Chemistry in a forming protoplanetary disk: main accretion phase
我们研究了恒星形成核的辐射-流体动力学模型中的化学，该模型在$\sim 10^5$年内从一个冷的（$\sim 10$ K）星前核演化到主吸积相。一个旋转支撑的引力不稳定盘在原恒星周围形成。我们提取的物理参数的时间变化在$\sim 1.5 \times 10^3$ SPH粒子最终在磁盘中，并进行后处理计算的气体-颗粒化学采用三相模型。在圆盘内部，SPH颗粒向内和向外迁移。由于一个显着的部分挥发物，如CO可以被困在水占主导地位的冰在三相模型中，冰地幔成分不仅取决于目前的位置在磁盘上，但也对尘埃颗粒是否经历过比水升华温度更高的温度。稳定的分子，如H $_2$ O、CH $_4$、NH $_3$和CH $_3$ OH，在引力坍缩开始时就已经很丰富了，并且随着流体包迁移到水雪线内部而简单地升华。另一方面，各种分子，如碳链和复杂的有机分子（COM）中形成的磁盘。COMs丰度敏感地依赖于大块冰幔中光碎片的光解和扩散速率。对于含S物质，在坍缩阶段，H $_2$ S冰是丰富的。在盘的暖区，H $_2$ S升华而被破坏，而SO、H $_2$ CS、OCS和SO $_2$变得丰富。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Drivers of the Decline in Supermassive Black Hole Growth at $z<2$
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Nanjing University（南京大学）
研究红移小于2时SMBH增长下降的驱动因素，发现埃德蒙比率下降是主要原因，而非吸积活动转移。
2025-12-08 astro-ph.GA
Modeling accretion shocks at the disk-envelope interface -- Sulfur chemistry
当原恒星包层的物质撞击形成中的盘时，可能会产生吸积激波，这可能（部分）改变进入盘的包层物质。阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的观测表明，源自温暖SO和SO $_2$的辐射可能是这种吸积冲击的良好示踪物。本工作的目的是测试在什么样的激波条件下，气相SO和SO $_2$的丰度增加吸积激波在盘包界面。详细的冲击模型，包括气体动力学计算使用的巴黎-达勒姆冲击代码的非磁化J-型吸积冲击在典型的内包络条件。探讨了激波前密度、激波速度和紫外辐射场强度对暖SO和SO $_2$丰度的影响。热气相化学是有效的，在大多数J-型冲击条件下形成SO。在低速（~3 km/s）地震中，SO的丰度通过后续反应而增加，从热脱附的CH $_4$开始，到H $_2$ CO，最后到SO。在更高速度（>4 km/s）的激波中，SO和SO $_2$都是通过OH和S原子反应生成的。UV辐射场的强度对于通过H $_2$ O的光解离形成SO，特别是SO $_2$是至关重要的。SO和SO $_2$冰的热解吸作用仅与高密度（$>10^7$ cm $^{-3}$）下的高速（>5 km/s）冲击有关。SO和SO $_2$的暖辐射是一个可能的示踪剂吸积冲击在磁盘信封接口，只要当地的紫外线场存在。ALMA在高角分辨率下的额外观测可以提供进一步的限制。此外，詹姆斯·韦伯太空望远镜将提供其他可能的慢速、密集激波示踪物，如H $_2$、H…
2021-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing episodic accretion with chemistry: CALYPSO observations of IRAM 04191+1522. Results from the CALYPSO IRAM-PdBI survey
上下文在恒星形成的最早阶段，质量吸积的过程仍然没有被完全理解：吸积率是否随着原恒星的年龄平稳地下降，或者是否存在短暂的间歇性吸积爆发？目的。我们的目标是探索是否可以理解的框架下，在一个方案中，排放化学跟踪过去的吸积爆发观测到的C $^{18}$ O和N $_2$ H $^+$发射模式对VeLLO IRAM 04191+1522。方法：我们使用高角分辨率的Plateau de Bure干涉仪（PdBI）观察C $^{18}$ O和N $_2$ H $^+$对IRAM 04191+1522的反应，这些反应是作为CALYPSO IRAM大型程序的一部分获得的。我们模拟这些观测使用化学代码与时间相关的物理结构加上一个辐射转移模块，在那里我们允许源光度的变化。结果我们发现$_2$ H-$^+$谱线的发射显示出一个中心空穴，而C-$^{18}$-O谱线的发射是紧凑的.这两条线的形态不能用基于现今内部光度（0.08 L $_{sun}$）的恒定光度模型再现。然而，N $_2$ H $^+$峰与12 L $_{sun}$的恒定光度模型一致。使用随时间变化的温度和密度分布的模型，我们表明，所观察到的N $_2$ H $^+$峰值发射确实可能是由过去的吸积爆发。这样的爆发应该发生在几百年前。结论.我们认为，在不久的过去，在IRAM 04191+1522发生了吸积爆发。如果这样的爆发在VeLLO中很常见…
2020-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of episodic accretion in embedded objects. 2D radiation thermo-chemical models of the post-burst phase
幕式吸积是年轻恒星及其环境演化的重要过程。观测到的年轻恒星的强烈光度爆发可能对盘和包层结构的化学演化产生长期的影响。我们想调查的观测签名的化学演变在后突发阶段嵌入源。有了这样的特征，就有可能识别出最近经历过光度爆发的目标。我们提出了一个新的模型，情节吸积化学的基础上的2D，辐射热化学磁盘代码ProDiMo。我们已经扩展了ProDiMo与信封结构的适当治疗。对于一个代表性的I类模型，我们计算了爆发后阶段的化学丰度，并生成了合成观测值，如强度图和径向分布。在爆炸过程中，许多化学物质，如CO，从尘埃表面升华。当爆发结束时，它们再次冻结（爆发后阶段）。由于圆盘和包膜结构中的径向密度梯度，这种冻结从内到外发生。这种由内而外的冻结在谱线发射中产生了清晰的观测特征，就像环和径向强度剖面斜率中的独特特征。我们拟合合成C18O J = 2 - 1的观察与单和两个组件适合，并发现后突发图像更好地匹配后者。比较这种拟合的质量允许以独立于模型的方式识别爆发后目标。我们的模型证实，它是可能的，以确定后突发对象从空间分辨CO观测。然而，为了从观测中获得适当的统计数据，如爆发频率，重要的是要考虑目标的倾斜度和结构以及尘埃特性等方面，因为这些对冻结时间尺度有重大影响。
2017-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enlightening the chemistry of infalling envelopes and accretion disks around Sun-like protostars: the ALMA FAUST project
近几十年来发现的各种行星系统可能取决于它们形成的早期历史。在这篇文章中，我们介绍了FAUST大型计划，它特别侧重于早期历史的太阳类原恒星和它们的化学多样性在$\sim$ 50天文单位的尺度，行星预计形成。特别是，该项目的目标是揭示和量化的信封/磁盘系统的化学成分的各种规模为50金的样本0和I类原恒星代表的化学多样性在较大的规模。对于每一个来源，我们提出了一套分子能够：（1）解开50-2000金信封/磁盘系统的组件;（2）在他们每个人的有机复杂性;（3）探测他们的电离结构;（4）测量他们的分子氘化。输出将是来自不同品系和物种的数千个图像的同质数据库，即，对类太阳原恒星的化学多样性进行了前所未有的原始调查。FAUST将为社区提供一个遗留数据集，这将是天体化学和恒星形成研究的里程碑。
