通过辐射缔合形成C-

未束缚巨分子云中的恒星形成：OB星协的起源？

Star formation in unbound giant molecular clouds: the origin of OB associations?

我们研究了在无束缚的GMC中星团的形成，其中支持的动能是云的自引力的两倍。这片云设法形成一系列星团并分散，所有这些都在大约2个交叉时间（1000万年）内，支持最近的恒星形成是一个快速过程的说法。简单的假设发生在星团中的恒星形成的性质，使我们能够将恒星形成效率的估计值约为5%至10%，与观测结果一致。我们还建议，未绑定的云可以作为一种机制，形成OB协会。在云中形成的簇表现为OB子组。由于创建它们的流动的无约束性质，这些集群自然地彼此扩展。我们在这里提出的云的属性是与经典的OB协会。

天蝎座-半人马座OB星协（Sco OB2）中的触发恒星形成

Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)

我们探讨了上天蝎座OB协会，最年轻的一部分，天蝎座OB 2的恒星形成历史。对低质量主序前（PMS）恒星的宽视场（160平方度）调查使我们能够将上天蝎座已知的低质量成员数量增加到近100颗恒星。在详细分析这些恒星在HR图中的位置时，考虑到不确定性和未解决的双星的影响，我们发现平均恒星年龄约为500万年，没有证据表明这些恒星之间存在显着的年龄分散。这意味着上天蝎座星协的恒星形成历史主要是由一次短暂的恒星爆发所主导的，它开始于大约500万年前，结束于可能不超过一两百万年后。有趣的是，围绕着天蝎座OB 2星协的HI壳层的结构和运动学表明，在附近的上半人马座-狼疮星协（天蝎座OB 2最古老的部分）中，超新星爆炸的冲击波大约在500万年前穿过上天蝎座。这强烈地表明，超新星冲击波引发了上天蝎座的恒星爆发。

伽马射线暴与OB关联：它们触发恒星形成吗？

Gamma Ray Bursts versus OB Associations: do they trigger star formation?

我们讨论了不同的形状，膨胀速度和破碎时间的结构所产生的能量沉积从一个单一的伽马射线暴（GRB）或OB协会的ISM。在初始膨胀之后，由GRB产生的超壳层几乎是静态的或缓慢膨胀，与OB协会产生的更快速膨胀的超壳层相反。我们讨论了相对于星系对称平面的能量源的位置：观察到的弧形结构可以是由星系平面上方或下方的源膨胀形成的结构中最密集的部分。如果膨胀发生在一个巨大的HI云内部，也可能形成弧。我们试图重现的大小，年龄和OB协会之间的平均距离在六分仪区域的边缘LMC 4。

Lacerta OB1协会

The Lacerta OB1 Association

Lac OB1是一个邻近的OB星协，正处于恒星形成的最后阶段。虽然成员星表明膨胀的时间尺度为数千万年，但最新的恒星形成事件，如大质量和前主序星的存在所证明的那样，发生在几百万年前。该区域残留的分子云提供了大质量恒星引发恒星诞生的证据。

质量和环境在多星形成中的作用：三个年轻星协中广泛多样性的2 MASS巡天

The Role of Mass and Environment in Multiple Star Formation: A 2MASS Survey of Wide Multiplicity in Three Young Associations

我们提出了一个广泛的二元系统的搜索结果783名成员附近的三个年轻的协会：金牛座，御夫座，Chamaeleon我，和两个小组的上天蝎座。分析2 MASS的近红外（JHK）图像，以寻找已知星协成员的宽（1-30”; ~150-4500 AU）伴星，使用色等切割排除可能的背景恒星。我们确定了总共131个候选二进制同伴的颜色与物理协会一致，其中39个还没有确定以前在文献中。我们的研究结果表明，广泛的二进制频率是一个函数的质量和环境，与高质量的恒星比低质量的恒星和T协会比在OB协会显着更高的频率。我们讨论了广泛的二元形成的影响，并得出结论，环境的依赖性不是恒星密度或总关联质量的直接结果，而是可能取决于另一个环境参数，如气体温度。我们还分析了作为质量的函数的质量比分布，发现它同意场星的分布范围内的统计不确定性。这些星协中的双星总体上遵循观测到的野外双星的经验质量-最大分离关系，但我们发现了一个候选的低质量系统（USco-160611.9-193532; Mtot~0.4 Msun），其预测分离（10.8”; 1550 AU）远大于其质量的建议限制。（节录）

l = 280-360度星系间年轻恒星协的形成方案

Formation scenarios for the young stellar associations between galactic longitudes l = 280-360 deg

