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
Investigating the physical properties and fragmentation of the AFGL 333-Ridge
我们提出了多波长的数据来研究AFGL 333- Ridge的物理性质和碎裂。速度弥散的统计分析表明，湍流是脊中的主导运动。然而，AFGL 333-Ridge的线性质量密度（1124.0 M/pc）远远超过其临界值406.5 M/pc，这表明需要额外的运动来防止灯丝径向塌陷。使用getsources算法，我们确定了14个核心从赫歇尔地图，包括两个原恒星核心和12个无星核心。所有这些无恒星的核心都受到引力束缚，因此被认为是星前核心。根据它们的半径-质量关系，14个核心中有11个有可能形成大质量恒星。此外，AFGL 333-Ridge的两个亚丝中的7个核心似乎构成了两个项链状链，间距分别为0.51 pc和0.45 pc。通过与Jeans和圆柱形破碎理论预测的间隔长度进行比较，我们认为湍流和热压力的结合可能导致两个亚丝破碎成芯。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radio continuum view of Stephan's Quintet: age, dynamics and origin of the shock
INAF-IRA（意大利国家天体物理研究所雷焦艾米利亚分部）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Instituto Carlos I de Física Teórica y Computacional（卡洛斯一世理论与计算物理研究所）
通过MeerKAT等多波段射电观测研究斯蒂芬五重星系，揭示射电脊的结构特征，确认其由NGC 7318B与潮汐气体丝碰撞产生的强激波形成，明确碰撞时间与运动方向。
2026-08-28 astro-ph.GA
The DR21(OH) Trident -- Resolving the Massive Ridge into Three Entangled Fibers As the Initial Condition of Cluster Formation
DR 21（OH）脊是一个大质量恒星和星团形成中心-暗条系统的中心部分，在空间和运动学上被分解为三条几乎平行的纤维（f1、f2和f3）具有大致南北方向，使用H $^{13}$ CO $^+$（1-0）、N $_2$ H $^+$（1-0）、和NH $_2$ D（1 $_{1,1}$ -1 $_{0,1}$）与毫米天文学研究组合阵列。这些纤维都是温和的超音速（$σ_{\rm V}$大约是声速的2倍），长度约为2秒差距，宽度约为0.1秒差距，它们在南部纠缠和结合，那里是最活跃的大质量恒星形成的地方。它们的线质量都比它们的低质量对应物高1 - 2个数量级，并且在径向和轴向都是引力不稳定的。然而，只有f1沿着纤维一路都有大质量恒星形成，而f2和f3在其北部没有明显的恒星形成迹象。在f3中可以看到一个从北向南逐渐增加的速度梯度，并且可以用一个朝向该地区最大和最活跃的致密核心的自由落体运动模型很好地再现，这证实了海脊的全球崩溃，并表明潮汐力的破坏性影响可能解释了f2和f3中恒星形成的效率低下。在较大的尺度上，一些低密度的外围细丝可能是纤维的外部延伸，并提供脊起源的线索。
2021-12-28 astro-ph.GA
SIMPLIFI-Study of Interstellar Magnetic Polarization: A Legacy Investigation of Filaments. II. Enhancement of grain alignment near embedded protostars in the DR21 Ridge
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Leiden University（莱顿大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Boston University（波士顿大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Queen’s University（女王大学）
本研究通过观测DR21 Ridge中原恒星周围尘埃极化特性，验证了嵌入源辐射对尘埃颗粒对齐增强的理论预测。
2026-02-27 astro-ph.GA
Massive Quiescent Cores in Orion: VI. The Internal Structures and a Candidate of Transiting Core in NGC 2024 Filament
我们提出了一个多波长的观测研究的NGC 2024灯丝使用红外到亚毫米连续和NH $_3$ $(1,1)$和$(2,2)$反转转换中心的FIR-3，其中最大的核心。FIR-3在Spitzer/IRAC波段没有明显的红外点源。但NH $_3$动力学温度图显示核心中心的$T_{\rm k}=25$ K峰值显著高于周围水平（$T_{\rm k}=15-19$ K）。这样的内部加热签名没有红外线源表明一个正在进行的核心崩溃可能在过渡阶段，从第一流体静力核心（FHSC）的原恒星。灯丝中的八个致密核心的尘埃温度在17.5到22 K之间。它们比中央加热星IRS-2b周围的热脊（$T_{\rm d}=55$ K）要冷得多。与尘埃加热模型的比较表明，灯丝与IRS-2b的距离应为$3-5$ pc。这个数值比热脊的空间范围大得多，表明暗条沿着视线与热区在空间上分离。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond the Local Group -- I: Cosmic Filaments Govern the Spatial Alignments of Galaxy Pairs
