Barnard 59: No Evidence for Further Fragmentation
巴纳德59（B59）复合体中心的致密分子团是烟斗星云中唯一形成小型星团的区域。先前对高分辨率近红外尘埃消光图的分析显示，B59的核区域是一个巨大的，大部分是静止的18.9太阳质量的团块。这个星团呈现出一个整体的轮廓，可能表明这个星团正在崩溃，没有明显的碎片，可能导致另一组恒星系统。在本文中，我们提出了新的分析，比较尘埃消光图与一个新的尘埃发射无线电连续图的更高的空间分辨率。我们证实，该集群没有显示出任何显着的证据，在规模小于以前探测的星前碎片。
2012-01-10 astro-ph.GA
Gravitational Fragmentation of Extremely Metal-poor Circumstellar Discs
我们研究的引力破碎的拱星盘吸积极贫金属（$Z \leq 10^{-3}$ Zsun）气体，进行了一套三维流体动力学模拟使用自适应网格细化代码恩佐。我们系统地跟踪了第一颗原恒星诞生后2000年的长期演化，包括$Z = 0$、$10^{-5}$、$10^{-4}$和$10^{-3}$ Zsun。我们发现，自引力团簇的数量的演变定性的变化与$Z$。由尘埃冷却引起的剧烈碎裂发生在金属贫乏的情况下，在$Z = 10^{-5}$和$10^{-4}$ Zsun暂时提供了大约10个自引力团块。然而，我们也表明，碎片化是一个非常零星的过程，在早期发作的碎片化后，团块的数量不断减少，因为它们合并在这些情况下。随着$Z$的增加，颗粒的破碎倾向于推迟，这表明在较低的密度下，颗粒的破碎是最有效的。结果，在$Z = 10^{-3}$ Zsun处，块数目保持最小，直到在后期阶段中开始椎间盘碎裂。我们还表明，团块的质量分布也取决于金属丰度。一个单一的或二元的团块比其他的大得多，只出现在$Z = 10^{-3}$ Zsun，而它们在较低的金属丰度下质量分布更均匀。我们认为，光盘碎片应该提供恒星的多个系统，但他们的性质急剧变化与微量的金属。
2021-09-29 astro-ph.GA
Millimetre-Wave and Near-Infrared Signposts of Massive Molecular Clump Evolution and Star Cluster Formation
我们报告了新的近红外和毫米波观测数据的选择大规模的银河系分子团（CHaMP样本的一部分）及其相关的年轻星团。这些团簇首次在“稠密气体示踪物”中显示了冷分子气体HCO+谱线发射与关联星云Brγ谱线发射之间的显著相关性。这种相关性出现在HCO+线的亮度，而不是它的线宽。而N_2H ~+谱线与Brγ谱线的相关性很弱或不存在。HCO+/N2 H+的谱线比率也因团簇而异：明亮的HCO+发射倾向于与Brγ星云更密切相关，而明亮的N2 H+发射倾向于避开Brγ中明亮的区域。这两种分子物种显示弱的相关性的意义与红外H2 v=1-0和v=2-1线发射，或附近的团块。的H2发射线的比例是一致的荧光激发在大多数的团块，虽然热激发被认为是在少数团块。我们将这些趋势解释为气体条件演化的证据，这是由于团块中正在进行的恒星形成的影响，特别是来自大规模YSO的紫外线辐射作为加热分子气体并改变其化学性质的驱动剂的重要性。这表明，分子云的一些传统的致密气体示踪剂不对均匀的团块群进行采样，即，HCO+的亮度特别与大质量年轻恒星对冷气体的加热和破坏直接相关，而N2 H+更好地采样气体尚未受到这一过程的影响。因此，我们认为HCO+-N2 H +-Brγ关系是分子团形成大质量恒星过程的一个有用的诊断。
2013-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
A Tale of Two Clump Masses: A New Way to Study Clump Formation in Simulations
提出了一种研究银盘坍缩和碎裂特征尺度的新方法。通过具有指定波长和速度的受控扰动，在模拟中播种团块形成。这些都适用于其他安静的气体盘，从类似物的今天的螺旋丰富的气体，高红移星系。结果进行了比较，线性理论，磁扰磁盘和观测。结果反映了预期的线性，非轴对称理论与有限的窗口生长成一个绑定的丛。我们确定了两种新的模式的团块形成：旋转驱动的裂变和碎片的潮汐尾巴，虽然这两个预计很少有助于团块形成在观察到的磁盘。我们发现，约束团块通常比所谓的Toomre质量小得多。碎裂的首选尺度随着盘气体质量的增加而增加，但不能产生大于$\sim10^9$ M $_{\odot}$的束缚物体。最有可能结合的团块质量从低质量圆盘中的$3\times10^6$增加到$5\times10^8$ M $_{\odot}$。我们的结论是，在高红移1千秒差距尺度上观察到的大质量恒星和气体团块最有可能是许多最初不同的绑定团块的聚集体。
2019-05-06 astro-ph.GA
Flow-Driven Cloud Formation and Fragmentation: Results From Eulerian and Lagrangian Simulations
激波在热膨胀介质中的破碎提供了一种形成湍流冷云的自然机制，作为分子云的前兆。然而，由于大的密度和温度差异以及所涉及的动力学尺度范围，用数值模拟来跟踪这一过程是具有挑战性的。我们比较二维模拟流动驱动的云的形成没有自重力，使用拉格朗日光滑粒子流体动力学（SPH）代码葡萄藤和欧拉网格代码变形。两种方法的结果在定性上相似，但SPH方法的可变空间分辨率导致更小的片段和更细的细丝，使得整体形态不同。热力学和流体动力学的不稳定性导致快速冷却和碎裂成温度低于300 K的冷块。对于质量大于1 Msun/pc的团块，团块质量函数的平均斜率为-0.8。团块的内部速度分散几乎比它们的相对运动小一个数量级，使其相对于团块的内部声速为亚音速，但如外部观察者所见为超音速。对于SPH模拟，大部分冷气体的温度低于100 K，而基于网格的模型显示了100至300 K之间的额外的实质性成分。独立的数值方法，我们的模型证实，温暖的中性气体的会聚流的碎片迅速，并形成高密度，低温团块作为可能的种子恒星形成。
2011-03-11 astro-ph.GA
Before fragmentation: from uniform clouds to stellar clusters
INAF - Istituto di Radioastronomia di Bologna（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所博洛尼成分所）；Haystack Observatory, Massachusetts Institute of Technology（海斯塔克天文台，麻省理工学院）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica (IRyA-UNAM)（无线电天文学与天体物理学研究所（墨西哥国立自治大学））；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，自然科学研究所）
