Filamentary Accretion Flows in the Embedded Serpens South Protocluster
理解恒星如何在星团中形成的一个难题是质量的来源--在第一颗恒星诞生之前，所有的质量都到位了吗？还是有一个延长的时期，当星团吸积物质时，这些物质可以持续地为恒星形成过程提供燃料？我们使用多线光谱调查的南部灯丝与巨蛇座南嵌入集群形成区域，以确定质量是否是吸积到集群上的灯丝，吸积率是否显着。我们的分析表明，材料沿着细丝的长轴以~ 30 Msol/Myr的速率流动（从沿着细丝的N2 H+速度梯度推断），并以~ 130 Msol/Myr的速率径向收缩到细丝上（从HNC自吸收推断）。这些吸积速率足以以类似于星团中当前恒星形成速率的速率为中心星团提供质量。因此，丝状吸积流可能是非常重要的正在进行的演变，这个集群。
2013-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Scale Picture of Magnetic Field and Gravity from Large-Scale Filamentary Envelope to Core-Accreting Dust Lanes in the High-Mass Star-Forming Region W51
我们提出了230 GHz的连续极化观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0 $\farcs1$（$\sim 540$ ~au）的分辨率在高质量恒星形成区域W51 e2和e8。这些观测结果解析了一个连接核心的尘埃带网络，标志着与早期更粗糙的球形连续体结构的背离。与此同时，核心似乎没有进一步分裂。偏振粉尘排放被清楚地检测到。推断出的磁场方向与尘埃带平行。这个关键的结构特征与当地的引力矢量场一起分析。当地重力的方向通常与尘埃带对齐。有了这些发现，我们得出一个稳定性标准，定义了一个最大的磁场强度，可以克服所观察到的磁场重力配置。等效地，这定义了可以稳定尘埃带以防止径向塌陷的最小场强。我们发现，在W51 e2和e8中检测到的尘埃带是稳定的，因此可能使它们成为吸积到中心源的基本组成部分，为大质量恒星形成模型提供支持，而不需要大的吸积盘。当与覆盖包络、全局和局部坍缩尺度的较粗分辨率进行比较时，我们发现磁场结构及其相应的引力矢量场具有反复出现的相似性。这些自相似的结构指向一个多尺度的坍缩中的坍缩场景，直到最终达到内核吸积尘埃带的规模，重力夹带着磁场，并将其与尘埃带对齐。
2022-10-14 astro-ph.GA
ZOMG III: The effect of Halo Assembly on the Satellite Population
我们使用变焦流体动力学模拟研究星系大小的暗物质晕与不同的组装历史的卫星的属性。我们考虑了两类在红移$z=0$的晕：“停滞”的晕，组装在$z>1$和“吸积”的，现在仍在形成。以前，我们表明，停滞的晕嵌入在宇宙网的厚丝中，而吸积的晕位于多个细丝汇聚的地方。我们发现这两类卫星既有相似的性质，也有不同的性质。它们的质量谱、径向计数剖面、重子和恒星含量以及它们脱落的物质数量都无法区分。然而，锁定在卫星的质量分数是大得多的吸积晕，因为他们经历了更多的合并在后期。最大的差异是在卫星运动学。子结构下降对吸积晕沿准径向轨迹，而一个重要的切向速度分量的开发，吸积前，而围绕停滞晕的灯丝轨道。因此，卫星的速度各向异性参数（$β$）是积极的吸积晕和消极的停滞。这个特征使我们能够根据最近对$β$的测量，暂时将银河系晕归类为停滞。我们的晕中有一半包含卫星群，它们的轨道角动量对齐，对应于太空中的扁平结构。这些特征不是由重子物理学驱动的，只在拥有宏伟设计的螺旋星系的晕中发现，与它们的组装历史无关。
2017-09-22 astro-ph.GA
On the nature of star-forming filaments: I. Filament morphologies
我们使用一套高分辨率的分子云模拟进行移动网格代码Arepo探索恒星形成细丝的性质。模拟的细丝被确定和分类列密度图以同样的方式为最近的赫歇尔观测。当与Plummer类似的轮廓拟合时，细丝与观测结果非常一致，并且具有p~2.2的浅幂律轮廓，而不需要磁性支持。当在1 pc的细丝中心的数据与高斯函数拟合，平均半高宽为~0.3 pc，与预测的吸积细丝。然而，如果仅使用内部区域构建拟合，如Herschel观测，则所得的FWHM仅为~0.2 pc。这个值比在IC 5146和金牛座中测得的要大，但与在普朗克银河系冷核和天鹅座X中发现的相似。模拟的细丝具有一定范围的宽度，而不是恒定值。当将柱密度图与3D气体密度进行比较时，在柱密度中看到的细丝不属于单一结构。相反，它们是由一个短带状子细丝网络组成的，让人想起金牛座的那些。子细丝预先存在于模拟的云内，具有与其Jeans半径相似的半径，并且主要不是通过柱密度中看到的较大细丝的碎片形成的。相反，小的非物质团块被云的大规模坍缩扫到一起，形成一个单一的柱状密度结构。
