Supra-arcade downflows in an extensive fan associated with a giant quiescent solar filament eruption
本研究利用Hinode XRT观测分析了2023年巨型宁静暗条爆发中广阔扇形结构内的拱顶上方下行流（SADs），发现其宽度远大于活动区耀斑中的SADs但速度相似，印证了Rayleigh-Taylor不稳定性模型，并表明不同爆发间存在相似的磁重联机制。
2025-09-12 astro-ph.SR
Simultaneous evidence of edge collapse and hub-filament configurations: A rare case study of a Giant Molecular Filament G45.3+0.1
我们研究多波长和多尺度的数据，以探讨与天鹰座恒星形成复合体G045.49+00.04（G45 E）和G045.14+00.14（G45 W）相关的分子气体的运动学。对Fugin $^{13}$ CO（1-0）线数据的分析揭示了一个巨大分子细丝（GMF G45.3+0.1;长度$\sim$ 75 pc，质量$\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{6}$ M $_{\odot}$）的存在，它具有[53，63] km s $^{-1}$的相干速度结构。GMF G45.3+0.1在其相对端处具有G45 E和G45 W复合物。我们发现了沿GMF G45.3+0.1的大尺度速度振荡，这也揭示了$-$ 0.064和$+$ 0.032 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$在其边缘的线速度梯度。点源的光度分析表明，在灯丝的边缘，致密气体和HII区域的存在下，年轻的恒星物体（YSO）候选源的集群也在空间上观察。Herschel连续统图和CHIMPS $^{13}$ CO（3-2）谱线数据揭示了在G45 E和G45 W两个地点存在秒差距尺度的中心-暗条系统（HFS）。我们的研究表明，GMF G45.3+0.1的整体塌陷是端部主导的，除了在边缘的整体非各向同性塌陷（GNIC）的签名。总的来说，GMF G45.3+0.1是第一个同时研究边缘塌陷和中心-暗条配置的暗条观测样本。这些观测结…
2022-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hα spectroscopy and multiwavelength imaging of a solar flare caused by filament eruption
我们研究了一系列爆发事件，包括暗条爆发、GOES C4.3耀斑和日冕物质抛射。我们的目标是确定暗条不稳定的可能触发因素和前兆;研究耀斑核特征;耀斑带/核的形成和演化;研究作为整体活动区磁场位形一部分的连续喷发/耀斑/日冕物质抛射现象的相互关系;确定喷发现象期间Hα线轮廓的演化。分析了多仪器观测资料，包括DST/NSO IBIS的Hα谱线剖面、Hα-0.8和Hα+0.8的散斑像、SDO的EUV像和磁图、STEREO的日冕仪像以及FERMI和GOES的X射线通量观测。我们确定暗条不稳定和爆发是耀斑活动的主要触发因素。在其中一个灯丝脚点中具有圆形带状物的浪涌状事件被确定为灯丝不稳定的可能触发因素。在此足点处的等离子体排出被确定为细丝喷发的前兆。在耀斑活动期间，在暗条不稳定之前出现了一个磁通量，随后出现了1.34 $\times10^{16}$ Mx s $^{-1}$的高通量抵消率。耀斑的X射线光变曲线揭示了三个阶段，被发现与三个不同的带状连续发生。选择并分析来自每个带的核。核光变曲线和H α谱线表明，谱线中心的辐射增强比谱线翼强.在线中心的增加和红色不对称的发生之间发现大约5-6分钟的延迟。只有红色的不对称性，观察在色带在脉冲阶段。蓝色的不对称性只与动态灯丝有关。
2014-05-15 astro-ph.SR
A fast-filament eruption observed in the H$α$ spectral line. I. Imaging spectroscopy diagnostic
本文利用高分辨率全日面Hα成像光谱观测研究一次快速暗条爆发，通过云模型推导其三维轨迹和动力学参数，发现最大速度约600 km/s、加速度约2.5 km/s²，并揭示了蓝移爆发分量、足点红移下流及约5.4×10¹⁵ g的总质量。
2024-06-28 astro-ph.SR
Probing the filamentary nature of star formation in the California giant molecular cloud
本研究利用Herschel观测数据和getsf方法分析California巨分子云，发现前恒星核质量函数与丝状线质量函数的高质量端均符合Salpeter幂律分布，提出全局CMF源于超临界丝状结构积分的修正模型，证实了丝状结构在恒星质量函数建立中的关键作用。
