Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center
本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。
2025-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass assembly in massive star formation: a fragmentation study of ATLASGAL clumps
本研究利用亚毫米波阵列观测ATLASGAL巡天中的大质量团块，分析其碎裂特性随演化的变化，发现初始碎裂受团块密度结构与磁场影响，大质量恒星形成通过团块供核吸积实现。
2024-03-05 astro-ph.GA
The effects of stellar winds of fast-rotating massive stars in the earliest phases of the chemical enrichment of the Galaxy
我们使用不断增长的数据集非常贫金属的恒星，研究快速旋转的大质量恒星的恒星风对早期银河系的化学富集的影响。我们用一个星系晕的非均匀化学演化模型来预测C/O和N/O的平均趋势和离散度。在一组模型中，我们假设大质量恒星在恒星风和超新星阶段都富集了星际介质。在第二组中，我们认为在最早的阶段（Z <10^-8），质量大于40 Msun的恒星只会通过恒星风富集星际介质，直接坍缩成黑洞。我们预测一个更大的分散在C/O和N/O比在低金属丰度时，允许更大质量的快速旋转的恒星，以促进化学富集只有通过恒星风。后一种假设，结合在原始星系晕中恒星形成过程的随机性，可以解释在正常的非常贫金属恒星中观察到的N/O和C/O比值的广泛分布。对于化学元素的恒星产量，强烈依赖于初始质量（和旋转），如C，N，和中子捕获元素，在大质量恒星的范围内，一个大的散射，预计一旦考虑到早期星际介质的随机富集。我们还发现，恒星风的快速旋转混合星际介质气体是不足以解释大CNO增强发现在大多数的碳增强非常金属贫星。特别是，这是迄今为止已知的最贫金属恒星HE 1327-2326的情况下，我们的模型预测较低的N增强比观察时，假设恒星风和星际介质的混合物。我们认为这些碳增强的贫金属恒星是由几乎纯的恒星风物质形成的，没有被原始的星际介质稀释。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early stages of cluster formation: fragmentation of massive dense cores down to ~1000 AU
为了研究构成星系团摇篮的大质量致密核的碎裂，我们在最扩展的配置中观察到了1.3 mm处的连续谱和4个大质量核的CO（2-1）发射。我们探测到的尘埃凝结低至~0.3 Msun，分离的毫米源低至0.4”或~1000 AU，与星团的光学/红外研究中达到的灵敏度和分离度相当。CO（2-1）高角分辨率图像显示高速结通常与先前已知的流出方向一致。这一点，结合额外的核心从文献中观察到类似的质量灵敏度和空间分辨率，使我们能够建立一个样本的18个原星系团的亮度跨越3个数量级。在18个区域中，约30%没有显示出碎片化的迹象，而50%分裂成约4毫米的源。我们编制了18个大质量致密核心的属性列表，如热光度，总质量和平均密度，并没有发现任何这些参数与碎片化水平的相关性。为了研究碎裂过程中磁场、辐射反馈和湍流的综合效应，我们将观测结果与辐射磁流体动力学模拟结果进行了比较，发现低碎裂区域在磁化核的情况下得到了很好的再现，而高碎裂区域则与湍流主导磁场的核一致。总的来说，我们的研究表明，在大规模的致密核心的碎片可以由初始磁场/湍流平衡在每个特定的核心。
2012-11-12 astro-ph.GA
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended hot dust emission around the earliest massive quiescent galaxy
利用JWST/MIRI在红移4.658的宁静星系GS-9209中发现比恒星延展3倍以上的热尘埃，揭示其并非单次爆发形成，而是由内向外生长与截断，符合早期AGN反馈机制。
2024-09-25 astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 astro-ph.GA
Limiting Accretion onto Massive Stars by Fragmentation-Induced Starvation
大质量恒星通过辐射、风和超新星爆炸影响周围环境，这与它们的数量远远不成比例。然而，启动和管理大质量恒星诞生的物理过程仍然知之甚少。两个被广泛讨论的模型是分子云核的整体坍塌和竞争吸积。为了了解更多关于大质量恒星形成的信息，我们使用FLASH自适应网格细化代码对旋转的大质量云核的坍缩进行了模拟，包括非电离辐射和电离辐射的辐射加热。这些模拟显示，在建立大质量恒星所需的极密集的吸积流中，引力不稳定性导致了碎片化。次级恒星在这些流动中迅速形成，并增加了原本会被中心大质量恒星消耗的质量，我们称之为碎片诱导饥饿。这就解释了为什么大质量恒星通常被发现是高阶恒星系统的成员，而高阶恒星系统本身又属于包含所有质量恒星的大型星团。辐射加热并不能阻止碎片化，但确实会导致更高的金斯质量，从而导致比没有加热时更少和更多的大质量恒星。这个机制再现了观察到的星团中恒星总质量与最大恒星质量之间的关系。它预测了在坍缩核心中心的强烈的聚集和沉积结构，正如最近观察到的那样。我们推测，在原始恒星形成过程中也会有类似的机制。
2010-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc fragmentation. II. Ejection of low mass Free Floating Planets from growing binary systems
University of Leicester（莱斯特大学）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, Université Paul Sabatier, CNES（法国图卢兹大学/国家科学研究中心/保罗·萨巴蒂尔大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
