Extremely broad Lyman-alpha line emission from the molecular intra-group medium in Stephan's Quintet: evidence for a turbulent cascade in a highly clumpy multi-phase medium?
利用哈勃空间望远镜宇宙起源摄谱仪（COS）紫外谱线和积分场单元（IFU）观测了斯蒂芬五重星系（SQ）中的群内介质。SQ拥有一个30 kpc长的激波脊，由星系以1000 km/s的相对速度碰撞触发，其中大量的分子气体与热的X射线发射等离子体共存。COS光谱在五个位置采样的SQ组内介质的不同环境揭示了非常广泛的（2000公里/秒）的Ly $α$线发射与复杂的线形。Ly $α$谱线轮廓与H $β$、[CII] $\lambda157.7μ$ m和CO~（1-0）发射谱线轮廓相似或宽得多。与H $β$相比，Ly $α$发射的极端宽度意味着观察到的结构内的共振散射。散射表明，群内介质中的中性气体是cluxide，具有显着的表面覆盖因子。我们观察到的位置和速度分量之间的LY $α$ /H $β$通量比的显着变化。从位置和速度上平均的平均线比，我们估计Ly $α$光子的有效逃逸分数为10- 30%。值得注意的是，在超过四个数量级的温度下，X射线辐射的功率，Ly $α$，H $_2$，[CII]在几个因素之内是相当的，假设在整个冲击组内介质中Ly $α$与H $_2$通量的比率与在这五个位置观察到的一致。激波和混合层都有助于与湍流能量级联相关的能量耗散。我们的结果可能是相关的冷却气体在高红移，金属含量低于在这个本地系统，和高振幅的湍流是更常见的。
2021-10-20 astro-ph.GA
Galactic seismology: can the Gaia 'phase spiral' co-exist with a clumpy, turbulent interstellar medium?
本研究探讨盖亚卫星发现的银河系相位螺旋（PS）能否与团块状湍流星际介质共存，通过含真实ISM的高分辨率模拟发现，ISM的湍流和结构会影响PS的存在与分布，为星-气动力学研究提供关键参考。
2025-08-20 astro-ph.GA
A ~600 pc view of the strongly-lensed, massive main sequence galaxy J0901: a baryon-dominated, thick turbulent rotating disk with a clumpy cold gas ring at z = 2.259
利用0.36角秒的ALMA CO（3-2）和0.1-0.5角秒的SINFONI/VLT H-α观测资料，对z=2.259的大质量主序星星系SDSS J090122.37+181432.3（J 0901）进行了高分辨率的运动学研究。J 0901是一个罕见的、强透镜的、但质量正常的（log（M_star/M_sun）~11）主序列SFG，为在透镜显微镜下研究典型的大质量SFG提供了一个独特的机会。通过考虑透镜偏转的正演动力学模拟，我们拟合了CO和H-alpha在像平面上的运动学，在约600 pc的解透镜物理分辨率下，在约一个圆盘有效半径（R_e ~ 4kpc）处沿运动学主轴的运动学。我们的结果显示了冷分子和热电离气体的高本征色散（sig 0_mol ~ 40 km/s和sig 0_ion ~ 66 km/s），在R_e外保持恒定;一个中等低的暗物质分数（f_DM（R_e）~ 0.3-0.4）;和一个中心峰值Toomre Q参数-同意以及与以前建立的sig 0与z，f_DM与Sig_重子，和Q的径向趋势，使用大样本非透镜主序列SFG。我们的数据进一步揭示了在~1-2 kpc范围内的高恒星质量浓度和少量的分子气体，以及在R ~ 2-4 kpc范围内的clusional分子气体环状结构，符合由内而外的猝灭方案。我们进一步的分析表明，J 0901在其观测到的宇宙时间之前仅组装了其恒星质量的一半…
2022-11-15 astro-ph.GA
The connection between the peaks in velocity dispersion and star-forming clumps of turbulent galaxies
我们提出了Keck/OSIRIS自适应光学观测与150-400 pc的空间采样的7个湍流，clusiveddisc星系从CASTO样本（$0.07<z<0.2$）。DYNAMO星系此前已被证明在性质上与$z\sim1.5$的主序星星系非常匹配。积分场光谱观测使用自适应光学受到一些系统，包括一个可变的PSF和空间采样，我们在我们的分析占。我们目前的气体速度色散图校正这些影响，并确认，即使在高空间采样的星系有高的气体速度色散（$σ=40-80$ \kms）。我们发现7个星系中有6个具有统计学意义的结构。最常见的速度弥散峰和发射线峰之间的距离是$\sim0.5$ ~kpc，我们注意到这与用HST H $α$图测量的团块的平均尺寸非常相似。这可能表明，在星系团的速度色散的峰值可能会出现由于一些相互作用之间的团块和周围的ISM星系，虽然我们的观察不能区分流出，流入或速度剪切。需要对更大范围的星系进行观测来证实这一结果。
2017-10-25 astro-ph.GA
Clumpy Structures within the Turbulent Primordial Cloud
