First constraints on the stellar mass function of star-forming clumps at the peak of cosmic star formation
在宇宙恒星形成的高峰期，恒星形成团在星系的静止框架紫外线形态中占主导地位。如果湍流驱动的碎片是它们形成的机制，我们预计它们的恒星质量函数遵循幂律斜率接近$-2$。我们测试这一假设执行的第一次分析的恒星质量函数的团块托管在星系在$z\sim 1-3.5$。从文献中收集的团块样本具有相似的检测阈值和以均匀方式确定的恒星质量。为了克服每个星系的统计数字很小（每个星系只有几十个团块），我们将所有高红移团块合并起来。由此产生的团块质量函数遵循斜率$\sim -1.7$的幂律，并且在质量低于$2\times 10^7$ M $_{\odot}$的情况下为零。通过随机抽样的丛种群，得出了一个幂律质量函数的斜率$-2$，我们测试的效果相结合的小丛种群，调查的检测限，和混合的质量函数。我们的数值模拟再现了在真实团块质量函数中观察到的所有特征，证实了它与幂律斜率$\simeq -2$是一致的。这一结果支持了高红移团块的形成，它是通过类似于本地星系的碎裂方式形成的，但是是在不同的气体条件下。
2018-06-20 astro-ph.GA
Accelerating star formation of dense clumps
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
利用ATLASGAL和ALMAGAL样本，通过统计框架建立致密团块加速恒星形成场景，发现团块维里质量随时间指数增长，原星团与最大原恒星增长时标相似，揭示从恒星到原星团尺度的自相似加速。
2026-06-23 astro-ph.GA
Maps of Massive Clumps in the Early Stage of Cluster Formation: Two Modes of Cluster Formation, Coeval or Non-Coeval?
利用Nobeyama 45 m望远镜，我们在C18 O（J=1-0）谱线发射的5个目标区域内绘制了7个年轻的大质量分子团簇的图。这些团块与星团无关，距离在0.7到2.1千秒差距之间。我们发现C18 O团块的半径为0.5-1.7秒差距，质量为470-4200兆太阳，速度宽度为1.4-3.3公里/秒。所有的团块都是巨大的，并且近似处于维里平衡，这表明它们可能会形成集群。我们的靶区域中的三个与H II区域相关（来自Clump with H II Regions的“CWHR”），而另外两个没有H II区域（CWOHR）。C18 O团块可分为两种形态类型：CWHR呈贝壳状或壳状结构，CWOHR呈球形。两个CWOHR具有系统速度梯度。使用公开发布的WISE数据库，在C18 O团块中识别出I类和II类原恒星候选者。在所有YSO候选中，I类候选的分数（I类+II类）在CWHR中> 50%，在CWOHR中<50%。我们的结论是，从H II区的影响可以看出：（1）的空间分布的团块：沿H II区的连续或壳状结构，（2）的团块的速度结构：沿壳大的速度分散，和（3）小的年龄传播的YSO。年轻天体年龄的微小差异表明，H II区的存在往往会触发同时代的团簇形成。
2013-01-25 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
Star Formation in Massive Clusters via Bondi Accretion
基本上所有的恒星都形成于巨大的分子云（GMC）中。然而，在GMC内部，大部分气体并不参与恒星的形成;相反，密度更大的气体聚集在GMC中的团块中，给定GMC中的大部分恒星形成在少数最大质量的团块中。在银河系中，这些团块具有GMC的质量$M_{\rm cl}\lesssim 5\times 10^{-2}$、半径$r_{\rm cl} \sim 1$ pc和自由落体时间$τ_{\rm cl} \sim 2\times 10^5\yr$。我们发现，巨大的分子云内的团块应在修改后的邦迪吸积率，这取决于团块质量$\dot M_{\rm cl}\sim M_{\rm cl}^{5/4}$。这个速率最初相当慢，通常比星团内部的初始恒星形成速率慢（我们采用通常的假设，即星团内部有$\dot M_*=ε_{\rm ff} M_{\rm cl}/τ_{\rm cl}$和$ε_{\rm ff} \approx 0.017$）。然而，在$\sim 2$ GMC自由落体乘以$τ_{\rm GMC}$之后，团块的吸积速率迅速加快;形式上，团块可以吸积$\sim 3τ_{\rm GMC}$中的整个GMC。与此同时，恒星的形成速度加快，跟踪邦迪吸积率。如果GMC被来自最大的星团的反馈所破坏，那么在GMC被破坏之前，该星团中的一半恒星在最终的$\taug$中形成。该理论预测，每GMC自由落体时间测量的有效恒星形成率…
2011-06-15 astro-ph.GA
On the propensity of the formation of massive clumps via fragmentation of driven shells
早期型大质量恒星驱动着薄而致密的外壳，其边缘经常显示出恒星形成的证据。这些壳的碎片，导致形成假定的恒星形成团块的可能性检查与援助的半解析参数。我们还推导出一个质量谱凝块出这些壳通过执行蒙特卡罗模拟的问题。通过扩展我们以前的工作薄，致密壳的稳定性的结果，我们认为，过去由其他作者估计的团块质量，在一组简化的假设下，比这里计算的小几个数量级。利用激波约束壳体中增长最快的不稳定模式的表达式，我们证明了典型壳体的碎裂可以产生具有典型质量$\gtrsim 10^{3}$ M $_{\odot}$的团块。这些团块很可能会产生第二代大质量和/或中等质量的恒星，从而引发下一个恒星形成周期。我们认为，壳厚与半径的比值随时间的变化很弱。计算了从B1到O 5的七种光谱类型的恒星。我们单独考虑超新星遗迹的稳定性。