2014-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
MHD Simulations of Strongly Magnetized HII Region Evolution: Evidence for Ionized Gas Filamentation
Oxford Centre for the History of Science, Medicine, and Technology, University of Oxford（牛津大学科学、医学与技术历史中心）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Korea Institute of Advanced Study（韩国高等研究院）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系天体物理学与太空天文中心）
本研究通过MHD模拟揭示强磁场下HII区域演化的机制，发现离子化气体丝状结构由磁场引导形成，其特征与中央分子区观测一致。
2026-02-24 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
Appearance of Dusty Filaments at Different Viewing Angles
内容：在过去的几年里，有许多关于暗条在恒星形成区域中的普遍存在和结构的研究，以及它们在恒星形成过程中的作用。这些细丝通常被认为是横跨天空平面的细长纤维。但我们如何检测倾斜的细丝呢？目的：我们的目标是更多地了解是否，以及如何，总柱密度或粉尘温度变化的视线。这种变化将使观测者能够利用尘埃观测来识别和研究任何倾斜度的细丝，并获得更多关于银河平面内细丝分布和方向的见解。研究方法：作为第一步，我们进行简单的圆柱模型的数值计算，以评估灯丝的几何形状的平均通量密度的影响。在此之后，我们应用我们的三维Monte Carlo尘埃辐射转移代码上的两个模型的恒星形成区，并得出有效的总柱密度和尘埃温度在不同的视角地图。结果：我们只看到我们研究的所有圆柱体的平均通量密度的轻微变化。对于我们更复杂的模型，我们发现，有效的尘埃温度是不敏感的视角，而总柱密度的强烈影响，差异超过一个数量级。这种变化与视角无关，而是取决于物体的结构。结论：我们的结论是，在我们的分析中，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度和三维结构。然而，在给定的有效尘埃温度下观察到总柱密度的广泛变化表明倾斜的细丝。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Taking off the edge -- simultaneous filament and end core formation
有限长度的理想化的星形形成细丝的模拟通常显示核心生长，其由在其各自端部形成的两个核心主导。端芯的形成是由于在细丝端部处的强增加的加速度，这导致在细丝沿着其轴线塌陷期间材料的扫掠。由于这种生长模式通常比长丝中的任何其他芯形成模式更快，因此与长丝内部形成的其他芯相比，端部芯通常在质量和密度上占主导地位。然而，对恒星形成丝状体的观察并没有显示丝状体末端的核心的这种普遍性。我们探讨了一种可能的机制，以减缓增长的最终核心使用数值模拟的同时长丝和嵌入式核心的形成，在我们的情况下，一个径向吸积长丝形成在一个有限的收敛流。虽然这样的设置仍然导致最终核心，但它们很快开始向内移动，并且通过材料的持续积累在核心外部形成密度梯度。结果，最外面的核心不再位于细丝的确切末端，并且密度梯度软化了核心的向内重力加速度。因此，两个端部芯不像预期的那样快速生长，并且因此不支配细丝中的其他芯形成模式。
2023-01-10 astro-ph.GA
A hot X-ray filament associated with A3017 galaxy cluster
最近的模拟和观测显示，宇宙网络中连接节点的大尺度细丝，吸积物质（重子物质和暗物质）流过它们。目前的高灵敏度观测还表明，激波通过细丝的传播可以加热它们，并根据光学和/或X射线观测，在两个或更多星系团之间或大质量星系团周围可见细丝。我们在这里报告的是与热灯丝相关的星团A3017的特殊情况。灯丝的温度为3.4 $^{-0.77}_{+1.30}$ ~keV，长度为$\sim$ 1 Mpc。我们分析了它的存档{ \it Chandra}数据并报告了各种属性。我们还分析了GMRT 235/610 MHz无线电数据。射电观测揭示了对称的两侧叶填充在A3017星团核心区域的空洞中，与活动星系核中心有关。在射电图中，我们还注意到在X射线暗条区有一个特殊的线性垂直射电结构，这可能与宇宙暗条激波有关。这个射电结构可能是一个射电凤凰或旧的等离子体，其中旧的相对论人口被激波传播重新加速。最后，我们对暗条区的射电光度提出了一个上限。
2017-05-20 astro-ph.GA
Velocity-coherent Filaments in NGC 1333: Evidence for Accretion Flow?