本研究通过ALMA观测发现约15%的大质量团块未碎裂，表明引力而非湍流主导早期碎裂，支持层级式引力驱动模型。
2026-09-29 astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA measurements of mass loss and wind clumping in the massive stars of the Arches cluster
University College London（伦敦大学学院）；SKAO, Jodrell Bank（平方公里阵列射电望远镜，乔德尔班克）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所与高等科学研究委员会天体生物学中心）
利用ALMA和VLA数据，测量Arches星团中23颗大质量恒星的电离风质量损失率和团块结构，发现Wolf-Rayet星以热自由-自由辐射为主，而O型星存在非热同步辐射，并揭示风团块随半径减小。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XI. Statistical Study of Early Fragmentation
本研究依托ASHES巡天的39个大质量恒星形成团块，通过统计839个核的特征，发现早期碎裂符合热金斯碎裂规律，核与亚团块同时形成且呈亚团簇式分布，核质量随团块演化增长。
2024-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). IV. Fragmentation in High-mass Star-Forming Clumps
本研究利用DIHCA巡天的ALMA观测数据，分析30个大质量恒星形成团块的碎裂特征，通过核识别与间距测量、完备性校正等，得出约7000 au的特征碎裂尺度，证实热金斯碎裂在团块碎裂中起主导作用。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation in high redshift galaxies revealed by hydrodynamical simulations
高红移的恒星形成星系与邻近的星系相比有着非常不同的形态。事实上，它们经常被质量高达$10^{8-9}$ $\mathrm{M}_\odot$的明亮恒星形成结构所主导，被称为“巨块”。然而，最近的观测结果质疑这一结果，只显示低质量结构或根本没有结构。本文利用自适应网格细化方法对星系进行了秒差距尺度的流体动力学模拟，研究了星团高红移星系内部结构的形成。我们发现，在非常丰富的气体星系恒星形成发生在小的气体集团与质量低于$10^{7-8}$ $\mathrm{M}_\odot$，本身位于巨大的复合物与质量高达$10^8$，有时$10^9$ $\mathrm{M}_\odot$。这些巨大的结构在质量和大小上与成像调查中观察到的巨大团块相似，特别是哈勃太空望远镜。使用模拟观测模拟星系，我们表明，在非常高的分辨率与仪器，如阿塔卡马大型毫米阵列或通过引力透镜，只有低质量的结构可能会被检测到，他们聚集成巨大的复合体可能会错过。这导致无法检测到巨大的团块，因此在检测这些结构时引入了偏差。我们表明，模拟的巨大团块可以引力约束，即使在模拟ALMA观测和HST观测透镜星系的代表未被检测到。然后，我们比较了一个最初温暖的磁盘自上而下的碎片和一个最初冷的磁盘自下而上的碎片，以表明团块的形成过程不会影响它们的物理性质。
2021-01-28 astro-ph.GA
Fragmentation and dynamical collapse of the starless high-mass star-forming region IRDC18310-4
目的：研究大质量无星气体团在高质量恒星形成初期的碎裂和动力学性质。方法：基于赫歇尔连续谱数据，我们确定了一个巨大的气体团，仍然远红外黑暗高达100微米波长。利用Plateau de Bure干涉仪、Nobeyama 45 m单碟谱线和连续谱观测研究了其碎裂和动力学性质。结果：在4个岩心中，块状气藏在~ 18000 AU的空间尺度上发生了碎裂。将这个高质量区域的空间范围与文献中的中低质量无星核心进行比较，我们发现线性尺寸在整个质量范围内没有显着变化。然而，高质量区域将更多的气体挤压到这些类似的体积中，因此具有更大的数量级密度。所提出的低质量到高质量区域的碎裂特性与重力不稳定的金斯碎裂相一致。此外，我们发现多个速度分量与解决核心。最近的辐射转移流体动力学模拟的动态崩溃的大规模的气体集团也导致多个速度分量沿视线，因为cluberous结构的地区。这一结果得到了整个区域的病毒和总气体质量之比<1的支持。结论：这个显然仍然没有恒星的大质量气体团在形成嵌入的热源之前，表现出早期碎裂和动态坍缩的明显特征。与低质量区域的比较表明，恒星形成区域的线性大小不一定会因质量不同而变化很大，然而，与低质量区域相比，高质量区域的质量库和气体密度增加了几个数量级。
2013-04-25 astro-ph.GA
Formation of Cosmic Noon Protogalaxies via Quasar-Induced Fragmentation of a Cosmic Filament
研究发现在宇宙正午时期，十亿太阳质量黑洞驱动的类星体喷流使宇宙细丝碎裂，形成至少八个大质量原星系团块，为星系形成理论提供了新见解。
2025-09-12 astro-ph.GA
Protostellar-disc fragmentation across all metallicities
宇宙金属丰度的演化可能导致了不同时期恒星形成模式的多样性。星周盘的引力碎裂是多恒星系统（包括密近双星）形成的重要通道。我们在这里研究光盘碎片的性质，系统地进行了一套二维辐射流体动力学模拟，在广泛的金属丰度，从原始的太阳值。特别是，我们遵循相对长期的光盘演化超过15千年后，光盘形成，纳入加热的原恒星辐射的影响。我们的研究结果表明，磁盘碎片发生在所有金属丰度$1$ - $0$ $Z_{\odot}$，产生自引力块。团簇的物理性质，如它们的数量和质量分布，由于不同的气体热演化的金属丰度的变化。例如，在$10^{-2}$ -- $10^{-5}$ $Z_{\odot}$的中间金属丰度范围内，团块的数量是最大的，在这种情况下，尘埃冷却只在盘的致密部分有效，并导致螺旋臂的碎裂。$1$ -- $0.1$ $Z_{\odot}$的星盘破碎程度较低，这要归功于恒星辐射对星盘的稳定作用。这种金属丰度的依赖性与观察到的趋势一致，即在$1$ - $10^{-3}$ $Z_{\odot}$范围内，密近双星分数随着金属丰度的降低而增加。
