Filamentary structure of star-forming complexes
根据最近的观测，最近的年轻恒星群与柱密度超过10^22 cm^-2的“中心”有关。这些中心辐射出多个秒差距长度的“细丝”，具有较低的柱密度和较少的恒星。具有许多细丝的系统倾向于具有类似间距的平行细丝。这种“中心-灯丝结构”与所有9个300秒差距以内的年轻恒星群有关，形成低质量恒星。在形成更大质量恒星的红外暗云中也可以看到类似的性质。在一个新的模型中，均匀介质中的初始团块被压缩成自引力调制层。外层类似于Schmid-Burgk（1967）的调制平衡，具有几乎平行的细丝。这些细丝汇聚到压缩的团块上，团块塌缩成高效率的恒星。最初的介质和凝聚体的密度与附近的恒星形成云和团块的密度相似。预测的结构类似于观察到的枢纽灯丝系统在其大小，形状和列密度，并在其长丝的外观。这些结果表明，与年轻恒星群相关的中心-暗条结构可能是由分子云中的星团气体压缩引起的。
2009-06-10 astro-ph.GA
Characteristic structure of star-forming clouds
本文提出了一种从分子云区柱密度概率密度函数（N-pdf）诊断分子云区成星势的新方法。它给出了具有相同N-pdf的对称细丝的柱密度和质量分布的表达式作为一个附加区域。这种特征性的暗条的中心浓度可以区分区域，并可以量化它们对恒星形成的肥沃程度。对于纯对数正态分布、纯幂律分布或其组合的N-pdf，计算分布。关于奇异多变圆柱体的模型，特征细丝可以是未结合的，结合的，或根据其中心浓度而塌陷。N-pdf气体动力学状态的这种纤维模型比球形坍缩模型与恒星形成区域更相关。一个束缚或坍缩的暗条的恒星形成能力可以用它在径向自由降落时的平均质量吸积率来量化。对于一个给定的单位长度的质量，生育力增加与长丝平均柱密度和其初始浓度。在选定的区域中，它们的特征丝状体的生育能力随着恒星形成的水平而增加。
2015-05-05 astro-ph.GA
Fitting Probability Distribution Functions in Turbulent Star-Forming Molecular Clouds
本文利用3D分子云模拟，对比了分段对数正态幂律与多项式样条两种密度PDF拟合方法，发现样条法在处理柱密度噪声和估计体积密度斜率时表现更优，建议联合使用以减轻噪声影响。
2023-05-18 astro-ph.GA
A Sample of Intermediate-Mass Star-Forming Regions: Making Stars at Mass Column Densities <1 g/cm^2
为了了解从低质量到高质量恒星形成的转变的因素，我们首次确定了中等质量恒星形成区域（IM SFR）的样本，其中恒星高达-但不超过- 8个太阳质量。我们使用IRAS颜色和斯皮策太空望远镜中红外图像，结合毫米连续谱和CO地图，编译一个样本的50 IM SFR在银河系内部。这些恒星可能是赫比格AeBe恒星及其相关的低质量恒星群的前身。IM SFR在早期演化阶段构成嵌入式星团，类似于紧凑的HII区域，但它们缺乏大质量的电离中心恒星。划分IM SFR的光解离区域的典型直径约为1 pc，光度约为太阳光度的10^4倍，这使得它们的亮度比（超）紧凑的HII区域低一个数量级。IM SFR与质量约为10^3太阳质量的分子团相吻合，而这些分子团又位于更大的分子云中，跨越了巨大分子云质量范围的低端，即10^4-10^5太阳质量。IM SFR的IR光度和相关的分子质量是相关的，与紧凑的HII区域的已知光度-质量关系一致。IM SFR内的质量柱密度峰值约为0.1-0.5 g/cm^2，比超致密HII区低几倍，支持了大质量恒星形成的阈值约为1 g/cm^2的命题。
2010-06-18 astro-ph.GA
The Lifetimes of Phases in High-Mass Star-Forming Regions
大质量恒星在星团内从密集的分子区域形成，但团簇形成的过程是缓慢的流体静力学还是快速的动力学？我们链接的物理性质的大质量恒星形成区与它们的演化阶段，在一个系统的方式，使用赫歇尔和斯皮策数据。为了对这些区域的相对寿命进行可靠的估计，我们比较了与高质量恒星形成相关的柱密度（N（H2）> 0.4-2.5 x 10^22 cm^-2）以上的致密分子区域的比例，在'无星（没有大于10 Msun的恒星形成的迹象）和恒星形成阶段，在银河平面的2x2度区域，以l= 30度为中心。在能够形成约1 pc尺度的高质量恒星的区域中，无星（或嵌入无法检测）阶段约占致密分子区寿命的60-70%，而恒星形成阶段约占30- 40%。这些相对寿命在宽范围的阈值上是稳健的。我们概述了一种方法，通过这种方法，相对寿命可以锚定的绝对寿命从大规模的调查甲醇脉泽和UCHII地区。这种方法的简单应用估计无星阶段的绝对寿命为0.2-1.7百万年（约0.6-4.1基准云自由落体时间），恒星形成阶段为0.1-0.7百万年（约0.4-2.4自由落体时间），但这些都是高度不确定的。这项工作独特地研究了高柱密度气体逐像素的恒星形成性质，我们的结果表明，大多数高柱密度气体是在无星或嵌入相。
2017-02-07 astro-ph.GA
Connecting the Dots: Analyzing Synthetic Observations of Star-Forming Clumps in Molecular Clouds
在本文中，我们调查分子云的观测可以正确识别和测量恒星形成团块的程度。我们从一个5000 M $_{\odot}$分子云的模拟坍缩中产生了一个合成柱密度图和一个合成谱线数据立方体。通过将模拟中发现的团块与合成观测中发现的团块相关联，发现来自谱线数据立方体的团块质量非常接近团块的真实物理性质。我们还发现，“观察到的”团块质量函数来自列密度图转移的一个因素~ 3高于真正的团块质量函数，由于低密度材料沿视线的投影。Alves等人（2007年）首先提出，团簇质量函数向更高质量的偏移3倍可以归因于30%的恒星形成效率。我们的研究结果表明，这一发现可能是由于高估了从柱密度观测确定的团块质量。
2012-07-23 astro-ph.GA
Cloud structure of three Galactic infrared dark star-forming regions from combining ground and space based bolometric observations
我们修改了Lin等人（2016）引入的迭代程序，以系统地结合从地面拍摄的亚毫米图像（例如，CSO、JCMT、APEX）和空间（例如，赫歇尔，普朗克）望远镜。我们应用更新后的程序的观测三个充分研究的红外暗云（IRDC）：G11.11-0.12，G14.225-0.506和G28.34+0.06，然后进行单分量，修改黑体拟合推导出$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃温度和柱密度图。导出的柱密度图显示，这三个IRDC表现出复杂的沉积结构嵌入丰富的团块/核心。我们比较了这些具有多个OB团形成区域的IRDC之间的柱密度概率分布函数（N-PDF）和柱密度场的两点相关（2 PT）函数。基于所观察到的相关性和测量，和互补的流体动力学模拟的10 $^{4}$ $\rm M_{\odot}$分子云，我们假设，云的演变可以更好地表征（列）密度分布函数的演变和致密结构的相对功率作为空间尺度的函数，而不仅仅是基于恒星形成活动的存在。在小样本分析的基础上，我们提出了四个演化阶段，即：{ \it云合并、恒星组装、云预分散和分散云。}初始{ \it云整合}阶段和最终{ \it分散云}阶段可以通过N-PDF的比$-$ 4幂律指数更陡的指数与两个中间阶段区分开。{ \it云整合}阶段和随后的{ \it恒星组装}阶段通过后者更大的光度质量比（$>$ 40 $\rm L_{\odot}/M_{\odot}$）进一步彼此区…
2017-04-21 astro-ph.GA
