SPT 0538-50: Physical conditions in the ISM of a strongly lensed dusty star-forming galaxy at z=2.8
我们目前的观测SPT-S J 053816 -5030.8，引力透镜尘埃恒星形成星系（DSFG）在z = 2.7817，首次发现在毫米波长的南极望远镜。SPT 0538-50是宽视场毫米波巡天发现的最明亮的光源之一，被一个中等红移的星系（在这个例子中，z = 0.441）所透镜化。我们提供了SPT 0538-50上的大量多波长光谱和光度数据，包括来自ALMA、Herschel PACS和SPIRE、哈勃、斯皮策、VLT、ATCA、APEX和SMA的数据。我们使用来自HST的高分辨率成像对SPT 0538-50进行去混合，将DSFG发射与前景镜头的发射分离。结合来自ALMA成像的源模型（建议放大因子为21 +/- 4），我们推导出SPT 0538-50的内在性质，包括恒星质量，远红外光度，恒星形成速率，分子气体质量，以及-使用分子线通量-ISM内的激发条件。衍生的物理性质认为，我们正在见证紧凑，合并驱动的恒星形成在SPT 0538-50，类似于本地星暴星系，而不像在这个时代的其他一些DSFG。
2013-09-12 astro-ph.CO
The ISM in distant star-forming galaxies: Turbulent pressure, fragmentation and cloud scaling relations in a dense gas disk at z=2.3
我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪和扩展甚大阵获得了z=2.32的透镜状恒星形成星系SMMJ 2135 -0102中CO（6-5）和CO（1-0）发射的高分辨率地图。气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘模型很好地描述，该圆盘的倾斜校正旋转速度为v_rot = 320+/-25 km/s，旋转支撑与色散支撑之比为v/sigma=3.5+/-0.2，动力学质量为6.0+/-0.5x10^10Mo，半径为2.5kpc。该盘具有Toomre参数Q=0.50+/-0.15，表明气体将在LJ ~ 400 pc尺度上迅速碎裂成大质量团簇。我们确定在这些尺度上的恒星形成区域，并表明它们是10倍的密度比那些在静止的环境中在本地星系，并显着抵消当地的分子云尺度关系（拉森关系）。与局部分子云线宽-尺寸标度关系相比，大的偏移意味着超音速湍流应该在比银河系运动学静止ISM小100倍的尺度上保持主导地位，而SMMJ 2135中的分子气体预计在所有尺度上比银河系中的分子气体密度高50倍。这很可能是由于我们在星际介质（ISM）中测量到的高外部流体静压P_tot/kB ~（2+/-1 x10 ^7 K/cm 3）。在这样一个高度湍流的ISM中，引力坍缩（和恒星形成）的亚音速区域将具有高得多的临界密度，n_crit>=10^8/cm 3，比银河系静止的ISM高出约1000倍。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of the ISM in galaxies during the star-formation activity peak of the Universe
我们结合一个半解析的星系形成模型，跟踪冷气体的原子和分子相，与三维辐射传输和线追踪程序来研究星系中原子和分子物种（CO，HCN，[CI]，[CII]，[OI]）的亚毫米辐射。我们比较了物理驱动恒星形成的高峰期恒星形成（SF）在宇宙中（z = 2.0）与本地星系的时代。我们发现，正常的恒星形成星系在高红移有更高的CO激发峰比本地同行和CO冷却发生在更高的激发水平。CO谱线比率随星系恒星形成速率的函数红移而增加，但与H2表面密度相关性很好，与红移无关。我们发现在典型的恒星形成星系中，在z = 1.2和z = 2.0时，[OI]/[CII]线比相对于z = 0时的对应物有所增加。我们的模型结果表明，典型的恒星形成星系在高红移包括更密集和更温暖的恒星形成云比他们的本地同行。属于在z = 1.2处的SF活动峰值的尾部的镓已经比在SF活动的实际峰值（z = 2.0）期间的对应物密度更小并且更冷。我们使用我们的结果来讨论未来的ALMA调查可以最好地面对我们的预测和约束模型的星系形成。
