Local Group Dwarf Galaxies and the Contribution of the First Stars to Reionization
本星系群包含一些矮星系，它们显然在早期形成了所有的恒星，由于风或电离而失去了气体，并在再电离时代作为“化石”幸存下来。本研究基于Tumlinson（2006）的层次化学进化框架提出了这些对象的新模型。该模型以最小的自由参数精确地再现了观测到的古矮星系的光度-金属丰度关系。当校准到这种关系时，模型显示小的暗物质“迷你晕”在再电离过程中形成了2 - 8%的重子质量。通过跟踪这些早期晕的化学富集，模型指出，无金属的第一颗恒星贡献了这些小晕产生的电离光子的大约5 - 10%，因此没有主导再电离。允许来自无金属恒星的较大相对贡献的模型可能不会产生足够的总电离光子用于早期再电离。由于许多成功的IGM再电离模型都要求在早期小晕中有显著的恒星形成，因此这些模型可以被认为通过了有效性的关键测试。看起来我们在z = 0和z = 6的宇宙中有同样多的关于再电离的知识要学。
2006-02-08 astro-ph
Formation Histories of Dwarf Galaxies in the Local Group
我们比较了矮星系在本星系群中的性质与再电离前形成的模拟星系在宇宙学模拟前所未有的空间和质量分辨率，包括辐射反馈效应。我们发现，一个子集的本群矮星系是非常相似的模拟矮星系在其所有的属性已经再电离之前。基于这种相似性，我们提出了这样的假设，即本星系群矮星以多种方式形成：其中一些是再电离前时代的“真正化石”，其中一些是在再电离后形成的大部分恒星（我们称之为再电离时代的“幸存者”），其余的则形成了“污染化石”的中间组。我们还确定了一个简单的观察测试，能够证伪我们的假设。
2005-05-04 astro-ph
Supernova Remnants in the Fossil Starburst in M82
我们报告了在M82中心东北部的星暴后区域发现了10个紧凑的H-α亮源。这些天体的H α光度和大小与II型超新星遗迹（SNRs）一致。它们落在相同的H α表面亮度-直径（Sigma-D）关系上，该关系由附近其他恒星形成星系的SNR定义，M82候选者优先位于小直径端。这是M82中第一个在银河系中心250秒差距内，位于严重模糊的中心星暴之外的光学可见SNR候选者。如果这些源是SNR，它们将在距离星系核心约500 pc的“B2”区域中的恒星暴增结束的上限设定为约5000万年。区域“B1”距离核心约1000个百分点，缺乏良好的SNR候选项，并且显然有些旧。这表明星系中的恒星形成已经向现在强烈的星暴核心内部传播。
1999-10-27 astro-ph
The surprising magnetic topology of tauSco: fossil remnant or dynamo output?
