High-resolution, 3D radiative transfer modelling III. The DustPedia barred galaxies
背景：本机宇宙中晚型星系中的尘埃负责吸收恒星发射的大约三分之一的能量。通常认为，尘埃加热主要是由于吸收了最年轻（<= 1亿年）恒星发射的紫外线和可见光子。因此，尘埃在远红外波段的热再发射通常与星系的恒星形成活动有关。然而，一些研究认为，年龄更大的恒星对尘埃加热的贡献可能更重要。辐射传输（RT）模拟的进展终于使我们能够实际量化恒星辐射场对弥漫尘埃的加热机制。目标：作为DustPedia项目的主要目标之一，我们已经为附近的星系构建了详细的3D恒星和尘埃RT模型。我们分析了四个正面棒星系：NGC 1365，M83，M95和M100中不同恒星星族对尘埃加热的贡献。我们的目标是量化的分数直接相关的年轻恒星，在全球范围内和局部尺度上，并评估酒吧的加热分数的影响。结果如下：我们推导出每个星系的全球衰减规律，并确认高sSFR的星系有较浅的衰减曲线和较弱的UV颠簸。平均而言，36.5%的辐射热光度被尘埃吸收。我们报告了一个明确的效果的酒吧结构上的尘埃加热部分的径向配置文件的年轻恒星，和尘埃温度。我们发现，年轻的恒星是尘埃加热的主要贡献者，在整个星系中，平均约59%的光度用于此目的。尘埃加热的比例在棒区下降到~53%，在鼓包区下降到~38%，在鼓包区，老恒星是尘埃加热的主要贡献者。我们还发现了一个很强的联系之间的加热分数的年轻恒星和sSFR。
2020-04-07 astro-ph.GA
Cooling+Heating Flows in Galaxy clusters: Turbulent heating, spectral modelling, and cooling efficiency
X射线发射气体的冷却速率与观测值之间的差异导致了星系团核心的{ \it冷却流问题}。已经提出了各种模型来模拟所观察到的X射线光谱，并解决冷却流问题，这涉及到通过不同的机制加热冷气体。因此，真实的星系团X射线光谱模型需要同时考虑加热{ \it}和冷却机制。在本文中，我们认为，加热的时间尺度设置的磁流体动力学（MHD）湍流粘性加热的团内等离子体，参数化的Shakura-Sunyaev粘度参数，$α$。使用冷却+加热流模型，我们表明，$α\simeq 0.05$值（与10\%的散射）提供了改进的适合冷却流的X射线光谱，而在同一时间，预测合理的冷却效率，$ε_{cool} = 0.33^{+0.63}_{-0.15}$。我们的$α$的X射线光谱的基础上推断的值也符合直接测量的湍流压力的模拟和观测的星系团。这个简单的图片统一了天体物理吸积，作为一个平衡的磁流体湍流加热和冷却，在超过16个数量级的规模，从中子星到星系团。
2019-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling emission lines in star forming galaxies
本文提出了一个计算恒星形成星系中发射线光度的新模型，并将其应用于半解析星系形成程序GALFORM中。该模型结合了一个预先计算网格的HII区域模型与经验的确定HII区域的属性如何依赖于星系的宏观性质的基础上观察本地星系。新的模型给出了一个非常好的复制的恒星形成星系的轨迹的标准线比诊断图。新的模型显示了恒星形成星系的轨道演化，在这个线比图上有红移，与$z=1.6$观测到的线比有很好的匹配。在高红移的模型星系的气体密度和电离参数的预测是$\approx 2-3$倍高于本地恒星形成星系，这是部分由不断变化的选择与红移模仿观测选择。我们的研究结果表明，所观察到的发射线比的演变需要其他HII区域的性质与红移，如气体密度的演变，并不能复制的HII模型网格，只允许气体金属丰度和电离参数的变化。
2021-11-30 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: radiative heating by OB stars
辐射反馈可以影响随后的恒星形成。我们量化的加热从OB星在当地的恒星形成区域的JCMT古尔德带调查。尘埃温度是根据JCMT的SCUBA-2观测的450/850微米通量比计算的，假定尘埃不透明度光谱指数$β=1.8$是固定的。平均尘埃温度计算每个亚毫米团随着投影距离在该地区的主要OB星。温度与距离的关系可以用一个简单的模型来拟合，该模型是由OB星辐射加上星际辐射场加热尘埃，并通过光学薄辐射冷却尘埃。按光谱类型对热源进行分类，O型星产生最大的团簇平均温升和最大的加热范围，温度超过40 K，显著加热至少2.4 pc。早期的B型星（B4及以上）产生超过20 K的温度和超过0.4 pc的显着加热。晚型B星在0.2秒差距内显示出边缘加热效应。对于一个给定的投影距离，有一个显着的集群温度分散，这是由于当地加热其他发光的恒星在该地区，投影效应，或阴影效应。即使在这些局部的、“低质量”的恒星形成区域，辐射反馈也对秒差距尺度产生影响，24%的团块被加热到比15 K的基本温度高出至少3 K，预计这是因为仅由星际辐射场加热，而加热团块的平均尘埃温度为24 K。
2021-05-07 astro-ph.GA
Modelling high-resolution ALMA observations of strongly lensed dustystar forming galaxies detected by Herschel
我们提出了~0.1arcsec分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列成像的7个强引力透镜星系探测的赫歇尔空间天文台的建模。其中四个是星系-星系尺度的强透镜，其余三个是星系群尺度的透镜。通过仔细的vibrium建模，我们推断的透镜星系的质量分布，并通过确定放大因子，我们调查的内在属性和形态的透镜亚毫米源。我们发现，这些亚毫米源的恒星形成率尘埃质量的比率是一致的，或超过高红移亚毫米星系和低红移超亮红外星系的平均比率。可能的活动星系核对红外光度的贡献还没有量化，因此可能会使我们的恒星形成率偏高。我们的大多数镜头模型的质量密度斜率接近等温，但某些系统显示出显着差异。
2021-11-18 astro-ph.GA
Modelling high resolution ALMA observations of strongly lensed highly star forming galaxies detected by Herschel
我们模拟了六个强引力透镜星系的赫歇尔空间天文台探测到的高分辨率ALMA成像。我们的建模恢复透镜星系的质量特性，并通过确定放大因子，透镜亚毫米源的固有特性。我们发现透镜星系都有很高的恒星形成率与尘埃质量的比值，与高红移亚毫米星系和低红移超亮红外星系的平均比值一致或更高。源重建显示，大多数星系表现出扰动的形态。这两个清洁的图像平面数据和直接观察到的干涉vibrium已建模，使这两种方法的比较。在大多数情况下，回收的晶状体模型在方法之间是一致的，所有六个具有接近等温的质量密度分布。然而，一个信噪比差的系统显示出轻微的显著差异。
2018-02-22 astro-ph.GA
Shock-driven heating in the circumnuclear star-forming regions of NGC 7582: Insights from JWST NIRSpec and MIRI/MRS spectroscopy
