分子云碰撞 IV：反馈和磁场在正面碰撞中的作用

云中的反馈II：UV光电离和大质量云中的第一颗超新星

Feedback in Clouds II: UV Photoionisation and the first supernova in a massive cloud

分子云的结构受到恒星反馈的各种形式的调节。两个最重要的反馈过程是紫外光电离和来自大质量恒星的超新星。然而，云对这些过程的精确响应以及它们之间的相互作用仍然是一个悬而未决的问题。特别是，我们希望知道在什么条件下云可以被反馈分散，这反过来又可以给我们关于反馈如何调节云内恒星形成的提示。我们进行了一套辐射磁流体动力学模拟的10^5太阳质量云与嵌入源的电离辐射和超新星，包括多个超新星和超超新星模型。一个相当于星云质量10%的紫外线源需要驱散星云，这表明恒星形成效率应该在10%左右。单个超新星无法显着影响云的演变。然而，高能超新星和多颗超新星能够为云增加大量的动量，每10^{51}尔格的超新星能量大约有10^{43} g cm/s的动量。这是在其他工作中估计的较低范围内，因为仍然嵌入HII区域内的致密气体团导致超新星爆炸中的快速冷却。我们认为，超新星本身是无法调节恒星形成的分子云，并认为强大的前超新星反馈是必要的，让超新星爆炸波有效地传播到星际介质

2016-07-19astro-ph.GA

分子云演化III。吸积与恒星反馈

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。

2010-01-06astro-ph.GA

具有恒星形成和热反馈的棒旋星系中的GMC演化

GMC Evolution in a Barred Spiral Galaxy with Star Formation and Thermal Feedback

研究了恒星形成和恒星热反馈对M83型棒旋星系中巨分子云（GMC）形成的影响。我们比较了三个高分辨率的模拟（1.5 pc细胞大小）与不同的恒星形成/反馈模型：一个没有恒星形成，一个恒星形成，但没有反馈，一个恒星形成和热能注入。我们分析了由此产生的云群，发现我们可以识别出与我们以前的工作（不包括恒星形成或反馈）中发现的相同的大规模维里化云群和瞬态低表面密度云群。恒星的形成和反馈可以影响我们识别的云的混合。特别是，恒星的形成仅仅是将稠密的气体云转化为恒星，而云的数量只有很小的变化，主要是导致短暂的数量略有减少。然而，反馈具有更强的影响：虽然它通常不足以完全摧毁云层，但它确实会将气体从云层中喷出，增加云层间区域的气体密度。这减少了大量云的数量，但大大增加了瞬时云的数量。我们还发现，反馈往往会驱动大质量云的径向净流入，导致在酒吧地区的恒星形成率的增加。我们研究了一些可能的原因，并得出结论，这是可能的阻力，从增强云间密度可能是负责。

2016-06-15astro-ph.GA

星盘星系中的恒星形成III。恒星的反馈会导致云的死亡吗？

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。

2015-01-01astro-ph.GA

超壳层-分子云连接：大尺度恒星反馈和分子ISM的形成

The Supershell-Molecular Cloud Connection: Large-Scale Stellar Feedback and the Formation of the Molecular ISM

在OB团反馈驱动的大尺度流中，周围星际介质（ISM）的积累、压缩和冷却可以驱动致密分子云的产生。我们回顾了该领域的现状，重点是中性星际介质的明确建模和观测。碰撞ISM流的磁流体动力学模拟提供了一个强大的理论框架，在其中查看反馈驱动的云的形成，因为膨胀壳的重力破碎模型。快速的理论发展伴随着越来越多的观测工作，这些工作为通过恒星反馈形成分子气体提供了很好的证据-无论是在银河系还是大麦云云。与致密气体形成的其他主要天体物理驱动因素相比，恒星反馈的重要性仍有待进一步研究，并将成为未来工作的重要目标。

2013-04-08astro-ph.GA

麦哲伦星云和潮汐桥中的大质量恒星反馈

Massive star feedback in the Magellanic Clouds and the tidal Bridge

大质量恒星具有深远的反馈效应，在局部、全球和宇宙尺度上改变周围环境。利用适当的恒星大气模型对大质量恒星进行光谱分析，对于详细研究大质量恒星反馈是非常重要的。我们讨论了最近的紫外线和光学研究的大规模的贫金属恒星，包括那些金属丰度范围从一半到二十分之一的太阳能，连接大规模的ISM结构中的麦哲伦云和潮汐麦哲伦桥。我们提出了电离通量从大质量恒星与低金属随着机械能，我们进一步比较这些在ISM中观察到的能量。这些结果对麦哲伦星云中的热气体和电离光子的泄漏提供了线索。本文概述了从单个大质量恒星到群体级集体反馈的反馈，各种反馈机制（辐射，风，超新星）的意义，以及ISM物理条件的影响

2022-11-17astro-ph.GA

恒星反馈和星系环境在恒星形成分子云中的作用

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。

2016-10-05astro-ph.GA

星系尺度AGN反馈理论

Galaxy-scale AGN Feedback - Theory

射电星系中强大的相对论性喷流能够驱动强烈的外流，但也能通过压力触发致密云的坍缩来诱导恒星形成。我们回顾了积极和消极的活动星系核反馈的理论工作，讨论了最近的流体动力学模拟适用于紧凑的射电源的星系尺度上的喷气驱动反馈的见解。模拟结果表明，反馈的效率以及正负反馈的相对重要性与星际介质的性质，特别是云柱的深度和空间分布密切相关。负反馈是最有效的，如果云是球形分布和个别云有小的列深度，而正反馈是最有效的，如果云主要是在一个圆盘状的配置。

2015-10-13astro-ph.GA

分子云中的超新星反馈：全球演化和动力学

Supernova Feedback in Molecular Clouds: Global Evolution and Dynamics

我们使用磁流体动力学模拟收敛温暖的中性介质流分析的形成和全球性的磁化和湍流分子云的大质量恒星超新星反馈的演变。我们表明，超新星反馈本身不能破坏整个，引力约束，分子云，但能够分散小尺寸（~10 pc）的地区的时间尺度小于1万年。超新星遗迹的有效辐射冷却以及周围气体的强烈压缩导致来自超新星的非持久性能量和动量输入。然而，如果后续超新星之间的时间很短，并且它们聚集在一起，就会形成大的热气泡，分散母云的更大区域。在较长的时间尺度上，超新星反馈增加了中等温度（T~300-3000 K）的气体量。尽管超新星反馈无法破坏分子云，但它在恒星形成过程中留下了强烈的印记。我们发现恒星形成效率总体降低了2倍，恒星形成率降低了2-4倍。

