Lack of influence of the environment in the earliest stages of massive galaxy formation
我们研究环境如何影响大质量星系的组装历史。为此，我们利用SHARDS和HST分光光度数据，其深度，光谱分辨率和波长覆盖范围允许对恒星发射进行详细分析，并获得前所未有的精确光度红移。这加快了一个足够准确的估计本地环境和强大的推导出一个完整的样本的332个大质量星系（$\mathrm{>10^{10}M_{\odot}}$）在红移$1\leq z \leq 1.5$在GOODS-N领域的恒星形成的历史。我们发现，在这个红移范围内的大质量星系避免了最低密度的环境。此外，我们观察到，在我们的样本与质量加权形成红移$\mathrm{\overline{z}_{M-w} \geq 2.5}$的最古老的星系，避免最高密度的区域，更喜欢中间的环境。年轻的星系，包括那些有活跃恒星形成的星系，倾向于生活在密度更大的环境中（$Σ= \mathrm{5.0_{1.1}^{24.8}\times 10^{10}M_{\odot}Mpc^{-2}}$）。如果那些首先开始形成的大质量星系会与邻居合并，并更早地席卷环境，那么这种行为是可以预期的。另一方面，最近形成的星系（$\overline{z}_{M-w} < 2.5$）在后来被吸积成大尺度结构，我们在扫描它们的环境之前观察它们，或者，它们不太可能影响它们的环境。然而，考虑到最古老星系的邻近星系的数量和质量表面密度都相对较低，我们的研究结果揭示了环境与最早大质…
2022-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Earliest Stages of Protocluster Formation: Substructure and Kinematics of Starless Cores in Orion
我们研究的结构和运动学的9个0.1 pc规模的核心在猎户座的IRAM 30米望远镜和更高分辨率的8个核心与CARMA，使用CS（2-1）作为主要的示踪剂。无星核的单碟零阶矩图显示了单一结构，中心柱密度在7 ~ 42 × 10^23 cm^-2之间，LTE质量在20 ~ 154太阳质量之间。然而，在较高的CARMA分辨率（5角秒）下，除了一个核心外，所有核心都分裂成3 - 5个分量。碎片的数量是小的相比，发现在一些湍流碎裂模型，虽然列入磁场可能会减少预测的碎片数量，提高模型的协议。这一结果表明，从秒差距尺度的分子云到亚秒差距核心的碎裂继续发生在无星核心内部。无星的核心和它们的碎片嵌在更大的沉积结构中，这可能在核心的形成和碎片化中发挥了作用。大多数岩芯显示出明显的速度梯度，震级范围从1.7到14.3 km/s/pc。我们对其中一个进行了详细的建模，发现它的光谱最好用沿着细丝向核心中心会聚的流动来解释;其他核心中的梯度可以类似地建模。我们推断质量流入速率约为2 x 10^{-3} Msolar/yr，这在原则上足以克服辐射压力并允许大质量恒星形成。然而，核心包含多个碎片，目前还不清楚快速流入是否会主要为一颗大质量恒星或一群低质量物体的生长提供食物。我们的结论是，快速，超声速收敛流沿灯丝发挥重要作用，在大质量恒星和团簇形成。
2013-06-28 astro-ph.GA
Probing the Earliest Stage of Protostellar Evolution -- Barnard 1-bN and Barnard 1-bS
使用亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）观测到巴纳德1b（B1-b）核心中的两个亚毫米/毫米源B1-bN和B1-bS。SMA获得的1.1 mm连续谱图显示，这两个源包含空间紧凑的组件，这表明它们拥有原恒星。通过结合SMA和SMT数据获得N2 D+和N2 H + J=3-2图。N2 D+图清楚地示出了在连续体位置处的两个峰。N2 H+地图也在连续位置处达到峰值，但更多地由空间延伸的分量主导。在B1-bN和B1-bS位置处的N2 D +/N2 H+比率估计为约0.2。N_2D ~+/N_2H ~+比值与星前核演化晚期和0类原恒星演化早期的N_2D ~+/N_2H ~+比值相当。虽然B1-bN在N2 H+和N2 D+中很亮，但在H13 CO+中几乎看不到。这意味着含碳分子的消耗在B1-bN中是显著的。化学性质表明B1-bN比B1-bS与H13 CO+对应物处于较早的演化阶段。N2 H+和N2 D+线表明两个源的径向速度相差约0.9 km s-1。然而，沿B1-bN和B1-bS线的速度模式表明，这两个源不是由单一的旋转云形成的。B1-b核很可能由两个速度分量组成，每个分量都有一个非常年轻的源。
2013-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO excitation from dense shocks in the earliest stages of massive star formation
分子外流是吸积的直接结果，因此它们代表了对高质量恒星形成早期阶段仍然知之甚少的吸积过程的最佳示踪剂之一。以前的研究表明，SiO丰度随着大质量年轻恒星天体的演化而减少，这可能是因为喷流活动的衰减，正如在低质量恒星形成区所看到的那样。利用APEX望远镜观测了年轻大质量天体的SiO（8-7）和CO（4-3）谱线，研究了它们的激发条件及其在流出流中的丰度。通过非LTE分析，我们发现SiO的激发条件随着发射气体的速度而增加。我们还通过在高速下的SiO和CO积分强度计算了SiO的丰度。在我们的样品中的源，我们发现没有显着的变化的SiO丰度与演化的辐射热光度质量比之间的4和50 $L_\odot/M_\odot$。我们还发现SiO（8-7）的光度随辐射热光度质量比的增加而增加。我们推测，这可能是由于SiO示踪的气体密度增加。我们发现，由SiO观测约束的密度需要使用的冲击模型，其中包括颗粒-颗粒处理。第一次，这样的模型进行了比较，发现是兼容的SiO观测。从这些比较中可以全面推断出冲击前的密度为$10^5\, $ cm $^{-3}$。在我们的样本中的SiO观察到相应的速度色散的对象调用的速度高于25公里秒$^{-1}$的冲击。我们的冲击模型与观测结果的比较表明，溅射的含硅材料（对应于小于10%的总硅丰度）从晶粒地幔发生。
2014-09-15 astro-ph.GA
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). IV. Statistical properties of the 22 GHz H2O masers
我们希望进行一个统计研究的位置和运动的个人22 GHz的水脉泽云，其特征在于大小是在几个AU，相对于年轻的恒星物体（YSO）的无线电热发射。为此，我们一直在对一个大质量YSO样本（38个）进行早期T阶段的原恒星流出（POETS）调查。水脉泽的位置和三维（3D）速度是通过甚长基线阵列观测确定的，精度分别为几毫角秒（mas）和几公里/秒。原恒星风的电离核心的位置，标志着YSO，是通过敏感的连续Jansky甚大阵观测确定的，典型误差为20 mas。水脉泽与射电连续谱分离的统计表明，84%的水脉泽位于距YSO 1000 au以内，45%的水脉泽位于距YSO 200 au以内。因此，我们可以得出结论，22 GHz水脉泽是一个可靠的代理YSO的位置。微波激射器亮度的分布在较低的值处出现强烈的峰值，这表明在当前50-100 mJy/束的甚长基线干涉测量检测阈值下，大约一半的微波激射器总数仍未被检测到。下一代灵敏的射电干涉仪将利用这些微弱的脉泽，对YSO周围的速度和磁场进行更好的采样。水脉泽自行的平均方向为YSO发射的射流方向提供了一个非常重要的估计：55%的脉泽自行指向天空，与射流轴成30度角。最后，我们表明，我们的三维脉泽速度的测量统计支持模型，其中水脉泽发射产生的平面冲击与传播方向接近的天空平面。
