The evolution of temperature and density structures of OB cluster-forming molecular clumps
OB星团起源于秒差距尺度的大质量分子团。我们的目标是了解中间尺度（$\lesssim$ 0.1-1 pc）扩展气体的大规模团块的温度和密度结构的演变。我们对多种分子线示踪剂（例如，CH $_{3}$ CCH，H $_{2}$ CS，CH $_{3}$ CN，CH $_{3}$ OH），其覆盖宽范围的激发条件，朝向八个大质量团块的样品。基于不同的辐射传输模型，我们约束气体的温度和密度结构，并建立一个演化的图片，辅助空间依赖的维里分析和多个物种的丰度比。我们确定的温度径向分布在30-200 K之间变化，在一个连续的规模，从中心的团块到0.3-0.4 pc半径。团块的径向气体密度分布，由径向幂律描述，斜率在-0.6和$\sim$-1.5之间，对于更演化的源来说更陡峭，正如基于代表气体大部分的尘埃连续体的结果所表明的那样（$\sim$ 10 $^{4}$ cm $^{-3}$），和CH $_{3}$ OH线探测致密气体（$\gtrsim$ 10 $^{6}$-10 $^{8}$ cm $^{-3}$）区域。致密气体和大块气体之间的密度对比随着演化而增加，并且可能指示空间和时间上变化的恒星形成效率。的径向轮廓的维里参数示出了一个全球性的变化，朝着一个亚维里状态的团簇的演变。线宽随着中心核心区域周围半径的增加而减小，并且在外部包络中增加，其斜率比超音速湍流（$\,\propto\,$ $r^{…
2021-12-02 astro-ph.GA
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - IV. Ammonia towards dust emission
在这里，我们报告的两个最低的反转过渡氨与70米Tidbinbilla射电望远镜的观测。进行这些实验是为了确定与RCW 106相关的G333巨分子云的致密团块中的动力学温度，并检查精确温度对计算质量等导出量的影响。该项目是一个更大的调查的一部分，以了解与大质量恒星形成相关的时间尺度和演化序列，特别是其最早阶段。假设一个巨大分子云的初始化学成分是均匀的，那么其中任何丰度的变化都将是由于进化状态造成的。我们已经确定了63块使用SIMBA 1.2毫米尘埃连续图，并计算了气体温度的大部分（78%），这些密集的团块。在使用斯皮策GLIMPSE 8.0 $μ$ m发射将样品分离成IR亮和IR暗团块之后，我们使用统计检验来检查我们的分类是否在质量和温度方面显示出不同的种群。我们发现，团块质量和柱密度没有显着的人口差异，和动力学温度是最好的参数来区分每个团块的引力束缚态。动力学温度是唯一的参数，发现有一个显着的概率低，从同一人口。这表明团块半径对团块的温度没有很大的影响，因此半径相似的团块可能具有不同的内部加热机制。我们还发现，虽然IR明亮的团块具有较高的中值维里质量，但两个样品的维里质量和半高宽范围相似。有87%（46个中的40个）的质量大于维里质量，这表明它们将形成恒星或已经在形成恒星。
2014-03-20 astro-ph.GA
Energy budget of forming clumps in numerical simulations of collapsing clouds
我们分析的物理性质和能量平衡的密度增强在两个SPH模拟的形成，演化和巨大的分子云的崩溃。在模拟中，不包括反馈，所以所有的运动都是由于初始的，衰减的湍流，或重力收缩。我们将团块定义为高于一系列密度阈值的连通区域。所得到的全部团块遵循广义能量均分关系$σ_{v}/R^{1/2} \propto Σ^{1/2}$，其中$σ_{v}$是速度分散，$R$是"半径"，$Σ$是柱密度。我们将其解释为所有尺度下引力收缩的自然结果，而不是维里平衡。然而，具有低$Σ$的团块倾向于在均分附近显示大的分散。在超过一半的情况下，这种分散是由外部湍流压缩{\it组装}的团块，而不是由小规模的随机运动，将分散他们。另一半实际上是分散的。此外，通过不同的标准选择的集群子样本表现出不同的标度。具有窄$Σ$范围的子样本遵循类Larson关系，尽管其特征在于其各自的$Σ$值。最后，我们发现：i）处于细丝中的团块倾向于出现亚维里; ii）表现出适度动能过剩的高密度核心（$n \ge 10^5$ cm $^3$）通常包含汇（"恒星"）粒子，当在能量平衡中考虑恒星质量时，过剩粒子消失; iii）具有动能过剩但没有恒星粒子的核心真正处于分散状态。
2016-10-03 astro-ph.GA
The Physical Properties of High-Mass Star-Forming Clumps: A Systematic Comparison of Molecular Tracers
我们对27个与水脉泽发射相一致的高质量团簇样品进行了HCO+和H^13CO+、N2 H+、HCS+、HCN和HN^13C、SO和^34SO、CCH、SO_2和CH_3OH-E的观测。所有转换都以几乎相同的分辨率（30”）观察或卷积，从而允许对从映射转换导出的块属性进行相互比较。我们发现N2 H+的排放是空间分化的灰尘和其他分子相比，对一些非常明亮的核心（10 27）和N2 H+的积分强度不相关以及灰尘连续通量。我们计算有效激发密度，n_eff，所需的密度激发1 K线在T_kin=20 K气体的每个分子示踪剂。具有较大有效激发密度（n_eff > 10^5 cm^-3）的分子示踪剂的强度似乎与亚毫米尘埃连续谱强度的相关性更强。团块的中值大小与示踪剂的n_eff（其跨越超过三个数量级）反相关。维里质量与n_eff不相关，特别是在线光学厚的情况下，因为线宽可以通过非维里运动显著加宽。团块的中值质量表面密度和中值体积密度与n_eff相关，这表明在导出核的集合的平均性质时理解分子示踪剂的激发条件的重要性。
2011-04-19 astro-ph.GA
Stability of Gas Clouds in Galactic Nuclei: An Extended Virial Theorem
进入星系中央$1$到$10^2$ pc的冷气体碎裂并凝结成云。云层的稳定性决定了它们是否会变成恒星，或者是否可以被输送到中央超大质量黑洞（SMBH）以打开活动星系核（AGN）。传统的标准来评估这些云的稳定性，如金斯标准和罗氏（或潮汐）限制，在这里是不够的，因为他们假设在绑定云的自引力的主导地位，并忽略了外部的代理商，如压力和潮汐力，这是常见的星系核。我们制定了一个新的方案来判断这种稳定性。我们首先回顾了传统的维里定理，考虑到外部压力，以确定正确的质量范围，导致稳定的云。然后，我们将定理扩展到包括外部潮汐场，这对感兴趣区域的稳定性至关重要-在密集的星团中，围绕SMBH。我们应用我们的扩展维里定理，找到正确的解决方案，到现在为止有争议的实际问题，即，在AGN环，在银河系中心的环核盘，和银河系的中央分子区的气体团块的稳定性。我们推导出的这些结构的质量比常用的维里质量（相当于金斯质量）小几个数量级。此外，我们证明，这些团块是稳定的，相反，人们会天真地推断出罗氏（潮汐）限制。
2015-06-26 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
Implication of the velocity dispersion scalings on high-mass star formation in molecular clouds
本文通过分析221个大质量团块并结合多尺度分子云样本，研究σ–R与ℒ–Σ标度关系，揭示大质量恒星形成中湍流向自引力主导的转变。
2024-05-08 astro-ph.GA
