The Dynamics of Dense Cores in the Perseus Molecular Cloud II: The Relationship Between Dense Cores and the Cloud
我们利用广泛的数据集可用于英仙座分子云的小规模密集的核心和较大的结构，它们嵌入的运动学之间的关系进行分析。这里提出的运动学措施可以与我们以前的工作中讨论的那些结合使用，作为强观测约束，恒星形成的数值模拟（或分析模型）应该匹配。我们发现，致密的核心有小的运动相对于13 CO气体，约三分之一的13 CO速度分散沿同一视线。在每个消光区内，核心到核心的速度色散约为该区域中所见的总（13 CO）速度色散的一半。大尺度速度梯度约占每个区域总速度弥散的一半，这与根据功率谱P（k）~ k^{-4}的大尺度湍流模式预测的结果相似。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
H$_2$ ortho-to-para conversion on grains: A route to fast deuterium fractionation in dense cloud cores?
氘分馏，即氘代物种相对于非氘代物种的增强，被认为是恒星形成区的可靠化学钟。该过程受到邻位与对位（o-p）H $_2$比率的强烈影响。在这封信中，我们探讨的效果o-p H $_2$转换上的颗粒上的氘化时间尺度在完全耗尽的致密的核心，包括最相关的不确定性，影响这个复杂的过程。我们表明，（i）o-p H $_2$转换对晶粒的转换时间和粘附系数的不确定性并没有强烈的影响，（ii）该过程是由温度和邻位-H $_2$在表面上的停留时间，即由结合能控制。我们发现，结合能在330-550 K之间，取决于温度，颗粒上的o-p H $_2$转换可以缩短氘分馏时间尺度的数量级，打开一个新的途径来解释观察到的大氘馏分$D_\mathrm{frac}$在致密的分子云核心。我们的研究结果表明，恒星形成的时间尺度，估计通过时间尺度达到观察到的氘分率，可能比以前提出的要短。然而，需要更准确的结合能测量，以更好地评估这一过程的整体作用。
2017-10-23 astro-ph.GA
Evolution of the Binary Fraction in Dense Stellar Systems
利用我们最近改进的Monte Carlo演化程序，我们研究了球状星团中双星分数的演化。与以前的N体模拟一致，我们发现，一般来说，硬的二进制部分的核心往往会随着时间的增加，在一个范围内的初始集群中心密度的初始二进制部分<~ 90%。驱动核心双星部分演化的主要过程是双星进入星系团核心的质量分离以及那里的双星的优先破坏。在全球范围内，这些影响和单星的潮汐剥离倾向于大致平衡，导致整体星团双星分数随时间大致恒定。我们的研究结果表明，目前的硬二进制分数接近半质量半径是一个很好的指标，硬原始二进制分数。然而，真正的联星比例和联星中主序星比例（观测者通常测量的）之间的关系是非线性的，而且相当复杂。我们还考虑了软二进制的重要性，它不仅修改的二进制部分的演变，但可以彻底改变集群的演变作为一个整体。最后，我们描述了一些细节，最近增加了单，双恒星演化我们的集群演化代码。
2009-07-24 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent gas: I. Automated exploitation of massive astrochemical model grids
电离分数在中性星际介质的物理和化学中起着关键作用，从控制气体与磁场的耦合到允许驱动星际化学的快速离子-中性反应。大多数对电离分数的估计都依赖于氘代物质，如DCO+，其检测仅限于致密的核心，代表了它们所处的巨大分子云体积的极小部分。随着大视场高光谱图的出现，可能会发现新的示踪剂。我们基于天体化学模型网格搜索电离分数的最佳可观测示踪剂。我们建立模型网格，随机采样大量的物理条件（不可观测的量，如气体密度，温度等）。并计算相应的观测值（线强度，柱密度）和电离分数。我们通过训练随机森林模型来估计每个潜在示踪剂的预测能力，以根据这些模型网格预测该示踪剂的电离分数。在半透明介质和冷重介质条件下，发现了几种对电离分数具有很好预测能力的可观测示踪剂，发现冷重介质条件下的几种示踪剂比传统的DCO+/HCO+比值更好，适用范围更广。我们还提供了更简单的分析拟合估计电离分数从最好的示踪剂，并估计相关的不确定性。我们讨论了本研究的局限性，并选择了一些推荐的示踪剂在这两种类型的条件。这里介绍的方法是非常通用的，可以应用于任何其他感兴趣的量（宇宙线通量，元素丰度等）的测量。从任何类型的模型（PDR模型，时间依赖的化学模型等）。（节略）
2020-07-27 astro-ph.GA
The linewidth-size relationship in the dense ISM of the Central Molecular Zone
线宽（sigma）-尺寸（R）的关系已被广泛测量和分析，在本地ISM和附近的正常星系。一般来说，幂律描述的关系很好的指数范围从0.2-0.6，现在被称为“拉森关系。湍流和恒星形成的性质被认为与这些关系密切相关，因此评估各种环境中的sigma-R相关性对于全面了解ISM非常重要。我们使用高密度示踪剂N2 H+、HCN、H13 CN和HCO+的谱线观测测量了银河系中心的中央分子带（CMZ）中的σ-R关系。我们使用树状图，映射的层次性质的位置-位置-速度（PPV）的数据，计算西格玛和R的连续结构。在尺寸为2-40 pc的结构中，色散的范围分别为~2-30 km/s。通过进行贝叶斯推断，我们表明，幂律指数为0.3-1.1可以合理地描述sigma-R的趋势。我们证明，推导出的sigma-R关系是独立的位置在PPV数据集，其中西格玛和R进行测量。σ-R关系的均匀性表明CMZ中的湍流是在大于30 pc的大尺度上驱动的。我们比较CMZ sigma-R的关系，在银河系分子云英仙座测量。这两个系统之间的指数是相似的，这表明云内的湍流特性与其周围介质之间存在联系。然而，CMZ中的速度分散系统性地更高，导致系数几乎大五倍。湍流速度的系统性增强可能是由于恒星形成活动增加、密度增大和相对于当地ISM的压力增大的综合影响。
