Evolution of Magnetic Fields in Collapsing Star-forming Clouds under Different Environments
在附近的恒星形成云中，磁场的放大和消散在恒星形成过程中起着至关重要的作用。在星系中，恒星形成的环境因地而异，因时代而异。利用磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同环境下恒星形成云中磁场的放大和耗散。我们考虑各种恒星形成环境的金属丰度和电离强度相结合，并准备星前云具有两个不同的质量流量比。我们计算云崩溃，直到原恒星形成使用理想和非理想（包括和排除欧姆耗散和双极扩散）MHD计算调查的演变的磁场。我们总共进行了288次运行，并显示了磁场有效消散的密度范围的多样性，这取决于环境。此外，占主导地位的耗散过程（欧姆耗散或双极扩散）强烈依赖于恒星形成的环境。特别地，对于原始情况，磁场在没有电离源的情况下很少消散，而当周围环境中存在非常弱的电离源时，磁场有效地消散。本研究的结果有助于澄清各种环境中的恒星形成。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new star-forming region in Canis Major
描述了一个新的南恒星形成区，位于大犬座Lynds 1664暗云中，估计距离约1.5 kpc。林德1664包含几个紧凑的星团，小恒星群和与反射星云有关的年轻恒星。用4米CTIO望远镜获得的窄带Hα和[SII]图像揭示了20多个与几个原恒星流出有关的新赫比格-哈罗天体。
2016-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low levels of methanol deuteration in the high-mass star-forming region NGC 6334I
在恒星形成区，氘分子的丰度对它们形成的环境很敏感。因此，氘化分数为研究恒星形成系统的物理和化学演化提供了强有力的工具。虽然当地的低质量恒星形成区域显示出非常高的氘比率，但在猎户座和银河系中心观察到的氘比率要低得多。我们推导出甲醇氘化分数在一些位置对高质量的恒星形成区域NGC 6334 I，位于平均距离为1.3千秒差距，并讨论如何这些可以揭示其形成过程中的条件。我们使用ALMA获得的高灵敏度，高空间和光谱分辨率观测来研究丰度较低，光学薄的甲醇同位素体的跃迁：（13）CH 3OH，CH 3（18）OH，CH 2DOH和CH 3 OD，检测到NGC 6334 I。假设LTE和激发温度为120-330 K，我们推导出每个物种的柱密度，并使用这些来推断CH 2DOH/CH 3OH和CH 3 OD/CH 3OH馏分。有趣的是，在整个区域中，CH 3 OD的柱密度始终高于CH 2DOH的柱密度。在这项工作中研究的所有区域都显示出CH 2DOH/CH 3OH以及CH 2DOH/CH 3 OD的比值，这些比值远低于低质量恒星形成区域的比值，略低于猎户座和银河系中心高质量恒星形成区域的比值。低的比率表明在形成过程中的晶粒表面温度约为30 K，因此氘代物质的形成效率显著降低。
2018-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength study of massive star-forming region IRAS 22506+5944
我们对大质量恒星形成区IRAS 22506+5944进行了多线研究。探测到一个新的6.7GHz甲醇脉泽。~（12）CO、~（13）CO、~（18）O和HCO+ J = 1-0跃迁观测结果表明，该恒星形成复合体主要由两个核心组成。主核心的质量超过200个太阳质量，而另一个只有大约35个太阳质量。两个核心显然处于不同的进化阶段。一个12 CO充满活力的双极流出被检测到流出质量约15太阳质量。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantitative Spectroscopy of the Young Stellar Population in Star Forming Galaxies
化学成分的确定对于研究恒星形成星系的形成和演化至关重要，并提供了一个强大的工具来限制星系风和宇宙网吸积的影响。在这方面，恒星吸收线的研究提供了一个有吸引力的替代标准技术使用的强发射线的HII地区。我们讨论了一些新开发的方法：-多目标光谱的个人蓝色和红色的超巨星，宇宙中最亮的恒星在可见光和近红外波长，-近红外光谱的超级星团，-光学光谱的综合光的恒星星族在磁盘的恒星形成星系，目前的结果积累在过去两年。然后，我们讨论了科学的观点和潜力，这些方法的使用ELTs。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the structure of star-forming regions using INDICATE
在恒星形成区的理论和观测数据之间进行有意义的比较的能力是理解恒星形成过程的关键。在本文中，我们测试的性能指示，一种新的方法来量化在一个区域中的单个恒星的聚类趋势，合成恒星形成区域的子结构，平滑，集中分布。INDICATE量化了每颗恒星的恒星归属，也确定了这种归属是否高于所讨论的恒星形成区域的随机预期。我们表明，指示不能被用来量化的整体结构的一个区域，由于退化时，适用于不同的几何形状的区域。我们测试的能力，指示，以检测本地恒星表面密度的差异，其检测和量化质量分离的能力。然后，我们比较它与其他方法，如质量分离比$Λ_{\rm{MSR}}$，当地恒星表面密度比$Σ_{\rm{LDR}}$和恒星位置的累积分布。INDICATE探测大质量恒星的聚集趋势的显著差异，当它们处于平滑的中心集中分布的中心时，对应于较大的恒星表面密度的区域。当应用到一个子集的50个最大质量的恒星，我们显示指示可以检测到的信号质量分离。我们将INDICATE应用于以下邻近的恒星形成区：金牛座，ONC，NGC 1333，IC 348和$ρ$蛇夫座，并在这些区域发现了不同范围的集群趋势。
2021-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of spatio-kinematic structures in star-forming regions: are Friends of Friends worth knowing?
