Mass Transport and Turbulence in Gravitationally Unstable Disk Galaxies. I: The Case of Pure Self-Gravity
引力不稳定性驱动的湍流在决定盘状星系的结构和演化中的作用，以及引力而不是反馈在多大程度上可以解释星系的性质，仍然是一个悬而未决的问题。为了解决这个问题，我们提出了高分辨率的自适应网格细化模拟银河系般孤立的磁盘星系，包括现实的加热和冷却速率和物理动机处方恒星形成，但没有形式的恒星形成反馈。在一个初始的瞬变之后，我们的星系达到了一个完全非线性的引力不稳定状态。在这种状态下，重力驱动湍流和径向流入。尽管缺乏反馈，我们的星系模型中的气体仍显示出大量的湍流速度弥散，这表明仅重力不稳定性就可能能够为附近盘星系中观察到的100 pc尺度的速度弥散提供动力。此外，这种湍流产生的质量传输率接近银河系的条件下的$\sim 1$ $M_\odot$ yr $^{-1}$，足以充分燃料在星系的内盘的恒星形成。在一篇配套论文中，我们将反馈添加到我们的模型中，并使用两种情况之间的比较来了解星系的哪些特性敏感地依赖于反馈，哪些可以被理解为引力的产物。我们模型的所有代码、初始条件和模拟数据都是公开的。
2015-10-28 astro-ph.GA
Gravitationally unstable condensations revealed by ALMA in the TUKH122 prestellar core in the Orion A cloud
我们利用ALMA 3 mm尘埃连续体、N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）和CH $_3$ OH（$J_K=2_K-1_K$）分子线观测研究了猎户座A云中的TUKH 122星前核。先前的研究表明，TUKH 122很可能处于恒星形成的边缘，因为湍流几乎消散，并在猎户座A云的其他无星核心中进行化学进化。通过结合ALMA 12-m和ACA数据，我们恢复了$\sim5"$分辨率为0.01 pc的扩展发射，并识别出6个质量范围为$0.1-0.4$ $M_\odot$，半径为$\lesssim0.01$ pc的凝聚体。这些凝聚是重力约束维里分析后，并嵌入在长丝，包括细长的核心与质量$\sim29$ $M_\odot$和径向密度分布$r^{-1.6}$由{ \it Herschel}。这些缩合物的分离为$\sim0.035$ pc，与密度为$4.4\times10^5$ cm $^{-3}$的热牛仔裤长度一致。这个密度类似于核心的中心部分。我们还发现了一种趋势，即NPDMATHABMM H $^+$分子似乎耗尽在尘埃峰凝聚。由于线宽变宽，这种凝聚可能开始崩溃。因此，星前核仍然发生热金斯不稳定性的碎裂，并在TUKH 122星前核内形成多颗恒星。CH $_3$ OH的发射显示出一个大的壳状分布，并围绕这些冷凝，这表明形成的CH $_3$ OH分子的尘埃颗粒释放到气相中的非热解吸，如光蒸发引起…
2018-03-09 astro-ph.GA
Unveiling the gravitationally unstable disc of a massive star-forming galaxy using NOEMA and MUSE
本研究利用 NOEMA 和 MUSE 高分辨率数据对 LARS 8 星系进行 Toomre-Q 盘稳定性分析，揭示其极度重力不稳定盘导致大尺度云团块形成触发，从而维持了高恒星形成率。
2023-03-24 astro-ph.GA
Mass Transport and Turbulence in Gravitationally Unstable Disk Galaxies II: The Effects of Star Formation Feedback
自引力和恒星反馈能够驱动盘状星系中的湍流并传输质量和角动量，但它们之间的平衡还没有很好的理解。在本系列的前一篇论文中，我们证明了引力本身可以驱动星系盘中的湍流，将它们的Toomre $Q$参数调节为$\sim$ 1，并以足以在当今星系中心形成恒星的速度向内输送质量。在本文中，我们扩展我们的模型，包括恒星形成反馈的影响。我们发现，反馈抑制星系的恒星形成率的一个因素的$\sim$ 5，并导致形成一个多相原子和分子ISM。在我们的模拟中产生的恒星形成率和相位平衡都与附近螺旋的观测结果吻合得很好。在我们的星系达到稳定状态后，我们发现，与纯自引力的情况相比，反馈的加入实际上稍微降低了气体速度色散，并且也稍微降低了向内质量传输的速率。然而，我们发现，即使有反馈，我们的银河系盘自我调节$Q$ $\sim$ 1，并以足够的速度向内传输质量，以提供内部盘恒星形成的相当一部分。我们认为，引力不稳定性，因此可能是在星系盘的湍流和运输的主要来源，它是负责燃料在星系盘内部的恒星形成在宇宙学时间。
