The Chemical Evolution of the Monoceros Ring/Galactic Anticenter Stellar Structure
银河系正中心恒星结构（GASS）或“麒麟座环”的起源--在银河系盘边缘的低纬度超密度，至少跨越银河系的第二和第三象限--仍然存在争议。GASS起源的模型通常属于这样的情景，即它是一个部分（例如，它代表银河系盘的扭曲），或者它代表银河系（MW）卫星星系破裂的潮汐碎片。为了进一步限制GASS起源的模型，我们从21 M巨星的高分辨率光谱中推导出化学丰度模式，这些GASS星的（主要）$α$元素钛和s-过程元素钇和镧的丰度被发现在相同的[Fe/H]比MW星低，但类似于人马座流中的恒星，其他矮球状星系和大麦云星云。这表明GASS恒星具有矮星系典型的化学富集历史-与典型的MW恒星（至少是太阳附近的MW恒星）不同。然而，这些丰度的结果不能明确排除的可能性，即GASS是动态地创建了一个以前形成的，外MW盘，因为$Λ$ CDM为基础的结构形成模型表明，星系盘增长向外吸积矮星系。另一方面，在GASS恒星中看到的化学图案确实提供了惊人的证据，证明矮星系的吸积确实发生在MW盘的边缘。
2010-07-07 astro-ph.GA
A molecular cloud within the light echo of V838 Monocerotis
上下文V838 Mon是一颗爆发变星，于2002年爆发。它展示了有史以来观测到的最壮观的光回波。然而，无论是反射物质的起源还是2002年爆发的性质都没有得到严格的限制。目标。我们调查的CO无线电发射的光回波领域中检测到的性质。特别是，我们探索它与V838 Mon周围的回声尘埃的联系。方法.我们观察到了CO多重转动跃迁的回波区。我们提出并分析了在12 CO（1-0）和（3-2）线获得的区域的地图。此外，在12 CO（1-0），（2-1），（3-2）和13 CO（1-0），（2-1）中获得了几个位置的深光谱。对选定的位置进行线强度的辐射转移建模，以约束动力学温度和密度。我们得到的全球参数（例如质量，距离，总柱密度）的发射云。结果我们发现，一个紧凑的分子云位于回波区。分子发射与光学回波中看到的尘埃环境有物理联系，它们都属于同一个半透明云。星云的星际性质由其90-150 Msun的高质量证实。我们认为，云由V838 Mon所属的星团形成后剩余的物质组成。这表明爆发恒星的年龄很年轻（3-10百万年）。
2011-02-25 astro-ph.GA
On the properties of dust and gas in the environs of V838 Monocerotis
在几个时期进行了Herschel FIR成像和光谱学，以探测V838 Mon的中心点源和扩展环境。利用PACS和SPIRE图获得了V838 Mon附近近、远尘埃的测光结果。拟合结果显示，在恒星周围（约2.7pc）有0.5-0.6太阳质量的~ 19 K尘埃。的表面集成的红外通量（表示热光回波）和衍生的灰尘属性之间的时代没有显着变化。我们还拟合了点源的SED。由于SED的峰值位于赫歇尔光谱范围之外，只有通过合并来自其他天文台和历元的数据，我们才能进行有用的拟合;因此，我们明确假设历元之间没有点源的演化。我们发现温度为~ 300 K的暖尘埃分布在半径为150- 200 AU的范围内。PACS和SPIRE光谱也被用来探测来自恒星周围扩展环境的发射线。我们拟合了从点源产生的CO的远红外线，从V838 Mon周围的扩展环境。假设这种气体的球壳模型，我们发现CO似乎来自两个温度区：一个冷区（Tkin ~ 18 K），可能与ISM或可能与壳的最外层的冷层有关，和一个温暖的（Tkin ~ 400 K）区，与V838 Mon的扩展环境有关，半径约为210 AU。SiO线来自暖/热区。我们没有拟合H2O的线，因为它们更依赖于假设的模型。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the ionized-to-neutral interfaces in Monoceros R2
上下文麒麟座R2（Monoceros R2），距离830 pc，是唯一的超紧凑H ii区域（UC H ii），其相关的光子主导区域（PDR）可以用赫歇尔空间天文台解析。目标。我们的目的是观察研究界面区域的运动学模式（即，从原子气体到分子气体的转变）。方法.我们使用Herschel上的HIFI仪器观测了反应离子CH+、OH+和H2O+在Mon R2中不同位置的谱线轮廓。我们推导出这些分子的柱密度，并将它们与气相化学模型进行比较。结果反应性离子CH+在发射（在中心和红移速度）和吸收（在蓝移速度）中被检测到。OH+在蓝移和红移速度下的吸收中被检测到，具有相似的柱密度。H2O+在任何位置都没有检测到，向下到40 mK的rms朝向分子峰。在这个位置，我们发现，OH+吸收起源于一个主要的原子介质，因此与PDR的最暴露的层。这些结果与光化学模型的预测一致。线轮廓是一致的原子气体被夹带在电离气体流沿H II区域的腔的壁。基于这一证据，我们能够提出一个新的几何模型，这一地区。结论. OH+和CH+吸收的运动学模式表明存在一层主要是原子气体，我们已经推导出，第一次，一些物理参数和它的动力学。
2013-11-05 astro-ph.GA
Graph-based interpretation of the Molecular Interstellar Medium Segmentation
提出了一种基于聚类分析的巨分子云识别问题的推广方法。我们设计的方法，SCIMES（光谱聚类星际分子发射分割）认为，在更广泛的框架下的图论的发射树状图，并利用光谱聚类找到具有相似的发射特性的离散区域。对于银河系的分子云结构，我们表明，特征体积和/或集成CO光度是有用的标准来定义集群，产生发射结构，密切再现“通过眼睛”的识别结果。SCIMES在分辨率高的数据上表现最好，使其成为其他可用算法的补充。使用12 CO（1-0）数据的猎户座独角兽复杂，我们表明，SCIMES提供了强大的结果对变化的树状结构参数，噪声实现和退化的分辨率。通过比较SCIMES与其他云分解方法，我们表明，我们的方法是能够识别所有规范的猎户座麒麟区域的云，避免过度划分高分辨率的调查数据，代表了几个分解算法的共同局限性。猎户座-麒麟座天体表现出分子云中湍流气体的典型层次结构和尺寸-线宽关系，尽管“剪刀”区域偏离了这种常见的描述。SCIMES代表了从基于像素的云分割向更面向物理的方法迈进的重要一步，ISM的几乎所有属性都可以用于离散对象的分割。
2015-10-14 astro-ph.GA
Multi-scale analysis of the Monoceros OB 1 star-forming region: I. The dense core population
