Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
On the link between column density distribution and density scaling relation in star formation regions
我们提出了一种方法来获得的密度标度关系$\langle n\rangle \propto L^{-α}$在恒星形成的区域或在其湍流附近的直接装箱的列密度分布（$N$ -pdf）。该方法的结果进行了研究，为三种类型的$N$ -pdf：幂律（$7/5\leα\le5/3$），对数正态（$0.7\lesssimα\lesssim1.4$）和对数正态组合。在最后一种情况下，Stanchev等人的方法也被应用于比较。（2015）发现了非常弱（或接近于零）的相关性。我们得出结论，所考虑的“分箱方法”反映了$N$ -pdf的局部形态，而没有参考所考虑区域的物理条件。推导出的斜率与广泛采用的Larson（1981）值$α\sim1.1$的大致一致性表明，分子云中的密度-尺寸关系确实是观测到的$N$ -pdf的一个伪影。
2017-05-18 astro-ph.GA
Evolving Molecular Cloud Structure and the Column Density Probability Distribution Function
分子云的结构可以用质量面密度的概率分布函数来表征。特别是，分布的性质可以揭示分子云内部湍流和恒星形成的性质。在本文中，我们将探讨这些结构特征如何随时间演变，以及它们如何与从分子云的合成柱密度图样本中测量的各种云特性相关。我们发现，随着云的发展，其柱密度PDF的峰值将转移到低于观测阈值的表面密度进行检测，从而导致底层对数正态分布，该分布在后期已经有效地丢失。我们的研究结果解释了为什么某些积极的恒星形成，动态较老的云，如猎户座分子云的观测，似乎没有任何证据的对数正态分布在其列密度PDF。我们还研究了我们的模拟云样本的幂律尾部的斜率和偏离点的演变，并表明这两个属性的趋势趋于恒定值，从而将分子云的柱密度结构与恒星形成的表面密度阈值联系起来。
2014-09-08 astro-ph.GA
The Role of Column Density in the Formation of Stars and Black Holes
盘状星系中恒星的质量近似与自转速度的四次方成比例，而星系核中心黑洞的质量近似与核球速度色散的四次方成比例。这里表明，如果在一个具有等温质量分布的形成中星系中，柱密度大于8兆太阳/平方厘米的气体进入恒星，而柱密度大于2克/平方厘米（10^4兆太阳/平方厘米）的气体进入中心黑洞，则可以解释这些关系。下临界值接近于约10 Msun/pc ^2的柱密度，在此密度下，原子气体变成分子气体;上临界值与约1 g/cm ^2的柱密度大致一致，在此密度下，气体在冷却辐射下变得光学厚。这些结果是合理的，因为分子的形成显然是恒星形成的必要条件，而且星系核中高光学深度的出现可能会抑制恒星的持续形成，并有利于中心黑洞的生长。
2009-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravity or turbulence? II. Evolving column density PDFs in molecular clouds
最近的研究表明，分子云的柱密度概率分布函数（Npdf）并不具有唯一的形状。相反，没有恒星形成的云似乎具有对数正态分布，而具有活跃恒星形成的云在高柱密度下形成幂律尾。对数正态行为的Npdf已被解释为湍流运动主导的动力学的云，而幂律行为发生时，云是由重力为主。在目前的贡献，我们使用热双稳态数值模拟云的形成和演变表明，事实上，这两个制度可以理解的分子云的形成和演变：一个非常窄的对数正态制度出现时，云正在组装。然而，随着全球引力收缩的发生，初始密度波动增强，首先导致更宽的对数正态Npdf，然后导致幂律Npdf。因此，我们认为所观察到的分子云的Npdf是其全球引力收缩状态的表现。我们还表明，与最近的建议相反，幂律斜率的确切值是不唯一的，因为它取决于云被观察到的投影。
2011-05-26 astro-ph.GA
On volume density and star formation in nearby molecular clouds
本文提出反演建模方法，利用Herschel与Spitzer数据估算24个近邻分子云的体密度分布，发现体密度致密气体比例最能预测恒星形成，并给出$2\ imes10^4$ H$_2$cm$^{-3}$阈值。
2024-12-10 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: I. Column density and star formation from sub-pc to kpc scales
描述星际介质的性质如何在不同的尺度上结合起来，对于理解恒星形成的比例律和连接银河系和河外分子云的数据至关重要。我们描述了云的统计结构，以及它与恒星形成的联系，在银河系盘内的一个完整区域中从亚秒差距到千秒差距尺度的变化。我们建立了一个人口普查的分子云在2千秒差距从太阳使用文献。我们研究尘埃为基础的柱密度概率分布（N-PDF）的云和它们的关系，以年轻的恒星天体（YSO）跟踪恒星形成。然后，我们检查我们的调查区域从外面，在不同大小的光圈，并描述如何N-PDF和它们的关系，恒星形成的大小尺度的变化。云的N-PDF不能很好地由任何单一的简单模型描述;使用任何单一的模型可能会使N-PDF的解释产生偏差。N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，并且这种相关性随着银河系环境（旋臂/旋臂间区域）而变化。我们发现，云的密度对比度可能比致密气体的质量分数更密切地联系到恒星的形成。孔径平均的N-PDF随尺寸尺度而变化，并且对于更大的孔径更头重脚轻。孔径N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，大小约为0.5 kpc，取决于环境。我们的研究结果表明，云结构和恒星形成之间的关系是环境特异性的，最好通过相对量（例如，密度对比度）。最后，我们展示了如何单独的云的密度结构引起的kpc规模的肯尼库特-施密特的关系作为一个组合的采样效果和不同的银河系环境的混合。
2021-09-02 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds IV. Column density PDFs from quiescent to massive molecular clouds
