Self-gravitating Filament Formation from Shocked Flows: Velocity Gradients across Filaments
在恒星形成云的典型环境中，会聚的超音速湍流会产生激波压缩区域，并可以产生强磁化的片状层。MHD数值模拟表明，在这些激波后层中，通过沿磁场线聚集物质，形成了致密的细丝和嵌入的自引力核。作为优选方向质量收集的结果，垂直于细丝长轴的速度梯度是模拟中看到的常见特征。我们表明，这一预测是在良好的协议与最近的观察CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy），从中我们确定了几个长丝突出的速度梯度垂直于其主轴。突出的灯丝从西北部的Serpens南，我们提供了定性和定量的模拟结果和观测数据之间的比较。特别是，我们表明，无量纲比$C_v \equiv {Δv_h}^2/(GM/L)$，其中$Δv_h$是所观察到的垂直速度差的一半，在整个灯丝，和$M/L$是灯丝的质量每单位长度，可以区分灯丝形成纯粹由于湍流压缩和那些形成由于重力引起的吸积。我们的结论是，在巨蛇座南西北灯丝观察到的垂直速度梯度，可以由重力引起的各向异性吸积的材料从一个平坦的层。使用我们模拟的细丝的合成观察，我们还提出密度选择效应可以解释观察到的亚细丝（一个细丝在速度空间中分解为两个分量），如Dhabal等人（2018）所报道的那样。
2020-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutral hydrogen filaments in interstellar media: Are they physical?
本文综述了星际介质中中性氢纤维状结构的观测特征、形成机制与物理性质，提出其由磁化湍流拉伸撕裂形成，并探讨其在恒星形成中的作用。
2024-04-29 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The effect of ambipolar diffusion on low-density molecular ISM filaments
分子星际介质的结构和这种形态与恒星形成的潜在联系最近已成为高分辨率观测的焦点。一个特别令人困惑的问题是，局部星际细丝似乎具有相同的厚度，与它们的柱密度无关。这需要对它们的形成过程和控制它们进化的物理学有理论上的理解。在这项工作中，我们探讨了一种情况下，细丝是耗散结构的大规模星际湍流级联和离子中性摩擦（也称为双极扩散）是通过防止小规模的压缩影响它们的大小。我们采用高分辨率，三维MHD模拟，与网格代码RAMSES进行，调查非理想的MHD湍流作为一个灯丝的形成机制。我们重点分析的质量和厚度分布所产生的附属结构。对驱动和衰减MHD湍流的模拟表明，当模型中包含双极扩散时，密度和磁场的形态是不同的。特别是，密度结构是更广泛和更大的离子中性摩擦的效果和功率谱的速度和密度陡峭在较小的波数。理想和非理想MHD模拟之间的比较表明，双极扩散导致的细丝厚度分布向更高的值的移位。然而，没有一个分布表现出在所观察到的局部细丝中发现的明显峰值。在这些数值实验中，由于动力学范围的限制和缺乏自引力，我们目前还不能得出结论，这是由于不同的细丝选择，还是由于细丝形成的固有物理特性。
2016-02-15 astro-ph.GA
Kelvin-Helmholtz Instability in Self-Gravitating Streams
自引力气体细丝存在于许多天体物理尺度上，从星际介质中的亚pc细丝到从宇宙网中馈送星系的Mpc尺度流。这些细丝经常受到开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），由于对一个封闭的背景介质剪切。我们研究的非线性演化的KHI在压力限制的自引力气体流最初在流体静力学平衡，使用分析模型和流体动力学模拟，不包括辐射冷却。我们推导出一个临界线质量的函数流马赫数和密度对比度相对于背景，$μ_{cr}(M_b,δ_c)\le 1$，其中$μ=1$是归一化的最大线质量的初始流体静力平衡是可能的。对于$μ<μ_{cr}$，KHI主导河流演变。湍流剪切层扩展到背景中，并导致流以与非重力情况相似的速率减速。然而，在重力作用下，通过稳定浮力，剪切层进入流中的渗透在初始流半径的大约一半处停止，从而显著延迟了总流中断。含有$μ_{cr}<μ\le 1$的流由于重力不稳定性（GI）而碎裂并形成圆形、长寿命的团块，典型的分离大约是流半径的8倍，类似于没有KHI的情况。当KHI仍然有些有效时，这些团块低于球形Jeans质量并且部分地被外部压力限制，但是它们接近Jeans质量，因为$μ\rightarrow 1$和GI占主导地位。我们讨论了潜在的应用，我们的研究结果，在ISM和密集流喂星系在高红移的灯丝。
2019-10-11 astro-ph.GA
An Infrared Study of the Dust Properties and Geometry of the Arched Filaments HII Region with SOFIA/FORCAST
大质量的星团提供辐射（$\mathrm{\sim 10^7-10^8~L_{\odot}}$）和风（$\mathrm{\sim 1000~km/s}$），这些辐射和风加热尘埃并塑造周围的环境。为了更好地理解拱状星系团对附近星际介质的影响，本文对银河系中心的拱状细丝进行了研究。拱形丝状体是用SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红色照相机在19.7、25.2、31.5和37.1 $μ$ m处观测到的。用25.2和37.1 $μ$ m数据创建的该地区的色温图显示，在细丝（$\sim 25$ pc）的范围内，尘埃温度相对均匀（70-100 K）。假设标准尺寸ISM尘埃颗粒（$\sim$ 0.1 $μ$ m）的平衡加热，计算团簇和细丝之间的距离。通过这种方法推断的距离与细丝和团簇之间的投影距离相冲突，尽管如果细丝中的特征晶粒尺寸（$\sim$ 0.01 $μ$ m）小于典型值，则可以解释这种不一致。DustEM模型内的细丝选定的位置显示的证据耗尽丰度的多环芳烃（PAHs）的因素$\sim$ 1.6-10的质量相比，扩散ISM。PAH耗尽和较小的特征粒度的证据都指向长丝内ISM的加工。我们认为，尘埃颗粒在细丝的侵蚀是不太可能归因于辐射或风的拱门集群，但可能与银河系中心的物理条件。