最近观测到的穿过和沿着分子细丝的全球速度梯度被解释为气体在这些细丝上和沿着这些细丝吸积的迹象，可能为恒星形成的核心和原星团提供食物。然而，细丝中速度梯度的行为还没有被详细研究，特别是在小尺度上（< 0.1 pc）。在本文中，我们提出了MUFASA，一个有效的，强大的，自动的方法来适应氨线与多个速度分量，推广到其他分子物种。我们还介绍了CRISPy，一个Python软件包，用于识别3D图像中的细丝棘（例如，位置-位置-速度立方体），以及将拟合的速度分量分类为速度相干细丝的补充技术。在NGC 1333中，我们发现了大量的速度梯度结构，其束分辨尺度为~0.05 pc。有趣的是，这些局部速度梯度相对于细丝棘和它们的垂直方向，即，对于许多细丝，径向分量的大小朝着脊柱减小。连同显着恒定的速度梯度在更大的尺度上沿许多细丝，这些结果表明，在这种情况下，落在细丝上的气体逐渐阻尼和重定向沿这些细丝流动。
2020-02-26 astro-ph.GA
Filament Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection -- Formation of a Star Cluster
最近提出了一种碰撞诱导磁重联（CMR）机制来解释猎户座A分子云中细丝的形成。在这个机制中，两个具有反平行磁场的云团之间的碰撞由于重新连接的磁场的磁张力而产生密集的细丝。灯丝包含纤维状的子结构，并由螺旋磁场限制。为了显示致密的丝状体是否能够形成恒星，我们使用带有下沉粒子的\textsc{Arepo}代码来模拟CMR丝状体形成后的恒星形成。首先，用\textsc{Arepo}确认CMR细丝的形成。第二，暗条在沿着主轴坍缩后能够形成星团。与无磁场的控制模型相比，CMR模型显示出两个显著的特征。首先，CMR-簇被限制为$\sim4$较小体积的因子。这种限制是由于螺旋场和重力的结合。第二，CMR模型有一个$\sim2$低恒星形成率的因素。缓慢的恒星形成也是由于表面螺旋场阻碍了大尺度的气体流入。质量只通过流光提供给吸积星系团。
2022-10-10 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
The Hourglass-shaped Magnetic Fields and Dust Filaments in the HH 211 Protostellar Envelope
Seoul National University（首尔大学）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University of Groningen（格罗宁根大学）
本研究利用ALMA偏振观测揭示HH 211包层中的尘埃丝状体、沙漏形与环形磁场，并结合温度和柱密度分布探讨其形成及外流、下落结构。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The dynamical properties of dense filaments in the infrared dark cloud G035.39-00.33
红外暗云（IRDC）是研究大质量恒星和恒星团簇形成的初始条件的独特实验室。我们提出了高灵敏度和高角分辨率IRAM PdBI观测N2 H+（1-0）对IRDC G035.39-00.33。我们发现，G035.39-00.33是一个高度复杂的环境，由几个速度间隔小于1 km/s的中度超音速细丝（sigma_NT/c_s ~1.5）组成。在多个光谱分量是明显的，矩分析高估了非热贡献的线宽的一个因素~2。大规模的速度梯度明显在以前的单碟地图可以解释的存在下，现在明显的干涉图。虽然全球速度梯度很小（<0.7 km s^-1 pc^-1），但有证据表明存在局部尺度的动力学过程（~1.5-2.5 km s^-1 pc^-1）。系统的趋势，速度梯度观察到几个连续峰。这表明运动学受到致密（在某些情况下，无星）核心的影响。这些趋势被解释为要么是下落物质，吸积速率为~（7 \pm 4）x 10 ^-5 M_sun·年^-1，要么是膨胀壳层，动量为~24 \pm 12 M_sun·km·s^-1。这些观测突出了高灵敏度和高光谱分辨率数据在解开大质量恒星形成区复杂的运动学和物理结构方面的重要性。
2014-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Scale Magnetic Field Observations Reveal how Colliding Flows Trigger Star Formation
East Asian Observatory（东亚天文台）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Sun Yat-Sen University（国立中山大学）；Institut de Cienciès de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛史密森天体物理中心）；National Tsing Hua University（国立清华大学）
