Two-component Magnetic Field along the Line of Sight to the Perseus Molecular Cloud: Contribution of the Foreground Taurus Molecular Cloud
在英仙座分子云方向的恒星光学偏振测量显示出一个完全混合的双峰分布的位置角在整个云（古德曼等，1990年）。我们研究了盖亚三角距离这些恒星，并揭示了两个组件的位置角跟踪两个不同的尘埃云沿视线。其中一个分量的偏振角为-37.6度+/- 35.2度，偏振度更高，为2.0 +/-1.7%，主要追踪英仙座分子云的距离为300 pc。另一个分量显示偏振角为+66.8度+/- 19.1度，偏振度较低，为0.8 +/-0.6%，在150 pc的距离处跟踪前景云。前景云是暗淡的，最大的视觉消光< 1马格。我们确定前景云的金牛座分子云的外缘。在英仙座和金牛座分子云之间，我们发现了一个密度较低的椭球形尘埃空腔，大小为100 - 160 pc。该灰尘腔位于l = 170度，b = -20度，d = 240 pc，其对应于通常与Per OB 2关联相关联的HI壳。因此，观测到的英仙座分子云的双分量偏振特征可以用尘埃腔前后磁场的天平面方向的组合来解释。
2021-04-24 astro-ph.GA
The rotational excitation of HCN and HNC by He: New insights on the HCN/HNC abundance ratio in molecular clouds
模拟星际云的分子发射需要计算与最丰富的物种碰撞的激发率。本文着重计算了HCN和HNC分子在基态振动状态下与He碰撞时的转动激发速率系数。计算是基于新的二维势能面从高度相关的\textit{ab initio}计算。用基本精确密耦方法计算了HCN和HNC分子被He原子的纯转动（去）激截面。计算了HCN和HNC的8个第一转动能级之间的跃迁截面，其动能可达1000 cm $^{-1}$。这些截面被用来确定从5 K到100 K的温度范围内的碰撞速率常数。在HCN-He碰撞的情况下观察到偶$Δj$跃迁的倾向，而在HNC-He碰撞的情况下观察到奇$Δj$跃迁的倾向。天体物理模型的后果进行评估，它表明，使用HCN速率系数来解释HNC观测可能会导致显着的不准确性，在确定的HNC丰度，特别是在寒冷的乌云，新的HNC率表明，该物种的$j=1-0$线将更容易激发碰撞比HCN。新的HNC-He速率的一个重要结果是，来自冷云观测的HNC/HCN丰度比必须从$>$ 1修订为$\simeq$ 1，与文献中可用的详细化学模型非常一致。
2010-02-26 astro-ph.GA
3D magnetic field morphology of the Perseus molecular cloud
尽管最近在绘制与分子云相关的磁场方面的观测和理论进展，但它们的三维（3D）形态仍然没有得到解决。多波长和多尺度的观测将使我们能够描绘出这些恒星形成区域磁场的全面图景。我们重建了与英仙座分子云相关的三维磁场形态，并将其与云形成模型的预测进行比较。这些云的形成模型预测了一种磁场的弯曲，这种弯曲与非磁性分子云有关。我们将这个磁场弯曲的方向和方向与英仙座云的3D磁场视图进行了比较。我们使用以前的视线和平面的天空磁场观测，以及银河磁场模型，重建完整的三维磁场矢量和形态与英仙座云。我们将云的3D磁场形态近似为一个凹弧，该凹弧指向天空平面中的经度递减方向（从我们的角度来看）。这种磁场形态保留了银河系磁场的记忆。为了将这种形态与云形成模型的预测进行比较，我们假设云保留了最近相互作用的记忆。通过对速度观测的分析，我们发现视线磁场观测与激波-云相互作用模型的预测是一致的。据我们所知，这是第一次，三维磁场的分子云已被重建。我们发现英仙座云的三维磁场形态与激波-云-相互作用模型的预测一致，该模型描述了粘性分子云的形成机制。
2022-02-23 astro-ph.GA
A Systemic Study of 14 Southern Infrared Dark Clouds with the N2H+, HNC, HCO+, and HCN Lines
我们已经研究了14个南部红外暗云（IRDC）使用的数据从毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）调查和GLIMPSE和MIPSGAL中红外调查的内部星系。利用N_2H ~+（1-0）、HNC（1- 0）、HCO ~+（1-0）和HCN（1-0）分子谱线研究了14个IRDC的理化特性。我们发现，14个IRDC是在不同的演化阶段，从“无星”的UCHII区域的来源。三个IRDCs被检测到有恒星形成活动。积分强度比I（HCO+）/I（HCN）、I（N2 H+）/I（HCN）和I（HNC）/I（HCN）均在1.5左右，与以往的测量值不同，表明积分强度比可能受到云环境的影响。HNC，HCO+和HCN的积分强度显示出紧密的相关性为14个IRDC，这意味着在IRDC的这三个物种的化学进化的密切联系。每个IRDC的激发温度小于25 K。估算出4种分子的丰度在10^（-11）~ 10^（-9）之间，平均丰度比N（HNC）/N（HCN）= 1.4 ± 0.50，N（HNC）/N（HCO+）= 1.74 ± 0.22，N（HCN）/N（HCO+）= 1.21 ± 0.41。
2013-01-21 astro-ph.GA
Minimal HCN emission from Molecular Clouds in M33
由于HCN辐射已被证明是正在进行的恒星形成活动的线性示踪剂，我们已经搜索了附近星系M33中已知GMC的HCN（J = 1->0）辐射。沿任何视线都没有发现明显的HCN排放。我们发现两条视线CO-HCN的综合强度比高达280，几乎是6倍以上，发现在银河系的可比地区。恒星形成示踪剂表明，HCN与恒星形成率之比（L_HCN/M_SFR）比银河系（平均）和当地河外星系低6倍。简单的化学模型占太阳能下的N/O比表明，耗尽不能占高CO-HCN的比例。考虑到HCN的形成需要高消光（A_V > 4），低金属度可产生降低的粉尘屏蔽，从而产生高CO/HCN比。M33中GMC的湍流和结构与其他系统中的相似，因此这些差异不太可能是由不同的GMC性质造成的。由于较低的CO-HCN比率与恒星形成的最高速率有关，我们将赤字部分归因于GMC内的进化效应。
2011-04-20 astro-ph.GA
Constraints on free-free emission from Anomalous Microwave Emission Sources in the Perseus Molecular Cloud
我们目前的观测与绿岸望远镜在1.4和5 GHz的三个条带一致的异常微波发射功能，以前确定在英仙座分子云在33 GHz的非常小的阵列。通过这些观察，我们确定了低频（~1 - 5 GHz）发射的水平。我们在这些区域中没有检测到任何显著的扩展发射，并且我们计算了三个条带在33 GHz下自由-自由发射分数的保守3σ上限为27%，12%和18%，表明1.4和5 GHz下的发射水平不能解释在33 GHz下观察到的发射。此外，我们发现，低频发射与在33 GHz处观察到的发射在空间上不相关。这些结果表明，在英仙座分子云中观察到的33 GHz的发射确实超过了低频发射，因此证实了其异常性质。
2013-04-18 astro-ph.GA
Molecular Line Emission as a Tool for Galaxy Observations (LEGO). I. HCN as a tracer of moderate gas densities in molecular clouds and galaxies