2021-11-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The physical drivers of gas turbulence in simulated disc galaxies
本研究利用EAGLE宇宙学模拟分析盘星系冷气体垂直速度弥散的驱动因素，发现不对齐气体吸积是低红移小质量晕中湍流的主因，恒星反馈、引力不稳定性和并合的作用随晕质量与红移变化。
2023-07-13 astro-ph.GA
Star Formation: Chemistry as a Probe of Embedded Protostars
恒星形成的嵌入阶段是大部分恒星质量聚集的关键阶段。速度分辨光谱揭示了一个下降的信封，双极流出，也许还有一个婴儿拱盘-所有锁定在一起的宇宙舞蹈的引力坍缩和磁风。随着原恒星的演化，密度和温度也会发生数量级的变化，从而推动了一种奇特而迷人的化学反应。我将回顾如何利用化学和分子光谱学来研究低质量恒星形成的物理学的两个例子：能量反馈和情节吸积。
2014-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the initial conditions of high-mass star formation. II. Fragmentation, stability, and chemistry
本文提出了一种新的高分辨率研究的前原团簇区域的示踪剂专门探测最冷和致密的气体（NH_2D）。数据用于约束化学、热、运动学和物理条件（即，密度）在G29.96e和G35.20w中。NH_3、NH_2D和连续谱发射用VLA和PdBI作图。特别是NH_2D是高密度冷前团簇气体的独特示踪剂，而NH_3则可示踪中密度至高密度的冷、暖气体。在G29.96e中，斯皮策图像显示了两个巨大的丝状体，其中一个处于消光状态（红外暗云）。在NH_3中观察到很低的线宽（FWHM <1 km/s）。这些对高质量前原星团区域的多波长、高分辨率观测表明，目标区域的特征是：（i）大质量团块的湍流金斯碎裂成核（来自Jeans的分析）;（ii）“超束缚/亚维里”的核和团块，即湍流太弱而不能支持它们防止坍缩，这意味着（iii）某些单一云坍缩的模型在数量上与数据不一致;（iv）从核心吸积到大质量恒星上，可（对于观察到的核心尺寸和速度）通过在核心上的包层材料的增积来维持，表明（类似于竞争性吸积的情况）恒星形成的物质库不一定局限于出生核心;（v）高的氘化比（[NH_2D/NH_3]>6%），使上述发现成为可能; [删节]
2011-04-29 astro-ph.GA
The evolution of turbulent galactic discs: gravitational instability, feedback and accretion
利用解析的“浴缸”模型，研究了不同质量、不同时期的盘状星系中湍流的驱动。气体和恒星的圆盘被假定处于边缘托姆雷不稳定性。湍流被假定为通过其耗散和三个同时的能量源之间的能量平衡来维持。这些是恒星反馈，向内运输由于光盘不稳定和clueros吸积通过流。输运率计算与两种不同的形式主义，具有类似的结果。为了实现能量平衡，圆盘自我调节团块中的质量分数或湍流粘性扭矩参数。在该模型版本中，气流动能转换为湍流的效率是一个自由参数$ξ_a$。我们发现，这三个能源的贡献是在同一个球场，在一个因素的$\sim\!2$在所有光盘在任何时候。在通过$z=0$（$z\!\sim\!2$上的$\leq 10^{11.5}\,\Msun$）进化成大量$\leq 10^{12}\,\Msun$的晕中，反馈是贯穿其生命周期的主要驱动力。在这个质量以上，主要的驱动力要么是运输或吸积非常低或非常高的值的$ξ_a$，分别。对于一个假设的$ξ_a(t)$下降的时间，星系的晕与现在的质量$>\!10^{12}$ M $_\odot$过渡从吸积到运输优势在中等红移，$z\! \sim\!3$，当他们的质量是$\geq\!10^{11.5}\,\Msun$。预测的恒星形成率和气体速度色散之间的关系与观测结果是一致的。
2022-05-07 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Physical drivers of stellar-gas kinematic misalignments in the nearby Universe
恒星旋转轴和气体旋转轴之间的错位是外部过程在星系演化过程中塑造星系的一种迹象。使用观测的3068个星系从SAMI星系巡天，我们计算全球的运动学位置角为1445个对象与可靠的运动学和识别169（12%）的星系，显示恒星气体错位。与晚型/恒星形成系统相比，运动学解耦特征在早期型/被动星系中更为普遍。只有22%的错位星系中，恒星形成是气体电离的主要来源; 17%是塞弗特天体，而61%显示出低电离核发射线区域的特征。我们确定了最可能的物理原因的运动解耦，并发现，而吸积驱动的情况下占主导地位，高达8%的样本，错位可能是跟踪流出的气体。当只考虑由吸积驱动的不对准时，获得的气体仅在$\sim$ 1/4的情况下为活跃的恒星形成提供能量。作为一个群体，错位星系有较高的Sérsic指数和较低的恒星自旋和特定的恒星形成率比适当匹配的样品对准系统。这些结果表明，形态和恒星形成/气体含量与失调的普遍性和时间尺度显着相关。具体来说，对于更集中的星系，未对准的气体盘上的扭矩较小，而新吸积的气体在更多的气体贫乏的物体中感受到较低的粘性阻力。恒星形成的边缘证据与晚型星系的不对准可能性无关，这表明附近宇宙中的这种形态可能是在较高红移下优先对准吸积的结果。
2022-10-03 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
Effects of turbulent dust grain motion to interstellar chemistry
理论研究表明，尘埃颗粒通常在湍流的星际气体中快速移动，这可能通过改变颗粒吸积对星际化学产生重大影响。在这项工作的基础上的数值气体-颗粒化学模拟的影响进行了研究。在典型的暗云环境中，颗粒运动效应的主要特征可概括为：1）气相含量减少（中性和离子）丰度和表面丰度增加了2-3个数量级; 2）现有的化学跳跃向气相物种的早期演化年龄和向表面物种的晚期演化年龄移动了约10倍;（3）在少数例外情况下，某些物种对这种效应不敏感，而另一些物种则表现出相反的行为。这些效应通常从大约10^5年的典型DC模型年龄开始出现。在典型的冷中性介质（CNM）中，颗粒的运动可以帮助克服库仑排斥势垒，使阳离子能够有效地吸积到带正电的颗粒上。因此，晶粒运动大大提高了一些气相和表面物种的丰度的因素高达2-6个或更多的数量级的CNM模型。在典型的分子云（MC）中，颗粒运动效应介于DC和CNM模型之间，但强度较弱。在典型星际介质的化学模拟中，颗粒的运动是一个需要考虑的重要因素。
2015-12-08 astro-ph.GA
The Role of Internal Photons on the Chemistry of the Circumstellar Envelopes of AGB Stars
