Giant Molecular Cloud Formation in Disk Galaxies: Characterizing Simulated versus Observed Cloud Catalogues
我们提出了一个模拟的巨型分子云（GMC）的研究结果，形成在银河系型星系盘与一个平坦的旋转曲线。这个模拟不包括恒星形成或反馈，产生的云质量在10^4 Msun和10^7 Msun之间。我们比较我们模拟的云人口的两个观测调查;波士顿大学-五学院射电天文台银河系环调查和BIMA全磁盘调查的M33。分析了全球云的性质，并比较了Larson的尺度关系。我们发现，模拟的云特性与观测到的云特性吻合得很好，在M33中，在可比分辨率下，云之间的一致性最接近。我们的云具有高度的引力--这一特性既来自于它们在剪切星系环境中的引力不稳定性，也来自于云与云之间的引力相遇。我们还发现，在致密区域（其中n_{thresh} > 10^4 cm^{-3}）中，潜在的恒星形成气体的积累率为每1000万年3%，在大约10^6 Msun的云中。这表明，在观测到的云层中的恒星形成率与气体可以通过对流聚集到GMC内的致密子区域的速率有关。选择最内部分辨率最好的云列入模拟GMC目录;这是同类中的第一个。编目的云可以作为从全球模拟中提取的数据集。
2013-08-01 astro-ph.GA
Effect of Matter Accretion on Lithium Enhancement of Giants
本研究针对低质量巨星的异常锂增丰问题，利用MESA构建含质量损失的物质吸积模型，发现星周弱吸积可通过缓解锂稀释、减弱锂耗散实现锂增丰，同时指出其所需质量增量对实际天体环境存在挑战。
2025-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Star Formation in the Unusually Cold Giant Molecular Cloud G216
巨大的分子云G216-2.5，也被称为马达莱纳云或马达莱纳-撒迪厄斯云，以高气体质量（1-6 x 10^5）太阳质量，低动力学温度（10 K）和缺乏明亮的远红外辐射的不寻常组合而闻名。虽然在邻近的卫星云中发现了恒星形成，但在这片云的主体中几乎没有发现恒星形成的证据。使用斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS仪器的中红外观测组合，以及KPNO 2.1米上的火烈鸟相机拍摄的近红外图像，我们确定了41颗具有圆盘的年轻恒星和33颗位于云中心的原恒星。大多数年轻的恒星天体都与CS（2-1）中探测到的致密气体结构相一致。这些观测结果表明，G216的主体正在活跃地形成恒星，尽管其恒星密度与金牛座云中的恒星密度相当。
2009-02-18 astro-ph.GA
The role of the halo magnetic field on accretion through High-Velocity Clouds
高速云（HVC）被认为是银河系中恒星形成的重要气体吸积源。早期的数值研究发现，银河系磁场和辐射冷却强烈影响吸积。然而，这些影响以前没有被包括在一起的云通过银河系的引力势下降的背景下。我们探索这一点，通过模拟一个最初静止的云下降，通过热的流体静力学日冕对光盘。这代表了HVC已经从日冕中凝结出来。我们包括磁场在日冕中检查其吸积的HVC及其相关的冷气体的效果。在所有情况下，原始云的残留物都能幸存下来，尽管强大的磁场会使其分裂成几个碎片。我们发现，冷和热气体的混合导致冷却的日冕气体和整体增长随着时间的推移，冷气体质量，尽管低金属含量的云和日冕。磁场的作用是（适度到严重）抑制混合和随后的冷却，这反过来又导致与没有磁场时相比更少的吸积。更强的场导致更少的凝结抑制，因为它增强了瑞利-泰勒不稳定性。然而，在更强的磁场中，磁张力会使凝聚的云团大大减速。在模拟结束时，这些云的速度通常比主云残余的速度低3-8倍。这些小云团中的一些可能在到达圆盘之前就分散了。
2021-11-24 astro-ph.GA
Tidal stability of giant molecular clouds in the Large Magellanic Cloud
