The Evolution of the Fractions of Quiescent and Star-forming Galaxies as a Function of Stellar Mass Since z=3: Increasing Importance of Massive, Dusty Star-forming Galaxies in the Early Universe
利用UltraVISTA DR 1和3D-HST星表，我们构建了一个恒星质量完整的样本，其独特的组合调查的体积和深度，研究的分数的演化的静止星系，适度清晰的恒星形成的星系，尘埃恒星形成的星系作为一个函数的恒星质量在红移间隔$0.2 \le z \le 3.0$。我们发现，尘埃恒星形成星系的整体星系人口中的作用变得更加重要，随着恒星质量的增加，并迅速增长的红移。具体来说，尘埃恒星形成星系占主导地位的星系人口与$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.3$在$z\gtrsim2$。尘埃和非尘埃恒星形成星系的比例作为恒星质量的函数，随红移的变化很小。尘埃恒星形成星系在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.0-10.5$的恒星形成种群中占主导地位，是$\sim$ 3-5的一个因子，而在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \lesssim 10$中，清晰的恒星形成星系占主导地位。在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} > 10.5$，红色星系在所有红移$z<3$的星系群中占主导地位，这可能是因为它们处于静止状态（在晚期）或尘埃恒星形成（在早期宇宙）。
2016-07-25 astro-ph.GA
One Plane for All: Massive Star-Forming and Quiescent Galaxies Lie on the Same Mass Fundamental Plane at z~0 and z~0.7
星系结构和动力学之间的标度关系已被广泛研究的早期和晚型星系，无论是在本地宇宙和高红移。盘状星系和椭圆星系，或者说恒星形成星系和静止星系之间的巨大差异，似乎是局部宇宙的特征;随着对大质量星系的观测探测到更高的红移，这种明显的区别开始瓦解。本文研究了所有大质量星系（$σ\gtrsim$ 100 km/s）的质量基本面的存在性。这项工作包括来自SDSS的本地星系（0.05<z<0.07），以及31个恒星形成星系和72个中等红移（z~0.7）的静止大质量星系，这些星系的吸收线运动学来自深空-DEIMOS光谱，结构参数来自HST成像。在两个参数标度关系中，恒星形成和静止星系在结构上和动力学上都不同。然而，我们发现，大规模的恒星形成和静止星系位于几乎相同的质量基本面，或恒星质量表面密度，恒星速度色散和有效半径之间的关系。该关系中的散射（关于$\logσ$测量）较低：在z~0时为0.072 dex（0.055 dex内在），在z~0.7时为0.10 dex（0.08 dex内在）。这个三维表面并不是唯一的：维里关系，有或没有依赖于光度轮廓形状，可以连接星系结构和恒星动力学与类似的散射。这一结果建立在最近发现的基础上，即早型星系的质量基本面自z~2以来一直是稳定的（Bezanson et al. 2013）。正如我们现在发现这也适用于恒星形成星系z~0.7，这意味着这些星系的标度关系将最小限度地受…
2014-10-21 astro-ph.GA
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar
我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。
2013-12-13 astro-ph.GA
Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre
围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。
2014-01-20 astro-ph.GA
Self-similar Fragmentation Regulated by Magnetic Fields in a Massive Star Forming Filament
大多数分子云都是细长的。在那些形成低质量恒星的恒星中，它们的长轴倾向于平行或垂直于周围云间介质中的大尺度（10-100 pc）磁场（B场）。这是因为，沿着动态主导的B场，自引力和湍流压力之间的竞争将使云垂直或平行于场被拉长。最近的研究还表明，在0.1-0.01秒差距的尺度上，场在形成大质量恒星的云核中具有重要的动力学意义。但是，核心场形态是从云间介质继承的还是由云湍流控制的，这是一个激烈的争论，10 - 0.1 pc尺度下B场在云破碎中所起的作用也是如此。在这里，我们报告的B场地图，涵盖100-0.01 pc尺度推断从偏振观测的一个恒星形成区，NGC 6334。首先，主灯丝也垂直于环境场。NGC 6334拥有年轻的恒星形成场所，这些场所的磁场不会受到恒星反馈的严重影响，并且它们的方向在整个尺度范围内不会发生显着变化。这意味着字段是动态重要的。在不同的尺度下，我们发现沙漏形的场线在气柱密度峰值处被捏紧，并且场强与密度的0.4次方成比例。我们的结论是，B-字段中起着至关重要的作用，在NGC 6334的碎裂。
2015-10-24 astro-ph.GA
Opacities of dense gas tracers in galactic massive star-forming regions
本文利用10米SMT望远镜对51个银河系大质量恒星形成区进行HCN/H13CN和HCO+/H13CO+ 3-2成图观测，比较空间分辨与空间平均两种方法得到的光学深度，发现二者高度一致，相关系数达0.997，验证了未分辨测量方法的可靠性。
2023-09-18 astro-ph.GA
Astrometry of H$_2$O masers in the massive star--forming region IRAS 06061+2151 with VERA
用VERA测量了与大质量恒星形成区IRAS 06061+2151有关的H $_2$ O脉泽源的三角年视差。通过2007年10月至2009年9月的10期观测，获得了对应于$2.02^{+0.13}_{-0.12}$ kpc距离的$0.496\pm0.031$ mas的年视差。这个距离比以前测量的测光距离精度更高，并且将IRAS 06061+2151置于英仙座螺旋臂中。我们发现IRAS 06061+2151也有一个大于15 km s的特殊运动$^{-1}$与银河系旋转相反。这类似于英仙座旋臂中的五个来源，其松弛和自行已经被更高精度地测量。此外，这些源以平均27 km/s的速度$^{-1}$向银河系中心移动，并与银河系自转方向相反。
2010-09-29 astro-ph.GA
An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy
