An Indication of Gas Inflow in Clumpy Star-Forming Galaxies near $z\sim1$: Lower Gas-Phase Metallicities in Clumpy Galaxies Compared to Non-Clumpy Galaxies
本文通过 GNIRS 及 FMOS-COSMOS 光谱比较不同红移团块状与非团块状恒星形成星系，发现团块状星系气相金属丰度系统性更低，支持贫金属气体流入触发团块形成。
2024-10-28 astro-ph.GA
Nearby Clumpy, Gas Rich, Star Forming Galaxies: Local Analogs of High Redshift Clumpy Galaxies
明亮的致密蓝色星系（LCBG）具有增强的恒星形成速率和致密的形态。我们结合Sloan数字巡天数据和29个LCBG在红移z~0的HI数据来了解它们的性质。我们发现，本地LCBG有高的原子气体分数（~50%）和恒星形成率每恒星质量与一些高红移恒星形成星系一致。许多局部LCBG也具有团块状形态，团块分布在其盘上。虽然很罕见，但这些星系看起来与通常在z~1-3观测到的形成星团的星系相似。本地LCBG分为三组：1。相互作用星系（~20%）; 2。cluerical spirals（~40%）; 3.非旋团，非螺旋，形状规则，有效半径和恒星质量较小（~40%）。看来，建立高气体分数的方法，然后触发恒星形成，是不一样的所有本地LCBG。这可能导致星系特性的二分法。我们认为可能的气体输送方案，并建议cluerical螺旋，优先位于集群和同伴，顺利吸积气体从潮汐中断的同伴和/或集群内的气体丰富的剥离卫星。相反，由于非clueries星系优先位于该领域，往往是孤立的，我们建议clueries，冷流，破坏星系盘，防止团块的形成，作为一个可能的气体输送机制，这些系统。其他可能性包括平稳的冷流，一系列小的合并，或主要的相互作用。
2015-06-15 astro-ph.GA
Physical Properties of Sub-galactic Clumps at 0.5 $\leq z \leq$ 1.5 in the UVUDF
本文利用哈勃望远镜WFC 3在F225 W、F275 W和F336 W波段的宽波段成像，在静止坐标系远紫外波段（FUV），在0.5 $\leq z \leq$ 1.5的哈勃超深场中对星团星系进行了研究。对1，404个星系的分析产生了209个星系，拥有403 kpc尺度的团块。这些宿主星系似乎是典型的恒星形成星系，平均每个星系有2个团块，最多可达8个团块。我们测量的光度团块，并确定质量，年龄和恒星形成率（SFR）利用SED拟合代码FAST。我们发现，团块作出的平均贡献为19%的总休息帧FUV流量的宿主星系。单独来看，团块对主星系SFR的贡献中位数为5%，对主星系质量的贡献平均为$\sim$ 4%，总的团块对主星系恒星质量的贡献范围从不到1%到93%不等。星系外围的团块通常比内部区域的团块更年轻，恒星形成率更高。这些结果与团块迁移理论相一致，在该理论中，团块通过富含气体的湍流盘中的剧烈引力不稳定性形成，最终向星系中心迁移，并合并成凸起。
2017-02-10 astro-ph.GA
Investigating Clumpy Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey Stripe 82 using the Galaxy Zoo
巨大的恒星形成团块是高红移恒星形成星系中普遍存在的一个共同特征，并在塑造其混沌形态方面发挥着关键作用，但它们在星系演化中的性质和作用仍有待充分理解。大部分研究团簇的努力都集中在高红移上，而局部团簇的研究往往受到样本量小的影响。在这项工作中，我们提出了一个在当地的宇宙中的团块属性的分析，并首次进行了统计上显着的样本。在公民科学推动的星系动物园：哈勃项目的帮助下，我们选取了斯隆数字巡天条纹82星系中的92个$z<0.06$星团星系作为样本。在这个样本中，我们使用基于对比度的图像分析算法识别出543个团块，并进行测光，同时估计它们的恒星星族属性。我们的$z<0.06$团块样品的整体性质与高红移团块相当。然而，相反的高红移的研究，我们没有发现证据的梯度在集群的年龄或质量作为其银河系的距离的函数。我们的研究结果挑战了向内迁移的情况下，集群演化的本地宇宙，可能表明一个更大的贡献，异地集群和/或更长的集群迁移时间尺度。
2021-04-13 astro-ph.GA
The VIMOS Ultra-Deep Survey: A major merger origin for the high fraction of galaxies at $2<z<6$ with two bright clump
本文介绍了恒星形成星系中恒星团的性质及其在$2\lesssim z \lesssim 6$红移范围内的演化，并结合早期宇宙时期大质量星系的形成进行了讨论。我们使用HST/ACS图像的星系光谱红移从VIMOS超深巡天（VUDS），以确定在20千秒差距半径的团块。我们发现，在具有多个团簇的星系中，具有两个团簇的星系占绝对优势，占总星系数的$\sim21-25$ %，而具有3个或4个以上团簇的星系所占比例分别为8- 11%和7- 9%.星团星系的比例在$\sim35-55\%$超过$2<z<6$的范围内，在更高的红移处增加，表明不规则星系的比例在最高的红移处仍然很高。大而明亮的团块（M $_{\star}\sim10^9$到$\sim10^{10}$ M $_\odot$）主要存在于具有两个团块的星系中。较小和较低光度的团块（$\log_{10}\left(M_{\star}/\mathrm{M_\odot}\right)<9$）在有三个或更多团块的星系中被发现。我们解释这些结果作为证据的两种不同模式的集群形成并行工作。小的低光度团块很可能是盘碎裂的结果，剧烈的盘不稳定性（disc instability）在原地形成了几个长寿命的团块，正如模拟所示。这些集群中的一小部分也可能来自小型合并。在具有两个团块的星系中占主导地位的星系群中，团块的质量明显更大，并且具有类似于在类似红移下观察到的合…
2017-09-15 astro-ph.GA
Star-forming clumps in the Lyman Alpha Reference Sample of galaxies -- I. Photometric analysis and clumpiness
