Asteroseismic Masses of Red Giants in the Galactic Globular Clusters M9 & M19
本研究利用K2测光数据探测M9和M19中红巨星的类似太阳振荡，测得其质量损失并发现I型与II型球状星团质量损失-金属丰度趋势差异，为恒星演化研究提供新依据。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using CO line ratios to trace the physical properties of molecular clouds
一氧化碳（CO）转动跃迁线是巨分子云（MC）中分子气体最常见的示踪线。我们研究的比率（$R_{2-1/1-0}$）之间的CO的前两个发射线，并检查它提供了什么信息的云的物理性质。为了研究$R_{2-1/1-0}$，我们进行了光滑粒子流体动力学模拟与时间相关的化学（使用GADGET-2），以及后处理辐射转移计算的自适应网格（使用RADMC-3D），以创建合成的发射地图的MC。$R_{2-1/1-0}$具有双峰分布，这是每条线的激发特性的结果，假定$J=1$达到局部热平衡（LTE），而$J=2$在所考虑的云中仍然是亚热激发的。$R_{2-1/1-0}$的双峰性可作为云不同区域物理性质的示踪剂，并有助于限制当地温度、密度和不透明度。此外，这种双峰结构表明CO排放的重要部分来自云的扩散区域，这表明两条线之间常用的转换因子$R_{2-1/1-0}\sim 0.7$可能需要进一步研究。
2016-11-07 astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. II. 3D Turbulent, Magnetized Simulations
我们研究了巨分子云（GMCs）碰撞及其引起引力不稳定性和恒星形成的能力。这种机制可能是星系盘中恒星形成活动的主要驱动力。我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD），自适应网格细化（AMR）模拟研究云碰撞如何触发形成致密的细丝和团块。加热和冷却功能是基于光解离区（PDR）模型实现的，该模型跨越原子到分子的跃迁，并可以返回详细的诊断信息。云初始化超音速湍流和一系列的磁场强度和方向。研究了不同速度和碰撞参量下的碰撞。比较和对比碰撞和非碰撞的情况下，我们的稠密气体，磁场结构，云的运动学签名，云动力学的特征。我们提出云碰撞的关键观测诊断，特别是：磁场和密度结构之间的相对取向，如细丝; $^{13}$ CO（$J$ =2-1），$^{13}$ CO（$J$ =3-2），和$^{12}$ CO（$J$ =8-7）集成的强度图和光谱;和云维里参数。我们将这些结果与观测到的银河系云进行比较。
2016-11-29 astro-ph.GA
Three-Dimensional Aquila Rift: Magnetized HI Arch Anchored by Molecular Complex
通过分析HI和CO谱线资料，研究了磁化中性气体天鹰座裂谷的三维结构。在银河平面上，裂谷HI拱的投影距离太阳约为250 pc。HI拱在1 ~ 30 °出现，在1 ~ 350 °到达平面以上约500 pc的高度，并在1 ~270 °返回圆盘。在正纬度地区，拱的范围约为1千秒差距，半径约为100秒差距。东根与巨大的分子云复合体有关，这是光学定义的天鹰座裂谷的主体。裂谷的HI和分子质量估计为M_H1 ~ 1.4x10^5 Msun和M_H2 ~3x10^5 Msun。将气体提升到其高度的引力能分别为E_grav：HI ~1.4x10^51和E_grav：H_2 ~0.3x10^51 erg。磁场沿裂谷的HI拱排列，利用河外射电源的法拉第旋转测量，测得磁场强度为B~10 microG。磁场能量估计为E_mag~ 1.2 × 10^51 erg。根据波长约2.5 kpc、振幅约500 pc的正弦帕克不稳定性引起的星际磁膨胀，提出了天鹰座裂谷形成的一种可能机制。
2016-08-28 astro-ph.GA
The Presence of Two Distinct Red Giant Branches in the Globular Cluster NGC 1851