通过JCMT、ACA和ALMA的连续极化观测，从约5 pc到约4000 au尺度追踪磁场形态演化，发现U形磁场结构指向中心原星团，表明碰撞流拖拽磁场并触发大质量原星团形成。
2026-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Star Cluster Formation: Gas Accretion
星团的形成涉及到较小的、富含气体的子星团的生长，这些子星团是通过从嵌入子星团的巨大分子云中吸积气体而形成的。两个主要的吸积机制是来自致密细丝的气体吸积，以及来自云的环境背景。我们使用耦合平滑粒子流体动力学模型的气体，和N-体动力学模型的恒星，这些吸积过程到富含气体的星团进行模拟。我们发现，这两个吸积过程中，吸积星团失去了一些原来的质量，而获得质量的环境背景或致密的灯丝。从这两个过程中损失的质量与星团的总质量相比是很小的。然而，在背景介质吸积的情况下，如果星系团在周围介质中的运动速度足够快（$> 4$ kms $^{-1}$），净效应可能是星系团总质量的减少。我们发现，从集群的质量损失的量是独立的密度，宽度，或纤维的数量funneling气体进入集群，总是这样的集群的质量是不断增加的时间。我们比较我们的研究结果，理想化的处方用于模型恒星团簇形成在较大规模的GMC模拟，并发现，这样的处方作为一个上限时，描述他们所代表的星团的质量。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lowering the Characteristic Mass of Cluster Stars by Magnetic Fields and Outflow Feedback
磁场通常被认为会增加形成于星团中的恒星的特征质量，因为它们往往会增加有效的金斯质量。我们测试这种期望使用自适应网格细化（AMR）的团簇形成的分子云的湍流磁化团块的磁流体动力学模拟，作为吸积汇粒子处理恒星。我们发现，与通常的预期相反，在观测范围内的强度的磁场降低，而不是增加，特征恒星质量。它（1）减少了通过直接湍流压缩形成的中等质量恒星的数量，因为质量与恒星相当的团块子区域通常是磁亚临界的，不能直接压缩到坍缩，（2）增加了由致密细丝碎片产生的低质量恒星的数量。丝状体是沿着磁力线的质量积累的结果。为了成为磁超临界和碎片，灯丝必须积累足够大的柱密度（与场强成比例），这产生了高的体积密度（因此是一个小的热金斯质量），有利于形成低质量的恒星。我们发现，此外，特征恒星质量进一步减少流出反馈。结果表明，磁场和外流反馈对恒星初始质量函数（IMF）的形成都有重要影响。
2010-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Physical and chemical structure of the Serpens filament -- fast formation and gravity-driven accretion
巨蛇座灯丝是相对较近的分子云中的一个突出的细长结构，被认为处于早期演化阶段，因此研究其物理和化学性质可以揭示灯丝的形成和早期演化。其主要目标是在空间分辨率为0.07 pc，光谱分辨率为$\sim$ 0.1 km~s $^{-1}$的条件下，研究巨蛇座星系丝的物理、化学性质和动力学状态。我们用射电天文研究所Millim{é}trique 30-m（IRAM-30 m）和阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜对巨蛇座灯丝进行了$^{13}$ CO（1--0）、C $^{18}$ O（1--0）、C $^{17}$ O（1--0）、$^{13}$ CO（2--1）、C $^{18}$ O（2--1）和C $^{17}$ O（2--1）成像观测。在该细丝中观察到广泛的窄$^{13}$ CO（2--1）自吸收，导致$^{13}$ CO形态不同于由C $^{18}$ O和C $^{17}$ O追踪的晶体结构。我们的激发分析表明，C $^{18}$ O跃迁的不透明度变得高于在大多数地区的统一，这种分析证实了广泛的CO耗尽的存在。此外，我们表明，当地的速度梯度有一个趋势，是垂直于细丝的长轴在外围和平行于大规模的磁场方向。局部速度梯度的大小朝着细丝的波峰减小。观测到的速度结构可能是重力驱动的吸积流的结果。C-$^{18}$-O冻结过程的等时演化轨迹表明，细丝是年轻的，年龄为$\lesssim$ 200…
2021-01-20 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
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
