The CARMA-NRO Orion Survey: Core Emergence and Kinematics in the Orion A Cloud
我们研究了猎户座A分子云中亚毫米连续核的形成和运动学。亚毫米连续消光和近红外消光的比较表明，连续核心探测阈值为$A_V\sim$ 5-10等。该阈值与最近工作提出的恒星形成消光阈值$A_V\sim$ 7等相似，表明在距太阳500 pc以内的云中存在一个普遍的恒星形成消光阈值。猎户座A云和巨大的红外暗云G28.37+0.07之间的比较表明，猎户座A在消光范围15等$\lesssim A_V \lesssim$ 60等内产生更稠密的气体。使用CARMA-NRO猎户座巡天的数据，我们发现，在整体形状的灯丝（ISF）中的致密芯显示出明显小于局部包络线色散的亚音速芯-包络速度色散，类似于在附近的云层中发现的。动力学分析表明，核心是绑定到ISF。沿着ISF检测到振荡的芯到包络运动。其起源有待进一步探讨。
2019-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic Distances to Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
假设银河系的克莱门斯自转曲线，推导了13 CO J=1-0波士顿大学-五学院射电天文台银河系环巡天（BU-FCRAO GRS）中发现的750个分子云的运动学距离。运动学距离的模糊性是通过检查HI自吸收的存在下，对每个云的13 CO发射峰使用甚大阵银河平面调查（VGPS）解决。我们还确定了21厘米的连续源嵌入在GRS云，以使用HI 21厘米连续吸收功能，以区分近和远的运动距离。银河系中GRS云的分布与银河系的四臂模型一致。由GRS云追踪到的盾牌-十字架和英仙座臂的位置与银河遗产红外线中面巡天（GLIMPSE）的恒星计数数据相匹配。我们的结论是，分子云必须形成在旋臂中，并且是短暂的（寿命<1000万年），以解释在旋臂间空间中没有大质量的13 CO明亮分子云。
2009-05-06 astro-ph.GA
Distance, magnetic field and kinematics of a filamentary cloud LDN 1157
LDN 1157是位于云复合体LDN 1147/1158中的几个云之一，代表一种彗发形状的形态，具有来自0级原恒星的准直良好的双极流出，LDN 1157-mm。这项工作的主要目标是（a）绘制云间磁场（ICMF）围绕LDN 1157的区域的几何形状，以研究其与云形态、与流出方向以及与从来自文献的mm和亚mm极化结果推断的核心磁场（CMF）几何形状的关系，以及（b）调查云的运动学结构。我们进行了R波段的偏振观测的恒星投影在云的pc尺度的磁场几何映射和光谱观测的整个云在12 CO，C18 O和N2 H+（J=1-0）线，以研究其运动学结构。根据Gaia DR 2视差和与该复合体相关的三个YSO的自行值，我们获得了到LDN 1147/1158复合体的340 $\pm$ 3 pc的距离。发现一条长为pc、宽为$\sim1.2$ pc的单丝贯穿整个彗发状云。基于ICMF、CMF、暗条取向、外流方向和磁场沙漏形态之间的关系，磁场很可能在LDN 1157的恒星形成过程中发挥了重要作用。结合YSO的自行和LDN 1147/1158以及位于其以东的另一个复合体LDN 1172/1174（$\sim2$ \dgr）的径向速度，我们发现这两个复合体都在集体向银河平面运动。LDN 1157东西向部分的丝状形态可能是由于移动云与周围星际介质的相互作用而导致烧蚀造成的质量损失而形成的。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing a spiral-shaped molecular cloud in our galaxy - Cloud fragmentation under rotation and gravity
控制恒星在分子云中形成的动力学过程还没有很好的理解，特别是不清楚旋转是否在云的演化中起着重要作用。通过对银河系螺旋形分子云G052.24+00.74的运动学结构的研究，探讨了旋转在云演化中的重要性。这个云属于一个大的暗条，在银河系圆盘中平面上方延伸超过100 pc。云的螺旋形形态表明云是旋转的。我们分析了星云的运动学结构，研究了星云的碎裂和恒星的形成。我们发现云沿东西方向呈现出规则的速度模式--在~ 30 pc的尺度下速度移动~ 10 km/s。云的运动学结构可以合理地解释一个模型，假设旋转支持。类似于我们的银河系，云旋转与一个横向运动。我们用Toomre（1964）的形式来研究云的稳定性，发现它是不稳定的，应该碎裂。假设重力不稳定性，团块的分离可以一致地再现，这表明碎裂是由旋转和重力之间的相互作用决定的。恒星的形成是以巨大的、受引力束缚的团块形式发生的。
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 astro-ph.GA
Cloud structures in M17 SWex : Possible cloud-cloud collision
利用野边山45米望远镜的宽视场$^{13}$ CO（$J=1-0$）资料，利用SCIMES研究了M17红外暗云复合体的云结构。总共，我们确定了118个云，其中包含11个半径大于1 pc的大云。云主要分布在10 $-$ 20 km s $^{-1}$和30 $-$ 40 km s $^{-1}$两个代表性速度范围内。通过与ATLASGAL星表的比较，我们发现大多数具有10个20 km s $^{-1}$和30个40 km s $-$ CO云可能分别位于2 kpc（人马座臂）和3 kpc（盾牌臂）的距离上。通过对识别出的云的空间结构和速度结构的分析，试图揭示该地区云结构的成因。这里我们讨论三种可能性：（1）不同速度的重叠，（2）云的振荡，（3）云-云碰撞。从位置-速度图上，我们发现了$\sim$ 20 km s $^{-1}$和$\sim$ 35 km s $^{-1}$之间的空间扩展的微弱发射，主要分布在云层的空间重叠区。我们还发现，在某些地区，不同速度的云重叠，磁场的方向突然改变。散射辐射在位置-位置-速度空间中的分布和弯曲磁场的存在有利于云-云碰撞的发生。在云-云碰撞的情况下，我们建议，两个$\sim$ 35公里的$^{-1}$前景云碰撞的云在$\sim$ 20公里的$^{-1}$与15公里的s $^{-1}$的相对速度。这些云可能是速度分别为$\sim$ 35 km s $^{…
2020-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
L1188: a promising candidate of cloud-cloud collision triggering the formation of the low- and intermediate-mass stars
