）的分子气体表面密度之间的关系在附近的五个恒星形成星系。我们估计在650 pc和2800 pc尺度下使用HCN（1-0）CO（1-0）排放的比率的致密气体的质量分数。然后，我们使用高分辨率（120 pc）CO（2-1）的地图来计算质量加权平均分子气体表面密度在650 pc或2770 pc的光束中的致密气体的分数估计。平均而言，致密气体分数与质量加权平均分子气体表面密度相关。因此，具有较高平均云尺度气体表面密度的星系部分似乎也具有较大比例的致密气体。相关性的标准化和斜率确实因星系和研究区域的大小而异。这种相关性与大尺度环境设定气体体积密度分布的情况是一致的，并且这种分布表现在云尺度表面密度和致密气体质量分数中。
2018-11-19 astro-ph.GA
From diffuse gas to dense molecular cloud cores
分子云是星系的基本组成部分：它们是将弥漫的气体转化为恒星的通道。他们是如何做到这一点的详细过程并不完全清楚。本文综述了分子云及其子结构的最新研究进展，从$\sim~$ 1~kpc尺度到纤丝和核尺度。本文首先综述了从温暖的弥漫性星际介质到寒冷的稠密分子云的云形成机制、分子云的形成过程以及热不稳定性和引力不稳定性的作用。我们还讨论了云聚集其质量的主要物理机制，并注意到所有这些机制都可能在该过程的各个阶段发挥作用。为了理解云的动力学，我们然后给出了广泛使用的维里定理，其关系到分子云的可测量的属性的批判性审查。由于这些性质是我们了解云的动力学状态的工具，我们对它们进行了批判性的分析。最后，我们讨论了无处不在的分子云结构及其与星前核和恒星形成的联系。
2020-06-02 astro-ph.GA
Dense cloud cores revealed by CO in the low metallicity dwarf galaxy WLM
了解恒星的诞生需要观测它们形成的云。这些云是致密的，自引力的，在所有现有的观测中，它们是分子的，H_2是主要的物种，CO是最好的可用示踪剂。当碳和氧的丰度比氢低，尘埃的不透明度也低时，如在原始星系和本地矮不规则星系中，CO形成缓慢，容易被破坏，因此它很难在稠密的云中积累。在这里，我们报告的CO云的干涉观测的本地组矮不规则星系沃尔夫-Lundmark-Melotte（WLM），它的金属丰度是13%的太阳值和50%低于以前的CO检测阈值。与周围的原子包层和H_2包层相比，这些云很小，但它们具有典型的银河系CO云的密度和柱密度。正常的CO密度解释了为什么在矮不规则星系中形成的星团与在巨螺旋星系中形成的星团具有相似的密度。低质量的云表明，这些星团也将是低质量的，除非发生一些星系级的压缩，例如来自宇宙云或其他星系的撞击。如果银河系晕中的大质量贫金属球状星团像人们普遍认为的那样形成于矮星系中，那么它们很可能是由这样的撞击引发的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Dense gas and star formation in individual Giant Molecular Clouds in M31
对整个星系和局部星系恒星形成的研究都表明，分子云的恒星形成速率（SFR）依赖于其致密气体质量。在外部星系中，这样的测量来自HCN（1-0）观测，通常同时包含许多巨分子云（GMC）。仙女座星系（M31）是一个独特的实验室，用于研究SFR和HCN发射到类太阳金属丰度下GMC尺度的关系。在这项工作中，我们将我们的复合SFR测定与档案HCN，HCO $^+$和CO观察结果相关联，从而得到9个具有合理代表性的GMC样品。我们发现，在单个云的尺度上，重要的是要考虑到遮蔽和未遮蔽的恒星形成来确定SFR。当与来自HCN的稠密气体质量相关时，我们发现SFR是低的，尽管有这些改进。然而，我们检索SFR稠密气体质量的相关性，确认这些SFR示踪剂仍然是有意义的GMC尺度。当我们考虑HCN/CO比而不是HCN本身时，相关性显著改善。这名义上表明的依赖性的SFR的稠密气体部分，在矛盾的地方研究。然而，我们假设这部分反映了稠密气体质量的有限动态范围，部分反映了单点HCN和CO测量的比率可能不太容易出现旁瓣等系统性。在这种情况下，HCN/CO比率将是致密气体含量本身的更好的经验测量。
2018-01-23 astro-ph.GA
Star Forming Dense Cloud Cores in the TeV γ-ray SNR RX J1713.7-3946
RX J1713.7-3946是TeV γ射线超新星遗迹（SNRs）中的一个，它发射同步辐射X射线。SNR与位于~1 kpc的分子气体有关。我们在角分辨率为90”的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）跃迁的信噪比中对致密云核A、C和D峰进行了新的分子观测。在12 CO（J=4-3）跃迁中也绘制了13 CO中最强的核心，峰C，角分辨率为38”。峰C显示出活跃恒星形成的强烈迹象，包括双极外流和远红外原恒星源，并且在半径r内具有r^{-2.2 $\pm$ 0.4}变化的陡峭梯度。峰C和其他致密云核在同步加速器X射线中边缘增亮，表明致密云核嵌入在SNR壳层内或其外边界上。这证实了早期的建议，即X射线是物理上与分子气体（福井等，2003年）。我们提出了一个方案，其中的致密分子核心，峰C，幸存下来的冲击波，现在嵌入在SNR。激波-云相互作用的数值模拟表明，致密块体确实可以经受住激波侵蚀，因为激波传播速度在致密块体中是停滞的。此外，激波-云相互作用在致密团块周围诱导湍流和磁场放大，这可能有助于在较低密度的团块间空间中的粒子加速，从而导致致密核心周围增强的同步加速器X射线。
2010-09-09 astro-ph.GA
Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 astro-ph.GA
Large-scale molecular gas distribution in the M17 cloud complex: dense gas conditions of massive star formation?
