Accretion outbursts in massive star formation
利用巴登-符腾堡州的HPC资源，我们首次模拟了一颗年轻大质量恒星通过吸积来自其封闭环境的物质而产生的发光爆发。我们发现，年轻的大质量恒星周围的形状像一个星团盘，其碎片一旦落到原恒星上就会引发爆发，并得出结论，在高质量恒星形成区域观察到的类似的强烈发光事件可能是这种盘存在的标志。
2017-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in dense clusters
一个同样可能停止的核心-团块吸积模型描述了星团中致密部分的恒星形成，而孤立坍缩核心的模型可能不适用。每一个核心都以恒定的速率吸积到它的原恒星上，而周围的气体团则以原恒星质量的幂的形式吸积。短的吸积流类似于舒吸积，并形成低质量的恒星。长流类似于减少的邦迪吸积，并形成大质量恒星。吸积的停止是由于动力抛射、引力竞争和恒星反馈的气体扩散等环境过程，与初始核心结构无关。该模型匹配场星IMF从0.01到超过10个太阳质量。核心吸积率和平均吸积持续时间设置IMF的峰值，独立于当地的金斯质量。大质量的原恒星需要最长的吸积时间，可达50万年。星团中最大的原恒星光度表明了其最古老的原恒星的质量和年龄。如果原恒星的出生率是恒定的，那么原恒星的光度分布与活跃恒星形成区的光度分布相匹配，但如果它们的出生是同时代的，那么原恒星的光度分布就不匹配。对于恒定的出生率，YSO与原恒星的比例表明了星团的恒星形成年龄，通常为100万年。原恒星吸积光度通常小于其稳定的球形值的一个因素~2，符合幕式磁盘吸积模型。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary tracks of massive stars during formation
将原恒星结构、环境、入流和辐射反馈的演化算法结合起来，构造了一个大质量恒星模型。我们调查指定的吸积历史的常数，减速和加速形式，并考虑热和冷吸积，确定与球形自由落体和磁盘吸积，分别。诊断工具的解释阶段的大质量恒星形成和测试的演化模型，然后开发。演化轨道能够适合赫歇尔太空望远镜的数据要求所产生的恒星质量比以前的解释少三到四倍，因此与$10 -- 15\%$的星团恒星形成效率一致。然而，对于这些冷赫谢尔团块，测辐射热温度不是一个很好的诊断，以区分吸积模型。我们还发现，无论是球形还是盘吸积都不能解释许多原恒星的高射电光度。然而，我们发现了一个解决方案，其中的极紫外线通量需要解释的无线电发射的产生，如果吸积流是通过自由落体到热点覆盖不到$10\%$的表面积。此外，原恒星必须是紧凑的，因此是通过冷吸积形成的。我们表明，这些结论是独立的强加的吸积历史。这表明，大质量恒星是通过气体吸积盘形成的，在恒星膨胀之前的阶段，气体吸积盘通过磁通量管道将质量下载到原恒星上。
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation hydrodynamic simulations of massive star formation via gravitationally trapped HII regions - Spherically symmetric ionised accretion flows
本文研究了利用辐射流体动力学模拟稳态分析预测的HII区的引力捕获。我们提出了理想化的球对称辐射流体动力学模拟的早期演变的HII地区，包括重力的中心源。与解析稳态解的球对称电离邦迪吸积流，我们发现引力被困的HII地区的吸积通过电离前到源。我们发现，对于一个恒定的电离光度，电离前沿的波动是不稳定的。这种不稳定性只发生在这种球对称的吸积几何。在大质量恒星形成的背景下，电离的光度随着源吸积质量的时间而增加。HII区域的最大半径在吸积时间尺度上增加，直到它达到音速半径，其中下落速度等于电离气体的声速，之后它进入压力驱动的膨胀阶段。这种膨胀阻止了气体通过电离前沿的吸积，恒星上的吸积率降低到零，并且它停止从吸积中生长。由于通过吸积恒星质量和光度的任何显着变化所需的时间，我们的模拟保持质量和光度不变，并遵循从捕获到膨胀的分段方式的演变。HII区域的这种演化的影响包括在恒星开始发射电离辐射后的一段时间内，物质继续吸积到正在形成的恒星上，以及超紧凑HII区域的寿命延长。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond Hierarchical Mergers: Accretion-Driven Origins of Massive, Highly Spinning Black Holes in Dense Star Clusters
针对GW231123事件揭示的大质量高自旋黑洞起源问题，研究提出吸积驱动通道：致密星团中黑洞与恒星碰撞吸积碎片可增长至~200M⊙，形成高自旋双星，为GW231123类系统提供自然起源，且与层级并合通道特征不同。
2025-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - II. Fragmentation Induced Starvation and Accretion Shielding
研究了不同初始条件下初始密度分布和初始湍流对原恒星团形成过程的影响。我们用三维自适应网格加密模拟研究了致密分子云核的坍缩。我们的讨论集中在湍流动力核中的原恒星物体之间的气体分布。尽管在初始配置和由此产生的气体和集群形态的大的变化，我们发现，所有的星团遵循一个非常相似的气体吸积行为。一旦次级原恒星开始形成，星系团的中心区域就被有效地屏蔽，免受进一步的吸积。因此，位于中心附近的物体缺乏物质，如中心吸收率的强烈下降所示。这种碎裂诱导的饥饿现象不仅发生在旋转支撑的盘和丝中，而且发生在具有复杂混沌运动的球对称星系团中。
