Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XVI. Star Cluster Formation Efficiency and the Clustered Fraction of Young Stars
我们使用全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的调查数据集进行空间分辨测量的恒星团簇形成效率（$Γ$），恒星质量的一部分，形成在长寿的星团。我们使用强大的恒星形成的历史和集群参数的限制，通过色星等图分析解决恒星星族，研究仙女座的集群和外地人口在过去的$\sim$ 3亿年。我们测量到M31中年轻、1千万-1亿岁人群的$Γ$为4-8%。我们发现，团簇形成效率系统地变化在整个M31磁盘，一致的中面压力的变化。这些$Γ$测量扩展了研究良好的银河系环境的范围，提供了精确的约束，在高强度为主，低强度的恒星形成环境。从M31的空间分辨结果与以前在星系综合尺度上观察到的趋势大致一致，其中$Γ$随着恒星形成率表面密度（$Σ_{\mathrm{SFR}}$）的增加而增加。然而，我们可以解释观察到的散射的关系，并达到更好的协议之间的观测和理论模型，如果我们考虑到环境变化的气体耗尽时间（$τ_{\mathrm{dep}}$）时，建模$Γ$，占恒星形成行为的定性转变时，从H $_2$为主的HI为主的星际介质。我们还表明，$Γ$测量高$Σ_{\mathrm{SFR}}$星爆系统是很好的解释$τ_{\mathrm{dep}}$依赖的基准$Γ$模型。
2016-06-16 astro-ph.GA
The implications of clustered star formation for (proto)planetary systems and habitability
恒星的形成在空间上聚集在一系列的环境中，从密集的星团到无约束的协会。因此，与邻近恒星的辐射或动力相互作用破坏了（原）行星系并限制了它们的半径，对它们潜在的可居住性产生了持久的影响。在太阳附近，我们发现绝大多数恒星形成于无约束的星协中，这样（原）行星系与邻近恒星的相互作用仅限于dennis子区域。然而，在过去，致密星团中恒星形成的比例要高得多，在年轻的银河系中，在红移z~2处达到峰值~50%。这些结果表明，大规模的恒星形成环境影响的人口行星系和占领的宜居带。我们表明，行星形成是由多尺度物理，其中百万帕尺度的事件，如星系合并影响AU尺度的属性（原）行星系。
2019-01-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Clustered star formation and outflows in AFGL 2591
我们报告的水脉泽运动学和无线电连续辐射的恒星形成区AFGL 2591中最大的和年轻的对象的详细研究。我们的分析表明，至少有两个空间尺度的多恒星形成，一个是在天空中投影0.1 pc，另一个是在大约2000 AU的ZAMS恒星约38太阳质量。这个年轻的恒星物体驱动着一个强大的喷气和风驱动的外流系统，与外流壁相关的水脉泽，以前在近红外波段检测到一个边缘变亮的空腔。在该天体以北约1300天文单位处，一颗较年轻的原恒星驱动着两个弓形激波，由弧形水脉泽辐射勾勒出轮廓，位于源的两侧各200天文单位处。我们追踪了沿这些弧形脉泽结构膨胀的气体的速度分布，并将其与射流驱动的外流模型进行了比较。这一分析表明，北原恒星周围的环境介质被喷流驱动的激波（>66 km/s）和可能是低速（~10 km/s）风（与喷流轴成20度角）扫过。
2011-11-03 astro-ph.GA
Probing the role of protostellar feedback in clustered star formation. Mapping outflows in the collapsing protocluster NGC 2264-C
原恒星反馈在星团恒星形成中所扮演的角色仍然是一个有争议的问题。特别是，原恒星外流已被提出作为一个源的湍流在集群形成的团块，这可能会提供支持，对全球崩溃的几个自由落体时间。在这里，我们试图测试上述假设的情况下，充分记录的NGC 2264-C原星团，通过量化的湍流和支持注入周围介质的原恒星流出量。利用IRAM 30米望远镜上的HERA外差阵列，我们对NGC 2264-C在12 CO（2-1）、13 CO（2-1）和C_（18）O（2-1）三条分子谱线跃迁进行了广泛的测绘。我们发现了广泛的高速12 CO排放，证明存在11个流出叶，紧密相连的紧凑毫米连续源先前在原星系团中检测到的。我们进行了详细的分析，这些外流的动力学参数，包括定量评估的整体动量通量注入集群形成的团块。这些动力学参数进行了比较的重力和湍流特性的团块。我们发现，在NGC 2264-C中确定的原恒星外流的人口可能有助于观察到的湍流的一个显着的部分，但不能有效地支持对全球崩溃的原星团。引力似乎在很大程度上主导了NGC 2264-C团块的动力学。然而，在原星团进一步演化的过程中，恒星形成速率的增加可能会引发足够的外流，最终停止云的收缩。
2009-02-09 astro-ph.GA
Observations of Protostellar Outflow Feedback in Clustered Star Formation
我们讨论了原恒星外流反馈的作用，在集群恒星形成的观测数据，最近的分子外流调查对附近的集群形成团块。我们发现，对于几乎所有的团块，流出动量注入率是显着大于湍流耗散率。因此，外流反馈很可能维持团簇中的超音速湍流。对于质量较小的团块，如B59、L1551和L1641 N，流出的动能与团块的引力能相当。在这样的集群，外流反馈可能会影响显着的集群动力学。另一方面，对于质量大于约200 M $_\odot$的团块，流出动能明显小于团块的重力能。由于大多数恒星都是在这样的团块中形成的，我们得出结论，外流反馈不能摧毁整个母体团块。外流反馈的这些特征支持恒星形成缓慢的假设。
2015-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dynamical Model for Clustered Star Formation in the Galactic Disk
恒星形成的集群性质应该在银河系盘的组合相和化学空间中产生高度的结构。到目前为止，观察到的这种结构主要局限于绑定集群和移动集团。在本文中，我们提出了一个新的动力学模型的银河系磁盘，考虑到恒星形成的集群性质。这个模型预测，相和化学空间的组合是丰富的子结构，这种结构是敏感的集群恒星形成的精确性质和大尺度的银河系的属性。该模型自洽演变40亿颗恒星在过去的5 Gyr在一个现实的潜力，包括轴对称组件，酒吧，旋臂，和巨大的分子云（GMC）。所有的恒星都是在星团中诞生的，它们具有一系列的初始条件。由于直接\textit{N}体计算数十亿颗恒星是计算上不可行的，我们已经开发了一种初始化星团粒子的方法来模拟直接\textit{N}体效应的影响，而实际的轨道积分被视为测试粒子内的分析潜力。我们表明，化学和相空间信息的组合是更有效地识别真正的同生人口比单独的化学或相空间。此外，我们表明，共同运动的恒星对很可能是共同出生的，如果他们的速度分离是$< 2$ km s $^{-1}$和他们的金属丰度分离是$< 0.05$ dex。这里呈现的结果预示着利用\textit{Gaia}和光谱测量之间的协同作用来揭示银河系盘的组装历史。
2019-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchically Clustered Star Formation in the Magellanic Clouds
我们提出了一个集群分析的明亮的主序星和暗淡的前主序星恒星星族的领域约90 × 90 pc的集中在HII区NGC 346/N66的小麦哲伦云，从成像与HST/ACS。我们扩展我们的早期分析的星团人口在该地区的年轻恒星的结构行为作为一个整体，使用恒星密度图解释通过技术设计的ISM结构的研究。特别是，我们证明与Cartwrigth & Whitworth的Q参数，树状图，和三角洲方差小波变换技术，年轻的恒星星族在区域NGC 346/N66的层次聚类，在协议与HST观测到的麦哲伦星云的其他地区。这种等级制度的起源目前正在调查中。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic consequences of clustered star formation