气体和原恒星在分子云中的不均匀分布是由各种难以分离的物理过程的组合造成的。我们探索这种非均匀分布在M17分子云复杂的主机大质量的恒星形成活动使用$^{12}$ CO（$J=1-0$）和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的发射线与Nobeyama 45米望远镜。质量、大小和引力束缚性等团块性质的差异反映了M17-H{ \scriptsize II}和M17-IRDC云演化阶段的不同。M17-H{ \scriptsize II}云中的团块比M17-IRDC中的团块更致密、更紧凑、更受引力束缚。虽然M17-H{ \scriptsize II}拥有大部分非常致密的气体（27\%），其柱密度大于理论上预测的大质量恒星形成的$\sim$ 1 g cm $^{-2}$阈值，但这种非常致密的气体在M17-IRDC中不足（0.46\%）。我们用TRAO 14 m望远镜对HCO $^+$（$J=1-0$）和HCN（$J=1-0$）进行了观测，{ \nlqb追踪柱密度大于$3\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的所有气体}，证实了M 17-IRDC中高密度（$\gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$）气体的缺乏。虽然M17-IRDC的质量足以形成大质量恒星，但它缺乏非常致密的气体和引力束缚的团块可以解释目前缺乏大质量恒星的形成。
2020-01-27 astro-ph.GA
On the temperature structure of the Galactic Centre cloud G0.253+0.016
我们提出了一系列光滑粒子流体动力学模型G0.253+0.016（也被称为“砖”），一个非常密集的分子云，靠近银河系中心。我们探索如何气体和尘埃温度的反应，因为我们改变了星际辐射场（ISRF）和宇宙射线电离率（CRIR）的强度。由于G0.253+0.016沿着我们视线的物理范围是未知的，我们考虑两种可能性：一种是最长轴是在天空平面上测量的（长度为9.4 pc），另一种是沿着视线，在这种情况下，我们认为它是17 pc。为了恢复观测到的气体和尘埃温度，我们发现ISRF必须是太阳邻域值的1000倍左右，CRIR必须大约为1 E-14 /s，无论研究的几何形状如何。对于这样高的CRIR值，我们发现，在云的内部冷却主要是由中性氧，在标准的分子云，在相同的密度，主要是通过CO冷却。我们的研究结果表明，G0.253+0.016附近的条件是更极端的比那些普遍接受的内部500 pc的星系。
2013-04-04 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO FUNS) I. Dynamics and Chemistry of L1478 in the California Molecular Cloud
“TRAO FUNS”是一个在分子线上调查古尔德带云的项目。本文介绍了加州分子云L1478中心区域的第一个结果。我们使用Taedeok射电天文台（TRAO）14米单碟望远镜进行了动态测绘观测，该望远镜配备了16个多波束阵列，覆盖该区域的$\sim$ 1.0平方度区域，使用C $^{18}$ O（1-0）主要追踪低密度云，使用N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）主要追踪致密核心。同时用CS（2-1）和SO $(3_{2}-2_{1})$对该区域的$\sim$ 440平方角分面积进行了测图。我们通过对C $^{18}$ O数据立方体应用树状图技术鉴定了10个细丝，并通过使用{ \sc FellWalker}鉴定了8个密集的N $_{2}$ H $^{+}$核心。基本的物理性质的细丝，如质量，长度，宽度，速度场，和速度色散。发现L1478由几个速度略有不同的细丝组成。特别是发现超临界的长丝含有在N $_{2}$ H $^{+}$中检测到的致密核。通过比较C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$的非热速度色散，发现致密核与周围的细丝具有相似的运动学特征，而致密核与周围的细丝具有不同的运动学特征.这表明致密芯和细丝的形成机制在单个细丝中可以是不同的，这取决于它们的形态和环境。
2019-04-24 astro-ph.GA
Connection between dense gas mass fraction, turbulence driving, and star formation efficiency of molecular clouds
我们研究的物理参数，影响气体在分子云中的积累，以高柱密度的恒星的形成发生。特别是，我们分析了致密气体的质量分数（DGMF）在一组自引力，等温，磁流体动力学湍流模拟，包括下沉粒子模型恒星形成。我们发现，模拟预测在柱密度范围N（H2）= 3-25 x 10^{21} cm^{-2}内接近指数DGMF，可以通过例如，粉尘消光测量。指数斜率与湍流驱动的类型以及恒星形成效率相关。它们几乎与音速马赫数和磁场强度无关。云演化的早期阶段比后期阶段的斜率更陡。这些预测与观测结果的比较表明，只有相对非压缩驱动（b ~< 0.4）的模拟符合附近分子云的DGMF。大量的红外暗云可以显示与更多压缩驱动一致的DGMF。分子云的DGMF可以显著地受湍流的平均压缩程度的影响。压缩水平的变化可能会导致DGMF斜坡的分散，并且确实需要一些变化来解释观察到的DGMF斜坡的分散。观测到的DGMF斜率也会受到云的恒星形成活动和云与云之间统计变化的影响。
2013-04-18 astro-ph.GA
Condition for the formation of micron-sized dust grains in dense molecular cloud cores
