ALMA-IMF XXII. Role of core subfragmentation in the IMF origin: Hierarchical fragmentation cascade and CMF in W43-MM1
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；LPC2E, CNRS, Univ. Orléans（奥尔良大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎文理研究大学）；Observatoire de Paris, PSL University, Sorbonne Université, LUX（巴黎天文台）；Departamento de Astronomía, Universidad de Concepción（孔多西比托大学）
研究通过分析W43-MM1的碎片化过程，发现核心亚碎片化对IMF起源影响有限，碎片化过程主要由引力驱动，而非湍流。
2026-07-14 astro-ph.GA
Bright Galaxies at Cosmic Dawn: A Cloud-Scale Star Formation Model Unifying Variable SFE, IMFs, and Stochasticity
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理系）
研究红移z>10时紫外明亮星系起源，提出新半解析模型，通过追踪恒星形成云弥合小尺度与大尺度差距，捕捉随机性，确定三种恒星形成模式，揭示模型成分对紫外光度函数的影响，表明云尺度物理塑造早期星系紫外光度分布。
2026-07-22 astro-ph.GA
Variations of the stellar initial mass function in the progenitors of massive early-type galaxies and in extreme starburst environments
我们研究恒星初始质量函数（IMF）的变化在极端环境中的Hennebelle \& Chabrier推导的形式主义。我们专注于大规模的早期型星系和星暴地区的祖先遇到的条件。我们表明，当应用湍流的牛仔裤质量的概念作为在湍流介质中的破碎的特征质量，而不是标准的热牛仔裤质量的纯引力破碎，在这种环境中的IMF的峰值被转移到较小的质量，导致底部重IMF，建议由各种观测。在非常密集和动荡的环境中，我们预测，高质量的尾巴的IMF可以变得甚至比标准的Salpeter IMF更陡峭，与最近的观测结果一致，幂律指数$α\simeq -2.7$的限制。这种变陡是这些区域的高密度和马赫值的直接结果，但也是Hennebelle-Chabrier理论中所包含的碎裂过程的时间依赖性的直接结果。我们提供了这些IMF在这样的环境中的分析参数，用于星系演化计算。我们还计算了恒星的形成率和预期在这种极端条件下的质光比，并表明他们同意以及推断在星暴环境和大规模高红移星系的值。这加强了恒星形成是一个普遍过程的范式，即最初由大尺度激波主导的湍流产生的密度场中引力不稳定波动的直接结果。这使我们能够在全球范围内推断出恒星IMF的变化和非典型星系条件下的相关属性。
2014-09-30 astro-ph.GA
Is it possible to reconcile extragalactic IMF variations with a universal Milky Way IMF?
对恒星初始质量函数（IMF）最可靠的观测之一是它在银河系和邻近星系中的近似普适性。但是最近对早期星系的观测可以解释为底部重的IMF，而其他超暗矮星的观测则可能意味着顶部重的IMF。这将对恒星形成模型施加强大的限制。我们将探讨什么样的云尺度IMF模型可能满足这些约束。我们利用模拟的星系再现（广泛）观察到的星系属性，而他们也提供了详细的恒星形成的历史和每个祖恒星形成云的属性。然后，我们考虑通用模型的IMF的特征质量是一些任意的幂律函数的祖云属性，以及著名的文献IMF模型，其规模与牛仔裤质量，湍流Bonnor-Ebert质量，温度，不透明度限制，金属丰度，或原恒星加热质量。我们表明，目前在文献中没有IMF模型-也没有任何模型的周转质量是一个任意的幂律函数的云的温度/密度/大小/金属丰度/速度色散/磁场的组合-可以重现声称的IMF变化椭圆或矮星，而不严重违反银河系中的观测约束。具体来说，与观测到的情况相比，他们预测银河系极端环境中的变化太大。要么IMF以更复杂的方式变化，要么必须探索河外观测的替代解释。
2019-03-25 astro-ph.GA
TODDLERS 2.0: Stellar feedback and observables across diverse IMFs, binary populations, and cloud environments
Département de Physique, de Génie Physique et d’Optique, Université Laval（拉瓦尔大学物理、物理工程与光学系）；Centre de Recherche en Astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理学研究中心）
TODDLERS 2.0扩展了1D壳层动力学与Cloudy光致电离耦合模型，支持任意IMF、双星演化、非均匀云密度和动态云密度演化，揭示了云密度轮廓、恒星形成模式和IMF对碎裂时标及反馈强度的影响。
2026-06-16 astro-ph.GA
The IMF of Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
场OB星是星系恒星组成的重要组成部分，占大质量恒星的20-30%。为了研究这个群体，我们进行了SMC的失控和孤立O型星光谱调查（RIOTS 4）。RIOTS 4在小麦哲伦星云中调查了超过350颗场OB星的空间完整样本，并将作为大质量恒星群中失控星、双星和恒星IMF的关键探测器。在这里，我们专注于领域IMF，它提供了一个经验的恒星形成过程的探针，是一个恒星星族的基本属性。再加上OGLE巡天的测光，RIOTS 4将为SMC场的大质量恒星群体产生一个确定的恒星IMF。我们目前的初步结果表明，该领域的IMF是陡峭得多，伽玛= 2.9，比典型的恒星IMF的伽玛= 1.35。尽管斜率很陡，但我们没有看到恒星质量上限的证据，直到我们最大质量的65个太阳质量的恒星。
2011-09-29 astro-ph.GA
The stellar IMF from Isothermal MHD Turbulence
我们解决的湍流碎片的情况下，恒星初始质量函数（IMF）的起源，使用一个大的随机驱动的超音速MHD湍流的数值模拟。湍流碎裂模型成功地预测了所观察到的恒星IMF的主要特点，假设一个等温状态方程没有任何恒星反馈。作为模型的测试，我们专注于磁化等温气体的情况下，忽略恒星的反馈，同时追求在空间和时间尺度覆盖从褐矮星到大质量恒星的恒星质量的全光谱的大动态范围。我们的模拟代表了一个典型的银河系分子云内的通用4 pc区域，质量为3000 Msun，均方根速度为等温声速的10倍，平均阿尔文速度的5倍，与观测结果一致。我们实现了50 AU的最大分辨率和4.0万年的恒星形成的最大持续时间，形成多达1000个下沉粒子，其质量分布密切匹配所观察到的恒星IMF。一个大的中型模拟集被用来测试的汇粒子算法，而更大的模拟被用来测试的数值收敛的IMF和依赖的IMF营业额的湍流破碎模型预测的物理参数。我们发现一个明显的趋势，数值收敛和强有力的支持模型的预测，包括初始时间演变的国际货币基金组织。我们的结论是，等温MHD湍流的物理足以解释IMF的起源。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of magnetic fields on the IMF in star-forming clouds near a supermassive black hole
