Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatial Distribution of Abundance Patterns in the Starburst Galaxy NGC 3079 Revealed with Chandra and Suzaku
我们进行了同步光谱分析的26.6千秒的钱德拉和102.3千秒的朱雀星暴星系NGC 3079的X射线数据。这些光谱是从四个区域提取的：0.5'（2.25 kpc）圆，来自Chandra的0.5'-1 '（2.25- 4.5 kpc）内环和外1'-2 '（4.5- 9 kpc）环，以及来自Suzaku的4'（18 kpc）圆，所有这些都以核为中心。用热等离子体模型拟合，得到三个区域的星际介质（ISM）温度分别为0.65 ± 0.05-0.04、0.45 ± 0.07-0.06和0.24 ± 0.03-0.02 keV。钱德拉的高角分辨率和朱雀的良好的光谱灵敏度相结合，使我们能够在空间上解决和测量的金属O，Ne，Mg和Fe的丰度热ISM。特别是，O/Fe，Ne/Fe，Mg/Fe和Si/Fe在中心区域（<4.5 kpc）的丰度模式与超新星（SN）II合成的预期一致。另一方面，在4.5kpc以上的区域，模式更接近太阳。中心区域也是已知发生与最近的星爆活动有关的丰富的多环芳烃红外辐射的地方。这表明，我们正在看到与星暴相关的SN II金属富集在热X射线发射核ISM中。类SN II丰度模式的空间范围与NGC 3079处于相对早期的星暴活动阶段相一致。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starburst in the interacting HII galaxy II Zw 40 and in non-interacting HII galaxies
我总结了我们的积分场光谱观测附近的原型HII星系，II Zw 40的结果。观测GMOS-IFU在GEMINI北的光学使我们能够作出详细的运动学图片的中央星暴，而SINFONI与自适应光学的ESO-VLT给了我们一个近红外视图的ISM阶段之间的相互作用。在这里，我也解决的问题，并不是所有的恒星爆发需要一个外部触发，如星系星系遇到，因为它似乎是一小部分低光度HII星系的情况。我们推测，这些可能会像“锅里的爆米花”一样自发地形成恒星。
2009-08-20 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
Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF
恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Far-Infrared Line Imaging of the Starburst Ring in NGC 1097 with the Herschel/PACS Spectrometer
NGC 1097是一个邻近的SBb星系，有一个塞弗特核和一个明亮的星暴环。我们研究的星际介质（ISM）的物理特性，在环使用空间分辨远红外光谱图的环核星暴环的NGC 1097，获得与PACS光谱仪上的赫歇尔太空望远镜。特别地，我们绘制了[OI] 63 $μ$ m、[OIII] 88 $μ$ m、[NII] 122 $μ$ m、[CII] 158 $μ$ m和[NII] 205 $μ$ m的重要ISM冷却和诊断发射线。我们观察到，在[OI] 63 $μ$ m，[OIII] 88 $μ$ m，和[NII] 122 $μ$ m的线图中，发射沿环的NE部分成簇增强。我们观察到环核环快速旋转的证据，旋转速度约为220 $ km s$ ^{-1} $ (inclination uncorrected) measured in all lines. The [OI] 63 $ μ $m/[CII] 158 $ μ $m ratio varies smoothly throughout the central region, and is enhanced on the northeastern part of the ring, which may indicate a stronger radiation field. This enhancement coincides with peaks …
2010-05-10 astro-ph.CO
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
The molecular ISM in luminous infrared galaxies: a 3mm line survey of Arp 157