2020-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). III. H2O masers tracing disk-winds and jets near luminous YSOs
早期T阶段的原恒星外流（POETS）调查的目标是在统计上显著的发光年轻恒星物体（YSO）样本（36）中以10-100 AU的尺度对盘-外流界面进行成像，目标是外流的分子和电离成分。通过对22 GHz水脉泽的VLBI观测，在毫角秒尺度上研究了外流运动学。我们采用JVLA在6，13，和22 GHz的A-和B-阵列配置，以确定无线电连续辐射的空间结构和光谱指数。在大约一半的目标中，在与YSO的距离<= 1000 au处观测到的水脉泽跟踪这些运动学结构中的一个或两个：1）与脉泽自行（PM）的准直方向成近角的空间细长分布，以及2）跨越YSO位置的线性LSR速度（Vlsr）梯度。运动学结构（1）很容易解释为原恒星喷流，通过与文献中报告的YSO喷流的热（连续谱和线）发射的独立观测进行比较，在一些目标中得到了证实。运动学结构（2）被解释为几乎是从侧面观察到的盘风（DW），这是基于几个证据：首先，它总是垂直于YSO喷流指向;其次，它在方向和极性上与热辐射中的Vlsr梯度一致（当在文献中报道时）在<= 1000~au的尺度上识别YSO盘;第三，描绘Vlsr梯度的脉泽PM暗示了速度为10-20 km/s的气流运动，方向与盘中平面成大角度。在其余的目标中，脉泽PM不是准直的，而是倾向于沿着两个几乎垂直的方向排列，并且可能起源于相对于边缘稍微倾斜（<= 30度）的DW-射流系统。
2019-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). II. A possible radio synchrotron jet associated with the EGO G035.02+0.35
对原恒星喷流的厘米级连续观测揭示了激波气体结的存在，其通量密度随频率降低。这一光谱是非热同步辐射的特征，意味着原恒星喷流中存在磁场和相对论性电子。在这里，我们报告了少数几个检测到的非热喷流驱动的一个年轻的大质量恒星的恒星形成区域G035.02 $+$ 0.35。我们利用了美国国家科学基金会的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在C，Ku和K波段与A-和B-阵列配置，观察这一地区，并获得了灵敏的无线电连续图下降到均方根10 $μ$ Jy波束$^{-1}$。这些观测允许在该地区的无线电连续发射的详细的光谱指数分析，我们解释为一个原恒星喷流与扩展4.5 $μ$米排放对齐的一些结。两个节点明显地发出非热辐射，并在类似的距离，大约10，000 au，中央年轻恒星的每一侧被发现，它们以数百km/s的速度膨胀$^{-1}$。我们估计的机械力和磁场与无线电喷流，并推断的下限$0.4\times10^{-4} $ M $_{\odot}$年$^{-1}$公里s $^{-1}$和值的范围$0.7-1.3 $毫克，分别。
2019-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST II. Discovery of a Secondary Outflow in IRAS 15398-3359: Variability in Outflow Direction during the Earliest Stage of Star Formation?
作为ALMA大型计划FAUST的一部分，我们在50 au到1800 au的尺度上观测了非常低质量的0类原恒星IRAS 15398-3359。我们发现了一个线性的功能，可见H2 CO，SO和C18 O线发射，从源沿几乎垂直于已知的主动流出的方向延伸。来自H2 CO、SO、SiO和CH 3OH的分子谱线发射进一步揭示了一个弧形结构连接到线性特征的外端，并与原恒星IRAS 15398-3359分开1200 au。弧形结构相对于系统速度蓝移。沿着在H2 CO发射中看到的线性特征，在1200 AU上的速度梯度为1.2 km/s，在运动学上连接原恒星和弧形结构。SO，SiO和CH 3OH是已知的跟踪冲击，我们解释的弧状结构作为一个遗留的冲击区域所产生的外流先前推出的IRAS 15398-3359。沿线性结构的速度梯度可以解释为残留流出运动。新观察到的弧状结构和扩展的线性功能的起源进行了讨论，在原恒星演化的最早阶段，在原恒星的核心和情节吸积事件的湍流运动。
2021-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Villafranca catalog of Galactic OB groups: I. Systems with O2-O3.5 stars
上下文GOSSS光谱分类和盖亚数据显着提高了我们测量距离和确定OB星的恒星群成员的能力。目标。我们已经开始了一项计划，以识别，测量距离，并确定银河系恒星群的成员与OB星。我们从O星群的识别和距离测定开始。在本文中，我们集中在包含最早的光谱亚型的恒星群。方法.我们使用GOSSS选择银河系恒星群与O2-O3.5恒星和一种方法，结合盖亚DR 2测光，位置，自行，并分配强大的成员资格和测量距离。我们还将这两个星系团包括在那篇论文中，以生成我们的第一个16个O型银河系恒星群的列表。结果我们推导出距离，确定成员，并分析了16个银河系恒星群的结构与O型恒星，Villafranca O-001 O-016，包括14组最早的O型光学可访问的恒星已知的银河系。我们比较我们的距离与以前的结果，并建立最好的一致性是与VLBI视差和最坏的是与运动学距离。我们的研究结果表明，大质量恒星可以在相对低质量的星团中形成，甚至可以在接近孤立的情况下形成，就像北美星云中的Bajamar星一样。这支持了恒星形成的层次结构，其中一些恒星出生在定义明确的束缚星团中，但其他恒星出生在从一开始就没有束缚的协会中：新生恒星的群体有许多形状和大小。我们认为HD 64 568和HD 64 315 AB可能同时从Villafranca O-012 S中喷出。我们的结果是一致的，大约有差异。盖亚DR 2视差零点在明亮和暗淡的恒星之间。（简…
2020-09-12 astro-ph.GA
Substellar candidates at the earliest stages: the SUCANES database
本研究构建了SUCANES数据库，收录174个极年轻亚恒星候选体，通过均一化分析其物理参数与包络质量，并展示了利用ngVLA和SKA探测射电喷流的可行性。
2024-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS) V. The launching mechanism of protostellar winds via water masers
本文通过VLBA观测IRAS 21078+5211中22 GHz水脉泽的三维速度，确定其原恒星风由径向扩展的MHD盘风通过磁离心机制发射，发射半径10-50 au，并发现外围慢速激波前沿可能由磁压驱动。
