Star Formation Efficiency and Dispersal of Giant Molecular Clouds with UV Radiation Feedback: Dependence on Gravitational Boundedness and Magnetic Fields
Jeong-Gyu Kim, Eve C. Ostriker, Nina Filippova
备注：
42 pages, 20 figures, 2 tables. Accepted by ApJ, with new additions since v1. For a simulation movie, see https://youtu.be/mjGr4vD6MnA
Molecular clouds are supported by turbulence and magnetic fields, but quantifying their influence on cloud lifecycle and star formation efficiency (SFE) remains an open question. We perform radiation MHD simulations of star-forming giant molecular clouds (GMCs) with UV radiation feedback, in which the propagation of UV radiation via ray-tracing is coupled to hydrogen photochemistry. We consider 10 GMC models that vary in either initial virial parameter ($1\leα_{v,0}\le 5$) or dimensionless mass-to-magnetic flux ratio (0.5-8 and $\infty$); the initial mass $10^5M_{\odot}$ and radius 20pc are fixed. Each model is run with five different initial turbulence realizations. In most models, the duration of star formation and the timescale for molecular gas removal (primarily by photoevaporation) are 4-8Myr. Both the final SFE ($ε_*$) and time-averaged SFE per freefall time ($ε_{ff}$) are reduced by strong turbulence and magnetic fields. The median $ε_*$ ranges between 2.1% and 9.5%. The median $ε_{ff}$ ranges between 1.0% and 8.0% and anticorrelates with $α_{v,0}$, in qualitative agreement with previous analytic theory and simulations. However, the time-dependent $α_{v}(t)$ and $ε_{ff,obs}(t)$ based on instantaneous gas properties and cluster luminosity are positively correlated due to rapid evolution, making observational validation of star formation theory difficult. Our median $ε_{ff,obs}(t)\approx$ 2% is similar to observed values. We show that the traditional virial parameter estimates the true gravitational boundedness within a factor of 2 on average, but neglect of magnetic support and velocity anisotropy can sometimes produce large departures. Magnetically subcritical GMCs are unlikely to represent sites of massive star formation given their unrealistic columnar outflows, prolonged lifetime, and low escape fraction of radiation.
An Anomalous Extinction Law in the Cep OB3b Young Cluster: Evidence for dust processing during gas dispersal
我们确定通过Cep OB 3b，一个年轻的星团的3000颗恒星进行气体扩散的消光定律。对76个用MMT/Hectospec光谱鉴定的背景K巨星进行了消光测量。使用文献中的$V$和$R$光度测定法，SDSS中的$g$、$r$、$i$和$z$光度测定法，以及2 MASS中的$J$、$H$和$K_{s}$光度测定法，测定每个巨星系的颜色过量比率。这些颜色过量比率被用来构建通过与Cep OB 3b相关的尘埃物质的消光定律。通过Cep OB 3b的消光定律介于$R_{V} = 3.1$定律和$R_{V} = 5$定律之间，这两种定律分别常用于弥漫原子ISM和致密分子云。消光定律对视线$A_{V}$的依赖性进行了研究，我们发现消光定律在具有$A_{V} > 2.5$星等的区域变得更浅。我们推测，中间尘埃法律的结果从尘埃处理过程中的分子云的集群。
Simulating radiative feedback and star cluster formation in GMCs: I. Dependence on gravitational boundedness