2016-03-31astro-ph.GA

莱曼α辐射反馈对贫金属气体云中球状星团形成的抑制

Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback

研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。

2018-01-31astro-ph.GA

慢而稳能赢得比赛吗？研究巨型分子云中的反馈过程

Does slow and steady win the race? Investigating feedback processes in giant molecular clouds

我们研究了逐渐加热对质量为$2\times 10^6$ M $_\odot$的湍流分子云演化的影响，维里参数在$0.7-1.2$之间。这种逐渐加热代表了来自大质量恒星的风或来自高质量X射线双星（HMXB）的反馈等过程的能量输出，与超新星（SNe）的脉冲能量注入形成对比。对于质量足够高的恒星，它们的寿命短于云的寿命，我们包括SN反馈处方。包括这两种效果，我们调查之间的相互作用慢和快的反馈形式和它们的有效性在触发/抑制恒星形成。我们发现SN反馈可以在气体中雕刻低密度烟囱，为能量逃逸提供最小阻力的路径。一旦发生这种情况，更稳定，但能量较低，渐进的反馈能够保持烟囱打开。通过将热的破坏性气体从云的中心排出，烟囱可以对恒星形成的效率和持续时间产生积极的影响。此外，关键因素是在每个云的自由落体时间内活跃的高质量恒星和SNe（以及任何随后的HMXB）的数量。由于SN延迟时间的随机性和HMXB形成的随机性，这可能会因云而异。然而，我们模拟中的决定性因素是冷却的效率，这可以改变下沉粒子形成所需的金斯质量，以及云中大质量恒星的数量。

2018-07-25astro-ph.GA

尘埃云中的辐射反馈

Radiation feedback in dusty clouds

利用一维辐射流体动力学模拟研究了光电离和辐射压力对尘埃恒星形成云的影响，其中包括尘埃对光子的吸收和再发射。我们发现，在质量为10^5 Msun、半径为17 pc的星云中，当恒星形成效率为2%时，辐射压的影响可以忽略不计。辐射压力的重要性随着恒星形成效率的增加或尘埃与气体质量比的增加而增加。然而，辐射反馈的净效应随着尘埃与气体质量比的增加而变小，因为尘埃颗粒对紫外光子的吸收抑制了光电离，从而抑制了光加热。

2016-12-19astro-ph.GA

团簇和分子云的反馈理论Turbulence

Theory of Feedback in Clusters and Molecular Cloud Turbulence

我回顾了最近的数值和分析工作的反馈，从低质量和高质量的星团恒星到他们的气体环境。主要结论是：（1）外流驱动似乎能够维持秒差距大小的团簇的湍流，并延缓它们的自由落体坍缩，尽管在分子云中也存在着一些区域，甚至是一些不活跃形成恒星的整体云的例子，但它们也同样是湍流的，因此需要一种更普遍的湍流驱动机制; ii）外流驱动的湍流具有特定的光谱特征，可以通过观测进行测试; iii）反馈在降低恒星形成率方面发挥着重要作用; iv）然而，数值模拟表明，反馈不能完全阻止云和团块的净收缩运动。因此，一个吸引人的来源驱动的湍流无处不在的GMC是吸积从环境中，在所有的尺度。在这种情况下，反馈最重要的作用可能是阻止一小部分离新形成的恒星最近的气体到达它们，从而降低恒星形成的效率。

2010-10-25astro-ph.GA

湍流分子云中的光电离反馈

Photoionization feedback in turbulent molecular clouds

我们提出了一个年轻的大质量恒星的光电离反馈的恒星形成的分子云的湍流统计的影响的研究。这种反馈预计会改变分子云的密度结构，并影响未来的恒星形成。利用AMUN-Rad程序，我们首先在一个周期性的盒子中产生一个收敛的等温强迫湍流密度结构。然后，我们在这个盒子里插入一个电离源，并使用双温伪等温状态方程注入光电离能。我们研究的影响，在不同的位置在盒子里的源和不同的源光度。我们发现，光电离有轻微的影响时，湍流的2D和3D的统计继续驱动的光电离源的存在下。光致电离只有在湍流衰减的情况下才能破坏云。在前一种情况下，在我们的模型云内存在HII区域不会对可观测量产生显著影响，与源参数无关。

2020-10-30astro-ph.GA

超新星反馈与分子云中的能量沉积

Supernova feedback and the energy deposition in molecular clouds

来自超新星的反馈通常被认为是限制恒星形成的重要过程，从星系中移除气体，因此是星系形成的决定性过程。在这里，我们报告的数值模拟调查超新星爆炸和出生分子云之间的相互作用。我们还考虑了有和没有以前的反馈的情况下，从高质量的恒星的电离辐射和恒星风的形式。超新星能够找到云中的薄弱点，并创造出可以逃逸的通道，使大部分屏蔽良好的云基本上不受影响。当通道由于先前恒星反馈的影响而预先存在时，这种效应会增加。膨胀的超新星将其能量沉积在这些暴露通道中的气体中，因此当反馈已经发生时，会扫过更少的质量，从而导致更快的流出，辐射损失更少。超新星爆炸的全部影响能够影响它所在的星系的更大尺度。我们的结论是，超新星爆炸只有适度的影响，其密集的出生环境，但与预先存在的反馈，超新星的能量效应能够逃脱，并影响更广泛的规模介质的星系。

2020-02-12astro-ph.GA

风和辐射一致：云溶解的一个新的半解析反馈模式

Winds and radiation in unison: a new semi-analytic feedback model for cloud dissolution

星团与星际介质（ISM）以各种方式相互作用，最重要的是破坏分子恒星形成云，导致星系尺度上恒星形成的效率低下。在云的尺度上，电离辐射创造了\hii区域，而恒星风和超新星则将ISM驱动成薄壳。这些壳层在风、辐射压和超新星爆炸的共同作用下加速，在重力作用下减速。由于辐射和机械反馈是高度相互关联的，因此必须以自洽和组合的方式考虑它们，包括辐射和物质的耦合。本文提出了一个新的孤立大质量云的半解析一维反馈模型（$\geq 10^5\,M_{\odot}$），用于同时计算球壳动力学和球壳结构。它使我们能够扫描大范围的物理参数（气体密度，恒星形成效率，金属丰度），并估计逃逸分数的电离辐射$f_{\rm{esc,i}}$，最低恒星形成效率$ε_{\rm{min}}$需要驱动外流，并为不被破坏的反馈云的时间流逝的时间尺度。我们的研究结果表明，没有简单的答案是什么主导云动力学的问题，每个反馈过程显着影响其他的效率。我们发现，出生云密度的变化可以很容易地解释致密星团和弥散疏散星团之间的差异。我们还预测，作为反馈的结果，一个$4-6$百万年的年龄差异的大规模集群与多代。