2024-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Earliest Phases of Star formation (EPoS): Temperature, density, and kinematic structure of the star-forming core CB 17
内容：分子云核的引力坍缩和随后恒星诞生的初始条件仍然没有得到很好的约束。这些区域特有的低温（约10 K）要求在亚毫米和更长波长下进行观测。本文介绍的赫歇尔空间天文台和补充地面观测具有前所未有的潜力，可以揭示恒星诞生初期原型核心区域的结构和运动学。目的：本文旨在确定恒星形成博克球CB 17的密度，温度和速度结构。已知这个孤立的区域在不同的演化阶段拥有（至少）两个来源：一个致密的核心SMM 1和一个I类原恒星IRS。研究方法：我们模拟了从100微米到1.2毫米的冷尘埃排放图，采用改进的黑体技术来确定光学深度加权视线温度和柱密度，并采用射线追踪技术来确定核心温度和体积密度结构。此外，我们分析了CB 17的运动学使用高密度气体示踪剂N2 H+。结果如下：通过射线追踪分析，我们发现SMM 1中心的温度为10.6 K，密度分布平坦，半径为9500 au，中心体积密度为n（H）= 2.3x10^5 cm-3。N2 H+观测的速度结构揭示了全球旋转，速度梯度为4.3 km/s/pc。叠加在这个旋转签名，我们发现一个更复杂的速度场，这可能是指示致密的核心内的差分运动。结论：SMM是一个处于早期演化阶段的核心，处于被束缚的边缘，但它是一个无星核心还是一个原恒星核心的问题仍然没有答案。
2014-09-15 astro-ph.GA
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VIII. The jets in the intermediate-mass star-forming region G105.42+9.88 (alias LkHα 234)
本研究通过多波段观测分析G105.42+9.88星团中的原恒星喷流，证实VLA 2喷流为磁离心盘风发射，并发现VLA 3B的间歇性喷射驱动了大规模喷流结构。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VII. Circumstellar gas kinematics traced by water masers inside the HC HII region NGC7538 IRS1
本文通过多历元 VLBA 与全球 VLBI 观测 NGC7538 IRS1 的 22 GHz 水脉泽，确认两个埋藏 YSO 及其盘、激波与光致蒸发盘风运动。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The earliest stars and their relics in the Milky Way
我们已经实现了一个简单的模型，以确定可能的网站的第一个恒星和星系的高分辨率模拟的银河系暗物质晕的宝瓶座项目。像银河系这样的星系中的第一颗恒星形成于红移z=35附近;到z=10时，这个年轻的星系包含了多达30000个暗物质晕，能够通过分子氢冷却形成恒星。这些小晕非常密集，反馈可能严重限制了形成的第三星族恒星的实际数量。到了今天，第一批恒星的残余物将强烈地集中在主晕的中心。如果第二代长寿恒星在第一代（第一颗恒星遗迹）附近形成，我们预计会在银河系中心30 kpc/h范围内发现其中一半，并在卫星中发现相当大一部分，它们可能会因其异常的金属丰度模式而被挑选出来。第一个可以通过氢原子线辐射冷却气体的晕形成于z=25;到z=10时，第一个这样的星系数量增加到约300个。反馈可能减少了第一个星系在经历重要的恒星形成时的数量，但不是因为近邻合并而存活到现在的数量。在z=10之前形成的所有“第一个星系”中，有一半在z~3之前与主晕合并，大多数失去了相当大一部分质量。然而，今天应该仍有超过20个残骸在银河系中心约30 kpc/h的轨道上运行。这些卫星的圆周速度为每秒几公里或更高，与已知的银河系矮星相当。它们是寻找最早期恒星形成遗迹的理想场所。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). I. Radio thermal jets at high resolution nearby H$_2$O maser sources
节录。方法.我们利用了Karl G. Jansky甚大阵（VLA）在B配置K波段，A配置Ku和C波段，对25 H $_2$ O脉泽点的射电连续辐射成像，角分辨率和热均方根分别为$0.1''$和10 $_2$ Jy束$^{-1}$量级。这些目标增加了我们在Moscadelli等人（2016）中提出的11个脉泽站点的试点研究。H $_2$ O脉泽站点的样本是从那些具有精确距离测量的区域中选择的，通过脉泽三角测量获得，并且H $_2$ O脉泽亮度超过10 $^{-6}$ L $_{\odot}$。结果我们提出了属于25个恒星形成区域的33个源的高分辨率无线电连续图像。在每个区域，我们检测到无线电连续辐射在几个1000 AU的H $_2$ O脉泽的位置; 50%的无线电连续辐射源的辐射热光度超过5 $\times$ 10 $^{3}$ L $_{\odot}$，包括W33 A和G240.32 $+$ 0.07。我们提供了一个详细的光谱指数分析每个无线电连续源，在每个频率的综合通量的基础上，并产生光谱指数图与CASA的多频率合成反卷积算法。射电连续辐射跟踪（原）恒星风和喷流中的热韧致辐射，在22 GHz处的通量密度低于3 mJy，光谱指数值在$-0.1$和1.3之间。我们证明了（$\rm L_{8GHz}/mJy\times kpc^2)=10^{3.8}\times(L_{H_2O}/L_…
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of stellar winds of fast-rotating massive stars in the earliest phases of the chemical enrichment of the Galaxy
我们使用不断增长的数据集非常贫金属的恒星，研究快速旋转的大质量恒星的恒星风对早期银河系的化学富集的影响。我们用一个星系晕的非均匀化学演化模型来预测C/O和N/O的平均趋势和离散度。在一组模型中，我们假设大质量恒星在恒星风和超新星阶段都富集了星际介质。在第二组中，我们认为在最早的阶段（Z <10^-8），质量大于40 Msun的恒星只会通过恒星风富集星际介质，直接坍缩成黑洞。我们预测一个更大的分散在C/O和N/O比在低金属丰度时，允许更大质量的快速旋转的恒星，以促进化学富集只有通过恒星风。后一种假设，结合在原始星系晕中恒星形成过程的随机性，可以解释在正常的非常贫金属恒星中观察到的N/O和C/O比值的广泛分布。对于化学元素的恒星产量，强烈依赖于初始质量（和旋转），如C，N，和中子捕获元素，在大质量恒星的范围内，一个大的散射，预计一旦考虑到早期星际介质的随机富集。我们还发现，恒星风的快速旋转混合星际介质气体是不足以解释大CNO增强发现在大多数的碳增强非常金属贫星。特别是，这是迄今为止已知的最贫金属恒星HE 1327-2326的情况下，我们的模型预测较低的N增强比观察时，假设恒星风和星际介质的混合物。我们认为这些碳增强的贫金属恒星是由几乎纯的恒星风物质形成的，没有被原始的星际介质稀释。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). IX. Magnetohydrodynamic disk winds traced by SO and SO$_2$ in luminous protostars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh（英国天文学技术中心爱丁堡皇家天文台）；Faculty of Physics, University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）