越来越多的证据表明在一些球状星团中存在多个恒星星族，包括NGC 1851。对于大多数这些奇特的球状星团，然而，证据表明，多个红色巨分支（RGBs）具有不同的重元素丰度观察到半人马座欧米茄是迄今为止缺乏，虽然在一些较轻的元素传播的报告。因此不清楚它们是否也与欧米茄Cen的矮星系起源相同。这里我们从球状星团NGC 1851的CTIO 4 m UVI测光中发现，它的RGB在U-I颜色上明显地分裂为两个。这两个不同的RGB族群在重元素的丰度上也有明显的分离，这表明II型超新星的富集也是原因之一，除了中等质量渐近巨星分支星或快速旋转的大质量恒星的轻元素污染。然而，RGB分裂并没有显示在V-I颜色中，正如前面的观察所示。我们的恒星星族模型表明，这和NGC 1851中的双峰水平分支分布的存在，可以自然再现，如果富金属的第二代恒星也在氦增强。
2009-11-27 astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
Stability of Magnetized Disks and Implications for Planet Formation
本文考虑几何薄盘的引力扰动，其旋转曲线由中心物体控制，但磁压力和张力有很大的贡献。这种处理是一般性的，但其应用是在恒星形成的引力坍缩阶段出现的星周盘。我们发现在这些广义磁盘螺旋密度波的色散关系，并推导出轴对称$(m=0)$扰动（Toomre参数$Q_T$的模拟）的质量流量比$λ$的任何径向分布的稳定性准则。磁效应在两个相反的方向上起作用：一方面，磁张力和磁压力使盘稳定，防止引力坍缩和碎裂;另一方面，它们也降低了旋转速率，使盘更加不稳定。对于年轻恒星周围的盘，第一种效应通常占主导地位，因此磁场允许盘在更高的表面密度和更大的总质量下保持稳定。这些结果表明，磁场通过引力不稳定性来抑制巨行星的形成。最后，即使引力不稳定性可以形成次级天体，它也必须失去大量的磁通量才能成为行星;后一个要求代表了通过引力不稳定性形成行星形成的额外限制，并对电阻率设置了下限。
2010-09-28 astro-ph.GA
Medium-resolution Spectroscopy of Red Giant Branch Stars in $ω$ Centauri
我们给出了半人马座球状星团$ω$中$\sim600$红巨星分支（RGB）成员的[Fe/H]和[Ca/Fe]。我们收集中等分辨率（$R\sim2000$）光谱使用布兰科4米望远镜在塞罗托洛洛美洲天文台配备水螅，光纤馈电多目标摄谱仪。我们证明，恒星光在光纤中的混合严重限制了集群拥挤的中心区域的光谱参数的准确性。在光谱分析中，当测光温度被取出来时，我们运动学上选择的星团成员，排除了那些受到邻近恒星通量强烈影响的成员，包括相对较少的中等金属丰度（[Fe/H] $\sim-1.5$）的恒星，而不是约翰逊和皮拉科夫斯基以前对更亮的巨星进行的高分辨率巡天。与这些作者发现的[Ca/Fe]随[Fe/H]增加的趋势相反，我们基于Ca II H & K测量的[Ca/Fe]估计值显示，该簇中大多数贫金属和金属中间体的平均[Ca/Fe]基本相同，这表明质量或金属性依赖的SN II产量在他们提出的化学演化情景中可能不是必要的。在我们的样品中，富含金属的簇成员在[Ca/Fe]中显示出很大的分布，并且在[Ca/Fe]中没有表现出明显的双峰分布。我们也没有找到令人信服的证据，径向金属丰度梯度之间的RGB恒星在$ω$半人马座。
2017-09-12 astro-ph.GA
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Atlas for Linear Filaments III: Giant filaments and magnetic fields as evidence of a bubbly Galactic disk
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）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用ACT和Planck偏振数据研究银河系线性纤维与磁场相对取向，发现纤维取向呈双峰分布，不支持大尺度磁场主导纤维形成，而支持超阿尔芬湍流和超新星驱动气泡结构。
2026-07-02 astro-ph.GA
Abundances for a large sample of red giants in NGC 1851: hints for a merger of two clusters?