Filaments and ridges in Vela C revealed by Herschel: from low-mass to high-mass star-forming sites
我们提出了第一个赫歇尔PACS和SPIRE结果船帆座C分子复合物在远红外和亚毫米制度在70，160，250，350，和500微米，跨越冷星前或原恒星核心的发射峰值。柱密度和多分辨率分析（MRA）区分船帆座C复杂成五个不同的子区域。每个次区域的柱密度和温度概率分布函数都有差异，特别是“中脊”和“南巢”次区域的概率分布函数形成鲜明对比。中央脊显示双峰温度PDF代表HII区域RCW 36周围的热气体和冷的邻近细丝，而南巢主要是冷的对流结构。中央脊的柱密度PDF比南巢平坦，具有高柱密度尾部，与通过大规模流动形成和自重调节一致。在小到中等规模的MRA表明，中央脊的浓度是南巢的两倍，而在更大的规模上，南巢中的气体的更大部分是由湍流比中央脊占主导地位。在船帆座C中，大质量恒星似乎优先形成在脊中，即，占优势的高柱密度细丝。
2011-08-03 astro-ph.GA
Velocity resolved [CII], [CI], and CO observations of the N159 star-forming region in the Large Magellanic Cloud: a complex velocity structure and variation of the column densities
[CII] 158 μ m线是恒星形成活动区的主要冷却线之一。通常假设cloudical紫外线穿透云模型预测的[CII]线轮廓类似的CO。然而，最近的光谱分辨观测表明，它们往往是非常不同的，表明一个更复杂的起源线发射，包括源区的动态。我们的研究目的是通过分离发射线的空间和光谱来源来研究大麦云（LMC）中恒星形成ISM的物理性质。本文主要讨论了大麦哲伦星云N159恒星形成区的光谱特征、发射线的来源以及含碳物质的位相。我们用SOFIA上的GREAT在[CII] 158 μ m和[NII] 205 μ m中绘制了N159的4 'x（3-4）'区域，用APEX在CO（3-2），（4-3），（6-5），1 - 3CO（3-2）和[CI] 3 P1 - 3 P0和3 P2 - 3 P1中绘制了区域。观察到的所有跃迁的发射显示出在整个地图上和不同物种之间的线轮廓的很大变化。在大多数位置处，[CII]发射谱线轮廓显著宽于CO和[Cl]的发射谱线轮廓。我们估计的分数的[CII]积分线发射，不能拟合的CO线的轮廓是20%-50%。我们推导出C+，C，和CO的相对贡献的列密度在每个速度箱。C+的贡献主要分布在远离稠密分子气体的速度区域以及N159 W和E的CO核之间的区域。我们估计电离气体对[CII]发射的贡献，使用[NII]发射的比率在其峰值位置< 19%到[CII]发射，并且在整个观察区域<15%。…
2015-06-05 astro-ph.GA
Star-forming filament models
提出了新的恒星形成的对流云模型，以量化它们的性质并预测它们的演化。这些2D轴对称模型描述了没有核心、一个低质量核心和一个团簇形成核心的细丝。它们基于Plummer样的圆柱体和球体，由有限范围的恒定密度表面限定。与一维Plummer模型相比，它们具有特定的长度和质量值，它们近似于观测到的柱密度图，并且它们的柱密度分布（N-pdfs）是无极点的。每个模型都可以通过识别足以形成低质量恒星的气体密集区，以及计算封闭的热金斯质量的数量，来估计核心灯丝系统的恒星形成潜力。这一分析表明，Musca中心的灯丝可能接近其恒星形成生命的开始，有足够的致密气体来制造其最初的~3颗原恒星，而Coronet灯丝接近其恒星形成的中点，有足够的致密气体来增加~ 8颗原恒星到其~20颗已知恒星。相比之下，L43似乎接近其恒星形成寿命的终点，因为它缺乏足够的致密气体来添加任何新的原恒星到已知的2个YSO中。
2017-02-08 astro-ph.GA
Mapping CO Ice in a Star-Forming Filament in the 3 kpc Arm with JWST
University of Florida（佛罗里达大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Kansas（堪萨斯大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）
利用JWST观测3 kpc臂中恒星形成丝状体，发现高柱密度区域CO大部分被冰锁住，需修正质量测量方法。
2026-07-23 astro-ph.GA
The Column Density, Kinematics, and Thermal State of Metal-Bearing Gas within the Virial Radius of z~2 Star-Forming Galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
本文介绍了凯克重子结构巡天（KBSS）的结果，包括首次详细测量了位于$z\sim2$的8个~ $L^*$星系的位力半径（35-100物理kpc）范围内含金属气体的柱密度、运动学和内能。从我们的完整样本的130个含金属的吸收体，我们推断，晕气体是运动学复杂的单，双，和三重离子化的物种。宽OVI和CIV吸收剂检测到类似的速度较低的电离气体，但有非常不同的运动学结构，表明环星系介质（CGM）是多相的。在100千秒差距内，含金属气体的覆盖率很高，包括高度电离的气体，如OVI;然而，用透镜背景类星体探测的单个星系的观测表明，含金属云的大小很小（除了含OVI的气体外，所有含金属云的大小都小于400千秒差距）。在晕内发现的金属质量相当大，相当于星际介质内金属质量的$\gtrsim$ 25%。气体运动学明确地表明，70%的星系检测到金属吸收有一些未结合的金属富集气体，这表明星系风可能通常从$z\sim2$的晕中喷出气体。在CGM吸收体中检测到显著的热加宽，其主导气体的内能。40%的检测到的气体具有在$10^{4.5-5.5}$ K范围内的温度，其中冷却时间短，表明CGM是动态的，具有恒定的加热和/或冷却以产生该短暂的热相。
2019-02-28 astro-ph.GA
Alone on a wide wide sea. The origin of SECCO 1, an isolated star-forming gas cloud in the Virgo cluster
SECCO 1是一个极暗、低质量（M_star=10^5 M_sun）的恒星形成系统，位于室女星系团的低速云（LVC）子结构中，并拥有几个HII区。在这里，我们回顾了我们对这个非凡系统的了解，并介绍了以下结果：（a）对我们使用MUSE进行的全景光谱观测进行的额外分析，（b）对哈勃太空望远镜和MUSE数据进行的综合分析，以及（c）使用OSIRIS@GTC获得的新窄带观测，以在系统周围寻找额外的HII区域。我们提供了新的证据，支持年龄为400万年的恒星，目前正在电离气体SECCO 1。我们确定只有一个新的有希望的候选人HII区域可能与SECCO 1，从而确认了极端隔离的系统。我们还在赛科调查的目标中确定了处女座另外三个候选的压力支持乌云。各种可能的假设SECCO 1的性质和起源进行了考虑和讨论，也与专用的流体动力学模拟的帮助下，显示出的氢云的SECCO 1的特性可能会生存>1 Gyr，而在LVC内集群介质。
2018-02-15 astro-ph.GA
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming gas in young clusters