本文研究了蛇夫座、狼疮座和变色龙座恒星形成区的前主序星和天蝎座-半人马座OB星协的年轻早型星的空间分布、空间速度和年龄分布。这些年轻的恒星协会延伸到银河系经度范围从280度。到360 °，并且处于大约100和200 μ C的距离间隔。这项研究是基于汇编的距离，自行和径向速度从文献中的运动学性质，和基本恒星数据的建设赫兹-罗素图。虽然在Chamaeleon中没有著名的OB星协，但根据依巴谷星表中21颗B型和A型恒星的距离和自行，我们认为它们形成了一个年轻的星协。我们发现，OB星协的年轻早型星和SFR的PMS星遵循类似的空间分布，即，低质量和高质量的年轻恒星之间没有分离。我们发现，在运动学，也没有在这两个群体的年龄研究的差异。我们分析了迄今为止提出的触发大规模恒星形成的不同情景，并认为我们最有可能观察到的是一个靠近太阳的旋臂。年轻恒星和分子云的排列以及恒星的平均速度与银河系自转方向相反，这与附近旋臂中恒星形成的预期行为一致。

Ara OB 1a协会

The Ara OB 1a Association

Ara OB 1a协会是最近的地点之一，在那里可以看到多代大质量恒星的触发恒星形成。在大约1.3千秒差距的距离，它包含复杂的环境，包括清除年轻的星团，嵌入红外星团，没有恒星形成证据的CO云，以及正在进行的恒星形成证据的云。在这篇综述中，我们讨论了过去半个世纪对这一地区的研究。有人提出，目前的配置是在10- 40亿年前的中性气体的运动与当前时代的光电离相结合的结果。

一种新的辐射反馈算法及其在大质量恒星形成中的应用

A New Algorithm for Radiative Feedback and its Application to the Formation of Massive Stars

我们发展了一种处理尘埃流辐射加速的简化方法。该方法保留了粉尘破坏半径处的尖锐脉冲，这是频率相关辐射转移的特征，同时对计算资源的要求最小。因此，它适合包含在流体动力学代码中。我们已经将这种方法应用于球形几何中大质量恒星的形成，并发现可以吸积到中心恒星上的云的分数是云的Jeans数和密度分布的强函数。大质量恒星的形成受到寒冷的均匀条件的支持，这可能导致气体被某些外部触发剂席卷的区域。我们发现（与以前的作者相比），大质量恒星的形成并不需要一个耗尽的尘埃混合物，虽然在典型的星际丰度的尘埃的使用减少了最终的恒星质量相比，从耗尽的混合物形成的核心。

SN爆炸引发的恒星形成：对$β$ Pictuary星协的应用

Star formation triggered by SN explosions: an application to the stellar association of $β$ Pictoris

在本研究中，考虑到物理条件是相关的超新星遗迹（SNRs）和致密的分子云之间的相互作用，触发恒星形成，我们已经建立了一个图的SNR半径与云密度在上面的限制划定一个阴影区，恒星形成是允许的。我们还进行了全三维辐射冷却数值模拟的影响之间的SNR和云在不同的初始条件下，以遵循这些相互作用的初始步骤。我们确定的条件，可能会导致云崩溃和恒星形成或完全云破坏，发现数值结果是一致的SNR云密度图。最后，我们将上述结果应用于$β-$风景如画的恒星协会，它是由低质量的后T金牛星的年龄为11万年。最近有人提出，它的形成可能是由位于距离约62 pc处的SN爆炸产生的冲击波触发的，该爆炸可能发生在下半人马座Crux（LCC）或上半人马座Lupus（UCL），这两个都是该协会的较老亚群附近（Ortega和同事）。利用上述分析的结果，我们已经表明，在所提出的距离上，年轻缔合物的起源仅在母分子云的初始条件非常有限的范围内是合理的，即，半径为10 pc量级、密度为20 cm $^{-3}$量级、温度为50 $-$ 100 K量级的云。

辐射转移的解析解：盘不稳定性对巨行星形成的影响

Analytical Solutions for Radiative Transfer: Implications for Giant Planet Formation by Disk Instability

