A Scaling Relation Between Megamaser Disk Radius and Black Hole Mass in Active Galactic Nuclei
在活动星系的核中发现了几个薄的开普勒亚秒差距的超脉泽盘，并用于精确确定其宿主黑洞的质量。我们发现，有一个经验的线性相关性之间的磁盘半径和黑洞质量。我们证明，这样的磁盘是自然形成的部分捕获分子云通过星系核和暂时吞没中央超大质量黑洞。云的物质在穿过黑洞的两侧后发生碰撞，其角动量的不完全抵消导致了致密盘的形成。盘的径向范围由该过程的效率和黑洞的Bondi-Hoyle俘获半径决定，并且自然地产生脉泽分布的径向范围与黑洞质量的经验线性相关。该盘具有足够的列密度，以允许来自中心源的X射线辐射产生有利于形成22 GHz H2O脉泽的物理和化学条件。当初始云柱密度小于~10^{23.5} cm^-2时，盘是非自引力的，这与边缘超脉泽盘的有序运动学相一致;当云柱密度较高时，盘会碎裂并产生一个致密的恒星盘，类似于在银河系中心的人马座A* 周围观测到的情况。
2012-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds I. Effects of line-of-sight contamination on the column density structure
在分子云和恒星形成（SF）研究中，分子云的柱密度图是最重要的观测数据之一。有了赫歇尔卫星，现在可以从尘埃排放中确定气柱密度。我们使用观察和模拟来演示LOS污染如何影响列密度概率分布函数（PDF）。我们应用一阶近似（去除一个常数水平）的御夫座，马达莱纳，船底座和NGC 3603的分子云。与模拟结果完全一致，我们发现PDF变得更宽，峰移到较低的列密度，校正后PDF的幂律尾部变窄。所有的PDF都具有低柱密度的对数正态部分，峰值在Av~2处，偏离对数正态的点（DP）在Av（DP）~4-5处，以及较高柱密度的幂律尾部。假设密度分布为rho~r^-alpha，则御夫座、船底座和NGC 3603的幂律尾的斜率分别对应于alpha（PDF）=1.8、1.75和2.5（alpha~1.5-2是一致的引力坍缩）。我们发现，低质量和高质量的SF云显示在整体列密度结构的差异。与低质量的SF云相比，大质量云在较小的云体积中聚集了更多的气体。然而，对于这两种云类型，PDF从对数正态形状到幂律尾部的过渡被发现在相同的柱密度（在Av~4-5等）。低质量和高质量SF云则具有相同的低柱密度分布，最有可能由超音速湍流主导。在较高的柱密度下，坍塌和外部压力可以形成幂律尾。这两个过程的相对重要性可以在云之间变化，从而导致所观察到的PDF和柱密度结构的差异。
2015-01-12 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
Estimation of high-resolution dust column density maps. Comparison of modified black-body fits and radiative transfer modelling
亚毫米级的尘埃辐射常被用来计算稠密星际云的气柱密度N。观测数据由几个波长的数据组成，但分辨率不同。我们研究了为估计高分辨率N图而提出的两个程序。方法A使用与较高分辨率强度数据组合的低分辨率温度图，而方法B组合来自不同波长范围的N个估计。我们的目的是确定的方法相对于真实的柱密度和估计可获得的辐射转移建模的准确性。我们使用磁流体动力学（MHD）模拟和辐射转移计算来模拟亚毫米观测的波长的赫歇尔空间天文台。对观测结果进行了分析，并与真实值和观测的辐射转移模拟结果进行了比较。方法A和B在250 μ m数据的分辨率下给出相对可靠的柱密度估计，同时还利用较长的波长。对于高信噪比数据，方法B的结果与真实柱密度更好地相关，而方法A对噪声不太敏感。当云有内部加热时，方法B的结果与高分辨率数据的结果一致。由于视线温度的变化，这些低估了真实的柱密度，并且由于有利的误差抵消，方法A有时可以给出更正确的值。辐射转移建模，即使是非常简单的三维云模型，也可以提供更好的结果。然而，随着云的复杂性和不透明性，改进所需的模型的复杂性迅速增加。
2013-05-09 astro-ph.GA
On the link between column density distribution and density scaling relation in star formation regions
我们提出了一种方法来获得的密度标度关系$\langle n\rangle \propto L^{-α}$在恒星形成的区域或在其湍流附近的直接装箱的列密度分布（$N$ -pdf）。该方法的结果进行了研究，为三种类型的$N$ -pdf：幂律（$7/5\leα\le5/3$），对数正态（$0.7\lesssimα\lesssim1.4$）和对数正态组合。在最后一种情况下，Stanchev等人的方法也被应用于比较。（2015）发现了非常弱（或接近于零）的相关性。我们得出结论，所考虑的“分箱方法”反映了$N$ -pdf的局部形态，而没有参考所考虑区域的物理条件。推导出的斜率与广泛采用的Larson（1981）值$α\sim1.1$的大致一致性表明，分子云中的密度-尺寸关系确实是观测到的$N$ -pdf的一个伪影。
2017-05-18 astro-ph.GA
The potential of tracing the star formation history with HI 21-cm in intervening absorption systems
与中性气体密度在0 < z < 5的红移范围内基本保持不变不同，恒星形成密度表现出强烈的红移依赖性，从现在开始增加，然后在z ~ 2.5的红移处达到峰值。因此，有一个鲜明的对比之间的恒星形成率和丰富的原材料可供燃料。然而，使用的HI 21厘米吸收的强度的总中性气体柱密度的比率来量化的气体的自旋温度，它最近被证明，其倒数可以跟踪恒星形成密度。这是可以预期的，因为气体云必须足够冷，才能在自身重力下坍缩。然而，这依赖于非常有限的数据，因此在这里，我们探索了将上述方法应用于无法获得单个柱密度的吸收器（主要是MgII吸收系统）的潜力。通过使用平均值作为在给定红移下气体柱密度的替代，我们再次发现1/T（随光子-发射体尺寸比简并）跟踪SF密度。如果得到更高红移数据的证实，这将为未来使用平方公里阵列在整个宇宙中调查冷气体提供一个强大的工具。
2017-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extremely Inefficient Star Formation in the Outer Disks of Nearby Galaxies