如果所有的恒星都形成在星团中，并且恒星和星团都遵循有利于产生低质量物体的幂律分布，那么众多的低质量星团将缺乏高质量恒星。因此，恒星的质量函数，在整个星系上的积分（积分银河系初始质量函数，IGIMF）将在高质量端比恒星的基本IMF更陡峭。我们展示了IGIMF的陡度如何取决于采样方法和星团质量函数的假设。我们还调查了O-星的内容，综合光度和化学富集的星系，结果从几个IGIMF相比，更标准的IMF。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bursting Bubbles: Feedback from Clustered SNe and the Trade-off Between Turbulence and Outflows
我们提出了一个分析模型的星系盘中的超新星（SNe）的反馈，将空间重叠SNe残余物形成的超级气泡的动力学演化。我们提出了两个现实的结果，在银河系磁盘的超级气泡的演变：（1）激波阵面的膨胀速度低于星系盘中ISM的湍流速度色散，于是超级气泡失速并碎裂，将其动量完全沉积在星系盘内，或者（2）超级气泡的尺寸增长到气体尺度高度，爆发出星系盘并驱动星系外流/喷泉。在这两种情况下，我们发现，超级气泡的解体/突破几乎总是发生在最近形成的星团的最后一个II型SN（$\lesssim$ 40百万年）之前，假设一个标准的高端IMF斜率，恒星寿命和质量之间的缩放。这两种情况之间的阈值意味着在驱动星系内湍流的反馈的有效强度上的突破，以及由此导致的尺度变化，例如，恒星形成率与气体表面密度（Kennicutt-Schmidt关系）和星系盘中的恒星形成效率。
2022-05-02 astro-ph.GA
On the suppression of giant planet formation around low-mass stars in clustered environments
本研究通过基于卵石吸积的行星种群合成代码，模拟了星团环境对行星形成的影响，发现星团环境会抑制低质量恒星周围冷木星的形成并增加冷海王星数量，为未来观测约束行星诞生环境提供了潜在特征。
2024-08-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Local-Density Driven Clustered Star Formation
Guterlane等人已经确定了太阳邻域分子云中分子气体$Σ_{gas}$和年轻恒星天体$Σ_{\star}$的局部表面密度之间的正幂律趋势。它与嵌入星团的性质，特别是与最近建立的半径-密度关系之间的关系，迄今尚未得到研究。在本文中，我们模拟的恒星成分的分子团的发展作为时间和初始的局部体积密度的函数，以便提供一个连贯的框架，能够解释分子云和嵌入集群的关系引用上述。为此，我们将观察到的分子团的体积密度梯度与密度依赖的自由落体时间相关联。分子团星的形成历史是通过应用一个恒定的SFE每自由落体时间，$\eff$。对于典型的观察到的分子团的体积密度分布（即幂律斜率$\simeq -1.7$），我们的模型给出了一个恒星气体表面密度关系$Σ_{\star} \propto Σ_{gas}^2$，在非常好的协议与Guterdom等人的关系。以分子团的质量$M_0 \simeq 10^4 Msun$和半径$R \simeq 6 pc$经历恒星形成的情况下，在2万年，我们得出什么SFE每自由落体时间匹配最好的观测和预测（$Σ_{\star}$，$Σ_{gas}$）关系的归一化。我们找到了$\eff \simeq 0.1$。我们发现，所观察到的嵌入式集群的增长，体现了他们的半径-密度关系，对应于一个表面密度阈值被施加到发展中的恒星形成区域。我们的模型的后果在集群的生存性剩余恒星形成气体驱逐后，由于局部…
2012-11-06 astro-ph.GA
Downsizing of Star Formation Measured from the Clustered Infrared Background Correlated with Quasars
强大的类星体可以在很远的地方被看到。由于它们存在于大质量暗物质晕中，它们提供了一个有用的大尺度结构的示踪剂。我们在跨越$0.5 \leq z \leq 3.5$的10个红移仓中的11,235个类星体的位置上，在250、350和500微米处堆叠赫歇尔-SPIRE图像。类星体和它的宿主星系的未解决的尘埃排放占主导地位的仪器光束尺度，而扩展的排放空间上解决的物理尺度的顺序兆秒差距。这种辐射是由于聚集在类星体周围的暗物质晕周围的尘埃星系形成的。我们测量的径向表面亮度轮廓的堆叠图像计算的角度关联函数的尘埃恒星形成星系与类星体相关。然后，我们建立模型的配置文件，以确定大规模的类星体和尘埃恒星形成星系的红移函数的集群特性。我们采用了晕模型，并通过最有效的晕质量在托管恒星形成星系的参数，发现$\log(M_\mathrm{eff}/M_{\odot}) = 13.8^{+0.1}_{-0.1}$在$z=2.21-2.32$，并在$z=0.5-0.81$，质量是$\log(M_\mathrm{eff}/M_{\odot}) = 10.7^{+1.0}_{-0.2}$。我们的研究结果表明，在$0.5 \leq z \leq 2.9$之间的暗物质晕托管尘埃恒星形成星系的缩小。推导出的暗物质晕质量与其他恒星形成星系和亚毫米星系的测量结果一致。尘埃恒星形成星系从晕模型推断的物理性质取决于类星体晕占据分布的细…
2018-08-02 astro-ph.GA
The clustered nature of star formation. Pre--main-sequence clusters in the star-forming region NGC 602/N90 in the Small Magellanic Cloud
恒星形成区NGC 602/N90位于小麦哲伦星云（SMC）的翼端，以HII星云环N90和主序前（PMS）和早型主序星NGC 602组成的年轻星团为特征。我们提出了一个全面的聚类分析的恒星样本所确定的HST/ACS相机在该地区。我们发现，除了中央集群，低质量PMS恒星聚集在13个额外的小紧凑的子集群在NGC 602的外围。我们发现，PMS星的空间分布是双峰的，与一个不寻常的大部分（~60%）的总人口被聚集，而其余的是分散分布在星团间区域。从相应的颜色星等图中，我们解开了NGC 602和看起来更年轻的紧凑子星系团之间的年龄差异约为250万年。弥漫的PMS星群似乎拥有与NGC 602一样古老的恒星。几乎所有检测到的PMS子集群似乎集中。当完整的PMS恒星样本，包括集群和扩散的恒星，被认为是在我们的集群分析，它似乎是一个单一的中心集中的恒星聚集，覆盖整个区域的中心区域。考虑到系统的热大质量恒星，我们发现证据表明，这种凝聚是分层结构。根据我们的研究结果，我们提出了一个方案，根据该地区NGC 602/N90经历了一个活跃的集群恒星形成的最后~ 5 Myr。中央星团NGC 602首先形成，并迅速开始溶解到其周围的环境中，可能也从其中心喷出大质量恒星。恒星的形成继续在一个更大的恒星聚集的子星团中进行，在PMS人口中引入了250万年的年龄分布。
2012-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Initial Conditions of Clustered Star Formation. II. N2H+ Observations of the Ophiuchus B Core