基于SDSS数据，研究发现星系对沿宇宙纤维状结构排列，且强度随距脊线距离变化，支持各向异性吸积模型，并将MW-M31视为典型排列对。
2025-10-26 astro-ph.GA
Mega-parsec scale magnetic fields in low density regions in the SKA era: filaments connecting galaxy clusters and groups
星系团中磁场的存在近年来已经得到了很好的证实，它们对于理解星系团内部介质中的物理过程的重要性也得到了认可。在几十个星团中发现了晕源和遗迹源。晕和遗迹的射电功率与X射线光度之间存在很强的相关性。由于星团X射线光度和质量是相关的，射电功率和X射线光度之间的相关性可以从射电功率对星团质量的物理依赖性中推导出来，因此星团质量可能是形成这些源的关键参数。该项目的目标是研究Mpc尺度以外的非热结构的存在，并与星系团的低密度区域相关：连接丰富星系团的星系丝。我们提出了一个证据，弥漫性无线电发射星系际细丝。此外，我们提出并讨论了在星系群和微弱的X射线集群中的无线电发射的检测，以分析在低密度区域的非热性质的物理条件类似于星系丝。我们将讨论如何SKA1观测将允许调查这一主题和研究的存在下，在低密度区域的扩散射电源。这将是理解宇宙学磁场的起源和性质的基本步骤。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orientation of galaxy pairs with filamentary structures: dependence on morphology
目标。为了分析星系对系统相对于底层大尺度结构的取向，我们研究了连接星系对的轴与星系对所在的宇宙暗条之间的对准。此外，我们分析了对成员的形态，以及灯丝性能的对齐的幅度的依赖性。方法.我们建立了一个星系对目录，要求$r_p < 100\kpc$和$ΔV < 500 \kms $的红移$z<0.1$从斯隆数字巡天（SDSS）。我们将星系对表分为椭圆-椭圆星系（E-E）、椭圆-螺旋星系（E-S）和螺旋-螺旋星系（S-S）三类。我们使用以前定义的目录中获得的纤维SDSS和我们选择对位于更接近于$1\mpc$从丝的脊柱，这被认为是成员的长丝。对于这些对，我们计算连接每个星系的轴与由母暗条的脊柱定义的方向之间的相对角度。结果我们发现一个统计学上显着的对齐信号之间的对轴和脊柱的主机丝一致的相对过量的$ \sim$ 15\%对齐对。我们得到的椭圆星系组成的对表现出更强的对齐，显示出更高的对齐信号的对更接近于200 $\kpc$的灯丝脊柱。此外，我们发现，对齐对与发光的主机灯丝填充了高比例的椭圆星系。这项工作的结果表明，大尺度结构在驱动星系各向异性吸积中发挥着根本性的作用，如由星系对表现出沿暗条方向的优先排列引起的。
2018-08-14 astro-ph.GA
Detecting Effects of Filaments on Galaxy Properties in the Sloan Digital Sky Survey III
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12中细丝对星系性质的影响，使用了“宇宙网重建”目录（Chen et al. 2016）中的细丝，这是一个公开的SDSS细丝目录。由于暗条是中高密度区域的示踪物，我们预计与环境相关的星系特性取决于到最近暗条的距离。我们的分析表明，红色星系或高质量星系倾向于比蓝色或低质量星系更靠近细丝。在调整恒星质量的影响后，平均而言，早期形成的星系或大型星系比晚期形成的星系或小型星系具有更短的距离。对于主星系样本（MGS），所有信号都非常显著（$>6σ$）。对于LOWZ和CMASS样本，恒星质量和大小是重要的（$>2 σ$）。我们观察到的细丝效应一直持续到$z = 0.7$（CMASS样品的边缘）。将我们的结果与用redMaper星系团的星系距离作为参考的结果进行比较，我们发现丝状体和星系团之间有相似的结果。此外，我们还发现星系团对邻近星系恒星质量的影响取决于星系周围的环境。我们的研究结果说明了星系性质与密度脊的密切相关性，强烈支持密度脊是细丝的良好示踪剂的说法。
2017-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA stat.AP
Stirred, not shaken: Star cluster survival in the slingshot scenario
研究振荡气体纤维对嵌入星团的影响，提出四类残骸分类，预测猎户座星云星团正被弹出并即将分散，与观测膨胀及偏离脊线相符。
2023-04-27 astro-ph.GA
MeerKAT's discovery of a radio relic in the bimodal merging cluster A2384
我们目前发现的一个单一的无线电遗迹位于星系团A2384的边缘，使用MeerKAT射电望远镜。A2384是一个邻近的低质量、复杂的双峰星系团（$z$ = 0.092），在北星系团A2384（N）和南星系团A2384（S）之间有一个密集的X射线细丝（$\sim$ 700 kpc长）。无线电遗迹的起源令人费解。利用A2384的MeerKAT观测资料，估计该射电遗迹的物理大小为824 $\times$ 264 kpc $^{2}$，是一个陡谱源。遗物的无线电功率为$P_{1.4\mathrm{GHz}}$ $\sim$（3.87 $\pm$ 0.40）$\times$ 10 $^{23}$ W Hz $^{-1}$。这个射电遗迹可能是低质量的A2384（S）星团通过大质量的A2384（N）星团时冲击波传播的结果，产生了一条看起来像热X射线灯丝的痕迹。在之前的GMRT 325 MHz观测中，我们探测到一个特殊的FR I射电星系与A2384的热X射线灯丝相互作用，但没有探测到扩展的射电遗迹;它与FR I星系的南叶混淆。这个新发现的射电遗迹是细长的，垂直于合并轴，就像在其他遗迹星团中看到的那样。除了遗迹，我们还注意到在热X射线灯丝中有一个候选的射电脊。射电脊源的物理大小为$\sim$ 182 $\times$ 129 kpc $^{2}$。在X射线灯丝中探测到弥散射电源是一种罕见的现象，可能是在…
