Effect of dark matter annihilation on gas cooling and star formation
在当前宇宙结构形成的范式中，暗物质通过引力作用对星系的形成和演化起着关键作用。在微观尺度上，预计暗物质粒子会相互湮灭，形成不同的产物，其中一部分能量转移到重子成分。目前工作的目的是表明，在暗物质晕的最内部区域，由暗物质湮灭引起的加热可能与气体的冷却速率相当。我们使用暗物质和气体分布的分析模型，以估计加热和冷却速率，以及超新星爆炸提供的能量。根据模型参数和暗物质粒子的精确性质，注入的能量可能足以平衡星系团核心的辐射冷却。在星系尺度上，它会比超新星反馈更有效地抑制恒星形成。我们的研究结果表明，暗物质湮灭阻止气体冷却和恒星形成至少$0.01-1$ %的维里半径。
2006-12-05 astro-ph
Russell Lecture: Dark Star Formation and Cooling Instability
光学薄冷却气体在大多数温度高于30 K时，将通过压力将材料推入冷的致密区域而冷凝。它在没有重力的情况下工作。冷却冷凝将变平，成为平面/相似的解决方案。大多数恒星的形成可能是从冷却冷凝开始的-重力只在后期阶段起重要作用。一些暗物质可能是原始的白矮星，在没有引发核反应的情况下慢慢凝聚成行星大小的种子，这种想法被发现是缺乏的。然而，最近的观测表明，有晕白矮星的数量是先前已知数量的50倍，足以使有晕的白矮星被观测到是白矮星。宇宙学普查表明，宇宙中只有1%的质量是已知的。
2001-05-01 astro-ph
The impact of cooling and pre-heating on the Sunyaev-Zel'dovich effect
我们使用流体动力学模拟来评估的影响，辐射冷却和“预热”的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的预测。冷却显著降低了平均SZ信号及其角功率谱，而预热可以给出更高的平均失真，同时使角功率谱低于在没有加热或冷却的模拟中发现的角功率谱。我们研究了高密度和低密度气体的相对贡献，发现在冷却模型中，约60%的平均热畸变来自低密度气体。我们发现，晕占主导地位的热SZ功率谱在所有模型中，而在冷却模拟的动力学SZ功率谱主要起源于低密度气体。
2001-09-18 astro-ph
Cooling Limits on Galaxy Formation; Gas dynamical simulations incorporating a background UV field and metal enrichment
我们提出了在10^9 - 10^13太阳质量范围内星系形成的流体动力学模拟，重点是气体冷却的效率。研究了背景紫外辐射场的影响，以及恒星形成和恒星演化引起的晕气体金属富集的影响。发现背景辐射场强烈抑制圆速度小于约50 km/s的星系的形成。然而，这种影响还不足以使层次聚类模型与观察结果相一致。金属富集的晕气体增加冷却速率在低红移。我们发现，在维里温度下的气体的质量分数可能会减少两个因素，在模拟中添加了紫外背景场。由于包含UV背景场而导致的气体冷却的总体效率的降低可以通过在晕圈气体的金属富集之后增加的冷却来补偿，但是效果可能强烈地取决于金属富集的假设模型。
1997-11-12 astro-ph
Star Formation Rates in Cooling Flow Clusters: A UV Pilot Study with Archival XMM-Newton Optical Monitor Data
我们分析了XMM-牛顿光学监测器（OM）的紫外（180-400 nm）数据的33个星系，其中30个星系团成员的样本。其中九个是冷却流星系团中的中央星系团（CCG），其质量沉积速率范围为每年8至525个太阳质量。使用UV与2 MASS J带通量的比率，我们发现在许多（但不是所有）冷却流CCG中存在显著的UV过量。这种紫外线过量直接表明了这些星系中存在年轻的大质量恒星，因此是最近的恒星形成。使用Starburst 99光谱能量分布（SED）模型的连续恒星形成超过9亿年的时间，我们得出恒星形成率为0.2至219太阳质量每年的冷却流样本。对于2/3的样品，可以将Chandra/XMM冷却流质量沉积速率与UV推断的恒星形成速率等同起来，结合星爆寿命和IMF斜率。这是一个试点研究的人口众多的XMM紫外集群档案和更广泛的后续研究目前正在进行中。
2005-08-04 astro-ph
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。
1997-12-17 astro-ph
The role of cooling flows in galaxy formation
星系目前的结构是由在形成过程中注入的引力和超新星能量的辐射耗散决定的。这个过程的一个关键方面是气体冷却的速度是否和它落入引力势阱的速度一样快。如果它这样做，那么快速正常的恒星形成被认为是随之而来的。如果没有，气体仍然可以冷却到现在，那么情况类似于冷却流，例如在星系团中常见的。被冷却的物质被假设为非常冷的云和/或低质量的恒星，即重子暗物质。在本文中，我们调查的冷却流阶段的可能性，在星系的分层形成。我们专注于气体的行为，使用一个高度简化的处理的暗物质潜力的演变，其中气体的演变。我们假设，正常的恒星形成是有限的，有多少气体相关的超新星可以解开，并允许气体轮廓平坦的超新星能量注入的结果。我们发现，在大多数总质量（暗质量加亮质量）约为10^12 M太阳的星系形成过程中，冷却流是一个重要的阶段，在像我们这样的星系中，冷却流产生的暗晕约占总暗晕的20%，在类似质量的椭圆星系中，冷却流产生的暗晕较小但相当。冷却流的开始决定了由气体形成可见球体的质量上限，为正常星系设定了特征质量尺度。我们认为，磁盘的形成需要一个冷却流阶段，在冷却流阶段的耗散是在随后的层次合并正常星系的生存最重要的因素。
1995-06-02 astro-ph
The Impact of Cooling and Feedback on Disc Galaxies
我们提出了详细的，分析模型的盘星系的形成，研究冷却和反馈对它们的结构特性的影响。特别是，我们调查直接从模型中提取的观测值是最适合维里质量估计，并在何种程度上允许恢复的反馈和冷却效率的模型输入参数。与天真的预期相反，盘星系的光度和圆周速度是总维里质量的极差指标。相反，我们表明，光盘尺度长度和旋转速度的平方的产品产生一个更强大的估计。我们发现，反馈可以导致星系质量分数和晕自旋参数之间的窄相关性，类似于最近发现的van den Bosch，Burkert和Swaters从矮星系旋转曲线的分析。最后，我们研究了冷却和反馈对盘星系的颜色、金属丰度、恒星形成历史和Tully-Fisher关系的影响。