2022-06-07 astro-ph.GA
Stellar and substellar initial mass function: a model that implements gravoturbulent fragmentation and accretion
在这项工作中，我们推导出恒星的初始质量函数（IMF）的致密核心的质量分布的叠加，产生通过gravoturbulent破碎的不稳定团块的分子云（MC）和增长通过竞争吸积。MCs是由星际介质中的湍流级联形成的，尺度L从100到~0.1 pc。它们的内部湍流基本上是超音速的，并产生密度为n的对数正态分布的团块。我们的模型是基于一个幂律关系的假设团块质量和团块密度：n~m^x，其中x是一个无标度参数。引力不稳定的团块被假定为经历等温碎裂，并产生对数正态质量分布的原恒星核心，以团块的金斯质量为中心。然后假设单个核心的质量通过竞争性吸积进一步增长，直到团块内其余的气体被耗尽。当x=0.25时，观测到的IMF可以最好地再现，其特征恒星形成时间尺度为~ 500万年，恒星形成效率较低，为~ 10%。
2010-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS Survey: III. Clump-to-core fragmentation and search for high-mass starless cores
本研究利用ALMA/ACA观测139个红外亮大质量原星团，识别1562个致密核，发现热金斯碎裂主导，并找到两个质量超16太阳质量的大质量无星核候选体，支持竞争吸积模型。
2025-08-05 astro-ph.GA
A molecular line study towards massive extended green object clumps in the southern sky: chemical properties
我们提出了一个分子线研究对31个扩展的绿色物体（EGO）团块在南部天空中使用的数据从MALT 90（毫米天文学遗产团队90 GHz）。根据以前的多波长观测，我们将样本分为两组：大质量年轻恒星天体（MYSO）和HII区。我们的研究结果似乎支持N2 H+和C2 H排放主要来自内部的气体静止团块。此外，我们还发现从MYSO到HII区，[N2 H +]/[H13 CO +]和[C2 H]/[H13 CO +]的相对丰度比逐渐减小。这些结果表明，N_2H ~+和C_2H ~+在双星形成的后期阶段耗尽，可能是由于内部形成了HII区。通过与H13 CO+和HC 3 N等分子的比较，发现N2 H+和C2 H+可以作为双星形成的化学钟。
2016-05-04 astro-ph.GA
Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm
螺旋臂的碎裂被认为是导致星系中巨大团块形成的原因。利用自引力旋臂的线性微扰分析，我们导出了一个不稳定性参数，并定义了团块形成的条件。我们扩展我们的分析，包括气体和恒星在外部潜力的多组分系统。然后，我们进行数值模拟孤立盘星系与等温气体，并比较我们的分析模型的预测结果。我们的模型准确地描述了我们的模拟中的螺旋臂的演变，即使当螺旋臂动态相互作用。结果表明，在模拟的盘星系中形成的巨星系团大多满足不稳定性条件。我们的模型预测的团块质量与模拟结果一致，但增长的时间尺度的不稳定扰动是高估了几个因素。我们还应用我们的不稳定性分析，以获得块属性的标度关系。预期的团块大小，速度分散，和圆周速度之间的比例关系是略有不同的Toomre不稳定性分析，但也不是不符合目前可用的观测。我们认为，旋臂不稳定性是一个可行的形成机制的巨大的团块在富含气体的盘星系。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the substructure of the massive clump AGAL G035.1330$-$00.7450
众所周知，大质量恒星的形成是分子团碎裂的结果。然而，目前尚不清楚的是，这种分裂是否会产生足够大的核心，直接形成高质量恒星，或者导致低质量和中等质量的核心，产生大质量恒星，从环境中获得物质。需要对恒星形成早期阶段的团块进行详细研究，以收集观测证据，阐明这一问题。位于2.1千秒差距的红外宁静大质量星团AGAL G035.1330-00.7450，是研究早期碎片和恒星形成活动的一个有前途的天体。使用毫米观测的连续谱和分子线从阿塔卡马大型毫米阵列数据库在波段6和7，我们研究了这个源的子结构。波段7的数据的角分辨率约为0 \farcs 7，这使我们能够分辨约0.007 pc（$\sim$ 1500 au）的结构。我们发现，该团块窝藏四个尘埃核心（C1-C4）与质量低于3 M $_{\odot}$。核心C3和C4表现出良好的准直，年轻，低质量的分子流出。C1和C2呈现CH $_3$ CN J=13- 12发射，由此我们推导出转动温度约为180和100 K，质量约为1.4和0.9 M $_{\odot}$。CH $_3$ CN发射的矩1图表明存在朝向C1的旋转盘，这由CH $_3$ OH和CH $_3$ OCHO（20-19）发射证实。另一方面，CN N=2-1的发射显示了一个聚集和聚集的结构，似乎连接所有的核心。这些细丝可能是在追踪团块内发生的碎裂过程的残余气体，或者是向核心输送的气体，这意味…
2021-12-27 astro-ph.GA
ALMAGAL III. Compact source catalog: Fragmentation statistics and physical evolution of the core population
基于ALMAGAL巡天数据构建致密核心表，研究高质量团块碎裂统计与核心质量函数随演化变化，发现核心质量函数随演化变平且核心质量增长，支持团块供给的高质量恒星形成情景。
2025-03-07 astro-ph.GA
HII regions and high-mass starless clump candidates II. Fragmentation and induced star formation at ~0.025 pc scale: An ALMA continuum study
