Fast Molecular Cloud Destruction Requires Fast Cloud Formation
银河系中很大一部分气体是冷的、致密的和分子的。如果所有这些气体在引力的影响下坍缩，并在局部自由落体时间内形成恒星，银河系中的恒星形成率将超过观测到的数量级。其他正在形成恒星的星系也有类似的行为。然而，观测和模拟都表明，分子气体确实是在引力作用下坍缩的，尽管是分层次的。如果在引力坍缩过程中迅速破坏恒星形成云，及时的恒星反馈为观测到的低恒星形成率提供了一个潜在的解决方案。然而，这要求分子云必须是短命的物体，这就提出了一个问题，即如何在分子阶段观察到如此多的气体。只有当分子云形成的速度和它们被破坏的速度一样快时，才能发生这种情况，从而保持致密气体的全球平衡比例。因此，我们研究云的形成时间尺度。我们首先证明，超新星和超级气泡的清扫不能产生致密气体的速度所需的云破坏率相匹配。另一方面，Toomre引力不稳定性可以达到所需的生产率。因此，我们认为，虽然致密的恒星形成气体可能只持续一个单一的全球自由落体时间，恒星形成星系中的致密气体可以在全球范围内存在于引力不稳定性形成和恒星反馈破坏之间的动态平衡状态。在红移z >~ 2时，Toomre不稳定性时间尺度减小，导致在早期预测高分子气体分数，与观测一致。
2017-09-02 astro-ph.GA
A New Channel of Bulge Formation via The Destruction of Short Bars
短（内）杆的次千秒差距半径已被假设为一个重要的机制，驱动气体流入小规模，从而饲料中央黑洞。最近的数值模拟表明，当黑洞达到星系总质量的$\sim 0.1\%$时，星系中心黑洞的增长可以摧毁短棒。我们利用$N$体模拟方法研究了单棒星系和双棒星系的中心恒星质量分布的长期演化。我们发现，短杆的破坏有助于显着的增长的凸起。最终的隆起质量大致等于初始伪隆起和短棒的质量之和。Sérsic指数$n\lesssim1$最初的方形/花生形凸起被转化为一个更大质量、更紧凑的结构，在形态学（$n \approx 2$）、运动学（色散主导、各向同性）和标准标度关系（科门迪关系、质量-尺寸关系以及黑洞质量与凸起恒星质量和速度色散之间的相关性）上与经典凸起有许多相似之处。我们提出的形成经典凸起的通道完全依赖于短棒的破坏，而不依赖于合并。我们认为，一些质量较小，不太紧凑的经典隆起是以这种方式形成的。
2019-11-16 astro-ph.GA
The Molecular Cloud Lifecycle II: Formation and Destruction of Molecular Clouds Diagnosed via H$_2$ Fluorescent Emission Emission
本研究利用SILCC模拟，通过H$_2$形成与离解速率诊断分子云生命周期，提出空间FUV光谱仪观测可区分云构建、快速恒星形成、化学平衡及云毁灭等阶段。
2024-02-05 astro-ph.GA
Galaxy Simulation with Dust Formation and Destruction
我们进行平滑粒子流体动力学（SPH）模拟一个孤立的星系与新的治疗尘埃的形成和破坏。为此，我们将尘埃和金属的产生与恒星的形成和超新星的反馈相一致。对于灰尘，我们认为一个简化的模型的粒度分布，代表整个范围内的粒度与大颗粒和小颗粒。我们包括恒星喷出物中的尘埃产生，超新星（SN）冲击造成的尘埃破坏，吸积和凝聚造成的颗粒生长，以及破碎造成的颗粒破坏。我们发现，当星系年龄超过0.2 Gyr时，固定的尘埃-金属质量比的假设不再有效，此时吸积颗粒的生长开始有助于尘埃-气体比的非线性上升。正如我们之前的单区模型所预期的那样，破碎通过吸积触发晶粒生长，因为它增加了晶粒的总表面积。当星系的年龄大于$\sim$ 1 Gyr时，凝结作用就变得很明显：在这个时期，小颗粒的丰度变得足够高，从而提高了小颗粒的凝结速度。我们进一步比较了粉尘-气体比$(\mathcal{D})$和粉尘-金属比$(\mathcal{D}/Z)$的径向分布（即，在不同的年龄段与观察数据。我们发现，我们的模拟广泛地再现了径向梯度的尘气比和耗尽。在早期阶段（$\lesssim 0.3$ Gyr），$\mathcal{D}$的径向梯度遵循金属丰度梯度，$\mathcal{D}/Z$由恒星喷出物中尘埃的凝聚效率决定，而在后期阶段，由于吸积作用导致的颗粒生长，$\mathcal{D}$的径向梯度比$Z$的径向梯度更陡。本文提出的框架适用于任何基于…
2017-01-18 astro-ph.GA
Bar formation and destruction in the FIRE-2 simulations
本文基于FIRE-2宇宙学模拟研究13个银河系质量星系，发现棒形成受潮汐相互作用、恒星与暗物质质量比及盘运动学温度影响，冷盘更易形成强而长寿的棒，而高中心气体比例和剧烈恒星形成则倾向产生较弱棒。
2024-10-23 astro-ph.GA
The Formation and Destruction of Molecular Clouds and Galactic Star Formation
我们描述了一个星系级恒星形成的全貌。最近对具有冷却/加热和热传导的双流体动力学的高分辨率磁流体动力学模拟表明，分子云的形成需要多次超音速压缩。这一发现使我们能够创造一个场景，在这个场景中，分子云形成在星系尺度上相互作用的壳或气泡中。首先，我们估计分子云在大于一百万年的时间尺度上的总体平均增长率。接下来，我们进行辐射流体动力学模拟，以评估由恒星FUV辐射的磁化分子云的破坏率。我们还研究了云内恒星的形成效率，如果我们采用幂律指数-2.5来描述云内恒星的质量分布，那么云内的恒星形成效率将是一个很低的值（几个百分点）。最后，我们描述了分子云质量函数在一个长时间尺度（> 100万年）上的时间演化，并讨论了在不同环境下的幂律斜率的稳态指数。
2015-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating radiative feedback and star cluster formation in GMCs: II. Mass dependence of cloud destruction and cluster properties
巨分子云（GMC）中的辐射反馈过程是通过加热和电离周围气体来限制恒星团簇形成的重要机制。我们探索辐射反馈影响早期（$\lesssim$ 5百万年）团簇形成的GMCs的质量范围从10 $^{4-6}$ M $_{\odot}$使用FLASH代码的程度。相对于流体动力学模拟，包含辐射反馈使团簇形成的效率降低20-50\%。特别是两个模型- 5 $\times$ 10 $^4$和10 $^5$ M $_{\odot}$ -显示出对团簇形成效率的最大抑制，对应于$\sim$ 2的因子。只有这些云，内部能量，辐射反馈注入的能量的测量，超过引力势的显着量的时间。我们发现一个明确的关系，最大的集群质量，M $_{cl,max}$，形成在一个GMC的质量M $_{GMC}$ ; M $_{cl,max}\propto$ M $_{GMC}^{0.81}$。这一比例结果表明，年轻的球状星团在必要的规模$10^6 M_{\odot}$内形成的主机GMC附近的质量$\sim 5 \times 10^7 M_{\odot}$。我们比较模拟集群质量分布观察到的嵌入集群质量函数（$dlog(N)/dlog(M) \propto M^β$，其中$β$ = -1），并找到良好的协议（$β$ = -0.99 $\pm$ 0.14）只有模拟包括辐射反馈，表明这个过程是重要的控制年轻的集群的增长。然而，高的恒星形成效率…
