Subcritical Star Formation in Galactic Discs: the role of Dark Matter and Magnetic Field
我们讨论了发生在一些星系盘和整个LSB星系的郊区的亚临界恒星形成，相反的图片，恒星形成只发生在气体表面密度高于临界阈值密度。这就提出了一个问题，即是否Toomre的Q标准单独的气体是有效的气体分布的恒星形成或更确切地说，一些有效的Q参数，考虑到组件，如恒星，暗物质和磁场，是更有代表性的气体不稳定性和恒星形成活动之间的相关性。作为一个潜在的候选人，我们调查的作用，暗物质在触发亚临界恒星形成，特别是在郊区的暗物质是占主导地位的。事实上，我们的轴对称分析有利于图片，暗物质有助于光盘不稳定性在亚临界制度，气体似乎稳定时，暗物质被忽略。
2017-08-01 astro-ph.GA
The Effect of Shock Wave Duration on Star Formation and the Initial Condition of Massive Cluster Formation
恒星诞生于致密的分子细丝中，而与它们的质量无关。激波对ISM的压缩导致分子云中的细丝形成。观测表明，大质量恒星团簇形成发生在云中气柱密度峰值超过10^23 cm^-2的地方。在这项研究中，我们研究了冲击压缩层持续时间对细丝/恒星形成的影响，以及如何通过执行三维（3D）等温磁流体动力学（MHD）模拟实现大质量恒星形成的初始条件，其中气体流入持续时间从边界（即，冲击波持续时间）}作为控制参数。在短冲击持续时间模型的持续时间后，在冲击后面形成的细丝膨胀，而长持续时间模型通过形成大量的超临界细丝导致恒星形成。此外，当激波持续时间大于两个激波后自由落体时间时，压缩层的峰值柱密度超过10^23 cm^-2，{该层的引力坍缩导致}预计在激波压缩层中形成的OB星数量达到十个数量级（即，块状团簇形成）。
2022-11-03 astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the formation of protostars, disks, and outflows
我们提出了我们目前的理解的形成和早期演化的原恒星，原行星盘，和外流的驱动所指示的相互作用的磁场和部分电离气体的分子云核心。近年来，通过亚毫米观测，该领域取得了巨大的发展，这反过来又限制了原恒星形成的模型。作为这些观测的结果，这些观测提供了最先进的理论理解的形成和演化的年轻恒星物体的描述。特别强调了弱电离气体与磁场在适当尺度上的耦合、退耦和再耦合的重要性。这突出了引力坍缩和年轻原恒星中的磁场之间复杂而密切的关系。
2022-09-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended law of star formation: the combined role of gas and stars
我们提出了一个恒星形成扩展定律的起源模型，其中恒星形成的表面密度（$Σ_{\rm SFR}$）不仅取决于气体的局部表面密度（$Σ_{g}$），而且还取决于恒星的表面密度（$Σ_{*}$）、恒星的速度色散以及气体中湍流的标度律。我们比较我们的模型与螺旋，面对星系NGC 628和表明，恒星形成率的气体和恒星的整个物理量集的依赖性可以帮助解释所观察到的一般趋势的$Σ_{g}-Σ_{\rm SFR}$和$Σ_{*}-Σ_{\rm SFR}$的关系，而且，同样重要的是，在这些关系的分散在任何值的$Σ_{g}$和$Σ_{*}$。我们的研究结果指出了现有的恒星以及气体成分在设置大规模引力不稳定性和星系盘中恒星形成的条件中所起的关键作用。
2017-04-13 astro-ph.GA
New constraints on the initial parameters of low-mass star formation from chemical modeling
恒星形成的物理化学模型的复杂性正在增加，模型考虑了新的过程和更现实的设置。这些模型使天体化学家能够计算整个恒星形成过程中化学物质的演化。因此，将这些模型的输出与观测结果进行比较，可以对恒星形成带来新的限制。本文介绍的工作是基于最近公开发布的辐射流体动力学低质量恒星形成模型的数据库。我们用这个数据库作为物理参数，用三相气体颗粒模型计算坍塌岩心随时间变化的化学成分。结果进行分析，以找到化学示踪剂的初始物理参数的崩溃，如质量，半径，温度，密度和自由落体时间。它们也比较观察到的0类原恒星的分子丰度。除了初始质量外，我们发现了许多关于坍缩初始参数的示踪物。更具体地说，我们发现，气相CH 3CN，NS和OCS跟踪的初始温度，而H2 CS跟踪的初始密度和自由落体时间的母云。我们的结果与12个0级低质量原恒星的样本的比较，使我们能够约束的初始参数的低质量星前核心崩溃。我们发现，低质量的原恒星优先形成在大的核心半径大于20000金，质量之间的2和4 Msol，温度低于或等于15 K，和密度之间的6 e4和2.5e5部分。cm-3，对应于100和200 kyrs之间的自由落体时间。
