Merging Filaments and Hub Formation in the G083.097$+$03.270 Molecular Complex
本文通过CO多谱线观测发现G083.097+03.270中两条纤维并合形成致密枢纽，速度梯度与湍流驱动质量积累，进而触发大质量恒星形成，为“纤维到星团”范式提供基准。
2023-09-25 astro-ph.GA
Molecular filament formation and filament-cloud interaction: Hints from Nobeyama 45m telescope observations
我们提出Nobeyama 45米望远镜C18 O，13 CO和12 CO（1-0）映射观测到的金牛座分子云中的星际灯丝。我们研究了沿暗条及其周围母云中的气体速度结构。在光学薄的C18 O辐射中，暗条被探测到是一个单一的速度分量，长约1 pc，宽约0.06pc。C18 O的排放追踪到了密度大于~5x10^21 cm-2的尘柱。视线（LOS）速度沿灯丝波峰波动，平均振幅约为0.2 km/s。13 CO和12 CO积分强度图显示了细长细丝周围的空间扩展发射。我们确定了三个扩展结构的LOS速度红移和蓝移相对于平均速度的灯丝中确定的C18 O。结合分析速度积分通道图和强度变化的光学厚12 CO光谱上和关闭的灯丝，我们提出了一个三维结构的云周围的灯丝。我们进一步提出了一个多相互作用的情况下，片状的扩展结构相互作用，在空间和时间，与灯丝，并负责其压缩和/或中断，在恒星形成历史的灯丝发挥了重要作用。我们还发现，朝向同一个场，一个非常微弱的细丝显示出与Inoue等人提出的细丝形成过程兼容的速度场。（2017），其中细丝是由于星际冲击压缩引起的环境磁场结构弯曲产生的物质流的会聚而形成的。
2018-07-24 astro-ph.GA
Formation of the Hub-Filament System G33.92+0.11: Local Interplay between Gravity, Velocity, and Magnetic Field
分子云中丝状体的形成是恒星形成的一个重要过程。中心暗条系统是连接秒差距尺度暗条和原星系团的过渡阶段。了解HFSs的起源对于揭示恒星形成如何从云到核心至关重要。在这里，我们报告了JCMT POL-2 850 $μ$ m极化和IRAM 30-m C $^{18}$ O（2 - 1）线观测到的大质量HFS G33.92 + 0.11。850 $μ$ m的连续谱图揭示了四条主纤维会聚到G33.92 + 0.11的中心，许多短纤维在局部强度峰值处连接到主纤维。我们估计的本地方向的细丝，磁场，重力和速度梯度的观测，我们检查它们的相关性的基础上，它们的本地属性。在高密度区域，我们的分析表明，细丝倾向于与磁场和当地重力对齐。在低密度区，我们发现，当地的速度梯度往往是垂直于磁场和当地的重力，虽然细丝仍然倾向于与当地的重力。全球维里分析表明，引力能总体上占主导地位的磁能和动能。结合局部和全局方面，我们得出结论，G33.92 + 0.11的形成主要是由重力驱动的，在通往内部致密中心的道路上拖动和排列主灯丝和磁场。由外部扩散区的局部速度梯度跟踪，环境气体可能直接或通过短纤维吸积到主纤维上。
2020-11-03 astro-ph.GA
Interstellar filaments and star formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这一方案提供了新的见解恒星质量的起源和恒星形成效率的致密分子气体的星系。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2017-10-03 astro-ph.GA
Galactic star formation with NIKA2 (GASTON): Filament convergence and its link to star formation
在过去的十年中，丝状体被认为是星际介质的主要结构元素，这些丝状体的致密性承载了大多数恒星的形成。在一些恒星形成的分子云中，可以发现聚集的丝状网络，也被称为中心丝状系统，这些中心被认为优先与大质量恒星的形成有关。到目前为止，还没有允许系统量化细丝网络收敛的指标。在这里，我们使用的IRAM 30米NIKA 2观测银河系平面的加斯顿大计划，系统地确定灯丝，并产生一个灯丝收敛参数图。我们使用这样的地图来显示：i。枢纽细丝代表全球细丝群体的一小部分; ii.与非集线器相比，集线器按比例容纳更大质量和更明亮的紧凑源; iii.枢纽集群比非枢纽集群更进化; iv.在作为收敛参数的函数的紧致源的特性中没有观察到不连续性。我们建议，快速的全球崩溃的团块是负责（重新）组织成枢纽的细丝网络，并在并行，提高紧凑的源的质量增长。
2021-11-05 astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles II: Impact of superbubbles and galactic dynamics on filament formation and fragmentation
McMaster University（麦克马斯特大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本文研究了银河剪切、超新星和磁场对丝状体形成和碎裂的影响，发现丝状体稳定性与磁场密切相关，且外盘区域的丝状体更易被剪切耗散。
2026-02-25 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
The formation of filamentary bundles in turbulent molecular clouds