2017-07-24astro-ph.GA

用电离反馈解释分子云的恒星形成效率

Interpreting the Star Formation Efficiency of Molecular Clouds with Ionising Feedback

我们调查的起源观察到的本地恒星形成的关系，使用辐射磁流体动力学模拟自洽恒星形成和电离辐射。我们将这些云与当地恒星形成云的密度分布进行比较，发现最弥散的模拟云与观测到的云相匹配。然后，我们计算这些模拟云的观测动机和理论动机的恒星形成效率（SFE）。通过包括电离辐射，我们可以在与附近的银河系云最相似的云中重现观察到的SFE。对于密度较大的云，SFE可以接近统一。这些观测到的SFE通常比“总”SFE大3到10倍，即初始云质量转化为恒星的分数。将观察到的转换为总SFE是不平凡的。我们建议这样做的一些技术，虽然估计高达10倍的转换误差。

2017-06-23astro-ph.GA

大质量星团中大质量恒星的电离反馈III：部分未束缚云的破裂

Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds

我们扩展了我们以前的SPH参数研究的光电离从O-星恒星形成的云的影响，包括最初未绑定的云。我们生成了一组模型云的质量范围$10^{4}-10^{6}$ M $_{\odot}$初始维里比$E_{\rm kin}/E_{\rm pot}$ =2.3，让他们形成恒星，并研究的光电离辐射产生的大质量恒星的影响。我们发现，在300万年的时间尺度之前，超新星预计开始引爆，电离反馈排出的质量分数是一个非常强大的功能的云逃逸速度。高质量的云在很大程度上不受动态影响，而低质量的云在这个时间尺度上排出了大部分的气体储备。然而，恒星质量的未束缚部分是适度的，并且大部分未束缚的恒星之所以如此，只是因为云本身最初是部分未束缚的。我们发现，电离是更能够创建良好的清除气泡在未绑定的云，由于其固有的膨胀，但这种气泡的存在并不一定表明，一个给定的云已强烈影响反馈。我们还发现，与我们早期工作中的束缚云一样，这里模拟的许多系统对于光子和超新星喷出物来说都是高度多孔的，并且它们中的大多数可能会在第一次超新星爆炸中幸存下来。

2012-12-10astro-ph.GA

光电离反馈对孤立和碰撞云中恒星形成的影响

The effect of photoionising feedback on star formation in isolated and colliding clouds

我们调查恒星形成发生在理想化的巨型分子云，比较结构，在孤立的发展与那些经历碰撞。两种不同的碰撞速度进行了研究，并确定了来自恒星的光电离辐射的影响。我们发现，碰撞系统会导致更多的大质量恒星形成，无论是否添加反馈，提高整体恒星形成效率（SFE）的10倍，并陡峭的恒星质量函数的高质量端。SFE的这种上升是由于云碰撞期间湍流压缩的增加。虽然反馈可以促进和阻碍恒星形成的孤立系，它增加了约1.5倍的碰撞情况下，当所产生的HII区域的热速度匹配的冲击波传播速度在碰撞的SFE。

2017-10-06astro-ph.GA

WARPFIELD 2.0：巨分子云反馈调节的最小恒星形成效率

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…

2018-10-24astro-ph.GA

螺旋臂中的云和恒星形成

Cloud and Star Formation in Spiral Arms

我们提出的结果，从螺旋星系的GMC形成的模拟。首先，我们讨论云的形成云碰撞，引力不稳定性，认为前者是普遍存在于较低的星系表面密度和后者在较高。云的质量也受到恒星反馈的限制，这在云达到最大质量之前可能是有效的。我们在不同级别的反馈模拟中显示了云的其他属性。在中等程度的反馈下，云的旋转和维里参数等属性与观测结果一致。如果没有反馈，就会产生不切实际的过度绑定云。螺旋臂并没有触发恒星的形成，它们只是将气体聚集成更大质量的GMC。我们更详细地讨论了云在ISM的相互作用，并认为这些是更复杂的云云碰撞比早期的想法。最后，我们展示了正在进行的工作，以确定银河系是否是一个絮状或宏伟的设计螺旋。

2014-07-01astro-ph.GA

动量恒星反馈影响下的巨分子云破裂和束缚星团的形成

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。

2019-05-20astro-ph.GA

旋臂分子云中的光电离反馈

Photoionising feedback in spiral arm molecular clouds

我们提出了一个500 pc的$^2$区域的模拟，包含气体的质量4 $\times$ 10 $^6$ M $_\odot$，从整个螺旋星系模拟中提取，按比例放大的分辨率，包括光电离反馈质量> 18 M $_\odot$的恒星。我们的区域进化了1000万年，并显示出沿着产生$\approx$ 5000个星团下沉粒子的臂形成的星团，其中$\approx$ 5%包含至少一个质量> 18 M的$\approx$ 4000颗恒星$_\odot$。光电离对该区域中的气体有明显的影响，产生电离空腔并导致HII区域边缘的致密特征。与没有反馈的情况相比，光电离产生了更大的云和团块的总质量，大约是两倍多的这样的物体，它们各自更小，更破碎。在此之后，我们看到云的总质量和云的数量迅速减少。与孤立云的研究不同，我们的模拟遵循电离的长距离效应，一些已经致密的气体被邻近的HII区域从多个侧面压缩。这导致恒星的形成在整个旋臂中被加速和部分移位，在没有反馈的情况下，我们星系团中多达30%的下沉粒子质量形成在距离下沉形成点> 5 pc的地方。在稍后的时间，恒星形成率下降到低于无反馈情况。

2020-05-13astro-ph.GA

NGC 628中的头灯云：典型星系盘中的极端巨型分子云

The headlight cloud in NGC 628: An extreme giant molecular cloud in a typical galaxy disk

分子气体的云尺度调查揭示了分子云性质与恒星形成（SF）之间的联系，在一系列银河系环境中。星系盘中的云量被认为是“正常”SF的代表。然而，在高分辨率下，在正常的磁盘环境中也可以观察到具有特殊气体特性和SF活动的云。本文研究了NGC628星盘中最亮云的CO示踪辐射。这片云在空间上与一个非常明亮的HII区域重合。我们描述了它的分子气体性质，并研究了反馈和大尺度过程如何影响分子气体的性质。高分辨率的COALMA观测被用来描述它的质量和动力学状态，并与NGC628中的其他云进行了比较。一个LVG分析被用来约束束稀释的分子气体的密度和温度。我们使用Starburst 99分析MUSE光谱来表征与HII区域相关的年轻恒星星族。云是巨大的（$1-2\times10^7$ M $_{\odot}$），具有$n_{\rm H_2}=5\times10^4$ cm $^{-3}$的光束稀释密度。它具有较低的维里参数，这表明它的CO排放可能是overluminous由于加热的HII区域。一个年轻的大质量$2-4$ M $_{\odot}$恒星星族与之相伴。我们认为，云目前正在被年轻的大质量恒星的反馈破坏。由于云的质量很大，云演化的这个阶段足够长，可以观察到反馈对气体激发的影响。它的高质量可能与它的位置有关，在螺旋共同旋转半径，与盘的其他区域相比，气体经历减少的银河系剪切，并接受持续的气体流入，可以促进云的…

