Modelling dust extinction in the Magellanic Clouds
我们的模型中观察到的灭绝配置文件的小和大麦云云与合成人口的尘埃颗粒组成的核幔颗粒和自由飞行的多环芳烃的集合。在麦哲伦星云中观察到的所有不同风格的消光曲线都可以通过本模型来描述，该模型先前已（成功）应用于银河系中弥漫和半透明视线的大样本。我们发现，在麦哲伦云的消光产生的经典颗粒一般大于多环芳烃的吸收。在这个模型中，非线性的远紫外线上升占多环芳烃，其存在反过来总是与经典颗粒的尺寸分布的差距。这暗示了之间的物理连接（例如，多环芳烃的常见原因和不存在中等大小的灰尘颗粒，或者需要模型中的附加组件，其可以解释非线性远紫外线上升而不会导致$\sim$ 217 nm处的紫外线凸起，例如，纳米金刚石
2015-07-30 astro-ph.GA
Distribution and characteristics of Infrared Dark Clouds using genetic forward modelling
红外暗云（IRDC）是在中红外线巡天中看到的阴影云。它们被认为是大质量恒星的诞生地，然而关于它们的总体性质（如质量谱、空间分布）的信息非常少。遗传正演模拟与两微米全天巡天和贝桑松银河系模型一起使用，以推断出星际消光的三维分布对以前确定的IRDC候选人。这个衍生的尘埃分布可以用来确定IRDC的距离和质量，独立于银河系的运动学模型。沿着穿过IRDC的视线，可以看到在云的距离处消光急剧上升。假设尘埃与气体的比例，云的总质量可以估计。该方法已成功地应用于1259 IRDC，其中包括1000多个目前没有距离或质量估计。IRDC被认为优先位于银河系的旋臂和分子环中，加强了它们是大质量恒星诞生地的想法。此外，它们的质谱被认为遵循指数为-1.75 +/-0.06的幂律，比银河系内部的巨大分子云更陡峭，但与GMC中的团块相当。这个斜率表明，使用本方法检测到的IRDC不是引力约束的，而是湍流引起的密度波动的结果。
2009-08-26 astro-ph.GA
Examining quasar absorption-line analysis methods: the tension between simulations and observational assumptions key to modelling clouds
在环星系介质（CGM）的类星体吸收线研究中的一个关键假设是，每个吸收分量映射到一个空间上孤立的“云”结构，具有单值属性（如密度，温度，金属丰度）。我们的目标是评估和量化这一假设的准确程度。我们使用自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟的两个$z=1$矮星系，并产生合成类星体的CGM吸收线光谱。对于SiII $λ1260$跃迁，以及CIV $λ\lambda1548, 1550$和OVI $λ\lambda1031, 1037$精细结构双峰，我们客观地确定了沿视线（LOS）的哪些气室有助于检测到的吸收。我们实施了一种快速、有效和客观的方法来定义每个吸收曲线中的各个吸收分量。对于每个吸收组分，我们量化了吸收气体的空间分布。我们研究了总共1,302个吸收系统，其中包含总共7,755个吸收组件。48%的SiII、68%的CIV和72%的OVI吸收分量来自沿LOS的两个或更多个空间隔离的“云”结构。空间上孤立的“云”结构最有可能分别具有0.03 $R_{vir}$、0.11 $R_{vir}$和0.13 $R_{vir}$的SiII、CIV和OVI云-云LOS分离。在多相气体结构之间可以存在非常小的重叠，从而产生吸收组分。如果我们的研究结果反映了吸收线如何记录CGM气体的基本现实，那么它们对当前的观测分析方法产生了压力，因为它们表明，逐组分吸收线的形成比假设和应用于化学电离建模更复杂。
2022-02-24 astro-ph.GA
Radiation-magnetohydrodynamic simulations of HII regions and their associated PDRs in turbulent molecular clouds
我们提出的HII区域和周围的光解离区域的扩展的辐射磁流体动力学模拟的结果在湍流，磁化，分子云的尺度高达4秒差距，包括电离和非电离紫外线辐射和x射线的影响，从年轻的星团。我们发现，HII区域的扩展减少了无序的B字段的组成部分，施加一个大规模的秩序在其边界附近的字段。中性气体中的场沿着电离前沿分布，而电离气体中的场往往垂直于电离前沿。最高压力的压缩中性/分子气体被驱动朝向热/磁/湍流能量密度之间的近似均分，而较低压力的中性/分子气体分成静止的、磁性主导的区域，以及另一方面，湍流的、退磁的区域。电离气体显示出近似的热/湍流均分，但具有低1至3个数量级的磁能密度。在整个模拟过程中，电离气体中保持了高速色散（约8 km/s），尽管平均膨胀速度明显较低。在我们的模拟中，B场在长度和时间尺度上并没有显著地阻止HII区的膨胀，但它确实倾向于抑制中性/分子气体的小尺度碎裂和辐射驱动的内爆，这些气体在HII区的边缘形成小球和柱子。然而，电离辐射和非电离辐射的相对亮度比B场的存在或不存在有更大的影响。当辐射场相对较软时（如在较低质量的星团中，最早的光谱类型为B0.5），则碎片化不那么剧烈，并且形成厚的，相对光滑的PDR。电影可在http://youtube.com/user/divBequals0
2011-02-10 astro-ph.GA
Champagne Flutes and Brandy Snifters: Modelling Protostellar Outflow-Cloud Chemical Interfaces
在恒星形成区和星际介质的热核中，现已观察到种类丰富的分子。越来越多来自毫米干涉仪的证据表明，其中许多形成于原恒星流出物与其出生分子云之间的界面。然而，目前的模型仍然无法解释的起源，对广角的“白兰地酒杯”形状的流出比狭窄的“香槟长笛”形状的一氧化碳成像的观测偏差。此外，这些广角系统表现出异常高丰度的分子离子HCO $^+$。我们提出的结果，从化学动力学模型的这些地区，丰富的化学自然产生的结果之间的湍流混合冷，致密的分子气体和热，电离流出的材料。注射液驱动丰富且快速的离子中性化学反应，定性和定量与观察结果一致。观察到的大角度流出的偏见是自然的几何形状依赖的离子注入速率导致快速解离的CO在年轻的系统。
2014-07-28 astro-ph.GA