星系中心的恒星形成被认为产生了大质量的恒星，其质量分布可能是头重脚轻的。磁场很可能在形成恒星的分子云内部的恒星质量分布中起着至关重要的作用。在这种情况下，我们探索了磁场对10^7太阳质量黑洞附近（< 10 pc）初始质量函数（IMF）的影响，其中典型的磁场强度为38 microG，如RCW 38，磁场强度为135 microG，类似于NGC 2024和红外暗云G28.34+0.06。利用这些条件，我们进行了一系列的数值模拟与流体动力学代码FLASH阐明的影响，磁场的IMF和恒星形成效率（SFE）出现从800太阳质量的云。我们发现，随着磁场强度的增加，引力不稳定分子云的坍缩速度减慢，恒星沿着磁力线形成。在模拟过程中形成的恒星总数随着磁场的增加而增加了1.5-2倍。IMF的主要成分具有对数正态的形状，其峰值在磁场的存在下移动到亚太阳（< 0.3 M_sun）的质量，由于从气体库的吸积率的降低。此外，我们看到一个头重脚轻，几乎平坦的IMF超过2个太阳质量，从磁压支持的区域，直到达到高质量。我们还考虑了中心黑洞处于活动状态时X射线辐射的影响。X射线反馈抑制了亚太阳质量的形成，并进一步减少了SFE。因此，第二个贡献不再可见。我们的结论是，磁场可能会改变SFE和IMF的活动和非活动星系，并需要考虑在这样的计算。
2012-08-02 astro-ph.GA
Luminosity functions and IMF variations from large samples of HII regions and molecular clouds
Univ. Bordeaux（波尔多大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
通过分析本地星系中大规模的HII区域和分子云样本，研究CO和Hα光度函数及大质量恒星形成机制，发现CO光度函数比Hα光度函数更陡峭，且在外盘区域更陡峭，表明大质量分子云分布与恒星形成有关。
2026-03-19 astro-ph.GA
The stellar IMF at very low metallicities
第一个星族的形成理论（Pop III）预测了一个由高质量恒星主导的初始质量函数（IMF），与现今的IMF相反，它倾向于产生大多数质量小于1 M_Sol的恒星。关于特征恒星质量转变的主要理论预测，其原因是金属丰度增加所提供的额外冷却。特别是在很高的密度下，尘埃可以超过H_2成为主要的冷却剂。这项工作的目的是确定粉尘冷却对极低金属含量气体破碎的影响。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟与下沉粒子，以取代收缩的原恒星，并分析恒星形成云的崩溃和进一步分裂。我们通过求解完整的热能方程来跟踪气体的热力学响应，并且还跟踪尘埃温度和气体化学演化的行为。我们模拟了四个具有不同金属丰度（10^{-4}，10^{-5}，10^{-6} Z_Sol和0）的云，并确定了每个云在其经历引力破碎时的性质。我们发现在所有四种情况下的碎片的证据，因此得出结论，没有临界金属丰度低于碎片是不可能的。然而，在Z = 10^{-5} Z_Sol时，云的行为发生了明显的变化，这是由于在这个金属丰度下，碎裂比吸积需要更长的时间，导致在较低金属丰度下的质量函数平坦。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function
我们回顾了目前的恒星初始质量函数（IMF）的起源理论，特别关注IMF在不同环境下的普遍性。为了将这个问题放在一个观测的背景下，我们总结了用于确定不同恒星星族的IMF的技术，影响结果的不确定性，以及在极端情况下系统偏离普遍性的证据。接下来，我们考虑理论的形成星前核心的湍流破碎和各种热，流体动力学和磁流体动力学不稳定性的可能影响。我们解决星前核心转换成恒星和评估不同的过程中发挥的作用：竞争性吸积，动态碎片，喷射和饥饿，灯丝碎片和非线性吸积流，磁盘的形成和碎片，临界尺度所施加的热力学，和磁制动。我们目前的特征形状的星前核心质量函数和国际货币基金组织的解释，并考虑什么意义可以附加到他们的明显的相似性。大量的计算进展发生在最近几年，我们回顾了数值模拟，已进行预测IMF直接和讨论的动力学，随时间变化的现象，和初始条件的影响。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Functions in Fractal Clouds: The Role of Cloud Structure in the Stellar Initial Mass Function
利用具有幂律功率谱的分形布朗运动（fBm）云，研究了恒星初始质量函数（IMF）主要来源于云结构的可能性。一个fBM云与现实的投影功率谱斜率$β=2.8$被发现有一个质量函数的团块超过一个阈值密度是一个幂律的斜率为$α=2.35$，在萨尔彼得IMF相同。任何有层次结构的云都有一个斜率大致相同的团块质量函数。这一结果意味着，湍流星际云产生致密的子结构与观察到的前恒星的核心质量函数从一开始就内置。团块形成过程的细节并不重要。从团块到恒星的转化还需要第二步。将团簇质谱转换成具有相同幂律斜率的IMF并不需要团簇质量和恒星质量之间的一一对应。只要团簇有一个内部恒星IMF，来自亚碎裂、原恒星吸积、合并和其他过程，并且这个内部IMF的特征质量与团簇质量成比例，那么高于最小特征质量的IMF斜率将等于团簇质量斜率。对IMF模型的详细回顾说明了云结构作为广泛理论中的主要组成部分的重要性。提出了测试，以确定云结构和竞争性吸积在国际货币基金组织的相对重要性。
2010-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Initial Mass Function of Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
一些恒星形成的理论认为大质量恒星可能只在集群环境中形成，这将在低密度环境中造成大质量恒星的不足。在观测上，Massey（2002）发现在小麦哲伦云和大麦云云的场总体样本中存在这样一种缺陷，IMF斜率为Γ ~ 4。这些IMF测量值代表了与标准Salpeter IMF斜率r =1.35的一些最大已知偏差。在这里，我们进行了全面调查的质量函数超过20个太阳质量的整个领域人口的小麦哲伦云，从失控和孤立的O型星光谱调查的SMC（RIOTS 4）的数据的基础上。这是一个空间上完整的人口普查的整个领域OB星人口的SMC获得的IMACS多目标摄谱仪和MIKE中阶梯摄谱仪的麦哲伦望远镜。通过对演化后的现代质量函数的蒙特卡罗模拟，我们发现在20个太阳质量以上，IMF场的斜率为Γ=2.3+/-0.4。我们扩展我们的IMF测量较低的质量使用BV测光从OGLE II调查。我们使用统计方法从OGLE测光中生成每颗恒星质量的概率分布，并且我们再次发现对于7-20太阳质量的恒星质量，Γ=2.3+/-0.6。在我们的RIOTS 4样本中发现并去除了十个失控物，使场IMF斜率变陡至Γ=2.8+/-0.5。我们讨论了双星和恒星形成历史对我们的结果可能产生的影响，并得出结论，陡场大质量恒星IMF最有可能是一个真正的影响。
