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
The Origin of Filamentary Star Forming Clouds in Magnetised Galaxies
观测表明，星系和它们的星际介质中弥漫着强磁场，其中扩散分量的能量至少与热能量相当，甚至与湍流能量一样大或更大。如此强的磁场阻止了恒星的形成，因为星际介质的碎片是磁亚临界的。在这里，我们提出的结果，从全球数值模拟的强磁化和自引力星系盘，这表明，浮力的磁场由于帕克不稳定性导致在第一次形成的巨大的星系区域。这些对流结构在引力作用下变得不稳定，分裂成$\sim10^5 M_{\odot}$云，吸引kpc长的连贯对流，形成GMC。因此，我们的研究结果提供了一个长期存在的问题，如何从次过渡到超临界区域的星际介质的收益。
2018-05-22 astro-ph.GA
New insights in the mid-infrared bubble N49 site: a clue of collision of filamentary molecular clouds
我们调查的恒星形成过程中运行的中红外气泡N49网站，其中窝藏的O型星在其内部，超紧凑的HII区域，和6.7 GHz的甲醇脉泽在其边缘。13 CO线数据揭示了气泡方向上的两个速度分量（速度峰值为~88和~95 km/sec）。在每个分子云组分中都观察到了一个伸长的对流特征（长度>15 pc），在两个对流分子云的界面上发现了气泡。Herschel温度图在~16-24 K的温度范围内跟踪所有这些结构。在13 CO的速度空间中，两个分子云以约7 km/sec的速度分开，并通过较低强度的中速发射（即宽桥特征）相互连接。在速度通道图中还观察到一个可能的互补分子对，在[87，88] km/sec和[95，96] km/sec处。这些观测特征与云-云碰撞过程的模拟结果一致。此外，在两个分子云的交叉区，也有明显的嵌入式原恒星和赫歇尔团块分布在附近的特征。在气泡位置，也存在大质量恒星形成的不同早期演化阶段。总之，这些观测结果表明，在N49泡位置，无定形分子云的碰撞似乎在大约70万年前发生，并可能引发了嵌入式原恒星和大质量恒星的形成。
2017-11-17 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
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
Fragmentation of Filamentary Cloud Permeated by Perpendicular Magnetic Field II. Dependence on the Initial Density Profile
本文研究了垂直磁场渗透的超导云的线性稳定性。初始磁场被假定为均匀的并且垂直于云轴。模型云被假定为具有类似Plummer的密度分布，并由湍流支持以对抗自重力。湍流的影响是通过提高低密度气体的有效压力来考虑的。从流体静力平衡的条件出发，导出了有效压力与密度的函数关系。结果表明，径向密度梯度越小，模式云越不稳定。当磁场稍强时，径向塌陷被抑制。如果位移在离云轴很远的区域消失，则模型云完全被弱磁场稳定。如果允许磁通量管的重新排列，即使在磁场非常强的情况下，模型云也是不稳定的。稳定性取决于外边界条件的等温云的情况下。径向密度梯度越小，重排模式的增长率越小。
2019-07-08 astro-ph.GA
The role of magnetic field and stellar feedback in the evolution of filamentary structures in collapsing star-forming clouds
本文通过不同质量-磁通比的坍缩云数值模拟，研究磁场与恒星反馈对纤维状结构演化的影响，发现强磁场抑制中央枢纽形成并促进纤维网络，而电离反馈在晚期主导并决定纤维最终取向。
2025-05-05 astro-ph.GA
Magnetized interstellar molecular clouds: II. The Large-Scale Structure and Dynamics of Filamentary Molecular Clouds