恒星形成暗条的经典图像是一种近平衡结构，坍缩取决于它的引力临界性。最近的观测使这幅图变得复杂，揭示了作为一个混乱的明显相互作用的亚丝，与跨音速内部速度色散和轻度超音速亚丝内色散的细丝。像这样的结构是如何形成的还没有解决。在这里，我们研究的湍流分子云的模拟中的边界区域的速度结构。我们提出了两个主要发现：首先，在不需要磁效应或其他效应的湍流云的自引力流体动力学模拟中自然地出现了所观察到的细丝中的复杂速度特征。第二，一个仅在投影上是连续的区域，实际上是由空间上不同的特征组成的，可以显示出这些相同的速度特征。事实上，这些不相交的结构可以伪装成相干细丝的投影和速度诊断突出需要继续发展先进的恒星形成观测的分析技术。
2014-02-11 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
Galactic Cold Cores. VIII. Filament formation and evolution: Filament properties in context with evolutionary models
丝状体是恒星形成模型的关键。作为Herschel GCC计划进行的研究的一部分，在这里，我们研究了GCC.VII中提出的细丝性质，并结合细丝形成和演化的理论模型。用Getfilaments算法提取距离D<500 pc处的细丝的保守样本。它们的物理结构根据两个主要组成部分进行量化：中心（高斯）区域（核心部分），以及在较大半径处主导细丝柱密度分布的幂律区域（机翼部分）。这些组件相对于总的线性质量密度的长丝和它的环境柱密度的性能和行为进行了比较与理论模型描述的长丝在重力主导的条件下的演变。通过吸积过渡到超临界状态的可行性取决于细丝固有性质和环境条件的综合影响。在致密环境中（平均\sim 3 mag），合理的自引力（高M线芯）细丝可以通过在恒定或减小宽度时增加质量而在t \sim 100万年的时间尺度内变得超临界。Mline-tot（Mline-core和Mline-wing）和脊Av随背景的增加趋势也表明恒星形成暗条的前身与其环境的演化是一致的。环境和细丝Av的同时增加解释了稠密环境和高Mline核心值之间的关联，并反对细丝保持恒定的单压平衡态。同时增长的灯丝和背景的位置与有效的质量组装，预测在数值模式的崩溃云，提出了一个合适的方案，为履行相结合的灯丝质量环境的标准，是在定量协议与赫歇尔观测。
2017-02-24 astro-ph.GA
Lack of Bulge Alignment in Late-type Galaxies with Large-scale Filaments Plausibly Unveils a Radial Migration Formation Scenario
通过分析Sloan Digital Sky Survey数据中晚型星系核球与外盘及大尺度纤维体的对齐关系，发现核球与外盘强对齐，揭示核球形成可能源于外盘物质径向迁移。
2025-07-15 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
Self-sustaining star formation fronts in filaments during cosmic dawn
我们提出了一个新的模型点火恒星形成的低质量晕的自持冲击前在宇宙细丝在高红移。恒星形成的气体燃料存在于低质量的晕中，由于它们的原始成分和较低的维里温度，它们不能自行冷却。我们表明，恒星形成可以触发这些细丝通过冲击波。壳层被冲击波冷却并碎裂成冷团块，这些冷团块通过热不稳定性形成大质量恒星，其时间尺度比锋面的动力学时间尺度短。反过来，这种冲击波是通过超新星爆炸注入的能量而自我维持的。恒星形成的锋面类似于爆炸波，它驱动放热反应为冲击波提供动力。我们发现，持续的恒星形成通常会推动前的速度$\sim 300-700\,\rm km\,s^{-1}$在再电离的时期。未来$\textit{James Webb Space Telescope}$的观测可能会揭示宇宙细丝的照明区域，并限制其中恒星的初始质量函数。
2018-07-17 astro-ph.GA
The Pipe Nebula as seen with Herschel: Formation of filamentary structures by large-scale compression ?
越来越多的证据表明，星际云中丝状体的形成是恒星形成过程的关键组成部分。在本文中，我们提出了新的赫歇尔PACS和SPIRE观测的B59和茎地区的烟斗星云复杂，揭示了丰富的，有组织的网络的细丝。观测到的几个暗条的不对称柱密度分布，以及B59的弓形边缘，表明烟斗星云正从其西侧被压缩，最有可能是被附近的Sco OB2星协的风压缩。我们认为，这种压缩流有助于形成一些观察到的沉积结构。在整个管道复合体中唯一显示恒星形成活动的区域B59中，相同的压缩流可能增强了团块的初始柱密度，使其变得全球引力不稳定。虽然更具推测性，但我们认为引力也是形成B59中观察到的会聚引力模式的原因。虽然大规模压缩和重力的相对影响问题在B59中仍然没有解决，但大规模压缩似乎是复合体其余部分中初始形成沉积结构的合理机制
2012-03-15 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Hub Formation and Filament-Filament Collision: An Analytical Model
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Graduate University for Advanced Studies（高级研究院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）