直到巨大分子云内部发生引力坍缩，恒星才会形成。然而，引发云坍缩和调节恒星形成过程的条件仍然知之甚少。诸如湍流和磁场之类的局部过程可以起到促进或防止塌缩的作用。在更大的尺度上，银河势也可以影响云的稳定性，传统上是通过潮汐和切变效应来评估的。本文利用Magellanic Mopra Assessment（MAGMA）的CO资料和文献中的自转曲线资料，研究了大麦云（LMC）中巨分子云（GMCs）在切变和银河潮汐作用下的稳定性。我们计算的潮汐加速度所经历的个别GMC和确定所需的潮汐稳定性的最小云量。我们还计算了剪切参数，这是一个云的敏感性，通过在银盘剪切力中断的措施。我们研究是否有相关性的性质和恒星形成活动的GMCs和他们的稳定性对剪切和潮汐破坏。我们发现，在LMC的GMC近似潮汐平衡，剪切是不太可能影响他们的进一步发展。GMCs的质量接近最小稳定质量对潮汐中断是不寻常的，在他们的质量，位置，或CO亮度，但我们注意到，GMCs与大的速度色散往往是更敏感的潮汐不稳定。我们还注意到，具有较小半径的GMCs（代表我们样本的大部分）往往更强烈地抵抗潮汐和剪切破坏。我们的研究结果表明，在大麦哲伦星系的恒星形成是不抑制潮汐或剪切不稳定性。
2013-10-24 astro-ph.GA
Do Giant Molecular Clouds Care About the Galactic Structure?
我们研究了星系环境对M83型棒旋星系中形成的模拟巨分子云性质的影响。我们的模拟使用旋转的恒星势来创建宏伟的设计特征，并将分辨率降低到1.5 pc。通过对棒区、螺旋区和盘区云的比较，我们发现典型的GMC与环境无关，质量为5e+5 Msun，半径为11 pc。然而，云在属性分布尾部的比例在不同区域之间变化，具有更大，更大质量的云，具有更高的速度分散，在酒吧，螺旋，然后光盘中的比例最大。棒云也显示出双峰性，这在螺旋云和盘云中没有反映出来，除了表面密度，所有三个区域都显示出两个不同的峰值。我们将这些特征确定为三种云类型的相对比例，通过质量-半径比例关系进行分类，我们将其标记为A，B和C。A型云具有上面列出的典型值，并在每个区域中占最大比例。B型云是大质量的巨型分子团，而C型云是无束缚的、短暂的云，形成密集的细丝和潮汐尾。每种云的比例取决于云与云之间的相互作用，这种相互作用导致合并，形成GMA B型云和潮汐特征，其中C型云形成。云的相互作用的数量是最大的酒吧，其次是螺旋，导致更高的分数相比，光盘的两种云类型。虽然云类型也存在于较低分辨率的模拟中，但它们的识别变得更具挑战性，因为它们在质量半径关系或分布图上没有很好地分离。最后，我们比较了三个恒星形成模型的结果，以估计每个区域的恒星形成率和效率。
2014-01-06 astro-ph.GA
Tracing Multi-Scale Magnetic Field Structure Using Multiple Chemical Tracers in Giant Molecular Clouds
探测巨型分子云中的磁场通常具有挑战性。幸运的是，最近的模拟表明，速度梯度分析（速度梯度技术）可以用来映射出磁场形态的不同物理层的分子云时，应用CO同位素具有不同的光学深度。在这里，我们测试的速度梯度技术在重建的磁场结构的分子云船帆座C，采用7种化学示踪剂，具有不同的光学深度，即12 CO，13 CO，C18 O，CS，HNC，HCO+，HCN的有效性。我们的研究结果表明，从速度梯度推断，使用这些不同的分子示踪剂和磁场形态推断从BLASTPol极化观测的磁场形态之间有很好的对应关系。我们还探讨了使用多种化学示踪剂的速度梯度的组合来解释分子云中的磁场结构的可能性。我们在速度梯度和磁场的排列中寻找引力坍缩的特征，并得出结论，坍缩区域构成了云的一小部分。
2019-09-04 astro-ph.GA
Zooming in on supermassive black holes: how resolving their gas cloud host renders their accretion episodic
超大质量黑洞（SMBH）诞生于宇宙最初10亿年期间迅速演变的迷你晕中，从它们嵌入的宇宙网到它们的事件视界，从跨越许多数量级的气体流中获得能量。因此，吸积到SMBHs构成了一个巨大的挑战，以解决数字，目前需要使用的子网格模型来处理小，未解决的尺度上的流动。在本文中，我们研究的吸积模式的SMBHs最初插入在致密的星系气体云的心脏分辨率的影响，使用自定义的超拉格朗日细化方案来解决的黑洞（BH）的引力影响区。我们发现，一旦自引力的气体云主机是足够好的解决，吸积到BH的驱动下的云的内部结构，独立的BH种子质量，提供动力学摩擦是存在于云坍缩的早期阶段。对于氢和氦的原始气体混合物，在次秒差距尺度上围绕BH发展出一个细长的圆盘，将原本混乱的BH吸积占空比变成一个情节性的，对BH反馈具有潜在的重要影响。在这样的核盘的存在下，BH质量增长主要发生在下落的致密团块触发盘的不稳定性，燃料激烈，虽然短暂的气体吸积事件。
