The dependence of stellar age distributions on GMC environment
在这封信中，我们分析了巨大的分子云（GMC）的螺旋臂，臂间的马刺，并在大星系半径，螺旋臂相对较弱的恒星年龄分布。我们使用数值模拟的星系，它遵循GMC的演变，包括恒星形成事件发生的恒星粒子的结果。我们发现在旋臂中的GMC倾向于主要有年轻（<1000万年）的恒星。相比之下，旋臂GMAs被剪切成旋臂间GMCs的云，包含较少的年轻恒星（<1000万年），和更多的~ 2000万年的恒星。我们还表明，在没有螺旋臂的情况下形成的云，由于当地的引力和热不稳定性，优先包含年轻的恒星。我们建议GMCs中恒星的年龄分布将是一个有用的诊断，以测试不同的云演化方案，旋臂的起源，以及银河系恒星形成的数值模型的成功。我们讨论了银河系和河外分子云的背景下，我们的研究结果的影响。
2013-09-24 astro-ph.GA
Disruption of giant molecular clouds and formation of bound star clusters under the influence of momentum stellar feedback
来自星团的能量反馈在形成巨分子云的动力学演化过程中起着至关重要的作用。为了研究恒星反馈对星云恒星形成效率的影响以及嵌入星团的动力学响应，我们使用动网格流体动力学程序\textsc{Arepo}，采用恒星形成和动量反馈亚网格模型，进行了一系列孤立的GMC模拟。我们模拟的GMCs的性质跨越了广泛的初始质量，半径和速度配置。我们发现最终恒星质量与总云质量之比$ε_{\rm int}$与初始云面密度和动量反馈强度成强烈的比例关系。这种相关性解释了一个分析模型，认为重力和动量反馈之间的力平衡。对于所有模拟的GMCs，恒星密度剖面系统陡峭的恒星形成的高峰时期的气体，这表明一个集中的恒星分布。我们还发现，星团总是在亚维里状态的维里参数$\sim0.6$之前的气体驱逐。亚维里动力学状态和陡峭的恒星密度分布都阻止了星团在其演化的气体去除阶段的分散。最终的簇结合分数是$ε_{\rm int}$的连续增加的函数。恒星形成效率小于0.5的GMC仍然能够形成具有大束缚分数的团簇。
2019-05-20 astro-ph.GA
Pre-supernova feedback mechanisms drive the destruction of molecular clouds in nearby star-forming disc galaxies
这是一个主要的悬而未决的问题，物理过程停止气体吸积到巨分子云（GMC），并限制气体转化为恒星的效率在这些GMC。虽然超新星爆炸的反馈一直是星系形成和演化模拟中常用的反馈机制，但恒星风、光电离和辐射压力等“早期”反馈机制预计将在恒星形成开始后的气体扩散中发挥重要作用。这些反馈过程通常发生在小尺度上（$\sim 10-100$ pc），因此它们的影响很难在银河系以外的环境中受到限制。我们应用一种新的统计方法，以$\sim 1$的分辨率地图的CO和Ha的排放在9个附近的盘星系的样本，以测量的时间超过GMC被分散的反馈，从年轻的，高质量的恒星，作为一个函数的星系环境。我们发现，GMCs通常分散在$\sim$ 3百万年后出现的未嵌入的高质量的恒星，与银河系中心半径没有显着的趋势。与分析预测的比较表明，独立的环境，早期的反馈机制（特别是光电离和恒星风）在分散GMC和限制其在附近星系的恒星形成效率发挥了至关重要的作用。最后，我们表明，这些早期反馈机制注入的能量与母GMC耦合的效率是相对较低的（百分之几十），这样的年轻恒星星族发出的绝大多数动量和能量逃脱母GMC。
2020-10-26 astro-ph.GA
Gravitational scattering of stars and clusters and the heating of the Galactic disk
银河系圆盘中随时间而增加的速度扩散是否可以解释为恒星与巨型分子云（GMC）和旋臂的引力相互作用的结果？银河平面上方的古老疏散星团是否为这个问题提供了线索？我们探讨的影响散射的不均匀性在银河系的潜力，由于GMCs，旋臂和银河酒吧，以及高海拔集群是否可以形成在轨道上更接近银河系平面，后来被分散的恒星轨道。在一个现实的银河系潜力的测试粒子运动的模拟。探讨了GMCs内部结构的影响。在GMC碰撞中的集群的破坏被详细处理与N体模拟的集群。很好地再现了观测到的恒星速度色散随时间的变化。GMC结构被认为是显着的，但适当的模型产生相当大的散射效应。模拟的大质量旧疏散星团的分数，分散到轨道与|z|> 400 pc，通常是0：5%，与观测到的高海拔星团的数量和大质量疏散星团的形成率一致。薄银河系盘的加热很好地解释了引力散射GMC和旋臂，如果GMC质量和相应的气体中的空隙之间的局部相关性不是很强。我们的研究结果表明，高海拔富含金属的星系团是在接近银河系平面的轨道上形成的，后来分散到更高的轨道。虽然可能性不大，但在散射发生之前，太阳可能形成于这样一个星团中。
2016-05-23 astro-ph.GA
Tidal stability of giant molecular clouds in the Large Magellanic Cloud
直到巨大分子云内部发生引力坍缩，恒星才会形成。然而，引发云坍缩和调节恒星形成过程的条件仍然知之甚少。诸如湍流和磁场之类的局部过程可以起到促进或防止塌缩的作用。在更大的尺度上，银河势也可以影响云的稳定性，传统上是通过潮汐和切变效应来评估的。本文利用Magellanic Mopra Assessment（MAGMA）的CO资料和文献中的自转曲线资料，研究了大麦云（LMC）中巨分子云（GMCs）在切变和银河潮汐作用下的稳定性。我们计算的潮汐加速度所经历的个别GMC和确定所需的潮汐稳定性的最小云量。我们还计算了剪切参数，这是一个云的敏感性，通过在银盘剪切力中断的措施。我们研究是否有相关性的性质和恒星形成活动的GMCs和他们的稳定性对剪切和潮汐破坏。我们发现，在LMC的GMC近似潮汐平衡，剪切是不太可能影响他们的进一步发展。GMCs的质量接近最小稳定质量对潮汐中断是不寻常的，在他们的质量，位置，或CO亮度，但我们注意到，GMCs与大的速度色散往往是更敏感的潮汐不稳定。我们还注意到，具有较小半径的GMCs（代表我们样本的大部分）往往更强烈地抵抗潮汐和剪切破坏。我们的研究结果表明，在大麦哲伦星系的恒星形成是不抑制潮汐或剪切不稳定性。
2013-10-24 astro-ph.GA
Kiloparsec-Scale Simulations of Star Formation in Disk Galaxies. I. The unmagnetized and zero-feedback limit
我们提出了流体动力学模拟的自引力致密气体的演化尺度为1千秒差距下降到<秒差距的星系盘，旨在研究从巨分子云（GMC）的致密团块的形成。这些结构被认为是星团的前身，这个过程可能是肯尼库特-施密特关系所描述的星系系统中控制恒星形成速率的限速步骤。我们遵循的气体的热演化到~ 5 K使用依赖于湍流的加热和冷却功能。我们还不包括磁场或局部恒星反馈，因此GMC和团块的演化仅由热和湍流压力支持平衡的自引力和大尺度星系切变决定。虽然云的结构和密度的变化显着的模拟过程中，GMC维里参数大多保持在统一以上的时间尺度超过GMC的自由落体时间表明，从银河系剪切和大规模的云运动的能量不断级联和GMC内。我们以每局部自由落体时间2%的缓慢、低效的速率实现恒星形成，但即使这样，由于致密气体团块的过度产生，也会产生比观察到的肯尼库特-施密特关系大两个数量级的全球恒星形成速率。我们预计，磁支持和局部恒星反馈相结合，需要抑制致密团块的形成，以约1%的速度，结果从零反馈的限制。