研究通过分析束-束碰撞的物理特性，推导出碰撞截面、hub质量及其质量分布，揭示了束碰撞触发恒星形成的过程。
2026-03-13 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
Galactic Cold Cores VII: Filament Formation and Evolution - Methods & Observational Constraints
丝状体与原恒星物体的关联使得这些结构成为恒星形成研究的优先目标。赫歇尔银河系冷核关键计划的数据集允许对具有广泛内在和环境特征的细丝进行统计研究。该样品的表征可用于确定关键物理参数并量化环境在超临界长丝形成中的作用。用getfilaments算法从D <500pc的场提取细丝，并根据它们的柱密度分布和固有性质进行表征。每个配置文件与光束卷积的Plummer函数拟合，并基于由高斯表示的细丝"芯"和由Plummer函数的幂律支配的"翼"分量的相对贡献进行量化。对与不同背景水平相关的人群检查了这些参数。我们发现，长丝增加他们的核心（Mcore）和翅膀（Mwing）的贡献，同时增加他们的总线性质量密度（Mtot）。这两种成分似乎都与当地环境有关，在更高的背景中，细丝具有系统性的更大质量的Mcore和Mwing。这种对环境的依赖性支持了一个基于吸积的模型，用于在局部邻域（D <500pc）的暗条演化。位于最高背景的结构发展最高的中心Av，Mcore和Mwing，因为Mtot随着时间的推移而增加，受到当地材料可用性和增强的引力势的影响。我们的研究结果表明，获得一个显着的质量中心区域与Mcore> Mcrit/2的细丝可能成为超临界和形成恒星。这意味着细丝需要至少适度地自引力，以便进行局部恒星形成或成为恒星形成细丝。
2016-03-30 astro-ph.GA
Role of Filamentary Structures in the Formation of Two Dense Cores, L1544 and L694-2
我们利用JCMT望远镜对两个星前核L1544和L 694 -2进行了成像，它们嵌入C $^{18}$ O（3- 2），$^{13}$ CO（3- 2），$^{12}$ CO（3 -2），HCO $^+$（4-3）和H $^{13}$ CO $^+$（4-3）的对流云中，以研究对流结构在云致密核形成中的作用。L1544（$175_{-3}^{+4}$ pc）和L 694 -2（$203_{-7}^{+6}$ pc）的新距离估计。从这些观测中，我们发现两个星前核及其周围云的非热速度色散小于或相当于声速。这可能表明，在它们的形成时间期间，对于丝和芯两者，湍流已经消散。我们还发现了一个$λ/4$之间的周期性振荡的速度和列密度分布意味着可能存在的重力核心形成流动运动沿轴的细丝。由于这些流动运动的质量吸积率估计为2-3 M $_\odot$ Myr $^{-1}$，与巨蛇座云的质量吸积率相当，但比中心细丝、星团或高质量形成细丝的质量吸积率小1或2个数量级。从这项研究中，我们认为，我们的目标中的细丝可能是由碰撞云的冲击压缩形成的，然后通过细丝的引力破碎形成核心，演变到星前阶段。我们认为，云内的沉积结构在致密核形成和演化的整个过程中起着重要的作用。
2022-09-29 astro-ph.GA
Star formation in the Taurus filament L1495: From Dense Cores to Stars
我们提出了在金牛座分子云L1495灯丝的致密结构的研究，并检查其恒星形成的属性。特别是，我们使用深近红外观测构建了暗条的尘埃消光图，以前所未有的细节揭示了其小尺度结构。暗条具有高度破碎的亚结构和较高的单位长度质量（Mline =17 Msun/pc），表明暗条的所有部分都具有成星潜力，但暗条的一部分B211却明显缺乏年轻的恒星。我们认为，在这个地区的初始暗条崩溃和分裂仍在发生，恒星形成尚未发生。在恒星形成的部分，我们确定了39个核心，质量从0.4到... 10 Msun和首选的分离与当地牛仔裤的长度一致。这些核心中的大多数都超过了Bonnor-Ebert临界质量，因此很可能坍缩并形成恒星。密核质量函数遵循指数为Gamma=1.2的幂律，这是在恒星形成区常见的形式。
2010-10-13 astro-ph.GA
The Formation of Massive Molecular Filaments and Massive Stars Triggered by a MHD Shock Wave
最近的观测表明，强烈的分子云碰撞可以触发大质量恒星/团簇形成。碰撞引起的最重要的物理过程是冲击压缩。本文采用等温磁流体动力学（MHD）方法，在考虑自引力效应的情况下，数值研究了激波对分子云演化的影响。自适应网格加密和下沉粒子技术被用来跟踪冲击云的长期演变。我们发现，湍流不均匀分子云的激波压缩产生了大量的细丝，这些细丝垂直于背景磁场，正如我们在以前的文章中指出的那样。大质量的暗条沿暗条呈现出全局性的坍缩，并向位于坍缩中心的汇粒子提供能量。我们观察到高吸积率dot{M}_acc > 10^{-4} M_sun/yr，这足以形成O型恒星。最大质量的汇粒子在暗条坍缩开始后10^5年的几倍时间内达到M>50 M_sun。
2017-08-04 astro-ph.GA
Kinematics and star formation of hub-filament systems in W49A
本研究通过多波段观测数据分析W49A巨型分子云的结构与运动学，发现其包含蓝移和红移两个枢纽-纤维系统，纤维向枢纽的物质输运促进了大质量恒星形成，明确了该系统在恒星形成中的关键作用。
2024-06-13 astro-ph.GA
On Filaments within Molecular Clouds and their Connection to Star Formation