2018-10-03 astro-ph.GA
Two physical regimes for the Giant HII Regions and Giant Molecular Clouds in the Antennae Galaxies
我们综合了射电干涉仪ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）和光学干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot System）对银河系的观测。这两组观测具有可比的角度和光谱分辨率，使我们能够识别142个巨型分子云（GMC）和303个HII区域。我们测量并比较了它们的基本物理性质（半径、速度色散、光度）。对于HII区域，我们发现两个物理机制，一个是电离气体的质量$>10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量增加，另一个是电离气体的质量$<10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量减少。对于GMCs，我们发现，与以前在其他星系中的研究相比，在一般较低的质量范围内的云，气体表面密度随半径增加，暗示在两个制度，这些云，如果我们考虑这两个来源的数据。我们还发现GMC质量函数在$10^{6.7}\mathrm{M_{\odot}}$处有一个突变。使用速度色散测量，我们声称，政权之间的差异是占主导地位的结合力的性质。在质量较小的区域，主导力是外部压力，而在质量较大的区域，主导力是云的内部重力。在重力占主导地位的制度，恒星形成率，来自尘埃校正的H $α$光度，增加超线性的速度色散，和气体密度增加的气体质量。
2014-11-17 astro-ph.GA
On the Observed Diversity of Star Formation Efficiencies in Giant Molecular Clouds
观测发现，银河系巨分子云（GMC）中每自由落体时间的恒星形成效率中位数为$ε_{\rm ff}\sim 1\%$，色散为$\sim0.5\,{\rm dex}$。这种分散在$ε_{\rm ff}$的起源仍然是有争议的，很难再现与分析模型。我们跟踪的形成，演化和破坏的GMCs在一个银河系的类星系的流体动力学模拟，并通过推导云的性质在一个观测动机的方式，测量的恒星形成效率的分布是非常符合观测。我们发现$ε_{\rm ff}$和任何测量的全球性质的GMCs（如气体质量，速度色散）之间没有显着的联系。相反，在整个参数空间中存在广泛的效率。从云的演化轨迹，我们发现，每个云遵循一个\emph{unique}的演化路径，从而引起了广泛的多样性，在所有的属性。我们认为，正是这种云的性质的多样性，高于一切，在分散的$ε_{\rm ff}$的结果。
2019-04-30 astro-ph.GA
Submillimeter Array CO(2-1) Imaging of the NGC 6946 Giant Molecular Clouds
利用亚毫米波阵列和IRAM 30 m望远镜的观测数据，给出了旋涡星系NGC 6946的CO（2-1）镶嵌图。我们确定了390个巨分子云（GMCs），从核到4.5千秒差距的磁盘。内部1 kpc的GMC通常更加明亮和湍流，其中一些的光度>10^6 K km/s pc ^2，速度色散>10 km/s。大规模的酒吧驱动的动力学可能调节GMC的性质在核区域。NGC 6946的GMC质量函数与银河系和其他盘状星系相似，在内部区域斜率较浅（指数>-2），而在外部区域斜率较陡（指数<-2）。这种质谱的差异可能表明不同的云形成途径：重力不稳定性可能在核区域起主要作用，而云聚结可能在外盘占主导地位。最后，NGC 6946云在统计性质上与M33云相似，但它们通常比M51云更不明亮和湍流。
2017-04-10 astro-ph.GA
