A Search for Small-Scale Clumpiness in Orion and W3 High-Mass Star-Forming Regions
对猎户座和W3不同位置的观测揭示了HCN（1-0）、HCO^+（1-0）和CO（1-0）谱线轮廓上的波纹，这可能是光束中大量未分辨的热团以随机速度运动的结果。对于线性大小约为0.1-0.5 pc的区域，此类团块的总数约为（0.4-4）10^5。
2009-03-25 astro-ph.GA
Connecting the Dots: Analyzing Synthetic Observations of Star-Forming Clumps in Molecular Clouds
在本文中，我们调查分子云的观测可以正确识别和测量恒星形成团块的程度。我们从一个5000 M $_{\odot}$分子云的模拟坍缩中产生了一个合成柱密度图和一个合成谱线数据立方体。通过将模拟中发现的团块与合成观测中发现的团块相关联，发现来自谱线数据立方体的团块质量非常接近团块的真实物理性质。我们还发现，“观察到的”团块质量函数来自列密度图转移的一个因素~ 3高于真正的团块质量函数，由于低密度材料沿视线的投影。Alves等人（2007年）首先提出，团簇质量函数向更高质量的偏移3倍可以归因于30%的恒星形成效率。我们的研究结果表明，这一发现可能是由于高估了从柱密度观测确定的团块质量。
2012-07-23 astro-ph.GA
Star-forming clumps in the Lyman Alpha Reference Sample of galaxies -- I. Photometric analysis and clumpiness
我们在莱曼-阿尔法参考样本（LARS）中研究了10-500 pc物理尺度上的年轻恒星形成团块，LARS是一个低红移（z = 0.03-0.2）紫外选择的恒星形成星系的集合。在每个样本的14个星系中，我们检测到团块，我们得出的大小和幅度在5个紫外光滤波器。最终样品包括$\sim$ 1400个团块，其中$\sim$ 600在所有过滤器中具有低于0.3的量值不确定性。总样品的紫外光度函数由斜率为$α= -2.03^{+0.11}_{-0.13}$的幂律描述。LARS星系团的平均$Σ_{SFR}$值高于在HII区域观测到的本地星系团，并且与z = 1-3星系团的典型SFR密度相当。我们推导出的相对贡献，从每个星系的紫外线辐射的团块，并研究它作为一个函数的银河系尺度的属性，即$Σ_{SFR}$和旋转和气体的色散速度（$v_s/σ_0$）之间的比率。我们发现，在具有较高的$Σ_{SFR}$或较低的$v_s/σ_0$的星系中，团簇支配其宿主系统的UV发射。所有Ly $α$逃逸分数大于10%的LARS星系，其紫外光度都超过了团块的50%。我们测试了这些结果对不同物理分辨率的影响的鲁棒性。在低分辨率下，测量到的团块似乎比我们可以将团块分解为单个集群时更高。这种效应在LARS覆盖的红移范围内很小，因此我们的结果不受物理分辨率的影响。
2019-06-11 astro-ph.GA
An Indication of Gas Inflow in Clumpy Star-Forming Galaxies near $z\sim1$: Lower Gas-Phase Metallicities in Clumpy Galaxies Compared to Non-Clumpy Galaxies
本文通过 GNIRS 及 FMOS-COSMOS 光谱比较不同红移团块状与非团块状恒星形成星系，发现团块状星系气相金属丰度系统性更低，支持贫金属气体流入触发团块形成。
2024-10-28 astro-ph.GA
Self-similar cluster structures in massive star-forming regions: Isolated evolution from clumps to embedded clusters
利用dendrogram算法和最小生成树方法分析大质量恒星形成区，发现星团具有自相似结构，且从clump到embedded cluster的演化呈孤立局部性，并证实ATLASGAL clump的典型恒星形成效率约为0.33。
2024-07-29 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
Giant Star Forming Complexes in High-z Main Sequence Galaxy Analogues: The Internal Structure of Clumps in DYNAMO Galaxies
为了间接地研究在$z \sim 1-3$主序星星系的巨大团块的内部结构，我们的目标是非常动荡和丰富的气体的本地类似物从Hubble太空望远镜的样品，在波长范围为$\sim 200-480$ nm。我们提出了一个包含58个团簇的星表，这些团簇是在六个星系中发现的，包括WFC 3/UVIS F225 W、F336 W和F467 M测光系统，其中（$225-336$）和（$336-467$）色分别对消光和恒星星族年龄敏感。我们测量团块本身的内部颜色梯度，以研究它们的年龄和消光特性。我们发现一个显着的颜色趋势，在个别团块，其中解决的颜色分布显示，团块一般有蓝色（$336-467$）的颜色（表示非常年轻的年龄）在其中心比在其边缘，在（$225-336$）颜色与灭绝的变化很小。此外，我们发现，团块的颜色表明他们是老的，优先位于靠近他们的星系的中心，我们没有发现年轻的团块在小银河系中心的距离。这两个结果都与高红移恒星形成系统的模拟一致，这些系统显示团块通过剧烈的盘不稳定性形成，并通过动态过程迁移到星系中心，在几个亿年的时间尺度上促进凸起的增长，同时在它们的中心不断形成恒星。当我们比较这些模拟中的C3 O团块时，我们发现与长寿命团块的最佳一致性。
2021-07-02 astro-ph.GA
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
The fraction of clumpy star-forming galaxies in nearby galaxies from CLAUDS and HSC-SSP
