Context: In the last years, there have been many studies on the omnipresence and structures of filaments in star-forming regions, as well as their role in the process of star formation. Those filaments are normally identified as elongated fibres across the plane of the sky. But how would we detect filaments that are inclined? Aims: We aim to learn more about whether, and how, total column density or dust temperature change with respect to the line of sight. Such variations would enable observers to use dust observations to identify and study filaments at any inclination and gain more insight on the distribution and orientations of filaments within the Galactic plane. Methods: As a first step, we perform numerical calculations on simple cylindrical models to evaluate the influence of filament geometry on the average flux density. After that, we apply our three-dimensional Monte Carlo dust radiative transfer code on two models of star-forming regions and derive maps of effective total column density and dust temperature at different viewing angles. Results: We see only slight changes of average flux density for all cylinders we study. For our more complex models, we find that the effective dust temperature is not sensitive to viewing angle, while the total column density is strongly influenced, with differences exceeding an order of magnitude. The variations are not injective with the viewing angle and depend on the structure of the object. Conclusions: We conclude that there is no single quantity in our analysis that can uniquely trace the inclination and three-dimensional structure of a filament based on dust observations alone. However, observing wide variations in total column density at a given effective dust temperature is indicative of inclined filaments.
The ALMA-QUARKS Survey: Discovery of Superfine Dusty Fibrils inside Massive Star-forming Clumps
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Taiyuan Normal University（太原师范学院）
从哈勃太空望远镜获得的现有宽带图像中，我们定位了92个球状体，我们推导出它们的位置，尺寸，方向，间距，质量，自行及其分布。球状体的平均半径在400到2000天文单位之间，在目前的星云红外图像中无法分辨。这些球状体中尘埃颗粒的消光定律符合正常的星际消光定律。尘埃的质量从1到60 x 10^（-6）太阳质量不等，球状体中包含的总质量占星云总尘埃含量的2%或更少。这些球状体散布在星云的外部，其中一小部分与发射细丝的位置重合，我们发现细长的球状体与这些细丝对齐。只有10%的球状体与先前研究中发现的大量H2发射结的位置一致。所有的球状体都以60到1600 km/s的横向速度从中心向外移动，伴随着残余物的普遍膨胀。我们讨论了蟹状星云中球状体形成的各种假说。
Stagnant Shells in the Vicinity of the Dusty Wolf-Rayet-OB Binary WR 112
利用新近升级的VLT光谱仪和中红外成像仪（VISIR），利用PAH 1、NeII 2和Q3滤光片，拍摄了晚型富碳Wolf-Rayet（WC）-OB双星系统WR~112周围星云的高空间分辨率中红外图像。观察结果表明，形态类似于一系列弧形长丝和破碎的外壳。尘埃的温度和质量是由每个识别的碳纤维结构，表现出的温度范围从$179_{-6}^{+8}$ K在外部W2灯丝的中心3”的$355_{-25}^{+37}$ K。这些特征的总尘埃质量总和为$2.6\pm0.4\times10^{-5}$ $\mathrm{M}_\odot$。对WR~112在过去$\sim20$年中红外测光的多历元分析表明，观测到的尘埃温度和质量没有明显的变化。从2001年、2007年和2016年拍摄的成像数据来看，WR~112的中红外尘埃辐射的形态也没有表现出明显的膨胀，这与目前将该星云解释为高膨胀速度（$\sim1200$ km s $^{-1}$）的“风车”形外流的解释存在争议。假设距离为$4.15$ kpc，则膨胀速度的上限为$\lesssim120$ km s $^{-1}$。从WR~112中心3”开始的平均总质量损失率的上限估计为$\lesssim8\times10^{-6}$ $\mathrm{M}_\odot$ yr $^{-1}$。我们把它的真实性质作为一个开放的问题，但提出WR~112星云可能是在中央…
Magnetic Fields in Massive Star-Forming Regions (MagMaR) I. Linear Polarized Imaging of the UCHII Region G5.89-0.39
我们报告1.2毫米极化连续发射观测进行了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对高质量恒星形成区域G5.89-0.39。观测结果显示出显著的0.2pc南北向边界结构。G5.89-0.39中的UCHII将灯丝断成两段。它的毫米波辐射显示出一个质量为55-115 M $_{\odot}$，半径为4,500 au的尘埃带，围绕着一个主要由电离气体组成的内部，尘埃辐射仅占总毫米波辐射的30%左右。我们还发现了一个网格的凸拱，这可能是由拖曳的尘埃和气体从爆炸性的分散事件涉及O 5费尔特的明星。南北灯丝的质量在300-600 M $_{\odot}$之间，并拥有一个大约20毫米的包层，其中值大小和质量分别为1700 au和1.5 M $_{\odot}$，其中一些已经形成了原恒星。我们解释在灯丝的偏振发射主要来自磁性排列的尘埃颗粒。在纤维中的极化分数为~4.4%，在壳层为2.1%。磁场沿着北磁丝并垂直于南磁丝。在中央壳层中，磁场大致呈放射状，环绕着4,500到7,500 au的尘埃带，与最近在猎户座BN/KL周围发现的模式相似。这可能是爆炸性扩散外流的独立观测标志，应在其他区域进一步调查。
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）
Temperature as a third dimension in column-density mapping of dusty astrophysical structures associated with star formation
我们提出了PPMAP，贝叶斯过程，使用图像的尘埃连续发射在多个波长产生分辨率增强的图像立方体的差分列密度作为尘埃温度和位置的函数。PPMAP基于一般的“点过程”形式主义，其中感兴趣的系统（在这种情况下，一个尘埃天体物理结构，如灯丝或星前核）由适当定义的状态空间中的点的集合表示。它可以应用于各种观测数据，如赫歇尔图像，只要图像强度是由光学薄尘埃在热平衡。PPMAP充分考虑了仪器点扩散函数，不要求所有图像都降级到相同的分辨率。我们提出了使用模拟数据的星前核和分形湍流云的测试结果，并证明其性能与实际数据的Hi-GAL调查。具体来说，我们分析了观测到的一个大的对流结构的CMa OB 1巨型分子云。微分柱密度直方图表明，温度高于13 K的热物质呈对数正态分布，与湍流相一致，而温度较低的热物质的柱密度呈高密度尾部分布，与自重力效应相一致。结果表明，PPMAP的潜力，以帮助区分不同的物理成分沿视线在恒星形成的云，并帮助解释相关的PDF的列密度。
Multiphase Gas Nature in the Sub-parsec Region of the Active Galactic Nuclei. III. Eddington Ratio Dependence on the Structures of Dusty and Dust-free Outflows
SILVERRUSH. VIII. Spectroscopic Identifications of Early Large Scale Structures with Protoclusters Over 200 Mpc at z~6-7: Strong Associations of Dusty Star-Forming Galaxies
Overdense fireworks in GOODS-N: Unveiling a record number of massive dusty star forming galaxies at z$\sim$5.2 with the N2CLS
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille)（艾克斯马赛大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文研究所）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学）；School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学学院）；Université Paris Cité, Université Paris-Saclay, CEA, CNRS, AIM（巴黎西岱大学、巴黎萨克雷大学）
ADF22-WEB: Massive galaxy formation shaped by cosmic web filaments in the z = 3.1 proto-cluster core
Nagoya University（名古屋大学）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Durham University（杜伦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kwansei Gakuin University（关西学院大学）