2017-06-01 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- II. The formation and destruction of molecular clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度代表了我们对星系演化以及恒星和行星形成的理解中的主要未知数。这是第二个系列文件，旨在建立一个多示踪剂的时间线的恒星形成的大麦云（LMC），重点是生命周期的分子云。我们使用统计方法来确定$t_{\text{CO}}=11.8^{+2.7}_{-2.2}$ Myr的LMC中的分子云寿命。这个短的时间尺度类似于云的动力学时间，并表明大麦哲伦星云中的分子云在很大程度上与星系动力学的影响脱钩，并具有由内部过程设定的寿命。这与大麦哲伦星系中的原子云形成了鲜明的对比，后者的寿命与星系动力学时间尺度相关。我们还推导出分子云和HII区域共存的时间尺度为$t_{\text{fb}}=1.2^{+0.3}_{-0.2}$ MYR，这意味着平均反馈前膨胀速度为12公里秒$^{-1}$，与直接使用光学光谱观察到的LMC中的HII区域的膨胀速度一致。这些结果表明，大麦哲伦星云中分子云的生命周期是快速的，并受到内部动力学和恒星反馈的调节。最后，我们讨论了我们的测量在文献中，其中报告了相当长的寿命的分子云在LMC的背景下，并发现这些以前的研究结果导致主观选择时间轴校准，避免了我们的统计方法。
2022-09-12 astro-ph.GA
Massive Star Cluster Formation and Destruction in Luminous Infrared Galaxies in GOALS II: An ACS/WFC3 Survey of Nearby LIRGs
我们提出了一个哈勃空间望远镜WFC 3近紫外和ACS/WFC光学研究的结果到10个发光和超亮红外星系（U/LIRGs）的大天文台全天LIRG调查（GOALS）的星团人口。通过综合宽带测光，我们推导出的年龄，质量，并与$d_{L} <$ 110 Mpc的星系中的1027个星团，以避免与集群混合的问题。测量到的$dN/dτ\propto τ^{-0.5 +/- 0.2}$星系团年龄分布的斜率比在低光度恒星形成星系中观察到的要陡。此外，观测到的星团年龄分布的斜率内（$dN/dτ\propto τ^{-1.07 +/- 0.12}$）和外盘（$dN/dτ\propto τ^{-0.37 +/- 0.09}$）星团之间的差异提供了证据的质量依赖集群破坏的LIRGs的中心区域主要由强大的潮汐冲击和遇到大规模的GMC的综合影响。排除NGC 7469中Seyfert 1核周围的核环，导出的星系团质量函数（CMF：$dN/dM \propto M^α$）在$M_{t} \sim 2$ x $10^{6} M_{\odot}$处有边际证据证明我们三个最富星系团的幂律（PL）截断，它们都被归类为早期合并。最后，我们发现的证据平坦的CMF斜率$dN/dM \propto M^{-1.42 \pm 0.1}$的集群在后期合并相对于早期阶段（$α= -1.65 \pm 0.02$），我们归因于在相互作用的过程…
2021-10-07 astro-ph.GA
Revised rate coefficients for H$_2$ and H$^-$ destruction by realistic stellar spectra
了解能够摧毁H $_2$和H $^-$物种的过程是控制第一批恒星、黑洞和星系形成的精髓。在这项研究中，我们计算的反应速率系数H $_2$光解离莱曼-沃纳光子（$11.2 - 13.6$ eV），和H $^-$光-脱离0.76 eV的光子从自洽的恒星群体，我们使用公开可用的恒星合成代码模型。到目前为止，包括分子氢形成的化学网络的研究通过假设源光谱可以近似为幂律依赖性或在10 $^4$或$10^5$ K下的黑体光谱来考虑这些过程。我们表明，使用光谱产生的真实的恒星人口模型可以改变的反应速率的光解离，$\rm k_{\rm{di}}$，和光剥离，$\rm k_{\rm{de}}$，显着。特别是，$\rm k_{\rm{de}}$可以高达$\sim 2-4$的数量级低的情况下，现实的恒星光谱表明，以前的计算高估了辐射的影响，降低H $_2$丰度。与恒星形成的爆发模式相反，我们发现，连续恒星形成的模型预测增加$\rm k_{\rm{de}}$和$\rm k_{\rm{di}}$，这使得有必要包括恒星形成的历史来源，以获得自洽的反应速率，这是不够的，只是计算J $_{21}$的背景。对于恒星形成速率恒定的模型，光谱能量分布形状的变化导致了不可忽略的晚时贡献$\rm k_{\rm{de}}$和$\rm k_{\rm{di}}$，我们提出了自洽导出的宇宙学反应速率的恒星形成速率的基础上一致的观测高…
2014-07-16 astro-ph.GA
Pillars of creation amongst destruction: Star formation in molecular clouds near R136 in 30 Doradus
本文介绍了大麦云星云剑鱼座30区新的高灵敏CO（2-1）观测资料。我们从剑鱼座30的年轻大质量星系团R136的投影中识别出一条由三个新发现的分子云组成的链，我们将其命名为KN 1，KN 2和KN 3。激发态H $_2$ 2.12 $μ$ m发射与分子云在空间上一致，而电离态Br $γ$发射与分子云在空间上不一致.我们将这些观测结果解释为柱状结构的尾部，其电离头指向R136。基于红外测光，我们确定了新一代的恒星在这个结构中形成。
2017-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
Star Cluster Formation and Destruction in the Merging Galaxy NGC 3256
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机来研究NGC 3256主体中年轻大质量星团的丰富人口，NGC 3256是一对合并的星系，具有高恒星形成率（SFR）和单位面积SFR（$Σ_{\rm{SFR}}$）。这些星系团的光度和质量函数遵循幂律，对于$τ< 10$ Myr星系团，$dN/dL \propto L^α$与$α= -2.23 \pm 0.07$，$dN/dM \propto M^β$与$β= -1.86 \pm 0.34$，类似于在更静止的星系中发现的。年龄分布可以用$dN/dτ\propto τ^ γ$来描述，$γ\approx -0.67 \pm 0.08$代表年龄小于几亿年的星系团，与星系团的质量没有明显的关系。这与星团中的$\sim 80 \%$每十年被破坏一次的情况是一致的。通过测定NGC 3256的束缚星系团中恒星的比例（$Γ$）和CMF/SFR统计量（CMF是星系团的质量函数），并与其他星系的结果进行比较，我们研究了具有高$Σ_{\rm{SFR}}$的星系比静止星系更有效地形成星系团的说法。我们发现，NGC 3256的CMF/SFR统计数据与具有$Σ_{\rm{SFR}}$和SFR的星系的统计数据一致，这些星系的统计数据低于$1-3$的数量级，但只有当应用相同的假设时，对$Γ$的估计才是稳健的。目前，文献中可用的$Γ$值使用了不同的假设，这使得比较星系之间的结果更…
