L1188: a promising candidate of cloud-cloud collision triggering the formation of the low- and intermediate-mass stars
我们提出了一个新的大规模（4平方度）同时$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O（$J$ =1 $-$ 0）映射的L1188与PMO 13.7米望远镜。我们的观测结果表明，L1188由两个几乎正交的平行分子云组成，它们的速度明显分离。在显示大速度传播的交叉点处，我们发现了几个连接两个云速度的桥接特征，以及一个开放的弧形结构，该结构具有高激发温度、增强的$^{12}$ CO和$^{12}$ CO发射以及宽的$^{12}$ CO线翼。这与两个云相互碰撞的场景一致。年轻恒星天体（YSO）候选者的分布意味着在两个云的交叉点恒星形成的增强。我们认为L1188在1~Myr前发生了一次云-云碰撞，可能触发了中低质量YSO的形成。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
What sets the massive star formation rates and efficiencies of giant molecular clouds?
银河系恒星形成的比例关系显示从千秒差距到次千秒差距尺度的散射增加。研究这种散射可能会为恒星形成过程在时间和空间上的演变提供重要线索。在这里，我们结合不同的分子气体示踪剂，不同的恒星形成的指标探测不同的人口的大质量恒星，和知识的演化状态，每个恒星形成区域推导出恒星形成的性质的$\sim$ 150恒星形成复合体的脸的大麦云云。我们发现，当星团出现时，大质量恒星形成的速度会加快，并促进后续几代大质量恒星的形成。此外，我们还发现单个巨星系的恒星形成效率随着云气质量（$M_\mathrm{cloud}$）的增加而下降。这种趋势在银河系恒星形成区持续存在，意味着较大的GMC分子气体耗尽时间更长。我们比较了每自由落体时间的恒星形成效率（$ε_\mathrm{ff}$）与各种广泛使用的分析恒星形成模型的预测。我们发现，虽然这些模型可以产生大的分散在$ε_\mathrm{ff}$类似的观察，模型预测的分散的起源是不一致的观察。此外，所有的模型都无法再现观测到的$ε_\mathrm{ff}$随大麦哲伦星系和银河系中$M_\mathrm{cloud}$的增加而下降的现象。我们的结论是，分析恒星形成模型理想化的全球湍流水平，云密度，并假设一个固定的SFR是不一致的观察从现代数据集跟踪大规模恒星形成的个人云尺度。相反，我们重申了本地恒星反馈在塑造GMC的属性和设置其大质量恒星形成率的重要性。
2017-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cloud-cloud collision and cluster formation in the W5-NW complex
该研究通过气体运动学证据揭示W5-NW复合体中云-云碰撞触发恒星及星团形成，发现互补形态与桥接特征，并观测到年轻恒星过密分布。
2024-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of hub-filament structure triggered by cloud-cloud collision in W33 complex
中心暗条系统被认为是大质量恒星和星团的诞生摇篮，但中心暗条结构的形成机制至今仍不清楚。利用Fugin $^{13}$ CO（1-0）、C $^{18}$ O（1-0）和SEDIGISM $^{13}$ CO（2-1）的测量数据，研究了W33络合物中中心-细丝结构的形成。W33复合体由两个相互碰撞的云组成，称为W33-蓝色和W33-红色。通过拟合多个速度分量，对W33-blue中的速度结构进行了分解，得到了一个连续单调的速度场。树图结构的维里参数表明重力在W33蓝中占主导地位。速度频散与柱密度之间的强正相关表明W33-blue的非热运动可能起源于引力驱动的坍缩。这些特征表明，W 33-蓝的沉积结构是压缩层引力坍缩的结果。然而，W33-blue的大尺度速度梯度可能主要来源于云-云碰撞和活跃恒星形成的反馈，而不是源于纵向流入。根据上述观测结果，我们认为云-云碰撞触发了W33复合体中心-细丝结构的形成。与此同时，W33-blue中多尺度中心-细丝结构的出现可能是从压缩层过渡到中心-细丝系统的印记。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the removal of molecular cloud envelopes by external feedback affect the efficiency of star formation?
我们研究如何恒星形成效率可以显着降低分子云的信封从外部来源的反馈删除。来自恒星形成的反馈很难阻止致密气体中的过程，但可以很容易地去除不发生恒星形成的密度较低和较温暖的包层。然而，包层可以发挥重要作用，通过加深引力势和提供约束压力边界来保持其宿主云的束缚。我们使用数值模拟表明，在所有情况下，在恒星形成效率（SFE）下降的云信封的结果。在1.38次自由落体时，我们的4 pc云模拟的SFE从16%下降到6%，而我们的5 pc云从27%下降到16%。同时，当信封丢失时，我们的3 pc云（最小约束）的SFE从5.67%下降到零。根据$α$，每自由落体时间的恒星形成效率从0到$\approx$ 0.25不等，$α$定义为动能加热能与引力能的比值，与恒星形成的绝对质量无关。此外，发现与包络损失相关的SFE下降甚至发生在稍后的时间。我们的结论是，SFE总是会下降，如果一个恒星形成的云失去了它的信封，由于恒星的反馈，与较少的约束云遭受最大的减少。
2017-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Stellar Population, Distance, and Cloud-Cloud Collision Induced Star Formation Scenario of the Trifid Nebula
