Projection-angle effects when "observing" a turbulent magnetized collapsing molecular cloud. I. Chemistry and line transfer
基于3D理想MHD坍缩分子云模拟与非平衡化学网络，结合非LTE辐射转移代码生成多角度合成谱线观测，揭示投影角显著影响分子发射与柱密度分布，且N2H+是唯一准确的柱密度示踪剂。
2025-03-03 astro-ph.GA
Projection-angle effects when "observing" a turbulent magnetized collapsing molecular cloud. II. Magnetic field
本研究通过3D MHD模拟和合成观测，发现投影角显著影响分子云磁场形态，并提出利用速度通道间视流与尘埃偏振的相关性探测磁场倾角的新方法，经验证定量准确。
2025-03-03 astro-ph.GA
Kinematics and Structure of Star-forming Regions: Insights from Cold Collapse Models
观测到的年轻恒星形成区的形态学和运动学亚结构的起源是一个有争议的问题。我们提供了一个新的分析数据，从模拟全球引力坍缩云的祖气体，以回答有关子结构的恒星形成的背景下，冷塌缩的问题。作为一个具体的例子，我们比较我们的模型，最近的径向速度调查数据从猎户座的IN-SYNC调查和新的观测致密气体运动学，并提供可能的解释运动学和形态学的签名在该地区。在我们的模型的背景下，我们发现经常观察到的中心灯丝形态的气体自然出现在引力演化过程中，以及动态独特的运动子结构的恒星。我们强调，全球而不仅仅是本地的引力势起着重要的作用，在确定集群和细丝的动力学。
2017-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
What Is Inside Matters: Simulated Green Valley Galaxies Have Centrally Concentrated Star Formation
在空间分辨的星系观测中，发现恒星形成率径向分布与总的特定恒星形成率相关。恒星形成的中心枯竭被认为与全球恒星形成率降低有关，例如，绿谷内的星系。我们提出，第一次，径向特定的恒星形成率配置文件的统计样本的模拟星系的插图和鹰大宇宙学模拟。对于恒星形成序列上的星系，模拟的特定恒星形成率分布与观测结果不太一致，尽管EAGLE模拟的星系过于集中，而来自Illustris的星系在大半径处下降得更快。然而，这两个星系样本都显示了绿谷星系在所有星系恒星质量下的中心集中恒星形成，表明淬火是从外向内发生的，与观察到的由内而外的淬火强烈冲突。尽管在这两个模拟中的不同的反馈模型，这些结果出现。我们的结论是，星系内的恒星形成的分布是一个强大的额外的约束恒星形成和反馈模型的模拟，特别是有关淬火的恒星形成。
2019-03-18 astro-ph.GA
Gas Kinematics in FIRE Simulated Galaxies Compared to Spatially Unresolved HI Observations
一个星系的空间未分辨的，全球一体化的21厘米发射线的形状取决于其内部气体运动学：星系与旋转支持的气体盘产生双角的配置文件与陡峭的翅膀，而星系与色散支持的气体产生高斯般的配置文件与倾斜的翅膀。使用模拟观测模拟星系从消防项目，我们表明，因此可以限制一个星系的气体运动学从其未解决的21厘米线轮廓。特别是，我们发现，峰度的21厘米线的增加而减少$V/σ$，这种趋势是强大的在很宽的范围内的群众，信噪比，和倾斜。然后，我们量化的21厘米线轮廓的形状，从形态公正的$\sim$ 2000低红移，HI检测星系与$M_{\rm star} = 10^{7-11} M_{\odot}$和模拟星系比较。在$M_{\rm star} \gtrsim 10^{10} M_{\odot}$，观测到的和模拟的星系都产生了具有低峰度和陡翼的双角轮廓，与旋转支持的盘一致。在较低的质量下，观察到的和模拟的线轮廓变得更像高斯（更高的峰度和不太陡峭的机翼），这表明增加了色散支持。然而，模拟的星系从旋转到色散支持的过渡更强烈：在$M_{\rm star} = 10^{8-10}M_{\odot}$，大多数模拟产生更多的高斯型配置文件比典型的观察到的星系具有类似的质量，表明在低质量的模拟星系的气体，平均而言，过度色散支持。大多数低质量的模拟星系也有一些较低的气体分数比观察到的人口的中位数。然而，模拟再现观察到的线宽重子塔利-费…
2018-03-14 astro-ph.GA
Unbound Star-forming Molecular Clouds
我们探讨观察到的分子云是否可以包括大量的未绑定云。使用模拟，其中只包括湍流和重力，我们能够匹配观察到的关系，并自然地再现所观察到的散射云的尺寸线宽系数，在固定的表面密度。我们确定这种分散的来源作为一个蔓延的内在维里参数。因此，这些观测趋势并不要求云存在于动力学平衡状态。我们证明，云维里参数可以准确地确定观测与适当的大小估计。我们所有的模拟云最终都会形成坍缩的核心，不管云是否整体束缚。这支持了这样一种观点，即分子云不一定要被束缚才能形成恒星，也不一定要像附近的低质量云那样具有观察到的性质。