针对第一代恒星质量的模拟与观测差异问题，研究利用Enzo代码模拟人工驱动湍流对原初云的作用，发现高马赫数压缩湍流可使云碎裂为小质量团块，为调和质量差异提供了新途径。
2024-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size-scaling of clump instabilities in turbulent, feedback regulated disks
我们探讨了大规模恒星形成星系盘中恒星形成团块的大小和旋转支持之间的比例关系。该分析依赖于一个cluerian星系在$z=2$和$z\approx0.1$的罕见cluerian类似物的观测样本的模拟，以测试由\citet{Fisher2017ApJ...839L...5F}提出的暴力盘不稳定性理论的背景下预测的团块大小缩放。在这里，我们确定的块大小使用最近提出的2点估计，这是强大的分辨率/噪声的影响，分层块子结构，块块重叠和其他星系子结构。在验证了Fisher的clump标度关系的观测结果，我们探讨这种关系是否仍然是特征的理论，即使现实的物理过程，如局部不对称和恒星反馈，包括在模型中。为此，我们依靠流体动力学变焦模拟银河系质量的星系与四个不同的反馈处方。我们发现，在它的边缘稳定的时代在$z=2$，这个模拟星系落在团块标度关系，虽然它的位置在这个关系取决于反馈模型。这一发现意味着，Toomre稳定性的考虑近似适用于大（$\sim\rm kpc$）不稳定性在边缘稳定的湍流盘，无论反馈模型，但也强调，全球团块分布的湍流盘强烈依赖于反馈。
2019-02-28 astro-ph.GA
Magnetic field draping around clumpy high-velocity clouds in galactic halo
针对传统高速云研究采用均匀密度初始条件的不足，通过三维磁流体动力学模拟研究团块状高速云演化，揭示密度结构、磁场、冷却效率的影响，为解释相关观测特征提供依据。
2023-05-01 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
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
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
Chaotic and Clumpy Galaxy Formation in an Extremely Massive Reionization-Era Halo
z=6.900的SPT 0311 -58系统是再电离时期内的一个极其巨大的结构，并提供了一个了解原始密度场极端峰值中星系形成的机会。我们提出了70 mas阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的尘埃连续体和CII 158 μ m发射的中央对星系，并达到物理分辨率~100- 350 pc，其中最详细的意见，任何再电离时代的系统日期。观测结果将源解析为至少12个千秒差距大小的团块。星系内的整体运动学和高湍流速度色散与最近声称的在z~4处仅8亿年后的一些尘埃星系中动态冷薄盘运动学形成了鲜明的对比。我们推测，引力相互作用和来自大质量母盘的碎片可能在系统的整体动力学和团块形成中发挥了作用。每个星系团的质量与其他在静止紫外/光学深场巡天中发现的6<z<8星系相当，但恒星形成率提高了3- 5倍。在内部，团块本身与在低红移星系中发现的维里化云尺度结构的放大版本非常相似。我们的观察是定性相似的大规模晕内看到的模拟高红移星系的混乱和clupholic大会。
2022-03-28 astro-ph.GA
Warm CO gas generated by possible turbulent shocks in a low-mass star-forming dense core in Taurus
我们报告ALMA周期3观测CO同位素对致密的核心，MC 27/L1521 F在金牛座，这被认为是在一个动荡的环境中的多星形成的早期阶段。虽然这个地核的大部分高密度部分被认为是$\sim$ 10 K那样冷，但在$^{12}$ CO（$J$ = 3- 2）中的高角分辨率（$\sim$ 20 au）观测揭示了复杂的温暖（$>$ 15- 60 K）星系/星系结构，其大小从几十au到$\sim$ 1，000 au。对$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的干涉观测表明，与先前确定的原恒星和凝聚体有关的具有弧形形貌的致密部分相对于核心的系统速度略有红移。我们认为，温暖的CO云可能是冲击加热引起的不同的密度/速度分量之间的相互作用，起源于在核心的湍流运动的后果。然而，这种小尺度和快速湍流运动并不对应于线宽-尺寸关系的简单扩展（即，拉尔森定律），因此其真正的起源还有待研究。预计高角分辨率CO观测在探测致密核中的小尺度湍流运动和研究其中的原恒星形成方面是必不可少的。
2018-07-24 astro-ph.GA
Ionization processes in a local analogue of distant clumpy galaxies: VLT MUSE IFU spectroscopy and FORS deep images of the TDG NGC 5291N