最近的高空间分辨率观测的气体和尘埃在拱星信封（CSE）的AGB星的形态比光滑的密度分布所产生的球对称，恒定的质量损失率更复杂。特别是，对螺旋弧和圆盘的观测表明，可能存在一个双星伴星，在某些情况下，它会引起GALEX探测到的紫外光子。在这篇文章中，我们扩展了我们最近的化学模型，在一个cluberous，多孔CSE周围的AGB星，包括恒星黑体光子对CSE化学的影响。我们的研究结果表明，内部的光子，在一个cluberous，多孔的CSE，可以改变化学在几个恒星半径，并为一些分子，改变丰度到几百恒星半径。他们进一步提出，来自伴星或吸积盘的更硬的辐射将对AGB星的尘埃形成区和内部CSE的化学产生重大影响。
2019-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The diversity of quasars unified by accretion and orientation
类星体正在大质量星系中心迅速吸积超大质量黑洞。它们在所有波长上显示出广泛的特性，反映了靠近中央引擎的区域物理条件的多样性。然而，这些属性不是随机的，而是形成明确的趋势。主导趋势被称为特征向量1，其中许多属性与光学铁和[OIII]发射的强度相关。本征矢量1的主要物理驱动力一直被怀疑是由黑洞质量（爱丁顿比）归一化的类星体光度，这是黑洞吸积过程的一个重要量。但一直缺少确凿的证据。在这里，我们报告的档案数据的分析表明，爱丁顿比确实驱动特征向量1。我们还发现，方向起着重要的作用，在确定所观察到的气体的运动学，这意味着一个扁平的，盘状的几何形状的快速移动的云接近的洞。我们的结果表明，类星体现象的多样性可以用两个简单的量，爱丁顿比和方向统一起来。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Physical Conditions in Active Galactic Nuclei with Time-Dependent Chemistry
我们提出了一个扩展的代码ProDiMo，允许活动星系核和周围的化学是随时间变化的过程建模。我们提出了一个概念验证，并专注于一些天体物理学相关的物种，例如，H+、H2+和H3 +; C+和N +; C和O; CO和H2O; OH+、H2O+和H3O +; HCN和HCO+。我们发现水的冻结被强烈抑制，这影响了活动星系核中氧和碳的化学性质。通常使用的活动星系核示踪剂HCN/HCO+具有强烈的时间依赖性，其比值在超过10^4年的时间内变化超过几个数量级。通过ALMA观测，这个比率可以用来探测窄线区域如何在SMBH吸积率的大波动下演化。在10^4 - 10^8年的时间尺度上，在H3O+、CO和H2O等物种中也发现了强烈的进化趋势。这些分别反映了电离平衡中的时间依赖效应、分子气体产生的瞬态性质以及水的冻结/升华。
2013-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.chem-ph
Revealing the Physical Driver of the Baldwin Effect: Gas Density in the Broad-Line Region
Guangxi Minzu University（广西民族大学）；Guangxi University（广西大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
本研究以41159个射电类星体为样本，发现鲍德温效应斜率与爱丁顿比正相关，宽线区气体密度是其主要物理驱动因素，为AGN吸积状态及耦合演化提供了物理框架。
2026-07-31 astro-ph.GA
Effect of local and large-scale environments on nuclear activity and star formation
活动星系核是恒星盘向被动球状星系转变的主要驱动力之一。然而，大尺度环境与一对一相互作用在触发不同类型活动星系核中的作用仍然不确定。我们提出了一个统计研究的流行的核活动在孤立的星系和物理约束孤立对。为了这项研究的目的，我们认为光学和无线电选定的核活动类型。我们的目标是评估一对一的相互作用的AGN的分数和他们的大尺度环境的作用的效果。为了研究一对一相互作用对孤立星系对中活动星系核比例的影响，我们在相同的孤立标准下，与均匀选取的孤立星系样本进行了比较。我们通过与单个星系和星系对的控制样本进行比较，研究了大尺度环境的影响。在一般情况下，我们没有发现所考虑的样品的光学活动星系核的患病率的差异。对于大质量星系，孤立星系中光学活动星系核的比例略高于对照星系。此外，高质量孤立星系中的被动粒子比例比任何其他样本都要小。一般情况下，光学核活度与局部环境没有依赖关系。另一方面，我们发现射电活动星系核受当地环境的强烈影响。光学活动星系核现象与冷气体吸积有关，而射电活动星系核则与热气体吸积有关。在这种情况下，在孤立系中有更多的冷气体为中心光学活动星系核提供燃料。我们的结果是一致的情况下，冷气体吸积的长期演化是光学活动星系核的主要驱动程序，而热气吸积和一对一的相互作用是无线电活动星系核活动的主要驱动程序。
2016-05-18 astro-ph.GA
Disk Imaging Survey of Chemistry with SMA: II. Southern Sky Protoplanetary Disk Data and Full Sample Statistics
这是基于DISCS数据的一系列论文中的第二篇，DISCS是一个亚毫米阵列观测计划，旨在从空间和光谱上解析12个原行星盘的化学成分。我们提供了六个南天源的数据- IM Lup，SAO 206462（HD 135344 b），HD 142527，AS 209，AS 205和V4046 Sgr -补充了先前报道的金牛座恒星形成区域的六个源。CO2 -1和HCO+ 3-2的排放检测和解决在所有磁盘和开普勒旋转一致的速度模式。当检测到时，来自DCO+ 3-2、N2 H + 3-2、H2 CO 3-2和4-3、HCN 3-2和CN 2-1的发射通常也是空间分辨的。M星和K星的探测率最高，而F星SAO 206462只有微弱的CN和HCN发射，HD 142527只探测到H2 CO。这些发现与之前金牛座圆盘的统计数据一起，支持了许多小分子的高检测率取决于冷和受保护的圆盘中平面的存在的假设，与M和K星相比，F和A星周围的情况较少。建议的辐射示踪剂CN/HCN的平均变化被发现是小的，尽管两个数量级范围内的光谱类型和吸积率。与此相反，解决的图像表明，CN/HCN的排放比例与磁盘半径在至少两个系统。在经典/完整的金牛座T盘和过渡盘之间的盘化学没有明显的观测差异。此外，观测到的线发射并不依赖于测量的吸积光度或检测到的红外线的数量，这表明100 AU以外的化学物质并不与驱动最里面几个AU化学物质的物理过程相耦合…
2011-04-07 astro-ph.GA
The physical driver of the optical Eigenvector 1 in Quasar Main Sequence
类星体是一种复杂的源，具有从射电到光学到X射线波段的宽带光谱，具有许多发射和吸收特征。然而，Boroson & Green（1992）使用了主成分分析（PCA），通过这种分析，他们能够显示测量参数之间的显著相关性。与特征向量1（EV 1）相关的主导分量由Fe ${\mathrm{II}}$光发射和[OIII]线之间的线性关系主导，EV 1单独包含总方差的30%。它开辟了一条定义类星体主序的途径，与赫兹-罗素（HR）图上的恒星主序非常相似（Sulentic et al. 2001）。问题仍然是，活动核的基本理论参数（爱丁顿比，黑洞质量，吸积率，自旋和视角）中的哪一个是EV 1背后的主要驱动力。在这里，我们限制自己的光学波段，并集中在理论建模的Fe ${\mathrm{II}}$ H $\mathrmβ$比，我们测试的假设，即EV 1的物理驱动程序是最大的吸积盘温度，反映在形状的光谱能量分布（SED）。我们进行了计算的H $\mathrmβ$和光学Fe ${\mathrm{II}}$为一个广泛的范围内的SED峰的位置，使用云光电离代码。我们假设H $\mathrmβ$和Fe ${\mathrm{II}}$的发射都来自宽线区，该宽线区被表示为平面平行几何中的恒定密度云。我们预计，一个更热的磁盘连续将导致更有效地生产Fe ${\mathrm{II}}$，但我们的计算表明，Fe ${\mat…