利用SO、SO₂等分子示踪物，研究两个大质量年轻恒星天体IRAS21078+5211和G035.02+0.35在100-1000 au尺度上的运动学和物理条件，发现空间和速度分布与磁流体盘风模型一致，支持径向延展的MHD盘风而非紧凑的X风。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hi-GAL: the Herschel infrared Galactic Plane Survey
Hi-GAL（Herschel infrared Galactic Plane Survey）是Herschel空间天文台的开放时间重点项目。它将在经度范围|l| <60度内，在70微米至500微米之间的五个波段绘制一个两度宽的条带，对内银道面进行无偏差的光度测量。Hi-GAL的目的是探测分子云和大质量恒星形成的最早阶段，并利用赫歇尔波长覆盖范围、灵敏度、绘图策略和速度的最佳组合，对星际介质中的恒星形成区域和冷结构进行均匀普查。由此产生的代表性样本将产生源温度，光度，质量和年龄的变化在广泛的银河系环境中的所有尺度从大规模的YSO在原星团的整个旋臂，提供了一个进化序列的形成中，高质量的恒星。这一信息对于制定一个预测性的全球模型至关重要，该模型可以预测环境和反馈在调节恒星形成过程中的作用。这样的模型对于理解星系尺度和早期宇宙中的恒星形成至关重要。Hi-GAL还将为未来几十年提供科学遗产，在广泛的天文学领域提供系统和偶然科学的不可估量的潜力，使未来的主要设施，如JWST和ALMA得到最佳利用。
2010-01-13 astro-ph.GA
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS) VI. Evidence of disk-wind in G11.92-0.61 MM1
本研究利用ALMA高分辨率观测分析了大质量原恒星盘风候选体G11.92-0.61 MM1，发现其盘具有开普勒与亚开普勒双区域结构，外流展现出旋转主导的速度模式与恒定比角动量，证实了其磁离心盘风起源。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Earliest Phases of Star Formation (EPoS): A Herschel Key Program - The precursors to high-mass stars and clusters
（摘要）我们提出了一个概述的样本的大质量恒星和集群形成区域的恒星形成的最早阶段（EPoS）赫歇尔保证时间密钥计划的一部分。在PACS 70、100和160微米以及SPIRE 250、350和500微米处绘制了45个红外暗云（IRDC）的样本。在本文中，我们描述了一个人口的核心出现在PACS波段，并将它们与他们的主机云的上下文中，并调查他们的进化阶段。我们构建了496个核心的光谱能量分布（SED），这些核心出现在所有PACS波段中，其中34%在24微米处缺乏对应物。从单温度修改黑体拟合的SED，我们得到的温度，光度，和每个核心的质量。这些特性主要反映了寒冷外部区域的条件。考虑到光学深度效应和执行简单的辐射转移模型，我们探讨了在PACS波长的发射的起源。核心星群的平均温度为20 K，质量和光度跨越4到5个数量级。具有24微米对应物的核心比没有24微米对应物的核心平均更温暖和更蓝。我们的结论是，在24微米明亮的核心平均更先进的演变，其中中央原恒星（S）加热了核心的外部体积，比24微米黑暗的核心。当我们的视线对准温暖内核的暴露部分时，24微米的辐射本身就会出现。大约10%的云总质量被发现在一个给定的云的核心人口。我们发现了超过300个候选核心，这些核心在100微米之前都是黑暗的。这些都是候选的无星天体，进一步的观测将帮助我们确定这些非常冷的核心的性质。
2012-08-06 astro-ph.GA
Clump mass function at an early stage of molecular cloud evolution: II. Galactic cloud complexes
通过与不同作者从银河系云复合体的分子发射和尘埃连续谱图中得到的团块质量分布进行比较，对Donkov，Veltchev和Klessence开发的用于推导团块质量函数（ClMF）的统计方法进行了观测测试。结果表明，占主导地位的集团人口的引力有界性，考虑或不考虑其热能和磁能的贡献。ClMF可以由两个幂律函数的组合来表示，这两个幂律函数被大约10到100个太阳质量的特征质量分开。中等质量的ClMF的斜率很小，几乎是常数（-0.25 \gtrsim <$IM} \gtrsim -0.55），而高质量的ClMF部分则是由包含引力不稳定团块的模型拟合的，其斜率在更宽的范围内（-0.9 \gtrsim <$IM} \gtrsim -1.6），以恒星初始质量函数（<$HM} \gtreqless -1.3）为中心。
2013-04-23 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA survey: The effect of active galactic nucleus feedback on the integrated properties of galaxies at different stages of their evolution
基于CALIFA巡天643个星系样本，利用QueStNA分类和iEDGE数据，研究发现AGN宿主星系在恒星形成性质上与非活跃星系一致，但分子气体质量更高，表明瞬时AGN反馈在整体性质中不显著。
2025-07-09 astro-ph.GA
Jet-induced feedback in the [O III] lines of early evolution stage active galactic nuclei
众所周知，活动星系核（AGN）与其宿主星系之间存在着各种形式的相互作用，这些现象通常被称为AGN反馈。特别是，由AGN的一部分发射的相对论等离子体喷流可以强烈地影响它们的环境。我们在这里提出的[O III] $λλ$ 4959，5007线的早期演化阶段AGN的不同样本的研究-特别是窄线塞弗特1星系。所有的源的无线电成像观测，使一个部门喷射和非喷射源，并利用这一点，我们表明，电离气体的性质显着影响的射流的存在，因为我们经常发现[O III]线（蓝色）相对于其restframe波长移动。我们还表明，如何无线电形态和无线电频谱指数似乎不发挥作用的起源[O III]移位，从而表明，源倾斜是不相关的线位移。我们没有找到一个强有力的关系[O III]线属性和测热光度，这表明在我们的样本辐射驱动流出似乎没有显着的贡献[O III]线运动学。我们最后建议[O~ III]位移可能是一个很好的代理，以确定相对论喷流的存在。进一步的研究，特别是积分场光谱，将提供一个更深入的了解喷流和它们的环境之间的关系在早期演化阶段AGN。
2021-06-02 astro-ph.GA
