The unorthodox evolution of major merger remnants into star-forming spiral galaxies
星系合并被认为在恒星形成盘星系转变为淬灭椭圆星系的过程中起着关键作用。然而，我们大多数关于这种形态转变的理论知识都依赖于理想化的模拟，其中诸如热晕气体冷却到盘中和合并后阶段的气体吸积等过程都没有以自洽的宇宙学方式处理。在本文中，我们研究了在宇宙流体动力学zoom模拟中发生在z=0.5的四个主要合并的恒星成分的形态演化。在所有的模拟中，合并减少了盘的质量分数，但在我们的最高分辨率模拟的所有星系再生一个显着的磁盘z=0（与磁盘分数大于24%）。对于我们默认的物理模型，其中包括恒星形成和黑洞反馈的星系风，没有合并残余物被淬火，但在一组模拟中，更强的黑洞反馈，我们发现，主要的合并确实可以淬火星系。我们的结论是，主要的合并残留物通常演变成恒星形成盘星系，除非足够强的活动星系核的反馈有助于淬火的残留物。
2017-06-15 astro-ph.GA
Spiral morphology in an intensely star-forming disk galaxy more than 12 billion years ago
旋涡星系有独特的内部结构，包括恒星核球、盘和旋臂。在宇宙历史中，这些结构是何时形成的是未知的。我们分析了BRI 1335-0417的观测结果，这是遥远宇宙中一个强烈的恒星形成星系，红移为4.41。[C II]气体的运动学显示，在星系中心附近速度急剧上升，并有一个双臂螺旋形态，半径约为2至5千秒差距。我们解释这些功能是由于一个中央紧凑的结构，如隆起，旋转气体盘和螺旋臂或潮汐尾。这些特征是在大爆炸后的14亿年内形成的，远在宇宙恒星形成的顶峰之前。
2021-08-04 astro-ph.GA
Relatively young thick disks in star-forming late-type galaxies
本研究利用MUSE观测与全光谱拟合分析8个低质量侧向恒星形成盘星系的星族，发现其厚盘相对年轻、与薄盘年龄差小，提出厚盘是长期缓慢形成而非高红移快速形成的结论。
2025-05-26 astro-ph.GA
Observation of rotation in star forming regions: clouds, cores, disks, and jets
角动量在恒星和行星的形成中起着至关重要的作用。人们早就注意到，分子云中的气体包需要将它们的比角动量减少6到7个数量级，才能参与像太阳这样的典型恒星的建造。不同尺度和不同演化阶段的几个物理过程都可能导致角动量的损失。为了限制这些过程，更好地理解角动量的转移，有必要对恒星形成区的所有演化阶段和所有尺度的自转进行详细的观测普查和表征。本文综述了近四十年来在低质量恒星形成区研究中取得的主要成果。它解决了分子云，星前和原恒星核心，拱盘和喷流的旋转的搜索和表征。ALMA提供的观点进行了简要讨论。
2013-05-03 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE): XVI. The ubiquity of truncated star-forming disks across the Virgo cluster environment
本研究利用VESTIGE和NGVS巡天数据，发现室女座星系团全域（含位力半径外）普遍存在截断恒星形成盘，提出先气体饥饿后冲压剥离的淬灭模式，指出星系团外预处理的重要性。
2024-09-12 astro-ph.GA
Three Dusty Star Forming Galaxies at $z\sim1.5$: Mergers and Disks on the Main Sequence
星系的主序是星系的恒星形成率与恒星质量之间的相关关系，在$z\sim4$外已被观测到。在散射的相关星系通常被解释为世俗的演变，而星系的恒星形成率高于主要序列被解释为正在进行相互作用，或与starbursting块托姆雷不稳定磁盘。在本文中，我们调查了最近的合并历史的三个尘埃恒星形成的星系，确定其明亮的亚毫米波发射在$z\sim1.5$。我们分析了静止帧光学和紫外成像，静止帧光发射线的运动学使用的狭缝光谱与MOSFIRE在凯克I，并计算Gini和M $_{20}$统计的每个星系，并得出结论，两个合并驱动，而第三个是一个孤立的盘星系。盘状星系位于主序星上方的$\sim$ 4 $\times$，一个合并星系位于主序星的散点内，另一个合并星系位于主序星下方的$\sim$ 4 $\times$。这暗示着星系相对于主序星的位置可能不是$z\sim1$中高M $_{\star}$星系近期恒星形成历史的有用解释。
2020-02-28 astro-ph.GA
Disk-outflow models as applied to high mass star forming regions through methanol and water maser observations
正如Breen等人（2013年）最近发表的文章所指出的，II类甲醇脉泽只与高质量恒星形成区相关。根据Ⅰ类和Ⅱ类甲醇和H $_{2}$ O脉泽、UC H Ⅱ区和4.5 $μ$ m红外源的位置，以及Ⅰ类甲醇和H $_{2}$ O脉泽的中心速度（$v_{\text{LSR}}$）与Ⅱ类甲醇脉泽的中心速度（$v_{\text{LSR}}$）的比较，我们提出了三种可能被甲醇脉泽跟踪的圆盘外流模型.在这三个模型中，我们都将II类甲醇脉泽定位在原恒星附近，而将I类甲醇脉泽定位在外流中，这是从过去20年的观测中得知的。在我们的第一个模型中，H $_{2}$ O脉泽跟踪流出的线性范围。在我们的第二个模型中，H $_{2}$ O脉泽位于拱星盘中。在我们的第三个模型中，H $_{2}$ O脉泽位于一个或多个流出端激波附近的流出冲击周围的星际介质。总之，这些模型重申了协调的高角分辨率观测微波激射线和相关的恒星形成示踪剂中的高质量恒星形成区域的效用。
2014-02-07 astro-ph.GA
A study of outer disk stellar populations of face-on star-forming galaxies in SDSS-IV MaNGA: causes of H$α$ deficiency
对来自MaNGA巡天的正面成星星系的积分场单位（IFU）谱进行了径向叠加，使信噪比达到足以测量发射线和Lick指数的2.5- 3Re。三分之二的星系在外盘中有恒星星族，它们比内盘更老，更贫金属，尘埃更少。最近的恒星形成爆发在外盘发生得更频繁，但在D_n（4000）固定的情况下，这些区域中的Halpha等效宽度明显较低。我研究的属性的一个子集的星系最H $α$缺乏外磁盘。这些区域包含年轻的恒星星族，它们一定是在过去的0.5 Gyr内形成的，但经过消隐校正的Halpha值远低于标准Kroupa IMF的预测值。缺乏H α的星系具有平坦的D_n（4000）和H_delta_A轮廓，径向波动很小，表明恒星形成在整个盘上非常均匀地发生。H $α$谱线表明，电离气体的运动也是非常有规律的整个磁盘。关于H α缺乏的起源的主要线索是，它在尘埃消光突然减少的同一半径处开始，这表明在静止的、以HI为主的气体中，大质量恒星的恒星形成模式是缺乏的。最后，我已经进行了搜索的星系与签名不寻常的Halpha运动学，并发现15%的样品表现出显着的电离气体的证据，是从系统速度的磁盘位移。
2021-07-11 astro-ph.GA
The Formation of Star-forming Disks in the TNG50 Simulation
本研究通过TNG50模拟分析恒星形成盘的形成过程，发现模拟星系因气体吸积后无明显角动量损失而盘尺寸偏大，提出引入粘性过程可改善与真实星系观测结果的差异。
2023-08-04 astro-ph.GA