我们报告了在年轻的大质量恒星tauSco（B0.2V）上发现的中等强度（~0.5kG）磁场，它成为已知的第三热磁星。圆偏振塞曼签名清楚地检测到的意见收集大多与ESPaDONS分光偏振仪，最近安装在3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜;时间的变化也清楚地建立在偏振测量，可以明确归因于旋转调制的周期接近41天。档案紫外光谱证实，这种调制重复了几十年的时间尺度。通过重建其磁拓扑的大尺度结构，我们发现对于一颗热恒星来说，其磁结构是异常复杂的。的表面拓扑结构是由一个潜在的领域为主，虽然一个温和的环形组件可能存在。我们未能检测到内在的时间变化的磁结构超过1.5年的时间内，我们的分光偏振观测（与稳定的时间变化的紫外光谱），并推断，任何差分表面旋转必须非常小。我们从光球磁图中得到的扩展磁场的拓扑结构也比全球偶极子更复杂，特别是围绕恒星的闭合磁环（与旋转轴倾斜约90度）的显著弯曲环面，以及额外的较小闭合磁力线网络。这种拓扑结构似乎是符合特殊的X射线性质的tauSco，也提供了一个自然的解释观察到的变化风形成的紫外线。我们认为它的磁场很可能是恒星形成阶段的化石遗迹。
2006-06-07 astro-ph
A dwarf galaxy remnant in Canis Major: the fossil of an in-plane accretion onto the Milky Way
我们提出了一个分析的人口中的银河系M-巨星的2 MASS全天目录。几个大尺度的不对称性被检测到，其中最重要的是一个强大的椭圆形恒星过密度，接近银河平面（l=240，b=-8），在大犬座。一小群球状星团（NGC 1851，NGC 1904，NGC 2298和NGC 2808），位置和径向速度一致，围绕着这个结构，还有一些疏散星团。在这个密度过高的星系中，M巨星的数量与人马座矮星系核心的数量相似。我们认为，这个对象是最近在银河系盘边缘发现的环状结构的可能矮星系祖先。对吸积矮星系的潮汐破裂进行了数值研究。模拟的碎片很好地符合"银河系环“上现存的位置、距离和速度信息，以及M-巨星超密度的信息，这表明所有这些结构都是单一吸积事件的结果。被破坏的矮星系流的轨道接近银道面，近心点大约在太阳圈，轨道偏心率类似于银河系厚盘中的恒星，垂直刻度高度类似于厚盘。这一发现有力地表明大犬座矮星系是银河系厚盘的一个组成部分，厚盘一直在不断地增长，甚至到现在，厚盘球状星团是从共面轨道的矮星系吸积到银河系上的。
2003-11-01 astro-ph
A fossil origin for the magnetic fields of A-stars and white dwarfs
据观测，一些光谱类型为A的主序星具有强（300-30000 G）、静态、大规模的磁场，主要为偶极形状-“Ap星”（例如Alioth，北斗七星中的第五颗星）。在50年前发现这些磁场之后，人们推测这些磁场是恒星形成的残余，是一个“化石”磁场。或者，它们可能是由恒星对流核心的发电机过程产生的。发电机假说很难解释高场强和缺乏与旋转的相关性。化石场论的弱点是缺乏已知的足够稳定的场结构，使之在恒星的一生中得以保存。在这里，我们证明了稳定的磁场配置的形成，与观察到的性质一致，从任意的，不稳定的初始字段的演变。这些结果同样适用于Ap星、磁性白矮星和一些被称为磁星的高磁化中子星。这就确立了化石磁场作为所有这些恒星磁性的自然统一解释。
2005-02-02 astro-ph
Turbulence and diffusion: fossil turbulence
化石湍流过程是海洋和大气中湍流、湍流混合和湍流扩散、天体物理学和宇宙学以及大多数其他自然流动的核心。乔治·加莫夫在1954年提出，星系可能是大爆炸产生的原始湍流的化石。约翰·伍兹（John Woods）指出，在分层海洋内部的水平染色层上，破裂的内波形成了这些湍流事件的高度持久的残留物，他称之为化石湍流。海洋的暗混合悖论指的是未被检测到的混合，它必须存在于某个地方，才能解释为什么海洋的标量场（如温度和盐度）混合得如此之好，就像星系的暗物质悖论指的是未被检测到的物质，它必须存在才能解释为什么旋转的星系不会因离心力而飞散。这两个悖论的结果从采样技术，未能占极端的随机变量的自相似性，非线性，级联在很宽的尺度范围内，湍流涡暗混合，吸积小行星质量的暗物质的NH4O数密度。
2003-03-31 astro-ph
Cosmological implications of dwarf spheroidal chemical evolution
本星系群中矮椭球体的化学性质与恒星形成在再电离时期（z~8）后被截断的情况不一致。增强水平的[Ba/Y]在像雕塑家矮球状体的恒星表明强的s-过程生产低质量的恒星，其寿命与前再电离时代的持续时间相媲美。随后使用的模型与SNeII和SNeIa反馈和质量和金属依赖的nucleosynthetic产量从H到Pb的元素的化学演化的雕塑。我们无法重现Ba/Y比，除非恒星形成的时间间隔足够长，足以让低质量恒星用s元素污染星际介质。这一强有力的结果挑战了大多数本地矮球状体是再电离化石的建议，并支持大的初始暗物质晕的情况。
2006-04-10 astro-ph
Stellar Nuclear Rings in Barred Galaxies: Fossils of Past Circumnuclear Starbursts?