University of Oxford（牛津大学）；European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）
通过JWST数据研究NGC 7582环核区域的分子气体温度分布，发现激波加热可能是导致高温度的主要原因，结合多波段观测结果支持该结论。
2025-10-30 astro-ph.GA
Modelling ultraviolet-line diagnostics of stars, the ionized and the neutral interstellar medium in star-forming galaxies
我们结合国家的最先进的模型生产的恒星辐射和其通过星际介质（ISM）的传输，调查紫外线诊断的恒星，电离和中性ISM在恒星形成的星系。首先，我们评估我们的恒星星族合成模型的可靠性拟合吸收线指数ISM自由紫外光谱的10个大麦哲伦星系团。在这样做的时候，我们发现，忽略随机抽样的恒星初始质量函数在这些年轻的（$\sim10$ -100百万年），低质量的集群影响可以忽略不计的紫外线为基础的年龄和金属丰度的估计，但可能会导致显着高估的恒星质量。然后，我们进行并开发了一个简单的方法，基于理想化的描述的ISM的主要特征，计算在物理上一致的方式星云发射和星际吸收的恒星形成星系的紫外光谱的综合影响。我们的模型考虑了辐射通过电离的内部和外部的短寿命恒星诞生云的中性信封，以及辐射转移通过弥漫的云间介质的传输。我们使用这种方法来探索恒星的纠缠签名，电离和中性ISM的恒星形成星系的紫外光谱。我们发现，除了一些显着的例外，大多数标准的紫外线指数定义的光谱中的ISM-免费的恒星星族容易受到显着的污染的ISM，这与金属丰度增加。我们还确定了几个星云发射和星际吸收功能，特别干净的示踪剂的ISM的不同阶段脱颖而出。
2017-09-14 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of star forming filaments
我们提出了模拟恒星形成的细丝纳入-据我们所知-最大的化学网络使用的日期在飞行中的3D-MHD模拟。该网络包含37种化学物质和约300种选定的反应速率。为此，我们使用新开发的软件包KROME（Grassi et al. 2014）。我们的研究结果表明，使用这样一个复杂的化学网络在现代超级计算机上的3D-MHD模拟的可行性。我们用不同强度的星际辐射场和宇宙射线电离率进行模拟，并根据观测和其他最近的数值工作找到化学和物理结果。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool dust heating and temperature mixing in nearby star-forming galaxies
星系中星际介质的物理条件与环境辐射场和尘埃颗粒的加热密切相关。为了在广泛的物理条件下表征星系中的尘埃特性，我们在这里介绍了61个星系的整个样本的径向表面亮度分布，这些星系来自附近星系的关键洞察：Herschel远红外巡天（KINGFISH）。我们工作的主要目标是表征颗粒的发射率，尘埃温度和星际辐射场负责加热尘埃。拟合后的灰尘和恒星的径向轮廓指数函数，我们适合在每个环形区域的远红外光谱能量分布（SED）与单温度修改的黑体使用可变（MBBV）和固定（MBBF）发射率指数β，以及与物理动机的灰尘模型。结果表明，虽然大多数SED参数随半径减小，但发射率指数β在某些星系中也随半径减小，而在另一些星系中则随半径增大，或在内部区域增大而在外部区域减小。尽管物理模型的颗粒发射率固定（平均β ~ 2.1），但它们能够很好地适应β <= 1的平坦光谱斜率。我们发现，较平坦的斜率（β <= 1.5）与较冷的温度有关，与通常的Tdust-β简并所预期的相反。这种趋势与Umin的变化有关，因为β和Umin在KINGFISH星系采样的Umin的整个范围内非常紧密地联系在一起：低Umin与平坦β <=1相关。这两个结果都有力地表明，MBBV拟合中的低表观β值（平坦斜率）是由沿视线的温度混合引起的，而不是由晶粒特性的固有变化引起的。摘要为arXiv截断。
2014-09-20 astro-ph.GA
Quenching Global Star Formation: Dominance of Gravitational Shock Heating at z<2
我们系统地研究，在标准冷暗物质模型的背景下，两个重要的已知物理过程-星系际介质再电离引起的光加热和质量晕和大尺度结构形成引起的引力激波加热-对恒星形成率密度演化的抑制效应和红移区z= 0的所谓宇宙缩小现象0-6.我们发现宇宙SFR密度从z~2到z=0的急剧下降主要可以用两种形式的引力激波加热来解释：大质量晕自猝灭和热环境。与此同时，我们显示了恒星形成星系的平均SFR从z=2到z=0的下降趋势，再现了在z<2时观察到的宇宙缩小。然而，恒星形成星系的平均晕质量被发现继续从z=2到z=0增大。与z<2形成鲜明对比的是，发现光加热和引力激波加热效应在抑制恒星形成方面都起着次要作用。需要额外的负反馈效应来使我们的模型与z>2时的观察结果相一致。恒星演化的内部反馈和超大质量黑洞的生长是这个角色的天然候选者，因为z>2的星系质量更适中，但恒星形成更强，因此更容易受到影响。我们的物理模型可以用来处理恒星形成的宇宙学N体模拟。
2017-04-04 astro-ph.GA
The identification of dust heating mechanisms in nearby galaxies using Herschel 160/250 and 250/350 micron surface brightness ratios
我们研究了赫歇尔空间天文台观测到的24个邻近（<30 Mpc）正面螺旋星系内160/250和250/350微米表面亮度比的变化，以确定这些波长下尘埃发射的加热机制。分析包括定性和定量比较160/250和250/350微米比H α和24微米表面亮度，跟踪恒星形成区的光，和3.6微米发射，跟踪来自星系中较老的恒星星族的光。我们发现尘埃的加热机制有很大的变化。在星系的一个子集中，我们发现了证据，表明小于等于160微米（在极少数情况下可能小于等于350微米）的辐射来自恒星形成区加热的尘埃。在另一个子集中，我们发现大于等于250微米（有时大于等于160微米）的辐射来自于被较老的恒星星族加热的尘埃。在其余的样本中，要么结果是不确定的，要么这两个恒星星族对全球尘埃加热的贡献是相等的。观测到的尘埃加热机制的变化并不一定与尘埃发射和辐射转移模型的预测相匹配，这可能导致高估尘埃温度，低估尘埃质量，错误检测尘埃发射率的变化，以及不准确的恒星形成率测量。
2014-09-05 astro-ph.GA
The Herschel Exploitation of Local Galaxy Andromeda (HELGA) VII: A SKIRT radiative transfer model and insights on dust heating
恒星的辐射加热了弥漫的星际介质和星系中恒星形成区的尘埃颗粒。模拟这种相互作用提供了星系中尘埃的信息，这是星系演化的重要组成部分。要确定加热尘埃的恒星星族，并将衰减与次星系尺度上的发射联系起来，并不容易。辐射转移模型能够在真实的三维环境中模拟尘埃与星光的相互作用。我们以仙女座星系（M31）为实验室，研究了星系尺度上的尘埃加热机制。我们进行了一系列的全色辐射转移模拟仙女座与我们的代码SKIRT。M31的大倾角使3D建模复杂化，并导致投影效果。然而，观察到的形态和通量密度再现相当不错，从紫外线到亚毫米波长。我们的模型揭示了一个现实的衰减曲线，与以前的观测估计兼容。我们发现M31中的尘埃主要是由演化的恒星星族加热的（占吸收光度的91%）。明亮的凸起产生了强烈的辐射场，并导致了10 kpc的主恒星形成环的非局部加热。未演化恒星星族对尘埃加热的相对贡献随波长和星系心距离的变化而变化，未演化恒星星族的尘埃加热份额与NUV-r颜色和比恒星形成率密切相关。这两个相关的参数是有希望的探针的尘埃热源在当地的规模。