巨行星形成的盘不稳定机制是基于在边缘引力不稳定的原行星盘中形成团块，如果它们要生存并收缩成为巨原行星，它们必须通过对流和辐射冷却的组合失去热能。虽然有很好的观测支持至少有一些巨行星是由盘的不稳定性形成的，但这个机制在理论上是有争议的，不同的三维辐射流体动力学代码往往会产生不同的结果。需要进行严格的代码测试才能取得进一步进展。在这里，我们提出了两个新的球坐标下的辐射转移的解析解，适合于测试所有的凸盘不稳定性计算中使用的代码。测试表明，老板代码辐射转移例程做了很好的放松，并保持分析结果的径向温度和辐射通量廓线的球形云与高或中等的光学深度，包括过渡从光学厚光学薄的地区。这些径向测试结果是独立的是否爱丁顿近似，扩散近似，或通量限制扩散近似例程。对于高度与径向距离成比例的圆盘，Boss代码在放松和保持垂直（θ）温度和辐射通量分布的分析结果方面也做得同样出色。这些测试有力地支持了形成巨行星的盘不稳定机制。

恒星形成后1000万年前原行星物质的状态：长蛇座星协TW的星周盘

The state of protoplanetary material 10 Myr after stellar formation: circumstellar disks in the TW Hydrae association

我们使用斯皮策红外光谱仪观测了TW Hya星协的七个成员，TW Hya星协是最近的恒星星协，其年龄（$\sim$ 1000万年）与适用于行星形成和盘消散的时间尺度相似。七个目标中只有两个显示红外过量发射，表明大量的尘埃仍然存在于比碎片盘特征更接近恒星的地方;然而，在这两个物体中，我们确认了过量的短波长边缘，正如在中心区域被清除的磁盘中所看到的那样。Hen 3-600和TW Hya光谱中的中红外过量包括结晶硅酸盐发射特征，表明晶粒经历了显著的热处理。我们提供了一个详细的TW Hya和母鸡3-600的光谱之间的比较，和一个模型，证实了光谱的形状和我们以前的理解，这些原行星盘的径向结构。

星系形成中的辐射激波。第一章没有热源的原始等离子体的冷却

Radiative shocks in galaxy formation. I: Cooling of a primordial plasma with no sources of heating

我们使用一个1-D拉格朗日代码，其中既有气体和黑暗的组成部分，研究出现在Einstein-de Sitter宇宙中的球形无标度扰动的演化中的辐射冲击。激波的具体行为取决于辐射冷却是由韧致辐射还是由线冷却主导。韧致辐射是具有圆周速度$V_{c} > 100 km s^{-1}$的系统的主要能量损失机制。在这种情况下，我们可以用一个简单的分析模型，以高精度再现激波和冷却波的运动学。当线冷却占主导地位时，冲击波阵面可能不稳定。振荡的周期和振幅随着宇宙的膨胀而增加。对于这样的系统，我们的分析模型只提供了一个粗略的估计的平均演变。我们相信，现在我们完全理解了辐射冷却在星系形成的球形模型中出现的冲击中的作用。

辐射团风中对流结构的形成

The formation of filamentary structures in radiative cluster winds

我们探讨了动态的“集群风”流的制度中，从附近的恒星风的相互作用所产生的冲击辐射。我们首先表明，与金牛座T星和/或赫比格Ae/Be星的集群，风的相互作用确实可能是辐射。然后，我们计算一组四个，三维，辐射模拟集群的75个年轻的恒星，探索不同的风参数和密度的初始ISM渗透到集群的体积的影响。这些模拟表明，ISM在风的作用下被压缩成密集的结和细丝结构。所产生的结构在定性上类似于Vig等人（2007）的IRAS 18511+0146的观测结果。

触发恒星形成

Triggered Star Formation

我们将讨论在膨胀壳层的致密壁中引发的恒星形成。用线性和非线性微扰理论研究了碎裂过程。分析和数值模拟的能量输入，ISM分布和声速的影响。我们制定了条件的引力破碎的膨胀壳：如果总表面密度的磁盘是高于一定的临界值，壳是不稳定的。该值取决于壳的能量和ISM中的声速。作为一个例子，我们将讨论在太阳附近形成OB星协。我们追踪它们在银河系中的轨道，看看它们是在哪里诞生的：天蝎座-半人马座OB星协和猎户座OB星协的1000 - 1200万年前的祖先一起居住在一个向l = 20 - 200度方向延伸的片状区域内，这表明当地的OB星协可能是由一个膨胀的超壳层的碎片形成的。

恒星形成区的X射线源。VI。EINSTEIN认为的R CrA协会

X-Ray Sources in Regions of Star Formation. VI. The R CrA Association as Viewed by EINSTEIN