2014-07-28 astro-ph.CO
Z-FIRE: ISM properties of the z = 2.095 COSMOS Cluster
本文研究了z~2 COSMOS星系团中13个成星星系的ISM性质。我们发现，星系团成员的[NII]/Ha和[OIII]/Hb发射线比与z~2场星系相似，但与大多数本地恒星形成星系的发射线比系统地不同（相差约0.17 dex）。我们发现在相同的红移下，z~2团星系和场星系的[NII]/Ha和[OIII]/Hb线比或ISM压力在统计上没有显著差异。我们发现，我们的星系团星系有显着较大的电离参数（高达一个数量级）比本地恒星形成星系。我们假设，这些高电离参数可能与大比恒星形成率（即每单位恒星质量的大恒星形成率）。如果这个假设是正确的，那么这种关系将对包含在单个星团中的恒星的几何形状和/或质量作为红移的函数具有重要的意义。
2015-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA maps the Star-Forming Regions in a Dense Gas Disk at z~3
利用长基线ALMA亚毫米观测资料，研究了z=3.042的透镜状恒星形成星系SDP 81在50- 100 pc尺度上的星际介质性质。这个系统中CO气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘来描述，圆盘的旋转速度经倾角校正后为v=320+/-20 km/s，动力学质量为M=（3.5+/-1.0 x10 ^10 Mo，半径为1.5 kpc。该盘富含气体且不稳定，Toomre参数Q=0.30+/-0.10，因此应该坍缩到Jeans长度L_J~ 130 pc的恒星形成区。我们确定了五个恒星形成的区域内的ISM在这些尺度上，并表明它们的光度，线宽和大小之间的比例关系显着偏移的分子云在当地Galerkin（拉森的关系）。这些偏移很可能是由星际介质（ISM）的高外部流体静压造成的，P/kB=（40+/-20 x10 ^7 K/cm 3），比银河系中典型的ISM压力高出约10，000倍。形成恒星的ISM和巨大分子云的物理条件似乎与在本地宇宙的致密环境中发现的类似，例如银河系中心。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cosmic-ray dominated ISM in Ultra Luminous Infrared Galaxies: new initial conditions for star formation
高密度恒星的形成是典型的合并/星暴事件，为超亮红外星系团（ULIRGs）的大红外光度提供动力。（L_{IR} >10^{12}Lsol）导致U_CR~（few）x的极高宇宙线（CR）能量密度（10^3--10^4）U_{CR,Gal}渗透到它们的星际介质（ISM）中，这是这种系统中大超新星遗迹（SNR）数量密度的直接结果。与从众多恒星形成点发出的远紫外光子不同，ULIRG中这些大的CR能量密度将在其致密的恒星形成体积中对致密（n> 10 ^4 cm^{-3}）的紫外屏蔽气体核心进行体积加热并提高电离率。这样的条件可以将在这样的系统中发现的大分子气体质量和它们的高红移对应物（M（H2）~10^9-10^10 M_{sol}）转变成巨大的CR主导区（CRDR），而不是光子主导区（PDR）的集合体，后者在恒星形成和分子气体分布更广泛的红外发光度较低的系统中占主导地位。CRDR中的分子气体的{ \it最低}温度为T_{kin} ~（80- 160）K，在其被紫外线屏蔽的致密核心中，电离率非常高，x（e）>10^{-6}，这反过来将{ \it从根本上改变这种系统中恒星形成的初始条件。} CRDR的观测试验可由......