Stochastic modelling of star-formation histories II: star-formation variability from molecular clouds and gas inflow
星系演化的一个关键不确定性是调节恒星形成的物理学，从与星系内分子云生命周期有关的小尺度过程到星系气体吸积等大尺度过程。我们研究的印记，这样的过程中的时间变化的恒星形成的分析方法跟踪星系的气体质量（“调节器模型”）。具体来说，我们量化的强度波动的恒星形成率（SFR）在不同的时间尺度上，即功率谱密度（PSD）的恒星形成的历史，并连接到气体流入和分子云的生命周期。我们表明，在一般情况下的PSD的SFR有三个突破，对应的相关时间的流入率，平衡的星系的气体库的时间尺度，和平均寿命的单个分子云。在长时间和中等时间尺度上（相对于星系的动力学时间尺度），PSD通常由流入速率的变化以及流出和气体耗尽之间的相互作用来确定。在短时间尺度上，PSD显示了与分子云的生命周期相关的附加分量，其可以由在高频率下具有$β\approx2$的幂律斜率的阻尼随机游走来描述，在平均云寿命附近具有中断。我们讨论了恒星形成的“突发性”在广泛的星系制度，研究星系的演化的主要序列脊线，并探讨我们的方法的适用性，了解恒星形成过程的云尺度上的星系集成测量。
2020-07-06 astro-ph.GA
Modelling Herschel observations of infrared-dark clouds in the Hi-GAL survey
我们演示了使用三维蒙特卡罗辐射转移代码PHAETHON来模拟由星际辐射场（ISRF）外部照射的红外暗云（IRDC）。这些云被认为是最早观测到的高质量恒星形成阶段，可能是低质量星前核心的高质量等价物。我们模拟了三种不同的情况下使用的代码的例子，在其中我们改变的质量，密度，半径，形态和内部速度场的IRDC。我们显示了预测输出的模型在不同的波长选择匹配的观测波段的赫歇尔和斯皮策。对于Herschel上的长波长SPIRE光度计的波段，我们还将模型输出通过SPIRE模拟器，以生成尽可能接近使用SPIRE看到的输出图像。然后，我们分析的图像，如果他们是真正的观察，并比较这种分析的结果与辐射转移模型的结果。我们发现，详细的辐射转移建模是必要的，以准确地确定IRDC的物理参数（如尘埃温度，密度分布）。该方法被应用于研究G29.55+00.18，一个由赫歇尔红外银道面巡天（Hi-GAL）观测到的IRDC，并且在未来它将被用于模拟来自同一巡天的更大样本的IRDC。
2010-06-07 astro-ph.GA
The Role of Radiolysis in the Modelling of C$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$ Isomers and Dimethyl Ether in Cold Dark Clouds
复杂有机分子（COMs）已经在各种星际源中被探测到。这些COMs在变暖源中的丰度可以通过与温度和密度增加有关的合成来解释，允许准热化学反应足够迅速地发生，以产生可观察到的COMs数量，无论是在气相中，还是在尘埃颗粒冰幔上。当温度升高到足以允许它们的热解吸时，在晶粒上产生的COM然后变成气态。最近在冷源中观测到的气态COMs还不能完全用这些气相和尘埃颗粒的产生途径来解释。辐解化学是一种可能的非热方法生产COM冷暗云。这种新方法大大增加了模拟丰富的选定的COM上的冰表面和冰地幔内由于宇宙射线轰击的激发和电离事件。我们研究了辐射分解对三种C $_{2}$ H $_{4}$ O $_{2}$异构体--甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）、乙醇醛（HCOCH $_2$ OH）和乙酸（CH $_3$ COOH）--以及一种化学性质相似的分子二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）在寒冷的乌云中的影响。然后，我们将我们模拟的气体丰度与TMC-1，L1689 B和B1-b中观测到的丰度进行比较。
2020-11-03 astro-ph.GA
Modelling [CI] emission from turbulent molecular clouds
我们使用详细的数值模拟耦合的化学，热和动力学演化的气体在湍流分子云研究的有用性的[CI] 609微米和370微米的精细结构的发射线作为示踪剂的云结构。这些谱线的发射在整个分子云中都可以观察到，但是我们可以从中了解到关于云的物理学的问题在很大程度上仍然没有得到探索。我们表明，事实上，[CI]发射是广泛的分子云内是一个简单的后果的事实，即云是由湍流运动为主。湍流造成了大的密度不均匀性，使辐射能够深入云层。因此，[CI]发射气体在整个云中被发现，而不是集中在边缘。我们研究如何以及我们可以使用[CI]发射来跟踪云的结构，并表明609微米线的综合强度在很宽的视觉分辨率范围内准确地跟踪列密度。对于大于几个的双折射，[Cl]和~（13）CO都有很好的表现，但[Cl]对于目视双折射A_V <= 3成为柱密度的较好示踪剂。我们还研究了[Cl]激发温度在气体中的分布，发现这些温度通常小于动力学温度，表明大多数碳原子不处于局部热力学平衡。我们讨论了如何最好地确定T_ex从[CI]线的观察，以及如何使用这些值来估计中性原子碳的柱密度。我们表明，即使在最好的情况下，我们往往系统地低估了气体的原子碳含量。我们的研究结果表明，实际GMC的原子碳含量的观测得出的估计可能是错误的多达两个因素。
2015-01-29 astro-ph.GA
A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light. III. Modelling and comparison with Herschel sub-millimetre data
通过最近的赫歇尔观测，南冕云的北条现在已经被绘制成从1.2微米到870微米的多个波段。该数据集提供了一个很好的起点，研究云的密度超过几个数量级。我们希望检查来自尘埃消光，散射和排放的柱密度分布的差异，并确定在何种程度上的意见是一致的标准尘埃模型。从赫歇尔的数据，我们计算的列密度分布相比，相应的数据来自近红外区的背景恒星的变红，并从表面亮度归因于光散射。我们建立了三维辐射转移模型来描述辐射和散射。散射光跟踪A_V~ 1等的低柱密度比尘埃辐射更好，对A_V ~ 10-15等仍然有用。基于模型，消光和尘埃辐射水平与典型的漫射介质亚毫米尘埃辐射率惊人地一致。然而，散射光的强度是非常低的中心处的致密团块，这不能解释没有一个非常低的晶粒致密性。散射光和尘埃辐射都表明辐射场是各向异性的。尘埃辐射的模拟表明，辐射场强度至少是正常星际辐射场的三倍。消光、光散射和尘埃发射之间的相互比较对云结构、照明辐射场和颗粒特性提供了非常严格的约束。