当宇宙恒星形成历史达到峰值（z ~ 2）时，由宇宙储存器提供能量的星系以气体为主，并包含大量的恒星形成团块，这些团块被认为是由高度湍流的富含气体的盘状物中剧烈的引力不稳定性形成的。然而，还没有观察到团块形成事件，并且争论团块是否从年轻恒星的能量反馈中幸存下来，从而向内迁移形成星系凸起。在这里，我们报告了一个明亮的离核发射线区域的星系在z = 1.987的空间分辨光谱。虽然这个区域主导了星系盘中的恒星形成，但它的恒星连续体在深度成像中仍然没有被发现，揭示了一个非常年轻（年龄<1000万年）的大质量团块，通过大于10 $^9$ M $_{\odot}$的气体的引力坍缩形成。这个年轻星系团的气体消耗速度比宿主星系快10倍以上，在这个阶段显示出高的恒星形成效率，与我们的流体动力学模拟一致。具有类似质量的较老团块的频率，加上我们对其形成速率的初步估计（约2.5 Gyr $^{-1}$），支持长寿命（约5亿年），有利于团块在反馈中幸存下来并在当今星系的凸起中生长的情况。
2015-05-06 astro-ph.GA
Anomalously Narrow Linewidths of Compact Massive Star-Forming Galaxies at z~2.3: A Possible Inclination Bias in the Size-Mass Plane
在$z\sim2.5$的致密大质量恒星形成星系被认为是今天巨大椭圆星系的中心区域。然而，这些物体中的很大一部分之前被证明具有比预期小得多的H $α$线宽。一个可能的解释是，H $α$排放从其中心区域，在那里的最高速度是预期的，通常被灰尘掩盖。为了验证这一假设，我们用ALMA观测了三个致密大质量星系的CO（3-2）发射线，其H $α$线宽为125-260 km s $^{-1}$.令人惊讶的是，在所有三个星系中，CO线宽是类似的H $α$线宽：我们发现FWHM（CO）$\sim$ 165公里秒$^{-1}$的所有三个星系，而FWHM（CO）$\sim$ 450-700公里秒$^{-1}$预计从一个简单的维里估计。这些结果表明，许多致密的大质量恒星形成星系的窄H $α$线宽不是由于最高速度气体的优先遮蔽。窄线宽的另一种解释是，星系是磁盘，被视为近正面。我们认为，可能有一个倾斜的偏差在尺寸质量平面，使表面上的星系的表观静止坐标系的光学尺寸小于那些边缘上的星系。虽然不是决定性的，这个假设是由大质量星系的大小和轴比之间观察到的反相关支持。
2019-10-23 astro-ph.GA
The G305 star-forming complex: Embedded Massive Star Formation Discovered by Herschel Hi-GAL
我们利用银河平面的Hi-GAL巡天的PACS 70、160 μm和SPIRE 250、350和500 μm观测数据，对丰富的大质量恒星形成复合体G305进行了赫歇尔远红外研究。本研究的重点是确定嵌入在G305的大质量恒星形成人口，结合远红外数据与无线电连续谱，H2O脉泽，甲醇脉泽，MIPS，和红色MSX源调查数据从以前的研究。通过应用频率论技术，我们能够在我们的多波长数据集中识别最可能的关联的样本，然后可以从拟合的光谱能量分布（SED）获得的衍生属性中识别。SED建模使用一个简单的修改黑体和拟合到一个全面的网格模型SED，约16个候选协会被确定为嵌入式大规模恒星形成区域。我们从log（F70/F500）\geq 1和log（F160/F350）\geq 1.6的样本中推导出一个二选色准则，以识别另外31个没有相关恒星形成示踪物的嵌入式大质量恒星候选者。利用这一结果，我们可以绘制出该复合体现今恒星形成的图像，并通过外推初始质量函数，得出当前存在的年轻恒星天体（YSO）数量为\approx 2 \times 10^4，对应的恒星形成速率（SFR）为0.01-0.02 M \odot yr^-1。比较这个解决的恒星形成率，河外恒星形成率示踪剂（基于肯尼库特-施密特关系），我们发现恒星形成活动被低估的一个因素相比，来自YSO人口的SFR的\geq 2。
2012-08-02 astro-ph.GA
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
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
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions: VII. G9.62+0.20 and the Expanding 3 KPC-ARM
本文报道了与大质量恒星形成区G9.62+0.20有关的12 GHz甲醇脉泽的三角视差，对应于5.2 ± 0.6kpc的距离。与当地标准的静止速度约2公里/秒，该地区的运动距离0.5和16千秒差距很大，从这里推导的距离。我们对恒星形成区的特殊运动的测量表明，它与圆形银河系轨道有很大的偏差：从银河系中心向外径向速度为41 km/s，与银河系自转方向相反的速度为60 km/s。它的径向速度和距离的组合将G9.62+0.20置于银河系的内部区域，靠近膨胀的近3 kpc臂，在那里凸起/棒势有很强的引力影响。我们还映射12 GHz甲醇脉泽的分布，定位它们相对于超紧凑H II区域，并比较我们的数据与以前报道的周期性耀斑现象，这个源。
2009-09-21 astro-ph.GA
On the Onset of Secondary Stellar Generations in Giant Star Forming Regions and Massive Star Clusters
在这里，我们认为强烈的演化经历的物质重新插入大质量恒星，无论是在巨大的恒星形成区域驱动的恒星形成率恒定，并在大规模和同时代的超级巨星星团。在这两种情况下，我们都考虑了恒星演化引起的大质量恒星数目、电离光子数目和恒星形成区的综合机械光度的变化。后者总是与临界光度进行比较，对于给定的尺寸，临界光度定义了较低的机械光度极限，超过该极限，通过强风和超新星爆炸重新插入的物质会遭受频繁和周期性的热不稳定性，降低其温度和压力，并抑制其作为全球风的一部分退出。相反，不稳定的重新插入的物质被无处不在的热气体压缩，并且光电离将其温度保持在T $\sim$ 10 $^4$ K。随着进化的进行，更多不稳定的物质积累起来，不稳定的团块的大小也会增加。在这里，我们评估可能的自屏蔽的热不稳定团块对紫外线辐射场。自屏蔽允许重新插入的物质的进一步压缩，其迅速形成能够在其外皮中吸收入射的UV辐射的高密度中性核。在这样的条件下，冷的（T $\sim$ 10 K）中性核很快就超过了金斯极限，变得引力不稳定，导致新一代的恒星被以前的大质量恒星重新插入。我们提出了几个计算的结果，这种积极的恒星形成反馈的情况下，促进强辐射冷却和质量负载。
2014-07-16 astro-ph.GA
Three-dimensional geometry and dust/gas ratios in massive star forming regions over the entire LMC as revealed by IRSF/SIRIUS survey