2014-01-07 astro-ph.GA
Massive disc galaxies in cosmological hydrodynamical simulations are too dark matter-dominated
利用EAGLE和IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟研究了大质量盘状星系（Mstar/Msun> 5e 10）中的盘-晕连接，并与Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves数据集中的大质量螺旋星系的HI旋转曲线研究结果进行了比较.我们发现，模拟和观察到的光盘之间的差异出现在全球和局部尺度上。在全球范围内，模拟光盘栖息的光环是一个因素~4（在EAGLE）和~2（在IllustrisTNG）更大的质量比从观测数据集的旋转曲线分析。我们还使用模拟盘的合成旋转曲线来证明从旋转曲线中恢复晕质量并不存在系统性偏差。我们发现，模拟预测暗物质占主导地位的系统与恒星总封闭的质量比是一个因素的1.5-2小于真实星系在所有半径。这是“反馈失败问题”的另一种表现形式，因为它表明模拟的拥有大质量圆盘的晕在将重子转换为恒星方面效率太低，可能是由于过于有效的恒星和/或活动星系核反馈实现。
2020-06-15 astro-ph.GA
Formation of Supersonic Turbulence in the Primordial Star-forming Cloud
本研究利用GIZMO代码和IllustrisTNG初始条件，通过大幅提升分辨率模拟了原初恒星形成云的形成，发现超音速湍流在坍缩晕中自然产生，促进云碎裂并可能降低第一代恒星的特征质量。
2025-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics $\&$ Star Formation in the Hub-Filament System G6.55-0.1
本研究利用射电连续谱和CO同位素分子谱线观测，分析G6.55-0.1的hub-filament系统，明确其与SNR W28无物理关联，揭示了纤维向核区的吸积特征及内部坍缩的恒星形成过程。
2024-04-11 astro-ph.GA
From large-scale to protostellar disk fragmentation into close binary stars
最近用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）正在帮助巩固这样一种观点，即在恒星形成过程的早期，近距离伴星是通过原恒星周围引力不稳定盘的碎片形成的。随着质量的增加，它最终会变得引力不稳定并碎片化，形成一个或多个新的原恒星，第一个原恒星的平均间距为100天文单位（AU）或更小。在这里，我们报告了直接的数值计算，小到$\sim 0.1$ AU，使用一致的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，显示了云核的大规模碎裂成两颗原恒星，伴随着它们的星周盘的小规模碎裂。我们的研究结果表明，恒星形成的两个主要机制，其中形成的磁盘周围的原恒星，这反过来又导致从大规模的云核碎裂，经历偏心（$m=1$）碎裂，产生一个密切的二进制。我们生成二维发射图和模拟ALMA 1.3毫米连续图像的结构和碎片的磁盘，可以帮助解释发生在崩溃的云核的动力学过程。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of the isothermal collapse of magnetic rotating protostellar clouds
我们研究了质量为$10$和$1 M_{\odot}$的磁性原恒星云的坍缩。崩溃的数值模拟使用二维磁流体动力学（MHD）的代码“恩里尔”。模拟结果表明，原恒星云获得一个层次结构的等温阶段的崩溃结束。在电磁力的作用下，原恒星云呈现出半厚半径比为$Z/R \sim (0.20-0.95)$的扁球形包层。在包层内部形成了一个几何上和光学上都很薄的主盘，半径分别为$0.2-0.7 R_0$和$Z/R \sim (10^{-2}-10^{-1})$，其中$R_0$是云的初始半径。初级盘是处于静磁平衡的结构。当云的初始磁能超过其引力能的$20 \%$时，它们就形成了。主盘的质量是云的初始质量的$30-80 \%$。第一流体静力核心随后形成在主盘的中心。我们讨论了主盘在云的进一步演化中的作用，以及从磁场几何特征和不同层次的角动量分布的角度讨论了坍缩云内部层次的可能观测现象
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of Cosmic Chemical Abundances