2001-12-31 astro-ph
Spectral Indices in Cooling Flow Galaxies: Evidence for Star Formation
通过对光学范围内的两个吸收光谱特征（Mg 2和4000 A的破裂）的研究，我们发现了冷流星系内部区域恒星形成的证据。简单的恒星星族模型的应用表明，如果总质量流的一个相对较小的部分（5-17%）正在形成具有正常IMF的新恒星，则可以解释测量的指数。然而，我们认为这只是一个下限，并得出结论，星系内的大部分气体可能正在形成恒星。此外，在内部星系区域的线强度梯度的分析表明，在平均值，他们是低于正常的椭圆，并表现出暗示的相关性与质量吸积率。同时，在一些星系的外部区域的光谱指数，有和没有冷却流，达到极低的值，这表明他们可能主办恒星形成的起源与冷却流无关。
1995-05-30 astro-ph
On conduction, cooling flows and galaxy formation
根据星系团中普遍存在的气体分数，我们估计在气体温度为3- 10 keV的星系核中，平衡辐射冷却所需的有效热导率约为斯皮策率的十分之一。这证实了热传导对于能量平衡可能是重要的，只要它不被气体中的磁场高度抑制。我们确定的全球有效电导率在一个样本中的29个集群使用已公布的X射线数据推断的冷却速率，并表明，大多数位于1和十分之一的斯皮策率。需要更多的工作在冷却流集群的配置文件，以进一步测试的传导假说。我们研究的可能性，传导操作在星系形成，并表明，它提供了一个简单的解释，在星系质量的上限质量截止。
2002-06-25 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 astro-ph
Binary formation and mass function variations in fragmenting discs with short cooling times
在超大质量黑洞周围的次pc距离的吸积盘很可能冷却得足够快，以至于自引力导致碎片化。在这里，我们使用高分辨率的流体动力学模拟的一个简化的磁盘模型，研究如何破碎的结果取决于数值分辨率和冷却时间，并调查的发病率破碎光盘内的二进制形成。我们调查了一系列的冷却时间，从相对较长的冷却时间尺度，是轻微不稳定的碎片高度不稳定的冷却时间尺度上，是短于当地的动力学时间。碎片的特征质量随着冷却时间的减少而减少，尽管这种影响是适度的，并且取决于结合团块辐射的速度。我们观察到捕获双星的发生率很高，虽然我们无法确定它们的最终轨道或生存概率。结果表明，更快的冷却在母盘的结果在增加的二进制分数，和一个高的原始二进制分数可能会导致光盘碎片。我们讨论了我们的结果，在年轻的大质量恒星靠近银河系中心，并建议，一些恒星双星靠近银河系中心的观测保持一致的形成在一个破碎的吸积盘。
2008-07-10 astro-ph
Metal Cooling in Simulations of Cosmic Structure Formation
向任何气体中添加金属都可以通过增加辐射冷却速率来显著改变其演变。在恒星形成的环境中，增强的冷却可能会导致碎片化和低质量恒星的形成，而无金属的气体云已经被证明不会碎片化。传统上，将金属冷却添加到数值模拟中需要在速度和精度之间做出选择。我们介绍了一种方法，使用复杂的化学网络的光电离软件，多云，包括辐射冷却从一套完整的金属高达原子序数30（锌），可用于大规模的三维流体动力学模拟。我们的方法适用于极大的温度范围（10 K < T < 10^8 K），直到氢数密度达到10^12 cm^-3。在这个密度下，一个1兆太阳的球体的半径大约为40天文单位。我们实现我们的方法在自适应网格细化（AMR）流体动力学/N体代码，恩佐。使用这种方法产生的冷却速率，我们研究了导致从第三星族到第二星族恒星形成的物理条件。虽然C，O，Fe和Si先前已被证明在低金属含量气体中对冷却的贡献最大，但我们发现，当太阳丰度模式存在时，高达40%的金属冷却来自S的精细结构发射。在金属丰度Z > 10^-4 Zsun时，存在密度和温度区域，在这些区域中气体都是热不稳定的，冷却时间小于动力学时间。我们确定这些双重不稳定的地区最诱导碎片。在高红移时，CMB抑制了低温下的有效冷却，因此减少了双不稳定区域的大小，使碎裂变得更加困难。
2008-01-03 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation and Quasar Absorption Systems
星系形成的核心问题是理解气体在暗物质晕中的冷却和凝结。现在清楚的是，为了与观测结果相匹配，这需要比单相气体冷却的简单假设更进一步的物理学。多相冷却模型（Maller & Bullock 2004）可以成功地解释星系质量的上限，并为许多类型的吸收系统提供了自然的解释（Mo & Miralda-Escude 1996）。吸收系统是我们最好的探测器的气体含量的星系晕，因此提供了重要的约束模型的气体冷却到星系。所有影响气体冷却的物理过程都会重新分配气体，因此在吸收系统中是可检测的。利用吸收系统详细研究星系晕中气体的性质对于建立正确的星系形成理论至关重要。
2005-05-06 astro-ph
Spectral gradients in central cluster galaxies: further evidence of star formation in cooling flows
我们获得了11个中央星系团（CCG）的光谱特征D4000和Mg 2的径向梯度。新的数据有力地证实了我们早期研究中发现的线强度指数和冷却流现象之间的相关性。我们发现，这种相关性依赖于在CCG的内部区域的发射线的存在和特性。冷流团中的CCG在D4000-Mg 2平面中表现出清晰的序列，具有取决于发射线类型和蓝色形态的整齐偏析。这个序列可以通过最近的恒星形成爆发来模拟，使用具有正常IMF的恒星星族模型。在具有发射线的CCG中，光谱指数的梯度在发射线区域内是平坦的或正的，这表明存在年轻恒星。在发射线区域之外，在没有发射线的冷却流星系中，梯度是负的，并且与在没有冷却流的星系团和巨型椭圆星系中的CCG中测量的梯度一致。专门在发射线区域测量的折射率梯度与质量沉积速率相关。我们还估计了转化成新恒星的质量的径向分布，这与质量沉积速率的径向行为非常平行。一大部分（可能是大部分）的冷却气流气体被吸积到发射线区域，并转化为恒星。我们讨论了McNamara（1997）提出的演化序列，即射电触发的恒星形成爆发在冷却流的生命周期中发生了几次。这种情况与现有的观察结果是一致的。