Observational Constraints on Correlated Star Formation and Active Galactic Nuclei in Late-Stage Galaxy Mergers
星系合并能够触发恒星形成和活动星系核（AGN），因此可能是星系和超大质量黑洞（SMBH）共同演化的重要途径。然而，合并引起的恒星形成和活动星系核触发的相关增强可能被隐藏在它们发生的可变条件和时间尺度中。在论文I中，我们提出了合并触发活动星系核的证据，在一个样本的6个后期星系合并（2-8 kpc的核分离）。在这项后续工作中，我们使用多波长哈勃太空望远镜成像和额外的档案数据来检查它们的恒星形成特性，以测试合并触发的恒星形成，以及它是否与SMBH增长相关。我们发现，形态的不对称性与增强特定的恒星形成率，表明合并触发恒星形成的存在。此外，恒星星族随着离核半径的增加而变得更年轻，这表明合并引起的恒星形成主要发生在全球范围内。然而，我们也发现，恒星形成率的增强是一致的或低于较大的分离星系对样本。这一结果与模拟预测的在核间距<10 kpc的星系合并后期全球恒星形成率下降是一致的。最后，我们发现比恒星形成速率的增强与活动星系核亮度的增强呈正相关，但是在80%的系统中，在全球恒星形成的峰值和活动星系核触发的开始之间可能存在大于10^8年的平均时间延迟。
2017-11-01 astro-ph.GA
Intermediate-mass black holes from Population III remnants in the first galactic nuclei
本文报道了在红移为$z\gtrsim10$的第三族残余黑洞（BH）的数值$N$ -体模拟中，中等质量黑洞（IMBHs）的形成。我们模拟了气体阻力对黑洞轨道的影响，并允许黑洞通过气体吸积生长，包括一种超爱丁顿吸积模式，其中光子捕获和快速气体流入抑制任何负辐射反馈。大多数初始BH构型导致在原星系中心形成一个（但不会超过一个）IMBH，通过超爱丁顿生长达到$10^{3-5}\mathrm{M}_{\odot}$质量。我们的研究结果表明，在早期星系中心形成最早的大质量黑洞的可行途径。我们还发现，核IMBH通常捕获恒星质量的BH同伴，使这些系统在引力波中可观察到的极端质量比吸气（EMRI）与\textit{eLISA}。
2016-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
NOCTURNE. II. Extreme radio variability in the heart of early-stage active galactic nuclei
Texas Tech University（德州理工大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所-布雷拉天文台）
本研究报道了早期活动星系核在37 GHz的极端射电变异性，振幅变化达三至四个数量级，可能源于黑洞附近的相干辐射，而非相对论性喷流。
2026-09-16 astro-ph.GA
Early stage massive star formation near the Galactic Center: Sgr C
我们对最近发现的一个高质量恒星形成地点进行了近红外光谱以及1毫米线和连续谱观察，该地点可能位于Sgr C附近的中央分子区。该区域位于与Sgr C相关的大规模演化的HII区域的外围，其特征是一个尺寸约为10”（0.4 pc）的扩展绿色物体，其观测特征表明存在嵌入的大质量原恒星驱动外流。我们的数据证实，早期恒星形成发生在Sgr C HII区域的外围，检测到两个原恒星核心和几个结的H2和Brackett伽马发射以及先前检测到的紧凑的射电源。我们计算出核心的联合质量约为10^3兆太阳，柱密度为1-2 x 10^24 cm-2。我们发现，主分子云含有约10^5兆太阳质量的气体和尘埃，温度和柱密度有利于大质量恒星的形成，但是，在EGO之外没有恒星形成的证据，这表明云主要是静止的。考虑到它的质量、密度和温度，这片云可以与其他著名的非恒星形成云相媲美，比如东CMZ的G0.253。
2013-09-02 astro-ph.GA
Nitrogen evolution in the halo, thick disc, thin disc and bulge of the Galaxy
通过详细的化学演化模型与最近的观测结果的比较，我们研究了氮在星系晕、厚盘、薄盘和球中的演化。在这项工作中使用的模型已经被限制来解释的丰度模式的$α$-元素和晕，盘和隆起的恒星的金属丰度分布函数，在这里，我们采用它们来调查的起源和演化的N在不同的银河系组件。首先，我们考虑不同的产量和研究的重要性，提出了各种渠道的N生产。其次，我们应用参考模型研究了银盘和球核的演化。我们的结论是：i）旋转的大质量恒星产生的原生N需要在低金属丰度下重现log（N/O）和[N/Fe]比率的平台，以及来自低质量和中等质量恒星的次生和原生N，以重现薄盘的数据。ii）平行模型可以很好地解释厚盘和薄盘中N丰度的演化;我们证实厚盘的演化速度比薄盘快得多，与其他化学元素丰度模式的结果一致。iii）最后，我们提出了新的模型预测的N演化在银河系核球，我们表明，在核球恒星的观测可以解释，如果大质量恒星旋转快，在早期阶段的星系演化，在协议的结果，从丰富的碳模式。
2021-09-08 astro-ph.GA
Near-Field Cosmology with Metal-Poor Stars
星系晕和卫星矮星系中最古老、最贫金属的恒星为探索宇宙中最早恒星形成环境的化学和物理条件提供了机会。我们审查恒星考古学和矮星系考古学的领域，通过研究极端贫金属恒星中各种元素的化学丰度测量。对富碳和碳正常晕星群体的关注说明了这些如何提供对负责第一次金属富集事件的第III族恒星祖先的洞察。我们将讨论扩展到近场宇宙学，它关注的是第一批恒星和星系的形成，以及如何使用贫金属恒星来约束这些过程。高红移气体云的补充丰度测量进一步帮助建立宇宙的早期化学演化。这些数据似乎与最早时期恒星形成的两个不同通道的存在相一致。
2015-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The earliest phases of star formation - A Herschel key project. The thermal structure of low-mass molecular cloud cores
分子云核的温度和密度结构是决定原恒星坍缩过程及其形成的恒星性质的最重要的物理量。然而，密度分布往往依赖于简化假设的等温线或观测约束条件差的模型温度分布。为了更好地约束原恒星坍缩开始时分子云核心的初始物理条件，我们与赫歇尔卫星一起启动了保证时间关键项目（GTKP）“恒星形成的最早阶段”（EPoS）。本文概述了EPoS项目中的低质量源，包括所有观测，分析方法和调查的初步结果。我们研究了12个以前良好的特点，孤立的，附近的球状体使用FIR和submm连续谱图在100微米和1.2毫米之间的8个波长的热尘埃排放。我们的样本包含两个球状体与无星的核心和嵌入式原恒星在不同的早期演化阶段。尘埃排放图被用来提取空间分辨的SED，然后独立地与修改后的黑体曲线拟合，以获得视线平均尘埃温度和柱密度图。我们发现，所有的球状体的热结构是占主导地位的外部加热来自星际辐射场和适度的屏蔽薄扩展晕。所有的球状体都有温暖的外层（14-20 K）和较冷的致密内部（8-12 K）。嵌入某些球状体中的原恒星仅在半径范围内将致密核心的局部温度提高到约5000 AU，但不会显著影响球状体的整体热平衡。