2017-02-14 astro-ph.GA
The jet-ISM interaction in the Outer Filament of Centaurus A
星系活动核喷射出的射电等离子体与周围介质的相互作用是影响星系星际介质进而影响星系演化的关键过程。我们可以观察和研究这种现象的最近的实验室是射电星系半人马座A。在这个星系东北方向约15千秒差距处，发现了一个特别复杂的区域：所谓的外灯丝，这里被认为是发生喷流-云相互作用的地方。我们调查的存在下，喷气ISM相互作用的签名的电离气体的运动学的详细研究，扩大以前的结果从HI。我们在IFU观察模式下使用VLT/VIMOS观察了外灯丝的两个区域。在这两个点上都检测到了来自H β和[OIII] 4959，5007的发射。我们发现了两个不同的电离气体的运动学成分，以及附近的HI云的运动学相匹配。一个组件如下的旋转气体的常规运动学，而第二个显示出类似的速度，附近的HI组件被认为是由与无线电喷流的相互作用干扰。我们认为，电离气体和原子气体是同一动力学气体结构的一部分，起源于形成半人马座A的合并的结果，并定期围绕半人马座A旋转，正如其他作者所提出的那样。具有异常速度的气体（电离和HI）正在追踪大尺度射电喷流与ISM的相互作用，这表明，尽管结构准直不良，但喷流仍然活跃。然而，我们可以排除一个强烈的冲击正在驱动气体的电离。这是可能的，射流夹带和光电离的紫外线连续从中央引擎的组合是必要的，以解释电离和运动学的气体在外灯丝。
2015-11-09 astro-ph.GA
Non-ideal magnetohydrodynamics of self-gravitating filaments
通过观测和模拟，对细丝进行了详细的研究。一系列的数值计算工作分别研究了化学和扩散效应，以及磁场和它们的结构如何影响灯丝的气体动力学。然而，迄今为止，几乎没有探索过非理想的效果。我们研究如何非理想磁流体动力学（MHD）效应，结合一个简化的化学模型影响恒星形成的灯丝的演化和吸积。我们使用lemongrab，一个一维（1D）非理想的MHD代码，包括化学模拟了一个吸积自引力湍流细丝。我们探讨了非理想磁流体动力学的影响，方向和强度的磁场，和宇宙射线电离率，对演变的灯丝，特别是侧重于宽度和吸积率。我们发现，细丝的宽度和吸积率是由磁场的性质，包括初始强度，与宇宙线电离率控制的气体的耦合，和相对于吸积流方向的磁场的取向决定。增加宇宙射线电离率导致的行为更接近理想的MHD，减少磁压力的支持，因此，阻尼吸积效率与随之而来的扩大的细丝宽度。基于同样的原因，当我们减小初始磁场强度时，我们得到了更窄的宽度和更大的吸积率。总体而言，虽然这些因素对最终结果的影响约为2倍，但去除非理想MHD效应会导致更大的变化（高达7倍）。包含非理想MHD效应和宇宙射线电离对于研究自引力细丝和确定关键的可观测量，如细丝宽度和吸积率是至关重要的。
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Field Orientation in Self-Gravitating Turbulent Molecular Clouds
恒星在分子云细丝中形成，来自于引力与湍流和磁场的竞争。这些细丝与磁场的确切方向取决于这些场的强度、引力势和相对于平均场的视线（LOS）。为了解开这些影响，我们采用三维磁流体动力学数值模拟，探索了广泛的初始湍流和磁状态，即，亚阿尔夫文湍流到超阿尔夫文湍流，有重力和没有重力。我们使用直方图的相对取向（HRO）和相关的投影瑞利统计（PRS）来研究密度的方向，为了与观测比较，积分密度相对于磁场。我们发现，在亚Alfvénic系统的初始一致性的磁场保持内部的云和细丝形成垂直的领域。这种趋势在超阿尔夫维尼模型中没有观察到，在超阿尔夫维尼模型中，线被重力和湍流拖曳，细丝主要与场对齐。综合地图的PRS分析表明，LOS的影响是重要的，只有亚Alfvénic云。当LOS垂直于初始场取向时，大多数灯丝垂直于投影磁场。重力的加入增加了垂直于磁场的密集结构的数量，反映为密集区域的PRS值较低，无论模型是亚阿尔夫维尼克还是超阿尔夫维尼克。我们的结果与观察到的分子云的比较表明，大多数是兼容的子Alfvénic模型。
2021-03-12 astro-ph.GA
MaLeFiSenta: Machine Learning for FilamentS Identification and orientation in the ISM
灯丝的识别成为解决天文学各个领域基本问题的关键步骤。然而，现有的灯丝识别算法严重依赖于用户，需要单独的参数化。在这项研究中，我们的目的是调整神经网络的方法来阐述最好的模型，灯丝识别，不需要微调给定的天文地图。首先，我们根据普朗克和赫歇尔空间望远镜以及氢原子全天巡天HI 4PI获得的最常用的星际介质地图创建了训练样本。我们使用了滚动霍夫变换，一种广泛使用的细丝识别算法，以产生训练输出。在下一步中，我们训练了不同的神经网络模型，并发现Mask R-CNN和U-Net架构的组合最适合细丝识别和确定其方向角。我们证明了神经网络训练可以在只有大约100张地图的相对较小的训练样本上有效地进行。我们的方法消除了参数化的偏见，有利于灯丝的识别和角度确定大型数据集。
2022-07-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
Estimating distance, pressure, and dust opacity using submillimeter observations of self-gravitating filaments
