Large-scale filaments associated with Milky Way spiral arms
银河系中各种尺度的沉积结构的普遍存在，引发了人们对它们的形成、演化和在恒星形成中的作用的新的兴趣。最大的细丝可以达到银河系的规模，作为旋臂结构的一部分。然而，由于鉴定方法的限制（即，作为消光特征）。我们提出了一种新的方法来直接搜索最大的，最冷的，和dennessy在银河系中的灯丝，利用灵敏的Herschel Hi-GAL数据辅以谱线立方体。我们提出了一个样本的9个最突出的赫歇尔细丝，包括6个从试点搜索领域加上3个从外地确定。这些细丝测量为37-99 pc长和0.6-3.0 pc宽，质量为（0.5-8.3）$\times10^4 \, M_\odot$，束平均（$28"$，或0.4-0.7 pc）峰值H $_2$柱密度为（1.7-9.3）$\times 10^{22} \, \rm{cm^{-2}}$。大部分的丝状体相对较冷（17-21 K），而一些局部团块的尘埃温度高达25-47 K。所有的暗条都位于距离银河系中平面<~60 pc的范围内。将细丝与最近的螺旋臂模型结合最新的视差测量进行比较，我们发现其中7/9位于臂内，但大多数靠近臂边缘。这些细丝的长度与银河尺度的高度相当，因此不只是一个更大的湍流级联的一部分。
2015-07-08 astro-ph.GA
CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way type galaxies
我们使用移动网格代码AREPO耦合到一个含时的化学网络来研究分子气体在模拟的螺旋星系中的形成和破坏。这使我们能够确定CO排放不跟踪的气体的特性。我们的极高分辨率AREPO模拟使我们能够捕捉光盘的化学演变，而无需求助于参数化的“聚集因子”。我们通过我们模拟的盘星系计算了H2和CO柱密度，并估算了CO发射和CO-H2转换因子。我们发现，在类似的条件下，在当地的星际介质，大约42%的总分子质量应该在CO暗区，在合理的协议与观测估计。这部分是几乎不敏感的CO积分强度阈值用于区分CO亮和CO暗气体，只要这个阈值是小于10 K km/s。CO暗分子气体主要存在于极长（>100 pc）的细丝中，这些细丝被星系切变拉伸在旋臂之间。只有这些细丝的中心在CO中是明亮的，这表明在银河系中观察到的非连续分子云可能只是更大结构的一小部分。CO暗分子气体主要存在于部分分子相中，占总圆盘质量预算的很大一部分。在环境紫外线场较高或表面密度较低的模拟中，暗气体比例较高，这意味着具有这些条件的外部星系可能具有更大比例的暗气体。
2014-05-09 astro-ph.GA
Cold Milky Way Hi gas in filaments
我们调查的数据从银河Effelsberg-波恩HI调查（EBHIS），补充数据从第三次发布的银河系全天巡天（GASS III）在帕克斯观察。我们用$|v_{\rm LSR}| < 25 $ kms $^{-1}$在11'到16'的角标度上探索了银河系本地HI气体的全天分布。反锐化掩模（USM）被应用于提取小尺度特征。我们发现冷丝与偏振尘埃排放对齐，并得出结论，冷中性介质（CNM）主要是组织在片，由于投影效应，观察到的细丝。这些细丝与尘埃脊有关，与普朗克在353 GHz的结构上测量的磁场对齐。纬度$|b|>20^\circ$以上的CNM由对数正态分布描述，中值多普勒温度为$T_{\rm D} = 223$ K，由观测到的谱线宽度（包括湍流贡献）导出。中性氢（HI）柱密度中值为$N_{\rm HI} \simeq 10^{19.1}\,{\rm cm^{-2}}$。这些CNM结构嵌入在具有$N_{\rm HI} \simeq 10^{20} {\rm cm^{-2}}$的暖中性介质（WNM）内。假设平均距离为100 pc，我们推导出CNM片材的厚度为$< 0.3$ pc。采用由Heiles & Troland 2005提出的$B_{\rm tot} = (6.0 \pm 1.8)μ$ G的磁场强度，并假设CNM细丝被磁压力限制，我们估计厚度为0.09 pc。相应地，中值体积密度在$ 1…
2016-02-24 astro-ph.GA
Gravitational Infall onto Molecular Filaments
（1）从分析的角度探讨了环境对细丝演化的作用，指出孤立地考虑细丝（即只考虑碎裂稳定性）将导致关于细丝性质的非物理结论。吸积也可以解释所观察到的FWHM和峰值柱密度之间的去相关。(2)在有限细丝上的自由落体吸积可以导致恒星形成区域周围的红外暗云的特征“风扇”。风扇的形成可能是由于潮汐力主要出现在细丝的末端，与数值模型和早期的分析研究一致。
2013-04-16 astro-ph.GA
Different molecular filament widths as tracers of accretion onto filaments
我们探讨如何密集的灯丝宽度，当使用不同的分子种类测量，可能会改变作为一个结果的气体吸积向灯丝。当一个气体团落入暗条时，它将经历不同的密度、温度和消光值。这种环境变化的速率会对不同分子的丰度产生不同的影响。因此，快速形成的分子将比缓慢形成的分子更好地反映气体包裹所经历的局部物理条件。由于这些差异取决于各自的时间尺度如何比较，不同的分子分布应该反映环境变化的速度，即，朝着细丝的增长率。我们发现，从C2 H，CO，CN，CS和C3 H2的随时间变化的丰度测量的细丝宽度，是最敏感的这种效果，是那些分子也呈现较宽的细丝宽度。相反，N_2H ~+、NH_3、H_2CO、HNC和CH_3OH等分子对吸积不太敏感，呈现最窄的丝条宽度。我们建议，不同示踪剂的细丝宽度的比率可能是一个有用的工具来估计到细丝上的吸积率。