2017-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reactive Desorption and Radiative Association as Possible Drivers of Complex Molecule Formation in the Cold Interstellar Medium
最近在寒冷的星际气体中发现了甲酸甲酯和二甲醚等陆地型有机物质，这证明银河系中有机物质的形成开始于恒星形成的早期阶段，比以前认为的要早得多。这一发现对天体化学建模者来说是一个挑战。这些分子的丰度不能用先前开发的“预热”方案来解释，在这种方案中，有机分子通过扩散化学在星际颗粒表面上形成，从30 K开始，然后在恒星形成的后期阶段在更高的温度下释放到气体中。在这篇文章中，我们研究了一种替代方案，其中复杂的有机物种形成通过一系列的气相反应前体物种之间形成的粮食表面上，然后通过有效的反应性解吸喷射到气体中，在该过程中，非热解吸发生作为一个结果的转换的化学反应到喷射的产品从表面的双折射。所提出的方案导致合理的，如果有点混合的结果，在温度低至10 K，可以被认为是一个步骤，解释在恒星形成的最早阶段观察到的类地有机物种的丰度。
2013-04-15 astro-ph.GA
Major mergers are not significant drivers of star formation or morphological transformation around the epoch of peak cosmic star formation
我们调查的主要合并（质量比$>1:5$）的贡献，恒星质量增长和形态转变周围的宇宙恒星形成的高峰期（$z\sim2$）。我们直观地分类一个完整的样本的大规模（M $>$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）星系在这个时代，从坎德尔调查，晚型星系，主要合并，球状体和扰动球状体的形态干扰。鉴于最近的模拟工作，这表明，最近（$<$ 0.3-0.4 Gyr）的主要合并残留物表现出清晰的潮汐功能，在这样的图像，我们使用的部分扰动球体探测的作用，主要合并在驱动形态的转变。蓝色球状体（即正在进行的恒星形成）显示形态干扰的百分比仅为21 $\pm$的4%，表明主要合并不是$z\sim2$球状体创建的主导机制-其他过程，如次要合并或冷吸积可能是这一过程的主要驱动力。我们还使用的休息帧的U-波段光度作为代理的恒星形成表明，只有一小部分的恒星形成预算（$\sim$ 3%）是由重大合并触发。总之，我们的研究结果表明，主要的合并并不是$z\sim2$星系演化的重要驱动力。
2016-11-10 astro-ph.GA
The Astrochemical Impact of Cosmic Rays in Protoclusters I: Molecular Cloud Chemistry
我们提出了天体化学光解离区模型，其中宇宙射线衰减已完全耦合到气体的化学演化。我们模拟的天体化学影响的宇宙射线，包括那些加速的原恒星吸积冲击，分子云托管原星团。我们的模型与嵌入的原恒星再现观察到的电离率。我们研究了不同表面宇宙线谱和不同恒星形成效率的模型中宇宙线衰减对离子的影响。我们发现丰度，特别是离子，对宇宙射线的处理很敏感。我们表明，离子的柱密度下预测的“经典”治疗的宇宙射线的数量级。我们还测试了两种常见的化学近似用于推断电离率。我们的结论是，H $_3^+$丰度的基础上的近似预测电离率下，除了在宇宙射线占主导地位的化学区域。我们的模型表明，致密气体中的化学物质将受到电离率增加的显著影响，导致NH $_3$等分子减少，并导致富含H $_2$的气体变得[C II]明亮。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
JWST/MIRI detection of a carbon-rich chemistry in a solar nebula analog
本文利用JWST/MIRI对太阳质量恒星DoAr 33进行观测，发现其内盘存在异常富碳化学，并通过热化学模型揭示碳富集和C/O比升高源于富碳颗粒在烟尘线附近的升华，提出低吸积率延长径向混合时间尺度是维持该化学的关键。
2024-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Imprint of Drivers of Galaxy Formation in the Circumgalactic Medium
大多数重子存在于环星系和星系际介质（CGM/IGM）中星系的光学范围之外。气体晕与其宿主星系的外观有着千丝万缕的联系，这是一个复杂的吸积、反馈和持续循环的故事。定义CGM中气体状态的能量过程是相同的：1）调节恒星生长，使其不会过度有效，2）创造今天星系颜色，SFR和形态的多样性，跨越哈勃音叉图。它们协同工作，以设定恒星形成主序列的增长速度，改变绿谷中的星系，并在红色序列中保持星系的淬火外观。大多数质量超过10^12兆太阳质量的重子以及它们的高能物理和动力学仍然是不可见的，因为这些气体被加热到紫外电离态以上。我们认为，许多星系演化的基本驱动因素的信息主要包含在这个“失踪”的热气相。完成星系形成的图片需要揭示背后的恒星和SMBH反馈驱动质量，金属和能量进入CGM的物理机制。通过将银河系热晕开放到新的波段，我们不仅获得了超过13个Gyrs演化的化石印记，而且观察到了正在进行的热模吸积，超风流出到CGM中的沉积，以及SMBH反馈引起的重子重排。只有通过观察T>=10^6 K晕的热力学状态、化学成分、结构和动力学，才能完整地描述物质、金属和能量的流动。如果下一代X射线天文台提供检测微弱CGM发射的灵敏度，测量吸收线和气体运动的光谱能力以及解析结构的高空间分辨率，这些测量是唯一可能的。
2019-03-26 astro-ph.GA
Angular Momentum Accretion onto Disc Galaxies
在整个哈勃时间里，气体从星系际介质进入星系，为恒星的形成提供燃料，并促进它们的成长。吸积气体的一个关键性质是它的角动量，这对盘状星系的演化有着深远的影响。在这里，我们将讨论如何推断吸积气体的角动量使用当今星系盘的观测。我们首先总结了恒星形成盘正在进行的由内向外生长的证据。然后，我们专注于化学的光盘，并显示如何可以解释所观察到的金属丰度梯度，如果气体吸积到一个磁盘上旋转的速度比当地的圆周速度低20-30%。我们还表明，这些梯度是不兼容的吸积发生在边缘的磁盘和径向向内流动。最后，我们调查气体吸积从一个热的日冕与宇宙学的角动量分布，并描述如何简单的模型旋转日冕保证盘星系的内向外增长。
2018-11-20 astro-ph.GA
Co-Evolution vs. Co-existence: The Effect of Accretion Modelling on the Evolution of Black Holes and Host Galaxies
本文在NIHAO模拟中加入粘性盘和引力力矩驱动吸积模型，发现弱黑洞质量依赖的吸积可自然产生黑洞与星系恒星质量的共存演化，表明吸积建模而非反馈可能是驱动宇宙共演化的关键因素。
2023-07-25 astro-ph.GA
