On the Magnetic Field Strength of Active Region Filaments
本文研究了在致密活动区中性线上观测到的暗条的矢量磁场。光谱偏振获得的数据与TIP-II（VTT，特内里费，西班牙）的10830毫米光谱区域提供完整的斯托克斯矢量进行了分析，使用三种不同的方法：magnetograph分析，米尔恩-爱丁顿反演和PCA为基础的原子极化反演。通过这三种方法推断的灯丝中的磁场强度为600 - 700 G的量级。在100 - 200 G的范围内发现纵向场，而横向分量成为主导，场大到500 - 600 G。我们发现中性线附近的强横向场也在光球水平。我们的分析表明，强（高于500 G，但低于kG）的横向磁场存在于活动区灯丝。这对应于在这些结构中可靠测量的最高场强。氦10830在该活动区灯丝中观察到的谱线轮廓主要受塞曼效应的影响。
2009-04-30 astro-ph.SR
Formation and material supply of an active-region filament associated with newly emerging flux
利用SDO/AIA 304射电和NVST Hα波段的观测资料，研究了2013年11月25日02：00 ~ 10：00 UT期间NOAA 11903活动区暗条的形成过程.发生在灯丝西南脚点附近的一系列喷流将冷、热等离子体直接喷射到灯丝高度，为灯丝提供材料。在这些喷流期间，在暗条西南足点附近发现了一些新出现的通量。在本文中，我们主要集中在材料供应的灯丝。估算了喷流所携带的等离子体质量和细丝的质量，表明喷流所携带的质量可以为细丝的形成提供足够的物质。我们发现了两种喷射器。一种是H-α射流，另一种是EUV射流。重要的发现是，在Hα带中看到的冷喷流（而在SDO/AIA带中没有看到）也可以喷射冷物质形成暗条。这些结果表明，低层大气中的冷等离子体可以通过两种类型的射流直接注入到高层大气中，成为灯丝材料。此外，新出现的非势场磁通量对喷注的出现和暗条的磁结构起着重要的作用。
2019-07-20 astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the He I 10830 A multiplet in an Active Region filament
2005年7月，使用特内里费岛红外偏振仪仪器获得了活动区灯丝的全斯托克斯光谱偏振数据（在10830 A区域）。灯丝中的偏振分布显示出类似塞曼的特征。利用Milne-Eddington反演方法从He I 10830 A多重态中推断出色球磁场、倾角、方位角、速度和多普勒宽度。在灯丝中发现了600-800 G量级的场强。在极性反转线附近探测到色球层水平的强横向场。据我们所知，这些是在这些结构中可靠测量的最高场强。我们的发现表明可能存在一个磁通绳。
2010-01-14 astro-ph.SR
Dynamics evolution of a solar active-region filament from quasi-static state to eruption: rolling motion, untwisting motion, material transfer, and chirality
为了更好地了解太阳暗条的磁结构和爆发过程，利用1 m新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率H $α$资料，结合太阳动力学天文台（SDO）的极紫外观测资料，对一次与B级耀斑相关的太阳活动区暗条（F2）爆发进行了研究.灯丝F2受到另一个灯丝（标记为F1）爆发的干扰，该爆发经历了鞭子般的运动。在暗条F2爆发前，多普勒图像显示暗条F2体的南北部分沿暗条脊同时发生蓝移和红移。这意味着细丝F2从一侧滚动到另一侧。在暗条F2爆发期间，暗条体的多普勒速度位移与爆发前相反。它表明，细丝体表现出解捻运动，这也可以通过跟踪喷发细丝的运动来识别。此外，发现细丝F2的材料被转移到周围的磁场回路，这是由细丝F2和周围的磁场回路之间的磁重联引起的。根据暗条F2爆发前的右旋线，可以推断暗条F2最初是由剪切拱圈支撑的。以下的观察揭示了在爆发阶段形成的丝状体F2的扭曲磁结构。
2020-09-22 astro-ph.SR
Material supply and magnetic configuration of an active region filament
利用高分辨率观测研究太阳暗条的精细结构对了解暗条的磁、热结构及其动力学具有重要意义。本文研究了2013年6月5日16：40：19 UT至17：07：58 UT期间大熊太阳天文台（BBSO）1.6 m新太阳望远镜（NST）观测到的位于活动区NOAA 11762内部的新形成暗条。正如H $α$滤波图所揭示的那样，冷物质以5- 10 km/s $^{-1}$的速度注入暗条脊。在注入源处，色球层中的增亮被确定，这伴随着光球层中的磁抵消，这意味着磁重联在用来自低层大气的等离子体补充暗条中的重要性。在暗条的一个端点附近探测到反向流，在H $α$红翼滤波图中，天平面速度为7- 9 km/s $^{-1}$，在蓝翼滤波图中，天平面速度为9- 25 km/s $^{-1}$。观测结果表明，该活动区的灯丝是由一个剪切拱圈没有磁倾角的支持，和逆流是由于单向流动与替代方向，而不是由于纵向振荡的细丝线程在许多其他灯丝。
2017-01-10 astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
Splitting and eruption of an active region filament caused by magnetic reconnection
本研究利用SDO多波长数据观测活动区暗条，发现磁重联引发暗条分裂为两条并相继失败爆发，且观测到磁重联的多项证据，揭示了磁重联对暗条分裂与爆发的触发作用及对双层暗条形成的解释意义。
2024-08-16 astro-ph.SR
Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
Properties of Magnetic Neutral Line Gradients and Formation of Filaments