结合HI近星系巡天和GALEX近星系巡天的观测数据，研究了17个旋涡星系和5个矮星系在光学半径（r25）外的氢原子（HI）和远紫外（FUV）辐射之间的关系。在这个制度中，HI是可能的代表大部分的ISM和FUV的排放跟踪最近的恒星形成，由于灭绝的偏差很小，所以这两个量密切跟踪气体和恒星形成率（SFR）之间的关系。方位平均HI和FUV强度都随着半径的增加而下降，在这种情况下，FUV轮廓的标度长度通常是HI轮廓的一半。尽管轮廓不匹配，但局部FUV和HI强度之间存在显著的空间相关性（在15”分辨率下）;在r25附近，这种相关性相当强，实际上比r25内的任何地方都强，并且显示出朝向更大半径的下降。恒星形成效率（SFE）-定义为FUV/HI的比值，因此是气体耗尽时间的倒数-在整个外盘上随着银河中心半径的减小而减小，尽管比在光盘上要浅得多。平均而言，我们发现气体耗尽时间远高于哈勃时间（~10^11年）。我们观察到一个明确的关系FUV/HI和HI柱在外部磁盘，与SFE增加增加HI柱。尽管观察FUV/HI的系统变化，我们没有发现明显的证据阶跃函数型恒星形成阈值。与r25内部的结果相比，我们发现外盘恒星的形成在几个方面是不同的：它是非常低效的（耗尽时间的许多哈勃时间），柱密度和SFR低于光盘内部的任何地方。似乎HI柱是在外星系盘中设置SFR的关键环境因素之一。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Not So Heavy Metals: Black Hole Feedback Enriches The Circumgalactic Medium
我们使用宇宙学流体动力学模拟\citep [{ \sc Romulus 25};][]{Tremmel 2017}和一组四个放大的“遗传修饰”银河系质量星系采样不同的演化路径来检查SMBH反馈对CGM的影响。通过对环星系介质中金属元素分布的追踪，我们发现\ion{O}{6}是超大质量黑洞反馈的灵敏指示器。首先，我们计算了模拟银河系质量星系中\ion{O}{6}的柱密度，并与COS-Halos巡天的观测结果进行了比较。我们的模拟结果表明，\ion{O}{6}的列密度在CGM一致的COS-Halos恒星形成和淬火星系。这些结果与来自先前模拟研究的那些结果形成对比，先前模拟研究通常产生不足的\ion{O}{6}的CGM柱密度。我们确定星系的恒星形成历史和组装记录对CGM中\ion{O}{6}的数量几乎没有影响。相反，\ion{O}{6}的柱密度与星系晕质量和BH生长历史密切相关。这组放大的、经过基因改造的银河系质量的星系表明，SMBH将高度富集金属的物质驱赶到其宿主星系的晕中，这反过来又提高了CGM中\ion{O}{6}的柱密度。
2021-05-25 astro-ph.GA
The nature of Damped Lyman-α and MgII absorbers explored with their dust contents
我们通过统计测量阻尼莱曼α吸收体（DLAs）在其背景类星体上引起的过量红化来估计尘埃的丰度。我们发现DLA背后的系统性红化与SMC型红化曲线一致，但与银河系型红化不一致。我们发现，得出的尘埃-气体比是，平均而言，成反比的中性氢的柱密度，这意味着尘埃的量是恒定的，无论氢的柱密度。这意味着平均金属性与氢柱密度成反比，除非平均粉尘与金属的比率随氢柱密度而变化。这表明在DLAs中发现的金属的主要起源不是由原位恒星形成，而Z ~ N_{HI} ^{0.4}是由经验恒星形成定律所预期的，与我们的观测相反。我们解释的金属吸收器中观察到的沉积主要是从附近的星系风无处不在的星系际空间。当外推尘气比和HI柱密度之间的关系，以较低的柱密度，我们发现一个值，这是与观察到的Mg II吸收剂。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Keplerian Megamaser Disks
在活跃星系的核中发现了几个薄的开普勒亚秒差距巨脉泽盘的例子，并用于精确确定其宿主黑洞的质量。我们发现，有一个经验的线性相关性之间的磁盘半径和黑洞的质量，这样的磁盘是自然形成的分子云通过星系核和暂时吞没中央超大质量黑洞。当初始云柱密度低于10^{23.5} cm^{-2}时，盘是非自引力的，但当云柱密度更高时，盘会碎裂并产生类似于银河系中心人马座A* 周围观测到的致密恒星盘。
2012-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravity or turbulence? II. Evolving column density PDFs in molecular clouds
最近的研究表明，分子云的柱密度概率分布函数（Npdf）并不具有唯一的形状。相反，没有恒星形成的云似乎具有对数正态分布，而具有活跃恒星形成的云在高柱密度下形成幂律尾。对数正态行为的Npdf已被解释为湍流运动主导的动力学的云，而幂律行为发生时，云是由重力为主。在目前的贡献，我们使用热双稳态数值模拟云的形成和演变表明，事实上，这两个制度可以理解的分子云的形成和演变：一个非常窄的对数正态制度出现时，云正在组装。然而，随着全球引力收缩的发生，初始密度波动增强，首先导致更宽的对数正态Npdf，然后导致幂律Npdf。因此，我们认为所观察到的分子云的Npdf是其全球引力收缩状态的表现。我们还表明，与最近的建议相反，幂律斜率的确切值是不唯一的，因为它取决于云被观察到的投影。
2011-05-26 astro-ph.GA
On volume density and star formation in nearby molecular clouds
本文提出反演建模方法，利用Herschel与Spitzer数据估算24个近邻分子云的体密度分布，发现体密度致密气体比例最能预测恒星形成，并给出$2\ imes10^4$ H$_2$cm$^{-3}$阈值。
2024-12-10 astro-ph.GA
How an improved implementation of H2 self-shielding influences the formation of massive stars and black holes
