Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
Sheets, filaments and clumps - high resolution simulations of how the thermal instability can form molecular clouds
本文描述了通过一个较大的复杂的云内部的热不稳定性的崩溃冷块的形成的三维模拟。初始条件是一个扩散的原子，静止的，热不稳定的，200 pc直径的球形云在压力平衡与低密度的环境。这是在n_H = 1.1 cm ^{-3}附近的最精细的初始网格层（0.29 pc）上用10%的密度扰动播种的，并在包括自引力的情况下演化。未施加磁场。在从该模拟中提取的区域的更高分辨率下（低至0.039pc）的重新模拟表明，热不稳定性形成片，然后是细丝，最后是团块。长丝的宽度随时间增加，在一种特定情况下从0.26 pc增加到0.56 pc。此后，大小约为5 pc的团块在细丝的交叉处生长。利用FellWalker算法寻找引力势的极小值，发现了21个性质与分子云相似的团簇。并非所有这些都是引力束缚的，但流动的收敛性质和中心密度的增加表明它们很可能形成恒星。对质量最大的团块的进一步模拟显示，引力坍缩的密度大于10 ^6 cm^{-3}。这些结果提供了现实的初始条件，可用于研究反馈在个别团块，相互作用的团块和整个分子云复合物。
2019-03-12 astro-ph.GA
Filaments in Simulations of Molecular Cloud Formation
我们报告的细丝，发展自洽在一个新的数值模拟云的形成碰撞流。和以前的研究一样，正在形成的云开始经历引力坍缩，因为它迅速获得了比平均金斯质量大得多的质量。因此，坍缩很快就变得几乎没有压力，首先沿着其最短的维度进行。这自然会在云中产生细丝，并在细丝中产生团块。这些细丝在任何时候都不是处于平衡状态，而是长期存在的流动特征，气体通过这些特征从云流到团块。这些细丝是长寿的，因为它们从它们的环境中吸积，同时又吸积到它们内部的团块上;它们本质上是流动从二维吸积变成一维吸积的轨迹。此外，团块还表现出一种层次性：细丝中的气体流到一个主要的中心团块上，但其他较小规模的团块沿着下落的气体形成。相应地，沿细丝的速度在团块的位置处呈现跳跃的层次。模拟中的两个突出的细丝长度约为15 pc，质量约为600 Msun，高于密度n ~ 10^3 cm-3（在n > 50 cm-3时约为2 × 10^3 Msun）。密度分布显示出一个中心扁平的核，大小约为0.3 pc，包层的衰减速率为r^-2.5，这与观测结果相当吻合。在暗条上的吸积达到最大线密度率，约为30 Msun Myr^-1 pc^-1。
2014-07-11 astro-ph.GA
Regularly Spaced Infrared Peaks in the Dusty Spirals of Messier 100
斯皮策太空望远镜拍摄的M100的IRAC图像显示了许多长的细丝和规则间隔的团块，这表明相关的云复合体是由冲击和积累的气体中的大规模引力不稳定性形成的。光学图像没有暗示这种潜在的规律性。近红外（NIR）团块之间的典型间距为~410 pc，这是团块直径的~3倍，与临界线密度细丝中的最快生长模式一致。在最明显的27个灯丝和其他地方测量了数百个团块的IRAC大小和颜色。团块的颜色表明，尘埃与弥漫的气体，PAH排放和恒星形成的局部加热有关。在同一个灯丝上相邻的簇有相似的大小。沿纤维长度方向存在许多团块，表明纤维的年龄是一致的。这些观测结果支持了一个模型，即星际气体系统地积累了超过几千秒差距的长度，形成螺旋状的细丝，自发地坍缩成巨大的云和恒星复合体。光学波长主要显示不规则的尘埃碎片，HII区域，以及这些原始形成地点下游的恒星形成。
2018-06-23 astro-ph.GA
Molecular gas in high-mass filament WB673
本文研究了含有多个致密团簇的粘性分子云中的致密气体分布。细丝的中心由密集的团块WB 673给出。这些团块是高质量和中等质量的恒星形成区域。我们使用Onsala空间天文台20 m望远镜在96 GHz处观察到了朝向WB 673的CS（2-1）、13 CO（1 -0）、C18 O（1-0）和甲醇谱线。我们发现CS（2-1）的发射在团间介质，所以团是物理连接，整个云确实是一个灯丝。其总质量为$10^4$ M $_{\odot}$，根据13 CO（1-0）数据，质量与长度比为360 M $_{\odot}$ pc $^{-1}$。致密气体的质量与长度比为来自CS（2-1）数据的$3.4-34$ M $_{\odot}$ pc $^{-1}$。灯丝的PV曲线呈V形。我们用甲醇谱线估计了分子气体的物理条件。灯丝在天空中延伸壳层之间的位置表明，它可能是一个很好的例子来测试通过超声波对星际气体的多次压缩形成灯丝的理论模型。
2017-11-04 astro-ph.GA
MHD simulation of the formation of clumps and filaments in quiescent diffuse medium by thermal instability
我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行理想化的三维MHD模拟的形成cluderous和constentary结构中的热不稳定介质中没有湍流。一个稳定的热不稳定的球形扩散原子云的密度均匀的压力平衡与低密度的环境中播种的随机密度变化，并允许发展。穿过云的磁场强度的范围已经被探索，从β =0.1到β =1.0到零磁场的情况（β =无穷大），其中β是热压力与磁压力的比率。一旦密度不均匀性发展到重力开始变得重要的程度，自重力就被引入到模拟中。在没有磁场的情况下，云和团块在云内形成，其纵横比大约为1，而在存在相对强的场（β =0.1）的情况下，这些云和团块变成细丝，然后演变成主要垂直于磁场的相互连接的波纹片。当磁压力和热压力相等（β =1.0）时，就会形成细丝、云和团块。在任何特定的时刻，3D结构在平行于磁场的平面上的投影，即垂直于磁场的视线，类似于无定形分子云的外观。细丝的密度、宽度、速度色散和温度与分子云中观察到的相似。相比之下，在强场β =0.1的情况下，沿着平行于磁场的视线的3D结构的投影揭示了非常均匀的结构。
