Photoevaporation of Molecular Gas Clumps Illuminated by External Massive Stars: Clump Lifetimes and Metallicity Dependence
我们进行了一套三维辐射流体动力学模拟的光蒸发的分子气体团被外部大质量恒星。我们研究了太阳质量块的命运，并推导出它们的寿命与不同的气体金属丰度范围内的$10^{-3} \,Z_\odot \leq Z \leq Z_\odot $。我们的模拟包括远紫外（FUV）和极紫外（EUV）光子的辐射传输，并遵循原子/分子线冷却和尘埃-气体碰撞冷却。非平衡化学与辐射转移和流体力学以自洽的方式耦合。我们表明，辐射驱动的冲击压缩气体团块有一个体积，这是由与热环境气体的压力平衡。辐射冷却使富含金属的团块能够冷凝，并且具有小的表面积，其中光蒸发流被发射。对于我们的基准设置与O型星在0.1秒差距的距离，由此产生的光蒸发率是一样小的$\sim 10^{-5} M_{\odot}/{\rm yr}$的金属丰富的团块，但较大的金属贫乏的团块有较大的表面积。这些团块通过所谓的火箭效应不断加速远离辐射源，并且在寿命内可以超过$\sim$ 1秒差距。我们还研究了团簇在光解离区的光蒸发。光电加热对于含有少量颗粒的贫金属团块是低效的，因此它们存活超过$10^5$年。我们的结论是气体金属丰度强烈影响的集群寿命，从而决定了在恒星形成区域的大质量恒星的反馈的强度。
2018-11-01 astro-ph.GA
Assessing the Performance of Molecular Gas Clump Identification Algorithms
探测分子云中的团（核）是亚毫米天文学中的一个重要问题。然而，自动聚类识别算法的识别的完整性和返回参数的准确性仍然不清楚。在这项工作中，我们测试的性能和偏见的GaussClumps，ClumpFind，Fellwalker，Reinhold和树状图算法识别模拟团块。通过设计具有不同大小、峰值亮度和拥挤度的模拟团块，我们研究了算法的特性及其性能。在检测完整性方面，Fellwalker，Dendrograms和Gaussclumps分别是第一，第二和第三最好的算法。这六种算法的正确识别次数随着模拟团块的大小和信噪比的增加而逐渐增加，随着拥挤度的增加而减少。在参数提取精度方面，Fellwalker和Dendrograms算法优于其他算法。所有算法的聚类参数的平均偏差随着聚类的大小和SNR的增加而逐渐增加。除Fellwalker外，大多数算法在提取团块的总通量时表现出显着的偏差。总体而言，Fellwalker，Gaussclumps和树状图在检测完整性和提取参数方面表现出最好的性能。这六种算法的维里参数偏差相对较小。将这6种算法应用于Rosette分子云的聚类识别时，ClumpFind1994、ClumpFind2006、Gaussclugs、Fellwalker和Reinhold表现出与模拟试验结果一致的性能。
2019-10-17 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
Study of the molecular clump associated with the high-energy source HESS J1858+020
HESS J1858+020是位于SNR G35.6-0.4南部边界附近的弱伽马射线源。由两个团块组成的分子云显示出与SNR和附近扩展的HII区域相互作用的迹象。特别是，最南端的团块与HESS源的中心重合。在这项工作中，我们详细研究了这个团块，目的是增加信息，有助于识别的性质非常高的能量发射。我们用阿塔卡玛亚毫米望远镜实验（ASTE）在~（12）CO J=3-2，~（13）CO J=3 - 2，HCO+ J=4-3和CS J=7-6谱线上观测到上述分子团簇，其角分辨率为22”。为了补充这一意见，我们分析了红外和亚毫米连续档案数据。根据12 CO和13 CO J=3-2的谱线和1.1 mm的连续辐射，我们推导出该团块的密度在10^{3}和10^{4} cm^-3之间。我们发现了一个年轻的恒星物体（YSO），可能是一个高质量的原恒星，嵌入在分子团中。然而，我们没有观察到任何证据的分子流出这个YSO，这将揭示存在的热射流能够产生所观察到的伽马射线。我们的结论是，TeV γ射线发射的最可能的起源是分子气体和宇宙射线之间的强子相互作用加速的冲击波前的SNR G35.6-0.4。
2011-03-29 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
Molecular clumps disguising their star formation efficiency per freefall time: What we can do not to be fooled
与气体密度均匀的情况相比，分子团中体积密度梯度的存在使它们能够提高恒星形成率。这种更高的恒星形成率反过来又会产生我们测量的每自由落体时间的恒星形成效率的更高值。因此，所测量的每自由落体时间$ε_{\rm ff, meas}$的星团恒星形成效率受到简并性的困扰，因为有两个因素对它起作用：一个是星团气体的密度梯度，另一个是每自由落体时间$ε_{\rm ff, int}$的固有恒星形成效率，如果没有气体密度梯度，星团将形成恒星。本文提出了一种方法，允许一个恢复的内在效率的集中丛。它取决于从团中心到团边缘局部测量的恒星和气体表面密度之间的关系。不需要了解团簇气体的初始密度分布。对该方法的逐步说明是观察者手中的一个工具。一旦$ε_{\rm ff, int}$被估算出来，它就可以与它的测量的、团块平均的、对应的$ε_{\rm ff, meas}$进行比较，以量化团块的初始气体密度分布对其恒星形成历史的影响。
2020-03-03 astro-ph.GA
Dense Molecular Clumps associated with the LMC Supergiant Shells LMC 4 \& LMC 5
通过观测位于两个超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的大麦哲伦云（LMC）恒星形成区N48和N49，研究了超巨星壳层及其相互作用对致密分子团的影响.用ASTE和Mopra望远镜对这些区域进行了$^{12}$ CO（$J$ =3-2，1-0）和$^{13}$ CO（$J$ =1-0）观测。一个密集的分子团簇的集群分布显示与7 pc的空间分辨率。大的速度梯度分析表明，团簇的分子氢密度（$n({\rm H}_2)$）从低密度到高密度（$10^3$ cm $^{-3}$）分布，它们的动力学温度（$T_{\rm kin}$）通常较高（大于$50$ K）.这些团块似乎处于恒星形成的早期阶段，这也从H $α$、年轻恒星候选者和红外辐射的分布中得到了证明。我们发现N48区位于两个星系界面的高密度HI包层中，恒星形成相对演化，而N49区仅与LMC 5有关，恒星形成相对平静。N48区域的团块通常显示出高的$n({\rm H}_2)$和$T_{\rm kin}$，它们与大麦哲伦星系团形成区（30 Dor，N159）的团块一样密集和温暖。这些结果表明，星系的大尺度结构，特别是两个星系之间的相互作用，有效地形成了致密的分子团和恒星。
2014-11-01 astro-ph.GA
Virial Clumps in Central Molecular Zone Clouds
