Stellar substructures in the periphery of the Magellanic Clouds with the VISTA Hemisphere Survey from the red clump and other tracers
利用VISTA半球巡天（VHS）的近红外成像数据，我们研究了麦哲伦星云恒星外围的形态学。通过对不同星族的（$J-K_\mathrm{s}$，$K_\mathrm{s}$）色星等图的选择，我们确认了与云相互作用历史有关的子结构的存在，并在LMC盘的东侧发现了可能受银河系影响的新的子结构，在SMC盘的北侧发现了可能与银河系椭球结构有关的新的子结构.我们还研究了SMC中的红团星的光度函数，并确认存在一个双峰距离分布，在前景人口的形式。我们发现，这种双模态仍然可以在星系的东部地区检测到距离其中心10度的距离。此外，在北方距离中心7至10度之间检测到背景结构，可能属于反桥，在南方距离中心6至8度之间检测到前景结构，可能与老桥有关。
2021-04-16 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
The evolution of binary populations in cool, clumpy star clusters
观测和理论表明，星团可以在亚维里（冷）状态下形成，并且是高度亚结构化的。这样的初始条件已经被提出来通过动力学解释团簇中的质量分离水平，并且也成功地解释了类氦系统的起源。在本文中，我们调查，使用N-体模拟，是否这样的动力学方案是一致的猎户座星云团（ONC）中观察到的二元属性。我们发现，几个不同的原始二进制人口是一致的整体分数和分离分布的视觉二进制的ONC（在67 - 670 AU的范围内），这些二进制系统进行了大量的处理。亚结构，冷塌缩的情况下，需要一个原始的二进制分数接近100%.We发现，在处理原始的二进制文件中最重要的因素是初始水平的子结构;一个高度亚结构集群的过程高达20%以上的系统比一个少亚结构集群，因为局部口袋的高恒星密度的子结构。二进制处理的子结构之前，集群达到其denominative阶段，这表明，即使集群保持维里平衡或进行supervirial膨胀将动态改变其原始的二进制人口。因此，即使一些扩展的协会可能不会保持其原始的二进制人口。
2011-08-17 astro-ph.GA
Search for Stellar Streams Based on Data from the RAVE5 and Gaia TGAS Catalogues
结合RAVE 5星表的视向速度，我们分析了Gaia TGAS星表中自行和三角视差的恒星空间速度。在（V，\sqrt{U^2+2V^2}）速度平面上，我们在大速度区（V<-150 km/s）识别出了三个团块：BB 17 -1、BB 17 -2和BB 17 -3。BB 17 -1和BB 17 -2星团的恒星与Helmi等人先前探测到的运动群VelHel-6和VelHel-7有关。后者与球状星团ωCen的碎片联系最为紧密。在BB 17 -3星团中，我们已经确定了28颗相对于其分布中心具有低速色散的恒星。所有这些恒星都有非常接近的个人年龄估计：\log t \approx 10。这个样本中金属丰度指数的分布是典型的球状星团ωCen的恒星。在我们看来，BB 17 -3星系团可以被描述为星系团ωCen碎片中的均匀流。
2018-01-23 astro-ph.GA
Herschel Observations of a Potential Core Forming Clump: Perseus B1-E
我们目前的连续观测英仙座B1-E地区的赫歇尔古尔德带调查。这些赫歇尔数据揭示了在160 - 500微米的亚结构的松散分组，这在以前的亚毫米观测中是看不到的。我们从这些数据中测量温度和柱密度，并选择九个密集和最冷的子结构进行后续的谱线观测与绿岸望远镜。我们发现B1-E团簇的质量约为100个太阳质量，似乎是引力束缚的。此外，在这里检查的九个子结构中，一个子结构（B1-E2）似乎是自身结合的。这些亚结构与它们最近的邻居之间的距离通常小于一个金斯长度，因此，它们可能在约100万年的时间尺度上相互作用。我们认为B1-E可能正在形成第一代致密核，这可能对星前核形成的初始条件提供重要的约束。我们的研究结果表明，B1-E可能受到一个强大的，局部的磁场的影响，但仍需要进一步的观测。
2012-04-25 astro-ph.GA
Substructure Formation in a Protostellar Disk of L1527 IRS
利用ALMA和JVLA的多频高分辨率连续观测资料，研究了L1527 IRS的尘埃分布的细节结构。在$7 {\rm \,mm}$射电连续谱图像中，我们发现了三个南北方向排列的团块。这三个团块即使在减去自由-自由污染物后仍然存在，这是根据$1.3{\rm \,cm}$连续观测估计的。北部和南部团块位于距离中心团块$\sim 15{\rm \,au}$的位置，并且在$7{\rm \,mm}$波长处可能是光学厚的。这些团块具有相似的积分强度。当围绕中心原恒星的尘埃环或螺旋臂被投射到天球平面时，对称的物理性质就可以实现。我们证明了第一次，这样的子结构可能会形成，即使在磁盘形成阶段，周围的材料积极吸积向磁盘原恒星系统。
2020-04-29 astro-ph.EP 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
Clumpiness of galaxies revealed in the near-infrared with COSMOS-Web
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学科维理宇宙物理学与国际数学物理研究中心）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Institut d’Astrophsyique de Paris, UMR 7095, CNRS, UPMC Univ.（巴黎天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Laboratory for Multiwavelength Astrophysics, School of Physics and Astronomy, Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院物理与天文学院多波长天体物理实验室）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）
