Radiation-Hydrodynamic Simulations of the Formation of Orion-Like Star Clusters I. Implications for the Origin of the Initial Mass Function
一个典型的星系星团如猎户座星云团（ONC）的起源模型是，它们是通过一个更大的、引力不受约束的巨大分子云中的束缚气体团快速、有效的坍缩形成的。然而，支持这一假设的模拟迄今尚未包括恒星产生的辐射反馈;辐射模拟仅限于明显较小或较低密度的区域。在这里，我们使用ORION自适应网格细化代码进行有史以来第一次的辐射流体动力学模拟的全球崩溃的情况下形成的一个ONC状集群。我们发现，辐射反馈对演化有着巨大的影响：一旦前10-20%的气体质量被纳入恒星，它们的辐射反馈会使气体温度升高到足以抑制任何进一步的碎片化。然而，气体继续在现有恒星上吸积，结果，恒星质量分布变得越来越头重脚轻，最终使其与观测到的IMF不相容。恒星形成过程中IMF峰值位置的系统性变化与星团间IMF的不变性是不相容的，除非有某种未知的机制通过确保当IMF峰值达到特定值时恒星形成总是被截断来消除不同星团中的IMF。因此，我们得出结论，全球崩溃的情况下，至少在其最简单的形式，是不兼容的观察到的恒星IMF。我们推测，减缓恒星形成的过程，从而降低吸积光度，可能能够解决这个问题。
2011-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Necessity of Feedback Physics in Setting the Peak of the Initial Mass Function
一个流行的恒星形成理论是引力湍流碎裂，其中自引力结构是由引力驱动的密度波动产生的。简单的等温碎裂理论成功地再现了核心质量函数（CMF），它与恒星的初始质量函数（IMF）具有非常相似的形状。然而，等温湍流破碎的数值模拟迄今尚未成功地确定一个碎片质量尺度，是独立的模拟分辨率。此外，磁化、自引力、等温湍流的流体方程是无标度的，并且不预测任何特征质量。在本文中，我们表明，虽然一个等温的自引力流产生CMF的初始条件所施加的质量尺度，这种规模的变化作为父云的演变。此外，形成的核心经历了进一步的分裂，并在足够的时间后忘记了它们的初始条件，产生了一个无标度的纯幂律分布$\mathrm{d} N/\mathrm{d} M\propto M^{-2}$的恒星IMF。我们表明，这个问题可以通过引入额外的物理，提供了一个终止规模的级联得到缓解。我们的候选人这样的物理是一个简单的模型恒星辐射反馈。辐射加热，由吸积到形成的恒星，逮捕的碎片级联，并施加一个特征的质量尺度，几乎是独立的时间演化或初始条件的恒星形成的云，并同意与观察到的IMF的峰值。与此相反，模型，介绍了一个僵硬的状态方程的密度云，但不明确包括反馈的影响不产生不变的IMF。
2016-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The IMF as a function of supersonic turbulence
最近的研究似乎表明，早期型星系中的恒星初始质量函数（IMF）可能不同于经典的Kroupa或Chabrier IMF，即在低质量恒星中包含更大比例的总质量。从理论的角度来看，超音速湍流一直是许多分析理论中感兴趣的主题，这些理论提出了与恒星形成区域的核心质量函数（CMF）的特征质量以及因此与恒星IMF的强相关性。执行两套不同的质量分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们的目的是测试的影响，在一个致密的，恒星形成的分子云的湍流性质的变化，在不同的密度制度的系统质量函数的形状。虽然分析理论预测的CMF的峰值向低质量的云的速度分散增加的位移，我们观察到在低密度制度的相反的趋势，高马赫数引起的头重脚轻的质量分布。对于高密度制度，我们没有发现任何相关的马赫数与所产生的IMF的特征质量的趋势，这意味着原恒星吸积盘和碎片的小尺度上的动态不强烈影响湍流驱动的云的规模。此外，我们认为，在恒星通过引力坍缩在其内部形成之前，致密核心的很大一部分被湍流破坏。虽然这个特殊的研究有其数值分辨率的局限性，我们认为，我们的结果，以及从其他研究中，对国际货币基金组织的湍流碎片化模型，简单地映射CMF国际货币基金组织的怀疑。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in Different Environments: The Initial Mass Function
恒星初始质量函数（IMF）是恒星形成的一个基本性质，它为我们提供了对驱动这一过程的物理学的关键见解，并为我们了解恒星星族、它们的副产品及其对周围介质的影响提供了信息。虽然IMF在银河系盘中似乎相当均匀，但目前还不知道IMF在各种环境中的行为，例如极端气体温度和密度，高压和低金属含量的环境。我们讨论了在未来十年中使用JWST，WFIRST和三十米级望远镜测量IMF的新机会。这是第一次，我们将能够通过对银河系和本星系团中大质量星团的直接恒星计数来测量IMF的高质量斜率和峰值，为恒星形成理论提供严格的限制，并为理解遥远和未解决的恒星系统奠定基础。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does God play dice with star clusters?
本研究通过100组STARFORGE辐射磁流体动力学模拟发现，星团形成过程中恒星质量分布并非完全随机，但随机采样模型可较好描述其最终属性，前提是已知环境相关的IMF上限截断值。
2023-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Initial Mass Function for Individual Stars in Galactic Disks: I. Constraining the Shape of the IMF
我们从观测约束中推导出一个半经验的银河系初始质量函数（IMF）。我们假设星系中的恒星形成率可以表示为IMF，$ψ(m)$，这是一个平滑的函数质量$m$（单位为\msun），和时间和空间依赖的总恒星形成率每单位面积的星系盘的产品。所提出的IMF的质量依赖性由五个参数确定：低质量斜率$γ$、高质量斜率$-Γ$、特征质量$m_{ch}$（接近IMF翻转时的质量$m_{\rm peak}$）以及质量的下限和上限，$m_l$（取0.004）和$m_u$（取120）。恒星形成率以每单位质量对数间隔内每单位银盘面积上的恒星数量表示，与$m^{-Γ} \left\{1-\exp\left[{-(m/m_{ch})^{γ+Γ}}\right]\right\}$成正比，其中$\cal N_*$是恒星数量，$m_l<m<m_u$是恒星质量的范围。$γ$和$\emch$的值来自两个积分约束：i）$m=0.1-0.6$范围内的恒星数密度与$m=0.6-0.8$范围内的恒星数密度之比，这是从局部邻域的场星质量分布推断出来的; ii）年轻星团中$m=0.08 - 1$范围内的恒星数与$m=0.03-0.08$范围内的棕矮星数之比。满足上述约束的IMF由参数$γ=0.51$和$\emch=0.35$（其对应于$m_{\rm peak}=0.27$）表征。这个IMF与Chabrier（2005）IMF在整个质量范围…
2010-10-12 astro-ph.GA
Implementation of stellar heating feedback in simulations of star cluster formation: effects on the initial mass function