我们提出了一个Nobeyama 45米射电望远镜地图和澳大利亚望远镜紧凑型阵列指向N2 H + 1-0发射观测到的集群，低质量的恒星形成OphB核心内的蛇夫座分子云。我们将这些数据与先前发表的Oph B中高分辨率NH3（1，1）和（2，2）观测结果进行了比较。我们使用3D Clumpfind来识别单盘N2 H+地图中的排放特征，并发现N2 H+“团块”与先前在NH3（1，1）排放中识别的相似特征匹配良好，但经常偏移到在850微米连续排放中以相似分辨率识别的团块。Oph B2次核心的宽谱线表明，非热运动主导了核心的运动学，并且在密度n ~ 3 x 10^5 cm^-3时保持跨音速，散射很大，没有随N（H2）变化的趋势。Oph B1和B3的非热运动是亚音速的，变化很小，但也没有显示出与H2柱密度的趋势。在所有的Oph B中，非热N2 H+线宽比NH3追踪的线宽窄得多，使得NH3和N2 H+不太可能追踪相同的材料，但两种物质的v_LSR一致。我们从周围的环境气体中发现了Oph B1吸积的证据。NH3/N2 H+丰度比在无恒星的Oph B1中比在原恒星的Oph B2中大，这与最近在其他恒星形成区域的观测结果相似。在ATCA N2 H + 1-0发射中发现小尺度结构，其中发射峰再次从连续发射偏移。特别地，~ 1M_Sun B2-MM 8团簇与N2 H+发射最小值相关联，并且被断裂的环状N2 …
2009-11-19 astro-ph.GA
The Structure of Molecular Clouds: III - A link between cloud structure and star formation mode
我们分析了附近的巨型分子云的消光图，以建立湍流驱动过程和恒星形成模式之间的联系。我们的研究重点是柱密度范围内的云结构，该范围高于1 mag Av的自屏蔽阈值，低于恒星形成阈值--预计湍流将占主导地位的区域。我们确定云与浅质量分布的集群形成。以不太密集或孤立的方式形成恒星的云显示出更陡峭的质量分布。结构函数被证明不足以区分不同恒星形成模式的云。然而，它们可能表明，平均云中的湍流是由螺线管强迫控制的。使用Delta方差分析也发现了同样的结果，这也表明具有恒星形成的集群模式的云在湍流场中显示出增强的压缩驱动分量。因此，虽然恒星的形成发生在每个云，独立的湍流驱动机制，压缩力似乎与星团的形成。
2011-05-10 astro-ph.GA
Slow Star Formation in the Milky Way: Theory Meets Observations
观测到的银河系的恒星形成率可以解释通过应用一个金属性依赖的因素，以转换CO光度的分子气体质量和恒星形成效率每自由落体时间，取决于分子云的维里参数。这些程序还预测了恒星形成率面密度随银心半径的变化趋势。每自由落体的时间变化与维里参数的效率起着主要的作用，使理论与观测一致的总恒星形成率，而CO光度质量转换的金属丰度的依赖是最显着的变化与银河系中心半径。这些变化的应用解决了近50年来已知的观测和理论恒星形成率之间超过100的差异。
2022-04-05 astro-ph.GA
Fibers in the NGC1333 proto-cluster
成团恒星形成的初始条件与非成团恒星形成的初始条件相同吗？为了研究年轻原星系团的初始气体性质，我们对英仙座NGC 1333区域的致密气体含量的内部结构、密度、温度和运动学进行了全面和高灵敏度的研究，英仙座NGC 1333区域是最近和研究最好的嵌入式星系团之一。在位置-位置-速度空间中的气体速度的分析揭示了在空间和速度上的复杂的潜在气体组织。我们在NGC 1333内总共确定了14个速度相干的（跨）声波结构，与先前在低质量恒星形成云中确定的那些静止的恒星形成（又名肥沃）纤维具有相似的物理和运动学特性。这些纤维排列在一个复杂的空间网络中，构成了观测到的总柱密度，并包含了这个云中的致密核心和原恒星。我们的研究结果表明，纤维的存在并不局限于低质量的云，但可以扩展到区域的质量和复杂性不断增加。我们认为，在这些环境中，可育纤维的不同空间密度可能会自然地解释成簇和非成簇恒星形成区之间的观测二分法。
2017-03-21 astro-ph.GA
The Initial Conditions of Clustered Star Formation III. The Deuterium Fractionation of the Ophiuchus B2 Core
我们给出了在蛇夫座分子云中形成小星团的蛇夫座B2核的N2 D + 3-2（IRAM）和H2 D + 1_11 - 1_10和N2 H + 4-3（JCMT）图。结合先前发表的N2 H + 1-0观测，N2 D+数据揭示了Oph B2高密度气体中的氘分馏。在OphB 2上，平均氘分馏R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）~ 0.03，有几个小的R_D峰，最大R_D = 0.1。平均R_D与孤立的无星核和原恒星核的结果一致。H_2D ~+和N_2D ~+的柱密度分布与总H_2柱密度无相关性。然而，我们发现，氘分馏与接近嵌入的原恒星在Oph B2的距离>= 0.04 pc的关系。氘分子的破坏机制需要气体温度高于先前通过Oph B2的NH3观测确定的温度。我们通过对分子的非热谱线宽度进行等值来计算致密核心气体的温度（即，N2 D+和H2 D+）预期追踪相同的核心区域，但在B2中观察到的复杂的线结构排除了在许多位置找到合理的结果。然而，这种方法可能在速度结构不太复杂的孤立岩心中工作得很好。最后，我们使用R_D和穿过Oph B2的H2 D+柱密度来设定穿过核心的电离分数的下限，发现平均x_e，lim >=几个x 10^{-8}。我们的研究结果表明，当使用氘代物质作为恒星形成区域致密气体物理条件的探针时，必须小心。
2010-06-23 astro-ph.GA
Star Cluster Formation and Feedback
恒星通常不是孤立形成的。相反，它们形成于星团中，在这些星团环境中，新生恒星可以对彼此及其母气体云产生深远的影响。来自星团恒星的反馈几乎肯定是造成恒星形成的一些其他令人困惑的事实的原因：这是一个效率低下的过程，在星系尺度上进行平均时进展缓慢;大多数恒星从它们的诞生地分散并在$\ll 1$ Gyr的时间尺度上溶解到星系场中;新生恒星遵循的初始质量函数（IMF）在$0.1 - 1$ $M_\odot$范围内有一个明显的峰值，而不是由褐矮星主导的IMF。在这篇综述中，我们总结了目前的观测限制和理论模型之间的复杂的相互作用集群恒星的形成和反馈。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. V. Clustered Protostars
本研究作为SOMA巡天的一部分，利用SOFIA观测7个成团恒星形成区，通过SED拟合等方法推导原恒星性质，发布sedcreator 2.0工具，未发现大质量恒星形成的临界面密度证据，但初步发现成团区大质量原恒星匮乏。
2025-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear Star Clusters from Clustered Star Formation
光度不同的核星团（NSC）在晚型盘星系和球状星系中很常见。在正常恒星形成的背景下，NSC的形成是不可避免的，其中大多数恒星形成于星团中。一个年轻的，质量损失的星系团嵌入一个孤立的恒星形成星系，在一段由其初始质量和星系潮汐场决定的时间内保持引力束缚。星系团向星系中心放射状移动，如果到达中心，就会融入NSC。NSC通过吸积年轻团簇而增长的速率可以从经验团簇形成速率和溶解时间来估计。我们的模型集群迁移和溶解，发现在晚型磁盘和球体的神经干细胞可以组装从迁移集群。由此产生的恒星核包含一小部分星系的恒星质量;这部分是敏感的初始集群质量函数（ICMF）的高质量截断。由此产生的NSC质量与观测值一致，但一般来说，最终的NSC被空间上更广泛的超出外星系的向内外推指数（或Sersic）定律所包围。我们认为，过量可能与盘中的pseudoclump现象有关，尽管并非所有的pseudoclump质量都以这种方式聚集。与观察到的NSC质量的比较，可以用来约束截断质量尺度的ICMF和集群遭受迅速溶解的分数。我们推断截断质量标度为<~ 10^6 M_sun（>~ 10^5 M_sun），没有（90%）迅速溶解。
2010-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustered Star Formation in Magnetic Clouds: Properties of Dense Cores Formed in Outflow-Driven Turbulence