通过近红外观测发现星系团块性随红移变化，其形成机制与恒星质量及恒星形成率相关，且低质量星系中未发现团块。
2025-06-16 astro-ph.GA
The analysis of realistic Stellar Gaia mock catalogues. I. Red Clump Stars as tracers of the central bar
在这第一篇论文中，我们模拟了盘状红团星的人口被盖亚观测。我们生成一组测试粒子，并将其在3D禁止银河系中进化，就像银河系势一样。我们分配的物理性质的红团迹人口和一个现实的3D星际灭绝模型。根据预调试的科学性能评估，我们添加了盖亚观测约束和误差模型。我们提出并分析了两个模拟目录，提供给社会，这是一个很好的测试平台，测试工具正在开发的未来科学利用盖亚数据。第一个目录包含的恒星高达盖亚G 20，而第二个是包含盖亚径向速度数据的最大误差sigmaVr=10公里的子集。在这里，我们提出了第一次尝试，以确定密度结构的银河酒吧在盖亚空间的观测。盖亚巨大的视差误差和银河圆盘内部的高星际消光使我们无法模拟棒的过密度。这一结果表明，需要结合盖亚和红外数据进行此类研究。我们发现，这个盖亚样本的红外测光距离使我们能够恢复银河棒的方向角，精度约为5度。
2014-11-24 astro-ph.GA
The Hi-GAL compact source catalogue -- II. The 360° catalogue of clump physical properties
我们提供了Hi-GAL紧凑源物理性质的$360^\circ$目录，检测到的$μ$在70到500 $μ$ m之间。这一版本不仅完成了Hi-GAL合作之前为$-71^\circ \lesssim \ell \lesssim 67^\circ$制作的类似星表，而且由于一组新的日心距离（总共120808），对它进行了有意义的改进。在150223个条目中，大约有三分之一位于银河平面的新增加部分。第一种分类是基于在70 $μ$ m处探测到的作为正在进行的恒星形成活动的特征，区分了原恒星源（占总数的23%）和无恒星源，后者进一步分为引力束缚源（前恒星源）和非束缚源。光谱能量分布的积分，包括从$λ=21$到1100 $μ$ m的辅助测光，给出了源光度和其他热测量量，而修改后的黑体拟合到$λ\geq 160\, μ$ m的数据产生质量和温度。所有列表中的团块属性，然后使用测光和日心距离，在可能的情况下。这些量的统计讨论相对于源银河系的位置和演化阶段。没有强烈的差异，发现内部和外部星系之间的演化指标的分布。然而，银河系内部的质量和密度平均来说要大得多，导致更多的团块成为大质量恒星形成的候选者。中值行为的距离无关的参数跟踪源的演化状态检查作为银河系中心半径的函数，没有明确的证据表明与旋臂位置的相关性。
2021-04-10 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
LEGGOS I: The JWST LEGGOS Survey -- LEnsing and Galaxy Growth: Observing Substructures -- Unpacks the Nature of Clumpy Star Formation and Quenching in Gravitationally Lensed Galaxies beyond Cosmic Noon
University of Washington（华盛顿大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；University of Cincinnati（辛辛那提大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
介绍JWST LEGGOS巡天，利用强引力透镜和NIRCam/NIRSpec对8个z~2-4的透镜星系进行亚kpc尺度研究，通过联合透镜重建、多波段测光和积分场光谱，解析团块内的多星族及其周围弥散区域，揭示恒星形成历史、尘埃消光和星云条件。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Synthetic observations of dust emission and polarisation of Galactic cold clumps
银河系冷团块的普朗克目录（PGCC）包含了超过13000个根据冷尘埃特征探测到的来源。它们被认为是由静止的、恒星形成前的和已经形成恒星的物体组成。我们从云模拟中提取了PGCC型物体，并研究了它们的物理和偏振特性。通过与PGCC星表的比较，可以进一步验证PGCC星表的性质，为星际介质的数值模拟提供有价值的检验。我们使用了几个MHD快照来定义我们模型的密度场。通过辐射转移计算获得了表面亮度和偏振的亚毫米图像。我们研究了合成冷团目录的统计数据，并研究了团极化分数p的变化。合成目录中的团大小，纵横比和温度与PGCC相似。通量和柱密度小了几倍。这不是因为尘埃不透明度增加，而是因为模型的平均气柱密度增加了2 ~ 3倍，接近N（H2）= 10^22 cm-2。当视线平行于平均磁场时，极化分数倾向于向团块中心增加，与观测相反。当场垂直时，极化分数倾向于朝向团块减小，但是$p$的下降很小（例如，从p~8%到p~7%）。磁场几何形状使模拟团块中的极化分数平均仅降低Δp~1%。朝向实际PGCC团块看到的较大下降表明致密介质中的晶粒排列的一些损失，例如由辐射扭矩机制预测的。统计研究无法量化PGCC团块尺度上的粉尘不透明度变化。
2019-08-09 astro-ph.GA
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. I. Catalogues and First Results from Mopra HCO+ Maps