目前的理论和模型试图从全球范围内解释恒星的形成，从核心尺度到巨大的分子云尺度。一个多尺度的观察表征的整个分子复合体是必要的，以限制他们。我们研究了G202.3+2.5中的恒星形成，G202.3 + 2.5是Monoceros OB 1云的一个~ 10 x3 pc的子区域，具有复杂的形态，具有相互连接的附属结构。我们的目标是将G202.3+2.5中核心和细丝的演变与云的全球演变联系起来，并确定云动力学的引擎。在这第一篇论文中，恒星形成活动的评估调查的密集的核心和原恒星的分布，以及它们的演化状态，其特点是使用红外观测从赫歇尔和WISE望远镜和分子线观测与IRAM 30米望远镜。我们在整个星云中发现了正在进行的恒星形成活动，在G202.3+2.5的中心周围有一个恒星形成活动的局部高峰，那里有一个巨大的核心链（10-50 Msun）形成一个巨大的山脊（>150 Msun）。从无星核心到II类原恒星的所有演化阶段都在G202.3+2.5中发现，包括一个可能无星、大柱密度（8x 10 ^{22} cm-2）和大质量（52 Msun）的核心。本文中研究的所有核心尺度观测值都表明，G202.3+2.5的分支结构的三个主要分支之间的连接处集中了增强的恒星形成活动。这表明，恒星形成活动的增加是这些分支会聚的结果。为了进一步研究这种增强的起源，现在有必要将分析扩展到更大的尺度，以研究核心，细丝及其环境之…
2019-09-09 astro-ph.GA
Molecular Environments of Three Large Supernova Remnants in the Third Galactic Quadrant: G205.5+0.5, G206.9+2.3, and G213.0-0.6
利用紫金山天文台德令哈13.7米射电望远镜对银河系第三象限的三个大型超新星遗迹进行了CO观测。这些观测是银河系赤道l=-10度至250度和纬度b=-5度至5d之间的银河平面高分辨率CO调查的一部分。在三个SNRs中检测到CO发射：G205.5+0.5（麒麟座星云），G206.9+2.3（PKS 0646+06）和G213.0-0.6。SNRs G205.5+0.5和G213.0-0.6都表现出残骸与周围分子云（MC）的形态一致（或空间对应），以及分子气体中激波扰动的运动学特征。我们证实，这两个SNR物理上与它们周围的MC和冲击的SNR是相互作用的致密，clusified分子气体。SNRG206.9 +2.3位于麒麟座星云的东北边缘，在VLSR~ 15 km/s处显示出与分子部分壳层结构的空间符合。虽然在残骸内或附近没有检测到明显的谱线展宽，但SNR和分子腔之间的强烈形态对应意味着SNR G206.9+2.3可能与这些CO气体有关，并且在低密度环境中演化。讨论了单个信噪比的物理特征及其与附近天体的关系。
2017-02-14 astro-ph.GA
Dynamics of cluster-forming hub-filament systems: The case of the high-mass star-forming complex Monoceros R2
大质量恒星和星团通常形成于中心灯丝系统中。Monoceros R2拥有最接近的此类系统之一，使其成为案例研究的绝佳目标。利用IRAM-30 m望远镜获得的13 CO和C18 O观测数据和Herschel尘埃辐射观测得到的H2柱密度图，研究了中心暗条系统的形态、稳定性和动力学性质。我们确定了纤维网络，并将单个纤维表征为主纤维（会聚到中心）或次级纤维（会聚到主纤维）。主灯丝的线质量为30-100 Msun/pc，并显示出碎裂的迹象。次级花丝的线质量为12-60 Msun/pc，并且仅偶尔显示断裂。在Ostriker的流体静力细丝模型的背景下，主细丝是热超临界的。如果包括非热运动，则大多数是跨临界的。无论是否包括非热运动，大多数次级细丝都是大致跨临界的。从主细丝，我们估计质量吸积率为10（-4）-10（-3）Msun/pc的枢纽。次级花丝以0.1- 0.4 × 10 ~（-4）Msun/pc的速率向主花丝内生长。主纤维丝延伸到毂中。它们的速度梯度向轮毂方向增加，表明气体在加速。我们估计，与所观察到的下落速度，质量倍增时间的枢纽是~2.5百万年，十倍以上的自由落体时间，这表明一个动态的旧区域。这些时间尺度与HII区的化学年龄相当。在轮毂内部，主纤维呈现出环状或螺旋状的形态，表现出旋转和下落运动。对这种形态的一种可能的解释是，气体按照螺旋状的模式落入中央星系团。
2019-07-08 astro-ph.GA
ASKAP EMU Radio Detection of the Reflection Nebula VdB-80 in the Monoceros Crossbones Filamentary Structure
该研究通过ASKAP的EMU巡天在麒麟座交叉骨丝状结构中探测到与反射星云VdB-80相关的新HII区（命名为Lagotis），确定其属性并揭示交叉骨特征是两个丝状云的叠加。
2025-02-07 astro-ph.GA
Far-infrared observations of a massive cluster forming in the Monoceros R2 filament hub
我们目前的远红外观测麒麟R2（一个巨大的分子云，距离约830 pc，包含几个活跃的恒星形成地点），如在70 μm，160 μm，250 μm，350 μm，和500 μm的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）和光谱和光度成像接收器（SPIRE）在赫歇尔空间天文台上安装了一台光学仪器，作为赫歇尔OB年轻恒星天体成像巡天（HOBYS）关键方案的一部分。Herschel数据得到了SCUBA-2号亚毫米波段数据以及WISE和Spitzer号中红外波段数据的补充。此外，C18 O数据从IRAM 30米望远镜，并用于运动学信息。源提取与getsources的地图，并从测量的通量，光谱能量分布的构建，允许源质量和尘埃温度的测量。在该区域探测到的177个赫歇尔源（在多个波长下具有高信噪比和低轴比的探测）中，包括原恒星和无星核心，其中29个位于该区域中心的行星中心（略高于观测面积的1%）。这些天体平均来说比周围区域的天体更小、更重、更亮（这表明它们处于进化的后期），这一结果不能完全用选择效应来解释。这些结果表明，中心可能在比外部区域更早的一点开始恒星形成，可能是由于早期恒星形成的反馈。此外，中心可能通过从周围的细丝中吸积物质来维持其恒星的形成。
2017-12-02 astro-ph.GA
Spatial distribution of small hydrocarbons in the neighborhood of the Ultra Compact HII region Monoceros R2
我们研究了与超紧凑的HII区域Mon R2相关的光子主导区域（PDR）中的小碳氢化合物的化学。我们的目标是确定在高紫外线照射的PDR中小烃的丰度的变化，并研究它们的化学性质。我们结合IRAM 30 m望远镜和Herschel获得的数据，对Mon R2的CH、CCH和c-C $_3$ H $_2$进行了观测研究。我们测定了这些物种的柱密度，并与多环芳烃（PAH）的空间分布进行了比较。我们比较了不同的化学模型的观测结果，探讨气相，颗粒表面和随时间变化的化学在这些环境中的相对重要性。小烃类的排放表现出不同的模式。CCH发射被扩展，而CH和c-C $_3$ H $_2$朝向PDR的更多照明层集中。c-C $_3$ H $_2$和CCH的柱密度比显示出高达几倍的空间变化，从包封中的$N(c-C$ _3 $H$ _2 $)/N(CCH)\approx0.004$增加到朝向8 $μ$ m发射峰的最大值$\sim0.015-0.029$。将这些结果与其他星系PDR进行比较，我们发现CCH的丰度在很宽的G $_0$范围内相当恒定，而c-C $_3$ H $_2$的丰度在低紫外PDR中较高。在Mon R2中，气相稳态化学可以相对较好地解释PDR的最暴露层中CH和CCH的丰度，但在再现c-C $_3$ H $_2$时不足10倍。在分子包层中，时间效应和颗粒表面化学在决定烃类丰度方面起主导作用。我们的研究…