The Open University（开放大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of Toronto（多伦多大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
该研究利用CLAUDS和HSC-SSP数据，通过改进的深度学习框架探测近邻星系的恒星形成团块，测得团块型恒星形成星系占比随红移降低而下降，且与宿主星系恒星质量、sSFR存在特定关联。
2026-09-02 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds IV: extreme star-forming clumps on top of universal cloud scaling relations in gas-rich galaxies
本文通过改变气体分数的盘星系模拟，发现气体团块遵循普适标度关系但弥散随气体分数增大，且恒星形成活动与质量超出的相关性更强，揭示了富气星系中极端恒星形成团块的形成条件。
2024-03-25 astro-ph.GA
Resolving star-forming clumps in a z $\sim$ 2 lensed galaxy: a pixelated Bayesian approach
提出了一种应用于引力透镜星系积分场光谱观测的像素化源重建方法。我们证明了这种方法的有效性在一个案例研究的cluerical形态的一个$z \sim 2$透镜星系背后的群体规模的透镜。我们使用贝叶斯前向源建模方法来重建源星系的表面亮度分布在一个均匀的像素化网格，同时占图像点扩散函数（PSF）。像素化方法对低至100 pc的块尺寸敏感，并且与更传统的射线跟踪方法相比，解决了更小的块尺寸，其中信噪比（SNR）提高了几乎十倍。
2021-04-15 astro-ph.GA
Merging time-scales of stellar sub-clumps in young star-forming regions
最近的观测和流体动力学模拟显示，在一个巨大的分子云内部的恒星形成区域内，恒星并不是均匀分布在整个区域，而是以小的子块的形式形成。一般认为，这些子星团合并并形成了一个年轻的星团。这个合并过程的时间尺度对于最终星团的演化和可能的生存至关重要。关键问题是，这种合并过程是否比清除云的残余气体所需的时间更快。如果合并的时间尺度比气体排出的时间短，那么合并后的星团的生存机会就会增加。在本文中，我们通过数值模拟表明，合并的时间尺度确实非常快。根据初始子星团分布的细节，合并可能发生在气体通过超新星或大质量恒星的风从新形成的星团中排出之前。我们的模拟结果进一步表明，合并对象有一个更高的有效恒星形成效率比整个恒星形成区域，并确认了质量分离的子块形成质量分离的合并对象的结果。
2009-05-04 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
Terahertz ammonia absorption as a probe of infall in high-mass star forming clumps
云的收缩和下沉是恒星形成的基本过程。虽然在大质量恒星形成区观察到的“蓝斜”线轮廓通常被越来越多的研究作为坍缩的证据，但它们的解释提供了许多陷阱。在连续光源前通过红移吸收探测入轨是一种更直接、更可靠的方法，但迄今为止主要局限于厘米级强HII区的吸收。在这里，我们提出了一种新的方法，通过探测吸收旋转氨过渡在前面的强大的尘埃排放的大规模恒星形成区。一个精心挑选的样本，三个地区的不同阶段的演变被选中研究通过大质量恒星形成团块的演变。红移吸收检测到所有三个源和3- 10 × 10 -3 Msol yr-1之间的下降率推导。
2012-03-15 astro-ph.GA
Multiply lensed star forming clumps in the A521-sys1 galaxy at redshift 1
我们研究了A521-sys 1中的恒星形成团的人口，A521-sys 1是一个由前景（$\rm z=0.25$）星团Abell 0521引力透镜的$\rm z=1.04$系统。该星系呈现出一个完整的反像，平均放大率为$\rm μ\sim4$，一个宽弧包含两个放大率达到$\rm μ>20$的A521-sys 1的部分图像，允许对团块的研究下降到$\rm R_{eff}<50$ pc的尺度。我们确定了18个独特的团块，共45个多个图像。内在的大小和紫外线的大小揭示了团块与升高的表面亮度，类似的系统在红移$\rm z\gtrsim1.0$。这些团块解释了银河系紫外光度的$\sim40\%$，这意味着最近的恒星形成活动中有很大一部分发生在那里。团块质量范围从$\rm 10^6\ M_\odot$到$\rm 10^9\ M_\odot$，大小从几十到几百秒差距，导致质量表面密度从$10$到$\rm 10^3\ M_\odot\ pc^{-2}$，中值为$\rm \sim10^2\ M_\odot\ pc^{-2}$。这些性质表明，我们探测到恒星形成发生在广泛的规模，从集群聚集体到巨大的恒星形成复合体。我们发现年龄小于$100$ Myr，与在出生区域附近观察到的团块一致。缺乏与质量，质量密度，或年龄和缺乏老的迁移团块的银河系的趋势可以解释，要么溶解后，几个$\sim100$百万年或恒星的演化，…
2022-08-04 astro-ph.GA
A Comparison of Star-Forming Clumps and Tidal Tails in Local Mergers and High Redshift Galaxies