我们在莱曼-阿尔法参考样本（LARS）中研究了10-500 pc物理尺度上的年轻恒星形成团块，LARS是一个低红移（z = 0.03-0.2）紫外选择的恒星形成星系的集合。在每个样本的14个星系中，我们检测到团块，我们得出的大小和幅度在5个紫外光滤波器。最终样品包括$\sim$ 1400个团块，其中$\sim$ 600在所有过滤器中具有低于0.3的量值不确定性。总样品的紫外光度函数由斜率为$α= -2.03^{+0.11}_{-0.13}$的幂律描述。LARS星系团的平均$Σ_{SFR}$值高于在HII区域观测到的本地星系团，并且与z = 1-3星系团的典型SFR密度相当。我们推导出的相对贡献，从每个星系的紫外线辐射的团块，并研究它作为一个函数的银河系尺度的属性，即$Σ_{SFR}$和旋转和气体的色散速度（$v_s/σ_0$）之间的比率。我们发现，在具有较高的$Σ_{SFR}$或较低的$v_s/σ_0$的星系中，团簇支配其宿主系统的UV发射。所有Ly $α$逃逸分数大于10%的LARS星系，其紫外光度都超过了团块的50%。我们测试了这些结果对不同物理分辨率的影响的鲁棒性。在低分辨率下，测量到的团块似乎比我们可以将团块分解为单个集群时更高。这种效应在LARS覆盖的红移范围内很小，因此我们的结果不受物理分辨率的影响。
2019-06-11 astro-ph.GA
Clumpy Galaxies in CANDELS. I. The Definition of UV Clumps and the Fraction of Clumpy Galaxies at 0.5<z<3
虽然巨大的恒星团块对星系形成和演化至关重要，但团块的最基本人口统计仍然不确定，主要是因为团块的定义尚未得到彻底讨论。在本文中，我们研究了恒星形成星系（SFG）中0.5<z<3的团块的基本人口统计学，使用我们提出的物理定义，即UV亮团块是离散的恒星形成区域，单独贡献超过8%的星系静止帧UV光。当考虑物理空间分辨率和宇宙学变暗时，这种方式定义的团块比附近大型螺旋星系的HII区域要亮得多，无论是单独的还是混合的。在此定义下，我们测量了包含至少一个偏心团块的SFG的比例（Fclu）以及团块对CANDELS/GOODS-S和UDS场中SFG的静止帧UV光和恒星形成率的贡献，其中我们的质量完全样本由3239个轴比q>0.5的星系组成。Fclu的红移随星系质量（M*）的变化而变化。低质量（log（M*/Msun）<9.8）星系在z~3.0到z~0.5之间保持几乎恒定的约60%的Fclu。中等质量星系和大质量星系的Fclusivity从z~3.0时的55%分别下降到z~0.5时的40%和15%。我们发现：（1）由剧烈的盘不稳定性预测的盘稳定化趋势与大质量星系的Fclu趋势相匹配;（2）考虑到现实的可观测时间尺度，小合并是中等质量星系在z<1.5时Fclu趋势的一个可行解释;（3）大合并不太可能是所有质量星系在z<1.5时Fclu趋势的原因。团簇对SFG的静止坐标系紫外光的贡献在所有红移处都显示出l…
2015-02-11 astro-ph.GA
Giant clumps in the FIRE simulations: a case study of a massive high-redshift galaxy
在高红移的大质量恒星形成星系的形态中，质量约为10^8-10^9 Msun，大小约为100-1000 pc的巨大团块占主导地位。以前的研究提出，巨大的团块可能在其宿主星系的演化中发挥重要作用，特别是在建造中央隆起方面。然而，这取决于团块是否存活足够长的时间以从其在盘中的原始位置迁移，或者它们是否在到达星系中心之前被自己的恒星反馈所破坏。我们使用宇宙学流体动力学模拟从火（反馈在现实环境中）项目，实现明确的治疗恒星反馈和ISM物理研究这些团块的属性。我们跟踪了一个大质量（z=1时恒星质量约为10^10.8 Msun）、盘状、富含气体的星系中巨团块从红移z>2到z=1的演化过程。尽管这个星系的团簇阶段持续超过10亿年，但单个气体团簇的寿命很短，大质量团簇的平均寿命约为2000万年。在此期间，它们将0.1%至20%的气体转化为恒星，然后被破坏，类似于本地GMC。M>10^7 Msun的团簇约占星系在团簇阶段恒星形成总量的20%，产生约10^10 Msun的恒星。我们没有发现星系内团块向内迁移的证据。在较低的红移下，巨团块的数量和质量随着整体气体比例和恒星形成率的下降而减少。
2016-11-04 astro-ph.GA
EZOA -- A catalogue of EBHIS HI detected galaxies in the northern Zone of Avoidance
我们提出了一个目录中的星系在北部区域的回避（ZoA），从浅版本的盲HI调查与Effelsberg 100米射电望远镜，EBHIS，具有灵敏度为23毫焦耳/束在10.24公里/秒的速度分辨率。该目录包括在Dec >= -5度和|b| < 6度的区域中的170个探测。大约三分之一的检测（N=67）以前没有记录在HI。虽然29个检测在除HI以外的任何波长下都没有可辨别的对应物，但48个检测（28%）在光学或NIR图像上具有可见的对应物，但在文献中没有记录。新的HI探测发现接近7.5 Mpc（EZOA J2120+45），在本地体积的边缘，在10.1 Mpc，我们发现了两个以前未知的矮星系（EZOA J 0506 +31和EZOA J 0301 +56）。通过新的探测，穿越北极圈的现有大尺度结构已经被更牢固地建立起来，并有可能出现新的细丝。我们的结论是，在过去已经进行了广泛调查和有针对性的观察，在ZoA北部，新HI \detections的高比率为39%，证明了盲HI调查的力量。完整的EBHIS调查将覆盖整个北部天空，其灵敏度可与南部天空的HIPASS调查相媲美，预计将增加许多新的探测并发现ZoA北部的新结构。
2019-08-16 astro-ph.GA
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
WISDOM Project XII. Clump properties and turbulence regulated by clump-clump collisions in the dwarf galaxy NGC404
我们利用高分辨率（0.86x0.51 pc^2）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列^{12}CO（2-1）观测对矮星系NGC 404的分子结构（团块和云）进行了研究。我们在NGC 404中发现了两个不同的区域：一个引力稳定的中心区域（Toomre参数Q=3-30）和一个引力不稳定的分子环（Q<=1）。中心区域的分子结构比分子环中的分子结构具有更陡的尺寸-线宽关系和更大的维里参数，表明气体在中心区域更湍流。在分子环中，团簇表现出比云更浅的质量-尺寸关系和更大的维里参数，这意味着密度结构和动力学在不同的空间尺度上受到不同的物理机制的调节。我们构造了一个团簇-团簇碰撞的解析模型来解释分子环中的结果。我们提出，团块碰撞驱动的引力不稳定性加上银河系剪切，导致人口的团块的积累长度（即平均分离）是大约等于他们的潮汐半径。我们的模型预测的团块质量和尺寸（和质量-尺寸关系）和湍流能量注入率（和尺寸-线宽关系）匹配的分子环中的观察非常好，这表明团块-团块碰撞是调节该区域的团块性质和气体湍流的主要机制。正如预期的那样，我们的碰撞模型不适用于中心区域，在那里湍流可能是由团块迁移驱动的。
2022-08-10 astro-ph.GA
DYNAMO-HST Survey: Clumps in Nearby Massive Turbulent Disks and the Effects of Clump Clustering on Kiloparsec Scale Measurements of Clumps