我们提出了一个详细的研究密集的灯丝在IC 5146使用最近的赫歇尔观测与SPIRE。我们描述的轮廓，通过一个平衡的解决方案，自重力等温圆柱体的压力限制其周围介质。在第一次分析中，我们应用了一个简单的修正黑体函数的发射率，忽略任何辐射转移的影响。总的来说，我们发现一个很好的协议所观察到的表面亮度轮廓与模型。细丝显示出强的自重，质量线密度M/l \gtrsim 0.5（M/l）_max，其中（M/l）_max是最大可能的质量线密度。按照模型的预期，我们发现了一个系统的半高宽，密度分布的陡峭化，并为灯丝加热的星际辐射场的亮度质量比降低较高的中心柱密度和质量线密度。我们举例说明和讨论的可能性估计的距离，外部压力，和尘埃不透明度。对于云距D \sim 500 pc和气体温度T_cyl = 10 K，该模型意味着外部压力p_ext/k \sim为2 × 10^4 K cm ^-3，250微米处的有效粉尘排放系数为Δ x kappa_0^em \sim 0.0588 cm ^2 g ^-1，其中Δ为粉尘与气体的比率。假设到云团复合体的距离的最大估计值为1千秒差距，模型得出的Δ x kappa_0 ^em \sim的上限为0.12 cm ^2 g ^-1。
2012-09-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
The outer filament of Centaurus A as seen by MUSE
我们调查签名的喷气星际介质（ISM）的相互作用，使用光学积分场观测所谓的外灯丝附近的半人马座A，扩大以前的结果上获得的一个更有限的区域。在科学验证期间，我们在VLT上使用多单元光谱探测器（MUSE），观察到很大一部分较亮的发射气体穿过外部灯丝。电离气体呈现出复杂的形貌，具有致密的斑点、弧形结构和漫发射。基于运动学，我们确定了三个主要组成部分。更准直的分量沿着射电喷流的方向定向。其他两个组件表现出扩散形态与弧形结构也沿无线电喷流方向取向。此外，发现气体的电离水平从更准直的成分到更扩散的成分逐渐降低。的形态和速度的更准直的组件确认我们早期的结果，外灯丝和附近的HI云可能部分形状的横向扩张的射流。嵌入在两个剩余的组件中的弧形结构是沿着射流方向的平滑射流-ISM相互作用的最清楚的证据。这表明，尽管校准不良，射电喷流仍然活跃，并对周围的气体产生影响。这一结果表明，在研究活动星系核对宿主星系的影响时，即使是低功率射电喷流对ISM的影响也应该考虑在内。
2015-01-27 astro-ph.GA
The FRIGG project: From intermediate galactic scales to self-gravitating cores
节录。了解星际气体的详细结构对于我们了解恒星形成过程至关重要。星际介质（ISM）的小尺度结构是银河系尺度的直接结果，将两者联系起来至关重要。我们进行自适应网格模拟，旨在弥合中间星系尺度和自引力星前核之间的差距。为此，我们使用分层超新星调节的ISM磁流体动力学（MHD）模拟在千秒差距尺度设置的初始条件。然后我们缩放，执行一系列同心均匀细化，然后在最后一个级别上细化牛仔裤长度。这使我们能够达到几个$10^{-3}$ pc的空间分辨率。核心确定使用一个clump finder和各种标准的基础上维里分析。计算它们最相关的属性，由于模拟中形成的大量对象，获得了可靠的统计数据。岩心的性质与观测结果吻合得很好。质谱在高质量下呈现明显的幂律，指数接近$\simeq -1.3$，峰在约1-2 $M_\odot$。速度色散和角动量分布分别是当地声速的几倍和几个$10^{-2}$ pc km s $^{-1}$。我们还发现，热超临界核心的分布提出了一个范围内的磁质量-通量超过临界质量-通量比，通常范围在$\simeq$ 0.3和3之间。
2017-09-22 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy in Self-Gravitating Molecular Clouds. I: Simulation
湍流、磁场和自引力之间复杂的相互作用导致了扩散星际介质（ISM）中分子云的形成。研究这种相互作用的一个途径是通过分析来自观测的统计特征，通过与数值模拟的比较，大大促进了对这些特征的解释。在这里，我们专注于统计各向异性存在于合成地图的速度质心数据，我们来自三维磁流体动力学模拟的湍流，磁化，自引力补丁的ISM。我们研究了速度各向异性的方向和大小如何与磁场和引力坍缩产生的结构相关。最近的观测约束的动机，我们的模拟集中在超音速（音速马赫数$\mathcal{M} \approx 2 - 17$），但子trans-alfvenic（alfvenic马赫数$\mathcal{M}_A \approx 0.2 - 1.2$）湍流制度，我们认为云几乎没有轻度磁超临界（质量流量比等于一次或两次的临界值）。此外，我们还探讨了湍流驱动机制（螺线管或压缩）对速度各向异性的影响。虽然我们证实了以前的研究结果，即速度各向异性一般与天空磁场的平面对齐，我们列入的自重力的影响表明，在较高的列密度的区域，速度各向异性可能会被破坏，甚至重新取向，以配合重力形成的结构。我们提供的证据表明，这种效果不一定是由于高密度区域内的$\mathcal{M}_A$的增加。
2017-01-07 astro-ph.GA
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
Sutra : An integrated framework for identification and characterization of filaments in the interstellar medium
Space Applications Centre, ISRO（印度空间研究组织空间应用中心）
研究利用机器学习框架Sutra，通过U-Net架构对柱密度图监督分割，统一丝状结构识别与物理表征，能提取参数并系统研究特性，适用于特定区域和大规模统计分析。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