分析了亚毫米波阵CMZoom巡天观测资料，描述了银河系中央分子带（CMZ）22个云团中755个团簇的维里平衡（VE）和恒星形成潜能。在每个云团中，几乎所有团块都遵循柱密度质量趋势N~M^s，其中s = 0.38 +- 0.03接近压力边界极限s=1/3。当VE中重力未结合的团块具有相似的速度色散和外部压力时，这种趋势是预期的。这些云中有九个还含有一个或两个明显更大的团块。这些属性允许在每个云中的绑定和未绑定团块的VE模型，其中最大质量的团块具有VE临界质量。这些模型表明，有213个团块的速度弥散为1-2 km s^（-1），平均外部压力为0.5 ~ 4 x 10^8 cm^（-3）K，束缚团块比例为0.06，典型的维里参数α =4 ~ 15。这些大部分未结合的团块可能是在VE与他们的湍流云压力，可能是由流入银河酒吧。相比之下，大多数Sgr B2团块根据其相关来源和N-M趋势而结合。当CMZ团块组合成质量分布时，用停止吸积模型分析了其典型的幂律斜率。它还表明，大多数团块是未绑定的，不能显着增长，由于它们的吸积和扩散的时间尺度相似，约0.2百万年。因此，维里和动力学分析的最广泛的集群普查表明，恒星形成的CMZ可能会抑制一个显着赤字的引力约束团块。
2022-02-28 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
The molecular clump towards the eastern border of SNR G18.8+0.3
SNR G18.8+0.3的东部边界靠近HII区复合体，是研究分子气体的一个非常有趣的区域，它可能与SNR激波阵面接触。我们用阿塔卡玛亚毫米望远镜实验（ASTE）在~（12）CO J = 3 -2，~（13）CO J=3 -2，HCO+ J=4-3，CS J=7-6谱线上观测到上述区域，角分辨率为22”。为了补充这些观察，我们分析了红外，亚毫米和无线电连续档案数据。在这项工作中，我们清楚地表明，无线电连续“突起”，这是早期被认为是属于SNR是一个HII区域复杂深深嵌入在一个分子团。新的分子观测结果显示，这个密集的团块属于围绕SNR东南边界的扩展分子云，与SNR G18.8+0.3没有物理接触，这表明SNR冲击波阵面尚未到达它，或者它们可能位于不同的距离。我们发现了一些年轻的恒星物体嵌入在分子团中，这表明它们的形成应该与SN爆炸大致相同。
2012-09-07 astro-ph.GA
Photoevaporation of Jeans-unstable molecular clumps
我们研究了Jeans不稳定分子团在各向同性FUV（6 eV $< {\rm h}ν$ < 13.6 eV）辐射下的光蒸发，通过三维辐射转移流体动力学模拟实现了一个非平衡化学网络，包括H $_2$的形成和解离.我们运行一组模拟考虑不同的团块质量（$M=10-200$ M $_\odot$）和碰撞通量（$G_0=2\times 10^3-8\times 10^4$在哈宾单位）。在初始阶段，辐射作为R-型解离前沿扫过团块，使H $_2$质量减少40- 90%。然后，一个弱的（$\mathcal{M}\simeq 2$）冲击发展并向团块的中心行进，团块在从其表面释放质量的同时崩溃。所有被考虑的团块保持重力不稳定，即使辐射扯掉大部分团块质量，表明外部FUV辐射无法阻止团块坍缩。然而，FUV强度调节了恒星形成的最终H $_2$质量：例如，对于$G_0 < 10^4$，超过10%的初始团块质量存活下来。最后，对于大质量团块（$\sim 100$ M $_\odot$），H $_2$的质量在坍缩过程中增加了25-50%，这主要是因为快速的密度增长，这意味着更有效的H $_2$自屏蔽。
2019-07-24 astro-ph.GA
Sheets, filaments and clumps - high resolution simulations of how the thermal instability can form molecular clouds
本文描述了通过一个较大的复杂的云内部的热不稳定性的崩溃冷块的形成的三维模拟。初始条件是一个扩散的原子，静止的，热不稳定的，200 pc直径的球形云在压力平衡与低密度的环境。这是在n_H = 1.1 cm ^{-3}附近的最精细的初始网格层（0.29 pc）上用10%的密度扰动播种的，并在包括自引力的情况下演化。未施加磁场。在从该模拟中提取的区域的更高分辨率下（低至0.039pc）的重新模拟表明，热不稳定性形成片，然后是细丝，最后是团块。长丝的宽度随时间增加，在一种特定情况下从0.26 pc增加到0.56 pc。此后，大小约为5 pc的团块在细丝的交叉处生长。利用FellWalker算法寻找引力势的极小值，发现了21个性质与分子云相似的团簇。并非所有这些都是引力束缚的，但流动的收敛性质和中心密度的增加表明它们很可能形成恒星。对质量最大的团块的进一步模拟显示，引力坍缩的密度大于10 ^6 cm^{-3}。这些结果提供了现实的初始条件，可用于研究反馈在个别团块，相互作用的团块和整个分子云复合物。
2019-03-12 astro-ph.GA
Clump mass function at an early stage of molecular cloud evolution: II. Galactic cloud complexes
通过与不同作者从银河系云复合体的分子发射和尘埃连续谱图中得到的团块质量分布进行比较，对Donkov，Veltchev和Klessence开发的用于推导团块质量函数（ClMF）的统计方法进行了观测测试。结果表明，占主导地位的集团人口的引力有界性，考虑或不考虑其热能和磁能的贡献。ClMF可以由两个幂律函数的组合来表示，这两个幂律函数被大约10到100个太阳质量的特征质量分开。中等质量的ClMF的斜率很小，几乎是常数（-0.25 \gtrsim <$IM} \gtrsim -0.55），而高质量的ClMF部分则是由包含引力不稳定团块的模型拟合的，其斜率在更宽的范围内（-0.9 \gtrsim <$IM} \gtrsim -1.6），以恒星初始质量函数（<$HM} \gtreqless -1.3）为中心。
2013-04-23 astro-ph.GA
A Search for Small-Scale Clumpiness in Dense Cores of Molecular Clouds
我们分析了HCN（1-0）和CS（2-1）线轮廓获得高信噪比对不同的位置在三个选定的对象，以寻找小尺度结构的分子云核心与高质量恒星形成的区域。在某些情况下，在谱线轮廓中检测到波纹，这可能是由于望远镜光束中存在大量未解决的小团块。线性尺度约为0.2-0.5 pc的区域的团块数量是使用分析模式和cloud-cloud云模式的详细计算确定的;这个数字在~2 10^4-3 10^5的范围内变化，取决于源。丛密度范围为~3 × 10 ^5 - 10 ^6 cm^{-3}，丛的大小和体积填充因子为~（1-3）× 10^{-3} pc和~0.03 ~ 0.12。团簇被密度不低于~（2-7）10^4 cm^{-3}的团簇间气体所包围。模型团簇中气体的内部热能远高于它们的重力能。它们的平均寿命取决于团簇间的碰撞速率，在10^4-10^5年之间变化。这些结构可能与高质量恒星形成区域中的湍流造成的密度波动有关。
2009-03-25 astro-ph.GA
Characterization of molecular outflows at core-scale in the massive clump AGAL G345.0029-0.224
Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（空间天体物理与物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, UBA（布宜诺斯艾利斯大学理学院物理系）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Ciencias Nucleares（墨西哥国立自治大学核科学学院）
