Temperature and kinematics of protoclusters with intermediate and high-mass stars: the case of IRAS 05345+3157
我们已经映射在小的空间尺度的温度和速度场的原星团与IRAS 05345+3157，其中包含中间/高质量的原恒星候选人和无星凝聚，因此是一个很好的位置来研究大质量的原恒星对原星团演化的作用。我们观察到氨的（1，1）和（2，2）反转跃迁与VLA。氨是最好的温度计密集和寒冷的气体，所观察到的过渡有临界密度能够跟踪运动学的团内气体介质。氨排放在两个相邻结构中延伸和分布。无星凝聚体比恒星形成核心更冷，但整个原星团的气体温度比红外暗云和低质量原星团中通常测量的温度高（约1.3-1.5倍）。观察到的谱线展宽的非热贡献至少是一个因素的2比预期的热展宽，即使在无星凝聚，相反，在低质量的静态致密的核心测量接近热的线宽。的NH3-N2 H+丰度比大大提高（10倍）的前恒星核心候选人，可能是由于冻结的大多数分子种类比他重。更大质量和更进化的物体可能在原星团的物理性质和运动学中起主导作用。高水平的湍流和事实上，测得的核心质量大于预期的热牛仔裤质量表明，湍流可能是一个重要的因素，在最初的分裂的父母团块。
2012-03-15 astro-ph.GA
Dense molecular cocoons in the massive protocluster W3 IRS5: a test case for models of massive star formation
两个相互竞争的模型描述了像猎户座梯形这样的物体中大质量恒星的形成。在湍流核吸积模型中，恒星质量直接与云凝聚的质量分布有关。在竞争吸积模型中，原星系团的引力势从周围的云团中捕获气体，而单个星系团成员则竞争这些气体。[目的]通过对原梯形星团W3 IRS 5的结构、运动学和化学的高分辨率亚毫米观测，我们旨在确定哪种恒星形成模式占主导地位。[方法]利用W3 IRS 5的1”-3”（1800-5400 AU）分辨率，对354 GHz亚毫米波阵列进行观测。...... [结果]观察到5个发射峰（SMM 1 -5）。SMM 1和SMM 2包含大质量嵌入恒星（~20 Msun）; SMM 3 -5是无星或包含低质量恒星（<8 Msun）。推测的密度很高，>= 10^7 cm^-3，但核心质量很小，为0.2-0.6 Msun。检测到的分子发射揭示了四个不同的化学区。...... [结论]原梯形星团W3 IRS 5是一个理想的检验案例，可以用来区分大质量恒星形成的模型。要么是大质量恒星从它们的本地核心局部吸积;在这种情况下，小的核心质量意味着W3 IRS 5处于最后阶段（1000年）的下降和吸积，要么是恒星从一个大质量的星团形成核心的全球崩溃中吸积。我们发现，观测到的W3 IRS 5及其周围的星团形成核心的质量、密度和谱线宽度与大质量年轻形成恒星以Macc~10^-4 Msun/yr^-1的速率竞争吸…
2013-08-23 astro-ph.GA
The Fraction of Active Galactic Nuclei in the USS 1558-003 Protocluster at z = 2.53
活动星系核（AGN）与局域环境的碰撞是探索超大质量黑洞吸积的触发机制和提供吸积燃料机制的一个潜在的有价值的途径。虽然活动星系核分数和环境之间的相关性在局部宇宙中已经得到了很好的研究，但活动星系核分数在相对较少的高红移稠密环境中得到了测量。在本文中，我们提出了一个测量的X射线活动星系的分数在美国海军1558-003原星团与z=2.53射电星系4C-00.62。我们的测量是基于100 ks钱德拉观测，后续光谱从大双筒望远镜上的多目标双摄谱仪，和宽带和窄带测光。这些数据对活动星系核的敏感性比$L_{X}>2\times10^{43}$ erg s $^{-1}$在静止框架硬X射线波段（2-10 keV）的亮度高。我们在USS 1558-003的红移处发现了两个X射线活动星系核，其中一个是射电星系。我们确定了原星系团中H $α$发射体的$2.0^{+2.6}_{-1.3}$ %是X射线活动星系核。不像大多数其他高红移星系团的祖先用类似的技术研究，USS 1558-003并没有显着更高的分数AGN比场星系在类似的红移。这一较低的活动星系核分数是不一致的预期，较高的气体分数在高红移，结合高星系密度和适度的相对速度在原星团，应该产生较高的活动星系核分数。
2018-05-17 astro-ph.GA
Identification of Galaxy Protoclusters Based on the Spherical Top-hat Collapse Theory
本文基于球对称顶帽坍缩理论提出一种可直接用于观测的星系原星系团证认方法，利用HR5模拟校准并验证其能可靠预测z=0时的星系团质量，且不受红移空间畸变显著影响。
2023-11-30 astro-ph.GA
The Obelisk simulation: galaxies contribute more than AGN to HI reionization of protoclusters
我们提出了方尖碑项目，宇宙学辐射流体动力学模拟的组装和再电离的原星团的祖先在第一个两个十亿年的大爆炸，下降到$z = 3.5$。模拟将晕解析到原子冷却极限，并跟踪不同电离源的贡献：恒星，活动星系核和碰撞。方尖碑项目是专门设计来研究高红移星系和类星体在有利于黑洞生长的环境中的共同演化。在本文中，我们建立了这两个辐射源的相对贡献，再电离和它们各自的作用，建立和维持高红移电离背景。我们的体积是典型的宇宙过密区域，并显示出类似于高红移原星团的恒星形成率和黑洞吸积率密度。我们发现氢的再电离是由内而外发生的，在我们的超密度中是由$z \sim 6$完成的，并且主要是由星系驱动的，而吸积黑洞只在$z \sim 4$中起作用。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental impacts on molecular gas in protocluster galaxies at z~2
本文给出了对射电星系PKS1138 - 262（z = 2.16）、USS 1558 - 003（z = 2.53）和4C23.56（z = 2.49）周围原星系团中66个Halpha-selected星系的ALMA CO（3 - 2）观测结果。与场环境中星系的平均表面数密度相比，指向区域的过密度约为100。我们在16个恒星形成星系中探测到CO发射线，其中包括先前公布的6个星系，以测量分子气体质量。在10.5 <log（Mstar/Msolar）<11.0的恒星质量范围内，与场星系建立的标度关系相比，原团星系具有更大的气体质量分数和更长的气体耗尽时标。另一方面，log（Mstar/Msolar）> 11.0的更大质量星系中的分子气体量与标度关系相当或更小。我们的研究结果表明，环境对气体性质的影响是质量依赖的：在高密度环境中，通过宇宙细丝的气体吸积在质量较小的星系中加速，而在质量最大的系统中则被抑制。
2019-01-22 astro-ph.GA
Discovery of a $z\simeq 4.9$ Lyman-$α$ Emitter Protocluster: Wavelength-Dependent Environmental Effects on Galaxy Structure