我们进行了理想的MHD高分辨率AMR模拟驱动湍流和自重力，发现长的连续分子云形成在大尺度湍流流动的收敛位置和细丝是由重力约束。磁场有助于形成和加强长的导电结构。主对流云的长度约为4.4pc。而不是一个单一的圆柱形结构，主云被证明是一个集合的纤维/网状的子结构类似于对流云，如L1495。除非视线接近平均场方向，否则模拟中的大尺度磁场和条纹大致垂直于主云的长轴，类似于1495。这为L1495周围存在大规模中等强度磁场提供了有力的支持。我们发现，从观测的投影效应可能会导致不正确的解释真正的三维物理形状，大小和速度结构的云。从塞曼观测中解释的在对流云周围发现的螺旋磁场结构可以用穿透云的磁场的简单弯曲来解释。我们证明了两个暗云形成了一个T形的配置，这是惊人的相似，红外暗云SDC 13导致的解释，SDC 13的结果从两个长的对流云碰撞。结果表明，中等强度的磁场（M_A ~ 1）对维持细长的对流云长达50万年是至关重要的。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
The dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis. Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个目录的星前和无星的核心内的日冕南分子云测光数据从赫歇尔空间天文台。在距离d~130 pc的地方，南冕座是最近的恒星形成区之一。Herschel用SPIRE和PACS测光相机以并行模式拍摄了南冕的多波长数据，波长范围为70 μm至500 μm。一个完整的样本的无星和星前核心和嵌入的原恒星被确定。赫歇尔-古尔德带巡天的其他结果显示了致密核心的分布与分子云内部的对流结构之间的空间相关性。我们更进一步，并显示这些核心的属性和它们在云内的空间分布之间的相关性，特别关注密集核心的质量分布相对于它们的邻近。我们发现，只有低质量的无星核心远离暗条形成，而所有高质量的星前核心都靠近暗条结构形成，或者直接形成在暗条结构上。这一结果支持了星前核主要形成于星丝上的范例。我们分析了整个分子云的质量分布，发现证据表明，皇冠周围的区域似乎是在一个更动态的先进的进化阶段，云内的其余团块。
2018-01-23 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
Formation of HI Clouds in Shock-compressed Interstellar Medium: Physical Origin of Angular Correlation Between Filamentary Structure and Magnetic Field
最近对中性银河系星际介质的观测表明，HI云的边界结构与星际磁场成一直线。在此基础上提出了许多有趣的应用，如通过Escherasekhar-Fermi方法测量磁场强度，去除偏振前景尘埃辐射，探测宇宙微波背景辐射中的暴胀偏振辐射等。然而，这种排列的物理起源仍有待解释。为了了解对齐机制，我们研究形成HI云触发的冲击压缩的扩散温暖的中性介质使用三维磁流体动力学模拟光学薄冷却和加热的影响。我们发现，密度为n~1 cm^-3的激波压缩扩散星际介质通过冷却驱动的热不稳定性演化为典型密度为n~50 cm^-3的HI云，这与以前的研究结果一致。我们应用克拉克等人开发的机器视觉变换。（2014）与通过模拟获得的所得柱密度结构相关联，以便测量HI云的对流结构与磁场之间的角度相关性。我们发现，HI细丝的取向依赖于环境湍流速度场，特别是在磁场的方向上的剪切应变的强度，这是由冲击波传播方向和上游磁场之间的角度控制。当沿磁场方向的应变较弱时，HI云的附加分量基本上垂直于磁场。然而，如果我们沿着磁场增强湍流应变，或者如果我们在震前介质中设置湍流，细丝就会与磁场对齐。
2016-09-19 astro-ph.GA
The links between magnetic fields and filamentary clouds III: field regulated mass cumulative functions
在过去的十年中，随着观测证据的积累，分子云中磁场的动力学重要性已得到越来越多的认识。然而，磁场如何影响恒星的形成仍不清楚。典型的恒星形成模型仍然将磁场视为各向同性压力，忽略了动态重要的磁场的基本属性：它们的方向。这项研究建立在我们以前的工作，证明了如何平均磁场方向相对于全球云的伸长可以影响云的破碎。在线性质量分布报告之前，我们在这里表明，云的质量累积函数（MCF）也由场的方向。更靠近场方向伸长的云倾向于具有较浅的MCF，换句话说，具有较高部分的高密度气体。这些证据与我们先前发现的双峰恒星形成效率的理解是一致的，这也与磁场方向有关。
2020-09-13 astro-ph.GA
ALMA 0.1 pc View of Molecular Clouds Associated with High-Mass Protostellar Systems in the Small Magellanic Cloud: Are Low-Metallicity Clouds Filamentary or Not?