2016-09-27 astro-ph.GA
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
Simultaneously modelling far-infrared dust emission and its relation to CO emission in star forming galaxies
提出了一种同时模拟沙尘远红外光谱能量分布（SED）和总红外$-$-一氧化碳（CO）积分强度$(S_{\rm IR}-I_{\rm CO})$关系的方法。建模采用了分层贝叶斯（HB）技术来估计灰尘的表面密度，温度（$T_{\rm eff}$），并在每个像素的光谱指数从观察到的远红外（FIR）地图。此外，给定相应的CO地图，该方法同时估计FIR和CO强度之间的斜率和截距，这是所观察到的源的全局属性。该模型考虑了相关和不相关的不确定性，例如赫歇尔观测中存在的不确定性。使用合成数据集，我们证明了HB方法的准确性，并与常见的非分层拟合方法的结果进行了对比。作为一个初步的应用程序，我们模拟的尘埃和气体在100 pc尺度的麦哲伦云从赫歇尔FIR和NANTEN CO的观测。的斜率的$\log S_{\rm IR}-\log I_{\rm CO}$关系是类似的两个星系，在1.1 $-$ 1.7的范围内下降。然而，在SMC中，截距几乎高3倍，这可以通过其比LMC低的金属性来解释，导致每单位$I_{\rm CO}$的$S_{\rm IR}$更大。HB建模证明LMC中具有最高$I_{\rm CO}$的区域中的$T_{\rm eff}$增加。这可能是由于年轻恒星在致密分子区域的尘埃加热增强。这种同时尘埃和气体的建模可能会揭示ISM特性的变化及其与其他星系特征的关联，如恒星形成率和/或金属丰度。
2016-04-19 astro-ph.GA
Modelling the nebular emission from primeval to present-day star-forming galaxies
我们提出了一个新的模型的星云发射恒星形成的星系在广泛的化学成分，适当的解释观测星系在所有宇宙时代。该模型依赖于国家的最先进的恒星星族的合成和光电离代码的组合来描述系综的HII区和扩散的气体电离的年轻恒星在星系中。这个模型的一个主要特点是自洽的，但多功能的治疗元素丰度和耗尽到尘埃颗粒，它允许一个从星系的气体相和尘埃相的金属富集所观察到的星云发射。我们发现，该模型可以解释在不同的红移星系的休息帧紫外和光学发射线的性质，并发现紫外发射线比光学的参数，如C/O丰度比，氢气密度，尘埃-金属质量比和恒星初始质量函数的上限截止更敏感。我们还发现，对于太阳附近的气相金属丰度略低于太阳，广泛使用的公式来约束氧离子分数和C/O比从紫外线和光学发射线光度是合理的忠实。然而，这些配方在非太阳金属丰度处分解，使其不适合研究化学上年轻的星系。在这种情况下，一个完全自洽的模型在本文中提出的那种需要解释所观察到的星云发射。
2016-07-20 astro-ph.GA
The very wide-field $gzK$ galaxy survey -- II. The relationship between star-forming galaxies at $z \sim 2$ and their host haloes based upon HOD modelling
本文给出了在$z \sim 2$上对恒星形成星系的晕占据分布（HOD）分析结果。我们获得了高质量的角度关联函数的基础上，一个大的sgzK样本，这使我们能够进行HOD分析。的平均晕质量和HOD质量参数被发现单调增加与增加$K$带的幅度，这表明更明亮的星系居住在更大规模的黑暗晕。HOD质量参数的光度依赖性被发现与本地宇宙相同;然而，在所有的星等范围内，质量都大于本地宇宙。这意味着在$z \sim 2$的星系倾向于形成比在本地宇宙中更大质量的暗晕，这一过程被称为缩小。利用扩展的Press-Schechter公式分析暗晕质量演化和暗晕中卫星星系的数量演化，发现$z \sim 4$处的暗莱曼破裂星系可以演化为$z \sim 2$处最暗的sgzKs $(22.0 < K \leq 23.0)$，并演化为局域宇宙中的类银河星系或椭圆星系。而最明亮的sgzKs $(18.0 \leq K \leq 21.0)$则可能演化成本宇宙中质量最大的系统。发现sgzKs的星晕质量比（SHMR）与模型的预测一致，除了最暗的sgzKs的SHMR小于$z \sim 2$的预测。这种差异可能归因于我们的样本仅限于恒星形成星系。
2016-02-04 astro-ph.GA
Self-consistent population spectral synthesis with FADO - I. The importance of nebular emission in modelling star-forming galaxies
光谱布居合成（PS）是河外星系研究中的一个基本工具，旨在从星系的SED中破译星系的组装历史。然而，直到最近，所有的PS代码仅限于纯粹的恒星拟合，忽略了星云发射（NE）的重要贡献。随着FADO的出现，现在可能的恒星和NE的自洽建模开辟了新的路线，探索星系SFHS。本研究的主要目标是定量地探讨FADO可以恢复星系的物理和演化特性的准确性，并将其输出与纯恒星PS代码进行比较。考虑到这一点，FADO和STARLIGHT被应用到合成SED中，这些合成SED跟踪无反射模拟星系中恒星和气体的光谱演化，这些星系根据不同的参数SFH形成其恒星质量（$M_\star$）。光谱拟合计算两个不同的设置，近似的SDSS和CALIFA数据的光谱范围。我们的分析表明，FADO可以恢复星系的关键物理和演化特性，如$M_\star$和质量和轻加权平均年龄和金属丰度，精度优于0.2 dex。即使在sSFR强烈升高的阶段也是如此，因此具有相当大的NE污染。至于星光，我们的分析文件只有NE下降到低水平的进化阶段与理论值有适度的一致性。事实上，在高sSFR阶段，与STARLIGHT拟合严重高估了$M_\star$和质量加权恒星年龄，而严重低估了轻量年龄和金属丰度。从这项研究的见解表明，忽视星云连续发射星光和类似的纯恒星PS代码可能会系统地影响$M_\star$和SFH估计恒星形成的星系。
2019-01-30 astro-ph.GA
Modelling Population III stars for semi-numerical simulations