我们推导出整个尘埃消光（AV）的大麦云（LMC）的地图估计在近红外波长的颜色过剩。利用最近采用的计算Av沿视线分布的百分位数方法，基于IRSF/SIRIUS点源星表，我们得到了N44、N79和N11三个大质量恒星形成区的三维Av图。将三维AV图与三种不同速度分量的氢柱密度N（H）进行了比较，其中一种是LMC盘速度，另外两种是低于盘速度的速度。因此，我们得到的三维尘埃几何形状表明，气体碰撞是正在进行的不同的速度分量之间。我们还发现大质量恒星形成区之间的气体碰撞时间存在差异，这表明N44、N79和N11的气体碰撞发生晚于剑鱼座30。此外，N44的Av/N（H）在速度分量之间存在两倍的差异，而N79和N11的差异不显著。从N44的三维几何结构和各恒星形成区的Av/N（H）值，我们认为N44的大质量恒星形成是由LMC和SMC之间的潮汐相互作用的外部触发引起的，而N79和N11中的潮汐很可能是由内部触发因素引起的，例如来自星系旋臂的气体会聚和超壳层的膨胀，尽管潮汐相互作用的可能性不存在。排除了
2022-03-07 astro-ph.GA
Chemical evolution of N2H+ in six massive star-forming regions
为了研究N2 H+的丰度如何随着大质量团块的演变而变化，在这里，我们对六个分子云进行了多波长研究。所有这些云都包含几个处于恒星形成不同演化阶段的巨大团块。利用Herschel红银道面巡天（Hi-GAL）的存档数据，用谱能量分布（SED）方法制作了这些区域的H2柱密度和尘埃温度图。我们发现这六个云都显示出明显的尘埃温度梯度，范围从20 K到30 K。这使它们成为研究恒星形成不同演化阶段分子（如N2 H+）化学演化的良好候选者。我们的分子线数据来自90 GHz的毫米天文遗产团队调查（MALT 90）。我们制作了N2 H+的柱密度图和丰度图。当尘埃温度高于27 K时，N_2H ~+的丰度开始下降或达到一个平台。我们认为这是因为在经典HII区周围的光解离区（PDR）中，N2 H+被自由电子严重破坏。当尘埃温度低于27 K时，N2 H+的丰度随尘埃温度的升高而增加。这似乎与先前在低质量恒星形成区建立的化学模型不一致。为了检查这种不一致是否是由大质量恒星形成团块中的不同化学物质引起的，需要更高的角分辨率观测。
2019-05-22 astro-ph.GA
Self-similar cluster structures in massive star-forming regions: Isolated evolution from clumps to embedded clusters
利用dendrogram算法和最小生成树方法分析大质量恒星形成区，发现星团具有自相似结构，且从clump到embedded cluster的演化呈孤立局部性，并证实ATLASGAL clump的典型恒星形成效率约为0.33。
2024-07-29 astro-ph.GA
A quality check of the $AKARI$ mid-infrared all-sky diffuse map toward the massive star-forming regions NGC 6334 and NGC 6357
我们提出了一个比较研究的CO和多环芳烃（PAH）的排放朝向包括大质量恒星形成区的NGC 6334和NGC 6357。我们使用NANTEN $^{12}$ CO（$J$ = 1- 0）数据和$AKARI$ 9 $μ$ m全天空漫射图来评估$AKARI$数据的校准精度。我们确认，整体CO分布显示出良好的空间对应性与PAH的排放，和他们的强度表现出良好的幂律相关性的空间分辨率下降到4 $'$的区域10 $^\circ$ $\times$ 10 $^\circ$。我们还揭示了较差的相关性小尺度结构之间的两个数量对NGC 6357，由于强烈的紫外线辐射从本地源。与NGC 6334相比，NGC 6357的相关性更大的分散表明更高的电离度和/或PAH激发。
2016-02-22 astro-ph.GA
The central spectra of massive star-forming galaxies
本文分析126个近邻大质量恒星形成星系的核区光谱，发现其中 LINER 占比高达约79%–83%，远高于普通大质量星系，表明 LINER 发射可能与供给恒星形成的气体相关。
2025-06-10 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
Massive black hole and gas dynamics in mergers of galaxy nuclei - II. Black hole sinking in star-forming nuclear discs
富含气体的星系的合并是宇宙结构层次结构中的关键事件，并可能导致大质量黑洞双星的形成。通过高分辨率的流体动力学模拟，我们认为后期阶段的气体丰富的主要合并，详细的动态两个环核盘，并托管大规模的黑洞在其配对阶段。在合并过程中，由于碎裂，形成了质量只有黑洞质量一小部分的气体团块。如此高密度的气体在形成恒星方面非常有效，质量最大的团块可以极大地扰乱黑洞的轨道。在$\sim 10$ Myr之后，从合并开始，引力束缚的黑洞双星以几个秒差距的距离形成，不久之后，分离下降到我们的分辨率极限$0.39$ pc以下。在双星形成的时候，由于超新星的反馈，原始的圆盘几乎完全被破坏，而在pc尺度上，残留的气体沉淀在质量为$\sim 10^5 M_\odot$的环双星圆盘中。我们还测试，二进制动力学是强大的对模拟中采用的SNa反馈的细节，而气体动力学不是。最后，我们强调了SNa时间尺度对我们结果的重要性。
2015-09-09 astro-ph.GA
The Number Densities and Stellar Populations of Massive Galaxies at 3 < z < 6: A Diverse, Rapidly Forming Population in the Early Universe
我们提出了大规模的普查（log（M $_{*}$ /M $_{\odot}$）$\geq 11$）星系在$3<z<6$确定的COSMOS/UltraVISTA超深场条纹：包括$\approx100$和$\approx20$高置信度候选人分别在$3<z<4$和$4<z<6$。$3<z<4$的人口是由后星爆，紫外线恒星形成和尘埃恒星形成的星系在大致相等的分数，而紫外线恒星形成的星系占主导地位的$4<z<6$。我们占各种来源的偏置在SED建模，发现治疗的发射线污染是必不可少的了解在$z>3$大规模星系的数量密度和质量增长的历史。在$z\sim4$观测到的数密度的显著增加（$>\times$ 5在$\lesssim600$ Myrs）意味着这是log（M $_{*}$ /M $_{\odot}$）$\geq 11$星系出现的显著数量的时代，恒星年龄（$\approx500-900$ Myrs）表明早在$z\sim7$快速形成的时代。利用辅助的多波长数据集，我们进行全色SED建模，以约束样品的总恒星形成活动。该样本的恒星形成活动通常与在所考虑的红移处的恒星形成主序一致，人口中的$\approx15-25\%$显示出恒星形成速率受到抑制的证据，表明$z\sim4$已经在发挥猝灭机制。我们叠加了现有的HST图像，证实了它们的紧凑性（$r_{e}\lesssim2.2$ kpc），与高$z$恒星形…
