The Impact of HD Cooling on the Formation of the First Stars
我们使用数值模拟研究HD的形成和冷却的重要性，在LCDM宇宙学的第一代无金属恒星。我们已经实施和测试非平衡HD化学自适应网格细化模拟代码，并将其应用于两种情况。(1)它首先应用于在没有任何电离源的情况下形成的10^5 - 10^6 Msun晕的形成。我们表明，在与以前的工作，HD冷却是最晕的重要性只有边际，但是，我们发现，对于最低质量的晕，HD冷却可以等于或超过H2的冷却速率。这导致了一群恒星形成于具有有效HD冷却的晕中，与H2冷却主导的晕相比，这些晕的质量要小约6倍。(2)在本文的第二部分中，我们研究了在存在大量自由电子的情况下HD冷却的影响。这导致较低的温度（由于电子催化产生H2）和较低的原恒星质量。添加HD化学品进一步降低温度，达到CMB的水平。我们发现，在10^2 cm^-3到10^6 cm^-3的密度范围内，HD冷却比H2冷却更占主导地位，但在此密度以上，温度升高，H2冷却再次占主导地位。正因为如此，原恒星的吸积率几乎与H2的情况相同（至少对于吸积质量低于50-100 Msun的情况），因此我们认为，HD冷却电离晕可能不会导致人口显着较低的质量恒星。
2008-08-01 astro-ph
Chemistry in Protoplanetary Disks: A Sensitivity Analysis
我们研究了RATE 06数据库中化学反应速率系数的不确定性如何影响原行星盘中关键分子的丰度和柱密度。我们随机变化的气相反应速率在其不确定性范围内，并计算了随时间变化的丰度和柱密度使用气体颗粒化学模型和燃烧稳态磁盘模型。我们发现，关键物种可以分为两个不同的组，根据其列密度的速率不确定性的敏感性。第一组包括CO、C $^+$、H $_3^+$、H $_2$ O、NH $_3$、N $_2$ H $^+$和HCNH $^+$。对于这些物种，柱密度是不是很敏感的速率不确定性，但在特定区域的丰度。第二组包括CS、CO $_2$、HCO $^+$、H $_2$ CO、C $_2$ H、CN、HCN、HNC和其他更复杂的物种，对于这些物种，高丰度和丰度不确定性共存于同一圆盘区域，导致柱密度的较大散射。然而，即使对于复杂的重分子，其柱密度的分散性也不超过约4倍。我们进行敏感性分析的计算丰度率的不确定性，并确定这些反应与最有问题的速率系数。我们的结论是，为了大大提高现代天体化学模型的可靠性，需要更准确地确定大约一百个化学反应的速率系数。这种改进应该是未来实验室研究和理论研究的最终目标。
2007-09-20 astro-ph
HST Observations of the White Dwarf Cooling Sequence of M4
我们详细研究了球状星团Messier 4的白矮星冷却序列。特别是，我们研究的各种系统的不确定性，观测和理论，从白矮星冷却序列的集群年龄的测定的影响。其中包括星系团距离的不确定性和视线上的灭绝，以及白矮星的质量、外壳和核心成分以及白矮星-主序星质量关系。我们发现，拟合完整的二维色星等图提供了一个更强大的方法来确定年龄比传统的方法拟合的一维白矮星光度函数。在考虑了各种不确定性之后，我们发现最佳拟合年龄为12.1 Gyr，95%下限为10.3 Gyr。我们还执行适合使用其他两套冷却模型从文献中。Chabrier等人（2000年）的模型产生了非常相似的结果，尽管Salaris等人（2000年）的模型没有提供同样好的拟合。我们的研究结果支持我们以前的决定之间的延迟形成的星系晕和恒星形成的银河系盘的发病。
2004-01-21 astro-ph
The Chemistry of the Early Universe
本文在Friedmann宇宙学模型的框架内，考虑了从红移z= 1 e ~ 4到z=0的原始气体中分子形成的过程。首先，87气相反应速率（碰撞和辐射）相关的物理环境中的膨胀宇宙的全面分析和批判性的讨论。在此基础上，计算了21种分子的丰度随红移的变化，一致地评价了H_2、HD和LiH分子的加热和冷却。这项工作的主要改进之一是使用了更好的处理H重组，导致在冻结出的电子和H+的丰度减少了2-3倍，相对于以前的研究。我们发现在标准模型中，在z=1处的剩余电离分数为3.02 e-4，主要分子种类的分数丰度H2/H=1.1e-6，HD/H2=1.1e-3，HeH +/H=6.2e-13，LiH+/H=9.4e-18，LiH/LiH+=7.6e-3.最后，我们提供了精确的冷却功能的H2，HD和LiH在很宽的密度和温度范围内，可以方便地用于各种宇宙学应用。
1998-03-27 astro-ph