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（日本综合研究大学院大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tohoku University（东北大学）
研究发现红移约4.9的Lyman-α发射体原型星团，通过JWST数据比较原型星团与场星系的光学和紫外形态，发现原型星团星系在光学波段尺寸更大，暗示环境影响扩展恒星人口。
2026-04-03 astro-ph.GA
A survey of sulfur-bearing molecular lines toward the dense cores in eleven massive protoclusters
通过ALMA观测11个高质量原恒星团中248个致密核，识别10种含硫分子，发现SO更易探测，OCS和HCS示踪温度，反馈提升丰度，SO2作为硫储库。研究强调大样本巡测对理解硫耗竭的重要性。
2024-09-20 astro-ph.GA
An early phase of environmental effects on galaxy properties unveiled by near-infrared spectroscopy of protocluster galaxies at z>2
这项工作提出了我们的近红外光谱的窄带选择H $α$发射器（HAE）在两个丰富的过密度（PKS 1138-262在$z=2.2$和USS 1558-003在$z=2.5$）与多目标红外照相机和光谱仪（MOIRCS）的斯巴鲁望远镜的结果。这些原星系团是目前所见最大质量的星系团的候选者（论文I）。在$z>2$的原星系团中确认的HAE显示出高的激发水平，其特征是在低- $z$时比一般星系高得多的[OIII]/H $β$或[OIII]/H $α$线比。如此高的激发能级可能不仅是由高的比恒星形成率（sSFR）和较低的气态金属丰度驱动的，而且还受到其他一些效应的影响。我们调查的气体金属丰度的环境依赖性，通过比较的原团簇中的HAE与那些在一般领域在类似的红移。我们发现，在M $_\star\lesssim10^{11}$ M $_\odot$范围内，原团星系的气态金属丰度比场星系的气态金属丰度更富集。这可以归因于许多过程，如内在（或性质）的影响，外部（或培育）的影响，和/或一些系统的抽样效果。我们还发现，在高密度环境中，红移越高，质量-金属丰度关系的偏移量越大。这可以很自然地理解，因为在恒星形成星系中，在更高的红移下，流入/流出速率要高得多。因此，这种“喂养”和“反馈”机制在星系形成的环境依赖性可能发挥主要作用，在生产的质量金属丰度关系的抵消在$z>2$的原星系团星系。
2015-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Astrochemical Impact of Cosmic Rays in Protoclusters I: Molecular Cloud Chemistry
我们提出了天体化学光解离区模型，其中宇宙射线衰减已完全耦合到气体的化学演化。我们模拟的天体化学影响的宇宙射线，包括那些加速的原恒星吸积冲击，分子云托管原星团。我们的模型与嵌入的原恒星再现观察到的电离率。我们研究了不同表面宇宙线谱和不同恒星形成效率的模型中宇宙线衰减对离子的影响。我们发现丰度，特别是离子，对宇宙射线的处理很敏感。我们表明，离子的柱密度下预测的“经典”治疗的宇宙射线的数量级。我们还测试了两种常见的化学近似用于推断电离率。我们的结论是，H $_3^+$丰度的基础上的近似预测电离率下，除了在宇宙射线占主导地位的化学区域。我们的模型表明，致密气体中的化学物质将受到电离率增加的显著影响，导致NH $_3$等分子减少，并导致富含H $_2$的气体变得[C II]明亮。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
A radio-to-mm census of star-forming galaxies in protocluster 4C23.56 at z=2.5 : Gas mass and its fraction revealed with ALMA
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵的红移CO（3-2）和1.1mm尘埃连续谱，研究了与原星系团4C23.56（z = 2.49）有关的恒星形成星系的气体含量。观测结果揭示了22个目标H $α$发射器（HAE）中的7个CO检测和1.1 mm尘埃连续体中的19个中的4个。它们有很高的恒星质量（$M_{\star}>4\times 10^{10}$ $M_{\odot}$），并且在$z\sim2.5$表现出主序星形成星系特有的恒星形成速率。不同的气体质量估计CO（3-2）和1.1毫米产生一致的值，同时检测。气体质量（$M_{\rm gas}$）和气体分数（$f_{\rm gas}$）与场星系的气体质量和气体分数相当，其中$M_{\rm gas}=[0.3, 1.8]\times10^{11} \times (α_{\rm CO}/(4.36\times A(Z)$））M $_{\odot}$，其中$α_{\rm CO}$是CO到H的$_2$转换因子，$A(Z)$是$α_{\rm CO}$的金属丰度依赖性的附加校正因子，而$\langle f_{\rm gas}\rangle = 0.53 \pm 0.07$来自CO（3-2）。我们的测量对高$z$原星系团的宇宙气体密度施加了约束，表明原星系团的特征是气体密度比一般场高一个数量级。我们发现$ρ(H_2)\sim 5 \times 10^9 \…
2017-05-29 astro-ph.GA
The dense gas mass fraction in the W51 cloud and its protoclusters
我们提出了新的2厘米和6厘米的H2 CO，无线电复合线，并在W51恒星形成复合体的无线电连续光谱图获得阿雷西博和绿岸望远镜在~50”的分辨率。我们使用H2 CO吸收来确定分子和电离气体的相对视线位置。我们使用H2 CO密度计测量气体密度，包括在$10^4$ cm $^{-3}$ < n（H $_2$）< $10^6$ cm $^{-3}$范围内连续测量稠密气体质量分数（DGMF）-这是第一次使用单个数据集在密度范围内测量稠密气体质量分数。W51 A中的DGMF高，f > $n>10^4$ cm $^{-3}$的~70%，而W51 B中的DGMF低，f<20%。我们在整个W51 GMC中没有检测到任何H2 CO排放;所有密度足以在正常条件下排放的气体都在明亮的连续光源前面，因此在吸收中被看到。该数据集已在http://dx.doi.org/10.7910/DVN/26818上公布。结论. (1)W51 A和B云中的致密气体部分表明，W51 A将继续活跃地形成恒星，而恒星形成在W51 B中基本结束。W51 C周围缺乏致密的恒星形成气体，表明收集和塌陷在W51中没有作用或效率低下。(2)正在进行的高质量恒星形成与n ~ 1x 10 $^5$ cm $^{-3}$气体有关。n > 10 $^4$ cm $^{-3}$的气体与中低质量恒星形成的相关性较弱，但与高质量恒星形成的相关性不强。(3…
2015-01-07 astro-ph.GA
The implications of the surprising existence of a large, massive CO disk in a distant protocluster