The Dynamics of Massive Starless Cores with ALMA
质量比太阳大的恒星是如何形成的，因此恒星的初始质量函数（IMF）是如何建立的？这样的中等质量和高质量恒星可能是由相对大质量的前恒星气体核心产生的，这些气体核心的质量比热金斯质量更大。湍流核心吸积模型调用这样的核心作为近似维里平衡和近似压力平衡与周围的团块介质。它们的内部压力由湍流和磁场的组合提供。或者，竞争吸积模型需要强烈的次维里初始条件，然后导致广泛的热金斯尺度的碎片，与中等和高质量的恒星后来形成的竞争邦迪-霍伊尔吸积。为了测试这些模型，我们已经确定了四个主要的例子，大规模（~ 100 Msun）团块从中红外消光映射的红外暗云（IRDC）。Fontani等人在这些天体中发现了高氘分率的N2 H+，这与它们是无星的一致。在这里，我们提出了ALMA观测这四个团块探测N2 D+（3-2）线在2.3”的分辨率。我们发现了6个N2 D+核，并确定了它们的动力学状态。它们观测到的速度分散和大小与湍流核心模型的预测大致一致，湍流核心模型是自引力、磁化（Alfven马赫数m_A~1）和由周围团块的高压所约束的维里化核心。然而，在最大质量的核心，与质量高达~ 60 Msun，我们的研究结果表明，适度增强的磁场（使mA ~0.3）可能需要的结构维里和压力平衡。因此，磁调节核心的形成可能在控制大质量核心的形成，抑制它们的分裂，从而帮助建立恒星IMF方面很重要。
2013-11-19 astro-ph.GA
Characterization of dense Planck clumps observed with Herschel and SCUBA-2
我们的目标是描述银河系内的各种致密的、潜在的恒星形成核心、团块和云的特征，这些核心、团块和云的尘埃排放和SF活动。我们研究了53个领域，已观察到的JCMT SCUBA-2连续调查范围，并已与赫歇尔映射。利用修正的黑体函数拟合Herschel观测值，估算了尘埃的性质，研究了尘埃温度与尘埃不透明度光谱指数$β$的关系，并估算了尘埃柱密度。我们从SCUBA-2 850 $μ$ m图中提取了团块，并使用FellWalker算法检查了它们的质量和大小。在几个星表中发现的年轻恒星都与团有关。我们用维里分析估计了团簇的引力稳定性。这些团块被分类为无束缚的无星团块、星前团块或原恒星团块。我们发现了529个致密的团块，通常具有高柱密度，从（0.3-4.8）$\times 10^{22}$ cm $^{-2}$，平均值为（1.5 $\pm$ 0.04）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$，低温（$T\sim $ 10-20 K），估计亚毫米$β$ =1.7 $\pm$ 0.1。我们检测到一个轻微的增加，在不透明度光谱指数向毫米波长。源的质量范围为0.04 $M_\odot$至4259 $M_\odot$。质量、线性尺寸和温度与距离相关。此外，估计的引力稳定性取决于距离，更远的团块似乎更维里约束。最后，我们提出了一个目录的团块的属性。我们的来源提出了一个大的SF区域阵列，从高纬度，附近的…
2021-06-18 astro-ph.GA
G30.79~FIR~10: A gravitationally bound infalling high-Mass star forming clump
探测到了下落运动，并对该源进行了建模。得到的平均下落速度为0.5 km/s，下落质量速率为每年5 × 10 ^-3太阳质量。此外，先前对天空平面中磁场强度的估计值被改进为855微高斯，我们使用该值来计算质量与磁通量比为1.9，或超临界。湍流运动的维里质量也被计算，发现Mvir=563太阳质量，这给出了Msubmm/Mvir=5.9的比率。这两个值都强烈地表明，这个团块一定处于引力坍缩状态。
2010-06-26 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究利用CO数据立方体比较了银河系内部与近邻星系分子云的物理性质，发现通过平滑处理并排除波束效应影响后，两者性质具有可比性，且银河系云的物理条件调节其内部团块性质与恒星形成潜力。
2025-10-30 astro-ph.GA
CHIMPS: Physical properties of molecular clumps across the inner Galaxy
最新一代的分子气体示踪剂高角分辨率无偏银河平面调查使分子云的内部能够在一系列环境中进行研究。CHIMPS巡天同时以15角秒的分辨率在13 CO和C 18 O（3-2）中绘制了银河系内平面的一个扇区，范围为27.8 < l < 46.2度和|b| < 0.5度。CHIMPS数据与来自COHRS调查的12 CO（3-2）数据的组合使我们能够进行逐体素局部热力学平衡分析，确定13 CO在每个l，b，v位置的激发温度，光学深度和柱密度。FellWalker在13 CO（3-2）排放图中确定的离散源的距离被确定，允许计算源的许多物理性质，我们在本文中提出了第一个源目录。我们发现，在尺寸和密度方面，CHIMPS源代表了由CO识别的大规模分子云和尘埃排放中看到的致密团块之间的中间人群，因此代表了从扩散到致密相的分子气体的批量过渡。我们没有发现任何显着的系统性变化的质量，柱密度，维里参数，激发温度，或在银河系的距离探测范围内的湍流压力，但我们确实发现了一个浅的平均体积密度随着银河系的距离增加。我们发现，臂间团块有显着更窄的线宽，和较低的维里参数和激发温度比团块位于螺旋臂。当考虑最可靠的距离有限的子样本时，最大的变化发生在星系团到星系团的尺度上，这与最近的类似研究相呼应，这些研究表明恒星形成过程对银河系尺度的环境基本上不敏感，至少在内盘内是如此。
2019-11-11 astro-ph.GA
ALMA Polarization Study of the Magnetic Fields in Two Massive Clumps in the 20 km s$^{-1}$ Cloud of the Central Molecular Zone
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文与技术国家重点实验室）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Department of Physics, National Sun Yat-Sen University（国立中山大学物理系）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（国立台湾师范大学天文与重力研究中心）
ALMA观测揭示了中央分子区20 km s$^{-1}$云中两个团块的磁场特性，显示磁场在云尺度占主导，但重力在核心和凝聚尺度起主导作用，且磁场不足以阻止气体坍缩。
2026-09-10 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
Predicted Sizes of Pressure-Supported HI Clouds in the Outskirts of the Virgo Cluster
利用ALCAFA Arecibo HI星系调查和XMM-牛顿的室女星系团X射线压力分布的数据，我们调查的可能性，无星暗HI团块，也被称为“暗星系”，是由周围的星系团间介质的外部压力支持。我们发现，无星HI团块的质量，速度色散和位置允许这些团块的压力平衡与X射线气体的维里半径附近的室女星系团。我们预测这些团块的大小范围从1-10千秒差距，在协议的范围内发现的空间分辨HI无星团块室女座外的大小。基于预测的HI表面密度的室女座的来源，以及其他类似的解决ALGOFA HI暗块与后续的光学/无线电观测的样本，我们预测，大多数的HI暗块的尖点形成的恒星。因此，这些HI源标志着无星HI云和有星矮星系之间的过渡。