本研究利用ALMA以0.1 pc分辨率观测小麦哲伦云的17个大质量年轻恒星天体，发现约60%的分子云为纤维状且更年轻，这类结构会逐渐平缓降温，揭示了低金属丰度环境下星际介质与恒星形成的独特演化特征。
2025-01-07 astro-ph.GA
Fragmentation of Filamentary Cloud Permeated by Perpendicular Magnetic Field
研究了垂直磁场作用下等温超导云的线性稳定性。我们的模型云被假定为支持的气体压力对自引力在未扰动状态。为简单起见，假设密度分布围绕轴对称。同样为了简单起见，假设初始磁场是均匀的，并且不考虑湍流。摄动方程被配制成一个特征值问题。得到了晶体生长速率随轴向碎裂波数和磁场强度的变化关系。增长率主要取决于外部边界。如果位移在离云轴很远的区域（固定边界）消失，云的碎裂被中等的磁场抑制，这意味着等离子体β在云轴上低于1.67。如果在离云很远的区域内，沿着磁场的位移是恒定的，那么即使在磁场无限强的情况下，云也是不稳定的。云在垂直于磁场的平面内由于环流而变形。不稳定的模式是不太可能引起动力学崩溃，因为它是激发，即使整个云是磁亚临界。对于这两种边界条件，磁场都会增加最不稳定模式的波长。我们发现，特别是在低密度区，磁力抑制压缩垂直于磁场。
2017-09-15 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
Filamentary collapse flow in molecular clouds
我们提出了理想化的数值模拟的星前引力坍缩的一个温和的初始扰动与一个额外的中心椭球增强（核心）考虑一个统一的，分层的背景，后者代表扁平的云。这两种模拟在坍缩过程中保持了连续的结构，发展了一个从云到平面的分层吸积流;从那里到细丝，从细丝到核心。流动的方向变化顺利地在每一步的层次，没有密度发散，也没有冲击发展中的灯丝的轴在研究的星前演化。流动驱动中心核心的吸积，并从细丝中排出物质，减缓后者的生长。结果，芯的中心密度与细丝密度的比率随时间增加，在芯中奇点形成时发散。分层模拟产生的最佳匹配所观察到的普卢默样径向列密度分布的长丝，而均匀的模拟不产生一个平坦的中心密度分布。这一结果支持了最近的建议，MC可能是优先扁平结构。我们研究的可能性，即对流可能会接近一个准静止的制度，在该制度中，径向吸积到灯丝是平衡的纵向吸积到核心。一个简单的论证表明，这样一个定态可能是系统的吸引子。我们的模拟，没有达到这个固定阶段，但似乎是接近它在星前阶段。
2022-01-11 astro-ph.GA
Cluster-forming site AFGL 5157: colliding filamentary clouds and star formation
利用多波长方法观测研究了AFGL 5157（面积~ 13.5pc × 13.5pc）的恒星形成过程。在{ \it Herschel}柱密度图中可以看到嵌入的细丝，其中一个被确定为细长的纤维特征（FF）（长度约为8.3 pc;质量约为1170 Msun）。在FF的中心部分追踪到5个Herschel团簇（Mclump ~45-300 Msun），在那里观察到一个扩展的温度结构（Td ~13.5-26.5 K）。在FF的中心部分的方向上，在Td ~20-26.5 K的温暖区域在空间上与中红外（MIR）壳层周围的一个先前已知的演化红外集群相一致。在红外线壳层内部追踪到弥漫的H-α辐射，表明演化的星团中存在大质量恒星。通过对年轻天体表面密度的分析，发现年轻天体团簇主要分布在红外球壳层的周围。以前探测到的H2O脉泽，H2结，大质量原恒星候选者，和HII区域也被认为是对嵌入式集群。利用~（12）CO和~（13）CO谱线资料，观测到FF的中心部分位于两个平行分子云（长约12.5pc）的重叠区，它们的速度也是相连的，约为-20和-17km/s。我们的观测结果表明，大质量恒星的形成似乎是由两个平行分子云的碰撞引发的，这也可能影响了AFGL 5157中YSO的诞生。
2019-09-03 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
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
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
AFGL 5180 and AFGL 6366S: sites of hub-filament systems at the opposite edges of a filamentary cloud