我们研究了中性线上的磁场梯度，并比较了中性线上有色球暗条和没有色球暗条时的磁场梯度特性。我们的研究结果表明，有一个范围内的首选磁场梯度的灯丝形成增强。另一方面，单独跨NL的磁场的水平梯度似乎不是确定在给定位置中是否将形成（或不形成）细丝的单个因素。
2013-07-12 astro-ph.SR
Magnetic separatrix as the source region of the plasma supply for an active-region filament
太阳灯丝可以通过色球层蒸发，然后在日冕中冷凝，或者通过从色球层直接向日冕注入冷等离子体来形成。本文利用2015年8月21日大熊太阳天文台1.6 m新太阳望远镜观测到的高分辨率H $α$数据，证实了活动区暗条是由冷色球等离子体的持续注入维持的。我们发现暗条是沿着H $α$中的亮脊扎根的，该亮脊对应于磁准分界线层与太阳表面的交叉点。这条亮脊由许多小斑块组成，这些斑块的大小与细丝的宽度相当。结果发现，上升气流来自脊的较亮的补丁，而下降流移向脊的较弱的补丁。整个灯丝是由两个相反方向的流，这意味着纵向振荡不是逆流的唯一原因，和单向虹吸流动与替代方向是另一种可能性。
2017-01-06 astro-ph.SR
Interaction of Two Active Region Filaments Observed by NVST and SDO
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高时空分辨率H $α$数据和太阳动力学天文台（SDO）的同步观测，我们在2014年1月31日提出了AR 11967中两个灯丝（F1和F2）之间相互作用的罕见事件。相邻的两个细丝几乎彼此垂直。它们的相互作用是由F1的运动驱动的，并且在两个细丝相互碰撞时开始。在相互作用过程中，F1的丝状体由东北向西南不断滑动，并伴随着两条丝状体交界处和F2东北脚点的增亮。由于F2的加热和运动，F1的一部分和F2的主体在H $α$波长下变得不可见。同时，观察到从两个灯丝的连接处开始的明亮物质沿着F1移动。发现F1的磁连接性在它们相互作用后发生了变化。这些观测结果表明，磁重联参与了两条暗条的相互作用，并导致了其中一条暗条的喷发。
2017-03-06 astro-ph.SR
The Non-Eruptive Reconfiguration of a Quiescent Filament After a Nearby Active Region Emergence
University College London（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（马拉德空间科学实验室）；University of Vienna（维也纳大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos/World Radiation Center（达沃斯物理气象观测台/世界辐射中心）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
研究发现，静止丝状物在附近活跃区域浮现后未发生喷发，揭示了磁重联和喷射对丝状物稳定的作用机制。
2026-02-06 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Double-decker Filament Triggered by Micro-bursts and Recurrent Jets in the Filament Channel
我们提出了一个双层灯丝的观察，以研究其形成，触发和喷发物理。据观察，双层长丝是通过分裂原始单丝而形成的。在分裂过程中，在暗条通道中观察到间歇性的亮点爆发，这导致了上暗条分支的产生。新形成的双层暗条的喷发可能是由暗条通道中的两个反复出现的双侧环形喷流和暗条上部物质的持续卸载所触发的。第一股急流与花丝的相互作用直接导致了下支的不稳定和上支的快速上升阶段。第二次急流在第一次急流后约3小时出现在同一地点，进一步干扰和加速了下丝支的上升。有趣的是，上升的下分支超过了上分支，然后两个分支可能合并成一个花丝。最后，整个暗条剧烈爆发并引发大规模的日冕物质抛射，在暗条通道两侧留下一对耀斑带和两个变暗区。我们认为，间歇性爆发可能直接导致暗条磁场的重新排列，从而形成双层暗条，而周期性喷流则进一步导致整个暗条系统的完全爆发。该研究为支持双层纤维可以通过将单纤维分裂成两个分支而形成的设想提供了令人信服的证据。
2018-05-31 astro-ph.SR
Extending Counter-Streaming Motion from an Active Region Filament to Sunspot Light Bridge
我们分析了大熊太阳天文台1.6米望远镜覆盖活动区暗条的高分辨率观测结果。在灯丝中清楚地观察到逆流运动。逆流运动的北端延伸到一个光桥，形成了一个壮观的围绕太阳黑子的环流模式，蓝翼的顺时针运动和红翼的逆时针运动，正如在Halalpha波段外观察到的那样。流动的视速度在灯丝中约为10至60 km/s，在光桥中降低到5至20 km/s。最有趣的结果是光桥中的磁结构和逆流运动。类似于灯丝中的那些，磁场在光桥中显示出占主导地位的横向分量。然而，灯丝位于相反的磁极之间，而光桥位于相同极性的强场之间。我们分析了振荡的功率与图像序列的构建多普勒，并发现，细丝的逆流运动是由于物理质量运动沿原纤维，而光桥的逆流运动是由于振荡的方向沿视线。振荡功率在4分钟左右达到峰值。然而，光桥的靠近灯丝的部分还包含与振荡结合的灯丝的延伸的分量，这表明灯丝的一些股延伸到光桥的该部分并扎根于该部分。
2017-12-19 astro-ph.SR
Spectropolarimetric analysis of an active region filament. I. Magnetic and dynamical properties from single component inversions
