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
Investigating fragmentation of gas structures in OB cluster-forming molecular clump G33.92+0.11 with 1000 AU resolution observations of ALMA
我们报告新的，$\sim$ 1000 AU的空间分辨率观测225 GHz的尘埃连续辐射对OB集群形成的分子团G33.92+0.11。在秒差距尺度上，这个分子团呈现出围绕两个中心质量（$\gtrsim$ 100 $M_{\odot}$）核心的几个臂状致密气体结构的形态。从新的，更高分辨率的观测，我们确定了28个本地化的，空间紧凑的尘埃连续发射源，这可能是年轻的恒星对象的候选人。其中只有一个没有嵌入已知的臂状（或细长）致密气体结构中。这些紧凑源的空间分离可以很好地解释了牛仔裤长度。我们发现，G33.92+0.11可以一致地描述一个边缘离心支持，Toomre不稳定的吸积流，这是大约在一个正面的投影。臂状的高密度是图姆雷不稳定性的自然结果，它可以在比全球团块收缩的时间尺度更短的时间尺度内碎裂形成年轻的恒星物体。在我们分辨的空间尺度上，还没有证据表明，碎片化是由湍流、磁场或恒星反馈停止的。
2018-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation, rotation and outflows in the high-mass star-forming region IRAS 23033+5951. A case study of the IRAM NOEMA large program CORE
大质量恒星（> 8 M $_\odot$）的形成过程没有得到很好的限制，特别是，团块碎裂产生多个系统的影响和质量吸积到核心的机制。我们研究了致密气体团的碎裂，并通过分析高质量（~ 500 M $_\odot$）恒星形成区IRAS 23033+5951的观测来追踪星周旋转和外流。利用三种配置的北方扩展毫米波天线阵（NOEMA）和IRAM 30-m单碟望远镜（220 GHz），我们以~0.45arcsec的角分辨率（相当于1900 au）探测了气体和尘埃的辐射。在毫米连续发射，我们确定了一个原星团至少有四个毫米源，其中三个显示出显着更高的峰值强度远高于信噪比为100。从大到小的空间尺度的层次破碎进行了讨论。两个碎片嵌入旋转结构中并驱动分子流出，通过$^{13}$ CO（2-1）发射来追踪。两个核心的速度分布与开普勒相似，但缺少靠近旋转中心的最高速度分量，这是此类观测的常见现象，其他旋转场景也不完全排除。位置-速度图显示原恒星质量约为6和19 M $_\sun$。从拟合CH $_3$ CN（$12_K-11_K$）光谱的旋转温度被用于估计气体温度，并通过该盘对重力碎裂的稳定性，利用Toomre的$Q$参数。[We]只确定一个候选盘是不稳定的对重力不稳定性所造成的轴对称扰动。同一母气团内不同演化阶段的气源占主导地位。核心的旋转和外流的外观与低质量恒星形成区的相似。
2019-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Transport-driven super-Jeans fragmentation in dynamical star-forming regions
本研究针对Jeans判据假设背景密度恒定的局限，探究非稳态恒星形成区的引力碎裂，发现吸积会提升碎裂特征质量，其驱动的超Jeans碎裂可通过提升碎块质量助力大质量恒星形成。
2024-01-29 astro-ph.GA
Super-Jeans fragmentation in massive star-forming regions revealed by triangulation analysis
针对大质量恒星形成中气体碎裂尺度之争，本文提出基于 Delaunay 三角剖分的核间距分析，推断碎裂前密度结构，发现高密度下存在超 Jeans 碎裂。
2025-05-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of a septuple stellar system in formation via disk fragmentation
本文报告在NGC 6334IN中发现通过盘碎裂形成的七重原恒星系统，提供了引力不稳定盘碎裂是极端高阶多重性形成可行机制的观测证据。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of magnetic fields in the fragmentation of the Taurus B213 filament into Sun-type star-forming cores
本研究结合多台望远镜的观测数据，探究磁场等因素对金牛座B213纤维碎裂的影响，发现有序磁场可能在该类太阳恒星形成核的碎裂过程中发挥重要作用，补充了热金斯碎裂理论之外的影响因素。
2023-04-08 astro-ph.GA
ATLASGAL -- Star forming efficiencies and the Galactic star formation rate
