On the origin of non self-gravitating filaments in the ISM
{纤维在星际介质中无处不在，正如赫歇尔最近强调的那样，但它们的物理起源仍然难以捉摸} {因此，了解分子云的物理学以研究纤维如何形成以及各种过程（如湍流和磁场）所起的作用是很重要的。} {We利用理想MHD模拟研究了在不同条件下，包括不同的磁化强度和马赫数以及两种完全不同的设置下，团块的形成。然后，我们使用各种方法执行几项分析来计算团块的形状及其与速度和力的联系。{We发现平均而言，MHD模拟中的团块比流体动力学模拟中的团块更容易发生。详细的分析表明，在一般优先与应变，这意味着这些结构简单地导致从湍流引起的拉伸丝。此外，细丝往往受到洛伦兹力的限制，因此使它们在磁化流中存活更长时间。我们发现，他们在所有的模拟中，一个典型的厚度等于几个网格单元，这表明他们主要是相关的流内的能量耗散。我们估计了与离子-中性摩擦相关的耗散长度的数量级，并得出结论，在紫外屏蔽良好的区域，它是0.1 pc的数量级，因此可能会设置非自引力细丝的典型尺寸。细丝之所以无处不在，是因为它们是非常普通的湍流应变的结果，也因为磁场有助于保持它们的相干性。我们认为，能量耗散在它们的形成中起决定性作用。
2013-06-23 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas Along the Cooling X-ray Filament in Abell 1795
本文介绍了利用毫米波天文学研究组合阵列对Abell 1795冷核CO（1-0）进行干涉观测的结果。与先前的工作一致，我们在中心~10 kpc探测到了大量的冷分子气体（3.9 +/- 0.4 x10^9 Msun）。我们报告发现了一个团簇中心半径为30千秒差距（2.9 +/- 0.4 × 10^9兆太阳）的大量冷分子气体团，其位置和速度与温暖的电离细丝一致。我们还对恒星形成暗条外缘的H_2质量设定了一个上限，对应的距离为60 kpc（<0.9 × 10^9 Msun）。我们测量的HII/H_2的比率作为半径的函数，表明不同的电离机制在Abell 1795的核和细丝的强梯度。冷分子气体的总质量（\sim 7 × 10^9 Msun）大约是同一位置经典冷却估计值的30%，假设冷却时间为10^9年。将冷分子气体质量与紫外线导出的恒星形成速率和温暖的电离气体质量结合起来，光谱导出的X射线冷却速率得到了充分的解释，并且与\sim 10^9年时间尺度上的冷却副产物非常一致。整体协议之间的冷却速率的热intracluster介质和质量的冷气体储层表明，至少在这个系统中，冷却流的问题源于缺乏可观察到的冷却在更扩散的区域在大半径。
2012-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Highly-mass-loaded hot galactic winds are unstable to cool filament formation
本研究通过微扰分析与三维模拟，揭示热星系风质量负载达到阈值时会因热不稳定性形成冷纤维，解释了星暴超风的观测现象，明确了质量负载分布对纤维运动的影响。
2023-07-21 astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
H$α$-X-ray Surface Brightness Correlation for Filaments in Cooling Flow Clusters
本研究利用七个 X 射线明亮的冷却流星系团样本，发现暗条的 X 射线与 H$α$ 面亮度在两个数量级上存在紧密正相关，揭示了多相暗条不同气体相之间的联系。
2025-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 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
Building a cluster: shocks, cavities, and cooling filaments in the group-group merger NGC 6338
我们目前深钱德拉，XMM-牛顿，巨型米波射电望远镜和Halpha观测的群-群合并NGC 6338。X射线成像和光谱图显示，以及尾部的冷，丰富的气体，两个冷的核心是嵌入在一个广泛的区域的冲击加热气体的温度上升到~5千电子伏。成员星系的速度分布表明，合并主要发生在视线方向，我们估计碰撞产生了马赫数M=2.3或更大的冲击，使之成为迄今为止观察到的星系群之间最激烈的合并之一。这两个冷的核心都有可能的活动星系核空洞和H α星云，表明辐射冷却迅速。在NGC 6338周围的南部冷核中，我们发现与H α星云相关的X射线细丝具有低熵（<10 kev cm ^2）和短冷却时间（~ 2亿~ 3亿万年）。在北核，我们发现了一个与一个密集的，冷的X射线气体酒吧从主导星系偏移相关的阿尔法云。我们在两个核心都没有发现当前喷流活动的证据。我们估计了系统的总质量，发现这种群-群合并的产物很可能是一个星系团。
2019-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The properties of magnetised cold filaments in a cool-core galaxy cluster
本研究通过GPU加速的3D磁流体动力学模拟，结合自调节AGN反馈模型，揭示了冷核星系团中磁化冷丝的形态、形成机制及对AGN喷流传播的影响，发现其质量分布遵循幂律且形成途径多样。
2025-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA observations of cold molecular gas filaments trailing rising radio bubbles in PKS0745-191
利用ALMA观测了星系团PKS 0745 -191中央星系中冷分子气体的CO（1-0）和CO（3-2）谱线发射示踪丝。总的分子气体质量为4.6 +/- 0.3 x 10^9太阳质量，假设是银河系的X_{CO}因子，它被大致平均地分成三个细丝，每个细丝从星系中心径向延伸3-5 kpc。发射峰位于SE暗丝中，距离核约1弧秒（2千秒差距）。暗条中分子云的速度很低，与星系的系统速度相差不超过+/-100 km/s。它们的半高宽都小于150 km/s，明显低于恒星的速度色散。虽然每个暗条的分子质量都与一个丰富的螺旋星系相当，但如此低的速度表明暗条是短暂的，除非得到支持，否则云将在<10^7年的时间尺度上消散，很可能是由磁场的间接影响。速度结构与这个大质量中心星系中冷却气体的合并起源或重力自由落体不一致。如果分子云起源于气体冷却，即使距离它们当前的位置只有几千秒差距，它们的速度也会超过观测到的速度。相反，在X射线空腔下面的N和SE细丝的投影表明，它们形成于气泡后面的上升气流中，气泡通过星团大气层快速上升。由射电泡直接抬升稠密气体似乎需要高得难以置信的耦合效率。这些细丝与低温X射线气体、明亮的光学线发射和尘埃带相一致，表明分子气体可能是由原位冷却的上升的较温暖气体形成的。
2016-02-18 astro-ph.GA
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