2019-05-14 astro-ph.GA
The role of stellar collisions for the formation of massive stars
我们使用直接N体模拟的气体嵌入星团的恒星碰撞的形成和质量吸积历史的高质量恒星的重要性进行研究。我们的星系团开始于维里平衡，是气体和原恒星的混合体。然后原恒星以不同的质量吸积速率吸积物质，气体的数量以与恒星质量增加相同的方式减少。在模拟过程中，我们检查恒星碰撞，我们调查的作用，这些碰撞的积累的高质量的恒星和失控的恒星的形成。我们发现大量的碰撞只发生在初始半质量半径rh <0.1pc的团簇中。从它们的母体气体云中出来后，这些星团与观测到的年轻、大质量的疏散星团相比过于紧凑。此外，碰撞主要导致单个逃逸恒星的形成，而不是形成许多具有宽质量谱的高质量恒星。因此，我们得出的结论是，大质量恒星主要通过气体吸积形成，恒星碰撞只起很小的作用（如果有的话）。然而，主序前阶段的恒星碰撞可能有助于形成密集星团中质量最大的恒星，并可能形成质量高达几百Msun的中等质量黑洞。
2011-01-04 astro-ph.GA
The role of environment on quenching, star formation and AGN activity
星系团中经历冲压剥离的星系核是研究环境对活动星系核和恒星形成活动影响的极好机会。我们在这里报告GASP调查的最新结果。我们讨论了活动星系核-冲压压力剥离连接和剥离星系活动星系核反馈的一些证据。然后，我们集中在恒星形成活动，无论是在磁盘和这些星系的尾巴，并得出一个多相气体和恒星形成之间的关系的图片。
2020-05-26 astro-ph.GA
The initial conditions of star formation: cosmic rays as the fundamental regulators
宇宙射线（CR）控制着致密H_2气体区的热、电离和化学状态，否则这些气体区将与通过星系尘埃ISM传播的远紫外和光学恒星辐射屏蔽。恒星形成的初始条件正是在这种氢云的CR主导区（CRDRs）而不是光子主导区（PDRs）中形成的，这使得CR成为星系中最终的恒星形成反馈因子，即使在最深的尘埃环境中也能运行。CR控制的恒星形成的初始条件自然地设置了一个接近不变的恒星初始质量函数（IMF）的星系，只要他们的平均CR能量密度U_{CR}渗透其分子ISM保持在一个因素的银河值的10。尽管如此，在合并星系中发现的致密恒星爆发的极端环境中，当U_{CR} \sim（few）x 10 ^{3} U_{CR,Gal}时，CR极大地改变了恒星形成的初始条件。在极端的CRDR中，H_2云碎裂将产生少得多的低质量（<8 M_{sol}）恒星，产生头重脚轻的恒星IMF。这将是一个通用的功能CR控制的恒星形成的初始条件，贷款的物理基础双峰IMF在星系形成，与一个头重脚轻的紧凑合并引起的恒星爆发，和一个普通的IMF保存在孤立的气体丰富的磁盘恒星形成。在该方案中，星系积分IMF（IGIMF）被认为是星系恒星形成历史的强函数。
2012-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Big Problems in Star Formation: the Star Formation Rate, Stellar Clustering, and the Initial Mass Function
恒星的形成是驱动宇宙演化的一系列过程的中心：辐射能的产生，元素的合成，行星的形成和生命的发展。几十年的观察已经产生了关于它如何运作的各种经验规则，但目前我们还没有全面的定量理论。在这篇评论中，我讨论了恒星形成领域的现状，重点是三个核心问题：是什么控制着星系中气体转化为恒星的速率？是什么决定了这些恒星是如何聚集在一起的，以及有多少恒星星族最终形成了引力束缚结构？是什么决定了恒星的初始质量函数，它是否随恒星形成环境而变化？我用这三个问题作为一个镜头来介绍恒星形成的基础知识，首先回顾观测现象学和基本的物理过程。然后，我回顾了试图解决这三个问题的当前理论的现状，指出它们之间的联系，以及跨越它们之间规模的理论和数值工作的机会。最后，我对未来几年理论发展的前景进行了讨论。
2014-06-01 astro-ph.GA
Formation of proto-clusters and star formation within clusters: apparent universality of the initial mass function ?