研究高质量团块中分子流出的特征，揭示团块尺度与核心尺度流出质量差异的原因，通过ALMA数据分析核心尺度流出特性。
2026-03-18 astro-ph.GA
A molecular line study towards massive extended green object clumps in the southern sky: chemical properties
我们提出了一个分子线研究对31个扩展的绿色物体（EGO）团块在南部天空中使用的数据从MALT 90（毫米天文学遗产团队90 GHz）。根据以前的多波长观测，我们将样本分为两组：大质量年轻恒星天体（MYSO）和HII区。我们的研究结果似乎支持N2 H+和C2 H排放主要来自内部的气体静止团块。此外，我们还发现从MYSO到HII区，[N2 H +]/[H13 CO +]和[C2 H]/[H13 CO +]的相对丰度比逐渐减小。这些结果表明，N_2H ~+和C_2H ~+在双星形成的后期阶段耗尽，可能是由于内部形成了HII区。通过与H13 CO+和HC 3 N等分子的比较，发现N2 H+和C2 H+可以作为双星形成的化学钟。
2016-05-04 astro-ph.GA
The Life and Death of Dense Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文报道了对大麦云星云中恒星形成区N105、N113、N159和N44的巨分子云进行的高空间（秒差距）分辨率HCO+（J = 1 -0）和HCN（J = 1-0）发射观测的结果。HCO+和HCN观测分别在89.2和88.6 GHz，在澳大利亚望远镜紧凑阵列的紧凑配置进行。辐射被成像成质量在10^2到10^4太阳质量之间，半径在1 pc到2 pc之间的单个团块。许多团块与当前大质量恒星形成的指标相一致，表明许多团块与深嵌入的形成恒星和星团有关。我们发现，含有大质量YSO的团块往往更大（>1 pc），质量更大（M > 10^3太阳质量），表面密度更高（~1 g cm^-2），而没有恒星形成迹象的团块则更小（<1 pc），质量更小（M < 10^3太阳质量），表面密度更低（~0.1 g cm^-2）。没有大质量YSO的大质量（M >10^3太阳质量）团块的缺乏表明，一旦团块达到有利于大质量恒星形成的物理性质，恒星形成的开始就会迅速发生。使用大质量大质量YSO中红外光谱的大样本，我们估计有斯皮策中红外光谱的大质量YSO中约有2/3不再位于分子团中;我们估计这些年轻的恒星/星团在至少3 x 10^{5}$yr的时间尺度上已经破坏了它们的出生团。
2012-03-20 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Dense Gas Map and Environmental Trends
在寻求理解高质量恒星形成的过程中，有必要了解高质量恒星将形成的物质-致密的分子气体云和团块。赫歇尔红外银河系平面巡天（Hi-GAL）是对热尘埃发射的全面巡天，可用于表征分子气体的性质和银河系分布。我们分析了银河经度范围内的勘测图$10^\circ < \ell < 56^\circ$，并利用距离概率密度函数将这些2D图转换成银河平面的3D稠密气体图。这个范围对应于银河系环巡天（GRS）的范围，它提供了我们大部分的视线速度，因此是运动学距离。在Hi-GAL的这一部分中，我们识别了19，886个簇，其中10，124个至少具有运动学距离，5，405个通过贝叶斯技术很好地约束了它们的距离。在那些距离受到严格限制的星系中，星系团的质量随银心半径的增大而减小，而星系团的半径则与银心半径无关。
2018-09-24 astro-ph.GA
The density gradient inside molecular-gas clumps as a booster of their star formation activity
呈现密度梯度的恒星形成区域比密度均匀的区域有更高的恒星形成率。我们把一个球形中心集中气体团的恒星形成率与该气体团在密度均匀时的恒星形成率之比称为放大因子$ζ$。我们将$ζ$映射为团块质量、半径、初始体积密度分布和恒星形成时间跨度的函数。对于具有陡峭密度分布的团块（即幂律斜率范围从$-3$到$-4$，如在银河系分子云的一些高密度区域所观察到的），我们发现恒星形成率至少比其顶帽型高一个数量级。这意味着这些团块的恒星形成比基于它们的平均自由落体时间预期的更快，更有效。这也意味着，测量的恒星形成效率每自由落体时间的团块的基础上，其全球性的属性，即质量，平均体积密度和恒星形成率，目前的波动很大。这些反映了恒星形成团块密度分布的多样性，而不一定是恒星形成物理学的变化。星团祖先内部陡峭的密度分布可能有助于形成多个恒星星族，例如在古老的球状星团中经常观察到的那些。
2019-11-12 astro-ph.GA
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - IV. Ammonia towards dust emission
在这里，我们报告的两个最低的反转过渡氨与70米Tidbinbilla射电望远镜的观测。进行这些实验是为了确定与RCW 106相关的G333巨分子云的致密团块中的动力学温度，并检查精确温度对计算质量等导出量的影响。该项目是一个更大的调查的一部分，以了解与大质量恒星形成相关的时间尺度和演化序列，特别是其最早阶段。假设一个巨大分子云的初始化学成分是均匀的，那么其中任何丰度的变化都将是由于进化状态造成的。我们已经确定了63块使用SIMBA 1.2毫米尘埃连续图，并计算了气体温度的大部分（78%），这些密集的团块。在使用斯皮策GLIMPSE 8.0 $μ$ m发射将样品分离成IR亮和IR暗团块之后，我们使用统计检验来检查我们的分类是否在质量和温度方面显示出不同的种群。我们发现，团块质量和柱密度没有显着的人口差异，和动力学温度是最好的参数来区分每个团块的引力束缚态。动力学温度是唯一的参数，发现有一个显着的概率低，从同一人口。这表明团块半径对团块的温度没有很大的影响，因此半径相似的团块可能具有不同的内部加热机制。我们还发现，虽然IR明亮的团块具有较高的中值维里质量，但两个样品的维里质量和半高宽范围相似。有87%（46个中的40个）的质量大于维里质量，这表明它们将形成恒星或已经在形成恒星。
2014-03-20 astro-ph.GA
On the Formation of Molecular Clumps in QSO Outflows
我们研究了最近在CO和HCN排放中发现的类星体流出物中冷分子团的起源。我们首先描述了这种辐射驱动的外流的物理性质，并表明，从动量到能量驱动的流的过渡必须发生在R ~ 0.25千秒差距的径向距离。在这种转变过程中，由于瑞利-泰勒不稳定性，被扫起的物质碎片的外壳，但这些团块几乎没有质量，并且很可能被浸入其中的热气快速烧蚀。然后，我们探索了另一种情况，其中团块形成的热不稳定性在R >~ 1千秒差距，可能含有足够的灰尘，催化分子的形成。我们用三维双流体（气体+尘埃）数值模拟了kpc ^3的外流斑块，包括原子和尘埃冷却、热传导、尘埃溅射和来自类星体辐射场的光电离，研究了这一过程。在所有情况下，尘埃颗粒在大约10，000年内迅速被破坏;虽然一些冷团块在稍后形成，但它们只是作为短暂的特征存在，随着冷却变得更加广泛而消失。事实上，如果我们人为地将类星体辐射场增强100倍，我们只能找到一个稳定的具有致密团块的两相介质。这一结果，再加上尘埃颗粒的完全破坏，使分子外流的解释成为一个非常具有挑战性的问题。
2016-09-08 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