在这项工作中，我们提出了一个相互作用的发光红外星系Arp 157（NGC 520）的分子线发射的搜索。我们报告检测到19种不同的线，从12种不同的分子物种在我们的3毫米线调查和支持2毫米和1毫米的意见。我们研究了检测线的配置文件，并发现所有物种显示不对称的发射线，与配置文件不同的系统作为临界密度的函数。我们推导出该系统的天然气储层内的物理条件，使用同位素比值，激发分析，和旋转图。我们认为，在这个来源，我们正在观察一个温暖的（特克斯> 23 K）的边缘，不对称的星爆环，加上一个密度较低的中央分子组成部分，这是更光学薄。我们比较我们的分子丰度与几个研究良好的星系，并与银河系的地区，以确定在Arp 157的化学的主要驱动程序。我们强调了一些显着的差异，在这个来源和更极端的超亮红外星系Arp 220的分子丰度。这表明，不同的物理机制可能成为重要的驱动气体化学在不同点的合并引起的星爆的演变。在我们考虑的邻近星系中，NGC 253（其核化学主要是由大尺度冲击）和NGC 1068（其核化学主要是X射线）与Arp 157具有最相似的分子丰度。银河系的Sgr B2（OH）（在那里冰的冲击解吸被认为是重要的）也可能有类似的丰度Arp 157。因此，我们假设冲击和/或正在进行的合并（或星暴风）产生的硬辐射场正在驱动Arp 157的分子化学。
2013-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the high-mass end of the stellar initial mass functions in starburst galaxies
利用化学动力学模拟方法研究了恒星形成盘星系中恒星初始质量函数（IMF）的时间演化和空间变化，该模型依赖于星际介质（ISM）的局域密度和金属丰度（[Fe/H]）.我们发现，在模拟的盘星系中，当恒星质量大于1M_sun时，幂律IMF（N（m）~ m^-α）的斜率（α）从标准Salpeter IMF（α ~ 2.35）演化为中等头重脚轻的IMF（α ~ 1.9）。我们还发现恒星形成区的α与恒星形成率密度（Sigma_SFR，单位为M_sun yr^{-1} kpc^{-2}）相关。Ia型和II型超新星的反馈效应被发现可以防止IMF过于头重脚轻（α < 1.5）。模拟预测对于log Sigma_SFR > -2（即，在较高的Sigma_SFR中更头重脚轻），这与相应的最近观测结果相当一致。目前的研究还预测，星暴盘星系的内部区域具有较小的α，因此更头重脚轻（d α/d R ~ 0.07 kpc^{-1}，R < 5 kpc）。预测的径向α梯度可以测试对未来的观测研究的α变化在恒星形成的星系。
2013-01-30 astro-ph.CO
The Elusive ISM of Dwarf Galaxies: Excess Submillimetre Emission and CO-Dark Molecular Gas
赫歇尔矮星系巡天利用赫歇尔空间天文台50至550亩窗口的远红外成像和亚毫米成像光谱和光度观测，调查恒星形成活动与矮星系贫金属气体和尘埃的相互作用。新的Herschel和MIR Spitzer数据很好地约束了尘埃SEDs。在金属丰度低的星系中经常发现亚毫米的过量，如果追踪非常冷的尘埃，将突出显示在某些情况下不容易调和的大尘埃质量，因为金属丰度低，预期的气体与尘埃质量比。在探测低密度电离气体、HII区和光解离区的FIR精细结构谱线（63和145 μ OI，158 μ CII，122和205 μ NII，88 μ OIII）上也绘制了星系图。虽然在赫歇尔任务的早期，我们已经可以看到，与早期的研究一起，贫金属ISM中的线比与富金属星暴环境中的线比明显不同。在矮星系中，L[CII]/L（CO）（>10^4）至少比大多数富含金属的星暴星系大一个数量级。增强的[CII]来自更大的光解区域，其中H2，不被CO追踪，可以存在。在矮星系中，88 μ [OIII]线通常在整个星系尺度上主导FIR线发射，而不是158 μ [CII]线，后者是富金属星系中主导FIR冷却线。所有FIR线一起可以贡献L（TIR）的1%至2%。赫歇尔矮星系巡天将提供关于低金属丰度星系中尘埃和气体性质的统计信息，阐明矮星系中亚毫米过量的起源，并帮助确定（[CII] +CO）到H2的转换因子，从而为星系的化学演化模型提供观测约束。
2011-05-13 astro-ph.CO
ISM enrichment and local pollution in dwarf galaxies