我们目前的IFU观察与MUSE@VLT和深成像与FORS@VLT的矮星系最近形成的巨大碰撞HI环周围的NGC 5291。这类TDG天体具有典型的z=1-2富气旋涡星系的特征：气体含量高，相当湍流的星团，没有古老的恒星星族，中等的金属丰度和恒星形成效率。MUSE光谱使我们能够确定深层光学图像所揭示的各种复杂子结构内的物理条件，并以前所未有的空间分辨率仔细检查在这种特定介质中起作用的电离过程。利用强发射线H β、[OIII]、[OI]、[NII]、H α和[SII]结合经验诊断法确定了TDG及其周边地区的星爆年龄、灭绝和金属丰度图。不同的电离机制之间的歧视，使用BPT-样图和冲击加光电离模型。在全球范围内，恒星形成区域内的物理条件是均匀的，特别是均匀的半太阳氧丰度。在小尺度下，衍生的灭绝图显示了狭窄的尘埃带。TDG的周围立即出现具有强[OI]发射线的区域。[OI] /H α比值不能简单地用年轻恒星的光电离或激波模型来解释。在离主星形成的团块更远的地方，观测到一个微弱的弥漫性蓝色连续辐射，这两个都是用深FORS图像和MUSE数据观测到的。它在GALEX探测的紫外区没有明确的对应物。朝向这个区域的叠加光谱没有显示出任何发射线，排除了恒星形成的微弱水平，也没有可能揭示老恒星存在的恒星吸收线。几种假设讨论了这些有趣的功能的起源。
2015-09-29 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
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
Molecular gas cloud properties at $z\simeq 1$ revealed by the superb angular resolution achieved with ALMA and gravitational lensing
目前的观测结果支持在$z\sim 1-3$星系中普遍观测到的中等恒星质量为$\sim 10^7~M_{\odot}$的大质量紫外线明亮团块是星系中原位形成的恒星形成区域。有人提出，它们是由于富含气体的、湍流的、高红移圆盘的引力不稳定性而导致的气体碎裂。我们通过在$z=1.043$上报告在强透镜、星云、主序星星系A521-SYS 1中发现的巨大分子云（GMC）来支持这一假设。它的CO（4-3）发射是用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）以$0.19''\times 0.16''$的角分辨率绘制的，由于引力透镜的作用，读数可低至30 pc。我们确定了14个GMCs，大多数是维里化的，具有$10^{5.9}- 10^{7.9}~M_{\odot}$质量和中值$800~M_{\odot}~\rm{pc}^{-2}$分子气体质量表面密度，分别是局部GMCs的100倍和10倍。它们还具有10倍更高的超音速湍流，平均马赫数为60。它们最终落在拉森标度关系之上，类似于另一个星团$z\simeq 1$星系宇宙蛇中的GMC，尽管这两组高红移GMC之间存在着值得注意的差异。总而言之，他们支持GMC的形成与属性，调整到周围的星际介质条件普遍在主机星系无论其红移。探测到的A521-sys 1 GMC质量足够大，可以成为恒星团的母气云，每自由落体时间的恒星形成效率相对较高，为PDMATHAMT %。
2023-01-13 astro-ph.GA
A Turbulent Framework for Star Formation in High-Redshift Galaxies
Northwestern University（西北大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
针对高红移爆发式星系无法用平衡盘模型描述的问题，本研究提出超声速湍流解析框架，结合FIRE模拟验证其可解释恒星形成效率与径向轮廓特征。
2025-11-17 astro-ph.GA
Torus and polar dust dependence on AGN properties
本文对活动星系核（AGN）周围遮蔽物质的性质进行了统计分析。本研究首次利用高角分辨率红外数据和各种环面模型（光滑环面模型、星团环面模型、两相环面模型和星团盘+风模型）对24个Seyfert（Sy）星系的超硬X射线（14- 195 keV; Swift/BAT）体积受限（DL<40 Mpc）样本（BCS 40样本）进行了研究。我们发现，光滑，clusional和两相环面模型（即不包括极地尘埃风分量）和盘+风模型提供了最好的适合的星系数量相当，8/24（33.3%）和9/24（37.5%），分别。我们发现，最佳拟合模型取决于氢柱密度（NH），这是相关的X射线（未遮挡/遮挡）和/或光学（Sy 1/Sy 2）分类。特别是，光滑、团簇和双相环面模型最好地再现了具有相对高氢柱密度（log（NH）的中值=23.5+-0.8;即Sy 2）的活动星系核的红外辐射。然而，cloud-disc+风模式提供了最好的拟合核红外光谱能量分布（SED）的Sy 1/1.8/1.9（对数（NH）的中值=21.0+-1.0），特别是在近红外（NIR）范围。盘+风模型在拟合Sy 1星系的近红外辐射方面的成功是由于在尘埃成分中加入大的石墨颗粒和中间倾角的风引起的自遮蔽效应的结合。在一般情况下，我们发现，塞弗特星系有不利（有利）的条件，即核氢柱密度和爱丁顿比，发射红外尘埃极外流是最好的拟合与光滑，clusional和两相环…