来自HII区域的电离反馈改变了大质量无星团簇（HMSC，几百到几千个太阳质量，大小约为0.1-1 pc）的性质，例如团簇尺度上的温度和湍流。HII区的存在是否改变了HMSC中核心尺度的碎片化和星形形成的问题仍有待探讨。我们的目的是研究候选人HMSC之间的差异0.025 pc规模的碎片，强烈影响HII区域和较少干扰的。我们还寻找在受影响的HMSC中质量成形和诱导星形形成的证据。使用分辨率为~1.3”的ALMA 1.3 mm连续体，我们对8个候选HMSC进行了成像，其中4个受HII区域影响，另外4个位于安静环境中。受影响较小的HMSC是根据其与受影响的HMSC相比相似的质量和距离来选择的，以避免与这些参数相关的任何可能的偏差。在8个丛中共检测到51个核心，每个丛有3至9个核心。在我们有限的样本中，我们没有发现受影响和未受影响的HMSC之间的~0.025 pc-尺度片段化的明显差异，即使HII区域似乎影响片段化核心的空间分布。两种类型的HMSC在簇热Jeans长度${λ_{J, clump}^{th}}$和0.3 ${λ_{J, clump}^{th}}$处呈现具有两级分层特征的热碎裂。受影响的HMSC AGAL 010.214 -00.306和AGAL 018.931 -00.029的ALMA发射形态揭示了HII区域在其周围形成气体和尘埃的能力，并可能在HMSC中以约0.025 pc尺…
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The fragmentation properties of massive protocluster gas clumps: an ALMA study
大质量致密分子云的碎裂是形成丰富星团和大质量恒星的起点。理论和数值模拟表明，由这种团块的引力坍缩产生的碎片的数量（数量、质量、直径、间距）可能受到磁场和其他自引力竞争者（特别是湍流和原恒星反馈）之间的平衡的调节。利用阿塔卡马大毫米波阵（ALMA）观测了11个大质量、致密、年轻的恒星形成团块，其辐射波长为$\sim 1$ ~mm，角分辨率为0.25角秒，目的是确定它们的碎片数量。我们在11个来源中的8个中发现了亚角秒尺度的碎片。ALMA图像显示了两种不同的碎片模式：一种是由质量和尺寸小得多的同伴包围的主导碎片，另一种是质量和尺寸逐渐变化的许多（$\geq 8$）碎片。平均而言，最大数量的碎片被发现朝向更温暖和更大的团块。此外，较温暖的团块倾向于形成具有较大质量和尺寸的碎片。为了了解不同的物理参数的作用，以调节最终的人口的碎片，我们模拟了一个巨大的团块的$100$和$300$ M $_{\odot}$具有不同的磁性支持的崩溃。模拟结果表明：（1）当初始湍流度较低时，破碎受到抑制，与其它物理参数无关。(2)在高度磁化的团块中有利于碎片的有序分布。我们的结论是，显示出许多碎片分布在一个类似的结构的团块可能具有强磁场的特点，而其他人也可能在一个较弱的磁场。
2018-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble-Lemaître fragmentation and the path to equilibrium of merger-driven cluster formation
讨论了一种新的生成年轻子结构星团自相干初始条件的方法。一个均匀系统的膨胀允许恒星的子结构（团块）通过绝热冷却从碎片模式生长。我们把系统的质量元素作为恒星，选择根据萨尔彼得质量函数，和时间演化进行碰撞N体积分。该过程允许在团块的空间分布和底层速度场之间创建完全相干的关系。冷却是由引力场驱动的，就像宇宙学中的哈勃-勒梅特流一样。碎片的配置有一个“分形”的几何形状，但与自生的速度场和质量分布。我们比较的恒星星族在团块的流体动力学模拟得到的特性，并发现两者之间的恒星含量和空间质量分离的程度显着的对应关系。在碎片配置中，IMF功率指数比场恒星星族低约0.3，与银河系中的观测结果一致。我们在时间上跟踪了完全碎裂和亚维里组态的动力学演化，发现了一个软坍缩，迅速导致了平衡（对于一个~ 10^4 Msun的系统，时间尺度为100万年）。低浓度平衡意味着包括大质量恒星在内的动力学演化不太可能引起直接碰撞和奇异天体的形成。已经从合并团块中喷射出来的低质量恒星在最终的星团中耗尽，这些星团具有头重脚轻的恒星质量函数。
2016-03-29 astro-ph.GA
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
Does disk fragmentation prevent the formation of supermassive stars in protogalaxies?
超大质量恒星;在高红移宇宙（z>7）中，第一个维里温度T_vir>10^4 K的原星系中形成的一个大质量黑洞（T_vir>10^5 Msun）将坍缩为超大质量黑洞（SMBHs）的种子。然而，原始气体的碎裂可能是SMS形成的障碍。我们讨论了一个紧凑的，无金属的，稍微不稳定的核原星系盘的预期性能，以及在磁盘中形成的重力不稳定的团块的命运。在特征半径R_f=few*10^{-2} pc的内部，盘碎裂成质量较大的团块，M_c~30 Msun。团块通过吸积生长，并在约10^4年的时间尺度上迅速向内迁移，这与>10^4年的开尔文-亥姆霍兹时间相当或更短。有些团块可能会演化成零年龄的主序星，并通过辐射反馈停止气体吸积，但大多数团块可以向内迁移，并在形成大质量恒星之前与中央原恒星合并。此外，我们还发现，除非Z> 3*10^{-4} Zsun，否则在富含金属的气体中尘埃诱导的碎裂并不会改变这些结论，因为在此金属丰度以下的团块迁移仍然与原始情况一样迅速。我们的研究结果表明，一个紧凑的，金属-贫磁盘的碎片不能防止形成的SMS。
2014-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can Clump Properties Predict Core Distribution in Star Formation? A Statistical Analysis of MHD Simulations
National Taiwan University（国立台湾大学）；Academia Sinica（中央研究院）
通过MHD模拟研究团块属性对核心分布的影响，发现湍流和引力共同影响核心分布特征。
2025-12-10 astro-ph.GA
Condition for low-mass star formation in shock-compressed metal-poor clouds
冲击可能已经普遍存在于早期宇宙，与维里化和超新星爆炸等，在这里，我们研究的热演化和破碎的冲击压缩云，通过使用一个区域模型，详细的热和化学过程。我们探索了大范围的初始密度（1- 1 e5/cm ^3）、金属丰度（0- 1 e-2 Z_sun）、紫外线强度（0-500倍银河值）和宇宙微波背景温度（10和30 K）。激波压缩的云通过原子和分子线冷却而等压收缩，直到通过碎裂形成自引力团块。如果金属只存在于气相中，则在所研究的任何条件下，团簇质量都大于~ 3M_sun。虽然在某些金属丰度高于~ 1 e-3 Zsun的情况下，金属线冷却会导致团块的再碎裂，但这种碎片质量高于~ 30 Msun。另一方面，如果大约一半的金属质量凝聚在尘埃颗粒中，就像在银河系的星际介质中一样，尘埃冷却会触发一个团块重新分裂成亚太阳质量的碎片，金属丰度高于~ 1 e-5 Z_sun。因此，尘埃的存在是必不可少的低质量（< M_sun）恒星形成的冲击压缩云。
