Properties of the cores and filaments in the Ophiuchus molecular cloud and its L1688 hub-filament system
本文利用getsf方法分析Ophiuchus分子云L1688轴-丝系统，构建核与纤维质量函数并评估形成效率，揭示了纤维主导的核形成是恒星形成的关键机制。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Morphological Classification of 18190 Molecular Clouds Identified in $^{12}$CO Data from the MWISP Survey
我们试图从视觉上对18190个分子云的形态进行分类，这些分子云是在银河系成像卷轴绘画项目（MWISP）的银河系第二象限$^{2}$的$\sim$ 450度的$^{12}$ CO（1-0）谱线数据中确定的。利用$^{12}$ CO（1-0）发射的速度积分强度图，首先将分子云分为未分辨的和已分辨的两类。被解析的云被进一步分类为非细丝或细丝。在18190个分子云中，有$\sim$ 25个$\%$未被分辨，$\sim$ 64个$\%$为非丝状，$\sim$ 11个$\%$为丝状。从整个18190分子云的$^{12}$ CO（1-0）谱的积分通量来看，$\sim$ 90 $\%$来自细丝，$\sim$ 9 $\%$来自非细丝，其余$\sim$ 1 $\%$来自未分辨源。虽然非细丝在离散分子云的数量中占主导地位，但细丝是$^{12}$ CO排放通量的主要贡献者。给出了分子云物理参数的数值分布，包括分子云的角尺寸、速度跨度、$^{12}$ CO（1-0）发射峰强度和$^{12}$ CO（1-0）总通量。我们发现，有一个系统的角度大小之间的差异的非细丝和细丝，与细丝往往有更大的角度尺度。它们的H $_{2}$柱密度差异不显著。我们还讨论了观测效应，如有限的空间分辨率，光束稀释和视线投影，在我们的样品中的分子云的形态分类。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decaying turbulence in molecular clouds: how does it affect filament networks and star formation?
本文使用AREPO代码模拟分子云，研究衰减湍流模式和位力比对演化、丝状网络及恒星形成的影响，发现压缩模式促进早期恒星形成，过束缚云产生更多丝状结构且汇聚枢纽利于恒星形成。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO~($J = 1-0$) Observations of a Filamentary Molecular Cloud in the Galactic Region Centered at $l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$
利用紫金山天文台13.7 m毫米波望远镜，对以$l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$为中心的银河系区域进行了大视场（4.25~ $\times$ ~3.75 deg $^2$）的CO同位素（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）$J = 1-0$发射线的测绘观测。根据$^{13}$ CO观测资料，我们揭示了在局地臂中存在一个对流云，其速度范围为0.5 ~ 6.5 km~s。该分子云由1条主丝和11条次丝组成，呈“脊巢”结构。在C $^{18}$ O系中还检测到主丝和三个亚丝。大多数纤维的速度结构呈连续分布，但速度梯度较小。假设距离为400 pc，测得的灯丝的中值激发温度、线宽、长度、宽度和线质量分别为9.28 K、0.85 km s、7.30 pc、0.79 pc和17.92 $M_\sun$ pc $^{-1}$。我们发现在C $^{18}$ O谱线中检测到的四个细丝是热超临界的，其中两个处于维里化状态，因此倾向于引力束缚。我们在云中共识别出146个$^{13}$ CO团簇，其中约77个$\%$团簇沿暗条分布。约56 $\%$的维里化团块被发现是与超临界丝。三个年轻的恒星对象（YSO）的候选人也确定在超临界细丝，根据补充红外（IR）数据。这些结果表明，超临界纤维，特别是维里化纤维，可能具有成星活性。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
CARMA Large Area Star Formation Survey: Observational Analysis of Filaments in the Serpens South Molecular Cloud
我们提出的N2 H+（J=1-0）的巨蛇座南分子云的地图作为CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy）的一部分。这些观测覆盖了250平方角分，并以0.16 km/s的速度分辨率对3000 AU至3 pc的结构进行了完整的采样，它们可以用来约束分子云细丝的起源和演化。N2 H+发射的空间分布的特点是长纤维，类似于赫歇尔在尘埃连续发射中观察到的。然而，气体细丝通常较窄，使得在某些情况下，两个或三个准平行的N2 H+细丝构成单个观察到的尘埃连续体细丝。尘埃和气体暗条宽度的差异使人们对赫歇尔分辨巨蛇座星系南部暗条的能力产生了怀疑。有些分子丝沿其主轴方向有速度梯度，有两种分子丝在垂直于丝轴的方向上有陡峭的速度梯度。沿着其中一个细丝观察到的速度梯度先前被假设为向中央星团质量下降的证据，但这些梯度可以被解释为大规模湍流的投影。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filaments in the Lupus molecular clouds