2022-03-30 astro-ph.GA
The widths of magnetised filaments in molecular clouds
细丝是分子云的普遍特征，似乎在组装物质形成恒星的过程中起着关键作用。观察到主导细丝在$\sim 0.1$ pc附近具有相当窄的宽度范围，并且优先垂直于局部磁场的方向排列。我们以前认为，所观察到的细丝宽度可以解释，如果细丝形成的收敛，温和的超音速流，导致大规模的湍流运动在母体分子云。在这里，我们证明，引入一个磁场垂直于灯丝长轴不会大大改变这一结论，只要质量流量比是超临界的。通过这种机制形成的超临界磁化细丝的宽度分布的峰值略高的值，是略宽，比非磁化细丝，但仍然再现的宽度分布的基本属性来自远红外观测的分子云。相比之下，亚临界细丝的宽度分布具有根本不同的形状，并且通常具有比观察到的宽度大得多的宽度。亚临界和超临界细丝都与观察到的细丝宽度和细丝表面密度之间缺乏相关性一致。
2022-03-08 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
ALMA view of the Galactic Center 50km/s molecular cloud
我们用ALMA对银河系中心50 km/s分子云进行了观测，寻找了分子云的结构。在CS J=2-1的发射线通道图中，我们成功地识别了27个分子云细丝使用DisPerSE算法。这是在银河系中心区域进行的首次“发现”尝试。这些分子云细丝强烈地暗示了分子云细丝在银河系中心区域的分子云中也是普遍存在的。
2016-09-29 astro-ph.GA
Structure and radial equilibrium of filamentary molecular clouds
最近的尘埃连续体调查表明，沿银河系平面，尘埃结构是无处不在的。虽然最近对它们的整体性质的研究取得了进展，但我们仍然远远没有完全理解它们的起源和稳定性。有关磁场的理论已经被制定出来，以帮助解释细丝的稳定性;然而，需要观察来验证他们的预测。在本文中，我们研究了五个附加分子云的结构和径向平衡，目的是确定磁场可能起的作用。为了做到这一点，我们使用连续谱和分子谱线观测来获得它们的物理性质（例如质量，温度和压力）。我们发现，细丝有较低的线性质量相比，其线性维里质量。它们的维里参数和尘埃连续发射的形状表明，这些丝状体可能受到环形主导磁场的限制。
2013-05-22 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
Gravitational instability of filamentary molecular clouds, including ambipolar diffusion
研究了非理想磁流体力学中粘性分子云的引力不稳定性。假设细丝处于流体静力平衡。我们将双极扩散效应加到沿其轴向被初始均匀轴向磁场穿过的灯丝上。我们在柱坐标系下写出流体方程，并进行线性摄动分析。我们整合所得的微分方程，然后推导出数值色散关系。我们发现，一个更有效的双极扩散导致最不稳定的模式的增长的增强，并增加的分裂尺度的灯丝。
2016-11-01 astro-ph.GA
Shaping the Milky Way: The interplay of mergers and cosmic filaments
本研究利用宇宙流体动力学模拟、球谐分解与多变量奇异谱分析，区分宇宙纤维吸积和卫星并合对银河系质量暗晕形态的作用，揭示四极矩的长期环境记忆及LMC级卫星的显著非对称响应。
2025-07-24 astro-ph.GA
The complementary roles of feedback and mergers in building the gaseous halo and the X-ray corona of Milky Way-sized galaxies
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学模拟银河系大小的星系不同的超新星反馈强度和合并的历史，调查其气体晕的形成，特别是他们的热（$>10^6$ ~K）X射线发光日冕。我们的模拟预测存在显着的热气体的晕早在$z=3-4$，以及之前的晕应该能够维持热模式吸积在传统的图片。初生的日冕由内向外生长，最初主要是由于合并引起的冲击加热和强烈的超新星反馈提供动力的中央星系流出，这两者都是今天成功的星系形成模型的基本特征。此外，外流和日冕的形成也加速了从冷模到热模吸积的转变，有助于维持稳定的吸积激波的条件。它们还破坏了向中央星系输送冷气体的对流，使它们的嘴磨损成一个宽阔的三角洲，从星系中分离出来，并被推向更大的半径。即使在早期，细丝会反复重新形成，但热气和外流会削弱细丝，并加速其最终的破坏。虽然银河系外流通常被认为是一种喷射反馈，但我们发现它们对暗条的作用也表明了一种预防作用。
2018-09-27 astro-ph.GA