2020-09-06 astro-ph.GA
And yet it flips: connecting galactic spin and the cosmic web
我们研究了星系和晕相对于宇宙网的细丝和墙壁的自旋对齐，用DisPerSE识别，使用SIMBA模拟从z=0-2。大质量晕的自旋方向垂直于最近的暗条轴和暗条壁，而小质量晕的自旋方向则与暗条平行，并位于暗条壁的平面内。在星系中也发现了类似的质量相关自旋翻转，尽管信号较弱，特别是在低质量和低z时，这表明星系的自旋保留了它们大尺度环境的记忆。低z恒星形成和旋转主导的星系倾向于有平行于附近的灯丝的自旋，而静止和色散主导的星系优先显示垂直取向;恒星形成的趋势可以完全解释的恒星质量相关，但形态的趋势不能。有一个强烈的依赖HI质量，这样高HI星系往往有平行的自旋，而低HI星系是垂直的，即使在恒星质量匹配的样本，这表明HI内容跟踪各向异性的下落更忠实于恒星的组成部分。最后，在恒星质量固定的情况下，自旋排列的强度与暗条的密度相关，在高密度的环境中，星系是平行排列的。这些研究结果是一致的条件潮汐扭矩理论，并强调银河系的自旋和较大规模的潮汐，是重要的，例如解释弱透镜研究之间的显着相关性。SIMBA使我们能够排除数字网格锁定作为以前看到的低质量对齐的原因。
2019-06-04 astro-ph.CO 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
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-definition imaging of a filamentary connection between a close quasar pair at z=3
在MUSE超深场探测到z~3.22类星体对间的宇宙网纤维发射，通过高分辨率观测与模拟对比验证了冷暗物质预测，为研究宇宙网物理性质和暗物质分布开辟新途径。
2025-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Cosmic Web: Lyα Emission from Simulated Filaments at z=3
标准宇宙学模型（$Λ$ CDM）预测了宇宙网的存在：物质分布成连接大质量晕的薄片和细丝。然而，观测证据一直难以捉摸，由于低表面亮度的灯丝。最近的深MUSE/VLT数据和即将到来的观测为Ly $α$检测提供了一个有希望的途径，激发了现代理论预测的发展。我们使用流体动力学宇宙学模拟运行的AREPO代码来调查潜在的大规模的细丝，不包括嵌入其中的晕的贡献的可探测性。我们专注于细丝连接大规模（$M_{200c}\sim(1-3)\times10^{12} M_\odot$）晕在z=3，并比较不同的模拟分辨率，反馈水平，和模拟图像的像素大小。我们发现，尽管内部灯丝结构的内在增强，增加模拟分辨率并没有实质性地提高可探测性。相比之下，对于31小时的MUSE积分，与没有反馈的模拟相比，包括反馈使可检测区域平均增加了$\simeq$ 5.5倍，这意味着即使细丝的非结合组分也对反馈具有相当大的敏感性。将图像分辨率从每像素（0.2”）$^2$的原生MUSE标度降低到（5.3”）$^2$孔径具有最强的效果，将可检测区域增加了中值因子$\simeq$ 200，并且当像素的大小大致匹配灯丝的宽度时最有效。最后，我们发现大部分的赖氨酸$α$发射是由于电子碰撞碰撞激发，而不是辐射复合。
2020-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging Filaments and Hub Formation in the G083.097$+$03.270 Molecular Complex
本文通过CO多谱线观测发现G083.097+03.270中两条纤维并合形成致密枢纽，速度梯度与湍流驱动质量积累，进而触发大质量恒星形成，为“纤维到星团”范式提供基准。
2023-09-25 astro-ph.GA
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
G183: An outer galaxy filament feeding a massive protostar
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Max Planck Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文研究所）
G183星云丝通过吸积物质形成巨星级原星体S1，其吸积率和喷流率与银河系内高质量恒星形成星云丝相似，但柱密度较低，且发现高温核心化学特征。
2026-01-30 astro-ph.GA
Characterising HOD in filaments and nodes of the cosmic web
本研究结合HOD与丝状网络信息，分析宇宙丝状结构与节点中的晕占据分布，发现低质量节点存在过多暗弱蓝色星系，表明其未维里化，而高质量晕则更演化成熟。
2023-12-27 astro-ph.GA
Extended neutral hydrogen filamentary network in NGC 2403
本研究通过新观测发现NGC 2403中的低柱密度云属于与薄盘重合的盘外气体丝状复合体，总HI质量为星系的0.6%，并推断20 kpc丝状体及HII异常源于约2 Gyr前与矮卫星星系DDO 44的相互作用。
2023-01-31 astro-ph.GA
Molecular gas filaments and fallback in the ram pressure stripped Coma spiral NGC 4921