从理论上模拟第三星族星（Pop III星）引起的21厘米信号是从当前和即将到来的21厘米观测中提取关于Pop III星的丰富信息的关键。在这项工作中，我们开发了一个新的模块的波普III星的逃逸分数的电离光子和莱曼-沃纳（LW）的光子，光加热的紫外线辐射，和LW的反馈始终纳入。通过实施该模块到一个公共的21厘米半数值模拟代码，21CMFAST，我们展示了21厘米信号计算和调查的重要性，流行III星建模。我们发现，从波普III星宇宙再电离的贡献显着依赖于逃逸分数的治疗。用我们的逃逸分数模型，Pop III星几乎没有再电离的贡献，因为质量较小的晕，其逃逸分数高，不能主机Pop III星由于LW反馈。另一方面，Pop III型恒星的再电离贡献与传统的恒定逃逸分数。我们还发现，如果宇宙的电离分数高于约1%，紫外光加热对21厘米全球信号和21厘米功率谱有不可忽略的影响。在这种情况下，21厘米全球信号的强度取决于光加热效率，因此也取决于Pop III恒星的质量。我们的结论是，详细的建模流行III星是必不可少的预测21厘米观测准确未来的观测。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the structure of molecular clouds: I. A multi-scale energy equipartition
我们提出了一个模型来描述分子云（MC）在早期演化阶段的质量-尺寸关系的一般结构。大小是通过阈值水平，在重力，湍流和热能$|W| \sim f(E_{\rm kin} + E_{\rm th})$之间的均分发生，采用相互依赖的速度色散和密度的标度关系，并假设在每个尺度的对数正态密度分布定义。均分系数$1\le f\le 4$的变化允许在典型MC（$\gtrsim$ 4 pc）的大小范围内的尺度上模拟恒星形成区域。最佳拟合获得低或没有恒星形成的地区（管，北极星），以及为这样的恒星形成活动，但与近对数正态分布的柱密度（玫瑰）。该模型的一个额外的数值试验表明，它的适用性云的演化时间之前形成的第一颗恒星。
2016-04-25 astro-ph.GA
Modelling the chemistry of star forming filaments - H$_2$ and CO chemistry
我们提出了模拟的恒星形成丝纳入最大的化学网络使用的日期上的飞行在3D-MHD模拟。该网络包含37种化学物质和约300种选定的反应速率。为此，我们使用新开发的软件包KROME（Grassi et al. 2014）。我们结合KROME包的算法，使我们能够计算的列密度和衰减的星际辐射场所需的适当模型加热和电离率。我们的研究结果表明，使用这样一个复杂的化学网络在现代超级计算机上的3D-MHD模拟的可行性。我们用不同强度的星际辐射场和宇宙射线电离率进行模拟。我们发现，对中心的细丝有逐渐转换的氢从H到H $_2$以及C $^+$在C CO。此外，我们发现一个降低的尘埃温度对中心的细丝在协议最近的赫歇尔观测。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization degree and magnetic diffusivity in the primordial star-forming clouds
磁场在恒星形成过程中扮演着重要的角色，如在恒星形成云中的角动量传输，从而控制着星周盘的形成，甚至控制着双星的形成效率。磁场和气体之间的耦合由气体中的电离度决定。在这里，我们通过求解化学反应网络来计算原始气体的热演化和化学演化，其中所有的反应都是可逆的。我们发现，在~ 10^14-10^18 /cm ^3时，电离度比以前的结果高出100-1000倍，这是由于锂被捕获在云中的热光子电离，迄今为止一直被忽略。通过提取13个物种的36个反应，构造了能正确再现电离度和热演化的最小化学网络。利用得到的电离度，我们评估了磁场扩散率。我们发现，场耗散可以忽略不计的整体场相干超过十分之一的云的大小，只要场是不是那么强，以禁止崩溃。当磁场强到足以使双极扩散加热变得显著时，磁压对减缓塌缩和减少压缩加热的作用变得更加重要，并且温度实际上变得比无场情况下低。
2019-04-17 astro-ph.GA
Modelling the UV to radio SEDs of nearby star-forming galaxies: new Parsec SSP for Grasil
利用更新后的PARSEC大质量恒星演化轨迹数据库，计算了不同金属丰度和IMF质量上限条件下年轻简单恒星星族（SSP）的积分恒星光、电离光子收支和超新星爆发率.使用云，我们计算并包括在SSP光谱的星云发射的贡献。我们还重新审视了来自年轻恒星的热和非热射电辐射贡献。使用GRASIL，我们可以预测全色光谱和任何类型的恒星形成星系的主要复合线，包括尘埃吸收和再发射的影响。我们检查新的模型对选定的观测良好的附近星系的光谱能量分布（SED）。从最佳拟合模型，我们得到一组一致的恒星形成率（SFR）校准波长范围从紫外线（UV）到无线电。我们还提供了分析校准，考虑到金属和IMF的SSP的质量上限的依赖。我们表明，后者的限制可以很好地约束结合信息，从观察到的远红外，24 μm，33 GHz和Hα光度。另一个有趣的属性来自拟合是，虽然在正常的星系中，线的衰减显着高于附近的连续体，在个别恒星爆发区域，它们是相似的，支持这种效应是由于年龄选择性灭绝的概念。由于在这些条件下的巴耳末衰减方法可能是不准确的，我们提供的关系，估计从观测到的24 μm或33 GHz的通量的衰减。这些关系对于年轻高红移星系的分析是有用的。
2017-02-08 astro-ph.GA
Sulphur within the extreme environment of the central molecular zone of NGC 253: a chemical modelling approach
Leiden University（莱顿大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究通过UCLCHEM化学模型分析NGC 253星系中心分子区含硫物种行为，可区分受激、激波后及宁静气体，为研究河外恒星形成区分子发射起源提供有效方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
Chemical modelling of glycolaldehyde and ethylene glycol in star-forming regions
乙醇醛（HOCH $_2$ CHO）和乙二醇（（CH $_2$ OH）$_2$）是在几个恒星形成区的热核心和热科里醇中检测到的两种复杂的有机分子。乙二醇/乙醇醛的丰度比似乎显示出与源光度的增加。在文献中，已经提出了这两个物种的几种表面化学形成机制。使用UCLCHEM化学代码，我们探索了不同的场景，并将一系列不同光度的来源的预测与观测结果进行了比较。没有一种情况能完美地再现这一趋势。一个更好的协议，但是，发现通过重组的两个HCO自由基，然后连续氢化形成。HCO和CH $_2$ OH之间的反应除了氢化途径之外还有助于乙醇醛的形成。改进的预测时，减少H $_2$密度的核心区域内的T $\geq$ 100 K作为光度的函数的趋势，包括在模型中。还需要研究复杂有机分子在气相中的破坏反应，因为一旦物种在恒星形成区域的温暖内部区域解吸，它们就会影响丰度比。
2017-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneously Modelling Dusty Star Forming Galaxies and Massive Quiescents: A Calibration Framework for Galaxy Formation Models
针对星系形成模型中尘埃恒星形成星系与大质量宁静星系数密度难以同时再现的问题，利用L-Galaxies半解析模型的MCMC校准模式，测试多种观测约束组合，找到了能同时匹配两者的模型，并揭示了高并合恒星形成效率及SMBH吸积无晕质量依赖等关键物理机制。
2025-04-21 astro-ph.GA