2019-11-04astro-ph.GA

TODDLERS 2.0：不同初始质量函数、双星种群和云环境下的恒星反馈与可观测特征

TODDLERS 2.0: Stellar feedback and observables across diverse IMFs, binary populations, and cloud environments

Département de Physique, de Génie Physique et d’Optique, Université Laval（拉瓦尔大学物理、物理工程与光学系）；Centre de Recherche en Astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理学研究中心）

TODDLERS 2.0扩展了1D壳层动力学与Cloudy光致电离耦合模型，支持任意IMF、双星演化、非均匀云密度和动态云密度演化，揭示了云密度轮廓、恒星形成模式和IMF对碎裂时标及反馈强度的影响。

2026-06-16astro-ph.GA

流向W3/4/5复合体II的CO流出候选：来自候选流出的反馈

CO Outflow Candidates Toward the W3/4/5 Complex II: Feedback from Candidate Outflows

迄今为止，很少有研究集中在原恒星流出反馈的尺度大于几个秒差距。为了解决这种缺乏研究，我们调查的反馈CO外流候选人对他们的父母云超过$\sim$ 110度$^2$对W3/4/5复杂的及其周围环境的影响。我们的搜索确定了265个半径为$\sim$ 0.04 - 17.12 pc的$^{13}$ CO云。我们通过分析外流候选者及其宿主云的湍流和引力结合能的物理性质来估计外流活动的湍流支持和潜在的破坏性影响。结果表明：（1）较大尺度的云受反馈的影响较小，（2）湍流支持和潜在扰动效应的尺度突变可能为$\gtrsim 4.7$ pc;（3）如果外流耦合到恒星形成的致密气体，对于英仙座臂中的云，尺度$\lesssim$ 0.2 - 0.4 pc足以使外流活动注入的能量和动量保持湍流，而对于局部臂中的云，尺度为$\lesssim$ 0.1 - 0.2 pc;（4）对于英仙座臂中的云，外流活动需要$\lesssim$ 0.3 - 1.0 pc的尺度，以潜在地将物质从出生云中驱散，而对于本地臂中的云，尺度为$\lesssim$ 0.2 - 0.6 pc。流出活动的强度可能影响点（3）和（4）中的值。最后，我们发现流出反馈可能具有改变线宽-尺寸关系的能力。

2020-10-21astro-ph.GA

猎户座头部的盖亚恒星动力学：失控的恒星群和引力侵入

Gaia Stellar Kinematics in the Head of the Orion A Cloud: Runaway Stellar Groups and Gravitational Infall

这项工作扩展了以前对猎户座A云头部年轻恒星的运动学研究（OMC-1/2/3/4/5）。它是基于大量的红外线，光学和X射线选择前主序星与可靠的径向速度和盖亚派生的恒星松弛和自行样本。恒星运动群被确定为假设他们模仿他们的父母气体的运动。有几个星系群被发现具有特殊的运动学：NGC 1977星团和扩展猎户座星云（EON）腔中的两个恒星群在离开它们的出生地时被捕获。NGC 1977的异常运动可能是由全球等级云坍缩、大质量Ori OB 1ab星的反馈、超音速湍流、云-云碰撞和/或弹弓效应引起的，前两种模型是我们所倾向的。由于附近OB星的小规模“火箭效应”，EON群可能继承了其母云的异常运动。我们还确定了猎户座A以东和以西的稀疏恒星群，这些恒星群正在从中心区域漂移，可能是猎户座星云团的一个缓慢膨胀的光环。我们证实了先前报道的结果，不同的视线距离的云的头部与相关的气体速度的差异的不同部分。恒星运动学的三维电影显示了OMC-1中恒星群的收缩和OMC-123恒星的整体收缩。总的来说，猎户座A区的头部表现出复杂的运动与理论模型相一致，涉及层次引力坍缩（可能是湍流）与OB恒星反馈的云。

2019-05-24astro-ph.GAastro-ph.SR

隔离主要云-云碰撞的特征II：宽桥特征的寿命

Isolating signatures of major cloud-cloud collisions II: The lifetimes of broad bridge features

我们调查长寿的宽桥功能的位置-速度图，出现作为云-云碰撞的结果。由于反馈作用、气体转化为恒星以及碰撞的时间尺度，宽桥的寿命有限。我们做了一系列的分析论证来估计这些寿命。我们简单的分析论证表明，对于大于R~10 pc的云之间的碰撞，宽桥的寿命更可能由碰撞的寿命决定，而不是由辐射或风反馈破坏的时间尺度决定。然而，对于较小的云，反馈变得更加有效。这是因为辐射反馈时间尺度与电离通量Nly成比例为R^{7/4}Nly^{-1/4}，因此云大小的减小需要电离光子的相对大的减少以维持给定的时间尺度。我们发现，我们的分析参数是一致的云-云碰撞（包括恒星形成和辐射反馈）的数值模拟的新的综合观测。我们还认为，如果可观察到的宽桥的数量保持不变，那么中断时标必须大致相当于碰撞率。如果是这样的话，我们的分析参数也提供了碰撞率估计，我们发现在他们考虑的尺度（云大于约10 pc），这是很容易与以前的理论模型相一致，但更小的云要高得多。

2015-09-02astro-ph.GA

分子云的物理性质和标度关系：恒星反馈的影响

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。

2018-06-21astro-ph.GA

在原子冷却晕中含有H2分子的大质量云中超大质量恒星形成的辐射反馈

Radiative feedback for supermassive star formation in a massive cloud with H2 molecules in an atomic-cooling halo

最近对原星系形成的三维宇宙学模拟表明，超大质量恒星（SMS）可以在气体云中形成，其中H $_2$冷却在原子冷却激活之前被动态加热抑制（Wise et al. 2019），但它们在中央原恒星的后续生长中停止。在这里，我们研究是否吸积的原恒星核心在这个云是足够快的，在面对的辐射反馈，产生SMS。我们直接采用Wise等人（2019）的云属性作为初始条件，对具有非平衡化学反应的热塌陷云进行一维辐射流体动力学模拟。我们发现来自SMS的恒星Lyman-Werner（LW）辐射使气体流内部区域的H $_2$解离，增加气体温度和热压，并暂时停止吸积。然而，当自重和较大尺度的向内冲压压力将气体向内推动时，这种负反馈停止。中央的原恒星由于密度高而无法扩张成HII区域，并生长成质量为$\gtrsim10^5\,{{\rm M}_\odot}$的物质。我们的研究结果表明，成功形成的SMS，并由此产生的大规模（$\sim10^5\,{{\rm M}_\odot}$）残留黑洞在云中，但需要在二维或三维模拟证实。