初始条件的恒星形成在集群中估计的原恒星的质量遵循初始质量函数（IMF）从0.05到10太阳质量。由于气体扩散受恒星反馈主导，恒星形成的坠落被认为同样有可能随时停止。对于球形下落，典型的初始凝结必须有一个陡峭的密度梯度，如在低质量的核心，周围的梯度较浅，如在核心周围的团块。这些属性匹配观察到的柱密度在集群形成的地区时，平均下落停止时间为0.05万年和吸积效率为0.5。坍缩持续时间随着最终原恒星质量的增加而增加，从0.01百万年增加到0.3百万年，质量吸积速率从3 x 10^（-6）太阳质量/年增加到300 x 10^（-6）太阳质量/年。典型的球形吸积光度是~5个太阳光度，将光度问题减少到~3倍。初始凝聚密度梯度在半径为0.04 pc处由陡变浅，包围0.9个太阳质量，平均柱密度为2 x 10^（22）cm^（-2），有效中心温度为16 K。这些初始条件比孤立恒星形成的条件更致密、更温暖。
2010-03-25 astro-ph.GA
Organic chemistry of low-mass star-forming cores I: 7 mm spectroscopy of Chamaeleon MMS1
观测的发射线从有机分子在32 - 50 GHz的频率在Chamaeleon MMS 1附近。这个化学成分丰富的致密云核拥有一个非常年轻，非常低光度的原恒星物体，是候选的第一个流体静力学核心。列密度推导和排放图的物种，包括多炔，氰基多炔，硫化碳链和甲醇。多炔的发射峰距离原恒星约5000 AU，而甲醇的发射峰距离原恒星约15，000 AU。在望远镜光束上求平均值，计算出氢分子数密度为10^6 cm^-3，气体动力学温度在5 ~ 7 K范围内。长碳链的丰度非常大，表明碳化学不平衡; C6 H和HC 7 N柱密度为5.9（+2.9 -1.3）\times 10^11 cm^-2和3.3（+8.0 -1.5）\times 10^12 cm^-2，这与已知的大多数富含碳链的原恒星和星前核心中的值相似，并且对于恒星形成气体来说异常大。得到了碳链阴离子C4 H-和C6 H-的柱密度上限，阴离子与中性离子的比值[C4 H-]/[C4 H] < 0.02%，[C6 H-]/[C6 H] <10%，与以前在星际云和低质量原恒星中的观测结果一致。检测到氘代HC 3 N和c-C3 H2。[DC 3 N]/[HC 3 N]的比值约为4%，与通常在冷星际气体中发现的值一致。
2011-09-19 astro-ph.GA
Multiple power-law tails in the density and column-density distribution in contracting star-forming clumps
本研究通过数值模拟探讨了原初气体收缩星形成团块中（柱）密度分布的多重幂律尾演化，发现其斜率特征与经典坍缩模型、原恒星引力及吸积盘形成相关，并得到观测数据支持。
2024-01-04 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure in Spheroidal Star-Forming Clouds. II. Estimating Field Structure from Observed Maps
本文提出了模型，估计结构的密度和磁场强度的球状凝聚，从他们的柱密度和他们的磁排列尘埃颗粒的极化图。密度模型是通过拟合柱密度图与嵌入的p = 2普卢默球体的任何纵横比和倾角。磁性是基于密度模型，基于Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）的Alfvénic涨落模型，以及基于论文I中的质量和通量守恒的球体通量冻结（SFF）模型。场强模型具有柱密度图的分辨率，其比场强的DCF估计的分辨率更精细。该模型适用于ALMA观测的包络的原恒星BHR 71 IRS 1。柱密度拟合给出了密度模型，从（2.0 +- 0.4）x 10^5 cm^-3到（7 +- 1）x 10^7 cm^-3。密度模型预测的场方向图在1100 au内与极化图拟合最好，角差标准差为17°。在该区域，DCF平均场强为0.7 +- 0.2 mG，包层质量为超临界，质量与磁临界质量之比为1.5 +- 0.4。SFF场强分布与DCF场强成比例，从60 x 10μG到4+-1 mG。SFF场强估计的空间分辨率比DCF分辨率精细约7倍，并且峰值SFF场强超过DCF场强约5倍。
2020-05-08 astro-ph.GA
Synthetic ngVLA line observations of a massive star-forming cloud
星前云演化的研究需要高灵敏度和高分辨率的观测，而大质量恒星形成的区域尤其具有挑战性。我们希望量化，在多大程度上，一个巨大的恒星形成云的物理条件可以从观测中确定。我们对下一代VLA（ngVLA）干涉仪提供的可能性特别感兴趣。我们使用来自恒星形成的磁流体动力学模拟的数据，并集中在一个具有类似于红外暗云的物理特性的非线性结构上。我们生产合成ngVLA观测的谱线和分析柱密度，气体温度和运动学。将结果与理想观测值和实际3D模型进行比较。对于4 kpc的距离，ngVLA即使在最紧凑的配置中也能提供0.01 pc的分辨率。对于丰富的分子，如HCO+，NH3，N2H+和CO同位素，云的运动学和结构可以映射到亚弧秒尺度。对于NH3，即使没有额外的单碟数据，也可以获得整个15 * 40弧秒云的可靠柱密度图，并且动力学温度恢复到1 K的精度。在更高的频率下，大规模发射的损失是明显的。除了最大尺度外，线观测精确地跟踪了云的运动学。视线混淆使运动学的解释复杂化，并且限制了基于光学粗线的蓝色不对称的塌陷指示器的有用性。ngVLA将提供云的小尺度结构和物理化学状态的准确数据，即使是在千秒差距距离的高质量恒星形成区域。补充的单碟数据仍然是必不可少的估计的总柱密度和大规模的运动学。
2022-08-03 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transition Layers in the Star-Forming Region W43
原子到分子（HI到H $_2$）的气体转换过程是分子云形成和恒星形成的基础。对恒星形成区W 43的21厘米观测揭示了极高的HI柱密度，为120-180 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，比HI到H $_2$跃迁理论预测的大10-20倍。我们用HI到H $_2$跃迁理论模型分析了观测到的HI，发现理论与观测的差异不能用W 43的强辐射来解释，也不能用假设的体密度或H $_2$形成速率系数的变化来解释。我们发现，观察到的大HI列自然地解释了几个（$9-22$）HI-H $_2$过渡层，叠加沿视线的W 43。我们讨论了其他可能的解释，如非稳态的情况下，和效率低下的灰尘吸收。W 43的情况表明，在河外观测中报告的HI阈值可能与单个HI到H $_2$过渡无关，而是沿视线的几个过渡层（云）的结果，被弥散的云间气体稀释。
2016-12-07 astro-ph.GA
On the nature of star-forming filaments: I. Filament morphologies
我们使用一套高分辨率的分子云模拟进行移动网格代码Arepo探索恒星形成细丝的性质。模拟的细丝被确定和分类列密度图以同样的方式为最近的赫歇尔观测。当与Plummer类似的轮廓拟合时，细丝与观测结果非常一致，并且具有p~2.2的浅幂律轮廓，而不需要磁性支持。当在1 pc的细丝中心的数据与高斯函数拟合，平均半高宽为~0.3 pc，与预测的吸积细丝。然而，如果仅使用内部区域构建拟合，如Herschel观测，则所得的FWHM仅为~0.2 pc。这个值比在IC 5146和金牛座中测得的要大，但与在普朗克银河系冷核和天鹅座X中发现的相似。模拟的细丝具有一定范围的宽度，而不是恒定值。当将柱密度图与3D气体密度进行比较时，在柱密度中看到的细丝不属于单一结构。相反，它们是由一个短带状子细丝网络组成的，让人想起金牛座的那些。子细丝预先存在于模拟的云内，具有与其Jeans半径相似的半径，并且主要不是通过柱密度中看到的较大细丝的碎片形成的。相反，小的非物质团块被云的大规模坍缩扫到一起，形成一个单一的柱状密度结构。
2014-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we trace very cold dust from its emission alone ?
