ABSTRACT The latest generation of Galactic Plane surveys is enhancing our ability to study the effects of galactic environment upon the process of star formation. We present the first data from CO Heterodyne Inner Milky Way Plane Survey 2 (CHIMPS2). CHIMPS2 is a survey that will observe the Inner Galaxy, the Central Molecular Zone (CMZ), and a section of the Outer Galaxy in 12CO, 13CO, and C18O $(J = 3\rightarrow 2)$ emission with the Heterodyne Array Receiver Program on the James Clerk Maxwell Telescope (JCMT). The first CHIMPS2 data presented here are a first look towards the CMZ in 12CO J = 3 → 2 and cover ${-}3^{\circ }\, \le \, \ell \, \le \, 5^{\circ }$ and $\mid {b} \mid \, \le \, 0{_{.}^{\circ}} 5$ with angular resolution of 15 arcsec, velocity resolution of 1 km s−1, and rms $\Delta \, T_A ^\ast =$ 0.58 K at these resolutions. Such high-resolution observations of the CMZ will be a valuable data set for future studies, whilst complementing the existing Galactic Plane surveys, such as SEDIGISM, the ${Herschel}$ infrared Galactic Plane Survey, and ATLASGAL. In this paper, we discuss the survey plan, the current observations and data, as well as presenting position–position maps of the region. The position–velocity maps detect foreground spiral arms in both absorption and emission.

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 According to the structures traced by 13 CO spectral lines within 12 CO molecular clouds (MCs), we investigate the contributions of their internal gas motions and relative motions to the total velocity dispersions of 12 CO MCs. Our samples of 2851 12 CO MCs harbor a total of 9556 individual 13 CO structures, among which 1848 MCs (∼65%) have one individual 13 CO structure and the other 1003 MCs (∼35%) have multiple 13 CO structures. We find that the contribution of the relative motion between 13 CO structures (  σ  13  CO , re ) is larger than that from their internal gas motion (  σ  13  CO , in ) in ∼62% of 1003 MCs in the “Multiple” regime. In addition, we find that  σ  13  CO , re tends to increase with the total velocity dispersion (  σ  12  CO , tot ) in our samples, especially for MCs with multiple 13 CO structures. This result provides a manifestation of macroturbulence within MCs, which gradually becomes the dominant way of storing kinetic energy along with the development of MC scales.

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.

Abstract In this work, we report a study on the relationship between flux and intensity for molecular clouds. Our analysis is established on high-quality CO images from the Milky Way Imaging Scroll Painting project. The new flux–intensity relation characterizes the flux variation of molecular clouds above specific intensity levels. We found that the flux–intensity relation exhibits two prominent features. First, the flux–intensity relation generally follows exponential shapes; second, hierarchical structures of molecular clouds are imprinted on flux–intensity relations. Specifically, 12 CO flux–intensity relations are composed of one or more exponential segments, and for molecular clouds with segmented flux–intensity relations, the edge and the flux of the high-temperature component are strikingly consistent with 13 CO emission. Further analysis shows that a similar relationship also exists between 13 CO flux–intensity relations and C 18 O emission. The mean brightness temperature of molecular clouds is tightly associated with the decay rate of flux, the break temperature of exponential segments, and, to a certain extent, the flux fraction of the high-temperature component. Broadly, the flux–intensity relation of a molecular tracer, either in optically thick or in optically thin cases, has the capability to outline the silhouette of internal structures of molecular clouds, proving to be a potent tool for probing structures of molecular clouds.

The kinetic temperature structure of the massive filament DR21 within the Cygnus X molecular cloud complex has been mapped using the IRAM 30 m telescope. This mapping employed the para-H 2 CO triplet ( J KaKc = 3 03 −2 02 , 3 22 −2 21 , and 3 21 –2 20 ) on a scale of ~0.1 pc. By modeling the averaged line ratios of para-H 2 CO 3 22 –2 21 /3 03 –2 02 and 3 21 –2 20 /3 03 –2 02 with RADEX under non local thermodynamic equilibrium (LTE) assumptions, the kinetic temperature of the dense gas was derived, which ranges from 24 to 114 K, with an average temperature of 48.3 ± 0.5 K at a density of n (H 2 )= 10 5 cm −3 . In comparison to temperature measurements using NH 3 (1, 1)/(2,2) and far-infrared (FIR) wavelengths, the para-H 2 CO(3–2) lines reveal significantly higher temperatures. The dense clumps in various regions appear to correlate with the notable kinetic temperature ( T kin ≳ 50 K) of the dense gas traced by H 2 CO. Conversely, the outskirts of the DR21 filament display lower temperature distributions ( T kin < 50 K). Among the four dense cores (N44, N46, N48, and N54), temperature gradients are observed on a scale of ~0.1–0.3 pc. This suggests that the warm dense gas traced by H 2 CO is influenced by internal star formation activity. With the exception of the dense core N54, the temperature profiles of these cores were fitted with power-law indices ranging from −0.3 to −0.5, with a mean value of approximately −0.4. This indicates that the warm dense gas probed by H 2 CO is heated by radiation emitted from internally embedded protostar(s) and/or clusters. While there is no direct evidence supporting the idea that the dense gas is heated by shocks resulting from a past explosive event in the DR21 region on a scale of ~0.1 pc, our measurements of H 2 CO toward the DR21W1 region provide compelling evidence that the dense gas in this specific area is indeed heated by shocks originating from the western DR21 flow. Higher temperatures as traced by H 2 CO appear to be associated with turbulence on a scale of ~0.1 pc. The physical parameters of the dense gas as determined from H 2 CO lines in the DR21 filament exhibit aremarkable similarity to the results obtained in OMC-1 and N113, albeit on a scale of approximately 0.1–0.4 pc. This may imply that the physical mechanisms governing the dynamics and thermodynamics of dense gas traced by H 2 CO in diverse star formation regions may be dominated by common underlying principles despite variations in specific environmental conditions.