We attempt to visually classify the morphologies of 18190 molecular clouds, which are identified in the $^{12}$CO(1-0) spectral line data over $\sim$ 450 deg$^{2}$ of the second Galactic quadrant from the Milky Way Imaging Scroll Painting project (MWISP). Using the velocity-integrated intensity maps of the $^{12}$CO(1-0) emission, molecular clouds are first divided into unresolved and resolved ones. The resolved clouds are further classified as non-filaments or filaments. Among the 18190 molecular clouds, $\sim$ 25 $\%$ are unresolved, $\sim$ 64$\%$ are non-filaments, and $\sim$ 11$\%$ are filaments. In the terms of the integrated flux of $^{12}$CO(1-0) spectra of the whole 18190 molecular clouds, $\sim$ 90$\%$ are from filaments, $\sim$ 9$\%$ are from non-filaments, and the rest $\sim$ 1$\%$ are from unresolved sources. Although non-filaments are dominant in the number of the discrete molecular clouds, filaments are the main contributor of $^{12}$CO emission flux. We also present the number distributions of physical parameters of the molecular clouds in our catalog, including their angular sizes, velocity spans, peak intensities of $^{12}$CO(1-0) emission, and $^{12}$CO(1-0) total fluxes. We find that there is a systematic difference between the angular sizes of the non-filaments and filaments, with the filaments tending to have larger angular scales. The H$_{2}$ column densities of them are not significantly different. We also discuss the observational effects, such as those induced by the finite spatial resolution, beam dilution and line-of-sight projection, on the morphological classification of molecular clouds in our sample.

Abstract We present analyses of the 13 CO abundance  and the abundance ratio  of molecular clouds by collecting 12 CO, 13 CO, and C 18 O (1–0) transitions toward the Galactic anti-center in the ranges  and  . The  area contains eight clouds, which can be divided into two types according to  . Type I clouds, including the chain of Lynds dark clouds, West Front, Gemini OB1 giant molecular cloud (GGMC) 1, and Horn, have lower  (mean value <10) and lower column density with relatively lower temperature. Type II clouds, including GGMC 2, GGMC 3, GGMC 4, and Swallow, have a higher abundance ratio  (mean value >10) and higher column density with relatively higher temperature. For all clouds,  increases from  at the edge to  in the interior, which is probably due to an opacity effect of 12 CO. In GGMC 2–4, the mean  of the molecular gas associated with H ii regions and IRAS sources is ∼14, slightly larger than that (∼9) of other subregions. This can be explained by selective far-UV photodissociation of C 18 O. By comparing our sample with other clouds in the plot of  against 13 CO column density, we find that type I clouds are probably at an earlier evolutionary stage than type II clouds.

After the morphological classification of the 18,190 $^{12}$CO molecular clouds, we further investigate the properties of their internal molecular gas structures traced by the $^{13}$CO($J=$ 1$-$0) line emissions. Using three different methods to extract the $^{13}$CO gas structures within each $^{12}$CO cloud, we find that $\sim$ 15$\%$ of $^{12}$CO clouds (2851) have $^{13}$CO gas structures and these $^{12}$CO clouds contribute about 93$\%$ of the total integrated flux of $^{12}$CO emission. In each of 2851 $^{12}$CO clouds with $^{13}$CO gas structures, the $^{13}$CO emission area generally does not exceed 70$\%$ of the $^{12}$CO emission area, and the $^{13}$CO integrated flux does not exceed 20$\%$ of the $^{12}$CO integrated flux. We reveal a strong correlation between the velocity-integrated intensities of $^{12}$CO lines and those of $^{13}$CO lines in both $^{12}$CO and $^{13}$CO emission regions. This indicates the H$_{2}$ column densities of molecular clouds are crucial for the $^{13}$CO lines emission. After linking the $^{13}$CO structure detection rates of the 18,190 $^{12}$CO molecular clouds to their morphologies, i.e. nonfilaments and filaments, we find that the $^{13}$CO gas structures are primarily detected in the $^{12}$CO clouds with filamentary morphologies. Moreover, these filaments tend to harbor more than one $^{13}$CO structure. That demonstrates filaments not only have larger spatial scales, but also have more molecular gas structures traced by $^{13}$CO lines, i.e. the local gas density enhancements. Our results favor the turbulent compression scenario for filament formation, in which dynamical compression of turbulent flows induces the local density enhancements. The nonfilaments tend to be in the low-pressure and quiescent turbulent environments of the diffuse interstellar medium.