人们相信大多数恒星都是在星团中形成的。因此，在形成星系团时占主导地位的气体物理条件很可能在很大程度上决定了形成恒星的性质，特别是初始质量函数。我们开发了一个分析模型来解释低质量星系团的形成和星系团内恒星的形成。团簇的形成取决于吸积速率、维里平衡、能量平衡和热平衡。对于后者，分子和尘埃冷却被认为是使用公布的利率。恒星分布的计算使用从这个模型和Hennebelle & Chabrier理论推断的物理条件的集群。我们的模型很好地再现了低质量团簇的质量-尺寸关系（最多几个$\simeq 10^3$ M $_\odot$的恒星对应于大约5倍多的气体）和初始质量函数，$i)$非常接近Chabrier的IMF，$ii)$弱依赖于星团的质量，$iii)$相对稳健，（即不太依赖于）诸如吸积率、辐射和宇宙射线丰度的物理量的变化。恒星的质量分布与星团质量之间的弱相关性来自于不同星团密度、速度色散和温度之间的补偿，所有这些都是从第一物理原理推断出来的。这可能解释了银河系内货币基金组织的普遍性，尽管可以肯定地观察到局部条件的变化。
2012-07-29 astro-ph.GA
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 astro-ph.GA
Efficient formation pathway of methyl formate: the role of OH radicals on ice dust
C2 H4 O2分子的三种结构异构体，即甲酸甲酯（MF; HCOOCH 3）、乙酸（AA; CH 3COOH）和乙二醇醛（GA; HOCH 2CHO），作为理解星际介质（ISM）中分子复杂性途径的目标，引起了相当大的关注。在这些同分异构体中，MF在各种天文物体中绝对丰富。对于MF的各种形成途径，宇宙尘埃的表面反应将发挥重要作用。然而，与观测结果相比，在实验室实验中发现MF的形成相对低效，在实验中，甲醇（CH 3OH）占主导地位的冰被紫外线（UV）光子和宇宙射线类似物处理。在这里，我们展示了在10 K下通过在水冰上光解CH 3OH有效形成MF的实验结果。我们发现，导致有效形成MF的关键参数是由H2O的光解提供OH自由基，这与富含CH 3OH的实验条件显著不同。此外，使用超高灵敏度的表面分析方法，我们成功地限制了决定性的形成途径的MF通过光解的甲氧基甲醇（MM; CH 3 OCH 2 OH），这将提高我们目前的理解化学演变的ISM。
2021-10-14 astro-ph.GA
Binary Formation with Different Metallicities: Dependence on Initial Conditions
利用三维嵌套网格流体动力学方法研究了不同金属丰度的坍缩云团的碎裂过程。初始云由三个参数确定：云的金属丰度、初始旋转能量和初始云的形状。对于这些参数的不同组合，我们总共计算了480个模式，并研究了云的演化，碎裂条件，轨道分离和二进制频率。对于在坍缩过程中碎裂的云，初始角动量必须高于一个阈值，该阈值随着金属丰度的降低而降低。虽然确切的碎裂条件也取决于初始云的形状，但这种依赖性只是适度的。我们的研究结果表明，在低金属含量的气体较高的二进制频率。特别是，在中等自转参数与太阳邻域相同的情况下，大多数恒星都是在小于10^-4 Z_sun的情况下作为双星/多星系统的成员诞生的。当初始质量小于0.1Msun时，如果碎片在胚胎中通过多体相互作用从宿主云中喷出，它们将演化为亚星质量的物体。这为低质量恒星在零或低金属量环境中的形成提供了通道。
2009-07-19 astro-ph.GA
Role of host galaxy in the formation of multiple stellar populations: Analysis of NGC 1786 and NGC 1898