2016-05-13 astro-ph.GA
Origin of Giant Stellar Clumps in High-Redshift Galaxies
我们使用一套星系形成的宇宙学模拟来研究高红移星系中kpc尺度团块的性质。我们确定静止帧UV团块在模拟HST图像平滑到500 pc的分辨率，并将其与100 pc分辨率的模拟中确定的年轻恒星的固有3D团块进行比较。根据这种比较，我们预计，由于空间分辨率和投影的结合，观测到的团块的恒星质量被高估了一个数量级，这些团块的大小也被高估了几倍。贡献大部分紫外线辐射的年轻恒星的质量也可能被高估几倍。我们发现，在模拟中，大多数年轻恒星的团块在一个时间尺度上溶解短于$\sim$ 150百万年。一些具有致密核心的团块可以持续更长时间，但最终会分散。大多数团块不是束缚结构，维里参数$α_{\rm vir}$ > 1。我们发现类似的结果，在模拟地图H $α$排放措施确定的团块。我们检查的预测有效的团块大小的引力摄动的线性理论，并得出结论，他们是不一致的形成全球盘不稳定性。相反，观察到的团块代表了多个较小恒星形成区域的随机投影。
2022-08-13 astro-ph.GA
Properties of molecular clumps and cores in colliding magnetized flows
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Center for Data and Simulation science (CDS), University of Cologne（科隆大学数据与模拟科学中心）
本研究通过模拟不同初始磁场强度下的碰撞流，发现磁场强度影响分子云分裂和丝状结构形成，但团块和核的动力学仅弱依赖于磁场；多数团块不受束缚，核处于维里平衡。
2026-09-11 astro-ph.GA
Assessing the Performance of Molecular Gas Clump Identification Algorithms
探测分子云中的团（核）是亚毫米天文学中的一个重要问题。然而，自动聚类识别算法的识别的完整性和返回参数的准确性仍然不清楚。在这项工作中，我们测试的性能和偏见的GaussClumps，ClumpFind，Fellwalker，Reinhold和树状图算法识别模拟团块。通过设计具有不同大小、峰值亮度和拥挤度的模拟团块，我们研究了算法的特性及其性能。在检测完整性方面，Fellwalker，Dendrograms和Gaussclumps分别是第一，第二和第三最好的算法。这六种算法的正确识别次数随着模拟团块的大小和信噪比的增加而逐渐增加，随着拥挤度的增加而减少。在参数提取精度方面，Fellwalker和Dendrograms算法优于其他算法。所有算法的聚类参数的平均偏差随着聚类的大小和SNR的增加而逐渐增加。除Fellwalker外，大多数算法在提取团块的总通量时表现出显着的偏差。总体而言，Fellwalker，Gaussclumps和树状图在检测完整性和提取参数方面表现出最好的性能。这六种算法的维里参数偏差相对较小。将这6种算法应用于Rosette分子云的聚类识别时，ClumpFind1994、ClumpFind2006、Gaussclugs、Fellwalker和Reinhold表现出与模拟试验结果一致的性能。
2019-10-17 astro-ph.GA
Effects of CO-dark Gas on Measurements of Molecular Cloud Stability and the Size-Linewidth Relationship
恒星是在分子云中形成的，因此表征分子云的物理状态是理解恒星形成过程的关键。云的结构和稳定性经常使用维里参数和Larson（1981）云半径、速度弥散和表面密度之间的标度关系来评估。在低金属丰度环境中，已经观察到了这些量之间典型的银河系关系。在这些条件下，在没有相应CO排放的云层中H $_2$气体的量预计会很高;因此，这种“CO暗”气体可能是观测到的云特性变化的原因。我们推导出简单的修正，可以应用到经验的团块属性（质量，半径，速度色散，表面密度，维里参数），以考虑到CO-暗气体的团块以下幂律和普卢默质量密度分布。我们发现，CO-暗气体是不太可能的原因，从拉尔森的关系在低金属丰度地区的偏离，但维里参数可能被系统高估。我们证明，校正CO-暗气体对于准确比较不同环境中分子云的动力学状态和演化至关重要。
2022-05-26 astro-ph.GA
A 3 mm spectral line study of the Central Molecular Zone infrared dark cloud G1.75-0.08
本研究利用 Yebes 40 m 和 IRAM 30 m 射电望远镜对中心分子带红外暗云 G1.75-0.08 进行 3 mm 谱线观测，揭示了其气体运动学、分子丰度及引力非束缚的亚临界动力学状态。
2024-06-26 astro-ph.GA
Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 astro-ph.GA
Statistical Properties of Molecular Clumps in the Galactic Center 50 km s$^{-1}$ Molecular Cloud
利用野边山毫米波阵对银河系中心50 km/s $^{-1}$分子云（GCM-0.02-0.07）进行观测，给出了分子团的统计特性。用{ \it clumpfind}算法在云中识别出37个局部热平衡质量为$2\times10^2-6\times10^3 M_\odot$的分子团簇。分子团的速度宽度大约是相同半径的银河系盘分子云的5倍。维里定理的质量是LTE质量的三倍。质谱和尺寸谱可分别由$dN/dM\propto M^{-2.6\pm0.1}$（$M\gtrsim 900M_\odot$）和$dN/dR\propto R^{-5.9\pm0.3}$（$R\gtrsim 0.35$ pc）的幂律描述。与Sgr A东壳相互作用的区域的统计特性和云的非相互作用部分的统计特性是显着不同的。相互作用可能使质量函数变陡，从非相互作用部分的$dN/dM\propto M^{-2.0\pm0.1}$到相互作用区域的$dN/dM\propto M^{-4.0\pm0.2}$。另一方面，相互作用可能截断了$R\sim 0.4$ pc较大一侧的尺寸谱。
2012-04-25 astro-ph.GA
Dense, Parsec-Scale Clumps near the Great Annihilator
我们报告了毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）对爱因斯坦源1 E 1740.7-2942的观测，LMXB通常被称为“大湮灭器”。“在银河系中心的12-CO调查中，大湮灭者被认为靠近天空中一个小而明亮的分子云，该区域基本上没有发射。该区域是感兴趣的，因为它是内部的尘埃带，这可能是冲击区，原子气体从HI核盘转化为分子气体。我们发现，该区域充满了许多填充因子很小的高密度（n ~ 10^5 cm^-3）激发态气体区域，并估计在我们的地图上可以看到1-3 x 10^5太阳质量的气体。探测表明，大量的质量以小而密集的束的形式从激波区转移到GC恒星形成区。
2009-02-13 astro-ph.GA