2011-01-05 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
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 Stellar Mass and Age Distributions of Star-Forming Clumps at $0.5 < z < 5$ in JWST CANUCS: Implications for Clump Formation and Destruction
本研究利用 JWST CANUCS 分析 $0.5<z<5$ 恒星形成团块的质量与年龄分布，揭示 cSMF 斜率随星系质量、气体比例、团块起源及年龄变化，约束其形成、存活与毁灭机制。
2025-09-29 astro-ph.GA
Low-redshift analogues of cosmic noon galaxies as laboratories for clumpy star formation
分析了18个低红移超紧凑紫外亮星系的恒星形成团块特性，发现其动力学质量高于气体质量，并证明高红移团块因聚集和低分辨率显得更大，强调了低红移观测对锚定早期研究的重要性。
2025-07-15 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. III. Across the mass spectrum
本文基于 Turbulent Clump 模型模拟跨越 300–30,000 $M_\odot$ 质量谱及不同云面密度的星团形成，揭示质量与密度如何影响束缚比例、双星演化、质量分层和速逃星产生。
2023-06-07 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
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
The Processing of the Clumpy Molecular Gas in the Galactic Center and the Star-Formation
本文介绍了在银心中心~20 pc区域用绿岸100米望远镜（GBT）对CS 1-0进行的测绘观测，以及用亚毫米波阵列（SMA）对0.86mm尘埃连续辐射和几种温暖致密气体示踪物进行的157点镶嵌观测。前所未有的大视野和高角分辨率的SMA尘埃图像允许识别丰富的0.1-0.2 pc规模的致密气体团。我们发现，在银河系中心，I类甲醇脉泽与致密气体团有很好的关联。然而，在~0.1 pc尺度下，这些致密气体团簇仍然具有极大的线宽（FWHM~10-20 km/s）。简单的计算表明，已识别的团块可能是加压气体库，为1-10颗太阳质量的恒星的形成提供了燃料。这些气体团可能是ALMA解决银河系中心大质量恒星形成的最有希望的候选者。
2014-02-07 astro-ph.GA
Mass assembly in massive star formation: a fragmentation study of ATLASGAL clumps
本研究利用亚毫米波阵列观测ATLASGAL巡天中的大质量团块，分析其碎裂特性随演化的变化，发现初始碎裂受团块密度结构与磁场影响，大质量恒星形成通过团块供核吸积实现。
2024-03-05 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
Merger induced clump formation in distant infrared luminous starburst galaxies
虽然在遥远的星系中恒星团块的形成通常归因于引力剧烈的盘不稳定性，但我们在这里表明，主要的合并也代表了形成明亮团块的竞争机制。使用~ 0.1“分辨率的ACS F814 W图像，我们测量了109个主序星（MS）和79个Herschel探测到的星暴（非MS）星系在0.5 < z < 0.9时的星团发射分数，分别代表正常和合并诱导的恒星形成活动。我们还通过目视检查和Gini-M20形态参数识别合并样本。无论采用何种合并标准，在> 99.5%的置信水平下，合并系统的团块分布与正常孤立盘的团块分布不同，前者达到更高的团块值，可达星系总发射的20%。我们确认合并引起的块状增强与新的碰撞星系的气体分数典型的z ~ 0.7的流体动力学模拟。在CANDELS领域的三个恒星爆发的多波长图像支持的年轻性质的团块，这可能是合并的产品，而不是旧的预先存在的结构。最后，对于现有的近红外静止帧光谱的一个子集的19个星爆，我们发现，团块是温和的反相关的合并阶段，减少对最终合并。我们的研究结果可以解释最近ALMA检测到的超亮高Z星暴中的团块，而正常物体是光滑的。这项工作提出了一个问题的作用合并的起源团块在高红移星系一般。
2019-10-03 astro-ph.GA
Smallest scale clumpy star formation in Stephan's Quintet revealed from UV and IR imaging