我们调查的物理性质的致密核心形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，使用三维数值模拟，包括原恒星外流反馈。通过clumpfind算法在模拟密度数据立方体中识别密集核。我们发现，核心的速度色散并没有表现出任何明确的核心大小的依赖关系，相反，拉森的线宽大小的关系，但与最近的观测结果一致。在没有磁场的情况下，大多数核心都具有超声速分散。中等强度的磁场通常将色散降低到亚音速或最多跨音速值。大部分岩心处于维里平衡状态，外压主导自重。这意味着核心的演变在很大程度上是由外流驱动的湍流控制。即使是一个最初很弱的磁场也可以显著地延迟恒星的形成，因为磁场被外流驱动的湍流放大到一个均分的强度，而扭曲的磁场分量占主导地位。相反，对于中等强度的场，均匀分量仍然占主导地位。在我们模拟的尘埃热辐射偏振图中，磁性结构的这种差异是显而易见的;它提供了一个关于场强的处理。最近的极化测量表明，在集群形成的团块的场线是空间有序的。这是一个中等强度的，动态的重要性，字段相结合的流出反馈，可以保持嵌入式集群中的恒星形成的速度在观察推断，相对缓慢的速度为百分之几的每自由落体时间。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the Top Down and Back Up Again: Star Cluster Structure from Hierarchical Star Formation
年轻的大质量星团，质量跨度为$\sim 10^4 - 10^8 M_\odot$，已经被观测到具有相似的表面亮度轮廓。最近对恒星团簇形成的流体动力学模拟也产生了具有这种结构的恒星团簇。我们认为，分析，这种类型的质量分布自然出现在放松从一个分层集群分布的恒星到一个单片星团，通过分层合并。我们发现，任意初始配置文件将趋于收敛到一个普遍的配置文件下分层合并，由于相空间混合遵守一定的守恒约束。我们进行$N$体模拟的一对合并的模型星团，发现合并容易产生浅的表面亮度分布在年轻的大质量集群。最后，我们模拟了从一个理想化的碎裂模型构造的层次聚类质量分布的松弛。假设只有幂律的空间和运动学的标度关系，这些数值实验能够重现观测到的年轻大质量星团的表面密度分布。因此，我们提供的层次恒星形成的范例内的年轻大质量集群的结构的物理动机。这对新生球状星团的结构有着重要的意义。
2018-08-31 astro-ph.GA
Nitrogen enrichment and clustered star formation at the dawn of the Galaxy
本文利用 APOGEE 和 Gaia 数据证明银河系大多数高 [N/O] 恒星诞生于早期盘形成前的大质量束缚星团，并揭示盘出现后成团恒星形成比例急剧下降两个数量级。
2023-05-31 astro-ph.GA
Gaia EDR3 Reveals the Substructure and Complicated Star Formation History of the Greater Taurus-Auriga Star Forming Complex
金牛座-御夫座复合体是典型的低质量恒星形成区，并提供了一个独特的恒星形成过程的试验平台，在其恒星星族的空间，运动学和时间结构上留下了可观察的印记。金牛座丰富的观测历史已经揭示了一些特殊性，这些特殊性暗示了一个复杂的恒星形成事件，例如成员距离分子云很远，以及年龄分布的证据。有了盖亚，对金牛座人口普查的深入研究可以确认成员资格，识别子结构，并重建其恒星形成历史。我们已经编制了大金牛座地区的广泛普查，确定空间分组，并确认金牛座是跨恒星密度的子结构。有两种亚群：靠近云层的集群和遍布整个地区的稀疏群体。稀疏的群体组成了金牛座的分布种群，平均年龄比云层附近的种群要大，并且拥有长达1500万年的子种群。这些聚集在一起的恒星群的年龄随着距离的增加而增加，这表明目前的恒星形成是从后面触发的。尽管如此，该区域是运动学相干的，其速度结构反映了初始湍流谱类似于拉尔森定律，已被修改的动力学松弛。总体而言，金牛座有一个复杂的恒星形成历史，至少有两个时代的恒星形成具有集群和分布式模式。考虑到年龄和空间分布之间的相关性，金牛座可能是银河系规模的恒星形成事件的一部分，只有在盖亚时代才开始被理解。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
PRIMUS+DEEP2: The Dependence of Galaxy Clustering on Stellar Mass and Specific Star Formation Rate at 0.2 < z < 1.2
我们利用PRIMUS和DEEP 2星系红移巡天的数据，给出了星系成团特性与恒星质量和比恒星形成率（sSFR）的函数关系的结果。我们使用了天空中五个独立区域中超过10万个星系的光谱红移，这些星系覆盖了7.2度^[2]的区域，由此我们计算了宇宙方差误差。我们发现，星系团的振幅是强大的sSFR的恒星质量的函数，并在一个给定的sSFR，它并不显着依赖于恒星质量的范围内探测这里。我们进一步发现，在恒星形成的人口，并在一个给定的恒星质量，星系以上的主要序列的恒星形成较高的sSFR的星系比星系以下的主要序列较低的sSFR的集群。我们还发现，在静止的人口，具有较高的sSFR的星系比具有较低的sSFR的星系，在一个给定的恒星质量较少聚集。我们发现，星系团的振幅平稳增加，增加恒星质量和降低sSFR，这意味着星系可能会演变的主要序列，而不仅仅是沿着它，星系最终成为静止之前。这些结果意味着连接星系和暗物质晕的恒星质量与晕质量的关系可能依赖于sSFR。
2017-02-28 astro-ph.GA
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Unraveling the Spectral Energy Distributions of Clustered YSOs
星在集群环境中形成，但是当可用资源被共享时它们是如何形成的仍然没有很好的理解。一个相关的问题是IMF是否在银河系环境中实际上是普遍的，银河系初始质量函数（IGIMF），或者它是否是局部IMF的平均值。在解决这个问题和研究年轻星团的过程中，长期存在的问题之一是观测：来自多个来源的发射经常被视为混合，因为在不同的波长或不同的望远镜下，光束大小是不同的。这种混乱阻碍了我们全面描述星团形成的能力。在这里，我们提出了一种新的方法，使用遗传算法和贝叶斯推断，以适应混合的SED和图像的个人YSO在混乱的集群。我们应用这种方法的样品包括70斯皮策选择，低质量（$M_{\rm{cl}}<100~\rm{M}_{\odot}$）的年轻星系团在银道面的红外测光，并使用导出的物理参数来调查的质量分布和集群YSO的演化阶段，以及这些分布的影响，IMF的研究和不同的恒星形成模型。我们发现，对于由I类和II类YSO组成的低质量星系团，星系团的总恒星质量（$M_{\rm{cl}}$）和最大质量成员的质量（$m_{\rm{max}}$）之间存在着非平凡的关系。导出的相关性的属性是最兼容的Kroupa IMF的随机采样，与$150~\rm{M}_{\odot}$的基本高质量限制。我们的研究结果也是兼容的SPH模型，预测吸积在原恒星的动态终止，与大质量的恒星经历这种停止在以后的时间在他们的演变。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SPLASH survey: Quiescent galaxies are more strongly clustered but are not necessarily located in high-density environments