我们目前$\sim$ 100 pc分辨率哈勃太空望远镜H $α$图像的10个星系的动态新组装的大质量物体（MATRIO）调查的低$z$湍流盘星系，并使用这些进行第一次详细的系统研究的分辨率和团块集群的观察团块在湍流盘的影响。在这个{ \em HST}样本中，我们测量到的星团直径范围为$d_{clump} \sim 100-800$ ~pc，单个星团的恒星形成率高达$\sim5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$。团簇具有非常高的SFR表面密度，$Σ_{SFR}\sim 15$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$，$\sim100\times$高于附近螺旋的H{ \sc ii}区域。事实上，SFR表面密度提供了一个大质量恒星形成团块和局部恒星形成区域之间的简单分界线，其中大质量恒星形成团块具有$Σ_{SFR}> 0.5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$。当退化到与$z\sim 1-3$巡天中观测到的星系相匹配时，H2O星系在形态和测量到的团块性质上与高$z$宇宙中观测到的团块星系相似。模拟高红移图中的发射峰通常对应于全分辨率图像中的多个团块。这种聚类的团块系统地增加了表观尺寸和SFR的团块在1~kpc分辨率的地图，并减少了测量的SFR的表面密度的团块多达20 $\times$的一…
2016-08-29 astro-ph.GA
Dust polarization modeling at large-scale over the Northern Galactic cap using EBHIS and Planck data
在探索由原始引力波引入的宇宙微波背景（CMB）的B模偏振过程中，系统不确定性的主要来源是来自银河尘埃的偏振热辐射。因此，在区分这样一个微弱的CMB B模式信号的偏振热尘埃发射的准确表征和分离是一个必不可少的步骤。我们提供了一个建模框架来模拟基于Ghosh等人（2017）中描述的模型的极化热尘埃排放，利用普朗克尘埃和Effelsberg-Bonn HI对北银河系帽的调查。我们的七参数尘埃模型，将HI气体在三个不同的柱密度模板作为空间可变的尘埃强度和银河系磁场的现象学模型的代理，是能够再现1-和2-点的统计数据所观察到的尘埃极化图普朗克在353 GHz的选定的低柱密度区域在北银河系帽。这项工作具有重要的应用，在评估组件分离方法的准确性和量化的置信度分离偏振银河系发射和CMB B模式信号，因为需要为正在进行的和未来的CMB任务。
2020-06-17 astro-ph.GA
Two-level hierarchical fragmentation in the Orion Molecular Cloud 1 northern filament
[摘要]我们最近报道了这个结构最北端的坍塌和碎裂特性，位于猎户座KL以北约2.4pc-猎户座分子云3（OMC 3，Takahashi等人。作为我们研究整体形状灯丝的项目的一部分，我们分析了北部OMC 1灯丝的碎裂特性。这种细丝是一种致密的结构，以前由JCMT/SCUBA亚毫米连续体和VLA氨观测确定，并显示已破碎成团块。我们观察OMC 1 n与亚毫米阵列（SMA）在1.3毫米，并报告我们的连续数据的分析。我们发现了24个新的致密源，质量从0.1到2.3不等，大小从400到1300金，密度从2.6 x 10^7到2.8 x 10^6 cm^{-3}。这些源的质量与OMC 3中的SMA原恒星相似，但它们的典型尺寸和密度要低十倍。只有8%的新来源有红外对应物，但有五个相关的CO分子流出。因此，这些源可能处于0级演化阶段，但不能排除其中一些源可能仍然是前恒星核。对这些原恒星的空间分析显示，它们被分成许多小的群，与先前发现的JCMT/SCUBA 850微米和VLA氨团块相吻合，并且它们之间的距离约为30弧分（0.06秒差距）。这种分离是由牛仔裤长度，因此表明，在长丝的演变的主要物理过程是热碎裂。在原恒星群中，典型的距离为~ 6弧秒（~ 2500 au），比原恒星所在的母恒星团的金斯长度小2-3倍。这些结果指向OMC 1 n细丝的分级（2级）热碎裂过程。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Galactic Molecular Cloud Clump Catalog from Hi-GAL Data: Method and Initial Results Comparison to BGPS
作为星团的前身，稠密分子气体云和团簇的分布和物理性质的研究是非常必要的。这种研究是用地面的Bolocam银河平面测量（BGPS）进行的。现在，赫歇尔红外银河系平面调查（Hi-GAL）允许我们做同样的更高质量的数据和银河系平面的完整覆盖。我们已经做了一个试点研究，比较了在Hi-GAL和BGPS巡天中发现的致密分子气体团，使用了以银河系为中心的六个$2^\circ \times 2^\circ$区域，它们分别是$\ell = 11^\circ$、30 $^\circ$、41 $^\circ$、50 $^\circ$、202 $^\circ$和$217^\circ$。我们采用BGPS方法来识别团块和估计距离，导致在我们的子研究中识别出6198个团块，其中995个具有良好的约束距离。这些物体均匀地分布在银河经度上，这是Hi-GAL源混淆有限的结果。这些团块的质量从10 $^{-2}$ M $_\odot$到10 $^{5}$ M $_\odot$不等，日心距离可达16 kpc。当两次调查中发现的团块进行比较时，我们看到距离在1 kpc内一致，质量比是统一的。这作为对BGPS的外部验证，并在我们继续对整个Hi-GAL的团块进行编目时注入信心。除了与BGPS相同的来源外，Hi-GAL还发现了许多其他来源，主要是由于缺乏大气噪音。我们预期Hi-GAL产生$2\times10^5$团块，其中20%…
2017-05-05 astro-ph.GA
Stellar Masses of Clumps in Gas-rich, Turbulent Disk Galaxies
本文利用HST/WFC 3对6个星系的观测数据，结合SED的恒星星族模型，计算了HST/WFC 3星系团的恒星质量。已经证明，H2O样品具有类似于$z\approx1.5$湍流、团状盘的性质。由于星系具有相同的性质，但观测偏差却显著不同，因此，对$z>1$的研究来说，100个样本团质量提供了一个有用的比较。使用STRO，我们可以更容易地探测静止帧近红外波长，也可以探测更精细的空间尺度。我们发现，类星体团簇的恒星质量是典型的$10^{7}-10^8 \mathrm{M}_\odot$。我们采用了一种技术，使非参数的校正，从附近的团块中去除光，并进行了本地确定的磁盘减法。盘减影过程为主导效应，可在0.3~dex水平改变团块质量。利用这些质量，我们调查的质量函数的团块在星系中。BMO恒星质量函数遵循斜率为$α\approx -1.4$的递减幂律，比在$z>1$透镜星系中观察到的略浅，但与之相似。我们比较的结果，模拟100块群众。星系团的质量和银河中心的位置更类似于模拟中的长寿团。类似于最近的恒星星族梯度上的CNOO结果，这些结果与不采用强“早期”辐射反馈处方的模拟一致。