2013-03-20 astro-ph.GA
Rotation of the Warm Molecular Gas Surrounding Ultracompact HII Regions
我们提出了分子线和1.4毫米连续观测角秒分辨率使用亚毫米阵列（SMA）对五个大质量恒星形成区。我们发现，围绕在每个HII区周围的温暖分子气体（如SO_2和OCS所追踪的）似乎正在经历体旋转。从分子谱线发射和连续发射的热分量，我们独立地推导出每个区域的气体质量，它们彼此一致。从自由自由的连续发射的组成部分，我们估计的最低恒星质量所需的电源HII区域，并发现，这个质量，当添加到派生的气体质量，是一个显着的部分，该地区的动态质量。
2009-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 500 pc filamentary gas wisp in the disk of the Milky Way
恒星的形成发生在分子气体中。在以前的研究中，分子气体的结构一直是从分子云的角度来研究的，但却忽略了云尺度之外的结构。本文对49.5 ° <l<52.5 °，-5.0km/s <vlsr <17.4km/s的分子气体进行了观测研究。分子气体是以一个巨大的（>= 500 pc）非定常气体的形式存在的。这具有很大的物理范围和~5 km/s的速度色散。银河系气体星云的东部位于银盘上方约130 pc处（相当于1.5-4个e-折叠标度高度），气体星云的总质量大于等于1 × 10^5太阳质量。它由两个分子云和一个膨胀的气泡组成。气泡的速度结构可以解释为受气泡膨胀扰动的平稳静止分量。气体云的长度远远超过了银河系分子盘的厚度，这与气体在分子云形成之前是冷的云形成情景是一致的。恒星形成发生在气泡（G52 L星云）的边缘，这与一些触发恒星形成的模型一致。
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Star Formation Law in Atomic and Molecular Gas
我们提出了一个简单的恒星形成的理论模型，其中在一个星系中的本地恒星形成率是由三个因素。首先，星际辐射场和分子自屏蔽之间的相互作用决定了气体中有多少部分是分子形式的，从而有资格形成恒星。其次，内部反馈决定了形成的分子云的性质，这些性质几乎与星系的性质无关，直到星系ISM压力与内部GMC压力相当。在这个极限以上，星系ISM压力决定了分子气体的性质。第三，GMC中反馈过程驱动的湍流使恒星形成缓慢，允许分子云中每自由落体一次就有一小部分气体转化为恒星。我们结合这些步骤的分析估计，制定一个单一的恒星形成的法律，并表明，恒星形成率，金属丰度，原子，分子和总气体的表面密度之间的预测相关性同意与观测。
2009-04-30 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
Effects of a caustic ring of dark matter on the distribution of stars and interstellar gas
具有$\textit{tricusp}$横截面的暗物质焦散环被预测位于银盘中。它们的半径在宇宙学时间尺度上以$1$ kpc/Gyr数量级的速率增加。当焦散环通过恒星的轨道时，轨道会受到强烈的扰动。我们发现，一颗恒星在一个近圆形的轨道上移动，首先被吸引到焦散环，然后移动，并围绕焦散约$1$陀螺仪返回到其原来的轨道振荡。结果，焦散环周围形成了恒星超密度。我们预测这样的超密度是$120\%$阶附近的第二焦散环的Monoceros环观察和$45$，$30$和$15\%$阶附近的第3，第4和第5焦散环，分别。我们表明，在焦散环附近的恒星的相关的整体速度小于几公里/秒。我们还确定了第五焦散环附近星际气体的密度分布，假设它在焦散和气体本身的引力势中处于热平衡。
2018-11-15 astro-ph.GA hep-ph
The high molecular gas content, and the efficient conversion of neutral into molecular gas, in jellyfish galaxies
在四个水母星系从GASP样品在红移$\sim 0.05$的磁盘中，我们检测到分子气体质量系统高于场星系。这些星系被来自星系团内部介质的冲压压力剥离了它们的气体，并且一般来说，相对于类似恒星质量的非剥离星系，它们以高速率形成恒星。我们发现，除非巨大的分子云在磁盘上是不受约束的冲压压力导致异常高的CO-到- $\rm H_2$转换因子，这些星系的分子气体含量比正常星系的类似质量高4-5倍，分子气体耗尽时间范围从$\sim$ 1至9 Gyr，对应于一般非常低的恒星形成效率。与包含类似量的分子和中性气体的正常螺旋盘相反，盘内的分子气体质量是中性气体质量的4倍和$\sim$ 100倍之间的因子。有趣的是，分子加上中性气体的总量与类似恒星质量的正常螺旋星系相似。这些结果强烈表明，在水母阶段的星系盘冲压压力导致一个非常有效的转换HI到$\rm H_2$。
2020-06-24 astro-ph.GA
Properties of Molecular Gas in Galaxies in Early and Mid Stage of Interaction: II. Molecular Gas Fraction
利用~（12）CO（1-0）和HI的成图数据研究了早中期相互作用星系中星际介质的性质.在标准CO-H_2转换因子的假设下，发现相互作用星系和孤立星系在分子气体质量、原子气体质量和总气体质量（原子和分子气体质量之和）上没有差别.然而，相互作用的星系比孤立的星系有更高的整体分子气体分数，整体fmol（分子气体质量与整个星系平均总气体质量的比率）。局部分子气体分数的分布，局部fmol（分子气体的表面密度与总气体的表面密度之比），与典型孤立星系的分布不同。通过像素到像素的比较，孤立的螺旋星系显示出沿着总气体的表面密度逐渐增加的局部fmol，直到它饱和在1.0，而相互作用的星系没有明显的关系。我们进行了像素到像素的理论模型拟合不同的金属丰度和外部压力。根据模型拟合，外压可以解释相互作用星系中局域fmol的变化趋势。假设相互作用星系的标准CO-H2转换因子为一半，像素到像素的理论模型拟合的结果变得比采用标准转换因子更差，尽管相互作用星系的全球fmol变得与孤立星系相同。我们的结论是，外部压力的发生是由于整个星系的冲击或由于巨大的分子云之间的碰撞。外部压力加速了从原子气体到分子气体的有效转变。在化学时间尺度上，即使星系碰撞引起的激波电离星际气体，在相互作用的早期也可以获得高的局域fmol。
2017-05-05 astro-ph.GA
GASP. XXII The molecular gas content of the JW100 jellyfish galaxy at z~0.05: does ram pressure promote molecular gas formation?