在最小尺度上，恒星形成团的空间分布和物理尺寸为恒星形成的等级（SF）提供了有价值的信息。在这种情况下，我们报告的网站正在进行的SF在约120 pc沿相互作用的星系在斯蒂芬的五重奏（SQ）紧凑组使用AstroSat-UVIT和JWST数据。由于紫外线辐射是最近SF的直接示踪剂，我们确定了在这个紧凑的组中的FUV成像，我们用来指导我们检测JWST红外图像上的恒星形成区域的恒星形成团块。FUV成像揭示了恒星形成区域，在该区域内，我们从JWST的高空间分辨率图像中检测到较小的团块，可能是由年轻大质量恒星的FUV发射电离的PAH分子和尘埃产生的。这一分析揭示了FUV成像数据在识别现有最高空间分辨率红外成像中的恒星形成区域方面的重要性。
2022-09-09 astro-ph.GA
Can Clump Properties Predict Core Distribution in Star Formation? A Statistical Analysis of MHD Simulations
通过MHD模拟研究团块属性对核心分布的影响，发现湍流和引力共同影响核心分布特征。
2025-12-10 astro-ph.GA
The Life and Death of Dense Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文报道了对大麦云星云中恒星形成区N105、N113、N159和N44的巨分子云进行的高空间（秒差距）分辨率HCO+（J = 1 -0）和HCN（J = 1-0）发射观测的结果。HCO+和HCN观测分别在89.2和88.6 GHz，在澳大利亚望远镜紧凑阵列的紧凑配置进行。辐射被成像成质量在10^2到10^4太阳质量之间，半径在1 pc到2 pc之间的单个团块。许多团块与当前大质量恒星形成的指标相一致，表明许多团块与深嵌入的形成恒星和星团有关。我们发现，含有大质量YSO的团块往往更大（>1 pc），质量更大（M > 10^3太阳质量），表面密度更高（~1 g cm^-2），而没有恒星形成迹象的团块则更小（<1 pc），质量更小（M < 10^3太阳质量），表面密度更低（~0.1 g cm^-2）。没有大质量YSO的大质量（M >10^3太阳质量）团块的缺乏表明，一旦团块达到有利于大质量恒星形成的物理性质，恒星形成的开始就会迅速发生。使用大质量大质量YSO中红外光谱的大样本，我们估计有斯皮策中红外光谱的大质量YSO中约有2/3不再位于分子团中;我们估计这些年轻的恒星/星团在至少3 x 10^{5}$yr的时间尺度上已经破坏了它们的出生团。
2012-03-20 astro-ph.GA
Clumpy galaxies in cosmological simulations: The effect of ISM model
研究了星际介质模型对宇宙学模拟中星系性质的影响。我们研究了在以前的研究中广泛使用的三种模型。ISM模型对稠密气体采用不同的状态方程。使用放大模拟，我们证明切换ISM模型可以控制红移$z\sim1$ -- $2$的大质量圆盘中巨型团块的形成，而它们的初始条件和其他设置（例如恒星反馈）不变。因此，不仅反馈，但ISM模型也可以负责cluerical形态的模拟星系。然而，我们发现，改变ISM模型几乎不影响星系的整体性质，如恒星和气体的总质量，恒星形成率，金属丰度和恒星角动量，无论显着差异的团块，即ISM模型只改变盘的团块。此外，我们的方法提供了一个测试，调查的影响，团块形成盘星系的演化使用相同的初始条件和反馈。我们发现，团块的形成并没有显着改变星系的性质，因此不能成为恒星暴增或淬火的原因。
2019-07-16 astro-ph.GA
3D simulations of clump formation in stellar wind collisions
我们银河系的内部秒差距包含数十颗沃尔夫-拉叶星，它们强大的外流不断相互作用，同时使该区域充满热的扩散等离子体。理论模型已经表明，在某些情况下，恒星风的碰撞可以产生冷的，致密的物质，以团块的形式存在。然而，它们的形成过程和性质还没有得到很好的理解。在这项工作中，我们提出了，第一次，在不稳定的风碰撞的团块形成过程的统计研究。我们研究的系统与密集的外流（${\sim}10^{-5}\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}$），风速的$500$ - $1500\rm\ km\ s^{-1}$，恒星分离的${\sim}20$ - $200\rm\ au$。我们开发了三维高分辨率的恒星风碰撞流体动力学模拟与自适应网格细化网格为基础的代码拉美西斯。我们的目标是通过流体动力学不稳定性，主要是通过非线性薄壳不稳定性（NTSI）形成的团块的初始属性。我们的研究结果证实，更多的大规模团块形成的系统，其风接近之间的过渡辐射和绝热制度。增加风速或不对称程度会增加团块质量和喷射速度分布的分散度。然而，质量最大的团块非常轻（${\sim}10^{-3}$ - $10^{-2}\rm\ M_{\oplus}$），质量比理论上限小三个数量级。将这些结果应用于银河系中心，我们发现通过NTSI形成的团块不应该重到足以影响该地区的热力学状态，或者存活足够长的时间以落入中央超大质量黑洞。
2020-01-09 astro-ph.GA
Clumpy high-z galaxies as a testbed for feedback-regulated galaxy formation
