The connection between the peaks in velocity dispersion and star-forming clumps of turbulent galaxies
我们提出了Keck/OSIRIS自适应光学观测与150-400 pc的空间采样的7个湍流，clusiveddisc星系从CASTO样本（$0.07<z<0.2$）。DYNAMO星系此前已被证明在性质上与$z\sim1.5$的主序星星系非常匹配。积分场光谱观测使用自适应光学受到一些系统，包括一个可变的PSF和空间采样，我们在我们的分析占。我们目前的气体速度色散图校正这些影响，并确认，即使在高空间采样的星系有高的气体速度色散（$σ=40-80$ \kms）。我们发现7个星系中有6个具有统计学意义的结构。最常见的速度弥散峰和发射线峰之间的距离是$\sim0.5$ ~kpc，我们注意到这与用HST H $α$图测量的团块的平均尺寸非常相似。这可能表明，在星系团的速度色散的峰值可能会出现由于一些相互作用之间的团块和周围的ISM星系，虽然我们的观察不能区分流出，流入或速度剪切。需要对更大范围的星系进行观测来证实这一结果。
2017-10-25 astro-ph.GA
Simulating radially outward winds within a turbulent gas clump
通过使用粒子程序Gadget2，我们跟踪了气体团簇的演化过程，在这个过程中，气体团簇最初会产生引力坍缩。代表气体团的颗粒最初具有根据在64个$^3$网格元素的傅立叶空间中建立的湍流谱的速度。在团块演化的早期阶段，一组代表风的气体粒子突然从团块中心向外移动。我们认为只有两种风，即：一个球对称和第二个是一个双极准直射流。为了评估由于与风的相互作用而导致的团块的动态变化，我们显示了所有模拟的等速度和等密度图。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The AGN broad line region as a clumpy turbulent outflow: a physical basis for LOC modeling
许多研究都考虑了云、外流和湍流在活动星系核光谱中产生宽发射线和吸收线的作用。然而，这些模式往往被视为独立的，甚至是相互竞争的模式。在这里，我们认为活动星系核云的热不稳定区的外流内形成的凝结的可能性，然后比较这种凝结的典型尺寸与湍流的注入尺度$k_0^{-1} \sim L_0$，其中$L_0$被假定为一个代表性的全球外流模型的尺度高度。我们发现，宽线区（BLR）参数，云是许多数量级小于$L_0$，这有以下含义：BLR云动力学可以通过使用多相湍流模拟的X射线照射等离子体使用本地近似建模。我们提出了第一个这样的三维局部cluerical湍流外流模拟。我们发现，冷凝共享相同类型的选择效应，其特征在于本地最佳发射云（CO2）的情况下，从而提供了一个物理解释的CO2模型，并占其几乎不可思议的成功。活动星系核中普遍存在的发射线区可以简单地解释为湍流级联惯性范围内存在$k$ -空间多相间隔的自然结果。
2019-12-06 astro-ph.GA
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation in Turbulent, Magnetized Dense Clumps with Radiative and Outflow Feedback
我们提出了三个猎户座模拟恒星团簇形成在1000 Msun，湍流分子云团，包括辐射转移的影响，原恒星流出，和磁场。我们的模拟都使用自洽的湍流初始条件和不同的平均质量流量比相对于临界值超过2，10，和无穷大，以衡量磁场对恒星团簇形成的影响。我们发现，在良好的协议与以前的研究，通常观察到的强度的磁场降低恒星形成率的一个因素的2.4和减少的碎片量的一个因素2相对于零场的情况。我们还发现，该领域增加的特征下沉粒子质量，再次由2.4的一个因素。在我们的模拟中，磁场也增加了聚集的程度，使得强场情况下的最大恒星密度比其他情况高出2倍。这种集群往往鼓励形成多个系统，这是更常见的rad-MHD运行比rad-Hydro运行。在我们的模拟中的同伴频率是一致的，在I类源，特别是对于强场的情况下的多重性的观察。最后，我们在模拟中发现了原始质量分离的证据，这让人想起在猎户座星云团等星团中观察到的情况。
2014-01-27 astro-ph.GA
Synthetic observations of highly clumped formation of CO and CI clouds in the turbulent interstellar medium; Implications on the seed CO clouds and the CO-dark H$_{2}$ gas
我们进行了合成观测的理论模型的星际碳在CO，C I和C II，包括H2的形成。本研究采用了基于Inoue & Inutsuka（2012）的H I气体以20 km/s速度会聚的数值模拟的理论模型。气体模型是湍流的，在磁场的作用下是不均匀的，这与高b处的局部气体观测结果是一致的。我们专注于稀有物种的演变，CO，C I和C II从0.3百万年到9百万年以来的会聚流碰撞。在100万年前的早期阶段，亚pc尺度的冷中性介质（CNM）团簇是H2、CO和CI的形成场所，在300万年至900万年的晚期阶段，CNM团簇合并形成pc尺度的分子云。结果表明，C I和CO在pc尺度上混合良好，并标志着一个显着的分歧与经典的图片，预测分层的C I和CO分布根据AV。我们认为，在Oph北（Tachihara等人，2012）和飞马座环（Yamamoto等人，2006）微弱的CO云是这样的小CO云有希望的候选人。局域ISM的总质量预算表明，H1的分数约为70%，CO暗H2很小，小于百分之几，与通常的假设相反。
2018-11-06 astro-ph.GA
Gas Content and Kinematics in Clumpy, Turbulent Star-forming Disks
我们目前的分子气体质量估计的样本13个本地星系的运动学和恒星形成的性质非常类似于观察到的$z\approx 1.5$主序星星系。Plateau de Bure观测到的CO[1-0]发射线和赫歇尔空间天文台观测到的尘埃发射都表明分子气体的质量分数约为20%。此外，尘埃排放模型发现$T_{dust}<$ 30 K，这表明与其高红外光度相比，尘埃分布较冷。气体质量的估计认为，$z\sim$ 0.1的星系不仅共享类似的运动学特性与高z磁盘，但他们也同样丰富的分子材料。将气体质量分数与现有的运动学配对，揭示了$f_{gas}$和$σ$ / $v_{c}$之间的线性关系，与自引力盘稳定性理论的预测一致。因此，高气体速度分散是大气体分数的自然结果。我们还发现，具有最低耗尽时间（$\sim$ 0.5 Gyr）的系统具有最高的$σ$ / $v_{c}$的比率和更明显的团块，即使在相同的高分子气体分数。