z>6的高红移类星体质量可达~ $10^9$ M $_\odot$。它们形成的途径之一包括气体的直接坍缩，形成超大质量恒星，黑洞种子的前身。直接崩溃的条件更容易实现无金属晕，其中原子氢冷却操作和分子氢（H2）的形成是由一个强大的外部紫外线通量抑制。当紫外光通量J_crit大于一定值时，晕中的气体在~ $10^4$ K温度下等温坍缩，为超大质量恒星的形成提供了条件。然而，H2可以自屏蔽，降低了光解的效果。到目前为止，大多数的数值研究使用当地的牛仔长度来计算自屏蔽的柱密度。我们实现了一种改进的方法来确定柱密度在3D模拟和分析其对J_crit. This新方法捕获的气体的几何形状和速度场的值，使我们能够正确地确定方向依赖的自屏蔽因子的H2对光解辐射。我们发现J_crit的值比Jeans方法小2倍（~2000 J_21 vs. ~4000 J_21）。这种差异的主要原因是H2柱密度的强方向依赖性。由于J_crit的值较低，与先前的研究相比，暴露于通量>J_crit的晕圈数量要大一个数量级以上。这可能会转化为预测的黑洞种子数量密度的类似增强。
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: I. Column density and star formation from sub-pc to kpc scales
描述星际介质的性质如何在不同的尺度上结合起来，对于理解恒星形成的比例律和连接银河系和河外分子云的数据至关重要。我们描述了云的统计结构，以及它与恒星形成的联系，在银河系盘内的一个完整区域中从亚秒差距到千秒差距尺度的变化。我们建立了一个人口普查的分子云在2千秒差距从太阳使用文献。我们研究尘埃为基础的柱密度概率分布（N-PDF）的云和它们的关系，以年轻的恒星天体（YSO）跟踪恒星形成。然后，我们检查我们的调查区域从外面，在不同大小的光圈，并描述如何N-PDF和它们的关系，恒星形成的大小尺度的变化。云的N-PDF不能很好地由任何单一的简单模型描述;使用任何单一的模型可能会使N-PDF的解释产生偏差。N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，并且这种相关性随着银河系环境（旋臂/旋臂间区域）而变化。我们发现，云的密度对比度可能比致密气体的质量分数更密切地联系到恒星的形成。孔径平均的N-PDF随尺寸尺度而变化，并且对于更大的孔径更头重脚轻。孔径N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，大小约为0.5 kpc，取决于环境。我们的研究结果表明，云结构和恒星形成之间的关系是环境特异性的，最好通过相对量（例如，密度对比度）。最后，我们展示了如何单独的云的密度结构引起的kpc规模的肯尼库特-施密特的关系作为一个组合的采样效果和不同的银河系环境的混合。
2021-09-02 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds IV. Column density PDFs from quiescent to massive molecular clouds
我们提出了N-PDF的29个银河系地区获得的赫歇尔成像在高角分辨率，包括弥漫和静止的云，和那些显示低，中，高质量的恒星形成（SF），并使用三角洲方差工具的云结构的特点。N-PDF在低柱密度下呈双对数正态分布，在高柱密度下显示一个或两个幂律尾（PLT）。对于弥漫，静止，低质量的SF云，我们建议，这两个对数法线产生的原子和分子阶段，分别。对于大规模的云，我们建议，第一个对数正态是建立了由有害的混合H2和第二个压缩（通过恒星反馈）分子气体。几乎所有的云都有两个PLT，其斜率与自重力一致，其中第二个可能比第一个更平坦或更陡峭。更平坦的PLT可能是由恒星反馈或其他物理过程引起的，这些过程减缓了坍缩并减少了质量向更高密度的流动。如果磁场的取向垂直于LOS柱密度分布，则可能出现更陡的斜率。第一个偏离点（DP），其中N-PDF从对数正态转变为PLT，示出了围绕2-5左右的AV（DP 1）的视觉消光值的聚类。定义两个PLT之间的断裂的第二DP变化很大。使用Δ方差，我们观察到AV值，其中斜率在第一和第二PLT之间变化，随着方差谱中的特征尺寸尺度而增加。我们的结论是，在低柱密度，原子和分子的气体是有害的混合，而在高柱密度，气体是完全分子和占主导地位的自引力。因此，分子云的最佳拟合模型N-PDF是具有对数正态低柱密度分布的模型，其次是一个或两个PLT。
2022-07-29 astro-ph.GA
Impact of supermassive black hole growth on star formation
超大质量黑洞是在大质量星系的中心发现的。在这些黑洞的生长过程中，它们会发光，成为可见的活动星系核（AGN），并在电磁波谱中释放出大量的能量。人们普遍认为，这种能量通过所谓的“活动星系核反馈”来调节黑洞所在星系中恒星形成的速度。然而，从观测和理论的角度来看，这种情况如何以及何时发生的细节仍然不确定。我回顾了一些观测结果，并讨论了超大质量黑洞生长对恒星形成的影响可能的观测签名。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the shape and completeness of the column density probability distribution function of molecular clouds
过去十年的观测和理论研究都表明，湍流分子云中气体密度的概率分布函数（PDF）是理解恒星形成的关键因素。最近有人认为，分子云的PDF是一个纯粹的幂律分布。有人声称，当只使用PDF的上/下部分时，对数正态部分被排除在外，这部分是完整的，也就是柱密度等高线仍然闭合的地方。通过使用高分辨率磁流体动力学模拟的分子云的形成和演化的结果，我们发现，柱密度PDF确实是由对数正态分布，如果包括自引力，幂律部分。我们发现，不充分的采样的分子云的结果在封闭的轮廓，切断了对数正态分布的一部分。相比之下，系统地增加视野和采样整个云在较低的列密度，这也恢复了对数正态部分的完整性限制。这表明，视场必须足够大，PDF才能完整到对数正态部分，这对基于PDF的恒星形成活动预测具有重要意义。
2018-11-07 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
2015-03-13 astro-ph.GA
Temperature as a third dimension in column-density mapping of dusty astrophysical structures associated with star formation