Extinctions and distances of dark clouds from UGRIJHK photometry of red clump giants: the North America and Pelican nebulae complex
本文研究了用2 MASS J，H，Ks，IPHAS r，i和MegaCam u，g测光测定红巨星到暗云距离的可能性。红团巨星与巨分支的G5-K1和M2-M3恒星的少量混合物可以被分离出来，并用于确定分离云或旋臂的距离。该方法适用于北美和鹈鹕星云复合体的一个地区。背景红巨星的星际投影也可以用来绘制云中尘埃的表面密度。
2009-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
Formation of Turbulent and Magnetized Molecular Clouds via Accretion Flows of HI Clouds
利用三维MHD模拟，考虑了辐射冷却/加热、化学反应和热传导的影响，研究了ISM中分子云的形成。我们认为分子云的形成是由HI云吸积的建议，在最近的观测。模拟结果表明，初始HI介质在吸积流诱导的激波后被压缩堆积。由于初始介质是高度不均匀的热不稳定性的结果，形成的分子云变得非常动荡，由于发展的Richtmyer-Meshkov不稳定性。激波后区域的结构由稠密的冷气体（T<100 K）和弥散的暖气体（T> 1，000 K）组成，由于湍流，它们在空间上混合良好。由于湍流的能量来源是吸积流，因此湍流是高度各向异性的，偏向于吸积流的方向。湍流的动能在1千万年的演化过程中占主导地位，热能、磁能和引力能占主导地位。然而，通过使用CO分数加权密度测量的动能与其他能量相当。这表明，在分子云作为一个洞的湍流的真正动能可以远远大于动能估计的分子发射线宽的湍流动能。分子云中的团块显示出统计上均匀的演化，如下所示：团块的典型等离子体β大致恒定为<beta>~ 0.4。粒径-速度色散关系显示dv ~ 1.5 km s^{-1}（l/1 pc）^{0.5}，与密度无关。团块向磁超临界、重力不稳定的核心演化。团块似乎演化成满足分裂成二进制的条件的核心。这些统计性质可能提供恒星形成的初始条件。
2012-08-31 astro-ph.GA
Giant Elephant Trunks from Giant Molecular Clouds
我们报告的发现大象鼻（ET）的对象，命名为巨大的象鼻（GET），分子气体的恒星形成复合体中的盾牌和诺玛武器使用$^{12}$ CO（J=1-0）线测量数据与Nobeyama 45米望远镜。通过与M16中Gd 12的CO图的比较，讨论了Gd 12的物理性质。它们的长度从$\sim 20$到50 pc，比10大一个数量级。彗星是一种彗星状结构，从巨大分子云（GMC）面向HII区的弓形凹面中出现，指向旋臂气流的下游，与银道面平行排列。头部团块的分子质量为$\sim 10^3 -10^4 M_\odot$，约为维里质量的3至4倍，表明团块是重力稳定的。根据推导出的密度和假设的动力学温度计算出的金斯质量通常低于太阳质量。我们认为，GET头可能是星团的诞生地，类似于“球”，但在更大的规模。我们讨论了GMCs的Rayleigh-Taylor不稳定性的起源，由于低密度气体停滞在银河系激波以及HII区的压力的GMCs减速。
2020-06-07 astro-ph.GA
Star Formation Induced by Cloud-Cloud Collisions and Galactic Giant Molecular Cloud Evolution
最近对附近星系的射电观测开始绘制整个盘的地图，并识别出即使在星系螺旋结构之间的区域中的巨型分子云（GMC）。不同星系环境下观测到的GMC质量函数的变化表明，大质量GMC优先分布在星系螺旋结构中，而臂间区域有许多小的GMC。基于从磁化暖中性介质到分子云的相变动力学，Kobayashi et al. 2017提出了包含云-云碰撞（CCC）过程的GMC质量函数的半解析演化描述。他们的结果表明，CCC是占主导地位的塑造GMC的质量函数相比，密集HI气体的吸积驱动的超音速激波的传播。然而，他们的公式没有考虑到CCC可能增强恒星形成。银河系内的射电观测表明CCC对于星团和大质量恒星的形成具有重要意义。在本文中，我们重新制定了Kobayashi等人2017年修改的时间演化方程，以便我们额外计算随后在CCC云中发生的恒星形成。我们的研究结果表明，虽然较小的云之间的CCC事件数量超过了大质量GMC之间的CCC事件，但CCC驱动的恒星形成主要是由大于10^5.5 Msun的大质量GMC驱动的（其中Msun是太阳质量）。由此产生的累积CCC驱动的恒星形成可能相当于银河系和附近星系恒星形成总量的百分之十。
