The nature of giant clumps in high-z discs: a deep-learning comparison of simulations and observations
我们使用深度学习来探索在高红移盘星系中观察到的巨大团块的性质，基于它们在宇宙学模拟中的识别和分类。利用VELA放大宇宙学模拟套件中的3D气体和恒星密度，以$\sim \!\! 25\ \!\rm{pc}$最大分辨率，以$1\!<\!z\!<\!3$的主序星星系为目标，检测模拟团块。根据模拟中的寿命，将团块分为长寿团块（LLC）或短命团块（SLC）。然后，我们训练神经网络来检测和分类模拟团块在模拟，多色，灰尘和嘈杂的HST类图像。使用编码器-解码器卷积神经网络（CNN）检测团块，并使用普通CNN根据其寿命对其进行分类。使用模拟的测试表明，我们的检测器和分类器是$\sim80\%$完整和$\sim80\%$纯的团块更大规模比$\sim10^{7.5}\rm{M_\odot}$。当应用到观察到的星系在坎德尔/货物S+N领域，我们发现这两种类型的团块出现在类似的丰度在模拟和观测。平均而言，LLC比$\sim 0.5\ \rm{dex}$的SLC更大，并且它们在$M_{\rm c}\gtrsim 10^{7.6}\ \rm{M_\odot}$以上的丛群中占主导地位。LLC倾向于被发现更接近银河系中心，表明团块迁移到中心或在较小半径处优先形成。LLC被发现居住在高质量星系中，这表明在超新星反馈下有更好的团块生存能力，因为这些星系中的团块质量更大。我们发现在模拟和观测中的团块性质在$\sim\!…
2021-11-01 astro-ph.GA
Giant Star Forming Complexes in High-z Main Sequence Galaxy Analogues: The Internal Structure of Clumps in DYNAMO Galaxies
为了间接地研究在$z \sim 1-3$主序星星系的巨大团块的内部结构，我们的目标是非常动荡和丰富的气体的本地类似物从Hubble太空望远镜的样品，在波长范围为$\sim 200-480$ nm。我们提出了一个包含58个团簇的星表，这些团簇是在六个星系中发现的，包括WFC 3/UVIS F225 W、F336 W和F467 M测光系统，其中（$225-336$）和（$336-467$）色分别对消光和恒星星族年龄敏感。我们测量团块本身的内部颜色梯度，以研究它们的年龄和消光特性。我们发现一个显着的颜色趋势，在个别团块，其中解决的颜色分布显示，团块一般有蓝色（$336-467$）的颜色（表示非常年轻的年龄）在其中心比在其边缘，在（$225-336$）颜色与灭绝的变化很小。此外，我们发现，团块的颜色表明他们是老的，优先位于靠近他们的星系的中心，我们没有发现年轻的团块在小银河系中心的距离。这两个结果都与高红移恒星形成系统的模拟一致，这些系统显示团块通过剧烈的盘不稳定性形成，并通过动态过程迁移到星系中心，在几个亿年的时间尺度上促进凸起的增长，同时在它们的中心不断形成恒星。当我们比较这些模拟中的C3 O团块时，我们发现与长寿命团块的最佳一致性。
2021-07-02 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
Galaxy Zoo: Clump Scout: Surveying the Local Universe for Giant Star-forming Clumps
巨大的恒星形成团块是高红移恒星形成星系的共同特征。它们是如何形成的，以及为什么它们在低红移时如此罕见，仍然不清楚。在这篇论文中，我们使用来自公民科学项目\textit{Galaxy Zoo: Clump Scout}的数据识别了最大的低红移星系样本（7,052个），在该项目中，志愿者对超过58,000个跨越红移$0.02 < z < 0.15$的斯隆数字巡天（SDSS）星系进行了分类。我们应用一个强大的完整性校正，通过与模拟块识别相同的方法。要求SDSS $u$带中的团-星系通量比大于8%（类似于其他工作中使用的团定义），我们估计至少拥有一个团的局部星系的比例（$f_{clumpy}$）为$2.68_{-0.30}^{+0.33}\%$。我们还计算了相同的分数与一个不太严格的削减3\%（$11.33_{-1.16}^{+0.89}\%$），作为更高的数字计数和更低的统计噪声，这一分数允许更清晰的比较与未来的低红移cluerous星系的研究。我们的研究结果表明，$f_{clumpy}$的急剧下降超过$0 < z < 0.5$。较小的合并率在同一跨度内保持大致恒定，因此我们认为较小的合并不太可能是集群形成的主要驱动力。相反，星系湍流的速率是一个更好的示踪剂$f_{clumpy}$超过$0 < z < 1.5$的所有质量的星系，这支持了这样的想法，即团块的形成主要是由暴力磁盘不稳定性的所…
2022-01-17 astro-ph.GA
SCALES. I. Bridging Lensed Clump - Giant Clump Scales in Lensed Galaxies at $z=1-4$
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与天体物理起源研究所（WPI）、UTIAS）；Univ Lyon, Univ Lyon1, ENS de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学、里昂第一大学、里昂高等师范学校、法国国家科学研究中心、里昂天体物理研究中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Département d’Astronomie, Université de Genève（日内瓦大学天文学系）；Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与信息实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
本文提出高斯差分解方法，同时建模透镜星系中约100-300秒差距的团块和千秒差距尺度的扩展成分，发现团块恒星质量上限约10^8.5太阳质量，质量函数斜率偏高，并揭示红移依赖的探测偏差，表明团块性质在z=1-4内相似。
2026-10-30 astro-ph.GA
The peculiar velocities in the Galactic outer disk--hints of the elliptical disk and the perturbation of the spiral structures
本文给出LAMOST红团星的特殊面内速度。从年轻和年老红团簇星的面内速度随银心半径的变化，我们可以识别出两种类型的特殊速度：1）两种红团簇星的径向速度在$R=9.0$ \，kpc以内为负，在kpc以上为正（表示为\emph{long-wave}模式）;（2）在$R=9$ ~ 12 μ m之间，年轻红团簇星的平均视向速度比老团簇星的平均视向速度大约3 μ m $\rm s^{-1}$，kpc（表示为\emph{short-wave}模式）。我们发现旋转杆诱导的椭圆盘可以很好地解释\emph{long-wave}模的特有速度。椭圆盘的轴比约为0.8-0.95，在$R=9.24\pm0.2$ \，kpc处保持圆度，这应该是Lindblad外共振半径（OLR）的位置。采用圆周速度为238，km $\rm s^{-1}$，由OLR位置导出棒材的图形速度为$48\pm3$，km $\rm s^{-1}$ kpc $^{-1}$。另一方面，\emph{short-wave}模式可能是螺旋臂作为密度波的扰动。
2016-03-20 astro-ph.GA
Probing infrared excess connection with Li enhancement among red clump giants
