Rings and Bent Chain Galaxies in the GEMS and GOOD Fields
在GEMS和GOODS场中研究了24个具有环或部分环的星系，z~1.4。大多数类似于本地碰撞环星系的形态，大小和clusified恒星的形成。根据颜色演化模型，团块的年龄从10^8年到10^9年不等，团块的质量可达几× 10^8兆太阳。如果环结构是由碰撞形成的，那么这些团块的年龄与环结构的预期寿命是一致的。还研究了另外15个类似于部分环星系中的弧但没有明显盘发射的星系。与环和部分环样本中的团块相比，它们的团块在所有红移处都具有更蓝的颜色，并且它们的团块年龄比环和部分环中的年轻约10倍。在大多数方面，它们类似于链星系，除了它们的曲率;我们称它们为“弯曲链”。有几个环是对称的，中心有核，没有明显的同伴。它们可能是林德布拉德的外共振环，尽管有些没有明显的杆或螺旋来驱动它们。如果这些对称的情况是共振环，那么它们可能是现代共振环的前身，平均只大了~30%。半径的这种相似性表明，在最后的~7 Gy期间，驱动模式速度没有减慢~30%。那些没有酒吧可能是溶解酒吧的例子。
2006-07-26 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters II. Comparison between millimeter interferometric observations of NGC 2264-C and SPH simulations of a collapsing clump
星团中大质量恒星形成的早期阶段仍然知之甚少。在这里，我们测试的假设，高质量的恒星形成提出了我们的早期论文（佩雷托等，2006年）。为了证实这一假设的物理有效性，我们进行了IRAM Plateau de Bure干涉仪对NGC 2264-C的观测，并对Jeans不稳定的长扁致密团块的坍缩进行了SPH数值模拟。我们的Plateau de Bure观测揭示了一个新的致密源（C-MM 13）的存在，它距离NGC 2264-C的中心只有10000 AU，但距离（投影）速度约为1.1 km/s。与我们的数值SPH模拟的详细比较支持这样一种观点，即NGC 2264-C是一个细长的星团形成的团块，在坍缩和破碎的过程中沿其长轴，导致一个强大的动力学相互作用和可能的原恒星合并的团块的中心区域。本研究还对NGC 2264-C大规模坍缩的初始条件设定了若干定量约束。我们的流体动力学模拟表明，所观察到的速度模式表征了原星系团坍缩的早期阶段，该阶段只存在很短的时间（即，< 10^5岁）。为了提供与观测结果的良好匹配，模拟需要湍流能量与引力能量的初始比率仅为~ 5%，这强烈表明NGC 2264-C团块的结构主要由引力而不是湍流构成。所需的“冷”初始条件可由外部触发器的快速压缩产生。
2006-11-08 astro-ph
Analytical theory for the initial mass function: CO clumps and prestellar cores
我们推导出一个分析理论的星前核心的初始质量函数的基础上扩展的新闻-Schechter统计形式主义。用同样的方法，我们还得到了超音速流中非自引力团簇的质谱。自引力核的质谱很好地再现了观测到的初始质量函数，并确定了对其行为负责的不同机制。该理论预测IMF的形状来自两个相互竞争的贡献，即大尺度下的幂律和以引力坍缩的特征质量为中心的指数截止（对数正态形式）。在纯热坍缩的情况下，只要下面的密度场具有对数正态分布，截止点就已经存在。而纯粹的热塌缩产生的幂律尾部比萨尔彼得值dN/dlog M \propto M^{-x}更陡，x=1.35，后者是完全恢复的速度功率谱的谱指数的（3D）值，n \simeq 3.8，发现在观测和等温超音速湍流的数值模拟。实际上，该理论预测，对于自引力结构，x=（n+1）/（2n-4），对于非自引力结构，x=2-n '/3，其中n'是log（rho）的功率谱指数。我们发现，虽然超音速湍流促进了大质量恒星和褐矮星的形成，但它对恒星形成有整体负面影响，降低了恒星形成效率。这一理论为理解货币基金组织的起源和推断其在不同环境中的行为提供了一个新的理论基础。它还为探索恒星形成的数值模拟提供了一种补充方法和有用的指导，同时做出了可测试的预测。
2008-05-06 astro-ph
Dynamically triggered star formation in giant molecular clouds