本文提出，盘碎片化过程可解释从成长中的双星系统中抛出大量低质量自由漂浮行星，并通过模拟验证了高抛出效率。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: Jeans Fragmentation and Cluster Formation
我们报告ALMA波段6连续观测2000 AU的分辨率对四个大规模的分子云在中央分子区的银河系。为了研究气体碎片化，我们使用树状图方法来确定核心跟踪的尘埃连续排放。尽管在云的尺度上（$\sim$ 1- 5 pc）具有相似的质量，但这四种云在观测的分辨率下表现出不同的碎裂状态。假设一个恒定的尘埃温度为20 K，我们构建云的核心质量函数，并找到一个稍微头重脚轻的形状相比，典型的初始质量函数，但我们注意到几个重要的不确定性，可能会影响这一结果。由最小生成树法确定的核心之间的特征空间间隔$\sim$ $10^4$ AU和特征核心质量1- 7 $M_\odot$与热金斯碎裂的预测一致。这三个显示碎裂的星云可能正在形成OB星协（恒星质量$\sim$ $10^3$ $M_\odot$）。目前正在研究的四个星云似乎都不能形成像拱和五联体（$\sim$ $10^4$ $M_\odot$）这样的大质量星团，但它们可能通过进一步的气体吸积到核心上形成这样的星团。
2020-05-07 astro-ph.GA
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Timing the earliest quenching events with a robust sample of massive quiescent galaxies at 2 < z < 5
我们提出了一个样本的151个大规模（$M_* > 10^{10}\mathrm{M_\odot}$）静止星系在$2 < z < 5$，基于一个复杂的贝叶斯光谱能量分布拟合分析的坎德尔UDS和GOODS南字段。我们的样本包括一个强大的子样本的61个对象，我们有信心排除低红移和恒星形成的解决方案。我们确定了10个强大的对象在$z>3$，其中2个是在$z>4$。我们报告的形成红移，表明最古老的物体形成在$z > 6$，但个人年龄从我们的光度数据有显着的不确定性，通常是$\sim0.5$陀螺仪。我们表明，UVJ的颜色的静态人口的发展与红移$z>3$，变得更蓝，更类似于后星暴星系在较低的红移。在此基础上，我们构建了一个静止星系UVJ颜色的时间演化模型，得出的结论是，最古老的对象是一致的形成大部分的恒星质量在$z\sim6-7$和淬火在$z\sim5$。我们报告的光谱红移为我们的两个对象在$z=3.440$和$3.396$，表现出极弱的LY $α$发射超深范德尔光谱。我们计算恒星形成率的基础上，这些线通量，发现这些星系是符合我们的静态选择标准，提供他们的Ly $α$逃逸分数分别为$>3$和$>10$百分之。最后，我们报告说，我们的最高的红移强大的对象表现出连续中断$λ\sim7000$ A的光谱从VUDS，符合我们的光度红移的$z_\mathrm{phot}=4.72^{+0.06}_{-0.…
2020-05-29 astro-ph.GA
On the propensity of the formation of massive clumps via fragmentation of driven shells
早期型大质量恒星驱动着薄而致密的外壳，其边缘经常显示出恒星形成的证据。这些壳的碎片，导致形成假定的恒星形成团块的可能性检查与援助的半解析参数。我们还推导出一个质量谱凝块出这些壳通过执行蒙特卡罗模拟的问题。通过扩展我们以前的工作薄，致密壳的稳定性的结果，我们认为，过去由其他作者估计的团块质量，在一组简化的假设下，比这里计算的小几个数量级。利用激波约束壳体中增长最快的不稳定模式的表达式，我们证明了典型壳体的碎裂可以产生具有典型质量$\gtrsim 10^{3}$ M $_{\odot}$的团块。这些团块很可能会产生第二代大质量和/或中等质量的恒星，从而引发下一个恒星形成周期。我们认为，壳厚与半径的比值随时间的变化很弱。计算了从B1到O 5的七种光谱类型的恒星。我们单独考虑超新星遗迹的稳定性。
2011-01-05 astro-ph.GA
Effect of feedback of massive stars in the fragmentation, distribution, and kinematics of the gas in two star forming regions in the Carina Nebula
我们目前的ALMA高空间分辨率观测对两个恒星形成的地区位于银河系中的恒星形成的最极端的区域之一，船底座星云。一个区域位于星云的中心，分别受到来自大质量恒星的恒星反馈的影响，而另一个区域位于更南部，受大质量星团的干扰较小。我们发现，星云中心区域形成的核心比南部区域少，但质量更大，这表明恒星反馈的水平有效地影响了团块的碎裂过程。HCN、HCO $^{+}$和SiO等谱线显示了这两个区域丰富而复杂的气体分布，证实了电离和激波锋面的存在。Jeans分析表明，在受大质量恒星影响较小的区域观察到的核心质量与热碎裂一致，但湍流的Jeans碎裂可能解释了在船底座中心区域发现的高质量核心。一致的是，在HCO $^{+}$线的两个不同的分析提供了证据，在气体中的湍流更受恒星反馈。气柱密度概率函数，N-PDF，显示对数正态的形状与明确的过渡到幂律制度。我们在星云中心的区域观察到更宽的N-PDF，这为物质中更高水平的湍流提供了进一步的证据，具有更高水平的大质量恒星反馈。
2020-01-20 astro-ph.GA
SiO excitation from dense shocks in the earliest stages of massive star formation