通过解释合适的色球谱线中的汉勒效应和塞曼效应，如He I在10830 A处的多重态，可以确定太阳暗条中的磁场矢量。研究了活动区暗条（NOAA 12087）的矢量磁场.该活动区的光谱偏振数据是用GRIS仪器在GREGOR望远镜上获得的，并同时在色球层中与He I 10830 A多重峰和光球层中与Si I 10827 A线进行了研究。与以往的研究一样，本文仅采用单组分模型来推断磁丝的磁性质。这些结果在太阳动态观测图像的帮助下被放入太阳背景中。一些结果清楚地指出，必须进行更复杂的反演。首先，He I的斯托克斯$V$图没有显示出任何明显的暗条存在的特征。其次，局部方位角图遵循与斯托克斯$V$相同的模式，就好像斯托克斯$V$的极性即使在具有相似的线性极化信号的情况下也将推断调节到非常不同的磁场。该指示表明，斯托克斯$V$可以由来自有源区的下方磁场主导，而不是来自灯丝本身。这些和更多的证据将深入分析，并将在本系列的第二部分尝试更复杂的反演。
2019-04-21 astro-ph.SR
Modelling the magnetic structure of a large-scale horse-shoe-like filament in a decaying and diffuse active region
研究了一个大尺度马蹄形灯丝，并重建了其周围的磁场。这是一个中间暗条（IF），于2015年11月7日02：00 UT首次出现在太阳盘面上，并花了8天时间移动到太阳盘面上的中央中值。灯丝周围的活动区AR 12452是弥散分布的，附近的磁场较弱，平均场强为106 G。因此，现有的日冕磁场外推方法和在强背景场区域构造暗条组态的方法在这里不能很好地工作。基于正则化的毕奥-萨伐尔定律方法，我们成功地为2015年11月14日观测到的IF构造了一个数据约束的非线性无力场配置。用这种方法得到的整个中频结构与太阳动力学观测站上的大气成像装置所拍摄的304 ° C图像所显示的形态相吻合。该配置中的磁倾角在空间上与暗条的H $α$特征相一致，它在高度上低于304 °的特征。这表明冷等离子体填充在灯丝的下部，而热等离子体位于较高的区域。一个准分界线层包裹着灯丝，磁场和电流都在灯丝的内缘附近较强。
2022-11-09 astro-ph.SR
Formation of an active region filament driven by a series of jets
我们介绍了2016年8月11日至12日期间活动区NOAA 12574中的暗条形成过程。结合GONG H $α$、HIDA谱和SDO/AIA 304 A的观测，研究了暗条的形成过程.发现冷物质（$T\sim10^4$ K）是由一系列的喷流从西足点的细丝。与此同时，磁通量也从光球层的暗条西足点附近出现。这些观测结果表明，低层大气中的冷物质可以直接注入高层大气，喷流是由先前存在的磁场和新出现的磁场之间的磁重联触发的。利用GST/BBSO TiO观测系统对8月11日18：02 UT的一次喷流进行了详细的研究，发现喷流后的西足点附近出现了一些暗丝，等离子体沿暗丝轴的投影速度约为162.6 $\pm$ 5.4 km/s。利用DST/Hida观测资料，我们发现8月12日00：42 UT的一个喷流注入的等离子体是旋转的。因此，我们认为射流不仅为暗条提供了物质，同时也将螺旋度注入了暗条。比较质量注入量的射流与质量的灯丝，我们得出结论，估计的质量负载的射流是足以占质量的灯丝。
2018-08-07 astro-ph.SR
Formation and Characteristics of Filament Threads in Double-Dipped Magnetic Flux Tubes
色球蒸发-日冕凝聚模型是太阳暗条形成的主要机制之一，数值模拟结果证实了色球蒸发-日冕凝聚模型的正确性，该模型很好地解释了单倾角通量管中暗条的形成。然而，日冕磁场外推表明，一些磁场线可能具有一个以上的倾角。预期在这种情况下，与单浸渍磁通量管相比，形成过程将显著不同。本文基于蒸发-冷凝模型，对双浸磁通量管内细丝的形成进行了数值模拟。我们发现，只有在磁结构和加热的特定组合下，集中局部加热和具有深浸渍的长磁通量管，可以在双浸渍磁通量管中形成并保持两个螺纹。比较我们的参数调查与观察，我们的结论是，这种磁连接的线程由于多个倾角更有可能存在于静态的灯丝比活跃区的灯丝。此外，我们发现这些线程通常比独立捕获的线程短，这可能是为什么静态丝具有短线程的原因之一。磁性连接的这些特征也可以解释静止丝中的倒钩和垂直线。
2021-07-26 astro-ph.SR
A Comparison Study of a Solar Active-Region Eruptive Filament and a Neighboring Non-Eruptive Filament
太阳活动区（AR）11283是一个磁场非常复杂的区域，它产生了许多爆发。然而，在斑区存在一个非喷发的丝状体，就在AR的喷发丝状体旁边，这给了我们一个机会来对这两个丝状体进行比较分析。使用CESE-MHD-NLFFF代码外推的日冕磁场（Jiang & Feng 2013）揭示了两个磁通量绳（MFR）存在于分别支撑这两个细丝的同一外推盒中。磁场的分析表明，爆发MFR包含一个秃斑分界面（BPSS）的空间非常好的爆发前EUV S形，这是一致的BPSS模型的冠状S形。非爆发磁共振峰的磁倾角与非爆发暗条的Hα观测结果非常吻合，这有力地支持了暗条的磁共振峰倾角模型。与非喷发的MFR/细丝（长度约200 μ m）相比，喷发的MFR/细丝小得多（长度约20 μ m），但它包含外推盒中的大部分磁自由能，并且保持比非喷发的MFR/细丝高得多的自由能量密度。两种MFR都是弱扭曲的，不能触发扭结不稳定性。AR爆发MFR是不稳定的，因为它的轴达到了一个临界高度以上的环面不稳定，在此之上的封闭拱圈不再能限制MFR稳定。相反，静止的MFR是非常坚定地持有其覆盖的领域，因为它的轴顶点是远远低于环面不稳定的阈值高度。总体而言，这一比较研究支持MFR可以存在于喷发之前，理想的MHD不稳定性可以触发MFR喷发。
2015-08-20 astro-ph.SR
Formation of a long filament through the connection of two filament segments observed by CHASE
本文利用CHASE和SDO观测，研究了一条长暗条通过两个暗条段连接形成的过程，发现交界处间歇性磁重联连接了磁结构并通过热等离子体凝聚提供冷物质，同时足点存在物质持续流失。
2023-11-24 astro-ph.SR
Active region filaments might harbor weak magnetic fields