哈勃太空望远镜的极端恒星形成星系（CCDG）中的星团，团块，尘埃和气体调查包括13个星系的多波长成像，这些星系距离不到100 Mpc，跨越一系列的形态和大小，从蓝色致密矮星（BCD）到发光红外星系（LIRGs），所有星系的恒星形成率都超过每年数百个太阳质量。在CCDG巡天中，7个合并星系的图像被人为地红移，以与z = 0.5，1和2的星系进行比较。大多数红移的尾巴的表面亮度在z = 0.5或1时可见，但在z = 2时由于宇宙学的变暗而不可见。在这些星系中有明显的巨星团;测量的51个星系的大小、质量和颜色与UDF、GEMS、GOODS和CANDELS巡天中观测到的高z系统中的巨星团相似。这些结果表明，一些没有可观测到的潮汐特征的高z星系可能是合并的结果。本地团块也有相同的单位面积恒星形成率和恒星表面密度的团块在中等和高红移观察，所以他们提供了深入了解遥远的团块的子结构。在局部星团的边界内，总共有1596个亮度超过MV =-9的星团被识别出来。星系团的星等分布函数是一个幂律，对于星系团内部和外部的所有星系，其斜率都近似相同（对于数值-对数光度图，斜率近似为-1），并且与星系团表面亮度无关。
2020-12-19 astro-ph.GA
HST imaging of star-forming clumps in 6 GASP ram-pressure stripped galaxies
基于HST多波段成像分析6个GASP冲压剥离星系中的恒星形成团块，发现盘、盘外和尾中团块性质相似且Hα光度增强，说明冲压压力提升光度而环境影响较小。
2023-10-05 astro-ph.GA
G30.79~FIR~10: A gravitationally bound infalling high-Mass star forming clump
探测到了下落运动，并对该源进行了建模。得到的平均下落速度为0.5 km/s，下落质量速率为每年5 × 10 ^-3太阳质量。此外，先前对天空平面中磁场强度的估计值被改进为855微高斯，我们使用该值来计算质量与磁通量比为1.9，或超临界。湍流运动的维里质量也被计算，发现Mvir=563太阳质量，这给出了Msubmm/Mvir=5.9的比率。这两个值都强烈地表明，这个团块一定处于引力坍缩状态。
2010-06-26 astro-ph.GA
Morphology of star-forming clumps in ram-pressure stripped galaxies as seen by HST
本研究基于HST观测，分析了冲压剥离星系中Hα和紫外恒星形成团块及光学复合体的形态，发现团块数量与尺寸随复合体增大，且多数团块偏离中心并远离星系盘，符合火球结构，填充因子和半径随距离增加而增大。
2023-10-11 astro-ph.GA
Diverse nuclear star-forming activities in the heart of NGC 253 resolved with ten-pc scale ALMA images
我们利用ALMA波段7（λ ~ 0.85 mm或ν ~ 350 GHz）11 GHz的观测数据，给出了附近星暴星系NGC 253中心~ 200 pc区域的8 pc × 5 pc分辨率的观测图。我们首次将NGC 253的核星爆分解为8个尘埃恒星形成团块，规模为10 pc。这些团块，每个包含（4-10）x 10^4 M太阳的尘埃（假设尘埃温度为25 K）和多达6 x 10^2质量（O 5V）的恒星，似乎排列在两个平行的山脊上，而它们在以前的研究中已经混合在一起。尽管这些团块的大小和尘埃质量相似，但它们的线光谱在团块之间差异很大，尽管它们之间的距离仅为~ 10秒差距。具体地说，其中一个团簇，团簇1，表现出来自19个分子的至少36条发射线的线混淆限制光谱（包括CH_3OH、HNCO、H_2CO、CH_3CCH、H_2CS和H_3 O+）和氢复合线（H_（26 α）），而在其他一些团簇中检测到的分子线种类要少得多，从光谱中完全消失我们证明了在前一个团簇中存在热分子气体（$T_rot（SO 2）= 90 { \pm } 11 K），这表明热的和化学丰富的环境局限于10 pc尺度的恒星形成团簇中。
2017-10-04 astro-ph.GA
Dust Attenuation in Clumpy, Star-Forming Galaxies at 0.07 < z < 0.14
星系中的尘埃衰减已经被广泛研究，然而，关于遥远星系中的衰减仍然有许多未知数。我们的贡献，这一努力使用的恒星形成星系的观测红移范围z = 0.05-0.15从OOO调查。高度恒星形成的BSO星系与星团有许多相似的属性，恒星形成的星系在高红移。考虑到综合斯隆数字巡天观测，衰减和其他星系属性之间的趋势，C13 O星系是很好地匹配的恒星形成星系在高红移。在V波段，星系的气体衰减为0.2-2.0 mags，恒星E（B-V）与气体E（B-V）的比值为0.78-0.08（在低红移时为0.44）。四个高度恒星形成的H4 O星系在H-alpha用哈勃太空望远镜观测，在Pa-alpha用凯克的积分场光谱观测。后者实现类似的分辨率（~0.8-1千秒差距），我们的HST成像使用自适应光学，提供解决这些星系的气体衰减观测亚千秒差距尺度。我们发现在不同的星系团中，衰减的变化小于1.0等（在H α处），没有高度衰减的恒星形成的证据。V波段的衰减范围为0.3-2.2 mags，与低红移恒星形成星系的衰减一致。衰减的小空间变化表明，这四个星系中的大部分恒星形成活动发生在相对不模糊的区域，因此，恒星形成的特点是我们的H-α观测。
2016-11-17 astro-ph.GA
Mass-size scaling M~ r^1.67 of massive star-forming clumps -- evidences of turbulence-regulated gravitational collapse
我们利用ATLASGAL 870 $μ$ m，SCUBA 850和450 $μ$ m，PdBI 1.3和3.5 mm的数据研究了8个大质量团块的碎裂，并从1 pc到0.01 pc尺度探测碎裂。我们发现我们的物体的质量和大小遵循$M \sim r^{1.68\pm0.05}$。结果与Li（2017）的预测一致，其中$M \sim r^{5/3}$ .在每一个物体内部，致密结构似乎都是以$ρ(r)\sim r^{-2}$为中心浓缩的。我们的观测结果支持这样一种情况，即银河系中的分子气体由以恒定的能量耗散率为特征的湍流支持，而气体碎片如团块和核心是足够大的结构，可以动态地从周围介质中分离出来。
2017-05-10 astro-ph.GA
Clumpy galaxies seen in H-alpha: inflated observed clump properties due to limited spatial resolution and sensitivity