目前尚不清楚遥远原星系团中的分子气体的性质是否会受到它们的环境的显著影响，因为星系是在本地星系团中。通过与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行64小时的深度有效源上积分，我们在射电星系MRC 1138 -262周围的原星团中发现了一个大质量（M_mol=2.0+-0.2x1-0^11 M_sun）、扩展的、约40 kpc的CO（1-0）发射盘。该星系的z_CO=2.1478，是一个大质量的盘状星系，M_star~5x10^11 M_sun，位于MRC 1138 -262的250 kpc投影上，是一个已知的H-α发射体，HAE 229。HAE 229的分子气体分数约为30%。CO发射沿其主轴具有运动学梯度，以最高表面亮度静止帧光发射为中心，与HAE 229是旋转盘一致。令人惊讶的是，CO发射的很大一部分位于UV/光学发射之外。尽管如此，HAE 229遵循与正常场星系相同的恒星形成率和分子气体质量之间的关系。HAE 229是第一个在原星团中发现的普通恒星形成星系的CO（1-0）探测器。我们比较了一个样本的集群成员在z>0.4，检测到低阶CO转换与类似的样本的来源从外地。我们确认的CO光度和FWHM相关的恒星爆发的研究结果，并表明这种关系是有效的正常的高Z星系，以及在overdensities。我们没有发现一个明确的二分法的综合施密特-肯尼库特关系的原星系团和场星系。没有发现任何环境依…
2017-07-09 astro-ph.GA
A 100 Mpc$^2$ structure traced by hyperluminous galaxies around a massive $z$ = 2.85 protocluster
本研究利用SCUBA-2、NOEMA和ALMA观测z=2.85的HS1549+19原星系团，发现亮亚毫米波星系示踪了大尺度薄饼状结构，其总恒星形成率极高，或正形成现今宇宙级大质量星系团。
2024-06-24 astro-ph.GA
Probing the initial conditions of high-mass star formation. II. Fragmentation, stability, and chemistry
本文提出了一种新的高分辨率研究的前原团簇区域的示踪剂专门探测最冷和致密的气体（NH_2D）。数据用于约束化学、热、运动学和物理条件（即，密度）在G29.96e和G35.20w中。NH_3、NH_2D和连续谱发射用VLA和PdBI作图。特别是NH_2D是高密度冷前团簇气体的独特示踪剂，而NH_3则可示踪中密度至高密度的冷、暖气体。在G29.96e中，斯皮策图像显示了两个巨大的丝状体，其中一个处于消光状态（红外暗云）。在NH_3中观察到很低的线宽（FWHM <1 km/s）。这些对高质量前原星团区域的多波长、高分辨率观测表明，目标区域的特征是：（i）大质量团块的湍流金斯碎裂成核（来自Jeans的分析）;（ii）“超束缚/亚维里”的核和团块，即湍流太弱而不能支持它们防止坍缩，这意味着（iii）某些单一云坍缩的模型在数量上与数据不一致;（iv）从核心吸积到大质量恒星上，可（对于观察到的核心尺寸和速度）通过在核心上的包层材料的增积来维持，表明（类似于竞争性吸积的情况）恒星形成的物质库不一定局限于出生核心;（v）高的氘化比（[NH_2D/NH_3]>6%），使上述发现成为可能; [删节]
2011-04-29 astro-ph.GA
AzTEC 1.1 mm observations of high-z protocluster environments: SMG overdensities and misalignment between AGN jets and SMG distribution
我们目前的观测在1.1毫米对16个强大的射电星系和无线电安静的类星体在0.5<z<6.3获得的AzTEC相机安装在JCMT和ASTE研究亚毫米星系的空间分布向可能的原星系团区域。该调查覆盖了1.01平方度的总面积，均方根深度为0.52 - 1.44 mJy，并检测到728个3西格玛以上的源。我们发现，在3个单独的字段（4C+23.56，PKS 1138 -262和MRC 0355 -037）的源计数的一个因素的超密度约200平方度。当把所有的场结合起来时，源计数分析发现了一个高密度，它在S $_{\rm{1.1mm}} \ge 4$ mJy处达到一个因子$\gtrsim 3$，覆盖了以活动星系核为中心的半径为1.5弧分的区域。我们的地图的大尺寸使我们能够建立，超过1.5弧分的半径，SMG的径向表面密度下降到一个空白字段。此外，我们发现一个趋势SMG对齐密切垂直方向相对于强大的中央射电星系（73 $_{+13}^{-14}$度）的射电喷流。这种错位是在4-20 Mpc的投影同向移动尺度上发现的，偏离完美对准（0度）约5西格玛，显然与SMG光度无关。在假设AzTEC源位于中央射电星系的红移处的情况下，这里报告的失调可以解释为SMG优先居住在质量占主导地位的细丝漏斗物质朝向原星系团，这也是射电星系的母体结构。
2018-06-27 astro-ph.GA
G0.253+0.016: A centrally condensed, high-mass protocluster
尽管它们是恒星的孕育地和星系的基石，但人们对最高质量星系团的形成知之甚少。稠密的星系团G0.253+0.016代表了一个可能形成类似拱门的高质量星系团的例子。在这里，我们提出了分子线图G0.253+0.016作为MALT 90分子线调查的一部分，补充APEX观察。综合起来，这些数据揭示了G0.253+0.016的整体物理性质和运动学。最近的赫歇尔数据表明，虽然尘埃温度在其中心较低（~19 K），但由于外部加热，外部的尘埃温度较高（~27 K）。我们的新分子线数据显示，总体而言，朝向G0.253+0.016检测到的致密气体的形态与其红外消光和尘埃连续发射非常匹配。尘埃和气柱密度之间的反相关性向其中心表明，该集团是集中冷凝与冷，密集的内部，其中分子气体是化学耗尽。速度场显示出沿团块长轴的强烈梯度，蓝移的一侧位于更高的银河经度。光学厚的气体示踪剂相对于光学薄的和热的气体示踪剂系统地红移，指示径向运动。气体的运动学和线比支持最近提出的方案，其中G0.253+0.016的结果，从潮汐压缩在最近的pericentre通道附近SgrA*。由于G0.253+0.016代表了一个可能形成高质量星团的团簇的极好例子，因此对它的详细研究应该会揭示关于团簇形成早期阶段的丰富知识。
2014-03-05 astro-ph.GA
Earliest Stages of Protocluster Formation: Substructure and Kinematics of Starless Cores in Orion