最近的分光偏振观测活动区灯丝揭示了典型的强场塞曼制度的签名偏振配置文件。一些作者随后指出，这些观测结果中明显缺乏散射偏振和汉勒效应特征。这被解释为混合的“湍流”场分量的签名或作为光学厚度的结果。在这篇文章中，我们提出了一个自然的方案来解释这些塞曼只有光谱偏振观测活动区细丝。我们提出了一个双组分模型，一个在另一个之上。两个分量都具有水平场，它们之间的方位角差接近90度。位于大气中较低的分量被600 G量级的强场渗透，而上部分量具有10 G量级的弱得多的场。随后的散射偏振信号的各个组件有相反的符号，使其沿视线的组合减少-甚至可以抵消-汉勒签名，从而产生一个明显的只有塞曼配置文件。该模型也适用于其它色球层结构的吸收活动区以上。
2016-03-17 astro-ph.SR
Magnetic structure of an activated filament in a flaring active region
虽然人们对静态磁致伸缩中的磁场进行了广泛的研究，但对激活磁致伸缩中的磁场却知之甚少。本文介绍了耀斑活动区激活暗条的磁场结构的观测结果。我们研究，特别是，它的磁结构和视线流在其早期激活阶段，不久之前，它显示出旋转的迹象。我们反演了在特内里费岛VTT观测到的色球He I 10830 A三线态和光球Si I 10827 A线的Stokes轮廓。利用这些反演结果，我们提出和解释的速度和磁场的第一张地图中获得的激活灯丝，在光球和色球。在暗条的色球层中发现了多达5种不同的磁性成分，而在暗条之外，一个单一的成分就足以重现观测结果。显示向上流动的磁性部件优选地朝向细丝的中心定位，而向下流动沿着细丝的外围集中。此外，向上流动的气体与相对于光球的极性相反的磁性配置相关联，而向下流动的气体与相同极性的配置相关联。激活的灯丝具有相当复杂的结构。尽管如此，在正常配置中，它与磁通绳兼容，尽管是扭曲的磁通绳。观测结果最好用上升的通量绳来解释，其中一部分细丝材料仍然稳定地储存（向上流动的材料，随着场上升），而另一部分不再稳定地储存并沿着场线向下流动。
2013-12-10 astro-ph.SR
Spectropolarimetric analysis of an active region filament. II. Evidence of the limitations of a single component model
我们的目的是证明使用一个单一的组件模型来研究的磁场的活动区灯丝的局限性。为此，我们分析了偏振信号的He I 10830 A多重峰获得的红外光谱仪GRIS的格雷戈里望远镜（特内里费岛，西班牙）。在第一次分析的一般性质的灯丝使用Hazel的假设下，一个单一的组件模型的大气，在这第二部分中，我们把我们的注意力集中在所观察到的斯托克斯轮廓和签名，不能用这个模型来解释。我们已经发现了一个光学厚的灯丝，其中蓝色和红色分量在线性偏振中具有相同的符号，作为辐射转移效应的指示。此外，灯丝内部的圆偏振信号显示存在强磁场梯度。我们还表明，即使是具有如此高的吸收率的灯丝，仍然显示出由灯丝下方的磁场产生的圆偏振的特征。原因是谱线的吸收向机翼衰减得非常快，正好在圆偏振具有更大幅度的地方。为了区分这两种贡献，我们探索了双组分模型的可能性，但由于大量解与观察结果兼容，因此推论变得不可能克服。
2019-04-24 astro-ph.SR
Formation of a solar filament by magnetic reconnection and coronal condensation
在太阳暗条的形成机制中，两组剪切弧之间的磁重联形成了具有许多磁凹陷的暗条螺旋结构，螺旋结构内捕获的等离子体的冷却和冷凝为暗条提供了质量。虽然这些过程中的每一个，即磁重联和日冕凝聚已经分别报告，观察显示整个过程的灯丝形成是罕见的。在这封信中，我们提出了通过两组冠环之间的重连形成S形，以及随后通过冷却和冷凝新形成的S形内的等离子体形成灯丝。2014年8月27日，活跃区12151中的一组环与位于东部的另一组环重新连接。一个较长的扭曲的S形结构和一组较短的低卧环，然后形成。观测结果与系绳切割模型吻合得很好。新形成的乙状结肠保持稳定，不会爆发为日冕物质抛射。从东部端点，检测到物质注入S形（作为增亮）的特征，这密切地勾勒出这些位置的排放量增加的特征。这可能表明色球层的蒸发是由重联引起的，将加热的等离子体供应到S形。在S形中，发生热不稳定性，并且发生等离子体的快速冷却和冷凝，形成细丝。然后，冷凝物双向流动到长丝端点。我们的结果为磁丝的形成是通过磁重联和日冕凝聚提供了明确的观测证据。
2021-09-13 astro-ph.SR
Data-constrained MHD simulation for the eruption of a filament-sigmoid system in solar active region 11520
在2012年7月12日太阳活动区11520发生的一次X1.4级耀斑中，观测到了暗条和S形的分离，但对应的磁场变化并不清楚。我们构建了一个数据约束的磁流体动力学模拟的磁流绳插入方法和磁通量爆发代码的磁流-sigmoid系统，产生的磁场的演变，可以解释的分离的低洼的灯丝和高的热通道（sigmoid）。磁模型的初始状态包含一个双曲线磁通管的磁通量绳、一个零点结构和上覆的约束磁场。我们发现，零点处的磁重联使S形右脚点从一个正磁极（P1）移动到另一个正磁极（P3）。在双曲通量管处发生了系绳切割重联，并迅速切断了低位暗条和高位S形线的连接。最后，地势较高的乙状星云爆发并发展成日冕物质抛射，而地势较低的暗条则保持稳定。模拟再现了观测到的双J形耀斑带、半圆形耀斑带和多个环的增亮，其中磁通量绳的爆发包括脉冲加速和传播阶段。
2022-11-13 astro-ph.SR
The Formation of a Small-scale Filament after Flux Emergence on the Quiet Sun
