Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 astro-ph.GA
Globular Clusters and Dark Satellite Galaxies through the Stream Velocity
没有引力束缚的暗物质的纯重子球状星团的形成仍然是一个理论上的挑战。我们表明，只要重子和暗物质之间存在相对流速，这些物体就可能自然形成。流的速度导致重子和暗物质扰动的线性模式之间的相移，当它们坍缩时，这转化为两个分量之间的空间偏移。对于2sigma（3sigma）密度涨落，质量在1 e5 - 2.5e6 Msun（1 e5 - 4 e6 Msun）范围内的重子团块坍缩在它们对应的暗物质晕的维里半径之外。这些天体可以作为长寿命的无暗物质天体而存在，并可能成为球状星团。此外，它们的暗物质对应物被剥夺了气体，可能成为暗卫星星系。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing the local dark matter with RAVE red clump stars
我们确定的银河系的潜力在太阳附近的RAVE观测。我们选择的红团星的精确距离，径向速度，和金属丰度已被测量。结合从2 MASS和UCAC目录的数据，我们建立了一个样本的4600个红色团簇恒星在一个圆柱体内的500 pc的半径面向南银河系极点的方向，在200 pc到2000 pc的距离范围内。我们推导出的垂直力和总质量密度分布到2千秒差距远离银河平面拟合分布函数，明确取决于三个孤立的运动积分在一个可分离的潜在的本地代表银河一个四个自由参数。由于我们的样品的深度扩展，我们可以几乎独立地确定暗物质质量密度和重子盘表面质量密度。我们发现（i）在1 kpc Kz/（2 piG）= 68.5 pm 1.0 Msun/pc 2，（ii）在2 kpc Kz/（2 piG）= 96.9 pm 2.2 Msun/pc 2。假设太阳银河系半径R_0 = 8.5 kpc，我们推导出局域暗物质密度rhoDM（z=0）= 0.0143 pm 0.0011 Msun/pc ~ 3 = 0.542 pm 0.042 Gev/cm ~ 3和重子表面质量密度Sigma = 44.4 pm 4.1 Msun/pc ~ 2。我们的研究结果与先前发表的Kz测定高达1千秒差距，而扩展到2千秒差距显示了一些证据，意想不到的大量的暗物质。0.8级的暗晕的扁平化可以产生如此高的局部密度，并结合240 km/s的圆周速度。另一种解释，…
2014-10-02 astro-ph.CO 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
Explaining the observed velocity dispersion of dwarf galaxies by baryonic mass loss during the first collapse
在广泛采用的星系形成的λ CDM方案中，矮星系是较大星系的组成部分。由于它们形成于背景密度相对较高的相对早期，因此当它们合并形成更大的实体时，预计它们将保持其作为卫星星系的完整性。虽然在银河系周围的星系晕中发现了许多矮球状星系（dSphs），但它们的相空间密度（或速度色散）似乎明显小于Lambda CDM情景中卫星矮星系的预期。为了解释这种差异，我们考虑了这样一种可能性，即它们可能在哈勃膨胀转向的第一次下降过程中失去了很大一部分重子物质含量。这样的质量损失是由于相对大质量的恒星的反馈而自然产生的，这些恒星在最大收缩之前在它们的中心短暂地形成。通过一系列的N体模拟，我们表明，dSphs的初始重子物质含量的一个显着的部分的及时损失可以有深远的影响，其渐近半质量半径，速度色散，相空间密度，和剩余重子和暗物质之间的质量分数。
2013-01-14 astro-ph.GA
Dark impact and galactic star formation: Origin of the Gould belt
银河系在太阳附近有一个巨大的恒星结构，其大小为$\sim 1$ kpc，质量为$\sim 10^6 {\rm M}_{\odot}$，年轻恒星呈环状分布。这种局部神秘结构的基本物理性质，被称为古尔德带（GB），还没有被以前提出的模型再现。我们首先表明，当地的谜一样的结构可以形成约30万年前，作为一个高速，斜碰撞的结果之间的气体云与质量为$\sim 10^6 {\rm M}_{\odot}$和暗物质块与质量为$\sim 10^7 {\rm M}_{\odot}$碰撞的数值模拟。我们发现，强大的动力学碰撞的团块转变成一个环状的恒星结构后，诱导恒星形成的云内的扁平云。我们的模拟还表明，恒星结构是适度拉长和显着倾斜相对于银河系的磁盘，由于强大的潮汐扭矩的碰撞块。因此，我们认为，GB是由气体云和暗物质团块之间的碰撞形成的恒星子结构之一，在星系形成的等级聚类方案预测。我们还认为，暗物质团簇与其宿主星系的碰撞可以显著地改变其某些气体云的恒星形成历史，从而在一定程度上影响星系的全球恒星形成历史。
2009-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of Very Minor Merger-Induced Star-forming Clumps at $z=3.33$ with JWST
Department of Physics and Astronomy, University of California（加州大学物理与天文学系）
利用JWST观测发现，一个恒星质量比低约28倍的伴星系与宿主星系相互作用，在$z=3.33$处形成了恒星形成团块，表明低质量比并合是高红移团块形成的重要机制。
2026-09-09 astro-ph.GA
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
NGC5846-UDG1: A galaxy formed mostly by star formation in massive, extremely dense clumps of gas
研究表明，超弥散星系（UDG）的平均球状星团的比频比其他光度相近的矮星系高。UDG NGC 5846-UDG 1是迄今为止发现的富含球状星团的星系中最极端的例子之一。在这里，我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）的观测和分析这个星系和它的球状星团系统。我们发现NGC 5846-UDG 1拥有$54 \pm 9$球状星团，比任何以前已知的具有类似光度的星系多三到四倍，并且高于以前的研究报告。当星系光度为$L_{V,\mathrm{gal}} \approx 6 \times 10^7\,{\rm L}_{\odot}$（$M_\star \approx 1.2 \times 10^8\,{\rm M}_\odot$），球状星团总光度为$L_{V,\mathrm{GCs}} \approx 7.6 \times 10^6\,{\rm L}_{\odot}$时，我们发现球状星团的总光度中包含了$\sim 13 \%$。考虑到星团在其形成过程中和整个生命周期中质量损失的影响，我们推断银河系中的大多数恒星可能形成于球状星团中，很少或根本没有“正常”的低密度恒星形成。这一结果意味着，在早期星系形成的最极端的条件下，促进了大质量和密集团块的恒星形成，与今天在星系中观察到的分散的恒星形成对比。
2021-11-29 astro-ph.GA
Was the Milky Way Bulge Formed From The Buckling Disk Instability, Hierarchical Collapse, Accretion of Clumps, or All of the Above?