2012-12-10 astro-ph.GA
ALMA-IMF XX: Core fragmentation in the W51 high-mass star-forming region
本研究利用ALMA长基线与短基线观测，识别W51区域核碎裂，发现大质量核容纳更多前/原恒星天体，且热金斯质量不足以解释碎块质量，未碎裂核更大、更轻、更稀疏。
2025-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity and the Universality of the IMF
恒星的初始质量函数（IMF）和恒星形成速率是任何恒星形成理论都必须解释的基本性质之一。国际货币基金组织的一个有趣的特点是，它似乎在广泛的环境中具有显著的普遍性。特别是，似乎有一个小的变化，无论是IMF的特征质量或其高质量的尾巴之间的集群具有不同的金属丰度。以前试图理解这种明显的金属丰度独立性的尝试没有考虑到来自大质量原恒星的辐射反馈，这可以主导恒星形成区域气体的能量平衡。我们扩展了这项工作，表明分子气体的碎片应该只依赖于微弱的尘埃存在的量，即使当主要的热源是来自大质量原恒星的辐射。首先，我们报告了一系列的核心崩溃模拟使用ORION AMR代码，系统地改变尘埃不透明度，并明确表明，这对气体的温度或碎片的影响很小。然后，我们提供了一个分析的论点，为什么IMF的变化如此之小，在观察到的星团，即使金属丰度变化了100倍。
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of hierarchically forming star clusters
我们进行了系统的分析早期（< 0.5万年）的集群和恒星初始质量函数的湍流碎裂模拟的演变。这些大规模的模拟第一次提供了一个机会，IMF的变化和恒星属性和集群丰富度之间的相关性的统计分析。典型的演化场景涉及小n星团中的恒星形成，然后逐渐合并;第一批形成的恒星是大质量恒星的种子，并在质量获取方面取得领先地位。这些巨大的种子最终会进入星团的核心，而大部分质量较低的新星会在星团的外部形成。由此产生的集群，因此大规模隔离的年龄为0.5万年，虽然大规模隔离的签名是在合并过程中减弱。我们发现，由此产生的IMF有一个较小的指数（α =1.8-2.2）比Salpeter值（α =2.35）。子星团中的IMF在质量仅略大于最大质量恒星时被截断（这取决于星团的丰富度），并且排除了150 Msun的普遍质量上限。我们还发现，模拟显示的IGIMF效应的迹象，提出的Weideland和Kroupa，大质量恒星的频率被抑制在综合IMF相比，IMF在个别集群。我们确定集群通过使用最小生成树算法，可以很容易地比较观测调查数据和湍流破碎模型的预测。特别是，我们提出了定量预测的性质，如集群形态，质量分离的程度，上斜坡的IMF和集群丰富度和最大恒星质量之间的关系。[删节]
2010-02-23 astro-ph.GA
The effect of dust cooling on low-metallicity star-forming clouds
第一个星族的形成理论（Pop III）预测IMF主要由高质量恒星组成，与现今的IMF形成对比，它倾向于产生质量小于1 M_Solar的恒星。特征恒星质量转变的主要理论预测，原因是金属丰度增加提供的额外冷却，特别是尘埃在高密度下提供的冷却。这项工作的目的是测试粉尘冷却是否会导致碎片化，并负责这种转变。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟。我们通过求解全热能方程来跟踪气体的热力学演化，同时也跟踪了尘埃温度的演化和气体的化学演化。我们模拟云与不同的金属丰度，并确定云的属性，在这一点上，它经历了重力破碎。当我们用一个简单的非气态物体（一个下沉粒子）替换非常致密、引力束缚和坍缩的区域时，我们将进一步坍缩到一个AU的尺度。我们的研究结果表明，对于金属丰度为10^{-5}Z_Solar，尘埃冷却产生低质量的碎片，因此有可能形成低质量的恒星。我们的结论是，尘埃冷却影响低金属丰度气体云的碎片，并在塑造恒星IMF中发挥重要作用，即使在这些非常低的金属丰度。我们发现，随着金属丰度的降低，特征碎片质量增加，但没有发现在我们目前的研究中检查的金属岩的范围内的IMF的行为的突然转变的证据。
2011-02-08 astro-ph.GA
Molecular Cloud Fragmentation and Core Collapse
我回顾了分子云气体转化为恒星和行星的一些步骤，重点是在这个演讲的早期阶段的分子云碎片，导致细长的细丝/丝带。磁场在所有阶段都起着至关重要的作用，特别是在早期碎裂以及在核心坍缩后期，它可能控制磁盘的形成。我还回顾了一些元素的流体动力学模拟磁盘的演变。
2015-10-17 astro-ph.GA
The influence of the cloud virial parameter on the initial mass function
本文通过高分辨率磁流体动力学模拟研究云维里参数对初始质量函数的影响，发现维里参数从约0.5降至0.1以下会使IMF峰值质量降低约2倍并提高恒星形成率，且该依赖呈非线性。
2025-01-06 astro-ph.GA
Radiation Feedback, Fragmentation, and the Environmental Dependence of the Initial Mass Function
恒星形成的星际云的碎裂，以及由此产生的恒星初始质量函数（IMF），强烈地受到坍缩气体的温度结构的影响。由于来自嵌入恒星的辐射反馈可以随着坍缩的进行而改变这一点，因此反馈在确定IMF中起着重要作用。然而，辐射加热的影响和重要性很可能在很大程度上取决于坍缩云的表面密度，这决定了它们捕获辐射的有效性和在其中形成的恒星的吸积光度。在本文中，我们报告了一套自适应网格细化辐射流体动力学模拟使用的ORION代码中，我们隔离的柱密度对碎片的影响以下崩溃的云的不同列密度，同时保持质量，初始密度和速度结构，和初始维里比固定。我们发现，辐射并没有显着修改整体恒星形成率或效率，但它抑制越来越多的碎片云表面密度增加，从那些典型的低质量恒星形成地区，如金牛座，通过典型的表面密度的大规模恒星形成云在银河系中，只有在超级星团中发现的条件。在低表面密度的区域，坍缩过程中的碎裂导致小星团的形成，而不是单个的大质量恒星系统，大大减少了质量>~ 10 Msun的恒星星族的比例。我们的模拟对大质量恒星的形成和IMF的普遍性具有重要意义。
2010-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing Models for IMF Variation Across Cosmological Time in Milky Way-like Galaxies
关于恒星初始质量函数（IMF）的关键观测之一是它在银河系（MW）中的近似普适性，这为约束预测IMF的不同恒星形成模型提供了一种强有力的方法。然而，这些模型几乎普遍是“云尺度”或更小-它们作为输入或模拟单分子云（GMC），团块或核心，并预测作为云属性的函数的结果IMF。如果没有一个模型来描述在MW中不同位置形成恒星的所有云的祖先属性（包括在高红移中形成的古老恒星星族，可能是富含气体的矮祖先星系，看起来不像今天的银河系），这些预测就不能被充分探索，也不能安全地应用于不同星系在不同宇宙学时间的IMF的“现场”宇宙学计算。因此，我们结合了一套高分辨率的宇宙学模拟（从反馈在现实环境中的项目），形成MW类星系与合理的恒星形成属性，并明确解决大规模的GMC，与各种建议的云尺度IMF模型。我们将模型独立地应用于模拟中形成的每个恒星粒子，以合成当今星系中预测的IMF。我们探索模型，IMF取决于牛仔裤质量，声波或湍流邦纳-埃伯特质量，碎片与多方状态方程，或在那里它是自我调节的原恒星反馈。我们发现，所有这些模型，除了反馈调节的，预测更多的变化（$\sim 0.6-1$指数$1\,σ$分散在IMF周转质量）在模拟中比观察到的MW。