朋友的朋友算法识别具有相似空间和运动学特性的物体组，最近被广泛用于量化年轻恒星形成区域的气体和恒星分布。我们应用朋友的朋友算法的$N$体模拟的动力学演化的subvirial（崩溃）和supervirial（扩大）恒星形成的地区。我们发现，该算法挑选出广泛的组（1 - 25）统计上相同的初始条件，并不能区分subvirial和supervirial区域，我们获得了类似的模式和中位数值，它确定的组的数量。我们发现，最初确定的组的数量之间没有相关性，无论是初始或随后的空间和运动示踪剂的区域的演变，如空间子结构的量，动态质量分离，或速度分散。因此，我们敦促谨慎使用朋友的朋友算法来量化恒星形成的初始条件。
2018-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved star formation in the metal poor star-forming region Magellanic Bridge C
麦哲伦桥C（MB-C）是一个贫金属（$\sim$ 1/5 $Z_{\odot}$）的低密度恒星形成区，位于麦哲伦桥59 kpc处，提供了一个在不同条件下恒星形成过程的解析视图。从阿塔卡马大型毫米阵列CO（1-0）的观测，我们检测到相关的候选年轻恒星对象（YSO），主序前（PMS）的恒星，并在远红外成像中确定的附属结构的分子团。YSO和PMS星在分子气体中形成，密度在17-200 $M_{\odot}$ pc $^{-2}$之间，年龄在$\lesssim$ 0.1-3 Myr之间。MB-C中的YSO候选者比银河系中的YSO候选者具有更低的消光。否则，我们的研究结果表明，MB-C中的分子团，YSO和PMS星的性质和形态与银河系的对应物没有明显的差异，初步暗示在类似于MB-C的区域形成恒星的瓶颈是原子气体向分子的转化。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structural Evolution of Forming and Early Stage Star Clusters
我们研究了银河系恒星形成区的年轻成员的恒星位置分布中的角度子结构的程度，寻找与星团中心的距离，恒星的表面数密度和局部动力学年龄的相关性。为此，我们采用的目录中的18个年轻（$\sim$ 1-3百万年）的大质量年轻恒星形成复杂的红外和X射线研究（MYStIX）调查和统计分析的角色散参数，$δ_{\rm ADP}$的成员。我们发现统计上显着的相关性之间的$δ_{\rm ADP}$和物理投影距离的中心的集群，与中心出现比郊区，更快的动力学处理本地动力学，自由落体或轨道的时间尺度相一致。同样，在表面密度较高或动力年龄较老的区域，可以看到更平滑的分布。这些结果表明，动态处理，擦除子结构已经很先进的年轻，有时仍然形成，集群。这样的观测耗散的子结构有可能约束理论模型的动态演化的年轻和形成集群。
2014-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions
我们提出了敏感的观测NH 2D在110.153599 GHz对50个银河系大质量恒星形成区的IRAM 30米望远镜。NH 2D跃迁被检测到朝向36个物体，产生72%的检测率。通过假设具有固定激发温度的局部热平衡条件，推导出每个源的NH 2D、HC 3 N和C 18 O的柱密度。利用文献中的NH3信息，计算了19个来源的NH $_3$的氘比，定义为NH 2D与NH 3的丰度比。氘分馏的变化范围在恒星形成的后期区域较大，在0.043 ~ 0.0006之间。G081.75+00.78（DR 21）中NH3的氘比最高为0.043。我们还发现NH_3的氘比随星系中心距离的增大而增大，随线宽的增大而减小。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions
氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。
2014-06-09 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
Molecular line study of massive star forming regions from the RMS survey
在本文中，我们选择了一个样本的大质量恒星形成区的红色MSX源（RMS）调查，研究恒星形成活动（主要是流出和流入的签名）。
2016-05-02 astro-ph.GA
The Evolution of the Fractions of Quiescent and Star-forming Galaxies as a Function of Stellar Mass Since z=3: Increasing Importance of Massive, Dusty Star-forming Galaxies in the Early Universe
利用UltraVISTA DR 1和3D-HST星表，我们构建了一个恒星质量完整的样本，其独特的组合调查的体积和深度，研究的分数的演化的静止星系，适度清晰的恒星形成的星系，尘埃恒星形成的星系作为一个函数的恒星质量在红移间隔$0.2 \le z \le 3.0$。我们发现，尘埃恒星形成星系的整体星系人口中的作用变得更加重要，随着恒星质量的增加，并迅速增长的红移。具体来说，尘埃恒星形成星系占主导地位的星系人口与$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.3$在$z\gtrsim2$。尘埃和非尘埃恒星形成星系的比例作为恒星质量的函数，随红移的变化很小。尘埃恒星形成星系在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \gtrsim 10.0-10.5$的恒星形成种群中占主导地位，是$\sim$ 3-5的一个因子，而在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} \lesssim 10$中，清晰的恒星形成星系占主导地位。在$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})} > 10.5$，红色星系在所有红移$z<3$的星系群中占主导地位，这可能是因为它们处于静止状态（在晚期）或尘埃恒星形成（在早期宇宙）。