分子外流是吸积的直接结果，因此它们代表了对高质量恒星形成早期阶段仍然知之甚少的吸积过程的最佳示踪剂之一。以前的研究表明，SiO丰度随着大质量年轻恒星天体的演化而减少，这可能是因为喷流活动的衰减，正如在低质量恒星形成区所看到的那样。利用APEX望远镜观测了年轻大质量天体的SiO（8-7）和CO（4-3）谱线，研究了它们的激发条件及其在流出流中的丰度。通过非LTE分析，我们发现SiO的激发条件随着发射气体的速度而增加。我们还通过在高速下的SiO和CO积分强度计算了SiO的丰度。在我们的样品中的源，我们发现没有显着的变化的SiO丰度与演化的辐射热光度质量比之间的4和50 $L_\odot/M_\odot$。我们还发现SiO（8-7）的光度随辐射热光度质量比的增加而增加。我们推测，这可能是由于SiO示踪的气体密度增加。我们发现，由SiO观测约束的密度需要使用的冲击模型，其中包括颗粒-颗粒处理。第一次，这样的模型进行了比较，发现是兼容的SiO观测。从这些比较中可以全面推断出冲击前的密度为$10^5\, $ cm $^{-3}$。在我们的样本中的SiO观察到相应的速度色散的对象调用的速度高于25公里秒$^{-1}$的冲击。我们的冲击模型与观测结果的比较表明，溅射的含硅材料（对应于小于10%的总硅丰度）从晶粒地幔发生。
2014-09-15 astro-ph.GA
Disk fragmentation around a massive protostar: a comparison of two three-dimensional codes
本研究使用RAMSES和PLUTO两种3D模拟代码比较了大质量原恒星周围的盘碎裂过程，发现两者在坍缩特性和碎裂过程上具有良好一致性，且数值选择对系统结果的影响比代码选择更为关键。
2023-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling disk fragmentation and multiplicity in massive star formation
研究了大质量原恒星周围吸积盘的形成、早期演化和碎裂过程。我们使用基于网格的自重力辐射流体动力学代码，包括恒星和尘埃演化的子网格模块。我们故意不使用下沉粒子来考虑碎片形成和破坏的所有路径，而是保持足够高的空间网格分辨率，以正确解决问题的物理长度尺度。我们使用球坐标中的3D网格，在径向方向上具有对数缩放，在极方向上具有余弦缩放。因此，网格单元总数的大约25%，对应于$\sim$ 2600万个网格单元，用于模拟磁盘物理。它们构成了迄今为止对形成中的大质量恒星周围的磁盘碎片进行的最高分辨率模拟，其中考虑了这里的物理学。我们通过对5种不同分辨率进行相同的模拟来研究结果的收敛性。我们从一个分子云的坍缩开始;一个大质量的（原）恒星在它的中心形成，周围是一个带有螺旋臂的破碎的开普勒样吸积盘。这些碎片的质量为$\sim 1 M_\odot$，它们与盘、旋臂和其他碎片的持续相互作用导致了偏心轨道。碎片形成流体静力学核心，由次级盘与螺旋臂包围，也产生新的碎片。我们确定了几种机制的碎片形成，相互作用和破坏。碎片的中心温度可以达到氢的离解极限，形成第二个拉森核，并演化成伴星。在此基础上，我们研究的多重性预测的模拟和发现$\sim 6$同伴在不同的距离从主要的：从可能的光谱倍数，同伴在1000和2000 AU之间的距离。
2020-08-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse, outflows and fragmentation of massive, turbulent and magnetized prestellar barotropic cores
恒星，特别是大质量恒星，对星系的演化有着巨大的影响。然而，它们形成和崩溃的条件仍然没有完全理解。特别是，磁场对大质量团块坍缩的影响相对未被探索，因此在大质量恒星形成的背景下，研究其影响具有重要意义。我们进行高分辨率，MHD模拟崩溃的数百个太阳质量，湍流和磁化云，使用自适应网格加密代码RAMSES。我们计算了坍缩核内的质量分布、磁场和角动量等各种物理量，并研究了坍缩过程中的幕式外流和碎裂。磁场对云的演化有很大的影响。我们发现，磁制动是能够大大减少在坍缩云的内部部分的角动量。快速和间歇性的外流正在以3-5 km/s $^{-1}$的典型速度发射，尽管最高速度可高达30-40 km/s $^{-1}$。与流体动力云相比，几个物体的碎片在基本磁化云中减少了1.5-2倍。我们的结论是，磁场有一个显着的影响，大规模的团块的演变。结合辐射，磁场在很大程度上决定了大质量核心坍缩的结果。我们强调，MHD崩溃的数值收敛是一个具有挑战性的问题。特别是，数值扩散在高密度下似乎很重要，因此可能导致对碎片数量的高估。
2011-02-21 astro-ph.GA
Fragmentation in Molecular Clouds and its connection to the IMF
我们提出了一个分析恒星形成的气体核心的一个巨大的分子云的SPH模拟。我们用它们的深势阱来识别岩芯。这会产生比密度更平滑的分布，具有更清晰的边界。此外，这给出了未来坍缩的指示，因为束缚势核（p-核）代表了分子云碎片化的最早阶段。我们发现，p-核心的质量函数类似于恒星IMF和观察到的团块质量函数，虽然p-核心质量（~0.7 Msol）小于典型的密度团块。束缚的p型核心通常是亚音速的，有内部的子结构，并且只是准球形的。我们没有看到任何证据表明，有大量的束缚核心受到湍流的支撑。我们追踪了p核的演化过程，并研究了原始p核质量和由此形成的恒星质量之间的联系，发现它们之间的相关性很差，相当大的分散性表明，核上的吸积依赖于更多的因素，而不仅仅是初始的核质量。在吸积过程中，p核从第一边界以外的区域吸积，突出了核心环境对其后续演化的重要性。
2009-03-18 astro-ph.GA
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity or turbulence? -III. Evidence of pure thermal Jeans fragmentation at ~0.1 pc scale
我们结合以前发表的干涉和单碟相对附近的大规模密集的核心，积极形成恒星的数据，以测试他们的“碎片水平”是否控制湍流或热支持。我们发现，没有明确的相关性之间的破碎水平和速度分散，也没有观察到的碎片数量和预期的碎片数量时，重力不稳定的质量计算，包括各种处方的“湍流支持”。另一方面，最好的相关性被发现的情况下，纯热金斯碎片，我们推断的核心形成效率约为13%，与以前的作品。我们的结论是，决定在0.1 pc尺度的恒星形成的大规模致密的核心的碎片化水平的主导因素似乎是热金斯碎片。
2015-10-13 astro-ph.GA
Does the magnetic field suppress fragmentation in massive dense cores?