2016-07-13 astro-ph.GA
The Stellar Mass and Age Distributions of Star-Forming Clumps at $0.5 < z < 5$ in JWST CANUCS: Implications for Clump Formation and Destruction
York University（约克大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics（邓拉普天文学与天体物理学研究所）；Waseda University（早稻田大学）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Saint Mary's University（圣玛丽大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；National Research Council of Canada（加拿大国家研究委员会）；University of Toronto（多伦多大学）
本研究利用 JWST CANUCS 分析 $0.5<z<5$ 恒星形成团块的质量与年龄分布，揭示 cSMF 斜率随星系质量、气体比例、团块起源及年龄变化，约束其形成、存活与毁灭机制。
2025-09-29 astro-ph.GA
Massive Star Cluster Formation and Destruction in Luminous Infrared Galaxies in GOALS
本文介绍了{ \it Hubble Space Telescope} ACS/HRC FUV，ACS/WFC对大天文台全天LIRG巡天中22个亮红外星系团的光学研究结果。通过综合宽带测光，我们得出了这些系统中包含的484个星团的年龄和质量。这使我们能够研究在LIRGs的极端环境中发现的星团的性质，相对于本地宇宙中较低光度的恒星形成星系。采用Bruzual \& Charlot简单恒星星族（SSP）模型和Salpeter初始质量函数，我们发现星系团的年龄分布呈$dN/dτ= τ^{-0.9 +/- 0.3}$式递减，这与我们推导的银河系年龄分布一致，并解释了在合并星系的强潮汐场中星系团快速破裂的证据.在样本中发现的大量$10^{6} M_{\odot}$年轻星系团也表明，LIRGs能够产生更多的高质量星系团，而不是迄今为止在本地宇宙中任何低光度恒星形成星系中观察到的。观测到的$dN/dM = M^{-1.95 +/- 0.11}$星系团质量分布与用于描述星系团初始质量函数（ICMF）的正则-2幂律一致。我们将此解释为反对质量依赖的集群破坏的证据，这将使所观察到的CMF相对于基本的ICMF分布变平。
2017-05-09 astro-ph.GA
The Turbulent Destruction of Clouds - II. Mach Number Dependence, Mass-loss Rates, and Tail Formation
本文研究了绝热激波通过时云的湍流破坏。我们发现云的寿命和Hartquist等人（1986）的分析结果之间存在很大的差异。这些差异似乎是由于Hartquist等人的假设，即质量损失主要是由于远离驻点的云表面上的低压区，而实际上开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性在云破坏中起着主导作用。我们发现，云的真实寿命（定义为当所有的材料从云的核心是很好地混合与云间的材料在流体动力学细胞）是大约6倍t_KHD，其中t_KHD是最具破坏性的，长波长，KH不稳定性的增长时标。这些发现具有广泛的影响扩散源，其中有热，冷相之间的材料转移。还研究了相互作用随马赫数和云密度对比度的变化特性。在较低的马赫数时，相互作用较弱，最显著的差别出现在低激波马赫数时，此时激波后气体相对于云是亚音速的（即M < 2.76）。只有当云与周围介质的密度对比度chi > 1 e3时，从云上剥离下来的物质才会形成一个长长的“尾巴状”特征。
2010-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmological simulation with dust formation and destruction
为了研究宇宙学体积中尘埃的演化，我们进行了流体动力学模拟，其中金属和尘埃的富集与恒星形成和恒星反馈自洽地处理。我们认为尘埃演化驱动的恒星喷出物中的尘埃生产，尘埃破坏溅射，颗粒生长的吸积和凝聚，颗粒破碎，并分别对待小颗粒和大颗粒跟踪粒度分布。在确认我们的模型很好地再现了附近星系的尘埃与气体比和金属丰度之间的观测关系后，本文将重点关注宇宙学体积上的尘埃丰度。同向运动的尘埃质量密度在红移$z\sim 1$ -2处有一个峰值，与观测建议的宇宙中尘埃最多的时期相一致。{In在本机宇宙中，大约10%的尘埃包含在星系际介质（IGM）中，只有1/3- 1/4的尘埃在溅射的尘埃破坏中幸存下来。尘埃质量函数在$\lesssim 10^8$ M $_\odot$处大致再现，而质量端仍有偏差，这表明{在大质量星系中存在更强反馈的必要性}。这个关系表明吸积对尘埃星系是必不可少的。此外，我们的模型广泛地再现了观测到的环银河系介质（CGM）中的尘埃表面密度的径向分布。虽然我们的模型满足观测约束的尘埃灭绝{宇宙尺度}，它预测，在CGM和IGM的尘埃是由大（$> 0.03~μ$ m）颗粒，这是在紧张的陡峭的变红曲线{观察}在CGM。
2018-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense gas formation and destruction in a simulated Perseus-like galaxy cluster with spin-driven black hole feedback