2024-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution imaging spectroscopy of two micro-pores and an arch filament system in a small emerging-flux region
目标。本研究的目的是描述一个新兴的通量区域，相关的光球和色球流场的时间演化，以及伴随的拱丝系统的属性。方法.这项研究是基于2008年8月7日在真空塔望远镜上使用哥廷根法布里-珀罗干涉仪进行的成像光谱学。通过对强色球吸收H $α$谱线扫描的云模型（CM）反演，得到了描述弓丝系统中冷等离子体的CM参数。结果观测结果涵盖了两个直径小于1弧秒的微孔的衰减和收敛，并提供了强度和面积的衰减率。光球水平流动速度在两个微孔附近被抑制，表明磁场足够强以影响对流能量传输。微孔伴随着一个弓丝系统，其中小规模的环路连接两个区域与H $α$线核心增亮包含一个新兴的通量区域具有相反的极性。云物质的色球层速度主要是向下的，接近环的脚点，速度高达12公里/秒，而环的顶部显示出约3公里/秒的向上运动。结论.微孔是光球中留下光度特征的最小磁场浓度。在观察到的情况下，它们伴随着一个微型弓丝系统，表明新出现的通量的形式$Ω$环。通量的出现和衰减发生在大约两天的时间尺度上，而微孔的光度衰减要快得多（几个小时），这与$Ω$环的初期淹没一致。结果是代表性的最小新兴的通量区域仍然可以识别。
2017-03-29 astro-ph.SR
Giant molecular filaments in the Milky Way II: The fourth Galactic quadrant
丝状结构是冷的、分子星际介质（ISM）的常见形态特征。最近的研究发现了巨大的，百秒差距尺度的细丝，可能与大尺度的银河系旋臂结构有关。解决这些巨分子丝（GMF）的性质需要普查其发生和属性。我们在银河系第四象限进行了系统的GMF搜索，并确定了它们的基本物理特性。我们根据尘埃在近红外和中红外的消光特征以及由^{13}CO谱线发射探测的速度结构来识别GMF。我们使用^{13}CO线发射和ATLASGAL尘埃发射数据来估计GMF的总气体质量和稠密气体质量。我们结合我们的样本与早期的样本从文献和研究银河系环境的GMF。我们在银河系第四象限确定了9个GMF; 6个位于半人马座旋臂，3个位于旋臂间区域。将这个样本与早期在银河系第一象限使用相同识别标准的研究相结合，得到16个GMF，其中9个位于旋臂内。GMF的大小为80-160 pc，^{13} CO衍生的质量在5-90 x 10^{4} Msun之间。它们的致密气体质量分数在1.5- 37%之间，在连接到螺旋臂的GMF中更高。我们还比较了不同的GMF识别方法，发现基于排放和消光的技术仅部分重叠，突出了使用两者来实现完整普查的必要性。
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for overturning convection in penumbral filaments: slit spectroscopy at 0.2 arcsec resolution
最近对太阳黑子的数值模拟表明，翻转对流是半影暗条和Evershed流存在的原因，但这一过程的观测证据很少。在这里，我们进行了光谱搜索的小尺度对流运动在半影的太阳黑子位于5度远离磁盘中心。光斑的位置对探测半影丝边缘的翻转下降流非常有利。我们的分析是基于测量的Fe I 709.0 nm线与瑞典1米太阳望远镜的Littrow摄谱仪在良好的视宁度条件下。我们计算线平分线在不同的强度水平，并从中获得多普勒速度。用附近的大地测线标定了速度，其系统误差小于150 m/s。在光球层的深处，当平分线在80%-88%的强度水平上采样时，我们总是观察到蓝移或零速度。最大的蓝移达到1.2公里/秒，并往往是与明亮的半影丝同空间。在线核中，我们检测到大部分蓝移，速度不超过300米/秒。红移也会发生，但在100-150米/秒的水平，只是偶尔。它们在高层可见的事实使人们怀疑它们的对流起源。总的来说，我们没有发现下降流的迹象，可能与翻转对流在我们的检测极限为150米/秒。要么不存在下降流，要么我们无法观察到它们，因为它们发生在τ =1以下，或者测量的空间分辨率/高度分辨率仍然不足。
2010-09-28 astro-ph.SR
The Giant Molecular Cloud G148.24+00.41: Gas Properties, Kinematics, and Cluster Formation at the Nexus of Filamentary Flows
本文通过 CO 同位素观测揭示巨分子云 G148.24+00.41 中六条纤维汇聚吸积至中心大质量团块并形成近红外星团，证明纤维状流是驱动大质量团块和星团形成的关键物质供给机制。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The "Maggie" filament: Physical properties of a giant atomic cloud
