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연구팀은 CCSD(T)-F12A 방법과 aug-cc-pVTZ 기저함수로 HMgC₃N–He 2차원 퍼텐셜 에너지 곡면을 구성하고, 양자 근접결합(CC) 계산으로 회전준위 j=20까지, 온도 3~50K 구간에서 Δj=±1, ±2, ±3 전이의 상태별 적분 단면적과 온도 의존 속도계수를 산출했다. 속도계수는 Δj=±2 전이에 대한 선호가 뚜렷하게 나타났다. 이 충돌 자료를 복사전달 모델에 적용해 χ² 최소화로 구한 최적값은 H₂ 수밀도 n(H₂)=1.233×10⁵ cm⁻³, 기둥밀도 N(HMgC₃N)=1.831×10¹² cm⁻²로, 관측 추정값 (3.0±0.6)×10¹² cm⁻²와 대략적으로 일치했다. 저자들은 이 자료가 분자운에서 HMgC₃N의 비(非)LTE 연구와 회전 들뜸·복사전달의 보다 현실적인 처리를 뒷받침한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
arXiv에 게재된 연구는 분자운(MCs)의 질량밀도-크기 스케일링 법칙을 미분형과 적분형 두 가지 형태로 분석해 각각 분자운의 국소적·전역적 프랙탈 구조를 규명했다. 연구진은 질량밀도 확률밀도함수(PDF)와 유효 크기가 같은 분자운들을 하나의 추상적 구형 구름으로 대표하는 '분자운 앙상블' 개념을 활용했으며, 두 스케일링 지수를 연결하는 1차 선형 미분방정식을 유도하고 그 정확해를 구했다. 적용 사례로는 초음속 난류가 지배하는 진화 초기 단계에 해당하는 로그정규 분포와 별 형성이 일어나는 후기 단계를 기술하는 멱법칙 꼬리(power-law tail) 두 가지 PDF를 다뤘다. 도출된 스케일링 지수 결과는 기존 분자운 관측 및 시뮬레이션과 정성적·정량적으로 일치했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
분자운은 난류, 자체중력, 기체 압력이 상호작용하는 복잡한 다중 규모 역학을 보이지만, 기존 격자 기반 방법은 공간 해상도와 차원이 커질수록 계산 비용이 급증한다. 연구진은 지배 방정식을 학습 목표에 직접 포함시키는 격자 없는(mesh-free) 기법인 물리정보 신경망(PINN)을 천체물리학적으로 타당한 난류 속도장으로 초기화한 등온 분자운에 적용해, 2차원과 3차원에서 아음속·초음속 진화를 다루고 유한체적 코드 Athena++와 밀도·속도장을 비교 검증했다. PINN은 여러 난류 실현값, 마하수, 차원에 걸쳐 다수의 자유낙하 시간 동안 흐름의 전역적 진화를 정확히 재현했으며, 학습 비용은 공간 해상도 의존성이 약해 128^3에서 1024^3으로 늘어날 때 증가폭이 25% 미만이었다. 연구진은 이 결과가 PINN이 기존에 탐색된 것보다 훨씬 현실적인 자체중력 난류 흐름을 모델링할 수 있음을 보여주며, 이러한 계를 연구하는 보완적 프레임워크가 될 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
APOGEE 분광 탐사 자료와 PS1·2MASS·WISE의 10개 밴드 측광 자료를 결합해 가까운 고밀도 분자운 9곳에서 먼지 소광 곡선의 형태 변수 R(V)를 측정한 연구다. 대부분의 분자운에서 R(V)와 E(B-V)가 양의 상관관계를 보였으나 상관관계의 강도는 분자운별로 크게 달랐다. 상관관계가 가장 강한 분자운들은 동일한 E(B-V)에서 R(V)의 분산이 매우 컸는데, 분자운을 여러 영역으로 세분하면 이 분산이 급격히 줄어들었다. 연구진은 이를 밀도 외의 국소 환경 조건이 R(V)-E(B-V) 관계를 형성한다는 의미로 해석했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구팀은 성운 금속함량이 태양 금속함량의 약 1/9에서 1/3에 이르는 근거리 왜소은하 네 곳을 ALMA로 3~4pc 해상도의 CO(2-1) 지도로 관측했다. 