Kinematics of Circumgalactic O VI Gas and Disk Rotation of $z\approx0.2$ Star-forming Galaxies
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文通过18对类星体与z≈0.2恒星形成星系的观测，研究环星系介质中O VI气体的运动学，发现O VI气体主体很少反向旋转，且与低电离离子匹配的O VI分量更可能与盘共同旋转，揭示了内CGM中气体与星系盘旋转的关系。
2025-11-09 astro-ph.GA
Testing the Molecular-Hydrogen Kennicutt-Schmidt Law in the Low-Density Environments of Extended Ultraviolet Disk Galaxies
研究星系光学半径以外的恒星形成使我们能够在平均气体密度低和分子分数低的极端条件下测试经验关系。以前的研究发现了具有扩展紫外（XUV）盘的星系，与内盘恒星形成区相比，这些星系通常包含具有较低Halpha-to-far-UV（FUV）通量比的恒星形成区。然而，大多数以前的研究缺乏对分子气体的测量，分子气体可能是恒星形成的星际介质的组成部分。我们分析了已发表的CO测量和上限的15个恒星形成区域的XUV或外盘附近的三个螺旋星系和一个新的CO上限从IRAM 30米望远镜在一个恒星形成区域在NGC 4625的XUV盘在r = 3.4 r_25。我们发现，恒星形成区域通常与适用于光学半径内的相同分子氢Kennicutt-Schmidt定律一致，与我们是否使用Halpha或FUV作为恒星形成率（SFR）示踪剂无关。然而，许多CO检测对于它们的分子氢表面密度显著地向更高的SFR表面密度偏移。更深的CO数据可能使我们能够使用分子气体的存在或不存在作为一个进化的探针，以打破年龄和初始质量函数的随机采样之间的简并性作为解释低的Halpha-FUV通量比在XUV磁盘。
2015-10-19 astro-ph.GA
Forming Lenticular Galaxies via Violent Disk Instability
透镜状星系通常被认为是从螺旋星系通过形态转变而来的，尽管最近的数值模拟表明，轻微甚至重大的合并也可能导致类似S 0的残留物。然而，这些机制在稠密的环境中是活跃的，比如一个星系群或星系团，这使得解释在该领域发现的S 0的显着比例变得更加困难。在这里，我们提出了一个新的机制，形成这样的透镜星系。我们发现，一个孤立的冷磁盘解决到旋转平衡变得非常不稳定-导致碎片和恒星团块的形成，反过来，不仅增长的凸起，但也增加了恒星盘速度色散最佳在不到十亿年。随后，星系被动地演化，没有任何明显的螺旋结构。最终的星系模型非常类似于行星状星云摄谱仪观测到的现今S 0的形态和恒星运动学。我们的研究结果表明，高红移星系团的祖先到今天的S 0星系之间的自然联系。
2018-07-09 astro-ph.GA
JWST and ALMA imaging of dust-obscured, massive substructures in a typical $z \sim 3$ star-forming disk galaxy
本研究利用JWST和ALMA高分辨率成像，在红移$z=2.696$的典型恒星形成星系UDF2中首次发现了尘埃遮挡的恒星形成盘状子结构，该子结构包含显著恒星质量，为研究星系核球形成提供了关键线索。
2023-04-10 astro-ph.GA
Gas Content and Kinematics in Clumpy, Turbulent Star-forming Disks
我们目前的分子气体质量估计的样本13个本地星系的运动学和恒星形成的性质非常类似于观察到的$z\approx 1.5$主序星星系。Plateau de Bure观测到的CO[1-0]发射线和赫歇尔空间天文台观测到的尘埃发射都表明分子气体的质量分数约为20%。此外，尘埃排放模型发现$T_{dust}<$ 30 K，这表明与其高红外光度相比，尘埃分布较冷。气体质量的估计认为，$z\sim$ 0.1的星系不仅共享类似的运动学特性与高z磁盘，但他们也同样丰富的分子材料。将气体质量分数与现有的运动学配对，揭示了$f_{gas}$和$σ$ / $v_{c}$之间的线性关系，与自引力盘稳定性理论的预测一致。因此，高气体速度分散是大气体分数的自然结果。我们还发现，具有最低耗尽时间（$\sim$ 0.5 Gyr）的系统具有最高的$σ$ / $v_{c}$的比率和更明显的团块，即使在相同的高分子气体分数。
2017-07-21 astro-ph.GA
A forming, dust enshrouded disk at z=0.43: the first example of a late type disk rebuilt after a major merger?
Abreg：通过将HST/UDF图像与VLT/GIRAFFE的运动学相结合，我们以类似于在附近宇宙中所做的方式导出了遥远星系J033245.11-274724.0的物理模型。在这里，我们研究一个遥远的紧凑LIRGs星系的属性。鉴于光度和分光光度的准确性，我们可以将星系分解为子组件，并纠正它们的红化。该星系主要由UDF图像显示的尘埃笼罩的磁盘。盘半径是银河系的一半，SFR= 20 Mo/yr。形态学和运动学表明，气体和恒星一起迅速向内螺旋，以供给圆盘和中心区域。一个棒和两个非旋转的螺旋臂的组合系统调节物质吸积，诱导大的西格玛，西格玛大于100公里/秒，并重新分配角动量（AM）。详细的物理性质类似于从建模合并的两个相等的质量，气体丰富的星系，合并后0.5 Gyr的期望。在其后期演化中，该星系可能成为一个晚型星系，其演化符合T-F关系，AM主要由合并的轨道AM引起。
2009-02-02 astro-ph.GA
Temperature programed desorption of water ice from the surface of amorphous carbon and silicate grains as related to planet-forming disks
了解小天体的历史和演化，如尘埃颗粒和彗星，在行星形成盘是非常重要的，以揭示负责创建行星系统的建筑规律。这些在盘的寒冷区域的小物体通常被认为是尘埃粒子与分子冰的混合物，其中冰覆盖在尘核的表面或实际上与尘埃物理混合。虽然第一种情况，冰与尘埃，近几十年来一直在实验室中进行深入研究，但第二种情况，冰与尘埃混合，目前还没有涉足。这项工作是第一个实验室研究的程序升温脱附（TPD）的水冰混合无定形碳和硅酸盐颗粒。我们表明，H2O冰的解吸动力学强烈依赖于灰尘/冰的质量比，可能是由于从一个大的表面的分形簇组成的碳或硅酸盐颗粒的水分子的解吸。此外，它表明，水冰分子是不同的结合到硅酸盐颗粒相比，碳。这些结果提供了小型宇宙天体的结构和形态与其中包含的水冰解吸动力学之间的联系。
2018-08-02 astro-ph.GA
Comparing the Inner and Outer Star Forming Complexes in the Nearby Spiral Galaxies NGC 628, NGC 5457 and NGC 6946 using UVIT Observations