我们已经发现了四个棒状S 0星系- NGC 936，NGC 3945，NGC 4340和NGC 4371 -它们的棒内包含光滑，发光，纯恒星核环。这些环几乎没有尘埃，没有最近恒星形成的证据，并且与周围的酒吧和凸起的颜色大致相同。因此，它们很可能是棒驱动的环核星暴的老遗迹，类似于今天在棒星系中看到的。利用长缝光谱学的运动学数据，我们构建了两个星系的旋转和共振曲线。在这两种情况下，核环似乎是位于附近或在内部的林德布拉德共振的大型酒吧。我们还讨论了固有的困难，在检测和识别这样的环，并显示一些令人惊讶的方式，恒星环可以扭曲星系等照度线和椭圆适合。
2001-12-04 astro-ph
Late Gas accretion onto Primordial Minihalos: a Model for Leo T, Dark Galaxies and Extragalactic High-Velocity Clouds
在这封信中，我们重新审视了矮星系形成的再电离反馈的想法。我们发现，v_cir<20 km/s的原始小晕在再电离后停止吸积气体，这是通常假设的，但是由于它们的浓度增加和星系际介质的温度随着红移降低到z=3以下而降低，它们具有气体吸积和可能的恒星形成的晚期阶段。我们预计，在银河系外围或孤立地演化的再电离前化石显示出双峰恒星形成历史，其中有12 Gyr和<10 Gyr的恒星。李奥符合这种情况。该模型的另一个预测是可能存在一群从未形成恒星的富含气体的迷你晕。需要做更多的工作来了解是否可以将紧凑的高速云的子集识别为这样的物体，或者是否在星系之间的空隙中存在未被发现的人口。
2009-08-05 astro-ph
Cross-correlation studies as a probe of reionization physics
再电离的过程现在被认为是以一种协调的方式进行的，从包含大部分第三星族恒星的高红移星系发射的紫外光子开始，在它们周围雕刻出电离区域。这一时期的物理学研究可以结合红移21厘米自旋翻转跃迁追踪中性氢气，大质量原始恒星在再电离过程中追踪全球恒星形成率的红外辐射，以及第一颗超新星遗迹中热电子的印记通过Sunyaev-Zel 'dovich效应冷却的宇宙微波背景（CMB）辐射。虽然这些个别的影响和他们的可观察到的签名已被提倡作为再电离历史的探针，在这里，我们展示了这些信号之间的互相关研究可以用来进一步了解物理再电离过程中。互相关研究是有利的，因为可测量的统计量不会以与自关联函数测量的情况相同的方式受到前景和系统效应的影响。我们讨论了使用当前和下一代实验检测各种互相关统计的前景，以及它们捕获的再电离相关信息。
2007-02-09 astro-ph
Microquasars and ULXs: Fossils of GRB Sources
持续时间较长的伽马射线暴（GRB）可能是双星系统中大质量恒星的核心坍缩的结果。在主星坍缩后，双星系统可能会保持束缚，留下微类星体或ULX源作为残余。在这种情况下，微类星体和ULX是GRB源的化石，应该包含GRB源祖先的物理和天体物理线索。微类星体和磁星诞生地的确定可以提供对致密天体的祖星的约束，而逃逸速度可以用来约束大质量恒星爆炸时留下中子星和黑洞的能量。观测结果表明，中子星双星LS 5039、LSI +61 303和GRO J1655-40中的低质量黑洞形成于高能超新星爆发，而天鹅座X-1和GRS 1915+105中的大质量（M > 10 Msolar）黑洞则形成于暗超新星爆发或迅速爆发。如果微类星体LSI +61 303和磁星SGR 1806-20和SGR 1900+14的母星团中的大质量恒星形成是同时代的，那么超大质量恒星（M > 50 Msolar）在某些情况下可能会离开中子星而不是黑洞。长持续时间伽玛暴源的模型具有与微类星体和ULX相同的基本成分：具有吸积盘的致密天体和双星系统中的相对论喷流。因此，微类星体与活动星系核的相似性可以推广到伽玛暴的起源。