利用有限质量模式下的GASOLINE2 SPH程序和拉格朗日无网格程序GIZMO，研究了$z > 1$大质量富气星系盘碎裂对反馈模型和流体动力学方法的依赖性。我们比较非宇宙学星系盘运行与标准的冲击波超新星（SN）的反馈，它引入延迟冷却，以驱动风，并运行与新的超级气泡SN反馈，自然产生风的详细物理建模SN驱动的气泡，并导致有效的自我调节的恒星形成。我们发现，与冲击波反馈，大质量的恒星形成团块的形式在可比的数量和非常相似的质量在GASOLINE2和GIZMO。典型的质量在$10^7-10^8 M_{\odot}$范围内，比以前的大多数作品都要低，而质量超过$10^9 M_{\odot}$的巨型团块非常罕见。相反，在超级气泡反馈的情况下，大质量的束缚恒星形成团块不会形成，因为星系从来没有经历过剧烈的盘不稳定阶段。只有零星的，未束缚的恒星形成超密度持续只有几十万年的可能出现，这是由大质量的卫星同伴的扰动触发的。我们的结论是，有一个严重的紧张局势之间的解释，在$z > 1$观察到的大质量恒星形成团块主要是由于磁盘碎片驱动的引力不稳定性和反馈调节星系形成的流行观点。因此，盘稳定性和恒星形成效率之间的联系应该被视为星系形成理论的一个关键试验场。
2016-06-21 astro-ph.GA
Star formation scales and efficiency in Galactic spiral arms
我们的位置相匹配的红外线选择的年轻恒星物体（YSO）的样本，通过结合斯皮策GLIMPSE，WISE和赫歇尔空间天文台Hi-GAL调查确定，在毫米连续的Bolocam银河系平面调查中确定的密集团块在两个银河系的视线集中在l = 30度和l = 40度。我们计算了各种银河系环境中红外发光度L_IR与团块质量M_clump的比率，发现当在千秒差距尺度上平均时，与臂间区域相比，螺旋臂中的红外发光度L_IR与团块质量M_clump的比率有所增强。我们没有发现令人信服的证据表明这些变化是由于螺旋臂对恒星形成效率的机械影响，而不是，例如，恒星形成速率的不同梯度，这是由于恒星形成的不均匀或间歇性，或者由于源样本小而没有平均化的局部变化。L_IR/M_clump的最大变化出现在单个的丛值中，这些丛值遵循对数正态分布，并且具有超过三个数量级的范围。这种扩展是固有的，因为L_IR/M_clump与M_clump之间没有相关性，臂和臂间样品中的源亮度分布没有差异，L_IR与M_clump之间存在很强的线性相关。
2015-06-15 astro-ph.GA
Disk formation and the origin of clumpy galaxies at high redshift
对高红移星系的观测已经揭示了大量的大星团，这些星团正在迅速地形成恒星。它们的形成情况以及它们与当今螺旋的联系仍然是未知的。在这封信中，我们进行自适应网格细化模拟磁盘形成的宇宙学背景下，是无与伦比的质量和空间分辨率。我们发现，所谓的“链星系”和“团簇”是一个自然的结果，早期时代的增强气体吸积从冷密流以及潮汐和冲压压力剥离材料从小合并和卫星。通过与热晕气体的相互作用，这些新吸积的冷气体沉降到一个大的盘状系统中，不一定与较老的恒星成分对齐，经历了碎片化和随后的恒星形成，形成质量范围为10^7-10^9 M_sun的大团块。星系形成是一个复杂的过程，在这个重要的时代，大多数中央重子正在通过一系列不同的机制获得-我们强调，一个快速的质量加载时代需要燃料的碎片发生在大规模的武器在外围扩展磁盘，吸积模式，自然发生在早期时代的层次组装过程。
2009-07-31 astro-ph.GA
The imprint of clump formation at high redshift. I. A disc alpha-abundance dichotomy
银河系的圆盘结构以化学二分法为标志，具有高α和低α丰度序列，传统上以几何厚盘和薄盘确定。高α恒星的年龄较老，而低α恒星的平均年龄较低，有助于这种识别。最近的大规模调查，如APOGEE提供了丰富的数据，这种化学结构，包括显示，化学和几何厚盘的识别是不准确的，但化学二分法的起源仍然不清楚。在这里，我们证明了一个二分法自然出现，如果早期的气体丰富的磁盘碎片，导致一些部分的恒星形成中观察到的高红移星系中的类型的团块发生。这些团块有很高的恒星形成率密度。因此，它们迅速地从低α序列向高α序列富集，而更多分布的恒星形成产生低α序列。我们证明，这个模型产生了一个化学定义的厚盘，具有许多银河系的厚盘的属性。由于团块形成是常见的高红移星系，我们预测，化学双峰是常见的大质量星系。
2019-01-03 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies -II. An Observationally Driven Analytical Model for Predicting Cloud-Scale Star Formation Rates
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹辐射与核物理研究所）；Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（布拉格查理大学数学物理学院天文研究所）
本文提出了一种基于观测的分析模型，用于预测云尺度的恒星形成率，通过整合银河系及邻近星系的观测数据，验证了模型的合理性。
2026-02-07 astro-ph.GA
On the Formation of Molecular Clumps in QSO Outflows
我们研究了最近在CO和HCN排放中发现的类星体流出物中冷分子团的起源。我们首先描述了这种辐射驱动的外流的物理性质，并表明，从动量到能量驱动的流的过渡必须发生在R ~ 0.25千秒差距的径向距离。在这种转变过程中，由于瑞利-泰勒不稳定性，被扫起的物质碎片的外壳，但这些团块几乎没有质量，并且很可能被浸入其中的热气快速烧蚀。然后，我们探索了另一种情况，其中团块形成的热不稳定性在R >~ 1千秒差距，可能含有足够的灰尘，催化分子的形成。我们用三维双流体（气体+尘埃）数值模拟了kpc ^3的外流斑块，包括原子和尘埃冷却、热传导、尘埃溅射和来自类星体辐射场的光电离，研究了这一过程。在所有情况下，尘埃颗粒在大约10，000年内迅速被破坏;虽然一些冷团块在稍后形成，但它们只是作为短暂的特征存在，随着冷却变得更加广泛而消失。事实上，如果我们人为地将类星体辐射场增强100倍，我们只能找到一个稳定的具有致密团块的两相介质。这一结果，再加上尘埃颗粒的完全破坏，使分子外流的解释成为一个非常具有挑战性的问题。