对形成恒星的大质量星系盘的高分辨率模拟显示，团簇形成时的特征重子质量在$10^7-10^8~M_{\odot}$范围内，团簇-团簇合并产生了一个超过$10^9~M_{\odot}$的小尾巴。这与在高红移恒星形成星系中观测到的质量高达$10^{10}~M_{\odot}$的kpc大小的团块形成对比。在本文中，我们表明，模拟和观测到的恒星形成团块之间的比较受到有限的观测空间分辨率和灵敏度的阻碍。我们后处理高分辨率的流体动力学模拟clujerk光盘使用精确的辐射转移模型的电离辐射的影响，从年轻的恒星和计算H $α$发射图。通过比较固有的团块大小和质量分布与那些推断从卷积的H $α$地图与不同的高斯孔径，我们模仿的典型分辨率中使用的观测。我们发现，与100 pc的分辨率，模拟观测可以恢复固有的集群半径和恒星质量，与透镜观测发现。相反，使用1 kpc分辨率会涂抹掉单个团块，导致它们明显合并。这导致了对团块半径的显著高估，因此，使用使用其观察到的尺寸的方法得出的质量。我们表明，有限的灵敏度也可以迫使观察显着高估的团块质量。我们的结论是，在观测中检测到的巨大团块的一个显着的部分可能会导致人为膨胀的半径和质量，并认为$\approx 100$ pc空间分辨率是正确捕获的恒星形成团块的物理特性，如果它们是由光盘碎片产生的相干结构。
2016-10-17 astro-ph.GA
UV-Bright Star-Forming Clumps and Their Host Galaxies in UVCANDELS at 0.5 $\leq$ z $\leq$ 1
该研究利用 UVCANDELS 的 HST/WFC3 紫外观测分析 0.5≤z≤1 星系中的巨型恒星形成团块，给出不同质量星系的团块占比及其与 SFR、颜色、尺寸和结构的关系。
2023-10-02 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
Discovery of Infalling Motion with Rotation of the Cluster-Forming Clump S235AB and Its Implication to the Clump Structures
我们报道了在S235区发现的大质量成团团块（~10^3 Mo）S235 AB的旋转下落运动。我们用野边山射电天文台的45米望远镜对C18 O进行了观测，揭示了该团块的椭圆形状。位置-速度（PV）图沿其主轴显示出两个明确的峰值对称地位于相对于集群中心，这是类似的动态下降包线与旋转围绕一个单一的原恒星模拟N。Ohashi和他的合作者指出，形成团簇的团簇也会由于朝向团簇中心的自引力而坍缩。与Ohashi的模型相似，我们制作了一个简单的下落旋转团模型来拟合观测数据。基于所推导的模型参数以及文献中早期的观测和模拟结果，我们讨论了团簇的结构，如全球质量下降速率（~10^-3 Mo/yr）、中心致密核（质量和尺寸为~4 Mo且< 0.1 pc）的形成以及核中大质量恒星（~11 Mo）的形成之间的关系。
2016-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
SCALES. II. The Internal Composition of Giant Star-Forming Clumps at $z = 1 - 4$
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学Kavli宇宙起源研究中心（WPI）/UTIAS）；Univ Lyon, Univ Lyon1, ENS de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学/里昂第一大学/里昂高等师范学院/CNRS/里昂天体物理研究中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Département d’Astronomie, Université de Genève（日内瓦大学天文学系）；Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学/巴黎西岱大学/法国原子能和替代能源委员会/CNRS/AIM）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
本研究利用JWST/NIRCam观测23个透镜星系，通过高斯差分分解识别44个巨团块，发现其内部质量组成与随机抽样一致，并揭示团块恒星质量函数在约10^7.4太阳质量处存在斜率断裂。
2026-10-30 astro-ph.GA
Distance biases in the estimation of the physical properties of Hi-GAL compact sources-I. Clump properties and the identification of high-mass star forming candidates
在大距离（$d\gtrsim1$ kpc）观测到的赫歇尔恒星形成区域的空间分辨率下降，可能导致对探测到的致密源（团块）的物理参数的估计，这些参数不一定反映原始核心种群的特性。本文的目的是量化的距离效应在这些参数的估计中引入的偏差。为了做到这一点，我们考虑从赫歇尔-古尔德带调查中获得的附近恒星形成区域的赫歇尔地图，并模拟距离增加的影响，以了解当用赫歇尔分辨率观察遥远的恒星形成区域时，会丢失多少信息。在位移到不同距离的地图中，我们提取紧凑的源，我们推导出它们的物理参数，就好像它们是提取的源样本的原始Hi-GAL地图一样。通过这种方式，我们能够讨论主要物理性质如何随距离变化。特别是，我们讨论了团块形成大质量恒星的能力：我们估计了被归类为高质量恒星形成物体的遥远来源的比例，由于它们在质量与半径图中的位置，这只是“误报”。我们还给出了大质量恒星形成$M>1282 \ \left(\frac{r}{[\mathrm{pc}]}\right)^{1.42} M_{\odot}$的阈值。总之，本文提供了天文学家处理赫歇尔地图遥远的恒星形成区域的一套处方，以部分恢复的性质，核心人口在未解决的团块。