구름 탐색 알고리즘을 적용해 표본 전체에서 200개 이상의 분자운을 찾아냈으며, 이 가운데 약 50개는 금속함량이 1/9 Z_sun인 NGC3109에 있어 지금까지 파섹 규모로 관측된 분자운 집단 중 금속함량이 가장 낮다. 분해된 구름들의 크기-선폭 관계는 네 은하에서 서로 비슷하고 기울기도 우리은하와 닮았으나, 같은 크기의 구름에서 속도 분산은 더 낮게 나타났다. 또한 CO가 밝은 중심부 바깥에서도 중심부와 비슷한 속도 범위의 희미하지만 유의미한 CO 방출이 확인됐는데, 연구팀은 CO가 원적외선으로 추적되는 먼지와 공간적으로 겹치는 점을 근거로 낮은 금속함량에도 기체와 먼지에 의한 차폐가 효과적으로 작동한 결과로 해석했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 왜소은하와 원반은하 30개를 대상으로 덴드로그램 알고리즘으로 분자운을 식별하고, CO 및 중적외선 방출로부터 각각 분자가스 질량(M_H2)과 별 형성률(SFR)을 도출했다. 그 결과 모든 은하에서 일관된 M_H2–SFR 관계가 나타났으며 은하 환경에 따른 민감도는 거의 없었다. 분석을 서브파섹 규모까지의 우리은하 분자운 하부구조와 인근 은하 311개로 확장했을 때도 이 관계는 분자가스 질량과 SFR의 10자릿수 범위에 걸쳐 유지됐다. 연구진은 분자운 내부에 묻힌 고밀도 덩어리(clump)에서 별이 형성된다는 이론 모델이 관측된 관계를 재현한다고 밝혔으며, 덩어리 규모에서 환경 의존성이 약하다는 점이 은하 간 M_H2–SFR 관계의 보편성을 설명할 가능성을 제시한다고 설명했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 Brunt & Federrath(2014, BF14) 난류 모드 분석 기법을 외부은하인 M33의 분자운에 적용했다. 13CO(2-1) 관측으로 확인된 128개 분자운 가운데 품질 기준을 통과한 54개를 주 표본으로, 더 엄격한 추출 패딩 기준(PAD=2)을 적용한 25개를 부분 표본으로 삼아 정량 분석을 수행했다. 두 표본 모두 솔레노이달(비압축성) 성분 비율의 평균값이 R ≈ 0.22, 중앙값은 각각 R ≈ 0.18과 0.17로 일치해 난류 에너지에서 압축성 운동이 우세함을 시사했으며, 은하중심거리나 최근 별 형성 지표에 따른 뚜렷한 계통적 변화는 발견되지 않았다. 연구진은 현재 외부은하 분자선 관측의 제한된 공간분해능에도 BF14 기법을 분광 관측만으로 근거리 은하에 신뢰성 있게 적용할 수 있음을 보였으며, 이는 BF14 형식론 전체를 외부은하 분자운 관측에 적용한 첫 사례라고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구팀은 SOFIA/HAWC+의 아카이브 데이터 52건(절반 이상은 미발표)을 활용해 53μm~214μm 네 개 원적외선 파장대에서 근거리 분자운 26곳의 편광 특성을 종합 분석했다. 편광률이 파장에 따라 변하는 '편광 스펙트럼'은 먼지 온도보다 기둥밀도(column density)에 더 강하게 의존했으며, 0.052pc 분해능에서는 하강형, 0.32pc 분해능에서는 평탄형으로 나타나 분해능이 관측된 편광 스펙트럼에 중요한 역할을 함을 시사했다. 연구팀은 0.1pc 이하 소규모 구조의 따뜻한 먼지 방출이 근거리 영역 데이터에서만 분해되는 다른 자기장 구조를 추적한다고 제안했다. 또한 데이터 전반에서 선호되는 자기장 방향이 없었는데, 이는 파섹 규모 영역의 자기장이 주로 은하면과 평행한 대규모 자기장과 분리돼 있음을 의미한다. 편광률과 기둥밀도의 관계는 분자운마다 달랐지만, 편광률과 편광각 분산의 상관관계는 모든 영역에서 일관되게 나타났다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