1998-04-23 astro-ph
Formation of cold molecular filaments in cooling flow clusters
在英仙座星系团\cite{salome06}的冷却流中心的新CO观测显示了分子气体与先前探测到的H- $α$细丝\cite{conselice01}的明确相关性。在这张海报中，我们提出了英仙座星系团的高分辨率多相模拟，考虑到活动星系核的反馈形式的热浮力气泡。这些模拟表明，大量的气体可以在远离中心的地方冷却。活动星系核的反馈提供了一些加热，但也触发了热气体压缩，这有利于冷却（正反馈），即使在高半径（$R>30 \rm{kpc}$）。冷却的气体流入团簇核心，形成观察到的细丝。
2006-10-31 astro-ph
The Impact of Baryonic Cooling on Giant Arc Abundances
使用简单的分析配置文件的射线追踪，我们证明了透镜截面产生巨大的弧有不同的贡献，由于弧形成通过图像失真，弧形式从合并的两个或三个图像。我们调查的依赖性，这些贡献的晕椭圆率和密度分布的斜率，并表明，在固定的爱因斯坦半径，透镜截面增加的晕轮廓变得陡峭。然后，我们比较模拟与重子冷却和没有相同的集群的六个集群的样本，并证明冷却可以增加巨弧的整体丰度的几个因素。对单个团簇的透镜化概率的净提升是质量依赖的，并且可以降低透镜化团簇的有效低质量限制。最后一个效应可能会使透镜簇的数量增加50%。虽然这些影响的大小可能会被高估，由于众所周知的过冷问题的模拟，很明显，重子冷却有一个不可忽略的影响，预期的丰富的巨弧，因此宇宙学约束巨弧丰度可能会受到很大的系统误差。
2006-09-21 astro-ph
The role of HD cooling in primordial star formation
HD冷却在形成的原始对象的作用是检查通过大量的1-D模型的崩溃晕，探索范围广泛的质量和维里化红移。我们发现HD对分离可能形成恒星的物体与不可能形成恒星的物体的临界质量的影响很小。我们还发现，一旦原恒星坍缩已经开始，HD效应是相当可以忽略不计的。相反，HD效应在气体碎裂的中间阶段可能很重要：低于一定质量尺度的物体（在我们的“基准”情况下，z_vir=20时约为3 × 10^5 Msun）可以通过HD冷却到T~50-100 K，而H2冷却永远不会使气体低于T~200 K。较低的温度意味着碎裂气体的金斯质量减少了约10倍，在这种低质量晕中形成的恒星可能比在较大晕中形成的恒星质量要小。我们估计这种模式的恒星形成的重要性，通过一个变化的Press-Schechter形式主义，并发现它从来没有超过的贡献晕冷却的H2只。HD很重要的晕最多只占原始恒星形成总量的0.25。然而，HD冷却可能提供一个通道，通过它可以在原始条件下形成长寿的低质量恒星。
2007-01-05 astro-ph
Two--body heating in numerical galaxy formation experiments
我们表明，离散效应与经典的两体松弛产生虚假加热的气体成分的星系形成的数值模拟。一个简单的分析模型表明，在任何模拟中，当单个暗物质粒子的质量超过某个临界值时，这种人工加热将主导辐射冷却。这一最大质量仅取决于气体的冷却功能、气体形式的材料的分数以及气体中的典型温度（微弱地）。它与大多数已发表的宇宙流体力学和星系形成模拟中使用的暗物质粒子质量相当，甚至更小。任何违反这一约束的模拟都将无法跟踪冷却流，尽管在冷却时间非常短的区域仍可能发生灾难性的气体冷却。我们使用一系列的N-体/光滑粒子流体动力学模拟来探索这种效果。在忽略辐射冷却的模拟中，两体加热导致气体成分逐渐膨胀。当辐射效应包括在内，我们发现，气体冷却几乎完全抑制暗物质粒子质量超过我们的限制。虽然我们的测试模拟使用光滑粒子流体力学，类似的效果，和类似的临界质量，预计在任何模拟中的暗物质是由离散粒子。
1996-09-03 astro-ph
Probing Galaxy Formation with He II Cooling Lines
利用高分辨率的宇宙学模拟，我们研究了氢和氦的引力冷却辐射。我们重点研究了HeII冷却线，它产生于具有不同温度历史（T_max ~ 10^5K）的气体，而不是发射HI线的气体。我们研究了三个主要的原子冷却线，HI 1216 A，HeII 1640 A和HeII 304 A是否是可观察的，发现HI 1216 A和HeII 1640 A在z=2-3处的冷却发射是潜在地用深窄带（R>100）成像和/或光谱从地面检测到的。虽然HI 1216 A冷却辐射的预期强度在很大程度上取决于模拟中IGM自屏蔽阶段的处理，但我们对HeII 1640 A谱线的预测更可靠，因为HeII 1640 A的发射率在T~10^4.5 K以下可以忽略不计，并且对紫外背景不太敏感。虽然HeII 1640 A的冷却辐射比HI 1216 A微弱至少10倍，并且与HI 1216 A不同，它可能无法用现有的观测设施在空间上分辨，但它更适合研究星系形成过程中的气体吸积，因为它的光学厚度较薄，受恒星形成星系复合线的污染较少。HeII 1640 A谱线可以用来区分所谓的“莱曼α斑点”的动力机制--包括引力冷却辐射、恒星星族的光电离和恒星爆发驱动的超级风--因为（1）HeII 1640 A的发射仅限于非常低的金属丰度（log（Z/Z_sun）< -5.3）和第三星族恒星;（2）通过HeII 1640 A谱线宽度明确探测了该斑点的运动学，…
2005-09-01 astro-ph
Optical Properties of Cooling Flow Central Cluster Ellipticals
冷却流中的中央星系团星系显示出气体吸积和正在进行的恒星形成的特征，其速度在每年1-100个太阳质量之间。它们的蓝色形态通常反映了吸积粒子群形成的小于10，000 K气体的低净角动量含量，以及冷气体与FR I射电源之间相互作用的影响。例如，有强有力的证据表明，恒星的形成部分是由10，000 K气体和某些物体中的射电源之间的相互作用引发的。在千秒差距尺度上的盘状恒星形成在冷却流中是罕见的。光学确定的恒星形成速率，假设局部初始质量函数（IMF），通常比X射线观测确定的冷却速率小10-100倍，剩余物质的特征尚未在X射线波段之外被识别。对于IMF在冷却流中的作用了解甚少;大部分冷却物质可能沉积在低质量恒星或其他形式的暗物质中。继续研究射电源和星系团间介质之间的相互作用将进一步加深我们对椭圆星系，特别是早期宇宙中的射电椭圆星系如何演化的理解。