我们提出了一个新的大规模（4平方度）同时$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O（$J$ =1 $-$ 0）映射的L1188与PMO 13.7米望远镜。我们的观测结果表明，L1188由两个几乎正交的平行分子云组成，它们的速度明显分离。在显示大速度传播的交叉点处，我们发现了几个连接两个云速度的桥接特征，以及一个开放的弧形结构，该结构具有高激发温度、增强的$^{12}$ CO和$^{12}$ CO发射以及宽的$^{12}$ CO线翼。这与两个云相互碰撞的场景一致。年轻恒星天体（YSO）候选者的分布意味着在两个云的交叉点恒星形成的增强。我们认为L1188在1~Myr前发生了一次云-云碰撞，可能触发了中低质量YSO的形成。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cloud Factory II: Gravoturbulent Kinematics of Resolved Molecular Clouds in a Galactic Potential
我们提出了从我们的“云工厂”银河系尺度ISM模拟套件中提取的分子云复合物的重力湍流速度波动的统计分析。为此，我们产生非LTE $^{12}$ CO J=1-0合成观测，并应用主成分分析（PCA）减少技术的云复合物的代表性样本。在我们的模拟中，速度波动是由不同的物理机制自洽地产生的，这些机制包括银河尺度力、气体自引力和超新星反馈。统计分析表明，即使纯粹的引力效应对于重现标准的观测定律是必要的，但在大多数情况下它们是不够的。我们表明，额外的能量注入超新星爆炸中起着关键作用，在建立全球湍流场和分子云的局部动力学和形态。此外，我们将结构函数缩放参数作为云环境条件的结果：一些复合物沉浸在扩散（臂间）或密集（螺旋臂）的环境中，其他的则受到嵌入式或外部超新星的影响。在静止区域，我们得到了由引力坍缩和超音速湍流驱动的标度参数随时间演化的轨迹。我们的研究结果表明，PCA为基础的统计研究是一个强大的方法来诊断的物理机制，驱动分子云的gravoturbulent属性。此外，我们提出了一个新的开源模块，PCAFACTORY，它巧妙地执行PCA提取速度结构函数从模拟或真实数据的ISM在一个用户友好的方式。软件DOI：10.5281/zenodo.3822718
2020-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: II. Cloud kinematics from sub-pc to kpc scales
分子气体的运动学对于恒星的形成至关重要。与气体运动学性质相关的一个关键问题是它们如何依赖于空间尺度。我们的目标是描述的CO光谱，速度色散，特别是线宽尺寸的关系，从云（秒差距）尺度到千秒差距尺度的分子气体在银河系盘内的一个完整的区域。我们利用人口普查的分子云在2千秒差距从我们早期的工作，连同CO排放数据，他们从文献中。我们研究的运动学和Larson的关系为样本的单个云。我们还模仿了银河系的正面视图，并分析了0.25 - 2千秒差距大小的光圈内的云的运动学。这样，我们描述了CO气体运动学和Larson关系的尺度依赖性。我们描述了CO气体在云尺度和孔径在0.25 - 2千秒差距在我们的调查区域的光谱。孔径内的光谱是相对对称的，但显示出非高斯的高速翼。在云尺度下，我们的样本显示出线宽-尺寸关系σ_v = 1.5 * R ^{0.3 \pm 0.1}，具有较大的离散度。云样本的质量-尺寸关系为M_{CO} = 794 * R ^{1.5 \pm 0.5}。在kpc尺度上，也存在孔径的关系。一个暗示依赖于银河系的环境被认为是，与光圈更接近银河系的中心和人马座的螺旋臂具有略高的速度色散。我们探讨了观测区域中弥散分量的可能影响，发现弥散分量会使CO谱线变宽，并使谱线宽度-尺寸关系变平。了解可能扩散的CO成分的性质及其对观测的影响对于连接银河系和河外数据至关重要。
2022-09-13 astro-ph.GA
Collision between Molecular Clouds I. The effect of the cloud virial ratio in head-on collisions
在一系列的论文中，我们研究了湍流分子云之间的碰撞对它们的结构，演化和恒星形成活动的影响。在本文中，我们将探讨云的初始维里比的作用。研究了三种不同的情况：两个云最初绑定，一个云绑定和一个未绑定，以及两个云最初未绑定。模型中，一个或两个云绑定产生的非线性结构沿碰撞轴排列，并在位置-位置和位置-速度空间可辨别。如果两个云都没有被束缚，就不会产生细丝。不像以前的模拟光滑云之间的碰撞，由于在碰撞前湍流在云中产生的子结构，碰撞的动能耗散是非常低效的，在我们的模拟是没有足够的散装动能损失，使云绑定。两个云都被束缚的模拟产生的恒星质量是束缚-非束缚模型的两倍，而这两种情况产生的恒星质量都比两个云都未被束缚的模拟多得多。每个模拟还与云不碰撞的控制运行进行了比较。我们发现，绑定绑定碰撞增加了整体恒星形成效率的一个因素，约为2相对于控制，但绑定-未绑定碰撞产生一个小得多的增加，碰撞上的未绑定-未绑定云碰撞的影响很小。
2020-03-12 astro-ph.GA
SiO emission as a probe of Cloud-Cloud Collisions in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是一种非常致密和高度膨胀的区域，它为恒星和星团的形成提供了初始条件。研究IRDC的运动学和分子组成对于验证其形成机制并最终验证这些初始条件是至关重要的。我们获得了六个IRDC的高灵敏度一氧化硅（SiO（2-1））发射图，G018.82 $-$ 00.28、G019.27+00.07、G028.53 $-$ 00.25、G028.67+00.13、G038.95 $-$ 00.47和G053.11+00.05（分别为云A、B、D、E、I和J），使用射电天文学研究所的30米天线（IRAM 30米）。我们已经调查了SiO的空间分布和运动学结构，在六个云寻找签名的云碰撞事件，可能已经形成的IRDC和触发恒星形成。对云A，B，D，I和J，我们检测到空间紧凑的SiO发射与宽线分布，在空间上与大规模的核心一致。对IRDCs A和I，我们报告了一个额外的SiO组件，显示窄线配置文件，这是广泛的静态区域。最后，我们没有检测到任何显着的SiO发射到云E。我们认为，广泛和紧凑的SiO发射检测到的云可能与正在进行的恒星形成活动的IRDC内。然而，额外的狭窄和广泛的SiO排放检测到云A和I可能起源于IRDC和附近的HII区域推向云的分子气体流之间的碰撞。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The two molecular clouds in RCW 38; evidence for formation of the youngest super star cluster in the Milky Way triggered by cloud-cloud collision
本文给出了在$^{12}$ CO（$J=$ 1- 0和3- 2）和$^{13}$ CO（$J=$ 1- 0）跃迁中，两个速度分别为2 km/s $^{-1}$和14 km/s $^{-1}$的分子云向银河系最年轻的超星团RCW 38的分布。$J$ =3--2发射与$J$ =1--0发射的高强度比、连接两个云的速度桥接特征以及它们与红外尘埃发射的形态对应证实了这两个云可能与星团物理上相关。云和星团的总质量太小，无法通过引力约束速度差。我们框架的假设，这两个云是相互碰撞的机会，触发形成的$\sim$ 20候选O星是本地化的$\sim$ 0.3 pc的集群中心在2公里秒的$^{-1}$云。我们认为，碰撞目前正在继续向2公里的部分$^{-1}$云的桥接功能是本地化。这是继Westerlund 2和NGC 3603之后的第三个超级星团，其中云-云碰撞触发了团簇形成。RCW 38是最值得注意和最年轻的星团，可能有O星形成的迹象，也是我们能够见证O星形成的最有希望的地点。
