ALMA-IRDC: Dense gas mass distribution from cloud to core scales
A. T. Barnes, J. D. Henshaw, F. Fontani, J. E. Pineda, G. Cosentino, J. C. Tan, P. Caselli, I. Jiménez-Serra, C. Y. Law, A. Avison, F. Bigiel, S. Feng, S. Kong,… 展开作者
A. T. Barnes, J. D. Henshaw, F. Fontani, J. E. Pineda, G. Cosentino, J. C. Tan, P. Caselli, I. Jiménez-Serra, C. Y. Law, A. Avison, F. Bigiel, S. Feng, S. Kong, S. N. Longmore, L. Moser, R. J. Parker, Á. Sánchez-Monge, K. Wang
备注：
21(+6 in appendix) pages, 12(+3) figures, 3(+3) tables. Machine-readable versions of Table A1, A2 and A3 are available online. Accepted for publication in MNRAS
Infrared dark clouds (IRDCs) are potential hosts of the elusive early phases of high-mass star formation (HMSF). Here we conduct an in-depth analysis of the fragmentation properties of a sample of 10 IRDCs, which have been highlighted as some of the best candidates to study HMSF within the Milky Way. To do so, we have obtained a set of large mosaics covering these IRDCs with ALMA at band 3 (or 3mm). These observations have a high angular resolution (~3arcsec or ~0.05pc), and high continuum and spectral line sensitivity (~0.15mJy/beam and ~0.2K per 0.1km/s channel at the N2H+(1-0) transition). From the dust continuum emission, we identify 96 cores ranging from low- to high-mass (M = 3.4 to 50.9Msun) that are gravitationally bound (alpha_vir = 0.3 to 1.3) and which would require magnetic field strengths of B = 0.3 to 1.0mG to be in virial equilibrium. We combine these results with a homogenised catalogue of literature cores to recover the hierarchical structure within these clouds over four orders of magnitude in spatial scale (0.01pc to 10pc). Using supplementary observations at an even higher angular resolution, we find that the smallest fragments (<0.02pc) within this hierarchy do not currently have the mass and/or the density required to form high-mass stars. Nonetheless, the new ALMA observations presented in this paper have facilitated the identification of 19 (6 quiescent and 13 star-forming) cores that retain >16Msun without further fragmentation. These high-mass cores contain trans-sonic non-thermal motions, are kinematically sub-virial, and require moderate magnetic field strengths for support against collapse. The identification of these potential sites of high-mass star formation represents a key step in allowing us to test the predictions from high-mass star and cluster formation theories.
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Complex Organic and Deuterated Molecules
利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）观测了与红外暗云（IRDC）团簇G34.43+00.24 MM 3有关的热核/科里诺（HC）的复杂有机分子（COMs）和氘代物质。我们已经检测到六个正常COM（CH 3OH，CH 3CHO，CH 3CH 2CN，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3和NH 2CHO），一个氘代COM（CH 2DCN），和两个氘代基本分子（D2CO和DNC）对G34.43+00.24 MM 3 HC。在我们的数据中，除了CH 3OH之外，没有检测到这些线朝向冲击区域，这表明COMs不起源于冲击。发现G34.43+00.24 MM 3 HC中COMs相对于CH 3OH的丰度与高质量热核中的丰度相似，而不是低质量恒星形成区中的热Corino中的丰度。这一结果表明，G34.43+00.24 MM 3 HC预热阶段的物理条件与高质量源相似。另一方面，G34.43+00.24 MM 3 HC中相对于CH $_3$ OH的D2CO丰度高于其他热核，并且似乎与热Corino相当。G34.43+00.24 MM 3 HC的相对高的D2CO/CH 3OH比意味着G34.43+00.24 MM 3 HC的长的冷无星相。
Magnetic threads and gravity: ALMA Observations of IRDC G14.225-0.506
Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文学研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（宇宙学与天体物理学研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
SiO emission in the filamentary Infrared Dark Cloud G035.39-00.33: An ALMA view
National Astronomical Observatories of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institute de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions-IX. A pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds I: Column Density and Temperature Structure
我们提出了甚大天线阵观测NH3（1，1）和（2，2）在6个红外暗云（IRDC）的样本，距离从2至5千秒差距。我们发现氨是IRDC中致密气体的出色示踪剂，没有显示出耗尽的证据，并且这些云中的平均丰度相对于H2为8.1 x 10^-7。我们的样本由四个24微米嵌入原恒星的IRDC和两个无星的IRDC组成。我们计算了IRDC中气体的动力学温度，发现无星IRDC和成星IRDC之间没有显着差异。我们发现气体的体积在8到13 K之间，这表明任何嵌入或附近的恒星或星团都不会显著影响气体温度。虽然IRDC的温度和体积密度与质量较低的局部恒星形成区相当，但它们的质量要大得多，导致内部压力非常高。为了使IRDC作为相干结构存活下来，内部压力必须通过由它们所在的螺旋臂中的高浓度分子云提供的围压来平衡。高分子浓度和压力与棒星系的气体动力学基本一致。
A tool of Hierarchical cOre ideNtification and Kinematic property AssIgnment (HONKAI) for Dense Cores
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；CAS Key Laboratory of FAST, NAOC, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台FAST国家重点实验室）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系新 cornerstones 科学实验室）；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重点实验室）；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院乔德雷尔银行天体物理学中心）；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）
Temperature structure and kinematics of the IRDC G035.39-00.33
目的。红外暗云代表了大质量恒星形成的最早阶段。需要在所有物理尺度上详细观察它们的物理条件，以提高我们对它们在恒星形成中的作用的理解。方法.我们用经典的氨温度计探测稠密气体，研究了IRDC G 035.39 -00.33的大尺度结构。这使我们能够对扩展的pc级致密气藏的温度进行可靠的约束，并探测其非热运动的幅度。可用的远红外观测值可与观测到的氨排放量结合使用，以估算G035.39-00.33中所含的总气体质量。结果我们确定了一个主要的速度分量作为一个突出的灯丝，表现为氨排放强度脊跨越超过6 pc，与以前的研究云的北部。一些额外的视线组件被发现，和一个大规模的，线性速度梯度~0.2公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$被发现沿脊的IRDC。与尘埃温度图相反，氨衍生的动力学温度图，为整个云，揭示了当地的温度增强对大规模的原恒星核心。我们表明，没有适当考虑视线污染，粉尘温度是2-3 K大于NH $_3$测量的气体温度。结论.虽然大尺度的运动学和温度结构与无星暗丝一致，但小尺度上的动力学气体温度分布暗示着追踪与大质量原恒星核位置一致的加热机制。
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）