利用紫外成像望远镜（UVIT）对三个邻近星系的恒星形成复合体（SFC）进行了远紫外（FUV）研究。这些星系接近正面，并显示出显着的外盘恒星形成。其中两个是孤立的（NGC 628，NGC 6946），一个是与遥远的同伴（NGC 5457）相互作用。我们比较了光学半径（R $_{25}$）内外的SFC的性质。我们估计的大小，恒星形成率（SFR），金属丰度，和Toomre Q参数的SFC。我们发现，外盘SFC的面积至少是内盘的10倍。两个区域的单位面积SFR（$Σ_{SFR}$）具有相似的平均值，但外部SFC具有小得多的$Σ_{SFR}$范围。与内盘SFC相比，它们也是金属贫乏的。FUV发射与中性氢气（\HI）分布很好地相关，并且在几个\HI ~孔内和附近被检测到。我们对这两个孤立星系外盘Q参数的估计表明，它们的外盘是稳定的（Q $>$ 1）。然而，他们的FUV图像表明，在这些地区正在进行恒星形成。这表明在它们的外盘中可能存在一些不发光的物质或暗物质，这增加了盘面密度，支持了局部引力不稳定性的形成。在相互作用星系NGC 5457中，重子表面密度（Q $<$ 1）足以触发外盘的局部盘不稳定性。
2021-03-31 astro-ph.GA
Rotation Curves in z~1-2 Star-Forming Disks: Comparison of Dark Matter Fractions and Disk Properties for Different Fitting Methods
我们提出了一个后续的分析研究的动力学和结构的41个大质量，大恒星形成星系在z~0.67-2.45使用电离和分子气体运动学。我们适合的星系动力学模型组成的一个凸起，厚，湍流盘，和NFW暗物质晕，使用代码，完全正向模型的运动学，包括所有的观测和仪器的影响。我们探索的参数空间使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样，包括先验的基础上恒星和气体的质量和磁盘大小。我们使用提取的1D运动学轮廓拟合完整样本。对于一个子集的14个分辨率良好的星系，我们也适合的二维运动学。MCMC方法有力地证实了论文I（Genzel et al. 2020）中提出的最小二乘拟合的结果：样本星系在星系尺度上（在一个有效半径内）往往是重子富集的。的1D和2D MCMC的结果也在很好的协议的子集，表明大部分的星系动力学信息被捕获沿主轴。的2D运动学更受非圆运动的存在下，我们说明了通过构建一个玩具模型与恒定流入的一个星系，表现出与径向运动一致的剩余签名。这一分析，以及论文I和其他研究的结果，加强了这样的发现，即在z~1-2的大质量恒星形成星系在星系尺度上是重子主导的，较低的暗物质分数朝向较高的重子表面密度。最后，我们提出了详细的运动学拟合代码在此分析中使用。
2021-09-06 astro-ph.GA
Detection of Prominent Stellar Disks in the Progenitors of Present-day Massive Elliptical Galaxies
红移较高的大质量星系（$\emph{z}$ $>$ 2）显示出与本地星系不同的特征：它们很紧凑，很可能有一个圆盘。在这项研究中，我们跟踪本地大质量星系的演化进行了详细的形态分析，即，拟合单一的Sérsic配置文件和执行凸起+磁盘分解。我们分析了$\sim$ 250个大质量星系从所有的坎德尔领域（COSMOS，UDS，EGS，GOODS-South和GOODS-North）。我们证实，无论是恒星形成和静止星系增加其大小显着从$\emph{z}$ $\approx$ 2.5到现在。静止星系的整体Sérsic指数随时间增加（从$n$ $\approx$ 2.5到$n$ $>$ 4），而恒星形成星系的整体Sérsic指数大致保持不变（$n$ $\approx$ 2.5）。通过将星系轮廓分解为凸起+盘组件，我们发现在高红移的大质量星系有突出的恒星盘，这也是显而易见的，从视觉检查的图像。到$z$ $\approx$ 0.5时，大部分盘状物消失，大质量静止星系开始类似于本地椭圆星系。恒星形成星系的膨胀与总膨胀比（$B/T$）在每个红移区间都比静止星系低。恒星形成星系和静止星系的凸起遵循不同的演化历史，而它们的盘演化相似。我们的结论是，主要的合并，随着较小的合并，发挥了至关重要的作用，在显着的大小增加的高\emph{z}星系和其巨大的和大规模的磁盘的破坏。
2017-01-12 astro-ph.GA
Merger Signatures in the Dynamics of Star-forming Gas
空间分辨运动学已被用来确定恒星形成星系的动力学状态与模糊的形态，并限制星系的组装过程中的星系相互作用的重要性。然而，测量相互作用或星系合并率的重要性，需要在运动学诊断和合并指标的可见时间的系统学知识。我们分析了恒星形成气体的动力学在一组二进制合并恒星质量比为1：1和1：4的流体动力学模拟。我们发现，恒星形成的气体镜形态不对称性来自模拟光学图像，其中两个合并指标显示最大的偏离孤立的磁盘在强相互作用阶段跟踪的运动不对称性的演变。基于不同初始盘方向、轨道参数、气体分数和质量比的一系列模拟，我们发现合并签名在~0.2-0.4 Gyr时是可见的，具有运动学合并指标，但对于被设计为z~2-3亚毫米星系类似物的大质量富含气体盘星系的等质量合并，合并签名可以大约是其两倍长。合并的特征在第二次穿越之后和黑洞合并之前最为明显，但在某些情况下，它们在合并之后持续了数百万年。大约20-60%的模拟星系在强相互作用阶段没有被识别为合并，这意味着经历剧烈合并过程的星系不一定在其恒星形成气体中表现出高度不对称的运动学。在这个群体中缺乏可识别的合并签名可能会导致低估恒星形成星系中的合并丰度，并且将它们包括在恒星形成盘的样本中可能会使盘特性的测量产生偏差，例如内在速度色散。
2015-11-26 astro-ph.GA
Disk survey in the Serpens star-forming region: Environmental effects in nearby star-forming regions
Leiden University（莱顿大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）
该研究通过ALMA巡天蛇夫座321个年轻恒星天体，对比其他邻近恒星形成区的原行星盘质量与三维恒星密度，揭示蛇夫座未经历强潮汐截断，且部分区域原行星盘质量偏低或与致密环境早期潮汐截断有关。
2026-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming circumnuclear disks and rings in galactic nuclei: a competition between supermassive black hole and nuclear star cluster
利用光滑粒子流体动力学模拟方法，研究了星系核分子云潮汐破裂过程中环核气体结构的形成。我们将星系核模型看作是由一个超大质量黑洞（SMBH）和一个核星团（NSC）组成的，并考虑了两个组成部分之间的不同质量比。我们发现SMBH和NSC的相对质量对环核气体的形态有很深的影响。扩展盘只在SMBH的影响范围内形成。相比之下，致密环自然形成SMBH的影响范围之外，那里的引力由NSC主导。这一结果与银河系的环核环的性质一致，它的轨道在SMBH的影响范围之外。我们的研究结果表明，紧凑的环核环可以自然地形成SMBH的影响范围之外。
2018-07-25 astro-ph.GA
Flat Rotation Curves of $z\sim 1$ Star-Forming Galaxies and Evidence of Disk-Scale Length Evolution