2022-10-07 astro-ph.GA
Gas infall towards Sgr A* from the clumpy circumnuclear disk
我们提出了第一个大规模的马赛克与亚毫米阵列（SMA）在银河系中心。我们制作了一个25点的马赛克，覆盖了Sgr A* 周围的~2' x 2'区域。我们已经检测到两个高密度分子示踪剂，HCN（4-3）和CS（7-6），后者以前从未在该地区的报告。数据的角分辨率为4.6”x 3.1”，HCN（4-3）的光谱窗口覆盖范围为-180 ~1490 km/s，CS（7-6）的光谱窗口覆盖范围为-1605 ~129 km/s。这两种分子示踪剂沿环核盘（CND）呈非常密集的分布，并在CND的南部检测到高信噪比，而它们在北部较弱。假设这些团块与银河系中心的距离与它们的投影距离一样近，那么它们仍然足够致密，足以抵抗超大质量黑洞产生的潮汐切变而保持引力稳定。因此，CND是一种非瞬态结构。这两种示踪剂的几何分布表明，CND的南部比北部更密集。此外，通过比较HCN（4-3）和HCN（1-0）的结果，我们可以看到，CND的北部和南部有不同的激发水平，南部比北部温暖。最后，我们将我们的结果与NH3的检测结果进行了比较，NH3的检测跟踪了CND内腔中检测到的较温暖且密度较低的材料。我们认为，我们正在检测的起源点的CND的一部分变得不稳定，并接近银河系的动力中心，可能是由南部流光和加热的方式向内影响。
2009-03-05 astro-ph.GA
A disk-dominated and clumpy circumgalactic medium of the Milky Way seen in X-ray emission
银河系被环星系介质（CGM）所包围，它可能在星系演化中扮演着关键角色，作为恒星形成的气体来源，以及恒星形成和核活动产生的金属和能量的储存库。CGM也可能是在早期宇宙中看到的重子的储存库，但在当地未被发现。在$2 \times 10^{6}$ ~K附近的温度下，CGM具有电离成分，主要在软X射线波段进行研究。在这里，我们报告的调查银河系南部的天空与软X射线光谱仪优化研究扩散软X射线发射。X射线的发射是最好的适合与盘状模型的基础上的径向轮廓的表面密度的分子氢，恒星形成的示踪剂，这表明X射线发射主要是从热等离子体产生的恒星反馈。X射线发射在$\sim10^{\circ}$角尺度上的强烈变化表明CGM是clusterous。此外，一个扩展的，可能是巨大的，晕组成部分是需要匹配的晕密度推断从其他观测。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
DYNAMO-HST Survey: Clumps in Nearby Massive Turbulent Disks and the Effects of Clump Clustering on Kiloparsec Scale Measurements of Clumps
我们目前$\sim$ 100 pc分辨率哈勃太空望远镜H $α$图像的10个星系的动态新组装的大质量物体（MATRIO）调查的低$z$湍流盘星系，并使用这些进行第一次详细的系统研究的分辨率和团块集群的观察团块在湍流盘的影响。在这个{ \em HST}样本中，我们测量到的星团直径范围为$d_{clump} \sim 100-800$ ~pc，单个星团的恒星形成率高达$\sim5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$。团簇具有非常高的SFR表面密度，$Σ_{SFR}\sim 15$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$，$\sim100\times$高于附近螺旋的H{ \sc ii}区域。事实上，SFR表面密度提供了一个大质量恒星形成团块和局部恒星形成区域之间的简单分界线，其中大质量恒星形成团块具有$Σ_{SFR}> 0.5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$。当退化到与$z\sim 1-3$巡天中观测到的星系相匹配时，H2O星系在形态和测量到的团块性质上与高$z$宇宙中观测到的团块星系相似。模拟高红移图中的发射峰通常对应于全分辨率图像中的多个团块。这种聚类的团块系统地增加了表观尺寸和SFR的团块在1~kpc分辨率的地图，并减少了测量的SFR的表面密度的团块多达20 $\times$的一…
2016-08-29 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
Formation of Massive Galaxies at High Redshift: Cold Streams, Clumpy Disks and Compact Spheroids
