The Accretion of Lyman Alplha Clouds onto Gas-Rech Protogalaxies; A Scenario for the Formation of Globular Star Clusters
一个令人满意的球状星团（GC）形成理论长期以来一直难以捉摸，也许是因为他们真正的祖先还没有猜到。在本文中，我提出了一个因果关系的强烈下降密度的莱曼α（LyA）云在高红移和GC的形成-即GC的创建由吸积LyA云到原星系。我描述了一个场景，其中涉及一个固有的稳定和有序的循环的压缩和冷却的云的中央核心在延长期的消散在外部区域的气体丰富的原星系，最终在一个爆发的有效的恒星形成。我证明了GCs的同动密度是可比的LyA云在高红移，压缩到核心GC密度的能量要求可以得到满足，冷却的时间尺度是在明显的限制所施加的动力学稳定性。这个耗散过程要求吸引子周围有一个大的耗散气体柱，以形成GC。此外，压缩所需的能量要求吸引子质量大于能够维持约40 km/s的圆周速度的质量。如果这种情况得到了数值模拟的支持，那么通过暗示，GC是在z~1-3的适度红移下形成的。这些知识可以帮助打破回望时间和红移之间的简并性。该模型与星系在数十亿年时间尺度上的分级增长相一致。
1999-02-26 astro-ph
Induced galaxy formation
在标准宇宙学模型的基础上，给出了围绕原始黑洞团的原星系形成模型。也就是说，我们假设宇宙的质量分数约为10^-3，是由早期宇宙相变过程中产生的原始（残余）黑洞组成的致密星团。这些星系团是暗物质（DM）凝聚的中心。因此，在红移z=15处形成了质量为2 × 10^8 Msun的原星系。这些诱导原星系包含质量约为10^5兆太阳的中心黑洞，看起来像是具有中心密度尖峰的矮球状星系。诱导原星系和普通DM晕的合并导致形成大尺度结构的标准场景。黑洞并合给出了现今的超大质量黑洞，并再现了观测到的它们的质量和速度色散在隆起中的相关性。
2004-12-17 astro-ph
Turbulent formation of protogalaxies at the end of the plasma epoch: theory and observations
引力结构形成的标准模型是基于Jeans 1902声学理论，忽略了由粘性、湍流和扩散控制的非线性不稳定性。由于热的原始等离子体的金斯尺度L_J总是略大于因果联系的尺度ct，其中c是光速，t是大爆炸后的时间，因此假设没有冷的（因此L_J CDM很小）无碰撞的冷暗物质CDM流体的引导，没有等离子体结构可以形成凝聚，引力收集等离子体。这个CDM模型的星系团是由数十亿年来CDM晕逐渐分层聚集到星系质量而形成的。没有观测到清洁发展机制晕圈。引力不稳定性是非线性的和绝对的，由粘性和湍流力控制，或者由小于ct的Schwarz长度尺度的扩散率控制。由于宇宙在等离子体时期是快速膨胀的，当粘性-重力尺度L_SV在30，000年时第一次与ct匹配时，形成的第一个结构是在密度最小的碎片，产生原超星系团空洞和原超星系团。在膨胀的空洞边界产生的弱湍流引导较小碎片的形态下降到原星系的大小，就在30万年前过渡到气体。原星系的大小反映了等离子体Kolmogorov尺度的线性和螺旋形态预测的野村直接数值模拟和深场空间望远镜观测证实。在转变为气体的过程中，运动粘度减少了10万亿，因此原星系分裂成金斯尺度的云，每个云都有一万亿颗地球质量的行星，正如Gibson 1996年预测和Schild 1996年观察到的那样。
2008-09-16 astro-ph
Early formation of galaxies initiated by clusters of primordial black holes
提出了一个在原始黑洞团内部形成超大质量黑洞的模型。也就是说，我们假设宇宙中有质量分数约为10^-3的部分是由致密的原始（遗迹）黑洞团组成的，这些黑洞是在早期宇宙的相变过程中产生的。这些星团是暗物质凝聚的中心。我们模拟了在红移z=15时质量约为2*10^8M_sun的原星系的形成。这些诱导原星系含有质量约为10^5 M_sun的中心黑洞，看起来像是具有中心密度尖峰的矮球状星系。诱导原星系和普通暗物质晕随后的合并对应于大尺度结构形成的标准等级聚类情景。原始黑洞的合并导致在银河系中心形成超大质量黑洞。其结果是，所观察到的中央黑洞的质量和速度分散在银河系隆起之间的相关性被再现。
2008-01-06 astro-ph
On the photodissociation of H2 by the first stars
宇宙中第一颗恒星的形成预计将发生在小的原星系中，其中的气体被氢分子冷却。然而，如果大质量恒星在这些原星系中形成，它们可能会通过光解H2来抑制进一步的恒星形成。我们研究的重要性，通过估计的时间尺度上，显着的H2被摧毁。我们发现，光解是显着的最小质量的原星系，但变得不那么原星系质量的增加。我们还研究了原星系内致密气体团的光解效应。我们发现，虽然坍缩在低密度的团块中会被抑制，但密度更大的团块可能会存活下来形成恒星。
2000-09-01 astro-ph
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。
2007-04-24 astro-ph
A Model of Metallicity Evolution in the Early Universe