我们研究的结构和运动学的9个0.1 pc规模的核心在猎户座的IRAM 30米望远镜和更高分辨率的8个核心与CARMA，使用CS（2-1）作为主要的示踪剂。无星核的单碟零阶矩图显示了单一结构，中心柱密度在7 ~ 42 × 10^23 cm^-2之间，LTE质量在20 ~ 154太阳质量之间。然而，在较高的CARMA分辨率（5角秒）下，除了一个核心外，所有核心都分裂成3 - 5个分量。碎片的数量是小的相比，发现在一些湍流碎裂模型，虽然列入磁场可能会减少预测的碎片数量，提高模型的协议。这一结果表明，从秒差距尺度的分子云到亚秒差距核心的碎裂继续发生在无星核心内部。无星的核心和它们的碎片嵌在更大的沉积结构中，这可能在核心的形成和碎片化中发挥了作用。大多数岩芯显示出明显的速度梯度，震级范围从1.7到14.3 km/s/pc。我们对其中一个进行了详细的建模，发现它的光谱最好用沿着细丝向核心中心会聚的流动来解释;其他核心中的梯度可以类似地建模。我们推断质量流入速率约为2 x 10^{-3} Msolar/yr，这在原则上足以克服辐射压力并允许大质量恒星形成。然而，核心包含多个碎片，目前还不清楚快速流入是否会主要为一颗大质量恒星或一群低质量物体的生长提供食物。我们的结论是，快速，超声速收敛流沿灯丝发挥重要作用，在大质量恒星和团簇形成。
2013-06-28 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: Properties of Hot Molecular Fragments in the Massive Protocluster IRAS 17233-3606
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
研究大质量原星团IRAS 17233-3606热分子核内碎裂机制，利用ALMA数据详细分析，揭示热核及碎片情况，结合相关参数表明其演化情景，指出恒星和HII区反馈影响形态化学性质，突出高质量原星团中多样物理过程作用。
2026-07-28 astro-ph.GA
W51North: A protocluster emerging out of a thermally inhibited fragmenting cloud
大质量恒星形成区的碎裂过程是当前天体物理学研究的热点问题之一，控制碎裂的物理过程包括湍流、磁场、自转、恒星反馈和引力等。然而，在远低于1000 AU的小空间尺度上，对碎片化过程的研究很少。我们的目标是使用ALMA（阿塔卡马大型毫米波和亚毫米波阵列）高角分辨率数据来识别W51 IRS 2中的碎片，并在200 AU的空间尺度上研究碎片的性质。我们使用了来自三个项目的W51 IRS 2的ALMA数据，这些数据在毫米波长下的角分辨率为0.028 $^{\prime\prime}$（144 AU）。我们通过使用{ \it uv}-范围限制的1.3 mm连续数据来识别紧凑的碎片。已进行了伴随物的平均表面密度（MSDC）分析，以研究碎片之间的分离。MSDC分析揭示了两个断裂对应于1845 AU和7346 AU的空间分布，表明存在两级聚类现象，以及1845 AU以下的线性区域，主要与W51 North有关。它的斜率与银河系中其他类星团区域的星团机制的斜率一致。碎片的典型质量和间隔以及密度和碎片数量之间的关系可以通过在200- 400 K的高温下运行的热金斯过程来解释，这与以前对该区域温度的测量一致，并且是由附近的大质量恒星产生的。因此，尽管W51 IRS 2似乎正在经历热抑制碎裂阶段，但这似乎并不能阻止与W51 North相关的原星系团的形成。
2021-09-30 astro-ph.GA
How Do Galaxies trace a large scale structure?: A case study around a massive protocluster at $z=3.13$
在星系形成的层次理论中，星系过密是大质量宇宙结构的标志。然而，人们对不同类型的星系如何追踪底层的大尺度结构还不太了解。出于发现一个z=3.13的原星系团，我们研究如何相同的结构是由Ly $α$发射星系（LAEs）的人口。为此，我们已经进行了深窄带成像调查采样在此红移的LY $α$发射。在36'x36'~（70 x70 ~ Mpc ^2）视场内的93个LAE候选星系中，有21个星系形成了显著的表面超密度（delta_g=3.3+/-0.9），它在空间上与莱曼破裂星系（LBG）的超密度分离。一种可能的解释是，它们追踪了两个质量相当（~ 10^{15}M_sun）的独立结构，后者由更早时间组装的晕所承载。我们推测，LAEs的缺乏在LBG的过密度区域可能信号的作用晕组装偏置星系形成，这将表明，不同的搜索技术可能会有偏见，相应的形成年龄或动力学状态的主机晕。原星系团LAEs的Ly $α$ -和UV光度的中值比实际高30- 70%。这种差异不能单独用星系密度过高来解释，可能需要一个头重脚轻的质量函数，原星团晕更高的恒星形成效率，或者低质量晕中星系形成的抑制。在这个区域发现的一个发光的Ly $α$团块和一个超大质量星系描绘了一幅与星系团中星系早期生长的预期一致的画面。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XII: Fragmentation and multi-scale gas kinematics in protoclusters G12.42+0.50 and G19.88-0.53
我们提出了新的连续谱和分子线数据从ALMA三毫米观测大质量恒星形成区（ATOMS）调查的两个原星团，G12.42+0.50和G19.88-0.53。3毫米的连续谱图显示，在两个全球收缩的原星团中，每个原星团都有7个核心。这些核心满足高质量恒星形成的半径质量关系和表面质量密度标准。与它们的出生团块相似，核心的维里分析表明它们正在经历引力坍缩（$\rm α_{vir} << 2$）。团核心规模的碎片化的调查和衍生的核心质量和分离被发现是一致的热金斯碎裂。我们检测到大规模的对流结构与速度梯度和多个流出在这两个地区。H $^{13}$ CO $^{+}$图谱的树状图分析鉴定了几个分支和叶结构，其大小分别为$\sim$ 0.1和0.03 pc。由分支结构显示的超音速气体运动与Larson幂律一致，表明在该空间尺度下的气体运动学是由湍流驱动的。在空间尺度为$\sim$ 0.1 pc时，可以看到向跨音速/亚音速气体运动的过渡，表明湍流的消散。与此一致，叶片结构揭示了气体运动偏离拉森定律的斜率。从大尺度会聚的暗条到坍缩的核心，G12.42+0.50和G19.88-0.53的气体动力学表现出湍流和引力的尺度依赖性，这两种驱动机制的结合需要被用来解释原星团中大质量恒星的形成。
2022-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying Galaxy Clusters (in formation) in the Distant Universe
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna, Dpto. Astrofísica（拉古纳大学天体物理学系）；ESO（欧洲南方天文台）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Departamento de Fisica, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学物理系）；Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA)（阿斯图里亚斯空间科技大学研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；DAWN/DTU-Space（丹麦技术大学空间中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱登天文台）
未来大单镜望远镜将通过亚毫米波观测揭示原星系团中冷气体和尘埃分布，结合其他天文调查，解析星系团早期组装机制。