2016-05-05 astro-ph.GA
Chemistry in a gravitationally unstable protoplanetary disc
到目前为止，轴对称的α圆盘模型已经被用来计算原行星圆盘的化学成分。虽然这种方法对许多圆盘是合理的，但当自重很重要时，这种方法就不合适了。在这种情况下，螺旋波和冲击会引起温度和密度的变化，从而影响化学反应。我们已经通过了一个动力学模型的太阳质量的恒星周围的大规模（0.39 Msun），自引力盘，类似于那些可能会发现周围的0类和早期的I类原恒星，在光盘化学的研究。我们发现，对于每一个物种的数量，例如H2O，吸附和解吸占主导地位的变化，在气相分数丰度，因为解吸率是非常敏感的温度，从这些物种的排放地图应揭示不同强度的冲击的位置。气相分数丰度的一些其他物种，如CS，也受到气相反应，特别是在温暖的冲击区。我们的结论是，大规模光盘的动态有很大的影响，他们如何出现时，在各种分子种类的发射线成像。
2011-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of dust clumps with sub-Jupiter mass and cold shadowed region in gravitationally unstable disk around Class 0/I protostar in L1527 IRS
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）和Jansky甚大阵（VLA）在$λ=0.87$、2.1，3.3和6.8 mm处观测到的尘埃连续辐射，研究了0/I类原恒星L1527 IRS周围的原恒星盘。我们的观测达到了$3-13$ au的空间分辨率，并揭示了一个边缘上的磁盘结构的大小为$\sim80-100$ au。发现在0.87和2.1 mm处的发射在$ r_{\rm proj}\lesssim50$ au的投影盘半径内是光学厚的。在3.3和6.8毫米的发射表明，幂律指数的尘埃不透明度（$β$）是$β\sim1.7$约$ r_{\rm proj}\sim 50$金，这表明，晶粒生长尚未开始。尘埃温度（$T_{\rm dust}$）显示出急剧下降，$T_{\rm dust}\propto r_{\rm proj}^{-2}$在之前在$r_{\rm proj}\sim20$ au确定的VLA团块之外。此外，该盘在$r_{\rm proj}\sim20$ au处是引力不稳定的，如图姆雷{ \it Q}参数值$Q\lesssim1.0$所示。这些结果表明，VLA团块是通过重力不稳定性形成的，它在子结构的外部产生阴影，导致温度突然下降。VLA团块的衍生尘埃质量为$\gtrsim0.1$ $M_{\rm J}$。因此，我们认为，0/I类盘可以足够大，引力不稳定，这可能是20 au半径的气体巨行…
2022-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Winding Motion of Spirals in a Gravitationally Unstable Protoplanetary Disk
本研究通过ALMA七年观测发现IM Lup盘中的螺旋臂遵循开普勒旋转，为引力不稳定性在宽轨道行星形成区域中的作用提供了直接观测证据。
2025-09-24 astro-ph.EP astro-ph.GA
Testing a New Model of Embedded Protostellar Disks Against Observation: The Majority of Orion Class 0/I Disks Are Likely Warm, Massive, and Gravitationally Unstable
构建了基于内部吸积加热和临界引力不稳定假设的嵌入式原行星盘参数化模型，拟合 VANDAM 猎户座 156 个盘的多波长观测，发现多数 Class 0/I 盘温暖、大质量且星盘质量比接近 1。
2024-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Interpreting observations of edge-on gravitationally unstable accretion flows