2020-10-09 astro-ph.GA
Gas-to-dust ratio in massive star-forming galaxies at z~1.4
本文介绍了用Nobeyama 45~m射电望远镜对四个z~1.4的大质量恒星形成星系的~（12）CO（J=2-1）观测结果。Spitzer/MIPS在24 μ m，Herschel/SPIRE在250 μ m和350 μ m探测到星系，它们大多位于主序星。用N_2方法计算的气相金属丰度接近太阳值。CO线被检测到朝向三个星系。采用银河系CO到H2的转换因子和CO（2-1）/CO（1-0）流量比为3，得到的分子气体质量为（9.6-35）× 1 - 0 ^{1-0} Msun。用修正的黑体模型（假定尘埃温度为35 K，发射率指数为1.5）得到的尘埃质量为（2.4-5.4）× 10^{8} Msun。在z~1.4时，产生的气尘比（不计HI质量）为220-1450，比本地恒星形成星系的气尘比大好几倍。气体尘埃比对远红外光度密度的依赖性并不清楚。
2016-05-12 astro-ph.GA
Properties of dense cores in clustered massive star-forming regions at high angular resolution
我们的目标是在与大规模恒星形成区域相关的集群环境中表征致密的核心。为此，我们提出了一个统一的分析VLA NH3（1，1）和（2，2）的观测对样本的15个大质量的恒星形成区域，在那里我们确定了总共73个核心，将它们分类为原恒星，静止无星，或扰动无星，并得出一些物理性质。平均尺寸和氨柱密度分别为0.06 pc和10^15 cm^-2，无星核和原恒星核之间没有显著差异，而静止无星核的线宽和旋转温度比原恒星核小，分别为1.0 km/s和16 K（1.8 km/s，21 K）和扰动无星（1.4 km/s，19 K）核心。在大质量恒星周围的这些静止的无星核心的线宽和温度仍然显着大于在低质量恒星形成区域的无星核心测量的典型值，这意味着一个重要的非热成分。我们确认在高角分辨率的相关性先前发现的单碟望远镜之间的线宽，温度的核心，和测辐射光度。此外，我们发现每个核心的温度和来自星团中质量最大的恒星的入射通量之间存在相关性，这表明在我们样本的无恒星核心中测量到的高温度可能是由于附近大质量恒星的加热。一个简单的维里平衡分析似乎表明，从团块（0.1-10 pc）到核心（0.05 pc），存在一个自相似、自引力、湍流、维里化的结构层次。考虑到外部压力的影响，对动力学状态进行更仔细的检查，发现可能需要相对较强的磁场支持来稳定核心，或者它们是不稳定的，因此处于崩溃的边缘。
2013-04-18 astro-ph.GA
Kinematic structure of massive star-forming regions - I. Accretion along filaments
关于大质量恒星形成的中红外和远红外视图，特别是赫歇尔空间天文台的结果，揭示了大质量恒星形成的许多方面。然而，这些连续体研究缺乏运动学信息。我们研究了高质量恒星形成区分子气体的运动学。我们用MOPRA和Nobeyama 45 m望远镜的N2H+分子线数据补充了Herschel重点项目EPoS的16个高质量恒星形成区的PACS和SPIRE远红外数据。使用完整的N2H+超精细结构，我们产生了列密度，速度和线宽图。与PACS 70 μ m图像及PACS点源图像进行对比分析。此外，我们还搜索了速度梯度。对于几个区域，数据表明，团块尺度上的线宽主要由流出物或未解决的速度梯度决定。IRDC18454和G11.11显示了沿几条视线的两个速度分量。我们发现，所有区域的直径大于1pc的速度梯度或片段成独立的结构，具有不同的速度。具有平滑梯度的三个区域的速度分布与沿暗条的气体流动一致，表明吸积流到致密区域。我们发现，几个区域的运动学有一个显着的和复杂的速度结构。对于三个细丝，我们认为，气体流向更大的团块存在。
2014-01-31 astro-ph.GA
Effect of feedback of massive stars in the fragmentation, distribution, and kinematics of the gas in two star forming regions in the Carina Nebula
我们目前的ALMA高空间分辨率观测对两个恒星形成的地区位于银河系中的恒星形成的最极端的区域之一，船底座星云。一个区域位于星云的中心，分别受到来自大质量恒星的恒星反馈的影响，而另一个区域位于更南部，受大质量星团的干扰较小。我们发现，星云中心区域形成的核心比南部区域少，但质量更大，这表明恒星反馈的水平有效地影响了团块的碎裂过程。HCN、HCO $^{+}$和SiO等谱线显示了这两个区域丰富而复杂的气体分布，证实了电离和激波锋面的存在。Jeans分析表明，在受大质量恒星影响较小的区域观察到的核心质量与热碎裂一致，但湍流的Jeans碎裂可能解释了在船底座中心区域发现的高质量核心。一致的是，在HCO $^{+}$线的两个不同的分析提供了证据，在气体中的湍流更受恒星反馈。气柱密度概率函数，N-PDF，显示对数正态的形状与明确的过渡到幂律制度。我们在星云中心的区域观察到更宽的N-PDF，这为物质中更高水平的湍流提供了进一步的证据，具有更高水平的大质量恒星反馈。
2020-01-20 astro-ph.GA
Origin of Star-Forming Rings around Massive Centres in Massive Galaxies at $z\!<\!4$
利用解析建模和模拟，我们解决了丰富的恒星形成，clusional，大质量的中心体在大质量星系的大质量气体环的起源在$z \!<\! 4$。环由高角动量流形成，并在$M_{\rm star} \!>\! 10^{9.5-10} M_\odot$星系中幸存下来，在那里合并驱动的自旋翻转和超新星反馈是无效的。环在压实到中心块体之后幸存下来。环的寿命是出乎意料的基础上向内的质量传输驱动的扭矩从暴力光盘不稳定。然而，评估的扭矩从一个紧密缠绕的螺旋结构，我们发现，每个轨道时间的时间尺度运输是长的和$\propto\! δ_{\rm d}^{-3}$，与$δ_{\rm d}$冷总质量比内部的环。一个长寿的环的形式时，环的运输是慢于其补充吸积和内部耗尽SFR，这两个有效的$δ_{\rm d} \!<\! 0.3$。降低$δ_{\rm d}$的中心质量是一个膨胀驱动的隆起和/或暗物质，在$z \!<\! 4$的较低气体分数的帮助下，只要它不是太低。环是Toomre不稳定的团块和恒星的形成。高$z$动态环不太可能由长期共振或碰撞产生。AGN的反馈预计不会影响环。模拟图像的模拟环通过尘埃表明定性的一致性与观测到的环在大规模$z\!\sim\!0.5\!-\!3$星系的隆起，在$H_α$和深HST成像。ALMA模拟图像表明$z\!\sim\!0.5\!-\!1$环应该是可检测的。我们引用预期的环和它们的中…
