A Survey Of High Mass Star Forming Regions In The Line Of Singly Deuterated Ammonia NH2D
本研究延续大质量恒星形成区氘代分子谱线研究，通过20米射电望远镜观测50个天体的NH₂D谱线，结合非局域热动平衡建模分析参数关联，补充了相关化学演化研究的观测依据。
2024-09-16 astro-ph.GA
Detection of Widespread Hot Ammonia in the Galactic Center
我们提出了从高于基态的能级探测氨的亚稳反转线。我们在银河系中央300秒差距的17个位置中的15个位置上探测到了这些发射和吸收谱线。我们总共观察到氨的七个亚稳跃迁：（8，8），（9，9），（10，10），（11，11），（12，12），（13，13）和（15，15），能量（开尔文）范围从680到2200 K。我们还绘制了Sgr A复合体中两个分子云（M-0.02-0.07和M-0.13-0.08）中氨（8，8）和（9，9）的发射图，发现线发射集中在这些分子云的致密中心。由M-0.02-0.07和M-0.13-0.08方向的亚稳谱线以及附加云（M_（0.25 +0.01））得到的转动温度范围为350 ~ 450 K。类似地，氨的高激发线先前已被观察到朝向Sgr B2，其中气体的动力学温度约为600 K。我们的观测表明，热分子气体成分的存在并不是Sgr B2所独有的，而是许多银河系中心分子云所共有的。在M-0.02-0.07中，我们发现热氨对云总氨柱密度的贡献约为10%，而且，云中的热氨产生于气体中，在~10弧秒尺度上扩展或均匀分布。我们讨论了这些约束的性质，这种热气体成分的影响。除了热亚稳氨线发射的检测，我们还检测到的第一次发射从氨的非亚稳反转跃迁在M-0.02-0.07和M-0.13-0.08。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions
我们提出了敏感的观测NH 2D在110.153599 GHz对50个银河系大质量恒星形成区的IRAM 30米望远镜。NH 2D跃迁被检测到朝向36个物体，产生72%的检测率。通过假设具有固定激发温度的局部热平衡条件，推导出每个源的NH 2D、HC 3 N和C 18 O的柱密度。利用文献中的NH3信息，计算了19个来源的NH $_3$的氘比，定义为NH 2D与NH 3的丰度比。氘分馏的变化范围在恒星形成的后期区域较大，在0.043 ~ 0.0006之间。G081.75+00.78（DR 21）中NH3的氘比最高为0.043。我们还发现NH_3的氘比随星系中心距离的增大而增大，随线宽的增大而减小。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study on subarcsecond scales of the ammonia and continuum emission toward the G16.59-0.05 high-mass star-forming region
我们希望调查的结构，速度场，和恒星的G16.59-0.05大质量恒星形成区域，在以前的研究已经建立了两个几乎垂直（东北-西南和东南-西北），大规模的外流，和甲醇脉泽发射跟踪旋转盘的存在。我们对射电连续谱和氨谱线发射进行了甚大阵列观测，并辅以中红外和远红外（IR）的COMICS/Subaru和Hi-GAL/Herschel图像。我们的厘米连续映射揭示了一个准直的无线电喷流，是面向E-W和中心的甲醇脉泽盘，放置在SE边界的紧凑的分子核心。喷流的光谱指数是负的，表明在大多数喷流的非热发射，除了峰接近微波激射盘，在那里观察到热自由-自由发射。我们发现，氨排放呈现出一个双极结构一致（在较小的规模）的方向和速度与东北-西南双极流出检测在以前的CO观测。在再次分析了我们之前的N2 H+（1-0）观测结果后，我们得出结论，两种情况是可能的。在一种情况下，射电喷流和氨排放都将追踪大规模CO双极外流的根源。喷流和氨流的不同方向可以用进动和/或恒星周围的非各向同性密度分布来解释。在另一种情况下，N2 H+（1-0）和氨的双极性被解释为两个重叠的团块沿着视线以不同的速度移动。氨气似乎也经历了与微波激射盘一致的旋转。我们的红外图像加上档案数据，使我们能够导出大约10^4 L太阳的热光度，并得出结论，大部分的光度是由于与脉泽盘有关的年轻恒星天体。
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Survey of Water and Ammonia in the Galactic Center (SWAG): Molecular Cloud Evolution in the Central Molecular Zone
银河系中心水和氨巡天（SWAG）覆盖了银河系中央分子区（CMZ），频率在21.2和25.4 GHz之间，由澳大利亚望远镜紧凑阵列以$\sim 0.9$ pc空间分辨率和$\sim 2.0$ km s $^{-1}$光谱分辨率获得。在本文中，我们提出了数据的内部$\sim 250$ PC（$1.4^\circ$）之间的Sgr C和Sgr B2。我们专注于亚稳态氨反转线（J，K）=（1，1）-（6，6）的超精细结构，推导柱密度，运动学，不透明度和动力学气体温度。在CMZ分子云中，我们发现了典型的线宽$8-16$公里的$^{-1}$和光学厚（$τ> 1$）发射的扩展区域。两个组件的动力学温度检测在$25-50$ K和$60-100$ K，都是显着高于尘埃温度在整个CMZ。我们在Kruijssen等人（2015）的轨道模型的背景下讨论了由氨追踪的CMZ气体的物理状态，该模型将观察到的分布解释为遵循开放偏心轨道的分子云流。这使我们能够统计研究气体温度，柱密度和线宽的时间依赖性。我们发现加热率之间的$\sim 50$和$\sim 100$ K百万年$^{-1}$沿流轨道。没有强烈的迹象，发现列密度或线宽的时间依赖性。这些数量可能主要是由云到云的变化。我们的研究结果定性匹配的预测，目前的模型潮汐触发的云塌缩，轨道运动学和观察的演化序列增加恒星形成活动与轨道相位。
2017-10-18 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia and water maser analysis of massive star forming regions
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中确定了~1200个大质量年轻恒星天体（MYSO）、致密和超致密HII区域的样本。我们用100米绿岸望远镜对北银道面内~600 RMS源的2,2 -24 GHz水脉泽和氨（1，1），（2，2）和（3，3）辐射进行了搜寻。我们已经确定了308个H2O脉泽，对应于~ 50%的总体检测率。摘要：我们检测到这些大质量年轻恒星中有479颗发出氨，相当于约80%。氨是高密度气体的优秀探头，使我们能够测量气体温度、不透明度和柱密度等关键参数，并提供对气体运动学的深入了解。样品的平均动力学温度、半高宽和总NH3柱密度分别约为22 K、2 km/s和2 × 10 ^{15} cm^{-2}。我们发现NH3（1，1）线宽和动力学温度与光度相关，并且发现这些参数对嵌入源的演化阶段没有潜在的依赖性，我们得出结论，所观察到的导出参数的趋势更可能是由于中心源的能量输出和/或线宽-团块质量关系。峰值H2O脉泽的速度和NH3的发射是非常好的协议彼此，这将强烈建议之间的关联致密气体和脉泽发射。此外，我们还发现嵌入源的辐射热光度与H_2O脉泽的各向同性光度也是相关的。我们得出结论，从云和水脉泽速度和辐射热和脉泽光度的相关性，有一个很强的动力学之间的关系嵌入的年轻大质量恒星和H2O脉泽。
2011-07-20 astro-ph.GA