我们已经在低质量红巨星中进行了搜索，以寻找触发He闪光和随后Li增强的合并场景的证据。我们选择了一个红巨星的样本，从GALAH调查测量良好的锂丰度，近红外和中红外通量从2 MASS和WISE调查，分别。该样本包含418颗冷红巨星和359颗上红巨星。大多数的巨人和大多数超级富锂巨人没有表现出IR过剩。只有五颗红团巨星和一颗RGB巨星显示出IR过剩。值得注意的是，在5颗红外线过剩的红团簇巨星中，3颗是超富锂的（A（Li）> = 3.2 dex），2颗是富锂的（A（Li）> = 1.0 dex）。结果表明红团簇巨星中Li的增强可能是由于两个通道：一个是由单星演化中的原位He闪光引起的，另一个是由RGB上He-白矮星与巨星He-惰性核合并等事件触发的He闪光引起的。在后一种情况下，由于质量损失，预计兼并事件会产生IR超额。我们用DUSTY代码和衍生的尘埃参数模拟了所有六颗巨星的IR过剩。估计的运动学年龄和时间尺度的尘埃信封的超级锂丰富的阶段，锂增强发生在最近。此外，分析显示，与锂正常和没有IR过量的富锂巨星相比，富锂巨星中快速旋转星（vsini > = 8 km/s）的比例显着更高（五分之四）。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances in giants as a function of stellar mass: An evidence for He-flash as the source of Li enhancement in low mass giants
在这项工作中，我们研究了巨星中锂丰度的分布作为恒星质量的函数。我们使用了Kepler光度测量和LAMOST中等分辨率（R $\approx$ 7500）光谱测量场中常见的1240颗巨星样本。用行星地震$Δ$ P - $Δν$图定义了核燃烧He的红巨星团和惰性He核红巨星支星。锂丰度已被推导出使用光谱合成的整个样本星。直接测量的行星地震参数$Δ$ P（或$ΔΠ_1$）和$Δν$的值要么取自文献，要么在这项研究中测量。在777颗已确认的红团簇巨星中，我们发现了668颗低质量（$\leq$ 2~M $_{\odot}$）原生红团簇巨星和109颗高质量（$>$ 2~M $_{\odot}$）次生红团簇巨星。在次级红团簇巨星中观测到的Li丰度与理论模型的预测一致。在次级红团巨星中缺乏富锂巨星，而在初级红团巨星中存在富锂巨星，包括超级富锂巨星，这加强了氦闪光是低质量巨星中锂富集的关键的观点。这些结果将进一步限制理论模型，寻找低质量红团巨星中Li增强的物理机制。这些结果也为只有质量小于$\approx$ 2~M $_{\odot}$的巨星才能发展出简并的He核并经历He闪提供了观测证据。
2023-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
From giant clumps to clouds I: the impact of gas fraction evolution on the stability of galactic discs
在红移~1-3的富气盘状星系的形态主要是由几个大质量的团块。这些团块的形成或聚集过程，以及它们与当代螺旋星系中分子云的关系，仍然是未知的。利用孤立盘星系的模拟，我们研究了如何改变气体分数时的星际介质的结构和光盘的稳定性制度的变化。在所有星系中，恒星成分是不稳定性的主要驱动力。然而，分子气体在富气体情况下的团簇间介质中起着不可忽视的作用，因此在大质量团簇的组装中起着不可忽视的作用。在尺度小于几个100 pc，托姆类盘不稳定性被另一个政权所取代，特别是在富含气体的星系。我们发现，在低气体分数（10%）的星系站在远离光盘更多的气体，所有共享类似的属性几乎所有我们探索的方面。对于气体分数低于约20%，集团规模的制度的不稳定性消失，只留下大规模的磁盘驱动制度。当将气体分数的变化转化为星系的宇宙演化时，这种转变标志着盘星系的cloudite阶段的结束，并允许开始出现螺旋结构，就像在本地宇宙中常见的那样。
2021-09-13 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
From giant clumps to clouds IV: extreme star-forming clumps on top of universal cloud scaling relations in gas-rich galaxies
本文通过改变气体分数的盘星系模拟，发现气体团块遵循普适标度关系但弥散随气体分数增大，且恒星形成活动与质量超出的相关性更强，揭示了富气星系中极端恒星形成团块的形成条件。
2024-03-25 astro-ph.GA
Bulge formation by the coalescence of giant clumps in primordial disk galaxies
本文综述了星团、高红移星系的观测和演化。模型表明，这些团块是由富含气体的圆盘中的引力不稳定性形成的，它们相互作用，然后在中心合并，形成一个凸起。该模型要求在星系生长过程中有平滑的气体吸积。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
Molecular line mapping of the giant molecular cloud associated with RCW 106 - IV. Ammonia towards dust emission
在这里，我们报告的两个最低的反转过渡氨与70米Tidbinbilla射电望远镜的观测。进行这些实验是为了确定与RCW 106相关的G333巨分子云的致密团块中的动力学温度，并检查精确温度对计算质量等导出量的影响。该项目是一个更大的调查的一部分，以了解与大质量恒星形成相关的时间尺度和演化序列，特别是其最早阶段。假设一个巨大分子云的初始化学成分是均匀的，那么其中任何丰度的变化都将是由于进化状态造成的。我们已经确定了63块使用SIMBA 1.2毫米尘埃连续图，并计算了气体温度的大部分（78%），这些密集的团块。在使用斯皮策GLIMPSE 8.0 $μ$ m发射将样品分离成IR亮和IR暗团块之后，我们使用统计检验来检查我们的分类是否在质量和温度方面显示出不同的种群。我们发现，团块质量和柱密度没有显着的人口差异，和动力学温度是最好的参数来区分每个团块的引力束缚态。动力学温度是唯一的参数，发现有一个显着的概率低，从同一人口。这表明团块半径对团块的温度没有很大的影响，因此半径相似的团块可能具有不同的内部加热机制。我们还发现，虽然IR明亮的团块具有较高的中值维里质量，但两个样品的维里质量和半高宽范围相似。有87%（46个中的40个）的质量大于维里质量，这表明它们将形成恒星或已经在形成恒星。
2014-03-20 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
Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm
螺旋臂的碎裂被认为是导致星系中巨大团块形成的原因。利用自引力旋臂的线性微扰分析，我们导出了一个不稳定性参数，并定义了团块形成的条件。我们扩展我们的分析，包括气体和恒星在外部潜力的多组分系统。然后，我们进行数值模拟孤立盘星系与等温气体，并比较我们的分析模型的预测结果。我们的模型准确地描述了我们的模拟中的螺旋臂的演变，即使当螺旋臂动态相互作用。结果表明，在模拟的盘星系中形成的巨星系团大多满足不稳定性条件。我们的模型预测的团块质量与模拟结果一致，但增长的时间尺度的不稳定扰动是高估了几个因素。我们还应用我们的不稳定性分析，以获得块属性的标度关系。预期的团块大小，速度分散，和圆周速度之间的比例关系是略有不同的Toomre不稳定性分析，但也不是不符合目前可用的观测。我们认为，旋臂不稳定性是一个可行的形成机制的巨大的团块在富含气体的盘星系。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of gas fraction and feedback in the stability and evolution of galactic discs: implications for cosmological galaxy formation models