2016-07-25 astro-ph.GA
Different influence of gas accretion on the evolution of star-forming and non-star-forming galaxies
本研究利用近邻星系巡天数据，探究拥有反向旋转恒星盘的两类星系中气体吸积的作用，发现恒星形成星系内区因气体碰撞耗散角动量增强恒星形成，非恒星形成星系外区因外部气体保留角动量触发恒星形成，揭示气体吸积对两类星系演化的不同影响。
2024-07-16 astro-ph.GA
Evaporation before disruption: comparing timescales for Jovian planets in star-forming regions
模拟显示，在密集的恒星形成区，行星的轨道很容易被打乱;行星可以在恒星之间交换，成为自由漂浮的，然后被其他恒星捕获。然而，致密的恒星形成区域也往往是人口稠密的，包含发射光电离辐射的大质量恒星，这可以蒸发原行星盘中的气体。我们分析了包含木星质量行星的恒星形成区域的N体模拟，并确定了它们的轨道被改变的时间，它们变得自由浮动的时间，以及它们被偷走或捕获的时间。同时，我们进行计算的演化的原行星盘暴露于FUV辐射场的大质量恒星在相同的恒星形成区域。在几乎一半（44%）被破坏的行星系中-无论是改变，捕获，被盗还是自由浮动，我们发现原行星盘的半径向内发展，或者盘中的气体完全蒸发，在行星轨道被破坏之前。这意味着在密集的恒星形成区域被破坏的行星更有可能是超级地球或迷你海王星，因为木星质量的行星由于光蒸发的质量损失而无法形成。此外，最近在紧密堆积的类地行星周围发现的遥远的木星质量行星反对它们在人口稠密的恒星形成区域形成，因为光蒸发会阻止气体巨行星形成在几个天文单位的距离。
2022-09-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ultraviolet-infrared color-magnitude relation of star-forming galaxies
在这篇文章中，我们识别和表征了恒星形成星系的紫外-红外色-星等关系。恒星形成星系的紫外-中红外辐射通量比跨越了两个数量级，并且在M_W3 ~ -13到M_W3 ~-25之间表现出明显的绝对星等依赖性，这可能给已经在~L* 星系上得到验证的星系光谱能量分布模型带来问题。恒星形成星系的颜色-星等关系说明了恒星形成星系的宽带光谱多样性，这是由物理性质和质量之间的相关性（包括质量-金属丰度关系）造成的。
2018-11-14 astro-ph.GA
Disk survey in the Serpens star-forming region: Environmental effects in nearby star-forming regions
Leiden University（莱顿大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）
该研究通过ALMA巡天蛇夫座321个年轻恒星天体，对比其他邻近恒星形成区的原行星盘质量与三维恒星密度，揭示蛇夫座未经历强潮汐截断，且部分区域原行星盘质量偏低或与致密环境早期潮汐截断有关。
2026-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming Clumps in Local Luminous Infrared Galaxies
我们提出了$HST$窄带近红外成像的Pa $α$和Pa $β$发射的48个本地发光红外星系（LIRGs）从大天文台全天LIRG巡天（GOALS）。这些数据使我们能够测量810个空间分辨的恒星形成区域（59个核和751个核外团块）的特性，并将它们的特性与本地和高红移恒星形成星系中的特性进行直接比较。我们发现，在LIRGs中，恒星形成团块的半径范围从$\sim90-900$ pc和恒星形成率（SFR）的$\sim1\times10^{-3}$到10 M $_\odot$ yr $^{-1}$，与核外团块的中值为170 pc和0.03 M $_\odot$ yr $^{-1}$。发现的恒星形成团块是年轻的，恒星年龄中位数为$8.7$ Myrs，恒星质量中位数为$5\times10^{5}$ M $_\odot$。SFR的范围从正常的本地恒星形成星系到$\rm{z}=1-3$的高红移恒星形成星系。LIRG星系团的光度函数比低光度的恒星形成星系有一个更平坦的斜率，这表明发光的恒星形成星系团相对过剩。为了预测恒星形成历史和气体分数的可能范围，我们将恒星形成团块与MassiveFIRE高分辨率宇宙学模拟中测量的团块进行了比较。MassiveFIRE中的恒星形成团块覆盖了与当地LIRG相同的SFR和尺寸范围，并且具有从10%到90%的总气体分数。如果本地LIRGs类似于这些模拟星系，我们预计未来的…
2019-11-21 astro-ph.GA
Near-Infrared Circular Polarization Survey in Star-Forming Regions: Correlations and Trends
我们在恒星形成区域进行了系统的近红外圆偏振（CP）调查，涵盖了高质量，中等质量和低质量的年轻恒星天体。所有观测都是使用南非天文台红外测量设施1.4米望远镜上的SIRPOL成像偏振计进行的。我们给出了六个恒星形成区中十个子区的偏振特性。偏振模式，范围，和最大程度的线性和圆偏振是用来确定的流行和起源CP的恒星形成区域。我们的研究结果表明，CP图案一般是四极的，CP区域是广泛的，高达0.65秒差距，CP度是高的，高达20%，CP度从高到低质量的年轻恒星对象系统地减少。这些结果与在恒星形成区产生高CP度的二向色消光机制是一致的。
2014-10-11 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
From large-scale environment to CGM angular momentum to star forming activities -- I: star-forming galaxies