2012-12-12 astro-ph.GA
Death of the Immortal Molecular Cloud: Resolution Dependence of the Gas-Star Formation Relation Rules out Decoupling by Stellar Drift
本研究通过分析六个邻近星系中气体-恒星形成关系的空间尺度依赖性，发现恒星反馈摧毁GMC的概率比恒星漂移导致解耦的概率高约2000倍，从而否定了“不朽”分子云假说。
2024-04-22 astro-ph.GA
Playing with FIRE: A Galactic Feedback-Halting Experiment Challenges Star Formation Rate Theories
本研究通过在FIRE-2模拟中开展银河系质量星系的反馈终止实验，发现恒星反馈可直接调控每自由下落时间的恒星形成效率，现有湍流调控理论低估了无反馈时的SFR增幅，证明星系恒星形成在GMC尺度上由反馈多途径调控。
2024-06-26 astro-ph.GA
The effects of subgrid models on the properties of giant molecular clouds in galaxy formation simulations
最近的宇宙学流体动力学模拟能够再现与观测数据一致的星系的许多统计特性。然而，所采用的子网格模型强烈影响模拟结果，限制了这些模拟的预测能力。在这项工作中，我们进行了一套孤立的星系盘模拟下的{ \it SMUGGLE}框架和调查如何不同的亚网格模型影响巨大的分子云（GMC）的属性。我们采用{ \sc astrodendro}，一个分层的聚类发现算法，以确定GMC的模拟。我们发现，不同的选择亚网格恒星形成效率，$ε_{\rm ff}$，和恒星反馈通道，产生显着不同的质量和空间分布的GMC人口。没有反馈，GMC的质量函数具有较浅的幂律斜率，并延伸到更高的质量范围相比，运行与反馈。此外，较高的$ε_{\rm ff}$导致更快的分子气体消耗和更陡的质量函数斜率。反馈还抑制GMC的空间分布的两点关联函数（TPCF）中的功率。具体来说，辐射反馈强烈降低TPCF的尺度低于0.2~kpc，而超新星反馈降低功率的尺度高于0.2~kpc。最后，具有较高的$ε_{\rm ff}$的运行比具有较低的$ε_{\rm ff}$的运行表现出更高的TPCF，因为致密气体被更有效地耗尽，从而促进结构良好的超新星气泡的形成。我们认为，比较模拟和观察到的GMC人口可以帮助更好地约束亚网格模型在下一代的星系形成模拟。
2020-10-30 astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles: Galactic Multiscale MHD Simulations of GMC to Star Cluster Formation
通过星系多尺度MHD模拟，追踪从kpc到亚pc尺度的结构形成，揭示超级气泡、丝状GMCs及星团形成，并发现与盘状结构相关的螺旋磁场。
2024-05-28 astro-ph.GA
The CO-to-H$_2$ Conversion Factor of Galactic Giant Molecular Clouds using CO isotopologues: High-resolution $X_{\rm CO}$ maps
本研究利用FUGIN巡天数据分析了银河系多个巨分子云的CO同位素体相关性，生成了高分辨率的$X_{\rm CO}$分布图，发现各云团内该因子存在变化，但整体平均值保持恒定且与既往银河系研究结果一致。
2023-11-23 astro-ph.GA
Properties of giant molecular clouds in the strongly barred galaxy NGC1300
恒星形成活动取决于银河系尺度的环境。为了了解恒星形成活动的变化，有必要比较不同恒星形成效率（SFE）环境中巨分子云（GMC）的性质。因此，我们专注于一个强烈的酒吧星系的GMCs属性的银河系环境的影响进行调查，因为SFE是明显低于酒吧地区比在手臂地区。本文利用ALMA 12-m列阵对强棒星系NGC 1300的西棒区、臂区和棒端区进行了$^{12}$ CO（$1-0$）高角分辨率（$\sim$ 40 pc）观测。我们检测到GMCs与黑暗的车道不仅在手臂和酒吧结束地区，但也在酒吧地区，大规模的恒星形成是看不到的。使用CPROPS算法，我们确定并表征了233个GMC在观察区域。基于Kolmogorov-Smirnov检验，我们发现GMC性质几乎没有显著变化（例如，半径、速度色散、分子气体质量和维里参数）。这些结果表明，系统的物理性质的GMCs的差异是不是与环境的SFE差异的原因，应该有其他的机制，如在NGC 1300的快速云-云碰撞控制的GMCs的SFE。
2020-02-20 astro-ph.GA
The molecular cloud lifecycle
巨分子云（GMC）和它们的恒星后代是星系的基石。GMC的物理特性及其演化与星系演化密切相关。星际介质的宏观性质传播到GMC的性质中，例如银河系和GMC尺度气体压力，表面密度和体积密度之间的相关性。这样，银河系环境就为GMC内的恒星形成设定了初始条件。在大质量恒星形成开始后，来自例如光电离、恒星风和超新星的恒星反馈最终有助于分散母云，将能量、动量和金属沉积到周围介质中，从而改变星系的性质。因此，这种由恒星形成和反馈控制的气体和恒星之间的物质循环是星系演化的主要驱动力。最近的大部分争论都集中在构成星系周期的各个演化阶段的持续时间上，以及这些阶段可以告诉我们驱动周期的物理机制。我们回顾了观测，理论和数值计算工作的结果，以建立一个动态的图片GMC演化，恒星形成和星系中的反馈的演化生命周期。
2020-04-13 astro-ph.GA
Giant molecular clouds and massive star formation in the southern milky way
哥伦比亚大学。智利的南银河CO巡天是用来将太阳圈内银河系第四象限的CO（1-0）排放分离成其主要成分--巨分子云（GMC）。在减去一个轴对称模型的CO背景辐射在南银河系内部，92 GMC的识别，其中87个解决了双重距离模糊。它们的总分子质量为M（H2）= 1.14 +/- 0.05 x 10^8 Msolar，约占银河系盘中H2体积密度轴对称分析估算的分子质量的40%（布朗夫曼等人，1988 b）M（H2）盘= 3.03 x 10^8 Msolar。大规模的螺旋结构在南银河系，在太阳圈内，跟踪的GMC在我们的目录中，3个螺旋臂部分：半人马座，诺玛，和3 kpc的扩展臂进行了分析。在将对数螺旋臂模型拟合到臂之后，分别在310°、330°和338°处发现切线方向，与文献中的先前值一致。利用CS（2-1）对具有UC HII区FIR颜色特征的IRAS点状源进行了全面观测，估算了大质量恒星形成率（MSFR）和大质量恒星形成效率。GMC的平均MSFR为0.41 +/- 0.06 Lsolar/Msolar，对于Norma臂中最大质量的云，它是0.58 +/- 0.09 Lsolar/Msolar。大质量的恒星形成效率的GMCs平均为3%的可用分子质量。