2010-09-06 astro-ph.CO
On the self-regulation of intense star-formation in galaxies at z=1-3
本文分析了在ESO-VLT上用SINFONI观测到的53个z=1.3 - 2.7的强成星星系的静止标架光发射谱线的性质。我们发现大的速度分散线，σ =30-250公里/秒。我们的数据与模拟结果吻合得很好，我们应用了光束涂抹，并假设了以下形式的比例关系：速度色散与恒星形成强度（单位面积恒星形成率）的平方根成正比。我们的结论是，分散体主要是由恒星形成。为了解释高的表面亮度和光学线比率，需要在温暖的电离介质WIM中的高热压（log P/k（K/cm^3）>~6-7）。WIM中的这种热压力与在附近的星暴星系中观察到的类似，但发生在更大的物理尺度上。此外，相对较低的电离参数必须符合高表面亮度和光学线比表明，气体不仅直接与恒星形成的区域，但广泛分布在整个一般ISM。因此，光学发射线气体是ISM的大部分的大尺度动力学的示踪剂。我们提出了一个简单的模型的能量输入从年轻的恒星在吸积星系，认为激烈的恒星形成是支持高湍流压力，这大致平衡的引力压力，从而使遥远的气体吸积盘，以保持Toomre盘不稳定性参数Q~1。对于3%的恒星形成效率，只需要5-15%的年轻恒星的机械能沉积在ISM中，以支持维持这种平衡所需的湍流水平。由于这种平衡是由年轻恒星本身注入ISM的能量维持的，这表明高红移星系中的恒星形成是自我调节的。
2013-04-29 astro-ph.CO
[NII] fine-structure emission at 122 and 205um in a galaxy at z=2.6: a globally dense star-forming interstellar medium
我们提出了新的观察与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的122微米和205微米的精细结构线发射的单电离氮在一个强透镜星暴星系在z=2.6。在电离的星际介质中，122/205 μ m [NII]谱线的比值对电子密度n_e很敏感，我们用它来测量整个星系平均的n_e~ 300 cm ^-3。这比银河系的平均值高出一个数量级，但与银河系的局部恒星形成区相当。结合对同一系统中碳原子（CI（1-0））和一氧化碳（CO（4-3））的观测，揭示了该系统的成星条件。大部分的分子星际介质已经被驱动到高密度，由此产生的恒星形成的大火产生了相应的致密电离相，可能与散布在富含气体的磁盘上的无数HII区域共存。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starbursts in Isolated Galaxies: the influence of the ISM model
我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，这些星系经历了由恒星反馈引起的动力驱动的星暴。在这里，我们专注于所采用的ISM模型的影响，即无论是扩散或集群。我们应用一个单区模型扩展为积极的动力学演化。我们发现了两种主要类型的重复性恒星爆发：一组（A型）的准周期性恒星爆发与星系的动力学时标。在这种情况下，恒星的形成遵循由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。第二组（B型）恒星爆发的特征是由动力和耗散时间尺度的总和给出的长静止期：在第一次爆发后，插入的能量导致系统的大幅膨胀，从而停止任何重要的恒星形成活动。当气体再次达到高密度时，也就是说，在气体消失和恒星反馈注入的能量消散之后，下一次爆发可能会发生。在扩散ISM模型的情况下，由于辐射冷却的高效率，A型爆发是最常见的类型（没有发现B型爆发）。爆发主要发生在初始过渡阶段。在cluphilism模式（即非弹性云-云碰撞的耗散）的情况下，耗散时间尺度是动力学时间的量级或更长。这允许A型突发和B型突发两者。
2009-09-10 astro-ph.CO
The effects of star formation on the low-metallicity ISM: NGC4214 mapped with Herschel/PACS spectroscopy