高质量和中等质量原恒星普查（CHaMP）是第一个大规模的，无偏见的，均匀的映射调查，在亚秒差距尺度分辨率的90 GHz线发射从银河系中的大质量分子团。我们在HCO+ J=1-0线上展示了CHaMP调查区域（300°>l>280°）的第一张Mopra（ATNF）图，通常认为该图可以追踪密度高达10^11 m-3的气体。本文介绍了这次巡天的概况及其策略，描述了观测和数据处理的过程，给出了301个大质量分子团簇系综HCO+ J=1-0发射的矩图的完整目录。从这些地图，我们也得到的物理参数的团块，使用标准的分子光谱线分析技术。该分析产生以下性质范围：积分谱线强度1-30 K km s-1，峰值谱线亮度1-7 K，谱线宽度1-10 km s-1，积分谱线光度0.5-200 K km s-1 pc ^2，半高宽0.2-2.5 pc，平均投影轴比2，光学深度0.08-2，总表面密度30-3000 M{ \sun } pc-2，数密度0.2-30 x 10^9 m-3，质量15-8000 M{ \sun }，维里参数1-55，总气体压力0.3-700 pPa。我们发现CHaMP团簇不服从Larson型的尺寸-线宽关系。在这些团块中，存在大量亚热激发、弱发射（但很容易检测）的致密分子团块，证实了Narayanan等人的预测。（2008）。这些微弱发光的团块占银河系这一部分所有大质量团块的95%，分子…
2011-03-11 astro-ph.GA
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 astro-ph.GA
Red Giant Clump in the Tycho-2 Catalogue
利用Tycho-2自行和Tycho-2、2 MASS测光，对97348颗红巨星团簇（RGC）星进行了筛选。计算了每颗恒星的星际消光和光度距离。被选中的恒星形成了一个RGC恒星的选择无偏样本，距离太阳约350 pc，加上更遥远的恒星。选定的恒星在空间中的分布和它们的运动与RGC包含具有不同年龄和金属丰度的银河系盘星的假设是一致的，其中包括一个显着比例的恒星年龄小于1 Gyr，质量超过2 $M_{\odot}$。这些年轻恒星的统计特征与老的RGC恒星不同，包括它们的分布密度随距离银道面的变化以及它们的径向速度和自行速度的分散性。$13\pm1$ pc发现太阳从银河平面上升起。所考虑的恒星在太空中的分布密度可能是由本地旋臂和古尔德带平面上吸收物质的分布决定的。
2016-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Hi-GAL clumps in the inner Galaxy]{The Hi-GAL compact source catalogue. I. The physical properties of the clumps in the inner Galaxy ($-71.0^{\circ}< \ell < 67.0^{\circ}$)
Hi-GAL是一次大规模的银河平面巡天，使用Herschel在70到500 $μ$ m之间的五个红外连续带进行。基于Molinari等人（2016 a）提出的测光星表，我们提出了一个空间匹配源的波段合并星表及其特性，这些星表来自光谱能量分布（SED）和日心距离的拟合，覆盖了银河平面$-71.0^{\circ}< \ell < 67.0^{\circ}$的一部分。波段合并的星表包含100922个具有常规SED的源，其中24584个显示70 $μ$ m的对应物，因此被认为是原恒星，而其余的被认为是无星的。由于有了这么多的来源，我们能够对恒星形成的早期阶段进行初步分析，在统计学显著的基础上确定不同演化阶段的条件。我们计算表面密度来研究团块的引力稳定性及其形成大质量恒星的潜力。我们还探讨了演化状态的度量，如尘埃温度，光度和测热温度，发现这些是更高的原恒星源相比，恒星前的。源的表面密度遵循一个增加的趋势，因为它们从恒星前演化到原恒星，但随后发现，在大多数最进化的团块中再次减少。最后，我们研究的物理参数的来源相对于银河经度和协会与旋臂，发现只有轻微或没有差异的平均演化状态的来源在第四和第一银河象限，或之间的“臂”和“臂间”的位置。
2017-06-04 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VII. A catalogue of SiO clumps from ACA observations
为了了解SiO发射的性质，我们对146个大质量恒星形成区的SiO（2-1）线进行了ACA观测，作为ALMA大质量恒星形成区（ATOMS）调查的三毫米观测的一部分。我们在128（87.7 $\%$）源中检测到SiO发射，并确定了171个SiO团块，其中105个在空间上与3 mm连续发射分离。大量的SiO线轮廓（60 $\%$）是非高斯的。SiO线的速度色散范围为0.3 - 5.43 km/s $^{-1}$。在63个源中，SiO团簇与H $_\rm{II}$区域相关联，其特征在于H 40 $α$发射。我们发现，68 $\%$（116）的SiO团块与强流出。流出源和非流出源的SiO线的中值速度离散度分别为1.91 km s $^{-1}$和0.99 km s $^{-1}$。这些结果表明，外流活动可以连接到强烈冲击气体。速度弥散和[SiO]/[H $^{13}$ CO $^+$ ]强度比与尘埃温度和粒子数密度没有任何相关性。我们发现SiO线光度和热光度之间存在正相关关系，这意味着更强的激波活动与更亮的原星系团有关。在$L_\rm{sio}$ / $L_\rm{bol}$中，与H $_\rm{II}$区缔合的SiO团簇显示出较陡的特征。SiO线光度和激波气体分数与光度质量比（$L_\rm{bol}/M$）所追踪的演化阶段没有明显的相关性。
2022-01-19 astro-ph.GA
Constraining Dark Matter Substructure With Gaia Wide Binaries
我们使用一个目录的恒星双星与广泛的分离（高达1 PC）确定的盖亚卫星限制银河系内的扩展子结构的存在。加热的二进制通过反复遇到的子结构的结果在一个特征分布的二进制分离，允许约束被放置独立的宽二进制的形成机制。在广泛的次晕密度分布，我们表明，次晕的质量$\gtrsim 65 \ M_\odot$和特征长度尺度类似于这些宽的二进制分离不能弥补100%的银河系的暗物质。约束减弱的subhalos具有较大的长度尺度，并依赖于它们的密度分布。对于这样大的subhalos，更高的中心密度导致更强的约束。密度分布与冷暗物质的密度分布相似的暗晕，其密度必须至少是模拟预测的$\sim 5,000$倍，才能受到宽双星目录的约束。