一个拉格朗日，粒子为基础的数值方法（树码重力加光滑粒子流体动力学）被用来模拟发生在GMCs的块-块碰撞。碰撞形成了激波压缩层，其中凝聚了大约共面的原恒星盘，质量为7-60个太阳，半径为500- 1000天文单位。二元和多元系统是通常的最终状态。质量较低的物体也被制造出来，但通常都经历了分裂或合并。这样的天体偶尔会在遇到双星系统时，通过三体弹弓事件被弹射出来而幸存下来。改变碰撞参量b，就改变了原恒星系统形成的过程。在低b时，最初形成一个单一的中心盘，然后被吸积流旋转起来，导致它通过旋转不稳定性产生第二次旋转。在b中期，最初形成的冲击层破碎成碎片，然后通过碎片合并形成圆盘。在大的b单个物体内形成的压缩前缘的每个团块。当b进一步增加时，它们就变得彼此不结合了。改变数值因子的影响通过以下方式进行检查：（i）碰撞在碰撞前已重新定向的团块（从而改变初始粒子噪声），以及（ii）将每个团块中的粒子数量增加四倍（从而提高模拟的分辨率）。这两种变化都被发现会影响碰撞的小尺度细节，但大尺度形态基本上没有改变。得出的结论是，团-团碰撞提供了一个自然的机制，多个原恒星系统可能形成。
1998-05-01 astro-ph
A dynamical origin for early mass segregation in young star clusters
一些年轻的星团表现出一定程度的质量分离，这是不一致的标准两体松弛的影响，从一个最初未分离的系统没有子结构，在维里平衡，目前还不清楚是否当前的团簇形成模型可以解释这种程度的初始隔离在集群的显着质量。在这封信中，我们证明，合并的小块，无论是最初的质量隔离，或在质量隔离可以产生两体松弛之前，他们合并，一般会导致较大的系统，继承祖块的隔离。我们的结论是，以这种方式形成的集群是自然的质量分离，占异常的观察结果，并建议在构建集群动力学模型时，应充分考虑到这个过程中的即时质量分离，由于初始成块。
2006-09-19 astro-ph
Probing the initial conditions of High Mass Star formation -- I. Deuteration and depletion in high mass pre/protocluster clumps
超致密HII区域是高质量恒星形成的标志。由于高质量恒星的形成发生在星团中，人们期望在超紧凑HII区域附近找到更早的大质量恒星形成阶段。在这里，我们研究的氘和消耗量对前/原星团团块中发现的宽视场（10 X 10弧分）普查的云在32个大规模的恒星形成地区，是已知的港口UCHII地区。我们发现，65%的观测源具有较强的NH_2D发射，超过50%的源表现出高度的氘代，（0.1 <NH_2D/NH_3 < 0.7），0.7是迄今报道的最高观测到的NH_3氘代。我们在两个来源中搜索NHD 2没有检测到。氘的增强与尘埃颗粒上的适度CO消耗相一致。没有证据表明这两个过程之间存在相关性，但不能排除潜在的相关性，因为耗减系数很可能只是一个下限。总之，我们发现在大质量恒星形成区的冷核中CO耗尽和高氘。因此，这些都是大质量恒星形成早期阶段很好的候选来源。虽然我们对NHD 2的敏感上限并不能证明气相和颗粒化学模型的预测是错误的，但NH 2D比宇宙D/H比增加了约10^4，这是值得解释的。
2007-02-20 astro-ph
Shadows and Photoevaporated Flows from Neutral Clumps Exposed to Two Ionizing Sources
在恒星形成区中经常发现浸入HII区的中性团块。我们在这里调查的形成尾部的中性气体，这是没有达到的直接电离通量来自两个大质量的恒星，使用两个分析近似，使我们能够估计阴影几何后面的团块不同的初始几何配置，和三维数值模拟。我们发现这两种方法之间的一个很好的协议，这个理论上有趣的问题。一个特别重要的应用可能是在猎户座的梯形星团中发现的质子，它们最初是由O型星θ-1 Ori C和θ-2 Ori A光蒸发的。
2006-05-24 astro-ph
Quantifying the uncertainties of chemical evolution studies. I. The stellar initial mass function and the stellar lifetimes
恒星初始质量函数和恒星寿命是化学演化模型的基本组成部分，在文献中可以找到不同的配方。在本文中，我们量化的化学演化研究的不确定性，这两个参数的影响。我们专注于化学演化模型的银河系，因为大量的良好的观测约束。这样的化学演化模型已经排除了我们银河系中恒星初始质量函数的显著时间变化，可能除了它演化的非常早期阶段。因此，在这里我们假设银河系的初始质量函数随时间恒定。通过对银河系模型预测与精心挑选的数据集的准确比较，表明在特定质量范围内的初始质量函数的具体处方应被拒绝。就恒星的寿命而言，现有的规定之间的主要差异被发现在非常低质量的恒星范围。正因为如此，模型对那些主要由寿命很长的物体产生的元素的预测有很大的不同，例如3He和7Li。然而，它的结论是，模型预测的几个重要的观测量，约束合理的银河系形成的情况下，是相当强大的恒星质量谱和恒星寿命的变化。例如，低质量恒星的金属丰度分布几乎不受这些变化的影响，因为它的形状主要由薄盘形成的时间尺度决定。
2004-09-20 astro-ph
The Lifetimes of Molecular Cloud Cores: What is the Role of the Magnetic Field?