利用FLAMES光谱对球状星团NGC 1851中的120多颗红巨星进行了丰度分析。我们发现了一个小的但可检测的金属丰度分布。这种扩散与两个不同的恒星群的存在是相容的，其金属丰度差异为0.06-0.08 dex，与早期的光度研究一致。如果恒星根据它们的金属丰度分为这两类，那么这两类恒星都表现出适度扩展的Na-O关系（真正GC性质的标志）。贫金属恒星比富金属恒星更集中。我们初步提出的假设，NGC 1851形成的合并两个单独的GC与略有不同的Fe和α-元素的含量，并可能的年龄差异高达1 Gyr。这也被分裂的次巨星和双峰水平分支上的恒星数量比所支持。在两个组件中的n-捕获过程元素的分布也支持这样的想法，即富集必须分别发生在每个结构中，而不是作为一个连续的事件在一个单一的GC。最可能的解释是，原星系团形成了一个矮星系（现在已经溶解），后来合并形成了现在的GC。
2010-07-29 astro-ph.GA
The Fall of a Giant. Chemical evolution of Enceladus, alias the Gaia Sausage
我们提出了土卫二的第一个化学演化模型，别名盖亚香肠，研究银河系在一次重大合并事件中吸积的最大质量卫星之一的恒星形成历史。我们最好的土卫二化学演化模型很好地符合观测到的恒星[ $α$ /Fe]-[Fe/H]化学丰度的趋势，并再现了观测到的恒星金属丰度分布函数，假设低恒星形成效率，快速下降的时间尺度，和温和的外流强度。我们预测了土卫二恒星$12.33^{+0.92}_{-1.36}$ Gyr的平均年龄，并且-在与我们的银河系合并时（$\approx10$ Gyr ago来自Helmi等人）- 我们预测土卫二的总恒星质量为$M_{\star} \approx 5 \times 10^{9}\,\text{M}_{\odot}$。通过观察我们最好的模型的预测，我们讨论了银河系和土卫二等系统之间的合并事件可能抑制了气体在高红移时吸积到星系盘上，加热了晕中的气体。这种情况可以解释我们的银河系的恒星形成活动约10 Gyr前，这是由银河系化学演化模型预测的淬火延长期，以再现观察到的双峰性[ $α$ /Fe]-[Fe/H]之间的厚盘和薄盘恒星。
2019-05-12 astro-ph.GA
A pan-galaxy study of synthetic giant molecular filaments: a turbulence-dominated life cycle
本研究通过高分辨率模拟分析了合成巨分子丝的形成机制，发现湍流主导其生命周期，揭示了湍流驱动的碎裂过程及云-云碰撞对丝状体形态的影响。
2025-12-06 astro-ph.GA
Contribution of Gaia Sausage to the Galactic Stellar Halo Revealed by K Giants and Blue Horizontal Branch Stars from the Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope, Sloan Digital Sky Survey, and Gaia
利用高斯混合模型（GMM），并将其应用于LAMOST K巨星、SEGUE K巨星和SDSS蓝水平支星的晕星样本，研究了Gaia-Sausage对银河系恒星晕的贡献. GMM将恒星晕分为两部分，其中一部分代表与称为Gaia-Sausage的古代正面碰撞相关的更富含金属和高度径向偏置的成分，另一部分是更贫金属和各向同性的晕。用对称双峰高斯分布描述Gaia-Sausage的球速度分布，发现两瓣的平均绝对径向速度随银心半径的增大而减小.我们发现Gaia-Sausage对内晕（银心半径$r_\mathrm{gc} < 30$ kpc）的贡献约为$41\%-74\%$。盖亚香肠的恒星比例开始下降超过$r_\mathrm{gc} \sim$ $25-30$千秒差距，外晕被发现是明显小于盖亚香肠比内晕的影响。在去除由运动积分发现的晕子结构之后，\textit{Gaia} -香肠的贡献略微落在$r_\mathrm{gc} \sim$ 25 kpc内，但仍然与$30\%-63\%$一样高。最后，我们选择了几个可能的香肠相关的子结构组成的高偏心轨道上的恒星。GMM/香肠组件同意与选定的子结构明星在其化学动力学性质，这增加了我们的信心，GMM适合的可靠性。
2022-01-12 astro-ph.GA
Gravitational Collapse and Disk Formation in Magnetized Cores
我们讨论了在分子云中观测到的磁场对恒星形成过程的影响，集中在低质量致密核心的引力坍缩阶段，这些核心是类太阳恒星的摇篮。我们总结了最近的分析工作和数值模拟表明，在高密度的磁场扩散的一个实质性的水平，以形成旋转支撑的磁盘。此外，在引力坍缩期间，新形成的吸积盘会被从母核拖来的磁场穿过。这些圆盘预计以亚开普勒速度旋转，因为它们部分受到磁张力的支撑，对抗中心恒星的引力。我们讨论了如何子开普勒旋转使得它难以弹出磁盘风和加速行星迁移的过程。此外，磁场通过两种相反的效应修改了引力不稳定性的Toomre判据：磁张力和压力增加了盘的局部稳定性，但亚开普勒旋转使盘更不稳定。一般来说，磁化盘比它们的磁盘更稳定;因此，它们可以更大，更不容易因引力不稳定而形成巨行星。