A large-scale CO survey of the Rosette Molecular Cloud: assessing the effects of O stars on surrounding molecular gas
我们提出了一个新的大规模调查J=3-2 12 CO排放覆盖4.8平方度的玫瑰星云周围。大约2000个紧凑的团块被确定，具有空间不变的幂律质量分布指数为-1.8。大多数内部团块的速度梯度为1-3 km/s/pc，远离令人兴奋的星云。梯度随着离中心O型星的距离而减小，并且与光电离气体加速模型相一致，假设团簇的寿命为几个10^5年。然而，在一个明显的例子中，观察到的近恒定速度梯度很难用简单的模型来解释。大多数蓝移但极少数红移的团块与暗吸收光学球有关，证实了主要的分子气体运动是远离中央星云和O星的膨胀。许多团簇也位于分子环中，其膨胀速度为30 km/s，半径为11 pc，动力学寿命约为100万年。团簇的J=3-2/1-0 12 CO线比随离O星的距离而减小，这意味着它们的表面温度存在梯度;结果与由于中心星导致的团簇表面加热的简单模型一致。在该区域发现了七个高速分子流，这些流动和嵌入的年轻星系团之间有着密切的对应关系。这些流出的能量足以驱动每个团簇内的局部气体湍流。我们发现14个明确的例子之间的关联嵌入的年轻恒星在24微米和CO团块，这些被认为是光蒸发分子信封。没有嵌入恒星证据的CO团块往往具有较低的速度梯度，这表明年轻恒星的存在可能会延长光蒸发包层的寿命。
2009-02-24 astro-ph.GA
A mean density of $112\, M_{\odot}\,\rm pc^{-3}$ for Central Molecular Zone clumps -- Evidences for shear-enabled pressure equilibrium in the Galactic Center
利用APEX望远镜大面积巡天星系巡天870 $μ$ m的数据，对银河系中央分子区（CMZ）气体的密度结构进行了系统的研究。我们发现，团块遵循$m = ρ_0 r^3$的缩放，其对应于$n_{\rm H_2} = 1.6 \times 10^3\,\rm cm^{-3}$（$ρ_0 =112\;M_{\odot}\;\rm pc^{-3}$）的特征密度，其变化为$\approx 0.5\,\rm dex$，其中我们假设气尘质量比为100。这种特征密度可以解释为分子气体与周围温暖的星际介质之间的热压平衡的结果。这种平衡是可以建立的，因为剪切力的强度与自重的强度大致相同。我们的研究结果可以解释这样一个事实，即与银河系盘的其他部分相比，CMZ中的恒星形成效率非常低。我们还确定了人口的团块，其密度是两个数量级更高的附近的Sgr B2区域，我们建议产生的碰撞之间的密度较低的团块。对于这些碰撞的发生，压缩潮汐等过程可能通过将团块聚集在一起创造了适当的条件。
2020-06-12 astro-ph.GA
Feedback in Forming Star Clusters: The Mass-Radius Relation and Mass Function of Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文导出了大麦云云（LMC）中分子团簇的质量-半径关系和质量函数，并用Fall，Krumholz，and Matzner（FKM）提出的简单反馈模型对它们进行了解释。我们的工作利用了Wong等人根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测到的LMC中六个巨大分子云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图编制的基于树状图的团块目录。麦哲伦星云是唯一的外部星系，这种类型的分析是可能的，在必要的空间分辨率（$\sim1$ pc）。我们发现LMC团簇的质量-半径关系和质量函数分别在质量范围$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^5 M_\odot$和$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^4 M_\odot$上具有幂律形式$R \propto M^α$和$dN/dM \propto M^β$，其指数分别为$α= 0.36 \pm 0.03$和$β= -1.8 \pm 0.1 $.利用这些团块的$α$和$β$值（即，protoclusters），FKM模型对年轻LMC团簇质量函数的预测指数为$β\approx 1.7$，与观测指数吻合较好。这里描绘的LMC中的团块和星团的情况复制了银河系中的情况。
2021-01-28 astro-ph.GA
The Perils of Clumpfind: The Mass Spectrum of Sub-structures in Molecular Clouds
我们研究了英仙座分子云复合体中13 CO（1-0）示踪的子结构的质谱，发现$dN/dM\propto M^{-2.4}$为标准的Clumpfind参数。这个结果与经典的$dN/dM\propto M^{-1.6}$不一致。为了理解这种差异，我们研究了使用Clumpfind算法获得的质谱的稳健性。2D和3D Clumpfind版本进行了测试，分别使用850 $μ$ m尘埃排放和13 CO谱线观测英仙座。改变阈值的效果并不重要，但是改变步长对于2D和3D情况产生不同的效果。在2D的情况下，其中发射是相对孤立的（仅与云中的密度峰相关），与质量函数拟合不确定性相比，质谱变异性可以忽略不计。然而，在3D的情况下，13 CO排放跟踪的分子云的大部分，团块的数量和衍生的质谱高度相关的步长使用。这里“2D”和“3D”之间的区别更重要的是“稀疏”和“拥挤”发射之间的区别。在任何“拥挤”的情况下，Clumpfind都不应该被盲目地用于派生质量函数。在“拥挤”情况下，Clumpfind的输出仍然可以提供对相互比较有用的排放的统计描述，但clump-list不应被视为适合于生成物理上有意义的质量函数的鲁棒区域分解。我们的结论是，13 CO质谱取决于观测分辨率，由于MC的层次结构。
2009-06-01 astro-ph.GA
Evolutions of CH$_3$CN abundance in molecular clumps
为了研究大质量恒星演化对周围分子的影响，我们选择了9个以前用阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜和亚毫米阵列（SMA）望远镜观察到的大质量团块。基于APEX的观测，我们得到了亮度质量比L $_{\rm clump}$ /M $_{\rm clump}$的范围为10 ~ 154 L $_{\sun}$ /M $_{\sun}$，其中一些嵌入了超紧凑（UC）H\，{ \footnotesize II}区域.利用SMA观测到9个大质量恒星形成区的CH $_3$ CN（12 $_{\rm K}$ -11 $_{\rm K}$）跃迁。用XCLASS程序计算了CH $_3$ CN的转动温度和柱密度，并计算了它的丰度分数。结果表明，当L $_{\sun}$/M $_{\sun}$为10 ~ 40时，CH $_3$ CN温度随L $_{\rm clump}$/M $_{\rm clump}$的增加而增加，当L $_{\rm clump}$ /M $_{\rm clump}$ = 40 L $_{\sun}$/M $_{\sun}$时，CN温度随L $_{\rm clump}$/M $_{\rm clump}$的增加而降低。假设CH $_3$ CN气体被来自中心恒星的辐射加热，则估计CH $_3$ CN相对于中心恒星的有效距离。距离范围为$\sim$ 0.003 ~ 0.083pc，占聚团大小的1/…