我们研究了分子云致密核中微米级颗粒的形成条件。这是由于探测到了来自许多致密核心深处的中红外辐射，即所谓的“核心”，这被认为是来自微米级颗粒的散射。基于从扩散星际介质中的典型粒度分布开始的凝聚的数值计算，我们获得了形成微米级颗粒的时间$t$的保守下限：$t/t_\mathrm{ff}>3 (5/S) (n_\mathrm{H}/10^5 \mathrm{cm}^{-3})^{-1/4}$（其中$t_\mathrm{ff}$是在核心中氢数密度$n_\mathrm{H}$下的自由落体时间，以及$S$是颗粒-颗粒碰撞截面的增强因子，以解释非致密聚集体）。在典型的核密度$n_\mathrm{H}=10^5 \mathrm{cm}^{-3}$下，至少需要几次自由落体时间来形成负责核的微米级颗粒。这意味着在coreshine观测到的那些致密的核心是分子云中相对长寿的实体，而不是持续一个自由落体时间或更短的动态瞬态物体。
2013-06-24 astro-ph.GA
The Dense Gas Mass Fraction of Molecular Clouds in the Milky Way
利用FCRAO银道面巡天和Bolocam银道面巡天（BGPS）1.1mm尘埃连续辐射的~（13）CO数据，研究了银河系巨分子云（GMC）中致密气体的质量分数。从BGPS星表中选取了860个致密尘埃源的样本，并与344个扩展（> 3 '）~（13）CO J=1-0发射云进行了动力学联系。表中列出了整个尘埃源和尘埃源内部质量表面密度大于200 M_solar/pc ^2的子区域的气体质量，这些子区域被认为是体积密度增强的区域。假设光学薄13 CO J=1-0发射和LTE条件，计算母体GMC的质量。尘埃源质量与宿主GMC质量的平均分数为0.11（-0.06，+0.12）。高柱密度子区域占云质量的0.07（-0.05，+0.13）。由于我们的假设，这些值是真实质量分数的上限。稠密气体的质量分数与GMC质量和气体表面密度无关。低密度气体质量分数表明，在GMC内形成致密结构是恒星形成的主要瓶颈。研究了稠密气体和低密度物质沿视线方向的速度差分布。我们发现一个强大的，集中峰值分布为中心的零速度位移。这种速度差的分布是用朝向稠密气体位置的径向收敛流来建模的，所述稠密气体位置相对于观察到的视线随机定向。这些模型将各种流态的入流速度限制在2-4 km/s。
2013-12-02 astro-ph.GA
Origins of Scatter in the Relationship Between HCN 1-0 and Dense Gas Mass in the Galactic Center
我们研究了星系中心HCN 1-0与致密气体质量的相关性.我们发现，在一般情况下（1 - 0 pc大小的规模的个别分子云核心）HCN 1-0是很好的相关性与致密的分子气体质量使用标准的对数-对数关系。然而，在这种环境中的个体云显示出与这种关系的系统性偏差，导致大约0.75 dex的散射。最值得注意的是，银河系中心质量最大的星云Sgr B2，其HCN 1-0的积分强度不到其质量的一半，而其他几个星云，包括GCM-0.02-0.07，相对于类似质量的星云，HCN 1-0的强度增强了2-3倍。我们还发现，对于给定质量，在中心300秒差距的大规模漫发射中，与来自单个云核的致密发射相比，HCN 1-0的强度更大。我们确定了HCN 1-0和致密气体质量之间关系的两个主要散射源是自吸收（这降低了Sgr B2观测到的HCN 1-0强度）和HCN丰度的变化，这似乎增加了GCM-0.02-0.07和其他云层中HCN 1-0的亮度。我们发现，这些散射源只会导致银河系中心HCN 1-0强度推断的致密气体质量的~ 1 - 0%误差。然而，银河系中心云之间的HCN丰度变化的数量级，以及这些变化的系统性，警告在更极端的环境中，如活动星系核和激波主导的地区，使用HCN作为致密气体质量示踪剂的潜在偏差。最后，我们还研究了在3 mm附近具有过渡的其他示踪剂，发现HNCO，HNC和HCO+在很大程度上表现得像HCN，而H…
2017-01-17 astro-ph.GA
A new parameterization of the star formation rate-dense gas mass relation: embracing gas density gradients
众所周知，分子云和团块内部的气体密度梯度与均匀密度的气体储层相比会提高它们的恒星形成率。在分子云和团块的稠密气体质量$M_{dg}$和恒星形成率$SFR$之间的关系中，可以观察到这种效应，气体密度梯度越陡，$SFR/M_{dg}$的$SFR/M_{dg}$比率越高。本文的内容是双重的。首先，我们基于Parmentier（2019）引入的放大因子的概念来重新定义稠密气体关系（即$M_{dg}$和$SFR$之间的关系）。$SFR/M_{dg}$比不仅取决于气体的平均自由落体时间和每自由落体时间的（固有）恒星形成效率，还取决于气体密度分布的对数斜率$-p$和团簇中心恒定密度区域的相对范围。其次，我们表明，附近的分子云遵循新定义的稠密气体关系，提供其稠密气体质量的体积密度标准的基础上定义的。我们还发现了银河系中央分子区（CMZ）的致密分子云的相同趋势，尽管与附近的云相比，这一分子云的比例缩小了$10$。讨论了邻近云和CMZ云在$(p, SFR/M_{dg})$参数空间中各自的位置。
2020-09-22 astro-ph.GA
Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Sh2-233 Triggering the Formation of the High-mass Protostar Object IRAS 05358+3543
利用$\sim$ 0.5 pc分辨率下的CO $J$ = 2-1数据，对Sh 2 -233区分子气体进行了新的运动学分析。分子气体是由一个长5-pc、宽1.5-pc的对流云组成，其中嵌入了两个致密的云核。暗条位于两个云之间，这两个云的速度差为2.6 km/s $^{-1}$，并延伸超过$\sim$ 5 pc。我们设想两个云相互碰撞，并压缩它们之间的气体，形成$\sim$ 0.5百万年的细丝，这是垂直于碰撞。很可能碰撞不仅形成了对流云，而且还形成了两个致密的核心。其中一个致密的核心与高质量原恒星候选者IRAS 05358+3543有关，这是一颗代表性的高质量原恒星。在大质量恒星形成的整体坍缩方案中，假设初始条件是一个半径为0.1 pc的体积内有100个$M_\odot$的致密核心，而这样一个核心的形成在以前的工作中仍然没有得到解释。我们认为，建议的碰撞是一个步骤，有效地收集气体的100 $M_\odot$到0.1 pc半径。这支持了云-云碰撞是形成致密的高质量致密核心IRAS 05358+3543的必要过程。