金属在星爆中释放后的命运仍然不清楚。涉及到星际介质的哪些阶段，在哪个时间尺度上？在过去的几年里，越来越多的证据表明，与HII区域的电离气体相比，蓝致密矮（BCD）星系的中性相可能缺乏金属。这些结果对我们理解星系的化学演化具有重要意义。我们在这里审查的主要结果和主要警告的丰度测定从远紫外吸收线。我们还讨论了可能的情况下，关于旅程的金属进入星际介质，甚至他们的喷射从星系到星系际介质。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
[FeII] as a tracer of Supernova Rate in Near-by Starburst Galaxies
超新星在将处理过的物质反馈到星系的ISM中起着不可或缺的作用，并负责宇宙的大部分化学富集。超新星的速率也可以揭示恒星的形成历史。超新星爆发率通常是通过非热射电连续光度来测量的;然而，近红外[Fe II]发射和超新星遗迹之间的相关性也被注意到。我们的目标是找到一个定量的关系，[Fe II]在1.26 μ m（[Fe II] $_{1.26}$）光度和超新星率在11个样本的星暴星系中心。我们执行这种相关性的SINFONI数据立方体的像素像素分析。使用Br $γ$等效宽度和光度作为Starburst 99模型的唯一观测输入，我们推导出每个像素处的超新星速率，从而创建超新星速率地图。然后，我们比较这些形态和定量的[FeII] $_{1.26}$光度。我们已经发现，一个强大的线性和形态之间的相关性存在超新星率和[FeII] $_{1.26}$像素像素的基础上：\[ log\frac{ν_{SNrate}}{yr^{-1}pc^{-2}} = 1.01 \pm 0.2\ast log\frac{[FeII]_{1.26}}{erg s^{-1}pc^{-2}} - 41.17 \pm 0.9\]这种关系是有效的正常恒星形成的星系，但打破了极端的超亮星系。从Starburst 99模型得到的超新星速率与射电导出的超新星速率非常一致，这强调了使用[Fe II]发射作为超新星速率示踪剂的强度。在这个…
2012-02-13 astro-ph.CO
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
The impact of ISM turbulence, clustered star formation and feedback on galaxy mass assembly through cold flows and mergers
星系质量聚集的两个主要通道是冷流（通过宇宙网的细丝提供的冷气）和合并。在宇宙学背景下，这些过程如何结合在一起，在低和高红移下，产生我们观察到的整个星系动物园，这在很大程度上是未知的。事实上，关于每一个孤立过程的详细物理原理，还有很多东西需要了解。虽然这些形成通道已经研究了使用流体动力学模拟，在这里，我们研究它们对气体性质和恒星形成（SF）的影响，一些第一次模拟捕捉多相，多云性质的星际介质（ISM），凭借其高空间分辨率（和相应的低温阈值）。在这一制度中，我们研究了冷流和超新星（SNe）驱动的流出在一个非常高红移星系（z { \approx } 9）之间的竞争，并研究了等质量星系合并在低和高红移的演变，重点是诱导SF。我们发现，SNe驱动的外流不能减少冷吸积在z { \approx } 9和SF实际上是增强由于随之而来的金属富集。我们演示了如何最近的几个观测结果的星系人口（例如，增强HCN/CO比在ULIRGs，一个单独的Kennicutt施密特（KS）序列的星爆和人口的紧凑的早期型星系（ETGs）在高红移）可以解释与星系合并模拟中捕获的机制，只要ISM的多相性得到解决。
2011-02-21 astro-ph.CO
Star formation laws and thresholds from ISM structure and turbulence
我们提出了一个分析模型的气体的表面密度和恒星形成率之间的关系，在星系和云，作为一个功能的超音速湍流的存在和相关的结构的星际介质。该模型预测指数为3/2的幂律关系，在高密度或非常湍流的介质中，恒星反馈的影响下变平，当ISM湍流变得太弱而不能引起强压缩时，在低表面密度下会破裂。这个模型解释了恒星形成规律的多样性，以及在附近的螺旋和它们的分辨区域，小麦哲伦云，高红移盘和恒星爆炸合并，以及银河系分子云中观察到的阈值。虽然其他模型提出星际尘埃含量和分子形成是观察到的恒星形成效率变化的关键因素，但我们证明这些变化可以用各种类型星系中的星际介质湍流和结构来解释。
2012-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical and Dynamical Evolution of Isolated Dwarf Galaxies