我们提出了PPMAP，贝叶斯过程，使用图像的尘埃连续发射在多个波长产生分辨率增强的图像立方体的差分列密度作为尘埃温度和位置的函数。PPMAP基于一般的“点过程”形式主义，其中感兴趣的系统（在这种情况下，一个尘埃天体物理结构，如灯丝或星前核）由适当定义的状态空间中的点的集合表示。它可以应用于各种观测数据，如赫歇尔图像，只要图像强度是由光学薄尘埃在热平衡。PPMAP充分考虑了仪器点扩散函数，不要求所有图像都降级到相同的分辨率。我们提出了使用模拟数据的星前核和分形湍流云的测试结果，并证明其性能与实际数据的Hi-GAL调查。具体来说，我们分析了观测到的一个大的对流结构的CMa OB 1巨型分子云。微分柱密度直方图表明，温度高于13 K的热物质呈对数正态分布，与湍流相一致，而温度较低的热物质的柱密度呈高密度尾部分布，与自重力效应相一致。结果表明，PPMAP的潜力，以帮助区分不同的物理成分沿视线在恒星形成的云，并帮助解释相关的PDF的列密度。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Structure of Molecular Clouds: II - Column Density and Mass Distributions
恒星的形成与其母体分子云的结构密不可分。在这里，我们采取了一些附近的巨分子云（GMC），并分析其柱密度和质量分布。这项调查是基于四个新的全天空中值颜色过量消光图从2 MASS确定。这四幅地图的空间分辨率范围为8倍。这使我们能够确定云的属性在一个共同的空间尺度为0.1pc，以及研究云的属性的尺度依赖性。我们发现，低柱密度和湍流占主导地位的云的一部分，可以很好地拟合对数正态分布。然而，在6.0 \pm 1.5 mag A_V的普遍消光阈值以上，与所有调查的云的对数正态分布相比，存在过量的物质。这种物质代表了目前参与恒星形成的云的一部分，因此由引力主导。它对云的总质量的贡献范围从0.1%到10%超过两个数量级。这意味着我们的云在GMC演化的各个阶段进行采样。此外，我们发现，柱密度和质量分布是非常相似的云之间，如果我们只分析高消光材料。另一方面，如果只考虑低消光、湍流主导区域，则分布之间存在显著差异。这表明云的湍流特性因其环境而异。然而，没有显着的影响，恒星形成的主导模式（集群或孤立）可以找到。此外，积极参与恒星形成的云的部分只受重力，与柱密度和质量分布没有显着改变本地反馈过程。
2010-04-01 astro-ph.GA
Arp 65 interaction debris: massive HI displacement and star formation
背景：星系合并前的相互作用可以引起恒星和ISM组件的形态和运动学的显着变化。大量的气体和恒星经常被发现作为潮汐碎片被扰动或移位。这些碎片随后演化，有时形成恒星，偶尔形成潮汐矮星系。在这里，我们提出的结果，从我们的HI研究Arp 65，一个相互作用对托管扩展HI潮汐碎片。目的：在努力了解潮汐碎片的演变产生的相互作用对星系，包括在原位恒星和潮汐矮星系形成，我们正在映射HI的相互作用星系对的样本。Arp 65就是其中之一。方法：我们的解决HI 21厘米线调查正在进行使用巨型米波射电望远镜（GMRT）。我们使用我们的HI调查数据以及可用的SDSS光学，斯皮策红外和GALEX紫外数据来研究潮汐碎片的演变和HI与恒星形成区域的相关性inherit. Results：在Arp 65中，我们看到一个高影响合并前的相互作用，涉及一对大规模的星系（NGC 90和NGC 93），有一个恒星质量比为~ 1：3。这种相互作用可能发生在大约1.0 - 2.5 $\times$ 10 $^8$年前，似乎已经将NGC 90中的大部分HI（包括最高柱密度HI）转移到光盘之外。我们还在NGC 90的外盘中发现了持续的恒星形成。在主要的恒星形成区，我们发现HI柱密度为~ 4.7 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$或更低。但是在柱密度最高的HI碎片中没有发现恒星形成的迹象，NGC 90的SE。这…
2015-09-09 astro-ph.GA
Triggered Population III star formation: the effect of H$_2$ self-shielding
无金属（第三星族）恒星的多样性可能会影响它们在宿主暗物质晕中的反馈效率，影响随后的金属富集和向星系形成的过渡。来自大质量恒星的辐射反馈可以触发附近致密的自屏蔽云中的恒星形成。在模型辐射自屏蔽中，必须准确计算H $_2$柱密度。在这项研究中，我们比较了两个局部近似的基础上的密度梯度和牛仔裤长度与直接整合的列密度沿射线。在大质量主星形成之后，我们发现无论是直接积分法还是密度梯度法都没有形成次级恒星。近似方法将计算时间减少了2倍。牛仔裤长度近似高估了H $_2$柱密度的10倍，导致五个数值增强的自屏蔽，恒星形成的团块。我们的结论是，密度梯度近似是足够准确的体积较大的星系模拟，虽然仍然必须谨慎的近似不能完全再现的结果直接集成。
2023-02-04 astro-ph.GA
The Column Density Probability Density Function of Cygnus-X
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
研究通过分析Cygnus-X的列密度概率密度函数，揭示了湍流与重力共同作用下分子云的密度结构，并发现其幂律部分随时间变平，表明恒星形成阈值的动态变化。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transitions and H I Column Densities in Galaxy Star-Forming Regions
我们提出了新的分析理论和辐射转移计算的原子到分子（HI-到-H2）的过渡，并建立了原子氢（HI）气柱，在光学厚的星际云，照射远紫外光离解辐射场。我们推导出解析表达式的总HI列密度（1D）平面板，光束或各向同性辐射场，从弱到强场的限制，渐进或尖锐的原子到分子的过渡，和任意金属。我们的表达式可以用来评估HI柱密度作为辐射场强度和H2尘埃有限的解离通量，氢气密度，和金属依赖的H2形成速率系数和远紫外尘埃颗粒吸收截面的函数。我们区分“HI-尘埃”和“H2-尘埃”的不透明度，我们目前的计算“通用H2-尘埃有限的有效解离带宽”。我们验证我们的分析公式与Meudon PDR代码计算HI-H2密度分布，和总HI列密度。我们表明，我们的一般1D公式预测HI列和H2的质量分数，基本上是相同的，发现在更复杂的（和近似）球形（壳/核）模型。我们应用我们的理论来计算氢的质量分数和恒星形成阈值的个别云在自我调节的星系盘，广泛的金属丰度。我们的公式HI柱和H2质量分数可以纳入流体力学模拟星系演化。
2015-02-27 astro-ph.GA
The Star Formation-Gas Density Relation in Four Galactic GMCs: Effects of Stellar Feedback