通过环星系介质（CGM）获得晕气体和星系恒星形成之间的联系已经研究了很长时间。在这一系列的两篇论文中，我们把这种相互作用放在大尺度（几百kpc）的星系环境中，在一定程度上，绘制出星系相互作用的各种路径。我们使用IllustrisTNG-100模拟来证明，大尺度环境调制环星系气体角动量，导致增强（纸I）或抑制（纸II）星系内的恒星形成。在这篇论文（论文I）中，我们证明了恒星形成星系周围的大尺度环境通常是引发新的恒星形成事件的原因。这样一个情景式的恒星形成模式与环星系气体的脉动运动很好地同步，环星系气体一方面接受来自大尺度环境的角动量调制，产生螺旋状的气体来为恒星形成库提供燃料，而另一方面又受到来自星系中心的反馈活动的影响。因此，一个现今的恒星形成星系在其演化历史中可能经历了几个恒星形成和静止阶段的循环，环星系气体进行同步的“呼吸”运动，达到$\sim 100$ kpc。
2021-12-08 astro-ph.GA
The Great Planetary Heist: Theft and capture in star-forming regions
恒星形成区域的引力相互作用能够破坏和摧毁行星系，也能创造新的行星系。特别是，一颗行星可以被偷走，在相互作用期间，它在经过的恒星之间直接交换;或者被捕获，行星首先从其出生系统中弹出，并在一段时间内自由漂浮，然后被经过的恒星捕获。我们对年轻的子结构恒星形成区域进行了直接N体模拟，并跟踪了它们1000万年的演化，以确定有多少行星被窃取和捕获，以及它们各自的轨道特性。我们表明，在高密度的恒星形成区域，被盗和捕获的行星有不同的属性。被捕获的行星的半长轴分布明显偏向于更宽的轨道，与被盗行星和仍围绕其母星运行的行星（保存行星）的半长轴分布相比。然而，被捕获和被盗行星的偏心率和倾角分布是相似的，但反过来又与保存行星的倾角和偏心率分布有很大不同。在低密度的恒星形成区域，这些差异并不明显，但原则上仍然可以用来确定观测到的系外行星是否可能在原地形成，或者已经被盗或捕获。我们发现，在一个恒星形成区域的空间和运动的子结构的初始程度是一样重要的因素，恒星密度在确定是否行星系将被改变，中断，捕获或被盗。
2022-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A dependence of binary and planetary system destruction on subtle variations in the substructure in young star-forming regions
该研究通过N体模拟揭示恒星形成区的空间与运动学亚结构对双星和行星系统瓦解的影响，发现近距双星在亚结构区域更易瓦解，宽距双星在平滑区域更易瓦解，并指出该效应在行星系统中可能可观测。
2023-08-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming complexes in the polar ring galaxy NGC660
带极环的Galerkin由两个子系统组成，一个圆盘和一个环，它们几乎在正交平面内旋转。在本文中，我们分析的参数表征的组成星际介质和恒星形成的恒星形成复合体，属于极环星系NGC660。我们表明，在星系环中的恒星形成区域是明显不同的星系盘。它们的红外线光度明显较低，表明这些区域的尘埃质量比典型的盘状恒星形成区域要少。紫外线和H $α$光度似乎也较低的环，可能是其相对较新的形成的结果。
2017-12-04 astro-ph.GA
The Lifetimes of Phases in High-Mass Star-Forming Regions
大质量恒星在星团内从密集的分子区域形成，但团簇形成的过程是缓慢的流体静力学还是快速的动力学？我们链接的物理性质的大质量恒星形成区与它们的演化阶段，在一个系统的方式，使用赫歇尔和斯皮策数据。为了对这些区域的相对寿命进行可靠的估计，我们比较了与高质量恒星形成相关的柱密度（N（H2）> 0.4-2.5 x 10^22 cm^-2）以上的致密分子区域的比例，在'无星（没有大于10 Msun的恒星形成的迹象）和恒星形成阶段，在银河平面的2x2度区域，以l= 30度为中心。在能够形成约1 pc尺度的高质量恒星的区域中，无星（或嵌入无法检测）阶段约占致密分子区寿命的60-70%，而恒星形成阶段约占30- 40%。这些相对寿命在宽范围的阈值上是稳健的。我们概述了一种方法，通过这种方法，相对寿命可以锚定的绝对寿命从大规模的调查甲醇脉泽和UCHII地区。这种方法的简单应用估计无星阶段的绝对寿命为0.2-1.7百万年（约0.6-4.1基准云自由落体时间），恒星形成阶段为0.1-0.7百万年（约0.4-2.4自由落体时间），但这些都是高度不确定的。这项工作独特地研究了高柱密度气体逐像素的恒星形成性质，我们的结果表明，大多数高柱密度气体是在无星或嵌入相。
2017-02-07 astro-ph.GA
Variations in the slope of the resolved star-forming main sequence: a tool for constraining the mass of star-forming regions
星系的综合恒星质量和恒星形成率（“恒星形成主序列”; SFMS）之间的相关性是一个公认的标度关系。最近，调查发现，恒星形成率和恒星质量表面密度之间的关系，在千秒差距和次千秒差距尺度（"解决SFMS“; rSFMS）。在这项工作中，我们表明，rSFMS自然出现在消防-2放大模拟银河系质量的星系。我们在各种空间分辨率和恒星形成平均时间尺度的模拟星系的SFR和恒星质量图，并适合使用多种方法从文献中的rSFMS。虽然SFMS斜率的绝对值取决于拟合方法，但无论采用何种拟合方法，斜率在较长的恒星形成时间尺度和较低的空间分辨率下都更陡。我们提出了一个玩具模型，定量捕捉模拟星系的rSFMS斜率对空间分辨率的依赖性，并用它来说明这种依赖性如何可以用来约束恒星形成团块的特征质量。
2020-02-04 astro-ph.GA
The Origin of Star Formation in Early-type Galaxies Inferred from Spatially Resolved Spectroscopy