即使经过几十年的研究，球状星团中多个恒星星族的起源仍然是个谜。至于星系环境是否在它们的形成中起作用的问题仍然没有答案。在这种程度上，我们分析了两个经典的（> 10 Gyr老）大麦云球状星团，即NGC 1786和NGC 1898，使用哈勃太空望远镜的成像数据进行比较和对比，与古老的银河系球状星团，以评估其丰度变化之间可能存在的系统差异。我们计算了它们的红巨星分支宽度，减去金属丰度的影响，并将其与银河系球状星团的现有数据进行比较，将它们与初始和当前星团质量进行绘图。我们看到，这两个集群遵循相同的总趋势，银河系球状星团的，从不同的祖先遵循相同的总趋势，作为另一个，表明星系环境可能只发挥了次要作用，在形成多个恒星星族的球状星团。
2021-07-18 astro-ph.GA
The role of magnetic field in molecular cloud formation and evolution
本文综述了磁场对分子云形成和演化的作用。在简要介绍了理想磁流体力学方程的主要假设和基本原理后，介绍了理想磁流体力学方程的最重要的修正，即离子中性漂移。多相星际介质（ISM）的性质和热过程，使这种气体变得更加密集。然后，我们讨论了我们目前的知识，可压缩磁化湍流，认为在ISM中发挥了重要作用。我们还描述了已知的磁场和密度场之间的相关性。然后讨论了磁场对星际细丝和分子云的影响，特别是对星前致密核的作用以及对星团形成的影响。最后，我们简要回顾了它对分子云本身形成的可能影响。我们认为，考虑到已经测量到的磁场强度，磁场很可能是：i）负责降低致密分子云气体中的恒星形成率的几个因素，ii）通过产生大量的细丝和减少团块，核心和恒星的数量来强烈塑造星际气体，尽管其确切的影响仍有待更好地理解。%，以至少2的数量级的因子。此外，在小尺度下，磁制动可能是一个主导过程，强烈地改变了恒星形成过程的结果。最后，我们强调，通过诱导更多的大质量恒星的形成，磁场可能会增强恒星反馈的影响。
2019-02-02 astro-ph.GA
The role of previous generations of stars in triggering star formation and driving gas dynamics
本文通过亚星系区域流体力学与磁流体力学模拟，研究前代恒星族群对恒星形成和气体动力学的影响，发现早期超新星反馈是触发新恒星形成和驱动大尺度气体运动的主要机制，而MHD效应比初始条件更能显著降低后期恒星形成率。
2023-04-13 astro-ph.GA
GMC Collisions As Triggers of Star Formation. IV. The Role of Ambipolar Diffusion
我们研究了双极扩散（AD）在磁化巨分子云（GMC）碰撞中的作用，这可能是触发恒星团簇形成的重要机制。GMC碰撞的三维模拟进行使用的恩佐磁流体动力学代码，已扩展到包括AD的版本。使用Wu等人（2015）的31种化学模型计算结晶度。我们发现，在弱场，$10\:{\rm μG}$的情况下，AD在碰撞过程中的动力学演化只有适度的影响。然而，对于更强的场，涉及近临界云的$30\:{\rm μG}$情况，AD导致在塌陷被抑制的区域形成致密的核心。在这些模拟中，一旦包括AD，用$n_{\rm H}\geq10^{6}\:{\rm cm}^{-3}$形成核的总效率从约0.2%增加到2%，与在星形形成GMC中观察到的值相当。这些核心周围的气体通常以自由落体速度的适度分数的速度相对缓慢地下落。
2017-09-19 astro-ph.GA
Local Magnetic Field Role in Star Formation
我们强调了极化亚毫米尘埃连续体中磁场形态的独特和系统的观测特征。我们用具体的例子来说明这一点，并从50个恒星形成区的样本中显示统计趋势。
2015-11-23 astro-ph.GA
Are turbulent spheres suitable initial conditions for star-forming clouds?