1996-12-19 astro-ph
H_2 Cooling of Primordial Gas Triggered by UV Irradiation
本文研究了幂律紫外光辐照原初H+He气云中氢分子的形成。我们发现在高密度（>1 cm^{-3}）和低温（<10^4 K）下，背景辐射促进了H_2的生成，导致分子冷却超过光电离加热。这一过程可能会加速高红移密度天体的坍缩和碎裂。
1995-11-27 astro-ph
Numerical Simulations of Galaxy Formation: Cooling, Heating, Star Formation
宇宙中发光物质的形成是一个复杂的过程，包括许多过程和成分。这个过程所涉及的尺度差异很大（从几秒差距尺度的恒星形成到几百万秒差距尺度的星系团和超星系团），以及许多难以理解的过程，使得整个领域成为一个迷宫，充满了未解决的问题，但令人兴奋。我们提出了新的近似多相ISM形成恒星的数值处理。使用N体+流体数值模拟对近似值进行了测试和校准。我们专门针对与未解决的气体块状物的影响有关的问题。我们表明，自由度是远远小于天真的预期，因为自我调节的性质，全球恒星形成的过程。超新星反馈近似的不确定性是数值模拟中的一个问题。通常认为反馈主要是由于SN向ISM传递的动量。我们认为这可能不是真的。我们提出了一个现实的例子，气体积极形成恒星的冷却时间短，SF反馈是重要的，但气体运动的动能由于SN是可以忽略不计的小相比，气体的热能。
1997-12-20 astro-ph
Cooling, Gravity and Geometry: Flow-driven Massive Core Formation
我们数值研究了包括自引力在内的大尺度碰撞流中分子云的形成。这些模式强调了在孤立云中全球和局部尺度上重力效应之间的竞争。全球重力会形成大规模的细丝，而局部重力--由强烈的热和动力学不稳定性共同触发--会导致核心的形成。动力学的不稳定性引起局部集中的碰撞流，促进快速形成的大规模的原恒星核心的几个100 M $_\odot$。形成中的云没有达到平衡态，尽管云内的运动看起来类似于"维里“。自相似的核心质量分布来自模型，没有自重力表明，核心质量分布是非常早的云形成过程中，主要是由热不稳定性和动力学不稳定性的组合，而不是由自重力。
2007-09-15 astro-ph
Formation and Disruption of Cosmological Low Mass Objects
我们研究宇宙学低质量（低维里温度）天体的演化和第一个发光天体的形成。首先，显示了低质量物体的“冷却图”。考虑到H_2的贡献，我们用一个简单的时间尺度参数来评估冷却速率，H_2通常不处于化学平衡。H_2的反应速率和冷却速率取自Galli & Palla（1998）的最新结果。利用这个冷却图，我们还估计了发光物体的形成条件，同时考虑到超新星（SN）破坏的维里化云。我们发现第一个发光物体的质量是10^7太阳质量的几倍，因为较小的物体在发光之前可能会被SNe破坏。还讨论了低质量（Ly-alpha）云的金属污染。云的金属丰度约为太阳金属丰度的1/1000。
1999-08-20 astro-ph
Numerical Convergence of Hydrodynamical SPH Simulations of Cooling Clusters
利用流体动力学TREESPH方法对星系团的模拟结果，研究了星系团最终的X射线性质对冷却气体的数值分辨率和假设的恒星形成模型的依赖性。运行与不同的恒星形成方法之间的比较表明，模拟的结果，恒星形成方法的基础上，其中气体转化成恒星是由一个效率参数c_{star}控制，是敏感的模拟数值分辨率。在这方面，恒星形成方法的基础上，而不是局部密度阈值，显示出更稳定的结果。最终的X射线光度被认为是数值稳定，与一个因素2的不确定性。
2001-11-05 astro-ph
The impact of cooling flows on the Tx-Lbol relation for the most luminous clusters
我们研究了冷却流对已知X射线最亮（L_Bol > 10^45 erg/s）星系团的T_X-L_Bol关系的影响。使用高质量的ASCA X射线光谱和ROSAT图像，我们明确地解释了冷却流对团簇X射线特性的影响，并表明这减少了之前提到的T_X-L_Bol关系中的分散。更重要的是，该关系式的斜率从L_Bol \propto T_{X} ^[3]逐渐变平，接近于L_Bol \propto T_{X} ^[2]，这与最近的理论模型一致，这些模型包括了激波和预热对X射线气体的影响。在z~0.3范围内，我们没有发现T_X-L_Bol关系演化的证据。我们的研究结果表明，冷却流的影响必须占宇宙学参数之前，可以确定从X射线观测的集群。本文的结果为高X射线亮度下T_X-L_Bol关系的模拟提供了可靠的依据。
1998-03-01 astro-ph
The effect of cooling on the global stability of self-gravitating protoplanetary discs
Gammie（2001）使用局部模型表明，冷却时间t_cool <= 3/Ω的吸积盘会碎裂成引力束缚的物体，而冷却时间t_cool > 3/Ω的吸积盘则会演化成准稳态。我们使用三维光滑粒子流体动力学模拟的原行星吸积盘测试，如果本地的结果持有全球。我们发现，适当的金牛座T光盘质量，碎片边界仍然发生在冷却时间接近t_cool = 3/Ω。对于更大质量的盘，这可能是目前在恒星形成过程的早期阶段，碎片发生更长的冷却时间，但仍然在使用本地模型预测的两个因素。这些结果不仅对原行星盘中的行星形成和活动星系核盘中的恒星形成有意义，而且对吸积盘中相对大质量物体的存在可能导致的角动量重新分布也有意义。
2002-11-05 astro-ph
Giant planet formation from disk instability; cooling and heating