Revisiting stellar properties of star-forming galaxies with stellar and nebular spectral modelling
光谱合成是一个解释星系物理性质的有力工具，它通过将星系的光谱能量分布分解成主要的光度贡献者（例如恒星星族或电离气体）。然而，多年来，星云发射对恒星形成（SF）星系的推断性质的影响在很大程度上被忽视了。本工作的目的是估计恒星性质之间的关系，从SDSS DR 7通过同时拟合恒星和星云的连续体与FADO和比较，得到的结果使用STARLIGHT，一个纯粹的代表恒星星族的综合代码。星系总体的平均质量、平均年龄和平均金属丰度值的代码之间的差异可以高达$\sim$ 0.06 dex，SF星系的差异可以高达$\sim$ 0.12 dex（EW（H $α$）>3 dex），两个代码之间最显著的差异是轻加权平均恒星年龄。对强SF星系（EW（H $α$）>75 μ m）的平均光和质量加权恒星形成历史的进一步研究表明，与FADO相比，STARLIGHT低估了强SF星系的平均光加权年龄高达$\sim$ 0.17 dex，高估了光加权金属丰度高达$\sim$ 0.13 dex（反之亦然）。被动，SF和强烈SF星系样本的平均恒星属性之间的比较也表明，代码之间的差异增加EW（H $α$）和减少总恒星质量。这项工作发现了间接证据，表明纯粹的恒星星族合成方法对恒星形成率相对较高的星系的恒星性质产生了负面影响。反过来，这可能会使对质量年龄或质量金属丰度等基本关系的解释产生偏差。
2022-08-30 astro-ph.GA
Contribution of polycyclic aromatic hydrocarbon ionization to neutral gas heating in galaxies: model versus observations
[摘要]来自大质量恒星的紫外线（UV）光子电离多环芳烃（PAH）预计将占星系中性气体加热的很大一部分。然而，这一建议的评估，一直受到限制，我们的能力，直接比较观察诊断的结果描述PAH电离的分子模型。本文的目的是利用最新的分子参数值来自实验室实验和量子化学计算多环芳烃和提供一个详细的比较模型值和观测诊断的多环芳烃的电荷状态和加热效率。尽管使用一个简单的分析模型，我们得到了很好的协议模型结果和观测诊断在广泛的辐射场和物理条件下，在环境中，如恒星形成区，星系，和原行星盘。此外，我们发现，模拟的多环芳烃的光电加热速率接近所观察到的气体排放的冷却速率。这些结果表明，PAH电离是在这些环境中的中性气体加热的主要来源。因此，我们的多环芳烃光电加热模型的结果可以用来评估紫外辐射加热在星系中的贡献（与冲击，例如）。我们提供了适合模型结果的经验公式，以及完整的Python代码本身，以计算PAH的加热速率和加热效率。
2022-09-20 astro-ph.GA
The Star-Forming Interstellar Medium of Lyman Break Galaxy Analogs
我们提出了VLT/SINFONI近红外（NIR）积分场光谱的6个$z \sim 0.2$莱曼break星系“类似物”（LBA），从中我们检测HI，HeI，和[Fe II]复合线，和多个H $_2$振转线的发射。Pa $α$运动学揭示了相对于随机运动（$\langle v/σ\rangle = 1.2 \pm 0.8$）的高速度分散和低旋转速度。对H $β$、H $α$和Pa $α$的匹配孔径比较表明，与典型的局部恒星形成系统相比，星云的颜色过剩相对于连续光谱的颜色过剩要低。我们比较观察到的氦/氢复合线比光电离模型来衡量的有效温度（T $_{\rm eff}$）的大质量电离恒星，发现至少有一个LBA的属性是一致的额外加热从活动星系核（AGN）和/或过剩的大质量恒星。我们使用H $_2$ 1-0 S（$\cdot$）振转光谱，以确定转动激发温度$T_{\rm ex} \sim 2000$ K温暖的分子气体，我们归因于密集的光子占主导地位的区域的紫外加热。空间分辨的近红外线比有利于大质量年轻恒星的激发，而不是超新星或活动星系核的反馈。我们的研究结果表明，本地类似物的莱曼break星系主要是受到强烈的反馈，从最近的恒星形成，在某些情况下，AGN和外流的证据。
2019-11-18 astro-ph.GA
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs -- Modelling the molecular emission of a parsec-scale torus as found in NGC1068
星系中央黑洞的吸积率可以通过厚盘和环中的粘性力矩来获得，这可以通过毫米干涉测量在活动星系NGC 1068的内部~ 20 pc内以与银河系中心的环核盘（CND）的单盘观测相当的尺度和灵敏度来解决。为了解释这些区域的观测结果并确定其气体分布的物理性质，我们提出了一个建模工作，包括（i）一个简单的动力学模拟，涉及盘气云之间的部分非弹性碰撞，（ii）一个由动力学模型和观测校准的湍流cluerous气盘的分析模型，（iii）局部湍流和宇宙射线气体通过H2O，H2加热和冷却，和CO排放，和（iv）测定的分子丰度。我们还考虑了光解离区域（PDR），其中气体被直接照射的中央引擎。我们比较所得的模型数据库的CO，HCN，HCO+，CS亮度温度可用的观测。在这两种情况下，运动学可以解释为一个或两个云与一个预先存在的环碰撞，在CND的逆时针方向和逆行的NGC 1068。而且，只有密集的盘状云，线通量可以复制到大约2倍。为了避免云间介质的自吸收，在最大尺度上的湍流加热，相当于磁盘的高度，必须减少50-200倍。我们的模型表明，湍流机械能输入是厚气体盘内的主要气体加热机制。在N1068中，虽然大部分活动星系核的X射线辐射被尘埃升华半径内的一层康普顿厚度的气体吸收，但光学/紫外辐射可能会在气体环的内边缘将来自光解离区域的分子线发射增强约50%。
2022-06-29 astro-ph.GA
Stochastic grain heating and mid-infrared emission in protostellar cores
小颗粒的随机加热经常被认为是恒星形成星系（例如24μm）大红外（IR）通量的主要原因。如果这种机制在星系范围内确实起作用，那么它也应该在更小的尺度上出现。我们计算温度概率密度分布在一个模型的原恒星核心的四个尘埃成分：大硅酸盐和石墨颗粒，小石墨颗粒，多环芳烃颗粒。计算了相应的光谱能量分布，并与具有代表性的红外暗云核的观测结果进行了比较。我们表明，随机加热，诱导的标准星际辐射场，不能解释高中红外发射向中心的核心。为了再现观测到的来自核心投影中心的发射，特别是在24μm处，我们需要将环境辐射场增加约70倍。然而，具有增强辐射场的模型预测在核心外围甚至更高的强度，使其具有环状外观，这是没有观察到的。我们讨论了这一发现的可能影响，并讨论了其他非辐射尘埃加热过程的作用。
2012-01-03 astro-ph.GA
Radiative transfer modelling of W33A MM1: 3-D structure and dynamics of a complex massive star forming region