本文基于MaNGA空间分辨光谱对比不同形态与恒星形成状态的星系，发现恒星形成早型星系的气体更集中且常与恒星运动学不对齐，表明其当前恒星形成源于并合或宇宙网气体吸积。
2023-08-07 astro-ph.GA
Ionization: a possible explanation for the difference of mean disk sizes in star-forming regions
对相似年龄的恒星形成区的原行星盘的调查显示，某些区域之间的平均盘质量存在显着差异。例如，猎户座星云团（ONC）和南冕座（CrA）的圆盘平均比在狼疮，金牛座，变色龙I或蛇夫座观察到的圆盘小。与以前的模型，研究截断磁盘在其演化的后期阶段，我们调查磁盘是否可能已经出生系统更小的磁盘大小在更大的恒星形成区域作为增强的电离率的结果。假设不同的宇宙射线电离率，我们计算的双极扩散和欧姆耗散的化学网络，并进行二维非理想磁流体动力学原恒星坍缩模拟。更高的电离率导致更强的磁制动，从而形成更小的磁盘。考虑到最近的研究结果，原恒星作为锻造的宇宙射线，并考虑只有温和的衰减过程中的崩溃阶段，我们表明，在恒星形成的地区，如ONC或CrA的高平均宇宙射线电离率可以解释在这些地区检测到较小的磁盘。我们的研究结果表明，平均而言，较高的电离率导致形成较小的磁盘。因此，在年龄相近的区域中，较小的圆盘可能是不同电离水平的结果，并且可能不仅仅是由外部光蒸发造成的圆盘截断引起的。我们强烈鼓励在不同恒星形成区域测量宇宙射线电离度的观测来验证我们的假设。
2020-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming filament models
提出了新的恒星形成的对流云模型，以量化它们的性质并预测它们的演化。这些2D轴对称模型描述了没有核心、一个低质量核心和一个团簇形成核心的细丝。它们基于Plummer样的圆柱体和球体，由有限范围的恒定密度表面限定。与一维Plummer模型相比，它们具有特定的长度和质量值，它们近似于观测到的柱密度图，并且它们的柱密度分布（N-pdfs）是无极点的。每个模型都可以通过识别足以形成低质量恒星的气体密集区，以及计算封闭的热金斯质量的数量，来估计核心灯丝系统的恒星形成潜力。这一分析表明，Musca中心的灯丝可能接近其恒星形成生命的开始，有足够的致密气体来制造其最初的~3颗原恒星，而Coronet灯丝接近其恒星形成的中点，有足够的致密气体来增加~ 8颗原恒星到其~20颗已知恒星。相比之下，L43似乎接近其恒星形成寿命的终点，因为它缺乏足够的致密气体来添加任何新的原恒星到已知的2个YSO中。
2017-02-08 astro-ph.GA
Short-lived radioisotope enrichment in star-forming regions from stellar winds and supernovae
早期太阳系中短寿命放射性同位素26-Al和60-Fe的丰度通常被解释为太阳是由预先富集的物质形成的，或者太阳的原太阳盘被附近的超新星爆炸污染。这两种假说都有明显的缺陷：前者没有解释恒星形成区域的动力学演化，而后者的大质量恒星爆炸为超新星的时间可能与原行星盘的寿命相似，甚至更长。在本文中，我们扩展了光盘富集的情况下，包括26-铝的贡献，从大质量恒星的风爆炸之前，作为超新星。我们使用N体模拟和后处理分析来计算每个圆盘中的富集量，并改变恒星形成区域的恒星密度。我们发现，恒星风对星盘富集的贡献是如此之大，以至于太阳系的26-Al/60-Fe比率在致密（ρ = 1000 Msun pc^-3）恒星形成区的星盘中高达50%的星盘中重现。当风是SLR浓缩的重要贡献者时，我们发现太阳系的浓缩水平可以发生得更早（250万年前），而超新星的浓缩发生在更晚的年龄（> 400万年）。我们发现太阳系的富集水平在低密度的恒星形成区（ρ <10 Msun pc^-3）几乎消失，这意味着如果26-Al和60-Fe是从恒星风和超新星中直接输送到原太阳盘的，那么太阳系一定是在一个密集的恒星形成区形成的。
2023-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing 24 micron and Infrared Luminosity as Star Formation Tracers for Galactic Star Forming Regions
我们已经测试了一些关系的恒星形成率用于银河系外的研究，在银河系内的地区。在附近的分子云中，IMF没有完全采样，与通过计数YSO确定的恒星形成率相比，24微米的尘埃排放大大低估了恒星形成率（平均为100倍）。总的红外辐射也没有更好。相比之下，总远红外线方法与基于射电连续辐射的恒星形成率平均在2倍之内一致，因为大质量、密集的团块正在形成足够大的恒星，总红外光度超过10^4.5 Lsun。总红外线和24微米也同意彼此附近，低质量的恒星形成区和大质量，密集的团块区。
2013-02-07 astro-ph.GA
A Random Forest Approach to Identifying Young Stellar Object Candidates in the Lupus Star-Forming Region
恒星形成区内恒星成员的识别和表征对恒星形成的许多方面都至关重要，包括初始质量函数的形式化，星周盘演化和恒星形成历史。以前对狼疮恒星形成区的调查已经通过红外过量和吸积特征确定了成员。我们使用机器学习来识别狼疮的新候选成员，这是基于两个天基天文台的调查：欧空局的盖亚和美国宇航局的斯皮策。来自盖亚数据发布2的天体测量数据和斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC）以及其他调查的天体测量和测光数据被编译成随机森林（RF）分类器的目录。RF分类器进行了测试，以找到最佳的功能，成员列表，非成员身份识别方案，插补方法，训练集类加权和处理数据中的类不平衡的方法。我们列出了27个候选成员的狼疮恒星形成区域的光谱后续行动。大部分的候选者位于星云V和VI，在那里只有一个被确认的狼疮成员是已知的。这些云可能代表了一个稍微古老的恒星形成群体。
2020-03-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The origin of large peculiar motions of star-forming regions and spiral structures of our Galaxy