解释恒星的初始质量函数（IMF）是天体物理学中一个长期存在的问题。恒星团簇形成过程中涉及的复杂机制的数量，如湍流，磁场和恒星反馈，使理解和建模IMF的一项具有挑战性的任务。在本文中，我们的目的是断言恒星加热反馈在恒星团簇形成过程中的重要性及其对IMF形状的影响。我们使用一个分析的子网格模型来实现辐射反馈在全三维磁流体动力学（MHD）模拟的恒星团簇形成，与IMF的数值收敛的最终目标。我们比较了一组MHD自适应网格细化（AMR）模拟与三种不同的实现加热的气体：1）多方状态方程（EOS），2）球对称恒星加热反馈，和3）我们新开发的极地加热模型，考虑到吸积盘的几何形状和由此产生的屏蔽恒星辐射的灰尘。对于三个加热模型中的每一个，我们分析了在十个分子云模拟中形成的恒星质量的分布，这些分子云模拟具有不同的湍流实现，以获得具有统计代表性的IMF。我们的结论是恒星加热反馈对恒星形成的数量有着深远的影响，并在控制IMF中起着至关重要的作用。我们发现，与极地加热模型的模拟实现了最好的收敛所观察到的IMF。
2020-08-02 astro-ph.GA
FORGE'd in FIRE III: The IMF in Quasar Accretion Disks from STARFORGE
California Institute of Technology（加州理工学院）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣迭戈分校）
研究通过STARFORGE模拟揭示了类星体吸积盘中恒星形成和IMF的形成机制，强调磁性场、辐射及反馈的重要性，并指出未解析的动力学对IMF形状的敏感影响。
2024-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
HST survey of the Orion Nebula Cluster in the H$_2$O 1.4 $μ$m absorption band: II. The substellar IMF down to planetary masses
我们利用哈勃太空望远镜探测低质量恒星、棕矮星和行星质量天体大气中近红外水吸收的能力，创建一个非常纯净的猎户座星云团（ONC）成员样本，不受缺乏水吸收的背景恒星和星系污染的影响。由于这些数据，我们推断出ONC的初始质量函数（IMF）在$0.005 - 1.4$ M $_{\odot}$制度，即下降到几个木星质量。ONC的年轻年龄，$\sim1$ Myr，提供了一个快照的结果，恒星形成的现代条件（金属丰度，温度，压力）的典型银河系盘分子云。我们证明，ONC的IMF是很好地描述了一个对数正态函数或破幂律，与规范的Chabrier或Kroupa形式的银河系磁盘IMF的参数值定性一致。这种质量分布的连续性提供了线索，说明同样的物理过程可能正在调节恒星、褐矮星和行星质量物体的形成。这两种典型的IMF形式都低估了观测到的极低质量成员的数量（低于$0.1$ M $_\odot$），我们的数据允许更精确的约束。然而，我们没有观察到棕矮星或行星质量体系的上升或第二峰。因此，我们的研究与基于宽波段近红外地基测光的发现相矛盾，后者预测了极高数量的自由浮动行星，但可能受到不明背景污染的影响。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar mass spectrum within massive collapsing clumps II. Thermodynamics and tidal forces of the first Larson core
我们调查的依赖性的峰值的国际货币基金组织的物理上的所谓的第一个拉森核心，这对应于点的尘埃变得不透明，以自己的辐射。对不同气体状态方程的$1000 M_\odot$坍缩云进行了数值模拟，着重考虑了数值分辨率和收敛性。这些数值实验的初始条件在配套文件中有所不同。我们还开发了分析模型，我们面对我们的数值结果。如果使用等温EOS，我们表明，IMF的峰值转移到较低的质量，提高数值分辨率。当采用绝热EOS时，数值收敛。峰位随eos的变化而变化，峰位约为第一Larson核质量的10倍。通过分析质点附近非线性密度涨落的稳定性，并在合理的密度分布上求和，我们发现引潮力具有很强的稳定作用，可能导致比第一个拉森核大几倍的优先质量。我们建议，在一个足够大的冷云，IMF的峰值是由高密度绝热气体的热力学以及潮汐力的稳定影响。由此产生的特征质量大约是第一个拉森核心质量的10倍，这总共导致了太阳质量的十分之几。由于这些过程与大尺度的物理条件和环境无关，我们的研究结果为IMF峰值的普遍性提供了一个可能的解释。
2017-11-03 astro-ph.GA
The role of the turbulence driving mode for the Initial Mass Function
湍流是恒星形成的关键因素，但它对初始质量函数（IMF）的作用尚未完全了解。本文通过对恒星团簇形成的磁流体动力学（MHD）模拟，研究了引力、湍流、磁场、恒星加热和外流反馈等湍流驱动模式对IMF的影响。我们发现，采用纯粹的压缩湍流驱动（COMP）的模拟产生了较高比例的低质量恒星相比，使用纯粹的螺线管驱动（SOL）的模拟。COMP下沉粒子（原恒星）分布的特征（中值）质量与SOL相比，向低质量移动了约1.5倍。我们的模拟IMF捕捉到了所观察到的IMF形式的重要特征。我们发现，在高质量和低质量范围内，IMF的有序性调节理论与我们的模拟IMF相当匹配，但低估了非常低质量恒星的数量，这些恒星在我们模拟的后期阶段形成，并由于动力学相互作用而停止吸积。我们的模拟表明，对于COMP和SOL，多重性分数是一个增加的函数的初级质量，虽然在COMP的多重性分数是高于SOL的任何初级质量范围。我们发现二元质量比分布与湍流驱动模式无关。在SOL中的下沉粒子的平均比角动量是一个因素的2高于COMP。总的来说，我们得出结论，湍流驱动模式在塑造IMF中起着重要的作用。
2022-11-25 astro-ph.GA
The observable prestellar phase of the IMF
星前核的质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的相似性导致了IMF在很大程度上已经在气相中确定的建议。然而，理论论证表明，CMF可能与IMF有很大不同。在这封信中，我们研究CMF和IMF之间的关系，正如Padoan和Nordlund的IMF模型所预测的那样。结果表明：（1）星前核的观测质量平均比它们所产生的恒星系统的质量小几倍，（2）CMF随质量的减小而单调上升，在3-5个太阳质量处，CMF的斜率随平均密度的变化而明显变化; 3）选择质量大于其Bonnor-Ebert质量一半的核产生与系统IMF近似一致的CMF，与我们的模型IMF的质量相同的因子重新标度，因此适合于估计恒星形成的局部效率，并研究IMF峰值对云性质的依赖性; 4）只有五分之一的前棕矮星核心候选者是棕矮星的真正祖先。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-Metallicity Star Formation Survey in Sh2-284 (LZ-STAR). II. The initial mass function
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究学院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用JWST/NIRCam观测Sh2-284中的嵌入年轻星团，通过光度测量和消光校正拟合对数正态分布，发现初始质量函数峰值在0.16±0.02太阳质量，显著低于太阳金属丰度环境，表明金属丰度降低使IMF峰值向低质量移动。
2026-06-04 astro-ph.GA
Effects of the environment and feedback physics on the initial mass function of stars in the STARFORGE simulations
恒星形成的一个关键谜团是恒星初始质量函数（IMF）的起源。IMF在银河系及其卫星中几乎是普遍存在的，只有在极端环境中才能推断出显著的变化，例如大质量椭圆星系的核心。在这项工作中，我们提出了模拟的STARFORGE项目，是第一个云规模的RMHD模拟，遵循个别恒星，包括所有相关的物理过程。模拟包括详细的气体热力学，以及恒星反馈的形式，原恒星喷流，恒星辐射，风和超新星。在这项工作中，我们专注于恒星辐射，风和超新星如何影响恒星形成云。辐射反馈在熄灭恒星形成和破坏星云中起着重要作用，然而IMF峰值主要由原恒星喷流物理学设定。我们发现恒星风的影响很小，超新星发生得太晚，影响IMF或淬火恒星形成。我们还研究了初始条件对IMF的影响。IMF是不敏感的初始湍流，云质量和云表面密度，即使这些参数显着形状的恒星形成历史的云，包括最终的恒星形成效率。特征恒星质量与金属丰度和星际辐射场的关系很弱。最后，虽然湍流驱动和磁化水平强烈影响恒星形成历史，但它们只影响IMF的高质量斜率。