我们提出了N-PDF的29个银河系地区获得的赫歇尔成像在高角分辨率，包括弥漫和静止的云，和那些显示低，中，高质量的恒星形成（SF），并使用三角洲方差工具的云结构的特点。N-PDF在低柱密度下呈双对数正态分布，在高柱密度下显示一个或两个幂律尾（PLT）。对于弥漫，静止，低质量的SF云，我们建议，这两个对数法线产生的原子和分子阶段，分别。对于大规模的云，我们建议，第一个对数正态是建立了由有害的混合H2和第二个压缩（通过恒星反馈）分子气体。几乎所有的云都有两个PLT，其斜率与自重力一致，其中第二个可能比第一个更平坦或更陡峭。更平坦的PLT可能是由恒星反馈或其他物理过程引起的，这些过程减缓了坍缩并减少了质量向更高密度的流动。如果磁场的取向垂直于LOS柱密度分布，则可能出现更陡的斜率。第一个偏离点（DP），其中N-PDF从对数正态转变为PLT，示出了围绕2-5左右的AV（DP 1）的视觉消光值的聚类。定义两个PLT之间的断裂的第二DP变化很大。使用Δ方差，我们观察到AV值，其中斜率在第一和第二PLT之间变化，随着方差谱中的特征尺寸尺度而增加。我们的结论是，在低柱密度，原子和分子的气体是有害的混合，而在高柱密度，气体是完全分子和占主导地位的自引力。因此，分子云的最佳拟合模型N-PDF是具有对数正态低柱密度分布的模型，其次是一个或两个PLT。
2022-07-29 astro-ph.GA
On the shape and completeness of the column density probability distribution function of molecular clouds
过去十年的观测和理论研究都表明，湍流分子云中气体密度的概率分布函数（PDF）是理解恒星形成的关键因素。最近有人认为，分子云的PDF是一个纯粹的幂律分布。有人声称，当只使用PDF的上/下部分时，对数正态部分被排除在外，这部分是完整的，也就是柱密度等高线仍然闭合的地方。通过使用高分辨率磁流体动力学模拟的分子云的形成和演化的结果，我们发现，柱密度PDF确实是由对数正态分布，如果包括自引力，幂律部分。我们发现，不充分的采样的分子云的结果在封闭的轮廓，切断了对数正态分布的一部分。相比之下，系统地增加视野和采样整个云在较低的列密度，这也恢复了对数正态部分的完整性限制。这表明，视场必须足够大，PDF才能完整到对数正态部分，这对基于PDF的恒星形成活动预测具有重要意义。
2018-11-07 astro-ph.GA
Understanding star formation in molecular clouds II. Signatures of gravitational collapse of IRDCs
我们分析了来自赫歇尔尘埃连续观测的大量红外暗云（G11.11-0.12，G18.82-0.28，G28.37+0.07，G28.53-0.25）的柱密度和温度图。我们使用13 CO 1-0和12 CO 3-2数据解开云的速度结构，表明这些IRDC是大质量巨分子云中的密集区，而不是孤立的功能。所有云柱密度的概率分布函数（PDF）在所有（高）柱密度上都有幂律分布，而不管云的演化阶段：G11.11-0.12，G18.82-0.28和G28.37+0.07包含（原）恒星，而G28.53-0.25没有恒星形成的迹象。这与近/中红外消光图报告的纯对数正态PDF相反。如果我们对嵌入IRDC的整个GMC的列密度图进行PDF，我们只会发现较低列密度的对数正态分布。通过比较PDF斜率和径向柱密度分布，我们归因于大规模的引力坍缩的影响和本地自由落体崩溃的前和原恒星的核心的幂律。独立于PDF分析，我们发现12 CO的光谱轮廓G28.37+0.07和G11.11-0.12的下落签名，支持引力坍缩的情况。IRDC是GMC中的致密区域，可能是大质量恒星或星团的祖先。至少有一些IRDC可能具有与脊相同的特征（在小面积上N> 1 e23 cm-2的高柱密度区域），这是为附近的IR明亮GMC定义的。由于IRDC仅限于湍流（重力主导）云区域，因此从这种裁剪图像构建的PDF并不代表（湍流主导）低柱密度云区域。
2015-03-13 astro-ph.GA
On the Absence of High Metallicity-High Column Density Damped Lyman Alpha Systems: Molecule Formation in a Two-Phase Interstellar Medium
我们认为，缺乏观察到的阻尼莱曼α（DLA）系统，同时具有高HI列密度和高金属性的结果自然从形成的分子在冷相的两相原子介质中的压力平衡。我们的结果同样适用于扩散系统中的紫外线辐射场主要是由河外背景和密集的恒星形成的，其中本地辐射场可能是数量级更高。我们指出，需要这样的辐射不敏感模型来解释使用伽马射线暴余辉观察到的DLA中不存在高柱-高金属丰度系统，因为这些系统可能会受到伽玛射线暴宿主星系中活跃恒星形成产生的强辐射场的影响。此外，我们发现，在DLAs中的最大原子气柱之间的关系设置了一个坚定的上限，在这些系统中，可以在温暖的，扩散相的质量分数。最后，我们认为，我们的结果解释了观察到的缺乏原位恒星形成DLA系统。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of Molecular Clouds: II - Column Density and Mass Distributions
恒星的形成与其母体分子云的结构密不可分。在这里，我们采取了一些附近的巨分子云（GMC），并分析其柱密度和质量分布。这项调查是基于四个新的全天空中值颜色过量消光图从2 MASS确定。这四幅地图的空间分辨率范围为8倍。这使我们能够确定云的属性在一个共同的空间尺度为0.1pc，以及研究云的属性的尺度依赖性。我们发现，低柱密度和湍流占主导地位的云的一部分，可以很好地拟合对数正态分布。然而，在6.0 \pm 1.5 mag A_V的普遍消光阈值以上，与所有调查的云的对数正态分布相比，存在过量的物质。这种物质代表了目前参与恒星形成的云的一部分，因此由引力主导。它对云的总质量的贡献范围从0.1%到10%超过两个数量级。这意味着我们的云在GMC演化的各个阶段进行采样。此外，我们发现，柱密度和质量分布是非常相似的云之间，如果我们只分析高消光材料。另一方面，如果只考虑低消光、湍流主导区域，则分布之间存在显著差异。这表明云的湍流特性因其环境而异。然而，没有显着的影响，恒星形成的主导模式（集群或孤立）可以找到。此外，积极参与恒星形成的云的部分只受重力，与柱密度和质量分布没有显着改变本地反馈过程。
2010-04-01 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
Arp 65 interaction debris: massive HI displacement and star formation