通过高分辨率CO观测，研究了后发座星系团NGC 4921盘中的冲压压力对分子ISM的影响。我们给出了6”分辨率CARMA CO（1-0）的全圆盘观测值和0.4”分辨率ALMA CO（2-1）的前象限观测值，其中冲压压力最强。我们发现的证据压缩致密的星际介质（ISM）的领先的一面，空间上与激烈的恒星形成活动在这个区域。我们还探测到分子气体沿着千秒差距尺度的尘埃细丝延伸到星系的气体剥离区，在HST图像中看到。我们发现，细丝连接运动学以及空间上的主要气体脊位于下游，一致的云去耦抑制磁约束力，并通过简单的烧蚀形成的模拟细丝不一致。此外，我们发现几个云的分子气体$\sim 1-3$千秒差距以外的CO的主环的速度是蓝移高达50公里秒$^{-1}$相对于银河系的旋转曲线。这些是我们探测到的唯一没有任何可见尘埃消光的云，这表明它们位于星系盘中平面的后面，并且正在向星系回落。长期以来，模拟预测，一些从星系盘中移除的气体将在冲压压力剥离过程中回落。这可能是第一个明确的观测证据，气体再吸积在一个冲压压力剥离星系。
2021-07-25 astro-ph.GA
COS Observations of the Cosmic Web: A Search for the Cooler Components of a Hot, X-ray Identified Filament
在局域宇宙中，大部分重子被认为是以细丝中的扩散气体的形式存在。虽然这种气体可以在星系团周围的X射线发射中直接观察到，但它主要是通过其紫外吸收来研究的。最近，X射线观测报告了连接到附近（$z=0.05584$）集群Abell 133周围宇宙网的大尺度细丝。其中一条细丝被类星体[VV 98] J010250.2 $-$ 220929的视线所覆盖，这使得有史以来第一次对宇宙网细丝中的冷、冷和暖气体进行普查，在宇宙网中，热气体已经在X射线发射中被发现。在这里，我们介绍了宇宙起源摄谱仪的紫外观测和[VV 98] J010250.2 $-$ 220929的麦哲伦Echellette摄谱仪的光学观测。我们没有发现冷、凉或暖气体与暗条有关的证据。特别地，假设多普勒参数为$b=20\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$，我们对$\log(N_{HI} / \textrm{cm}^{-2}) < 13.7$的Ly $α$吸收设置$2σ$上限。由于这条视线是从阿贝尔133中心的${\sim}1100\,\textrm{pkpc}$（$0.7R_\textrm{vir}$），我们认为，在这个位置，灯丝中的所有气体都是热的，或者任何温暖的，凉爽的，或寒冷的成分都是小而拥挤的。需要对这个系统进行更广泛的普查--结合更多的紫外线视线、更深的X射线观测和更大的星系团成员红移目录--以更好地…
2019-11-13 astro-ph.GA
Radio study of the Arc and the Sgr A complex near the Galactic center
本文基于射电观测揭示了银河系中心内1度丰富的热与非热射电结构，详细分析了Arc、Sgr A复合体等结构的物理特性，并明确指出Sgr A East位于Sgr A West的后方。
2024-06-27 astro-ph.GA
Multi-Filament Inflows Fueling Young Star Forming Galaxies
理论表明，有两种主要的吸积模式，通过这种模式，暗物质晕获得气体以形成星系并为星系提供燃料，热模式和冷模式吸积。在冷模吸积中，气体流沿着宇宙网的细丝到达光环的中心，允许有效地输送恒星形成燃料。最近，据报道，两个被类星体照亮的HI Lyman α（Lyα）发射物体具有冷旋转结构的特性（Martin等人，2015年; Martin等人，2016年）。然而，可用的空间和光谱分辨率不足以约束与连接细丝相关的径向流动。有了凯克宇宙网络成像仪（KCWI），我们现在有八倍的空间分辨率，可以检测到这些螺旋流动。为了检测这些流入，我们引入了一套模型，其中包括带状径向流，展示了它们的性能的数值模拟，表现出冷流吸积，并表明它们是一个很好的匹配KCWI速度图的两个Lyα发射体周围观察到的高红移类星体。这些多丝流入模型在运动学上隔离了对应于扩展的对流排放的径向流入区域。导出的气体流量和流入路径足以为推断的中央星系恒星形成速率和角动量提供燃料。因此，我们的运动学发射图提供了强有力的证据，表明在恒星形成的高峰期，宇宙网建筑星系的气体流入。
2019-04-26 astro-ph.GA
Filamentary Molecular Cloud Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection in Cold Neutral Medium
本研究探讨了冷中性介质中通过碰撞诱导磁重联（CMR）机制形成分子云的可能性，发现云碰撞触发磁重联可生成20pc丝状结构，并自下而上地通过磁场输送致密气体块促进恒星形成，且CMR能自生湍流。
2024-08-26 astro-ph.GA
Extended ammonia observations towards the 'Integral-Shaped Filament'
最近的观测表明，在ISM中的星系结构是迈向团块/核心和最终恒星形成的第一步。由于引力的不稳定性，致密的细丝会碎裂成星前核。我们试图了解的角色，在高质量的恒星形成的附属结构发挥。我们绘制了NH_3（1，1）和（2，2）中的积分形丝（ISF）。对整个结构进行均匀和充分的采样。我们发现NH_3（1，1）线的速度积分强度图所揭示的形态与沙尘脊密切相关。我们确定了6个“块”相关的著名的OMC-1至5和11个“子块”的地图，他们分开不是随机的，但在大致相等的间隔沿ISF。团块的平均间距为11.30“$\pm$ 1.31”（1.36 $\pm$ 0.16 pc），亚团块的平均间距为7.18“$\pm$ 1.19”（0.86 $\pm$ 0.14 pc）。这些间距与预测值的热（0.86 pc）和湍流香肠不稳定性（1.43 pc），通过采用一个圆柱形的几何形状的ISF与$60^{\circ}$的倾斜相对于视线一致。我们还发现了一个速度梯度约0.6公里的s-1 pc-1，沿着ISF可能产生的猎户座A分子云的整体旋转。转动能和引力能之间的推断比率远低于1。此外，波动中看到的质心速度图沿ISF。OMC-1至5云位于接近当地的波动极值，这表明存在与这些集团在ISF的气体流动。OMC-1中NH_3（1，1）和（2，2）的旋转温度约为30-40 K。在OMC-2、OMC-3和OMC-4北部，我们分别在边界和内部…
