The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IV. Star formation signatures in G023.477
质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$，表面密度为$\sim$ 0.5 g cm $^{-2}$，G023.477+0.114也被称为IRDC 18310-4，是一个有可能形成高质量恒星的红外暗云，被认为是一个有希望的星前星团候选者。为了描述高质量恒星形成的早期阶段，我们观测了G023.477+0.114，这是ALMA对70 $μ$ m暗高质量团块早期阶段（ASHES）调查的一部分。我们已经进行了$\sim$ 1。“使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.3毫米处对尘埃连续体和分子谱线发射进行2分辨率观测。我们确定了11个核心，其质量范围从1.1 $M_\odot$到19.0 $M_\odot$。忽略磁场，核心的维里参数低于1，这意味着核心是引力约束的。然而，当磁场包括在内时，星前核接近维里平衡，而原恒星核保持亚维里化。恒星形成活动已经在这一丛开始。在CO和SiO中检测到四个准直流出。H $_2$ CO和CH $_3$ OH发射与CO和SiO发射中看到的高速分量一致。流出物对于出生丝和磁场是随机定向的。位置-速度图表明，即使在原恒星形成的非常早期阶段，阶段性的物质抛射也已经开始。这些核心的质量与IRDC可能形成的最大恒星质量（8-19 $M_\odot$）相当。我们探讨了IRDC G023.477+0.114如何在理论情景中最终形成大质量恒星的两种可能性。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cores in IRDC G14.225-0.506 revealed by ALMA Observations
本文利用ALMA对红外暗云IRDC G14.225-0.506的致密核进行观测，结合N$_2$D$^+$谱线和NH$_3$温度分析其热力学性质，发现湍流以跨声速和超声速为主、维里参数与柱密度反相关，并通过分子外流及多波段YSO分布揭示云内外活跃的恒星形成。
2025-03-13 astro-ph.GA
Distinct Chemical Regions in the "Prestellar" Infrared Dark Cloud (IRDC) G028.23-00.19
我们使用CARMA在3.3 mm处观察到IRDC G028.23-00.19。在它的中心，IRDC拥有已知的最大质量（~1520 Msun）的静止，冷（12 K）的团块（MM 1）。低温、高NH_2D丰度、窄分子线宽以及缺乏嵌入式红外光源（3.6至70 μ）表明该团块可能是星前的。在IRDC的北部和南部地区探测到了具有宽线宽（6-9 km s^-1）和高丰度（0.8-4 x 10^-9）的强SiO辐射，与MM 1无关。我们认为SiO是通过未被探测到的中等质量恒星或深埋在IRDC中的低质量恒星群的外流产生的冲击从尘埃颗粒中释放到气相中的。在中西部区域检测到一个较弱的SiO组分，其谱线宽度较窄（约2 km s^-1），丰度较低（4.3 x 10^-11），这与“云下-云下”碰撞或少数低质量恒星的未分辨星群相一致。我们报告了CH_3OH在整个IRDC中的广泛释放，以及在一个寒冷的大质量星前团块（MM 1）中首次探测到的扩展窄甲醇释放（~2 km s^-1）。我们认为，在这样一个寒冷的地区，最有可能的机制是释放到气相中的甲醇晶粒表面反应的双折射。HN ^[13] C揭示了IRDC实际上是由两个不同的子结构（“子云”）组成的，它们在速度空间上相隔约1.4 km/s。狭窄的SiO成分出现在子云重叠的地方。C_2H的空间分布与NH_2D相似，说明C_2H也是IRDC中冷气体的示踪物。
2013-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). X: Hot Gas Reveals Deeply Embedded Star Formation
该研究利用 ALMA ASHES 的 H2CO、HC3N 和 OCS 分子线观测，发现 70 μm 暗弱红外暗云中存在受外流影响的高温气体和高级演化阶段的深埋原恒星核。
2023-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO emission as a probe of Cloud-Cloud Collisions in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是一种非常致密和高度膨胀的区域，它为恒星和星团的形成提供了初始条件。研究IRDC的运动学和分子组成对于验证其形成机制并最终验证这些初始条件是至关重要的。我们获得了六个IRDC的高灵敏度一氧化硅（SiO（2-1））发射图，G018.82 $-$ 00.28、G019.27+00.07、G028.53 $-$ 00.25、G028.67+00.13、G038.95 $-$ 00.47和G053.11+00.05（分别为云A、B、D、E、I和J），使用射电天文学研究所的30米天线（IRAM 30米）。我们已经调查了SiO的空间分布和运动学结构，在六个云寻找签名的云碰撞事件，可能已经形成的IRDC和触发恒星形成。对云A，B，D，I和J，我们检测到空间紧凑的SiO发射与宽线分布，在空间上与大规模的核心一致。对IRDCs A和I，我们报告了一个额外的SiO组件，显示窄线配置文件，这是广泛的静态区域。最后，我们没有检测到任何显着的SiO发射到云E。我们认为，广泛和紧凑的SiO发射检测到的云可能与正在进行的恒星形成活动的IRDC内。然而，额外的狭窄和广泛的SiO排放检测到云A和I可能起源于IRDC和附近的HII区域推向云的分子气体流之间的碰撞。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Dark Clouds and high-mass star formation activity in Galactic Molecular Clouds
自从红外暗云被发现以来，红外暗云通常被认为是大质量恒星形成的起点。近年来，人们已经认识到，并非所有的IRDC都拥有HM年轻恒星天体（YSO）。只有那些IRDC满足一定的质量大小标准，或相当于高于一定的阈值密度，被发现含有HMYSO。在所有情况下，IRDC都为星团的形成提供了理想的条件。在本文中，我们研究了大质量恒星的IRDC的内容，重新解决IRDC和HM星形成之间的关系。为此，我们已经确定了所有与12个银河系分子云（MC）样本相关的IRDC。在早期的一项研究中，选定的MC一直是对YSO进行系统搜索的目标。YSO的编目位置已被用于搜索嵌入每个已识别IRDC中的所有YSO。我们在128个IRDC中总共发现了834个YSO。IRDC样品的平均表面密度为319 Mo/pc 2，平均质量为1062 Mo，质量函数幂律斜率为-1.8，与IRDC完整样品的相应性质以及先前研究中的物理性质相似。我们发现，所有这些IRDC包含至少一个中间到高质量的年轻恒星满足经常使用的质量大小标准形成HM星。然而，并不是所有满足质量标准的IRDC都包含HM星。我们发现，经常使用的质量大小标准对应于35%的IRDC形成大质量恒星的概率。25个（20%）的IRDC是质量超过100 Mo的星团的潜在位置。
2020-05-17 astro-ph.GA