上下文沙尘是冷乌云的一个很好的示踪剂，但它的柱密度很难量化。目标。我们想检查来自Herschel SPIRE和PACS相机的远红外和亚毫米高分辨率数据与地面望远镜测辐射热计相结合是否允许我们检索冷乌云的全部尘埃含量。方法.我们比较了远红外和亚毫米发射整个L183的8 $μ$米的吸收图从斯皮策数据和适合修改后的黑体函数对三个不同的位置。结果我们发现没有一个赫歇尔螺旋通道遵循吸收中看到的冷尘埃轮廓。即使是地面的亚毫米望远镜观测，虽然更密切地跟踪吸收轮廓，也不能帮助描述没有外部信息（如尘埃柱密度本身）的冷尘埃的特征。在高消光的星前核中，尘埃不透明度的差异可以达到3倍。结论.在乌云中，很冷的尘埃的数量不能仅仅从它的排放量来衡量。特别是，仅基于赫歇尔数据的乌云研究可能会错过很大一部分尘埃含量。这对芯和丝密度分布、可重复性和稳定性估计有影响。
2015-01-05 astro-ph.GA
The spatial correlation between CN line and dust continuum emitting regions in high-mass star-forming cloud
本文利用TRAO观测的CN谱线数据和Herschel尘埃连续谱数据，证明大质量恒星形成区中CN发射与尘埃连续谱发射空间重合，并据此可靠测量了五个目标源的三维磁场强度，进而判定其磁临界性。
2024-10-04 astro-ph.GA
SOFIA Polarization Spectrum of Three Star-Forming Clouds
本文利用SOFIA/HAWC+测量了三个恒星形成云的偏振光谱，发现偏振百分比随波长增加而下降，并证实存在临界柱密度，低于该值时偏振光谱呈平坦或上升，支持了近红外辐射屏蔽假设。
2025-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
What drives the velocity dispersion of ionized gas in star-forming galaxies?
分析了阿帕奇点天文台近星系映射巡天（MaNGA）观测到的648个恒星形成星系的内禀速度色散特性，探讨了内禀速度色散与恒星形成率（SFR）、SFR面密度（$\rm{Σ_{SFR}}$）、恒星质量和恒星质量面密度（$\rm{Σ_{*}}$）的关系。通过与高z星系的结合，我们发现速度色散与SFR和$\rm{Σ_{SFR}}$之间有很好的相关性。但速度色散与恒星质量和$\rm{Σ_{*}}$之间的相关性是中等的。通过将我们的结果与理论模型的预测进行比较，我们发现单独的恒星形成过程的能量反馈和引力不稳定性不能同时完全解释观测到的速度-色散/SFR和速度-色散/ $\rm{Σ_{SFR}}$关系。
2019-04-25 astro-ph.GA
The CGM$^2$ Survey: Circumgalactic O VI from dwarf to massive star-forming galaxies
我们结合了126个新的星系-O VI吸收剂对CGM $^2$调查与123对从文献中得出的O VI吸收剂（$N_{\rm O VI}$）对星系恒星质量，恒星形成率和影响参数的同时依赖性研究。合并后的样本由249个星系-O VI吸收体对组成，包括$z=0$ - $0.6$，宿主星系恒星质量为$M^*=10^{7.8}$ - $10^{11.2}$ $M_\odot$，星系-吸收体碰撞参数为$R_\perp=0$ - $400$固有千秒差距。在这项工作中，我们集中在$N_{\rm O VI}$与星系质量和碰撞参数的恒星形成星系的样本之间的变化。我们发现，在一个维里半径的恒星形成星系的平均$N_{\rm O VI}$是最大的恒星形成星系与$M^*=10^{9.2}$ - $10^{10}$ $M_\odot$。$M^*$介于$10^{8}$和$10^{11.2}$ $M_\odot$之间的恒星形成星系可以解释大多数柱密度大于10 $^{13.5}$ cm $^{-2}$的O VI系统。与恒星形成星系相关的O VI质量的60%在一个维里半径内，35%在一个和两个维里半径之间。在一般情况下，我们发现，一些偏离流体静力平衡的CGM是必要的重现所观察到的O VI量，星系质量的依赖性，和程度。我们的测量作为一个测试集CGM模型在广泛的主机星系质量。
2021-12-21 astro-ph.GA
Chemical evolution of N2H+ in six massive star-forming regions
为了研究N2 H+的丰度如何随着大质量团块的演变而变化，在这里，我们对六个分子云进行了多波长研究。所有这些云都包含几个处于恒星形成不同演化阶段的巨大团块。利用Herschel红银道面巡天（Hi-GAL）的存档数据，用谱能量分布（SED）方法制作了这些区域的H2柱密度和尘埃温度图。我们发现这六个云都显示出明显的尘埃温度梯度，范围从20 K到30 K。这使它们成为研究恒星形成不同演化阶段分子（如N2 H+）化学演化的良好候选者。我们的分子线数据来自90 GHz的毫米天文遗产团队调查（MALT 90）。我们制作了N2 H+的柱密度图和丰度图。当尘埃温度高于27 K时，N_2H ~+的丰度开始下降或达到一个平台。我们认为这是因为在经典HII区周围的光解离区（PDR）中，N2 H+被自由电子严重破坏。当尘埃温度低于27 K时，N2 H+的丰度随尘埃温度的升高而增加。这似乎与先前在低质量恒星形成区建立的化学模型不一致。为了检查这种不一致是否是由大质量恒星形成团块中的不同化学物质引起的，需要更高的角分辨率观测。
2019-05-22 astro-ph.GA
Cloud Structure of Galactic OB Cluster Forming Regions from Combining Ground and Space Based Bolometric Observations
我们已经开发了一个迭代的程序，系统地结合OB团形成分子云的毫米和亚毫米图像，这是由地面（CSO，JCMT，APEX，IRAM-30 m）和空间望远镜（Herschel，Planck）。七个发光的（$L$ $>$ 10 $^{6}$ $L_{\odot}$）我们选择了用于分析的银河系OB星团形成分子云，即W 49 A，W 43-Main，W 43-South，W33，G10.6-0.4，G10.2-0.3，G10.3-0.1，我们对组合（亚）毫米图像的每个像素进行了单分量，修改的黑体拟合，以及赫歇尔PACS和SPIRE图像在较短波长下的对比。$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃柱密度和温度图显示这些来源显着不同的形态，表明非常不同的模式OB集群的形成，或母分子云结构在不同的演化阶段。分子云W 49 A、W33和G10.6-0.4显示了中心集中的大量分子团，它们与近似径向取向的分子气体细丝相连。W 43-Main和W 43-South分子云复合体位于银河系近3千秒差距（或盾牌）臂和银河系棒的交叉处，在观测到的$\sim$ 10秒差距空间尺度上显示出密集分子团/核的广泛分散分布。相对演化的源G10.2-0.3和G10.3-0.1似乎受到恒星反馈的影响，并显示出复杂的云形态，嵌入了丰富的致密分子团/核。我们发现，由于我们实现了高角分辨率，我们对云形态的视觉分类可以与系统导出的统计量（即，封…