KAgoshima Galactic Object survey with Nobeyama 45-metre telescope by Mapping in Ammonia lines (KAGONMA): Star formation feedback on dense molecular gas in the W33 complex
本文介绍了用Nobeyama 45米射电望远镜对高质量恒星形成区W33进行的NH_3（1，1），（2，2）和（3，3）脉泽和H_2O脉泽同步成图观测的结果。W33有六个尘埃团，其中一个，W33 Main，与一个紧凑的HII区有关。为了研究恒星形成对周围环境的反馈活动，建立了物理参数的空间分布。在观测区域内，自转温度的分布呈现出自西向东的系统性变化。在W33 Main附近区域获得的高温区域与致密HII区域和外围分子气体之间的相互作用一致。相互作用区域的大小估计约为1.25 pc。NH3吸收特征朝向HII区域的中心被检测到。有趣的是，仅在NH3（1，1）和（2，2）跃迁中检测到吸收特征，在（3，3）跃迁中没有观察到吸收特征。NH3中这些复杂的分布很难用简单的模型来解释，这可能表明HII区域周围的气体分布非常复杂。
2021-12-11 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: Unveiling the Dynamics of the Barnard 59 star-forming Clump
了解恒星形成的早期阶段是一个正在发展的研究领域，无论是理论上还是观测上。在这种情况下，分子数据一直在不断提供观测约束的气体动力学在不同的激发条件和深度的来源。我们已经调查了巴纳德59核心，在烟斗星云的恒星形成的唯一活跃的网站，以实现一个全面的看法源的运动学特性。这些信息是通过同时拟合氨转化转变线（1，1）和（2，2）得到的。我们的分析揭示了原恒星反馈的印记，例如在我们的分子数据中增加线宽，温度和湍流运动。结合尘埃热辐射的补充观测，我们估计，核心引力约束维里分析。如果地核没有收缩，另一个内部压力的来源，很可能是磁场，正在支持它对抗引力坍缩，并限制它的恒星形成效率。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
KAgoshima Galactic Object survey with Nobeyama 45-metre telescope by Mapping in Ammonia lines (KAGONMA): Discovery of parsec-scale CO depletion in the Canis Major star-forming region
本研究发现大犬座恒星形成区IRAS 07077-1026中存在秒差距尺度CO耗竭，通过NH3与C18O谱线成图对比，确认强度反相关源于CO冻结，并揭示C18O示踪致密气体的条件差异尚不明确。
2024-12-18 astro-ph.GA
A Survey of Deuterated Ammonia in the Cepheus Star-Forming Region L1251
了解无星核和星前核演化过程中的化学过程是理解恒星和盘形成初始阶段的重要一步。该项目是对仙王座L1251恒星形成区中的氘代氨（o-NH $_2$ D）的研究。22个致密的核心（其中20个是无星或星前的，其中两个有原恒星），以前由p-NH $_3$（1，1）观测确定，用基特峰上的12米亚利桑那射电天文台望远镜瞄准。在13个（59%）NH $_3$ -检测的核心中检测到o-NH $_2$ D J $_{\rm{K_a} \rm{K_c}}^{\pm} =$ $1_{11}^{+} \rightarrow 1_{01}^{-}$，中值灵敏度为$σ_{T_{mb}} = 17$ mK.在该灵敏度下在o-NH $_2$ D中检测到的所有核心均具有p-NH $_3$柱密度$> 10^{14}$ cm $^{-2}$。使用恒定激发温度（CTEX）近似计算o-NH $_2$ D柱密度，同时校正NH $_3$源尺寸的填充分数。发现氘分数中位数为0.11（包括3个$σ$上限）。然而，在氘分数与任何物理或演化变量的关系图中没有明显的可辨别的趋势。如果L1251中的岩心具有相似的初始化学条件，则该结果是岩心以不同速率物理演化的证据。
2022-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Multi-Line Ammonia Survey of the Galactic Center Region with the Tsukuba 32-m Telescope - I. Observations and Data
本文介绍了用筑波32米望远镜同时观测到的银河系中央分子带主要部分的NH_3（J，K）=（1，1）-（6，6）谱线的巡天数据。在源位置的总数是2655。在2323个位置（所有在源位置的93%）处检测到S/N > 3的最低三个跃迁。在2323个中，（J，K）=（4，4）、（5，5）和（6，6）的S/N分别在1426（54%）、1150（43%）和1359（51%）个位置处超过3.0。对谱线的同时观测使我们能够以较小的系统误差精确地导出强度比。Boltzmann图表明有两个温度分量：冷（$\sim$ 20 K）和暖（$\sim$ 100 K）。Tmb（2，2）/Tmb（1，1）、Tmb（4，4）/Tmb（2，2）、Tmb（5，5）/Tmb（4，4）和Tmb（6，6）/Tmb（3，3）的典型强度比分别为0.71、0.45、0.65和0.17。这些线比对应于旋转温度的多样性，这是由两个温度分量的混合引起的。
2016-08-31 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey -- III. Characterizing Physical Properties of Massive Star-Forming Regions in the Gemini OB1 Molecular Cloud
我们提出了1.1毫米Bolocam银河平面调查（BGPS）的双子座OB 1分子云复杂的观测，并有针对性的氨观测的BGPS源。当与致密气体示踪剂的分子光谱学配对时，毫米观测产生物理特性，如质量、半径、平均密度、动力学温度和线宽。我们检测到34个不同的BGPS源以上5-西格玛=0.37焦耳/梁与相应的5-西格玛检测氨（1，1）过渡。八个物体显示水脉泽发射（20%）。对34个BGPS源的样品，我们发现平均毫米波源半高宽为1.12秒差距，平均动力学温度为20 K。所观察到的氨谱线宽度主要由非热运动，通常被发现是几倍的热声速预期的派生动力学温度。我们从毫米通量计算每个源的质量，假设源是等温的，并在120”孔径内找到230 +/- 180太阳质量的平均等温质量。我们发现双子座OB 1分子云中所有BGPS源的总质量为8，400太阳质量，占云质量的6.5%。通过将毫米等温质量与等于从氨线宽计算的毫米源尺寸的半径内的维里质量进行比较，我们发现样品的平均维里参数（M_vir/M_iso）为1.0 +/-0.9。我们发现，H_2的柱密度分布平均值为10^22 cm^-2，氨的柱密度分布平均值为3.0 × 10^14 cm^-2，因此氨相对于H_2的平均丰度为3.0 × 10 ^-8。我们发现体积平均密度在10^3-10^4 cm^-3的数量级。大小和密度表明，在宝石OB 1区域，BGPS正在检测形成星团…
2010-05-27 astro-ph.GA
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ground-state ammonia and water in absorption towards Sgr B2