2017-07-21 astro-ph.GA
The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III
红色团块被发现沿着朝向银河系隆起的几条视线分裂成两个部分。这种分裂被检测到具有朝向区域（-3.5<l<l，b<-5）和（l，b）=（0，+5.2）的高显著性，即，沿凸出部短轴且偏离平面至少5度。较暗的（以下称为“主”）分量是更紧密地遵循膨胀红团的距离-经度关系的分量。主要分量比次要分量暗约0.5等，总体数量大致相等。对于距离平面较远的视线，亮度的差异会增加，并且在次要分量中发现的恒星比在主要分量中发现的恒星更多。这两个分量具有非常接近相等的（V-I）颜色。
2010-07-28 astro-ph.GA
The effects of a compressive velocity pulse on a collapsing turbulent clump
高分辨率的流体动力学模拟遵循引力坍缩的均匀湍流块，其中一个纯粹的径向压缩速度脉冲被激活在中间的演变的块，当它的湍流状态已充分发展。速度脉冲的形状基本上由两个自由参数确定：速度$V_0$和初始径向位置$r_0$。在本文中，考虑的模型中，速度$V_0$取团块$c_0$声速的2倍、5倍、10倍、20倍和50倍的值，而$r_0$对于所有模型都是固定的。含$2 \, c_0$的模型由于速度脉冲的作用而崩溃得更快，而孤立团簇中心区域形成的团簇基本保持不变。在具有更大速度$V_0$的模型中，孤立团块的演化发生了显著变化，因此在$r_0$周围形成了致密的气体壳，并径向向内移动。计算了气体密壳层的密度、速度和质量的径向分布，发现：（1）速度$V_0$越大，密壳层所含质量越少;（ii）在$10 \, c_0$附近存在脉冲的临界速度，使得对于具有较低速度的冲击模型，在被壳包围的激波团中将存在明确限定的致密中心区域。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
From Clumps to Sheets: Geometry Controls the Temperature PDF of Multi-Phase Gas
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究通过比较不同几何结构下的模拟结果，揭示几何形态对多相气体温度概率分布函数的影响，发现形态决定PDF的宽广性及中间温度质量分数。
2026-08-06 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
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. I. The Fast Formation Limit
我们调查的恒星集群的形成和早期演化，假设它们形成从一个动荡的无星集群内的父自引力分子云，其特征在于一个特定的质量表面密度的给定质量的边界。作为第一步，我们假设瞬时恒星团簇形成和气体排出。我们从观测到的无星团块的性质得出我们的初始条件。我们遵循的早期演化的集群高达20万年，调查不同的恒星形成效率，原始二进制分数和偏心率和原始质量分离水平的影响。我们调查团与初始质量的$M_{\rm cl}=3000\:{\rm M}_\odot$嵌入周围的云环境中的质量表面密度，$Σ_{\rm cloud}=0.1$和$1\:{\rm g\:cm^{-2}}$。我们表明，这些模型的快速恒星团簇形成的结果，在基准的情况下，在集群迅速扩大，即使只考虑绑定成员。从较高的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群往往会更快地扩展，因此很快就会比从较低的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群更大。为了形成一个给定年龄、恒星质量和质量表面密度的年轻星团，这些模型需要假设一个密度高出许多倍的母分子团，这与观测到的系统相比是不现实的。我们还表明，在这些模型中，初始二元属性仅被相互作用稍微修改，这意味着二元属性，例如，在2000万年前，它们与出生时非常相似。通过这项研究，我们建立了未来工作的基础，我们将调查更现实的恒星形成模型相比，这个瞬时的，基线的情况。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Formation of Turbulent and Magnetized Molecular Clouds via Accretion Flows of HI Clouds
利用三维MHD模拟，考虑了辐射冷却/加热、化学反应和热传导的影响，研究了ISM中分子云的形成。我们认为分子云的形成是由HI云吸积的建议，在最近的观测。模拟结果表明，初始HI介质在吸积流诱导的激波后被压缩堆积。由于初始介质是高度不均匀的热不稳定性的结果，形成的分子云变得非常动荡，由于发展的Richtmyer-Meshkov不稳定性。激波后区域的结构由稠密的冷气体（T<100 K）和弥散的暖气体（T> 1，000 K）组成，由于湍流，它们在空间上混合良好。由于湍流的能量来源是吸积流，因此湍流是高度各向异性的，偏向于吸积流的方向。湍流的动能在1千万年的演化过程中占主导地位，热能、磁能和引力能占主导地位。然而，通过使用CO分数加权密度测量的动能与其他能量相当。这表明，在分子云作为一个洞的湍流的真正动能可以远远大于动能估计的分子发射线宽的湍流动能。分子云中的团块显示出统计上均匀的演化，如下所示：团块的典型等离子体β大致恒定为<beta>~ 0.4。粒径-速度色散关系显示dv ~ 1.5 km s^{-1}（l/1 pc）^{0.5}，与密度无关。团块向磁超临界、重力不稳定的核心演化。团块似乎演化成满足分裂成二进制的条件的核心。这些统计性质可能提供恒星形成的初始条件。
2012-08-31 astro-ph.GA
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) III: A new view of the double red clump in the Milky Way bulge through luminosity and color distribution