ATLASGAL调查已经确定了大约1000个嵌入式HII区域的特性，并发现了团块质量和辐射热光度之间的经验关系，涵盖了3-4个数量级。比较这个关系与模拟集群绘制从初始质量函数，并使用不同的恒星形成效率，我们发现，一个单一的值是无法拟合观测到的光度质量（$L/M$）的关系。我们已经使用蒙特卡罗模拟产生200，000集群使用$L/M$ -比率作为约束条件，研究如何恒星形成效率的变化作为一个函数的团块质量。这表明，恒星形成效率随着团块质量的增加而降低，质量为几百个太阳质量的团块的值为0.2，质量为几千个太阳质量的团块的值下降到0.08。我们发现我们的结果和恒星形成效率确定从附近的分子云嵌入对象的计数之间有很好的协议。利用恒星形成效率关系和$2\pm1$，Myr嵌入恒星形成的红外剩余时间，我们估计银河系恒星形成率约为$0.9\pm0.45$ Msun yr $^{-1}$，这与以前报道的值吻合得很好。这个模型的优点是提供了一个直接的方法来确定恒星的形成率，并避免了在转换红外光度恒星质量，影响以前的银河系和河外星系的研究所遇到的困难。
2022-09-07 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
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
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Initial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.25
为了研究红外暗云致密核的碎裂和引力坍缩，我们获得了红外暗云G28.53 - 0.25中4个大质量团簇的亚毫米波连续谱和谱线数据，以及NH3和H2O脉泽的多次反演跃迁数据。结合单碟和干涉仪NH3数据，我们得到了G28.53的转动温度。我们识别12个密集的核心在0.1 pc规模的基础上亚毫米连续，并获得他们的物理性质使用NH3和连续数据。通过比较的核心与核心质量的金斯质量，我们发现，湍流压力是重要的，在支持气体时，1 pc规模的团块碎片成0.1 pc规模的核心。所有核心的维里参数都小于1，假设径向密度分布为平方反比，这表明它们是引力束缚的，即使考虑到磁场，三个最有希望的恒星形成核心的维里参数也小于1。我们还将核心与恒星形成活动揭示的外流，脉泽，或红外源。与之前的研究不同的是，MM1有几个恒星形成核心，很可能是高质量星团的祖先。在恒星形成方面，MM5处于中间状态，而MM7/8处于静止状态，但它们也有引力束缚的致密核心，并有可能形成像MM1那样的恒星。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Fragmentation and Accretion in High-Mass Star-Forming Molecular Clouds
丝状结构在大质量恒星形成分子云中无处不在。它们与高质量恒星形成的关系仍有待了解。在这里，我们报告对8个连续的高质量恒星形成云的干涉观测。在这些云中总共发现了50个致密的核心，其中大多数都是高质量恒星形成的标志。其中五颗没有任何恒星形成的迹象，因此是星前核心的候选者。这些核心的演化阶段和它们的线宽，温度，NH $_3$丰度，维里参数被发现是相关的。在一个子样本的4形态定义良好的细丝，我们发现，它们的碎片不能单独解释的热或湍流压力的支持。我们还研究了沿暗条的气体温度和非热运动的分布，并发现了非热线宽和恒星形成活动之间的空间相关性。我们发现沿这些细丝的气体流动的证据，并推导出沿细丝的$\sim$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率。这些结果表明大质量暗条和大质量恒星形成之间存在着密切的关系，通过i）在非常早期的演化阶段的惯性碎裂形成致密的核心，ii）沿着暗条的吸积流对致密核心和原恒星的生长非常重要，iii）在恒星形成过程中通过反馈或吸积增强暗条中的非热运动。
2018-01-18 astro-ph.GA
3D shape of Orion A with Gaia DR2. An informed view on Star Formation Rates and Efficiencies
巨大的分子云猎户座A是距离地球最近的大质量恒星形成区域（$d\sim400$ pc）。它包含了北部丰富的猎户座星云团（ONC）和南部的低质量恒星形成区（L1641，L1647）。为了更好地了解恒星形成活动的差异，我们分析了整个云的气体质量分布和恒星形成率。我们发现气体大致均匀分布，而奇怪的是，ONC区域产生的恒星比云的其他部分多出约10倍。为了更好地解释这一现象，我们使用盖亚DR2望远镜来分析年轻恒星物体的距离，将它们用作云距离的代理。我们发现ONC区域确实位于400 pc左右，而低质量恒星形成部分从天空平面倾斜约70 $^\circ$，直到$\sim$ 470 pc。据此我们估计猎户座A是一个大约90 pc长的惯性云（大约是之前假设的两倍），它的“头”（ONC区域）是“弯曲的”，朝向银河系中平面。这一引人注目的新观点使我们能够在未来对这一重要的恒星形成区域进行更有力的分析。
2018-12-19 astro-ph.GA
What sets the massive star formation rates and efficiencies of giant molecular clouds?