2017-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct Evidence for Stellar Initial Mass Function Variation in the Milky Way
University of Missouri（密苏里大学）；University of Rochester（罗切斯特大学）
通过Gaia观测数据，研究发现银河系中恒星初始质量函数并非普遍，而是随不同恒星群体变化，反映了分子云平均条件的宇宙演化。
2026-03-24 astro-ph.GA
The formation of brown dwarfs in discs: Physics, numerics, and observations
很大一部分褐矮星和低质量恒星可能是由类太阳恒星周围相对大质量（几个0.1 Msun）、延伸（几百个AU）的圆盘引力碎裂而形成的。我们提出了一个合奏的辐射流体动力学模拟，检查光盘碎片的条件。我们证明了这个模型可以解释低质量IMF，棕矮星沙漠，低质量恒星和棕矮星的二元性质。观察正在经历碎裂的盘是可能的，但非常不可能，因为盘碎裂的过程是短暂的（盘在几千年内碎裂）。
2010-09-23 astro-ph.GA
Hierarchical fragmentation in the Perseus molecular cloud: From the cloud scale to protostellar objects
我们对英仙座分子云的层次结构进行了研究，从整个云的尺度（$\gtrsim$ 10 pc）到较小的团块（$\sim$ 1 pc）、核心（$\sim$ 0.05-0.1 pc）、包层（$\sim$ 300-3000 AU）和原恒星物体（$\sim$ 15 AU）。我们使用亚毫米阵列（SMA）大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化（MASSES）”的新观测来探测包络，以及最近文献中的单碟和干涉观测。这是第一次在同一个云复合体中分析五个尺度上的层次结构。我们将每个尺度下的碎片数量与Jeans质量数量进行比较，以计算Jeans效率，即观察到的碎片数量与预期碎片数量的比率。速度色散被假定为产生从纯粹的热运动，或从组合的热和非热运动推断从观察到的谱线宽度。对于每个尺度，热牛仔裤碎片预测更多的碎片比观察到的，对应于低效的热牛仔裤碎片。对于最小的尺度，热加非热金斯碎裂也预测太多的原恒星物体。然而，在每一个较大的尺度热加非热金斯碎裂预测少于一个片段，相应的没有破碎成信封，核心，和团块。在所有的尺度上，结果是不一致的完全金斯碎裂的基础上，无论是热或热加非热运动。它们更接近于与低效的热牛仔碎片一致，其中热牛仔效率从最大到最小尺度增加。
2017-12-13 astro-ph.GA
Implications of a Temperature Dependent IMF III: Mass Growth and Quiescence
恒星初始质量函数（IMF）被预测依赖于恒星形成分子云中气体的温度。引入一个额外的参数，$T_{IMF}$，光度模板拟合，表明大多数星系服从一个顶重比银河系IMF。这些修订后的质量函数，静止和关闭的影响进行了讨论。在所有的红移中，质量最高的星系首先变得静止，而关闭质量则向现在减少。跨星系的同步关闭质量表明静止是由普遍机制驱动的，而不是随机或环境过程。
2022-06-03 astro-ph.GA
From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt survey
我们总结了古尔德带调查的第一批结果，在赫歇尔的“科学演示阶段”期间向天鹰座裂谷和北极星耀斑地区获得。我们的70-500微米的图像在并行模式下拍摄的SPIRE和PACS相机揭示了丰富的纤维结构，以及许多密集的核心嵌入在灯丝。在天鹰座区域可以识别出约350 ~ 500颗星前核和约45-60颗0级原恒星，而在北极星区域则可以观察到~未束缚的无星核和无原恒星。天鹰座星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）有很强的相似性，这已经证实了CMF和IMF之间的密切联系，其统计数据比以前的研究要好得多。比较和对比我们在天鹰座和北极星的赫歇尔结果，我们提出了一个观察驱动的核心形成的情况下，根据该复杂的网络的长，细丝形成的分子云内，然后dennial丝碎片成一些星前核心通过引力不稳定性。
2010-05-25 astro-ph.GA
The effects of metallicity and cooling physics on fragmentation: implications on direct-collapse black hole formation
原始气体云的直接坍缩是超大质量黑洞种子形成的一个有希望的通道。我们进行了一套三维流体动力学模拟的孤立的湍流气体云，调查有利于形成大规模的黑洞种子通过直接崩溃的条件，探测云金属丰度，气体温度地板和冷却物理云碎片的影响。我们发现金属丰度没有阈值，这产生了一个急剧下降的碎片。当分子冷却不存在时，金属性对碎裂的影响很小。当存在分子冷却时，碎片化最多被$\sim 25\%$抑制，在金属丰度低于$2\%$太阳能时看到最大的抑制。气体温度下限$\sim 10^{4}$ K在任何参数选择中产生最大的碎裂下降，使碎裂减少$\sim 60\%$。在金属丰度低于$2\%$太阳能或在温度$\sim 10^{3}$ K，我们看到减少碎片$\sim 20-25 \%$。对于金属丰度$2\%$太阳能以上，温度低于$10^3$ K的云，温度底，金属丰度和冷却物理的详细选择对碎片的影响很小。
2018-03-17 astro-ph.GA
The Stellar Initial Mass Function down to 0.16M$_{\odot}$ Towards the Small Magellanic Cloud
Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Eureka Scientific Inc.（尤里卡科学公司）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；ASI-Space Science Data Center（意大利空间局空间数据中心）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过研究小麦哲云中的恒星，确定了从0.16M☉的初始质量函数，探讨了不同函数形式的拟合结果，并讨论了分析假设的影响。
2026-03-16 astro-ph.GA
The IMF as a function of supersonic turbulence