성간물질에서 우주 황의 상당 부분이 확인되지 않는 '사라진 황(missing sulfur)' 문제를 규명하기 위해, 연구진은 분자운 환경을 모사한 조건에서 황 원자의 표면 반응 과정을 실험적으로 조사했다. 레이저 기반 in-situ 검출법으로 천체물리학적으로 관련된 규산염 기판과 비정질 고체 얼음(ASW) 위에 흡착된 황 원자를 직접 추적한 결과, 황 원자는 규산염 표면에 강하게 화학흡착되며 ASW가 승화된 뒤에도 결합 상태를 유지해 관측으로는 보이지 않게 되는 것으로 나타났다. 이 결과를 결합한 천체화학 모델은 분자운 내 전체 황 총량 가운데 최소 10퍼센트가 규산염 먼지 입자에 붙잡혀 있어야 한다고 제시한다. 연구진은 규산염 위의 황 화학흡착이 황 고갈을 이끄는 핵심 메커니즘이며 사라진 황 문제에 대한 물리적 설명을 제공한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 Milky Way Imaging Scroll Painting 탐사의 고감도 12CO·13CO J=1-0 데이터를 이용해 은하면 제2사분면(139.75도 ≤ l ≤ 159.75도, -5.25도 ≤ b ≤ 8.25도)의 분자운 계층 구조를 통계적으로 분석했다. DBSCAN과 비이진 Dendrogram 알고리즘으로 2,912개의 13CO 분자운을 식별한 결과, 선폭-크기 관계의 멱법칙 지수는 국부 나선팔에서 약 0.32, 페르세우스팔과 외곽팔에서 약 0.42로 나선팔에 따라 달랐고, 비리얼 파라미터는 분자운의 크기·질량·표면밀도와 음의 상관을 보였다. 개별 분자운 내부(Type 4) 관계에서는 선폭-크기 지수가 약 0.3~0.8 범위로 음속 마하수와 양의 상관을 보여, 이 관계가 보편적이지 않고 분자운의 압축성에 의존함을 시사했다. 또한 하부구조의 개수와 min_delta 파라미터로 표현되는 구조적 복잡성은 음속 마하수가 아니라 표면밀도와 상관을 보였으며, 이는 난류만 고려한 자기유체역학 시뮬레이션 결과와 상반된다. 연구진은 이러한 결과들이 순수 난류 지지 시나리오보다 중력이 조절하는 계층적 역학 모델에 더 부합한다고 결론지었다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
3차원 비이상(non-ideal) MHD 시뮬레이션에서 추출한 밀도·자기장 이력을 따라 단일 영역(one-zone) 먼지 진화와 전리 계산을 수행한 연구다. 초기 자기장이 강할수록 수축이 지연돼 먼지가 성장할 시간이 늘어나며, n_H=10^6 cm^-3에서 질량가중 평균 먼지 크기는 초기 자기장 20 μG일 때 1.2 μm, 50 μG일 때 3.1 μm로 나타났다. 매우 작은 먼지 입자가 줄면서 전도도가 낮아져 전리도는 약 10^-9에서 10^-8로 높아지고 양극성 확산 저항률이 커졌으며, 이온-중성입자 표류 속도는 약한 자기장 모형에서 수 m/s, 강한 자기장 모형에서 약 10 m/s에 이르렀다. 이는 관측으로 제시된 30~100 m/s 범위에는 못 미쳐 더 강한 자기장이 필요할 수 있음을 시사하며, 진화한 먼지는 3.6~4.5 μm에서 단일산란 알베도 약 0.8을 보였다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 분자운 속 고립 항성질량 블랙홀(IBH)의 검출 가능성을 자기 프란틀 수(Pm)로 조절되는 자기선속 수송을 포함한 1차원 다파장 방출 모델로 분석했다. Pm이 1 이상이면 블랙홀을 관통하는 자기선속이 포화값에 이르는 자기제동원반(MAD)이 형성되는 반면, Pm이 1 미만이면 MAD 형성이 제한된 매개변수 범위에서만 일어난다. 모델에서 중력반경 약 100배 부근의 강착원반 외곽은 WISE로 검출 가능한 적외선을 효율적으로 방출하며, 이는 기존 원존(one-zone) 모델로는 포착되지 않는 특징이다. X선 방출은 Pm에 크게 의존해 MAD가 형성되는 Pm=1에서는 비열적 복사가, 자기장이 포화값보다 약한 Pm=0.5에서는 역컴프턴 방출이 우세했으며, X선 검출은 Pm이 1 이상이고 고밀도 분자운 필라멘트에 있을 때 가능성이 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