2016-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collision Between Molecular Clouds-III: The effects of cloud initial density profile on head-on collisions
在我们的云碰撞系列的第三篇论文中，我们提出了一个强烈的中心凝聚的初始密度分布的$\rm ρ\propto R^{-2}$迎头碰撞的模拟结果。我们调查的影响，这些密度分布的整体演变的模拟：形成的结构，它们的动力学演化，以及它们的恒星形成活动。我们考虑全局绑定和全局未绑定的云，导致三种不同的场景-绑定云与绑定云的碰撞，两个未绑定云的碰撞，或每种类型的一个云的碰撞。在所有的模拟中，密集的星团在碰撞发生之前就形成了，我们发现恒星的形成仍然局限于这些系统，几乎不受碰撞的影响。如果两个云最初都是结合在一起的，那么碰撞会形成一个粘性结构，但在其他情况下，这种情况不会发生。我们观察到旋转结构在星系团周围形成，但它们也在我们的非碰撞控制模拟中形成，因此不是碰撞的结果。在这些模拟中动能的耗散是低效的，因为在碰撞之前湍流在云中产生了子结构。因此，尽管在COM框架中有一些气体被束缚，但在模拟中形成的星团并没有相互束缚。
2021-05-10 astro-ph.GA
Formation of Massive Molecular Cloud Cores by Cloud-cloud Collision
最近对包括NGC 3603、Westerlund 2和M20在内的大质量星团周围的分子云的观测表明，大质量恒星的形成可能是由云-云碰撞引发的。通过使用三维，等温，磁流体动力学模拟与自引力的影响，我们证明了大规模的，引力不稳定的，分子云核后面的云-云碰撞引起的强冲击波形成。我们发现，由于激波压缩和压缩层中的湍流增强了磁场强度，大质量分子云核具有较大的有效金斯质量。我们的结果预测，云-云碰撞形成的大质量分子云核是平行的，并由垂直于细丝的磁场穿过。
2013-08-19 astro-ph.GA
Kinematic complexity around NGC$\,$419: resolving the proper motion of the cluster, the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Bridge
本文给出了小麦哲伦星云中星团NGC $\,$ 419方向的$\it{Hubble}$ $\it{Space}$ $\it{Telescope}$自行。由于我们测量的高精度，第一次有可能解决位于该领域的恒星种群的复杂运动学，甚至沿切线方向。事实上，我们测量的自行使我们能够将星团恒星从小麦哲伦云的恒星和属于第三种运动学特征的恒星中分离出来，这些恒星的平均运动速度为（$μ_α\cosδ^{\rm NGC\,419}, μ_δ^{\rm NGC\,419}$）=（$+0.878\pm0.055$，$-1.246\pm0.048$）mas yr $^{-1}$。解决这样一个运动学的复杂性，使建设净化的颜色星等图，以及测量的绝对自行的三个单独的组件。因此，我们的研究设置了第一步的可能性，动态调查麦哲伦系统，利用解决运动学的恒星集群。
2020-11-06 astro-ph.GA
Formation of hub-filament structure triggered by cloud-cloud collision in W33 complex
中心暗条系统被认为是大质量恒星和星团的诞生摇篮，但中心暗条结构的形成机制至今仍不清楚。利用Fugin $^{13}$ CO（1-0）、C $^{18}$ O（1-0）和SEDIGISM $^{13}$ CO（2-1）的测量数据，研究了W33络合物中中心-细丝结构的形成。W33复合体由两个相互碰撞的云组成，称为W33-蓝色和W33-红色。通过拟合多个速度分量，对W33-blue中的速度结构进行了分解，得到了一个连续单调的速度场。树图结构的维里参数表明重力在W33蓝中占主导地位。速度频散与柱密度之间的强正相关表明W33-blue的非热运动可能起源于引力驱动的坍缩。这些特征表明，W 33-蓝的沉积结构是压缩层引力坍缩的结果。然而，W33-blue的大尺度速度梯度可能主要来源于云-云碰撞和活跃恒星形成的反馈，而不是源于纵向流入。根据上述观测结果，我们认为云-云碰撞触发了W33复合体中心-细丝结构的形成。与此同时，W33-blue中多尺度中心-细丝结构的出现可能是从压缩层过渡到中心-细丝系统的印记。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of magnetic fields in Cloud-Cloud Collisions
School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院）
使用SPH模拟研究磁场对均匀密度云-云碰撞中激波压缩层碎裂、形态转变和恒星形成的影响，发现磁场通过延迟坍缩和碎裂，扩大了Hub Filament形态的参数空间，促进中心聚集星团和大质量恒星系统的形成。
2026-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation around mid-infrared bubble N37: Evidence of cloud-cloud collision
我们已经进行了中红外（MIR）气泡N37及其周围环境的多波长分析。选定的15 $' \times$ 15 $'$区域在气泡周围沿视线方向包含两个分子云（N37云; V $_{lsr}\sim$ 37-43 km s $^{-1}$和C 25.29 +0.31; V $_{lsr}\sim$ 43-48 km s $^{-1}$）。在N37泡附近，用光度标准共识别出7颗OB星，其中2颗被光谱确认为O 9V和B 0 V星。这两个光源的分光光度距离证实了它们与气泡的物理联系。O 9V星似乎是该区域的主要电离源，这也与根据20 cm数据估计的莱曼连续通量分析相一致。在N37云中发现了HII区的扩展，这可能是MIR气泡的原因。利用$^{13}$ CO谱线数据和测光数据，在N37星云中发现了几个冷分子凝聚和年轻恒星团，揭示了正在进行的恒星形成（SF）活动。然而，由于OB星的影响，YSO的年龄分析和HII区的动力学年龄不支持SF的起源。对$^{13}$ CO资料的位置-速度分析表明，两个分子云之间存在着桥状结构，这有利于云-云碰撞过程的发生。N37云的SF活动（即YSO星团和OB星的形成）可能受到云-云碰撞的影响。
2016-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation in Orion A
我们介绍了新的分析方法，研究恒星团簇形成过程中的猎户座A，特别是研究的情况下，云-云碰撞。我们利用CARMA-NRO猎户座巡天$^{13}$ CO（1-0）数据，将分子气体与SDSS III IN-SYNC巡天的YSO性质进行比较。我们发现，较老的YSO的$v_{\rm 13CO} - v_{\rm YSO}$和$Σ$散射的增加可能是云-云碰撞的信号。SOFIA-upGREAT 158 $μ$ m [CII]档案数据对猎户座A的北部也比较的$^{13}$ CO数据，以测试是否位置和速度之间的偏移量的排放，从这两个过渡类似的云-云碰撞模型预测。我们发现猎户座A的北部，包括区域ONC-OMC-1，OMC-2，OMC-3和OMC-4，表现出定性协议的云-云碰撞的情况下，而在南部地区之一，NGC 1999，没有迹象表明这样的过程中，导致新的恒星诞生。另一方面，另一个南部星团L1641 N则显示出轻微的云-云碰撞趋势。总之，我们的结果支持云-云碰撞过程是猎户座A星团簇形成的重要机制。
