TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). III. Filaments and dense cores in the NGC 2068 and NGC 2071 regions of Orion B
本文通过TRAO-FUNS项目对猎户座B的NGC 2068和NGC 2071区域进行分子谱线观测，识别出速度相干纤维和48个致密核，发现纤维的引力临界性是其碎裂并形成致密核及后续演化的关键条件。
2023-09-18 astro-ph.GA
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
TRAO Survey of the Nearby Filamentary Molecular Clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). IV. Filaments and Dense Cores in the W40 and Serpens South Regions of Aquila
TRAO-FUNS项目通过分子线观测揭示了W40和蛇夫南区域中丝状结构和密集核心的形成机制，发现丝状结构的临界性、质量流量和湍流耗散对核心形成至关重要。
2025-11-21 astro-ph.GA
TRAO Survey of the nearby filamentary molecular clouds, the universal nursery of stars (TRAO FUNS). II. Filaments and Dense cores in IC 5146
作为TRAO FUNS项目的一部分，我们介绍了IC 5146中细丝和致密芯的物理性质的结果。我们使用Taeduk射电天文台（TRAO）14米望远镜进行了动态测绘观测，覆盖了IC 5146面积的约1平方度，使用了各种分子线。我们从C $^{18}$ O（1-0）数据立方体中识别出14个细丝（总共24个，包括子细丝），从$\rm N_{2}H^{+}$（1-0）数据中识别出22个致密核心。我们研究了暗条的引力临界性、湍流性质、从暗条到致密核的吸积速率以及核的相对演化阶段。IC 5146中的大多数细丝在不确定性范围内是重力超临界的，并且大多数致密的核心形成于其中。我们发现，密集的核心在枢纽之间的$\rm N_{2}H^{+}$和C $^{18}$ O气体的系统速度移动约0.3公里/秒。此外，这些核心是亚音速或跨音速的，而周围的细丝气体是跨音速或超音速的，这表明轮毂中的核心可能是由碰撞湍流细丝中的湍流耗散形成的，并且合并仍在进行中。我们估计了$15 - 35~M_{\odot}~\rm Myr^{-1}$从细丝到致密核的质量吸积速率，并且收集当前核质量所需的时间尺度与致密核的寿命一致。轮毂中的细丝和致密核心的结构可以通过湍流会聚流的碰撞形成，并且沿着细丝到致密核心的质量流在形成致密核心中可能起重要作用。
2021-09-16 astro-ph.GA
Filamentary Fragmentation and Accretion in High-Mass Star-Forming Molecular Clouds
丝状结构在大质量恒星形成分子云中无处不在。它们与高质量恒星形成的关系仍有待了解。在这里，我们报告对8个连续的高质量恒星形成云的干涉观测。在这些云中总共发现了50个致密的核心，其中大多数都是高质量恒星形成的标志。其中五颗没有任何恒星形成的迹象，因此是星前核心的候选者。这些核心的演化阶段和它们的线宽，温度，NH $_3$丰度，维里参数被发现是相关的。在一个子样本的4形态定义良好的细丝，我们发现，它们的碎片不能单独解释的热或湍流压力的支持。我们还研究了沿暗条的气体温度和非热运动的分布，并发现了非热线宽和恒星形成活动之间的空间相关性。我们发现沿这些细丝的气体流动的证据，并推导出沿细丝的$\sim$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率。这些结果表明大质量暗条和大质量恒星形成之间存在着密切的关系，通过i）在非常早期的演化阶段的惯性碎裂形成致密的核心，ii）沿着暗条的吸积流对致密核心和原恒星的生长非常重要，iii）在恒星形成过程中通过反馈或吸积增强暗条中的非热运动。
2018-01-18 astro-ph.GA
Magnetic Field Uniformity Across the GF 9-2 YSO, L1082C Dense Core, and GF 9 Filamentary Dark Cloud
我们追踪了银河暗云GF 9中磁场（B场）的方向，从云的外围一直到包含低质量、低光度的0级年轻恒星天体（YSO）GF 9-2（IRAS 20503+6006）的L1082 C致密核心。这是使用SOFIA HAWC+尘埃热发射偏振仪（TEP）在216微米结合Mimir近红外背景星光偏振仪（BSP）在H波段（1.6微米）和K波段（2.2微米）进行。这些观测结果通过已发布的I波段（0.77 μ m）BSP和普朗克850 μ m TEP进行了增强，以探测与YSO的偏移范围为6000 AU至3 pc的B场方向。没有强烈的B-场的方向变化与偏移量被发现，表明显着的均匀性的B-场从云的边缘到YSO周围。这一发现与云核和YSO形成的弱场模型不一致。TEP和BSP探测器推断的B场方向的连续性是强有力的证据，表明两者都在采样一个共同的B场，该B场均匀地穿过云、核心和YSO区域。贝叶斯分析盖亚DR 2星匹配到Mimir BSP星发现到GF 9的距离为270 +/- 10 pc。没有发现B场取向角的强波长依赖性，与先前的权利要求相反。
2018-09-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Role of Magnetic Fields in the Stability and Fragmentation of Filamentary Molecular Clouds: Two Case Studies at OMC-3 and OMC-4
我们给出了猎户座A大质量长分子云复合体中两个区域OMC-3和OMC-4的稳定性分析。我们获得了$214~μ$ m HAWC+/SOFIA的偏振数据，并利用档案数据计算了柱密度和C $^{18}$ O（1-0）发射线。我们发现，在这两个观察到的区域和偏振分数是反相关的列密度和偏振角色散函数的去偏振。我们发现OMC-3中的对流云和致密团簇是磁超临界的，具有强次维里性质。这一区域应该处于引力坍缩阶段，并且与该区域形成的许多年轻恒星天体（YSO）相一致。我们的相对取向（HRO）的直方图分析表明，磁场在OMC-3的致密气体结构的动态次主导。给出了OMC-4的第一张偏振图。我们发现，除了一个细长的致密核心，这可能是一个附属结构的投影效应对准接近视线的结果，观察到的区域一般是磁亚临界。相对较大的速度色散和不寻常的积极的形状参数，在高柱密度的HRO分析表明，我们的视角可能接近OMC-4的附属子结构的轴。OMC-4中占主导地位的强磁场不利于恒星形成，并且与OMC-3中的YSO少得多相一致。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO FUNS) I. Dynamics and Chemistry of L1478 in the California Molecular Cloud