我们提出了一个简单的理论框架，在高红移，那里的主要组件和恒星形成发生的大规模星系，并报告的第一个宇宙学模拟，揭示了clujerk磁盘与我们的分析一致。这种演化是由光滑冷流和凝块冷流之间的相互作用、盘的不稳定性和隆起的形成所控制的。强烈的、相对平滑的气流维持着一个不稳定的致密的富含气体的盘。高度湍流和巨大团块的不稳定性，每一个都是盘质量的百分之几，是由盘内的引力相互作用自我调节的。团块在~10个动力学时间内迁移到凸起，或~0.5Gyr。宇宙流补充了正在流失的圆盘，并在稳定状态下将星系团阶段延长到几个千兆亿年，在圆盘半径内的圆盘，凸起和暗物质中具有可比的质量。这些团块以密集的子团块形式形成恒星，其整体吸积速率约为100 Msun/yr，每个团块在约0.5 Gyr内转化为恒星。当团块耗散地聚结成一个紧凑的凸起时，恒星形成盘被扩展，因为进入的气流保持外盘的密度，容易受到不稳定性的影响，并且因为角动量传输。被动球状体为主的星系形成时，流更clusively：外部团块合并成一个巨大的隆起和搅拌盘湍流，稳定磁盘和抑制原位团块和恒星的形成。我们用z~3预测了星系类型的双峰性，包括巨丛恒星形成盘和恒星形成被抑制的球状支配星系。在z~1之后，盘趋于由占主导地位的恒星盘和凸起稳定。大多数高z质量盘很可能最终成为今天的早期星系。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Angular Resolution Observations of Four Candidate BLAST High-Mass Starless Cores
我们讨论了高角分辨率观测氨对四个候选人的高质量无星核心（HMSC）。2005年，运载火箭的大口径亚毫米望远镜（BLAST）在对狐狸座地区进行调查时发现了这些核心，在250、350和500微米处同时发现了60个致密源。其中四个核心没有IRAS-PSC或MSX对应物，用NRAO超大阵列（VLA）在NH 3（1，1）和（2，2）谱线中观察到。我们的观测结果表明，这四个核都是冷的（Tk <~ 14 K），并显示出一种对流和/或团簇结构。它们还显示出在~ 1 km/s范围内的显著速度子结构。这四个BLAST核心似乎比其他先前观察到的HMSC候选者更冷，更安静，表明进化的早期阶段。
2010-04-19 astro-ph.GA
Star Formation during Galaxy Formation
年轻的星系是星云状的，富含气体，并且高度动荡。恒星的形成似乎是由星系盘中的引力不稳定性引起的。高度分散使得团块质量大，盘状体厚。恒星的形成速率应该与整个星系的气体吸积速率相当，因为恒星的形成通常很快，否则气体会很快耗尽。恒星形成的经验定律在红移约为2的地方成立，尽管分子气体消耗的时间似乎较小，合并似乎形成恒星的效率略高于大多数盘星系。
2011-01-17 astro-ph.GA
On the clumpy nature of super-early galaxies
Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Centro B. Segre, Accademia Nazionale dei Lincei（林琴学院B.塞格雷中心）；INAF/OAS Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；Dipartimento di Fisica ‘Enrico Fermi’, Università di Pisa（比萨大学恩里科·费米物理系）
本研究提出一个自洽分析框架，从Toomre不稳定性出发，解释JWST观测到的超早期星系中恒星团块的形成、质量谱及可见性，并揭示辐射压力是清除致密气体的关键机制。
2026-09-17 astro-ph.GA
The Onset of Spiral Structure in the Universe
星系中螺旋结构的出现似乎发生在红移1.4和1.8之间，此时盘已经发展出一种冷的恒星成分，旋转在气体中的湍流运动中占主导地位，大质量团块变得不那么频繁。在从clusterian到螺旋盘的过渡过程中，在哈勃超深空中发现了两种不寻常的螺旋，它们像它们的前身clusterian盘一样巨大，clusterian和不规则，但像它们的后代一样螺旋状或剪切。一种类型是“毛茸茸的”，在整个磁盘上都有大量的cloudsparms，并且在相同的红移下比其他磁盘星系更亮，而另一种类型具有不规则的多臂，具有高俯仰角，恒星形成结，并且没有像今天的多臂星系那样的内部对称性。在z~1附近的红移范围内，也存在着一些常见的螺旋结构类型，即两个对称臂的大结构、内部对称的多臂结构和外部细长臂的多臂结构，以及短而不规则的片状结构，这些结构大多来自恒星的形成。在UDF中，正常的多臂星系只比z~0.6更近。大设计星系最远延伸到z~1.8，大概是因为相互作用可以驱动盘中的双臂螺旋，否则会有更不规则的结构。这些类型之间的差异是可以理解的，在气体和恒星的通常稳定性参数，以及速度色散与旋转速度的比值。
2013-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of Angular Momentum Alignment and Strong Magnetic Fields on the Formation of Protostellar Disks
形成恒星的分子云被观测到是高度磁化和湍流的。因此，原恒星盘的形成在很大程度上取决于重力、磁场和湍流之间复杂的相互作用。对具有真实磁场的非湍流原恒星盘形成的研究表明，这些磁场能够有效地从形成中的盘中移除角动量，从而阻止它们的形成。然而，一旦包含湍流，即使在高度磁化的云中也可以形成圆盘，尽管精确的机制仍然不确定。在这里，我们提出了几个高分辨率的模拟湍流，现实磁化，高质量的分子云与对齐和随机湍流研究的作用，湍流，错位，和磁场对形成的原恒星盘。我们发现，当湍流是人工对齐，使角动量是平行于初始的均匀场，没有旋转支撑的磁盘形成，无论初始的湍流能量。我们的结论是，湍流和角动量和磁场之间的相关错位是至关重要的形成原恒星盘在现实的磁场的存在下。