2004-05-13 astro-ph
Summary: Modes of Star Formation
这篇文章简要总结了这次范围广泛的会议所涉及的主要议题。许多证据表明，恒星的形成发生在离散的事件或爆发，产生各种大小的恒星群，其化石残骸构成了现在的星系恒星星族。
2001-01-03 astro-ph
The Compact Central Object in the Supernova Remnant G266.2-1.2
我们用Chandra ACIS探测器在计时模式下观测了超新星遗迹G266.2- 1.2（RX J0852.0- 4622）中的致密中心天体CX10J085201.4 - 461753。这个物体的光谱可以用黑体模型来描述，温度kT=404 eV，发射区半径R=0.28 km，距离为1 kpc。幂律和热等离子体模型不适合源光谱。该光谱在1.68 keV处显示出略微显著的特征。搜索周期产生两个候选周期，约301毫秒和33毫秒，都在2.1西格玛水平显着，相应的脉冲分数分别为13%和9%。我们没有发现源通量长期变化的证据，也没有发现中心物体周围的扩展发射。我们认为，CXCRJ 085201.4 - 461753与超新星遗迹Cas A的中心源CXCRJ 232327.9 +584842相似。它可能是一颗中子星，具有低的或规则的磁场，从化石盘缓慢地吸积，或者更有可能是一颗孤立的中子星，具有超强的磁场。在这两种情况下，半径为10公里的中子星表面温度的保守上限约为90 eV，这表明加速冷却的合理年龄为几千年。
2002-07-27 astro-ph
Fossil Imprints of the First Generation Supernova Ejecta in Extremely Metal-Deficient Stars
利用核合成理论计算不同质量的核心坍缩超新星模型的结果，表明[Fe/H] < -2.5的极端缺金属恒星中C、Mg、Si、Ca和H的丰度分布与单个第一代超新星遗迹（SNRs）中的丰度分布相似。这表明大多数[Fe/H] < -2.5的恒星都是由单个超新星（SN）事件形成的。为了获得重元素与氢的比值，推导了在原始丰度的星际物质中，信噪比扫过的氢质量的估算公式。我们用[Mg/H]代替[Fe/H]来表示金属丰度。从这些SNRs预测的金属丰度[Mg/H]范围从~-4到~-1.5，SN中Mg的质量与其祖先的质量有很好的相关性。因此，在一个极度缺乏金属的恒星中观察到的[Mg/H]与其前身的质量是一致的。较大的[Mg/H]对应于较大的祖细胞质量。因此，所谓的“年龄-金属丰度关系”对于[Fe/H] <-2.5的恒星不成立。与此相反，[Mg/Fe]比的理论信噪比有一个不同的趋势，从那些极端缺乏金属的恒星。它还表明，观察到的趋势[Mg/Fe]可以预测每个SN的铁产量的对应关系[Mg/H]的祖细胞的质量。由此获得的Fe产率与SN光变曲线分析的结果一致。这表明，在爆炸或质量削减开始时对核心坍缩超新星进行建模仍然存在问题。
1998-09-16 astro-ph
Supernova remnants with magnetars: clues to magnetar formation