2020-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mid-J CO shock tracing observations of infrared dark clouds II Low-J CO constraints on excitation, depletion, and kinematics
红外暗云是星际介质中运动学上复杂的分子结构，可以容纳大质量恒星形成的场所。我们提出了4个平方角分地图的12 CO，13 CO，和C18 O J = 3至2线从选定的位置在C和F（G028.37+00.07和G034.43+00.24）红外暗云（IRDC），以及单点观测的13 CO和C18 O J = 2至1线对这些云内的三个核心。我们得出CO气体的温度在整个地图，并发现CO显着冻结在这些IRDC。我们发现，CO的消耗往往是最高的柱密度峰值附近，与最大的消耗因子在5和9之间的IRDC F和16和31之间的IRDC C。我们还检测到多个速度分量和复杂的运动结构，在这两个IRDC。因此，IRDC的运动学似乎指向动态演变的结构，产生具有相当大的耗尽因子的致密核心。
2015-12-15 astro-ph.GA
Streaming Motions and Kinematic Distances to Molecular Clouds
我们提出了高分辨率的平滑粒子流体动力学模拟的一个区域的气体流动的螺旋臂，并确定致密的气体云，以调查他们的运动学相对于银河系模型。我们发现，平均而言，在武器中的气体可以有一个净径向流动运动的$v_R \approx -9 \,\mathrm{km/s}$和旋转$\approx 6 \,\mathrm{km/s}$比圆周速度慢。这就转化为朝向银河系中心的、与银河系自转方向相反的平均奇特运动。这些结果可能是敏感的假设旋臂扰动，这是$\approx 3\%$的盘势在我们的模型。我们比较实际的距离和运动学估计，我们发现，流运动引入系统的偏移量$\approx 1$千秒差距。我们发现，距离误差可以大到$\pm 2$ kpc和恢复的云位置的分布，可以显着扩展到臂间区域。我们的结论是，这造成了一个困难，在分子云调查跟踪旋臂结构。
2017-11-03 astro-ph.GA
A kinematic analysis of the CO clouds toward a reflection nebula NGC 2023 observed with the Nobeyama 45 m telescope; Further evidence for a cloud-cloud collision in the Orion region
我们分析了反射星云NGC 2023区域的新CO（$J$ = 1-0）数据，特别关注分子气体的详细运动学性质。结果表明，在19 $''$（= 0.04 pc）的高分辨率下，有两个速度分量表明了动力学相互作用的特征。基于这些结果，我们提出了一个假设，即两个云相互碰撞，并触发了B1.5恒星HD 37903的形成，除了20个低质量的恒星在两个小集群的大小为2 pc。虽然先前的研究倾向于由HII区域触发的方案（例如，Mookerjea等人2009年），目前的结果表明，HII区的影响仅限于分子云的表面，并不有助于气体压缩和恒星形成。目前的结果支持了云-云碰撞在形成高质量恒星中的主导作用，除了$\sim$ 20颗低质量恒星，它们也可能由碰撞形成。目前的情况表明，猎户座区域的所有高质量恒星都是由云-云碰撞形成的。
2020-06-05 astro-ph.GA
Multiple collisions in N59 bubble: Sequential cloud-cloud collisions
本研究发现N59气泡经历了序贯多次云-云碰撞过程，通过分析分子气体速度成分和年轻恒星天体分布，揭示了这些碰撞按时间顺序触发恒星形成。
2024-10-17 astro-ph.GA
Kinematics of young star clusters in the outer north-eastern region of the Small Magellanic Cloud
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究通过分析小麦球星团东北外侧区域的运动学扰动，揭示了其与大麦球星团相互作用的残留速度特征，为理解星团运动学提供了新的视角。
2026-01-23 astro-ph.GA
Two kinematically distinct old globular cluster populations in the Large Magellanic Cloud
本文报道了利用Gaia DR 2观测数据得到的15个已知大麦云（LMC）老球状星团（GC）自行的结果。当这些平均自行收集与现有的径向速度测量组成GC的速度矢量，我们发现，投影到LMC平面上的速度矢量和垂直于它告诉我们两个不同的运动学GC人口。如果GC以10 km/s（绝对值）的垂直速度分裂，则这种区别变得明显。两个不同的运动群也表现出不同的空间分布。那些较小的垂直速度是LMC盘的一部分，而那些较大的值是紧密分布的，像一个球形分量。由于GC在这两个运动学结构组件共享相似的年龄和金属丰度，我们推测的可能性，他们的起源可能发生通过快速崩溃，形成晕和光盘同时。
2018-12-27 astro-ph.GA
Similar complex kinematics within two massive, filamentary infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）被认为是高质量恒星形成早期阶段的潜在宿主。在这里，我们进行了深入的运动学分析这样的IRDC，G034.43+00.24（云F），使用高灵敏度和高光谱分辨率IRAM-30米N $_2$ H $^+$（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）的观测。为了解开复杂的速度结构在这个云，我们使用高斯分解和层次聚类算法。我们发现云F内存在四个不同的相干速度分量。将这些组分的性质与在类似IRDC G035.39-00.33（云H）中发现的那些进行比较。我们发现，这两个云的组成部分有：高密度（根据N $_2$ H $^+$中的鉴定推断），跨音速非热速度弥散，马赫数为$\sim$ $1.5-4$，速度分离为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，在N $_2$ H $^+$（致密气体）和C $^{18}$ O（包层气体）之间的$^{-1}$平均红移为0.3 km s。后者可能表明这些云有一个共同的形成场景。我们使用低密度追踪的$^{13}$ CO（$1-0$）观测研究了大尺度云F结构的运动学。在IRAM-30 m观测中确定的成分与$^{13}$ CO数据中最突出的成分之间存在良好的对应关系。我们发现IRDC云F只是一个更大结构的一小部分，它似乎是银河系的臂间灯丝。
2018-01-19 astro-ph.GA