“TRAO FUNS”是一个在分子线上调查古尔德带云的项目。本文介绍了加州分子云L1478中心区域的第一个结果。我们使用Taedeok射电天文台（TRAO）14米单碟望远镜进行了动态测绘观测，该望远镜配备了16个多波束阵列，覆盖该区域的$\sim$ 1.0平方度区域，使用C $^{18}$ O（1-0）主要追踪低密度云，使用N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）主要追踪致密核心。同时用CS（2-1）和SO $(3_{2}-2_{1})$对该区域的$\sim$ 440平方角分面积进行了测图。我们通过对C $^{18}$ O数据立方体应用树状图技术鉴定了10个细丝，并通过使用{ \sc FellWalker}鉴定了8个密集的N $_{2}$ H $^{+}$核心。基本的物理性质的细丝，如质量，长度，宽度，速度场，和速度色散。发现L1478由几个速度略有不同的细丝组成。特别是发现超临界的长丝含有在N $_{2}$ H $^{+}$中检测到的致密核。通过比较C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$的非热速度色散，发现致密核与周围的细丝具有相似的运动学特征，而致密核与周围的细丝具有不同的运动学特征.这表明致密芯和细丝的形成机制在单个细丝中可以是不同的，这取决于它们的形态和环境。
2019-04-24 astro-ph.GA
A multi-line study of the filamentary infrared dark cloud G351.78-0.54
本文介绍了在1.3和0.8mm波段对对流红外暗云G351.78-0.54进行多线研究的结果。观察到CO、N $_2$ H $^+$、CH $_3$ CCH和HNCO三种同位素体的谱线。其目的是研究对流云的一般结构、其碎裂情况和物理参数，重点是该云中密集团块的性质。从N-$_2$ H-$^+$（3-2）数据中识别出几个致密的团簇，使用C $^{18}$ O（2-1）线确定它们的质量和维里参数。根据CH $_3$ CCH和HNCO数据估算了一些团块的温度。几乎所有的团块似乎都是重力不稳定的。从C $^{18}$ O（3-2）/（2-1）和N $_2$ H $^+$（3-2）/（1-0）强度比获得的密度估计值在$n \sim (0.3-3)\times 10^5$ cm $^{-2}$范围内。HNCO发射仅朝向包含IR光源IRAS 17233-3606的第一团块被检测到，并且指示甚至更高的密度。在流出物中也可以观察到。较高激发HNCO线的速度偏移可指示热芯相对于周围介质的移动。在某些团块中，N $_2$ H $^+$（3-2）和CO同位素之间存在速度漂移$\sim 1$ km s $^{-1}$。团块中N $_2$ H $^+$（3-2）线的大宽度表明其致密内部的速度色散增加，这可能与恒星形成过程有关。N $_2$ H $^+$的丰度朝着发光的IR源下降。
2021-05-07 astro-ph.GA
Study of the filamentary infrared dark cloud G192.76+00.10 in the S254-S258 OB complex
我们提出了一个高分辨率的研究结果，在S254-S258 OB复杂的几种分子物种跟踪不同的物理条件下的红外暗云G192.76+00.10。这些包括一氧化碳（CO）、氨（NH $_3$）、一硫化碳（CS）的三种同位素体。这项工作的目的是研究对流云的一般结构和运动学，它的碎裂和物理参数。气体温度由NH $_3 $ $(J,K) = (1,1), (2,2)$和$^{12}$ CO（2--1）线导出，并且$^{13}$ CO（1--0）、$^{13}$ CO（2--1）发射用于研究总体气体分布和运动学。从CS（2--1）数据中识别出几个密集的团块。气体温度的值位于$10-35$ K的范围内，柱密度$N(\mathrm{H}_2)$达到值5.1 × 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。灯丝的宽度为1 pc量级。致密团块的质量范围为$ \sim 30 $ M $_\odot$至$ \sim 160 $ M $_\odot$。它们似乎在引力作用下不稳定。分子发射显示出沿着细丝的气体动力学相干性。速度模式可以指示纵向塌陷。
2018-02-22 astro-ph.GA
Filamentary condensations in a young cluster
提出了星团中恒星形成凝聚的新模型。在每个模型中，冷凝质量随半径线性增加，在小尺度上，更迅速地在大尺度上，在“热-非热”模型。具有这种结构的球形凝聚形成原恒星，如果它们的陷落同样可能停止，那么它们与IMF相匹配。然而，这样的球形模型并不符合星团气体的连续性，而且它们过于扩展，无法形成高质量和短间距的原恒星。提出了两种混合模式，即小尺度下的球形模式和大尺度下的粘性模式。在星系团内部和周围，嵌入线状细丝的核心与星系团气体的延伸和低质量恒星的中心浓度相匹配。在星团中心，凝聚需要一个低的体积填充因子来产生短间距的大质量恒星。这些可能具有星状形状，其中核心是附属网络的节点，如在碰撞流和崩溃湍流团的一些模拟中所看到的。这种星状凝聚的密集结构可能与通过间接流动路径形成多颗原恒星的团块难以区分。
2011-05-03 astro-ph.GA
Magnetically Aligned Striations in the L914 Filamentary Cloud
研究通过PMO的CO多谱线观测和Planck偏振数据，在L914暗云中发现垂直于致密脊并沿磁场排列的准周期条纹，表明其可能形成于MHD过程并引导物质吸积。
2024-03-04 astro-ph.GA
Sequential Star Formation in the filamentary structures of Planck Galactic cold clump G181.84+0.31