2016-03-08 astro-ph.GA
Cloud G074.11+00.11: a stellar cluster in formation
我们提出了普朗克探测到的冷云G074.11+00.11的分子线和尘埃连续观测。星云由一个弯曲的细丝系统和一个中心的恒星形成团组成。这个团簇与几个红外源和H2O脉泽发射有关。我们的目标是确定质量分布和气体动力学内的集群，调查如果看到集群周围的对流结构在较小的规模上重复自己，并估计在致密的核心和细丝中所含的质量分数。原始稠密气体的速度分布可以用来研究团簇的全球动力学状态、对流入流的作用、暗条碎裂和核心吸积。我们使用分子线和连续观测单碟天文台和干涉设施，研究该地区的运动学。分子线观测表明，中心团簇可能是由大规模的细丝碰撞形成的。中央的团块包含三个致密的核心。假设距离为2.3千秒差距，根据盖亚的观测和背景恒星的三维消光方法，中央星团的质量超过700个太阳质量，大约是云总质量的25%。我们的维里分析表明，中央丛和所有已识别的子结构正在崩溃。我们没有发现与核心相关的小规模细丝的证据。我们的观测表明，这个星团分裂成三个核心，质量在太阳质量范围[10，50]内，并且这三个核心都在坍缩。H2O脉泽辐射的存在表明活跃的恒星形成。然而，CO线仅显示出微弱的流出迹象。我们认为，该地区是年轻的，任何导致恒星形成的过程刚刚开始。
2019-07-19 astro-ph.GA
Kinematics and star formation toward W33: a central hub as a hub--filament system
我们利用紫金山天文台（PMO）的$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1 - 0）和C $^{18}$ O（1-0）谱线，对W33杂岩体及其周围进行了大比例尺的成图观测，覆盖区域为$1.3^\circ \times 1.0^\circ$。在W33复合体中发现了一个新的枢纽-纤维系统，其\kms的范围为30 - 38.5 \kms。三个超临界细丝直接会聚到中心毂W33中。速度梯度检测沿细丝和吸积率的顺序为$\rm 10^{-3}\,M_\odot\, yr^{-1}$。中心毂W33的总质量为$\rm\sim 1.8\times10^5\,M_\odot$，占毂-细丝系统质量的$\sim 60\%$。这表明中心枢纽是枢纽-细丝系统的质量储存器。此外，49个ATLASGAL团块与枢纽-细丝系统相关。我们发现$57\%$的团块位于中心枢纽W33和聚集在之间的丝和W33复合体的交叉点。此外，I类年轻恒星天体（YSO）的分布形成了一个类似于中心-灯丝系统的结构，并在团块群处达到峰值;这似乎表明，在这一区域中团块形成和恒星形成的机制是相关的。沿着细丝的气流可能将材料送入交叉点，并导致在轮毂-细丝系统W33中聚集和形成团块。在丝状体和W33复合体之间的交叉处的恒星形成可能是由会聚到交叉处的气体运动触发的。
2021-02-22 astro-ph.GA
Hub-filament system in IRAS 05480+2545: young stellar cluster and 6.7 GHz methanol maser
为了探索恒星形成过程，我们对IRAS 05480+2545（以下简称I 05480 +2545）进行了多波长研究。对Herschel数据的分析揭示了一个包含6.7 GHz甲醇脉泽和I 05480 +2545的大质量团簇（M_clump ~ 1875 Msun;峰值N（H_2）~ 4.8 x 10^{22} cm^{-2}; A_V ~ 51 mag），其温度范围也是18-26 K。在赫歇尔250微米的图像中检测到几个明显的秒差距尺度的细丝，似乎是径向指向巨大的团块。它更像是一个“集线器灯丝”系统。利用1-5微米的光度数据已经识别出了深埋的年轻恒星天体（YSO），并且在空间上发现了相当一部分YSO及其集群，揭示了强烈的SF活动。在Spitzer 3.6-4.5微米的图像中研究了微波激射器的红外对应物（IRc）。IRc不呈现点状源，最可能与分子外流有关。基于1.4 GHz和Halpha连续图像，电离辐射是不存在的IRc，表明大规模的团块窝藏大规模的原恒星的早期阶段之前，超紧凑的H II区域的发病。I 05480 +2545一起嵌入了一个非常类似于玫瑰花分子云的“中心-灯丝”系统。目前的工作结果表明，在形成大质量的恒星形成的集群和集群的YSO，这可能有助于通道的中央枢纽配置和集群/核心的材料的细丝的作用。
2017-06-12 astro-ph.GA
An ALMA study of hub-filament systems I. On the clump mass concentration within the most massive cores
质量从秒差距大小的团块转移到100倍恒星形成核心的物理过程仍然难以捉摸。我们调查的团块形态和质量分数之间的关系，最终在其最大质量的核心（MMC）作为红外亮度的函数，即一个团块进化示踪剂。利用ALMA 12 m和ACA，我们在$\sim$ 3”分辨率下测量了6个2.9 mm连续区的红外暗轮毂。为了将我们的样本置于上下文中，我们还重新分析了来自29个高质量表面密度ATLASGAL源的样本的已发表的ALMA数据。我们使用赫歇尔和斯皮策数据对团块的大小、质量、形态和红外亮度进行了分析。在6个新观察到的中心中，我们确定了67个核心，并发现MMCs的质量在15-911 $\mathrm{M}_{\odot}$之间，半径为0.018-0.156 pc。每个轮毂的MMC含有3-24%的团块质量（$f_\mathrm{MMC}$），一旦核心质量标准化为核心半径中值，则变为5-36%。在35个团块中，我们发现中心和非中心系统的中位$f_\mathrm{MMC}$值无显著差异，可能是样本偏倚的结果。然而，我们发现，$f_\mathrm{MMC}$是$\sim$ 7.9倍红外暗团块相比，红外亮的。当比较我们的6个红外暗枢纽与红外亮团块的样本时，该因子增加到$\sim$ 14.5。我们推测，枢纽灯丝系统有效地集中质量在其MMC早期在其演变过程中。随着团块的演变，它们的质量会增加，但这种增长不会导致更大质量的…