2020-10-13astro-ph.GA

初生超星团再处理辐射反馈调控湍流分子云的数值模拟

Numerical Simulations of Turbulent Molecular Clouds Regulated by Reprocessed Radiation Feedback from Nascent Super Star Clusters

巨分子云中年轻星团的辐射反馈被认为对控制恒星的形成具有重要意义。对于质量最大、密度最大的云，包括那些诞生超级星团的云，来自再处理辐射对尘埃颗粒施加的压力可能会将云质量的很大一部分分散回星际介质（ISM）。使用我们的辐射流体动力学（RHD）代码，ESTA，我们进行了一系列的数值模拟来测试这个想法。我们的模型遵循自引力的演变，强烈的湍流云，其中崩溃的区域被取代的辐射汇粒子代表星团。我们评估的恒星形成效率（SFE）的大小和质量的云和$κ$，红外（IR）辐射的气体的不透明度的依赖性。我们发现，一个最重要的参数决定的演变结果是$κ$，与$κ\gtrsim 15 \text{ cm}^2 \text{ g}^{-1}$需要扰乱云。对于$κ= 20-40 \text{ cm}^2 \text{ g}^{-1}$，得到的SFE=50-70%与某些SSC形成云的经验估计相似。GMC中断所需的不透明度可能只适用于富含灰尘的环境。我们发现，通过等于云的平均红外光学厚度的“捕获因子”来提高直接辐射力$L/c$的次网格模型方法可以高估$\sim 4-5$的因子的真实辐射力。我们的结论是，从再处理的红外辐射单独的反馈是不太可能显着减少GMC内的恒星形成，除非他们的尘埃丰度或集群的光质比增强。

2015-07-23astro-ph.GA

来自OB恒星在其母云上的反馈：气体耗尽而不是气体喷射

Feedback from OB stars on their parent cloud: Gas exhaustion rather than gas ejection

来自大质量恒星的反馈塑造了星系的ISM，从而影响了将形成未来恒星的气体。然而，由于我们无法跟踪单个分子云的时间演化，量化反馈对恒星形成历史的确切作用是一项具有挑战性的观测任务。在本研究中，我们利用G316.75-00.00大质量恒星形成脊的独特性质来确定O星的反馈如何影响细丝的动力学稳定性。G316.75是一个13.6pc长的山脊，含有18，900 Msun的H2气体，一半红外暗，一半红外亮。在过去的200万年里，红外明亮的一半已经形成了4颗O型星，而红外暗的一半仍然处于静止状态。因此，通过假设暗部分的气体性质代表亮部分的早期演化阶段，我们可以通过对比它们来量化反馈如何影响这些性质。我们使用档案赫歇尔和分子线的数据，跟踪密集（NH3和N2 H+）和更扩散（13 CO）的气体，测量每单位长度的动能与重力能的比率，维里比每线，跨越山脊的气体体积密度的范围。我们发现，尽管存在4个嵌入的O-星，反馈不能解开脊的质量，除了一些小的气体口袋附近的O-星。事实上，对于脊的两个部分，每条线的维里比几乎是不可区分的。这些结果与大多数模拟结果不一致，在大多数模拟中，O星形成的云在几个云自由落体时间内被反馈分散。我们的结论是，这种模拟和我们的观察之间的差异源于不同的云形态和平均密度时，第一个O-星的形式。这些结果有重要的影响，例如，如何反馈内宇宙学和银河系规模的模拟实施。

2019-06-21astro-ph.GA

螺旋臂分子云中的超新星和光电离反馈

Supernovae and photoionizing feedback in spiral arm molecular clouds

我们探讨超新星和它们的祖先在恒星形成区的电离辐射之间的相互作用。这些恒星反馈过程的相对贡献还没有得到很好的理解，特别是在大于单个恒星形成云的尺度上。我们主要关注它们如何影响星际介质。我们重新模拟了先前工作中包含光电离和超新星的500 pc^2区域。在1000万年的时间里，该地区发生了500多颗超新星。超新星遗迹在没有早期光电离的情况下冷却得非常快，但当光电离存在时，会形成更大更球形的热泡。总的来说，光致电离对气体形态和恒星形成的位置有更大的影响。然而，这两个过程是可比的，当看它们对速度分散的影响。当结合起来，这两个反馈过程增加的速度分散超过其部分的总和，特别是在5 pc以上的规模。

2022-04-26astro-ph.GA

自引力、磁化、湍流云中的光电离反馈

Photoionisation Feedback in a Self-Gravitating, Magnetised, Turbulent Cloud

我们提出了一套新的分析模型的HII地区的扩展供电的紫外光电离从大质量的恒星，并将它们比较到一套新的辐射磁流体动力学模拟湍流，自引力分子云。为了进行这些模拟，我们使用欧拉自适应网格磁流体动力学代码RAMSES-RT，包括紫外光子的辐射转移。我们的分析模型成功地预测了全球的HII区域的云的密度和速度结构是已知的。我们估计的HII区域的行为的基础上的幂律拟合的密度场假设系统是维里化。我们给出了一个半径，在这个半径处电离前沿应该停止扩展（“失速”）。如果这个半径小于到云边缘的距离，HII区域将被云捕获。这种效应在坍缩云中比在维里化云中更严重，因为前者的密度随着时间的推移急剧增加，HII区域需要更大的光子发射率才能逃离坍缩云。我们还测量了Jeans不稳定气体对HII区的响应，以预测紫外辐射对云中恒星形成的影响。我们发现不稳定气体中的质量可以用一个模型来解释，在这个模型中，云被紫外光子蒸发，这表明恒星形成的净反馈应该是负的

2016-06-07astro-ph.GA

模拟来自大质量恒星的UV辐射反馈：II。恒星形成巨分子云的光电离和辐射压力弥散

Modeling UV Radiation Feedback from Massive Stars: II. Dispersal of Star-Forming Giant Molecular Clouds by Photoionization and Radiation Pressure

