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
CARMA Large Area Star Formation Survey: Structure and Kinematics of Dense Gas in Serpens Main
我们目前的观测N2 H+（1-0），HCO+（1-0），HCN（1-0）对巨蛇座主分子云从CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy）。我们以7角秒的角分辨率绘制了巨蛇座主星系150平方角分的地图。气体排放集中在两个子集群（西北和东南子集群）。与NW亚群相比，SE亚群具有更突出的运动构造和更复杂的运动学特征。两个子团中的大多数气体具有亚音速到音速的速度分散。我们应用N2 H+（1-0）的树状图技术来研究天然气结构，SE亚群比NW亚群具有更高的层次。结合树状图和直线拟合分析揭示了两个不同的关系：一个平面的非热速度色散和大小之间的关系，和速度质心和大小的变化之间的正相关。这两个关系意味着云的特征深度为0.15 pc。此外，我们已经确定了六个灯丝在SE子集群。这些细丝的长度为0.2 pc，宽度为0.03 pc，小于赫歇尔观测所建议的0.1 pc的特征宽度。长丝可根据其性质分为两类。第一类位于东南亚星系团的东北部，具有较大的速度梯度，较小的质量，和接近临界的质量每单位长度比。另一种位于东南星团西南部，具有相反的性质。几个YSO是沿着两个具有超临界单位长度质量比的细丝形成的，而具有接近临界单位长度质量比的细丝与YSO无关，这表明恒星是在引力不稳定的细丝上形成的。
2014-10-13 astro-ph.GA
Magnetized filamentary gas flows feeding the young embedded cluster in Serpens South
观测表明，分子云具有很强的磁化性，磁场影响着恒星的形成。支持分子云被显著磁化这一结论的一个关键观察结果是，分子云内部结构的方向与磁场的方向密切相关。在低柱密度下，该结构与磁场平行排列，而在较高柱密度下，气体结构通常垂直于磁场取向，在可视距离$A_V\gtrsim{}3~\rm{}mag$处有过渡。在这里，我们使用SOFIA上的HAWC+偏振计的远红外偏振观测来报告相对取向的进一步转变的发现，即，在巨蛇座南云的部分地区，$A_V\gtrsim{}21~\rm{}mag$恢复到平行排列。这种转变似乎是由气体流动引起的，表明磁超临界状态在$A_V\gtrsim{}21~\rm{}mag$附近发生，即使在相对较强的磁场存在的情况下，也会发生引力坍缩和恒星团簇形成。
2020-09-29 astro-ph.GA
The stability of dense cores near the Serpens South protocluster
该研究通过甚大阵观测巨蛇座南原星团及周边纤维的致密气体，识别出94个致密核，分析其温度、运动学与位力状态，揭示原星团外流与致密气体作用对核稳定性的影响，预测未来恒星形成质量将提升约2倍。
2024-04-10 astro-ph.GA
Cluster Formation Triggered by Filament Collisions in Serpens South
巨蛇座南红外暗云由几个冰脊组成，其中一些分裂成密集的团块。根据CCS（$J_N=4_3-3_2$）、HC $_3$ N（$J=5-4$）、N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）和SiO（$J=2-1, v=0$）的观测资料，研究了这些洋脊的运动学和化学演化。我们发现，CCS是非常丰富的沿主丝在原星团。我们强调，Serpens南部是第一个检测到极强CCS排放的集群形成区域。在原星系团中，CCS与N $_2$ H $^+$的丰度比约为0.5，而在主丝的其他部分约为3。我们确定了六个密集的脊与不同的$V_{\rm LSR}$。这些脊似乎向原星团聚集，表明这些脊的碰撞可能触发了团簇形成。碰撞大概发生在几个$\times \ 10^5$年内，因为CCS只有在这么短的时间内才是丰富的。短的寿命与这样一个事实相一致：在原星团中，I类天体的典型寿命为$0.4 \times \ 10^5$年，其数量比例极高，约为70%。在北部，两个脊似乎部分碰撞，形成V形团块。此外，我们还探测到了强的双极SiO发射，这是由于分子流出吹出的原恒星团，以及扩展的弱SiO发射，可能源于灯丝碰撞。
2014-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamical State of The Serpens South Filamentary Infrared Dark Cloud