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the sensitivity of observed spectral energy distributions to clumpy torus properties in Seyfert galaxies
我们目前的核光谱能量分布（SED）从1到18微米的一个小样本附近，几乎面对和未受干扰的塞弗特星系没有突出的核尘埃带。这些核SED探测星系的平均中心约35 pc，包括光度和光谱红外（IR）数据。我们使用这些SED，cluaptorus模型Nenkova等人。和贝叶斯方法来研究不同的红外波长的环面参数的敏感性。我们发现，高角分辨率8-13微米的光谱学单独可靠地约束的团块的数量和它们的光学深度（N 0和τ_V）。另一方面，我们需要结合中红外和近红外亚弧秒分辨率测光来约束环面宽度和倾斜度，以及云的径向分布（sigma，i和q）。对于平坦的径向轮廓（q= 0，1），除了近红外测光外，当N波段光谱可用时，可以将中红外辐射尘埃的范围限制在环面（Y）内。最后，通过拟合不同的组合的平均和个人的Seyfert 1和Seyfert 2的数据，我们发现，在一般情况下，未受干扰的，几乎面对没有突出的核尘埃带的Seyfert，可靠地约束所有的环面参数所需的最小数据组合是J+K+ M-波段测光+N-波段光谱。
2014-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-eddy simulations of isolated disc galaxies with thermal and turbulent feedback
我们提出了一个亚网格尺度模型的多相星际介质，恒星形成，和湍流（MIST），并探讨其行为的孤立盘星系的高分辨率大涡模拟。MIST遵循体积元内气体的冷的聚集和热的扩散分量的演化，其通过各种冷却、加热和混合过程交换质量和能量。恒星形成率是根据冷相气体的状态动态计算的。MIST的一个重要特征是处理两个阶段中未解决的湍流及其与恒星形成和超新星反馈的相互作用。这使得MIST成为星系模拟中特别适合星际介质的模型。我们进行了一套模拟不同的基本参数，我们的反馈实现。模拟结果再现了银河系恒星形成的一些观测特性，如平均恒星形成效率约为1%，恒星形成区典型的速度色散约为10 km/s，以及恒星形成柱密度与致密分子气体之间几乎呈线性关系。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal gravity-driven isothermal turbulence cascade in disk galaxies
本文通过封装式放大数值模拟，在贫气与富气两种盘星系中追踪跨三个数量级的纯引力驱动等温湍流级联，发现二者具有相同标度律，揭示其跨宇宙时间的普遍性。
2023-01-30 astro-ph.GA
Angular momentum transfer in primordial discs and the rotation of the first stars
我们通过模拟原始吸积盘中的角动量传输来研究第一批恒星的自转速度。评估磁制动的影响，我们考虑了在Alfv $\acute{\rm e}$ n半径处的角动量传输模式的转变，从动力学主导的自由落体吸积到磁性主导的固体吸积。原始恒星中心的吸积原恒星-考虑一个小尺度湍流发电机放大的物理模型，我们发现如果初始湍流能量的很大一部分转化为磁能（$\gtrsim 0.14$），恒星自转速度会迅速下降.或者，如果发电机过程是低效的，由于通量冻结的放大，如果银河系前的磁场强度超过一个临界值$\simeq 10^{-8.2}$ G，恒星将成为缓慢的旋转，在$n_{\rm H} = 1 {\rm cm}^{-3}$的尺度上评估，这是显着高于合理的宇宙学种子值（$\sim 10^{-15}$ G）。由于恒星旋转速度在模型参数的一个狭窄范围内迅速下降，第一批恒星会遇到双峰命运：几乎在分裂水平快速旋转，或者几乎没有任何旋转。
2018-02-20 astro-ph.GA
DR 21(OH): a highly fragmented, magnetized, turbulent dense core
我们提出了高角分辨率观测的大质量恒星形成核心DR21（OH）在880妈妈使用亚毫米阵列（SMA）。致密的核心表现出一个整体的速度梯度在开普勒样的模式，中断在核心的SMA 6和SMA 7所在的中心。尘埃极化显示出一个复杂的磁场，与环形配置兼容。这与环绕在地核周围的巨大的秒差距尺度的暗条形成对比，暗条周围有一个平滑的磁场。灯丝和芯中的总磁场强度分别为0.9和2.1 mG。我们发现了磁场扩散的证据，在核心尺度，远远超出了双极扩散的预期值。这种扩散可能是由湍流存在时的快速磁重联引起的。DR 21（OH）堆芯的动力学似乎是由磁场、磁流体动力学（MHD）湍流和角动量在能量上控制的。角动量的影响（这是一个快速旋转的核心）可能导致观察到的环向场配置。然而，引力抵消了所有的力，使其成为一个明显的超临界核心，质量流量比为临界值的6倍。然而，模拟表明，这是不够的，在1000 AU尺度观察到的高水平的碎裂。因此，旋转和外流反馈可能是所观察到的碎片化的主要原因。
2013-06-12 astro-ph.GA
The Turbulent Magnetic Prandtl Number of MHD Turbulence in Disks