银河系恒星形成的比例关系显示从千秒差距到次千秒差距尺度的散射增加。研究这种散射可能会为恒星形成过程在时间和空间上的演变提供重要线索。在这里，我们结合不同的分子气体示踪剂，不同的恒星形成的指标探测不同的人口的大质量恒星，和知识的演化状态，每个恒星形成区域推导出恒星形成的性质的$\sim$ 150恒星形成复合体的脸的大麦云云。我们发现，当星团出现时，大质量恒星形成的速度会加快，并促进后续几代大质量恒星的形成。此外，我们还发现单个巨星系的恒星形成效率随着云气质量（$M_\mathrm{cloud}$）的增加而下降。这种趋势在银河系恒星形成区持续存在，意味着较大的GMC分子气体耗尽时间更长。我们比较了每自由落体时间的恒星形成效率（$ε_\mathrm{ff}$）与各种广泛使用的分析恒星形成模型的预测。我们发现，虽然这些模型可以产生大的分散在$ε_\mathrm{ff}$类似的观察，模型预测的分散的起源是不一致的观察。此外，所有的模型都无法再现观测到的$ε_\mathrm{ff}$随大麦哲伦星系和银河系中$M_\mathrm{cloud}$的增加而下降的现象。我们的结论是，分析恒星形成模型理想化的全球湍流水平，云密度，并假设一个固定的SFR是不一致的观察从现代数据集跟踪大规模恒星形成的个人云尺度。相反，我们重申了本地恒星反馈在塑造GMC的属性和设置其大质量恒星形成率的重要性。
2017-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the Growth of Dust Grains in Low-Metallicity Star-Forming Clouds Affect the Formation of Metal-Poor Low-Mass Stars?
一颗金属丰度<4.5 × 10 ^{-5} Z_sun的低质量恒星的发现揭示了尘埃在极端贫金属恒星形成中的关键作用。在本文中，我们探讨的尘埃颗粒的增长，通过吸积的气体难熔元素在非常低的金属丰度的前星核的尘埃排放冷却引起的云碎裂的效果。利用一个简单的重力坍缩气体中的晶粒生长模型，我们证明了在金属丰度为-5 <~ [Fe，Si/H] <~-3的云中，当氢密度为~10^{10}-10 ^{14} cm^{-3}时，Fe和Si晶粒可以有效地生长。当晶粒生长超过临界金属数丰度时，若晶粒初始半径不大于1 μ m或粘附概率不大于0.01，则晶粒生长导致气云碎裂的临界金属数丰度约为A_{crit} ~ 10^{-9}-10 ^{-8}。我们发现，即使初始的尘埃与气体的质量比远低于尘埃引起的碎片所需的最小值，晶粒生长增加了尘埃质量足够高，导致气体碎片成亚太阳质量块。我们认为，只要满足临界金属丰度，晶粒长大对低至10^{-5} Z_sun的低质量恒星的形成起着重要作用.