在星系中观察到的趋势，如高所罗门关系，表明恒星形成速率和可用于恒星形成的致密气体质量之间存在线性关系。验证这种关系需要建立可靠的方法来追踪星系中的致密气体。一个常见的假设是HCN（$J=1$ -0）跃迁与$\rm{}H_2$密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体明确相关。如果是这样的话，密度为$\gg{}10^4~\rm{}cm^{-3}$的气体的质量就可以从这条发射线$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$的光度中推断出来。在这里，我们使用的猎户座~A分子云的观测表明，HCN（$J=1$ --0）线跟踪低得多的密度$\sim{}10^3~\rm{}cm^{-3}$在这个分子云的冷部分，对应于视觉反射$A_V\approx{}6~\rm{}mag$。我们还发现，像猎户座这样的云中的冷而致密的气体产生的HCN排放太少，无法解释恒星形成星系中的$L_{\rm{}HCN\,(1\text{--}0)}$，这表明星系可能包含迄今未知的HCN排放源。在我们在100 GHz附近频率观察到的分子样本中（也包括$\rm{}^{12}CO$、$\rm{}^{13}CO$、$\rm{}C^{18}O$、CN和CCH），$\rm{}N_2H^+$是唯一与相当致密的气体明显相关的物种。
2017-07-17 astro-ph.GA
Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data: I. The Perseus region as a test case
我们提出了一个分析的概率分布函数（PDF）的柱密度在不同的区域的恒星形成区域英仙座及其扩散环境的基础上，在353 GHz的尘埃不透明度的地图，从普朗克档案。pdf形状可以通过对数正态函数和高密度下扩展幂律尾部的组合来拟合，在分子云英仙座的中心区域。几个对数正态分布的线性组合非常适合云周围的环或其扩散邻域的pdf。平均密度标度律$\langleρ\rangle_L \propto L^α$的斜率在前一种情况下是陡峭的（$α=-1.93$），而在云周围描绘的环中是相当浅的（$α=-0.77\pm0.11$）。我们将这些发现解释为两种不同物理机制的特征：i）重力湍流机制，其特征在于质量的近似线性标度和实际缺乏速度标度; ii）主要湍流机制，其最好由陡峭的速度标度和可压缩湍流$\langleρ\rangle_L u_L^3/L$的不变量来描述，描述了通过湍流级联的每单位体积的动能的尺度无关通量。重力湍流的空间域可以确定与分子云英仙座，而一个相对尖锐的过渡到主要湍流制度发生在其附近。
2015-05-07 astro-ph.GA
Cold and warm atomic gas around the Perseus molecular cloud I: Basic Properties
利用阿雷西博天文台，我们获得了英仙座分子云附近26个背景射电连续谱源方向的中性氢（HI）吸收和发射光谱对。在所有情况下都检测到强吸收线，使我们能够估计沿着这些视线的107个单独的高斯分量的自旋温度（T_s）和光学深度。英仙座内部和周围的单个HI云的基本性质（自旋温度、光学厚度、冷中性介质和暖中性介质的柱密度、CNM和WNM）与千禧年HI巡天中随机星际视线所发现的非常相似。这表明，在分子云中及其周围发现的中性气体并不是非典型的。然而，英仙座附近的视线平均有较高的总HI柱密度和CNM分数，这表明相对于平均星际场，冷HI的量有所增加。我们估计的光学深度和自旋温度与最近试图使用普朗克数据来估计光学厚HI的性质形成鲜明对比。在我们的研究中，只有约15%的视线的柱密度加权平均自旋温度低于50 K，而普朗克的天空覆盖率超过85%。观测到的CNM分数与光学深度加权平均自旋温度成反比，与Kim等人最近的数值模拟非常一致。虽然相对于随机星际场，英仙座周围的CNM分数平均较高，但通常较低，为10- 50%。这表明，分子云周围的扩展WNM信封，和/或整个分子云的CNM和WNM的显着混合，是存在的，应该考虑在分子和恒星形成的模型。
2014-07-29 astro-ph.GA
Numerical Simulation and Completeness Survey of Bubbles in the Taurus and Perseus Molecular Clouds
先前的研究分析了由于分子泡而注入星际物质的能量。他们发现，气泡的总动能与外流的动能相当，甚至更大，但仍低于宿主云的重力势能和湍流能量。我们研究了以前的研究由于无法检测到暗淡或不完整的气泡而低估了能量注入的可能性。我们模拟了典型的分子泡，并将它们插入到$^{13}$ CO五学院射电天文台金牛座和英仙座分子云的地图中。我们确定了泡沫识别的完整性，通过应用相同的程序，模拟和真实的数据集。我们提出了一个检测功能的金牛座和英仙座分子云的基础上的多元方法。在金牛座中，动能小于~ $1 \times 10^{44}$ erg的气泡很可能被忽略。我们发现，金牛座中的总丢失的动能是小于一对$10^{44}$尔格，这只占约0.2%的总动能的识别泡沫。在英仙座中，动能小于~ $2 \times 10^{44}$ erg的气泡很可能被忽略。我们发现，在英仙座的总丢失的动能是小于$10^{45}$尔格，这只占约1%的总动能的识别泡沫。因此，我们的结论是，以前的手动气泡识别程序中使用的金牛座和英仙座可以被认为是精力充沛的完成。因此，我们确认，能量注入的动态结构，即流出和气泡，产生的恒星形成反馈足以维持湍流的空间尺度从~0.1到~2.8 pc。
2019-11-11 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transitions in the Perseus Molecular Cloud
我们使用Sternberg等人（2014）的星际原子到分子（HI到H $_2$）转换理论来分析英仙座分子云中五个（低质量）恒星形成和黑暗区域（B1，B1 E，B5，IC 348和NGC 1333）中的HI到H $_2$转换。所观察到的HI质量表面密度为6.3至9.2 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$是一致的HI-到-H $_2$过渡为主的HI-尘埃屏蔽在主要的原子信封。对于每个源，我们约束无量纲参数$αG$，和比率$I_{\rm UV}/n$，FUV强度氢气密度。我们发现$αG$值从5.0到26.1，这意味着特征原子氢密度11.8至1.8厘米$^{-3}$，$I_{\rm UV} \approx 1$适合英仙座。我们的分析意味着，尘埃HI屏蔽层可能是多相的，热不稳定的UNM气体除了冷CNM在21厘米的运动学半径。
2015-07-19 astro-ph.GA
The Lognormal Probability Distribution Function of the Perseus Molecular Cloud: A Comparison of HI and Dust
分子云的概率分布函数（PDF）的形状是现代恒星形成和湍流理论的重要组成部分。最近，一些研究指出了使用尘埃示踪剂限制低柱密度（即Av <1）PDF的观测困难。为了约束低柱密度概率分布函数的形状和性质，我们使用不透明度校正的GALFA-HI数据研究英仙座分子云中多相原子气体的PDF，并将PDF的形状和性质与总气体PDF和N（H2）PDF进行比较。我们发现，在英仙座的原子介质中的PDF的形状是很好地描述了对数正态分布，而不是由幂律或双峰分布。英仙座内部和周围的原子气体PDF的峰值位于这个云的HI-H2过渡柱密度处，超过这个密度，N（H2）PDF呈现幂律形式。我们发现原子气体的PDF是窄的，并且在柱密度大于HI-H2跃迁时，HI迅速耗尽，这表明HI PDF可以用于找到HI-H2跃迁的柱密度。我们还计算了音速马赫数的原子气体通过使用HI吸收线的数据，这产生了一个中值Ms=4.0的CNM，而HI排放PDF，跟踪WNM和CNM，有一个宽度更一致的跨音速湍流。
2015-09-09 astro-ph.GA
Herschel 158$ μ$m [CII] Observations of "CO-dark" Gas in the Perseus Giant Molecular Cloud