辐射反馈是巨分子云（GMCs）中团簇形成的一个重要结果，新形成的团簇会加热和蒸发周围的气体。团簇形成的过程，以及辐射反馈的作用，在不同的GMC环境中还没有得到充分的探索。我们提出了一系列模拟，探索初始引力束缚和辐射反馈如何影响团簇形成。我们模拟早期演变（$<$ 5百万年）的湍流，10 $^6$ M $_{\odot}$云维里参数范围从0.5到5。为了模拟团簇形成，我们使用团簇汇粒子，再加上一个光线跟踪计划，和一个自定义的亚网格模型，该模型通过采样IMF填充一个团簇，每自由落体时间的效率为20\%。我们发现，辐射反馈只降低了百分之几的团簇粒子的形成效率。初始维里参数在限制团簇形成方面起着更强的作用，对于最不结合的模型到最结合的模型，团簇形成效率的范围为37%到71%。随着初始维里参数的增加，团簇总数增加，而最大质量团簇减少，导致更陡峭的质量分布。我们的星系团粒子中的恒星形成率最初与观测结果一致，但在后期上升到更高的值。这表明，辐射反馈本身并不负责分散的GMC超过第一个500万年的团簇形成。
Duration and properties of the embedded phase of star formation in 37 nearby galaxies from PHANGS-JWST
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Cosmic Origins Of Life (COOL) Research DAO（生命宇宙起源（COOL）研究DAO）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；INAF — Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics, University of Arkansas（阿肯色大学物理系）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）
On the Disruption of Star Clusters in a Hierarchical Interstellar Medium
作为质量M和年龄T的函数的集群数量的分布表明，集群随着时间的推移以规则的方式被侵蚀或分散，使得集群数量在M的每个固定间隔内与T呈近似幂律反向减少。这个幂律与标准的扩散机制，如团簇蒸发和云碰撞是不一致的。在传统的解释中，它需要不太可能的情况，即不同的机制随着时间的推移以独立于环境或M的方式缝合在一起。在这里，我们考虑另一个模型，其中气体在每个恒星形成区域的大规模分布起着重要的作用。我们注意到，星团的形式与巨大的云复合体的位置和时间的相关性，并建议这些复合体主导的潮汐力和碰撞的影响，在其第一个数亿年的集群。由于云复合体的密度随着距离星团诞生地的位置而有规律地减小，因此随着星团的漂移，星团与云片之间的骚扰和碰撞率随着年龄而有规律地减小。这种减少是典型的幂律形式，需要解释质量年龄分布。我们重现这种分布的各种情况下，包括快速中断，缓慢侵蚀，这两者的组合，集群云碰撞，集群中断层次拆卸，和部分集群中断。我们还考虑了明显的集群质量损失的衰落低于表面亮度限制的调查。在所有情况下，在合理的假设下，可以重现观察到的log M - \log T图。
The lifecycle of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
它仍然是一个重大的挑战，推导出云尺度（$\lesssim100$ pc）恒星形成和反馈的理论，描述星系如何将气体转化为恒星作为星系环境的函数。由于缺乏对巨分子云（GMC）生命周期的强有力的经验约束，进展受到了阻碍。我们解决这个问题，通过系统地应用一种新的统计方法来测量的GMC生命周期，恒星形成的演化时间轴，并反馈到附近的9个盘星系的样本，观察作为PHANGS-ALMA调查的一部分。我们测量的空间分辨（$\sim100$ PC）CO-H $α$通量比，并找到一个普遍的去相关的分子气体和年轻恒星的GMC尺度，使我们能够量化的基本进化时间轴。GMC的寿命很短，通常为10-30百万年，并且在星系之间和星系内表现出环境变化。在kpc尺度的分子气体表面密度$Σ_{\rm H_2}\geqslant8$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，GMC寿命与星系动力学过程的时间尺度相关，而在$Σ_{\rm H_2}\leqslant8$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$ GMC从星系动力学解耦，并为内部动力学时间尺度而活。经过一个长时间的惰性阶段，没有大质量恒星形成的H $α$（云寿命的75-90%），一旦大质量恒星出现，GMC在1-5百万年内就会分散。这种扩散很可能是由于早期的恒星反馈，导致GMC达到4-10%的综合恒星形成效率。这些结果表明，星系恒星的形成是由云尺度的、依…
Insights into Jet-Induced Cloud Disruption in NGC 1316: ALMA Reveals a Spatially Extended Molecular Gas
The University of Tokyo（东京大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；Wits Centre for Astrophysics, School of Physics, University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学物理学院天体物理中心）；The College of New Jersey（新泽西学院）；Osaka Electro-Communication University（大阪电波大学）；Stony Brook University（石溪大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合观测所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
利用 ALMA 100 pc 分辨率观测，发现射电星系 NGC 1316 中分子气体存在大量空间延展成分，喷流与分子云相互作用导致云团破坏，表现为宽 CO 谱线、高速度弥散和增高的线比，支持喷流驱动的膨胀气泡模型。