三叉星云是一个年轻的恒星形成区域，根据对分子云的观测，恒星的形成被认为是由云-云碰撞（CCC）引发的。它提供了一个独特的机会来测试CCC假说是否得到年轻恒星的空间分布和恒星形成年表的支持。我们提出了第一个研究的光学可见的主序前（PMS）人口的地区使用riH $α$成像和盖亚天体测量。结合对年轻恒星的红外成像分析，我们获得了年轻恒星星族的空间分布和恒星形成年表。从分析中，15个平坦/I类YSO，46个II类YSO和41个吸积PMS星被确定（无盘/非吸积源不包括在分析中）。基于盖亚星系的距离是$\sim$ 1250 pc，比以前报道的要近得多。II类YSO和PMS星（$\sim$ 150万年前）向分子云的边缘扩散。它们比估计的穿越时间$\sim$ 270万年稍年轻，更接近估计的动力年龄$\sim$ 850万年。年轻的I类YSO在空间上更加集中。在两个星云重叠的地方存在一个没有年轻恒星的空腔。这一证据表明，目前这一代的恒星是在$\sim$ 100万年前的两个星云碰撞后形成的，这一结果可以通过未来的光谱研究得到证实。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Global Structure of Molecular Clouds: I. Trends with Mass and Star Formation Rate
本文提出分子云大尺度三维圆柱体结构模型，发现高中心体密度云更紧凑且总质量更低，低质量云气体消耗时间更短，表明存在决定恒星形成时间尺度的普遍结构。
2023-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Evolutionary Model for Collapsing Molecular Clouds and Their Star Formation Activity. II. Mass Dependence of the Star Formation Rate
我们讨论的恒星形成率（SFR）和效率（SFE）在分子云（MCs）的最大质量达到的各种属性的依赖关系，基于以前发表的模型MC和SFR的演变，其中云被假定为正在进行全球崩溃，和SFR由电离反馈控制。由于该模型忽略了其他各种过程，因此给出的结果是上限。我们发现，与$\Mmax \lesssim 10^4 \Msun$云结束他们的生活与一个小爆发，在SFR达到$\sim 10^4 ~\Msun \Myr^{-1}$的峰值，虽然它的时间平均值只有$\SFRavg \sim \hbox{ a few} \times 10^2 \Msun \Myr^{-1}$。相应的效率为$\SFEmax \lesssim $ 60\% $ and $ \SFEavg \lesssim $1\%$。对于较大质量的云（$\Mmax \gtrsim 10^5 ~ \Msun$），SFR首先增加，然后保持大致恒定的$\sim 10^7$年，因为云的影响，因为在其演化的早期恒星反馈。我们发现，$\SFRavg$和$\SFEavg$是很好的代表适合$\SFRavg \approx 100 (1+\Mmax/2 \times 10^5 ~ \Msun)^{2} ~ \Msun \Myr^{-1}$和$\SFEavg \approx 0.024 (\Mmax/10^5 ~ \Msun)^{0.28}$，分别。大质量模型云遵循…
2014-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in cloud cores -- simulations and observations of dense molecular cores and the formation of solar mass stars
恒星的形成是低效的。分子云数值模拟和理论模型的最新进展表明，星际湍流、磁场和恒星反馈的综合作用可以解释恒星形成的低效率。恒星的形成率对湍流的驱动模式非常敏感。螺线管驱动可能是更重要的中央分子区，相比更多的压缩驱动剂在螺旋上午云。理论和观测工作都在进行中，以确定不同银河系环境中湍流的主导驱动模式。ALMA与CARMA、JCMT和SMA等其他仪器相结合的新观测开始揭示致密核心和原恒星盘的磁场结构，显示出具有有序和湍流场分量的高度复杂的场几何结构。这种复杂的磁场可以在致密的核心和原恒星吸积盘中产生一定范围的恒星质量和喷流/外流效率。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Plaskett Lecture: Star Formation in the Perseus Molecular Cloud
对英仙座分子云的大规模调查为恒星形成过程提供了许多线索。在这里，列密度图和运动学数据（地图和点数据）的分析进行了讨论，并从模拟预测进行比较。结果包括形成致密恒星形成核心的柱密度阈值，以及致密核心在其局部环境中是静止的，而分子云作为一个整体具有由大尺度模式主导的湍流运动。其中一些结果已经被用来约束恒星形成的模型，其他的可以作为未来模型的测试。未来几年的恒星形成研究有望为该领域提供令人兴奋的进展，特别是在几个设施正在进行的古尔德带遗产调查，包括詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。
2011-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of collision speed, cloud density, and turbulence in the formation of young massive clusters via cloud-cloud collisions
年轻大质量星团（YMC）是最近形成的天体，具有异常高的恒星形成率。我们认为，YMC的形成机制可能是巨分子云的碰撞，这与其他作者提出的YMC走廊带形成模式相一致。我们进行了云-云碰撞的光滑粒子流体动力学模拟，并探讨了云的碰撞速度，初始云密度和云湍流水平对全球恒星形成速率和碰撞形成的星团性质的影响。我们发现，更大的碰撞速度，更大的初始云密度和较低的湍流增加整体恒星形成率，并产生更大的集群质量的集群。一般来说，相对速度为$\gtrsim 25$ km/s，初始云密度为$\gtrsim 250$ cm $^{-3}$，湍流为$\approx 2.5$ km/s的碰撞可以产生具有类似于所观察到的银河系YMC性质的大质量星系团。
2020-09-16 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
Formation of Massive Molecular Cloud Cores by Cloud-cloud Collision
最近对包括NGC 3603、Westerlund 2和M20在内的大质量星团周围的分子云的观测表明，大质量恒星的形成可能是由云-云碰撞引发的。通过使用三维，等温，磁流体动力学模拟与自引力的影响，我们证明了大规模的，引力不稳定的，分子云核后面的云-云碰撞引起的强冲击波形成。我们发现，由于激波压缩和压缩层中的湍流增强了磁场强度，大质量分子云核具有较大的有效金斯质量。我们的结果预测，云-云碰撞形成的大质量分子云核是平行的，并由垂直于细丝的磁场穿过。