我们目前的观测速度分辨[CII] 158 $μ$ m的发射从一个密集的和一个更弥漫的光解区（PDR）在英仙座巨大的分子云（GMC）使用外差仪器的远红外机载赫歇尔太空望远镜。我们从80%的总位置检测到[CII]发射，从密集边界区域的检测率为95%。[CII]发射的积分强度在每个边界上保持相对恒定，尽管观察到的消光范围在1 mag和10 mag之间。这种平坦的轮廓表明在观察到的两个区域内的恒定加热和冷却速率。[CII]发射的积分强度与中性氢（HI）柱密度以及总气体柱密度相当好地相关。这一点，除了80 $'$（7 pc）范围的[CII]发射从云中心，表明HI信封起着主导作用，在解释[CII]发射从英仙座发出。我们比较了[CII]和$^{12}$ CO积分强度与1-D，双面板PDR模型的预测，并表明，一个简单的核心$+$信封，平衡模型没有额外的“CO暗”H $_2$组件可以很好地再现观测。需要更多的观测来解开有多少[CII]发射与“CO暗”H $_2$气体有关，以及限制英仙座尘埃与气体比率的空间变化。
2020-06-17 astro-ph.GA
Anomalous HCN emission from warm giant molecular clouds
HCN被认为是作为恒星形成燃料的致密分子气体的良好示踪剂。然而，最近的大规模调查的巨分子云（GMC）检测到扩展HCN线发射。这样的观测常常分辨出HCN J=1-0超精细结构（HFS）。精确测定气体的物理条件需要处理HFS谱线重叠效应。在这里，我们研究了HCN HFS的激发和线发射使用非局部辐射转移模型，包括线重叠和新的HFS解决的碰撞速率系数的非弹性碰撞HCN与para-H2和ortho-H2（通过缩放IOS近似计算到Tk=500 K）。此外，我们占的作用，电子碰撞的HFS水平的激发。我们发现，线重叠和不透明度的影响经常产生异常HCN J=1-0 HFS线强度比（不一致的共同假设，相同的特克斯为所有HFS线），以及异常HFS线宽比。线重叠和电子碰撞也增强了较高J旋转线的激发。对于H2密度低于几个10 ^5 cm-3、电子丰度高于~10^-5的分子气体，电子激发变得很重要。特别是，电子激发可以产生低表面亮度的HCN发射从非常广泛的，但在GMCs的低密度气体。这样一个广泛的HCN发射成分的存在可能会影响河外关系HCN光度与恒星形成率的解释。或者，扩展的HCN发射可能来自致密的恒星形成核心，并被较低密度气体的大信封共振散射。有两种情况-即电子辅助（弱）碰撞激发与散射-导致不同的HCN J=1-0 HFS强度比，这可以在观测的基础上进行测试。
2021-11-18 astro-ph.GA
Characterizing the line emission from molecular clouds. Stratified random sampling of the Perseus cloud
$Context.$表征分子云结构的传统方法是绘制它们的线发射图。$Aims.$我们的目标是测试和应用分层随机抽样技术，可以更有效地表征线发射从分子云比映射。$Methods.$我们用H2柱密度作为代用品，对英仙座云的分子发射进行了取样。我们将云划分为十个几何上间隔开的柱密度箱，并从每个箱中随机选择十个位置。IRAM 30米望远镜观测到了100个云的位置，覆盖了3毫米波段和部分2毫米和1毫米波段。$Results.$我们的分析集中在11种分子种类上，这些分子种类在大多数柱密度箱中检测到。在所有情况下，线强度与H2柱密度紧密相关。对于CO同位素，趋势相对平坦，而对于高偶极矩物质如HCN、CS和HCO+，趋势近似线性。我们重现这种行为与云模型中的气体密度随柱密度增加，其中大多数物种具有丰富的配置文件，其特征在于由外部的光解边缘和内部的冻结下降。高偶极矩物质的强度行为来自激发效应和分子冻结的组合，具有来自光学深度的一些调制。这种与H2柱密度的准线性依赖关系使得低柱密度的气体在云积分发射中占主导地位。它也使得大多数高偶极矩物质的发射与光解离边缘内的云质量成正比。$Conclusions.$分层随机取样是一种有效的分子云发射特征分析技术。它表明，尽管英仙座的外观复杂，但它的分子发射遵循一个相对简单的模式。
2021-01-07 astro-ph.GA
AMI Observations of the Anomalous Microwave Emission in the Perseus Molecular Cloud
我们目前的观测已知的异常微波发射区域，G159.6-18.5，在英仙座分子云在16 GHz的弧分钟Microkelvin成像仪小阵列。这是G159.6-18.5在微波波段的最高角分辨率观测。通过将这些微波数据与斯皮策空间望远镜5.8 ~ 160 μm波段的红外观测数据相结合，我们研究了在~2角分角尺度上微波-红外相关的存在。我们发现，整体相关性似乎增加对较短的红外波长，这是一致的微波发射产生的电偶极子辐射从小，旋转尘埃颗粒。我们还发现微波-红外相关峰位于24 μm（6.7σ）处，这表明微波辐射来源于一群随机加热的小星际尘埃颗粒，而不是多环芳烃。
2013-03-22 astro-ph.GA
A Comprehensive Catalog of Radio Sources and Rotation Measures in the Perseus Molecular Cloud from Very Large Array Observations
The University of Calgary（卡尔加里大学）；The University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本研究利用甚大阵观测对Perseus分子云进行全面无线电源和旋转测量，发现1410个紧凑源并改进了视线磁场映射。
2026-02-20 astro-ph.GA
Dense gas and star formation in individual Giant Molecular Clouds in M31
对整个星系和局部星系恒星形成的研究都表明，分子云的恒星形成速率（SFR）依赖于其致密气体质量。在外部星系中，这样的测量来自HCN（1-0）观测，通常同时包含许多巨分子云（GMC）。仙女座星系（M31）是一个独特的实验室，用于研究SFR和HCN发射到类太阳金属丰度下GMC尺度的关系。在这项工作中，我们将我们的复合SFR测定与档案HCN，HCO $^+$和CO观察结果相关联，从而得到9个具有合理代表性的GMC样品。我们发现，在单个云的尺度上，重要的是要考虑到遮蔽和未遮蔽的恒星形成来确定SFR。当与来自HCN的稠密气体质量相关时，我们发现SFR是低的，尽管有这些改进。然而，我们检索SFR稠密气体质量的相关性，确认这些SFR示踪剂仍然是有意义的GMC尺度。当我们考虑HCN/CO比而不是HCN本身时，相关性显著改善。这名义上表明的依赖性的SFR的稠密气体部分，在矛盾的地方研究。然而，我们假设这部分反映了稠密气体质量的有限动态范围，部分反映了单点HCN和CO测量的比率可能不太容易出现旁瓣等系统性。在这种情况下，HCN/CO比率将是致密气体含量本身的更好的经验测量。
2018-01-23 astro-ph.GA
First survey of HCNH$^+$ in high-mass star-forming cloud cores
银河系中的大多数恒星，包括太阳，都诞生在高质量的恒星形成区。因此，研究这些区域的化学过程对于更好地了解太阳系和银河系中大多数恒星系统的化学遗产非常重要。分子离子HCNH+被认为是离子中性天体化学反应中的关键物质，但到目前为止，它只在少数恒星形成区域被发现，因此其化学性质知之甚少。我们用IRAM-30 m望远镜观测了HCNH+在J=3-2转动跃迁中不同演化阶段的26个大质量恒星形成核。我们报告在26个靶中的16个中检测到HCNH+。这代表了迄今为止在该分子离子中检测到的最大样品。HCNH+、[HCNH+]、w.r.t. H2的范围为0.9 - 14 X $10^{-11}$，最高值出现在冷的无星堆芯。所有天体的[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[HCO+]丰度比都小于0.01，只有四个无星核心的丰度比远高于这一阈值。这些源在样品中具有最低的气体温度。我们运行两个化学模型，一个“冷”的一个和一个“暖”的一个，试图尽可能多地匹配冷（呃）无星核心和温暖（呃）目标的平均物理性质。在后一种情况下发生的反应进行了调查，在这项工作中的第一次。我们的预测表明，在暖模型中，HCNH+主要是与HCN和HCO+反应生成的，而在冷模型中，HCNH+的主要祖先物种是HCN+和HNC+。结果表明，HCNH+在冷核/早期核和暖核/演化核中的化学组成是不同的，[HCNH+]/[HCN]和[HCNH+]/[…