本文报道了R~CrA星协附近X射线源的光学鉴别。我们确定了11个低质量的前主序星作为对应的9个X射线源。我们还发现了X射线发射的坐标与3个明亮的晚B星的位置一致，虽然发射可能来自较低质量的同伴。X射线选择星在光度-温度图上位于一条狭窄的轨迹上，年龄约为700万年，比高质量星或红外过剩星的估计年龄要大得多。我们确定这些恒星的物理特征，包括质量、年龄和锂丰度。我们估计R~CrA星协的完整成员大约有90颗星，其中大部分是年龄较大的T~Tauri裸星，星族分布与标准IMF一致。

SN爆炸引发的恒星形成的勘误：对$β$ Pictuary星协的应用

Erratum to Star formation triggered by SN explosions: an application to the stellar association of $β$Pictoris

在目前的研究中，考虑到物理条件是相关的超新星遗迹（SNRs）和致密的分子云之间的相互作用，触发恒星形成，我们已经建立了一个图的SNR半径与云密度在上面的限制划定一个阴影区，恒星形成是允许的。我们还进行了全三维辐射冷却数值模拟的影响之间的SNR和云在不同的初始条件下，以遵循这些相互作用的初始步骤。我们确定的条件，可能会导致云崩溃和恒星形成或完全云破坏，发现数值结果是一致的SNR云密度图。最后，我们将上述结果应用于$β-$风景如画的恒星协会，它是由低质量的后T金牛星的年龄为11万年。最近有人提出，它的形成可能是由一个SN爆炸产生的冲击波触发的，该爆炸发生在距离约62 pc的下半人马座Crux（LCC）或上半人马座Lupus（UCL），这两个地方都是该协会的较老的亚群附近（奥尔特加和同事）利用上述分析的结果，我们已经表明，在所提出的距离处，所建议的年轻缔合物的起源仅在母分子的初始条件的非常有限的范围内是合理的。云，即，一种半径为10 pc量级、密度为10 $-$ 20 cm $^{-3}$量级、温度为10 $-$ 100 K }量级的云。

1000万年时的磁盘吸积：来自TW Hydrae协会的结果

Disk Accretion at 10 Myr: Results from the TW Hydrae Association

我们提出了一个分析的TW长蛇座协会的成员的吸积性能。的Halpha发射线配置文件提供了明确的证据，在3个观察到的23个成员的协会的积极吸积流，我们使用辐射转移模型来获得近似的吸积率为这3个对象。这些100万年前恒星的吸积速率（小于10^-9 Msun/yr）比100万年前金牛座T星的典型值低了一个数量级。长蛇座TW星协中仍在吸积的天体比例很小（13%，而金牛座等100万年前的区域约为70%），加上非常小的吸积率，表明盘在1000万年前发生了显著的演化，这对行星形成的时间尺度提供了重要的限制。

小麦哲伦星云中的NGC 346。IV。在HII区域N66中触发的恒星形成

NGC 346 in The Small Magellanic Cloud. IV. Triggered Star Formation in the HII Region N66

恒星反馈、HII区域的扩张、风吹气泡和超新星被认为是恒星形成的重要触发机制。星协是大量早期型恒星的宿主，是这些机制发挥作用的场所。在我们对小麦哲伦星云中的恒星形成区NGC 346/N66的光度研究的这一部分中，我们提出了基于以前和最近详细研究的证据，它至少有两个不同的触发恒星形成事件，我们揭示了它最近恒星形成历史的复杂性。在我们早期对这一区域的研究中（论文I，III），我们发现除了N66的中心部分，在那里聚集了NGC 346协会的明亮OB恒星内容，在该协会北部的弧形星云特征中，有最近的恒星形成。这一特征的特点是高浓度的发射线恒星和年轻恒星天体，以及嵌入源被视为红外发射峰，与年轻的低质量前主序星致密星团相吻合。所有这些天体都表明，N66的北部弧包含了该地区最近的恒星形成事件。我们提出的证据表明，这种恒星的形成是一个不同的机制的产物比一般地区的协会，它是由风驱动的扩大HII区（或泡沫）吹一个大质量的超新星祖先，可能还有其他明亮的恒星，几百万年前。我们提出了一个方案，根据这一机制触发恒星形成远离酒吧的N66，而在酒吧的N66恒星形成的光电离OB星协会本身介绍。