2020-06-12 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. IX. The Outer Arm in the First Quadrant
本文报道了用甚长基线列阵对遥远的大质量恒星形成区G75.30+1.32的水脉泽进行的三角视差测量。该源的日心距离为9.25+-0.45 kpc，位于银河系第一象限的外臂。它位于银河系平面上方200 pc，与一个大分子云边界处的大量HI增强有关。在银心半径为10.7 kpc的地方，G75.30+1.32位于银河系的一个区域，该区域的圆盘明显地向银河系北极弯曲。虽然恒星形成区有一个接近圆形的瞬时银河轨道，但它显示出朝向银河平面的18 km/s的显著运动。目前的结果，当结合两个以前的微波激射器的研究外臂，产生一个约12度的俯仰角的一个大部分的臂从第一象限延伸到第三。
2011-10-19 astro-ph.GA
The Fundamental Plane in the LEGA-C Survey: unraveling the $M/L$ variations of massive star-forming and quiescent galaxies at $z\sim0.8$
我们在$0.6<z<1.0$利用基本面（FP）探讨了大质量星系的运动学、结构和恒星居数之间的联系。结合恒星运动学数据从大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）的调查与结构参数测量深哈勃太空望远镜成像，我们获得了一个样本的1419个大规模（$\log(M_*/M_\odot) >10.5$）星系，跨越了广泛的形态，恒星形成活动和环境，因此是大规模星系人口的代表$z\sim0.8$。我们发现，静态和恒星形成的星系占据的参数空间的$g$带FP不同，从而有不同的分布在动态的质光比（$M_{\rm dyn}/L_g$），主要是由于不同的恒星年龄和最近的恒星形成的历史，并在较小程度上，尘埃衰减的影响。相比之下，我们发现恒星形成和静止星系都位于$z\sim 0.8$的相同质量FP上，具有可比的平面内散射水平。我们研究了$M_{\rm dyn}/M_*$的变化，通过质量FP的厚度，发现没有显着的剩余相关性与恒星的人口属性，Sérsic指数，或星系过密。我们的研究结果表明，在固定的大小和速度色散，在$M_{\rm dyn}/L_g$的大质量星系的变化，反映了大约相等的贡献的变化，在$M_*/L_g$，在暗物质分数或初始质量函数的变化。
2021-03-23 astro-ph.GA
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
Spatial Variation of the Chemical Properties of Massive Star-forming Clumps
我们从毫米天文学遗产团队90 GHz调查中选择了90个具有强烈N2H+，HCO+，HCN和HNC发射的大质量恒星形成团块。我们获得了所有90个源的赫歇尔数据和其中51个源的NRAO VLA巡天数据。我们将所有图像卷积并重新网格化到相同的分辨率和像素大小，并导出温度，H2柱密度，分子丰度和丰度以及每个像素的比率。我们的分析得出三个主要结论。首先，N2H+，HCO+，HCN和HNC的丰度增加时，柱密度降低和温度升高，其丰度的空间变化占主导地位的H2柱密度的变化。第二，N2H+、HCO+、HCN和HNC之间的丰度比也显示出系统性变化，这是由于这些分子的化学性质而引起的柱密度的函数。第三，与20厘米连续发射相关的源可以根据这里考虑的四种分子的丰度作为这种发射的函数的行为分为四种类型。前三种类型的变化也可以归因于H2柱密度的变化。
2019-07-24 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- X. Chemical differentiation among the massive cores in G9.62+0.19
研究大质量恒星形成区的物理和化学结构对于理解大质量恒星的形成和早期演化至关重要。利用ALMA波段3的观测资料，对G9.62+0.19恒星形成区的6个致密核（MM 1、MM 4、MM 6、MM 7、MM 8和MM 11）进行了详细的线测。对这些核心，约172跃迁已被确定，并归因于16种，包括有机氧，氮，硫轴承分子及其同位素。四个致密岩心MM 7、MM 8、MM 4和MM 11是线富集源。对这些谱线的建模揭示了MM 7、MM 8、MM 4和MM 11的转动温度分别在72 $-$ 115~K、100 $-$ 163~K、102 $-$ 204~K和84 $-$ 123~K的范围内。分子柱密度为1.6 $\times$ 10 $^{15}$ $-$ 9.2 $\times$ 10 $^{17}$ ~cm $^{-2}$。岩芯MM 8和MM 4显示出含氧和含氮物质之间的化学差异，即，MM 4富含含氧分子，而MM 8中主要观察到含氮分子，特别是振动激发的HC $_{3}$ N线。吸积阶段不同的初始温度可能是导致这种N/O分异的原因。通过对含氧复合有机分子（COMs）的柱密度和空间分布的分析，发现$_{2}$-$_{5}$ OH和CH-$_{3}$-OCH-$_{3}$可能有一个共同的前体CH-$_{3}$-OH。CH $_{3}$ OCHO和CH $_{3}$ OCH $_{3}$可能化学连接…
2022-03-23 astro-ph.GA
On the origin of low escape fractions of ionizing radiation from massive star-forming galaxies at high redshift
在$z\sim3$ - $4$，来自大质量恒星形成星系的电离辐射的低逃逸分数的物理起源还没有得到很好的理解。我们进行理想化的盘星系模拟，以了解银河系的属性，如金属丰度和气体质量如何影响莱曼连续统（LyC）光子的逃逸使用辐射流体动力学模拟与强恒星反馈。我们发现嵌入质量为$M_h\simeq10^{11}\,M_\odot$的晕中的贫金属（$Z=0.002$）星系的亮度加权逃逸分数为$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 10\,\%$。大约一半的LyC光子在100 pc的尺度内被吸收，另一半在ISM（$\lesssim 2\, {\rm kpc}$）中被吸收。当气体的金属丰度增加到$Z=0.02$时，逃逸分数显著降低到$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq1\%$，因为年轻的恒星被它们的诞生云遮蔽的时间更长。相比之下，将气体质量增加5倍会导致$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 5\, \%$，因为LyC光子仅被较厚的圆盘适度吸收。我们的实验表明，高金属丰度可能更负责在大质量恒星形成星系中观察到的低逃逸分数，支持逃逸分数随晕质量增加而减少的情况。最后，可以忽略不计的逃逸分数和表面密度的恒星形成或星系外流率之间的相关性。