我们提出了一个多波长的研究普朗克冷团G181.84+0.31，这是位于北端的扩展的星系结构S242。我们已经从SCUBA-2 850 μ m地图中提取了9个致密的核心，并根据它们的斯皮策，宽视场红外巡天探测器（WISE）和两微米全天巡天（2 MASS）近红外和中红外颜色确定了18个年轻的恒星物体（YSO，4个I类和14个II类）。致密核和YSO主要分布在G181.84的边界结构上，HCO $^{+}$（1-0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）谱线能很好地追踪到致密核和YSO。我们在G181.84中发现了连续恒星形成活动的特征：位于北部和南部子结构的致密核心和YSO比中心区域的年轻。我们还检测到全球速度梯度约0.8 $\pm$ 0.05 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$和1. 0 $\pm$ 0.05 km s分别沿北部和南部子结构的$^{-1}$ pc $^{-1}$，中央下部结构的局部速度梯度为1.2 $\pm$ 0.1 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些结果可能是由于扩展的丝状结构S242的整体坍缩是由边缘效应驱动的，对于边缘效应，丝状体边缘首先坍缩，然后进一步向内触发恒星形成活动。我们确定了G181.84中的三个亚结构，并估计了它们单位长度的临界质量，它们分别是$\sim$ 101 $\pm$ 15 M $_{\odot}$ pc…
2019-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star and Cluster Formation in the Sh2-112 Filamentary Cloud Complex
我们介绍了发射星云Sh 2 -112周围的恒星形成活动。在距离$\sim2.1$ ~kpc处，这个\ion{H}{2}复合体，本身半径为3~pc，被大质量恒星（O 8\，V）BD $+$ 45\，3216照亮。伴随的分子云以$2\fdg0\times0\fdg83$的角尺度沿银河经度延伸，相当于73 pc乘30 pc的线性大小。高分辨率（$30\arcsec$）的消光图显示了一条与类金刚石结构对齐的尘埃团链，平均消光为$A_{V} \sim 2.78$ ~mag，最大消光为$\sim17$ ~ mag。我们的分析导致了对丰富种群的识别（$\sim 500$）的年轻人（$\sim 1$ ~Myr的平均年龄）恒星，加上大量（$\sim 350$）H $α$发射体，在空间上与对流云相关。位于云边缘附近的发光恒星BD $+$ 45\，3216在电离辐射遇到致密气体时产生了弧形图案，形成了水泡状形态。我们发现了三个不同的年轻恒星群，它们都与星云复合体中相对密集的部分重合，这表明恒星正在形成。此外，由CO同位素示踪的云丝（激发温度$\sim$ ~K）几乎延伸到$\sim 80$ ~pc，除了在致密的核心（激发温度$\sim$ 28- 32 ~K），没有电离气体，其中有大量的由OB星（动力学年龄$\sim$ 0.18- 1.0 ~Myr）激发的电离辐射。主暗条的径向速度是动态的（中值$\sim …
2022-09-20 astro-ph.GA
Physical Conditions and Kinematics of the Filamentary Structure in Orion Molecular Cloud 1
利用N_2H ~+~（3-2）谱线研究了猎户座分子云1（OMC 1）区稠密分子气体的结构和运动学。猎户座KL核心周围的6 'x9'（~0.7x1.1 pc）区域已经被亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）绘制出来。SMA和SMT图像的分辨率约为5.4”（约2300 au），显示了典型宽度为0.02-0.03 pc的多个细丝。基于使用N2 H + 3-2和1-0数据的非LTE分析，细丝的密度和温度分别估计为~10^7 cm-3和~15-20 K。在三个巨大的细丝中观察到核心碎片，其中一个显示了速度和强度的振荡，这可能是核心形成气体运动的标志。OMC 1东部的气体动力学温度显著升高，可能是由于M42和M43中的高质量恒星的外部加热。此外，灯丝比其周围区域更冷，这表明由于灯丝中的致密气体而屏蔽了外部加热。OMC 1区域由猎户座KL的北部、西部和南部三个子区域组成，具有不同的径向速度和急剧的速度转变。从西部到南部地区有一个由北向南的速度梯度。观测到的速度模式表明，OMC 1中的致密气体正在向高质量恒星形成区域猎户座星云团（Orion Nebula Cluster）坍缩。
2020-03-05 astro-ph.GA
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Magnetic Field in the Milky Way Filamentary Bone G47
恒星的形成主要发生在磁场被认为是动力学重要的细丝中。最大和密集的丝状物追踪星系内的螺旋结构。在银河系中已经发现了十几个这样的致密（$\sim$ 10 $^4$ \，cm $^{-3}$）和长（$>$ 10\，pc）纤维，它们通常被称为“骨头”。“到目前为止，这些骨头都没有完整地解决和映射它们的磁场。我们介绍SOFIA遗留项目FIELDMAPS，该项目已开始使用HAWC+仪器以214\、$μ$ m和18 $\farcs$ 2分辨率绘制这些银河系骨骼的$\sim$ 10。在这里，我们提出了第一个结果，从这项调查的$\sim$ 60\，pc长骨G47。与一些对银河平面中致密细丝的研究相反，我们发现磁场往往不垂直于脊柱（即，骨头的中心线）。在活跃恒星形成的密集区域，场往往是垂直的，而在其他区域，场则更加平行或随机。平均场既不平行于银河平面，也不垂直于骨骼。沿脊柱的磁场强度通常从$\sim$ 20变化到$\sim$ 100，$μ$ G。磁场往往足够强大，可以抑制大部分骨骼的坍缩，但对于恒星形成最活跃的区域，磁场抵抗引力坍缩的能力明显较弱。
2022-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA Glimpse of Dense Molecular Filaments Associated with High-mass Protostellar Systems in the Large Magellanic Cloud
本文利用 ALMA 高分辨率观测大麦哲伦云中 30 个大质量原恒星系统，发现 HCO$^{+}$(4-3) 有效示踪致密纤维结构，其线宽随柱密度幂律增大，并揭示枢纽-纤维结构主要出现在高光度和母云演化晚期，可能是形成极亮大质量恒星系统的关键中间阶段。
2023-08-10 astro-ph.GA
Formation of Cold Filamentary Structure from Wind Blown Superbubbles