Abstract We look into the 2851 12 CO molecular clouds harboring 13 CO structures to reveal the distribution of the projected angular separations and radial velocity separations between their internal 13 CO structures. The projected angular separations are determined using the minimal spanning tree algorithm. We find that ∼50% of the angular separations fall in a narrow range of ∼3′–7′ with a median of ∼5′, and the corresponding radial velocity separations mainly range from ∼0.3 to 2.5 km s −1 . The mean and standard deviation of the angular separations of the internal 13 CO structures within 12 CO clouds appear to be universal, independent of the 12 CO cloud angular areas and the counts of their internal 13 CO structures. We also reveal a scaling relation between the 12 CO cloud angular area and its harbored 13 CO structure count. These results suggest there is a preferred angular separation between 13 CO structures in these 12 CO clouds, considering the distance effects. According to that, we propose an alternative picture for the assembly and destruction of molecular clouds: there is a fundamental separation for the internal structures of molecular clouds, the build-up and destruction of molecular clouds proceeds under this fundamental unit.

Abstract We present results of cloud catalogs of 12 CO, 13 CO, and C 18 O ( J = 1–0) in a section of the third Galactic quadrant over (195° < l < 220°, ∣ b ∣ < 5°) from the Milky Way Imaging Scroll Painting project. The data were acquired with the PMO 13.7 m millimeter telescope with ∼50″angular resolution. We construct three molecular cloud catalogs containing information of 12 CO, 13 CO, and C 18 O from the position–position–velocity (PPV) data cubes. The 12 CO cloud catalog contains 7069 samples identified based on the DBSCAN algorithm. We develop a new algorithm, the stacking bump algorithm, for identifying 13 CO and C 18 O emission by searching for weak signals in the original spectra of 13 CO and C 18 O within the boundary in PPV space defined by the 12 CO cloud. Above the 2 σ threshold level, we identified 1197 clouds having 13 CO emission and 32 clouds having C 18 O emission. We test the stacking bump algorithm in the noise-only datacube and find that the 2 σ threshold can effectively avoid the possibility of false detection generated by noise. The results proved that the new algorithm has high accuracy and completeness. Statistics of peak intensity, projected angular area, line width, and flux of the clouds show that the power-law indices obtained from different isotopic lines are close to each other.

Abstract We compare the observational properties between 12 CO, 13 CO, and C 18 O and summarize the observational parameters based on a 7069-cloud sample from the Milky Way Imaging Scroll Painting CO survey in a section of the third Galactic quadrant. We find that the 13 CO angular area (  A  13  CO ) generally increases with that of 12 CO (  A  12  CO ), and the ratio of  A  13  CO to  A  12  CO is 0.38 by linear fitting. We find that the 12 CO and 13 CO flux are tightly correlated as  F  13  CO = 0.17  F  12  CO with both fluxes calculated within the 13 CO-bright region. This indicates that the abundance  X  13  CO is a constant as  6.5 − 0.5 + 0.1 ×  10 − 7  for all samples under the assumption of local thermodynamic equilibrium (LTE). Additionally, we observed that the X-factor is approximately constant in a large sample of molecular clouds. Similarly, we find  F  C 18  O = 0.11  F  13  CO with both fluxes calculated within the C 18 O-bright region, which indicates that the abundance ratio  X  13  CO / X  C 18  O stays at the same value of  9.7 − 0.8 + 0.6 across the molecular clouds under the LTE assumption. The linear relationships of  F  12  CO versus  F  13  CO and  F  13  CO versus  F  C 18  O hold not only for the 13 CO-bright region and C 18 O-bright region, but also for the entire molecular cloud scale with a lower flux ratio. The abundance ratio  X  13  CO / X  C 18  O inside the clouds shows a strong correlation with the column density and temperature. This indicates that the ratio  X  13  CO / X  C 18  O is dominated by a combination of chemical fractionation, selective dissociation, and the self-shielding effect inside the clouds.