2013-08-19 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions and triggered star formation
恒星形成是星系演化的基本过程。在过去的几十年里，一个问题一直是确定恒星的形成是由外部触发引起的，还是在封闭系统中自我调节。外部触发器的作用可以有效地在小体积内收集质量，在大质量星团的形成方面引起了特别的注意，这在极端情况下可能导致恒星爆发。最近的观测揭示了在附近相互作用的星系中由云-云碰撞触发的大质量团簇形成，包括麦哲伦星系和麦哲伦星系以及几乎所有已知的高质量恒星形成区，如RCW 120，M20，M42，NGC 6334等，在银河系中。理论上的努力正在为导致大质量星团/恒星形成的质量压缩奠定基础。在此，我们回顾了云-云碰撞和触发星团形成团簇形成的最新进展，并讨论了这一领域的未来研究前景。
2020-10-01 astro-ph.GA
Star Formation Relations in Nearby Molecular Clouds
我们测试一些想法的恒星形成关系对当地分子云的数据。在一个云的基础上，恒星形成率的表面密度与气体表面密度除以自由落体时间的关系，从平均云密度计算，没有显着的相关性。如果用穿越时间代替自由落体时间，相关性就更小了。在云内，恒星形成率体积和表面密度随着相应的气体密度而迅速增加，比使用从局部密度定义的自由落体时间的模型预测的要快。在一个模型中，恒星的形成率线性依赖于8等视消光以上的气体质量，描述了这些云的数据，具有非常低的分散性。大质量恒星形成区域的数据，基于电离气体的自由-自由发射，提高了恒星形成率，也同意这种线性关系。
2014-01-14 astro-ph.GA
Star Formation in Disk Galaxies. II. The Effect of Star Formation and Photoelectric Heating on the Formation and Evolution of Giant Molecular Clouds
我们研究了恒星形成和漫射光电加热对孤立银河系型星系盘的高分辨率（~< 10 pc）全球（~ 20 kpc）模拟中形成的巨分子云（GMC）性质的影响。这些云是通过引力碎裂而形成的，密度n_H>= 100 cm ^-3的结构被认为是GMC。在模拟中产生了1000-1500个质量M > 10^5 Msolar的云和180-240个质量M > 10^6 Msolar的云，这与银河系人口的估计一致。我们发现，光电加热的作用是抑制ISM的碎裂，导致云周围的暖气体中的对流结构。这种环境抑制了逆行旋转云群的形成，在3亿年后，88%的云相对于银河系逆时针旋转。扩散加热也降低了初始恒星形成的速率，减缓了气体转化为恒星的速度。因此，我们得出结论，星际环境中起着重要的作用，在GMC的演变。我们的云存在于0- 2000万年之间，由于云合并和恒星形成，婴儿死亡率很高（t' <300万年）。其他性质，包括质量分布，尺寸和表面密度与观测结果吻合良好。我们的云之间的碰撞是常见的，发生率约为轨道周期的1/4。在我们目前的分辨率下，尚不清楚这种碰撞是触发还是抑制了恒星的形成。我们的恒星形成率比在本地星系中观察到的要高出10倍。这可能是由于我们的模型中没有局部反馈。
2011-01-07 astro-ph.GA
The Molecular Cloud Lifecycle II: Formation and Destruction of Molecular Clouds Diagnosed via H$_2$ Fluorescent Emission Emission
本研究利用SILCC模拟，通过H$_2$形成与离解速率诊断分子云生命周期，提出空间FUV光谱仪观测可区分云构建、快速恒星形成、化学平衡及云毁灭等阶段。
2024-02-05 astro-ph.GA
Interpreting the Star Formation Efficiency of Molecular Clouds with Ionising Feedback
我们调查的起源观察到的本地恒星形成的关系，使用辐射磁流体动力学模拟自洽恒星形成和电离辐射。我们将这些云与当地恒星形成云的密度分布进行比较，发现最弥散的模拟云与观测到的云相匹配。然后，我们计算这些模拟云的观测动机和理论动机的恒星形成效率（SFE）。通过包括电离辐射，我们可以在与附近的银河系云最相似的云中重现观察到的SFE。对于密度较大的云，SFE可以接近统一。这些观测到的SFE通常比“总”SFE大3到10倍，即初始云质量转化为恒星的分数。将观察到的转换为总SFE是不平凡的。我们建议这样做的一些技术，虽然估计高达10倍的转换误差。
2017-06-23 astro-ph.GA
Cloud and Star Formation in Spiral Arms
我们提出的结果，从螺旋星系的GMC形成的模拟。首先，我们讨论云的形成云碰撞，引力不稳定性，认为前者是普遍存在于较低的星系表面密度和后者在较高。云的质量也受到恒星反馈的限制，这在云达到最大质量之前可能是有效的。我们在不同级别的反馈模拟中显示了云的其他属性。在中等程度的反馈下，云的旋转和维里参数等属性与观测结果一致。如果没有反馈，就会产生不切实际的过度绑定云。螺旋臂并没有触发恒星的形成，它们只是将气体聚集成更大质量的GMC。我们更详细地讨论了云在ISM的相互作用，并认为这些是更复杂的云云碰撞比早期的想法。最后，我们展示了正在进行的工作，以确定银河系是否是一个絮状或宏伟的设计螺旋。
2014-07-01 astro-ph.GA
Compact dusty clouds and efficient H$_2$ formation in diffuse ISM
Tsytovich等人（2014年）最近提出并研究了弥散星际介质（ISM）中致密尘埃云的形成。在本文中，云的H $\to$ H $_2$转变的速度在ISM的影响进行了检查。我们讨论的机制，导致云的形成和周围的气体团块的创建，分析的主要过程确定的效率的重组原子氢尘埃颗粒，并估计预期的增强全球H $_2$形成由于云的存在。总之，我们认为，致密的尘埃云提供了最佳的条件，在弥漫ISM的原子复合，并指出了一些天体物理的影响所产生的H $_2$形成增强。
2018-05-25 astro-ph.GA
The Effects of Inhomogeneities within Colliding Flows on the Formation and Evolution of Molecular Clouds