我们研究了从附近的狼疮1，3和4分子云的柱密度图中提取的细丝，这些分子云来自赫歇尔卫星观测到的光度图。狼疮云中的细丝具有相当低的柱密度，其中值为1.5 $\sim$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，并且大多数的单位长度质量低于径向引力坍缩的最大临界值。事实上，在气体运动学中没有发现细丝收缩的证据。我们发现，一些平均处于热亚临界状态的细丝，含有致密的核心，最终可能形成恒星。这表明，在低柱密度区域，恒星形成的临界条件可能只在局部达到，而这种条件不是暗条的全局性质。最后，在狼疮中，我们发现了多个观测证据，证明磁场在形成细丝中起着关键作用，并决定了它们的限制和动力学演化。
2015-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Fragmentation of star-forming filaments in the X-shape Nebula of the California molecular cloud
致密的分子丝是恒星形成过程的核心，但它们分裂成星前核心的详细方式尚未得到很好的理解。在这里，我们研究了加利福尼亚MC的X形星云区域的几个恒星形成细丝的碎裂性质和动力学状态，试图揭示这个问题。我们使用多波长的远红外图像从赫歇尔和getsources和getfilaments提取方法来识别致密的核心和细丝，并推导出它们的基本属性。我们还利用SMT 10米亚毫米望远镜的$\rm ^{13}CO (2-1)$辐射图来约束灯丝的动力学状态。我们确定了10个细丝，以及57个致密的核心。两个形成恒星的丝状体（8号和10号）非常突出，因为它们具有准周期性的致密核链，典型的投影核间距为$\sim$ 0.15 pc。这两个细丝具有热超临界线质量并且不是静态的。8号细丝具有明显的横向速度梯度，表明它是从母云气藏中吸积而来的。在这两种情况下，所观察到的（投影）核心间距是类似的细丝宽度和显着短于典型的分离$\sim \,$ 4倍的细丝宽度预测的经典圆柱破碎理论。我们认为，连续吸积的气体到两个恒星形成的细丝，以及几何弯曲的细丝，可以解释所观察到的核心间距。我们的研究结果表明，分子丝的特征碎片长度尺度是相当敏感的外部扰动从母云，如周围物质的引力吸积。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the filamentary nature of star formation in the California giant molecular cloud
本研究利用Herschel观测数据和getsf方法分析California巨分子云，发现前恒星核质量函数与丝状线质量函数的高质量端均符合Salpeter幂律分布，提出全局CMF源于超临界丝状结构积分的修正模型，证实了丝状结构在恒星质量函数建立中的关键作用。
2024-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A closer look at the "characteristic" width of molecular cloud filaments
在Herschel分子云图像中，纤维被发现具有“特征宽度”。这一发现是在紧张的空间功率谱的数据，这表明没有这种特征尺度的迹象。我们证明，这种差异是测量细丝宽度所采用的方法的结果。首先，我们对人工无标度数据进行了先前使用的分析技术，并获得了一个峰值的宽度分布的类似的结构。接下来，我们重复三个赫歇尔地图的分析，并再现狭窄的宽度分布在以前的研究$-$时，考虑到每个灯丝的平均宽度。然而，在沿着细丝脊柱的所有点处测量的宽度的分布比平均细丝宽度的分布更宽，这表明窄展度（解释为“特征”宽度）是平均化的结果。此外，发现从细丝的一端到另一端的宽度显著变化。因此，先前在0.1 pc处确定的峰不能被理解为代表细丝的典型宽度。我们发现一个替代的解释，通过建模所观察到的宽度分布截断幂律分布，采样的不确定性。峰值的位置与较低的截断尺度有关，并且可能通过选择用于测量细丝宽度的参数来设置。我们的结论是，一个“特征”的细丝宽度是不支持现有的数据。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Giant Molecular Cloud G148.24+00.41: Gas Properties, Kinematics, and Cluster Formation at the Nexus of Filamentary Flows
本文通过 CO 同位素观测揭示巨分子云 G148.24+00.41 中六条纤维汇聚吸积至中心大质量团块并形成近红外星团，证明纤维状流是驱动大质量团块和星团形成的关键物质供给机制。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of NGC 6334S. II. Subsonic and Transonic Narrow Filaments in a High-mass Star Formation Cloud