2016-06-27 astro-ph.GA
A comprehensive study on the relation between the metal enrichment of ionised and atomic gas in star-forming galaxies
本研究利用EAGLE模拟探究z=0-3恒星形成星系中电离与原子气体金属丰度关系，发现二者差值随金属丰度降低增大、向星系中心减小且中心饱和，与观测整体吻合但核星暴区不遵循该规律。
2023-05-10 astro-ph.GA
Detection of a large fraction of atomic gas not associated with star-forming material in M17 SW
我们探测的柱密度和质量跟踪的电离和中性原子碳光谱分辨地图，并将它们与扩散和致密的分子气体跟踪的[C I]和低$J$ CO线朝向恒星形成区M17 SW。我们使用APEX望远镜绘制了[C I] 609 m $μ$线中的4.1 pc x 4.7 pc区域，并使用IRAM 30 m望远镜绘制了CO同位素。我们分析的数据的基础上速度通道地图是1公里/秒宽。我们将它们的空间分布与SOFIA/GREAT获得的[C II]图相关联。光学薄近似用于估计在每个速度通道中的[C I]和[C II]的柱密度。发现[C I]和所有CO同位素物发射的空间分布在约20%-80%的映射区域中与[C II]的空间分布相关，在中心（15-23 km/s）速度通道中发现高相关性。[C I]在M17 SW分子内区的激发温度范围为40 ~ 100 K，在1 km/s通道中的柱密度范围为~10 $^{15}$ ~10 $^{17}$ cm $^{-2}$. [C II]谱线所跨越的速度范围（约40 km/s）中，只有约20%与[C I]和CO追踪的恒星形成物质有关。根据[C II]辐射估算的总气体质量给出了约4.4x10 $^3$ $M_{\odot}$的下限。至少64%的质量与M17 SW中的恒星形成物质无关。我们还发现，约36%、17%和47%的[C II]发射分别与HII、HI和H_2区有关。与H41 $α$谱线的比较…
2015-01-12 astro-ph.GA
On the OVI Abundance in the Circumgalactic Medium of Low-Redshift Galaxies
我们分析的质量，温度，金属富集，和OVI丰度的环星系介质（CGM）周围的质量$10^9 M_\odot <M_\bigstar < 10^{11.5} M_\odot$的$z\sim 0.2$星系的模拟。在恒星形成的星系中，CGM的质量、温度和金属丰度随着恒星质量的增加而增加，这使得$\sim 0.5$ dex的OVI柱密度分布随着恒星质量的每一个$0.5$ dex的增加而增加。观察到的OVI柱密度分布表现出比预测更弱的质量依赖性：模拟的OVI丰度分布与对质量为$M_\bigstar = 10^{10.5-11.5} M_\odot$的恒星形成星系观察到的一致，但低估了通过$\gtrsim 0.8$ dex对低质量星系观察到的OVI丰度。我们建议，这种差异可能会减轻额外的加热丰富的冷气体在低质量的晕，或增加数值分辨率捕获湍流/导电CGM阶段之间的混合层。淬火星系的质量$M_\bigstar = 10^{10.5-11.5} M_\odot$被发现有0.3-0.8德克斯低的OVI柱密度分布比恒星形成星系的相同质量，在定性协议与观察到的OVI丰度双峰。这种偏移是由活动星系核反馈驱动的，活动星系核反馈通过加热CGM并从晕中喷出大量气体来淬灭星系。最后，我们发现，包括中央星系的辐射场可能会增强的光电离的CGM在$\sim 50$ kpc，进一步增加预测的OVI丰度周围的恒星形成的星系。
2015-11-02 astro-ph.GA
Investigating Nearby Star-Forming Galaxies in the Ultraviolet with HST/COS Spectroscopy. I: Spectral Analysis and Interstellar Abundance Determinations
这是一系列三篇论文中的第一篇，描述了一个利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪测量9个附近恒星形成星系样本中中性星际介质丰度的项目。我们的目标是评估（中）同质性的多相ISM在星系中的大部分金属可以隐藏在中性相，但金属丰度推断从电离气体中的HII区域。样品，跨越了广泛的物理性质，是迄今为止最适合研究的中性气体在红移z=0的金属性行为。ISM吸收线是根据每个星系内最亮恒星形成区域的远紫外光谱检测到的。在这里，我们报告的意见，数据处理，并分析这些光谱。柱密度测量的多组分线轮廓拟合技术，并获得了广泛的元素的中性气体丰度。考虑了几个警告，包括线饱和，电离校正，和灰尘耗尽。电离效应进行了量化与“特设”云模型再现复杂的光电离结构的电离和中性气体周围的紫外线明亮的来源。从中性气体物种的不饱和剖面的平均柱密度中获得了“红移z=0的恒星形成星系的平均光谱”。该模板可作为研究中性ISM的强有力工具。
2014-08-19 astro-ph.GA
Cyanopolyyne line survey towards high-mass star-forming regions with TMRT
我们利用上海天马65米射电望远镜（TMRT）对大样本的HMSFR进行了氰基聚炔谱线测量。我们的样本包括123个目标从TMRT C波段线调查。它包括三种源，即仅检测6.7 GHz CH 3OH脉泽的源、仅检测射电复合线（RRL）的源和同时检测两者的源（以下分别称为仅脉泽源、仅射电复合线源和脉泽-RRL源）。我们在38个源中检测到HC 3 N，在11个源中检测到HC 5 N，在G24.790+0.084中检测到HC 7 N，其中发现Maser-RRL源的检测率最高，仅发现RRL源的检测率非常低。它们的柱密度是使用从NH3线测量的旋转温度导出的。并构造和拟合了远红外光谱能量分布。在此基础上，我们推导出它们的尘埃温度，H2柱密度，和相对于H2的氰基多炔的丰度。从Maser-RRL到Maser-RRL，HC 3 N的检出率、柱密度和相对丰度均呈上升趋势，而从Maser-RRL到RRL，HC 3 N的检出率、柱密度和相对丰度呈下降趋势。这种趋势是一致的假设下，我们的Maser-only，Maser-RRL和RRL-only源对应于大质量的年轻恒星的对象，超紧凑的HII区域，和正常的经典HII区域，分别提出的HC 3 N的演化趋势。此外，HC 3 N和激波示踪分子（SiO，H2 CO）的积分线强度和柱密度的统计分析，使我们能够找到它们之间的正相关性。这表明HC 3 N可能是冲击的另一种示踪剂，因…