2012-06-23 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
Multi-wavelength observations and modelling of a quiescent cloud LDN1512
近红外波长的光散射已经被用来研究星际尘埃颗粒的光学性质，但这些研究受到辐射场强度假设的限制。另一方面，热尘埃发射可以用来约束辐射场的属性，虽然这是由尘埃发射率的不确定性阻碍。我们测试，如果目前的尘埃模型允许我们同时在近红外（NIR）和远红外（FIR）波长的分子云模型，并与观测结果进行比较。我们的目标是限制尘埃颗粒的性质和辐射场的强度。我们目前的尘埃排放和散射光的静态分子云LDN1512的计算。我们构建了LDN 1512的辐射转移模型，包括各向异性辐射场和三维云模型。我们能够重现所观察到的FIR观测，来自DIRBE观测的辐射场，与所有测试的尘埃模型。然而，与相同的密度分布和假设的辐射场，模型未能再现所观察到的近红外散射在所有情况下，除了模型，考虑到尘埃演化通过凝聚和地幔形成。我们发现，从我们的辐射转移模型中得到的柱密度可以相差高达2倍，相比之下，从修改后的黑体拟合的观测得到的柱密度。柱密度的差异很可能是由于修正黑体拟合与真实光谱之间的温度差造成的。我们发现，所观察到的尘埃排放量可以复制与几个不同的假设的尘埃颗粒的属性。然而，为了再现所观察到的散射表面亮度，必须考虑尘埃的演变。
2021-01-28 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of molecular clouds as a function of metallicity
银河系正处于持续的元素进化中。由于垂死恒星产生的新元素被输送到星际介质，新一代恒星和行星系统的形成受到这种金属富集的影响。我们的目标是研究金属丰度对星际介质气相化学的作用。使用一个系统的耦合常微分方程模型的化学反应，我们模拟了不同的初始星际元素组成的气相中的分子丰度的演变。这些不同的初始元素组成考虑了银河系元素演化的自洽模型预测的“元素丰度”的变化。据我们所知，这是首次尝试将银河系的元素演化和分子云的化学演化结合起来。金属丰度被发现有一个强大的整体气相组合物的影响。随着金属度的降低，长碳链的数量增加，小分子物种的时间尺度增加，氧的主要形式从O和CO转变为O2。这些影响主要是由于电子、H3+和原子氧丰度的变化。
2014-03-04 astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 astro-ph.GA
Estimation of high-resolution dust column density maps. Comparison of modified black-body fits and radiative transfer modelling
亚毫米级的尘埃辐射常被用来计算稠密星际云的气柱密度N。观测数据由几个波长的数据组成，但分辨率不同。我们研究了为估计高分辨率N图而提出的两个程序。方法A使用与较高分辨率强度数据组合的低分辨率温度图，而方法B组合来自不同波长范围的N个估计。我们的目的是确定的方法相对于真实的柱密度和估计可获得的辐射转移建模的准确性。我们使用磁流体动力学（MHD）模拟和辐射转移计算来模拟亚毫米观测的波长的赫歇尔空间天文台。对观测结果进行了分析，并与真实值和观测的辐射转移模拟结果进行了比较。方法A和B在250 μ m数据的分辨率下给出相对可靠的柱密度估计，同时还利用较长的波长。对于高信噪比数据，方法B的结果与真实柱密度更好地相关，而方法A对噪声不太敏感。当云有内部加热时，方法B的结果与高分辨率数据的结果一致。由于视线温度的变化，这些低估了真实的柱密度，并且由于有利的误差抵消，方法A有时可以给出更正确的值。辐射转移建模，即使是非常简单的三维云模型，也可以提供更好的结果。然而，随着云的复杂性和不透明性，改进所需的模型的复杂性迅速增加。
2013-05-09 astro-ph.GA
Modelling the dust emission from dense interstellar clouds: disentangling the effects of radiative transfer and dust properties
有了普朗克和赫歇尔，我们现在就有了观测稠密而寒冷的分子云所需的光谱覆盖范围和角分辨率。由于这些云在短波长处光学厚度大，而在长波长处光学厚度小，因此如果不对辐射转移（RT）进行适当处理，就很难对尘埃的性质做出任何结论。我们的目的是解开RT和灰尘的性质上的灰尘排放的变化的影响，提供观察员的关键分析所产生的排放从稠密的云。我们模拟圆柱形云，照明的ISRF，并进行全面的RT计算。使用DustEM解决了无定形碳和硅酸盐的尘埃温度，碳地幔覆盖的颗粒，以及碳和硅酸盐的混合聚集体。我们允许晶粒的光学性质随波长和温度的变化。我们确定观察到的色温，T，和发射率光谱指数，β，通过拟合的灰尘排放与修改后的黑体，比较我们的模型与观测。RT效应既不能解释低T，也不能解释在密集云中心测得的亚毫米级发射率增加，也不能解释观测到的β-T反相关。添加噪声的建模数据，我们表明，这是不太可能是唯一的解释β-T的反相关观测无星云。这可以解释为晶粒光学性质随温度的内在变化。至于增加的亚毫米发射率和低T，它们必须起源于颗粒光学性质的变化，可能是由它们的生长形成多孔聚集体引起的。我们发现很难从颗粒发射的光谱变化中追溯其性质。最后，柱密度被低估时，确定与黑体拟合，因为T和云中心的真实尘埃温度之间的差异。
2012-04-25 astro-ph.GA
Galactic cold cores IX. Column density structures and radiative transfer modelling