2022-03-09 astro-ph.GA
Charge exchange emission and cold clumps in multi-phase galactic outflows
星暴星系的大规模外流是多相、多组分的流体。电荷交换线，起源于中性和电离成分之间的界面是一个有用的诊断银河系外流的冷致密结构。从附近的星暴星系M82中观察到的电荷交换线，我们进行了表面到体积的分析，并推断出在其星系流出物中的冷致密团块具有扁平的形状，类似于汉堡包或煎饼的形态，而不是细长的形状。因此，所观察到的辅助H $α$特征不是主要的电荷交换线发射体。它们是由快速移动的电离流体从缓慢移动的致密团块中撕裂出来的剥离材料，随后被加热并拉伸成细长的形状。我们的研究结果与数值模拟结果一致，数值模拟结果表明，银河系外流中的冷致密团块可以被冲压压力压缩，并且在完全解体之前也会逐渐消融和剥离。我们已经证明，一些团块可以在银河外流中幸存下来。这些平流进入环星系环境，在那里它们的残留物会在环星系介质中凝结形成新的团块。这些新的团块落入星系，随后又被重新夹带到星系外流中，形成了星系物质再循环的循环过程。
2019-11-26 astro-ph.GA
Clump Survival and Migration in VDI Galaxies: an Analytic Model versus Simulations and Observations
我们解决的性质，巨大的团块在高z星系经历暴力光盘不稳定性，试图区分长寿的团块迁移向内和短命的团块，通过反馈中断。我们研究的演变团块，因为他们迁移通过光盘使用模拟测试的分析模型和面对理论与CANDELS观测。团簇"浴缸”模型，它考虑气体和恒星的增益和损失，其特征在于四个参数：吸积效率，恒星形成率（SFR）效率，气体和恒星的流出质量加载因子。相关的时间尺度都与迁移时间相当，两到三个轨道时间。团簇与星系的不同之处在于吸积速率对团簇质量变化的内在依赖性。的解析解，涉及指数增长和衰减模式，揭示了一个主要的演化阶段，在迁移过程中，SFR和气体质量是恒定的，恒星质量随时间线性上升。这使得特定SFR的倒数成为丛龄的可观察代理。后来，质量和SFR接近指数增长，具有恒定的比SFR，但这一阶段是假设的，因为团块在星系中心消失。该模型匹配模拟不同的，适度的反馈，无论是在孤立的和宇宙学的设置。观察到的团块与我们的理论预测一致，表明大规模团块是长寿和迁移的。一个不平凡的挑战是对反馈进行建模，这种反馈在大质量团块中是非破坏性的，但抑制SFR以匹配银河系恒星与晕的质量比。
2021-07-28 astro-ph.GA
An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy
当宇宙恒星形成历史达到峰值（z ~ 2）时，由宇宙储存器提供能量的星系以气体为主，并包含大量的恒星形成团块，这些团块被认为是由高度湍流的富含气体的盘状物中剧烈的引力不稳定性形成的。然而，还没有观察到团块形成事件，并且争论团块是否从年轻恒星的能量反馈中幸存下来，从而向内迁移形成星系凸起。在这里，我们报告了一个明亮的离核发射线区域的星系在z = 1.987的空间分辨光谱。虽然这个区域主导了星系盘中的恒星形成，但它的恒星连续体在深度成像中仍然没有被发现，揭示了一个非常年轻（年龄<1000万年）的大质量团块，通过大于10 $^9$ M $_{\odot}$的气体的引力坍缩形成。这个年轻星系团的气体消耗速度比宿主星系快10倍以上，在这个阶段显示出高的恒星形成效率，与我们的流体动力学模拟一致。具有类似质量的较老团块的频率，加上我们对其形成速率的初步估计（约2.5 Gyr $^{-1}$），支持长寿命（约5亿年），有利于团块在反馈中幸存下来并在当今星系的凸起中生长的情况。
2015-05-06 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds I: the impact of gas fraction evolution on the stability of galactic discs
在红移~1-3的富气盘状星系的形态主要是由几个大质量的团块。这些团块的形成或聚集过程，以及它们与当代螺旋星系中分子云的关系，仍然是未知的。利用孤立盘星系的模拟，我们研究了如何改变气体分数时的星际介质的结构和光盘的稳定性制度的变化。在所有星系中，恒星成分是不稳定性的主要驱动力。然而，分子气体在富气体情况下的团簇间介质中起着不可忽视的作用，因此在大质量团簇的组装中起着不可忽视的作用。在尺度小于几个100 pc，托姆类盘不稳定性被另一个政权所取代，特别是在富含气体的星系。我们发现，在低气体分数（10%）的星系站在远离光盘更多的气体，所有共享类似的属性几乎所有我们探索的方面。对于气体分数低于约20%，集团规模的制度的不稳定性消失，只留下大规模的磁盘驱动制度。当将气体分数的变化转化为星系的宇宙演化时，这种转变标志着盘星系的cloudite阶段的结束，并允许开始出现螺旋结构，就像在本地宇宙中常见的那样。
2021-09-13 astro-ph.GA
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
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
The role of gas fraction and feedback in the stability and evolution of galactic discs: implications for cosmological galaxy formation models
高红移的恒星形成星系通常具有不规则的形态，{ \it巨块}包含高达$10^{8-9}$太阳质量的气体和恒星。巨团块的起源和演化在理论和观测上都有争议。在大多数宇宙学模拟中，高红移星系有规则的螺旋结构或短暂的团块，与许多理想化的高红移圆盘模型相矛盾。在这里，我们测试这种差异是否可以解释的低气体分数的星系在宇宙学模拟。我们提出了一系列不同气体分数的模拟，从25\%，典型的星系在大多数宇宙学模拟，到50\%，典型的观察星系在1.5 < z < 3。我们发现，气体贫乏的模型有短暂的团块，这是未绑定的，大部分被星系剪切破坏，即使有微弱的恒星反馈。相比之下，富含气体的模型即使有增强的恒星反馈，也会形成长寿的团块。这表明气体质量分数是驱动剧烈盘不稳定性和巨大团块演化的主要物理参数，在$\sim$ 10 $^8$ ~yr时间尺度上，恒星反馈校准的影响较小。许多星系形成的宇宙学模拟都有相对缺乏气体的星系盘，这可以解释为什么在这些模型中巨大的团块不存在或寿命很短。类似的重子和暗物质质量分布可以产生在$z\sim2$长寿命的团块星系，如果气体分数与观测结果更好地吻合。
2021-05-20 astro-ph.GA
