Investigating Clumpy Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey Stripe 82 using the Galaxy Zoo
巨大的恒星形成团块是高红移恒星形成星系中普遍存在的一个共同特征，并在塑造其混沌形态方面发挥着关键作用，但它们在星系演化中的性质和作用仍有待充分理解。大部分研究团簇的努力都集中在高红移上，而局部团簇的研究往往受到样本量小的影响。在这项工作中，我们提出了一个在当地的宇宙中的团块属性的分析，并首次进行了统计上显着的样本。在公民科学推动的星系动物园：哈勃项目的帮助下，我们选取了斯隆数字巡天条纹82星系中的92个$z<0.06$星团星系作为样本。在这个样本中，我们使用基于对比度的图像分析算法识别出543个团块，并进行测光，同时估计它们的恒星星族属性。我们的$z<0.06$团块样品的整体性质与高红移团块相当。然而，相反的高红移的研究，我们没有发现证据的梯度在集群的年龄或质量作为其银河系的距离的函数。我们的研究结果挑战了向内迁移的情况下，集群演化的本地宇宙，可能表明一个更大的贡献，异地集群和/或更长的集群迁移时间尺度。
2021-04-13 astro-ph.GA
Herschel-SPIRE spectroscopy of G29.96-0.02: fitting the full SED
我们使用欧空局赫歇尔空间望远镜上的SPIRE傅里叶变换光谱仪（FTS）来分析超紧凑HII区域G29.96-0.02的亚毫米光谱。检测到来自包括13 CO、CO、[Cl]和[NII]的物种的谱线。[NII]发射的稀疏图显示了与包含UCHII的团块相邻的至少一个其他HII区域。FTS光谱与ISO SWS和LWS光谱和来自文献的通量相结合，以呈现跨越波长的三个数量级的源的详细光谱。100 μm长的光谱质量使我们能够拟合一个温度为80.3 \pm 0.6K和尘埃发射率指数为1.73 \pm 0.02的单温灰体，这是以前的仪器很少能达到的精度。我们估计质量为1500 Msol的团块包含HII区域。该星团的辐射热光度为4 x 10^6 Lsol，与已知的UCHII区域的O型星相当或略高。
2010-05-11 astro-ph.GA
On the stellar masses of giant clumps in distant star-forming galaxies
我们分析了从恒星形成星系的汇编中得出的1.1<z<3.6的团块的恒星质量。比较以不同方式选择的团块，并在透镜或空白场星系，我们研究的空间分辨率和灵敏度的影响推断恒星质量。发现了很大的差异，恒星质量的中位数从经常提到的场星系中的团块的~10^9 Msun到深场或透镜星系中选择的较暗团块的~10^7 Msun不等。我们认为，在空间分辨率为~1千秒差距的非透镜星系中观察到的团块质量是由于较小质量团块的聚集而人为增加的。此外，我们还表明，用于团块选择的灵敏度阈值对推断质量的影响甚至比分辨率更强烈，使团块偏向低质量端。改进的空间分辨率和灵敏度似乎将团块恒星质量分布转移到较低的质量，与最近高分辨率磁盘碎片模拟中发现的团块质量定性一致。我们讨论了最大质量的团块的性质，我们的结论是，它是目前不可能正确地建立一个有意义的团块恒星质量分布的观测和推断特征团块质量尺度的存在和价值。
2017-01-31 astro-ph.GA
Clumpy Galaxies in CANDELS. I. The Definition of UV Clumps and the Fraction of Clumpy Galaxies at 0.5<z<3
虽然巨大的恒星团块对星系形成和演化至关重要，但团块的最基本人口统计仍然不确定，主要是因为团块的定义尚未得到彻底讨论。在本文中，我们研究了恒星形成星系（SFG）中0.5<z<3的团块的基本人口统计学，使用我们提出的物理定义，即UV亮团块是离散的恒星形成区域，单独贡献超过8%的星系静止帧UV光。当考虑物理空间分辨率和宇宙学变暗时，这种方式定义的团块比附近大型螺旋星系的HII区域要亮得多，无论是单独的还是混合的。在此定义下，我们测量了包含至少一个偏心团块的SFG的比例（Fclu）以及团块对CANDELS/GOODS-S和UDS场中SFG的静止帧UV光和恒星形成率的贡献，其中我们的质量完全样本由3239个轴比q>0.5的星系组成。Fclu的红移随星系质量（M*）的变化而变化。低质量（log（M*/Msun）<9.8）星系在z~3.0到z~0.5之间保持几乎恒定的约60%的Fclu。中等质量星系和大质量星系的Fclusivity从z~3.0时的55%分别下降到z~0.5时的40%和15%。我们发现：（1）由剧烈的盘不稳定性预测的盘稳定化趋势与大质量星系的Fclu趋势相匹配;（2）考虑到现实的可观测时间尺度，小合并是中等质量星系在z<1.5时Fclu趋势的一个可行解释;（3）大合并不太可能是所有质量星系在z<1.5时Fclu趋势的原因。团簇对SFG的静止坐标系紫外光的贡献在所有红移处都显示出l…
2015-02-11 astro-ph.GA
Spatially resolved PAH$_{3.3}$ emission and stellar ages in ram pressure stripped clumps at $z\sim0.3$
INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia ‘G. Galilei’, Università di Padova（帕多瓦大学，伽利略物理与天文系）；Instituto de Radioastronomia y Astrofisica, UNAM, Campus Morelia（墨西哥国立自治大学，莫雷利亚校区射电天文学与天体物理学研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院，红外处理与分析中心）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）
研究通过JWST观测揭示风压剥离环境中PAH发射与恒星年龄的关系，发现尘埃和恒星形成在极端环境下存活并被剥离。
2026-01-07 astro-ph.GA
The fraction of clumpy star-forming galaxies in nearby galaxies from CLAUDS and HSC-SSP
The Open University（开放大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of Toronto（多伦多大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
该研究利用CLAUDS和HSC-SSP数据，通过改进的深度学习框架探测近邻星系的恒星形成团块，测得团块型恒星形成星系占比随红移降低而下降，且与宿主星系恒星质量、sSFR存在特定关联。
2026-09-02 astro-ph.GA
Resolving the Dust Budget Crisis at $z \sim 8$ with Optically Thick, High-Density Molecular Clumps: MACS0416_Y1
Nagoya University（名古屋大学）；The University of Edinburgh（爱丁堡大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
该研究通过考虑高密度分子团，解决了高红移星系的尘埃预算危机，揭示了极端ISM密度对尘埃演化的影响，提高了尘埃质量并产生了多温度尘埃群体。
2026-04-21 astro-ph.GA
Finite Resolution Deconvolution of Multi-Wavelength Imaging of 20,000 Galaxies in the COSMOS Field: The Evolution of Clumpy Galaxies Over Cosmic Time