2021-06-03 astro-ph.GA
Chemistry and Radiative Transfer of Water in Cold, Dense Clouds
赫歇尔空间天文台最近在寒冷稠密的L1544云中探测到水蒸气，这使得在恒星形成之前的条件下，对氧物种的观测和化学模型进行直接比较成为可能。我们解释了气相水的化学模型，简化了有限数量的反应或过程，是活跃在极冷（$<$ 15 K）。在这个模型中，水通过冻结在颗粒上和通过光解从气相中除去。水在尘埃颗粒表面由O和OH形成冰，并通过光脱附释放到气相中。相对于L1544缓慢的动力学演化，反应足够快，使得气相水在整个云的局部条件下处于平衡状态。我们解释了H $_2$ O（$1_{10}-1_{01}$）线的反常辐射转移。尽管由大的爱因斯坦A系数引起的令人沮丧的高光学深度，在冷的，稀薄的H $_2$中的亚临界激发导致线亮度与列密度成线性比例。因此，水线可以提供冷的稠密云中心最暗区域的化学和动力学过程的信息。观测到的水线的逆天鹅座P-Cygni剖面通常表明云在收缩。该轮廓是用不稳定准静态流体动力学平衡（不稳定的Bonnor-Ebert球体）缓慢收缩的动力学模型再现的。
2014-03-02 astro-ph.GA
Fast Molecular Cloud Destruction Requires Fast Cloud Formation
银河系中很大一部分气体是冷的、致密的和分子的。如果所有这些气体在引力的影响下坍缩，并在局部自由落体时间内形成恒星，银河系中的恒星形成率将超过观测到的数量级。其他正在形成恒星的星系也有类似的行为。然而，观测和模拟都表明，分子气体确实是在引力作用下坍缩的，尽管是分层次的。如果在引力坍缩过程中迅速破坏恒星形成云，及时的恒星反馈为观测到的低恒星形成率提供了一个潜在的解决方案。然而，这要求分子云必须是短命的物体，这就提出了一个问题，即如何在分子阶段观察到如此多的气体。只有当分子云形成的速度和它们被破坏的速度一样快时，才能发生这种情况，从而保持致密气体的全球平衡比例。因此，我们研究云的形成时间尺度。我们首先证明，超新星和超级气泡的清扫不能产生致密气体的速度所需的云破坏率相匹配。另一方面，Toomre引力不稳定性可以达到所需的生产率。因此，我们认为，虽然致密的恒星形成气体可能只持续一个单一的全球自由落体时间，恒星形成星系中的致密气体可以在全球范围内存在于引力不稳定性形成和恒星反馈破坏之间的动态平衡状态。在红移z >~ 2时，Toomre不稳定性时间尺度减小，导致在早期预测高分子气体分数，与观测一致。
2017-09-02 astro-ph.GA
On the dynamics and survival of fractal clouds in galactic winds
最近的观测表明，即使在炽热的星系风中，致密的气体云也能存活下来。在这里，我们表明，包含具有不同统计特性的湍流密度对风扫云的演变具有显着影响。我们研究了对数正态密度场的初始标准差如何影响嵌入超音速风中的准等温云的动力学。我们比较均匀，分形螺线管，分形压缩云模型在3D和2D流体动力学模拟。我们发现，云破裂和稠密气体卷吸过程是云中初始密度分布的函数。分形云比均匀云更早地加速、混合和被破坏。在分形云样本中，压缩云保留了高密度的核，因此它们比螺线管云更受限制，加速更慢，速度色散更低。压缩云也不太容易发生开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性，因此它们比螺线管云存活得更长。通过比较云在破坏时的性质，我们发现，致密气体卷吸是更有效的均匀云比在任何分形云，它是更有效的螺线管比压缩模式。相比之下，在压缩云模型中，风中的质量加载比均匀或螺线管模型更有效。总的来说，广泛的密度分布导致低效的夹带，但他们促进质量加载和有利于非常密集的气体在炎热的银河风的生存。
2019-04-11 astro-ph.GA
Ices in the Quiescent IC 5146 Dense Cloud
本文介绍的光谱在2至20微米范围内的静止云材料位于IC 5146云复杂。这些光谱是由NASA的红外望远镜设备（IRTF）SpeX仪器和斯皮策太空望远镜的红外光谱仪获得的。我们使用这些光谱来研究尘埃和冰的吸收功能，在原始地区的云是不变的嵌入式恒星。我们发现，H2O冰阈值消光是4.03+/-0.05马格。一旦前景消光被考虑在内，然而，阈值下降到3.2马格，相当于金牛座暗云，通常被认为是试金石静态云对所有其他致密的云和嵌入的年轻恒星物体的观测进行比较。两种来源的硅酸盐谱带的谷中的子结构归因于冰中的CH 3OH和NH3，相对于H2O-冰，分别以~2%和~5%的水平存在。硅酸盐特征与E（J-K）色过量的相关性被发现遵循相对于探测漫射云的视线更浅的斜率，支持Chiar等人（2007）先前的结果。
2011-02-12 astro-ph.GA
DeGaS-MC: Dense Gas Survey in the Magellanic Clouds I -- An APEX survey of HCO+ and HCN(2-1) toward the LMC and SMC