对两个风吹超气泡的膨胀和碰撞进行了数值研究。我们的模型超越了以前的模拟分子云的形成，从收敛的气体流动探索这个过程与现实的流动参数，大小和时间尺度。这些超级气泡是由随时间变化的风和超新星爆炸吹出的，这些都是根据人口合成模型计算出来的。它们扩展成均匀或湍流的扩散介质。我们发现在两个超气泡的压缩碰撞区自然形成了致密的冷气体团和细丝。它们的形状类似于所观察到的冷分子气体细丝和团块的拉长的、不规则的结构。在模拟结束时，我们的模拟箱中65%到80%的总气体质量包含在这些结构中。团块被发现处于各种物理状态，从与周围介质的压力平衡到具有大的不规则内部运动和旋转支撑结构的高度欠压团块。
2010-11-26 astro-ph.GA
Filamentary Star Formation: Observing the Evolution toward Flattened Envelopes
从大尺度分子云（几秒差距）到围绕0级源（~1000 AU ~~0.1 pc）的小尺度拱星包层，丝状结构无处不在。特别是，赫歇尔空间天文台最近的观测强调了大尺度细丝（几个秒差距）和恒星形成的重要性。0级源周围的小尺度扁平包层使人想起大尺度细丝。我们提出了一个观测派生的情况下，描述的灯丝的演变过程的一部分，形成的核心和拱星的信封。如果这种假设是正确的，那么在无星核中应该存在密度更高的小尺度平行结构（长度为0.1 pc），尽管迄今为止几乎所有的干涉仪都未能观测到这种结构。我们在星前阶段进行合成观测的灯丝建模已知的0级扁平信封在L1157使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们表明，合理的估计列密度通过扁平的信封，在3毫米波长的CARMA D-阵列是无法检测到这样的附属结构，所以以前的研究不会检测到它们。然而，由于更合适的分辨率和灵敏度，可以使用3 mm处的CARMA D+E阵列和1 mm处的CARMA E阵列检测亚结构。与CARMA结果相比，ALMA还能够以其前所未有的灵敏度检测亚结构并详细显示结构。这种探测将证实新提出的非球形恒星形成的范例。
2012-11-04 astro-ph.GA
Filamentary structures and compact objects in the Aquila and Polaris clouds observed by Herschel
我们的PACS和SPIRE图像的天鹰座裂谷和北极星耀斑地区的一部分，在赫歇尔的科学演示阶段，发现了迷人的，无所不在的结构，似乎是物理相关的紧凑的核心。我们简要介绍了一种新的多尺度，多波长的源提取方法，用于检测对象和测量他们的参数在我们的赫歇尔图像。所有被提取的无星核心（天鹰座541个，北极星302个）似乎都是在长而窄的丝状体中形成的。凭借其远红外分辨率和灵敏度的组合，赫歇尔直接揭示了密集核心嵌入的细丝;细丝被解析，并在Aquila和Polaris中分别具有35弧秒和59弧秒的解卷积宽度（两个区域均为9000 AU）。我们对赫歇尔的第一次观测结果使我们能够提出，一般来说，致密的核心可能起源于由细长细丝组成的复杂网络的破碎过程，很可能是引力、星际湍流和磁场之间相互作用的结果。要解开的过程中的作用，必须获得额外的运动学和偏振信息，这些后续观测计划。
2010-05-18 astro-ph.GA
High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 astro-ph.GA
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stability of filaments in star-forming clouds and the formation of prestellar cores in them
现在人们普遍认为，分子气体的致密细丝是恒星诞生过程中不可或缺的一部分。虽然数值模拟已经成功地再现了湍流气体中的对流结构，并且分析计算已经预测了通过径向坍缩形成致密气体细丝，但是产生这种细丝然后在其中形成星前核的确切过程尚不清楚。因此，在这项工作中，我们研究了形成一个密集的细丝使用一个相对简单的设置，一个均匀密度的圆柱体的压力平衡与其封闭介质。特别是，我们研究，如果它的倾向，形成一个致密的灯丝，并进一步，星前核心的形成在此灯丝承担的初始体积的气体的重力状态。我们报告了一个径向塌陷，导致形成一个致密的对流云是可能的，当气体的初始体积至少是临界稳定的（其特征是该体积的质量线密度与其最大值之间的近似相等）。虽然自引力，但这一体积的气体并没有自由落体。然后，由于类似牛仔裤的不稳定性的增长，这种塌陷后的细丝沿着其长度碎裂，形成像\emph{beads on a string}这样的星前核心。我们认为，在典型的恒星形成云中，在以下假设下被归类为引力超临界的致密细丝不太可能经历引力自由落体：（i）等温性，而事实上，它们不是，和（ii）相对于压力截断的扩展径向轮廓，从而导致其质量线密度的显著高估。这个坍缩后灯丝的径向密度和温度分布与最近对附近恒星形成区的调查中绘制的典型对流云的径向密度和温度分布是一致的。
2015-01-14 astro-ph.GA
ALMA observations of NGC 6334S $-$ I: Forming massive stars and cluster in subsonic and transonic filamentary clouds
介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）和Karl G. Jansky甚大阵列（JVLA）对位于NGC 6334分子云复合体西南端的大质量红外暗云NGC 6334 S（也称为IRDC G350.56+0.44）的观测。在$\sim$ 3 $^{\prime\prime}$角分辨率（$\sim$ 0.02 pc）下，ALMA观测所覆盖的H $^{13}$ CO $^{+}$和NH $_{2}$ D线表明，空间上无法分辨的非热运动主要是亚音速和跨音速的，这种情况类似于在低质量恒星形成分子云中发现的情况。经常在文献中报道的大质量恒星形成区域中观察到的超音速非热速度色散可能会由于望远镜光束内未解决的运动而导致空间分辨率差而显着偏置，从而扩大了观察到的线宽。我们的3~mm连续图像分辨出49个致密核，其质量范围从0.17到14 $M_{\odot}$。其中大多数都是用多个速度分量来解决的。我们的分析，这些气体的速度分量之间的反相关的气体质量和维里参数。这意味着质量越大的结构在引力作用下越不稳定。最后，我们发现NGC 6334 S云中的外部压力在限制这些致密结构方面很重要，并且可能在致密核心的形成中发挥作用，随后，嵌入年轻恒星。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Virialized Filamentary Infrared Dark Cloud