我们目前的地图4银河巨分子云（GMC）在J = 2 - 1的CO和$^{13}$ CO的发射。我们使用LTE分析得出CO的激发温度和柱密度和总分子气体柱密度，$Σ_{gas}$的分布图。通过对Lewis等人（2021）的结果进行近似，解释了CO因冻结到冷尘埃颗粒上而消耗的情况，该结果来自{\it Herschel}的远红外观测。年轻恒星天体（YSO）的表面密度是从公布的星表中获得的。平均YSO表面密度表现出幂律依赖于$Σ_{gas}$，指数在0.9至1.9的范围内。气柱密度概率分布函数（PDF）显示幂律尾部延伸到高柱密度。对于3个GMC，音速马赫数分布$M_S$在$M_S \sim 5 - 8$处有一个尖锐的峰值;第四个GMC有一个宽的分布，直到$M_S =30$，这可能是多颗OB星反馈效应的结果。根据Pokhrel等人（2021）的方法进行的分析发现，我们的GMC样本显示出的幂律关系比Pokhrel等人（2021）在不同云样本中发现的恒星形成率与$<Σ_{gas}>$和$<Σ_{gas}>/t_{ff}$的关系要浅一些。我们讨论了可能的差异，在两个样本的恒星形成云和恒星反馈的气体密度和恒星形成率之间的关系的影响。
2022-09-09 astro-ph.GA
A network of filaments detected by Herschel in the Serpens Core: A laboratory to test simulations of low-mass star formation
在恒星形成过程的早期阶段，丝状体是一个关键的结构。模拟结果表明，在岩心形成之前和形成过程中，通常会形成碎屑结构。目的。巨蛇座核心是一个理想的实验室，可以测试最先进的模拟湍流巨分子云的方法。我们使用赫歇尔观测巨蛇座核心计算温度和列密度图的区域。在Dale等人（2012年）的模拟中，我们选择了他们运行I的早期阶段，在恒星反馈开始之前，具有与Serpens核心相似的总质量和物理尺寸。我们也从模拟中获得温度和柱密度图。首先分析了所观察到的长丝的柱密度分布，包括然后掩蔽芯。对模拟也进行了同样的分析。在巨蛇座核心探测到一个放射状的丝状网络。分析的模拟显示出与观察到的结构惊人的形态相似。模拟的无芯丝的柱密度分布仅显示对数正态分布，而观察到的丝显示幂律尾部。如果只关注核心的柱密度分布，则幂律尾部在模拟中变得明显。相反，观察到的核心显示出平坦的分布。尽管模拟的和观察到的细丝主观上看起来很相似，但我们发现它们的行为方式非常不同。模拟的细丝是连续性占主导地位的区域，观察到的细丝是自引力结构，可能会分裂成核心。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distributed star formation throughout the Galactic Center cloud Sgr B2
我们报告了在中央分子带（CMZ）的扩展Sgr B2云的3mm分辨率为$\approx0.5$“的ALMA观测结果。我们探测到271个致密源，其中大多数小于5000 AU。通过排除其他可能性，我们得出结论，这些来源包括超紧凑的HII区域和年轻的恒星物体（YSO）的混合。大多数新探测到的源是具有气体包层的YSO，根据它们的光度，必须包含恒星质量为$M_*\gtrsim8$ M $_\odot$的物体。它们的空间分布遍布在$\sim12\times3$ pc区域，表明Sgr B2正在经历一个扩展的恒星形成事件，而不仅仅是原星团区域内的孤立的“星爆”。使用这个新的样本，我们研究恒星形成阈值和表面密度的关系在Sgr B2。虽然所有YSO都位于高柱密度（$N(H_2)\gtrsim2\times10^{23}$ cm $^{-2}$）的区域中，但并非所有高柱密度的区域都包含YSO。观测到的恒星形成的柱密度阈值大大高于太阳附近的云，这意味着要么是大质量恒星形成需要更高的柱密度，要么是CMZ中的任何恒星形成阈值都必须高于附近的云。气体和恒星的表面密度之间的关系与从当地云的外推不相容，相反，Sgr B2中的恒星密度遵循线性$Σ_*-Σ_{gas}$关系，比在当地云中观察到的要浅。总之，这些点表明，需要更高的体积密度阈值来解释CMZ云中的恒星形成。
2018-01-15 astro-ph.GA
The First Massive Black Hole Seeds and Their Hosts
我们研究了高红移星系中第一个大质量黑洞的形成，目的是提供关于哪些星系有或没有大质量黑洞的见解。在SPH+ N体宇宙学模拟中，我们采用了一种新的方法在星系晕中形成种子黑洞。大质量黑洞种子的形成直接取决于局部气体密度、温度和金属丰度，并受大质量黑洞形成的物理模型的激励。我们探讨种子黑洞人口作为晕质量和红移的函数，并研究如何改变大规模黑洞种子形成的效率影响黑洞和它们的主机之间的关系。种子黑洞倾向于形成质量在10^7 ~ 10^9 Msun之间的晕，由于金属在星系际介质中的扩散，在z = 5附近的形成速率受到抑制。我们发现大质量黑洞的形成时间和黑洞的占有率是宿主晕质量的函数。当z = 5时，质量M_halo > 3 x 10^9 Msun的晕拥有大质量黑洞，而与种子形成效率无关，而较小晕的占据分数随着黑洞形成效率的增加而增加。我们的模拟解释了为什么大质量黑洞会出现在一些无球星系和矮星系中，但我们也预测它们在低质量系统中的出现会越来越罕见。
2011-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Effect of Shock Wave Duration on Star Formation and the Initial Condition of Massive Cluster Formation
恒星诞生于致密的分子细丝中，而与它们的质量无关。激波对ISM的压缩导致分子云中的细丝形成。观测表明，大质量恒星团簇形成发生在云中气柱密度峰值超过10^23 cm^-2的地方。在这项研究中，我们研究了冲击压缩层持续时间对细丝/恒星形成的影响，以及如何通过执行三维（3D）等温磁流体动力学（MHD）模拟实现大质量恒星形成的初始条件，其中气体流入持续时间从边界（即，冲击波持续时间）}作为控制参数。在短冲击持续时间模型的持续时间后，在冲击后面形成的细丝膨胀，而长持续时间模型通过形成大量的超临界细丝导致恒星形成。此外，当激波持续时间大于两个激波后自由落体时间时，压缩层的峰值柱密度超过10^23 cm^-2，{该层的引力坍缩导致}预计在激波压缩层中形成的OB星数量达到十个数量级（即，块状团簇形成）。
2022-11-03 astro-ph.GA
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the evolution of molecular cloud structure: From quiescence to birth