2020-10-14 astro-ph.GA
The Shape and Scatter of The Galaxy Main Sequence for Massive Galaxies at Cosmic Noon
我们提出的主要序列的所有星系和恒星形成星系的28,469个大质量（$M_\star \ge 10^{11}$ M $_\odot$）星系在宇宙正午（$1.5 < z < 3.0$），均匀地选择从17.5度$^2$区域（0.33 Gpc $^3$在这些红移共动体积）。我们的大样本允许一种新的方法来调查星系的主要序列，还没有访问以前的研究。我们在SFR-M $_{\star}$平面中测量小质量箱中的主序列，而不假设主序列的函数形式。在每个质量箱中的星系的大样本，我们隔离恒星形成的星系定位之间的过渡恒星形成和绿谷人口的SFR-M $_{\star}$平面。这种方法消除了在隔离恒星形成星系群时对任意定义的固定截止值的需要，这通常会使恒星形成星系主序列周围的散射测量产生偏差。我们发现，所有星系的主序星在高质量端变得越来越平坦，而恒星形成星系的主序星则没有。我们将这种差异归因于从$z=3.0$到$z=1.5$的集体绿谷和静止星系人口的比例增加。此外，我们测量了恒星形成星系主序列周围的总散射，发现它是$\sim0.5-1.0$ dex，几乎没有演化作为质量或红移的函数。我们讨论的影响，这些结果有精确定位的物理过程驱动大规模星系演化。
2021-05-08 astro-ph.GA
Distribution of HNCO 5$_{05}-4_{04}$ in Massive Star-forming Regions
本文的目标是研究HNCO在大质量恒星形成区的空间分布，并探讨其与红外源的空间关联，以及HNCO发射区的物理条件。我们用紫金山天文台13.7米望远镜绘制了HNCO 5 $_{05}-4_{04}$的9个大质量恒星形成区。同时获得了这些源的C18O分布图。HNCO辐射分布紧凑，发射峰集中在水脉泽上。几乎所有的HNCO团块都显示出嵌入中红外或远红外源的迹象。HNCO团块的FWHM尺寸显著小于C18O团块，但与HC3N团块相当类似。我们还发现HNCO和HC3N发射的积分强度、线宽和LSR速度之间有很好的相关性，这意味着这两种物质的激发机制相似。因此，碰撞激发很可能是银河系大质量恒星形成区HNCO 5 $_{05}-4_{04}$发射的主要激发机制。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VIII. G12.89+0.49, G15.03-0.68 (M17) and G27.36-0.16
我们报告了三个大质量恒星形成区的三角视差，对应于G12.89+0.49（也称为IRAS 18089-1732）的$2.34^{+0.13}_{-0.11}$ kpc，G15.03-0.68（在M17区）的$1.98^{+0.14}_{-0.12}$ kpc和G27.36-0.16的$8.0^{+4.0}_{-2.0}$ kpc。G12.89+0.49和G15.03-0.68都位于船底座-人马座旋臂。
2011-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter Spectral Line Mapping Observations Toward Four Massive Star Forming HII Regions
本文利用IRAM 30米望远镜在2 mm和3 mm波段对仙王座A、DR 21 S、S76 E和G34.26+0.15四个大质量恒星形成区进行了谱线测绘观测。在这4个光源中共探测到51个分子的396条谱线，其中氦复合谱线1条，氢复合谱线10条，未识别谱线16条。在G34.26+0.15中检测到了亚硝基氰化物（ONCN，14 $_{0,14}$ -13 $_{0,13}$）的发射线，这是在大质量恒星形成区中首次检测到的。我们发现$c$-C、$_{3}$、H、$_{2}$和NH、$_{2}$、D在冲击区有明显的增强，这与SiO和/或SO的发射有关。用旋转图解法对四种来源的CH $_{3}$ CN的柱密度和旋转温度进行了估算。$^{12}$ C/ $^{13}$ C的同位素丰度比是用HC $_{3}$ N和它的$^{13}$ C同位素得到的，在所有四个大质量恒星形成区都是40左右，略低于当地的星际值（$\sim$ 65）。用双同位素方法计算了这些源中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N和$^{16}$ O/ $^{18}$ O丰度比，其值略低于星际介质中的值。除Cep A外，其他三个靶中的$^{33}$ S/ $^{34}$ S比值与星际介质中的相似。在这些源中的N（DCN）/N（HCN）和N（DCO $^{+}$）/N（HCO $^{+}$）的柱密度比元素[D]/[H]比（其为1.…
2016-12-08 astro-ph.GA
On the variation in stellar $α$-enhancements of star-forming galaxies in the EAGLE simulation
星系中$α$ -元素与铁元素的比值包含了关于恒星形成历史的宝贵信息，因为它们的富集发生在不同的时间尺度上。星系中恒星的化石记录大多是在被动星系中被发掘出来的，因为恒星形成星系的光主要是由年轻恒星组成的，这些恒星的大气吸收特征要弱得多。在这里，我们使用最大的参考宇宙学模拟的EAGLE项目调查恒星$α$ -增强恒星形成星系之间的变化的起源在$z=0$，以及它们对综合光谱的影响。复合恒星星族中的$α$增强的定义是模糊的。我们阐明两个定义-被称为“平均”和“银河”$α$ -增强-更详细。当恒星快速形成时，一个恒星形成星系的“平均”$α$增强值很高，而一个“星系”$α$增强值很高的星系通常有一个延迟的恒星形成历史。我们发现，镁和铁的吸收线强度与$α$增强的变化相关。这些相关性对于“银河系”$α$增强是最强的。然而，我们发现，这些主要是由其他的影响，这是交叉相关的$α$增强，如在轻加权年龄的变化。这使得在恒星形成星系中恢复$α$增强的工作变得非常复杂。的模糊性是不严重的被动星系，我们证实，在这些星系的光谱变化是由可测量的变化$α$ -增强。我们认为，这种更复杂的耦合之间的$α$ -增强和恒星形成的历史可以指导新的观测恒星形成星系的解释。
2021-11-11 astro-ph.GA
A multiwavelength study of massive star-forming region IRAS 22506+5944