Magnetic fields in the massive star-forming region NGC 6334 and their relationship with the properties of dust filaments probed by [CII] and PAH emissions
通过近红外偏振和 [CII] 线观测，发现 NGC 6334 主纤维的磁场垂直于纤维，气体沿磁场从 HII 区壳层吸积，促进活跃恒星形成。
2025-05-26 astro-ph.GA
A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion
观测到的附近星系周围的HI吸积只能占维持目前观测到的恒星形成率所需的气体供应的一小部分。正如星系形成的数值模拟所预测的那样，额外的吸积可能以低柱密度冷流的形式发生。为了抑制这种流动的存在和性质，我们提出了深HI观测获得的NRAO绿岸望远镜的区域测量NGC 2403周围的4乘4度。这些观测结果显示，在20 km/s线宽范围内，5 σ探测限为2.4 x 10^18 cm^-2，在主HI盘外存在一个低柱密度的扩展云，距离星系中心西北约17'（~16 kpc或~ 2 R25）。星云的HI总质量为6.3 x 10^6 Msun，占NGC 2403 HI总质量的0.15%。该云团与内盘中的8 kpc高速HI细丝有关，这是Fraternali等人（2001，2002）在深VLA观测中观测到的。我们讨论了云的起源的几种方案，并得出结论，它要么是从星系际介质吸积，或者是一个较小的相互作用与邻近的矮星系的结果。
2014-07-14 astro-ph.GA
Signatures of Accreting Black Holes in Line Intensity Mapping
The University of Tokyo（东京大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
利用IllustrisTNG模拟构建Hα和He II强度映射，发现吸积黑洞贡献显著（Hα达40-60%，He II达60-80%），主导散粒噪声并增强小尺度功率谱，对SPHEREx和CDIM等观测有重要影响。
2026-06-01 astro-ph.GA
Chandra Detection of An Evolved Population of Young Stars in Serpens South
我们提出了一个钱德拉研究的深埋巨蛇座南恒星形成区，研究集群结构和磁盘的性质在最早的阶段。总共检测到152个X射线源。结合斯皮策和2 MASS测光，66个X射线源可靠地匹配到红外对应物。我们确定21 I类，6平谱，16 II类，18 III类年轻恒星; 5未分类。18个源在X射线中是可变的，8个表现出耀斑样发射，和一个周期性源。对星团X射线光度距离进行了估算，最佳匹配是与天鹰座裂谷复合体前部的近距离260 pc。发现$N_{H}$与$A_{K}$的比值为$\sim$ 0.68 × 10 $^{22}$，与在其他年轻低质量区域中测量的值相似，但低于在ISM和高质量集群中测量的值（$\sim$ 1.6- 2 × 10 $^{22}$）。我们发现的空间分布紧密遵循的致密的灯丝，恒星已经形成，与第二类人口仍然强烈相关的灯丝。在该区域有四个子星系团，其中三个在灯丝上形成结，第四个在西边，它们可能没有关联，但可能对分布的III类种群有贡献。在这样一个年轻的集群中，无盘III类（上限为30%的分类X射线源）的百分比很高，这可能表明磁盘的处理受到集群环境的影响，而不仅仅是时间尺度的依赖。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hub-filament systems and the growth of massive stars: episodic accretion, clustered environments, and projection effects
Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔文天体物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟结合合成观测，揭示80%未来大质量恒星属成团环境，其增长具间歇性，增强吸积与枢纽-纤维系统相关，强调解读相关观测需考虑投影效应。
2026-08-04 astro-ph.GA
Mon R2: A Hub-Filament System with an Infrared Bubble at the Hub center
通过多波长多尺度研究揭示Mon R2枢纽-纤维系统的螺旋结构及中心枢纽质量大于纤维，发现分子环、红外环等特征，表明其在气体吸积与大质量恒星反馈作用下从红外宁静转为明亮。
2024-12-03 astro-ph.GA
Far-infrared observations of a massive cluster forming in the Monoceros R2 filament hub