银河系冷核（GCC）项目已经对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克在那里探测到了冷尘埃发射的致密源。我们的目标是描述团块及其母云的结构。我们还研究的准确性，可以确定从亚毫米数据的密集团块的结构。我们使用标准的统计方法来验证GCC字段。团块提取使用列密度阈值，我们为每个字段构建一个三维辐射转移（RT）模型。这些被用来估计相对辐射场强度，团块的稳定性，和柱密度估计的不确定性。我们研究的径向柱密度分布的团块。在海湾合作委员会领域，结构噪声遵循以前建立的关系在更大的规模。分形维数对柱密度没有显著的依赖性，D = 1.25 +-0.07的值仅略低于典型分子云。柱密度PDF表现出很大的变化，例如在外部压缩云的情况下。在尺度r>0.1秒差距时，云的径向柱密度分布遵循N~r^{-1}的平均关系。尽管团簇形态变化很大，但在r~0.1 pc以下，团簇往往遵循类似的N~r^{-1}关系。RT计算表明局部辐射场强度的变化仅为2.5倍。在A_V > 5 mag的区域，引力束缚的团块比例显著增加，但大多数束缚物体似乎是压力限制的。GCC宿主云具有与一般分子云相似的统计特性。重力稳定性，峰值柱密度和团块方向连接到云背景，而大多数其他统计数据（例如D和径向轮廓）对环境不敏感。
2018-01-15 astro-ph.GA
Magnetic fields in star formation: from clouds to cores
在这一章中，我们回顾了最近的进展，了解磁场在整个恒星形成过程中发挥的作用，通过观察和分子云，密集的，恒星形成阶段的磁化，湍流星际介质（ISM）的模拟。最近的研究结果广泛支持这样一种观点，即分子云的磁场从低密度云包层中的重力亚临界和湍流近均分状态过渡到高密度、重力不稳定的恒星形成核心中的能量次主导状态。磁场似乎通过为分子云中的大规模气体流动设定优先方向，在云子结构的形成中发挥着重要作用，并且可以将物质的吸积引导到恒星形成的细丝和枢纽上。低质量恒星的形成可能在接近磁临界的环境中进行;高质量恒星的形成仍然不太清楚，但可能在更超临界的环境中进行。磁场和（原）恒星反馈之间的相互作用可能在设定恒星形成效率方面特别重要。我们还审查了一系列广泛使用的技术，量化的动态重要性的磁场，得出的结论是，更好的校准诊断是必要的，以便使用壮观的范围内即将到来的观测和模拟量化我们新兴的理解如何影响结果的磁场的恒星形成过程。
2022-03-21 astro-ph.GA
3D Radiative Transfer Modelling and Virial Analysis of Starless Cores in the B10 Region of the Taurus Molecular Cloud
本文利用 NIKA2 仪器对 Taurus Molecular Cloud B10 区域的 14 个无星核进行高分辨率尘埃连续谱观测，结合 3D 辐射转移建模与维里分析，揭示了其内部密度结构、尘埃发射率指数及稳定性，发现约 64% 的核在引力或外部压力下处于维里平衡或束缚状态。
2023-03-16 astro-ph.GA
Giant Molecular Cloud Catalogues for PHANGS-ALMA: Methods and Initial Results
我们提出了改进的方法分割CO排放从星系到单个分子云，提供了一个更新的CPROPS算法Rosolowsky和Leroy（2006年; arXiv：astro-ph/0601706）。新的代码使噪声和数据之间的空间分辨率均匀化，从而允许进行严格的比较分析。该代码还通过虚假源注入对数据的完整性进行建模，并包括更新的分割方法，以更好地处理混合发射。这些改进的算法在公开可用的python包PYCPROPS中实现。我们将这些方法应用于PHANGS ALMA调查中最近的星系中的10个，编目CO排放在一个共同的90 pc的分辨率和匹配的噪声水平。我们测量了4986个单独的云在这些目标中确定的属性。我们研究了每个星系中云的性质和质量分布之间的标度关系。云的物理性质在星系之间变化，既作为银河系中心半径的函数，也作为动力学环境的函数。总的来说，我们的目标星系的云是很好的描述近似能量均分，虽然在恒星酒吧和星系中心的云显示升高的线宽和维里参数。旋臂云的质量分布具有典型的质量尺度，比臂间云大2.5倍，旋臂云显示出比臂间云略低的中值维里参数（1.2对1.4）。
2021-01-12 astro-ph.GA
Modelling the formation of the circumnuclear ring in the Galactic centre
几千个太阳质量的分子、原子和电离气体位于我们银河系最里面的~10 pc。与分子气体最相关的结构是环核环（CNR），一个围绕着超大质量黑洞（SMBH）的致密的聚集环，半径约为2 pc。我们建议，CNR形成通过潮汐破坏的分子云，我们调查这种情况下通过N体光滑粒子流体动力学模拟。我们用不同的云质量（4 × 10^4，1.3 × 10^5太阳质量）、不同的初始轨道速度（v_in=0.2-0.5 v_esc，其中v_esc是SMBH的逃逸速度）和不同的碰撞参量（b=8，26 pc）进行了网格模拟。分子云的破坏导致形成非常致密和块状的气体环，其中包含大部分初始云质量。如果云团的初始轨道速度足够低（v_in<0.4 v_esc，b=26 pc）或碰撞参量足够小（b<10 pc，v_in>0.5 v_esc），至少会在SMBH周围形成两个环：内环（半径约为0.4 pc）和外环（半径约为2-4 pc）。内环由低角动量物质形成，在第一次近心点通过期间吞没了SMBH，而外环则在随后的破裂云近心点通过期间形成。内环和外环偏离约24度，因为它们是由不同的气体流形成的，这些气体流以不同的方式受到SMBH引力聚焦的影响。外环与银河系中心CNR的几个属性（质量，旋转速度，温度，块状）相匹配。我们推测，内环可能解释了在中央空腔中观察到的中性气体。
2015-10-18 astro-ph.GA
Modelling of ionising feedback with Smoothed Particle Hydrodynamics and Monte Carlo Radiative Transfer on a Voronoi grid
众所周知，年轻大质量恒星的电离反馈会影响诞生环境的动力学，因此在调节分子云中的恒星形成过程中起着重要作用。出于这个原因，现代流体动力学代码采用了各种各样的技术来解释这些辐射效应。阻碍这些努力的一个关键问题是，流体动力学通常使用光滑粒子流体动力学（SPH）解决，而辐射转移通常在网格上解决。在这里，我们提出了一个辐射流体动力学（RHD）计划相结合的SPH程序Phantom和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）的代码CMacIonize，使用粒子分布构建一个Voronoi网格上进行MCRT。我们证明，该计划成功地再现了良好的研究问题的D-型H II区的扩展在均匀密度介质。此外，我们使用这个模拟设置来研究RHD码的鲁棒性与不同的选择的网格结构，密度映射方法，质量和时间分辨率。为了在更现实的条件下测试该方案，我们将其应用于模拟的恒星形成云，以估计单个源可以产生的电离物质的量。我们发现，需要几个$10^3~\rm{M_{\odot}}$的恒星星族显着电离云。根据我们的研究结果，我们制定了一套建议，以指导未来更复杂的模拟恒星形成云的数值设置。