2017-01-27 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
Stellar Population Synthesis of star forming clumps in galaxy pairs and non-interacting spiral galaxies
我们已经确定了1027恒星形成复合体的46个星系的样本中的螺旋，桥，尾（SB&T）样本的相互作用的星系，和693恒星形成复合体的样本中的38个非相互作用的螺旋（NIS）星系的$8\rm{μm}$观测斯皮策红外阵列相机。我们已经使用档案多波长紫外到红外观测，以适应我们的团块与代码调查镓发射（CIGALE）使用双指数下降的恒星形成历史（SFH）的光谱能量分布（SED）。我们得到的SFR，恒星质量，年龄和分数的最近的爆发，尘埃衰减，和分数发射由于AGN为这些团块。恒星形成主序星的解析结果在2.5kpc尺度下成立，但在1kpc尺度下则不成立。我们分析了SB&T和NIS样品中SFR、恒星质量和最近爆发年龄之间的关系，发现SB&T星系中单位恒星质量的SFR较高，星系对中的团块较年轻。我们分析了SFR的径向轮廓，发现SFR是通过磁盘增强，并在潮汐功能相对于正常的螺旋。
2018-02-06 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
Star-forming environments in smoothed particle magnetohydrodynamics simulations I: Clump extraction and properties
本文从低质量星团SPMHD模拟中提取109个恒星形成团块，基于恒星束缚/吸积气体的时间逆向追踪定义团块，发现其性质多样且主要不依赖母云初始条件。
2023-05-25 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 history of star-forming regions in the tails of 6 GASP jellyfish galaxies observed with the Hubble Space Telescope
本研究利用哈勃WFC3多波段图像和BAGPIPES建模，分析6个GASP水母星系尾部团块与恒星形成复合体的年龄、质量及空间梯度，揭示冲压作用下的长期恒星形成历史。
2023-12-11 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
Size-Luminosity Scaling Relations of Local and Distant Star Forming Regions
我们使用贝叶斯推断对低红移（z<0.1）和高红移（1<z<5）恒星形成区的综合数据样本进行恒星形成标度关系的研究。这个完整的数据集涵盖了主星系恒星质量（$M_{*} \sim10^6-10^{11} M_{\odot}$）和团块恒星形成率（SFR $ \sim10^{-5}-10^2 M_\odot yr^{-1}$）的广泛范围。我们拟合的大小（r $_{Hα}$）和光度（L $_{Hα}$）之间的幂律关系的恒星形成团块使用贝叶斯统计建模工具斯坦，利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样技术。标度关系的趋势进行了探讨，为整个样本和子集的基础上红移和样本之间的选择效应。在我们的研究中，我们没有发现红移演化的大小-光度标度关系的证据，也没有透镜和非透镜数据之间的斜率差异。有证据表明，恒星形成率高的表面密度（$Σ_{SFR}$）团块和低的表面密度团块之间的比例关系出现了断裂。对于低和高$Σ_{SFR}$团块，尺寸-光度幂律拟合结果分别为L $_{Hα}\sim$ r $_{Hα}^{2.8}$和L $_{Hα}\sim$ r $_{Hα}^{1.7}$。我们提出了一个模型，恒星形成的团块形成在引力不稳定的位置，并产生一个电离的区域所代表的斯特伦格伦半径。如果半径小于盘的刻度高度，则缩放关系为$L \propto r^3$（高$Σ_{SFR}$团块），如果半径大于盘刻度高度，则缩放关系为$L…
2018-10-24 astro-ph.GA
DYNAMO-HST Survey: Clumps in Nearby Massive Turbulent Disks and the Effects of Clump Clustering on Kiloparsec Scale Measurements of Clumps
我们目前$\sim$ 100 pc分辨率哈勃太空望远镜H $α$图像的10个星系的动态新组装的大质量物体（MATRIO）调查的低$z$湍流盘星系，并使用这些进行第一次详细的系统研究的分辨率和团块集群的观察团块在湍流盘的影响。在这个{ \em HST}样本中，我们测量到的星团直径范围为$d_{clump} \sim 100-800$ ~pc，单个星团的恒星形成率高达$\sim5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$。团簇具有非常高的SFR表面密度，$Σ_{SFR}\sim 15$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$，$\sim100\times$高于附近螺旋的H{ \sc ii}区域。事实上，SFR表面密度提供了一个大质量恒星形成团块和局部恒星形成区域之间的简单分界线，其中大质量恒星形成团块具有$Σ_{SFR}> 0.5$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$ ~kpc $^{-2}$。当退化到与$z\sim 1-3$巡天中观测到的星系相匹配时，H2O星系在形态和测量到的团块性质上与高$z$宇宙中观测到的团块星系相似。模拟高红移图中的发射峰通常对应于全分辨率图像中的多个团块。这种聚类的团块系统地增加了表观尺寸和SFR的团块在1~kpc分辨率的地图，并减少了测量的SFR的表面密度的团块多达20 $\times$的一…
2016-08-29 astro-ph.GA