在遥远星系中观察到的致密恒星形成团块通常被认为在星系组装中起着至关重要的作用。本文采用一种新的方法，对COSMOS场的地基图像进行有限分辨率反褶积，将20,185个恒星形成星系（SFG）在0.5<z<2处分辨到角分辨率为0.3”，并研究了它们的星团分数。在四个不同的过滤器之间的反卷积和HST图像的比较显示出良好的一致性，并验证反卷积。我们使用去卷积的14波段图像的光谱能量分布模型，以提供解决这些星系的表面亮度和恒星质量密度图。我们发现，cluerous星系的分数随着恒星质量的增加而减少，随着红移的增加：从~30%（z ~ 0.7）到~50%（z ~ 1.7）。使用丰度匹配，我们还跟踪z ~ 0.7的星系的祖先，并测量团块对它们的总质量预算的分数质量贡献。观察到团簇在更高的红移下对星系有更高的质量分数贡献：从z ~ 0.7的~1%增加到z ~ 1.7的~5%。最后，大多数星团的SFG有较高的特定恒星形成率（sSFR）相比，平均SFG在固定的恒星质量。我们讨论了这一结果的影响，在原位团块形成由于磁盘不稳定。
2021-10-14 astro-ph.GA
WISDOM Project XII. Clump properties and turbulence regulated by clump-clump collisions in the dwarf galaxy NGC404
我们利用高分辨率（0.86x0.51 pc^2）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列^{12}CO（2-1）观测对矮星系NGC 404的分子结构（团块和云）进行了研究。我们在NGC 404中发现了两个不同的区域：一个引力稳定的中心区域（Toomre参数Q=3-30）和一个引力不稳定的分子环（Q<=1）。中心区域的分子结构比分子环中的分子结构具有更陡的尺寸-线宽关系和更大的维里参数，表明气体在中心区域更湍流。在分子环中，团簇表现出比云更浅的质量-尺寸关系和更大的维里参数，这意味着密度结构和动力学在不同的空间尺度上受到不同的物理机制的调节。我们构造了一个团簇-团簇碰撞的解析模型来解释分子环中的结果。我们提出，团块碰撞驱动的引力不稳定性加上银河系剪切，导致人口的团块的积累长度（即平均分离）是大约等于他们的潮汐半径。我们的模型预测的团块质量和尺寸（和质量-尺寸关系）和湍流能量注入率（和尺寸-线宽关系）匹配的分子环中的观察非常好，这表明团块-团块碰撞是调节该区域的团块性质和气体湍流的主要机制。正如预期的那样，我们的碰撞模型不适用于中心区域，在那里湍流可能是由团块迁移驱动的。
2022-08-10 astro-ph.GA
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
A Galactic Molecular Cloud Clump Catalog from Hi-GAL Data: Method and Initial Results Comparison to BGPS
作为星团的前身，稠密分子气体云和团簇的分布和物理性质的研究是非常必要的。这种研究是用地面的Bolocam银河平面测量（BGPS）进行的。现在，赫歇尔红外银河系平面调查（Hi-GAL）允许我们做同样的更高质量的数据和银河系平面的完整覆盖。我们已经做了一个试点研究，比较了在Hi-GAL和BGPS巡天中发现的致密分子气体团，使用了以银河系为中心的六个$2^\circ \times 2^\circ$区域，它们分别是$\ell = 11^\circ$、30 $^\circ$、41 $^\circ$、50 $^\circ$、202 $^\circ$和$217^\circ$。我们采用BGPS方法来识别团块和估计距离，导致在我们的子研究中识别出6198个团块，其中995个具有良好的约束距离。这些物体均匀地分布在银河经度上，这是Hi-GAL源混淆有限的结果。这些团块的质量从10 $^{-2}$ M $_\odot$到10 $^{5}$ M $_\odot$不等，日心距离可达16 kpc。当两次调查中发现的团块进行比较时，我们看到距离在1 kpc内一致，质量比是统一的。这作为对BGPS的外部验证，并在我们继续对整个Hi-GAL的团块进行编目时注入信心。除了与BGPS相同的来源外，Hi-GAL还发现了许多其他来源，主要是由于缺乏大气噪音。我们预期Hi-GAL产生$2\times10^5$团块，其中20%…
2017-05-05 astro-ph.GA
Stellar Masses of Clumps in Gas-rich, Turbulent Disk Galaxies
本文利用HST/WFC 3对6个星系的观测数据，结合SED的恒星星族模型，计算了HST/WFC 3星系团的恒星质量。已经证明，H2O样品具有类似于$z\approx1.5$湍流、团状盘的性质。由于星系具有相同的性质，但观测偏差却显著不同，因此，对$z>1$的研究来说，100个样本团质量提供了一个有用的比较。使用STRO，我们可以更容易地探测静止帧近红外波长，也可以探测更精细的空间尺度。我们发现，类星体团簇的恒星质量是典型的$10^{7}-10^8 \mathrm{M}_\odot$。我们采用了一种技术，使非参数的校正，从附近的团块中去除光，并进行了本地确定的磁盘减法。盘减影过程为主导效应，可在0.3~dex水平改变团块质量。利用这些质量，我们调查的质量函数的团块在星系中。BMO恒星质量函数遵循斜率为$α\approx -1.4$的递减幂律，比在$z>1$透镜星系中观察到的略浅，但与之相似。我们比较的结果，模拟100块群众。星系团的质量和银河中心的位置更类似于模拟中的长寿团。类似于最近的恒星星族梯度上的CNOO结果，这些结果与不采用强“早期”辐射反馈处方的模拟一致。
2022-03-09 astro-ph.GA
Charge exchange emission and cold clumps in multi-phase galactic outflows
星暴星系的大规模外流是多相、多组分的流体。电荷交换线，起源于中性和电离成分之间的界面是一个有用的诊断银河系外流的冷致密结构。从附近的星暴星系M82中观察到的电荷交换线，我们进行了表面到体积的分析，并推断出在其星系流出物中的冷致密团块具有扁平的形状，类似于汉堡包或煎饼的形态，而不是细长的形状。因此，所观察到的辅助H $α$特征不是主要的电荷交换线发射体。它们是由快速移动的电离流体从缓慢移动的致密团块中撕裂出来的剥离材料，随后被加热并拉伸成细长的形状。我们的研究结果与数值模拟结果一致，数值模拟结果表明，银河系外流中的冷致密团块可以被冲压压力压缩，并且在完全解体之前也会逐渐消融和剥离。我们已经证明，一些团块可以在银河外流中幸存下来。这些平流进入环星系环境，在那里它们的残留物会在环星系介质中凝结形成新的团块。这些新的团块落入星系，随后又被重新夹带到星系外流中，形成了星系物质再循环的循环过程。
2019-11-26 astro-ph.GA
Clump Survival and Migration in VDI Galaxies: an Analytic Model versus Simulations and Observations
我们解决的性质，巨大的团块在高z星系经历暴力光盘不稳定性，试图区分长寿的团块迁移向内和短命的团块，通过反馈中断。我们研究的演变团块，因为他们迁移通过光盘使用模拟测试的分析模型和面对理论与CANDELS观测。团簇"浴缸”模型，它考虑气体和恒星的增益和损失，其特征在于四个参数：吸积效率，恒星形成率（SFR）效率，气体和恒星的流出质量加载因子。相关的时间尺度都与迁移时间相当，两到三个轨道时间。团簇与星系的不同之处在于吸积速率对团簇质量变化的内在依赖性。的解析解，涉及指数增长和衰减模式，揭示了一个主要的演化阶段，在迁移过程中，SFR和气体质量是恒定的，恒星质量随时间线性上升。这使得特定SFR的倒数成为丛龄的可观察代理。后来，质量和SFR接近指数增长，具有恒定的比SFR，但这一阶段是假设的，因为团块在星系中心消失。该模型匹配模拟不同的，适度的反馈，无论是在孤立的和宇宙学的设置。观察到的团块与我们的理论预测一致，表明大规模团块是长寿和迁移的。一个不平凡的挑战是对反馈进行建模，这种反馈在大质量团块中是非破坏性的，但抑制SFR以匹配银河系恒星与晕的质量比。