Non-steady heating of cool cores of galaxy clusters by ubiquitous turbulence and AGN
最近的宇宙学模拟表明，湍流应该普遍存在于星系团中，因为星系团通过物质吸积不断增长。利用一维流体动力学模拟，我们研究了普遍存在的湍流以及中央活动星系核（AGN）的反馈对冷核星系团的加热，在很宽的星系团和湍流参数范围内，重点关注核心的全球稳定性。我们发现，AGN显示间歇性活动的存在下，与Hitomi观察到的一个类似的中度湍流。团核在大部分时间内保持准平衡态，因为通过湍流扩散的加热与辐射冷却几乎平衡。由于辐射冷却的微弱优势，平衡逐渐失去，活动星系核被增加的气体流入点燃。最后，当活动星系核爆发时，核心几乎瞬间被加热。由于预先存在的湍流，被加热的气体分布在整个堆芯中，而不会变得全局不稳定并引起灾难性的冷却，并且堆芯恢复准平衡态。活动星系核的爆发在质量较低的星系团中可能更强。我们模型的预测可以很容易地用未来的X射线任务（如XRISM和雅典娜）进行检查。
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A very deep Chandra observation of Abell 1795: The Cold Front and Cooling Wake
我们提出了一个新的分析非常深的钱德拉观测的星系团阿贝尔1795。利用近750千秒的净ACIS成像，我们能够解决的热力学结构的集群内介质（ICM）的长度尺度为1千秒差距附近的冷核心。我们发现了几个以前未解决的结构，包括一个高压功能的BCG北部，似乎是从阿贝尔1795年的冷核心的批量运动。在冷核心的南部，我们发现低温（~ 3千电子伏），扩散ICM气体延伸的距离为~ 50千秒差距空间上与先前确定的灯丝的H-α发射相一致。在没有任何H-α发射的邻近区域中也检测到类似温度的气体。与H-α灯丝重合的X射线气体在光谱上的冷却速率约为1太阳质量/年，这与从紫外线观测推断的该区域恒星形成速率的测量结果一致，表明根据其H $α$和紫外线辐射推断的该灯丝中的恒星形成可以追溯到致密的X射线发射气体的快速冷却。然而，H-α灯丝并不是较冷ICM的唯一位置，因为在H-α灯丝的西边观察到了与H $α$发射不共空间的相似温度和更高金属丰度的ICM，这表明它可能是被Abell 1795的中央活动星系抬升的。冷核晃动和活动星系核反馈相互协同作用的进一步模拟将是必要的，以了解这样一个动态的冷核区域可能是如何产生的，以及为什么尽管有灾难性冷却流的证据，H-α发射相对于冷X射线气体如此局部化。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST-COS Spectroscopy of the Cooling Flow in Abell 1795 - Evidence for Inefficient Star Formation in Condensing Intracluster Gas
我们目前的远紫外光谱从宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜的一个冷，恒星形成的灯丝在核心的阿贝尔1795。这些数据涵盖了1025 A-1700 A，可以同时模拟年轻的恒星星族和该暗条中的中温（10^5.5 K）气体，该暗条远离（约30 kpc）活动星系核的直接影响。结合使用紫外线吸收线指数和恒星星族合成模型，我们发现了正在进行的恒星形成的证据，最年轻的恒星年龄为7.5 +/- 2.0百万年，金属丰度为0.4 +/- 0.2 Zsun。后者与团内介质的局部金属丰度一致。我们探测到了O VI（1038）线，测得的通量为4.0 +/- 0.9 x 10^-17 erg s^-1 cm^-2。O VI（1032）线是红移的，因此它与一个强的银河系H2吸收特征重合，并且没有被探测到。假设冷却过程是等容的，在~10^5.5 K时，测得的O VI（1038）通量对应于0.85 +/- 0.2（stat）+/- 0.15（sys）Msun/yr的冷却速率，这与同一区域经典X射线光度导出的冷却速率一致。我们从紫外线连续谱中测量到的恒星形成速率为0.11 +/- 0.02 Msun/yr，这表明恒星形成的效率为13 +/- 3%。我们建议，这种低效的恒星形成代表了较大规模的冷却流问题的重大贡献。
2014-07-16 astro-ph.GA
The energy source of the filaments around the giant galaxy NGC1275
英仙座星系团附近最明亮的星系NGC1275被一个丝状网络包围着。它们最初是通过它们的H α发射被观测到的，但现在已知它们有一个大分子成分，总质量接近10^11兆太阳能。这些细丝嵌入在炽热的团内气体中，延伸超过80千秒差距。它们有一个不寻常的低激发光谱，这是很好地模拟碰撞加热和电离的次级电子。在这里，我们注意到，从外部细丝的表面辐射通量是接近的能量通量影响他们从热气体中的粒子。我们提出，冷灯丝内的次级电子，激发所观察到的亚毫米通过UV发射，是由于周围的热气体有效地穿透冷气体通过重连扩散。从灯丝中看到的一些软X射线发射是由于电荷交换，尽管这不足以解释所有观测到的X射线通量。纤维是复杂的多相气体。冷热气体的相互渗透导致了细丝的质量增长，速度高达100 Msunpyr。在冷的核心星系团中缺乏软X射线冷却发射是由于热气体与中心星系周围和内部的冷气体混合时的非辐射冷却。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of dense filaments induced by runaway supermassive black holes
本研究提出失控超大质量黑洞穿过星系周介质时诱导汇聚流并冷却形成致密纤维，解释了红移1星系中观测到的60千秒差距线性天体，并通过流体动力学模拟验证了该机制。
2023-11-17 astro-ph.GA
Testing the Limits of AGN Feedback and the Onset of Thermal Instability in the Most Rapidly Star Forming Brightest Cluster Galaxies
我们提出了新的，深，窄，宽带哈勃太空望远镜观测的七个最恒星形成最明亮的星系团（BCGs）。连续扣除的[O II]图揭示了这些BCGs中温暖（$T \sim 10^4$ K）电离气体细丝的详细复杂结构，使我们能够测量空间分辨的恒星形成率（SFR）约为60-600 Msun/年。我们将这些系统和文献中的其他系统中的SFR与其簇内介质（ICM）冷却速率（dM/dt）进行了比较，从存档的Chandra X射线数据中测量，发现log（SFR）=（1.67+/-0.17）log（dM/dt）+（-3.25+/-0.38）的最佳拟合关系为0.39+/-0.09 dex。这个比单位斜率更陡的斜率意味着随着dM/dt的增加，热的（$T \sim 10^7$ K）气体转化成年轻恒星的效率越来越高，或者相反，在最强的冷核中活动星系核反馈的有效性逐渐降低。我们还试图了解我们在集群核心中观察到的这些多相细丝的物理范围。我们表明，对于第一次，多相气体的平均程度总是小于半径，在该半径处的冷却时间达到1 Gyr，tcool/tff的配置文件，并观察到X射线腔。这意味着多相细丝、冷却核心的热力学和X射线气泡的动力学之间存在密切联系。有趣的是，我们发现一个一对一的相关性之间的平均程度冷多相丝和半径在冷却时间达到0.5 Gyr，这可能是一个普遍的凝聚时标在集群核心的指示。