近年来，人们研究了恒星形成区域中暗条的普遍存在和结构，以及它们的碎裂在恒星形成过程中的作用。然而，只有少数研究分析了细丝的演化及其与银河系盘的分布，其中细丝作为大规模分子云演化的一部分自洽地形成。在这篇论文中，我进行尘埃辐射转移计算来研究倾斜对尘埃丝状体观测的影响，以评估这些变化是否能够在尘埃调查中识别出更多的丝状体。我解决了早期演变的pc规模的细丝，形成在个别云，并专注于如何以及何时丝碎片，以及如何碎片涉及到典型的使用的观测。为了评估的平衡态的灯丝和它们的碎片的性质，我检查三个模拟的分子云形成的kpc尺度的数值模拟建模的自引力，磁化，分层，超新星驱动的ISM。第一个片段出现时，线质量的模拟细丝位于远低于Ostrikers孤立的流体静力平衡溶液的临界线质量。这表明，虽然整个云的湍流主要是由引力收缩驱动的，但碎片化并不发生引力不稳定性，而是由碰撞流运动支持的。我的结论是，在我的分析中，没有一个单一的量可以唯一地跟踪基于尘埃观测的灯丝的倾斜和3D结构。一个简单的模型，一个孤立的，等温的圆柱体可能不会提供一个很好的方法进行碎片分析，独立的主导驱动源的父母云。
2018-06-06 astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles: Galactic Multiscale MHD Simulations of GMC to Star Cluster Formation
通过星系多尺度MHD模拟，追踪从kpc到亚pc尺度的结构形成，揭示超级气泡、丝状GMCs及星团形成，并发现与盘状结构相关的螺旋磁场。
2024-05-28 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
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
Core formation via filament fragmentation and the impact of ambient pressure on it
星前核通常是球形的，其中一些看起来是扁球形的，而另一些则是长球形的。它们中很少有在投影中呈现圆形的。然而，很少有人了解的过程或物理条件下，长/扁核心的形式。我们发现，经历相对低的压力（$\lesssim 10^{4}$ K cm $^{-3}$）的初始亚临界细丝形成长形核（即，轴比超过1的那些）通过气体在密度峰中的逐渐积累。同时，最初跨临界并经历类似于太阳邻域中的压力（在$\mathrm{few}\ \times 10^{4}$ K cm $^{-3}$ - $\mathrm{few}\ \times 10^{5}$ K cm $^{-3}$之间）的细丝形成扁核（即，轴比小于1的那些）通过\emph{Jeans like}碎裂。然而，在更高的压力下，细丝内的碎片不倾向于存活，因为它们在形成后很快反弹。我们还认为，准振荡功能观察到的速度梯度沿灯丝轴，并在垂直于轴的方向，是不可分割的灯丝的演变过程中，并出现由于其表面上的波纹的增长。特别是速度梯度的轴向分量沿着细丝长度追踪气流。因此，我们认为，它可以用来约束的顺应性形成机制。速度梯度的各个分量的大小随着外部压力的增加而增加。
2022-04-12 astro-ph.GA
Dense core formation by fragmentation of velocity-coherent filaments in L1517
上下文低质量恒星形成核心与其周围的分子云在湍流、形状和密度结构上不同。目标。我们的目标是通过研究这两个制度之间的联系，了解致密的核心是如何从密度较低的云材料中形成的。方法.我们用FCRAO 14米望远镜观测了L1517暗云的C_（18）O（1-0）、N_2 H ~+（1-0）和SO（JN=32-21），用IRAM 30米望远镜观测了1.2mm尘埃连续体。结果云中的大部分气体位于四个典型长度为0.5 pc的细丝中。五个无星核心嵌入在这些细丝中，其化学成分表明了不同的进化阶段。灯丝具有C18 O（1-0）发射的径向轮廓，具有中心平坦区域和幂律尾部，并且可以近似地拟合为等温的压力支撑圆柱体。此外，细丝极其静止。它们有亚音速的内部运动，并且在整个长度上的速度是一致的。大规模的运动中的细丝可以用来预测核心内的速度，表明核心的形成并没有解耦的致密气体从其母体材料的运动学。在两个细丝，这些大规模的运动包括在速度质心的振荡，和一个简单的运动学模型表明，它们可能与核心形成流。结论. L1517的核心形成似乎分两步进行。首先，亚音速的、速度相干的细丝是从更湍流的环境云中凝结出来的。然后，核心准静态地分裂，并继承了细丝的运动学。因此，湍流耗散主要发生在0.5pc或更大的尺度上，并且似乎在单个核心的形成中发挥了很小的作用。
2011-07-15 astro-ph.GA
Highly Embedded 8 micron Cores of Star Formation in the Spiral Arms and Filaments of 15 Nearby Disk Galaxies
斯皮策太空望远镜对15个螺旋星系的观测显示了许多8微米的致密核心，这些核心主要在不清晰的掩模图像中显示出来。由于消光，这些核在光学波段中通常是不可见的，并且由于更广泛的漫射发射的污染，它们在8微米处也是不明显的。每个星系的几百个核心位置、星等和四个IRAC波段的颜色都被测量并制成表格。较大的星系往往有更长和更规则的旋臂，它们的红外核心通常沿着这些旋臂排列，在旋臂的突起处有额外的核心。不具有规则螺旋的半导体材料具有更不规则的螺旋状细丝的芯，通常每个细丝仅具有一个或两个芯。几乎每个细长的发射特征都具有沿其长度排列的8微米芯。在长而细的细丝中出现的致密核心让人想起太阳附近的恒星形成，尽管在星系中的规模要大100倍。核心最有可能是由重力不稳定性和细丝中的云凝聚形成的。在某些旋臂中同时出现几个具有规则间距的核心表明，在这些情况下，所有的核心大约在同一时间形成，相应的细丝是年轻的。星系的总恒星形成率与核心中的总嵌入恒星质量相关，平均比率对应于可能的年龄在200万年到200万年之间。这表明，已确定的核心是大多数恒星形成的最早阶段。