2018-07-14 astro-ph.GA
First constraints on the stellar mass function of star-forming clumps at the peak of cosmic star formation
在宇宙恒星形成的高峰期，恒星形成团在星系的静止框架紫外线形态中占主导地位。如果湍流驱动的碎片是它们形成的机制，我们预计它们的恒星质量函数遵循幂律斜率接近$-2$。我们测试这一假设执行的第一次分析的恒星质量函数的团块托管在星系在$z\sim 1-3.5$。从文献中收集的团块样本具有相似的检测阈值和以均匀方式确定的恒星质量。为了克服每个星系的统计数字很小（每个星系只有几十个团块），我们将所有高红移团块合并起来。由此产生的团块质量函数遵循斜率$\sim -1.7$的幂律，并且在质量低于$2\times 10^7$ M $_{\odot}$的情况下为零。通过随机抽样的丛种群，得出了一个幂律质量函数的斜率$-2$，我们测试的效果相结合的小丛种群，调查的检测限，和混合的质量函数。我们的数值模拟再现了在真实团块质量函数中观察到的所有特征，证实了它与幂律斜率$\simeq -2$是一致的。这一结果支持了高红移团块的形成，它是通过类似于本地星系的碎裂方式形成的，但是是在不同的气体条件下。
2018-06-20 astro-ph.GA
ALMA observations of fragmentation, sub-structure, and protostars in high-mass starless clump candidates
高质量恒星和原星团的初始物理条件仍然很难描述。为此，我们提出了第一个有针对性的ALMA 1.3毫米连续谱和光谱线调查对高质量的无星团块候选人，选择了12个最大的候选人（$400-4000\, M_\odot$）在5千秒差距的样本。联合12+ 7米阵列图具有$\sim 3000\, \mathrm{au}$（$\sim 0.8^{\prime\prime}$）的高空间分辨率，并在$6σ$（或$1.1\times10^{22}\, \mathrm{cm^{-2}}$的$1σ$柱密度灵敏度）处具有低至$\sim 0.3\, M_\odot$的点源质量完整性。我们发现了以前未被发现的低光度恒星形成的路标CO（2-1）和SiO（5-4）双极外流和其他签名对11出12块，表明目前的MIR/FIR银河平面调查是不完整的低和中等质量的原恒星（$\lesssim 50\, L_\odot$）。我们比较了一个子集的观测核心与一套辐射传输模型的无星核心。我们发现了一个高质量的无星核心候选人与模型推导的质量与$29^{52}_{15}\, M_\odot$一致时，集成的大小尺度的$2\times10^4\, \mathrm{au}$。未解决的核心不适合无星核心模型，支持解释，他们是原恒星，即使没有检测到流出。在12个团块中的10个团块中观察到大量碎裂。我们从地图中提取源，使用树状图来研究特征碎片长度尺度。…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m dark High-mass clumps in Early Stages (ASHES). I. Pilot Survey: Clump Fragmentation
ASHES的目的是系统地描述最早阶段的特征，并限制大质量恒星形成的理论。在试验性调查中，仔细选择了12个巨大的（>500 $M_{\odot}$）、冷的（<15 K）、3.6-70 $μ$ m暗星前团块候选者，嵌入IRDC中，用ALMA进行观察。我们用224 GHz的12 m/7 m/TP阵列对尘埃和线发射中的每个团块（约1弧分^[2]）进行了镶嵌，得到了约1.2”的分辨率（约4800 AU）。作为该系列的第一篇论文，我们集中在粉尘排放，以揭示团块破碎。我们检测到294个核心，其中84个（29%）被归类为原恒星的流出活动或“暖芯”线发射的基础上。剩下的210个（71%）被认为是星前核心候选人。探测到的核心数量与观测的质量灵敏度范围无关。平均而言，更大的团块往往会形成更多的核心。我们发现了大量的低质量（<1 M）的核心，没有高质量（>30 $M_{\odot}$）的星前核心。最大的星前核质量为11 $M_{\odot}$。从星前CMF，我们得到一个幂律指数为1.17 ± 0.1，比Salpeter（1.35）稍浅。我们使用MST技术来表征核心之间的分离和它们的空间分布，并获得质量偏析比。虽然有一系列的核心质量和分离的样品中检测到的，平均分离和质量的核心很好地解释了热碎裂和不一致的湍流牛仔裤碎片。核心的空间分布是很好地描述了分层子聚类，而不是集中峰值聚类。没有大规模隔离的确凿证据。我们…
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of massive clumps: constant mass fraction and growing mass inequality of cores
Guangxi University（广西大学）；University of Oxford（牛津大学）
研究大质量分子气团破碎成致密核心时核心质量分布的演化，通过分析ALMAGAL巡天数据，发现最大质量核心占总质量约38%且无系统趋势，基尼系数随核心总质量和演化阶段增加，揭示核心间质量不平等随气团演化而增长。
2026-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On turbulent fragmentation and the origin of the stellar IMF
恒星初始质量函数（IMF）的两种形式，Kroupa和Chabrier IMF在过去十年中出现，以解释观测到的恒星质量分布。恒星IMF的普遍性质的可能性使我们看到了恒星形成的普遍模式的有趣前景。众所周知，气体在星际介质中的湍流碎裂产生对数正态密度分布，这进一步反映在低质量和中等质量的团块的质量函数中。恒星是由不稳定的团块凝聚而成的，这是一系列动力学过程之间复杂的相互作用，在追踪恒星IMF的起源时必须考虑到这一点。在目前的工作中，应用引力碎裂理论，我们首先推导出质量函数（MF）的团块。然后，核心质量函数（CMF）是通过允许块的碎片，使每一个受到随机选择的气体温度。最后，通过对每个CMF应用5%-15%范围内的随机核-星转换效率$ε$来导出恒星IMF。我们得到了一个幂律的国际货币基金组织，在Kropua国际货币基金组织的误差酒吧内的指数。这派生IMF之前，类似的核心质量函数，这表明，gravoturbulent碎片起着关键作用，在组装必要的条件，涉及两个质量函数。在这个意义上，恒星的形成过程，至少在气体冷却有效的低红移下，可能是普遍的。我们认为，在CMF和恒星IMF中观察到的膝盖可以替代地解释在潜在的恒星形成云的气体可能被发现的特征温度。我们的研究结果还表明，在恒星形成云的湍流可能是驱动大的空间尺度上的功率谱比Kolmogorov型陡峭。