2014-02-25 astro-ph.GA
Millimeter-wave Spectral Line Surveys toward the Galactic Circumnuclear Disk and Sgr A*
我们使用野边山射电天文台（NRO）45米射电望远镜在3毫米波段对银河系环核盘（CND）和Sgr A* 进行了无偏谱线测量。目标位置是CND的两个切点和Sgr A* 的方向。我们获得了三个宽带光谱，覆盖频率范围从81.3 GHz到115.8 GHz，检测到46个分子线，包括10个稀有同位素和4个氢复合线的30种。每条谱线都由来自CND、+50 km/s和+20 km/s云（GMC）以及前景旋臂的多个速度分量组成。我们定义的具体速度范围，代表CND和GMC向每个方向，并将检测到的线分为三类：CND-/GMC-/HBD型，根据线强度集成在定义的速度范围。CND型和GMC型分别是主要追踪CND和GMC的品系。HBD型具有CND-/GMC型的两个特征。我们还提出了线强度和其他参数的列表，以及强度比，这必须是有用的，以调查我们的银河系和其他星系的核环境之间的差异。
2014-07-18 astro-ph.GA
The Life and Times of Giant Molecular Clouds
巨分子云是星系中恒星形成和反馈的场所。它们的性质决定了恒星形成的初始条件，它们的生命周期决定了反馈如何调节星系的演化。近年来，高分辨率望远镜的出现使得对邻近星系中分子星际介质进行系统的GMC尺度研究成为可能，现在涵盖了广泛的物理条件，并允许首次研究GMC性质如何取决于星系环境。这些观测发展伴随着提高分辨率的数值模拟，这些数值模拟越来越准确地解释了银河系尺度环境对GMC的影响，同时改善了对恒星形成和恒星反馈的小尺度过程的处理。这些最新发展的结合极大地提高了我们对GMC的形成，进化和破坏的理解。我们回顾了该领域的现状，突出了当前的开放问题，并讨论了未来研究的前景。
2022-03-17 astro-ph.GA
Kiloparsec-Scale Simulations of Magnetised Molecular Clouds in Disk Galaxies
我们提出了模拟的自引力致密气体的演变千分之一秒尺度的星系盘，旨在研究从巨分子云（GMCs）的致密团块的形成。这些密集的团块被认为是星团的前身，这个过程可能是肯尼库特-施密特关系所描述的星系系统中控制恒星形成速率的限速步骤。这些模拟的GMC和团块的演化是由湍流压力支持和大尺度星系切变平衡的自引力决定的。虽然云的结构和密度显着变化，在其演变过程中，他们大致保持在维里平衡的时间尺度超过GMC的自由落体时间，表明能量从星系剪切不断级联。我们以每局部自由落体时间2%的缓慢，低效的速率实现恒星形成，但由于致密气体的过度产生，这产生了比观察到的Kennicutt-Schmidt关系大两个数量级以上的全球恒星形成速率。为了解释这种差异，我们预计磁场提供额外的支持。低分辨率的模拟确实表明，磁场降低了恒星的形成率。
2012-11-28 astro-ph.GA
The properties of the ISM in disc galaxies with stellar feedback
我们进行孤立的盘星系的计算，调查ISM的性质，分子云的性质，以及全球恒星形成率取决于恒星反馈的水平。我们采用一个简单的物理模型，其中包括银河系的潜力，一个标准的冷却和加热的ISM处方，和自引力的气体。恒星反馈是通过将能量注入致密的引力坍缩气体来实现的，但与施密特-肯尼库特关系无关。我们得到的气体的分数，填充因子为不同阶段的ISM在合理的年龄与观察。超新星被发现是至关重要的再现ISM的不同组成部分的标度高度，和速度分散。在模拟中形成的GMC显示与观察相似的质谱，其归一化取决于反馈水平。我们发现约40%的云表现出逆行旋转，由云-云碰撞引起。我们得到的恒星形成率是在良好的协议与观察到的施密特-Kennicutt关系，并不强烈依赖于我们假设的恒星形成效率，在很大程度上是自我调节的反馈。我们还调查的螺旋结构的影响，通过比较计算和没有螺旋组件的潜力。与螺旋势的主要区别在于，更多质量的GMC能够在螺旋臂中积累。因此，即使有恒星反馈，我们也能够重现大质量的GMC，以及在许多宏伟设计的星系中看到的马刺。螺旋势的存在对恒星形成率没有明显的影响，但可以通过形成长寿命的强束缚云来间接增加恒星形成率。
2011-07-01 astro-ph.GA
Comparing the Properties of GMCs in M33 from Simulations and Observations
我们比较模拟的M33星系中的云的性质，在真实的M33中观察到的。我们应用朋友的朋友算法和CPROPS来识别云，以及逐像素分析。我们得到了云的数量和云的最大质量之间非常好的协议。两者都比银河系类型的星系低，因此是M33的表面密度、大小和星系势的函数。我们再现了所观察到的分子云的性质对半径的依赖性在模拟中，并发现这是由于气体的表面密度随半径的变化。云光谱也显示出模拟和观测之间的良好一致性，但光谱的确切斜率和形状取决于用于寻找云的算法，以及拟合斜率时包含的云量范围。云的角动量、速度色散和维里关系等性质在模拟和观测之间也有很好的一致性，但不一定区分M33和其他星系的模拟。我们的研究结果并不强烈依赖于这里使用的反馈水平（10%和20%），虽然他们建议，15%的反馈效率可能是最佳的。总的来说，我们的研究结果表明，分子云的性质主要取决于气体和质量的表面密度，并不依赖于本地化的物理，如恒星反馈的细节，或使用的数值代码。
2019-03-11 astro-ph.GA
WARPFIELD 2.0: Feedback-regulated minimum star formation efficiencies of giant molecular clouds
恒星的形成是一个低效的过程，通常只有一小部分的气体在巨大的分子云（GMC）变成恒星。这部分是由于来自年轻大质量星团的恒星反馈的负面影响。在最近的一篇论文中，我们介绍了一种新的一维数值处理的恒星反馈的影响，从年轻的大质量集群对他们的出生云，我们命名为WARPFIELD。在这里，我们提出了版本2的WARPFIELD代码，包含改进的治疗的气体的热演化和反馈驱动的壳的碎片。作为此次更新的一部分，我们已经制作了新的冷却和加热表，这些表说明了光电离和碰撞电离对气体冷却速率的综合影响，我们现在可以在实验室使用。我们采用我们的更新版本的WARPFIELD调查的影响，恒星反馈的GMC具有广泛的质量和表面密度和各种密度分布。我们发现，最小的恒星形成效率$ε_{\mathrm{min}}$，即恒星形成效率，超过该云被破坏的反馈和进一步的恒星形成被关闭，主要是由平均云表面密度。1- 6%的恒星形成效率通常足以摧毁GMC。我们还发现每自由落体时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}} \sim 0.3$ %，与最近的观测结果吻合得很好。我们的研究结果意味着，恒星反馈本身就足以解释低观测到的GMCs的恒星形成效率。最后，我们表明，非常大的云陡峭的密度分布-可能代理的巨大团块在星系中观察到的$z \approx 2$ -比典型的GMC更有弹性的反馈，与$ε_{\mathrm{min}}$之间的1和12…
2018-10-24 astro-ph.GA
Star Formation in Disk Galaxies. III. Does stellar feedback result in cloud death?