本文给出了引力不稳定原行星盘演化的高分辨率SPH模拟结果。我们报告的计算中，磁盘的演变使用局部等温或绝热状态方程（与冲击加热），并在新的模拟中，冷却和加热的辐射明确建模。我们发现，磁盘的最小Toomre参数$< 1.4$碎片成几个引力约束的原行星的质量从下面的几个木星的质量。这也证实了运行中的磁盘是一个安静的开始，逐渐增长的质量在几个轨道时间。对于$0.08-0.1 M_{\odot}$范围内的盘质量，需要与轨道时间相当的冷却时间来实现碎裂。在大约30个轨道时间之后，束缚凝聚体之间的合并总是导致2-3颗原行星在相当偏心的轨道上。
2003-11-03 astro-ph
Intermittent Star-Formation Activities of Dwarf Irregular Galaxies
在传播恒星形成模型的基础上，考虑恒星反馈加热和加热气体冷却两个过程，研究了矮不规则星系（dIrrs）的恒星形成活动.在研究了这两个过程的时间尺度后，我们提出在dIrrs中连续的全球恒星形成活动是困难的，因为它们的小尺寸使得反馈有效，并且它们的小金属丰度阻止冷却变得有效。因此，间歇性质的恒星形成活动的dIrrs，这是由于小的金属丰度以及小尺寸，预测。我们强调，星系的大小是影响恒星形成活动的一个重要因素。观察到的UBV颜色和dIrr样品的H $α$等效宽度的散射也支持恒星形成活动的不稳定性。然而，我们注意到，有效的星际混合可能会使冷却时间更短。
1999-12-18 astro-ph
Uncertainties in H2 and HD Chemistry and Cooling and their Role in Early Structure Formation
在低温下，原始气体中的主要冷却剂是分子氢，H2。最近的研究表明，原始气体不是在引力作用下坍缩，而是从最初的电离状态冷却下来，形成氘化氢HD，其量足以将气体冷却到宇宙微波背景的温度。这种额外的冷却可以减少引力碎片的特征质量，并可能导致第III星族恒星特征质量的变化。由于原子和分子数据对宇宙学问题的重要性，我们评估了几个迄今为止被忽视的化学和辐射过程：低温H2冷却速率对正-H2与仲-H2的比率的敏感性，通过与H碰撞激发的H2的低温冷却速率的不确定性，通过与H+和e-碰撞激发的H2的冷却效果，以及负责确定气体中H2分数的几个反应的速率的大的不确定性。我们发现，最重要的被忽视的过程是激发H2的碰撞与质子和电子。这在早期更快地冷却气体，因此在后期形成较少的H2和HD。这一事实，以及这里提出的几个化学不确定性，显着影响气体的热演化。我们预计，这可能会导致明确的差异，在未来详细的三维研究的第一结构形成。最后，我们表明，虽然气体的热演化在原则上是敏感的邻-对位比，在实践中的标准假设的3：1的比例产生的结果，几乎是无法区分的，从那些产生的更详细的治疗。（节略）
2008-03-12 astro-ph
Formation of Disc Galaxies
我们研究了冷暗物质主导的宇宙中冷却时期对星系形成的影响。孤立的晕，典型的螺旋星系的圆周速度，已被选定从低分辨率的数值模拟重新模拟在更高的分辨率与暗物质和气体成分。初始条件的演变与两个光滑粒子流体动力学程序，TREESPH和GRAPESPH。在以前的SPH模拟中，角动量的强烈向外传输导致了盘状系统的形成，其角动量比实际盘状星系中观察到的要小得多。在这里，我们调查是否可以绕过这个问题，如果反馈过程防止光盘形成，直到晚时代。不同的冷却时期的五个不同的晕的结果进行了分析。当冷却和恒星形成在早期发生时，恒星盘在合并事件期间被破坏，我们观察到与之前工作中看到的类似的灾难性角动量传输。在z=1之前，冷却被抑制，盘状星系可以在今天形成，其角动量与观测到的盘状星系相当。我们的结论是，反馈过程，防止气体塌缩，直到晚时代，是一个重要的组成部分，在磁盘星系形成。
1998-02-24 astro-ph
Primordial Star Formation under Far-ultraviolet radiation
本文研究了远紫外（FUV; <13.6eV）辐射作用下原始气云的热演化和化学演化。在被强烈的FUV辐射照射的云层中，永远不会形成足够的氢分子来冷却。然而，即使没有分子氢，如果云足够大，它们也会通过原子氢线冷却开始坍塌。由于H^{-}自由束缚发射的连续冷却，直到数密度达到10^{16} cm^{-3}，这样的云继续几乎等温地坍缩。在云层内部，金斯质量最终会大大低于太阳质量。这表明，氢分子是低质量的原始恒星形成所必需的，前提是云的碎裂发生在足够高的密度。
2000-11-23 astro-ph
Effects of cooling and star formation on the baryon fractions in clusters
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的9个集群，解决形成的星系团星系的星系团中的重子分数的耗散的影响。每个集群的模拟与激波捕捉欧拉自适应网格细化N体+气体动力学ART代码进行和没有辐射冷却。我们表明，耗散和相关的星系形成增加的半径为维里半径大的总重子分数。这种效应在团核中最强，在冷却的模拟中重子分数大于普适值，而在绝热模拟中重子分数小于普适值。在较大的半径（r >~ r_500），在有冷却的模拟中，重子的累积分数接近普适值，而在绝热模拟中，重子的累积分数低于普适值。与绝热运行相比，在r<0.3r_vir的情况下，耗散模拟中的气体分数减少了~20-40%，在更大的半径下减少了~10%，因为一部分气体转化为恒星。有迹象表明，随着团簇质量的增加，不同半径范围内的气体比例增加，即f_gas ~ M_vir^0.2。我们发现，在绝热模拟和冷却模拟中，维里半径内的重子总分数不随时间演化。最后，为了评估宇宙学模拟中重子分数的系统不确定性，我们提出了一个比较气体分数在我们的绝热模拟重新模拟相同的对象与熵守恒SPH代码小工具。在r/r_vir>0.2时，两组模拟中的累积气体分数分布平均一致<~3%，但在小半径处系统地相差高达10%。
2005-05-26 astro-ph
Formation of cold filaments in cooling flow clusters
丝状结构形式的发射线在冷却时间短的明亮团簇中很常见。在英仙座星系团中，最近通过CO观测发现了与H $α$细丝紧密相连的冷分子气体。为了了解这些星系结构的起源，我们研究了英仙座星系团中受活动星系核中心活动扰动的ICM热气体的演化。使用非常高的分辨率TreeSPH模拟结合多相模型和等离子体气泡模型，我们已经能够遵循周围的气泡的扰动ICM气体的密度和温度的演变。我们的模拟结果表明，一小部分的$1-2 \rm{keV}$气体存在于集群的中心被捕获和携带的上升浮力气泡到更高的半径，AGN加热是不太有效的。辐射冷却使其在$10^4 \rm{K}$下方数十万年内冷却，在尾流和气泡边缘形成冷的丝状结构。