2022-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Future of IMF studies with the ELT and MICADO I: The local Universe as a resolved IMF laboratory
目标。在这项工作中，我们的目标是估计最低的恒星质量，MICADO在ELT将能够可靠地检测给定的恒星密度和距离。我们还表明，工具的影响，将发挥关键作用，并报告的年轻的集群，将访问IMF的研究在本地宇宙与ELT的数量。方法.我们使用MICADO相机的仪器模拟器包SimCADO，对56个密度与年轻星团核心相似的致密恒星区域进行了观测。我们将星团场放置在距离地球8 kpc到5 Mpc的位置，这意味着核心密度在10^2到10^5恒星角秒^-2之间，并通过点扩散函数（PSF）拟合测光确定了每个恒星场的最低可靠可观测质量。结果我们的结果表明，小于10^3角秒^-2的恒星密度很容易被MICADO分辨出来。在大麦云星云中，对于密度小于10^3星角秒^-2的星团，可靠观测到的最低质量约为0.1兆太阳。MICADO将能够访问麦哲伦星云中所有致密年轻星团核心的恒星内容，从而能够在银河系之外非常详细地研究IMF的峰值和形状。在2 Mpc的距离上，所有M > 2 Msun的恒星都将在<10^4星弧秒^-2的视场内被分辨出来，这样就可以在包括NGC 300在内的所有星系中研究IMF的高质量端。
2020-06-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The bimodal initial mass function in the Orion Nebula Cloud
由于猎户座星云（ONC）的年轻、接近和丰富，它是一个理想的测试平台，可以全面了解初始质量函数（IMF）到行星质量状态。使用VLT的HAWK-I相机，我们获得了ONC前所未有的深度和宽度的近红外JHK镶嵌图（在K~ 19.0等，22'x28处完成度为90%）。应用最新的等时线并考虑背景恒星和星系的污染，我们发现ONC的IMF是双峰的，在0.25和0.025 Msun处有明显的峰，在氢燃烧极限（0.08 Msun）处有明显的下降，深度约为对数正态分布的2-3倍。除了约920颗低质量恒星（M < 1.4 M_sun）外，IMF还包含约760颗褐矮星（BD）候选者和约160颗M > 0.005 M_sun的孤立行星质量天体（IPMO）候选者。在0.025太阳黑子处的亚星IMF峰可能是由在恒星形成早期从多个系统或从星周盘中喷出的BD和IPMO引起的。
2016-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of carbon and oxygen abundances on the metal-poor initial mass function
恒星形成模型预测，贫金属的初始质量函数（IMF）可能与富金属的银河系中观察到的有很大不同。这种转变的发生是因为贫金属气体云由于其金属和尘埃的丰度较低而冷却效率低下。然而，到目前为止，对贫金属IMF的预测依赖于太阳尺度丰度的假设，即[X/O] = 0 [O/H]。现在有越来越多的证据表明，在ISM中占主导地位的金属线冷却的元素，如C和O，在低金属丰度下不会遵循太阳尺度。在这项工作中，我们扩展的模型，预测的特征（或峰值）IMF质量的变化作为金属丰度的函数，使用[C/O]比来自金属贫乏的银河系恒星和H II地区的矮星系的观测。这些数据显示在亚太阳[O/H]下[C/O] < 0，这导致在金属丰度范围内的显著不同的贫金属IMF，其中C I和C II冷却主导ISM热力学，导致特征质量增加高达7倍。这种差异的一个重要后果是，从顶部到底部重IMF的过渡位置在金属丰度上向上移动了0.5 $-$ 1 dex。我们的研究结果表明，IMF对贫金属系统中太阳尺度ISM成分的假设非常敏感（例如，矮星系、星系晕和贫金属恒星）是JWST的重点。
2022-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Core Mass Function in the Orion Nebula Cluster Region: What Determines the Final Stellar Masses?
对角分辨率为$\sim$ 8”的CARMA-NRO C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）数据进行树状图分析，我们在猎户座星云团（ONC）区域确定了692个致密核心。使用这个核心样本，我们比较了在同一地区的核心和初始恒星质量函数，以量化从核心到恒星的步骤。约22%的核是重力束缚核。推导出的无星核心的核心质量函数（CMF）的斜率类似于萨尔彼得的恒星初始质量函数（IMF）的质量范围以上1 $M_\odot$，与以前的研究一致。我们的CMF在太阳下质量为$\sim$ 0.1 $M_\odot$处有一个峰值，这与同一地区得出的IMF峰值质量相当。我们还发现，目前的恒星形成率与恒星只从自引力无星核心中诞生的图片是一致的。然而，核心必须从周围环境获得额外的气体以再现当前IMF（例如，它的斜率和峰值质量），因为核心质量不能以100%的效率吸积到恒星上。因此，来自周围环境的质量吸积可能在决定恒星的最终恒星质量方面起着至关重要的作用。
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields and Protostellar Feedback on Low-mass Cluster Formation
我们提出了一个大套件的低质量星团的形成模拟。我们的模拟包括一系列广泛的物理过程--磁流体动力学、辐射转移和原恒星外流--并涵盖了广泛的维里参数和磁场强度。将我们的模拟结果与观测结果进行比较，我们发现模拟在其整个历史中保持接近维里平衡，产生恒星形成效率和初始质量函数（IMF）峰值，这些峰值在时间上是稳定的，并且与观测结果合理一致。我们的研究结果表明，小尺度耗散效应附近的原恒星表面提供了一个反馈回路，稳定恒星形成效率。无论平衡是由大尺度强迫的能量输入还是由抑制坍缩的强磁场维持，都是如此。相比之下，离开维里平衡并经历失控坍缩的模拟形成恒星的效率太高，产生的IMF随着时间的推移变得越来越头重脚轻。在所有情况下，我们发现，由于磁交换不稳定性，磁通量平流向原恒星和向外平流之间的竞争，以及湍流放大和新形成的原恒星附近的重联之间的竞争，使得局部磁场结构对大尺度场的强度不敏感，确保在设定碎裂尺度和IMF峰值质量时，辐射总是比磁支持更重要。多恒星系统的统计数据对初始条件的变化同样不敏感，并且在统计不确定性的范围内与观测结果基本一致。
2018-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Initial Conditions for Star Formation and the IMF
湍流自引力云的密度概率分布函数（PDF）应该是局部对数正态PDF的卷积，它取决于局部平均密度rho-ave和马赫数M，以及rho-ave和M的概率分布函数，它取决于云的整体结构。当自引力驱使云的中心密度增加时，总的PDF会形成一个延伸的尾部。如果有一个恒星形成的临界密度或柱密度，那么超过这个阈值的局部质量的分数在云中心附近变得更高。这些云结构的元素应该在重要的恒星形成开始之前就已经就位。这样的效率就很高，因此束缚星系团会迅速形成，而恒星初始质量函数（IMF）在年轻恒星的破坏性辐射将其抹去之前就已经在气体中留下了印记。IMF可能来自于云结构的幂律质量分布。这些结构应该形成恒星的热金斯质量MJ在每个密度超过阈值。PDF的高密度尾部，加上每个恒星形成核心的额外碎片，将IMF扩展到棕矮星区域。核心碎裂过程不同于云结构化过程，并引入了独立的核心碎裂质量函数（CFMF）。CFMF将主要低于IMF峰值。