UVIT Study of the MAgellanic Clouds (U-SMAC) II. A Far-UV catalog of the Small Magellanic Cloud: Morphology and Kinematics of young stellar population
本文利用UVIT数据构建了小麦哲伦云的FUV星表，研究了年轻恒星种群的形态与运动学，发现其团块状形态及不同种群的运动学特征差异，并揭示了东部年轻恒星的赤经方向运动学扰动。
2024-09-20 astro-ph.GA
Do cloud-cloud collisions trigger high-mass star formation? I. Small cloud collisions
我们进行了亚秒差距（~0.06pc）尺度模拟的两个理想化的分子云与不同的质量进行碰撞。密度大于1 e-20 g/cm-3（0.3e4 cm-3）的气体团被确定为星前核心，并通过模拟进行跟踪。碰撞系统在碰撞界面处的斜激波阵面上呈现出部分气弧形态，并有核心形成。这些特征支持NANTEN对疑似碰撞巨型分子云（GMC）的物体的观测。我们研究了湍流和碰撞速度对所产生的核心人口的影响，并比较了所观察到的GMCs中的核心的累积质量分布。我们的研究结果表明，更快的相对速度增加的核心形成的数量，但核心增长主要是通过吸积，而在冲击波前，导致一个较慢的冲击更重要的核心增长。核心质量服从指数γ =-1.6的幂律关系，与观测结果吻合良好。这表明，通过碰撞产生的核心应遵循类似的质量分布作为静态的形成，虽然在一个更高的质量范围。如果核心在成长过程中可以被支撑以防止坍缩，那么气体流入所产生的冲压压力是正确的，可以抵消辐射压力，形成一颗100 Msun的恒星。
2014-07-17 astro-ph.GA
Isolating signatures of major cloud-cloud collisions using position-velocity diagrams
巨大分子云之间的碰撞是触发大质量恒星甚至超级星团形成的潜在机制。问题在于通过观察来识别这个过程并将其与其他机制区分开来。我们从以下模型中生成合成位置-速度图：云-云碰撞，沿视线的非相互作用云，具有内部辐射反馈的云和在星系盘中演变的更复杂的云，以尝试识别碰撞的独特特征。我们发现，一个广泛的桥梁功能连接两个强度峰值，空间相关，但分离的速度，是一个高速云云碰撞的签名。我们表明，宽桥功能是弹性的辐射反馈的影响，至少到2.5万年左右的第一个大质量（电离）恒星形成后。然而，对于10 km/s的碰撞，我们发现这只能从20- 30%的视角观察到。这样的宽桥特征已经在M20附近被发现，M20是一个非常年轻的大质量恒星形成区域，被鸟居等人（2011）认为是云-云碰撞的地点，也被泉等人（2014）发现在银河系外的恒星形成区域。
2015-03-23 astro-ph.GA
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre - II. Spatial structure and kinematics of simulated clouds
星系中心分子云的演化被认为不同于星系盘，这是由于外部引力势的显著影响。本文对银河系中央分子带（中央$\sim500$ pc）的100 pc流上的分子云进行了数值模拟，研究了分子云在背景势和偏心轨道运动下的形态和运动学演化。我们发现，云的形状由强大的剪切和扭矩，潮汐和几何变形，并通过它们的通道通过轨道近心点。在我们的模拟中，这些机制控制云的大小，长宽比，位置角，对流结构，柱密度，速度色散，视线速度梯度，自旋角动量和运动学的复杂性。通过将这些预测与银河系中心“尘埃脊”上的云观测进行比较，我们发现我们的模拟自然地再现了广泛的关键观测形态和运动学特征，这些特征可以用很好理解的物理机制来解释。我们认为，吸积的气体云到星系的中心区域，旋转曲线翻转和潮汐场是完全压缩，伴随着变革的动力学变化的云，导致崩溃和恒星形成。这可以产生一个具有共同起点的云坍缩的演化过程，这标志着吸积到潮汐压缩区域或最近的近心点通道的时间。总之，这些过程可能自然地产生在许多（额外的）星系核中观察到的同步星爆。
2019-02-07 astro-ph.GA
A homogeneous three-dimensional view of Molecular Cloud kinematics out to 2.5 kpc. Using Young Stellar Objects and Open Clusters as complementary tracers
Universidade da Coruña (UDC)（科鲁尼亚大学）；CIGUS CITIC, Centre for Information and Communications Technologies Research（信息与通信技术研究中心 CIGUS CITIC）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB)（宇宙科学研究所 ICCUB）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
本文利用年轻恒星对象和疏散星团作为互补示踪剂，研究分子云的三维运动，发现两者在运动学上高度一致，揭示了太阳系在Orion云中的旅程及Lupus、Ophiuchus和Corona Australis的共同起源。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Kinematic clues to the origins of starless HI clouds : dark galaxies or tidal debris ?
孤立的没有光学对应物的HI云通常被认为是星系-星系相互作用的证据，尽管另一种假设是这些是原始的“暗星系”，没有形成恒星。同样，HI流的某些运动学特征也是有争议的，有时被认为是暗星系的证据，但也可能被解释为骚扰的结果。我们数值模拟了星系通过星系团引力场的过程。该星系由SPH粒子组成的气体和n体的恒星和暗物质，而集群包括使用400 subhalos的子结构的引力效应（集群内介质的影响被忽略）。我们发现，骚扰确实可以产生长HI流，这些流可以包括类似于暗星系候选人，如室女座21的运动学特征。我们还表明，在这些模拟中几乎总是产生直径< 20千秒差距和速度宽度< 50公里/秒的表观云，使潮汐碎片成为一个非常可能的解释。相比之下，我们发现，相同大小但速度宽度> 100 km/s的孤立云的频率可以忽略不计-这使得这是一个非常不可能的解释，在室女星系团中观察到的云与这些属性。
2017-01-19 astro-ph.GA
Massive core/star formation triggered by cloud-cloud collision: II High-speed collisions of magnetized clouds
本文通过磁流体动力学模拟研究磁场在高速云-云碰撞中对大质量自引力束缚核形成的影响，发现磁场在碰撞后通过增强磁压破坏核并抑制吸积，与碰撞期的质量聚集形成竞争效应，且该效应由碰撞持续时间决定。
2022-05-14 astro-ph.GA
Molecular line signatures of cloud-cloud collisions