2022-07-04 astro-ph.GA
Impact of filaments on galaxy formation in their residing dark matter haloes
我们利用一个高分辨率的放大流体动力学模拟调查的影响，在其居住的暗物质晕的丝星系形成。提出了一种基于密度场和Hoshen-Kopelman算法的细丝识别方法。我们表明，冷和致密的气体预处理的暗物质丝可以进一步吸积到居住的个人低质量晕的方向沿丝。因此，与场晕相比，暗条晕的气体吸积是非常各向异性的。约30%的吸积气体的居住的灯丝晕的预处理，导致两个不同的热历史的气体在灯丝晕。与场晕相比，暗条晕具有更高的重子和恒星分数。不包括恒星的反馈，我们的研究结果表明，灯丝有助于气体冷却和增强恒星形成在其居住的暗物质晕在高红移（即z=4.0和2.5）。
2019-02-14 astro-ph.GA
OGHReS: Large-scale filaments in the outer Galaxy
丝状体是分子星际介质中普遍存在的形态特征，被认为是恒星形成的场所。近年来，在银河系内部观测到了100多个大尺度的丝状体（长度为$>10$ \，pc）。由于它们似乎与银河系动力学有关，研究这些结构代表了一个将千秒差距现象与恒星形成物理学联系起来的机会，恒星形成物理学在更小的尺度上运作。在这封信中，我们使用新获得的外星系高分辨率巡天（OGHReS）$^{12}$ CO（2-1）数据来证明外星系中也存在大量的大尺度丝状体。所确定的37根细丝似乎与臂间区域紧密相关。此外，它们的质量和线性质量平均比位于银河系内部的类似大小的分子细丝低一个数量级，这表明尽管银河系外围的气体供应较低，但银河系动力学能够创造非常细长的特征。
2021-11-04 astro-ph.GA
Chasing ICM cooling and AGN feedback from the macro to the meso scales in the galaxy cluster ZwCl 235
ZwCl 235是一个具有高X射线通量的星系团，是一个扩展的中央射电星系，其中心存在多相气体。利用钱德拉望远镜，VLASS调查，LOTSS调查和VLBA望远镜的档案数据，我们进行了完整的研究ZwCl 235，解剖ICM的动力学，中心气体的热力学状态，和BCG的属性。通过径向剖面和二维谱图，我们测量了ICM的温度、熵和冷却时间，并比较了中央射电星系与周围介质的形态。我们发现的证据表明，ZwCl 235是一个晃动的冷核心集群，其中中央星系的活动已经挖掘出一对空腔，并可能提升富集气体的高度约30千秒差距。在星系团核心，最低熵ICM优先被发现在一个20 kpc长的丝状体相切的南部射电瓣的活动星系核。我们认为，所观察到的冷（~1.3 keV）灯丝可能是由晃动和刺激ICM冷却的组合产生的，这可能是中央超大质量黑洞的燃料。此外，我们确定的BCG的X射线发射起源于一个~1.4 keV的等离子体内核，半径为5 kpc的延伸，并具有较短的冷却时间（~240百万年），并可以代表BCG的热电晕。总体而言，我们提出，几个来源（大规模ICM，低熵丝和~1.4 keV内核）的冷物质目前正在喂养中央AGN，ICM冷却循环的预期是满足从宏观尺度（5 - 100 kpc）到中尺度（<5 kpc）的AGN反馈。
2022-11-16 astro-ph.GA
SQuIGG$\vec{L}$E: Ubiquitous Cool Gas Outflows with Large Mass-Loading Factors in $z\sim0.7$ Post-starburst Galaxies
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
本研究利用SQuIGG$\vec{L}$E巡天数据，发现中等红移后星暴星系普遍存在大质量载荷因子的冷气体外流，且外流速度随熄灭时间递减，可能是先前星暴或活动星系核活动的遗迹，对快速熄灭起关键作用。
2026-09-28 astro-ph.GA
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 astro-ph.GA
Signature of Supersonic Turbulence in Galaxy Clusters Revealed by AGN-driven H$α$ Filaments
热的团内介质（ICM）被认为是静止的，观测到的速度色散很低。ICM的表面亮度波动也表明，它的湍流是亚音速的Kolmogorov标度关系，表明粘度被抑制和动能级联到小尺度毫发无损。然而，最近对星系团中冷气丝的观测发现，标度关系比热等离子体的标度关系更陡，这表明动能损失和超音速流的存在。在这项工作中，我们使用高分辨率的模拟来探索在星系团的核心冷丝湍流的速度结构。我们的研究结果表明，超声速湍流结构可以“冻结”在冷气体冷却和碎片的快速，$10^7$ K外流驱动的中央活动星系核（AGN），当辐射冷却时间短于动力学的声音穿越时间。然而，在冷气体形成之后，速度结构函数（VSF）的斜率在1000万年的短时间尺度上显著地减小。在对H $α$细丝的观测中，缺乏平坦的VSF，这表明星系团中冷气体的H $α$发射相是短暂的。另一方面，观察到的细丝揭示了超音速湍流的普遍性，这强烈表明超音速外流是活动星系核-ICM相互作用的一个组成部分，活动星系核活动在驱动星系团的湍流中起着至关重要的作用。
2022-04-21 astro-ph.GA
Growing galaxies via superbubble-driven accretion flows
我们使用一套冷却晕模拟来研究热晕气体快速吸积到恒星形成星系上的新机制。相关的超新星事件在晕圈气体中产生了会聚的“超级气泡”。当它们碰撞时，密度增加，驱动低金属性气体的冷却细丝进入圆盘。在我们目前的数值分辨率（20 pc）下，我们只能解决最戏剧性的事件;这些事件可能是在最大规模的富含气体的合并完成后（z < 1）星系盘形成的原因。当我们增加数值分辨率时，我们发现细丝持续的时间更长，推动了持续的晚期恒星形成。这表明SNe驱动的吸积可以作为一种有效的机制，从热晕中提取冷气体，驱动盘星系中的晚期恒星形成。我们发现，这种灯丝喂养导致$\sim 3$ M $_{\rm sun}$年$^{-1}$的峰值恒星形成率（SFR），与银河系的估计一致。相比之下，直接冷却从热晕（“热模式”吸积，不存在于模拟显示灯丝喂养）下降到SNe驱动的SFR的3-4倍，并在较短的时间内持续。我们分辨的细丝延伸到$\sim$ 50 kpc，达到$\sim 10^{18}$ cm $^{-2}$的柱密度。我们发现，这样的结构可以解释广泛的分散在镁II吸收看到沿视线类星体。我们的研究结果表明，恒星反馈在星系形成的双重作用，抑制热模吸积，同时促进冷模吸积沿细丝。这最终导致更多的恒星形成，表明积极的反馈效应超过了消极的反馈效应。最后，由于附加气体具有更高的角动量比来自热模吸积，我们表明，这将导致形成大得多的气体盘。
2014-10-14 astro-ph.GA
Integral field spectroscopy of ionized and molecular gas in cool cluster cores: evidence for cold feedback?
