摘要

恒星的形成与演化是一直是天文学研究的难点和热点，而作为诞生恒星的地

方，分子云本身的形成和演化同样是天文学的难点问题。本论文通过观测和研究

银河系中三个典型区域，来试图获得关于恒星和分子云形成与演化的线索。

为了研究触发恒星形成过程，我们用紫金山天文台青海观测站的13.7 米毫米

波射电望远镜观测了银道面上的13 个大质量恒星形成区的五条分子谱线，12CO (J =

1 ! 0)、13CO (J = 1 ! 0)、C18O (J = 1 ! 0)、HCN (J = 1 ! 0) 和

HCO+ (J = 1 ! 0)。通过分析和证认，我们在四个红外Bubble 附近，找到四

个外向分子流。我们认为H II 区在膨胀过程中，会堆积分子云，进而会加速或者触

发周围的恒星形成活动。

为了获得银河系内更加完备的大质量恒星形成区样本，我们利用WISE H II 区星

表和先进的机器学习算法，从IRAS 星表中筛选H II 区候选体。我们首先从IRAS

中抽取部分已知H II 区和非H II 区的样本：H II 区样本通过匹配WISE H II 区星表和

IRAS 星表获得；非H II 区样本通过从IRAS 星表中选取高银纬的源来构建。利用监

督式机器学习中的SVM 算法，我们在双色图上确定H II 区和非H II 区的分割线，也

就是H II 区候选体选择判据。我们得到的最优判据的不等式形式为log (F60/F12) ⩾

( 0:30 log (F100/F25) + 1:53)，另外我们要求源在60 m 和100 m 波段有信号。利

用这个判据，我们从IRAS 星表中选出2962 个H II 区，并得出银河系内总的H II 区数

目的下限为9900。

银河系中心附近的分子云的物理性质和环境跟银盘上的分子云有较大差别，

所以是检验恒星形成理论的良好场所。但是，银心附近分子云的三维结构长期处于

模糊状态，限制了银心分子云的价值。为了理清银河系中心分子云的三维结构，我

们提出了一个可以精确计算OH 基态柱密度、激发温度和光深的方法。利用CfA1.2

米望远镜观测的CO 发射线和Parkes 64 米射电望远镜观测的OH 吸收线，我们推

导出了银心分子云的三维结构。计算表明，在银心附近，分子云也有棒旋结构，倾

角为67:5 2:1◦。但是，我们的结果受限与数据的空间分辨率。

高银纬分子云观测对研究分子云的形成和演化有重要价值。我们利用青海站

13.7 米望远镜观测了大熊座分子云的三条CO 同位素谱线，12CO (J = 1 ! 0)、

13CO (J = 1 ! 0) 和C18O (J = 1 ! 0)。C18O (J = 1 ! 0) 辐射低于青海站望远

镜的探测灵敏度，而12CO (J = 1 ! 0) 和13CO (J = 1 ! 0) 则显示了高银纬弥散

分子云的众多细节。我们发现，基于高银纬弥散分子云，在更完备的分子核统计样本上，分子核质量函数(CMF) 的形状仍然跟初始质量函数(IMF) 形状类似。