星际气体云之间的碰撞可能是触发恒星形成的重要机制。这是因为它们能够迅速产生大量的致密气体。在观测上，云的碰撞通常是通过位置-速度（PV）空间中的强度峰值（通常是CO排放）之间的桥接特征来识别的。使用流体动力学模拟，随时间变化的化学，和辐射转移的组合，我们产生合成的分子线观测重叠的云，真正的碰撞，重叠的云，只是机会叠加。追踪密度比CO大的物质的分子，如NH $_3$和HCN，在真正碰撞云的PV空间的“桥接特征”区域中达到$0.5$和$0.2$相对于CO的峰值强度比。对于只是偶然叠加的重叠云，NH $_3$和HCN强度峰值与CO强度峰值位于同一位置。这代表了一种从观测上确认云碰撞的方法，并将它们与不相关物质的偶然排列区分开来。
2021-06-18 astro-ph.GA
DIISC-I: The Discovery of Kinematically Anomalous HI Clouds in M 100
我们报道了在M 100（NGC 4321）中发现的两个运动学异常的氢原子云，这是作为破译星际介质、恒星和环银河系介质之间相互作用（DIISC）巡天的一部分，在HI 21 cm，3.3 km s $^{-1}$光谱和44 arcsec $\times$ 30 arcsec空间分辨率下，使用Karl G. Jansky甚大阵。这些云被认为是与M100的旋转盘有显著运动学偏移的结构。在这些云中观察到的速度偏移为40 km/s $^{-1}$，与银河系和附近星系的环星系介质（CGM）中的中速云（IVC）中观察到的偏移相当。我们发现M 100中的一个异常云与H $α$和远紫外成像中探测到的恒星形成区有关。我们的研究表明，在M 100的异常云可能源于多种机制，如恒星形成反馈驱动的外流，冲压压力剥离，和潮汐与卫星星系的相互作用。此外，我们在距离M 100中心38.8 kpc处没有检测到任何冷CGM，给出了N（HI）$\le$ $1.7\times10^{13}$ cm $^{-2}$（3 $σ$）的上限。由于M 100位于室女座星系团中，中性/冷CGM的不存在是将其转变为红色星系的可能途径。
2021-09-13 astro-ph.GA
Molecular clouds toward three Spitzer bubbles S116, S117 and S118: Evidence for the cloud-cloud collision which formed the three \HII \ regions and a 10-pc scale molecular cavity
我们对三个斯皮策泡S116，S117和S118进行了分子线研究，这三个泡显示了高质量恒星的活跃形成。我们发现分子气体由两个速度差为{ $\sim 5$ \kms }的组分组成。其中一个是小云团，具有{ $-63$ \kms }的典型速度，另一个是大云团，具有$-58$ \kms的典型速度。大云团有一个近似圆形的强度低压，其大小与小云团相似。我们提出了一个解释，腔是由两个云之间的碰撞和碰撞压缩气体成一个致密的层沿小云的西部边缘拉长。在这种情况下，O型星，包括那些在三个斯皮策泡形成的界面层压缩的碰撞。通过假设云的相对运动相对于视线的倾斜度为\timeform{45D}，我们估计碰撞在过去的100万年中以$\sim$ 10 \kms的相对速度持续。在S116--117--118系统中，\HII \区域位于腔的外部。这种形态归因于大云的密度约束分布，这使得\HII \区域更容易向大云的外部而不是空腔内部扩展。目前的情况证明，云-云碰撞产生的空腔没有O星反馈的作用，并建议碰撞压缩层是高度的粘性。
2018-02-15 astro-ph.GA
Isolating signatures of major cloud-cloud collisions II: The lifetimes of broad bridge features
我们调查长寿的宽桥功能的位置-速度图，出现作为云-云碰撞的结果。由于反馈作用、气体转化为恒星以及碰撞的时间尺度，宽桥的寿命有限。我们做了一系列的分析论证来估计这些寿命。我们简单的分析论证表明，对于大于R~10 pc的云之间的碰撞，宽桥的寿命更可能由碰撞的寿命决定，而不是由辐射或风反馈破坏的时间尺度决定。然而，对于较小的云，反馈变得更加有效。这是因为辐射反馈时间尺度与电离通量Nly成比例为R^{7/4}Nly^{-1/4}，因此云大小的减小需要电离光子的相对大的减少以维持给定的时间尺度。我们发现，我们的分析参数是一致的云-云碰撞（包括恒星形成和辐射反馈）的数值模拟的新的综合观测。我们还认为，如果可观察到的宽桥的数量保持不变，那么中断时标必须大致相当于碰撞率。如果是这样的话，我们的分析参数也提供了碰撞率估计，我们发现在他们考虑的尺度（云大于约10 pc），这是很容易与以前的理论模型相一致，但更小的云要高得多。
2015-09-02 astro-ph.GA
Cluster formation induced by a cloud--cloud collision in [DBS2003]179
[DBS 2003]179是银河系中的一个超级星团，是通过深近红外观测发现的。利用NANTEN 2、ASTE和Mopra 22 m望远镜对[DBS 2003]179进行了CO J=1-0和J=3-2的观测。我们确定并绘制了两个可能与星团相关的分子云。该关联由与8微米Spitzer图像的空间相关性以及12 CO的两个跃迁（J=3-2至J=1-0）的高比率证明。这两个云团在空间上具有互补分布，在速度上具有连接它们的桥梁特征。我们提出了一个假设，即两个云在1- 200万年前相互碰撞，碰撞压缩了界面层，触发了星团的形成。这为在Wd 2、NGC 3603、RCW 38和R136这四个超级星团的旁边存在一个由云-云碰撞形成的超级星团提供了又一个证据。这些发现表明，已知的具有密切关联的尘埃排放的超级星团是由云-云碰撞形成的，支持了云-云碰撞在大质量恒星形成中的重要作用。
2019-12-04 astro-ph.GA
Triggered O star formation in M20 via cloud-cloud collision: Comparisons between high-resolution CO observations and simulations
大质量恒星的形成是天体物理学中最重要的问题之一。最近的观测研究表明，在银河系和大麦云云的几个地方，云与云的碰撞可能在高质量恒星的形成中发挥作用。三叉星云M20是一个著名的银河系HII区域，被一颗O7.5恒星电离。2011年，基于NANTEN 2的CO观测，我们报道了O星是由两个分子云碰撞形成的，距今约0.3百万年。这些观测确定了两个朝向M20的分子云，其相对速度为7.5公里/秒。这种速度分离意味着星云不可能被引力束缚在M20上，但由于星云显示出被恒星加热的迹象，它们在空间上一定与M20重合，因此碰撞的可能性很大。本文介绍了用Mopra和ASTE望远镜对M20碰撞云进行的新的CO J=1-0和J=3-2观测。高分辨率观测揭示了这两个分子云具有独特的空间和速度结构，即，两个云之间的空间互补分布以及在速度空间中连接两个云的桥特征。基于一个新的比较与数值模式，我们发现，这种互补的分布是云-云碰撞的预期结果，和桥功能可以解释为湍流气体在碰撞界面处激发。我们的研究结果加强了M20中的云-云碰撞场景。
2016-12-30 astro-ph.GA
The 3D Kinematics of Gas in the Small Magellanic Cloud