我们利用Odin亚毫米波卫星望远镜观测了邻氨和邻水的基态跃迁，包括它们的15 N，18 O和17 O同位素，到Sgr B2。观测的广泛同时速度覆盖范围，>500 km/s，确保我们可以探测银河系中心附近分子云Sgr B2的温暖，稠密气体的条件，以及沿着视线的银河系盘云中更弥散的气体。我们提出了基态NH3吸收在七个不同的速度特征沿视线对Sgr B2。我们发现，NH3和CS的柱密度之间的近线性相关性，和N2 H+的平方根关系。在这些弥漫的银河系盘云中，氨的丰度估计约为（0.5-1）e-8，与在银河系外的弥漫云中观察到的相似。在3 kpc臂中检测到H218 O吸收的基础上，并且在H217 O光谱中没有这种特征，我们得出结论，水丰度约为1 e-7，而NH3的丰度约为1 e-8。在NH3、15 NH3、H2O、H218 O和H217 O中可以看到Sgr B2分子云本身的吸收，在主要同位素体的吸收上叠加了发射。NH3在Sgr B2环境中的非LTE激发可以在不引起异常热（500 K）分子层的情况下解释。同样地，也不需要热层来解释H_2O及其同位素的1_{1，0}-1_H_0，1}跃迁的谱线轮廓。Sgr B2分子云中相对较弱的15 NH3吸收表明[14 N/15 N]同位素比值>600。H218 O和H217 O的丰度比较低，为2.5- 3。这些结果共同表明，在银河系中心占主导地位的核合成过程是C…
2010-09-08 astro-ph.GA
On the accretion process in a high-mass star forming region - A multitransitional THz Herschel-HIFI study of ammonia toward G34.26+0.15
[摘要]我们的目标是探索高质量恒星形成早期阶段的气体动力学和吸积过程。利用Herschel-HIFI观测到的氨分子在太赫兹波段的7个跃迁的高分辨轮廓，研究了大质量恒星形成区G34.26+0.15中分子气体的向内运动.这些线的形状和强度的解释方面的辐射转移模型的一个球形的，崩溃的分子信封。一个加速的Lambda迭代（ALI）方法被用来计算模型。七条氨谱线显示了混合的吸收和发射，具有反向的P-Cygni型剖面，表明流入中央源。在谱线轮廓中可以清楚地看到，对于更高的激发跃迁，在越来越高的速度下吸收的趋势。$J = 3\leftarrow2$谱线只显示出很弱的辐射，因此这些吸收剖面可以直接用于分析气体的向内运动。这是第一次多过渡的光谱分辨旋转氨线的研究已用于此目的。此外，宽发射与$1_0-0_0$邻NH $_3$线的吸收混合，可能追踪恒星形成区域的分子外流。最佳拟合的ALI模型再现的连续通量和线的轮廓，但稍微低估的发射和吸收深度的基态邻线$1_0-0_0$。推导出的ortho-to-para比约为0.5，在整个下落云核心类似于最近的研究结果，半透明云的视线朝向W31 C和W 49 N。我们发现的两个气体成分向内移动的中心区域与恒定的速度：2.7和5.3公里$\,$ s $^{-1}$，相对于源系统速度的证据。推导出的质量吸积率足以克服预期的辐射压力G34.26+0.15。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of massive young stellar objects
我们提出了对66个大质量恒星形成区的红MSX源调查确定的氨观测结果。我们利用绿岸望远镜和K波段焦平面阵列，以30角秒的分辨率，在8个角分区域内，对嵌入大质量恒星形成的位置，绘制了NH_3（1，1）和（2，2）反转辐射图。我们总共发现了115个不同的团块，其中大约三分之二与嵌入的大质量年轻恒星物体或致密的HII区域有关，而其他的则被归类为静止的。NH3峰值发射和嵌入物体的存在之间存在很强的空间相关性。我们推导出的动力学气体的温度，线宽，和NH $_3$柱密度从这些地图的空间分布，并结合这些数据与尘埃排放图，我们估计团块质量，H $_2$柱密度和氨丰度。团簇的典型质量约为1000 Msun，半径约为0.5 pc，谱线宽度约为2 km/s，动力学温度约为16-20 K。我们发现恒星形成和静止子样本的大小和质量之间没有显着差异，但是，分布图显示存在的温度和线宽梯度峰值朝向中心的恒星形成团块，而静止团块显示相对均匀的温度和线宽。维里分析表明，绝大多数团块是受引力约束的，在没有强磁场的情况下，它们可能处于全球自由降落状态。两个子样本性质之间的相似性表明，静止的团块也可能在未来形成大质量恒星，因此为研究大质量恒星前和原恒星团块的初始条件提供了极好的机会。
2015-07-08 astro-ph.GA
Physical characterisation of southern massive star-forming regions using Parkes NH$_3$ observations
我们已经进行了Parkes氨谱线研究，在最低的两个反转过渡，南部的大质量恒星形成区域，包括年轻的大质量候选原恒星，其目的是表征大质量恒星形成的最早阶段。来自Hill等人的亚毫米连续辐射研究的138个源，发现具有鲁棒的（1，1）检测，包括具有两个速度分量的两个源，并且在（2，2）过渡中有102个。我们确定氨线属性的来源：线宽，通量密度，动力学温度，NH $_3$柱密度和不透明度，并重新审视我们的SED建模程序，以获得52个来源的质量。通过将连续排放信息与氨观测相结合，我们基本上限制了大质量团块的物理性质。氨和连续观测之间有明显的互补性，用于推导物理参数。在Hill等人的连续体研究中确定的仅MM类，显示较小的尺寸，质量和速度分散和/或湍流比恒星形成的团块，这表明一个静止的星前阶段和/或形成质量较小的恒星。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of gas-phase ammonia in a planet-forming disk
原行星盘中的氮化学和尘埃颗粒的冻结是理解早期太阳系类似物中含氮物质形成的关键。到目前为止，在原行星盘的雪线之外还没有探测到氨。我们的目标是在一个原行星盘中找到气相氨，并描述其相对于水蒸气的丰度。使用HIFI的赫歇尔空间天文台，我们检测到，第一次，在原行星盘的ortho-NH $_3$的基态旋转发射，TW Hya。我们使用磁盘的物理结构和化学氨和水的详细模型来推断这些物种的气相分子的量。我们探索两个径向分布（局限于$<$ 60金像毫米大小的颗粒）和两个垂直分布（近中面，预计水光解吸关闭冰颗粒）来描述（未知）的位置的分子。这些分布捕捉到了被冰覆盖的颗粒的径向漂移和垂直沉降的影响。我们使用物理化学模型来重现通量，假设水和氨是同空间的。我们推断氨的气相质量为0.7-11.0 $\times$ 10 $^{21}$ g。对于水，我们推断气相质量为0.2-16.0 $\times$ 10 $^{22}$ g。这对应于NH $_3$ /H $_2$ O丰度比为7 - 84%，假设水和氨共存。只有在最紧凑和最稳定的构型中，推测的NH $_3$ /H $_2$ O才与星际冰和太阳系天体的$\sim$ 5 -10一致。如果用于随后冻结的可用表面显著减少，则中平面中的挥发物释放可能经由冰体之间的碰撞而发生，例如，通过小颗粒生长成卵石或更大的。
2016-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia Thermometry of Star Forming Galaxies
