The RMS Survey: H2O masers towards a sample of southern hemisphere massive YSO candidates and ultra compact HII regions
内容：Red MSX Source（RMS）调查已从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中识别出大量候选大质量年轻恒星天体（MYSO）和超致密（UC）HII区域。目的：在大样本的年轻大质量恒星中寻找H2O脉泽，并研究H2O脉泽与大质量恒星形成早期阶段的统计相关性。研究方法：我们已经使用Mopra射电望远镜对从RMS调查中确定的约500个UCHII区域和MYSO候选者进行了位置切换观测，这些区域位于190 \degr <1 < 30 \degr之间。这些观测的4 $σ$灵敏度为~1 Jy，速度分辨率为~0.4 km/s。}结果：我们已经探测到163个H2O脉泽，其中约75%是以前未知的。比较脉泽速度与RMS源的速度，确定从13 CO观测，我们已经确定了135 RMS-H_2 O脉泽协会，这相当于~ 27%的检测率。考虑到灵敏度和源选择的差异，我们发现我们的检测率与以前报道的调查基本一致。结论：我们发现UCHII地区和MYSO候选者的检测率相似，这表明微波激射活动所需的条件在恒星形成过程的这两个阶段同样可能。观察探测率与银河系中心距离的函数关系，我们发现它在太阳圈内显著增强，在6-7 kpc之间达到约37%的峰值，这与之前对UC HII区域的调查一致，可能表明存在高比例的更明亮的YSO和HII区域。
2009-09-09 astro-ph.GA
The RMS Survey: 6 cm continuum VLA observations towards candidate massive YSOs in the northern hemisphere
（节录）背景：红色MSX源（RMS）巡天是一个正在进行的多波长观测方案，旨在返回大量精心挑选的大质量年轻恒星天体（MYSO）样本。通过比较MSX和2MASS点源与已知MYSO的颜色，我们已经确定了位于整个银河系的$\sim$ 2000 MYSO候选者。目的：确定样本中UCHII区域和PNe的人口，并检查它们的银河系分布。方法：我们利用甚大射电望远镜对北半球的659个MYSO候选天体（$10\degr< l < 250\degr$）进行了6 cm高分辨率射电连续谱观测。除了这些有针对性的意见，我们目前的档案数据对进一步315 RMS来源提取从以前的VLA调查的内银河系。结果：我们发现朝向272（$\sim$ 27%的观察样品）的无线电发射。利用我们的多波长调查的其他部分的结果，我们将这些RMS无线电协会分为两种不同类型的对象，将51个分类为PNe，并将另外208个分类为紧凑或UC HII区域。利用这个精心挑选的HII区域样本，我们估计它们的银河尺度高度为0.6 \degr。结论：使用无线电连续谱和档案数据，我们已经确定了79个PNE和391个HII区域内的北部RMS目录。我们估计RMS样品中PNe污染的总分数约为10%。HII区域的样本可能是迄今为止银河系HII区域整体人口的最佳代表。
2009-05-18 astro-ph.GA
RMS-Flux Relation and Disc-Jet Connection in Blazars in the Context of the Internal Shocks Model
最近的blazar变化的分析表明，平均流量和均方根（rms）波动的平均流量之间的比例。虽然这样的均方根通量关系已被观察到的吸积盘/日冕的变化的X射线双星和塞弗特星系，并已被广泛建模，它的出现在喷流光变曲线的耀变体要求修改理论理解这一功能。在这项工作中，我们分析了现实的多波长射流光变曲线的时间变化特性，模拟的内部冲击模型的简化版本的上下文中，特别是专注于均方根通量关系。这些冲击将喷射电子加速到相对论能量，然后通过同步加速器和逆康普顿过程辐射冷却。我们发现，均方根通量的关系可以一致地恢复的情况下，其中的冲击具有不同的振幅的基础上产生它们的碰撞斑点的速度，而不是所有的冲击具有相同的振幅。我们观察到均方根通量关系的斜率取决于观察到的变化和电子布居的能量分布的波长。我们发现，吸积盘和喷流的可变性是反相关的，后者滞后的光盘。我们的研究结果提供了至关重要的约束的物理性质的射流，并通过该吸积盘和射流可能相关的连接模式。
2021-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The RMS Survey: Distribution and properties of a sample of massive young stars
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS色选源的样本中识别出大量的大质量年轻恒星天体（MYSO）和超紧凑（UC）HII区域。使用最近的分子云目录来自波士顿大学五学院射电天文台银河系环调查（GRS），并通过应用银河scaleheight截止值为120 pc，我们解决了距离模糊RMS源位于18 \degr < |l| >54 \degr。这两个步骤产生的运动学距离291个源的可能326个位于GRS经度范围内。结合距离和来自光谱能量分布的积分通量，我们估计了这些源的光度，发现> 90%表明存在大质量恒星。我们发现我们的样本的完整性极限是~10^4 Lsun，这对应于质量为~12 Msun的零年龄主序星（ZAMS）。仅选择这些来源，我们构建了一个完整的样本196个来源。将年轻大质量恒星样本的性质与一般恒星样本的性质进行比较，我们发现RMS云一般更大、质量更大、更动荡。我们检查这个子样本的分布相对于旋臂和银河酒吧的位置，并发现它们是空间相关的。我们确定了三个显着的峰值源面密度在银河中心半径约4，6和8千秒差距，这对应于盾，人马座和英仙座螺旋臂，分别建议的位置。对观测数据拟合出的刻度高度平均值为29 ± 0.5pc，与文献报道的值吻合较好，但我们注意到刻度高度与银河系中心半径的相关性，在2.5 ~ 8.5kpc范围内，刻度高度从30 pc增加到45 pc。
2010-09-10 astro-ph.GA
The RMS Survey: Galactic distribution of massive star formation