2012-06-25 astro-ph.GA
A resolved warm/dense gas Schmidt-Kennicutt relationship in a binary HyLIRG at $z=2.41$
超亮红外星系（HyLIRGs）为星系演化提供了关键的“长杠杆臂”约束。H-ATLAS $J084933.4+021443$，一个$z=2.41$双星HyLIRG，至少有两个额外的发光伴星系，因此是研究“宇宙正午”期间恒星形成和星系演化的最佳试验场。我们用ALMA方法获得了H-ATLAS $J084933.4+021443$：W，T，M，C中已知发光组分星系的原子和分子发射谱线的分辨成像和运动学，以及$340$到$1160$ GHz连续谱发射。所有四个组成星系的空间（$\sim 0 .\!\!^{''} 3$或$2.5$ kpc）在CO J：7-6，[C $_\mathrm{I}$ ] 2-1，H $_2$ O和毫米（mm）到亚毫米连续谱中分辨。在W和T中证实了旋转主导的气体运动学。在气体和连续介质中，T分量沿其运动学短轴的显著延伸归因于其透镜放大。空间分辨的亚毫米光谱能量分布显示，W分量与整个星系范围内单一温度下尘埃的灰体发射非常吻合，尽管它包含一个强大的活动星系核，而组分T则需要一个更热的核尘埃组分和更多的发射源。我们证实[C $_\mathrm{I}$ ] 2-1可以作为暖/暖的粗略示踪剂。在极端系统中，[C $_\mathrm{I}$ ] 2-1/CO光度比呈亚线性增加。我们得到了一个精致的和前所未有的解决（$2.5$ -千帕尺度）的“温暖/稠密分子气体”施密特-肯尼库特（S…
2018-06-05 astro-ph.GA
Gas-grain model of carbon fractionation in dense molecular clouds
通过多次观测，冷分子云中的含碳分子显示出不同水平的同位素分馏。为了理解这种效应，我们开发了一个新的气体-颗粒化学模型，更新了13 C分馏反应（还包括15 N，18 O和34 S的相应反应）。对于致密云的典型化学年龄，我们的名义模型导致两个13 C水库：CO和来自CO的物种，主要是S-CO和S-CH 3OH，以及气相中的C3。名义模型导致C3，C-C3 H2和C2 H的强烈富集与观测结果相矛盾。当C3与氧原子反应时，各种观测和模拟之间的全球一致性相当好，显示了每个物种特有的可变13 C分馏水平。或者，氢原子反应导致C2 H、c-C3 H2和C2 S这两种非等效同位素体的显著相对13 C分馏效应。由于存在几种重要的分馏反应，一些含碳物质富集13 C，特别是CO，从而消耗气相中的原子13 C。这导致了在颗粒表面形成的CH 4中的13 C耗尽，这在太阳系中的CH 4中没有观察到，特别是在泰坦上。这似乎表明，在分子云的坍缩（导致原恒星盘的形成）和行星的形成之间存在着物质的转化。或者这意味着附着在颗粒上的原子碳与颗粒上已经存在的物质反应，产生非常少的CH 4。
2020-08-31 astro-ph.GA
NEATH V: the relationship between line emission from dense gas tracers and the star formation rate
Cardiff University（卡迪夫大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institute of Natural Sciences（日本国立天文台 国立自然科学研究院）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）
通过分子线辐射转移建模，发现HCN发射与恒星形成率无显著相关性，而N₂H⁺发射与SFR弱相关，且受环境条件影响，研究揭示HCN-SFR相关性源于多云积分效应。
2026-03-16 astro-ph.GA
The dense gas mass fraction in the W51 cloud and its protoclusters
我们提出了新的2厘米和6厘米的H2 CO，无线电复合线，并在W51恒星形成复合体的无线电连续光谱图获得阿雷西博和绿岸望远镜在~50”的分辨率。我们使用H2 CO吸收来确定分子和电离气体的相对视线位置。我们使用H2 CO密度计测量气体密度，包括在$10^4$ cm $^{-3}$ < n（H $_2$）< $10^6$ cm $^{-3}$范围内连续测量稠密气体质量分数（DGMF）-这是第一次使用单个数据集在密度范围内测量稠密气体质量分数。W51 A中的DGMF高，f > $n>10^4$ cm $^{-3}$的~70%，而W51 B中的DGMF低，f<20%。我们在整个W51 GMC中没有检测到任何H2 CO排放;所有密度足以在正常条件下排放的气体都在明亮的连续光源前面，因此在吸收中被看到。该数据集已在http://dx.doi.org/10.7910/DVN/26818上公布。结论. (1)W51 A和B云中的致密气体部分表明，W51 A将继续活跃地形成恒星，而恒星形成在W51 B中基本结束。W51 C周围缺乏致密的恒星形成气体，表明收集和塌陷在W51中没有作用或效率低下。(2)正在进行的高质量恒星形成与n ~ 1x 10 $^5$ cm $^{-3}$气体有关。n > 10 $^4$ cm $^{-3}$的气体与中低质量恒星形成的相关性较弱，但与高质量恒星形成的相关性不强。(3…
2015-01-07 astro-ph.GA
High dense gas fraction in intensely star-forming dusty galaxies at high redshift