理论和数值计算表明，强磁场应抑制致密岩心的破碎。然而，这从未在相对较大的破碎的大质量致密核心样本中进行过观测测试。在这里，我们使用张等人的亚毫米阵列遗产调查中获得的极化数据，建立了一个18个大规模的密集核心的样本，其中的碎片和磁场属性以统一的方式进行了研究。我们测量的碎片化水平，Nmm，在所有区域的共同视野内，0.15 pc，质量灵敏度约为0.5兆太阳，空间分辨率约为1000 AU。为了使用Davis-Prasekhar-Fermi方法获得磁场强度，我们估计了极化位置角的色散、H13 CO+（4-3）气体的速度色散和每个核的密度，所有这些的平均值都在0.15 pc以内。一个很强的相关性被发现之间的Nmm和父母的核心的平均密度，虽然有显着的分散。当大规模的系统运动的速度色散分离，只有小规模（湍流）的贡献被考虑在内，Nmm和质量流量比之间的一个试探性的相关性，建议的数值和理论工作。
2021-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of planets by disc fragmentation
我讨论的作用，光盘碎片在气体巨星和类地行星的形成中发挥，以及这是如何与褐矮星和低质量恒星的形成，并最终恒星形成的过程。如果原恒星盘足够大并且冷却得足够快，它们可能会碎裂，但大多数通过碎裂形成的物体都是棕矮星。如果一个原碎片的质量增长停止（例如，如果这个碎片从盘中喷出），或者被抑制甚至逆转（例如，通过潮汐剥离），行星也可能形成。我将讨论是否有可能区分一颗行星是由圆盘碎片或核心吸积形成的，并提到一些观察到的系外行星的例子，这些例子暗示了圆盘碎片的形成。
2013-02-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
The Firefly Sparkle: The Earliest Stages of the Assembly of A Milky Way-type Galaxy in a 600 Myr Old Universe
本文基于JWST对zspec=8.304强透镜星系“Firefly Sparkle”的观测，揭示了6亿年宇宙中类银河系星系组装最早期阶段，发现其质量集中于10个星团且受伴星系相互作用触发星暴，为类银河系星系前身提供了前所未有的案例研究。
2024-02-12 astro-ph.GA
Self-similar Fragmentation Regulated by Magnetic Fields in a Massive Star Forming Filament
大多数分子云都是细长的。在那些形成低质量恒星的恒星中，它们的长轴倾向于平行或垂直于周围云间介质中的大尺度（10-100 pc）磁场（B场）。这是因为，沿着动态主导的B场，自引力和湍流压力之间的竞争将使云垂直或平行于场被拉长。最近的研究还表明，在0.1-0.01秒差距的尺度上，场在形成大质量恒星的云核中具有重要的动力学意义。但是，核心场形态是从云间介质继承的还是由云湍流控制的，这是一个激烈的争论，10 - 0.1 pc尺度下B场在云破碎中所起的作用也是如此。在这里，我们报告的B场地图，涵盖100-0.01 pc尺度推断从偏振观测的一个恒星形成区，NGC 6334。首先，主灯丝也垂直于环境场。NGC 6334拥有年轻的恒星形成场所，这些场所的磁场不会受到恒星反馈的严重影响，并且它们的方向在整个尺度范围内不会发生显着变化。这意味着字段是动态重要的。在不同的尺度下，我们发现沙漏形的场线在气柱密度峰值处被捏紧，并且场强与密度的0.4次方成比例。我们的结论是，B-字段中起着至关重要的作用，在NGC 6334的碎裂。
2015-10-24 astro-ph.GA
The fragmentation properties of massive protocluster gas clumps: an ALMA study
大质量致密分子云的碎裂是形成丰富星团和大质量恒星的起点。理论和数值模拟表明，由这种团块的引力坍缩产生的碎片的数量（数量、质量、直径、间距）可能受到磁场和其他自引力竞争者（特别是湍流和原恒星反馈）之间的平衡的调节。利用阿塔卡马大毫米波阵（ALMA）观测了11个大质量、致密、年轻的恒星形成团块，其辐射波长为$\sim 1$ ~mm，角分辨率为0.25角秒，目的是确定它们的碎片数量。我们在11个来源中的8个中发现了亚角秒尺度的碎片。ALMA图像显示了两种不同的碎片模式：一种是由质量和尺寸小得多的同伴包围的主导碎片，另一种是质量和尺寸逐渐变化的许多（$\geq 8$）碎片。平均而言，最大数量的碎片被发现朝向更温暖和更大的团块。此外，较温暖的团块倾向于形成具有较大质量和尺寸的碎片。为了了解不同的物理参数的作用，以调节最终的人口的碎片，我们模拟了一个巨大的团块的$100$和$300$ M $_{\odot}$具有不同的磁性支持的崩溃。模拟结果表明：（1）当初始湍流度较低时，破碎受到抑制，与其它物理参数无关。(2)在高度磁化的团块中有利于碎片的有序分布。我们的结论是，显示出许多碎片分布在一个类似的结构的团块可能具有强磁场的特点，而其他人也可能在一个较弱的磁场。
2018-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
ALMA observations of RCW 120 Fragmentation at 0.01pc scale