研究了$z\sim 1$恒星形成星系的自转曲线的形状，并与本星系的自转曲线进行了比较。为此，我们使用了$409$星系的K波段多目标摄谱仪（KMOS）的红移一光谱巡天（KROSS）。这个样本涵盖了红移范围$0.57\leq z \leq 1.04$、有效半径$0.69 \leq R_e \left[kpc \right] \leq 7.73$、H波段绝对星等$-24.46 \leq M_H \leq -18.85$、中值恒星质量$log\left(M_* \ \left[M_\odot \right]\right)=9.95$和中值总恒星形成率$log\left(SFR_{tot} \ \left[M_\odot \ yr^{-1} \right]\right)=1.49$。使用$^{3D}$ BAROLO（Barolo），我们提取$Hα$运动图和相应的旋转曲线（RC）。Barolo的主要优点是它在3D观测空间中引入了光束拖尾，即使在低空间分辨率数据中也能提供内禀自转速度。使用非对称漂移校正（ADC），我们已经纠正了RC的压力梯度效应，这似乎是一个更占主导地位的影响比光束涂抹在高Z星系。几乎所有的物体（$0.1 <v/ σ< 15$）都受到压力梯度的影响，我们注意到ADC通过$\sim 10-87\%$提高了这些系统的旋转速度。只有结合这三种技术（3D运动学建模+3D光束拖尾校正+ …
2021-01-25 astro-ph.GA
Rotation Curves in z~1-2 Star-Forming Disks: Evidence for Cored Dark Matter Distributions
本文报道了用ESO-VLT、LBT和IRAM-NOEMA观测到的41个大质量恒星形成盘星系（SFG）在宇宙星系演化高峰期（z~0.67-2.45）的高质量Halpha或CO旋转曲线（RC）。大多数RC 41 SFG具有反射对称RC，可以用平衡动力学描述。我们适合主轴位置速度削减与束卷积，正演模拟与凸起，湍流旋转盘，和暗物质（DM）晕。我们包括恒星和分子气体质量，光学有效半径和倾角，DM质量丰度匹配的比例关系的先验。2/3或更多的z>1.2的SFG是重子主导的，在典型的5.5 kpc的几个Re内，并且具有小于最大盘的DM分数（<fDM（Re）>=0.12）。在较低的红移（z<1.2），这个分数小于三分之一。DM分数与重子角动量参数、重子面密度和核球质量呈负相关。推断的低DM分数不能适用于整个磁盘和晕，但更能反映一个扁平的，或核心，内部DM密度分布。在这些核心相对于NFW分布的典型的中央“DM赤字”是~30%的隆起质量。这些观测结果与第一代大质量富气晕中重子的快速径向传输一致，形成了全球引力不稳定盘，并导致了大质量凸起和中心黑洞的有效积累。由于动力摩擦和活动星系核反馈的加热的组合可能驱动DM的初始尖点。
2020-08-19 astro-ph.GA
The Star Formation Reference Survey. IV. Stellar mass distribution of local star-forming galaxies
我们约束质量分布在附近，恒星形成的星系与恒星形成参考调查（SFRS），一个星系样本构造成代表所有已知的组合的恒星形成率（SFR），尘埃温度，和特定的恒星形成率（sSFR）存在于本地宇宙。一个创新的2 MASS/ $K_{s}$ -波段图像的SFRS星系的二维球/盘分解产生全球光度和恒星质量函数，以及单独的质量函数为他们的凸起和磁盘。这些精确的质量函数涵盖了从矮星系到大型螺旋星系的全部范围，并且是基于其红外光度选择的恒星形成星系的代表，不受AGN内容和环境的影响。我们测量了一个积分光度密度$j$ = 1.72 $\pm$ 0.93 $\times$ 10 $^{9}$ L $_{\odot}$ $h^{-1}$ Mpc $^{-3}$和一个恒星总质量密度$ρ_{M}$ = 4.61 $\pm$ 2.40 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$ $h^{-1}$ Mpc $^{-3}$。虽然\emph{average}恒星形成星系的恒星质量在其子组成部分之间均匀分布，但盘状物在全球范围内以4：1的比例主导着质量密度预算。特别是，我们的功能表明，最近的恒星形成主要发生在大质量系统，在那里他们已经产生了一个磁盘恒星质量密度大于凸起超过1德克斯。我们的研究结果构成了一个参考基准模型解决本地（$z = 0$）恒星形成星系的凸起和磁盘上的恒星质量的组装。
2021-07-02 astro-ph.GA
An Investigation of the Loss of Planet-Forming Potential in Intermediate Sized Young Embedded Star Clusters
在我们银河系中形成的大部分恒星都是在嵌入巨大分子云的星团中诞生的。在这些环境中，背景紫外线辐射场撞击在拱星盘上，通常会超过每个盘的中心恒星产生的辐射场。因此，这种背景辐射可以驱动星周盘的蒸发，并导致星团内行星形成潜力的丧失。本文提出了一个详细的分析，这一过程中的恒星成员范围内的$100 \le N \le 1000$的集群。对于这些中等大小的星团，背景紫外线场通常由质量最大的恒星成员主导。由于初始质量函数的陡峭斜率，沐浴类似大小的簇的背景UV光的量显示出显著的变化。其结果是，我们执行这个问题的统计分析，通过计算FUV通量值的分布撞击在几个集群的情况下的恒星/磁盘系统。我们发现，在没有尘埃衰减，巨大的行星形成可能会被抑制在大约一半的系统中形成的中等大小的集群，无论恒星成员。相比之下，尘埃的存在可以显着降低这个值，在人口更多的集群中，这种影响更加明显。
2010-11-13 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Dynamical Processes in the Planet-Forming Environment
星周盘的质量和动量转移到原恒星上，并通过各种机制进入环境，包括磁层吸积，喷流，外流和盘风。这些过程的相互作用决定了行星形成发生的条件和圆盘的寿命。金属发射谱线，以及氢的巴耳末系，探测了行星形成和星周盘中心区域内气体的运动学。对这些发射线的高光谱分辨率研究提供了关于质量和动量损失、湍流和盘风起源的关键信息。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA 200-parsec Resolution Imaging of Smooth Cold Dusty Disks in Typical $z \sim 3$ Star-Forming Galaxies
我们目前高保真，30毫角秒（200 pc）的分辨率ALMA休息帧240 $μ$米的观测在三个典型的主序星形成星系（SFG）在$z \sim 3$在哈勃超深场（HUDF）的冷尘埃排放。冷尘埃分布在恒星形成的光滑盘状中心区域内，直径为$1 - 3$ kpc，尽管它们具有复杂和干扰的静止框架紫外和光学形态。每200-pc射束在$\simeq 1- 3$ $M_\odot$/$^{-1}$（1 $σ$）下未观察到尘埃亚结构或团块。在紫外线发射团块的位置没有观测到尘埃发射，这些团块距离恒星形成的主体$\simeq 2-10$千秒差距。星团子结构的贡献不超过这些星系中恒星形成总量的$1-7$ %（3 $σ$上限）。在我们的HUDF星系中缺乏恒星形成的子结构与同一宇宙时期亚毫米选择星系（SMG）的多个子结构特征形成对比，特别是具有Hodge等人（2019）类似高保真ALMA观测的远红外明亮SMG。在这些SMG中的单个恒星形成子结构中，$\sim10-30$占其总恒星形成的$\sim10-30$ %。这些SMG中的子结构在远红外中通常是明亮的（或者在某些情况下比我们典型的SFG更亮），这表明这些SMG起源于一类涉及我们HUDF星系尺度上的多个物体的破坏性事件。在我们的主序SFG中发现的破坏性事件的规模，其特征是在我们的分辨率和灵敏度下缺乏恒星形成的子结构，可能不那么剧烈，例如，富含气体的盘不稳定性…
2019-08-04 astro-ph.GA
Forming Double-barred Galaxies From Dynamically Cool Inner Disks