本文介绍了从{\it Herschel}-ATLAS巡天中选出的两个透镜状高红移恒星爆发中致密分子气体示踪剂HCN、HCO $^+$和HNC的ALMA和VLA探测：{\it H}-ATLAS\，J090740.0 $-$ 004200（SDP.9，$z \sim 1.6$）和{\it H}-ATLAS\，J091043.1 $-$ 000321（SDP.11，$z \sim 1.8$）。ALMA在两个源中都观察到了$J = 3-2$跃迁，而VLA在SDP中观察到了$J = 1-0$跃迁。9.我们已经在SDP. 9和SDP. 11中检测到所有观察到的HCN和HCO $^+$线，以及在SDP. 9中检测到HNC（3 - 2）。这两个星系的放大系数已确定从分角秒分辨率CO和尘埃排放观测NOEMA和SMA进行。SDP.9中的HNC（1--0）/HCN（1--0）线比表明存在光子主导区域，正如大多数局部（U）LIRG所发生的那样。的CO，HCN和HCO $^+$ SLEDs的SDP. 9是兼容的许多本地，红外（IR）明亮的星系中发现的，这表明在本地和高红移尘埃星暴的分子气体可以有类似的激发条件。我们得到了SDP. 9和SDP. 11的总红外光度（$L_{\rm IR}$）和密线光度（$L_{\rm dense}$）与本星系的相关关系可以用一个单一的关系式来表示。分散的$L_{\rm IR} …
2017-01-20 astro-ph.GA
Comparative study of the relationships between CO isotopic luminosities and infrared luminosity for the Galactic dense cores
结合12 CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）数据和IRAS四波段数据，本文估算了来自两个已发表的CO样品的29个致密分子云的物理参数，如大小、病毒质量、COJ =1-0同位素和红外光度。我们进一步分析了CO J=1-0同位素光度与红外光度（恒星形成率，SFR）之间的各种相关性，并讨论了分子气体示踪物与SFR之间的关系。结果表明，12 CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）的光度值之间有较强的相关性。CO J=1-0同位素光度和SFR的相关性较弱，散射比银河系47个致密核和65个外部恒星形成星系的HCN-IR相关性大。这可能是因为SFR和恒星形成效率主要取决于高体积密度下的分子气体，而不是高柱密度。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent molecular gas: II. Using mm observations to constrain ionization fraction across Orion B
该研究分析 Orion B 的 3–4 mm 分子谱线，利用多种谱线比值约束致密与半透明气体的电离分数，并给出其随密度和 FUV 辐射场的变化规律及适用示踪剂。
2025-07-25 astro-ph.GA
PRUSSIC I - a JVLA survey of HCN/HCO+/HNC (1-0) emission in z$\sim$3 dusty galaxies: Low dense-gas fractions in high-redshift star-forming galaxies
红移z $\geq$ 1的尘埃恒星形成星系（DSFG）是宇宙中最活跃的恒星形成星系之一。然而，它们的致密（$\geq$ 1 - 0 $^5$ cm $^{-3}$）气相-通常由HCN（1-0）示踪-仍然几乎完全未被探索：迄今为止在HCN（1-0）中仅检测到两种DSFG。我们给出了在z = 2.5 - 3.3的六个强透镜DSFG中HCN，HCO+和HNC（1-0）的J=1-0跃迁的JVLA调查结果，有效地使DSFG的数量增加了一倍，并对这些线进行了深入的观察。我们在一个源（J1202+5354，4.4 $σ$）中检测到HCN（1-0）发射，在另一个源（J1609+6045，3.3 $σ$）中检测到HCO+（1-0）发射。光谱叠加产生HCN/FIR（$\leq$ 3.6 $\times$ 1 - 0 $^{-4}$）和HCN/CO（1-0）比（$\leq$ 0.045）的严格上限。推断的HCN/FIR比率（恒星形成效率的代理）与z $\sim$ 0 FIR发光的星暴一致。然而，HCN/CO比率-致密气体部分的代理-是比前两次DSFG检测所建议的低几个因素。我们的研究结果表明，大多数DSFG具有低密度气体分数。与Krumholz & Thompson（2007）的恒星形成星系模型比较，DSFG中的气体密度较低（$\approx$ 10 $^2$ cm $^{-3}$），类似于“正常”的恒…
2022-08-23 astro-ph.GA
Dense Gas Fraction and Star Formation Efficiency Variations in the Antennae Galaxies
我们使用CARMA毫米波干涉仪来映射超晶格Galerkin（NGC 4038/39），通过12 CO（1-0）线追踪大部分分子气体，通过高密度跃迁HCN（1-0）、HCO+（1-0）、CS（2-1）和HNC（1-0）追踪更密集的分子气体。我们检测到明亮的发射从所有示踪剂在两个核和三个区域的重叠区域之间的两个核。这三个重叠区域的峰对应于先前确定的“超巨星分子云”。结合CARMA数据和Herschel红外（IR）数据，比较了恒星形成效率（SFR/H2~IR/CO）、致密气体分数（HCN/CO）和致密气体恒星形成效率（IR/HCN）的观测指标。星系内的区域显示的比率与整个星系的比率一致，但这些比率在星系内的变化高达6倍。五个检测区域在其积分强度和这些比率方面都有很大差异。北核是最亮的区域在毫米波线发射，而重叠区域是最亮的一部分，在IR系统。我们结合CARMA和赫歇尔数据与ALMA CO数据报告线比模式为每个亮点。CO显示出下降的谱线能量分布，与以前的研究一致。HCO+（1-0）发射比HCN（1-0）发射更强，可能表明在中等密度下有更多的气体，或者比在更先进的合并中常见的光学深度更高。