A merger-driven scenario for clumpy galaxy formation in the epoch of reionization: Physical properties of clumps in the FirstLight simulation
通过FirstLight模拟研究再电离时期恒星合并驱动的星系团形成，发现星系团主要由恒星合并形成，具有不同年龄和恒星形成率特征。
2024-09-08 astro-ph.GA
The nature of giant clumps in distant galaxies probed by the anatomy of the Cosmic Snake
巨大的恒星团在高红移星系中无处不在。它们被认为在星系凸起的形成和星系盘中恒星形成反馈的诊断中起着重要作用。哈勃太空望远镜（HST）的空白场成像测量估计，这些团块的质量高达10 $^{9.5}$ M $_{\odot}$，线性尺寸大于~1 kpc。近年来，引力透镜也被用来获得更高的空间分辨率。然而，最近的透镜观测和模型都表明，标准成像技术的有限分辨率可能会高估团块的性质。然而，这种观察偏差的确切证据仍然缺失。在这里，我们直接调查的效果，通过分析多个引力透镜图像的同一星系在不同的空间分辨率，下降到30 pc的分辨率上的集群属性。我们发现，通常在高红移星系中以$\sim$ 1 kpc分辨率观测到的巨团块的典型质量和大小被系统地高估了。高空间分辨率的数据，只有通过强大的引力透镜使用现有的设施，支持较小规模的星系气体盘碎片通过引力不稳定性形成的团块。
2017-11-10 astro-ph.GA
The UV-Excess Survey of the Northern Galactic Plane (UVEX)
北银道面的紫外线过量巡天（UV-Excess Survey of the Northern Galactic Plane）使用2.5米艾萨克·牛顿望远镜（Isaac Newton Telescope）在四个波段（U，g，r，HeI 5875）拍摄了一个10 x185度宽的波段，以银河赤道为中心，低至21 - 22等（HeI 5875约为20等）。描述了设置和数据简化过程。对主序星、巨星、超巨星、DA和DB白矮星以及AM CVn星的颜色进行了模拟，包括红化效应。第一次看调查的数据（目前已完成30%）。
2009-06-18 astro-ph.GA
Connecting Clump Sizes in Turbulent Disk Galaxies to Instability Theory
在这封信中，我们研究了相对于运动学，气体分数和Toomre Q的湍流盘星系中的H α团簇的平均大小。我们使用100 pc分辨率的HST图像，IFU运动学，和气体馏分的一个样本的罕见的，附近的湍流盘的属性密切匹配的z~1.5-2主序星星系（的SAMO样本）。我们发现的气体分数和速度色散的主机星系的旋转速度比的归一化平均团块大小的线性相关性。我们表明，这些相关性是一致的预测来自一个模型的不稳定性在自引力盘（所谓的“暴力磁盘不稳定性模型”）。我们还观察到，使用双流体模型Q，团块的大小和自重力驱动的不稳定区域之间的相关性。这些结果是最一致的假设，即大质量的恒星在湍流盘中形成团块是自引力气体丰富的磁盘的不稳定性的结果，因此提供了一个直接的连接解决团块大小和这种原位机制。
2017-03-01 astro-ph.GA
Using Red Clump Stars to Decompose the Galactic Magnetic Field with Distance
本文提出了一种测量银河系磁场大尺度结构的新方法。银河系磁场已经通过银河系圆盘用近红外星光偏振仪探测，但是到每个背景恒星的距离是未知的。利用红团簇星作为近红外标准烛光，首次尝试分解天空投影银河系磁场的视线结构。分解了两个示例视线：朝向具有许多红色团簇星的场和朝向具有很少红色团簇星的场。连续估计磁场方向超过几千秒差距的距离是可能的，在现场与许多红色的星团星，而只有离散的估计是可能的稀疏的例子。朝向外星系，有一个连续的磁场方向与距离，显示扰动的证据，由银河曲。朝向内星系，磁场几何形状大规模变化的证据与独立于法拉第旋转研究得出的磁场反转模型一致。本文还提出了一种确定候选内偏振星的光偏振方法。未来将这种方法应用于天空的大区域，将以前所未有的方式开始绘制银河磁场的过程。
2014-07-27 astro-ph.GA
The VVV near-IR galaxy catalogue in a Northern part of the Galactic disc
本研究利用VVVX巡天近红外数据，结合CNN和XGBoost模型，提出了一种在银河系盘面低银纬区域自动分类星系的方法，并在北部盘面区域识别出1,003个新星系。
2023-06-12 astro-ph.GA
ALMA constraints on star-forming gas in a prototypical z=1.5 clumpy galaxy: the dearth of CO(5-4) emission from UV-bright clumps
本文给出了在HUDF中对一个主序星--星团星系z=1.5的深ALMA CO（5-4）观测结果。由于ALMA数据的~0.5”分辨率，我们可以将恒星星族性质与几kpc尺度上的CO（5-4）发射联系起来。我们检测到来自星系核区域的强烈CO（5-4）发射，与观察到的$L_{\rm IR}$ - $L^{\prime}_{\rm CO(5-4)}$相关性一致，并表明核星正在形成。CO（5-4）气体成分似乎比其他恒星形成示踪物或该星系中的尘埃分布更集中。我们讨论了这种差异在恒星形成效率和星系中心的质量积累方面可能产生的影响。相反，我们没有检测到任何CO（5-4）发射的UV明亮的团块。这可能意味着团块有很高的恒星形成效率（尽管它们没有显示出异常高的特定恒星形成率），并且不完全是气体主导的，气体比例不大于其宿主星系（约50%）。恒星反馈和盘的不稳定扭矩将气体汇集到星系中心，这可能有助于相对较低的气体含量。或者，如果它们的实际恒星形成速率低于通常假设的速率，则团块可能属于更标准的恒星形成效率范围。我们发现，用几种不同的，合理的方法得出的星团恒星形成率可以变化高达一个数量级。即使对于恒星形成效率和气体含量的主序值，最低估计值也与CO（5-4）未检测到兼容。
2017-06-08 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds IV: extreme star-forming clumps on top of universal cloud scaling relations in gas-rich galaxies
本文通过改变气体分数的盘星系模拟，发现气体团块遵循普适标度关系但弥散随气体分数增大，且恒星形成活动与质量超出的相关性更强，揭示了富气星系中极端恒星形成团块的形成条件。
2024-03-25 astro-ph.GA
MaNGA 8313-1901: gas accretion observed in a blue compact dwarf galaxy?