本文介绍了冷核星系团A1664、A2204和PKS 0745-191的中心星系的VLT-SINFONI K波段IFU光谱，以探测Pa-α和振转H2线发射。在A1664中，在我们以前的H-α数据中看到的两个发射线速度系统出现在Pa-α和H2发射中，具有显着的形态差异。Pa-α的红色分量的后退速度随着半径的减小而线性增加，特别是沿着与底层星系的主轴和星团X射线发射对准的8 kpc灯丝。这些运动学被建模为重力自由落体的气体迅速冷却的热相。在A2204中，气体显示出3或4个达到10 kpc的细丝，其中三个位于X射线成像中看到的“幽灵气泡”。对于PKS 0745-191，我们确认了以前窄带图像的双臂形态; Pa-α运动学表明围绕与kpc尺度射电喷流对齐的轴的旋转运动;在核上，我们发现了宽Pa-α分量（FWHM 1700 km/s）和红移+500 km/s的次级H2系统。H2 v=1-0 S（3）/Pa-α比值在孤立和扩展的区域最高，在那里它与Ferland等人模拟的NGC 1275细丝中的水平相匹配。比值较低的区域突出了活跃的恒星形成，并且通常是运动学上静止的（FWHM < 200 km/s）。我们的发现表明，这些星团可能是在Pizzolato和Soker的“冷反馈”周期的不同阶段捕获的，A1664在活动星系核加热事件之前处于极端冷却和恒星形成的短暂阶段; PKS 0745-191在与活动星…
2009-02-26 astro-ph.GA
A Gemini view of the galaxy cluster RXC J1504-0248: insights on the nature of the central gaseous filaments
我们重新审视星系团RXC J1504-0248，这是一个具有近红移（$z = 0.216$）强冷核结构的显著例子。我们进行了综合分析，使用光度和光谱数据在双子座南望远镜。我们通过引力透镜估计了星系团的质量，得到$M_{200} = 5.3\pm0.4 \times 10^{14}$ $h_{70}^{-1}$ M $_\odot$在$R_{200} = 1.56 \pm 0.04$ $h^{-1}_{70}$ Mpc内，与维里质量估计一致。这个星团呈现出一个与其BCG相关的突出的附属结构，主要位于其长轴上，并与X射线发射对齐。对三个发射谱线诊断图的综合研究表明，灯丝发射落在这些图的所谓过渡区。因此，若干电离源应发挥有意义的作用。我们认为，老恒星，经常被用来解释LINER发射，不应该是电离的主要来源。我们已经注意到，大多数的附加发射的线比与从激波模型获得的激波激发极限一致。我们还发现，线通量与气体速度（这里估计从线宽）的幂律与冲击模型的预期范围内的斜率。然而，这些模型也表明，只有~10%的H $α$光度可以用激波来解释。我们的结论是，可能与冷却的星系团内的气体的结构可能确实有助于灯丝星云发射的冲击，但不能电离光子的主要来源。
2018-03-09 astro-ph.GA
Excitation mechanisms in the intracluster filaments surrounding Brightest Cluster Galaxies
在冷核星系团（又称BCG（最亮星系团））中心，围绕着巨大椭圆星系的气态结构的激发，是我们理解活动星系核反馈以及环境和局部效应对恒星形成影响的关键。我们调查的贡献的热辐射从周围的冷却流BCGs的灯丝的激发。我们探讨了小级别的额外加热（湍流），和金属，对光学和红外线的影响。使用云代码，我们模拟的光电离和光解的气体板的光学深度AV{ \leq } 30 mag在恒定压力下，为了计算自洽所有的气相，从电离气体分子气体。电离源是由冷却气体发射的EUV和软X射线辐射。我们测试这些模型比较他们的预测丰富的多波长观测，从光学亚毫米。这些模型再现了在BCGs周围星云中观测到的大部分多波长光谱，不仅有LINER类光学诊断：[O iii]λ 5007/H \b{eta}，[N ii]λ 6583/Hα和（[S ii]λ 6716 +[S ii] λ 6731）/Hα，而且还有原子气体的红外发射线。模拟的ro-vib H2线也与观测结果相匹配，这表明近红外和中红外H2线主要是由H2分子和次级电子之间的碰撞激发的，这些次级电子是由X射线和灯丝中的冷气体之间的相互作用在云中自然产生的。然而，电离线示踪剂和分子线示踪剂（即CO）之间仍然存在一定的张力，这需要优化云结构和分子区的密度。
2021-03-17 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
Raining in MKW 3s: a Chandra-MUSE analysis of X-ray cold filaments around 3CR 318.1
本文分析了在与MKW 3s的一个冷核星系团的布里渊星系团（BCG）NGC 5920有关的射电源3CR 318.1中观测到的气体细丝的X射线和光学观测结果。这项工作是第一个X射线和光学分析的细丝在冷核心集群进行使用MUSE观测。我们的目标是确定主要的激发过程负责从这些灯丝所产生的排放。我们用X射线$\textit{Chandra}$观测较热的高度电离的气相，补充了光学VLT/MUSE观测，追踪较冷的气相。使用MUSE观测，我们研究了沿灯丝的发射线强度比，以约束驱动激发的物理过程，并且使用$\textit{Chandra}$观测，我们对沿这些灯丝的气体进行了光谱分析。我们发现了这些细丝的X射线和光学形态之间的空间关联，这些细丝比周围的团簇内介质（ICM）更冷，金属丰度更低，正如在其他BCGs中已经看到的那样。与以前的结果相比，从文献中的其他BCGs，我们建议，激发过程，这是最有可能负责这些灯丝发射是恒星形成和冲击的组合，与自电离，冷却ICM可能的贡献。此外，我们得出结论，细丝最有可能起源于活动星系核驱动的流出方向的无线电喷流。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Synthetic line and continuum observations of simulated turbulent clouds: the apparent widths of filaments