以推导星系外的物理条件为目标，我们研究了一个恒星形成系统样本中氨（NH $_3$）的发射和吸收。利用NH $_3$的几个反转跃迁的激发特性所提供的对动力学温度的独特敏感性，我们通过测量23个星系和一个因其高红外光度而选择的星系偏移位置的样本中的动力学温度，继续我们对恒星形成星系中致密气体的表征。我们推导出13个星系的动力学温度，其中9个具有多个动力学温度和/或速度分量。其中8个星系的动力学温度为$>100$ K，在许多情况下至少是以前得出的动力学温度的两倍。此外，在我们的星系样本中推导出的动力学温度，在许多情况下至少比推导出的尘埃温度大两倍，指出了尘埃和气体动力学温度相等的常见假设的问题。如前所述，使用波长大于160 $μ$ m的尘埃辐射来推导尘埃温度，或者来自较老的恒星星族的尘埃加热，可能会使这些星系中推导出的尘埃温度偏低。我们确认了对Arp 220的高激发OH $^2Π_{3/2}$ J=9/2吸收的检测（Ott et. 2011）。我们还报道了在（2，1）（NGC 253，NGC 660，IC 342，和IC 860），（3，1），（3，2），（4，3），（5，4）（都在NGC 660）和（10，9）（Arp 220）跃迁中首次探测到非亚稳态NH $_3$向外星系的反转跃迁。
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
Discovery of ammonia (9,6) masers in two high-mass star-forming regions
分子脉泽谱线是高质量恒星形成的标志，探测年轻恒星天体近距离环境中非常致密区域的激发和运动学，并为三角视差测量提供有用的目标。到目前为止，只有少数NH $_{3}$（9，6）脉泽被发现，它们的起源仍然知之甚少。在这里，我们的目标是找到新的NH $_{3}$（9，6）脉泽，提供一个更好的观测基础，研究它们在高质量恒星形成区的作用。我们用Effelsberg-100 m望远镜和Karl G. Janksy超大型阵列我们在Cep A和G34.26 $+$ 0.15中发现了新的NH $_{3}$（9，6）脉泽，这使得NH $_{3}$（9，6）脉泽所在的高质量恒星形成区的数量从5个增加到7个。在Effelsberg的长期监测（20个月）表明，G34.26 $+$ 0.15的（9，6）脉泽强度在下降，而Cep A脉泽强度保持稳定。与Effelsberg数据相比，假设观测时期之间存在线性变化，JVLA数据表明没有丢失通量。这表明NH $_3$（9，6）发射来自于单个紧凑的发射区域，这些区域不能被干涉测量分辨。正如JVLA成像所示，Cep A中的NH $_{3}$（9，6）发射来自亚弧秒大小的区域，略位于1.36cm连续体物体HW 2的峰值位置以西。在G34.26 $+$ 0.15中，观测到三个NH $_{3}$（9，6）脉泽斑：一个靠近彗星超致密\h 2区C的头部，另外两个来自超致密\h 2区A…
2022-04-09 astro-ph.GA
Physical conditions around 6.7 GHz methanol masers-I: Ammonia
已知6.7 GHz的甲醇脉泽是我们银河系中大质量恒星形成的示踪剂。本文利用Effelsberg望远镜观测的氨的（1，1），（2，2）和（3，3）反转跃迁，研究了与6.7GHz甲醇脉泽相关的恒星形成团/核的大尺度物理条件。气体动力学温度被发现是高于红外暗云，突出了相对进化的性质的脉泽源。除了脉泽亮度和氨谱线宽度之间的弱相关性外，我们没有发现低亮度和高亮度甲醇脉泽之间的任何差异。
2012-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
NH$_3$ Observations of the S235 Star Forming Region: Dense Gas in Inter-core Bridges
恒星的形成被认为是由两组机制驱动的：自发坍缩和触发坍缩。触发的恒星形成机制进一步分化为云-云碰撞（CCC），“收集和坍缩”（C\&C）和冲击诱导的坍缩，预先存在的引力稳定的核心，或“辐射驱动内爆”（RDI）。为了评估这些机制的贡献，并确定这些过程是否可以发生在同一个恒星形成区域内，我们进行了映射观测的射频氨，水脉泽发射线在S235大质量恒星形成区域。通过对S235和S235 AB星形成区的主线、超精细线和多过渡氨线的光谱分析，探讨了致密气体中温度和柱密度的分布。测绘观测最显著的结果是在核间桥中发现了高密度气体，这些核间桥将容纳年轻原始星团的致密分子核物理连接起来。致密气体的存在意味着未来在核心和气桥系统中有可能形成恒星。团簇形成意味着崩溃和连续的物理联系，也可以在重新成像的档案CS和$^{13}$ CO地图中看到，这表明这些星团的分子核心有一个共同的起源，即由一个单一的、更大的母云凝聚而成的结构，这是由局部扩展的H ${\rm II}$区域的影响所带来的。与延伸的H ${\rm II}$区域的中心共定位的氨吸收特征可归因于在形成H ${\rm II}$区域之前的时期遗留的较旧的气体组分。我们的观测还详细介绍了已知和新的水脉泽发射地点，突出了活跃的恒星形成区域。
2019-08-02 astro-ph.GA
Ammonia observations of bright-rimmed clouds: establishing a sample of triggered protostars
我们使用位于西弗吉尼亚州绿岸的绿岸望远镜，在氨旋转反转线NH3（1，1），（2，2），（3，3）和（4，4）中观察到先前确定的亮边云内的42个分子凝聚。利用氨谱线及其超精细卫星的相对峰值，我们确定了这些云的重要参数，包括旋转温度和柱密度。这些观测证实了在亚毫米波长处探测到的红外天文卫星点源附近存在稠密气体。衍生的物理性质使我们能够将亮边云的样本细化为那些可能是恒星形成的地点，通过辐射驱动的内爆过程触发。我们的源的物理特性的调查表明，触发源主机更大的湍流速度分散，可能表明在云材料的冲击运动。这可能归因于触发冲击的通过，或者仅仅是流出活动与来源的关联。总之，我们已经将杉谷等人（1991）的星表细化到15个云，这些云明显是恒星形成的，并受到外部光电离诱导冲击的影响。可以说，这些来源，具有很高的信心，代表触发内明亮的边缘云的最好的例子。
2010-06-04 astro-ph.GA
Survey of Water and Ammonia in Nearby galaxies (SWAN): Resolved Ammonia Thermometry, and Water and Methanol Masers in IC 342, NGC 6946 and NGC 2146
近星系水和氨巡天（SWAN）研究了四个恒星形成星系：NGC 253，IC 342，NGC 6946和NGC 2146的原子和分子物种。作为本次调查的一部分，我们介绍了卡尔G。用Jansky甚大阵（VLA）对IC 342、NGC 6946和NGC 2146三个星系的分子谱线观测. NGC 1，253在以前的论文中介绍过。选择这些星系是为了跨越恒星形成率的一个数量级，并选择各种星系类型。我们的目标是氨$_{3}$（1，1）到（5，5）的亚稳跃迁，22，GHz的水（$_2$-O）（$6_{16}-5_{23}$）跃迁和36，GHz的甲醇（CH-$_3$-OH）（$4_{-1}-3_{0}$）跃迁. {We使用NH $_{3}$ \亚稳谱线对稠密分子气体进行测温。}我们证明了在IC 342的中心kpc上均匀加热的证据，分子气体有两个温度分量，类似于NGC 253，为27 K和308 K，而NGC 2146中的致密分子气体的温度为$<$ 86 K。我们在IC 342中发现了两个新的水脉泽，在NGC 6946和NGC 2146中各发现了一个新的水脉泽。星系NGC 253和NGC 2146是恒星形成最活跃的两个星系，拥有H $_2$ O千脉泽。最后，我们在IC 342和NGC 6946上探测到了第一个36 GHz CH $_3$ OH脉泽。对于四个外部星系的总CH $_3$ OH\光度在每个星系…
2018-04-02 astro-ph.GA
Ammonia in the hot core W51-IRS2: 12 new maser lines and a maser component with a velocity drift