分子云或云核/团的引力坍缩可能导致围绕新生恒星或星团形成几何扁平、旋转的吸积流。当气体与恒星的质量比很高时（例如超过$\sim$ 10\%），这种吸积流中可能会发生引力不稳定性。本文以OB团形成区G10.6-0.4为例。我们介绍了封闭的气体质量围绕其中央超紧凑（UC）H \textsc{ii}区域，地址的引力稳定性的吸积气体，并概述了所观察到的潜在的签名引力不稳定性。G10.6-0.4上各种分子气体示踪剂的位置-速度（PV）图一致地显示出空间和速度域的不对称性。我们通过模拟方位非对称气体结构的速度分布，并通过直接对PV图进行反投影，推导出稠密气体吸积流的形态。我们发现，在0.3 pc半径内，可能需要1-2 km\，s $^{-1}$的下落速度来解释所观察到的PV图。此外，PV图中描绘的速度分布可以通过螺旋臂状结构来解释，该结构可能与外部下落的气体细丝有关。我们提出的致密气体结构的形态看起来非常相似的空间分辨的气体结构周围的OB团簇形成区域G33.92+0.11具有类似的气体质量和大小，但这是可能的，大约在一个正面的投影。G10.6-0.4附近的稠密气体吸积流表现为Toomre不稳定，这与大尺度旋臂状结构的存在和局部气体凝聚的形成相一致。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first bird's-eye view of a gravitationally unstable accretion disk in high-mass star formation
我们报告的第一个鸟瞰图的最里面的吸积盘周围的大质量原恒星物体G353.273+0.641，采取阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列长基线。由尘埃连续辐射跟踪的盘具有250 AU的半径，由热CH $_3$ OH线跟踪的下落旋转包络所包围。这个圆盘半径与根据包层中的特定角动量估计的离心半径一致。包层质量的下限是$\sim$ 5-7 M $_{\odot}$，在恒星表面的吸积速率是3 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$或更高。预期的恒星年龄远小于10 $^{4}$ yr，表明宿主天体是目前最年轻的大质量天体之一。视尘埃不透明度指数而定，星盘质量为2-7 M $_{\odot}$。估计的Toomre $Q$参数通常为1-2，最小可达到0.4。这些$Q$值明显满足引力不稳定性的经典判据，并且与最近的数值研究结果相一致。观察到的不对称和cluerous结构可以追踪螺旋臂和/或磁盘碎片。我们发现吸积流中70 $\%$的角动量可以通过盘中的引力矩被移除。我们的研究表明，自引力盘的动力学性质可以主导高质量恒星形成的早期阶段。这与低质量原恒星的早期演化情景非常一致。
2019-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Elias 2-27's spiral arms driven by self-gravity, or by a companion? A comparative spiral morphology study
在伊莱亚斯2-27周围的原恒星盘中检测到的螺旋波被认为是该盘引力不稳定的证据。然而，以前的工作表明，一个巨大的，稳定的圆盘与一个巨大的伴星相遇也与观测结果一致。我们比较螺旋形态的光滑粒子流体动力学模拟建模这两种情况。重力不稳定的磁盘产生对称的，紧密缠绕的螺旋臂与恒定的螺距角，如文献所预测的。伴随圆盘的臂是不对称的，螺旋角随着半径的增加而增加。然而，这些武器是不是很适合标准的解析表达式，由于高光盘质量和相对较低的同伴质量。我们注意到，螺旋对之间的形态差异（或相似性）是一个至关重要的判别埃利亚斯2-27的场景之间，因此未来的研究必须适合单独的旋臂。如果埃利亚斯2-27在未来的观测中继续显示对称的紧密缠绕的旋臂，那么我们认为它是第一个观察到的引力不稳定原恒星盘的例子。
2018-05-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
In-situ extreme mass ratio inspirals via sub-parsec formation and migration of stars in thin, gravitationally unstable AGN discs
本文研究活动星系核盘中引力不稳定性形成的恒星随黑洞质量和盘参数的变化，估算其迁移结局及EMRI发生率，为LISA探测提供理论支持。
2023-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Gravitationally-Organized Spiral Waves and the Structure of NGC 5247
利用观测数据，我们建立了螺旋星系NGC 5247的数值N体模型、流体动力学模型和组合平衡模型。结果表明，该模型对螺旋结构的形成是不稳定的。我们模拟方案的螺旋结构的形成为不同的平衡旋转曲线，径向速度色散曲线和磁盘厚度，并证明在所有情况下，模拟的螺旋图案定性同意观察到的形态的NGC 5247。我们还表明，混合物的气体成分的质量约百分之几的磁盘的总质量的螺旋图案的寿命增加了约30%。在这种情况下，模拟的螺旋图案从扰动增长开始持续约3 Gyr。