银河系核球的聚集是天文学中的一个古老的课题，现在正处于一个新的快速发展时期。对于球的形成，最主要的假设是银河系是一个近乎纯粹的盘状星系，内部的盘状星系形成了一个棒状并弯曲。这可以解释几乎所有[Fe/H] <~-1.0的核球恒星，占恒星星族的95%。证据是这种类型的N体模型在做出有意义的预测方面取得了令人难以置信的成功，例如从径向速度测量的旋转曲线和速度色散，以及花生/X形和长棒的空间形态。对于[Fe/H] <~ -1.0的恒星和少数可能的其他恒星，经典的核球方案仍然可行。一个经典的凸起预计从Lambda CDM宇宙学模拟，可以突出现有的酒吧在混合系统中的属性，是最一致的凸起丰度的趋势，如[Mg/Fe]，这是相对于薄和厚磁盘升高。最后，集团星系的情况被认为是正确的描述大多数银河系的前体观测高红移星系。模拟预测，这些恒星形成的团块有时会迁移到星系的中心，在那里它们可能会形成一个凸起，星系通常也包括一个凸起团块。它们可能会形成一个具有与银河系一致的属性的酒吧，例如指数分布和金属丰度梯度。考虑到这些假设的相对成功，银河系隆起可能是复合起源的，对于[Fe/H] <~-1.0的恒星，经典隆起和/或内晕在数量上占主导地位，对于-1.0 <~ [Fe/H] <~ -0.50的恒星，屈曲的厚盘可能来自于cluerous星系阶段，[Fe/H] >-0.50的恒星为屈曲薄盘。
2017-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cloud Formation and Star Formation in a Barred Galaxy
我们研究了棒星系中形成的大质量致密云的性质及其与恒星形成的可能关系，并利用从棒旋星系M83的2 Mass数据中获得的引力势进行了二维流体动力学模拟。由于棒星系区的云形成和演化环境与旋臂区不同，棒星系是研究云形成和随后恒星形成的环境效应的一个很好的目标。我们的模拟使用初始80百万年的等温流动的非自引力气体在禁止的潜力，然后包括辐射冷却，加热和自引力的气体为下一个40百万年，在此期间形成密集的团块。我们确定了许多冷，致密的气体团块的质量是超过$10^4M_{\odot}$（一个值对应的分子云），并研究这些团块的物理性质。所确定的团块的内部运动的速度色散与团块大小的关系是类似于我们的银河系的分子云中观察到的。我们发现，在酒吧区域的团簇的维里参数大于在螺旋臂区域。根据我们的数值结果，我们通过应用Krumholtz和McKee（2005）的简单模型来估计棒臂和旋臂区域的恒星形成。恒星形成率与气体表面密度之间的平均关系与观测到的Kennicutt-Schmidt关系吻合得很好。条区域中的SFE是螺旋臂区域的$\sim 60 %$。这一趋势与棒星系的观测结果一致。
2012-11-26 astro-ph.CO 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
A merger-driven scenario for clumpy galaxy formation in the epoch of reionization: Physical properties of clumps in the FirstLight simulation
The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), UT Institute for Advanced Study, The University of Tokyo（宇宙物理与数学 Kavli 研究所（WPI），UT 高等研究院，东京大学）；Research Center for the Early Universe, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部早期宇宙研究中心）
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
Stellar Masses of Giant Clumps in CANDELS and Simulated Galaxies Using Machine Learning
已知有相当一部分的高红移恒星形成盘星系拥有巨大的团块，其性质和在星系演化中的作用还有待了解。在这项工作中，我们首先提出了一种新的方法，基于神经网络检测星系图像中的团块。我们使用这种方法来检测团块在休息帧的光学和紫外图像的一个完整的样本的$\sim1500$恒星形成星系在$1<z<3$在坎德尔调查，以及从VELA放大宇宙学模拟的图像。我们发现，观测效应有显着的影响，导致高估的团块质量高达10倍，这突出了观察和模拟之间的公平比较的重要性和当前的HST数据的局限性，以研究遥远星系的解析结构。在用混合密度网络校正这些效应后，我们估计团块恒星质量函数在完全性极限（$10^{7}$太阳质量）下遵循幂律，大部分团块质量小于$10^9$太阳质量。这与最近基于引力透镜的测量结果更一致。在这项工作中探索的模拟总体上再现了在相同条件下遇到的观察到的团块恒星质量函数和团块分数的形状，尽管它们往往位于观测的置信区间的下限。这种一致性表明，大多数观察到的团块是在原位形成的。
2020-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is Cold Dark Matter Baryonic? Alternative Opinion
在大爆炸开始的几分钟内，核合成发现96%的物质是不反应的。大质量的纯盘状原星系必须在早期宇宙中形成，因为它们的星系被发现在高红移。由于周围都是热气体，它们在CBR上几乎没有留下痕迹。大型强子对撞机还没有发现希格斯或暗物质的候选者。这些现象可以用冷重子壳层来解释。
2011-11-28 astro-ph astro-ph.GA
Multi-Wavelength View of Kiloparsec-Scale Clumps in Star-Forming Galaxies at z~2
本文用多波长宽带测光方法研究了恒星形成星系中z~2处千秒尺度团块的性质。在Hubble超深场，利用HST/WFC 3和ACS的高分辨率图像，我们可以分辨z~2星系在静止坐标系UV和光学波段的kpc尺度的结构，并探测到暗端的团簇。通过拟合空间分辨七波段（BVizYJH）光谱能量分布的模型测量团块的物理性质。平均而言，这些团块是蓝色的，并且具有与其宿主星系的漫射成分相似的中值静止帧UV-光学颜色，但团块的颜色有很大的散射。虽然恒星形成率（SFR）-恒星质量关系的星系是由弥漫成分占主导地位，块出现的区域增强特定的SFR，单独贡献约10%和50%的SFR的主机星系。然而，团块对静止坐标系UV/光学光度和恒星质量的贡献较小，通常单独为百分之几，合在一起约为20%。平均而言，团块是年轻的0.2德克斯和密集的8倍，比弥漫性成分。团簇的性质有明显的径向变化，在这个意义上，中央团簇比外围团簇更红，更老，更明亮，密度更大，在形成恒星时更不活跃。我们的研究结果与一种广泛持有的观点基本一致，即团块是通过富含气体的湍流盘中的引力不稳定性形成的，最终会向银河系中心迁移并合并成凸起。在我们的样本中，大约40%的星系包含一个巨大的团块，可以被识别为原凸起，这似乎与这种凸起形成的情况定性一致。