恒星反馈、恒星形成和引力相互作用是巨分子云演化的主要控制力。为了探索它们的相对作用，我们研究了GMCs在孤立星系盘模拟中形成的性质和演化，该模拟包括局部热反馈和光电加热。结果进行了比较，在这个系列中，其中包括一个模型没有恒星形成，恒星形成，但没有形式的反馈和恒星形成与光电加热在一组稳步增加的物理效应。我们发现，除了本地化的热反馈极大地抑制恒星的形成，但不破坏周围的GMC，云的性质非常类似的运行中，没有恒星物理学被包括在内。反馈的流出减少了云的质量，但不会破坏它，使云能够存活下来。这表明，弱的热反馈，如超新星预期的下限可能发挥相对较小的作用，在银河系结构的静止银河系型星系，相比引力相互作用和磁盘剪切。
2015-01-01 astro-ph.GA
Simulations of globular clusters within their parent galaxies: Metallicity spreads and anomalous precursor populations
最近对球状星团（GC）的观测表明，第一代（1G）恒星之间可能存在元素丰度的变化。我们建议，金属丰度（“金属度”）的GC内传播形成巨大的分子云（GMCs）可以影响未来集群成员的铁丰度。为了研究这一点，我们使用原来的流体动力学模拟GMC形成在高红移矮星系。我们的模拟自洽模型的物理过程，如恒星反馈，尘埃的形成和破坏，以及尘埃颗粒上的分子气体形成，使它们非常适合GMC形成的研究。我们的结论是铁丰度的变化是由于合并的气体团块和自富集过程。GC形成团块的金属丰度分散度约为0.1 dex，反映了越来越多的研究声称GC内存在非零分散度。银河系的气体分数是一个关键参数的团块的形成和金属丰度'地板'观察到的银河系和河外GCs与母星系的能力，形成大规模的GMC。最后，我们认为，GMCs有可能捕获周围的贫金属星系盘星，我们解释为前体人口（0 G）。这些低金属量的恒星代表了主星矮星的[Fe/H]值，因此这颗0 G的化学成分可能是母星系的一个简化记录。这些结果依赖于星系的初始金属丰度和径向梯度，恒星形成的阈值气体密度，以及恒星形成的处方。
2021-12-28 astro-ph.GA
Molecular Clouds: Internal Properties, Turbulence, Star Formation and Feedback
所有的恒星都诞生于分子云中，并且大多数诞生于巨分子云中，这决定了星系的恒星形成活动。我们首先回顾了它们的观测性质，包括质量表面密度σ和质量M的测量。我们讨论了云动力学，结论大多数GMC引力约束。恒星形成在GMC中高度聚集，但总体上非常低效。我们比较了恒星形成团与年轻星团（YSC）的性质。YSC的高中心密度可能是由于已经形成的恒星在团簇形成期间和之后的动力学演化。我们讨论了GMC演化的理论模型，特别是解决如何保持湍流，并强调GMC碰撞的重要性。我们描述了如何反馈限制总恒星形成效率，α，在团块。湍流和团簇介质允许更高的湍流度，即使逃逸速度小于电离气体的声速，也允许形成束缚的团簇。
2012-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Exciting Lives of Giant Molecular Clouds
我们提出了一个详细的研究GMCs在银河系盘模拟的演变。我们遵循个别GMC（在我们的模拟中定义的总列密度标准），包括他们的恒星形成水平，从他们的形成到分散。我们发现GMC的进化是非常复杂的。GMC通常由较小的云和环境ISM的组合形成，并且类似地通过分裂成许多较小的云和环境ISM而分散。然而，一些云是由于更大规模的GMC的破坏而出现的，而不是来自较小的云的集合。同样，在某些情况下，云会聚集到更大的云上，而不是分散。由于确定给定GMC的前体或后继者的困难，确定GMC历史和寿命是非常重要的。使用与云的连续演化有关的定义，我们得到了大于10^5 M的$_{\odot}$ GMC的典型寿命为400万~ 2500万年，在此期间恒星形成效率约为1%。我们还将GMCs的寿命与它们的交叉时间联系起来。我们发现，穿越时间是一个合理的措施的实际寿命的云，虽然有相当大的分散。散射被发现是不可避免的，因为云的形状和动力学的复杂性和变化。我们详细研究了云的扩散，发现恒星反馈和剪切都有助于云的破坏。我们还证明了GMC不表现为脊云，而是大规模的旋臂GMC演变成较小的云在臂间的马刺。
2013-03-20 astro-ph.GA
Giant Molecular Clouds in the Early-Type Galaxy NGC4526
利用高空间分辨率（$\approx 20$ pc）观测透镜星系NGC4526的$^{12}$ CO（$2-1$）。我们确定了103个解析的巨分子云（GMC），并测量了它们的性质：尺寸$R$，速度色散$σ_v$和光度$L$。这是第一个早期星系的GMC目录。我们发现NGC 4526中的GMC种群是重力束缚的，具有维里参数$α\sim 1$。质量分布，$dN/dM \propto M^{-2.39 \pm 0.03}$，比银河系内部的GMC更陡峭，但与一些晚型星系中发现的相当。我们没有发现NGC4526云的尺寸线宽相关性，与Larson关系的预期相矛盾。一般来说，NGC4526中的GMC比银河系和本星系群中其他星系中同等大小的GMC更明亮，密度更大，速度色散更高。这可能是由于比银河系盘更高的星际辐射场和比银河系中心更弱的外部压力。此外，云旋转的运动学测量表明，旋转是由银河系切变驱动的。对于绝大多数的云，旋转能量小于湍流和引力能量，而最里面的四个云是无约束的，很可能会被银河系中心的强烈剪切撕裂。我们结合我们的数据与其他星系的档案数据表明，表面密度$Σ$的GMCs是不是近似恒定的，因为以前认为，但变化的$\sim 3$数量级。我们还表明，跨星系的GMC人口的大小和速度的分散有关的表面密度，从引力和压力平衡，即$σ_v R^{-1/2} \propto Σ^{1/2}$预期。
2015-02-03 astro-ph.GA
The ALMA view of GMCs in NGC 300: Physical Properties and Scaling Relations at 10 pc Resolution
我们利用阿塔卡马大毫米波阵对螺旋星系NGC 300内H Ⅱ区附近的几种分子气体复合体进行了$^{12}$ CO（2-1）观测。我们的观测达到了10 pc和1 km s $^{-1}$的分辨率，足以完全解决巨分子云（GMCs），是迄今为止获得的最高超出本地组。我们使用的CPROPS算法来识别和表征250 GMCs在观察到的区域。NGC 300中的GMC在定性和定量上与银河系盘中的GMC相似：它们显示出尺寸$R$和线宽$ΔV$（$ΔV \propto R^{0.48\pm0.05}$）之间的相同标度关系，似乎主要处于维里平衡，并且与具有恒定表面密度的$60$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$一致。GMC的质谱与螺旋星系（包括银河系）的内盘相似。我们的研究结果表明，全球星系的性质，如总恒星质量，形态和平均金属丰度可能不会发挥主要作用，在设置GMC属性，至少在磁盘上的恒星形成的主序星的星系。相反，GMC属性可能更强烈地受到局部环境因素的影响，如中平面盘压力。特别是，在NGC 300的内盘，我们发现这种压力是类似于在本地银河系，但明显低于在磁盘的M51，其中GMC的特点是系统的更高的表面密度和更高的系数的尺寸线宽关系。
2018-01-18 astro-ph.GA
WISDOM Project - XXVII. Giant molecular clouds of the lenticular galaxy NGC 1387: similarities with spiral galaxy clouds