红团星是研究银河系核球结构的最佳示踪星之一。在这里，我们报告了一个新的观点，通过亮度和颜色分布的RC星在9个隆起领域（$l$ = 0.0 $^{\circ}$，$\pm$ 4.5 $^{\circ}$ ; $b$ = -6.0 $^{\circ}$，-7.5 $^{\circ}$，-9.0 $^{\circ}$）从布兰科DECam隆起巡天（BDBS），其中包括近紫外近红外带通的RC星。明亮和暗淡的RC在（$u-g$）$_{0}$和（$u-i$）$_{0}$颜色中显示出对比鲜明的分布，但在（$J-K_{s}$）$_{0}$中的分布相似，并随银河经度而变化，其中明亮的RC通常比暗淡的RC更红。特别是，当使用（$u-g$）$_{0}$颜色时，RC星被清楚地分为更蓝和更红的星群（（$u-g$）$_{0}$ $<$ 2.5表示更蓝的RC;（$u-g$）$_{0}$ $\ge$ 2.5表示更红的RC）。较蓝的恒星在昏暗的RC区域显示出一个单团，而较红的恒星在明亮和昏暗的RC区域都形成了双团。在正经度区域，明亮的红星团占主导地位，而在负经度区域，这些红星团的暗淡是重要的。我们还证实，蓝色和红色的恒星有不同的峰值金属丰度通过比较与光谱（$Δ$ [Fe/H] $\sim$ 0.45 dex）。因此，我们的研究结果支持这样一种情况，即MW凸起由贫金属恒星的球状体和主要由富金属恒星组成的四方形/花生形（…
2021-01-15 astro-ph.GA
A submillimetre survey of the kinematics of the Perseus molecular cloud - III. Clump kinematics
我们探讨连续块英仙座分子云的运动学，来自C18 O J=3-2的数据。两个群体进行了检查，确定使用自动算法CLFIND和GAUSSCLUMPS现有的SCUBA数据。这些团块具有超音速线宽，其分布表明C18 O线探测到的是低密度的“信封”，而不是致密的内核。原恒星和无星团块的线宽分布相似，这意味着原恒星对其周围环境没有显着影响。靠近活跃的年轻星团似乎会影响线宽：NGC 1333的线宽比其他地方的要大。在IC 348中，靠近旧IR簇的影响很小，线宽是所有线宽中最小的。位力分析表明，团簇是结合的，接近均分。特别是，无星团块占据了与原恒星相同的参数空间，这表明它们是真正的恒星前体，并将继续形成恒星。我们还搜索每个核心表面的有序C18 O速度梯度，通常解释为旋转。我们注意到确定的梯度和流出的原恒星的方向之间的相关性，表明我们可能没有一个纯粹的旋转签名。拟合的梯度比以前的工作中发现的更大，可能是由于我们的数据和/或流出污染的分辨率更高。这些梯度，如果仅从旋转角度解释，则表明旋转在动力学上并不重要。此外，推导出的比角动量比以前的研究中观测到的要小，中心约为j~0.001 km/s pc，这表明我们已经确定了较低的旋转水平，或者说，C18 O J=3-2线探测器的条件比n~10^5/cc和T~10 K要致密和/或寒冷得多。
2010-07-26 astro-ph.GA
Red Clump stars in the Bootes III stellar system
我们报告的检测人口的红团（RC）恒星可能与最近发现的恒星系统牧夫座III。RC被确定为从SDSS数据库中提取的色选星的光度函数（LF）中的3 sigma峰。在Bootes III距离处的典型RC的预期光度下，在g、r、i和z LF中一致地检测到峰值。此外，LF峰附近的恒星表面密度的最大值几乎与报告的系统中心重合。假设探测到的特征是真正的牧夫座III的RC，我们发现该系统具有典型的古老和贫金属矮椭球体的HB形态，它的积分星等M_V=-5.8 pm 0. 5，椭圆率φ约为0.5，是最近发现的新一类非常微弱的矮星系的典型特征。
2009-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: III. Radial and Vertical Metallicity Gradients based on Red Clump Stars
我们调查径向和垂直的金属丰度梯度的样本的红团星的RAVE数据发布3。我们选择了总共6781颗恒星，使用的颜色，表面重力和不确定性的衍生空间运动的选择，并计算每颗恒星的概率（运动学）人口分配到一个薄或厚光盘使用空间运动和另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。对于高概率薄盘星和垂直轨道偏心率e_v<=0.07，即d[M/H]/dR_m = -0.041（0.003）和d[M/H]/dR_m =-0.041（0.007）dex/kpc，我们得到了几乎相等的金属丰度梯度随银心距的变化。对于相同的星群，金属丰度梯度作为距银道面距离的函数更陡，即d[M/H]/ dz_{max} = -0.109（0.008）和d[M/H]/ dz_{max} = -0.260（0.031）dex/kpc。R_m和z_{max}分别是近星系距离和远星系距离的算术平均值，以及到银道面的最大距离。包括更厚的盘状红团巨星的样本显示出系统性的较浅的丰度梯度。这些发现可用于区分厚盘和薄盘的不同形成情景。
2012-01-15 astro-ph.GA
On turbulent fragmentation and the origin of the stellar IMF
恒星初始质量函数（IMF）的两种形式，Kroupa和Chabrier IMF在过去十年中出现，以解释观测到的恒星质量分布。恒星IMF的普遍性质的可能性使我们看到了恒星形成的普遍模式的有趣前景。众所周知，气体在星际介质中的湍流碎裂产生对数正态密度分布，这进一步反映在低质量和中等质量的团块的质量函数中。恒星是由不稳定的团块凝聚而成的，这是一系列动力学过程之间复杂的相互作用，在追踪恒星IMF的起源时必须考虑到这一点。在目前的工作中，应用引力碎裂理论，我们首先推导出质量函数（MF）的团块。然后，核心质量函数（CMF）是通过允许块的碎片，使每一个受到随机选择的气体温度。最后，通过对每个CMF应用5%-15%范围内的随机核-星转换效率$ε$来导出恒星IMF。我们得到了一个幂律的国际货币基金组织，在Kropua国际货币基金组织的误差酒吧内的指数。这派生IMF之前，类似的核心质量函数，这表明，gravoturbulent碎片起着关键作用，在组装必要的条件，涉及两个质量函数。在这个意义上，恒星的形成过程，至少在气体冷却有效的低红移下，可能是普遍的。我们认为，在CMF和恒星IMF中观察到的膝盖可以替代地解释在潜在的恒星形成云的气体可能被发现的特征温度。我们的研究结果还表明，在恒星形成云的湍流可能是驱动大的空间尺度上的功率谱比Kolmogorov型陡峭。
2012-05-24 astro-ph.GA
Galactic seismology: can the Gaia 'phase spiral' co-exist with a clumpy, turbulent interstellar medium?