我们对大质量恒星形成区IRAS 22506+5944进行了多线研究。探测到一个新的6.7GHz甲醇脉泽。~（12）CO、~（13）CO、~（18）O和HCO+ J = 1-0跃迁观测结果表明，该恒星形成复合体主要由两个核心组成。主核心的质量超过200个太阳质量，而另一个只有大约35个太阳质量。两个核心显然处于不同的进化阶段。一个12 CO充满活力的双极流出被检测到流出质量约15太阳质量。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Prominent Stellar Disks in the Progenitors of Present-day Massive Elliptical Galaxies
红移较高的大质量星系（$\emph{z}$ $>$ 2）显示出与本地星系不同的特征：它们很紧凑，很可能有一个圆盘。在这项研究中，我们跟踪本地大质量星系的演化进行了详细的形态分析，即，拟合单一的Sérsic配置文件和执行凸起+磁盘分解。我们分析了$\sim$ 250个大质量星系从所有的坎德尔领域（COSMOS，UDS，EGS，GOODS-South和GOODS-North）。我们证实，无论是恒星形成和静止星系增加其大小显着从$\emph{z}$ $\approx$ 2.5到现在。静止星系的整体Sérsic指数随时间增加（从$n$ $\approx$ 2.5到$n$ $>$ 4），而恒星形成星系的整体Sérsic指数大致保持不变（$n$ $\approx$ 2.5）。通过将星系轮廓分解为凸起+盘组件，我们发现在高红移的大质量星系有突出的恒星盘，这也是显而易见的，从视觉检查的图像。到$z$ $\approx$ 0.5时，大部分盘状物消失，大质量静止星系开始类似于本地椭圆星系。恒星形成星系的膨胀与总膨胀比（$B/T$）在每个红移区间都比静止星系低。恒星形成星系和静止星系的凸起遵循不同的演化历史，而它们的盘演化相似。我们的结论是，主要的合并，随着较小的合并，发挥了至关重要的作用，在显着的大小增加的高\emph{z}星系和其巨大的和大规模的磁盘的破坏。
2017-01-12 astro-ph.GA
Submillimeter Observations of Magnetic Fields in Massive Star-forming Region W75N
研究利用 SMA 的 345 GHz 全偏振观测和 ADF 等方法，测得 W75N 致密核磁场 POS 分量为 0.8 ± 0.1 mG，并揭示引力坍缩与外向流对磁场形态的作用。
2023-07-12 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of massive Star-forming regions -XX. Probability distribution function of integrated intensity for dense molecular gas tracers
本研究基于ATOMS巡天观测135个大质量恒星形成团块，建立了致密气体示踪物积分强度的对数正态分布与幂律尾组合模型，发现H13CN和HC3N能有效示踪受引力束缚的致密气体，且恒星形成效率与I-PDF幂律指数及密度分布指数U呈弱负相关。
2025-01-28 astro-ph.GA
ATLASGAL --- towards a complete sample of massive star forming clumps
通过将RMS巡天中的红外选择的大质量年轻恒星天体（MYSO）和致密HII区域与亚毫米ATLASGAL巡天中发现的大质量团块相匹配，我们已经确定了约1000颗嵌入的年轻大质量恒星，它们的温度介于280 \degr < $\ell$ < 350 \degr和10度< $\ell$ < 60 \degr，其中|b| <1.5度。结合现有的无线电选择的甲醇脉泽和紧凑的HII区域的样本，其结果是一个目录的~1700大质量恒星嵌入在~1300块位于整个银河系内部，包含三个观测不同的子样本，甲醇脉泽，MYSO和HII区域协会，涵盖了大质量恒星形成的最重要的示踪剂，被认为是代表的关键阶段的演变。我们发现，大质量恒星的形成是强烈相关的区域的最高柱密度的球形，中心凝聚的团块。我们发现，三个样本之间没有显着差异的团块结构或嵌入的恒星的相对位置，这表明，一个团块的结构设置开始之前的恒星形成，并改变很少作为嵌入的对象向主序星演变。团块质量和辐射光度之间有很强的线性相关性，质量最大的恒星形成于质量最大的团块中。我们发现，MYSO和HII区域的子样本很可能涵盖了类似的演化阶段范围，大多数都接近其主要吸积阶段的结束。我们发现很少有红外明亮的MYSO与最大规模的团块，可能是由于非常短的主序前的寿命在最明亮的来源。
2014-06-19 astro-ph.GA
Massive Star-Forming Galaxies Have Converted Most of Their Halo Gas into Stars
在局域宇宙中，重子气体转化成恒星的效率很低。在星系形成和演化的暗物质晕中，平均效率随星系恒星质量的变化而变化，对于银河系类星系，平均效率最高约为20%。高质量时的低效率被认为是由某些猝灭过程产生的，例如来自活动星系核的反馈。我们对SDSS中央星系的弱透镜效应和卫星运动学进行了分析。我们的研究结果表明，对于$10^{11}M_{\odot}$周围大量的大质量恒星形成星系，效率要高得多，超过60%。这表明这些星系在它们的晕中获得了大部分气体，并将其转化为恒星，而没有受到淬火过程的显著影响。在目前的星系形成模型中没有再现这一星系群，这表明我们对星系形成的理解是不完整的。我们的研究结果对环星系介质，恒星形成淬火和盘星系旋转曲线的影响进行了讨论。我们还研究了系统的不确定性晕质量和恒星质量的测量，可能会影响我们的结果。
2022-05-20 astro-ph.GA
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Contribution of Very Massive Stars to the Sulfur Abundance in Star-Forming Galaxies: the Role of PISN
本文通过化学演化模型研究极大质量恒星经PISN过程对贫金属星系中高S/O丰度比的贡献，发现需结合双峰顶部偏重IMF和初始强恒星形成爆发才能再现观测结果。
2024-02-20 astro-ph.GA
Thioformaldehyde Emission from the Massive Star-Forming Region DR21(OH)
我们用与支持用H_2CO作为分子云温度和密度的灵敏探针类似的论据，测量了几个热核源中硫代甲醛（H_2CS）的J=7-6和J=10-9跃迁。这里的目标是调查更密切的条件下产生的H2 CS排放的云核心包含年轻的恒星通过模拟几个过渡。H2 CS分子是稍微不对称的转子，是H2 CO的较重类似物。如在H2 CO中，跃迁在频率上紧密间隔地发生，尽管它们在能量上基本上分离。在230和345 GHz窗口中，源自K=0、1、2、3和4阶梯的H2 CS跃迁可以有效地用于约束密度和温度。作为第一步，在开发使用这些转换作为温度计和密度计，我们调查和模拟的排放众所周知的温暖致密的核心。
2009-07-23 astro-ph.GA
The kinematics of massive high-redshift dusty star-forming galaxies