Radiative cooling in SPH hydrodynamical simulations of X-ray clusters
从流体动力学TREESPH模拟的星系团的结果被用来调查的依赖最终的集群X射线属性的数值分辨率和假设的恒星形成模型的冷却气体。当冷气体粒子被允许转化成恒星时，最终的气体轮廓显示出明确的核心半径，温度轮廓几乎是平坦的。最终的X射线光度被发现是数值稳定的，与一个因素2的不确定性。
2001-11-07 astro-ph
Radiative Shock-Induced Collapse of Intergalactic Clouds
对一些射电星系的观测证据的积累表明，它们的喷流和活跃的恒星形成区域之间存在联系。标准的解释是，喷流产生的冲击波通过不均匀的介质传播，引发过密云的坍塌，然后成为活跃的恒星形成区。在这方面的贡献，我们报告最近的流体动力学模拟辐射激波云的相互作用，使用两种不同的冷却模型：一个平衡冷却曲线模型假设太阳金属丰度和非平衡化学模型适合原始气体云。我们考虑了一系列的初始云密度和冲击速度，以量化的作用，冷却的演变。我们的结果表明，对于中等云密度（>1 cm^{-3}）和激波马赫数（<20），冷却过程可以是非常有效的，并导致超过50%的初始云质量冷却到100 K以下。我们还利用我们的结果来估计最终的H_2质量分数的模拟，使用非平衡化学包。这是一个重要的测量，因为H_2是原始气体云的主要冷却剂。发现云气中H_2的峰值质量分数>0.01，总H_2质量分数>10^{-5}。最后，我们将我们的结果与闵可夫斯基天体中喷流诱导恒星形成的观测结果进行了比较。我们得出结论，它的形态，恒星形成率（~ 0.3M_solar/yr）和恒星质量（~ 1.2 x 10^7 M_solar）可以解释为90，000 km/s喷流与中等密度的系综的相互作用。（~ 10 cm^{-3}），温暖（10^4 K）的星系际云，位于星系团中心与之相关的射电星系附近。
2003-11-12 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
Is H3+ cooling ever important in primordial gas?
对不含金属的第三族恒星形成的研究通常主要集中在H2冷却所扮演的角色，因为相对于其他可能的分子或离子冷却剂，它的化学丰度很大。然而，虽然H2在低气体密度下通常是最重要的冷却剂，但由于其达到局部热力学平衡（LTE）的低临界密度以及在其发射线中产生的大的不透明度，其在高气体密度下不是有效的冷却剂。因此，来自其他化学物种的发射可能在冷却高密度原始气体中发挥重要作用。一个特别有趣的候选者是H3+分子离子。这种离子的LTE冷却速率大约是H2的十亿倍，并且与其他原始分子离子（如H2+或HeH+）不同，它不容易通过与H或H2的碰撞从气体中去除。人们已经知道，它至少在一个天体物理学背景下是一种重要的冷却剂-气体巨星的上层大气-但它在冷却原始气体中的作用以前几乎没有得到过研究。在本文中，我们调查的H3+冷却的原始气体中的潜在重要性，使用一个新开发的H3+冷却函数和最详细的原始化学模型出版的日期。我们表明，虽然H3+是，在大多数情况下，第三个最重要的冷却剂在致密的原始气体（后H2和HD），它仍然是不重要的，因为它的贡献不超过百分之几的总冷却。我们还表明，在气体照射的足够强的宇宙射线或X射线的通量，H3+可以成为占主导地位的冷却剂的气体，虽然所需的通量的大小呈现这种情况不太可能发生。
2008-09-04 astro-ph
On the Influence of Uncertainties in Chemical Reaction Rates on Results of the Astrochemical Modelling
利用化学反应速率数据库UMIST95（Millar等，1997），我们分析了气相化学反应速率常数的不确定性如何影响星际介质中分子丰度的建模。随机变化被引入到速率常数中，以估计理论丰度中的散射。计算进行黑暗和半透明的分子云气相化学是足够的。Pineau des Forets & Roueff（2000）也使用了类似的方法来研究化学双稳态。根据不同速率常数下计算的模式丰度的离散值，将所有物种分为6个敏感性组。结果表明，这些基团内的物种分布取决于在一个分子中的原子数和所采用的物理条件。简单的方法，建议允许挑选出的反应，是最重要的一个给定的物种的进化。
2003-11-19 astro-ph
Chemical sensitivity to the ratio of the cosmic-ray ionization rates of He and H2 in dense clouds