人们对高质量恒星是如何形成的知之甚少。银河系中大约30%的年轻大质量恒星位于电离区（HII）的边缘。因此，这些地方是研究大质量恒星形成的最早阶段的首选，特别是对最大质量的凝聚。毫米级的高空间分辨率观测可能会揭示这些恒星是如何形成的，以及它们是如何聚集质量的。我们希望研究在HII区RCW~120西南边缘观测到的最大质量凝聚体中0.01~pc尺度的碎裂过程，在那里最大质量的Herschel核（平均$\sim$ 124~ $M_{\odot}$）可以形成高质量恒星。利用ALMA对RCW~120最密集、质量最大的毫米凝聚（凝聚1）的3~mm连续观测资料，采用getimages和getsources算法提取ALMA探测到的源，并求出其物理参数。通过分析赫希核的金斯质量，讨论了赫希核的碎裂过程，以了解未来恒星的性质。从Herschel探测到的8个岩心的ALMA连续观测中，提取了18个3~mm的碎片，其质量和去卷积尺寸分别为2~ $M_{\odot}$ ~ 32~ $M_{\odot}$和1.6~ 28.8 mpc。对于热金斯碎片，观察到的低碎片程度表明观察到的碎片与理想的引力碎片不一致，应该添加湍流或磁场等其他成分来解释它。最后，碎片的质量范围表明RCW~120的致密凝聚是形成高分子的有利场所。与核2的27~ $M_{\odot}$片段1有关的可能存在UCHII区的质量星。
2018-07-31 astro-ph.GA
In situ formation of SgrA* stars via disk fragmentation: parent cloud properties and thermodynamics
围绕SgrA* 的大质量年轻恒星的形成仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们模拟了湍流分子云向银河系中心（GC）的下落。我们采用两种不同的云质量（4.3x10^4和1.3x10^5太阳质量）。我们运行五个模拟：在四次运行中假设气体是等温的，而在第五次运行中包括辐射冷却。在所有的模拟中，分子云被潮汐破坏，螺旋状地朝向GC，并在SgrA* 周围形成一个小的、致密的和偏心的盘。高分辨率的模拟，我们遵循的气体盘的碎片。恒星候选者在距离超大质量黑洞（SMBH）约0.1-0.4 pc处形成一个环，并具有中等偏心轨道（约0.2-0.4），与观测结果非常一致。候选恒星的质量函数是头重脚轻的，只有在恒星形成过程中局部气体温度很高（>~100 K），并且母云质量足够大（>~10^5太阳质量）的情况下。因此，这项研究表明，如果气体温度保持足够高（>~100 K），大质量分子云的陷落是SgrA* 周围形成大质量恒星的可行方案。
2012-02-02 astro-ph.GA
The fragmentation properties of massive star-forming regions in 30Dor-10 at 2000 au resolution
INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF-IAPS)（意大利国家天体物理研究所）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（欧洲空间天文研究协会/太空望远镜科学研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（西班牙国家天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Universitat Heidelberg（海德堡大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究30Dor-10区域的碎裂特性及核心质量函数，发现其符合Salpeter斜率，表明恒星质量分布变化源于演化而非初始碎裂。
2026-04-21 astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the formation of multiple massive stars
本文使用RAMSES模拟大质量前恒星核坍缩，研究磁场在多颗大质量恒星形成中的影响，发现磁场能消除部分碎裂模式并限制盘的增长。
2023-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple molecular outflows and fragmentation in the IRDC core G34.43+00.24 MM1
导致大质量恒星形成的分子云的碎裂发生在不同空间尺度的层次上。巨大的分子云中隐藏着巨大的分子团，其中嵌有巨大的核心。这些核心的碎裂可能决定了初始质量函数和最终恒星的质量。因此，研究核心的碎裂过程对于了解大质量恒星的形成至关重要。位于IRDC G34.34+00.24中的热分子核G34-MM 1位于3.6kpc处，是研究碎裂和外流过程的一个很有前途的目标。使用从阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）数据库中获得的93和334 GHz的数据，我们非常详细地研究了G34-MM 1。在334 GHz的数据的角分辨率使我们能够解决约0.014 pc（$\sim$ 2900 au）的结构。我们发现了在两个不同的空间尺度上向分子热核G34-MM 1分裂的证据。尘埃凝结物MM 1-A（约0.06 pc大小）含有三个分子亚核候选者（SC 1至SC 3），在$^{12}$ CO J=3-2的排放中检测到，典型的大小约为0.02 pc。从HCO $^+$ J=1-0发射，我们确定，具有更好的角分辨率比以前的观察，两个垂直的分子流出产生的MM 1-A。我们认为，子核心SC 1和SC2，嵌入在MM 1-A，海港的主要和次要的分子外流，分别负责的来源。最后，从334 GHz的无线电连续辐射中，我们勉强检测到另一个尘埃凝结，名为MM 1-E，从中产生一个年轻，大规模和充满活力的分子外流。热分子核心G34-MM 1在两…
2021-03-08 astro-ph.GA
Massive Star Formation via the Collapse of Subvirial and Virialized Turbulent Massive Cores