目的：我们推导出一个完整的样本的突出分子云复合物的柱密度的概率密度函数（PDF）接近200 pc。研究方法：我们推导出近红外尘埃消光图23分子云复合体，使用“最好的”颜色过剩映射技术和数据从2 MASS档案。消光图然后被用来检查在云中的柱密度PDF。结果：在低柱密度（0.5mag <Av < 3-5 mag）下，大多数分子云的柱密度PDF均符合对数正态函数。然而，在更高的柱密度突出，幂律样的翅膀是常见的。特别是，我们确定了一个趋势的PDF：活跃的恒星形成云总是有突出的非对数正常的翅膀。相比之下，没有活跃的恒星形成的云在整个观测到的柱密度范围内类似于对数正态分布，或者只显示出低的高柱密度。这种趋势也反映在累积PDF中，表明高柱密度物质的比例在恒星形成云中显着更大。这些观察结果与湍流运动是静止云的主要云成形机制的演化趋势一致，但由它们引起的密度增强很快就被重力（和其他机制）所主导，这强烈反映在柱密度PDF的形状上。湍流的主导作用仅限于分子云演化的早期阶段，相当于云中活跃恒星形成的开始。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SHIELD: Comparing Gas and Star Formation in Low Mass Galaxies
分析了12个低质量SHIELD星系中原子氢、中性氢（HI）与恒星形成（SF）的关系。我们比较了VLA的高光谱（~0.82 km/s/通道）和空间分辨率（物理分辨率为170 pc - 700 pc）HI成像与Hα和远紫外成像。我们量化恒星形成区域和高HI柱密度区域之间的共空间性程度。我们计算了全球恒星形成效率（SFE，$Σ_{\rm SFR}$ / $Σ_{\rm HI}$），并分析了SFE与HI质量、HI柱密度和恒星形成率（SFR）之间的关系。这些系统在几个Gyr量级的时间尺度上消耗它们的冷中性气体。虽然我们推导出的肯尼卡特-施密特关系的指数为N ~ 0.68 $\pm$ 0.04的SHIELD样品作为一个整体，N的值变化很大，从系统到系统。通过补充SHIELD的结果与其他调查，我们发现，HI质量和基于UV的SFR是强烈相关的五个数量级。SHIELD样本中的模式识别使我们能够将星系分为三大类：1）主要是共空间HI和SF区域，在具有最高峰值HI柱密度和最高总HI质量的系统中发现，2）中等相关的HI和SF区域，在具有中等HI柱密度的系统中发现，以及3）HI和SF峰之间的明显偏移，在具有最低总HI质量的系统中发现。在这些星系的SF是占主导地位的随机性和随机波动的ISM。
2016-09-17 astro-ph.GA
Black-hole-regulated star formation in massive galaxies
超大质量的黑洞，质量超过太阳的一百万倍，似乎居住在所有大质量星系的中心。宇宙学激发的星系形成理论需要这些超大质量黑洞的反馈来调节恒星的形成。在没有这种反馈的情况下，最先进的数值模拟显着无法再现本地宇宙中大质量星系的数量密度和属性。然而，目前还没有观测证据表明超大质量黑洞和恒星形成之间存在这种强耦合的共同演化，这阻碍了我们对星系内重子过程的理解。在这里，我们表明，恒星形成的历史（SFHS）附近的大质量星系，从他们的综合光谱测量，取决于中央超大质量黑洞的质量。我们的研究结果表明，黑洞质量增长的尺度与气体冷却速率在早期宇宙。在拥有更大质量的中心黑洞的星系中，恒星形成的后续淬火发生得更早，更有效。观测到的黑洞质量和恒星形成效率之间的关系适用于整个星系生命中形成的所有世代的恒星，揭示了黑洞活动和重子冷却之间持续的相互作用。
2018-01-02 astro-ph.GA
Black Hole Accretion Correlates with Star Formation Rate and Star Formation Efficiency in Nearby Luminous Type 1 Active Galaxies
我们研究了453个$z\approx0.3$ 1型活动星系核（AGN）中黑洞吸积与恒星形成的关系。我们使用现有的CO观测表明，星云尘埃消光和金属丰度的组合提供了可靠的估计的分子气体质量，即使是1型活动星系的宿主星系。与其他类似的，但显着较小的样本相一致，我们重申的概念，强大的活动星系核具有可比的气体含量附近的恒星形成星系和活动星系核的反馈不会耗尽主机的冷气瞬间。我们证明，虽然恒星形成率和黑洞吸积率之间的强相关性是由这些参数对分子气体质量的相互依赖的部分驱动，恒星形成率和黑洞吸积率仍然弱相关后，删除恒星形成率对分子气体质量的依赖。这与恒星形成效率和黑洞吸积率之间的正相关性一起，可以被解释为活动星系核正反馈的证据。
2020-11-10 astro-ph.GA
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
On the Star Formation Efficiency of Turbulent Magnetized Clouds
我们研究了恒星形成效率（SFE）的湍流，磁化，分子云的模拟和观测。我们发现，在我们的模拟与螺线管，混合，和压缩强迫的湍流，3-50的音速马赫数，和磁场在超trans-Alfvenic制度的密度和柱密度的概率密度函数（PDF），所有开发的幂律尾部的平坦斜率与SFE的增加。PDF的高密度尾部与等效径向密度分布一致，rho ~ r^（-kappa）与kappa ~ 1.5-2.5，与观测结果一致。通过研究速度尺度，我们发现所有的模拟结果都与超声速湍流的v ~ l^（1/2）尺度相一致，并且在v ~ l^（1/3）尺度下更接近Kolmogorov湍流。然而，速度-尺寸缩放在很大程度上独立于SFE。与此相反，密度-尺寸和柱密度-尺寸标度对恒星形成高度敏感。我们发现，密度功率谱P（rho，k）~ k^alpha的幂律斜率alpha，或者等价地，列密度的Δ方差谱DV（Sigma，l）~ l^（-alpha），将符号从SFE ~ 0时的alpha < 0切换到恒星形成过程（SFE > 0）时的alpha > 0。我们提供了一个关系计算的SFE从测量的α。通过研究文献，我们发现，在从大尺度原子介质、冷分子云到致密恒星形成核心的观测中，α值的范围从-1.6到+1.6不等。从这些α值，我们推断SFE和找到良好的协议与独立的测量的基础上年轻的恒星对象（YSO）计数，在可用的。我们的SFE-alpha关系提…
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Herschel Observations of the W3 GMC: Clues to the Formation of Clusters of High-Mass Stars