2012-08-01 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
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
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- IV. Radio Recombination Lines and evolution of star formation efficiencies
我们报告检测到的射电复合线（RRL）H $_{40α}$对75个来源，从ACA观测的146个活跃的银河系恒星形成区的原子调查的数据。用H40 U谱线计算了电离气体质量和恒星形成率。电离气体的质量明显小于分子气体的质量，这表明电离气体在ATOMS样本的恒星形成团块中可以忽略不计。当SFR $\gtrsim 5 {\rm M_\odot My}r^{-1}$时，用RRL H $_{40α}$估算的恒星形成率（SFR $_{{\rm H}_{40α}}$）与用总辐射光度（L $_{\rm bol}$）计算的结果（SFR $_{\rm L_{bol}}$）吻合较好，表明毫米RRL能很好地采样初始质量函数（IMF）的上部，是SFR的良好示踪剂。我们还研究了L $_{\rm bol}$与CS J=2-1和HC $_3$ N J=11-10的分子线光度（L_（0 mol））之间的关系。CS J=2-1和HC 3 N J=11-10的Lbol-L0 mol相关性近似呈线性，这些跃迁在预测L $_{\rm bol}$方面与更常用的跃迁相似。L $_{\rm bol}$与L $_{\rm mol}$的比值或SFR与质量的比值（恒星形成效率; SFE）不随银河系中心距（R $_{\rm GC}$）而变化。具有H $_{40α}$发射（或H $_{\rm II}$区域）的源显示出比不具有H $_{40α}…
2021-09-30 astro-ph.GA
Fragmentation and kinematics in high-mass star formation: CORE-extension targeting two very young high-mass star-forming regions
内容：从母体气体云中形成高质量恒星形成区以及随后的碎裂过程是恒星形成研究的核心。目的：我们的目标是研究高质量恒星形成的非常早期的演化阶段的动力学和碎裂特性。研究方法：利用NOEMA和IRAM 30米望远镜，在1.3mm连续谱和高角分辨率（~ 0.8“）谱线上观测了两个年轻的高质量恒星形成区ISOSS 22478和ISOSS 23053。结果：我们解决了29个核心，主要是位于沿顺向结构。根据温度假设，这些核心的质量-尺寸关系近似为M~r^2.0，对应于恒定的平均柱密度。然而，在不同的温度假设下，不能排除在M~ r ^[3.0]范围内存在更陡的质量-尺寸关系，这更可能对应于恒定的平均体积密度。核心质量与其最近邻分离的相关性是一致的热金斯碎裂。在空间分辨率极限下，我们几乎没有发现任何岩心分离，这表明数据很好地解决了大规模的碎片化。虽然这两个区域的运动学乍一看非常不同--ISOSS 22478中沿暗条的多个速度分量与ISOSS 23053中超过50 km/s/pc的陡峭速度梯度--但这些发现可以在动力学云坍缩情景的框架内解释。结论：虽然我们的数据与动态云崩溃情景和随后的热金斯碎片一致，但其他环境属性的重要性，例如气体的磁化或外部冲击触发会聚气流，仍然没有受到很好的约束，需要进一步研究。
2021-04-06 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 contribution of binary star formation via core-fragmentation on protostellar multiplicity
本研究通过模拟巨分子云中的恒星形成，发现核心碎裂和动力学捕获可有效产生20-100AU的低质量近距离双星，无需盘碎裂，并能复制英仙座观测到的双峰分布。
2023-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Brown dwarfs forming in discs: where to look for them?
观测到的褐矮星中有很大一部分可能是由不稳定盘的引力破碎形成的。这个模型再现了棕矮星沙漠，并解释了行星质量天体的存在和低质量天体的双星性质。我们进行了辐射流体动力学模拟的合奏，并确定的统计性质的低质量的天体引力破碎光盘。我们认为，有一个人口的棕矮星松散地束缚在广泛的轨道（100-5000 AU）周围的类太阳恒星，棕矮星的同伴调查应目标。我们的模拟还表明，类太阳恒星的行星质量伴星不太可能通过圆盘碎片形成。
2009-11-18 astro-ph.GA
Do bulges stop stars forming?