2021-05-18 astro-ph.GA
Filament Accretion and Fragmentation in the Perseus Molecular Cloud
本文利用英仙座分子云NH$_3$观测研究纤维吸积与碎裂，发现速度梯度、速度弥散、单位长度质量与致密核数量显著相关，表明纤维在吸积增长的同时持续形成致密核，且云环境对致密核形成演化起关键作用。
2024-10-21 astro-ph.GA
The interstellar gas-phase chemistry of HCN and HNC
我们回顾了涉及HCN和HNC在暗分子云中的反应，以阐明这些异构体的新化学源和汇。发现HCN-HNC体系中最重要的反应是HCNH+（HCNH+ + e-）的解离还原（DR）反应，离子CN + H3+，HCN + C+，HCN和HNC与H+/He+/H3+/H3 O +/HCO+的反应，N + CH 2反应以及两个新的反应：H + CCN和C + HNC。我们测试了新的速率常数和分支比对暗云条件下气体-颗粒化学模型预测的影响。快速的C + HNC反应保持HCN/HNC比显著高于1，只要碳原子丰度保持高。然而，当碳原子和CO耗尽时，HCN与H3+的反应接着HCNH+的DR用于将HCN异构化成HNC，导致HCN/HNC比接近或略大于1。这与TMC-1和L134 N中的观测结果一致，考虑到在许多辐射转移模型中使用与HCN相同的HNC旋转激发速率常数对HNC丰度的高估。
2014-06-06 astro-ph.GA
Mapping Distances Across the Perseus Molecular Cloud Using CO Observations, Stellar Photometry, and Gaia DR2 Parallax Measurements
我们提出了一种新的技术，以确定距离的主要恒星形成地区的英仙座分子云，结合使用恒星测光，天体测量数据，和$\rm ^{12} CO$光谱线地图。在可用的情况下，我们首先通过他们的Pan-STARRS 1和2 MASS测光来推断恒星的距离和变红，基于Green et al. 2014; Green et al. 2015中提出的技术，并在他们的3D“Bayestar”尘埃图中实现了四分之三的天空。然后，我们完善的绿色等。技术通过使用CO光谱立方体的速度切片作为尘埃模板和建模的累积分布的尘埃沿视线对这些恒星作为一个线性组合的排放切片。使用嵌套采样算法，我们适合这些每星距离红化测量，以找到CO速度片对每个恒星形成区域的距离。这导致距离估计与分子气体的速度结构明确相关。我们确定的距离B5，IC 348，B1，NGC 1333，L1448和L1451恒星形成区，并发现个别云位于$\approx 275-300$ pc之间，与典型的组合不确定度$\approx 5\%$。我们发现，英仙座的速度梯度对应的距离梯度约为25秒差距，云的东部比西部更远。我们确定一个平均距离复杂的$294\pm 17$ PC，约60 PC以上的距离来自西部的云使用视差测量水脉泽与年轻的恒星物体。我们提出的方法并不限于英仙座复杂，但可以应用于任何地方的天空中有足够的CO数据，在追求更准确的三维分子云地图在太阳附近和超越。
2018-10-17 astro-ph.GA
DeGaS-MC: Dense Gas Survey in the Magellanic Clouds I -- An APEX survey of HCO+ and HCN(2-1) toward the LMC and SMC
研究恒星的形成需要对致密分子气体的性质有精确的了解。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的低金属含量和广泛的恒星形成活动使它们成为研究当地物理条件如何影响致密气体储层的主要实验室。麦哲伦云致密气体巡天（DeGaS-MC）项目的目的是通过在HCO+（2-1）和HCN（2-1）跃迁中观察到的LMC和SMC，扩大我们对致密气体性质与恒星形成活动之间关系的认识。我们用APEX望远镜上的SEPIA 180仪器对30个LMC和SMC分子云进行了定点观测，并在13个恒星形成区进行了后续测绘。第一篇论文提供了线特征目录和综合线强度图的来源。在29个观察点中，20个点检测到HCO+（2-1），8个点检测到HCN（2- 1）。稠密气体的速度模式遵循从恒星星族导出的视线速度场。HCN发射比HCO+发射延伸更少。HCO+（2-1）/HCN（2-1）的亮温比范围为1 ~ 7，这与低金属丰度环境中通常观察到的大比值一致。大量的年轻恒星天体被发现在高HCO+强度和较低的HCO+/HCN流量比，因此朝向密集的视线。致密气体的光度与恒星形成率跟踪的总红外光度超过两个数量级的覆盖我们的意见，虽然大量的区域到区域的变化进行了观察。
2020-09-01 astro-ph.GA
The CO-to-H2 Conversion Factor across the Perseus Molecular Cloud
通过将尘埃N（H2）数据与COMPLESSORVEY巡天的I_CO数据相结合，得到了次秒差距尺度上英仙座分子云的CO-H2转换因子X_CO = N（H2）/I_CO。我们估计出X_CO的平均值约为3 x 10^19 cm^-2 K^-1 km^-1 s，并发现英仙座5个子区域之间的X_CO变化系数约为3。在单个区域内，X_CO变化约为100倍，表明X_CO强烈依赖于星际介质中的局部条件。我们发现X_CO在Av = 3 mag时急剧减小< 3 mag but gradually increases at Av >，在Av处发生跃迁，此时I_CO变得光学厚.我们比较了N（HI），N（H2），I_CO和X_CO的分布与两种分子气体形成模型，一维光解离区（PDR）模型和三维磁流体动力学（MHD）模型，这两种模型同时跟踪气体的动力学和化学演化。基于稳态和平衡化学的PDR模型很好地再现了我们的数据，但需要一个扩散晕来匹配所观察到的N（HI）和I_CO分布。MHD模型通常与我们的数据很好地匹配，这表明对H2和CO形成的时间依赖性影响对于英仙座这样的进化分子云来说是微不足道的。然而，我们发现有趣的差异，包括更广泛的N（HI），可能低估了I_CO，和一个大的分散的I_CO在小Av。这些差异可能是由于MHD模型中的强压缩/稀疏和密度波动造成的。
2014-01-20 astro-ph.GA
Cold and Warm Atomic Gas around the Perseus Molecular Cloud. II. The Impact of High Optical Depth on the HI Column Density Distribution and Its Implication for the HI-to-H2 Transition
我们调查的影响，高光学厚度的HI饱和观测英仙座分子云使用阿雷西博HI发射和吸收测量对26个无线电连续源。的自旋温度和光学深度的个别HI组件沿每个视线，使我们能够估计高光学深度的校正。我们研究了两种不同的方法进行校正，高斯分解和等温方法，并发现它们是一致的（最大校正因子~ 1.2）可能是由于相对较低的光学深度和微不足道的贡献，从弥漫性无线电连续发射英仙座。我们应用校正的光学薄HI柱密度上的像素逐像素的基础上，并发现总HI质量增加了~ 10%。使用校正后的HI柱密度图像和IRIS调查的远红外数据，然后我们推导出约0.4 pc尺度上的H2柱密度。对于五个暗的和恒星形成的子区域，HI表面密度是均匀的，Sigma_HI ~ 7-9太阳质量/pc 2，与屏蔽H2防止光解离所需的最小HI表面密度一致。结果，Sigma_H2/Sigma_H1和Sigma_H1 +Sigma_H2显示出紧密的关系。我们的结果是一致的预测H2的形成在稳态和化学平衡，并建议H2的形成是主要负责的Sigma_HI饱和英仙座。我们还将光学厚HI与观察到的“CO暗”气体进行了比较，发现光学厚HI仅占英仙座“CO暗”气体的~20%。