本研究通过多尺度多波长观测，发现AFGL 5180与AFGL 6366S位于5 pc长纤维状云两端且均存在枢纽-纤维系统，证实约100万年前的云-云碰撞是该区域大质量恒星形成的主要驱动因素。
2023-05-31 astro-ph.GA
BFS 10: A nascent bipolar H II region in a filamentary molecular cloud
本文介绍了BFS 10致密泡状HII区及其高对流分子云的研究。我们利用12 CO观测从五个学院射电天文台，以确定分子云的距离，大小，质量和速度结构。从UKIRT红外深空巡天和斯皮策红外阵列照相机获得的红外观测，以及从加拿大银河平面巡天获得的射电连续观测，被用来提取有关中央HII区域的信息。这包括电离光子率和红外光度等特性，以及识别与中央O 9 V星相关的丰富嵌入星团。关于HII区域的膨胀率和电离星的寿命的时间尺度揭示了BFS 10将发展成双极HII区域的可能性很高。虽然该地区预计将成为两极，我们得出结论，从云的速度结构，没有证据支持的想法，恒星形成的位置BFS 10是由两个碰撞的云。在分子云中寻找嵌入的年轻恒星物体（YSO）。确定了两个不同的YSO区域;一个区域与丰富的嵌入式集群相关，另一个稀疏组与中等质量的YSO相关。
2022-09-12 astro-ph.GA
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
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
Giant Molecular Cloud Formation at the Interface of Colliding Supershells in the Large Magellanic Cloud
我们研究了恒星形成区N48和N49中年轻大质量GMC的Hi包络，这些区域位于两个kpc级超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的高柱密度Hi脊内。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的新的长基线Hi 21 cm线观测与档案较短基线数据和帕克斯望远镜的单碟数据相结合，最终合成光束尺寸为24.75”× 20.48”，相当于LMC中约6 pc的空间分辨率。新发现的Hi气体是高度非连续性的，分子团沿非连续Hi特征分布。共识别出39个附属特征，其典型宽度为~ 21（8-49）[pc]。我们提出了一个方案，在该方案中，GMC是通过原子气体中的引力不稳定性形成的，原子气体最初由两个壳层积累，然后通过碰撞进一步压缩。这表明，GMC的形成涉及原子介质的导电性。
2021-04-29 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
Statistical model for filamentary structures of molecular clouds -- The modified multiplicative random cascade model and its multifractal nature
我们提出了一个新的统计模型，可以再现无处不在的分子云的结构的层次性。该模型是基于乘法随机级联，这是设计来复制的多重分形性质的发展湍流中的不连续性。我们提出了一个修改后的版本的乘法过程中产生的分数布朗运动实现的小波变换的空间波动作为尺度的函数。这种简单的方法自然地产生对数正态分布函数和层次相干结构。尽管这些相干结构与平滑背景的对比度很高，但它们的傅立叶功率谱可以用单一的幂律拟合。正如在以前的作品中使用多尺度非高斯分割（MnGSeg）技术，它被证明是一个单一的幂律的拟合反映了傅立叶功率谱检测渐进的非高斯贡献，是在这些结构的起源在整个惯性范围内的功率谱的能力。这些相干结构的多重分形性质进行了讨论，并提出了一个扩展的MnGSeg技术来计算与它们相关的多重分形谱。使用方向小波，我们表明，可以很容易地产生间接的结构，而不改变功率谱的一般形状。随机倍增序列的累积效应成功地产生了类似于恒星形成区的星系结构的一般特征。该结构是由大量不同空间波长的随机相位线性波的乘积形成的。动力学上，这种效应可能与发生在星际介质中的压缩过程的集合有关。
2020-07-16 astro-ph.GA
Instability and Evolution of Shocked Clouds Formed by Orthogonal Collisions between Magnetized Filamentary Molecular Clouds
Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台计算天体物理学中心）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）
研究垂直碰撞磁化丝状分子云的不稳定性与演化，揭示受激云在不同能量条件下的坍缩、稳定或扩展模式。
2024-08-16 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
The link between magnetic fields and filamentary clouds II: Bimodal linear mass distributions
通过比较12个Gould带分子云在500 pc范围内的累积线性质量分布，研究了分子云的线性质量分布随分子云长轴与当地磁场方向（云场方向偏移）夹角的变化规律.我们发现长轴垂直于磁场方向的分子云，其线性质量分布更均匀。结果支持磁场方向可以影响分子云的破碎（Li等人，2017）。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of the 13CO/C18O abundance ratio towards the filamentary infrared dark cloud IRDC 34.43+0.24
目前已有几个关于13 CO/C18 O丰度比（X）对邻近分子云的观测研究。这些工作为FUV辐射与分子气体相互作用导致的C18 O选择性光解提供了观测支持。为了研究选择性光解离，有必要增加位于不同距离的分子云样本，并以不同方式受到邻近或嵌入的HII区和OB缔合的影响。利用FOREST巡天的~（12）CO、~（13）CO和~（18）O J=1-0资料，分析了位于3.9kpc附近的红外暗云IRDC34.43+0.24。该IRDC与几个HII区域和YSO有关。假设LTE，我们得到：0.8x10^16<N（13 CO）<4x10^17cm^-2，0.6x10^15<N（C18 O）<4.4x10^16cm^-2，以及3<X<30。较大的值的X被发现对部分云相关的HII区域与N61和N62气泡和与光解离区域（PDR），正是在该地区的FUV光子强烈相互作用的分子气体。我们的结果代表了一个观测支持的C18 O选择性光解现象发生在一个相当遥远的大陆IRDC。此外，根据Hi-GAL卫星的红外观测资料，估算了哈尔滨地区的远紫外辐射场，并研究了沙尘温度和N（H2）的分布。使用N（H2）的平均值，推导出与典型丰度比[H2]/[13 CO]和[H2]/[C18 O]密切一致的值。然而，所获得的丰度比范围表明，如果需要对分子气体进行精确分析，则使用正则值可能会引入一些偏差。因此，重要的是要考虑气体是如何被远紫外…
2019-11-11 astro-ph.GA
Multiwavelength Polarimetry of the Filamentary Cloud IC5146: II. Magnetic Field Structures
IC 5146云是天鹅座附近的恒星形成区域，由处于不同演化阶段的分子气体细丝组成。我们使用光学和近红外偏振数据对IC 5146云，报告在本系列的第一篇论文，揭示了这个云的磁场。利用最新发布的$Gaia$数据，我们发现IC 5146云可能包含两个独立的云：第一个云，包括距离$\sim$ 600 pc的密集主灯丝，第二个云，与距离$\sim$ 800 pc的茧星云有关。空间平均的H-波段偏振图显示了一个有序的磁场形态，与垂直于主灯丝，但平行于附近的子灯丝，与模型假设的磁场调节云的演变一致。我们估计的磁场强度使用的戴维斯-Ehrasekhar-费米方法，并发现，磁场强度的规模与体积密度与幂律指数$\sim0.5$的密度范围从$N_{H_2}\sim$ 10至3000厘米$^{-3}$，这表明各向异性云收缩与沿磁场的首选方向。此外，云的质量流量比从云包层到深层逐渐从亚临界到超临界变化。这些特征与强磁场恒星形成模型相一致，并表明磁场在调节IC 5146云的演化中很重要。
2019-11-26 astro-ph.GA
Magnetohydrostatic Equilibrium Structure and Mass of Filamentary Isothermal Cloud Threaded by Lateral Magnetic Field