2011-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water masers in bowshocks: Addressing the radiation pressure problem of massive star formation
利用22 GHz水脉泽的VLBI多历元观测研究了S255 IR-SMA 1和AFGL 5142的喷射活动，追踪了准直喷流的弓形激波。由3D脉泽运动所揭示并由文献所补充的喷射历史表明，这些大质量恒星是由幕式吸积形成的，通过吸积-喷射连接推断。这一贡献集中在幕式吸积在克服大质量恒星形成的辐射压力问题中的作用上，脉泽VLBI和单碟观测提供了重要的观测工具。
2018-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Star formation sustained by gas accretion
本文讨论了宇宙气体吸积对恒星形成的控制作用，总结了星系吸积宇宙气体的物理性质。论文还收集了气体吸积维持恒星形成的观测证据。它回顾了从中性和电离氢以及恒星推断的证据。大量恒星形成星系的特征可以用贫金属气体吸积来解释，特别是恒星质量、金属丰度和恒星形成率之间的关系（所谓的基本金属丰度关系）。提出并分析了它们。理论预测气体吸积是特别重要的高红移，因此迹象的基础上遥远的物体进行了审查，包括全球恒星形成的宇宙历史，和星系周围的气体推断吸收功能的背景源的光谱。
2014-05-13 astro-ph.GA
Observing Correlations Between Dark Matter Accretion and Galaxy Growth: I. Recent Star Formation Activity in Isolated Milky Way-Mass Galaxies
星系晕上的新鲜气体吸积和星系恒星形成之间的相关性对于理解星系形成至关重要。不同的理论模型已经预测了晕吸积率和星系恒星形成率之间不同的相关强度，从强正相关到很少或没有相关。在这里，我们提出了一种技术，观测测量孤立的银河系质量的星系与$z < 0.123$的相关强度。这项技术是基于暗物质吸积率和邻近星系的投影密度分布之间的相关性;这些相关性也是过去关于回溅半径的工作的基础。我们将我们的技术应用于斯隆数字巡天中观测到的星系以及UniverseMachine中的模拟星系，在那里我们可以测试任何所需的相关强度。我们发现，暗物质吸积和最近的恒星形成活动之间的正相关性被排除与$\gtrsim 85\%$的信心。我们的研究结果表明，恒星形成活动可能不与新鲜吸积孤立的银河系质量的星系在$z=0$和其他过程，如气体循环，占主导地位的星系进一步增长。
2020-11-23 astro-ph.GA
Episodic accretion, radiative feedback, and their role in low-mass star formation
据推测，物质在年轻原恒星上的吸积是偶发性的。我们提出了一种计算方法，包括情节吸积恒星形成的辐射流体动力学模拟的影响。我们发现，在吸积事件的原恒星是“打开”，加热和稳定周围的磁盘。然而，这些事件通常只持续几百年，而它们之间的间隔可能持续几千年。在这些间隔期间，原恒星被有效地“关闭”，使引力不稳定性在它们的圆盘中发展并引起碎片化。因此，幕式吸积促进了盘的碎裂，使低质量恒星、棕矮星和行星质量天体得以形成。幕式吸积事件的频率和持续时间可能是造成IMF低质量端的原因，即超过60%的恒星。
2011-09-13 astro-ph.GA
Star Formation and Gas Accretion in Nearby Galaxies
为了量化气体吸积和恒星形成之间的关系，我们分析了一个样本的29个附近的星系从WHISP调查，其中包含星系和没有证据最近的气体吸积。我们比较了FUV（GALEX）和IR 24 μm（Spitzer）的组合径向轮廓表征最近恒星形成的分布与CO（IRAM，BIMA或CARMA）和HI（WSRT）的径向轮廓跟踪分子和原子气体含量，以检查对称（静止），非对称（吸积）和相互作用（潮汐扰动）星系中的恒星形成效率。此外，我们还研究了这三组星系的恒星形成率与外盘HI的关系。我们确认了气体表面密度和恒星形成表面密度之间的一般关系，但没有发现三组星系之间的显着差异。
2016-08-24 astro-ph.GA
The physical origin of super-competitive accretion during the formation of the first supermassive black holes
数值模拟显示了一种被称为“超级竞争吸积”的情况的发生，这个术语描述了一种情况，即只有中心的少数天体变得超大质量，而大量的恒星竞争储存库，具有$\gtrsim0.1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的显著吸积流。这种情况特别意味着，碎片的存在不一定会阻碍中心大质量物体的形成。我们在这里探索这种现象，通过碰撞和吸积增长的分析估计，考虑由于自引力以及邦迪-霍伊尔吸积吸积。特别是，我们探讨了在什么条件下的吸积到中心的大质量的对象打破，并得出一个标准，取决于质量最大的对象的质量和质量的碎片。对于尺寸约为$0.1$ ~pc的致密团簇，我们进一步发现碰撞引起的质量增长与吸积引起的质量增长是相当的。通过与数值模拟的比较，我们的结果得到了验证，我们总体上得出结论，超竞争吸积是一个有效的机制，在早期宇宙中形成非常大的物体。
2023-03-14 astro-ph.GA
Observing Correlations Between Dark Matter Accretion and Galaxy Growth: II. Testing the Impact of Galaxy Mass, Star Formation Indicator, and Neighbour Colours