我们应用的唯象模型来解释丰富的Fe和r-过程元素在非常贫金属的恒星在银河系[Fe/H]阻尼Ly α系统。假设大爆炸后形成的第一批恒星质量非常大，并迅速将星际介质富集到[Fe/H] ~-3，在此基础上形成正常恒星的金属丰度。随后的铁富集是由II型超新星提供的。在给定的红移z阻尼Ly α系统的[Fe/H]的范围是由大爆炸后的时间t* 在正常的恒星形成开始在一个单独的原星系系统。平均t* 大约是阻尼Ly α系统年龄的80%，z约为1.5至4.5，表明大爆炸和原星系开启之间有很长的延迟。据推测，总重子物质的相当一部分可能没有聚集成原星系，那里正常的恒星形成发生在z ~ 1.5。z = 2.2附近的数据表明，原星系的开启速率最初非常低，并在大爆炸后的3 Gyr时缓慢达到最大值。这可能对理解类星体的形成速率很重要。
2000-06-09 astro-ph
The Onset of the Cold HI Phase in Disks of Protogalaxies
我们讨论了一个可能的延迟经历的原星系低柱密度的气体在形成恒星在大尺度上。在氢重新结合之后，随着外部电离UV通量的减少和金属丰度$Z$的增加，HI最初处于暖相（$T\simgt 5000$ K），转变为冷相（$T\simlt 100$ K）。最小丰度$Z_{min}$的这种相变发生在哈勃时间的一小部分，随着气体柱密度的增加而迅速下降。因此，在“风速”盘星系中，$N_{HI}$比正常的大螺旋星系小10倍，冷HI阶段的开始被延迟。引力不稳定性的开始也被推迟了，因为这些物体在温暖阶段比今天的大型螺旋星系的祖先更有可能是引力稳定的。恒星形成的第一次实质性爆发可能只发生在红移$z \sim 0.5$处，并给出一个暂时的高峰值亮度，这可能与"微弱的蓝色物体”有关。柱密度较低的星系盘往往具有较低的逃逸速度和星暴/星系喷泉不稳定性，这会大大减少内部盘的气体含量。
1995-03-21 astro-ph
Lyman Alpha Radiation From Collapsing Protogalaxies II: Observational Evidence for Gas Infall
我们模型的光谱和表面亮度分布的莱曼α（Lya）辐射预计从原星系，在其组装的早期阶段被抓获。我们使用的结果的一个配套文件来描述出现的辐射球状坍缩的气体云。然后，我们修改的固有光谱，将随后的共振散射在星系际介质（IGM）的效果。使用这些模型，我们解释了一些最近的观测扩展的Lya斑点（LABs）在高红移。我们建议，基于角的大小，能量，以及相对较浅的表面亮度配置文件，和双峰光谱，这些LABs中的几个可能与坍缩的原星系。我们建议两个后续的观察，以诊断气体的存在。LAB的高S/N光谱应该揭示在线的红侧的表面亮度轮廓的优先平坦化。在红移的巴耳末α波长的斑点的互补成像应该揭示内在的Lya发射率，并允许其分离的辐射转移效应。我们表明，Lya散射下落气体可以再现Steidel等人的LAB 2的观测光谱准确地作为最近提出的外流模型。最后，我们发现类似的证据，在光谱中的点状莱曼α发射器的下落。下落气体散射的存在意味着这些天体的本征Lya光度和导出量，如恒星形成率，可能被低估了大约一个数量级。
2006-06-14 astro-ph
Resolving the Helium Lyman-$α$ Forest: Mapping Intergalactic Gas and Ionizing Radiation at $z\approx 3$
我们给出了类星体Q 0302 -003的一个新的、高分辨率的HST/GHRS光谱，并利用HeII的$α$吸收和HI的$α$森林的高分辨率Keck光谱，探测了类星体红移$z\approx 3.3$以下的前景气体的分布和电离状态。从现有数据中得出的主要新结论是：1.检测到HeII Lyman- $α$森林; 2. "弥散“（红移空间填充）介质也被探测到，并且必须具有低密度（$Ω\le 0.01 (h/0.7)^{-3/2}$），与标准的原始核合成和早期气体坍缩成原星系的模型一致; 3.星系际电离光谱是软的（$η\ge 100$），虽然星系际氦可能主要是双电离的$z=3.3$ ; 4。氦的丰度是在一些标准的大爆炸预测的一个因素，在一个大体积的空间在高红移。
1997-02-10 astro-ph
Radiative feedback from an early X-ray background
第一代恒星（通常称为第三星族）预计将在低质量的原星系中形成，其中分子氢是主要的冷却剂。来自这些恒星的辐射将迅速建立能够光解H2的河外紫外线背景，人们普遍认为这种背景将抑制低质量系统中进一步的恒星形成。然而，恒星形成也会产生河外X射线背景。这种X射线背景，通过增加原星系气体的部分电离，促进了H2的形成，并降低了紫外线反馈的有效性。在本文中，我们研究这些背景中的哪一个具有主导作用。使用一个简单的模型的紫外线和X射线背景的增长，连同一个详细的一维模型的原星系化学演化，我们研究的X射线背景产生的一些可能的源模型的影响。我们表明，在几种情况下，由此产生的X射线背景是强大的，足以抵消紫外光解离在大型氢冷却原星系。另一方面，小的原星系（维里温度T_vir < 2000K）仍然占主导地位的紫外背景下，我们检查的所有模型。我们还简要地探讨了X射线背景对扩散IGM的热演化和化学演化的影响。
2002-12-15 astro-ph
Hydrodynamics of structure formation in the early Universe