在本文中，我们使用赫歇尔参考巡天作出的假设，即恒星的膨胀导致恒星形成效率的降低（或相反的增长，在气体耗尽的时间尺度）作为一个稳定的气体盘的结果的引力场的凸起的增长直接测试。我们发现，在没有突出的凸起的星系和相同形态类型的星系中，恒星形成效率和特定的恒星形成率之间存在很强的相关性，这表明除了凸起的增长之外，还必须有一些其他的过程来降低星系中的恒星形成效率。然而，我们也发现，具有更突出的凸起（哈勃类型E到Sab）的星系确实比具有更晚形态类型的星系具有更低的恒星形成效率，这至少与凸起的增长导致恒星形成效率降低的假设一致。因此，对标题中问题的回答是，是和不是：星系的膨胀可能会降低恒星形成的效率，但也必须有一些其他的过程在起作用。我们还发现，有一个显着的，但没有酒吧的星系的恒星形成效率的差异很小，在这个意义上说，酒吧的星系有略高的恒星形成效率。
2019-09-27 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 Rosetta Stone project. III. ALMA synthetic observations of fragmentation in high-mass star-forming clumps
本研究基于Rosetta Stone项目框架，通过对比SQUALO巡天ALMA观测与732个辐射磁流体动力学合成模拟，发现磁场对高质量团块碎裂数量影响最大，并证明合成观测对解释干涉观测的重要性。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
ATOMS: ALMA three-millimeter observations of massive star-forming regions -- XVIII. On the origin and evolution of dense gas fragments in molecular shells of compact HII regions
本文通过ALMA观测九个致密HII区分子壳，发现其中致密气体碎片具有更高面密度、质量和湍流，提出碎片主要来自扫集预先存在的碎片而非壳层自身碎裂，为理解电离反馈环境中的恒星形成提供了新依据。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming early-type galaxies without AGN feedback: a combination of merger-driven outflows and inefficient star formation
调节星系内部可用的气体质量是通过流入和流出之间的微妙平衡进行的，但也通过恒星形成引起的内部气体耗尽进行的。与此同时，恒星反馈是驱动强烈外流的内部引擎。由于恒星形成和恒星反馈都是小尺度现象，我们需要一个现实的和预测的亚网格模型。我们描述了RAMSES程序中基于气体湍流的超新星动量反馈和恒星形成的实现。对于恒星的形成，我们采用所谓的多自由落体模型。由此产生的恒星形成效率可以显著小于或大于传统选择的$1\%$值。我们应用这些新的数值模型的原型宇宙学模拟的一个大规模的晕，其特点是一个主要的合并，导致早期型星系的形成，而不使用AGN反馈。我们发现，反馈模型提供了一阶机制调节恒星和重子的内容在我们的模拟星系。在高红移时，合并事件将气体推到大密度和大湍流速度色散，使得效率接近$10\%$，导致大SFR。我们发现小分子气体耗尽的时间在星爆，在完美的协议与观测。此外，在后期，星系变得静止，效率明显小于$1\%$，导致小的SFR和长的分子气体耗尽时间。
2021-02-16 astro-ph.GA
Chemical Tracers of Pre-Brown Dwarf Cores Formed Through Turbulent Fragmentation
本文用一个含气粒时间的化学程序UCLCHEM研究了用化学示踪剂区分褐矮星形成机制的可能性。在这项工作中，我们通过湍流碎片的形成一个前褐矮星核心模型，通过与等温冲击和随后的自由落体崩溃，一旦产生绑定的核心密度的阶跃变化的分子云的深度依赖性化学。在恒星形成的核心中通常观察到的分子丰度分数的趋势，然后探索找到一个诊断识别通过湍流形成的褐矮星质量核心。我们发现，我们的模型产生的核心将是明亮的CO和NH $_3$，而不是在HCO $^+$。这将它们与纯粹使用自由落体坍缩的模型区分开来，因为这些模型产生的核心将具有来自所有三个分子的可检测跃迁。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Regulating Star Formation in Nearby Dusty Galaxies: Low Photoelectric Efficiencies in the Most Compact Systems