来自当地恒星形成区域的观测证据表明，恒星形成发生在分子云形成后不久，甚至在分子云形成期间。在大规模的汇聚流中形成分子云的模型已经确定了驱动必要的快速碎裂的物理机制。他们还指出，全球引力坍缩驱动了分子云中的超音速湍流。以前的云形成模型集中在湍流的产生、引力坍缩、磁场和反馈。在这里，我们将探索气流中的结构对所形成的云的影响，以及随之而来的引力坍缩。我们比较两个极端的情况下，一个是两个光滑的流之间的碰撞，一个是包含小块的流。我们发现，结构化的收敛流导致局部引力坍缩（“恒星形成”）的延迟。因此，更多的气体有时间积累，最终导致强烈的全球崩溃，从而导致高恒星形成率。均匀的汇聚流在早期的流体动力学上破碎，导致局部引力坍缩的快速发生和整体低的汇形成率。
2013-04-09 astro-ph.GA
Shock-triggered formation of magnetically-dominated clouds. II. Weak shock-cloud interaction in three dimensions
为了理解从原子云形成磁主导的分子云，我们研究了弱辐射冲击与磁化云的相互作用。热稳定的暖原子云最初与周围的热电离气体处于静力平衡。然后，通过热介质传播的激波与云相互作用。我们遵循与时间相关的理想磁流体动力学代码的冲击云的动力学演化。通过三维模拟，我们研究了不同的磁场方向的影响，包括平行，垂直和倾斜的冲击法向。我们发现，激波法线和磁场之间的角度必须很小，才能产生具有与观察到的分子云相似性质的云。
2010-03-30 astro-ph.GA
Star Formation Induced by Cloud-Cloud Collisions and Galactic Giant Molecular Cloud Evolution
最近对附近星系的射电观测开始绘制整个盘的地图，并识别出即使在星系螺旋结构之间的区域中的巨型分子云（GMC）。不同星系环境下观测到的GMC质量函数的变化表明，大质量GMC优先分布在星系螺旋结构中，而臂间区域有许多小的GMC。基于从磁化暖中性介质到分子云的相变动力学，Kobayashi et al. 2017提出了包含云-云碰撞（CCC）过程的GMC质量函数的半解析演化描述。他们的结果表明，CCC是占主导地位的塑造GMC的质量函数相比，密集HI气体的吸积驱动的超音速激波的传播。然而，他们的公式没有考虑到CCC可能增强恒星形成。银河系内的射电观测表明CCC对于星团和大质量恒星的形成具有重要意义。在本文中，我们重新制定了Kobayashi等人2017年修改的时间演化方程，以便我们额外计算随后在CCC云中发生的恒星形成。我们的研究结果表明，虽然较小的云之间的CCC事件数量超过了大质量GMC之间的CCC事件，但CCC驱动的恒星形成主要是由大于10^5.5 Msun的大质量GMC驱动的（其中Msun是太阳质量）。由此产生的累积CCC驱动的恒星形成可能相当于银河系和附近星系恒星形成总量的百分之十。
2018-05-22 astro-ph.GA
GMC Evolution in a Barred Spiral Galaxy with Star Formation and Thermal Feedback
研究了恒星形成和恒星热反馈对M83型棒旋星系中巨分子云（GMC）形成的影响。我们比较了三个高分辨率的模拟（1.5 pc细胞大小）与不同的恒星形成/反馈模型：一个没有恒星形成，一个恒星形成，但没有反馈，一个恒星形成和热能注入。我们分析了由此产生的云群，发现我们可以识别出与我们以前的工作（不包括恒星形成或反馈）中发现的相同的大规模维里化云群和瞬态低表面密度云群。恒星的形成和反馈可以影响我们识别的云的混合。特别是，恒星的形成仅仅是将稠密的气体云转化为恒星，而云的数量只有很小的变化，主要是导致短暂的数量略有减少。然而，反馈具有更强的影响：虽然它通常不足以完全摧毁云层，但它确实会将气体从云层中喷出，增加云层间区域的气体密度。这减少了大量云的数量，但大大增加了瞬时云的数量。我们还发现，反馈往往会驱动大质量云的径向净流入，导致在酒吧地区的恒星形成率的增加。我们研究了一些可能的原因，并得出结论，这是可能的阻力，从增强云间密度可能是负责。
2016-06-15 astro-ph.GA
Fast cloud-cloud collisions in a strongly barred galaxy: Suppression of massive star formation
最近的星系观测表明，恒星形成活动的变化取决于星系环境。为了了解银河尺度恒星形成的多样性，了解极端环境下巨型分子云的形成和演化至关重要。我们专注于观测证据，酒吧在强棒星系缺乏大质量的恒星，即使分子气体的数量足以形成恒星。本文利用NGC 1300观测结果中的恒星势，对一个强棒星系进行了流体动力学模拟，并比较了棒臂、棒端和旋臂等不同星系环境下的云性质。我们发现，云的维里参数的平均值为1，没有环境依赖性，表明云的引力束缚态并不落后于观测证据的缺乏大质量恒星的强酒吧。相反，我们专注于云-云碰撞，这被认为是大质量恒星形成的触发机制。我们发现，在酒吧的碰撞速度比在其他区域快。我们使用云的运动学研究碰撞频率，并得出结论，在酒吧的快速碰撞可能源于随机的云运动，由于椭圆形的气体轨道移动的酒吧潜力。这些结果表明，在强棒中观察到的缺乏活跃的恒星形成的区域起源于快速的云-云碰撞，这是低效的形成大质量恒星，由于银河系尺度的激烈的气体运动。
2020-03-26 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion triggered by cloud-cloud collision II, Two merging molecular clouds in NGC2024
我们分析了NGC 2024中的NANTEN 2 13 CO（J=2-1和1-0）数据集。我们发现，云由两个速度分量，而云显示主要是单峰CO配置文件。这两个组成部分是物理上连接到HII区，证明了他们的密切相关的黑暗泳道和发射星云。这两种成分呈互补分布，位移为0.4 pc。这种互补分布是在高质量恒星形成区域发现的碰撞云的典型特征。我们推测，云-云碰撞的两个组件之间触发了形成的晚O星和早期B星定位在0.3 pc的云峰。碰撞时间尺度估计为10^5年左右，根据位移与相对速度之比3-4 km s-1进行了可能的预测修正。碰撞云1023 cm-2的高柱密度类似于RCW 38、Westerlund 2、NGC 3603和M42中的其他大质量星团，它们可能是在云-云碰撞的触发下形成的。目前的结果提供了一个额外的证据，有利于大质量恒星形成的主要云-云碰撞在猎户座。
2017-06-18 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 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
Star Cluster Formation in Clouds with Externally Driven Turbulence