我们提出的结果，N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）的观测对巨蛇座南部，最近的集群形成，红外暗云。通过拟合N $_2$ H $^+$的超精细结构得到了物理量。Herschel和1.1-mm连续谱图显示，pc尺度的细丝碎片成三个团块，半径为$0.1-0.2$ pc，质量为$40-230M_\odot$。我们发现，团块包含较小规模的（$\sim 0.04$ pc）结构，即，致密核我们通过将CLUMPFIND应用于N $_2$ H $^+$数据立方体来识别70个核。在中央团簇形成的团块中，激发温度和线宽往往很大，可能是由于原恒星外流反馈和恒星辐射。然而，对于所有的团块，维里比被评估为$0.1-0.3$，表明内部运动在团块支持中只起很小的作用。团块没有表现出自由落体，而是低速下落，因此团块应该由附加力支撑。最有希望的力是朝向该区域观察到的全局有序磁场。我们建议，巨蛇座南丝接近磁临界和双极扩散触发集群的形成。我们发现，北部的星团，这表明没有活跃的恒星形成，有一个质量和半径的中央集群形成的集群，因此，它是一个可能的候选人{ \it pre-protocluster clump}。团簇形成的初始条件很可能是一团由磁性支撑的冷的、静止的气体。这似乎与吸积驱动的湍流方案相矛盾，其中团块中的湍流由吸积流维持。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Arizona Radio Observatory CO Mapping Survey of Galactic Molecular Clouds: III. The Serpens Cloud in CO J=2-1 and 13CO J=2-1 Emission
我们映射12 CO和13 CO J = 2-1发射超过1.04平方度的巨蛇座分子云38弧秒的空间和0.3公里/秒的光谱分辨率使用亚利桑那州射电天文台海因里希赫兹亚毫米望远镜。我们的地图解决了整个Serpens云的运动学特性。我们还比较了我们的速度矩图与已知的位置的年轻恒星对象（YSO）和1.1毫米连续发射。我们发现，12 CO是自吸收和13 CO是光学厚的巨蛇座核心。在巨蛇座核心之外，气体出现在具有LSR速度的沉积结构中，相对于巨蛇座云的8 km/s系统速度，LSR速度蓝移高达2 km/s。我们发现，巨蛇座核心中已知的I类、扁平类和II类YSO最有可能形成于同一空间位置，并且此后逐渐分离。12 CO线比的空间和速度结构意味着一个详细的三维辐射转移模型的云将是必要的，我们的光谱数据的充分解释。星云的无星核心区域很可能是巨蛇座恒星形成的下一个地点。
2013-11-16 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
Random gas motions inside sub-parsec scale supercritical filaments
Taiyuan Normal University（太原师范学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Yunnan University（云南大学）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Universidad de Chile（智利大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
利用ATOMS巡天的H13CO+ J=1-0数据，统计分析了亚秒差距超临界纤维中速度梯度，发现局部速度梯度方向随机，与纤维骨架和引力场无关联，表明湍流而非引力主导小尺度气体动力学。
2026-07-02 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
B-fields in Star-Forming Region Observations (BISTRO): Magnetic Fields in the Filamentary Structures of Serpens Main
我们提出了850 $μ$ m偏振观测对巨蛇座主分子云获得的POL-2偏振仪的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）的一部分，在恒星形成区观测（BISTRO）调查的B-字段。这些观测探测了巨蛇座主分子云在大约6000 au尺度上的磁场形态，该分子云由核心和六个具有不同物理性质（如密度和恒星形成活动）的细丝组成。利用相对取向直方图（HRO）技术，我们发现在$N_{H_2} < 0.93\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的低密度星系结构中，磁场平行于细丝（磁场垂直于密度梯度），而在具有恒星形成活动的致密星系结构中，磁场垂直于细丝（磁场平行于密度梯度）。此外，应用HRO技术，以更密集的核心区域，我们发现，磁场方向的变化，成为垂直于密度梯度再次在$N_{H_2} \approx 4.6 \times 10^{22}$厘米$^{-2}$。这可以解释为核心形成的标志。在$N_{H_2} \approx 16 \times 10^{22}$ cm处，$^{-2}$磁场再次变回平行于密度梯度，这可以理解为是由于下落的材料将磁场拉入。此外，我们还利用Davis-Krasekhar-Fermi方法估算了磁丝（$B_{POS} = 60-300~μ$ G）的磁场强度，并根据磁场和湍流能量密度讨论了磁丝是否具有引力不稳定性.