2016-09-08 astro-ph.GA
The SQUALO project (Star formation in QUiescent And Luminous Objects) I: clump-fed accretion mechanism in high-mass star-forming objects
大质量恒星的形成机制还远未完全了解。目前还不清楚这个形成过程是核心馈送还是团块馈送，也就是说，这个过程是低质量恒星中发生的事情的延伸，还是这个过程更具动态性，例如在秒差距（甚至更大）尺度上从气体中连续地、多尺度地吸积。在这种情况下，我们介绍SQUALO项目，ALMA 1.3毫米和3毫米的调查，旨在调查13个大规模的团块在不同的进化阶段选择的属性，与共同的特点，他们都表现出在团块规模的吸积证据。在这项工作中，我们提出了从1.3毫米的连续数据获得的结果。我们的观测确定了55个质量在0.4 <~ M <~ 309 M_sun范围内的天体，有证据表明最年轻的团块已经呈现出一定程度的碎裂。数据显示，碎片及其母块的质量和表面密度等物理性质密切相关。碎片之间的最小距离随着演化而减小，这表明了一种动力学情景，在这种情景中，大质量团块首先在湍流和重力之间的竞争驱动的非热运动的影响下碎裂。随着时间的推移，引力坍缩占据了主导地位，这些碎片在继续从它们的母团中吸积的同时，将自己组织成更多的热支撑物体。最后，有一个源没有碎裂，这表明其他机制（如磁场）的支持只有在特定的恒星形成区域才是至关重要的。
2023-01-24 astro-ph.GA
Simultaneous evolution of the virial parameter and star formation rate in molecular clumps undergoing global hierarchical collapse
我们比较密集的团块和核心的分子云（MC）进行全球分层崩溃（GHC）的数值模拟中的两个MC在不同的演化阶段，管道和G14.225云的观察，测试的能力GHC的情况下，遵循这些结构的能量预算和恒星形成活动的早期演变。在模拟中，我们选择了一个区域，其中包含的核心的大小和密度类似的管道核心，并发现它通过吸积，发展的子结构类似于G14.225云后，$\sim 1.6$ Myr。在这个区域内，我们遵循的拉森比$\mathcal{L} \equiv σ_{\rm v}/R^{1/2}$，其中$σ_{\rm v}$是速度色散和$R$的大小，维里参数$α$，和恒星形成活动的核心/团块的演变。在模拟中，我们发现随着区域的演化：$i)$其团块的$\mathcal{L}$和$α$值首先与Pipe子结构的一致，然后与G14.225的一致; $ii)$单个核的$α$首先呈现出减小，然后在恒星形成开始时增加; $iii)$总体而言，核心/团块的集合再现了观察到的较高质量物体的较低$α$的趋势，而$iv)$的恒星形成率和恒星形成效率均呈单调增加的趋势。我们认为，这种演变是由于同时损失的外部驱动的压缩动能和增加的自重力驱动的运动。我们的结论是，GHC的情况下提供了一个现实的描述的云的子结构的能量预算的演变在早期的时候，同时发生的恒星形成活动的演变。
2020-09-24 astro-ph.GA
The THESAN-ZOOM project: clumpiness of high-redshift galaxies and its connection to bursty star formation
Peking University（北京大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli 天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；York University（约克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文所）；The University of Texas at Dallas（得克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究依托THESAN-ZOOM模拟，提出基于功率谱的星系成团性量化方法，发现高红移星系成团性与恒星反馈处理及爆发式恒星形成周期相关，可作为早期宇宙爆发式恒星形成的互补探测手段。
2026-08-21 astro-ph.GA
The imprint of clump formation at high redshift. II. The chemistry of the bulge
本文通过N体+SPH团块模拟研究银河系核球化学性质，证明团块化恒星形成可同时解释核球、薄盘+厚盘及Splash的化学动力学趋势。
2023-03-14 astro-ph.GA
SIRIUS Project. IV. The formation history of the Orion Nebula Cluster driven by clump mergers