已知星团是在动荡的分子云中形成的。分子云中的湍流是如何驱动的，以及这对恒星形成的影响仍然不清楚。我们比较了一个模拟设置与湍流驱动无处不在一个周期性的盒子与设置湍流只驱动周围的盒子。我们分析了由此产生的气体分布，运动学，以及从云形成的恒星的人口。这两种设置都成功地产生了具有幂律结构函数的湍流速度场，外部驱动的云具有更中心的、整体的团块，而完全驱动的云具有许多更小的、更分散的团块。恒星的形成遵循云的形态，产生大的星团，在外部驱动的模拟中具有高的恒星形成效率，在完全驱动的情况下，稀疏的单个恒星形成效率要低得多。我们的结论是，外部驱动的方法，这类似于一个全球层次崩溃（GHC）的情况下，产生的星团，更紧密地匹配的观测。
2022-08-10 astro-ph.GA
How Galactic Environment affects the Dynamical State of Molecular Clouds and their Star Formation Efficiency
我们研究了分子云的动力学状态与宿主星系环境的关系，以及这如何影响银河系和七个邻近星系的恒星形成效率。我们编译测量分子云和宿主星系的属性，并确定整个星系和不同的子区域内的质量加权平均云属性。我们发现分子云处于环境压力平衡的维里平衡，其中气体丰富，分子为主，高压区域的云接近自我维里化，而气体贫乏，原子为主，低压环境中的云实现内部动力学压力和外部压力之间的平衡。分子云每自由落体时间的恒星形成效率很低，约为0.1%-1%，并显示出2 dex的系统变化，作为维里参数和宿主星系环境的函数。在低气压环境中观察到的云的趋势-作为太阳附近-与最先进的恒星形成的顺磁调节模型很好地匹配。然而，这些模型大大高估了在高压环境中观察到的低恒星形成效率的云，这表明这些模型尚未考虑的其他物理参数的重要性。
2019-08-12 astro-ph.GA
Formation of Molecular Clouds and Global Conditions for Star Formation
巨分子云（GMC）是银河系和类似星系中形成恒星的冷分子气体的主要储存库，因此任何对恒星形成的理解都必须包括GMC形成，演化和破坏的模型。这些模型必然受到星际分子和原子气体以及新生恒星的测量的限制。近年来，观测和理论都取得了很大的进展，后者主要是由改进的数值模拟驱动的，而前者则是由新望远镜和仪器的大规模调查所推动的。本章对该领域的现状进行了全面的回顾。
2013-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Cluster formation induced by a cloud--cloud collision in [DBS2003]179
[DBS 2003]179是银河系中的一个超级星团，是通过深近红外观测发现的。利用NANTEN 2、ASTE和Mopra 22 m望远镜对[DBS 2003]179进行了CO J=1-0和J=3-2的观测。我们确定并绘制了两个可能与星团相关的分子云。该关联由与8微米Spitzer图像的空间相关性以及12 CO的两个跃迁（J=3-2至J=1-0）的高比率证明。这两个云团在空间上具有互补分布，在速度上具有连接它们的桥梁特征。我们提出了一个假设，即两个云在1- 200万年前相互碰撞，碰撞压缩了界面层，触发了星团的形成。这为在Wd 2、NGC 3603、RCW 38和R136这四个超级星团的旁边存在一个由云-云碰撞形成的超级星团提供了又一个证据。这些发现表明，已知的具有密切关联的尘埃排放的超级星团是由云-云碰撞形成的，支持了云-云碰撞在大质量恒星形成中的重要作用。
2019-12-04 astro-ph.GA
The formation of a Spitzer bubble RCW79 triggered by cloud-cloud collision
理解O星的形成机制是当前天体物理学的重要课题之一。O型星如何影响其周围环境并引发次级恒星形成也是一个非常有趣的问题。H1，\emissiontype{II}区域RCW 79是与RCW 120相邻的典型Spitzer泡之一。用Mopra和NANTEN 2对CO $J=$ 1- 0发射的新观测表明，分子云在20 km s $^{-1}$的速度范围内与RCW 79在四个速度分量上相关联。我们假设两个云相互碰撞，碰撞引发了气泡内12颗O星的形成，并沿着气泡壁形成了54颗低质量的年轻恒星。碰撞得到了观测到的连接碰撞云中不同速度分量的桥梁特征的支持。整个碰撞过程发生在$\sim$ 100万年的时间尺度内。RCW 79的投影面积比只有一颗O星的RCW 120大30倍，大的尺寸有利于12颗O星的形成，这是由于在碰撞冲击压缩中积累了更多的气体。
2018-02-15 astro-ph.GA
Giant Molecular Cloud Formation in Disk Galaxies: Characterizing Simulated versus Observed Cloud Catalogues
我们提出了一个模拟的巨型分子云（GMC）的研究结果，形成在银河系型星系盘与一个平坦的旋转曲线。这个模拟不包括恒星形成或反馈，产生的云质量在10^4 Msun和10^7 Msun之间。我们比较我们模拟的云人口的两个观测调查;波士顿大学-五学院射电天文台银河系环调查和BIMA全磁盘调查的M33。分析了全球云的性质，并比较了Larson的尺度关系。我们发现，模拟的云特性与观测到的云特性吻合得很好，在M33中，在可比分辨率下，云之间的一致性最接近。我们的云具有高度的引力--这一特性既来自于它们在剪切星系环境中的引力不稳定性，也来自于云与云之间的引力相遇。我们还发现，在致密区域（其中n_{thresh} > 10^4 cm^{-3}）中，潜在的恒星形成气体的积累率为每1000万年3%，在大约10^6 Msun的云中。这表明，在观测到的云层中的恒星形成率与气体可以通过对流聚集到GMC内的致密子区域的速率有关。选择最内部分辨率最好的云列入模拟GMC目录;这是同类中的第一个。编目的云可以作为从全球模拟中提取的数据集。
2013-08-01 astro-ph.GA
Molecular Clouds Toward the Super Star Cluster NGC3603; Possible Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Triggering the Cluster Formation
利用NANTEN 2观测了超级星团NGC 3603在12 CO（J=2-1，J=1-0）和13 CO（J=2- 1，J=1-0）跃迁中的分子云。我们认为，两个分子云在13公里s-1和28公里s-1与NGC 3603证明了较高的温度向H II区域以及形态对应。这些云的质量太小了，它们之间的相对运动只有20 km s-1。我们认为，这两个云在百万年前相互碰撞，引发了超级星团的形成。这种情况是能够解释的起源，最高质量的恒星星族在集群中，是年轻的百万年，并隔离在中央sub-pc的集群。这是沿着Westerlund 2的第二个超级星团，其形成可能是由云-云碰撞引发的。