2015-05-23 astro-ph.GA
Infrared Spectroscopic Survey of the Quiescent Medium of Nearby Clouds: II. Ice Formation and Grain Growth in Perseus and Serpens
由于冰的形成和尘埃的凝结，尘埃的性质在从弥漫云到稠密云的转变过程中发生了变化，但对这种转变仍有许多不清楚的地方。我们提出了2-20微米光谱的49场恒星背后的英仙座和巨蛇座分子云和近红外连续消光（AK）和9.7微米的硅酸盐（τ 97）和3.0微米的水冰（τ 30）吸收带的深度之间的关系。τ 97/AK的比值从大的、弥漫的星际介质样值（~0.55）到低得多的比值（~0.26）不等。在AK~1.2（AV~10;英仙座，狼疮，致密核心）和~2.0（AV~17;巨蛇座）的比值以上，tau 97/AK比值最低。tau 97/AK从弥漫云到密集云的减少与中等程度的颗粒生长（尺寸高达~0.5微米）一致，增加了近红外颜色过剩（以及AK），但不影响冰和硅酸盐带轮廓。这一颗粒生长过程似乎与冰柱密度和致密核形成阈值有关，突出了密度的重要性。在对巨蛇座星云前景消光进行修正后，所有云层的水成冰阈值在AK=0.31-0.40（AV=2.6-3.4）的范围内，因此在冰形成后发生了颗粒生长。最后，2 MASSJ 18285266 +0028242（Serpens）报告了大量的CH 3OH冰（相对于H2O约为21%），比其他目标大4倍。
2022-10-23 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
A search for mid-IR bands of amino acids in the Perseus Molecular Cloud
氨基酸是蛋白质的基本组成部分，是所有生物体的基本组成部分，也是地球上生命所必需的。它们存在于碳质球粒陨石和彗星中，但它们的起源仍然未知。氨基酸在星际介质中的形成可能是通过暗云中特定的气相反应，然而在毫米波长的灵敏的无线电搜索还没有揭示它们的存在。氨基酸的中红外振动光谱为它们的鉴定提供了另一种途径。我们目前斯皮策光谱观测中的恒星形成区域IC 348的英仙座分子云显示检测中红外发射线与最强烈的实验室波段的三种芳香族氨基酸，酪氨酸，苯丙氨酸和色氨酸和脂肪族氨基酸异亮氨酸和甘氨酸一致。柱密度的估计值为异亮氨酸和甘氨酸的10-100倍，比一些陨石中的芳香族氨基酸高。每种氨基酸的最强谱带也出现在不同恒星形成区域的30多个星际位置的组合光谱中，这支持了氨基酸在星际空间中广泛分布的建议。未来的中红外搜索蛋白质氨基酸在原恒星，原行星盘和星际介质将是关键，以建立一个外源的陨石氨基酸的起源，并了解生命的前生物条件是如何设置在早期地球。
2022-03-30 astro-ph.GA
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. XII. The Perseus YSO Population as Observed with IRAC and MIPS
斯皮策太空望远镜用IRAC和MIPS绘制了英仙座分子云复合体，作为斯皮策遗产c2d项目的一部分。本文结合了这两种仪器的观测结果，概述了英仙座3.6至70微米的低质量恒星形成。我们提供了一个更新的列表，年轻的恒星对象与新的分类和源通量从以前的作品，确定369年在英仙座与斯皮策数据集。通过综合英仙座的IRAC和MIPS地图，并建立在本系列以前的论文（Jorgensen et al. 2006，Rebull et al. 2007）的基础上，我们提出了一个当前的恒星形成普查，在整个云和较小的区域内。67%的YSO与年轻星系团NGC 1333和IC 348有关。英仙座的大部分恒星形成活动发生在星团周围的区域，即云复合体的东部和西部。云的中间几乎没有YSO，尽管包含高度视觉消光的区域。英仙座的西半部包含云中嵌入式YSO（0+I类和扁平SED源）总数的四分之三，嵌入式YSO的数量几乎与II类和III类源一样多。英仙座东部和IC 348的II类和III类天体数量远远超过0+I类天体。这些结果与以前的年龄估计的集群是一致的。在整个星云中，56%的YSO和91%的0+I类和平坦源位于Av > 5等的区域，这表明可能存在恒星形成的灭绝阈值。
2015-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A submillimetre survey of the kinematics of the Perseus molecular cloud: I. data
我们目前的J = 3-2旋转过渡的12 CO，13 CO和C18 O在超过600平方弧分的英仙座分子云，进行了亚毫米观测与HARP，一个新的阵列光谱仪上的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。这些数据包括云的四个区域，其中包含最大的尘埃连续体凝聚集群：NGC 1333，IC 348，L1448和L1455。一个新的程序，以消除条纹文物从原始的HARP数据介绍。我们将这些图与用SCUBA绘制的尘埃连续辐射图（Hatterns et al. 2005）以及无星和原恒星核的位置（Hatterns et al. 2007 a）进行了比较。从HARP CO和SCUBA数据中得出的每个区域的质量之间没有直接的相关性，这强调了在比较来自不同示踪剂的相同物体的质量时必须小心。由~（13）CO/C_（18）O谱线比值，计算了这两种气体的相对丰度（[~（13）CO]/[C_（18）O] ~ 7）和它们的不透明度（τ值对C_（18）O和~（13）CO气体分别为0.02-0.22和0.15-1.52）。C18 O几乎在任何地方都是光学薄的，朝向恒星形成核心的不透明度增加，但不会超过τ（C18 O）~0.9。假设12 CO气体是光学厚的，我们计算其激发温度（约8-30 K），这与尘埃温度的估计几乎没有相关性。
2009-09-03 astro-ph.GA
Hierarchical fragmentation in the Perseus molecular cloud: From the cloud scale to protostellar objects
我们对英仙座分子云的层次结构进行了研究，从整个云的尺度（$\gtrsim$ 10 pc）到较小的团块（$\sim$ 1 pc）、核心（$\sim$ 0.05-0.1 pc）、包层（$\sim$ 300-3000 AU）和原恒星物体（$\sim$ 15 AU）。我们使用亚毫米阵列（SMA）大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化（MASSES）”的新观测来探测包络，以及最近文献中的单碟和干涉观测。这是第一次在同一个云复合体中分析五个尺度上的层次结构。我们将每个尺度下的碎片数量与Jeans质量数量进行比较，以计算Jeans效率，即观察到的碎片数量与预期碎片数量的比率。速度色散被假定为产生从纯粹的热运动，或从组合的热和非热运动推断从观察到的谱线宽度。对于每个尺度，热牛仔裤碎片预测更多的碎片比观察到的，对应于低效的热牛仔裤碎片。对于最小的尺度，热加非热金斯碎裂也预测太多的原恒星物体。然而，在每一个较大的尺度热加非热金斯碎裂预测少于一个片段，相应的没有破碎成信封，核心，和团块。在所有的尺度上，结果是不一致的完全金斯碎裂的基础上，无论是热或热加非热运动。它们更接近于与低效的热牛仔碎片一致，其中热牛仔效率从最大到最小尺度增加。
2017-12-13 astro-ph.GA
A High Resolution Study of the HI-H2 Transition across the Perseus Molecular Cloud