2019-10-06 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. I. Spherical clouds in uniform magnetic fields
丝状结构在星际介质中普遍存在，但其形成、内部结构和寿命尚未得到详细研究。我们报告的结果，从一个全面的数值研究，调查的特点，形成和演变的细丝所产生的超音速风和密集的云之间的磁流体动力学相互作用。在这里，我们利用更清晰的密度对比和更高的数值分辨率，以前的模拟改进。通过跟踪多密度示踪剂，我们发现，在云的信封中的材料被删除，并沉积下游形成对流的尾巴，而云的核心作为脚点和这些尾巴的后期外层。展弦比>12，亚音速的风速分散~0.1-0.3，和磁场放大~100被认为是这些细丝的特征。我们还报告了不同的磁场强度和方向的影响。磁场强度调节涡量的产生：在非磁性环境中会出现弯曲的涡旋塔，而强磁场会抑制边界层的小尺度扰动，使尾部湍流减少。与流动方向对齐的磁场分量有利于在尾部内部形成压力限制的通量绳，而横向分量倾向于形成电流片。将状态方程软化到近等温，可以抑制动力学不稳定性，并进一步准直尾部。在演化的最后阶段，我们发现小的云团和扭曲的细丝在云的破碎中幸存下来，并被风夹带，达到风速的0.1。
2015-10-19 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
An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud II: An early stage of high-mass star formation embedded at colliding clouds in N159W-South
我们对大麦云云N159 W南区域的对流分子云进行了ALMA CO同位素和1.3 mm连续谱观测，角分辨率为$\sim$ 0 ~（-25）（$\sim$ 0.07 pc）。虽然以前的低分辨率（$\sim$ 1”）ALMA观测表明，在$^{13}$ CO中存在一个高质量的原恒星天体，其长度尺度为$\sim$ 10 pc，空间分辨观测特别是对由1.3 mm连续辐射追踪的最高柱密度部分N159 W-South团块，显示了复杂的中枢神经系统结构。我们还发现，有多个原恒星源与双极流出沿大质量的灯丝。大质量暗条/原恒星周围的$^{13}$ CO发射的红移/蓝移分量具有互补分布，这被认为是云-云碰撞的可能证据。我们提出了一个新的方案，其中的超音速碰撞气流触发形成的大规模的灯丝和原恒星。这是对Fukui等人早期云-云碰撞情景的修改，假设这两个对流云发生在大质量恒星形成之前。最近Inoue等人对碰撞分子流中冲击压缩的理论研究表明，具有枢纽结构的细丝的形成是碰撞的常见结果，为目前的情况提供了支持。该理论认为，细丝是在冲击压缩的片状层中形成的致密部分，类似于$"$一把有刺的雨伞。$"$
2019-12-20 astro-ph.GA
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
Inefficient jet-induced star formation in Centaurus A: High resolution ALMA observations of the northern filaments
NGC 5128是研究本宇宙活动星系核反馈的最佳目标之一。在距离银河系13.5千秒差距处，最近恒星形成的光学细丝沿着射电喷流方向排列。它是一个正反馈（喷流诱导恒星形成）的试验台区域。APEX显示，在恒星形成区，但也在没有检测到恒星形成的示踪剂的地区有强烈的CO排放。当被观察到时，恒星的形成与肯尼卡特-施密特关系相比似乎是低效的。我们用ALMA方法在1.3”~ 23.8pc分辨率下绘制了12 CO（1-0）发射图。CO辐射呈团块状，分布在两个主要结构中：（i）HI云外的马蹄形复合体，那里的气体主要被激波激发，没有观察到恒星形成;（ii）HI壳边缘的垂直暗条，这是一个中等恒星形成的区域。我们识别出了140个分子云。一项统计研究表明，它们具有与银河系内部非常相似的物理特性。然而，目前的观测所能得到的半径范围并不能用来研究云是否遵循拉森关系。云的维里参数很大，表明重力并不占主导地位。最后，在暗条中注入的总能量与银河系内部的能量是相同的。在细丝中检测到的强CO发射表明，由射流注入的能量在致密分子气体的形成中起积极作用。相对较高的分子云维里参数表明，注入的动能太强，恒星形成效率不高。这是特别是在马蹄复杂的维里参数是最大的情况下，检测到强CO没有相关的恒星形成。这是AGN正反馈低效的第一个证据。
2017-11-16 astro-ph.GA
The Effect of Shock Wave Duration on Star Formation and the Initial Condition of Massive Cluster Formation
恒星诞生于致密的分子细丝中，而与它们的质量无关。激波对ISM的压缩导致分子云中的细丝形成。观测表明，大质量恒星团簇形成发生在云中气柱密度峰值超过10^23 cm^-2的地方。在这项研究中，我们研究了冲击压缩层持续时间对细丝/恒星形成的影响，以及如何通过执行三维（3D）等温磁流体动力学（MHD）模拟实现大质量恒星形成的初始条件，其中气体流入持续时间从边界（即，冲击波持续时间）}作为控制参数。在短冲击持续时间模型的持续时间后，在冲击后面形成的细丝膨胀，而长持续时间模型通过形成大量的超临界细丝导致恒星形成。此外，当激波持续时间大于两个激波后自由落体时间时，压缩层的峰值柱密度超过10^23 cm^-2，{该层的引力坍缩导致}预计在激波压缩层中形成的OB星数量达到十个数量级（即，块状团簇形成）。