我讨论了缺乏观测证据表明磁星形成为快速旋转的中子星。包含磁星的超新星遗迹并没有显示出这种形成场景所预期的过量动能，也没有任何证据表明存在脉冲星风星云遗迹。然而，也可能是磁星的自转周期较慢，或者不是所有多余的自转能量都被用来增加爆炸能量，例如引力辐射。另一个对快速初始周期假说的观测测试是寻找统计证据，证明大约1%的观测到的超新星在第一年有额外的1 E40 - 1 E44 erg/s的过剩能量，这是由磁星的自旋下降光度引起的。另一种关于磁星高磁场的假设是化石场假说，即磁场是从祖先恒星继承来的。对这一假设的直接观测测试很难用公式表达，除非SN 1987 A爆炸中形成的中子星是一颗缓慢旋转的磁星。最后，我指出了Cas A中的喷流与其X射线点源之间的可能联系：Cas A中的喷流可能表明爆炸伴随着X射线闪光，可能由快速旋转的致密物体提供动力。然而，Cas A的点源似乎不是一颗快速旋转的中子星，这表明中子星在330年内已经大大减慢，需要一个类似磁星的场。
2007-06-21 astro-ph
Deuterated Ammonia in Galactic Protostellar Cores
我们报告的调查\nh 2D对原恒星的核心在低质量的恒星形成和静止区域的银河系。32个观测源中有23个具有显著的（$\gsim 5σ$）\nh二维发射。离子-分子化学优先增强分子中的氘，使其高于\scnot{1.6}{-5}的宇宙学值，足以解释这些丰度。NH 2D/NH3比率对0类来源产生的信息“化石残留物”从之前的时代开始的核心崩溃和恒星形成。我们比较我们的观察与预测的气相化学网络。
2001-03-16 astro-ph
Observing the First Stars, One Star at a Time
伽马射线暴（GRB）被认为起源于大质量恒星的致密残余物（黑洞或中子星）。它们的高亮度使它们在可见宇宙的边缘都能被探测到。我们描述了伽玛暴余辉相对于类星体作为星系际介质再电离时期探测器的许多优点。Swift卫星计划于2003年年底发射，它可能会开启观测高红移宇宙的新纪元。
2003-07-11 astro-ph
Dark stars: Implications and constraints from cosmic reionization and extragalactic background radiation
由暗物质湮灭提供能量的暗星被认为是宇宙中最早的光源。据信这些恒星形成于低质量迷你晕的中央暗物质尖端。最近的计算表明，恒星质量可达\sim 1000太阳质量和/或有很长的寿命。因此，来自这些物体的紫外光子可能对宇宙再电离有重要贡献。在这里，我们表明，这样的暗星模型将需要一个有点人工再电离的历史，基于双再电离阶段和晚恒星爆发附近的红移$z\sim6$，为了满足WMAP约束的光学深度以及冈恩-彼得森约束在$z\sim6$。这表明，如果暗星在早期宇宙中很常见，那么预测一些类似于常规Pop. III恒星的紫外光子的模型是首选。这不包括进入主序星阶段的100个太阳质量的暗星，以及导致紫外光子数量大幅增加的其他模型。我们还推导出大规模的约束，以及轻暗物质候选人从所观察到的X射线，γ射线和中微子的背景，考虑暗物质配置文件已陡峭的暗恒星形成过程中。这增加了在高红移时的聚集因子，并导致早期宇宙中更高的暗物质湮灭率。我们还估计了暗恒星残余物中湮灭产物的潜在贡献，这可能为进一步约束此类模型提供了一条有前途的道路，但目前仍不确定。
2009-01-27 astro-ph hep-ph
Life and times of dwarf spheroidal galaxies