2025-12-16 astro-ph.GA
Mass--size evolution and the emerging passive--density relation revealed by JWST/NIRCam in the Spiderweb protocluster
Adam Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁尼亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；Tohoku University（东北大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
利用JWST/NIRCam成像研究z = 2.16时蛛网原星系团中星系结构，通过多波长参数建模分析星系质量-大小关系等，发现被动分数与局部密度有关，支持淬火和结构转变推进、大小增长仍在进行的观点。
2026-07-14 astro-ph.GA
ALMA-IMF. XXI.: N$_2$H$^+$ kinematics in the G012.80 protocluster: Evidence for filament rotation and evolution
利用ALMA观测的N$_2$H$^+$发射线，分析G012.80原星团中两条主纤维R1和R2的运动学特征，发现R1存在旋转且年轻，R2则处于坍缩阶段并具有更高的恒星形成率。
2026-05-25 astro-ph.GA
The Darkest Shadows: Deep Mid-Infrared Extinction Mapping of a Massive Protocluster
我们使用深$8\:μm$斯皮策IRAC成像的大规模红外暗云（IRDC）G028.37+00.07构建中红外（MIR）消光图，探测质量表面密度高达$Σ\:\sim 1\:\rm{g~cm^{-2}}$（$A_V\sim200\:$ MAG），其中最高的值，但探测消光映射。与该地区的近红外消光图合并，创建一个高动态范围图，揭示结构下降到$A_V\sim1\:$马格。我们利用该地图：（1）测量一个云质量$\sim7\times10^4\:M_\odot$半径为$\sim8\:$ pc。$^{13}$ CO运动学表明，云是重力约束。因此，它有可能形成银河系中已知的最大的年轻星团之一。(2)描述了IRDC中16个大质量核的结构，发现它们可以用奇异多变球$ρ\propto{r}^{-k_ρ}$和$k_ρ=1.3\pm0.3$来拟合。它们有$\overlineΣ\simeq0.1-0.4\:\rm{g~cm^{-2}}$ -相对较低的值，加上它们测得的低温，表明磁场，而不是吸积动力的辐射加热，对控制这些核心的碎片很重要。(3)确定一个区域的$Σ$（相当于柱密度或$A_V$）概率分布函数（PDF），该区域的$A_V>3\:$ mag接近完整。PDF与平均$\overline{A}_V\simeq9\:$ mag的单个对数正态分布拟合良好，与其他已知云相比，$\overline{A}_V\simeq…
2014-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Feedback in Molecular Clouds and its Influence on the Mass Function of Young Star Clusters
我们研究如何去除星际物质的恒星反馈限制了恒星形成的分子云的效率，这是如何决定的年轻星团的质量函数的形状。特别是，我们推导出的云和集群的质量函数的幂律指数之间的关系，在限制制度中的反馈是能量驱动和动量驱动，对应于最小和最大的辐射损失，并可能括号所有现实的情况下。我们发现预测和观察到的指数之间的良好协议，特别是动量驱动的反馈，提供的原星团有大致恒定的平均表面密度，如分子云内的恒星形成团块的观测所示。我们还考虑了各种具体的反馈机制，得出的结论是，HII区域膨胀的辐射压力占主导地位的大规模原星团，动量有限的过程中，光子可以逃脱后，只有少数相互作用与尘埃颗粒。然后，我们提出了在这种情况下的恒星形成效率的第一个估计，发现它取决于原星团的质量和大小，只有通过其平均表面密度，从而确保所观察到的云和集群的质量函数的幂律指数之间的一致性。该效率的数值也与观测结果一致。
2010-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The growth of the gargantuan black holes powering high-redshift quasars and their impact on the formation of early galaxies and protoclusters
本研究通过修改FABLE模型加入早种子、超爱丁顿吸积机制，模拟出高红移巨型黑洞，验证了其与观测数据的吻合性，揭示了类星体反馈对星系周介质的污染及可观测信号约束作用。
2023-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Large Molecular Gas Reservoir in the Protocluster SPT2349$-$56 at $z\,{=}\,4.3$
本研究利用 ACA Band-3 的 CO(4-3) 与尘埃连续谱观测，发现 z=4.3 原星系团 SPT2349−56 存在高分辨率 ALMA 遗漏的延展低表面亮度分子气体储库，可延长燃料耗散时标并维持高恒星形成率。
2025-03-17 astro-ph.GA
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Line Observations of Infrared Dark Clouds II: Physical Conditions
使用偏向于高质量恒星形成区域的源选择，我们使用了大速度梯度（LVG）代码来计算中途空间实验（MSX）8微米红外暗核样本的H2密度和CS柱密度。我们的平均H2密度和CS柱密度分别为1.14 x 10 e6 cm-3和1.21 x 10 e13 cm-2。此外，我们还计算了每个核心的金斯质量和维里质量，以更好地了解它们的引力稳定性。我们发现，根据Ragan等人2006年（论文1）对N2 H + J = 1-0和C18 O J = 1-0的观测计算的核心质量足以发生坍缩，尽管大多数区域可能形成原星系团。我们探索了样本中分子气体的恒星形成特性，并发现了一些多样性，这些多样性将红外暗云的范围从产生大型星团的巨大云扩展到与我们当地的一些对应物（例如巨蛇座，蛇夫座）相似的云。
2009-08-18 astro-ph.GA
The evolution of the internal structure of massive star forming regions in the Milky Way as revealed by ALMA
本研究利用ALMA-IMF项目的1.3 mm连续发射图和delta-variance谱技术分析了15个原星团形成区，发现云中最致密区域的尺寸与其演化阶段和恒星形成活动直接相关，且引力在团块的质量增长和恒星形成活动中起关键调节作用。
2023-07-02 astro-ph.GA