我们讨论了在磁化的等温分子云中形成的致密核的湍流密度波动的寿命和演化。我们考虑数值模拟，在其中我们测量核心的磁临界性和牛仔裤稳定性的磁临界性的“母云”（数字框）。在次临界盒中，不会形成致密的核心，也不会发生坍塌。在超临界盒中，一些核心坍缩，成为从一开始就超临界的更大团块的一部分，其中心，致密区域（核心）最初是亚临界的，但很快成为超临界的，可能是通过沿着场线的吸积。数字伪影被排除了。堆芯从亚临界到超临界然后坍塌的时间尺度是堆芯自由落体时间$\tfc$的几倍。我们的研究结果表明，核心的平衡，瞬态结构，而不是准静磁配置。
2004-03-04 astro-ph
Analysis of Clumps in Molecular Cloud Models: Mass Spectrum, Shapes, Alignment and Rotation
观测结果显示，在密集的恒星形成分子云中，天空中分子线发射的浓度被称为“团块”。这些团块被认为是恒星形成的最终场所。我们使用一组自洽的、随时间变化的分子云数值模型研究了团块的三维类似物。该模型遵循最初的超音速湍流在等温，自引力，磁化流体的衰减。我们发现以下情况。(1)团块本质上是三轴的。这解释了观察到的赤字与投影轴比接近统一的团块，和明显的prolateness团块。(2)模拟的团块轴与团块内的平均磁场不一致，也不与大尺度平均场一致。这与观察结果一致。(3)团簇质谱具有与Salpeter值一致的高质量斜率。在$\sim 0.5 \msun$处的斜坡上有一个低质量的突变，尽管这可能取决于包括数值分辨率在内的模型参数。(4)团簇的典型比自旋角动量是$4 \times 10^{22} {\rm cm^2 s^{-1}}$。这比双星的比角动量的中值要大。标度参数表明，更高分辨率的模拟可能很快就能解决确定双星角动量的尺度。
2003-06-09 astro-ph
Sub-Galactic Clumps at High Redshift: A Fragmentation Origin?
我们研究了在高红移观测到的类似于链星系的团簇结构的起源。我们使用一个三维的化学动力学模拟描述的动力学恒星和两相星际介质，以及反馈过程的恒星。为了在冷云介质中进行高效率的能量耗散，最初的气体盘碎片化并发展出几个大质量的气体和恒星团。我们跟踪单个团块的演化，并确定它们的质量、金属丰度和速度。在磁盘碎片化之后的几个动态时间，团块合并形成一个巨大的凸起。计算HST和UBVRIJHKLM的颜色，包括星际尘埃的吸收，我们确定这个模型的HST图像的形态和颜色。在HDF中看到的几个奇特的形态结构可以很好地解释一个破碎的星系盘模型，包括链星系和由几个附近的结组成的物体。
2004-06-05 astro-ph
The structure of molecular clouds and the universality of the clump mass function
使用SPH模拟的分子云中的恒星形成区域，我们表明，出现一个团块质量函数（CMF）类似的恒星初始质量函数（IMF）是分子云结构的一个普遍存在的功能，但要注意其过度解释。在这项研究中，我们采用三种不同的技术来提取团块。在前两种方法中，我们分别使用位置-位置（PP）和位置-位置-速度（PPV）信息，将SPH粒子数据插值到2维和3维网格中。在最后一种技术中，直接在SPH数据上执行块查找，利用完整的3维位置信息。虽然CMF通常与附近恒星形成区域的观测结果相似，但发现单个团块及其质量是不可靠的，因为它们强烈依赖于团块发现的参数和方法。特别是，我们发现，分辨率和方向的数据作出显着的差异，所产生的属性的PP和PPV的情况下确定的团块。我们的结论是，CMF和恒星IMF之间的比较应谨慎进行，因为一个团块边界的定义，因此团块的数量和它们的属性，是任意的提取方法。如果分子云真的是无尺度的，这一点尤其正确。
2008-09-16 astro-ph
Gas fueling and nuclear disk formation in merging between a central black hole and a gas clump