2018-08-30 astro-ph.GA
H-ATLAS: The Far-Infrared properties of galaxies in and around the Coma Cluster
我们描述了后发座星系团和它所在的星系细丝的远红外线调查。我们的调查涵盖了由$Herschel$ H-ATLAS在100、160、250、350和500 $μ$ m的五个波段观测到的$\sim$ 150 deg $^2$区域。SDSS光谱巡天（$m_{r} \le 17.8)$）被用来定义后发座星系团目录（CCC）中744个后发座星系团的面积（维里半径内）和红移（$4268 < v < 9700$ km s $^{-1}$）样本。为了比较，我们还定义了一个951个星系的样本在连接的灯丝-后发座灯丝目录（CFC）。光学位置和参数被用来定义合适的孔径来测量每个星系的远红外辐射。我们在SPIRE 250 $μ$ m波段探测到了744个星系中的99个（13%）和951个星系中的422个（44%）。我们认为不同形态类型的星系的相对检测率发现，它是唯一的S 0/Sa人口，显示出明显的差异之间的集群和灯丝。我们发现，除了早期类型的星系尘埃温度，这是显着更热的集群比在灯丝（X射线加热？）的尘埃质量和温度的集群和灯丝星系之间没有差异。从化学演化模型中，我们没有发现不同的演化过程（气体损失或下落）之间的星系团和灯丝的证据。
2016-03-09 astro-ph.GA
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Continuous Filament Network of the Local Universe
本研究利用图像分析中的脊线滤波器，基于 HyperLeda 星系构建无孤立纤维的连续宇宙网目录，并通过多类天体源示踪及颜色—距离分析验证其有效性。
2023-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Dark-matter Density Profiles of Cosmic Filaments
Peking University（北京大学）；Tsinghua University（清华大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Simon Fraser University（西蒙菲莎大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
研究通过TNG50模拟分析宇宙丝状结构的径向暗物质密度剖面，提出缩放圆柱算法修正传统方法，发现剖面形式弱依赖于红移、节点质量及丝长，揭示了丝状结构的自相似性。
2026-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep VLA observations of the cluster 1RXS J0603.3+4214 in the frequency range 1-2 GHz
我们报告了1 RXS J0603.3+4214的L波段VLA观测，该星团拥有一个明亮的射电遗迹，称为牙刷，和一个细长的巨型射电晕。这些新的观测使我们能够以非常高的灵敏度研究表面亮度分布，分辨率低至1角秒。我们的图像提供了牙刷前所未有的详细视图，揭示了神秘的结构。为了研究谱指数分布，我们补充我们的分析与公布的LOFAR和GMRT观测。明亮的“刷”的牙刷显示一个突出的狭窄的山脊，其北部与尖锐的外缘。山脊处的光谱指数在$-0.70\leqα\leq-0.80$范围内。我们认为，脊是由沿视线的投影造成的。用一个简单的玩具模型的最小区域的脊，我们得出结论，磁场低于$5\,\rmμG$和变化显着的冲击波前。我们的模型表明，实际马赫数高于从喷射指数得到的马赫数，并且与从总谱得到的马赫数，即${\cal M}=3.78^{+0.3}_{-0.2}$，吻合得很好。射电晕的平均光谱指数为$α=-1.16\pm0.05$，从北到南有轻微的梯度。晕的最南端较陡，可能与冲击波阵面有关。除最南端外，晕形态与X射线形态非常一致。射电和X射线表面亮度之间存在幂律关系
2017-12-04 astro-ph.GA
The warm-hot intergalactic medium in inter-cluster filaments -- A forecast for HUBS observations based on eRASS1 superclusters
本文基于eRASS1超星系团目录构建了1577条星系团间纤维状结构样本，筛选出4个最适合HUBS观测的候选体，并通过模拟观测证明200 ks曝光可精确测定其温度、金属丰度和密度，为WHIM研究提供新途径。
2025-03-13 astro-ph.GA
The role of the magnetic field in the fragmentation process: the case of G14.225-0.506