摘要：我们已经使用了精心挑选的样本~1750嵌入，年轻的，大质量的恒星确定的RMS调查，调查银河系分布的最近大质量恒星的形成。我们描述了用于分配从文献中提取的距离的各种方法，并解决了距离模糊性对200个源位于太阳圈内使用档案HI数据。这些距离被用来计算辐射热光度和估计调查的完整性（~2x10^4 lsun）。总的来说，我们计算了~1650个源的距离和光度，其中三分之一超过了调查的完整性阈值。对样本的经度、纬度、径向速度和中红外图像的检查已经确定了大约120个小的来源组，其中许多与众所周知的恒星形成复合体有关，如W 43、W 49和W51。我们比较了样品的位置分布与螺旋臂的预期位置，假设银河系的模型由四个气体臂组成。银河系中年轻大质量恒星的分布与旋臂的空间相关，在源位置和旋臂的银心半径处的光度分布有很强的峰值。整体源和光度表面密度都与分子气体的表面密度有很好的相关性，这表明每单位分子质量的大质量恒星形成率在整个银河系中近似恒定。我们估计嵌入的大质量恒星群体的总光度约为0.76 × 10^8 lsun，其中30%与10个最活跃的恒星形成复合体有关。我们测量了尺度高度作为银河系距离的函数，发现它在4到8千秒差距之间仅从20-30秒差距适度增加，但在更大的距离上增加得更快。
2013-10-17 astro-ph.GA
The RMS Survey: Near-IR Spectroscopy of Massive Young Stellar Objects
近红外H-和K-波段光谱的247个对象，从红色MSX源（RMS）的调查选择为潜在的年轻恒星对象（YSO）。195个（约80%）目标是YSO，其中131个是大质量的YSO（L_BOL > 5x10^3 L_solar），M > 8M_solar。这是迄今为止对大质量YSO进行的最大规模的光谱研究，为研究大质量恒星的形成提供了宝贵的资源。在本文中，我们提出了我们的数据的探索性分析。观测到的YSO具有很宽的嵌入范围（2.7 < A_V < 114），表明本研究涵盖了最小遮蔽的物体，直到非常红的尘埃源。几乎所有的YSO都显示出一些发射线的证据，尽管有各种各样的观测特性。最常见的谱线依次为Br γ、H_2、荧光Fe Ⅱ、CO带头、[Fe Ⅱ]和HeI 2-1 2^1S-2^1P。总的来说，约40%的YSO显示出FeII 1.6878um或CO带头发射（或两者都有）的荧光，表明存在环周盘，但这些谱线的强度与辐射光度没有相关性，约60%的源显示出[FeII]或H_2发射，表明存在外流。四分之三的排放源都有溴伽马。Br γ和H_2发射线强度与辐射热光度有很好的相关性，范围为1L_solar < L_BOL <3.5 × 10^5L_solar。这表明，这些谱线的发射机制对于低质量、中等质量和高质量的YSO是相同的，即高质量的YSO似乎类似于低质量YSO的放大版本。
2013-01-17 astro-ph.GA
The RMS Survey: Resolving kinematic distance ambiguities towards a sample of compact HII regions using HI absorption
我们提出了高分辨率HI数据获得使用澳大利亚望远镜紧凑型阵列解决近/远距离的模糊性对紧凑的HII地区的红MSX源（RMS）调查的样本。高分辨率的数据与低分辨率档案HI数据从南方和VLA银河平面调查提取的补充。我们解决了几乎所有的105个源的连续足够强，允许HI吸收线结构的分析距离模糊。这是确定总RMS样本距离的又一步，该样本有1，000多个大质量年轻恒星物体和紧凑的HII区域，是同类样本中最大和最完整的样本。完整的样本将允许检查银河系中大质量恒星形成的分布。
2011-11-07 astro-ph.GA
Making massive stars in the Galactic Centre via accretion onto low-mass stars within an accretion disc
在银河系中心超大质量黑洞的$\sim 0.4$ pc内观测到的超大质量恒星的起源是一个谜。来自黑洞的潮汐力可能会抑制{ \it in situ}恒星的形成，而年轻的大质量恒星似乎会排除在其他地方形成，然后（以某种方式）进入银河系中心。在这里，我们考虑第三种方法来产生这些大质量的恒星，从低质量的恒星包含在核星团，围绕着超大质量黑洞。一个经过的气体云可以被超大质量黑洞潮汐般撕碎，在黑洞周围形成一个吸积盘。嵌入吸积盘中的恒星会通过邦迪-霍伊尔吸积从盘中吸积气体，其中吸积速率为$\dot{M}_\star \propto M_\star^2$。这种超指数增长的吸积可以导致恒星质量的急剧增加，在某些情况下达到所需的40-50 M $_\odot$。质量增长率敏感地依赖于恒星的轨道偏心率及其倾角。当恒星被圆盘捕获时，轨道倾角和/或它们的偏心率的演变，以及它们的轨道被圆化，将增加产生的大质量恒星的数量。因此，吸积到低质量恒星上会导致银河系中心和其他星系核的超重恒星质量函数。产生的大质量恒星将通过超新星爆炸污染环境，并可能产生紧凑的双星，其合并可能被LIGO-VIRGO引力波天文台检测到。
2020-08-23 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia and water maser analysis of massive star forming regions
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中确定了~1200个大质量年轻恒星天体（MYSO）、致密和超致密HII区域的样本。我们用100米绿岸望远镜对北银道面内~600 RMS源的2,2 -24 GHz水脉泽和氨（1，1），（2，2）和（3，3）辐射进行了搜寻。我们已经确定了308个H2O脉泽，对应于~ 50%的总体检测率。摘要：我们检测到这些大质量年轻恒星中有479颗发出氨，相当于约80%。氨是高密度气体的优秀探头，使我们能够测量气体温度、不透明度和柱密度等关键参数，并提供对气体运动学的深入了解。样品的平均动力学温度、半高宽和总NH3柱密度分别约为22 K、2 km/s和2 × 10 ^{15} cm^{-2}。我们发现NH3（1，1）线宽和动力学温度与光度相关，并且发现这些参数对嵌入源的演化阶段没有潜在的依赖性，我们得出结论，所观察到的导出参数的趋势更可能是由于中心源的能量输出和/或线宽-团块质量关系。峰值H2O脉泽的速度和NH3的发射是非常好的协议彼此，这将强烈建议之间的关联致密气体和脉泽发射。此外，我们还发现嵌入源的辐射热光度与H_2O脉泽的各向同性光度也是相关的。我们得出结论，从云和水脉泽速度和辐射热和脉泽光度的相关性，有一个很强的动力学之间的关系嵌入的年轻大质量恒星和H2O脉泽。