丝状结构在真实分子云的观测中无处不在，在湍流、自引力气体的模拟中也是如此。然而，观测和模拟之间的比较是复杂的估计体积密度观测的困难。在这里，我们有一个湍流等温分子云的后处理流体动力学模拟，使用一个完整的时间依赖的化学网络。然后，我们运行辐射转移模型，以获得合成线和连续强度，可以直接与观察到的。我们发现，长丝有一个特征宽度$\,\sim\!0.1 \, {\rm pc}$，无论是在地图上的真实表面密度，并在地图上的$850 \, {\rm μm}$灰尘连续排放，与以前的工作。在CO同位素谱线发射图上，由于谱线强度与表面密度的相关性很差，灯丝的表观宽度通常要大几倍。在稠密气体示踪剂（如N、$_2$、H、$^+$和HCN）的线发射图上，细丝的视宽度为$\lesssim 0.1 \, {\rm pc}$。因此，目前的分子线发射观测与从${\it Herschel}$观测中推断出的通用$0.1 \, {\rm pc}$灯丝宽度是相容的，只要适当考虑丰度、光学深度和激发因素。我们发现的证据$\sim 0.4 \, {\rm km \, s^{-1}}$径向速度的差异，通过细丝。这些径向速度差异可能是一个有用的指标的机制，通过该机制的细丝已经形成或正在形成，例如湍流云的情况下，这里模拟，而不是其他机制，如云-云碰撞。
2020-10-06 astro-ph.GA
Resolving shocks and filaments in galaxy formation simulations: effects on gas properties and star formation in the circumgalactic medium
有一个正在形成的共识，即大量的气体不会在大质量星系的环星系介质（CGM）中冲击热量，而是通过细丝从宇宙网深入到晕中。为了更好地解决这个过程的数值，我们已经开发了一种新的“冲击细化”计划内的移动网格代码AREPO，自适应地提高分辨率周围的冲击在飞行中的星系形成模拟。我们将其应用到一个巨大的$\sim10^{12}$ M $_\odot$晕在$z=6$使用成功的FABLE模型，增加了512倍的质量分辨率。随着更好的细化，有显着更密集，金属贫乏和快速移动的细丝和团块流入晕，导致更多的多相CGM。我们发现一个$\sim50$增加了百分之一的冷密气体质量和25%的增加流入的质量通量。更好地解决吸积冲击造成湍流急剧增加，导致在晕的非热压力支持的两倍。尽管在分辨率更高的冲击波中热化作用更高，但冷却速率的增加抑制了晕的热能。相比之下，更快和更密集的细丝导致冷致密气体的体动能的显著跳跃，而在热相中湍流能量增加高达$\sim150$ %。在CGM中，HI覆盖率增加了60%。因此，恒星形成的范围更广，我们预测金属-JWST的深层观测可能能够探测到的原始细丝中形成的贫穷恒星。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hub Formation and Filament-Filament Collision: An Analytical Model
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Graduate University for Advanced Studies（高级研究院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）
研究通过分析束-束碰撞的物理特性，推导出碰撞截面、hub质量及其质量分布，揭示了束碰撞触发恒星形成的过程。
2026-03-13 astro-ph.GA
Velocity structure functions in multiphase turbulence: interpreting kinematics of H$α$ filaments in cool core clusters
冷核星系团的中心区域含有多相气体，气体温度从$10$ $\mathrm{K}$- $10^7$ $\mathrm{K}$。来自活动星系核（AGN）喷流的反馈阻止了气体经历灾难性的冷却流。然而，这种反馈能量输入的确切机制是未知的，主要是由于缺乏热相气体的速度测量。然而，最近的观测测量了较冷分子（$\sim10$ $\mathrm{K}$）和H $α$丝（$\sim10^4$ $\mathrm{K}$）的速度结构函数（$\mathrm{VSF}$ s），并使用它们来间接估计热相的运动。在本研究的第一部分，我们进行高分辨率（$384^3$ - $1536^3$分辨率元素）模拟均匀各向同性亚音速湍流，没有辐射冷却。我们分析了二阶速度结构函数（$\mathrm{VSF}_2$）在这些模拟和研究的影响，不同的空间分辨率，磁场的引入，以及沿视线（LOS）上的投影效果。在研究的第二部分，我们分析高分辨率的（$768^3$分辨率元素）对Mohapatra等人2021年的团内介质（ICM）中的多相湍流进行了理想化模拟。我们比较了热（$T\sim10^7$ $\mathrm{K}$）和冷（$T\sim10^4$ $\mathrm{K}$）相的$\mathrm{VSF}_2$，发现它们的幅度取决于相之间的密度对比。它们具有类似的分离标度，但是引入磁场仅使冷相的$\mathrm{VSF}_2$变陡。我们还发…
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of Cold Gas in Fast, Radiatively Cooling Outflows: Constraining AGN Energetics with Horseshoes
在星系和星系团中，通常可以观测到速度超过$100\,{\rm km\,s}^{-1}$的暖电离流和冷中性流。然而，理论研究表明，冲压压力从热风，驱动的中央活动星系核（AGN）或恒星爆发，不能加速现有的冷气体到如此高的速度而不破坏it.In这项工作中，我们探讨了一个不同的情况下，冷气体形式的快速，辐射冷却流出的温度$T\lesssim 10^7\,{\rm K}$。使用3D流体动力学模拟，我们证明了冷气体不断碎片的冷却流出，形成细长的对流结构延伸数十千秒差距。对于一系列物理上相关的温度和速度配置，垂直于运动方向的冷气环在流出中形成。这自然解释了英仙座星系团中横向冷气体细丝的形成，如蓝色环和马蹄形细丝。根据我们的研究结果，我们估计，活动星系核爆发负责形成这两个功能驱动双极外流速度$>2,000\,{\rm km\,s}^{-1}$和总动能$>8\times10^{57}\,{\rm erg}$约$\sim10$万年前。我们还研究了冷热气体混合层中的连续冷却，发现辐射冷却仅占总质量冷却速率的$\sim10\%$，表明软X射线和FUV辐射观测可能大大低估了星系团冷却流中冷气体的增长。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular Gas Along a Bright H-alpha Filament in 2A 0335+096 Revealed by ALMA