星系形成的一个关键问题是新的吸积在恒星形成中起什么作用。理论模型已经预测了晕吸积和星系恒星形成之间广泛的相关强度。在此之前，我们提出了一种技术，以观测约束孤立的银河系质量的星系在$z\sim 0.12$，晕吸积和邻近星系的密度分布之间的相关性的基础上的相关强度。通过将这种技术应用于斯隆数字巡天的观测数据和宇宙机器的模拟数据，我们可以测试不同的相关强度，我们排除了暗物质吸积和最近的恒星形成活动之间的正相关性。在这项工作中，我们扩大我们的分析（1）分别应用我们的技术，以红色和蓝色的邻近星系，跟踪不同的人口，（2）相关的暗物质吸积率与$D_{n}4000$测量作为一个长期的静止指标比瞬时恒星形成率，（3）分析更高质量的孤立的中央星系与$10^{11.0} < M_*/M_\odot < 10^{11.5}$出$z\sim 0.18$。在所有情况下，我们的结果是一致的非正相关强度与$\gtrsim 85$ %的信心，这表明气体循环等过程占主导地位的大规模$z=0$星系的恒星形成。
2021-10-29 astro-ph.GA
The importance of episodic accretion for low-mass star formation
恒星通过吸积盘上的物质而获得大部分质量。吸积可能不是连续的，而是间歇性的。我们已经开发了一种方法，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致辐射反馈的爆发，在此期间，原恒星非常明亮，其周围的圆盘被加热和稳定。这些爆发通常只持续几百年。相比之下，爆发之间的平静可能会持续几千年;在这些平静期间，原恒星的光度非常低，它的圆盘冷却并破碎。因此，幕式的吸积可以通过盘的碎裂形成低质量恒星、棕矮星和行星质量的天体。如果情节吸积是一种常见的现象，在年轻的原恒星，那么吸积爆发的频率和持续时间可能是决定恒星初始质量函数的低质量端的关键。
2011-03-07 astro-ph.GA
The Role of Cold Flows and Reservoirs in Galaxy Formation With Strong Feedback
我们研究了来自麦克马斯特无偏星系模拟（Stinson et al. 2010）的代表性星系中的气体吸积和随后的恒星形成。吸积气体是双峰的，在$10^5$ K处具有自然的温度划分，接近冷却曲线的峰值。冷模吸积在早期占主导地位，在红移z=2-4处产生总吸积的峰值，并在z $\sim$ 2以下呈指数下降。热模吸积在z=1-2附近达到峰值并逐渐下降。热模式超过冷模式吸积z $\sim$ 1.8的所有四个星系，而不是当星系达到一个特征质量。冷模吸积可以为恒星的形成提供燃料，而热模吸积则优先在晕中建立一个大型的热气库。晚期恒星的形成依赖于2-8 Gyr之前的储层气体。因此，该储层允许恒星形成速率超过当前的总体气体吸积速率。恒星反馈循环气体从星际介质回到热储层。更强的反馈导致更多的气体循环，气体在星系外流中的去除和更少的恒星形成，使模拟能够与观察到的恒星形成历史相匹配。特别是对于较低质量的星系，强反馈可以将恒星形成峰从z=2-4的吸积峰延迟到z=1-2。
2014-07-21 astro-ph.GA
The dependence of episodic accretion on eccentricity during the formation of binary stars
目的：我们的目标是调查如何幕式吸积爆发的强度取决于偏心率。研究方法：我们通过对低质量双星形成过程的三维磁流体动力学（MHD）模拟，研究了长周期（> 20年）双星的触发假说，包括气体湍流和磁场对低质量双星形成过程的影响，模拟结果的最后间隔为$\sim$ 10 $\au$。在原恒星形成后6500年的时间里，我们用两种不同的初始湍流马赫数（M = 0.1和M=0.2）和一个太阳质量的初始湍流气体核进行了两次模拟。结果：当双星系统的偏心率还很高时，我们在早期观测到了近星点的吸积爆发。我们发现，这种相关性爆发的吸积和通过近星点打破了在后期阶段，因为逐渐circularisation的轨道。对于大于e=0.2的偏心率，我们观察到近星点附近触发的幕式吸积。然而，我们没有发现幕式吸积的强度和偏心率之间有任何强的相关性。吸积强度定义为爆发吸积速率与静止吸积速率之比，我们确定吸积事件可能是由星周盘旋转与接近双星之间的力矩触发的。我们将我们的结果与短周期双星中的幕式吸积的观测数据进行了比较，发现我们的模拟与观测之间有很好的一致性。结论：我们的结论是，情节吸积是一个普遍的机制，在偏心年轻的双星系统，独立的分离，它应该是可观察到的长周期双星，以及在短周期双星。然而，强度取决于扭矩，因此在近星点的分离。
2020-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring lenticular galaxy formation in field environments using NewHorizon: evidence for counter-rotating gas accretion as a formation channel
利用 NewHorizon 模拟发现场环境透镜星系主要通过并合和反向旋转气体吸积形成，后者以气体角动量抵消为关键机制，可在短于十亿年时间内停止恒星形成。
2024-11-08 astro-ph.GA
Star Formation in Accretion Disks and SMBH Growth