高红移的恒星形成星系通常具有不规则的形态，{ \it巨块}包含高达$10^{8-9}$太阳质量的气体和恒星。巨团块的起源和演化在理论和观测上都有争议。在大多数宇宙学模拟中，高红移星系有规则的螺旋结构或短暂的团块，与许多理想化的高红移圆盘模型相矛盾。在这里，我们测试这种差异是否可以解释的低气体分数的星系在宇宙学模拟。我们提出了一系列不同气体分数的模拟，从25\%，典型的星系在大多数宇宙学模拟，到50\%，典型的观察星系在1.5 < z < 3。我们发现，气体贫乏的模型有短暂的团块，这是未绑定的，大部分被星系剪切破坏，即使有微弱的恒星反馈。相比之下，富含气体的模型即使有增强的恒星反馈，也会形成长寿的团块。这表明气体质量分数是驱动剧烈盘不稳定性和巨大团块演化的主要物理参数，在$\sim$ 10 $^8$ ~yr时间尺度上，恒星反馈校准的影响较小。许多星系形成的宇宙学模拟都有相对缺乏气体的星系盘，这可以解释为什么在这些模型中巨大的团块不存在或寿命很短。类似的重子和暗物质质量分布可以产生在$z\sim2$长寿命的团块星系，如果气体分数与观测结果更好地吻合。
2021-05-20 astro-ph.GA
Vertical velocities from proper motions of red clump giants
本文导出了银心半径R=5-16 kpc范围内距银道面高度2 kpc以内的盘星垂直速度。这种运动学信息与银河系形成和演化中的动力学方面有关，例如卫星的通过和垂直共振，并确定翘曲是长期存在的还是短暂的特征。我们利用PPMXL巡天的自行，以类星体为参考校正系统误差。从色星等图K与（J-K）中，我们选择了对应于红团巨星的标准烛光，并利用它们的自行信息来绘制银河系垂直运动的地图。我们通过分析和粒子模拟来拟合这些数据，从而推导出扭曲的运动学。作为补充，我们还对用APOGEE数据光谱选择的红团巨星进行了相同的分析，我们预测了未来盖亚数据将达到的精度提高。如果d（gamma）/dt/gamma=-34+/-17 Gyr^{-1}，则一个简单的翘曲模型（圆盘高度z_w（R，phi）=gamma（R-R_sun）sin（phi-phi_w））符合垂直运动;对d（gamma）/dt的贡献来自南部翘曲，在北部可以忽略不计。经线的垂直运动显然表明，经线的主要S形结构是一个长期存在的特征，而在南部产生不规则的扰动很可能是一个短暂的现象。随着盖亚任务结束产品与光谱分类的红团巨星一起使用，垂直运动的精度至少可以提高一个数量级。
2014-09-22 astro-ph.GA
A Lithium-Rich Red Giant Below the Clump in the Kepler Cluster, NGC 6819
在Li 6708埃区域获得了旧疏散星团NGC 6819的332个可能成员的WIYN/HYDROGEN谱。初步分析显示，从岔道顶部到巨型分支底部，锂的消耗模式。所有较亮的巨星，其A（Li）都低于1.0，大多数的上限低于0.5。恒星W 007017，位于第一个上升的红巨星隆起下方，富含Li，A（Li）= 2.3。作为一个极有可能的单星天体测量和径向速度集群成员，其不一致的星震成员资格可能是触发锂增强过程的副产品。它的色星等图位置与第一颗上升红巨星中唯一一个被提出的增强混合过程相一致。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical cooling of galactic discs by molecular cloud collisions -- Origin of giant clumps in gas-rich galaxy discs
与银河星系不同，富气星系盘是clusified的。据信，这些团块的形成是由于重力不稳定性。然而，引力不稳定性发展的一个必要条件是盘必须有效地耗散其动能，这种能量耗散（也称为冷却）还没有得到很好的理解。我们建议，分子云之间的碰撞（凝聚）耗散的磁盘的动能，这导致了动态冷却。这种动态冷却的有效性是量化的耗散参数$D$，这是自由落体时间$t_{\rm ff}\approx 1/ \sqrt{G ρ_{\rm disc}}$和由云碰撞过程$t_{\rm cool}$确定的冷却时间之间的比率。该比率与圆盘$Σ_{\rm disc}$的平均表面密度和圆盘$Σ_{\rm cloud}$中分子云的平均表面密度之间的比率有关。当$D <1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} < 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云碰撞冷却效率低，碎片化被抑制。当$D > 1/3$（大致对应于$Σ_{\rm disc} > 1/3 Σ_{\rm cloud}$）时，云与云的碰撞导致快速冷却，通过这种冷却形成团块。在较小的尺度上，云与云的碰撞可以驱动分子云湍流。这一动力学冷却过程可以作为亚网格模型用于盘星系演化的数值模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
{\it Gaia} DR2 giants in the Galactic dust -- I. Reddening across the whole dust layer and some properties of the giant clump
我们考虑一个完整的样本101810巨人与盖亚DR 2 laxes $\varpi$内的红丛域的赫兹-罗素图在空间圆柱半径为700 pc的太阳周围和高度的$|Z|=1800$ pc。我们使用Gaia DR 2 $G_\mathrm{BP}$、$G_\mathrm{RP}$和WISE $W3$测光。我们描述的模式的观测$G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}$，$G_\mathrm{RP}-W3$，$G_\mathrm{BP}+5+5\,\log_{10}\varpi$，$G_\mathrm{RP}+5+5\,\log_{10}\varpi$，和$W3+5+5\,\log_{10}\varpi$的消光和变红结合线性垂直梯度的本征色和绝对星等的红巨星团块的空间变化。在$W3$中导出的团块中位绝对星等与其最近的文献估计一致。在$G_\mathrm{BP}$和$G_\mathrm{RP}$的块中值固有色和绝对星等的推导首次在0.01马格的精度水平。我们确认导出的块绝对星等，固有色，和它们的垂直梯度的可靠性，通过比较它们与PARSEC，MIST和BaSTI等时线的理论预测。这使我们得出了距离银河系中平面为kpc的$|Z|<1.7$内的团块的中位年龄和[Fe/H]分别为$(2.3\pm0.5)+(3.2\pm1.6)\,|Z|$ Gyr和$(-0.08\pm0.08)-(0.16…
2020-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation in high redshift galaxies revealed by hydrodynamical simulations