延伸的丝状H $α$发射星云是附近星系团的一个显著特征，但丝状体的形成机制以及塑造其形态的过程仍然不清楚。我们进行了调查的形成，演化和破坏的致密气体的中心模拟，英仙座，集群的影响下的自旋驱动射流。我们特别研究了稠密气体从扩散的团内介质中凝结所起的作用，以及现有稠密气体由喷流直接抬升的影响，确定稠密气体的空间分布和运动学。我们提出了一个理想化的英仙座状集群使用自适应网格细化代码{ \sc ramses}的流体动力学模拟。我们的模拟包括一个超大质量黑洞（SMBH），自洽地跟踪其自旋演化通过其本地吸积，并反过来驱动一个大规模的喷流，其方向是基于黑洞的自旋演化。我们表明，致密气体的形成和破坏是密切相关的SMBH的反馈周期，其形态是高度可变的整个模拟。虽然扩展的对流结构很容易从热的团内介质凝结，但它们在与喷流驱动的外流相互作用期间很容易破碎成过度聚集的气体分布。在活动星系核的静止阶段，当冷却时间与自由降落时间的局部比值低于20时，即当$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} < 20$。我们发现了致密气体凝结和抬升的证据，但要注意的是，纯粹的流体动力学模拟难以有效地调节集群冷却循环，并产生过度cluerical分布的致密气体形态，观察相比。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Destruction of massive fragments in protostellar disks and crystalline silicate production
我们提出了一种机制，与年轻的原恒星盘的大规模碎片的形成和随后的破坏结晶硅酸盐生产。碎片形成于恒星形成的嵌入阶段，通过径向距离\ga 50-100 AU处的盘碎裂，当气体温度超过约800 K的结晶阈值时，在其内部退火小的非晶晶粒。我们证明，在早期嵌入阶段形成的碎片可以被摧毁之前，他们要么形成固体核心或蒸发尘埃颗粒，从而释放到不同的径向距离从子AU到百AU尺度的加工结晶尘埃。碎片的两种可能的破坏机制是碎片径向向内移动并接近中央恒星时的潮汐破裂和光蒸发，以及螺旋臂施加的潮汐扭矩的分散。因此，大部分的水晶尘埃集中在盘的内部区域和旋臂，这是碎片破坏的可能地点。
2011-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-line study of the radial extent of SiO, CS, and SiS in AGB envelopes
本文利用Yebes 40m和IRAM 30m望远镜观测，结合激发与辐射转移计算，研究了富氧与富碳AGB星周包层中SiO、CS和SiS的径向范围及其与质量损失率的依赖关系。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SISSI: Supernovae in a stratified, shearing interstellar medium. II. Star formation near the Sun is quenched by expansion of the Local Bubble
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）
SISSI项目通过分析本地气泡的扩张与恒星形成的关系，发现超新星活动抑制了太阳邻近区域的恒星形成。
2026-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Lyα irradiation of solid-state formamide
甲酰胺（NH $_2$ CHO）是一种潜在的生命前体，在地球生命起源中起着重要作用。它在太空中的不同环境中被观察到，包括原恒星区域和彗星。通过在天体化学模型中加入形成和破坏数据，可以更好地理解NH $_2$ CHO在恒星形成早期阶段的丰度和稳定性。我们进行了实验研究，研究在12 K纯NH $_2$ CHO冰的破坏的相互作用的赖氨酸$α$（121.6 nm）的光子。用傅里叶变换红外光谱法研究了NH $_2$ CHO的紫外光降解。UV处理后，NH $_2$ CHO IR谱带的强度降低，光谱中出现了对应于HCN、CO、NH $_4^+$ OCN $^-$、HNCO和CO $_2$的新谱带。破坏和累积产物形成的横截面。不同能量处理剂在冷密分子云中的截面的破坏率的比较表明，UV光子诱导的NH $_2$ CHO破坏比宇宙射线高一个数量级，但比H原子低三个数量级。
2022-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of interstellar SH$^+$ from vibrationally excited H$_2$: Quantum study of S$^+$ + H$_2$ $\rightleftarrows$ SH$^+$ + H reactions and inelastic collisions
采用两种新的SH $_2^+$势能面（PES）$^4A''$和$^2A''$电子对称性，从量子力学方法计算了SH $^+$的形成、破坏和碰撞激发的速率常数. PES描述了与SH $^+$（$^3Σ^-$）+ H（$^2S$）通道相关的所有绝热态。通过S $^+$ + H $_2$反应形成SH $^+$在$\approx$ 9860 K是吸热的，并且需要H $_2$分子上的至少两个振动量子以产生显著的反应性。H-$_2$（$v=2$）的总生成速率常数的准经典计算与100 K以上的量子结果符合得很好。进一步的准经典计算，然后进行$v=3$，4，和5，以涵盖所有的振动激发H $_2$水平显着密集的光解离区域（PDR）。新计算的形成和破坏速率常数比以前的大两到六倍，并已被引入Meudon PDR代码模拟猎户座酒吧原型PDR的物理和照明条件。基于新分子数据的新天体化学模型产生了四倍大的SH $^+$柱密度，与最近ALMA对猎户座棒的观测所推断的一致。
2019-05-07 astro-ph.GA
Formation of late-type spiral galaxies: gas return from stellar populations regulates disk destruction and bulge growth
旋涡星系的大部分恒星质量都在一个大的旋转盘中，只有一小部分在中心的球状凸起中。这对星系形成的宇宙学模型提出了重大挑战。星系团在暗物质晕的中心形成，是通过等级合并和沿着冷流的气体吸积的结合，并且应该通过合并和不稳定性快速增长它们的凸起。宇宙学模拟预测，星系的大部分质量都集中在中央隆起，因此角动量远低于观测水平，除了矮星系。我们认为，恒星星族在宇宙时间内不断返回新鲜气体可以解决这个问题。在一个特定时刻形成的恒星群体通常会在100亿年内以气体的形式返回其初始质量的一半，这个过程不是由快速的超新星爆炸主导的，而是由低质量和中等质量恒星的长期质量损失主导的。使用模拟的星系形成，我们表明，这种气体的再循环可以强烈地影响大质量星系的结构演化，潜在地解决了膨胀分数的问题：我们发现，一个大质量星系的膨胀盘比可以除以3的一个因素。通过恒星形成和恒星质量损失，重子的持续循环有助于盘的生长及其相互作用和合并的生存。标准的宇宙学模型可以成功地解释大质量的晚型、盘状主导的螺旋星系（Sb-Sc），而不是只形成早期类型的、球状主导的星系（S 0和椭圆星系）。
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation versus destruction: the evolution of the star cluster population in galaxy mergers