赫歇尔观测最近揭示了星际分子云由许多细丝组成。光学和红外波段的偏振观测表明，磁场通常垂直于灯丝。本文研究了热压力和洛伦兹力与自引力平衡，磁场整体垂直于丝轴的等温气体的磁流体静力学位形。该模型由三个参数控制：中心-表面密度比（ρ c/ρ s）、周围星际气体的等离子体β（β_0）和由标度高度归一化的假设母云半径（R '_0），尽管质量相对于磁通量（质量负载）的分布仍有一定的自由度。在R '_0足够小的情况下，磁场起着约束气体的作用。然而，磁场通常具有支撑云的作用。有一个最大的线质量（单位长度的质量），超过这个线质量，云就不能抵抗重力。与非磁化云的最大线质量（2cs ^2/G，其中cs和G分别代表等温声速和引力常量）相比，磁化云的最大线质量大于非磁化云的最大线质量。最大线质量的数值计算公式为λ_max \simeq 0.24 Φ_cl/G^1/2 + 1.66 c_s^2/G，其中Φ_cl表示单位长度穿过灯丝的磁通量的一半。当单位长度的磁通量超过Φ_cl \gtrsim 3 pc μG（c_s/190 m s^-1）^[2]时，对流云的最大质量会受到磁场的显著影响。
2014-02-13 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
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
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
[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
Similar complex kinematics within two massive, filamentary infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）被认为是高质量恒星形成早期阶段的潜在宿主。在这里，我们进行了深入的运动学分析这样的IRDC，G034.43+00.24（云F），使用高灵敏度和高光谱分辨率IRAM-30米N $_2$ H $^+$（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）的观测。为了解开复杂的速度结构在这个云，我们使用高斯分解和层次聚类算法。我们发现云F内存在四个不同的相干速度分量。将这些组分的性质与在类似IRDC G035.39-00.33（云H）中发现的那些进行比较。我们发现，这两个云的组成部分有：高密度（根据N $_2$ H $^+$中的鉴定推断），跨音速非热速度弥散，马赫数为$\sim$ $1.5-4$，速度分离为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，在N $_2$ H $^+$（致密气体）和C $^{18}$ O（包层气体）之间的$^{-1}$平均红移为0.3 km s。后者可能表明这些云有一个共同的形成场景。我们使用低密度追踪的$^{13}$ CO（$1-0$）观测研究了大尺度云F结构的运动学。在IRAM-30 m观测中确定的成分与$^{13}$ CO数据中最突出的成分之间存在良好的对应关系。我们发现IRDC云F只是一个更大结构的一小部分，它似乎是银河系的臂间灯丝。
2018-01-19 astro-ph.GA
Polarization Structure of Filamentary Clouds
细丝被认为是基本结构，分子云由细丝组成。通常观测到的暗条是沿垂直于星际磁场的方向延伸的。基于磁流体静力平衡模型研究了细丝的结构（Tomisaka 2014）。在这里，我们模拟预期的极化模式等温磁流体静力细丝。当从垂直于磁场的方向观察时，灯丝表现出其中磁场明显垂直于灯丝的极化图案。当视线平行于全球磁场时，所观察到的极化图案取决于灯丝的中心与表面的密度比和朝向中心磁通量管的气体质量的浓度。当从平行于全局磁场的方向观察时，具有低中心-表面密度比的细丝具有不显著的极化程度。然而，具有大的中心-表面密度比的模型具有指示灯丝被磁场垂直穿过的极化图案。当质量大量集中在中心磁通量管时，这可以通过双极扩散过程来实现，极化图案类似于低中心-表面密度对比度所预期的。
2015-05-12 astro-ph.GA
SiO emission in the filamentary Infrared Dark Cloud G035.39-00.33: An ALMA view