2011-02-25 astro-ph.GA
The influence of the cloud virial parameter on the initial mass function
本文通过高分辨率磁流体动力学模拟研究云维里参数对初始质量函数的影响，发现维里参数从约0.5降至0.1以下会使IMF峰值质量降低约2倍并提高恒星形成率，且该依赖呈非线性。
2025-01-06 astro-ph.GA
The galaxy-wide stellar initial mass function in the presence of cluster-to-cluster IMF variations
我们计算的综合银河系初始恒星质量函数（IGIMF）的存在下，在集群的IMF变化。IMF变量的人口集群的IMF参数的高斯分布的形式考虑。对于这里使用的锥形幂律函数，这些是高质量端和低质量端的斜率、$Γ$和$γ$以及特征质量$M_{ch}$。通过改变高斯分布的宽度来模拟变化。参考值是在现今银河系$σ_Γ=0.6$、$σ_γ=0.25$和$σ_{M_{ch}}=0.27$ M $_{\odot}$中观测到的年轻星团参数的标准偏差。增加$γ$和$Γ$的分散度适度地增加低质量端和高质量端的IGIMF。增加$σ_{M_{ch}}$使IGIMF的峰值向较低质量移动，使IGIMF底部更重。这可以解释早期型星系底部的重恒星质量函数，因为它们是盘状星系合并的结果，其中恒星形成气体的物理条件在时间和空间上都有显着变化。IMF的变化的效果相比，由于其他的影响，如初始集群质量函数，金属丰度，和银河SFR的形状的变化。我们发现，IMF的变化的影响是一个主导因素，总是影响IGIMF的特征质量。我们将我们的结果与超微弱矮卫星星系（UFD）的样本进行比较。它们现在的恒星质量函数类似于它们的恒星星族形成时的IGIMF。我们发现，只有当IMF的变化与当今银河系中测量的变化相同时，UFD的IGIMF的斜率才能被再现。（节录）
2022-08-04 astro-ph.GA
The impact of the turbulent Mach number on star formation and the initial mass function
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
该研究通过磁流体动力学模拟比较不同湍流马赫数（2.5、5、10）对恒星形成和初始质量函数的影响，发现高马赫数提高恒星形成率，而低马赫数产生双峰IMF，表明SFR和IMF受不同物理过程控制。
2026-10-01 astro-ph.GA
Radiation-Hydrodynamic Simulations of the Formation of Orion-Like Star Clusters II. The Initial Mass Function from Winds, Turbulence, and Radiation
[摘要]我们报道了一系列模拟类似猎户座星云团（ONC）的星团的形成，包括辐射转移和原恒星外流，并从光滑和自洽湍流初始条件出发。每个模拟都形成了>150颗恒星和棕矮星，产生了10 Msun的恒星质量分布< 0.1 to >。我们表明，一个模拟，开始与自洽湍流嵌入在一个更大的湍流体积，并包括原恒星外流，产生一个初始质量函数（IMF）一致的ONC和银河场。这是迄今为止发表的第一个模拟，它再现了在一个足够大的星团中观察到的IMF，该星团包含大质量恒星，并且结果是由气体热力学的完全自洽计算确定的。这个模拟也产生了一个恒星形成率，虽然仍然有点太高，但比我们忽略更大的湍流体积或外流更接近观测值。此外，我们表明，外流的组合，自洽湍流的初始条件，和湍流不断喂养的规模大于原团的运动产生一个国际货币基金组织，是在协议与观测和随时间不变，解决“过热”的问题，在模拟没有这些功能有一个国际货币基金组织的峰值，随着时间的推移逐渐转移到更高的质量。与观测到的IMF相匹配的模拟也再现了观测到的恒星多重性随质量强烈增加的趋势。我们表明，这种模拟产生大质量的恒星从不同的大质量的核心，其属性是一致的，观察到的大质量的核心。然而，在这些核心中形成的恒星也经历了动力学相互作用，自然产生了类似梯形的分层多重系统。
2012-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variations of the stellar initial mass function in the progenitors of massive early-type galaxies and in extreme starburst environments
我们研究恒星初始质量函数（IMF）的变化在极端环境中的Hennebelle \& Chabrier推导的形式主义。我们专注于大规模的早期型星系和星暴地区的祖先遇到的条件。我们表明，当应用湍流的牛仔裤质量的概念作为在湍流介质中的破碎的特征质量，而不是标准的热牛仔裤质量的纯引力破碎，在这种环境中的IMF的峰值被转移到较小的质量，导致底部重IMF，建议由各种观测。在非常密集和动荡的环境中，我们预测，高质量的尾巴的IMF可以变得甚至比标准的Salpeter IMF更陡峭，与最近的观测结果一致，幂律指数$α\simeq -2.7$的限制。这种变陡是这些区域的高密度和马赫值的直接结果，但也是Hennebelle-Chabrier理论中所包含的碎裂过程的时间依赖性的直接结果。我们提供了这些IMF在这样的环境中的分析参数，用于星系演化计算。我们还计算了恒星的形成率和预期在这种极端条件下的质光比，并表明他们同意以及推断在星暴环境和大规模高红移星系的值。这加强了恒星形成是一个普遍过程的范式，即最初由大尺度激波主导的湍流产生的密度场中引力不稳定波动的直接结果。这使我们能够在全球范围内推断出恒星IMF的变化和非典型星系条件下的相关属性。
2014-09-30 astro-ph.GA
Constraining young massive cluster properties with radio-continuum observations: The Arches cluster
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心）；School of Sciences, European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学理学院）
研究利用射电连续谱观测约束拱星团的年龄、质量和初始质量函数等关键参数。通过比较观测与模拟星团的射电通量密度分布，采用多种恒星演化模型和金属丰度进行模拟，确定了星团参数范围及IMF斜率，为表征银河系中心新发现的年轻大质量星团提供了有用信息。
2026-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of magnetic fields on the IMF in star-forming clouds near a supermassive black hole
星系中心的恒星形成被认为产生了大质量的恒星，其质量分布可能是头重脚轻的。磁场很可能在形成恒星的分子云内部的恒星质量分布中起着至关重要的作用。在这种情况下，我们探索了磁场对10^7太阳质量黑洞附近（< 10 pc）初始质量函数（IMF）的影响，其中典型的磁场强度为38 microG，如RCW 38，磁场强度为135 microG，类似于NGC 2024和红外暗云G28.34+0.06。利用这些条件，我们进行了一系列的数值模拟与流体动力学代码FLASH阐明的影响，磁场的IMF和恒星形成效率（SFE）出现从800太阳质量的云。我们发现，随着磁场强度的增加，引力不稳定分子云的坍缩速度减慢，恒星沿着磁力线形成。在模拟过程中形成的恒星总数随着磁场的增加而增加了1.5-2倍。IMF的主要成分具有对数正态的形状，其峰值在磁场的存在下移动到亚太阳（< 0.3 M_sun）的质量，由于从气体库的吸积率的降低。此外，我们看到一个头重脚轻，几乎平坦的IMF超过2个太阳质量，从磁压支持的区域，直到达到高质量。我们还考虑了中心黑洞处于活动状态时X射线辐射的影响。X射线反馈抑制了亚太阳质量的形成，并进一步减少了SFE。因此，第二个贡献不再可见。我们的结论是，磁场可能会改变SFE和IMF的活动和非活动星系，并需要考虑在这样的计算。
