The APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL) is an unbiased 870 μm submillimetre survey of the inner Galactic plane (|ℓ| < 60° with |b| < 1|$_{.}^{\circ}$|5). It is the largest and most sensitive ground-based submillimetre wavelength Galactic survey to date and has provided a large and systematic inventory of all massive, dense clumps in the Galaxy (≥1000 M⊙ at a heliocentric distance of 20 kpc) and includes representative samples of all of the earliest embedded stages of high-mass star formation. Here, we present the first detailed census of the properties (velocities, distances, luminosities and masses) and spatial distribution of a complete sample of ∼8000 dense clumps located in the Galactic disc (5° < |ℓ| < 60°). We derive highly reliable velocities and distances to ∼97 per cent of the sample and use mid- and far-infrared survey data to develop an evolutionary classification scheme that we apply to the whole sample. Comparing the evolutionary subsamples reveals trends for increasing dust temperatures, luminosities and linewidths as a function of evolution indicating that the feedback from the embedded protoclusters is having a significant impact on the structure and dynamics of their natal clumps. We find that the vast majority of the detected clumps are capable of forming a massive star and 88 per cent are already associated with star formation at some level. We find the clump mass to be independent of evolution suggesting that the clumps form with the majority of their mass in situ. We estimate the statistical lifetime of the quiescent stage to be ∼5 × 104 yr for clump masses ∼1000 M⊙ decreasing to ∼1 × 104 yr for clump masses >10000 M⊙. We find a strong correlation between the fraction of clumps associated with massive stars and peak column density. The fraction is initially small at low column densities, but reaching 100 per cent for column densities above 1023 cm−2; there are no clumps with column densities above this value that are not already associated with massive star formation. All of the evidence is consistent with a dynamic view of star formation wherein the clumps form rapidly and are initially very unstable so that star formation quickly ensues.

Whether or not molecular clouds and embedded cloud fragments are stable against collapse is of utmost importance for the study of the star formation process. Only "supercritical" cloud fragments are able to collapse and form stars. The virial parameter α = Mvir/M, which compares the virial mass to the actual mass, provides one way to gauge stability against collapse. Supercritical cloud fragments are characterized by α ≲ 2, as indicated by a comprehensive stability analysis considering perturbations in pressure and density gradients. Past research has suggested that virial parameters α ≳ 2 prevail in clouds. This would suggest that collapse toward star formation is a gradual and relatively slow process and that magnetic fields are not needed to explain the observed cloud structure. Here, we review a range of very recent observational studies that derive virial parameters ≪2 and compile a catalog of 1325 virial parameter estimates. Low values of α are in particular observed for regions of high-mass star formation (HMSF). These observations may argue for a more rapid and violent evolution during collapse. This would enable "competitive accretion" in HMSF, constrain some models of "monolithic collapse," and might explain the absence of high-mass starless cores. Alternatively, the data could point at the presence of significant magnetic fields ∼1 mG at high gas densities. We examine to what extent the derived observational properties might be biased by observational or theoretical uncertainties. For a wide range of reasonable parameters, our conclusions appear to be robust with respect to such biases.

We present {\lambda}1.3 mm CARMA observations of dust polarization toward 30 star-forming cores and 8 star-forming regions from the TADPOL survey. We show maps of all sources, and compare the ~2.5" resolution TADPOL maps with ~20" resolution polarization maps from single-dish submillimeter telescopes. Here we do not attempt to interpret the detailed B-field morphology of each object. Rather, we use average B-field orientations to derive conclusions in a statistical sense from the ensemble of sources, bearing in mind that these average orientations can be quite uncertain. We discuss three main findings: (1) A subset of the sources have consistent magnetic field (B-field) orientations between large (~20") and small (~2.5") scales. Those same sources also tend to have higher fractional polarizations than the sources with inconsistent large-to-small-scale fields. We interpret this to mean that in at least some cases B-fields play a role in regulating the infall of material all the way down to the ~1000 AU scales of protostellar envelopes. (2) Outflows appear to be randomly aligned with B-fields; although, in sources with low polarization fractions there is a hint that outflows are preferentially perpendicular to small-scale B-fields, which suggests that in these sources the fields have been wrapped up by envelope rotation. (3) Finally, even at ~2.5" resolution we see the so-called "polarization hole" effect, where the fractional polarization drops significantly near the total intensity peak. All data are publicly available in the electronic edition of this article.