星际介质的原子相在分子云的形成过程中起着关键作用。由于银河平面的视线混乱与其无处不在有关，原子氢发射一直是研究的挑战。利用THOR巡天的高角分辨率数据，我们确定了银河系中最大的、相干的、主要是原子的HI细丝之一，其视速度约为-54 km/s。巨大的原子细丝“Maggie”，总长度为1.2 kpc，在大多数其他示踪剂中没有检测到，并且没有显示出活跃的恒星形成的迹象。在17千秒差距的运动学距离处，玛吉位于银河系HI盘之下（500千秒差距）但平行于银河系HI盘，并且在超光速空间中以5-10公里/秒的速度落后于预测的外臂位置。质心速度表现出小于$\pm$ 3 km/s /10 pc的平滑梯度和在$\pm$ 6 km/s内的相干结构。沿着灯丝的脊的10 km/s的线宽由非热效应主导。校正光学深度效应后，估计Maggie致密脊柱的质量为$7.2\times10^5\,M_{\odot}$。灯丝的平均数密度为4 $\rm\,cm^{-3}$，这可以用灯丝是冷的和热的中性气体的混合物来解释。与分子细丝相反，湍流的马赫数和速度结构函数表明，玛吉是由跨音速到适度超音速的速度驱动的，这可能与银河系的潜力有关，而不是受到自引力或恒星反馈的影响。柱密度PDF在平均值$N_{\rm HI} = 4.8\times 10^{20}\rm\,cm^{-2}$附近显示对数正态形状，因此反映了引力收缩的主导效应的缺失…
2021-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Gas in a Giant Molecular Filament
最近对尘埃连续体和CO发射线中的银河平面的调查显示，大（$\gtrsim 50$ ~pc）和大质量（$\gtrsim 10^5$ ~ $M_\odot$）细丝，被称为巨分子细丝（GMF），可能与银河系动力学有关，并追踪银河系引力势的中平面。我们用HCN（1- 0），HNC（1- 0），HCO $^+$（1- 0）谱线及其$^{13}$ C同位素跃迁，以及N $_2$ H $^+$（1 - 0）谱线，在经验稠密气体示踪剂中，对位于$l\sim$ 52- 54 $^\circ$经度，GMF 54（$\sim$ 68 pc长）的一个完整的GMF进行了成像。我们研究了GMF中的稠密气体分布、列密度概率密度函数（N-PDF）和谱线比。致密气体分子跃迁遵循细丝的扩展结构，相对于$^{13}$ CO（1- 0），面积填充因子在0.06和0.28之间。我们构建了N-PDF的H $_2$的稠密气体示踪剂的基础上，他们的柱密度和假设均匀的丰度。稠密气体示踪剂的N-PDF在重对数表示中呈曲线状，HCO $^+$ N-PDF具有最大的对数正态宽度和最平坦的幂律斜率指数。通过对GMF 54子区N-PDF的研究，我们发现在N-PDF的演化趋势中，高质量恒星形成区和光子主导区（PDR）具有更平坦的幂律指数。GMF 54中分子谱线的积分强度比与邻近星系中的分子谱线的积分强度比相当。特别是，N $_2$ H $^+…
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Microwave Negative Bursts as Indications of Reconnection between Eruptive Filaments and Large-Scale Coronal Magnetic Environment
在太阳爆发中喷射出的低温等离子体可以屏蔽活跃区域以及安静的太阳区域。吸收现象可以在微波中观察到，作为“负爆发”和在不同的光谱域。我们分析了两个非常不同的最近的事件与这样的现象，并提出了一个更新的系统的观点与负爆发的太阳事件。相关的暗条爆发可以是正常的，没有形状和磁场配置的本质变化，并且是“异常的”。后者的特点是一个喷发的灯丝解体和其残余物作为一个云在太阳盘的很大一部分分散。这种现象可以在He II 304 A谱线中观察到巨大的凹陷。根据暗条内部磁场与外部大尺度日冕环境的重联，提出了异常喷发的一种可能性。
2013-10-10 astro-ph.SR
Cloud formation in the atomic and molecular phase: HI self absorption (HISA) towards a Giant Molecular Filament
分子云是由星际介质的原子相形成的。然而，表征原子和分子之间的过渡星际介质（ISM）是一个困难的观测任务。在这里，我们解决云的形成过程相结合的HSIA分子线数据。通过数值模拟提出的一种情况是，柱密度概率密度函数（N-PDF）从早期的对数正态形状演变为后期的幂律形状。本文研究了巨分子丝GMF 38 a（d= 3.4kpc，长$\sim230$ pc）的冷原子成分.我们确定了一个扩展的HISA功能，这是部分相关的13 CO排放。的HISA和13 CO观测的峰值速度同意以及东侧的灯丝，而约4公里的速度偏移$^{-1}$被发现在西侧。我们从线宽测量得到的音速马赫数表明，大部分HISA，这是归因于冷中性介质（CNM），是在亚音速和跨音速速度。CNM的柱密度为10 $^{20}$至10 $^{21}$ cm $^{-2}$的数量级。分子氢的柱密度要高出一个数量级。来自HISA（CNM），HI发射（WNM+CNM）和13 CO（分子组分）的N-PDF很好地描述了对数正态函数，这与湍流运动是云动力学的主要驱动力相一致。分子组分的N-PDF在高柱密度区域也显示出幂律，表明自重力。我们认为，我们正在目睹两个不同的进化阶段内的灯丝。东部次区域似乎正在形成原子气体的分子云，而西部次区域已经显示出高柱密度峰值，活跃的恒星形成和相关反馈过程的证据。