我们提出了一个宇宙学方案的形成和演化的矮球状星系（dSphs），银河系（MW）的卫星。一个改进版本的半分析代码GAMETE（GALAXY合并树和进化）是用来遵循dSphs的演变，同时与MW的形成，匹配的观察到的属性。在这种情况下，dSph星系代表在z = 7.2 +/- 0.7处维里化的化石物体（即在再电离前时期z > zrei = 6）在MW环境中，此时已预富集到[Fe/H] ~（-3）;它们的动力学质量在很窄的范围M =（1.6 +/- 0.7）x 10^8 M_sun，尽管通过更精细的再电离处理可能会引入更大的扩散。在这种低质量天体中，机械反馈效应是显著的，导致气体在形成时代后约1亿年完全吹走：现今恒星质量的99%，M_* =（3 +/- 0.7）x 10^6 M_sun，形成于这个演化阶段，即它们的年龄>13 Gyr。后来，恒星形成被来自演化恒星的返回气体重新点燃，并发生第二次吹离。这个周期持续约1 Gyr，在此期间恒星的形成是间歇性的。在z = 0时，dSph气体含量为M_g =（2.68 +/- 0.97）x 10^4 M_sun。我们的结果与Sculptor的几个观测性质相匹配，用作dSphs的模板：（i）金属丰度分布函数;（ii）色星等图;（iii）[Fe/H] > -1.5时恒星[O/Fe]丰度比的递减;（iv）暗物质含量和光质比;（v）HI气体质量含量。
2008-02-04 astro-ph
Globular Cluster Formation in Mergers
富含气体的星系合并会导致引力驱动的气压增加，从而引发恒星和团簇形成的强烈爆发。虽然恒星形成本身是聚集的，但大多数新生的恒星聚集体都是无约束的协会和分散的。存在至少10-20个内部穿越时间（约20-40百万年）的引力束缚星团相对罕见，似乎包含了所有在恒星爆发中形成的恒星的10%。在现今的合并过程中形成的最大质量的年轻球状星团，其质量比欧米茄Cen大一个数量级，但似乎具有正常的恒星初始质量函数。在本地宇宙中，最近的主要富含气体的盘合并的残余物表现为原椭圆星系，在它们的晕中通常有100-1000个年轻的富含金属的球状星团。现在有充分的证据表明，这些“第二代”球状星团是由合并盘中的巨大分子云形成的，它们被大规模的冲击和高气压挤压坍缩，而不是被高速的云-云碰撞挤压坍缩。类似地，第一代贫金属球状星团可能是在宇宙再电离过程中由低金属量的巨分子云在宇宙再电离压力的挤压下形成的。
2006-06-01 astro-ph
The first stars: Where did they form?
几个新兴的高红移观测宇宙学和银河系的化石证据中发现的银河系恒星的运动学，金属丰度和年龄之间的联系进行了讨论。在一个平坦的冷暗物质模型中，$Ω\simeq 0.3$与目前的大尺度结构观测一致，银河系中最古老的恒星应该在气体能够冷却的第一个晕中形成，在$z\simeq 20$。这些最早的弱束缚矮星系可能只将一小部分气体转化为恒星，而恒星应该是贫金属的。然而，早期宇宙的合并速度比现在快得多，因此，具有更有效的恒星形成和金属丰度的大质量晕可能在最古老的恒星形成后不到$10^9$年就形成了。在宇宙中由一个给定的红移产生的平均金属丰度与在这个红移之上的恒星形成星系的平均表面亮度有关，如果星系是电离辐射的主要来源，也与再电离时期有关。第一批恒星形成的早期矮星系的偏态分布应导致银河系中低金属丰度恒星的年龄梯度，最老的集中在凸起，最年轻的集中在外晕。
1999-12-15 astro-ph
The Fluid Mechanics of Gravitational Structure Formation
天体物理学、天文学和宇宙学中引力结构形成的标准模型受到质疑。冷暗物质（CDM）等级聚类宇宙学忽略了粒子碰撞，粘性，湍流和扩散，并使预测与观测相冲突。根据Jeans 1902和CDMHC，非重子暗物质NBDM在大爆炸后的等离子体时期形成小的团块，然后“聚集”成更大的团块。CDM晕团通过引力收集重子物质（H和He），因此在3亿年的“黑暗时代”之后，巨大的爆炸性（第三星族）第一批恒星出现，然后是星系和星系团。与CDMHC宇宙学相反，“水引力动力学”HGD宇宙学表明扩散性NBDM材料不能聚集，团块也不能聚集。