Warm ISM in the Sgr A Complex. II. The [C/N] abundance ratio traced by [CII] 158 um and [NII] 205 um observations toward the Arched Filaments at the Galactic center
目的。我们的目标是研究AF区域中的I（[CII]）与I（[NII]）积分强度行为，以评估H II区域的[CII]发射贡献（通过[NII]线观察和高金属含量中的PDR分量来追踪）GC的环境。方法.我们使用[CII] 158 μ m和[NII] 205 μ m的精细结构线观测的AF在文献中比较其观测的综合强度分布的半理论预测的贡献H II区域和相邻的PDR观察到的[CII]发射。我们探讨了[C/N]元素丰度比的变化，以解释所观察到的关系的整体行为。基于我们的模型，H II区域和PDR的贡献，所观察到的[CII]排放量计算的几个位置内和附近的AF。估计的[C/N]丰度比和[N/H]氮元素丰度在AF然后可以导出。结果AF中I（[CII]）与I（[NII]）关系的行为可以通过满足0.84 < [C/N] AF < 1.41的模型结果来解释，其中模型金属丰度范围为1 Z至2 Z，氢体积密度log n（H）= 3.5，电离参数log U为-1至-2。对模型数据点的最小二乘拟合得出log I（[CII]）= 1.068log I（[NII]）+ 0.645，以预测AF中H II区域产生的[CII]发射。PDR内产生的总观测到的[CII]发射的分数在~ 0.20和~ 0.75之间变化。我们的结果得出AF的碳氮比和氮元素丰度的平均值分别为[C/N]_AF = 1.13 +/- 0.09和[N/H]_A…
2021-04-06 astro-ph.GA
Accretion driven turbulence in filaments II: Effects of self-gravity
我们扩展了我们以前的工作模拟与代码RAMSES吸积驱动的湍流，包括自引力和研究的核心形成和崩溃的影响。我们表明，径向吸积到细丝驱动湍流运动，这是不是各向同性，但径向为主。与没有重力的细丝相反，自重力细丝的速度分散不会达到平衡。尽管显示出相似的驱动湍流量，但它们不断地消散它们的速度分散，直到核心形成的开始。这种差异与半径的演变有关，因为它决定了耗散率。在无引力的情况下，细丝的生长不受限制，其半径随时间线性增长。相比之下，有一个最大程度的自引力的情况下，导致增加的耗散率。此外，吸积驱动的湍流显示出与密度反相关的径向轮廓。这导致在整个长丝中恒定的湍流压力。由于附加湍流压力不具有径向梯度，因此它不会对长丝的稳定性做出贡献，也不会增加临界线质量。然而，这种径向湍流确实会影响细丝的半径，增加范围并设置其最大值。此外，半径的演变也影响核心的增长时间尺度相比，崩溃的吸积丝的时间尺度限制核心的形成高线质量。
2020-04-28 astro-ph.GA
Analytic growth rate of gravitational instability in self-gravitating planar polytropes
引力不稳定性是天体物理学和宇宙学中可能导致气体结构（片、丝、晕）碎裂的关键过程。本文介绍一种推导平面分层介质中引力不稳定性增长率的解析表达式的方法。我们考虑一个压力封闭的，静态的，自引力流体的任意多变指数，自由和刚性边界条件。我们在这里详细介绍的方法自然可以推广到分析更复杂的复杂系统的稳定性。我们的分析结果与数值解非常吻合。
2018-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Synthetic Large-Scale Galactic Filaments -- on their Formation, Physical Properties, and Resemblance to Observations
使用人口提取的大规模的丝状体从AREPO模拟的银河系，我们试图了解在何种程度上观察到的大规模的丝状体的属性（长度$\gtrsim 100$ PC）可以解释的银河系动力学。从观察者的角度来看，在磁盘的星系，我们确定细丝形成纯粹由于星系动力学，没有反馈或本地自引力的影响。我们发现，大规模的银河系细丝本质上是罕见的，我们估计，在最大的大约一个灯丝每$\rm kpc^{2}$应确定在投影中，从我们的太阳在银河系的方向。在这种理想化的情况下，我们发现细丝在臂和臂间区域，并假设前者可能是由于气体压缩的螺旋势阱，与后者由于差分旋转。使用之前应用于观测的相同分析管道，我们分析了大规模银河系细丝的物理特性，并量化了它们对投影效应和银河系环境的敏感性（即它们是否位于臂或臂间区域）。我们发现，观察到的“巨分子丝”是一致的非自引力结构占主导地位的星系动力学。更直、更窄、更密集的“骨状”细丝，如典型的尼斯湖水怪细丝，与我们简单模型中的那些细丝具有相似的柱密度、速度梯度和银河平面高度（$z\approx$ 0 pc），但必须调用额外的物理效应（如反馈和自引力）来解释它们的长度和宽度。
2019-10-24 astro-ph.GA
First Investigation of the Combined Impact of Ionizing Radiation and Momentum Winds from a Massive Star on a Self-Gravitating Core
大质量恒星通过发射电离光子和通过恒星风喷射物质来塑造周围的ISM。为了研究大质量恒星风的动量对周围中性或电离物质的影响，我们在光滑粒子流体动力学（SPH）代码SEREN中实现了一个新的基于HEALPix-based动量守恒风计划。一项关于类O7.5恒星反馈对自引力球的影响的定性研究表明，从风到周围冷气体的动量转移本身就具有压缩和分散效应。它主要影响低密度和中等密度的气体。当与恒星源的电离紫外线辐射相结合时，我们发现动量驱动的风对气体几乎没有直接影响。我们的结论是，在一个大质量恒星的主序，紫外电离辐射是主要的反馈机制塑造和压缩的冷气体。总的来说，风对致密气体动力学和恒星形成的触发的影响是非常温和的。在仅电离模拟和组合反馈模拟中形成的结构非常相似。然而，在组合反馈的情况下，不同的SPH粒子最终被压缩。这表明，气体混合的微观物理不同之间的两个反馈模拟，风可以有助于本地重新分配和重新洗牌的气体。