大质量恒星和团簇形成的初始条件是星际介质中寒冷、致密和高柱密度的区域，这些区域可以通过近、中、甚至远红外吸收而显现为红外暗云（IRDC）。因此，阐明IRDC的动态限制了这些复杂过程的理论模型。特别是，重要的是要评估IRDC是否已经达到维里平衡，其中内部压力平衡，由于云的自引力重量加上外部环境的压力。我们通过结合近红外和中红外消光图和C_（18）O（1-0）和（2-1）谱线的速度色散来研究记录IRDC G035.39-00.33的质量。与我们先前基于13 CO发射和仅MIR-exclusion mapping的适度超维里结果相比，通过改进质量测量，我们现在发现暗条符合维里平衡，至少在其中心秒差距宽的区域中，约1000 M_Sun沿着几个秒差距蜿蜒。这种平衡态不需要大规模的净支撑或磁场的限制。
2012-07-30 astro-ph.GA
Filamentary Molecular Cloud Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection in Cold Neutral Medium
本研究探讨了冷中性介质中通过碰撞诱导磁重联（CMR）机制形成分子云的可能性，发现云碰撞触发磁重联可生成20pc丝状结构，并自下而上地通过磁场输送致密气体块促进恒星形成，且CMR能自生湍流。
2024-08-26 astro-ph.GA
The Dynamical State of Filamentary Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）的致密冷气体被认为是大质量恒星和团簇形成的初始条件的代表。我们分析了Jackson等人的银河系环巡天的13 CO（J=1-0）线发射数据，比较了来自13 CO的质量表面密度，Sigma_13CO，与来自Butler和Tan的中红外小中值滤波消光映射的质量表面密度，Sigma_SMF。在考虑了细丝周围的分子包层后，我们发现σ_CO和σ_SMF之间近似线性关系，即在云中σ_CO/σ_SMF的比值近似恒定。这两种云之间的差异大约是二分之一。我们发现一个温和的下降的Sigma_CO/Sigma_SMF的质量表面密度增加，这可能是由于系统的温度降低，增加的重要性，高13 CO不透明度的核心，增加尘埃不透明度，或减少13 CO丰度由于耗尽在较高的柱密度的区域的证据。我们进行椭圆形和conventary维里分析的云，发现表面压力项是动态的重要性，全球的细丝可能还没有达到维里平衡。沿着暗条的一些局部区域似乎接近维里平衡，尽管仍然有重要的表面压力，这些似乎是恒星形成最活跃的地方。
2011-01-08 astro-ph.GA
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
[CII] emission properties of the massive star-forming region RCW36 in a filamentary molecular cloud
目的：研究RCW 36的[CII]158 $μ$ m在稠密对流云中的发射特性。研究方法：[CII]对RCW 36进行了观测，覆盖面积约为30弧分$\times$ 30弧分，使用的是一台100厘米球载远红外望远镜上的法布里-珀罗光谱仪，其角分辨率为90弧秒。通过使用AKARI和Herschel图像，[CII]强度的空间分布与大颗粒和PAH的发射进行了比较。结果如下：[CII]发射在空间上与在IR图像中观察到的双极瓣的壳状结构非常一致，该结构沿着垂直于冷致密灯丝方向的方向延伸。我们发现RCW 36的[CII]-160 $μ$ m关系显示出比RCW 38更高的[CII]/160 $μ$ m亮度比，而RCW 36的[CII]-9 $μ$ m关系与RCW 38的[CII]/160 $μ$ m亮度比符合得很好。结论：[CII]排放在空间上与PAH和冷尘排放相关。这意味着观察到的[CII]发射主要来自PDR。L_[CII]/L_FIR比值与L_[CII]/L_PAH比值相比变化较大。鉴于在$λ$ =160 $μ$ m处观察到的L_[CII]/L_FIR与光学厚度的紧密相关性，L_[CII]/L_FIR的大变化可以简单地用几何效应来解释，即，L_FIR有来自视线方向上整个尘云柱的贡献，而L_[CII]有来自远紫外光照射的云表面的贡献。基于几何效应的图像，[CII]/160 $μ$ m的亮度比增强归…
2021-03-01 astro-ph.GA
Insights into Galaxy Morphology and Star Formation: Unveiling Filamentary Structures around an Extreme Overdensity at $z \sim 1.5$ Traced by [OII] Emitters
本研究利用多望远镜数据探究z~1.5处[OII]发射线星系的形态与恒星形成，发现极端过密区周围的大尺度纤维结构，证实致密环境会提升星系扰动频率与恒星形成率，揭示该宇宙时期环境对星系演化的影响。
2024-03-12 astro-ph.GA
From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt survey
我们总结了古尔德带调查的第一批结果，在赫歇尔的“科学演示阶段”期间向天鹰座裂谷和北极星耀斑地区获得。我们的70-500微米的图像在并行模式下拍摄的SPIRE和PACS相机揭示了丰富的纤维结构，以及许多密集的核心嵌入在灯丝。在天鹰座区域可以识别出约350 ~ 500颗星前核和约45-60颗0级原恒星，而在北极星区域则可以观察到~未束缚的无星核和无原恒星。天鹰座星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）有很强的相似性，这已经证实了CMF和IMF之间的密切联系，其统计数据比以前的研究要好得多。比较和对比我们在天鹰座和北极星的赫歇尔结果，我们提出了一个观察驱动的核心形成的情况下，根据该复杂的网络的长，细丝形成的分子云内，然后dennial丝碎片成一些星前核心通过引力不稳定性。
2010-05-25 astro-ph.GA
Multicomponent kinematics in a massive filamentary IRDC
为了探索大质量恒星和团簇形成的初始条件，我们在甚大阵（VLA）和绿岸望远镜（GBT）的组合镶嵌图上研究了红外暗云G035.39-00.33（IRDC G035.39）内致密细丝的性质，追踪NH3（1，1）和（2，2）的发射，直到0.08 pc尺度。使用凝聚的层次聚类的多个视线速度分量拟合结果，我们确定了七个扩展的速度相干分量在我们的数据，可能代表空间相干的物理结构，一些表现出复杂的气体运动。速度梯度大小分布的峰值在0.35 km/s/pc的模式，并有一个长尾巴延伸到1.5 - 2 km/s/pc的较高值，并与其他分子示踪剂对同一云的发现和对附近低质量致密云核在相同尺度下的发现值基本一致。与观测和理论预期相反，我们发现非热氨谱线宽度比以类似分辨率观察到的N2 H+（1-0）谱线跃迁系统地窄（约20%）。如果观测到的有序速度梯度代表核心包层固体的旋转，我们估计比角动量约为2 x 10^21 cm ^2/s，与低质量恒星形成核心相似。再加上之前在G035.39中发现的亚音速运动，我们的研究结果表明，高质量恒星形成IRDC和低质量恒星形成机制的运动学之间具有高度的相似性。