The seeds of star formation in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
暗星云（IRDC）是大质量恒星和星团的前身。G011.11-0.12是一个被研究得很好的记录型IRDC，尽管到目前为止，缺乏足够空间分辨率的远红外数据限制了对它的结构和恒星形成活动的理解。我们使用赫歇尔研究嵌入人口的年轻前和原恒星核心在这个IRDC。我们研究了云的结构，它出现在吸收在短波长和发射在较长的波长。我们从Herschel上的PACS仪器探测到的明亮远红外点源的光谱能量分布中推导出了大质量核的性质。我们报告的检测和定性的前和原恒星的核心在一个巨大的对流红外暗云G011.11-0.12使用PACS。我们描述了18个与暗条直接相关的核心，其中两个的质量超过50 Msun，使它们成为G011.11-0.12中大质量恒星的最佳候选者。这些核心可能处于原恒星形成的不同阶段，<T>相对于周围的气藏显示出较高的温度（~ 22 K）。核心质量（<M>~ 24 Msun）与冷灯丝相比很小。平均纤芯间距为0.9 pc，远超过灯丝中牛仔裤的长度。我们证实，在IRDC的恒星形成正在进行和多样化，IRDC有能力形成大质量的恒星和星团。
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Kinematics and Star Formation in the Filamentary IRDC G34.43+0.24
我们对红外暗云（IRDC）G34.43+0.24进行了多波长研究。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜获得了13 CO $J$ =1-0和C 18 O J=1-0的新图。在8 μ m（Spitzer-IRAC）处，IRDC G34.43+0.24看起来是沿着南北方向延伸18弧分的暗灯丝。根据与870 μ m和C_（18）O J=1-0发射的联系，我们认为IRDC G_（34.43 +0.24）的长度不应为18弧分，而应延长34弧分。IRDC G34.43+0.24包含一些大质量的原恒星、UC H II区和红外气泡。IRDC G34.43+0.24的空间延伸约为37 pc，假设距离为3.7 kpc。IRDC G34.43+0.24的线性质量密度为1.6*10^{3} M_{sun} pc^{-1}，这与其临界质量与长度比大致一致。湍流运动可以帮助稳定细丝以抵抗径向塌陷。红外气泡N61和N62在8 μ m处均显示出环状结构。特别地，N61具有双壳层结构，其已扩展为IRDC G34.43+0.24。外壳层由8 μ m和13} COJ =1-0的发射示踪，而内壳层由24 μ m和20 cm的发射示踪。我们认为外层（9.9*10^{5}年）是由H II区G34.172+0.175的膨胀产生的，而内层（4.1-6.3*10^{5}年）可能是由其中心大质量恒星的高能星风产生的。在GLIMPSE …
2016-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation Activity in the Long, Filamentary Infrared Dark Cloud G53.2
我们目前的恒星形成活动的红外暗云（IRDC）G53.2，一个显着的IRDC位于银河系坐标$(l,b)\sim(53^{\circ}.2,\,0^{\circ}.0)$的基础上普查的年轻恒星对象（YSO）的候选人。IRDC G53.2以前在中红外图像中被识别为几个IRDC，但它实际上是一个长的（$\gtrsim$ 45 pc）云，与$v\sim23$ \kms \（或$d\sim$ 1.7 kpc）的CO云非常一致。我们提出了一个IRDC G53.2的点源星表，其中包含来自我们的{ \it Spitzer} MIPS 24 \um \数据测光和银河遗产红外中面巡天非凡星表的$\sim$ 370个源。根据光谱指数和控制场分析对已识别的源进行分类，以消除场星污染，结果表明IRDC G53.2是一个活跃的恒星形成区，有$\sim$ 300个YSO候选者。我们比较了YSO分类的基础上，光谱指数，中红外颜色，和使用的波长范围，这导致一致的分类，除了平光谱对象，与I类和II类之间的一些模糊性。IRDC G53.2中的YSO星群与附近其他恒星形成星团的比较表明，它们的年龄相似;另一方面，IRDC G53.2与其他IRDC相比，与中红外恒星源的关联更强，表明IRDC G53.2在IRDC中处于较晚的演化阶段。IRDC G53.2中YSO候选者的空间分布与$^{13}$ CO柱密度和远红外辐射有很好的…
2015-02-16 astro-ph.GA
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）
本研究通过ALMA观测IRDC G14.225-0.506，探讨磁场在分子云碎片化中的作用，发现磁场形态随尺度变化，北部Hub的高密度团块可能正经历引力坍缩。
2026-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties, kinetics and mass function of 12 northern infrared dark clouds
利用PMO 13.7 m射电望远镜观测的$\rm ^{13}CO $（1-0）和$\rm C^{18}O$（1-0）谱线、1.1 mm Bolocam银盘巡天（BGPS）资料和GLIMPSE Spitzer IRAC $\rm 8 \,μm$资料，系统研究了12个北方红外暗云的物理、化学和动力学特征。分子线发射和1.1毫米连续发射几乎一致的形态为每个IRDC和两者都与IRDC。10个内陆发展中国家介绍了行政结构和次级结构。共识别出41个IRDC核，对它们的统计研究表明，北部IRDC核具有典型的激发温度$8\sim10$ K、$\rm ^{13}CO$与$\rm C^{18}O$的积分强度比$3\sim6$和柱密度$(1\sim6)\times 10^{22}\, \rm cm^{-2}$。IRDC核中约有$57.5\%$为重力束缚核，它们更致密、更温暖、更致密。此外，我们还研究了整个IRDC核以及引力束缚核的质量分布函数，发现它们几乎具有相同的幂律指数。这表明IRDC核的演化对分子核的质量谱几乎没有影响，可以用来研究恒星的初始质量函数。此外，三个IRDC核心G24.00-3，G31.38-1和G34.43-4被检测到具有大尺度的内陷运动。在IRDC G34.43-4芯进一步发现了两个不同的外流，其中一个是高准直的。
2014-06-30 astro-ph.GA
The TMRT K Band Observations towards 26 Infrared Dark Clouds: NH$_{3}$, CCS, and HC$_{3}$N