2012-08-02 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
Variations of the stellar initial mass function in semi-analytical models II: the impact of Cosmic Ray regulation
最近的研究表明，宇宙射线（CR）是恒星形成条件的关键因素，因为它们能够改变分子云紫外线屏蔽核心中致密气体的热和化学状态。在本文中，我们探讨了他们的作用，作为监管机构的恒星初始质量函数（IMF）的变化，使用半解析模型银河演化和组装（GAEA）。新的模型证实了我们以前的结果，使用集成的银河系范围内的IMF（IGIMF）理论：两个变量IMF模型再现观测到的增加$α$ -增强作为恒星质量的函数和测量的$z=0$过剩的动态质光比相对于光度估计假设一个通用的IMF。通过详细分析具有不同$M_{\star}/M^{\rm app}_{\star}$值的模型星系的演化过程，我们着重讨论了光度计导出的恒星质量（$M^{\rm app}_{\star}$）和本征恒星质量（$M_{\star}$）之间的不匹配。我们发现，偏差较小的星系（即形式上与普遍的IMF假设一致）的特征是具有更长的恒星形成历史，并且相对于大部分星系群来说，它们生活在质量较小的晕中。虽然IGIMF理论并没有显着改变模型星系的平均演化相对于参考模型，一个CR调节IMF意味着较短的恒星形成的历史和更高的恒星形成的峰值比$10^{10.5} M_\odot$质量更大的对象。然而，我们也表明，这是很难揭示这种行为的观察，因为关键的物理量通常是假设一个普遍的IMF。
2018-01-08 astro-ph.GA
On the coupled origin of the stellar IMF and multiplicity
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、天体物理学与行星学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）
研究通过分层碎片化过程解释恒星IMF与多星率的耦合起源，提出碎片化存在两个不同阶段，从而解释IMF斜率和转折点的形成。
2026-02-03 astro-ph.GA
The Physical Origin of the Stellar Initial Mass Function
本文综述恒星初始质量函数（IMF）起源的相关物理过程、理论与数值模拟，明确引力湍流决定大质量端幂律、原恒星喷流起调节作用、峰值源于尘埃与分子氢物理且弱依赖环境，解释了IMF的相对普适性。
2024-04-14 astro-ph.GA
ALMA-IMF XII: Point-process mapping of 15 massive protoclusters
本研究利用PPMAP技术对15个ALMA-IMF天区做2.5角秒高分辨率光谱能量分布拟合，得到原星团多物理量约束与313个源的星表，为研究初始质量函数提供高分辨率观测支撑。
2024-07-10 astro-ph.GA
Evidence of a non universal stellar Initial Mass Function. Insights from HST optical imaging of 6 Ultra Faint Dwarf Milky Way Satellites
利用HST/ACS深空观测资料，我们证明了6颗超暗矮银河系卫星（UFD）的亚太阳恒星初始质量函数（IMF）比银河系盘的IMF更接近底光。我们的数据具有约0.45 M $_{\odot}$的质量下限，而上限是$\sim 0.8$ M $_\odot$，由这些旧的、金属贫乏的系统的关断质量设定。如果用单一幂律公式表示，我们得到的IMF斜率比$-2.3$的“Salpeter”值要小，范围从狮子座IV的$-1.01$到牧夫座I的$-1.87$。这种偏差的重要性取决于星系，通常为95%或更高。当建模为对数正态分布时，IMF拟合的峰值质量比银河系盘中的峰值质量更大，然而，特征系统质量（$\sim0.22$ M $_{\odot}$）的银河系盘值仅在68%的显著性下被排除，并且仅针对样本中的一些UFD。我们发现，IMF的斜率与星系的平均金属丰度，并在较小的程度上，与速度色散和总质量。观测到的相关性的强度受到观测恒星数量中的散粒噪声的限制，但未来的天基任务，如JWST和WFIRST，都将增加可以详细研究的矮银河系卫星的数量，以及对单个星系的观测深度。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Can magnetized turbulence set the mass scale of stars?
理解自引力、等温、磁化气体的演化对于恒星形成至关重要，因为这些物理过程已经被假设为设定初始质量函数（IMF）。我们提出了一套等温磁流体动力学（MHD）模拟使用GIZMO代码，解决了巨大的分子云（GMCs）中的单个恒星的形成，跨越在观察到的GMCs马赫数的范围。在过去的工作中，平均和中值恒星质量是敏感的数值分辨率，因为它们是敏感的低质量的恒星，贡献了一个消失的分数的整体恒星质量。一旦湍流碎裂得到很好的分辨，{ \em质量加权}中值恒星质量$M_\mathrm{50}$就变得对分辨率不敏感。在没有施加Larson标度律的情况下，我们的模拟发现了GMC质量$M_\mathrm{0}$、音速马赫数$\mathcal{M}$、维里参数$α_\mathrm{turb}$和恒星形成效率$\mathrm{SFE}=M_\mathrm{\star}/M_\mathrm{0}$的$M_\mathrm{50} \propto M_\mathrm{0} \mathcal{M}^{-3} α_\mathrm{turb} \mathrm{SFE}^{1/3}$。这一拟合与RAMSES、ORION 2和SphNG码的IMF结果吻合得很好。虽然$M_\mathrm{50}$在云尺度上对磁场强度没有显著的依赖性，但MHD对于防止导致非会聚恒星质量的碎片级联是必要的。对于初始条件和SFE类似于我们银河系中的恒星形成G…
2020-10-26 astro-ph.GA
Radiation magnetohydrodynamics simulations of Population III star formation during the Epoch of Reionization
Leiden University（莱顿大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；Rutgers University（罗格斯大学）
研究宇宙再电离时期原初恒星形成过程及质量分布变化，通过高分辨率辐射磁流体力学模拟探讨不同红移和辐射环境对原初恒星质量分布的影响。
2026-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The low-mass population in the young cluster Stock 8: Stellar properties and Initial Mass Function