2020-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution APEX/LAsMA $^{12}$CO and $^{13}$CO (3-2) observation of the G333 giant molecular cloud complex : I. Evidence for gravitational acceleration in hub-filament systems
本文利用APEX/LAsMA高分辨率CO观测并结合FILFINDER识别G333纤维结构，通过多尺度速度梯度的“漏斗”特征证明枢纽-纤维系统存在引力加速与全局坍缩。
2023-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR
我们提出了高光谱分辨率（R = 30000）光谱观测的SiO基线近8.1微米的16个明亮的红巨星和红超巨星使用VLT/VISIR。我们的样本包括七个正常的K-M巨星，三个米拉星，三个光学明亮的红色超巨星，两个尘埃红色超巨星，以及银河系中心附近的神秘物体GCIRS 3。除了GCIRS 3外，我们在所有的程序星中都检测到了SiO基本线。正常K巨星和M巨星以及光学明亮的红超巨星中的SiO线不显示P-Cyg轮廓或蓝移，这意味着在SiO线形成区域没有系统的流出。另一方面，我们在尘埃红超巨星VY CMa和VX Sgr（后者是一个新的检测）的SiO线中检测到P-Cyg轮廓，这表明流出速度分别为27和17 km/s。我们推导出基本的恒星参数（有效温度，表面重力，光度和质量）的正常K-M巨星和光学明亮的红超巨星在我们的样本和比较观测到的VISIR光谱与合成光谱预测从MARCS光球模型。在温度高于~3400 K的程序星中观测到的大部分SiO谱线都被MARCS模型合理地再现了，这使我们能够估算硅的丰度以及28 Si/29 Si和28 Si/30 Si的比值。然而，我们检测到可能的吸收过剩，在一些SiO线。此外，即使考虑尘埃的排放，较冷的红巨星和红超巨星中的SiO线也不能用MARCS模型来解释。这种不一致可能是致密的、扩展的分子外层大气的一个特征。
2013-10-29 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of an erupting minifilament and its impact on the nearby chromosphere
我们研究了太阳盘中心安静区域的微暗条爆发的演化及其对周围大气的影响。我们使用高光谱分辨率成像光谱学H $α$收购的阶梯光谱仪的真空塔望远镜（VTT），特内里费岛，西班牙，光球磁场观测日震和磁成像仪（HMI），紫外/极紫外成像从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。H $α$谱线剖面用主成分分析（PCA）去除噪声，然后反演产生物理和云模型参数图。通过一系列小的重连事件，在小规模的，相反极性的磁性特征之间形成了微丝，并在H $α$中出现后一小时内爆发。其发展和喷发与大规模喷发的丝状体有相似之处，表明共同机制的作用。它的爆发分两个阶段，即缓慢上升和快速膨胀，在微暗丝消失之前，它产生了日冕变暗。在它的喷发过程中，我们探测到了一种复杂的速度模式，表明它是一种扭曲的线状结构。它的部分物质返回色球层，对附近低洼的磁性结构产生可观察到的影响。云模型分析表明，微暗条在光学深度、源函数和多普勒宽度方面最初与其他色球精细结构相似，但在喷发过程中类似于大尺度暗条。对色球层的高光谱分辨率观测可以提供大量关于微丝的动力学和性质及其与周围大气相互作用的信息。
2020-07-03 astro-ph.SR
CaII Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. II. Abundances for a Sample of Field Stars
利用VLT + FORS 2计算了分布在15个小麦哲伦云（SMC）场中的360颗红巨星的近红外CaII三重态谱线的金属丰度。得到的[Fe/H]值的误差范围为0.09至0.35 dex/星，平均为0.17 dex。整个样品的金属丰度分布显示平均值为[Fe/H] = -1.00 +-0.02，分散度为0.32 +-0.01，与先前研究中发现的全球平均[Fe/H]值一致。我们没有发现SMC中存在金属丰度梯度的证据。事实上，在分析每个区域的金属丰度分布时，我们得出了位于4度以下的区域的平均值[Fe/H] = -0.99 +-0.08和4度以下的区域的平均值[Fe/H] = -1.02 +-0.07。从银河系的中心，分别。此外，有一个明显的趋势，即场星比它们周围的相应星团更贫金属，与它们在星系中的位置和星团的年龄无关。我们认为，这最有可能源于场星是有点老，因此有点比我们的大多数集群金属贫。