Unveiling the importance of magnetic fields in the evolution of dense clumps formed at the waist of bipolar H II regions: a case study on Sh2-201 with JCMT SCUBA-2/POL-2
根据JCMT SCUBA-2/POL-2对850 $μ$ m偏振尘埃辐射的观测结果，给出了位于双极H II区Sh 2 -201腰部的两个团簇（团簇1和团簇2）的磁场（B场）特性。我们发现，在团块的方向上的B-场被弯曲和压缩，显示弓状的形态，我们归因于在团块的表面上的H II区域的反馈效应。使用改进的Davis-Prasekhar-Fermi方法，我们估计B-场的强度为266 $μ$ G和65 $μ$ G的第1和第2块，分别。从维里分析和临界质量比的估计，我们认为，团簇1是引力约束，可能正在发生崩溃，而团簇2是未绑定的和稳定的。我们假设，H II区，B-场形态和团块的各种内部压力之间的相互作用（如磁压力、湍流压力和气体热压力），具有以下后果：（a）在H II区的腰部形成团块;（b）团块中的B场的逐渐压缩和增强;（c）较强的B场将保护团块免受H II区的侵蚀，并导致团块和H II区之间的压力平衡，从而允许扩展的I-锋从细丝脊吹走，形成双极H II区;以及（d）较强的B场和湍流将能够稳定团块。对更大样本的双极H II区域的研究将有助于确定我们的假设是否广泛适用。
2020-03-26 astro-ph.GA
ALMA reveals molecular cloud N55 in the Large Magellanic Cloud as a site of massive star formation
利用阿塔卡玛大毫米波阵的$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）观测资料，给出了大麦云云N55的分子云性质。我们对分子气体的性质进行了详细的研究，以了解N55的云性质与银河系云的不同。在N55中，大多数CO发射出现团簇，并且具有YSO的分子核显示出更大的线宽和质量。大质量团块与高质量和中等质量的YSO有关。团簇质量由局部热力学平衡和$^{12}$ CO和$^{13}$ CO排放的维里分析确定。这些质量估计得出的结论是：（a）团块处于自引力维里平衡，（b）$^{12}$ CO（1-0）到H $_2$的转换因子X $_{\rm CO}$为6.5 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）$^{-1}$。N55团簇的CO到H的$_2$转换因子在$\sim$ 0.67 pc的空间尺度下测量，这比猎户座云在类似空间尺度下的X $_{\rm CO}$值高出约两倍。N55的核心质量函数清楚地显示出低于200 M $_{\odot}$的周转，将低质量端与高质量端分开。$^{12}$ CO质谱的低质量端符合指数0.5 $\pm$ 0.1的幂律，而对于$^{13}$ CO，符合指数0.6 $\pm$ 0.2的幂律。在高质量端，核心质谱符合功率指数为2.0 $\pm$ 0.3的$^{12}$ CO，与2.5 $\pm$ 0.4的$^…
2018-01-05 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Virial Ratio: Direct Evaluation from Molecular Cloud Data and the Challenges of Improving Accuracy
动力学项和引力项之间的维里比为限制分子云的力的平衡提供了关键的见解，但是解析云的cluridical和conventary结构使得难以以一致的方式评估这个比例。对于具有分辨的柱密度图和线示踪剂的云，我们证明了引力能可以以类似于动能的方式直接从观测中估计。这提供了改进的诊断能力和一致性。从前景和背景材料中分离出云是一个持续的挑战，为此我们引入了一种基于阿贝尔变换的策略。我们使用模拟云提供原理证明。
2019-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Resolves 30 Doradus: Sub-parsec Molecular Cloud Structure Near the Closest Super-Star Cluster
我们提出了ALMA观测30剑鱼座-迄今为止在河外恒星形成区分子气体的最高分辨率视图（~0.4pc x 0.6pc）。R136以北的30 Dor-10云被绘制成12 CO2 -1、13 CO2 -1、C18 O2 -1、1.3mm连续谱、H30 α复合线和两个H2 CO 3-2跃迁。大多数12 CO排放与小的细丝和团块有关（<1 pc，在当前分辨率下约为1000 Msun）。一些团块与原恒星有关，包括被R136强烈辐射光烧蚀的“创造之柱”。分子云的辐射通常通过分解成近似光束大小的团块来分析。剑鱼座30星系中的这种团块在大小、线宽和表面密度上与银河系团块有相似的趋势。30个剑鱼座团块在给定尺寸下的线宽比拉森的比例关系所预测的要大，这与压力限制一致。与10 pc分辨率下研究的云相比，它们在给定的尺寸和线宽下延伸到更高的表面密度。这些趋势也适用于银河系红外暗云中的团块;需要对这两种环境进行更高分辨率的观测。从尘埃连续体，CO和维里定理计算的团块质量的一致性表明，CO丰度在30剑鱼团块是没有显着不同的LMC平均值，但尘埃丰度可能会减少~2。有没有强烈的趋势，从R136的距离的团块属性，致密的团块不强烈的影响，外部辐射场，但有一个温和的趋势，降低致密的团块填充分数更深的云。
2013-07-13 astro-ph.GA
The physical state of selected cold clumps
上下文星前核的研究对于理解恒星形成的初始阶段至关重要。使用$Herschel$检测到的冷凝块比以往任何时候都多。在本研究中，我们从20个$Herschel$视野中选择了21个冷团块，作为原始$Planck$检测的后续观察。我们已经在$^{13}$ CO（1-0）、C $^{18}$ O（1-0）和N $_2$ H $^+$（1-0）系中观察到这些团块。目的。我们的目标是找出这些冷团块是否是星前的。我们已经考察了对尘埃和分子谱线的独立分析在多大程度上导致了关于这些物体质量的类似结论。方法.我们计算的团块质量和密度的尘埃连续体和分子线观测，并比较这些彼此和维里和Bonnor-Ebert质量计算每个团块。最后，我们研究了两个领域的辐射传输模型来估计CO丰度。结果当激发温度可以估计，来自分子线观测的柱密度可比的尘埃连续数据。线和粉尘排放数据的中位柱密度估计值分别为4.2 $\times 10^{21}$ cm $^{-2}$和5.5 $\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。计算的丰度、柱密度、体积密度和质量都有很大的不确定性，在得出结论时必须小心。在对字段G131.65 $+$ 9.75中的两个团块进行建模时发现，$^{13}$ CO的衰减接近通常值10 $^{-6}$。$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的丰度比为$\sim$ 10。分子丰度只能通过建模来估计，依…
2015-03-20 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. III $^{12}$CO Maps and Physical Properties of Dense Clump Envelopes and their Embedding GMCs