在Effelsberg的100米望远镜上，在W51-IRS 2大质量恒星形成区观测到了19条氨脉泽谱线。其中11条反转谱线，即（J，K）=（6，2），（5，3），（7，4），（8，5），（7，6），（7，7），（9，7），（10，7），（9，9），（10，9）和（12，12）跃迁，在太空中首次被归类为脉泽。所有检测到的脉泽都与高激发的反转二重峰有关。（5，4）脉泽起源于高于基态340 K的反转偶线，而（12，12）脉泽则起源于1450 K的激发态最高的NH 3脉泽谱线。强烈的变化不仅在邻位，而且在对位NH3过渡。首次在V ~ 45 km/s的邻氨跃迁中观察到明亮的窄发射特征，与60 km/s附近的准热发射很好地分离。这些特征在25年前是不存在的，显示出大约+0.2 km/s/yr的速度漂移。该分量可能与W51-IRS 2中的SiO脉泽源有关，并概述了解释速度漂移的可能方案。发现（9，6）脉泽谱线的57 km/s分量是强线偏振的。在（J，K）到（J+1，K）反转二重态中的脉泽发射被基态振动态电偶极跃迁的选择规则严格禁止。然而，这样的对（甚至是具有（J+2，K）的三联体）对于W51-IRS 2是常见的。谱线宽度和速度的相似性表明，这些脉泽谱线群来自相同的区域，这可以用振动激发泵浦来解释。W51-IRS 2中大量的NH3脉泽谱线很可能与这个年轻的大质量恒星形成区异常高的动力学温度和NH3…
2013-01-05 astro-ph.GA
High-Mass Star Formation in the Outer Scutum-Centaurus Arm
外盾-半人马座（OSC）螺旋臂是银河系中最远的分子螺旋臂，但直到最近人们对这种结构知之甚少。OSC由Dame和Thaddeus（2011）发现，距离银河系中心$\sim$ 15 kpc。由于银河曲速，它在银河系第一象限上升到银河平面上方近4 $^{\circ}$，使它没有被大多数银河平面调查采样。在这里，我们观察HII区域的候选人空间上一致的OSC使用甚大阵图像无线电连续辐射从65个目标和绿岸望远镜搜索氨和水脉泽发射从75个目标。这个样本来自银河系HII区域的WISE星表，代表了OSC的纬度（l，v）轨迹附近的每个HII区域候选者。再加上它们特有的中红外形态，无线电连续辐射的探测强烈表明目标是一个真正的HII区域。相关的氨或水脉泽发射的检测，使我们能够得到一个运动学的距离，并确定该地区的速度是一致的OSC。近60%的观测源是在射电连续谱中探测到的，超过20%的源是氨或水脉泽。这些源的速度主要使它们超出太阳轨道。这些非常遥远的高质量恒星的光谱类型早在O 4。我们关联的高质量恒星形成在2个新的位置与OSC，增加了在OSC中检测到的HII区域的总数为12。
2017-05-08 astro-ph.GA
New Maser Emission from Nonmetastable Ammonia in NGC 7538. III. Detection of the (10,6) Transition and a Velocity Gradient
本文介绍了在银河系恒星形成区NGC 7538中首次天文探测到的14NH_3（J，K）=（10，6）谱线：几种速度的非热辐射。我们用VLA对NGC 7538 IRS 1内几个位置的（10，6）和（9，6）氨脉泽进行了成象。单个源的角度大小为< 0.1 arcseconds corresponding to brightness temperatures T_B >1E6 K。我们应用Brown & Cragg的抽运模型，证实了在相同K值下可以产生多个正氨脉泽的猜想。（10，6）和（9，6）脉泽的位置和速度被建模为在一个可能的磁盘或环面的运动，并在该地区的最新模型的背景下进行了讨论。
2012-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infall through the evolution of high-mass star-forming clumps
利用平流层红外天文观测台（SOFIA）的GREAT接收器，在1.8 THz的氨$3_{2+}- 2_{2-}$谱线上观测到9个大质量分子团，以寻找坠落的信号。这些来源是从我们银河系的ATLASGAL亚毫米尘埃连续调查中选择的。根据其红外特性，选择了具有高质量的团簇，这些团簇覆盖了一系列演化阶段。在所有源中检测到氨线，导致五个新的检测和一个确认先前检测到的红移吸收在其强THz连续谱之前作为团块中的探测器。这些探测包括两个嵌在红外暗云中的团块。与光学薄的\CSEO 3 - 2辐射相比，测量到的粒子速度漂移为0.3 - 2.8km/s，相当于粒子自由下落速度的3%-30%。氨降落的签名进行了比较，HCN，HNC，CS，和HCO $^+$，这是经常被用来探测通过其蓝色歪斜的线剖面不同的过渡的互补数据。HCO $^+$（4- 3）跃迁与氨的结果最一致，但后者仍然与相关流出的排放强烈混合。这种流出特征在太赫兹氨谱线中远不那么突出，这证实了它是分子团中流入的有力探针。用团簇的维里参数进行了初步的相关分析，得到了0.3 ~ $10^{-3}\,M_\odot/$ a的入渗速率。新的观察结果表明，在大范围的进化阶段，从覆盖大约10到几百个的$L/M$，集群规模的下降是普遍存在的。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread Hot Ammonia in the Central Kiloparsec of the Milky Way
银河系内部的300-500 pc具有我们银河系中最极端的气体条件。中心分子区（CMZ）的物理性质，包括温度、密度、热压力和湍流压力，是表征气体能量学、运动学和演化的关键因素。这个区域的分子气体比银河系盘中的气体热一个数量级以上，但加热气体的机制仍然不确定。我们表征的温度为16个区域，延伸到一个投影半径为$\sim$ 450 pc。利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）观测到了SWAG（Survey of Water and Ammonia in Galactic Center）的\am，J，K=（1，1）-（6，6）反转跃迁，利用100 m格林班克望远镜观测到了氨谱线（J，K）=（8，8）-（14，14）.使用这两个样本，我们为每个源创建完整的玻尔兹曼图，并将两个旋转温度分量拟合到数据中。对于冷部件，我们检测到的旋转温度范围为20- 80 K，对于热部件，我们检测到的温度范围为210- 580 K。有了这个16个区域的样本，我们确定了迄今为止在银河系中心检测到的一些最极端的分子气体温度。我们没有发现气体温度和银心半径之间的相关性，我们证实，这些高温并不完全与积极的恒星形成云。我们还研究了温度和线宽，发现（1）温度和线宽之间没有相关性，（2）线是非热加宽的，表明非热运动是占主导地位的热。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Depletion of heavy nitrogen in the cold gas of star-forming regions
我们使用气冰天体化学模拟研究了分子云形成和演化过程中的氮同位素分馏。我们发现，大量的气体可以成为贫化重氮（15 N），由于15 N富集冰的形成。在从氮原子到N2的化学转变附近，N15 N被选择性地光解，这导致15 N在氮原子中富集。当富含15 N的原子氮通过颗粒表面反应转化为氨冰时，大量气体中的15 N被耗尽。在散装气体中的15 N耗尽的水平可以高达两个元素的氮同位素比相比，取决于光解吸产率的氨冰的一个因素。一旦氮同位素在分子云中的气体和固体之间有差异地分配，它应该留在恒星形成的后期阶段（例如，星前核），只要氨冰的升华是无效的。我们的模型表明，在恒星形成区的冷气中，所有含氮分子都可以耗尽15 N，这至少在定性上与星前核L1544的观测结果一致。在我们的模型中，冰冷的物种显示15N和氘分馏。氘和15 N在冰幔内的分馏模式不同，反映了它们的分馏机制：氘的浓度从冰幔下层到上层几乎单调递增，而15 N的浓度在一定深度处达到最大值，并向表层递减。