高红移的恒星形成星系与邻近的星系相比有着非常不同的形态。事实上，它们经常被质量高达$10^{8-9}$ $\mathrm{M}_\odot$的明亮恒星形成结构所主导，被称为“巨块”。然而，最近的观测结果质疑这一结果，只显示低质量结构或根本没有结构。本文利用自适应网格细化方法对星系进行了秒差距尺度的流体动力学模拟，研究了星团高红移星系内部结构的形成。我们发现，在非常丰富的气体星系恒星形成发生在小的气体集团与质量低于$10^{7-8}$ $\mathrm{M}_\odot$，本身位于巨大的复合物与质量高达$10^8$，有时$10^9$ $\mathrm{M}_\odot$。这些巨大的结构在质量和大小上与成像调查中观察到的巨大团块相似，特别是哈勃太空望远镜。使用模拟观测模拟星系，我们表明，在非常高的分辨率与仪器，如阿塔卡马大型毫米阵列或通过引力透镜，只有低质量的结构可能会被检测到，他们聚集成巨大的复合体可能会错过。这导致无法检测到巨大的团块，因此在检测这些结构时引入了偏差。我们表明，模拟的巨大团块可以引力约束，即使在模拟ALMA观测和HST观测透镜星系的代表未被检测到。然后，我们比较了一个最初温暖的磁盘自上而下的碎片和一个最初冷的磁盘自下而上的碎片，以表明团块的形成过程不会影响它们的物理性质。
2021-01-28 astro-ph.GA
The long lives of giant clumps and the birth of outflows in gas-rich galaxies at high redshift
在高红移的恒星形成盘星系经常受到剧烈的盘不稳定性的影响，其特征是巨大的团块，其命运尚未被理解。主要的问题是，这些团块是否会像今天星系中的分子云一样，在其动力学时间尺度（<5000万年）内分裂，或者它们是否会在超过一个圆盘轨道时间（~ 30000万年）的恒星反馈中幸存下来，在这种情况下，它们可以向内迁移并帮助建立中央隆起。我们提出了高红移盘的3.5- 7 pc分辨率AMR模拟，包括光电离，辐射压力和超新星反馈（Renaud等人，2013年，Perret等人，这一天体-pH问题）。我们的辐射压力模型从基本物理原理确定了风的质量负荷和初始速度。我们发现，巨大的团块产生稳定的流出率相当，有时略大于他们的恒星形成率，速度基本上足以逃离星系。团簇也会因为潮汐剥离而失去质量，特别是年老的恒星，因此团簇中的恒星星族仍然相对年轻（<= 2亿年）。这些团块在气体外流和恒星损失中幸存下来，因为它们在富含气体的湍流盘中徘徊，它们可以以高速率重新吸积气体，以补偿外流和潮汐剥离，总体上保持现实和自我调节的气体和恒星质量。我们的模拟产生的气体流出的速度，密度和质量负载与观测一致，并在同一时间表明，巨大的团块生存数百万年，并完成迁移到高红移星系的中心，没有快速分散和重组的团块。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-Poor Gas Accretion Drives Giant Clump Formation at 0.6 < z < 2.6
University of Colorado（科罗拉多大学）；York University（约克大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；Harvard University（哈佛大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理研究所）
利用LEGA-C、MOSDEF和CANUCS近红外光谱观测，研究约300个高红移恒星形成星系，发现团块星系通常具有较低的气相金属丰度，且其团块更年轻、恒星形成率更高，表明贫金属气体吸积事件触发了恒星形成并稀释了金属丰度。
2026-06-03 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 astro-ph.GA
NIHAO XIII: Clumpy discs or clumpy light in high redshift galaxies?
许多在红移范围3到0.5的大质量恒星形成盘星系被观测到具有星团形态，显示出大小为$\sim$ 1 kpc的巨大团块，质量约为$10^7M_{\odot}$到$10^{10} M_{\odot}$。这些巨大团块的性质和命运仍在争论中。在这项工作中，我们使用了19个高分辨率的模拟从NIHAO样本的盘星系的高红移星系研究的形成和发展的磁盘中的团块。我们利用辐射转移程序GRASIL-3D模拟HST-CANDELS观测数据，首次对观测到的星团比例及其随红移的演化进行了定量的模拟比较。我们发现一个很好的协议之间观察到的clusifraction和NIHAO星系之一。我们发现，尘埃衰减可以抑制本质上明亮的团块，并提高不发光的。在我们的星系样本中，我们只在年轻恒星的光（u波段）中发现了团块，但在恒星质量表面密度图中没有发现。这意味着NIHAO样本并没有显示出clusified恒星盘，而是来自clusified恒星形成事件的clusified光分布。在NIHAO样本中发现的团块与观测到的年龄/颜色梯度相匹配，作为距离星系中心的函数，但它们没有向内迁移的迹象。在我们的模拟中，团块在大约一百万年的时间尺度上分散，它们对凸起生长的贡献可以忽略不计。
2017-04-04 astro-ph.GA
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
Probing the clumping structure of Giant Molecular Clouds through the spectrum, polarisation and morphology of X-ray Reflection Nebulae
我们建议一种方法来探测巨分子云（GMCs）的情况下，这些作为X射线反射星云（XRNe）的集群人口的全球性质，基于对反射X射线信号，特别是在Fe K-α线的肩膀上的集群的整体效果的研究。我们考虑Sgr B2的特殊情况，它是我们银河系中最明亮，质量最大的XRN之一。我们使用一个简单的团块模型，与团块质量函数（α）的斜率，最小团块质量（m_{min}），包含在团块（f_{DGMF}）的云的质量的分数，和个别团块的质量-尺寸关系作为自由参数的云内的气体分布，并调查这些如何影响反射的X射线光谱。在非常密集的团块的情况下，类似于目前在Sgr B2中观察到的那些团块，这些团块占据了云的小体积，并且对入射的X射线辐射呈现出小的投影区域。我们发现，这些贡献可以忽略不计的散射X射线。体积填充因子> 10^{-3}的团簇种群确实留下了观测特征，这些特征对反射光谱和偏振中的团簇模型参数敏感。因此，未来的高分辨率X射线观测可以补充这些GMC的传统光学和无线电观测，并证明是研究其内部结构的强大探针。最后，在高分辨率X射线观测中，巨磁物质中的团块应该既作为亮点又作为重吸收区域可见。因此，我们进一步研究的时间演化的X射线形态，在照明下的瞬态源，作为一个探头的三维分布和柱密度的个别团块由未来的X射线天文台。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Giant Clumps in Simulated High-z Galaxies: Properties, Evolution and Dependence on Feedback
我们使用AMR宇宙学模拟在红移z=6-1的高z盘星系中的巨团块的演化。我们的样本由34个星系组成，晕质量在z=2时为10^{11}-10 ^$> 12}M_s，有和没有年轻恒星的辐射压力（RP）反馈。虽然RP对圆盘的大小和整体稳定性几乎没有影响，但它将恒星形成气体的数量减少了约2倍，导致恒星质量减少了约2倍。这两个样品都经历了剧烈的盘不稳定性（RP），并以相似的速率形成质量为10^7- 10^9 M_s的巨大团块，尽管RP显著减少了长寿命团块的数量。当包含（或不包含）RP时，圆速度<40（20）km/s、重子表面密度<200（100）M_s/pc ^2和重子质量<10^{8.2}（10^{7.3}）M_s的团簇是短暂的，在几个自由落体时间内被破坏。更大的和密集的团块存活下来，并在几个圆盘轨道时间内向圆盘中心迁移。在RP模拟中，在所有红移下，标准化到主盘的团块质量和恒星形成率（SFR）的分布非常相似。它们表现出截断幂律，斜率略小于-2。短寿命的团簇优先具有年轻的恒星年龄，低质量，高气体分数和特定的SFR（sSFR），并且它们倾向于居住在外盘。大规模的，长寿命的团块sSFR随着年龄的增长而下降，因为它们向盘中心迁移，产生质量，恒星年龄，气体分数，sSFR和金属丰度的梯度，将它们与短寿命的团块区分开来。异位合并占团块质量的37%，占SFR的29%。它们比原地团块质量更大，恒星年龄更老，特…