National Astronomical Observatories of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institute de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过ALMA观测，研究了IRDC G035.39-00.33的SiO发射，揭示了激波活动与星形成的关系，提出超新星残骸与HII区域相互作用可能塑造其丝状结构。
2025-12-29 astro-ph.GA
Mapping Large-Scale CO Depletion in a Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是一种冷的、高质量表面密度和高密度的结构，可能代表了大质量恒星和恒星团簇形成的初始条件。从IRDC的CO排放有可能是有用的跟踪其动态，但可能会受到耗尽的气相丰度，由于冻结到尘埃颗粒。在这里，我们分析了C18 O J=1-0和J=2-1发射线数据，采取了IRAM 30米望远镜，高分辨率IRDC G035.39。0033.我们推导出的激发温度作为位置和速度的函数，具有典型值的~ 7 K，从而推导出总质量表面密度，Sigma_C18O，假设标准气相丰度和占线中的光学深度，它可以达到的值~1。质量表面密度达到约0.07 g/cm^2。我们比较这些结果的质量表面密度来自中红外（MIR）消光映射，Sigma_SMF，巴特勒和谭，预计是不敏感的尘埃温度在云中。在大于10 σ的显著性下，我们发现当σ从~0.02增加到~0.2 g/cm^2时，Sigma_C18O/Sigma_SMF降低约5倍，我们将其解释为CO耗尽的证据。数百个太阳质量受到影响，使其成为直接观察到CO消耗的最大云团之一。我们提出了一个地图的消耗因子的灯丝和讨论的IRDC的形成的影响。
2011-06-13 astro-ph.GA
Measuring the filamentary structure of interstellar clouds through wavelets
星际介质中普遍存在的非均匀结构要求对其性质进行无偏的表征，包括稳定性分析。我们提出了一种新的技术来测量任何二维数据集中的细丝光谱。使用各向异性小波，我们可以量化和区分局部和全局各向异性和测量细丝的尺寸分布。小波分析不需要对图中细丝的排列或形状进行任何假设，而是直接测量它们的典型空间维度。在一个严格的测试程序中，我们校准的方法的尺度依赖性和测试的角度和空间的灵敏度。我们应用该方法的分子线地图磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的列密度图从赫歇尔观测。当应用各向异性小波分析的MHD数据，我们发现，所观察到的细丝的大小取决于磁场占主导地位的密度-速度相关与辐射转移效应的组合。这可以通过观察具有不同光学深度的示踪剂来利用，以测量从全局有序的大尺度结构到具有纠缠场线的小尺度细丝的过渡。对赫歇尔柱密度图的无偏观点并不能证实一个普遍的特征细丝宽度。北极星耀斑的地图显示了一个几乎无标度的连续光谱，直到大约0.4pc的主导暗条的大小。天鹰座分子云的细丝宽度范围仅限于0.05-0.2pc。与我们在天鹰座追踪到的整体排列相反，北极星上的细丝没有显示出优先方向。通过比较各向同性和各向异性结构中的功率，我们可以测量球形和圆柱形塌陷模式的相对重要性及其空间分布。
2018-11-05 astro-ph.GA
VolDen: a tool to extract number density from the column density of filamentary molecular clouds
本研究提出基于python的VolDen算法，利用RadFil流程和类Plummer轮廓建模结合云边界条件，从丝状分子云柱密度图提取数密度图，经两个星云验证有效，代码将开源。
2024-10-07 astro-ph.GA
The Cloud Factory I: Generating resolved filamentary molecular clouds from galactic-scale forces
我们介绍了一套新的模拟，“云工厂”，它自洽地形成分子云复合物在足够高的分辨率，以解决内部的子结构（质量高达0.25 Msol），同时包括银河尺度的力量。我们使用修改后的阿雷波代码的一个版本，包括一个详细的治疗的物理冷分子ISM，和分析银河系引力势的计算效率。模拟具有嵌套的分辨率级别，最低层与注入单个云复合体的示踪粒子有关。这些示踪剂细化区域嵌入在较大的模拟中，因此继续经历来自云外部的力。这使得模拟可以作为实验室来测试银河系环境对恒星形成的影响。本文介绍了我们的方法，并探讨了银河系环境对对流云的影响。我们发现，云复合体形成后，集群爆发的反馈，具有较短的长度和不太可能的碎片相比，静止的云（如Musca灯丝）或占主导地位的银河系的潜力（如尼斯湖水怪）。螺旋臂和差动旋转优先排列细丝，但强烈的反馈使它们随机化。在星云复合体中形成的长丝状体必然与低的内部速度梯度相一致，这对星系星团的形成有影响。在超新星反馈主导的区域形成的云复合体具有较少的恒星形成核心，并且这些核心分布更广。这些差异表明，星系尺度的力可以对分子云中的恒星形成产生重大影响。