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The thick disks of spiral galaxies as relics from gas-rich, turbulent, clumpy disks at high redshift
研究了旋涡星系中厚恒星盘的形成。对富含气体的年轻星系的模拟表明，内部团块的形成是由引力不稳定性、团块聚结成凸起以及强烈的恒星散射导致的盘增厚造成的。现代星系的凸起和厚盘可能就是这样形成的。小合并的模拟也会产生厚的盘，但有一个重要的区别。由内部过程形成的厚盘具有恒定的刻度高度和银河中心半径，但由合并耀斑形成的厚盘。这种差异的产生是因为在第一种情况下，垂直强迫和盘重力阻力都与盘柱密度成正比，因此所得的刻度高度与此密度无关。在合并的情况下，垂直强迫是独立的柱密度和低密度区变得更厚，由此产生的耀斑是不一致的观测。后期的气体吸积和薄盘的增长，以保持恒定的尺度高度的厚盘形成的内部演化。这些结果加强了这样一种想法，即盘星系吸积大部分的质量顺利，并获得其结构的内部过程，特别是通过湍流和cluerous阶段在高红移。
2009-10-19 astro-ph.CO 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
$γ$-ray and $ν$ searches for dark matter subhalos in the Milky Way with a baryonic potential
我们银河系中暗物质（DM）暗晕的分布仍然存在争议，导致不同的$γ$ -射线和$ν$通量预测从它们的湮灭或衰变。在这项工作中，我们研究如何，在银河系内部，从银河重子潜在的subhalo潮汐中断影响这些信号。基于国家的最先进的模拟这种效果的数值模拟和半解析结果，更新subhalo空间分布的推导和包括在CLUMPY代码。后者用于产生$γ$射线和$ν$天空的一千种实现。与仅基于DM的预测相比，我们得出结论，最亮的subhalo的通量减少了2至7倍，用于湮灭DM，并且对衰减DM没有影响：发现前景或限制subhalos可以设置在DM候选人上受到相同因素的影响。这项研究还提供了概率密度函数的距离，质量和角分布的最明亮的subhalo，其中的质量可能暗示其性质：它是最有可能的矮球状星系的情况下，从重子势的强潮汐效应，而它是轻的，可能是一个黑暗的晕DM只有或不太明显的潮汐效应。
2019-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bulge formation in disk galaxies with MOND
星系的形成和它们的各种成分可以成为对暗物质模型和引力理论的严格检验。在标准的冷暗物质（CDM）模型中，球状体是通过强等级的合并形成的，在早期宇宙中，球状体也是通过星团星系的动力学摩擦形成的。更常见的是，伪凸起是由杆件的内部垂直共振形成的。球核形成的高效率与在本地宇宙中观测到的大量无球核螺旋星系的关系紧张。本文采用Milgrom改进的牛顿动力学模型（MOND），通过多重网格模拟非线性引力场，研究了早期宇宙中非常富含气体的星系中球的形成，包括气体耗散、恒星形成和反馈。在牛顿的等效系统中，彗核盘迅速形成。然而，在没有暗物质晕的情况下，动力学摩擦并不那么有效，并且在它们被恒星反馈和剪切力侵蚀之前，团块没有时间合并到中心形成凸起。以前的工作已经确定，合并是不太频繁的MOND，和经典的凸起预计规模较小。现在的研究表明，早期宇宙中富含气体的星团星系不会形成膨胀。由于伪凸起以与牛顿等效系统中类似的速率形成，因此可以预期，在MOND中伪凸起的贡献显著更高。
2014-10-14 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
Hydrodynamic simulations of mechanical stellar feedback in a molecular cloud formed by thermal instability
我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行3D流体动力学模拟与恒星的自重力反馈的球形cluerous分子云形成的热不稳定性的行动。我们模拟的相互作用的机械能输入从15 Msun，40 Msun，60 Msun和120 Msun的恒星到一个100 pc直径16,500 Msun的云与随机分布的高密度凝聚的大致球形形态。星风的引入使用适当的非旋转日内瓦恒星演化模型。在15 Msun恒星的情况下，风的影响很小，在被云坍塌淹没之前，它会在几个相邻的团块周围传播。相比之下，在40 Msun、60 Msun和120 Msun恒星的情况下，更强大的恒星风会产生大的空腔，并在云中切割出通道，在风阶段爆发到周围的稀薄介质中，大大改变了云的结构。分别在4.97百万年、3.97百万年和3.01百万年后，大质量恒星爆炸为超新星（SNe）。风雕刻的环境大大影响了这些SN事件的演变，因为它们都沿着风雕刻的通道逃离云，并清扫剩余的云/风物质团块。作为相干结构的“云”在这些恒星中的任何一颗的SN中都无法存活，但只有在120 Msun的情况下，冷分子物质才完全不稳定，并返回到不稳定的热相。在40 Msun和60 Msun的情况下，SN从云中喷射出冷物质的相干团块，可能能够进一步形成恒星。
2017-06-06 astro-ph.GA
Star formation at the smallest scales; A JWST study of the clump populations in SMACS0723
我们提出了在18个透镜星系的红移1至8.5内的透镜星系团领域SMACS 0723检测到的集群人口。最近的JWST早期发布观测这个鲜为人知的天空区域揭示了许多点状源内部和周围的宿主星系，在较浅的HST图像中未检测到。我们使用JWST多波段测光和该星系团的透镜模型来估计恒星团的固有大小和星等。我们得到的光学restframe有效半径从$<$ 10到100秒pc和质量范围从$\sim10^5$到$10^9$ M $_{\odot}$，在本地宇宙中的大质量星团重叠。年龄从100万年到100万年不等。我们将穿越时间与团块的年龄进行了比较，并确定45%至60%的检测到的团块与重力束缚一致。缺乏Gyr旧团块表明溶解时间尺度短于1 Gyr。我们看到随着红移，团块的光度（质量）表面密度显著增加。星系团在再电离时期的恒星密度高于本地宇宙中的大质量星系团。我们放大到单个星系的红移$<6$，并发现两个星系，火花和烟花，他们的星团/团块显示出独特的颜色分布和位置周围的主机星系是兼容的被认可或合并事件期间形成。一些致密星团的年龄在1至4 Gyr之间，例如，球状星团的前身大约在9-12 Gyr前形成。我们的研究是在一个小样本的星系上进行的，显示了JWST观测的潜力，可以用来了解星团在快速演化的星系中形成的条件。