本文给出了2A 0335+096星系团（z = 0.0346）中最亮星系团（BCG）的ALMA CO（1-0）和CO（3-2）观测结果。（1.13+/-0.15）× 10^9太阳的总分子气体质量被分成两部分：核区和7 kpc长的尘埃暗条。中心分子气体成分占冷气体总供应量的（3.2+/-0.4）x 10^8 M_sun。它不是形成一个旋转支撑的环或盘，而是由两个不同的，核南部的蓝移团块和一系列向附近伴星系延伸的低显著性红移团块组成。红移云的速度随着半径的增加而增加，达到与伴星系一致的值，这表明这些星系之间的相互作用在2000万年前破坏了BCG内预先存在的分子气体库。大部分分子气体，（7.8+/-0.9）x 10^8 M_sun，位于暗条中。CO的发射与10^4 K的发射线星云和0.5 keV气体的软X射线是同空间的，表明分子气体已经在2500万年到1亿万年的时间内从星团内的介质中冷却出来。暗条的轨迹是一个X射线空腔，这表明气体已经从低熵气体冷却下来，而低熵气体已经从星系团核心被提升出来，变得热不稳定。我们无法区分流入和流出沿细丝与目前的数据。云沿暗条的速度与天空平面附近的重力自由落体一致，尽管它们随半径增加的蓝移与外流一致。
2016-10-07 astro-ph.GA
On the formation of cores in accreting filaments and the impact of ambient environment on it
本文通过$10^{4-7}$ K cm$^{-3}$外部压力下的吸积纤维流体动力学模拟，揭示压力、湍流和线质量如何影响核形成、纤维宽度、速度梯度振荡及气体致密化效率。
2024-09-14 astro-ph.GA
The Fate of AGB Wind in Massive Galaxies and the ICM
来自演化恒星的渐近巨分支（AGB）风不仅提供了大量的质量和能量返回，而且在大质量椭圆星系中产生尘埃颗粒。由于恒星速度快和环境温度高，风被认为形成了一个彗星状的尾巴，类似于本地气泡中的米拉。许多大质量椭圆星系和星系团中央星系都有延伸的尘埃冷丝。冷尘埃恒星风的命运及其与冷暗条的关系还没有得到很好的理解。在这项工作中，我们进行了分析和数值研究的AGB风和周围的热气体之间的相互作用。我们发现尾部的冷却时间与环境压力成反比。在没有冷却的情况下，或者在低压环境中（例如，椭圆星系的外围），AGB风很快就混合到热气体中，所有的AGB风都有相似的外观和头尾比。在高压环境中，如局域泡和大质量椭圆星系的中心区域，恒星风和周围热气体之间的混合层中的一些气体可以有效地冷却，并导致尾巴变得更长。我们模拟的Mira尾巴本身具有与观测到的相似的长度和速度，并且与大质量星系中心区域的模拟AGB尾巴相似。我们推测，在大质量星系和星系团中，AGB风混合层的诱导凝聚可能是冷丝的起源，而不是热不稳定。这自然解释了细丝中灰尘和PAH的存在。
2019-01-29 astro-ph.GA
Self-regulated AGN feedback of light jets in cool-core galaxy clusters
来自活动星系核（AGN）的热量被认为是稳定冷核星团，限制恒星形成和冷却流。我们采用辐射磁流体动力学（MHD）模拟轻AGN喷流反馈不同的吸积模式（邦迪-霍伊尔-Lyttleton和冷吸积）在一个理想的英仙座星系团。独立的探测吸积模型，吸积效率，喷流密度和分辨率，集群自我调节与中央熵和冷却时间与观察到的冷核集群在这个非宇宙学的设置。我们发现，提高喷气效率导致更多的间歇性喷气功率和增强的恒星形成率。我们的基准低密度射流可以很容易地偏转轨道冷气体细丝，重新分配角动量，并导致更广泛的冷气体分布和各向同性气泡分布。与我们的基准低动量密度射流相比，高动量密度射流加热效率较低，并且能够形成垂直于中心受限射流的持久冷气盘。从我们的模拟测量腔光度一般反映冷却光度的团内介质（ICM），并对应于平均喷流功率，是相对不敏感的短时期的低光度喷注。在我们的MHD模拟低动量密度射流冷气结构一般表现出各种形态，从盘状非常扩展的非线性结构。特别是，磁场是至关重要的，以抑制形成不切实际的大量冷气盘之间的热，冷相位重新分配角动量，并通过促进形成细长的冷丝，由磁压力的支持。
2023-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of dusty cold gas filaments from galaxy cluster simulations
星系团是宇宙中质量最大的坍缩结构，其势阱中充满了炽热的、能发射X射线的团内介质。然而，观测显示，相当数量的星团（所谓的冷核星团）在其中心也包含大量的冷气，其中一些是以空间延伸的细丝的形式，跨越数十千秒差距的尺度。这些发现提出了关于冷气体起源的问题，以及它与中央活动星系核（AGN）的关系，AGN的反馈已被确定为此类星系团中普遍存在的特征。在这里，我们报告了一个星系团中活动星系核反馈的辐射流体动力学模拟，其中冷丝的形式从温暖的，活动星系核驱动的流出与温度之间的$10^4$和$10^7$ K，因为他们在集群核心上升。我们的分析揭示了一种新的机制，通过辐射冷却和冲压压力的结合，自然促进流出的冷却时间比上升时间短，从而产生空间延伸的冷气体细丝。我们的结果强烈地表明，在星系团中冷气体的形成和活动星系核的反馈是密不可分的，并揭示了活动星系核的反馈如何耦合到团内介质。
2021-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of the first star clusters and massive star binaries by fragmentation of filamentary primordial gas clouds
我们进行了一系列包含重子流运动的早期结构形成的宇宙学模拟。我们提出了一种情况下，一个显着拉长的气体云与$\sim\!10^4\,$太阳质量（${\rm M_\odot}$）形成的前银河系（$\sim\!10^7\,{\rm M_\odot}$）暗晕。流入光环的气体压缩并加热了大量的对流云，使其温度达到$\sim\!10,000\,$开尔文。气体云通过原子氢冷却迅速冷却，然后通过分子氢冷却到$\sim\!400\,$开尔文。温度的迅速下降和金斯质量的迅速下降触发了暗条的碎裂，产生了数百个太阳质量的多个气体团。我们估计的原始恒星的质量形成在每个片段通过采用一个分析模型的基础上的一个大的辐射流体动力学模拟的原恒星演化。由此得到的恒星质量在$\sim\!50$ - $120\,{\rm M_\odot}$的范围内。大质量的恒星相互吸引，形成一个紧凑的星团。我们使用混合$N$体模拟遵循星团的动力学。我们表明，大质量的恒星双星是在几百万年内形成的，通过在集群中心的多体相互作用。残余黑洞的最终形成将留下一个巨大的黑洞双星，这可能是强引力波源的祖先，类似于最近由高级激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到的。