使用一套模拟（Governato等人，2010年），成功地产生了无凸（矮）盘星系，我们提供了一个相关的冷星际介质（ISM）和恒星化学丰度模式的分析。与观测进行了初步比较，以评估是否成功地恢复了冷气体的性质和恒星成分的化学性质。为此，我们提取了径向和垂直气体密度分布，中性氢速度色散，和ISM内的结构的功率谱。我们通过对模拟的金属丰度分布函数和α-元素-铁的分布的简要检查来补充对冷气体的分析。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Hard X-ray Emission in Starburst Galaxies as Synchrotron from Very High Energy Electrons
[Abdriged]星暴星系弥散硬X射线（2 - 10 keV）辐射的起源是一个长期存在的问题。我们认为，同步辐射的10 - 100 TeV的电子和正电子（e+/-）可以有助于这种发射，因为恒星爆发有很强的磁场。在这些能量下，我们考虑了三种e+/-的来源：（1）由超新星遗迹直接加速的初级电子;（2）由CR质子与星暴致密ISM中气体核之间的非弹性碰撞产生的介子次级e+/-;（3）由10 - 100 TeV伽马射线与星暴强远红外辐射场之间的相互作用产生的e+/-对。我们建立了银河系中心（R <= 112 pc），NGC 253，M82和Arp 220的核中CR人口的单区稳态模型，假设电子和质子的幂律注入谱。我们比较这些模型，以现存的无线电和GeV和TeV的伽马射线数据，这些恒星爆发，并计算这些恒星爆发的漫射同步X射线和逆康普顿（IC）光度。如果初级电子谱扩展到~PeV的能量，并具有类似于银河值的质子/电子注入比，我们发现同步加速器贡献了2 - 20%的未分辨的扩散硬X射线发射。逆康普顿辐射同样是这些恒星爆发中未分辨的X射线辐射的一小部分，从银河系中心的0.1%到Arp 220核的10%。我们还模拟了一般的星爆，包括亚毫米星系，在FIR-X射线关系的背景下，发现高达2%，在密集的星爆与我们的基准假设。中微子和TeV γ射线数据可以进一步限制星暴的同步X射线发射。我们的模型不限制硬同步X射…
2013-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dynamics of Starbursting Dwarf Galaxies. III. A HI study of 18 nearby objects
我们调查的动力学恒星爆发矮星系，使用新的和档案HI观测。我们考虑18个附近的星系，已被分解成单星的HST观测，提供他们的恒星形成历史和总恒星质量。我们发现，9个对象有一个定期旋转的HI盘，7个有一个运动学扰动的HI盘，和2个显示不稳定的HI分布。两个星系（NGC 5253和UGC 6456）沿HI盘的短轴显示出速度梯度，我们将其解释为强径向运动。对于有规则旋转盘的星系，我们得到旋转曲线，而对于有运动学扰动盘的星系，我们估计其外部的旋转速度。我们推导了大约3个光学标度长度内的重子分数，发现平均而言，重子至少占总质量的30 $\%$。尽管在过去的$\sim$ 5亿年里，恒星的形成在ISM中注入了$\sim$ 10 $^{56}$尔格，但这些恒星爆发的矮星的重子和气体分数与典型的矮不规则星相似，这表明它们没有从潜在的井中喷出大量的气体。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN-ZOOM project: Star formation efficiency from giant molecular clouds to galactic scale in high-redshift starbursts
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Nanjing University（南京大学）；Tsinghua University（清华大学）；York University（约克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（基础物理宇宙研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；University of Cambridge（剑桥大学）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）
THESAN-ZOOM项目研究高红移星暴中从巨分子云到银河尺度的恒星形成效率，发现GMC表面密度恒定，且反馈和暗物质影响影响恒星形成效率。
2025-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