2019-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filamentary accretion flows in high-mass star-forming clouds
本研究借助IRAM 30米望远镜数据，结合1.2毫米连续谱面密度与HCO⁺、H¹³CO⁺分子线速度差，量化了三个大质量恒星形成区中纤维结构从数秒差距到亚秒差距尺度的气体吸积流。
2025-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carbon Inventory in a Quiescent, Filamentary Molecular Cloud in G328
本文给出了银河系中一个在l=328°视线上距离约5 kpc的弯曲静止巨分子云（G328）的[CI] 809 GHz、CO J=1- 0115 GHz和HI 1.4GHz谱线发射的谱线图像，并计算了相应的C、CO和H柱密度。[CI]数据来自高海拔南极太赫兹（HEAT）望远镜，这是一个位于南极高原顶峰的新设施，可降水量降至地球表面的最低值。CO和HI数据集分别来自Mopra和Parkes/ATCA望远镜。我们发现了一个非连续的分子云，长约75 x 5 pc，质量约4 x 10 E4 Msun，速度发射范围仅为4 km/s。这种细丝的形态和运动学在CO、[CI]和HI中是相似的，尽管在后者中表现为自吸收。我们计算线通量和列密度的三个发射的物种，这是大致一致的PDR模型暴露于平均星际辐射场的GMC。[C/CO]丰度比平均通过灯丝被发现是近似统一的。由于缺乏远红外发射，G328灯丝被限制为冷（T尘埃<20 K），没有显示出恒星形成的明显迹象，并且由于线宽较窄，仅具有轻微的湍流。我们认为，它可能代表一个GMC形成后不久，或者可能仍然在形成的过程中。
2014-01-02 astro-ph.GA
Large-scale periodic velocity oscillation in the filamentary cloud G350.54+0.69
本文利用13 CO和C18 O（2-1）的APEX制图观测资料，研究了由两个不同的暗条G350.5-N和G350.5-S组成的对流云G350.54+0.69的内部气体运动学。G350.54+0.69整体上是超音速的，受重力束缚。我们发现沿整个G350.5-N灯丝的大规模周期性速度振荡的波长约为1.3 pc和振幅约为0.12 km/s。与引力不稳定性诱导的核形成模型相比，我们推测这种周期性的速度振荡可能是由纵向引力不稳定性和沿暗条的大尺度周期性物理振荡共同驱动的。后者可以是MHD横波的示例。这个假设可以用塞曼和尘埃偏振测量来检验。
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Multi-Scale Analysis of Magnetic Fields in Filamentary Molecular Clouds in Orion A
新的可见光和K波段偏振测量的恒星周围的分子云在猎户座A和恒星在BN附近。我们的研究结果证实，磁场位于猎户座A分子云内，并在其附近的空间连接。在BN物体上和周围，我们测量了K波段偏振数据和可用的亚毫米数据之间的角偏移。我们发现，高值的偏振度，P_{K}，和光学深度，τ_{K}，接近90^{ \circ }的角度偏移的位置，而较低的值的P_{K}和τ_{K}观察较小的角度偏移。我们解释这些结果作为证据的存在下，各种磁场组件对视线在BN附近。在更大的尺度上，我们测量了可用的H波段偏振数据和相同的亚毫米数据集之间的角偏移分布。在这里，我们发现< P_{H} >角偏移增加，我们将其解释为磁场旋转\lesssim 60^{ \circ }。这一趋势概括了先前在小尺度上朝向和围绕BN视线的结果，并且与朝向OMC-1的较大尺度上的磁场扭曲一致。我们的结果与其他几项研究的比较表明，一个双分量磁场，可能是螺旋形的，可以包裹OMC-1灯丝。
2011-08-30 astro-ph.GA