我们在2016年2月5日至6日期间观测了安静太阳上小尺度暗条的形成过程，并研究了其形成原因。最初，一个小的偶极子出现，其相关的拱丝系统被发现重新连接到覆盖的日冕领域伴随着许多EUV亮点。当亮点消失时，许多细长的黑线形成桥接偶极子的正磁性元件和外部负网络场。有趣的是，逆时针光球旋转运动（PRM）设置在新生暗线程的正端点区域内的流量出现后，并持续了10多个小时。在PRM的驱动下，这些分散的暗丝逐渐沿着南北方向排列，最终合并成一个反S形的暗丝。与右旋手征的细丝，磁螺旋度计算表明，负螺旋度的量持续注入的旋转正磁性元件和积累在形成的细丝。这些观察结果表明，扭曲的新兴领域可能会导致通过重新连接与预先存在的领域和释放其内部的磁扭曲的细丝的形成。持久的PRM可能是从光球层以下到低日冕的一个隐蔽的扭曲弛豫过程。
2018-06-11 astro-ph.SR
The Formation and Eruption of A Sigmoidal Filament Driven by Rotating Network Magnetic Fields
2018年7月12日，我们在富县太阳天文台（FSO）的一米口径新真空太阳望远镜（NVST）上观测到了太阳盘中心附近由旋转网络磁场（RNF）驱动的S形暗条的形成和喷发。逆时针方向的RNF在其东北脚点区域扭曲两个小尺度的细丝，在大约140分钟内旋转近200度。当平均转速从10增加到150时，RNF的运动有明显的先加速后减速的趋势，然后又减慢到50。然后在细丝F1和F2之间发生聚结。同时，暗条西南部的精细结构也参与了另一种聚并作用。在两个相互作用区域中观察到由于等离子体加热而导致的随后的EUV增亮。这些相互作用的结构，包括F1，F2和西南区的精细结构，最终演变成一个更大规模的S形细丝，扭曲的方向与RNF给出的方向相同。S形暗条的扭曲度超过4π，最终爆发。S形灯丝的运动保持一致，直到附近的射流碰撞，导致灯丝爆发更快。这些结果为RNF在S形丝的形成和喷发中起重要作用提供了证据。这一现象还表明，扭结不稳定性是触发机制的灯丝喷发。
2020-12-12 astro-ph.SR
Properties of the Umbral Filament Observed in Active Region NOAA 12529
最近对太阳光球层的观测揭示了在太阳黑子本影内存在着细长的平行明亮结构，称为本影细丝（UFs）。这些特征在形态、磁结构和演化上与通常观察到的侵入太阳黑子的光桥不同。为了表征在活动区NOAA 12529的巨大的领先的太阳黑子的本影中观察到的UF，我们分析了在光球与分光偏振仪搭载的Hinode卫星和在上色球和过渡区与IRIS望远镜的高分辨率观测。这一分析的结果明确排除了UF可能是一种光桥的假设。事实上，我们发现没有无场或低场强区域共空间的UF。相反，我们认识到一个强大的水平场大于2500 G，相对于周围环境的极性相反的UF的一个重要部分的存在，和灯丝在上层大气层对应的UF在光球。这些发现表明，这种结构是光球的表现形式的通量绳悬挂在太阳黑子上方，并形成半影状灯丝内本影通过磁对流。这加强了先前提出的设想。
2019-05-31 astro-ph.SR
Formation and Immediate Deformation of a Small Filament Through Intermittent Magnetic Interactions
一般认为，磁丝的形成是一个磁能积累的过程。然而，在本文中，我们讨论的想法，细丝不会爆发，只会变形时，储存的磁能逐渐释放。结合太阳动力学天文台和其他仪器的高质量观测，我们在2020年4月28日至30日在活动区（AR）12760中呈现了小暗条（F1）的形成和立即变形。在细丝形成之前，三个连续的偶极子迅速出现在AR 12760的中心，并进行分离运动。由于磁偶极与已存在的正极性之间的磁相互作用，日冕增亮因此出现在上覆大气中。随后，由于在F1和另一个邻近灯丝（F2）的相邻端周围发生的磁通量的连续抵消，在F1和F2之间间歇地发生磁感应。最后，F1在剪切中变小，F2变短。结果表明，F1的形成与出现的偶极子序列和先存磁极性之间的间歇性相互作用密切相关，而F1的瞬时形变与F1和F2之间的间歇性相互作用密切相关。我们还认为，由连续的磁活动（磁通出现，取消和收敛）驱动的间歇性磁相互作用在细丝的形成和变形中起着重要的作用。
2022-08-01 astro-ph.SR
Velocity field of an Active Region filament from GRIS IR He I and IRIS UV observations
INAF -- Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Space Science Data Center (SSDC), Agenzia Spaziale Italiana（意大利航天局空间数据中心）；INAF -- Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；INAF -- Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
本研究结合GRIS红外和IRIS紫外多波段光谱观测，分析了太阳活动区暗条的等离子体流，首次揭示了从色球到过渡区一致呈现蓝移的全面速度场动力学视图。
2025-11-03 astro-ph.SR
Partial Eruption of Solar Filaments. I. Configuration and Formation of Double-decker Filaments
研究结合CHASE、SDO、ASO-S观测与NLFFF模拟，揭示部分爆发暗条的双层反向扭转MFR构型，并提出其由不同初始磁系统经重联形成的新情景。
2023-11-01 astro-ph.SR
Subarcsecond imaging of a solar active region filament with ALMA and IRIS
静止丝出现在色球线和毫米（mm）范围内的连续波长观测时，太阳盘上的吸收功能。活动区（AR）细丝是它们的小尺度，低海拔的类似物，但它们不能在以前的毫米观测解决。这种光谱诊断可以深入了解其细线的形成和物理特性的细节，这些细节仍然没有完全了解。在这里，我们揭示了AR灯丝的热结构，使用高分辨率的亮度温度（$T_{\rm b}$）与ALMA带6补充同步IRIS近紫外光谱，日出/SOT光球磁图，SDO/AIA极端紫外图像。在AIA 304毫米通带和Mg II共振线核心中可见的一些暗丝在1.25毫米图中有暗丝（$T_{\rm b}<5000$ K）对应物，但它们的可见性在丝脊和时间上显著变化。这些不透明度的变化可能与温度和电子密度在细丝精细结构的变化。最冷的$T_{\rm b}$值（$<$ 5000 K）与Mg II h和k线的低积分强度区域一致。ALMA Band 3在Band 6之后拍摄的地图没有清楚地显示出灯丝结构，这与基于先前对静止灯丝的观察的对比度在较长波长处应该增加的预期相反。ALMA图与等温条件不一致，但暗条的时间演化可能部分解释了这一点。