来自年轻大质量恒星的紫外辐射反馈通过光蒸发和喷射周围的气体在巨分子云的演化中起着关键作用。我们进行了一套辐射流体动力学模拟的星团形成的边缘约束，湍流GMC，专注于调节净恒星形成效率（SFE）和云寿命的光电离和辐射压力的影响。我们发现，净SFE主要取决于初始气体的表面密度，$Σ_0$，使SFE从4%增加到51%，$Σ_0$从$13\,M_{\odot}\,{\rm pc}^{-2}$增加到$1300\,M_{\odot}\,{\rm pc}^{-2}$。辐射反馈开始后，在$2$ - $10\,{\rm Myr}$内或在$0.6$ - $4.1$自由落体时间内（随$Σ_0$增加）发生云破坏。光蒸发在大质量低表面密度云的质量损失中占主导地位，但由于大多数光子在电离边界的斯特伦格伦体积中被吸收，因此光蒸发气体分数与SFE的平方根成正比。测量的动量注入由于热和辐射压力的力量是成比例的$Σ_0^{-0.74}$，和中性的喷射大大有助于低质量和/或高表面密度云的破坏。我们提出了半解析模型介导的光蒸发和动态质量喷射的云扩散，并表明，预测的净SFE和质量损失效率是一致的，我们的数值模拟的结果。

2018-04-12astro-ph.GA

FIRE 实验：一项星系反馈终止实验对恒星形成率理论提出挑战

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。

2024-06-26astro-ph.GA

用APEX观测LMC：30 Doradus分子云中大尺度反馈的特征

Observing the LMC with APEX: Signatures of Large-scale Feedback in the Molecular Clouds of 30 Doradus

利用APEX望远镜观测大麦哲伦云30 Doradus区域的分子云，发现该区域分子云具有更高的面数密度、聚集度、相对速度和线宽，揭示了高能大尺度反馈导致气体消散和碎裂的特征。

2023-11-27astro-ph.GA

IC 1396E/SFO 38 明亮边缘云的结构和磁场

Structure and Magnetic Field of the Bright-rimmed Cloud IC 1396E/SFO 38

Nagoya City University（名古屋市大学）；East Asian Observatory（东亚天文台）；Nagoya University（名古屋大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）

研究通过偏振观测揭示IC 1396E/SFO 38云团结构和磁场特征，发现其由两部分组成，磁场方向与周围不同，显示磁场重构及引力收缩。

2025-12-02astro-ph.GA

侧向磁场贯穿的丝状分子云对头碰撞模拟及其后续演化

Simulation of Head-on Collisions Between Filamentary Molecular Clouds Threaded by a Lateral Magnetic Field and Subsequent Evolution

通过二维磁流体动力学模拟研究丝状分子云对头碰撞，发现合并丝状物的演化取决于总线质量是否超过磁临界线质量，分别导致自相似径向坍缩或稳定振荡。

2023-07-15astro-ph.GA

分子云恒星形成效率变化的本质

On The Nature of Variations in the Measured Star Formation Efficiency of Molecular Clouds

对银河系巨分子云（GMC）的恒星形成效率（SFE）的测量通常显示出较大的散射，这可能是内在的或观测的。我们使用磁流体动力学模拟的GMC（包括反馈）的正演模型的真实GMC SFE和观测代理之间的关系。我们发现，个别GMCs跟踪广泛范围内观察到的SFE整个崩溃，恒星形成和中断。低测量的SFE（<<1%）是“真实的”，但对应于早期阶段，大多数恒星实际形成的真正的“自由落体”SFE可能要大得多。非常高（>>10%）的值通常通过快速气体分散而人为提高。包括恒星反馈的模拟重现了观测到的GMC尺度的SFE，但没有反馈的模拟产生了20倍大的SFE。辐射反馈在模拟的机制中占主导地位。SFE与云质量的关系被证明是一个观测伪影。我们还探讨了GMCs内的个别密集的“团块”，并表明（反馈）它们的散装性能与观测结果一致。预测的致密团块内的SFE比观测到的大2倍，可能表明需要物理学而不是来自大质量（主序星）恒星的反馈来调节它们的坍缩。

2018-09-25astro-ph.GA

分子云维里态对大质量恒星反馈影响的影响

The effect of the virial state of molecular clouds on the influence of feedback from massive stars

本文用光滑粒子流体动力学方法模拟了光电离辐射和恒星风对一系列10个$^{4}$ M $_{\odot}$湍流分子云的影响。这些湍流分子云的初始维里比分别为0.7，1.1，1.5，1.9和2.3，初始平均密度分别为136，1135和9096 cm $^{-3}$。恒星形成效率率的降低被认为是适度的，在$30\%-50\%$的范围内，并且在整个参数空间中变化不大。在模拟的$\approx3$ \，Myr持续时间内，恒星形成没有完全终止。被反馈释放的物质的分数在$20-60\%$范围内，具有最低逃逸速度的云受到最强烈的影响。电离气体的泄漏导致HII区域迅速变得欠压。因此，电离的破坏性影响在很大程度上不是由于HII区域的热驱动膨胀，而是由于新鲜材料的光蒸发引起的动量转移。我们的模拟有类似的全球电离率，我们表明，反馈对他们的影响，可以充分建模为一个稳定的注入的势头，类似的动量守恒风。

2017-01-13astro-ph.GA

恒星形成的不确定原理- II。描述恒星形成和宇宙历史反馈的云尺度物理学的新方法

An uncertainty principle for star formation - II. A new method for characterising the cloud-scale physics of star formation and feedback across cosmic history

恒星形成和反馈的云尺度物理是星系形成研究中的主要不确定性。在地方小组的有限环境之外，经验上的限制因素有限，阻碍了进展。特别是，分子云生命周期，恒星形成和反馈的量化不佳的时间演化阻碍了在小于盘尺度高度的尺度上进行稳健的预测，这些尺度在现代星系形成模拟中得到解决。我们提出了一种新的统计方法来推导分子云和恒星形成区的演化时间轴。通过量化气体或恒星形成示踪剂排放峰值周围的气体与恒星通量比的过剩或不足，我们直接测量这些峰值的相对稀有性，这使我们能够推导出它们的寿命。我们提出了一个一步一步的，定量描述的方法，并证明其实际应用。该方法的准确性进行了测试，在近300个实验中使用模拟星系地图，表明它是能够约束的分子云的寿命和反馈时间尺度$<0.1$ dex精度。进入演化的时间轴提供了各种额外的物理量，如云尺度的恒星形成效率，反馈流出速度，质量加载因子，以及反馈能量或动量耦合到周围介质的效率。我们表明，结果是强大的各种气体和恒星形成示踪剂，空间分辨率，星系倾角和星系的大小。最后，我们证明了我们的方法可以适用于高红移（$z\lesssim4$）与目前的大型天文台的可行的时间投资。这是以前研究的一个重大转变，以前的研究限制了太阳附近恒星形成和反馈的物理学。

2018-09-04astro-ph.GA

反馈是帮助还是阻碍恒星的形成？光电离对巨分子云中恒星形成的影响

Does feedback help or hinder star formation? The effect of photoionisation on star formation in Giant Molecular Clouds