气体吸积是星系演化中的一个重要过程，但直接观测证据有限。在本文中，我们报告了一个可能正在进行的气体吸积事件的检测蓝致密矮（BCD）星系，MANGA 8313-1901，观察到的映射附近的Galerkin和Apache点天文台（MANGA）计划。这个星系在东北方向有一个明显的偏离中心的蓝色团块（东北团块），显示出低金属丰度和增强的恒星形成。NE星系团中气体的运动学似乎也与宿主BCD星系分离。与NE团块的金属丰度下降一起，这表明NE团块可能具有外部起源，如气体吸积或星系相互作用，而不是内部起源，如盘中的\hii ~复合体。在去除底层主机组件后，我们发现，光谱的“纯”集群可以匹配非常好的模型光谱包含一个恒星星族的年轻恒星（$\le 7$ MYR）。这可能意味着该星系正在经历一个冷气体的吸积，而不是一个涉及星系与重要的预先存在的老恒星的合并事件。我们还发现在宿主星系的西南角有另一个团块（SW团块）的迹象，这两个团块可能具有相同的气体吸积起源。
2022-09-07 astro-ph.GA
ALPACA: A New Semi-Analytic Model for Metal Absorption Lines Emerging from Clumpy Galactic Environments
提出半解析模型ALPACA，模拟团块星系环境中的金属吸收线，联合拟合观测数据，揭示低体积填充因子与快速外流特征，并指出Sobolev近似的局限性。
2023-06-19 astro-ph.GA
Sequential Star Formation in the filamentary structures of Planck Galactic cold clump G181.84+0.31
我们提出了一个多波长的研究普朗克冷团G181.84+0.31，这是位于北端的扩展的星系结构S242。我们已经从SCUBA-2 850 μ m地图中提取了9个致密的核心，并根据它们的斯皮策，宽视场红外巡天探测器（WISE）和两微米全天巡天（2 MASS）近红外和中红外颜色确定了18个年轻的恒星物体（YSO，4个I类和14个II类）。致密核和YSO主要分布在G181.84的边界结构上，HCO $^{+}$（1-0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）谱线能很好地追踪到致密核和YSO。我们在G181.84中发现了连续恒星形成活动的特征：位于北部和南部子结构的致密核心和YSO比中心区域的年轻。我们还检测到全球速度梯度约0.8 $\pm$ 0.05 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$和1. 0 $\pm$ 0.05 km s分别沿北部和南部子结构的$^{-1}$ pc $^{-1}$，中央下部结构的局部速度梯度为1.2 $\pm$ 0.1 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些结果可能是由于扩展的丝状结构S242的整体坍缩是由边缘效应驱动的，对于边缘效应，丝状体边缘首先坍缩，然后进一步向内触发恒星形成活动。我们确定了G181.84中的三个亚结构，并估计了它们单位长度的临界质量，它们分别是$\sim$ 101 $\pm$ 15 M $_{\odot}$ pc…
2019-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D extinction map of the Northern Galactic Plane based on IPHAS photometry
我们提出了一个三维地图的消光在北银道面来自测光IPHAS调查。该地图具有精细的角度（$\sim 10$ arcmin）和距离（100 pc）采样，并与有效深度（$\gtrsim 5$ kpc）相关联。我们使用基于Sale（2012）先前描述的分层贝叶斯模型的方法构建地图。除了平均消光，我们还测量微分消光，这是从ISM的分形性质，并表明它将是灭绝的估计到一些任意位置的不确定性的主要来源。所应用的方法也为我们提供了距离、消光、有效温度、表面重力和$\sim 38$百万颗恒星质量的光度估计。灭绝图和恒星参数目录都可以通过http://www.iphas.org/extinction公开获得。
2014-06-20 astro-ph.GA
How the Cookie Crumbles: A Model for Star-forming Clumps in High-redshift Disk Galaxies
本研究提出高红移旋转盘星系恒星形成团块数量分布模型，结合盘稳定性、星团形成效率标度等假设得到幂律分布，与观测吻合，并指出旋转支撑星系的团块数量远多于同质量弥散支撑星系。
2024-10-30 astro-ph.GA
The segregation of starless and protostellar clumps in the Hi-GAL l=224deg region
恒星形成于致密的尘埃结构中，这些尘埃结构嵌在较大的分子云团块中，通常在大尺度上（> 1 pc）显示出清晰的尘埃结构。在Hi-GAL调查中研究得最好的区域之一可以在l= 224度的区域观察到。在这里，一个附属区域已经被研究，它已经发现，原恒星团块大多位于沿着主灯丝，而无星团块被检测到离开这个灯丝，而是在次要的，不太突出的灯丝上发现。我们想研究这种分离效应以及它如何影响团块的性质。我们绘制了12 CO（1-0）线和它的主要三个同位素对两个最突出的灯丝观察到的l= 224度领域使用Mopra射电望远镜，为了设置观测约束这些结构的动态和相关的无星和原恒星团块。与无星团块相比，原恒星团块更明亮，更动荡，并且位于周围气体显示更大线宽的区域。我们看到了气体沿着主灯丝流动的证据，但我们没有发现任何从灯丝到Hi-GAL团块的吸积流的迹象。我们分析了暗条的径向柱密度分布和它们的引力稳定性。更大的质量和高度分散的主灯丝似乎是热超临界和引力约束，假设所有的非热运动都有助于热的支持，这表明与次级灯丝相比，进化的后期阶段。然后，Hi-GAL团块的状态和进化阶段似乎与宿主细丝的状态和进化阶段相关。
2016-08-18 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey. XI. Temperatures and Substructure of Galactic Clumps Based on 350 micron Observations
我们提出了107张银河系分子团在350微米处的连续辐射图。观测源主要选自Bolocam银河平面巡天（BGPS）星表，还有3张额外的地图覆盖了外星系的恒星形成区。SHARC-II图像（8.5”光束）与BGPS（33”光束）的1.1 mm图像相比具有更高的分辨率，这使我们能够识别团块内大量较小的亚结构。提出了从350微米图中提取的1386个源的目录。基于两个波长的团块的色温分布具有13.3 K的中值和16.3 ± 0.4 K的平均值，假设不透明度定律指数为1.7。对于具有良好色温测定的结构，从NH3观测确定的气体温度与尘埃色温的平均比率为0.88，中值比率为0.76。大约一半的丛有两个以上的子结构和22丛有10个以上。在350微米处观察到的致密亚结构中的质量分数与其母体团块的质量相比约为0.19，这些亚结构的表面密度平均为在1.1 mm处鉴定的团块中观察到的表面密度的2.2倍。对于表征良好的样品，88个结构（31%）的表面密度超过0.2 g cm^（-2），18颗（6%）超过了理论家提出的大质量恒星形成的临界值1.0 g cm^（-2）。