恒星形成SPH模拟中的辐射转移和能量方程

Radiative transfer and the energy equation in SPH simulations of star formation

我们介绍和测试一种新的和高效的方法来处理热效应和辐射效应影响的能量方程在SPH模拟恒星形成。该方法使用每个粒子的密度，温度和引力势来估计平均光学深度，然后调节粒子的加热和冷却。该方法捕获-在最小的计算成本-的影响（一）的旋转和振动自由度的H2，H2解离，H 0电离，（二）不透明度的变化，由于冰地幔融化，升华的灰尘，分子线，H-，束缚自由和自由自由的过程和电子散射;（四）外部照射;和（五）热惯性。新算法再现了以前的作者和/或已知的解析解的结果。计算成本是一个标准的SPH模拟与一个简单的正压状态方程。该方法易于实现，可以应用于基于粒子和基于网格的代码，并且处理光学深度0<tau<10^{11}。

第一个原星系形成中的局部辐射反馈

Local radiative feedback in the formation of the first protogalaxies

第一个星系的形成受到第一代恒星辐射反馈的影响。这种反馈表现为位于第一颗恒星周围的H II区域内的气体的加热和电离，以及围绕这些源的较大莱曼-沃纳（LW）气泡内的氢分子的光解。在三维宇宙学模拟中使用射线追踪方法，我们自洽地跟踪原星系形成过程中单个恒星的形成和辐射反馈。我们详细计算这些源的H II区域，以及受其分子离解辐射影响的区域。我们跟随原始气体的热，化学和动力学演化，因为它成为纳入原星系。虽然IGM通常仅在红移z < 20时在大于30 kpc的物理距离上对LW光子具有光学厚度，但是在残留H II区域中建立的高分子部分及其增加的体积填充部分使得即使局部IGM在几千秒秒量级的物理距离上对LW光子也具有光学厚度。我们发现，有效的吸积到第三族遗迹黑洞上可能发生在它们形成后约6000万年后，到那时，光加热的遗迹H II区气体可以冷却并重新坍缩成容纳黑洞的10^6 M的太阳微晕。此外，Pop II.5恒星，假设有10 M太阳的数量级的质量，可能会形成从这个再塌缩遗迹H II区域气体。总的来说，我们发现，从第一代恒星的本地辐射反馈抑制恒星形成率只有一个因素，最多，几个。

盘状镓团中电离光子从OB缔合中逃逸：超气泡辐射传输

The Escape of Ionizing Photons from OB Associations in Disk Galaxies: Radiation Transfer Through Superbubbles

通过解决随时间变化的辐射传输问题的恒星辐射通过不断变化的HI分布内的超级气泡，我们估计的电离光子的比例由OB协会发出的逃逸到晕和星系际介质（IGM）的HI盘我们的银河系。我们考虑同时代的恒星形成和高斯恒星形成的历史与时间蔓延sigma_t = 200万年。我们考虑一个均匀的H I分布和一个两相（云/云间）模型，可以忽略不计的填充因子的热气体。我们发现，膨胀的超气泡的外壳迅速捕获或衰减的电离通量，使大多数逃逸的辐射逃逸后不久形成的超气泡。对于同时代的恒星形成历史，在太阳附近从盘的两侧逃逸的莱曼连续统光子的总分数为f_esc约为0.15 +/- 0.05。对于高斯型恒星的形成历史，f_esc约为0.06 +/- 0.03，这个值比Dove & Shull（1994）的结果大约低两倍，因为Dove & Shull（1994）没有考虑超级气泡。对于电离光子的局部产生率Psi_LyC = 4.95 X 10^7 cm^{-2} s^{-1}，对于同时期和高斯型恒星的形成，逸出盘的通量约为Phi_LyC（1.5-3.0）X 10^6 cm^{-2} s^{-1}），与维持雷诺层所需的通量相当。

恒星形成历史和宇宙再电离的负反馈效应

Negative feedback effects on star formation history and cosmic reionization

在考虑了负反馈对恒星形成过程的影响后，通过研究超新星的机械反馈和发光天体的辐射反馈如何调节恒星形成速率，从而影响宇宙再电离，探讨了恒星形成过程与负反馈之间的关系.我们在λ冷暗物质模型的框架下构造了一个解析模型。在一定的参数范围内，我们的模型可以很好地解释一些观测结果。在大晕中（T_vir>10000 K），机械反馈和辐射反馈都有类似的行为：负反馈的相对强度随着红移的减小而减小。相比之下，在小晕（T_vir<10000 K$），被认为是在早期孕育第一批恒星，辐射反馈变得更强时，红移减少。而这些小晕中的恒星形成速率对恒星形成效率的依赖非常微弱。我们的研究结果表明，辐射反馈是重要的早期世代的恒星。它可以极大地抑制恒星形成率。但是SNe爆炸的机械反馈并不能显著影响早期的恒星形成。小晕天体的早期恒星形成可能是自我调节的。辐射和机械反馈一直主导着PopII/I星的恒星形成速率。第一代明星的反馈非常强烈，不应该被忽视。然而，它们对宇宙再电离的影响并不显著，这导致汤姆逊散射的光学厚度的贡献很小。