2018-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 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
Odin observations of ammonia in the Sgr A +50 km/s Cloud and Circumnuclear Disk
上下文Odin卫星现已进入其运行的第十六个年头，大大超过了其两年的设计寿命。其中一个来源，奥丁已经非常详细地观察到的是在银河系中心的Sgr A复合体。目的。研究银河系中心和旋臂中NH3的存在。方法.最近，Odin对Sgr A +50 km/s云和环核盘（CND）的572 GHz NH3线进行了补充观测。结果在+50 km/s云和CND中都观察到了显著的NH3排放。在从太阳到银河系核心的视线上，许多旋臂特征中也检测到明显的NH3吸收。结论.非常大的速度宽度（80公里/秒）的NH3排放与在西南部的CND的冲击区可能建议形成/解吸的情况下，类似于气相H2O的冲击/流出。
2017-01-10 astro-ph.GA
Ammonia in the interstellar medium of a starbursting disc at z=2.6
我们报告了在一个引力透镜的、本征超亮的、恒星爆发星系中探测到氨的基态旋转发射，即邻-NH $_3$ $(J_K=1_0\rightarrow0_0)$，它位于$z=2.6$。积分线轮廓与其他分子和原子的发射线是一致的，这些发射线已经解决了由5 kpc直径的旋转盘建模的运动学。这意味着负责NH $_3$排放的气体广泛地追踪全球分子储层，但可能分布在高密度（$n\gtrsim5\times10^4$ cm $^{-3}$）的口袋中。光度为$2.8\times10^{6}$ $L_\odot$的NH $_3$辐射代表了星系总红外光度的$2.5\times10^{-7}$，与猎户座Kleinmann-Low星云中观测到的比率相当，并且与银河系中大质量恒星形成的地点一致。如果$L_{\rm NH_3}/L_{\rm IR}$是恒星形成的“模式”的代表，这暗示着早期宇宙中极端恒星爆发中恒星形成的性质与银河系恒星形成区的性质相似，大部分冷的星际介质处于这种状态，可能是由气体主导的盘中剧烈的盘不稳定性风暴驱动的。这支持了“充满猎户座”的恒星形成图片，在最极端的星系中看到接近恒星质量组装的高峰时期。
2022-09-19 astro-ph.GA
Discovery of 14NH3 (2,2) maser emission in Sgr B2-Main
利用甚大阵射电望远镜观测到的数据，我们报道了在银河系中心附近的Sgr B2主星形成区发现的第一个14 NH 3（2，2）脉泽。在2012年的低分辨率（3”或~0.1 pc）数据和2018年的高分辨率（0 ''.1或~1000 AU）数据中都可以看到脉泽。在较高分辨率的数据中，探测到5个独立的氨（2，2）脉泽发射。这些脉泽斑在空间上或运动学上与该区域的任何其他脉泽都不重合，也不与该区域众多超致密和超致密\hii \区域的射电连续谱发射峰重合。虽然在我们的最高分辨率观测中，（2，2）脉泽斑点在空间上是不可分辨的，但它们具有每秒几公里的异常宽的线宽，这表明这些斑点中的每一个都由追踪未分辨速度结构的多个脉泽组成。在Sgr B2 Main中没有观察到其他氨谱线被认为是脉泽，这继续挑战氨的理论，脉泽发射预测在多个氨跃迁中同时发射脉泽。
2019-01-31 astro-ph.GA
Massive Quiescent Cores in Orion: Dynamical State Revealed by High-Resolution Ammonia Maps
我们提出了结合VLA和绿岸望远镜图像的\ammonia \反转跃迁（1，1）和（2，2）OMC 2和OMC 3。我们关注的是相对静止的猎户座核心，这是远离梯形星团，没有大质量的原恒星的迹象，也没有演化的恒星形成，如IRAS源，水脉泽，甲醇脉泽。这些数据的5 \arcsec \角分辨率和$0.6 \rm{}km\,s^{-1}$速度分辨率使我们能够在$\sim{}0.02 \rm{}pc$尺度上研究这些核心的热状态和动力学状态，与目前的尘埃连续统调查相当或更小。我们测量了总共30个核心的温度，平均质量为$11\,\Ms$，半径为$0.039 \rm{}pc$，维里质量比$\bar{R_{vir}}$ = 3.9，临界质量比$\bar{R_{C}}$ = 1.5。十二个源包含\textit{Spitzer}原恒星。这样定义的无星子样本和原恒星子样本具有相似的温度、线宽，但质量不同，前者的平均值为$7.3\,\Ms$，后者的平均值为$16\,\Ms$。与其他古尔德带致密核心相比，猎户座核心具有更高的重力动能比，更多的核心具有大于单位临界质量比的临界质量比。猎户座致密核心的速度色散与低质量恒星形成区的核心相似，但对于五个尺寸来说质量更大。有些地核似乎具有真正的超临界重力动能比，即使考虑到显著的观测不确定性：热和非热气体蛾本身不能防止崩溃。
2013-04-16 astro-ph.GA
Molecular Emission in Dense Massive Clumps from the Star-Forming Regions S231-S235
本文讨论了在氨（NH $_3$）、氰乙炔（HC $_3$ N）的“准热”谱线以及甲醇（CH $_3$ OH）和水蒸气（H $_2$ O）的脉泽谱线上对恒星形成区S231-S235的观测。S231-S235区位于巨分子云G174+2.5中。我们使用存档CO数据选择了G174+2.5中的所有大规模分子团簇。对于每个团块，我们确定质量，大小和CO柱密度。之后，我们对这些团块进行了观察。我们报告了首次检测到NH $_3$和HC $_3$ N细胞系与分子团WB 89 673和WB 89 668的关系。这意味着那里存在高密度气体。利用氨排放数据估算了团簇中分子气体的物理参数。我们发现气体温度和氢数密度的范围分别为16-30 K和2.8-7.2 $\times10^3$ cm $^{-3}$。CH $_3$ OH分子在36.2 GHz处的激波跟踪线是新探测到的，朝向WB 89 673。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of non-metastable ammonia masers in Sagittarius B2
我们报告了在NH $_3$向人马座B2分子云/恒星形成区复合体的各个部分的非亚稳反转跃迁中发现的广泛脉泽发射：我们在$J,K = $（6，3），（7，4），（8，5），（9，6），和（10，7）跃迁中检测到脉泽，这些跃迁朝向Sgr B2（M）和Sgr B2（N），一个NH $_3$（6，3）Sgr B2（NS）的脉泽，Sgr B2（S）的NH $_3$（7，4），（9，6），（10，7）脉泽。利用卡尔G.我们在A组态的Jansky甚大阵（JVLA）上发现了18个脉泽斑。Sgr B2（N）有9个脉泽斑点，Sgr B2（NS）有1个，Sgr B2（M）有5个，Sgr B2（S）有3个。与我们的Effelsberg单皿数据相比，JVLA数据表明没有丢失通量。我们的JVLA观测没有分辨出所探测到的脉泽斑点。亮温下限为$>$ 3000~K，最高可达几十个$^5$ ~K，显示了谱线的脉泽性质。考虑到脉泽相对于相邻热分子核和/或UCH{ \scriptsize II}区的速度差异，我们认为所有测得的氨脉泽谱线可能与外流或UCH{ \scriptsize II}区膨胀引起的激波有关。总的来说，Sgr B2是独一无二的，因为它使我们能够同时测量许多NH $_3$脉泽，这可能是必要的，以阐明他们迄今为止知之甚少的起源和激发。