2013-06-11 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions triggering star formation in galaxy simulations
本研究开发实时识别云-云碰撞（CCCs）的算法及关联恒星形成的模型，通过孤立星系模拟发现CCCs是星系演化中重要的恒星形成过程，且后处理分析碰撞参数存在偏差。
2024-03-08 astro-ph.GA
High-mass star formation in Orion B triggered by cloud-cloud collision: Merging molecular clouds in NGC 2024
我们对NGC 2024进行了新的全面的$^{13}$ CO（$J$ =2--1）观测，NGC 2024是猎户座B中最活跃的恒星形成区，NANTEN 2获得的角分辨率为$\sim$ 100“”。我们发现，相关的云由两个独立的速度分量。这些组分与H{ \sc ii}区域物理连接，这一点可以通过它们与暗泳道和发射星云的密切相关性来证明。两个组分呈互补分布，位移为$\sim$ 0.6 pc。这种互补分布是在高质量恒星形成区域发现的碰撞云的典型特征。我们假设，这两个组件之间的云-云碰撞触发了形成的晚O型星和早期B星定位在0.3 pc的云峰。根据位移与相对速度$\sim$ 3 km s $^{-1}$的比率，估计碰撞持续时间为30万年。碰撞云$\sim$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$的高柱密度与RCW 38、Westerlund 2、NGC 3603和M42中的其他高质量星团相似，它们可能是在云-云碰撞的触发下形成的。目前的结果提供了一个额外的证据，有利于大质量恒星形成的主要云-云碰撞在猎户座。
2020-05-02 astro-ph.GA
On the Star Formation Rates in Molecular Clouds
在本文中，我们调查了附近的分子云内的恒星形成活动的水平。我们采用了一套统一的红外消光图，以提供云的质量和结构的准确评估，并将这些与云内的年轻恒星天体的库存进行比较。我们目前的证据表明，无论是产量和恒星形成的速度可以有很大的不同，在当地的云，独立于他们的质量和大小。我们发现，这种云的表面密度结构似乎是重要的控制这两个因素。特别地，我们发现分子云中的恒星形成率（SFR）与云量（M_{0.8}）成线性正比，消光阈值A_K约等于0.8星等，对应的气体表面密度阈值约为116太阳质量/平方pc。我们认为，这个表面密度阈值对应于气体体积密度阈值，我们估计为n（H_2）约等于10^4 \cc。具体来说，我们发现SFR（每年太阳质量）= 4.6 +/- 2.6 x 10^{-8} M_{0.8}（太阳质量）。恒星形成速率与分子云中致密气体量之间的关系，似乎与先前对银河系和河外恒星形成活动的观测非常吻合。这可能是潜在的物理关系或经验定律，最直接地将恒星形成活动与星际气体在单个星系内和星系之间的许多空间尺度上联系起来。这些结果表明，关键是要获得一个预测性的了解，在分子云和星系的恒星形成率是要了解这些物理因素，这些云的致密成分。
2010-09-15 astro-ph.GA
Environmental dependence of star formation induced by cloud collisions in a barred galaxy
云碰撞被认为是一种将小尺度恒星形成过程与观测到的表面恒星形成率和气体表面密度之间的全球关系联系起来的方法。我们建议，这个模型可以进一步改进，允许这种碰撞的生产力取决于两个云的相对速度。我们的调整实现了一个简单的阶梯函数，导致最成功的碰撞是在所观察到的速度触发恒星形成。通过对棒星系的高分辨率模拟，我们成功地再现了棒星系中恒星形成效率（SFE）低于旋臂的观测结果。这是不可能的，当我们使用的效率依赖于内部的湍流特性的云。我们的研究结果表明，由云的引力驱动的高速碰撞是负责低酒吧SFE。
2014-08-21 astro-ph.GA
Star formation in metal-poor gas clouds
对贫金属环境中的分子云的观察通常会发现，它们的恒星形成率比人们根据观察到的CO光度和从中推断的分子气体质量所预期的要高得多。如果假设CO光度和H2质量之间的转换因子在这些低金属丰度系统中比在附近的分子云中大得多，则可以理解这一发现。然而，目前还不清楚这是否是唯一的因素，或者云的恒星形成率是否对气体的金属含量直接敏感。为了研究这一点，我们已经进行了数值模拟的耦合动力学，化学和热演化的模型云的金属丰度范围从0.01 Z太阳能Z太阳能。我们发现，在我们的模型云的恒星形成率的金属丰度几乎没有敏感性。将气体的金属丰度降低两个数量级，会使星云中恒星形成的时间延迟不超过一个星云自由落体的时间，并使时间平均恒星形成率最多降低两倍。另一方面，云的化学状态对金属丰度高度敏感，在金属丰度最低时，云完全由原子气体控制。我们的研究结果证实，在这些系统中的CO到H2的转换因子强烈地依赖于金属丰度，但也表明，精确的值是高度依赖于时间的，因为最贫金属的云的集成CO光度主要由短寿命的重力塌陷区域的排放。最后，我们发现的证据表明，每单位H2质量的恒星形成率随着金属丰度的降低而增加，这是由于我们的低金属丰度云中存在的H2分数要小得多。
2012-07-18 astro-ph.GA
Connection among environment, cloud-cloud collision speed, and star formation activity in the strongly barred galaxy NGC1300
云-云碰撞（CCC）被认为是诱导大质量恒星形成的一种机制。最近的模拟表明，CCC的速度是不同的星系尺度的环境，这是负责观察到的恒星形成活动的差异。特别地，高速CCC被认为是棒旋星系棒区恒星形成抑制的原因。本文以强棒星系NGC 1300为研究对象，研究了CCC速度。我们发现，在酒吧和酒吧端的CCC速度往往高于在手臂，估计CCC速度为$\sim20~\rm km~s^{-1}$，$\sim16~\rm km~s^{-1}$和$\sim11~\rm km~s^{-1}$酒吧，酒吧端和手臂分别。虽然在棒区和棒端区的恒星形成活动不同，但两个区域的CCC速度和含$> 20~\rm km~s^{-1}$的高速CCC的数密度都很高，这意味着控制恒星形成的其他参数的存在。巨分子云（GMCs）中棒端（质量较低、密度较低）和棒端（质量较高、密度较高）分子气体质量（平均密度）的差异可能是导致不同恒星形成活动的原因。结合我们以前的研究（Maeda等人），NGC 1300星棒中恒星形成被抑制的主要原因是在低质量GMC之间存在大量弥散分子气体和高速CCC。