2021-07-28 astro-ph.GA
Clumps in spiral galaxies at $z \lesssim 3$: Disentangling two spatial modes of star formation
Pulkovo Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学斯滕伯格天文研究所）；Saint Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）
研究高红移星系中星团与旋臂的关系，发现星团在旋臂区域更集中，其亮度、质量及尺寸均小于文献中常见值，且旋臂结构与星团参数存在相关性。
2026-05-14 astro-ph.GA
Hot graphite dust in the inner regime of NGC 4151
用三维辐射传输SKIRT程序模拟了NGC 4151的近红外辐射，并研究了环和环的情况。在RAT模型中，在环面和吸积盘之间加入了石墨环状结构（块状或光滑）。我们改变倾斜角$(i)$，内半径（分别为圆环和环的$R_{\rm in, t}$和$R_{\rm in, r}$），圆环半开角（$σ$），光学深度（圆环的$τ_{9.7, \rm t} $和环的$τ_{9.7, \rm r} $）和尘埃团大小（$R_{\rm clump}$）。我们进行了统计分析的参数空间，发现所有的模型都能够解释平坦的NGC 4151近红外SED的派生参数的微小差异。对于TO模型，我们得到，$R_{\rm in, t}=0.1$ pc，$σ= 30^\circ $，$i = 53^\circ $，$τ_{9.7, \rm t}=10$和簇大小，$R_{\rm clump}$ =0.4 pc。对于光滑大鼠模型，$R_{\rm in, \rm r}=0.04$ pc，$τ_{9.7, \rm total}$ = 11，对于clusivity大鼠模型，$R_{\rm in, r} = 0.04$ pc/0.06 pc和$τ_{9.7, \rm total}=20$。来自TO模型的$R_{\rm in, t}$与近红外观测值（$\sim 0.04$ pc）不一致。因此，最有可能的情况是，一个热石墨环位于距离中心0.04 …
2021-02-09 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Dense Gas Map and Environmental Trends
在寻求理解高质量恒星形成的过程中，有必要了解高质量恒星将形成的物质-致密的分子气体云和团块。赫歇尔红外银河系平面巡天（Hi-GAL）是对热尘埃发射的全面巡天，可用于表征分子气体的性质和银河系分布。我们分析了银河经度范围内的勘测图$10^\circ < \ell < 56^\circ$，并利用距离概率密度函数将这些2D图转换成银河平面的3D稠密气体图。这个范围对应于银河系环巡天（GRS）的范围，它提供了我们大部分的视线速度，因此是运动学距离。在Hi-GAL的这一部分中，我们识别了19，886个簇，其中10，124个至少具有运动学距离，5，405个通过贝叶斯技术很好地约束了它们的距离。在那些距离受到严格限制的星系中，星系团的质量随银心半径的增大而减小，而星系团的半径则与银心半径无关。
2018-09-24 astro-ph.GA
Clumpy galaxies in cosmological simulations: The effect of ISM model
研究了星际介质模型对宇宙学模拟中星系性质的影响。我们研究了在以前的研究中广泛使用的三种模型。ISM模型对稠密气体采用不同的状态方程。使用放大模拟，我们证明切换ISM模型可以控制红移$z\sim1$ -- $2$的大质量圆盘中巨型团块的形成，而它们的初始条件和其他设置（例如恒星反馈）不变。因此，不仅反馈，但ISM模型也可以负责cluerical形态的模拟星系。然而，我们发现，改变ISM模型几乎不影响星系的整体性质，如恒星和气体的总质量，恒星形成率，金属丰度和恒星角动量，无论显着差异的团块，即ISM模型只改变盘的团块。此外，我们的方法提供了一个测试，调查的影响，团块形成盘星系的演化使用相同的初始条件和反馈。我们发现，团块的形成并没有显着改变星系的性质，因此不能成为恒星暴增或淬火的原因。
2019-07-16 astro-ph.GA
A lower fragmentation mass scale in high redshift galaxies and its implications on giant clumps: a systematic numerical study
我们研究了次网格物理、星系质量、结构参数和分辨率对富含气体的星系盘碎裂成大质量恒星形成团块的影响。借助于ARGO宇宙流体动力学模拟，建立了初始条件。冲击波反馈不抑制碎裂，但减少了团块的数量和不稳定阶段的持续时间。一旦形成，我们的反馈模型就不能破坏绑定块。高气体分数和低晕浓度促进了广泛的碎裂。然而，持续数百万年的巨型团块$M > 10^8 M_{\odot}$是罕见的，主要是由团块-团块合并产生的。它们发生在质量盘中，最大旋转速度为$V_{max} > 250$ km/s，位于$z \sim 2$，在这些红移下观测到的星系群的高质量端。典型的气体和恒星质量的团块在所有运行的范围内$\sim 10^7-10^8 M_{\odot}$的星系与磁盘质量的范围$10^{10}-8\times 10^{10} M_{\odot}$。团块大小通常在$100-400$ pc范围内，与最近在透镜高z星系中的团块观测结果一致。\\我们认为，在观测中发现的许多巨大的团块不是由于原位碎裂，或者是由于分辨率不足而混合较小结构的结果。使用一个分析模型描述的局部崩溃内的螺旋臂，我们可以预测的特征气体质量的团块在开始碎裂（$\sim 3-5 \times 10^7 M_{\odot}$）相当准确，而传统的Toomre质量高估了他们。由于它们的中等质量，迁移到中心的团块对凸起生长的影响很小。
2015-08-10 astro-ph.GA
Origin of Giant Stellar Clumps in High-Redshift Galaxies
我们使用一套星系形成的宇宙学模拟来研究高红移星系中kpc尺度团块的性质。我们确定静止帧UV团块在模拟HST图像平滑到500 pc的分辨率，并将其与100 pc分辨率的模拟中确定的年轻恒星的固有3D团块进行比较。根据这种比较，我们预计，由于空间分辨率和投影的结合，观测到的团块的恒星质量被高估了一个数量级，这些团块的大小也被高估了几倍。贡献大部分紫外线辐射的年轻恒星的质量也可能被高估几倍。我们发现，在模拟中，大多数年轻恒星的团块在一个时间尺度上溶解短于$\sim$ 150百万年。一些具有致密核心的团块可以持续更长时间，但最终会分散。大多数团块不是束缚结构，维里参数$α_{\rm vir}$ > 1。我们发现类似的结果，在模拟地图H $α$排放措施确定的团块。我们检查的预测有效的团块大小的引力摄动的线性理论，并得出结论，他们是不一致的形成全球盘不稳定性。相反，观察到的团块代表了多个较小恒星形成区域的随机投影。
2022-08-13 astro-ph.GA
Clusters of Small Clumps Can Explain The Peculiar Properties of Giant Clumps in High-Redshift Galaxies