Polarized Light from Massive Protoclusters (POLIMAP). I. Dissecting the role of magnetic fields in the massive infrared dark cloud G28.37+0.07
本文利用 SOFIA-HAWC+ 与 GBT-Argus 观测分析红外暗云 G28.37+0.07，通过 r-DCF 磁场强度、B–n 关系及维里分析证明磁场主导并调控大质量恒星形成。
2024-01-21 astro-ph.GA
The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
FEASTS Combined with Interferometry (II): Significantly Changed HI Surface Densities and Even More Inefficient Star Formation in Galaxy Outer Disks
本研究通过结合VLA和FAST数据解决短间距问题，更新了17个星系外盘的HI面密度测量，发现HI面密度增加、恒星形成效率更低，并强调探测弥散HI对理解恒星反馈调节的重要性。
2024-07-22 astro-ph.GA
Variation of the high-mass slope of the stellar initial mass function: Theory meets observations
研究发现年轻星团IMF大质量端斜率随恒星表面密度升高而变浅，并提出原恒星核并合模型解释该观测关系。
2023-11-02 astro-ph.GA
High Gas Surface Densities yet Low UV Attenuation in z $\sim$ 1 Disc Galaxies
星系中的气体既是恒星形成的燃料，也是衰减年轻恒星光线的介质。我们研究了28 z $\sim$ 1星系样本和32 z $\sim$ 0星系参考样本中的紫外线衰减、光谱斜率、恒星形成率和分子气体表面密度之间的关系。样品主要由盘状星系接近的主要SFR-质量关系。我们发现z型$\sim$ 1星系在IRX- $β$平面上的位置与它们的气体耗尽时间尺度$τ_{dep}$相关，并能以0.16 dex的标准差预测$τ_{dep}$。我们使用IRX- $β$估计的平均总气体柱密度在星系中的恒星形成的位置，并比较它们的平均分子气体的表面密度从CO测量。我们确认以前的结果关于高$N_H/A_V$在z $\sim$ 1星系。我们估计从z $\sim$ 0到z $\sim$ 1，气体填充因子增加4- 6倍，恒星形成云的平均柱密度相应增加3- 2倍。在考虑填充因子后，z $\sim$ 1和z $\sim$ 0样品表现出相似的衰减特性。这表明在0<z<1的恒星形成盘星系中，分子云具有类似的多孔几何结构。
2016-11-29 astro-ph.GA
CARMA Survey Toward Infrared-bright Nearby Galaxies (STING). III. The Dependence of Atomic and Molecular Gas Surface Densities on Galaxy Properties
本文研究了18个邻近星系的CO和HI辐射之间的相关性，从CARMA巡天走向IR亮邻近星系（STING）在亚kpc和kpc尺度。我们的样本，跨越了广泛的恒星质量和金属丰度，揭示了金属丰度的HI柱密度测量的CO排放区域的依赖性的证据。这种依赖性是由McKee & Krumholz平衡H_2生成和解离的平衡模型预测的。所观察到的HI柱密度通常小于模型预测的密度，我们将其归因于未解决的结块，尽管也可以看到接近模型预测的值。我们没有观察到HI柱密度远大于预期，可能是预期的，有一个弥漫的HI成分，没有贡献的H_2屏蔽。我们还发现，由CO推断的H_2柱密度与恒星表面密度有很强的相关性，表明分子气体的局部供应受到恒星盘的严格调节。
2013-09-25 astro-ph.GA
Do all stars in the solar neighbourhood form in clusters? A cautionary note on the use of the distribution of surface densities
Bressert等人最近表明，太阳附近的低质量年轻恒星物体（YSO）的表面密度分布近似于对数正态分布。作者得出结论，恒星形成过程是分层的，只有一小部分恒星形成于密集的星团中。在这里，我们表明，密度分布的峰值和宽度也遵循，如果所有的恒星形成在绑定集群，不显着影响气体的存在和扩展的两体弛豫。表面密度分布的峰值可以简单地从代表附近恒星形成区的典型年龄（几百万年）和星团成员数（几百）中获得。这一结果对初始星系团大小的依赖性很弱，前提是它们足够密集（初始半质量半径<0.3 pc），使得动力学演化在几百万年的年龄变得重要。我们的结论是，退化的YSO表面密度分布复杂的恒星形成环境的诊断使用。
2012-11-24 astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. III. From Intermediate- to High-Mass Protostars
我们目前的$\sim10-40\,μ$ m SOFIA-FORCAST图像的14个中等质量的原恒星候选人的SOFIA大规模（SOMA）恒星形成调查的一部分。我们建立光谱能量分布（SED），也利用档案斯皮策，赫歇尔和IRAS数据。然后，我们将SED与Zhang & Tan（2018）的辐射传输（RT）模型进行拟合，基于湍流核心吸积理论，以估计关键的原恒星属性。加上这些中等质量的源，SOMA原恒星的光度跨度从$\sim10^{2}-10^{6}\:L_{\odot}$，目前的原恒星质量从$\sim0.5-30\:M_{\odot}$和周围的团块质量表面密度，$Σ_{\rm cl}$从$0.1-3\:{\rm{g\:cm}^{-2}}$。各种各样的演化状态的个别原恒星和原星团的环境也探讨。我们还考虑了大约50颗在红外暗云中发现的原恒星，预计它们将处于演化的最早阶段。有了这个全球性的样本，大多数高质量和中等质量的原恒星的演化阶段进行了探测。根据最佳拟合模型，没有证据表明形成$\sim25\:M_\odot$的原恒星需要原星团质量表面密度的阈值。然而，要形成更大质量的原恒星，有初步证据表明$Σ_{\rm{cl}}$需要是$\gtrsim1\:{\rm{g\,cm}}^{-2}$。我们讨论了这是如何与核心吸积模型，包括内部反馈形成的大质量恒星的预期是一致的。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMAGAL I. The ALMA evolutionary study of high-mass protocluster formation in the Galaxy. Presentation of the survey and early results
ALMAGAL巡天利用ALMA观测银河系内超1000个大质量致密团块，通过1.38mm连续谱和分子谱线追踪多尺度气体动力学，并对碎裂机制与核心形态分布进行了早期分类与表征。
2025-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Spectroscopic Dense Gas Fractions Track Molecular Cloud Surface Densities?