活动星系核周围的吸积盘对大半径的恒星形成具有潜在的不稳定性。我们注意到，当这些恒星中的一些形成的致密物体螺旋进入中央的超大质量黑洞，没有辐射反馈，因此吸积率不受辐射力的限制。利用一组吸积盘模型，计算了气体和致密天体对中心超大质量黑洞的吸积率。我们发现，一个超大质量黑洞的时间尺度增加一倍的质量可以减少的因素范围从$\sim0.7$到低至$\sim0.1$在极端情况下，相比单独的气体吸积。我们的研究结果表明，在高红移的超大质量黑洞的形成可能会发生没有长期的超爱丁顿气体吸积或非常巨大的种子黑洞。我们评论潜在的观测签名以及其他活动星系核观测的影响。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks II: Dynamical Effects of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行无耗散N体模拟，以阐明薄磁盘的动力学响应的冷暗物质（CDM）的子结构的轰击。我们的方法结合了（1）银河系（MW）大小的CDM晕形成的宇宙学模拟，以获得子结构的性质和（2）连续的subhalo碰撞到一个初始薄，完全形成的MW型盘星系的控制数值实验。目前的研究是第一个考虑到在这样的磁盘结构的调查在宇宙时间的卫星人口的演变。我们发现，大质量的subhalo到主机晕的中心区域，银河系盘居住的吸积，因为z~1应该是常见的。一个主机晕吸积的历史被用来初始化的卫星磁盘遇到的控制模拟。我们发现，这些吸积事件严重扰动薄星系盘，并产生了丰富的独特的动力学签名，其结构和运动学。这些现象包括：（1）在所有半径处都有相当大的增厚和加热，在太阳半径处，盘的厚度和速度椭球体几乎加倍;（2）在盘的外围，盘的厚度增加了4倍以上，并伴随着显著的耀斑;（3）在大半径处，超过5个盘尺度长度时，表面密度过大，类似于观测到的反截头盘;（4）与盘状星系观测样本中测量到的水平相似的不对称性;（5）显著的倾斜。与最大质量的次晕的相互作用驱动了磁盘的响应，而随后的轰击在干扰磁盘方面的效率要低得多。我们的结论是，子结构磁盘遇到的LCDM范式中预期的那种发挥了重要作用，在设置盘星系的结构和驱动星系的演化。
2009-06-04 astro-ph.GA
Accretion and Feedback in Star Cluster Formation
恒星团簇形成不太可能是一个突然的事件：相反，物质会在很长一段时间内流向团簇的形成地点，即使恒星形成并向该地区注入能量。星系团的气态前身必须在吸积和反馈的竞争影响下持续几个交叉时间，因为恒星的形成是一个缓慢的过程。因此，新生的星团应该保留着这场竞争的记忆。使用解析近似，我们评估的气体，映射制度，其中各种类型的反馈是弱或强的动态状态。原恒星外流，辐射压力，电离气体压力占。与观测结果的比较表明，反馈通常不能在更大的、快速吸积的星系团中排出气体，但反馈可能会通过作用于更大的尺度来饿死吸积。
2017-12-05 astro-ph.GA
Accretion and star formation in 'radio-quiet' quasars
射电观测使我们能够识别大范围的活动星系核（AGN），它们在星系的演化中起着重要的作用。在低射电光度的活动星系核中，有一种“射电宁静”类星体（RQQ），但它们对总射电辐射的贡献仍有争议，以前的研究认为主要是通过恒星的形成。在这次演讲中，上海大众总结了最近关于RQQ的论文的结果，包括使用远红外数据来解开AGN和恒星形成的无线电发射。这提供了黑洞吸积反而主导RQQ中无线电发射的证据。此外，我们发现，这种吸积相关的发射与类星体的光学光度，而较弱的光度依赖性是显而易见的无线电发射与恒星形成。目前尚不清楚的是这种与吸积有关的排放是如何产生的。了解RQQ的这一点将使我们能够研究这种类型的活动星系核如何影响其周围环境。这些研究对于活动星系核反馈的模拟，以及确定宇宙的吸积和恒星形成历史具有重要意义。
2019-12-12 astro-ph.GA
Formation History of Metal-Poor Halo Stars with Hierarchical Model and the Effect of ISM accretion on the Most Metal-Poor Stars
我们根据扩展的Press-Schechter理论，考虑了ΛCDM方案中星系的合并历史，研究了早期宇宙中的恒星形成和化学演化.我们给出了一些可能的限制与极端贫金属（EMP）星的观测比较。结果表明：（1）分级结构的形成可以解释在[Fe/H]~（-4）附近出现突变的金属丰度分布函数的特征。(2)根据碳增强型EMP星的统计数据（Komiya et al. 2007），一个峰值质量约为10 Msun的高质量IMF以及双星的贡献，预测了低质量幸存者的频率，与在-4~<[Fe/H]~<-2.5时观测到的EMP星的数量一致。(3)在第一次超新星爆发前由原始气体形成的恒星在其宿主微晕中被指定为[Fe/H]~-5的HMP星。(4)对于星系晕的场星，在金属丰度为-4~<[Fe/H]~<-2.5或更大时，IMF和双星贡献没有明显变化。我们进一步研究了表面污染的影响，通过吸积ISM沿化学和动力学演化的银河系低质量的Pop。III和EMP幸存者。由于小晕的电位较浅，这些恒星诞生的小晕中的ISM吸积主导了表面金属污染。这可以解释HMP星表面铁的丰度，如果考虑到它们出生时的小晕中气体的冷却和浓度。我们还研究了非常大质量的Pop. III恒星的反馈效应。PISNe的金属预污染被证明是兼容的，与所观察到的缺乏他们的核合成签名时，一些积极的反馈气体冷却工程和改变IMF从非常大规模的高质量。
2010-05-14 astro-ph.GA
The Burst Mode of Accretion in Primordial Star Formation
我们目前的模拟结果的形成和长期演化的原始原恒星盘窝藏的第一颗恒星。利用2+ 1维非轴对称薄盘数值模拟，结合气体的正压关系，我们能够探测20kyr的盘的演化。在这段时间内，我们观察到碎片导致松散的气体团内的磁盘。然后，这些粒子被向内扭转并吸积在生长的原恒星上，引起爆发现象。这种机制产生的光反馈可能对原恒星的后续生长产生重要影响。