预测B场在外延结构的形成及其碎裂过程中起作用。我们的目的是调查的作用，在核心碎裂的过程中的B-场的中心-细丝系统在IRDC G14.2，这表现出不同的碎裂水平。我们使用CSO对中心进行了350 μm处的热尘埃偏振观测。我们应用极化强度梯度法来估计B场对G力的重要性。中心-N中的B场沿E-W方向显示出均匀的结构，垂直于中心-灯丝系统的主轴。中心-N的I-梯度显示了一个局部最小值，与用干涉观测探测到的尘芯MM 1a相吻合。当接近粉芯时，B场方向被扰动。集线器-S显示2个局部最小值，反映了B场的双峰分布。在中心-N中，中心-细丝系统的E和W，I-梯度和B-场是平行的，而它们在穿透细丝和中心时倾向于垂直。对δ-和β-B-图的分析表明，B-场不能阻止坍缩，这表明B-场最初被下落运动拖曳并与之对齐，或者从两侧向中央脊引导物质。在包含尘埃发射峰的南北向脊附近发现了δ B > 1的值，这表明在这个区域B场超过G力，或者说在目前的角分辨率下，我们无法分辨假设的更复杂的结构。我们估计了B场强度、MtF比和A-M数，并发现了2个集线器之间的差异。在这两个枢纽中观察到的不同程度的碎片化可能是由于B场性质的差异，而不是G场强度的不同。
2020-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Automated detection of filaments in the large scale structure of the universe
我们提出了一种新的方法来识别大尺度细丝，并将其应用于宇宙学模拟。使用给定质量以上的晕的位置作为节点示踪剂，我们使用所有剩余暗物质晕的位置和质量来寻找它们之间的细丝。为了检测暗条，第一步是构建连接两个节点的主干，这是由连接非节点晕追踪的最高局部暗物质（DM）密度的类光子路径给出的。细丝质量由表征其骨架的密度和间隙参数定义，并且细丝成员由它们在垂直于细丝的平面中的结合能选择。这种隶属条件与特征轨道时间相关联;然而，如果假设所有细丝都有固定的轨道时间尺度，则所得到的细丝性质仅显示出边际变化，这表明动力学信息的使用对于该方法并不重要。我们测试的方法在模拟中使用大量的晕（$M>10^{14}$ h $^{-1}M_{\odot}$）作为丝节点。由此产生的高品质长丝的主要性能i）它们的长度覆盖高达$\simeq33%$ h $^{-1}$ Mpc的宽范围的值，但大部分集中在低于50 h $^{-1}$ Mpc; ii）它们的厚度峰值分布在$d=3.0$ h $^{-1}$ Mpc处，并且随着长丝长度略微增加; iii）对于$\simeq 10^{14.1}M_{\odot}$节点，它们的节点平均连接到$1.87\pm0.18$细丝;对于$\simeq 10^{14.9}M_{\odot}$节点，这个数目随着节点质量增加而增加到$\simeq 2.49\pm0.28$细丝。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Ionization Structure of the Shocked Filaments of NGC 6240
我们研究的电离和激发结构的星际介质中的后期富含气体的星系合并NGC 6240使用一套发射线地图在$\sim$ 25 pc的分辨率从哈勃太空望远镜，凯克NIRC 2与自适应光学，和ALMA。NGC 6240拥有一个由强烈的恒星形成和/或两个活动核中的一个或两个驱动的超级风;流出物产生气泡和细丝，从温暖的分子气体（H $_2$ 2.12 $μ$ m）到光学电离气体（[O III]，[N II]，[S II]，[O I]）和热等离子体（Fe XXV）。在最明显的气泡中，我们看到由高[O III]/H $β$和[O III]/[O I]跟踪的明显激波阵面。冷分子气体（CO（2-1））仅存在于气泡底部附近，朝向发射流出物的核。我们解释的气泡外的分子气体的缺乏，这意味着冲击波前是不负责离解分子气体，并得出结论，分子云部分屏蔽，要么短暂夹带在外流，或不受干扰，而热风在他们周围流动。在星系的其他地方，激波激发的H $_2$从原子核延伸至少$\sim$ 4 kpc，追踪分子气体，甚至比两个星系的星际介质碰撞的原子核之间的温度还要高。沿着东臂的高[O III]/H $β$发射的脊线与南核的星盘短轴对齐;来自WiFeS的光学积分场光谱表明这种高度电离的气体以系统速度为中心，并且可能通过直接瞄准南活动星系核而光电离。
2021-11-01 astro-ph.GA
Shapley Supercluster Survey (ShaSS): Galaxy Evolution from Filaments to Cluster Cores
我们对沙普利超星系团（SSC; z~0.05）的多波长巡天进行了概述，它覆盖了包括超星系团核心在内的260 h^-2_70 Mpc ^2的连续区域。该项目的主要目的是量化集群规模的质量组装对星系演化的影响，在本地宇宙中最大的结构之一。Shapley超星系团巡天（ShaSS）包括9个Abell星系团（A3552、A3554、A3556、A3558、A3559、A3560、A3562、AS 0724、AS 0726）和2个较差星系团（SC 1327 - 312、SC 1329 -313），显示出星系团间相互作用的证据。VST和VISTA获得的光学（ugri）和近红外（K）成像使我们能够研究超星系团红移处的星系群。在英澳望远镜上使用AAOmega进行的一次专门的光谱巡天提供了一个在~m*+3处有80%完整性的超星系团成员的星等限制样本。我们得到了整个区域的星系密度，证明了这个区域内的所有结构都嵌入在一个由星系团、星系群和星系丝组成的网络中。SSC核心的恒星质量密度始终高于9 E09 M_sun Mpc^-3，约为本宇宙星系的宇宙恒星质量密度的40倍。我们发现了一个新的星系结构（投影长度约为7 Mpc），将SSC核心与星团A3559连接起来，以及先前未识别的密度峰。我们对巡天的中心1平方度场进行了弱透镜分析，得到了中心星团A3558的质量为M_500=7.63E14 M_sun，与基于X射…
2014-10-06 astro-ph.GA
RCW 36 in the Vela Molecular Ridge: Evidence for a high-mass star cluster formation triggered by Cloud-Cloud Collision