目的：为了确定具有均匀和与时间无关的物理条件的气相化学模型是否能解释天体物理源中观测到的许多分子丰度，关键是要估计计算丰度的不确定性，并将其与观测丰度及其不确定性进行比较。误差的非线性放大和分叉可能限制化学模型的适用性。在这里，我们研究这样的影响稠密的云化学。方法：使用以前研究的方法的不确定性的基础上表示率系数误差为对数正态分布，我们试图应用我们的方法作为输入的各种不同的元素丰度从以前的研究。在这种方法中，所有速率系数在其对数正态（高斯）分布内随机变化，并且重新计算多次时间依赖性化学，以便获得计算丰度的不确定性的良好统计。结果如下：从所谓的“高金属”元素丰度开始，我们发现许多物种的丰度呈双峰分布，而不是高斯分布，并将这些奇怪的分布追踪到系统对宇宙射线电离率zeta\_He与分子氢zeta\_H2之比变化的极端敏感性。灵敏度可以是如此极端，导致一个区域的双稳态，这是后来发现，更广泛的另一种选择的元素丰度。据我们所知，以这种方式找到的解与其他作者以前找到的解相同，但最好将zeta\_He/zeta\_H2的比值视为垂直于“标准"控制参数zeta/n\_H的控制参数。
2006-08-25 astro-ph
Non-equilibrium CO chemistry in the solar atmosphere
研究计算太阳大气中CO数密度的瞬时化学平衡假设的可靠性，对于解决色球层中是否存在“冷云”的长期争论，以及确定冷气体的存在是由于CO辐射冷却还是流体动力学过程，都是至关重要的。在这里，我们报告的第一个结果，这样的调查中，我们已经进行了随时间变化的气相化学计算的辐射流体动力学模拟太阳色球动力学。我们表明，虽然ICE近似原来是适合模拟所观察到的红外CO线在太阳盘中心，它可能会大大高估的“高度形成”的强CO线合成接近太阳盘的边缘，特别是关于蓬勃发展的动态情况下，相对较强的光球扰动。发生这种情况是因为在冷阶段的流体动力学模拟的CO数密度在大气层外的区域是小于规定的ICE近似，导致在太阳色球中的CO不透明度降低。因此，产生所观察到的分子谱线的冷的含CO气体必须位于不大于700 km的大气高度处。我们的结论是，考虑到非平衡化学提高了与现有的盘上和离边观测的一致性，但流体动力学模拟模型必须比ICE近似预期的更冷，这必须是在“新的”（即更深）形成区域的振转CO线的情况。
2003-03-20 astro-ph
Metallicity effects in Photon Dominated Regions: Clumpy clouds
一些星系，如矮星系和不规则星系以及外星系云的金属丰度很低。在低金属丰度下，尘埃和重元素的减少对分子区域中气体的化学以及加热和冷却起着重要作用，称为光子主导区域（PDR）。在这里，我们提出了减少金属在PDR的影响，并研究了重要的PDR冷却线（[CII]，[CI]和CO）。此外，许多观测证据表明，分子云是clusional。我们从星系的分子发射模型纳入质谱的团块。我们还比较了我们的结果与Bolatto等人（1999）的半解析结果。
2003-02-17 astro-ph
Carbon isotope fractionation in protoplanetary disks
我们研究了气相和颗粒表面化学在内部30 AU的一个典型的原行星盘使用一个新的模型，该模型计算的气体温度，通过解决气体加热和冷却平衡，并有一个改进的处理的紫外辐射场。我们讨论一般的内盘化学，获得良好的协议与最近的观测，探测材料的内部区域的原行星盘。我们还应用我们的模型来研究碳的同位素分馏。结果表明，系统的分馏比（12 C/13 C）随半径和盘内高度的变化而变化。在不同物种的分馏中可以看到不同的行为。我们将我们的结果与太阳系彗星中的12 C/13 C比率进行比较，发现了鲜明的对比，表明了后处理。
2008-12-01 astro-ph
The Chemistry of the Local Group
模拟的10个本地集团（LG）矮星系的化学富集的历史，采用的恒星形成历史（SFHS），同位素和元素的核合成产量丰富的网络，和一系列的处方超新星（SN）驱动的外流。我们的主要结论是：（i）中子俘获元素模式（特别是Ba/Y）表明低质量和中等质量恒星的贡献很大，（ii）中子星合并可能在矮星的核合成中发挥相对较大的作用，（iii）SN反馈单独可以解释观测到的矮不规则星（dIrrs）中的气体分数，但是矮椭球体（dSphs）需要通过冲压压力和/或潮汐剥离来去除几乎所有的气体，（iv）在矮星的星际介质中预测的重Mg同位素增强可能为不同精细结构的主张提供另一种解决方案（v）在红移2<z<4处，从矮星中丢失的气体具有与星系间介质丰度大致一致的O，Si/C丰度;（vi）dSphs的化学性质通过防止星系风再吸积而很好地匹配，而dIrrs的化学性质通过结合金属性依赖的冷却和热风的再吸积而更好地匹配。最后，人们对LG dSph UMaII和高速云复合体A之间的联系提出了质疑。