Abstract We present a catalog of 32,162 12 CO molecular clouds that covers the northern outer Galactic plane ( l = [15°, 165°] and l = [195°, 230°], and b = [−5.°25, +5.°25]). The catalog was produced using a DBSCAN algorithm applied to the Milky Way Imaging Scroll Painting project data. We systematically analyze both the integrated properties and scaling relationships of these molecular clouds across different Galactocentric radii (8 < R GC < 26 kpc). An interesting finding is that each cloud property’s mean, median, and maximum values generally decrease systematically with increasing R GC , approximated quantitatively by exponential functions. The mass and size spectra for the entire sample show power-law indices of γ = −2.00 ± 0.13 and an upper mass limit of M 0 = (4.5 ± 2.8) × 10 6 M ⊙ , and γ = −3.68 ± 0.48 with an upper size limit of R 0 = 144 ± 80 pc, respectively. These spectra exhibit steeper slopes and reduced upper limits as R GC increases. The derived scaling relations are M = 12.00 R eff 2.41  ±  0.003 , σ v = 0.25 R eff 0.66  ±  0.003 , and α vir = 37.2 M −0.40 ± 0.002 for the whole outer Galaxy clouds. These scaling relations show slightly steeper correlations observed in more distant locations and notably deviate from Larson’s relations. We find that 44.3% of the molecular mass resides in gravitationally bound structures, a proportion significantly higher than systematic studies from the CfA survey and external galaxies. Moreover, comparisons among different R GC subsamples also reveal a decrease in the amount of bound mass with increasing R GC . The scale length of the molecular disk is estimated to be approximately 2 kpc. These results, based on a constant CO conversion factor of X CO = 2.0 ×  10 20    cm − 2     K  km   s − 1   − 1  , may be slightly altered by variations in X CO . In summary, our findings provide robust evidence for the influence of Galactic evolution on molecular cloud properties, at least in the outer Galaxy region studied.

We compare the observational properties between $^{12}$CO, $^{13}$CO, and C$^{18}$O and summarize the observational parameters based on 7069 clouds sample from the Milky Way Imaging Scroll Painting (MWISP) CO survey in a section of the third Galactic quadrant. We find that the $^{13}$CO angular area ($A_{\rm ^{13}CO}$) generally increases with that of $^{12}$CO ($A_{\rm ^{12}CO}$), and the ratio of $A_{\rm ^{13}CO}$ to $A_{\rm ^{12}CO}$ is 0.38 by linear fitting. We find that the $^{12}$CO and $^{13}$CO flux are tightly correlated as $F_{\rm ^{13}CO}~=~0.17~ F_{\rm ^{12}CO}$ with both fluxes calculated within the $^{13}$CO-bright region. This indicates that the abundance $X_{\rm ^{13}CO}$ is a constant to be 6.5$^{+0.1}_{-0.5}$ $\times 10^{-7}$ for all samples under assumption of local thermodynamic equilibrium (LTE). Additionally, we observed that the X-factor is approximately constant in large sample molecular clouds. Similarly, we find $F_{\rm C^{18}O}~=~0.11~F_{\rm ^{13}CO}$ with both fluxes calculated within C$^{18}$O-bright region, which indicates that the abundance ratios ${X_{\rm ^{13}CO}/X_{\rm C^{18}O}}$ stays the same value 9.7$^{+0.6}_{-0.8}$ across the molecular clouds under LTE assumption. The linear relationships of $F_{\rm ^{12}CO}$ vs. $F_{\rm ^{13}CO}$ and $F_{\rm ^{13}CO}$ vs. $F_{\rm C^{18}O}$ hold not only for the $^{13}$CO-bright region or C$^{18}$O-bright region, but also for the entire molecular cloud scale with lower flux ratio. The abundance ratio ${X_{\rm ^{13}CO}/X_{\rm C^{18}O}}$ inside clouds shows a strong correlation with column density and temperature. This indicates that the ${X_{\rm ^{13}CO}/X_{\rm C^{18}O}}$ is dominated by a combination of chemical fractionation, selectively dissociation, and self-shielding effect inside clouds.

Abstract The process of holding information in working memory (WM) is an active one that requires neural activity within and between regions. The human amygdala (AMY) and hippocampus (HPC) are known to play crucial roles in emotional WM processing. Although human electrophysiological studies have made remarkable progress in revealing that HPC supports multi-item maintenance in a load-dependent manner, the characteristics of AMY and the circuit-level mechanisms underpinning AMY-HPC interactions remain largely unexplored. To address this gap in our knowledge, this study employed intracranial EEG recordings from AMY and HPC in nine epileptic patients to evaluate intra-regional neural representations and inter-regional communications during maintenance under different non-emotional WM loads. The results showed that high load enhances low-frequency power and intra-regional theta-gamma phase-amplitude coupling (PAC) in AMY and HPC. On the network level, high load elicits an increase in the strength of the modulation of HPC theta phase entraining AMY gamma amplitude. Furthermore, high load elevates AMY-aHPC theta phase synchrony and directional connectivity strength, with the direction being from anterior HPC (aHPC) to AMY. Conversely, posterior HPC (pHPC)-AMY synchrony is not affected by load variations. Overall, these findings highlight the importance of AMY in non-emotional WM tasks and shed new light on the neurophysiological basis of AMY-HPC interactions during WM maintenance.