2021-09-15 astro-ph.GA
Edge collapse and subsequent longitudinal accretion in Filament S242
暗条S242长25 pc，有大量的团块和YSO星团集中在其末端区域;它被认为是边缘坍缩的一个很好的例子。我们在$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）系中定位了这种丝。沿暗条S242的大尺度速度梯度已被检测到;两个端块之间的相对速度为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，表明它们之间的接近运动。这些特征与通过单个细长实体的塌缩形成的细丝S242一致，其中被称为“重力聚焦”的效应驱动细丝的端部塌缩（边缘塌缩）。基于这张照片，我们估计一个$\sim$ 420万年的崩溃时间尺度，这是一个有限的和细长的实体演变成所观察到的细丝S242所需要的时间。对于整个细丝，我们发现，表面密度的增加导致速度色散的增加，这可以一致地解释为自引力的结果。我们还计算了纵向崩溃所观察到的速度色散的贡献，并发现它是在驱动端块附近的气体运动的主导作用。我们提出，我们的灯丝S242是通过一个两阶段的崩溃模型，其中的边缘崩溃的截断灯丝其次是一个阶段的纵向吸积向致密的端块。
2020-04-10 astro-ph.GA
Filament L1482 in the California molecular cloud
目的。结合几个互补的观测和物理估算，研究了加利福尼亚分子云L1482分子丝的引力碎裂过程。我们研究了这种分子细丝的运动学和动力学状态以及嵌入其中的几十个致密分子团的物理性质。方法.我们提出和比较的分子线发射观测的J=2- 1和J=3- 2跃迁的12 CO在这个分子复合物中，使用KOSMA 3米望远镜。这些观测得到了中国西部青海省德令哈站紫金山天文台13.7米射电望远镜获得的13 CO J=1--0发射的档案数据观测和分析的补充，以及来自赫歇尔太空望远镜在线档案的红外发射图，用SPIRE和PACS相机获得。这些互补数据集的比较允许对L1482分子细丝进行全面的多波长分析。结果我们已经在加利福尼亚分子云中沿着分子丝L1482识别出23个团块。所有这些分子团都表现出超音速的非热气体运动。虽然在质量和大小上与猎户座分子云惊人地相似，但基于静态Bonnor Ebert球得出的质量半径阈值，相对于猎户座分子云，加利福尼亚分子云中高质量恒星的形成速率似乎受到抑制。我们的分析表明，这些分子细丝是热超临界和分子团簇可能形成沿细丝的重力断裂。这些分子团不是静态的，而是最有可能处于动态演化过程中。
2014-06-05 astro-ph.GA
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 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
On the origin of non self-gravitating filaments in the ISM
{纤维在星际介质中无处不在，正如赫歇尔最近强调的那样，但它们的物理起源仍然难以捉摸} {因此，了解分子云的物理学以研究纤维如何形成以及各种过程（如湍流和磁场）所起的作用是很重要的。} {We利用理想MHD模拟研究了在不同条件下，包括不同的磁化强度和马赫数以及两种完全不同的设置下，团块的形成。然后，我们使用各种方法执行几项分析来计算团块的形状及其与速度和力的联系。{We发现平均而言，MHD模拟中的团块比流体动力学模拟中的团块更容易发生。详细的分析表明，在一般优先与应变，这意味着这些结构简单地导致从湍流引起的拉伸丝。此外，细丝往往受到洛伦兹力的限制，因此使它们在磁化流中存活更长时间。我们发现，他们在所有的模拟中，一个典型的厚度等于几个网格单元，这表明他们主要是相关的流内的能量耗散。我们估计了与离子-中性摩擦相关的耗散长度的数量级，并得出结论，在紫外屏蔽良好的区域，它是0.1 pc的数量级，因此可能会设置非自引力细丝的典型尺寸。细丝之所以无处不在，是因为它们是非常普通的湍流应变的结果，也因为磁场有助于保持它们的相干性。我们认为，能量耗散在它们的形成中起决定性作用。
2013-06-23 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
From filaments to clumps: filament properties with synthetic Herschel observations
Guangxi University（广西大学）；University of Oxford（牛津大学）
利用3D数值模拟的合成赫歇尔观测和FILFINDER算法，分析8832条纤维的物理性质及其与嵌入团块的关系，发现纤维承载了94%的团块和93%的恒星。
2026-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
From Gas to Stars in Energetic Environments: Dense Gas Clumps in the 30 Doradus Region Within the Large Magellanic Cloud
我们提出了秒差距尺度的干涉图HCN（1-0）和HCO $^{+}$（1-0）的恒星形成区30剑鱼座，获得使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的致密气体的排放。这个位于大麦云星云（LMC）的极端恒星形成区的特征是非常强烈的紫外线电离辐射场和太阳下的金属丰度，这两者都有望影响分子云结构。我们在剑鱼座30 -10巨型分子云中探测到13个明亮、密集的团块。一些团块沿着血管结构排列，其特征性间距与通过静脉曲张流体不稳定性形成一致。我们的分析表明，暗条引力不稳定，坍缩形成恒星。暗条中的HCO $^{+}$发射与最近的恒星形成活动（包括H $_{2}$ O脉泽和年轻恒星天体（YSO））之间有很好的相关性。YSO似乎继续沿着暗条的同一方向朝着西南方的大质量致密星团R136前进。我们详细比较了30 Dor-10与大麦哲伦星云其他恒星形成区（N159，N113，N105，N44）的团块性质（质量，线宽，大小）。我们的分析表明，30 Dor-1 - 0团块具有类似的质量，但更宽的线宽和类似的HCN/HCO $^{+}$（1-0）线比在其他LMC恒星形成区检测到的团块。我们的研究结果表明，致密的分子气体团在30 Dor-10的内部是很好的屏蔽对强电离场，是在30 Doradus地区。