2013-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Role of cosmic rays in the early stages of galactic outflows
利用一个理想化的装置，我们研究了宇宙射线（CR）在晕质量为$10^{8}$，$10^{11}$和$10^{12}$ $M_\odot$的星系外流早期阶段的动力学作用。外流是从银河系盘的中心区域发射的，在那里我们考虑了三种不同的恒星形成率（$0.1$，$1$和$10$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$）在$50$ Myr的动力学时标。我们确定了气体的温度分布，发现压缩比可以降低冲击气体的温度，这与以前的结果是一致的。然而，我们表明，CR没有任何显着的影响上的流出的质量负荷。我们发现，CRs可以减少流出的大小，这与以前声称的有效的动力学影响的CRs相矛盾，但是，它是与早期的宇宙射线驱动的爆炸波以及恒星风的理论模型是一致的。我们讨论了我们的结果对CR注射处方的依赖性，并将其与早期研究进行了比较。我们的结论是，在银河系外流的早期阶段，CR的动力学作用是不重要的。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas Dynamics in the Central Molecular Zone and its connection with the Galactic Bar
本研究使用arepo代码模拟银河系，发现Ferrers棒驱动形成与CMZ相关的环，该环经历形成、不稳定和准稳定三阶段，并与x2轨道相关，恒星形成主要在环形成阶段及气体经过远心点后发生。
2024-12-11 astro-ph.GA
Fragmentation at the Earliest Phase of Massive Star Formation
我们用亚毫米波阵给出了G28.34+0.06区两个大质量分子团P1和P2的1.3mm连续谱和谱线图像。虽然这两个团分别含有1000和880 \msun的质量，但P1具有比P2低的气体温度和更小的线宽，以及比P2低的光度$< 10^2$ \lsun。因此，P1似乎比P2处于更早的大质量恒星形成阶段。高分辨率SMA观测揭示了P2中两个不同的核心，质量分别为97和49 \msun。4 GHz的光谱带通捕获线发射CO同位素，SO，CH $_3$ OH和CH $_3$ CN，类似于热分子核心窝藏大质量的年轻恒星。另一方面，P1团沿纤维被分解成5个核，质量从22到64 \msun，平均投影分离为0.19 pc。在1 $σ$ rms = 0.1 K时，除了$^{12}$ CO外，没有检测到朝向P1核的分子谱线发射。由于在分辨率为11 $''$的单碟望远镜中观察到强的$^{12}$ CO和C $^{18}$ O发射，SMA未检测到这些谱线表明耗尽因子高达$10^3$。虽然SMA的空间分辨率比预期的Jeans长度更好，但P1核心的质量比热Jeans质量大得多，表明湍流和/或磁场在云碎片化中的重要性。P1区域的分级结构提供了大质量恒星和团簇形成的初始阶段的一瞥。
2009-02-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
Characterizing the properties of cluster precursors in the MALT90 survey
在银河系中，有成千上万的星团，每个星团中有一百到一百万颗恒星。虽然团簇是常见的，但团簇形成的初始条件仍然没有得到很好的理解。为了确定在集群的形成和演化过程中所涉及的关键是确定集群形成的团块在其演化的最早阶段的全球性质。在这里，我们介绍了从MALT 90调查中确定的1，244个团块的物理特性。使用尘埃温度的团块作为一个代理的演变，我们确定了如何在不同的进化阶段的团块属性的变化。我们发现，较少进化的团块表现出尘埃温度低于20 K有更高的密度，更引力约束比更进化的团块具有更高的尘埃温度。我们还在演化的早期阶段确定了一个团块样本，因此是高质量恒星形成团块的潜在候选者。在我们的样本中，只有一个星团的物理性质与年轻的大质量星团祖先一致，这加强了大质量原星团在银河系中非常罕见的事实。
2016-11-29 astro-ph.GA
The ATLASGAL survey: a catalog of dust condensations in the Galactic plane
与低质量恒星相比，高质量恒星的形成过程和演化阶段知之甚少。需要进行大规模的调查，以提供一个公正的普查高柱密度的网站，可以潜在的主机前体大质量的恒星。在这里，我们使用ATLASGAL调查覆盖420平方米。在870 $μ$ m的银河平面的角度;并使用MRE-GLC方法来确定整个银河系内部的嵌入源的人口。我们确定在总10861紧凑的亚毫米波源通量超过5西格玛。完整性测试表明，我们的产品目录在5 sigma以上的完整性为97%，在7 $σ$以上的完整性为99%。我们将此样本与中红外点源目录（MSX在21.3 $μ$ m和WISE在22 $μ$ m）相关联，并确定与嵌入式原恒星物体相关的下限为33%。我们注意到，与中红外源相关的团块的比例随着通量密度的增加而增加，达到了一个相当恒定的比例~75%的所有团块的通量超过5焦耳/光束与恒星形成相关。检查源计数作为银河经度的函数，我们能够识别银河系中最突出的恒星形成区域。从可能的大规模静止团块的比例（~25%），我们估计形成的时间尺度为~7.5+/-2.5 $\times$ 10 $^4$年的深埋阶段之前出现的发光YSO。如此短的时间形成大质量恒星的大质量块清楚地证明，最早的阶段必须是动态的超音速运动。
2014-02-28 astro-ph.GA
Velocity-resolved Reverberation Mapping of Changing-look Active Galactic Nucleus NGC~4151 During Outburst Stage: Evidence for Kinematics Evolution of Broad-line Region
变貌活动星系核NGC~4151正经历其演化史上的第二次剧烈爆发阶段，引起了广泛关注。为了研究宽线区（BLR）的几何学和运动学，并测量NGC~4151中超大质量黑洞的质量，我们在2020- 2021年利用丽江天文台的2.4 m望远镜进行了为期7个月的测光和分光监测计划。我们成功地测量了从宽\ha、\hb、\hg、\hei和\heii \发射线到连续变化的响应的时滞，在径向分层后，这些响应分别为$7.63_{-2.62}^{+1.85}$、$6.21_{-1.13}^{+1.41}$、$5.67_{-1.94}^{+1.65}$、$1.59_{-1.11}^{+0.86}$和$0.46_{-1.06}^{+1.22}$天。这些线路之间的时间滞后比率为$1.23 : 1.00 : 0.91 : 0.26 : 0.07$。我们发现，紫外和光学波段之间的连续滞后可以显着影响\hei \和\heii的滞后测量。与以往的研究结果不同，这次活动中气体运动是维里运动和下降运动并存的，反映了BLR的演化运动学特征。基于我们的测量和文献中的测量，我们确认NGC~4151的BLR基本上是维里化的。最后，我们通过多条谱线计算了黑洞的质量，由\hb \得到的测量值为$ 3.94_{-0.72}^{+0.90} \times 10^7 M_{\odot}$，与前人的结果一致.相应的吸积速率为$0.02_{-0.…
2022-08-05 astro-ph.GA