星系中恒星的形成受星际介质加热和冷却的调节。特别是，分子气体转化成恒星的过程将强烈依赖于最近恒星形成地点周围中性气体中气体加热与气体冷却的比例。在这项工作中，我们结合中红外（中红外）观测的多环芳烃（PAHs），占主导地位的加热机制的气体在星际介质（ISM），与[C II]，[O I]，和[Si II]的精细结构的排放，最强的冷却通道，在致密的中性气体。IR冷却线发射与PAH发射的比率测量光电效率，这是ISM的一个属性，它决定了紫外光子携带的能量有多少转移到气体中。我们发现，在大天文台全天LIRG巡天（GOALS）中，具有高红外表面密度的恒星形成，红外发光星系的光电效率较低。这些系统也有，平均而言，较高的辐射场强比气体密度，和较大的平均尘埃粒度分布。这些数据支持这样一种假设，即最紧凑的星系在单位面积上有更多的年轻恒星形成区域，这些区域的气体加热效率较低。这些条件在高z时可能更常见，并且可能有助于解释宇宙中午更高的恒星形成率。我们预测如何使用JWST进行调查。
2021-01-06 astro-ph.GA
VALES: IV. Exploring the transition of star formation efficiencies between normal and starburst galaxies using APEX/SEPIA Band-5 and ALMA at low redshift
在这项工作中，我们提出了新的APEX/SEPIA带5观测目标的CO（$J=2\text{-}1$）发射线的24个赫歇尔探测星系在$z=0.1-0.2$。结合我们最近的瓦尔帕莱索ALMA谱线发射巡天（VALES），我们研究了低红移星系的恒星形成效率（SFE = SFR/ $M_{\rm H_{2}}$）。我们发现我们的样本的SFE桥梁正常恒星形成星系和超亮红外星系（ULIRGs），这被认为是由不同的恒星形成模式触发之间的差距。考虑到$\rm SFE'$作为SFR和$L'_{\rm CO}$比，我们的数据显示了一个连续和平滑的增量作为红外光度（或恒星形成率）的函数，散射约0.5 dex，而不是一个陡峭的跳跃与双峰行为。这一结果是由于使用了具有大得多的sSFR/sSFR $_{\rm ms}$范围的样品，该样品使用LIRG，其中光度覆盖正常和ULRG之间的范围。我们的结论是控制恒星形成星系中SFE散射的主要参数是$α_{\rm CO}$转换因子的系统不确定性，气体分数和物理尺寸。
2017-12-12 astro-ph.GA
The impact of turbulence and magnetic field orientation on star forming filaments
我们提出了塌缩细丝的模拟研究湍流和磁场形态对它们的演化和恒星形成性质的影响。我们改变灯丝的单位长度质量以及磁场相对于长轴的方向。我们发现，没有或有垂直磁场的细丝通常显示出比Arzoumanian等人2011年提出的0.1 pc的通用宽度更小的宽度。我们表明，这也适用于超音速湍流的存在下，吸积驱动的湍流是太弱，以稳定沿其径向方向的细丝。另一方面，我们发现，一个磁场，是平行于主轴可以稳定的灯丝对径向崩溃导致的宽度为0.1 pc。此外，取决于细丝质量和磁场配置，细丝中的引力坍缩和碎裂以边缘上的方式、均匀地分布在整个长度上或以混合的方式发生。在最初的中等密度扰动的存在下，一个集中的崩溃朝着一个共同的引力中心发生。因此，我们的模拟可以再现最近在恒星形成细丝中观察到的不同碎片模式。此外，我们发现，湍流运动的影响，个别片段之间的距离沿细丝，这并不总是匹配的结果的牛仔裤分析。
2015-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and Evolution of Molecular Clouds. III: The Effect of Dust and Gas Energetics
尘埃和气体能量学被纳入恒星形成的星团尺度模拟，以研究加热和冷却对恒星形成过程的影响。我们建立在我们以前的工作，分别计算尘埃和气体的温度。尘埃的温度是由嵌入恒星的加热和尘埃辐射之间的辐射平衡决定的。气体温度是使用能量率平衡算法，其中包括分子冷却，尘埃气体碰撞能量转移，和宇宙射线电离。碎片化的过程与气体温度被设置为尘埃温度的模拟大致相似，但存在差异。下沉粒子周围区域的结构具有与0类天体相似的性质，但平均而言，下沉速度和质量吸积率高于仅形成低质量恒星的区域。气体和尘埃的温度有复杂的分布，不能很好地模拟近似，忽略了详细的热物理。密度和动力学温度之间没有简单的关系。特别地，高密度区域具有大范围的温度，这由它们相对于加热源的位置确定。总光度低估了这些早期阶段的恒星形成率，在电离源被包括在内之前，一个数量级。正如我们以前的工作所预测的那样，当包括改进的热物理学时，会形成更多的中等质量天体，但由此产生的IMF仍然有太少的低质量恒星。然而，如果我们考虑最近关于核心到恒星效率的证据，与IMF的匹配得到了改善。
2012-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Fragmentation in the Massive Star-Forming Region IRAS 19410+2336