2018-05-22 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
The Araucaria Project. On the Tip of the Red Giant Branch distance determination to the Magellanic Clouds
我们提出了一个精确的光学和近红外测定的红巨星分支（TRGB）的亮度在大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的尖端。TRGB的绝对星等的常用校准导致高估的距离LMC和SMC在K波段，和低估的距离在光学I波段的两个星系。报告的差异是在0.2等的水平，相对于非常准确的距离测定两个云的基础上晚型食双星。在J和K波段得到的LMC和SMC之间的差分距离以及测热亮度的差分距离彼此一致，并与食双星和其他距离指示器的结果一致。
2016-05-20 astro-ph.GA
WISDOM Project -- IX Giant Molecular Clouds in the Lenticular Galaxy NGC4429: Effects of Shear and Tidal Forces on Clouds
我们提出了高空间分辨率（12 pc）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列CO（J=3-2）附近的透镜星系NGC 4429的观测。我们在450 pc半径的分子气体盘中识别出217个巨大的分子云。这些云通常具有较小的尺寸和质量，但表面密度和观测到的线宽都比银河系盘状云高。发现了异常陡峭的尺寸-谱线宽度关系和大的云内部速度梯度（0.05 - 0.91 km s^-1 pc^-1）以及观测到的维里参数（α_obs，vir = 4.0），这些都是由于背景银河引力势驱动的内部旋转而出现的。除去这种旋转，内部维里平衡似乎建立在每个云的自引力（Usg）和湍流动能（Eturb）之间，即α_sg，vir=Usg/Eturb = 1.3。然而，为了正确地考虑自身和外部重力（剪切力和潮汐力），我们制定了一个修改的维里定理，并定义了一个有效的维里参数alpha_eff，vir = alpha_sg，vir + Usg/Eext（和相关的有效速度色散）。然后，NGC 4429云似乎处于临界状态，其中自引力能量和外部引力对云的能量收支（Eext）的贡献近似相等，即Eext/Usg~1。因此，alpha_eff，vir = 2.2和大多数云没有维里化，但仍然保持边缘引力约束。我们表明，这是一致的云具有类似于其潮汐半径的大小，一般径向拉长。因此，外部重力与自身重力一样重要，以调节NGC 4429的云层。
2021-06-08 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
Gas Accretion and Giant Lyman-alpha Nebulae
几十年的观测和发现表明，高红移活动星系核和大质量星系通常被巨大的莱曼α星云包围，在某些情况下，莱曼α星云的大小可达500千秒差距。在这篇综述中，我讨论了在z>2时发现的这类星云的性质，以及它们与星系内部和周围的气体流动及其晕的关系。特别是，我展示了如何使用当前的观测来约束的物理性质和起源的发射气体的莱曼α光子生产过程和运动学签名。这些研究表明，复合辐射是最可行的方案来解释观测到的莱曼α光度和表面亮度的大部分星云，并意味着大量的密集，电离和冷块应该存在于大质量星系的晕内和周围。光谱学研究表明，在巨大的莱曼α星云中，与无线电响亮的活动星系核相关的那个星云的运动学应该是由至少在内部30-50千秒差距内的强烈电离外流所主导的。无线电宁静星云反而呈现出与静止状态相一致的静止运动学，在某些情况下，暗示着旋转结构。然而，与巨大的莱曼α辐射相关的气体吸积到星系上的确切证据还没有被明确地探测到。目前正在使用其他明亮的非共振线（如Hydrogen H-alpha和HeII 1640）进行深入调查，这对于寻找星系和AGN上宇宙气体吸积的更清晰特征至关重要。