2022-12-13 astro-ph.GA
Free-floating molecular clumps and gas mixing: hydrodynamic aftermaths of the intracluster$-$interstellar medium interaction
富含气体的星系与星系团的团内介质（ICM）的相互作用对星系团的演化有显著的影响，主要是由于与此过程相关的气体损失。在这项工作中，我们使用一个理想化的，高分辨率的模拟室女座状的集群，运行与RAMSES和动力学再现的变焦宇宙学模拟，调查的相互作用的星系与ICM坠落。我们发现，冲压压力剥离星系的尾巴产生的人口多达一百多块的分子气体潜伏在集群。这些团块的数量随着时间的推移而变化很大--它们最好是在一个大星系穿过星系团时产生的（M $_{200c} > 10^{12}$ M $_\odot$），它们的寿命（$\lesssim 300$ Myr）与星系团的年龄相比很小。我们计算了与发生在这些星系团内的恒星形成相关的团内光度，发现在所有星系尾中形成的恒星对团内光的贡献无关。令人惊讶的是，在我们的模拟中，我们还发现ICM气体显着改变了星系气体盘的组成：在穿过星系团一次后，通常仍在这些盘中的冷气体的20%来自ICM。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Joint Chandra and XMM-Newton View of Abell 3158: Massive Off-Centre Cool Gas Clump As A Robust Diagnostic of Merger Stage
通过分析钱德拉和XMM牛顿存档的数据附近的星系团阿贝尔3158，据报道，拥有一个相对规则的，放松的形态在X射线波段在以前的工作中，我们确定了一个弓形边缘形状的不连续性的X射线表面亮度分布在约$120h_{71}^{-1}$ kpc的X射线峰值以西。这个特征被发现与一个巨大的、偏离中心的冷气体团有关，实际上形成了冷气体团的西边界。我们发现冷气体团在天平面上以约700 km/s的亚音速向西移动。由于热传导对$\sim 0.3$ Gyr时间尺度的有效性，我们排除了这个冷团是由团内介质中局部不均匀辐射冷却形成的可能性。由于在Abell 3158中没有发现活动星系核中心活动的证据，而且这个冷团与其他合并星系团中发现的偏离中心的冷气体团在质量、大小、位置和热性质方面有许多相似之处（例如，与环境相比，温度较低，丰度较高），我们推测Abell 3158中的冷团是由合并事件引起的，它是主星团或正在下沉的子星团的原始中央冷核的残余。这一观点不仅得到了星系团成员星系视线速度分布研究的支持，而且得到了气体熵-温度关联研究的支持。这个例子表明，这种大质量的、偏离中心的冷气体团的出现可以用来诊断星系团的动力学状态，特别是在没有显著的激波和冷锋的情况下。
2009-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Possible formation of ring galaxies by torus-shaped magnetic wormholes
我们提出了一种假说，即某些环形星系是由残留的磁环面形虫洞形成的.在虫洞重组前的原始等离子体中，磁场捕获了能量小于阈值能量的重子。它们就像麦克斯韦恶魔一样，从最近的（视界大小）区域收集重子，从而形成重子物质的团块，这些团块具有与虫洞喉部相同的环面状形状。这样的团块可能是形成环状星系和具有环状形状的较小物体的种子。在重组时，环面状团块可能会衰变和合并。与星系不同的是，这样的物体在晕中可能含有更少甚至不含暗物质。然而，这类天体最严格的特征是存在大规模的环形磁场。我们发现，存在着磁场的阈值，它给出了这种原星系中重子团的上、下界值。
2020-09-27 astro-ph.GA gr-qc
Direct detection of precursors of gas giants formed by gravitational instability with the Atacama Large Millimetre/sub-millimetre Array
引力不稳定的阶段预计在盘演化的早期阶段，当盘的质量仍然是恒星质量的一个重要部分。星盘碎裂成亚恒星物体可能发生在星盘寒冷的外部。直接探测到大量的气体团块在坍缩成气体巨行星的过程中，将为磁盘不稳定性模型提供前所未有的测试。在这里，我们使用最先进的3D辐射水模拟磁盘进行碎片成大规模的气体巨星，后处理的RADMC-3D射线追踪代码，以产生尘埃连续发射图。然后将这些数据输入到通用天文学软件应用程序（CASA）ALMA模拟器中。合成图显示，在距离蛇夫座恒星形成区（125 pc）的完整配置中，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以检测到过度密集的螺旋臂和不同坍缩阶段的实际团块。团块的检测在较短的波长（690 GHz）下特别有效，结合了两种分辨率和多尺度清洁。此外，我们表明，一个基于通量的估计质量的原行星团可以从可比的3倍以上的重力约束的团块质量。估计的质量取决于假设的不透明度和气体温度，这应该使用辐射-水力模拟的输入来设置。我们的结论是，ALMA有能力检测“吸烟枪”系统，是一个路标的磁盘不稳定模型的气体巨行星形成。
2016-02-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
Hierarchical Cluster Assembly in Globally Collapsing Clouds