最近的VLBI（甚长基线干涉仪）观测直接确定了旋臂中恒星形成区的距离和自行。他们发现，恒星形成区和年轻恒星具有巨大的奇特运动，高达30公里/秒，结构复杂。如此大的特殊运动与准静止旋臂的标准理论的预言是不相容的。我们使用高分辨率，自洽的N体+流体动力学模拟来探索螺旋臂如何形成和维持，以及恒星形成区域如何移动。我们发现，武器是不是准静止的，但短暂的和经常性的，在螺旋结构的替代理论所建议的。由于旋臂的这种瞬变性质，恒星形成区域表现出大而复杂的非圆形运动趋势，这与VLBI观测定性一致。由于这种大的非圆运动，我们银河系的气体运动学估计地图有一个大的系统误差~2-3千秒差距的距离太阳。
2009-10-29 astro-ph.GA
The dynamical evolution of star-forming regions measured with INDICATE
本文评估INDICATE方法在推断恒星形成区初始条件方面的适用性，通过N体模拟发现高初始密度和亚维里条件下的成团性更高，并证明INDICATE与质量分层、表面密度比和Q参数等方法结合可增强诊断能力。
2024-02-19 astro-ph.GA
Implications of a Temperature Dependent IMF II: An Updated View of the Star-Forming Main Sequence
恒星初始质量函数（IMF）被预测依赖于恒星形成分子云中气体的温度。在光度模板拟合中引入一个附加参数$T_{IMF}$，使得星系可以用一系列的IMF进行拟合。出现了三个令人惊讶的新特征：（1）大多数恒星形成星系与银河系相比最适合底部较轻的IMF;（2）大多数固定红移的恒星形成星系与非常相似的IMF;（3）最大质量的恒星形成星系在固定红移反而表现出更少的底部光IMF，类似于静止星系的测量结果。此外，由于恒星质量和恒星形成率都取决于IMF，这些结果稍微修改了所得的关系，同时产生类似的定性特征，以前的研究。
2022-05-27 astro-ph.GA
Star-forming early- and quiescent late-type galaxies in the local Universe
普遍的共识是，LTG经历了强烈的恒星形成活动，而ETG大多是不活跃的。我们质疑这一普遍规则，并调查存在的恒星形成ETG和静止的LTG在本地宇宙。通过计算GAMA调查中2，209个这样的星系的物理特性，并对其进行形态分类，并使用有关其结构特性以及局部环境密度的信息，我们寻求了解与“典型”对应物的差异。我们将星系分为子集的基础上，其主导的电离过程，利用标准的基础上WH $_α$宽度和[NII/H $_α$ ]的比例。利用SED拟合程序CIGALE，我们得到了星系的性质，如$M_\text{star}$、$M_\text{dust}$和SFR，并估算了年轻和年老恒星星族的未衰减和尘埃吸收的恒星辐射。在47%的ETG中发现了正在进行的恒星形成活动，8%的LTG处于静止状态。正在形成恒星的E星系，与LBS一起，构成了一个很好地遵循螺旋星系SFMS的种群。在恒星形成的ETG中，来自年轻恒星的光度比例相当大（$\sim$ 25%），与恒星形成的LTG相似。调查恒星形成和静止星系之间可能存在的差异，我们发现，恒星形成星系的SED的内在形状是，平均而言，非常相似的所有形态类型。关于它们的结构参数，静止星系倾向于显示更大的Sérsic指数值和更大的$R_\text{eff}$（与恒星形成星系相比）。最后，我们发现，恒星形成的星系更倾向于居住在低密度的环境相比，静止的，表现出更高的百分比的来源是集团的成…
2022-09-27 astro-ph.GA
Far-infrared - radio correlation and magnetic field strength in star-forming early-type galaxies
类似于恒星形成晚型星系的紧密的远红外-射电相关性在恒星形成蓝早型星系中也被显示出来，其中的核光学线辐射主要是由于恒星形成活动而没有来自活动星系核的显著贡献。通常表示为$'q'$参数的远红外到1.4 GHz无线电通量比的平均值估计为$2.35\pm0.05$，具有0.16 dex的散射。用1.4 GHz射电连续谱估算的平均恒星形成率为$\sim6$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，与用远红外和H $α$光度估算的结果吻合得很好。射电辐射主要来自中心区域，这可能与恒星形成活动有关，最有可能是由最近的潮汐相互作用引发的。对总射电流量的平均热贡献估计为$\sim12$ %，成星早型星系的平均磁场强度估计为12 $^{+11}_{-4}$ $μ$ G.这些磁场很可能是通过快速放大作用在恒星爆发区的小尺度湍流发电机产生的。
2018-03-22 astro-ph.GA
PGC 38025: A Star-forming Lenticular Galaxy With an Off-nuclear Star-forming Core
长期以来，透镜状星系（S 0）主要被认为是由于环境影响而被动演化的螺旋星系，然而，该领域中的大多数S 0并不符合这一常见的情况。在这项工作中，我们研究了一个特殊的情况，SDSS J120237.07+642235.3（PGC 38025），一个恒星形成场S 0星系与一个离核的蓝核。我们介绍了在卡拉阿尔托天文台（CAHA）的3.5米望远镜的光学积分场光谱（IFS）观测，和高分辨率毫米观测与NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）。我们估算了PGC 38025的恒星形成速率（SFR = 0.446 $M_\odot yr^{-1}$）和气态金属丰度（12 + log（O/H）= 8.42），符合恒星形成主序和恒星质量-金属丰度关系。我们发现PGC 38025中的电离气体和冷分子气体具有相同的空间分布和运动学，但旋转方向与恒星分量不一致。离核蓝核位于与PGC 38025相同的红移处，其光谱表明它是\rm H\，{ \sc ii}区。我们认为PGC 38025的恒星形成是由一个富气体的小合并触发的，而离核的蓝核可能是在吸积/合并过程中发生的局部恒星形成。