我们报告的第二个完整的分子线数据发布的{ \em普查的高质量和中等质量的原恒星}（CHaMP），一个大规模的，公正的，均匀的映射调查，在亚秒差距的分辨率，毫米波线发射从303大规模，密集的分子团在银河系。该版本适用于与致密气体相关的所有$^{12}$ CO $J$ =1 $\rightarrow$ 0排放，这是第二阶段调查的第一个版本，包括$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O。观测到的由$^{12}$ CO和HCO $^+$（来自第一阶段）追踪的团块发射显示出非常相似的形态，这表明，对于致密的分子云和各种尺寸的复合物，秒差距尺度的团块包含$Ξ$ ~ 75%的质量，而只有25%的质量存在于这些相同区域的扩展（>~ 10 pc）或“低密度”组分中。密度大于10 $^9$ m $^{-3}$的所有气体的质量分数为$ξ_9$ >~ 50%。这表明秒差距尺度的团块可能是分子ISM的基本组成部分，而不是标准的GMC概念。使用$^{12}$ CO发射，我们得到这些团块的物理性质在其整体，并比较它们的性能从HCO $^+$，跟踪其更密集的内部。我们比较标准的X-因子转换$I_{CO}$到$N_{H_2}$与替代转换，并表明，只有后者给整个丛属性是物理上一致的，其内部。我们推断，集团人口系统更接近维里平衡时，只考虑他们的内部，也许有一半是长寿的（10亿年），压力局限的实…
2016-09-21 astro-ph.GA
Dynamical Properties of Molecular-forming Gas Clumps in Galaxies at the Epoch of Reionization
利用宇宙学放大模拟研究了分子形成气体团簇（MGCs）在再电离阶段的性质。我们确定MGCs在z=6的原型星系（“Althaea”）使用H2密度为基础的团块发现。我们比较它们的质量，尺寸，速度色散，气体表面密度和维里参数（alpha_vir）的观测。在阿尔泰，典型的MGC质量和大小为Mgas=10^6.5 Msun，R=45-100 pc，与附近的旋涡星系和星暴星系相当。MGCs是高度超音速的，并受到湍流的支持，其均方根速度色散为sigma_gas=20-100 km s^-1，压力为P/k_B=10^7.6 K cm^-3（即，> 1000倍于银河系），类似于在附近和z~2富气体星暴星系中发现的。此外，我们进行稳定性分析，了解的起源和动力学性质的MGCs。我们发现，MGC在蜀葵主盘中是全局稳定的。恒星形成预计发生在云和核心中的更小尺度的区域，反而具有较低的α_vir和Toomre-Q值。因此，对再电离时期恒星形成气体动力学的详细研究需要<40 pc（=0.01”）的空间分辨率，这是阿塔卡马大（亚）毫米阵列和下一代甚大阵列可以达到的。
2020-04-22 astro-ph.GA
Effects of Cloud Geometry and Metallicity on Shattering and Coagulation of Cold Gas, and Implications for Cold Streams Penetrating Virial Shocks
通过数值模拟研究云几何、金属丰度及紫外背景对冷气体破碎与凝聚的影响，发现冷流穿透维里激波时易破碎，影响星系周介质冷气体分布及星系熄灭。
2024-11-08 astro-ph.GA
Cloud G074.11+00.11: a stellar cluster in formation
我们提出了普朗克探测到的冷云G074.11+00.11的分子线和尘埃连续观测。星云由一个弯曲的细丝系统和一个中心的恒星形成团组成。这个团簇与几个红外源和H2O脉泽发射有关。我们的目标是确定质量分布和气体动力学内的集群，调查如果看到集群周围的对流结构在较小的规模上重复自己，并估计在致密的核心和细丝中所含的质量分数。原始稠密气体的速度分布可以用来研究团簇的全球动力学状态、对流入流的作用、暗条碎裂和核心吸积。我们使用分子线和连续观测单碟天文台和干涉设施，研究该地区的运动学。分子线观测表明，中心团簇可能是由大规模的细丝碰撞形成的。中央的团块包含三个致密的核心。假设距离为2.3千秒差距，根据盖亚的观测和背景恒星的三维消光方法，中央星团的质量超过700个太阳质量，大约是云总质量的25%。我们的维里分析表明，中央丛和所有已识别的子结构正在崩溃。我们没有发现与核心相关的小规模细丝的证据。我们的观测表明，这个星团分裂成三个核心，质量在太阳质量范围[10，50]内，并且这三个核心都在坍缩。H2O脉泽辐射的存在表明活跃的恒星形成。然而，CO线仅显示出微弱的流出迹象。我们认为，该地区是年轻的，任何导致恒星形成的过程刚刚开始。
2019-07-19 astro-ph.GA
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star burst in W49N presumably induced by cloud-cloud collision
本文介绍了利用野边山毫米波天线阵对W 49 N进行的CS（J = 1 - 0）、H_（13）CO ~+（J= 1 - 0）和SiO（v=0：J=1-0）谱线以及49 GHz和86 GHz连续谱线的高分辨率观测。我们鉴定了11个CS，8个H_（13）CO ~+和6个SiO团簇，半径为0.1-0.5pc。CS和H_（13）CO ~+团簇主要分为4kms ~（-1）和12 kms ~（-1）两个速度分量，而SiO团簇的速度介于这两个速度分量之间。SiO的发射主要分布在UCHII环上，其中还存在CS和H13 CO+的4kms ~（-1）团簇。在UCHII环的东西两侧发现了12 kms-1的CS组分团块，并有一个明显的空洞。团簇质量从4.4 × 10^2 M_SUN到4.9 × 10^4 M_SUN不等，CS、H13 CO+和SiO团簇的平均值分别为0.94 × 10^4 M_SUN、0.88 × 10^4 M_SUN和2.2 × 10^4 M_SUN。CS、H13 CO+和SiO团簇的总质量分别为1.0x10^5M_SUN、0.70x10^5M_SUN和1.3x10^5M_SUN，与相应的维里质量分别为0.71x10^5M_SUN、1.3x10^5M_SUN和0.88x10^5M_SUN吻合得很好。CS、H13 CO+和SiO团簇的平均分子氢密度分别为0.90 × 10^6 cm-3、1.…
2021-11-10 astro-ph.GA
Dense core properties in the Infrared Dark cloud G14.225-0.506 revealed by ALMA
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对红外暗云G14.225-0.506进行了3 mm连续辐射的密集核心调查。本调查涵盖两个中心灯丝系统，角分辨率为$\sim3$ \arcsec（$\sim0.03$ pc）。我们确定了48个致密核心。48个核心中有20个是原恒星，因为它们与年轻恒星天体（YSO）和/或X射线点源有关，而其他28个核心可能是星前的，与已知的红外或X射线辐射无关。使用APEX 870 $μ$ m连续发射，我们还确定了18块托管这些核心。通过对ALMA N $_2$ H $^+$和VLA/Effelsberg NH $_3$分子线数据的维里分析，我们发现维里参数随着尺度从丝状体到团块再到核心的减小而减小。岩芯中$0.1-1.3$的维里参数表明岩芯可能发生动力学坍缩。星前核心候选者的累积核心质量函数（CMF）具有$α=1.6$的幂律指数，质量范围从1.5到22 $M_\odot$。我们没有发现巨大的星前核或原恒星核。以前的研究表明，在这个区域还没有产生大质量的O型恒星。因此，大质量恒星应该是在星前核心中通过从周围介质吸积大量气体而形成的。另一种可能性是，低质量的YSO通过从由细丝供给的母核吸积而变得巨大。这两种可能性可能与全球等级崩溃的情景相一致。