相互作用星系以其高恒星形成率和丰富的星团人口而闻名，但快速变化的潮汐场也可以有效地摧毁星团。我们用数值模拟合并盘星系，调查占主导地位的机制。这些模拟包括一个整个星团人口的形成和动态破坏的模型。我们发现，在相互作用星系中，潮汐冲击对星系团的动力学加热比孤立星系高一个数量级。这是由增加的气体密度驱动的，足以以比新星团形成更高的速度摧毁星团：合并残留物中星团的总数是祖先盘中数量的2-50%，低质量的星团优先被破坏。通过采用观测动机的选择标准，我们发现，在附近的合并星系中观察到的恒星集群的盈余是由检测年轻，大质量的集群的偏见。我们提供了一个一般的表达式的生存分数的集群，这与气体耗尽的时间尺度增加。由于低质量星团的优先破裂，合并残留物中幸存的星团的质量分布在质量约为10^3 Msun时发展出一个峰值，并以0.3-0.4 dex/Gyr的速度演化到更高的质量。峰值质量最初对银河系中心半径的依赖很弱，但这种相关性随着系统年龄的增长而消失。我们讨论了模拟合并残留物和（年轻）球状星团系统的集群人口之间的相似性。我们的研究结果表明，结合团簇形成和破坏应该是广泛的高红移，这可能提供了一个自然的起源，以今天的球状星团系统的致密恒星形成的环境。
2011-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Science with an ngVLA: Molecular Clouds in Galaxies
恒星形成于主要由分子（H2）气体组成的冷云中。我们才刚刚开始了解这些云的形成，性质和破坏在宇宙中的变化。在这一章中，我们将介绍如何提出的下一代甚大阵列（ngVLA）的热线成像能力，可以在这一领域作出重大贡献。考虑到CO排放，拟议中的ngVLA将能够快速调查整个附近星系群中分子云的整体性质。这包括许多独特的非常接近的北方目标（例如，Andromeda）无法进入ALMA。这些巡天观测为云的形成、破坏、寿命和恒星形成特性提供了主要的观测约束。针对特定区域，ngVLA也将能够在最近的星系中大量解析云。这将允许详细的研究的子结构和运动学-因此内部物理-云在不同的化学和动力学环境。
2018-10-15 astro-ph.GA
The S$^+$($^4$S) + SiH$_{2}$($^1$A$_1$) Reaction: Toward the Synthesis of Interstellar SiS
我们已经进行了理论研究的S $^+$（$^4$ S）+ SiH $_{2}$（$^1$ A $_1$）反应，HSiS $^+$和SiSH $^+$阳离子，据称是星际硅硫化物，SiS的前体的可能形成途径。电子结构计算使我们能够确定系统的主要反应途径。该反应具有两个放热通道，导致与H原子结合形成的异构物种$^3$ HSiS $^{+}$和$^3$ SiSH $^{+}$。该反应没有入口势垒的特征，因此，它被认为在星际云的非常低的温度条件下也很快。由于总势能面的自旋多重性，这两个离子形成于它们的第一电子激发态。此外，根据质子化阳离子质子转移到氨中形成中性物种的建议，我们导出了反应$^3$ HSiS $^{+}$ / $^3$ SiSH $^{+}$ + NH $_{3}$（$^{1}$ A $_1$）的势能面。
2022-12-22 astro-ph.GA physics.chem-ph
Dust survival in harsh environments -- Is photo-evaporation an important destruction mechanism?
研究评估了光蒸发对星际尘埃的破坏作用，发现来自年轻恒星和行星状星云的光蒸发相对于其他移除过程可忽略，且≥0.01微米的尘埃在高达10^7倍星际辐射场下仍稳定。
2023-12-26 astro-ph.GA
Creation/destruction of ultra-wide binaries in tidal streams
本文利用统计方法和$N$体方法探讨了一种新的形成超大间距双星（$> 0.1\,{\rm pc}$）的机制，这种双星的起源还不清楚。在这里，超宽双星是通过不相关的恒星偶然被困在混乱的星团潮汐流中而产生的。结果表明：（i）超宽双星的形成并不局限于星团的寿命，而是在母体完全破裂后继续形成;（ii）超宽双星的形成速率与潮汐尾的局部相空间密度成正比;（iii）超宽双星的半长轴分布在$a\ll D$处的尺度为$p(a)d a\sim a^{1/2}d a$，其中$D$是平均星际距离，以及（vi）偏心率分布接近于热$p(e)d e= 2 e d e$。由于超宽双星的结合能较低，它们可以被平滑的潮汐场和通过的子结构破坏。潮汐涨落在平均场上占主导地位的时间尺度与团块的局部密度成反比。蒙特卡罗实验表明，潮汐蒸发的双星遵循$a\gtrsim a_{\rm peak}$的$p(a)d a\sim a^{-1}d a$，即奥皮克定律，其峰值半长轴随时间收缩为$a_{\rm peak}\sim t^{-3/4}$。与此相反，平滑的银河势在潮汐半径处引入了急剧的截断，$p(a)\sim 0$在$a\gtrsim r_t$处。年轻星系团的标度关系表明，大多数超宽双星产生于低质量系统的破坏。球状星团流可能是数百个超宽双星的诞生地，使它们成为探测银河系晕中团块的理想实验室。
2020-12-11 astro-ph.GA
Pre-supernova feedback mechanisms drive the destruction of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
这是一个主要的悬而未决的问题，物理过程停止气体吸积到巨分子云（GMC），并限制气体转化为恒星的效率在这些GMC。虽然超新星爆炸的反馈一直是星系形成和演化模拟中常用的反馈机制，但恒星风、光电离和辐射压力等“早期”反馈机制预计将在恒星形成开始后的气体扩散中发挥重要作用。这些反馈过程通常发生在小尺度上（$\sim 10-100$ pc），因此它们的影响很难在银河系以外的环境中受到限制。我们应用一种新的统计方法，以$\sim 1$的分辨率地图的CO和Ha的排放在9个附近的盘星系的样本，以测量的时间超过GMC被分散的反馈，从年轻的，高质量的恒星，作为一个函数的星系环境。我们发现，GMCs通常分散在$\sim$ 3百万年后出现的未嵌入的高质量的恒星，与银河系中心半径没有显着的趋势。与分析预测的比较表明，独立的环境，早期的反馈机制（特别是光电离和恒星风）在分散GMC和限制其在附近星系的恒星形成效率发挥了至关重要的作用。最后，我们表明，这些早期反馈机制注入的能量与母GMC耦合的效率是相对较低的（百分之几十），这样的年轻恒星星族发出的绝大多数动量和能量逃脱母GMC。
2020-10-26 astro-ph.GA
Vacuum ultraviolet photoabsorption spectroscopy of space-related ices: Formation and destruction of solid carbonic acid upon 1~keV electron irradiation