到目前为止，大多数分子云和恒星形成的数值模拟，假设一个均匀密度的球体或盒子与强加的湍流速度场。在这项工作中，我们选择分子云从星系尺度模拟作为初始条件，提高其分辨率，并重新模拟他们使用SPH代码Gadget2。我们的方法提供了云的形态，内部结构和运动学，构成更一致和现实的初始条件模拟恒星形成。我们进行分子云来自银河系的模拟，和类似的尺寸，质量和速度色散的湍流气体球体之间的比较。我们专注于云的性质，如它们的密度，速度结构和恒星形成率。我们发现，银河系云的继承速度结构对恒星形成率和云的演化有显着的影响。我们的研究结果表明，虽然我们可以遵循恒星形成的时间演化在任何模拟云，捕捉整个历史是困难的，因为我们忽略了任何恒星形成之前可能发生的初始化。总的来说，湍流球体与银河系云的复杂性不匹配。
2014-10-07 astro-ph.GA
Initial conditions of formation of starburst clusters: constraints from stellar dynamics
星暴星团是如何从分子云中形成的仍然是一个悬而未决的问题。在这篇文章中，我强调了这方面的一些关键约束，人们可以从致密恒星系统的动力学演化特性中得到。我特别关注大质量星团的长期膨胀和子星团的分层合并，并讨论它们的含义相对于年轻的大质量星团的观测性质。分析表明，残余气体的排出是必要的，塑造这些集群，因为我们今天看到他们，无论他们的整体或分层模式的形成。
2015-10-20 astro-ph.GA
The Roles of Mass and Environment in the Quenching of Galaxies
我们研究了恒星质量和环境的作用，淬火的恒星形成活动的一个大的模拟星系利用的分析模型耦合到合并树提取的N体模拟。该解析模型既能拟合自红移$z\sim 2.3$以来恒星质量函数的演化，又能合理地预测星系的恒星形成历史。我们发现，恒星质量和环境发挥不同的作用：恒星形成率/特定的恒星形成率- $M_*$关系是独立的环境（定义为晕质量）在任何红移探测，$0<z<1.5$，恒星形成和静止星系，而恒星形成率- $M_{halo}$关系强烈依赖于恒星质量在同一红移范围内，恒星形成和静止星系。此外，恒星形成率和特定的恒星形成率是强烈依赖于恒星质量，即使到集群核心的距离被用作环境的代理，而不是晕质量。然后，我们得出结论，恒星质量是在本研究中探测的任何红移的星系淬火的主要驱动力，而不仅仅是在$z>1$一般声称，而环境有一个最小的作用。所有与环境相关的物理过程都必须在很短的时间尺度上起作用，这样它们就不会影响活跃星系的恒星形成，而是增加了给定星系变得静止的概率。
2019-08-22 astro-ph.GA
Unveiling the role of galactic rotation on star formation
我们研究了恒星形成过程中的星系尺度和旋转的作用，通过使用自适应网格加密代码恩佐螺旋星系和星暴星系的数值模拟。我们重点研究了文献中发现的三个完整的恒星形成定律：Kennicutt-Schmidt（KS）和Silk-Elmegreen（SE）定律，以及Escala（2015）$Σ_{\rm SFR} \propto \sqrt{G/L}Σ_{\rm gas}^{1.5}$提出的维度齐次方程。我们表明，使用最后一个，我们考虑到沿视线的整合的影响，并找到一个独特的制度，这两种类型的星系的恒星形成，抑制所观察到的双模态的KS法律。我们发现，我们的模拟显示的效率是反相关的磁盘$Ω$的角速度的三个法律研究这项工作。最后，我们表明，恒星形成的无量纲效率是很好地表示为指数递减函数的$-1.9Ωt_{\rm ff}^{\rm ini}$，其中$t_{\rm ff}^{\rm ini}$是初始的自由落体时间。这导致了一个独特的星系恒星形成关系，它将双峰KS，SE和Escala（2015）关系的分散度分别降低了43%，43%和35%。
2016-12-30 astro-ph.GA
The Suppression of Star Formation on the Smallest Scales: What Role Does Environment Play?