通过对分子云整体分级坍缩（GHC）过程的数值模拟，讨论了团簇形成的机制。崩溃的全球性质意味着SFR随着时间的推移而增加。崩塌的层次性由大规模崩塌中的小规模崩塌组成。大规模的崩塌比小规模的崩塌晚了几百万年达到顶峰，它由增生到巨大的中央团块上的对流组成。小尺度的坍缩形成团块，这些团块嵌在细丝中并落在大尺度的坍缩中心上。在早期的小规模坍缩中形成的恒星与它们的母星系团有着相同的下沉运动。因此，暗条将气体和恒星物质输送到大质量的中央星团。这导致了一些较老的恒星出现在一个新的原恒星正在形成的区域，也导致了一个自相似的结构，其中每个单元都由较小尺度的子单元组成，这些子单元彼此接近并可能合并。由于在暗条中形成的较老恒星与中心团的气体有着相同的下沉运动，因此它们往往比中心团中形成的较年轻恒星具有更大的速度和更大的分布面积。最后，将IMF的表面值解释为概率分布意味着大质量恒星只有在{ \it local} SFR大到足以将IMF采样到高质量时才会形成。结合SFR的增加，这意味着大质量恒星往往出现在MC演化的后期，并且只出现在中心的大质量团块中。我们讨论了这些功能与观测到的年轻星团的属性的对应关系，发现非常好的定性协议，从而提供支持的情况下，全球性的，层次崩溃的MC，同时解释所观察到的集群结构的起源。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of Giant Stellar Clumps in High-Redshift Galaxies
我们使用一套星系形成的宇宙学模拟来研究高红移星系中kpc尺度团块的性质。我们确定静止帧UV团块在模拟HST图像平滑到500 pc的分辨率，并将其与100 pc分辨率的模拟中确定的年轻恒星的固有3D团块进行比较。根据这种比较，我们预计，由于空间分辨率和投影的结合，观测到的团块的恒星质量被高估了一个数量级，这些团块的大小也被高估了几倍。贡献大部分紫外线辐射的年轻恒星的质量也可能被高估几倍。我们发现，在模拟中，大多数年轻恒星的团块在一个时间尺度上溶解短于$\sim$ 150百万年。一些具有致密核心的团块可以持续更长时间，但最终会分散。大多数团块不是束缚结构，维里参数$α_{\rm vir}$ > 1。我们发现类似的结果，在模拟地图H $α$排放措施确定的团块。我们检查的预测有效的团块大小的引力摄动的线性理论，并得出结论，他们是不一致的形成全球盘不稳定性。相反，观察到的团块代表了多个较小恒星形成区域的随机投影。
2022-08-13 astro-ph.GA
Chemical complexity in star formation induced by stellar feedback: cores shock-formed by the supernova remnant W44
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Laboratory for the study of the Universe and eXtreme phenomena (LUX), Observatoire de Paris（巴黎天文台宇宙与极端现象实验室）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA)（天体生物学中心）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（阿切特里天文台）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
研究发现SNR冲击可能影响恒星形成区域的化学条件，首次在SNR-云相互作用区域检测到复杂有机分子，表明早期阶段的恒星形成过程。
2025-12-08 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Clump Scout: Surveying the Local Universe for Giant Star-forming Clumps
巨大的恒星形成团块是高红移恒星形成星系的共同特征。它们是如何形成的，以及为什么它们在低红移时如此罕见，仍然不清楚。在这篇论文中，我们使用来自公民科学项目\textit{Galaxy Zoo: Clump Scout}的数据识别了最大的低红移星系样本（7,052个），在该项目中，志愿者对超过58,000个跨越红移$0.02 < z < 0.15$的斯隆数字巡天（SDSS）星系进行了分类。我们应用一个强大的完整性校正，通过与模拟块识别相同的方法。要求SDSS $u$带中的团-星系通量比大于8%（类似于其他工作中使用的团定义），我们估计至少拥有一个团的局部星系的比例（$f_{clumpy}$）为$2.68_{-0.30}^{+0.33}\%$。我们还计算了相同的分数与一个不太严格的削减3\%（$11.33_{-1.16}^{+0.89}\%$），作为更高的数字计数和更低的统计噪声，这一分数允许更清晰的比较与未来的低红移cluerous星系的研究。我们的研究结果表明，$f_{clumpy}$的急剧下降超过$0 < z < 0.5$。较小的合并率在同一跨度内保持大致恒定，因此我们认为较小的合并不太可能是集群形成的主要驱动力。相反，星系湍流的速率是一个更好的示踪剂$f_{clumpy}$超过$0 < z < 1.5$的所有质量的星系，这支持了这样的想法，即团块的形成主要是由暴力磁盘不稳定性的所…
2022-01-17 astro-ph.GA
Towards Studying Hierarchical Assembly in Real Time: A Milky Way Progenitor Galaxy at z = 2.36 under the Microscope
我们使用哈勃空间望远镜（HST）成像和近红外光谱从凯克/MOSFIRE研究周围的子结构的前身银河系质量的星系在哈勃前沿场（HFF）。具体地说，我们研究了$r_e = 40^{+70}_{-30}$ pc，$M_{\star} \sim 10^{8.2} M_{\odot}$静止帧紫外发光“团块”在$\sim$ 100 pc的投影距离从一个$M_{\star} \sim 10^{9.8}$ M $_{\odot}$星系在$z = 2.36$与放大$μ= 5.21$。我们测量的恒星形成历史的集群和星系的联合建模的宽带光谱能量分布从HST测光和H $α$从MOSFIRE光谱。考虑到我们推断的属性（例如，质量，金属丰度，尘埃）的团块和星系，我们探讨的情况下，团块形成\emph{in-situ}（例如，星形形成复合物）或\emph{ex-situ}（例如，一个正在吸积的矮星系）。如果它形成了\emph{in-situ}，我们得出结论，这个星团可能是一个单一的实体，而不是一个较小的星团的聚集体，使它成为编目中最密集的星团之一。如果它形成了\emph{ex-situ}，那么我们正在见证一个恒星质量比为1：40的吸积事件。然而，我们的数据本身并不足以区分\emph{in-situ}和\emph{ex-situ}方案的高度显著性。我们认为，添加高保真度的金属丰度信息，如[OIII] 4363，它可以…
2020-02-18 astro-ph.GA
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
How massive and clumpy must a quasar wind be to create emission line blueshifts?