在GASP巡天中，我们分析了水母星系JW 100的ALMA观测结果，旨在研究星系团中冲压压力剥离对恒星形成猝灭的影响。我们发现了一个意想不到的大量的分子气体（$\sim 2.5 \times 10^{10} M_{\odot}$），其中30%位于剥离的气体尾部到$\sim$ 35千秒差距的星系中心。分子气体的整体运动学类似于电离气体所示的运动学，但对于沿剥离方向的双组分的清晰特征，仅在距圆盘2 kpc处检测到。线比$r_{21}$具有聚集分布，并且在尾部可以达到大的值（$\geq 1$），而其平均值较低（0.58，0.15分散度）。所有这些证据都有力地表明，在尾部的分子气体是新诞生的剥离HI气体或新凝聚的剥离扩散分子气体。在不同尺度上的干涉数据的分析表明，一个显着的分数（$\sim 40\%$）的分子气体的大尺度（$\geq 8$ kpc）在磁盘上扩展，这部分成为主要的尾部（$\sim 70\%$）。通过比较分子气体的表面密度与恒星形成率的表面密度来自从MUSE数据的\Ha发射，我们发现，在1千秒差距规模的耗尽时间是特别大的（$5-10$陀螺仪）无论是在冲压压力扰动区的恒星盘，并在复合物沿尾巴。
2019-12-13 astro-ph.GA
Thick disc molecular gas fraction in NGC 6946
最近的几项研究加强了星系中厚分子盘的存在，以及动态冷薄盘。假设一个两个组件的分子盘，我们模拟的NGC 6946光盘作为一个四个组件的系统组成的恒星，HI，薄盘分子气体，厚盘分子气体在垂直流体静力学平衡。接着，我们建立了流体静力平衡的联合Poisson-Boltzmann方程，并对其进行数值求解，得到了不同重子分量的三维密度分布。利用密度解和观测到的旋转曲线，我们进一步建立了分子盘的三维动力学模型，并连续模拟了CO的光谱立方体和光谱宽度分布。我们发现，不同的假设厚盘分子气体分数的模拟光谱宽度轮廓明显不同。几个CO光谱宽度轮廓，然后产生不同的假设厚盘分子气体分数，并与观察到的一个比较，以获得最佳拟合厚盘分子气体分数轮廓。我们发现NGC 6946的厚盘分子气体分数在整个分子盘上基本保持恒定，平均值为$0.70 \pm 0.09$。我们还估计了NGC 6946中平面外分子气体的数量。我们发现总分子气体中的$\sim 50\%$在中心区域是平面外的，而在分子盘的边缘，这部分减少到$\sim 15\%$。用我们的方法，第一次，我们估计厚盘分子气体分数作为半径的函数，在一个外部星系与sub-kpc分辨率。
2020-12-17 astro-ph.GA
H_2 molecular gas absorption-selected systems trace CO molecular gas-rich galaxy overdensities
吸收选择星系是研究高红移低质量星系的有效途径。然而，基本星系群的物理性质仍然不确定。特别是，多相环星系介质被认为包含了星系中气体流入和流出的关键信息，这些信息对星系演化模型至关重要。本文介绍了含H_2吸收体星系中CO分子气体的ALMA观测结果。在我们的六个吸收器的样本中，我们在五个吸收器场中检测到富含分子气体的星系，尽管我们没有针对高金属量（> 50%太阳能）系统，以前的研究报告了最高的检测率。令人惊讶的是，我们发现，大多数的吸收器与多个星系，而不是单一的晕。这些结果与大的碰撞参量一起表明，吸收中所见的含H_2气体不是扩展盘的一部分，而是存在于环星系和群内介质中的致密气袋中。
2021-06-08 astro-ph.GA
ALLSMOG: an APEX Low-redshift Legacy Survey for MOlecular Gas. I - molecular gas scaling relations, and the effect of the CO/H2 conversion factor
我们提出ALLSMOG，APEX低红移遗产调查分子气体。ALLSMOG是一项巡天观测计划，目的是用APEX望远镜观测恒星质量在8.5 < log（M*/Msun）< 10范围内的局部星系（0.01 < z < 0.03）样本中的CO（2-1）发射线。本文是前两个学期观测的数据发布和初步分析，包括在CO（2-1）中观测到的42个星系。通过将这些新的CO（2-1）发射线数据与档案HI数据和SDSS光谱相结合，我们编制了一个具有明确定义的分子气体质量，原子气体质量和气相金属丰度的低质量星系样本。我们探索的气体分数和气体消耗时间尺度的缩放关系，并测试我们的研究结果在多大程度上依赖于一个不同的CO/H2转换因子。我们发现H2/HI质量比与恒星质量密切匹配的半解析预测的增加。我们发现ALLSMOG星系的平均分子气体分数为MH 2/M* =（0.09 - 0.13），随恒星质量的增加而减小。我们测量的ALLSMOG星系的平均分子气体消耗时间尺度为0.4 - 0.7 Gyr。我们还确认了分子气体消耗时标的非普适性，其变化（与恒星质量）从~ 1亿年到~2千兆年。重要的是，我们发现H2/HI质量比、气体分数和非通用分子气体消耗时间尺度的趋势对最近的金属性依赖的CO/H2转化因子的范围都是稳健的。
2014-09-16 astro-ph.GA
Molecular cloud formation as seen in synthetic Hi and molecular gas observations
我们提出了合成的Hi和CO观测的热膨胀中性介质中的衰减湍流的模拟。我们首先提出的模拟，与云最初组成的群集块。自引力使这些团簇形成更均匀的稠密云。我们采用一个简单的辐射转移算法，并定义每个细胞<Av>> 1作为分子。然后，我们制作了Hi，无CO分子气体和CO的地图，并研究了以下几个方面：i）温暖，寒冷和分子气体的空间分布，发现了众所周知的层状结构，分子气体被冷Hi包围，被温暖Hi包围。ii）各种组分的速度，原子气体通常流向分子气体，并且这种运动反映在经常观察到的Hi分布的双峰形状中。这个结论是暂时性的，因为我们不包括反馈。iii）Hi自吸收（HISA）剖面的产生，以及HISA与分子气体的相关性。我们测试的建议，使用二阶导数的亮度温度高轮廓跟踪HISA和分子气体，发现局限性。在~秒差距的尺度上，该技术与实际HISA之间以及HISA与N（mol）之间的相关性得到了一定的一致性。它迅速恶化到亚秒差距尺度。iv）实际Hi气体的N-PDF和从Hi线轮廓回收的那些N-PDF，其中后者在气体变得光学厚的柱密度处具有截止值，因此错过了来自产生HISA的气体的贡献。我们发现，典型的引力收缩的幂律尾只在分子气体中观察到，并且，在总气体密度PDF中的幂律尾发展之前，还没有CO存在，这加强了引力收缩需要产生这种成分的概念。（节略）
2014-03-25 astro-ph.GA
OH as an Alternate Tracer for Molecular Gas: Quantity and Structure of Molecular Gas in W5
我们报告列密度的分子气体在W5恒星形成区域跟踪OH 18厘米发射在网格调查使用绿岸望远镜。OH出现跟踪一个更大的柱密度比CO在8个15例含有OH发射检测;这两个分子跟踪相同的柱密度为其他7例。OH和CO的痕迹类似的分子气体的形态与几乎一一对应。在含有OH排放的勘测部分中，由OH追踪的分子气体质量为$1.7$（+ 0.6或-0.2）$\times 10^4 M_{\odot}$，而相应的CO检测迹线为$9.9 \times 10^3 M_{\odot} (\pm 0.7) \times 10^3$。我们发现，对于吸收中观察到的线，假设均匀气体和连续分布的计算低估了1至2个数量级的列密度值，使它们不可靠，为我们的目的。在小于望远镜分辨率的尺度上，根据OH云结构对这种行为进行建模，使我们估计OH气体的填充因子为百分之几到百分之十。考虑填充因子的影响，也导致在一种方法，约束的激发温度值。W5的总分子气体含量可能是我们直接测量报告的大约两到三倍，因为我们从质量估计中排除了吸收线检测。
2019-01-08 astro-ph.GA
GASP. X: APEX detection of molecular gas in the tails and in the disks of ram-pressure stripped galaxies