星系形成中的辐射激波。II：元银河系UV背景的影响

Radiative shocks in galaxy formation. II: Effects of a metagalactic UV background

我使用的1-D拉格朗日代码如下的气体和黑暗的组成部分，研究的影响的超星系紫外线背景的矮星系的形成。在电离背景与现有的观测限制一致的情况下，在圆速度高于60公里/秒的晕中没有发现任何影响。在速度为$40 < V_{\mboxs{c}} < 60$ km/s的晕中，这种效应是非常温和的，并且冷却到8000 K以下的总气体质量的减少从未超过30%。低于40公里/秒的圆速度有一个急剧的过渡到的情况下，气体不冷却，但它是由暗晕的势阱引力限制。具有低于平衡光电离温度的维里温度的晕不能限制气体。

从OB协会模拟放射性和其他可观测量

Modelling Radioactivities and other Observables from OB Associations

最近观测到的银河系弥漫的伽马射线辉光在1.809 MeV，归因于26 Al的放射性衰变，指向这种放射性同位素的大质量恒星起源。沃尔夫拉叶星和核心坍缩超新星似乎主导了这种同位素的生产。大质量恒星通常位于星团和OB星协中，这是最近恒星形成的区域。因此，我们讨论的时间演变的26铝，和60铁内不断发展的OB协会。本研究的目标是利用相关的伽马射线线作为相关恒星形成研究的诊断工具，并提供更详细的模型与康普顿天文台的COMPTEL获得的数据的解释。我们调查的影响，可能的铝产率提高，预测一些大规模的密切的二元系统。除了喷射化学处理的物质外，大质量恒星还驱动强烈的恒星风，并发出大量的电离辐射。这种能量和辐射输入到星际介质（ISM）是至关重要的动态演化的气体和随后的恒星形成活动的星系盘。我们讨论了人口合成模型的各种恒星形成的历史，并比较预测的伽马射线线光变曲线COMPTEL测量天鹅座地区。放射性示踪剂，如26铝和60铁提供了一个独特的银河系恒星形成活动的伽马射线示踪剂，补充其他方法使用光谱信息在无线电，红外或光学波段。

The Importance of Radiative Feedback for the Stellar Initial Mass Function

We investigate the effect of radiative feedback on the star formation process using radiation hydrodynamical simulations. We repeat the previous hydrodynamical star cluster formation simulations of Bate et al., and Bate & Bonnell, but we use a realistic gas equation of state and radiative transfer in the flux-limited diffusion approximation rather than the original barotropic equation of state. Whereas star formation in the barotropic simulations continued unabated until the simulation was stopped, we find that radiative feedback essentially terminates the production of new objects after rough…

最近的OB协会：天蝎座-半人马座（Sco OB2）

The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)

我们总结了最近的大质量恒星形成区域天蝎座-半人马座OB星协（Sco OB 2）的恒星星族和恒星形成历史的观测结果。它由三个亚群组成，上天蝎座（US），上半人马座-狼疮（UCL）和下半人马座-十字座（LCC），年龄约为5，17，160万年。在上天蝎座，许多研究最近揭示了数百个低质量的协会成员，包括数十个褐矮星。经验质量函数可以在0.1 M_sun到20 M_sun的整个恒星质量范围内建立，并且被发现与最近确定的场初始质量函数一致。低质量恒星的年龄在500万年左右，与先前（独立）推导出的高质量成员的年龄相同。这支持了早期的迹象，即美国的恒星形成过程被触发，并同意以前的说法，即触发事件是来自附近UCL群的超新星和风驱动的冲击波。在较老的UCL和LCC区域，最近在X射线和自行选择的候选者中确定了大量的低质量成员。在这两个亚群中，通过对更知名的区域（主要是狼疮和TW Hya协会）附近的X射线源的调查，也偶然发现了低质量成员。虽然这两个亚群的平均年龄似乎都在1600万年左右，但它们都显示出具有亚结构的迹象。它们的恒星形成历史可能比更年轻、更紧凑的美国集团更复杂。...（摘要缩写;完整摘要见论文）。

在Cas OB6星协上方探测到一个大的电离氢弧：一个进入星系晕的超级气泡？

Detection of a Large Arc of Ionized Hydrogen Far Above the Cas OB6 Association: A Superbubble Blowout into the Galactic Halo?