本文介绍了上海天马射电望远镜K波段对26个红外暗云的观测结果。我们同时观察到NH $_{3}$与CCS（2 $_{1}$-1 $_{0}$）和HC $_{3}$ N $J\,$ =2-1的（1，1），（2，2），（3，3）和（4，4）跃迁。该调查将现有的CCS检测到的IRDC样品从8个增加到23个，从而能够更好地统计研究IRDC中碳链分子（CCM）与含氮分子的比例。用新发展的超精细基团比（HFGR）方法拟合NH $_{3}$的反型线，得到气体温度在10 ~ 18 K之间。大多数IRDC的CCS与NH $_{3}$的柱密度比小于10 $^{-2}$，将IRDC与低质量恒星形成区区分开来。我们进行了化学演化模拟的基础上的三相化学模型NAUTILUS。我们测量的CCM和NH $_{3}$之间的柱密度比与模型中$\lesssim$ 10 $^{5}$ yr的化学演化年龄一致。通过对数据和化学模型的比较表明，CCS、HC $_{3}$ N和NH $_{3}$对源的化学演化阶段较为敏感。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Inception of Star Cluster Formation Revealed by [CII] Emission Around an Infrared Dark Cloud
我们提出了SOFIA-upGREAT观测红外暗云（IRDC）G035.39-00.33的[CII]发射，旨在追踪其原子气体包层，从而测试这种云的起源模型。探测到[CII]发射的几个速度分量，追踪银河平面中距离很远的结构。我们发现一个主要的组成部分，可能与IRDC及其周围环境。这个最强的发射分量的速度与IRDC的$^{13}$ CO（2-1）发射的速度相似，但偏移了$\sim3\:{\rm km\:s}^{-1}$，并且具有更大的速度宽度$\sim9\:{\rm km\:s}^{-1}$。该成分的[CII]发射的空间分布也主要向IRDC的致密结构的一侧偏移。CII柱密度估计为$\sim10^{17}-10^{18}\,{\rm cm}^{-2}$量级。我们将这些结果与从巨分子云（GMC）碰撞形成的磁化致密气体细丝的数值模拟中的[CII]发射进行比较，发现类似的空间和运动学偏移。这些观测和对[CII]的建模进一步证明IRDC G035.39-00.33是由GMC-GMC碰撞过程形成的，因此这可能是启动恒星团簇形成的重要机制。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared through Radio Study of the Properties and Evolution of IRDC Clumps
我们研究的物理性质和演化阶段的样本中的17块8红外暗云（IRDC）结合现有的红外，毫米，和无线电数据与新的Bolocam银河平面调查（BGPS）1.1毫米数据，VLA无线电连续数据，HHT致密气体（HCO+和N2 H+）光谱数据。我们结合文献研究的恒星形成示踪剂和尘埃温度与我们的搜索超紧凑（UC）HII地区的IRDC块讨论一个可能的演化序列。此外，我们进行了分析的质量示踪剂在IRDC和发现，8微米的消光质量和1.1毫米的Bolocam银河平面调查（BGPS）的质量是互补的质量示踪剂在IRDC除了最活跃的团块（特别是那些包含UCHII地区），这两个质量示踪剂遭受偏见。我们发现，测量的维里质量在IRDC团块均匀高于测量的尘埃连续质量的尺度上的~1 pc。我们使用13 CO，HCO+，和N2 H+研究IRDC的分子气体性质，并没有看到任何证据之间的化学分化的热和冷块的规模约为1 pc。然而，由于温度和/或密度的增加，HCO+和N2 H+在活性团块中更亮。我们报告了四个嵌入IRDC团块的UCHII区域的识别，并发现UCHII区域与明亮（>1 Jy）的24微米点源相关，最亮的UCHII区域与“漫射红色团块”（8微米处的扩展增强）相关。广泛的阶段所讨论的进化序列（从一个静止的团块嵌入HII区）的支持文献尘埃温度估计，但是，没有顺序的性质可以推断之间的个别恒星形成示踪剂。
2010-08-04 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
Organic species in Infrared Dark Clouds
目前认为红外暗云（IRDC）代表了大质量恒星（$>$ 8 M $_{\odot}$）最早的演化阶段。在过去15年中进行的亚毫米波和毫米波研究表明，IRDC具有各种各样的属性，因此可以解决各种各样的问题。在本文中，我们报告了两组IRDC的分子组成和化学过程的调查。在过去的四年里，我们使用Mopra，APEX和IRAM射电望远镜收集了CO，H $_2$ CO，HNCO，CH $_3$ CCH，CH $_3$ OH，CH $_3$ CHO，CH $_3$ OCHO，和CH $_3$ OCH $_3$。对于所有这些物种，我们估计了分子丰度。然后，我们进行了化学模拟研究，集中在源IRDC028.34+0.06，并比较了观测和模拟的丰度。这一比较表明，要再现观察到的复杂有机分子（COM）的丰度，一个0-D的气体颗粒模型与恒定的物理条件是不够的。我们取得了更大的成功与使用的热身模型，其中热身从10 K到30 K发生后的冷阶段。
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
How Many Infrared Dark Clouds can form Massive Stars and Clusters?
我们提出了一个新的评估红外暗云（IRDC）形成大质量恒星和星团的能力。这是通过与大质量恒星形成（MSF）的经验质量大小阈值进行比较来完成的。基于有和没有MSF的云，我们建立了m（r）>870M_sun（r/pc）^1.33作为一个新的近似MSF极限。许多内陆发展中国家，如果不是大多数的话，都没有达到这一门槛。如果没有显著的演变，这样的云不太可能是MSF候选者。这是对少数发展中国家向无国界医生发展的第一次定量评估。低于这个极限的IRDC仍然可能形成中等质量的恒星和星团，尽管（例如，蛇夫座和英仙座分子云）。尽管如此，IRDC中包含的大部分质量可能存在于少数几个10^2的云中，维持MSF。
2010-09-08 astro-ph.GA
Cores in Infra-Red Dark Clouds (IRDCs) seen in the Hi-GAL survey between l = 300° and l = 330°
我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）的数据来研究3171个红外暗云（IRDC）候选者，这些候选者是由斯皮策在中红外（8 μm）中识别的（我们称之为“斯皮策暗”区域）。它们都位于l=300 - 330 \circ和|b| 6 1 \circ的范围内。其中，只有1205颗被赫歇尔观测到发射出远红外线（250-500 μm）（我们称之为“赫歇尔亮”云）。据预测，稠密的云不仅会在中红外吸收中看到，而且还会在最长的赫歇尔波段（250-500 μm）的远红外发射中看到。如果一个区域在整个中红外和远红外的所有波长处都是暗的，那么它很可能只是一个背景红外辐射较低的区域（“天空中的洞”）。因此，以前的调查，仅基于斯皮策和其他中红外数据，可能高估了IRDC总人口的2倍。我们研究了1205个250 μm的Herschel亮IRDC，发现其中972个至少有一个清晰的250 μm峰，表明它们包含一个或多个致密核心。其中，653个（67%）包含云内某处的8 μm点源，149个（15%）包含24 μm点源但没有8 μm源，170个（18%）不包含24 μm或8 μm点源。我们使用这些统计数据来推断IRDC各个进化阶段的寿命。
2012-02-02 astro-ph.GA
Mid-J CO shock tracing observations of infrared dark clouds II Low-J CO constraints on excitation, depletion, and kinematics