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas meets Kozai: the influence of a gas-rich accretion disc on hierarchical triples undergoing von Zeipel-Lidov-Kozai oscillations
本文研究了活动星系核中双星在富气体吸积盘影响下的演化，发现气体阻力与ZLK效应共同作用可导致双星硬化或软化，从而影响恒星合并及引力波源的形成率。
2025-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
A Correlation between Star Formation Rate and Average Black Hole Accretion in Star-forming Galaxies (Proceeding of IAUS304: Multiwavelength AGN Surveys and Studies)
本文介绍了最近在牧夫座巡天用Herschel远红外和Chandra X射线观测研究星系和超大质量黑洞共同演化的结果。对于一个恒星形成（SF）星系的样本，我们发现了一个强的相关性星系恒星形成率和平均SMBH吸积率在SF星系。最近的研究表明，恒星形成和活动星系核吸积只有弱相关的单个活动星系核，但这可能是由于活动星系核相对于恒星形成的变化时间尺度短。平均在整个AGN人口产生吸积和恒星形成之间的强线性相关性，符合一个简单的图片，其中SMBH和它们的宿主星系的增长是密切相关的星系演化的时间尺度。
2014-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
Gas Accretion and Star Formation Rates
星系演化的宇宙学数值模拟表明，来自宇宙网的贫金属气体吸积驱动了星系盘中恒星的形成。不幸的是，这一理论预测的观测支持仍然是间接的，需要建模和分析，以确定线索作为恒星形成的实际迹象，从贫金属气体吸积。因此，对观测结果进行细致的解释是至关重要的，这篇观测评论首先从物理过程及其所涉及的关键成分的简单理论描述开始，包括吸积气体及其诱导的恒星形成的性质。分析了贫金属气体吸积与恒星形成之间的联系，特别是气体消耗时间尺度与恒星星族年龄的比较，基本金属丰度关系，盘形态与气体金属丰度的关系，恒星形成星系星爆中金属丰度下降的存在，所谓的G矮星问题，局部宇宙中恒星形成气体的最小金属丰度的存在，局部宇宙中α增强气体形成恒星的起源，静止BCD的金属丰度，以及星系气体吸积的直接测量。最后一节讨论了获得直接观测证据的内在困难，并指出了进一步巩固现有观点的替代观测途径。
2016-12-02 astro-ph.GA
Anatomy of galactic star formation history: Roles of different modes of gas accretion, feedback, and recycling
本研究通过三种气体吸积方案的星系演化模型，揭示大质量冷模式吸积与气体循环是重现观测到的恒星形成历史及星系下缩效应的关键，同时指出活动星系核反馈、星系并合等缺失物理过程的潜在作用。
2023-04-23 astro-ph.GA
Star formation and black hole accretion activity in rich local clusters of galaxies
本文研究了位于附近两个（z $\sim$ 0.2）丰富的星系团Abell 983和1731中的星系的恒星形成和中心黑洞吸积活动。目的：我们能够量化的模糊和未模糊的恒星形成率，以及存在的活动星系核（AGN）作为一个功能的环境中，星系位于。研究方法：我们用前所未有的深红外斯皮策观测（0.2 mJy@24微米），近红外帕洛玛成像和光学WIYN光谱瞄准了这些星团。我们的观测范围（$\sim$ 3维里半径）涵盖了从非常密集的星团中心到非常稀薄的星团外围和吸积区域的广泛的可能环境。结果：这两个星系团的恒星形成成员的恒星形成率与同时代场星系的恒星形成率相当。光谱确认成员的空间排列的分析揭示了相对于A983的更均匀分布，A1731的分布延长。新出现的图片与A983是一个完全演化的星团相一致，与仍然活跃的A1731形成对比。结论：对特定恒星形成率的分析揭示了沿着A1731的类顺时针结构进行星系预处理的证据。此外，朝向星系团核心的恒星形成星系和活动星系核数量的减少表明，星系团环境正在加速星系的老化过程，并阻止了促进恒星形成和黑洞吸积活动的冷气体的进一步吸积。
2016-01-22 astro-ph.GA
Hitting the Bull's-eye: The Radial Profile of Accretion and Star Formation in the Milky Way
银河系中正在进行的恒星形成需要来自吸积的持续气体燃料。先前的研究表明，矮星系的吸积可以为这一过程提供所需的气体。在这项工作中，我们调查矮星系吸积是否与在银河系中观察到的恒星形成的径向轮廓是一致的，这是强烈集中向银河系的气体盘的中心。使用现实的参数为银河系的潜力，气体晕，银河系盘，矮星系的速度，并在晕上剥离气体的阻力的影响，我们模型的半径分布在矮星系吸积到银河系盘。我们还模拟的径向分布的吸积气体冷却直接出晕通过检查最近的模拟结果。我们表明，矮星系不能复制的吸积向恒星形成所需的银河系中心的浓度。我们还表明，直接从晕冷却的云可以重现这种中心浓度，并得出结论，这种差异主要是由于两种机制之间的绝对比角动量的差异。
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The standard model of star formation applied to massive stars: accretion disks and envelopes in molecular lines