威斯康星州的H-阿尔法成像仪（WHAM）北方巡天观测显示，在英仙座螺旋臂的Cas OB 6星协上方，有一个距离银河系中平面1300 pc的H II环，这个巨大的特征围绕着诺曼多等人所确定的“W 4烟囱”，并延伸到其上方，似乎与W3/W 4/W5 H II区复合体附近的恒星形成活动有关。这种电离结构的存在表明，过去的大质量恒星形成事件已经从英仙座臂上方的巨大体积中清除了H I，允许来自银河系中平面附近O型恒星的莱曼连续谱光子到达晕中。

第一颗恒星如何调节本星系的形成I：辐射反馈

How the First Stars Regulated Local Star Formation I: Radiative Feedback

我们提出了一个120 M的$_\odot$原始恒星如何调节恒星形成附近的宇宙晕在$z \sim$ 20光蒸发的数值模拟。我们的模型包括九种原始化学和自洽的多频保守传输的紫外光子与所有相关的辐射过程。新的恒星是否形成在星族III恒星周围的晕中，最终取决于它们的核心密度和与恒星的接近程度。中心密度低于2 - 3 cm $^{-3}$的弥散晕在星系团的任何地方都完全电离和蒸发。核心密度超过2000 cm $^{-3}$的演化晕在离恒星的大多数距离上都不受电离和莱曼-沃纳通量的影响，并且在没有电离和莱曼-沃纳通量的情况下会迅速坍缩。在中等密度的晕中，恒星的形成可以被促进或抑制，这取决于I-前残余激波如何压缩、变形和使核心富含H $_2$。我们发现，120 M的$_\odot$恒星在星团中的大多数晕中光解H $_2$，但H-的催化作用在恒星死亡后几百万年才恢复，对恒星形成的影响很小。我们的模型表现出显着偏离以前的一维球对称模拟，这是容易出现严重的错误，由于非物理的几何聚焦效应。

原始星系和第二代恒星形成中尘埃的辐射输运

The Radiative Transport of Dust in Primordial Galaxies and Second-Generation Star Formation

我们调查的辐射输运的尘埃在原始星系中的紫外辐射场的存在下，从第一个无金属的恒星。我们发现，在第一次超新星（SN）爆炸中产生的尘埃可以被驱动通过SN残余物的内部积累在SN壳层中，在那里第二代恒星可能从压缩的冷却气体中形成。这种情况需要无金属恒星在长达1000万年的时间尺度上连续形成，这与最近的估计一致。硅酸盐和石墨颗粒，以及含铁磁铁矿，运输到壳合理的参数假设，但它们的相对产量从原始SNE是一个重要的因素，在由此产生的丰度比。我们比较了分离的颗粒运输的结果与当前的核合成数据的极端贫金属星系晕星。这一过程的化石特征可能已经在那些缺乏铁的恒星中被发现，这些恒星具有增强的碳和硅酸盐元素，如镁，硅和氧。我们讨论了我们的研究结果的过渡，从第一代到第二代恒星形成的原始星系的影响，在这个过程中所发挥的作用的辐射传输的尘埃。

第一个银河系的命运。I.考虑辐射转移的自洽宇宙学模拟

The Fate of the First Galaxies. I. Self-Consistent Cosmological Simulations with Radiative Transfer

在冷暗物质（CDM）宇宙演化中，低质量天体在宇宙演化中扮演着重要角色。它们不仅是在先前黑暗的宇宙中第一个发光的天体，而且，如果它们的形成不受自身反馈的抑制，它们将主导星系质量函数，直到红移z \sim 5。在本文中，我们提出并讨论了一个3D宇宙学代码，其中包括大部分所需的物理模拟的形成和演化的第一个星系与辐射反馈的自洽治疗的实施。模拟包括采用“光学薄可变爱丁顿张量”（OTVET）近似的连续辐射转移和背景辐射的H_2 Lyman-Werner带的线辐射转移。我们包括详细的化学H_2的形成/破坏，分子和原子的冷却/加热过程，电离的次级电子，和加热的Lyα共振散射。我们发现，第一个星系（“小晕”）的特点是爆发的恒星形成，自我调节的反馈过程，作用于宇宙尺度。它们的形成不受反馈过程的抑制;因此，它们对宇宙演化的影响不容忽视。本文的主要重点是模拟的方法，我们只简要介绍了一些结果。一个广泛的讨论的结果和反馈机制的性质是一个配套文件的重点。