理论和观测揭示了标准LambdaCDM模型的致命缺陷。冷暗物质等级聚类范式预测了一个自下而上的重力结构的逐渐增长，假设线性，无碰撞，理想的流动和不切实际的CDM凝聚和合并。碰撞流体力学的粘性，湍流，和扩散预测湍流大爆炸和自上而下的粘性引力破碎从超星系团到星系尺度的等离子体时代，从0.3 Gpc的空隙尺寸，1.5 Gpc的自旋和柯尔莫哥洛夫指纹，在CMB签名观察。在扩大引力空洞边界产生的湍流导致的线性形态的3千秒差距破碎等离子体原星系沿涡线，在深HST图像中观察到。脱钩后，气体原星系分裂成原始密度，百万太阳质量的地球质量行星团，形成0.3 Mpc的银河系暗物质。白矮星加热的行星大气层给出了暗淡的超新星Ia事件和错误的伽马射线爆发光度距离，而不是暗能量λ。类星体微透镜观测排除了无毛黑洞模型，并要求星系暗物质是行星团。
2009-09-16 astro-ph
Feedback, Disk Self-regulation and Galaxy Formation
圆盘中恒星形成的自我调节由两个无量纲参数控制：引力不稳定性的Toomre参数和超新星残余加热气体的星际介质的孔隙度。这些之间的相互作用，导致表达的气体分数和恒星形成效率的磁盘，并可能解释塔利-费舍尔关系。我进一步发展的反馈参数所产生的影响，大规模的恒星形成和死亡的原星系，以占一个星系的特征光度和早期的风形成球状体。
1996-12-12 astro-ph
Galaxy Formation
我总结了当前的知识星系形成的重点是由Lambda CDM宇宙学，宇宙学量的积分约束，高红移原星系的人口提供的初始条件。表中提供了总结的数量密度，恒星形成率和恒星质量的每一个对象，宇宙恒星形成率和恒星质量密度，集群长度和典型的暗物质晕质量莱曼破裂星系，莱曼α发射星系，遥远的红色星系，亚毫米星系，和阻尼莱曼α吸收系统。我还讨论了星系形成中五个尚未解决的关键问题，以及在不久的将来将带来的具体进展。
2005-12-15 astro-ph
Fred Hoyle: Contributions to the Theory of Galaxy Formation
我回顾两个基本的贡献，弗雷德霍伊尔作出的理论星系形成。霍伊尔是第一个提出原星系在引力不稳定期间通过邻近扰动的潮汐力矩获得角动量的人。据我所知，他也是第一个提出星系的质量可以用原始气体云在适当的时间尺度上辐射冷却的要求来解释的人。潮汐力矩和冷却的论点在现代星系形成理论中扮演着核心角色。这是一个衡量霍伊尔的广度和创造性，他认识到这些过程的重要性，在这样一个早期阶段的历史问题。
2003-03-28 astro-ph
Formation of the first nuclear clusters and massive black holes at high redshift
我们提出了一个大质量黑洞（$\sim 1000 \msun$）的形成模型，由于恒星动力学过程中形成的第一个星团在宇宙早期（$z\sim10-20$）。高红移黑洞种子的形成是由于在低金属丰度（$Z\sim 10^{-5}Z_\odot$）原星系中发生的多次连续不稳定性。我们专注于相对大质量的晕在高红移（$T_{\rm vir} > 10^4$ K，$z\gsim 10$）后，在宇宙中的第一批恒星已经完成了他们的演变。这组假设确保了（i）原子氢冷却可以有助于气体冷却过程，（ii）第一颗恒星已经产生了紫外线场，以及（iii）晕内的气体已经被第一种金属轻度污染。第二个条件意味着在低密度下，$H_2$是解离的，并且不有助于冷却。第三个条件设定了一个最小的碎裂阈值密度，这样恒星就只能在原星系的内核中有效地形成。在这个核心中，非常紧凑的恒星团形成。这些非常密集的星团中的很大一部分在恒星能够完成恒星演化之前经历了核心坍缩。失控的恒星与恒星碰撞最终导致了一颗非常巨大的恒星的形成，留下了一个巨大的黑洞遗迹。对失控碰撞不稳定的星系团总是最先形成的，质量较小的。通常，$z\sim10-20$的原星系的一部分$\sim 0.05$形成黑洞种子，质量为$\sim 1000-2000 \msun$，导致种子的质量密度为几个$\simeq10^2\msun/{\rm Mpc}^{-3}$。这种密度为类星体时期黑洞…
2008-12-11 astro-ph
The Cosmic Infrared Background Radiation, Star Formation Rate, and Metallicity
远红外/亚毫米（FIR/SMM）弥漫河外辐射场的密度最近已确定COBE数据。几乎同时，深FIR/SMM调查发现了大量的光学身份不明的来源，这导致了建议，星系和原星系在红移z = 2至4可能占相当大的比例的背景。在这里，我表明，如果报告的辐射水平是通过核合成产生的，这种能量的大部分必须已经产生在时代$z \lesssim 2$。Madau等人（1998年）引用的哈勃深空数据表明，河外背景的大部分是最近在$z < 1$产生的。
1998-11-12 astro-ph
A Radio Perspective on Star-Formation in Distant Galaxies
确定场星系的恒星形成速率是现代观测宇宙学的主要目标之一。对$z \sim$ 1-2星暴敏感的深层射电观测可能是理解星暴现象不受尘埃影响的演化的关键。使用深，高分辨率的射电观测的哈勃深场，我们表明，$μ$ Jy无线电发射场星系在$z\sim 0.4-1$主要是星爆的起源。此外，我们还发现了一群光学暗淡的，可能被遮蔽的系统，它们是候选的高$z$原星系。这些无线电源中的至少一个用亚毫米检测来识别。
1998-11-08 astro-ph
High-Redshift Quasars as Probes of Galaxy and Cluster Formation