2016-02-09 astro-ph.GA
High dense gas fraction in a gas-rich star-forming galaxy at z = 1.2
我们报告的致密分子气体的恒星形成星系EGS 13004291（z = 1.197）使用高原德布尔干涉仪的观测。我们尝试性地探测到HCN和HNC（J = 2 - 1）的发射，当它们以~4 σ的显著性叠加在一起时，得到的线亮度分别为L_HCN（J = 2 - 1）=（9 +/-3）x 10^9 K km s ^-1 pc^2和L_HNC（J = 2 - 1）=（5 +/-2）x 10^9 K km s ^-1 pc^2。我们还对HCO+、H2O（3_13 - 2_20）和HC3N（J = 20 - 19）谱线的光度设定了<7 - 8 x 10^9 K km s ^-1 pc^2的3 σ上限。我们偶然地在同一视场中检测到来自z~1.8和z~3.2处的两个源的CO排放。我们还在EGS13004291中检测到CO（J = 2 - 1）发射，表明先前检测到的CO（J = 3 - 2）线中的激发是亚热的（r_32 = 0.65 +/-0.15）。我们发现LHCN/LCO = 0.17 +/-0.07的线光度比作为致密气体分数的指示。这与z> 1星系（L_HCN/L_CO = 0.16 +/-0.07）和附近ULIRG（L_HCN/L_CO = 0.13 +/-0.03）中观测到的中值比率一致，但高于本地螺旋星系（L_HCN/L_CO = 0.04 +/-0.02）。虽然EGS13004291在z…
2017-03-08 astro-ph.GA
FOREST Unbiased Galactic Plane Imaging Survey with the Nobeyama 45-m Telescope (FUGIN) V: Dense gas mass fraction of molecular gas in the Galactic plane
最近对邻近星系分子云的观测表明，分子云中的致密气体具有恒星形成的准普适性质，对星系外星系的观测研究表明，恒星形成率（SFR）与分子气体表面密度之间存在星系尺度的相关性。为了全面理解这两种性质，重要的是量化分子云中稠密气体的质量分数f_DG。特别是，对于银河系（MW），有没有以前的研究解决了几个kpc的尺度上的f_DG盘。在这项研究中，f_DG测量超过5 kpc的MW的第一象限，根据CO J=1-0的数据，在l= 1 - 0 -50度获得的森林无偏银河平面成像调查的一部分，与野边山45米望远镜（FUGIN）项目。使用12 CO测量总分子质量，并且使用C18 O估计致密气体质量。包括f_DG在内的部分质量在银河系旋转切点距离的~30%范围内（例如，银河棒、远3 kpc臂、诺玛臂、盾牌臂、人马臂和臂间区域）。结果，对于整个目标区域获得了2.9^{+2.6}_{-2.6} %的平均f_DG。这个低数值表明，致密气体的形成是星系中恒星形成效率低下的主要因素。还发现f_DG随分子量盘结构的不同而有较大的变化。银河臂中的f_DG估计为~4- 5%，而在棒和臂间区域的f_DG小到~0.1- 0.4%。这些结果表明，致密气体的形成/破坏过程和它们的时间尺度是不同的MW的不同区域，导致SFR的差异。
2019-02-28 astro-ph.GA
Dense Gas, Dynamical Equilibrium Pressure, and Star Formation in Nearby Star-Forming Galaxies
我们使用新的ALMA观测研究致密气体分数，恒星形成率，并在整个内部区域的四个本地星系的局部环境之间的连接显示了广泛的分子气体耗尽时间。我们绘制了HCN（1-0）、HCO $^+$（1-0）、CS（2-1）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）在每个靶的内部几kpc的分布图。我们结合这些数据与短间距的信息从IRAM大型程序EMPIRE，档案CO地图，示踪剂的恒星结构和最近的恒星形成，最近HCN调查Bigiel等人。和Usero等人。我们测试的程度在致密气体部分驱动器的变化在SFR。$I_{HCN}/I_{CO}$（追踪致密气体部分）与$I_{CO}$（追踪分子气体表面密度）、恒星表面密度和动态平衡压力$P_{DE}$密切相关。因此，$I_{HCN}/I_{CO}$变得非常低，HCN变得非常微弱，在大的银河系中心半径，低至$I_{HCN}/I_{CO} \sim 0.01$的比例变得普遍。致密气体形成恒星的能力，$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$（其中$Σ_{dense}$由HCN强度追踪，恒星形成速率由H $α$和24 $μ$ m的组合追踪），也取决于环境。$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$在高气体表面密度、高恒星表面密度和高$P_{DE}$的区域减小。从统计上看，环境与$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$和$I_{HCN}/I_{CO}$的相关…
2018-03-28 astro-ph.GA
Relationships between the Stellar, Gaseous, and Star Formation Disks in LITTLE THINGS Dwarf Irregular Galaxies: Indirect Evidence for Substantial Fractions of Dark Molecular Gas
恒星，气体和年轻的恒星盘在附近的dIrrs的小东西样本拟合函数搜索参数之间的相关性。我们发现，HI的径向配置文件通常是平坦的中心和下降速度更快的外部区域比V-波段的配置文件，而年轻的恒星更集中的中心，特别是如果HI是更中心平坦。这种模式表明HI正在中心转变为分子，分子云正在形成恒星和FUV。假设分子表面密度与总气体表面密度成1.5或2的幂的比例的模型，类似于Kennicutt-Schmidt关系，再现了可见光与HI标度长度之比与HI Sersic指数之间的关系。分子分数估计为每个星系的半径的函数，通过使用传统的校准转换的FUV的分子表面密度。3R_D内部的平均分子分数为23+/-17%。然而，恒星表面亮度剖面的突变并没有与恒星形成相关的统一示踪物。