The history of dynamics and stellar feedback revealed by the HI filamentary structure in the disk of the Milky Way
本文研究了中性氢原子（HI）在21厘米处的辐射中的附加结构，它是由HI/OH/电离（THOR）谱线巡天中的单碟和干涉观测相结合的40“和1.5 km/s分辨率的位置-位置-速度立方体中速度通道的结果。利用Hessian矩阵方法结合循环统计的工具，我们发现HI辐射中的大多数非线性结构都与银河平面对齐。这种趋势的一部分可以归因于在几个速度通道上连贯的长的连续结构。然而，我们也发现银河经度和径向速度的范围内的HI附属结构优先取向垂直于银河平面。它们位于（i）盾座旋臂的切点附近，$l \approx 28^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 100$ km/s，（ii）朝向$l \approx 45^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 50$ km/s，（iii）Riegel-Crutcher云周围，以及（iv）朝向终极速度。与数值模拟结果的比较表明，水平方向的平行结构的普遍存在很可能是大尺度动力学的结果，而垂直方向的垂直结构则可能是超新星反馈和强磁场共同作用的结果。（iv）中的垂直对流结构可能与面外HI气体被SNe驱逐后落回银道面的云的存在有关。我们的研究结果表明，对银河系平面的发射形态的系统表征提供了一个未开发的观测和星际介质的动力学行为之间的联系，从大规模的银河系动力学的影响，以银河系喷泉SNe驱动。
2020-09-10 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
The Skeleton of the Milky Way
最近，古德曼等人（2014）认为，非常长，非常薄的红外暗云“尼斯湖水怪”直接位于银河系中平面，并沿着盾牌-半人马座臂在位置-位置-速度（$p-p-v$）空间中运行，由低密度$\rm {CO}$和高密度${\rm NH}_3$气体追踪。尼斯湖水怪被认为是银河系的第一块“骨头”，一根极长、极细、对比度极高的细丝，可以用来绘制银河系的“骨架”。“在这里，我们提出了银河系中其他骨骼的证据，认为尼斯湖水怪不是一个好奇心，而是可能追踪银河系结构的几个细丝之一。我们的十个骨骼候选者都是长的，连续的，中红外消光特征，平行于物理银河中平面，距离不超过20 pc。我们使用$\rm {CO}$、${\rm N}_2{\rm H}^+$、$\rm {HCO}^+$和${\rm NH}_3$径向速度数据来建立候选者在${\it p-p-v}$空间中的三维位置。在这10颗候选星中，有6颗的长宽比为$\geqq$ 50：1;在${\it p-p-v}$空间中沿着或非常接近盾牌-半人马臂运行;并且在速度上没有突然的变化。这里提出的证据表明，这些候选者正在标记重要螺旋特征的位置，称为细丝5（“BC_18.88-0.09”）的骨骼与北天的尼斯湖水怪非常相似。随着分子光谱线和消光图以越来越高的分辨率和灵敏度覆盖更多的天空，在未来的研究中应该有可能发现更多的骨骼。
2016-10-21 astro-ph.GA
An 80 pc Long Massive Molecular Filament in the Galactic Mid-Plane
纤维在恒星形成区域的普遍性在一系列尺度上是清楚的，但它们在恒星形成过程中的作用仍然存在疑问。我们认为，有不同类别的灯丝，负责他们观察到的多样性，在恒星形成的地区。本文给出了一个在银河系中平面上的大质量分子细丝的例子，它形成于紫外光驱动的气泡的交叉处，在80 pc以上显示出相干速度结构（<4km/s）。我们将此类来源归类为大分子纤维（MMFS; M > 10^4 Msun，长度> 10 pc，速度梯度< 5 km/s），并认为MMFS只是当今文献中讨论的许多不同类型的纤维之一。许多巨磁层与银河平面对齐，可能类似于在大设计螺旋中看到的黑暗尘埃带。
2012-08-22 astro-ph.GA
Gravitational instability of non-isothermal filamentary molecular clouds, in presence of external pressure
丝状分子云在寒冷的星际介质中无处不在。观测结果表明，非等温状态方程比等温状态方程更好地描述了纤维的性质。本文利用对数迷向状态方程和多方状态方程研究了轴向均匀磁场作用下的压力限制细丝的引力不稳定性。为了充分探索参数空间，我们进行了非常大的调查的稳定性分析，覆盖不同半径的灯丝在各种磁场。我们的结果表明，对于所有的状态方程，较薄的细丝的不稳定性是更敏感的磁场的变化比厚的。此外，对于所有的状态方程，一个中等的磁场可以完全稳定较薄的细丝。尽管对于较厚的样品，当磁场大于B ' 70微G时，这种效应被抑制。
2021-02-03 astro-ph.GA
Classification of Filament Formation Mechanisms in Magnetized Molecular Clouds