大红移的类星体为早期宇宙结构的形成提供了强有力的探索。有几个论点认为，椭圆星系和大质量凸起的形成可能涉及早期的类星体阶段。在非常大的红移下，这样的结构很可能出现在密度场的最高峰处，因此是高度偏置的示踪物：最早的（大质量）星系形成可能发生在未来丰富星系团的核心。我们在z > 4的类星体周围寻找成团原星系的初步结果支持了这一观点。红移更大的类星体可能是宇宙再电离的重要贡献者，也是最早的星系和团簇形成的标志。
1999-10-14 astro-ph
The Formation of the First Stars in the Universe
在这篇评论中，我调查了我们目前对宇宙中第一批恒星如何形成的理解，重点关注三个主要领域：第一个原星系的形成和其中气体的冷却，冷气体中碎片的性质和程度，以及物理学--特别是原恒星吸积和原恒星反馈之间的相互作用--这有助于确定最终的恒星质量。在每一个领域，我都试图展示我们的思维近年来是如何发展的，这在很大程度上得益于我们现在可以越来越容易地对原始恒星形成进行详细的数值模拟。我还试图指出我们的理解仍然不完整的领域，并确定一些最重要的未解决问题。
2004-09-29 astro-ph
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 astro-ph
Generation of the Primordial Magnetic Fields during Cosmological Reionization
我们调查的产生磁场的Biermann电池在宇宙学电离锋，使用新的模拟宇宙的再电离的恒星在原星系。两种机制主要负责磁生：i）从原星系爆发的I-前线，和ii）通过高密度中性丝，这是宇宙网的一部分，I-前线的传播。第一种机制在电离区域（z ~ 7）重叠之前占主导地位，而第二种机制甚至在该时期之后继续运行。然而，在重叠之后，场强的增加主要是由于宇宙结构形成时发生的气体压缩。因此，z ~ 5处的磁场紧密地跟踪气体密度，并且在兆秒差距尺度上是高度有序的。模拟箱中的平均质量加权场强为B_0 ~ 10^{-19} G。B_0与维里化天体的重子质量之间存在一个相对明确的、接近线性的相关关系，在我们的模拟中，质量最大的天体（M ~ 10^9 M_sun）的B_0 ~ 10^{-18} G。这是一个下限，因为缺乏数值分辨率使我们无法跟踪可能放大原星系场的小尺度动力学过程。虽然我们计算的磁场强度可能足以作为银河发电机的种子场，但磁场太小，不会对星系形成、热传导或星系际介质中的宇宙射线传输产生重大影响。不过，可以通过基于伽马射线暴光子到达时间分析的创新方法，在星系际介质中观测到它。
2000-03-23 astro-ph
Formation and early evolution of massive black holes
导致第一个种子黑洞形成和它们成长为超大质量黑洞的天体物理过程，为红移6的明亮类星体提供动力，人们对此知之甚少。在标准的LCDM分级宇宙学中，最早的大质量黑洞（MBH）可能在红移z~15处形成于低质量（M> 5e 5太阳质量）暗物质“迷你晕”的中心，并通过吸积产生硬辐射。来自这种“迷你类星体”的FUV/X射线光子可能比EUV辐射更均匀地渗透到宇宙中，减少了气体聚集，并改变了原始气体的化学性质。吸积种子黑洞在确定星系际介质的热和电离状态方面的作用取决于在第一批恒星形成后形成并保留在原星系中的冷而致密的气体的数量。迄今为止对银河系子结构的最高分辨率N体模拟表明，低于原子冷却质量的subhalo在形成恒星方面非常低效。
2007-01-12 astro-ph
High-resolution simulations of galaxy mergers: Resolving globular cluster formation
在星系合并中观察到的大质量星团通常被认为是球状星团的祖先。为了研究这一假设，我们进行了迄今为止最高分辨率的富含气体的星系合并模拟。由星系相互作用触发的10^5到10^7 Mo的大质量星团的形成在这个模型中直接解决。我们表明，这些集群是紧密结合的结构，几乎没有净旋转，由于演变成紧凑的长寿恒星系统。因此，在星系合并中形成的大质量星团是长寿球状星团的祖先的有力候选者。模拟的团簇质谱与理论和观测结果一致。10^8-9 Mo的潮汐矮星系可以同时形成，并且似乎是不同类别物体的一部分，更延伸和旋转。
2008-06-09 astro-ph
Achieving Extreme Resolution in Numerical Cosmology Using Adaptive Mesh Refinement: Resolving Primordial Star Formation
作为进入2001年戈登贝尔奖在“特殊”类别，我们描述了我们的3-D，混合，自适应网格细化（AMR）代码，恩佐，设计用于高分辨率，多物理场，宇宙学结构形成模拟。我们的并行实现不限制自适应网格层次结构的深度或复杂性，使我们能够实现前所未有的空间和时间动态范围。我们报告了一个原始恒星形成的模拟，该模拟在34个细化级别上开发了8000多个子网格，以实现在空间和时间上的10^12倍的局部细化。这使我们能够解决的性质的第一批恒星形成的宇宙假设标准物理学和标准宇宙学模型。要实现极高的分辨率，需要使用128位扩展精度算法（EPA）来精确指定子网格位置。我们描述了我们的EPA AMR实现IBM SP2蓝色地平线系统在圣地亚哥超级计算机中心。
2001-12-04 astro-ph
Resolving IRAS 09111-1007 at 350 microns - a different path to ULIRG formation?