大约三分之一的早期棒星系拥有小规模的次级棒。这种双棒星系的形成和演化仍然远未得到很好的理解。为了理解这样的系统的形成，我们探索了一个大的参数空间的孤立的纯磁盘模拟。我们发现，一个动态冷却的内盘嵌入在一个较热的外盘可以自然地产生一个稳定的二级酒吧，而外盘形成一个大规模的主酒吧。内外盘的独立杆不稳定性导致长寿命的双杆结构，其动力学性质与观测相当。这种形成情景表明，次级沙坝可能是由一般沙坝不稳定性形成的，与初级沙坝相同。在某些情况下，棒和盘的相互作用导致两个棒对齐或单个核棒。模拟的中心足够冷，可以经历团块不稳定性，也可能产生稳定的双棒星系。在这种情况下，次级条是"快速"的，即，杆长度接近共转半径。这是首次报道含有快速次级棒的双棒星系。以前基于轨道的研究表明，快速二级棒在动力学上是不可能的。
2015-03-09 astro-ph.GA
KMOS^3D: Dynamical constraints on the mass budget in early star-forming disks
我们利用KMOS/VLT对240个恒星形成盘在0.6 < z < 2.6的深积分场光谱观测来动态地限制它们的质量预算。我们的样本由大质量（$\gtrsim 10^{9.8} M_\odot$）星系组成，大小为$R_e \gtrsim 2$ kpc。通过对比观测到的速度和色散曲线的动力学模型，我们发现，平均而言，恒星的内容贡献$32^{+8}_{-7}\%$的总动力学质量，与星系之间的显着传播（第68百分位数范围f_star ~ 18 - 62%）。包括从CO和尘埃标度关系推断的分子气体，估计的重子质量加起来占我们样本中典型星系总质量的$56^{+17}_{-12}\%$，在z > 2时达到~ 90%。我们的结论是，重子构成了大部分的质量内的磁盘区域的高红移恒星形成的磁盘星系，与典型的磁盘在z > 2强烈重子占主导地位的$R_e$。在我们的样本中，在星系之间观察到恒星和重子质量分数的大量物体与物体之间的变化，大于它们各自测量中的形式不确定性所能解释的。在这两种情况下，质量分数与表面密度的测量最强相关。高$Σ_{star}$星系的特征是恒星质量分数更接近于1，并且具有高推断气体或重子表面密度的系统为恒星和分子气体以外的其他质量成分留下的空间更少。我们的发现可以被解释为更多的扩展磁盘进一步探测（更多的光盘探测更远）到它们所在的暗物质晕。
2016-08-11 astro-ph.GA
Geometry of Star-Forming Galaxies from SDSS, 3D-HST and CANDELS
我们确定了恒星形成星系在0<z<2.5时的内在三维形状分布，这是从它们观测到的投影轴比推断出来的。在现今的宇宙中，所有质量为1 e9 - 1 e11 Msol的恒星形成星系主要是薄的，接近扁圆的盘，与以前的研究一致。我们现在将这一理论扩展到更高的红移，发现在大质量星系（M* > 1 e10 Msol）中，盘是最常见的几何形状。z < 2. Lower-mass galaxies at z>1具有广泛的几何形状：伸长（扁长）星系的比例随着红移的增加和质量的降低而增加。恒星质量为1 e9 Msol（1 e10 Msol）的星系团是在z~1（z~2）处由数量大致相等的拉长星系和盘状星系混合而成。这表明在这个质量范围内的星系还没有在许多轨道周期内维持的盘，这意味着现在恒星质量与银河系相当的星系通常首先在红移z~1.5-2处形成这种持续的恒星盘。结合恒星形成率密度的演化和不同质量星系的恒星形成分布的约束，我们的研究结果意味着，平均在宇宙时间，大多数恒星形成的磁盘。
2014-08-13 astro-ph.GA
An ALMA Survey of faint disks in the Chamaeleon I star-forming region: Why are some Class II disks so faint?
ALMA对附近恒星形成区的调查显示，尘埃盘中的尘埃质量与恒星质量相关，但分散度很大。这种分散可能表明磁盘的不同演化路径或单个集群内的不同初始条件。我们目前的ALMA周期3后续观察14个II类磁盘，低S/N检测或未检测到我们的周期2调查的$\sim 2$ Myr古老的Chamaeleon I恒星形成区。在灵敏度提高5倍的情况下，我们探测到了另外6个源的毫米尘埃连续辐射，并将比M3更早的恒星周围Chamaeleon I盘的探测率提高到94%（51/54）。\citet{pascucci2016}中报告的星盘质量比例关系与这些更新的测量结果一致。$F_{mm}$ -$M_*$平面中的微弱异常值包括三个未检测到的（CHXR 71，CHXR 30 A和T54），其尘埃质量上限为0.2 M $_\oplus$，以及三个非常微弱的圆盘（CHXR 20，ISO 91和T51），其尘埃质量为$\sim 0.5$ M $_\oplus$。通过对SED形态、吸积性质和恒星多重性的研究，我们认为对于3毫米的非探测，近伴星（$<$ 100 AU）的潮汐相互作用和内部光蒸发可能在加速盘的整体演化中起作用。在双星系统中，只有第二颗恒星周围存在一个圆盘，这可以解释观测到的恒星SED和某些系统的低圆盘质量。
2018-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization: a possible explanation for the difference of mean disk sizes in star-forming regions
对相似年龄的恒星形成区的原行星盘的调查显示，某些区域之间的平均盘质量存在显着差异。例如，猎户座星云团（ONC）和南冕座（CrA）的圆盘平均比在狼疮，金牛座，变色龙I或蛇夫座观察到的圆盘小。与以前的模型，研究截断磁盘在其演化的后期阶段，我们调查磁盘是否可能已经出生系统更小的磁盘大小在更大的恒星形成区域作为增强的电离率的结果。假设不同的宇宙射线电离率，我们计算的双极扩散和欧姆耗散的化学网络，并进行二维非理想磁流体动力学原恒星坍缩模拟。更高的电离率导致更强的磁制动，从而形成更小的磁盘。考虑到最近的研究结果，原恒星作为锻造的宇宙射线，并考虑只有温和的衰减过程中的崩溃阶段，我们表明，在恒星形成的地区，如ONC或CrA的高平均宇宙射线电离率可以解释在这些地区检测到较小的磁盘。我们的研究结果表明，平均而言，较高的电离率导致形成较小的磁盘。因此，在年龄相近的区域中，较小的圆盘可能是不同电离水平的结果，并且可能不仅仅是由外部光蒸发造成的圆盘截断引起的。我们强烈鼓励在不同恒星形成区域测量宇宙射线电离度的观测来验证我们的假设。
2020-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming disk galaxies in wet major mergers. I. Three fiducial examples
使用三个基准Nbody+SPH模拟，我们遵循合并的两个盘状星系的热气晕组件，并检查合并残余是否可以是一个螺旋星系。恒星的祖先盘在合并过程中被强烈的弛豫破坏，大部分恒星形成经典的凸起，而其余的则形成厚盘和棒。一个新的恒星盘随后逐渐形成在主要来自晕吸积的气体的残余物中。它在垂直方向上很薄，在赤道平面上延伸得很好。在盘完全就位之前，棒就开始形成了，这与孤立的棒形成星系的理想化模拟所假设的相反。它具有形态学特征，如柄和方形/花生状凸起。不同年龄的恒星分布在盒子/花生的不同部分。一个盘状的伪凸起也形成了，所以在模拟结束时，所有三种类型的凸起共存。最古老的恒星出现在经典的球中，其次是厚盘中的恒星，然后是薄盘中的恒星。最年轻的恒星位于旋臂和盘状的假隆起中。圆盘表面密度分布属于II型（指数向下弯曲），圆周速度曲线是平坦的，表明圆盘在这些例子中是次最大值：两个明显如此，一个接近最大值和次最大值之间的边界。平均而言，只有大约10%到20%的恒星质量在最终模型的经典凸起中，即比以前的模拟少得多。
2016-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of gaseous disk viscosity driven by supernova explosion in star-forming galaxies at high redshift