最近对分子云的观测表明，致密的细丝是现今恒星形成的场所。因此，有必要了解细丝的形成过程，因为这些细丝提供了恒星形成的初始条件。理论研究表明，分子云中的冲击波触发了细丝的形成。由于已经提出了几种不同的机制，长丝的形成，所观察到的星形形成长丝的形成机制需要澄清。在本研究中，我们进行了一系列的等温磁流体动力学模拟细丝的形成。我们专注于冲击波速度和湍流的形成机制的影响，并确定了三种不同的机制的细丝的形成。结果表明，当激波速度vsh = 7 km/s时，在激波速度较快的情况下，无论有无湍流和自引力存在，弯曲激波驱动的气流都形成了丝状体。然而，在低速激波速度v_sh = 2.5 km/s时，初始湍流中的压缩流分量诱导细丝形成。当激波速度和湍流都很低时，激波压缩的薄片中的自重力对于细丝的形成变得很重要。此外，我们分析了细丝的线质量分布，并表明强冲击波可以在短时间内自然地产生高线质量细丝，例如在大质量恒星形成区域中观察到的细丝。我们得出结论，主导的细丝形成模式的变化与冲击波的速度触发细丝的形成。
2021-08-13 astro-ph.GA
A Kpc Scale Molecular Wave in the Inner Galaxy: Feather of the Milky Way?
我们报告发现的速度相干，kpc尺度的分子结构朝向银河系中心区域的角度范围为30度和纵横比为60：1。CO结构的运动学距离在4.4到6.5 kpc之间。对速度数据的分析和与现有旋臂模型的比较支持这种结构的主要部分要么是诺玛臂的子分支，要么是臂间巨大的分子细丝，可能是银河系的kpc级羽毛（或马刺），类似于在附近的螺旋星系中观察到的。考虑到运动学距离的不确定性，对流云的范围至少为2.0 kpc，可能长达4 kpc。这种高度拉长的结构的垂直分布揭示了类似于正弦波的图案。这种kpc尺度的丝状体及其波状形态的起源的确切机制尚不清楚。独特的波浪状形状和其独特的方向使这个云，被命名为Gangotri波，是银河系中最大和最有趣的结构之一。
2021-10-26 astro-ph.GA
OGHReS: Large-scale filaments in the outer Galaxy
丝状体是分子星际介质中普遍存在的形态特征，被认为是恒星形成的场所。近年来，在银河系内部观测到了100多个大尺度的丝状体（长度为$>10$ \，pc）。由于它们似乎与银河系动力学有关，研究这些结构代表了一个将千秒差距现象与恒星形成物理学联系起来的机会，恒星形成物理学在更小的尺度上运作。在这封信中，我们使用新获得的外星系高分辨率巡天（OGHReS）$^{12}$ CO（2-1）数据来证明外星系中也存在大量的大尺度丝状体。所确定的37根细丝似乎与臂间区域紧密相关。此外，它们的质量和线性质量平均比位于银河系内部的类似大小的分子细丝低一个数量级，这表明尽管银河系外围的气体供应较低，但银河系动力学能够创造非常细长的特征。
2021-11-04 astro-ph.GA
Gravitational instability of filamentary molecular clouds, including ambipolar diffusion; Non-isothermal filament
最近的观测结果表明，对流分子云的性质偏离等温状态方程。理论研究表明，负指数的对数熵和多方状态方程能更好地描述这些连续结构。在这里，我们的目的是比较这些软的非等温状态方程与等温对应的全球引力不稳定性的一个永久性分子云的影响。通过将双极扩散，我们使用的非理想磁流体力学框架的细丝，是由一个均匀的轴向磁场线程。考虑到磁场和双极扩散的影响，我们对流体进行微扰，得到了对数迷向和多方状态方程的色散关系。我们的结果表明，在没有磁场的情况下，较软的状态方程使系统更容易发生引力不稳定性。我们还观察到，一个适度的磁场是能够提高灯丝的稳定性的方式，是敏感的状态方程一般。但当磁场较强时，这种影响被抑制，所有状态方程具有几乎相同的稳定性性质。此外，我们发现，对于所有考虑的状态方程，双极扩散对灯丝的不稳定的影响。
2017-12-28 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 500 pc filamentary gas wisp in the disk of the Milky Way
恒星的形成发生在分子气体中。在以前的研究中，分子气体的结构一直是从分子云的角度来研究的，但却忽略了云尺度之外的结构。本文对49.5 ° <l<52.5 °，-5.0km/s <vlsr <17.4km/s的分子气体进行了观测研究。分子气体是以一个巨大的（>= 500 pc）非定常气体的形式存在的。这具有很大的物理范围和~5 km/s的速度色散。银河系气体星云的东部位于银盘上方约130 pc处（相当于1.5-4个e-折叠标度高度），气体星云的总质量大于等于1 × 10^5太阳质量。它由两个分子云和一个膨胀的气泡组成。气泡的速度结构可以解释为受气泡膨胀扰动的平稳静止分量。气体云的长度远远超过了银河系分子盘的厚度，这与气体在分子云形成之前是冷的云形成情景是一致的。恒星形成发生在气泡（G52 L星云）的边缘，这与一些触发恒星形成的模型一致。
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of a universal filament width in molecular clouds