我们已经解决了超亮红外星系（ULIRG），IRAS 09111-1007，与新的350微米优化的第二代亚毫米高角分辨率相机（SHARC II），并提出了第一个亚毫米通量和图像的系统。IRAS 09111-1007由两个相互作用的亮红外星系（LIRGs）组成，预计核间距为39 kpc。在亚毫米级，西方星系的亮度大约是东方星系的四倍。它是一个非常明亮的LIRG，带有活动星系核。东方源的分类是不确定的：它可能是一个塞弗特2星系或LINER。我们强调IRAS 09111-1007作为一个系统，需要进一步研究：一个双活动星系核ULIRG的分子气体含量不同于其他广泛分离的对和其ULIRG阶段可能无法解释目前的多合并和/或最后阶段ULIRG的情况。
2005-01-31 astro-ph
On the Minimum Metallicity and Mass of the Population II Stars
在坍缩的原星系中，热不稳定性导致了一群冷碎片的形成，这些碎片被残余的热背景介质的压力所限制。冷云变得重力不稳定并形成恒星所需的临界质量由其内部温度和外部压力决定。我们进行了系统的研究低金属丰度云的冷却性能，我们确定，适当的外部压力和金属丰度的范围内，最低温度云可以达到附近的大质量恒星形成之前。大质量恒星强烈的紫外线辐射会使星云发光，从而抑制恒星的形成。我们还确定了这些云必须达到的最低金属丰度，以形成目前可观察到的第二星族恒星。基于我们的结论，低质量的恒星不能有效地形成在金属缺乏的环境中，我们认为，褐矮星是不可能的主要贡献者质量的星系晕。
1997-08-08 astro-ph
Star formation in disk galaxies driven by primordial H_2
我们表明，气态\HI盘原始组成的外部辐射场照射可以开发一个多相介质的温度在10^2和10^4 K之间，由于形成分子氢。对于给定的\HI柱密度，存在辐射场的临界值，低于该临界值，只有冷\HI相可以存在。由于类星体背景的时间递减，气体在复合后开始缓慢冷却，直到达到暖相的最低稳定温度，达到临界红移$z=z_{cr}$。低于此红移，分子氢的形成促进了向冷\HI相的快速转变。我们发现，具有$10^{20}\simlt N_{HI}\simlt 10^{21} cm^{-2}$的原星系盘在$T\sim 10^4$ K处引力稳定，并且只有在盘中心部分的气体冷却到温度$T\simlt 300$ K之后，才能在$z \simlt z_{cr}\sim 2$处开始其恒星形成历史。在低气体表面密度和低动力学质量的星系中，这种延迟的星爆阶段可以破坏盘并使它们逐渐消失。这些天体可能对微弱的蓝色星系群有很大的贡献。
1997-07-16 astro-ph
Resolving the Stellar Populations in a z=4 Lensed Galaxy
我们提出了一个最近发现的z = 4.04星系的深近红外Keck/NIRC成像（Frye & Broadhurst 1998）。这是由丰富的前景星系团Abell~2390（z~0.23）所形成的高度放大的弧长为3 - 5角秒。我们的H-和K '-波段NIRC成像允许我们绘制Balmer +4000Ang断裂幅度。结合高质量的档案HST/WFPC 2数据，我们可以空间解析沿弧的恒星星族。WFPC 2的图像清楚地显示了几个明亮的节点，对应于活跃的恒星形成地点。然而，有相当一部分的弧明显更红，这与在恒星形成停止后观察到的> 1亿年一致。Keck/LRIS长缝光谱沿弧揭示了Ly-alpha发射在空间上从静止紫外连续区偏移约1 arcsec。我们表明，这种线发射很可能是由邻近HII区域的恒星形成提供动力的，并且z = 4系统不太可能是活动星系核。
1999-09-29 astro-ph
The Formation History of Globular Clusters
旧的球状星团系统在星系晕的属性被用来推断定量限制方面的通用恒星（集群）的形成。首先，球状星团在三个大星系中的空间分布，以及97个早期星系和银河系晕的总星团数量与星系光度的趋势，意味着在早期原星系中，束缚星团的形成具有普遍的效率：按质量计，总是有0.26%的恒星形成气体转化为球状星团而不是晕场星。这一部分在面对局部和全球星系环境的极端变化时如此强大，表明任何气体块都需要超过相对密度阈值才能形成一个束缚星团。其次，它表明，一个严格的，经验的总结合能与光度和银心位置的标度是一个定义方程的基本平面的银河系球状星团。这个平面的特征包含了球状星团结构参数之间所有其他可观测到的相关性，它提供了一组小而完整的事实，这些事实必须用银河系中团簇形成和演化的理论来解释。我们认为，E_b（L，r_{\rm gc}）关系是由于质量较大的原球状气体团内部恒星形成效率系统性地较高而产生的。
2000-02-03 astro-ph
Resolving the Outer Disks and Halos of Nearby Galaxies