SILCC-Zoom 프로젝트의 고해상도 3D 유체역학·자기유체역학 시뮬레이션을 분석해, 분자운 필라멘트에서 관측되는 길이-질량 관계 $L \propto M^{\alpha}$($\alpha \simeq 0.5$)의 기원을 조사한 연구다. 연구진은 Rolling Hough Transform과 덴드로그램 기반 분할을 결합한 2단계 필라멘트 식별법을 적용했으며, 확인된 구조들은 약 10^21~10^23 cm^-2의 기둥밀도 범위를 보였다. 여러 해상도에 걸쳐 개별 구조를 추적했을 때 기울기는 $\alpha \simeq 0.45$~0.70의 준선형(sub-linear) 값을 유지해, 분열 기반 무작위 걷기(random walk)의 기하학적 예측인 $L \propto M^{0.5}$와 일치했다. 반면 최고 해상도에서 개별 구조를 분해하면 기울기가 $\alpha \simeq 0.2$~3으로 넓게 퍼졌고, 저자들은 이를 내부 기둥밀도 분포와 분할 기하학의 차이로 설명했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 밀도범함수이론(DFT) 계산에서 성간 얼음 클러스터의 크기가 결합 에너지에 미치는 영향을 정량화하기 위해, 6가지 범함수를 사용해 물(H2O) 분자 10~100개로 이뤄진 얼음 클러스터를 계산했다. 탐침 분자로는 CO, CO2, NH3를 사용했으며, 분자와 범함수 종류에 관계없이 상호작용 에너지는 물 분자 30~40개부터 수렴하기 시작하는 것으로 나타났다. 분산 에너지는 더 일찍 평탄해지는 반면, 유도·분극 효과는 특히 구조적으로 제한된 공동(cavity) 자리에서 더 큰 클러스터를 필요로 했다. 연구진은 신뢰할 만한 결합 에너지를 얻으려면 최소 30~40개의 물 분자 규모 클러스터가 필요하며, 이는 범함수 선택만큼이나 중요하다고 결론지었다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 분자운(molecular cloud)의 이온화가 소멸·붕괴 또는 원시블랙홀(PBH)의 호킹 증발로 저에너지 전자-양전자 쌍을 만드는 암흑물질 시나리오를 검증하는 새로운 수단이 될 수 있다고 제시했다. 이를 통해 약 1~100MeV 질량대의 암흑물질과 10^14~3×10^17g 질량 범위의 원시블랙홀에 대한 제약 조건을 도출했다. 분자운 내부의 전자·양전자 전파를 모델링한 결과 하전 입자 수송의 불확실성이 이 방법의 주된 한계였으나, 물리적으로 가장 타당한 전파 시나리오에서는 기존의 가장 강력한 제약과 견줄 만한 수준의 결과가 나왔다. 연구진은 민감도를 높이는 분자운 특성을 규명하고, 더 많은 분자운 표본과 우주선(cosmic-ray) 이온화·분자운 구조 모델링 개선이 이 기법의 탐색 범위를 크게 넓힐 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 적응형 격자 세분화 코드 Flash를 이용해 초기 자기장 세기를 0.01~5μG로 달리한 8개 시뮬레이션에서 따뜻한 중성 매질의 충돌 흐름으로부터 분자운이 형성되는 과정을 계산했다. 초기 자기장은 자기장에 수직인 운동을 억제해 구름의 분열과 대규모 필라멘트 구조 형성에 영향을 주며, 자기장이 강할수록 조각 수는 늘고 평균 질량은 작아졌지만 형성되는 덩어리(clump)와 핵(core)의 역학은 초기 자기장 세기에 약하게만 의존했다. 연구진은 CO가 풍부한 연결 영역을 3D 덩어리와 3D 핵으로 정의했으며, 분자 덩어리 대부분은 중력적으로 속박되지 않은 일시적 천체로 난류 흐름에 휩쓸려 램 압력이나 열압력에 의해 약하게 붙들려 있는 것으로 나타났다. 반면 고도로 차폐된 분자 가스로 정의된 핵 대부분은 중력-운동 에너지 등분배 상태에 있으며 통상적인 비리얼 매개변수 α_vir로 잘 기술된다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