A novel black-hole mass scaling relation based on coronal gas, and its dependence with the accretion disc
利用混响映射的真实黑洞（BH）质量估计值和线比[SiVI] 1.963 $μ$ m/Br $γ_{\rm broad}$作为活动星系核电离连续体的示踪剂，在BH质量区间上建立了一个新的BH-质量标度关系log（$M_{\rm BH}) = (6.40\pm 0.17) - (1.99\pm 0.37) \times$ log（[SiVI]/Br $γ_{\rm broad})$，色散0.47 dex，$10^6 - 10^8$ M $_{\odot}$.在几何薄吸积盘近似的基础上，通过考察日冕线产生的基本参数空间，我们相信，该关系的主要驱动因素之一是盘的有效温度，对于所考虑的BH质量范围，盘的有效温度被[SiVI] 1.963 $μ$ m日冕线有效地采样。通过云光电离模型，所观察到的反相关似乎是正式符合薄盘预测T_disc $\propto {M_{\rm BH}}^{-1/4}$。
2021-11-19 astro-ph.GA
Accelerated growth of seed black holes by dust in the early universe
我们探讨了早期宇宙中尘埃对种子黑洞（BH）生长的影响。以前的一维辐射流体动力学（RHD）模拟表明，增加对尘埃的辐射压力进一步抑制吸积率比化学原始气体的情况下。利用Enzo + Moray程序，我们对尘埃星际介质中黑洞的吸积过程进行了三维RHD模拟。我们使用修改后的Grackle冷却库考虑尘埃物理在其非平衡化学。BH经历了一个早期的进化阶段，电离BH辐射在吸积和反馈之间循环时产生了一个振荡的HII区域。随着模拟的进行，稠密的冷气体在电离区域外聚集，在那里中性介质的流入与辐射压力驱动的流出相遇。在后期阶段，高密度的气体流发展并打破电离区域的准球形对称性，迅速提高吸积速率。晚期的特征是强电离流出和高密度气体流入共存。平均吸积率随着金属丰度的增加而增加，在Z $\sim$ 0.01 - 0.1 $\,Z_\odot$处达到峰值，比原始气体高一个数量级。然而，当金属丰度接近太阳丰度时，平均吸积速率会下降，因为辐射压力变得足够强，足以驱逐高密度气体。我们的研究结果表明，一个充满灰尘的金属贫ISM可以加速宇宙早期的BH的增长速度，然而，可以stunt其增长的ISM是进一步丰富的太阳丰度。
2022-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating X-ray Reverberation in the UV-Emitting Regions of Active Galactic Nuclei Accretion Disks with 3D Multi-Frequency Magnetohydrodynamic Simulations
本研究利用三维多频磁流体动力学模拟AGN盘紫外辐射区并注入硬X射线，发现盘湍流足以驱动紫外光变内禀变率，而硬X射线对紫外功率谱影响极小，仅在长时标上存在弱相关，表明硬X射线可能并非反响映射信号的主要驱动因素。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Benchmarking spin-state chemistry in starless core models
目标。我们的目标是提出模拟化学丰度分布的各种重要的物种，特别注意自旋态化学，以提供参考结果，对目前和未来的模型可以进行比较。方法.我们采用气相和气体颗粒模型来研究化学丰度的物理条件下，对应于无星的核心。为此，我们已经开发了新的化学反应集气相和颗粒表面化学，包括氘代形式的物种与多达六个原子和自旋态化学的轻离子和物种参与氨和水的形成网络。保持简单的物理模型，以方便其他模型对本文的结果直接基准。结果我们发现，氨和水的邻/对位比是相似的气相和气体颗粒模型，特别是在后期，这意味着该比例是由气相过程。我们推导出后期的邻/对位比为~0.5和~1.6氨和水，分别。我们发现，包括或不包括氘在计算中的非氘物种的丰度和氨和水的邻/对位比的影响不大，特别是在气相模型中，由于丰富的重元素的存在下，自然阻碍氘。虽然我们研究了一个相当窄的温度范围（10-20 K），但我们发现，例如，氘化和氮化学。例如，当温度从10 K增加到20 K时，氨的耗尽时间尺度显著减小;这是因为温度的增加转化为增加的吸积速率，而氨的非常高的结合能防止其在20 K下解吸。
2015-01-20 astro-ph.GA
The gas kinematics, excitation, and chemistry, in connection with star formation, in lenticular galaxies
我们目前的结果，在18个附近的S 0星系，大部分在集团的扩展气体盘的长缝和全景光谱。在我们的S 0 s中的气体被发现经常是从外部吸积的，这是由它的解耦运动学所暗示的：至少有5个星系表现出强烈倾斜的大尺度电离气体盘与它们的外部HI盘平滑地耦合，7个星系揭示了环核极电离气体盘，而在NGC 2551中，电离气体虽然被限制在主银道面，但却使恒星成分反向旋转。电离气体激发分析揭示了这里研究的18个S 0星系中的12个中的年轻恒星的气体电离;这些星系中当前的恒星形成仅限于与UV环重合的环状区域。环中的气体氧丰度估计值紧密集中在0.7 $Z_\odot$附近，与环半径和底层恒星星族的金属丰度都不相关。通过对电离气体二维速度场的斜环分析，我们追踪了气体旋转面节点线沿半径的方向。我们已经发现，目前的恒星形成通常是在气体严格位于恒星盘平面并在那里循环旋转的地方进行的;气体旋转的方向并不重要（NGC 2551中的反向旋转气体目前形成恒星）。在没有当前恒星形成迹象的星系中，扩展的气体盘要么处于稳态准极性取向（NGC 2655，NGC 2787，NGC 3414，UGC 9519），要么是最近通过高度倾斜的外部灯丝获得的，可能引起类似激波的激发（NGC 4026，NGC 7280）。我们的数据意味着至关重要的差异的外部气体吸积制度在S 0 s相对于螺旋星系：在S 0 s的气体吸积的几何形状是典型的离面。
2019-07-16 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: drivers of stellar metallicity in nearby galaxies
恒星金属丰度在星系内和星系间的分布是宇宙时间内化学演化的一个极好的遗迹。我们提出了一个详细的分析空间分辨恒星星族的基础上$>2.6$万空间箱从7439个附近的星系在SDSS-IV的MANGA调查。为了解释准确的倾斜校正，我们推导出一个方程的形态依赖的星系倾角的测定。我们的研究超越了众所周知的全球质量-金属丰度关系和径向金属丰度梯度提供了一个统计上合理的探索恒星金属丰度$[Z/H]$，恒星表面质量密度$Σ_\star$和银河系中心距离之间的局部关系在全球质量形态平面。我们发现一个显着的解决质量密度金属丰度关系$\rm rΣ_\star ZR$的所有类型和质量以上$10^{9.8}\,\mathrm{M_\odot}$的星系。不同的径向距离对关系的扩展做出重要贡献。特别是，在低和中等质量的星系，我们发现，在固定的$Σ_\star$金属丰度增加与半径的形态无关。对于高质量，这种径向依赖性只在螺旋星系的高$Σ_\star$区域观察到。这一结果要求除了$Σ_\star$之外，还有一个金属丰度的驱动因素，它促进了星系外部比内部更强烈的化学富集。我们讨论了气体吸积，外流，再循环和径向迁移作为可能的情况。
2021-09-23 astro-ph.GA