W3 GMC是研究高质量恒星形成早期阶段的主要目标。我们已经使用Herschel数据从HOBYS关键程序产生和分析列密度和温度图。两个初步的星表是通过从柱状密度图和卷积到500微米分辨率的赫歇尔图中提取源而产生的。Herschel揭示了在致密源（FWHM<0.45 pc）中，W3 East，W3 West和W3（OH）是质量最大，亮度最高，柱密度最高的。考虑到W3东和W3西的独特性质，只有与正在进行的高质量恒星形成的团块，我们建议一个“收敛建设性反馈”的情况下，占形成一个集群的年龄下降，增加系统/源质量向最里面的地区。这一过程依赖于大质量恒星的反馈，以确保团簇形成过程中物质的可用性，也可能导致创造一个适合形成梯形系统的环境。与其他HOBYS研究中提出的其他方案一样，我们的研究结果表明，一个积极的/动态的过程，帮助积累，压缩和限制的材料是一个关键的功能，高质量的恒星/团簇形成，区别于经典的低质量恒星形成。环境条件和触发器的可用性决定了这一过程发生的形式，这意味着大质量恒星/团簇形成可能来自一系列场景：从大规模的湍流会聚，到会聚的建设性反馈或细丝合并。
2013-01-16 astro-ph.GA
Supermassive black holes as the regulators of star formation in central galaxies
我们提出的黑洞质量，恒星质量和恒星形成率的一个不同的集团的91个星系与动态测量的黑洞质量之间的关系。对于我们的样本的星系与各种形态和其他星系的属性，我们发现，特定的恒星形成率是一个平滑递减的函数之间的比率黑洞质量和恒星质量，或我们所说的特定的黑洞质量。为了解释这种关系，我们提出了一个物理框架，星系的恒星形成活动的逐渐抑制的结果，从调整到增加特定的黑洞质量，因此，在加热量的增加。从这个框架，它遵循，至少有一些星系与中间特定的黑洞质量是在一个稳定的状态，部分宁静与中间特定的恒星形成率，这意味着过渡和稳定状态的星系生活在这个地区被称为“绿谷。“关于星系形成模型，我们的结果提出了一个重要的诊断，以测试各种处方的黑洞反馈及其对恒星形成活动的影响。
2017-07-04 astro-ph.GA
Characteristic structure of star-forming clouds
本文提出了一种从分子云区柱密度概率密度函数（N-pdf）诊断分子云区成星势的新方法。它给出了具有相同N-pdf的对称细丝的柱密度和质量分布的表达式作为一个附加区域。这种特征性的暗条的中心浓度可以区分区域，并可以量化它们对恒星形成的肥沃程度。对于纯对数正态分布、纯幂律分布或其组合的N-pdf，计算分布。关于奇异多变圆柱体的模型，特征细丝可以是未结合的，结合的，或根据其中心浓度而塌陷。N-pdf气体动力学状态的这种纤维模型比球形坍缩模型与恒星形成区域更相关。一个束缚或坍缩的暗条的恒星形成能力可以用它在径向自由降落时的平均质量吸积率来量化。对于一个给定的单位长度的质量，生育力增加与长丝平均柱密度和其初始浓度。在选定的区域中，它们的特征丝状体的生育能力随着恒星形成的水平而增加。
2015-05-05 astro-ph.GA
A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion
观测到的附近星系周围的HI吸积只能占维持目前观测到的恒星形成率所需的气体供应的一小部分。正如星系形成的数值模拟所预测的那样，额外的吸积可能以低柱密度冷流的形式发生。为了抑制这种流动的存在和性质，我们提出了深HI观测获得的NRAO绿岸望远镜的区域测量NGC 2403周围的4乘4度。这些观测结果显示，在20 km/s线宽范围内，5 σ探测限为2.4 x 10^18 cm^-2，在主HI盘外存在一个低柱密度的扩展云，距离星系中心西北约17'（~16 kpc或~ 2 R25）。星云的HI总质量为6.3 x 10^6 Msun，占NGC 2403 HI总质量的0.15%。该云团与内盘中的8 kpc高速HI细丝有关，这是Fraternali等人（2001，2002）在深VLA观测中观测到的。我们讨论了云的起源的几种方案，并得出结论，它要么是从星系际介质吸积，或者是一个较小的相互作用与邻近的矮星系的结果。
2014-07-14 astro-ph.GA
The Plaskett Lecture: Star Formation in the Perseus Molecular Cloud
对英仙座分子云的大规模调查为恒星形成过程提供了许多线索。在这里，列密度图和运动学数据（地图和点数据）的分析进行了讨论，并从模拟预测进行比较。结果包括形成致密恒星形成核心的柱密度阈值，以及致密核心在其局部环境中是静止的，而分子云作为一个整体具有由大尺度模式主导的湍流运动。其中一些结果已经被用来约束恒星形成的模型，其他的可以作为未来模型的测试。未来几年的恒星形成研究有望为该领域提供令人兴奋的进展，特别是在几个设施正在进行的古尔德带遗产调查，包括詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。
2011-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely strong DLAs at high redshift: Gas cooling and H$_2$ formation
利用VLT/X-shooter对类星体视线上观测到的7个候选极强阻尼Lyman-$α$吸收系统（ESDLAs，$N(\text{HI})\ge 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$）进行了光谱研究。我们确认了极高的柱密度，尽管略低于四个系统的原始ESDLA定义（0.1~dex）。我们测量了所有系统的低电离金属丰度和粉尘消光。对于两个系统，我们还发现了强相关的H-$_2$吸收$\log N(\text{H$-2 $)[cm$ ^{-2} $]}=18.16\pm0.03$和$19.28\pm0.06$，分别在$z=3.26$和$2.25$朝向J2205+1021和J2359+1354），而对于其余五个系统，我们测量了H-$_2$柱密度的保守上限，通常为$\log N(\text{H$-2 $)[cm$ ^{-2} $]}<17.3$。与总体阻尼Lyman-$α$群体（$\sim 5-10$ %）相比，在高HI柱密度下增加的HPDMATHABMP检测率（$10-55$ %，68%置信水平）证实了先前的工作。我们发现，这七个ESDLA有类似的观察到的性质，如以前研究的类星体和伽马射线爆发余辉，这表明他们探测星系的内部区域。我们使用在激发的精细结构水平的电离碳的丰度计算通过CII $λ$ 158 $μ$ m发射的冷却速率，并将它们与文献中的阻尼Lyman-$α$系统的冷却…