本研究探讨盖亚卫星发现的银河系相位螺旋（PS）能否与团块状湍流星际介质共存，通过含真实ISM的高分辨率模拟发现，ISM的湍流和结构会影响PS的存在与分布，为星-气动力学研究提供关键参考。
2025-08-20 astro-ph.GA
Brought to Light III: Colors of Disk and Clump Substructures in Dwarf Early-Type Galaxies of the Fornax Cluster
早型矮星系（ETG）通常可以表现出复杂的形态，其中微弱的旋臂，棒，边缘盘或团块嵌入其主要的，更明亮的漫射体中。在我们的第一篇论文中（Brought to Light I：Michea et al. 2021），我们开发了一种新方法，用于在室女座星系团的矮ETG的深层成像数据中稳健地识别和提取子结构。在这里，我们将我们的方法应用于样本的23个矮ETG的天炉座星系团，其中9个盘状和14个有团块状的子结构。根据天炉座深度巡天（FDS）的数据，我们的样本构成了天炉座中所有比$\text{M}_{r}=-13$等亮的矮ETG的$12\%$，并包含了所有明确表现出子结构特征的情况。我们使用$g$和$r$波段FDS图像来测量子结构对总星系光的相对贡献，并估计它们的$g-r$颜色。我们发现，子结构通常贡献$8.7\%$和$5.3\%$的总星系光的$g$和$r$带，分别在两个有效半径。圆盘子结构通常在矮ETG中发现，具有更红的全球颜色，它们可以与银河系的漫射成分一样红或更蓝。相比之下，在相对较蓝的矮ETG中发现了团块子结构，并且它们总是比其星系的漫射成分更蓝。这些结果提供了进一步的证据，矮ETG可以隐藏不同的复杂的子结构，与恒星星族，可以大大不同于那些占主导地位的漫射光，他们嵌入。
2022-05-12 astro-ph.GA
Clumpy Structures within the Turbulent Primordial Cloud
针对第一代恒星质量的模拟与观测差异问题，研究利用Enzo代码模拟人工驱动湍流对原初云的作用，发现高马赫数压缩湍流可使云碎裂为小质量团块，为调和质量差异提供了新途径。
2024-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical theory for the initial mass function: III time dependence and star formation rate
本文扩展了我们以前的恒星初始质量函数（IMF）理论，包括时间依赖性，并包括磁场的影响。预测的质谱与时间无关的质谱相似，在大质量处斜率略浅，峰位置向较小质量移动了几个因子。假设恒星形成的团块遵循拉森型关系，我们得到的核心质量函数与观测得出的国际货币基金组织，特别是当考虑到气体的热力学。含时理论直接给出了云尺度下恒星形成率（SFR）的解析表达式。SFR值与各种银河系分子云的观测结果吻合得很好。此外，我们表明，SFR不简单地线性依赖于密度，有时在文献中声称，但也强烈依赖于团块的质量/大小，这产生了观察到的散射。然而，我们强调，{ \it any} SFR理论明确或隐含地依赖于非常不确定的假设，如团块边界或在给定团块中可能形成的最大质量恒星的质量，使最终确定的不确定性增加了几倍。最后，我们推导出一个完全依赖于时间的模型，考虑一个团块，或分布的团块以恒定的速率吸积，从而其物理性质随时间而变化的IMF。尽管它的简单，这个模型再现相当不错的收敛流的数值模拟中观察到的各种功能。基于这个一般理论，我们提出了一个恒星形成和IMF的范例。
2013-04-24 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy III. Dust Continuum Characterization of an Evolutionary Sample
ATLASGAL巡天为详细研究涵盖整个演化阶段的大量大质量恒星形成团块提供了理想的基础。ATLASGAL Top100是从其红外和无线电特性中选出的团块样本，代表了整个进化阶段。ATLASGAL Top100来源是许多详细后续研究的重点，这些研究将在一系列论文中介绍。在目前的工作中，我们使用的尘埃连续排放来约束这个样本的物理性质，并确定作为源演化的函数的趋势。我们从中红外到亚毫米波长（8-870微米）的图像中确定通量密度，并使用这些值来拟合它们的光谱能量分布（SED），并确定它们的尘埃温度和通量。结合这些与最近的距离从文献中，包括微波激射器视差测量，我们确定团块质量，光度和柱密度。我们发现温度，光度和柱密度增加的趋势与建议的演化序列，确认该样本是大质量恒星形成的不同演化阶段的代表。我们发现，大多数样本都有能力形成大质量恒星（包括质量最大的O型恒星），而且大多数都是引力不稳定的，因此很可能正在坍缩。最高的柱密度ATLASGAL源涵盖了从最年轻到最演化的大质量恒星形成团块的整个演化阶段。他们的研究为更深入地研究大质量恒星形成的四个不同的演化阶段提供了一个独特的起点，这些阶段定义明确的物理参数提供了更详细的研究。由于大多数样本的距离小于5千秒差距，这些源也是高空间分辨率后续观测的理想选择。
2016-10-28 astro-ph.GA
The Influential Roles of Gravity, Turbulence, and Magnetic Fields in Shaping the Physical Evolution of Dense Massive Clumps
Addis Ababa University（亚的斯亚贝巴大学）；Ethiopian Space Science and Technology Institute (ESSTI)（埃塞俄比亚空间科学与技术研究所）；University of Nigeria, Nsukka（尼日利亚恩苏卡大学）
研究揭示引力在密集大质量团体演化中的主导作用，通过分析湍流和磁场的影响，发现引力主导动态过程。
2025-12-12 astro-ph.GA
G30.79~FIR~10: A gravitationally bound infalling high-Mass star forming clump
探测到了下落运动，并对该源进行了建模。得到的平均下落速度为0.5 km/s，下落质量速率为每年5 × 10 ^-3太阳质量。此外，先前对天空平面中磁场强度的估计值被改进为855微高斯，我们使用该值来计算质量与磁通量比为1.9，或超临界。湍流运动的维里质量也被计算，发现Mvir=563太阳质量，这给出了Msubmm/Mvir=5.9的比率。这两个值都强烈地表明，这个团块一定处于引力坍缩状态。
2010-06-26 astro-ph.GA
A Tale of Two Clump Masses: A New Way to Study Clump Formation in Simulations