2022-09-16 astro-ph.GA hep-ph
Simultaneous evolution of the virial parameter and star formation rate in molecular clumps undergoing global hierarchical collapse
我们比较密集的团块和核心的分子云（MC）进行全球分层崩溃（GHC）的数值模拟中的两个MC在不同的演化阶段，管道和G14.225云的观察，测试的能力GHC的情况下，遵循这些结构的能量预算和恒星形成活动的早期演变。在模拟中，我们选择了一个区域，其中包含的核心的大小和密度类似的管道核心，并发现它通过吸积，发展的子结构类似于G14.225云后，$\sim 1.6$ Myr。在这个区域内，我们遵循的拉森比$\mathcal{L} \equiv σ_{\rm v}/R^{1/2}$，其中$σ_{\rm v}$是速度色散和$R$的大小，维里参数$α$，和恒星形成活动的核心/团块的演变。在模拟中，我们发现随着区域的演化：$i)$其团块的$\mathcal{L}$和$α$值首先与Pipe子结构的一致，然后与G14.225的一致; $ii)$单个核的$α$首先呈现出减小，然后在恒星形成开始时增加; $iii)$总体而言，核心/团块的集合再现了观察到的较高质量物体的较低$α$的趋势，而$iv)$的恒星形成率和恒星形成效率均呈单调增加的趋势。我们认为，这种演变是由于同时损失的外部驱动的压缩动能和增加的自重力驱动的运动。我们的结论是，GHC的情况下提供了一个现实的描述的云的子结构的能量预算的演变在早期的时候，同时发生的恒星形成活动的演变。
2020-09-24 astro-ph.GA
Observing substructure in circumstellar discs around massive young stellar objects
大质量恒星形成的模拟预测了具有重要子结构的盘的形成，例如由于碎片化而形成的螺旋臂和团块。在这里，我们提出了一个半分析框架，用于产生具有子结构的圆盘的合成观测，以确定它们在干涉观测中的可观测性。与流体动力学模型的后处理不同，我们的方法所固有的速度允许我们探索恒星和圆盘参数的大参数空间，从而限制真实观测的属性。我们计算合成尘埃连续和分子线观测探测不同的光盘质量，距离，倾角，热结构，尘埃分布，螺旋和碎片的数量和方向。通过应用适当的空间和运动学滤波，我们的模型预测，ALMA对距离小于5 kpc的大质量YSO的观测应该能够在强自引力盘（即具有多达两个螺旋臂和强运动学扰动的盘）中检测到气体和尘埃中的螺旋。在任意倾斜的盘中检测螺旋将是可能的，或者通过直接在空间上分辨它们以用于更多的面对盘（倾斜高达~50度），或者通过运动学特征以其他方式。如果块体比周围的盘体材料热得足够多，那么盘体碎裂产生的块体在连续介质中应该是可检测的。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The structure behind the Galactic bar traced by red clump stars in the VVV survey
红团星通常被用来绘制银河系内部区域的变红和形态。我们在Vía Láctea巡天中使用新的VISTA变星测光星表，以实现银河系$-10^{\circ}<l<10^{\circ}$和纬度$-1.5^{\circ}<b<1.5^{\circ}$的红色化地图的两倍空间分辨率。我们使用这些去红星表来构造银河平面中红色团块周围的$K_{s}$光度函数。我们发现，在这些地区检测到的第二个峰值（比红色团块更暗）并不对应于凸起红巨星分支凸起单独，如前所述。相反，这个较暗的星团在很大程度上对应于追踪银河系酒吧后面的旋臂结构的红色星团恒星的过度密度。这一结果表明，旨在消除隆起红巨星分支隆起的研究应避免低银河系纬度（$|b|< 2^{\circ}$），在那里，背景红团人口贡献显着的污染。它进一步强调了在未来的银河系酒吧建模中包括这一结构组件的必要性
2018-09-11 astro-ph.GA
In search for infalling clumps in molecular clouds -- A catalogue of CO blue-profiles
本研究利用MWISP数据对银道面附近约2400平方度区域进行CO同位素分子蓝轮廓无偏巡天，发现3533个具有下落运动的分子团块候选体，为研究恒星形成极早期阶段提供了良好样本。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
ACACIA: a new method to produce on-the-fly merger trees in the RAMSES code
介绍了利用自适应网格细化（AMR）程序RAMSES生成暗物质晕合并树的新算法ACACIA的实现。该算法是完全并行的，并基于消息传递接口（MPI）。与大多数可用的合并树工具相反，它在N体模拟过程中动态工作。它可以跟踪暗物质子结构单独使用的指数最绑定粒子在块。一旦一个晕圈（或一个子晕圈）合并到另一个晕圈中，该算法仍然通过最后识别出的团块中最结合的粒子来跟踪它，从而允许在以后的快照中检查合并事件是否是确定的，或者它是否只是暂时的，其中团块只穿过另一个。同样的技术也可以用来追踪孤儿星系，这些星系不再被分配给母星系团，因为星系团由于数值过度合并而溶解。我们详细研究了各种参数的影响所产生的晕目录和相应的合并历史。然后，我们使用标准验证诊断比较我们的方法的性能，证明我们达到了类似于最好的可用和常用的合并树工具的质量。作为概念的证明，我们使用我们的合并树算法与参数化恒星质量晕质量关系，并生成一个模拟星系目录，显示出良好的协议与观测数据。
2021-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Robust Cross-correlation-based Measurement of Clump Sizes in Galaxies