最近的研究似乎表明，早期型星系中的恒星初始质量函数（IMF）可能不同于经典的Kroupa或Chabrier IMF，即在低质量恒星中包含更大比例的总质量。从理论的角度来看，超音速湍流一直是许多分析理论中感兴趣的主题，这些理论提出了与恒星形成区域的核心质量函数（CMF）的特征质量以及因此与恒星IMF的强相关性。执行两套不同的质量分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们的目的是测试的影响，在一个致密的，恒星形成的分子云的湍流性质的变化，在不同的密度制度的系统质量函数的形状。虽然分析理论预测的CMF的峰值向低质量的云的速度分散增加的位移，我们观察到在低密度制度的相反的趋势，高马赫数引起的头重脚轻的质量分布。对于高密度制度，我们没有发现任何相关的马赫数与所产生的IMF的特征质量的趋势，这意味着原恒星吸积盘和碎片的小尺度上的动态不强烈影响湍流驱动的云的规模。此外，我们认为，在恒星通过引力坍缩在其内部形成之前，致密核心的很大一部分被湍流破坏。虽然这个特殊的研究有其数值分辨率的局限性，我们认为，我们的结果，以及从其他研究中，对国际货币基金组织的湍流碎片化模型，简单地映射CMF国际货币基金组织的怀疑。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytical theory for the initial mass function: II. Properties of the flow
最近，Hennebelle和Chabrier（2008）导出了一个分析理论，用于分析与分子云中的高密度相关的非自引力团块的质谱，以及由云的湍流坍缩产生的星前核的初始质量函数。在这篇姊妹篇论文中，我们研究了流动的非等温性、湍流强迫和速度弥散的局部波动对质量函数的影响。特别是，我们调查的多方状态方程和有效绝热指数$γ$的影响，并发现它有一个激烈的影响的低质量部分的IMF。我们还考虑了正压状态方程（即分段多变的EOS），模拟分子气体的热行为，并比较我们的理论预测与数值模拟的结果和观测导出的IMF，云参数满足拉森的类型关系。我们发现，云的密度是，在所有尺度上，几乎一个数量级大于推断的CO团块在银河系中的密度，一个很好的协议之间获得的理论和观察到的IMF，这表明恒星形成优先发生在高密度的环境。我们推导出一个解析表达式的国际货币基金组织，概括了以前获得的等温情况下的表达式。这个易于实现的分析IMF应该作为一个模板，比较观测或数值结果与理论。
2009-07-16 astro-ph.GA
Stellar and substellar initial mass function: a model that implements gravoturbulent fragmentation and accretion
在这项工作中，我们推导出恒星的初始质量函数（IMF）的致密核心的质量分布的叠加，产生通过gravoturbulent破碎的不稳定团块的分子云（MC）和增长通过竞争吸积。MCs是由星际介质中的湍流级联形成的，尺度L从100到~0.1 pc。它们的内部湍流基本上是超音速的，并产生密度为n的对数正态分布的团块。我们的模型是基于一个幂律关系的假设团块质量和团块密度：n~m^x，其中x是一个无标度参数。引力不稳定的团块被假定为经历等温碎裂，并产生对数正态质量分布的原恒星核心，以团块的金斯质量为中心。然后假设单个核心的质量通过竞争性吸积进一步增长，直到团块内其余的气体被耗尽。当x=0.25时，观测到的IMF可以最好地再现，其特征恒星形成时间尺度为~ 500万年，恒星形成效率较低，为~ 10%。
2010-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Primordial Filamentary Clouds under Far-Ultraviolet Radiation
本文研究了均匀对流云在各向同性远紫外外辐射作用下的坍缩和破碎。特别地，研究了氢分子在坍缩过程中的光解离的影响。通过求解维里方程和能量方程，考虑非平衡化学反应，计算了坍缩对流云的动力学和热力学演化。结果表明，当初始密度较高时（$n_0 > 10^2 \mathrm{cm^{-3}}$），外辐射对热演化影响不大。另一方面，如果对流云的线质量适中，初始密度较低（$n_0 \le 10^2 \mathrm{cm^{-3}}$），由于外部电离辐射的影响，对流云的热演化倾向于绝热。在这种情况下，对流云的坍缩被抑制，并且对流云在坍缩的早期阶段碎裂成非常大质量的云（$\sim 10^{4-5} M_\odot$）。讨论了对流云碎裂成大质量云的解析判据。我们还用一个改进的模式研究了对流云的坍缩和碎裂。该模型可以部分地捕捉失控崩溃的影响。在这个模式中，由于外辐射的作用，低初始密度的对流云（$n_0 \le 10^2 \mathrm{cm^{-3}}$）碎裂成大质量云（$\sim 10^4 M_\odot$）。
2012-03-29 astro-ph.GA
The physics of multiphase gas flows: fragmentation of a radiatively cooling gas cloud in a hot wind
银河风呈现出由热扩散相和冷密集相组成的多相结构。在这里，我们提出了高分辨率的理想化模拟的热超音速风与冷云的相互作用与移动网格代码arepo在设置有和没有辐射冷却。我们证明，冷却导致云的大小大于冷却长度的片段在二维和三维模拟（2D和3D）。我们确认了McCourt等人2018年的早期2D模拟，并强调了暴露在热风中的3D云的破碎过程的差异。碎裂过程是量化的朋友的朋友分析破碎的云和密度功率谱。结果表明，当云的初始半径大于冷却长度时，辐射冷却使功率谱指数逐渐增大，并随着时间的增加而增大，直至云完全溶解在热风中。需要大约1 pc的分辨率来揭示100 pc流出云的冷却诱导碎片的影响。因此，国家的最先进的宇宙学变焦模拟环星系介质（CGM）的数量级从解决这个分裂过程的不足。然而，这种物理学是必要的，可靠地模拟观测到的列密度和覆盖部分的莱曼- $α$晕，高速云，和宽线区域的活动星系核。
2018-11-07 astro-ph.GA
Gravitational fragmentation caught in the act: the filamentary Musca molecular cloud
丝状结构在分子云中很常见。解释它们如何分裂成致密的核心是理解它们在恒星形成中的作用所缺少的一步。我们进行了一个案例研究，低质量的细丝是否接近流体静力学之前，他们的碎片，以及他们的碎片是否同意重力碎片模型。为此，我们研究了6.5 pc长的苍蝇分子云，这是一个理想的候选人在早期阶段的碎片的灯丝。我们采用尘埃消光映射结合近红外数据从NEWFIRM仪器，和870微米尘埃连续排放数据从LABOCA仪器，估计列密度。我们使用这些数据来识别来自云的碎片，并确定其附属部分的径向密度分布。我们比较了云的形态与13 CO和C18 O线发射观测的APEX/SHeFI仪器。Musca云的两端明显是碎片状的，但在其中心区域有一个非常清晰的1.6 pc长的细丝。灯丝的线质量为21-31 Ms pc^-1，半高宽为0.07 pc。它的径向轮廓可以与具有2.6 \pm 11%的幂指数的Plummer轮廓拟合，比无限流体静力学长丝更平坦。该轮廓也可以装配有由外部压力截断的静压缸。这些模型表明中心密度为5-10 x 10^4 cm^-3。云中的碎片平均分离为0.4 pc，与引力碎裂一致。这些特性，再加上云的亚音速和速度一致性，表明一种最初的流体静力云目前正在重力破碎的情况。碎片化开始于百万年前，从云的末端开始，留下了它的中心，但相对来说没有碎片化，可能是因为引力集中在有限的几何形状中。
2015-07-14 astro-ph.GA
Do fragmentation and accretion affect the stellar Initial Mass Function?