提出了一种研究银盘坍缩和碎裂特征尺度的新方法。通过具有指定波长和速度的受控扰动，在模拟中播种团块形成。这些都适用于其他安静的气体盘，从类似物的今天的螺旋丰富的气体，高红移星系。结果进行了比较，线性理论，磁扰磁盘和观测。结果反映了预期的线性，非轴对称理论与有限的窗口生长成一个绑定的丛。我们确定了两种新的模式的团块形成：旋转驱动的裂变和碎片的潮汐尾巴，虽然这两个预计很少有助于团块形成在观察到的磁盘。我们发现，约束团块通常比所谓的Toomre质量小得多。碎裂的首选尺度随着盘气体质量的增加而增加，但不能产生大于$\sim10^9$ M $_{\odot}$的束缚物体。最有可能结合的团块质量从低质量圆盘中的$3\times10^6$增加到$5\times10^8$ M $_{\odot}$。我们的结论是，在高红移1千秒差距尺度上观察到的大质量恒星和气体团块最有可能是许多最初不同的绑定团块的聚集体。
2019-05-06 astro-ph.GA
A Massive Prestellar Clump Hosting no High-Mass Cores
红外暗云（IRDC）G028.23-00.19拥有一个大质量（1，500 Msun），冷（12 K）和3.6-70 um的红外暗团（MM 1），有可能形成高质量恒星。我们用SMA（~3.5”分辨率）和JVLA（~2.1”分辨率）观测了这个星前星团候选者，以表征高质量恒星形成的早期阶段并限制理论模型。在1.3毫米波长的尘埃辐射揭示了5个质量<15兆太阳的核心。目前，没有一个核心具有质量储存器，可以在星前阶段形成高质量恒星。如果MM 1星团最终形成高质量恒星，其嵌入的核心必须随着时间的推移聚集大量的额外质量。在CO（2-1）和SiO（5-4）跃迁中没有检测到分子流出，表明SMA核是无星的。用NH_3（1，1）线确定了气体的速度弥散为跨音速或轻度超音速（Δ V_nt/Δ V_th ~1.1-1.8）。核心并不像一些大质量恒星形成理论预测的那样是高度超音速的。嵌入的核心质量是团块热金斯质量的4到7倍，最大质量的核心（SMA 1）比团块湍流金斯质量小9倍。这些值表明，既不是热压力，也不是湍流压力占主导地位的MM 1的碎裂。低维里参数的核心（0.1-0.5）表明，他们不是在维里平衡，除非强磁场约1-2 mG的存在。我们讨论了高质量恒星形成的背景下，基于IRDC G028.23-00.19，一个研究案例，被认为是代表的分子云，将形成高质量恒星的初始碎片。
2017-04-26 astro-ph.GA
Gravitational fragmentation in turbulent primordial gas and the initial mass function of Population III stars
我们报告了早期宇宙中恒星形成的数值模拟结果，重点是在不同的初始和环境条件下的无金属气体的动力学行为。特别是，我们调查的湍流，这被认为是无处不在的伴随着高红移晕崩溃的作用。我们区分了两种主要的情况：第III.1星族恒星的诞生-那些形成在原始晕中不受先前恒星形成的影响-和第III.2星族恒星的形成-那些形成在气体仍然不含金属但电离分数增加的晕中。后一种情况可能是由于暴露于邻近晕中恒星源的强烈紫外线辐射，或者是由于与大质量晕形成相关的高维里温度，即质量大于1 e8太阳质量的晕。我们发现，在这两种情况下，湍流原始气体是非常容易破碎，即使在亚音速区的湍流，即均方根速度分散低至20%的声速。与我们最初的预期相反，与电离前相比，原始晕中的碎片化更强烈，更广泛。因此，我们预测Pop III.1恒星的平均质量比Pop III.2恒星要低，并且形成更大的群体。我们发现，碎片质量覆盖超过两个数量级，表明由此产生的人口III初始质量函数的质量显着扩展以及。这就需要对暗物质微晕的形成进行大规模、高分辨率的研究，以解决重子自引力时气体中的湍流。这将有助于确定我们的研究中提出的初始条件中的哪些（如果有的话）在自然界中实现。
2010-12-16 astro-ph.GA
Survival and mass growth of cold gas in a turbulent, multiphase medium
天体物理气体通常是多相的，并且是高度湍流的。在这项工作中，我们调查的生存和增长的冷气体在这样一个湍流，多相介质中使用三维流体动力学模拟。类似于以前的工作模拟相干流（风），我们发现，冷气生存，如果混合气体的冷却时间比冷气团的开尔文-亥姆霍兹时间短（与一些弱的额外的马赫数的依赖性）。然而，两者之间存在着重要的区别。在生存阈值附近，长期演化是高度随机的，并且受到足够大的团块的存在的影响。在湍流中，冷气体不断碎裂，从而增加其表面积。这导致指数质量增长，增长时间由冷却和混合时间的几何平均值给出。碎片化过程导致大量的小液滴，其遵循无标度$\mathrm{d} N/\mathrm{d} m \propto m^{-2}$质量分布，并且主导面积覆盖分数。因此，虽然存活取决于大的“云”的存在，但这些云反过来又产生与热相紧密耦合的较小液滴的“雾”，其通过吸收线光谱法进行探测。我们表明，借助蒙特卡罗模拟，模拟的质量分布自然出现由于成比例的质量增长和凝结的液滴。我们讨论了我们的结果的收敛标准的环星系介质的大规模模拟和观测的影响。
2022-01-10 astro-ph.GA
Stellar mass spectrum within massive collapsing clumps III. Effects of temperature and magnetic field
恒星质量谱是星团的一个重要性质，也是认识宇宙的一个基本量。扩散分子云碎裂成恒星的过程受到重力、湍流、热压和磁场等物理过程的影响。一颗恒星的最终质量被认为是维里不稳定的储存和随后的吸积的综合结果。我们的目标是澄清不同的支持能量，特别是热压力和磁场，在确定恒星质量的作用。在Lee & Hennebelle（2018 a，b）之前的研究之后，我们对孤立分子团内部的星团形成进行了一系列数值实验。通过改变扩散气体（即密度低于尘埃辐射不透明的临界密度的气体）的有效状态方程和磁场的强度，我们研究了是否有任何特征质量被引入碎裂过程。扩散气体的状态方程，包括整体温度和多变指数，并没有显着影响恒星质量谱的形状。仅当应用极值时，磁场的存在才略微改变质谱的形状。这项研究证实，IMF的峰值主要是由模拟高密度气体内部辐射的状态方程的绝热高密度端决定的。此外，质谱的形状对密度PDF最敏感，而磁场可能仅起次要作用。特别是，我们强调，在平均云密度和临界密度的金斯质量不负责设置峰值。
2018-12-13 astro-ph.GA
Formation of Giant Clumps in High-$z$ Disc Galaxies by Compressive Turbulence
本研究通过宇宙学模拟发现高红移富气盘中的巨团块可由外部诱发的压缩湍流汇聚运动形成，该机制补充并可能先于 Toomre 引力不稳定性。
2024-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are There Phases in the ISM?