2021-04-14 astro-ph.GA
ALMA Resolves 30 Doradus: Sub-parsec Molecular Cloud Structure Near the Closest Super-Star Cluster
我们提出了ALMA观测30剑鱼座-迄今为止在河外恒星形成区分子气体的最高分辨率视图（~0.4pc x 0.6pc）。R136以北的30 Dor-10云被绘制成12 CO2 -1、13 CO2 -1、C18 O2 -1、1.3mm连续谱、H30 α复合线和两个H2 CO 3-2跃迁。大多数12 CO排放与小的细丝和团块有关（<1 pc，在当前分辨率下约为1000 Msun）。一些团块与原恒星有关，包括被R136强烈辐射光烧蚀的“创造之柱”。分子云的辐射通常通过分解成近似光束大小的团块来分析。剑鱼座30星系中的这种团块在大小、线宽和表面密度上与银河系团块有相似的趋势。30个剑鱼座团块在给定尺寸下的线宽比拉森的比例关系所预测的要大，这与压力限制一致。与10 pc分辨率下研究的云相比，它们在给定的尺寸和线宽下延伸到更高的表面密度。这些趋势也适用于银河系红外暗云中的团块;需要对这两种环境进行更高分辨率的观测。从尘埃连续体，CO和维里定理计算的团块质量的一致性表明，CO丰度在30剑鱼团块是没有显着不同的LMC平均值，但尘埃丰度可能会减少~2。有没有强烈的趋势，从R136的距离的团块属性，致密的团块不强烈的影响，外部辐射场，但有一个温和的趋势，降低致密的团块填充分数更深的云。
2013-07-13 astro-ph.GA
A Galactic Molecular Cloud Clump Catalog from Hi-GAL Data: Method and Initial Results Comparison to BGPS
作为星团的前身，稠密分子气体云和团簇的分布和物理性质的研究是非常必要的。这种研究是用地面的Bolocam银河平面测量（BGPS）进行的。现在，赫歇尔红外银河系平面调查（Hi-GAL）允许我们做同样的更高质量的数据和银河系平面的完整覆盖。我们已经做了一个试点研究，比较了在Hi-GAL和BGPS巡天中发现的致密分子气体团，使用了以银河系为中心的六个$2^\circ \times 2^\circ$区域，它们分别是$\ell = 11^\circ$、30 $^\circ$、41 $^\circ$、50 $^\circ$、202 $^\circ$和$217^\circ$。我们采用BGPS方法来识别团块和估计距离，导致在我们的子研究中识别出6198个团块，其中995个具有良好的约束距离。这些物体均匀地分布在银河经度上，这是Hi-GAL源混淆有限的结果。这些团块的质量从10 $^{-2}$ M $_\odot$到10 $^{5}$ M $_\odot$不等，日心距离可达16 kpc。当两次调查中发现的团块进行比较时，我们看到距离在1 kpc内一致，质量比是统一的。这作为对BGPS的外部验证，并在我们继续对整个Hi-GAL的团块进行编目时注入信心。除了与BGPS相同的来源外，Hi-GAL还发现了许多其他来源，主要是由于缺乏大气噪音。我们预期Hi-GAL产生$2\times10^5$团块，其中20%…
2017-05-05 astro-ph.GA
SCALES. II. The Internal Composition of Giant Star-Forming Clumps at $z = 1 - 4$
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学Kavli宇宙起源研究中心（WPI）/UTIAS）；Univ Lyon, Univ Lyon1, ENS de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学/里昂第一大学/里昂高等师范学院/CNRS/里昂天体物理研究中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Département d’Astronomie, Université de Genève（日内瓦大学天文学系）；Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学/巴黎西岱大学/法国原子能和替代能源委员会/CNRS/AIM）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
本研究利用JWST/NIRCam观测23个透镜星系，通过高斯差分分解识别44个巨团块，发现其内部质量组成与随机抽样一致，并揭示团块恒星质量函数在约10^7.4太阳质量处存在斜率断裂。
2026-10-30 astro-ph.GA
The Physical Properties of High-Mass Star-Forming Clumps: A Systematic Comparison of Molecular Tracers
我们对27个与水脉泽发射相一致的高质量团簇样品进行了HCO+和H^13CO+、N2 H+、HCS+、HCN和HN^13C、SO和^34SO、CCH、SO_2和CH_3OH-E的观测。所有转换都以几乎相同的分辨率（30”）观察或卷积，从而允许对从映射转换导出的块属性进行相互比较。我们发现N2 H+的排放是空间分化的灰尘和其他分子相比，对一些非常明亮的核心（10 27）和N2 H+的积分强度不相关以及灰尘连续通量。我们计算有效激发密度，n_eff，所需的密度激发1 K线在T_kin=20 K气体的每个分子示踪剂。具有较大有效激发密度（n_eff > 10^5 cm^-3）的分子示踪剂的强度似乎与亚毫米尘埃连续谱强度的相关性更强。团块的中值大小与示踪剂的n_eff（其跨越超过三个数量级）反相关。维里质量与n_eff不相关，特别是在线光学厚的情况下，因为线宽可以通过非维里运动显著加宽。团块的中值质量表面密度和中值体积密度与n_eff相关，这表明在导出核的集合的平均性质时理解分子示踪剂的激发条件的重要性。
2011-04-19 astro-ph.GA
The properties of SCUBA cores in the Perseus molecular cloud: the bias of clump-finding algorithms
我们提出了一个新的分析，在英仙座分子云，SCUBA 850微米的数据确定的恒星形成的核心的属性。我们的目标是确定哪些核心属性可以鲁棒地识别，哪些依赖于提取技术。在云中的四个区域进行了检查：NGC 1333，IC 348/HH 211，L1448和L1455。我们使用两种流行的自动化算法，CLFIND和GAUSSCLUMPS，识别出粉尘排放的团块，分别找到85和122个团块。有些趋势对这两个群体都是真实的：团块随着时间的推移变得越来越细长，并且与恒定表面亮度的物体一致，平均亮度比周围的分子云大4到10倍;团块质量分布（CMD）类似于恒星初始质量函数，CLFIND的斜率alpha = -2.0+/-0.1，GAUSSCLUMPS的斜率alpha = -3.15+/-0.08，其跨越Salpeter值。斜率变浅的质量（在M~6 Msun时两种算法相似）意味着恒星形成效率在10%到20%之间。其他地方报道的趋势取决于团块发现技术：我们发现原恒星团块比它们的无星对应物都小（对于GAUSSCLUMPS）和大（对于CLFIND）;最适合CMD的函数形式对于两种算法是不同的。GAUSSCLUMPS CMD最适合对数正态分布，而CLFIND最适合破幂律分布;在以前的研究中，可以在CLFIND中看到缺乏大质量无星核心的报道，但不是GAUSSCLUMPS数据。我们的方法突出了丛种群之间的相似性和差异，说…
2009-10-21 astro-ph.GA