2021-01-19 astro-ph.GA
Stochastic modelling of star-formation histories II: star-formation variability from molecular clouds and gas inflow
星系演化的一个关键不确定性是调节恒星形成的物理学，从与星系内分子云生命周期有关的小尺度过程到星系气体吸积等大尺度过程。我们研究的印记，这样的过程中的时间变化的恒星形成的分析方法跟踪星系的气体质量（“调节器模型”）。具体来说，我们量化的强度波动的恒星形成率（SFR）在不同的时间尺度上，即功率谱密度（PSD）的恒星形成的历史，并连接到气体流入和分子云的生命周期。我们表明，在一般情况下的PSD的SFR有三个突破，对应的相关时间的流入率，平衡的星系的气体库的时间尺度，和平均寿命的单个分子云。在长时间和中等时间尺度上（相对于星系的动力学时间尺度），PSD通常由流入速率的变化以及流出和气体耗尽之间的相互作用来确定。在短时间尺度上，PSD显示了与分子云的生命周期相关的附加分量，其可以由在高频率下具有$β\approx2$的幂律斜率的阻尼随机游走来描述，在平均云寿命附近具有中断。我们讨论了恒星形成的“突发性”在广泛的星系制度，研究星系的演化的主要序列脊线，并探讨我们的方法的适用性，了解恒星形成过程的云尺度上的星系集成测量。
2020-07-06 astro-ph.GA
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre -- III. Tidally--induced star formation in protocluster clouds
作为一系列论文的一部分，旨在了解银河系的中央分子区（CMZ）的演变，我们提出了湍流分子云的流体动力学模拟在一个精确的模型中存在的引力势。我们考虑两组不同的模型云的速度场的能量含量。在第一个，自我维里化的设置，湍流动能被选择为在大小上接近云的自我重力势能。与孤立的云在没有外部势的情况下演化的比较表明，自我维里化的云无法承受CMZ的压缩潮汐场，并迅速坍塌，形成恒星的速度要快得多，在银河系中心轨道的一小部分之后达到气体耗尽。在第二个，潮汐-维里化，一套模拟，云的湍流动能与外部潮汐场平衡。这些模型更好地支持了场，更强的湍流抑制了恒星的形成。我们的研究结果强烈支持的推论，在CMZ中的恒星形成率异常低，主要是由于在分子气体中的高速分散。云遵循开放的偏心轨道，在所有三个空间坐标中振荡。我们研究的轨道动力学的后果，特别是近心点通道，通过执行同伴模拟云的圆形轨道。在近心点增加的潮汐力产生瞬时加速，恒星形成率最多为2.7倍。我们的研究结果表明，在银河系中心的恒星形成模型需要包括潮汐力。
2019-03-25 astro-ph.GA
Star Formation Rates of Massive Molecular Clouds in the Central Molecular Zone
我们调查恒星形成在非常早期的演化阶段，在5个大规模的云内500 pc的银河系，中央分子区。利用干涉仪观测的H $_2$ O脉泽和超紧凑的H II区域，我们发现了正在进行的恒星形成的证据，嵌入在0.2 pc尺度和$\gtrsim$ 10 $^5$ cm $^{-3}$密度的核心。在这五个星云中，Sgr C在引力束缚和/或原恒星核心中拥有很高（9%）的气体质量，并且遵循从附近星云外推的致密（$\gtrsim$ 10 $^4$ cm $^{-3}$）气体星形成关系。其他四个星云在引力束缚和/或原恒星核心中的质量不到1%，恒星形成率比致密气体恒星形成关系预测的低10倍。在这些核心的空间尺度上，恒星形成效率与银河系盘源相当。我们认为，在这些中央分子区云的整体不活跃的恒星形成可能是因为有少得多的气体被限制在引力约束的核心，这可能是由于在这个地区的强烈湍流和/或非常早期的演化阶段的云时，崩溃才刚刚开始。
2019-02-21 astro-ph.GA
Evolution of virial clouds-I: from surface of last scattering up to the formation of population-III stars
对WMAP和Planck CMB数据的分析表明，几个星系的晕存在温度不对称性，这可能是由于这些晕中存在的云围绕星系的旋转轴旋转。有人提出，这些是氢云，{ \it}应该与CMB处于平衡状态。然而，标准理论不允许在非常低的CMB温度下平衡这种云，但最近表明，平衡{ \it可以}是稳定的。这仍然不能证明云的浓度和观测到的温度不对称性是由于云与CMB处于平衡状态。为了进一步研究这个问题，有必要追踪这种云的演变，我们称之为“维里云”，从它们的形成时代到现在，以便用观测数据来对抗模型。任务分两步完成：（1）从第一代恒星形成之前的云形成;（2）从那时到现在。在本文中，我们处理的第一步离开第二个后续分析。
2021-09-23 astro-ph.GA
Star formation efficiency in turbulent clouds
在这里，我们提出了一个简单的，但尽管如此，指导模型的恒星形成效率在湍流分子云。该模型基于反映星际介质湍流特性的对数正态密度分布假设。再加上云核的数量计数，它遵循Salpeter-like核心质量函数（CMF），和最小质量的崩溃的个别云核，由当地的牛仔裤质量，我们能够推导出的SFE云作为其牛仔裤质量的函数。我们发现一个非常通用的幂律，SFE \propto（M_cloud/M_J）^{-0.26}和最大SFE_max \sim 1/3的Salpeter情况。这个结果与紊流马赫数无关，但对CMF的变化相当敏感。
2014-09-26 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of a Giant Molecular Cloud in M33: Evidence for High-Mass Star Formation Triggered by Cloud-Cloud Collisions