2011-07-20 astro-ph.GA
Generation of massive stellar black holes by rapid gas accretion in primordial dense clusters
超新星理论认为，恒星起源的黑洞不可能单独达到50-135太阳质量的质量。我们在这里认为，这个质量差距是填补了黑洞，增长的气体吸积在致密的星团，如原球状星团。在星系团生命的前10百万年，在残余气体耗尽之前，吸积进行得很快。我们预言，质量间隙内的黑洞双星可以被LIGO观测到。
2019-12-23 astro-ph.GA
The RMS Survey: The Bolometric Fluxes and Luminosity Distributions of Young Massive Stars
内容：红色MSX源（RMS）调查正在使用从MSX点源目录中选择的颜色候选者的后续观测返回大质量年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑（UC）\HII{}区域的大样本。目的：获得辐射热通量，并使用运动学距离信息，年轻RMS源的远红外通量的光度。研究方法：我们使用一个模型的光谱能量分布（SED）拟合，以获得我们的源的热通量，从我们的工作和文献的通量数据。模型拟合器的输入通过一系列调查进行了优化，旨在揭示这些输入的变化对所产生的热通量的影响。运动学距离来自分子线观测，然后用来计算每个源的光度。结果：测辐射热通量得到1173年轻RMS源，其中1069个具有唯一的约束运动学距离和良好的SED拟合。还进行了比较，使用SED拟合与Schizium规则积分和两个组件灰体拟合得到的热通量，并表明，这两个产生相当大的分散相比，这里使用的方法。结论：热通量的结果使我们能够获得的光度分布的YSO和UC \HII{}地区的RMS样本，我们发现是不同的。我们还发现，尽管发现许多MYSO具有10 $^{4}$ \lsol{} L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}，但具有L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}的MYSO很少。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Recurrent gas accretion by massive star clusters, multiple stellar populations and mass thresholds for spherical stellar systems
我们探讨了引力的压力支持恒星系统的气体环境的内部密度分布的影响。我们的结论是，质量>= 10^6 M_sun的致密大质量星团作为云凝聚核，能够从温暖的星际介质中循环地吸积气体，这可能导致进一步的恒星形成事件，并解释了最大质量的球状星团和核星团中的多个恒星星族。同样的分析论点可以用来决定一个任意的球形恒星系统是否能够保持温暖或热的星际物质。这些质量阈值与不同形态类型的压力支持星系之间的过渡质量相吻合。
2009-04-28 astro-ph.GA
The infall of dwarf satellite galaxies are influenced by their host's massive accretions
最近在限制银河系（MW）和仙女座星系（M31）所经历的大规模吸积（>1：10）方面的进展提供了一个了解本星系群矮星系人口的机会。使用放大的暗物质，只有模拟MW质量的晕和subhaloes，被认为是能够托管矮星系集中，我们证明了一个巨大的祖先是伴随着大量的subhaloes的吸积和破坏的。大规模的吸积祖细胞不增加下降subhaloes到MW质量主机的总数，而是把周围的subhaloes到主机上，造成集群的subhaloes的下降时间。这导致了一个暂时的海拔在数量的subhaloes，以及在其累积的径向配置文件的维里半径的主机的变化。幸存下来的有着巨大祖先的相关浅晕在它们的轨道上有很大的多样性。我们发现，本星系群矮球状星系（$10^{5} \mathrm{M_{\odot}} \lesssim \mathrm{M}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{M_{\odot}}$）的恒星形成猝灭时间聚集在MW和M31遭受最大质量吸积的时间附近。我们的研究结果意味着：a）矮椭球体的淬灭时间是它们坠落时间的一个很好的代理; b）M31周围最近没有淬灭的卫星，这表明M33不是第一次坠落，而是在更早的时候被吸积。
2021-04-27 astro-ph.GA
A distance limited sample of massive star forming cores from the RMS survey
我们分析的C $^{18}$ O（$J=3-$ 2）的数据从99个红外明亮的大质量年轻恒星天体（MYSO）和紧凑的HII地区，被确定为潜在的分子外流源的红MSX源（RMS）调查。我们提取的距离有限（D $<$ 6千秒差距）的样本是代表恒星形成覆盖源类型之间的过渡。在空间分辨率探测，拉尔森样的关系，发现这些核心，虽然另一种解释，拉尔森的关系出现在表面密度有限的样品被认为是，也与我们的数据一致。MYSO和HII区域的源属性之间没有显着差异，这表明核心属性是在大质量恒星形成之前建立的，随后在后来的演化阶段几乎没有影响。尘埃连续体和C $^{18}$ O-气体质量之间有很强的相关性，支持这两种物质在这些红外亮源中追踪相同物质的解释。在独立建立的核心质量和光度之间可以看到一个清晰的线性关系。MYSO和致密的HII区域在质量-光度平面上的位置与使用$\sim$ 40%恒星形成效率时原星团的预期光度一致，表明它们处于相似的演化阶段，接近吸积阶段的末期。
2015-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of massive young stellar objects