本文给出了矮星系NC 4214的Herschel/PACS光谱图，它们是在6条远红外精细结构谱线上观测到的：[C Ⅱ] 158 μ，[O Ⅲ] 88 μ，[O Ⅰ] 63 μ，[O Ⅰ] 146 μ，[N Ⅱ] 122 μ和[N Ⅱ] 205 μ。这些地图被采样到完整的望远镜空间分辨率，并在~ 150 pc大小的尺度上揭示了前所未有的细节。我们在整个映射区域检测到[C II]发射，[O III]是最明亮的FIR线。[O III]/[C II]的比值在大质量恒星形成的位置达到峰值，约为2，高于尘埃星暴星系中的比值。[C II]/CO比为20 000至70 000的2个大质量星团，这是至少一个数量级大于螺旋或尘埃星爆，不能与单板PDR模型。对于两个大质量恒星形成区，我们发现L[CII]是LTIR的0.5%到0.8%。所有的线一起贡献了高达2%的LTIR。这些极端的发现是矮星系中常见的较低金属丰度和年轻恒星形成的结果。这些条件促进了大规模的光解进入分子库，这在FIR线比中是明显的。这说明有必要转向适用于恒星形成星团或星系整体的多相模型。
2010-05-11 astro-ph.CO
Morphology and Size Differences between Local & High Redshift Luminous Infrared Galaxies
我们发现，在高红移发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）和亚毫米星系（SMGs）的恒星形成区域具有类似的物理尺度的本地正常恒星形成星系。对于第一级，它们的较高红外（IR）光度是由较高的光度表面密度造成的。我们还发现，在从本地正常星系到z ~ 2 SMG的五个数量级以上的红外光度范围内，星暴星系的红外光度与红外光度面密度之间存在着良好的相关性。局部ULIRGs的恒星形成区域明显小于高红移对应的区域，因此与这种相关性有很大的差异，这表明局部ULIRGs与高红移ULIRGs和SMGs是不同的群体。基于这种关系，我们建议，光度面密度应作为一个更准确的指标，红外发射环境，因此可观察到的属性，恒星形成星系比他们的红外光度。我们证明了这种方法，在z ~ 1的ULIRGs和透镜星系在z ~ 2.5表现出芳香族的功能同意本地LIRGs是一个数量级的亮度，但有类似的红外光度表面密度。这种关系的一个结果是，对于给定的红外光度，恒星形成星系中的芳香族发射强度似乎在z > 1时比它们的本地对应星系增加。
2010-10-04 astro-ph.CO
Dust Extinction and Metallicities of Star-Forming Lyman Alpha Emitting Galaxies at Low Redshift
我们提出了一个光学光谱研究的12 GALEX发现的恒星形成莱曼α发射星系（LAEs）在z ~ 0.3的结果。我们测量这些星系的发射线通量拟合其观测光谱的恒星星族模型，以纠正潜在的恒星吸收。我们重新审视了早期的恒星星族模型拟合结果，发现排除现在已知的活动星系核后，该样本的典型恒星星族年龄和恒星质量分别降低到约3亿年前和约4 × 10^9 Msol。我们计算了他们的尘埃消光使用的巴尔末减量，并找到一个典型的视觉衰减Av ~ 0.3等，类似于在许多高红移LAEs。比较Lyalpha/Halpha和莱曼α等效宽度的比测量的尘埃消光，我们发现，在这些对象中的ISMs似乎既不增强也不严重衰减莱曼α等效宽度，就像在准clusterism的情况。最后，我们对这些星系的气相金属丰度进行了详细的分析，我们发现我们样本中的大多数星系的Z < 0.4 Zsol。我们发现，在一个固定的恒星质量，这些低红移LAE类似物抵消了约0.6德克斯低的金属丰度从一般星系人口在类似的红移的基础上，当地的质量-金属丰度关系。这意味着在相同的恒星质量和红移下，具有莱曼α发射的星系可能比恒星形成星系系统地更贫金属，类似于z ~ 2的初步结果。
2010-12-21 astro-ph.CO
13CO and C18O emission from a dense gas disk at z=2.3: abundance variations, cosmic rays and the initial conditions for star formation