我们使用ALMA和IRAM 30米望远镜的数据，调查光谱跟踪致密气体分数和云尺度（120 pc）的分子气体表面密度之间的关系在附近的五个恒星形成星系。我们估计在650 pc和2800 pc尺度下使用HCN（1-0）CO（1-0）排放的比率的致密气体的质量分数。然后，我们使用高分辨率（120 pc）CO（2-1）的地图来计算质量加权平均分子气体表面密度在650 pc或2770 pc的光束中的致密气体的分数估计。平均而言，致密气体分数与质量加权平均分子气体表面密度相关。因此，具有较高平均云尺度气体表面密度的星系部分似乎也具有较大比例的致密气体。相关性的标准化和斜率确实因星系和研究区域的大小而异。这种相关性与大尺度环境设定气体体积密度分布的情况是一致的，并且这种分布表现在云尺度表面密度和致密气体质量分数中。
2018-11-19 astro-ph.GA
A complete 12CO 2--1 map of M51 with HERA: II. Total gas surface densities and gravitational stability
到目前为止，星系中大规模恒星形成的开始及其与星系盘引力稳定性的联系还没有完全了解。附近的正面螺旋星系M51是研究这个主题的理想目标。本文结合M51及其伴星系的CO、尘埃、HI和恒星图，研究了H2/HI跃迁、气尘比和盘对引力坍缩的稳定性。利用HERA/IRAM-30 m的12 CO2 - 1图数据和HI VLA数据，结合分子气体图，研究了气体总表面密度和原子-分子气体的相变。将总气体表面密度与来自850微米SCUBA数据的灰尘表面密度进行比较。考虑到分子和原子气体的速度色散，以及2 MASS K波段观测得到的恒星表面密度，我们得到了盘的总Toomre Q参数。螺旋臂中的气体表面密度比臂间区域的气体表面密度高约2-3倍。分子与原子的表面密度比与流体静压力P_hydro近似呈幂律关系。M51中的气体表面密度分布显示出基本的指数分布，其尺度长度为h_gas=7.6 kpc，占总气体质量的55%，与指数尘埃盘的性质相当。与HI中观察到的速度宽度相反，CO速度分散显示与臂间区域相比，螺旋臂中的线宽增强。在Toomre Q-参数分析中，恒星分量的贡献是显著的，并且使组合Q-参数Q_tot降低了高达70%，接近引力不稳定性的阈值。在径向平均值中，Q_tot的值在1.5-3之间变化。Q_tot的图显示旋臂上的值约为1。
2009-01-12 astro-ph.GA
High star formation rates in turbulent atomic-dominated gas in the interacting galaxies IC 2163 and NGC 2207
本文结合对相互作用星系IC 2163和NGC 2207的CO观测，以及HI、H α和24 μ m的观测，研究了恒星形成率（SFR）面密度与气体面密度的函数关系。超过一半的高SFR区域是HI主导的。当与其他星系相比，这些HI占主导地位的地区有多余的SFR相对于他们的分子气体表面密度，但正常的SFR相对于他们的总气体表面密度。HI主导区主要位于NGC 2207的外部，那里的HI速度频散很高，为40 - 50 km/s。我们认为，在这些地区的恒星形成云的信封在较低的密度比正常的，使他们主要是原子，和核心在较高的密度比正常的，因为高湍流马赫数。这与压缩、高马赫数紊流的密度概率分布函数变平的理论预测是一致的。
2016-03-15 astro-ph.GA
The Surface Densities of Disk Brown Dwarfs in JWST Surveys
我们提出了预测的表面密度的超冷矮星（光谱类型M8-T8）的主机的深场，很可能被观察到的詹姆斯韦伯太空望远镜。基于简单的薄盘和厚/薄盘（指数）模型，我们给出了典型的距离模为mu~ 9.8mag，在银河系高纬处为5log（2 zscl）-5。由于这是指数盘密度分布的一个性质，它与光谱类型或恒星样本无关。利用已发表的超冷矮星光度函数的估计值，我们发现它们的计数通常在J~24等附近达到峰值，总表面密度为σ ~ 0. 3 arcmin^-2，但对星系坐标和光谱类型有很强的依赖性。由于星盘呈指数形状，在微弱的星等（J>~27等）下，超冷矮星非常罕见，其典型密度为σ ~0.005弧分^-2（或占场中总贡献的~20%）。因此，在非常狭窄和深的领域，我们预测只有少数超冷矮星，因此这些恒星在寻找高红移星系时可能不是严重的污染物。此外，超冷矮星预计比高红移星系要亮得多，因此高红移星系群中暗端附近的样本将是最纯净的。我们提出了一个简化的方式，使观察者可以很容易地预测他们的条件（字段，深度，波长等）的恒星数量的恒星计数形式主义。
2015-10-16 astro-ph.GA
The Mass-Size Relation and the Constancy of GMC Surface Densities in the Milky Way
我们使用两个现有的分子云目录来自同一CO调查和两个目录来自当地的尘埃消光调查的性质，在银河系中的GMC质量大小关系。我们发现，这四个调查很好地描述了$M_{GMC} \sim R^2$意味着一个恒定的平均表面密度，$Σ_{GMC}$，编目云。然而，标度系数和散射之间的CO和消光导出的关系显着不同。我们发现，在CO关系中看到的额外的散射是由于系统的变化，在$Σ_{GMC}$与银河系半径是不可观察的本地灭绝数据。我们将这种径向变化的$Σ_{GMC}$分解成两个部分，一个线性负梯度与银河系半径和一个宽峰重合的分子环，并叠加在线性梯度。我们发现，前者可能是由于X $_{CO}$的金属丰度的径向依赖性，而后者可能是由于在分子环中的云混合的$Σ_{GMC}$的测量增加的单个GMCs的表面密度和系统向上的偏差的组合的结果。我们将CO和消光数据之间标度系数的差异归因于对X $_{CO}$的低估。我们用消光测量重新校准了附近GMC的CO观测结果，发现局部X $_{CO}$ $=$ 3.6 $\pm$ 0.3 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$（K-km/s）$^{-1}$。我们的结论是，在分子环之外，银河系的GMC人口可以用35 M $_\odot$ pc $^{-2}$的常数$Σ_{GMC}$来描述，以相对较好的精度。
2020-06-17 astro-ph.GA
First interferometric study of enhanced N-fractionation in N$_{2}$H$^{+}$: the high-mass star-forming region IRAS 05358+3543