2022-11-03 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
Properties of interstellar filaments as derived from $Herschel$, $Planck$, and molecular line observations
最近的\herschel \和\planck \对亚毫米尘埃发射的观测揭示了星际介质（ISM）中无处不在的尘埃结构。暗条在静止云和恒星形成区中的普遍存在表明，暗条结构的形成是在磁化湍流冷ISM中起作用的物理学的自然产物。通过对古尔德带8个区域的{ \it Herschel}观测到的270多个暗条的分析，表明星际暗条的特征是中心宽度分布狭窄，而它们的柱密度范围很宽。分子线观察这些细丝的样本显示的证据，在致密的细丝的速度色散与列密度增加，这表明由于周围的物质吸积到这些恒星形成的细丝每单位长度的质量的演变。对\planck \尘埃偏振观测资料的分析表明，沿暗条的平均磁场与其周围云的平均磁场不同。这表明在细丝形成过程中物质和$\vec{B}$场之间存在耦合。这些观测结果，来自尘埃和气体示踪剂的总强度和偏振强度，设置强有力的约束理论模型的灯丝的形成和演变。他们还提供了重要的线索，从致密（超临界）丝的碎片恒星形成过程的初始条件。然而，更高分辨率的尘埃偏振观测和大规模的分子线映射需要更详细地研究星际细丝的内部结构。
2017-12-02 astro-ph.GA
Characterizing filaments in regions of high-mass star formation: High-resolution submilimeter imaging of the massive star-forming complex NGC 6334 with ArTéMiS
赫歇尔对附近分子云的观测表明，星际细丝和星前核心代表了恒星形成过程中的两个基本步骤。这些观测结果支持了一个低质量恒星形成的图像，根据这个图像，大约0.1 pc宽的细丝首先在冷的星际介质中形成，可能是由于超音速湍流对星际物质的大规模压缩，然后星前核心由重力碎片的致密细丝产生。这种情况是否也适用于高质量恒星形成的区域是一个悬而未决的问题，部分原因是赫歇尔数据无法解决最近的大质量恒星形成区域中的细丝的内部宽度。我们使用APEX望远镜上的测辐射热计相机ArTeMiS来绘制NGC 6334复合体的中心部分，其分辨率比Herschel的350微米高出3倍。将ArTeMiS数据与Herschel数据相结合，使我们能够在d ~ 1.7kpc的分辨率为8”或<0.07pc的条件下研究复合体的主细丝结构。我们的研究证实，这种灯丝是一种非常致密的大质量线性结构，其线质量范围从~ 500 Msun/pc到~ 2000 Msun/pc，超过近10 pc。它还表明，它的内部宽度保持狭窄的W ~ 0.15 +- 0.05 pc的所有沿长丝的长度，在一个因素的< 2的特征值0.1 pc与赫歇尔发现的低质量的长丝在古尔德带。虽然目前还不完全清楚NGC 6334的暗条是否会在未来形成大质量恒星，但它的密度比古尔德带云中观察到的大多数暗条高出两到三个数量级，而且内部宽度非常相似。这指出了一个共同的物理机制来设置细丝的宽…
2016-05-24 astro-ph.GA
Gravitational Collapse and Filament Formation: Comparison with the Pipe Nebula
最近的分子云形成和演化模型表明，这种云是动态的，通常表现出引力坍缩。我们提出了一个简单的分析模型的全球崩溃到一个灯丝，并与我们的数值模拟的流动驱动的形成一个孤立的分子云来说明超音速运动和入流冲压压力的重力驱动的云演化模型中预期。我们将我们的结果应用于观测的烟斗星云，一个特别适合我们的目的，因为它的低恒星形成活动意味着微不足道的恒星反馈扰动对象。我们表明，我们的坍缩云模型可以解释的速度分散的大小在$^{13}$ CO的结构由Onishi等人。和所需的冲压压力由拉达等人。限制在管星云的低质量的核心。我们进一步推测，更高分辨率的模拟将显示小的速度分散在dendrock核心气体，如观察到的，但这是下落运动，不支持湍流。我们的研究结果指出了冲压压力作为分子云细丝的边界条件的必然性，以及特别是低质量核心仍然可以以显着的速率吸积质量的可能性，正如观测所表明的那样。
2009-09-10 astro-ph.GA
Evolution of compressed clouds formed by filament coalescence. I. Oblique collisions
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台计算天体物理中心）；Astronomical Science Program, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究院（SOKENDAI）天文学科学项目）；Department of Physics, Konan University（神户学院大学物理系）
研究通过三维理想磁流体力学模拟，探讨了两个磁化丝状物偏斜碰撞的基本演化过程，揭示了碰撞角度、速度和初始线质量对压缩云引力坍缩的影响，并确定了促进恒星形成的关键碰撞条件。
2026-05-20 astro-ph.GA
Analytical core mass function (CMF) from filaments: Under which circumstances can filament fragmentation reproduce the CMF?