我们使用SPLASH（Spitzer Large Area Survey with Hyper-Suprime-Cam）在COSMOS领域中的恒星质量选择星表，通过星系密度和聚类分析来研究直到$z \sim 2.5$的星系环境。静止星系的聚集强度超过恒星形成星系，这意味着静止星系优先位于更大质量的晕。当使用局部密度测量，我们发现一个明确的正静态分数-密度关系在$z < 1$，与早期的结果一致。然而，静态分数-密度关系在中等红移（$1 < z < 1.5$）处与边缘显著性（<1.8 $σ$）相反，并被发现与尺度相关（1.6 $σ$）。在大规模密集环境中看到的静止星系的比例较低，如果被证实是真的，可能与这样一个事实有关，即恒星的形成可以更容易地通过冷流吸积维持在“大规模”高密度区域，防止星系永久淬火。最后，在$z > 1.5$，静止的分数取决于当地的密度，即使集群表明，静止的星系在更大质量的晕。我们认为，在高红移的典型晕大小低于$10^{13}$ $M_{\odot}$，在本质上的本地密度测量是如此不同，他们不跟踪晕质量。因此，我们的研究结果表明，在高红移宇宙中，晕质量可能是熄灭星系中恒星形成的关键，而不是传统测量的星系密度。
2015-12-28 astro-ph.GA
Mining the UKIDSS GPS: star formation and embedded clusters
必须开发数据挖掘技术，并将其应用于分析包含数百万至数千万条目的大型公共数据库。本研究的目的是开发定位以前未知的星团从UKIDSS银河系平面调查目录数据的方法。聚类候选者是使用期望最大化算法拟合高斯密度和背景噪声的混合模型的方法从预过滤的目录数据中计算搜索的。星表数据包含大量聚集在明亮恒星周围的假源。在聚类搜索之前或期间，这些伪影中的很大一部分被自动过滤掉。UKIDSS数据简化管道倾向于将边缘分辨的恒星对和相对于可变表面亮度的物体分类为扩展物体（或档案用语中的“星系”）。在UKIDSS的GPS星表中，10%或66 x 10^6的K波段亮度超过17等的源被归类为“星系”。年轻的嵌入式集群产生可变的近红外表面亮度，因为它们形成的气体/尘埃云散射了来自集群成员的光。这样的星系团在星表中以“星系”的形式出现，并且只需要使用星表数据的一部分就可以找到。最后对探测到的“星系团“进行了视觉筛选，以消除由于数据伪影而导致的其余错误探测。除了嵌入式集群的搜索还定位了非集群嵌入式恒星形成的位置。搜索覆盖了1302平方度的区域，发现了137个以前未知的星团候选者和30个以前未知的恒星形成地点。
2012-03-23 astro-ph.GA
Bursting Bubbles: Clustered Supernova Feedback in Local and High-redshift Galaxies
我们比较了超新星驱动的超级气泡的演化与本地和高红移星系的观测分析模型，以及本地恒星形成星系中完整的HI壳的性质。我们的模型正确地预测了本地恒星形成星系中超级风的存在（例如，NGC 253）和$z \sim 2$附近流出的普遍性。我们发现，高红移星系可以在致密的ISM中“捕获”20- 50%的反馈动量（其余部分逃逸到附近的CGM中），而局域星系可能包含来自中央星暴的反馈动量的$\lesssim$ 10%。使用方位角平均星系的属性，我们预测，大多数超级气泡失速和片段\emph{within}的ISM，这发生在，或接近，气体尺度的高度。我们发现一个一致的解释，在所观察到的HI气泡的半径和速度，并预测，大多数将在ISM内的碎片，而那些能够突破起源于短的动态时间区域（其中的动态时间短于反馈时间尺度）。此外，我们证明了模型与恒定的团簇形成效率每Toomre质量是不一致的发生流出高$z$星爆和当地的环核地区。
2022-01-21 astro-ph.GA
The Onset of Massive Star Formation: The Evolution of Temperature and Density Structure in an Infrared Dark Cloud
本文给出了NH_3（1，1），（2，2），（4，4）的新观测结果. Jansky甚大阵列（VLA）与文献中的工作一起编译，以探索在年轻的大质量恒星形成区域中观察到的条件范围。采样的影响，独立于距离/分辨率，丰度和大规模的环境，我们比较了在不同的演化阶段在一个单一的红外暗云（IRDC），G32.02+0.06的团块。我们发现，星团形成的早期阶段的特点是密集的，秒差距尺度的恒星结构，散布着致密核心的复合体（<0.1 pc的核心聚集在复合体中，间隔约1 pc），质量约为10至100 Msun。最静止的核心是最大的延伸，而恒星形成的核心更致密、更紧凑，在大质量恒星形成开始之前和之后不久，显示出非常相似的柱密度结构，峰值表面密度>~ 1 g cm^-2。静止的核心和细丝显示出从10-20 K平稳变化的温度，在恒星形成的核心中上升到40 K以上。我们计算了16个核的维里参数，发现湍流提供的支持水平通常不足以支持它们对抗引力坍缩（α_vir ~ 0.6）。恒星形成的细丝显示出平滑的速度场，在活跃的恒星形成地点被不连续性打断。我们讨论了IRDC所在的大质量分子细丝（MMF; M > 10^5 Msun，l > 60 pc），假设它可能是由前几代大质量恒星形成的。
2014-05-13 astro-ph.GA
Hub-filament systems and the growth of massive stars: episodic accretion, clustered environments, and projection effects
Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔文天体物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟结合合成观测，揭示80%未来大质量恒星属成团环境，其增长具间歇性，增强吸积与枢纽-纤维系统相关，强调解读相关观测需考虑投影效应。
2026-08-04 astro-ph.GA
Variations in the Mass Functions of Clustered and Isolated Young Stellar Objects
我们分析了高质量，完整的恒星目录的四个年轻的（约1百万年）和附近（约300 pc）的恒星形成区域：金牛座，Lupus 3，ChaI，和IC 348，这已经被证明有恒星群的性质是类似的较大的集群，如ONC。我们发现，在一个区域内或属于群体的恒星表面密度较高的恒星往往有一个相对过剩的更大质量的恒星，在广泛的质量。我们在Taurus和IC 348以及ONC中发现了这一结果的统计学显著证据。这些差异对应于在更聚集的环境中具有通常高约10 - 20%的平均质量。ChaI中的恒星没有证据表明表面密度或分组状态的趋势，而Lupus 3中的恒星太少，无法做出任何明确的解释。集群恒星形成的模型通常不会扩展到足够低的质量或小的群体大小，以测试他们的预测，但我们的研究结果表明，这一制度是重要的考虑。
2011-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 346: Looking in the Cradle of a Massive Star Cluster
[摘要]一个超过一万个太阳质量的星团是如何形成的？我们提出的情况下，在小麦哲伦星云的星系团NGC 346，其恒星形成区N66，我们提出了一个方案，其形成的基础上，在该地区丰富的恒星星族的观测。年轻的大质量星团（YMC）拥有很高比例的早期型恒星，这表明它们有极高的恒星形成效率。麦哲伦星云拥有大量这样的星团，其中最年轻的星团仍然嵌入在巨大的HII区域。哈勃太空望远镜对这种恒星形成复合体的成像允许在分子云的典型尺度上详细研究恒星形成。我们对N66中新生恒星的聚类分析表明，该地区的恒星形成以一种cluberous分层的方式进行，导致形成了一个占主导地位的YMC，约占观察到的前主序人口的一半，以及其余恒星的分散自相似分布。我们研究了恒星形成率与分子气体表面密度之间的相关性，以揭示产生NGC 346的物理条件。我们发现这两个参数之间的陡峭的相关性具有相当大的分散性。恒星的质量分数被发现在中央15 pc（YMC所在的地方）内系统地高于外部，这表明在同一恒星形成复合体内恒星形成效率的变化。这一趋势可能反映了N66恒星形成效率在成团和非成团恒星形成之间的变化。我们的研究结果表明，NGC 346的形成是由湍流调节的恒星形成和致密星际介质的引力势引起的早期动力学演化的综合结果。