2018-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anatomy of a Cooling Flow: The Feedback Response to Pure Cooling in the Core of the Phoenix Cluster
我们提出了新的，从钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜，和卡尔Jansky甚大阵列的凤凰星系团的深度观测。这些数据提供了一个数量级的改善，在深度和/或角分辨率在X射线，光学和无线电波长，产生了前所未有的看法的核心凤凰星系团。我们发现，一维的温度和熵分布是一致的纯冷却流体动力学模拟和均匀的，稳态的冷却流模型的分析描述的期望。在内部~10 kpc，冷却时间比任何其他已知的集群短一个数量级，而冷却时间与自由落体时间的比率接近统一，这表明ICM无法抵抗kpc尺度上的多相冷凝。当我们考虑二维的热力学分布时，我们发现冷却是高度不对称的。在内部~20 kpc的大部分冷却被限制在从中央星系向北延伸的低熵灯丝。我们探测到大量的冷（10^4 K）气体（由[OII]双峰追踪），这与低熵丝相一致。这种冷气体的大部分覆盖在一对X射线腔的周围和后面，推测是由无线电喷流膨胀的气泡，这是首次在千秒差距尺度上检测到。这些数据支持这样一种观点，即活动星系核反馈通过有序的浮力抬升和局部增强的湍流相结合，促进了多相介质的形成。这些过程应该抵消浮力抑制凝结的趋势，导致沿射流轴线的快速冷却。最近的机械爆发有足够的能量来抵消冷却，并且似乎通过茧状激波与ICM耦合，在与射电喷流正交的方向上增加了熵。
2019-04-18 astro-ph.GA
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
Thermal instabilities in cooling galactic coronae: fuelling star formation in galactic discs
我们调查的手段，冷气体可以吸积到银河系质量星系从一个热的气体日冕，使用一个新的平滑粒子流体动力学代码，“SPHS”。我们发现，在许多经典的SPH模拟在文献中看到的“冷块”不存在于我们的SPHS模拟。相反，冷气体从晕中沿着细丝凝结，细丝形成于超新星驱动的气泡的交叉点，这些气泡来自恒星形成的早期阶段。这种正反馈将冷气体直接输送到星系盘，进一步推动恒星的形成。在SPH和SPHS模拟中得到的星系在形态、气相图和恒星含量上有很大的不同。我们发现，经典的SPH冷团是由于冷气体无法在热晕中混合而引起的数值热不稳定性。SPHS中混合的改进处理抑制了这种不稳定性，导致显著不同的物理结果。在我们最高分辨率的SPHS模拟中，我们发现冷丝分裂成形成恒星的束缚团块。与周围的气体相比，细丝的密度是10-100倍，这表明碎片是由密度过大驱动的物理非线性不稳定性造成的。这种盘状星系生长的“分裂细丝”模式对星系形成有着重要的意义，特别是恒星形成在将冷气体带入盘状星系中的作用。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG - I: Gas in Knots, Filaments, Sheets and Voids
我们分析的IllustrisTNG模拟研究的质量，体积分数和相位分布的气体重子嵌入在结，丝，片和空隙的宇宙网络从红移$z=8$红移$z=0$。我们发现，长丝主机更多的恒星形成的气体比结，长丝也有较高的相对质量分数的气体在这一阶段比结。我们还证明了冷弥散星系际介质（IGM; $T<10^5 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H}<10^{-4}(1+z) \, {\rm cm^{-3}}$）和温热星系际介质（WHIM; $ 10^5 \, {\rm K} <T<10^7 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H} <10^{-4}(1+z)\, {\rm cm^{-3}}$）分别构成了红移为$z=0$的重子的$\sim 39\%$和$\sim 46\%$.我们的结果表明，WHIM可能构成了最大的水库{ \it失踪}重子在红移$z=0$。使用我们的宇宙网络分类，我们预测的WHIM是占主导地位的重子质量贡献的细丝和结在红移$z=0$，但不是在片和空洞的冷，弥漫IGM占主导地位。我们还研究了WHIM和IGM从红移$z=4$到红移$z=0$的演化过程，发现从红移$z=0$到$z=1$，WHIM在细丝和结中的质量分数仅以一个因子$\sim 2$演化，但在更高的红移处下降得更快。WHIM只占据红移为$0\leq z \leq 1$的体积的$4-11\%$。我们预测宇宙细丝中存在大量目…
2019-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Cool Dust Factory in the Crab Nebula: A Herschel Study of the Filaments
超新星是否是星系中尘埃的主要来源是一个长期的争论。我们目前的红外和亚毫米测光和光谱从赫歇尔空间天文台的蟹状星云之间的51和670微米的质量损失从进化的恒星计划的一部分。我们比较了与赫歇尔探测到的发射与多波长数据，包括毫米，无线电，中红外和存档光学图像。我们仔细地删除同步分量使用赫歇尔和普朗克通量在同一时期测量。使用赫歇尔光谱结合红外空间天文台档案数据删除线发射的贡献。碳，氧和氮的几个禁止线被检测到多个速度分量被解决，推断是从贫氮，富碳喷出物。在SPIRE波段中未检测到谱线;在PACS波段中，70和100微米处的谱线贡献为5%和10%，160微米处的谱线贡献可忽略不计。在减去同步辐射和线辐射后，剩余的远红外连续谱可以用两个尘埃成分来拟合。假设是标准的星际硅酸盐，温度较低的组分的质量是0.24（+0.32）（-0.08）Msolar，T = 28.1（+5.5）（-3.2）K。无定形碳颗粒需要0.11 +/- 0.01 Msolar的尘埃，T = 33.8（+2.3）（-1.8）K。对于硅酸盐和碳尘分别具有0.14Msolar和0.08Msolar的单一温度修改黑体提供了对光谱能量分布的远红外区域的充分拟合，但是在24-500微米处拟合较差。蟹状星云已经将大部分相关的难熔元素凝聚成尘埃，这表明在核心坍缩的超新星喷出物中形成尘埃是有效的。
2012-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are fibres in molecular cloud filaments real objects?