与低质量恒星类似，大质量恒星可能是通过星前分子核心的坍缩形成的。最近的观察表明，大多数大质量的核心是亚维里（即，不受湍流支持），因此可能不稳定到引力坍缩。在这里，我们进行辐射流体动力学模拟遵循的崩溃湍流大规模的前恒星核心的亚维里和维里化的初始条件，以探索他们的动态状态如何影响大质量恒星的形成和核心碎裂成伴星。我们发现，亚维里核心进行快速的单片崩溃，导致在早期的吸积率较高的维里化的核心，具有相同的物理性质的崩溃相比。相比之下，我们发现，维里化的核心经历了一个缓慢的，逐渐崩溃和显着的湍流碎片在早期导致众多的伴星。在没有强磁场和原恒星外流的情况下，我们发现，出生于次维里核的大质量恒星的生长速度更快，导致核的辐射加热增加，从而进一步抑制在早期的碎片时，湍流碎片发生的维里化核。无论初始条件如何，我们发现大质量恒星周围形成的大质量吸积盘在晚期主导了吸积流到恒星上，并最终变得引力不稳定，并在晚期碎裂形成伴星。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of gas fragmentation during the formation of supermassive black holes
我们已经进行了宇宙学流体动力学模拟，研究在直接坍缩形成的场景中的SMBH种子质量的碎裂的效果。我们考虑了不同的背景紫外线强度，主机晕自旋，晕合并的历史。我们在低自旋晕中的模拟，在强紫外背景的存在下，与直接坍缩黑洞模型一致，其中一个单一的大质量物体$\sim10^5$ M $_{\odot}$形成于原星系的中心。而在我们的模拟下的低紫外背景下，我们发现碎片和各种次要种子的形成。这些碎片的质量为10 $^3$ - 10 $^4$ M $_{\odot}$。如果我们考虑到它们之间潜在的合并，以及这些小物体在宇宙时间中形成的时间比大质量的单个种子更早，这些值就很重要了。在我们的一个模拟中，我们观察到即使在强紫外线强度的存在下，气体也会碎裂。该结构出现在一个暗物质晕中，该晕是在各种合并事件后形成的，并且具有最高的自旋值。在该运行中获得的最终质量为$\sim 10^5$ M $_{\odot}$。从这些结果中，我们得出结论，碎片实际上产生了质量较小的物体，然而，它们仍然倾向于合并。在形成许多碎片的模拟中，它们都随着时间的推移而接近最大的一个。我们看到实现DCBH所需的UV强度值的强度没有唯一性，因为它取决于其他因素，如我们案例中的系统动力学。
2019-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
Formation of the first star clusters and massive star binaries by fragmentation of filamentary primordial gas clouds
我们进行了一系列包含重子流运动的早期结构形成的宇宙学模拟。我们提出了一种情况下，一个显着拉长的气体云与$\sim\!10^4\,$太阳质量（${\rm M_\odot}$）形成的前银河系（$\sim\!10^7\,{\rm M_\odot}$）暗晕。流入光环的气体压缩并加热了大量的对流云，使其温度达到$\sim\!10,000\,$开尔文。气体云通过原子氢冷却迅速冷却，然后通过分子氢冷却到$\sim\!400\,$开尔文。温度的迅速下降和金斯质量的迅速下降触发了暗条的碎裂，产生了数百个太阳质量的多个气体团。我们估计的原始恒星的质量形成在每个片段通过采用一个分析模型的基础上的一个大的辐射流体动力学模拟的原恒星演化。由此得到的恒星质量在$\sim\!50$ - $120\,{\rm M_\odot}$的范围内。大质量的恒星相互吸引，形成一个紧凑的星团。我们使用混合$N$体模拟遵循星团的动力学。我们表明，大质量的恒星双星是在几百万年内形成的，通过在集群中心的多体相互作用。残余黑洞的最终形成将留下一个巨大的黑洞双星，这可能是强引力波源的祖先，类似于最近由高级激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到的。
2018-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the earliest phases in the formation of massive galaxies with simulated HST+JWST imaging data from Illustris
我们使用的Illustris-1模拟探索的$\textit{Hubble}$和$\textit{James Webb Space Telescope}$数据的能力，分析在高红移星系的恒星种群，利用相结合的深度，空间分辨率和波长覆盖范围。为此，我们使用模拟的宽带ACS，WFC 3和NIRCam数据和2维恒星布居合成（2D-SPS）导出的综合恒星形成历史（SFH）的大质量（M $_{\ast}>10^{10}\,$ M $_{\odot}$）模拟星系在$1<z<4$演变成一个本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M $_{\odot}$星系。特别是，我们探索的潜力HST和JWST数据集达到的深度类似的CANDELS和正在进行的CEERS观测，分别，并集中在确定该数据集的能力，为本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M $_{\odot}$星系的SFH的第一集通过研究他们的祖先在$z>1$。本文提出的2D-SPS方法已经过校准，可以稳健地恢复大质量星系中第一次恒星形成事件发生的宇宙时间，即，他们的综合SFH的第一阶段。特别是，我们讨论的时间时，第一个1%至50%的总恒星质量形成的模拟。我们证明，我们可以恢复这些年龄与典型的中位数系统偏移小于5%，分散在20%-30%。根据我们对Illustris数据的测量，我们能够恢复本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M…