2012-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
Resolved spectroscopy of gravitationally lensed galaxies: global dynamics and star-forming clumps on ~100pc scales
利用VLT/SINFONI、Keck/OSIRIS和Gemini/NIFS对12个引力透镜星系的Ha或Hb谱线进行了自适应光学辅助积分场光谱研究。我们结合这些数据与以前的观测和研究的动力学和恒星形成的17个透镜星系在z = 1-4的属性。由于前景星团的引力放大率为1.4 - 90倍，有效的空间分辨率达到40 - 700 pc。放大也使我们能够探测比未透镜样品更低的恒星形成率和恒星质量;我们的目标星系具有来自Ha或Hb发射的0.8 - 40 Msol/yr的尘埃校正SFR，以及恒星质量M* ~ 4 e8 - 6 e10 Msol。所有的星系都有速度梯度，其中59%的星系是旋转的圆盘，29%的星系可能合并，剩下的12%被归类为“未确定”。“我们从Ha（或Hb）图中提取了50个大小在60 pc-1 kpc范围内的恒星形成团块，发现它们的表面亮度和特征光度随着红移而向更高的光度演化。我们表明，这种演变可以描述在较大尺度上的富含气体的磁盘碎片，并可能是由不断变化的气体馏分。
2015-03-26 astro-ph.GA
Photoevaporation of Jeans-unstable molecular clumps
我们研究了Jeans不稳定分子团在各向同性FUV（6 eV $< {\rm h}ν$ < 13.6 eV）辐射下的光蒸发，通过三维辐射转移流体动力学模拟实现了一个非平衡化学网络，包括H $_2$的形成和解离.我们运行一组模拟考虑不同的团块质量（$M=10-200$ M $_\odot$）和碰撞通量（$G_0=2\times 10^3-8\times 10^4$在哈宾单位）。在初始阶段，辐射作为R-型解离前沿扫过团块，使H $_2$质量减少40- 90%。然后，一个弱的（$\mathcal{M}\simeq 2$）冲击发展并向团块的中心行进，团块在从其表面释放质量的同时崩溃。所有被考虑的团块保持重力不稳定，即使辐射扯掉大部分团块质量，表明外部FUV辐射无法阻止团块坍缩。然而，FUV强度调节了恒星形成的最终H $_2$质量：例如，对于$G_0 < 10^4$，超过10%的初始团块质量存活下来。最后，对于大质量团块（$\sim 100$ M $_\odot$），H $_2$的质量在坍缩过程中增加了25-50%，这主要是因为快速的密度增长，这意味着更有效的H $_2$自屏蔽。
2019-07-24 astro-ph.GA
Gravitationally Lensed Quasar SDSS J1442+4055: Redshifts of Lensing Galaxies, Time Delay, Microlensing Variability, and Intervening Metal System at z ~ 2
利用利物浦望远镜（LT）对类星体SDSS J1442+4055的两幅引力透镜像A和B进行了$r$波段光度监测。根据2015年12月至2018年8月之间的LT光变曲线，我们立即得出了25.0 $\pm$ 1.5天的时间延迟（1 $σ$置信区间; A是领先的）和低于10 $^{-4}$ mag day $^{-1}$的微透镜放大梯度。延迟间隔预计不会受到明显的微透镜引起的偏差的影响，所以它可以用来估计宇宙学参数。本文还重点介绍了新的大加那利望远镜（GTC）和LT的透镜系统的光谱观测。我们确定的红移的两个明亮的星系周围的双重成像类星体使用LT光谱，而GTC数据导致低噪声的个人光谱的A，B，和主要的透镜星系G1。G1光谱形状与早期型星系模板（$z$ = 0.284）精确匹配，具有进一步相关研究的潜力。此外，类星体光谱显示在$z \sim$ 2处被富含金属的气体吸收。该尘埃吸收体负责在2209 $\pm$ 2 μ m的静止帧波长处的消光凸点，其对于A和B分别具有0.47和0.76 mag $μ$ m $^{-1}$的强度。在这种干扰系统中，粉尘-气体比、气相金属量指标[Zn/H]和粉尘贫化水平[Fe/Zn]相对较高。
2019-03-15 astro-ph.GA
Formation of prestellar cores via non-isothermal gas fragmentation