我们通过新的分子线观测和大质量原恒星IRAS 20126 +4104周围吸积流的建模来解决高质量恒星的形成是否与太阳质量恒星的形成相似或不同的问题。我们结合了在甚大阵列上对NH3（1，1）和（2，2）的新观测，在亚毫米阵列上对CHCN（13-12）的新观测，以前对NH（3，3），NH（4，4）的VLA观测，以及以前对C34 S（2-1），C34 S（5-4），和CHCN（12-11），以获得激发能覆盖15至419 K的分子谱线的数据集。我们比较这些观测结果与模拟分子线光谱预测的模型为高质量的恒星形成的基础上，按比例放大版本的标准盘信封范例周围的低质量恒星的吸积流。我们发现，在符合标准的范例，观测需要一个温暖的，密集的，快速旋转的磁盘和一个冷的，弥漫的下降信封。这项研究表明，10 M恒星周围的吸积过程类似于太阳质量的恒星。
2010-03-16 astro-ph.GA
Magnetically elevated accretion disks in active galactic nuclei: broad emission line regions and associated star formation
我们建议，吸积盘燃料的活动星系核的支持垂直对重力的强大的环形（$ϕ-$方向）磁场，自然发展的结果，吸积盘发电机。磁压将携带$R$吸积流的大部分气体提升到大高度$z > 0.1 R$和低密度，同时在赤道周围留下一个包含大部分质量的薄致密层--但贡献很少的吸积。我们表明，这样的磁盘模型自然会导致形成一个广泛的发射线区域，通过热不稳定性。外推到更大的半径，我们表明，当地的引力不稳定性和相关的恒星形成强烈抑制AGN的标准磁盘模型相比，虽然在赤道区的恒星形成预测足够高的质量供应率。因此，这类新的吸积盘模型似乎能够解决活动星系核燃料理论中两个长期存在的难题：宽发射线区域的形成和抑制碎裂，以抑制所需的吸积速率。我们表明，在银河系中心形成的恒星盘几百万年前可能是由于磁吸积事件在$> 0.1$的爱丁顿极限。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of supermassive black hole seeds in nuclear star clusters via gas accretion and runaway collisions
在$z \gtrsim 6$已经发现了200多个质量为$\gtrsim 10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量黑洞。形成SMBH的一个有希望的途径是通过质量为$\sim 10^{3-5}\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量恒星（SMS）坍缩成种子黑洞，这些种子黑洞可以增长到$z\sim 7$观测到的$10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$ SMBH的几倍。在本文中，我们探讨如何与质量$\sim 10^{3-5}\,\mathrm{M_{\odot}}$的SMS可以通过气体吸积和逃逸恒星碰撞高红移，金属贫核星团（NSCs）使用理想化的N体模拟。我们探讨物理驱动的吸积方案，例如邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积和爱丁顿吸积，以及简化的方案，如常数吸积。当气体存在时，吸积时间尺度仍然比与最大质量物体（MMO）碰撞的时间尺度短得多。然而，总的来说，星团中任何两颗恒星之间碰撞的时间尺度可以与吸积时间尺度相当或更短，因此碰撞仍然在确定SMS的最终质量方面发挥着至关重要的作用。我们发现，这个问题是高度敏感的初始条件和我们假设的配方的吸积，由于高度混乱的性质的问题。决定质量增长机制的关键变量是MMO的质量和可用于吸积的气体储层。根据不同的条件，SMS的质量$\sim10^{3-5} \,\mathrm{M_{\odot}}$可以形成所有三个吸积的情况下，在…
2021-05-14 astro-ph.GA
The edge of galaxy formation I: formation and evolution of MW-satellites analogues before accretion
银河系和仙女座的卫星代表了我们在宇宙中可以观察到的最小的星系。在这一系列的论文中，我们的目标是阐明他们的形成和演化使用宇宙流体动力学模拟。在这第一篇论文中，我们专注于吸积前的星系性质，通过模拟27个质量介于$5\times 10^8$和$10^{10} M_\odot$之间的晕。在这组光环中，有19个光环成功地形成了恒星，而8个仍然是黑暗的。模拟的星系匹配相当不错，目前观察到的恒星质量，大小和金属丰度之间的标度关系，表明这种关系是在吸积之前。我们的星系显示出各种各样的恒星形成历史，从延长的恒星形成期到单次爆发。在更大质量的星系中，大的恒星形成爆发与主要的合并事件有关，这极大地促进了整体恒星质量的积累。合并的内在随机性导致恒星质量晕质量关系的大分散，高达两个数量级。尽管有爆发的恒星形成历史，在这些质量尺度上，重子在修改暗物质分布方面是非常无效的，恒星质量低于$\approx 10^6 M_\odot$的星系保留了它们的尖形中心暗物质分布，与纯N体模拟的结果非常相似。
2017-09-05 astro-ph.GA
Anti-hierarchical evolution of the Active Galactic Nucleus space density in a hierarchical universe