2022-12-19 astro-ph.GA
Probing fragmentation and velocity sub-structure in the massive NGC 6334 filament with ALMA
赫歇尔对银河系云的调查支持了一个低质量恒星形成的范例，在这个范例中，致密的细丝起着至关重要的作用。然而，对恒星形成细丝的详细碎裂特性仍然知之甚少，并且在高质量区域中细丝范例的有效性仍然不清楚。为了研究高质量恒星形成区NGC 6334暗条的密度/速度结构，我们在3 mm连续谱和N2 H+（1-0）线上进行了3arcsec分辨率的ALMA观测。在两种示踪剂中均检测到细丝。我们确定了26个核心在3毫米和5个速度相干的纤维状功能N2 H+内的灯丝。NGC 6334长丝的纤维状特征的典型长度和速度差使人联想到低质量星形成形长丝B211/B213的纤维的性质。5个速度相干特征中只有2个或3个与细丝很好地对准，并且可以代表真正的纤维子结构。核心质量分布在~ 10 Msun处有一个峰值。它们可分为7组核心，与ArTeMiS团块密切相关。芯之间的预计分离和簇之间的预计间距分别与细丝中的有效Jeans长度和约4倍细丝宽度的物理尺度大致一致，表明双峰细丝碎片化过程。尽管比B211/B213灯丝密度和质量大一个数量级，但NGC 6334灯丝具有类似的密度/速度结构。不同的是，NGC 6334的核心似乎比金牛座的核心密度和质量大一个数量级。这表明致密的丝状体可能在低质量和高质量恒星形成区域以类似的方式演化和分裂，并且丝状体范例可能在中等质量（如果不是高质量）恒星形成区域中保持不变。
2019-11-10 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
Fragmentation of massive clumps: constant mass fraction and growing mass inequality of cores
Guangxi University（广西大学）；University of Oxford（牛津大学）
研究大质量分子气团破碎成致密核心时核心质量分布的演化，通过分析ALMAGAL巡天数据，发现最大质量核心占总质量约38%且无系统趋势，基尼系数随核心总质量和演化阶段增加，揭示核心间质量不平等随气团演化而增长。
2026-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and mass segregation in the massive dense cores of Cygnus X
我们目前的Plateau de Bure干涉仪观测获得的连续在1.3和3.5毫米对6个最大规模和年轻的（IR安静）密集的核心在天鹅座X。位于只有1.7千秒差距，天鹅座X区域提供了达到足够小的尺度（1.3毫米的1700天文单位的数量级）的机会，以分离单个塌陷物体。核心被亚碎片化，5个核心内总共有23个碎片。只有最紧凑的核心，CygX-N63，实际上可能是一个单一的大质量原恒星，其包络质量高达60 Msun。其他核心中的碎片的大小和间距与附近原星团中的低质量恒星前和原恒星凝聚相似，并且可能具有相同的性质。在这23个原恒星天体中，有9个可能是OB星的前身，其包层质量从6到23 Msun不等。碎片化的水平是全球高于湍流调节，单片崩溃的情况下，但并不像预期的那样高，在一个纯粹的重力湍流的情况下，质量分布是由低质量的原恒星/恒星。在这里，在高质量碎片中的总核心质量的分数分别在CygX-N12、CygX-N53和CygX-N63中达到高达28%、44%和100%的值，远高于IMF类质量分布所预测的值。碎裂效率的增加作为密度的函数在核心中提出的是由于自重力导致引力坍缩在致密的核心的规模的重要性越来越大。与此同时，核心往往会在其中心区域分裂成几个巨大的原恒星。因此，我们可能在这里目睹了形成中的团簇的原始质量分离。
2009-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of X-rays on molecular cloud fragmentation and the IMF
恒星的形成是通过各种反馈过程来调节的。在这项研究中，我们用X射线处理反馈，并讨论其影响。我们的目的是调查是否恒星形成显着影响时，恒星形成云居住在附近的强X射线源。我们用欧拉网格模拟了一个质量为10^7 M_o的黑洞附近坍缩分子云的嵌入拉格朗日汇粒子。由辐射引起的化学和热变化被纳入FLASH代码。当有强烈的X射线反馈时，恒星形成的云碎片会变成更大的团块，从而形成更少但更大质量的原恒星核心。竞争吸积有很大的影响，质量函数和近平坦，非萨尔彼得IMF的结果。
2010-09-02 astro-ph.GA
Random fragmentation of turbulent molecular clouds lying in the central region of giant galaxies
本文建立了一个分子云破碎的随机模型，用以研究初始质量函数（IMF），其中碎片的数目、碎片发生的间隔时间、碎片的质量和速度均为随机变量。在这里，两个湍流模式的碎片的速度已被认为是，即高斯和伽玛分布。研究发现，对于高斯分布的湍流速度，IMF是浅的，在一般情况下相比，萨尔彼得质量函数。相反，湍流速度的偏态分布导致IMF更接近Salpeter质量函数。上述结果可能是由于这样一个事实，即强烈的驱动机制，例如冲击，产生于发生在星系中心的大爆炸，或者由于大量的超新星爆炸同时发生在大质量的母云中，在嵌入其中的星团演化过程中，负责从云中剥离大部分气体。这抑制了大质量恒星的形成，使质量函数变得更陡峭。
2020-06-10 astro-ph.GA
Radiative Feedback in Massive Star and Cluster Formation