2007-11-26 astro-ph
Cooling Flow Star Formation and the Apparent Stellar Ages of Elliptical Galaxies
观测限制和理论论证表明，在明亮的椭圆星系中，冷却的星际气体在半光半径范围内形成年轻的恒星星族。年轻的星族有一个底部较重，但光学发光的IMF，延伸到1 - 2 M_sun。当这个年轻星族的颜色和光谱特征与下面的老恒星星族的颜色和光谱特征相结合时，表观年龄明显减小，类似于在许多椭圆星系中观察到的相对年轻的表观年龄。星系合并并不需要补充年轻恒星。连续恒星形成对L_B和L_x/L_B的敏感性可能是椭圆星系表观年龄分布的原因。恒星的形成伴随着恒星H_β等效宽度的增大、光学发射线的增强、热X射线发射的增强和热气体视温度的降低。年轻的恒星应该会导致M/L随星系半径而变化，扰动老恒星占据的基本平面。
1999-10-25 astro-ph
Gas cooling in simulations of the formation of the galaxy population
我们比较了两种技术，以下冷却的气体和凝聚成星系内的高分辨率模拟宇宙学代表性的地区。这两种技术都使用N体方法处理暗物质。一个遵循的气体使用平滑粒子流体动力学（SPH），而另一个使用半解析（SA）模型的简化配方。我们比较的质量和位置预测稠密的冷气体结（“星系”）时，这两种技术被应用到从相同的初始条件的演变，当恒星形成和反馈的额外的并发症被忽略。我们发现，以上的两种技术的有效分辨率限制，他们给出了非常相似的结果都为全球量，如冷却气体的总量和个别的“星系”的属性。SA技术有系统的不确定性所产生的简化冷却模型，而SPH的实施细节可以产生大量的系统变化，它预测的星系质量。然而，对于目前最好的SPH方法和SA模型的标准假设，这两种技术之间的系统差异非常小。SA技术给出了足够的预测气体凝结成“星系”，计算成本不到1%，获得类似的结果，在可比的分辨率使用SPH。
2002-05-16 astro-ph
Impact of AGNs on the Surrounding Medium
射电星系的时间平均和整体平均机械能输出可能大到足以抵消从星系团的X射线观测中推断出的大部分冷却。但是，这种加热实际上抵消了冷却，减少了冷却流或完全淬灭了它们吗？我认为，射电星系的能量注入可能是重要的，即使在集群中，没有活跃的来源是目前，由于可能的不稳定的喷流。如果射电星系注入的能量在没有过度混合的情况下通过星系团内介质，它可以稳定X射线发射的原子冷却。
2002-07-30 astro-ph
The Effects of Gas Dynamics, Cooling, Star Formation, and Numerical Resolution in Simulations of Cluster Formation
我们提出了一套室女座质量星系团的模拟分析。这些模拟是在标准冷暗物质宇宙学的框架内进行的，以不同的分辨率和越来越复杂的物理过程进行，目的是确定每一个对星系团演化的影响。我们专注于集群在目前的时代，并检查属性，包括密度，温度，熵和速度的径向分布。我们还映射“可观察”的投影属性，如表面质量密度，X射线表面亮度和SZ签名。我们确定显着的差异之间的模拟，这突出了需要谨慎比较数值模拟观测的星系团。在暗物质模拟中，分辨率会影响内部密度分布，而气体成分的加入，尤其是冷却并形成恒星的气体成分，会影响整个星系团。我们的结论是，分辨率和所包含的物理过程在模拟星系团的形成和演化中起着重要的作用。因此，从模拟中得出的物理推论不包括可以冷却和形成恒星的气体成分，这对现实的代表性很差。（节录）
2000-02-10 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation: High Velocity Clouds and the Missing Baryon Problem
冷暗物质晕中冷却的标准处理方法假设"冷却半径“内的所有气体都冷却并整体收缩，以促进星系形成。在这里，我们考虑到的期望，热气体在星系晕是热不稳定的，在冷却过程中容易碎裂，并表明其影响比以前预期的更深远：允许多相冷却从根本上改变了预期的气体在晕和自然解释明亮的结束截止星系光度函数。我们认为，冷却应该通过形成高密度，10^4 K的云，压力限制在热气体背景。背景介质具有低密度，并且可以作为稳定的电晕而存在，具有长的冷却时间。由于冷却密度的增加，剩余热核中所含的重子比例随着晕质量的增加而增加，这导致了静止的未合并星系的质量上限为~10^11 M太阳。在这种情况下，星系形成是由压力支持的云的下落推动的。对于银河系大小的系统来说，在最后几个回旋中形成或合并的质量约为5 × 10^6兆太阳的云应该仍然作为晕中的残余群体存在，云的总质量约为2 × 10^10兆太阳。银河系的质量在这个模型中得到了自然的解释，并且比没有反馈的标准处理方法小了两倍。我们预计星系晕中的云的大小约为1千秒差距，从星系中心延伸约150千秒差距。预测的云的属性很好地匹配所观察到的径向速度，角大小，柱密度，和我们的银河系周围的高速云的速度宽度。这些云也解释了z<1时的高离子吸收系统。
2004-10-20 astro-ph
The effects of magnetic fields in cold clouds in cooling flows
从某些X射线星系团的光谱中的X射线吸收，推断在星系团的冷却流中存在大量的吸收物质。吸收物质可能是冷云的形式，受到周围热的X射线发射气体的压力限制。冷云可以保持相对静止，直到它们被蒸发或烧蚀破坏，或者引起恒星形成。如果云的最终命运是恒星，则在整个冷却流区域形成的恒星的IMF（$r \sim 100$ kpc）应偏向低质量，以避免冷却流中心星系的非常明亮的蓝色晕。然而，有证据表明在某些冷却流的最内层（r < 10 kpc）区域有明亮的恒星形成，因此，在较小的半径上，IMF偏向低质量的现象应该不会发生，或者不太重要。对磁场的考虑可能会阐明这两点。如果存在磁场，在建立恒星形成的自然质量尺度时，除了金斯质量外，还应该考虑磁临界质量。当这个新的质量尺度被考虑在内，我们得到正确的变化的偏置的IMF的半径，除了抑制高质量的恒星形成在大半径。我们还证明了磁重联是一个有效的比双极扩散在消除冷云中的磁场。
1998-10-19 astro-ph