2012-05-24 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation of the Orion Molecular Filaments
我们展示了使用亚毫米阵列（SMA）获得的猎户座分子云-3（OMC 3）850 um连续谱发射的高角分辨率地图;该地图是85个点的马赛克，覆盖面积约为6 '.5 x 2'.0（0.88 x 0.27 pc）。我们探测到12个空间分辨的连续谱源，每个源的H_2质量在0.3-5.7 Mo之间，投影源大小在1400-8200 AU之间。所有探测到的源都位于赤道主脊（nH 2>10^6 cm^-3）上，基于金斯定理的分析表明，它们很可能是引力不稳定的。多波长数据集的比较表明，在连续源中，6/12（50%）与分子流出有关，8/12（67%）与红外源有关，3/12（25%）与电离射流有关。这些源的演化状态范围从星前核心到原恒星阶段，证实OMC-3是一个正在进行嵌入式恒星形成的活跃区域。我们检测到OMC-3源之间存在约17英寸/0.035秒差距的准周期性分离。这种空间分布是一个大的层次结构的一部分，它还包括GMC的碎片尺度（~35 pc），大规模的团块（~1.3 pc）和小规模的团块（~0.3 pc），这表明猎户座A分子云内的层次碎片化。在大规模的块体中，碎片间距与热碎片长度大致一致，而对于小规模的核，它小于局部碎片长度。SMA观测到的这些较小的间距可以用螺旋磁场、云旋转或/和全球暗条坍缩来解释。最后，可能的证据表明，在北部的OMC-3灯丝的连续片段。
2012-11-29 astro-ph.GA
The fragmentation of expanding shells III: Oligarchic accretion and the mass spectrum of fragments
我们使用SPH模拟通过线性和非线性机制来研究膨胀壳的引力破碎。分析结果时，使用了球谐分解来捕捉线性区域中结构的初始化;使用了Smith等人（2009年）基于势的方法来跟踪轻度非线性区域中团块的发展;使用了下沉粒子来捕捉高度非线性区域中最终结合物体的特性。在早期，轻度非线性阶段的碎裂，我们发现，块的质量函数仍然同意相当不错的质量函数预测的分析模型。然而，汇质量函数是完全不同的，在这个意义上是偏向于高质量的物体。这是因为，一旦凝聚的增长变得非线性，它往往会从自己本质上独立的水库中非竞争性地增长;我们称之为寡头吸积。
2010-10-11 astro-ph.GA
Probing the initial conditions of high-mass star formation. III. Fragmentation and triggered star formation
大质量的团块往往会分裂成核心和凝聚的星团，其中一些形成大质量的恒星。在这项工作中，我们研究了不同尺度的大质量团块的结构，分析了碎裂过程，并调查了恒星形成是由附近的HII区域触发的可能性。我们提出了一个高角分辨率的研究样本的8个巨大的原星团。结合红外数据，我们使用几角秒分辨率的无线电和毫米波干涉数据来研究它们的碎片和演化。我们的样本是独一无二的，因为所有的团块都有相邻的HII区域。利用这一点，我们使用一种新的方法来测试触发恒星的形成，在这种方法中，我们研究了在多个尺度上由尘埃排放追踪的质心的排列。这八个巨大的团块的质量从228到2279 $M_\odot$不等。红外明亮团块中最明亮的致密结构通常与嵌入的致密射电连续源有关。在每个星团中观测到的$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度结构大多是引力束缚的，质量足以形成至少一颗B3-B 0型恒星。许多凝聚体的质量在$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度下大于8 $M_\odot$。虽然团块大多是红外安静的，但在团块尺度（$\sim$ 1 pc）上，动力学运动是活跃的。我们研究了在不同尺度下检测到的气体条件的空间分布。对于某些来源，我们发现了外部触发的提示，而对于其他来源，我们没有发现表明触发在动态上不重要的重要模式。这可能表明不同的团块经历了不同的进化路径。在这方面，非常需要进行更大样本的…
2019-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of vertically stratified gaseous layers: monolithic or coalescence-driven collapse
我们调查，使用三维流体动力学模拟，破碎的压力限制，垂直分层，自引力气体层。围压可以是作用在两个表面上的热压力，也可以是作用在一个表面上的热压力和作用在另一个表面上的冲压压力。在线性碎裂区，我们得到的色散关系与Elmegreen & Elmegreen（1978）的色散关系吻合得很好，因此偏离了基于薄壳近似（Vishniac 1983）或压力辅助引力不稳定性（Wünsch et al. 2010）的色散关系。在非线性区域，围压对自重的相对重要性是控制破碎定性过程的关键参数。当层的约束由外部压力主导时，自引力凝聚通过两个阶段的过程传递：首先层分裂成引力约束但稳定的团块，然后这些团块合并，直到它们聚集足够的质量来坍塌。相反，当外部压力对限制层的贡献很小时，层会单片碎裂成重力不稳定的团块，并且没有合并。无论外部压力是热的还是冲击的，这种二分法都是存在的。我们将这些结果应用于被膨胀的H II区扫过的壳层中形成的碎片，发现除非被扫过的气体非常热或周围介质具有低密度，否则碎片具有低质量（~< 3 M_Sun），因此它们不太可能产生足够大质量的恒星以促进连续的自传播恒星形成。
2017-01-10 astro-ph.GA
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
ALMAGAL V. Relations between the core populations and the parent clump physical properties
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（太空科学研究所（加泰罗尼亚高等科研理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Università di Roma Tor Vergata（罗马第二大学）；Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学物理研究所）；SKA Observatory（平方公里阵列天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理学与天文学系乔德雷尔银行天体物理中心）