2018-12-22 astro-ph.GA
A multi-scale filament extraction method: getfilaments
用赫歇尔望远镜对银河系恒星形成区进行的远红外成像观测表明，相当大一部分寒冷的星际介质看起来像是一张迷人的、无所不在的星际结构网。星际物质的这种高度各向异性的成分进一步使系统检测和测量强可变但（相对）各向同性背景中的致密核心的困难问题复杂化。观测证据表明，恒星形成在致密的细丝中，这给自动源提取方法带来了严重的问题，这些方法不仅必须可靠地将源与波动的背景和噪声区分开来，而且还必须将源与附属结构区分开来。以前的论文提出了多尺度，多波长的源提取方法getsources的基础上，一个精细的空间尺度分解和过滤无关的尺度从图像。本文提出了一种多尺度、多波长的细丝提取方法getfilaments，解决了这一问题，大大提高了在复杂背景下利用getsources进行源提取的鲁棒性。主要的区别是getfilaments提取的细丝现在在源提取过程中被getsources从探测图像中减去，大大减少了虚假源污染星表的机会。在赫歇尔观测中发现的形成中的恒星和暗条之间的密切物理关系要求精确的暗条提取方法必须去除源的贡献，并且精确的源提取方法必须能够去除潜在的暗条结构。使用getsources进行源提取现在还为研究人员提供了清晰的细丝图像，没有源，噪音和各向同性背景。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Internal 1000 AU-scale Structures of the R CrA Cluster-forming Cloud -- I: Filamentary Structures
本研究利用 ALMA ACA 观测南冕座成团分子云的高密度区域，解析出百余个宽度数千AU的瞬态纤维状羽状物结构，指出其由气体流碰撞形成并可能触发R CrA星团的活跃恒星形成。
2024-04-17 astro-ph.GA
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: Multifractal microcanonical analysis: II. Sparse filtering of Herschel observation maps and visualization of filamentary structures at different length scales
本文提出一种l^2-l^p型稀疏滤波与去卷积方法，用于Herschel观测图降噪及消除仪器波束效应，成功突显了分子云中的细微丝状结构，并利用模拟数据验证了去卷积质量。
2024-06-05 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
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
Cores, filaments, and bundles: hierarchical core formation in the L1495/B213 Taurus region
（略）背景。核心凝聚是恒星形成过程中的一个关键步骤，但在观测上仍然缺乏特征。目标。我们已经研究了金牛座10 pc长的L1495/B213复合体，以研究致密的核心是如何从低密度的云物质中凝聚出来的。结果从N $_2$ H $^+$发射，我们确定了19个致密的核心，一些无星和一些原恒星。它们不是均匀分布的，而是倾向于以0.25 pc的相对间隔聚集。从C $^{18}$ O发射，我们确定了气体中的多个速度分量。我们已经通过将高斯拟合到谱上，并通过研究拟合在位置-位置-速度空间中的分布来表征它们。在这个空间中，C $^{18}$ O分量表现为速度相干结构，我们使用专用算法（FIVe：Friends In Velocity）自动识别它们。利用这种算法，我们已经确定了35个典型长度为0.5 pc，声速内部速度分散，和每单位长度的质量接近10 K时等温圆柱体的稳定性阈值的附加组件。核心的形成似乎是通过碎片化发生在可育成分内部，少数单位长度质量较大的可育成分负责云中的大多数核心。在大尺度上，附属成分似乎被分组为族，我们称之为束。结论. L1495/B213的核心形成是通过分级碎裂进行的。云首先分裂成几个pc规模的区域。每一个区域后来都分裂成长度约为0.5秒差距的速度相干细丝。最后，这些细丝中的一小部分准静态地碎裂，产生了我们今天看到的单个致密核心。
2013-03-08 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
Widespread SiO and CH3OH emission in Filamentary Infrared Dark Clouds
红-暗云（IRDC）是寒冷、密集的高（光学和红外）消光区域，被认为是大质量恒星和星团的诞生地。导致这些IRDC形成的物理机制尚未完全理解，因此研究它们的分子气体运动学和化学含量以寻找IRDC形成过程的任何特征是重要的。利用Milimétrica射电天文研究所的30米直径的天线，我们获得了致密气体示踪剂（H $^{13}$ CO、$^{+}$和HN $^{13}$ C）和典型激波示踪剂（SiO和CH $_3$ OH）朝向三个IRDCs，G 028.37 +00.07、G 034.43 +00.24和G 034.77 -00.55（分别为云C、F和G）的发射图。我们已经研究了这些云的分子气体运动学，并与以前的工作对其他IRDC一致，云显示出复杂的气体运动学与几个速度相干的子结构分离在速度空间中的几公里秒$^{-1}$。与这些复杂的运动学结构，广泛（秒差距尺度）排放的SiO和CH $_3$ OH是目前在所有三个云。对于云C和F，已知是活跃的恒星形成，广泛的SiO和CH $_3$ OH可能与正在进行的恒星形成活动有关。然而，云G，缺乏8 $μ$ m或24 $μ$ m源和4.5 $μ$ m H $_2$冲击激发的发射，检测到的广泛的SiO和CH $_3$ OH发射可能起源于大规模的冲击相互作用，虽然涉及人口的低质量恒星驱动分子外流的情况不能完全排除。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Sh2-233 Triggering the Formation of the High-mass Protostar Object IRAS 05358+3543