2022-10-06 astro-ph.GA
ATLASGAL - Ammonia observations towards the southern Galactic Plane
大质量恒星形成的分子团的初始条件知之甚少。特别是，需要对最早的进化阶段进行更详细的研究。APEX望远镜在870微米处对整个银河系内盘进行了大面积巡天，ATLASGAL，以发现不同演化阶段的高质量恒星形成区。使用Parkes望远镜，我们观察到了NH3（1，1）到（3，3）的反转转变，朝向第四象限中的354个ATLASGAL团块。对于289个源的子样本，使用Mopra望远镜测量N2H+（1 - 0）线。我们测量了NH3（1，1）谱线的平均宽度约为2 km/s，旋转温度为12~28 K，平均值为18 K。对于检测到NH3（2，2）超精细成分的子样本，我们发现，通常使用的从（1，1）光学深度和（2，2）与（1，1）主光束亮度温度比计算（2，2）光学深度的方法导致低估旋转温度和柱密度。使用比从约0.5的NH3线宽估计的更宽的N2H+线宽确定约1的更大的中值维里参数，其中维里参数随着气体质量的增加而减小的一般趋势。我们发现ATLASGAL团块的周围环境比低质量核心的周围环境更温暖，并且低质量恒星形成区域的速度弥散比高质量恒星形成区域更小。49%的源的NH3（1，1）反转跃迁显示出超精细结构异常。外超精细结构线的强度比（中值为1.27 +/-0.03，标准差为0.45）显著高于1，而内部卫星的强度比中位数为0.9 ± 0.02，标准差为0.3，内外超精细分量之和中位数为1.06 ± 0.02，0…
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting the Scales: Large Area High-resolution Ammonia Mapping of NGC 1333
我们使用NH3反转跃迁来追踪英仙座分子云NGC 1333区域的致密气体。利用VLA干涉仪观测和GBT单碟图相结合，得到了面积为102平方角分、角分辨率为~3.7”的NH3（1，1）和NH3（2，2）图。组合地图的光谱分辨率为0.14 km/s，灵敏度为4 mJy/beam。我们制作了NH3（1，1）和NH3（2，2）的积分强度图、峰值强度图和色散图以及NH3（1，1）的视线速度图。这些被用来推导的光学深度为NH3（1，1）的主要成分，激发温度的NH3（1，1），和旋转温度，动力学温度和柱密度的NH3在映射区域。我们将这些观测结果与CARMA J=1-0对N2 H+和H13 CO+的观测结果进行了比较，并得出结论，它们都在这些致密的恒星形成区域中追踪到了相同的物质。从NH3（1，1）速度图中，我们发现一个速度梯度脊在NGC 1333的整个南部呈弧形延伸。我们认为，一个大规模的湍流细胞与云碰撞，这可能导致形成一层压缩气体。沿着速度梯度脊的这个区域点缀着0/I类YSO，它们可能是由压缩气体中的局部过密度导致引力不稳定性而形成的。NH3（1，1）速度弥散图沿该区域也有相对较高的值，从而证实了激波层的论点。
2019-04-06 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region Onsala 1 with VERA: Estimation of Angular Velocity of Galactic Rotation at Sun
利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区Onsala 1（ON 1）的H2O脉泽进行了天体测量。我们测得的三角视差为0.404+/-0.017 mas，对应的距离为2.47+/-0.11 kpc。ON 1似乎位于银河经度69.54度的切点附近。利用观测到的ON 1的距离和自行，我们估算了银河系在太阳的自转角速度，即太阳到银河系中心的距离与银河系在太阳的自转速度之比，为28.7+/-1.3 km/s/kpc。这一数值大于国际天文学联合会建议的25.9 km/s/kpc的数值，但与最近用VLBI技术获得的其他结果一致。
2010-12-28 astro-ph.GA
Hot ammonia around young O-type stars. III. High-mass star formation and hot core activity in W51~Main
这篇论文是在著名的大质量恒星形成区进行的一系列氨多级成像研究中的第三篇。利用JVLA，我们以大约0.2角秒的角分辨率，在W51 Main中绘制了氨的五个高激发亚稳反转跃迁：（J，K）=（6，6），（7，7），（9，9），（10，10），和（13，13）中的热而稠密的分子气体。我们已经确定并表征了W51-Main中两个主要的大质量恒星形成中心：W51 e2复合体和W51 e8核心（W51 e2以南6角秒）。前者又分为三个子核：W51 e2-W，它围绕着众所周知的HC HII区域，在那里观察到热氨吸收，以及另外两个尘埃核，W51 e2-E（东约0.8英寸）和W51 e2-NW（向北约1英寸），在那里观察到热氨排放。朝向HC HII区域的速度图显示了可能指示旋转的清晰的速度梯度，尽管我们没有直接观察到开普勒速度剖面。没有外流和/或脉泽活动，以及相对于中心YSO的质量（>20个太阳质量），可用于吸积的分子气体量（~5个太阳质量）很低，这都表明中心YSO已经吸积了大部分最终质量。另一方面，在附近的W51 e2-E天体中，相对大量的热分子气体可用于吸积（约20个太阳质量，约半弧秒或2500 AU），以及强烈的外流和脉泽活动，表明W51 e2复合体中的主要吸积中心是W51 e2-E而不是W51 e2-W。最后，W51 e2-NW和W51 e8虽然密度较低，但也是热核心，含有大量的分子气体（分别约…
2016-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming regions of the Aquila rift cloud complex. I. NH3 tracers of dense molecular cores
（略）目标。在我们调查的这一部分，我们在追踪分子云密集区的天鹰座裂谷复合体中寻找氨发射体。方法.从一氧化碳调查进行了德令哈14米望远镜，我们选择了150个目标的观测在其他分子线。在这里，我们描述的映射观测的NH 3（1，1）和（2，2）的前49个源的反转线与Effelsberg 100米望远镜。结果分别在12个和7个源中检测到NH3（1，1）和（2，2）发射谱线。在新发现的NH3源中，我们的样本包括以下著名的云：无星核心L 694 -2，巨蛇座星云星团B，巨蛇座暗星云L572，无星暗星云L 673，孤立的原恒星源B335和复杂的恒星形成区域巨蛇座南部。在致密的无星核心中，观测到的角大小在40”到80”之间（约0.04-0.08 pc），但在无星的暗云中，观测到的角大小可达9“（约0.5 pc）。测得的云的动力学温度介于9 K和18 K之间。从3- 8 K的NH3激发温度，我们确定了H2的密度，其典型值为~（0.4-4）10^4 cm^-3。绘制的核心的质量范围在~0.05和~0.5M_solar之间。氨的相对丰度X= [NH3]/[H2]，变化范围为10^-7 ~ 5 10^-7，平均值<X>=（2.7+/-0.6）10^-7（根据空间分辨岩心估算，假设填充因子eta = 1）。在两个云中，我们观察到运动学分裂NH3剖面分离约1公里/秒。分裂最有可能是由于双极分子流出，其中一个我们…
2013-03-08 astro-ph.GA