2020-11-30 astro-ph.GA
N$_2$H$^+$(1-0) as a tracer of dense gas in and between spiral arms
本文利用N$_2$H$^+$(1-0)对旋臂内和旋臂间两条巨分子纤维状结构进行高分辨率成图，发现旋臂间致密气体分数反而更高，并探讨了示踪剂化学、激发及环境因素对该结果的可能影响。
2024-03-28 astro-ph.GA
Connection between dense gas mass fraction, turbulence driving, and star formation efficiency of molecular clouds
我们研究的物理参数，影响气体在分子云中的积累，以高柱密度的恒星的形成发生。特别是，我们分析了致密气体的质量分数（DGMF）在一组自引力，等温，磁流体动力学湍流模拟，包括下沉粒子模型恒星形成。我们发现，模拟预测在柱密度范围N（H2）= 3-25 x 10^{21} cm^{-2}内接近指数DGMF，可以通过例如，粉尘消光测量。指数斜率与湍流驱动的类型以及恒星形成效率相关。它们几乎与音速马赫数和磁场强度无关。云演化的早期阶段比后期阶段的斜率更陡。这些预测与观测结果的比较表明，只有相对非压缩驱动（b ~< 0.4）的模拟符合附近分子云的DGMF。大量的红外暗云可以显示与更多压缩驱动一致的DGMF。分子云的DGMF可以显著地受湍流的平均压缩程度的影响。压缩水平的变化可能会导致DGMF斜坡的分散，并且确实需要一些变化来解释观察到的DGMF斜坡的分散。观测到的DGMF斜率也会受到云的恒星形成活动和云与云之间统计变化的影响。
2013-04-18 astro-ph.GA
Dense gas is not enough: environmental variations in the star formation efficiency of dense molecular gas at 100pc scales in M51
目前还不清楚是什么决定了分子气体转化为恒星的效率。在这里，我们提出了一个新的VLA图的螺旋星系M51在33 GHz的无线电连续，一个无干扰的示踪恒星形成，在3”的尺度（~ 100 pc）。我们结合这张地图与干涉PdBI/NOEMA观测CO（1-0）和HCN（1-0）在匹配的分辨率在M51的三个区域（中央分子环，北部和南部的螺旋臂段）。虽然我们的测量大致落在众所周知的总红外和HCN光度之间的相关性上，弥合了银河系和河外观测之间的差距，但我们发现在M51中探测的不同动力学环境与该关系存在系统性偏移，例如，由于致密气体的低恒星形成效率（SFE），南臂部分更加安静，尽管具有高密度气体分数。结合我们的研究结果与测量从文献中在100 pc尺度，我们发现，超临界流体的致密气体和致密气体分数的反相关和相关，分别与当地的恒星质量表面密度。这与以前的kpc规模研究一致。此外，我们还发现稠密气体的速度弥散和超临界流体萃取之间存在着显著的反相关关系。最后，我们确认，恒星形成率表面密度和致密气体分数之间的相关性也成立，但它并不强于致密气体表面密度的相关性。我们的研究结果很难与依赖于恒星形成的通用气体密度阈值的模型相一致，并表明湍流和星系动力学在设置致密气体转化为恒星的效率方面起着重要作用。
2019-04-09 astro-ph.GA
Revealing the properties of void galaxies and their assembly using the EAGLE simulation
利用EAGLE宇宙学流体动力学模拟，我们探索了生活在空洞中的中央星系的性质。基于最小空洞中心距离，我们定义了四个星系样本：内部空洞，外部空洞，壁和骨架。我们发现，内部空洞星系的主机晕质量$<10^{12}M_\odot$有较低的恒星质量和恒星质量分数比那些在密集的环境中，和恒星形成（SF）的活动和原子氢（HI）气体的星系的分数随着空中心距离的增加而减少，与观测结果一致。为了减轻恒星（晕）质量的影响，我们比较内部的空星系固定恒星（晕）质量的子样本。与密度更大的环境相比，具有$M_{*}= 10^{[9.0-9.5]}M_\odot$的内空星系具有可比的SF活动和HI气体分数，但淬灭星系分数最低。具有$M_{*}= 10^{[9.5-10.5]}M_\odot$的内空星系具有最低的HI气体分数、最高的猝灭分数和最低的气体金属丰度。另一方面，具有$M_{*}>10^{10.5}M_\odot$的内空星系具有与密度更大的环境中的类似物相当的SF活动和HI气体分数。它们保留了最高的金属丰度气体，这可能与在密度不足的区域中效率较低的物理过程有关，例如AGN反馈。此外，内空星系具有最低比例的正气相金属丰度梯度，这通常与外部过程或反馈事件有关，这表明它们比密度更大的星系有更安静的合并历史。我们的发现揭示了星系如何受到其大尺度环境的影响。
2022-09-08 astro-ph.GA
Kiloparsec-scale Variations in the Star Formation Efficiency of Dense Gas: the Antennae Galaxies (NGC 4038/39)