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Self-gravitating Filament Formation from Shocked Flows: Velocity Gradients across Filaments
在恒星形成云的典型环境中，会聚的超音速湍流会产生激波压缩区域，并可以产生强磁化的片状层。MHD数值模拟表明，在这些激波后层中，通过沿磁场线聚集物质，形成了致密的细丝和嵌入的自引力核。作为优选方向质量收集的结果，垂直于细丝长轴的速度梯度是模拟中看到的常见特征。我们表明，这一预测是在良好的协议与最近的观察CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy），从中我们确定了几个长丝突出的速度梯度垂直于其主轴。突出的灯丝从西北部的Serpens南，我们提供了定性和定量的模拟结果和观测数据之间的比较。特别是，我们表明，无量纲比$C_v \equiv {Δv_h}^2/(GM/L)$，其中$Δv_h$是所观察到的垂直速度差的一半，在整个灯丝，和$M/L$是灯丝的质量每单位长度，可以区分灯丝形成纯粹由于湍流压缩和那些形成由于重力引起的吸积。我们的结论是，在巨蛇座南西北灯丝观察到的垂直速度梯度，可以由重力引起的各向异性吸积的材料从一个平坦的层。使用我们模拟的细丝的合成观察，我们还提出密度选择效应可以解释观察到的亚细丝（一个细丝在速度空间中分解为两个分量），如Dhabal等人（2018）所报道的那样。
2020-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 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
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
Filamentary Structures and Star Formation Activities in the Sites S234, V582, and IRAS 05231+3512
为了研究物理过程，我们提供了位于l = 171.7 - 174.1度的S234，V582和IRAS 05231+3512站点的观测结果。基于CO线数据，我们发现这些位置不是物理连接的，并且包含至少一个细丝（长度> 7 pc）。与V582和IRAS 05231+3512相关的暗条的观测线质量（M_line，obs）分别为~37和~28 M_sun/pc。这些细丝的特征在于热超临界，并含有几个团块。在包含V582的暗条附近观测到了大量的红外线过剩源和大质量B型星，而在IRAS 05231+3512周围发现了非常少的恒星形成活动。我们的结果有利于径向崩溃的情况下，在长丝窝藏V582和IRAS 05231+3512。在位置S234中，两个细丝（即ns 1（M_line，obs ~130 M_sun/pc）和ns 2（M_line，obs ~45 M_sun/pc））被识别为热超临界。一个扩展的温度结构在27-30 K围绕一个相对冷（~19 K）~8.9 pc长的灯丝ns 1。在ns 1中至少可以看到四个凝聚（M_clump ~70-300 M_sun），并且没有GMRT 610 MHz的射电辐射。丝ns 2主机集群是缺乏持续的SF，并可能在早期阶段的碎片。在ns 1中观察到强烈的SF活动，SF效率约为3.3%，SF率约为40-20 Msun/Myr（对于t_sf约为1-2 Myr）。S23…
2018-07-17 astro-ph.GA
Resolving the Vela C ridge with P-ArTeMiS and Herschel
我们提出了APEX/P-ArTéMiS 450μm连续观测RCW 36和邻近的脊，一个高质量的高柱密度的附属结构在船帆座C分子云的中心。这些观测，在比赫歇尔的SPIRE相机更高的分辨率下，揭示了中央恒星形成脊的清晰碎片。结合PACS远红外和SPIRE亚毫米观测从Herschel HOBYS项目，我们建立了一个高分辨率的列密度映射与P-ArTéMiS的区域。我们提取了船帆座C脊的径向密度分布，其中心宽度约为0.1pc，与Herschel Gould带巡天中测量的低质量恒星形成细丝相一致。与古尔德带阿奎拉复合体的Serpens South直接比较，揭示了两个地区之间的许多相似之处。尽管船帆座C海脊和巨蛇座南灯丝可能有不同的形成机制和历史，但它们有着共同的特征，包括它们的灯丝中心宽度。
2012-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filamentary fragmentation in a turbulent medium
我们提出了平滑粒子流体动力学模拟的结果调查的演变和分裂的细丝是从湍流介质中吸积。我们表明，湍流的存在下，以及由此产生的不均匀性的吸积流，在破碎过程中发挥了重要作用。经历弱湍流吸积流碎片的细丝，以两层分层的方式，类似于猎户座整体形细丝中看到的碎片模式。增加湍流速度场中的能量导致细丝内更多的子结构，并且可以看到从重力主导的碎裂向重力主导的碎裂的转变。在细丝中形成的子结构是细长的，大致平行于细丝的纵轴，类似于金牛座观测中看到的纤维，并表明磨损和碎片的情况是产生纤维的可能机制。我们表明，这些纤维状结构的形成是联系在一起的涡度的速度场内的细丝和细丝的吸积从一个不均匀的介质。此外，我们发现，吸积是能够驱动和维持大致音速水平的湍流内的细丝，但不能防止径向崩溃，一旦细丝成为超临界。然而，含有纤维状结构的超临界长丝不会径向塌陷，这表明纤维长丝一旦达到临界线密度就不一定会变得径向不稳定。
2017-03-13 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
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