HII区域/超壳层的演化可以在其外围触发新一代的恒星/星团，环境条件可能会影响初始质量函数，盘演化和恒星形成效率。在本文中，我们研究了年轻星团Stock 8中的恒星含量和恒星形成过程，该星团本身被认为是在超壳层膨胀过程中形成的。我们介绍了深光学测光以及UKIDSS和Spitzer-IRAC的JHK和3.6，4.5 μm测光。我们使用多色标准来识别该地区的候选年轻恒星对象。使用进化模型，我们得到一个中位数日志（年龄）的~6.5（~3.0百万年）与观察到的年龄分布的~0.25德克斯集群。根据对光度不确定性、微分红化、二值性和变异性的估计，对种群8的蒙特卡罗模拟表明，这些不确定性引入了约0.15 dex的年龄分布。集群中的固有年龄分布约为0.2 dex。年轻的恒星天体被盘包围的比例约为35%。Stock 8的K波段光度函数类似于梯形星团。库存8的IMF在>0.5 Msun处具有类似萨尔彼得的斜率，并且IMF在~0.4 Msun处具有峰值，低于该峰值下降到亚恒星区域。虽然Stock 8被几颗大质量恒星包围，但由于星团周围的大质量恒星非常接近，因此似乎没有严重的IMF环境效应。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The core and stellar mass functions in massive collapsing filaments
星前核心质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的联系是所有恒星形成理论的核心。在本文中，我们研究了恒星形成的最早阶段与一系列高分辨率的数值模拟，包括形成的汇。特别是，我们专注于从核心的过渡到一个巨大的分子丝内的水槽。我们比较CMF和IMF磁化和未磁化的模拟，以及不同的分辨率之间。我们发现，选择核心的基础上，他们的运动维里参数排除崩溃的对象，因为他们主机大的速度分散。只选择热不稳定的磁化核心，我们观察到，他们的质量-通量比跨越几乎两个数量级的给定质量。我们还看到，当包括磁场，CMF峰值在较高的核心质量值相对于纯流体动力学模拟。尽管如此，所有的模型都产生了与萨尔彼得一致的高质量斜率的下沉质量函数。最后，我们检查了分辨率的影响，并发现在等温模拟中，即使是动态范围非常高的模型也无法在质量函数中收敛。我们的主要结论是，虽然所得到的CMFs和IMF在所有模拟中具有相似的斜率，但当包括磁场时，芯的尺寸和运动学性质略有不同。然而，如果我们不考虑热稳定性，仅仅基于质量通量比的核心选择不足以改变CMF的形状。最后，我们得出结论，极端小心应给予解决问题时，研究汇的形成与等温状态方程。
2019-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
When did the initial mass function become bottom-heavy?
设定恒星初始质量函数（IMF）峰值的特征质量与星际气体的热力学行为密切相关，星际气体控制着气体在重力作用下坍缩时的碎片。随着宇宙在宇宙时间内金属丰度的增加，这种热力学行为已经从压缩加热和分子氢冷却之间的竞争主导的原始状态演变为现代状态，其中致密气体中的主导过程是原恒星辐射反馈，通过尘埃-气体碰撞传递到气体。在本文中，我们绘制出的原始到现代的过渡，通过构建一个模型的坍塌，尘埃气体云在广泛的金属丰度的热力学。我们表明，从原始政权的过渡到现代政权开始在金属度$Z\sim 10^{-4} \rm{Z_\odot}$，通过一个中间阶段，金属线冷却是占主导地位的$Z \sim 10^{-3}\,\rm{Z_{\odot}}$，然后过渡到现代灰尘和反馈为主的政权在$Z\sim 10^{-2} \rm{Z_\odot}$。在像银河系这样的低压环境中，这种转变伴随着特征恒星质量的急剧变化，从$Z \sim 10^{-6}\,\rm{Z_{\odot}}$的$\sim 50\,\rm{M_\odot}$到$\sim 0.3\,\rm{M_\odot}$，一旦辐射反馈开始占主导地位，这标志着现代底部重的银河系IMF的出现。在典型的大质量椭圆星系的高压环境中，现代的，尘埃为主的制度的特征质量下降到$\sim 0.1\,\rm{M_{\odot}}$，从而提供了一个解释，在这些星系中观察到的底部更重的IMF…
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytical theory for the initial mass function: III time dependence and star formation rate
本文扩展了我们以前的恒星初始质量函数（IMF）理论，包括时间依赖性，并包括磁场的影响。预测的质谱与时间无关的质谱相似，在大质量处斜率略浅，峰位置向较小质量移动了几个因子。假设恒星形成的团块遵循拉森型关系，我们得到的核心质量函数与观测得出的国际货币基金组织，特别是当考虑到气体的热力学。含时理论直接给出了云尺度下恒星形成率（SFR）的解析表达式。SFR值与各种银河系分子云的观测结果吻合得很好。此外，我们表明，SFR不简单地线性依赖于密度，有时在文献中声称，但也强烈依赖于团块的质量/大小，这产生了观察到的散射。然而，我们强调，{ \it any} SFR理论明确或隐含地依赖于非常不确定的假设，如团块边界或在给定团块中可能形成的最大质量恒星的质量，使最终确定的不确定性增加了几倍。最后，我们推导出一个完全依赖于时间的模型，考虑一个团块，或分布的团块以恒定的速率吸积，从而其物理性质随时间而变化的IMF。尽管它的简单，这个模型再现相当不错的收敛流的数值模拟中观察到的各种功能。基于这个一般理论，我们提出了一个恒星形成和IMF的范例。
2013-04-24 astro-ph.GA
Characteristic Lengths of Magnetic Field in Magnetohydrodynamic Turbulence
在湍流发电机的框架中，流体运动通过场线的拉伸来放大弱种子磁场。虽然放大过程一直是一个活跃的研究课题，很少有人关注的长度尺度的磁场。本文对磁流体动力学湍流中磁场的特征长度进行了数值研究。我们考虑了平均磁场很弱或为零的情况，这种情况适用于星系际空间的湍流。我们的调查结果如下。(1)在饱和时，磁场谱的峰值出现在$\sim L_0/2$处，其中$L_0$是能量注入尺度，而最含能量的尺度是$\sim L_0/5$。投影的二维场的谱的峰值尺度是$\sim L_0$。(2)在磁场放大阶段，$\sim t^{1.5}$的能量均分尺度呈幂律增长，而积分和曲率尺度呈线性增长。均分、积分和曲率尺度分别在$\sim L_0$、$\sim 0.3L_0$和$\sim 0.15L_0$处饱和。(3)由星系际磁场（IGMF）引起的法拉第旋转测度（RM）中定义的磁场的相干长度与积分尺度有关。我们提出了一个公式，表示RM的标准偏差，$σ_{RM}$，在积分尺度和均方根强度的IGMF，并估计$σ_{RM}$将是$\sim 100$和$\sim$几拉德m $^{-2}$的集群和细丝，分别。
2009-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. II. Sh 2-208
我们获得了Sh 2-208的深近红外图像，这是银河系中金属丰度最低的HII区域之一，[O/H] = -0.8 dex。我们在HII区的中心探测到一个年轻的星团，其极限星等为K = 18.0等（10 σ），对应的质量探测极限为~0.2 M_sun。这使得低金属量下的恒星形成特性与太阳附近的恒星形成特性进行比较成为可能。我们确定了89个集群成员。根据K波段光度函数（KLF）的拟合，估计该星系团的年龄和距离分别为~ 0.5Myr和~ 4kpc。估计的年轻年龄与星系团区域强CO排放的探测和星系团成员的大灭绝（Av ~ 4- 25等）是一致的。观测到的KLF表明，在高质量斜率和IMF峰值（特征质量）方面，低金属丰度星系团的基本初始质量函数（IMF）与太阳附近的典型IMF没有显着差异。尽管非常年轻，但星团的盘部分估计只有27 pm 6%，明显低于太阳金属丰度。这些结果类似于Sh 2-207，这是另一个靠近Sh 2-208的低金属丰度恒星形成区，距离为12 pc，这表明它们在低金属丰度环境中的恒星形成活动与太阳附近的恒星形成活动基本相同，除了盘扩散时间尺度。根据大尺度中红外图像，我们认为Sh 2-207，Sh 2-208及其周围区域正在发生连续的恒星形成，由半径约为30 pc的膨胀气泡触发。
2016-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolved study of the Local Group galaxies