我们分析了在z=2.3的引力透镜超亮红外星系SMMJ 2135 -0102中J=1-0到J=7-6跃迁的13 CO和C18 O的SLED。这是首次在一个高红移恒星形成星系中探测到13 CO和C18 O。这些数据包括六个过渡与PdBI的观察，我们结合这些与33 GHz的JVLA数据和我们以前的12 CO和连续发射信息，以更好地约束该系统内的ISM的属性。我们研究了星系的速度积分和运动学分解特性，并结合LVG模型，我们发现系统中的恒星形成区域的冷气特性各不相同。我们发现强烈的C18 O排放的速度积分排放和在两个运动的组件在系统的外围，其中C18 O线通量是等于或高于13 CO。我们得到了平均速度-积分通量比为13 CO/C18 O ~1，这表明[13 CO]/[C18 O]丰度比至少比银河系低7倍。这可能意味着C18 O丰度的增加，可能表明恒星的形成倾向于高质量恒星。我们估计宇宙射线和紫外线对ISM加热的相对贡献分别为（30-3300）x10^（-25）erg/s和45 x10 ^（-25）erg/s/H2分子，两者都与总冷却速率相当。（0.8-20）x10^（-25）erg/s。然而，我们的LVG模型显示了高的温度（> 100 K）和密度（>10^（3））cm^（-3）在ISM中，这可能表明宇宙射线在这个系统中比紫外线加热起更重要的作用。如果宇宙射线主导了ISM的加热，那么恒星形成区…
2013-09-23 astro-ph.CO
ALMACAL V: Absorption-selected galaxies with evidence for excited ISMs
富含气体的星系通过类星体吸收线被有效地选择。最近，通过使用ALMA CO发射线观测研究吸收体宿主星系的分子气体含量，开辟了关于这种吸收选择系统的新视角。在这里，我们提出了一个多CO跃迁（$L'_{\rm CO} \sim 10^9$ K km s $^{-1}$）在两个$z \sim 0.5$星系与一个Ly $α$吸收到J0238+1636的分析。这些星系的CO谱线能量分布（CO SLED）在类似的红移下与典型的恒星形成星系不同，并且与亮红外星系或活动星系核相当。事实上，这些星系与光学识别的活动星系核活动有关。我们推断，CO线比率和$α_{\rm CO}$转换因子不同于银河值。我们的研究结果表明，至少有一小部分的吸收选定的系统显示ISM条件偏离正常的恒星形成星系。因此，为了进行稳健的分子气体质量计算，构造CO SLED是很重要的。吸收线选择识别系统广泛分布的气体，这可能会优先选择相互作用的星系，这反过来又会有更多的激发CO SLEDs比孤立的星系。此外，我们提出的问题是否类星体吸收优先跟踪星系的超密度。
2018-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ultraviolet Spectroscopic Atlas of Local Starbursts and Star-Forming Galaxies: The Legacy of FOS and GHRS
利用哈勃空间望远镜（HST）的暗天体摄谱仪（FOS）和戈达德高分辨率摄谱仪（GHRS）在100 km/s的光谱分辨率下观测了28个局部星暴星系和恒星形成星系的46个静止帧紫外光谱。我们比较了HST光谱和同一星系的低分辨率国际紫外探测器（IUE）光谱，发现了系统的差异：在HST的~1角秒孔径下观测到的亮星团提供了IUE 10角秒× 20角秒孔径下观测到的星暴亮度的15%;它们更蓝，有更强的星风特征，这表明HST光圈优先放置在爆发的最年轻区域。相比之下，从星际介质（ISM）产生的线在大孔径和小孔径观测中显示出相似的等效宽度，这表明从大尺度到小尺度的ISM特性相似。为了量化恒星形成星系的紫外光谱形态，我们创建了一组类似于标准光学舔指数的紫外线指数。我们讨论了紫外光谱形态和星系宿主性质之间的关系。我们提出了我们的图集FOS和GHRS光谱印刷和电子。该数据集是有用的基线与观测的恒星形成星系在高红移的休息帧紫外光谱进行比较。
2010-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
GOODS-HERSCHEL: star formation, dust attenuation and the FIR-radio correlation on the Main Sequence of star-forming galaxies up to z~4