2021-09-28 astro-ph.GA
Approximations for modelling CO chemistry in GMCs: a comparison of approaches
我们研究了几种不同的简化方法来模拟三维湍流分子云的CO化学。我们比较了不同的模型，无论是在行为的综合量，如平均CO分数或云平均CO到H2的转换因子，也通过研究CO的详细分布作为气体密度和视觉消光的函数。此外，我们研究的密度和温度分布取决于我们选择的化学模型的程度。我们发现，所有的模型预测相同的密度PDF，也同意非常好的温度T > 30 K的温度PDF的形式，虽然在较低的温度，一些差异变得明显。所有模型还预测相同的CO至H2转化因子，在几个因子内。然而，当我们更仔细地观察CO分布的细节时，我们发现了更大的差异。更复杂的模型往往比简单的模型产生更少的CO和更多的原子碳，这表明C/CO比可能是一个有用的观测工具，用于确定哪个模型最适合观测数据。然而，这些化学差异似乎对气体的密度或温度分布没有强烈影响，这表明大尺度上分子云的动力学行为对小尺度化学模拟的准确性并不特别敏感。
2011-11-24 astro-ph.GA
Quantifying Observational Projection Effects Using Molecular Cloud Simulations
分子云的物理性质通常是用谱线观测来测量的，谱线观测提供了云的速度结构的唯一探测器。然而，很难评估位置-位置-速度（PPV）空间中的强度特征是否以及在多大程度上对应于位置-位置-位置（PPP）空间中的“真实”密度结构。在本文中，我们创建模拟分子云的合成分子云光谱线图，并提出了一种新的技术来测量单个PPV结构的真实性。我们的程序项目在PPP空间中确定的密度结构到PPV空间中相应的强度结构，然后测量的几何重叠的投影结构与结构从合成观测确定。PPP和PPV结构之间的部分重叠量化了合成观测恢复关于3D结构的信息的程度。应用这种机制的一组合成观测CO同位素，我们测量如何以及谱线测量恢复质量，大小，速度色散，和维里参数的模拟恒星形成区域。通过禁用我们分析的各个步骤，我们研究了不透明度，化学和重力对从PPV立方体中提取的物理特性测量的影响。对于这里使用的模拟，我们的研究结果表明，叠加引起的质量，尺寸和速度分散来自13 CO的~40%的不确定性。维里参数受叠加影响最大，因此从PPV和PPP信息得出的维里参数估计值通常相差约2倍。这种不确定性使得很难判断是引力能还是动能主导了一个给定的区域，因为大多数维里参数的测量值都落在均分水平α ~ 2的2倍之内。
2013-10-07 astro-ph.GA
Detailed dust modelling in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
我们实现了一个详细的尘埃模型到L-Galerkin半分析模型，其中包括：II型和Ia型超新星（SNe）和AGB星的尘埃注入;在分子云中的晶粒生长;和破坏由于超新星引起的冲击，恒星形成，和再加热。我们的颗粒生长模型分别遵循分子云和云间介质中的尘埃含量，并且只允许在预先存在的尘埃颗粒上生长。在早期，这可能会对灰尘的增长速度产生显着影响。在$z\sim8$之上，II型超新星是尘埃的主要来源，而在$z\sim8$之下，分子云中的颗粒生长占主导地位，总尘埃含量在$z\sim6$之下由后者主导。然而，星系形成的详细历史对于确定任何单个星系的尘埃含量都很重要。我们引入了一个适合的尘埃金属（DTM）比作为金属丰度和年龄的函数，它可以用来推断在任何红移星系的DTM比。在$z\lesssim3$，我们发现金属丰度和DTM之间的平均关系相当平坦，金属丰度和尘气（DTG）比之间呈正相关，与观察到的关系的形状和归一化很好地吻合。我们还匹配观测到的恒星质量-尘埃质量关系的红移范围内的$0-4$，并在$z=0$的尘埃质量函数的归一化。我们的研究结果是重要的，在解释观测的尘埃含量的星系在整个宇宙的时间，特别是在高红移。
2019-07-05 astro-ph.GA
The modelling of feedback in star formation simulations
我回顾了恒星形成的背景下，恒星反馈的数值模拟的当前状态，从单个恒星的形成模型，包括宇宙再电离的星系形成的规模。我调查的财富最近开发的算法来解决辐射转移问题，并模拟恒星风，超新星和原恒星喷流。我讨论了这些模拟的结果，恒星形成的分子云，相互之间的相互作用和与磁场的不同反馈机制，并在更广泛的背景下，银河系-和宇宙学-规模的模拟。
2015-08-25 astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from LDN 1780
我们在两个角尺度上研究了Lynds暗星云（LDN）1780的异常微波辐射（AME）。使用可用的辅助数据在角分辨率为1度，我们构建了一个SED 0.408 GHz至2997 GHz之间。我们发现，有一个显着的量的AME在这些角度尺度和多余的是兼容的物理旋转尘埃模型。我们发现LDN 1780是1度尺度上AME最明显的例子之一。我们检测到AME的显著性> 20 $σ$。我们还发现，在这些角度尺度，在23-70 GHz之间的频率发射的峰值的位置不同于90-3000 GHz的地图上的一个。为了调查AME在这片云的起源，我们使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）获得的数据，该阵列在30 GHz时提供2弧分分辨率。我们研究了无线电和红外辐射之间的连接使用形态相关性。最好的相关性被发现与MIPS 70 $μ$ m，它跟踪温暖的尘埃（T $\sim$ 50 K）。最后，我们研究了云内两个位置之间的无线电发射率的差异。我们测量了30 GHz发射率差异的因子$\approx 6$。我们表明，这种变化可以解释，使用旋转尘埃模型，通过在整个云的尘埃粒度分布的变化，特别是改变碳的分数，因此多环芳烃的量。