利用$\sim$ 0.5 pc分辨率下的CO $J$ = 2-1数据，对Sh 2 -233区分子气体进行了新的运动学分析。分子气体是由一个长5-pc、宽1.5-pc的对流云组成，其中嵌入了两个致密的云核。暗条位于两个云之间，这两个云的速度差为2.6 km/s $^{-1}$，并延伸超过$\sim$ 5 pc。我们设想两个云相互碰撞，并压缩它们之间的气体，形成$\sim$ 0.5百万年的细丝，这是垂直于碰撞。很可能碰撞不仅形成了对流云，而且还形成了两个致密的核心。其中一个致密的核心与高质量原恒星候选者IRAS 05358+3543有关，这是一颗代表性的高质量原恒星。在大质量恒星形成的整体坍缩方案中，假设初始条件是一个半径为0.1 pc的体积内有100个$M_\odot$的致密核心，而这样一个核心的形成在以前的工作中仍然没有得到解释。我们认为，建议的碰撞是一个步骤，有效地收集气体的100 $M_\odot$到0.1 pc半径。这支持了云-云碰撞是形成致密的高质量致密核心IRAS 05358+3543的必要过程。
2021-06-03 astro-ph.GA
Observational signatures of end-dominated collapse in the S242 filamentary structure
利用OSO-20 m望远镜对S242星形成区的一个细长的星系结构（长约30 pc）进行了新的CO（~（13）CO（1-0）和C_（18）O（1-0））和CS（2-1）线观测。其中一个暗条的末端是S242 HII区，而另一端则是普朗克冷团。在灯丝中识别出几个子区域，并且是超音速的，马赫数为2.7-4.0。动力学状态的研究表明，超临界性质的子区域（除中央部分），这不能支持的组合的热和湍流运动。年轻的恒星物体在整个暗条上都可以看到，但在暗条的末端更集中。致密的分子核心主要朝向细丝末端观察，并且接近维里平衡。位置-速度图跟踪速度梯度（~1 km/s/pc）向两端。还观察到朝向细丝的速度振荡模式，表明其断裂。暗条的崩溃时间尺度计算为约350万年。利用~（1-3）CO观测资料，发现暗条的速度结构函数与Musca云的速度结构函数非常相似，滞后约1-3秒差距，偏离Larson速度-尺寸关系。在较高的滞后结构函数中观察到的振荡模式表明存在大规模和有序的速度梯度，以及通过沿灯丝吸积的碎片化过程。考虑到所有观测到的结果及其不确定性，S242暗条是端部主导坍缩的一个很好的例子。
2019-04-16 astro-ph.GA
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
Dense gas formation and destruction in a simulated Perseus-like galaxy cluster with spin-driven black hole feedback
延伸的丝状H $α$发射星云是附近星系团的一个显著特征，但丝状体的形成机制以及塑造其形态的过程仍然不清楚。我们进行了调查的形成，演化和破坏的致密气体的中心模拟，英仙座，集群的影响下的自旋驱动射流。我们特别研究了稠密气体从扩散的团内介质中凝结所起的作用，以及现有稠密气体由喷流直接抬升的影响，确定稠密气体的空间分布和运动学。我们提出了一个理想化的英仙座状集群使用自适应网格细化代码{ \sc ramses}的流体动力学模拟。我们的模拟包括一个超大质量黑洞（SMBH），自洽地跟踪其自旋演化通过其本地吸积，并反过来驱动一个大规模的喷流，其方向是基于黑洞的自旋演化。我们表明，致密气体的形成和破坏是密切相关的SMBH的反馈周期，其形态是高度可变的整个模拟。虽然扩展的对流结构很容易从热的团内介质凝结，但它们在与喷流驱动的外流相互作用期间很容易破碎成过度聚集的气体分布。在活动星系核的静止阶段，当冷却时间与自由降落时间的局部比值低于20时，即当$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} < 20$。我们发现了致密气体凝结和抬升的证据，但要注意的是，纯粹的流体动力学模拟难以有效地调节集群冷却循环，并产生过度cluerical分布的致密气体形态，观察相比。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational fragmentation caught in the act: the filamentary Musca molecular cloud
丝状结构在分子云中很常见。解释它们如何分裂成致密的核心是理解它们在恒星形成中的作用所缺少的一步。我们进行了一个案例研究，低质量的细丝是否接近流体静力学之前，他们的碎片，以及他们的碎片是否同意重力碎片模型。为此，我们研究了6.5 pc长的苍蝇分子云，这是一个理想的候选人在早期阶段的碎片的灯丝。我们采用尘埃消光映射结合近红外数据从NEWFIRM仪器，和870微米尘埃连续排放数据从LABOCA仪器，估计列密度。我们使用这些数据来识别来自云的碎片，并确定其附属部分的径向密度分布。我们比较了云的形态与13 CO和C18 O线发射观测的APEX/SHeFI仪器。Musca云的两端明显是碎片状的，但在其中心区域有一个非常清晰的1.6 pc长的细丝。灯丝的线质量为21-31 Ms pc^-1，半高宽为0.07 pc。它的径向轮廓可以与具有2.6 \pm 11%的幂指数的Plummer轮廓拟合，比无限流体静力学长丝更平坦。该轮廓也可以装配有由外部压力截断的静压缸。这些模型表明中心密度为5-10 x 10^4 cm^-3。云中的碎片平均分离为0.4 pc，与引力碎裂一致。这些特性，再加上云的亚音速和速度一致性，表明一种最初的流体静力云目前正在重力破碎的情况。碎片化开始于百万年前，从云的末端开始，留下了它的中心，但相对来说没有碎片化，可能是因为引力集中在有限的几何形状中。
2015-07-14 astro-ph.GA
Filamentary Accretion Flows in the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506 Revealed by ALMA
丝状体是分子云中普遍存在的结构，在恒星的质量聚集中起着重要作用。我们目前的动态稳定性分析的结果，在红外暗云G14.225 $-$ 0.506，在两个枢纽的多个细丝的秒差距长度的收敛，大质量恒星形成的延迟发病报告的灯丝。全合成成像与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行映射的$\mathrm{N_2H^+} \; (1-0)$发射在两个枢纽灯丝系统的空间分辨率为$\sim 0.034 \; \mathrm{pc}$。Kinetics是从复杂的光谱拟合算法，占线混合，大的光学深度，和多个速度分量。我们识别出五个速度相干细丝，并利用主成分分析法求出它们的速度梯度。沿细丝的质量增长率高达$10^{-4} \; \mathrm{M_\odot \, \mathrm{yr^{-1}}}$，并且在一个自由落体时间（$\sim 10^5 \; \mathrm{yr}$）内足以影响轮毂动力学。$\mathrm{N_2H^+}$细丝与位力参数$α_\mathrm{vir} \sim 1.2$处于平衡状态。我们比较了在$\mathrm{N_2H^+}$细丝、$\mathrm{NH_3}$细丝、$870 \; μ\mathrm{m}$致密团块和$3 \; \mathrm{mm}$致密核心中测量的$α_\mathrm{vir}$。随着空间尺度的减小，$α_\mathrm{vir}$的下降趋势持续存在，…