片状云在湍流气体中很常见，可能是通过湍流气流之间的碰撞形成的。在较早的贡献中，我们研究了等温冲击板的演化，在这项工作中，我们遵循由（热）压力限制的片状云的演化，并且允许其中的气体冷却。这项工作的现存目的是研究岩心形成的早期阶段。观测到的这种云的演化支持了分子云本身是三相介质的猜想（包括稳定的冷介质和热介质，以及第三种热不稳定的介质），尽管看起来云可以以这种方式演化，而不管它们是否被引力束缚。我们的报告，这片碎片最初是由于增长的热不稳定性和一些碎片被拉长，顺从的。随后，相对较大的碎片变得重力不稳定，并分裂成较小的核心。核心的形成似乎是一个三阶段的过程：第一，增长的热不稳定性导致快速碎裂的板;第二，相对较小的碎片获得质量通过气体吸积和/或合并和第三，足够大的碎片变得容易受到重力不稳定性和子碎片形成较小的核心。我们调查的典型性质的团块（和较小的核心），从这个破碎过程中产生的。这项工作的结果支持的建议，通常在密集的团块和较小的核心观察到的弱速度场可能是种子的动态不稳定性的增长。采用光滑粒子流体动力学算法进行了模拟。
2015-01-07 astro-ph.GA
Type-Ia Supernova Remnant Shell At $Z=3.5$ Seen In The Three Sightlines Toward The Gravitationally Lensed Qso B1422+231
利用斯巴鲁8.2米望远镜和IRCS阶梯摄谱仪，我们获得了类星体B1422+231（z=3.628）的高分辨率（R= 10，000）近红外（1.01-1.38 μm）光谱，它由四个已知的引力透镜像组成。我们在z=3.54处探测到Mg II吸收线，这表明视线A和B之间的柱密度（~ 0.3 dex）和速度（~ 10 km/s）存在很大的变化，在红移处的投影分离仅为8.4 h_{70} ^{-1} pc。这是在Rauch等人使用图像A和C的光谱发现相同z=3.54吸收系统的20-pc尺度结构之后检测到的高z气体云的最小空间结构。观测到的系统差异意味着该系统是一个膨胀的壳层，正如Rauch等人最初提出的那样。通过结合三条视线的数据，我们设法限制了壳层的半径和膨胀速度（~ 50-100 pc，130 km/s），得出结论，壳层是真正的超新星遗迹（SNR），而不是其他类型的壳层物体，如巨大的HII区域。我们还检测到了该系统的强Fe Ⅱ吸收线，但其多普勒宽度比α元素线宽得多。我们认为，这FeII吸收线起源于一个本地化的富FeII气体云，不完全混合犁周围的星际气体云显示其他α元素的低离子吸收线。随着铁的丰富，我们得出结论，SNR是由SNIa爆炸。
2012-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic Gas in Blue Ultra Diffuse Galaxies around Hickson Compact Groups
我们在希克森致密星系群（HCG）附近的图像中发现了由罗曼和特鲁希略确定的蓝色超扩散星系（UDG）候选者的原子气体（HI）库。我们确认所有的天体都是有效半径Re> 1.5kpc的UDG。其中三个可能与它们投射的HCG引力束缚在一起，一个可能与最近的HCG引力束缚在一起，一个在背景中。我们测量HI质量和速度宽度为每个对象直接从光谱，并使用宽度连同UDG有效半径来估计动力学质量和晕自旋参数。蓝色UDG在HI质量-恒星质量平面上的位置与更广泛的富含气体的星系群一致，它们的HI质量和气体丰度都与它们的有效半径相关。蓝色UDG似乎是具有高自旋晕的低质量物体，尽管它们的性质不像HI搜索中发现的最微弱的漫射物体那样极端。这里提供的数据突出了单碟射电观测的潜力，用于测量光学探测到的蓝色漫射物体的物理特性。
2018-01-09 astro-ph.GA
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
Planck's Dusty GEMS: Gravitationally lensed high-redshift galaxies discovered with the Planck survey
我们提出了一个分析的11个明亮的远红外/亚毫米源发现，通过结合普朗克调查和后续的赫歇尔-SPIRE成像。每个源的红移z=2.2-3.6，通过在IRAM 30-m望远镜上使用EMIR进行盲红移搜索获得。在IRAM和SMA获得的干涉测量，以及在CFHT和VLT获得的光学/近红外成像显示出与强引力透镜源一致的形态。另外，还分别用JCMT/SCUBA-2和IRAM/GISMO在850 μ m和2 mm处进行光度测定。所有天体都是明亮的孤立点源，在SPIRE的18弧秒光束中，波长为250 um，光谱能量分布峰值在SPIRE的350 um或500 um波段附近，远红外视光度高达3x10^14 L_sun。它们的形态和大小，CO线宽和光度，尘埃温度和远红外光度提供了额外的经验证据，表明它们是强引力透镜高红移星系。我们讨论了它们的尘埃质量和温度，并使用额外的WISE 22微米测光和模板拟合，以排除活动星系核加热的总红外光度的显着贡献。在1.4 GHz的FIRST中检测到六个源。四个的通量密度比当地的远红外无线电相关性预期的要亮，但在以前发现的高Z亚毫米星系的范围内，一个有FIR发射的赤字，6个与当地的相关性一致。我们的来源的全球尘埃气体比和恒星形成效率主要在大规模，富含金属，强烈，高红移恒星爆发的预期范围内。目前正在进行一项广泛的多波长后续方案，以进一步确定这些来源及其内部的强烈恒星形成的特征。