巨团块是观测到的高红移盘星系的一个特征。我们建议，这些kpc大小的团块具有复杂的子结构，是许多较小的团块自组织成团块集群（CC）的结果。这种自下而上的情况与常见的自上而下的观点相反，这些巨大的团块首先形成，然后是子碎片。利用一个孤立的、碎片化的大质量气体盘的高分辨率流体动力学模拟，并模仿Genzel等人（2011）在$z \sim 2$的观测结果，我们发现许多细节都非常一致。CC表现为大小为$R_{\mathrm{HWHM}} \simeq 0.9-1.4$ kpc、质量为$\sim 1.5-3 \times 10^9 \ \mathrm{M_{\odot}}$的单个实体，代表高z观测值。它们围绕着银河系中心形成一个环。在我们的模拟中，观察到的团块的高本征速度色散$σ_{\mathrm{intrinsic}} \simeq 50 - 100 \ \mathrm{km \ s^{-1}}$的起源是由其子结构的内部不规则运动完全解释的。不需要额外的能量输入，例如通过恒星反馈。此外，在协议的观测，我们发现一个小的速度梯度$V_{\mathrm{grad}} \simeq 8 - 27 \ \mathrm{km \ s^{-1} \ kpc^{-1}}$沿CC的光束涂抹速度残差图，对应于净旋和逆行旋转相对于银河系盘的旋转。CC情景可能对观察到的巨星系团的内部演化、寿命和迁移时间尺度、凸起生…
2016-02-05 astro-ph.GA
Clumpy galaxies seen in H-alpha: inflated observed clump properties due to limited spatial resolution and sensitivity
对形成恒星的大质量星系盘的高分辨率模拟显示，团簇形成时的特征重子质量在$10^7-10^8~M_{\odot}$范围内，团簇-团簇合并产生了一个超过$10^9~M_{\odot}$的小尾巴。这与在高红移恒星形成星系中观测到的质量高达$10^{10}~M_{\odot}$的kpc大小的团块形成对比。在本文中，我们表明，模拟和观测到的恒星形成团块之间的比较受到有限的观测空间分辨率和灵敏度的阻碍。我们后处理高分辨率的流体动力学模拟clujerk光盘使用精确的辐射转移模型的电离辐射的影响，从年轻的恒星和计算H $α$发射图。通过比较固有的团块大小和质量分布与那些推断从卷积的H $α$地图与不同的高斯孔径，我们模仿的典型分辨率中使用的观测。我们发现，与100 pc的分辨率，模拟观测可以恢复固有的集群半径和恒星质量，与透镜观测发现。相反，使用1 kpc分辨率会涂抹掉单个团块，导致它们明显合并。这导致了对团块半径的显著高估，因此，使用使用其观察到的尺寸的方法得出的质量。我们表明，有限的灵敏度也可以迫使观察显着高估的团块质量。我们的结论是，在观测中检测到的巨大团块的一个显着的部分可能会导致人为膨胀的半径和质量，并认为$\approx 100$ pc空间分辨率是正确捕获的恒星形成团块的物理特性，如果它们是由光盘碎片产生的相干结构。
2016-10-17 astro-ph.GA
A rest-frame near-IR study of clumps in galaxies at 1 < z < 2 using JWST/NIRCam: connection to galaxy bulges
利用 JWST/NIRCam 对 1<z<2 大质量星系的静止坐标系近红外成像，发现团块与核球强度强负相关，揭示团块可能驱动核球增长或受核球抑制的演化联系。
2023-11-30 astro-ph.GA
K-Band Imaging of the Nearby, Clumpy Turbulent Disk Galaxy DYNAMO G04-1
我们提出了一个案例研究的恒星团块G 04 -1，一个clusional，湍流盘星系位于$z$ = 0.13从CAMO样本，使用自适应光学启用K波段成像（$\sim2.25$ kpc/arcsec）与凯克/NIRC 2。我们在G 04 -1中发现了15个质量范围从$3.6 \times 10^{6}$到$2.7 \times 10^{8}\ \rm M_{\odot}$的恒星团，质量中值为$\sim2.9 \times 10^{7}\ \rm M_{\odot}$。请注意，当我们对下面的恒星盘进行光修正时，这些质量减少了大约一半。在$K_{P}$带成像中观察到的大多数（15个中的12个）团块在H $α$图中具有相关分量（$\sim2.75$ kpc/arcsec; $<$ R $_{clump}> \sim$ 500 pc）并且似乎是共定位的（$\overline{Δx} \sim 0.1$ arcsec）。使用哈勃太空望远镜WFC/ACS观测F336 W和F467 M过滤器，我们还发现了星团恒星性质径向趋势的证据：靠近G 04 -1中心的星团质量更大（与高$z$的观测一致），并且看起来更红，这表明它们可能更进化。使用我们的高分辨率数据，我们构建了一个恒星形成的主要序列G 04 -1的空间分辨的数量，并发现，所有地区（包括集群和内集群）的星系内正在经历一个增强的模式，经常观察到在高$…
2021-12-01 astro-ph.GA
A merger-driven scenario for clumpy galaxy formation in the epoch of reionization: Physical properties of clumps in the FirstLight simulation
The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), UT Institute for Advanced Study, The University of Tokyo（宇宙物理与数学 Kavli 研究所（WPI），UT 高等研究院，东京大学）；Research Center for the Early Universe, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部早期宇宙研究中心）
通过FirstLight模拟研究再电离时期恒星合并驱动的星系团形成，发现星系团主要由恒星合并形成，具有不同年龄和恒星形成率特征。
2024-09-08 astro-ph.GA
Stellar feedback in a clumpy galaxy at $z \sim$ 3.4
巨大的恒星形成区（团块）是$z \approx 1-4$星系的普遍特征。理论预测，如果它们能在超过5000万年的恒星反馈中存活下来，它们可以在星系演化中发挥关键作用。数值模拟表明，团块的生存取决于所采用的恒星反馈配方。迄今为止，对这两个团块的流出强度和气体去除时间表的观测限制仍然不确定。在这种情况下，我们研究了一个线发射星系的红移$z \simeq 3.4$透镜的前景星系团阿贝尔2895。四个大小为$\lesssim$ 280 pc的致密团块，代表团块质量分布的低质量端（恒星质量$\lesssim 2\times10^8\ {\rm M}_\odot$），主导着星系的形态。这些团块可能正在以恒星爆发的方式形成恒星，并且拥有年轻的恒星星族（$\sim$ 1000万年）。Lyman-$α$（Ly $α$）发射线和星云远紫外吸收线的性质表明，存在着全球流出速度为$\sim$ 200-300 km/s的喷射物质。假设检测到的外流是恒星形成反馈的结果，我们推断的平均质量加载因子（$η$）的团块$\sim$ 1.8 - 2.4一致的结果从cluerous星系的流体动力学模拟，假设相对较强的恒星反馈。假设没有气体流入（半封闭箱模型），$η$的估计值表明，流出物排出四个检测到的低质量团块的分子气体储层（$\simeq 7\times 10^8\ \text{M}_\odot$）的时间尺度为$\le…
2021-09-14 astro-ph.GA
Fraction of Clumpy Star-Forming Galaxies at $0.5\leq z\leq 3$ in UVCANDELS: Dependence on Stellar Mass and Environment
本研究提出新的团块识别方法，基于UVCANDELS等数据发现高红移星系团块占比随红移升高、低质量星系占比更高，且无显著环境依赖，支持盘不稳定性碎裂为团块主要形成机制。
2023-05-15 astro-ph.GA
Can we constrain galaxy geometry parameters using spatially integrated SED fitting?