2014-06-16 astro-ph.GA
Investigations of MWISP Filaments. I. Filament Identification and Analysis Algorithms, and Source Catalogue
本文提出DPConCFil算法套件，用于在MWISP的PPV数据中识别、骨架提取和分解纤维状结构，并发布相应源星表与统计结果。
2025-01-09 astro-ph.GA
An ALMA study of hub-filament systems II.Quiescent filaments converging towards highly dynamic hubs
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Leeds（利兹大学）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）
本研究用ALMA观测6个红外暗枢纽-纤维系统，开发mwydyn代码分析N₂H⁺数据，发现外围宁静纤维向高动态枢纽汇聚，质心速度分布与团块质量无关，揭示枢纽中心复杂运动学的成因。
2026-10-19 astro-ph.GA
MUSE discovers perpendicular arcs in the inner filament of Cen A
AGN与IGM相互作用的证据在一些星系和许多冷核星系团中被观测到。无线电射流被怀疑在周围的气体中挖了一个大洞。在大多数情况下，在中央星系周围可以看到非常大的光学细丝。这些细丝的起源仍然不清楚。有时在暗条内部会观察到恒星形成区，这被解释为正反馈的证据。Cen A是一个附近的星系，具有与AGN射电喷流方向对齐的巨大光学细丝。我们寻找沿细丝的线比变化、激波加宽端线宽度的运动学证据和大尺度动力学结构。在科学验证期间，我们在VLT上用MUSE观察到Cen A内部细丝周围的1'x1'区域。最亮的线是Halalpha，[NII]，[OIII]和[SII]。MUSE表明，这些细丝是由与射电喷流轴对齐的更弥散的介质内的团块状结构组成的。我们发现证据的冲击壳周围的恒星形成的团块从线的轮廓，这表明恒星的形成是由冲击。丛线比最好的解释是一个复合的冲击和恒星形成照明的辐射锥从活动星系核。我们还报告了一个以前未被发现的大弧形结构：三个流运行垂直的主灯丝，他们是运动学，形态学和兴奋不同。电弧和团块激发的明显差异表明，电弧很可能位于辐射锥的外部，并且仅在投影中与灯丝的位置匹配。这三个弧是最一致的中性物质扫过的射流等离子体的AGN爆发，是通过一个低电离参数，继续激发气体远离辐射锥的扩散辐射场电离的回流。
2015-01-28 astro-ph.GA
Formation of Cosmic Noon Protogalaxies via Quasar-Induced Fragmentation of a Cosmic Filament
研究发现在宇宙正午时期，十亿太阳质量黑洞驱动的类星体喷流使宇宙细丝碎裂，形成至少八个大质量原星系团块，为星系形成理论提供了新见解。
2025-09-12 astro-ph.GA
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
The Dynamical State of The Serpens South Filamentary Infrared Dark Cloud
我们提出的结果，N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）的观测对巨蛇座南部，最近的集群形成，红外暗云。通过拟合N $_2$ H $^+$的超精细结构得到了物理量。Herschel和1.1-mm连续谱图显示，pc尺度的细丝碎片成三个团块，半径为$0.1-0.2$ pc，质量为$40-230M_\odot$。我们发现，团块包含较小规模的（$\sim 0.04$ pc）结构，即，致密核我们通过将CLUMPFIND应用于N $_2$ H $^+$数据立方体来识别70个核。在中央团簇形成的团块中，激发温度和线宽往往很大，可能是由于原恒星外流反馈和恒星辐射。然而，对于所有的团块，维里比被评估为$0.1-0.3$，表明内部运动在团块支持中只起很小的作用。团块没有表现出自由落体，而是低速下落，因此团块应该由附加力支撑。最有希望的力是朝向该区域观察到的全局有序磁场。我们建议，巨蛇座南丝接近磁临界和双极扩散触发集群的形成。我们发现，北部的星团，这表明没有活跃的恒星形成，有一个质量和半径的中央集群形成的集群，因此，它是一个可能的候选人{ \it pre-protocluster clump}。团簇形成的初始条件很可能是一团由磁性支撑的冷的、静止的气体。这似乎与吸积驱动的湍流方案相矛盾，其中团块中的湍流由吸积流维持。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral Structure and Massive Star formation in the Hub-Filament-System G326.27-0.49
中心暗条系统是星团和大质量恒星形成的潜在场所。为了理解HFSs，并提供观测约束，目前的理论，试图解释全球恒星形成，我们报告了一项研究的区域与G326.27-0.49使用红外数据的尘埃连续体和新获得的观测分子示踪剂使用APEX望远镜。我们使用光谱观测来识别速度相干结构（细丝和团块），并在0.4 pc的分辨率下研究它们的性质。该区域包含两个主要的速度分量：第一个分量在-63到-55 km/s之间，显示出四个丝状体，形成一个汇聚在轮毂中的螺旋结构;第二个分量在-72 km/s，包含一个大质量的年轻恒星，可能与轮毂相互作用。该区域三个主要的YSO所在的团块质量很大（187-535 Msun），光度与B型星一致，中心密度约为10^6 cm^-3，并驱动着大量的外流。该区域的大多数速度相干团块的维里参数在2-7之间，考虑到原恒星的探测，这意味着坍缩是渐进的。我们的结论是，该区域由一个暗条网络组成，通过暗条网络，质量（~10^-4 Msun/yr）被吸积到中心上。中心和一些细丝的末端似乎正在经历坍缩形成新的恒星。这项研究确定了未来高分辨率观测的目标区域，可以探测核心和暗条演化之间的联系。