The MAGPI Survey: the evolution and drivers of gas turbulence in intermediate-redshift galaxies
本研究通过MAGPI、SAMI和KROSS巡天比较了不同红移星系的电离气体速度弥散，发现恒星形成率面密度是气体湍流的主要驱动因素，但高红移下气体传输和吸积的作用相对更重要。
2024-08-22 astro-ph.GA
Mapping the average AGN accretion rate in the SFR-M* plane for Herschel selected galaxies at 0<z<2.5
利用GOODS和COSMOS场的\textit{Herschel}成像技术，选取了Z=2.5的$\approx$ 8600个成星星系，研究了活动星系核吸积、恒星形成速率（SFR）和恒星质量（M $_*$）之间的关系。对于每一个，我们推导出SFR和M $_*$，都校正，在必要时，从一个活动星系核（AGN）的发射，通过其光谱能量分布（SED）的分解。在\textit{Chandra}实地观测中，大约10%的样本被单独检测到。对于样本的其余部分，我们堆叠X射线图以获得平均X射线属性。在减去预期的X射线光度从恒星形成和核遮蔽校正后，我们得出的平均活动星系核吸积率的检测源和堆栈，作为M $_{*}$，SFR和红移的函数。平均吸积速率与SFR和M $_*$相关。在z $>$ 0.8时，对SFR的依赖性逐渐变得更加显著。这可能表明SFR是这些相关性的原始驱动因素。我们发现活动星系核的平均吸积和恒星形成的增加以类似的方式从恒星形成的“主序星”偏移。我们的解释是，吸积到中央黑洞和恒星形成广泛跟踪对方，无论星系是稳步发展的主序星或爆裂。
2015-02-10 astro-ph.GA
Gas-grain models for interstellar anion chemistry
最近发现长链烃阴离子CnH-（n=4，6，8）在各种星际云中大量存在。为了解释它们在密度更大的（星前/原恒星）环境中的大量存在，构建了新的化学模型，其中包括气体-颗粒相互作用。模型，包括吸积的气相物质到尘埃颗粒和宇宙射线诱导的原子解吸能够再现所观察到的阴离子到中性的比例，以及阴离子和中性碳链的绝对丰度，具有合理的准确度。由于氧原子的破坏性作用，氧原子在尘埃中的消耗导致高密度气体中多炔和阴离子的丰度显著增加（n_{H_2} >~ 10 ^5 cm^{-3}）。因此，在L1527等原恒星的包层中观察到的大量含碳链物质可以在不需要热碳链化学的情况下得到解释。发现C6 H-阴离子与中性物的比率对原子O和H丰度和电子密度最敏感。因此，随着核心的演化，原子丰度的下降和电子密度的上升会导致阴离子与中性离子的比例增加。在高密度模型中包含原子的宇宙射线解吸延迟了冻结，这导致了更稳定的阴离子与中性比，与观测结果更一致。我们的模型包括氧原子和碳链阴离子之间的反应，以产生碳链氧化物物种C6 O，C7 O，HC 6 O和HC 7 O，其丰度取决于假设的分支比缔合电子脱离。
2012-02-13 astro-ph.GA
Carbon-grain sublimation: a new top-down component of protostellar chemistry
地球的碳赤字一直是我们理解太阳系形成的一个突出问题。一个可能的解决方案是在行星形成过程的早期，碳颗粒在所谓的烟灰线（~300 K）处升华。在这里，我们认为，这个过程中最有可能的签名是过量的碳氢化合物和腈内的烟灰线，和更高的激发温度为这些分子相比，含氧的复杂的有机物，解吸周围的水雪线（~100 K）。这种特征在文献中已有报道，例如在猎户座KL中，虽然不是统一的，可能是由于不同研究的观测环境和分析方法的差异，或者与原恒星吸积的偶发性质有关。如果这个过程是活跃的，这将意味着在原恒星阶段，碳化学中有一个迄今为止未知的成分，它是从上到下起作用的-从较大的物种开始破坏-而不是从原子开始自下而上。在这样一个自上而下的组件的存在下，有机分子的起源需要重新探索。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Drivers of asymmetry in synthetic H I emission-line profiles of galaxies in the EAGLE simulation
我们研究的形状空间集成H I发射线轮廓的星系在EAGLE模拟使用三个单独的措施配置文件的不对称性。我们表明，EAGLE星系的气体分数和恒星质量的子集是一致的，在xGASS调查也有类似的H I线不对称性。具有对称H I线轮廓的中央星系通常对应于旋转支撑的H I和恒星盘，但具有不对称线轮廓的中央星系可能对应于或可能不对应于色散主导的系统。对称的氢发射线的星系，平均而言，更丰富的气体比那些不对称的线，也表现出系统的差异，在其特定的恒星形成率，这表明恒星或活动星系核反馈产生的湍流可能是一个因素，有助于氢线不对称。线的不对称性也与星系的主暗物质晕的动力学状态密切相关：较老、较松弛的晕比非松弛的晕更对称。在固定的晕质量，不对称的中心往往被包围的大量subhaloes比对称的同行，也经历了更高的气体吸积和流出率。在固定的恒星质量，中央星系，平均而言，更多的对称H I发射线比卫星;对于后者，冲压压力和潮汐剥离的不对称性的重要来源。
2021-12-29 astro-ph.GA
The SILCC project - V. The impact of magnetic fields on the chemistry and the formation of molecular clouds
磁场在现今恒星形成星系的星际介质（ISM）中随处可见，具有动态相关的能量密度。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟的超新星（SN）驱动的ISM在通量冻结近似（理想MHD），我们调查的化学和动力学演化的气体，碎片和分子云的形成磁场的影响。我们遵循的化学与网络的六种（H $^{+}$，H，H $_2$，C $^+$，CO，自由电子），包括本地屏蔽效应。我们发现，磁场的磁盘由几个因素的缩放高度$\sim100\,\mathrm{pc}$，延迟形成致密（和分子）气体的$\sim25\,\mathrm{Myr}$，并导致不同形状的气体结构。磁化的气体碎片成更少的团块，这是最初在亚临界质量-通量比，$M/Φ\approx0.3(M/Φ)_\mathrm{crit}$，并吸积气体优先平行于磁力线，直到超临界质量-通量比达到10阶。分子云的吸积速率与$\dot{M}\propto M^{1.5}$成比例。云间速度频散的中值为$\sim2-5\,\mathrm{km\,s}^{-1}$，低于云中的内部速度频散（$\sim3-7\,\mathrm{km\,s}^{-1}$）。然而，个别的云-云碰撞发生在几个$10\,\mathrm{km\,s}^{-1}$的速度。
2018-08-15 astro-ph.GA
The effect of gas accretion on the radial gas metallicity profile of simulated galaxies
利用EAGLE宇宙流体动力学模拟方法研究了星系气体吸积率（$\dot M_{\rm accr}$）对星系径向气体金属丰度分布（RMP）的影响，重点研究了中心星系在$z \le 1$处的恒星质量$M_\star \gtrsim 10^9 \, {\rm M_\odot}$.我们发现$\dot M_{\rm accr}$和RMP的斜率（在有效半径内测量）之间存在明确的关系，其中较高的$\dot M_{\rm accr}$与更多的负斜率相关。相对于恒星质量、恒星形成速率或气体分数，RMP的斜率更强烈地依赖于$\dot M_{\rm accr}$，这表明$\dot M_{\rm accr}$是星系RMP斜率的更基本驱动因素。我们发现，消除对恒星质量的依赖是必不可少的牵制下的性质，形状的RMP的斜率。虽然$\dot M_{\rm accr}$是主要的属性调制的RMP的斜率，我们发现，它会导致其他的相关性，更容易测试的观测：在固定的恒星质量，更负的RMP斜率的星系往往有较高的气体分数和SFR，而较低的气体分数和SFR的星系往往有平坦的金属丰度轮廓内的有效半径。