ALMAGAL V研究通过ALMA和赫斯尔观测，探讨大规模团块碎片特性与团块物理参数及演化指标的关系，发现碎片程度与团块表面积密度相关，支持密度驱动的碎片化机制。
2025-11-13 astro-ph.GA
Investigating fragmentation of gas structures in OB cluster-forming molecular clump G33.92+0.11 with 1000 AU resolution observations of ALMA
我们报告新的，$\sim$ 1000 AU的空间分辨率观测225 GHz的尘埃连续辐射对OB集群形成的分子团G33.92+0.11。在秒差距尺度上，这个分子团呈现出围绕两个中心质量（$\gtrsim$ 100 $M_{\odot}$）核心的几个臂状致密气体结构的形态。从新的，更高分辨率的观测，我们确定了28个本地化的，空间紧凑的尘埃连续发射源，这可能是年轻的恒星对象的候选人。其中只有一个没有嵌入已知的臂状（或细长）致密气体结构中。这些紧凑源的空间分离可以很好地解释了牛仔裤长度。我们发现，G33.92+0.11可以一致地描述一个边缘离心支持，Toomre不稳定的吸积流，这是大约在一个正面的投影。臂状的高密度是图姆雷不稳定性的自然结果，它可以在比全球团块收缩的时间尺度更短的时间尺度内碎裂形成年轻的恒星物体。在我们分辨的空间尺度上，还没有证据表明，碎片化是由湍流、磁场或恒星反馈停止的。
2018-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of two massive and dense MALT90 clumps
我们报告阿塔卡马大毫米阵列观测3毫米尘埃连续发射和线发射，在HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，N $_{2}$ H $^{+}$和CH $_{3}$ CN，对两个大规模和密集的团块（MDC）在早期，但不同的演化阶段（星前和原恒星），其目的是调查其在$\sim$ 1 $\arcsec$的角尺度的碎片特征。在星前团块中，我们探测到10个致密结构（核心），半径为1200 ~ 4500 AU，质量为1.6 ~ 20 M $_\odot$。这些核心的一半表现出反P-Cygni配置文件在HCO $^{+}$和subvirialized表明，他们正在经历崩溃。在原恒星团附近，我们探测到一个质量为119~M $_\odot$的中心核，它具有很强的质量下降速率，还有9个质量较小的核，质量从1.7 ~ 27~M $_\odot$，半径从1000 ~ 4300 AU。CH $_{3}$ CN自转温度分别由原恒星团的8个核和星前团的3个核导出。星前星团内的核心比原恒星团内的核心具有更小的线宽和更低的温度。星前星团的核心总质量占星团质量的比例（$\sim$ 6\%）小于原恒星星团（$\sim$ 2 3\%）。我们的结论是，我们正在目睹的致密气体在全球崩溃的MDCs的演变;星前集群说明的初始阶段的碎片，窝藏的核心是单独崩溃，和原恒星集群反映了一个较晚的阶段，其中相当一部分的气体已被…
2020-01-07 astro-ph.GA
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and differential star formation in the Galactic "Snake": infrared dark cloud G11.11-0.12
本文介绍了亚毫米波阵（SMA）$λ=$ 0.88和1.3毫米宽带观测，以及Jansky甚大阵（VLA）对红外暗云（IRDC）G11.11-0.12中两个质量最大的分子团的$\rm{NH_3}$ $(J,K) = (1,1)$到$(5,5)$、$\rm{H_2O}$和$\rm{CH_3OH}$脉泽谱线的观测。灵敏的高分辨率图像揭示了从$\sim 1$ pc团块尺度到$\sim 0.01$ pc凝聚尺度的致密分子气体的分级碎裂。在每个尺度下，碎片的质量都比金斯质量大几个数量级。这是我们研究的所有四个IRDC团块所共有的，这表明湍流在星团恒星形成的早期阶段起着重要作用。脉泽、激波加热的$\rm{NH_3}$气体和外流表明，在一些核心中正在进行激烈的恒星形成，而在其他核心中则没有发现这样的特征。此外，化学分化可能反映了这些恒星形成种子之间进化阶段的差异。我们发现$1.1\pm0.4$、$2.0\pm0.4$和$3.0\pm0.7$的$\rm{NH_3}$邻位/对位比与三种流出物相关，并且该比值倾向于沿流出物下游增加。我们结合SMA和VLA的几个IRDC团块的观察目前最深入的看法，到目前为止的早期阶段之前的热核阶段，揭示快照的物理和化学性质在各个阶段沿一个明显的进化序列。
2014-02-06 astro-ph.GA
Assessing the Performance of Molecular Gas Clump Identification Algorithms
探测分子云中的团（核）是亚毫米天文学中的一个重要问题。然而，自动聚类识别算法的识别的完整性和返回参数的准确性仍然不清楚。在这项工作中，我们测试的性能和偏见的GaussClumps，ClumpFind，Fellwalker，Reinhold和树状图算法识别模拟团块。通过设计具有不同大小、峰值亮度和拥挤度的模拟团块，我们研究了算法的特性及其性能。在检测完整性方面，Fellwalker，Dendrograms和Gaussclumps分别是第一，第二和第三最好的算法。这六种算法的正确识别次数随着模拟团块的大小和信噪比的增加而逐渐增加，随着拥挤度的增加而减少。在参数提取精度方面，Fellwalker和Dendrograms算法优于其他算法。所有算法的聚类参数的平均偏差随着聚类的大小和SNR的增加而逐渐增加。除Fellwalker外，大多数算法在提取团块的总通量时表现出显着的偏差。总体而言，Fellwalker，Gaussclumps和树状图在检测完整性和提取参数方面表现出最好的性能。这六种算法的维里参数偏差相对较小。将这6种算法应用于Rosette分子云的聚类识别时，ClumpFind1994、ClumpFind2006、Gaussclugs、Fellwalker和Reinhold表现出与模拟试验结果一致的性能。
2019-10-17 astro-ph.GA
Over-sized gas clumps in an extremely-metal-poor molecular cloud revealed by ALMA's pc-scale maps