2014-12-12 astro-ph.GA
Stellar Feedback in the ISM Revealed by Wide-Field Far-Infrared Spectral-Imaging
恒星与其周围环境的辐射和机械相互作用驱动着ISM和整个星系的演化。来自原子和分子的远红外辐射（λ ~30至350微米）主导了中性ISM中温暖气体的冷却，这种物质最终形成恒星。因此，远红外线是恒星反馈过程中最敏感的探针，并使我们能够量化的沉积和循环的能量在ISM。虽然ALMA（在（亚）mm）和JWST（在IR）提供了点源及其直接环境的惊人的亚角秒分辨率图像，但它们无法访问主要的星际气体冷却剂，也不是设计用于成像整个恒星形成区域（SFR）。星际尘埃热辐射的赫歇尔远红外测光图像揭示了SFR无处不在的大尺度结构，它们的质量含量，以及数千个星前核和原恒星的位置。然而，这些图像提供了ISM的静态视图：它们不仅不能约束云动力学，而且它们不能揭示云内的化学成分和能量转移，因此无法深入了解恒星形成的恒星反馈调节过程。在本白皮书中，我们强调了在关键的远红外领域具有宽视场光谱成像能力的空间望远镜的需求。
2019-03-10 astro-ph.GA
Effects of environmental gas compression on the multiphase ISM and star formation
星系团的环境可以通过不同的方式影响星系的演化：通过冲压压力剥离或通过星系相遇引起的引力扰动。本文给出了NGC 4501和NGC 4567/68的新的IRAM 30 mHERA CO（2-1）数据。我们发现在ISM被压缩的分子分数的增加。气体在压缩区域接近于自引力。这导致气体压力的增加和分子分数与总ISM压力之间的比率的减小。基于~1.5 kpc分辨率下逐像素分析的整体Kennicutt Schmidt关系不会因压缩而显著修改。然而，我们在银河系气体盘的压缩部分检测到低分子恒星形成效率的连续区域。这些数据表明，分子星形成效率SFE_H_2与气体自引力之间存在着联系。这两个系统都显示了恒星形成效率的空间变化，这与ISM的环境压缩有关。利用解析模型研究了SFE_H_2对自引力的依赖性。如果对三个星系采用不同的全球湍流速度色散，模型正确地再现了R_mol/P_tot、SFE_H2和Toomre Q之间的相关性。我们发现N_H_2/I_CO转换因子的变化可以掩盖SFE_H_2和Q参数之间的大部分相关性。动力学模拟被用来比较冲压压力和潮汐ISM压缩的效果。我们得出结论，重力诱导的ISM压缩具有相同的后果，冲压压力压缩：（i）增加气体表面密度，（ii）增加分子分数，和（iii）减少R_mol/P_tot在压缩区由于近自引力气体的存在。SFE_H2对压缩的响应更为复杂。
2016-01-19 astro-ph.GA
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: multifractal/microcanonical analysis I. Application to Herschel observations of the Musca filament
对星际介质（ISM）的观测显示出复杂的密度和速度结构，这部分归因于湍流。在这里，我们提出了一个自我包含的介绍的多重分形形式主义的微正则版本，使我们能够第一次计算精确的湍流特征参数从一个单一的观测图，而不需要平均在一个盛大的统计观测合奏。我们专注于研究250 μ m的Musca细丝的赫歇尔地图，并利用MHD模拟。我们发现一个明确的签名的乘法级联Musca的惯性范围从0.05到0.65 pc。我们表明，所提出的微正则方法提供了奇异谱，这是真正的尺度不变，需要验证任何方法来分析多重分形。所获得的，第一次足够精确，Musca的奇异谱显然不是对称的，通常观察到的对数正态行为。我们声称，ISM对Musca功能更多的是一个对数泊松形状的奇异谱。由于log-Poisson行为声称存在时，耗散是更强的罕见事件在湍流中的更均匀的（在体积和时间）耗散事件，我们认为，这种偏离对数正态性可以跟踪增强耗散罕见事件在小尺度上，这可以解释或至少是一致的Musca占主导地位的对流结构。此外，我们发现子区域Musca往往表现出不同的多重分形特性。它强烈表明，不同类型的动力学存在于苍蝇云内部。只有在消除噪声特征之后，子区域之间的这些差异才会出现，这些噪声特征具有使观测图“对数归一化”的趋势。我们的研究建立了基本的工具，将应用于其他星系云和模拟在未来的研究。
2020-11-08 astro-ph.GA
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relation Between Galaxy ISM and Circumgalactic OVI Gas Kinematics Derived from Observations and $Λ$CDM Simulations
我们首次对20个与孤立星系（0.15 $<z<$ 0.55）有关的吸收系统（EW>0.1~ 1.5）进行了星系-OVI吸收运动学研究。我们的样本被分成两个方位角仓：长轴（$Φ<25^{\circ}$）和短轴（$Φ>33^{\circ}$）。OVI沿星系主轴的吸收与星系旋转运动学无关，只有1/10的系统可以用旋转/吸积模型来解释。这与通常观察到的MgII吸收的共旋转相反。沿短轴的OVI可以通过加速流出来建模，但仅针对小的开度角，而OVI的大部分是减速的。沿着这两个轴，堆叠OVI配置文件驻留在星系系统速度与吸收运动学跨越整个动态范围的星系。在AMR宇宙学模拟中发现的OVI存在于细丝和周围星系~50 kpc的晕中。模拟显示，长轴OVI气体流入沿细丝和减速，因为它接近星系，同时增加其水平的共同旋转。模拟中的短轴外流在50-75千秒差距内是有效的，超过这个范围，它们会减速并落回星系。虽然模拟显示了明确的OVI运动学特征，但它们与观测结果并不直接可比。当我们比较运动学的签名集成通过整个模拟星系晕，我们发现，这些签名被冲掉，由于全速度分布的OVI整个晕。我们的结论是，OVI单独不作为一个有用的气体吸积，外流或恒星形成的运动学指标，可能是最好的探测器的晕维里温度。