由Genzel et al.的观测结果，我们建立了一组方程描述气体盘的动力学演化，包括恒星形成及其反馈。角动量的输运是由于恒星形成区超新星爆炸引起的“湍流”粘性。对于气体环的初始情况和气体圆盘的积分形式，分别找到了方程的解析解。对于一个粘性足够低的环，它在初始半径附近以缓慢的气体扩散和恒星形成过程演化。对于高粘度，环在早期阶段迅速扩散。扩散驱动环进入具有低粘度的区域，并开始在降低的粘度扭矩之后的半径处经历气体堆积的第二阶段。第三个阶段是急剧减少的阶段，因为恒星的形成消耗了气体，气体有效地向内输送形成了恒星盘。我们将该模型应用于两个$z\sim 2$星系BX 482和BzK 6004，发现它们的恒星形成活动正在下降。
2009-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for Alignment of Disk Orientations in Nearby Star-Forming Regions: Lupus, Taurus, Upper Scorpius, $ρ$ Ophiuchi, and Orion
原行星盘方向之间的空间相关性携带着关于多个恒星形成过程的物理学信息。我们选择附近的五个恒星形成区域，包括一些原行星盘的空间分辨图像与ALMA和HST，并寻找磁盘轴的相互对齐。具体来说，我们应用柯伊伯检验来检查位置角（PA：从北方逆时针测量的投影盘椭圆的长轴的角度）分布的统计均匀性。位于恒星形成区域的盘，除了狼疮云，没有显示出任何对齐的特征，支持随机取向。然而，在狼疮场的一个子区域狼疮III云中，PA的光谱测量的16个圆盘的旋转轴表现出弱的和可能的偏离在$2σ$水平上的随机分布，并且16个圆盘的倾斜角也是不均匀的。此外，在狼疮III云中的盘PA的平均方向是平行于其细丝结构的方向，并近似垂直于磁场方向。我们还确认了鲁棒性的估计PA狼疮云通过比较不同的观察和估计的基础上，包括稀疏建模的三种不同的方法。没有显着的磁盘取向对齐是一致的磁盘角动量的湍流起源。需要进一步的观测来证实/证伪狼疮III云中可能的圆盘排列。
2020-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An SMA Continuum Survey of Circumstellar Disks in the Serpens Star-Forming Region
我们目前的观测与亚毫米波阵列的连续发射在$λ= 1.3$毫米从62个年轻的恒星被原行星盘包围在巨蛇座恒星形成区。在波束尺寸方面，测量的典型角分辨率为$3.5^{\prime \prime}\times2.5^{\prime \prime}$，波束$^{-1}$的中值均方根噪声水平为1.6 mJ。这些数据被用来推断低质量恒星$(0.1$ - $2.5\,M_{\odot})$周围的尘埃含量，在$1$ - $3$ Myr的中位数恒星年龄。在1.3 mm的尘埃连续体中检测到13个来源，推断尘埃质量为${\approx} 10$ - $260\,M_{\oplus}$，中值尘埃质量的上限为$5.1_{-4.3}^{+6.1}\,M_{\oplus}$，使用生存分析得出。将巨蛇座中的原行星盘人口与附近其他恒星形成区的原行星盘人口进行比较，我们发现巨蛇座和金牛座中的尘埃盘人口具有相似的年龄，在统计上无法区分。这可能是令人惊讶的，因为巨蛇座的恒星表面密度比金牛座高出两个数量级。因此，我们没有发现证据表明，在巨蛇座尘埃盘已被分散的结果，更频繁和/或更强的潮汐相互作用，由于其恒星密度升高。我们还报告说，巨蛇座盘的比例与$M_{\rm{dust}} \geq 10\,M_{\oplus}$是小于20%，这支持的概念，形成巨行星可能是天生罕见的，或已大幅进展了几个万年。
2017-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise determination of circumstellar disk lifetimes: Disk evolution in a single star-forming region
University of Vienna（维也纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Universität zu Köln（科隆大学）
通过分析33个年龄3至21百万年的星团，研究星周盘寿命，发现其为5.8±0.3百万年，比以往估计长一倍，表明行星形成时间可能更长，且盘消散遵循指数衰减模型。
2025-12-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling disks and magnetic outflows around a forming massive star: I. Investigating the two layer-structure of the accretion disk
像它们的低质量兄弟姐妹一样，大质量原恒星可以预期：a）被星周盘包围，b）发射磁驱动的喷流和外流。因此，盘的形成和全球演化是由大尺度的角动量平流、磁制动的效率和介质的电阻率以及盘的内部热压力和磁压力控制的。我们进行了一系列的30个模拟的大质量恒星形成的引力坍缩的分子云线程由一个初始均匀的磁场，从不同的值的云的质量，其初始密度和旋转配置文件，其旋转能量的内容，磁场强度，和电阻率的材料。气体和尘埃的模拟采用电阻磁流体动力学方法，同时考虑了热辐射和自重力的辐射输运。在引力坍缩主导的初始下沉阶段之后，形成了一个吸积盘，紧接着是磁驱动的外流。在吸积盘中可以区分出两层：一层是由热压力垂直支撑的薄层，另一层是由磁压力垂直支撑的厚层。在我们的基准情况下，我们观察到磁制动的影响，在磁盘的内部~50金在晚些时候。参数研究表明，盘的大小主要是由初始质量库的密度和旋转轮廓，而不是由磁场强度。磁压可以稍微增加吸积盘的大小，而磁制动在吸积盘的最里面部分比外盘更相关。从参数的研究中，我们推断多个初始条件的引力坍缩的开始能够产生一个给定的磁盘大小和原恒星质量。
2022-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of planet forming disks: Constraints on planet formation processes
我们对原行星盘的理解在过去十年中有了很大的提高，这要归功于来自新设施的大量数据。无偏见的尘埃调查与斯皮策留给我们很好的约束尘埃分散的时间尺度的小颗粒在类地行星形成区域。在ALMA时代，这也是第一次面对外盘中毫米颗粒的进化时间尺度。在现有多波长尘埃调查的背景下进行气体调查将是对盘状气体演化进行大型统计研究的关键。无偏天然气调查仅限于ALMA CO亚毫米级调查，定量解释仍有争议。赫歇尔气体调查在很大程度上是有偏见的，但[OI] 63 MIC调查和吸积示踪剂在定性上与内盘中小颗粒的演化时间尺度一致。最近通过对行星形成盘中的气体和尘埃进行一致的多波长研究所取得的进展揭示了气体调查定量解释的微妙之处。观测方法，以确定磁盘质量，例如从CO submm线需要的知识，在磁盘的尘埃属性。不仅要了解气体的演化，还要了解其化学成分，这将为行星形成模型提供关键的输入。动力学化学的结果给出了深刻的不同的答案比热力学平衡的C/O比以及水冰/岩石比。同样，尘埃对气体的化学演变和成分有着关键的影响。例如，晶粒生长影响冻结过程，并强烈增加宇宙射线诱导的紫外线场。
2017-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Archeology of the M33 Disk: Recent Star-Forming History and Constraints on the Timing of an Interaction with M31