2023-01-24 astro-ph.GA
JCMT 850 $\micron$ continuum observations of density structures in the G35 molecular complex
利用JCMT SCUBA-2 850 μm观测G35分子复合体，识别纤维、HFS与致密团块，揭示HFS枢纽是大质量恒星形成的优先场所。
2024-09-09 astro-ph.GA
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Structures and Star Formation Activities in the Sites S234, V582, and IRAS 05231+3512
为了研究物理过程，我们提供了位于l = 171.7 - 174.1度的S234，V582和IRAS 05231+3512站点的观测结果。基于CO线数据，我们发现这些位置不是物理连接的，并且包含至少一个细丝（长度> 7 pc）。与V582和IRAS 05231+3512相关的暗条的观测线质量（M_line，obs）分别为~37和~28 M_sun/pc。这些细丝的特征在于热超临界，并含有几个团块。在包含V582的暗条附近观测到了大量的红外线过剩源和大质量B型星，而在IRAS 05231+3512周围发现了非常少的恒星形成活动。我们的结果有利于径向崩溃的情况下，在长丝窝藏V582和IRAS 05231+3512。在位置S234中，两个细丝（即ns 1（M_line，obs ~130 M_sun/pc）和ns 2（M_line，obs ~45 M_sun/pc））被识别为热超临界。一个扩展的温度结构在27-30 K围绕一个相对冷（~19 K）~8.9 pc长的灯丝ns 1。在ns 1中至少可以看到四个凝聚（M_clump ~70-300 M_sun），并且没有GMRT 610 MHz的射电辐射。丝ns 2主机集群是缺乏持续的SF，并可能在早期阶段的碎片。在ns 1中观察到强烈的SF活动，SF效率约为3.3%，SF率约为40-20 Msun/Myr（对于t_sf约为1-2 Myr）。S23…
2018-07-17 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
Detection of a dense clump in a filament interacting with W51e2
在Herschel/PRISMAS保证时间密钥计划的框架下，使用几种选定的分子物种观察到了遥远的超紧凑HII区域W51 e2的视线。大多数探测到的吸收特征与背景高质量恒星形成区无关，而是探测视线上的扩散物质。在这里，我们提出了一个额外的窄吸收功能的检测在70公里/秒的HDO，NH3和C3的观测光谱。70公里/秒的特征并不是唯一可识别的动态组件（主云和大规模的前景灯丝），迄今为止已确定对这一地区。狭窄的吸收特征类似于低质量原恒星的吸收特征，这是存在冷外部包层的特征。远红外光谱数据与现有的12 CO，13 CO，CCH，CN和C3 H2的地面观测相结合，以表征70 km/s的成分。通过对NH3和CN的多次跃迁进行非LTE分析，我们估算了这一狭窄特征的密度（n（H2）（1-5）x10^5 cm^-3）和温度（10-30 K）。我们使用的气体颗粒升温为基础的化学模型与物理参数来自NH3数据来解释所观察到的丰度的不同的化学物种。我们认为，70 km/s的狭窄特征出现在一个密集而寒冷的团块中，该团块可能正在经历坍缩，形成一个低质量的原恒星，形成于高速细丝的后侧，被认为与W51主云相互作用。虽然沿着视线的密集团块与连续明亮的W51 e2致密HII区域的偶然巧合导致了它在连续图像中的不可检测性，但同样的属性使其成为吸收研究的适当来源，特别是对恒星形成区域的冰研究。
2014-04-01 astro-ph.GA
A molecular line study of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32
本研究的目的是更好地了解的物理和化学性质的附加IRDC G304.74+01.32。特别是，我们的目标是调查的运动学和动力学状态的云和团块内，和CO消耗量。在我们之前的LABOCA 870微米地图中确定的云中所有亚毫米级的峰位置都是在C17 O（2-1）中用APEX观察到的。在~1 mm波长处的13 CO（2-1）、SiO（5-4）和CH_3OH（5_k-4_k）跃迁中也观察到选定的位置。结果表明，G304.74是一个相干的平行结构，在所有靶点上都能探测到C17 O谱线。CO在团块中似乎没有显著耗尽。在~ 241.8GHz附近的2至3个甲醇5_k-4_k谱线被检测到朝向所有选定的目标位置，而SiO（5-4）仅在这些位置中的一个中被看到。13 CO（2-1）谱线呈不对称的蓝色剖面，表明有大尺度的下沉运动。团块显示跨超音速非热运动，维里参数分析表明，他们中的大多数是引力约束。外部压力也可能在动力学中起不可忽略的作用。这与我们早先提出的细丝是由超音速湍流会聚而成的观点在性质上是一致的。分析表明，分裂成团的灯丝是由“香肠”型不稳定性，与其他IRDC的结果一致。星云中的恒星形成活动，如外流，可能是负责从冰冷的颗粒地幔释放CO回到气相。与外流有关的冲击也可能将CH 3OH，SiO和DCN注入SMM 3的气相中。
2012-02-14 astro-ph.GA
ALPACA: A New Semi-Analytic Model for Metal Absorption Lines Emerging from Clumpy Galactic Environments
提出半解析模型ALPACA，模拟团块星系环境中的金属吸收线，联合拟合观测数据，揭示低体积填充因子与快速外流特征，并指出Sobolev近似的局限性。