最近的观测表明，明亮的活动星系核（AGN）的空间密度峰值比暗AGN的红移高。活动星系核演化中的这种缩小趋势似乎与等级结构的形成相矛盾。在这项研究中，我们提出的星系和活动星系核形成的半解析模型的层次结构的形成方案的基础上预测的活动星系核的空间密度演化。我们证明了我们的模型能够再现活动星系核空间密度演化的缩小趋势。在我们的模型中的缩小趋势的原因是作为恒星形成的结果，在大规模的晕和AGN的动力学时标的寿命标度的气体冷却抑制的冷气体耗尽的组合。我们假设一个主要的星系合并导致了星暴，球状体的形成，和冷气体吸积到一个超大质量黑洞（SMBH）。我们还假设，这种冷气体吸积触发活动星系核活动。由于冷气体主要是由于恒星的形成而耗尽，而气体冷却在大质量的暗晕中受到抑制，因此吸积到SMBHs上的冷气体的数量随着宇宙时间的推移而减少。此外，活动星系核的寿命随着宇宙时间的增加而增加。因此，在低的红移，主要的合并并不总是导致发光的活动星系核。由于活动星系核的亮度与吸积在SMBH上的气体质量有关，因此，亮活动星系核的空间密度比暗活动星系核的空间密度减小得快。我们的结论是，活动星系核空间密度的反等级演化与等级结构的形成并不矛盾。
2014-10-01 astro-ph.GA
The drop in the cosmic star formation rate below redshift 2 is caused by a change in the mode of gas accretion and by AGN feedback
宇宙恒星的形成率在红移z=2之后急剧下降。我们使用一个大的，宇宙学的，平滑粒子流体动力学模拟，探讨如何这种下降是有关的气体吸积的演变和外流驱动的活动星系核（AGN）。我们发现，在恒星形成率的下降如下相应的下降，在全球冷模吸积率密度到晕，但延迟的顺序气体消耗时间尺度在星际介质。在这里，我们将冷模（热模）吸积定义为被吸积的气体，其温度从未超过（确实超过）10^5.5 K。与在z~3处达到峰值的冷模吸积相反，热模继续增加到z~1，并且此后保持大致恒定。到目前为止，热模强烈主导的全球吸积率到晕。恒星的形成并不遵循热模晕吸积，因为大多数热晕气体从来没有吸积到星系上。活动星系核的反馈起着至关重要的作用，它优先阻止以热模式进入晕的气体吸积到它们的中央星系上。因此，在没有活动星系核反馈的情况下，在热模式下吸积的气体将成为恒星形成的主要燃料来源，宇宙恒星形成率的下降将不会那么陡峭。
2011-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
From the Top Down and Back Up Again: Star Cluster Structure from Hierarchical Star Formation
年轻的大质量星团，质量跨度为$\sim 10^4 - 10^8 M_\odot$，已经被观测到具有相似的表面亮度轮廓。最近对恒星团簇形成的流体动力学模拟也产生了具有这种结构的恒星团簇。我们认为，分析，这种类型的质量分布自然出现在放松从一个分层集群分布的恒星到一个单片星团，通过分层合并。我们发现，任意初始配置文件将趋于收敛到一个普遍的配置文件下分层合并，由于相空间混合遵守一定的守恒约束。我们进行$N$体模拟的一对合并的模型星团，发现合并容易产生浅的表面亮度分布在年轻的大质量集群。最后，我们模拟了从一个理想化的碎裂模型构造的层次聚类质量分布的松弛。假设只有幂律的空间和运动学的标度关系，这些数值实验能够重现观测到的年轻大质量星团的表面密度分布。因此，我们提供的层次恒星形成的范例内的年轻大质量集群的结构的物理动机。这对新生球状星团的结构有着重要的意义。
2018-08-31 astro-ph.GA
Peculiar black hole accretion rates in AGN with highest star formation rates in the universe
Pouliasis et al（2022 b）研究了恒星形成率、黑洞吸积率和红移大于3.5的活动星系的恒星质量，发现恒星形成率在高恒星质量时趋于平稳，他们认为这是活动星系核反馈的证据。他们的数据显示，当活动星系核接近恒星形成率-恒星质量平面曲线的平坦化时，吸积率开始下降。我们描述的活动星系核反馈的性质负责这方面的强大FRII喷气机提高恒星形成率，但最终也引发了吸积从近爱丁顿率平流为主的转变。这些系统正处于一个戏剧性的转变的风口浪尖上，活动星系从强烈的增强到对恒星形成的巨大抑制，在这种方式下，与高红移的射电活动星系核和无喷流的活动星系核相比，低红移的射电活动星系核的斜率更陡。因此，我们认为，Pouliasis等人的数据构成了Singh等人（2021）预测的高红移天体，这些天体与Comerford等人（2020）所示的射电活动星系核的低红移行为有关。
2022-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold-mode and hot-mode accretion in galaxy formation: an entropy approach
我们分析了两个宇宙学变焦模拟与$M_{\rm vir}\sim 10^{12}{\rm\,M}_\odot$从NIHAO系列，有和没有反馈。我们表明，基于星系际介质状态方程的熵准则可以成功地分离冷模和热模吸积。激波加热的气体有不可忽略的湍流支持，冷却效率低。在没有反馈的模拟中，只有一小部分（$\sim 20$ %）的恒星质量来自于热环星系介质中的重子，尽管由于我们的统计数字很小，应该谨慎地做出定量结论。有反馈的情况下，这一比例更大，因为超新星加热的气体的再吸积，比吸积冲击加热的气体具有更低的熵和更短的冷却时间。我们比较了NIHAO的结果与GalICS 2.1半解析星系形成模型的预测。在GalICS 2.1中实现的激波稳定性判据成功地再现了从冷模到热模吸积的转变。
2022-06-25 astro-ph.GA
Hot gas accretion fuels star formation faster than cold accretion in high redshift galaxies