2016-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Morphology of the Sub-Giant Branch and Red Clump Reveal No Sign of Age Spreads in Intermediate Age Clusters
最近在星团研究中的一个惊喜是，通过哈勃太空望远镜测光的精确性，大麦哲伦云和小麦哲伦云中的一些中间年龄（1-2 Gyr）的星团具有比简单恒星星族（SSP）预期的更宽的主序关闭（MSTO）宽度。对这些扩展的MSTO（eMSTO）的一种解释是，星团内存在约5亿年的年龄差异，从根本上重新定义了我们对星团的看法，传统上认为星团是单一年龄，单一金属量的恒星星族。在这里，我们通过研究CMD的其他区域来测试这种解释，这些区域也应该受到如此大的年龄分布的影响，即次巨星分支（SGB）和红丛（RC）的宽度。我们研究了LMC中两个显示eMSTO现象的大规模星系团（NGC 1806和NGC 1846），并表明如果星系团内存在大的年龄分布，它们都具有与预期相冲突的SGB和RC形态。我们的结论是，SGB和RC的宽度是不一致的扩展恒星形成的历史，在这些集群，因此年龄的蔓延是不太可能的eMSTO现象的原因。我们的研究结果与最近的研究一致，这些研究也对大规模星团中是否存在大的年龄分布表示怀疑;即未能在年轻的大规模星团中找到年龄分布，缺乏在大规模星团中检测到的气体/尘埃，以及表现出eMSTO现象的星团内的均匀丰度。
2015-01-15 astro-ph.GA
From Peculiar Morphologies to Hubble-type Spirals: The relation between galaxy dynamics and morphology in star-forming galaxies at z~1.5
本文利用KMOS星系演化巡天（KGES）的数据分析了z~1.5处恒星形成星系的气体动力学。我们量化的星系形态使用$HST$ CANDELS成像参数和非参数。我们结合KMOS的H $α$动力学和高分辨率成像，导出了恒星质量（M $_{*}$）和恒星比角动量（j $_{*}$）之间的关系。我们发现，高红移恒星形成星系在z~1.5遵循幂律的趋势，在特定的恒星角动量与恒星质量类似的本地晚型星系的形式j $_*$ $\propto$ M $_*^{0.53 \pm 0.10}$。最高比角动量的星系大多是盘状的，尽管一般来说，在固定的恒星质量下，在比角动量序列中发现了特殊的形态和盘状系统。我们探讨了j $_{*}$ -M $_{*}$平面内的散射及其与星系的综合动力学性质（如速度色散、Toomre Q $_{\rm g}$、H $α$恒星形成率、表面密度$Σ_{\rm SFR}$）和其参数化的静止坐标系UV/光学形态（如Sérsic指数、膨胀与总比、聚集度、不对称性和浓度）的相关性。我们建立了在j $_{*}$ -M $_{*}$平面上的位置与恒星形成表面密度和恒星光分布的聚集度密切相关。具有奇特的静止坐标系UV/光学形态的星系具有与相同恒星质量的盘状星系相当的特定角动量，但更笨重，具有更高的恒星形成率表面密度。我们认为，在高红移系统中的特殊形态是由更高的恒星形成率表面密度和更高的气体分数导致…
2020-02-05 astro-ph.GA
Characterising magnetic fields at the onset of star cluster formation: From giant molecular clouds to infrared dark clumps
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Cologne（科隆大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
利用Planck和JCMT POL-2偏振数据，研究8个红外暗团块及其母分子云的平面天磁场形态，发现磁场形态在团块和云尺度上显著不同，气体速度弥散与磁场线方向在柱密度梯度上的对齐存在强相关，表明磁场对团块动力学演化影响小，但在大尺度上起支撑作用。
2026-06-24 astro-ph.GA
Lithium in red giants: the roles of the He-core flash and the luminosity bump
研究了GALAH DR 3巡天中红巨星的锂丰度。稀有的富锂星A（Li）$\geq 1.5$被证实是He核燃烧星，属于或演化自质量和金属丰度相似的红团：$M\simeq 1.1\pm0.2{\rm M_\odot}$和[Fe/H] $\simeq-0.3\pm0.3$。在红巨星分支尖端的恒星的前身中，Li的丰度比Li的丰度高，这可能发生在所有这些红团星中。对GALAH目录中的元素丰度（C到Eu）的检查显示，红团巨星中没有异常丰度，特别是不依赖于Li丰度，其范围至少超过5 dex。锂的合成归因于红巨星分支尖端恒星的氦核闪光。来自恒星天体物理学实验模块（MESA）的模型与观测到的这些恒星沿着红巨星分支和红团簇的演化相匹配，但仅在观测到的红团簇巨星传播的低有效温度端。MESA模型较好地再现了红巨星分支上Li丰度的变化。提出了一种推测，一系列的氦核闪光不仅导致$^7$锂合成从一个明星的内部水库的$^3$ He，但也可能导致内部重组，导致观察到的有效温度传播的红团星在大约一个恒定的光度。巨人表现出显着的锂富集没有发现在其他的演化阶段，特别是，不直接与亮度凸点的红巨星分支的锂丰度增加不超过0.3德克斯。
2021-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy Zoo: Clump Scout -- Design and first application of a two-dimensional aggregation tool for citizen science
银河动物园：Clump Scout是一个基于网络的公民科学项目，旨在识别和空间定位斯隆数字巡天遗留巡天成像的星系中的巨星形成团块。我们提出了一个统计驱动的软件框架，旨在聚合多个独立的星系动物园：Clump Scout志愿者提供的团块位置的二维注释，并生成一个共识标签，识别每个星系内可能的团块的位置。我们的框架所基于的统计模型允许我们将假阳性概率分配给我们识别的每个集群，以估计为Galaxy Zoo：Clump Scout做出贡献的每个志愿者的技能水平，并定量评估每个主题的共识标签的可靠性。我们将我们的框架应用于包含3，561，454个二维点的数据集，这些点构成了由20，999名志愿者提供的85，286个不同主题的1，739，259个注释。使用这个数据集，我们确定了分布在44，126个星系中的128，100个潜在团块。该数据集可用于研究低红移星系中巨星形成团块的流行程度和人口统计。我们的聚合软件框架的代码可在https://github.com/ou-astrophysics/BoxAggregator上公开获取
2022-10-07 astro-ph.GA
Li-enrichment in red clump giants: Clues for past binary interaction or merger events