2019-01-22 astro-ph.GA
Modelling molecular clouds and CO excitation in AGN-host galaxies
本文构建纳入GMC密度结构、PDR/XDR加热及质量分布的物理模型，对24个近邻AGN宿主星系的CO SLED进行拟合，发现高J CO辐射主要由XDR主导。
2023-12-05 astro-ph.GA
Modelling intergalactic low ionisation metal absorption line systems near the epoch of reionization
我们解释观测星系际低电离金属吸收系统在红移z $\gtrsim$ 5的压力约束云。我们发现云限制的预期压力的星系晕与群众$11<\log M_h/h^{-1}M_\odot<12$提供了一个很好的描述低电离金属吸收剂之间的柱密度比。然而，某些比率需要将传统的受辐射平板的辐射转移模型扩展到球形（或圆柱形）云，以允许视线通过云的核心之外。在某些系统中，还表明硅在尘埃颗粒上的适度消耗。推断的化学丰度跨越太阳和恒星主导的恒星星族之间的范围，可能会出现在星爆星系。与数据匹配的典型HI柱密度对应于阻尼莱曼- $α$吸收体（DLA）或亚DLA，其尺寸为40 pc至3 kpc，气体质量为$3.5<\log M_c/M_\odot<8$和金属岩$0.001-0.01Z_\odot$。这样的系统继续对星系尺度的数值模拟提出挑战。
2020-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling Star Cluster Formation: Mergers
巨大分子云中的团簇形成包括云的局部坍缩成小的富含气体的子团，然后这些子团可以随后碰撞和合并以建立最终的星团。在本文中，我们模拟这些子集群之间的碰撞，使用耦合光滑粒子流体动力学的气体和N体动力学的恒星。我们是由以前的辐射流体动力学模拟分子云坍缩提供的碰撞集群，如他们的恒星和气体的质量，他们的初始位置和速度的全球性。原始模拟中的子簇被视为碰撞后立即合并为单个实体的下沉粒子。我们发现，更详细的治疗提供了一个更复杂的画面。当碰撞速度超过10 km/s时，星团中的恒星成分不会在300万年内形成一个整体星团，尽管气体可能会这样做。在较低的速度下，星系团最终会合并，但合并的时间可能比后续碰撞的时间更长。由此产生的集群的结构是不符合任何标准的密度分布，集群是不平衡的，但继续扩大我们的模拟时间。我们的结论是，简单的下沉粒子处理的子集群合并在大规模的巨型分子云模拟提供了一个上限的最终集群属性。
2022-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling massive-star feedback with Monte Carlo radiation hydrodynamics: photoionization and radiation pressure in a turbulent cloud
我们模拟了一个自引力，湍流云1000 Msol的光电离和辐射压力反馈从34 Msol的恒星。我们使用一个详细的蒙特卡罗辐射转移计划旁边的流体力学计算光电离和热平衡与尘埃颗粒和多个原子物种。使用这些气体温度，尘埃温度和电离分数，我们产生自洽的合成观测线和连续发射。我们发现，所有的材料是分散的（15.5 pc）$^3$网格内160万年或0.74自由落体时间。质量出口的峰值通量为$2 \times 10^{-3}$ Msol/yr，显示出有效的气体扩散。没有辐射压力的模型在电离突破方面有轻微的延迟，但总体上其影响可以忽略不计。85%的体积和40%的质量被电离-致密的细丝抵抗电离，并被扫成球形核心，其支柱径向指向电离恒星。我们使用20 cm处的自由-自由发射来估计电离光子的产生率。这几乎总是被低估了：在早期阶段被低估了几倍，然后随着质量离开体积而被低估了几个数量级。我们还测试了在450和850微米的尘埃连续表面亮度的比率，以探测尘埃温度。这低估了实际温度的一个以上的系数2在低柱密度或高视线温度分散的地区; HII区腔体特别容易出现这种差异。然而，探头在诸如灯丝的密集位置是准确的。
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isochrone-cloud fitting and asteroseismology of the Kepler open cluster NGC6866
Institute of Astronomy, KU Leuven（KU鲁汶大学天文学研究所）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, IMAPP, Radboud University Nijmegen（拉特罗布大学IMAPP天体物理学系）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究不同输入物理和初始条件计算的等时线对开普勒开放星团NGC6866年龄测定的影响，并与来自开普勒光度计的恒星地震学年龄进行比较。利用Gaia DR3数据识别180个星团成员，开发了考虑输入物理中范围参数的等时线-云拟合方法，识别出变星并进行建模。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemical modelling of infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）是星际介质（ISM）中寒冷、密集的区域，可能代表大质量恒星形成的初始条件。因此，重要的是研究IRDC的物理和化学条件，为这些过程的理论模型提供约束和投入。我们的目标是确定天体化学条件，特别是宇宙线电离率（CRIR）和化学年龄，在不同区域的大规模IRDC G28.37+00.07通过比较观测到的多个分子和分子离子的丰度与天体化学模型的预测。我们已经计算了一系列的单区天体化学模型与气体颗粒网络，系统地探讨了密度，温度，CRIR和视觉消光的参数空间。我们还研究了CO冰结合能的选择和颗粒受到宇宙射线撞击时瞬时加热所达到的温度的影响。我们在IRDC中选择了10个已知具有各种恒星形成活动的位置。我们利用中红外（MIR）消光图和亚毫米发射图来测量这些区域的质量表面密度，这是估计丰度和体积密度所需的。亚毫米发射图也被用来测量温度。然后，我们使用IRAM-30米观测各种示踪剂，以估计柱密度，从而丰度。使用估计的CO，HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，我们发现具有相对较低的CRIR的$ζ\sim10^{-18}$到$\sim10^{-17}\:{\rm s}^{-1}$的天体化学模型的一致性，没有证据表明系统的变化与恒星形成活动的水平。天体化学年龄小于100万年。我们讨论了这些结果中系统不确定性的潜在来源以及IRDC演化历史和天体化学模型的总体影响。（arXiv）