通过比较ALMA观测到的致密气体示踪物（HCN、HCO $^+$和HNC $\mathrm{J}=1-0$）与利用\textit{Herschel}空间天文台和\textit{Spitzer}空间望远镜数据计算的总红外光度（$\mathrm{L_{TIR}}$），研究了银河系中致密气体与恒星形成之间的关系。我们比较了我们的SFR和气体示踪剂使用孔径测光和采用两种方法来定义光圈的光度。我们逐渐减少ALMA数据集，以匹配我们的$\mathrm{L_{TIR}}$地图的分辨率，并提出了新的检测致密气体排放的复杂的重叠和西臂地区。使用OVRO CO $\mathrm{J}=1-0$数据，我们比较总分子气体含量，$\mathrm{M(H_2)_{tot}}$，并计算这些不同地区的恒星形成效率和致密气体质量分数。我们推导出HCN，HCO $^+$和HNC上限的光圈发射没有显着检测，因为我们预计从致密气体的排放应该存在于大多数恒星形成的地区。该模型扩展了先前研究中发现的线性$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$关系。$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$比率在星云不同区域的变化高达$\sim$ 10倍，这意味着致密气体的恒星形成效率的变化，其中NGC 4038和NGC 4039的核显示出最低的SFE $_\mathrm{dense}$（0.44和0.70 $\time…
2019-02-07 astro-ph.GA
The Dense Gas Fraction in Galactic Center Clouds
我们对银河系中心R=300秒差距的气体密度进行了分析，重点是三个云：GCM-0.02-0.07（50 km/s云），GCM-0.13-0.08（20 km/s云）和GCM 0.25 +0.01（“砖”）。使用观察分子HC 3 N的J=（3-2）、（4-3）、（5-4）、（10-9）、（18-17）、（19-18）、（21-20）和（24-23）跃迁来确定密度。我们发现了HC 3 N至少存在两种激发态的证据，并将低激发态组分的密度限制在10^4 cm^-3以下，将高激发态组分的密度限制在10^5 ~ 10^6 cm^-3之间。这比银河系中心最活跃的恒星形成云Sgr B2的密度（10^7 cm^-3）要小得多。这与银河系中心恒星形成的密度阈值比银河系圆盘中的典型密度阈值更高的要求是一致的。我们还能够限制每个组分的柱密度，以确定这些云中“致密”气体（n>10^5 cm^-3）的质量分数。我们发现，这是~15%的所有三个云。将我们的模型结果应用于整个中心R=300 pc的（10-9）和（3-2）线的比值，我们发现，n>10^4 cm^-3的气体比例在半径约140 pc处向内增加，这与最近的模型对该区域气体动力学的预测一致。我们的观测表明，HC 3 N是探测银河系中心云密度结构的一个很好的分子。
2018-09-29 astro-ph.GA
The ALMaQUEST Survey XII: Dense Molecular Gas as traced by HCN and HCO$^{+}$ in Green Valley Galaxies
本文利用 ALMA 观测 HCN 和 HCO$^{+}$，研究绿谷星系恒星形成效率偏低的原因，发现其恒星形成受抑主要源于致密气体恒星形成效率降低，而非致密气体缺乏。
2024-01-11 astro-ph.GA
Star Formation Occurs in Dense Gas, but What Does "Dense" Mean?
我们报告了一个项目的结果，映射HCN和HCO+ J = 1-0的排放量对样本的分子云在银河系内部，所有包含密集的团块，积极参与恒星的形成。我们比较了这两个分子线示踪剂毫米连续发射和消光，从13 CO推断，作为分子云中致密气体的示踪剂。来自致密气体的每种示踪剂的线光度的分数，如AV > 8等所测量的，在云与云之间变化很大。在所有情况下，总光度的相当一部分（在大多数情况下，大部分）出现在AV > 8等阈值以下的气体中，并且在强毫米连续辐射区域之外。对于其他星系的HCN光度的测量可能主要是由这种气体在较低的表面密度。对总谱线光度的重要贡献，甚至占主导地位的贡献，可以出现在具有典型云整体密度的气体中（密度约为每立方厘米100）。从HCN或HCO+排放本身定义致密团块，类似于以前的研究，导致广泛的团块性质，其中一些比以前的研究大得多，密度小。HCN和HCO+具有类似的追踪该样品中云的致密气体的能力。对于低维里参数的两个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果较差，而对于其它四个云团，13 CO对稠密气体的示踪效果也同样好（或差）。
2020-04-14 astro-ph.GA
Does the virial mass drive the intra-cluster light? The relationship between the ICL and M$_{vir}$ from VEGAS
在这封信中，我们重新讨论了集群内光（ICL）的分数和维里质量以及宿主晕中早型镓的分数之间的关系。这是基于一个统计上显着的和均匀的样本22组和星系团在本地宇宙（$z \leq 0.05$），获得了与VST早期类型的银河系巡天（VEGAS）。利用织女星图像的长积分时间和大面积的优势，我们能够映射星系外围和ICL到$μ_g$ $\geq$ 29-30 mag/arcsec $^2$和数百kpc。有了这个数据集，我们扩大了ICL测量的样本，使以前文献中z $\leq$ 0.05的测量值增加了一倍。这项工作的主要结果是，ICL的分数和宿主环境的维里质量之间缺乏任何显着的趋势，涵盖了广泛的维里质量（$\sim$ $10^{12.5} \leq M_{vir} \leq 10^{15.5} M_{\odot}$），与一些理论研究一致。由于新的数据点都是用相同的方法和从相同的观测装置获得的，并且都具有可比的深度，因此观测到的大的离散度表明ICL分数的内在变化。另一方面，ICL分数和宿主晕中早型Galerkin分数之间的关系很弱，其中，更大比例的ICL被发现在由早期形态类型主导的星系群和星系团中，这表明ICL与宿主系统的动力学状态之间存在联系。
2022-12-12 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
SEDIGISM-ATLASGAL: Dense Gas Fraction and Star Formation Efficiency Across the Galactic Disk