复杂的光谱能量分布（SED）模型使用几何参数描述粉尘衰减和排放。这种处理是自然的，因为尘埃效应是由星系中潜在的星尘几何形状驱动的。一个例子是星尘SED模型，它将星系分为恒星盘、恒星凸起和尘埃盘。这项工作利用Starduster SED模型研究的效力，推断几何参数使用空间集成SED拟合。我们的方法适合的SED模型，以模拟测光结合半解析模型与相同的SED模型。我们的拟合结果表明，即使使用了从UV到FIR的21个滤波器，星盘半径也可以被约束，而倾角、尘埃盘与星盘半径比、凸起半径和内禀凸起与总光度比都不受约束。我们还研究了S/N的影响，发现S/N的增加（高达80）带来有限的改善的结果。我们提供了一个详细的讨论来解释这些发现，并指出更一般的几何模型的影响。
2022-12-12 astro-ph.GA
Using Red Clump Stars to Decompose the Galactic Magnetic Field with Distance
本文提出了一种测量银河系磁场大尺度结构的新方法。银河系磁场已经通过银河系圆盘用近红外星光偏振仪探测，但是到每个背景恒星的距离是未知的。利用红团簇星作为近红外标准烛光，首次尝试分解天空投影银河系磁场的视线结构。分解了两个示例视线：朝向具有许多红色团簇星的场和朝向具有很少红色团簇星的场。连续估计磁场方向超过几千秒差距的距离是可能的，在现场与许多红色的星团星，而只有离散的估计是可能的稀疏的例子。朝向外星系，有一个连续的磁场方向与距离，显示扰动的证据，由银河曲。朝向内星系，磁场几何形状大规模变化的证据与独立于法拉第旋转研究得出的磁场反转模型一致。本文还提出了一种确定候选内偏振星的光偏振方法。未来将这种方法应用于天空的大区域，将以前所未有的方式开始绘制银河磁场的过程。
2014-07-27 astro-ph.GA
The Stellar Mass and Age Distributions of Star-Forming Clumps at $0.5 < z < 5$ in JWST CANUCS: Implications for Clump Formation and Destruction
本研究利用 JWST CANUCS 分析 $0.5<z<5$ 恒星形成团块的质量与年龄分布，揭示 cSMF 斜率随星系质量、气体比例、团块起源及年龄变化，约束其形成、存活与毁灭机制。
2025-09-29 astro-ph.GA
How Well Can We Measure the Stellar Mass of a Galaxy: The Impact of the Assumed Star Formation History Model in SED Fitting
推导星系恒星质量（$M_*$）的主要方法是通过光谱能量分布（SED）模型。然而，该技术依赖于假设，如星系恒星形成的历史和尘埃衰减规律，可能会严重影响SED建模导出的物理性质的准确性。在这里，我们研究的效果，假设的恒星形成历史（SFH）的恒星属性推断SED拟合地面truthing他们对模拟观测的高分辨率宇宙流体动力学星系形成模拟。传统上，SFH是用简化的参数化函数形式建模的，但这些形式不太可能捕捉到星系SFH的真实多样性，并可能对结果施加系统性偏差和低估的不确定性。我们表明，灵活的非参数恒星形成的历史优于传统的参数形式在捕捉星系恒星形成历史的变化，因此，导致显着改善恒星质量的SED拟合。我们发现，延迟$τ$模型的平均偏差为0.4 dex，非参数模型的平均偏差略低于0.05 dex。同样，使用非参数恒星形成的历史，在SED拟合结果恢复星系恒星形成率（SFR）和恒星年龄的准确性增加。
2020-11-20 astro-ph.GA
Spatially resolved stellar mass buildup and quenching in massive disk galaxies over the last 10 Gyr revealed with spatially resolved SED fitting
尽管在过去的10 Gyr宇宙恒星形成率密度下降，但星系中的恒星质量（$M_{*}$）在这一时期仍在增加。目前宇宙中大约50%的$M_{*}$密度是建立在最后一个$\sim 8.7$ Gyr之上的。在这项研究中，我们调查了过去10 Gyr的大质量盘星系内空间分辨区域的恒星质量积累和淬火。本文将光谱能量分布拟合方法应用于星系亚银道区的光谱能量分布，得到了SFR和$M_{*}$在星系中的空间分辨分布。将这种方法即\textit{pixel-to-pixel SED fitting}方法应用于大质量盘星系的$0.01<z<0.02$和$0.8<z<1.8$。我们发现，大质量盘星系倾向于建立自己的$M_{*}$和淬火的恒星形成逐渐从中心区域到外围，即\textit{inside-out}恒星质量积累和淬火。
2019-02-20 astro-ph.GA
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
First constraints on the stellar mass function of star-forming clumps at the peak of cosmic star formation
在宇宙恒星形成的高峰期，恒星形成团在星系的静止框架紫外线形态中占主导地位。如果湍流驱动的碎片是它们形成的机制，我们预计它们的恒星质量函数遵循幂律斜率接近$-2$。我们测试这一假设执行的第一次分析的恒星质量函数的团块托管在星系在$z\sim 1-3.5$。从文献中收集的团块样本具有相似的检测阈值和以均匀方式确定的恒星质量。为了克服每个星系的统计数字很小（每个星系只有几十个团块），我们将所有高红移团块合并起来。由此产生的团块质量函数遵循斜率$\sim -1.7$的幂律，并且在质量低于$2\times 10^7$ M $_{\odot}$的情况下为零。通过随机抽样的丛种群，得出了一个幂律质量函数的斜率$-2$，我们测试的效果相结合的小丛种群，调查的检测限，和混合的质量函数。我们的数值模拟再现了在真实团块质量函数中观察到的所有特征，证实了它与幂律斜率$\simeq -2$是一致的。这一结果支持了高红移团块的形成，它是通过类似于本地星系的碎裂方式形成的，但是是在不同的气体条件下。
2018-06-20 astro-ph.GA
The segregation of starless and protostellar clumps in the Hi-GAL l=224deg region
恒星形成于致密的尘埃结构中，这些尘埃结构嵌在较大的分子云团块中，通常在大尺度上（> 1 pc）显示出清晰的尘埃结构。在Hi-GAL调查中研究得最好的区域之一可以在l= 224度的区域观察到。在这里，一个附属区域已经被研究，它已经发现，原恒星团块大多位于沿着主灯丝，而无星团块被检测到离开这个灯丝，而是在次要的，不太突出的灯丝上发现。我们想研究这种分离效应以及它如何影响团块的性质。我们绘制了12 CO（1-0）线和它的主要三个同位素对两个最突出的灯丝观察到的l= 224度领域使用Mopra射电望远镜，为了设置观测约束这些结构的动态和相关的无星和原恒星团块。与无星团块相比，原恒星团块更明亮，更动荡，并且位于周围气体显示更大线宽的区域。我们看到了气体沿着主灯丝流动的证据，但我们没有发现任何从灯丝到Hi-GAL团块的吸积流的迹象。我们分析了暗条的径向柱密度分布和它们的引力稳定性。更大的质量和高度分散的主灯丝似乎是热超临界和引力约束，假设所有的非热运动都有助于热的支持，这表明与次级灯丝相比，进化的后期阶段。然后，Hi-GAL团块的状态和进化阶段似乎与宿主细丝的状态和进化阶段相关。
2016-08-18 astro-ph.GA