我们提出了一个复合模型和辐射转移模拟的大质量恒星形成的核心W33A MM1。该模型是定制的复制与ALMA在$\approx 0.2$ arcsec分辨率CH $_3$ CN和尘埃排放中观察到的复杂功能。MM1核心分裂成六个紧凑的源共存于$\sim 1000$ au。在我们的模型中，这些紧凑的源中有三个更好地表示为围绕中心（原）恒星的盘包络系统，两个作为具有中心物体的包络，一个作为纯包络。最突出的天体（主）的模型包含最大质量的（原）恒星（$M_\star\approx7~M_\odot$）和盘+包层（$M_\mathrm{gas}\approx0.4~M_\odot$），并且是最明亮的（$L_\mathrm{Main} \sim 10^4~L_\odot$）。模型光盘是小（几百au）的所有来源。复合模型表明，细长的螺旋状功能收敛到MM1核心可以令人信服地解释为一个附加的吸积流，饲料上升的恒星系统。该细丝的运动学通过焦点位于该区域质量中心的抛物线轨迹来再现。在这条暗条内存在径向坍缩和碎裂，以及两个源之间存在较小的对流。我们的模型支持一种解释，即曾经被认为是一个大质量的恒星与$\sim 10^3$金光盘和信封，而不是一个形成恒星协会似乎是维里化，并形成几个低质量的恒星每个高质量的对象。
2018-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Regulating Star Formation in Nearby Dusty Galaxies: Low Photoelectric Efficiencies in the Most Compact Systems
星系中恒星的形成受星际介质加热和冷却的调节。特别是，分子气体转化成恒星的过程将强烈依赖于最近恒星形成地点周围中性气体中气体加热与气体冷却的比例。在这项工作中，我们结合中红外（中红外）观测的多环芳烃（PAHs），占主导地位的加热机制的气体在星际介质（ISM），与[C II]，[O I]，和[Si II]的精细结构的排放，最强的冷却通道，在致密的中性气体。IR冷却线发射与PAH发射的比率测量光电效率，这是ISM的一个属性，它决定了紫外光子携带的能量有多少转移到气体中。我们发现，在大天文台全天LIRG巡天（GOALS）中，具有高红外表面密度的恒星形成，红外发光星系的光电效率较低。这些系统也有，平均而言，较高的辐射场强比气体密度，和较大的平均尘埃粒度分布。这些数据支持这样一种假设，即最紧凑的星系在单位面积上有更多的年轻恒星形成区域，这些区域的气体加热效率较低。这些条件在高z时可能更常见，并且可能有助于解释宇宙中午更高的恒星形成率。我们预测如何使用JWST进行调查。
2021-01-06 astro-ph.GA
The M16 molecular complex under the influence of NGC6611. Herschel's perspective of the heating effect on the Eagle Nebula
本文给出了HOBYS重点计划中鹰星云（M16）的Herschel远红外和亚毫米波段图像，使用PACS和SPIRE相机，在70μm，160μm，250μ m，350μm，500μ m5个波段拍摄。M16是创世之柱的所在地，它在很大程度上受到附近的NGC 6611大质量星团的影响。赫歇尔图像揭示了一个清晰的尘埃温度梯度，该梯度远离OB星系团雕刻的空腔中心。我们研究了NGC 6611对赫歇尔观测到的整个M16恒星形成复合体的加热效应，包括该区域的弥散云环境和致密的对流结构。此外，我们解释了M16的三维几何相对于星云，其周围的环境，和NGC 6611腔。尘埃温度和气柱密度图显示了一个突出的东向暗条，它远离大质量恒星形成中心区和NGC 6611星团，并从星团周围延伸出去。这些丝状体中的每一个的尘埃温度随着与NGC 6611星系团距离的增加而降低，表明在3 - 6个\times 10^{22} cm-2柱密度丝状体中，每个方向上的\sim 10 pc的加热穿透深度。我们发现，在高质量的恒星形成区域的OB集群的影响未来的恒星形成的网站的温度，修改的初始条件崩溃和影响的演化标准的原恒星从光谱能量分布。在这个地区看到的形态的起源可能的情况进行了讨论，包括西部相当于东部的灯丝，这是由创建的OB集群及其随后的风和辐射破坏。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields and Outflow Feedback on the Shape and Evolution of the Density PDF in Turbulent Star-Forming Clouds
使用一套恒星形成分子云的三维流体动力学模拟，我们调查的密度概率分布函数（PDF）的变化时，包括重力，湍流，磁场，和原恒星流出和加热。我们发现，当考虑外流和自重力时，密度PDF不是对数正态的。自引力产生的幂律尾在高密度和列入恒星反馈的原恒星流出和加热产生显着的随时间变化的偏差，在低密度的对数正态分布。与没有外流的模拟相比，有外流的模拟有过量的扩散气体，表现出增加的平均音速马赫数，并在整个运行期间保持较慢的恒星形成速率。我们研究了PDF对数正态峰中的扩散气体、幂律尾中的坍缩气体和恒星之间的质量传递。我们发现，在幂律尾部的质量分数是恒定的，这样，恒星形成的幂律气体在相同的速度，在对数正态部分的气体超越幂律。我们发现，湍流不提供显着的支持，在稠密的气体与幂律尾。当除了驱动湍流之外还包括外流和磁场时，从对数正态到幂律，然后到恒星的质量传递速率变得显着较慢，导致恒星形成速率较慢和耗尽时间较长。
2021-09-27 astro-ph.GA
Modelling the mass-metallicity relation of star-forming galaxies from z ~ 3.5 to z ~ 0
本文基于一个完整的数值化学演化模型，研究了恒星形成星系中质量-金属丰度关系（MZR）的起源和宇宙演化。该模型被设计为同时匹配气体和恒星的局部MZRs。这是通过调用一个随时间变化的金属富集过程来实现的，该过程假设在早期银河风中具有较大金属负载因子的随时间变化的金属流出，或者在早期具有较陡斜率的随时间变化的初始质量函数（IMF）。我们将这个模型的预测与覆盖红移0<z<3.5的数据集进行了比较。数据表明，一个两阶段的演变与过渡点约z ~ 1.5。在那个时期之前，MZRgas一直在平行演化，而斜坡没有演化。在z ~ 1.5之后，MZR气体开始变平直到今天。我们发现，变量金属流出和变量IMF模型的预测与这些观察结果非常吻合。我们的模型还再现了主序星的演化，因此星系质量和恒星形成率之间的相关性。我们还比较了预测的红移演化的MZR星与文献中的数据。由于后者主要包含大质量、猝灭的早期星系的数据，因此高红移处的恒星金属丰度在数据中往往高于我们模型的预测。为了检验我们的模型，需要低质量（< 10^11太阳质量）恒星形成星系在高红移时的恒星金属丰度数据。
2018-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fragmentation and Evolution of Molecular Clouds. II: The Effect of Dust Heating
我们研究了在模拟成团恒星形成过程中光度源加热的影响。我们的加热方法包括一个简化的连续辐射转移方法，计算尘埃温度。气体温度由粉尘温度设定。我们提出了四个模拟的结果，两个模拟假设一个等温状态方程和其他两个模拟包括灰尘加热。我们调查两个质量制度，即，84 Msun和671 Msun，使用这两种不同的能量学算法。等温模拟和包括尘埃加热的模拟的质量函数是完全不同的。在等温模拟中，我们没有形成任何质量超过1 Msun的物体。然而，尘埃加热的模拟，虽然错过了一些低质量的物体，形成高质量的物体（~20 Msun），其分布类似于Salpeter IMF。在我们的模拟中形成的恒星周围的包络密度分布与孤立的低质量恒星形成核心周围的观测值相匹配。我们发现吸积率是高度可变的，平均而言，增加最终恒星质量。通过包括恒星的辐射反馈在一个集群规模的模拟，我们已经确定，这是一个非常重要的影响，极大地影响了质量函数，并产生重要的见解大质量恒星的形成。