我们提出了一个狭窄的细丝朝向一个巨大的红外暗云，NGC 6334 S，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的研究。利用H $^{13}$ CO $^{+}$谱线识别了13个气体细丝，而通过连续谱发射揭示了单个连续谱细丝。细丝呈紧凑的径向分布，细丝宽度中值为$\sim$ 0.04 pc，比先前提出的“准通用”0.1 pc细丝宽度窄。更高的空间分辨率观测和更高密度的气体示踪剂往往会识别更窄和更低质量的细丝。细丝的宽度大约是嵌入核心尺寸的两倍。气体细丝主要由热运动支撑。非热运动主要是亚音速和跨音速的气体细丝和嵌入的核心，这可能意味着恒星可能出生在低湍流的环境。一小部分的嵌入对象显示出较窄的速度分散相比，其相应的出生丝，这可能表明，湍流耗散发生在这些嵌入的核心。气体细丝的物理性质（质量、单位长度质量、气体运动学和宽度）类似于低质量到高质量恒星形成区域中发现的窄细丝。进化程度更高的源被发现离细丝更远，这种情况可能是由于YSO和它们的出生细丝之间的相对运动造成的。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
An S-shaped filament formed due to Cloud-Cloud Collision in molecular cloud G178.28-00.61
本文通过 CO 谱线、JCMT 850 微米连续谱及年轻恒星分布，证明 G178.28-00.61 是早期云云碰撞候选体，其 S 形纤维结构与 MHD 模型吻合。
2025-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of star-forming filaments: II. Sub-filaments and velocities
我们表明，流体动力学湍流云模拟自然产生大的细丝组成的网络较小的和连贯的子丝。这种模拟类似于对附近分子云中细丝和纤维的观测。亚丝是在湍流速度场的驻点处形成的动力学特征，激波在驻点处耗散湍流能量。它们是模拟云的一个普遍特征，从模拟开始就出现，而不是由较大的细丝逐渐碎片形成的。大部分的次丝状体都是重力次临界的，不会分裂成核心，然而，也有相当一部分的超临界次丝状体会分裂成恒星形成的核心。亚丝沿其长度是连贯的，沿其脊柱的剩余速度表明，它们是亚音速收缩，没有任何有序的旋转尺度约为0.1 pc。沿着亚丝的吸积流可以将材料供给到嵌入网络内的星形形成核心中。随着云的发展，子细丝的总质量和子细丝的数量增加。我们认为暗条和亚暗条的形成是复杂多相星际介质中湍流级联的自然结果。亚丝是由湍流速度场中的高波数、小尺度模态形成的。然后，这些被局部剪切运动拉伸，并通过低波数模式和较大尺度上的引力收缩的组合聚集在一起，并通过这样做建立了在柱密度图中观察到的延伸细丝。
2015-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
First embedded cluster formation in California molecular cloud
我们对LkHa 101嵌入星系团及其邻近的85 arcmin * 60 arcmin区域进行了多波长观测。LkHa 101嵌入星团是加利福尼亚分子云（CMC）中第一个也是唯一一个重要的星团。这些观测结果表明，LkHa 101嵌入星系团正好位于两条暗条的投影相交区域。其中一条是CMC的最高密度部分，另一条是新发现的具有低密度气体排放的细丝。在投影相交处，我们发现了连接两条细丝速度的桥接特征，并确定了V形气体结构。这与两个细丝相互碰撞的情况一致。利用500米口径球面射电望远镜（FAST），我们测量到LkHa 101 H II区的RRL速度为0.5 km/s，这与CMC暗条的速度分量有关。此外，还有一些YSO分布在交叉区域之外。我们认为，云-云碰撞和主暗条的碎裂可能在星系团的YSO形成中起着重要作用。
2020-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of magnetic fields in Cloud-Cloud Collisions
School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院）
使用SPH模拟研究磁场对均匀密度云-云碰撞中激波压缩层碎裂、形态转变和恒星形成的影响，发现磁场通过延迟坍缩和碎裂，扩大了Hub Filament形态的参数空间，促进中心聚集星团和大质量恒星系统的形成。
2026-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
$\rm^{13}CO$ Filaments in the Taurus Molecular Cloud
我们已经进行了一个搜索的金牛座分子云使用$\rm^{13}CO$线发射数据从FCRAO调查的$\rm \sim100 \, deg^2$。我们使用了拓扑分析工具DisPerSe，并对其结果进行了后处理，以包括更严格的细丝定义，该定义要求至少3：1的纵横比和在细丝的脊柱上达到峰值的截面强度分布。在速度积分强度图中，由DisPerSe识别的数百个平行结构中只有10个符合我们的标准。与赫歇尔分析不同，赫歇尔分析发现了$\rm \sim0.1 \, pc$细丝的特征宽度，我们发现在我们的结构中轮廓宽度的分布更广泛，峰值为0.4 pc。此外，即使确定的细丝是圆柱形物体，它们复杂的速度结构和速度色散意味着它们可能是引力不受约束的。对速度通道图的分析揭示了数百个“速度相干”细丝的存在。其宽度的分布在较低的值（0.2 pc）达到峰值，而其峰值强度的波动是随机起源的指示。由于来自不同速度的漫发射的混合，这些细丝在积分强度图中被抑制。相反，对速度的积分可以导致出现非线性结构。使用同样的方法，在由随机放置的岩心组成的简单模拟地图中，也可以追踪到这种明显的细丝。它们具有与观察到的细丝相似的轮廓形状，并且包含大部分模拟芯。