我们目前的远红外观测麒麟R2（一个巨大的分子云，距离约830 pc，包含几个活跃的恒星形成地点），如在70 μm，160 μm，250 μm，350 μm，和500 μm的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）和光谱和光度成像接收器（SPIRE）在赫歇尔空间天文台上安装了一台光学仪器，作为赫歇尔OB年轻恒星天体成像巡天（HOBYS）关键方案的一部分。Herschel数据得到了SCUBA-2号亚毫米波段数据以及WISE和Spitzer号中红外波段数据的补充。此外，C18 O数据从IRAM 30米望远镜，并用于运动学信息。源提取与getsources的地图，并从测量的通量，光谱能量分布的构建，允许源质量和尘埃温度的测量。在该区域探测到的177个赫歇尔源（在多个波长下具有高信噪比和低轴比的探测）中，包括原恒星和无星核心，其中29个位于该区域中心的行星中心（略高于观测面积的1%）。这些天体平均来说比周围区域的天体更小、更重、更亮（这表明它们处于进化的后期），这一结果不能完全用选择效应来解释。这些结果表明，中心可能在比外部区域更早的一点开始恒星形成，可能是由于早期恒星形成的反馈。此外，中心可能通过从周围的细丝中吸积物质来维持其恒星的形成。
2017-12-02 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): IV. Grain alignment mechanisms in Cocoon Nebula (IC 5146) using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究茧状星云丝状区域颗粒排列机制，发现偏振空洞主要源于RAT排列效率降低，并找到磁增强RAT机制的证据。
2025-07-09 astro-ph.GA
A study of the large-scale formation in the environment of A3266: Infalling groups, filaments, and a premerger cold front
Universität Bonn（波恩大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究利用SRG/eROSITA数据与SLOW模拟，探究A3266外围至3R₁₀₀区域，发现其与西北向星系群间的X射线纤维结构，揭示A3266沿宇宙网的持续并合过程。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the Star Formation and HI Gas Properties of Galaxies Along Large-scale Structures Around the Virgo Cluster
本研究绘制室女座星系团周围纤维与星系群中星系的恒星形成和HI气体性质，发现部分低密度环境中星系已被淬灭，HI缺失比例低于红星系比例，表明环境对HI影响较小。
2025-05-27 astro-ph.GA
Time Varying Dynamical Star Formation Rate
我们提出了动态恒星形成的数值证据，其中吸积的恒星质量随时间超线性增长，大致为$t^2$。我们进行模拟恒星形成的自引力流体动力学和磁流体动力学湍流是连续驱动的。通过在模拟中打开或关闭气体的自引力，我们证明了自引力是在反馈效应接管之前的早期设定质量吸积速率的主要物理效应，这与顺磁性调节的恒星形成理论相反。我们发现，引力坍缩使恒星周围的密度分布变陡，在对数正态密度概率分布函数上产生幂律尾。此外，我们发现湍流的速度分布扁平内崩溃的区域，改变的尺寸线宽的关系。这种局部平坦化反映了湍流速度在小尺度上的增强，正如速度功率谱的变化所证实的那样。我们的研究结果表明，气体自引力动态地改变了云的密度和速度结构，从而产生了随时间变化的恒星形成率。我们发现，形成恒星的气体中有很大一部分是通过低密度流到达的，而不是通过高密度细丝吸积的。
2015-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating inner and large scale physical environments of IRAS 17008-4040 and IRAS 17009-4042 toward l = 345.5 deg, b = 0.3 deg