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the multi-scale interplay between gravity and turbulence - Power-law like gravitational energy spectra of the Orion Complex
引力在分子ISM的演化中起着决定性的作用。在\citet{2016arXiv160304342L}中，我们提出了一种称为引力能谱的度量，以量化引力在多个物理尺度上的重要性。在这项工作中，使用基于小波分解技术，我们推导出的猎户座A和猎户座B分子云的引力能谱的观测数据。引力能谱表现出类似幂律的行为。从几个pc到$\sim 0.1 $ pc尺度，猎户座A和猎户座B分子云分别具有$E_{\rm p}(k)\sim k^{-1.88}$和$E_{\rm p}(k)\sim k^{-2.09}$。这些标度指数接近可压缩湍流动能功率谱的标度指数（其中$E\sim k^{-2}$），在多个尺度上湍流能量与重力能量接近均分。这提供了一个明确的证据，重力是能够有效地抵消对湍流运动的这些长度尺度。结果证实了我们先前的分析估计。对于猎户座A分子云，重力不可避免地在云内的湍流中占主导地位。我们的结果提供了一个明确的观测证据，重力在这些分子云从云尺度到$\sim 0.1\;\rm pc$的演化中起着决定性的作用。然而，湍流很可能在加利福尼亚这样的云层中占主导地位。该方法具有普遍性，适用于所有引力起作用的天体物理问题。
2016-09-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Fast spectral line calculations with the escape probability method and tests with synthetic observations of interstellar clouds
本研究针对星际云谱线观测分析中辐射传输效应问题，提出并行程序PEP实现EPF参数快速计算，通过合成观测测试量化其模型误差，发现误差可达数量级，为EPF结果可靠性评估及后续改进提供依据。
2025-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Modelling the chemical enrichment of Population III supernovae: The origin of the metals in near-pristine gas clouds
最贫金属、高红移的阻尼莱曼α系统（DLAs）为研究最初几代恒星提供了一个窗口。在本文中，我们提出了一个新的模型来调查近原始DLA人口的化学富集。这个模型解释了富集的恒星星族的质量分布，超新星的典型爆炸能量，以及有助于富集这些DLA的恒星的平均数量。我们进行了极大似然分析，这些模型参数使用所观察到的相对元素丰度（[C/O]，[Si/O]，和[Fe/O]）的11个最贫金属DLA目前已知的。我们发现，富集了这个贫金属DLA样品的恒星的质量分布可以很好地描述为Salpeter-like IMF斜率在M > 10 M_sun，一个典型的贫金属DLA已经富集了< 72颗大质量恒星（95%的置信度），质量< 40 M_sun。推断的典型爆炸能量（E_exp = 1.8^{+0.3}_{-0.2} x10^51 erg）略低于最近的贫金属晕星富集模型所发现的能量。这些限制表明，我们样本中的一些贫金属DLAs可能已经被星族II恒星富集。使用我们的富集模型，我们还推断出一些典型的物理性质的最贫金属的DLAs。对于氧相对丰度[O/H] ~-3.0的系统，我们估计恒星的总质量含量为log 10（M_*/M_sun）= 3.5^{+0.3}_{-0.4}，总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）= 7.0^{+0.3}_{-0.4}。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Full SED fitting with the KOSMA-τ PDR code - I. Dust modelling
我们修改了KOSMA-τ PDR模型代码中星际尘埃的处理，以实现代码中与尘埃相关的物理学的一致描述。尘埃的详细知识的属性，然后被用来计算尘埃的连续排放连同线排放的化学物种。将KOSMA-τ PDR程序与多组分尘埃辐射转移程序（MCDRT）耦合，在球对称假设下求解了尘埃团中的辐射转移方程和热平衡方程，在计算尘埃温度时假定尘埃团处于热平衡，忽略非平衡效应。我们更新了光电加热的计算，并将光电加热的参数化范围扩展到高密度和紫外场。我们修改了计算的H2形成的粮食表面，包括Eley-Rideal效应，从而允许高温H2的形成。我们演示了不同的光学性质，温度，加热和冷却能力的晶粒如何影响模型云的物理和化学结构。最有影响力的修改是在允许化学吸附的颗粒表面上形成H2的处理。这显著增加了总的H2形成，并且连接的H2形成加热在模型团块的外层中提供了深刻的加热贡献。PAH表面的光电加热和H2的形成提供了一个提升的温度外云层，这是清楚地跟踪高J CO线的贡献。增加尘埃粒度分布中小颗粒的比例，会导致外层云层中更热的气体，这是由更有效的加热和更冷的云中心引起的，而这又是由更有效的FUV消光引起的。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Hyperfine excitation of N$_2$H$^+$ by H$_2$: Toward a revision of N$_2$H$^+$ abundance in cold molecular clouds