2023-06-19 astro-ph.GA
From theory to observation: understanding filamentary flows in high-mass star-forming clusters
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Fakultät für Physik und Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文系）；Origins Institute, McMaster University（麦克马斯特大学起源研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
研究通过多尺度模拟观测高质量恒星形成团簇中的丝状流，并揭示反馈环境对流速的影响及 feeder 结构的存在。
2025-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 astro-ph.GA
Correlation of gas dynamics and dust in the evolved filament G82.65-02.00
线观测和连续观测的结合可以为丝状体的形成和分裂以及恒星形成的初始条件提供重要的见解。我们已经进行了线观测，以绘制一个演化的，积极的恒星形成的灯丝G82.65-2.00的运动学。线观测和连续观测的结合可以为丝状体的形成和分裂以及恒星形成的初始条件提供重要的见解。我们已经进行了线观测，以绘制一个演化的，积极的恒星形成的灯丝G82.65-2.00的运动学。暗条最初是从普朗克数据中确定的，是一个特别冷的尘埃排放区域，并作为赫歇尔关键计划银河冷核的一部分在100-500 $μ$ m处绘制。观测结果揭示了几个速度分量的领域，最强的线发射集中在速度范围$\sim [3,5]$公里$\rm s^{-1}$。分子氢沿丝的柱密度从1.0变化到2.3 $\times 10^{22}$ $\rm cm^{2}$。我们已经检查了六个冷团块从中央部分的灯丝。团块的质量范围为$10 - 20$ $M_{\odot}$（总计$\sim70M_{\odot}$），接近或高于维里质量。此外，主纤维被严重破碎，大多数亚结构的质量低于或接近维里质量，表明纤维作为一个整体分散。位置-速度图的$\rm ^{12}CO$和$\rm ^{13}CO$线表明，至少有一个条纹是运动学连接到两个团块，可能表明质量吸积从条纹到主灯丝。我们初步估计吸积率为$\dot{M}$ = $2.23 \times 10^{-6}$ $ M_{\od…
2017-07-03 astro-ph.GA
Cluster Formation Triggered by Filament Collisions in Serpens South
巨蛇座南红外暗云由几个冰脊组成，其中一些分裂成密集的团块。根据CCS（$J_N=4_3-3_2$）、HC $_3$ N（$J=5-4$）、N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）和SiO（$J=2-1, v=0$）的观测资料，研究了这些洋脊的运动学和化学演化。我们发现，CCS是非常丰富的沿主丝在原星团。我们强调，Serpens南部是第一个检测到极强CCS排放的集群形成区域。在原星系团中，CCS与N $_2$ H $^+$的丰度比约为0.5，而在主丝的其他部分约为3。我们确定了六个密集的脊与不同的$V_{\rm LSR}$。这些脊似乎向原星团聚集，表明这些脊的碰撞可能触发了团簇形成。碰撞大概发生在几个$\times \ 10^5$年内，因为CCS只有在这么短的时间内才是丰富的。短的寿命与这样一个事实相一致：在原星团中，I类天体的典型寿命为$0.4 \times \ 10^5$年，其数量比例极高，约为70%。在北部，两个脊似乎部分碰撞，形成V形团块。此外，我们还探测到了强的双极SiO发射，这是由于分子流出吹出的原恒星团，以及扩展的弱SiO发射，可能源于灯丝碰撞。
2014-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Terahertz ammonia absorption as a probe of infall in high-mass star forming clumps
云的收缩和下沉是恒星形成的基本过程。虽然在大质量恒星形成区观察到的“蓝斜”线轮廓通常被越来越多的研究作为坍缩的证据，但它们的解释提供了许多陷阱。在连续光源前通过红移吸收探测入轨是一种更直接、更可靠的方法，但迄今为止主要局限于厘米级强HII区的吸收。在这里，我们提出了一种新的方法，通过探测吸收旋转氨过渡在前面的强大的尘埃排放的大规模恒星形成区。一个精心挑选的样本，三个地区的不同阶段的演变被选中研究通过大质量恒星形成团块的演变。红移吸收检测到所有三个源和3- 10 × 10 -3 Msol yr-1之间的下降率推导。
2012-03-15 astro-ph.GA
Dense gas tracers in and between spiral arms: from Giant Molecular Filaments to star-forming clumps
本文测绘两条旋臂与旋臂间巨分子丝的多种致密分子线，发现N₂H⁺最能示踪真正致密气体，而环境差异主要来自中等密度示踪剂及分辨率与度量选择。
2025-06-11 astro-ph.GA
A MALT90 study of the chemical properties of massive clumps and filaments of infrared dark clouds