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Turbulence and Magnetic Fields in Simulated Filamentary Structure
我们使用数值模拟的湍流集群形成区域研究的性质，在恒星形成致密的对流结构。使用四个流体动力学和磁流体动力学模拟选择相匹配的意见，我们确定在由此产生的列密度图细丝，并分析其属性。我们计算每0.05百万年的长丝的径向列密度分布，并与修改后的等温和压力限制等温圆柱模型，找到合理的适合任何一个模型的配置文件。在模拟中形成的细丝具有与观察到的那些相似的径向柱密度分布。磁场为细丝提供了额外的压力支持，使“蓬松”细丝比纯流体动力学情况下更不容易碎裂，后者继续以较慢的速度凝聚。在密度较高的模拟中，由于重力的重要性增加，细丝生长得更快。并不是所有在模拟中识别的细丝都将演变成恒星：有些会膨胀和分散。在这些不同的暗条演化路径下，暗条整体宽度随时间、磁场强度强度或密度变化的趋势是微弱的，所有这些情况都与在不同恒星形成区域中暗条宽度恒定的发现相一致。在模拟中，对于所有时间和初始条件，平均半高宽在0.06和0.26 pc之间，大多数在0.1到0.15 pc之间;然而，半高宽的范围大于典型的赫歇尔分析。最后，细丝显示了丰富的子结构，类似于最近在金牛座发现的细丝束。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Maps of Dust and Warm Dense Gas Emission in the Starburst Galaxy IC 5179$^\star$
我们提出了我们的高分辨率（$0^{\prime\prime}.15\times0^{\prime\prime}.13$，$\sim$ 34 pc）的CO（6-5）线发射的观测，探测温暖和致密的分子气体，和434 $μ$ m尘埃连续辐射的星爆星系IC 5179的核区域，进行与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）。CO（6-5）辐射在空间上分布在具有许多致密核的环形结构中，并显示出具有绕核旋转气体盘特征的速度场，其中90%的旋转速度出现在$\lesssim150$ pc的半径内。在我们的空间分辨率的尺度上，CO（6-5）和尘埃发射峰并不总是一致的，它们的表面亮度比变化的一个因素$\sim$ 10。这一结果表明，它们的激发机制可能是不同的，进一步证明了西南到东北的空间梯度的CO粉尘连续比和Pa- $α$等效宽度。在$\sim$ 300 pc的核区，在$\sim$ 34 pc的分辨率下，我们观测到的CO线通量（尘埃通量密度）为$180\pm18$ Jy km/s（$71\pm7$ mJy），占Herschel观测值的22%（2.4%）。
2017-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Seahorse Nebula: New views of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32 from SABOCA, Herschel, and WISE
我们用SABOCA测辐射热计对350 $μ$ m的红外暗云（IRDC）G304.74+01.32进行了测图。新的SABOCA数据的分辨率比我们以前的LABOCA 870 $μ$ m云图高2.2倍。我们还使用了G304.74的Herschel远红外和亚毫米以及WISE IR数据。SABOCA数据表明，G304.74是一个致密的晶体结构，平均宽度只有$0.18\pm0.05$ pc。发现断裂成SABOCA核心的LABOCA团块的百分比为$36\%\pm16\%$。WISE的数据表明，SABOCA核心的$65\%\pm18\%$拥有年轻的恒星天体（YSO）。通过比较Herschel/SPIRE通量密度得到的尘埃团的平均温度为$15.0 \pm 0.8$ K。LABOCA团块的平均质量、光束平均H $_2$柱密度和H $_2$数密度估计为$55\pm10$ M $_{\odot}$、$(2.0\pm0.2)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(3.1\pm0.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。SABOCA核心的相应值为$29\pm3$ M $_{\odot}$、$(2.9\pm0.3)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(7.9\pm1.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。G304.74灯丝估计为热超临界的$\gtrsim3…
2017-10-21 astro-ph.GA
The census of dense cores in the Serpens region from the Herschel Gould Belt Survey
赫歇尔古尔德带巡天绘制了附近（d < 500 pc）的恒星形成区，以更好地了解星前阶段如何影响恒星形成过程。在这里，我们报告了一个完整的人口普查密集的核心在15 deg 2的地区的巨蛇座恒星形成区位于d=420 pc和484 pc之间。PACS和SPIRE相机拍摄了70微米至500微米的云。利用多波长源提取算法getsources，我们提取了833个源，其中709个是无星核，124个是候选原恒星核。我们获得了所有样品的温度和质量，分类604星前核心和105未绑定的核心的无星核心。我们的源普查是80%的质量大于0.8 Msun整体完成。我们产生的核心质量函数（CMF），并比较它与初始质量函数（IMF）。星前CMF与对数正态趋势一致，直至2 Msun，之后遵循幂律，斜率为-2.05+/-0.34。其CMF的尾部更陡峭，但仍然与我们在这项工作中研究的地区的IMF兼容。我们还提取了巨蛇座地区的细丝网络，发现81%的星前核心位于附属结构上。星前核与星丝结构之间的空间联系支持了其他赫歇尔观测所提出的星前核主要形成于星丝上的范例。巨蛇座被证实是一个年轻、低质量和活跃的恒星形成区。
2020-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