$Herschel$ 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 $的超临界细丝中，这意味着引力束缚核来自超临界细丝的碎裂。根据观测证据，英仙座南部的概率分布函数（PDF）呈幂律分布，比北部平坦，YSO数显著小于北部，尘埃温度差异显著。我们推断南区比北区更受重力束缚。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filament Accretion and Fragmentation in the Perseus Molecular Cloud
本文利用英仙座分子云NH$_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
Filamentary Hierarchies and Superbubbles II: Impact of superbubbles and galactic dynamics on filament formation and fragmentation
McMaster University（麦克马斯特大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本文研究了银河剪切、超新星和磁场对丝状体形成和碎裂的影响，发现丝状体稳定性与磁场密切相关，且外盘区域的丝状体更易被剪切耗散。
2026-02-25 astro-ph.GA
Observational signatures of end-dominated collapse in the S242 filamentary structure
利用OSO-20 m望远镜对S242星形成区的一个细长的星系结构（长约30 pc）进行了新的CO（~（13）CO（1-0）和C_（18）O（1-0））和CS（2-1）线观测。其中一个暗条的末端是S242 HII区，而另一端则是普朗克冷团。在灯丝中识别出几个子区域，并且是超音速的，马赫数为2.7-4.0。动力学状态的研究表明，超临界性质的子区域（除中央部分），这不能支持的组合的热和湍流运动。年轻的恒星物体在整个暗条上都可以看到，但在暗条的末端更集中。致密的分子核心主要朝向细丝末端观察，并且接近维里平衡。位置-速度图跟踪速度梯度（~1 km/s/pc）向两端。还观察到朝向细丝的速度振荡模式，表明其断裂。暗条的崩溃时间尺度计算为约350万年。利用~（1-3）CO观测资料，发现暗条的速度结构函数与Musca云的速度结构函数非常相似，滞后约1-3秒差距，偏离Larson速度-尺寸关系。在较高的滞后结构函数中观察到的振荡模式表明存在大规模和有序的速度梯度，以及通过沿灯丝吸积的碎片化过程。考虑到所有观测到的结果及其不确定性，S242暗条是端部主导坍缩的一个很好的例子。
2019-04-16 astro-ph.GA
The segregation of starless and protostellar clumps in the Hi-GAL l=224deg region
恒星形成于致密的尘埃结构中，这些尘埃结构嵌在较大的分子云团块中，通常在大尺度上（> 1 pc）显示出清晰的尘埃结构。在Hi-GAL调查中研究得最好的区域之一可以在l= 224度的区域观察到。在这里，一个附属区域已经被研究，它已经发现，原恒星团块大多位于沿着主灯丝，而无星团块被检测到离开这个灯丝，而是在次要的，不太突出的灯丝上发现。我们想研究这种分离效应以及它如何影响团块的性质。我们绘制了12 CO（1-0）线和它的主要三个同位素对两个最突出的灯丝观察到的l= 224度领域使用Mopra射电望远镜，为了设置观测约束这些结构的动态和相关的无星和原恒星团块。与无星团块相比，原恒星团块更明亮，更动荡，并且位于周围气体显示更大线宽的区域。我们看到了气体沿着主灯丝流动的证据，但我们没有发现任何从灯丝到Hi-GAL团块的吸积流的迹象。我们分析了暗条的径向柱密度分布和它们的引力稳定性。更大的质量和高度分散的主灯丝似乎是热超临界和引力约束，假设所有的非热运动都有助于热的支持，这表明与次级灯丝相比，进化的后期阶段。然后，Hi-GAL团块的状态和进化阶段似乎与宿主细丝的状态和进化阶段相关。
2016-08-18 astro-ph.GA
Star-forming sites IC 446 and IC 447: an outcome of end-dominated collapse of Monoceros R1 filament
我们提出了一个多波长观测的麒麟座R1（Mon R1）复杂（在d ~760 pc）的分析。一个细长的细丝（长度~14 pc，质量~1465 Msun）在复杂的，这是最突出的结构中的赫歇尔柱密度图进行了研究。对FUGIN ~（12）CO（1-0）和~（13）CO（1-0）谱线数据的分析证实了在[-5，+1] km/s速度范围内追踪到的暗条的存在。发现细丝在其相对端处具有两个先前已知的位点IC 446和IC 447。IC 446内有一颗大质量的年轻恒星天体（YSO），而IC 447内则有几颗大质量的B型恒星。Herschel温度图揭示了向暗条两端扩展的暖尘埃辐射（T_d ~ 15-21 K）。4.5微米/3.6微米发射的斯皮策比率图表明存在光解离区域和朝向IC 446和IC 447的流出活动的特征。基于点状源的光度分析，YSO的集群主要朝向灯丝端部追踪。丝被发现是热超临界显示其倾向的碎片，这是进一步证实了检测的周期性振荡模式（具有一个周期的~3-4 pc）的13 CO的速度分布。我们的研究结果表明，分布在暗条末端的碎片已经迅速坍缩，并形成了已知的恒星形成地点。总的来说，Mon R1中的细长细丝是“末端主导坍塌”情景的一个有希望的样本，如Pon等人所讨论的那样（2011，2012）。
2020-06-24 astro-ph.GA
Ionisation in Turbulent Magnetic Molecular Clouds I. Effect on Density and Mass-to-Flux Ratio Structures