星系团中的水母星系是理解密集环境中环境过程的关键工具。积分场光谱学的出现，最近允许研究一个显着的样品剥离星系的集群环境中的z $\sim 0.05$，通过GAs剥离现象的星系与MUSE（GASP）调查。然而，光谱学只能通过H $_α$发射来追踪电离气体成分，H $_α$发射在此红移下可以在kpc尺度上空间分辨。然而，各种气相（电离的、中性的、分子的）之间复杂的相互作用还有待理解。我们在这里报告的检测大量的分子气体都在尾巴和在4个水母星系的磁盘从GASP样品与恒星质量$\sim 3.5\times 10^{10}-3\times 10^{11} M_{\odot}$，表现出强烈的剥离。我们测量的分子气体的质量，在尾巴的金额为几个$10^9 M_{\odot}$和分子气体的总质量的范围之间的星系恒星质量的15和100%。星系内部的分子气体含量与正常旋涡星系的分子气体含量相一致，表明星系尾部的分子气体是就地形成的。我们发现电离气体发射$\rm Hα$和分子气体的量之间有明确的相关性。从APEX数据中测得的CO速度并不总是与底层的$\rm Hα$发射节一致，并且导出的恒星形成效应似乎很低。
2018-03-16 astro-ph.GA
VERTICO II: effects of HI-identified environmental mechanisms on molecular gas
在这篇VERTICO早期的科学论文中，我们详细探讨了HI中确定的环境机制如何影响星系团中分子气体库的分辨特性。利用ALMA ACA（+TP）对室女星系团的51个旋涡星系（其中49个被探测到）中的12 CO（2-1）进行了分子气体探测，这些星系都包括在VIVA HI巡天中。样本跨越9 < log M*/Msol < 11的恒星质量范围。我们研究分子气体径向配置文件，等密度半径，和表面密度作为星系HI不足和形态的函数。全球HI和H2缺乏之间存在弱相关性，分子气体的解析性质与HI缺乏相关：具有大HI缺乏的星系具有相对陡峭和截断的分子气体径向轮廓，这是由于外围低表面密度分子气体的去除。因此，虽然在HI中观察到的环境机制也影响分子气藏，但分子气的总量仅适度减少。
2023-01-12 astro-ph.GA
The Correlation Between Dust and Gas Contents in Molecular Clouds
本研究对567个分子云中尘埃与气体的三维形态进行比较，确认112个强相关云，并利用CO与尘埃观测测得线性气尘关系及标高。
2024-10-17 astro-ph.GA
Compact Molecular Gas Distribution in Quasar Host Galaxies
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列CO（2-1）观测了6个低红移帕洛玛-格林类星体，在kpc尺度上研究了它们的宿主星系分子气体的分布和运动学。虽然类星体的分子气体含量、分子气体比例和恒星形成速率与邻近的大质量恒星形成星系相似，但类星体宿主星系拥有异常致密的盘状分子气体分布，其中值半光半径为1.8 kpc，分子气体质量表面密度为$\gtrsim 22$ $M_\odot$ pc $^{-2}$。虽然分子气体的整体速度场主要由规则旋转到大半径，旋转速度与速度的色散比$\gtrsim 9$，核区域显示大量的运动学复杂性与小尺度的气体分布的子结构。倾斜环分析表明，运动学和光度位置角平均不对齐$\sim 34 \pm 26^\circ$，并提供了运动学扭曲的证据。这些观测结果提供了诱人的线索，详细的物理条件的周围环境的积极吸积超大质量黑洞。
2021-01-04 astro-ph.GA
Structured Molecular Gas Reveals Galactic Spiral Arms
利用波士顿大学-五学院射电天文台13 CO J=1-0银河系环巡天的观测数据，分析了银河系分子气体的亮度分布函数（BDF）和亮度分布指数（BDI），探讨了银河系分子气体结构的发展。BDI测量空间受限的明亮分子发射相对于在大面积上延伸的微弱发射的分数贡献。这个相对数量在很大程度上与分子气体的数量和任何传统的、预先设想的结构（如核心、团块或巨大的分子云）无关。在旋速图中，由较高BDI追踪到的结构分子气体沿着银河系的旋臂连续分布。这清楚地表明，分子气体在流过螺旋臂时会改变其结构。虽然高BDI气体通常与H II区域一致，但也有一些高BDI气体没有或很少有正在形成的恒星的迹象。这些结果支持了一个可能的进化序列，其中非结构化的，扩散的气体转化成结构化的状态遇到的螺旋臂，然后由恒星的形成和最终返回到非结构化状态后的螺旋臂通道。
2012-10-04 astro-ph.GA
3D modeling of the molecular gas kinematics in optically-selected jellyfish galaxies
本研究对4个晚型水母星系的恒星与分子气体分布及运动学建模，分析冲压剥离特征，发现分子气体受冲压影响弱于原子和电离气体，且分子气体质量-尺度关系与环境无关。
2023-04-07 astro-ph.GA
The MASSIVE survey - XI. What drives the molecular gas properties of early-type galaxies
在本文中，我们研究的分子气体含量的代表性样本的67个最大质量的早期型星系在本地宇宙中，均匀地从大规模的调查。我们提出了新的IRAM-30米望远镜观测30个这样的星系，使我们能够探测整个样品的分子气体含量，以固定的分子-恒星质量分数为0.1%。该代表性样品的总检出率为25 $^{+5.9}_{-4.4}$ %，通过结合MASSIVE和ATLAS $^{\rm 3D}$分子气体调查，我们发现联合检出率为22.4 $^{+2.4}_{-2.1}$ %。这个探测率似乎与星系的质量、大小、在基平面上的位置和局部环境无关。我们在这里首次表明，真正的慢旋转可以主机分子气体水库，但他们这样做的速度是显着低于快速旋转。在固定质量下具有较高速度色散的物体（较高的运动学凸起分数）不太可能具有可检测的分子气体，并且在气体确实存在的地方，具有较低的分子气体分数。此外，稠密环境中的卫星星系的分子气体与恒星质量比孤立天体低$\approx$ 0.6 dex。为了解释这些结果，我们创建了一个玩具模型，我们用它来约束这些系统中气体的起源。我们能够推导出一个独立的估计，在低红移宇宙中的气体丰富的合并率。这些富含气体的合并似乎主导了ETG的气体供应，但恒星质量损失，热晕冷却和螺旋星系的转变也起着次要的作用。
2019-03-21 astro-ph.GA
An accreting supermassive black hole irradiating molecular gas in NGC 2110
活动星系核（AGN）对恒星形成的影响对于我们理解超大质量黑洞与其星系之间的关系以及宇宙历史上星系的生长具有重要意义。我们报告了一个高分辨率的多阶段的核环境在附近的塞弗特星系NGC 2110使用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA），哈勃和斯皮策太空望远镜，和甚大望远镜/SINFONI的研究。我们确定了一个区域，这是显着弱的低激发CO $2\rightarrow1$发射冷分子气体，但似乎充满了电离和温暖的分子气体，这表明活动星系核是直接影响的性质的分子材料。使用多个分子气体示踪剂，我们证明，尽管缺乏CO线发射，分子气体的表面密度和运动学在整个区域变化平稳。我们的研究结果表明，活动星系核对恒星形成气体的影响可以相当局部化。与广泛持有的理论预期相反，我们发现分子气体对高能活动星系核反馈的强光仍然具有弹性。
2019-03-18 astro-ph.GA
Molecular and ionized gas kinematics in the GC Radio Arc