碳酸（H2 CO 3）是一种与天体生物学有关的弱酸，迄今为止，在太空中尚未发现。实验工作表明，β-多晶型的H2 CO 3的形式在空间相关的条件下，通过高能（紫外光子，电子和宇宙射线）处理的CO2和H2O丰富的冰。我们提出了一套系统的真空紫外光吸收光谱的纯和混合CO2和H2O冰暴露于1 keV的电子在20和80 K模拟不同的星际和太阳系环境。然后将冰退火以获得纯H2 CO 3层，其进一步暴露于20和80 K下的1 keV电子以监测其破坏途径。傅里叶变换红外（FT-IR）光谱被用作二次探针提供补充信息的物理化学变化内的冰。我们的实验室工作表明，固体H2 CO 3，CO和O3的形成后，高能处理的CO2：H2O冰混合物是温度依赖的范围内20和80 K之间。通过在200和225 K下对H2 CO 3冰进行退火，首次在真空紫外光谱范围内研究了冰的非晶-晶相变。我们在139和200 nm处检测到两个光吸收带，并将它们分别归属于β-H2 CO 3和γ-H2 CO 3。我们提出了真空紫外光谱的电子辐照退火H2 CO 3冰在不同温度下导致其分解成CO2，H2O，和CO冰。实验室的结果相比，卡西尼紫外成像光谱仪观测的70-90 K的土星卫星土卫二，土卫四，土卫五和土卫五的冰表面。
2020-12-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Ly-$α$ processing of solid-state Ethanolamine: Potential Precursors to Sugar and Peptide Derivatives
本研究探讨了固态Ethanolamine在Ly-α辐射下的光稳定性及其在分子云中形成生命前体分子的潜在作用，发现EA可能促进糖和肽衍生物等生命前体分子的形成，对生命起源具有启示意义。
2025-03-05 astro-ph.GA
Carina's Pillars of Destruction: the view from ALMA
大质量恒星的形成对它们的出生环境有重大影响。它们的反馈途径，包括风，外流和电离辐射，塑造了它们周围环境的演变，影响了下一代恒星的形成。它们在清理出的空洞边缘形成或显露出致密的气体和尘埃柱。它们在反馈模拟中建模，产生的柱子的大小和形状与观察到的一致。然而，这些模型预测可测量的不同的运动学，提供了可测试的判别。在这里，我们提出了第一个ALMA紧凑阵列（ACA）调查的13个支柱在船底座，观察到$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O J = 2 - 1，和230 GHz的连续。这次调查中选择的支柱涵盖了与入射辐射的数量和方向有关的广泛性质，与附近辐射集群和云边缘的接近程度，以及它们是否与云分离。有了这些数据，我们就能够区分不同的模型。我们通常发现柱速度分散的$<$ 1公里的$^{-1}$和外部几层的分子发射在这些支柱没有显着的偏移，表明小批量内部运动的支柱。有些情况下，柱体的速度与其母云边缘有偏移，有些则没有偏移，这暗示了这些运动的随机发展。
2019-10-21 astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution V. Cloud Destruction by Stellar Feedback
我们提出了一个数值研究的分子云的演变，从他们的形成，在温暖的ISM的汇聚流，他们的大质量恒星的电离反馈，他们形成的破坏。我们改进了我们以前的模拟，包括一个不同的恒星粒子形成算法，这使得他们有质量对应的单星，而不是小集群，并与质量分布后，近萨尔彼得恒星IMF。我们还采用了一个简化的辐射传输算法，允许恒星粒子反馈介质的速度取决于他们的质量和本地密度。我们的结果如下：a）与我们以前研究的结果相反，所有恒星粒子以相当于10 Msun的速率注入能量，现在致密气体完全从10-20 Myr的恒星周围的10-pc区域中疏散，这表明这一壮举基本上是由最大质量的恒星完成的。b）在整个数值模拟的尺度上，致密气体质量减少了一个数量级，尽管恒星形成（SF）从未完全关闭，这表明反馈在局部终止了SF，但新的SF事件继续在云中的其他地方发生。（3）尽管在局部，吸积流聚集程度最大的云达到了约30%的SFE，但全球的SFE效率（SFE）保持在约10%的水平。d）在恒星反馈开始主导动力学之前，云的维里参数接近1，一旦反馈占主导地位，云的维里参数就会变得更大，这表明云由于恒星反馈而变得不受约束。e）供给恒星形成团块的细丝的侵蚀产生了孤立的致密斑点链，让人想起在暗球B68附近观察到的那些。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
New routes for PN destruction and formation in the ISM via neutral-neutral gas-phase reactions and an extended database for reactions involving phosphorus
本研究通过高精度从头计算和化学网络模拟，揭示了星际介质中PN销毁与生成的中性-中性反应途径，并扩展了含磷反应数据库，为理解磷循环提供了关键机制。
2025-03-05 astro-ph.GA physics.chem-ph
Polycyclic aromatic hydrocarbons destruction in star-forming regions across 42 nearby galaxies
本研究基于PHANGS巡天的JWST与MUSE观测数据，分析42个近邻星系的H II区与超新星遗迹中的PAH占比，揭示电离辐射是H II区PAH破坏的主导因素，金属丰度调控星系PAH全局丰度。
2025-09-17 astro-ph.GA
Feedback in Emerging extragAlactic Star clusTers, FEAST: JWST spots PAH destruction in NGC 628 during the emerging phase of star formation
本研究利用JWST观测NGC 628中年轻星团新兴阶段的PAH发射，发现3.3 μm与7.7 μm波段比值不随年龄变化，表明中性与电离PAH在HII区附近以相似速率被破坏。
2024-06-26 astro-ph.GA
The formation of the extremely primitive star SDSS J102915+172927 relies on dust
金属和尘埃颗粒在第一颗低质量恒星形成中的相对重要性一直是一个争论的话题。最近发现的星系晕星SDSS J102915+172927（Caffau等人，2011）质量小于0.8 Msun，金属丰度Z = 4.5 10^{-5} Zsun。我们通过重建其诞生云中的物理条件来研究这颗恒星的起源和性质。我们发现，观测到的元素丰度趋势SDSS J102915+172927可以很好地拟合的核心塌陷超新星与无金属的祖先20 Msun和35 Msun的产量。利用这些选定的超新星爆炸模型，我们计算了相应的尘埃产量和由此产生的尘埃贫化因子，考虑到部分破坏的超新星反向冲击。然后，我们遵循的崩溃和分裂的恒星形成云丰富的产品，这些SN爆炸在SDSS J102915+172927的金属丰度。我们发现，[0.05 - 0.1] Msun质量的碎片，然后导致低质量恒星的形成，可以发生的条件下，在诞生云中的尘埃颗粒的质量分数超过0.01的金属和尘埃的总质量。这反过来要求至少0.4兆太阳的尘埃在第一颗超新星中凝结，允许反向冲击的适度破坏。如果第一颗超新星的尘埃形成效率较低，或者确实发生了强烈的尘埃破坏，那么SDSS J102915+172927诞生云的热演化是由分子冷却主导的，并且只能形成> 8 Msun的碎片。我们的结论是，SDSS J102915+172927的观测特性支持这样的建议，即尘埃必须在第一颗超新星的喷出…