猎户座星云团（ONC）是理解星团形成的一个很好的例子。最近的研究表明，ONC具有三个不同的年龄群体和速度频散的各向异性，这是了解ONC形成历史的关键特征。在这项研究中，我们进行了光滑粒子流体力学/ $N$体模拟恒星团簇形成从湍流分子云。在这个模拟中，恒星轨道积分使用高阶积分器没有引力软化，因此，我们可以跟踪星团的碰撞演化。我们发现，层次结构的形成导致了在ONC中观察到的情节性恒星形成。在我们的模拟中，星团的演化是由于子块的合并。合并将冷气体与团块一起带入正在形成的星团。这增强了星团中心的恒星形成。星团中心稠密的冷气体继续形成恒星，直到最后一次。这解释了ONC中观测到的最年轻恒星的紧凑分布。子团合并也有助于各向异性的速度色散和逃逸星的形成。然而，各向异性消失0.5万年内。由于逃逸的存在，团簇合并后的维里比也随之增大。这些结果表明，ONC最近经历了集群合并。我们预测，大多数来自ONC的离家出走者已经被发现，但Walkaways还没有。
2022-05-31 astro-ph.GA
Supermassive black hole pairs in clumpy galaxies at high redshift: delayed binary formation and concurrent mass growth
在$z \sim 1-3$星系盘中存在着大量的恒星形成团块，其典型重子质量在$10^7-10^8$ ~M $_{\odot}$范围内，这些团块可以影响超大质量黑洞（BH）对的轨道衰变和同时生长。使用一组高分辨率的模拟孤立的clueros星系托管一对不等质量的BH，我们研究了大规模的团块和BH对kpc尺度之间的相互作用，在早期阶段的轨道衰变。我们发现，与大质量团簇的相互作用和BH反馈对盘的冷气层的加热都倾向于显著地延迟次级粒子的轨道衰变，在许多情况下，次级粒子被喷射出来，然后在1- 2 kpc的间距附近徘徊一个完整的Gyr。在包络线中，动力摩擦力很弱，没有圆盘扭矩的贡献：一旦次级BH的轨道在圆盘中平面中圆化，这些导致最快的衰减。在具有较大偏心率的运行中，延迟更强，尽管有一些例外。我们还表明，即使在光盘非常零星的瞬态团块形成，一个强大的螺旋图案影响的衰变时间尺度的BH偏心轨道。我们的结论是，与以前的信念相反，富含气体的背景并不一定有利于快速BH衰变和二进制的形成，这促使更广泛的调查，旨在校准事件率预测正在进行和未来的引力波搜索，如脉冲星定时阵列和未来发展的激光干涉仪空间天线。
2016-10-05 astro-ph.GA
Spiral arms, warping, and clumps formation in the Galactic center young stellar disk
银河系银河系的中心有一个巨大的黑洞（BH），由年轻和年老的恒星组成。很大一部分最年轻的恒星（$\sim4-7$ Myr）居住在一个薄的恒星盘中，具有令人费解的性质;盘似乎是弯曲的，显示出不对称性，并包含一个或多个星团结构（例如IRS 13）。解释聚集的模型援引了$10^{3}-10^{4}$ M $_{\odot}$的中等质量BH的存在，但没有发现这样一个BH的运动学证据。在这里，我们使用扩展的$N$体模拟和混合自洽场方法模型来表明，自然形成的宿主核星团的剩余时间非球面性引起盘上的扭矩，这导致其方向随时间的变化，以及单螺旋臂（$m=1$模式）结构的反复形成和溶解。方向的改变导致了盘的类似拍打的行为，并导致了翘曲盘结构的形成。旋臂可以解释盘中的超密度（聚集）及其观察到的不对称性，而不需要调用中间质量BH的存在。旋臂对整个盘的演化也很重要，可以用来限制核星团的结构和组成。
2018-01-31 astro-ph.GA
The Ejection of Low Mass Clumps During Star Formation
星前核坍缩导致的圆盘自洽形成和演化的建模揭示了周期性重力不稳定和团块形成的强烈早期阶段。这些团块通常由于与螺旋臂的重力相互作用而向内迁移，并且可以被吸收到中心物体中。然而，在多个团块形成的情况下，团块的重力散射可导致低质量团块的喷射。这些团块可以产生自由漂浮的低质量恒星，褐矮星，甚至是巨行星。在现今恒星形成的背景下，对这一过程的详细建模表明，这些团块基本上是从拉森第一核开始的，随后通过吸积而增长。在Pop III恒星形成的背景下，初步迹象表明，盘团也可能是低质量的。这种团块形成和可能的喷射机制为第一代恒星中低质量物体的形成提供了一个通道。
2012-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chaotic and Clumpy Galaxy Formation in an Extremely Massive Reionization-Era Halo
z=6.900的SPT 0311 -58系统是再电离时期内的一个极其巨大的结构，并提供了一个了解原始密度场极端峰值中星系形成的机会。我们提出了70 mas阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的尘埃连续体和CII 158 μ m发射的中央对星系，并达到物理分辨率~100- 350 pc，其中最详细的意见，任何再电离时代的系统日期。观测结果将源解析为至少12个千秒差距大小的团块。星系内的整体运动学和高湍流速度色散与最近声称的在z~4处仅8亿年后的一些尘埃星系中动态冷薄盘运动学形成了鲜明的对比。我们推测，引力相互作用和来自大质量母盘的碎片可能在系统的整体动力学和团块形成中发挥了作用。每个星系团的质量与其他在静止紫外/光学深场巡天中发现的6<z<8星系相当，但恒星形成率提高了3- 5倍。在内部，团块本身与在低红移星系中发现的维里化云尺度结构的放大版本非常相似。我们的观察是定性相似的大规模晕内看到的模拟高红移星系的混乱和clupholic大会。
2022-03-28 astro-ph.GA
Massive 70 micron quiet clumps II: non-thermal motions driven by gravity in massive star formation?