恒星形成于分子复合体中，在红移为$z\approx1$ $-$ $3$时，在附近星系中可以看到巨大的云（$\sim 10^{5-6} \mathrm{M}_\odot$），在星系中可以看到巨大的团块（$\sim 10^{8-9}\mathrm{M}_\odot$）。这些复合物的起源和演化的理论推断往往需要强大的测量其特征尺寸，这是很难在有限的分辨率测量，往往不明确，由于重叠和准分形子结构。我们表明，在恒星形成图中看到的团块的最大和亮度加权大小（例如，H $α$）可以用两点关联函数（2 PCF）进行统计恢复。在解析地阐明高斯团簇与2 PCF之间的联系之后，我们设计了一种具有真实准分形子结构的高斯团簇直径测量方法。用不同空间分辨率的星团盘星系的模拟图像和高斯白噪声扰动对该方法进行了测试。我们发现，2 PCF可以恢复输入的团块规模在$\sim20\%$精度，只要这个规模是大于空间分辨率。我们应用这种方法的本地螺旋星系NGC 5194，以及三个cluerous湍流星系的DYNAMO-HST样本。在这两种情况下，我们的统计H $α$ -丛大小测量与以前的测量和估计的牛仔裤长度一致。然而，新的测量方法在拟合单个块时不受主观选择的影响。
2018-01-09 astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Detection of extremely high density compact structure of prestellar cores and multiple substructures within
星前核是分子云中的自引力密集和寒冷的结构，未来的恒星在那里诞生。在过渡到原恒星阶段的阶段，它们预计会拥有集中的致密（子）结构，这些结构将为新恒星或双星/多恒星系统的形成提供种子。描述这个关键的演化阶段是我们理解恒星形成的关键。在这项工作中，我们报告的高密度（子）结构的检测上千金规模的致密星前核心的样本。通过我们最近对猎户座分子云的ALMA观测，我们发现了五个非常密集的星前核，它们的中心集中区域大小为$\sim$ 2000 AU，平均密度为几个$10^7$ $cm^{-3}$。这些中心致密区域的质量在0.30至6.89 M $_\odot$的范围内。{ \it第一次}，我们的高分辨率观测（0.8 $'' \sim $ 320 au）进一步揭示了其中一个核心显示出清晰的碎裂特征;这些单独的子结构/碎片的大小为800 - 1700 au，质量为0.08 - 0.84 M $_\odot$，密度为$2 - 8\times 10^7$ $cm^{-3}$，分离为$\sim 1200$ au。子结构的质量（$\gtrsim 0.1~M_\odot$）足以形成年轻的恒星物体，并且可能是恒星胚胎最早阶段的例子，可以导致广泛的（$\sim$ 1200 au）分离的多个系统。
2023-02-13 astro-ph.GA
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
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 astro-ph.GA
Substructures, Resonances and debris streams
银河系的局部恒星晕包含了过去几次吸积事件的碎片。在这里，我们详细研究了附近的碎片与Helmi流，最初确定为运动空间积分的密度过大的结构和性能。我们使用来自盖亚EDR 3的6D相空间信息与光谱测量相结合，并使用各种银河势分析流中恒星的轨道和频率。我们还探讨了如何海尔米流约束扁平的银河系暗物质晕。我们发现，流被分裂成子结构的运动空间的积分，最显着的是成两个团块的角动量空间。这些团块具有一致的金属丰度分布和恒星星族，支持共同的后代。在所有现实的银河系潜力探索，海尔米流星描绘了一个弥漫的分布接近欧米茄_z /欧米茄_R ~0.7。同时，角动量空间中的子结构的原因似乎是接近1：1的Omega_z：Omega_phi共振。在暗晕的（密度）平坦度为q = 1.2的情况下，这种共振正好是1：1。对于这种晕形状，角动量的亚结构也是持久的。我们的研究结果表明，银河系潜在的结构留下了明确的印记相混合碎片流的属性。
2021-09-27 astro-ph.GA
Modeling mass functions of clumps formed during the early MC evolution
Donkov、Veltchev和Klessence（2011，2012）提出的描述分子云子结构的统计方法允许使用不同类型的对象进行操作的替代模型：团块的集合或更大的微云。我们简要地展示了这两种模型的预测能力，适用于银河系云的分子发射和尘埃消光研究。
2012-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATLASGAL - Compact source catalogue: 330 < l < 21 degrees
上下文APEX望远镜大面积银河系巡天（ATLASGAL）是第一次在亚毫米级对银河系内部平面进行系统巡天。观测是用大型APEX测辐射热仪相机（LABOCA）进行的，这是一个由295个测辐射热仪组成的阵列，观测波长为870微米（345 GHz）。目标。在这里，我们提出了从这次调查中提取的压缩源目录的第一个版本。这个星表提供了一个关于银河系内部尘埃团块的公正的数据库。方法.这个目录的构建是使用源提取例程SExtractor进行的。我们已经交叉关联的IRAS和MSX目录，以限制其性质的来源。结果在330 ° <1 ° < 21 °和|b| < 1.5 °范围内，我们探测到6639个致密源。该目录有一个99%的完整性源的峰值通量高于6西格玛，这相当于一个流量密度约0.4焦耳/束。对于峰值通量低于6 sigma完全性阈值的源提取的参数应谨慎使用。对模拟数据的测试发现，通量测量的不确定性约为12%，然而，在更复杂的区域，由于额外的背景排放，通量值可能被高估2倍。使用30”的搜索半径，我们发现40%的ATLASGAL致密源与IRAS或MSX点源有关，但是，发现约50%与MSX 21微米通量高于当地背景水平有关，这可能是与恒星形成有关的实际源数量的下限。结论.虽然红外辐射被发现对大多数的团块检测，这个目录仍然可能包括大量的团块，是缺乏恒星形成活动，因此在最冷的，最早阶段的（大质量）恒星形成的对象的优…