两个分子云之间的碰撞是高质量恒星形成的一个可能候选者。位于船帆座分子脊的HII区域RCW 36包含一个年轻星团，其中有两颗O型星。我们提出了新的CO观测RCW 36与NANTEN 2，Mopra，和ASTE使用$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）线的排放。我们已经发现了两个分子云躺在速度$V_\mathrm{LSR} \sim$ 5.5和9公里秒$^{-1}$。这两个云很可能在物理上都与星团有关，这一点可以通过两个云、红外线灯丝和星团之间良好的空间对应关系得到证实。我们还发现了一个高的强度比$\sim$ 0.6-1.2的CO $J$ = 3-2 / 1-0向这两个云，表明气体温度已增加，由于加热的O-型恒星。我们建议，在RCW 36的O型星形成的两个云之间的碰撞，与5公里秒的相对速度分离$^{-1}$。互补的空间分布和速度分离的两个云是在良好的协议与观测签名预期的O型恒星形成的云-云碰撞触发。我们还发现了两个云的互补空间分布之间的位移，我们估计为0.3 pc，假设碰撞角为45 $^{\circ}$相对于视线。我们估计碰撞的时间尺度为$\sim$ 10 $^5$ yr。Ellerbroek et al.（2013 b）的星团年龄很可能是由不是在云-云碰撞触发下形成的低质量成员决定的，而星团中心的O型星可能是由独立于低质…
2018-02-02 astro-ph.GA
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
Low-velocity shocks traced by extended SiO emission along the W43 ridges: witnessing the formation of young massive clusters
大质量恒星的形成与其母云的形成紧密相连。我们在这里集中在W 43的高密度部分，一个分子云正在经历一个有效的形成事件。云的结构进行了研究，从赫歇尔连续图在70，160，250，350和500微米的柱密度图像。我们发现了两个高柱密度的对流云，分别称为W 43-MM 1和W 43-MM 2脊，它们都能解释10^23 cm-2以上、5和14 pc ^2区域内的1.5x10^4 Msun气体质量。我们用N_2H^+ 1- 0线证实了W 43-MM 1和W 43-MM 2脊是速度相干和重力束缚的结构，尽管它们的速度色散很大，线宽约为5公里。W 43大型计划最令人感兴趣的结果是明亮的宽分布SiO2--1发射：1--11 K kms$，延伸面积约为28 pc^2。它集中在W 43-MM 1和W 43-MM 2脊及其附近，导致总光度为L_SiO2 -1 ~4 10^4 K kms kpc^2pc^2。我们测量了SiO~2- 1谱线的光度和速度范围之间的陡峭关系，并建议用它来区分这里观测到的低速激波和与大质量年轻恒星外流有关的更经典的高速激波。我们使用最先进的激波模型证明，低速（<10 km ^-1）激波中的少量（10%）Si原子最初处于气相或颗粒地幔中，可以解释W 43中观测到的SiO柱密度。高密度气体（n_H2>10^4-10^5 cm^-3）和受冲击的SiO气体在空间和速度上的重叠表明，洋脊可能…
2013-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure of the Source I disk in Orion-KL
本文利用$\sim$ 12 AU分辨率的43~340 GHz图像追踪猎户座KL星源I盘的结构。数据揭示了一个几乎边缘上的圆盘，其外径为$\sim$ 100 AU，从内部加热。在220 - 340 GHz的高不透明度隐藏了内部结构，并呈现出$\sim$ 500 K的表面温度。在43，86和99 GHz的图像揭示了磁盘内的结构。在43 GHz处有明亮的致密发射，亮度温度为$\sim$ 1300 K.另一个特征，在99 GHz最突出，是发射的弯曲脊。这些数据可以用一个简单的模型来解释，该模型具有热的内部结构，通过较冷的材料来观察。一个广角流出映射在SiO发射烧蚀的材料从内部的磁盘，并延伸在一个双极流出超过1000 AU沿磁盘的旋转轴。SiO $v=0$ $J=5-4$发射似乎在翘曲脊中具有局部足迹。这些观测结果表明，脊是盘的工作面，并通过吸积和外流加热。盘的结构可能正在演变，伴随着多次吸积和外流事件。我们讨论了两个来源的变化：1）变量吸积到磁盘上的源I旅行通过从BN源我遇到$\sim$ 550年前的残留碎片;和2）从磁盘上的原恒星，可能会触发多个外流的情节吸积。翘曲的内盘结构是SrcI可能是一个经历幕式吸积的双星的直接证据。
2021-10-26 astro-ph.GA
The Skeleton: Connecting Large Scale Structures to Galaxy Formation
我们报告的两个定量，形态估计的宇宙网络，所谓的全球和当地的骨架结构。第一，基于全球的物质密度梯度流的研究，使我们能够研究密度峰值和它的周围环境之间的连通性，通过冷流星系晕的各向异性吸积直接相关。从第二个，基于涉及场的导数的局部约束方程，我们可以推导出对强大统计的预测，例如作为密度阈值的函数的宇宙网络的微分长度和相对鞍到极值计数（应用于结构和连通性的渗透），以及一个理论框架来研究它们的宇宙演化通过重力引起的非线性的发病。
2009-11-19 astro-ph.CO 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
Pre-processing of galaxies in cosmic filaments around AMASCFI clusters in the CFHTLS