Tracing young star-forming clumps in the nearby flocculent spiral galaxy NGC 7793 with UVIT imaging
星系中的恒星形成是一个等级化的过程，从较小的星系团到较大的恒星复合体，其尺度范围很广。在这里，我们提出了一个紫外成像研究附近的絮状螺旋星系NGC 7793，观察与紫外成像望远镜（UVIT）。我们发现，在远紫外波段（2.64 $\pm$ 0.16 kpc）的盘尺度长度大于近紫外波段（2.21 $\pm$ 0.21 kpc）和光学波段（1.08 kpc）的盘尺度长度，这支持了星系盘由内向外生长的假设.在柱密度大于$10^{21}$ cm $^{-2}$的H~I气体范围内也发现了形成恒星的紫外盘。利用UVIT的空间分辨率（1像素$\sim$ 6.8 pc），我们在星系中识别出2046个年轻的恒星形成团块，半径在$\sim$ 12 - 70 pc之间，这与星系中检测到的GMC的大小非常匹配。在我们的研究中确定的区域中，大约61%的年龄小于2000万年，这表明最近整个星系的恒星形成有所增强。我们还注意到，最年轻的恒星形成区（年龄为$<$ 1000万年）清晰地描绘了星系的絮状臂。团块的估计质量范围为$10^3 - 10 ^6 M_{\odot}$。我们注意到，沿着旋臂，已识别团块的质量分布存在梯度。我们还研究了该星系的核星团，发现星团外围的恒星星族比内部的年轻。
2021-01-27 astro-ph.GA
Metal-Poor Star-Forming Clumps in Cosmic Noon Galaxies: Evidence for Gas Inflow and Chemical Dilution Using JWST NIRISS
本研究利用Sleuth工具分析JWST NIRISS无缝棱栅数据，发现宇宙正午星系的恒星形成团块金属丰度低于周围环境，证实贫金属气体流入引发了化学稀释与恒星形成增强。
2025-08-01 astro-ph.GA
Super massive black holes in star forming gaseous circumnuclear discs
利用N-body/SPH模拟方法研究了一对嵌入在恒星形成环核盘（CND）中的SMBH的分离演化。这种类型的盘预计将形成于富含气体的星系合并的残余物的中心千秒差距。我们的模拟表明，轨道衰变的SMBHs发生更快的平均密度的CND是较高的，由于增加动力学摩擦。然而，在模拟中，CND被分裂成高密度气体团（clusified CND），SMBH的轨道被与这些团的引力相互作用不规则地扰动，在某些情况下，延迟了SMBH的轨道衰变。在我们的模拟和最近的研究中，这些气体团块的密度显着高于孤立星系或ULIRGs中观察到的分子云密度，因此，我们预计SMBH轨道在真实的CND中受到的扰动小于本研究和其他最近的研究中模拟的CND。我们还发现，迁移时间尺度有一个弱的依赖于恒星形成率的CND。此外，一个SMBH对在恒星形成的clusified CND的迁移时间尺度是最多的一个因素三长于一对SMBH在CND的迁移时间尺度与更简单的气体物理建模。因此，我们估计，迁移的时间尺度的SMBH在一个clusiveCND是$10^7$年的顺序。
2015-09-21 astro-ph.GA
Chemical Evolution in High-Mass Star-Forming Regions: Results from the MALT90 Survey
高质量恒星形成区的化学变化为分类其演化阶段和最终年龄提供了一种潜在的方法。在这项研究中，我们寻找与高质量恒星形成相关的致密分子团的分子丰度和演化阶段之间的相关性。我们使用毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）调查的第1年的分子线图。这次巡天测绘了从ATLASGAL巡天中选出的数百个独立的恒星形成团块，涵盖了从星前到原恒星到H II区域的完整演化过程。每个集群的演化阶段进行分类使用斯皮策GLIMPSE/MIPSGAL中红外巡天。在可能的情况下，我们确定的尘埃温度和H2柱密度从赫歇尔Hi-GAL连续数据为每个团块。从MALT 90数据中，我们测量了N_2H ~+、HCO ~+、HCN和HNC（1-0）谱线的积分强度，并导出了N_2H ~+和HCO ~+的柱密度和丰度。赫歇尔尘埃温度增加作为一个功能的IR为基础的斯皮策进化分类方案，最年轻的团块是最冷的，这给人的信心，这种分类方法提供了一个可靠的方式来分配进化阶段的团块。N2 H+和HCO+丰度均随演化阶段而增加，而N2 H+（1-0）与HCO+（1-0）的积分强度比没有明显的趋势。HCN（1-0）与HNC（1-0）的积分强度比显示出随着团块演变而增加的边缘证据。
2013-09-13 astro-ph.GA
Feedback in Forming Star Clusters: The Mass-Radius Relation and Mass Function of Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文导出了大麦云云（LMC）中分子团簇的质量-半径关系和质量函数，并用Fall，Krumholz，and Matzner（FKM）提出的简单反馈模型对它们进行了解释。我们的工作利用了Wong等人根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测到的LMC中六个巨大分子云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图编制的基于树状图的团块目录。麦哲伦星云是唯一的外部星系，这种类型的分析是可能的，在必要的空间分辨率（$\sim1$ pc）。我们发现LMC团簇的质量-半径关系和质量函数分别在质量范围$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^5 M_\odot$和$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^4 M_\odot$上具有幂律形式$R \propto M^α$和$dN/dM \propto M^β$，其指数分别为$α= 0.36 \pm 0.03$和$β= -1.8 \pm 0.1 $.利用这些团块的$α$和$β$值（即，protoclusters），FKM模型对年轻LMC团簇质量函数的预测指数为$β\approx 1.7$，与观测指数吻合较好。这里描绘的LMC中的团块和星团的情况复制了银河系中的情况。