Spikes in the SED and Ripples in the Outskirts of Galaxies
我们描述了一种新的方法，使我们能够定量地描述银河系卫星从外部气体盘的扰动分析，而不需要他们的光学知识。我们已经证明了这种方法的有效性，我们称之为潮汐分析，通过将其应用于本地螺旋与已知的光学同伴，包括M51和NGC 1512。这些星系的范围从有一个低质量的伴星（大约是主星系质量的百分之一）到有一个相当大质量的伴星（大约是主星系质量的三分之一）。这种方法对天体物理学的许多领域都有广泛的影响--间接探测暗物质（或暗物质主导的矮星系），以及利用它来破译卫星对星系盘的动力学影响。在这里，我们提出了一些初步的结果上的紧急SED和图像，计算沿这些动态模拟的时间序列，使用3-D自洽蒙特卡罗辐射转移代码RADISHE。我们探讨恒星形成的处方，以及它们如何影响紧急的SED和图像。我们的目标是确定SED的颜色，主要是受星系的相互作用的历史，而不是显着影响的恒星形成处方的选择。如果成功的话，我们也许能够利用主星系的紫外-红外辐射来了解它最近的相互作用历史。
2012-01-23 astro-ph.GA
Conditions for Clump Survival in High-z Disc Galaxies
我们研究了高红移盘星系中的巨大团块的生存与破坏，短寿命（S）与长寿命（L）团块和两个L子类型，通过分析模型测试模拟。我们开发了一个标准的集群生存，有或没有他们的气体，预测生存参数$S$的基础上。它比较了超新星反馈和引力收缩的能量来源与团簇结合能以及外流和湍流耗散的损失。团簇的性质来自于Toomre不稳定性，接近维里平衡和Jeans平衡，超新星能量沉积是基于最新的气泡分析。对于中等的反馈水平，我们发现，L团块存在的圆周速度$\sim\!50\, km\, s^{-1}$和质量$\geq\!10^8\, M_\odot$。它们很可能存在于圆速度为$\geq \!200\, km\, s^{-1}$的星系中，在$z \sim 2$处与圆盘的理想恒星质量$\geq\!10^{9.3}\, M_\odot$一致。L团簇有利于圆盘气体部分$\geq\!0.3$，低质量凸起和红移$z\!\sim\! 2$。如果反馈更具有喷射性，则L个团块的可能性减小，例如，如果超新星是最佳聚集的，如果辐射反馈非常强，如果恒星初始质量函数头重脚轻，或者如果恒星形成率效率特别高。一个子类型的L团（LS），失去了他们的气体在几个自由落体的时间，但保留绑定恒星成分，可以解释为一个较小的收缩因子和较强的外部引力效应，其中团合并增加SFR效率。质量更大的L团（LL）保留了它们的大部分重子数十次自由落体，恒星形成率大致恒定。
2022-09-09 astro-ph.GA
The possible hierarchical scales of observed clumps in high-redshift disc galaxies
在观测到的高红移盘状星系中，质量为10^8-10^9兆索尔的~kpc尺度的巨团块随处可见。最近的高空间分辨率的模拟和观测表明，这些团块内的子结构的存在。我们进行高分辨率模拟的大质量星系的引力盘不稳定性的框架内研究的子结构的形成。我们关注的是一个孤立的纯气体盘，其等温状态方程T=10^4 K，可以鲁棒地捕获自引力和流体动力学的影响。星系的主要质量存在于旋转支撑的团块中，这些团块通过合并而增长，最大团块质量为10^8 Msol，致密气体的直径约为120 pc。它们在相对较短的时间内（<<5000万年）聚集成丛簇（CC），这在整个模拟时间内都存在。我们确定了几个质量和大小尺度，在这些尺度上，星团在相应的观测分辨率为~10^8 - 10^9 Msol时表现为单个天体。大多数的集群出现密集的群体和较大的光束，他们更有可能是一个单一的对象代表开放的结构。在高分辨率运行中，可以达到更高的密度，并且初始结构可以进一步塌陷并碎裂成比初始Toomre长度更小的许多团块。在我们的低分辨率实验中，这些团块直接形成于较大尺度的0.3-1千秒差距，10^8-10^9毫索尔。在这里，通常用于防止虚假碎裂的人工压力底板强烈影响团块的初始形成及其在非常低的密度下的性质。
2019-06-10 astro-ph.GA
High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在$z=3.042$上发现的引力透镜亚毫米星系H-ATLAS J090311.6+003906（SDP.81）中分子气体和尘埃的空间分辨特性。我们在CO（5-4）线数据中鉴定了14个分子团，所有分子团在源平面的空间尺度为$\sim$ 50-300 pc。团簇的分子气体面密度（$Σ_{\rm H_2}$）和恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$）比本星系的高出三个数量级以上。团块被放置在“突发”序列中的$Σ_{\rm H_2}$ - $Σ_{\rm SFR}$平面，这表明$z \sim 3$分子团块遵循恒星形成法律派生本地星暴星系。我们的引力透镜模型，在源平面的位置推导出的分子团，尘埃团，和恒星组件中确定的{ \sl哈勃太空望远镜}图像。分子团和尘埃团共存于$\sim$ 2千秒差距的相似区域，而恒星成分最多偏移$\sim$ 5千秒差距。分子团在南北方向上具有系统的速度梯度，这可能表明旋转的气体盘。一种可能的情况是，分子气体、尘埃和恒星的成分分布在一个数kpc尺度的旋转盘中，恒星的辐射被中心恒星形成区域的尘埃严重遮蔽。另外，SDP.81可以用合并系统来解释，在合并系统中，尘埃星暴发生在两个星系碰撞的区域，被恒星成分中的潮汐特征所包围。
2015-06-10 astro-ph.GA
Systematics in the SED Fitting Parameter Estimation of Composite Galaxies
利用光谱能量分布（SED）拟合推导星系的物理性质是一种有效的方法，但会受到模型假设所产生的各种系统学的影响。以前，这种偏差主要是在单个星系的背景下研究的。在这项研究中，我们调查潜在的偏见所产生的执行SED拟合两个星系的组合光，合并后的系统的情况下。我们使用GALEX-SDSS-WISE Legacy Catalog（GSWLC）的z<0.3星系来识别9，000个最终可能合并的星系对。对于这些，我们调查，如果UV/光学SED拟合准确地确定恒星质量和（特定）恒星形成率，如果对未解决（合并）。这对星系中单个星系的恒星质量（和SFR）之和为这些量建立了基础事实。对于恒星形成星系，恒星质量、SFR或sSFR没有偏差（<0.1 dex）。SFR（~0.1 dex）中的中等系统性被发现的系统与两个星系之间的尘埃含量的极端对比。我们的结论是，会出现的偏见，在确定质量和SFR的合并后系统的帐户的两个原始星系有可能非常不同的恒星形成历史和不同的尘埃属性是小的，简单的两个组件的恒星形成历史的方法是足够的。在这项研究中提出的方法，使用通量合成与经验确定的地面真相，提供了新的机会，测试结果的SED拟合一般。
2022-03-11 astro-ph.GA
Multiply lensed star forming clumps in the A521-sys1 galaxy at redshift 1