通过结合两个调查涵盖了大部分的分子物质在银河系盘，我们调查的作用，螺旋臂在恒星形成过程中发挥。我们已经将ATLASGAL识别的团块与SEDIGISM识别的母体GMC进行了匹配，并使用这些巨型分子云（GMC）质量，热光度和在同时发表的论文中获得的积分团块质量来估计致密气体分数（DGF $_{\rm gmc}=\sum M_{\rm clump}/M_{\rm gmc}$）和瞬时恒星形成效率（即，SFE $_{\rm gmc} = \sum L_{\rm clump}/M_{\rm gmc}$）。我们发现，与ATLASGAL团块相关的分子物质集中在螺旋臂（$\sim$ 60%发现在$\pm$ 10 km s $^{-1}$的臂）。我们已经搜索了这些物理参数的值的变化，相对于他们接近的螺旋臂，但没有发现任何证据的增强，可能是由于螺旋臂。根据不同的调查，从一些类似的研究的综合结果表明，虽然旋臂的位置在云的形成和HI到H $_2$转换中发挥了作用，随后的恒星形成过程似乎更多地依赖于当地环境的影响。这使我们得出结论，朝向旋臂的增强的恒星形成活动是源拥挤的结果，而不是任何物理过程的结果。
2020-12-02 astro-ph.GA
A census of 163 large-scale (>=10 pc), velocity-coherent filaments in inner Galactic plane: physical properties, dense gas fraction, and association with spiral arms
星际介质具有高度的有序性和等级结构，这可能在恒星形成中发挥重要作用。对大尺度暗条的物理参数、分布、结构和运动学进行系统的研究，将有助于我们了解什么样的暗条具有形成恒星的潜力，暗条如何通过暗条为原恒星提供物质，以及恒星形成与银河系旋臂之间的联系。与传统的“通过眼睛”的搜索，我们使用一个定制的最小生成树算法来识别灯丝连接银河系团块从APEX望远镜大面积调查的星系目录。在内银河平面（$|l| < 60^\circ$），我们确定了163个大规模的细丝的物理性质推导，包括致密气体的质量分数，并比较它们与更新的螺旋臂模型在位置-位置-速度空间。致密气体的质量分数在不同的银河系位置上没有显著的差异，在不同的旋臂上也没有显著的差异。我们还发现，加入距离约束后，大部分纤维是臂间纤维，臂内纤维与臂外纤维的差别不大。一个令人惊讶的结果是，在同样大小的情况下，纤维上的团块和纤维上的团块在质量上没有明显的区别。
2022-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Self-gravitating Gas Fraction and The Critical Density for Star Formation
我们使用Burkhart（2018）的模型分析计算了存在磁引力湍流时的恒星形成效率和致密自引力气体分数，该模型采用分段对数正态和幂律密度概率分布函数（PDF）。我们表明，PDF转换密度从对数正态到幂律形式是一个数学动机的临界密度恒星形成，并可以物理上与密度的牛仔裤长度是可比的声波长度，即冲击后的临界密度崩溃。当PDF跃迁密度作为临界密度时，瞬时恒星形成效率（$ε_{\rm inst}$）和耗尽时间（$τ_{\rm depl}$）可以由表示为PDF幂律尾部气体分数的致密自引力气体分数计算。我们最小化的自由参数的数量在解析表达式$ε_{\rm inst}$和$τ_{\rm depl}$通过使用PDF转换密度，而不是一个参数化的临界密度崩溃，从而提供了一个更直接的途径与观察比较。我们测试的过渡密度和自引力气体分数对AREPO移动网格gravoturbulent模拟的分析预测，并找到良好的协议。我们预测，当重力占主导地位的恒星形成气体的密度分布，恒星的形成效率应该是弱反相关的音速马赫数，而耗尽时间应增加与增加音速马赫数。恒星的形成效率和耗尽时间主要取决于致密的自引力气体部分，这反过来又取决于引力，湍流和恒星反馈的相互作用。我们的模型预测与最近的观测，如M51 PdBI弧秒漩涡调查（PAWS）。
2019-05-29 astro-ph.GA
Interpreting the sub-linear Kennicutt-Schmidt relationship: The case for diffuse molecular gas
最近对两个河外观测巡天的统计分析强烈表明，恒星形成率（Sigsfr）和分子气体表面密度（Sigmol）之间存在亚线性的肯尼库特-施密特（KS）关系。在这里，我们认为这些结果的后果的背景下，共同的假设，以及观测支持Sigsfr和致密气体的表面密度之间的线性关系。如果CO示踪气体的耗尽时间（τ_mol）是常数，并且CO只示踪恒星形成的巨分子云（GMC），那么每个GMC的物理性质一定是变化的，如体积密度或恒星形成速率。另一种可能性是，CO光度和Sigmol之间的转换，XCO因子，在云与云之间是不同的。一个更直接的解释是，CO渗透分层ISM，包括细丝和低密度区域内的GMC嵌入。一些独立的观测结果支持这一描述，扩散气体至少占总分子含量的30%。CO明亮的扩散气体可以解释亚线性KS关系，并因此导致τ_mol随Sigmol增加。如果Sigsfr与致密气体表面密度线性相关，则次线性KS关系表明扩散气体fdiff的分数随着Sigmol而增长。在星系中，Sigmol落向外盘，这种描述表明fdiff也径向减少。
2014-04-23 astro-ph.GA
Enhanced Dense Gas Fraction in Ultra-Luminous Infrared Galaxies