我们研究了湍流恒星形成云内的光电离反馈的影响，比较了理想化的配置文件和更现实的云结构从全球星系模拟得出的恒星形成。我们进行了一系列的数值模拟，比较了单独的恒星形成，光电离和光电离加上超新星反馈的影响。在理想的星云中，光电离抑制了早期的气体分裂，导致形成更大质量的恒星，并提高了恒星形成效率。在稍后的时间，稠密气体的扩散导致辐射反馈效应从正转换为负，因为恒星形成效率下降。在从全球模拟中提取的云中，初始云在恒星反馈开始之前就已经严重碎片化，并且在很大程度上不受辐射能量后期注入的结构影响。结果是抑制了恒星的形成。我们的结论是，反馈的效率在很大程度上取决于气体的结构，负反馈占主导地位时，密度高。

2016-12-19astro-ph.GAastro-ph.SR

模拟辐射反馈和GMC中团簇形成：II。云破坏的质量依赖性和星团性质

Simulating radiative feedback and star cluster formation in GMCs: II. Mass dependence of cloud destruction and cluster properties

巨分子云（GMC）中的辐射反馈过程是通过加热和电离周围气体来限制恒星团簇形成的重要机制。我们探索辐射反馈影响早期（$\lesssim$ 5百万年）团簇形成的GMCs的质量范围从10 $^{4-6}$ M $_{\odot}$使用FLASH代码的程度。相对于流体动力学模拟，包含辐射反馈使团簇形成的效率降低20-50\%。特别是两个模型- 5 $\times$ 10 $^4$和10 $^5$ M $_{\odot}$ -显示出对团簇形成效率的最大抑制，对应于$\sim$ 2的因子。只有这些云，内部能量，辐射反馈注入的能量的测量，超过引力势的显着量的时间。我们发现一个明确的关系，最大的集群质量，M $_{cl,max}$，形成在一个GMC的质量M $_{GMC}$ ; M $_{cl,max}\propto$ M $_{GMC}^{0.81}$。这一比例结果表明，年轻的球状星团在必要的规模$10^6 M_{\odot}$内形成的主机GMC附近的质量$\sim 5 \times 10^7 M_{\odot}$。我们比较模拟集群质量分布观察到的嵌入集群质量函数（$dlog(N)/dlog(M) \propto M^β$，其中$β$ = -1），并找到良好的协议（$β$ = -0.99 $\pm$ 0.14）只有模拟包括辐射反馈，表明这个过程是重要的控制年轻的集群的增长。然而，高的恒星形成效率…

2017-06-01astro-ph.GA

热不稳定性形成的分子云中机械恒星反馈的流体动力学模拟

Hydrodynamic simulations of mechanical stellar feedback in a molecular cloud formed by thermal instability

我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行3D流体动力学模拟与恒星的自重力反馈的球形cluerous分子云形成的热不稳定性的行动。我们模拟的相互作用的机械能输入从15 Msun，40 Msun，60 Msun和120 Msun的恒星到一个100 pc直径16,500 Msun的云与随机分布的高密度凝聚的大致球形形态。星风的引入使用适当的非旋转日内瓦恒星演化模型。在15 Msun恒星的情况下，风的影响很小，在被云坍塌淹没之前，它会在几个相邻的团块周围传播。相比之下，在40 Msun、60 Msun和120 Msun恒星的情况下，更强大的恒星风会产生大的空腔，并在云中切割出通道，在风阶段爆发到周围的稀薄介质中，大大改变了云的结构。分别在4.97百万年、3.97百万年和3.01百万年后，大质量恒星爆炸为超新星（SNe）。风雕刻的环境大大影响了这些SN事件的演变，因为它们都沿着风雕刻的通道逃离云，并清扫剩余的云/风物质团块。作为相干结构的“云”在这些恒星中的任何一颗的SN中都无法存活，但只有在120 Msun的情况下，冷分子物质才完全不稳定，并返回到不稳定的热相。在40 Msun和60 Msun的情况下，SN从云中喷射出冷物质的相干团块，可能能够进一步形成恒星。

2017-06-06astro-ph.GA

纤维状分子云样本的双峰取向分布与头尾不对称性

Bimodal orientation distribution and head-tail asymmetry of a sample of filamentary molecular clouds

本研究基于MWISP项目的$^{12}\text{CO}$数据，提取具有明确直线形状的纤维状分子云样本，发现其取向相对于银道面呈双峰分布且与多参数无关，并揭示了普遍存在的头尾不对称性及质量集中现象。

2024-03-25astro-ph.GA

片状分子云中机械恒星反馈的磁流体动力学模拟

Magnetohydrodynamic simulations of mechanical stellar feedback in a sheet-like molecular cloud

我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行三维磁流体动力学模拟与恒星反馈的自重力在片状分子云形成的热不稳定性的作用。我们模拟的相互作用的机械能输入从15太阳质量的恒星和40太阳质量的恒星到一个100 pc-直径17000太阳质量的云与波纹片形态，在投影中出现的dententary。采用合适的Geneva恒星演化模型引入恒星风。在15太阳质量的恒星情况下，风形成一个狭窄的双极腔，对母云的影响最小。在40太阳质量的恒星的情况下，更强大的恒星风通过云的中心创造了一个大的圆柱形空腔。分别在12.5百万年和4.97百万年后，大质量恒星爆炸为超新星（SNe）。在15太阳质量恒星的情况下，SN物质和能量主要沉积在分子云周围约10^5年，然后SN残留物逃离分子云。在40太阳质量的恒星的情况下，SN物质和能量的重要部分迅速逃离分子云沿着风腔在几十kiloyears。这两次超新星爆发都将周围的分子云物质压缩到更高的密度（因此可能会引发进一步的恒星形成），并增强磁场，通常是2-3倍，但最多可达10倍。我们的模拟是相关的气泡在扁平的环状分子云和双极HII地区的观察。

2016-11-16astro-ph.GA

X射线对分子云碎裂和IMF的影响

The impact of X-rays on molecular cloud fragmentation and the IMF

恒星的形成是通过各种反馈过程来调节的。在这项研究中，我们用X射线处理反馈，并讨论其影响。我们的目的是调查是否恒星形成显着影响时，恒星形成云居住在附近的强X射线源。我们用欧拉网格模拟了一个质量为10^7 M_o的黑洞附近坍缩分子云的嵌入拉格朗日汇粒子。由辐射引起的化学和热变化被纳入FLASH代码。当有强烈的X射线反馈时，恒星形成的云碎片会变成更大的团块，从而形成更少但更大质量的原恒星核心。竞争吸积有很大的影响，质量函数和近平坦，非萨尔彼得IMF的结果。

2010-09-02astro-ph.GA

磁场与恒星反馈在坍缩恒星形成云中纤维状结构演化中的作用

The role of magnetic field and stellar feedback in the evolution of filamentary structures in collapsing star-forming clouds