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU-Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学系）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）；Cardiff Hub for Astrophysics Research & Technology, School of Physics & Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院天体物理学研究与技术枢纽）；Trottier Space Institute and Department of Physics（特罗蒂尔太空研究所和物理系）
研究显示，镶嵌星系NGC 1387的巨大分子云特性与螺旋星系云相似，揭示了早期类型星系中GMC的多样化特征。
2026-02-17 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. III $^{12}$CO Maps and Physical Properties of Dense Clump Envelopes and their Embedding GMCs
我们报告的第二个完整的分子线数据发布的{ \em普查的高质量和中等质量的原恒星}（CHaMP），一个大规模的，公正的，均匀的映射调查，在亚秒差距的分辨率，毫米波线发射从303大规模，密集的分子团在银河系。该版本适用于与致密气体相关的所有$^{12}$ CO $J$ =1 $\rightarrow$ 0排放，这是第二阶段调查的第一个版本，包括$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O。观测到的由$^{12}$ CO和HCO $^+$（来自第一阶段）追踪的团块发射显示出非常相似的形态，这表明，对于致密的分子云和各种尺寸的复合物，秒差距尺度的团块包含$Ξ$ ~ 75%的质量，而只有25%的质量存在于这些相同区域的扩展（>~ 10 pc）或“低密度”组分中。密度大于10 $^9$ m $^{-3}$的所有气体的质量分数为$ξ_9$ >~ 50%。这表明秒差距尺度的团块可能是分子ISM的基本组成部分，而不是标准的GMC概念。使用$^{12}$ CO发射，我们得到这些团块的物理性质在其整体，并比较它们的性能从HCO $^+$，跟踪其更密集的内部。我们比较标准的X-因子转换$I_{CO}$到$N_{H_2}$与替代转换，并表明，只有后者给整个丛属性是物理上一致的，其内部。我们推断，集团人口系统更接近维里平衡时，只考虑他们的内部，也许有一半是长寿的（10亿年），压力局限的实…
2016-09-21 astro-ph.GA
Effects of Galactic Disc Inclination and Resolution on Observed GMC Properties and Larson's Scaling Relations
随着ALMA使解决其他星系中的巨分子云（GMC）成为可能，量化测量GMC属性的观测偏差变得必要。通过对一个棒旋星系的流体动力学模拟，比较了位置-位置-位置空间（PPP）和观测位置-位置-速度空间（PPV）中形成的巨星系团的物理性质.我们评估了光盘倾斜度的影响：面对（PPV_face）和边缘（PPV_edge），和分辨率：1.5 pc与24 pc，对GMC属性和进一步的影响，使用拉森的缩放关系的质量半径和速度色散半径。低分辨率PPV数据是通过使用CASA软件包模拟ALMA周期3观测而生成的。结果表明，在两种分辨率下，PPP和PPV_face云的中值特性没有很大差异，但PPV_edge云偏离了这两者。当切换到较低但更真实的分辨率时，差异会被放大。这种差异可能导致维里参数对引力结合的测量结果相反，从而导致云的动力学状态。两个Larson标度关系的幂律指数从PPP、PPV_face到PPV_edge递减，并且从高分辨率到低分辨率递减。我们的结论是，这些关系并不完全是由潜在的物理起源，因此必须谨慎使用时，考虑环境的依赖性，动力学状态，和河外的CO到H2的转换因子的GMCs。
2016-02-28 astro-ph.GA
A unified model for the maximum mass-scales of molecular clouds, stellar clusters, and high-redshift clumps
我们提出了一个简单的，自洽的模型来预测作为银河系环境的函数的巨分子云（GMC），星团和高红移团块的最大质量。最近的研究提出，这些最大质量是由剪切运动和离心力决定的，但我们表明，这一想法与在一个重要的局部宇宙环境范围内观察到的低质量不一致，例如低表面密度星系和星系外围。相反，我们认为来自年轻恒星的反馈可以在剪切限制区域的全球崩溃完成之前破坏云。我们开发了一个剪切反馈混合模型，依赖于三个可观察到的量：气体表面密度，epicylic频率，和Toomre参数。该模型在四个星系环境中进行了测试：银河系，本星系群M31，旋涡星系M83和高红移星系zC406690。我们证明，我们的模型同时再现了所观察到的最大质量的GMC，团块和集群在这些环境中的每一个。我们发现，在M31和银河系的云和集群的反馈限制超过半径8.4和4千秒差距，分别，而在M83和zC406690的质量是剪切限制在所有半径。在zC406690中，最大的星系团质量由于动力学摩擦而进一步下降。这些结果表明，最大质量的变化，从被剪切限制的反馈限制的星系变得不那么丰富的气体，并向低剪切演化。这就解释了为什么高红移团块的质量比本宇宙中的GMC更大。
2017-04-03 astro-ph.GA
Physical properties and scaling relations of molecular clouds: the effect of stellar feedback
使用流体动力学模拟的整个星系盘类似于银河系，达到4.6pc的分辨率，我们研究了观测到的物理性质的巨分子云（GMCs）的起源。我们发现，有效的恒星反馈是一个必要的成分，以发展一个现实的星际介质（ISM），导致分子云的质量，大小，速度色散和维里参数与银河系观测非常一致。用$M\propto R^{2.3}$和$σ\propto R^{0.56}$，在反馈驱动的ISM中再现了银河系中观测到的GMC标度关系，如质量-尺寸（$R$）、速度弥散-尺寸（$σ$）和$σ$关系.当在3D分析时，GMC标度关系显着变陡，表明我们从观测中理解分子云3D结构的潜在局限性。此外，我们演示了如何GMC人口的基本分布维里参数可以强烈影响的散射在派生的标度关系。最后，我们表明，GMCs与几乎相同的全球性质存在于不同的演化阶段，其中大多数的云被引力约束或扩大，但与一个显着的部分被压缩的外部ISM压力，在任何时候。
2018-06-21 astro-ph.GA
Fast and inefficient star formation due to short-lived molecular clouds and rapid feedback
恒星形成的物理过程以及大质量恒星向星际介质中沉积的质量、动量和能量（“反馈”）是现代星系形成和演化的宇宙学模拟中的主要不确定性。这些过程决定了星系的性质，但在现代星系形成模拟中，对单个巨分子云（GMC）的$\lesssim$ 100 pc尺度的了解甚少。关键的问题是为什么耗尽分子气体通过恒星形成的星系（$t_{\rm dep}\approx 2$ Gyr）的时间尺度超过GMC的动力学时间尺度两个数量级。要么大部分GMC的质量在许多动力学时间内转化为恒星，要么只有一小部分在GMC在动力学时间尺度上分散之前转化为恒星。在这里，我们报告我们的观察，分子气体和恒星形成的空间去相关的GMC尺度在附近的絮状旋涡星系NGC 300，相反，他们的紧密相关的星系尺度。我们证明，这种去相关意味着快速的GMC，恒星形成和反馈之间的进化循环。我们应用一种新的统计方法来量化演化的时间轴，并发现恒星的形成是由有效的恒星反馈调节的，在超新星爆炸之前，由于辐射和恒星风，在短时间尺度（~ 150万年）上驱动GMC分散。这种反馈将GMC的寿命限制在大约一个动力学时间尺度（~ 1000万年），综合恒星形成效率仅为2- 3%。我们的研究结果表明，星系由经历强有力的，反馈驱动的生命周期的积木组成，这些生命周期随星系环境而变化，并共同定义了星系如何形成恒星。这种多尺度分析对大星系样本的系统应用将为预测性的、自下而上的星系形成…