背景：星系合并前的相互作用可以引起恒星和ISM组件的形态和运动学的显着变化。大量的气体和恒星经常被发现作为潮汐碎片被扰动或移位。这些碎片随后演化，有时形成恒星，偶尔形成潮汐矮星系。在这里，我们提出的结果，从我们的HI研究Arp 65，一个相互作用对托管扩展HI潮汐碎片。目的：在努力了解潮汐碎片的演变产生的相互作用对星系，包括在原位恒星和潮汐矮星系形成，我们正在映射HI的相互作用星系对的样本。Arp 65就是其中之一。方法：我们的解决HI 21厘米线调查正在进行使用巨型米波射电望远镜（GMRT）。我们使用我们的HI调查数据以及可用的SDSS光学，斯皮策红外和GALEX紫外数据来研究潮汐碎片的演变和HI与恒星形成区域的相关性inherit. Results：在Arp 65中，我们看到一个高影响合并前的相互作用，涉及一对大规模的星系（NGC 90和NGC 93），有一个恒星质量比为~ 1：3。这种相互作用可能发生在大约1.0 - 2.5 $\times$ 10 $^8$年前，似乎已经将NGC 90中的大部分HI（包括最高柱密度HI）转移到光盘之外。我们还在NGC 90的外盘中发现了持续的恒星形成。在主要的恒星形成区，我们发现HI柱密度为~ 4.7 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$或更低。但是在柱密度最高的HI碎片中没有发现恒星形成的迹象，NGC 90的SE。这…
2015-09-09 astro-ph.GA
Triggered Population III star formation: the effect of H$_2$ self-shielding
无金属（第三星族）恒星的多样性可能会影响它们在宿主暗物质晕中的反馈效率，影响随后的金属富集和向星系形成的过渡。来自大质量恒星的辐射反馈可以触发附近致密的自屏蔽云中的恒星形成。在模型辐射自屏蔽中，必须准确计算H $_2$柱密度。在这项研究中，我们比较了两个局部近似的基础上的密度梯度和牛仔裤长度与直接整合的列密度沿射线。在大质量主星形成之后，我们发现无论是直接积分法还是密度梯度法都没有形成次级恒星。近似方法将计算时间减少了2倍。牛仔裤长度近似高估了H $_2$柱密度的10倍，导致五个数值增强的自屏蔽，恒星形成的团块。我们的结论是，密度梯度近似是足够准确的体积较大的星系模拟，虽然仍然必须谨慎的近似不能完全再现的结果直接集成。
2023-02-04 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Volume Density Thresholds for Overall Star Formation imply Mass-Size Thresholds for Massive Star Formation
我们的目标是理解Kauffmann & Pillai（2010）最近提出的分子结构质量尺寸空间中的大质量恒星形成（MSF）极限$m(r) = 870 M_{\odot} (r/pc)^{1.33}$。作为第一步，我们建立在整体恒星形成的体积密度阈值假设和Parmentier（2011）模型的基础上，建立包含给定质量恒星形成气体的分子团的质量-半径关系。具体而言，我们涉及的分子团的质量$m_{clump}$，半径$r_{clump}$和密度分布斜率$-p$，其中包含的气体密度大于体积密度阈值$ρ_{th}$的质量$m_{th}$。在第二步中，我们使用嵌入星团的质量与其最大质量恒星的质量之间的关系来估计形成$10\,M_{\odot}$恒星所需的恒星形成气体的最小质量。假设恒星的形成效率为$SFE \simeq 0.30$，则得到$m_{th,crit} \simeq 150 M_{\odot}$。在第三步中，我们证明，对于合理选择的团簇密度指数（$p \simeq 1.7$）和团簇形成密度阈值（$n_{th} \simeq 10^4\,cm^{-3}$），在分子结构的质量-半径空间中的常数$m_{th,crit} \simeq 150 M_{\odot}$的线等同于空间尺度大于0.3\，pc的MSF限制。因此，考夫曼和皮莱的观测推断的MSF极限与恒星形成气体质量的阈值是一致的，超过该…
2011-06-06 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transitions and H I Column Densities in Galaxy Star-Forming Regions
我们提出了新的分析理论和辐射转移计算的原子到分子（HI-到-H2）的过渡，并建立了原子氢（HI）气柱，在光学厚的星际云，照射远紫外光离解辐射场。我们推导出解析表达式的总HI列密度（1D）平面板，光束或各向同性辐射场，从弱到强场的限制，渐进或尖锐的原子到分子的过渡，和任意金属。我们的表达式可以用来评估HI柱密度作为辐射场强度和H2尘埃有限的解离通量，氢气密度，和金属依赖的H2形成速率系数和远紫外尘埃颗粒吸收截面的函数。我们区分“HI-尘埃”和“H2-尘埃”的不透明度，我们目前的计算“通用H2-尘埃有限的有效解离带宽”。我们验证我们的分析公式与Meudon PDR代码计算HI-H2密度分布，和总HI列密度。我们表明，我们的一般1D公式预测HI列和H2的质量分数，基本上是相同的，发现在更复杂的（和近似）球形（壳/核）模型。我们应用我们的理论来计算氢的质量分数和恒星形成阈值的个别云在自我调节的星系盘，广泛的金属丰度。我们的公式HI柱和H2质量分数可以纳入流体力学模拟星系演化。
2015-02-27 astro-ph.GA
The Star Formation-Gas Density Relation in Four Galactic GMCs: Effects of Stellar Feedback
我们目前的地图4银河巨分子云（GMC）在J = 2 - 1的CO和$^{13}$ CO的发射。我们使用LTE分析得出CO的激发温度和柱密度和总分子气体柱密度，$Σ_{gas}$的分布图。通过对Lewis等人（2021）的结果进行近似，解释了CO因冻结到冷尘埃颗粒上而消耗的情况，该结果来自{\it Herschel}的远红外观测。年轻恒星天体（YSO）的表面密度是从公布的星表中获得的。平均YSO表面密度表现出幂律依赖于$Σ_{gas}$，指数在0.9至1.9的范围内。气柱密度概率分布函数（PDF）显示幂律尾部延伸到高柱密度。对于3个GMC，音速马赫数分布$M_S$在$M_S \sim 5 - 8$处有一个尖锐的峰值;第四个GMC有一个宽的分布，直到$M_S =30$，这可能是多颗OB星反馈效应的结果。根据Pokhrel等人（2021）的方法进行的分析发现，我们的GMC样本显示出的幂律关系比Pokhrel等人（2021）在不同云样本中发现的恒星形成率与$<Σ_{gas}>$和$<Σ_{gas}>/t_{ff}$的关系要浅一些。我们讨论了可能的差异，在两个样本的恒星形成云和恒星反馈的气体密度和恒星形成率之间的关系的影响。
2022-09-09 astro-ph.GA
Distributed star formation throughout the Galactic Center cloud Sgr B2