先前的研究表明，一个区域的物理结构和运动学显著依赖于电离分数。在本文中，我们扩展我们以前的研究电离分数对恒星形成的影响，包括非理想磁流体力学和湍流云。我们的目标是量化的重要性，治疗的电离分数在动荡的磁化介质和研究的影响，形成恒星之前，塑造的云和细丝的湍流。特别是，我们调查的结构，质量和宽度的附属结构依赖于电离介质中的湍流量和初始的质量流量比。我们比较了由此产生的密度和质量-通量比结构，定性和定量通过灯丝和核心质量和灯丝拟合技术（高斯和普卢默配置文件）。我们发现即使在几乎没有湍流的情况下，湍流结构仍然存在。模拟结果的比较表明，对于大于2的湍流马赫数，类阶梯（SL）电离模型和仅宇宙射线电离模型之间的结构差异很小，而低于此阈值时，电离结构会显著影响细丝的形成。对芯和细丝内的质量的分析表明，随着湍流程度的增加，质量减少。最后，金牛座L1495/B213复杂内观察到的细丝最好由超临界质量流量比和/或至少温和的超音速湍流模型再现，然而，我们的模型表明，金牛座内观察到的无菌纤维可能发生在高度电离的亚临界环境中。基于此，我们认为，与肥沃的纤维的区域可能表明该区域内的反或超临界的质量流量比，而无菌纤维可能是亚临界和瞬态的。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filament Fragmentation in High-Mass Star Formation
目的：我们解决了长丝形成和破碎的长度尺度（res. <=0.1pc），特别是牛仔裤长度和圆柱体破碎尺度。研究方法：我们用3.2mm连续谱和1-0视场镶嵌图观测了原型的高质量恒星形成暗条IRDC 18223，空间分辨率为~ 4“（~ 14000 AU）。结果：尘埃连续辐射将灯丝分解成至少12个相对规则间隔的核的链。岩芯之间的平均间隔约为0.40（± 0.18）pc。虽然这与无限的、等温的、重力束缚的气体圆柱体的碎裂大致一致，但是M/l~1000M_sun/pc的高质量-长度比需要额外的湍流和/或磁性支撑来抵抗细丝的径向塌陷。N_2H ~+（1-0）数据揭示了垂直于主丝的速度梯度。虽然不能排除灯丝的旋转，但数据也与主灯丝由几个速度相干的子灯丝组成一致。此外，这种垂直于灯丝的速度梯度类似于最近的结果，对巨蛇座南部被解释为在磁化和湍流片状结构内的灯丝形成的签名。低密度气体示踪剂（[CI]和C18 O）在IRDC 18223暗条东西60“附近的尺度上揭示了类似的红/蓝移速度结构。这可能暂时被解释为一个签名的大规模云和较小规模的灯丝被运动学耦合。我们没有发现沿灯丝轴的速度梯度。这可能是由于没有显著的气体沿着平行轴流动，但也可能部分地由灯丝相对于天空平面的低倾斜角引起，这可以使这种特征最小化。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of dust polarization and molecular line emission from the Class 0 protostellar source Serpens SMM1
我们提出了高角分辨率尘埃偏振和分子线观测进行了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对0级原恒星巨蛇座SMM 1。通过补充这些观测与新的偏振观测从亚毫米阵列（SMA）和档案数据从组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT），我们可以比较磁场方向在不同的空间尺度。我们发现大（~0.1 pc）尺度之间的磁场方向的重大变化-其中磁场是面向E-W，垂直于SMM 1嵌入的尘埃灯丝的主轴-和中间和小尺度探测CARMA（~1000 AU分辨率），SMA（~350 AU分辨率），和ALMA（~140 AU分辨率）。ALMA图显示，双极外流的红移波瓣正在塑造SMM 1中源东南侧的磁场;然而，在源的西北侧和其他地方，低速冲击可能导致观察到的混乱磁场模式。高空间分辨率的连续谱和谱线观测也揭示了SMM 1-b中的一个紧密（~130 AU）的原双星系统，其东部成分发射了一个极高速的单侧喷流，在CO（2-1）和SiO（5-4）中都可以看到;然而，喷流似乎没有塑造磁场。这些观察结果表明，随着ALMA的灵敏度和分辨率，我们现在可以开始理解反馈的作用（例如，在非常年轻的恒星形成源（如SMM 1）中，原始恒星流出）在塑造磁场方面发挥着作用。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). III. Filaments and dense cores in the NGC 2068 and NGC 2071 regions of Orion B
本文通过TRAO-FUNS项目对猎户座B的NGC 2068和NGC 2071区域进行分子谱线观测，识别出速度相干纤维和48个致密核，发现纤维的引力临界性是其碎裂并形成致密核及后续演化的关键条件。
2023-09-18 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
A PPMAP analysis of the filamentary structures in Ophiuchus L1688 and L1689