2016-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
NRO M33 All-Disk Survey of Giant Molecular Clouds (NRO MAGiC): II. Dense Gas Formation within Giant Molecular Clouds in M33
本文报道了对本星系群M33中银河系中心距离为5.1kpc的74个主要巨分子云（GMC）的~（12）CO（J=1-0）和~（12）CO（J=3-2）谱线发射的观测结果。这些观测是野边山射电天文台M33巨分子云全圆盘巡天项目（NRO MAGiC）的一部分。12 CO（J=1-0）的空间分辨率为80 pc，12 CO（J=3-2）的空间分辨率为100 pc。我们成功地探测到65个GMCs的~（12）CO（J=3-2）发射。此外，我们发现，恒星形成率的表面密度，这是来自一个线性组合的H α和24 μ m的排放量，和12 CO（J=3-2）的积分强度之间的相关性仍然保持在这个尺度。这一结果表明，即使在GMC尺度上，恒星形成活动也与12 CO（J=3-2）线示踪的温暖而致密的气体密切相关。我们还发现，具有高恒星形成活性的GMC往往表现出高的积分强度比（R3-2/1-0）。此外，我们还观察到R3-2/1-0的质量依赖的趋势与低的恒星形成活动的GMCs。根据这些结果，我们推测，R3-2/1-0值的低恒星形成活动的GMCs主要取决于致密气体的分数，而不是温度，因此，致密气体的分数增加的GMCs的质量，至少在低恒星形成活动的GMCs。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spherical accretion in giant elliptical galaxies: multi-transonicity, shocks, and implications on AGN feedback
孤立的大质量椭圆星系，或者存在于冷核星系团中心的星系，被认为是由周围热X射线发射气体介质直接产生的热气吸积提供动力的。这导致了一个巨大的邦迪型球形/准球形吸积流到他们的主机SMBH，吸积流区域远远超出邦迪半径。在这项工作中，我们提出了一个详细的研究的背景下，这些大规模的椭圆形的Bondi型球形流的宇宙学常数$Λ$的存在下，考虑到一个五分量星系系统（SMBH +恒星+暗物质+热气+ $Λ$），纳入整个引力作用的影响。目前的工作是Ghosh \& Banik（2015）的扩展，他们只研究了这个问题的宇宙学方面。银河系对势的贡献使得绝热球形流在本质上变成了{ \it multi-transonic}，流的拓扑结构和流的结构明显偏离经典Bondi解.更值得注意的是，对应于中等到更高的银河质光比的值，我们得到兰金-Hugoniot冲击球风流。银河系势增强了Bondi吸积速率。我们的研究揭示了存在一个严格的环境温度下限，在此温度之下不能触发Bondi吸积，对于来自热ISM相的流动，该温度与$\sim 9 \times 10^6 \, K$一样高，表明热相严格地控制着宿主核的燃料供给.我们的发现可能有更广泛的影响，特别是在外流/喷流动力学和无线电活动星系核反馈的背景下，与当代宇宙中的这些大质量星系有关。
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Capture of field stars by giant interstellar clouds: the formation of moving stellar groups
在太阳附近，有运动的恒星群，具有相似的年龄和其他恒星的年龄不一致的场星。为了解释这些事实，我们构建了一个简单的三阶段模型。阶段A：一个巨大的星际云在相对较短的时间内（1000万年）相对于场星均匀加速（或减速），云的质量均匀增加;阶段B：云的加速（或减速）和质量吸积停止。恒星的形成扩散到整个星云，使类似年龄的恒星群成为起源; C阶段：星云以恒定的速率失去所有的气体成分，同时均匀减速（或加速），直到达到A阶段的初始速度（情况1）或气体云的速度保持恒定（情况2）。这两种情况给出了等价的结果。用解析方法求解了由巨云引力势控制的恒星运动的系统方程，该方程是关于与巨云同动的坐标系的。我们假设一个均匀的球状云，其半长轴a=300 pc，初始密度为7 cm^{-3}，从A阶段开始到结束，密度增量为100%，云的速度变化为30 km s^{-1}。其结果是，在阶段A开始时，大约4%的穿过云体积的场星被捕获。太阳本身可能被同一团云捕获，而这团云正是太阳附近移动的群体的起源。