虽然恒星的初始质量函数（IMF）在银河系中似乎接近普遍，但强烈怀疑在原始宇宙中是不同的，那里的分子氢冷却效率较低，气体温度可以高出30倍。在这些极端情况之间，气体温度会因环境、金属丰度和辐射背景而变化。在本文中，我们探讨了气体温度的变化是否会影响恒星的IMF考虑碎裂和吸积。碎裂行为主要取决于在状态方程中的转折点处的Jeans质量，在该转折点处，由于尘埃不透明度，发生从近似等温到绝热的过渡。在物态方程中，在这个跃迁处的金斯质量总是非常相似，与初始温度无关，因此碎片的初始质量非常相似。另一方面，吸积强烈依赖于温度。我们认为，后者成为恒星形成效率高于5 - 7%的主导过程，增加了恒星的平均质量。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Necessity of Feedback Physics in Setting the Peak of the Initial Mass Function
一个流行的恒星形成理论是引力湍流碎裂，其中自引力结构是由引力驱动的密度波动产生的。简单的等温碎裂理论成功地再现了核心质量函数（CMF），它与恒星的初始质量函数（IMF）具有非常相似的形状。然而，等温湍流破碎的数值模拟迄今尚未成功地确定一个碎片质量尺度，是独立的模拟分辨率。此外，磁化、自引力、等温湍流的流体方程是无标度的，并且不预测任何特征质量。在本文中，我们表明，虽然一个等温的自引力流产生CMF的初始条件所施加的质量尺度，这种规模的变化作为父云的演变。此外，形成的核心经历了进一步的分裂，并在足够的时间后忘记了它们的初始条件，产生了一个无标度的纯幂律分布$\mathrm{d} N/\mathrm{d} M\propto M^{-2}$的恒星IMF。我们表明，这个问题可以通过引入额外的物理，提供了一个终止规模的级联得到缓解。我们的候选人这样的物理是一个简单的模型恒星辐射反馈。辐射加热，由吸积到形成的恒星，逮捕的碎片级联，并施加一个特征的质量尺度，几乎是独立的时间演化或初始条件的恒星形成的云，并同意与观察到的IMF的峰值。与此相反，模型，介绍了一个僵硬的状态方程的密度云，但不明确包括反馈的影响不产生不变的IMF。
2016-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
How chemistry influences cloud structure, star formation, and the IMF
在恒星形成云的早期阶段，稳定的分子物质，如CO，是气相中重要的冷却剂。这些分子在尘埃表面的耗尽会影响分子云的热平衡，从而影响它们的整个演化。首次研究了晶粒表面化学（GSC）对恒星形成的影响及其对初始质量函数（IMF）的影响。我们遵循一个收缩的半透明云，我们在其中详细处理气体颗粒的化学相互作用，包括冻结的过程。我们在三种不同的条件下进行三维流体动力学模拟，纯气相模型，冻结模型，和一个完整的化学模型。这些模式显示了云坍缩过程中不同的热演化过程。气体的状态方程（EOS）随着CO的冻结而变得更软，结果表明，在恒星形成开始时，云保留了其演化历史，使得三种模型之间形成的恒星数量相差（7%）。当我们考虑纯冻结时，虽然恒星质量分布导致不同的IMF，但随着GSC的完全处理，与纯气相模型的分歧是最小的。我们发现，冻结的影响是平衡的非热过程，化学和光解吸。我们还发现了0.12 pc（$\pm$ 0.03 pc）的平均细丝宽度，并推测这可能是由气尘热耦合引起的EOS变化的结果。我们的结论是，GSC起着很大的作用，分子云的化学成分和表面过程需要准确地解释观测，但是，GSC没有显着的影响，至于恒星的形成和IMF的关注。
2015-12-17 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
Collapse and fragmentation of molecular clouds under pressure
最近的分析和数值模型表明，活动星系核的外流和射流在宿主星系中产生的ISM压力比静止系统大几个数量级。这种压力的增加可以限制和压缩分子气体，从而加速恒星的形成。在本文中，我们模拟了增加环境ISM压力对球对称湍流分子云的影响。我们发现，大的外部压力限制云和驱动器的冲击波进入它，这与不稳定性后面的冲击波阵面，显着加速碎裂速率。因此，在云的生命周期中，压缩的云将其质量的更大部分转化为恒星，并产生最初更紧凑的星团。无论是云的旋转，也不对ISM剪切影响这一结果显着，除非剪切速度是高于声速的限制ISM。我们的结论是，外部压力是恒星形成过程中的一个重要因素，前提是它主导了云的内部压力。
2014-05-29 astro-ph.GA
The role of molecular filaments in the origin of the prestellar core mass function and stellar initial mass function
恒星初始质量函数（IMF）的起源是天体物理学中最有争议的问题之一。在这里，我们探讨了恒星形成分子云的准宇宙结构与IMF起源之间的可能联系。根据我们最近对Herschel Gould带调查观测（Arzoumanian等人）的细丝性质的综合研究，本文首次给出了分子云中细丝质量函数（FMF）和细丝线质量函数（FLMF）的较好估计。我们使用所观察到的FLMF提出一个简单的玩具模型的星前核心质量函数（CMF）的起源，依赖于热超临界，但维里化丝的引力碎片。我们发现，FMF和FLMF具有非常相似的形状，都是一致的Salpeter样的幂律函数（d $N$ /dlog $M_{\rm line} \propto M_{\rm line}^{-1.5\pm0.1}$）的制度的热超临界丝（$M_{\rm line} > 16\, M_\odot$ /pc）。这是一个值得注意的结果，因为相比之下，分子云和团簇的质量分布比萨尔彼得幂律IMF明显更浅，具有d $N$ /dlog $M_{\rm cl} \propto M_{\rm cl}^{-0.7}$。由于绝大多数的星前核似乎形成在热跨临界或超临界细丝，我们建议，星前CMF和扩展恒星IMF至少部分继承了FLMF通过重力碎片的个别细丝。
2019-07-31 astro-ph.GA
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
What Physics Determines the Peak of the IMF? Insights from the Structure of Cores in Radiation-Magnetohydrodynamic Simulations