根据HGD，大爆炸是普朗克尺度（10^{-35} m）的放热湍流不稳定性的结果。湍流应力导致空间膨胀和化石密度湍流残留物，引发氢氦等离子体中原超星系团质量（10^{46} kg）的引力不稳定性。这些碎片沿着等离子体湍流涡旋线形成原星系质量（10^{42} kg），就在过渡到气体之前。这种气体的粘性比太阳系小10 ^{-13}倍，因此它会在行星和球状星团质量（10^{25}和10^{36}千克）时碎裂，形成重子暗物质（BDM）。哈勃太空望远镜的观测显示，线性星系团中的原星系（PG）反映了它们在等离子体涡旋线上可能的碎片。在大爆炸之后，这些行星在小于100万年的时间里逐渐形成小的球状星团，而没有出现暗时代、超级恒星或CDM宇宙学中的再电离。
2006-10-20 astro-ph
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。
2005-12-01 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
Multiple CO Outflows in Circinus: The Churning of a Molecular Cloud
我们提出了一个集群的双极CO流出嵌入在西端的Circinus分子云复杂，G317-4，这是由非常高的光学消光跟踪毫米波研究。假设距离为700 pc，整个圆规座云的质量估计约为5E 4太阳质量。在这项研究中绘制的不透明的西部部分质量约为10 E3太阳质量，包含一些嵌入式红外源和各种紧凑的1.3 mm连续源，并具有显着的结构，其中有许多空腔，似乎是过去恒星形成活动的化石遗迹。该地区大量的外流被解开，并与驱动IRAS源有关。因此，Circinus的映射部分包含至少10个CO发射分子流出。假设恒星的形成在过去的几十万年里一直保持稳定的速度，那么圆规座星云预计会产生几十颗年轻的恒星。它们的外流严重改变了这片云的结构和运动学，这一点可以从众多突出的空洞和尘埃细丝中得到证明。这一级别的恒星形成活动与在该区域发现的众多外流后阶段H-α发射线恒星相一致。圆规星云复合体是一个典型的例子，恒星形成活动可能深刻地影响了分子云的结构，产生了其惊人的空洞和空洞的外观，并提供了进一步的证据表明恒星形成可能是一个自我调节的过程。
1998-11-05 astro-ph
Hierarchical galaxy formation and substructure in the Galaxy's stellar halo
我们开发了一个明确的模型形成的恒星晕潮汐中断，吸积矮卫星的冷暗物质（CDM）的框架，侧重于预测测试与斯隆数字巡天（SDSS）和其他宽领域的调查。次晕吸积和轨道演化的计算使用半解析的方法在Press-Schechter形式主义。受我们先前工作的启发，我们假设低质量的次晕（v < 30 km/s）只有在再电离时期之前吸积了相当大一部分质量，才能形成大量的恒星。在这个假设下，该模型再现了观测到的本星系群中星系卫星的速度函数，解决了“矮卫星问题”，而不修改流行的LCDM宇宙学。被破坏的卫星产生的恒星分布与银河系恒星晕观察到的总质量和径向密度分布一致。最重要的是，该模型预测存在许多大规模的，连贯的子结构的外晕。这些子结构是个别的潮汐分裂的矮卫星星系的残余。子结构是更明显的大银河中心半径，因为较小的数密度的潮汐流和较长的轨道时间。这个模型为SDSS调试数据中发现的恒星外晕中的相干结构提供了一个自然的解释，它预测随着调查覆盖更多的天空，应该会发现更多这样的结构。对这种结构的探测（或不探测）和表征最终可以测试CDM情景的变体，特别是那些旨在通过增强卫星破坏来解决矮卫星问题的变体。
2000-07-19 astro-ph