我们提出了对66个大质量恒星形成区的红MSX源调查确定的氨观测结果。我们利用绿岸望远镜和K波段焦平面阵列，以30角秒的分辨率，在8个角分区域内，对嵌入大质量恒星形成的位置，绘制了NH_3（1，1）和（2，2）反转辐射图。我们总共发现了115个不同的团块，其中大约三分之二与嵌入的大质量年轻恒星物体或致密的HII区域有关，而其他的则被归类为静止的。NH3峰值发射和嵌入物体的存在之间存在很强的空间相关性。我们推导出的动力学气体的温度，线宽，和NH $_3$柱密度从这些地图的空间分布，并结合这些数据与尘埃排放图，我们估计团块质量，H $_2$柱密度和氨丰度。团簇的典型质量约为1000 Msun，半径约为0.5 pc，谱线宽度约为2 km/s，动力学温度约为16-20 K。我们发现恒星形成和静止子样本的大小和质量之间没有显着差异，但是，分布图显示存在的温度和线宽梯度峰值朝向中心的恒星形成团块，而静止团块显示相对均匀的温度和线宽。维里分析表明，绝大多数团块是受引力约束的，在没有强磁场的情况下，它们可能处于全球自由降落状态。两个子样本性质之间的相似性表明，静止的团块也可能在未来形成大质量恒星，因此为研究大质量恒星前和原恒星团块的初始条件提供了极好的机会。
2015-07-08 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion and Feedback from the First Massive Seed Black Holes
超级爱丁顿吸积到大质量黑洞种子上可能在早期宇宙中很常见，那里存在快速吸积的条件。直接坍缩黑洞常被认为是再电离前宇宙中超大质量黑洞观测的一种可能的解决方案。我们在这里调查如何反馈，主要是双极射流的形式，从超级爱丁顿吸积种子黑洞将影响其随后的增长。我们发现，几乎独立的双极射流的质量负载，由射流产生的暴力外流疏散周围的黑洞种子约0.1 pc的区域。然而，喷流无法摆脱晕，它们的影响仅限于黑洞附近。外流抑制任何吸积约一个动态的时间。然后气体冷却，重新组合并回落到中心，在那里再次观察到高吸积率。总体效果是产生有效的吸积率，其值在爱丁顿率的0.1至0.5倍之间。如果这种偶然的吸积率保持5亿年，那么黑洞的质量将增加3到300倍，但远远低于在$z>6$观测到的种子变成SMBH所需的$10^4$倍。因此，直接坍缩的黑洞诞生于原子冷却晕，并经历强烈的负机械反馈，需要外部影响（例如与其他晕的快速大合并）来促进有效的吸积，并在数亿年内达到SMBH质量。
2019-04-11 astro-ph.GA
Radiation-driven turbulent accretion onto massive black holes
气体的吸积和物质与辐射的相互作用是黑洞生长和大质量黑洞及其宿主星系共同演化的核心问题。为了回答这些问题，关键是要量化从BH吸积流最里面的区域发出的电离辐射如何耦合到周围的介质，以及它如何调节BH燃料。在这项工作中，我们使用高分辨率的三维（3D）辐射流体动力学模拟与代码恩佐，配备自适应光线跟踪模块Moray，研究辐射调节BH吸积冷气体。我们的模拟再现了早期的1D/2D模拟结果：吸积动力的紫外线和X射线辐射形成了一个高度电离的气泡，这导致抑制BH吸积率的准周期性爆发。3D模拟揭示的一个新特征是电离前沿附近气流的高度湍流性质。在吸积爆发之间的静止期，电离气泡的大小缩小，电离前沿之前的气体密度增加。因此，3D模拟显示吸积速率的振荡仅为~2-3个数量级，明显小于1D/2D模型。我们计算的气体流的能量预算，并发现，湍流是气体的动能的主要贡献者，但对应于其热能的不到10%，因此没有显着的气体的压力支持。
2017-08-17 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
The RMS survey: a census of massive YSO multiplicity in the $K$-band
本文基于RMS巡天数据，利用UKIDSS、VVV和UKIRT K波段成像对数百个大质量年轻恒星天体进行成团性普查，测得双星比例约49%-64%，发现高质量比系统占比显著且外银河系双星比例更高，表明该间距范围内双星比例接近100%。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Black Hole formation in proto-stellar clusters via early gas accretion
Universitá degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所（INFN）米兰比可卡分部）
该研究通过早期气体吸积在原恒星团中形成大质量黑洞，其质量范围与最近引力波信号相符。
2026-02-21 astro-ph.GA
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 astro-ph.GA
Hub-filament systems and the growth of massive stars: episodic accretion, clustered environments, and projection effects
Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔文天体物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟结合合成观测，揭示80%未来大质量恒星属成团环境，其增长具间歇性，增强吸积与枢纽-纤维系统相关，强调解读相关观测需考虑投影效应。
2026-08-04 astro-ph.GA
Infall and Outflow Motions towards a Sample of Massive Star Forming Regions from the RMS Survey
我们提出了一个流出和下降调查的结果，对距离有限的样本31个大质量的恒星形成区域绘制的RMS调查。从SiO（8-7）发射中识别出年轻的、活跃的外流的存在，并使用HCO $^+$ /H $^{13}$ CO $^+$（4-3）发射探索了入流动力学。我们调查，如果流入和流出参数随源属性，探索是否有潜在的年轻活跃的流出区域显示出相似性或差异与地区窝藏更进化，可能是动量驱动，“化石”流出。一氧化硅排放检测到约46%的来源。当考虑有和没有一个SiO检测源（即潜在的活动和化石流出分别），只有$^{12}$ CO流出速度显示出显着的差异样品之间，表明SiO是更普遍的朝向源具有较高的流出速度。此外，我们发现的SiO光度增加的函数的Herschel 70 $μ$ m到WISE 22 $μ$ m的流量比，这表明生产的SiO是普遍的年轻，更多的嵌入式区域。同样，我们发现初步的证据表明，与SiO检测源有一个较小的热光度质量比，表明SiO（8-7）的排放与潜在的年轻地区。在我们的样本中，我们没有发现对显示下降签名的来源的流行。然而，较高能量的HCO $^+$跃迁可能不是这些区域中在该空间分辨率下的最适合的下落示踪剂。