当恒星形成云坍缩时，其中的气体会碎裂成越来越小的质量。人们可能会天真地认为，这个过程会持续到最小的质量，在动力学时间尺度上，它能够辐射掉它的结合能，碎裂的不透明度极限，在$\sim 0.01$ $M_\odot$。然而，所观察到的初始质量函数（IMF）的峰值位于质量高出$20-30$的因子处，这表明在达到不透明度极限之前，某些其他机制阻止了碎裂。在本文中，我们分析了辐射磁流体动力学模拟的恒星团簇形成在典型的银河系环境中，以确定是什么物理过程限制在他们的碎片。我们研究了模拟中形成的恒星附近的区域，以确定被热压力和磁压力阻止碎裂的质量。我们表明，在小尺度上，恒星辐射加热增强的热压力是限制气体进一步碎片化能力的主要机制。在褐矮星质量状态下，$\sim 0.01$ $M_\odot$，在模拟中形成的典型物体被气体包围，其质量是其自身质量的几倍，无法逃逸或碎片，而是可能吸积。这种机制解释了为什么$\sim 0.01$ $M_\odot$对象很少：除非外部代理介入（例如，激波会剥离它们周围的气体），它们会通过吸积周围的热气体而生长。相比之下，当恒星成长到质量为$\sim 0.2$ $M_\odot$的时候，加热气体的质量只有中心恒星质量的百分之几十，太小了，不会大幅度改变其最终质量。这自然解释了IMF峰值位于$\sim 0.2$ $M_\odot$的原因。
2016-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Filamentary Cloud Permeated by Perpendicular Magnetic Field
研究了垂直磁场作用下等温超导云的线性稳定性。我们的模型云被假定为支持的气体压力对自引力在未扰动状态。为简单起见，假设密度分布围绕轴对称。同样为了简单起见，假设初始磁场是均匀的，并且不考虑湍流。摄动方程被配制成一个特征值问题。得到了晶体生长速率随轴向碎裂波数和磁场强度的变化关系。增长率主要取决于外部边界。如果位移在离云轴很远的区域（固定边界）消失，云的碎裂被中等的磁场抑制，这意味着等离子体β在云轴上低于1.67。如果在离云很远的区域内，沿着磁场的位移是恒定的，那么即使在磁场无限强的情况下，云也是不稳定的。云在垂直于磁场的平面内由于环流而变形。不稳定的模式是不太可能引起动力学崩溃，因为它是激发，即使整个云是磁亚临界。对于这两种边界条件，磁场都会增加最不稳定模式的波长。我们发现，特别是在低密度区，磁力抑制压缩垂直于磁场。
2017-09-15 astro-ph.GA
The IMF and multiplicity of stars from gravity, turbulence, magnetic fields, radiation and outflow feedback
我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟团簇形成包括重力，湍流，磁场，恒星辐射加热和外流反馈。我们观察到，包含原恒星流出（1）降低恒星形成率的一个因素$\sim2$，（2）增加碎片，（3）移动初始质量函数（IMF），以较低的质量的一个因素$2.0\pm0.2$，没有显着影响IMF的整体形状。从我们的模拟中获得的下沉粒子（原恒星物体）质量分布的形式相当好地匹配观测IMF。我们还表明，基于双折射的理论模型的IMF同意我们的模拟IMF在高质量和低质量的制度，但不预测任何棕矮星，而我们的模拟产生了相当数量的亚恒星物体，这是由动力学相互作用（喷射）。我们发现，这些动力学相互作用也发挥了关键作用的二进制分离分布和恒星运动学一般。我们的恒星团簇形成的数值模型也再现了观察到的多重性的质量依赖。我们的多重性分数估计一般同意与观测估计不同的光谱类型。我们进一步计算了所有汇粒子的比角动量，发现$1.5 \times 10^{19}\, \mathrm{cm^2\, s^{-1}}$的平均值与观测数据一致。我们的下沉粒子的特定角动量位于典型的原恒星信封和双星的范围内。我们的结论是，IMF是由重力，湍流，磁场，辐射和外流反馈的组合控制。
2021-08-11 astro-ph.GA
Ultra-Deep Hubble Space Telescope Imaging of the Small Magellanic Cloud: The Initial Mass Function of Stars with M <~ 1 Msun
我们提出了一个新的测量恒星初始质量函数（IMF）的基础上超深，高分辨率测光的>5,000颗恒星的外围小麦哲伦云（SMC）星系。哈勃太空望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）的观测揭示了前景球状星团47 Tuc背后的这种丰富的共空间人口，我们的目标是121个HST轨道。SMC的恒星主序星在F606 W、F814 W色星等图（CMD）中测量到约30等，并使用自行将其与前景星团的人口清楚地分离。我们模拟SMC人口提取恒星质量（单一和未解决的双星）从特定的IMF，并将这些质量转换为光度在我们的带通。这些模拟恒星的相应光度直接来自400万颗人造恒星的丰富云，从而解释了真实的光度散射和数据的完整性。在M = 0.37 - 0.93 Msun的连续和良好填充的质量范围内（即，下至F606 W = 28.7时的~75%完整性极限），我们证明IMF可以用斜率α= -1.90（^{+0.15}_{-0.10}）（3 sigma误差）的单一幂律形式很好地表示（即，dN/dM \propto M^α）。这比萨尔彼得斜率α=-2.35要浅，后者与观测到的更高质量恒星光度函数一致。我们的研究结果表明，IMF不{ \it不}转向更浅的幂律形式在这个质量范围内。我们讨论了这一结果对恒星形成理论、星系推断质量以及IMF随金属丰度（缺乏）变化的影响。
2012-12-31 astro-ph.GA
Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. X. Magnetic Braking of Prolate and Oblate Cores
最初的扁长和扁圆，磁性分子云的崩溃和破碎计算在三维重力，辐射流体动力学代码。该代码包括磁场的影响，在一个近似的方式：磁压力，张力，制动，和双极扩散都建模。对于最初的扁长云和扁圆云，变化的参数是径向密度分布的中心集中的初始程度、初始角速度和磁制动的效率（由因子$f_{mb} = 10^{-4}$或$10^{-3}$表示）。扁圆形的核心都坍缩形成环，可能容易分裂成多个系统。扁长核坍缩的结果很大程度上取决于初始密度分布。中心密度比边界密度高20倍的长形核心坍缩并分裂成双星或四星系统，而中心密度比边界密度高100倍的核心坍缩形成嵌入棒中的单个原恒星。在后一组模型中，磁制动的加入能够抑制原恒星的碎裂，因为当计算没有磁制动的相同模型时（Boss 2002），这些核心碎裂成双星原恒星。这些模型证明了在原恒星坍缩和碎裂研究中纳入磁场的重要性，并表明即使纳入磁场，碎裂成二元和多个系统仍然是原恒星坍缩的可能结果。
2009-03-10 astro-ph.GA
Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
Effects of the environment and feedback physics on the initial mass function of stars in the STARFORGE simulations