2019-05-23 astro-ph.GA
Stellar encounters with giant molecular clouds
巨分子云（GMC）被认为会影响行星的生物圈，因为它们的宿主恒星穿过它们。我们模拟银河系中恒星和GMC的轨迹，并确定恒星通过GMC的频率。我们发现一个很强的银心半径，并与垂直于银河系平面的速度，$V_z$递减的依赖性。恒星运动学加热的\textit{XY}分量被证明不影响GMC命中率，不像\textit{Z}依赖性（$V_z$）意味着恒星随着年龄的增长击中更少的GMC。GMC是恒星形成的位置，因此我们也确定了恒星在超新星附近经过的频率。对于超新星来说，随着$V_z$的下降是陡峭的，因为恒星通过GMC的速度决定了超新星相遇的概率。然后，我们整合了一组类似太阳的轨迹，以了解对太阳的影响。我们发现，太阳击中$1.6\pm1.3$ GMCs每Gyr的结果在$1.5\pm1.1$或（与聚类校正）$0.8\pm 0.6$超新星接近10 pc每Gyr。不同的超新星频率来自于是否将每个GMC交叉（几百万年）的多颗超新星视为单独的事件。然后我们讨论了GMC撞击对奥尔特云的影响，以及吸积对地球气候的影响，我们还讨论了遥远超新星的记录。最后，我们确定银河系的宜居带使用我们的模型。对于薄盘，我们发现它位于5.8-8.7 kpc之间，对于厚盘，位于4.5-7.7 kpc之间。
2019-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Molecular Cloud Evolution III. Accretion vs. stellar feedback
数值研究了大质量恒星电离辐射加热反馈对巨分子云演化及其恒星形成效率的影响。我们发现，GMC内的恒星形成区总是由引力收缩形成的。在最初的收缩期之后，坍缩的星云开始形成恒星，恒星的反馈蒸发了星云的部分质量，与不断下降的气体的吸积相反。吸积与恒星形成（SF）消耗稠密气体和反馈蒸发的竞争，调节了云的质量和能量平衡，以及它们的SFE。我们发现，在存在反馈的情况下，云达到的水平的SFE是一致的，在任何时候都与观测确定可比SF率（SFR）的地区。然而，我们观察到，在反馈的存在下，致密气体的质量一般较大，而总的（致密气体+恒星）对反馈的存在几乎不敏感，这表明总质量是由吸积决定的，而反馈主要抑制致密气体向恒星的转化。在包含反馈后，SFE减少的因子是云质量的递减函数，对于大小为~ 10 pc的云。这自然地解释了观测到的更大的SFE的恒星形成区域。我们还发现，云可以达到一个伪维里化状态，与实际云质量的维里质量非常相似的值。然而，这种状态与真正的维里化不同，因为云是大规模坍缩的中心，不断增加质量，而不是平衡实体。
2010-01-06 astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. VII. The Effect of Magnetic Field Strength on Star Formation
我们研究了在不同全球磁场强度和大尺度动力学环境中演化的巨分子云（GMC）中恒星的形成。一系列的磁流体动力学（MHD）模拟的非碰撞和碰撞GMCs的基础上，我们采用密度和磁调节的恒星形成子网格模型的范围从适度的磁超临界到近临界的云。我们研究气体和星团的形态，磁场强度和相对方向，前恒星的核心密度，温度，质量流量比和速度，恒星形成率和效率随着时间的推移，空间集群的恒星，恒星和出生气体的运动学。该区域的大尺度磁临界性极大地影响了整体气体演化和恒星形成的性质。GMC碰撞增强了磁超临界条件下的恒星形成速率和效率，但实际上可能会在磁临界情况下抑制它们。这可能对不同银河系环境中的恒星形成有影响，例如银河系中心和主银河系盘。
2020-02-28 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
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…
2019-11-08 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
Deep Andromeda JCMT-SCUBA2 Observations. The Submillimeter Maps and Giant Molecular Clouds
对M31星系进行深度JCMT-SCUBA2观测，获高分辨率亚毫米波图并编目GMC，揭示臂间GMC特性及质量-尺寸关系，发现其SFE更低，还重新约束尘埃不透明度指数β的径向变化。
2025-11-18 astro-ph.GA
Before the first supernova: combined effects of HII regions and winds on molecular clouds
我们模拟的光电离和动量驱动的风从O-星分子云跨越初始条件的参数空间的综合影响。风的动力学影响是非常温和的。然而，在质量较低的云中，它们通过产生10 pc尺度的中心空腔来影响HII区域的形态。模型GMC的不均匀结构使它们对光子、电离气体和超新星喷出物具有高度的渗透性，特别是电离气体的泄漏强烈影响它们的演化，降低了反馈的有效性。尽管如此，反馈还是能够将较低的逃逸速度云的大部分质量排出。它对恒星形成的影响比较温和，最终恒星形成效率降低了10- 20 $\%$，每自由落体时间恒星形成效率的变化率约为三分之一。然而，云仍然比观测到的GMC更快地形成恒星。
2014-04-24 astro-ph.GA
The young stellar clusters in M51 and the impact of GMC encounters
本文通过星系模型与5000个星团的N体模拟，研究M51年轻星团受巨分子云相遇的影响，发现巨分子云主要瓦解年老低质量星团，但在200 Myr内整体影响不显著。
2025-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in Galaxy Mergers with Realistic Models of Stellar Feedback & the Interstellar Medium
我们使用模拟与现实模型的恒星反馈研究星系合并。这些高分辨率（1 pc）模拟遵循个别GMC和星团的形成和破坏。最后的恒星爆发主要是由恒星的原位形成，由气体提供燃料，由于全球扭矩而向内流动。由此产生的高气体密度导致快速的恒星形成。气体会自引力作用，形成大质量（~10^10 M_sun）的GMC和随后的超星团（质量可达10^8 M_sun）。然而，与最近的一些模拟相反，最终形成中央隆起的大部分新恒星并不是在超星系团中诞生的，然后下沉到星系的中心，因为反馈有效地分散了GMC，在它们将百分之几的质量变成恒星之后。大部分到达原子核的物质都是以气体的形式存在的。肯尼库特-施密特定律是反馈平衡引力坍缩的结果，与小尺度恒星形成微观物理无关。在孤立星系中驱动这种关系的机制，特别是来自红外光子的辐射压力，在SFR中延续了70多年，以调节最极端的恒星爆发（密度>10^4 M_sun/pc ^2）中的恒星形成。反馈也驱动着具有大质量损失率的超级风;但是在以后的时间里，风物质的很大一部分会落回盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。强烈的活动星系核反馈需要解释恒星形成率的急剧截止。我们比较预测的遗物结构，质量分布，形态，和磁盘生存的效率，不明确解决GMCs或反馈的模拟。全球星系的性质是相似的，但亚星系的性质和恒星形成率可能会有很大的不同。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular gas and star formation in nearby starburst galaxy mergers