本文利用PPMAP（Point Process MAPping）算法对蛇夫座分子云L1688和L1689亚区的\textit{Herschel}和SCUBA-2观测资料进行了再分析。PPMAP通过使用原始分辨率下的观测值来提供高分辨率地图（此处为$14''$，对应于$\sim 140\,{\rm pc}$下的$\sim 0.01\,{\rm pc}$）。PPMAP还通过区分不同类型和不同温度的灰尘，提供更准确的灰尘光学深度。纤维和星前核几乎都位于具有$N_{\rm H_2}\gtrsim 7\times 10^{21}\,{\rm cm}^{-2}$的区域（对应于$A_{_{\rm V}}\gtrsim 7$）。尘埃温度，$T$，往往与尘埃不透明度指数，PDMATHAMT，与低$T$和低PDMATHAMT往往集中在内部的细丝。这种趋势的一个例外是L1688中的一段暗条，在投影中落在两颗B星S1和HD 147889之间;这里的$T$和$β$相对较高，并且有令人信服的证据表明来自这两颗恒星的反馈已经加热和压缩了暗条。灯丝{ \sc fwhm}通常在$0.10\,{\rm pc}$至$0.15\,{\rm pc}$的范围内。大多数长丝的线密度在$25\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$至$65\,{\rm M_{_\odot}\,pc^{-1}}$的范围内。如果它们唯…
2021-04-08 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Evidence for Pinched Magnetic Fields in Quiescent Filaments of NGC 1333
我们利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜的恒星形成区观测中的$B$场在$850 μ\mathrm{m}$上的偏振数据研究了NGC 1333内致密星际细丝的内部3D磁结构。理论模型预测灯丝中的磁场线将倾向于被径向向内拖曳（即，由于细丝的自重力而朝向中心轴线收缩）。我们研究的横截面轮廓的总强度（$I$）和偏振强度（PI）的尘埃排放在四个部分的灯丝不受当地的恒星形成，预计将保留一个原始的磁场结构。我们发现PI和$I$中的纤维的半高宽不同，PI中有两段明显变窄（半高宽比$\simeq 0.7-0.8$），一段变宽（半高宽比$\simeq 1.3$）。极化分数（$P$）的灯丝轮廓没有显示出在灯丝的脊柱，这是不符合$P$和$I$之间的关系通常看到的分子云和原恒星的核心。尘埃颗粒排列随密度的变化不能再现观测到的$P$分布。我们证明了数值的$I$和PI横截面轮廓的磁流体静力平衡的细丝将有不同的相对宽度取决于视角。因此，观察到的NGC 1333中的半高宽比的变化与细丝内的箍缩磁场结构的模型一致，特别是如果它们是磁近临界或超临界的。
2021-12-09 astro-ph.GA
A possible link between the power spectrum of interstellar filaments and the origin of the prestellar core mass function
星前CMF的两个主要特征是：1）在1 Msun以下有一个宽峰，大概对应于平均引力碎裂标度; 2）一个特征性的幂律斜率，非常类似于高质量端恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率。虽然最近的赫歇尔观测表明，星前CMF的峰值接近临界细丝中的热金斯质量，但CMF/IMF在高质量端的幂律尾部的起源不太清楚。Inutsuka（2001）提出了一个理论方案，其中幂律尾的起源可以理解为星际湍流沿着细丝长轴播种的初始密度扰动谱的增长。在这里，我们报告的线质量波动的统计特性的细丝附近的分子云观察与赫歇尔使用1-D功率谱分析。在去除小尺度下束流卷积的影响后，用幂律函数$(P_{true}(s) \propto s^α)$拟合了观测到的灯丝功率谱。发现功率谱斜率的高斯分布集中在-1.6处，接近亚音速Kolomogorov湍流产生的一维速度功率谱（-1.67）。经验相关性，$P^{0.5}(s_0) \propto <N_{\rm H_2}>^{1.4 \pm 0.1} $，也被发现之间的振幅，每个灯丝功率谱$P(s_0)$和平均列密度沿灯丝$<N_{\rm H_2}>$。最后，发现沿着每个灯丝$σ_{\rm M_{line}}$的线质量波动的分散与灯丝的物理长度$L$成比例，大致为$σ_{M_{line}} \propto L^{0.7}$。总的来说，我们的研究结果是一致的建议，大部分CMF/I…
2015-09-06 astro-ph.GA
Probing the structure of a massive filament: ArTeMiS 350 and 450 micron mapping of the integral-shaped filament in Orion A
在猎户座A分子云内，积分形灯丝（ISF）是一个突出的，度长的致密气体和尘埃结构，具有最近和正在形成的高质量恒星的明显迹象。我们在APEX使用ArTeMiS测辐射热计相机绘制了覆盖OMC-1、OMC-2、OMC-3的350和450微米的0.6x0.2 deg^2区域。我们将这些数据与Herschel-SPIRE图相结合，以恢复扩展发射。组合的Herschel-ArTeMiS地图提供了致密冷物质分布的详细信息，具有高空间动态范围，从我们的8“分辨率（0.016 pc）到地图的大小~10-15 deg。通过结合160、250、350和450微米的Herschel和ArTeMiS数据，我们构建了高分辨率的温度和H2柱密度图。我们从ISF的几个有代表性的部分中的柱密度图中提取径向轮廓，我们用高斯和普卢默模型拟合以获得其固有宽度。我们还比较了由ArTeMiS追踪的物质分布与最近用ALMA干涉仪观察到的更高密度示踪剂N2 H+（1-0）中的物质分布。我们提取的所有径向轮廓都显示出明显的高斯偏差，并有证据表明存在内部平台，这在以前使用赫歇尔数据时是看不到的。我们测量的固有半功率宽度在0.06至0.11 pc的范围。这明显大于在N2 H+中观察到的纤维的高斯宽度，N2 H+可能只跟踪大尺度细丝的致密最内部区域。这些半功率宽度是在一个大样本的0.1 pc的值在各种低质量的恒星形成区域，这往往表明，跨临…
2021-05-26 astro-ph.GA
Magnetic field Topology and Star Formation in the Cepheus B Filamentary cloud under External Feedback