观测结果表明，恒星的形成是在两个步骤的过程中发生的，在星前核心和恒星之前形成细丝。在这里，我们应用Hennebelle和Chabrier 08，09，13的重力湍流破碎理论到一个非磁性的环境中，考虑到磁性的支持。我们讨论了诱导的几何效应的核心，从3D几何形状在小尺度上的过渡到1D在大的。该模型预测的分裂行为的灯丝为一个给定的质量每单位长度（MpL）和水平的磁化。然后将单个长丝的CMF与长丝的分布卷积以获得最终的系统CMF。该模型产生了两个主要结果：（i）无规则的几何形状自然地诱导了一个分层的碎裂过程，首先是成组的核心，由等于几个细丝的长度，即几倍的细丝宽度的长度分开。然后，这些组分裂成单独的核心。(ii)高MpL的非磁化细丝被发现过度碎片化，与观测结果不一致。这通过将磁场简单地视为附加压力支持来解决）。目前的理论提出了两种互补的恒星形成模式：根据标准的亨内贝尔-夏布里埃理论，小的（球状或球状）结构将直接坍缩成星前核，而大的（球状）结构，根据观测占主导地位的人口，将遵循上述两步过程。
2017-09-05 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
A study on star formation in rotating and magnetized filamentary molecular clouds
本研究利用二维动力学模型探讨磁场中旋转丝状分子云的恒星形成机制，发现旋转强度、磁场强度与云密度共同决定双星、场星及星协的形成组合。
2024-05-30 astro-ph.GA
Formation of the Musca filament: Evidence for asymmetries in the accretion flow due to a cloud-cloud collision
上下文致密的分子细丝在星际介质中普遍存在，但其内部的物理条件和形成机制仍存在争议。目标。我们研究了Musca丝状体和Chamaeleon-Musca复合体中的运动学和物理条件，以约束丝状体形成的物理条件。方法.我们制作了CO（2-1）同位素图与APEX望远镜，通过Musca细丝切断。我们进一步研究了家蝇云的NANTEN 2 $^{12}$ CO（1-0）图和Chamaeleon-Musca复合体的HI发射。结果苍蝇云包含多个速度分量。辐射传输模型的CO排放表明，苍蝇丝由冷（$\sim$ 10 K），密集（n $_{H_2}\sim$ 10 $^4$ cm $^{-3}$）波峰，这是最好的描述与圆柱形的几何形状。与波峰相连的是一个T $\sim$ 15 K和n $_{H_2}\sim$ 10 $^3$ cm $^{-3}$的单独气体组分，即所谓的股。暗条波峰有一个横向速度梯度，它与附近环境云的运动学有关。研究大尺度运动学，我们发现一致的不对称运动学从50 pc HI云下降到Musca细丝。我们还报告了一个强大的[C $^{18}$ O]/[ $^{13}$ CO]丰度下降了一个数量级，从丝峰到链在距离$<$ 0.2 pc在一个弱的远紫外（FUV）领域。结论.密集的Musca细丝冠是一个长寿的（几次交叉），动态结构，可以在不久的将来形成恒星，因为持续的质量吸积。这种质量吸积似乎是由HI…
2020-10-23 astro-ph.GA
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
The impact of filaments on dwarf galaxy properties in the Auriga simulations
通过一个简单的不考虑反馈的星系形成模型的流体动力学模拟，我们以前的工作表明，在高红移的密集和大量的细丝可以提供潜在的阱来捕获和压缩气体，从而影响星系形成在其居住的低质量晕。在本文中，我们利用御夫座模拟，一套高分辨率的放大银河系类星系的流体动力学模拟，研究是否仍然成立的结论在模拟与复杂的星系形成模型。与我们以前的工作结果一致，我们发现，与具有相似晕质量的暗条星系相比，存在于暗条中的矮星系往往具有更高的重子和恒星分数。在固定的母晕质量下，暗条矮星的恒星形成率往往比场矮星略高。但总的来说，我们没有发现暗条和场的星系颜色有明显的差别。我们还表明，在高红移，在矮星系的气体成分往往有他们的自旋与他们居住的细丝对齐。我们的研究结果支持了这样一种观点，即在高红移的大质量暗条有助于气体吸积，并增强了其驻留的矮尺寸暗物质晕中的恒星形成。
2022-05-27 astro-ph.GA
A dynamically young, gravitationally stable network of filaments in Orion B
灯丝是从分子云到恒星形成的关键一步。然而，它们的特性存在很大争议，导致它们形成和分裂成致密核心的确切过程仍然有待充分理解。我们的目标是在猎户座B分子云，这是著名的非常低的恒星形成效率的质量，运动学，和稳定性对引力坍缩的统计显着的样本细丝。利用IRAM-30 m大型程序ORION-B的C $^{18}$ O（J=1-0）数据，计算了1.9 ° $^2$区域的气柱密度和运动学。使用两种不同的基于Hessian的过滤器，我们提取和比较两个连续网络，每个网络包含超过100个细丝。与提取方法无关，细丝的宽度为0.12 $\pm$ 0.04 pc，并显示出宽范围的线性（1 - 100 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$）和体积密度（2.10 $^3$ - 2.10 $^5$ cm $^{-3}$）。与以前的研究相比，灯丝人口占主导地位的低密度，热亚临界结构，这表明大多数已确定的灯丝没有塌缩形成恒星。事实上，我们的观测所覆盖的猎户座B云质量中只有1%可以在超临界的恒星形成细丝中找到，这解释了该地区恒星形成效率低的原因。在整个灯丝上观察到的速度分布显示出中心的静止，以及天空平面的相干性，尽管大多是超音速的。猎户座B中的细丝显然属于一个连续体，其中包含一些与已经研究过的恒星形成细丝相当的元素，以及许多密度较低、引力不受约束的结构。对猎户座B灯丝的全面研究表明，超临界灯丝的质量分数是决定恒星…