2012-11-05 astro-ph.GA
The role of spiral arms in Milky Way star formation
银河系结构在恒星形成中扮演什么角色？我们已经使用了赫歇尔高GAL紧凑的集群目录，以研究在大的空间尺度在银河系内部的演化阶段的趋势。我们研究了嵌入恒星形成（恒星形成分数，或SFF）和恒星形成活动的其他措施之间的关系。基于SFF和演化指标之间的正相关性，如亮度质量比，我们断言，SFF主要跟踪样本的平均演化状态，必须依赖于快速发展的，高质量的年轻恒星物体的局部分数。旋臂切点星系团在SFF中显示出了小的过剩，尽管这些可以被少数最大质量的星系团所解释，仅占星表中星系团总数的7.6%。这表明，虽然臂往往是银河系大质量星团的家园，但我们目录中其余92.4%的Hi-GAL团块并没有显示出臂内恒星形成的增强。在全球范围内，SFF在银河系中面和内弧面最高。我们没有发现显着的趋势，在进化阶段作为一个功能的位置在切点的螺旋臂。这表明，气体和恒星之间观察到的角度偏移，如果由密度波协调，在团块阶段并不明显;或者，恒星形成的开始不是由螺旋密度波触发的。
2018-06-21 astro-ph.GA
Exploring asymmetric substructures of the outer disk based on the conjugate angle of the radial action
研究利用径向作用量共轭角分析 LAMOST K 巨星外盘子结构，发现相螺旋相关团块及麒麟座区域集中特征，并用试验粒子模拟将其归因于人马座矮星系近期经过的扰动。
2023-08-16 astro-ph.GA
The Shards of $ω$ Centauri
我们使用SDSS-Gaia星表来寻找恒星晕中的子结构。该样本包括62\,133颗具有全相空间坐标的晕星，其日心距离为$\sim 10$ kpc。由于行动是保守的缓慢变化的潜力，他们允许识别群体的恒星具有共同的吸积历史。我们设计了一种方法来识别晕子结构的基础上，他们在行动空间中的聚类，使用金属丰度作为二次检查。这是验证光滑模型和数值构建的恒星晕从宝瓶座模拟。我们在SDSS-Gaia星表中识别出21个子结构，其中包括7个高显著性、高能量和逆行的子结构。我们研究了逆行亚结构是否可能是从非典型球状星团$ω$ ~半人马座上剥离下来的物质。使用一个简单的模型的祖先的$ω$ ~半人马座的吸积，我们尝试性地认为，我们的新的子结构（标记为Rg 1，Rg 3，Rg 4，Rg 6和Rg 7）与此事件的可能协会。这为祖先设定了一个最小质量$5 \times 10^8 M_\odot$，以便将$ω$ ~半人马座带到它目前的作用位置--能量空间。我们的建议可以通过候选星的高分辨率光谱来检验，以寻找$ω$ ~半人马座恒星所具有的不寻常的丰度模式。
2018-07-02 astro-ph.GA
Creating mock catalogues of stellar haloes from cosmological simulations
我们提出了一种新的技术，用于创建模拟目录的个别恒星，使吸积组成部分的恒星晕在宇宙学模拟，并显示如何目录可以用来测试和解释观测数据。这些目录是由多种方法组合而成的。一个半解析的星系形成模型被用来计算在N体模拟中的晕中的恒星形成历史，并且暗物质粒子被标记为这个恒星质量。使用恒星星族合成模型将标签转换为单个恒星，以获得恒星的数量密度和演化阶段，以及相空间采样方法，该方法在确保保持原始N体模拟的相空间结构的同时分布恒星。一套基于$Λ$ CDM宝瓶座模拟银河系质量晕的目录已经创建并在一个网站上公开提供。两个例子的应用程序进行了讨论，演示模拟目录的功能和灵活性。我们展示了如何丰富的恒星的子结构，生存在恒星晕排除了一个简单的测量其密度分布，并明确展示了如何双光束调查可以返回几乎任何值的斜率的配置文件。我们还表明，特定类型的恒星，在组成的恒星星族的差异签名，允许流的丰度的局部变化，很容易识别。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck 2015 results. XXVIII. The Planck Catalogue of Galactic Cold Clumps
我们提出了银河系冷团的普朗克目录（PGCC），一个全天空的银河系冷团候选者的普朗克探测目录。该目录是早期冷芯目录（ECC）的完整版本，该目录于2011年与早期发布紧凑源目录（ERCSC）一起提供，包含915个高S/N源。它基于普朗克48个月的任务数据，目前正在向天文学界发布。PGCC星表是一个专门由银河系冷源组成的观测星表。三个最高的普朗克波段（857，545，353 GHz）已与IRAS数据在3太赫兹进行多频检测源冷比他们的本地环境相结合。在排除了可能的河外污染物之后，PGCC目录包含了遍布整个天空的13188个银河源，即，从银河平面到高纬度，遵循主要分子云复合体的空间分布。PGCC源的中位温度介于13和14.5 K之间，这取决于通量密度测量的质量，在去除具有1%最大温度估计的源后，温度范围为5.8至20 K。使用7个独立的方法，可靠的距离估计已获得5574源，这使我们能够推导出它们的物理性质，如它们的质量，物理尺寸，平均密度和光度。PGCC源主要位于太阳附近，距离银河系中心10.5 kpc，范围从低质量核心到大分子云。由于这种多样性，因为PGCC目录包含在非常不同的环境中的源，目录是有用的，以调查从分子云到核心的演变。最后，该目录还包括位于SMC和LMC的54个额外源。
2015-02-05 astro-ph.GA
Testing the asteroseismic estimates of stellar radii with surface brightness-colour relations and {\it Gaia} DR3 parallaxes. II. Red giants and red clump stars from the {\it Kepler} catalogue
本研究利用Kepler数据验证SBCR与星震学半径的一致性，发现差异仅1-2%，且无K2数据中的金属丰度依赖和系统偏差，证明SBCR是低成本高精度的半径估计方法。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substructures in Minor Mergers' Tidal Streams