我们提出了一个多波长的观测研究IRAS 17008 - 4040和IRAS 17009 - 4042探测恒星形成（SF）机制在这两个网站的运作。每个IRAS位点嵌入在一个巨大的ATLASGAL 870 μ m团（~2430 - 2900 M_sun）中，若干个160 μ m的秒差距尺度的细丝径向指向这些团（Td~25 - 32 K）。斯皮策和VVV光度数据的分析描绘了一组红外过量源对这两个团块，表明正在进行的SF活动。在每个IRAS站点，0.61和1.28 GHz的高分辨率GMRT无线电地图证实了H II区域的存在，这些区域由B型恒星提供动力。在IRAS 17008 - 4040站点，一个先前已知的没有H II区域的O星候选者被确定为6.7 GHz甲醇脉泽发射（即IRcmme）的红外对应物。基于VLT/NACO自适应光学L '图像（分辨率~0.1 arcsec），源IRcmme被分解为两个对象（即IRcmme 1和IRcmme 2），在900 AU的尺度内，被发现与ALMA核心G345.50 M相关。IRcmme1的特点是作为一个ultracompact H II区发病前的主要吸积HMPO候选人。在站点IRAS 17009 - 4042中，1.28 GHz的地图已经解析了先前报告为单个无线电峰值的两个无线电源。总之，在每个IRAS站点中，细丝（即大规模团块）的连接处与红外过量源的集…
2018-10-17 astro-ph.GA
High star formation rates as the origin of turbulence in early and modern disk galaxies
对早期星系的恒星形成和运动学的高空间和光谱分辨率观测表明，三分之二是大质量旋转盘星系，其余是质量较小的非旋转物体。视线平均速度色散通常比今天的盘星系高五倍。这表明，早期宇宙中引力不稳定、富含气体的盘是由沿着宇宙细丝流动的冷的、致密的吸积气体和穿透热的星系气体晕提供燃料的。然而，这些吸积流还没有被观测到，宇宙吸积不能为观测到的湍流提供动力。在这里，我们报告了我们在附近宇宙中发现的罕见的高速色散盘星系的新样本，在那里冷吸积不太可能驱动它们的高恒星形成率。我们发现，速度色散是最根本的恒星形成率，而不是他们的质量，也没有气体分数，这导致了一个新的图片，恒星形成本身是充满活力的驱动程序的星系盘湍流在所有宇宙时代。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Quenching from Cosmic Web Detachment
我们提出了宇宙网脱离（CWD）模型，一个框架来解释恒星形成历史的星系在宇宙学的背景下。CWD模型将几种已知的破坏或停止恒星形成的饥饿机制统一到一个单一的物理框架中。银河系在早期通过一个原始细丝网络开始吸积恒星形成气体，这仅仅与初始条件下的密度波动模式有关。但是当壳层穿越发生在星系际尺度上时，这种模式被打乱，星系从其原始细丝中分离出来，结束了冷气体的吸积。我们认为，CWD包括已知的外部过程停止恒星的形成，如骚扰，扼杀和饥饿。在这些外部过程之上，内部反馈过程（如活动星系核）也有助于停止恒星的形成。通过明确指出CWD事件的非线性性质，我们介绍了一个简单的形式主义，以确定CWD事件的N体模拟。有了它，我们重现和解释，在CWD的背景下，几个观测，包括缩小，宇宙恒星形成率的历史，星系质量色图和依赖的红星系的质量和局部密度的分数。
2019-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinetic temperature of massive star-forming molecular clumps measured with formaldehyde V. The massive filament DR21
利用IRAM 30米望远镜对DR21纤维进行甲醛观测，通过RADEX非LTE建模得到动力学温度，发现温度梯度与内部恒星形成和激波加热相关，且与OMC-1和N113结果相似，暗示共同物理机制。
2024-05-29 astro-ph.GA
A continuous parameterization of the cosmic web
CONICET-Universidad Nacional de Córdoba, Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会科尔多瓦国立大学理论与实验天文学研究所）；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de La Plata (CCT La Plata, CONICET,UNLP), Observatorio Astronómico（拉普拉塔天体物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata (UNLP)（拉普拉塔国立大学天文学与地球物理学学院）；Departamento de Física Teórica M-8, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理系）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理高级研究中心）
本文提出一种连续参数化方法，用于研究星系环境对其内在性质的影响，通过Hessian矩阵特征值分析揭示星系属性与环境的连续依赖关系。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