研究恒星的形成需要对致密分子气体的性质有精确的了解。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的低金属含量和广泛的恒星形成活动使它们成为研究当地物理条件如何影响致密气体储层的主要实验室。麦哲伦云致密气体巡天（DeGaS-MC）项目的目的是通过在HCO+（2-1）和HCN（2-1）跃迁中观察到的LMC和SMC，扩大我们对致密气体性质与恒星形成活动之间关系的认识。我们用APEX望远镜上的SEPIA 180仪器对30个LMC和SMC分子云进行了定点观测，并在13个恒星形成区进行了后续测绘。第一篇论文提供了线特征目录和综合线强度图的来源。在29个观察点中，20个点检测到HCO+（2-1），8个点检测到HCN（2- 1）。稠密气体的速度模式遵循从恒星星族导出的视线速度场。HCN发射比HCO+发射延伸更少。HCO+（2-1）/HCN（2-1）的亮温比范围为1 ~ 7，这与低金属丰度环境中通常观察到的大比值一致。大量的年轻恒星天体被发现在高HCO+强度和较低的HCO+/HCN流量比，因此朝向密集的视线。致密气体的光度与恒星形成率跟踪的总红外光度超过两个数量级的覆盖我们的意见，虽然大量的区域到区域的变化进行了观察。
2020-09-01 astro-ph.GA
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45 m telescope (FUGIN). VI. Dense gas and mini-starbursts in the W43 giant molecular cloud complex
作为FUGIN项目的一部分，我们在盾板臂（$l\sim {30^\circ}$）的切线方向上对W 43巨分子云复合体进行了新的大尺度$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=$ 1- 0观测。由$^{12}$ CO示踪的低密度气体分布在150 pc $\times$ 100 pc（$l \times b$）以上，并具有大的速度弥散（20-30 km s $^{-1}$）。然而，C $^{18}$ O追踪到的致密气体位于W 43 GMC复合体中的W 43 Main、G30.5和W 43 South（G29.96-0.02）高质量恒星形成区，这些区域具有星团结构。我们发现至少有两个云的速度差$\sim$ 1 - 0 -20公里秒$^{-1}$，这两个很可能是物理上与这些高质量的恒星形成区的高$^{13}$ CO $J=$ 3-2，$J =$ 1-0的强度比和形态对应的红外尘埃排放的结果的基础上。这些云在W 43 Main、G30.5和W 43 South的速度分离太大，以至于每个云都无法被引力束缚。与W51和M17 GMC相比，W 43 GMC的致密气体具有高的局部柱密度，而整个GMC的“当前SFE”（$\sim 4\%$）较低。我们认为，超音速云-云碰撞假说可以解释W 43 GMC复合体中局部小爆发和致密气体形成的起源。
2020-05-14 astro-ph.GA
Submillimeter Observations of Dense Clumps in the Infrared Dark Cloud G049.40-00.01
我们获得了350和850微米的红外暗云G049.40-00.01的连续谱图。基于角分辨率约为9.6”的350微米连续谱图，在G049.40-00.01内识别出21个致密团块。我们提出了亚毫米连续谱图和报告的物理性质的团块。团块的质量范围从50到600 M_sun。大约70%的团块与明亮的24微米发射源有关，它们可能包含原恒星。最大的两个团块显示出扩展的，增强的4.5微米发射，表明活跃的恒星形成活动。团块大小-质量分布表明，它们中的许多正在形成高质量恒星。G049.40-00.01包含许多处于恒星形成不同演化阶段的天体，从前原恒星团块到HII区域。
2011-10-14 astro-ph.GA
Chemical nitrogen fractionation in dense molecular clouds
含氮分子在不同的天文环境中，如在星际介质或在太阳系中，显示出不同的同位素分馏水平。星际化学模型无法在冷分子云中诱导氮分数，因为15 N的交换反应大多效率低下。在这里，我们开发了一个新的气体颗粒模型的氮分馏，包括一个彻底的搜索新的氮分馏反应和原子耗尽到星际尘埃粒子的现实描述。我们表明，虽然致密的分子云气相化学单独导致非常低的分馏，14 N原子优先耗尽的气相由于原子氮的质量依赖的晶粒表面粘附率。然而，假设一个基本的14 N/15 N比为441（等于太阳风值），我们的模型导致只有低的15 N富集的所有含N的物种在气相中合成的预测14 N/15 N比在360-400的范围内。较高的富集水平既不能用这种机制来解释，也不能通过化学来解释，有两种可能的解释。(I)局部ISM中的元素14 N/15 N比较小，正如Romano等人最近的工作所建议的那样，由于电子复合速率常数随同位素的变化而变化，假设15 NNH+和15 NNH+耗尽。(II)N2光解离导致扩散分子云中的可变氮分馏，其中光子起重要作用，这在致密分子云形成期间是保守的，如Furuya & Aikawa的工作所建议的。
2020-12-14 astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 astro-ph.GA
Modelling the dust emission from dense interstellar clouds: disentangling the effects of radiative transfer and dust properties
有了普朗克和赫歇尔，我们现在就有了观测稠密而寒冷的分子云所需的光谱覆盖范围和角分辨率。由于这些云在短波长处光学厚度大，而在长波长处光学厚度小，因此如果不对辐射转移（RT）进行适当处理，就很难对尘埃的性质做出任何结论。我们的目的是解开RT和灰尘的性质上的灰尘排放的变化的影响，提供观察员的关键分析所产生的排放从稠密的云。我们模拟圆柱形云，照明的ISRF，并进行全面的RT计算。使用DustEM解决了无定形碳和硅酸盐的尘埃温度，碳地幔覆盖的颗粒，以及碳和硅酸盐的混合聚集体。我们允许晶粒的光学性质随波长和温度的变化。我们确定观察到的色温，T，和发射率光谱指数，β，通过拟合的灰尘排放与修改后的黑体，比较我们的模型与观测。RT效应既不能解释低T，也不能解释在密集云中心测得的亚毫米级发射率增加，也不能解释观测到的β-T反相关。添加噪声的建模数据，我们表明，这是不太可能是唯一的解释β-T的反相关观测无星云。这可以解释为晶粒光学性质随温度的内在变化。至于增加的亚毫米发射率和低T，它们必须起源于颗粒光学性质的变化，可能是由它们的生长形成多孔聚集体引起的。我们发现很难从颗粒发射的光谱变化中追溯其性质。最后，柱密度被低估时，确定与黑体拟合，因为T和云中心的真实尘埃温度之间的差异。