为了研究巨型分子云（GMC）中H2形成的基本原理，我们在亚pc尺度（~0.4 pc）上获得了英仙座分子云的HI和H2面密度（Sigma_HI和Sigma_H2）图像。我们使用的远红外数据从改进的再处理的IRAS调查和V-波段消光图像提供的COMPRESSION调查，以估计英仙座尘埃柱密度图像。结合银河系阿雷西博L波段馈源阵列HI调查的HI数据和对当地尘气比的估计，我们得出了英仙座的Sigma_H2分布。我们发现，在暗区和恒星形成区，σ_HI的分布相对均匀，约为6-8 Msun pc^-2，这表明需要最小的HI表面密度来保护H2不被光解。结果，发现Sigma_H2/Sigma_H1和Sigma_H1 +Sigma_H2之间存在非常紧密和一致的关系。HI和H2主导区之间的跃迁发生在N（HI）+2N（H2）~（8-14）x 10^20 cm^-2处。我们的研究结果是一致的预测H2形成平衡，表明湍流可能不是首要的H2形成。然而，一个温暖的中性介质的重要性，氢气屏蔽，内部辐射场，以及氢气形成的时间尺度仍然是悬而未决的问题。我们还比较了H2和CO的分布，并估计了“CO暗”气体的分数，f_DG ~ 0.3。虽然f_DG的显着的空间变化被发现，我们没有找到一个明确的相关性与平均V带消光。
2012-05-11 astro-ph.GA
Burton's Curse: The Impact of Bulk Flows on the Galactic Longitude-Velocity Diagram and the Illusion of a Continuous Perseus Arm
在这项工作中，我们证明了英仙座臂不是一个连续的结构的分子气体在第二象限。我们首先证明，观测到的，距离分辨的速度结构的星系在外盘是能够创造虚幻的螺旋臂，首先提出的伯顿（1971）。第二，我们测量的距离CO云的收集速度一致的英仙座手臂与$135^\circ < l < 160^\circ$。我们使用Green et al.（2019）的3D尘埃图找到这些距离。我们确定，这些分子云不优先位于距离所谓的英仙座臂，而是延伸超过3千秒差距的距离，与一些证据之间的1和1.5千秒差距更近，高螺距角结构。最后，我们证明了在英仙座臂附近发现的振幅的速度扰动可以严重破坏我们对银河系盘一半以上的速度图的解释。
2021-12-14 astro-ph.GA
The Multi-phase Turbulence Density Power Spectra in the Perseus Molecular Cloud
我们推导了英仙座分子云中四种不同星际介质示踪剂HI、$^{12}$ CO（$J$ =1- 0）、$^{13}$ CO（$J$ =1- 0）和尘埃的二维空间功率谱，线性尺度范围从$\sim$ 0.1 pc到$\sim$ 90 pc。在四种示踪剂中，我们发现$-3.23\pm0.05$和$-3.22\pm0.05$的斜率最陡的未校正和不透明度校正的HI柱密度图像。这一结果表明，英仙座内部和周围的HI跟踪一个非重力，跨音速平均介质，与不透明度的影响可以忽略不计。另一方面，我们测量了2 MASS尘埃消光数据的$-2.72\pm0.12$的最浅斜率，并将其解释为自引力超音速介质的签名。灰尘与气体比例的可能变化可能不会改变我们的结论。最后，我们导出了${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）积分强度图像的$-3.08\pm0.08$和$-2.88\pm0.07$的斜率。基于光学厚介质的理论预测，我们解释这些斜率大致$-3$的暗示，这两个CO线容易受到不透明度的影响。虽然简单的测试CO的形成和消耗的影响表明，测量的斜率${}^{12}$ CO（1- 0）和${}^{13}$ CO（1- 0）不太可能受到这些化学效应的影响，我们的研究结果一般表明，化学更复杂和/或完全光学厚介质可能不是一个可靠的观测示踪剂表征湍流。
2018-02-27 astro-ph.GA
Does the HCN/CO ratio trace the star-forming fraction of gas? II. Variations in CO and HCN Emissivity
本研究通过建模与观测对比，发现HCN/CO比值追踪中等密度气体而非引力束缚致密气体，其变化受激发和光学深度影响，表明单一谱线比值不能可靠指示恒星形成气体比例。
2025-01-24 astro-ph.GA
HI, CO, and Dust in the Perseus Cloud
气体发射数据（HI 21 cm线和CO 2.6 mm线）与Planck/IRAS尘埃发射数据（353 GHz tau 353处的光学厚度和尘埃温度Td）的对比分析使我们能够更准确地估计氢气的数量和分布，我们以前的研究揭示了太阳附近存在大量光学厚度的HI气体。据此，本文讨论了英仙座云周围的中性氢气。利用J波段消光数据，我们发现τ 353随总氢（NH）柱数密度的1.3次方而增加，这意味着尘埃在高密度区的演化。这种校准的tau 353-NH关系表明，如果使用光学薄HI方法，HI气体的量可能被低估至约60%。在此基础上，计算了21 cm谱线的光学厚度（τ HI），发现<tauHI>分子云周围的τ HI约为0.92。即使我们考虑到尘埃的演化，τ HI的影响仍然是显着的。我们还估计了CO到H2转换因子（XCO）的空间分布，发现其平均值约为<XCO>1.0x10^20 cm-2 K-1 km-1 s。虽然这些结果与以前的一些研究不一致，但这些差异可以很好地解释数据和分析方法的差异。
2017-03-23 astro-ph.GA
Search for PAHs in the Perseus molecular cloud with the Green Bank Telescope
多环芳烃（PAHs）被认为是星际碳质尘埃颗粒群的小尺寸尾部。它们的振动发射是芳香族近红外特征最广泛接受的来源，它们的旋转辐射是尘埃相关异常微波发射（AME）的可能解释。然而，迄今为止还没有发现单个的星际PAH分子。近年来，人们认识到准对称平面多环芳烃应该具有可识别的梳状转动光谱，并建议用匹配滤波技术在光谱数据中寻找它们。我们报告的第一个这样的搜索结果，进行了绿岸望远镜，并针对恒星形成区域IC 348英仙座分子云，一个已知的AME源。我们的观测时间为16.75小时，跨越了从23.3 GHz到26.3 GHz的3 GHz宽频带。使用频率切换，我们实现了每0.4 MHz的通道（1-西格玛）0.4毫焦的灵敏度。梳状光谱的非检测允许我们设置上界的丰度特定准对称PAH分子（指定唯一的惯性矩）的总PAH丰度的约0.1%。这个界限一般适用于具有大约15至100个碳原子的多环芳烃。
2014-11-03 astro-ph.GA
Chemical survey toward young stellar objects in the Perseus molecular cloud complex
低质量原恒星核中气体的化学多样性得到了广泛的认可。为了探索英仙座分子云的起源，我们用IRAM 30 m和NRO 45 m望远镜对英仙座分子云复合体中36颗0/I类原恒星的化学成分进行了测量。C2 H，C-C3 H2和CH 3OH的多条谱线被观测到，以表征原恒星周围1000 AU尺度上平均的化学组成。导出的光束平均列密度显示显着的化学多样性的来源，其中的列密度比C2 H/CH 3OH的2个数量级展开。从以往的研究来看，热可里诺源具有丰富的CH 3OH，但缺乏C2 H，它们的C2 H/CH 3OH柱密度比相对较低。相比之下，温碳链化学（WCCC）源被发现揭示高C2 H/CH 3OH柱密度比。我们发现，大多数的来源有这两个不同的化学类型之间的中间字符。一个可能的趋势之间的C2 H/CH 3OH的比例和距离的来源从分子云的边缘。位于云边缘附近或孤立云中的源往往具有较高的C2 H/CH 3OH比。另一方面，具有低C2 H/CH 3OH比的源倾向于位于分子云复合物的内部区域。这一结果提供了一个重要的线索，了解的起源的化学多样性的原恒星核心的环境影响。
2018-04-23 astro-ph.GA
Far-ultraviolet Observations of the Taurus-Perseus-Auriga Complex