2007-03-23 astro-ph
The First Galaxies: Assembly, Cooling and the Onset of Turbulence
我们研究的第一个星系在z > 10的高分辨率数值模拟的属性，从宇宙学的初始条件，并考虑到所有相关的原始化学和冷却。第一个星系的特征是，一旦维里温度超过10^4 K，氢原子就会开始冷却，并且能够保留光热气体。通过详细的并合树跟踪了一个5*10^7 M太阳系统的复杂吸积和恒星形成历史，并导出了在其组装之前形成的第三星族（PopIII）恒星的数量上限.我们研究了下落气体的热演化和化学演化，发现温度> 10^4 K时的部分电离催化了H2和氘化氢的形成，使气体冷却到宇宙微波背景的温度。根据辐射和化学反馈的强度，原始恒星的形成可能是由第一个星系组装过程中形成的中等质量的Pop III恒星主导的。新生星系的吸积开始于热吸积，其中气体直接从星系际介质吸积并被冲击加热到维里温度，但很快伴随着冷吸积阶段，其中气体在高速流入母晕之前冷却成细丝状。后者在星系中心驱动超音速湍流，并可能导致非常有效的化学混合。因此，第一个星系中湍流的开始可能标志着向Pop II恒星形成的过渡。
2009-10-20 astro-ph
On the gas temperature in circumstellar disks around A stars
在拱星盘或壳层中，通常假设气体和尘埃的温度相等，而后者由辐射平衡决定。本文讨论这个假设是否适用于年轻A星周围的星周盘。本文将Kamp & Bertoldi（2000）描述的稀薄流体静力平衡模型与详细的气体加热/冷却平衡相结合。最重要的加热和冷却过程是通过红外泵浦加热，由于尘埃颗粒的漂移速度加热，以及精细结构和分子线冷却。在整个圆盘中，气体和尘埃不能通过碰撞有效地耦合，因此它们的温度相差很大。这里考虑的圆盘模型中的大多数气体都保持在300 K以下。在低于300 K的温度范围内，气体化学不受T_gas的影响，因此简化近似T_gas = T_dust可用于计算盘的化学结构。然而，气体温度对于观测的定量解释是重要的，如精细结构和分子线。
2001-05-17 astro-ph
Molecules in a gravitational collapse
分子的原始化学研究涉及到许多与坍缩分子原云的热平衡有关的有趣问题。在许多天体物理的情况下，分子冷却和加热影响介质的动力学演化。大量分子的存在对坍缩物体的动力学演化至关重要。由于云的温度随着收缩而升高，冷却机制对结构的形成很重要，通过降低压力对抗重力，即通过允许吉恩不稳定的原云继续坍塌。对于第一代对象来说尤其如此。有人提出，宇宙氢重组后，可以立即形成有限数量的分子，如$H_2$、$HD$和$LiH$（Lepp和Shull 1984，Puy等1993）。宇宙学丰度分数$HD/H_2$很小。然而，非零永久电偶极矩的存在使得$HD$在中等温度下可能比$H_2$更重要，尽管$HD$比$H_2$少得多。最近，Puy和Sinore（1997）指出，在引力坍缩的早期阶段，对于某些坍缩物质，当坍缩的原结构温度约为200 K时，$HD$分子是主要的冷却剂。因此，我们解析地估计了原云坍缩过程中的分子冷却。然后，讨论了在引力坍缩早期阶段存在热不稳定性的可能性。
1998-12-22 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
Numerical convergence of physical variables in hydrodynamical simulations of cooling clusters
从流体动力学SPH模拟星系团的结果被用来调查的依赖最终集群的X射线性质的数值分辨率和物理气体过程的假设模型。两种不同的空间平坦宇宙学模型被认为是：一个低密度冷暗物质宇宙与真空能量密度Ω_L=0.7（LCDM）和冷+热暗物质模型（CHDM）。这些模拟首先包括辐射冷却，然后也包括冷气体粒子到恒星的转换。当冷气体粒子被允许转化成恒星时，最终的气体轮廓显示出明确的核心半径，温度轮廓几乎是平坦的。对于LCDM模型中最大规模的测试集群，这些模拟显示了集群核心中显著的冷却流。这个星团被详细分析，用不同的恒星形成方法进行模拟，并提高了数值分辨率。不同运行之间的比较表明，模拟的结果，基于恒星形成方法，其中气体转化成恒星是由一个效率参数c_star控制，是敏感的数值分辨率的模拟。在这方面，基于局部密度阈值的恒星形成方法，如Navarro和White（1993），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的，不确定性的一个因素。
2001-10-25 astro-ph