2018-11-14 astro-ph.GA
The Density-Magnetic Field Relation in the Atomic ISM
本文通过数值实验研究了冷原子星际介质中磁场强度$B$和密度$n$之间的相关性。我们分析了24个磁流体动力学模型与不同的初始磁场强度（$B_0=$ 0.4，2.1，4.2，和8.3 $μ$ G）和/或平均密度（2，3，和4厘米$^{-3}$），在驱动和衰减湍流的存在下，有和没有自重力，在一个立方计算域与100个PC侧。我们的主要发现是：i）对于强制模拟，它再现了在太阳附近的CNM的主要观测物理条件，对于所有的$B_0$值，$B$和$n$之间的正相关性发展。ii）这种相关性变得显著时的密度（$\lesssim 30$ cm $^{-3}$）取决于$B_0$，但对自重的存在不敏感。iii）自重力的影响，当明显的，包括在高密度产生较浅的相关性，这表明，在所研究的制度，自重力诱导沿场线的运动。iv）自引力衰减模型，其中CNM为亚音速和亚阿尔夫温型，具有$β\lesssim 1$，形成高密度正相关，其斜率与常数$β(n)$一致。（v）低密度的CNM是亚音速和亚阿尔夫文型的衰减模型，带有$β>1$，在中等密度时显示负相关，然后是高密度的正相关。
2018-04-30 astro-ph.GA
A two-step gravitational cascade for the fragmentation of self-gravitating discs
自引力盘被认为在天体物理学中起着重要作用，特别是在恒星和行星形成过程中。在这种情况下，已经广泛地研究了经受理想化冷却过程的盘，该理想化冷却过程的特征在于以轨道时间尺度为单位表示的冷却时间尺度$β$。我们利用黎曼解算器和3D Goddom计划中实施的代码拉美西斯进行高分辨率的模拟，补充以前的研究，使用平滑粒子流体动力学（SPH）或二维网格代码。我们观察到，临界值的$β$的光盘碎片是与大多数以前的结果是一致的，并没有很好地收敛与分辨率。通过研究柱密度波动的概率密度函数（$Σ$ -PDF），我们认为，有没有严格的分离之间的碎片和未碎片的制度，而是一个平稳的过渡，随着冷却变得不那么有效的片段的出现的概率稳步下降。我们发现$Σ$ -PDF的高柱密度部分遵循简单的幂律，其斜率与$β$成比例，并且我们提出了一种基于重力应力冷却和加热之间平衡的解释。我们的解释表明，一个更有效的冷却需要更多的加热意味着一个更大的部分致密的材料，在没有特征尺度，导致在一个较浅的无标度幂律。我们认为引力级联过程分两步进行，首先是通过一系列由角动量的粘性输运触发的准静力平衡形成致密的螺旋状结构，其次是沿着这些细丝坍缩，最终导致形成有界碎片。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure distribution and turbulence in self-consistently supernova-driven ISM of multiphase magnetized galactic discs
星系演化和恒星形成是两个紧密相连的多尺度问题。为了理解触发星系演化的星际循环，有必要同时描述由反馈过程广泛引起的大尺度演化和通过引力坍缩控制恒星形成过程的气体动力学的细节。我们进行了一组三维高分辨率数值模拟的湍流，自引力和磁化星际介质内的$1\ \mathrm{kpc}$分层盒超新星反馈与恒星形成区域。特别是，我们专注于所扮演的角色的磁场和反馈的银河系的垂直结构，恒星形成率（SFR）和流动动力学。为此，我们改变它们各自的强度。我们提取的湍流运动所产生的稠密云的属性和计算功率谱的各种量。利用与致密气体充分相关的超新星分布，我们发现超新星爆炸可以再现观测到的SFR，特别是如果磁场是在几个$μG$的量级上。垂直结构，这是从动力学和能量平衡的结果是很好地再现了一个简单的分析模型，这使我们能够估计气体和超新星之间的耦合。我们发现耦合相当低，大约为1.5 $\%$。强磁场可有助于将该耦合增加约2-3倍。为了描述流的特征，我们计算了3D中各种量的功率谱，但也计算了2D中的功率谱，以解释星系盘的分层。
2017-03-30 astro-ph.GA
Dynamical origin of non-thermal states in galactic filaments
观测结果强烈表明，银河系分子云中的细丝处于非热状态。作为一个简单的模型的细丝，我们研究了一个二维系统的自引力点粒子的动力学的数值模拟，与各种方法：直接$N$体积分的运动方程，粒子在细胞模拟和最近开发的数值方案，其中包括多粒子碰撞的粒子在细胞的方法。研究高斯超密度的坍缩，我们发现，阻尼维里振荡后，系统稳定在一个非热稳态，其径向密度分布是类似于所观察到的，从而表明在真正的细丝中观察到的非热态的动力学起源。此外，对于足够冷的塌缩，密度分布与动力学温度是线性相关的，即，表现出温度反转，这也是在对细丝的一些观察中发现的特征。同样的情况发生在一个初始等温圆柱体的强扰动后达到的状态。最后，我们讨论了我们的结果，在其他情况下（包括非天体物理的），并认为，同样的非热状态可以观察到在任何物理系统与长程相互作用的最新发现。
2017-12-28 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Formation of filaments and feathers in disc galaxies: Is self-gravity enough?