星际介质（ISM）一方面会受到加热和冷却过程的影响，由于热不稳定性（TI），这些过程往往会将其分离成不同的相，另一方面，会受到湍流驱动机制的影响，这些机制往往会产生强烈的非线性波动所有热力学变量。在这一区域中，稳定的暖中性介质（WNM）中的大尺度湍流压缩主导了块体的形成过程，而不是TI的线性发展。由这种机制形成的冷团块通常由尖锐的密度和温度不连续性所限制，然而，这不是经典的2相模型中的接触不连续性，而是“相变前沿”，跨越该前沿存在从WNM到团块的净质量和动量通量。团块的生长主要是通过边界的吸积，与周围环境处于热和冲压压力平衡，内部也是湍流的，因此内部也有显着的密度波动。由于湍流压力的波动，相变前沿周围的冷气体和暖气体的温度和密度随时间和位置而波动。此外，激波压缩的扩散不稳定气体在经历向冷相的相变之前，可以保持在不稳定区域达几百万年。这些过程填充了经典禁止的密度和温度范围。由于气体在所有温度下似乎都存在于双稳态或三稳态湍流中，因此我们得出结论，“相”一词仅适用于局部，围绕气体中的相变位点。在全球范围内，“相”这个词必须放松其含义，仅表示一定的温度或密度范围。
2009-02-04 astro-ph.GA
Physical Properties of Sub-galactic Clumps at 0.5 $\leq z \leq$ 1.5 in the UVUDF
本文利用哈勃望远镜WFC 3在F225 W、F275 W和F336 W波段的宽波段成像，在静止坐标系远紫外波段（FUV），在0.5 $\leq z \leq$ 1.5的哈勃超深场中对星团星系进行了研究。对1，404个星系的分析产生了209个星系，拥有403 kpc尺度的团块。这些宿主星系似乎是典型的恒星形成星系，平均每个星系有2个团块，最多可达8个团块。我们测量的光度团块，并确定质量，年龄和恒星形成率（SFR）利用SED拟合代码FAST。我们发现，团块作出的平均贡献为19%的总休息帧FUV流量的宿主星系。单独来看，团块对主星系SFR的贡献中位数为5%，对主星系质量的贡献平均为$\sim$ 4%，总的团块对主星系恒星质量的贡献范围从不到1%到93%不等。星系外围的团块通常比内部区域的团块更年轻，恒星形成率更高。这些结果与团块迁移理论相一致，在该理论中，团块通过富含气体的湍流盘中的剧烈引力不稳定性形成，最终向星系中心迁移，并合并成凸起。
2017-02-10 astro-ph.GA
Kinematics of Subclusters in Star Cluster Complexes: Imprint of their Parental Molecular Clouds
像船底座星云这样的星团复合体可能是在动荡的巨大分子云中形成的。我们进行了一系列的$N$体模拟从子集群初始条件的基础上湍流分子云的流体动力学模拟。这些模拟最终形成了由几个子星团（团块）组成的星团复合体。我们得到了星系团间的速度分布，区域的大小，以及我们模拟的复杂星系团中最大质量的星系团的质量，并将结果与观测结果（船底座星云和NGC 2264）进行了比较。从我们的模拟得到的一维块间速度色散分别为$2.9\pm0.3$和$1.4\pm0.4$ km s $^{-1}$的船底座和NGC 2264的模型，这是一致的，从盖亚数据发布2：2.35和0.99 km s $^{-1}$的船底座星云和NGC 2264，分别。我们估计船底座星云和NGC 2264的母体分子云的质量分别为$4\times 10^5$和$4\times 10^4M_{\odot}$。
2019-04-11 astro-ph.GA
Star Cluster Formation in Clouds with Externally Driven Turbulence
已知星团是在动荡的分子云中形成的。分子云中的湍流是如何驱动的，以及这对恒星形成的影响仍然不清楚。我们比较了一个模拟设置与湍流驱动无处不在一个周期性的盒子与设置湍流只驱动周围的盒子。我们分析了由此产生的气体分布，运动学，以及从云形成的恒星的人口。这两种设置都成功地产生了具有幂律结构函数的湍流速度场，外部驱动的云具有更中心的、整体的团块，而完全驱动的云具有许多更小的、更分散的团块。恒星的形成遵循云的形态，产生大的星团，在外部驱动的模拟中具有高的恒星形成效率，在完全驱动的情况下，稀疏的单个恒星形成效率要低得多。我们的结论是，外部驱动的方法，这类似于一个全球层次崩溃（GHC）的情况下，产生的星团，更紧密地匹配的观测。
2022-08-10 astro-ph.GA
Virial Clumps in Central Molecular Zone Clouds
分析了亚毫米波阵CMZoom巡天观测资料，描述了银河系中央分子带（CMZ）22个云团中755个团簇的维里平衡（VE）和恒星形成潜能。在每个云团中，几乎所有团块都遵循柱密度质量趋势N~M^s，其中s = 0.38 +- 0.03接近压力边界极限s=1/3。当VE中重力未结合的团块具有相似的速度色散和外部压力时，这种趋势是预期的。这些云中有九个还含有一个或两个明显更大的团块。这些属性允许在每个云中的绑定和未绑定团块的VE模型，其中最大质量的团块具有VE临界质量。这些模型表明，有213个团块的速度弥散为1-2 km s^（-1），平均外部压力为0.5 ~ 4 x 10^8 cm^（-3）K，束缚团块比例为0.06，典型的维里参数α =4 ~ 15。这些大部分未结合的团块可能是在VE与他们的湍流云压力，可能是由流入银河酒吧。相比之下，大多数Sgr B2团块根据其相关来源和N-M趋势而结合。当CMZ团块组合成质量分布时，用停止吸积模型分析了其典型的幂律斜率。它还表明，大多数团块是未绑定的，不能显着增长，由于它们的吸积和扩散的时间尺度相似，约0.2百万年。因此，维里和动力学分析的最广泛的集群普查表明，恒星形成的CMZ可能会抑制一个显着赤字的引力约束团块。
2022-02-28 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: III. Clump-to-core fragmentation and search for high-mass starless cores
本研究利用ALMA/ACA观测139个红外亮大质量原星团，识别1562个致密核，发现热金斯碎裂主导，并找到两个质量超16太阳质量的大质量无星核候选体，支持竞争吸积模型。
2025-08-05 astro-ph.GA
Clumps and rings of ejecta in SNR 0540-69.3 as seen in 3D