低质量恒星形成区的核心质量函数（CMFs）的形状类似于初始质量函数（IMF）。在大质量恒星形成区的尘埃团中也观察到了类似的结果，尽管在空间尺度上的星团并不能分辨出其中的子结构。IRAS 19410+2336区域是一个例外，它在约2500 AU的空间尺度上被观测到，将团块子结构分解为单独的核心。我们映射该区域与PdBI在1.4毫米和3毫米的连续和几个过渡的H2 CO和CH 3CN。H2 CO跃迁也被IRAM 30米望远镜观测到。我们探测到26个1.4mm的连续谱源，空间分辨率可达~2200 AU，分布在两个原星系团中。利用谱线发射，我们导出了35 ~ 90 K范围内的温度结构。用它们计算了探测到的源的核质量，范围为~0.7 ~~ 8M_sun。这些质量受到干涉仪空间滤波的强烈影响（~90%）。仅考虑检测到的致密核，我们导出了具有幂律指数b=-2.3+-0.2的CMF。我们解决了一个数量级的Jeans长度的原团，只发现很小的速度分散之间的不同的子源。由于我们不能明确区分原恒星和星前核，推导出的CMF不是星前核。此外，由于大量的流量缺失，我们无法在CMF和IMF之间建立牢固的联系。这意味着未来的大质量CMF研究将需要补充干涉仪连续数据与短间距数据，一个适合ALMA的任务。我们注意到，使用H2 CO线提取温度的方法变得不太适用时，达到密集的核心尺度的干涉观测，因为大多数的H2 CO似乎起源…
2012-06-14 astro-ph.GA
Alignment Parameters: Quantifying Dense Core Alignment in Star-forming Regions
针对恒星形成区致密核空间分布多样的问题，提出“对齐参数”定量评估核对齐程度，经人工测试验证有效性并设阈值区分团簇与对齐类别，应用于ALMA观测数据发现团块性质与核对齐无强关联，揭示碎裂过程的混沌性。
2024-12-03 astro-ph.GA
Core fragmentation and Toomre stability analysis of W3(H2O): A case study of the IRAM NOEMA large program CORE
高质量分子团的碎裂模式和围绕最明亮物体的中心旋转结构的特性还有待全面表征。CORE巡天利用IRAM NOEMA和IRAM 30米望远镜，在1.37毫米波长范围内对20个著名的高亮度恒星形成区进行了高分辨率观测，包括线状和尘埃连续辐射。我们提出了谱线设置的CORE调查和案例研究的W3（H2O）。在~0.35”（700 AU，2 kpc）的分辨率下，W3（H2O）团分裂成两个核心（西和东），相隔~2300 AU。在稠密气体示踪剂CH 3CN中观察到几公里/秒的速度变化，横跨两个核心，与旋转一致，并垂直于两个双极流出的方向，每个核心发出一个。围绕W3（H2O）W的旋转结构的运动学显示出物质的差异旋转的迹象，可能在盘状物体中。观测到的W3（H2O）E周围的旋转特征可能是由于盘状物体，未解析的二进制（或多进制）系统，或两者的组合。我们拟合了CH 3CN（12-11）K = 4-6的发射，并导出了W3（H2O）上的气体温度图，其中值温度为~165 K。我们创建了一个Toomre Q图来研究旋转结构对引力不稳定性的稳定性。旋转结构似乎是Toomre不稳定的接近其外边界，与进一步分裂的差异旋转核心W3（H2O）W的可能性。托姆尔不稳定区域的快速冷却支持碎片化的假设。结合毫米尘埃连续谱和谱线数据对著名的高质量恒星形成区W3（H2O），我们确定大尺度的核心碎片，并在较小的空间尺度上可能磁盘碎片的迹象。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas and star formation in GASP jellyfish galaxies
INAF - Padova Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔奇天文台）；Center for Astrophysics - Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
研究通过ALMA和MUSE数据探讨四个受Ram压力剥离影响的星系中分子气体与恒星形成率的关系，发现其存在超线性关联，表明高气体密度下恒星形成效率受Ram压力影响。
2026-03-16 astro-ph.GA
Physical Properties of the star-forming clusters in NGC 6334
我们研究了高质量恒星形成复合体NGC 6334与ALMA在连续辐射频率为87.6 GHz，实现了1300 au的空间分辨率。检测分布在整个观察区域的142个紧凑源，然后使用机器学习算法将紧凑核心分组到不同的集群中。总共有四个主要的星团被确定：NGC 6334-E，NGC 6334-I，NGC 6334-I（N）和NGC 6334-I（NW）。星团成员（4000-12000 au）与核心质量（0.2-100 $M_{\odot}$）之间的典型分离与0.1 pc尺度下的湍流碎裂相一致。我们发现，CMFs（核心质量函数）显示出大量的核心相比，国际货币基金组织。典型的温度不确定性或无法分辨的多重性可能会模拟观测到的大质量核心过剩。在NGC 6334-I和NGC 6334-I（N）中发现了质量分离的证据，即质量最大的核心位于中心附近，并研究了星系团的物理性质与其演化阶段之间的关系，发现在演化程度较高的星系团中，核心之间的分离更大，这有利于气体驱逐和恒星喷射的作用。根据这些结果，我们认为NGC 6334-I（N）是原始分离的，而NGC 6334-I可能由于动力学效应而随着时间的推移变得质量分离。最后，在最演化的星系团中缺乏大规模的核心表明，天然气储层可能已经耗尽，而演化程度较低的星系团仍然可以获得更大的天然气储层。一般来说，在大尺度（约1 pc）的NGC 6334的碎裂是由湍流压力，而在较小的…