在分子云的远红外观测中发现的丝状结构通常在半最大值$\sim\!0.1$ pc处具有全宽。然而，对这一现象的物理解释目前还不确定。我们使用圆柱对称收敛流的流体动力学模拟表明，所得到的灯丝的表面密度分布，半高宽$_Σ$，半高宽是密切相关的吸积激波的位置，在那里流入满足的灯丝的边界。对于流入马赫数${\cal M}$，在1和5之间，细丝FWHM $_Σ$ s落在$0.03$ pc $\lesssim$ FWHM $_Σ \lesssim 0.3$ pc范围内，较高的${\cal M}$导致细丝较窄。在不同的演化阶段和不同的${\cal M}$值下观察到的大样本细丝，自然会导致半高宽$_Σ$的峰值分布，其形状与从分子云的远红外观测中获得的相似。然而，除非会聚流限于${\cal M} \lesssim 3$，否则FWHM $_Σ$ s的分布峰值低于观察到的$\sim 0.1$ pc。
2021-09-27 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
An Origin for the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores: a Prediction from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成中起着关键作用，因为它直接关系到新生恒星的外流和喷流，并最终导致原行星盘的形成。然而，核心旋转的起源和它的时间演化还没有得到很好的理解。最近的观测表明，分子云表现出无处不在的致密结构，恒星形成的核心与致密细丝有关。由于这些结果表明，致密的核心形成主要是在长丝，从长丝碎片的核心形成的机制应该解释这些核心的角动量的分布。本文分析了近平衡状态下沿暗条的速度涨落与沿其顶点形成的核的角动量之间的关系。我们首先发现，一个各向同性的速度波动，遵循三维Kolmogorov谱不再现所观察到的角动量的分子云核心。然后，我们确定需要一个大的功率在小尺度和研究三个功率谱模型的效果。我们证明了具有-5/3斜率的一维Kolmogorov功率谱和具有合理参数的各向异性模型与观测结果是一致的。我们的研究结果强调了更详细和系统的观测沿丝的速度结构和分子云核的角动量分布的重要性，以确定核心形成的机制的有效性从非常规分子云。
2019-05-20 astro-ph.GA
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
Gravitational Infall onto Molecular Filaments II. Externally Pressurized Cylinders
在Fischera & Martin（2012 a）和Heitsch（2013）的扩展中，讨论了外部加压的流体静力细丝的演变的两个方面。(a)气体在这种细丝上的自由落体吸积将导致细丝参数（特别是半高宽-柱密度关系）与Arzoumanian等人（2011）的观察结果不一致，除了两种情况：对于低质量，等温细丝，Fischera和Martin（2012 b）的分析中发现一致。磁化的情况下，磁场与密度的比例弱为$B\propto n^{1/2}$，也重现观察到的参数。(b)实际上，细丝不仅会嵌入非零压力的气体中，而且也会嵌入非零密度的气体中。因此，探索了片嵌入长丝的外观。生成一个网格的细丝模型，并将所得的柱密度比和剖面形状与观测结果进行比较，表明三维细丝剖面本质上比等温更平坦，超出了投影和演化效应。
2013-08-26 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
Star-forming content of the giant molecular filaments in the Milky Way
观测已经在银河系中发现了许多巨大的分子丝（GMF）。然而，它们在银河系恒星形成和银河系尺度致密气体演化中的作用仍然是未知的。我们系统地研究了所有目前已知的GMF的恒星形成内容。这使我们能够估计GMF的恒星形成率（SFR），并建立SFR和GMF属性之间的关系。我们确定和分类的年轻恒星对象（YSO）人口的每个GMF使用多波长测光从近红外到远红外。我们估计总的SFR假设一个普遍的和完全采样的初始质量函数和光度函数。我们统一估计的物理性质的57 GMF。GMF显示13 CO线宽、质量和尺寸之间的相关性，类似于Larson的关系。我们确定了36 394个红外多余源在57个GMF和获得SFR的46个GMF。GMF的中位SFR面密度（Sigma_SFR）和恒星形成效率（SFE）分别为0.62 Msun Myr-1 pc-2和1%，与附近的恒星形成云相似。每自由落体时间的恒星形成率在0.002-0.05之间，中值为0.02。我们还发现SFR和致密气体质量之间存在很强的相关性，致密气体质量被定义为高于7 mag的可见消光的气体质量，这表明GMF的SFR与致密气体的尺度类似于附近分子云的SFR。我们还发现，每单位长度的平均SFR和每单位长度的致密气体质量之间的强相关性。这种缩放的起源仍然未知，需要进一步的研究，可以将GMF的结构与其SF活动联系起来，并探索GMF与其他分子云之间的差异
2018-11-06 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
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
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