我们研究了小麦哲伦云（SMC）中中性气体的运动学，并检验了它在圆盘中旋转的假设。为了追踪中性气体分布的3D运动，我们确定了一个嵌入其中的年轻大质量恒星样本。这些恒星的径向速度测量来自光谱测量和盖亚的自行测量，其径向速度与主要的HI分量相匹配。我们比较观察到的径向和切向速度，这些恒星的预测从国家的最先进的旋转盘模型的基础上高分辨率21厘米的观测SMC从澳大利亚平方公里阵列探路者望远镜。我们发现，观测到的气体示踪星的运动学是不一致的磁盘旋转。我们的结论是，SMC中的气体的运动学比可以推断出的集成径向速度场更复杂。由于与LMC的强烈潮汐相互作用，整个SMC普遍存在非旋转运动，并且它可能由沿视线重叠的不同子结构组成。
2019-10-24 astro-ph.GA
Kinematics of MgII Absorbers from the Redshift-space Distortion Around Massive Quiescent Galaxies
MgII吸收体的运动学是理解大质量静止星系环星系介质中冷的、富含金属的气体云起源的关键。利用云的视线速度分布是由星系周围Mg II吸收体的三维实空间分布预测其红移空间畸变RSD的唯一未知量这一事实，我们发展了一种由红移空间星系-云互相关$ξ^{s}$推断冷云运动学的新方法。我们在$0.4{<}z{<}0.8$测量了${\sim}8{\times}10^5$ CMASS星系周围${\sim}10^4$ MgII吸收体的$ξ^{s}$。我们发现，$ξ^{s}$并没有表现出很强的上帝之指的效果，但严重截断速度${\sim}300\,km/s$。我们重建的红移和实空间云数密度分布内晕，$ξ^{s}_{1h}$和$ξ_{1h}$，分别。因此，对于任何云运动学模型，我们可以从重建的$ξ_{1h}$预测$ξ^{s}_{1h}$，并自洽地与观测到的$ξ^{s}_{1h}$进行比较。我们考虑了四种类型的云运动学，包括一个等温模型与一个单一的速度色散，一个卫星下沉模型中，冷云居住在subhaloes，云吸积模型中，云遵循宇宙气体吸积，和一个疲惫的风模型中，云起源于银河风驱动的气泡。所有四个模型都提供了统计上良好的拟合RSD数据，但只有疲劳风模型可以重现观测到的截断传播尺度${\sim}400\,kpc/h$上的${\sim}250\,km/s$古风气泡。我们的方法提供了一个令人兴奋的路径解码的动态起源…
2021-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shock waves in Interstellar Cloud-Cloud and Wind-Cloud Collisions
本研究利用自主开发的python激波识别算法，通过三维数值模拟分析云-云碰撞与风-云碰撞的演化阶段、激波特性及相关物理量变化，揭示云尺寸、几何形状对碰撞过程的影响。
2024-04-20 astro-ph.GA
Understanding biases in measurements of molecular cloud kinematics using line emission
利用多种示踪剂进行分子谱线观测，常被用来研究分子云的运动学结构。然而，即使在同一地区，用不同的谱线测量云的速度频散，也往往产生不一致的结果。这种分歧的原因并不完全清楚，因为分子线观测受到许多偏见的影响。在本文中，我们解开和调查的各种因素，驱动线宽测量偏差，通过构建合成的位置，位置，速度立方体的各种示踪剂从一套自引力磁流体动力学模拟的分子云。我们比较线宽来自这些数据立方体的合成观测的真实值的模拟。我们发现，由不同的示踪剂测量的线宽的差异是由密度相关的激发，从而示踪剂，是敏感的密度较高的样品较小的区域具有较小的速度色散，不透明度扩大，特别是对于高度光学厚示踪剂，如CO，有限的分辨率和灵敏度，抑制发射线的翅膀的组合驱动。我们发现，在固定的信噪比下，三种常用的示踪剂，CO的J=4->3线，C^{18}O的J=1->0线和NH_3的（1，1）反转跃迁，通常提供了这些竞争偏置之间的最佳折衷，并产生速度色散的估计，以反映分子云的真实运动学，精度约为10%。而不管云磁场强度、演化状态或视线相对于磁场的取向。
2020-07-27 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion triggered by cloud-cloud collision II, Two merging molecular clouds in NGC2024
我们分析了NGC 2024中的NANTEN 2 13 CO（J=2-1和1-0）数据集。我们发现，云由两个速度分量，而云显示主要是单峰CO配置文件。这两个组成部分是物理上连接到HII区，证明了他们的密切相关的黑暗泳道和发射星云。这两种成分呈互补分布，位移为0.4 pc。这种互补分布是在高质量恒星形成区域发现的碰撞云的典型特征。我们推测，云-云碰撞的两个组件之间触发了形成的晚O星和早期B星定位在0.3 pc的云峰。碰撞时间尺度估计为10^5年左右，根据位移与相对速度之比3-4 km s-1进行了可能的预测修正。碰撞云1023 cm-2的高柱密度类似于RCW 38、Westerlund 2、NGC 3603和M42中的其他大质量星团，它们可能是在云-云碰撞的触发下形成的。目前的结果提供了一个额外的证据，有利于大质量恒星形成的主要云-云碰撞在猎户座。
2017-06-18 astro-ph.GA
The kinematics of Small Magellanic Cloud star clusters
我们报告了25个已知的小麦哲伦云（SMC）星系团（年龄~ 1 - 10 Gyr老）的自行来自盖亚EDR 3数据集的结果。将这些平均自行与已有的径向速度测量值组合成星系团的速度矢量，得到了与观测到的运动最相似的旋转圆盘参数值，即：中心坐标和距离、节线倾角和位置角、赤经赤经和赤经的自行、系统速度、自转速度和速度色散。SMC集群旋转磁盘似乎是在某种程度上运动学同步的旋转领域红巨星最近使用DR 2数据集建模。这样的旋转圆盘在天空中被看作是一个倾斜的边缘圆盘，垂直于它的速度色散是圆盘平面内速度色散的两倍。由于垂直于磁盘的方向是几乎与麦哲伦桥对齐，我们解释了较大的速度色散的SMC速度拉伸的结果所造成的潮汐相互作用与大麦云云。单独的旋转似乎不足以解释SMC中观察到的运动学行为。
2021-04-10 astro-ph.GA
Cloud-Cloud Collision: Formation of Hub-Filament Systems and Associated Gas Kinematics; Mass-collecting cone: A new signature of Cloud-Cloud Collision
本研究通过磁流体动力学模拟揭示云-云碰撞可形成核-纤维系统，提出质量收集锥是云-云碰撞的新特征，并给出了该类碰撞事件的观测判定依据。
2024-08-13 astro-ph.GA
Kinematics of Galactic Centre clouds shaped by shear-seeded solenoidal turbulence
本文通过云尺度流体动力学模拟研究CMZ云the Brick，表明银河系剪切与云引力坍缩共同产生以螺线管模式为主的湍流，从而塑造其运动学并抑制恒星形成率。
2023-08-01 astro-ph.GA
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
Formation of Massive, Dense Cores by Cloud-Cloud Collisions