2015-04-02 astro-ph.GA
Conditions for Clump Survival in High-z Disc Galaxies
我们研究了高红移盘星系中的巨大团块的生存与破坏，短寿命（S）与长寿命（L）团块和两个L子类型，通过分析模型测试模拟。我们开发了一个标准的集群生存，有或没有他们的气体，预测生存参数$S$的基础上。它比较了超新星反馈和引力收缩的能量来源与团簇结合能以及外流和湍流耗散的损失。团簇的性质来自于Toomre不稳定性，接近维里平衡和Jeans平衡，超新星能量沉积是基于最新的气泡分析。对于中等的反馈水平，我们发现，L团块存在的圆周速度$\sim\!50\, km\, s^{-1}$和质量$\geq\!10^8\, M_\odot$。它们很可能存在于圆速度为$\geq \!200\, km\, s^{-1}$的星系中，在$z \sim 2$处与圆盘的理想恒星质量$\geq\!10^{9.3}\, M_\odot$一致。L团簇有利于圆盘气体部分$\geq\!0.3$，低质量凸起和红移$z\!\sim\! 2$。如果反馈更具有喷射性，则L个团块的可能性减小，例如，如果超新星是最佳聚集的，如果辐射反馈非常强，如果恒星初始质量函数头重脚轻，或者如果恒星形成率效率特别高。一个子类型的L团（LS），失去了他们的气体在几个自由落体的时间，但保留绑定恒星成分，可以解释为一个较小的收缩因子和较强的外部引力效应，其中团合并增加SFR效率。质量更大的L团（LL）保留了它们的大部分重子数十次自由落体，恒星形成率大致恒定。
2022-09-09 astro-ph.GA
The possible hierarchical scales of observed clumps in high-redshift disc galaxies
在观测到的高红移盘状星系中，质量为10^8-10^9兆索尔的~kpc尺度的巨团块随处可见。最近的高空间分辨率的模拟和观测表明，这些团块内的子结构的存在。我们进行高分辨率模拟的大质量星系的引力盘不稳定性的框架内研究的子结构的形成。我们关注的是一个孤立的纯气体盘，其等温状态方程T=10^4 K，可以鲁棒地捕获自引力和流体动力学的影响。星系的主要质量存在于旋转支撑的团块中，这些团块通过合并而增长，最大团块质量为10^8 Msol，致密气体的直径约为120 pc。它们在相对较短的时间内（<<5000万年）聚集成丛簇（CC），这在整个模拟时间内都存在。我们确定了几个质量和大小尺度，在这些尺度上，星团在相应的观测分辨率为~10^8 - 10^9 Msol时表现为单个天体。大多数的集群出现密集的群体和较大的光束，他们更有可能是一个单一的对象代表开放的结构。在高分辨率运行中，可以达到更高的密度，并且初始结构可以进一步塌陷并碎裂成比初始Toomre长度更小的许多团块。在我们的低分辨率实验中，这些团块直接形成于较大尺度的0.3-1千秒差距，10^8-10^9毫索尔。在这里，通常用于防止虚假碎裂的人工压力底板强烈影响团块的初始形成及其在非常低的密度下的性质。
2019-06-10 astro-ph.GA
High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在$z=3.042$上发现的引力透镜亚毫米星系H-ATLAS J090311.6+003906（SDP.81）中分子气体和尘埃的空间分辨特性。我们在CO（5-4）线数据中鉴定了14个分子团，所有分子团在源平面的空间尺度为$\sim$ 50-300 pc。团簇的分子气体面密度（$Σ_{\rm H_2}$）和恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$）比本星系的高出三个数量级以上。团块被放置在“突发”序列中的$Σ_{\rm H_2}$ - $Σ_{\rm SFR}$平面，这表明$z \sim 3$分子团块遵循恒星形成法律派生本地星暴星系。我们的引力透镜模型，在源平面的位置推导出的分子团，尘埃团，和恒星组件中确定的{ \sl哈勃太空望远镜}图像。分子团和尘埃团共存于$\sim$ 2千秒差距的相似区域，而恒星成分最多偏移$\sim$ 5千秒差距。分子团在南北方向上具有系统的速度梯度，这可能表明旋转的气体盘。一种可能的情况是，分子气体、尘埃和恒星的成分分布在一个数kpc尺度的旋转盘中，恒星的辐射被中心恒星形成区域的尘埃严重遮蔽。另外，SDP.81可以用合并系统来解释，在合并系统中，尘埃星暴发生在两个星系碰撞的区域，被恒星成分中的潮汐特征所包围。
2015-06-10 astro-ph.GA
Morphologies of ~190,000 Galaxies at z=0-10 Revealed with HST Legacy Data II. Evolution of Clumpy Galaxies
利用哈勃空间望远镜（HST）采集的17，000个photo-z和Lyman break星系在z~0-8处的样本，研究了cloudspeaker星系的演化。我们用自洽的算法检测了具有偏心团块的星系，并测量了在静止坐标系UV下的星系数量分数f_clusifiuv。我们首次发现了f_clu_^UV在z~0-8上的演化趋势：f_clu_^UV从z~8到z~1-3增加，然后从z~1到z~0减小，这符合Madau-Lilly图的趋势。在z~0-2处，我们的星云星系的下衬成分中发现了一个低的平均Sersic指数n~1，表明典型的星云星系具有盘状的表面亮度轮廓。我们的f_cluff ^UV值与恒星形成星系在z~0-7的恒星形成活动相关的物理量相关。我们发现log（M_*/M_sun）>~11的大质量星系在较小的银河系中心距离处团簇颜色趋于红色。所有这些结果都与大部分团块形成于剧烈的盘不稳定性并迁移到银河系中心的图像相一致。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: A First Look at IC 5146
我们提出了450和850微米亚毫米连续观测的IC 5146恒星形成区域的JCMT古尔德带调查的一部分。通过与消光图的比较，我们研究了大尺度分子云中明亮的亚毫米（聚集）发射的位置，发现这些密集的结构与较高的云柱密度相关。九十六个单独的亚毫米团块确定使用FellWalker和他们的物理性质进行了检查。这些团块的质量相对较大，从0.5到116 MSun不等，平均质量为8 MSun，中位质量为3.7 MSun。团簇的稳定性分析表明，大部分团簇是热稳定的，M/M_J < 1。我们进一步比较了已知原恒星的位置与观测到的亚毫米辐射，发现年轻的原恒星，即，0类和I类源，与亚毫米峰有很强的相关性，而原恒星的团块是最不稳定的。最后，我们对比了IC 5146内两个主要恒星形成区域的演化条件：与茧星云相关的年轻星团和与北方流光灯丝相关的更分散的恒星形成。茧状星云似乎已经将其质量的更大部分转化为致密的团块和原恒星，团块更有可能是金斯不稳定的，并且这些剩余团块的更大部分包含嵌入的原恒星。然而，北流光号拥有更多的团块，并且大部分已知的原恒星仍然嵌入在这些团块中。
2017-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Northern Galactic Disk Warp with Classical Cepheids