数值研究了星系核中央数十pc质量为$10^6$ $-$ $10^7$ $M_{\odot}$的气体团与中心大质量黑洞（MBH）合并的动力学演化.我们发现，MBH的强潮汐引力场使初始的球形团簇转变为围绕MBH的中等厚度的气体盘（或环面）。发达国家的磁盘也被发现显示旋转，基本上是因为潮汐场有效地改变了轨道角动量的团块成固有的角动量的磁盘。此外，发现在$10^6$ yr的数量级内，团簇中大约百分之几的气体质量（对应于几个$10^5$ $M_{\odot}$）被转移到MBH周围的中心亚秒差距区域。因此，我们认为，气体团簇在MBH上的连续合并不仅与MBH周围核盘的形成密切相关，而且还可以为MBH提供气体燃料。
2000-12-14 astro-ph
Fragmentation of Molecular Clouds: The Initial Phase of a Stellar Cluster
本文用数值方法研究了分子云内一个区域的等温引力坍缩和碎裂以及随后原星团的形成。在裂解阶段形成的团簇质谱可以很好地近似于幂律分布dN/dM ~ M^（-1.5）。相比之下，形成在中心的Jeans不稳定的团块，并通过吸积和N-体相互作用演化的原恒星核心的质谱描述的对数正态分布的宽度是在多个恒星系统的观测非常一致。
1998-05-11 astro-ph
Clumpy shocks and the clump mass function
在本文中，我们将研究是否clusification，碰撞，流量可以负责已被观察到在几个地区的嵌入式恒星形成，这已被证明是由一个Salpeter型斜率描述的团块质量函数。这里介绍的流动，其中包括人口的最初相同的团块和计算进行了包括和不包括自重力。当激波区处于其密度时，我们发现团簇质谱总是很好地由Salpeter型斜率模型化。无论模拟中是否包括自重力，这都是正确的。在非自重力模拟中，当模拟进行到非自重力阶段之后，在较低的马赫数（马赫数5和10）时，这个斜率保持不变。在包括自重力的模拟中，我们发现低马赫数运行在减速阶段之后产生更平坦的质量函数。这仅仅是由于流动的引力坍缩引起的凝结增加的结果。在高马赫数运行（马赫数20）时，Salpeter斜率总是丢失。自引力计算还表明，恒星形成发生的引力束缚团块的子群总是包含人口中最大的团块。这些束缚恒星形成团块的质量函数与在场中观察到的恒星的萨尔彼得型质量函数完全不同。我们的结论是，团块质量函数可能不仅与引力无关，而且与恒星形成过程和由此产生的恒星质量分布无关。这引起了人们对团块质量函数是恒星IMF起源的说法的怀疑，例如rho Oph，Serpens和Orion B云。
2006-03-21 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Globular Cluster Evolution - II. Mass Spectra, Stellar Evolution and Lifetimes in the Galaxy
我们用新的二维蒙特卡罗程序研究了球状星团的动力学演化，并计算了星系环境中星团的寿命。我们包括质量谱的影响，银河系潮汐场的质量损失，和恒星演化。我们考虑包含N = 10^5 - 3x10^5颗恒星的初始King模型，并跟踪演化直到核心坍缩或破裂，以先发生者为准。我们发现，我们的模型的寿命显着长于使用1-D福克-普朗克（F-P）方法获得的。我们还发现，我们的结果是非常好的协议与最近的2-D F-P计算，为广泛的初始条件。结果表明，由于恒星演化引起的直接质量损失可以显著加速通过潮汐边界的质量损失，导致大多数初始中心浓度较低（Wo <~3）的星系团在银河系潮汐场中迅速破裂.只有具有高初始中心浓度（Wo>~7）或陡峭初始质量函数的星系团才有可能存活到现在并经历核心坍缩。我们还研究了逃逸星的轨道特征，发现逃逸星在坍缩星系团中的速度分布与在破裂星系团中的速度分布有很大的不同。我们计算了银河系中偏心轨道上的星团的寿命，使得它只在近银河系中填充其洛希瓣。我们发现，这样的轨道可以延长寿命最多的几个因素相比，在一个圆形的轨道中，集群填充其洛希瓣在任何时候。
2001-01-26 astro-ph
Large Area Mapping at 850 Microns. IV. Analysis of the Clump Distribution in the Orion B South Molecular Cloud