我们研究了A521-sys 1中的恒星形成团的人口，A521-sys 1是一个由前景（$\rm z=0.25$）星团Abell 0521引力透镜的$\rm z=1.04$系统。该星系呈现出一个完整的反像，平均放大率为$\rm μ\sim4$，一个宽弧包含两个放大率达到$\rm μ>20$的A521-sys 1的部分图像，允许对团块的研究下降到$\rm R_{eff}<50$ pc的尺度。我们确定了18个独特的团块，共45个多个图像。内在的大小和紫外线的大小揭示了团块与升高的表面亮度，类似的系统在红移$\rm z\gtrsim1.0$。这些团块解释了银河系紫外光度的$\sim40\%$，这意味着最近的恒星形成活动中有很大一部分发生在那里。团块质量范围从$\rm 10^6\ M_\odot$到$\rm 10^9\ M_\odot$，大小从几十到几百秒差距，导致质量表面密度从$10$到$\rm 10^3\ M_\odot\ pc^{-2}$，中值为$\rm \sim10^2\ M_\odot\ pc^{-2}$。这些性质表明，我们探测到恒星形成发生在广泛的规模，从集群聚集体到巨大的恒星形成复合体。我们发现年龄小于$100$ Myr，与在出生区域附近观察到的团块一致。缺乏与质量，质量密度，或年龄和缺乏老的迁移团块的银河系的趋势可以解释，要么溶解后，几个$\sim100$百万年或恒星的演化，…
2022-08-04 astro-ph.GA
The Processing of the Clumpy Molecular Gas in the Galactic Center and the Star-Formation
本文介绍了在银心中心~20 pc区域用绿岸100米望远镜（GBT）对CS 1-0进行的测绘观测，以及用亚毫米波阵列（SMA）对0.86mm尘埃连续辐射和几种温暖致密气体示踪物进行的157点镶嵌观测。前所未有的大视野和高角分辨率的SMA尘埃图像允许识别丰富的0.1-0.2 pc规模的致密气体团。我们发现，在银河系中心，I类甲醇脉泽与致密气体团有很好的关联。然而，在~0.1 pc尺度下，这些致密气体团簇仍然具有极大的线宽（FWHM~10-20 km/s）。简单的计算表明，已识别的团块可能是加压气体库，为1-10颗太阳质量的恒星的形成提供了燃料。这些气体团可能是ALMA解决银河系中心大质量恒星形成的最有希望的候选者。
2014-02-07 astro-ph.GA
Multi-Wavelength View of Kiloparsec-Scale Clumps in Star-Forming Galaxies at z~2
本文用多波长宽带测光方法研究了恒星形成星系中z~2处千秒尺度团块的性质。在Hubble超深场，利用HST/WFC 3和ACS的高分辨率图像，我们可以分辨z~2星系在静止坐标系UV和光学波段的kpc尺度的结构，并探测到暗端的团簇。通过拟合空间分辨七波段（BVizYJH）光谱能量分布的模型测量团块的物理性质。平均而言，这些团块是蓝色的，并且具有与其宿主星系的漫射成分相似的中值静止帧UV-光学颜色，但团块的颜色有很大的散射。虽然恒星形成率（SFR）-恒星质量关系的星系是由弥漫成分占主导地位，块出现的区域增强特定的SFR，单独贡献约10%和50%的SFR的主机星系。然而，团块对静止坐标系UV/光学光度和恒星质量的贡献较小，通常单独为百分之几，合在一起约为20%。平均而言，团块是年轻的0.2德克斯和密集的8倍，比弥漫性成分。团簇的性质有明显的径向变化，在这个意义上，中央团簇比外围团簇更红，更老，更明亮，密度更大，在形成恒星时更不活跃。我们的研究结果与一种广泛持有的观点基本一致，即团块是通过富含气体的湍流盘中的引力不稳定性形成的，最终会向银河系中心迁移并合并成凸起。在我们的样本中，大约40%的星系包含一个巨大的团块，可以被识别为原凸起，这似乎与这种凸起形成的情况定性一致。
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clumpy Galaxies in GOODS and GEMS: Massive Analogs of Local Dwarf Irregulars
在GEMS和GOODS领域的cluristic星系检查的线索，他们演变成现代的螺旋。测量了团块的大小和团块间区域的表面亮度，并将其拟合到恒星年龄和质量的模型中。从没有明显团间发射的团簇到有淡红盘的团簇，再到絮状或大设计类型的旋涡星系，都有一个演化的趋势。沿着这个序列，interclump表面密度增加和质量表面密度之间的对比度的团块和interclump区域减少，这表明一个逐渐分散的团块，形成磁盘。此外，沿着这个序列，隆起的团块质量比和年龄比增加，这表明一个逐渐形成的隆起。所有这些形态类型都出现在相同的红移范围内，表明团簇形态不是带移的结果。与具有相同静止波长和空间分辨率的本地星系的比较表明，团簇类似于本地矮不规则星。这种相似性与一种模型是一致的，在该模型中，cluerical形态来自于气体中的引力不稳定性，与旋转速度相比具有高湍流速度，与恒星相比具有高质量分数。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal Emission in the Southwest Clump of VY CMa
我们提供VY CMa的高空间分辨率LBTI/NOMIC $9-12$ $μm$图像及其大量外流特征，西南（SW）团块。结合来自HST（$0.4-1$ $μm$）和LBT/LMIRCam（$1-5$ $μm$）的高分辨率成像，我们从恒星本身中分离出了团块的光谱能量分布（SED）。使用辐射传输代码DUSTY，我们模型的散射光从VY CMa和热发射的尘埃在丛估计的光学深度，质量和温度的SW丛。SW团的光学厚度为8.9 $μm$，亮度温度为$\sim$ 200 K。与相等的部分硅酸盐和金属铁的尘埃化学，以及对粒度分布的假设，我们估计的尘埃质量$5.4\times10^{-5}\,M_\odot$。当气体与尘埃的比值为100时，这意味着总质量为$5.4\times10^{-3}\,M_\odot$。与VY CMa的典型质量损失率相比，SW团块代表了$\lesssim300$多年前的极端局部质量损失事件。
2020-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Masses of Giant Clumps in CANDELS and Simulated Galaxies Using Machine Learning
已知有相当一部分的高红移恒星形成盘星系拥有巨大的团块，其性质和在星系演化中的作用还有待了解。在这项工作中，我们首先提出了一种新的方法，基于神经网络检测星系图像中的团块。我们使用这种方法来检测团块在休息帧的光学和紫外图像的一个完整的样本的$\sim1500$恒星形成星系在$1<z<3$在坎德尔调查，以及从VELA放大宇宙学模拟的图像。我们发现，观测效应有显着的影响，导致高估的团块质量高达10倍，这突出了观察和模拟之间的公平比较的重要性和当前的HST数据的局限性，以研究遥远星系的解析结构。在用混合密度网络校正这些效应后，我们估计团块恒星质量函数在完全性极限（$10^{7}$太阳质量）下遵循幂律，大部分团块质量小于$10^9$太阳质量。这与最近基于引力透镜的测量结果更一致。在这项工作中探索的模拟总体上再现了在相同条件下遇到的观察到的团块恒星质量函数和团块分数的形状，尽管它们往往位于观测的置信区间的下限。这种一致性表明，大多数观察到的团块是在原位形成的。
2020-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Survival of Star-Forming Giant Clumps in High-Redshift Galaxies