本研究通过三维自引力等温盘星系模拟，表明仅靠自引力与旋转即可形成与观测相符的 kpc 尺度纤维/羽毛，其形成受 Toomre Q 控制、形态由旋转马赫数决定。
2025-02-25 astro-ph.GA
Extended ammonia observations towards the 'Integral-Shaped Filament'
最近的观测表明，在ISM中的星系结构是迈向团块/核心和最终恒星形成的第一步。由于引力的不稳定性，致密的细丝会碎裂成星前核。我们试图了解的角色，在高质量的恒星形成的附属结构发挥。我们绘制了NH_3（1，1）和（2，2）中的积分形丝（ISF）。对整个结构进行均匀和充分的采样。我们发现NH_3（1，1）线的速度积分强度图所揭示的形态与沙尘脊密切相关。我们确定了6个“块”相关的著名的OMC-1至5和11个“子块”的地图，他们分开不是随机的，但在大致相等的间隔沿ISF。团块的平均间距为11.30“$\pm$ 1.31”（1.36 $\pm$ 0.16 pc），亚团块的平均间距为7.18“$\pm$ 1.19”（0.86 $\pm$ 0.14 pc）。这些间距与预测值的热（0.86 pc）和湍流香肠不稳定性（1.43 pc），通过采用一个圆柱形的几何形状的ISF与$60^{\circ}$的倾斜相对于视线一致。我们还发现了一个速度梯度约0.6公里的s-1 pc-1，沿着ISF可能产生的猎户座A分子云的整体旋转。转动能和引力能之间的推断比率远低于1。此外，波动中看到的质心速度图沿ISF。OMC-1至5云位于接近当地的波动极值，这表明存在与这些集团在ISF的气体流动。OMC-1中NH_3（1，1）和（2，2）的旋转温度约为30-40 K。在OMC-2、OMC-3和OMC-4北部，我们分别在边界和内部…
2018-08-30 astro-ph.GA
A network of filaments detected by Herschel in the Serpens Core: A laboratory to test simulations of low-mass star formation
在恒星形成过程的早期阶段，丝状体是一个关键的结构。模拟结果表明，在岩心形成之前和形成过程中，通常会形成碎屑结构。目的。巨蛇座核心是一个理想的实验室，可以测试最先进的模拟湍流巨分子云的方法。我们使用赫歇尔观测巨蛇座核心计算温度和列密度图的区域。在Dale等人（2012年）的模拟中，我们选择了他们运行I的早期阶段，在恒星反馈开始之前，具有与Serpens核心相似的总质量和物理尺寸。我们也从模拟中获得温度和柱密度图。首先分析了所观察到的长丝的柱密度分布，包括然后掩蔽芯。对模拟也进行了同样的分析。在巨蛇座核心探测到一个放射状的丝状网络。分析的模拟显示出与观察到的结构惊人的形态相似。模拟的无芯丝的柱密度分布仅显示对数正态分布，而观察到的丝显示幂律尾部。如果只关注核心的柱密度分布，则幂律尾部在模拟中变得明显。相反，观察到的核心显示出平坦的分布。尽管模拟的和观察到的细丝主观上看起来很相似，但我们发现它们的行为方式非常不同。模拟的细丝是连续性占主导地位的区域，观察到的细丝是自引力结构，可能会分裂成核心。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SILCC (SImulating the LifeCycle of molecular Clouds) project: I. Chemical evolution of the supernova-driven ISM
SILCC项目（模拟分子云的生命周期）旨在对小尺度上的星际介质及其与星系演化的联系有更加自洽的理解。我们模拟的演化的多相ISM在一个500 pc × 500 pc × 10 kpc区域的星系盘，气体表面密度为$Σ_{_{\rm GAS}} = 10 \;{\rm M}_\odot/{\rm pc}^2$。Flash 4.1模拟包括外部电势、自引力、磁场、加热和辐射冷却、考虑（自）屏蔽的H $_2$和CO随时间变化的化学反应以及超新星（SN）反馈。我们探索SN爆炸在不同的（固定）率在高密度区域（峰值），在随机位置（随机），在两者的组合（混合），或在空间和时间上的集群（集群）。只有随机或集群模型与自引力（演变类似）是与观测一致的。分子氢以致密的细丝和团块形式形成，占总质量的20% - 40%，而大部分质量（55% - 75%）是原子氢。电离气体贡献<10%。对于高SN速率（高于Kennicutt-Schmidt 0.5 dex）以及峰值和混合驱动，H $_2$的形成被强烈抑制。同样，在没有自重的情况下，H $_2$分数显著较低（$\sim$ 5%）。大部分体积充满热气体（$\sim$ 90%在$\pm$ 2 kpc范围内）。只有对于随机或集群驱动，原子氢的垂直膨胀温暖的组成部分表明喷泉流。磁场对最终盘结构的影响很小。然而，它们影响致密气体（$n\gtrsim 10\;{\rm cm}^…
2014-12-08 astro-ph.GA
Comparing the interstellar and circumgalactic origin of gas in the tails of jellyfish galaxies
本文利用arepo磁流体风洞模拟追踪气体流动，发现水母星系尾部大部分气体起源于环星系介质而非星际介质，揭示了CGM在尾部形成中的关键作用。
2024-09-27 astro-ph.GA
The jet-ISM interactions in IC 5063
射电星系IC 5063的星际介质受到星系气体盘中活动星系核喷流的强烈扰动。我们用相对论流体动力学模拟和星际介质的多相初始条件来模拟这种相互作用，并将结果与最近的观测结果进行比较。当喷流通过圆盘的云间通道时，它们将云烧蚀、加速和驱散到超过$400 \mbox{km s}^{-1}$的速度。云也被摧毁或从星系的中心区域大量移位。我们的喷流功率为$10^{44} \mbox{erg s}^{-1}$和$10^{45} \mbox{erg s}^{-1}$的模型能够再现Morganti等人（2015）发表的位置-速度图中的许多特征，并证实了喷流是电离、中性和分子气相中强烈扰动气体动力学的原因。在我们的模拟中，我们还看到了垂直于圆盘的射流等离子体的强烈排放，它将团块和扩散细丝带入星系的晕中。我们的模拟是第一个三维流体动力学模拟的射流和ISM的IC 5063。
2018-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Aspect Ratio Dependence of the Free-Fall Time for Non-Spherical Symmetries
我们研究了分子云中普遍存在的非球形子结构，如片状和丝状结构的坍缩。这种非球形子结构在其内部同源地塌陷，但受到边缘效应的影响，导致其边缘优先加速。我们解析计算的同源崩溃的内部均匀密度，自引力丝的时间尺度，并发现同源崩溃的时间尺度尺度与纵横比呈线性关系。然而，在灯丝的边缘驱动的崩溃模式的特征时间尺度，示出具有平方根的纵横比的依赖。对于细丝和圆形片，我们发现，选择性的边缘加速变得更加重要，随着纵横比的增加。一般来说，我们发现低维物体和具有较大纵横比的物体具有较长的坍缩时间尺度。我们发现，估计恒星形成率，气体密度的基础上，可以高估了一个数量级，如果不考虑云的几何形状。