在这项工作中，我们探讨的想法，像星团的子结构可以形成的潮汐流产生的星系小合并。我们使用$N$体和SPH模拟卫星星系与一个更大的星系的相互作用。我们研究流中的质量分布，以确定可能形成亚结构的高密度区域。我们发现，没有气体，没有子结构形成的超密度没有显示出明确的形态，也没有动力学稳定性。包括气体，我们发现，出现了几个团块，并证明是真正的长期存在的物理结构（$t \geq$ 1 Gyr）。我们分析了这些结构的轨道，年龄和质量，找到它与晕子系统的对应关系。我们的结论是，这是可能的，以形成集群状结构的潮汐流的材料，并发现证据，有利于在这些系统中存在的暗物质。
2019-08-20 astro-ph.GA
Substructure revealed by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
我们提出了一个分析的子结构所揭示的407 RR天琴座在斯隆数字巡天（SDSS）条纹82。使用字符串长度方法确定高精度的周期估计。一个子集的178 RR天琴座光谱衍生的金属性推导出的金属性周期振幅的关系，然后用于找到整个样品的金属性和距离。天琴座RR距离银河系中心5到115千秒差距。根据它们的周期、颜色和金属丰度，它们被分为316个RRab类型和91个RRc类型的子集。密度分布不均匀，以团块和亚结构为主。分别鉴定了与人马座流和武仙座-天鹰座云有关的55和237个RR型天琴座样本。因此，在条纹82中，大约70%的RR天琴座属于已知的子结构。在银河系中心半径为40千秒差距的地方，密度分布有一个急剧的突变，反映出条纹82的主要子结构--武仙座-天鹰座云和人马座流--位于40千秒差距以内。事实上，在条纹82中，几乎60%的天琴座RR都与武仙座-天鹰座云有关，这突出了它的卓越性。此外，还发现了一个新的遥远的子结构-双鱼座超密度-的证据，由28个以银河系坐标（80度，-55度）为中心的微弱RR天琴座组成，距离约为80 kpc。双鱼座超密度区的恒星质量约为10000太阳质量，金属丰度为[Fe/H] ~-1.5。
2009-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigations of MWISP Filaments. I. Filament Identification and Analysis Algorithms, and Source Catalogue
本文提出DPConCFil算法套件，用于在MWISP的PPV数据中识别、骨架提取和分解纤维状结构，并发布相应源星表与统计结果。
2025-01-09 astro-ph.GA
Dark matter substructure and dwarf galactic satellites
十年前，分辨率越来越高的宇宙学模拟被用来证明冷暗物质（CDM）晕的维里化区域充满了大量密集的引力束缚的团块。这些暗物质暗晕是在CDM晕形成的合并和吸积的分级序列中幸存下来的强引力潮汐力和动力学摩擦的晕的中心区域。与观测结果的比较表明，在固定孔径内，银河系和仙女座的暗晕和发光卫星的丰度与它们的圆速度或束缚质量之间存在明显的差异。这种巨大的差异，后来被称为“子结构”或“失踪卫星”问题，需要一个解释。在本文中，我回顾了在过去几年中所取得的进展，无论是在量化的问题，并在探索可能的情况下，它可以容纳和解释的背景下，星系形成的结构形成的CDM范式的框架。特别是，我表明，所观察到的光度函数，径向分布，和发光卫星的内部密度分布的显着相似性可以理解在分层CDM框架内使用一个简单的模型，在该模型中，恒星形成的效率单调下降，减少维里质量卫星吸积之前，没有任何实际的尖锐的星系形成阈值。
2009-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
Absolute Magnitude Calibration for Red Clump Stars
我们将Laney等人（2012）的（$K_s$，$J-K_s$）数据与依巴谷星表中的$V$视星等和三角星等相结合，并使用它们将$M_{K_s}$绝对星等拟合为$V-K_s$颜色的线性多项式。Laney等人在2012年对224颗红团簇星估算的绝对星等残差的平均值和标准差分别为-0.001和0.195等，（绝对）小于采用所有红团簇星平均$M_{K_s}=-1.613$绝对星等估算的相应值，分别为-0.053和0.218等。对Alves（2000）中的282颗红团簇星数据应用线性方程估计的统计值较大，分别为$ΔM_{K_s}=0.209$和$σ=0.524$等，这可以用不同的绝对星等趋势来解释，即沿水平分布的凝聚。
2013-04-09 astro-ph.GA
CALSAGOS: Clustering ALgorithmS Applied to Galaxies in Overdense Systems
在本文中，我们提出了CALSAGOS：聚类AL出租mS适用于Galerkin在过密系统，这是一个PYTHON软件包开发的集群成员选择和搜索，找到，并确定子结构。CALSAGOS是基于聚类算法，并开发用于光谱和光度样品。为了测试CALSAGOS的性能，我们使用S-PLUS的模拟目录，我们发现在成员选择上的误差为1%-6%，这取决于所使用的函数。此外，CALSAGOS的$F_1$ -评分为0.8，识别星系团外围子结构（$r > r_{200}$）的精度为85%，完整性为100%.当我们考虑所有子结构识别（内部和外部）时，CALSAGOS的$F_1$ -得分、精度和完整性下降到0.5、75\%和40\%，这是由于搜索、发现和识别子结构的功能在2D中工作，并且不能解析投影在其他子结构上的子结构。
2022-12-19 astro-ph.GA
Dark Dragon Breaks Magnetic Chain: Dynamical Substructures of IRDC G28.34 Form in Supported Environments
该研究利用多波段观测数据，揭示红外暗云 G28.34 中磁场在云尺度上主导支撑环境，而云内引力可压倒磁场和湍流，促成局域恒星形成。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparison of Star-Forming Clumps and Tidal Tails in Local Mergers and High Redshift Galaxies