红外暗云是星际介质中运动学上复杂的分子结构，可以容纳大质量恒星形成的场所。我们提出了4个平方角分地图的12 CO，13 CO，和C18 O J = 3至2线从选定的位置在C和F（G028.37+00.07和G034.43+00.24）红外暗云（IRDC），以及单点观测的13 CO和C18 O J = 2至1线对这些云内的三个核心。我们得出CO气体的温度在整个地图，并发现CO显着冻结在这些IRDC。我们发现，CO的消耗往往是最高的柱密度峰值附近，与最大的消耗因子在5和9之间的IRDC F和16和31之间的IRDC C。我们还检测到多个速度分量和复杂的运动结构，在这两个IRDC。因此，IRDC的运动学似乎指向动态演变的结构，产生具有相当大的耗尽因子的致密核心。
2015-12-15 astro-ph.GA
A statistical study of the mass and density structure of Infrared Dark Clouds
如何以及何时确定银河系中恒星的质量分布是现代天文学的主要问题之一。在这里，我们提出了一个统计研究的质量和密度分布的红外暗云（IRDC）和其中的碎片。这些区域是原始的分子气体结构和恒星的祖先，因此提供了恒星形成的初始条件的见解。本研究使用了IRDC目录（Peretto & Fuller 2009），这是迄今为止IRDC柱密度图的最大样本，包含了总计约11，000个柱密度超过N_{H2} = 1 X10^{22} cm^{-2}的IRDC和超过50，000个单峰IRDC碎片。大量的对象构成了这项研究的一个重要优势，允许对样本的完整性进行详细分析，从而得出统计上可靠的结论。使用统计方法来分配云的距离，云的质量和密度分布，并在其中的碎片构建。质量分布显示从IRDC切换到片段时的斜率变陡，与以前类似结构的结果一致。通过假设Larson关系和计算它们的维里参数，将IRDC和碎片分为未绑定/绑定对象。IRDC大多数是引力结合的，而相当一部分碎片不是。重力未结合碎片的密度分布显示出陡峭的特征斜率。(see全文摘要）。
2010-09-03 astro-ph.GA
Studying Infall in Infrared Dark Clouds with Multiple HCO+ Transitions
我们研究了11个红外暗云（IRDC）样本的入云特性，这些红外暗云在HCO $^{+}$ J=1- 0谱线剖面上显示出蓝色不对称特征。我们使用JCMT在HCO $^{+}$ J=4- 3中进行映射观测，以及在HCO $^{+}$ J =3- 2中进行单点观测，对这些IRDC中的23个团块进行观测。我们应用HILL模型来拟合这些观测结果，并得出了在0.5-2.7 km s PDMATHAMN范围内的沉降速度，中值为1.0 km s PDMATHAMN，并得到质量吸积率为0.5-14 $\times$ 10 PDMATHAMP Msun $^{-1}$ yr.这些值与大质量恒星在后期演化阶段形成的团块中发现的值相当。这些IRDC团块更有可能形成星团。HCO $^{+}$ J =3--2和HCO $^{+}$ J =1--0在这些具有可比推断性质的IRDCs中显示出良好的追踪下落特征。另一方面，HCO $^{+}$ J=4- 3，由于不透明度较小，仅在少数非常大的团块中显示出下落特征。这些团块的下落速度与NH3/CCS比之间没有发现明显的相关性。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Systemic Study of 14 Southern Infrared Dark Clouds with the N2H+, HNC, HCO+, and HCN Lines
我们已经研究了14个南部红外暗云（IRDC）使用的数据从毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）调查和GLIMPSE和MIPSGAL中红外调查的内部星系。利用N_2H ~+（1-0）、HNC（1- 0）、HCO ~+（1-0）和HCN（1-0）分子谱线研究了14个IRDC的理化特性。我们发现，14个IRDC是在不同的演化阶段，从“无星”的UCHII区域的来源。三个IRDCs被检测到有恒星形成活动。积分强度比I（HCO+）/I（HCN）、I（N2 H+）/I（HCN）和I（HNC）/I（HCN）均在1.5左右，与以往的测量值不同，表明积分强度比可能受到云环境的影响。HNC，HCO+和HCN的积分强度显示出紧密的相关性为14个IRDC，这意味着在IRDC的这三个物种的化学进化的密切联系。每个IRDC的激发温度小于25 K。估算出4种分子的丰度在10^（-11）~ 10^（-9）之间，平均丰度比N（HNC）/N（HCN）= 1.4 ± 0.50，N（HNC）/N（HCO+）= 1.74 ± 0.22，N（HCN）/N（HCO+）= 1.21 ± 0.41。
2013-01-21 astro-ph.GA
Widespread SiO and CH3OH emission in Filamentary Infrared Dark Clouds
红-暗云（IRDC）是寒冷、密集的高（光学和红外）消光区域，被认为是大质量恒星和星团的诞生地。导致这些IRDC形成的物理机制尚未完全理解，因此研究它们的分子气体运动学和化学含量以寻找IRDC形成过程的任何特征是重要的。利用Milimétrica射电天文研究所的30米直径的天线，我们获得了致密气体示踪剂（H $^{13}$ CO、$^{+}$和HN $^{13}$ C）和典型激波示踪剂（SiO和CH $_3$ OH）朝向三个IRDCs，G 028.37 +00.07、G 034.43 +00.24和G 034.77 -00.55（分别为云C、F和G）的发射图。我们已经研究了这些云的分子气体运动学，并与以前的工作对其他IRDC一致，云显示出复杂的气体运动学与几个速度相干的子结构分离在速度空间中的几公里秒$^{-1}$。与这些复杂的运动学结构，广泛（秒差距尺度）排放的SiO和CH $_3$ OH是目前在所有三个云。对于云C和F，已知是活跃的恒星形成，广泛的SiO和CH $_3$ OH可能与正在进行的恒星形成活动有关。然而，云G，缺乏8 $μ$ m或24 $μ$ m源和4.5 $μ$ m H $_2$冲击激发的发射，检测到的广泛的SiO和CH $_3$ OH发射可能起源于大规模的冲击相互作用，虽然涉及人口的低质量恒星驱动分子外流的情况不能完全排除。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
通过ALMA观测，研究了IRDC G035.39-00.33的SiO发射，揭示了激波活动与星形成的关系，提出超新星残骸与HII区域相互作用可能塑造其丝状结构。
2025-12-29 astro-ph.GA
Spectroscopic infrared extinction mapping as a probe of grain growth in IRDCs