在最低质量星系（即超暗矮星）中观察到的主要古老恒星星族表明，它们的恒星形成受到再电离的抑制。然而，大多数被研究得很好的超暗矮星都位于银河系暗物质晕的中心部分，因此它们与早期吸积的人口一致，因此可能通过环境过程淬灭。为了研究环境在最小尺度上抑制恒星形成的潜在作用，我们利用$N$体模拟的探索局部体积模拟（ELVIS）套件来约束可能容纳超微弱人口的低质量subhalos的落入时间分布。对于银河系的超暗卫星与恒星形成的历史推断从$Hubble~Space~Telescope$成像，我们发现，环境是极不可能发挥主导作用，在淬火他们的恒星形成。即使考虑到预处理的潜在影响，环境过程也有$\lesssim 0.1\%$的可能性，即所有已知的超暗矮星都在足够早的时间内熄灭，以解释它们观测到的恒星形成历史。相反，我们认为卫星淬火的有效性在大约$M_{\star} \sim 10^{5}~M_{\odot}$，低于该恒星形成在幸存的星系是全球性的抑制再电离的质量地板。我们预测在局域场中有大量的淬灭超暗矮星（$1 < R/R_{\rm{vir}} < 2$），未来的宽视场成像巡天将发现多达$\sim250$的超暗矮星。
2018-12-07 astro-ph.GA
The role of cold and hot gas flows in feeding early-type galaxy formation
我们研究了大规模模拟星系中气体成分的演化，并表明它们的早期形成是由冷的低熵气体流推动的。在z<3的较低红移下，模拟星系的质量足以支持稳定的维里冲击，导致从冷到热的气体吸积转变。早期型星系的气体吸积历史与其恒星成分的形成直接相关，在两个阶段的形成情景中，星系的中心部分通过原位恒星形成迅速聚集，而后期的聚集主要由次要的恒星合并所主导。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The initial conditions of stellar protocluster formation. I. A catalogue of Spitzer dark clouds
大多数恒星形成于星团中。因此，全面了解恒星形成需要了解团簇形成的初始条件。我们的研究目标是阐明红外暗云（IRDC）的物理性质及其在星团形成中的作用。这篇文章是专门研究IRDC的系列文章的第一篇，描述了为建立银河系斯皮策IRDC的完整目录而开发的技术。我们分析了斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL的数据，以确定银河经度和纬度10度< |l| <65度和|b| <1deg. From the 8micron observations we have constructed opacity maps and used a newly developed extraction algorithm to identify structures above a column density of N_{H2} >1 × 10 ^{22} cm^{-2}区域内的IRDC的完整样本。24微米的数据然后被用来表征每个提取的云的恒星形成活动。总共提取了11303个云。与现有的基于MSX的IRDC目录相比，这些斯皮策星云中有80%以前是未知的。该算法还提取这些云内的~ 20000至50000片段，这取决于所使用的检测阈值。MIPSGAL的数据表明，这些IRDC中有20%到68%显示出24微米的点状关联。这个新的数据库为未来的研究提供了重要的资源，旨在了解银河系恒星形成的初始条件。
2009-06-18 astro-ph.GA
The Lesser Role of Shear in Star Formation: Insight from the Galactic Ring Survey
我们分析了剪切在调节恒星形成中发挥的作用，在银河系的规模上的个人分子云。这些云是从银河环巡天的13 ^CO J=1-0线中选出的。对于每一个云，我们估计的剪切参数描述的能力，密度扰动云内增长。我们发现，几乎所有的分子云考虑，没有证据表明，剪切是发挥重要作用，反对自引力的影响。我们还发现，云的剪切参数不依赖于它们在银河系中的位置。此外，我们没有发现云的剪切参数与其恒星形成活动的几个指标之间的相关性。没有显着的相关性被发现之间的剪切参数和恒星形成效率的云，这是测量使用的大规模年轻恒星天体的光度比，在红MSX调查，云质量。也有没有显着的相关性之间的剪切参数和其质量的分数，发现在更密集的团块，这是一个代理他们的团块形成效率，也与他们的破碎程度表示的团块每单位质量的数量。我们的研究结果强烈地表明，剪切在影响分子云将其气体转化为致密核心并随后转化为恒星的速率和效率方面只起了很小的作用。
2012-09-03 astro-ph.GA
Star formation in early-type galaxies: the role of stellar winds and kinematics