2012-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-ray driven outflow from the galactic center and the origin of magnetized radio filaments
对银河系中心内部几百秒的无线电、X射线和红外观测凸显了ISM的两个特征。来自分子离子（如H $^+_3$）的宇宙射线电离率至少比银河系圆盘高出两到三个数量级。另一种是远离银河平面的双极X射线和无线电发射。这些特征与高宇宙射线压力驱使大规模风远离银河平面的情景一致。这样的风与恒星风气泡的相互作用可以解释在银河系中心发现的高能非热射电细丝。这种情况的一些影响是去除气体驱动的外流风，作为一种反馈，以减少恒星的形成率在中央分子区（CMZ），和扭曲的方位角磁场线在CMZ的垂直方向远离平面。风和垂直磁场的综合效应可以解释为什么大多数磁化细丝垂直于银河平面。这幅图像表明，我们的银河系核心最近经历了星暴或黑洞活动，正如最近的无线电和X射线观测所表明的那样。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A sub-parsec resolution simulation of the Milky Way: Global structure of the ISM and properties of molecular clouds
我们提出了一个自洽流体动力学模拟的银河系类星系，在0.05 pc的分辨率。该模型包括恒星形成和通过光电离，辐射压力和超新星的恒星反馈的新实现。模拟解决了星际介质的结构在subparsec分辨率为几个云的生命周期，并在0.05 pc的云穿越时间。kpc尺度的湍流级联和引力事实上包含在分子云这样的较小结构中。我们表明，形成一个酒吧的影响，通过创建共振的中央~100 pc的动态。在较大的半径，旋臂主持形成规则间隔的云：珠串和马刺。这些不稳定性将湍流能量泵入气体中，通常在超音速状态下。由于不对称漂移，超新星在其气体托儿所外爆炸，这减少了反馈对云结构的影响。因此，云的演变主要是由于破碎和气体消耗，主要由超音速湍流调节。在~2000 cm^-3处的气体密度概率分布函数中检测到了从湍流支持到自引力气体的转变。功率谱密度表明，引力支配着从星系尺度到几个秒差距的结构层次组织。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caustics in Self-gravitating N-body systems and Cosmological Large Scale Structures
本文证明自引力N体系统中测地线聚焦产生引力焦散，并认为这是宇宙大尺度结构形成的机制，通过曲率分析及求解雅可比和雷乔杜里方程估算焦散时间尺度与密度对比度。
2024-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Substellar fragmentation in self-gravitating fluids with a major phase transition
在行星状星云中存在的星下冷H2球状体和彗星的存在表明，冷星际气体的物理学可能比通常想象的要丰富得多。我们研究的情况下，一个冷的气体介质在ISM条件下，这是受到气-液/固相变。首先利用维里定理和线性稳定性分析方法研究了一般非理想流体的平衡问题。然后，非线性动力学的研究，通过使用模拟来表征类似于彗星的固体物体的预期形成。用最先进的分子动力学代码（LAMMPS）运行模拟。通过使用超分子，只要遵循正确的标度，就可以在有限的计算资源下将长程引力与短程分子力一起考虑。超分子的概念进行了测试与模拟，使我们能够正确地满足金斯不稳定性标准的单相流体。模拟显示，呈现相变的流体也是引力不稳定的，与引力势的强度无关，产生两种不同的亚恒星体，那些由引力主导的（“小行星”）和那些由分子吸引力主导的（“彗星”）。观测、形式分析和计算机模拟表明，由于相变和引力的共同作用，在冷分子云中有可能形成星下H2团簇。呈现相变的流体是重力不稳定的，与重力势的强度无关。根据维里分析，即使在高达400 - 600 K的相对较高的温度下，也可以形成非常小的H2团簇。相变和重力的结合可能与更广泛的天体物理情况有关，例如原行星盘。
2015-04-16 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
The multiphase interstellar medium as a common origin for magnetic misalignment and TB parity violation
LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切里天文台）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Department of Physics, California Institute of Technology（加州理工学院物理系）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院理论天体物理学与相对论研究中心）
通过分析Planck数据，发现HI纤维结构与磁场错位和正TB相关均主要产生于大角尺度，提出多相几何模型解释为投影效应，无需局部错位。
2026-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why Do Stars Form In Clusters? An Analytic Model for Stellar Correlation Functions
最近，我们已经表明，如果ISM是由超音速湍流，湍流集形式主义可以用来计算统计的自引力物体在很宽的尺度范围内。在最大的自引力尺度上（“第一次交叉”），这些对应于GMC，而在最小的非碎裂自引力尺度上（“最后一次交叉”），对应于原恒星核心。在这里，我们扩展了这种形式主义，严格计算的自动和交叉关联函数的核心（并通过扩展，年轻的恒星）作为空间分离和质量的函数，类似于晕集群的宇宙学计算。我们表明，这一般预测，恒星的形成是非常强烈的小规模集群：恒星形成的集群，自己的GMC内。在双星区域外，投影的关联函数呈弱幂律下降，直到一个与GMC特征质量尺度相对应的特征尺度。在更大的尺度上，星系团的形成相对于实际的致密气体分布并不强烈地偏向于星系尺度。精确的关联函数形状取决于湍流谱的性质，但其定性行为是相当普遍的。的预测同意与观测的年轻恒星和核心的自相关函数超过~4 dex的半径。如果速度场中的大部分能量（从而对密度涨落的贡献）来自大尺度，那么湍流恒星的形成就是超音速湍流的一般结果。然后，在更大尺度上的波动会影响到音速附近自引力质量的分布。我们同样表明，在“孤立”模式中形成的恒星的比例应该很小（\lesssim 10%）。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