Spatially Offset Active Galactic Nuclei III: Discovery of Late-Stage Galaxy Mergers with The Hubble Space Telescope
星系对的间距只有几个千秒差距代表了合并驱动的超大质量黑洞（SMBH）增长的重要阶段。然而，这种合并是很难识别的观测，由于相应的小角度尺度。在论文I中，我们提出了一种寻找kpc尺度星系合并候选者的方法，该方法利用了从宿主星系中心空间偏移的X射线源的选择。在本文中，我们分析了新的哈勃太空望远镜（HST）WFC 3成像的六个这些来源，以寻找星系合并的签名。哈勃望远镜的成像显示，六个系统中有四个正在进行星系合并，分离距离为1.2-6.6 kpc（活动星系核偏移）。其余两个空间偏移的X射线源的性质是模糊的，可能与X射线双星中的超爱丁顿吸积有关。这个样本探测小星系分离和小星系合并的能力使它特别适合于测试星系合并对AGN触发的作用。我们发现，只有一个活动星系核的星系合并主要是较小的合并与质量比类似的星系合并的总体人口。相比之下，有两个活动星系核的星系合并偏向于主要合并和更大的核气体质量。最后，我们发现，SMBH吸积的水平增加对较小的质量比（主要合并）。这一结果表明质量比不仅影响活动星系核触发的频率，而且还影响合并中SMBH的增长率。
2018-11-05 astro-ph.GA
Ancient Very Metal-Poor Stars Associated With the Galactic Disk in the H3 Survey
古老的、金属含量极低的恒星为我们提供了一扇窗口，让我们得以了解最早期的星系形成和聚集。我们结合数据从H3光谱调查和盖亚测量金属丰度，$α$元素的丰度，恒星年龄和482个非常贫金属（VMP; [Fe/H] $<-2$）恒星的样本的轨道特性，以限制它们的起源。这个样本被限制在距离银河平面$1\lesssim |Z| \lesssim3$ kpc的范围内。我们发现，超过70%的VMP星在盘附近的轨道上，这一比例增加向低金属丰度。如果贫金属恒星主要是从许多没有优选方向的小系统中吸积而成的，那么这个结果是出乎意料的，因为这种情况意味着大部分都是各向同性分布。此外，我们发现有一些证据表明，在较低的[ $α$ /Fe]的恒星之间的更高分数的轨道。主序星的等时线年龄显示，这些VMP星的年龄是一致的（$\approx12$ Gyr），而不管$α$丰度和金属丰度，这表明贫金属人口不是从同一个良好的混合气体盘出生。我们推测，VMP人口有一个异质的起源，包括原位形成的古老的磁盘和吸积从一个卫星相同的旋转方向的古老的磁盘在早期。我们精确测量的这些VMP星的年龄在Eklude轨道上显示，银河系有一个相对静止的合并历史在大多数宇宙时间，并意味着银河系的角动量对齐已经到位至少12 Gyr。
2020-11-30 astro-ph.GA
Galactic Isotopic Decomposition for the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
恒星演化模型需要初始同位素丰度集作为输入，但这些丰度在太阳附近之外是不完整的，从元素观测中推断是具有挑战性的，并且是星系特定的。不同于银河系（MW）的成分具有独特的化学历史，并且对探索很重要。我们提出了一个同位素的历史模型的雕塑矮球状星系（dSph）的天体物理过程的基础上，使用GCE模型，它可以估计同位素丰度为未来的核合成研究的补充方法。我们使用OMEGA化学演化代码近似了Sculptor晚期演化的同位素组成，并使用大爆炸核合成（BBN）预测作为其他边界条件。同位素丰度从晚期演化到BBN值，根据负责其生产的天体物理过程进行缩放。将同位素丰度汇总为元素丰度，并拟合观测的Sculptor丰度数据以调整自由参数。完整的模型给出了大质量恒星、Ia型超新星、主$s$过程峰和$r$过程贡献的平均同位素历史。我们发现，Ia型SNe贡献$\approx$ 86%的后期演化Fe丰度，这与其他dSPH化学演化研究一致，并大于典型的MW值$\approx$ 70%，发现使用类似的过程。该模型还发现，中子星合并贡献$\approx$ 30%的后期演化Eu丰度，这表明CCSNe可能是占主导地位的$r$过程的祖先dSphs。
2021-07-21 astro-ph.GA
Investigating the co-evolution of massive black holes in dual active galactic nuclei and their host galaxies via galaxy merger simulations
主要的星系合并可以触发核活动，并负责高光度准恒星物体/活动星系核（QSO/AGN）。在某些情况下，这种合并可能导致双活动星系核（dAGN）现象。本研究利用流体动力学程序GADGET-2分别模拟了红移$3$和$z=2$的几个富气体主并合过程，研究了大质量黑洞在并合过程中的dAGN触发和演化.结果表明，富含气体的主要合并可以触发显着的核活动后，第二次和第三次臂间通道和dAGN的形成具有显着的持续时间（$\sim 10 - 390$ Myr）。在合并过程中，星系核球随时间演化，因为在每个（或两个）星系中心的快速恒星形成和初始混合的恒星在星系盘由于激烈的弛豫。MBH由于吸积而大幅增长，最终合并成一个更大的黑洞。银河系膨胀的增长和相应的速度色散的增加早于MBH在dAGN阶段的增长。在这些阶段的MBH偏离MBH质量和隆起质量（或速度色散）之间的关系，并恢复到最终合并后的关系，由于显着的吸积，主要发生在小于几个千秒差距的分离。然后，两个MBH彼此合并。
2021-10-21 astro-ph.GA
Probing the earliest phases in the formation of massive galaxies with simulated HST+JWST imaging data from Illustris
我们使用的Illustris-1模拟探索的$\textit{Hubble}$和$\textit{James Webb Space Telescope}$数据的能力，分析在高红移星系的恒星种群，利用相结合的深度，空间分辨率和波长覆盖范围。为此，我们使用模拟的宽带ACS，WFC 3和NIRCam数据和2维恒星布居合成（2D-SPS）导出的综合恒星形成历史（SFH）的大质量（M $_{\ast}>10^{10}\,$ M $_{\odot}$）模拟星系在$1<z<4$演变成一个本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M $_{\odot}$星系。特别是，我们探索的潜力HST和JWST数据集达到的深度类似的CANDELS和正在进行的CEERS观测，分别，并集中在确定该数据集的能力，为本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M $_{\odot}$星系的SFH的第一集通过研究他们的祖先在$z>1$。本文提出的2D-SPS方法已经过校准，可以稳健地恢复大质量星系中第一次恒星形成事件发生的宇宙时间，即，他们的综合SFH的第一阶段。特别是，我们讨论的时间时，第一个1%至50%的总恒星质量形成的模拟。我们证明，我们可以恢复这些年龄与典型的中位数系统偏移小于5%，分散在20%-30%。根据我们对Illustris数据的测量，我们能够恢复本地M $_{\ast}>10^{11}\,$ M…
2022-12-19 astro-ph.GA
Where Are Most of the Globular Clusters in Today's Universe?