本研究利用FIRE-2模型分析星系并合中巨星分子云的演化，发现并合中分子气体面密度与速度弥散显著增加且维里参数升高，表明恒星反馈驱散气体，且高维里参数下气体消耗时间缩短，暗示除自引力外存在其他机制促进星暴并合中的恒星形成。
2023-03-31 astro-ph.GA
Dynamically Driven Evolution of the Interstellar Medium in M51
本文报道了对旋涡星系M51的高精度CO辐射观测，揭示了巨分子云（GMC）相对于大尺度星系结构和动力学的演化。最大质量的GMC（所谓的GMA）首先组装，然后随着气体流过螺旋臂而分解。GMAs和它们的H2分子并没有像在恒星反馈情景中预测的那样完全解离成原子气体，而是在离开旋臂时分裂成更小的GMCs。残留的GMAs被检测为从旋臂进入臂间区域的GMCs链。螺旋臂内的运动剪切足以使GMA克服自重而脱离。我们的结论是，GMCs的演变是由大规模的星系动力学-他们的凝结成GMAs是由于螺旋臂流运动后进入武器，其次是由于剪切碎片，因为他们离开下游侧的武器。在M51中，大部分气体从臂进入通过臂间区域并进入下一个螺旋臂通道时保持分子状态。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of the Interstellar Medium of Star Forming Galaxies
我们提出了包括恒星反馈在星系尺度模拟的数值方法。我们包括SNe（I和II）加热，气体回收和冲击加热O星和AGB风，HII光电离，和恒星光子的辐射压力。能量学和时间依赖性直接取自恒星演化模型。我们实现这些在模拟与pc尺度的分辨率，模拟星系SMC类矮星和MW类似物的大规模z~2星爆盘。在没有反馈的情况下，气体会无限冷却和坍缩。通过反馈，ISM达到多相稳态，其中GMC连续形成、分散和重新形成。我们的主要结果包括：（1）成星星系在Toomre Q~1处一般都是自调节的。大部分的体积是在弥漫的热气体中，大部分的质量是在致密的GMC复合物中。相结构和气体质量在高密度下是恒星反馈物理比积分量（Toomre Q或气体速度色散）更敏感的探针。(2)不同的反馈机制作用于不同的尺度：辐射和HII压力是防止GMC中致密气体失控坍缩的关键。SNe和恒星风主导着充满体积的热气的动力学;然而，这主要是从盘中排出。(3)星系平均的SFR由反馈决定。对于给定的反馈效率，限制恒星形成分子气体或修改冷却函数几乎没有影响;但改变反馈机制直接转化为偏离肯尼卡特-施密特关系。(4)自引力导致了质量函数为~M^-2，截止值为金斯质量的边缘束缚巨星系;它们在被恒星反馈破坏之前存在了几个动力学时间，并将其质量的约1-10%转化为恒星（从矮星到星暴星系不断增加）。低质量GMC优先未结合。
2012-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Interstellar Medium and star formation on kpc size scales
通过重新模拟一个区域的全球光盘模拟在更高的分辨率，我们解决和研究的分子云的性质，从几个100的M $_{\odot}$到$10^6$ M $_{\odot}$的质量范围。我们的论文的目的是双重的，i）比较ISM和GMC在更高的分辨率相比，以前的全球模拟，和ii）调查较小的云和特性，如GMC的内部属性，不能解决在银河系模拟。我们确认了在以前的银河系模拟中看到的云属性的鲁棒性，这些属性扩展到较低质量的云，虽然我们警告说，速度分散可能无法正确地测量在分辨率差的云。我们发现，云和ISM的属性只有弱依赖于本地恒星反馈的细节，虽然恒星反馈是重要的，以产生现实的恒星形成率和协议的施密特-肯尼库特关系。我们研究了$10^4-10^5$粒子分解的GMCs的内部性质。云是高度结构化的，但我们发现云有一个速度色散半径的关系，总体上同意与拉森关系。GMC显示了恒星形成的多个事件的证据，与之前的反馈事件相对应的洞和密集的区域可能即将形成恒星。我们的模拟显示了明显的长纤维，主要见于臂间区域和壳。
2014-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
GMCs scaling relations: role of the cloud definition
我们研究了具有不同形态的盘星系中分子云的物理性质：一个没有突出结构的星系，一个螺旋棒星系和一个具有絮状结构的星系。我们的$N$体/流体动力学模拟考虑到非平衡H $_2$和CO化学动力学，自引力，恒星形成和反馈过程。对于模拟星系，研究了两种云定义（或提取方法）下的巨分子云标度关系（Larson关系）：第一种是基于总柱密度位置-位置（PP）数据，第二种是基于位置-位置-速度（PPV）数据的CO~（1-0）线发射。我们发现，通过使用两种云提取方法获得的云种群一般具有相似的物理参数。除了CO数据外，云的质谱有一个低质量天体$M\sim 10^3-10^4$ ~ \Msun的尾部。改变柱密度阈值，标度关系中的幂律指数发生了显著变化。与此相反，这种关系对CO亮温阈值不敏感。最后，我们发现云的质量谱的PPV数据几乎是不敏感的星系形态，而PP数据的光谱表现出显着的变化。
2015-10-12 astro-ph.GA
A systematic study of the escape of LyC and Ly$α$ photons from star-forming, magnetized turbulent clouds
为了研究宇宙的再电离和解释观测星系的高红移光谱，了解莱曼连续谱（LyC）和莱曼$α$（Ly $α$）光子从巨分子云（GMC）中的逃逸是至关重要的。为此，我们进行高分辨率，辐射磁流体动力学模拟GMCs自洽恒星形成和恒星反馈。我们发现，一个显着的分数（15-70%）的电离辐射逃逸的模拟GMC与不同的质量（$10^5$和$10^6\,M_\odot$），因为云是分散在约$2$ - $5\,{\rm Myr}$从恒星形成的开始。当GMC质量较轻、金属贫乏、湍流较小和密度较低时，泄漏的LyC光子的比例较大。LyC辐射的最有效泄漏发生在GMC的总恒星形成效率约为20%时。Ly $α$的逃逸显示出与LyC光子相似的趋势，不同之处在于从GMC逃逸的Ly $α$光子的分数较大（$f_{\rm esc}^{\rm Lyα}\approx f_{900}^{0.27}$），并且具有强湍流的GMC显示出较大的$f_{\rm esc}^{\rm Lyα}$。模拟的GMC显示出$Δv\approx 120 \,{\rm km\,s^{-1}}$在时间平均的出射Ly $α$谱中的特征速度分离，这表明Ly $α$可以用于推断星际和环星系介质的运动学。我们发现，Ly $α$光度是一个有用的指标的LyC逃逸，提供的LyC光子的数量可以推导出通过恒星人口建模。最后，我们发现Ly $α$的逸出分数、1500 A的紫外光子…
2021-12-02 astro-ph.GA
Star formation in galaxies: the role of spiral arms