磁性普朗特数Pr_M是粘度与电阻率的比值。在天体物理圆盘中，角动量（粘性）和磁场（电阻率）的扩散受湍流控制。圆盘中大尺度极向磁场演化的唯象模型表明，湍流磁Prandtl数Pr_{M,T}控制着垂直场从圆盘逸出的速率;对于Pr_{M,T} leq R/H垂直场，在通过吸积向内平流之前会向外扩散。在这里，我们测量场扩散和角动量输运由于在剪切盒中的MHD湍流，因此Pr_{M,T}，通过研究的正弦扰动的演变磁场注入到湍流背景。我们证明了扰动总是稳定的，近似指数衰减，衰减率与k^2成正比，并且隐含的Pr_{M,T} ~ 1。
2009-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Impact of an inhomogeneous density distribution on selected observational characteristics of circumstellar disks
上下文对年轻恒星周围星周盘观测结果的分析通常是基于具有平滑和连续密度分布的模型。然而，随着角分辨率的增加，空间分辨观测和动力学模型表明，星周盘是高度结构化的。目的。我们调查的影响，不同的clueres密度分布上选定的物理性质和可观察到的特性的拱星盘。方法.基于辐射转移模型，我们计算了盘的温度结构，并模拟了热再发射和散射区的观测量。我们将我们的结果与光滑连续的密度分布进行比较，以量化团块对星周盘物理参数和可观测量的影响。结果在所考虑的模型空间内，结块对盘温度分布有显着影响。例如，在从盘上层到盘内部的过渡区中，它导致平均温度降低高达12 K。此外，拱星盘与cluerous密度分布的功能较低的光谱指数在submm/mm范围内的SED。由于光谱指数较低，如果不考虑尘埃盘密度分布的不均匀性，则由SED的submm/mm斜率得到的尘埃粒度可能被高估。此外，星团星盘的散射光亮度分布呈现出较陡的径向衰减。另外，聚集体密度分布改变光学中散射光的偏振度。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal Conduction in Clumpy Disks and BLR clouds
我们调查的动态块共存/在对流为主的吸积流考虑热导率。热传导可以是ADAF能量传输的有效因素之一，因此它可以通过它们与宿主介质之间的接触力间接影响团块的动力学。我们首先研究的合奏团，假设他们作为碰撞的粒子，其次，我们发现这些云作为个人的轨道运动。对于这两个部分，束受到中心对象的重力和拖曳力的影响。团块和ADAF之间的强耦合导致团块的平均处理与其背景的动态之间的相等。通过采用无碰撞玻尔兹曼方程，我们计算的速度分散的团块，原来约一个数量级高于ADAF。事实上，在这样一个系统中，拖曳力的作用使得云团的角动量可以通过ADAF向外传输，因此云团最终将在潮汐半径处被捕获。结果表明，热传导的存在使平均径向速度平方根增大，从而加快了潮汐力捕获云的过程。最后，我们把重点放在一个典型的单独的云，螺旋轨道出现感谢只有摩擦力的环向分量。参数研究再次证明，热传导的操作有助于减少团簇的寿命。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
No longer ballistic, not yet diffusive--the formation of cosmic ray small-scale anisotropies
TeV-PeV宇宙射线的到达方向是非常均匀的，这是由于它们在湍流磁场上的散射使方向各向同性。小的各向异性可以存在于标准的扩散模型，但是，只有在最大的角度尺度。然而，像IceCube和HAWC这样的高统计观测站已经发现了从各向同性到小角度尺度的显着偏差。在这里，我们解释了小尺度各向异性的形成，考虑对宇宙射线，得到相关的运输通过相同的实现的湍流磁场。我们认为，小规模的各向异性的形成是反映的特定实现的湍流磁场所经历的宇宙射线之间的早期，弹道制度和后期，扩散制度的时间尺度。我们以两种不同的方式来处理这个问题：首先，我们在合成湍流中运行测试粒子模拟，首次覆盖了具有现实湍流参数的观测的TV刚性。其次，我们扩展了最近推出的混合矩阵方法，并确定了稳态角功率谱。在整个过程中，我们采用静磁，板状湍流。我们发现，在这两种方法在很大范围内的刚性的预测角功率谱之间的良好协议。在未来，测量小尺度的各向异性将是有价值的约束性质的湍流磁场在我们的银河系附近。
2021-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Angular momentum transport and turbulence in laboratory models of Keplerian flows
我们目前的角动量输运（扭矩）测量在最近的两个实验研究的湍流之间的独立旋转的圆柱。除了这些研究，我们重新分析以前的扭矩测量，以扩大实验泰勒-库埃特流的控制参数的范围。我们发现，扭矩可以被描述为仅依赖于雷诺数的功能，它描述了湍流驱动强度，和旋转数，其特征在于全球旋转的影响的产品。对于一个给定的雷诺数，全球角动量输运开普勒样的流动剖面是约14%的最大可实现的传输速率。我们估计，这种水平的运输将产生一个吸积率$\dot{M}/\dot{M_0} \sim 10^{-3}$在天体物理磁盘。我们认为，这种水平的运输从流体力学本身可能是显着的。