星系中的球状星团（GCs）的总数随星系光度L的增大而不断增加，而星系的相对数目则随L的增大而减小，遵循Schechter函数。这两个非常非线性的函数的乘积给出了在给定L下所有星系所包含的GC的相对数量。它表明，GC，在这个普遍意义上，最常见的星系在一个狭窄的范围内围绕$L_{\star}$。此外，当所有星系都加入时，蓝色（贫金属）GC在全球范围内的数量超过红色（富金属）GC的数量为4比1，这表明星系形成的最早阶段特别有利于形成大质量，密集的星团。
2016-03-01 astro-ph.GA
Cloud structure of three Galactic infrared dark star-forming regions from combining ground and space based bolometric observations
我们修改了Lin等人（2016）引入的迭代程序，以系统地结合从地面拍摄的亚毫米图像（例如，CSO、JCMT、APEX）和空间（例如，赫歇尔，普朗克）望远镜。我们应用更新后的程序的观测三个充分研究的红外暗云（IRDC）：G11.11-0.12，G14.225-0.506和G28.34+0.06，然后进行单分量，修改黑体拟合推导出$\sim$ 10 $"$分辨率尘埃温度和柱密度图。导出的柱密度图显示，这三个IRDC表现出复杂的沉积结构嵌入丰富的团块/核心。我们比较了这些具有多个OB团形成区域的IRDC之间的柱密度概率分布函数（N-PDF）和柱密度场的两点相关（2 PT）函数。基于所观察到的相关性和测量，和互补的流体动力学模拟的10 $^{4}$ $\rm M_{\odot}$分子云，我们假设，云的演变可以更好地表征（列）密度分布函数的演变和致密结构的相对功率作为空间尺度的函数，而不仅仅是基于恒星形成活动的存在。在小样本分析的基础上，我们提出了四个演化阶段，即：{ \it云合并、恒星组装、云预分散和分散云。}初始{ \it云整合}阶段和最终{ \it分散云}阶段可以通过N-PDF的比$-$ 4幂律指数更陡的指数与两个中间阶段区分开。{ \it云整合}阶段和随后的{ \it恒星组装}阶段通过后者更大的光度质量比（$>$ 40 $\rm L_{\odot}/M_{\odot}$）进一步彼此区…
2017-04-21 astro-ph.GA
Galactic Outflows and Star-Formation Quenching: A JWST Perspective
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）
该研究基于JWST观测z~2的大质量星系，揭示AGN驱动外流与恒星形成猝灭的关联，指出中性外流的特征及维持星系宁静的其他反馈机制，为约束反馈模型提供了依据。
2026-10-20 astro-ph.GA
Interstellar and Circumgalactic Properties of an Unseen $z=6.84$ Galaxy: Abundances, Ionization, and Heating in the Earliest Known Quasar Absorber
我们分析了在z=6.84的强吸收系统中的相对丰度和电离条件，在z=7.54的背景类星体ULAS J134208.10+092838.61的光谱中可以看到。单离子化的C，Si，Fe，Mg和Al的测量结果与温暖的中性介质是一致的，该介质是贫金属的，但不是化学上原始的。没有探测到C IV和Si IV意味着IGM或CGM的任何温暖的电离相尚未富集超过超贫金属区（<0.001 Z_{solar}），这与这些线几乎无处不在的低红移DLAs不同。大爆炸后7.94亿年重元素的相对丰度类似于中等红移的贫金属阻尼莱曼α系统和银河系晕星，并且没有证据表明[α/Fe]，[C/Fe]或其他由大质量恒星主导的产额特征。CII* 精细结构线的检测揭示了来自加热的局部激发源，超出了CMB提供的光激发水平。我们估计总的和[CII]冷却速率，平衡对ISM热源开发一个启发式的两相模型的中性介质。暗示的加热需要恒星形成的表面密度略高于银河系，但不是在一个强大的星暴的水平。对于典型的（假设的）NHI=10^{20.6}，[Fe/H]=-2.2的丰度与中性相中的物质列相匹配。为了在C IV中保持未被检测到，温暖的电离相将需要在1 kpc的吸收路径上低得多的[C/H]<-4.2，或者非常小的吸收路径（几个pc）。虽然仍然是推测性的，但这些结果表明，在ISM的中性恒星形成区域之外，重元素的富集程度显着减少，正如在银河系化学演化的…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall and Outflow Towards High-mass Starless Clump Candidates
本研究利用IRAM望远镜观测110个ATLASGAL中红外暗团块，通过分子谱线识别下落与外流活动，发现多数静止团块已存在恒星形成相关活动，并提出开展ALMA高分辨率研究以探索大质量恒星形成的极早期阶段。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared echo and late-stage rebrightening of nuclear transient PS1-10adi: exploring Torus by tidal disruption event in active galactic nuclei
活动星系核中的潮汐破裂事件（TDEs）长期以来一直被忽视，但最近才得到初步研究。本文报道了在活动星系核PS1-10adi中发现的一个新发现的高能瞬变事件--中红外长余辉耀斑。PS1-10adi的红外光度，以及其他类似的事件，至少比所有已知的超新星高出一个数量级，但可以很好地解释为TDE的尘埃回波，其超高的红外能量是从黑洞周围的尘埃环中再加工而来的。在爆发的早期阶段，环形尘埃正在升华，可能导致观察到的Fe II线的快速出现。此外，PS 1 - 10 adi的紫外-光学再增亮和在光学峰后的$\sim1500$静止帧天后同时出现的X射线也是一个有趣的特征，这可能归因于高速外流和环面之间的相互作用。我们认为，明亮的红外回波是活动星系核中TDE的一个非常典型的现象，并可能为我们提供一个理想的机会，探索环面的性质。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) V: a chemo-dynamical investigation of the early assembly of the Milky Way with the most metal-poor stars in the bulge
本研究结合Gemini/GRACES化学丰度与Gaia EDR3轨道，分析PIGS中17颗核球极贫金属恒星，揭示其早期晕星起源、瓦解球状星团及低质量超新星污染遗迹。
2022-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
First BISTRO observations of the dark cloud Taurus L1495A-B10: the role of the magnetic field in the earliest stages of low-mass star formation
本文通过 BISTRO Survey 对金牛座 L1495A-B10 的偏振观测，发现核尺度磁场与致密纤维垂直，提出并验证了低质量恒星形成早期从场主导到物质主导演化的过渡阶段。
2023-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Active Galactic Nucleus and Extended Starbursts in a Mid-stage Merger VV114
高分辨率（0.4角秒）阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对HCO+（4-3）和HCN（4-3）的第0周期观测朝向中期红外明亮合并VV 114，揭示了致密核（<200 pc）和扩展（3 - 4 kpc）稠密气体分布在星系对的东部。我们发现在VV 114的东核中发现了一个未分辨的致密而宽的（290 km/s）成分，其中HCN（4-3）的发射显著增强，我们认为在活动星系核（AGN）周围存在着与周围物质有关的致密气体，其质量上限小于4 x 10^8 Msun。扩展的致密气体沿着一个平行结构分布，其致密气体浓度（230 pc; 10^6 Msun）被平均600 pc的投影距离分开，其中许多与Pa α辐射追踪到的恒星形成位置基本一致。辐射转移计算表明，在整个发射区平均存在中等密度（10^5 - 10^6 cm^-3）的气体。这些新的ALMA观测结果表明，即使在局部宇宙中最尘埃笼罩的环境中，稠密气体示踪剂在识别星系合并中的活动星系核和恒星形成活动方面的实力。
2013-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The earliest phases of CNO enrichment in galaxies
本文通过引入随机恒星形成和星族III超新星增丰的化学演化模型，解释了银河系晕星CNO丰度弥散及GN-z11等遥远星系的高N/O比值，揭示Pop III恒星对早期化学演化的关键作用。
2024-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Survey IV: Approaching the Galactic metallicity floor with the discovery of an ultra metal-poor star
早期宇宙呈现出一种几乎没有重元素的恒星形成环境。因此，金属丰度最低的恒星提供了一个了解银河系早期阶段的独特窗口，但非常罕见，很难找到。在这里，我们介绍了一个超贫金属星，Pristine_221.8781+9.7844，使用窄带Ca H&K测光从原始调查。后续的中分辨率和高分辨率光谱证实了Pristine_221.8781+9.7844的超贫金属性质（[Fe/H] = -4.66 +/- 0.13，在1D LTE中），α元素相对于Fe增加了0.3-0.4 dex，并且碳丰度异常低。我们得出的上限为A（C）= 5.6，远低于典型的A（C）值为这样的超贫金属恒星。这使得Pristine_221.8781+9.7844成为最贫金属的恒星之一;事实上，它与已知最贫金属的恒星（SDSS J102915+172927）非常相似。一类碳丰度较低的超贫金属恒星的存在表明，在早期宇宙中一定有几个形成通道，通过这些通道形成了长寿的低质量恒星。
2018-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