我们在IRDC G028.36+00.07（一个潜在的大质量恒星和恒星团簇形成的地点）进行了MIR到FIR消光定律的光谱测试。Lim & Tan（2014）开发了使用${\it Spitzer}$ -MIPS ${\rm 24μm}$和${\it Herschel}$ -PACS ${\rm 70μm}$图像对该源进行FIR消光映射的方法，并通过与MIR ${\it Spitzer}$ -IRAC $3$- ${\rm 8μm}$消光图进行比较，发现了最高质量表面密度区域中颗粒生长的初步证据。在这里，我们提出的光谱红外消光（SIREX）映射使用${\it Spitzer}$ -IRS（14至${\rm 38μm}$）数据的同一IRDC的结果。这些方法使我们能够首先测量弥漫的银河ISM的SED，这是在IRDC的前景。然后，我们进行我们的初步调查测量的MIR FIR不透明度的法律和寻找潜在的变化作为一个函数的质量表面密度IRDC内。我们发现了相对平坦、无特征的MIR-FIR不透明度定律，缺少与Ossenkopf & Henning（1994）的厚水冰地幔模型相关的$\sim{\rm 12μm}$和$\sim{\rm 35μm}$特征。他们的薄冰地幔模型和Ormel等人（2011年）的尘埃聚集模型通常更好地匹配观测到的不透明度定律。我们还发现了证据，一般平坦的和平号到远红外线的消光规律，…
2015-10-12 astro-ph.GA
Mass reservoirs surrounding massive infrared dark clouds: A view by near-infrared dust extinction
背景：红外暗云（IRDC）是大质量恒星的祖先。对IRDC的母体分子云知之甚少。目的：我们证明了近红外（NIR）尘埃消光映射的可行性，在跟踪IRDC的父母分子云的距离D = 2.5 - 8千秒差距。研究方法：我们推导出近红外消光图10个突出的IRDC复杂的颜色过剩映射技术和近红外数据从UKIDSS/银河系平面调查。我们将得到的地图与13 CO发射线数据、8 μm尘埃不透明度数据和毫米尘埃发射数据进行了比较。我们通过比较观测到的近红外源密度的贝桑松恒星分布模型，并比较它们的运动学距离估计云的距离。结果：近红外消光图提供了IRDC复合物在Av = 2 - 40 mag动力学范围内的视图，空间分辨率为30”。近红外消光数据与13 CO数据相关性很好，并探测了类似的气体成分，但也延伸到更高的柱密度。近红外数据揭示了密集气体周围大量的延伸结构，这些结构由8 μm阴影特征和亚毫米尘埃排放所追踪，表明云的质量通常比这些示踪剂所追踪的质量多10倍以上。我们样本中的IRDC复合体含有相对大量的高柱密度物质，它们的累积柱密度分布类似于附近活跃的恒星形成云，如猎户座，而不是像加利福尼亚州那样不太活跃的云。结论：近红外尘埃消光数据提供了一个新的强有力的工具，探测的质量分布的父母的分子云的IRDC的距离D = 8千秒差距。这鼓励对内陆发展中国家进行更深入的近红外观测，因为通过专门的观测可以直接提高数据的灵敏度…
2011-09-27 astro-ph.GA
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2011-07-20 astro-ph.GA
Distribution and characteristics of Infrared Dark Clouds using genetic forward modelling
红外暗云（IRDC）是在中红外线巡天中看到的阴影云。它们被认为是大质量恒星的诞生地，然而关于它们的总体性质（如质量谱、空间分布）的信息非常少。遗传正演模拟与两微米全天巡天和贝桑松银河系模型一起使用，以推断出星际消光的三维分布对以前确定的IRDC候选人。这个衍生的尘埃分布可以用来确定IRDC的距离和质量，独立于银河系的运动学模型。沿着穿过IRDC的视线，可以看到在云的距离处消光急剧上升。假设尘埃与气体的比例，云的总质量可以估计。该方法已成功地应用于1259 IRDC，其中包括1000多个目前没有距离或质量估计。IRDC被认为优先位于银河系的旋臂和分子环中，加强了它们是大质量恒星诞生地的想法。此外，它们的质谱被认为遵循指数为-1.75 +/-0.06的幂律，比银河系内部的巨大分子云更陡峭，但与GMC中的团块相当。这个斜率表明，使用本方法检测到的IRDC不是引力约束的，而是湍流引起的密度波动的结果。
2009-08-26 astro-ph.GA
Astrochemical modelling of infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）是星际介质（ISM）中寒冷、密集的区域，可能代表大质量恒星形成的初始条件。因此，重要的是研究IRDC的物理和化学条件，为这些过程的理论模型提供约束和投入。我们的目标是确定天体化学条件，特别是宇宙线电离率（CRIR）和化学年龄，在不同区域的大规模IRDC G28.37+00.07通过比较观测到的多个分子和分子离子的丰度与天体化学模型的预测。我们已经计算了一系列的单区天体化学模型与气体颗粒网络，系统地探讨了密度，温度，CRIR和视觉消光的参数空间。我们还研究了CO冰结合能的选择和颗粒受到宇宙射线撞击时瞬时加热所达到的温度的影响。我们在IRDC中选择了10个已知具有各种恒星形成活动的位置。我们利用中红外（MIR）消光图和亚毫米发射图来测量这些区域的质量表面密度，这是估计丰度和体积密度所需的。亚毫米发射图也被用来测量温度。然后，我们使用IRAM-30米观测各种示踪剂，以估计柱密度，从而丰度。使用估计的CO，HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，我们发现具有相对较低的CRIR的$ζ\sim10^{-18}$到$\sim10^{-17}\:{\rm s}^{-1}$的天体化学模型的一致性，没有证据表明系统的变化与恒星形成活动的水平。天体化学年龄小于100万年。我们讨论了这些结果中系统不确定性的潜在来源以及IRDC演化历史和天体化学模型的总体影响。（arXiv）
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
本文对对流红外暗云G034.43+00.24（G34）中不同空间尺度的气体运动学和密度结构进行了全面的研究。本研究利用ALMA大质量恒星形成区三毫米观测（ATOMS）巡天的H13 CO+（1-0）分子线数据，其空间和速度分辨率分别为0.04 pc和0.2 km/s。在H13 CO+的位置-位置-速度空间中提取了几十个树状结构，其中包括21个小尺度的叶和20个大尺度的分支。总的来说，它们的气体运动是超音速的，但它们表现出有趣的行为，树叶往往比树枝的动态超音速少。对于较大尺度的分支结构，观察到的速度-尺寸关系（即，速度变化/分散度与尺寸）遵循Larson标度指数，而较小尺度的叶结构显示出系统偏差并显示出更陡的斜率。我们认为，观察到的分支结构的运动学的起源很可能是湍流和重力驱动的有序气流的组合。相比之下，引力驱动的混沌气体运动可能处于小尺度叶结构的水平。在我们以前的论文和目前的后续研究中提出的结果表明，在G34中观察到的质量吸积/流入的主要驱动机制在不同的空间尺度上各不相同。因此，我们得出结论，湍流和引力的尺度相关的组合效应是必不可少的，以解释恒星形成过程中的G34。
2022-02-23 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
The Giant Molecular Cloud Environments of Infrared Dark Clouds