Ultraviolet Imaging Observations of the cD Galaxy in Abell 1795: Further Evidence for Massive Star Formation in a Cooling Flow
我们目前的图像从紫外成像望远镜的阿贝尔1795星系团。我们比较了这些数据与现有的档案和出版的数据的cD星系形态和测光。添加远紫外线颜色有助于我们构建和测试紫外线发射源的恒星形成模型场景。恒星形成率在$\sim5-20M_{\sun}$年$^{-1}$范围内的模型表明，最适合的模型是那些连续的恒星形成或最近（$\sim4$百万年）爆发叠加在一个老的人口。HST图像戏剧性地揭示了星系中尘埃的存在，这使得紫外数据的解释变得复杂。然而，我们发现，宽波段的UV/光学颜色的cD星系可以合理地匹配模型使用银河系形式的消光定律与$E_{B-V}=0.14$。我们还简要地讨论了其他对象在大UIT的视野。
1996-11-04 astro-ph
Fragmentation of Shocked Flows: Gravity, Turbulence and Cooling
在分子云中观察到的恒星形成的快速开始需要快速形成致密的碎片，这些碎片可以在被全球引力驱动的流动超越之前单独坍塌。许多以前的研究表明，超音速湍流产生必要的破碎，但没有解决这种湍流的来源。受我们以前的流动驱动的分子云的形成（数值）工作的启发，我们调查的动力学和热不稳定性的预期时间尺度，导致快速破碎的气体席卷了大规模的流动，并比较它们与全球引力坍缩的时间尺度。我们确定参数制度的气体密度，温度和空间尺度内，一个给定的不稳定性将占主导地位。我们发现，动力学不稳定性破坏大规模的相干流通过产生湍流，而强烈的热碎裂放大所产生的低振幅密度扰动，从而导致小规模，高密度的碎片作为种子{ \em本地}重力作用。全球重力只在最大尺度上占主导地位;大规模的引力驱动的流动促进了由湍流、热碎裂和快速冷却形成的恒星群和星团的形成。
2008-05-06 astro-ph
Star formation at very low metallicity. II: On the insignificance of metal-line cooling during the early stages of gravitational collapse
我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的电离气体在小的原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟。我们的初始条件代表了在化石HII区域内形成的原星系--一个先前电离的HII区域，还没有时间冷却和重组。在宇宙学再电离之前，这样的区域应该是相对常见的，因为可能的电离源的特征寿命明显短于哈勃时间。我们表明，在这些区域中，H_2是占主导地位的和最有效的冷却剂，这是H_2的形成量，决定了气体是否可以崩溃和形成恒星。在低金属丰度下（Z < 10^{-3} Z_sun）被认为与星族III向星族II早期恒星形成的转变有关，金属线冷却对低密度气体演化的影响几乎可以忽略不计，与密度低于1 cm^{-3}的无金属情况相比，气体的密度和温度变化小于1%温度超过2000 K尽管有证据表明，金属线冷却在更高的密度下变得更有效，但我们发现，在低于我们的下沉粒子产生阈值（n = 500 cm^{-3}）的任何密度下，与无金属情况下的行为没有显著差异。金属丰度的增加也增加了金属线冷却的重要性，但它不会显着影响低密度气体的动力学演化，直到Z = 0.1 Z_sun。无论是否存在紫外背景，该结果都成立。
2007-03-28 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation
我们已经开发了一个准确的，一维的，球对称的，拉格朗日流体力学/重力代码，旨在研究辐射冷却和光电离对原星系形成的影响。我们研究了坍缩扰动在宇宙年龄内冷却的能力。与一些基于数量级估计的研究相反，我们发现冷却参数本身不能解释在星系光度函数中观察到的尖锐的上限。我们还研究了光致电离背景对低质量星系形成的影响。
1994-12-09 astro-ph
Second-Generation Objects in the Universe: Radiative Cooling and Collapse of Halos with Virial Temperatures Above 10^4 Kelvin
第一代原星系可能是由原始气体通过宇宙学微晕中的氢气冷却而形成的，维里温度只有1000 K。然而，它们的丰度可能受到抑制H2形成的反馈过程的严重限制。负责星系际介质再电离和金属富集的原星系的形成，然后不得不等待更大的晕的崩溃。本文研究了位力温度Tvir > 10^4K的晕中气体的辐射冷却和坍缩。在这些晕中，有效的原子线辐射允许气体快速冷却到8000 K;随后气体可以在这个温度下几乎等温地收缩。如果没有额外的冷却剂，气体可能会进入一个局部引力稳定的圆盘;只有自旋异常低的圆盘才会不稳定。然而，我们发现，最初的原子线冷却留下一个大的，不平衡的剩余自由电子分数。这使得分子分数逐渐增加到约为x（H2）= 10^-3的普适值，几乎与初始密度和温度无关。我们表明，这是一个非平衡冻结值，可以理解的时间尺度参数。此外，与质量较小的晕不同，H2的形成在很大程度上不受外部紫外线场反馈的影响，这是由于原子冷却实现的高初始密度。H2分子将气体进一步冷却到约100 K，并允许气体在几个100 Msun的尺度上分裂。我们研究了各种反馈效应的重要性，如H2-光解从内部UV场和辐射压力，由于Ly-alpha光子捕获，这可能是调节恒星形成的效率。
2001-12-22 astro-ph
The Growth of Black Holes and Bulges at the Cores of Cooling Flows
冷却流中的中央星系团星系（cDs）通过气体吸积和恒星形成迅速增长。与此同时，活动星系核的爆发是由超大质量黑洞的吸积所推动的，它正在产生X射线空腔系统，并驱动着超过强大类星体的外流。我们发现，由此产生的凸起和黑洞的增长遵循的趋势，大致与附近的静止椭圆形的凸起和黑洞质量之间的局部（Magorrian）关系的斜率一致。然而，一个大的分散表明，cD凸起和黑洞并不总是同步增长。用XMM、Chandra和FUSE对冷却流中的凝结速率进行的新测量现在接近或与恒星形成速率相当，从而减轻了对冷物质的不可见汇的需求。我们发现，剩余的辐射损失可以抵消活动星系核爆发在我们的样本中的一半以上的系统，表明冷却和恒星形成的水平是由活动星系核反馈。