We present Submillimeter Array (SMA) λ = 0.88 and 1.3 mm broad-band observations, and Very Large Array (VLA) observations in NH3 (J, K) = (1,1) up to (5,5), H2O and CH3OH maser lines towards the two most massive molecular clumps in infrared dark cloud (IRDC) G11.11−0.12. Sensitive high-resolution images reveal hierarchical fragmentation in dense molecular gas from the ∼1 pc clump scale down to ∼0.01 pc condensation scale. At each scale, the mass of the fragments is orders of magnitude larger than the Jeans mass. This is common to all four IRDC clumps we studied, suggesting that turbulence plays an important role in the early stages of clustered star formation. Masers, shock heated NH3 gas, and outflows indicate intense ongoing star formation in some cores while no such signatures are found in others. Furthermore, chemical differentiation may reflect the difference in evolutionary stages among these star formation seeds. We find NH3 ortho/para ratios of 1.1 ± 0.4, 2.0 ± 0.4, and 3.0 ± 0.7 associated with three outflows, and the ratio tends to increase along the outflows downstream. Our combined SMA and VLA observations of several IRDC clumps present the most in-depth view so far of the early stages prior to the hot core phase, revealing snapshots of physical and chemical properties at various stages along an apparent evolutionary sequence.

Using spectral-line observations of HNCO, N2H+, and HNC, we investigate the kinematics of dense gas in the central ~250 pc of the Galaxy. We present SCOUSE (Semi-automated multi-COmponent Universal Spectral-line fitting Engine), a line fitting algorithm designed to analyse large volumes of spectral-line data efficiently and systematically. Unlike techniques which do not account for complex line profiles, SCOUSE accurately describes the {l, b, v_LSR} distribution of CMZ gas, which is asymmetric about Sgr A* in both position and velocity. Velocity dispersions range from 2.6 km/s<\sigma<53.1 km/s. A median dispersion of 9.8 km/s, translates to a Mach number, M_3D>28. The gas is distributed throughout several "streams", with projected lengths ~100-250 pc. We link the streams to individual clouds and sub-regions, including Sgr C, the 20 and 50 km/s clouds, the dust ridge, and Sgr B2. Shell-like emission features can be explained by the projection of independent molecular clouds in Sgr C and the newly identified conical profile of Sgr B2 in {l ,b, v_LSR} space. These features have previously invoked supernova-driven shells and cloud-cloud collisions as explanations. We instead caution against structure identification in velocity-integrated emission maps. Three geometries describing the 3-D structure of the CMZ are investigated: i) two spiral arms; ii) a closed elliptical orbit; iii) an open stream. While two spiral arms and an open stream qualitatively reproduce the gas distribution, the most recent parameterisation of the closed elliptical orbit does not. Finally, we discuss how proper motion measurements of masers can distinguish between these geometries, and suggest that this effort should be focused on the 20 km/s and 50 km/s clouds and Sgr C.

The Galactic center is the closest region in which we can study star formation under extreme physical conditions like those in high-redshift galaxies. We measure the temperature of the dense gas in the central molecular zone (CMZ) and examine what drives it. We mapped the inner 300 pc of the CMZ in the temperature-sensitive J = 3-2 para-formaldehyde (p-H$_2$CO) transitions. We used the $3_{2,1} - 2_{2,0} / 3_{0,3} - 2_{0,2}$ line ratio to determine the gas temperature in $n \sim 10^4 - 10^5 $cm$^{-3}$ gas. We have produced temperature maps and cubes with 30" and 1 km/s resolution and published all data in FITS form. Dense gas temperatures in the Galactic center range from ~60 K to > 100 K in selected regions. The highest gas temperatures T_G > 100 K are observed around the Sgr B2 cores, in the extended Sgr B2 cloud, the 20 km/s and 50 km/s clouds, and in "The Brick" (G0.253+0.016). We infer an upper limit on the cosmic ray ionization rate ${\zeta}_{CR} < 10^{-14}$ 1/s. The dense molecular gas temperature of the region around our Galactic center is similar to values found in the central regions of other galaxies, in particular starburst systems. The gas temperature is uniformly higher than the dust temperature, confirming that dust is a coolant in the dense gas. Turbulent heating can readily explain the observed temperatures given the observed line widths. Cosmic rays cannot explain the observed variation in gas temperatures, so CMZ dense gas temperatures are not dominated by cosmic ray heating. The gas temperatures previously observed to be high in the inner ~75 pc are confirmed to be high in the entire CMZ.