我们提出了一个更新的银河系三维地图的基础上的2431个经典造父变星的样本，补充了约200个新发现的经典造父变星的OGLE调查。这些新物体是在2018-2019年观测季节期间对银河系盘的OGLE足迹进行约280平方度扩展的专门观测活动的结果。这些区域覆盖了银河系北部翘曲的主要部分，到目前为止，造父变星一直缺乏。我们利用对2390多颗经典造父变星样本的直接距离来模拟银河系中年轻恒星星族的分布，并重新计算银盘翘曲的参数。我们的资料表明，它的北部非常突出，其振幅比南部大10%左右。通过结合盖亚天体测量数据与银河系的旋转曲线和距离造父变星从我们的样本，我们构建了一个地图的速度矢量的垂直分量的所有造父变星在银河系盘。我们发现大规模的垂直运动的振幅为10-20公里/秒，这样的造父变星位于北部的翘曲表现出大的正垂直速度（朝向北银河系极），而那些在南部的翘曲-负垂直速度（朝向南银河系极）。
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bulge formation by the coalescence of giant clumps in primordial disk galaxies
本文综述了星团、高红移星系的观测和演化。模型表明，这些团块是由富含气体的圆盘中的引力不稳定性形成的，它们相互作用，然后在中心合并，形成一个凸起。该模型要求在星系生长过程中有平滑的气体吸积。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why the Northern Hemisphere Needs a 30-40 m Telescope and the Science at Stake: Galactic Archaeology from the Northern Sky
北半球需30-40米望远镜以进行银河考古，通过高分辨率光谱学研究暗淡恒星，揭示银河系组装和暗物质结构。
2025-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Galactic O-Star Spectroscopic (GOSSS) and Northern Massive Dim Stars (NoMaDS) Surveys, the Galactic O-Star Catalog (GOSC), and Marxist Ghost Buster (MGB)
有几个正在进行的双星（主要是光谱类型O）调查，大大提高了有关这些物体的光谱信息的质量和数量。在这里，我们讨论并提出其中两个，GOSSS和NoMaDS的结果。我们还讨论了银河系O星目录的最近和未来的发展，并宣布即将推出马克思主义幽灵克星，IDL代码，攻击光谱分类（因此得名）通过使用与光谱库的交互式比较。
2011-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 1420 MHz Catalog of Compact Sources in the Northern Galactic Plane
我们提出了一个目录的紧凑源的无线电发射在1420兆赫的北银河平面从加拿大银河平面调查。该星表包含72，787个致密源，其角尺寸小于3 $'$，在银河经度范围$52^{\circ} < \ell < 192^{\circ}$内，低至5 $σ$探测水平$\sim$ 1.2 mJy。在CGPS斯托克斯$Q$和$U$图像中，在总强度峰值位置处，包括了12，368个信号大于4 $σ_{QU}$的源的线性偏振特性。我们比较了CGPS通量密度与北方VLA巡天目录中10，897个孤立的未解析源的编目通量密度，CGPS通量密度大于4 mJy，以寻找在几年的时间尺度上显示可变通量密度的源。我们确定了146个候选变量，表现出较高的分数变化之间的两个调查。此外，我们确定了13个候选瞬态源，CGPS通量密度超过10mJy，但没有检测到的NVSS。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
New classical Cepheids in the inner part of the northern Galactic disk and their kinematics
银河系内部的特征仍然被显著的尘埃消光所掩盖，因此红外巡天有助于找到年轻的造父变星，其距离和年龄可以准确确定。进行了近红外测光和光谱测量，并在银河经度20和30度附近的内盘中发现了三颗经典的造父变星。这些目标的特征是银心距离很小，3-5 kpc，它们的速度很重要，因为它们可能受到银河系酒吧的环境影响。虽然其中一颗造父变星的径向速度与银河系的旋转一致，但其他两颗的移动速度明显较慢。我们还比较了它们的运动学与高质量恒星形成区的视差距离测量。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CO Funnel in the Galactic Centre: Molecular Counterpart of the Northern Galactic Chimney?
本研究利用SEDIGISM和IRAM数据在银河系中心发现了一个漏斗状^13CO分子发射结构，通过多波段和同位素分析证实其为银河系北烟囱的分子对应体。
2023-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable stars in the northern Galactic plane from KISOGP
我们使用木曾天文台施密特望远镜上的木曾宽视场照相机对北平面进行了大规模的调查。KISOGP（KWFC Intensive Survey of the Galactic Plane）计划在约320平方米的I波段进行了40-70历元的观测。从2012年开始的5年。极限星等约为16.5 in I。在迄今为止的数据分析中，我们探测到了数千颗变星，包括大约100颗造父变星和700多颗Miras。其中大约90%以前没有被报道为变星，这表明在银河系平面上仍然有许多相对明亮的变星。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Ammonia from cold high-mass clumps discovered in the inner Galactic disk by the ATLASGAL survey
APEX望远镜大面积巡天：银河系（ATLASGAL）是一个在870 μm处对银河系内盘进行的无偏差连续巡天。它覆盖了银河经度+/- 60度，旨在找到内银河系中高质量恒星形成的各个阶段的所有大质量团块，特别是最早的演化阶段。我们的目标是确定ATLASGAL发现的新的大规模冷团块的气体动力学温度和动力学等属性。最重要的是，我们推导出他们的运动距离从测量线速度。我们观察到氨（J，K）=（1，1）（3，3）反转过渡到862块流量有限的样本的submm团块ATLASGAL检测和提取的13 CO（1-0）光谱从银河系环调查（GRS）。我们确定了位于切点（71个来源）的子样本的距离，并为277块的近/远距离的模糊性得到解决。大多数ATLASGAL团块是冷的，旋转温度为10-30 K。它们具有宽范围的NH3线宽，其远远超过热线宽，以及具有5至30 * 10^{-8}范围内的NH3丰度的高柱密度的宽分布。我们发现在银河系中心半径为4.5和6千秒差距的团块增强。高检测率（87%）证实氨是ATLASGAL揭示的大规模冷团块分子含量的极好探针。从24 μm暗团块到嵌入HII区的团块，旋转温度和谱线宽度随演化阶段有明显的增加趋势。该调查提供了最大的氨样本的大质量恒星形成团块，从而提出了一个重要的储存库的统计特性的团块和选择子样本的详细，高分辨率的后续研究。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