2015-11-02 astro-ph.GA
Clustered Formation of Massive Stars within an Ionized Rotating Disk
我们目前的ALMA观测与800 AU的分辨率和辐射传输建模的内部部分（$r\approx6000$ AU）的电离吸积流周围的一个紧凑的星团形成的中心的发光超紧凑（UC）HII区域G10.6-0.4。我们模拟了流与电离开普勒磁盘的径向运动和没有在其外部，或与外部乌尔里希信封。MCMC对数据的拟合给出了恒星总质量$M_\star$，从120到$200~M_\odot$，电离气体质量小得多，从$M_\mathrm{ion-gas} = 0.2$到$0.25~M_\odot$。恒星质量分布在引力半径$R_g\approx 1000$到1500 au的范围内，电离气体在此范围内被束缚。从正面方向的观察倾斜角为$i = 49$至PDMATHAMT。半径为$r > R_g$的径向运动收敛到$v_{r,0} \approx 8.7$ km/s，或大约是电离气体的声速，表明这种气体最多是边缘未结合的。从电离光子率和远红外光度的区域的额外限制，我们得出结论，星团由几个大质量的恒星与$M_\mathrm{star} = 32$到$60~M_\odot$，或在这个范围内的质量的恒星伴随着人口的低质量的恒星。任何活跃的电离气体在大质量恒星（原恒星）上的吸积都是残余的。推断的星团密度非常大，与银河系中心类似尺度的报告相当。恒星间的相互作用很可能发生在下一个百万年。
2022-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical Properties of Dense Cores in the Rho Ophiuchi Main Cloud and A Significant Role of External Pressures in Clustered Star Formation
利用Nobeyama 45 m射电望远镜（空间分辨率约为0.01pc）观测到的H13 CO+（J=1-0）谱线资料，在蛇夫座rho主云的中心致密区确定了68个致密核。H13 CO+数据还表明，H13 CO+相对于H2的丰度分数与H2柱密度的平方根大致成反比，平均值为1.72 x 10^{-11}。估计所识别核心的平均半径、半高宽线宽和LTE质量分别为0.045 +- 0.011 pc、0.49 +- 0.14 km/s和3.4 +- 3.6 Msolar。大多数已确定的核心有亚音速的内部运动。维里比（维里质量与LTE质量的比值）随着LTE质量的增加而减小，约60%的核的维里比小于2，表明这些核不是瞬态结构，而是自引力结构。详细的维里分析表明，表面压力往往超过自重力，因此在核心的形成和演化中起着至关重要的作用。通过对同一望远镜观测到的rho Oph核与Orion A分子云核的比较，发现在校正了不同空间分辨率的影响后，两者核的物理量统计性质是相似的。在0.01 - 0.1秒差距的范围内，ρ Oph核的线宽几乎与核半径无关，并偏离Heyer & Brunt关系。这可能是湍流运动是由星团环境中的原恒星外流驱动的证据。
2010-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered star formation towards Berkeley 87 / ON2. I. Multi-wavelength census and the population overlap problem
解开年轻恒星星族的视线排列对于恒星形成复合体的观测研究至关重要。在天鹅座-X次区域中，这个任务特别成问题，因为在那里，几个位于不同距离的组成部分重叠在一起：伯克利87年轻的大质量星系团，鲜为人知的[DB 2001] Cl 05嵌入星系团，以及ON 2恒星形成复合体，依次由几个HII区域组成。我们的目标是提供一种方法来建立一个详尽的普查年轻的对象，可以始终处理灭绝和距离的巨大差异。OMEGA 2000对Berkeley 87 /ON 2场的近红外观测与来自Gaia、Chandra、Spitzer和Herschel的档案数据以及文献中的交叉识别相结合。为了解决的不完整性的影响和选择的偏见，所产生的视线重叠，我们适应现有的方法消光估计和年轻的对象分类，我们定义的内在红化指数，$R_\mathrm{int}$，一个新的工具，以分离本质上红色的来源，其红外颜色过剩是由消光引起的。本文还介绍了一种基于$R_\mathrm{int}$的寻找年轻天体的新方法。我们的方法的灵活性允许克服光度偏差，以获得均匀的年轻源目录。结果，我们发现了571个天体，其分类与最近或正在进行的恒星形成有关。再加上其他点源与个别估计的距离或灭绝，我们编制了一个目录的3005对象用于进一步的成员资格工作。Berkeley 87的新距离（$1673 \pm 17$）pc估计为13个光谱成员的中位数，具有准确的盖亚EDR 3弛…
2021-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking Star-Forming Cores as Mass Reservoirs in Clustered and Isolated Regions Using Numerical Passive Tracer Particles
该研究在不同湍流强度的团块尺度模拟中用被动示踪粒子识别260个恒星形成核，并以凸包核填充因子区分孤立与成团环境，揭示湍流对核质量及引力束缚状态的影响。
2025-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of the Stellar Mass Distribution and Multiplicity
在这一章中，我们回顾了关于初始质量函数（IMF）和核心质量函数（CMF）的一些历史认识和最新进展，包括观测和理论。我们主要关注星团环境中的恒星形成，因为观测表明这是恒星形成的主要模式。讨论了湍流气体的统计性质和碎裂行为，并讨论了双星和小多重系统的形成。
2020-06-10 astro-ph.GA
NIR jets from a clustered region of massive star formation: Morphology and composition in the IRAS 18264-1152 region
巨大的恒星深深地嵌入它们的母云中，这使得直接观察这些恒星及其周围环境变得非常困难。众所周知，吸积和喷射过程是内在相关的，因此观测大质量的原恒星外流可以提供关于中央发动机附近大质量恒星形成过程的关键信息。我们的目标是在近红外波段探测IRAS 18264-1152（G19.88-0.53）大质量恒星形成复合体，通过它的分子氢喷流来分析线发射区的形态和组成，并与其他流出示踪剂进行比较。我们用VLT/SINFONI和VLT/KMOS积分场装置在K波段（1.9- 2.5 μ m）观测了H_2近红外喷流。SINFONI为中心区域提供了迄今为止达到的最高近红外角分辨率（~ 0.2“）。我们比较了近红外流出的几何形状与相关的分子流出探测CO（2-1）发射与SMA映射。我们确定了9个点源。其中四个在K波段显示出上升的连续谱，并且是BrG发射体，表明它们是年轻的，潜在的喷射驱动源。光谱成像分析的重点是H2射流，我们推导出的视觉消光，温度，柱密度，面积和质量。强度，速度和激发地图的基础上H2的排放强烈支持存在一个原星团，至少有两个（最多四个）不同的大规模流出。文献与此处发现的流出形态一致。我们推导出恒星密度约为4000颗恒星pc^-3。我们的研究揭示了几个外流驱动的年轻来源，从一个年轻的大质量恒星形成的集群的存在。导出的恒星数密度与外流的几何形状一起表明，恒星可以在这个星团中以相对有序的方式形成。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered massive and clustered stars formation by together H II regions G38.91-0.44 and G39.30-1.04