2012-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for the Tidal Destruction of Hot Jupiters by Subgiant Stars
角动量的潮汐转移预计会导致热彗星螺旋进入它们的宿主恒星。虽然轨道衰变的时间尺度非常不确定，但对于具有更大和更进化的恒星的系统来说，它应该更快。事实上，人们已经确定，在次巨星周围发现热彗星的频率要比在主序星周围少。然而，对这一发现的解释一直是模棱两可的，因为亚巨星也被认为比主导主序星样本的F型和G型恒星质量更大。因此，目前还不清楚没有热彗星是由于潮汐破坏，还是这些行星在大质量恒星周围的形成受到抑制。在这里，我们表明，银河系的空间运动的行星托管次巨星的要求，平均而言，他们是类似的质量，以行星托管主序星的F-和G-型。因此，这两个样本可能只是年龄不同，并提供了潮汐演化前后相同的系外行星种群的一瞥。因此，缺乏围绕亚巨星运行的热彗星是它们潮汐破坏的明确证据。然而，关于亚巨星和主序星周围的行星群之间的其他差异的解释仍然存在问题，例如它们的周期和偏心率分布以及整体出现率。
2013-06-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Ionization and Destruction of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Powerful Quasars
重新分析了86个低红移（$z < 0.5$）Palomar-Green类星体的中红外（5-40 $μ$ m）Spitzer光谱，研究了多环芳烃（PAH）发射的性质及其作为发光活动星系核（AGN）宿主星系恒星形成率（SFR）指标的实用性.我们分解的光谱与我们最近开发的模板拟合技术来测量PAH通量和上限，我们解释使用模拟光谱，模拟活动星系核稀释的影响。虽然发光的类星体可以严重稀释并影响发射线的可探测性，但在一些富含气体和积极形成恒星的来源中，多环芳烃本质上很弱，最终证明强大的活动星系核会破坏多环芳烃分子。将基于多环芳烃的SFR与从中红外精细结构霓虹线和总红外光度导出的独立SFR进行比较，发现多环芳烃可以用热光度$\lesssim 10^{46}\, \rm erg\,s^{-1}$追踪类星体中的恒星形成活动，但越来越低估了更强大类星体的SFR，通常是通过$\sim 0.5$ dex。相对于恒星形成星系和低光度活动星系核，类星体的PAH为11.3 $μ$ m/7.7 $μ$ m比率，但特征性地较低比率为6.2 $μ$ m/7.7 $μ$ m，8.6 $μ$ m/7.7 $μ$ m，和11.3 $μ$ m/17.0 $μ$ m。我们认为，这些趋势表明，强大的活动星系核优先破坏小颗粒和增强PAH电离分数。
2021-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Far and extreme ultraviolet radiation fields and consequent disc destruction in star-forming regions
行星形成的第一阶段通常发生在主星仍然处于（相对）密集的恒星形成区域时，外部环境的影响对于理解行星形成过程的结果可能很重要。特别是，包含大质量恒星的恒星形成区具有强烈的远紫外（FUV）和极紫外（EUV）辐射场，这可能导致原行星盘由于光蒸发而产生质量损失。在本文中，我们提出了一个参数空间研究的预期FUV和EUV领域的N体模拟的恒星形成区域的初始条件范围。然后，我们使用最近发表的模型，以确定由于光蒸发从原行星盘的质量损失。特别是，我们专注于改变初始程度的空间结构和初始维里比的恒星形成区，以及初始恒星密度的影响。我们发现，在恒星形成区域的FUV领域是远远高于在星际介质，即使该地区的恒星密度低，在银河系领域，由于存在中等质量，大质量，恒星（> 5 Msun）。这些强烈的辐射场会导致100万年内原行星盘中的气体成分被破坏，这意味着气体巨行星要么形成得非常快（<100万年），要么只在金牛座这样的恒星形成区形成，那里没有中等质量或大质量的恒星。后一种情况与来自太阳系的陨石证据直接紧张，这些证据表明太阳及其原行星盘是在靠近大质量恒星的地方诞生的。
2021-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for ubiquitous carbon grain destruction in hot protostellar envelopes
本研究利用ALMA观测37颗大质量原恒星，发现热气体中含氮贫氧分子增强约5倍而含氧分子不增强，为炽热原恒星包层中难熔有机颗粒的普遍破坏提供了证据。
2023-06-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Destruction of interstellar methyl cyanide (CH3CN) via collisions with He+ ions
本研究通过实验与理论结合，测定甲基氰与He+碰撞的破坏截面、分支比及速率系数，发现其与捕获模型及KIDA数据库差异显著，并支持原行星盘中CH3CN主要源于气相过程。
2024-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-ray induced destruction of CO in star-forming galaxies
我们探讨了预期的更高宇宙线（CR）电离率$ζ_{\rm CR}$对恒星形成星系H $_2$云中一氧化碳（CO）、原子碳（C）和电离碳（C $^+$）丰度的影响。Bisbas等人（2015）的研究通过以下方式扩展：a）使用现实的非均匀巨型分子云（GMC）结构，b）CR诱导的CO破坏背后的详细化学分析，以及c）探索CR辐照分子气体的热状态。研究发现，含$ζ_{\rm CR}$ $\gtrsim 10\times$（银河系）的CRs渗透到星际介质中会显著降低整个GMC质量中的[CO]/[H $_2$ ]丰度比。对于$ζ_{\rm CR}$ $\gtrsim 100\times$（银河系），这种偏差变得严重，限制了CO线的效用，以恢复整个宇宙中富含H $_2$的星系的结构和动力学特征，包括许多所谓的主序星（MS）星系，那里发生了大量的宇宙恒星形成。无论是C $^+$和C丰度增加与$ζ_{\rm CR}$上升，与C保持最丰富的两个整个H $_2$云，当$ζ_{\rm CR}\sim (1-100)\times$（银河系）。C $^+$开始主导$ζ_{\rm CR}$ $\gtrsim 10^3\times$（银河系）。在GMC的内部和致密区域的气体的热状态是不变的$T_{\rm gas}\sim 10\,{\rm K}$为$ζ_{\rm CR}\sim (1-10)\times$（银河）。对…