我们报告了在中央分子带（CMZ）的扩展Sgr B2云的3mm分辨率为$\approx0.5$“的ALMA观测结果。我们探测到271个致密源，其中大多数小于5000 AU。通过排除其他可能性，我们得出结论，这些来源包括超紧凑的HII区域和年轻的恒星物体（YSO）的混合。大多数新探测到的源是具有气体包层的YSO，根据它们的光度，必须包含恒星质量为$M_*\gtrsim8$ M $_\odot$的物体。它们的空间分布遍布在$\sim12\times3$ pc区域，表明Sgr B2正在经历一个扩展的恒星形成事件，而不仅仅是原星团区域内的孤立的“星爆”。使用这个新的样本，我们研究恒星形成阈值和表面密度的关系在Sgr B2。虽然所有YSO都位于高柱密度（$N(H_2)\gtrsim2\times10^{23}$ cm $^{-2}$）的区域中，但并非所有高柱密度的区域都包含YSO。观测到的恒星形成的柱密度阈值大大高于太阳附近的云，这意味着要么是大质量恒星形成需要更高的柱密度，要么是CMZ中的任何恒星形成阈值都必须高于附近的云。气体和恒星的表面密度之间的关系与从当地云的外推不相容，相反，Sgr B2中的恒星密度遵循线性$Σ_*-Σ_{gas}$关系，比在当地云中观察到的要浅。总之，这些点表明，需要更高的体积密度阈值来解释CMZ云中的恒星形成。
2018-01-15 astro-ph.GA
The Effect of Shock Wave Duration on Star Formation and the Initial Condition of Massive Cluster Formation
恒星诞生于致密的分子细丝中，而与它们的质量无关。激波对ISM的压缩导致分子云中的细丝形成。观测表明，大质量恒星团簇形成发生在云中气柱密度峰值超过10^23 cm^-2的地方。在这项研究中，我们研究了冲击压缩层持续时间对细丝/恒星形成的影响，以及如何通过执行三维（3D）等温磁流体动力学（MHD）模拟实现大质量恒星形成的初始条件，其中气体流入持续时间从边界（即，冲击波持续时间）}作为控制参数。在短冲击持续时间模型的持续时间后，在冲击后面形成的细丝膨胀，而长持续时间模型通过形成大量的超临界细丝导致恒星形成。此外，当激波持续时间大于两个激波后自由落体时间时，压缩层的峰值柱密度超过10^23 cm^-2，{该层的引力坍缩导致}预计在激波压缩层中形成的OB星数量达到十个数量级（即，块状团簇形成）。
2022-11-03 astro-ph.GA
Small Bites: Star formation recipes in extreme dwarfs
本文研究了一个极小（M_B ~-13，Delta V_50 ~ 30 km/s）矮不规则星系样品的气柱密度（Sigma_HI）与恒星形成率面密度（Sigma_SFR）之间的关系。我们发现，在气体柱密度和恒星形成之间的关系，一个明确的随机性。所有Sigma_HI >~ 10 M_sun/pc ^2的气体都有一些正在进行的恒星形成，但随着气柱密度的降低，正在进行恒星形成的气体比例也随之降低，在Sigma_HI ~ 3 M_sun/pc ^2时下降到约50%。此外，即使对于最稠密的气体，恒星形成效率也比螺旋中的典型恒星形成区域小至少约2倍。我们还发现，随着气体柱密度的增加，H-α发射FUV发射的比例增加。这不太可能是由于增加粉尘消光，因为所需的粉尘与气体的比例太高。相反，我们认为，这种相关性的出现，因为大质量（即H-α生产）的恒星形成优先在高气体密度的地区。
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Column Density Probability Density Function of Cygnus-X
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
研究通过分析Cygnus-X的列密度概率密度函数，揭示了湍流与重力共同作用下分子云的密度结构，并发现其幂律部分随时间变平，表明恒星形成阈值的动态变化。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature as a third dimension in column-density mapping of dusty astrophysical structures associated with star formation
我们提出了PPMAP，贝叶斯过程，使用图像的尘埃连续发射在多个波长产生分辨率增强的图像立方体的差分列密度作为尘埃温度和位置的函数。PPMAP基于一般的“点过程”形式主义，其中感兴趣的系统（在这种情况下，一个尘埃天体物理结构，如灯丝或星前核）由适当定义的状态空间中的点的集合表示。它可以应用于各种观测数据，如赫歇尔图像，只要图像强度是由光学薄尘埃在热平衡。PPMAP充分考虑了仪器点扩散函数，不要求所有图像都降级到相同的分辨率。我们提出了使用模拟数据的星前核和分形湍流云的测试结果，并证明其性能与实际数据的Hi-GAL调查。具体来说，我们分析了观测到的一个大的对流结构的CMa OB 1巨型分子云。微分柱密度直方图表明，温度高于13 K的热物质呈对数正态分布，与湍流相一致，而温度较低的热物质的柱密度呈高密度尾部分布，与自重力效应相一致。结果表明，PPMAP的潜力，以帮助区分不同的物理成分沿视线在恒星形成的云，并帮助解释相关的PDF的列密度。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
SHIELD: Comparing Gas and Star Formation in Low Mass Galaxies
分析了12个低质量SHIELD星系中原子氢、中性氢（HI）与恒星形成（SF）的关系。我们比较了VLA的高光谱（~0.82 km/s/通道）和空间分辨率（物理分辨率为170 pc - 700 pc）HI成像与Hα和远紫外成像。我们量化恒星形成区域和高HI柱密度区域之间的共空间性程度。我们计算了全球恒星形成效率（SFE，$Σ_{\rm SFR}$ / $Σ_{\rm HI}$），并分析了SFE与HI质量、HI柱密度和恒星形成率（SFR）之间的关系。这些系统在几个Gyr量级的时间尺度上消耗它们的冷中性气体。虽然我们推导出的肯尼卡特-施密特关系的指数为N ~ 0.68 $\pm$ 0.04的SHIELD样品作为一个整体，N的值变化很大，从系统到系统。通过补充SHIELD的结果与其他调查，我们发现，HI质量和基于UV的SFR是强烈相关的五个数量级。SHIELD样本中的模式识别使我们能够将星系分为三大类：1）主要是共空间HI和SF区域，在具有最高峰值HI柱密度和最高总HI质量的系统中发现，2）中等相关的HI和SF区域，在具有中等HI柱密度的系统中发现，以及3）HI和SF峰之间的明显偏移，在具有最低总HI质量的系统中发现。在这些星系的SF是占主导地位的随机性和随机波动的ISM。
2016-09-17 astro-ph.GA
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
Herschel Observations of the W3 GMC: Clues to the Formation of Clusters of High-Mass Stars