The stellar content of the infalling molecular clump G286.21+0.17
大质量恒星团簇形成的早期演化过程仍然不确定。在嵌入星团形成的最早阶段对其进行观测，可以深入了解恒星的空间和时间分布，从而探索不同的恒星团簇形成模型。我们呈现了巨大的坠落团块G286.21+0.17（也称为BYF 73）周围8 '* 13'（5.4pc*8.7pc）区域的近红外成像。恒星的内容，整个领域的确定和测光推导出，以{获得}恒星参数的集群成员。我们发现证据的一些子结构（尺度小于pc直径）的区域内，显然至少有三个不同的子集群与分子团簇的基础上的差异，消光和磁盘分数。在集群的中心，我们识别出一个深度嵌入的子集群。在与分子物质相关的两个子团簇中检测到39-44%的近红外过量，暴露的团簇中检测到27%的近红外过量。使用磁盘过剩作为年龄的代理，这表明星团非常年轻。目前的恒星总质量估计至少为200 Msun。分子核心拥有丰富的前主序星人口。有证据表明，在恒星形成区域内的空间分布和可能从磁盘频率的多个事件的恒星形成。
2017-09-29 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. IV. Molecular Clump Radiative Transfer, Mass Distributions, Kinematics, and Dynamical Evolution
我们将$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O数据作为CHaMP项目的下一个主要版本，这是$l$ = 280 $^{\circ}$ -300 $^{\circ}$中银河系分子云的无偏样本。从辐射转移分析，我们自洽地计算了$\sim$ 300质量块的光学深度、激发温度和柱密度的3D立方体，并更新了Barnes等人（2015）的$I_{\rm CO}$依赖的CO $\rightarrow$ H $_2$转换定律。对于$N$ $\propto$ $I^p$，我们发现$p$ = 1.92 $\pm$ 0.05的速度分辨转换律聚集在所有的团块。一个实用的积分转换定律是$N_{\rm CO}$ =（4.0 $\pm$ 0.3）$\times$ 10 $^{19}$ m $^{-2}$ $I_{\rm CO}^{1.27\pm0.02}$，证实了银河系云的总分子质量比标准的$X$因子高出2 $\times$。我们使用这些法律比较运动学的块内部与他们的前景$^{12}$ CO信封，并找到证据表明，大多数团块是动态不均匀的：不规则的部分似乎是缓慢地附着到内部，或分散。我们计算的空间分辨质量吸积/扩散率在所有的团块，并映射本地流的时间尺度。虽然这些流量与团块结构没有明确的相关性，但推断的吸积率是局部质量表面密度$Σ$的统计强函数，表明在有效时间尺度$\sim$ 30-50百万…
2018-06-01 astro-ph.GA
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
The mid-infrared molecular inventory towards Orion IRc2
我们提出了第一个高光谱分辨率中红外调查的猎户座BN/KL地区，覆盖7.2至28.3微米。使用SOFIA/EXES，我们瞄准了神秘的猎户座IRc 2。虽然这是在最多产的研究大质量恒星形成区，较长的波长和分子发射线主导了以前的光谱调查。这项工作中的中红外观测以前所未有的细节访问不同的组分和分子种类。我们明确地确定了两个新的运动学成分，都是化学丰富的多分子吸收线。“蓝色团块”的vLSR = -7.1 \pm 0.7 km/s，“红色团块”的vLSR = 1.4 \pm 0.5 km/s。虽然蓝色和红色团块具有相似的温度和线宽，但蓝色团块中的分子种类具有更高的柱密度。它们都可能与纯旋转H2发射有关，也包括在这次调查中。这项工作提供了证据的情况下，蓝色和红色的团块是不同的组件无关的经典组件在猎户座BN/KL地区。与该地区其他红外目标的光谱测量相比，蓝色团块明显延伸。我们分析，比较，并提出深入的调查结果的物理条件C2 H2，13 CCH 2，CH 4，CS，H2O，HCN，H13 CN，HNC，NH3和SO2吸收线和H2发射线与蓝色和红色团块。我们还提供了对Orion IRc 2和原子禁戒跃迁[Fe II]，[SI]，[SIII]和[NeII]的H2O和SiO分子发射线的有限分析。
2022-11-28 astro-ph.GA
Clumpy shocks as the driver of velocity dispersion in molecular clouds: the effects of self-gravity and magnetic fields
我们重新审视了另一种解释的湍流性质的分子云-即，速度分散相匹配的驱动湍流的经典预测，可以产生的clusterian材料通过冲击。虽然以前的工作表明，这种机制可以重现观察到的速度色散和尺寸尺度之间的拉森关系（$σ\propto L^Γ$与$Γ\approx 0.5$），自重力和磁场的影响没有考虑。我们进行了一系列的平滑粒子磁流体力学实验，在自引力和磁场的组合存在下，使凝块气体通过激波。我们发现整个$σ$和$L$之间的幂律关系，指数范围从$Γ=0.3-1.2$。这些结果对磁场的强度和几何形状相对不敏感，只要冲击相对较强。$Γ$对气体的整体速度和冲击波阵面之间的角度以及冲击波强度（与冲击波前气体的引力束缚相比）非常敏感。如果$σ-L$关系的起源是在星系激波中，偏离标准Larson关系约束旋涡星系激波的强度和行为。
2018-09-18 astro-ph.GA
On the Diagnostic Power of FIR/Sub-mm SED Fitting in Massive Galactic Molecular Clumps
我们使用来自赫歇尔和阿塔卡马探路者实验（APEX）的FIR和亚毫米连续数据，将逐像素修改后的普朗克SED与高质量和中等质量原恒星普查（CHaMP）（$280^{\circ}<\ell<300^{\circ}$，$-4^{\circ}<b<+2^{\circ}$）中的星前和原恒星团块拟合。我们目前的尘埃温度（$T_{\text{d}}$）和H $_2$柱密度（\ncol）的分子团在船底座星云复合体（区域9至11），周围的RCW 64（区域26）的地图。我们比较了CO和H $_2$的柱密度，以绘制它们对应的区域变化，并推导出CO丰度图。我们发现CO丰度在每个区域变化一个数量级或更多，平均每H $_2$几个$\times$ 10 $^{-5}$ CO，并且每个团块的CO丰度分布在形式和大小上与环境条件相关，特别是$T_{\text{d}}$。这表明，即使在单个分子云内，单个CO丰度也不足以从$N_{\text{CO}}$转化为\ncol。我们还发现，$L/M$痕迹$T_{\text{d}}$几乎完全，因此不是一个独立的恒星形成的示踪剂，但在$T_{\text{d}}$的最小值几乎普遍符合最大值在\ncol，这意味着冷却和密度增强必须在星前团块演化的同时步骤。最后，基于团尺度（1-5 pc）和云尺度（$\gtrsim10$ pc）样本的广义直方图N-PDF，我们只能得到团的$\sim10\…
2018-10-17 astro-ph.GA
Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
The evolution of temperature and density structures of OB cluster-forming molecular clumps