在TW长蛇座协会探索类地行星形成

Exploring Terrestrial Planet Formation in the TW Hydrae Association

斯皮策空间望远镜红外测量的24个成员的TW长蛇座协会（TWA）。高信噪比的24微米（um）测光为所有这些恒星，包括20颗恒星没有被IRAS检测到。在这20颗恒星中，只有一个天体TWA 7在24 μ m处显示出过量的辐射，其水平仅高于恒星光球层的40%。TWA 7也表现出强烈的70 μ m的过剩，比这个波长的恒星光球亮40倍。在70 um处，对于TWA 13检测到类似量级的过量，尽管对于该二进制没有检测到24 um的过量。对于18颗没有表现出可测量的红外过度的恒星，目前70微米观测的灵敏度并不排除在其恒星连续统以上10- 40倍的水平上存在大量的冷过度。对两颗金牛座T星TW Hya和Hen 6-300的测量证实，它们壮观的红外光谱能量分布（SED）即使在160 μ m处也不会翻转，这与它们活跃的吸积盘的预期一致。相比之下，斯皮策对TWA，HD 98800 B和HR 4796 A中发光行星碎片系统的数据与单温黑体SED一致。这项研究的主要新结果是在24 μ m波长的过量发射形式中发现了该协会的戏剧性双峰分布，这表明在这组非常年轻的恒星中，24颗恒星中的20颗周围有可以忽略不计的温暖（>100 K）尘埃和碎片。这种双峰分布特别引人注目，因为与强红外线过剩相关的四颗恒星在24微米处比它们的光球亮100倍以上。

电离气体的辐射反馈

Radiative feedback from ionized gas

无金属气体中的H2形成经由中间H-或H2+离子发生。因此，通过光解离破坏这些离子起到抑制H2形成的作用。在本文中，我强调的事实是，发生在电离的原始气体中的几个过程产生的光子能量足以光解H-或H2+，并概述了如何计算电离气体的特定分布所产生的光解率。我还表明，有兴趣的情况下，如在第一批恒星周围的HII区域的增长，在这种以前被忽视的形式的辐射反馈是相当重要的。

在附近的TW长蛇座星协中发现七颗金牛座T星和一颗褐矮星候选者

Discovery of seven T Tauri stars and a brown dwarf candidate in the nearby TW Hydrae Association

我们报告发现的五个金牛座T恒星系统，其中两个是解决双星，在最近的已知地区最近的恒星形成，TW长蛇座协会附近。新发现的系统显示出与原始五个成员相同的年轻特征（即高X射线通量，大Li丰度和强色球活动）和相同的自行。这些相似之处坚定地确立了该集团作为一个真正的金牛座T协会，独特的是它接近地球，并与任何已知的分子云完全隔离。年龄约为1000万年，距离约为50 pc，星协成员是未来研究星周盘耗散和棕矮星和行星形成的绝佳候选者。事实上，作为一个例子，我们的散斑成像显示了一个微弱的，非常可能的同伴2”以北的CoD-33 7795（TWA 5）。它的颜色和亮度表明其光谱类型为M8.5，年龄约为10^7年，意味着质量约为20 M（木星）。

rho蛇夫座分子云中的恒星形成

Star Formation in the rho Ophiuchi Molecular Cloud

综述了蛇夫座ρ分子复合体中恒星形成的研究进展，特别强调了1991年以来对主云L1688的研究。最近对天蝎座-半人马座OB星协的上天蝎座子群恒星的光度和视差测量表明，云的距离在120到140秒差距之间。L1688的致密核心正在形成恒星，年轻恒星的平均年龄为30万年。表面人口似乎有一个中位年龄为2-5百万年，并与低质量恒星合并在上天蝎座亚群。利用L1688最新的X射线和红外光度测量和光谱测量，我们编制了一份2 MASS目录中300多个协会成员的名单。成员标准，如锂吸收，X射线发射和红外过量，涵盖了年轻恒星物体的全部演化状态。光谱能量分布进行了分类的许多成员使用红外测光从斯皮策太空望远镜。