给出了射电弧区NH3和H64 a + H63 a的VLA观测结果，包括M0.20-0.033和G0.10-0.08分子云。这些观测结果表明，M0.20-0.033的两个速度分量在南部是物理连接的。ATCA的额外观测表明，这种联系是由于分子气体中的膨胀壳层，其质心位于五重星系团附近。G0.10-0.08的分子云几乎没有无线电连续谱，有强烈的分子发射和丰富的CH 3OH脉泽，类似于附近没有恒星形成的分子云：M0.25+0.01。在G0.10-0.08中检测到的这些特征表明致密的分子气体没有当前恒星形成的迹象。
2016-09-30 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants: I. Formation of Molecular Gas Disks
我们提出了< 1千秒差距分辨率CO成像研究37光学选择当地合并残留物使用新的和存档的干涉图获得ALMA，CARMA，SMA和PdBI。我们用NRO 45 m望远镜获得的单碟测量值补充了一个子样本，以估计分子气体质量（10^7 - 10^11 M_sun），并评估干涉测量值的缺失通量。在具有强CO探测的源中，我们发现80%（24/30）的样品在其速度场中显示出旋转分子气体盘（包括核环）的运动学特征，这些盘的尺寸在1.1 kpc到9.3 kpc之间变化显著。在54%的源中，分子气盘的尺寸比K带有效半径更紧凑。这些小的气体盘可能是由过去的气体流入形成的，这些气体流入是由潜在的合并事件期间的动力学不稳定性触发的。另一方面，其余（46%）的源具有相对于恒星成分延伸的气体盘，可能形成具有中央恒星隆起的晚型星系。我们对观测数据的新汇编表明，在合并的最后阶段，核气体盘和扩展的分子气体盘是常见的。这一发现与最近的主要合并模拟富含气体的祖盘是一致的。最后，我们认为，在高红移观测到的一些旋转支持的湍流盘可能来自最近经历了一次重大合并的星系。
2014-07-25 astro-ph.GA
Molecular Gas during the Post-Starburst Phase: Low Gas Fractions in Green Valley Seyfert Post-Starburst Galaxies
后恒星暴增（PSB）是快速从恒星暴增转变为静止星系的候选者。研究了在z ~ 0.03 - 0.2范围内PSB的分子气体演化.我们利用ARO亚毫米望远镜对22个Seyfert PSB候选者进行了新的CO（2-1）观测。这个样本补充了以前的样本PSB包括绿谷PSB与Seyfert类发射，使我们能够分析的第一次116 PSB的分子气体性质的各种活动星系核的属性。在冷气体巡天中，PSB中分子气体与恒星质量比的分布与正常的恒星形成星系有很大的不同。具有类似Seyfert发射线比率的PSB的组合样品具有甚至更显著不同的气体分数分布，并且更宽（~ 0.03-0.3）。它们中的大多数都比正常的恒星形成星系具有更低的气体分数。我们发现WISE 12微米至4.6微米的通量比和PSB和正常星系中的分子气体分数之间存在非常显著的相关性。我们在27%的塞弗特光合细菌中检测到分子气体。考虑到上限，我们的Seyfert PSB样品中气体分数分布的平均值和分散度要小得多（平均值= 0.025，标准偏差）。= 0.018）比之前的Seyfert PSB或一般PSB样本（平均值约为0.1 - 0.2，标准差约为0.018）。约0.1 - 0.2）。
2017-05-01 astro-ph.GA
Molecular gas as the driver of fundamental galactic relations
最近有很多工作致力于探索质量-金属丰度关系中的次级相关性，并证明了对恒星形成率和HI含量的显著依赖性。以前，分子气体数据的缺乏（结合样品选择的偏见）阻碍了任何这样的关系与分子气体含量的调查。在这项工作中，我们收集了来自红移范围0 < z < 2的各种调查的221个星系的样本，以探索分子气体含量和金属丰度之间的联系。我们探讨了气体质量的质量-金属丰度关系的影响，发现从关系的偏移量是负相关的分子和总气体质量。然后，我们采用了主成分分析技术，探索二次依赖的质量金属丰度关系，发现与气体质量的二次依赖性显着强于恒星形成率，因此，潜在的“基本金属丰度关系”是恒星质量，金属丰度和气体质量之间。特别地，金属丰度对SFR的依赖性仅仅是对分子气体含量的依赖性的副产品，通过施密特-肯尼库特关系。最后，我们注意到，我们的主成分分析发现，基本上没有气相金属丰度和恒星形成的效率之间的联系。
2015-09-10 astro-ph.GA
Molecular gas in the outflow of the Small Magellanic Cloud
我们报告的第一个证据分子气体在两个原子氢（HI）云与气体流出的小麦哲伦云（SMC）。我们使用的阿塔卡马探路者实验（APEX），以检测和空间分辨个别团块的CO（2-1）排放在这两个云。CO团簇是紧凑的（~ 10 pc）和动态冷（线宽< 1 km/s）。大多数CO发射似乎与HI发射的峰值相抵消，一些分子气体位于没有明显HI对应物的区域。我们估计每个云团中的总分子气体质量为10^3-10^4兆太阳，分子气体占总冷气质量的30%（分子+中性）。在假设这些气体正在逃离星系的情况下，我们计算出在距离大于1 kpc的地方，冷气体的流出速率为0.3-1.8 Msun/yr，质量负载因子为3 - 12。这些结果表明，像SMC这样的矮星系中相对较弱的恒星形成驱动风能够加速大量的冷而致密的物质，并将其注入周围环境。
2019-10-23 astro-ph.GA
Evolution of Cosmic Molecular Gas Mass Density From z ~ 0 to z = 1 -1.5
我们试图通过结合恒星形成星系的恒星质量函数和它们的平均分子气体质量分数来约束$z =1-1.5$和局域宇宙中的宇宙分子气体质量密度。平均分子气体质量分数取自最近对恒星形成星系在红移处的CO观测。宇宙分子气体的质量密度在$z=1-1.5$下为$ρ_{\rm H_2} = (6.8-8.8)~\times~10^7~M_\odot~{\rm Mpc}^{-3}$，在$z \sim 0$下为$6.7 \times 10^6~M_\odot~{\rm Mpc}^{-3}$，通过向下积分到$0.03~M^\ast$。虽然这些值有各种不确定性，但$z =1-1.5$的宇宙分子气体质量密度大约是本地宇宙的10倍。$z \sim 1-2$的宇宙恒星形成率密度也比本地宇宙大10倍左右。我们的结果表明，在$z=1-1.5$大的宇宙分子气体质量密度解释了大的宇宙恒星形成率密度在$z \sim 1 -2$。
2016-12-14 astro-ph.GA
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
The Impact of Molecular Gas on Mass Models of Nearby Galaxies
我们目前的CO速度场和旋转曲线的样本附近的星系，从HERACLES调查的数据的基础上。我们结合我们的数据与文献的东西，SINGS和KINGFISH的结果提供了一个全面的样本，包括分子气体的盘星系的质量模型。我们比较的分子（CO从赫拉克利斯）和原子（${\rm H{\scriptstyle I}}$从东西）气体分布的运动学，以确定在何种程度上CO可用于探测星系内部的动态。在一般情况下，我们发现良好的协议之间的CO和${\rm H{\scriptstyle I}}$运动学与小的差异，在内部的一些星系。我们添加的分子气体的质量模型在我们的星系的贡献，通过使用两个不同的转换因子$\mathrm{α_{CO}}$转换CO光度分子气体质量的表面密度-恒定的银河系的值和径向变化的配置文件在最近的工作中确定的东西，赫拉克勒斯和KINGFISH数据的基础上。我们研究了分子气体的加入对Navarro-Frenk-White（NFW）晕旋转曲线和观测激发的伪等温晕的相对影响。在我们的样本中，分子气体的贡献因星系而异-对于那些有大量分子气体含量的星系，使用不同的$\mathrm{α_{CO}}$值可以导致分子气体的相对贡献的显着差异，因此，星系中心区域的暗物质晕旋转曲线的形状。
2015-12-04 astro-ph.GA
A$^{3}$COSMOS: A census on the molecular gas mass and extent of main-sequence galaxies across cosmic time