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shaping the dust mass - star-formation rate relation
观测推断的尘埃质量和SDSS星系的恒星形成率（SFR）之间存在非常紧密的关系，M尘埃$\propto$ SFR $^{1.11}$（Da Cunha et al. 2010）。在这里，我们将Mdust-SFR关系扩展到高端，并表明它在非常大的SFR（即，粉尘质量低于给定SFR的预测值）。我们在图中确定了几个不同的演化过程：（1）恒星爆发阶段，在早期尘埃迅速积聚。在这个过程中可达到的最大粉尘质量是关系式弯曲的原因。要产生足够高的尘埃质量，需要有高的尘埃形成效率、底部轻的初始质量函数和可以忽略的超新星冲击尘埃破坏。(2)一个静止的恒星形成阶段，在此阶段中，尘埃质量和SFR随后平行下降，通过吸积和尘埃破坏，产生Mdust-SFR关系。沿该关系，尘气比近似恒定。我们证明了Mdust-SFR关系的幂律斜率与全局施密特-肯尼库特定律指数成反比（即，$\sim 0.9$）在简单的化学演化模型中。(3)一个淬灭阶段，导致恒星形成下降，而尘埃质量大致保持不变或按比例下降。结合合并，这些过程，以及重子总质量的范围，产生了一个复杂的人口的图表，增加了显着的分散到原来的Mdust-SFR关系。(4)在非常高的红移，人口的星系位于显着低于本地关系的预测。
2014-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust grain growth and the formation of the extremely primitive star SDSS J102915+172927
低金属量恒星形成区的尘埃颗粒可能是第一批低质量恒星形成的原因。激活粉尘诱导碎裂的最低条件要求气体预先富集到临界粉尘-气体质量比Dcr=[2.6--6.3 x10 ^-9]以上，扩散反映了对颗粒特性的依赖性。最近发现的星系晕星SDSS J102915+172927的恒星质量为0.8 Msun，金属丰度为Z= 4.5 x10 ^-5 Zsun，是尘埃诱导的低质量恒星形成的最佳候选者。事实上，对于两个最有可能的III族超新星祖先，20 Msun和35 Msun，只要至少有0.4 Msun的尘埃凝结在喷出物中，就可以克服临界尘埃与气体质量比，允许反向冲击适度破坏。在这里，我们表明，即使在第一次超新星尘埃形成的效率较低，或强烈的尘埃破坏确实发生，在母气体云的崩溃过程中，颗粒的生长是足够快的激活尘埃冷却和可能的碎片成低质量和长寿的恒星。硅酸盐和磁铁矿颗粒在10^9 /cc < nH<10^12 /cc的密度范围内，通过增加气相物质（SiO、SiO2和Fe），可以经历显著的颗粒生长，直到它们的气相丰度下降到零，达到冷凝效率=1。尘埃与气体质量比的相应增加使得尘埃诱导的冷却和碎裂在10^12 /cc < nH < 10^14 /cc时被激活，在坍缩云变得光学厚到连续辐射之前。我们发现，对于SDSS J102915+172927母云的所有初始条件，尘埃驱动的碎片能够解释恒星的形成。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Molecular Clouds and Global Conditions for Star Formation
巨分子云（GMC）是银河系和类似星系中形成恒星的冷分子气体的主要储存库，因此任何对恒星形成的理解都必须包括GMC形成，演化和破坏的模型。这些模型必然受到星际分子和原子气体以及新生恒星的测量的限制。近年来，观测和理论都取得了很大的进展，后者主要是由改进的数值模拟驱动的，而前者则是由新望远镜和仪器的大规模调查所推动的。本章对该领域的现状进行了全面的回顾。
2013-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling disk fragmentation and multiplicity in massive star formation
研究了大质量原恒星周围吸积盘的形成、早期演化和碎裂过程。我们使用基于网格的自重力辐射流体动力学代码，包括恒星和尘埃演化的子网格模块。我们故意不使用下沉粒子来考虑碎片形成和破坏的所有路径，而是保持足够高的空间网格分辨率，以正确解决问题的物理长度尺度。我们使用球坐标中的3D网格，在径向方向上具有对数缩放，在极方向上具有余弦缩放。因此，网格单元总数的大约25%，对应于$\sim$ 2600万个网格单元，用于模拟磁盘物理。它们构成了迄今为止对形成中的大质量恒星周围的磁盘碎片进行的最高分辨率模拟，其中考虑了这里的物理学。我们通过对5种不同分辨率进行相同的模拟来研究结果的收敛性。我们从一个分子云的坍缩开始;一个大质量的（原）恒星在它的中心形成，周围是一个带有螺旋臂的破碎的开普勒样吸积盘。这些碎片的质量为$\sim 1 M_\odot$，它们与盘、旋臂和其他碎片的持续相互作用导致了偏心轨道。碎片形成流体静力学核心，由次级盘与螺旋臂包围，也产生新的碎片。我们确定了几种机制的碎片形成，相互作用和破坏。碎片的中心温度可以达到氢的离解极限，形成第二个拉森核，并演化成伴星。在此基础上，我们研究的多重性预测的模拟和发现$\sim 6$同伴在不同的距离从主要的：从可能的光谱倍数，同伴在1000和2000 AU之间的距离。
2020-08-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapid destruction of protoplanetary discs due to externalphotoevaporation in star-forming regions
我们分析了恒星形成区的N体模拟，以研究大质量恒星外部远紫外光蒸发对原行星盘的影响。通过改变模拟恒星形成区域的初始条件，如空间分布，净体积运动（维里比）和密度，我们调查哪些参数最影响光盘分散由于外部光蒸发的速率。我们发现，光盘分散由于外部光蒸发是更快的高度亚结构的恒星形成区域比在光滑和集中的地区。亚维里恒星形成区域发生坍缩也显示出比处于维里平衡或正在膨胀的区域更高的星盘分散率。在中等密度（$\sim$ 100 M $_{\odot}$ pc $^{-3}$）区域，半径$\geq$ 100 AU的所有原行星盘中有一半在100万年内被光蒸发，比目前观测研究提出的速度快三倍。在低密度恒星形成区（$\sim$ 10 M $_{\odot}$ pc $^{-3}$）的星盘存活时间更长，但一半的星盘仍然分散在较短的时间尺度上（$\sim$ 2 Myr）。这表明恒星形成区的初始条件将极大地影响原行星盘的演化和寿命。这些结果也意味着，要么气体巨星行星形成是非常迅速的，发生在盘的气体成分被蒸发之前，要么气体巨星只形成在低密度的恒星形成区域，那里没有大质量恒星存在，以从原行星盘中光蒸发气体。
2019-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