OB星团起源于秒差距尺度的大质量分子团。我们的目标是了解中间尺度（$\lesssim$ 0.1-1 pc）扩展气体的大规模团块的温度和密度结构的演变。我们对多种分子线示踪剂（例如，CH $_{3}$ CCH，H $_{2}$ CS，CH $_{3}$ CN，CH $_{3}$ OH），其覆盖宽范围的激发条件，朝向八个大质量团块的样品。基于不同的辐射传输模型，我们约束气体的温度和密度结构，并建立一个演化的图片，辅助空间依赖的维里分析和多个物种的丰度比。我们确定的温度径向分布在30-200 K之间变化，在一个连续的规模，从中心的团块到0.3-0.4 pc半径。团块的径向气体密度分布，由径向幂律描述，斜率在-0.6和$\sim$-1.5之间，对于更演化的源来说更陡峭，正如基于代表气体大部分的尘埃连续体的结果所表明的那样（$\sim$ 10 $^{4}$ cm $^{-3}$），和CH $_{3}$ OH线探测致密气体（$\gtrsim$ 10 $^{6}$-10 $^{8}$ cm $^{-3}$）区域。致密气体和大块气体之间的密度对比随着演化而增加，并且可能指示空间和时间上变化的恒星形成效率。的径向轮廓的维里参数示出了一个全球性的变化，朝着一个亚维里状态的团簇的演变。线宽随着中心核心区域周围半径的增加而减小，并且在外部包络中增加，其斜率比超音速湍流（$\,\propto\,$ $r^{…
2021-12-02 astro-ph.GA
Filament L1482 in the California molecular cloud
目的。结合几个互补的观测和物理估算，研究了加利福尼亚分子云L1482分子丝的引力碎裂过程。我们研究了这种分子细丝的运动学和动力学状态以及嵌入其中的几十个致密分子团的物理性质。方法.我们提出和比较的分子线发射观测的J=2- 1和J=3- 2跃迁的12 CO在这个分子复合物中，使用KOSMA 3米望远镜。这些观测得到了中国西部青海省德令哈站紫金山天文台13.7米射电望远镜获得的13 CO J=1--0发射的档案数据观测和分析的补充，以及来自赫歇尔太空望远镜在线档案的红外发射图，用SPIRE和PACS相机获得。这些互补数据集的比较允许对L1482分子细丝进行全面的多波长分析。结果我们已经在加利福尼亚分子云中沿着分子丝L1482识别出23个团块。所有这些分子团都表现出超音速的非热气体运动。虽然在质量和大小上与猎户座分子云惊人地相似，但基于静态Bonnor Ebert球得出的质量半径阈值，相对于猎户座分子云，加利福尼亚分子云中高质量恒星的形成速率似乎受到抑制。我们的分析表明，这些分子细丝是热超临界和分子团簇可能形成沿细丝的重力断裂。这些分子团不是静态的，而是最有可能处于动态演化过程中。
2014-06-05 astro-ph.GA
Characterising magnetic fields at the onset of star cluster formation: From giant molecular clouds to infrared dark clumps
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Cologne（科隆大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
利用Planck和JCMT POL-2偏振数据，研究8个红外暗团块及其母分子云的平面天磁场形态，发现磁场形态在团块和云尺度上显著不同，气体速度弥散与磁场线方向在柱密度梯度上的对齐存在强相关，表明磁场对团块动力学演化影响小，但在大尺度上起支撑作用。
2026-06-24 astro-ph.GA
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
The Processing of the Clumpy Molecular Gas in the Galactic Center and the Star-Formation
本文介绍了在银心中心~20 pc区域用绿岸100米望远镜（GBT）对CS 1-0进行的测绘观测，以及用亚毫米波阵列（SMA）对0.86mm尘埃连续辐射和几种温暖致密气体示踪物进行的157点镶嵌观测。前所未有的大视野和高角分辨率的SMA尘埃图像允许识别丰富的0.1-0.2 pc规模的致密气体团。我们发现，在银河系中心，I类甲醇脉泽与致密气体团有很好的关联。然而，在~0.1 pc尺度下，这些致密气体团簇仍然具有极大的线宽（FWHM~10-20 km/s）。简单的计算表明，已识别的团块可能是加压气体库，为1-10颗太阳质量的恒星的形成提供了燃料。这些气体团可能是ALMA解决银河系中心大质量恒星形成的最有希望的候选者。
2014-02-07 astro-ph.GA
CHIMPS: Physical properties of molecular clumps across the inner Galaxy
最新一代的分子气体示踪剂高角分辨率无偏银河平面调查使分子云的内部能够在一系列环境中进行研究。CHIMPS巡天同时以15角秒的分辨率在13 CO和C 18 O（3-2）中绘制了银河系内平面的一个扇区，范围为27.8 < l < 46.2度和|b| < 0.5度。CHIMPS数据与来自COHRS调查的12 CO（3-2）数据的组合使我们能够进行逐体素局部热力学平衡分析，确定13 CO在每个l，b，v位置的激发温度，光学深度和柱密度。FellWalker在13 CO（3-2）排放图中确定的离散源的距离被确定，允许计算源的许多物理性质，我们在本文中提出了第一个源目录。我们发现，在尺寸和密度方面，CHIMPS源代表了由CO识别的大规模分子云和尘埃排放中看到的致密团块之间的中间人群，因此代表了从扩散到致密相的分子气体的批量过渡。我们没有发现任何显着的系统性变化的质量，柱密度，维里参数，激发温度，或在银河系的距离探测范围内的湍流压力，但我们确实发现了一个浅的平均体积密度随着银河系的距离增加。我们发现，臂间团块有显着更窄的线宽，和较低的维里参数和激发温度比团块位于螺旋臂。当考虑最可靠的距离有限的子样本时，最大的变化发生在星系团到星系团的尺度上，这与最近的类似研究相呼应，这些研究表明恒星形成过程对银河系尺度的环境基本上不敏感，至少在内盘内是如此。
2019-11-11 astro-ph.GA
A Catalog of Molecular Clumps and Cores with Infall Signatures
对坍缩运动的研究是研究分子云动力学和恒星形成早期过程的常用手段。许多著作对降落进行了深入的研究。检索了1994年以来有关分子云入流研究的文献，对作者所确定的入流源进行了总结。共记录了456个入轨源。我们将它们分为高质量源和低质量源，其中高质量源又分为星前、原恒星和HII区三个演化阶段。我们根据源的大小将其分为块和核。H $_2$柱密度值范围为1.21 $\times$ 10 $^{21}$至9.75 $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，中位数为4.17 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。高质量源和低质量源的H $_2$柱密度显著分离。高质量团块的下沉速度中值为1.12 km s $^{-1}$，低质量核的下沉速度几乎都小于0.5 km s $^{-1}$。进化的不同阶段之间没有明显的区别。低质量核心的质量下降率在10 $^{-7}$和10 $^{-4}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，高质量团块的质量下降率在10 $^{-4}$和10 $^{-1}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，只有一个例外。我们没有发现质量下降率随进化阶段而变化。