2011-11-29 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Black hole evolution: II. Spinning black holes in a supernova-driven turbulent interstellar medium
超大质量黑洞（BH）在星系合并过程中从周围吸积气体并与同伴合并，这两个过程都会改变BH的质量和自旋。通过高分辨率的流体动力学模拟的星系，无论是理想化的或嵌入在宇宙网络中，我们探索星际气体动力学和外部扰动对BH自旋演化的影响。所有这些物理量都是以自洽的方式动态演化的。我们使用一个“最大”模型来描述恒星反馈引起的湍流，以突出其对BH吸积气体角动量的影响。在激烈的恒星形成时期之后，恒星反馈驱动大规模外流和热泡。我们发现BH吸积与恒星形成是同步的，因为只有当气体是冷而致密的时候，这两个过程才会发生。在这样的时期，气体运动由一致的旋转主导。另一方面，当恒星反馈变得相当大，湍流运动随机气体角动量。然而，在这种情况下，由于缺乏冷而致密的气体，BH吸积被强烈抑制。在我们的宇宙学模拟中，在很早的时候（z>6），星系盘还没有稳定下来，吸积气体的角动量也没有优选的方向，因此BH自旋仍然很低。当气体沉降到圆盘中时（6>z>3），BH自旋然后迅速达到其最大值。在较低的红移（z<3），即使星系合并翻转了吸积气体的角动量方向，使其反向旋转，BH自旋幅度也只是适度和暂时的降低。如果这是一个典型的演化场景BH，它可能会有戏剧性的后果，其起源和组装，作为吸积最大自旋BH嵌入薄Shakura-Sunyaev盘显着减少。
2014-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
HII galaxies in 4D
HII星系是clusional星系，它们的气体运动学可以被映射到显示全球湍流运动和大质量恒星演化的影响。其物理条件分布均匀，氧丰度均匀。星云HeII 4868线的出现似乎在低丰度星系中更高，这可能意味着低金属丰度恒星的电离能力更强。数据立方体分析的创新方法，即PCA断层扫描（绰号4D），似乎有希望揭示标准方法无法检测到的额外信息。我回顾了一些我们自己最近的工作，对3D光谱的HII星系。
2014-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of Green Pea galaxies -- I. Outflows and turbulence driving the escape of ionising photons and chemical enrichment
我们研究了SDSS $J$ 142947的电离气体运动学、物理性质和化学丰度。SDSS $J$ 142947是一个红移z $\sim$ 0.17的绿豌豆星系，具有强的双峰Ly $α$发射和莱曼连续统（LyC）泄漏的间接证据。使用高色散光谱，我们进行多组分分析的发射线的配置文件。我们的模型始终适合所有线作为一个狭窄的组件与固有的速度色散$σ\sim$ 40公里的$^{-1}$，和两个更广泛的蓝移组件与$σ\sim$ 90公里的$^{-1}$和$\sim$ 250公里的$^{-1}$。我们发现电子密度和温度，电离条件，和直接的O/H和N/O丰度为每个组件。一个高度电离的、贫金属的、年轻而紧凑的星暴主导着窄辐射，显示出硬辐射场和N/O升高的证据。蓝移的更广泛的组件是一致的高度湍流，可能clustrialionised气体在一个强大的光电离流出，占$\gtrsim$ 50%的综合排放线通量的基础。外流是密集和金属富集的HII区域相比，与膨胀速度大于从标准假设下的紫外星际吸收线。这些金属中的一些可能能够逃逸，流出负载因子与类似SFR/Area的高$z$星系中发现的相似。我们的研究结果描绘了一个两阶段的星爆图片，硬辐射场从年轻的星团照亮了湍流和clupholism已被侵蚀SNe反馈。虽然UV数据表明具有高平均HI柱密度的扩展的Ly $α$晕，但LyC光子只能在ISM接近密度边界的条件下通过低H…
2020-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar disks and outflows in turbulent molecular cloud cores: possible formation mechanism for misaligned systems
我们研究了分子云核在磁场和湍流作用下坍缩后星周盘和外流的形成。采用自适应网格加密方法对原恒星形成后的演化过程进行了数值模拟，直到$\sim 1000$ ~年。在模拟中，原恒星周围会形成星周盘;磁化模型中的星周盘比非磁化模型中的星周盘小得多，但它们的大小会随着时间的推移而增加。具有较强磁场的模型倾向于产生较小的磁盘。在磁化模型的演化过程中，盘与原恒星的质量比近似恒定在$\sim 1-10$ \%。星周盘根据它们的角动量排列成一条直线，外流沿磁场以$10-100$ ~au尺度加速;这就产生了一个与外流不对齐的盘。外流分为两种类型：磁离心风和螺旋流。在后者中，由于几何形状，旋转轴与磁场不对准。磁场在云核中具有内部结构，这也导致云核尺度上的流出物和磁场之间的不对准。核中角动量矢量的分布也具有非单调的内部结构。这应该会在星周盘上产生一个与时间相关的角动量吸积。因此，在长期演化过程中，星周盘的大小和方向都将发生变化。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