2016-10-27 astro-ph.GA
A submillimetre survey of the kinematics of the Perseus molecular cloud - III. Clump kinematics
我们探讨连续块英仙座分子云的运动学，来自C18 O J=3-2的数据。两个群体进行了检查，确定使用自动算法CLFIND和GAUSSCLUMPS现有的SCUBA数据。这些团块具有超音速线宽，其分布表明C18 O线探测到的是低密度的“信封”，而不是致密的内核。原恒星和无星团块的线宽分布相似，这意味着原恒星对其周围环境没有显着影响。靠近活跃的年轻星团似乎会影响线宽：NGC 1333的线宽比其他地方的要大。在IC 348中，靠近旧IR簇的影响很小，线宽是所有线宽中最小的。位力分析表明，团簇是结合的，接近均分。特别是，无星团块占据了与原恒星相同的参数空间，这表明它们是真正的恒星前体，并将继续形成恒星。我们还搜索每个核心表面的有序C18 O速度梯度，通常解释为旋转。我们注意到确定的梯度和流出的原恒星的方向之间的相关性，表明我们可能没有一个纯粹的旋转签名。拟合的梯度比以前的工作中发现的更大，可能是由于我们的数据和/或流出污染的分辨率更高。这些梯度，如果仅从旋转角度解释，则表明旋转在动力学上并不重要。此外，推导出的比角动量比以前的研究中观测到的要小，中心约为j~0.001 km/s pc，这表明我们已经确定了较低的旋转水平，或者说，C18 O J=3-2线探测器的条件比n~10^5/cc和T~10 K要致密和/或寒冷得多。
2010-07-26 astro-ph.GA
M31 circum-nuclear region: a molecular survey with the IRAM-interferometer
我们分析了在IRAM干涉仪上进行的仙女座的环核区域（250 pc以内）的CO（1-0）的分子观测，分辨率为2.9 arcsec = 11 pc。我们在该区域检测到12个分子团，对应于（8.4 +- 0.4）x 10**4 Msol的总分子量。它们遵循拉森的质量-尺寸关系，但远高于速度-尺寸关系。我们讨论，这些团块可能不是维里化，但短暂的聚集较小的实体，可能是维里化。其中三个团簇已被检测到在CO（2-1）在以前的工作中，我们发现温度线比低于0.5。用RADEX分析表明，该气体处于非局域热平衡，激发温度较低（Tex = 5-9 K）。我们发现表面束填充因子为5%，气体密度在60-650 cm**{-3}的范围内，远低于临界密度。由于气体与恒星的质量比为4 × 10**{-4}，尘埃与气体的比例为0.01，这个静止区域已经耗尽了他的气体预算。它的光谱能量分布是兼容的被动模板组装从椭圆星系。虽然在该地区存在微弱的尘埃发射，我们表明，没有恒星形成，并支持以前的结果，尘埃加热的旧的和中间的恒星星族。我们研究，这一地区位于正式的低密度部分的Kennicutt-Schmidt法，在政权的SFR估计是不完全可靠的。我们确认了这个位于绿色山谷的星系内部的宁静。
2019-02-15 astro-ph.GA
Kiloparsec-Scale Simulations of Magnetised Molecular Clouds in Disk Galaxies
我们提出了模拟的自引力致密气体的演变千分之一秒尺度的星系盘，旨在研究从巨分子云（GMCs）的致密团块的形成。这些密集的团块被认为是星团的前身，这个过程可能是肯尼库特-施密特关系所描述的星系系统中控制恒星形成速率的限速步骤。这些模拟的GMC和团块的演化是由湍流压力支持和大尺度星系切变平衡的自引力决定的。虽然云的结构和密度显着变化，在其演变过程中，他们大致保持在维里平衡的时间尺度超过GMC的自由落体时间，表明能量从星系剪切不断级联。我们以每局部自由落体时间2%的缓慢，低效的速率实现恒星形成，但由于致密气体的过度产生，这产生了比观察到的Kennicutt-Schmidt关系大两个数量级以上的全球恒星形成速率。为了解释这种差异，我们预计磁场提供额外的支持。低分辨率的模拟确实表明，磁场降低了恒星的形成率。
2012-11-28 astro-ph.GA
A multi-line study of the filamentary infrared dark cloud G351.78-0.54
本文介绍了在1.3和0.8mm波段对对流红外暗云G351.78-0.54进行多线研究的结果。观察到CO、N $_2$ H $^+$、CH $_3$ CCH和HNCO三种同位素体的谱线。其目的是研究对流云的一般结构、其碎裂情况和物理参数，重点是该云中密集团块的性质。从N-$_2$ H-$^+$（3-2）数据中识别出几个致密的团簇，使用C $^{18}$ O（2-1）线确定它们的质量和维里参数。根据CH $_3$ CCH和HNCO数据估算了一些团块的温度。几乎所有的团块似乎都是重力不稳定的。从C $^{18}$ O（3-2）/（2-1）和N $_2$ H $^+$（3-2）/（1-0）强度比获得的密度估计值在$n \sim (0.3-3)\times 10^5$ cm $^{-2}$范围内。HNCO发射仅朝向包含IR光源IRAS 17233-3606的第一团块被检测到，并且指示甚至更高的密度。在流出物中也可以观察到。较高激发HNCO线的速度偏移可指示热芯相对于周围介质的移动。在某些团块中，N $_2$ H $^+$（3-2）和CO同位素之间存在速度漂移$\sim 1$ km s $^{-1}$。团块中N $_2$ H $^+$（3-2）线的大宽度表明其致密内部的速度色散增加，这可能与恒星形成过程有关。N $_2$ H $^+$的丰度朝着发光的IR源下降。
2021-05-07 astro-ph.GA
ALMA Observations of HCO+ and HCN Emission in a massive star forming region N55 of the Large Magellanic Cloud
本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对大麦云云（LMC）中N55南部区域（N55-S）进行高空间分辨率HCO $^{+}$（$1-0$）和HCN（$1-0$）观测的结果。N55-S是大麦哲伦星云中一个相对不那么极端的恒星形成区，其特征是低辐射场。我们对N55-S的分子发射进行了详细的分析，以研究在静止环境中致密分子团与恒星形成之间的关系。我们检测到10个分子团具有显着的HCO $^{+}(1-0)$发射和8个显着的HCN（$1-0$）发射，并估计分子团质量的维里和局部热力学平衡分析。发现N55-S中所有已识别的年轻恒星天体（YSO）都位于HCO $^{+}$和HCN发射峰附近，表明这些团块与最近的恒星形成活动有关。与YSO相关联的分子团显示出比没有YSO的分子团相对更大的线宽和质量。我们比较了N55-S与大麦哲伦星云中其他巨分子云的团簇性质，发现N55-S团簇具有相似的尺寸，但线宽较低，HCN/HCO $^{+}$（1 $-$ 0）通量比较大。这些结果可以归因于N55-S的低辐射场，这是由于与其他活跃的恒星形成区（如剑鱼座30 -10和N159）相比，其恒星形成活动相对较低。N55-S的致密气体分数为$\sim$ 0.025，低于大麦哲伦星云的其他巨星系团，这支持了该区域恒星形成效率较低。
2020-09-01 astro-ph.GA
Condition for low-mass star formation in shock-compressed metal-poor clouds
