ATOMS-QUARKS survey: Inflow and infall in massive protocluster G318.049+00.086: Evidence of competitive accretion
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；S.N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台南美天文中心）
Shivani Gupta, Tapas Baug, Archana Soam, Tie Liu, Fengwei Xu, Satyajeet Moharana, Guido Garay, Chang Won Lee, Siju Zhang, Ariful Hoque, Puja Porel, Lei Zhu, Don… 展开作者
Shivani Gupta, Tapas Baug, Archana Soam, Tie Liu, Fengwei Xu, Satyajeet Moharana, Guido Garay, Chang Won Lee, Siju Zhang, Ariful Hoque, Puja Porel, Lei Zhu, Dongting Yang, HongLi Liu, Wenyu Jiao, Xunchuan Liu, Alik Panja, Xiaofeng Mai, Yankun Zhang, Shinyoung Kim
备注：
22 pages, 15 figures, and 3 tables, accepted for publication in ApJ
我们对超大质量原星团G318.049+00.086进行了气体动力学研究。该原星团报告包含12个预星核候选者和4个原恒星核。利用1.3毫米尘埃连续体图识别出丝状结构，其中四条丝状结构汇聚成一个密集的中心区域，形成hub-丝状系统（HFS）。从H13CO+发射线沿三条丝状结构的PV分析中得出的高速梯度（10-20 km s$^{-1}$ pc$^{-1}$）表明，气体正在向中心枢纽流入。沿丝状结构的气体流入速率超过10^3 M_sun Myr$^{-1}$，表明中心枢纽能够形成大质量恒星。对H13CO+和CCH光谱轮廓的调查揭示出大多数核心具有典型的蓝色不对称线轮廓，这是引力坍缩的典型特征。其余几个核心显示出红色不对称轮廓，表明气体正在膨胀。此外，推导出的原恒星核在hub区域的气体流入速率显著高于沿丝状结构的那些核心。核心的质量-半径关系表明，具有红色轮廓的核心处于大质量恒星形成阶段。然而，沿丝状结构的全局速度梯度表明，这些核心正在向枢纽失去物质。我们的结果支持了大质量恒星形成中的竞争吸积情景，即气体预计会从引力主导较少的核心向引力更有利的位置的核心汇聚。
英文摘要：
We present a gas kinematic study of the massive protocluster G318.049+00.086. The protocluster is reported to contain 12 prestellar core candidates and 4 protostellar cores. Filamentary structures are identified using the 1.3 mm dust continuum map, with four of them converge into a dense central region, forming a hub-filament system (HFS). High velocity gradients (10 - 20 km s$^{-1}$ pc$^{-1}$) derived from PV analysis of H$^{13}$CO$^{+}$ emission along three of those filaments are suggestive of mass inflow onto the central hub. A mass inflow rate higher than $10^{3}$ M$_{\odot}$ Myr$^{-1}$ along the filaments is indicating that the central hub is capable of forming massive star(s). Investigation of H$^{13}$CO$^{+}$ and CCH spectral profiles revealed the majority of the cores having the characteristic blue asymmetric line profiles, typical signature of gravitational collapse. The remaining few cores showed red asymmetric profiles, indicative of gas expansion. Also, the derived mass infall rates for the protostellar cores in hub-region is significantly higher in comparison to those located along the filaments. The mass-radius relationship of the cores revealed that the cores with red profiles reside in the massive star formation regime. However, the global velocity gradient along the filaments suggests that these particular cores are losing material to the hub. Our results are supporting a competitive accretion scenario of massive star formation where gas is expected to be funnelled from less gravitationally dominant cores to the cores located at the gravitationally favorable position.
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XI. From inflow to infall in hub-filament systems
我们研究了在一个大样本的146个活跃的原团簇中心丝系统的存在下，使用H $^{13}$ CO $^{+}$ J=1-0的分子线数据从ATOMS调查。我们发现，细丝是普遍存在于原星系团，和枢纽丝系统是非常常见的从致密的核心尺度（$\sim$ 0.1 pc）到团块/云尺度（$\sim$ 1-10 pc）。含中心暗条系统的原星系团比例随尘埃温度（$T_d$）和团簇亮度质量比（$L/M$）的增加而减小，表明随着原星系团的演化，来自H{ \sc ii}区的恒星反馈逐渐破坏中心暗条系统。沿着最长的暗条可以看到明显的速度梯度，平均速度梯度为8.71 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$，中值速度梯度为5.54 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。我们发现，速度梯度是小的细丝长度大于$\sim$ 1~pc，可能暗示惯性流入的存在，虽然我们不能确定后者是由大尺度湍流或大尺度引力收缩。相比之下，低于$\sim$ 1 pc的速度梯度随着细丝长度的减小而急剧增加，这表明中心或核心的重力开始在小尺度上主导气体入口。我们认为，自相似的中心灯丝系统和在所有尺度上的附加吸积可能在高质量恒星的形成中起着关键作用。
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Kanagawa University（神奈川大学）
MAMMOTH-Grism: Gas-phase Metallicity Gradients of Star-forming Galaxies in Protocluster Environments at Cosmic Noon
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences (UCAS)（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间科学学院前沿科学研究院）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Infrared Processing and Analysis Center, Caltech（加州理工学院红外处理与分析中心）
H I Absorbers as Beacons of Hidden Structure at $z \sim 3$: Multi-Component, Metal-Rich Absorption System near a Protocluster
The University of Tokyo（东京大学）；Shinshu University（信州大学）；Tohoku University（东北大学）；Hosei University（法政大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