Indian Institute of Science Education and Research Tirupati（印度科学教育研究所提鲁帕蒂分校）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所穆扎法拉布尔分校）；Physical Research Laboratory (PRL)（物理研究实验室）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球行星科学系）；East Asian Observatory（东亚天文台）；Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）
利用JCMT的亚毫米尘埃偏振和$^{13}$CO谱线观测，研究Cep B分子云中磁场形态、纤维结构及其对恒星形成的影响，发现磁场在全局上支撑云团抵抗坍缩，而局部引力驱动碎裂和恒星形成，外部反馈塑造了云团形态和恒星形成活动。
2026-05-26 astro-ph.GA
$\rm H_2CO$ and $\rm H110α$ Observations toward the Aquila Molecular Cloud
利用中国科学院南山25 m望远镜观测到天鹰座分子云的甲醛$\rm H_2CO(1_{10} - 1_{11})$吸收线和H $110α$射电复合线（RRL）。这些对$\rm H_2CO$ $(1_{10} - 1_{11})$吸收线的首次观测确定了天鹰座分子复合体中正在进行的恒星形成所影响的分子区域的范围，并显示了一些动力学特性。$\rm H_2CO$的激发温度$T_{ex}$的分布确定了两个已知的恒星形成区W40和巨蛇座南部，以及一个较小的新区域巨蛇座3。$\rm H_2CO$和$\rm ^{13}CO(1-0)$的强度和速度分布并不一致，这证实了$\rm H_2CO$的吸收结构主要取决于恒星形成时分子的激发，而不是由分布所代表的分子材料的可用性。在$\rm H_2CO$的速度通道图中发现了一些速度相干的线性$\rm ^{13}CO(1-0)$结构，并发现三个恒星形成区位于细丝的交点上。$\rm H110α$发射只出现在W 40 H II区的位置上，光谱轮廓表明H II区外围有一个红移的球形外流结构。对天鹰座复合体的$\rm H_2CO$吸收进行的灵敏测绘正确地确定了复杂分子云中恒星形成活动的位置，光谱剖面揭示了主要的速度分量，并可能确定外流的存在。
2019-03-27 astro-ph.GA
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in L1251 located in the Cepheus flare
本研究利用 Herschel 数据和 getsf 算法识别 L1251 分子云中的 122 个核与 147 条纤维，分析其物理性质及相关性，发现多数核位于纤维中，其中 62% 处于超临界纤维，为恒星形成初始条件提供量化依据。
2024-03-16 astro-ph.GA
Herschel Gould Belt Survey in Taurus. II: A census of dense cores and filaments in the TMC1 region
本文利用赫歇尔多波段连续谱数据对金牛座 TMC1 区域进行致密核与纤维状结构普查，提取了 35 条纤维状结构和 44 个前恒星核，并分析其柱密度 PDF、质量分布及磁场取向关系，发现前恒星 CMF 与标准 IMF 相当。
2024-07-01 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
On the evolution of the observed Mass-to-Length relationship for star-forming filaments
本研究通过模拟和合成观测，揭示了恒星形成纤维在质量-长度图中的演化规律，发现吸积主导其质量增长，并识别出分割与消散等机制。
2024-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structures of GMC W 37
利用紫金山天文台德令哈站13.7 m单碟望远镜对具有$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的$J = 1 - 0$跃迁的巨分子云W 37进行了观测。根据这三条CO谱线，计算了径向速度在$+20 \mathrm{km s}^{-1}$附近的分子云的柱密度、云质量。由$^{13}$ CO辐射计算得到的W37的气体质量为$1.7\times10^5 M_\odot$，超过了巨分子云的标准. W 37的致密脊为致密细丝，线质量比为超临界。由C $^{18}$ O发射发现的致密团块沿致密脊排列，间隔约为2.8 pc，类似于大规模“香肠不稳定性”造成的团块分离。我们用\cite{2014A&A...568A..73R}确认了巨分子丝G18.0 -16.8的存在，并在G18.0 -16.8的西侧0.8度发现了一个新的巨分子丝G16.5-15.8。两种GMF都不是重力结合的，如它们的低线性质量比（$\sim80 M_\odot \mathrm{pc}^{-1}$）所示。我们比较了气体温度图与尘埃温度图从\emph{Herschel}图像，并找到相似的结构。I类天体和密集团块的空间分布让人想起发生在W 37西北部的触发恒星形成，靠近NGC 6611。
2015-11-04 astro-ph.GA
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores and filaments in M16: Enhanced formation efficiency in the stellar feedback-driven shell