我们一直在研究恒星和行星形成对金属丰度的依赖性，特别关注银河系中心距离（$R_g$）为$\gtrsim$ 15 kpc的外星系，其中金属丰度被确定为低至$\sim$ $-$ 1 dex。我们通过8.2米斯巴鲁望远镜获得了银河系外年轻星系团的近红外（NIR）图像，并清楚地分辨出质量检测限为$\sim$ 0.1 $M_\odot$的星系团成员。因此，我们确定的初始质量函数（IMF）在外星系是一致的，在太阳附近的高质量斜率和IMF峰。同时，我们认为原行星盘的寿命明显短于太阳附近的寿命。我们还报道了金属丰度的磁盘寿命的依赖。未来利用ELT进行更高空间分辨率和灵敏度的观测，将使我们能够将IMF和原行星盘演化的空间分辨研究扩展到本群星系。具有高空间分辨率和灵敏度（即0.02角秒和$K\sim27$等，带有自适应光学系统），质量低至$\sim$ 0.1 $M_\odot$的恒星可以被探测到，并且也可以被充分分辨。基于在更广泛的环境中进行这样的研究，我们可以获得与恒星和行星形成的环境效应相关的新见解。
2020-10-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in dense clusters
一个同样可能停止的核心-团块吸积模型描述了星团中致密部分的恒星形成，而孤立坍缩核心的模型可能不适用。每一个核心都以恒定的速率吸积到它的原恒星上，而周围的气体团则以原恒星质量的幂的形式吸积。短的吸积流类似于舒吸积，并形成低质量的恒星。长流类似于减少的邦迪吸积，并形成大质量恒星。吸积的停止是由于动力抛射、引力竞争和恒星反馈的气体扩散等环境过程，与初始核心结构无关。该模型匹配场星IMF从0.01到超过10个太阳质量。核心吸积率和平均吸积持续时间设置IMF的峰值，独立于当地的金斯质量。大质量的原恒星需要最长的吸积时间，可达50万年。星团中最大的原恒星光度表明了其最古老的原恒星的质量和年龄。如果原恒星的出生率是恒定的，那么原恒星的光度分布与活跃恒星形成区的光度分布相匹配，但如果它们的出生是同时代的，那么原恒星的光度分布就不匹配。对于恒定的出生率，YSO与原恒星的比例表明了星团的恒星形成年龄，通常为100万年。原恒星吸积光度通常小于其稳定的球形值的一个因素~2，符合幕式磁盘吸积模型。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dominant dark matter and a counter rotating disc: MUSE view of the low luminosity S0 galaxy NGC 5102
利用多单元光谱探测器（MUSE）的积分场谱研究了低质量近邻S 0星系NGC 5102的运动学和恒星星族。运动学图首次揭示了NGC 5102具有特征2 sigma峰，表明星系具有反向旋转盘。通过将两个运动学分量拟合到观测到的光谱，定量地证实了这种解释。通过恒星星族分析，我们确认了已知的年轻恒星星族在中心，并发现陡峭的年龄和金属丰度梯度。我们构造了恒星动力学的轴对称Jeans各向异性模型，研究了星系的初始质量函数（IMF）和暗物质晕。模型显示，这个星系与以前用类似方法研究的所有星系都有很大不同：即使在半光半径内，它也不能用自洽的质量跟随光假设来近似。考虑到NFW暗物质晕，我们需要一个重IMF和一个有效半径的球体内的暗物质分数为0.37 ± 0.04来描述恒星运动学。具有自由斜率的暗物质晕的更一般的模型显示斜率和IMF是退化的，但是表明具有更陡（收缩）晕的轻质IMF（Chabrier样）和更高的暗物质分数更好地拟合数据。不管关于晕轮廓的假设如何，我们测量总质量密度的斜率为-1.75+-0.04。这比等温晕的-2斜率要浅，也比已发表的大质量早期星系的斜率要浅。
2016-10-14 astro-ph.GA
Synthetic photometry of OB star clusters with stochastically sampled IMFs: analysis of models and HST observations
我们提出了一个试点库的合成NUV，U，B，V，和I光度的星团与随机采样的IMF和电离气体的初始质量，$M_i=10^3$，$10^4$，和$10^5$ M $_{\odot}$ ; $t=1$，3，4，8百万年; $Z=0.014$和$Z=0.002$ ;和log（U $_{\rm S}$）=-2和-3。我们比较库与确定性模型的预测和孤立的低质量（$<10^4$ M $_{\odot}$）星团与空间紧凑的H\2区域的观测。这些星系团位于NGC 7793中，它是\hst LEGUS和H $α$ -LEGUS巡天观测到的最近的星系之一。1)对于只考虑恒星的模型星等：a）残差|确定性磁-中位随机磁|可以是$\ge0.5$ mag，甚至对于$M_i=10^5$ M $_{\odot}$也是如此; b）当Wolf-Rayet星存在时，随机星等的最大扩展发生。2)对于$M_i=10^5$ M $_{\odot}$：a）有气体的中值随机星等可以比没有气体的中值随机星等亮1.0等; b）星云发射线可以分别与$>50\%$和$>30\%$一起贡献V和I波段的总发射。3)在$M_i\sim10^3$ M $_{\odot}$的$Z=0.014$和$M_i\sim10^3-10^5$ M $_{\odot}$的$Z=0.002$中，通过U-B与V-I平面中的确定性轨道确定OB星团的年龄是高度不确定的。4…
2021-10-11 astro-ph.GA
Two Types of Magnetohydrodynamic Sheath Jets
最近对来自不同星系核的天体物理喷流的观测强烈表明，双层结构或脊鞘结构可能是它们的共同特征。我们建议，这样的鞘射流结构可以形成磁流体动力学内的磁压力，这是由于极向和环向分量的峰值之间形成的谷，与作用在旋转鞘等离子体的离心力是平衡的环向场的环向应力。集中在极轴附近的极向场由朝向射流区域的会聚等离子体流维持，并且由于极向电流循环通过射流而在射流锥外形成环向场。在这种情况下，磁流体动力学（MHD）方程组允许两种主要类型的解决方案，至少，在该区域远离脚点。第一类解描述的是边界约束射流。当射流温度像病毒一样下降时，这种类型就实现了，并且压力梯度和MHD力都是一致确定的，即使在无穷远处也不能完全克服重力。第二类是在等温条件下实现的，重力完全被压力梯度力抵消。因此，这种类型的射流完全由MHD力加速。这也表明，这两种类型的对应，分别从第一和第二类射电星系的Fanaroff-Riley分类的喷流。
2009-01-08 astro-ph.GA
ALMA-IMF XI: The sample of hot core candidates A rich population of young high-mass proto-stars unveiled by the emission of methyl formate
基于ALMA-IMF数据，利用甲酸甲酯发射识别出76个热核候选体（56个新发现），质量0.2-80太阳质量，发现热核比例随核质量增加，表明大质量核快速进入热核阶段并受反馈影响。
2024-02-22 astro-ph.GA
Star Formation in a Turbulent Framework: From Giant Molecular Clouds to Protostars
湍流被认为是恒星形成早期的主要驱动力。在这个框架中，大的、自引力的湍流云分裂成较小的云，而较小的云又分裂成更小的云。在这个瀑布的尽头，我们发现了坍缩成原恒星的云。这个过程是非常具有挑战性的数值，由于大的动力学范围，所以在本文中，我们提出了一个半分析框架，能够遵循恒星形成从最大的，巨大的分子云（GMC）规模，最终的原恒星的大小规模。由于框架的简单性，它是理想的理论实验，以探索恒星形成的不同方面背后的主要过程，在强假设的成本。本文所讨论的模型的基本版本只包含湍流、引力和反馈的粗略假设，但它能再现观测到的核心质量函数（CMF）和原恒星系统质量函数（PSMF），这与观测到的IMF具有惊人的相似性。此外，我们发现，要产生一个普遍的IMF，必须考虑到原恒星反馈，否则PSMF峰显示出强烈的依赖于背景温度。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of carbon: Low-mass stars and an evolving, initially top-heavy IMF?