利用银河系环巡天的$^{13}$ CO（1-0）辐射，研究了1 - 0个红外暗云（IRDC）周围的巨分子云（GMC）环境。我们测量这些IRDC/GMCs的物理特性的范围内的尺度延伸到半径，R，30 pc。通过比较不同的方法来定义云的边界和推导质量的表面密度和速度分散，我们解决了一个首选的“CE，$τ$，G”的方法“连接提取”在位置-速度空间加高斯拟合不透明度校正线轮廓的速度分散和质量估计。我们研究云的定义如何影响测量的幅度和方向的视线速度梯度和速度分散，包括相关的依赖关系的大小规模。CE、$τ$、G定义的GMC显示速度弥散与尺寸关系$σ\propto{s}^{1/2}$，这与湍流引起的大尺度梯度一致。然而，IRDC的速度分散度比这个比例关系预测的要高。我们研究的动力学状态的云发现平均维里参数$\barα_{\rm{vir}}\simeq 1.0$的GMCs和1.6的IRDC，大致符合磁化维里化的压力限制多变云的模型，但可能表明，IRDC有更多的扰动运动学。CE、$τ$、G定义的云表现出$σ/R^{1/2}\proptoΣ^n$的紧密相关性，其中GMC的$n\simeq0.7$为$n\simeq0.7$，IRDC的$n\simeq0.7$为1.3（参见，对于维里化云的群体预期值为0.5）。我们的结论是，虽然GMCs在一系列尺度上显示出男性化的证据，IRDC可能是适度的超级男性化。或者…
2015-06-18 astro-ph.GA
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multi-wavelength observation and investigation of six infrared dark clouds
上下文红外暗云（IRDC）在银河系中无处不在，但它们在孕育新形成的恒星方面发挥着至关重要的作用。目的。为了进一步了解IRDC的动力学，化学和演化，我们对小样本进行了多波长观测。方法.我们用IRAM 30 m和CSO 10.4 m望远镜进行了新的观测，用示踪剂${\rm HCO^+}$，HCN，${\rm N_2H^+}$，${\rm C^{18}O}$，DCO $^+$，SiO和DCN对六个IRDCs G031.97+00.07，G033.69-00.01，G034.43+00.24，G035.39-00.33，G038.95-00.47，和G053.11+00.05。结果我们调查了44个核心，包括37个核心在以前的工作和7个新确定的核心。在致密核中，我们检测到6条DCO $^+$和5条DCN线。使用逐像素光谱能量分布（SED）拟合的$\textit{Herschel}$ 70至500 $μ$ m，我们得到了尘埃温度和柱密度分布的IRDC。发现${\rm N_2H^+}$辐射与尘埃温度和尘埃柱密度分布有很强的相关性，而${\rm C^{18}O}$辐射的相关性最弱。这表明，${\rm N_2H^+}$确实是一个很好的示踪剂在非常密集的条件下，但${\rm C^{18}O}$是一个不可靠的，因为它有一个相对较低的临界密度，并容易冻结到冷尘埃颗粒的表面。IRDC内的动力学是活跃的，有流…
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Molecular Line Investigation of the Interaction between Mid-infrared Bubbles and the Interstellar Medium
我们使用绿岸望远镜来探测中红外（MIR）气泡N62，N65，N90和N117的分子线。气泡选自Watson等人（2016），他们检测到朝向气泡的非高斯CS（1-0）发射线。其中两个气泡邻近红外暗云（IRDC），我们研究了这些来源的证据之间的相互作用的气泡边缘和IRDC。另外两个气泡包含气泡边缘内部的YSO;在这些源中，我们观察到YSO附近的气体。我们检测到CS（1-0）发射对所有的来源，并在几个点的CS发射显示非高斯线的形状。HC $_3$ N（5-4）、C $^{34}$ S（1-0）、CH $_3$ OH（1-0）和SiO（v=0）（1-0）也在一些点中检测到。我们计算检测到的分子的柱密度和丰度。我们比较的速度，光学厚的CS发射速度与其他的，光学细线寻找证据的下落。我们发现，即使在点与非高斯CS发射，我们的检测不支持一个下落模型。我们解释了N62，N65和N117中气体的运动学，这可能是沿着视线以略微偏移的速度移动的多个云的证据。我们没有发现N62或N90中气泡边缘与IRDC相互作用的证据。气泡内部的气体似乎比IRDC中的气体更混乱。N65显示出比其他源明显更强的发射线，以及最复杂的非高斯线形状。
2018-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
APEX/SABOCA observations of small-scale structure of infrared-dark clouds I. Early evolutionary stages of star-forming cores
暗星云（IRDC）是星团和高质量恒星形成的早期阶段，由冷（~20 K）、致密（n > 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体组成。IRDC的光谱能量分布（SED）主要是由远红外和毫米波长的制度，我们最初的赫歇尔研究检查IRDC在SED的峰值高角分辨率。在这里，我们提出了一个后续的研究，使用SABOCA仪器在APEX提供7.8”角分辨率在350微米，匹配的分辨率，我们实现了与Herschel/PACS，并允许我们表征亚结构的~0.1pc规模。我们的11个附近的IRDC的样本是一个混合的对流云和clurides形态，对流云显示出显着的层次结构，而clurides IRDC表现出很少的层次结构。所有的IRDC，无论形态如何，其总质量的约14%为小尺度的核状结构，其在所有尺寸尺度上大致遵循恒定体积密度的趋势。在我们用Herschel确定的89个原恒星核心中，我们恢复了40个最亮的，并重新拟合了它们的SED，发现它们的性质与我们之前的估计相当吻合（<T>~ 19 K）。我们探测到一个新的“冷核”，没有70微米的对应物，但有100和160微米的亮度，温度更低（<T>~ 16 K）。后者的人口，随着SABOCA只检测，主要是低质量的对象，但他们的演化诊断是一致的，最早的无星或星前阶段的核心IRDC。
2013-11-19 astro-ph.GA
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
The molecular distribution of the IRDC G351.77-0.51
红外暗云是在红外银河系背景下消失的大规模密集云。这些天体中的许多似乎处于恒星和星团形成团簇形成的边缘。我们的目标是了解IRDC在非常早期的进化阶段的物理特性。我们选择了在8μm处具有显著红外安静性的实验用IRDC G351.77 - 0.51。作为第一步，我们观察了毫米尘埃连续发射和旋转线的中等和致密的气体示踪剂，以掩盖不同的凝聚沿IRDC和研究的速度场的丝状体。我们的初步研究证实了沿红外暗云的相干速度分布，排除了任何巧合的投影效应。发现MIR消光、毫米波连续辐射和气体分布之间有很好的相关性，大尺度湍流和贯穿整个暗条的谱线轮廓表明在这片云中存在激波。线宽和MIR亮度之间的良好相关性表明湍流是由本地恒星形成驱动的。
2011-08-10 astro-ph.GA
15N Fractionation in Infrared-Dark Cloud Cores