MWISP 관측의 12CO(J=1-0) 자료를 이용해 국부 나선팔(Local Arm)의 약 1kpc 규모 영역에서 난류를 분석한 연구다. 위치-위치-속도 큐브를 은하 회전 추세에 따라 얇은 층으로 나눠 분석한 결과, 속도장과 강도장의 구조함수와 공간 파워스펙트럼이 모든 층에서 일관된 스케일링을 보여, 분자가스가 약 200pc에서 파섹 규모까지 에너지가 전달되는 하나의 결맞은 난류장을 이룬다는 점이 드러났다. 분자운 간 속도 구조함수도 픽셀 기반 통계와 동일한 확장 자기유사성(ESS) 스케일링을 따라, 구름 사이의 운동이 같은 대규모 난류 캐스케이드의 일부임을 시사한다. 저자들은 이를 분자운이 역학적으로 고립된 존재가 아니라 은하 역학과 구름 규모의 별 형성을 잇는 더 큰 난류 흐름 속에 놓여 있다는 직접적 관측 증거로 제시했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 노베야마 45m 백조자리 X(Cygnus X) CO 탐사 자료를 이용해, 직접적인 선폭 측정 대신 다중점 속도분산함수(VDF)를 적용해 분자운의 비열적 운동 특성을 분석했다. 대규모 정렬 구조를 걸러내고 상대적으로 작은 규모의 난류 성분을 분리한 뒤, FIVe(Friends In Velocity) 알고리즘으로 10개의 하위구조를 식별해 각각의 난류 특성을 도출했다. 그 결과 분자운 복합체 영역과 10개 속도 하위구조 모두 약 2~5pc의 난류 상관 길이를 보였으며, 이는 백조자리 X에서 파섹 규모의 난류 상관 또는 구동 규모가 존재함을 시사한다. 이 규모 아래에서는 상승하는 VDF가 난류 캐스케이드의 속도 스케일링을 반영하고, 더 큰 규모의 VDF 변화는 분자운 규모의 운동을 반영하는 것으로 해석됐다. 연구진은 관측 자료에서 VDF가 난류 속도분산보다 난류 상관 규모를 더 안정적으로 제약할 수 있다고 제안했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 eROSITA 첫 전천탐사에서 측정한 확산 X선 방출을 이용해, 강한 국부 X선원이 없는 분자운에서 대규모 확산 X선 복사장이 기여하는 깊이별 이온화율을 계산했다. 차폐가 충분한 분자 가스($N_H > 5\times10^{21}\,cm^{-2}$)에서는 우주선(cosmic rays)이 여전히 주된 이온화원이며, 확산 X선이 이온화 균형을 지배할 가능성은 낮은 것으로 나타났다. 낮은 기둥밀도 영역에서는 흡수 보정된 확산 X선장이 $N_H \sim 10^{19}\,cm^{-2}$에서 $\zeta_X \sim 10^{-18}\,s^{-1}$의 이온화율을 만들지만, 이는 은하 우주선 이온화율 하한($\sim 10^{-17}\,s^{-1}$)에도 미치지 못한다. X선 기여는 차폐가 커질수록 급격히 감소해 $N_H \sim 10^{21}\,cm^{-2}$에서 $\zeta_X \sim 10^{-19}\,s^{-1}$, $N_H \sim 10^{22}\,cm^{-2}$에서 $\zeta_X \sim 5\times10^{-21}\,s^{-1}$까지 떨어진다. 다만 저소광 물질의 열적·화학적 구조에는 확산 X선이 기여할 수 있어, 확산 영역이나 분자운 외곽의 이온화 지표를 해석할 때 고려해야 한다고 저자들은 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