VLA observations of ammonia in high-mass star formation regions
我们报告了利用VLA在其D和DnC阵列配置中对NH $_{3}$（1，1）和（2，2）反转线向62个高质量恒星形成区的系统测绘观测。VLA图像覆盖了从40 $"$到3 $"$的空间动态范围，使我们能够跟踪从$\sim$ 1 pc尺度到$\lesssim$ 0.1 pc尺度的气体运动学。基于NH $_3$的形态和1，pc尺度上的红外星云，我们将样品中的三个子类分类：细丝，热芯和NH $_3$分散源。在1 pc尺度上发现的普遍存在的气体细丝的典型宽度为$\sim$ 0.1\，pc，并且通常包含沿长轴规则间隔的碎片。碎片的间距和柱密度与湍流支撑的柱体破碎一致。几个源显示多个细丝向中心会聚，其中细丝中的速度场与气体流动一致。我们推导出整个样品的旋转温度图。对于三个热的核心源，我们发现一个投影的径向温度分布，最适合的幂律指数从$-$ 0.18 $-$ 0.35。我们确定174个速度相干$\sim$ 0.1 pc规模密集的核心从整个样本。这些芯的平均物理性质为1.1 km-1，s $^{-1}$的本征线宽，18 K的NH $_{3}$旋转温度，2.3 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$的NH $_3$气柱密度，和67 $M_{\odot}$的分子量。从间接源中识别出的致密核更接近于维里化。在其他两类来源的致密核心似乎是动态不稳定的。
2014-05-30 astro-ph.GA
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region ON2N with VERA: Estimation of the Galactic Constants
我们利用VLBI射电天体测量探测对银河系恒星形成区Onsala 2 North（ON 2N）的H_2O脉泽进行了天体测量，得到三角视差为0.261 ± 0.009mas，对应的日心距为3.83 ± 0.13kpc。ON 2N预计会在太阳圈上，因为它相对于当地静止标准（LSR）的径向速度几乎为零。利用现有的视差和脉泽自行，得到太阳的银心距为R_0 = 7.80+/-0.26kpc，银河在太阳的自转速度为Theta_0 = 213+/-5km/s。由此可以更精确地确定银河系常数之比，即LSR的角旋转速度，其值为Omega_0=Theta_0/R_0 = 27.3+/-0.8 km/s/kpc，这与最近的估计值相一致，但与国际天文学联合会（1985）推荐的Theta_0和R_0值所导出的25.9 km/s/kpc不同。
2010-12-28 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region G48.61+0.02 with VERA
我们利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区G48.61+0.02的H2O脉泽进行了天体测量。我们推导出的三角视差为199+/-7微as，对应的距离为5.03+/-0.19 kpc。到G48.61+0.02的距离大约是它的远运动学距离的一半，这是以前经常假设的。这个距离使G48.61+0.02位于人马座-船底座臂，靠近活跃的恒星形成区和超新星遗迹W51。我们还得到了G48.61+0.02的三维运动，发现它有一个40+/-5km/s的大的奇特运动。这种奇特的运动可能起源于W51中的多颗超新星爆炸，或者是穿过人马座-船底座臂的流动运动。
2011-04-05 astro-ph.GA
The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar
我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。
2013-12-13 astro-ph.GA
VLA ammonia observations of L1287: analysis of the "Guitar" core and two filaments
目前的工作旨在研究分子云LDN 1287（L1287）的致密气体，其中包含一个双FU Ori系统，一个充满活力的分子外流和一个仍在形成的深埋低质量，年轻恒星物体的集群，显示出高水平的碎片。我们给出了光学H α和[SII]，以及VLA NH $_3$（1，1）和（2，2）的观测结果，其角分辨率约为3.5“。观测到的NH $_3$光谱进行了分析与HfS工具，同时拟合三个不同的速度分量。L1287的NH $_3$发射来自四种不同的结构：一个与RNO 1相关的核心，一个吉他状的核心（“吉他”）和两个交错的细丝（蓝色和红色细丝），大致集中在FU Ori系统RNO 1B/C及其相关的星系团。关于吉他核心，有明显的信号表明气体进入了一个中心质量，估计约为2.1 $M_\odot$。关于这两种细丝，它们的半径约为0.03 pc，每单位长度的质量约为50 $M_\odot$ pc $^{-1}$，并且接近等温平衡。一个中央空腔，可能与流出，并跟踪的Halalpha和[SII]的排放，被确定，与几个年轻的恒星物体附近的内壁。这两个细丝都显示出明显的扰动迹象，这些扰动来自于由星团中一个或几个年轻天体驱动的外流气体。蓝丝和红丝在速度上是相干的，除了在嵌入源的位置外，它们具有接近亚音速的气体运动。穿过蓝丝的速度梯度可以解释为材料落入到蓝丝上或旋转。沿着细丝的速度梯度被解释为在两个细丝的交叉处朝向重力井的下落…
2020-11-03 astro-ph.GA
Trigonometric parallaxes to star-forming regions within 4 kpc of the galactic center
我们报告了银河系中心4千秒差距内的高质量恒星形成区的四个三角函数。这些测量是作为BeSSeL调查的一部分使用VLBA进行的。通过将这些源与CO和HI碰撞速度图中的大尺度特征在运动学上联系起来，我们开始勾勒出银河系内部的一些主要特征：连接臂、近、远3千秒差距臂和诺玛臂。银河系第一象限的连接臂比远3千秒差距臂更靠近银河系中心，并在其前缘附近被长杆的长轴偏移，支持内部林德布拉德共振的存在。假设3 kpc的旋臂是一个连续的物理结构，其近、远侧的相对银心距离表明，旋臂周围的气体流线是高度椭圆的，旋臂的共转半径r_CR > 3.6 kpc。在银河系经度接近10°，日心距离约为5 kpc的地方，近3 kpc臂和诺玛臂在我们银河系的正面视图上相交，同时在不同的银河系纬度上通过。我们提供了W31恒星形成复合体距离太阳4.95（+0.5;-0.43）kpc的精确距离测量，这将其与属于近3 kpc臂的明亮CO特征联系起来。
2013-12-11 astro-ph.GA
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
SWAG Water Masers in the Galactic Center
银河系中心包含大量的分子和电离气体以及过多的高能物体。水脉泽是一种对恒星形成不敏感的探测器，因此是研究这一高度模糊区域恒星形成阶段的理想工具。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列，我们在整个中央分子区以亚秒差距分辨率观测到22 GHz水脉泽，这是大型SWAG调查的一部分：“银河系中心水和氨调查”。我们探测到600阶22 GHz脉泽，其各向同性亮度低至~10^-7 Lo。光度>~10^-6 Lo的脉泽可能与年轻的恒星天体有关。他们似乎是接近分子气体流光，可能是由于恒星形成的事件，触发在近心通道附近的Sgr A*。较弱的脉泽分布更广，经常显示双线特征，这是演化恒星包络起源的一个标志。
2017-11-06 astro-ph.GA