我们已经构建了一个远紫外（FUV）连续图的金牛座御夫座英仙座复杂的，最大的地方协会的乌云之一，通过合并的两个数据集的GALEX和FIMS，在类似的波长进行观测。FUV强度在整个区域变化很大，但弥漫的FUV连续谱主要是由恒星光子的尘埃散射。观测到$\sim$ 1000 CU的漫射FUV背景，其中一部分可能归因于位于厚云前面的前景FUV光的散射光子。分子氢的荧光发射构成整个区域总FUV强度的$\sim$ 10%，通常与局部连续谱水平成比例。我们开发了一个蒙特卡罗辐射转移程序，并将它应用于目前的云复合体，以获得尘埃颗粒的光学特性和云的几何结构。根据理论估计和最近的观测结果，估计了非对称因子和相函数非对称因子分别为$0.42^{+0.05}_{-0.05}$和$0.47^{+0.11}_{-0.27}$。在这个复杂的四个突出的云的距离和厚度估计使用一个单一的平板模型分别适用于每个云。在金牛座云的情况下，所获得的结果与其他观测结果非常一致，因为它的几何结构相当简单。对于其他被观察到有多个组成部分的云，结果给出了包含每个云的所有组成部分的距离和厚度。距离和厚度的估计是不是至关重要的灵敏度的精确值的相位函数的不对称因子，而相对于云的亮场恒星的位置作为初始光子源似乎是最重要的因素，在拟合过程中。
2013-01-23 astro-ph.GA
Aperture Synthesis Observations of CO, HCN, and 89GHz Continuum Emission toward NGC 604 in M 33: Sequential Star Formation Induced by Supergiant Hii region
我们提出的结果，从新的Nobeyama毫米阵列观测CO（1-0），HCN（1-0），和89 GHz的连续辐射对NGC 604，被称为超巨星H ii区域附近的星系M 33。我们的高空间分辨率的CO发射图像使我们能够发现10个单独的分子云，质量为（0.8 - 7.4）10 $^5$ M $_{\sun }$，大小为5 - 29 pc，与典型的银河系巨分子云（GMC）相当。此外，我们第一次检测到HCN发射的两个最大的云和89 GHz的连续辐射的边缘的“H $α$壳”。十分之三的CO云与H $α$壳层在空间域和速度域都有很好的相关性，这意味着分子气体与膨胀的H ii区域之间的相互作用。利用89-GHz的H $α$和24- $μ$ m的组合数据估算了每个分子云的恒星形成效率（SFE），发现SFE随着距离中心OB星团中心的投影距离的增加而减小，表明在星团形成过程中分子云演化阶段的径向变化。我们的研究结果进一步支持了Tosaki等人（2007）提出的NGC 604恒星形成的序列图像，即在高空间分辨率的分子云中，H ii区域的各向同性膨胀将气体向外推并聚集，连续形成致密的分子云，然后诱导大质量恒星形成。
2010-09-21 astro-ph.GA
Spitzer characterisation of dust in an anomalous emission region: the Perseus cloud
我们知道英仙座星云中存在异常的微波辐射。解释这种过量辐射的最有希望的候选者之一是来自快速旋转的非常小的尘埃颗粒的电偶极辐射，通常被称为旋转尘埃。用斯皮策太空望远镜获得的光度数据已被重新处理，并与尘埃排放模型DUSTEM结合使用，以确定云内尘埃的性质。这种分析使我们能够限制星际辐射场（$χ_\mathrm{ISRF}$）的强度，相对于BG（Y $_\mathrm{PAH}$和Y $_\mathrm{VSG}$），氢柱密度（N $_\mathrm{H}$）和平衡尘埃温度（T $_\mathrm{dust}$）的多环芳烃和VSG的质量丰度的空间变化。Y $_\mathrm{PAH}$、Y $_\mathrm{VSG}$和$χ_\mathrm{ISRF}$的参数图是英仙座云的第一张参数图，我们用这些图来研究观测到异常发射的物理条件。我们发现，在异常发射的ISRF的强度，因此尘埃的平衡温度，增强，而有没有显着的变化，在多环芳烃和VSGs的丰度或柱密度的氢。我们解释这些结果表明，在$χ_\mathrm{ISRF}$的增强可能会影响小的随机加热的尘埃颗粒的性质，从而导致在33 GHz的旋转尘埃发射的增加。这是第一次，这样的调查已经进行，我们相信，这种类型的分析创造了一个新的视角，在该领域的异常发射研究，并代表了一个强大的新工具，约束旋转尘埃模型。
2011-08-09 astro-ph.GA
On the density regime probed by HCN emission
本研究通过高分辨率磁流体动力学模拟后处理发现，HCN发射示踪的气体特征密度比传统认知低一个量级，还推导了不同密度阈值对应的HCN光度-质量转换因子并指出其存在的预测偏差。
2023-01-18 astro-ph.GA
The SWAN view of dense gas in the Whirlpool -- A cloud-scale comparison of N2H+, HCO+, HNC and HCN emission in M51
利用SWAN巡天数据，在云尺度上比较M51中HCN、HNC、HCO+与N2H+发射，发现HCO+更适于示踪致密气体，并探讨了HCN/CO比值变化及可能的影响机制。
2025-07-25 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
Herschel observations of B1-bS and B1-bN: two first hydrostatic core candidates in the Perseus star-forming cloud
我们报告了在70 $μ$ m和500 $μ$ m之间获得的英仙座恒星形成云B1区的两个恒星形成尘埃凝聚体B1-bS和B1-bN的远红外赫歇尔观测结果。在英仙座云的西部，B1-bS是在所有6个PACS和SPIRE光度带中探测到的唯一来源，但在24 $μ$ m处的斯皮策地图中不可见。在100 $μ$ m和250 $μ$ m之间明确检测到B1-bN。我们已经拟合了这些源的光谱能量分布，推导出它们的物理性质，并发现一个简单的灰体模型无法再现所观察到的SED。至少需要一个由尘埃包层包围的中心源组成的双组分模型。但是，从拟合导出的特性表明中心源不是0类对象。然后，我们得出结论，虽然B1-bS和B1-bN似乎比前恒星核心更进化，但最佳拟合模型表明，它们的中心物体比0级源更年轻。因此，它们可能是第一流体静力学核心相的良好候选者。B1-bS和B1-bN之间的投影距离是几个牛仔裤长度。如果它们的物理距离接近这个值，这对恒星将允许研究两颗正在形成的恒星在演化的早期阶段之间的相互作用。
2012-09-24 astro-ph.GA
The ALMOND Survey: Molecular cloud properties and gas density tracers across 25 nearby spiral galaxies with ALMA
我们使用ALMOND（ACA稠密气体中邻近星系的大样本映射）调查的新HCN（1-0）数据来追踪kpc尺度的分子气体密度结构，并使用PHANGS-ALMA的CO（2-1）数据来追踪25个邻近恒星形成星系的大分子气体。在2.1kpc尺度下，我们测量了密度敏感的HCN/CO线比和SFR/HCN比，以跟踪更致密的分子介质中的恒星形成效率。在150 pc尺度下，我们通过CO（2-1）线发射测量分子气体的结构和动力学性质，这与使用强度加权平均法的低分辨率数据相关联。我们发现HCN/CO（SFR/HCN）与分子气体的表面密度、速度色散和内部湍流压力呈正（负）相关。这些观测到的相关性与恒星形成湍流模型的预期趋势一致，该模型考虑了单个自由落体时间的引力坍缩。我们的结果表明，kpc尺度的HCN/CO线比是一个强有力的工具，跟踪150 pc尺度的分子云的平均密度分布。最后，我们发现系统的变化的SFR/HCN的比率与云尺度的分子气体的性质，这是不兼容的一个普遍的恒星形成效率。总的来说，这些发现表明，平均分子气体密度，分子云特性和恒星形成以连贯的方式密切相关，对密度敏感的分子气体示踪剂的观测是分析这些变化的有用工具，将分子气体物理学与星系盘上的恒星输出联系起来。
2023-02-06 astro-ph.GA