我们分析了在一个数值模拟中产生的致密的附属结构的形态和运动学的恒星形成云的$1.4 \times 10^4 \, \Msun$在自己的自我重力下在磁化介质中的演变。这项研究的动机是最近的观察速度相干子结构（“纤维”）在恒星形成的细丝。我们在我们的模拟灯丝中发现了这种“纤维”。我们发现，一个投影中的纤维不一定是另一个投影中的纤维，因此，在将它们视为真实对象时应注意。我们发现，在2个投影中，只有细丝的致密部分（$\sim$占致密体积的30%，其中含有质量的$\sim$的70%）属于纤维。此外，它们通常是由沿着视线叠加的分离的密度增强形成的。纤维的观测可以深入了解由重力驱动的湍流子结构的水平，但在解释视线叠加问题的结果时应小心。我们还研究了三维骨架（脊柱）的形态学和运动学，发现子丝主要沿着磁场线（优先垂直于骨架）吸积结构化材料。由于引力坍缩，磁场同时被速度场拖曳。
2017-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The hydrodynamic stability of gaseous cosmic filaments
宇宙网络结构边缘的维里冲击是标准结构形成理论的明确预测。我们推导出一个准则的稳定性的冲击后气体和维里激波本身在球形，椭圆形和平面的下落几何形状。当气体冷却很重要时，我们发现激波变得不稳定，气体不间断地流向各自的晕、丝或片的中心。对于细丝，我们施加这个标准的自相似的下落解。我们发现，预计不稳定的细丝质量之间的$10^{11}-10^{13}M_\odot Mpc^{-1}.$使用一个简化的玩具模型，然后，我们表明，这些细丝将可能饲料晕与$10^{10}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{13}M_{\odot}$在红移$z=3$，以及$10^{12}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{15}M_{\odot}$在$z=0$。不稳定性将影响细丝的生存能力，因为它们以非平凡的方式穿透气体晕。此外，在不稳定的细丝上生长的较小的晕将不会受到细丝内部的冲压压力。流入的气体将继续向中心移动，一旦它的角动量平衡了引力，或者当它的密度变得如此之高以至于它对辐射形成了自我屏蔽时，就会停止。
2016-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a diffuse optical line emitting halo in the core of the Centaurus cluster of galaxies: Line emission outside the protection of the filaments
我们提出了在半人马座星系团中发现的漫射光学线发射与MUSE IFU。MUSE无与伦比的灵敏度使我们能够检测到来自这些结构的微弱发射，这些结构远远超出了先前已知的细丝的界限。在星团核心星云的许多典型谱线中检测到弥散结构（围绕着灯丝的发射、北壳和扩展的晕）（[NII] $_{λ6548\&6583}$、[SII] $_{λ6716\&6731}$、[OI] $_{λ6300}$、[OIII] $_{λ4959\&5007}$等）。但比暗条暗一个数量级以上，只有通过光谱中最亮的线才能检测到微弱的晕（[NII] $_{λ6583}$）。这些结构被证明是不同于中央星系中的恒星的运动学，并具有不同的物理和激发状态的灯丝。可能的起源依次讨论了每个结构，我们得出结论，冲击和/或压力不平衡导致气体分散在整个集群核心，从任何中断的灯丝或直接冷却，这是不局限于明亮的灯丝形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XI. From inflow to infall in hub-filament systems
我们研究了在一个大样本的146个活跃的原团簇中心丝系统的存在下，使用H $^{13}$ CO $^{+}$ J=1-0的分子线数据从ATOMS调查。我们发现，细丝是普遍存在于原星系团，和枢纽丝系统是非常常见的从致密的核心尺度（$\sim$ 0.1 pc）到团块/云尺度（$\sim$ 1-10 pc）。含中心暗条系统的原星系团比例随尘埃温度（$T_d$）和团簇亮度质量比（$L/M$）的增加而减小，表明随着原星系团的演化，来自H{ \sc ii}区的恒星反馈逐渐破坏中心暗条系统。沿着最长的暗条可以看到明显的速度梯度，平均速度梯度为8.71 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$，中值速度梯度为5.54 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。我们发现，速度梯度是小的细丝长度大于$\sim$ 1~pc，可能暗示惯性流入的存在，虽然我们不能确定后者是由大尺度湍流或大尺度引力收缩。相比之下，低于$\sim$ 1 pc的速度梯度随着细丝长度的减小而急剧增加，这表明中心或核心的重力开始在小尺度上主导气体入口。我们认为，自相似的中心灯丝系统和在所有尺度上的附加吸积可能在高质量恒星的形成中起着关键作用。
2022-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aspect Ratio Dependence of the Free-Fall Time for Non-Spherical Symmetries
我们研究了分子云中普遍存在的非球形子结构，如片状和丝状结构的坍缩。这种非球形子结构在其内部同源地塌陷，但受到边缘效应的影响，导致其边缘优先加速。我们解析计算的同源崩溃的内部均匀密度，自引力丝的时间尺度，并发现同源崩溃的时间尺度尺度与纵横比呈线性关系。然而，在灯丝的边缘驱动的崩溃模式的特征时间尺度，示出具有平方根的纵横比的依赖。对于细丝和圆形片，我们发现，选择性的边缘加速变得更加重要，随着纵横比的增加。一般来说，我们发现低维物体和具有较大纵横比的物体具有较长的坍缩时间尺度。我们发现，估计恒星形成率，气体密度的基础上，可以高估了一个数量级，如果不考虑云的几何形状。
2012-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