星际云中分子发射光谱的建模需要碰撞速率系数的知识。在通常观察到的物种中，N $_2$ H $^+$是特别感兴趣的，因为它被证明是冷分子云物理条件的良好探针。因此，我们计算了N $_2$ H $^+$（X $^1Σ^+$）的超精细结构分辨激发速率系数H $_2(j=0)$，在冷星际介质中最丰富的碰撞伙伴。计算是基于一个新的势能面，从高度相关的{ \it从头计算}计算。计算了温度从5 K到70 K范围内第一超精细能级之间的态-态速率系数。通过与以前发表的N $_2$ H $^+$ -He速率系数的比较，我们发现了显着的差异，不能由一个简单的缩放关系再现。作为第一个应用程序，我们还进行了辐射转移计算，典型的冷分子云的物理条件。我们发现，模拟线强度显着增加时，使用新的H $_2$率系数，通过与基于He率系数的预测相比。特别是，我们重新审视了在LDN 183核心的N $_2$ H $^+$发射的建模，使用新的碰撞数据，并发现，所有三个密度，气体动力学温度和N $_2$ H $^+$丰度必须进行修改。
2014-10-20 astro-ph.GA physics.chem-ph
An accurate set of H$_3$O$^+ -$ H$_2$ collisional rate coefficients for non-LTE modelling of warm interstellar clouds
氢离子（H $_3$ O $^+$）于1986年首次在星际分子云中被发现。据报道，许多银河系弥漫和致密区域以及河外来源都存在这种情况。H $_3$ O $^+$在星际氧和水化学中起着重要作用。然而，尽管有大量的H $_3$ O $^+$观测，其碰撞激发只进行了部分研究。本文研究了$ortho$ -和$para$ -H $_3$ O $^+$在与$ortho$ -和$para$ -H $_2$碰撞中的态-态转动去激发。的横截面内的紧密耦合的形式主义，使用一个高度精确的势能面为这个系统开发的计算。计算速率系数直至达到$300$ K动力学温度。对于$para$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低21个旋转反转态之间的跃迁，对于$ortho$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低11个态之间的跃迁，即考虑了旋转能量低于430 K（$\sim 300$ cm $^{-1}$）的所有能级（直到$j\leq5$）。为了估计新的速率系数对H $_3$ O $^+$天体物理模型的影响，还进行了辐射传输计算。我们已经研究了新的碰撞数据如何影响线强度与旧的数据以前用于解释的意见。通过分析所有检测到的过渡，我们发现，我们的新的，准确的速率系数有显着的影响（通常在2倍）辐射温度，允许更准确的估计柱密度和相对丰度的水合氢，特别是在温暖的分子云，铺平了道路，更好地解释星际水和氧化学。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.atm-clus
Modelling the structure of star clusters with fractional Brownian motion
分子云的分形亚结构的程度可以通过与分数布朗运动（FBM）表面或体积进行比较来量化。这些领域是自相似的所有长度尺度和漂移指数$H$，它描述了结构粗糙度的特点。鉴于分子云的结构和星团的初始结构几乎肯定是相关的，将这种分析也应用于星团将是有利的。目前，星团的结构通常通过应用$\mathcal{Q}$分析来量化。通过将来自观察到的目标的$\mathcal{Q}$值与来自人工聚类的$\mathcal{Q}$值进行比较来解释来自观察到的目标的$\mathcal{Q}$值。这些通常使用盒分形（BF）或径向密度分布（RDP）模型生成。我们提出了一个单一的集群模型，基于FBM，作为替代这些模型。这里，结构由$H$和对数表面/体积密度的标准偏差$σ$参数化。FBM模型能够再现集中和子结构集群，并且能够提供比BF模型更好的观测匹配。我们表明，$\mathcal{Q}$分析无法估计FBM参数。因此，我们开发并训练一种机器学习算法，该算法可以估计具有不确定性的$H$和$σ$的值。这为我们提供了一个强有力的方法来量化星团的结构，这些结构与分子云的结构有关。我们使用该算法估计了几个年轻星团的$H$和$σ$，其中一些没有可测量的BF或RDP类似物。
2019-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered Star Formation in Magnetic Clouds: Properties of Dense Cores Formed in Outflow-Driven Turbulence
我们调查的物理性质的致密核心形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，使用三维数值模拟，包括原恒星外流反馈。通过clumpfind算法在模拟密度数据立方体中识别密集核。我们发现，核心的速度色散并没有表现出任何明确的核心大小的依赖关系，相反，拉森的线宽大小的关系，但与最近的观测结果一致。在没有磁场的情况下，大多数核心都具有超声速分散。中等强度的磁场通常将色散降低到亚音速或最多跨音速值。大部分岩心处于维里平衡状态，外压主导自重。这意味着核心的演变在很大程度上是由外流驱动的湍流控制。即使是一个最初很弱的磁场也可以显著地延迟恒星的形成，因为磁场被外流驱动的湍流放大到一个均分的强度，而扭曲的磁场分量占主导地位。相反，对于中等强度的场，均匀分量仍然占主导地位。在我们模拟的尘埃热辐射偏振图中，磁性结构的这种差异是显而易见的;它提供了一个关于场强的处理。最近的极化测量表明，在集群形成的团块的场线是空间有序的。这是一个中等强度的，动态的重要性，字段相结合的流出反馈，可以保持嵌入式集群中的恒星形成的速度在观察推断，相对缓慢的速度为百分之几的每自由落体时间。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inhomogeneous Galactic Chemical Evolution: Modelling Ultra-Faint Dwarf Galaxies of the Large Magellanic Cloud
本文提出非均匀化学演化模型 i-GEtool，模拟大麦哲伦云两颗超微弱矮星系（Carina II 和 Reticulum II）的化学增丰与恒星形成，预测丰度双序列并重现颜色-星等图，揭示早期恒星形成与反馈机制。
2023-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