该研究通过分析5227颗红团簇巨星样本，发现约2%的恒星存在锂增丰，且与快速自转及双星相互作用/并合历史相关，提示双星并合可能是锂增丰的先决条件。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wobbly Galaxy: kinematics north and south with RAVE red clump giants
RAVE巡天与自行和距离估计相结合，可用于详细研究扩展太阳邻域（太阳郊区）的恒星运动学。我们使用红色的块来检查R为6至10 kpc和Z为-2至2 kpc之间的3D中的平均速度分量，集中于南北差异。简单的参数拟合的R，Z趋势VPHI和速度分散。我们确认最近发现的梯度平均银河系中心径向速度，VR，发现该梯度是更显着的平面以下，与Z梯度也存在。垂直速度，VZ，也显示出清晰的结构，与稀疏压缩模式的迹象，暗示波浪状的行为。我们进行了严格的误差分析，跟踪系统和随机误差的来源。我们确认南北差异VR和VZ沿视线，VR估计独立的自行。复杂的三维结构的速度空间提出了挑战，为未来的银河系磁盘建模，与银河棒，旋臂和激发波状结构都可能发挥作用。
2013-09-17 astro-ph.GA
Asteroseismology of red-clump stars with CoRoT and Kepler
大量红巨星的CoRoT和开普勒在不久的将来的星震约束的可用性，为详细研究星系盘红巨星的人口铺平了道路。我们调查所观察到的人口的信息，可以恢复所观察到的地震约束的分布：类太阳振荡的最大功率的频率（$ν_{max}$）和大的频率分离（$Δν$）。我们使用的分布$ν_{max}$和$Δν$观测CoRoT在近800红巨星在第一个长期的观测运行，作为一种工具，调查银河系红巨星的性质，通过模拟分布的基础上合成恒星星族的比较。我们可以清楚地识别出CoRoT观测到的大部分红巨星是红团星，即闪光后核心燃烧的He星。$ν_{max}$和$Δν$的分布使我们能够获得恒星半径和质量的分布，因此代表了对盘的年龄和恒星形成率以及红巨星分支期间质量损失率的最有希望的探测。这种方法也将是非常实用的解释即将到来的调查变化的红巨星与CoRoT和开普勒。特别是，开普勒观测到的旧疏散星团中的星团星的星震质量估计，将是对巨分支上鲜为人知的质量损失率及其对金属丰度的依赖性的最有价值的观测测试。
2009-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way rotation curve from proper motions of red clump giants
本文导出了银河系在银心半径R=4-16 kpc范围内，在离银心面z的不同垂直高度（-2 ~+2kpc）上的恒星自转曲线。我们使用PPMXL调查，其中包含USNO-B1自行目录与2 MASS点源目录的天体测量和近红外测光交叉相关。为了提高自行的精度，在这次PPMXL巡天中，我们计算了类星体的平均自行，得到了类星体的系统漂移，并对整个巡天的自行进行了相应的改正，减小了系统误差。我们从CM图中选择了K与（J-K）的红团簇巨星，并利用它们的自行信息来建立我们银河系旋转速度的地图。我们得到了一个几乎平坦的旋转曲线，随着R或|z|值的增加，旋转曲线略有下降。最令人困惑的结果是在距离最远和离面最远的区域获得的，在那里，在反中心区域的银河经度方向上与零平均自行（~4 mas/yr）的显著偏差可以直接转化为比太阳银心半径低得多的旋转速度：平均速率为82+/-5（统计）+/- 58（系统）km/s。在我们探索的区域中，这些区域的旋转速度低于150公里/秒的情况是有趣的，并邀请人们重新考虑暗物质分布的不同可能性。然而，鉴于高系统误差，我们不能就此下结论。因此，有必要对高R和|z|下的自行进行更多的测量，以验证如果这种低速得到证实，将会出现的奇异情况。
2014-02-18 astro-ph.GA
Robust Cross-correlation-based Measurement of Clump Sizes in Galaxies
恒星形成于分子复合体中，在红移为$z\approx1$ $-$ $3$时，在附近星系中可以看到巨大的云（$\sim 10^{5-6} \mathrm{M}_\odot$），在星系中可以看到巨大的团块（$\sim 10^{8-9}\mathrm{M}_\odot$）。这些复合物的起源和演化的理论推断往往需要强大的测量其特征尺寸，这是很难在有限的分辨率测量，往往不明确，由于重叠和准分形子结构。我们表明，在恒星形成图中看到的团块的最大和亮度加权大小（例如，H $α$）可以用两点关联函数（2 PCF）进行统计恢复。在解析地阐明高斯团簇与2 PCF之间的联系之后，我们设计了一种具有真实准分形子结构的高斯团簇直径测量方法。用不同空间分辨率的星团盘星系的模拟图像和高斯白噪声扰动对该方法进行了测试。我们发现，2 PCF可以恢复输入的团块规模在$\sim20\%$精度，只要这个规模是大于空间分辨率。我们应用这种方法的本地螺旋星系NGC 5194，以及三个cluerous湍流星系的DYNAMO-HST样本。在这两种情况下，我们的统计H $α$ -丛大小测量与以前的测量和估计的牛仔裤长度一致。然而，新的测量方法在拟合单个块时不受主观选择的影响。
2018-01-09 astro-ph.GA
IGR J14488-4008: an X-ray peculiar giant radio galaxy discovered by INTEGRAL
本文报道了INTEGRAL探测到的一个特殊的巨射电星系（GRG）IGR J14488-4008的发现和详细的射电/X射线分析。该源最近被分类为一个红移为0.123的塞弗特1.2星系;射电数据表明该源是一个II型法那罗夫-莱利射电星系，线性投影大小超过1.5 Mpc，清楚地将IGR J14488-4008归为GRG类。在X射线中，源显示出一个显着的光谱，其特征是被电离元素吸收，这是迄今为止仅在其他四个宽线射电星系中发现的特征。
2015-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mass Matters: No Evidence for Ubiquitous Lithium Production in Low-Mass Clump Giants
宇宙中锂的已知来源包括大爆炸、新星、渐近巨星分支星和宇宙射线。在它们较长寿命的演化阶段，恒星预计不会增加银河系的Li预算，但会在很大程度上耗尽它。在这种情况下，最近对GALAH和LAMOST的野外红团（RC）恒星的Li数据的分析得出结论，需要一个新的Li生产渠道，在低质量恒星中无处不在，这将在红巨星上部分支（RGB）或氦点火时触发。这与“富锂巨星”问题不同，反映了大体积RC星的性质。我们提供了一个分析的GALAH李的数据，占今天观察到的场RC星的祖质量的分布。这些祖先与今天的场RGB星不同。使用标准的后主序星恒星演化，我们表明，由GALAH观察到的场RC巨星之间的Li的分布是一致的标准模型预测，并不需要新的Li生产机制。我们的模型预测很大一部分非常低的锂丰度从低质量的祖细胞，与更高的丰度从更高的质量。此外，RC巨星应该有大量的上限，更高的丰度应该对应更高的质量。最新的GALAH数据确实证实了存在大量的上限，和一个低得多的平均锂丰度在RC星，与我们的解释一致。
2022-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution LAsMA $^{12}$CO and $^{13}$CO observation of the G305 giant molecular cloud complex : II. Effect of feedback on clump properties