金属被认为对恒星诞生的分子云的内部结构有着深远的影响。理论上，金属的不存在预计会阻止气体有效冷却和破碎。然而，由于缺乏高空间分辨率的气体地图，这种效应尚未在低金属丰度环境中观察到，例如在早期宇宙和当地的矮星系中。我们进行了ALMA观测的一氧化碳（CO）J=2-1发射线在1.4秒差距分辨率的分子云在DDO 70在7%的太阳金属丰度，最贫金属的星系目前已知的CO检测。总的来说，已经确定了五个团块，并且发现它们或多或少遵循拉森定律。由于CO排放存在于可见消光A_V约为1.0的区域，我们使用DDO 70的气体-灰尘比4，594 +-2，848将该A_V转换为气体质量表面密度。我们发现，在DDO 70的CO团块表现出显着更大的（平均4倍）的大小比那些在银河系的大规模恒星形成区域中的相同的气体质量表面密度。这种大团块的存在似乎与理论预期一致，即低金属丰度云中的气体碎片被抑制。虽然我们的观测仅针对星系中的一个云，但如果它具有代表性，则上述结果意味着在早期宇宙中云坍缩和恒星形成期间抑制了气体分裂。
2020-02-24 astro-ph.GA
LABOCA mapping of the infrared dark cloud MSXDC G304.74+01.32
红外暗云（IRDC）可能代表了大质量恒星/恒星团簇形成的非常早期阶段。在这项研究中，我们的目标是确定在IRDC MSXDC G304.74+01.32（G304.74）的致密团块的物理性质和空间分布，并把这些特征与有关IRDC的起源和它们的碎片成团块和恒星形成的核心的理论。G304.74是用APEX卫星上的LABOCA测辐射热计在870 $μ$ m尘埃连续体中测得的。档案MSX和IRAS红外数据被用来研究云内亚毫米团块的性质和特性。G304.74中有8个团簇与中红外（MIR）发射无关。它们中的一些是高质量无星核（HMSC）的候选者。我们将G304.74中的团块质量及其空间分布与最近研究的其他几个IRDC中的团块质量及其空间分布进行比较。G304.74和其他几个IRDC中的团块质量分布很可能代表相同母体分布的样本。在大多数情况下，IRDC中的团块的空间分布并不明显偏离随机分布。这是一致的想法，IRDC的起源，并进一步细分到规模的团块是由超音速湍流根据从巨大的分子云的结果。
2010-03-19 astro-ph.GA
ALMAGAL VI. The spatial distribution of dense cores during the evolution of cluster-forming massive clump
Sapienza Università di Roma（罗马大学）；Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Center for Astrophysics,Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Tor Vergata（罗马托维塔大学物理系）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天体物理研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）
研究通过分析514个可能形成星团的密集核心空间分布，探讨碎片化过程的初始条件和早期演化，发现核心排列呈椭圆状，且质量分离随演化增强。
2026-02-06 astro-ph.GA
The Rosetta Stone project. III. ALMA synthetic observations of fragmentation in high-mass star-forming clumps
本研究基于Rosetta Stone项目框架，通过对比SQUALO巡天ALMA观测与732个辐射磁流体动力学合成模拟，发现磁场对高质量团块碎裂数量影响最大，并证明合成观测对解释干涉观测的重要性。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center
本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。
2025-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the angular momentum during gravitational fragmentation of molecular clouds
我们研究了分子云及其子结构的比角动量$j$和半径$R$之间观测到的标度$j\sim R^{3/2}$的起源，以及观测到的旋转能与引力能之比$β$与$R$几乎无关的起源。为此，我们测量的角动量（AM）集的粒子在SPH模拟的形成，崩溃和破碎的巨型MC。SPH粒子的集合被定义为"团块“（连通粒子集合），或者被定义为仅在特定时间$\tdef$符合连通团块的拉格朗日集合。我们发现：{ \it i）}团始终沿着观测到的\jR \关系演化，{ \it ii）}当包含它们的体积还包含大量其他"入侵者“粒子时，拉格朗日粒子集沿着观测到的关系演化。否则，它们将随$j\sim$ cst演变。{ \it iii）}追踪拉格朗日集到未来，我们发现SPH粒子的一个子集参与了坍缩，而另一个子集则分散了。{ \it iv）}注意到，在AM守恒下，$β$在收缩过程中增加，我们认为，它的半径的近独立性可能来自于这种增加和在更高的旋转能量密度梯度下AM交换率的增加之间的竞争。{ \it v）}我们认为，如果MC是全球主导的重力，所观察到的\jR \关系出现，因为其致密结构的观测选择相当于选择的碎片，失去了AM通过雷诺应力从他们的邻居。
2021-06-18 astro-ph.GA
Probing the physical and chemical structure of the CS core in LDN 673. Multitransitional and continuum observations
高角分辨率观测密集的分子核心表明，这些核心可以在较小的尺度上是丛生的，其中一些团块也可以是未结合的或瞬态的。使用分子气体演化的化学模型提供了一种探测云的物理性质的方法。我们研究了LDN 673的无星CS核心的块和块间介质的性质进行了分子线调查与IRAM 30米望远镜对两个块和两个块间的位置。我们还在IRAM用MAMBO-II测辐射热计观察到了1.2毫米的连续谱。尘埃连续体地图显示了四个凝结，其中三个集中在峰值，与以前确定的亚毫米源相吻合。我们证实，该地区，$n\sim3.6 \times10^5$ \cmt，更密集的块，也是化学进化，它仍然可以进行进一步的碎裂。团间介质位置的密度比先前预期的高，可能是由于污染导致的$n\sim1\times10^3$ -1 $\times10^4$ \cmt \，并且化学性质较新，类似于较低密度团位置的气体。我们认为，这些位置和他们的一般年轻的化学年龄之间的密度对比将支持在较低密度的核心材料的瞬态团块的存在。我们还能够找到合理的适合的观测得出的化学丰度模型的化学瞬态块。
2012-06-13 astro-ph.GA