我们研究了在星系形成的最活跃阶段，来自恒星的辐射压力对高红移大质量盘状星系中恒星形成巨块生存的影响。这些团块通常质量约为10^8-10^9兆太阳能，半径约为0.5 ~ 1，它们是由剧烈的引力不稳定性在湍流的富气盘中形成的，然后在约10个动力学时间内迁移到中心隆起。我们表明，这些团块的生存或破坏恒星反馈的影响下，关键取决于它们形成恒星的速度。如果它们在每个自由落体时间内将其气体质量的百分之几转化为恒星，就像所有局部恒星形成系统所观察到的那样，并由肯尼库特-施密特定律所暗示，它们就不会被破坏。只有当团块在几次自由落体中将大部分质量转化为恒星时，反馈才能产生显著的气体排出。我们考虑这种快速的恒星形成是否可能在高红移巨星团。
2010-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Fraction of Clumpy Galaxies at 0.2<z<1.0 in the COSMOS field
利用哈勃空间望远镜/高级巡天照相机在COSMOS领域的数据，我们系统地搜索了0.2<z<1.0的星团，并研究了星团的比例及其演化与恒星质量、恒星形成速率（SFR）和比SFR（SSFR）的关系。在Mstar > 10^9.5 Msun的恒星形成星系中，无论恒星质量如何，星团星系的比例都会随着时间的推移从0.8<z<1.0时的~0.35减少到0.2<z<0.4时的~0.05，尽管在每个红移处，Mstar > 10^10.5 Msun的大质量星系的比例会略低。另一方面，在我们所研究的所有红移范围内，随着SFR和SSFR的增加，cluerous星系的比例都增加。特别是，我们发现，不同的恒星质量的星系之间的分数的SSFR依赖性是相似的，在一个给定的SSFR的分数不依赖于每个红移箱中的恒星质量。星团分数从z~0.9到z~0.3的演化似乎可以用这种分数的SSFR依赖性和恒星形成星系SSFR的演化来解释。在给定的SSFR下的分数似乎也随着时间的推移而减少，但这可能是由于形态学K校正的影响。我们认为，这些结果是理解的引力破碎模型的巨大团块的形成在磁盘星系，其中气体的质量分数是一个至关重要的参数。
2014-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decomposition of stellar populations in CosmoDC2 galaxies using SCARLET and Deep Learning
我们提出了一种新的基于深度学习的方法来估计合成星系中不同恒星星族的归一化宽带光谱能量分布（SED）。与非参数多波段源分离算法SCARLET（同时拟合SED和形态）相反，在我们的研究中，我们提供了独立于形态的统计确定SED，其中我们仅使用星系的颜色分布。我们开发了一个神经网络（sedNN），准确地预测旧的，红色和年轻的，蓝色的恒星星族的真实合成星系的模拟宽带图像中的星系相关像素的颜色分布的SED。我们在最近发布的CosmoDC 2模拟星系目录的一个子集上训练和测试了该网络，其中包含大约3，600个星系。模型性能与SCARLET的结果进行了比较，我们发现sedNN可以预测平均4-5%的准确度，这比应用SCARLET好大约两倍。我们还研究了这种改进的效果上的通量测定精度的凸起和磁盘。我们发现，使用更准确的SED减少了约30%的组件通量测定的误差。
2021-11-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Magnified View of the Kinematics and Morphology of RCSGA 032727-132609: Zooming in on a Merger at z=1.7
我们提出了一个详细的分析，多波长HST/WFC 3成像和Keck/OSIRIS近红外AO辅助积分场光谱的高度放大的透镜星系在z=1.70。这个年轻的星暴是z~2处紫外选择恒星形成星系（SFG）的代表，包含多个独立的恒星形成区。由于透镜放大率，我们可以在星系的源平面上分辨到100 pc的空间尺度。速度场显示出扰动的运动学，暗示着一种正在进行的相互作用，并且有一个明显的潮汐尾的特征。我们约束的年龄，变红，SFR和恒星质量的恒星形成的团块从SED建模的WFC 3测光和测量他们的H-α光度，金属丰度和流出的OSIRIS数据的属性。RCSGA 0327是第一个在恒星质量<10^10 M_sun，具有空间分辨恒星风的高红移SFG。我们比较的H-α光度，大小和分散的恒星形成区域的其他高Z团块，以及当地的巨大的HII地区，并没有发现证据增加团块恒星形成的表面密度在相互作用的系统，不像在当地的宇宙。空间分辨的SED模型揭示了一个既定的恒星星族的位置上的最大的团块和第二个质量浓度的边缘附近的系统，这是没有检测到的H-α发射。这表明一个等质量的混合主合并的图片，这并没有引发新的恒星形成爆发或在气体贫乏的部分造成潮汐尾。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Should we believe the results of UV-mm galaxy SED modelling?
星系光谱能量分布（SED）建模是一个强大的工具，但限制它能够推断星系属性（例如恒星形成率，SFR）的真实值是困难的，因为独立的确定往往是不可用的。然而，星系模拟可以提供一种测试SED建模技术的手段。在这里，我们提出了一个数值实验中，我们应用的SED建模代码MAGPHYS的紫外线（UV）-毫米（mm）合成测光产生的流体动力学模拟的一个孤立的盘星系和一个主要的星系合并通过执行三维尘埃辐射转移。我们比较了SED模型的物理性质与真实值，发现MAGPHYS模型很好地恢复了模拟星系的大部分物理参数。特别是，它恢复了一致的参数，无论视角如何，即使每个视角和时间步长都是独立建模的，模拟的相邻时间步长的结果也是平滑变化的。当我们在辐射转移计算中使用SMC型固有尘埃消光曲线时，出现了这一规则的显著例外。在这种情况下，MAGPHYS使用的双组分尘埃模型无法有效地校正模拟星系的衰减，这导致潜在的重大错误（尽管我们在这种情况下只能获得勉强可接受的拟合）。总的来说，我们的研究结果给人信心的能力，SED模型推断星系的物理性质，虽然有一些警告。
2014-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Natures of a clump-origin bulge: a pseudobulge-like but old metal-rich bulge
旋涡星系中的核球被认为可以分为两种类型：经典核球和伪核球。经典的凸起被认为是由星系合并形成的爆发性恒星形成，而伪凸起则被认为是由长期演化形成的，由于螺旋臂和棒状结构漏斗气体进入星系中心。Noguchi（1998，1999）提出了另一种隆起形成情景，“丛源隆起”。他使用数值模拟证明，星系盘在盘形成的早期阶段遭受动力学不稳定，形成团块结构，因为过早的盘预计是高度富含气体的，然后团块被动力学摩擦吸入星系中心，并在中心合并成一个单一的凸起。这种只会在高红移处发生的星系核隆起的形成，不同于星系合并和长期演化。因此，块源凸起可能具有其自身的独特性质。利用高分辨率的N体/光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟了孤立星系团核球的形成过程，并研究了团核球的动力学和化学性质.我们发现，集团起源的隆起类似于pseudobulges的动力学性质，一个近指数的表面密度分布，一个禁止boxy形状和一个显着的旋转。我们还发现，这个凸起由古老而富含金属的恒星组成，与经典的凸起相似。这些性质，古老的富金属布居，但pseudobluge-like结构，意味着集团起源的隆起不能简单地分为经典的隆起或pseudobluges。从这些结果中，我们讨论了相似的星系团起源的凸起的银河系凸起。
2011-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