2022-05-16 astro-ph.GA
The VANDELS survey: the role of ISM and galaxy physical properties on the escape of Lyα emission in z $\sim$ 3.5 star-forming galaxies
我们研究了VANDELS巡天中52个Lyα发射星系的物理性质，特别关注运动学和中性氢柱密度在Lyα光子逃逸和空间分布中的作用。对于这些星系，我们导出了不同的物理性质，并从运动学、EW、FWHM和空间扩展等方面描述了Lyα发射，进而估算了中性气体流出的速度。我们再现了Lyα EW与恒星质量、尘埃消光和UV \b{eta}斜率之间的一些众所周知的相关性，在这个意义上，发射线在质量较低、尘埃较少和较蓝的星系中显得更亮。我们没有发现与SED衍生的恒星形成率有任何相关性，但我们发现Lyα较亮的星系在UV和Lyα中都倾向于更紧凑。我们的数据揭示了Lyα速度和星际吸收线相对于系统红移的偏移之间的一个新的有趣的相关性，在这个意义上，具有较大的星际介质（ISM）流出速度的星系显示较小的Lyα速度位移。我们在壳模型场景中解释了这种关系，其中ISM的速度和HI柱密度共同决定了Lyα运动学。为了支持我们的解释，我们观察到具有高HI柱密度的星系具有更扩展的Lyα空间分布，这是散射增加的标志。然而，我们没有发现任何证据表明HI柱密度与星系的任何其他物理性质有关，尽管这可能部分是由于我们的样本范围有限。
2019-03-20 astro-ph.GA
HI column density statistics of the cold neutral medium from absorption studies
星系冷中性介质（CNM）中微尺度结构的物理性质是一个长期存在的难题。在我们的银河系中，只有少数几条视线被研究，对这种结构的标度不变性质的研究结果不一。此外，由于这些研究测量的是中性氢光学厚度的变化，它们并不直接约束密度结构。在这封信中，我们调查的可能性，测量的密度和自旋温度结构的\HI从\HI的吸收研究的性质。我们的计算表明，无论云的热性质，\HI柱密度的尺度结构可以估计，而\HI吸收的研究单独不能阐明的密度波动的幅度和它们的温度结构。详细的方法和计算与一些可信的例子。
2019-11-21 astro-ph.GA
The depletion of star-forming gas by AGN activity in radio sources
本研究通过分析z>0.1的HI吸收数据，发现AGN光致电离主导射电源宿主星系中HI吸收探测率，并证实高柱密度系统自旋温度接近银河系，而高电离率下气体高度电离。
2024-01-01 astro-ph.GA
Evolution of column density distributions within Orion~A
我们比较了猎户座A不同区域的恒星形成分子云的结构，以确定柱密度概率分布函数（N-PDF）如何随环境条件（如年轻原恒星的比例）而变化。N-PDF斜率和0类原恒星分数之间的相关性先前已被观察到在低质量恒星形成区（英仙座）由Sadavoy，在这里，我们测试，如果一个类似的相关性是在高质量恒星形成区观察。我们使用赫歇尔数据导出猎户座A的柱密度图。我们使用赫歇尔猎户座原恒星巡天目录准确识别和分类的猎户座A年轻恒星对象（YSO）的内容，包括短命的0类原恒星（与$\sim$ 0.14百万年的寿命）。我们将猎户座A分成8个独立的13.5 pc $^2$区域;在每个区域中，我们用幂律拟合N-PDF分布，并测量0类原恒星的比例。我们使用极大似然方法来测量N-PDF幂律指数，而不进行分箱。我们发现，0级分数是较高的区域，具有平坦的列密度分布。我们测试的不完整性，YSO错误分类，分辨率和像素尺度的影响。我们表明，这些影响不能解释所观察到的趋势。我们的观察表明，幂律N-PDF的斜率与猎户座A内的0级分数之间存在关联。各种解释进行了讨论，包括基于0类原恒星分数的时间尺度假设一个恒定的恒星形成率。观察到的关系表明，N-PDF可以与气体的“演化状态”有关。如果普遍的，这样的关系允许从N-PDF幂律指数在更大的距离比那些accesble与原恒星计数的进化状态的评估。（节略）
2015-04-20 astro-ph.GA
Simulations for the evolution of the chemical clock HC3N/N2H+ in high-mass star-forming regions
本研究通过化学模拟重现高质量恒星形成区中HC3N/N2H+柱密度比的演化趋势，识别关键化学过程，并筛选出157个可作为化学时钟的候选比值。
2025-02-26 astro-ph.GA
Arp 65 interaction debris: massive HI displacement and star formation
背景：星系合并前的相互作用可以引起恒星和ISM组件的形态和运动学的显着变化。大量的气体和恒星经常被发现作为潮汐碎片被扰动或移位。这些碎片随后演化，有时形成恒星，偶尔形成潮汐矮星系。在这里，我们提出的结果，从我们的HI研究Arp 65，一个相互作用对托管扩展HI潮汐碎片。目的：在努力了解潮汐碎片的演变产生的相互作用对星系，包括在原位恒星和潮汐矮星系形成，我们正在映射HI的相互作用星系对的样本。Arp 65就是其中之一。方法：我们的解决HI 21厘米线调查正在进行使用巨型米波射电望远镜（GMRT）。我们使用我们的HI调查数据以及可用的SDSS光学，斯皮策红外和GALEX紫外数据来研究潮汐碎片的演变和HI与恒星形成区域的相关性inherit. Results：在Arp 65中，我们看到一个高影响合并前的相互作用，涉及一对大规模的星系（NGC 90和NGC 93），有一个恒星质量比为~ 1：3。这种相互作用可能发生在大约1.0 - 2.5 $\times$ 10 $^8$年前，似乎已经将NGC 90中的大部分HI（包括最高柱密度HI）转移到光盘之外。我们还在NGC 90的外盘中发现了持续的恒星形成。在主要的恒星形成区，我们发现HI柱密度为~ 4.7 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$或更低。但是在柱密度最高的HI碎片中没有发现恒星形成的迹象，NGC 90的SE。这…
2015-09-09 astro-ph.GA
COSMOS-Web: does halo mass alone shape the clustering of star-forming and quiescent galaxies?