我们试图通过多分子线观测来研究大量IRDC团块样品的化学性质。我们还寻找可能的演变趋势之间的衍生化学参数。使用Mopra望远镜获得的MALT 90线测量数据对团块进行了研究。谱线数据与我们以前的LABOCA 870- $μ$ m尘埃排放数据一致使用。大多数检测到的物质（SiO、C $_2$ H、HNCO、HCN、HCO $^+$、HNC、HC $_3$ N和N $_2$ H $^+$）显示出朝向许多源的空间扩展发射。的分数丰度的分子大多被发现是可比的IRDC块在其他最近的类似研究中确定的。我们发现，SiO，HNCO，和HCO $^+$的丰度在IR亮团块比在IR暗源，反映了一种可能的演化趋势。在HNC和HC $_3$ N中也观察到这种趋势的迹象。对于C $_2$ H和N $_2$ H $^+$观察到相反的趋势。HCO $^+$与HNC、HNC与HCN的丰度之间存在正相关关系。HCN和HNC丰度似乎也作为N $_2$ H $^+$丰度的函数而增加。HNC/HCN和N $_2$ H $^+$ /HNC的丰度比平均约为1，而HC $_3$ N/HCN的丰度比约为10%。N $_2$ H $^+$ /HNC比率似乎随着团块的发展而增加，而HNC/HCO $^+$比率显示相反的行为。在大多数情况下，检测到的SiO排放可能是由外流冲击引起的，尽管云形成过程引起的冲击也可能起作用。HNCO、HC …
2013-11-18 astro-ph.GA
Investigating a Global Collapsing Hub-Filament Cloud G326.611+0.811
利用APEX观测数据研究G326.611+0.811轴辐式纤维云，发现其具有向中心枢纽坍缩的速度梯度、周期性速度振荡及大质量致密团块，表明该系统正在经历全局坍缩以进行大质量恒星形成。
2023-09-08 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VI. On the formation of the "L" type filament in G286.21+0.17
花丝在恒星形成中发挥着重要作用，但花丝本身的形成过程尚不清楚。包含“L”型暗条的大质量恒星形成团G286.21+0.17（简称G286）被认为经历了全局坍缩。我们的高分辨率ALMA波段3观测解决了G286的气体运动学，并揭示了两个子块内部具有非常不同的速度。我们发现，“蓝色轮廓”（一个指标的HCO+线在G286的单碟观测实际上是由气体排放从两个子块，而不是气体的摄入。我们建议在解释气体运动学时要非常谨慎（例如，在单碟观测中，从线轮廓到遥远的大质量团块。在G286中发现了高能外流，但外流的强度不足以驱动两个子团的膨胀。“L”型细丝的两个部分（“NW-SE”和“NE-SW”细丝）显示出垂直于其主轴的显著速度梯度，表明它们可能是由于大尺度压缩流而形成的。我们认为，大规模的压缩流可能是由附近的巨大的HII区的膨胀。“NW-SE”和“NE-SW”丝状体似乎在碰撞，大量的气体已经聚集在最大质量的核心G286 c1形成的交界区。
2021-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The TOP-SCOPE survey of Planck Galactic Cold Clumps: Survey overview and results of an exemplar source, PGCC G26.53+0.17
普朗克银河系冷团（PGCC）的尘埃温度低（<14 K），使它们成为探测恒星形成的初始条件和非常早期阶段的理想目标。TOP-SCOPE是一个联合调查计划，目标是CO同位素J=1-0跃迁中的约2000个PGCC和850微米连续发射中的约1000个PGCC。TOP-SCOPE巡天和联合巡天（SMT 10-m、KVN 21-m和NRO 45-m）的目的是对恒星形成期间的初始条件和分子云在各种环境中的演化进行统计研究。本文以一个典型的红外暗云PGCC G26.53+0.17（G26）为例，介绍了这些巡天的观测、数据分析和科学实例。G26暗条的总质量、长度和平均线质量（M/L）分别为~6200 Msun、~12 pc和~500 Msun/pc。沿着暗条发现了10个巨大的团块，其中包括8个无星团块。最大质量的团块作为一个整体可能仍然处于全局坍缩中，而其密度更大的部分似乎由于外流反馈而正在经历膨胀。G26暗条从云尺度到团簇尺度的碎裂与等温、非磁化、湍流支撑的圆柱体的重力碎裂一致。G26尘埃发射率光谱指数（$β$）分布呈双峰态，表明尘埃颗粒沿灯丝生长。G26暗条可能是由于大规模的压缩流形成的，这一点可以通过其出生云的温度和速度梯度来证明。
2017-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Planck Cold Clump G108.37-01.06: A Site of Complex Interplay between H II Regions, Young Clusters and Filaments
{ \it Planck}银河系冷团（PGCC）是恒星形成的初始条件和非常早期阶段的可能表示。为了更好地了解恒星和星团的形成，我们探测了与PGCC G108.37-01.06（以下简称PG 108.3）相关的分子云，它可以在速度范围$-$ 57至$-$ 51 km s $^{-1}$内追踪。IPHAS图像显示了PG 108.3周围不同位置的H $α$发射，并且在H $α$发射区的亮源的光谱显示了光谱类型为O 8-O 9 V和B1 V的两个大质量电离源。利用射电连续谱，我们估计电离气体参数，并找到与大质量恒星相关的\hii区域的动力学年龄在0.5 $-$ 0.75百万年的范围内。基于深近红外CHFT观测构建的恒星表面密度图，我们在PG 108.3中发现了两个突出的星团，其中与\hii区域S148相关的星团质量中等（$\sim$ 240 M $\sun$）。对JCMT $^{13}$ CO（3 $-$ 2）分子数据的仔细考察表明，该大质量团簇与许多结构有关。在PG 108.3中，沿着暗条的长度和连接处还发现了几个嵌入的年轻恒星天体（YSO）。我们发现沿纤维长度方向存在速度梯度的证据。随着运动学的细丝和电离，分子气体和YSO的分布，我们认为，集群的形成是最有可能由于最大质量的细丝在PG 108.3的纵向崩溃。
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic absorption lines for a clumpy medium: a spectral signature for cloud acceleration in AGN?