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
Filament Accretion and Fragmentation in the Perseus Molecular Cloud
本文利用英仙座分子云NH$_3$观测研究纤维吸积与碎裂，发现速度梯度、速度弥散、单位长度质量与致密核数量显著相关，表明纤维在吸积增长的同时持续形成致密核，且云环境对致密核形成演化起关键作用。
2024-10-21 astro-ph.GA
High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 astro-ph.GA
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Structure and Fragmentation of a high line-mass filament: Nessie
在银河系中探测到越来越多的百秒差距尺度的高线质量细丝。它们的演化路径，包括分裂成恒星的过程，几乎是未知的。我们描述了尼斯湖水怪内的碎片，涵盖了$\sim$ 0.1-100 pc之间的大小尺度。我们还将小尺度碎片与云的恒星形成潜力联系起来。我们结合近红外数据的VVV调查与中红外GLIMPSE数据，以获得一个高分辨率的尘埃消光图，并应用小波分解技术来分析云的碎片化特征，这是比较从碎片化模型的预测。我们比较检测到的对象，在$\sim$从ATLASGAL数据的10倍粗分辨率确定。我们提出了一个高分辨率的尼斯湖水怪灭绝地图。我们估计尼斯湖水怪的平均线质量为627 M $_\odot$ /pc，距离为$\sim$ 3.5 kpc。我们发现，尼斯湖水怪在多个尺寸尺度上表现出碎片化。在所有尺度下，碎片的最近邻间距都在该尺度下的牛仔裤长度的2倍以内。然而，碎片的平均密度和它们的间隔之间的关系明显比Jeans碎片化的预期要浅。的关系是类似的预测的细丝，表现出Larson的缩放之间的尺寸尺度和速度分散，这样的缩放可能会导致湍流的支持。根据尼斯湖水怪中YSO的数量，我们估计恒星形成率为$\sim$ 371 M $_\odot$ /Myr;如果使用致密核心的数量或致密气体的数量作为恒星形成的代理，则会得到类似的值。恒星形成效率为0.017。这些数字表明，尼斯湖水怪的恒星形成内容与太阳附近的巨大分子云（如猎户…
2018-04-06 astro-ph.GA
Projection effects in star-forming regions: I. Nearest-neighbour statistics and observational biases
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）；INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziale（意大利国家天体物理研究所空间与行星物理学所）；IAPS-INAF（罗马空间天体物理学与行星物理学研究所）；Max Planck Institut fur Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；University of Vienna（维也纳大学）
研究通过修正投影偏差，将二维最近邻统计转化为三维估计，以更准确推断星形成区域的碎片化尺度。
2026-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterising uniform star formation efficiencies with marginally-stable galactic disks
我们研究了基于HI的恒星形成效率（SFE_HI），恒星形成速率与原子氢（HI）质量的比值，在一个恒定稳定的恒星形成盘模型的背景下。我们对HI选定星系的观测表明，在恒星质量的5个数量级范围内，SFE相当恒定（log SFE_HI = -9.65 yr-1，色散为0.3 dex）。我们提出了一个模型来解释这一结果，其主要原理是星系内的气体形成一个均匀的稳定盘，恒星形成在这个盘的分子气体。我们测试两个版本的模型不同的处方，确定的分子气体分数，根据流体静压，或恒星表面密度的磁盘。对于像银河系这样的大质量星系，我们发现这两种方法预测的SFE_HI与观测结果相似。然而，流体静压处方是一个更准确的SFE_HI预测低质量星系。我们的模型是第一个将低红移星系中观测到的均匀SFE_HI与具有恒定边缘稳定性的恒星形成盘联系起来的模型。虽然在我们的模型中旋转振幅Vmax是盘结构的主要驱动因素，我们发现星系的特定角动量可能在解释SFE_HI和盘的有效表面亮度之间的弱相关性方面发挥作用。
2016-04-25 astro-ph.GA