University of Oxford（牛津大学）
研究类星体风产生发射线蓝移所需的质量和密集程度，结合1D解析与2D数值模型，发现风要有约50$f_V$倍吸积率的质量外流率，结果不支持平滑盘风，指出风团块化或从周围介质扫起质量两种情况，还提及外流功率及相关限制。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Understanding the internal dynamics of elliptical galaxies without non-baryonic dark matter
假设维里平衡和牛顿动力学，低质量早型星系有更大的速度色散比预期的重子数量，他们包含。对这一发现的传统解释是，它们的动力学由非重子物质主导。然而，也有强有力的证据表明，许多低质量的早型星系形成为潮汐矮星系，几乎不包含暗物质。使用一个广泛的目录的早期型星系，因此，我们讨论如何在一般的早期型星系的内部动力学可以理解的替代假设的非重子暗物质与两个替代的假设。第一个假设是Milgromian动力学（即，MOND）是有效的，它改变了弱场极限下的有效引力。第二个假设是双星影响观测到的视线速度色散。当实施这些效应时，观测到的和预测的速度分散之间的一些适度差异也仍然存在。尽管如此，在早期星系中观测到的速度色散可以很容易地解释，而不需要在它们中引入非重子暗物质，但是在一些低质量早期星系中，已经记录了整个星系的恒星初始质量函数和非平衡动力学的变化。
2016-08-09 astro-ph.GA
Probability of forming gaps in the GD-1 stream by close encounters of globular clusters
GD-1恒星流最有趣的特性之一是存在三个间隙。如果这些间隙是由与暗物质暗晕的近距离接触形成的，GD-1流打开了一个令人兴奋的窗口，通过它我们可以看到银河系中暗物质暗晕的大小，质量和速度分布。然而，为了使用GD-1流作为暗物质子结构的探针，我们需要反驳这些间隙不是由于来自银河系重子分量的扰动。在这里，我们运行了大量的测试粒子模拟，通过使用来自盖亚EDR 3的GD-1流和GC的运动学数据，并充分考虑到观测的不确定性，来研究每个已知的球状星团（GC）形成类似GD-1间隙的可能性。我们发现，所有的三个间隙是由GC形成的概率是低至$1.7\times10^{-5}$和GC形成的间隙的预期数量只有$0.057$在我们的基准模型。我们的结果非常不利于GC形成间隙的情况。考虑到其他重子微扰（例如，巨大的分子云）更不可能在逆行的GD-1流中形成间隙，我们得出结论，如果间隙是由飞越扰动形成的，那么GD-1流中至少有一个间隙是由暗物质晕下形成的。
2023-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Local starburst conditions and formation of GRB 980425 / SN 1998bw within a collisional ring
我们提出了第一个空间分辨的研究分子气体在附近的伽马射线暴，使用CO（2-1）发射线观测与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）在~50 pc尺度。GRB 980425的宿主星系包含一个高柱密度的HI气体环，这可能是由于GRB宿主星系和它的伴星星系之间的碰撞而形成的。我们在星系中探测到11个分子气体团，其中7个在气环内。最接近伽玛暴位置的团簇的投影间距约为280秒差距。虽然这是合理的，伽玛射线暴的祖先是从集群中形成的，在这个丛喷射，我们认为，在原地形成的伽玛射线暴的祖先是最有可能的情况。我们测量了团块的分子气体质量，发现它们足以形成大质量的星团。团簇的分子气体耗尽时间显示出~2 dex的变化，与附近宇宙中星暴星系中发现的耗尽时间的大变化相当。这证明了在星系中局部尺度上存在恒星形成的星暴模式，即使星系作为一个整体不能根据其全球性质被归类为星暴。我们的研究结果表明，GRB 9802425的祖先起源于一个年轻的大质量星团，形成于恒星形成的星暴模式。
2020-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the ALMA observability of nascent massive multiple systems formed by gravitational instability
大质量年轻恒星天体（MYSO）是在高质量前恒星核心坍缩期间形成的，在那里，下落的分子物质通过离心平衡的吸积盘吸积，该吸积盘受到有效的引力不稳定性的影响。在MYSO碎片化的吸积盘中，可以形成气体团块和低质量的恒星同伴，这将影响赫罗图中大质量原恒星的未来演化。我们进行尘埃连续辐射转移计算和计算合成图像的光盘结构建模的重力辐射流体动力学模拟形成的MYSO，为了研究阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的可观测性的拱星气体团块和形成多个系统。通过ALMA第7周期C43-8和C43-10的干涉测量观测，在波段6（1.2 mm），使用最大0.015”光束角分辨率和至少10-30 min的曝光时间（对于1-2 kpc距离的源），可以分辨出距离原恒星约100 au的旋臂和气体团块。我们的研究表明，子结构是可观察到的，无论他们的观察几何形状或可以推断的情况下，边缘观察光盘。随着盘的演化，引力不稳定性的作用效率逐渐增加，团块的观测概率也随之增加。因此，在接近零年龄主序线的MYSO周围的大圆盘，比在引力坍缩的末期表现出更多的亚结构。我们的研究结果激发了进一步的观测活动，致力于大规模原恒星S255 IR-NIRS 3和NGC 6334 I-MM 1，其最近的爆发是一个可能的签名光盘碎片和吸积变化的密切环境。
2019-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered Star Formation in Magnetic Clouds: Properties of Dense Cores Formed in Outflow-Driven Turbulence