A submillimetre survey of the kinematics of the Perseus molecular cloud - II. Molecular outflows
我们提出了一个普查的分子外流在英仙座分子云（NGC 1333，IC 348/HH 211，L1448和L1455），总面积超过1000平方角分的恒星形成的四个活跃地区。这是迄今为止发表的关于单个分子云外流演化的最大调查之一。我们分析了来自詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜的大规模、敏感的CO J=3-2数据集，包括NGC 1333的新数据。在可能的情况下，我们利用我们的互补13 CO和C18 O数据来校正12 CO光学深度和测量环境云的属性。在我们领域的65个亚毫米核心中，我们检测到45个流出。我们比较了0类和I类原恒星外流的各种参数，包括它们的质量、动量、能量和动量通量。0类流出物比I类流出物更长、更快、更大，并且具有更多的能量。我们从这些流出的动力学时间尺度是不相关的外流驱动源的年龄，计算从原恒星的热温度。我们证实了Bontemps等人的结果，外流的力量随着年龄的增长而减少，这表明质量吸积率的下降。如果F_rad=L_bol/c是来自中心源的辐射中预期的通量，则F_CO（I类）~100F_rad和F_CO（0类）~1000F_rad。最后，我们注意到，在NGC 1333，L1448和L1455中流出的总能量大于各自区域中估计的湍流能量，这可能对区域的演化有影响。
2010-06-16 astro-ph.GA
The properties of SCUBA cores in the Perseus molecular cloud: the bias of clump-finding algorithms
我们提出了一个新的分析，在英仙座分子云，SCUBA 850微米的数据确定的恒星形成的核心的属性。我们的目标是确定哪些核心属性可以鲁棒地识别，哪些依赖于提取技术。在云中的四个区域进行了检查：NGC 1333，IC 348/HH 211，L1448和L1455。我们使用两种流行的自动化算法，CLFIND和GAUSSCLUMPS，识别出粉尘排放的团块，分别找到85和122个团块。有些趋势对这两个群体都是真实的：团块随着时间的推移变得越来越细长，并且与恒定表面亮度的物体一致，平均亮度比周围的分子云大4到10倍;团块质量分布（CMD）类似于恒星初始质量函数，CLFIND的斜率alpha = -2.0+/-0.1，GAUSSCLUMPS的斜率alpha = -3.15+/-0.08，其跨越Salpeter值。斜率变浅的质量（在M~6 Msun时两种算法相似）意味着恒星形成效率在10%到20%之间。其他地方报道的趋势取决于团块发现技术：我们发现原恒星团块比它们的无星对应物都小（对于GAUSSCLUMPS）和大（对于CLFIND）;最适合CMD的函数形式对于两种算法是不同的。GAUSSCLUMPS CMD最适合对数正态分布，而CLFIND最适合破幂律分布;在以前的研究中，可以在CLFIND中看到缺乏大质量无星核心的报道，但不是GAUSSCLUMPS数据。我们的方法突出了丛种群之间的相似性和差异，说…
2009-10-21 astro-ph.GA
HCN emission from translucent gas and UV-illuminated cloud edges revealed by wide-field IRAM 30m maps of Orion B GMC: Revisiting its role as tracer of the dense gas reservoir for star formation
本文利用猎户座B巨分子云宽视场HCN等多谱线成图，发现大部分HCN发射来自低密度半透明气体而非致密气体，证明高HCN/CO强度比不能作为致密气体存在的可靠示踪物。
2023-09-18 astro-ph.GA
A search for interstellar anthracene toward the Perseus anomalous microwave emission region
我们报告了在7088.8 ± 2.0 nm处发现的一个新的宽星际（或拱星）带，在测量不确定度范围内与蒽阳离子（C $_{14}$ H $_{10}$ $^+$）的最强带一致，这是在低温下气相实验室光谱学中测量的（Sukhorukov等人，2004）。该波段是在视缐上发现的，可能是非常年轻的星团IC 348的成员，可能与英仙座恒星形成区域的分子云中的冷吸收物质有关，最近各种实验都在那里发现了异常的微波发射。根据测量的强度和可用的振子强度，我们发现N $_{an^+}$ = 1.1（+-0.4）x 10 $^{13}$ cm $^{-2}$的柱密度，这意味着云中约0.008%的碳可能以C $_{14}$ H $_{10}$ $^+$的形式存在。最近有人声称，该云中的萘阳离子丰度类似（Iglesias-Groth等人，2008年）。这是太阳系外第一个发现特定多环芳烃的地方。我们报告的CH和CH $^+$，支持这些物种和分子氢的相当高的柱密度的星际线的观测。在5780度和5797度的两个突出的弥漫星际带的强度比表明在视线中存在一个“zeta”型云（与陡峭的远紫外消光和高分子含量一致）。PAH阳离子和其他相关的碳氢化合物分子的存在，这是可能发生在这种类型的云加强建议，电偶极子辐射从快速旋转的多环芳烃负责的异常微波发射探测到英仙座。
2010-05-24 astro-ph.GA
Distributed YSOs in the Perseus Molecular Cloud from the Gaia and LAMOST Surveys
在恒星形成区域识别年轻的可见光族群对于充分理解恒星形成事件至关重要。在本文中，我们确定了211个候选成员的英仙座分子云盖亚天文学的基础上。我们使用LAMOST光谱来确认这些候选人中有51个是新成员，使已知成员的总数达到856个。新确认的成员比以前已知的成员更不熟悉。在我们最新的普查中发现了两个新的恒星聚集体。利用更新的成员列表，我们获得从西到东的统计上显著的距离梯度$\rm 4.84\;pc\;deg^{-1}$。距离和消光校正的色星等图表明，NGC 1333比IC 348和其他云区要年轻得多。NGC 1333的星盘比例高于其他地方，这与它最年轻的年龄相一致。研究了英仙座分子云中的恒星形成情况，发现分布的恒星群的整体运动与英仙座壳层将英仙座分子云扫走的情况一致。
2022-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
An analysis of the deuterium fractionation of star-forming cores in the Perseus molecular cloud
利用亚利桑那射电天文台亚毫米波望远镜和基特峰12米望远镜对英仙座分子云中64个N2 H+明亮的无星和原恒星核心的N2 D + 2-1和N2 D + 3-2发射进行了定点观测。结果表明，氘在N_2H ~+中的平均分馏率R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 0.08，最大分馏率R_D = 0.2。在检测到的来源，我们没有发现显着差异的氘分馏无星和原恒星的核心，也没有核心之间的集群或孤立的环境。我们比较了氘馏分N2 H+与先进的核心演变的参数。我们只发现氘分数和增加的H_2柱密度之间的显着相关性，以及与增加的中央核心密度，为所有的核心。对于原恒星源，我们还发现R_D与辐射热温度之间存在显著的反相关。我们发现，英仙座的核心的特点是低的CO消耗值相对于以前的研究恒星形成的核心，类似于最近的结果在蛇夫座分子云。我们认为，低的平均CO消耗是占主导地位的机制，限制了英仙座核心的平均氘分馏小的值。虽然当前的平衡和动态化学模型能够重现我们在英仙座中发现的氘分馏值范围，但重现整个核心的散射需要改变参数，例如电离分数或整个云的正氢与仲氢之比，或核心演化时间尺度的范围。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