2014-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
ML in Astrophysical Turbulence I: Predicting Prestellar Cores in Magnetized Molecular Clouds using eXtreme Gradient Boosting
Florida State University（佛罗里达州立大学）
利用极端梯度提升预测磁化分子云中原恒星核心的演化，通过数据驱动方法提高恒星形成模拟的效率和精度。
2026-10-22 astro-ph.GA
A Bimodal Metallicity Distribution Function in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
Reticular II的双模金属丰度分布显示其恒星形成历史为双爆发，表明低质量星系在再电离后仍能形成恒星。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can magnetized turbulence set the mass scale of stars?
理解自引力、等温、磁化气体的演化对于恒星形成至关重要，因为这些物理过程已经被假设为设定初始质量函数（IMF）。我们提出了一套等温磁流体动力学（MHD）模拟使用GIZMO代码，解决了巨大的分子云（GMCs）中的单个恒星的形成，跨越在观察到的GMCs马赫数的范围。在过去的工作中，平均和中值恒星质量是敏感的数值分辨率，因为它们是敏感的低质量的恒星，贡献了一个消失的分数的整体恒星质量。一旦湍流碎裂得到很好的分辨，{ \em质量加权}中值恒星质量$M_\mathrm{50}$就变得对分辨率不敏感。在没有施加Larson标度律的情况下，我们的模拟发现了GMC质量$M_\mathrm{0}$、音速马赫数$\mathcal{M}$、维里参数$α_\mathrm{turb}$和恒星形成效率$\mathrm{SFE}=M_\mathrm{\star}/M_\mathrm{0}$的$M_\mathrm{50} \propto M_\mathrm{0} \mathcal{M}^{-3} α_\mathrm{turb} \mathrm{SFE}^{1/3}$。这一拟合与RAMSES、ORION 2和SphNG码的IMF结果吻合得很好。虽然$M_\mathrm{50}$在云尺度上对磁场强度没有显著的依赖性，但MHD对于防止导致非会聚恒星质量的碎片级联是必要的。对于初始条件和SFE类似于我们银河系中的恒星形成G…
2020-10-26 astro-ph.GA
Analysis of the CN and CH molecular band strengths in stars of the open cluster NGC 6791
利用低分辨率SDSS/SEGUE谱研究了疏散星团NGC 6791不同演化阶段恒星CN和CH分子带强度的变化。我们发现一个显着的传播CN带的强度，超过预期的不确定性的两倍，虽然在球状星团中观察到的双峰在这里没有清楚地观察到。这种行为不仅在红团天体中观察到，而且在未演化的恒星中也观察到，例如那些在主序星和低红巨星分支中的恒星。相比之下，并非所有研究的恒星都显示出CH强度的显著分散。
2012-09-03 astro-ph.GA
Star Formation in a Strongly Magnetized Cloud
我们研究恒星形成的中心脊1（CR 1）在船帆座C巨大的分子云，选择作为一个高柱密度区域，显示最低水平的尘埃连续极化角色散，可能表明磁场是相对较强的。我们用ALMA 7 m阵列在1.05 mm和1.3 mm波长上观测该源，这使得能够测量尘埃温度、核心质量和天体化学氘。一个相对适度的11个致密的核心是通过它们的尘埃连续体发射确定的，质量从0.17到6.7 Msun。总体而言，与其他具有类似柱密度的典型云相比，CR 1具有相对较低的致密气体部分，这可能是该区域的强磁场和/或非常早期的演化阶段的结果。用N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）线测量的核心的氘代率Dfrac从0.011到0.85不等，后者是迄今为止检测到的最高值之一。氘化水平似乎随着星前阶段到原恒星阶段的演化而降低。一个线性灯丝，运行大致平行于大规模的磁场方向，被视为连接两个最大的核心，每个具有CO双极流出正交对齐的灯丝。暗条包含了氘代最多的核心，可能是星前的，位于原恒星的中间。观测允许测量的完整的氘化结构的灯丝沿其长度，我们目前。我们还讨论了这种结构的运动学和动力学，以及密集的核心人口。
2021-05-26 astro-ph.GA
Do Giant Molecular Clouds Care About the Galactic Structure?