2009-12-18 astro-ph.GA
Imprints of Zero-Age Velocity Dispersions and Dynamical Heating on the Age-Velocity dispersion Relation
对太阳附近恒星的观测表明，老恒星有明显的速度色散趋势。这种关系被称为年龄-速度色散关系（AVR），它被认为是对银河系加热历史的洞察。在这里，为了研究AVR的起源，我们进行了光滑粒子流体动力学模拟的自引力多相气体盘在静态盘晕电位。考虑到从寒冷和稠密的气体恒星形成，我们分析了这些恒星粒子的演化。我们发现模拟的AVR指数和径向与垂直速度离散度的比值与观测值接近。我们还发现，模拟AVR不是一个简单的结果，动态加热。不同历元恒星的演化轨迹在年龄-速度色散平面上是逐渐演化的，其原因是：（1）恒星形成区速度色散的减小，（2）冷/密/气体散射源的数目减少。这些结果表明，AVR不仅涉及到恒星盘的加热历史，而且还涉及到星系ISM的历史演化。
2017-01-13 astro-ph.GA
Chemical modelling of complex organic molecules with peptide-like bonds in star-forming regions
肽键（N-C=O）在代谢过程中起着关键作用，因为它们将氨基酸连接成肽链或蛋白质。最近，在星际介质（ISM）的多种环境中检测到了几种含有肽样键的分子，这就需要充分了解它们的化学性质及其在形成更大的前生物分子中的作用。我们提出了一个全面的研究化学的三个分子含有肽类键：HNCO，NH $_2$ CHO和CH $_3$ NCO。我们还将其他CHNO异构体（HCNO、HOCN）和C $_2$ H $_3$ NO异构体（CH $_3$ OCN、CH $_3$ CNO）纳入研究。我们已经使用了\uclchem气体颗粒化学代码，并包括在我们的化学网络的所有可能的形成/破坏途径，这些肽样分子最近无论是通过理论计算或在实验室实验研究。我们的预测相比，对原恒星IRAS 16293 $-$ 2422和L1544前恒星核心获得的意见。我们的研究结果表明，涉及CHNO和C $_2$ H $_3$ NO异构体的一些关键反应需要修改，以匹配的观察。与最近的实验室研究结果一致，氢化不太可能在晶粒表面上产生NH $_2$ CHO，而自由基-自由基表面反应和气相反应的组合是更好的选择。此外，当考虑气相反应$\rm NH_2 + H_2CO \rightarrow NH_2CHO + H$的活化能略高（25 $\,$ K）时，NH $_2$ CHO获得了更好的结果。最后，我们的模型表明，在恒星形成区观察到的NH $_2$…
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A nuclear spiral in a dusty star-forming galaxy at $z=2.78$
本文利用长基线ALMA观测和引力透镜效应，重建了$z=2.78$处尘埃星形成星系的核球结构，发现其中心具有双旋臂和核棒等特征，揭示了内禀动力学过程在驱动冷气体聚集及恒星与黑洞快速形成中的关键作用。
2024-12-04 astro-ph.GA
Molecular Gas Heating, Star Formation Rate Relations, and AGN Feedback in Infrared-luminous Galaxy Mergers
通过分析42个红外光度星系的CO谱线与辐射传输模型，发现不同CO谱线加热来源不同，且AGN对低光学深度星暴的CO谱线加热具负反馈作用。
2025-01-28 astro-ph.GA
Modelling the CO streamers in the explosive ejection of Orion BN/KL region
我们提出了反应气体动力学，轴对称模拟致密，高速团块模拟在猎户座BN/KL观察到的CO流光。我们已经考虑了15种化学物质，原子和分子气体的冷却功能，以及通过宇宙射线加热。我们的数值模拟探索不同的喷射速度，星际介质密度配置，和CO含量。使用CO的密度和温度，我们已经计算出CO（$J=2\to1$）的发射率，并建立了CO地图和空间分辨线的轮廓，让我们看到的CO排放区的流光，并获得位置速度图与观测比较。我们发现，为了再现BN/KL CO流光和H $_2$手指的图像和线轮廓，我们需要有团块，首先在一个致密的云核内旅行，然后出现到一个较低密度的环境。
2022-12-21 astro-ph.GA
Observations of [OI]63micron line emission in main-sequence galaxies at z~1.5
我们提出了四个主序星形成星系在z~1.5的Herschel-PACS光谱。我们在BzK-21000中检测到z=1.5213的[OI] 63微米线发射，并测量了线发光度L（[OI] 63微米）=（3.9+/-0.7 x1. E +9 Lsun）。我们的PDR模型的星际介质在BzK-21000建议的UV辐射场强度，G~320 G 0，和气体密度，n~1800 cm-3，与以前的LVG模型的分子CO线激发。我们样本中的其他三个目标在这些数据中单独未检测到，我们进行了光谱叠加分析，检测到它们的平均发射和[OI] 63微米线光度，L（[OI] 63微米）=（1.1+/-0.2 x1 E +9 Lsun。我们发现，未被探测到的BzK选择性恒星形成星系的隐式光度比L（[OI] 63 μ m）/L（IR）与低红移恒星形成星系的隐式光度比L（[OI] 63 μ m）/L（IR）基本一致，而BzK-21000的隐式光度比L（[OI] 63 μ m）/L（IR）与z~6的尘埃恒星形成星系的隐式光度比L（[OI] 63 μ m）/L（IR）基本一致。在BzK-21000和$z \sim 1 -3$中观测到的高[OI] 63微米线光度可能与低密度冷中性气体的扩展储层有关。
2020-09-18 astro-ph.GA
The impact of Lyman-$α$ emission line heating and cooling on the cosmic dawn 21-cm signal
考虑到增强的Ly $α$光子线发射人口III占主导地位的恒星系统在第一个形成的星系，我们显示在$10<z<30$的21厘米宇宙黎明信号可能会大大不同于标准的情况。如果星系内的HII区域是复合束缚的，那么来自星系的Ly $α$光子的能量传递可能会加热星系际气体，或者如果被晕内部的风变红，那么气体的冷却速度会比绝热膨胀更快。在某些情况下，在$15<z<25$可能会达到接近$-500$ mK的21厘米天线温度差，类似于EDGES 21厘米宇宙黎明实验检测到的特征。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nebular emission of star-forming galaxies in a hierarchical universe