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Aix Marseille University（艾克斯-马赛大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Washington（华盛顿大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；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）；AIM（天体物理学与分子天文学研究所）；Aalto University（阿尔托大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
通过COSMOS-Web巡天数据，测量恒星形成和宁静星系的自动和交叉相关函数，发现即使在控制暗晕质量后，宁静星系仍比恒星形成星系成团性强0.5-1 dex，表明环境淬灭和一致性效应在低红移时显著影响低质量星系。
2026-07-01 astro-ph.GA
Chemical Evolution in High-Mass Star-Forming Regions: Results from the MALT90 Survey
高质量恒星形成区的化学变化为分类其演化阶段和最终年龄提供了一种潜在的方法。在这项研究中，我们寻找与高质量恒星形成相关的致密分子团的分子丰度和演化阶段之间的相关性。我们使用毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）调查的第1年的分子线图。这次巡天测绘了从ATLASGAL巡天中选出的数百个独立的恒星形成团块，涵盖了从星前到原恒星到H II区域的完整演化过程。每个集群的演化阶段进行分类使用斯皮策GLIMPSE/MIPSGAL中红外巡天。在可能的情况下，我们确定的尘埃温度和H2柱密度从赫歇尔Hi-GAL连续数据为每个团块。从MALT 90数据中，我们测量了N_2H ~+、HCO ~+、HCN和HNC（1-0）谱线的积分强度，并导出了N_2H ~+和HCO ~+的柱密度和丰度。赫歇尔尘埃温度增加作为一个功能的IR为基础的斯皮策进化分类方案，最年轻的团块是最冷的，这给人的信心，这种分类方法提供了一个可靠的方式来分配进化阶段的团块。N2 H+和HCO+丰度均随演化阶段而增加，而N2 H+（1-0）与HCO+（1-0）的积分强度比没有明显的趋势。HCN（1-0）与HNC（1-0）的积分强度比显示出随着团块演变而增加的边缘证据。
2013-09-13 astro-ph.GA
The VIMOS Ultra Deep Survey: The role of HI kinematics and HI column density on the escape of Lyalpha photons in star-forming galaxies at 2<z<4
我们从VIMOS超深巡天（VUDS）中选取了76个2 <z <4的Lya发射星系样本。我们估计中性气体流出星际介质的速度作为系统红移（zsys）和低电离吸收线系统（LIS）中心之间的速度偏移量Δ v。为了提高VUDS光谱的信噪比，我们堆叠了子样本。我们用CIII] 1908星云发射谱线测量了系统红移，并认为SiIII 1526是信噪比最高的LIS谱线。我们从二维堆叠光谱中的轮廓计算了Lya相对于zsys、EW（Lya）和Lya空间延伸Ext（Lya-C）的峰位移。在静止坐标系UV连续谱中较暗、在Lya和CIII]中较强、具有紧凑UV形态、并且位于欠密环境中的星系的特征在于流出速度为几百km/sec的量级。具有较小Δ v的子样品的特征在于较大的Lya峰位移、较大的Ext（Lya-C）和较小的EW（Lya）。一般来说，我们发现EW（Lya）与Ext（Lya-C）和Lya峰位移反相关。我们解释这些趋势使用辐射传输壳模型。该模型预测，柱密度大于10^20/cm ^2的HI气体能够产生大于300 km/sec的Lya峰位移。具有此NHI值的ISM将有利于大量的散射事件，特别是当介质是静态的时，因此它可以解释大的Ext（Lya-C）值和小的EW（Lya）值。相反，具有较低NHI但大速度流出的ISM将导致Lya空间轮廓在星系中心达到峰值（即Ext（Lya-C）的低值）和大EW（Lya），正如我们…
2017-07-05 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -XXI. A Large-sample Observational Study of Ethanol and Dimethyl Ether in Hot Cores
本研究利用ALMA对60个热核中的乙醇、二甲醚和甲醇进行大样本观测，发现三者柱密度强相关且比值稳定，表明甲醇可能是乙醇和二甲醚的前体，并为化学模型提供了关键观测约束。
2025-03-12 astro-ph.GA
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
On the Relationship between CH$_3$OD Abundance and Temperature in the Orion KL Nebula
单氘代甲醇同位素的相对丰度，[CH $_{2}$ DOH]/[CH $_{3}$ OD]，在恒星形成区域偏离了统计学预期的比率3。在猎户座KL，离地球最近的高质量恒星形成区，单氘代甲醇的比例约为1，这一观测结果的原因已经通过理论探索了近三十年。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列对猎户座KL进行了高角分辨率观测，绘制了星云CH $_{3}$ OD柱密度的小尺度变化图，为研究恒星和行星形成过程中的氘化学提供了新的途径。通过考虑如何CH $_{3}$ OD柱密度随温度变化，我们发现的化学过程，可以显着改变所观察到的柱密度的证据。天文数据与现有的理论工作进行了比较，并支持CH $_{3}$ OH和重水之间的D-H交换（即，HDO和D $_{2}$ O）在尘埃颗粒的冰幔中甲醇的羟基位置。增强CH $_{3}$ OD柱密度本地化的热芯西南地区，一种模式，可能是连接到耦合演化的冰地幔化学和恒星形成的巨型分子云。这项工作提供了新的视角氘代甲醇化学猎户座KL和通知的考虑，可能会指导未来的理论，实验和观测工作。
2022-08-17 astro-ph.GA
Probing the evolution of molecular cloud structure: From quiescence to birth
目的：我们推导出一个完整的样本的突出分子云复合物的柱密度的概率密度函数（PDF）接近200 pc。研究方法：我们推导出近红外尘埃消光图23分子云复合体，使用“最好的”颜色过剩映射技术和数据从2 MASS档案。消光图然后被用来检查在云中的柱密度PDF。结果：在低柱密度（0.5mag <Av < 3-5 mag）下，大多数分子云的柱密度PDF均符合对数正态函数。然而，在更高的柱密度突出，幂律样的翅膀是常见的。特别是，我们确定了一个趋势的PDF：活跃的恒星形成云总是有突出的非对数正常的翅膀。相比之下，没有活跃的恒星形成的云在整个观测到的柱密度范围内类似于对数正态分布，或者只显示出低的高柱密度。这种趋势也反映在累积PDF中，表明高柱密度物质的比例在恒星形成云中显着更大。这些观察结果与湍流运动是静止云的主要云成形机制的演化趋势一致，但由它们引起的密度增强很快就被重力（和其他机制）所主导，这强烈反映在柱密度PDF的形状上。湍流的主导作用仅限于分子云演化的早期阶段，相当于云中活跃恒星形成的开始。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Reddening, Integrated HI Optical Depth, Total Hydrogen Column Density
尽管测量的角度尺度有很大的不同，但通过干涉测量的积分$λ$ 21 cm \HI \光学深度\WHI是红外尘埃发射产生的光学红化的良好代表，使用% \WHI \ $\equiv \intτ({\rm \HI}) ~{\rm dv} = (13.8\pm0.7)$ \EBV $^{(1.10\pm0.03)}$ \kms \ \WHI \ $\propto$ \EBV $^{1.10}$，0.04 mg $\la$ \EBV \ $\la$ 4 mg。$\la 0.04$ mag或\WHI \ $< 0.7$ \kms，吸收性较低的温热电离气体，其本身具有活性，$τ$（HI）是\EBV的不太可靠的示踪剂。\WHI - \EBV \关系可以被反转，以给出总氢柱密度N（H）和\WHI \之间的破幂律关系，使得仅\WHI \的知识在\WHI的两个数量级变化上以因子1.5（$\pm 0.18$ dex）的精度预测N（H）。\WHI -N（H）关系在分析中使用的红化测量的线性重新标度下是不变的，并且不依赖于HI的已知性质，例如自旋温度。