多区化学演化模型（CEMs），不同的核合成处方（产额）和恒星形成的处方，已经计算了银河系。所有模型都很好地拟合了观测到的O/H和Fe/H梯度，并再现了气体分布的主要特征，但它们也被设计成这样。对于C/H梯度的结果是不确定的产量和恒星形成方面。的C/Fe和O/Fe与Fe/H，以及C/O与O/H的趋势预测的太阳邻域的模型进行了比较，从文献中的恒星丰度。对于O/Fe与Fe/H，所有模型都拟合数据，但对于C/O与O/H，只有零金属丰度恒星的碳产率增加或初始质量函数不断变化的模型才能提供良好的拟合。此外，可以排除盘中陡峭的恒星形成阈值，因为它预测了超过一定的银河系中心距离（~ 13 kpc）的所有丰度梯度的急剧下降，并且无法解释观测中看到的外盘中C/H和Fe/H梯度的可能平坦化。由于在最佳拟合模型中，碳主要产生于低质量恒星，因此建议在每一个恒星形成高峰发生在几个Gyr的环境中，碳星的风是大部分碳富集的原因。然而，一个显着的贡献，由零金属丰度的恒星，特别是在非常早期的阶段，并通过风的大质量恒星，这是增加的强度与金属丰度，不能排除由CEM在这里。在太阳附近，多达80%或少至40%的碳可能是由低质量和中等质量的恒星注入到星际介质中的。碳的恒星起源仍然是一个悬而未决的问题，尽管低质量和中等质量恒星的生产似乎是观测到的碳丰度趋势的最简单解释。
2010-03-17 astro-ph.GA
The JADES Transient Survey III: Linking Core-Collapse Supernova Rates to Cosmic Star Formation
University of Turku（图尔库大学）；European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC)（引力波科学中心）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究0≤z≤5内CCSN率与SFRD的关系，利用JADES瞬态调查结果和已发表CCSN率，通过约束CCSN产生效率，探讨其与IMF及CCSN前身质量范围的联系，发现相关规律并重建宇宙恒星形成历史，还揭示了遗漏超新星比例的变化情况。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible link between the power spectrum of interstellar filaments and the origin of the prestellar core mass function
星前CMF的两个主要特征是：1）在1 Msun以下有一个宽峰，大概对应于平均引力碎裂标度; 2）一个特征性的幂律斜率，非常类似于高质量端恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率。虽然最近的赫歇尔观测表明，星前CMF的峰值接近临界细丝中的热金斯质量，但CMF/IMF在高质量端的幂律尾部的起源不太清楚。Inutsuka（2001）提出了一个理论方案，其中幂律尾的起源可以理解为星际湍流沿着细丝长轴播种的初始密度扰动谱的增长。在这里，我们报告的线质量波动的统计特性的细丝附近的分子云观察与赫歇尔使用1-D功率谱分析。在去除小尺度下束流卷积的影响后，用幂律函数$(P_{true}(s) \propto s^α)$拟合了观测到的灯丝功率谱。发现功率谱斜率的高斯分布集中在-1.6处，接近亚音速Kolomogorov湍流产生的一维速度功率谱（-1.67）。经验相关性，$P^{0.5}(s_0) \propto <N_{\rm H_2}>^{1.4 \pm 0.1} $，也被发现之间的振幅，每个灯丝功率谱$P(s_0)$和平均列密度沿灯丝$<N_{\rm H_2}>$。最后，发现沿着每个灯丝$σ_{\rm M_{line}}$的线质量波动的分散与灯丝的物理长度$L$成比例，大致为$σ_{M_{line}} \propto L^{0.7}$。总的来说，我们的研究结果是一致的建议，大部分CMF/I…
2015-09-06 astro-ph.GA
The sequence of low and high mass star formation in the young stellar cluster IRAS 19343+2026
BVRIJHK测光、Spitzer-GLIMPSE测光和HK波段光谱学被用来研究IRAS 19343+2026的恒星内容，这是一颗位于银河平面附近的（原）恒星/星系团候选者。数据表明IRAS 19343+2026是一个与7.6 Msol的大质量原恒星有关的富星团，年龄约为10^5年。在远红外（FIR）峰附近的三个点源也被发现是早期B型星。剩下的（主要是低质量）成员的集群是最好的代表1 - 3百万年前的主序（PMS）人口。星团中两个亮点源和五个暗点源的HK波段光谱证实了测光结果很好地表征了它们的年轻天体（YSO）性质。因此，IRAS 19343+2026是一个年轻的星团，至少有四颗早期B型恒星被归类为年轻（10^4 - 10^5年），被一个稍微年长（1 - 300万年）的低质量YSO所包围。总之，这些结果表明，在星团形成环境中，低质量恒星先于大质量恒星形成。我们计算初始质量函数（IMF）为这个集群使用K-波段光度函数，IMF的斜率比预测的萨尔彼得的质量函数。星团的质量Mtot估计在307 Msol（从数据完整性极限）- 585 Msol（外推到棕矮星极限，假设一定的IMF）之间。
2010-05-13 astro-ph.GA
Astraeus X: Indications of a top-heavy initial mass function in highly star-forming galaxies from JWST observations at z>10
本文在 astraeus 框架中引入随气体密度变得偏顶重的演化 IMF，发现其可再现 z=5–15 紫外光度函数并提升 z>10 亮星系丰度，同时使再电离更早开始。
2024-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bimodal Star Formation in Simulations of Strongly Magnetized Giant Molecular Clouds
通过辐射磁流体模拟发现，强磁场可使巨分子云恒星形成由单峰转为双峰，产生第二次低质量恒星爆发，延长形成期并提高效率，可能解释球状星团多星族起源。
2023-09-01 astro-ph.GA