2015-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Jet interactions with a giant molecular cloud in the Galactic centre and ejection of hypervelocity stars
银河系中的超高速OB星是在大约1000万到1亿年前从中心区域喷射出来的。我们认为，这些恒星，{以及许多更丰富的绑定OB星在最里面的几个秒差距，}产生的活动星系核喷流从中央黑洞与致密的分子云的相互作用。考虑到相关的能量和动量注入有更广泛的影响费米泡的可能起源和星系际介质的富集。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the effect of the Sgr A* accretion flow on the appearance of G2 after pericenter
我们研究的动力学相互作用的G2云与吸积流围绕Sgr A* 通过三维，流体动力学模拟。我们通过将云密度投影到天空平面上，并提取位置-速度图，显示了旋转吸积流对G2演化的影响。我们研究了一些可能的方向的云轨道相对于磁盘。我们发现，一旦质心的云已经越过近心，模型之间的差异变得显着。云相对于盘反向旋转的模型预计将达到更高的蓝移视线速度。发射的空间范围强烈地依赖于云盘倾角。未来G2发射的成像和光谱学将揭示Sgr A* 盘的结构和云的性质。
2014-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulence in Giant Molecular Clouds: The effect of photoionisation feedback
巨分子云（GMC）被观察到是湍流的，但理论表明，如果没有驱动机制，湍流应该很快衰减。问题是，湍流是由什么机制驱动或维持的。已经表明，来自大质量恒星的光电离反馈对周围的GMC有影响，例如可以产生巨大的HII气泡。因此，我们解决的问题，是否湍流是一个后果，这种效果的反馈云。为了研究这一点，我们分析了模拟的高质量恒星形成区的速度场，通过研究速度结构函数和功率谱。我们发现，云的形态受到强烈影响的光电离反馈也显示出证据的驱动湍流通过保存或恢复Kolmogorov型速度场。相反，没有光电离反馈的控制运行模拟具有速度分布，该速度分布具有引力坍缩和能量耗散的特征，其中初始Kolmogorov型结构函数被擦除。
2014-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion from Winds of Red Giant Branch Stars May Reveal the Supermassive Black Hole in Leo I
最近通过动力学测量在矮星系狮子座I的中心发现了一个$\sim 3\times 10^6 \, \rm M_\odot$的超大质量黑洞。这个SMBH比标准的比例关系高出$\sim 2$几个数量级，它所在的星系没有气体，在最后一个$\sim 1$ Gyr中也没有显著的恒星形成。这一发现可能会深刻影响黑洞及其宿主的形成模型。我们建议，风从人口的$\sim 100$演化恒星的SMBH的邦迪半径内产生一个相当大的吸积率，与爱丁顿比之间的$9\times10^{-8}$和$9\times10^{-7}$，取决于恒星质量损失的值。这些速率是典型的SMBHs吸积在对流为主的吸积流（ADAF）模式。预测的微波光谱峰值位于$\sim 0.1-1$ THz（$300-3000 \, \mathrm{μm}$），并且根据吸积率的不同，在较高能量下表现出显着变化。我们预测的无线电流量$\sim 0.1$ mJy在$6$ GHz，轻度依赖于吸积属性。钱德拉，VLA和ALMA的深度成像可以确认这种SMBH的存在并限制其吸积流。
2022-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