2021-01-28 astro-ph.GA
The connection between the peaks in velocity dispersion and star-forming clumps of turbulent galaxies
我们提出了Keck/OSIRIS自适应光学观测与150-400 pc的空间采样的7个湍流，clusiveddisc星系从CASTO样本（$0.07<z<0.2$）。DYNAMO星系此前已被证明在性质上与$z\sim1.5$的主序星星系非常匹配。积分场光谱观测使用自适应光学受到一些系统，包括一个可变的PSF和空间采样，我们在我们的分析占。我们目前的气体速度色散图校正这些影响，并确认，即使在高空间采样的星系有高的气体速度色散（$σ=40-80$ \kms）。我们发现7个星系中有6个具有统计学意义的结构。最常见的速度弥散峰和发射线峰之间的距离是$\sim0.5$ ~kpc，我们注意到这与用HST H $α$图测量的团块的平均尺寸非常相似。这可能表明，在星系团的速度色散的峰值可能会出现由于一些相互作用之间的团块和周围的ISM星系，虽然我们的观察不能区分流出，流入或速度剪切。需要对更大范围的星系进行观测来证实这一结果。
2017-10-25 astro-ph.GA
Nobeyama 45-m Cygnus X CO Survey: II Physical Properties of $\mathrm{C^{18}O}$ Clumps
我们报告的统计物理性质的C $^{18}$ O（$J=1-0$）块存在于一个突出的集群形成区域，天鹅座X，使用的数据集获得的Nobeyama 45米射电望远镜。本次调查覆盖了天鹅座X南北区的9度$^2$，用系统树方法共鉴定出174个$^2$团块。假设距离为1.4千秒差距，这些团块的半径为0.2-1千秒差距，速度分散度为$<2.2~\mathrm{km~s^{-1}}$，气体质量为30-3000 $M_\odot$，H $_2$密度为（0.2-5.5）$\times10^4~\mathrm{cm^{-3}}$。我们确认，在北部地区的C $^{18}$ O团块有一个较高的H $_2$密度比那些在南部地区，支持存在差异的演化阶段，与这些地区的恒星形成活动。恒星形成和无恒星团块的团块性质的差异也被半径、速度色散、气体质量和H $_2$密度所证实。平均维里比为0.3，支持这些团块是引力束缚的。C $^{18}$ O团块质量函数显示了两个光谱指数分量，55-140 $M_\odot$中的$α=-1.4$和$>140~M_\odot$中的$α=-2.1$，这与Kroupa初始质量函数的低质量和中等质量部分一致。$>140~M_\odot$中的恒星形成团块的光谱指数与55-140 $M_\odot$中的无恒星团块的光谱指数一致，表明后者在保持气体吸积的同时将演化为恒星形成团块。假设分子团的典型恒星…
2019-09-04 astro-ph.GA
Survival of Star-Forming Giant Clumps in High-Redshift Galaxies
我们研究了在星系形成的最活跃阶段，来自恒星的辐射压力对高红移大质量盘状星系中恒星形成巨块生存的影响。这些团块通常质量约为10^8-10^9兆太阳能，半径约为0.5 ~ 1，它们是由剧烈的引力不稳定性在湍流的富气盘中形成的，然后在约10个动力学时间内迁移到中心隆起。我们表明，这些团块的生存或破坏恒星反馈的影响下，关键取决于它们形成恒星的速度。如果它们在每个自由落体时间内将其气体质量的百分之几转化为恒星，就像所有局部恒星形成系统所观察到的那样，并由肯尼库特-施密特定律所暗示，它们就不会被破坏。只有当团块在几次自由落体中将大部分质量转化为恒星时，反馈才能产生显著的气体排出。我们考虑这种快速的恒星形成是否可能在高红移巨星团。
2010-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of the physical and chemical properties of dense clumps in several high-mass star-forming regions
本文通过IRAM 30 m望远镜谱线观测与SCUBA 850 μm尘埃数据分析约20个致密团块，揭示其质量、温度、丰度、维里状态及磁场支撑。
2024-08-06 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
ATLASGAL --- towards a complete sample of massive star forming clumps
通过将RMS巡天中的红外选择的大质量年轻恒星天体（MYSO）和致密HII区域与亚毫米ATLASGAL巡天中发现的大质量团块相匹配，我们已经确定了约1000颗嵌入的年轻大质量恒星，它们的温度介于280 \degr < $\ell$ < 350 \degr和10度< $\ell$ < 60 \degr，其中|b| <1.5度。结合现有的无线电选择的甲醇脉泽和紧凑的HII区域的样本，其结果是一个目录的~1700大质量恒星嵌入在~1300块位于整个银河系内部，包含三个观测不同的子样本，甲醇脉泽，MYSO和HII区域协会，涵盖了大质量恒星形成的最重要的示踪剂，被认为是代表的关键阶段的演变。我们发现，大质量恒星的形成是强烈相关的区域的最高柱密度的球形，中心凝聚的团块。我们发现，三个样本之间没有显着差异的团块结构或嵌入的恒星的相对位置，这表明，一个团块的结构设置开始之前的恒星形成，并改变很少作为嵌入的对象向主序星演变。团块质量和辐射光度之间有很强的线性相关性，质量最大的恒星形成于质量最大的团块中。我们发现，MYSO和HII区域的子样本很可能涵盖了类似的演化阶段范围，大多数都接近其主要吸积阶段的结束。我们发现很少有红外明亮的MYSO与最大规模的团块，可能是由于非常短的主序前的寿命在最明亮的来源。