本文介绍了红外暗云（IRDC）G38.95-0.47及其邻近H Ⅱ区G38.91-0.44（N74）、G38.93-0.39（N75）和G39.30-1.04的射电连续谱、红外和CO分子观测。利用紫金山天文台13.7米射电望远镜观测到12 COJ =1-0、13 COJ =1-0和C18 OJ =1-0谱线。一氧化碳（CO）分子观测可以确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联。为了选择与该区域相关的年轻恒星（YSO），我们使用了GLIMPSE I目录。13 CO J=1-0的发射呈现两个大的云团。与IRDC G38.95-0.47一致的团块呈三角形状，并且向H II区域G38.91-0.44和G39.30-1.04具有陡峭的积分强度梯度，表明这两个H II区域已扩展到IRDC。在IRDC G38.95-0.47中探测到了四个亚毫米波连续源。只有质量为117 Msun的G038.95-00.47-M1源有流出和流入运动，表明是一颗新形成的大质量恒星。我们在被G38.93-0.39压缩的团块中检测到一个新的准直流出。三个H Ⅱ区的年龄分别为6.1 × 10^5年、2.5 × 10^5年和9.0 × 10^5年。在IRDC G38.95-0.47中，几个I类YSO的显着增强表明存在一些最近形成的恒星。将这些H Ⅱ区的年龄与YSO（I类源和大质量G038.95-00.47-M1源）…
2013-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outflows, Accretion, and Clustered Protostellar Cores around a Forming O Star
本文介绍了NGC 7538 IRS 1- 3大质量恒星形成区1.3mm波段的亚毫米波阵研究。毫米连续谱图中最亮的核心MM 1，是IRS 1年轻O星的藏身之地。该核心具有约245 K的气体温度，并在复杂的有机分子中显示出空间未分辨的发射，所有这些都是典型的热分子核心。对MM 1，红移的吸收被认为是在分子线以上的基态具有不同的能量。这种吸收探测了致密气体向中心年轻O星的向内运动，估计质量吸积速率达到10^{-3} Msun/yr。在CO和13 CO图中可以看到多个流出。在CO线机翼上测得的50 Msun的气体质量和2.5 × 10^{-3} Msun/yr的质量流出率主要是由MM 1流出决定的，它很可能是由快速的广角风驱动的。除了MM 1，我们发现了8个新的尘埃核心，MM 2 - 9，从MM 1的投影距离0.35 pc。这些核心在红外线或无线电连续辐射方面没有对应的表现，而其中七个似乎正在形成中到高质量的恒星。这表明IRS 1- 3的母云中有一个深深嵌入的恒星形成成分。显然，我们正在观察一个正在形成的梯形系统，该系统可能被一群低质量恒星包围。
2010-11-27 astro-ph.GA
The SILCC (SImulating the LifeCycle of molecular Clouds) project: I. Chemical evolution of the supernova-driven ISM
SILCC项目（模拟分子云的生命周期）旨在对小尺度上的星际介质及其与星系演化的联系有更加自洽的理解。我们模拟的演化的多相ISM在一个500 pc × 500 pc × 10 kpc区域的星系盘，气体表面密度为$Σ_{_{\rm GAS}} = 10 \;{\rm M}_\odot/{\rm pc}^2$。Flash 4.1模拟包括外部电势、自引力、磁场、加热和辐射冷却、考虑（自）屏蔽的H $_2$和CO随时间变化的化学反应以及超新星（SN）反馈。我们探索SN爆炸在不同的（固定）率在高密度区域（峰值），在随机位置（随机），在两者的组合（混合），或在空间和时间上的集群（集群）。只有随机或集群模型与自引力（演变类似）是与观测一致的。分子氢以致密的细丝和团块形式形成，占总质量的20% - 40%，而大部分质量（55% - 75%）是原子氢。电离气体贡献<10%。对于高SN速率（高于Kennicutt-Schmidt 0.5 dex）以及峰值和混合驱动，H $_2$的形成被强烈抑制。同样，在没有自重的情况下，H $_2$分数显著较低（$\sim$ 5%）。大部分体积充满热气体（$\sim$ 90%在$\pm$ 2 kpc范围内）。只有对于随机或集群驱动，原子氢的垂直膨胀温暖的组成部分表明喷泉流。磁场对最终盘结构的影响很小。然而，它们影响致密气体（$n\gtrsim 10\;{\rm cm}^…
2014-12-08 astro-ph.GA
Clustered star formation at early evolutionary stages. Physical and chemical analysis of the young star-forming regions ISOSS J22478+6357 and ISOSS J23053+5953
我们的目标是在非常年轻的恒星形成区域ISOSS J22478+6357和ISOSS J23053+5953的最早的演化阶段，描述碎片核心的物理和化学性质。NOEMA 1.3 mm数据与存档的中红外和远红外观测相结合，用于构建和拟合单个碎片岩心的SED。由1.3 mm连续能见度廓线推断径向密度廓线，由H_2CO旋转温度图估计径向温度廓线。分子柱密度用XCLASS线性拟合工具导出。通过应用物理化学模型MUSCLE将物理和化学性质结合起来，以约束少数富线岩心的化学时标。利用HOG方法分析了分子发射的形态和空间相关性。中红外数据显示，这两个区域都包含一群年轻的恒星物体。双极分子流出观察到的CO2 -1过渡到强大的毫米核表明原恒星活动。我们发现SO，SiO，H2 CO，和CH 3OH的位置，这是不相关的毫米核心的强分子发射。这些冲击结可能与双极流出有关，或者在ISOSS J23053+5953的情况下，与在mm芯之间产生大冲击区域的碰撞流有关。的核心的平均化学时标是较低的（20 000年）相比，更先进的核心样本（60 000年）的来源。用HOG方法，我们发现，物质的空间发射跟踪扩展发射和冲击跟踪分子内这些群体的过渡很好地相关。
2021-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Haro 11 -- Untying the knots of the nuclear starburst
恒星的形成是一个成团的过程，它调节着星系的结构和演化。我们在矮星系Haro 11中研究了这一过程，形成了三个节点（A，B，C）的恒星。HST成像的精细分辨率使我们能够将星爆分解为数十个明亮的星团。我们使用光度模型推导出$10^5$和$10^7\,\rm M_{\odot}$之间的质量，年龄小于2000万年。我们观察到，聚集的恒星形成已经从节点C（最老的）通过节点A（中间）向节点B（最年轻的）传播。我们使用孔径匹配的紫外和光学光谱（HST + MUSE）独立研究的恒星星族的哈罗11和确定的物理性质的恒星星族和他们的反馈在1千秒差距直径的区域。我们讨论了这些结果中的光的电离气体内的结的属性。我们解释了广泛的蓝移成分的光发射线流出的气体（$v_{max} \sim 400$公里/秒）。最强的外流是在结A中检测到的，质量速率为$\dot{M}_{out}\sim 10\,\rm M_{\odot}/yr$，比同一区域的恒星形成高出10倍。结B承载着一个年轻的、未完全发育的外流，而结C可能已经被疏散了。由于Haro 11具有类似于高红移未解决星系的特性，我们的工作可以额外帮助理解高红移下的恒星形成，这一窗口将由即将到来的设施打开。
2022-01-13 astro-ph.GA
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CANDELS Meets GSWLC: Evolution of the Relationship Between Morphology and Star Formation Since z = 2