本文利用34个邻近星系的红外光度范围（10^{10} < L_{IR} < 10^{12.5} L_sun），详细分析了各种分子跃迁下红外光度与分子线光度之间的关系。我们表明，幂律指数的关系是敏感的临界密度的分子气体示踪剂，并在星系中观察到的分子线比的主导驱动程序是气体密度。由于大多数附近的超亮红外星系（ULIRGs）在其中心表现出强烈的活动星系核（AGN）特征，我们重新审视了以前的说法，质疑HCN作为探测在AGN存在下负责恒星形成的致密气体的可靠性。我们发现在ULIRGs中观测到的HCN（1-0）/CO（1-0）亮度比增强可以用固定化学丰度的数值模型成功地再现，而不需要AGN诱导的化学效应。我们通过结合以下跃迁将该分析扩展到总共十个分子线比率：CO（1-0），HCO+（1-0），HCO+（3-2），HCN（1-0）和HCN（3-2）。我们的研究结果表明，活动星系核存在于具有较高密度气体分数的系统中，与其硬辐射场相关的化学或其他效应可能不占主导地位（NGC 1068是一个例外）。星系合并可能是致密气体比例增加的根本原因，而星系合并的演化阶段可能是HCN/CO光度比的另一个决定因素。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Improved Black Hole Mass - Bulge Luminosity Relationship for AGNs
两种效应显著地增加了由SDSS谱导出的活动星系核黑洞质量-宿主星系核球光度关系中的散射。第一个是，在一个固定的黑洞质量，SDSS光谱强烈地依赖于红移，因为SDSS光纤看到更遥远星系的总光的更大部分。第二个是，在一个给定的红移，光纤中的宿主星系光的比例随着星系光度的降低而增加。我们使用Kormendy等人（2009）室女座椭圆星系的光剖面来说明后一种效应。考虑到这两种效应，我们得到了质量散射仅为+/-0.23 dex的活动星系核的黑洞质量-核球光度关系。这比不活跃星系的散射小，并且与测量误差一致。结果表明，活动星系核光谱中宿主星系光的分量与爱丁顿比之间存在着相应的线性关系。这种线性关系意味着在给定的黑洞质量下，高吸积率活动星系核（NLS 1）和低吸积率活动星系核的宿主光度是相似的。主星系光的分数和爱丁顿比之间的关系提供了一个简单的方法来估计主星系光的AGN光谱的分数。这意味着低吸积率活动星系核的实际变化幅度相对于NLS 1是增加的。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deuterium Fractionation in the Ophiuchus Molecular Cloud
目标。我们测量氘分数，RD，和CO-消耗因子，FD，对一些无星和原恒星的核心在L1688地区的蛇夫座分子云复杂和搜索的变化基于环境的差异在L1688。本文还讨论了N_2H ~+和N_2D ~+（1-0）线示踪的稠密气体的运动学性质。方法.通过对L1688不同区域的33个致密核中N2 H+和N2 D+的J=1-0跃迁的观测，测量了RD。fd估计已完成使用C17 O（1-0）和850微米粉尘连续排放的SCUBA调查。所有的线路观测都是用IRAM 30米天线进行的。结果致密的核心显示出大的（2-40%）氘分数，在L1688的子区域之间具有显著的变化。一氧化碳消耗系数也因区域而异（1-7）。两种不同的相关性之间的氘分数和CO-耗尽因子：核心在A，B2和I显示增加RD与FD增加，类似于以前的研究氘分数在星前核心;核心在B1，B1 B2，C，E，F和H显示一个陡峭的RD-FD相关性，与大氘分数发生在相当安静的气体与相对较低的CO冻出因子。这些可能是最近形成的，集中的无星核心，还没有开始收缩阶段的原恒星形成。我们还发现，氘分数的影响的湍流量，尘埃温度和距离热源在所有区域的L1688，虽然没有发现明确的趋势。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Multiplicity in Open Clusters: Investigating Binary Fractions and Their Relationship with Cluster Properties
Instituto de Física e Química, Universidade Federal de Itajubá（伊塔朱巴联邦大学物理与化学研究所）
研究疏散星团中双星比例及质量比与星团性质的关系，通过773个星团样本识别双星系统并估计比例，发现金属丰度与双星比例反相关、双星在星团内部分布及质量比变化等规律，表明双星比例早期确定，不受星团动力学演化影响。
2026-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense-gas tracers and carbon isotopes in five 2.5<z<4 lensed dusty star forming galaxies from the SPT SMG sample
在高z尘埃恒星形成星系中观察到的高SFR的起源仍然未知。大部分致密分子气体可能提供部分解释，但在以恒星形成为主的高z系统中，致密气体的数量几乎没有观测限制。我们提出了我们的ALMA计划的结果，针对稠密气体示踪剂（HCN（5-4），HCO+（5-4），和HNC（5-4））在5个强透镜星系的SPT SMG样本。我们在z=2.51处在SPT-125-47中检测到这些谱线中的两条（SNR>5），并且在z=3.16处在SPT 0551 -50中试验性地检测到所有三条（SNR~3）。由于我们的目标线的一个显着的分数是没有检测到的，我们开发了一种统计方法，以获得无偏的平均属性，同时考虑到检测和非检测。平均而言，我们的源的HCN（5-4）和HCO+（5-4）光度比基于局部L 'HCN（5-4）-LIR关系的预期暗约1.7倍，但该偏移仅对应于约2 sigma。我们发现，HCO+/HCN和HNC/HCN的流量比是兼容的统一。第一个比率预期用于PDR，而第二个比率与PDR或XDR和/或HNC的中IR泵浦一致。我们的来源是在高端的恒星形成效率之间的本地关系，确定使用LIR/[CI]和LIR/CO的比率，和致密气体的分数，估计使用HCN/[CI]和HCN/CO的比率。在SPT 0125 -47中，我们发现追踪致密气体（HCN，HCO+）和低密度气体（CO，[CI]）的谱线的速度分布是相似的。除了这些谱线，我…
2018-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