In this paper we provide a comprehensive description of the internal dynamics of G0.253+0.016 (a.k.a. 'the Brick'); one of the most massive and dense molecular clouds in the Galaxy to lack signatures of widespread star formation. As a potential host to a future generation of high-mass stars, understanding largely quiescent molecular clouds like G0.253+0.016 is of critical importance. In this paper, we reanalyse Atacama Large Millimeter Array cycle 0 HNCO $J=4(0,4)-3(0,3)$ data at 3 mm, using two new pieces of software which we make available to the community. First, scousepy, a Python implementation of the spectral line fitting algorithm scouse. Secondly, acorns (Agglomerative Clustering for ORganising Nested Structures), a hierarchical n-dimensional clustering algorithm designed for use with discrete spectroscopic data. Together, these tools provide an unbiased measurement of the line of sight velocity dispersion in this cloud, $\sigma_{v_{los}, {\rm 1D}}=4.4\pm2.1$ kms$^{-1}$, which is somewhat larger than predicted by velocity dispersion-size relations for the Central Molecular Zone (CMZ). The dispersion of centroid velocities in the plane of the sky are comparable, yielding $\sigma_{v_{los}, {\rm 1D}}/\sigma_{v_{pos}, {\rm 1D}}\sim1.2\pm0.3$. This isotropy may indicate that the line-of-sight extent of the cloud is approximately equivalent to that in the plane of the sky. Combining our kinematic decomposition with radiative transfer modelling we conclude that G0.253+0.016 is not a single, coherent, and centrally-condensed molecular cloud; 'the Brick' is not a \emph{brick}. Instead, G0.253+0.016 is a dynamically complex and hierarchically-structured molecular cloud whose morphology is consistent with the influence of the orbital dynamics and shear in the CMZ.

Abstract The Survey of Water and Ammonia in the Galactic Center (SWAG) covers the Central Molecular Zone (CMZ) of the Milky Way at frequencies between 21.2 and 25.4 GHz obtained at the Australia Telescope Compact Array at ∼0.9 pc spatial and ∼2.0 km s −1 spectral resolution. In this paper, we present data on the inner ∼250 pc (1.°4) between Sgr C and Sgr B2. We focus on the hyperfine structure of the metastable ammonia inversion lines ( J , K ) = (1, 1)–(6, 6) to derive column density, kinematics, opacity, and kinetic gas temperature. In the CMZ molecular clouds, we find typical line widths of 8–16 km s −1 and extended regions of optically thick ( τ > 1) emission. Two components in kinetic temperature are detected at 25–50 K and 60–100 K, both being significantly hotter than the dust temperatures throughout the CMZ. We discuss the physical state of the CMZ gas as traced by ammonia in the context of the orbital model by Kruijssen et al. that interprets the observed distribution as a stream of molecular clouds following an open eccentric orbit. This allows us to statistically investigate the time dependencies of gas temperature, column density, and line width. We find heating rates between ∼50 and ∼100 K Myr −1 along the stream orbit. No strong signs of time dependence are found for column density or line width. These quantities are likely dominated by cloud-to-cloud variations. Our results qualitatively match the predictions of the current model of tidal triggering of cloud collapse, orbital kinematics, and the observation of an evolutionary sequence of increasing star formation activity with orbital phase.

The star formation rate in the Central Molecular Zone (CMZ) is an order of magnitude lower than predicted according to star formation relations that have been calibrated in the disc of our own and nearby galaxies. Understanding how and why star formation appears to be different in this region is crucial if we are to understand the environmental dependence of the star formation process. Here, we present the detection of a sample of high-mass cores in the CMZ's "dust ridge" that have been discovered with the Submillimeter Array as part of the CMZoom survey. These cores range in mass from ~ 50 - 2150 Msun within radii of 0.1 - 0.25 pc. All appear to be young (pre-UCHII), meaning that they are prime candidates for representing the initial conditions of high-mass stars and sub-clusters. We report that at least two of these cores ('c1' and 'e1') contain young, high-mass protostars. We compare all of the detected cores with high-mass cores in the Galactic disc and find that they are broadly similar in terms of their masses and sizes, despite being subjected to external pressures that are several orders of magnitude greater - ~ 10^8 K/cm^3, as opposed to ~ 10^5 K/cm^3. The fact that > 80% of these cores do not show any signs of star-forming activity in such a high-pressure environment leads us to conclude that this is further evidence for an increased critical density threshold for star formation in the CMZ due to turbulence.

Abstract We investigate star formation at very early evolutionary phases in five massive clouds in the inner 500 pc of the Galaxy, the Central Molecular Zone (CMZ). Using interferometer observations of H 2 O masers and ultra-compact H ii regions, we find evidence of ongoing star formation embedded in cores of 0.2 pc scales and ≳10 5 cm −3 densities. Among the five clouds, Sgr C possesses a high (9%) fraction of gas mass in gravitationally bound and/or protostellar cores, and follows the dense (≳10 4 cm −3 ) gas star formation relation that is extrapolated from nearby clouds. The other four clouds have less than 1% of their cloud masses in gravitationally bound and/or protostellar cores, and star formation rates 10 times lower than predicted by the dense gas star formation relation. At the spatial scale of these cores, the star formation efficiency is comparable to that in Galactic disk sources. We suggest that the overall inactive star formation in these CMZ clouds could be because there is much less gas confined in gravitationally bound cores, which may be a result of the strong turbulence in this region and/or the very early evolutionary stage of the clouds when collapse has only recently started.