根据原子和分子化学（e $^-$，H，H $^+$，H $^-$，He，He $^+$，He $^{++}$，D，D $^+$，H $_2$，H $_2^+$，HD，HeH $^+$）、气体冷却、恒星形成和重元素（C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ca，Fe等）的产生进行宇宙学N体流体动力学计算来自不同质量和金属丰度的恒星的数据被用来探索几种化学丰度模式的起源，并研究模拟星系组装过程中的金属和分子含量。由此产生的趋势显示出一个显着的相似性，以最新的观测最贫金属阻尼莱曼- $α$吸收体在红移$z\gtrsim 2$。这些表现出瞬态性质，并代表坍塌的气体结构，而冷却是有效地降低温度低于$\sim 10^4\,\rm K$，在他们被破坏的恒星形成或潮汐效应的插曲。我们的理论结果与已有的典型元素比，如[C/O]，[Si/Fe]，[O/Fe]，[Si/O]，[Fe/H]，[O/H]在红移$z\sim 2-7$处的数据一致. HI和H $_2$丰度之间的相关性显示了时间和局部变化以及大的扩散，这是从$z\sim 6$到$z\sim 3$的宇宙恒星形成活动增加的结果。我们发现的丰度比的分散与观测数据是兼容的，并解释了来自不同恒星相位或属于不同恒星种群的来源同时富集。模拟的合成光谱支持在$z\sim 6$处存在具有大光学厚度的贫金属冷团簇，这些冷团簇可能是低或中等红移的潜在的~III居点。预计的粉…
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relationship between fine galaxy stellar morphology and star formation activity in cosmological simulations: a deep learning view
星系形成和演化的流体动力学模拟试图完全模拟塑造星系的物理过程。模拟星系形态与真实星系形态之间的一致性，以及形态类型在星系尺度关系中的分布方式，是我们对星系形成物理知识的重要探索。在这里，我们提出了一种无监督的深度学习方法，对来自Illustris和IllustrisTNG（TNG 100和TNG 50）模拟的星系的精细形态结构进行严格的测试，以对抗斯隆数字巡天的子样本观测。我们的框架基于PixelCNN，这是一种具有显式似然性的图像生成自回归模型。我们采用了一种策略，将两个PixelCNN网络的输出结合在一个度量中，该度量将星系的精细形态细节与天空背景隔离开来。我们能够通过\emph{quantitatively}确定IllustrisTNG的改进，特别是在高分辨率TNG 50运行中，超过原始的Illustris。然而，我们发现，星系结构的细节仍然是不同的观测和模拟的星系。这种差异是由小的，更球状的，淬灭的星系，这是全球不太准确，无论分辨率和经历了三个模拟探索之间的改善不大。我们推测，这种分歧，这是不太严重的淬火盘状星系，可能源于一个仍然太粗糙的数值分辨率，这很难正确地捕捉内部，致密的淬火球状星系的区域。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
HI within and around observed and simulated galaxy discs -- Comparing MeerKAT observations with mock data from TNG50 and FIRE-2
本研究利用 MeerKAT 观测 5 个近邻星系的 HI，并与 TNG50 和 FIRE-2 的合成数据比较，发现模拟盘更不规则、谱线更宽，表明真实宇宙中的气体循环更温和。
2025-03-05 astro-ph.GA
Physical Conditions and Kinematics of the Filamentary Structure in Orion Molecular Cloud 1
利用N_2H ~+~（3-2）谱线研究了猎户座分子云1（OMC 1）区稠密分子气体的结构和运动学。猎户座KL核心周围的6 'x9'（~0.7x1.1 pc）区域已经被亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）绘制出来。SMA和SMT图像的分辨率约为5.4”（约2300 au），显示了典型宽度为0.02-0.03 pc的多个细丝。基于使用N2 H + 3-2和1-0数据的非LTE分析，细丝的密度和温度分别估计为~10^7 cm-3和~15-20 K。在三个巨大的细丝中观察到核心碎片，其中一个显示了速度和强度的振荡，这可能是核心形成气体运动的标志。OMC 1东部的气体动力学温度显著升高，可能是由于M42和M43中的高质量恒星的外部加热。此外，灯丝比其周围区域更冷，这表明由于灯丝中的致密气体而屏蔽了外部加热。OMC 1区域由猎户座KL的北部、西部和南部三个子区域组成，具有不同的径向速度和急剧的速度转变。从西部到南部地区有一个由北向南的速度梯度。观测到的速度模式表明，OMC 1中的致密气体正在向高质量恒星形成区域猎户座星云团（Orion Nebula Cluster）坍缩。
2020-03-05 astro-ph.GA
Fast Molecular Cloud Destruction Requires Fast Cloud Formation