以发射线为目标的星系调查正在描述恒星形成星系的演变，但在模拟其物理性质方面仍然没有什么理论进展。我们在宇宙学星系形成模型中预测了恒星形成星系的星云辐射。通过结合半解析模型\sag \与光电离代码\mapp计算发射线。通过将星系中气体的电离参数与冷气体的金属丰度联系起来，对星系的星际介质（ISM）进行了研究，得到了与观测到的\ha、\oii、\oiii光度函数以及本星系的BPT图相一致的结果.平均电离参数被发现增加对低恒星形成率和高红移，与最近的观测结果一致。不同的发射线和它们相关的恒星形成率之间的预测联系进行了研究，提出了相关的标度关系。我们的模型预测，发射线星系有适度的集群偏差，因此居住在暗物质晕的质量低于$M_{\rm halo} \lesssim 10^{12} {[\rm h^{-1} M_{\odot}]}$。最后，我们利用我们的建模技术预测星系数计数高达$z\sim 10$的目标远红外（FIR）发射线可探测的亚毫米设施
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
MUSE-DARK-II: 3D morpho-kinematic modelling of lensed galaxies. Tully-Fisher relation of $z \sim 1$ star-forming galaxies
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，里昂高等师范学校，法国国家科学研究中心）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS, UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and Universidad de Concepción, Departamento de Astronomía（法智天文学联合实验室，法国国家科学研究中心与康塞普西翁大学天文学系）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（天体物理研究研究所，图卢兹大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心）
本文通过三维正向建模方法研究恒星形成星系的形态-运动学特性，探讨红移约1时的恒星质量和总质量Tully-Fisher关系演变，验证了该方法在低信噪比边缘的可靠性。
2026-03-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Modelling the chemistry of star-forming filaments - II. Testing filament characteristics with synthetic observations
我们提出了合成连续谱和$^{13}$ CO和C $^{18}$ O线发射观测的密集和冷的灯丝。动态演变的细丝使用3D-MHD模拟，其中包括一个最大的对飞化学网络使用到目前为止，它模拟H $_2$和CO的详细演变。我们调查的可靠性，可观察到的属性，特别是细丝的质量和宽度，在不同的模拟条件下，如磁场方向和宇宙射线电离率。我们发现，丝的宽度$\sim$ 0.1 pc可以探测线和连续发射观测与高精度（偏差$\leq$ 20%）。然而，更窄的细丝的宽度可以被显著高估高达几倍。通过尘埃排放获得的质量是准确的百分之几，而从分子线发射观测推断的质量偏离实际质量的一个因素高达10，并显示不同的$J$转换的巨大差异。使用分子线观测的细丝质量和窄细丝宽度的不准确估计可归因于（i）细丝的非等温状态，（ii）光学深度效应，和（iii）CO的亚热激发态，而倾斜效应和不透明度校正仅影响所获得的质量和宽度小于50%。质量和宽度的估计都可以通过使用两种同位素来校正光学深度来改进。由于气体和尘埃的温度通常不同（高达25 K），如果（太低）的尘埃温度用于稳定性分析，则细丝会显得更不稳定。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kalkayotl 2.0 Bayesian phase-space modelling of star-forming regions, stellar associations, and open clusters
本文提出开源贝叶斯分层代码Kalkayotl 2.0，基于Gaia数据对恒星数不超过1000的系统进行3D/6D相空间建模并推断膨胀、收缩和旋转等内部运动学，在β-Pictoris、Hyades和Praesepe上验证了其可靠性。
2024-11-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Modelling Herschel observations of hot molecular gas emission from embedded low-mass protostars
目标。年轻的恒星与周围的环境发生强烈的相互作用，这从赫歇尔空间天文台在嵌入的低质量原恒星中检测到的高度旋转激发的CO（高达Eup=4000 K）和H2O发射（高达600 K）中可以看出。我们的目标是建立一个模型，再现观测定量，调查的排放的起源，并使用线作为探针的各种加热机制。方法.该模型包括一个球形信封与双极流出腔。三种加热机制被认为是：被动加热的原恒星的光度，紫外线照射的外流腔壁，沿腔壁的C型冲击。线通量计算CO和H2O的赫歇尔数据和补充的地面数据的原恒星NGC 1333 IRAS 2A，HH 46和DK茶相比。选择这三个来源是为了跨越一系列的进化阶段和物理特征。结果包层中被动加热的气体占所有旋转线（直到J=40-39）的CO光度总和的3-10%;它最好由低J CO同位素线（如C18 O 2-1和3-2）探测。紫外线加热的气体和C型冲击，探测12 CO 10-9和更高的J线，各占20-80%。模型拟合显示了一个初步的演化趋势：CO排放主要是由冲击在最年轻的源和紫外线加热的气体在最古老的。这一趋势主要是由较低的包络密度在更先进的来源。在所有情况下，总的H2O线光度都是由激波主导的（>99%）。由于气体温度随入射UV通量变化的不确定性，这两种物质的确切百分比至少有2倍的不确定性。然而，在定性的水平上，需要UV加热的气体和C型冲击来再现CO和H2O的远红外旋转线中的发射。
2011-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a unified injection model of short-lived radioisotopes in N-body simulations of star-forming regions
本文通过 N 体模拟研究恒星形成区中 26Al 和 60Fe 的注入富集，发现太阳系在 26Al 富集上处于分布上端，在 60Fe 上则极度富集，并指出 26Al 对系外行星组成的统计影响可能被低估。
2024-10-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of Cosmic Ray Heating in 21-cm Observables
本文建立宇宙射线加热早期宇宙IGM的半数值模型，首次研究其在21厘米功率谱和层析图中的特征，发现其短程加热导致小尺度功率增强，并揭示低质量暗晕逃逸场景下丰富的热历史与平坦吸收谷。
2023-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