W3 GMC是研究高质量恒星形成早期阶段的主要目标。我们已经使用Herschel数据从HOBYS关键程序产生和分析列密度和温度图。两个初步的星表是通过从柱状密度图和卷积到500微米分辨率的赫歇尔图中提取源而产生的。Herschel揭示了在致密源（FWHM<0.45 pc）中，W3 East，W3 West和W3（OH）是质量最大，亮度最高，柱密度最高的。考虑到W3东和W3西的独特性质，只有与正在进行的高质量恒星形成的团块，我们建议一个“收敛建设性反馈”的情况下，占形成一个集群的年龄下降，增加系统/源质量向最里面的地区。这一过程依赖于大质量恒星的反馈，以确保团簇形成过程中物质的可用性，也可能导致创造一个适合形成梯形系统的环境。与其他HOBYS研究中提出的其他方案一样，我们的研究结果表明，一个积极的/动态的过程，帮助积累，压缩和限制的材料是一个关键的功能，高质量的恒星/团簇形成，区别于经典的低质量恒星形成。环境条件和触发器的可用性决定了这一过程发生的形式，这意味着大质量恒星/团簇形成可能来自一系列场景：从大规模的湍流会聚，到会聚的建设性反馈或细丝合并。
2013-01-16 astro-ph.GA
Characteristic structure of star-forming clouds
本文提出了一种从分子云区柱密度概率密度函数（N-pdf）诊断分子云区成星势的新方法。它给出了具有相同N-pdf的对称细丝的柱密度和质量分布的表达式作为一个附加区域。这种特征性的暗条的中心浓度可以区分区域，并可以量化它们对恒星形成的肥沃程度。对于纯对数正态分布、纯幂律分布或其组合的N-pdf，计算分布。关于奇异多变圆柱体的模型，特征细丝可以是未结合的，结合的，或根据其中心浓度而塌陷。N-pdf气体动力学状态的这种纤维模型比球形坍缩模型与恒星形成区域更相关。一个束缚或坍缩的暗条的恒星形成能力可以用它在径向自由降落时的平均质量吸积率来量化。对于一个给定的单位长度的质量，生育力增加与长丝平均柱密度和其初始浓度。在选定的区域中，它们的特征丝状体的生育能力随着恒星形成的水平而增加。
2015-05-05 astro-ph.GA
A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion
观测到的附近星系周围的HI吸积只能占维持目前观测到的恒星形成率所需的气体供应的一小部分。正如星系形成的数值模拟所预测的那样，额外的吸积可能以低柱密度冷流的形式发生。为了抑制这种流动的存在和性质，我们提出了深HI观测获得的NRAO绿岸望远镜的区域测量NGC 2403周围的4乘4度。这些观测结果显示，在20 km/s线宽范围内，5 σ探测限为2.4 x 10^18 cm^-2，在主HI盘外存在一个低柱密度的扩展云，距离星系中心西北约17'（~16 kpc或~ 2 R25）。星云的HI总质量为6.3 x 10^6 Msun，占NGC 2403 HI总质量的0.15%。该云团与内盘中的8 kpc高速HI细丝有关，这是Fraternali等人（2001，2002）在深VLA观测中观测到的。我们讨论了云的起源的几种方案，并得出结论，它要么是从星系际介质吸积，或者是一个较小的相互作用与邻近的矮星系的结果。
2014-07-14 astro-ph.GA
Extremely strong DLAs at high redshift: Gas cooling and H$_2$ formation
利用VLT/X-shooter对类星体视线上观测到的7个候选极强阻尼Lyman-$α$吸收系统（ESDLAs，$N(\text{HI})\ge 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$）进行了光谱研究。我们确认了极高的柱密度，尽管略低于四个系统的原始ESDLA定义（0.1~dex）。我们测量了所有系统的低电离金属丰度和粉尘消光。对于两个系统，我们还发现了强相关的H-$_2$吸收$\log N(\text{H$-2 $)[cm$ ^{-2} $]}=18.16\pm0.03$和$19.28\pm0.06$，分别在$z=3.26$和$2.25$朝向J2205+1021和J2359+1354），而对于其余五个系统，我们测量了H-$_2$柱密度的保守上限，通常为$\log N(\text{H$-2 $)[cm$ ^{-2} $]}<17.3$。与总体阻尼Lyman-$α$群体（$\sim 5-10$ %）相比，在高HI柱密度下增加的HPDMATHABMP检测率（$10-55$ %，68%置信水平）证实了先前的工作。我们发现，这七个ESDLA有类似的观察到的性质，如以前研究的类星体和伽马射线爆发余辉，这表明他们探测星系的内部区域。我们使用在激发的精细结构水平的电离碳的丰度计算通过CII $λ$ 158 $μ$ m发射的冷却速率，并将它们与文献中的阻尼Lyman-$α$系统的冷却…
2022-01-01 astro-ph.GA
On the Appearance of Thresholds in the Dynamical Model of Star Formation
恒星形成率（SFR）的表面密度和气体表面密度之间的肯尼库特-施密特（KS）关系有三个不同的幂律，这可能是由一个模型导致的，在这个模型中，气体以动力学速率的固定分数坍缩。当观测到的气体具有可探测的特征密度时，其幂律斜率为1;当气体的厚度近似恒定时，总气体的幂律斜率为1.5，就像在星系的主盘中那样;当气体的厚度由自引力调节并且速度色散近似恒定时，总气体的幂律斜率为2，就像在螺旋星系、矮不规则星系和巨分子云的外部那样。当一种示踪剂（HCN）在线性部分上而另一种（CO）在1.5部分上时，所观察到的星形成效率（每单位CO的SFR）与致密气体分数（HCN/CO）的标度来自KS关系。阈值密度或柱密度与一个恒定的SFR每单位气体质量以上的阈值被认为是选择效应的观察，因为是恒星形成的观察，只有在密集的部分云。该模型允许推导出所有三个KS关系使用密度的概率分布函数，没有恒星形成的阈值。失败的星系和系统与子KS SFR的预测有气体是由一个平衡的温暖阶段，热牛仔裤长度超过Toomre长度为主。预测分子气体为主的年轻星系的平方关系。
2018-01-26 astro-ph.GA
Turbulence sets the initial conditions for star formation in high-pressure environments
尽管超音速湍流等温介质的理论模型很简单，但它们的预测成功地与太阳附近低压（P/k < 10^5 K cm^-3）分子云中观测到的气体结构和恒星形成活动相吻合。然而，这些理论是否适用于高压（P/k > 10^7 K cm^-3）环境中的云，比如银河系内部200 pc中央分子区（CMZ）和早期宇宙中的云，目前还不得而知。在这里，我们提出了ALMA 3毫米尘埃连续云，G0.253+0.016，这是沉浸在CMZ的高压环境中的排放。虽然它的柱密度PDF的对数正态形状和色散与太阳邻域云惊人地相似，但有一个重要的定量差异：它的平均柱密度高出1- 2个数量级。PDF中的相似性和差异与来自太阳邻域云的相似性和差异与CMZ高压环境下湍流云模型的预测相匹配。PDF显示在高柱密度下与对数正态的微小偏差，证实了G0.253+0.016的年轻性。它缺乏恒星的形成是一致的理论预测，环境依赖的体积密度阈值恒星形成的数量级高于太阳附近的云。我们的研究结果提供了第一个经验证据表明，目前的理论理解的分子云结构来自太阳附近也持有高压环境。因此，我们认为这些理论可能适用于理解早期宇宙中的恒星形成。
2014-09-03 astro-ph.GA