年轻超新星遗迹中喷出物的分布提供了一个强有力的观测探测它们的爆炸和祖先。在这里，我们提出了一个3D重建的喷出物在SNR 0540-69.3，这是一个富含O的残留物与脉冲星风星云位于大麦哲伦星云。我们利用VLT/MUSE的观测资料研究了Hβ，[O III] λλ4959，5007，Hα，[S II] λλ6717，6731，[Ar III] λ7136和[S III] λ9069。VLT/X-shooter的2D光谱补充了这一点，其中还包括[O II] λλ3726，3729和[Fe II] λ12567。我们确定了三个主要的发射成分：（i）星云内部的星团环（ii）微弱的扩展[O III]发射，主要是一个半径约为1600 km/s、倾角约为40 \dg的不规则环状结构，但最大速度可达3000 km/s;（iii）位于脉冲星东南方向的一团Hα和Hβ，速度约为1500-3500 km/s。我们分析的几何形状，使用一个丛发现算法，并使用在[O III]环的丛估计年龄为1146 \pm 116年。观测结果支持将[O III]环解释为喷出物，而H团的起源则更不确定。另一种解释是，它是一个双星伴星的爆炸包层。从最里面的喷出物中检测到的巴耳末线，我们确认SNR 0540是一颗II型超新星，并且在爆炸中氢被混合到低速。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An extremely young massive clump forming by gravitational collapse in a primordial galaxy
当宇宙恒星形成历史达到峰值（z ~ 2）时，由宇宙储存器提供能量的星系以气体为主，并包含大量的恒星形成团块，这些团块被认为是由高度湍流的富含气体的盘状物中剧烈的引力不稳定性形成的。然而，还没有观察到团块形成事件，并且争论团块是否从年轻恒星的能量反馈中幸存下来，从而向内迁移形成星系凸起。在这里，我们报告了一个明亮的离核发射线区域的星系在z = 1.987的空间分辨光谱。虽然这个区域主导了星系盘中的恒星形成，但它的恒星连续体在深度成像中仍然没有被发现，揭示了一个非常年轻（年龄<1000万年）的大质量团块，通过大于10 $^9$ M $_{\odot}$的气体的引力坍缩形成。这个年轻星系团的气体消耗速度比宿主星系快10倍以上，在这个阶段显示出高的恒星形成效率，与我们的流体动力学模拟一致。具有类似质量的较老团块的频率，加上我们对其形成速率的初步估计（约2.5 Gyr $^{-1}$），支持长寿命（约5亿年），有利于团块在反馈中幸存下来并在当今星系的凸起中生长的情况。
2015-05-06 astro-ph.GA
The 300 pc resolution imaging of a z = 8.31 galaxy: Turbulent ionized gas and potential stellar feedback 600 million years after the Big Bang
研究利用300 pc分辨率ALMA观测z=8.312星系MACS0416_Y1，揭示其电离气体随机运动、多相介质混合尺度及可能由星暴驱动的超级气泡。
2023-07-16 astro-ph.GA
Star cluster formation from turbulent clumps. V. Stellar clustering around massive stars
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文学研究所，弗吉尼亚大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；McMaster University（麦克马斯特大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
研究通过N体模拟分析恒星聚类形成机制，发现大质量恒星周围通过动力学过程形成束缚伴星，且聚类中心密度增加导致二次聚类变化，与竞争吸积模型有差异。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMAGAL III. Compact source catalog: Fragmentation statistics and physical evolution of the core population
基于ALMAGAL巡天数据构建致密核心表，研究高质量团块碎裂统计与核心质量函数随演化变化，发现核心质量函数随演化变平且核心质量增长，支持团块供给的高质量恒星形成情景。
2025-03-07 astro-ph.GA
Massive outflows associated with ATLASGAL clumps
我们已经进行了最大的调查流出银道面内同时观察到的13 CO和C18 O数据。在总共919个ATLASGAL团块中，有325个具有适合识别流出的数据，其中225个（69 ± 3%）显示出高速流出。与未检测到流出的团簇相比，检测到流出的团簇显示出显著更高的团簇质量（M_{clump}）、辐射热光度（L_{bol}）、光度质量比（L_{bol} / M_{clump}）和峰值H_2柱密度（N_{H_2}）。在最年轻的静止团块内检测到流出活动（即，我们发现流出检测率随着M_{clump}、L_{bol}、L_{bol}/M_{clump}和N_{H_2}而增加，在某些情况下接近90%（uchii区域=93 ± 3%;脉泽=86 ± 4%;hchii区域=100%）。如此高的探测率表明，外流是大质量恒星形成过程中普遍存在的现象。平均外流质量卷吸率意味着平均吸积率为~10^{-4}M_（\odot）\，yr^{-1}，与大质量恒星形成理论模型预测的吸积率完全一致。外流性质与M_{clump}、L_{bol}和L_{bol} / M_{clump}密切相关，与团簇光度的关系最密切。这表明外流可能是由团块中最大和最明亮的来源驱动的。低质量和高质量外流的相关性相似，超过7个数量级，表明它们可能具有相似的外流机制。流出能量是可比的湍流能量内的团块，但是，我们没有发现任何证据表明，流出增加的团块湍流的水…
2018-09-03 astro-ph.GA
The CO emission in the Taffy Galaxies (UGC 12914/5) at 60pc resolution-I: The battle for star formation in the turbulent Taffy Bridge
我们目前ALMA观测的空间分辨率为0.2 arcsec（60 pc）的CO排放的太菲星系（UGC 12914/5）。观测结果与窄带Pa $α$，中红外，无线电连续谱和X射线成像，加上光谱学进行了比较。星系最近经历了一次正面碰撞，产生了一个巨大的气体桥，这是众所周知的高度湍流。这座桥包含了一个由狭窄的分子细丝和团块组成的复杂网络。大部分的灯丝是缺乏恒星形成，并显着低于肯尼库特-施密特关系正常星系，特别是对许多地区的Pa $α$发射未检测到。在松散连接的细丝和气体团中，我们发现了高速色散区域，这些区域在$X_{\rm CO}$的可能值范围很广的情况下，似乎与重力无关。就像银河系中的"Fiorracker"区域一样，它们需要极高的外部动力或热压力才能在2 - 5百万年的短时间尺度上阻止它们迅速消散。我们认为，云可能是一个高度湍流的多相介质，这是强烈抑制恒星形成的瞬态结构。尽管系统中存在整体湍流，恒星似乎是在kpc大小的河外HII区域内的紧凑热点中形成的，在那里分子气体的速度色散比其他地方低，并显示出与电离气体云碰撞的证据。就像斯蒂芬五重奏组中的冲击气体一样，太妃糖桥的条件表明，在湍流的多相气体中形成恒星是多么困难。
2022-03-31 astro-ph.GA
Density distribution function of a self-gravitating isothermal turbulent fluid in the context of molecular clouds ensembles -- III. Virial analysis