星系形态及其演化是理解恒星形成规律的重要线索。然而，研究形态和SF之间的关系一直受到阻碍的一致性数据在不同的红移。我们的样本结合了CANDELS（0.8 <z <2.5）和GALEX-SDSS-WISE传统目录（GSWLC; z~0），具有使用具有灵活灰尘衰减定律的一致SED拟合导出的物理参数。我们采用Kartaltepe等人2015的视觉分类，并使用与CANDELS静止帧光学图像的物理分辨率匹配的SDSS图像和与CANDELS静止帧FUV图像的物理分辨率匹配的深FUV GALEX图像将其扩展到z~0。我们的主要发现是，在z~0处具有SF团块的盘与z~2处的恒星形成星系的比例相似（~15%）。星团盘对SF收支的贡献在z~1而不是z~2处达到峰值，表明盘组装的主要时期继续降低红移。星形球状体（"蓝核"），虽然不如淬火球状体集中，但在z~1 - 2处对SF预算有显著贡献（~15%），表明压实先于淬火。在绿谷和静止星系中，纯球状体的比例从z~1开始下降，而具有圆盘（S0-like）的球状体成为主导。合并或接近合并的SFR增强相对于主序列在所有的红移的一个因素~2，但贡献$\lesssim$ 5%的SF预算，其贡献仍然很小以上的主序列。
2020-09-02 astro-ph.GA
A Young GMC Formed at the Interface of Two Colliding Supershells: Observations Meet Simulations
密集的恒星形成气体被认为是在大规模ISM流的停滞点形成的，但这一过程的观测实例很少。我们在这里提出了一个巨大的分子云（GMC）夹在两个碰撞的银河系超壳之间，我们认为这表明了强烈的证据，形成了从物质积累在碰撞区。结合12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）的数据与新的高分辨率，碰撞超壳的三维流体动力学模拟，我们讨论了GMC（G288.5+1.5）的起源和性质，有利于云部分播种预先存在的致密材料的情况下，但组装成其当前的形式由壳的行动。这种组装包括产生一些新的分子气体。尽管大麦哲伦星云的质量很高（MH 2 ~ 1.7 x 10^5 Msol），但它被很好地解释为非自引力，并且可能是由碰撞流限制的压力，这意味着自引力不是其形成的必要因素。大部分的分子气体是相对分散的，整个星云几乎没有恒星形成活动的证据，支持它是年轻的和最近形成的假设。沿着其下边缘的水滴状构造可以用冷却气体中的流体动力学不稳定性来解释。
2014-11-11 astro-ph.GA
Star-formation rates from young-star counts and the structure of the ISM across the NGC346/N66 complex in the SMC
星际气体转化为恒星的速率及其对环境的依赖性是我们理解可见宇宙的支柱之一。我们在115个6x6 pc ^2的独立像素中比较了NGC 346（N66）上年轻恒星的表面密度（Sigma_*）和尘埃表面密度（Sigma_d）。我们发现Sigma_* 和Sigma_d之间的相关性具有相当大的分散性。对数据的幂律拟合产生指数为2.6 ± 0.2的陡峭关系。我们将Sigma_d转换为气体表面密度（Sigma_g），将Sigma_* 转换为恒星形成率（SFR）表面密度（Sigma_SFR），对气体与尘埃的质量比和恒星形成的持续时间进行了简单的假设。由此得到的总SFR（4+-1 10^-3 M_sun/yr）与根据Ha星云上积分的Ha辐射估算的SFR一致。在小尺度上，使用Ha导出的Sigma_SFR系统地低估了基于计数的Sigma_SFR，最多为10倍。这是由于电离光子逃离了恒星计数的区域。我们发现，在施密特-肯尼库特图中，单个36 pc ^2像素的星系系统地落在整体盘星系之上，平均约为7倍。NGC 346在更大区域（90 pc半径）的平均SFR更接近于该关系，但仍然高出约3倍。锁定在年轻恒星中的总质量（气体加上年轻恒星）的比例在中心15 pc内系统性地高（~ 10%），而在外部系统性地低（2%），我们将其解释为恒星形成效率的变化。内部15 pc主要由属于中心凝聚星团的年轻恒星组成，而外部则由分散的…
2015-01-15 astro-ph.GA
The Spatial Evolution of Young Massive Clusters II. Looking for Imprints of Star Formation in NGC 2264 with Gaia DR2
目标。证明“INDICATE”是一个强大的空间分析工具，当与盖亚DR 2的运动学数据相结合时，可用于有力地探测恒星形成历史。方法.利用盖亚DR 2自行观测数据和INDICATE观测数据，对NGC 2264中不同演化阶段的年轻天体（YSO）的动力学和空间分布进行了比较。结果不同演化阶段的YSO的动力学和空间行为是不同的。在动力学上，第二类YSO主要具有与已知子结构一致的非随机轨迹，而第三类YSO具有没有明显膨胀或收缩模式的随机轨迹。在空间上，有一个相关的演化阶段和源浓度：69.4%的0/I类，27.9%的II类和7.7%的III类对象被发现是集群。与同类对象聚类的YSO的比例也遵循这一趋势。0/I类对象都被发现是更紧密地集群与一般人口/对象的同一类比II类和III类的1.2/4.1和1.9/6.6的系数，分别。这些发现的一个例外是在0.05度的S Mon，其中III类对象模仿的行为II类来源在更广泛的集群区域。我们的研究结果表明：（一）目前的YSO分布是动力学演化的结果，（二）长期的恒星形成已经发生顺序，和（三）恒星的反馈从S蒙是导致YSO出现更先进的来源。结论. INDICATE旨在提供聚类行为的定量测量，是进行严格空间分析的强大工具。我们的研究结果与已知的NGC 2264一致，有效地证明了当与盖亚DR 2的运动学数据相结合时，INDICATE可以用于稳健地研究星团的恒星形成历史。
2020-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the star formation history of the Upper Scorpius association through its kinematics
星协不仅在物理空间而且在速度空间都可以被看作是源的超密度。其成员的共同运动，逐渐被银河潮汐场侵蚀，部分地让人想起了最初的运动学结构。利用盖亚EDR 3的最新数据，结合GALAH和APOGEE的径向速度，我们追溯了属于上天蝎座的恒星的当前位置，上天蝎座是天蝎座-半人马座的一个子群，是最近的OB协会。大约一半的分组（“集群”群体）似乎由许多较小的实体组成，这些实体过去的结构较为紧凑。运动学二元性的存在反映在这个年轻的星团人口和一个较老的弥散人口之间的年龄分布中，反过来又由不同比例的盘状恒星$f_D$（$f_D = 0.24\pm0.02$ vs $f_D = 0.10\pm 0.01$）证实。上天蝎座的恒星形成似乎持续了超过1000万年，并以小群体的形式进行，在几万年后，溶解在老年人口的领域中，但保留了一段时间的初始结构记忆。在这方面，通过等时线和运动学推断的年龄差异可以提供一个强有力的工具来量化气体去除的时间尺度。
2021-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A clustered origin for isolated massive stars
大质量恒星通常在星团中发现，这使得人们认为它们的形成是由于与年轻星团相关的物理过程。最近有报道称，大麦云中存在孤立的大质量恒星。由于它们的低速度，有人认为它们是在没有周围星团的情况下形成的大质量恒星。在本文中，我们提出了一种替代的解释，这些恒星的起源，他们在集群环境中形成，但随后分散到外地，因为他们的出生集群是潮汐破坏合并与一个更高质量的集群。它们以相对较低的速度逃离合并的星团，这是星团相互作用的典型特征，因此也是较大尺度速度色散的典型特征，与观测到的恒星相似。$N$ -星团合并的天体模拟预测，在距离星团> 20 pc的地方，存在着相当数量的低速（$\le$ 20 km s $^{-1}$）大质量恒星。在缺乏气体的合并频繁的高质量星团中，通常会有年轻恒星的光环，包括高质量恒星，这些恒星实际上是在星团环境中形成的。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