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
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
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Seoul National University（首尔大学）
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
The magnetic field structure in molecular cloud filaments
我们探索的结构磁场线和周围的细丝模拟分子云进行全球性，多尺度引力坍缩。在这些模拟中，细丝不是处于静力平衡，而是长寿命的流动结构，其从其环境中吸积气体并将其引导到嵌入细丝中的团块或与其他细丝连接的节点处。在这种情况下，磁场被坍缩的气体拖曳，因此它的结构必须反映产生细丝的流动。在灯丝周围，气体被吸积到它上面，磁力线必须垂直于灯丝。当气体密度增加时，气流改变方向，变得几乎平行于灯丝，磁力线也倾向于与之对齐。然而，在灯丝的脊柱处，磁力线再次变得垂直，因为它们必须连接到灯丝另一侧的线，从而导致“U”形磁性结构，其倾向于被沿着灯丝的纵向流动拉伸。然而，磁扩散过程允许气体继续流动。假设一个稳定的状态，其中的冲压压力的流动平衡的磁张力，场线的曲率是由扩散率。我们推导出一个表达式的曲率的场线的扩散系数，这可能是用来确定的性质的扩散过程。
2018-01-09 astro-ph.GA
Filament Accretion and Fragmentation in the Perseus Molecular Cloud
本文利用英仙座分子云NH$_3$观测研究纤维吸积与碎裂，发现速度梯度、速度弥散、单位长度质量与致密核数量显著相关，表明纤维在吸积增长的同时持续形成致密核，且云环境对致密核形成演化起关键作用。
2024-10-21 astro-ph.GA
Molecular gas filamentary structures in galaxy clusters
最近用ALMA和NOEMA对几个布里渊星系团星系（BCG）进行的分子谱线观测揭示了冷核星系团中心的大尺度结构。这些细丝延伸超过20- 100 kpc，它们与电离气体（H $α$，[NII]）发射密切相关，并且具有特征形状：或者是放射状和直线状，或者也显示出U形转弯，像马蹄形结构。运动学是相当规则和层流，推导的下落时间是远远长于自由落体的时间。细丝延伸到半径处，在半径处冷却时间变得大于下落时间。细丝可以被BCG在其集群中的晃动所扰动，并且已经观察到壮观的冷却尾流。丝状体往往出现在活动星系核射电喷流驱动的X射线气体空腔的边界。冷核心集群的观测支持热不稳定性的情况下，占多相介质在BCG的上层大气，在加热和冷却之间达到正确的平衡，并发生混乱的冷气吸积。分子细丝也被认为与丰富的星系团中的冲压压力剥离的螺旋星系有关，并在喷流诱导的恒星形成中，这表明即使在恶劣的星系团环境中也有非常有效的分子云形成。
2018-07-18 astro-ph.GA
Growth of Massive Molecular Cloud Filament by Accretion Flows. II. New Mechanism to Support a Supercritical Filament against Radial Collapse
本文通过非理想磁流体动力学模拟，提出并验证了STORM机制：双极扩散使吸积流慢激波前沿形成致密团块并驱动内部湍流，从而支持超临界分子云纤维抵抗径向坍缩并维持其宽度。
2025-05-08 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
Molecular gas filaments and star-forming knots beneath an X-ray cavity in RXC J1504-0248
本文介绍了最亮的星系团RXCJ 1504.1 $-$ 0248中CO（1-0）和CO（3-2）发射线的ALMA观测结果。中央星系含有分子气体$1.9\times 10^{10}~M_{\odot}$。分子气体的形态是复杂的和混乱的，没有证据表明在平衡旋转支撑结构。气体的$80\%$位于银河系中心5 kpc的中央，而其余的气体位于20 kpc长的灯丝中。冷的气体可能是从热的大气中凝结出来的。暗条沿着一个假定的X射线空腔的边缘取向，表明活动星系核的活动已经刺激了凝聚。这在能量上是可行的，尽管形态学不像那些分子细丝直接尾随在漂浮的射电泡后面的系统那样具有决定性。沿暗条的速度梯度平缓而平缓。只有当它位于天空平面的$20^{\circ}$范围内时，它才与自由落体一致。大量的低速星系团表明暗条不是自由下落的。中心和外围气体都与正在形成的恒星发出的明亮紫外线相一致。星团核心附近的恒星形成符合肯尼卡特-施密特定律。灯丝表现出增加的星形成表面密度，可能是由于有限的分子气体供应的消耗或CO-到-H $_2$转换因子的空间变化。
2018-07-11 astro-ph.GA
The role of molecular filaments in the origin of the prestellar core mass function and stellar initial mass function