冲击可能已经普遍存在于早期宇宙，与维里化和超新星爆炸等，在这里，我们研究的热演化和破碎的冲击压缩云，通过使用一个区域模型，详细的热和化学过程。我们探索了大范围的初始密度（1- 1 e5/cm ^3）、金属丰度（0- 1 e-2 Z_sun）、紫外线强度（0-500倍银河值）和宇宙微波背景温度（10和30 K）。激波压缩的云通过原子和分子线冷却而等压收缩，直到通过碎裂形成自引力团块。如果金属只存在于气相中，则在所研究的任何条件下，团簇质量都大于~ 3M_sun。虽然在某些金属丰度高于~ 1 e-3 Zsun的情况下，金属线冷却会导致团块的再碎裂，但这种碎片质量高于~ 30 Msun。另一方面，如果大约一半的金属质量凝聚在尘埃颗粒中，就像在银河系的星际介质中一样，尘埃冷却会触发一个团块重新分裂成亚太阳质量的碎片，金属丰度高于~ 1 e-5 Z_sun。因此，尘埃的存在是必不可少的低质量（< M_sun）恒星形成的冲击压缩云。
2018-07-14 astro-ph.GA
On the Scarcity of Dense Cores ($n>10^{5}$ cm$^{-3}$) in High Latitude Planck Galactic Cold Clumps
本文利用JCMT SCUBA-2数据系统观测70个高银纬普朗克冷团块，发现致密核极为稀缺，仅L183中探测到一例，并据此约束其密度上限，提出高维里参数抑制致密核形成、支持湍流抑制而非超新星驱动恒星形成的观点。
2024-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Dense clumps survive in the vicinity of R136 in 30 Doradus
本文利用ALMA观测30 Doradus中Stapler星云的致密分子团块，揭示其在R136强辐射下仍能存活的物理机制，发现团块集中于暗尘埃带并与年轻恒星天体相关，表明其为被R136辐射雕刻的分子云最致密区域。
2025-06-02 astro-ph.GA
Molecular Clouds at the Edge of the Galaxy II. Physical properties and scaling relations
Xinjiang Astronomical Observatory, CAS（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究银河边缘分子云的物理性质和标度关系，通过CO(2-1)线观测发现云团参数在不同银河系心距范围内无系统变化，揭示了湍流和光度质量-大小关系。
2026-04-20 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey IV: 1.1 and 0.35 mm Dust Continuum Emission in the Galactic Center Region
分析了包含银河系中心的银河系平面六平方度区域的Bolocam银河系平面巡天（BGPS）数据，并与红外和无线电连续数据进行了比较。BGPS的1.1毫米发射由一个网络的周围的空腔，其中一些是充满了弥漫的近红外发射表明存在温暖的尘埃或无线电连续特性的HII地区或超新星遗迹周围的暗丝互连的团块。给出了两个最亮区域Sgr A和B的新的350 μm环境图像。Sgr B2是中央分子带中最明亮的毫米发射团，可能是银河系中最接近超级星团的类似物。中央分子区（CMZ）包含银河系中最高浓度的毫米和亚毫米发射致密团块。在斯皮策太空望远镜观测到的3.6至24 μm背景下，大多数1.1 mm的正向散射特征都是以剪影的形式出现的。然而，在吸收中只看到了几个负经度的团块，证实了CMZ中的正经度团块倾向于位于银河系中心的近侧的假设，这与我们银河系中央棒的怀疑方向一致。在8 μm的辐射中可以看到一些1.1 mm的云面，可能是由于多环芳烃（PAHs）。一个直径约为0.2 \degree（约30 pc）的空腔和介于1 \approx 0.0 \degree和0.2 \degree之间的红外泡围绕着拱和五重团簇以及Sgr A。气泡包含几个cluerous尘埃丝，指向Sgr A \ast，其潜在的作用，在他们的形成进行了探讨。[摘要截短]
2010-11-03 astro-ph.GA
Molecular line and continuum study of the W40 cloud
用毫米波分子谱线和1.2mm连续谱线研究了与附近H Ⅱ区之一W 40有关的稠密云。此外，还进行了1280 MHz和610 MHz的干涉观测。该云具有复杂的形态和运动学结构，包括一个尘埃环和一个扩展的致密核。环的形成可能是由于邻近的H Ⅱ区的膨胀而引起的“聚集-坍缩”过程。环中的九个尘埃团已经被解卷积。它们的大小、质量和氢柱峰密度分别为：$\sim 0.02-0.11$ pc、$\sim 0.4-8.1 M_{\odot}$和$\sim (2.5-11)\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。分子线观察到两个不同的速度，并有不同的空间分布，这意味着强烈的化学分化的区域。CS丰度向东部尘埃团2增强，而NH $_3$，N $_2$ H $^+$，和H $^{13}$ CO $^+$丰度向西部团块增强。HCN和HCO的$^+$与可能追踪周围气体的尘埃无关。朝向选定位置导出的数密度为：$\sim (0.3-3.2)\times 10^6$ cm $^{-3}$。两个西部团块的动力学温度为21 K和16 K，接近维里平衡。东部的2号和3号云团质量更大，湍流程度更高，可能比西部的更演化。它们显示出由下落运动引起的不对称CS（2- 1）线轮廓，这一点已由模型计算证实。电离和中性物质之间的相互作用正在环的东支附近发生，并可能引发恒星的形成。
2013-09-24 astro-ph.GA
Star forming regions linked to RCW78 and the discovery of a new IR bubble
为了研究与恒星风气泡RCW 78的膨胀分子包层中确定的两个恒星形成区域有关的分子和尘埃团的存在，我们分析了分子气体和冷尘埃的分布。为了完成这项研究，我们分别使用LABOCA和SHeFI-1仪器在APEX望远镜上进行了870 μm和13 CO（2-1）线观测，并分析了70，160，250，350和500 μm的Herschel图像。这些观测使我们能够识别出与B区（命名为南部团块）和C区（团块1和2）以及细长的丝状体有关的冷尘埃团块。分子气体被清楚地探测到与南丛和暗条有关。分子气体的速度与RCW 78膨胀包层中稠密气体的位置是一致的。我们估计尘埃的温度和总质量的尘埃凝结在不同波长的远红外线和从分子线使用LTE和维里定理的排放。通过不同方法获得的质量在2-6的因子内一致。年轻恒星的CC图和SED分析证实了尘埃区中存在中低质量的YSO，表明存在中等恒星形成。特别是，一个集群的红外线源被确定内的南部集群。8 μm的IRAC图像显示存在一个半径为16角秒的红外尘埃泡，可能与位于4kpc的O型星HD 117797有关。近红外和中红外辐射的分布表明，暖尘与气泡有关。
2013-10-31 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. I. Catalogues and First Results from Mopra HCO+ Maps