2018-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the mass accretion histories of nearby Red Nuggets with their globular cluster systems
人们普遍认为，大质量星系是通过原位坍缩和非原位吸积的结合形成的。原位成分形成较早，其中气体塌陷和压实导致在$z>1$中看到的大量致密系统（蓝色和红色“金块”）的形成。随后的卫星吸积带来了非原位物质，使这些金块的大小和质量增加，成为我们在当地看到的大质量早期星系（ETG）。由于吸积过程中的随机性，在少数罕见的情况下，红块将演变到今天经历了很少的异位质量吸积。由此产生的巨大、紧凑和古老的物体被称为“遗迹星系”。详细的恒星星族和运动学分析是研究这些系统所必需的。然而，另一个关键方面在于确定它们自形成以来所累积的异地质量的比例。球状星团系统可以用来限制这一部分，因为大质量星系中最古老和最贫金属的球状星团主要是吸积的，非原位人口。遗迹星系及其球状星团系统的形成模型表明，由于它们的早期压实和有限的吸积暗物质为主的卫星，遗迹星系应该有特征性的低暗物质质量分数相比，ETG相同的恒星质量。
2020-06-04 astro-ph.GA
Multi-scale accretion in dense cloud cores and the delayed formation of massive stars
提出包含云核和恒星吸积的理想化模型，通过引力阻塞机制解释大质量恒星延迟形成及其与云核质量的关系。
2024-02-15 astro-ph.GA
On the polytropic Bondi accretion in two-component galaxy models with a central massive BH
在许多涉及中心质点吸积的研究中，从观测研究到宇宙学模拟，包括半解析建模，经典的Bondi吸积理论是广泛采用的标准工具。以前的工作概括了该理论，包括星系的引力场的影响，托管一个中央黑洞，和电子散射的光学薄的限制。在这里，我们将这个扩展的邦迪问题，在一般多变的情况下，最近提出的一类新的两个组件的星系模型。在这些模型中，一个贾菲恒星密度分布嵌入在暗物质晕，使总密度分布遵循$r^{-3}$配置文件在大半径的恒星动力学量可以表示在一个完全解析的方式。流动的流体动力学性质是通过强加气体温度在无穷远是成比例的恒星组件的维里温度。等温和绝热（单原子）的情况下，可以解析地解决，在其他情况下，我们探索的吸积解决方案的数值。由于非绝热吸积不可避免地导致与环境的热交换，我们还讨论了多方Bondi吸积的一些重要的物理性质，并提供了计算与环境交换的热量所需的表达式，作为半径的函数。所得结果可为数值模拟中吸积的亚网格处理和观测资料的解释提供参考。
2022-03-09 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XV. Steady Accretion from Global Collapse to Core Feeding in Massive Hub-filament System SDC335
本文利用ALMA Band-3/7对大质量中心暗条系统SDC 335的“心脏”进行了观测，研究了它的碎裂和吸积过程。在$\sim0.03$ pc的分辨率下，3 mm连续发射分辨两个巨大的致密核MM 1和MM 2，分别具有$383(^{+234}_{-120})$ $M_\odot$（“心脏”质量的10-24%）和$74(^{+47}_{-24})$ $M_\odot$。分辨率低至0.01 pc，0.87 mm连续发射显示MM 1进一步碎片成六个冷凝和多过渡线的H $_2$ CS提供温度估计。在0.01 pc的尺度下，凝结的分离和质量之间的关系有利于湍流的Jeans碎裂，其中湍流似乎是无标度的，而不是标度依赖的。我们使用H $^{13}$ CO $^+$（1-0）发射谱线，在位置-位置-速度空间中解析“心脏”内部复杂的气体运动。我们确定了四个主要的气体流连接到大规模的细丝，继承逆时针螺旋模式。沿着这些气流，气体进入中央的大质量核MM 1。假设倾斜角为$45(\pm15)^{\circ}$，H $^{13}$ CO $^+$丰度为$5(\pm3)\times10^{-11}$，则总质量下降速率为$2.40(\pm0.78)\times10^{-3}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$，数值上与从团尺度球形下降模型和核尺度外流导出的吸积速率一致。一致性表明，一个连续的，近稳态的，…
2023-01-05 astro-ph.GA
Massive Outflows Driven by Magnetic Effects in Star Forming Clouds with High Mass Accretion Rates
利用三维磁流体动力学模拟研究了星周盘的质量吸积速率与磁驱动风的质量喷射速率之间的关系。使用一个具有不同的热能与引力能之比的球形云核来定义初始条件，它决定了物质在圆盘上的吸积速率，然后计算了几个云核在原恒星形成后大约10^4年的外流传播。只有当初始云核的磁能与引力能相当时，质量抛射率和吸积率才具有可比性。因此，在强磁性的云中，更高的质量吸积率自然会产生大质量的原恒星和大质量的外流。模拟的外流质量、动量、动能和动量通量与观测结果吻合良好，表明大质量恒星的形成机制与低质量恒星相同，但需要非常强的磁场来发射大质量外流。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On the existence of accretion-driven bursts in massive star formation