2019-06-25 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: The magnetised evolution of star-forming cores in the Ophiuchus Molecular Cloud interpreted using Histograms of Relative Orientation
通过分析Ophiuchus分子云中密集核心的B场方向，研究其磁化演化，发现高长轴比核心产生强HRO信号，而低长轴比核心则表现为ξ≈0，表明磁场与列密度梯度相关。
2024-11-26 astro-ph.GA
APEX Millimeter Observations of Methanol Emission Toward High-Mass Star-Forming Cores
我们提出了247 GHz的分子线观测甲醇（CH $_3$ OH）朝向16个大质量恒星形成区，使用APEX望远镜与角分辨率为$25''$。该样本涵盖了一系列的进化状态，包括温暖的分子核心，热分子核心和超紧凑的HII区域。热的核心，所有这些都包括UC HII地区，显示丰富的分子线光谱，虽然不同的物种和转换的强度从源到源。相比之下，温暖的核心没有显示出显着的分子线发射。多个甲醇转换检测到对九个热的核心，其中八个有足够的过渡使用旋转图的方法来估计旋转温度和柱密度。温度在104 $-$-168 K范围内，柱密度从$3\times10^{16}$到$7\times10^{18}$ cm $^{-2}$。使用平均甲醇线参数，我们估计维里质量，这落在从145至720 M $_\odot$的范围内，并证明是显着高于测量的气体质量。我们讨论了可能的方案来解释热核和温暖的分子核之间的化学差异。其中观测到的甲醇谱线之一，$4_{2}-5_{1}A^{+}$在247.228 GHz，预计将显示II类脉泽发射，类似于以前报道的$J_0-J_{-1}E$脉泽在157 GHz的强度。在观测到的源中，我们没有发现任何明确的脉泽发射证据，然而，在这条谱线上的一个弱脉泽可能存在于G345.01+1.79中。
2019-05-08 astro-ph.GA
The Anatomy of a Star-Forming Galaxy II: the role of FUV heating via dust
远紫外线（FUV）辐射在年轻星团的能量预算中大大超过紫外线，超新星和风，但在星系模拟中建模很差。我们提出的第一个孤立的星系盘模拟的结果，包括光电加热气体通过尘埃颗粒从FUV辐射自洽，使用射线追踪的方法，计算沿源接收器视线的光学深度。这是TREVR辐射转移算法的首次科学应用。我们发现FUV辐射本身不能调节恒星的形成。然而，FUV辐射产生温暖的中性气体，并能够产生具有现实尺度高度的调节星系。FUV也是一种远程反馈，在星系的外盘中更为重要。我们还使用了超级气泡反馈模型，它只依赖于单位恒星质量的超新星能量，比常见的参数驱动的替代方案在物理上更现实，从而更好地约束超新星反馈的影响。FUV和超新星一起可以调节恒星的形成，而不会产生太多的热电离介质，并且与单独的超新星相比，对ISM的干扰较小。
2020-12-09 astro-ph.GA
LEGO II: A 3 mm molecular line study covering 100 pc of one of the most actively star-forming portions within the Milky Way Disc
目前这一代的（亚）毫米望远镜已经使分子谱线发射成为研究河外星系的物理、运动学和化学性质的主要工具，但利用这些观测结果需要详细了解发射谱线在银河系内的起源。在本文中，我们提出了60 $^{\prime\prime}$（$\sim$ 3 pc）分辨率的观测，许多3毫米波段的分子线在一个大的地图W 49大质量恒星形成区（$\sim$ 100 $\times$ 100 pc在11千秒差距），这是采取的一部分，“乐高”IRAM-30米大项目。我们发现，分子谱线跃迁的空间范围或亮度与它们的临界密度没有很好的相关性，在估计谱线发射特性时，必须考虑突出丰度和光学深度。我们探讨如何总发射和发射效率（即每H $_{2}$柱密度的线亮度）的线发射作为分子氢柱密度和尘埃温度的函数而变化。我们发现，有没有一个单一的区域，这个参数空间负责最明亮，最有效地发射气体的所有物种。例如，我们发现HCN跃迁在高柱密度（$10^{22}$ cm $^{-2}$）和中等温度（35 K）下显示出高发射效率，而例如N $_2$ H $^+$朝向较低温度（$10^{22}$ cm $^{-2}$ ; <20 K）发射最有效。我们确定了$X_{\mathrm{CO} (1-0)} \sim 0.3 \times 10^{20} \mathrm{cm^{-2}(Kkms^{-1})^{-1}}$和$α_{\mathrm{HCN} (…
2020-09-03 astro-ph.GA
Diversity of chemistry and excitation conditions in the high-mass star forming complex W33
W33是一个巨大的分子云，包含了从静止的团块到发达的H II区域的各个演化阶段的恒星形成区域。由于它的恒星形成区位于相同的距离，并且诞生云的主要材料可能相似，我们进行了比较化学研究，以追踪不同演化阶段的化学足迹。我们观察到六个团块在W33与阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜在280 GHz和亚毫米阵列（SMA）在230 GHz。我们在APEX数据中检测到10种不同分子的27次跃迁，在SMA数据中检测到16种不同分子的52次跃迁。APEX数据追踪到的大于$\sim$ 0.2 pc的尺度上的化学物质，随着恒星形成区的演化，变得更加复杂和多样。在SMA数据追踪的较小尺度上，化学复杂性和多样性增加到热核阶段。在H II区相，SMA光谱类似于原恒星相的光谱。要么这些更复杂的分子被破坏，要么它们的发射不够紧凑，无法用SMA检测到。合成光谱建模的H $_{2}$ CO转换，与APEX望远镜检测到的，表明需要一个温暖的和冷的组件，以获得良好的适合所有来源的排放，除了W33主1。在恒星形成区的演化过程中，两个成分的温度和柱密度都有所增加。NPDMATHABMN H $^{+}$（3 $-$ 2）/CS（6 $-$ 5）和$_{2}$ H $^{+}$（3 $-$ 2）/$_{2}$ CO（4 $_{2,2}$ $-$ 3 $_{2,1}$）的积分强度比显示出明显的变化趋势，它们是团簇演化阶段、光度…
2014-09-25 astro-ph.GA
Reconciling Mass Functions with the Star-Forming Main Sequence Via Mergers
我们结合恒星形成沿“主序星”，静止，集群和合并产生一个经验模型的个别星系的演变。主序星的形成会使恒星的质量函数向低红移方向倾斜，这与观测结果有很大的矛盾。然而，恒星形成和合并的组合产生了一致的结果，正确选择合并率函数。因此，我们有动机提出一个模型，其中层次合并是断开与环境无关的恒星形成。该模型可以通过关联函数进行测试，并将产生新的聚类和合并约束。
2017-03-01 astro-ph.GA
A New Search for Star Forming Regions in the Southern Outer Galaxy
外星系的恒星形成被认为与内星系不同，因为它受到不同的环境参数的影响，如金属丰度，星际辐射场或质量表面密度，这些参数都随银河系中心半径而变化。因此，我们的目标是更详细地了解外星系的结构，确定大量恒星形成团块的物理特性，并了解太阳圈外的恒星形成。我们使用APEX望远镜进行的指向$^{12}$ CO（2-1）观测，以确定朝向830个尘埃团的速度分量，这些尘埃团是从$225°<\ell<260°$之间的外星系中的250个$μ$ m Herschel/Hi-GAL SPIRE发射图中确定的。我们从速度分量中确定了运动学距离，以分析外星系的结构，并估计611个团块的物理性质，如尘埃温度，辐射热光度，团块质量和H2柱密度。我们发现CO云与Hi发射分布的最高柱密度部分密切相关，跨越较大复合物之间的桥梁，马刺和恒星形成区域的斑点网络，以前所未有的细节揭示了外星系复杂的三维结构。利用团块的物理性质，我们发现6%（40个来源）的上限能够形成高质量恒星。这一点得到了以下事实的支持：在整个调查区域中只发现了2个甲醇II类脉泽或34个已知或候选的Hii区，这表明在银河系外能够形成高质量恒星的比例甚至更低。我们没有发现任何相关的物理参数的识别（潜在）恒星形成区域与膨胀的超壳层，这表明，虽然壳层组织成团块的星际物质，他们的属性不受影响。
2020-10-21 astro-ph.GA