氮是宇宙中最丰富的元素之一，它的14 N/15 N同位素比率有可能提供有关太阳形成的初始环境的信息。最近的发现表明，太阳系可能形成于一个巨大的星团，因为陨石中存在的短寿命放射性同位素只能用超新星的影响来解释。该项目的目的是确定冷的、巨大的致密岩心样品在其演化的初始阶段的14 N/15 N比。我们观测了HCN，H13 CN，H15 N，HN 13 C和H15 NC的J=1-0跃迁。IRDC被认为是大质量恒星和星团的前身。假设LTE和15 K的温度，计算HCN、H13 CN、HC 15 N、HN 13 C和H15 NC的柱密度，并确定每个芯的14 N/15 N比。在我们的IRDC核心样品中测量的14 N/15 N比在HCN中介于~70和>763之间，在HNC中介于~161和~541之间。它们与地球大气层（TA）和原太阳星云（PSN）的值一致，并与低质量恒星前核中测量的比值一致。然而，在岩心C1、C3、F1、F2和G2中测得的14 N/15 N比与使用具有腈官能团（-CN）和氮杂环（-NH）的含氮分子对相同块状岩心进行的类似研究的结果不一致，尽管比值范围相似。在4个IRDC中，我们测量到相对较低的14 N/15 N比IRDC G，这与在小宇宙物质和原行星盘中测量的相当。低平均气体密度的云表明，气体密度，而不是气体温度，可能是主导参数影响的初始氮同位素组成的年轻PSN。
2017-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 astro-ph.GA
Study of the 13CO/C18O abundance ratio towards the filamentary infrared dark cloud IRDC 34.43+0.24
目前已有几个关于13 CO/C18 O丰度比（X）对邻近分子云的观测研究。这些工作为FUV辐射与分子气体相互作用导致的C18 O选择性光解提供了观测支持。为了研究选择性光解离，有必要增加位于不同距离的分子云样本，并以不同方式受到邻近或嵌入的HII区和OB缔合的影响。利用FOREST巡天的~（12）CO、~（13）CO和~（18）O J=1-0资料，分析了位于3.9kpc附近的红外暗云IRDC34.43+0.24。该IRDC与几个HII区域和YSO有关。假设LTE，我们得到：0.8x10^16<N（13 CO）<4x10^17cm^-2，0.6x10^15<N（C18 O）<4.4x10^16cm^-2，以及3<X<30。较大的值的X被发现对部分云相关的HII区域与N61和N62气泡和与光解离区域（PDR），正是在该地区的FUV光子强烈相互作用的分子气体。我们的结果代表了一个观测支持的C18 O选择性光解现象发生在一个相当遥远的大陆IRDC。此外，根据Hi-GAL卫星的红外观测资料，估算了哈尔滨地区的远紫外辐射场，并研究了沙尘温度和N（H2）的分布。使用N（H2）的平均值，推导出与典型丰度比[H2]/[13 CO]和[H2]/[C18 O]密切一致的值。然而，所获得的丰度比范围表明，如果需要对分子气体进行精确分析，则使用正则值可能会引入一些偏差。因此，重要的是要考虑气体是如何被远紫外…
2019-11-11 astro-ph.GA
CO Depletion in Infrared Dark Clouds
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔摩斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Yale University（耶鲁大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
研究红外暗云中CO耗尽与气体密度及尘埃温度的关系，提出耗尽因子函数形式，揭示热脱附对CO丰度的影响。
2025-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recent progress in high-mass star-formation studies with ALMA
大质量恒星的形成过程一直是天文学和天体物理学中的重要问题。这主要是因为观测研究中的主要困难，例如与附近的低质量孤立恒星形成区（SFR）相比，年轻的高质量星团中的高质量年轻恒星天体（YSO）数量较少，距离更大，结构更复杂，以及除了厘米到亚毫米波长外，星际尘埃的不透明度非常大。使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）在毫米/亚毫米波波长进行高分辨率和高灵敏度观测，将克服这些观测困难，即使是对越来越多的大质量YSO样本进行统计研究。本文综述了ALMA在大质量恒星形成研究中的最新进展，包括巨分子云复合体和红外暗云中的团和细丝、致密核中的原恒星盘和外流、化学、脉泽以及大质量SFR中的吸积爆发等。
2018-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread deuteration across the IRDC G035.39-00.33
红外暗云（IRDC）是一种寒冷、密集的区域，通常存在于巨分子云（GMC）中。IRDC中正在进行的恒星形成通常仍然深深嵌入周围的分子气体中。因此，描述相对静止的IRDC的特性可能有助于我们了解恒星形成过程的最早阶段。对局部分子云的研究表明，在恒星形成的最早阶段，氘代物质的数量会增加。在本文中，我们针对IRDC G035.39-00.33进行了测试。我们展示了使用IRAM-30 m望远镜获得的N2 D + J=2-1跃迁的80弧秒x 140弧秒地图。我们发现N2 D+在整个G035.39-00.33中广泛存在。N2 H+（1-0）的补充观测用于估计氘分数，N（N2 D+）/N（N2 H+）。我们报告了平均氘分数为0.04 ± 0.01，最大值为0.09 ± 0.02。平均氘分数比星际[D]/[H]比大3个数量级。高角分辨率的观测是排除束流稀释效应的紧凑的氘核心所必需的。使用化学建模，我们发现，平均观测值的氘分数与平衡氘分数，给出云的一般属性是一致的。这意味着IRDC至少有300万年的历史，这比观测到的氘代区域的平均自由落体时间长8倍。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Virialized Filamentary Infrared Dark Cloud
大质量恒星和团簇形成的初始条件是星际介质中寒冷、致密和高柱密度的区域，这些区域可以通过近、中、甚至远红外吸收而显现为红外暗云（IRDC）。因此，阐明IRDC的动态限制了这些复杂过程的理论模型。特别是，重要的是要评估IRDC是否已经达到维里平衡，其中内部压力平衡，由于云的自引力重量加上外部环境的压力。我们通过结合近红外和中红外消光图和C_（18）O（1-0）和（2-1）谱线的速度色散来研究记录IRDC G035.39-00.33的质量。与我们先前基于13 CO发射和仅MIR-exclusion mapping的适度超维里结果相比，通过改进质量测量，我们现在发现暗条符合维里平衡，至少在其中心秒差距宽的区域中，约1000 M_Sun沿着几个秒差距蜿蜒。这种平衡态不需要大规模的净支撑或磁场的限制。
2012-07-30 astro-ph.GA
Mid-J CO Shock Tracing Observations of Infrared Dark Clouds I
红外暗云（IRDC）是星际介质中的致密分子结构，可以容纳高质量恒星形成的场所。IRDC包含超音速湍流，预计会产生冲击，局部加热云中的气体。我们目前的观测CO J = 8-7，9-8，和10-9的过渡，采取与赫歇尔空间天文台，向四个密集的，无星团块在IRDC（C1在G028.37+00.07，F1和F2在G034.43+0007，和G2在G034.77-0.55）。我们检测到的CO J = 8-7和9-8过渡到三个团块（C1，F1和F2）的强度水平大于预期的光解区（PDR）模型。8-7与9-8线的平均比率也被发现是在1.6和2.6之间的三个团块与检测，显着小于预期的PDR模型。这些低的线比和大的线强度强烈地表明，C1，F1和F2团块包含标准PDR模型没有考虑的热气体成分。这种热气成分可能是由低速激波中耗散的湍流产生的。