2016-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D view of the Taurus star-forming region by Gaia and Herschel: multiple populations related to the filamentary molecular cloud
上下文金牛座是研究年轻恒星星族的三维分布并将其与相关分子云联系起来的理想区域。目标。第二次盖亚数据发布（DR2）使我们能够从先前定义的强大成员资格开始，在三个维度上研究金牛座复合体。用赫歇尔公开的远红外线图可以追踪到细丝结构的分子云的辐射。方法.从光谱确认成员的汇编目录，我们分析了283个来源与可靠的视差和适当的运动在盖亚DR2档案。我们拟合的分布的松弛和自行与多个人口描述的多元高斯。我们计算银河系坐标（X，Y，Z），并为人口与主云，也银河系的空间速度（U，V，W）。我们讨论的空间分布的人口有关的结构，由Herschel跟踪的间接分子云。结果我们发现了六个种群的存在，它们都在视差和自行中得到了很好的定义，唯一的例外是金牛座D。导出的距离范围在130和160 pc之间。我们没有发现恒星星族和相关的分子云之间的唯一关系：虽然恒星星族似乎在云表面，两者的距离相似，但当分子云是以细丝结构时，情况并非如此。金牛座B可能正朝着金牛座A的方向移动，而金牛座E似乎正朝着它们移动。结论.金牛座区域是复杂的恒星形成历史的结果，最有可能发生在独立演化的星团和星系结构中。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology and Kinematics of Filaments in the Serpens and Perseus Molecular Clouds
我们目前的H13 CO+（J=1-0）和HNC（J=1-0）的地区，巨蛇座南，巨蛇座主和NGC 1333包含长丝的地图。我们还使用H13 CN（J=1-0）观察了Serpens区域。用CARMA进行的这些稠密气体示踪分子线观测的角分辨率为~7”，光谱分辨率为~0.16 km/s，灵敏度为50-100 mJy/束。虽然大尺度结构比较以及与赫歇尔尘埃连续体地图，我们解决更精细的结构内的细丝确定赫歇尔。H13 CO+的发射分布与现有的CARMA N2 H+（J=1-0）地图一致，因此它们追踪了相同的细丝形态和运动学。H13 CO+地图还显示，许多地区有多个结构部分重叠的视线。在两个区域中，速度差高达1.4 m/s。在这些示踪剂中，我们确定了8个典型宽度为0.03-0.08 pc的平行结构。至少有50%的地壳结构在垂直于其主轴方向上具有明显的速度梯度，平均值在4-10 km/s/pc之间。这些发现是在支持的理论模型的细丝形成的2-D流入碰撞湍流细胞产生的激波层。我们还发现了沿两个平行结构长度方向的速度梯度的证据，这些梯度表明这些细丝正流向云核。
2018-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The seeds of star formation in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
暗星云（IRDC）是大质量恒星和星团的前身。G011.11-0.12是一个被研究得很好的记录型IRDC，尽管到目前为止，缺乏足够空间分辨率的远红外数据限制了对它的结构和恒星形成活动的理解。我们使用赫歇尔研究嵌入人口的年轻前和原恒星核心在这个IRDC。我们研究了云的结构，它出现在吸收在短波长和发射在较长的波长。我们从Herschel上的PACS仪器探测到的明亮远红外点源的光谱能量分布中推导出了大质量核的性质。我们报告的检测和定性的前和原恒星的核心在一个巨大的对流红外暗云G011.11-0.12使用PACS。我们描述了18个与暗条直接相关的核心，其中两个的质量超过50 Msun，使它们成为G011.11-0.12中大质量恒星的最佳候选者。这些核心可能处于原恒星形成的不同阶段，<T>相对于周围的气藏显示出较高的温度（~ 22 K）。核心质量（<M>~ 24 Msun）与冷灯丝相比很小。平均纤芯间距为0.9 pc，远超过灯丝中牛仔裤的长度。我们证实，在IRDC的恒星形成正在进行和多样化，IRDC有能力形成大质量的恒星和星团。
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Salpeter-like filament linear density function across nearby molecular clouds
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）
通过测量七个附近分子云中的丝状线性密度函数，研究发现其幂律斜率与Salpeter的值一致，表明恒星质量谱的普遍性已编码在冷星际介质的分层丝状结构中。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The properties of clusters, and the orientation of magnetic fields relative to filaments, in magnetohydrodynamic simulations of colliding clouds