第一次限制在$0.4<z<3.6$的$>10^{10}$ M $_{\odot}$主序星（MS）星系的质量完整样本的分子气体的平均质量和范围。我们应用一个创新的$uv$为基础的叠加分析，一个大的档案阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的意见。这种叠加分析提供了星系群分子气体的平均质量和范围的测量。MS星系的分子气体质量随红移和恒星质量的变化而变化。在所有恒星质量下，分子气体分数从$z\sim3.2$到$z\sim0$减少了24倍。在给定的红移下，MS星系的分子气体比例随着恒星质量的减少而减少，其速度与它们的特定恒星形成率的减少大致相同。MS星系的分子气体耗尽时间大致保持在$z>0.5$，值为3亿~ 5亿r，但从$z\sim0.5$到$z\sim0$增加了3倍。MS星系的分子气体耗尽时间的这种演化可以从它们的分子气体表面密度的演化和一个似乎普遍的仅MS的$Σ_{M_{\rm mol}}-Σ_{\rm SFR}$关系来预测，其推断斜率为1.13，即，所谓的KS关系。MS星系的远红外尺寸没有随红移或恒星质量的显著变化，平均圆化半光半径为2.2 kpc。最后，我们的平均分子气体质量低于以前的估计，可能是由于文献研究偏向于单独检测的MS星系与大量的气体水库。一阶，分子气体含量的MS星系调节其恒星形成整个宇宙时间，而其恒星形成效率的变化起着次要的作用。尽管它们的气体含量和SFR有很大的演变…
2022-01-28 astro-ph.GA
The Life Cycle of the Central Molecular Zone. II: Distribution of atomic and molecular gas tracers
我们使用Armillotta等人（2019）提出的内部星系的流体动力学模拟来研究CMZ内的气体分布和运动学。我们使用的分辨率足够高，以捕捉气体发射在密集的分子示踪剂，如NH3和HCN，并模拟了50万年的时间窗口，足够长的时间来捕捉阶段，在此期间，CMZ经历了静态和激烈的恒星形成。然后，我们后处理的模拟CMZ计算其空间依赖的化学和热状态，产生合成的排放数据立方体和HI和分子气体示踪剂CO，NH3和HCN的地图。我们发现，从地球上看，在CMZ的气体主要分布在两个平行的和细长的功能，从积极的方向和速度，负的方向和速度。这两股气流中的分子气体排放并不均匀，它主要与通过尘埃带流向银河系中心的气体与环内轨道气体碰撞的区域有关。我们的模拟数据立方体再现了在观测到的CMZ中发现的一些特征。然而，当我们使用我们的结果来解释单个分子云的位置时，出现了一些差异。最后，我们表明，当CMZ附近的一个激烈的恒星形成的时期，环主要是破碎的超新星反馈的结果，和大部分的发射来自恒星形成的分子云。这种形态和恒星形成率之间的相关性应该可以在河外CMZ的观测中检测到。
2020-02-14 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
The correlation between WISE 12 $μ$m emission and molecular gas tracers on sub-kpc scales in nearby star-forming galaxies
我们补充马拉当致密气体样品在附近的星系与档案观测的$^{12}\rm CO$及其同位素，以确定宽视场红外巡天探测器（WISE）12 $μ$ m的排放和分子气体示踪剂在次千秒差距尺度之间的标度关系。我们发现12 $μ$ m光度与$^{12}\rm CO$的相关性比与$^{13}\rm CO$或致密气体示踪剂的相关性更紧密。在$Σ_{\rm mol}$非常低的区域（$\sim 10~{\rm M_{\odot}~pc^{-2}}$），预测和观察到的$^{12}\rm CO$之间的残差仅与分子气体质量表面密度（$Σ_{\rm mol}$）弱相关。在此极限以上，$^{12}\rm CO$残差与分子气体的物理条件没有相关性，而$^{13}\rm CO$残差取决于气体的光学深度和温度。通过分析星系与星系之间的差异，我们证实了$^{12}\rm CO$-12 $μ$ m关系是强有力的和统计上的强大的恒星形成星系和活动星系核主机。这些结果表明，WISE 12 $μ$ m排放可用于追踪总分子气体而不是致密分子气体，这可能是因为多环芳烃（PAH，WISE 12 $μ$ m排放的主要贡献者）可与$^{12}\rm CO$追踪的气体充分混合。我们建议WISE 12 $μ$ m光度可以用来估计分子气体的表面密度，用于星系恒星形成过程的统计分析。
2022-10-05 astro-ph.GA
Molecular and atomic gas along and across the main sequence of star-forming galaxies
我们使用光谱的ALORFA，GASS和COLD GASS调查量化的平均原子和分子气体质量分数的变化在整个SFR-M* 平面和沿主序列（MS）的恒星形成星系。虽然远低于MS的星系往往在阿雷西博和IRAM观测中未被检测到，但通过光谱叠加技术可以获得可靠的平均原子和分子气体分数。我们发现，在SFR-M* 平面的星系的位置可以解释主要是由他们的全球冷气体水库中观察到的HI线，此外系统的变化，在分子原子比和恒星形成效率。当观察MS +/-0.4 dex范围内的星系时，我们发现随着恒星质量的增加，原子和分子气体的质量分数都会减少，恒星凸起变得更加突出，平均恒星年龄增加。无论是恒星形成效率和分子原子比变化不大的大质量主序星星系，表明MS的扁平化是由于全球减少的冷气体水库的星系，而不是在转换过程中的瓶颈冷原子气体恒星。
2016-07-18 astro-ph.GA
2MASS wide field extinction maps: IV. The Orion, Mon R2, Rosette, and Canis Major star forming regions
我们提供了一张覆盖猎户座、麒麟座R2、玫瑰座和大犬座分子云的大区域（约2200 deg^2）的近红外消光图。我们使用了强大的和最佳的方法来映射尘埃柱密度在近红外（NICER和NICEST）到2微米全天巡天（2 MASS）点源目录的约1900万颗恒星。在该领域的相关区域，我们达到了一个1西格玛误差为0.03 mag的K波段消光与3弧分的分辨率。我们通过比较观测到的前景恒星密度与星系模型的预测来测量云的距离，从而获得d_{Orion A} =（371 +/- 10）pc，d_{Orion B} =（398 +/- 12）pc，$d_{Mon R2} = (905 +/- 37) pc, $ d_{Rosette} =（1330 +/- 48）pc，和$ d_{CMa} =（1150 +/- 64）pc，这些值与独立估计值相比非常好。
2011-07-26 astro-ph.GA
The State of the Molecular Gas in Post-Starburst Galaxies
星系中的分子气体既追踪恒星形成的燃料，也追踪可以增强或抑制恒星形成的过程。因此，对分子气体状态的观测可以指出星系何时以及为什么停止形成恒星。在这项研究中，我们提出了ALMA观测星系中的分子气体通过后星爆阶段的演变。这些星系目前的恒星形成率很低，无论使用SFR示踪剂，最近的恒星爆发在过去的6亿年内结束。本文介绍了三个星暴后星系的CO（3-2）观测结果，以及六个（四个新的）星暴后星系的致密气体HCN/HCO+/HNC（1-0）观测结果。星暴后的CO谱线能量分布（SLED）跟踪到CO（3-2）的低激发，比星暴星系更类似于早期类型。低激发表明，较低的密度，而不是高温可能会抑制恒星形成在后星爆阶段。一个星系显示出由CO（3-2）追踪的蓝移外流。MaNGA观测表明，电离气体的速度相对于恒星速度场是扰动的，与分子气体流出对齐的蓝移分量，暗示了多相流出。低比率的HCO+/CO，表明低分数的致密分子气体相对于总的分子气体，被认为是整个后星爆阶段，除了这里考虑的最年轻的后星爆星系。这些观察结果表明，任何反馈或淬灭过程的影响可能仅限于低激发和弱流出的冷分子气体在后星爆阶段。
2022-12-12 astro-ph.GA