The shapes of column density PDFs - The importance of the last closed contour
柱密度的概率分布函数（PDF）已成为云结构分析和恒星形成研究的首选工具。它的简单性很有吸引力，而且PDF可以提供对云物理参数的访问，否则很难测量，但文献中对其完整性限制和低柱密度端形状的定义存在一些混乱。在这封信中，我们使用了柱密度PDF的完整性极限的自然定义，在一个调查区域内的最后一个封闭的柱密度等高线，并将其应用于附近分子云的一组大尺度地图。我们的结论是，没有观察到的证据对数正态PDF在这些对象。我们发现，所有研究的分子云有PDF以及描述的幂律，包括弥漫云北极星。我们的研究结果要求一个新的物理解释的形状的列密度PDF。我们发现，云PDF的斜率是不变的距离，但不是云材料的空间布局，因此它仍然是一个有用的工具来调查云的结构。
2017-07-09 astro-ph.GA
Ionization compression impact on dense gas distribution and star formation, Probability density functions around H ii regions as seen by Herschel
电离反馈应该影响电离气体周围的柱密度的概率分布函数（PDF）。我们的目标是量化这种影响，并讨论其潜在的联系的核心和初始质量函数（CMF/IMF）。我们使用了一个系统的方式赫歇尔柱密度图的几个地区内观察到的HOBYS的关键程序：M16，玫瑰花和船帆座C分子云，和RCW 120 H ii区域。我们用两个对数正态分布拟合了所有云的柱密度PDF，因为它们在PDF中呈现双峰或放大的形状。我们的解释是，柱密度分布的最低部分描述了湍流分子气体，而第二个峰值对应于由电离气体膨胀成湍流分子云引起的压缩区。在电离气体边缘的凝聚有一个陡峭的压缩径向轮廓，有时可以在幂律尾的平坦化中识别出来。这可能会导致一个明确的标准，能够解开触发从预先存在的恒星形成。在CMF/IMF起源的重力湍流情景的背景下，PDF的双峰/放大形状可能会影响CMF/IMF低质量和高质量端的物体的形成。特别是重力湍流方案需要一个更宽的PDF，以使IMF与分子云合理的初始马赫数适当拟合。由于其他物理过程（例如状态方程和堆芯性质之间的变化）已经被提出来扩大PDF，不同效应的相对重要性仍然是一个悬而未决的问题。
2014-01-28 astro-ph.GA
A network of filaments detected by Herschel in the Serpens Core: A laboratory to test simulations of low-mass star formation
在恒星形成过程的早期阶段，丝状体是一个关键的结构。模拟结果表明，在岩心形成之前和形成过程中，通常会形成碎屑结构。目的。巨蛇座核心是一个理想的实验室，可以测试最先进的模拟湍流巨分子云的方法。我们使用赫歇尔观测巨蛇座核心计算温度和列密度图的区域。在Dale等人（2012年）的模拟中，我们选择了他们运行I的早期阶段，在恒星反馈开始之前，具有与Serpens核心相似的总质量和物理尺寸。我们也从模拟中获得温度和柱密度图。首先分析了所观察到的长丝的柱密度分布，包括然后掩蔽芯。对模拟也进行了同样的分析。在巨蛇座核心探测到一个放射状的丝状网络。分析的模拟显示出与观察到的结构惊人的形态相似。模拟的无芯丝的柱密度分布仅显示对数正态分布，而观察到的丝显示幂律尾部。如果只关注核心的柱密度分布，则幂律尾部在模拟中变得明显。相反，观察到的核心显示出平坦的分布。尽管模拟的和观察到的细丝主观上看起来很相似，但我们发现它们的行为方式非常不同。模拟的细丝是连续性占主导地位的区域，观察到的细丝是自引力结构，可能会分裂成核心。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The potential of tracing the star formation history with HI 21-cm in intervening absorption systems
与中性气体密度在0 < z < 5的红移范围内基本保持不变不同，恒星形成密度表现出强烈的红移依赖性，从现在开始增加，然后在z ~ 2.5的红移处达到峰值。因此，有一个鲜明的对比之间的恒星形成率和丰富的原材料可供燃料。然而，使用的HI 21厘米吸收的强度的总中性气体柱密度的比率来量化的气体的自旋温度，它最近被证明，其倒数可以跟踪恒星形成密度。这是可以预期的，因为气体云必须足够冷，才能在自身重力下坍缩。然而，这依赖于非常有限的数据，因此在这里，我们探索了将上述方法应用于无法获得单个柱密度的吸收器（主要是MgII吸收系统）的潜力。通过使用平均值作为在给定红移下气体柱密度的替代，我们再次发现1/T（随光子-发射体尺寸比简并）跟踪SF密度。如果得到更高红移数据的证实，这将为未来使用平方公里阵列在整个宇宙中调查冷气体提供一个强大的工具。
2017-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the evolution of molecular cloud structure: From quiescence to birth
目的：我们推导出一个完整的样本的突出分子云复合物的柱密度的概率密度函数（PDF）接近200 pc。研究方法：我们推导出近红外尘埃消光图23分子云复合体，使用“最好的”颜色过剩映射技术和数据从2 MASS档案。消光图然后被用来检查在云中的柱密度PDF。结果：在低柱密度（0.5mag <Av < 3-5 mag）下，大多数分子云的柱密度PDF均符合对数正态函数。然而，在更高的柱密度突出，幂律样的翅膀是常见的。特别是，我们确定了一个趋势的PDF：活跃的恒星形成云总是有突出的非对数正常的翅膀。相比之下，没有活跃的恒星形成的云在整个观测到的柱密度范围内类似于对数正态分布，或者只显示出低的高柱密度。这种趋势也反映在累积PDF中，表明高柱密度物质的比例在恒星形成云中显着更大。这些观察结果与湍流运动是静止云的主要云成形机制的演化趋势一致，但由它们引起的密度增强很快就被重力（和其他机制）所主导，这强烈反映在柱密度PDF的形状上。湍流的主导作用仅限于分子云演化的早期阶段，相当于云中活跃恒星形成的开始。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The threshold displacement energy of buckminsterfullerene C$_{60}$ and formation of the endohedral defect fullerene He@C$_{59}$
我们测量了在与He碰撞中从C $_{60}^-$中敲出单个碳原子的质心动能阈值。结合这个实验结果与经典的分子动力学模拟，我们确定了一个半经验值为24.1 $\pm$ 0.5 eV的阈值位移能量，需要从C $_{60}$笼中删除一个碳原子的能量。我们报告的第一个观察到的一个内的复杂的奇数个碳原子，他@C $_{59}^-$，并讨论其形成和衰变机制。