차가운 분자운에서 기체가 먼지 입자에 얼어붙으며 성간 얼음이 만들어지는데, 기존 모형은 저온에서 무거운 분자의 부착 확률을 거의 1에 가깝다고 가정해 왔다. 연구진은 CO를 표본 분자로 삼아 10K에서 고배향 열분해 흑연(HOPG)과 탄소 그을음(soot) 위의 흡착 과정을 X선 광전자분광(XPS), 저온 주사터널링현미경(STM), 운동론적 몬테카를로 시뮬레이션과 열역학적 기술로 함께 분석했다. 그 결과 흑연 위 CO는 단분자층 성장, 단분자층 완성 부근에서 나타나는 잔류율 감소 구간, 지연된 다층 성장의 순서를 거치며 부착 확률이 1이 아니었고, STM 관측에서는 CO가 흑연 테라스 위에서 매우 잘 움직이며 주로 섬 가장자리와 테라스 계단에서 안정화되는 모습이 확인됐다. 그을음에서는 같은 순서가 훨씬 높은 노출량에서 일어나고 부착 계수도 크게 낮았으며, 시뮬레이션에서는 오목한 영역에 우선적으로 분자가 남고 볼록한 돌출부에서는 잘 젖지 않는 경향이 나타났다. 연구진은 저온 부착이 충돌 이후의 표면 탐색과 안정화·탈출의 경쟁으로 결정되며, 나노 규모 형상이 이 메커니즘을 증폭해 실제 먼지 입자에서 유효 부착 확률을 낮추고 기체 동결을 지연시킨다고 결론지었다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
arXiv에 공개된 연구는 조석 파괴 사건(TDE)이 폭발적 별 형성을 겪었거나 회복 중인 은하에서 주로 발생하는 이유를, 핵성단 주변 분자운이 개입하는 자기 유지 순환으로 설명한다. 파괴된 별의 잔해가 주입한 운동량이 주변 분자운을 압축하고, 밀도가 높아진 분자운이 성단을 압축해 별의 파괴가 더 빨라지는 폭주가 별들의 충돌이 시작될 때 비로소 멈춘다는 것이다. 정상 상태에서 발생률은 1.4×10⁻² (M_h/10⁶ M_⊙)^(-0.84) yr⁻¹로 포화하며, 이는 10⁶ M_⊙에서 표준 발생률보다 두 자릿수 높은 값이다(별 충돌률에 따른 규격화 불확실성은 추가로 두 자릿수). 저자들은 조석 잔해가 AGN 피드백을 능가할 것, 분자운이 이를 담는 원반 안에 들어갈 것, 첨점 밀도가 관측된 핵보다 높지 않을 것이라는 세 가지 조건으로 항성 첨점의 편평화를 0.18 ≲ f_* ≲ 0.25로 제한했다. 또한 임계 질량 미만으로 형성된 블랙홀은 강착으로 임계를 넘을 때까지 어두운 상태로 남아 약 10억 년 뒤에 켜지므로 최근 측정된 TDE 지연 시간 분포의 늦은 정점을 자연스럽게 설명하며, 핵이 A_V ≈ 50의 소광에 묻혀 있어 대부분의 파괴 현상은 광학 탐사에서 가려지고 적외선에서 드러날 것으로 예측했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
arXiv에 공개된 연구는 WARPFIELD를 잇는 1차원 박막 껍질(thin-shell) 코드 TRINITY를 소개했다. 이 코드는 항성풍, 초신성, 직접 및 먼지 재복사 복사압, 광이온화 기체 압력(P_HII), 중력 아래에서 거품-껍질 구조의 진화를 계산하며, 질량 10^5~10^6.5 태양질량, 중심부 밀도 10^3~10^4 cm^-3, 별 형성 효율 0.01~0.30 범위의 분자운을 조사했다. 기준 계산에서 P_HII는 1,000만 년(10 Myr) 시점의 껍질 반지름을 약 17% 키웠고, 효율이 높을 경우 에너지 주도 단계는 100만 년(1 Myr) 미만으로 짧아지고 복사압은 부차적으로 남았다. 또한 균질하거나 완만한 밀도 분포의 분자운은 재수축한 반면 ρ∝r^-2의 가파른 분자운은 계속 팽창했고, 보너-에버트(Bonnor-Ebert) 구름은 균질 구름보다 약 55% 늦게 흩어졌다.
arXiv astro-ph.GA (은하)