Complex distribution and velocity field of molecular gas in NGC 1316 as revealed by Morita Array of ALMA
本文介绍了利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的森田阵在kpc分辨率下对cD星系NGC 1316进行的$^{12}$ CO（$J$ =1-0）镶嵌观测的结果。我们首次揭示了分子气体在中心区域的详细分布：在西北部的壳结构，在中心的东南部几乎没有解决的斑点和它们之间的一些团块。用标准Milky-Way CO到H $_2$转换因子得到的总分子气体质量为$(5.62 \pm 0.53)\times10^8$ M $_\odot$，这与以前的研究一致。分子气体的扰动速度场表明，如果分子气体具有外部来源并且处于沉降到旋转盘中的过程中，则分子气体是最近注入的（$<1$ Gyr）。假设一个低质量的富含气体的星系已经吸积，则气体与尘埃的比率和H $_2$与HI的比率分别异常低（$\sim 28$）和高（$\sim 5.6$）。为了解释这些比率，应该考虑其他过程，例如有效的尘埃形成和相互作用期间从原子气体到分子气体的转换。我们还讨论了核喷流与分子气体的相互作用。
2019-05-27 astro-ph.GA
An enormous molecular gas flow in the RXJ0821+0752 galaxy cluster
本文介绍了RXJ 0821.0 +0752星系团的X射线观测结果，以及ALMA观测到的CO（1-0）和CO（3-2）谱线，这些谱线追踪了星系中心的分子气体。所有的CO线发射，起源于一个$10^{10}\,M_{\odot}$分子气体库，位于几个千秒差距远离中央星系的核心。冷气体被浓缩成两个主要的团块，周围是一个扩散的包层。它们形成一个宽的灯丝，与从星系团核心发出的明亮X射线羽流相吻合。这个羽流包含一个假定的X射线空腔，其大小仅足以提升百分之几的分子气体。与其他最明亮的星系团不同，受激冷却，即X射线空洞提升低熵星系团气体直到它变得热不稳定，不可能产生观察到的气体库。相反，分子气体很可能是由于附近星系引起的团内介质的晃动而形成的。晃动可以通过从银河系中心驱逐气体来模拟抬升。这种气体的冷却时间最短，因此如果中断足够长的时间，就会冷凝。
2018-11-23 astro-ph.GA
Towards sub-kpc scale kinematics of molecular and ionized gas of star-forming galaxies at $z\sim1$
本文根据ALMA和MUSE的观测结果，在$z\sim1$上比较了两个强透镜星系的分子和电离气体运动学。我们得到了这两个星系的CO和[OII]旋转曲线和色散分布。我们发现所观察到的分子和电离气体的旋转曲线的星系之一，宇宙蛇，我们获得了几百秒差距沿主轴的空间分辨率之间的差异。分子气体的旋转曲线比电离气体的旋转曲线更陡。在第二个星系A521中，分子和电离气体的旋转曲线是一致的，但在长轴上的空间分辨率只有几个kpc。使用模拟，我们调查的气体盘的厚度和有效半径上观察到的旋转曲线的效果，并发现，更广泛和更厚的磁盘平滑的曲线。我们还发现，存在一个强烈倾斜的厚盘（>1 kpc）可以平滑的旋转曲线，因为它降低了沿视线的空间分辨率。通过使用恒星盘和两个气体盘建立模型，我们再现了宇宙蛇的旋转曲线，分子气体盘比电离气体盘质量更大，径向和垂直方向上更集中。最后，我们还得到了宇宙蛇中分子和电离气体的内禀速度色散分别为18.5 ± 7 km/s和19.5 ± 6 km/s，这与分子盘具有更小更薄的盘相一致。对于A521，本征速度色散值为11 ± 8 km/s和54 ± 11 km/s，电离气体的本征速度色散值较高。这可能表明，在这个星系中，电离气体盘更厚，更动荡。这些结果突出了在$z\sim1$的分子和电离气体盘的不同空间分布，并建议在这个时代的厚电离气体盘的存在。
2019-09-16 astro-ph.GA
Properties of Molecular Gas in Galaxies in Early and Mid Stage of the Interaction: I. Distribution of Molecular Gas
为了了解分子气体在星系-星系相互作用中的行为，我们对4个相互作用星系在相互作用的早期和中期进行了12 CO（J = 1-0）成图观测.观测是使用野边山射电天文台的45米望远镜进行的。我们比较了我们的CO总通量与以前获得的单碟观测，发现它们之间没有差异。应用一个典型的CO-H2转换因子，所有组成星系的分子气体质量都超过10^9太阳质量。与HI、Ks和SF的Halpha、FUV、8 μ m和24 μ m等示踪剂的比较表明，在相互作用的早期阶段，相互作用星系中分子气体的分布不同于原子气体、恒星和恒星形成区。如果没有相互作用的结果，这些差异就无法解释。在相互作用的早期阶段，相互作用星系的分子气体中心浓度低于孤立星系，这表明在相互作用的初期，分子气体是偏离中心分布和/或扩展的。
2012-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the molecular gas towards a bright rimmed cloud at the infrared dust bubble N30
本文对位于红外尘埃泡N30北侧的亮边云的分子气体进行了研究。利用12 CO，13 CO和C18 O J=3-2线的发射，以及红外和射电连续谱数据，我们表征了气泡和相关的分子云。此外，我们还分析了亮边云13 CO/C18 O丰度比的行为，并寻找有关最近恒星形成的线索。
2020-01-08 astro-ph.GA
The Evolution of NGC 7465 as Revealed by its Molecular Gas Properties
我们提出了ALMA观测CO同位素和高密度分子示踪剂（HCN，HCO+，CN等）。在NGC 7465中，一个异常富含气体的早期星系，最近获得了冷气体。在内部300 pc，分子气体运动学相对于所有其他星系成分是不对齐的;当气体向内工作时，它被扭转到围绕恒星运动学解耦核心（KDC）的极地轨道上，这表明恒星KDC与当前的气体吸积事件无关。该星系的核心也显示出异常高的12 CO/13 CO线比率，但13 CO/C18 O比率是典型的。我们的计算表明，这一结果并不一定表明一个不寻常的[12 CO/13 CO]丰度比，而是12 CO（1-0）是光学薄，由于高温和/或大线宽与内部去耦，错位分子结构。高密度示踪剂的线比表明，NGC 7465中分子气体的密度相比邻近星系的典型密度低，可能是由于最近的气体吸积。所有观察到的NGC 7465的分子性质都与它从螺旋星系获得分子（和原子）气体相一致。对其他早期型星系中的CO同位素的进一步详细研究，对于研究那些可能从矮星获得气体的星系的历史是有价值的。最后，这些ALMA数据还显示了一个未知的线源，可能是一个背景星系，类似于在z=1-3的盲CO调查中发现的星系。
2021-01-27 astro-ph.GA
Galaxy metallicities depend primarily on stellar mass and molecular gas mass
在这项工作中，我们提出了一个四维参数空间定义的恒星质量，金属丰度，恒星形成率，和分子气体质量的星系的行为分析。我们分析了227个星系的组合样本，这些样本来自于红移范围0 < z < 2的一些调查（> 90%的样本在z~0），并涵盖> 30年的恒星质量。使用主成分分析，我们证明，我们的样本中的星系位于一个二维平面内的这个4D参数空间，表明星系存在于气体流入和流出之间的平衡中。此外，我们还发现星系的金属丰度只取决于恒星质量和分子气体质量。换句话说，一旦考虑到分子气体含量的相关影响，气相金属丰度对恒星形成率的依赖性可以忽略不计。因此，众所周知的“基本金属丰度关系”描述了金属丰度与SFR（在固定恒星质量下）之间的密切和紧密关系，完全是与分子气体质量的基本物理关系（通过施密特-肯尼库特关系）的副产品。
2016-06-13 astro-ph.GA