氮（N）分馏被用来作为一种工具，以寻找太阳系的化学历史和恒星形成区域之间的联系。观测到不同天体物理源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N有很大的变化，目前的化学模型不能再现这种变化。随着高角分辨率射电望远镜的出现，现在有可能在核尺度上寻找N分馏。本文报道了N $_{2}$ H $^{+}$、$^{15}$ NNH $^{+}$和N $^{15}$ NNH $^{+}$向高质量原星团IRAS 05358+3543的J=1-0跃迁的IRAM NOEMA观测结果。我们发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N的比值从$\sim$ 100到$\sim$ 220不等，这些值低于或等于对同一源的单碟观测值。由于氮分馏在整个研究区域的变化，这意味着它是由当地的环境影响。我们还发现的可能性，在原星系团中定义的四个核心之一，有一个更丰富的$^{15}$ NNH $^{+}$相对于N $^{15}$ NNH $^{+}$。这是另一个迹象，表明目前的化学模型可能缺少化学反应，或者可能没有考虑到其他机制，如光解或谷物表面化学，这可能是重要的。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas inflows from cloud to core scales in G332.83-0.55: Hierarchical hub-filament structures and tide-regulated gravitational collapse
本文利用LAsMA和ALMA观测研究恒星形成区G332.83-0.55的气体流入，发现外部潮汐与压力的平衡能减缓气体结构的纯自由落体引力坍缩，提出“受潮汐调控的引力坍缩”机制。
2024-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relation between Stellar and Dynamical Surface Densities in the Central Regions of Disk Galaxies
利用Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves）数据库，研究了135个盘星系（S 0 ~ dIrr）中恒星中心面密度Sstar与动力学质量Sdyn之间的关系。我们发现，Sdyn密切相关的Sstar超过4 dex。这种中心密度关系可以用双幂定律来描述。高表面亮度星系符合1：1关系，表明它们是自引力星系，内部重子占主导地位。低表面亮度星系系统地偏离1：1线，表明暗物质的贡献逐渐增加，但仍然紧密耦合到恒星。观测到的散射很小（~0.2 dex），主要由观测不确定性驱动。残差显示与其他星系属性，如恒星质量，大小或气体分数没有相关性。
2016-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of galactic surface densities within one dark halo scale-length
最近发现，在一个暗晕尺度长度内的平均暗物质表面密度--在这个半径内，暗物质的体积密度分布保持近似平坦--在很大范围的星系中是恒定的。这种比例关系适用于亮度范围为14等的星系和整个哈勃序列。在这里，我们报告的发光物质的表面密度也是恒定的暗晕的一个尺度长度内。这意味着星系中发光部分产生的引力加速度在这个半径上总是相同的。虽然总的发光物质与暗物质的比例不是恒定的，但在一个晕尺度内，它是恒定的。我们的发现可以解释为星系中发光物质和暗物质的封闭表面密度之间的密切相关性。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Realistic mock observations of the sizes and stellar mass surface densities of massive galaxies in FIRE-2 zoom-in simulations
星系大小-恒星质量关系和中心表面密度-恒星质量关系是星系形成模型的观测约束。然而，由于各种观测效应，从观测到的恒星辐射推断星系的物理大小是不平凡的。因此，需要从模拟中对基于光的尺寸进行前向建模。在这项工作中，我们使用{ \skirt }尘埃辐射传输代码生成合成观测的大质量星系（$M_{*}\sim10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$在$z=2$，主办的质量晕$M_{\rm{halo}}\sim10^{12.5}\,\rm{M_{\odot}}$）从高分辨率宇宙学放大模拟的一部分，反馈在现实环境（FIRE）项目。在本文中使用的模拟包括明确的恒星反馈，但没有活动星系核（AGN）的反馈。从每个模拟观测，我们推断的有效半径（$R_e$），以及在此半径和$1\,\rm{kpc}$（$Σ_e$和$Σ_1$，分别）内的恒星质量表面密度。我们首先研究如何以及内禀半质量半径和恒星质量表面密度可以推断出从观测。预测的尺寸和表面密度在两个固有值的因子内。然后，我们比较我们的预测所观察到的大小质量关系和$Σ_1-M_\star$和$Σ_e-M_\star$的关系。在$z\gtrsim2$，模拟的大质量星系与观测的标度关系基本一致。在$z\lesssim2$，它们演化得过于紧凑，但仍在形成恒星，在恒星质量和红移范围内，其中许多应该被淬灭。我们的研究结果表明，一些额外的反馈源，如活动星系核驱动的外…
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Universal MOND relation between the baryonic and `dynamical' central surface densities of disc galaxies
我得出一个新的MOND关系的纯盘星系：“动态”的中心表面密度，$Σ^0_D$，推导出的测量速度，是一个普遍的功能，只有真正的，“重子”的中心表面密度，$Σ^0_B$：$Σ^0_D=Σ_M \mathcal{S}(Σ^0_B/Σ_M)$，其中$Σ_M\equiv a_0/2πG$是MOND表面密度常数。这一令人惊讶的结果在现有的非相对论MOND理论中都成立。导出了$\mathcal{S}(y)$：$\mathcal{S}(y)=\int_0^yν(y')dy'$，其中$ν(y)$为理论的插值函数。对于$Σ^0_B\ggΣ_M$，该关系表示$Σ^0_D=Σ^0_B$，对于$Σ^0_B\llΣ_M$，该关系表示$Σ^0_D=(4Σ_MΣ^0_B)^{1/2}$。这项研究是由Lelli等人最近发现的盘星系相关属性之间的相关性引起的。（2016）。MOND中心-表面-密度关系与这些结果非常吻合。
2016-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Beyond the Local Volume. I. Surface Densities of Ultracool Dwarfs in Deep HST/WFC3 Parallel Fields
超冷矮星和棕矮星提供了一个独特的探测大尺度银河系结构和演化的工具;然而，直到最近，还没有足够大小、深度和保真度的光谱样本。在这里，我们提出了在0.6度$^2$的深，低分辨率，近红外光谱数据与哈勃空间望远镜宽视场相机3仪器的WFC 3红外光谱平行调查和3D-HST调查的一部分，164 M7-T9超冷矮星的识别。我们描述了从超过20万个光谱中分离出超冷矮候选者的方法，并表明通过机器学习分类的选择在完整性和污染方面优于基于光谱指数的方法。我们使用光谱来准确地确定分类和分光光度距离，后者达到~2 kpc的L矮星和~ 400 pc的T矮星。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