研究旋臂中的恒星形成不仅可以告诉我们恒星形成的演化和分子云，还可以告诉我们星系中螺旋结构的本质。我将使用最近的模拟和观察结果来解决这两个问题。银河系尺度的模拟开始详细研究GMC的演变，因为它们形成螺旋臂，然后通过恒星反馈或剪切分散。这一过程的总时间尺度似乎与GMC的穿越时间相当，$10^5$ M $_{\odot}$云的穿越时间为几百万年，更大质量的GMC的穿越时间为2000万年左右。模拟和观测都表明，在螺旋臂中发现了大量的云，可能是云与云碰撞的结果。包括恒星在内的模拟也应该告诉我们GMC中的恒星年龄分布，以及螺旋臂上的恒星年龄分布。更普遍的是，最近对螺旋星系的研究表明，螺旋臂中气体流动的动力学在长寿命和短暂的螺旋臂中是不同的，导致恒星的年龄模式不同。这样的结果可以用来帮助建立银河系螺旋结构的主要驱动力（图姆雷不稳定性，酒吧，或附近的同伴星系）与未来的调查。
2013-07-26 astro-ph.GA
The Interstellar Medium and Star Formation of Galactic Disks. I. ISM and GMC properties with Diffuse FUV and Cosmic Ray Backgrounds
我们提出了一系列的自适应网格细化（AMR）流体动力学模拟的平坦的旋转曲线银河系气体盘的星际介质（ISM）物理的扩散FUV辐射场和宇宙射线背景的影响下的原子到分子的相变的详细治疗。我们探索不同的FUV强度的影响，包括一个模型与径向梯度设计模仿银河系。宇宙射线的影响，包括其加热和电离率的径向梯度，也进行了探讨。本系列的最终模拟在整个$\sim20\:$ kpc全球磁盘直径上实现了$4\:$ pc分辨率，加热和冷却后温度降至$\sim10\:$ K。磁盘是为$300\:$ Myr演化的，这是ISM实现准统计平衡的足够时间。特别地，分子气体的质量分数稳定在$\sim$ 200 Myr。分析了其他全局ISM属性。巨分子云（GMCs）也被确定，并检查其人口的统计特性。随着磁盘的演变，跟踪GMC。GMC碰撞，这可能是一种手段，触发星团的形成，计数和分析模型相比，利率。相对频繁的GMC碰撞率被认为是在这些模拟和理解GMC属性，包括内部湍流的驱动，其影响进行了讨论。
2017-11-14 astro-ph.GA
A statistical study of giant molecular clouds traced by $^{13}$CO, C$^{18}$O, CS, and CH$_3$OH in the disk of NGC 1068 based on ALMA observations
我们提出了$1''.4$（98 pc）分辨率ALMA观测$^{13}$ CO（$J$ =1-0），C $^{18}$ O（$J$ =1-0），CS（$J$ =2-1）和CH $_3$ OH（$J_K$ = $2_K$-$1_K$）中央$1'$中的分子系（4.2 kpc）区域的NGC 1068，以研究巨分子云（GMC）的物理和化学性质，并测试这些GMC尺度的性质是否与更大尺度的银河系环境有关。使用衍生的$^{13}$ CO立方体，我们已经确定了187个高显着性（$> 8σ$）GMC采用CLUMPFIND算法。从$^{13}$ CO数据得到的GMCs $M_{\rm ^{13}CO}$的分子气体质量范围从$1.8 \times 10^4 ~ M_\odot$到$4.2 \times 10^7 ~M_\odot$。本文首次用$\sim$ 100 pc分辨率获得了NGC 1068中巨磁物质的质量函数。我们发现$M_{\rm ^{13}CO} \geq 10^5M_\odot$的质量范围的质量函数$γ= -1.25 \pm 0.07$的斜率。这比银河系，M51和NGC 300的盘区域的GMC要浅。此外，我们还发现，在$M_{\rm ^{13}CO} \sim 6 \times 10^7 M_\odot$处，GMC质量函数的高质量截止值比M51的核棒区大一个数量级，这表明在NGC 1068中，…
2016-12-03 astro-ph.GA
The PdBI Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS): Environmental Dependence of Giant Molecular Cloud Properties in M51
利用PdBI弧秒漩涡巡天（PAWS）的数据，我们生成了迄今为止最大的河外巨分子云（GMC）目录，包含1，507个单独的物体。M51内部的巨星系母星只占巡天12 CO（1-0）总光度的54%，但平均而言，它们表现出与银河系巨星系母星相似的物理性质。我们没有发现GMC的大小和速度色散之间的强相关性，和一个简单的维里分析表明，在M51的GMC的30%是未绑定的。我们已经分析了GMC的性质在7个动态激励的银河系环境中，发现GMC在旋臂和中心区域更明亮，有更高的速度色散比臂间云。在全球范围内，GMC质量分布并不遵循简单的幂律形状。相反，我们发现，质量分布的形状与银河系环境的变化：分布是陡峭的臂间区域比在螺旋臂，并表现出尖锐的截断在高质量的核棒区域。我们建议，所观察到的环境变化的GMC属性和质量分布的大规模动力学过程和反馈的高质量恒星形成的综合作用的结果。我们描述了一些挑战，使用现有的GMC识别技术分解的12 CO（1-0）排放在富含分子的环境，如M51的内盘。
2014-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The quiescent phase of galactic disc growth
我们进行了一系列的控制N-体模拟的非增长，活的暗物质晕的质量和浓度的不断增长的盘星系。我们的初始条件包括一个低质量的光盘或紧凑的隆起。新的恒星粒子在近圆形轨道上不断地添加到现有的圆盘上，因此螺旋结构不断被激发。为了研究组合的螺旋和巨大的分子云（GMC）加热盘上的效果，我们引入大量的，短寿命的粒子，采样GMC质量函数。一个等温的气体成分被引入的模型的子集。我们进行了分辨率的研究和不同的参数管理的GMC人口，恒星形成和径向尺度增长的历史。模型与GMCs和标准值的光盘质量和晕密度提供了正确的水平的自重解释年龄速度色散关系的太阳附近（Snhd）。GMC加热产生显着的指数垂直配置文件scaleheights是径向恒定的，并同意与银河系薄盘的观测。GMC还能够显著延迟条的形成。螺旋诱导的径向迁移量与Snhd的金属丰度分布所需的量一致。然而，在我们的标准模型中，向外迁移的种群在垂直方向上不够热，不足以形成厚的圆盘。在重子分数高的模型中可以形成厚的盘，但相应的棒太长，年轻的恒星星族太热，盘会相当大地耀斑。
2016-04-01 astro-ph.GA
Giant Molecular clouds: what are they made from, and how do they get there?
我们分析了孤立星系的四个模拟的结果：两个与固定模式速度的刚性螺旋势，但与不同程度的恒星形成诱导反馈，一个与轴对称星系的潜力和一个“活”的自引力恒星组件。由于我们使用拉格朗日方法，我们能够选择在特定时间段内位于巨分子云（GMC）内的气体，然后研究这种气体在早期和晚期的性质。我们发现，气体形成GMC是不典型的星际介质至少50万年前的云形成，并达到平均密度的数量级内的平均云密度约10万年前。GMC中的气体在被恒星反馈扩散后至少需要5000万年才能恢复到典型的ISM气体，并且在某些情况下，气体永远不会完全回收。我们还提出了一个研究的二维，垂直平均速度场内的ISM。我们表明，速度场对应的最短的时间尺度（即，那些时间尺度最接近的云的立即形成和消散）可以很容易地理解的各种云的形成和消散机制。流型的特性可用于区分驱动会聚流的过程（例如，螺旋冲击，超新星），从而分子云的形成，我们注意到，这种性质可能与附近星系的未来观测检测。
2012-06-21 astro-ph.GA