为了研究大质量星团的形成，我们采用了时间步长准则来防止大的发散误差，对碰撞云进行了光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）计算。我们发现，磁场并不妨碍年轻的大质量星系团（YMC）的形成，以及高恒星形成率的发展，虽然我们确实看到我们的结果对磁场的方向有很强的依赖性。如果场最初垂直于碰撞，并且足够强，我们发现恒星形成被延迟，并且所产生的星团的形态显着改变。我们将其与具有此初始方向的场的大幅放大联系起来。我们还看到，这种结构形成的细丝密度较低。当场与碰撞平行时，场的放大要小得多，形成致密的细丝，并且团簇的形成类似于纯粹的流体动力学情况。我们的模拟再现了所观察到的磁场垂直于致密细丝排列和平行于低密度细丝排列的趋势。总体而言，我们的结果是在广泛的协议与过去的工作在这方面使用网格代码。
2021-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Stability of Filamentary Clouds Supported by Lateral Magnetic Field
本文建立了两种主要由磁张力支持的等温对流云的解析模型。第一个描述了一个孤立的云，而第二个考虑周期性间隔的云。这两个模型都假定对流云是高度扁平的。证明了前者是后者的渐近极限，其中每个平行云远小于到相邻暗条的距离。我们发现，这些模型再现了Tomisaka（2014）的二维平衡模型的主要特征，用于垂直磁场穿过的对流云。计算还表明，云的临界质量通量比为$ M /Φ= (2 π\sqrt{G}) ^{-1} $，其中$ M $、$ Φ$和$ G $分别表示云的质量、云的总磁通量和引力常量.这个上界与极向磁场支持的轴对称云的上界一致。我们应用变分原理研究了第一模型的Jeans不稳定性。我们的模型云是不稳定的，对破碎以及由纵向磁场穿云。增长最快的模式的波长是云直径的几倍。第二个模型描述了双极扩散作用下粘性分子云的准静态演化。
2015-01-30 astro-ph.GA
CO(J = 1-0) Observations toward the Filamentary Cloud in the Galactic Region of $153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$ and $1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$
利用紫金山天文台13.7米毫米望远镜观测了${ }^{12} \mathrm{CO}$、${ }^{13} \mathrm{CO}$和$\mathrm{C}^{18} \mathrm{O}$的$J$ =1-0跃迁线向$153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$和$1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$的银河区的跃迁。根据\tht资料，在$[-42.5, -30.0] \,\mathrm{km} \mathrm{\,s}^{-1}$速度区间内发现了一条主丝和五条次丝共同组成的网状结构。分子云的运动学距离估计为$\sim4.5 \mathrm{\,kpc}$。这些细丝的中值长度、宽度、激发温度和线质量分别为$\sim49 \mathrm{\,pc}$、$\sim2.9 \mathrm{\,pc}$、$\sim8.9 \mathrm{\,K}$和$\sim39 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。沿着这些细丝的速度结构表现出振荡模式，这可能是由沿着这些细丝的碎裂或吸积过程引起的。最大吸积率估计高达$\sim700 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。在这一区域共发现了$\sim162$、\tht和$\sim 103$年轻恒…
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Accretion Flows in the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506 Revealed by ALMA
丝状体是分子云中普遍存在的结构，在恒星的质量聚集中起着重要作用。我们目前的动态稳定性分析的结果，在红外暗云G14.225 $-$ 0.506，在两个枢纽的多个细丝的秒差距长度的收敛，大质量恒星形成的延迟发病报告的灯丝。全合成成像与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行映射的$\mathrm{N_2H^+} \; (1-0)$发射在两个枢纽灯丝系统的空间分辨率为$\sim 0.034 \; \mathrm{pc}$。Kinetics是从复杂的光谱拟合算法，占线混合，大的光学深度，和多个速度分量。我们识别出五个速度相干细丝，并利用主成分分析法求出它们的速度梯度。沿细丝的质量增长率高达$10^{-4} \; \mathrm{M_\odot \, \mathrm{yr^{-1}}}$，并且在一个自由落体时间（$\sim 10^5 \; \mathrm{yr}$）内足以影响轮毂动力学。$\mathrm{N_2H^+}$细丝与位力参数$α_\mathrm{vir} \sim 1.2$处于平衡状态。我们比较了在$\mathrm{N_2H^+}$细丝、$\mathrm{NH_3}$细丝、$870 \; μ\mathrm{m}$致密团块和$3 \; \mathrm{mm}$致密核心中测量的$α_\mathrm{vir}$。随着空间尺度的减小，$α_\mathrm{vir}$的下降趋势持续存在，…