通过高分辨率流体动力学模拟发现，在高红移星系中，冷吸积气体因湍流区域和激波加热等过程，输送至星系盘的时间长于热吸积气体，从而限制了星系的恒星形成率。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation and Accretion in Nearby Galaxies
The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；National Centre for Nuclear Research (NCBJ)（国家核研究中心）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Curtin University（科廷大学）
利用SKA望远镜的高灵敏度和高分辨率，通过多尺度谱指数和吸收过程分离热与非热辐射，研究邻近星系中恒星形成和超大质量黑洞吸积对星系演化的调控。
2026-06-29 astro-ph.GA
Gas Accretion and Star-Formation Rates with IFUs and Background Quasars
恒星形成星系（SFG）以有规律的速度形成恒星，形成所谓的主序星（MS）。然而，对它们的含气量的所有研究表明，它们的气藏应该在0.5-2 Gyr内耗尽。因此，SFG被认为是由星系际气体的持续吸积来提供能量，以维持其恒星形成活动。然而，这种吸积现象的直接观测证据一直难以捉摸。从理论上讲，来自星系际介质的吸积气体预计将围绕光环运行，不仅为恒星形成提供燃料，还为星系提供角动量。因此，预期该吸积材料形成气体结构，该气体结构一旦在$r<0.3\;R_{\rm vir}$或$r<10-30$ kpc下就应当与宿主共转。由于恒星形成盘和这种扩展的气体结构之间的粗略对齐，吸积物质可以最容易地用背景类星体和积分场单元（IFU）的组合来检测。在这一章中，吸积研究使用这种技术进行了审查。
2017-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback by supermassive black holes in galaxy evolution: impacts of accretion and outflows on the star formation rate
我们描述了一个物理模型的外流产生的气体吸积到黑洞上，并由此产生的变化，恒星形成率和效率的星系，使用无线电SAGE半解析星系形成模型。结果表明，星系外流率与SFR的比值主要受黑洞质量和维里晕质量的影响，并且在低质量黑洞质量时，SFR大于外流率.该模型一致地再现了观测到的恒星形成率密度从z = 6到z = 0的演化，以及恒星质量-晕质量关系的趋势。我们展示了在不同红移下AGN反馈对大质量星系生长的影响。我们发现反馈在最大质量的星系晕中普遍存在，抑制了冷却灾难。
2019-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Collision of Merger and Accretion Shocks: Formation of Mpc-scale Contact Discontinuity in the Perseus Cluster
最近在英仙座星系团外围的XMM-牛顿和朱雀X射线观测中发现了两个Mpc大小的接触不连续性（Walker等人，2020）。这些结构已被暂时解释为“晃动冷锋”，这是习惯上与差分运动的集群气体，合并扰动。在这项研究中，我们考虑另一种情况下，即，最突出的不连续性附近的群集维里半径的吸积激波和“失控”的合并激波之间的碰撞的结果。我们还讨论了~ 1.2Mpc第二个不连续的可能起源。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion of Chaplygin gas upon black holes: Formation of faster outflowing winds
本文研究了修正的Chaubergin气体在不同类型的黑洞上的吸积。修正的Chaobergin气体是暗物质和暗能量组合模型的最佳候选者之一。此外，从场论的观点来看，修正的Chaubergin气体模型等价于具有自相互作用势的标量场。我们制定的方程有关的球形吸积和盘吸积，和各自的风。相应的数值解的流动，特别是速度，并进行了分析。我们发现，修改后的Chaubergin气体的吸积风系统显着改变风的解决方案，产生更快的风，在物理参数的变化，而吸积解决方案定性保持不受影响。这意味着改性后的Chaubergin气体更容易产生外流，这是暗能量进入系统的自然结果。
2011-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of massive seed black holes via collisions and accretion
旨在解释大质量黑洞种子形成的模型，特别是直接坍缩的模型，面临着巨大的困难。这些都植根于相当特设和微调的初始条件，如极低的金属丰度和强辐射背景的同时要求。在这里，我们探讨修改这样的场景，一个巨大的原始星团最初产生。随后的恒星碰撞导致了大质量（10^4 - 10^5太阳质量）天体的形成。我们的计算表明，恒星动力学，气体吸积和原恒星演化之间的相互作用是特别相关的。原恒星上的气体吸积增加了它们的半径，导致碰撞截面增大。我们表明，碰撞的分数可以增加从0.1-1%的初始人口到约10%时，无气体模型或模型的原恒星团在本地宇宙。我们的结论是，非常大质量的物体可以形成，尽管最初的碎片，使第一个大规模的原恒星集群可行的候选人出生的地方观察到的超大质量黑洞。
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