在~（12）&~（13）CO的3-2谱线上观测到G305星形成复合体，研究了中心OB星反馈对该复合体的影响。该地区被分解成丛，使用树状图分析。已创建束特性的目录。将团块的表面质量密度绘制为入射8 um通量的函数。创建具有8 um通量>100 MJy/sr的区域的掩模，并且基于与掩模重叠的程度将团块分类为“大部分在内部”、“部分在内部”和“在外部”。绘制了这些种群中每一个的表面质量密度分布。然后将G305团块与来自ATLASGAL和CHIMPS团块的银河系平均值进行比较。最后，G305中的团块质量的累积分布函数（CDF）和它们的L/M比与银河系样品进行了比较。团簇的表面质量密度与入射的8 μ m通量呈正相关。数据没有足够的速度分辨率来辨别反馈对团块线宽的影响。命名为“大部分内部”的子样本的团块具有最高的表面质量密度，其次是“部分内部”和“外部”子样本。使用KS检验显示，三个子样本之间的这些差异具有统计学显著性。与其他两个样本相比，“大部分在内部”的样本也显示出最高的碎片化水平。这些证明G305区域内的团块被触发。G305星团的人口在统计上也不同于银河系的平均人口，拒绝再分配可能是反馈的结果。团块质量的CDF和它们的L/M比都比银河系的平均值平坦，表明G305中的反馈触发了恒星的形成。收集和折叠方法是G305中起作用的主要机制。
2021-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Giant Clump in the Tycho-2 Catalogue
利用Tycho-2自行和Tycho-2、2 MASS测光，对97348颗红巨星团簇（RGC）星进行了筛选。计算了每颗恒星的星际消光和光度距离。被选中的恒星形成了一个RGC恒星的选择无偏样本，距离太阳约350 pc，加上更遥远的恒星。选定的恒星在空间中的分布和它们的运动与RGC包含具有不同年龄和金属丰度的银河系盘星的假设是一致的，其中包括一个显着比例的恒星年龄小于1 Gyr，质量超过2 $M_{\odot}$。这些年轻恒星的统计特征与老的RGC恒星不同，包括它们的分布密度随距离银道面的变化以及它们的径向速度和自行速度的分散性。$13\pm1$ pc发现太阳从银河平面上升起。所考虑的恒星在太空中的分布密度可能是由本地旋臂和古尔德带平面上吸收物质的分布决定的。
2016-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution of bulge clump giants in Baade's Window
我们试图通过分析巴德窗口中大量红团星的详细化学成分来限制银河系核球的形成。我们测量[Fe/H]在219个凸起的红团星的样本中，从R=20000的分辨率光谱获得的火焰/GIRAFFE在VLT，使用自动程序，差分富金属的本地参考星muLeo。对于一个子样本的162颗恒星，我们还得到[Mg/H]从光谱合成周围的MgI三重态在6319 A。Fe和Mg金属丰度分布均不对称，中值分别为+0.16和+0.21。铁的分布是明显的双峰，揭示了两个反卷积（从观测误差）和高斯分解。将观测到的Fe和Mg金属丰度分布分解为高斯分量，得到两个大小相等的群体（各占50%）：以[Fe/H]=-0.30和[Mg/H]=-0.06为中心的贫金属分量，具有较大的分散度，以及以[Fe/H]=+0.32和[Mg/H]=+0.35为中心的窄的富金属分量。贫金属成分显示出高[Mg/Fe]比（约0.3），而富含金属成分的恒星被发现具有接近太阳的比率。Babusiaux等人（2010年）还发现两种组件之间的运动学差异：贫金属组件显示出与旧球体兼容的运动学，而富金属组件与支撑杆的群体一致。鉴于它们的化学和运动学性质，我们建议不同的形成方案的两个人口：一个快速形成的时间尺度作为一个旧的球体的金属穷人的组件（老凸起）和金属丰富的组件，形成在一个较长的时间尺度驱动的酒吧（伪凸起）的演变。
2011-07-26 astro-ph.GA
Formation of Giant Clumps in High-$z$ Disc Galaxies by Compressive Turbulence
本研究通过宇宙学模拟发现高红移富气盘中的巨团块可由外部诱发的压缩湍流汇聚运动形成，该机制补充并可能先于 Toomre 引力不稳定性。
2024-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation in Massive Clusters via Bondi Accretion
基本上所有的恒星都形成于巨大的分子云（GMC）中。然而，在GMC内部，大部分气体并不参与恒星的形成;相反，密度更大的气体聚集在GMC中的团块中，给定GMC中的大部分恒星形成在少数最大质量的团块中。在银河系中，这些团块具有GMC的质量$M_{\rm cl}\lesssim 5\times 10^{-2}$、半径$r_{\rm cl} \sim 1$ pc和自由落体时间$τ_{\rm cl} \sim 2\times 10^5\yr$。我们发现，巨大的分子云内的团块应在修改后的邦迪吸积率，这取决于团块质量$\dot M_{\rm cl}\sim M_{\rm cl}^{5/4}$。这个速率最初相当慢，通常比星团内部的初始恒星形成速率慢（我们采用通常的假设，即星团内部有$\dot M_*=ε_{\rm ff} M_{\rm cl}/τ_{\rm cl}$和$ε_{\rm ff} \approx 0.017$）。然而，在$\sim 2$ GMC自由落体乘以$τ_{\rm GMC}$之后，团块的吸积速率迅速加快;形式上，团块可以吸积$\sim 3τ_{\rm GMC}$中的整个GMC。与此同时，恒星的形成速度加快，跟踪邦迪吸积率。如果GMC被来自最大的星团的反馈所破坏，那么在GMC被破坏之前，该星团中的一半恒星在最终的$\taug$中形成。该理论预测，每GMC自由落体时间测量的有效恒星形成率…
2011-06-15 astro-ph.GA
CO-0.30-0.07: A Peculiar Molecular Clump with an Extremely Broad Velocity Width
本文研究了银河系中心分子区的高速度弥散紧凑云CO-0.30-0.07，通过干涉测量和单天线观测发现其极宽速度发射源于两个速度分量的碰撞，并意外检测到可能由激波压缩形成的恒星形成团块。
2015-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the relative importance of magnetic field, gravity, and turbulence in star formation at the hub of the giant molecular cloud G148.24+00.41
本研究利用高分辨率尘埃偏振观测分析了巨型分子云G148.24+00.41中心枢纽的磁场特性，发现局部重力在驱动气体坍缩中起主导作用，且重力能优于磁能和动能。
2024-01-10 astro-ph.GA
Potassium in globular cluster stars: comparing normal clusters to the peculiar cluster NGC 2419
最近，两项独立的研究在遥远的大质量球状星团（GC）NGC 2419中发现了两个不同的巨星群。其中一个群体具有正常的晕星镁（Mg）和钾（K）丰度：增强的Mg和大致的太阳K。另一个种群的镁含量极度缺乏，钾含量却非常高。为了更好地确定NGC 2419的特殊化学组成，我们研究了NGC 6752、NGC 6121、NGC 1904和欧米茄Cen中几颗红巨星分支星的K行为。为了验证高K丰度是内在的，而不是由于巨星的某些大气特征，我们还推导出了星团47 Tuc，NGC 6752，NGC 6397和NGC 7099中演化较少的关闭和次巨星的K丰度。我们规范化的K丰度作为一个功能的集群金属丰度使用21场星分析在一个均匀的方式。对于我们样本中的所有GC，恒星都位于K-Mg丰度平面上，与NGC 2419中的Mg正常星族和场星所占据的轨迹相同。这对巨星和进化程度较低的恒星都适用。目前，NGC 2419在GC中似乎是独一无二的。
2013-03-19 astro-ph.GA