我们使用GOODS-N领域的深全色数据集，从GALEX到最深的Herschel远红外和VLA射电连续成像，探索，使用质量完整的样本，恒星形成活动和恒星形成星系的尘埃衰减到z~4的演化。我们的主要结果可以概括如下：（1）SFR-M相关的斜率是恒定的，至少在z~1.5处为~0.8，而其归一化值随红移的增加而增加：（2）我们首次能够研究恒星形成星系的质量选择样本的FIR-射电相关：相关在z~4处不演化; iii）我们证实了星系恒星质量是恒星形成星系中紫外尘埃衰减的一个强有力的代理，质量越大的星系，尘埃衰减越大，我们发现这种衰减关系随红移的变化非常弱，对于固定的恒星质量，在红移范围[0.5-4]内，尘埃衰减量增加不到0.3个数量级，相反，恒星形成率增加了十倍; iv）尘埃衰减和紫外光谱斜率之间的相关性在红移中演变，恒星形成星系的紫外光谱斜率中值随着红移而变蓝。到z~3，典型的紫外线斜率是不一致的，给定测量的尘埃衰减，与常用的经验法则的预测。最后，建立在现有的结果，我们表明，气体红化是略大于（约1.3倍）比恒星红化在所有的红移探测，也是在一个固定的ISM金属丰度的尘埃衰减量随红移增加。我们推测，我们的研究结果支持典型的恒星形成星系的ISM条件的演变，这样，在z~1.5主序星星系的ISM条件越来越接近本地星爆。
2015-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative transfer of ionizing radiation through gas and dust: grain charging in star forming regions
带电尘埃颗粒的存在对多相星际介质（ISM）的物理演化具有深远的影响。尽管它的重要性，这一过程仍然是很少探索的数值模拟，由于其复杂的物理和对环境的紧密依赖。在这里，我们介绍了一种新的实现粮食充电的宇宙学辐射转移代码碰撞。我们首先基准的代码预测一系列理想化的尘埃HII地区创建的一颗恒星，以评估所产生的空间分布的电荷上的颗粒属性的影响。其次，我们进行了一个现实的辐射转移模拟恒星形成区提取的尘埃星系在再电离时代的演变。我们发现总尘埃质量的$\sim 13$ %带负电，主要是半径为微米的硅酸盐和石墨颗粒。一个复杂的空间分布的颗粒电荷也被发现，主要取决于暴露于恒星辐射和强烈变化沿不同的视线，作为辐射转移效应的结果。最后，我们评估了颗粒性质（化学成分和尺寸）对所得电荷分布的影响。这里描述的新的实现将开辟一个广泛的可能的研究调查的物理演化的尘埃ISM，现在访问的观测高红移和低红移星系。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of ISM turbulence on the gravitational instability of galactic discs
我们研究星系盘的引力不稳定性，把恒星和冷星际气体作为两个不同的组成部分，并考虑到在星际介质（ISM）中的湍流现象，即在分子和原子气体中观察到的Larson型标度关系。除了推导此类系统的一般属性外，我们还分析了HI近邻星系巡天（THINGS）中的大量星系样本，并详细展示了星际湍流如何影响恒星形成螺旋中的盘不稳定性。我们发现，湍流有一个显着的影响上的内部和外部区域的光盘。特别是，它驱动内部的气体盘之间的过渡制度的两个不稳定的阶段，使外盘更倾向于恒星主导的不稳定性。
2012-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The properties of the interstellar medium in dusty, star-forming galaxies at $z \sim 2-4$: The shape of the CO spectral line energy distributions
本文通过观测12个z~2-4尘埃恒星形成星系的12CO谱线能量分布，结合ALMA尘埃尺寸和SED拟合，发现恒星形成率面密度是高J激发的主要驱动因素，且样本谱线比值与数值模型预测一致。
2024-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
High resolution modeling of [CII], [CI], [OIII] and CO line emission from the ISM and CGM of a star forming galaxy at z ~ 6.5
该研究利用高分辨率宇宙学模拟Ponos和Cloudy等多种建模方法，模拟了z=6.5恒星形成星系的[CII]、[CI]、[OIII]和CO谱线发射，发现CGM对[CII]和[OIII]有显著贡献，并比较了不同建模方法的差异。
2023-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation quenching in simulated group and cluster galaxies: When, how, and why?