2014-06-19 astro-ph.GA
Dynamical Properties of Molecular-forming Gas Clumps in Galaxies at the Epoch of Reionization
利用宇宙学放大模拟研究了分子形成气体团簇（MGCs）在再电离阶段的性质。我们确定MGCs在z=6的原型星系（“Althaea”）使用H2密度为基础的团块发现。我们比较它们的质量，尺寸，速度色散，气体表面密度和维里参数（alpha_vir）的观测。在阿尔泰，典型的MGC质量和大小为Mgas=10^6.5 Msun，R=45-100 pc，与附近的旋涡星系和星暴星系相当。MGCs是高度超音速的，并受到湍流的支持，其均方根速度色散为sigma_gas=20-100 km s^-1，压力为P/k_B=10^7.6 K cm^-3（即，> 1000倍于银河系），类似于在附近和z~2富气体星暴星系中发现的。此外，我们进行稳定性分析，了解的起源和动力学性质的MGCs。我们发现，MGC在蜀葵主盘中是全局稳定的。恒星形成预计发生在云和核心中的更小尺度的区域，反而具有较低的α_vir和Toomre-Q值。因此，对再电离时期恒星形成气体动力学的详细研究需要<40 pc（=0.01”）的空间分辨率，这是阿塔卡马大（亚）毫米阵列和下一代甚大阵列可以达到的。
2020-04-22 astro-ph.GA
Planck's dusty GEMS. V. Molecular wind and clump stability in a strongly lensed star-forming galaxy at z=2.2
我们报告了在z=2.236的强引力透镜亚毫米星系“翡翠”（PLCK_G165.7+49.0）中发现的一个分子风信号，它来自一个由几个$10^9$ Msun组成的大质量强烈的恒星形成团块。绿宝石是亚毫米天空中最明亮的高红移星系之一，最初是由普朗克卫星发现的。该系统包含两个由多个近红外弧形成的投影长度为28.5”和21”的宏伟结构，落在z=0.35的大质量星系团后面，以及一个相邻的灯丝，到目前为止在其他波段尚未发现。我们使用HST/WFC 3和CFHT光学和近红外成像与IRAM和SMA干涉的CO（4-3）线和850 $μ$ m尘埃排放的前景透镜质量分布的特点，构建一个透镜模型与Lensstool，并计算在20和50之间的大部分源的引力放大因子。大部分的恒星形成发生在两个大质量的恒星形成团块中，这些团块被引力束缚并嵌入$9 \times 10^{10}$ Msun中，这是一个气体含量为20%的碎片盘。其中一个团块在CO（4-3）线剖面中显示出明显的蓝色翅膀，我们将其解释为风特征。质量外流率之高，足以让我们怀疑，除非外流的气体可以通过周围圆盘的气体吸积来补充，否则在几十万年内，团块可能会变得不受束缚。$^{-1}$的速度偏移为-200 km/s，高于团块的逃逸速度，但不是整个星系的逃逸速度，这表明这些物质中的大部分最终可能会落回星系，并为随后的恒星形成提供燃料。
2018-11-27 astro-ph.GA
Fraction of Clumpy Star-Forming Galaxies at $0.5\leq z\leq 3$ in UVCANDELS: Dependence on Stellar Mass and Environment
本研究提出新的团块识别方法，基于UVCANDELS等数据发现高红移星系团块占比随红移升高、低质量星系占比更高，且无显著环境依赖，支持盘不稳定性碎裂为团块主要形成机制。
2023-05-15 astro-ph.GA
Filamentary structure of star-forming complexes
根据最近的观测，最近的年轻恒星群与柱密度超过10^22 cm^-2的“中心”有关。这些中心辐射出多个秒差距长度的“细丝”，具有较低的柱密度和较少的恒星。具有许多细丝的系统倾向于具有类似间距的平行细丝。这种“中心-灯丝结构”与所有9个300秒差距以内的年轻恒星群有关，形成低质量恒星。在形成更大质量恒星的红外暗云中也可以看到类似的性质。在一个新的模型中，均匀介质中的初始团块被压缩成自引力调制层。外层类似于Schmid-Burgk（1967）的调制平衡，具有几乎平行的细丝。这些细丝汇聚到压缩的团块上，团块塌缩成高效率的恒星。最初的介质和凝聚体的密度与附近的恒星形成云和团块的密度相似。预测的结构类似于观察到的枢纽灯丝系统在其大小，形状和列密度，并在其长丝的外观。这些结果表明，与年轻恒星群相关的中心-暗条结构可能是由分子云中的星团气体压缩引起的。
2009-06-10 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
A contribution of star-forming clumps and accreting satellites to the mass assembly of z ~ 2 galaxies
我们调查团和卫星星系质量大会的贡献。我们分析了空间分辨哈勃太空望远镜观测（成像和无缝光谱）的53个恒星形成星系在z ~ 1 - 3。我们创建了连续谱和发射线图，并在减去星系盘后精确定位了检测到的残留“斑点”。这些被分为紧凑（未解决）和扩展（已解决）组件。扩展部分的大小约为2千秒差距，恒星质量和年龄与星系盘相当，而紧凑部分的质量比星系盘小1.5德克斯，年轻0.4德克斯。此外，扩展的斑点通常比紧凑的斑点距离星系质心更远。通过这些观测和与模拟的比较，我们认为紧凑的斑点是原位形成的团块，而扩展的是吸积卫星。星系团和卫星星系分别占星系质量的~ 20%和~< 80%，恒星形成率的~ 30%和~ 20%。考虑到致密的团块，我们统计估计大质量团块（Mstar >~ 10^9 Msun）的寿命约为6.5亿年，而质量较小的团块（10^8 < Mstar < 10^9 Msun）的寿命约为1.45亿年。这支持了预测长寿团块（寿命> 1亿年）的模拟。最后，约< 30%（13%）的样本星系正在经历单（多）合并，它们的投影分离约< 10 kpc，我们的卫星星系的典型质量比为1：5（但范围在1：10和1：1之间），与文献中的密对星系结果一致。
2019-07-28 astro-ph.GA