越来越多的证据表明，活动星系核盘风的高度电离多相成分可能是由于热不稳定性。负责形成所观察到的X射线吸收线的离子可能只存在于相对冷的团块中，可以用所谓的“暖团块”来识别。在这里，我们计算合成吸收线，这样的温暖的吸收剂从第一原理相结合的2D流体动力学解决方案的两相介质与密集的网格的光电离模型，以确定详细的电离结构的气体。我们的计算表明，云的破坏，这导致了一个非常复杂的速度场（即cloudspeaker流），将只会轻微影响线的形状和强度时，冷气体变得高度混合，但不耗尽。在完全破坏之前，对于驱动紫外线共振线来说光学上薄的云将在加速时以越来越蓝移的视线速度引起吸收。如果温暖的吸收体被高云间气体柱产生的更宽的吸收线所覆盖，这种行为将在谱线轮廓上留下可识别的特征。有趣的是，我们表明，它是可能的云加速的光谱诊断，通过差分的吸收成分的双重线，可以定性地理解使用一个简单的部分覆盖模型的结果。我们的计算也使我们能够评论云破裂和电离变化的通量变化驱动的光谱之间的差异。值得注意的是，云破裂提供了另一种解释吸收线变化的可能性。
2017-01-23 astro-ph.GA
Molecular hydrogen in filaments at high Galactic latitudes
研究发现分子氢与冷HI丝状结构相关，但与FIR丝状结构的相关性较弱，且受视线混淆影响。
2025-11-25 astro-ph.GA
HI Self-absorption toward the Cygnus X North: From Atomic Filament to Molecular Filament
利用FAST数据研究天鹅座X北部，发现HII区塑造原子纤维并促成分子纤维形成，证实DR21纤维中HI到H2转变仍在进行，揭示了分子云与大质量恒星同时快速演化的动态图景。
2023-05-18 astro-ph.GA
Gravitational collapse and accretion flows in the hub filament system G323.46-0.08
基于SEDIGISM和多项红外巡天数据，研究发现轮丝系统G323.46-0.08的三条纤维向中心大质量团块输送物质，其引力坍缩和沿纤维的吸积流是驱动中心团块形成与恒星形成活动的重要机制。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maps of Massive Clumps in the Early Stage of Cluster Formation: Two Modes of Cluster Formation, Coeval or Non-Coeval?
利用Nobeyama 45 m望远镜，我们在C18 O（J=1-0）谱线发射的5个目标区域内绘制了7个年轻的大质量分子团簇的图。这些团块与星团无关，距离在0.7到2.1千秒差距之间。我们发现C18 O团块的半径为0.5-1.7秒差距，质量为470-4200兆太阳，速度宽度为1.4-3.3公里/秒。所有的团块都是巨大的，并且近似处于维里平衡，这表明它们可能会形成集群。我们的靶区域中的三个与H II区域相关（来自Clump with H II Regions的“CWHR”），而另外两个没有H II区域（CWOHR）。C18 O团块可分为两种形态类型：CWHR呈贝壳状或壳状结构，CWOHR呈球形。两个CWOHR具有系统速度梯度。使用公开发布的WISE数据库，在C18 O团块中识别出I类和II类原恒星候选者。在所有YSO候选中，I类候选的分数（I类+II类）在CWHR中> 50%，在CWOHR中<50%。我们的结论是，从H II区的影响可以看出：（1）的空间分布的团块：沿H II区的连续或壳状结构，（2）的团块的速度结构：沿壳大的速度分散，和（3）小的年龄传播的YSO。年轻天体年龄的微小差异表明，H II区的存在往往会触发同时代的团簇形成。
2013-01-25 astro-ph.GA
Multi-scale dynamics in star-forming regions: the interplay between gravity and turbulence
在这项工作中，我们调查重力和湍流之间的相互作用，在不同的空间尺度和不同的密度制度。我们分析了一个样本的70 $μ$米安静的团块，分为三个表面密度箱，我们比较了每组的动态与各自的长丝的动态。致密团块平均形成在致密细丝内，并且它们具有最高的速度离散值。动能从细丝转移到团块最有可能通过湍流级联，但我们确定了表面密度的临界值，$Σ\simeq0.1$ g cm $^{2}$，高于该值，动力学从主要是顺磁驱动变为主要是重力驱动。我们从我们的数据中获得的场景是湍流和重力之间的持续相互作用，前者在所有尺度上创建结构，而后者在达到临界表面密度阈值时处于领先地位。在密质暗条中，这种转变可以发生在秒差距，甚至更大的尺度上，导致整个区域的全球坍缩，最有可能形成大质量物体。
2019-11-29 astro-ph.GA
Probing fragmentation and velocity sub-structure in the massive NGC 6334 filament with ALMA
赫歇尔对银河系云的调查支持了一个低质量恒星形成的范例，在这个范例中，致密的细丝起着至关重要的作用。然而，对恒星形成细丝的详细碎裂特性仍然知之甚少，并且在高质量区域中细丝范例的有效性仍然不清楚。为了研究高质量恒星形成区NGC 6334暗条的密度/速度结构，我们在3 mm连续谱和N2 H+（1-0）线上进行了3arcsec分辨率的ALMA观测。在两种示踪剂中均检测到细丝。我们确定了26个核心在3毫米和5个速度相干的纤维状功能N2 H+内的灯丝。NGC 6334长丝的纤维状特征的典型长度和速度差使人联想到低质量星形成形长丝B211/B213的纤维的性质。5个速度相干特征中只有2个或3个与细丝很好地对准，并且可以代表真正的纤维子结构。核心质量分布在~ 10 Msun处有一个峰值。它们可分为7组核心，与ArTeMiS团块密切相关。芯之间的预计分离和簇之间的预计间距分别与细丝中的有效Jeans长度和约4倍细丝宽度的物理尺度大致一致，表明双峰细丝碎片化过程。尽管比B211/B213灯丝密度和质量大一个数量级，但NGC 6334灯丝具有类似的密度/速度结构。不同的是，NGC 6334的核心似乎比金牛座的核心密度和质量大一个数量级。这表明致密的丝状体可能在低质量和高质量恒星形成区域以类似的方式演化和分裂，并且丝状体范例可能在中等质量（如果不是高质量）恒星形成区域中保持不变。
2019-11-10 astro-ph.GA
The Milky Way Atlas for Linear Filaments
本文构建了首个覆盖全银道面的42条直线型纤维状结构目录，通过Herschel HiGAL团块聚类和分子谱线分析，揭示了其线性、速度相干性、周期性振荡及与旋臂和磁场的关系，为恒星形成和银河系结构研究提供了关键样本。
2024-05-20 astro-ph.GA