吸积驱动的光度爆发是原恒星变质量吸积的生动表现。它们被称为低质量原恒星背景下的所谓FU Orionis现象。最近，这个过程在原始恒星形成的模型中被发现。使用数值辐射流体动力学模拟，我们强调，目前形成的大质量恒星也经历变量吸积，并表明，这一过程是伴随着发光的爆发引起的情节吸积的气体团块下降到原恒星从拱盘。因此，吸积引起的发光耀斑的过程也是可以想象的，在高质量制度的恒星形成，我们建议把这种现象作为一个一般的机制，可以影响原恒星，无论其质量和/或化学性质的母环境中，他们的形式。除了在恒星形成机制中由吸积驱动的爆发的共性之外，我们推测，来自高质量恒星形成区域的发光耀斑可能是其吸积盘碎裂的观测暗示。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding Accretion Outbursts in Massive Protostars through Maser Imaging
几种分子在厘米到毫米波长产生的明亮脉泽辐射为理解大质量恒星形成过程提供了一个重要的工具。不受影响较短波长观测的高尘埃光学深度的阻碍，这些发射线的高亮度温度提供了一种方法来解决吸积和外流运动的尺度低于$\sim$ 1 au的深埋银河系恒星形成区域在千秒差距的距离。最近在两个大质量原恒星中发现了异常的吸积爆发，这两个原恒星都是由脉泽耀斑预示的，这迅速影响了大质量原恒星演化的传统观点，导致了新的流体动力学模拟，可以产生这种幕式爆发。为了了解这些大质量原恒星如何演化以响应这些事件，需要更大，更灵敏的地面厘米波长干涉仪，可以同时成像分子气体中的多个脉泽物种以及来自中央电离气体的微弱连续体。为了确定未来吸积爆发的祖先，并量化爆发引起的原恒星光球和外流和吸积结构的变化，对大样本的大质量原恒星进行基准观测是必不可少的。从这些研究中获得的知识将对大质量物体的吸积这一一般性主题产生更广泛的影响。
2019-03-21 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
Massive star formation via torus accretion: the effect of photoionization feedback
大质量恒星的形成是一个长期存在的问题。虽然存在许多大质量恒星形成的理论，但这些想法似乎都集中在盘介导的吸积场景上。在这里，我们提出了辐射流体动力学模拟的恒星吸积质量通过磁盘嵌入在环面。我们使用基于蒙特卡罗的辐射流体动力学代码来研究电离辐射对环面的影响。在环面中平面的电离区域被发现是引力捕获或压力驱动的膨胀取决于电离区域的大小是否超过临界半径。在环面中被困的Hii区域允许吸积的进展，而扩大的Hii区域破坏吸积环面，阻止中心恒星聚集更多的质量，从而设定恒星的最终质量。我们得到的亮度和环面密度，导致这两种情况下的约束。
2019-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Massive Star Systems by Accretion
大质量恒星产生如此多的光，以至于它们对周围气体和尘埃施加的辐射压力比它们的引力更强，这种情况长期以来一直被认为可以阻止它们通过吸积而增长。我们提出了一个大规模的星前核的崩溃的三维辐射流体动力学模拟，并发现辐射压力不会停止吸积。相反，引力和瑞利-泰勒不稳定性将气体通过非轴对称的圆盘和细丝引导到恒星系统上，这些圆盘和细丝可以自我屏蔽辐射，同时允许辐射通过光学薄的气泡逃逸。引力不稳定性导致盘破裂，形成主恒星的大质量伴星。辐射压并不限制恒星的质量，但不稳定性允许吸积继续导致小的多系统。
2009-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
M17 MIR: A massive protostar with multiple accretion Outbursts
本文报道了在M17的热分子核中发现了一颗大质量的原恒星M17~MIR。在1993- 2019年期间获得的多波长数据显示了显著的中红外（MIR）变化，可以分为三个阶段：1993年3月至2004年中期的下降阶段，2004年中期至2010年中期的静止阶段，以及2010年中期至今的再亮阶段。22.GHz H $_2$ O脉泽辐射的变化以及MIR的变化表明，在衰减和再亮阶段，盘吸积速率增加到M17~MIR. M17~MIR在2005年（静止期）和2017年（吸积爆发期）的光谱能量分布的辐射转移模拟限制了M17~MIR的基本恒星参数，M17~MIR是一颗中等质量原恒星（M~5.4 Msun），其吸积速率在2005年约为1.1 × 10 ^-5 Msun/yr，在2017年约为1.7 × 10 ^-3 Msun/yr。在爆发期间增加的吸积率导致亮度爆发$ΔL\approx7600 $ Lsun。在吸积爆发中，需要更大的恒星半径才能产生与水脉泽运动学估计值一致的吸积率。M17 MIR显示了两次吸积爆发（$Δt\sim 9-20$ yr），爆发幅度为2等，间隔6年的静止期。在26年以上的时间里，吸积爆发占83%。爆发阶段的吸积速率是变化的，其幅度远低于平静阶段和爆发阶段的对比。M17 MIR的极端年轻表明，在大质量恒星形成的早期阶段，小的吸积爆发是频繁的。
2021-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
M17 MIR: A Massive Star is Forming via Episodic Mass Accretion
本研究利用ALMA CO观测发现M17 MIR具有结状双极外流，揭示其过去数百年经历多次成簇吸积爆发，支持大质量恒星通过盘引力不稳定触发的间歇吸积形成。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of mass segregation from competitive accretion and monolithic collapse
本文通过SPH模拟检验竞争吸积与整体坍缩对大质量恒星空间分布的预测，发现大质量恒星的空间分布无法提供稳健的区分性诊断信号，需寻找其他可观测预测。
2024-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The burst mode of accretion in massive star formation with stellar inertia