我们进行了亚秒差距（$\sim$ 0.014 pc）尺度的两个理想化的湍流分子云（MC）的云-云碰撞的模拟，具有不同的质量范围内的$0.76 - 2.67 \times 10^4$ M $_{\odot}$和碰撞速度为5 $-$ 30 km/s。这些参数大于Takahira、Tasker和Habe（2014年）（论文I），在后者中，碰撞系统显示出部分气体弧形态，支持NANTEN对通过数值模拟表明是碰撞MC的物体的观测。密度大于$10^{-20}$ g cm $^{-3}$的气体团被确定为前星核，并通过模拟跟踪，以研究碰撞云质量和碰撞速度对所产生的核心人口的影响。我们的研究结果表明，较小的云的属性是云碰撞的结果更重要。在较慢的云-云碰撞（$v \sim 5 $ km/s）中，形成核的质量函数可用指数$γ$ = -1.6的幂律关系近似，与MC观测结果符合得很好。较快的相对速度增加了碰撞早期形成的核的数量，缩短了激波区核的气体吸积阶段，从而抑制了核的生长。对于相同的碰撞云组合，弯曲点出现在核心质量函数的高质量部分，弯曲质点随碰撞速度的增加而减小。核心质量函数中比弯曲质点大的质量部分可以用幂律近似，其中$γ$ = -2.3，这与观测到的初始恒星质量函数中质量部分的幂指数非常相似。我们讨论了我们的研究结果在我们的银河系中的大质量恒星形成的含义。
2018-02-14 astro-ph.GA
A cloud-cloud collision in Sgr B2? 3D simulations meet SiO observations
我们比较了Sgr B2中冲击气体的性质与从两个分形云之间碰撞的3D模拟中获得的地图。与$^{13}$ CO（1-0）观测结果一致，我们的模拟表明，云-云碰撞产生了一个具有高度湍流密度子结构的区域，其平均值为$N_{\rm H2}\gtrsim 5\times10^{22}\,\rm cm^{-2}$。同样，我们的数值多通道激波研究表明，碰撞云在产生速度为$5-50\,\rm km\,s^{-1}$和马赫数为$\sim4-40$的内部激波方面是有效的，这是解释从我们对Sgr B2的SiO（2-1）IRAM观测中推断出的$\sim 10^{-9}$ SiO丰度所必需的。总的来说，我们发现，无论是密度结构和冲击气体形态在Sgr B2是一致的$\lesssim 0.5\,\rm Myr$ -老云云碰撞。高速冲击产生于碰撞的早期阶段，可以点燃恒星的形成，而中低速冲击在较长的时间尺度上是重要的，可以解释Sgr B2中扩展的SiO排放。
2022-04-26 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions in the common foot point of molecular loops 1 and 2 in the Galactic Center
最近在银河系盘中进行的大面积深CO调查揭示了由云-云碰撞（CCCs）触发的约50颗大质量恒星或星团的形成。虽然银河系中心（GC）-其中包含分子气体的体积密度最高-是最有利的地方云碰撞，在该地区的CCCs的系统研究仍然没有触及。在这里，我们报告的第一次证据CCC的共同脚点的分子环路1和2的GC。我们已经调查了分子气体的分布向足点通过使用一种方法来识别CCC，我们已经发现了明确的签名的CCC。使用估计的云的位移和相对速度，我们发现从碰撞开始的时间是105-6年。我们认为可能的起源，以前报道的奇特的速度特征的脚点，并讨论恒星形成触发CCC的GC。
2019-10-08 astro-ph.GA
Fast cloud-cloud collisions in a strongly barred galaxy: Suppression of massive star formation
最近的星系观测表明，恒星形成活动的变化取决于星系环境。为了了解银河尺度恒星形成的多样性，了解极端环境下巨型分子云的形成和演化至关重要。我们专注于观测证据，酒吧在强棒星系缺乏大质量的恒星，即使分子气体的数量足以形成恒星。本文利用NGC 1300观测结果中的恒星势，对一个强棒星系进行了流体动力学模拟，并比较了棒臂、棒端和旋臂等不同星系环境下的云性质。我们发现，云的维里参数的平均值为1，没有环境依赖性，表明云的引力束缚态并不落后于观测证据的缺乏大质量恒星的强酒吧。相反，我们专注于云-云碰撞，这被认为是大质量恒星形成的触发机制。我们发现，在酒吧的碰撞速度比在其他区域快。我们使用云的运动学研究碰撞频率，并得出结论，在酒吧的快速碰撞可能源于随机的云运动，由于椭圆形的气体轨道移动的酒吧潜力。这些结果表明，在强棒中观察到的缺乏活跃的恒星形成的区域起源于快速的云-云碰撞，这是低效的形成大质量恒星，由于银河系尺度的激烈的气体运动。
2020-03-26 astro-ph.GA
The Chemistry and Kinematics of Two Molecular Clouds near Sagittarius A*
我们分析了银河系中央分子带中20和50 km/s的$^{-1}$分子云的化学和运动学性质，以及连接这两个分子云的分子脊的化学和运动学性质。我们的工作利用了来自Mopra和NANTEN 2望远镜的0.65，3和7毫米波段的37个分子跃迁。0.65毫米NANTEN 2数据突出了20公里/秒$^{-1}$云西部的密集的发射凝结，仅在其他四个过渡中可见，它们是3毫米H $^{13}$ CN（1--0），H $^{13}$ CO $^{+}$（1--0），HNC（1--0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1--0），表明凝结是适度的光学厚和冷。我们发现，虽然两个云之间的相对化学丰度是一样的，在许多过渡，这表明在两个云之间的化学变化不大，20公里秒的$^{-1}$，冷云是明亮的比50公里秒的$^{-1}$云在冲击和高密度示踪剂。增强发射的空间分布是广泛的，在20公里秒的$^{-1}$云，通过线比图所示。穿过两个云的位置速度图表明气体混合良好。我们表明，分子脊是最有可能的一部分，20公里秒的$^{-1}$云，他们都可能会扩展到包括50公里秒的$^{-1}$云，作为一个更大的云的一部分。此外，我们预计，20公里秒的$^{-1}$云被潮汐剪切的结果，从Sgr A* 的引力位。
2016-08-17 astro-ph.GA
Resolved Kinematics of Runaway and Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
利用小麦哲伦云（SMC）中RIOTS 4场OB星的GAIA DR 2自行，研究了逃逸星的运动学。实验数据表明，SMC机翼相对于SMC杆有一个系统的特殊运动，（v_RA，v_Dec）=（62 +/-7，-18+/-5）km/s，相对径向速度为+4.5 +/-5.0 km/s。这清楚地表明，这两个区域在运动学上是不同的：机翼正在远离酒吧，并以64 +/- 10公里/秒的三维速度向大麦云云移动。这与最近云之间直接碰撞的模型一致。我们目前的横向速度分布为我们的领域OB星，确认未绑定的离家出走，包括我们的样本的一半，可能更多的顺序。使用食双星和双线光谱双星作为示踪剂的动态弹出失控，和高质量的X射线双星（HMXBs）作为示踪剂的失控加速超新星踢，我们发现显着的贡献，从两个人口。这些数据表明，HMXB相对于动态喷出的双星具有较低的速度色散，与前者对应的能量较低的超新星踢未能解开组件一致。有证据表明，我们的快速逃逸是由动力学而不是超新星抛射主导的。
2018-10-24 astro-ph.GA