2019-03-11 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 Herschel View of Star Formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这种情况下提供了新的见解恒星形成的效率，恒星质量的起源，以及星系中恒星形成的全球速率。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2013-09-30 astro-ph.GA
On the formation of cores in accreting filaments and the impact of ambient environment on it
本文通过$10^{4-7}$ K cm$^{-3}$外部压力下的吸积纤维流体动力学模拟，揭示压力、湍流和线质量如何影响核形成、纤维宽度、速度梯度振荡及气体致密化效率。
2024-09-14 astro-ph.GA
Synthetic Large-Scale Galactic Filaments -- on their Formation, Physical Properties, and Resemblance to Observations
使用人口提取的大规模的丝状体从AREPO模拟的银河系，我们试图了解在何种程度上观察到的大规模的丝状体的属性（长度$\gtrsim 100$ PC）可以解释的银河系动力学。从观察者的角度来看，在磁盘的星系，我们确定细丝形成纯粹由于星系动力学，没有反馈或本地自引力的影响。我们发现，大规模的银河系细丝本质上是罕见的，我们估计，在最大的大约一个灯丝每$\rm kpc^{2}$应确定在投影中，从我们的太阳在银河系的方向。在这种理想化的情况下，我们发现细丝在臂和臂间区域，并假设前者可能是由于气体压缩的螺旋势阱，与后者由于差分旋转。使用之前应用于观测的相同分析管道，我们分析了大规模银河系细丝的物理特性，并量化了它们对投影效应和银河系环境的敏感性（即它们是否位于臂或臂间区域）。我们发现，观察到的“巨分子丝”是一致的非自引力结构占主导地位的星系动力学。更直、更窄、更密集的“骨状”细丝，如典型的尼斯湖水怪细丝，与我们简单模型中的那些细丝具有相似的柱密度、速度梯度和银河平面高度（$z\approx$ 0 pc），但必须调用额外的物理效应（如反馈和自引力）来解释它们的长度和宽度。
2019-10-24 astro-ph.GA
Lynds Bright Nebulae: Sites of possible twisted filaments and ongoing star formation
本文分析了两个林德亮星云（LBN）LBN 140.07+01.64和LBN 140.77 $-$ 1.42的多波长数据。1420 MHz连续谱图显示了一个扩展的Y形特征（线性范围~3.7度），由线性部分和V形结构组成。位置LBN 140.07+01.64和AFGL 437位于朝向V状结构的相对侧，并且LBN 140.77 $-$ 1.42在空间上被看到朝向线性部分。剩余的放射源被追踪到整个Y特征，表明恒星形成活动。红外和亚毫米图像显示，至少有两个大规模的尘埃丝延伸到LBN源的存在。赫歇尔图只在Y特征的北部和中部可用，显示出在细丝附近存在着更高的柱密度（> 2.4 × 10^{21} cm^{-2}）的物质。利用~（12）CO（1-0）谱线资料，在[-42.7，-34.4] km/s处的分子气体分布跟踪了与Y特征有关的云，证实了暗条的存在。大尺度的细丝似乎在空间上可能是扭曲的。有一个暗示，一个类似的速度模式沿两个灯丝，有利于他们提出的扭曲性质。这是第一次研究显示可能的细丝扭曲，这在Y形特征的北部和中部更为突出。这种可能的扭曲/耦合的大规模的细丝似乎是负责观察到的恒星形成（包括已知的OB-星）。提出的物理过程和OB-星的能量一起似乎可以解释电离Y-特征的起源。
2021-07-21 astro-ph.GA
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33 I: Resolving Star Formation Activities in the Giant Molecular Filaments Possibly Formed by a Spiral Shock
本文报道了用ALMA对M33中最大质量的巨分子云之一GMC-16的分子谱线和连续谱的观测结果，其角分辨率为0 $''$ 44 $\times$ 0 $''$ 27（$\sim$ 2 pc $\times$ 1 pc）.我们发现，在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）中，GMC是由几种典型结构组成的。典型的长度、宽度和总质量分别为$\sim$ 50-70 pc、$\sim$ 5-6 pc和$\sim$ 10 $^{5}$ $M_{\odot}$，这与银河系GMC中所见的巨分子细丝（GMF）一致。巨磁纤维的伸长大致垂直于星系的旋转方向，几个H $\;$ { \sc ii}区域位于相对于细丝的下游侧，偏移量为$\sim$ 10-20 pc。这些观测结果表明，巨磁流体被认为是由星系螺旋激波产生的。1.3 mm连续谱和C $^{18}$ O（$J$ = 2-1）观测在几个对流云的交汇处发现了一个$\sim$ 2 pc的致密团块，它被称为$"$中心丝，$"$可能是由云-云碰撞形成的。在M33中的原恒星外流的一个强有力的候选者也被确定在团的中心。我们已经成功地解决了秒差距尺度的本地恒星形成活动，其中银河系尺度的运动学可能会导致形成的父恒星云。
2020-05-20 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