在分层合并的情况下，星系的外部是星系早期历史的化石记录。因此，对星系外盘和晕的观测提供了一种研究单个星系历史和检验形成理论的工具。在当地，人们已经做出了令人印象深刻的努力来了解银河系，仙女座和M33的光环。然而，由于晕形成的随机性，要更好地理解这一过程，需要大量具有已知晕特性的星系样本。GHOSTS项目（PI：R。de Jong）的目标是利用哈勃太空望远镜来描述附近14个（D=4-14 Mpc）螺旋星系的晕和外部部分。对这些星系外部的单个恒星进行探测，使我们能够研究星系的形态特征，并确定恒星的金属丰度和年龄。
2007-10-11 astro-ph
Cosmological Reionization
在流行的宇宙学假设中，当红移超过10时，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统可能与早期的类星体一起产生了紫外线辐射和机械能，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久，宇宙的历史被记录在无处不在的星系际介质（IGM）中，其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。
2000-05-10 astro-ph
From First Galaxies to QSOs: feeding the baby monsters
我们提出了一个大质量球状星系与其中心活动核共同演化的物理模型。超新星加热在减缓恒星形成和驱动越来越小的暗物质晕中的气体流出方面越来越有效。因此，早期形成的质量较大的原星系是恒星形成速度较快的地方。相应地，较高的辐射阻力导致气体的角动量损失较快，并导致中心黑洞的吸积速率较大。反过来，由活性核提供动力的流出物的动能可以在更短的时间内使残留气体脱离，从而形成更大的晕。该模型考虑了早型星系的各种动力学、光度学和金属丰度性质，以及M_BH - σ关系和局域超大质量黑洞质量函数。
2004-09-24 astro-ph
Resolving Stellar Populations outside the Local Group: MAD observations of UKS2323-326
我们提出了一项研究，旨在推导出在中等年龄的演化恒星星族在矮不规则星系UKS 2323 -326的恒星形成的限制。这些观测也旨在证明在ESO甚大望远镜上实施的多共轭自适应光学演示器（MAD）的科学能力，该演示器作为自适应光学（AO）技术的测试台。我们执行准确的，深测光的领域使用J和Ks波段AO图像的中心区域的星系。近红外（IR）色星等图清楚地显示了渐近巨星分支（AGB）星、红超巨星和红巨星分支（RGB）星的序列，直到RGB尖端以下约1等。光学近红外图，通过结合我们的数据与哈勃太空望远镜的观测，提供了最好的恒星在各个演化阶段的分离。AGB星比RGB尖端亮的数量使我们能够估计中间年龄的恒星形成。假设初始质量函数为Salpeter，我们发现在中等年龄的恒星形成事件中，在观测区域产生了约6 × 10^5 M太阳的恒星。
2008-03-26 astro-ph
Resolving the Stellar Outskirts of M31 and M33
关于星系聚集过程的许多线索都隐藏在星系的暗淡外围区域。这些部分的低表面亮度对漫射光的研究构成了重大挑战，迄今为止，这种技术对星系形成模型的约束很少。我们的小组率先使用极宽面积的恒星计数来定量地解决外部星系在非常微弱的光水平上的大尺度结构和恒星含量。在这里，我们强调了我们对M31和M33的成像和光谱调查的一些结果。
2006-01-06 astro-ph
The Formation of Primary Galactic Nuclei during Phase Transitions in the Early Universe
提出了一种描述原星系形成的新机制，它是基于暴胀阶段的二级相变和暴胀结束时畴壁的形成。封闭的畴壁的存在，其尺寸在其形成的瞬间明显超过宇宙学视界，并且在后暴胀时期（当壁的尺寸变得与宇宙学视界相当时）壁坍塌，这导致了大质量黑洞团的形成，它们可以作为未来星系的核。得到的黑洞质量分布与现有的实验数据并不矛盾。M ~ 100太阳质量（$M_{\odot}$）及以上的黑洞数量与可见宇宙中的Galerkin数量相当。该方法的发展为热宇宙模型中的星系形成提供了一个新的基本假设。
2001-06-17 astro-ph hep-ph hep-th
The star formation properties of disk galaxies: Halpha imaging of galaxies in the Coma supercluster