Parameters of the Local Warp of the Stellar-Gaseous Galactic Disk from the Kinematics of Tycho-2 Nearby Red Giant Clump Stars
我们分析了82000颗属于红巨星团（RGC）的Tycho-2星的三维运动学。首先，根据现有的观测资料，我们确定了ICRS/HIPPARCOS系统光学实现相对于惯性参考系的剩余旋转矢量的新的、最可能的分量：ω_x，ω_y，ω_z）=（-0.11，0.24，-0.52）+/-（0.14，0.10，0.16）mas/yr。用修正量ω_z =-0.52mas/yr对RA中的恒星自行进行了修正。我们发现，除了它们参与了由奥尔特常数A= 15.82+/-0.21 km/s/kpc和B=-10.87+/-0.15 km/s/kpc描述的银河系自转外，RGC星在银河系yz平面上还具有与翘曲的恒星-气态银河系盘运动学有关的运动学特性。我们发现，线性Ogorodnikov-Milne模型的参数，描述的RGC星在zx平面的运动学没有显着不同的零。yz平面的情况则不同。例如，太阳邻域绕银河系x轴的旋转矢量分量为M_32- = -2.6+/-0.2 km/s/kpc。在这个平面上的形变张量的两个参数，即M_23^+ = 1.0+/-0.2 km/s/kpc和（M_33-M_22）= -1.3+/-0.4 km/s/kpc，也与零有很大的不同。总体上，在太阳附近的翘曲星气银盘的运动学可以描述为绕银河X轴（接近于该结构的节点线）的旋转，其角速度为（-3.1+/-0.5）< Ω_W <（-4.4+/-0.5）km…
2010-08-25 astro-ph.GA
Dense Clumps in Giant Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud: Density and Temperature Derived from $^{13}$CO($J=3-2$) Observations
为了精确测定大麦云云中分子气体的温度和密度，我们利用ASTE 10 m望远镜对9个观测到$^{12}$ CO（$J=3-2$）团簇的峰进行了光学薄$^{13}$ CO（$J=3-2$）跃迁的观测。这些分子团包括巨分子云（GMC）中的I型（没有大质量恒星形成的迹象）、II型（只有HII区域）和III型（有HII区域和年轻星团）。我们检测到$^{13}$ CO（$J=3-2$）发射的所有峰，发现它们的强度是3 - 12倍低于$^{12}$ CO（$J=3-2$）。我们在45 $\arcsec$分辨率下测定了$^{12}$ CO（$J=3-2$）与$^{13}$ CO（$J=3-2$）、$R^{12/13}_{3-2}$以及$^{13}$ CO（$J=3-2$）与$^{13}$ CO（$J=1-0$）、$R^{13}_{3-2/1-0}$的强度比。这些比率用于辐射传输计算，以估计团块的温度和密度。这些团块的参数范围为动力学温度$T\mathrm{_{kin}}$ = 15 - 200 K，分子氢气密度$n(\mathrm{H_2})$ = 8 $\times 10^2$ - 7 $\times 10^3$ cm $^{-3}$。我们证实，较高密度的团块表现出较高的动力学温度，较低密度的团块较低的动力学温度在一个更好的精度比以前的工作。动力学温度和密度增加一般从I型GMC到III型GMC。…
2010-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The GALAH Survey: Velocity fluctuations in the Milky Way using red clump giants
如果银河系是轴对称的，并且处于动力学平衡状态，我们预计剩余视线速度场的波动可以忽略不计。使用\apg{}巡天的最新结果发现，中平面（$|z|<$ 0.25 kpc）内恒星的速度在5 kpc范围内存在显著波动，这表明非轴对称特征的动力学影响，即，银河系的棒、旋臂和合并事件延伸到太阳系附近。它们的测量功率谱在2.5千秒差距尺度上具有11 \kms{}的特征振幅。这种大尺度流运动的存在对于确定太阳绕银河系中心的运动具有重要意义。利用来自\glh{}和\apg{}的红丛星，我们绘制了太阳周围的视线速度（d $<$ 5 kpc）和距离中平面$|z|<$ 1.25 kpc。通过减去一个光滑的轴对称模型的速度场，我们研究了剩余的波动和比较我们的发现与模拟调查产生的\glx{}。我们发现远离飞机的大尺度波动可以忽略。在中平面中，我们再现了较早的\apg{}功率谱，但在考虑了一些系统学（例如，体积完整性）。使用灵活的轴对称模型的功率振幅进一步降低到6.3 \kms{}。此外，我们的模拟表明，在平面上，距离被低估的高质量的红团星，这可能会导致约5.2 \kms{}虚假的功率振幅。考虑到这一点，我们估计实际波动的幅度为$<$ 4.6 \kms{}，大约是\apg{}结果的三分之一。
2018-11-03 astro-ph.GA
Giant star-forming clumps?
在阿塔卡玛大型毫米阵列（ALMA）的空间分辨率下，遥远宇宙中的尘埃星系通常表现为单个紧凑的尘埃发射团，中值半光半径为$\approx$ 1 kpc。偶尔，前景星系或星系团产生的强引力透镜可以探测到小1-2个数量级的空间尺度，经常揭示出后期的合并，有时还带有诱人的子结构暗示。特别是一个透镜星系，$z=$ 2.3的宇宙睫毛，被广泛引用为星际介质在$\approx$ 100 pc的空间尺度上表现出明显的，明显的团块的例子。这些特征比本宇宙中的巨大分子云要亮7个数量级，它们被认为是间接证据，证明在许多$z\sim$ 2-3星系中观察到的蓝色团块是正在进行的恒星形成的重要场所，有大量的气体和恒星。在这里，我们提出的数据从ALMA显示，尘埃连续的宇宙睫毛实际上是平滑的，可以复制使用两个Sérsic配置文件的有效半径，1.2和4.4千秒差距，没有证据表明显着的恒星形成团块的空间尺度为$\approx$ 80秒差距和恒星形成率的$<$ 3 M $_\odot$年$^{-1}$。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical characteristics of G331.5-0.1: The luminous central region of a Giant Molecular Cloud
我们报告的分子线和尘埃连续观测对高质量恒星形成区域G331.5-0.1，在银河系中的大质量恒星形成的最明亮的地区之一，位于切线区域的诺玛螺旋臂，在7.5千秒差距的距离。在CO（J=1-0）和C_（18）O（J=1 -0）系中，NANTEN将分子发射定位在G331.5-0.1 GMC，而在CS（J=2-1和J=5-4）中，SEST将其中心区域定位在CS（J=7-6）和13 CO（J=3-2）中。SIMBA在1.2毫米处和LABOCA在0.87毫米处绘制的连续辐射揭示了六个紧凑而明亮的尘埃团的存在，使该源成为银河系中GMC人口最稠密的中心区域之一。尘埃团与分子气体有关，它们具有以下平均性质：大小为1.6 pc，质量为3.2x10^3 Msun，分子氢密度为3.7x10^4 cm^{-3}，尘埃温度为32 K，积分亮度为5.7x10^5 Lsun，与其他大质量恒星形成的尘埃团的数值一致。CS和13 CO光谱显示存在两个速度分量：一个是朝向其中四个团块的约-89 km s^{-1}处的高速分量，另一个是朝向另外两个团块的约-101 km s^{-1}处的低速分量。射电连续辐射出现在四个分子团中，其中两个的光谱指数估计为0.8 ± 0.2和1.2 ± 0.2。在最亮的团簇中心发现了高速分子外流，在CS（J=7-6）中线宽为26 km s^{-1}（FWHM）。SiO（J=7-6和J=8-7）…
2013-05-31 astro-ph.GA