2020-05-28 astro-ph.GA
NEATH IV: an early onset of complex organic chemistry in molecular clouds
本研究模拟分子云及核从弥漫介质中的形成过程，发现复杂有机分子的形成早于核作为独立天体的出现，表明早期动力学演化对核与盘化学模型至关重要。
2025-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules detected in twelve high-mass star-forming regions with Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
最近的天体化学模型和实验已经解释了复杂的有机分子（COMs;由六个或更多原子组成的分子）是在星前核心的冷而稠密的气体中在尘埃颗粒地幔上产生的。然而，详细的化学过程和物理条件对化学的作用仍然远未了解。为了解决这些问题，我们研究了12个高质量的恒星形成区域使用ALMA波段6观测。它们与44/95 GHz的I类和6.7 GHz的II类CH $_{3}$ OH脉泽有关，表明它们正在经历活跃的吸积。在68个1.3 mm连续谱峰中，我们发现了28个热芯，其中10个热芯与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽有关。多达19个COM被确定，包括氧和氮轴承分子和他们的同位素在核心。衍生的丰度显示出良好的协议与其他低质量和高质量的恒星形成区域，这意味着COMs化学主要是由冰化学在星前核心阶段。一个明显的趋势是，COMs检测率随着气柱密度急剧增长，这可以归因于致密岩心中COMs的有效形成。此外，与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽相关的核心往往富含COM。最后，我们的结果表明，在我们的热核心的几个分子的丰度增加可能是由积极的吸积以及不同的物理条件的核心。
2022-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of an Inert Solid Reservoir on Molecular Abundances in Dense Interstellar Clouds
在决定星际气体中的分子丰度时，化学物质的冻结作用是什么，这个问题是一个有争议的问题。我们调查了一个理论的情况下，致密的星际分子云核心的化学动力学随时间变化的建模，其中晶粒表面反应故意不包括在内。这意味着，气相和固相丰度仅受气体反应、颗粒上的吸积和解吸的影响。我们比较结果的参考模型，其中没有吸积发生，只有气相反应。我们可以追踪到分子吸积和解吸的纯物理过程对气相化学具有重大的化学后果。引入气体-颗粒相互作用的主要影响是长期的分子丰度变化，这种变化在星前核的典型寿命期间远未达到平衡。
2013-01-09 astro-ph.GA
Gas accretion within the dust cavity in AB Aur
AB Aur是一颗赫比格Ae星，拥有一个著名的过渡盘。由于它距离较近且倾角较低，是研究行星形成的绝佳对象。我们的目标是调查的化学和动力学的分子气体成分在AB Aur盘，其与连续毫米发射中观察到的突出的马蹄形的关系。我们用NOEMA干涉仪以高角分辨率标测了HCO ~+和HCN的J = 3-2谱线。通过结合两者，我们可以深入了解AB Aur盘的结构。在AB Aur盘中观察到化学分离：HCO+显示出朝向恒星位置的强烈发射，在尘埃腔中至少有一个明亮的分子桥，以及在较大半径处的环状发射，而HCN仅在与尘埃环重合的环形环中检测到，并在尘埃阱附近呈现出强烈的峰值。我们使用HCO+来研究腔内的气体动力学。观测到的明亮的HCO+桥连接着致密的中心源和外部的尘埃环。这座桥可以解释为从外环到内盘/喷流系统的吸积流，证明气体通过空腔吸积。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
What does Civλ1549 tell us about the physical driver of the Eigenvector Quasar Sequence?
类星体中的宽发射线使我们能够“解析”宽发射区的结构和运动学，该宽发射区被认为涉及为超大质量黑洞提供能量的吸积盘。在4DE 1形式体系中对宽线测量的解释通过对比和统一所谓的高和低吸积星族A和B源的性质来简化这些数据之间的明显混淆。Hβ可以作为黑洞质量、爱丁顿比和源静止坐标系的估计值，后者是Civλ1549研究的一个有价值的输入，使我们能够分离出蓝移风分量。光学和HST-UV光谱产生低光度源的Hβ和Civλ1549光谱，而VLT-ISAAC和FORS和TNG-LRS提供高光度源的光谱。这里给出了高光度类星体中Civ的新的高S/N数据，以与其他先前公布的数据进行比较。Hβ和Civλ1549谱线宽度/位移的比较表明，这两条谱线的大部分发射来自具有不同结构和运动学的区域。覆盖广泛的光度和红移范围显示了Civλ1549蓝移和源爱丁顿比之间相关性的证据，与源光度的趋势较弱（在我们的组合样本中，在5 dex光度范围的4个范围内观察到类似的振幅流出）。在低光度（z < 0.7）时，只有星族A类星体显示出明显的外流迹象，而在高光度时，星族B类星体也开始出现外流迹象。
2017-08-10 astro-ph.GA
The Flattening Metallicity Gradient in the Milky Way's Thin Disk
我们计算的年龄，轨道和相空间坐标的样本$\sim$ 4万LAMOST和盖亚恒星。这些年龄是交叉匹配的，并与其他两个流行的年龄目录中使用不同方法得出的年龄值进行比较。在这$\sim$ 400万颗恒星中，我们选择了130万颗恒星的样本，并研究了它们的径向金属丰度梯度（由轨道半径确定）作为它们年龄的函数。这种分析是对按化学和轨道参数划分的数据的各个子集进行的。我们发现，通常使用的选择“薄盘”的明星（如低$α$化学或垂直薄轨道）产生径向金属丰度梯度一般增长较浅的最古老的恒星。我们将其解释为径向迁移（搅动）的标志性特征。将我们的样本限制在非常小的轨道Z $_{max}$（恒星积分轨道的最大高度），使这种趋势最为明显。基于化学的“薄盘”选择$α$贫乏的恒星显示出相同的趋势，但程度较小。有趣的是，我们发现化学和Z $_{max}$中的“厚盘”选择揭示了一个稍微正的径向金属丰度梯度，在所有年龄的大小似乎相似。这可能意味着厚盘人口是很好的年龄混合，但不是半径。这一发现可能有助于限制银河系形成早期的条件，并揭示不同金属含量气体的吸积和再吸积等过程。
2021-09-20 astro-ph.GA
Chemistry in Disks. IV. Benchmarking gas-grain chemical models with surface reactions