恒星形成的一个关键谜团是恒星初始质量函数（IMF）的起源。IMF在银河系及其卫星中几乎是普遍存在的，只有在极端环境中才能推断出显著的变化，例如大质量椭圆星系的核心。在这项工作中，我们提出了模拟的STARFORGE项目，是第一个云规模的RMHD模拟，遵循个别恒星，包括所有相关的物理过程。模拟包括详细的气体热力学，以及恒星反馈的形式，原恒星喷流，恒星辐射，风和超新星。在这项工作中，我们专注于恒星辐射，风和超新星如何影响恒星形成云。辐射反馈在熄灭恒星形成和破坏星云中起着重要作用，然而IMF峰值主要由原恒星喷流物理学设定。我们发现恒星风的影响很小，超新星发生得太晚，影响IMF或淬火恒星形成。我们还研究了初始条件对IMF的影响。IMF是不敏感的初始湍流，云质量和云表面密度，即使这些参数显着形状的恒星形成历史的云，包括最终的恒星形成效率。特征恒星质量与金属丰度和星际辐射场的关系很弱。最后，虽然湍流驱动和磁化水平强烈影响恒星形成历史，但它们只影响IMF的高质量斜率。
2022-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Complete Initial Mass Function Down to the Sub-Solar Regime in the Large Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations
在对大麦云星云（LMC）中LH 95星协的光度学研究中，我们首次以主序前星群（PMS）为研究对象，构造了LMC中的亚太阳初始质量函数（IMF）。我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）在LMC中进行的最深测光。我们进行了蒙特卡罗技术，以减去LMC的一般领域的贡献，我们隔离的中心区域的协会的观察区域。我们研究了它的减场布居的质量函数。为此，我们引入了一套新的演化模型，来自Siess等人对PMS星演化的计算。我们使用这些模型与我们的观测LH 95的系统，这是可靠地构建到0.43 Msun，有史以来在合理的完整的麦哲伦云观测到的最低质量的IMF。因此，它的建设提供了一个突出的改善，我们的理解低质量恒星形成的大麦哲伦星云。LH 95的系统IMF在1 Msun处的斜率显示出一定的变化，在那里它变得更浅。总的来说，这个IMF的形状与银河系的平均IMF非常一致，直到太阳系下的区域。就这个系统IMF的斜率而言，它被发现比亚太阳系中相应的经典银河系IMF稍微浅一些，可能是由于未解决的双星性，而对于M>1M_sun的恒星，它变得稍微陡峭。我们没有发现显着差异的形状的整体IMF的LH 95从每个三个单独的子集群，这表明IMF的LH 95是不受局部变异。
2009-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the core mass function to the initial mass function
研究表明，自引力湍流分子云内的碎裂（“湍流碎裂”）可以自然地解释原恒星核心的观测特性，包括核心质量函数（CMF）。在这里，我们扩展了最近开发的湍流碎片的分析模型，以遵循自引力核心的时间依赖性分层碎片，直到它们达到有效的无限密度（并形成恒星）。我们表明，动荡的碎片鲁棒地预测IMF的两个关键特征。首先，一个高质量的幂律标度非常接近萨尔彼得斜率，这是湍流和自引力的无标度性质的一般结果。我们预测IMF斜率（-2.3）比CMF斜率（-2.1）略陡，这是由于大岩心的坍塌速度较慢且更容易破碎。第二，周转质量，这是由CMF周转质量（一对太阳质量，由银河系湍流的“声音尺度”决定，因此对星系性质的依赖很弱）和状态方程（EOS）的组合设置的。具有多变指数$γ<1.0$的“软”状态方程预测，IMF斜率在声速以下变得“浅”，但未能产生观察到的完全周转。在足够低的表面密度$Σ_{\rm gas} \sim 5000\,M_{\odot}\,{\rm pc^{-2}}$下变得“僵硬”的EOS，和/或其中每个塌陷核心能够加热并有效地加热周围气体的适度质量（$\sim 0.02\,M_{\odot}$）的EOS的模型，能够再现所观察到的周转。这些特征可能是更详细的化学和辐射反馈的结果。
2015-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
IMF slope derived from a pure probabilistic model
本研究基于纯概率模型推导得出恒星初始质量函数（IMF）斜率与球对称气体云半径-密度关系的定量关联，结果与观测及模拟相符，为理解IMF幂律形式的起源提供了新视角。
2025-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core mass function of a single giant molecular cloud complex with ~10^4 cores
初始质量函数（IMF）和恒星形成区的核心质量函数（CMFs）在形状上的相似性提示了IMF通过自相似的核心到恒星质量映射过程起源于CMF的想法。为了准确地确定CMF的形状，我们创建了一个样本的8,431个核心的天鹅座X巨型分子云复合体的尘埃连续体地图，并设计了一个程序来推导CMF考虑质量不确定性，分箱不确定性，样本不完整性，和统计误差。由此产生的CMF符合IMF的核心质量从几个$M_{\odot}$到最高质量的1300 $M_{\odot}$与幂律的${\rm d}N/{\rm d}M\propto M^{-2.30\pm0.04}$，但不存在一个明显的平坦的周转在低质量范围内的IMF。更详细的研究表明，CMF的斜率随着质量的增加而变陡。考虑到天鹅座X的大量高质量恒星形成活动，这与在高质量恒星形成团块中发现的现有头重脚轻的CMF形成鲜明对比。我们还发现，IMF和云结构的质量函数之间的相似性是不是唯一的核心尺度，但可以看到云结构的几个pc尺度。最后，我们对核心子集的SMA观察没有提供自相似映射的证据。后两个结果表明，IMF的形状可能不是直接继承自CMF。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core mass function in view of fractal and turbulent filaments and fibers
提出核质量函数由纤维碎裂驱动，构建分形与湍流树模型，发现汇聚流碎裂产生类似Kroupa IMF的CMF，并指出细丝是恒星形成基本构件，导致普遍CMF。
2025-01-29 astro-ph.GA
A stochastic and analytical model of hierarchical fragmentation: The fragmentation of gas structures into young stellar objects in the interstellar medium
本文提出引力—湍流框架下的随机解析层级碎裂模型，用 EOS 追踪多尺度气体碎裂，解释恒星多重性、特征尺度及前恒星天体吸积演化。
2024-08-05 astro-ph.GA