2015-06-05 astro-ph.GA
Kinematic Analysis of a Protostellar Multiple System: Measuring the Protostar Masses and Assessing Gravitational Instability in the Disks of L1448 IRS3B and L1448 IRS3A
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）在879~ \micron波段对一个紧凑的（230~au间距）三重原恒星系统L1448 IRS 3B进行了新的观测，观测分辨率为\contbeam ~。旋臂结构的外接圆多盘是很好地解决了尘埃连续体向IRS 3B，我们发现了已知的宽（2300~au）的同伴，IRS 3A，也解决了可能的螺旋子结构。利用稠密气体示踪剂C ~（17）O、H ~（13）CO $+$和H ~（13）CN，我们分别计算了IRS 3B和IRS 3A的开普勒旋转。此外，我们使用的分子线运动学数据和辐射传输模型的分子线发射，以确认磁盘是在开普勒旋转与拟合质量的$1.19^{+0.13}_{-0.07}$的IRS 3B-ab，$1.51^{+0.06}_{-0.07}$ ~Msun的IRS 3A，并放置在第三IRS 3B-c的中心原恒星质量的上限为0.2~Msun。我们从环切多重盘的尘埃连续辐射测量了IRS 3B的碎裂盘的质量为0.29~Msun，并估算了IRS 3B-c周围的团块质量为0.07~Msun。我们还发现IRS 3A周围的盘的质量为0.04~Msun。通过对Toomre~Q参数的分析，发现IRS 3A拱星盘在半径200 - 500 au之间是引力稳定的（Q $>$ 5），而IRS 3B拱星盘在半径200-500 au之间是引力不稳定的（Q $<$ 1）。这与螺旋臂…
2020-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Instabilities in High-Obliquity Systems
高倾角的环行轨道受到中心恒星引力的扰动，会发生Kozai振荡--轨道偏心率和倾角的大幅度耦合变化。我们首先研究如何将行星扁率的扰动修改这种效果。Tremaine等人（2009年）发现，当行星的偏心度大于68.875度时，在平衡的局部拉普拉斯平面内的轨道在有限的径向范围内对偏心率扰动是不稳定的，并在偏心率和倾角上执行大振幅的混沌振荡。为了使这种处理更容易理解，我们使用轨道要素分析了这个问题，确认了这个阈值的一致性。此外，我们发现，轨道倾斜的拉普拉斯平面将是不稳定的在一个更广泛的径向范围内，这样的轨道可以去不稳定的曲率小于68.875度。最后，我们分析了辐射压力的附加效应，这对尘埃颗粒很重要，并提供了一个自然的机制，粒子半长轴通过坡印廷-罗伯逊阻力扫过任何不稳定的范围。我们发现，一般的效果仍然存在，但是，不稳定的径向范围转移和小逆行粒子可以完全避免不稳定。我们认为，这是因为辐射压力修改平衡拉普拉斯平面。
2012-11-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bosonic gas as a Galactic Dark Matter Halo
我们详细研究了牛顿体系中自旋为零玻色子的引力束缚多态组态的性质。我们表明，这种配置的属性，特别是它们的稳定性，取决于粒子是如何分布在不同的状态，他们组成。数值技术被用来区分稳定和不稳定的解决方案，并确定最终的配置，他们朝着发展。多态平衡组态可以作为标量场暗物质组成的星系晕的模型，其旋转曲线比单态组态的情况下显得更真实。
2010-08-06 astro-ph.GA gr-qc
Bulge formation by the coalescence of giant clumps in primordial disk galaxies
本文综述了星团、高红移星系的观测和演化。模型表明，这些团块是由富含气体的圆盘中的引力不稳定性形成的，它们相互作用，然后在中心合并，形成一个凸起。该模型要求在星系生长过程中有平滑的气体吸积。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