摘要：我们详细介绍和基准海德堡和波尔多天体化学集团开发的两个复杂的化学模型。这项研究的主要目标是详细阐述几个对最先进的天体化学代码的详细测试，这些代码涵盖一系列物理条件和化学过程，特别是那些旨在限制当前和未来对原行星盘进行干涉观测的代码。我们考虑三个物理模型：一个冷的分子云核心，一个热的核心，和一个金牛座T盘的外部区域。我们的化学网络（两种模型）是基于原始气相osu_03_2008 ratefile，包括气体-颗粒相互作用和一组表面反应的H-，O-，C-，S-和N-轴承分子。基准测试是随着所考虑的过程的复杂性的增加而进行的：（1）纯气相化学，（2）具有吸积和解吸的气相化学，以及（3）具有表面反应的全气体颗粒模型。使用原子初始丰度与严重贫化的金属和氢的分子形式，化学演化是在10^9年内建模。与时间相关的丰度计算与两个化学模型基本上是相同的所有考虑的物理情况下，所有物种，包括最复杂的多原子离子和有机分子。然而，这一结果需要大量的努力，以使所有必要的细节在整个模型运行中保持一致，例如，气体颗粒密度的定义、颗粒表面位置的密度、UV辐射场的强度和形状等。参考模型和基准设置以及两个化学代码和由此产生的随时间变化的丰度在互联网上公开提供：http://www.mpia.de/homes/semenov/Chemistry_benchmark/home.html
2010-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
The MAGPI Survey: Using kinematic asymmetries in stars and gas to dissect drivers of galaxy dynamical evolution
本研究基于MAGPI与SAMI积分场巡天数据，通过归一化处理对比恒星与电离气体的运动学不对称性，厘清星系动力学演化驱动因素，发现恒星不对称性与质量反相关、不同年龄星系的气星不对称性存在差异，且该差异或源于团块状气体吸积。
2024-05-18 astro-ph.GA
Accretion onto the Embedded Protostar L1527 IRS: Insights from JWST NIRSpec and MIRI Observations
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；University of Toledo（托莱多大学）；Leiden Observatory, Universiteit Leiden（莱顿天文台，莱顿大学）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过JWST观测，研究L1527 IRS的吸积过程，利用原子氢线诊断吸积，并估计吸积光度和速率。
2026-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Detections of Phosphorus Molecules towards Solar-type Protostars
磷是地球上生命的必要元素，但目前我们对其在恒星和行星形成区域的化学性质的限制有限：迄今为止，磷载体仅在少数低质量原恒星中被检测到。出于磷分子发射与外流冲击之间明显相关的动机，我们使用IRAM 30 m望远镜将PN和PO线瞄准七颗具有良好特征的外流的太阳型原恒星，并在三个新来源中坚定地检测到磷分子。这个样本，结合档案观测的三个额外的来源，使第一次探索的人口统计学磷化学在低质量的原恒星。具有PN探测的震源根据其H $_2$ O 1 $_{10}$-1 $_{01}$通量显示出强流出激波的证据。另一方面，没有原恒星的属性或批量外流的机械性能被发现与PN的检测。这意味着，气相磷是专门联系到冲击气体的流出。尽管如此，PN和PO线的运动学表明，发射起源于后冲击气体，而不是直接冲击材料。尽管采样范围广泛的原恒星的属性和流出的特点，我们发现一个相当窄的范围内的源平均PO/PN比（0.6-2.2）和挥发性P丰度跟踪（PN+PO）/CH $_3$ OH（$\sim$ 1-3%）。需要空间分辨观测来进一步限制这些来源中磷化学的排放来源和环境驱动因素。
2022-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Evidence for Enhanced Black Hole Accretion in Giant Elliptical Galaxies
研究了巨椭圆星系中黑洞吸积率（BHAR）与恒星形成率（SFR）之间的关系。这些星系，生活在星系群和星系团的中心，有恒星形成和黑洞活动，主要是由热的星系团内介质冷凝出来的气体提供燃料。对于一个样本的46个星系跨越5个数量级的BHAR和SFR，我们发现一个平均比率的log（BHAR/SFR）= -1.45 +/- 0.2，独立的方法来约束SFR和BHAR。这个比例明显高于大多数先前发表的场星系的值。我们调查是否这些高BHAR/SFR的比例是由高BHAR，低SFR，或不同的吸积效率在射电星系。这些数据表明，高BHAR/SFR比主要是由球形星系中的黑洞吸积相比，他们的磁盘同行。我们提出，冷气体的角动量是抑制BHAR在低质量星系的主要驱动力，与大质量星系吸积气体，已冷凝出的热相近径向轨迹。此外，我们还证明了特定BHAR和SFR之间的关系在这两个参数的6个数量级上的分散性要小得多，这是由于M_BH-M_* 和BHAR-SFR关系之间对形态的竞争依赖。一般来说，用典型方法选出的活动星系的sBHAR/sSFR ~ 10，而没有活动星系核的sBHAR/sSFR ~ 1，符合普遍的M_BH-M_椭球关系。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows III. Photoprocessing of the ice and return to the ISM
为了解释尘埃在星际介质（ISM）中的性质，一个难熔的有机地幔的存在是必要的。AGB星的外流是ISM中恒星尘埃的主要贡献者之一。我们提出了第一个研究的难熔有机贡献的AGB星的ISM。在实验室实验的基础上，我们在扩展的化学动力学模型中加入了一个新的反应：将挥发性复杂冰光处理成惰性难熔有机材料。难治性有机反馈的AGB流出到ISM估计使用观测动机的父物种和网格的富C和富O流出的模型。难熔的有机物质主要是通过在尘埃上的堆积和随后的光处理从气相中继承的。颗粒表面化学，引发的冰的光解，产生只有一小部分，发生在一个亚单层制度，在几乎所有的流出。难熔有机材料的形成随着流出密度的增加而增加，并且取决于初始气相组成。富O粉尘被难熔有机物覆盖的程度可以忽略不计，而富C粉尘的平均覆盖率为$3-9\%$，但可能高达$8-22\%$。虽然富碳尘埃不会裸露进入ISM，但其平均覆盖率太低，不会影响其在ISM中的演化或显著影响星际尘埃的覆盖率。这项研究开辟了其他产尘环境的覆盖问题。它强调了需要更好地了解粉尘的形成和特定的外流内的密度结构的模型。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Black holes regulate cool gas accretion in massive galaxies
本研究基于近邻星系大样本发现，星系中性氢与恒星质量比和黑洞质量相关性最强，黑洞是其主要驱动因素，为黑洞吸积反馈调控星系冷气体含量提供了直接证据。
2024-08-14 astro-ph.GA
The effect of secular galactic growth on the evolution of star clusters
星系通过暗物质的绝热吸积而成长是星系演化的主要驱动力之一。通过将其与合并等其他过程隔离开来，我们分析了它如何影响星团的演化。我们的研究包括一个快速和近似的探索轨道和内在的集群参数空间，更详细的监测其演变，通过N体模拟的少数情况下。我们发现，今天的星团和它们的潮汐尾的属性差异很小，无论是集群嵌入在一个不断增长的星系晕为12 Gyr，或在一个静态的。
2015-03-16 astro-ph.GA