2022-04-27 astro-ph.SR
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere. II. Doppler velocities
本文介绍了活动区NOAA 10781中的暗条的磁结构。在本文中，我们补充了这些结果与多普勒频移测量在色球和光球在AR灯丝区域检索的速度。使用了不同数量的大气成分和不同加权方案的斯托克斯轮廓的各种反演方法。这些速度是按绝对标度校准的。在暗条周围的光斑中发现了一个普遍存在的色球下降流，其平均速度为1.6 km/s。然而，当线偏振（对场的横向分量进行采样）在反演中被赋予更大的权重时，灯丝区域在这两天的光球中都显示出上升流。暗条区横向场的上升流速度平均为-0.15 km/s。在色球层，这两天的观测情况是不同的。7月3日，暗条的色球层部分整体向上移动，平均速度为-0.24 km/s。然而，在7月5日，只有一个孤立半影上方的部分显示出局部的上升流斑块，而暗条的其余部分则被光斑区域其他地方观察到的相同的下降流所主导。持续数十分钟的光球超音速下行流被探测到低于灯丝，接近PIL。在这个AR灯丝观察到的速度模式强烈建议的情况下，横向领域主要是由上升流为主。除了色球层中的少数例外，在所有的地方和两个高度都可以看到丝状通量绳的出现。这发生在一个周围的光斑区域内，该区域显示色球层中的广义下行流和光球层中的超音速特征的局部下行流。在光球层没有观察到大尺度的横向磁力线下降流。
2014-01-13 astro-ph.SR
Kiloparsec-Scale Simulations of Star Formation in Disk Galaxies III. Structure and Dynamics of Filaments and Clumps in Giant Molecular Clouds
我们提出了流体动力学模拟的自引力致密气体在星系盘，探索规模从1千秒差距下降到$\sim 0.1$ ~pc。我们的主要目标是了解如何在巨分子云（GMC）中形成致密的细丝。这些结构，经常被观察到作为银河系平面上的红外暗云（IRDC），被认为是大质量恒星和星团的前身，因此它们的形成可能是控制银河系中全球恒星形成速率的速率限制步骤，如Kennicutt-Schmidt关系所描述的。Van Loo等人（2013，论文I）进行了0.5 pc分辨率的模拟，并检查了致密气体团形成的全球方面以及由此产生的恒星形成率。在这里，使用我们的更高的分辨率，我们研究的详细结构，运动学和动力学性质的致密的细丝和团块，包括质量表面密度（$Σ$）的概率分布函数，细丝质量每单位长度和分散，横向$Σ$配置文件，细丝碎片，细丝速度梯度和下落，以及程度的细丝和团块的男性化。在可能的情况下，这些属性进行比较，观察IRDC。通过许多度量，特别是高$Σ>1\:{\rm g\:cm^{-2}}$材料的太大质量分数、由于致密团块形成而导致的太高的每单位长度质量分散、对于给定的每单位长度质量太高的速度梯度和太高的速度分散，模拟的长丝不同于观察到的IRDC。因此，我们得出结论，IRDC不形成全球快速崩溃的GMC。相反，我们预计IRDC的形成和崩溃的影响显着放缓的动态重要的磁场，这可能因此在调节银河系恒星形成率发挥了至关重要的作用。
2015-04-16 astro-ph.SR
Observation of a large-scale filament eruption initiated by two small-scale erupting filaments pushing out from below
本研究观测到一例由下方两条小尺度爆发暗条触发的大尺度暗条爆发新事件，揭示了初始动能来自其他爆发结构的暗条爆发新机制，为多暗条爆发动力学及行星际空间影响研究提供新视角。
2024-05-22 astro-ph.SR
Filament eruption in association with rotational motion near the filament footpoints
灯丝周围的活动区磁场在灯丝的形成、演化和破坏中起着重要作用。我们使用AIA和HMI数据研究了2011年7月8日发生在太阳南半球的一次暗条喷发。暗条位于靠近活动区NOAA 11247的区域，其最西的足点锚定在负极性斑区，最东的足点锚定在正极性斑区。在观测过程中，活动区和谱区都出现了磁通量。在暗条爆发前约一小时，在斑区最西的足点，通量的出现停止了。在暗条的西足点也观察到了数小时的会聚运动。丝有左旋扭曲和净注入的磁螺旋度是积极的，在两个足点。这两个磁螺旋的迹象都是在爆发开始的暗条的西方足点观察到的。此外，逆时针旋转运动观察到的两个足点后，持续了6分钟的爆发过程中的灯丝喷发。新兴的流量，收敛运动和注入相反的磁螺旋度可能是负责不稳定的西足点的暗条，导致爆发。通量管膨胀部分和光球之间的扭矩不平衡可能导致足点区域的旋转，这改变了暗条爆发后注入的磁螺旋度的趋势。
2013-07-27 astro-ph.SR
Eruption of the magnetic flux rope in a fast decayed active region
在穿过日面时，观测到一个孤立的快速衰变的活动区（NOAA 9729）。与之相关的CME只有一个，这给我们提供了一个很好的机会来研究CME的整个过程。在这个活跃区域的暗条迅速上升，然后停顿下来，分解成耀斑环。EIT图像中上升的灯丝在喷发前分成两部分。CME后数小时，新的暗条重新形成，其轴线与原暗条相比顺时针旋转约22 °。我们还观察到一个明亮的瞬态J形X射线S形立即出现后，灯丝爆发。它迅速发展成一个软X射线尖点，先上升后下降。在暗条爆发前，观测到两个磁抵消区。此外，当磁螺度接近最大值时，磁通量绳爆发，磁通量绳爆发时的归一化螺度为-0.036，与基于理论非线性无力模型的预测值接近。
2013-03-22 astro-ph.SR
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