我们研究了星系环境对M83型棒旋星系中形成的模拟巨分子云性质的影响。我们的模拟使用旋转的恒星势来创建宏伟的设计特征，并将分辨率降低到1.5 pc。通过对棒区、螺旋区和盘区云的比较，我们发现典型的GMC与环境无关，质量为5e+5 Msun，半径为11 pc。然而，云在属性分布尾部的比例在不同区域之间变化，具有更大，更大质量的云，具有更高的速度分散，在酒吧，螺旋，然后光盘中的比例最大。棒云也显示出双峰性，这在螺旋云和盘云中没有反映出来，除了表面密度，所有三个区域都显示出两个不同的峰值。我们将这些特征确定为三种云类型的相对比例，通过质量-半径比例关系进行分类，我们将其标记为A，B和C。A型云具有上面列出的典型值，并在每个区域中占最大比例。B型云是大质量的巨型分子团，而C型云是无束缚的、短暂的云，形成密集的细丝和潮汐尾。每种云的比例取决于云与云之间的相互作用，这种相互作用导致合并，形成GMA B型云和潮汐特征，其中C型云形成。云的相互作用的数量是最大的酒吧，其次是螺旋，导致更高的分数相比，光盘的两种云类型。虽然云类型也存在于较低分辨率的模拟中，但它们的识别变得更具挑战性，因为它们在质量半径关系或分布图上没有很好地分离。最后，我们比较了三个恒星形成模型的结果，以估计每个区域的恒星形成率和效率。
2014-01-06 astro-ph.GA
The Bulge Radial Velocity Assay for RR Lyrae stars (BRAVA-RR) DR2: a Bimodal Bulge?
本文给出了2768颗基模RR型天琴座星（RRL）向银河系南隆起方向的径向速度，范围从-8 < l < +8和-3 < b <-6。从RRL的脉动特性导出的距离与盖亚自行相结合，给1389 RRL的轨道运动的约束。大多数（约75%）的球型RRL的轨道与这些恒星的轨道一致，它们与银河系中心的距离小于3.5 kpc，类似于棒。然而，与核球巨星不同的是，RRL表现出较慢的旋转和较高的速度色散。更高速度的色散几乎完全来自穿过银河系内部的晕闯入者。我们提出了82颗空间速度> 500 km/s的恒星，并发现这些高速恒星中的大多数是晕闯入者;尚不清楚这些具有类似空间速度的恒星的子样本是否有共同的起源。一旦25%的样本被清理干净，我们就可以清楚地分辨出内星系中的两个隆起RRL群体。其中一个RRL群体与银河系的结合并不紧密（但仍局限于内部~3.5 kpc），并且在空间和运动学上都与棒状隆起一致。第二种人群更集中在中心，不追踪酒吧。一种可能的解释是，这个人口出生前酒吧形成，因为它的空间位置，运动学和脉动特性表明，可能从吸积事件在高红移。
2020-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
An investigation of C, N and Na abundances in red giant stars of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
银河系球状星团（GGC）中轻元素丰度的星-星变化是恒星天体物理学中的一个重要问题，其成因至今尚未得到很好的解释。虽然轻元素丰度的变化在球状星团中很常见，但在星系晕场总体中却比较罕见。然而，鲜为人知的是，在其他环境中，如矮球状（dSph）星系的丰度异常的发生。因此，我们研究了反相关和双峰的CH和CN带强度，这是GGC的丰度变化的标志，在红巨星的Sculptor矮球状星系的光谱。利用Na~D线的光谱，结合5个GGC（NGC 288，1851，6752，6809和7099）的相似光谱，我们还研究了Sculptor红巨星样品中CN和Na之间的相关性。我们的结果表明，在我们的Sculptor样本中不存在类似于GGC中所见的变化。相反，我们发现CH和CN之间存在弱的正相关性，而Na和CN之间没有相关性。我们还揭示了一个不足的[Na/Fe]的雕塑星相对于GGC的值，这一结果是一致的，与以前的工作dSph星系。结果加强了明显需要一个高恒星密度的环境，以产生轻元素丰度的变化。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology sheds light on the origin of carbon-deficient red giants: likely merger products and linked to the Li-rich giants
利用星震学、光谱学和天体测量学数据，发现碳缺乏红巨星多为低质量红团簇星，部分过亮，可能源于氦白矮星并合，且与锂丰富巨星相关。
2023-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of Carbon-Deficient Red Giants: Merger Products of Hierarchical Triple Systems?