我们提出了综合H α测量获得的成像观测的98晚型星系，主要是在后发座超星系团。这些数据与文献中的H α光度测量相结合，包括了一个星等选择样本，这些样本是属于“长城”的旋涡星系（Sa到Irr），其完整星等为mp=15.4，因此由亮度大于Mp=-18.8（H 0 =100 km Mpc^-1 s^-1）的星系组成。H α电磁波的频率分布，第一次从光学完整的样品中确定，在E.W. ~25 A.我们发现，在目前的极限光度下，后发座星系团和A1367星系团中的螺旋+Irr星系的恒星形成性质与长城星系团中的孤立星系的恒星形成性质没有明显的区别。目前的分析证实了众所周知的哈勃型大质量恒星形成率（SFR）的增加。此外，在SFR和盘状星系的质量之间可能存在一个更基本的关系：低质量螺旋星系和矮星系的SFR比巨螺旋星系高50倍。这一结果是一致的想法，盘星系是同时代的，发展为“封闭系统”的指数下降的SFR和他们的祖先原星系的质量是主要参数控制他们的演变。具有高坍缩初始效率或短坍缩时间尺度的大质量系统几乎没有保留气体来供给恒星形成的当前时期。这些发现支持了Gavazzi & Scodeggio（1996）的结论，他们研究了一个局部星系样本的色质关系，并同意Cowie等人（1996）的分析，他们追踪了星系的恒星形成历史，直到z>1。
1998-01-28 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. V. The Greater Importance of Initial Conditions Compared to Metallicity Thresholds
第一批恒星是由不含金属的气体形成的，这似乎导致恒星的质量比现在的情况至少大一个数量级。我们在这里考虑是什么控制着从原始到现代的初始质量函数的转变。已经提出，当在Z/Z_sun > 10^{-3.5}的金属丰度阈值处发生有效金属线冷却时，会发生这种情况。我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的初始电离气体在小原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟粒子分裂。我们的初始条件代表原星系内形成的一个先前电离的H ii区域，尚未有时间冷却和重组。这与预测金属丰度阈值的模拟结果有很大不同，在模拟中，气体最初是冷的，只有部分电离。在中心凝聚势，我们在这里研究，各种各样的初始条件的气体产生一个整体的中心崩溃。我们的模型显示，在数密度高达10^5 cm^{-3}的坍缩过程中没有碎裂，在一个旋转的情况下，金属丰度高达10^{-1} Z_sun，远高于以前工作提出的阈值。旋转允许在当地哈勃时间的大部分时间内形成引力稳定的气体盘。湍流稍微减慢了中心密度的增长，但是球对称和湍流初始条件都崩溃并形成单个下沉粒子。因此，我们认为，在中等密度的碎片取决于恒星形成的初始条件比金属丰度本。
2009-01-28 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey XV. The Formation Efficiencies of Globular Clusters in Early-Type Galaxies: The Effects of Mass and Environment
球状星团（GC）中包含的恒星质量分数，也是用数字作为特定频率来测量的，是一个基本量，反映了星系早期恒星形成和整个合并历史。我们提出了具体的频率，光度和质量分数的球状星团系统的ACS室女星系团调查，最大的同类同质目录中的100个早期型星系。我们发现：1）GC质量分数在巨星和矮星中都很高，但在中等光度的星系中普遍很低。2)在星系质量范围内，比频的行为主要是由蓝色GC决定的。3)低质量星系的GC分数表现出对环境的依赖性。几乎所有具有高GC分数的矮星系都在cD星系M87的1 Mpc范围内，这是第一个强有力的证据，表明矮星系中的GC形成偏向于致密环境。4)中心矮星的GC形成是有偏差的，因为它们的恒星形成最早，最强烈。与千禧年模拟的比较显示，中心矮星有更老的恒星星族，并以更高的恒星形成率和表面密度形成更多的恒星。模拟矮星的SFR表面密度在总SFR之前达到峰值，自然产生比场星更古老、更贫金属的GC种群。5)距离巨型椭圆星系M87和M49约40千秒差距内的矮星系是红色的，几乎没有GC，这表明它们已经被潮汐剥离，并将它们的GC贡献给了它们的巨型邻居的晕。因此，具有高GC质量分数的中心矮星很可能是最类似于聚集了丰富的M87球状星团系统的原星系的幸存者。（节录）
2008-03-04 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
The mass spectrum of metal-free Stars resulting from photodissociation feedback: A scenario for the formation of low-mass population III stars