2022-01-01 astro-ph.GA
The dependence of black hole formation in open clusters on the cluster formation process
通过N体模拟比较不同气体抛射模式和形成通道，发现星团演化与黑洞保留强烈依赖形成过程，缓慢膨胀的星团更易保留黑洞，为Gaia搜寻黑洞提供候选。
2025-10-15 astro-ph.GA
HI 21cm mapping of the host galaxy of AT2018cow: a fast-evolving luminous transient within a ring of high column density gas
我们报道了巨型米波射电望远镜（GMRT）HI 21 cm对CGCG 137-068的成像，CGCG 137-068是快速演化发光瞬变（FELT）AT 2018 cow的宿主星系。这是第一个研究的气体性质的一个FELT主机星系。我们得到的总HI质量$(6.6 \pm 0.9) \times 10^8$ M $_\odot$的宿主星系，这意味着原子气体耗尽时间的$3$陀螺和气体-恒星质量比$0.47$，与正常的恒星形成矮星系的值一致。在$\geq 6$ kpc的空间分辨率下，CGCG 137-068的HI似乎分布在圆盘中，大多数情况下是规则旋转的。然而，在$2$ kpc的空间分辨率下，发现最高柱密度HI位于中心区域周围的非对称环中，HI柱密度$\geq 10^{21}$ cm $^{-2}$ ; AT 2018 cow位于该高柱密度环内。这个HI环可能暗示了CGCG 137-068和一个伴星系之间的相互作用。这样一个环是理想的形成紧凑的区域的恒星形成托管大质量的恒星，这可能是祖先的FELT。我们在2018年8月27日测量了AT 2018 cow的1.4 GHz通量密度$1.13 \pm 0.13$ mJy。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale turbulent driving regulates star formation in high-redshift gas-rich galaxies II: Influence of the magnetic field and the turbulent compressive fraction
本文通过反馈调控的星际介质数值模拟，研究大尺度湍流驱动、磁场及压缩性对高红移富气体星系恒星形成率的影响，发现强湍流为匹配Schmidt-Kennicutt关系所必需，且磁场可降低所需驱动能量。
2023-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud formation in the atomic and molecular phase: HI self absorption (HISA) towards a Giant Molecular Filament
分子云是由星际介质的原子相形成的。然而，表征原子和分子之间的过渡星际介质（ISM）是一个困难的观测任务。在这里，我们解决云的形成过程相结合的HSIA分子线数据。通过数值模拟提出的一种情况是，柱密度概率密度函数（N-PDF）从早期的对数正态形状演变为后期的幂律形状。本文研究了巨分子丝GMF 38 a（d= 3.4kpc，长$\sim230$ pc）的冷原子成分.我们确定了一个扩展的HISA功能，这是部分相关的13 CO排放。的HISA和13 CO观测的峰值速度同意以及东侧的灯丝，而约4公里的速度偏移$^{-1}$被发现在西侧。我们从线宽测量得到的音速马赫数表明，大部分HISA，这是归因于冷中性介质（CNM），是在亚音速和跨音速速度。CNM的柱密度为10 $^{20}$至10 $^{21}$ cm $^{-2}$的数量级。分子氢的柱密度要高出一个数量级。来自HISA（CNM），HI发射（WNM+CNM）和13 CO（分子组分）的N-PDF很好地描述了对数正态函数，这与湍流运动是云动力学的主要驱动力相一致。分子组分的N-PDF在高柱密度区域也显示出幂律，表明自重力。我们认为，我们正在目睹两个不同的进化阶段内的灯丝。东部次区域似乎正在形成原子气体的分子云，而西部次区域已经显示出高柱密度峰值，活跃的恒星形成和相关反馈过程的证据。
2020-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relation between black hole spin, star formation rate, and black hole mass for supermassive black holes
本研究利用48个低红移超大质量黑洞样本，通过光谱能量分布多波段拟合探究了黑洞自转、恒星形成率与黑洞质量的关系，发现黑洞质量与自转和恒星形成率呈非单调关系，揭示了小质量黑洞以气体吸积生长而大质量黑洞主要通过并合生长的机制。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The relation between black hole spin and star formation in massive star-forming galaxies
本研究利用大样本发现黑洞自转与大质量恒星形成星系的恒星形成活动显著相关，且早型与晚型星系中的调节机制可能相似。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-epoch X-ray study of the nearby Seyfert 2 galaxy NGC 7479: Linking column density variability to the torus geometry
活动星系核（AGN）是由吸积的超大质量黑洞提供动力的，黑洞周围是一个模糊的物质环。最近的研究表明，以前被认为是均匀的环面结构看起来是“不规则的”：事实上，对视线氢柱密度变化的检测与具有复杂结构的模糊物的描述相匹配，这些结构由具有不同柱密度的云组成。在这项工作中，我们执行的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 7479的多历元分析，以估计其环面属性，如平均柱密度和覆盖因子。测量的视线氢柱密度变化的环面，使我们能够获得一个上限的云距离中央引擎。此外，使用源的X射线光度，我们估计爱丁顿比在Edd=0.04-0.05的范围内的所有时期。
2022-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