我们调查的物理性质的致密核心形成的湍流，磁化，秒差距尺度的分子云团块，使用三维数值模拟，包括原恒星外流反馈。通过clumpfind算法在模拟密度数据立方体中识别密集核。我们发现，核心的速度色散并没有表现出任何明确的核心大小的依赖关系，相反，拉森的线宽大小的关系，但与最近的观测结果一致。在没有磁场的情况下，大多数核心都具有超声速分散。中等强度的磁场通常将色散降低到亚音速或最多跨音速值。大部分岩心处于维里平衡状态，外压主导自重。这意味着核心的演变在很大程度上是由外流驱动的湍流控制。即使是一个最初很弱的磁场也可以显著地延迟恒星的形成，因为磁场被外流驱动的湍流放大到一个均分的强度，而扭曲的磁场分量占主导地位。相反，对于中等强度的场，均匀分量仍然占主导地位。在我们模拟的尘埃热辐射偏振图中，磁性结构的这种差异是显而易见的;它提供了一个关于场强的处理。最近的极化测量表明，在集群形成的团块的场线是空间有序的。这是一个中等强度的，动态的重要性，字段相结合的流出反馈，可以保持嵌入式集群中的恒星形成的速度在观察推断，相对缓慢的速度为百分之几的每自由落体时间。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A lower fragmentation mass scale in high redshift galaxies and its implications on giant clumps: a systematic numerical study
我们研究了次网格物理、星系质量、结构参数和分辨率对富含气体的星系盘碎裂成大质量恒星形成团块的影响。借助于ARGO宇宙流体动力学模拟，建立了初始条件。冲击波反馈不抑制碎裂，但减少了团块的数量和不稳定阶段的持续时间。一旦形成，我们的反馈模型就不能破坏绑定块。高气体分数和低晕浓度促进了广泛的碎裂。然而，持续数百万年的巨型团块$M > 10^8 M_{\odot}$是罕见的，主要是由团块-团块合并产生的。它们发生在质量盘中，最大旋转速度为$V_{max} > 250$ km/s，位于$z \sim 2$，在这些红移下观测到的星系群的高质量端。典型的气体和恒星质量的团块在所有运行的范围内$\sim 10^7-10^8 M_{\odot}$的星系与磁盘质量的范围$10^{10}-8\times 10^{10} M_{\odot}$。团块大小通常在$100-400$ pc范围内，与最近在透镜高z星系中的团块观测结果一致。\\我们认为，在观测中发现的许多巨大的团块不是由于原位碎裂，或者是由于分辨率不足而混合较小结构的结果。使用一个分析模型描述的局部崩溃内的螺旋臂，我们可以预测的特征气体质量的团块在开始碎裂（$\sim 3-5 \times 10^7 M_{\odot}$）相当准确，而传统的Toomre质量高估了他们。由于它们的中等质量，迁移到中心的团块对凸起生长的影响很小。
2015-08-10 astro-ph.GA
Gravity or turbulence V: Star forming regions undergoing violent relaxation
利用分子云内星团的形成和演化的数值模拟，我们表明，在坍缩的分子云团块内形成的星团中的恒星表现出恒定的速度色散，无论其质量如何，正如预期的那样，在一个激烈的弛豫过程。相比之下，形成于双折射占主导地位的环境中的星团表现出{ \it逆}质量分离的速度色散，其中大质量恒星表现出比低质量核心更大的速度色散，这与形成于大质量团块中的大质量恒星相一致，而大质量团块又是通过强烈的冲击形成的。我们进一步使用盖亚EDR 3表明，猎户座星云星团中的恒星表现出恒定的速度色散作为质量的函数，这表明它是由其母云的一个自由落体时间内的崩溃形成的，而不是在一个受支撑的云的许多自由落体时间内的连续性主导的环境中。此外，我们还讨论了一些对坍缩恒星形成区模型的批评：即ONC的年龄分布，恒星年龄与形成它的气体自由落体时间的比较，恒星形成效率，以及云的质量密度与星团的质量密度，这表明观测和数值数据与云中形成的星团经历了一个全球性的，分层的和混乱的崩溃过程相一致，而不是由湍流支持的。
2022-01-27 astro-ph.GA
Simulating Atomic Dark Matter in Milky Way Analogues
研究利用GIZMO与FIRE-2开展含6%耗散性ADM的银河系类似星系宇宙学流体模拟，揭示其形成暗盘、团块、核球并影响恒星形成及物质分布。
2023-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm
螺旋臂的碎裂被认为是导致星系中巨大团块形成的原因。利用自引力旋臂的线性微扰分析，我们导出了一个不稳定性参数，并定义了团块形成的条件。我们扩展我们的分析，包括气体和恒星在外部潜力的多组分系统。然后，我们进行数值模拟孤立盘星系与等温气体，并比较我们的分析模型的预测结果。我们的模型准确地描述了我们的模拟中的螺旋臂的演变，即使当螺旋臂动态相互作用。结果表明，在模拟的盘星系中形成的巨星系团大多满足不稳定性条件。我们的模型预测的团块质量与模拟结果一致，但增长的时间尺度的不稳定扰动是高估了几个因素。我们还应用我们的不稳定性分析，以获得块属性的标度关系。预期的团块大小，速度分散，和圆周速度之间的比例关系是略有不同的Toomre不稳定性分析，但也不是不符合目前可用的观测。我们认为，旋臂不稳定性是一个可行的形成机制的巨大的团块在富含气体的盘星系。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC Survey -- XL. Three-dimensional structure of the Small Magellanic Cloud as derived from red clump stars
星系间的相互作用扭曲了重子物质的分布，并可能影响恒星的形成。附近的麦哲伦云是一个正在进行的星系相互作用过程的主要例子。在这里，我们使用中间年龄（$\sim1$ - $10$ Gyr）的红团星映射的三维结构的小麦哲伦云（SMC），并解释它的历史背景下的相互作用与大麦云（LMC）和银河系。红团星是从基于麦哲伦云VISTA巡天数据的近红外色星等图中选出的。星际红变被测量和消除，校正后的亮度被转换为距离，在逐星的基础上。一个适合红团星空间分布的平面具有倾角$i=35°$ - $48°$和位置角PA $=170°$ - $186°$。然而，从这个平面可以看到明显的偏差，特别是在SMC的外围和东侧。在后一部分，存在两个不同的种群，距离相隔多达10 kpc。在SMC的北部可以看到遥远的红色团块星，也可能在遥远的西部;这些可能与预测的“反桥”有关。我们还提出了一个尘埃变红的地图，这表明尘埃一般跟踪恒星质量。SMC的中龄恒星成分的结构带有几个Gyr前与LMC的强相互作用的印记，这不可能是纯粹的潮汐，但必须涉及冲压压力剥离。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA survey of massive cluster progenitors from ATLASGAL. Limited fragmentation at the early evolutionary stage of massive clumps