2015-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Herschel observations of infrared-dark clouds in the Hi-GAL survey
我们演示了使用三维蒙特卡罗辐射转移代码PHAETHON来模拟由星际辐射场（ISRF）外部照射的红外暗云（IRDC）。这些云被认为是最早观测到的高质量恒星形成阶段，可能是低质量星前核心的高质量等价物。我们模拟了三种不同的情况下使用的代码的例子，在其中我们改变的质量，密度，半径，形态和内部速度场的IRDC。我们显示了预测输出的模型在不同的波长选择匹配的观测波段的赫歇尔和斯皮策。对于Herschel上的长波长SPIRE光度计的波段，我们还将模型输出通过SPIRE模拟器，以生成尽可能接近使用SPIRE看到的输出图像。然后，我们分析的图像，如果他们是真正的观察，并比较这种分析的结果与辐射转移模型的结果。我们发现，详细的辐射转移建模是必要的，以准确地确定IRDC的物理参数（如尘埃温度，密度分布）。该方法被应用于研究G29.55+00.18，一个由赫歇尔红外银道面巡天（Hi-GAL）观测到的IRDC，并且在未来它将被用于模拟来自同一巡天的更大样本的IRDC。
2010-06-07 astro-ph.GA
Magnetic Fields in High-Mass Infrared Dark Clouds
大质量恒星是宇宙引擎，在银河系和其他星系中占据主导地位。然而，它们的形成仍然没有得到很好的理解。大质量、寒冷、稠密的云，通常以红外暗云（IRDC）的形式出现，是大质量恒星的摇篮。没有测量的磁场在IRDCs的状态之前，开始的高质量恒星形成（HMSF）以前已经提供，和流行的HMSF理论不考虑强磁场。在这里，我们报告的观测磁场在银河系中最大的两个IRDC。结果表明，IRDCs G11.11-0.12和G0.253+0.016是强磁化的，强磁场对HMSF的影响与湍流和重力一样重要。G11.11-0.12中的主致密细丝垂直于磁场，而合并到主细丝上的较低密度细丝平行于磁场。隐含的磁场足够强，足以抑制碎片，从而允许HMSF。其他减少碎裂的机制，例如通过高质量表面密度捕获年轻恒星的热量，并不需要促进HMSF。
2014-10-29 astro-ph.GA
Complex, Quiescent Kinematics in a Highly Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是大质量恒星和星团形成的初始条件。我们使用IRAM 30米天线获得了高灵敏度和高光谱分辨率的观测结果，这使我们能够对IRDC G035.39-00.33内的运动学进行详细分析。重点研究了N_2H ~+，C_18O（1-0）的1-0和3-2跃迁，并与SiO（2-1）观测和消光图作了比较。三个相互作用的气体filament. We报告整个云的大尺度速度相干性，通过小的速度梯度和相对较窄的线宽证明。这表明，这些细丝的合并有点“温和”，可能是由磁场调节的。这种细丝的合并可能是Jimenez-Serra等人2010年通过颗粒地幔蒸发检测到的微弱秒差距尺度SiO发射的原因。还发现了N2 H+（1-0）和C18 O（1-0）气体在整个0.18 +/- 0.04 kms^{-1}的云中的系统速度变化，这与仍在进行的细丝之间的碰撞情景一致。N2 H+（1-0）在整个IRDC中延伸，它不仅追踪致密的核心，就像在附近的低质量恒星形成区所发现的那样。IRDC的平均H2数密度约为5 x 10^4 cm^{-3}，比附近低质量恒星形成的分子云至少大一个数量级。通过我们的研究，我们得出结论，G035.39-00.33（在消光图和N2 H+中清晰可见）是由两个相对静止的细丝碰撞形成的，平均密度约为5 x 10^3 cm^{-3}，以约5 km ^{-1}的相对速度运动。合并点的材料积累始于> …
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Dark Cloud Cores in the SCUBA Legacy Catalogue
我们对Simon等人（2006）在SCUBA遗产目录中确定的候选红外暗云核心进行了调查。在对目录数据应用统一的噪声切割后，我们确定了154个在850 μ m处检测到的红外暗云核心和51个没有检测到的核心。我们从每个岩心的8 μ m消光系数中推导出柱密度，发现在850 μ m处检测到的IRDC具有更高的柱密度（平均值为1.7x10^22 cm-2），而在850 μ m处未检测到的岩心（平均值为1.0x10^22 cm-2）。结合灵敏度估计，我们认为在850 μ m处未检测到的岩心是低于SCUBA在850 μ m处灵敏度极限的低质量、低柱密度和低温岩心。对于在850微米处检测到的核心的子样本（包含在MIPSGAL区域内的核心），我们发现三分之二与24微米源有关。与24微米辐射无关的核心要么是可能尚未形成恒星的“无星”IRDC核心，要么是包含低于MIPSGAL检测极限的低质量YSO。我们看到那些“无星”的IRDC核心和与24微米发射相关的IRDC核心来自相同的柱密度群体，并且具有相似的质量。如果我们假设没有24 μ m嵌入源的核心处于嵌入物体的核心的早期进化阶段，我们得出了几个10^3-10^4年的静止阶段的统计寿命。最后，我们保守的预测，将观察到的IRDCs的数量由顶点望远镜银道面调查（ATLASGAL），赫歇尔红外银道面调查（Hi-GAL），JCMT银道面调查（JPS）和SCUBA-…
2009-07-29 astro-ph.GA
Core Emergence in a Massive Infrared Dark Cloud: A Comparison Between Mid-IR Extinction and 1.3 mm Emission
恒星诞生于分子云的致密核心。在观测上，捕捉核心的形成是至关重要的，以了解恒星形成过程的必要条件和速率。{ \it阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列}（ALMA）非常强大，可通过尘埃连续发射在毫米波长下识别致密气体结构，包括核心。在这里，我们使用ALMA进行调查的致密气体和核心的中心区域的大规模（$\sim10^5\:M_\odot$）红外暗云（IRDC）G28.37+0.07。该观测由12米阵列的86个点组成，并产生了这个IRDC的致密结构的前所未有的视图。在这第一篇关于这个数据集，我们专注于1.3毫米的连续辐射和中红外（MIR）消光图的IRDC之间的比较。这允许估计“稠密气体”检测概率函数（DPF），即，作为局部质量表面密度$Σ$的函数，用于定义“致密气体”的mm连续发射阈值的各种选择。然后，我们估计致密气体的质量分数，$f_{\rm dg}$，在IRDC的中心区域，并通过外推与DPF和已知的$Σ$概率分布函数，到大规模的周围区域，找到约5\%至15\%的值的阈值的基准选择。我们认为，这种观察到的致密气体是一个很好的示踪剂的原恒星的核心人口，并在这种情况下，估计恒星形成效率每自由落体时间在中央IRDC区域的$ε_{\rm ff}\sim$ 10\%，大约有两个系统的不确定性的一个因素。
2018-02-20 astro-ph.GA