2006-12-11 astro-ph
Multi-phase Hydrodynamics and X-ray Clusters Formation
我们利用多相流体力学研究了大X射线团簇核内辐射冷却的作用。为此，我们开发了一个球对称的流体动力学代码，耦合到一个“流体模型”，准确地描述了暗物质组件。冷却包括使用自洽的多相方法，导致“冷却气体”的质量沉积在整个流。我们模拟了类后发座X射线团簇的坍缩和随后的演化，避免了众所周知的“冷却灾难”。我们模拟的星系团的总质量分布与Navarro，Frenk & White（1995）提出的“普遍”分布非常相似。更有趣的是，我们还获得了准等温温度分布，这是在这样的势阱内的多相冷却的直接结果。
1997-10-01 astro-ph
Galaxy Formation and Evolution. II. Energy Balance, Star Formation and Feed-back
本文对星系形成的N体模拟中常用的处理控制加热和冷却的能量方程、模拟恒星形成和恒星形成速率以及考虑恒星能量反馈的算法进行了批判性的讨论。首先，我们提出了我们的技术，解决存在加热和冷却的能量方程，其中包括一些相对于标准的半隐式技术的差异。其次，我们研究了目前的标准的恒星形成活动的开始。我们提出了一种新的方法，在这种方法中，恒星的形成取决于系统的总质量密度-重子（气体和恒星）和暗物质-以及金属依赖的冷却效率。第三，我们检查和讨论的能量（和质量）反馈从几个来源的单独影响-即超新星，恒星风从大质量恒星，紫外线通量从同一个对象。所有的模拟都是在盘状星系形成和演化的框架下进行的。我们表明，包括这些物理现象有一个signigicant影响的星系模型的演变。
1999-09-13 astro-ph
Convective cooling and fragmentation of gravitationally unstable disks
引力不稳定的盘可以碎裂并形成束缚的物体，只要它们的冷却时间很短。在原行星盘中，辐射冷却可能太慢，以至于在距离恒星几十个天文单位的范围内无法通过碎裂形成行星。最近，对流被认为是一种更快的热量从磁盘损失的手段，但在这里，我们证明，它只是稍微比辐射冷却更有效。关键的因素是能量从盘光球辐射的速率，在对流情况下，这是由绝热温度梯度（给定一定的中平面温度）从上面严格限制的。因此，虽然在圆盘中强烈的对流是绝对可能的，但光球层辐射损失的低效率可能会产生一个瓶颈，限制圆盘形成自引力物体的能力。基于这一论点，我们推导出一组分析的限制，诊断的敏感性不稳定的磁盘碎片，并表明，形成巨行星的碎片的原行星盘是不可能发生在几十个AU的距离。与此同时，这些限制并不排除在超大质量黑洞周围的吸积盘发生碎裂和恒星形成的可能性。
2006-09-20 astro-ph
Formation of Low Mass Stars in Elliptical Galaxy Cooling Flows
大质量椭圆星系中炽热（T = 10^7 K）星际气体的X射线辐射表明，10 ^{10} M的太阳在哈勃时间内已经冷却，但缺乏这种冷气体的光学和射电证据。我们提供了详细的理论支持的假设，这种气体已形成低光度恒星。在距离银河系中心几千秒差距的范围内，星际气体首先冷却到T = 10^4 K，在那里它被恒星的紫外线加热，并发出观察到的漫射光学线辐射。这种冷却发生在大量（10^6）孤立站点。在典型的冷却点，当小于太阳质量的气体积累（10 ^{-6} M_sun/yr）后，HII云中的中性（HI或H_2）核形成，这里的气体温度下降到T = 15 K，电离水平（来自热X射线）非常低（x = 10 ^{-6}）。我们表明，成为引力不稳定的核心的最大质量只有约2M_sun。没有恒星能超过这个质量。坍缩核心的碎裂产生了一群低质量恒星，它们具有底部重的IMF和径向轨道。引力坍缩和双极扩散是迅速的。在一个典型的明亮椭圆星系中，恒星形成（无尘）的HI或H_2核心的总质量只有10^6太阳质量，低于目前的观测阈值。
1999-07-26 astro-ph
The impact of dust on the scaling properties of galaxy clusters
基于N体动力学模拟研究了尘埃对星系团标度性质的影响。我们已经模拟了五个尘埃模型加上辐射冷却和绝热模型使用相同的初始条件，所有运行。尘埃的数值实现是基于Montier和Giard（2004）的分析计算。我们建立了尘埃模拟，以涵盖不同的尘埃参数组合，证明尘埃颗粒的大小和丰度的影响。比较我们的辐射加尘埃冷却运行到一个纯粹的辐射冷却模拟，我们发现，尘埃有集群的标度关系的影响。它主要影响标度的标准化（及其演变），而它不会在斜率上引入显著差异。这种效应的强度主要取决于尘埃丰度和粒度参数以及团簇尺度。事实上，由于尘埃冷却是有效的集群制度，并有一个更强的影响“重子驱动”的统计性质的集群，如$L_{\rm X}-M$，$Y- M$，$S-M$标度关系。相对于辐射冷却模型，在红移为零时，$L_{\rm X}-M$归一化的主要差异高达25%，而$Y-M$和$S-M$归一化的差异约为10%。另一方面，我们发现尘埃对“暗物质驱动”的$T_{\rm mw}-M$标度关系几乎没有影响。的影响被发现是依赖于在本文中调查的结垢的灰尘丰度和粒度分布的相等部分。更高的尘埃丰度和更小的颗粒尺寸导致更大的偏离辐射冷却（即没有尘埃）模型。
2008-08-17 astro-ph
Impact of Cosmic Rays on Population III Star Formation
我们探讨了可能的宇宙射线（CR）背景产生的第一次超新星爆炸，结束了大规模的第三星族恒星的短暂生命的影响。我们发现，如果CR通量足以在微晕中心附近产生大于10^-19 s^-1的电离率，那么这种CR背景可能会对红移约为z ~ 15 - 20的微晕中的原始气体云的冷却和坍缩产生显著影响。能量小于约10^7 eV的CR的存在将间接增强这些区域的分子冷却，我们估计这些微晕中由此产生的较低温度将产生低至约10 M太阳的特征恒星质量。在z ~ 10 - 15附近宇宙结构形成的后期阶段，CRs对更大质量的暗物质晕（维里质量大于约10^8 M_sun）内部的原始气体云的冷却和坍缩的影响不太明显。在这些云中，即使没有CR通量，分子丰度已经足够允许冷却到由宇宙微波背景温度设定的下限。
2007-07-23 astro-ph