2018-07-31 astro-ph.GA physics.chem-ph
Extremely Inefficient Star Formation in the Outer Disks of Nearby Galaxies
结合HI近星系巡天和GALEX近星系巡天的观测数据，研究了17个旋涡星系和5个矮星系在光学半径（r25）外的氢原子（HI）和远紫外（FUV）辐射之间的关系。在这个制度中，HI是可能的代表大部分的ISM和FUV的排放跟踪最近的恒星形成，由于灭绝的偏差很小，所以这两个量密切跟踪气体和恒星形成率（SFR）之间的关系。方位平均HI和FUV强度都随着半径的增加而下降，在这种情况下，FUV轮廓的标度长度通常是HI轮廓的一半。尽管轮廓不匹配，但局部FUV和HI强度之间存在显著的空间相关性（在15”分辨率下）;在r25附近，这种相关性相当强，实际上比r25内的任何地方都强，并且显示出朝向更大半径的下降。恒星形成效率（SFE）-定义为FUV/HI的比值，因此是气体耗尽时间的倒数-在整个外盘上随着银河中心半径的减小而减小，尽管比在光盘上要浅得多。平均而言，我们发现气体耗尽时间远高于哈勃时间（~10^11年）。我们观察到一个明确的关系FUV/HI和HI柱在外部磁盘，与SFE增加增加HI柱。尽管观察FUV/HI的系统变化，我们没有发现明显的证据阶跃函数型恒星形成阈值。与r25内部的结果相比，我们发现外盘恒星的形成在几个方面是不同的：它是非常低效的（耗尽时间的许多哈勃时间），柱密度和SFR低于光盘内部的任何地方。似乎HI柱是在外星系盘中设置SFR的关键环境因素之一。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining Star Formation Thresholds from Observations
在巨大的分子云中，大多数气体的密度相对较低，形成恒星的效率很低，在每个动力学时间内只有一小部分质量转化为恒星。然而，恒星形成模型通常预测存在一个阈值密度，超过这个阈值密度，这个过程是有效的，大多数质量在动力学时间尺度上坍缩成恒星。一些作者提出了观测技术来寻找一个阈值密度，在这个密度之上恒星形成是有效的，但是不清楚这些技术中的哪一个是可靠的。在本文中，我们使用详细的模拟湍流，磁化恒星形成的云，包括恒星辐射和外流反馈，调查是否有可能恢复恒星形成阈值使用当前的观测技术。使用模拟观测的模拟在现实的分辨率，我们表明，每自由落体时间$ε_{\rm ff}$的投影恒星形成效率的图可以检测到存在的阈值，但目前的尘埃排放或吸收调查的典型的决议是不够的，以确定其值。相比之下，提出的替代诊断的基础上的变化的气体表面密度与恒星形成率表面密度（Kennicutt-Schmidt关系）的斜率或年轻的恒星天体计数和气体质量之间的相关性作为密度的函数是无效的检测阈值，即使它们存在。这些诊断中的签名有时被视为指示观测中的阈值，我们通常在模拟观测中再现，但并不证明与3D气体分布中的真实物理特征相对应。
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of Damped Lyman-α and MgII absorbers explored with their dust contents
我们通过统计测量阻尼莱曼α吸收体（DLAs）在其背景类星体上引起的过量红化来估计尘埃的丰度。我们发现DLA背后的系统性红化与SMC型红化曲线一致，但与银河系型红化不一致。我们发现，得出的尘埃-气体比是，平均而言，成反比的中性氢的柱密度，这意味着尘埃的量是恒定的，无论氢的柱密度。这意味着平均金属性与氢柱密度成反比，除非平均粉尘与金属的比率随氢柱密度而变化。这表明在DLAs中发现的金属的主要起源不是由原位恒星形成，而Z ~ N_{HI} ^{0.4}是由经验恒星形成定律所预期的，与我们的观测相反。我们解释的金属吸收器中观察到的沉积主要是从附近的星系风无处不在的星系际空间。当外推尘气比和HI柱密度之间的关系，以较低的柱密度，我们发现一个值，这是与观察到的Mg II吸收剂。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Plaskett Lecture: Star Formation in the Perseus Molecular Cloud
对英仙座分子云的大规模调查为恒星形成过程提供了许多线索。在这里，列密度图和运动学数据（地图和点数据）的分析进行了讨论，并从模拟预测进行比较。结果包括形成致密恒星形成核心的柱密度阈值，以及致密核心在其局部环境中是静止的，而分子云作为一个整体具有由大尺度模式主导的湍流运动。其中一些结果已经被用来约束恒星形成的模型，其他的可以作为未来模型的测试。未来几年的恒星形成研究有望为该领域提供令人兴奋的进展，特别是在几个设施正在进行的古尔德带遗产调查，包括詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。
2011-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the structure of molecular clouds
我们表明，平均体积密度和大小$ρ\propto R^{-1}$，这反过来又意味着质量$M\propto R^2$，或柱密度$N$之间的云间拉森标度关系是恒定的，是一个人工制品的观测方法。具体地，将列密度阈值设置为接近或高于列密度概率分布函数Npdf（$N\sim 10^{21}$ cm \alamenos 2）的峰值，只要Npdf在较高的列密度下快速减小，就产生Larson缩放。我们认为，本地云有这种行为背后的物理原因是，（1）这个峰值柱密度是接近所需的值，以保护CO从太阳附近的光解，（2）在较高的柱密度的气体是罕见的，因为它是容易受到引力坍缩到更小的结构在特定的小区域的云。同样，我们也使用以前的结果表明，如果相反的阈值设置的体积密度，密度将出现恒定的，从而意味着$M \propto R^3$。因此，拉森标度关系并没有提供太多关于分子云结构的信息，也不意味着云处于维里平衡，或者具有普遍的结构。我们还表明，斜率的$M-R$曲线为一个单一的云，从近到平坦的大半径的值过渡到$α=2$作为一个限制的情况下，小半径，取决于Npdf的属性。
2012-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
HI 21cm mapping of the host galaxy of AT2018cow: a fast-evolving luminous transient within a ring of high column density gas