Investigating the Stellar Mass Growth Histories of Satellite Galaxies as a Function of Infall Time using Phase-Space
我们编译了一个大样本的附近星系的卫星主机使用一个众所周知的SDSS组目录。从这个样本中，我们创建了一个“古代infallers”和“最近infallers”子样本，根据宇宙学模拟预测的星系在相空间中的位置的平均下落时间。我们比较了这两个子样本中星系的恒星质量增长历史，从多波长SED拟合，使用来自宇宙学模拟的恒星形成历史形状的综合库确定。通过同时控制卫星恒星质量和宿主晕质量，我们可以清楚地看到在宿主中度过的时间的影响。正如我们可能预测的那样，古老的infaller人口显示出明显的早期淬火迹象，特别是对于更大质量的宿主中的低质量卫星。更重要的是，我们发现这种影响不仅限于大型主机。我们发现，主机可能被认为是低质量的集团（晕质量$\sim$ 10 $^{13}$ M $_\odot$）可以显着改变他们的卫星，即使是大质量的卫星（恒星质量$\sim$ 10 $^{10}$ M $_\odot$）。有趣的是，我们看到早在8或9 Gyr前，星系团卫星的质量增长历史就发生了变化，当时它们还没有进入当前宿主的维里半径。我们认为，这可能是由于星系被预处理在低质量的子结构在原星系团的郊区，之前的下跌。
An ALMA study of the massive molecular clump N159W-North in the Large Magellanic Cloud: A possible gas flow penetrating one of the most massive protocluster systems in the Local Group
The birth of the intracluster medium: the evolution of multiphase gas and Lyman-$α$ haloes in a simulated $z\sim3$ protocluster
University of Nottingham（诺丁汉大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
Magnetic Fields in Massive Star-forming Regions (MagMaR). VII. On the dynamical importance of B-fields in massive protocluster W33 A
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学大学院理学系研究科天文学专攻）；Department of Physics, National Sun Yat-Sen University（国立中山大学物理系）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（国立台湾师范大学天文重力研究中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合机构）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
Resolving 3D Disk Orientation using High-Resolution Images: New Constraints on Circumgalactic Gas Inflows
我们约束气体流入速度在恒星形成的星系与颜色梯度一致，由内而外的磁盘增长。我们的方法结合了新的测量盘取向与先前描述的环星系吸收背景类星体光谱。两个量，一个位置角和一个轴比，描述了每个星系盘在天空中的投影形状，留下了一个关于短轴的哪一边向观测者倾斜的模糊性。关于盘的3D取向的这种简并性已经损害了先前测量气体流入速度的努力。我们提出了HST和凯克/LGSAO成像，解决了在红移$z\approx0.2$在五个星系的螺旋结构。我们确定了四个星系的磁盘倾角的符号，假设旋臂的旋转轨迹。我们的项目模型，在磁盘平面和圆形轨道上的每个类星体的视线径向下降。我们比较所得的视线速度观测到的速度范围内的Mg II吸收光谱的背景类星体，相交的磁盘平面在半径69和115千秒差距之间。对于两条视线，我们将最大径向流入速度限制为30-40 km s $^{-1}$。我们还排除了在一个视线径向流入的速度分量，这表明这些增长的磁盘结构的供应气体没有统一的覆盖因子。我们建议适当的选择标准，以建立更大的样本的星系-类星体对，产生的方向敏感的约束流入属性。
Discovery of a Compact Hub-Filament System in G286.21+0.17 with JWST and ALMA: Insights into Protocluster Formation and Competitive Accretion
Peking University（北京大学）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Gifu University（岐阜大学）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与宇宙科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Reionization: II. Te-Based Metallicities of Lyman-α Emitters
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Las Campanas Observatory, Carnegie Science（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基科学）；University of California Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Instituto de Astrofísica de la Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；George P. and Cynthia Woods Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy, Texas A&M University（德克萨斯农工大学乔治·P和辛西娅·伍兹基础物理与天文学研究所）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
The Redshifted Hydrogen Balmer and Metastable He I Absorption Line System in Mini-FeLoBAL Quasar SDSS J112526.12+002901.3: A Parsec Scale Accretion Inflow?
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk II: Parameter Survey
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）
What is the contribution of gravitational infall on the mass assembly of star-forming clouds? A case study in a numerical simulation of the interstellar medium
ENS de Lyon, CRAL UMR5574, Universite Claude Bernard Lyon 1, CNRS（里昂高等师范学院，CRAL UMR5574，里昂第一大学，法国国家科学研究中心）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学，天文学中心，理论天体物理研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学，跨学科科学计算中心）
Rotating Accretion Flows: From Infinity to the Black Hole
旋转入流在超大质量黑洞上的吸积是一个特别难研究的问题，因为它涉及的长度尺度范围很广。吸积流的全局性质的分析和数值处理已被广泛利用，但需要详细的数值模拟来解决某些关键问题。我们使用ZEUS代码运行流体动力学模拟旋转，轴对称吸积流与韧致辐射冷却，考虑解决方案的离心平衡半径显着超过史瓦西半径，有和没有粘性角动量输运。从远离邦迪半径的地方一直到黑洞附近，都有气体进入。我们得到了关于单参数Mdot_Bondi/Mdot_Edd的连续解，并且在Mdot_Bondi/Mdot_Edd ~ few x 10^（-2）的爱丁顿比处，两类一般解之间存在急剧的过渡。我们的高流入解与标准的Shakura & Sunyaev（1973）结果非常相似。但我们的低流入结果是零阶的平稳Papaloizou和Pringle（1984）的解决方案，它没有吸积。在小的假设粘性下，它们显示出环流，圆盘和圆锥形的风流出几乎与流入平衡。这些解决方案的特点是热，垂直延伸的磁盘，和净吸积收益率极低，只有秩序α倍的流入率。我们的模拟收敛的空间分辨率和时间持续时间，他们并不强烈依赖于我们选择的边界条件。