早型星系（ETG）的热ISM主要由恒星风产生，并由Ia型超新星和恒星运动的热化加热。高分辨率的二维流体动力学模拟表明，在恒星组件的有序旋转的结果在离心支撑冷赤道盘的形成。在最近的一次数值研究中，我们发现，后来的几代恒星都是在这个寒冷的圆盘中形成的;这个过程消耗了大部分的冷气，在当前的时代留下了与观测到的相当的冷质量。大多数新的恒星质量在几个旋前形成，并居住在一个圆盘中。
2015-11-02 astro-ph.GA
Re-visiting the extended Schmidt law: the important role of existing stars in regulating star formation
我们重新审视了提出的扩展施密特定律（Shi et al. 2011）指出，星系中的恒星形成效率取决于恒星质量表面密度，通过研究空间分辨的恒星形成率（SFR），气体质量和恒星质量的恒星形成区域在广阔的星系环境中，从矮星系的外盘到螺旋盘，再到合并星系以及M33中的单个分子云。我们发现，这些区域呈紧幂律分布，即Sigma_SFR~（Sigma_star^0.5 Sigma_gas）^[1.09]，这也适用于盘星系和合并星系在高z时的积分测量。有趣的是，我们发现，在Sigma_SFR低至10 ^（-5）Msun/yr/kpc ^2的矮星系外盘中的恒星形成区也遵循扩展的施密特定律，而这些恒星形成区是肯尼库特-施密特定律和西尔克-埃尔梅格林定律的异常值。肯尼库特-施密特定律中的其他异常值，如极贫金属的恒星形成区，也显示出与扩展施密特定律的偏差显着减少。这些结果表明，现有的恒星在帮助调节恒星形成的重要作用，通过它们的重力在广泛的银河系环境中的中面压力的影响。
2018-01-03 astro-ph.GA
The role of turbulence in star formation laws and thresholds
施密特-肯尼库特关系将星系中气体的表面密度与恒星形成率联系起来。这种关系的物理起源，特别是它的中断，即低气体表面密度下的无效状态和较高密度下的主要状态之间的过渡，仍然存在争议。在这里，我们研究了几个低红移星系中恒星形成关系和断裂的物理起源，从矮不规则星系到大质量螺旋星系。我们使用的数值模拟代表的银河系，大，小麦哲伦云与秒差距到subparsec的分辨率，并重现所观察到的恒星形成的关系和恒星形成阈值的相对变化。我们分析了星际湍流，气体冷却和几何形状在绘制这些关系中的作用，在100 pc的规模。我们建议，特别是施密特- Kennicutt关系中的一个突破的存在可能与从亚音速到超音速湍流的过渡，是独立的自屏蔽效应。这种转变与气体的热性质有关，因此与金属丰度有关，在贫金属星系中，这种转变向高表面密度方向移动，就像在矮星系中观察到的那样。我们的研究结果表明，在自引力作用下，湍流（以星系尺度注入）可以引起气体的压缩，并调节恒星的形成。
2014-02-07 astro-ph.GA
Episodic accretion, radiative feedback, and their role in low-mass star formation
据推测，物质在年轻原恒星上的吸积是偶发性的。我们提出了一种计算方法，包括情节吸积恒星形成的辐射流体动力学模拟的影响。我们发现，在吸积事件的原恒星是“打开”，加热和稳定周围的磁盘。然而，这些事件通常只持续几百年，而它们之间的间隔可能持续几千年。在这些间隔期间，原恒星被有效地“关闭”，使引力不稳定性在它们的圆盘中发展并引起碎片化。因此，幕式吸积促进了盘的碎裂，使低质量恒星、棕矮星和行星质量天体得以形成。幕式吸积事件的频率和持续时间可能是造成IMF低质量端的原因，即超过60%的恒星。
2011-09-13 astro-ph.GA
The role of turbulence, magnetic fields and feedback for star formation
恒星的形成是低效的。分子云中只有百分之几的可用气体形成恒星，导致观察到的低恒星形成率（SFR）。当对许多分子云进行平均时，情况也是如此，因此整个星系的SFR又一次低得令人惊讶。事实上，考虑到低温，分子云应该是高度引力不稳定的，并在其全球平均自由落体时间尺度上崩溃。然而，据观察，它们的寿命延长了10-100倍，即，每自由落体时间SFR仅为百分之几。因此，其他物理机制必须提供支持，以防止快速的全球崩溃。磁场、湍流和恒星反馈被认为是控制恒星形成的稳定剂，但仍然不清楚这些过程中哪一个是最重要的，以及它们的相对贡献是什么。在这里，我提出了高分辨率，自适应网格细化模拟星团团簇形成，包括湍流，磁场，和原恒星喷流/外流反馈。这些模拟产生的恒星形成率几乎与观测结果一致，但前提是同时包括湍流、磁场和反馈。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Star Formation in Galaxy Collisions: Dependence on Impact Velocity and Gas Mass of Galaxies in GADGET-4 Simulations