大质量恒星形成过程中的吸积爆发模式是一种将母恒星前核的初始引力坍缩与其引力不稳定盘的性质以及吸积驱动的爆发联系起来的情景。在这项研究中，我们提出了一系列高分辨率的3D辐射流体动力学数值模拟的年轻大质量恒星形成的坍缩100钼分子核旋转的几个值的旋转与引力的能量比β =5%-9%。这些模型包括了由圆盘不对称引起的间接引力势。我们发现，这修改了光盘的重心，造成显着的中心恒星的位置，我们称之为恒星摆动的偏移。恒星的摆动减缓并延长了盘中引力不稳定性的发展，减少了年轻大质量恒星所经历的吸积驱动的爆发的数量和幅度，其性质与大质量原恒星M17 MIR监测到的爆发非常一致。因此，包括恒星摆动对于精确模拟盘结构是重要的。毫米波段的合成ALMA干涉图像显示，只要盘足够老并且已经进入吸积的爆发模式，就可以检测到有效引力不稳定性的结果，如螺旋臂和气体团块。
2022-10-18 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
Limiting Accretion onto Massive Stars by Fragmentation-Induced Starvation
大质量恒星通过辐射、风和超新星爆炸影响周围环境，这与它们的数量远远不成比例。然而，启动和管理大质量恒星诞生的物理过程仍然知之甚少。两个被广泛讨论的模型是分子云核的整体坍塌和竞争吸积。为了了解更多关于大质量恒星形成的信息，我们使用FLASH自适应网格细化代码对旋转的大质量云核的坍缩进行了模拟，包括非电离辐射和电离辐射的辐射加热。这些模拟显示，在建立大质量恒星所需的极密集的吸积流中，引力不稳定性导致了碎片化。次级恒星在这些流动中迅速形成，并增加了原本会被中心大质量恒星消耗的质量，我们称之为碎片诱导饥饿。这就解释了为什么大质量恒星通常被发现是高阶恒星系统的成员，而高阶恒星系统本身又属于包含所有质量恒星的大型星团。辐射加热并不能阻止碎片化，但确实会导致更高的金斯质量，从而导致比没有加热时更少和更多的大质量恒星。这个机制再现了观察到的星团中恒星总质量与最大恒星质量之间的关系。它预测了在坍缩核心中心的强烈的聚集和沉积结构，正如最近观察到的那样。我们推测，在原始恒星形成过程中也会有类似的机制。
2010-09-28 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
A global view of the inner accretion and ejection flow around super massive black holes: radiation driven accretion disk winds in a physical context
了解超大质量黑洞（SMBH）吸积和抛射的物理和几何性质，对于了解活动星系核（AGN）的演化以及宇宙大尺度结构的演化具有重要意义。我们的目的是提供一个简单的，连贯的，和全球性的看法，在AGN的亚秒差距的吸积和喷射流与不同的爱丁顿比，$\dot{m}$，和黑洞质量，$M_{BH}$。我们利用理论的见解，数值模拟的结果，以及紫外和X射线观测，包括不同的吸积和喷射模式，特别强调的作用，辐射驱动强大的吸积盘风从中央SMBH的内部区域的AGN的内部区域。我们提出了五个$\dot{m}$制度的内部吸积和喷射流周围SMBH的物理预计会发生变化，并对应于静态和非活动星系观测;低光度AGN（LLAGN）;塞弗特和迷你宽吸收线类星体（迷你BAL类星体）;窄线塞弗特1星系（NLS 1）和宽吸收线类星体（BAL类星体）;和超爱丁顿源。我们包括在这种情况下，辐射驱动的磁盘风，这是强的高$\dot{m}$，大$M_{BH}$制度，并可能存在，但可能在中等$\dot{m}$，小$M_{BH}$制度弱。活动星系核中的吸积/喷射流的多样性可以很好地解释为仅仅改变两个基本性质：爱丁顿比$\dot{m}$和黑洞质量$M_{BH}$，以及包含吸积盘风，这些风可以自然地由发光的吸积盘发射的辐射发射。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Massive black holes in stellar systems: 'quiescent' accretion and luminosity
只有一小部分的本地星系拥有吸积黑洞，被归类为活动星系核（AGN）。然而，从球状星团到核星团，再到大质量星系，许多恒星系统都有可能存在黑洞。仅仅是黑洞附近恒星的存在就通过演化恒星的质量损失提供了燃料来源。在本文中，我们评估的预期光度的黑洞嵌入在不同大小和性质的恒星系统，跨越大范围的质量。我们模拟了恒星的分布，并通过几何模型推导出中心黑洞的气体量。我们估计光度的黑洞下简单，但物理接地，假设吸积流。最后讨论了局域宇宙中“静止”黑洞的可探测性。
2011-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion-Driven Evolution of Compact-Object Populations in Gas-Rich Environments and the Origin of Massive Gravitational-Wave Sources
Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of Cambridge（剑桥大学）；Gonville & Caius College（贡维尔与凯斯学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
通过连续性方程框架，研究气体吸积如何驱动致密天体在质量空间中迁移，发现吸积律指数β>1导致发散演化并产生高质尾，β<1导致收敛演化，解释了GW231123等大质量并合事件的起源。
2026-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of massive black holes via collisions and accretion
为了解释观测到的z~7处的超大质量黑洞的数量，需要非常大质量的种子黑洞，或者，超爱丁顿方案，以达到10^9太阳质量的最终质量。对大质量种子的一个流行的解释是直接坍缩模型，该模型预测由于大质量气体云的直接坍缩而形成单个大质量物体。然而，过去几年的模拟表明，这种情况很难实现。因此，一个真实的黑洞形成模型应该考虑碎裂，并考虑恒星动力学和气体动力学过程之间的相互作用。我们在这里提出的数值模拟追求的AMUSE代码，采用近似处理的气体。基于这些模拟，我们表明，10^4-10^5太阳质量的超大质量黑洞可能会形成取决于气体供应和吸积到原恒星上。
2018-12-05 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