2021-04-25 astro-ph.GA
Optical spectroscopy of star-forming regions in dwarf Wolf-Rayet galaxies
我们在这里展示了附近四个矮沃尔夫-拉叶（WR）星系的空间分辨光谱观测。这些星系中最近的星暴事件的年龄在300万年到1000万年之间。气相金属丰度[12 + log（O/H）]的空间分辨恒星形成区域的衍生使用几个指标。在估计的不确定性范围内，发现星系内的恒星形成区域化学上是均匀的。在WR区域没有检测到预期的氮富集。这意味着在最近的恒星形成事件中由于超新星爆炸而导致的金属富集在这里没有被检测到。这表明，新合成的金属仍然驻留在热气相。来自前几集的金属，现在已经冷却，并且在整个星系范围内混合良好，使星系化学均匀，具有正常的N/O比。这些星系居住在稠密的环境中，星系密度在$8-80$ Mpc $^{-3}$的范围内。
2018-10-30 astro-ph.GA
Dynamical evolution of star forming regions
我们模拟了恒星形成区域的动力学演化，具有广泛的初始属性。我们遵循的区域的子结构的演化使用的Q参数，我们搜索的动态质量分离使用的Lambda_MSR技术，我们也量化的演化的局部密度周围的恒星作为质量的函数使用Sigma_LDR方法。由Lambda_MSR测量的动态质量分离的量通常仅对亚维里和维里化的亚结构区域有意义-这些区域通常演化形成束缚簇。Sigma_LDR方法表明，大质量恒星在所有区域都达到了比中值更高的局部密度，即使是那些监督和演化形成（未绑定）协会的区域。我们还介绍了Q-Sigma_LDR图，它描述了空间结构的演化作为质量加权局部密度的函数在恒星形成区域。最初致密（>1000颗星pc^{-2}），结合区在500万年后总是Q >1，Sigma_LDR > 2，而致密的未结合区在500万年后总是Q < 1，Sigma_LDR > 2。密度较低的区域（<100颗恒星pc^{-2}）通常不会显示出Sigma_LDR > 2的值，如果大质量恒星周围相对较高的局部密度纯粹是由动力学引起的，那么Q-Sigma_LDR图可以用来估计恒星形成区域的初始密度。
2013-11-14 astro-ph.GA
The Compact Star-Forming Complex at the Heart of NGC 253
我们讨论了紧凑的恒星形成复合体，这是最明亮的近红外（NIR）源在星爆星系NGC 253的中心区域的积分场光谱。光谱覆盖H和K通带，并在亚弧秒视宁度条件下用Gemini NIR光谱仪记录。恒星形成复合体光谱中的吸收特征比周围环境弱。在1.78 μ m附近发现一个吸收特征，与C2带头的位置相吻合。Brgamma、[FeII]和HeI2.06 μ m的发射线不跟踪NIR连续光。在该复合体的西部边缘发现了一些恒星形成活动的口袋，这些口袋没有相关的红超巨星浓度，因此年龄可能小于800万年，有证据表明其中一个口袋包含丰富的沃尔夫-拉叶星。除非恒星形成复合体的金属含量明显低于周围环境，否则其总质量的很大一部分是年龄小于800万年的恒星。如果维持现在的恒星形成速率，那么其恒星质量翻倍的时间尺度从几百万年到几十万年不等，这取决于年龄超过800万年的恒星所做的贡献。如果-正如一些研究所建议的那样-恒星形成复合体以星系核为中心，那么NGC 253的核心目前正在经历恒星质量快速增长的阶段。
2016-02-03 astro-ph.GA
Extended star-forming region within galaxies in a dense proto-cluster core at z=2.53
在$z\sim2$，恒星形成活动被认为是高密度的环境，如星系团和原星团。其中一个关键但悬而未决的问题是，恒星形成星系的结构增长是否会因周围环境而异。为了研究星系如何生长它们的结构，以及星系演化中涉及哪些物理过程，人们不仅需要星系内恒星组成部分的空间分辨图像，还需要星系内恒星形成区域的空间分辨图像。我们利用斯巴鲁望远镜上的IRCS和AO 188对$z=2.53$致密原星系团核中的恒星形成星系进行了自适应光学（AO）辅助成像观测。AO和窄带滤光片的组合使我们能够获得角分辨率为0.1- 0.2角秒的H $α$发射区的分辨图，这对应于$z\sim2.5$处的$\sim1$ kpc。基于叠加分析，我们比较了恒星形成区和恒星组分的径向轮廓，发现含有$\rm log(M_*/M_\odot)\sim10-11$的子样品的恒星形成区比恒星组分更长，表明结构的内向外生长。这一趋势与在$z=2-2.5$上用同样的观测技术获得的一般场中的恒星形成星系的趋势相似。我们的研究结果表明，在$z=2-2.5$的恒星形成星系的结构演化主要是由内部长期过程驱动的，而与周围环境无关。
2019-04-01 astro-ph.GA
Low-redshift compact star-forming galaxies as analogues of high-redshift star-forming galaxies
比较了~ 25，000低红移的各种积分特性之间的关系来自斯隆数字巡天（SDSS）数据发布16（DR 16）和高红移的（z<1.0）致密恒星形成星系（CSFGs）（z>1.5）恒星形成星系（SFG）的氧丰度、恒星质量M*、远紫外绝对星等M（FUV），恒星形成率SFR和比恒星形成率sSFR、莱曼连续谱光子产生效率（xi_ion）、紫外连续谱斜率β、[OIII]5007/[OII]3727和[NeIII]3868/[OII]3727比值，以及发射线等效宽度EW（[OII]3727）、EW（[OIII]5007）和EW（Hα）。我们发现，Hβ发射线的高等效宽度（EW（Hβ）> 100 A）的低z CSFG与高z SFG的关系非常相似，这意味着这两类星系的物理性质非常接近。因此，CSFG很可能是高z宇宙中SFG的极好替代物。它们还延伸到恒星质量较低的星系，低至~10^6 Msun，绝对FUV星等弱至-14 mag.由于它们的接近，CSFG可以比遥远的SFG更详细地研究。因此，这里研究的大样本CSFG的综合特征之间的关系可以证明是非常有用的，我们的理解高Z矮星系在未来的观测与大型地面和空间望远镜。
2021-03-02 astro-ph.GA