在目前的工作中，我们应用维里分析的自引力湍流云合奏模型介绍了Donkov \和Stefanov在以前的两篇论文，澄清湍流的某些方面，并扩展该模型，不仅考虑到超音速流动，但跨和亚音速的。利用欧拉维里定理，在远离云核的任意尺度上，导出了密度廓线方程，并近似求解。结果证实了在以前的文件中找到的解决方案$\varrho(\ell)=\ell^{-2}$。该解对应于能量平衡的三种可能的配置。对于跨音速或亚音速流，我们得到重力能和热能之间的平衡（情况1）或重力能、紊流能和热能之间的平衡（情况2），而对于超音速流，可能的平衡是重力能和紊流能之间的平衡（情况3）。在情况1和2中，流体元素的能量可以是负的或零端，因此解决方案是动态稳定的，并且应该是长寿命的。在情况3中，流体元素的能量为正或零，即，该溶液是不稳定的或至多是边缘结合的。在靠近核心的尺度上，不能忽略气体的转动惯量的二阶导数，这妨碍了密度分布的解析方程的推导。然而，我们得到的气体附近的核心是没有维里化，它的状态是边际约束，因为能量的流体元素消失。
2022-09-23 astro-ph.GA
The X-Shaped Milky Way Bulge in OGLE-III Photometry and in N-Body Models
我们在OGLE-III光度学中模拟了银河系凸起的分裂红团，并将结果与两个N体模型的预测进行了比较。我们的分析产生了两个红色团块亮度的精确地图，在更遥远的峰值中的恒星比例，以及它们的组合表面密度。我们比较观察到的预测，以前在文献中使用的两个N体模型。只要假设银河棒的主轴和银河中心的视线之间有一个角度$α_{\rm{Bar}} \approx 30^{\circ}$，两个模型都能正确地预测几个特征。特别是在微弱的红色团块中的恒星比例应该随着经度的增加而减少。模型和数据之间最大的差异是红团星的表面密度向负向的下降速度，以及两个红团星之间的亮度差向正向的下降速度，两者的差异幅度都不超过$\sim$ 25%。我们的红巨星光度函数的分析也产生了红巨星分支碰撞参数的估计对这些高纬度领域，和证据的高比率（$\sim$ 25%）的磁盘污染的凸起的颜色和大小的红团，磁盘污染率增加对视线进一步远离飞机。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Star Forming Complexes in High-z Main Sequence Galaxy Analogues: The Internal Structure of Clumps in DYNAMO Galaxies
为了间接地研究在$z \sim 1-3$主序星星系的巨大团块的内部结构，我们的目标是非常动荡和丰富的气体的本地类似物从Hubble太空望远镜的样品，在波长范围为$\sim 200-480$ nm。我们提出了一个包含58个团簇的星表，这些团簇是在六个星系中发现的，包括WFC 3/UVIS F225 W、F336 W和F467 M测光系统，其中（$225-336$）和（$336-467$）色分别对消光和恒星星族年龄敏感。我们测量团块本身的内部颜色梯度，以研究它们的年龄和消光特性。我们发现一个显着的颜色趋势，在个别团块，其中解决的颜色分布显示，团块一般有蓝色（$336-467$）的颜色（表示非常年轻的年龄）在其中心比在其边缘，在（$225-336$）颜色与灭绝的变化很小。此外，我们发现，团块的颜色表明他们是老的，优先位于靠近他们的星系的中心，我们没有发现年轻的团块在小银河系中心的距离。这两个结果都与高红移恒星形成系统的模拟一致，这些系统显示团块通过剧烈的盘不稳定性形成，并通过动态过程迁移到星系中心，在几个亿年的时间尺度上促进凸起的增长，同时在它们的中心不断形成恒星。当我们比较这些模拟中的C3 O团块时，我们发现与长寿命团块的最佳一致性。
2021-07-02 astro-ph.GA
Probing the initial conditions of high-mass star formation. III. Fragmentation and triggered star formation
大质量的团块往往会分裂成核心和凝聚的星团，其中一些形成大质量的恒星。在这项工作中，我们研究了不同尺度的大质量团块的结构，分析了碎裂过程，并调查了恒星形成是由附近的HII区域触发的可能性。我们提出了一个高角分辨率的研究样本的8个巨大的原星团。结合红外数据，我们使用几角秒分辨率的无线电和毫米波干涉数据来研究它们的碎片和演化。我们的样本是独一无二的，因为所有的团块都有相邻的HII区域。利用这一点，我们使用一种新的方法来测试触发恒星的形成，在这种方法中，我们研究了在多个尺度上由尘埃排放追踪的质心的排列。这八个巨大的团块的质量从228到2279 $M_\odot$不等。红外明亮团块中最明亮的致密结构通常与嵌入的致密射电连续源有关。在每个星团中观测到的$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度结构大多是引力束缚的，质量足以形成至少一颗B3-B 0型恒星。许多凝聚体的质量在$R_{\rm eff}$ $\sim$ 0.02 pc的小尺度下大于8 $M_\odot$。虽然团块大多是红外安静的，但在团块尺度（$\sim$ 1 pc）上，动力学运动是活跃的。我们研究了在不同尺度下检测到的气体条件的空间分布。对于某些来源，我们发现了外部触发的提示，而对于其他来源，我们没有发现表明触发在动态上不重要的重要模式。这可能表明不同的团块经历了不同的进化路径。在这方面，非常需要进行更大样本的…
2019-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
From giant clumps to clouds -- III. The connection between star formation and turbulence in the ISM
超音速气体湍流是星际介质普遍存在的一种性质。湍流的水平，量化的气体速度色散（$σ_{\rm g}$），被观察到增加与恒星形成率（SFR）的星系，但它还没有确定这种趋势是由恒星反馈或引力不稳定性。在这项工作中，我们进行流体动力学模拟的整个盘星系，不同的气体分数，了解的起源SFR- $σ_{\rm g}$关系。我们表明，盘星系达到相同的湍流水平，无论恒星反馈过程的存在，并认为这是一个结果的盘星系调节其引力稳定性的方式。模拟结果表明，在中性氢和分子气体中，SFR- $σ_{\rm g}$关系可达到几十M $_\odot$ yr $^{-1}$和$σ_{\rm g}\sim 50$ km s $^{-1}$的SFR量级，但未能达到文献中报道的快速恒星形成星系的非常大的值（$>100$ km s $^{-1}$）。我们证明，这样高的值$σ_{\rm g}$可以解释为1）不足的光束拖尾修正的意见，和2）恒星反馈耦合到电离的气相跟踪复合线。鉴于所观察到的SFR- $σ_{\rm g}$关系是由高度异质性的数据，与$σ_{\rm g}$在高SFR几乎完全来自H $α$观测高红移星系的复杂形态，我们警告分析模型，试图解释的SFR- $σ_{\rm g}$关系，而不考虑这些影响。
2022-05-18 astro-ph.GA