2012-04-25 astro-ph.GA
The dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis. Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个目录的星前和无星的核心内的日冕南分子云测光数据从赫歇尔空间天文台。在距离d~130 pc的地方，南冕座是最近的恒星形成区之一。Herschel用SPIRE和PACS测光相机以并行模式拍摄了南冕的多波长数据，波长范围为70 μm至500 μm。一个完整的样本的无星和星前核心和嵌入的原恒星被确定。赫歇尔-古尔德带巡天的其他结果显示了致密核心的分布与分子云内部的对流结构之间的空间相关性。我们更进一步，并显示这些核心的属性和它们在云内的空间分布之间的相关性，特别关注密集核心的质量分布相对于它们的邻近。我们发现，只有低质量的无星核心远离暗条形成，而所有高质量的星前核心都靠近暗条结构形成，或者直接形成在暗条结构上。这一结果支持了星前核主要形成于星丝上的范例。我们分析了整个分子云的质量分布，发现证据表明，皇冠周围的区域似乎是在一个更动态的先进的进化阶段，云内的其余团块。
2018-01-23 astro-ph.GA
The C(3P) + NH3 reaction in interstellar chemistry: II. Low temperature rate constants and modeling of NH, NH2 and NH3 abundances in dense interstellar clouds
采用连续超音速流动反应器测定了50 ~ 296 K温度范围内C + NH3反应的速率常数。通过脉冲激光光解CBr 4产生C原子。标题反应的动力学直接遵循真空紫外激光诱导荧光（VUV LIF）的C损失和通过H的形成。实验明确地表明，反应在296 K下是快速的，在较低温度下变得更快，在50 K下达到1.8 10-10 cm 3 molecule-1 s-1的值。由于这种反应目前没有包括在天体化学网络中，它对星际氢化氮丰度的影响是通过一个包括气体-颗粒相互作用的稠密云模型来测试的。特别是，在星际NH3合成中起着至关重要的作用的H2的邻-对比的效果进行检查。
2016-03-24 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). III. Filaments and dense cores in the NGC 2068 and NGC 2071 regions of Orion B
本文通过TRAO-FUNS项目对猎户座B的NGC 2068和NGC 2071区域进行分子谱线观测，识别出速度相干纤维和48个致密核，发现纤维的引力临界性是其碎裂并形成致密核及后续演化的关键条件。
2023-09-18 astro-ph.GA
The Effect of an Inert Solid Reservoir on Molecular Abundances in Dense Interstellar Clouds
在决定星际气体中的分子丰度时，化学物质的冻结作用是什么，这个问题是一个有争议的问题。我们调查了一个理论的情况下，致密的星际分子云核心的化学动力学随时间变化的建模，其中晶粒表面反应故意不包括在内。这意味着，气相和固相丰度仅受气体反应、颗粒上的吸积和解吸的影响。我们比较结果的参考模型，其中没有吸积发生，只有气相反应。我们可以追踪到分子吸积和解吸的纯物理过程对气相化学具有重大的化学后果。引入气体-颗粒相互作用的主要影响是长期的分子丰度变化，这种变化在星前核的典型寿命期间远未达到平衡。
2013-01-09 astro-ph.GA
Deeply Embedded Protostellar Population in the Central Molecular Zone Suggested by H$_2$O Masers and Dense Cores
中央分子带（CMZ），通常指银河系内部500 pc的区域，包含十几个大质量（$\sim10^5$ $M_\odot$）分子云。这些云会积极形成像Sgr B2这样的恒星吗？它们如何受到CMZ中的极端物理条件（如强湍流）的影响？在这里，我们提出了回答这些问题的第一步。使用高灵敏度，高角分辨率的无线电和（亚）毫米观测，我们研究了深埋在CMZ中的6个大质量云，包括20和50公里的PDMATHAMO $^{-1}$云，Sgr B1关闭（称为尘埃脊云e/f），Sgr C，Sgr D和G0.253-0.016的恒星形成。VLA水脉泽观测表明，人口深嵌入原恒星候选人，其中许多是新的检测。SMA 1.3毫米连续观测揭示了与脉泽相关的尘埃发射峰值，表明存在致密核。虽然我们的研究结果证实，云，如G0.253-0.016缺乏内部紧凑的子结构，并在恒星形成方面是静止的，两个云（20公里秒的$^{-1}$云和Sgr C）脱颖而出的水脉泽集群与相关的致密的核心，这可能表明人口的深埋在早期演化阶段的原恒星。VLA和ALMA的后续观测对于确认它们的原恒星性质是必要的。
2016-09-27 astro-ph.GA
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
The Dynamics of Dense Cores in the Perseus Molecular Cloud II: The Relationship Between Dense Cores and the Cloud