研究了大质量（维里温度>10^4K）无金属原星系初始星暴中形成的无金属星的初始质量函数（IMF）。特别是，我们专注于H2光解的影响，预先存在的恒星上的碎片质量规模，假定确定的牛仔裤质量结束时的初始自由落体阶段，即，在所谓的“游荡阶段”，其特征是当地温度最低。光解离减少了游荡阶段的金斯质量，从而减少了原始云的碎片质量尺度。因此，在一个给定的星云中，来自第一颗恒星的远紫外线辐射（FUV）被认为是非常大的（大约10^3 Msun），降低了随后碎片化的质量尺度。通过一系列类似的过程，建立了无金属恒星的IMF。如果FUV辐射超过阈值水平，恒星形成的团块仅通过原子冷却而崩溃。相应地，碎片化尺度从几倍的10 Msun到亚太阳尺度不连续地下降。在致密的云中（气体质量为10^8 Msun的云>1.6kpc），可以达到这种辐射场水平，即使在没有金属的环境中也可以形成亚太阳质量的恒星。因此，IMF变成双峰，峰值在Msun的十分之几和10 Msun的几倍。IMF的高质量部分被发现是恒星质量的一个非常陡峭的函数，xi_high（m）与m^{-5}成正比。因此，无金属恒星的典型质量尺度明显小于最初的恒星。此外，我们研究了塌陷的原始星前团块的热不稳定性，并讨论了为什么在三体H2形成过程中发生的热不稳定性似乎没有表现出来，造成进一步的碎片，这样的团块。
2003-08-28 astro-ph
Primordial Proto-Galaxies
在原星系中形成的第一批恒星必须具有原始的化学成分。我们把正在形成原始组成的恒星或金属量非常低的恒星（$Z\le 0.01 Z_{\odot}$）的原星系称为“原始原星系”（PPG）。PPG包含很少或没有灰尘，因此它们的光谱能量分布可以从静止帧紫外到红外建模，而不考虑灰尘消光和发射。我们提出的计算结果的高红移PPG在近d到中红外波长的光度特性，这将很快与新一代的红外空间望远镜，如SIRTF和NGST。我们证明：ii）红移5<z <10的PPG可以用NGST在8 $μ$ m处探测到，如果它们的恒星形成速率至少为100 M $_{\odot}/$ yr; iii）一旦PPG测光候选者的红移被确定，它的近中红外颜色应该在零或非常低的金属丰度下对恒星IMF提供强约束。
1999-10-29 astro-ph
On the Two-Phase Structure of Protogalactic Clouds
在原星系中，热不稳定性导致了一群冷碎片的形成，这些碎片被残余热气体的压力所限制。热气体保持准流体静力平衡，大约在维里温度的暗物质晕。它被压缩和激波耗散加热，并被韧致辐射和传导损失冷却到冷云中。冷的碎片被银河系外的紫外线背景和附近的大质量恒星光电离和加热。最小的云由于热气体的导热而蒸发。由于流体动力学的不稳定性，所有这些都受到破坏。它们还因碰撞、合并以及热气体因传导而凝结而获得质量。碎片的大小分布反过来决定了星系演化早期阶段恒星形成的速率和效率。我们已经进行了一维流体动力学模拟的热，冷气体的演变。冷云被假定遵循幂律尺寸分布，并落入星系势中，受到热气的拖曳。热气体和冷气体的相对量由上面讨论的过程决定，恒星形成的速率足以使冷云保持在10 $^4$ K。我们目前的两个阶段的密度分布，也为恒星的几种情况下，参数化的圆周速度的潜力。在某些条件下，主要是低密度的热气体，传导比辐射过程更有效地冷却热气体，限制来自晕气体的X射线辐射。
2000-04-04 astro-ph
Resolving distance ambiguities towards 6.7 GHz methanol masers
到大多数恒星形成区的距离是使用运动学确定的，通过假设观测到的径向速度来自于银河系的差异旋转导致的源相对于太阳的运动。与在银河系内部应用这种技术相关的主要挑战是运动学距离模糊。在这项工作中，我们的目标是解决运动学距离模糊的6.7 GHz的甲醇脉泽，这是大质量恒星形成的早期阶段的路标样本。我们测量了21厘米HI吸收光谱使用超大阵列在C和CnB配置。利用HI吸收的最大速度与源速度和切点速度的比较，解决了运动学距离模糊问题。我们解决了41个来源的距离模糊。与以前的测量冲突的距离测定进行了讨论。NE2001螺旋臂模型与恒星形成复合体的位置大致一致。我们发现，使用垂直尺度高度参数来解决距离模糊性可能会导致错误的分类的一个显着部分的来源。
2008-05-17 astro-ph
Resolving the Stellar Populations in a z=4.04 Lensed Galaxy
我们最近获得了一个新发现的z=4.04星系的深近红外凯克成像（Frye & Broadhurst 1998）。这是由丰富的前景集群阿贝尔2390（z=0.23）透镜成高度放大的弧长3-5”。我们的H-和K '-波段Keck/NIRC成像允许我们绘制Balmer+4000 Ang断裂振幅。结合高质量的档案HST/WFPC 2数据，我们可以空间解析沿弧的恒星星族。WFPC 2的图像清楚地显示了几个明亮的节点，这可能对应于活跃的恒星形成地点。事实上，在某些空间区域的凯克/LRIS发现光谱是一致的OB-star光谱能量分布在休息紫外线。然而，有相当一部分的弧看起来更红，没有Ly-alpha发射，这与后星暴区域相一致。
1997-12-14 astro-ph