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
On filament fragmentation and the impact of ambient environment on it
灯丝是恒星形成过程中至关重要的中介。最近的观察表明，- \textbf{(i)}他们中的一些是非奇异的实体，而是一束速度相干纤维，和\textbf{(ii)}，而大多数的长丝产卵核心窄于他们的出生丝，一些核心更广泛。我们探索这些问题，通过开发流体动力学模拟的一个最初的亚临界个别灯丝，允许从其附近的气体吸积和自引力下的演变。这里得到的结果支持的想法，纤维自然形成的长丝形成过程中。我们进一步认为，周围环境，即，外部压力的大小，而不是单独的细丝线质量，影响其演变的形态。我们观察到，无论外部压力如何，细丝都容易受到\emph{sausage}型不稳定性的影响。然而，这些碎片被挤压在一个压力与太阳附近相当的细丝中（$\sim 10^{4}$ K cm $^{-3}$）。相比之下，碎片是宽的和球形的--具有类似于稳定的Bonnor-Ebert球体的密度分布--当细丝经受更高的压力时，通常为$\ge 10^{5}$ K cm $^{-3}$，但为$\le 10^{6}$ K cm $^{-3}$）.在甚至更高的外部压力（$\ge 10^{7}$ K cm $^{-3}$）下，长丝倾向于断裂。这些观测结果共同表明，随着外部压力的增加，恒星形成的效率降低。
2020-12-19 astro-ph.GA
Complex, Quiescent Kinematics in a Highly Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是大质量恒星和星团形成的初始条件。我们使用IRAM 30米天线获得了高灵敏度和高光谱分辨率的观测结果，这使我们能够对IRDC G035.39-00.33内的运动学进行详细分析。重点研究了N_2H ~+，C_18O（1-0）的1-0和3-2跃迁，并与SiO（2-1）观测和消光图作了比较。三个相互作用的气体filament. We报告整个云的大尺度速度相干性，通过小的速度梯度和相对较窄的线宽证明。这表明，这些细丝的合并有点“温和”，可能是由磁场调节的。这种细丝的合并可能是Jimenez-Serra等人2010年通过颗粒地幔蒸发检测到的微弱秒差距尺度SiO发射的原因。还发现了N2 H+（1-0）和C18 O（1-0）气体在整个0.18 +/- 0.04 kms^{-1}的云中的系统速度变化，这与仍在进行的细丝之间的碰撞情景一致。N2 H+（1-0）在整个IRDC中延伸，它不仅追踪致密的核心，就像在附近的低质量恒星形成区所发现的那样。IRDC的平均H2数密度约为5 x 10^4 cm^{-3}，比附近低质量恒星形成的分子云至少大一个数量级。通过我们的研究，我们得出结论，G035.39-00.33（在消光图和N2 H+中清晰可见）是由两个相对静止的细丝碰撞形成的，平均密度约为5 x 10^3 cm^{-3}，以约5 km ^{-1}的相对速度运动。合并点的材料积累始于> …
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the magnetic field in the Taurus/B211 filamentary cloud with SOFIA HAWC+ and comparing with simulation
金牛座L1495星云的光学和红外偏振测绘以及最近的普朗克观测表明，大尺度磁场近似垂直于云的长轴。我们使用SOFIA上的HAWC+旋光仪探测了B211部分云的复杂磁场。我们的研究结果揭示了$36^\circ$的偏振角的色散，大约是普朗克在更大尺度上测量的5倍。应用Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法与从IRAM 30 m C $^{18}$ O（1-0）观测获得的速度信息，我们发现两个不同的子区域的磁场强度相差超过3倍。较安静的子区域是磁临界和亚阿尔夫维尼亚;场与基于塞曼观测的分子团测量的平均场相当。更混乱的超阿尔夫文亚区显示至少有三个速度分量，表明多个子结构之间的相互作用。它的场远小于分子团簇中的平均塞曼场，表明该场的DCF值可能被低估。数值模拟计算结果表明，对流云的形成过程中，对流子结构对磁场有很强的扰动作用。比较了模拟中的DCF和真实场值。在B211中观察到了星前核心，并在我们的模拟中看到。附录给出了标准DCF方法的推导，该方法允许偏振角的色散不小，给出了DCF方法结构函数版本的替代推导，并处理了灯丝的碎片。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of magnetic field on the rotating filamentary molecular clouds
本工作的目的是研究磁化旋转非连续分子云的演化。我们将考虑在演化早期阶段的圆柱形对称惯性分子云。本文首次在不作密度和磁函数假设的情况下，研究了轴向和方位向磁场作用下非磁性分子的转动。结果表明，除了径向坍缩速度降低外，旋转速度也受到磁场的影响。旋转的存在导致了丝的碎裂。此外，我们还发现磁场对气态分子云的碎裂有显著的影响。