我们利用广泛的数据集可用于英仙座分子云的小规模密集的核心和较大的结构，它们嵌入的运动学之间的关系进行分析。这里提出的运动学措施可以与我们以前的工作中讨论的那些结合使用，作为强观测约束，恒星形成的数值模拟（或分析模型）应该匹配。我们发现，致密的核心有小的运动相对于13 CO气体，约三分之一的13 CO速度分散沿同一视线。在每个消光区内，核心到核心的速度色散约为该区域中所见的总（13 CO）速度色散的一半。大尺度速度梯度约占每个区域总速度弥散的一半，这与根据功率谱P（k）~ k^{-4}的大尺度湍流模式预测的结果相似。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores in the dark cloud complex LDN1188
我们提出了一个位于仙王座LDN 1188暗云复杂的分子线发射研究。在这项工作中，我们专注于云的密集部分和红外点源的近邻。我们用Effelsberg 100米射电望远镜进行了氨填图，确定了3个致密核。用Onsala 20 μ m望远镜进行的CS（1- 0）、CS（2- 1）和HCO $^{+}$（1- 0）测量揭示了致密分子物质的分布。利用IRAM 30 m望远镜在某些选定的方向上绘制了1.2 mm处的尘埃发射图，作为分子谱线测量的补充。有了这些数据，我们就可以推测出这个黑暗的复杂云团中可能的进化顺序。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in cloud cores -- simulations and observations of dense molecular cores and the formation of solar mass stars
恒星的形成是低效的。分子云数值模拟和理论模型的最新进展表明，星际湍流、磁场和恒星反馈的综合作用可以解释恒星形成的低效率。恒星的形成率对湍流的驱动模式非常敏感。螺线管驱动可能是更重要的中央分子区，相比更多的压缩驱动剂在螺旋上午云。理论和观测工作都在进行中，以确定不同银河系环境中湍流的主导驱动模式。ALMA与CARMA、JCMT和SMA等其他仪器相结合的新观测开始揭示致密核心和原恒星盘的磁场结构，显示出具有有序和湍流场分量的高度复杂的场几何结构。这种复杂的磁场可以在致密的核心和原恒星吸积盘中产生一定范围的恒星质量和喷流/外流效率。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cloud Formation and Star Formation in a Barred Galaxy
我们研究了棒星系中形成的大质量致密云的性质及其与恒星形成的可能关系，并利用从棒旋星系M83的2 Mass数据中获得的引力势进行了二维流体动力学模拟。由于棒星系区的云形成和演化环境与旋臂区不同，棒星系是研究云形成和随后恒星形成的环境效应的一个很好的目标。我们的模拟使用初始80百万年的等温流动的非自引力气体在禁止的潜力，然后包括辐射冷却，加热和自引力的气体为下一个40百万年，在此期间形成密集的团块。我们确定了许多冷，致密的气体团块的质量是超过$10^4M_{\odot}$（一个值对应的分子云），并研究这些团块的物理性质。所确定的团块的内部运动的速度色散与团块大小的关系是类似于我们的银河系的分子云中观察到的。我们发现，在酒吧区域的团簇的维里参数大于在螺旋臂区域。根据我们的数值结果，我们通过应用Krumholtz和McKee（2005）的简单模型来估计棒臂和旋臂区域的恒星形成。恒星形成率与气体表面密度之间的平均关系与观测到的Kennicutt-Schmidt关系吻合得很好。条区域中的SFE是螺旋臂区域的$\sim 60 %$。这一趋势与棒星系的观测结果一致。
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Flattest Infrared Extinction Curve in Four Isolated Dense Molecular Cloud Cores
本研究观测四个邻近孤立致密分子云核的红外消光，发现迄今最平坦的消光曲线，支持致密环境中尘埃颗粒生长，且与弥散介质Astrodust模型吻合，凸显尘埃演化复杂性。
2024-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Experimental evidence for Glycolaldehyde and Ethylene Glycol formation by surface hydrogenation of CO molecules under dense molecular cloud conditions
本研究的重点是形成两个分子的天体生物学的重要性-乙醇醛（HC（O）CH 2 OH）和乙二醇（H2 C（OH）CH 2 OH）-通过表面氢化的CO分子。我们的实验旨在模拟星际暗云区域的CO冻结阶段，以及热处理和高能处理成为主导。它表明，随着H2 CO和CH 3OH的形成-CO氢化的两个公认的产品-也具有一个以上的碳原子的分子的形式。该过程的关键步骤被认为是两个HCO自由基的重组，然后形成C-C键。实验建立的反应途径实施到一个连续时间的随机行走蒙特卡罗模型，以前用于模拟天体化学时标上的CH 3OH的形成，研究它们对致密星际云中乙醇醛和乙二醇的固态丰度的影响。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A sensitivity study of the neutral-neutral reactions C + C3 and C + C5 in cold dense interstellar clouds
用于星际云模型的化学网络包含许多反应，其中一些反应的速率系数和/或产物很难确定。在这项工作中，我们报告了一种方法，用于提高使用灵敏度方法和从头计算的分子丰度的预测。2003年的化学网络的基础上，我们使用了两种不同的灵敏度的方法来确定最重要的反应作为一个密集的冷云模型的时间函数。在这些反应中，我们集中在C和C3之间以及C和C5之间的反应，因为它们对特定的重要物种如CO的影响以及它们对大量物种的一般影响。然后，我们使用从头算和动力学方法来确定一个改进的速率系数为前一个反应和一组新的产品，加上一个略有变化的速率系数为后者。将我们的新结果放在冷密云的伪时间依赖模型中，我们发现许多物种的丰度在早期发生了变化，这是基于CO和原子C丰度的巨大变化。我们比较了这些新的速率系数/产品的效果与观测丰度的比较，发现他们转移的最佳协议从3e 4年到（1-3）e5年。