2011-12-07 astro-ph.SR
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of a Filament Eruption in a Decaying Active Region 13079 on a Global Scale
本研究利用数据约束的零β MHD模拟，结合RBSL嵌入磁通量绳的PFSS模型，成功重现了衰减活动区13079中C3.5级耀斑伴随的日珥爆发全过程，并验证了模拟与观测在动力学和磁拓扑上的一致性。
2025-04-21 astro-ph.SR
Anti-parallel EUV flows observed along active region filament threads with Hi-C
等离子体流动的双折射/细丝已经观察了很多年，并保持有价值的线索，这些结构内的质量和能量平衡。这些流动的先前观测主要来自H-α和冷EUV线（例如，304 A），其中对突出螺纹尺寸的估计受到可用仪器的分辨率的限制。以前已经从这些冷等离子体观测中推断出了“反蒸汽”流的证据，但现在，这些流第一次直接沿着百万度日冕内的基本细丝（在193 A）成像。在这项工作中，我们提出了一个活跃的区域灯丝观察Hi-C表现出反平行流沿相邻的细丝线程的意见。提供了SDO/AIA和HMI的补充数据。Hi-C的超高空间和时间分辨率允许测量反平行流速（70-80 km/s），并给出单个股的可分辨厚度（0.8“+/-0.1”）的指示。使用EM位点分析估计等离子体流的温度分布为log T（K）= 5.45 +/- 0.10。我们发现，SDO/AIA不能清楚地观察到这些反平行流，也不能测量他们的速度或线程宽度，由于其较大的像素大小。我们认为，反平行/逆流流动可能是司空见惯的所有灯丝，目前没有观察到EUV由于目前的仪器空间分辨率。
2013-06-21 astro-ph.SR
Magnetic fields of an active region filament from full Stokes analysis of Si I 1082.7 nm and He I 1083.0 nm
利用德国真空塔望远镜（VTT）的特内里费红外偏振仪（TIP II）的分光偏振观测资料，获得了光球层和上色球层活动区暗条的矢量磁场。我们应用Milne-Eddington反演的全斯托克斯矢量的光球Si I 1082.7 nm和上色球He I三重态在1083.0 nm获得磁场矢量和速度图在两个大气层。我们发现：（1）在TIP II数据采集开始时，H $α$中已经存在完整的细丝。只有一个部分形成的，由多个小线程组成的，在河一。(2)AR细丝包括两个部分。其中一个显示出很强的磁场强度，在上色球层约为600 - 800 G，在光球层约为800 - 1000 G。另一个在两个层中仅表现出相对较弱的磁场强度。(3)斯托克斯V信号指示接近色球PIL的磁场强度的下降。(3)在色球层一致的上升流沿PIL两侧的下降流。(4)横向磁场在光球层中几乎平行于PIL，在色球层中倾斜20 - 30度。(5)发现暗条周围色球磁场处于正常位形，而光球场呈现凹磁拓扑。这些观测结果与磁通绳的出现以及随后的灯丝形成是一致的。
2012-02-21 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Properties of the cores and filaments in the Ophiuchus molecular cloud and its L1688 hub-filament system
本文利用getsf方法分析Ophiuchus分子云L1688轴-丝系统，构建核与纤维质量函数并评估形成效率，揭示了纤维主导的核形成是恒星形成的关键机制。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of hub-filament structure triggered by cloud-cloud collision in W33 complex
中心暗条系统被认为是大质量恒星和星团的诞生摇篮，但中心暗条结构的形成机制至今仍不清楚。利用Fugin $^{13}$ CO（1-0）、C $^{18}$ O（1-0）和SEDIGISM $^{13}$ CO（2-1）的测量数据，研究了W33络合物中中心-细丝结构的形成。W33复合体由两个相互碰撞的云组成，称为W33-蓝色和W33-红色。通过拟合多个速度分量，对W33-blue中的速度结构进行了分解，得到了一个连续单调的速度场。树图结构的维里参数表明重力在W33蓝中占主导地位。速度频散与柱密度之间的强正相关表明W33-blue的非热运动可能起源于引力驱动的坍缩。这些特征表明，W 33-蓝的沉积结构是压缩层引力坍缩的结果。然而，W33-blue的大尺度速度梯度可能主要来源于云-云碰撞和活跃恒星形成的反馈，而不是源于纵向流入。根据上述观测结果，我们认为云-云碰撞触发了W33复合体中心-细丝结构的形成。与此同时，W33-blue中多尺度中心-细丝结构的出现可能是从压缩层过渡到中心-细丝系统的印记。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The identification of filaments on far infrared and submillimiter images. Morphology, physical conditions and relation with star formation of filamentary structure
