Abstract A compact source, G0.02467–0.0727, was detected in Atacama Large Millimeter/submillimeter Array 3 mm observations in continuum and very broad line emission. The continuum emission has a spectral index α ≈ 3.3, suggesting that the emission is from dust. The line emission is detected in several transitions of CS, SO, and SO 2 and exhibits a line width FWHM ≈ 160 km s −1 . The line profile appears Gaussian. The emission is weakly spatially resolved, coming from an area on the sky ≲1″ in diameter (≲10 4 au at the distance of the Galactic center, GC). The centroid velocity is v LSR ≈ 40–50 km s −1 , which is consistent with a location in the GC. With multiple SO lines detected, and assuming local thermodynamic equilibrium (LTE) conditions, the gas temperature is T LTE = 13 K, which is colder than seen in typical GC clouds, though we cannot rule out low-density, subthermally excited, warmer gas. Despite the high velocity dispersion, no emission is observed from SiO, suggesting that there are no strong (≳10 km s −1 ) shocks in the molecular gas. There are no detections at other wavelengths, including X-ray, infrared, and radio. We consider several explanations for the millimeter ultra-broad-line object (MUBLO), including protostellar outflow, explosive outflow, a collapsing cloud, an evolved star, a stellar merger, a high-velocity compact cloud, an intermediate-mass black hole, and a background galaxy. Most of these conceptual models are either inconsistent with the data or do not fully explain them. The MUBLO is, at present, an observationally unique object.

Abstract It has been suggested that the line width of ions in molecular clouds is narrower than that of the coexisting neutral particles, which has been interpreted as an indication of the decoupling of neutral turbulence from magnetic fields within a partially ionized environment. We calculate the Principal Component Analysis (PCA) correlation coefficients of CCH vs. H13CO+ and H13CN vs. H13CO+. We find aside from H13CN, CCH could also be strongly spatial correlated with H13CO+ in high-mass star forming regions. CCH and H13CO+ line emission are strongly spatial correlated with each other in 48% sources with a PCA correlation coefficient over 0.7. So we investigate the ambipolar diffusion (AD) effect using CCH and H13CO+ lines as a neutral/ion pair in a sample of 129 high-mass star forming clumps. We conduct a careful analysis of line widths of the CCH-H13CO+ pair pixel-by-pixel in 12 sources, which show strong correlation in CCH-H13CO+ emission and no obvious outflows or multiple velocity components. The mean velocity dispersion of CCH is about the same as H13CO+ in 12 sources. In low-density regions of most sources, CCH shows a broader velocity dispersion than H13CO+. However, the AD effect is not significant from a statistical point of view.

Abstract The contribution of the magnetic field to the formation of high-mass stars is poorly understood. We report the high angular resolution (∼0.″3, 870 au) map of the magnetic field projected on the plane of the sky ( B POS ) toward the high-mass star-forming region G333.46−0.16 (G333), obtained with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array at 1.2 mm as part of the Magnetic fields in Massive star-forming Regions survey. The B POS morphology found in this region is consistent with a canonical “hourglass” with an embedded flattened envelope in a perpendicular direction, which suggests a dynamically important field. This region is fragmented into two protostars that appear to be gravitationally bound in a stable binary system with a separation of ∼1740 au. Interestingly, by analyzing H 13 CO + ( J = 3–2) line emission, we find no velocity gradient over the extent of the continuum, which is consistent with a strong field. We model the B POS , obtaining a marginally supercritical mass-to-flux ratio of 1.43, suggesting an initially strongly magnetized environment. Based on the Davis–Chandrasekhar–Fermi method, the magnetic field strength toward G333 is estimated to be 5.7 mG. The absence of strong rotation and outflows toward the central region of G333 suggests strong magnetic braking, consistent with a highly magnetized environment. Our study shows that despite being a strong regulator, the magnetic energy fails to prevent the process of fragmentation, as revealed by the formation of the two protostars in the central region.

A compact source, G0.02467-0.0727, was detected in ALMA \threemm observations in continuum and very broad line emission. The continuum emission has a spectral index $\alpha\approx3.3$, suggesting that the emission is from dust. The line emission is detected in several transitions of CS, SO, and SO$_2$ and exhibits a line width FWHM $\approx160$ \kms. The line profile appears Gaussian. The emission is weakly spatially resolved, coming from an area on the sky $\lesssim1"$ in diameter ($\lesssim10^4$ AU at the distance of the Galactic Center; GC). The centroid velocity is $v_{LSR}\approx40$-$50$ \kms, which is consistent with a location in the Galactic Center. With multiple SO lines detected, and assuming local thermodynamic equilibrium (LTE) conditions, $T_\mathrm{LTE} = 13$ K, which is colder than seen in typical GC clouds, though we cannot rule out low-density, subthermally excited, warmer gas. Despite the high velocity dispersion, no emission is observed from SiO, suggesting that there are no strong ($\gtrsim10~\mathrm{km~s}^{-1}$) shocks in the molecular gas. There are no detections at other wavelengths, including X-ray, infrared, and radio. We consider several explanations for the Millimeter Ultra-Broad Line Object (MUBLO), including protostellar outflow, explosive outflow, collapsing cloud, evolved star, stellar merger, high-velocity compact cloud, intermediate mass black hole, and background galaxy. Most of these conceptual models are either inconsistent with the data or do not fully explain it. The MUBLO is, at present, an observationally unique object.