哈勃太空望远镜的极端恒星形成星系（CCDG）中的星团，团块，尘埃和气体调查包括13个星系的多波长成像，这些星系距离不到100 Mpc，跨越一系列的形态和大小，从蓝色致密矮星（BCD）到发光红外星系（LIRGs），所有星系的恒星形成率都超过每年数百个太阳质量。在CCDG巡天中，7个合并星系的图像被人为地红移，以与z = 0.5，1和2的星系进行比较。大多数红移的尾巴的表面亮度在z = 0.5或1时可见，但在z = 2时由于宇宙学的变暗而不可见。在这些星系中有明显的巨星团;测量的51个星系的大小、质量和颜色与UDF、GEMS、GOODS和CANDELS巡天中观测到的高z系统中的巨星团相似。这些结果表明，一些没有可观测到的潮汐特征的高z星系可能是合并的结果。本地团块也有相同的单位面积恒星形成率和恒星表面密度的团块在中等和高红移观察，所以他们提供了深入了解遥远的团块的子结构。在局部星团的边界内，总共有1596个亮度超过MV =-9的星团被识别出来。星系团的星等分布函数是一个幂律，对于星系团内部和外部的所有星系，其斜率都近似相同（对于数值-对数光度图，斜率近似为-1），并且与星系团表面亮度无关。
2020-12-19 astro-ph.GA
The Northern wraps of the Sagittarius Stream as traced by Red Clump stars: distances, intrinsic widths and stellar densities
利用Sloan Digital Sky Survey - Data Release 6星表中的Red Clump星，在150° < RA < 220°范围内（对应于轨道方位角220° < Lambda < 290 °范围）追踪了人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐流。沿着视线的子结构被确定为红团候选星的微分星数轮廓（SCP）中的显著峰。对SCP进行适当的建模可以使我们获得：（a）相对于Sgr主体的<10%准确的纯差分距离，（b）沿视线的FWHM估计值，以及（c）每个检测到的子结构的局部密度估计值。在255° <λ < 290°的范围内，我们清晰而连续地追踪了可以归因于该流的各种相干结构，特别是：众所周知的前臂北部，从λ ~ 290°处的d~43 kpc延伸到λ ~ 255°处的d ~ 30 kpc，以及位于恒定距离d ~ 25 kpc处的更近的相干探测系列，后一种结构，预测的几个模型的中断Sgr dSph，从来没有跟踪之前;与现有的模型比较表明，这些部分之间的距离的差异的领导和拖曳臂可能提供一个强大的工具来区分假设不同形状的银河系潜力的理论模型。在天空的同一部分，更远的包裹只沿着几条视线被检测到。[删节]
2010-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transformations between WISE and 2MASS, SDSS, BVI photometric systems: II. Transformation equations for red clump stars
我们提出的颜色转换转换的宽视场巡天探测器（WISE）的W1，W2和W3的幅度的约翰逊-帕金斯（BVIc），斯隆数字巡天（GRI），和两个微米的所有巡天JHKs测光系统，红色团块（RC）的明星。RC星是从第三次径向速度实验（RAVE）数据发布（DR 3）中选出的。视星等是通过将该样本的坐标与不同的光度星表相匹配来收集的。最后的样品（355 RC星）用于获得金属依赖和自由的金属-WISE和约翰逊-费米子，SDSS，2 MASS测光系统之间的转换。这些转换结合已知的绝对星等在较短的波长可以用于空间密度测定的银河系（薄和厚）盘在距离大于单独与JHK测光评估，因此提供了一个强大的工具，在分析银河系结构。
2012-02-02 astro-ph.GA
Clumpy streams in a smooth dark halo: the case of Palomar 5
通过直接N体模拟和简化的数值模型，我们研究了Palomar 5在银河系势场中沿其轨道的潮汐尾的形成和特征。与以前的发现不同，我们能够再现在这个星团的恒星流中观察到的子结构，而不包括暗物质晕中的任何团块。我们发现，类似于在Palomar 5中观察到的超密度可以通过恒星沿其尾部的周转运动来再现，即从具有非常相似的位置和速度的星团中逃逸的恒星轨道的简单局部积累。这个过程能够在距离星团几千秒差距的地方形成恒星团，所以它并不像之前所说的那样，只存在于帕洛玛5号尾部的内部。我们的模型可以再现在所观察到的流中发现的团块和周围尾巴之间的密度对比，而不包括黑暗晕中的任何团块，这表明其粒度有新的上限。
2012-09-05 astro-ph.GA
First identification and absolute magnitudes of the red clump stars in the Solar neighbourhood for WISE
本文首次利用宽视场红外巡天探测器（WISE）测定了红团星（RC）的绝对星等。我们使用最近从依巴谷星表中获得的缩小的视差，并使用WISE测光在太阳附近识别了3889颗RC星。由WISE测光中RC星的绝对星等分布和颜色分布估算的模值分别为：M_{W1} =-1.635（0.026），M_{W3} =-1.606（0.024）和（W1-W3）_0=-0.028（0.001）等，这些值与用2 MASS资料得到的转换公式一致。用RC星的M_{W1}和M_{W3}绝对星等估算的RC星距离与用分光光度法计算的RC星距离也是一致的。这些WISE绝对星等可用于距离起重要作用的天体物理研究。
2013-04-01 astro-ph.GA
Testing MOND using the dynamics of nearby stellar streams
本文在MOND框架下对银河系Helmi流两个团块进行轨道积分，发现它们仅约100 Myr即瓦解，表明当前MOND无法解释该观测结构，并指出恒星流可用于检验其他替代引力模型。
2024-06-13 astro-ph.GA