本文对129颗碳缺乏巨星进行星震学分析，发现其可分为两个主要化学演化群组，并揭示低质量群组可能源于核心氦闪混合，而大质量群组则可能由等级三星系统中涉及氦白矮星的并合形成。
2025-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC6362: the least massive globular cluster with chemically distinct multiple populations
我们提出的第一个措施的铁和钠丰度在NGC 6362，一个低质量的球状星团的第一代和第二代恒星完全空间混合。在甚大望远镜的多目标摄谱仪FLAMES上，总共观测到了160颗成员星（沿着红巨星分支和红水平分支）。我们发现该团簇的铁丰度为[Fe/H]=-1.09 $\pm$ 0.01 dex，没有内禀色散的证据。另一方面，[Na/Fe]分布原来是固有的宽和双峰。贫钠星和富钠星分别位于包括U滤波器在内的色星等图中最蓝和最红的红巨星分支。红巨星分支由第一代和第二代恒星以相似的比例混合组成，而几乎所有的红色水平分支恒星都属于第一代星团。到目前为止，NGC 6362是质量最小的球状星团，在那里已经检测到多个群体的光度和光谱特征。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Correlation Between Metallicity and the X-Shaped Morphology of the Milky Way Bulge
我们证明，未能正确地考虑恒星演化可以偏见的结果，在银河系核球恒星的空间形态的测定，集中在X形是否更明显的问题之间的金属丰富的恒星比金属贫乏的恒星。我们认为，这一趋势，最近声称由三个独立的团体，可能被高估了，因为它是相对更容易检测到双峰的距离分布函数在较高的金属丰度。这是由于三个因素。首先，在d（V-I）_{RC}/d\[M/H] ~ 0.25星等^{-1}水平上，红团和红巨星的内禀色随金属丰度而变化，因此，在光谱样本中红团和红巨星的比率将取决于任何研究的光度选择。其次，随着金属丰度的增加，红巨星分支的上升持续时间缩短，红团的寿命增加，这使得红团与红巨星的比例在球核金属丰度分布函数的范围内增加了约33%。最后，在相同的金属丰度区间内，红巨星分支凸点星的有效数量预计将增加约200%，它们的存在随着两个红色团块的观测参数而退化，在距离模分布的第二个峰值中产生了虚幻的信噪比增加。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic Formation of Magnetized Cores in Turbulent Clouds
在巨大的分子云（GMC）中，由会聚的湍流驱动的冲击产生了局部片状的高密度、强磁化区域。在之前的工作中，我们发现在这些层中，致密的细丝和嵌入的自引力核心是通过沿着磁场线聚集物质而形成的。在这里，我们扩展我们的三维，湍流MHD核心形成模拟的参数空间。我们证实了我们以前提出的各向异性核心形成模型，并量化的中值核心属性的依赖于预冲击流入速度和上游磁场强度。结果表明，束缚核的性质由GMCs中的总动压（由大尺度湍流控制）和热声速cs决定，与磁场强度无关.对于马赫数在5和20之间的模型，中值核心质量和半径与使用P_ext的动压定义的临界Bonnor-Ebert质量和半径相当。我们的结果对应于M_core = 1.2 c_s^4/sqrt（G^3 rho_0 v_0^2）和R_core = 0.34 c_s^2/sqrt（G rho_0 v_0^2）。在我们的参数范围内，中值M_core ~ 0.1-1 M_sun，但非常高的压力云可能具有较低的特征核心质量。我们发现核心和细丝同时形成，当核心第一次坍缩时，细丝柱的密度比周围的云大2倍。我们还表明，在我们的模拟中确定的核心的物理特性相媲美的英仙座云观察到的。在我们的模型中，超热核通常也是磁超临界的，这表明在观测到的云中也可能是如此。