2022-06-29 astro-ph.GA
HCN hyperfine ratio analysis of massive molecular clumps
我们报告了一个新的分析协议HCN超精细数据，PYSPECKIT包的基础上，和使用这个新的协议，以分析样品区的7个大规模的分子团从人口普查的高和中等质量的原恒星（CHaMP）调查的结果，为了得到这个物种的柱密度的地图。HCN的积分强度，IHCN，和以前报道的IHCO+的团块之间有很强的相关性，但IN 2 H+是没有很好的相关性与这两个其他的“致密气体示踪剂”。PYSPECKIT的四个拟合参数在VLSR = 8-10 km/s，σ V = 1.2-2.2 km/s，Tex = 4-15 K，τ = 0.2-2.5范围内。这些参数使我们能够导出这些云的柱密度图，而不限制关于激发或不透明度的假设。一个更传统的（线性）的方法将IHCN转换为总质量列给出了更低的团块质量比我们的结果的基础上的超精细分析。这主要是由于样品区域中的低I、低Tex和高τ区域。我们的结论是，在这些大质量的团块中可能有比以前认识到的更致密的气体，而不是参与大质量恒星的形成。如果这一结果适用于CHaMP样本中的其他云，那么它将对肯尼库特-施密特恒星形成定律的校准产生巨大的影响，包括这些地区气体耗尽时间尺度的大幅增加。
2016-12-24 astro-ph.GA
Ubiquitous Molecular Outflows in z > 4 Massive, Dusty Galaxies I. Sample Overview and Clumpy Structure in Molecular Outflows on 500pc Scales
大规模星系尺度的气体外流是调节整个宇宙星系生长和演化的最常见机制之一。虽然流出的气体跨越了很大的温度和密度范围，但冷分子相特别令人感兴趣，因为分子流出可能能够通过移除恒星形成气体来抑制星系中的恒星形成。我们已经进行了第一次调查的分子流出z > 4，目标是11个强透镜尘埃，恒星形成星系（DSFG）与高分辨率阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）观测OH 119微米吸收作为流出示踪剂。在这第一篇论文中，我们概述了调查，重点是检测率和结构的分子外流。我们在8/11（73%）的星系中发现了外流的明确证据，是z > 4时已知数量的三倍多。这意味着z > 4 DSFG中的分子风必须具有接近1的发生率和大的张开角才能在吸收中被检测到。透镜重建显示，500 pc规模的cluerous结构的外流是常见的。单个团块不能直接分辨，但从光学深度参数来看，我们预计未来的观测将需要50- 200 pc的空间分辨率。我们没有检测到高速[CII]翅膀在任何来源与明确的OH流出，表明[CII]是不是一个可靠的示踪剂的分子流出。我们的研究结果代表了在人口水平上表征z > 4的分子外流的第一步，表明大规模外流在早期的大质量尘埃星系中无处不在。
2020-10-23 astro-ph.GA
Properties of molecular clumps and cores in colliding magnetized flows
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Center for Data and Simulation science (CDS), University of Cologne（科隆大学数据与模拟科学中心）
本研究通过模拟不同初始磁场强度下的碰撞流，发现磁场强度影响分子云分裂和丝状结构形成，但团块和核的动力学仅弱依赖于磁场；多数团块不受束缚，核处于维里平衡。
2026-09-11 astro-ph.GA
Identifying Evolutionary Stages of Molecular Clumps through Unsupervised and Supervised Machine Learning
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Ural Federal University named after the first President of Russia B.N.Yeltsin（叶利钦总统乌拉尔联邦大学）；Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院太空研究所）
本研究利用机器学习方法对分子团的演化阶段进行分类，通过无监督和监督学习技术识别出不同演化阶段的团块，并为522个对象提供了分类结果。
2026-02-25 astro-ph.GA
Compact and High Excitation Molecular Clumps in the Extended Ultraviolet Disk of M83
本文利用ALMA高分辨率CO(3-2)观测，证实M83延伸紫外盘中的分子云具有团块-包层结构，其致密恒星形成团块尺寸与猎户座A相当，表明恒星形成由云内部物理主导。
2024-10-07 astro-ph.GA
Environmental conditions shaping star formation: The Carina Nebula
使用Mopra望远镜，我们有针对性地在船底座星云61个地区，覆盖面积为1.5平方度，明亮和紧凑的870 $μ$ m尘埃连续发射的分子线发射从主机的16个谱线在3毫米，包括几个致密的气体示踪剂。我们发现，在船底座探测到的团块一般具有平均更高的温度（27 K与21 K相比）和更低的质量（214 M $_\odot$与508 M $_\odot$相比），而不是位于银河平面中与我们相似距离的团块。我们比较了这些团块的分子线发射的性质与MALT 90调查，发现分子线的检测率类似于MALT 90团块被归类为PDR。然而，大多数位于$η$隆突10'以内的团块在我们的观测中几乎没有检测到分子线发射。由于缺乏在船底座地区的脉泽探测，我们还比较了在船底座的团块的性质与银河系的团块与6.7 GHz的甲醇脉泽。我们发现，与银河面的脉泽相关的团块相比，船底座的团块更温暖，质量更小，并且显示出四种最常被探测到的分子HCO $^+$、N $_2$ H $^+$、HCN和HNC的发射更少。总的来说，我们的研究结果与$η$ Carina的高辐射场显著影响其当地环境的情况是一致的，因此致密团块的化学成分。
2018-11-17 astro-ph.GA
Early Science with the Large Millimetre Telescope: Fragmentation of molecular clumps in the Galaxy
本文介绍了利用大毫米波望远镜上的AzTEC测辐射热计相机对1度^2区域内1.1毫米尘埃连续辐射进行的灵敏成像观测。基于维纳优化滤波器构造了一个包含1545个紧凑源的星表。这些来源与Bolocam银河平面调查中发现的更大的团块结构有关。氢柱密度计算的所有来源和质量和平均体积密度的来源的子集，可以分配的运动学距离。AzTEC源是在分子云的巨大团块内的局部的高密度峰值，并且占团块质量的5-15%。我们研究的引力不稳定性的作用，在产生这些碎片通过比较嵌入的AzTEC源的母BGPS对象的牛仔裤质量的质量。对于距离小于6千秒差距的源，尽管等温马赫数在1.6和7.2之间，但碎片质量与团块金斯质量相当。与超紧凑HII区域相关的AzTEC源的质量表面密度大于具有高质量恒星形成的红外暗云的质量-尺寸关系所暗示的临界值，而与II类甲醇脉泽相关的AzTEC源的质量表面密度大于0.7 g cm^{-2}，接近形成大质量恒星所需的建议阈值。
2017-09-26 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