2017-02-12 astro-ph.GA
Star formation in turbulent molecular clouds with colliding flow
利用自引力流体动力学数值模拟方法，研究了高密度湍流分子云在碰撞流作用下的演化过程。湍流引起的激波相互作用产生了宽度小于秒差距的薄对流云网络。碰撞流将对流云聚集成片状云，并促进最初高密度云的活跃恒星形成。有碰撞流的云比没有碰撞流的云表现出更精细的对流网络。对于无碰撞流的云，密度和柱密度的概率分布函数（PDF）可以用对数正态函数拟合。当初始湍流较弱时，柱密度PDF在高柱密度时具有幂律翼。碰撞流使PDF显著变形，使得PDF呈现双峰。当初始云密度较大时，模拟的质量分布与经典的初始质量函数一致，其幂律指数为$-1.35$。恒星速度的分布与气体速度的分布一致，对于没有碰撞流的云，气体速度的分布可以用高斯函数拟合。对于具有碰撞流的云，气体的速度色散往往大于恒星的速度色散。碰撞流和湍流的特征出现在从模拟数据重建的通道图中。没有碰撞流的云由于湍流而表现出云尺度的速度切变。与此相反，云与碰撞流显示出显着的反相关分布的薄丝之间的不同的速度通道，这表明碰撞云之间的碰撞。
2015-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary accretion flows in high-mass star-forming clouds
Max-Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Xiamen University（厦门大学）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory, Edinburgh（英国爱丁堡皇家天文台天体技术中心）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of Kent（肯特大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）
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 Link between Magnetic Fields and Filamentary Clouds: Bimodal Cloud Orientations in the Gould Belt
利用近红外尘埃消光图和光学恒星偏振计资料研究了古尔德带内的对流分子云及其局部ICM（云间介质）磁场的方向。这些对流云的长度在几秒差距到十秒差距之间，我们发现它们的方向倾向于平行或垂直于当地ICM的平均场方向。这种双峰分布是没有发现在云模拟与超Alfvenic湍流，云的方向应该是随机的。ICM磁场在动力学上比惯性范围的湍流和自引力更重要，它可以很容易地解释这两种场丝结构。以前的研究普遍认为，强磁场可以引导引力收缩，并导致纤维垂直于他们，但很少讨论的事实，磁场也可以通道亚阿尔芬湍流，形成与他们对齐的纤维。这种云形成的强场情景也与从ICM到云观测到的恒定场强相一致（Crutcher et al. 2010），并且可以解释“中心-细丝”云结构（Myers 2009）和云重力收缩的密度阈值（Kainulainen et al. 2009）。
2013-10-23 astro-ph.GA
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
核心和附属结构是恒星的主要诞生地，在恒星形成过程中起着关键作用。多尺度源和暗条提取方法以及利用$Herschel$多波长观测资料制作高分辨率柱密度图的最新进展，使我们能够探测高度复杂分子云环境中的有序网络结构。物理参数的统计结果表明，核心质量与核心尘埃温度密切相关，$M/L$与$M/T$密切相关，这与黑体辐射的预测一致，可用于追踪从无束缚星核到坚固星前核的演化序列。冠状结构的柱密度与单位长度质量（$M_{\rm line}$）明显相关，但与宽度的三个数量级（从$\sim 10^{20}$到$\sim 10^{22}$ $ \rm cm^{-2}$）无关。半高宽的中值为0.15 pc，与以往研究报道的典型的层状结构的内宽0.1 pc相一致。我们发现70%（135/199）的坚固星前核包埋在含有$\sim $的超临界细丝中，这意味着引力束缚核来自超临界细丝的碎裂。根据观测证据，英仙座南部的概率分布函数（PDF）呈幂律分布，比北部平坦，YSO数显著小于北部，尘埃温度差异显著。我们推断南区比北区更受重力束缚。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Kinematics and Excitation in the Filamentary IRDC G035.39-00.33
一些稠密分子云形成的理论涉及由会聚原子流或预先存在的分子云之间的碰撞驱动的动力学环境。在云演化的早期阶段确定云中气体的动力学和物理条件，对于确定这种碰撞的动力学印记和推断其形成过程至关重要。我们提出了多过渡13 CO和C18 O地图向IRDC G035.39-00.33，被认为是在最早的进化阶段。13 CO和C18 O气体分布在三个细丝（细丝1、2和3）中，其中最大质量的核心优先出现在它们之间的交叉区域。细丝具有相似的运动学结构，具有~0.4-0.8 km s-1 pc-1的平滑速度梯度。提出了几种方案来解释这些梯度，包括云旋转，气体吸积沿丝，全球引力坍缩，和未解决的亚丝结构。这些结果补充了HCO+，HNC，H13 CO+和HN 13 C单点数据，以寻找气体的下落特征。13 CO和C18 O气体运动在G035.39-00.33范围内是超音速的，其辐射在IRDC的边缘显示出更宽的线宽。这可能是由于云中密集区域的能量耗散造成的。平均H2密度为~5000-7000 cm-3，其中细丝2和3比细丝1更致密且更大。C_（18）O数据揭示了三个高CO贫化因子（fD ~5-12）的区域，类似于大质量无星核中的区域。