2009-12-03 astro-ph.SR
Chemical Compositions of Red Giant Stars from Habitable Zone Planet Finder Spectroscopy
我们已经使用了宜居带行星（HPF）收集了13个红色水平分支（RHB）恒星，一个疏散星团巨星和一个非常贫金属晕红巨星的高分辨率，高信噪比的近红外光谱。HPF光谱覆盖了0.81 $-$ 1.28 \micron \波长范围的$zyJ$波段，填补了程序星已有的光学（0.4 $-$ 1.0~ \micron）和红外（1.5 $-$ 2.4~ \micron）光谱之间的空白。我们从基于LTE的计算，涉及等效宽度和光谱合成，并估计丰度校正的物种，最受影响的偏离LTE在RHB星的17种丰度。一般情况下，好的协议之间的HPF的金属丰度和丰度比和那些从光学和红外光谱区域。这些红巨星的HPF光谱以轻元素跃迁为主，HPF数据可以用来从光谱中表现不佳或没有表现的物种（\eg、\species{C}{i}、\species{P}{i}、\species{S}{i}、\species{K}{i}）获得丰度。注意HPF丰度在两个领域的太阳能金属丰度RHB星的特殊利益：一个极端的碳同位素比，和一个罕见的非常大的锂含量。后一颗恒星在我们的样本中是独一无二的，它表现出非常强的\species{He}{i} 10830~ 10830吸收。疏散星团巨星的丰度与来自其他波长区域的丰度一致。报告了HD~122563中\species{C}{i}和\species{S}{i}的检测结果，从多个多重峰中获得了最低金属量的[S/F…
2020-12-29 astro-ph.SR
High Resolution Imaging Spectroscopy of a Tiny Sigmoidal Mini-filament Eruption
本研究基于GST望远镜的高分辨率光谱和磁图数据，分析了宁静太阳上一个微小S形微型暗条的爆发机制，发现磁双极子对消触发了爆发，并定量计算了其温度、速度及能量变化，揭示了迄今最小双带耀斑的能量释放过程。
2024-02-13 astro-ph.SR physics.space-ph
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of Red Giants in the globular cluster Terzan 8: kinematics and evidence for the surrounding Sagittarius stream
我们提出的光谱调查的结果，红巨人在球状星团泰山8的目的是研究其运动学。我们得到了精确的径向速度为82颗恒星位于最里面的7弧分从集群中心确定48个真正的集群成员。集群的运动学进行了比较与一组动力学模型占的质量分离和一个变量的二进制部分的效果。导出的速度色散似乎比没有双星的质量分离恒星系统的预测要大，这表明该星团要么是动态年轻的，要么它包含了大部分的双星（>30%）。我们检测到7颗恒星的径向速度与集群系统速度兼容，但与化学图案偏离的集群和银河场。这些恒星很可能是围绕这个恒星系统的人马座流的成员。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct images and spectroscopy of a giant protoplanet driving spiral arms in MWC 758
本文通过热红外观测在 MWC 758 原行星盘中直接探测到巨原行星 MWC 758c，其光谱表明其为低温或高消光天体，证实此类行星可驱动旋臂结构。
2023-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. Abundance analysis of nearby red giants and red clump stars: combining high resolution spectroscopy and asteroseismology
本研究结合GIARPS高分辨率光谱与星震学，分析16颗红巨星和红团簇星的参数、化学丰度及年龄，发现星震学年龄与演化轨迹一致但与化学时钟不符，并识别出可能的富Li巨星HD 24680。
2024-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for lithium-rich giants in 32 open clusters with high-resolution spectroscopy
本研究利用HARPS和UVES高分辨率光谱分析32个疏散星团中的247颗恒星，发现14颗典型富锂巨星（占6%），并确认锂增丰与恒星自转相关，表明多种机制可能同时导致锂富集。
2023-03-28 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