2015-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities from VLT-KMOS spectra of giant stars in the globular cluster NGC 6388
我们提出了新的径向速度测量的82颗恒星，银河系球状星团NGC 6388的成员，从ESO-VLT KMOS光谱获得的仪器科学验证。波长校准的准确性进行了讨论，并提出了一些测试的KMOS响应。得到的星系团系统速度（81.3 +/- 1.5公里/秒）与以前的测定结果非常一致。虽然在距离星团中心9“和20”之间发现了有序旋转的迹象，但径向速度的分布显然是双峰的，在得出任何确切的结论之前还需要更多的数据。所获得的径向速度样本也被用来确定~ 9“和70”之间的团速度色散分布，补充了以前分别用ESO-SINFONI和ESO-FLAMES光谱在r <2“和r > 60”处获得的测量结果。速度弥散分布的新部分很好地匹配了以前的部分，更好地定义了分布的拐点。目前的工作清楚地表明了可部署的积分场单元在测量单个恒星的径向速度，以确定银河系球状星团的速度色散分布的有效性。它代表了正在进行的大型项目的试点项目，与KMOS和FLAMES在ESO-VLT，旨在确定下一代的速度色散和旋转剖面的球状星团的代表性样本。
2014-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Formation of Globular Clusters: Beacons of Galactic Star Formation
星系形成的现代流体动力学模拟能够准确地预测早期星系中巨大分子云聚集的速率和位置。这些星云中可能存在质量和大小与真正的球状星团相当的星团。我描述了当前国家的最先进的模拟，旨在了解集群质量函数和金属丰度分布的起源。球状星团系统的金属丰度双峰性是星系中冷气体的等级形成和逐渐减少的自然结果。球状星团的形成在红移z>3时最为显著，此时大质量星团可能贡献了所有星系恒星形成的20%。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamics of Charged Dust in Magnetized Molecular Clouds
我们研究了湍流巨分子云（GMC）中大的带电尘埃颗粒的动力学。在主要为中性的稠密气体中，大量的尘埃颗粒表现为空气动力学颗粒，因此能够在尘气比中产生剧烈的小尺度波动。Hopkins & Lee（2016）直接模拟了超声波MHD湍流中中性尘埃颗粒的动力学，这是GMC的典型特征，并表明尘埃到气体的波动在小尺度上可以超过1000倍，对恒星形成，恒星丰度以及尘埃行为和生长具有重要意义。然而，即使在GMC中的主要中性气体中，尘埃颗粒也是带负电荷的，并且洛伦兹力是不可忽略的。因此，我们扩展了我们以前的研究，包括洛伦兹力对带电颗粒的影响（除了阻力）。对于小的带电颗粒（尺寸<0.1微米），洛伦兹力抑制尘埃与气体的比值波动，而对于大颗粒（尺寸>1微米），洛伦兹力基本上没有影响，这种趋势可以用尘埃磁化的简单理论很好地解释。在某些特殊的中间情况下，洛伦兹力可以增强尘气分离。无论如何，对于物理预期的缩放的尘埃电荷与粒度，我们发现最重要的影响取决于粒度（通过阻力方程）与洛伦兹力/电荷作为二阶校正。我们表明，我们考虑的动力学是由三个无量纲的数字在弱背景磁场的限制：湍流的马赫数，尘埃阻力参数（正比于晶粒尺寸）和尘埃洛伦兹参数（正比于晶粒电荷），这些使我们能够推广我们的模拟到广泛的条件。
2017-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