恒星初始质量函数（IMF）的起源是天体物理学中最有争议的问题之一。在这里，我们探讨了恒星形成分子云的准宇宙结构与IMF起源之间的可能联系。根据我们最近对Herschel Gould带调查观测（Arzoumanian等人）的细丝性质的综合研究，本文首次给出了分子云中细丝质量函数（FMF）和细丝线质量函数（FLMF）的较好估计。我们使用所观察到的FLMF提出一个简单的玩具模型的星前核心质量函数（CMF）的起源，依赖于热超临界，但维里化丝的引力碎片。我们发现，FMF和FLMF具有非常相似的形状，都是一致的Salpeter样的幂律函数（d $N$ /dlog $M_{\rm line} \propto M_{\rm line}^{-1.5\pm0.1}$）的制度的热超临界丝（$M_{\rm line} > 16\, M_\odot$ /pc）。这是一个值得注意的结果，因为相比之下，分子云和团簇的质量分布比萨尔彼得幂律IMF明显更浅，具有d $N$ /dlog $M_{\rm cl} \propto M_{\rm cl}^{-0.7}$。由于绝大多数的星前核似乎形成在热跨临界或超临界细丝，我们建议，星前CMF和扩展恒星IMF至少部分继承了FLMF通过重力碎片的个别细丝。
2019-07-31 astro-ph.GA
Widespread Molecular Outflows in the Infrared Dark Cloud G28.37+0.07: Indications of Orthogonal Outflow-Filament Alignment
本文介绍了用ALMA CO（2-1）对一个巨大的红外暗云G28.37+0.07的观测结果。ALMA的数据揭示了大量的分子（CO）流出，在整个云的大小范围很广。62个1.3 mm连续体核心被确定为驱动分子流出。我们测定了120个CO外流叶在天平面上的位置角，并研究了它们的分布。我们发现，天空平面的流出位置角的分布峰值在约100度，对应于一个大约东西方向的流出的集中。对于大多数外流，我们已经能够估计出外流轴和暗条之间的天平面角，暗条是为外流提供动力的原恒星所在。统计检验强烈表明，流出丝方向的分布是一致的，大多数流出轴大多正交于他们的父丝在3D。这种排列可能是由于暗条碎裂或暗条向嵌入的原恒星核心连续的物质输送。后者是由最近的数值研究表明，具有中等强度的磁场。
2019-03-20 astro-ph.GA
ALMA observations of cold molecular gas filaments trailing rising radio bubbles in PKS0745-191
利用ALMA观测了星系团PKS 0745 -191中央星系中冷分子气体的CO（1-0）和CO（3-2）谱线发射示踪丝。总的分子气体质量为4.6 +/- 0.3 x 10^9太阳质量，假设是银河系的X_{CO}因子，它被大致平均地分成三个细丝，每个细丝从星系中心径向延伸3-5 kpc。发射峰位于SE暗丝中，距离核约1弧秒（2千秒差距）。暗条中分子云的速度很低，与星系的系统速度相差不超过+/-100 km/s。它们的半高宽都小于150 km/s，明显低于恒星的速度色散。虽然每个暗条的分子质量都与一个丰富的螺旋星系相当，但如此低的速度表明暗条是短暂的，除非得到支持，否则云将在<10^7年的时间尺度上消散，很可能是由磁场的间接影响。速度结构与这个大质量中心星系中冷却气体的合并起源或重力自由落体不一致。如果分子云起源于气体冷却，即使距离它们当前的位置只有几千秒差距，它们的速度也会超过观测到的速度。相反，在X射线空腔下面的N和SE细丝的投影表明，它们形成于气泡后面的上升气流中，气泡通过星团大气层快速上升。由射电泡直接抬升稠密气体似乎需要高得难以置信的耦合效率。这些细丝与低温X射线气体、明亮的光学线发射和尘埃带相一致，表明分子气体可能是由原位冷却的上升的较温暖气体形成的。
2016-02-18 astro-ph.GA
Line emission from filaments in molecular clouds
本研究针对分子云纤维形成模型能否复现运动学特征的问题，结合多物理模拟预测其多条转动谱线的辐射特性，证实模型与观测一致，指出动力学形成的纤维无法用平衡态分析，预设纤维存在的模拟结果不真实。
2023-04-24 astro-ph.GA
Colliding Filaments and a Massive Dense Core in the Cygnus OB 7 Molecular Cloud
我们报告的结果进行了分子线观测对一个巨大的致密核心的天鹅座OB 7分子云。核心的质量（$\sim1.1 \times 10^4$ $M_\odot$）和大小（$\sim2 \times 5$ pc $^2$）都非常大，但其中没有大质量的年轻恒星形成。我们使用野边山射电天文台的45米望远镜在各种分子谱线如C $^{18}$ O（$J=1-0$）中观测到了这个核心。我们发现，核心有一个细长的形态组成的几个长丝和核心状结构。这些细丝是巨大的（$10^2-10^3$ $M_\odot$），它们显然是相互碰撞的。一些YSO的候选者分布在它们的交叉点周围，这表明细丝的碰撞可能影响了它们的形成。为了理解这种碰撞细丝的形成和演化，我们使用自适应网格细化（AMR）技术进行了数值模拟，该技术采用了观察到的核心参数（例如，质量和尺寸）作为初始条件。结果表明，在其他早期的模拟小核心的文献中看到的细丝形成，但我们不能简单地通过假设大的初始质量和尺寸再现的细丝的碰撞。我们发现，只有当初始核中存在大的速度梯度时，才发生细丝的碰撞，在某种意义上压缩它。我们认为，观察到的核实际上是被外部效应压缩的，例如，附近超新星遗迹的冲击波，包括HB 21，它被认为与天鹅座OB 7分子云相互作用。