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与分子星际介质实验室）
研究通过高分辨率地图分析M16星云中的密集核心和丝状结构，发现壳层内核心和丝状物的形成效率显著提高，揭示了恒星形成对周围分子云结构形成的作用机制。
2026-04-30 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
Gravitational collapse and accretion flows in the hub filament system G323.46-0.08
基于SEDIGISM和多项红外巡天数据，研究发现轮丝系统G323.46-0.08的三条纤维向中心大质量团块输送物质，其引力坍缩和沿纤维的吸积流是驱动中心团块形成与恒星形成活动的重要机制。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Uncovering distinct environments in an extended physical system around the W33 complex
我们提出了一个大规模的物理系统包含W33复杂的多波长调查。扩展系统（~50 pc x 37 pc）是根据分子气体在[29.6，60.2] km/s的分布和88个ATLASGAL 870微米尘埃团在d ~2.6 kpc的分布选择的。在13 CO和C18 O辐射图中追踪到的扩展系统/分子云包含了几个由OB星（年龄约0.3-1.0百万年）激发的HII区和一个热超临界暗条（“fs 1”，长度约17 pc）。没有电离气体的暗条显示尘埃温度（Td）为~19 K，而HII区的Td为~21-29 K。这表明云中存在两种不同的环境。I类年轻恒星天体（平均年龄约为440万年）的分布可以追溯到恒星形成的早期阶段（SF）。至少有三个速度分量（约35，45，和53公里/秒）的系统进行了调查。13 CO和C18 O的分析揭示了35和53 km/s附近云成分的空间和速度联系。观测到的位置，以前已知的来源，W33主，W33 A和O 4 -7I星，被发现对这两个云组件的互补分布。暗条“fs 1”和一个先前已知的物体W33 B被看到朝向云的重叠区域，在那里持续的SF活动是明显的。一个方案有关的收敛/碰撞流从两个不同的速度分量似乎很好地解释了观察到的路标SF活动的系统。
2020-05-28 astro-ph.GA
First clear detection of the CCS Zeeman splitting toward the pre-stellar core, Taurus Molecular Cloud-1
我们报告的第一个明确的检测到的CCS发射线在45 GHz的塞曼分裂附近的星前致密的灯丝，金牛座分子云-1。我们同时观察到HC $_3$ N非塞曼细胞系和CCS细胞系，并且没有检测到HC $_3$ N细胞系的任何显著分裂。因此，我们得出结论，我们的检测CCS塞曼分裂是强大的。导出的\textcolor{black}{line-of-sight}磁场强度约为117 $\pm$ 21 $μ$ G，如果我们采用45 $^\circ$的倾角，则其对应于归一化的质量与磁通量比为2.2。因此，我们得出结论，TMC-1灯丝是磁超临界。最近的CCS和HC $_3$ N线沿视线的辐射转移计算表明，灯丝崩溃的速度$\sim$ 0.6公里s $^{-1}$，这是可比的三倍的等温声速。这种下落速度似乎与引力下落核的演化相一致。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust polarized emission observations of NGC 6334; BISTRO reveals the details of the complex but organized magnetic field structure of the high-mass star-forming hub-filament network
[摘要]最近，由于研究表明它们在恒星形成中的作用，灯丝和集线器受到了特别的关注。虽然已经研究了细丝和枢纽的柱密度和速度结构，但它们的磁场（B场）尚未被表征。我们的目标是了解的B-场的动力学演化的NGC 6334枢纽-细丝网络中的作用。我们提出了新的观测尘埃偏振发射在850 $μ$米对NGC 6334获得的JCMT/POL-2。我们研究了偏振强度（$PI$）、偏振分数（$PF$）和B场角（$θ_{B}$）的分布和色散。我们导出了沿脊顶的强度和$θ_{B}$的功率谱。我们的分析表明，在整个区域（$\sim10$ pc）观察时，一个复杂的B场结构，然而，在较小的尺度（$\sim1$ pc），$θ_{B}$沿丝相干变化。观测到的$θ_{B}$的功率谱可用斜率为$-1.33\pm0.23$的幂律函数很好地表示，该斜率比$I$的斜率浅$\sim20\%$。这一结果与模拟长丝的性质是一致的，并且可以指示长丝形成中起作用的过程。$θ_{B}$旋转，从大部分垂直于细丝波峰到大部分平行，因为它们与轮毂合并。$θ_{B}$的这种变化可以追踪落入到轮毂上的物质的局部速度流。我们的分析表明，沿这些细丝的波峰的能量平衡的变化，从磁临界/超临界在其远端磁亚临界附近的枢纽。我们检测到一个增加的$PF$对高柱密度星团形成的枢纽，可能会导致由于新生恒星的恒星辐射的晶粒排列效率的增加。
2020-12-24 astro-ph.GA
The kinetic and magnetic energy budget of hub-filament systems during the gravitational fragmentation of molecular clouds
本文通过巨分子云GHC模拟分析枢纽-纤维系统的能量平衡，发现引力能主导动能与磁能，模拟团块的标度关系与观测一致。
2023-05-23 astro-ph.GA