恒星的形成被观察到集团和集群星系相比，抑制领域。为了深入了解淬火过程，我们分析了在GIMIC宇宙流体动力学模拟套件中形成的~2000个星系。猝灭的时间从吸积前的约2 Gyr（第一次穿越r200，c）到吸积后的>4 Gyr不等，取决于卫星和宿主的质量。一旦开始，在低质量星系（M* < 10^10 M_Sun）中，淬火是迅速的（>~ 500 Myr），但对于更大质量的卫星来说，淬火的时间要长得多。这些模拟预测了由冲压压力驱动的外流（而不是潮汐力）在从卫星星系中移除恒星形成的星际物质（ISM）方面的重要作用，特别是矮星（M* ~ 10^9 M_Sun），它们占了近三分之二的ISM损失。在猝灭完成之前，即使对于银河系类似物（M* ~ 10^10.5 M_Sun）在群（M_host ~ 10^13.5 M_Sun）中，这一比例也上升到~80%。我们表明，（i）ISM剥离是显着更有效的早期比在z = 0;（ii）大约一半的气体剥离从“银河喷泉”和一半直接从恒星形成盘;（iii）星系经历剥离冲压压力高达~100倍的平均在一个给定的组/集群中心半径，因为它们优先位于过密ICM地区。值得注意的是，剥离导致我们模拟卫星周围的扩展气体晕损失的最多一半。这些结果形成鲜明对比，与目前的图片扼杀-去除ISM通过恒星形成后剥离的热晕-是占主导地位的机制淬火集团和集群卫星。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of ionizing radiation on the formation of a supermassive star in the early Universe
在一个恒星形成强烈的星系附近，一个巨大的原始晕可能坍缩成一颗超大质量恒星（SMS），并留下一个大约$10^5~M_{\odot}$的大质量黑洞种子。为了研究电离辐射对附近星系SMS形成的影响，我们选择了一对在$z >10$形成的大质量暗物质晕，进行了三维辐射流体动力学模拟。我们发现，丰富的结构，如团块和细丝周围的源星系屏蔽电离辐射的云。事实上，在某些情况下，电离辐射会加速云的坍缩。这一事实表明，云周围的电离有助于它的崩溃。只有在结构形成初期的强辐射才能阻止云的坍缩，但这比观测允许的值要强得多。我们还探讨了电离辐射对68晕样本的影响，通过采用分析模型，发现增加的平均密度的气体之间的SMS形成云和源星系保护电离辐射的气体云，因为它们彼此接近。因此，我们得出结论，电离辐射并不能阻止在大多数情况下形成的SMS。
2017-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
ISM properties in hydrodynamic galaxy simulations: Turbulence cascades, cloud formation, role of gravity and feedback
我们研究了分辨率高达0.8 pc和5 × 10^3 Msun的流体动力学（AMR）星系模拟中ISM子结构和湍流的性质。我们分析了密度分布的功率谱，以及速度场的各个分量。我们发现，磁盘的厚度约为平均金斯尺度长度，主要是由引力不稳定性。从这个尺度的能量注入，湍流级联向小尺度观察到，几乎各向同性的小尺度运动。在大于圆盘厚度的尺度上，可以观察到密度波，但也有一个完整的子结构，具有混沌和强非各向同性的气体速度色散。在一个LMC大小的模型中的涡度的功率谱表明，湍流的逆级联可能存在，虽然在耦合的气体+恒星流体在很宽的尺度范围内的能量输入也可以解释这种准2D制度的尺度大于磁盘尺度高度。在具有高气体分数的大质量高红移圆盘中也发现了类似的气体湍流机制。磁盘的属性和ISM湍流似乎主要是由重力过程，无论是在大尺度上和密集的云。恒星形成的反馈是必不可少的，但保持ISM在一个稳定的状态，通过平衡系统的气体消散成密集和小团块。我们的星系模拟采用了基于正压状态方程（EoS）的热模型，旨在模拟各种加热和冷却过程之间的气体平衡。在这种方法中，密度较大的气体通常较冷，这表明它可以正确地再现恒星形成，湍流，不稳定和多云的ISM的密度结构，直到几个秒差距的尺度。
2010-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