2009-01-13 astro-ph.GA physics.chem-ph
Star Formation Rates in Molecular Clouds and the Nature of the Extragalactic Scaling Relations
在本文中，我们调查的标度关系的恒星形成率和分子气体质量的本地星系云和外部星系的样本。我们特别考虑的恒星形成率和测量的密度，以及总的，分子气体质量之间的关系。我们认为，有一个基本的经验标度关系，直接连接本地恒星形成过程与全球范围内的星系。具体来说，分子云或星系中的恒星形成速率与分子云或星系中致密气体的质量成线性比例。这个简单的关系，首先记录在以前的研究中，在覆盖近9个数量级的质量范围内保持不变，并表明恒星形成的速度直接由恒星形成复合体中可以组装的致密分子气体的数量控制。我们进一步表明，恒星形成率和总分子质量，表征当地的云和星系，是相关的类似的大规模的质量，可以描述由一个家庭的线性恒星形成比例律，参数化的$f_{DG}$，云或星系内所含的致密气体的分数。也就是说，对于具有相同密度气体分数的云和星系，潜在的恒星形成比例定律总是线性的。这些考虑提供了一个单一的统一框架来理解标准的（非线性）河外施密特-肯尼库特标度律之间的关系，这通常是来自CO的气体观测，和线性恒星形成标度律来自HCN的致密气体观测。
2011-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
NRO M33 All-Disk Survey of Giant Molecular Clouds (NRO MAGiC): II. Dense Gas Formation within Giant Molecular Clouds in M33
本文报道了对本星系群M33中银河系中心距离为5.1kpc的74个主要巨分子云（GMC）的~（12）CO（J=1-0）和~（12）CO（J=3-2）谱线发射的观测结果。这些观测是野边山射电天文台M33巨分子云全圆盘巡天项目（NRO MAGiC）的一部分。12 CO（J=1-0）的空间分辨率为80 pc，12 CO（J=3-2）的空间分辨率为100 pc。我们成功地探测到65个GMCs的~（12）CO（J=3-2）发射。此外，我们发现，恒星形成率的表面密度，这是来自一个线性组合的H α和24 μ m的排放量，和12 CO（J=3-2）的积分强度之间的相关性仍然保持在这个尺度。这一结果表明，即使在GMC尺度上，恒星形成活动也与12 CO（J=3-2）线示踪的温暖而致密的气体密切相关。我们还发现，具有高恒星形成活性的GMC往往表现出高的积分强度比（R3-2/1-0）。此外，我们还观察到R3-2/1-0的质量依赖的趋势与低的恒星形成活动的GMCs。根据这些结果，我们推测，R3-2/1-0值的低恒星形成活动的GMCs主要取决于致密气体的分数，而不是温度，因此，致密气体的分数增加的GMCs的质量，至少在低恒星形成活动的GMCs。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense Gas Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection in a Disk Galaxy with a BiSymmetric Spiral Magnetic Field
最近，碰撞诱导的磁重联（CMR）机制被提出来解释猎户座A巨分子云中致密细丝的形成。一个自然的问题是，CMR是否在银河系的其他地方工作。作为回答这个问题的初步尝试，本文研究了在一个改进的双对称螺旋（BSS）磁场的平板旋转盘中CMR的触发和稠密气体的产生。云-云碰撞在磁盘中的场反转的模拟与雅典娜++代码。在代表暖中性介质的条件下，云-云碰撞成功地触发了不同盘半径的CMR。然而，致密气体的形成被主要的热压力阻碍，除非存在中等强度的初始场$\gtrsim5μ$ G。强场模型，具有较大的伦德奎斯特数$S_L$和较低的等离子体$β$，激活碰撞中平面的等离子体团不稳定性，这是由磁盘旋转抑制。我们推测，CMR可能是常见的，如果更多的云沿场反转碰撞。然而，为了在数值模拟中见证CMR过程，我们需要用空间动态范围$\gtrsim10^6$显著地解决碰撞中平面。如果银河系的旋臂确实与BSS中的场反转相吻合，那么CMR就有可能在旋臂中创造或维持致密气体。高分辨率、高灵敏度的塞曼/法拉第旋转观测对于寻找具有螺旋场的CMR候选者至关重要。
2022-05-17 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Dense molecular clouds in the SN2008fp host galaxy
（删节）我们利用对SN 2008 fp的星际吸收特征（例如原子和分子谱线以及弥漫星际带（DIB））的观测来研究宿主星系ESO 428-G14中河外弥漫星际云的物理性质。通过分光偏振法研究了介入粉尘的性质。SN 2008 fp的光谱显示了一个复杂的弥散原子云，其径向速度与宿主星系的系统速度（~1700 km/s）一致。在日心速度为1770 km/s时，观测到一个半透明（A_V ~ 1.5等）的云。我们首次在本星系群之外的星系中同时探测到C2和C3。CN（0，0）带线比被用于导出外部星系中宇宙背景辐射温度的现场测量;这给出了T = 2.9 ± 0.3 K的激发温度。星际偏振定律明显偏离银河系中观察到的，表明SN 2008 fp宿主星系中尘埃颗粒的成分或尺寸分布存在重大差异。C2用于探测冷扩散ISM密度和温度。在一个月的时间内，河外吸收线轮廓没有变化，这意味着吸收材料不是星周的，因此没有直接受到SN事件的影响。在100 AU以下的分子云小尺度结构中，密度变化不明显。
2014-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