2014-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO~($J=1-0$) Observations toward Filamentary Molecular Clouds in the Galactic Region with $l = [169\arcdeg.75, 174\arcdeg.75], b = [-0\arcdeg.75, 0\arcdeg.5]$
利用紫金山天文台13.7米毫米波望远镜，利用$169\arcdeg.75 \leqslant l \leqslant 174\arcdeg.75$和$-0\arcdeg.75 \leqslant b \leqslant 0\arcdeg.5$对银河系CO同位素（$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）进行观测。根据$^{13}$ CO~（$J = 1-0$）资料，在$-$ 25 ~ 8 km~ sPDMATHABMT速度范围内发现了5个分子云，它们都具有明显的对流结构。我们鉴定出8条长6.38- 28.45秒差距的细丝，平均H $_2$柱密度为0.70 $\times$ 10 $^{21}$-6.53 $\times$ 10 $^{21}$ ~cm $^{-2}$，线质量为20.24- 161.91 ~ $M_\sun$ pc $^{-1}$，假定$\sim$的距离为1.7千秒差距。对径向密度分布的内部部分进行高斯拟合，得到平均半高宽为1.13 $\pm$ 0.01~pc。大部分纤维的速度结构呈连续分布，速度梯度较小。我们发现，湍流是占主导地位的内部压力，以支持丝的破碎，而不是热压力。大多数细丝的维里参数都小于2，因此它们受到引力束缚。四根细丝的LTE线质量接近维里线质量。我们进一步提取密集的团块使用$^{13}$ CO数据，并发现64 $\%$的团块与…
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Isotopically Heterogeneous Molecular Cloud Cores in Filamentary Molecular Clouds
Kyushu Sangyo University（九州产业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Nagoya University（名古屋大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
利用光滑粒子流体动力学方法模拟丝状分子云碎裂形成分子云核的过程，发现同位素异质性在核中得以保留，初始异质性降低约100倍，并可能存活至星周盘。
2026-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance, magnetic field and kinematics of a filamentary cloud LDN 1157
LDN 1157是位于云复合体LDN 1147/1158中的几个云之一，代表一种彗发形状的形态，具有来自0级原恒星的准直良好的双极流出，LDN 1157-mm。这项工作的主要目标是（a）绘制云间磁场（ICMF）围绕LDN 1157的区域的几何形状，以研究其与云形态、与流出方向以及与从来自文献的mm和亚mm极化结果推断的核心磁场（CMF）几何形状的关系，以及（b）调查云的运动学结构。我们进行了R波段的偏振观测的恒星投影在云的pc尺度的磁场几何映射和光谱观测的整个云在12 CO，C18 O和N2 H+（J=1-0）线，以研究其运动学结构。根据Gaia DR 2视差和与该复合体相关的三个YSO的自行值，我们获得了到LDN 1147/1158复合体的340 $\pm$ 3 pc的距离。发现一条长为pc、宽为$\sim1.2$ pc的单丝贯穿整个彗发状云。基于ICMF、CMF、暗条取向、外流方向和磁场沙漏形态之间的关系，磁场很可能在LDN 1157的恒星形成过程中发挥了重要作用。结合YSO的自行和LDN 1147/1158以及位于其以东的另一个复合体LDN 1172/1174（$\sim2$ \dgr）的径向速度，我们发现这两个复合体都在集体向银河平面运动。LDN 1157东西向部分的丝状形态可能是由于移动云与周围星际介质的相互作用而导致烧蚀造成的质量损失而形成的。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
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
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 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
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
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