本文通过不同质量-磁通比的坍缩云数值模拟，研究磁场与恒星反馈对纤维状结构演化的影响，发现强磁场抑制中央枢纽形成并促进纤维网络，而电离反馈在晚期主导并决定纤维最终取向。

2025-05-05astro-ph.GA

辐射反馈力II调控下湍流分子云的数值模拟：辐射-气体相互作用和外流

Numerical Simulations of Turbulent Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces II: Radiation-Gas Interactions and Outflows

来自年轻大质量恒星的辐射压力所产生的动量沉积，可能有助于破坏分子云，并通过驱动大规模外流来解开星团。我们扩展了我们以前的数值辐射流体动力学研究湍流，恒星形成的云，分析非电离紫外辐射和云材料之间的详细相互作用。我们的模拟跟踪气体和恒星粒子的演化，通过自引力坍缩，恒星形成和云破坏通过辐射驱动的外流。这些模型是理想化的，因为我们只包括辐射反馈，并采用等温状态方程。湍流产生了一个由密集的细丝和大洞组成的结构，辐射通过这些结构逃逸，因此只有约50%的辐射（累积）在恒星形成结束时被吸收。由中心簇所看到的按质量计的气体的表面密度分布大致为对数正态分布，其中sigma_ln（Sigma）= 1.3-1.7，类似于外部投影的表面密度分布。这允许低表面密度区域被向外驱动到其初始逃逸速度v_esc的近10倍。虽然流出的速度分布被对数正态表面密度分布加宽，但是由于大部分辐射逃逸，动量注入到气体云的总体效率降低。平均出流速度约为从初始云半径逃逸速度的两倍。我们的研究结果也为理解银河系尺度的辐射驱动风，特别是速度和表面密度之间的关系，为个别外流结构，以及由此产生的速度和质量分布所产生的湍流源。

2017-11-17astro-ph.GA

LMC中的超巨壳层和分子云的形成

Supergiant Shells and Molecular Cloud Formation in the LMC

我们研究了大尺度恒星反馈对大麦云（LMC）分子云形成的影响。检查之间的关系HI和12 CO（J=1-0）在超巨星壳层（SGS），我们发现，在所占的SGS的总体积的分子分数并没有增强相对于其余的LMC盘。然而，大多数天体（约70%质量）的分子比其周围环境更多，这意味着超巨星壳层的存在平均对分子气体分数有积极影响。对整个SGS样本进行平均，我们的结果表明，超巨星壳系统中约12-25%的分子质量是由恒星反馈形成的直接结果。这相当于银河系总分子质量的~4-11%。这些数字是一个近似下限的总贡献的恒星反馈的分子云形成的大麦哲伦星云，并构成了第一个定量测量反馈触发的分子云形成的星系系统之一。

2012-11-29astro-ph.GA

来自气体云G2周围朝向银心的弓形激波的射电同步辐射

Radio Synchrotron Emission from a Bow Shock around the Gas Cloud G2 Heading toward the Galactic Center

最近，科学家们发现一个致密的电离气体云正直接向银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 移动。2013年6月，在其高偏心轨道的近心处，该云将距离黑洞约3100史瓦西半径，并将以v_p ~ 5400 km/s的速度以超音速方式穿过周围的热气体。弓形激波很可能在云的前面形成，并可能将电子加速到相对论能量。我们估计通过粒子在细胞模拟的能量分布的加速电子，并表明，从这些电子的非热同步辐射可能超过静止的无线电发射从Sgr A* 的几个因素。增强的无线电发射应该在近心通过的时间和随后的几个月内在GHz和更高的频率上被检测到。弓形激波发射预计将从Sgr A* 的静态射电发射中位移约33质量。干涉测量观测可以分辨Sgr A* 射电图像中波长小于6厘米的潜在变化。

2012-09-07astro-ph.GAastro-ph.HE

辐射反馈力调节的湍流分子云的数值模拟I：恒星形成率和效率

Numerical Simulations of Turbulent, Molecular Clouds Regulated by Radiation Feedback Forces I: Star Formation Rate and Efficiency

来自星团的辐射反馈被认为是决定巨分子云（GMC）中恒星形成速率和效率的关键因素。为了研究辐射力如何影响现实的湍流系统，我们进行了一系列的数值模拟，采用{ \it}辐射流体动力学求解器，考虑的制度，是光学厚的紫外线（UV）和光学薄的红外线（IR）辐射。我们的模型云覆盖初始表面密度之间的$Σ_{\rm cl,0} \sim 10-300~M_{\odot}~{\rm pc^{-2}}$，不同的初始湍流。我们跟随他们通过湍流，自引力崩溃，星团的形成，以及恒星辐射的云分散。所有的模型都显示了气体表面密度$Σ$的对数正态分布;对于初始维里参数$α_{\rm vir,0} = 2$，对数正态标准差为$σ_{\rm ln Σ} = 1-1.5$和恒星形成速率系数$\varepsilon_{\rm ff,\barρ} = 0.3-0.5$，这两个参数对湍流敏感，但对辐射反馈不敏感。净恒星形成效率$\varepsilon_\mathrm{final}$随着$Σ_{\rm cl,0}$的增加而增加，随着$α_{\rm vir,0}$的减少而减少。我们通过一个简单的概念框架来解释这些结果，即稳定的恒星形成增加了辐射力，从而使局部气体补丁在连续更高的$Σ$变得不受约束。基于这种形式（固定$σ_{\rm ln Σ}$），我们提供了一个解析上界的$\varepsilon_\mathrm{final}$，这是很…

2016-08-16astro-ph.GA

磁化云中恒星反馈引起的远距离湍流超距作用

Turbulent Action at a Distance due to Stellar Feedback in Magnetized Clouds

分子云的一个基本特性是它们是湍流的，但这种湍流是如何产生和维持的还不清楚。一种可能性是，在星云中形成的恒星通过它们的外流、风和辐射（“反馈”）再生湍流。然而，从最初的云湍流中分离出由反馈产生的运动是一个挑战。在这里，我们面对恒星反馈和湍流之间的关系，通过识别和分离的本地和全球的恒星风的影响。我们分析magnetohydrodynamic模拟中，我们跟踪风的材料，因为它与周围的云相互作用。通过区分发射的物质，风夹带的气体和原始气体，我们表明能量通过膨胀的风壳激发的磁波从源转移出去。与压缩运动相比，在一定距离处的这种超距作用增强了搅拌运动的分数，并产生了更平坦的速度功率谱。我们的结论是恒星反馈占分子云内的显着能量转移，磁波增强的影响，这在以前被忽略的观测。总之，恒星反馈可以部分抵消全球湍流耗散。

2018-10-16astro-ph.GAastro-ph.SR