我们报道了巨型米波射电望远镜（GMRT）HI 21 cm对CGCG 137-068的成像，CGCG 137-068是快速演化发光瞬变（FELT）AT 2018 cow的宿主星系。这是第一个研究的气体性质的一个FELT主机星系。我们得到的总HI质量$(6.6 \pm 0.9) \times 10^8$ M $_\odot$的宿主星系，这意味着原子气体耗尽时间的$3$陀螺和气体-恒星质量比$0.47$，与正常的恒星形成矮星系的值一致。在$\geq 6$ kpc的空间分辨率下，CGCG 137-068的HI似乎分布在圆盘中，大多数情况下是规则旋转的。然而，在$2$ kpc的空间分辨率下，发现最高柱密度HI位于中心区域周围的非对称环中，HI柱密度$\geq 10^{21}$ cm $^{-2}$ ; AT 2018 cow位于该高柱密度环内。这个HI环可能暗示了CGCG 137-068和一个伴星系之间的相互作用。这样一个环是理想的形成紧凑的区域的恒星形成托管大质量的恒星，这可能是祖先的FELT。我们在2018年8月27日测量了AT 2018 cow的1.4 GHz通量密度$1.13 \pm 0.13$ mJy。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale turbulent driving regulates star formation in high-redshift gas-rich galaxies II: Influence of the magnetic field and the turbulent compressive fraction
本文通过反馈调控的星际介质数值模拟，研究大尺度湍流驱动、磁场及压缩性对高红移富气体星系恒星形成率的影响，发现强湍流为匹配Schmidt-Kennicutt关系所必需，且磁场可降低所需驱动能量。
2023-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation laws and thresholds from ISM structure and turbulence
我们提出了一个分析模型的气体的表面密度和恒星形成率之间的关系，在星系和云，作为一个功能的超音速湍流的存在和相关的结构的星际介质。该模型预测指数为3/2的幂律关系，在高密度或非常湍流的介质中，恒星反馈的影响下变平，当ISM湍流变得太弱而不能引起强压缩时，在低表面密度下会破裂。这个模型解释了恒星形成规律的多样性，以及在附近的螺旋和它们的分辨区域，小麦哲伦云，高红移盘和恒星爆炸合并，以及银河系分子云中观察到的阈值。虽然其他模型提出星际尘埃含量和分子形成是观察到的恒星形成效率变化的关键因素，但我们证明这些变化可以用各种类型星系中的星际介质湍流和结构来解释。
2012-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cloud formation in the atomic and molecular phase: HI self absorption (HISA) towards a Giant Molecular Filament
分子云是由星际介质的原子相形成的。然而，表征原子和分子之间的过渡星际介质（ISM）是一个困难的观测任务。在这里，我们解决云的形成过程相结合的HSIA分子线数据。通过数值模拟提出的一种情况是，柱密度概率密度函数（N-PDF）从早期的对数正态形状演变为后期的幂律形状。本文研究了巨分子丝GMF 38 a（d= 3.4kpc，长$\sim230$ pc）的冷原子成分.我们确定了一个扩展的HISA功能，这是部分相关的13 CO排放。的HISA和13 CO观测的峰值速度同意以及东侧的灯丝，而约4公里的速度偏移$^{-1}$被发现在西侧。我们从线宽测量得到的音速马赫数表明，大部分HISA，这是归因于冷中性介质（CNM），是在亚音速和跨音速速度。CNM的柱密度为10 $^{20}$至10 $^{21}$ cm $^{-2}$的数量级。分子氢的柱密度要高出一个数量级。来自HISA（CNM），HI发射（WNM+CNM）和13 CO（分子组分）的N-PDF很好地描述了对数正态函数，这与湍流运动是云动力学的主要驱动力相一致。分子组分的N-PDF在高柱密度区域也显示出幂律，表明自重力。我们认为，我们正在目睹两个不同的进化阶段内的灯丝。东部次区域似乎正在形成原子气体的分子云，而西部次区域已经显示出高柱密度峰值，活跃的恒星形成和相关反馈过程的证据。
2020-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the fidelity of the core mass functions derived from dust column density data
目的：我们研究的可恢复性和完整性限制的致密的核心质量函数（CMFs）来自分子云消光数据和核心识别计划的基础上，二维阈值。研究方法：我们进行了模拟，其中一个人口的人工核心嵌入到可变的背景消光场的烟斗星云。我们从模拟的消光图中提取核心，构建CMF，并将它们与输入CMF进行比较。重复使用各种提取参数和几个核心人口与不同的输入质量函数和不同程度的拥挤的模拟。结果：所观察到的CMF的保真度取决于为我们的背景的核心提取算法所选择的参数。更重要的是，这取决于核心人口的拥挤程度。我们发现，当核的平均间距大于核的平均直径（f>1）时，观测到的CMF可靠地恢复了真实的CMF。如果这一条件成立，则在M > 0.8-1.5 Msun以上导出的CMF是准确和完整的，这取决于用于岩心提取的参数。在模拟中，最好的保真度与1或2倍的检测阈值的均方根噪声的消光数据，并与3倍的均方根噪声的轮廓水平间距。选择更大的阈值和更宽的水平间距增加了极限质量。模拟表明，当f>1.5时，单个核心的质量以25- 30%的典型不确定性恢复。当f=1时，不确定度约为60%。在f<1的非常拥挤的情况下，核心识别算法无法充分恢复核心的质量。对于烟斗星云的核心，f~2.0，因此在该区域使用该方法是合理的。
2009-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The onset of star formation in primordial haloes
恒星的形成一直是天体物理学中未解决的问题。大尺度结构模拟的数值研究不能解决整个过程，他们的方法通常假设只有密度超过典型阈值的气体才能容纳和形成恒星。我们调查宇宙学恒星形成的发病和比较几个非常高的分辨率，三维，N体/SPH模拟，包括非平衡，原子和分子化学，恒星形成处方，和反馈效应。我们研究了原始恒星的形成如何依赖于气体密度阈值，宇宙学参数和初始设置。对于平均密度初始条件，我们发现标准低密度恒星形成阈值（0.2 h^2/cm 3）模型预测恒星形成的开始时间为z~25-31，具体取决于所采用的宇宙学。在这些模型中，恒星的形成与达到临界点和有效逃逸坍缩之间的时间无关。在高红移时，这个时间间隔代表了哈勃时间的一个重要部分，因此这个假设可以诱导大的人为偏移到恒星形成的开始。选择更高的密度阈值（135 h^2/cm 3）可以跟踪整个冷却过程，然后估计恒星形成的开始是在红移z~12-16处。当考虑孤立的、罕见的、高密度的峰值时，化学演化要快得多，第一个恒星形成事件发生在z > 40，几乎与密度阈值的选择无关。这些结果可能对第一个宇宙学物体的形成红移产生影响，这是从平均密度环境的直接数值模拟中推断出来的，也可能对宇宙再电离历史的研究产生影响。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