利用MegaCam记录的图像研究了本星系群Sc星系M33的近期恒星形成历史。恒星盘的性质在R = 8 kpc附近发生变化。在这个半径范围内，恒星形成率（SFR）至少在过去的2.5亿年里一直保持不变，而在更大的半径范围内，SFR在同一时期内有所下降。内盘最近的SFR一直是恒定的，这表明M33至少在过去的0.5 Gyr内是孤立演化的，从而限制了最近与M31相互作用的时间。年轻恒星对恒星盘总质量的贡献随半径的变化而变化，峰值接近8 kpc。证据还提出，在过去的1亿年的SFR在银河系的南半部分已~ 0.4德克斯比北半部分高。最后，大小跨越许多kpc的结构，包含蓝色物体-可能是在中间时期形成的主序星-在磁盘边界附近被确定。有人认为，这些潮汐特征是从M33的主体中提取出来的，在某些情况下，是恒星形成的化石遗迹，发生在中间时期的扩展盘中。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA maps the Star-Forming Regions in a Dense Gas Disk at z~3
利用长基线ALMA亚毫米观测资料，研究了z=3.042的透镜状恒星形成星系SDP 81在50- 100 pc尺度上的星际介质性质。这个系统中CO气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘来描述，圆盘的旋转速度经倾角校正后为v=320+/-20 km/s，动力学质量为M=（3.5+/-1.0 x10 ^10 Mo，半径为1.5 kpc。该盘富含气体且不稳定，Toomre参数Q=0.30+/-0.10，因此应该坍缩到Jeans长度L_J~ 130 pc的恒星形成区。我们确定了五个恒星形成的区域内的ISM在这些尺度上，并表明它们的光度，线宽和大小之间的比例关系显着偏移的分子云在当地Galerkin（拉森的关系）。这些偏移很可能是由星际介质（ISM）的高外部流体静压造成的，P/kB=（40+/-20 x10 ^7 K/cm 3），比银河系中典型的ISM压力高出约10，000倍。形成恒星的ISM和巨大分子云的物理条件似乎与在本地宇宙的致密环境中发现的类似，例如银河系中心。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Diagnostics for Tracing the Physical Structures in Disk-Forming Regions
本文提出利用含硫分子谱线作为化学探针追踪原恒星成盘区域的物理结构，并强调结合机器学习与角动量分析来整合化学和物理表征，以揭示恒星形成过程中的化学演化。
2025-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-Ray Diffusion Suppression in Star-forming Regions Inhibits Clump Formation in Gas-rich Galaxies
对星团、孤立的超新星遗迹和脉冲星风星云周围的$γ$射线辐射的观测表明，与银河系的平均值相比，加速点附近的宇宙射线（CR）扩散系数可以被一个很大的因子抑制。我们探讨了这种局部抑制CR扩散对星系演化的影响，使用孤立的盘状星系与定期和高气体分数的模拟。我们的研究结果表明，而CR传播与恒定的扩散率可以使气体磁盘更稳定，通过增加中面压力，大规模的CR压力梯度不能防止局部破碎时，磁盘是不稳定的。相比之下，当CR扩散率在恒星形成区域被抑制时，CR在这些区域的积累会导致强烈的局部压力梯度，从而阻止大规模气体团块的形成。结果，致密气体和恒星形成的分布发生了质的变化：一个全球不稳定的气体盘不会猛烈地碎裂成大质量的恒星形成团块，而是保持着规则的大设计螺旋结构。这种影响调节恒星的形成和磁盘结构，是质的不同和互补的全球作用的CR垂直流体静力学支持的气体磁盘和驱动银河风。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Short-Lived Radioisotopic enrichment from AGB interlopers in low-mass star-forming regions
本文通过 N-body 模拟研究了 AGB 闯入者对低质量恒星形成区原行星盘中短寿命放射性同位素（26Al 和 60Fe）的富集作用，发现富集程度普遍且取决于相交时间和闯入者速度。
2025-10-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Gas-phase Metallicity Profiles of Star-forming Galaxies in the Modified Accretion Disk Framework
模拟表明，恒星形成星系的气体流入几乎是共面的，并与气体盘共同旋转，恒星风和/或超新星爆炸驱动的气体流出优先垂直于磁盘。这表明银河系气体盘可以作为一个修正的吸积盘来处理。在这项工作中，我们专注于在这种情况下的气体吸积星系盘的金属增强。假设恒星形成率面密度（$Σ_{\rm SFR}$）为指数形式，我们得到了仅含$Σ_{\rm SFR}$标度长度（$h_{\rm R}$）、流入气体金属度和质量负载因子（定义为每$Σ_{\rm SFR}$的风驱动流出率面密度）的气相金属度的解析解.根据这个简单的模型，气相金属丰度的负梯度是冷气体径向流入的自然结果，当它向盘中心移动时，冷气体通过原位恒星形成而不断富集。我们适合的模型，以观察到的金属丰度配置文件附近的六个星系选择有良好的测量金属丰度配置文件延伸到非常大的半径。我们的模型可以很好地描述所观察到的金属丰度剖面的整体特征。观察到的配置文件通常显示在磁盘的外部区域的地板，对应于流入气体的金属丰度。此外，我们发现从这些拟合推断的$Σ_{\rm SFR}$的$h_{\rm R}$与从$Σ_{\rm SFR}$配置文件的独立估计值一致，支持基本模型。
2022-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemistry of planet-forming regions is not interstellar
红外线和亚毫米波技术的进步使得人们能够对原行星盘的行星形成区域的分子含量进行详细的观测。特别是，围绕太阳型恒星的圆盘现在有越来越多的分子库存，可以直接与星前化学和早期太阳星云的推断进行比较。这些数据直接解决了一个老问题，即行星形成物质的化学性质是否与致密云和原恒星包层的化学性质相似或不同。这个问题的答案可能会对行星系的结构和组成产生深远的影响。实际的挑战是，从圆盘上观测到的发射谱线并不容易转化为化学浓度。在这里，我们提出了一个二维辐射转移模型的RNO 90，一个经典的原行星盘周围的太阳质量的恒星，并检索的浓度占主导地位的分子载体的碳，氧和氮在地球区域周围1 AU。我们比较我们的研究结果的化学库存稠密的云和原恒星信封，并认为，内部磁盘化学是，正如预期的那样，从星前化学根本不同。我们发现，最清楚的判别可能是CO $_2$，这是非常低的磁盘，但最丰富的成分之一，致密的云和原恒星信封的浓度。
2014-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Chemistry in a forming protoplanetary disk: main accretion phase