The Milky Way’s Central Molecular Zone (CMZ) differs dramatically from our local solar neighbourhood, both in the extreme interstellar medium conditions it exhibits (e.g. high gas, stellar, and feedback density) and in the strong dynamics at play (e.g. due to shear and gas influx along the bar). Consequently, it is likely that there are large-scale physical structures within the CMZ that cannot form elsewhere in the Milky Way. In this paper, we present new results from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) large programme ACES (ALMA CMZ Exploration Survey) and conduct a multi-wavelength and kinematic analysis to determine the origin of the M0.8–0.2 ring, a molecular cloud with a distinct ring-like morphology. We estimate the projected inner and outer radii of the M0.8–0.2 ring to be 79″ and 154″, respectively (3.1 pc and 6.1 pc at an assumed Galactic Centre distance of 8.2 kpc) and calculate a mean gas density >10 4 cm −3 , a mass of ~10 6 M ⊙ , and an expansion speed of ~20 km s −1 , resulting in a high estimated kinetic energy (>10 51 erg) and momentum (>10 7 M ⊙ km s −1 ). We discuss several possible causes for the existence and expansion of the structure, including stellar feedback and large-scale dynamics. We propose that the most likely cause of the M0.8–0.2 ring is a single high-energy hypernova explosion. To viably explain the observed morphology and kinematics, such an explosion would need to have taken place inside a dense, very massive molecular cloud, the remnants of which we now see as the M0.8–0.2 ring. In this case, the structure provides an extreme example of how supernovae can affect molecular clouds.

Abstract In this paper, we present a detailed analysis of the IRS 17 filament within the intermediate-mass protocluster IRAS 08448-4343 (of ∼10 3 L ⊙ ), using ALMA data from the ATOMS 3 mm and QUARKS 1.3 mm surveys. The IRS 17 filament, which spans ∼54,000 au (0.26 pc) in length and ∼4000 au (0.02 pc) in width, exhibits a complex, multicomponent velocity field and harbors hierarchical substructures. These substructures include three bundles of seven velocity-coherent fibers and 29 dense ( n ∼ 10 8 cm −3 ) condensations. The fibers have a median length of ∼4500 au and a median width of ∼1400 au. Among these fibers, four are identified as “fertile,” each hosting at least three dense condensations, which are regarded as the “seeds” of star formation. While the detected cores are randomly spaced within the IRS 17 filament based on the 3 mm dust continuum image, periodic spacing (∼1600 au) of condensations is observed in the fertile fibers according to the 1.3 mm dust map, consistent with the predictions of linear isothermal cylinder fragmentation models. These findings underscore the crucial role of fibers in star formation and suggest a hierarchical fragmentation process that extends from the filament to the fibers and, ultimately, to the smallest-scale condensations.

Interstellar molecules are excellent tools for studying the physical and chemical environments of massive star-forming regions. In particular, the vibrationally excited HC_3N (HC_3N*) lines are the key tracers for probing hot cores environments. We present the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) 3 mm observations of HC_3N* lines in 60 hot cores and investigate how the physical conditions affect the excitation of HC_3N* transitions. We used the XCLASS for line identification. Under the assumption of local thermodynamic equilibrium, we derived the rotation temperature and column density of HC_3N* transitions in hot cores. Additionally, we calculated the H_2 column density and number density, along with the abundance of HC_3N* relative to H_2, to enable a comparison of the physical properties of hot cores with different numbers of HC_3N* states. We have detected HC_3N* lines in 52 hot cores, 29 of which show more than one vibrationally excited state. Hot cores with higher gas temperatures have more detections of these vibrationally excited lines. The excitation of HC_3N* requires dense environments, and its spatial distribution is affected by the presence of UC H ii regions. The observed column density of HC_3N* contributes to the number of HC_3N* states in hot-core environments. After analyzing the various factors influencing HC_3N* excitation in hot cores, we conclude that the excitation of HC_3N* is mainly driven by mid-IR pumping, while collisional excitation is ineffective.