对分子云的观测揭示了一种复杂的结构，气体和尘埃通常以几何形状排列，而不是球形。前恒星核和原恒星核与暗条的关联表明它们与恒星形成过程有直接联系。任何对这种纤维性质的研究都需要来自不同环境的具有代表性的样品，因此需要一种无偏的检测方法。我们开发了这样一种方法，使用表面亮度分布的Hessian矩阵来识别细丝，并确定它们的物理和形态特性。经过测试的方法模拟，但现实的灯丝，我们应用的算法计算的Herschel观测银河平面的Hi-GAL项目的列密度图。我们确定了约500个细丝，在l=216.5到l=225.5的经度范围内，长度从约1 pc到约30 pc，宽度在0.1 pc到2.5 pc之间。平均柱密度在10^20 cm^-2和10^22 cm^-2之间。丝状体包括大部分N_H_2 > 6x10^21 cm ^-2的致密物质。我们发现，在同一地区已经确定的前恒星和原恒星致密源大多与细丝。然而，表面密度超过预期的高质量恒星形成的临界值只在细丝上发现，这表明这些结构是必要的通道材料进入团块。此外，我们还分析了暗条的引力稳定性，并讨论了它们与恒星形成的关系。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观测无处不在的星际密度丝和磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导下。星际湍流塑造了观测到的密度结构。垂直湍流混合是MHD湍流的基本动力学过程，它必然导致扩散介质和分子云中出现平行细丝。最小宽度由部分电离介质中的垂直中性离子去耦尺度确定。相应地，密集的垂直细丝出现在高超音速湍流中的MC作为激波压缩的结果。它们的宽度具体取决于湍流特性。我们证明，不同的取向的灯丝相对于磁场起源于不同的湍流特性的多相星际介质。
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filament Fragmentation in High-Mass Star Formation
目的：我们解决了长丝形成和破碎的长度尺度（res. <=0.1pc），特别是牛仔裤长度和圆柱体破碎尺度。研究方法：我们用3.2mm连续谱和1-0视场镶嵌图观测了原型的高质量恒星形成暗条IRDC 18223，空间分辨率为~ 4“（~ 14000 AU）。结果：尘埃连续辐射将灯丝分解成至少12个相对规则间隔的核的链。岩芯之间的平均间隔约为0.40（± 0.18）pc。虽然这与无限的、等温的、重力束缚的气体圆柱体的碎裂大致一致，但是M/l~1000M_sun/pc的高质量-长度比需要额外的湍流和/或磁性支撑来抵抗细丝的径向塌陷。N_2H ~+（1-0）数据揭示了垂直于主丝的速度梯度。虽然不能排除灯丝的旋转，但数据也与主灯丝由几个速度相干的子灯丝组成一致。此外，这种垂直于灯丝的速度梯度类似于最近的结果，对巨蛇座南部被解释为在磁化和湍流片状结构内的灯丝形成的签名。低密度气体示踪剂（[CI]和C18 O）在IRDC 18223暗条东西60“附近的尺度上揭示了类似的红/蓝移速度结构。这可能暂时被解释为一个签名的大规模云和较小规模的灯丝被运动学耦合。我们没有发现沿灯丝轴的速度梯度。这可能是由于没有显著的气体沿着平行轴流动，但也可能部分地由灯丝相对于天空平面的低倾斜角引起，这可以使这种特征最小化。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
CARMA Large Area Star Formation Survey: Observational Analysis of Filaments in the Serpens South Molecular Cloud
我们提出的N2 H+（J=1-0）的巨蛇座南分子云的地图作为CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy）的一部分。这些观测覆盖了250平方角分，并以0.16 km/s的速度分辨率对3000 AU至3 pc的结构进行了完整的采样，它们可以用来约束分子云细丝的起源和演化。N2 H+发射的空间分布的特点是长纤维，类似于赫歇尔在尘埃连续发射中观察到的。然而，气体细丝通常较窄，使得在某些情况下，两个或三个准平行的N2 H+细丝构成单个观察到的尘埃连续体细丝。尘埃和气体暗条宽度的差异使人们对赫歇尔分辨巨蛇座星系南部暗条的能力产生了怀疑。有些分子丝沿其主轴方向有速度梯度，有两种分子丝在垂直于丝轴的方向上有陡峭的速度梯度。沿着其中一个细丝观察到的速度梯度先前被假设为向中央星团质量下降的证据，但这些梯度可以被解释为大规模湍流的投影。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unifying low and high mass star formation through density amplified hubs of filaments
内容：恒星的形成发生在巨大的分子云中，形成了由类太阳恒星、褐矮星和大质量O型（50-100 \msun）恒星组成的质量分离的年轻星团。目的：确定银河系中的候选中心-灯丝系统（HFS），并研究它们在最大质量恒星和星团形成中的作用。方法：使用DisPerSE算法检测约35000个HiGAL团块周围的细丝。轮毂被定义为三个或三个以上细丝的连接点。柱密度图被细丝骨架掩蔽，并对HFS和非HFS样品进行平均，以计算沿细丝进入团块的径向分布。结果：3700~（11%）为候选HFS，其中2150~（60%）为星前HFS，1400~（40%）为原恒星HFS。在2kpc和5 kpc范围内，所有L>10^4 Lsun和L>10^5 Lsun的团簇都位于HFS的中心。中心的柱密度被发现增强了~2（前恒星源）到~10（原恒星源）的一个因素。结论：所有的高质量恒星都优先在HFS的密度增强中心形成。这种放大可以驱动所观察到的纵向流动沿细丝提供进一步的质量吸积。辐射压力和反馈可以逃逸到中间空隙中。我们提出了一个恒星形成的“细丝到星团”统一范式，具有以下显著特征：a）中低质量恒星在暗条中缓慢形成（10^6yr），而大质量恒星在中心中快速形成（10^5yr），b）初始质量函数是HFS中连续产生的恒星与中心中形成的所有大质量恒星之和，c）反馈耗散和质量分离由于HFS性质而自然产生，并且c）解释了束缚簇内的年龄扩散和孤立…
2020-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar Filaments Detection using Active Contours Without Edges
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿利亚巴塔观测科学研究所）
本文提出基于无边缘活动轮廓（ACWE）的太阳暗条检测算法，通过预处理、分割和后处理三步实现，在基准数据集上优于经典目标检测方法。
2024-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.AI