Universidade Estadual de Londrina（隆德里纳州立大学）
本研究通过GADGET-4模拟发现，星系碰撞中恒星形成率受冲击速度、初始距离和气体含量影响，高速碰撞导致单峰形成，低速碰撞引发多峰形成。
2026-01-05 astro-ph.GA cs.MS
Formation of the First Low-Mass Stars from Cosmological Initial Conditions
我们模拟了早期宇宙中最早形成的星系之一中贫金属（10^-2 Z太阳）星团的形成，特别是高红移原子冷却晕（z~14）。这是第一个从现实宇宙学初始条件开始的模拟中解决单个金属富集恒星形成的计算。我们跟踪了母晕中几个致密团块中的一个致密团块的演化。这个星团在7000年内形成了一个约40颗恒星和亚恒星天体的星团，并可能继续形成恒星约5倍。原恒星尘埃加热对恒星形成效率的影响可以忽略不计，至少在早期的演化阶段，但它适度抑制气体碎片和褐矮星的形成。我们观察到碎片在薄的气体细丝和持续吸积在较大的，旋转的结构，以及喷射的二元相互作用。经过约10^4年的碎裂和吸积后，对大于0.1兆太阳的恒星初始质量函数进行了评估，这似乎与Geha等人（2013）最近在超暗矮球状星系卫星中的测量结果一致。
2014-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of ices in star-forming clouds
冰在星际云的演化过程中起着至关重要的作用。它们在稠密分子介质中无处不在，它们的影响不仅限于化学。吸附在尘埃颗粒上的物质也会影响云的热力学。这一切都取决于星际条件、化学参数和冰层的成分。在这项工作中，我研究了冰的形成，重点是气体和固体相之间的相互作用，以确定它们在云演化和恒星形成中的作用。我表明，虽然冰的形成极大地影响了云的化学，他们的作用在热力学上是比较保守的，他们对恒星形成的影响是微不足道的。
2016-05-23 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Role of the H$_2^+$ channel in the primordial star formation under strong radiation field and the critical intensity for the supermassive star formation
本文研究了H_2^+通道在强辐射场中的初始气体云坍缩过程中对H_2分子形成的作用。由于H_2^+的光解速率取决于它的能级布居，因此我们充分考虑了振动分辨的H_2^+动力学。我们发现，在光谱温度T_rad < 7000 K的弱而强的辐射场中，H_2^+通道是H_2的主要形成过程。另一方面，对于T_rad > 7000 K的较硬光谱，H^-通道在分子氢的产生中取代了H_2^+。我们计算了直接坍缩形成超大质量恒星所需的临界辐射强度，并考察了它与H_2^+能级布居数的关系。在局域热力学平衡态（LTE）能级布居假设下，对于Trad < 7000 K的软谱，临界强度被低估了几倍。对于较硬的光谱，临界强度的大小不受H_2^+能级布居的影响。这一结果证明了以前的估计，假设LTE人口的临界强度，因为像年轻和/或贫金属星系的辐射源预测有相当硬的光谱。
2015-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of black holes in galaxy formation and evolution
几乎所有的大质量星系，包括我们自己的星系，都有质量从数百万到数十亿太阳质量的中央黑洞。这些黑洞的增长释放出大量的能量，为类星体和其他较弱的活动星系核提供动力。这些能量中的一小部分，如果被宿主星系吸收，可能会通过加热和喷射周围的气体来停止恒星的形成。星系演化中的一个核心问题是这个过程在多大程度上导致了大型椭圆星系中恒星形成的下降，这些星系通常没有多少冷气体和年轻恒星，不像螺旋星系。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive black hole formation in the initial collapse of axion dark matter
University of Florida（佛罗里达大学）
轴子暗物质在宇宙黎明时期的大尺度过密度区域初始坍缩中通过引力自相互作用重新热化，形成玻色-爱因斯坦凝聚，导致质量在10^5至几倍10^10太阳质量范围内的黑洞形成。
2026-03-30 astro-ph.GA hep-ph
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