在明亮的原恒星形成之前，大质量恒星形成区的动力学活动仍然没有得到充分的研究。在这项工作中，我们提出的观测HCO+ J=1-0和N2 H + J=1-0的IRAM 30米望远镜对样本的16个赫歇尔确定的大规模70微米的安静团块与红外暗云。团块的质量范围为300 M_sun到2000 M_sun。N2 H+的数据显示，这些区域存在明显的非热运动，速度弥散在0.28 km s^-1 ~ 1.5 km s^-1之间，对应的马赫数在2.6 ~ 11.5之间。大多数的70微米安静的团块具有不对称的HCO+线轮廓，表明显着的动态活动。我们发现，谱线的不对称程度与团块的表面密度σ之间存在相关性，σ>=0.1 g cm^-2的团块具有更多的不对称谱线轮廓，因此比σ较低的团块具有更强的动力学活性。我们探讨速度色散，半径和西格玛之间的关系，并显示它如何可以被解释为之间的关系由引力场a_G产生的加速度，和测量的动力学加速度，a_k，符合大多数的非热运动起源于自引力。最后，我们考虑的作用，外部压力和磁场的相互作用的力量。
2017-10-11 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
Starburst galaxies in the COSMOS field: clumpy star-formation at redshift 0 < z < 0.5
在高红移，星暴星系呈现不规则的形态，10- 20%的恒星形成发生在巨大的团块中。这些星团星系被认为是本地盘星系的祖先。要了解中低红移的恒星爆的性质，必须追踪它们的演化以及与高$z$系统的可能联系。利用哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（HST/ACS）图像，对COSMOS领域中的星暴星系（$0 < z < 0.5$）进行了广泛、系统、多波段的搜索和分析，并详细研究了它们的成星团特征。它们的主要性质、大小、质量和恒星形成率都被提供。在我们的样本中，单个的恒星形成结遵循与局部巨HII区相同的L（H $α$）与大小的比例关系（Fuentes-Masip et al. 2000）。然而，它们与使用高红移样品提供的结果略有不同。这一结果突出了空间分辨恒星形成区域对这种研究的重要性。Mknot星系中心区域的恒星形成团块比外围区域的质量更大，恒星形成率也更高。当我们考虑质量表面密度或表面恒星形成率时，这种趋势就模糊了。Sknot星系在表面亮度（$μ$）与$B-$带中的M $_{host}$图（Amorín et al. 2012）中确实显示出类似于矮椭圆星系和不规则星系的性质，在$μ$与$V-$带中的M $_{host}$图（Kormendy \&\ Bender 2012）中也显示出类似于椭球星系和椭圆星系的性质。Sknot星系可能是BCD类的过渡阶段，其性质与类球形，但蓝色结构一致。
2016-04-06 astro-ph.GA
Rebounding Cores to Build Star Cluster Multiple Populations
我们提出了一种新的方法来解决星团多种群之谜。恒星由分子核心形成。但并不是所有的核心都能形成恒星。在最初的压缩之后，这种“失败”的核心重新膨胀，而不是崩溃。我们建议，它们的形成和随后的分散调节气体密度的集群形成的团块，因此，他们的核心和恒星的形成率。失败的核心是主导核心类型的星团经历了恒星形成的历史与高峰和低谷。相反，太少的失败核心会导致恒星形成率平稳下降。我们确定了三个主要参数塑造的恒星形成历史的一个团：每自由落体时间的恒星和核心的形成效率，以及时间尺度上失败的核心返回到团气体。块质量用作比例因子。我们用我们的模型来约束猎户座星云团的祖先团的密度和质量，并提醒说，恒星形成的历史星爆集群可能包含隐藏恒星年龄的不确定性附近的峰值。我们的模型产生了各种各样的恒星形成历史。有趣的是，老球状星团的染色体图和O-Na反相关也呈现出不同的形态。这促使我们讨论我们的模型的背景下，球状星团的多个恒星星族。更大质量的球状星团表现出更强的多个恒星星族模式，如果污染恒星的形成需要给定的恒星质量阈值，我们的模型可以解释。
2021-10-27 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
Physical properties of star-forming clumps in nearby galaxies from CLAUDS and HSC-SSP
The Open University（开放大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究利用Faster R-CNN在约21万个低红移星系中探测到约71万个恒星形成团块，通过测光拟合得到其物理性质，发现其质量函数符合剧烈盘不稳定性原位形成，且团块内迁促进核球形成。
2026-09-18 astro-ph.GA
Cloud G074.11+00.11: a stellar cluster in formation
我们提出了普朗克探测到的冷云G074.11+00.11的分子线和尘埃连续观测。星云由一个弯曲的细丝系统和一个中心的恒星形成团组成。这个团簇与几个红外源和H2O脉泽发射有关。我们的目标是确定质量分布和气体动力学内的集群，调查如果看到集群周围的对流结构在较小的规模上重复自己，并估计在致密的核心和细丝中所含的质量分数。原始稠密气体的速度分布可以用来研究团簇的全球动力学状态、对流入流的作用、暗条碎裂和核心吸积。我们使用分子线和连续观测单碟天文台和干涉设施，研究该地区的运动学。分子线观测表明，中心团簇可能是由大规模的细丝碰撞形成的。中央的团块包含三个致密的核心。假设距离为2.3千秒差距，根据盖亚的观测和背景恒星的三维消光方法，中央星团的质量超过700个太阳质量，大约是云总质量的25%。我们的维里分析表明，中央丛和所有已识别的子结构正在崩溃。我们没有发现与核心相关的小规模细丝的证据。我们的观测表明，这个星团分裂成三个核心，质量在太阳质量范围[10，50]内，并且这三个核心都在坍缩。H2O脉泽辐射的存在表明活跃的恒星形成。然而，CO线仅显示出微弱的流出迹象。我们认为，该地区是年轻的，任何导致恒星形成的过程刚刚开始。
2019-07-19 astro-ph.GA
A molecular line study towards massive extended green object clumps in the southern sky: chemical properties