银河系中很大一部分气体是冷的、致密的和分子的。如果所有这些气体在引力的影响下坍缩，并在局部自由落体时间内形成恒星，银河系中的恒星形成率将超过观测到的数量级。其他正在形成恒星的星系也有类似的行为。然而，观测和模拟都表明，分子气体确实是在引力作用下坍缩的，尽管是分层次的。如果在引力坍缩过程中迅速破坏恒星形成云，及时的恒星反馈为观测到的低恒星形成率提供了一个潜在的解决方案。然而，这要求分子云必须是短命的物体，这就提出了一个问题，即如何在分子阶段观察到如此多的气体。只有当分子云形成的速度和它们被破坏的速度一样快时，才能发生这种情况，从而保持致密气体的全球平衡比例。因此，我们研究云的形成时间尺度。我们首先证明，超新星和超级气泡的清扫不能产生致密气体的速度所需的云破坏率相匹配。另一方面，Toomre引力不稳定性可以达到所需的生产率。因此，我们认为，虽然致密的恒星形成气体可能只持续一个单一的全球自由落体时间，恒星形成星系中的致密气体可以在全球范围内存在于引力不稳定性形成和恒星反馈破坏之间的动态平衡状态。在红移z >~ 2时，Toomre不稳定性时间尺度减小，导致在早期预测高分子气体分数，与观测一致。
2017-09-02 astro-ph.GA
Dynamical heating of newborn stars driven by accretion-induced orbital tightening
本研究通过湍流模拟发现，大质量新生恒星因在更致密环境中吸积更多物质导致轨道收紧、速度弥散增大，而低质量恒星较孤立，据此提出“吸积诱导轨道收紧”机制，为区分分子云动力学状态提供观测诊断。
2025-02-25 astro-ph.GA
The roles of stellar feedback and galactic environment in star forming molecular clouds
来自大质量恒星的反馈被认为在分子云的演化中起着重要作用。在这项工作中，我们分析了恒星风和超新星（SNe）的两个大规模（$\sim 10^6\,M_\odot$）的巨分子云（GMC）的演变的影响：一个引力束缚坍缩云和一个未绑定的云正在受到银河系剪切破坏。这两个云已经从一个大规模的星系模型中提取，并重新模拟的空间分辨率为$\sim 0.01$ pc，包括反馈风，SNe，和两者的组合效果。我们发现，恒星风停止吸积气体到下沉粒子，也可以触发恒星形成的外壳形成的风，虽然整体效果是降低全球恒星形成率的云。此外，我们观察到，风往往通过扩散气体的走廊逃逸。SNe的影响并不显著，恒星形成率与忽略恒星反馈的模型相似。我们发现，大部分的SNe注入的能量被辐射走，但过度密集的地区是由多个和并发的SN事件，特别是在最维里化的云。我们的研究结果表明，恒星反馈的影响是敏感的恒星形成云的形态，这是由大规模的银河流，是更重要的云进行引力坍缩。
2016-10-05 astro-ph.GA
Using Artificial Intelligence and real galaxy images to constrain parameters in galaxy formation simulations
宇宙学的星系形成模拟仍然受到空间/质量分辨率的限制，并且不能从第一原理模拟一些过程，如恒星形成，这是驱动星系演化的关键。因此，他们仍然依赖于一组“有效参数”，试图捕捉规模和物理过程，不能直接解决在模拟。在这项研究中，我们表明，可以使用机器学习技术应用于真实和模拟的星系图像，通过利用天文图像的全部信息内容来区分这些参数的不同值，而不是将其压缩成一组有限的值，如大小或恒星/气体质量。在这项工作中，我们将我们的方法应用到NIHAO模拟和附近星系的HI图的THINGS和VLA-ANGST观测，以测试不同的恒星形成密度阈值$n$的能力，以再现所观察到的HI图。我们发现，观测表明需要一个高的值的$n \gtrsim 80$，厘米$^{-3}$（虽然确切的数值是模型依赖），这对星系中的暗物质分布有重要的后果。我们的研究表明，通过创新方法，可以充分利用星系图像的信息内容，并以可解释的，非参数和定量的方式比较模拟和观测。
2022-02-18 astro-ph.GA
SLOW IV: Not all that is Close will Merge in the End. Superclusters and their Lagrangian collapse regions
Ludwig-Maximilians Universität（慕尼黑大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Univ. Lille, CNRS, Centrale Lille, UMR 9189 CRIStAL（里尔大学，法国国家科学研究中心，中央理工学院里尔分校）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）
本研究基于SLOW约束模拟交叉匹配本地超星系团，通过N-body模拟确定其引力束缚成员及坍缩区域特性，证实模拟准确重现了本地超星系团，为未来星系团与大尺度环境的数值研究提供基础。
2024-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