2014-11-04 astro-ph.GA
Symmetry properties and widths of the filamentary structures in the Orion A giant molecular cloud
我们确定了225丝从H $_2$柱密度图构建使用同时$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O（J=1-0）的观测作为MWISP项目的一部分进行。我们选择了46根长度大于1.2 pc的长纤维来分析纤维柱密度分布。我们将选定的细丝分成397段，并计算每段的柱密度分布。研究了轮廓的对称性。固有不对称链段的比例为65.3 $\%$，固有对称链段的比例为21.4 $\%$。用Plummer类拟合得到的典型对称丝段的半高宽（FWHM）为$\sim$ 0.67 pc，用高斯拟合得到的FWHM为$\sim$ 0.50 pc。从二阶矩法得到的固有对称和非对称剖面的中值半高宽分别为$\sim$ 0.44和0.46 pc。本区的沉积构造与YSO之间存在着密切的联系。
2021-03-19 astro-ph.GA
A Catalog of Filaments in the Central Molecular Zone
本文利用MeerKAT观测数据，通过重新利用太阳日冕环检测软件，构建了银河系最内部200 pc范围内的1.28 GHz射电纤维状结构目录，并详细列出了其物理属性及子样本筛选标准。
2025-10-14 astro-ph.GA
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulation of Head-on Collisions Between Filamentary Molecular Clouds Threaded by a Lateral Magnetic Field and Subsequent Evolution
通过二维磁流体动力学模拟研究丝状分子云对头碰撞，发现合并丝状物的演化取决于总线质量是否超过磁临界线质量，分别导致自相似径向坍缩或稳定振荡。
2023-07-15 astro-ph.GA
High-resolution APEX/LAsMA $^{12}$CO and $^{13}$CO (3-2) observation of the G333 giant molecular cloud complex : III. Decomposition of molecular clouds into multi-scale hub-filament structures
利用LAsMA高分辨率$^{13}$CO数据分解G333和G331分子云为多尺度中心-纤维系统，发现HFs密度对比度更高、质量更大、维里比更低，并提出分子云是由引力耦合的中心-纤维网络结构构成。
2025-06-20 astro-ph.GA
Molecular Gas Morphological Analogues for the Milky Way
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所国际天体物理中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Kentucky（肯塔基大学）
研究发现银河系及其他星系中分子气体径向分布的凹陷现象具有相似形态特征，且与棒状结构相关，表明大设计螺旋星系的普遍特性。
2026-02-02 astro-ph.GA
Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH$_3$ clumps along the molecular filament
我们用Nobeyama 45 m望远镜对银河系红外气泡N49（G28.83-0.25）进行了NH $_3$ $(J,K)=(1,1),(2,2),$和$(3,3)$测绘观测。三个NH $_3$团（A，B和C）被发现沿分子丝与$\sim$ 96，87和89公里秒$^{-1}$的径向速度，分别。从NH $_3$（2，2）/NH $_3$（1，1）得到的动力学温度表明，$T_{\rm kin} = 27.0 \pm 0.6$ K在气泡东部边缘的B团处增强，该位置与6.7 GHz II类甲醇脉泽源相关的大质量年轻恒星天体（MYSO）相一致。这一结果表明，致密的团块是由嵌入MYSO的恒星反馈局部加热的。NH $_3$丛B也存在于88 km s $^{-1}$和95 km s $^{-1}$分子丝交叉处。因此，我们认为，NH $_3$稠密气体形成的丛B可以解释由一个顺磁灯丝相互作用的情况。另一方面，分子丝南北两侧的NH $_3$团簇A和C可能是自发恒星形成的场所，因为这些团簇位于距离气泡边缘$\sim$ 5 $-$ 10 pc处。
2023-01-19 astro-ph.GA