我们提出了一个分子线研究对31个扩展的绿色物体（EGO）团块在南部天空中使用的数据从MALT 90（毫米天文学遗产团队90 GHz）。根据以前的多波长观测，我们将样本分为两组：大质量年轻恒星天体（MYSO）和HII区。我们的研究结果似乎支持N2 H+和C2 H排放主要来自内部的气体静止团块。此外，我们还发现从MYSO到HII区，[N2 H +]/[H13 CO +]和[C2 H]/[H13 CO +]的相对丰度比逐渐减小。这些结果表明，N_2H ~+和C_2H ~+在双星形成的后期阶段耗尽，可能是由于内部形成了HII区。通过与H13 CO+和HC 3 N等分子的比较，发现N2 H+和C2 H+可以作为双星形成的化学钟。
2016-05-04 astro-ph.GA
Investigating the clumpy star formation in an interacting dwarf irregular galaxy
本研究利用 VLT/MUSE 高分辨率观测数据，探究了相互作用中的矮不规则星系 SDSS J020536-081424 内 kpc 级团块的性质，发现其团块形成是由贫金属气体吸积驱动的。
2025-06-26 astro-ph.GA
Star formation efficiency and scaling relations in parsec-scale cluster-forming clumps
该研究统计17个邻近成星星团团块，利用近红外点源与Herschel连续谱测得其物理参数，并拟合Σ_SFR标度关系，发现较高SFE和ε_ff，不支持跨尺度恒定ε_ff的普适律。
2025-05-15 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
Environmental conditions shaping star formation: The Carina Nebula
使用Mopra望远镜，我们有针对性地在船底座星云61个地区，覆盖面积为1.5平方度，明亮和紧凑的870 $μ$ m尘埃连续发射的分子线发射从主机的16个谱线在3毫米，包括几个致密的气体示踪剂。我们发现，在船底座探测到的团块一般具有平均更高的温度（27 K与21 K相比）和更低的质量（214 M $_\odot$与508 M $_\odot$相比），而不是位于银河平面中与我们相似距离的团块。我们比较了这些团块的分子线发射的性质与MALT 90调查，发现分子线的检测率类似于MALT 90团块被归类为PDR。然而，大多数位于$η$隆突10'以内的团块在我们的观测中几乎没有检测到分子线发射。由于缺乏在船底座地区的脉泽探测，我们还比较了在船底座的团块的性质与银河系的团块与6.7 GHz的甲醇脉泽。我们发现，与银河面的脉泽相关的团块相比，船底座的团块更温暖，质量更小，并且显示出四种最常被探测到的分子HCO $^+$、N $_2$ H $^+$、HCN和HNC的发射更少。总的来说，我们的研究结果与$η$ Carina的高辐射场显著影响其当地环境的情况是一致的，因此致密团块的化学成分。
2018-11-17 astro-ph.GA
Disks and outflows in the S255IR area of high mass star formation from ALMA observations
我们描述了我们最近的ALMA观测所揭示的著名的S255IR高质量恒星形成区的一般结构。这些数据表明主要团块SMA1和SMA2的物理关系。扩展的高速准直双极外流的驱动源并不是最明显的盘状SMA 1团块，其中包含一颗20 M的$_\odot$年轻恒星（S255 NIRS 3），正如之前所假设的那样。显然，它是进化程度较低的SMA2团块，它驱动着外流，并包含一个紧凑的旋转结构（可能是一个磁盘）。同时，SMA1丛驱动另一个流出，具有更大的开口角度。分子线数据没有显示从SMA3丛（NIRS 1）流出，这是由该区域的IR研究建议。
2018-01-31 astro-ph.GA
Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459: Star Formation down to 30 parsec scales
我们目前的测量恒星形成的表面密度，恒星形成的团块光度函数，和团块大小分布函数，透镜星系SGAS J111020.0+645950.8在红移z=2.481。我们探测的物理尺度，半径r=30- 50 pc，比在这些红移下研究的尺度要小得多。我们在这些小团块中发现的恒星形成表面密度与以前在类似红移下测量的其他透镜星系的表面密度一致。在这个透镜星系中，22%的静止帧紫外光来自小团块，r<100 pc。在重叠范围内，该透镜星系的团簇光度函数与z~0星系的团簇光度函数非常相似。在这个星系中，小于100 pc的恒星形成区域-目前的望远镜在这些红移下通常无法分辨的物理尺度-是遥远宇宙中恒星形成的重要位置。如果这个星系具有代表性，这可能与遥远宇宙中恒星形成的临界尺度为1千秒差距的理论相矛盾。相反，我们的研究结果表明，目前的望远镜还没有解决大部分宇宙时间内星系中恒星形成活动的临界尺寸尺度。
2017-07-03 astro-ph.GA
Dense Molecular Clumps associated with the LMC Supergiant Shells LMC 4 \& LMC 5
通过观测位于两个超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的大麦哲伦云（LMC）恒星形成区N48和N49，研究了超巨星壳层及其相互作用对致密分子团的影响.用ASTE和Mopra望远镜对这些区域进行了$^{12}$ CO（$J$ =3-2，1-0）和$^{13}$ CO（$J$ =1-0）观测。一个密集的分子团簇的集群分布显示与7 pc的空间分辨率。大的速度梯度分析表明，团簇的分子氢密度（$n({\rm H}_2)$）从低密度到高密度（$10^3$ cm $^{-3}$）分布，它们的动力学温度（$T_{\rm kin}$）通常较高（大于$50$ K）.这些团块似乎处于恒星形成的早期阶段，这也从H $α$、年轻恒星候选者和红外辐射的分布中得到了证明。我们发现N48区位于两个星系界面的高密度HI包层中，恒星形成相对演化，而N49区仅与LMC 5有关，恒星形成相对平静。N48区域的团块通常显示出高的$n({\rm H}_2)$和$T_{\rm kin}$，它们与大麦哲伦星系团形成区（30 Dor，N159）的团块一样密集和温暖。这些结果表明，星系的大尺度结构，特别是两个星系之间的相互作用，有效地形成了致密的分子团和恒星。
2014-11-01 astro-ph.GA