本研究提出直接在可见度空间优化参数的星系运动学建模新方法，通过ALMA观测分析高红移大质量尘埃恒星形成星系，得到CO转换因子，拓展塔利-费舍尔关系，并验证其与局地早型星系的演化关联。
2023-12-14 astro-ph.GA
Survival of Massive Star-forming Galaxies in Cluster Cores Drives Gas-Phase Metallicity Gradients : The Effects of Ram Pressure Stripping
最近对z=0.35星系团中星系的观测表明，它们的综合气相金属丰度随着星系团中心距离的减小而增加。为了测试冲压压力剥离（RPS）是否是根本原因，我们使用半分析模型来量化RPS引入到基于孔径的金属丰度测量中的“观察偏差”。我们采取积分场光谱的本地星系，从他们的外星系盘通过RPS去除气体，然后在z=0.35的星系团星系进行模拟狭缝观测。我们的RPS模型预测一个典型的集群规模的金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。通过从外星系盘中移除气体，RPS在固定恒星质量下引入了+0.02 dex的平均金属丰度增强。这种气体的去除和随后的恒星形成的淬灭优先从观察到的恒星形成人口中去除低质量的星系团星系。由于只有质量较大的恒星形成星系才能到达团核，RPS产生了一个-0.05 log（M */M sun）/Mpc的星系团尺度恒星质量梯度。这种质量分离驱动预测的簇尺度金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。然而，RPS单独的影响不能解释在z=0.35的星系团中测量到的较高的金属丰度。我们假设，额外的机制，包括陡峭的内部金属丰度梯度和自富集由于气体扼杀需要重现我们的观察在z=0.35。
2017-05-23 astro-ph.GA
The CGM$^2$ Survey: Circumgalactic O VI from dwarf to massive star-forming galaxies
我们结合了126个新的星系-O VI吸收剂对CGM $^2$调查与123对从文献中得出的O VI吸收剂（$N_{\rm O VI}$）对星系恒星质量，恒星形成率和影响参数的同时依赖性研究。合并后的样本由249个星系-O VI吸收体对组成，包括$z=0$ - $0.6$，宿主星系恒星质量为$M^*=10^{7.8}$ - $10^{11.2}$ $M_\odot$，星系-吸收体碰撞参数为$R_\perp=0$ - $400$固有千秒差距。在这项工作中，我们集中在$N_{\rm O VI}$与星系质量和碰撞参数的恒星形成星系的样本之间的变化。我们发现，在一个维里半径的恒星形成星系的平均$N_{\rm O VI}$是最大的恒星形成星系与$M^*=10^{9.2}$ - $10^{10}$ $M_\odot$。$M^*$介于$10^{8}$和$10^{11.2}$ $M_\odot$之间的恒星形成星系可以解释大多数柱密度大于10 $^{13.5}$ cm $^{-2}$的O VI系统。与恒星形成星系相关的O VI质量的60%在一个维里半径内，35%在一个和两个维里半径之间。在一般情况下，我们发现，一些偏离流体静力平衡的CGM是必要的重现所观察到的O VI量，星系质量的依赖性，和程度。我们的测量作为一个测试集CGM模型在广泛的主机星系质量。
2021-12-21 astro-ph.GA
The role of low-mass star clusters in forming the massive stars in DR 21
我们已经研究了年轻的低质量前主序星（PMS）的恒星星族与大质量恒星形成区DR 21通过使用档案X射线钱德拉观测和补充他们与现有的光学和IR调查。钱德拉的观测首次揭示了一个新的高度分散的PMS低质量恒星群体，以前在其他波长的观测中错过了。X射线星族显示出三个主要的恒星密度峰值，与大质量恒星形成区一致，其中DR 21核心是主要峰值。交叉相关的X射线/IR样品显示出从DR 21核心向东北方向延伸的放射状"发言人状"恒星附属结构。近红外光谱数据显示，在DR 21核中消光强度最大，随着距南北云轴和距星团中心的距离的增加，消光强度逐渐减小。我们发现的证据表明，在整个低质量星团的全球质量分离，和恒星的年龄分离，与最年轻的恒星仍然嵌入在南北云，和更多的演化恒星更空间分布。结果是一致的情况下，一个细长的整体潜在的完整的低质量的星团漏斗气体通过细丝喂养恒星的形成。除了完整的引力阱之外，由低质量恒星组成的致密恒星子星团所产生的较小规模的局部势阱在竞争共同储气库的气体中享有特权，从而形成大质量恒星。我们还讨论了钱德拉在DR 21核心揭示的非常致密的星团中的恒星碰撞是该区域产生的大规模高能外流的起源的可能性。
2013-10-27 astro-ph.GA
Age spread in Galactic star forming region W3 Main
我们提出了近红外JHKs成像以及K波段多目标光谱的大质量恒星内容的W3主使用LUCI在LBT。通过W3主星的吸收线光谱确认了13颗OB星，发现了O 5V和B4 V之间的光谱类型，通过发射线光谱和近红外余光谱确认了3个大质量年轻天体。从我们的分光光度分析的大质量恒星和他们周围的HII地区的性质，我们得出的演化序列的W3主，我们发现一个年龄跨度为2-3百万年。
2012-06-11 astro-ph.GA
Dust correction factors over $0 < z < 3$ in massive star-forming galaxies from stacking in \emph{Herschel}
在这项工作中，我们使用堆积分析在\emph{Herschel} PACS研究的精度几个典型的尘埃校正因子估计总的恒星形成率（SFR）的高红移恒星形成（SF）星系。我们还分析了堆积效应对SFR和恒星质量之间关系的暗示，以及特定SFR（${\rm sSFR} = {\rm SFR} / {\rm M_*}$）的红移演化。我们发现大质量SF星系的尘埃性质随红移的变化而变化，对于给定的UV连续斜率和恒星质量，处于$z \sim 2-3$的星系比处于$z \sim 1$的星系衰减更大。因此，单一的IRX- $β$关系不能用来恢复$0 \lesssim z \lesssim 3$上大质量SF星系的总SFR.这可能对更高红移的研究有影响，在那里，一个单一的IRX- $β$关系推导出的本地星暴通常被认为是有效的。然而，我们发现，尘埃衰减和恒星质量之间的本地关系是有效的，至少到$z \sim 1$，虽然偏差被发现的高红移星系，只有$\log{\left( M_* / M_\odot \right)} > 10.25-10.50$星系通过堆叠检测。因此，这并不排除这样的可能性，即当地的尘埃质量关系可以有效的质量较小的SF星系在$z \sim 2-3$。用星族模板进行的SED拟合，给出了在所有红移下尘埃修正的SFR的高估值（在$\log{\rm SFR}$中约为0.3- 0.5 dex）。我们发现，恒星…
2014-09-07 astro-ph.GA