我们研究了恒星形成核的辐射-流体动力学模型中的化学，该模型在$\sim 10^5$年内从一个冷的（$\sim 10$ K）星前核演化到主吸积相。一个旋转支撑的引力不稳定盘在原恒星周围形成。我们提取的物理参数的时间变化在$\sim 1.5 \times 10^3$ SPH粒子最终在磁盘中，并进行后处理计算的气体-颗粒化学采用三相模型。在圆盘内部，SPH颗粒向内和向外迁移。由于一个显着的部分挥发物，如CO可以被困在水占主导地位的冰在三相模型中，冰地幔成分不仅取决于目前的位置在磁盘上，但也对尘埃颗粒是否经历过比水升华温度更高的温度。稳定的分子，如H $_2$ O、CH $_4$、NH $_3$和CH $_3$ OH，在引力坍缩开始时就已经很丰富了，并且随着流体包迁移到水雪线内部而简单地升华。另一方面，各种分子，如碳链和复杂的有机分子（COM）中形成的磁盘。COMs丰度敏感地依赖于大块冰幔中光碎片的光解和扩散速率。对于含S物质，在坍缩阶段，H $_2$ S冰是丰富的。在盘的暖区，H $_2$ S升华而被破坏，而SO、H $_2$ CS、OCS和SO $_2$变得丰富。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A SPHERE survey of self-shadowed planet-forming disks
到目前为止，已经有近200个行星形成盘以高分辨率成像。然而，我们研究明亮和扩展物体的倾向使我们对磁盘人口统计的看法有所偏差。在这项工作中，我们通过分析15个在散射光下看起来很微弱的VLT/SPHERE目标磁盘来减轻这种偏见。根据光谱能量分布的低远红外过量选择源。与ALMA图像可用于几个来源的比较表明，这些数据集调查的散射光只检测到从磁盘范围的一小部分。星盘亮度和近红外线过量之间的轻微反相关表明，这些星盘是自阴影的：内部的星盘边缘拦截了大量的星光，使外部的星盘处于半影中。基于所有光谱类型的散射光中圆盘亮度的均匀分布，自遮蔽将在距离恒星不同距离的内缘上起类似的作用。我们讨论如何照明模式的外盘可能会随着时间的推移。样本中的一些物体被认为是在一个中间阶段，从文献中没有阴影或与方位角限制的阴影的迹象，朝着明亮的磁盘。
2021-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pressure of the Star Forming ISM in Cosmological Simulations
利用SPH+ N体高分辨率模拟方法研究了银河系盘状星系的成星星际介质的压力。这些模拟包括显式处理金属线冷却除了灰尘和自屏蔽，$\mathrm{H_{2}}$为基础的恒星形成。4个模拟的晕的质量从$10^{10}$的几倍到接近$10^{12}$太阳质量不等。使用这些星系的运动学分解成现今的凸起和磁盘组件，我们发现，在现今的凸起的恒星形成ISM的典型压力是高于在现今的磁盘由一个数量级。我们还发现，恒星形成的ISM在高红移的压力平均高于ISM在低红移的压力。这解释了为什么在较高的压力下会形成隆起：当ISM处于较低的压力时，盘在较低的红移处组装，而当ISM处于较高的压力时，隆起在高红移处形成。如果像\cite{Conroy2012}等研究中所建议的那样，将ISM压力和IMF变化联系在一起，则这些结果可能表明Milky Way类系统中的时间依赖性IMF，以及凸起和盘中的不同IMF。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring turbulent motion in planet-forming disks with ALMA: A detection around DM Tau and non-detections around MWC 480 and V4046 Sgr
在许多行星形成的模型中，湍流是一个至关重要的因素，但它只在少数行星形成盘中受到直接限制。在HD 163296和TW Hya周围盘中湍流上限的基础上，我们以$\sim0.3"$（20-50 au）分辨率和80 ms $^{-1}$通道间隔对DM Tau，MWC 480和V4046 Sgr周围盘进行了ALMA CO J=2-1线观测。使用参数化模型的磁盘结构，我们稳健地检测非热气体运动DM头周围的0.25 C $_s$和0.33 C $_s$之间，与系统的影响占主导地位的范围，使这直接测量的非零湍流的唯一系统之一。使用相同的方法，我们对MWC 480（$<$ 0.08 c $_s$）和V4046 Sgr（$<$ 0.12 c $_s$）周围的非热气体运动设置了严格的上限。在这个小样本中上限的优势，以及与尘埃研究一致的适度湍流水平，表明弱湍流（$α\lesssim10^{-3}$）可能是行星形成盘的一个共同特征，尽管不是普遍的。我们探索了DM Tau周围的特殊物理条件，这些条件可能导致这个系统比其他系统更加动荡。
2020-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of protostellar outflows on star and protoplanetary disk formation in a massive star-forming clump
本研究使用 RAMSES 开展含双极扩散、辐射反馈与原恒星外流的 MHD 模拟，揭示外流通过注入动能、控温、降低吸积率和增强碎裂，显著影响恒星与原行星盘形成及 IMF 中高质量端。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical and Near-infrared View of Planet-forming Disks and Protoplanets
在原恒星和行星VII的这一章中，我们回顾了在行星形成盘的高分辨率，高对比度光学和近红外成像领域取得的突破性进展。这些进步包括直接探测嵌入在某些盘中的原行星，以及对其他盘中行星质量的限制。形态的子结构，包括：环，螺旋，弧，和阴影，被认为是在所有成像的红外明亮的磁盘日期，是无处不在的光谱型。这些子结构被认为是磁盘演化过程的结果，特别是磁盘-行星相互作用。由于散射光线的小尘埃颗粒与盘的气体紧密结合，这些观测密切跟踪流体动力学模型预测的盘结构，并作为观测测试行星形成理论的预测。我们认为，当前和下一代高对比度成像调查的结果将与ALMA的补充数据相结合，从而更深入地了解磁盘和行星的共同进化以及行星形成的机制。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Interpreting high spatial resolution line observations of planet-forming disks with gaps and rings -- The case of HD 163296
行星形成盘的空间分辨连续观测表明，其尘埃分布中存在突出的环和间隙结构。然而，从气体观测的图片是不太清楚和径向气体密度结构（即气体间隙）的限制仍然是罕见的和不确定的。我们要调查的重要性，热化学过程的解释高空间分辨率的气体观测行星形成磁盘及其对衍生气体性质的影响。利用辐射热化学盘程序ProDiMo（原行星盘模型），利用DSHARP的气尘观测资料，自洽地模拟了HD 163296的气尘盘。有了这个模型，我们调查的影响，尘埃间隙和气体间隙，考虑化学和加热/冷却过程中，对可观的和派生的气体属性。我们发现不同的峰值在径向线强度轮廓的CO线数据的HD 163296的尘埃间隙的位置。我们的模型表明，这些峰值不仅是一个结果的气体温度增加的差距，但主要是由尘埃环从磁盘的背面线发射的吸收。对于HD 163296中的三个突出的尘埃间隙中的两个，我们发现通过测量旋转速度来获得密度梯度的热化学效应可以忽略不计。然而，对于具有最高粉尘消耗的间隙，温度梯度可能是主要的，并且需要被考虑以获得准确的气体密度分布。自洽的气体和尘埃热化学建模结合高质量的多分子观测是必要的，以准确地得出气体间隙的深度和形状。这对于确定行星形成盘中间隙和环的起源以及改进形成行星的质量估计（如果它们是间隙的原因）至关重要。
2020-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