了解大质量恒星的起源是现代天体物理学的核心。我们揭示了这个问题的模拟使用一种新的，自适应网格，光线跟踪算法。这些模拟一致遵循的引力坍缩的大质量分子云的核心，随后建立和新生恒星周围的吸积盘的碎片，并首次，其强烈的紫外辐射场和下落的材料之间的相互作用。我们发现，电离反馈既不能阻止原恒星质量的增长，也不能抑制碎裂。讨论了电离辐射和非电离辐射反馈对星团演化的影响。这种吸积并不受辐射反馈的限制，而是受到我们称之为“碎裂诱导饥饿”的过程中低质量伴星的形成的限制。这种行为一致地再现了观测到的最大质量恒星与星团中恒星总质量之间的关系。我们发现，磁场降低了恒星的形成率，并导致更多的大质量恒星的形成。
2011-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XII: Fragmentation and multi-scale gas kinematics in protoclusters G12.42+0.50 and G19.88-0.53
我们提出了新的连续谱和分子线数据从ALMA三毫米观测大质量恒星形成区（ATOMS）调查的两个原星团，G12.42+0.50和G19.88-0.53。3毫米的连续谱图显示，在两个全球收缩的原星团中，每个原星团都有7个核心。这些核心满足高质量恒星形成的半径质量关系和表面质量密度标准。与它们的出生团块相似，核心的维里分析表明它们正在经历引力坍缩（$\rm α_{vir} << 2$）。团核心规模的碎片化的调查和衍生的核心质量和分离被发现是一致的热金斯碎裂。我们检测到大规模的对流结构与速度梯度和多个流出在这两个地区。H $^{13}$ CO $^{+}$图谱的树状图分析鉴定了几个分支和叶结构，其大小分别为$\sim$ 0.1和0.03 pc。由分支结构显示的超音速气体运动与Larson幂律一致，表明在该空间尺度下的气体运动学是由湍流驱动的。在空间尺度为$\sim$ 0.1 pc时，可以看到向跨音速/亚音速气体运动的过渡，表明湍流的消散。与此一致，叶片结构揭示了气体运动偏离拉森定律的斜率。从大尺度会聚的暗条到坍缩的核心，G12.42+0.50和G19.88-0.53的气体动力学表现出湍流和引力的尺度依赖性，这两种驱动机制的结合需要被用来解释原星团中大质量恒星的形成。
2022-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the substructure of the massive clump AGAL G035.1330$-$00.7450
众所周知，大质量恒星的形成是分子团碎裂的结果。然而，目前尚不清楚的是，这种分裂是否会产生足够大的核心，直接形成高质量恒星，或者导致低质量和中等质量的核心，产生大质量恒星，从环境中获得物质。需要对恒星形成早期阶段的团块进行详细研究，以收集观测证据，阐明这一问题。位于2.1千秒差距的红外宁静大质量星团AGAL G035.1330-00.7450，是研究早期碎片和恒星形成活动的一个有前途的天体。使用毫米观测的连续谱和分子线从阿塔卡马大型毫米阵列数据库在波段6和7，我们研究了这个源的子结构。波段7的数据的角分辨率约为0 \farcs 7，这使我们能够分辨约0.007 pc（$\sim$ 1500 au）的结构。我们发现，该团块窝藏四个尘埃核心（C1-C4）与质量低于3 M $_{\odot}$。核心C3和C4表现出良好的准直，年轻，低质量的分子流出。C1和C2呈现CH $_3$ CN J=13- 12发射，由此我们推导出转动温度约为180和100 K，质量约为1.4和0.9 M $_{\odot}$。CH $_3$ CN发射的矩1图表明存在朝向C1的旋转盘，这由CH $_3$ OH和CH $_3$ OCHO（20-19）发射证实。另一方面，CN N=2-1的发射显示了一个聚集和聚集的结构，似乎连接所有的核心。这些细丝可能是在追踪团块内发生的碎裂过程的残余气体，或者是向核心输送的气体，这意味…
2021-12-27 astro-ph.GA
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the initial conditions of high-mass star formation. III. Fragmentation and triggered star formation
大质量的团块往往会分裂成核心和凝聚的星团，其中一些形成大质量的恒星。在这项工作中，我们研究了不同尺度的大质量团块的结构，分析了碎裂过程，并调查了恒星形成是由附近的HII区域触发的可能性。我们提出了一个高角分辨率的研究样本的8个巨大的原星团。结合红外数据，我们使用几角秒分辨率的无线电和毫米波干涉数据来研究它们的碎片和演化。我们的样本是独一无二的，因为所有的团块都有相邻的HII区域。利用这一点，我们使用一种新的方法来测试触发恒星的形成，在这种方法中，我们研究了在多个尺度上由尘埃排放追踪的质心的排列。这八个巨大的团块的质量从228到2279 $M_\odot$不等。红外明亮团块中最明亮的致密结构通常与嵌入的致密射电连续源有关。在每个星团中观测到的$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度结构大多是引力束缚的，质量足以形成至少一颗B3-B 0型恒星。许多凝聚体的质量在$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度下大于8 $M_\odot$。虽然团块大多是红外安静的，但在团块尺度（$\sim$ 1 pc）上，动力学运动是活跃的。我们研究了在不同尺度下检测到的气体条件的空间分布。对于某些来源，我们发现了外部触发的提示，而对于其他来源，我们没有发现表明触发在动态上不重要的重要模式。这可能表明不同的团块经历了不同的进化路径。在这方面，非常需要进行更大样本的…
2019-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