大规模星系团祖先的早期演化知之甚少。我们调查的破碎性能从0.3 pc到0.06 pc尺度的均匀样品的红外安静的大规模团块在4.5千秒差距从ATLASGAL调查。使用ALMA 7米阵列，我们检测到紧凑的尘埃连续排放对所有目标，并发现，在这些尺度上，碎片是有限的。碎片的质量分布揭示了大于40 $M_\odot$的大部分核心，相当于质量高达~400 $M_\odot$的块状致密核心。77%的团块每团块含有至多3个MDC，并且我们还揭示了单个团块/MDC。最大质量的核心是在更大质量的团块中形成的，并且在小尺度上的高质量浓度揭示了高的核心形成效率。MDC的质量大大超过了当地的热金斯质量，并且缺乏足够高水平的湍流或足够强的磁场来保持最大质量的MDC处于平衡状态的观测证据。如果已经坍缩，观察到的具有高核心形成效率的碎裂特性与秒差距尺度的坍缩设置是一致的。
2017-03-09 astro-ph.GA
Clump formation through colliding stellar winds in the Galactic Centre
气体云G2目前正在被银河系中心超大质量黑洞Sgr A* 潮汐干扰。黑洞周围的区域充满了$\sim 30$沃尔夫-拉叶星，它们产生强烈的外流。我们探讨了气体团簇，如G2，通过非线性薄壳不稳定性的恒星风碰撞的可能性。分析方法之后，我们研究了风的对称碰撞中形成的板块的热演化，评估是否发生不稳定性，并估计可能的团块质量。我们发现，碰撞相对缓慢（$< 750$公里秒$^{-1}$）和强大的（$\sim 10^{-5}$ Msun年$^{-1}$）恒星风的恒星在短距离（$<10$ MPC）是一个过程，确实可以产生团块的G2的质量和以上。在银河系中心，沿着已知轨道的单颗恒星如此短暂的分离相遇并不常见，这使得这个过程可能是G2的起源，但不太可能。我们还讨论了团块形成密切的二进制文件，如IRS 16 SW和不对称的遭遇有前途的替代品，值得进一步的数值研究。
2015-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially associated clump populations in Rosette from CO and dust maps
来自不同示踪剂的团簇的空间关联被证明是确定分子云的物理性质的有价值的工具。它提供了一个可靠的估计的$X$ -因素，用于跟踪密度的团块中看到的列密度，并允许测量的速度分散的团块中确定的粉尘排放。本文研究了用GAUSSCLUMPS技术从恒星形成区Rosette的$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）线图和Herschel尘埃辐射图中提取的团簇星群之间的空间关联，并分析了它们的物理性质。所有与另一个CO或尘埃对应物重叠的CO团块被发现是引力束缚的，并位于分子云的大质量恒星形成细丝中。它们服从一个单一的质量-尺寸关系$M_{\rm cl}\propto R_{\rm cl}^γ$与$γ\simeq3$（意味着恒定的平均密度），并显示几乎没有速度-尺寸关系。我们将它们的种群解释为通过会聚流压缩形成的低密度结构，并且在自引力的影响下仍然没有进化。其团块质量函数的高质量部分由幂律${\rm d}N_{\rm cl}/{\rm d}\,\log M_{\rm cl}\propto M_{\rm cl}^Γ$拟合，并显示接近Salpeter斜率$Γ\sim-1.3$。另一方面，从粉尘排放图中提取的团块表现出较浅的质量大小的关系与$γ=2.5$和质量函数非常陡峭的斜率$Γ\sim-2.3$，即使与CO团块。他们跟踪密度峰值的相关的CO团块在规模的PC的十分之几，没有单一的密度标…
2017-12-14 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
The early dynamical evolution of cool, clumpy star clusters
观测和理论都表明，星团形成亚维里（冷），具有高度的亚结构分布。我们进行了一个大的合奏N-体模拟的中等大小（N=1000）冷，分形集群，调查他们的早期动力学演化。我们发现，冷的，clusional集群动态质量分离在一个很短的时间尺度上，梯形状的大质量高阶多次波通常形成，大质量的恒星往往是从集群喷射速度> 10公里/秒（c.f.平均逃逸速度为2.5 km/s）。团簇的性质也在很短的时间尺度上迅速变化。年轻的星团也可能经历核心坍缩事件，其中包含大质量恒星的致密核心由于能量损失到低质量恒星的光环而变硬。这样的事件可以在不需要气体排出的情况下将年轻的星团吹开。一个星系团越是温暖和亚结构化程度越低，它的演化就越不极端。
2010-04-29 astro-ph.GA
Stellar and substellar initial mass function: a model that implements gravoturbulent fragmentation and accretion
在这项工作中，我们推导出恒星的初始质量函数（IMF）的致密核心的质量分布的叠加，产生通过gravoturbulent破碎的不稳定团块的分子云（MC）和增长通过竞争吸积。MCs是由星际介质中的湍流级联形成的，尺度L从100到~0.1 pc。它们的内部湍流基本上是超音速的，并产生密度为n的对数正态分布的团块。我们的模型是基于一个幂律关系的假设团块质量和团块密度：n~m^x，其中x是一个无标度参数。引力不稳定的团块被假定为经历等温碎裂，并产生对数正态质量分布的原恒星核心，以团块的金斯质量为中心。然后假设单个核心的质量通过竞争性吸积进一步增长，直到团块内其余的气体被耗尽。当x=0.25时，观测到的IMF可以最好地再现，其特征恒星形成时间尺度为~ 500万年，恒星形成效率较低，为~ 10%。
2010-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling two expanding stellar groups formed through violent relaxation in The Lagoon Nebula Cluster
本研究利用 Gaia DR3 数据分析 LNC，发现其由两个源自不同分子云团块的膨胀恒星群构成，并依据 Secondary 群的形态与速度弥散特征推断其可能经历动力学弛豫及后续爆发事件。
2024-03-01 astro-ph.GA