高质量和中等质量原恒星普查（CHaMP）是第一个大规模的，无偏见的，均匀的映射调查，在亚秒差距尺度分辨率的90 GHz线发射从银河系中的大质量分子团。我们在HCO+ J=1-0线上展示了CHaMP调查区域（300°>l>280°）的第一张Mopra（ATNF）图，通常认为该图可以追踪密度高达10^11 m-3的气体。本文介绍了这次巡天的概况及其策略，描述了观测和数据处理的过程，给出了301个大质量分子团簇系综HCO+ J=1-0发射的矩图的完整目录。从这些地图，我们也得到的物理参数的团块，使用标准的分子光谱线分析技术。该分析产生以下性质范围：积分谱线强度1-30 K km s-1，峰值谱线亮度1-7 K，谱线宽度1-10 km s-1，积分谱线光度0.5-200 K km s-1 pc ^2，半高宽0.2-2.5 pc，平均投影轴比2，光学深度0.08-2，总表面密度30-3000 M{ \sun } pc-2，数密度0.2-30 x 10^9 m-3，质量15-8000 M{ \sun }，维里参数1-55，总气体压力0.3-700 pPa。我们发现CHaMP团簇不服从Larson型的尺寸-线宽关系。在这些团块中，存在大量亚热激发、弱发射（但很容易检测）的致密分子团块，证实了Narayanan等人的预测。（2008）。这些微弱发光的团块占银河系这一部分所有大质量团块的95%，分子…
2011-03-11 astro-ph.GA
HCN $J$=4-3, HNC $J$=1-0, $\mathrm{H^{13}CN}$ $J$=1-0, and $\mathrm{HC_3N}$ $J$=10-9 Maps of Galactic Center Region II.: Physical Properties of Dense Gas Clumps and Probability of Star Formation
我们报告的统计分析探索银河系中央分子区（CMZ）的整体低恒星形成效率（SFE）的起源和使用宽场HCN $J$ =4-3的地图，其光学薄临界密度（$\sim10^7\,\mathrm{cm}^{-3}$）是最高的示踪剂中使用的CMZ调查中的CMZ云之间的SFE多样性。逻辑回归进行经验制定恒星形成概率的195 HCN团块，其中13个包含恒星形成的签名。最佳拟合模型中的解释参数被简化为维里参数$α_{\mathrm{vir}}$，而没有其他参数的显著贡献，而没有$α_{\mathrm{vir}}$的模型的性能并不优于使用随机生成的数据。阈值$α_{\mathrm{vir}}$为6，其转化为具有$n_{\mathrm{H_2}}$ - $α_{\mathrm{vir}}$相关性的$10^{4.6}\,\mathrm{cm}^{-3}$的体积密度（$n_{\mathrm{H_2}}$）。低$α_{\mathrm{vir}}$团块的稀缺性（其占所有HCN团块的分数为0.1）可以被认为是抑制SFE的直接原因之一。没有发现团块的大小或质量与恒星形成概率之间的相关性，这意味着HCN $J$ =4-3并不能立即追踪超过阈值密度的恒星形成气体的质量。与此同时，恒星形成和非恒星形成云的物理参数的CS $\mathit{J}$ =1-0云退化，突出的HCN $\mathit{J}$ =4-3线探测恒星形成区…
2020-10-20 astro-ph.GA
The physical environment around IRAS 17599-2148: infrared dark cloud and bipolar nebula
我们提出了一个多尺度和多波长的研究，以调查周围的恒星形成过程IRAS 17599 $-$ 2148，这是一个细长的附属结构（EFS）（扩展$\sim$ 21 pc）的一部分，在{ \it赫歇尔}地图。用{ \it Herschel}数据分析，在EFS中至少发现了6个大团簇（M $_{clump}$ $\sim$ 777 - 7024 M $_{\odot}$），温度和柱密度范围分别为$\sim$ 16- 39 K和$\sim$ 0.6- 11 ~ $\times$ ~10 $^{22}$ cm $^{-2}$（A $_{V}$ $\sim$ 7- 117 mag）。EFS拥有没有任何无线电探测的冷气体区域（即红外暗云）和与H\，{ \sc ii}区域IRAS 17599 $-$ 2148相关的双极星云（BN），通过温度分布和电离辐射推断出两种不同的环境。基于维里分析和较高的自引力压力值，发现团块不稳定的重力崩溃。我们在选定的区域内发现了474个年轻恒星（YSO），其中$\sim$ 72%的YSO主要分布在EFS中的团簇中。这些YSO可能是由于与扩展的H1 { \sc ii}区域无关的过程而自发形成的。在BN的边缘，四个额外的团块也与YSO团簇相关联，这似乎受到扩展的H1，{ \sc ii}区域的影响。EFS中最大质量的团块包含两个在GMRT 1.28 GHz图中追踪到的致密射电源和…
2016-10-27 astro-ph.GA
CO~($J = 1-0$) Observations of a Filamentary Molecular Cloud in the Galactic Region Centered at $l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$
利用紫金山天文台13.7 m毫米波望远镜，对以$l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$为中心的银河系区域进行了大视场（4.25~ $\times$ ~3.75 deg $^2$）的CO同位素（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）$J = 1-0$发射线的测绘观测。根据$^{13}$ CO观测资料，我们揭示了在局地臂中存在一个对流云，其速度范围为0.5 ~ 6.5 km~s。该分子云由1条主丝和11条次丝组成，呈“脊巢”结构。在C $^{18}$ O系中还检测到主丝和三个亚丝。大多数纤维的速度结构呈连续分布，但速度梯度较小。假设距离为400 pc，测得的灯丝的中值激发温度、线宽、长度、宽度和线质量分别为9.28 K、0.85 km s、7.30 pc、0.79 pc和17.92 $M_\sun$ pc $^{-1}$。我们发现在C $^{18}$ O谱线中检测到的四个细丝是热超临界的，其中两个处于维里化状态，因此倾向于引力束缚。我们在云中共识别出146个$^{13}$ CO团簇，其中约77个$\%$团簇沿暗条分布。约56 $\%$的维里化团块被发现是与超临界丝。三个年轻的恒星对象（YSO）的候选人也确定在超临界细丝，根据补充红外（IR）数据。这些结果表明，超临界纤维，特别是维里化纤维，可能具有成星活性。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas in the star-forming region IRAS 08589-4714
我们提出了一个区域IRAS 08589-4714的分析，其目的是表征分子环境。我们在以IRAS源为中心的150”× 150”区域内观测了CO（3 - 2）、^{13}CO（3 - 2）、C^{18}O（3-2）、HCO+（3-2）和HCN（3-2）分子谱线，以分析与IRAS源相关的分子气体的分布和特征。分子气体分布揭示了一个与IRAS 08589-4714一致的分子团和一个在1.2 mm处检测到的尘埃团。分子团的半径为0.45 pc，其质量和H_2体积密度分别为310 Mo和1.2 x 10^4 cm^{-3}。在HCN和HCO系中的团块内鉴定出两个高密度。LTE和维里质量的比较表明，该团块在孕育年轻恒星的区域正在坍缩。对分子线的分析表明，它们正在驱动分子外流。
2016-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