我们报告了M33中分子云碰撞引发的大质量恒星形成的第一个证据。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列，我们用$^{12}$ CO（$J$ = 2-1）、$^{13}$ CO（$J$ = 2 -1）和C $^{18}$ O（$J$ = 2 -1）谱线发射，以$\sim$ 2 pc的空间分辨率，对M33中的巨分子云37的结构进行了空间分辨。有两个单独的分子云，其系统速度差为$\sim$ 6 km s $^{-1}$。在分子云的致密部分，有三个连续谱源，代表了多达10颗光谱类型为B 0 V-O 7.5V的大质量恒星，它们的发射线为C $\sim$ O（$J$ = 2-1）。两个分子云的空间分布互补，空间位移为$\sim$ 6.2 pc，在位置-速度图上呈V型结构。CO及其同位素追踪的这些观测特征与银河系和麦哲伦云HII区域中云-云碰撞所产生的高质量恒星形成区域中的观测特征一致。我们在M33中的新发现表明，云-云碰撞是一个很有希望的过程，可以触发本星系群中高质量恒星的形成。
2020-06-02 astro-ph.GA
The Galactic Center Cloud G0.253+0.016: A Massive Dense Cloud with low Star Formation Potential
我们提出的第一个干涉分子线和尘埃发射图的银河系中心（GC）云G0.253+0.016，观察使用组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和亚毫米阵列（SMA）。这片云非常致密，其质量超过猎户座分子云复合体（2x10^5 M_sun），半径仅为3 pc，但基本上没有恒星。因此，G0.253+0.016违反了目前用来解释银河系和河外恒星形成趋势的“恒星形成定律”，系数约为45。我们的观测结果表明，缺乏具有显著质量和密度的致密核心，从而解释了低恒星形成活动。相反，发现了密度低、线宽为1 km/s的核心-可能是迄今为止GC区域所报道的最西进的线。在更多的大质量核心和可能的拱形星团形成之前，需要经过几十年的演化。考虑到GC区域的破坏性动力学和G0.253+0.016的潜在未结合性质，尚不清楚这种演变是否会发生。
2013-01-07 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- II. The formation and destruction of molecular clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度代表了我们对星系演化以及恒星和行星形成的理解中的主要未知数。这是第二个系列文件，旨在建立一个多示踪剂的时间线的恒星形成的大麦云（LMC），重点是生命周期的分子云。我们使用统计方法来确定$t_{\text{CO}}=11.8^{+2.7}_{-2.2}$ Myr的LMC中的分子云寿命。这个短的时间尺度类似于云的动力学时间，并表明大麦哲伦星云中的分子云在很大程度上与星系动力学的影响脱钩，并具有由内部过程设定的寿命。这与大麦哲伦星系中的原子云形成了鲜明的对比，后者的寿命与星系动力学时间尺度相关。我们还推导出分子云和HII区域共存的时间尺度为$t_{\text{fb}}=1.2^{+0.3}_{-0.2}$ MYR，这意味着平均反馈前膨胀速度为12公里秒$^{-1}$，与直接使用光学光谱观察到的LMC中的HII区域的膨胀速度一致。这些结果表明，大麦哲伦星云中分子云的生命周期是快速的，并受到内部动力学和恒星反馈的调节。最后，我们讨论了我们的测量在文献中，其中报告了相当长的寿命的分子云在LMC的背景下，并发现这些以前的研究结果导致主观选择时间轴校准，避免了我们的统计方法。
2022-09-12 astro-ph.GA
Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback
研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。
2018-01-31 astro-ph.GA
The location, clustering, and propagation of massive star formation in giant molecular clouds
大质量恒星是星系演化的关键角色，但它们的形成途径仍不清楚。在这项工作中，我们使用几个星系范围内的调查数据，建立一个公正的数据集的约700个大质量的年轻恒星物体（MYSO），约200个巨大的分子云（GMC），约100个年轻（<10百万年）的光学星团（SC）在大麦云云。我们利用这些数据来定量研究大质量恒星形成的位置和集群及其与GMC内部结构的关系。我们发现，大质量恒星通常不会形成在最高的柱密度，也不是他们的父母GMC中心在我们的观测的~6 pc分辨率。大质量的恒星形成集群在多个世代和规模远小于母GMC的大小。我们发现，大质量的恒星形成显着提高附近的SC云。然而，云是否与SC相关并不取决于云的质量或全球表面密度。这些结果揭示了在长达1000万年的时间尺度上不同代大质量恒星之间的联系。我们比较我们的工作与银河系的研究，并讨论我们的研究结果在GMC崩溃，触发恒星形成，低和高质量恒星形成之间的潜在二分法。
2016-09-12 astro-ph.GA
Impact Of Magnetic Fields On Molecular Cloud Formation & Evolution
我们使用磁流体动力学模拟的收敛流调查的分子云的形成和演变的磁化ISM的过程。在这里，我们调查所观察到的亚临界HI云是否可以成为超临界，从而允许在其中形成恒星。为此，我们改变了湍流马赫数的流动，以及初始的磁场强度。我们表明，致密的核心能够建立在所有条件下，但在这些核心的恒星形成要么严重延迟或完全抑制，如果初始场强是B>3微高斯。为了探讨磁扩散的影响，我们在流动和均匀背景磁场之间引入了一个倾斜角，这模拟了非理想的MHD效应。即使有高度倾斜的流动，形成的核心也没有恒星形成，因为没有磁超临界区域形成。因此，我们得出结论，如何产生超临界云核的问题仍然存在。
2015-05-31 astro-ph.GA
Star formation in evolving molecular clouds
分子云是我们宇宙的主要恒星摇篮，使它们成为观测和理论研究的焦点。从观测结果来看，分子云的一些关键性质是众所周知的，但关于它们的演化和恒星形成活动的许多问题仍然是开放的。虽然数值模拟涉及大量复杂的物理过程，但这些大量的影响可能隐藏了决定分子云演化和恒星形成的基本原理。另一方面，Pestrian分析模型往往受到粗略近似或缺乏完整性的影响，限制了它们的预测能力。在本文中，我们提出了一个模型，结合了天体物理学的核心概念，以及可靠的结果，从最近的分子云模拟及其演化路径。在此基础上，我们构建了一个自洽的半分析框架，描述了分子云的形成，演化和恒星形成活动，包括一些反馈效应来解释这些物体内部的复杂过程。最终的方程组是数值求解的，但计算费用比，例如，可比较系统的流体动力学描述。本文提出的模型与广泛的观测结果一致，表明分子云演化可以理解为吸积，全球崩溃，恒星形成和恒星反馈之间的相互作用。
2017-07-10 astro-ph.GA