The relation between black hole spin and star formation in massive star-forming galaxies
本研究利用大样本发现黑洞自转与大质量恒星形成星系的恒星形成活动显著相关，且早型与晚型星系中的调节机制可能相似。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Looking for outflow and infall signatures in high mass star forming regions
在恒星形成区，许多物理参数随时间而变化。在这里，我们试图用JCMT观测数据将高质量恒星形成区的流入和流出运动变化与演化阶段相关联。（目的）从一个样本的45个高质量恒星形成区的三个阶段的演变，我们调查存在的既定的流入和流出示踪剂，以确定是否有任何趋势归因于年龄的来源。（方法）用HCO ~+/H_（13）CO ~+ J=4-3的JCMT观测值追踪大尺度的入流活动，用SiO J=8-7的JCMT观测值追踪近期的出流活动。我们比较的主机源（高质量的原恒星物体，超紧凑的HII地区和超紧凑的HII地区）的进化阶段的流入和流出检测。我们还注意到SiO的积分强度随H_（13）CO ~+的半峰全宽的变化而变化。（结果）我们发现一个令人惊讶的缺乏SiO检测的中间阶段（超紧凑的HII区），这可能是由于观测偏差。当检测到SiO时，我们发现线的积分强度随演化阶段而增加。我们还注意到，所有的源与infall签名到超紧凑HII区有相应的流出签名。
2011-12-05 astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Glycolaldehyde, Methyl Formate, and Acetic Acid I: A Bi-modal Abundance Pattern in Star Forming Regions
结构异构体甲酸甲酯，乙醇醛，乙酸的相对柱密度推导出了十几个位置的巨大的恒星形成区MM 1和MM 2的NGC 6334 I复杂，这是分开的$\sim$ 4000 AU。这些分子的相对柱密度也是从其他13个恒星形成区的文献中收集的。在该组合数据集中，在乙醇醛和甲酸甲酯的相对柱密度中观察到明显的双峰分布。在乙酸中没有明显的这种分布。这两种趋势由具有各种质量的恒星形成区域组成，这表明必须有一些其他的共同参数严重影响乙醇醛的形成。这表明这些核心中存在一些明显的差异;研究这些异构体的丰度可能会为各种原恒星环境中正在进行的整体化学过程提供线索。
2019-07-31 astro-ph.GA
Quantifying the Relationship Between Galaxy Specific Star Formation Rate And Halo Spin For Star-forming Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
本研究通过ALFALFA HI数据发现，恒星形成星系中特定恒星形成率与暗物质晕自转率呈弱正相关，揭示了角动量调节的气体吸积机制与模拟结果之间的矛盾。
2025-11-26 astro-ph.GA
The Neutral Hydrogen Gas Content of Star-forming and Quiescent S0 Galaxies
Universiti Malaya（马来亚大学）；Haverford College（哈弗福德学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；National Centre for Particle Physics, Universiti Malaya（马来亚大学国家粒子物理中心）
本研究通过MaNGA样本比较恒星形成S0、宁静S0与旋涡星系的HI含量，发现SFS0s性质介于两者间但更似旋涡，且质量较低，表明其由低质量前身形成，而宁静S0s为独立群体。
2026-10-27 astro-ph.GA
An Objective Definition for the Main Sequence of Star-Forming Galaxies
恒星形成星系的主序星（Main Sequence，MS）在推动星系演化和理解星系演化中起着重要作用。然而，不同的研究发现MS的归一化、斜率和形状存在显著差异。这些差异主要是由于采用不同的选择标准来分离恒星形成星系，可能包括或排除比恒星形成率（SFR）远低于MS值的星系。为了克服目前所有标准的局限性，我们提出了一个客观的MS定义，它完全不依赖于恒星形成星系的预选。构建3D SFR-质量数图，然后将MS定义为恒星形成峰的脊线，如各种图所示。这种定义的好处是多方面的。如果普遍采用，它将有助于使用相同的恒星形成率（SFR）和恒星质量诊断的不同群体的结果进行相互比较，或突出不同诊断的相对系统性。所有这些都有助于将MS星系理解为处于准稳态平衡的系统，也将为识别淬火星系提供更客观的标准。
2015-02-03 astro-ph.GA
The Velocity Dispersion Function for Massive Quiescent and Star-Forming Galaxies at 0.6 $<$ z $\leq$ 1.0
我们提出的第一个直接光谱测量恒星速度色散函数（VDF）的大质量静止和恒星形成星系在$0.6 < z \leq 1.0$。在这项分析中，我们使用的高S/N光谱从公共大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）调查的恒星速度色散的个人测量。我们报告了一个显着的稳定性的静止和恒星形成的星系在此红移范围内的VDF，虽然我们注意到存在弱演化的恒星形成的星系的数量密度。我们比较了两个VDF与以前的直接和推断的测量在本地和中间的红移，与警告，以前的测量的恒星形成星系的VDF在所有时代的约束很差。我们强调，这项工作是第一个直接推动低恒星速度色散（$σ_\star > 100$公里秒$^{-1}$）和扩展到恒星形成星系。我们在很大程度上与BOSS测量的高σ尾一致，我们发现VDF从LEGA-C的中值红移$z\sim0.8$到现在保持不变。
2022-09-30 astro-ph.GA