我们介绍了利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对猎户座B南分子云（包括NGC 2024、NGC 2023和马头星云（B33））的1300弧分^2区域进行巡天的结果。在450微米和850微米的亚毫米连续观测进行了讨论。使用自动算法，在850微米的地图中确定了57个离散发射特征（"团块“）。这些团块内的物理条件进行了调查的假设下，对象是在准流体静力学平衡。除NGC 2024中少数已知的远红外辐射源外，这些团块的最佳尘埃温度为Td = 18 +/-4K。后者的内部加热源被发现要温暖得多。在NGC 2023周围的区域中，团块尘埃温度与CO分子的分子线激发测量确定的团块气体温度一致。团块的边界压力在log（k^-1 P cm ^3 K^-1）= 6.1 +/- 0.3的范围内。累积质量分布在高质量端是陡峭的，恒星初始质量函数也是如此。在较低质量时，分布显著变化，在3 - 10 M_sun附近出现转折。
2005-12-15 astro-ph
Stagnation and Infall of Dense Clumps in the Stellar Wind of tau Scorpii
对B0.2V恒星天蝎座τ的观测揭示了不同寻常的恒星风特征：远紫外线O VI共振双峰的红移吸收高达+250 km/s，极硬的X射线辐射意味着温度超过10^7 K的气体。我们描述了一个唯象模型来解释这些属性。我们假设天蝎座τ星的风由两部分组成：周围的气体，其中嵌入了密度更大的团块。这些团块在紫外线共振谱线上是光学厚的，主要负责加速环境风。减小的加速度导致团块减速甚至下落，同时受到流出的环境风的冲压压力的限制。我们计算了详细的轨迹的团块在周围的恒星风，占线辐射驱动力和沉积的环境风的形式的阻力的动量。我们表明，这些团块将回落到恒星数百公里/秒的速度为广泛的初始条件。下落的团块在其前缘的弓形激波中产生了温度超过（1-6）× 10^7 K的X射线发射等离子体。下落的物质解释了O-VI双线中所见的奇特的红移吸收翼。所需的团块质量损失为总质量损失率的3% - 30%。这里开发的模型可以普遍适用于线驱动的外流与团块或密度不规则性。（摘要）
1999-12-16 astro-ph
High Mass Star Formation. II. The Mass Function of Submillimeter Clumps in M17
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的亚毫米波普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA），我们在850和450微米尘埃连续辐射中绘制了M17大质量恒星形成区的约5.5 × 5.5 pc部分。这些地图显示了100多个尘埃团块，其去卷积线性尺寸为0.05- 0.2 pc，质量为0.8- 120太阳质量，其中大多数与已知的中红外点源无关。用双幂律拟合团块质量函数，得到高质量幂律的平均幂律指数alpha_high = -2.4 +/- 0.3，与Salpeter恒星质量函数的指数一致。我们表明，对数正态的团块质量分布，峰值在约4太阳质量产生良好的适合团块质量函数的双幂律。这4个太阳质量的峰值质量远高于恒星初始质量函数和低质量恒星形成区团块质量函数的峰值质量。尽管内在质量尺度不同，但M17团块质量函数的形状似乎与低质量恒星形成区的核心质量函数的形状一致。因此，我们认为在高质量恒星形成区的团块质量函数可能是在低质量区域的放大版本，而不是它的扩展到更高的质量。
2006-03-13 astro-ph
The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF
本文综述了近年来分子云结构观测和分析的进展。结构在很宽的尺度范围内是自相似的，具有类似的幂律指数，独立于云的恒星形成性质。在秒差距尺度上对恒星形成云和非恒星形成云结构的比较表明，前者的平均密度较高，但两者的结构特征基本相同。然而，在云的引力束缚区域，在更高的密度和分辨率下，自相似的比例关系被打破，有可能观察到恒星形成的第一步。高分辨率观测致密的单个恒星形成的核心内的团块举行的关键经验理解的起源恒星的初始质量函数。
1999-02-17 astro-ph