Enhanced accretion rates of stars on Super-massive Black Holes by star-disk interactions in galactic nuclei
研究了中心星团与中心吸积盘的动力学相互作用。作用在吸积盘中恒星上的耗散力导致了朝向超大质量黑洞的质量流增强，并由于旋转的吸积盘导致了相空间分布的不对称性。吸积盘被认为是一个固定的开普勒旋转盘，这是垂直延伸，以采用完全自洽的恒星动力学处理，包括耗散力来自恒星气体冲压压力的影响。恒星系统被视为一个直接的高精度N体积分代码。在N体模拟中需要的逐星表示，还不能扩展到真实的粒子数。因此，我们仔细讨论了我们的模型的粒子数和潮汐吸积半径的标度行为。主要的想法是找到一个家庭的模型，两体弛豫时间和耗散时间（恒星轨道的动能）的比例是恒定的，然后让我们把我们的结果外推到真正的星系核参数。我们的模型来自基本的物理原理，因此它提供了深入了解星系核中的物理过程的作用，但它应该被视为迈向更现实和更全面的模拟的第一步。然而，以下结论似乎是强大的：恒星吸积速率到吸积盘，并随后到超大质量黑洞是由一个显着的因素相比，纯粹的恒星动力系统忽略磁盘增强。这一过程导致活动星系核中央盘的燃料供应增强，潮汐恒星破裂的速率也提高。[删节]
2012-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Hot and Massive Accretion Disk around the High-Mass Protostar IRAS 20126+4104
我们提出了新的谱线观测的CH 3 CN分子的吸积盘周围的大质量原恒星IRAS 20126+4104与亚毫米阵列，第一次测量磁盘密度，温度和旋转速度具有足够的分辨率（0.37”，相当于~600 AU），以评估通过托姆雷-Q参数盘的引力稳定性。我们的观测结果解决了中央2000 AU区域，该区域显示出随着上态能量的增加而变陡的速度梯度，这表明更靠近恒星的较热气体的旋转速度增加。这种自旋向上的运动是在旋转支撑的磁盘吸积流的特点。我们比较观察到的数据与合成图像立方体的三维辐射转移模型描述了一个薄的喇叭状磁盘在开普勒运动的离心半径内的角动量守恒吸积流包围。在光度为1.3 × 10 ^4 Lsun的条件下，优化后的模型给出了一个质量为1.5 Msun、半径为858 AU、围绕12.0 Msun的原恒星旋转的圆盘，圆盘的质量吸积率为3.9 × 10 ^{-5} Msun/yr。我们的研究发现，与一些理论预期相反，盘是热的和稳定的破碎与Q > 2.8在所有半径，允许一个平稳的吸积流。这些结果首次提出了大质量原恒星盘中引力不稳定性的约束条件，这些不稳定性与通过碎裂形成伴星和行星系统密切相关。
2016-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The case for super-critical accretion onto massive black holes at high redshift
超临界（super-Eddington）增长的短暂间歇阶段，加上通过正反馈形成的恒星，可以解释大质量黑洞（MBH）的早期增长及其与宿主球体的共同进化。我们估计可能的增长率和占空比，这些情节，既假设苗条的吸积盘的解决方案，并采用最近的数值模拟的结果。加入吸积盘的气体的角动量决定了吸积事件的长度，以及MBH可以达到的最终质量。后者可能与气体的速度色散有关，并且在具有低角动量气体的星系中，MBH可以达到更高的质量。当宿主星系能够维持1-100 msunyr的流入速率时，补充和循环导致一系列短的（~ 1 e4 - 1 e7年），严重模糊的吸积事件，增加了增长率，相对于爱丁顿有限的情况下，几个数量级。我们的模型预测，MBH吸积率的恒星形成率的比例是1 e 2或更高，导致，在早期的时代，MBH恒星质量的比例高于“规范”值~ 1 e-3，与目前的观测结果一致。我们的模型作出了具体的预测，长寿命的超临界吸积只发生在星系丰富的低角动量气体，在这种情况下，MBH是更大的固定速度色散。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blinded by the light: on the relationship between CO first overtone emission and mass accretion rate in massive young stellar objects
到目前为止，没有解释为什么盘跟踪CO第一泛音（或“bandhead”）的排放是不是一个普遍存在的功能，在低到中等分辨率的光谱的大质量的年轻恒星物体，而是只检测到约25%的光谱。在本文中，我们调查的假设，只有一定的质量吸积率的结果在近红外光谱的MYSO可检测的带头发射。使用一个解析盘模型结合LTE模型的CO排放，我们发现，高吸积率（$\gtrsim 10^{-4}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）的结果在大的尘埃升华半径，一个更大的贡献$K$带连续从热尘埃在尘埃升华半径，因此相应地较低的CO排放相对于连续。另一方面，低吸积率（$\lesssim10^{-6}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）导致较小的尘埃升华半径，相应地较小的CO发射面积，因此相对于连续谱也较低的CO发射。在一般情况下，适度的吸积率产生最突出的，因此可检测到，CO第一泛音发射。我们将我们的研究结果与最近对MYSO的近红外光谱调查进行了比较，发现结果与我们的假设一致。我们的结论是，CO波段发射的光谱中的MYSO的检测率可能是MYSO表现出一系列的质量吸积率的结果，也许是由于这些对象的最近多时代的观测所建议的可变吸积。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of accretion bursts on methanol and water in massive young stellar objects
本研究利用PRODIMO热化学代码模拟不同包层类型的大质量原行星盘在吸积爆发各阶段的化学丰度，发现包层质量影响解吸强度但不影响化学恢复时间，为甲醇脉泽观测提供理论参考。
2023-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