星系团和星系群被认为是沿着宇宙细丝的首选方向吸积物质的。然而，这些结构已被证明难以检测，因为它们的对比度低，很少有研究集中在集群坠落区。在这项工作中，我们使用光度红移在0.15<z<0.7的范围内探测到了星系团周围的宇宙细丝。我们在这些结构中描述了星系群的特征，以研究宇宙细丝和星系群对恒星形成淬火的“预处理”的影响。使用AMASCFI加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）T0007集群样本（Sarron等人，2018）进行宇宙细丝探测。在光度红移切片中用DISPERSE算法进行灯丝重建。我们表明，这种重建是可靠的CFHTLS一样的调查在0.15<z<0.7使用模拟星系目录。我们使用LePhare SED拟合算法将我们的星系目录分为两个群体（被动和恒星形成），并使用两个红移箱（0.15<z<=0.4和0.4<z<0.7）。我们发现，AMASCFI集群连接性（即连接到集群的细丝的数量）随着集群质量M200而增加。R200以外的丝状星系被发现更接近于低红移的星系团，无论星系类型如何。暗条中的被动星系比只有在低红移仓中的恒星形成星系更接近星系团。在d~ 5cMpc范围内，星系的被动部分随团心距离的增加而减小.不在我们重建的节点上的星系群/星系团主要在宇宙细丝内发现。这些结果为宇宙细丝的“预处理”提供了线索，这可能是由于较小的星系群。通过将这种方法应用于更大的光度测量，如HSC-…
2019-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
GrAviPaSt's Lens to the Past: Unveiling the Evolution of Filamentary Structures
本研究提出无参数纤维识别方法GrAviPaSt，结合磁流体模拟分析不同红移下宇宙纤维的结构与动力学特征，揭示不同类型纤维的演化差异。
2025-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A Census of Large-Scale ($\ge$ 10 pc), Velocity-Coherent, Dense Filaments in the Northern Galactic Plane: Automated Identification Using Minimum Spanning Tree
长度可达100 pc量级的大尺度气体细丝位于银河系星际介质的边界层次的上端。它们与银河系结构的关联以及它们在银河系恒星形成中的作用，从观测和理论的角度来看都是非常有趣的。以前的“肉眼”搜索结合在一起，已经开始揭示银河系中大细丝的分布，但固有的偏见和小样本量限制了得出结论性的统计结果。在这里，我们提出了（1）一种新的，自动化的方法来识别大规模的速度相干致密细丝，和（2）第一次统计和银河系分布的这些细丝。我们使用一个定制的最小生成树算法来识别灯丝连接体素的位置-位置-速度空间，使用Bolocam银河系平面调查光谱目录。在$7.^{\circ}5 \le l \le 194^{\circ}$的范围内，我们已经确定了54个大尺度的细丝，并导出了质量（$\sim 10^3 - 10^5 \, M_\odot$），长度（10-276 pc），线性质量密度（54-8625 $M_\odot \, \rm{pc}^{-1}$），长宽比，线性，速度梯度，温度，碎裂，银河系的位置和方向角。纤维沿着主旋臂集中。它们广泛分布在银河系的盘面上，其中50%位于距离银河系中平面$\pm$ 20 pc的范围内，27%位于旋臂（又名“骨头”）的中心。约1%的分子ISM被限制在大的细丝中。与其他地方相比，大质量恒星的形成在大丝状体中更有利。这是第一个全面的目录大细丝有用的定量比较与螺旋结构和数值模拟。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS 09002-4732: A Laboratory for the Formation of Rich Stellar Clusters
IRAS 09002-4732是船帆座分子脊中一个研究较少的嵌入星团，距离船帆座分子脊1.7kpc。钱德拉X射线天文台的深度观测，结合现有的光学和红外线测量，产生了该地区441个可能的主序前成员的目录。恒星的空间分布有两个组成部分：大多数恒星居住在一个丰富的，紧凑的，椭圆形的星团，但少数居住在一个分子细丝几秒差距长，跨越集群。暗条有活跃的分布式恒星形成，有数十颗未聚集的原恒星。星团前主序群是$\leq 0.8$ Myr年龄和深深嵌入;其最大的成员是非常年轻的产生一个超紧凑的H II区。从X射线光度函数推导出的星团总人口是惊人的丰富，是猎户座星云星团的两倍。星团的核心非常密集，应该发生强烈的N体相互作用;它的初始质量函数可能在大质量恒星中有所不足。我们推断，IRAS 09002-4732是一个罕见的情况下，丰富的集群正在形成今天的分子丝，符合天体物理模型的团簇形成的云，涉及层次的形成和合并的集团分子丝。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution observations of 12CO and 13CO(3--2) toward the NGC 6334 extended filament
该研究利用APEX望远镜观测NGC 6334延伸纤维的12CO和13CO(3-2)谱线，揭示其速度相干结构、序列恒星形成特征及HII区对气体结构的塑造作用，为分子云演化研究提供关键数据。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The physical and chemical properties of the $ρ$ ophiuchi A dense core
使用1.3 mm连续谱线和分子谱线，如用亚毫米阵列（SMA）观察到的C $^{18}$ O、C $^{17}$ O、CH $_3$ OH和H $_2$ CO，研究了$ρ$ Ophiuchi A核的物理和化学性质。连续谱和C $^{18}$ O数据分别与IRAM 30米望远镜和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）获得的单碟数据相结合。在1.3mm连续谱图上，我们发现了三个主要的辐射源，SM 1、SM 1 N和VLA 1623，它们位于南北向的扩展辐射中，而在连接SM 1和VLA 1623的连续谱脊中，还有两个致密的凝聚体。C $^{18}$ O辐射的空间分布与连续谱辐射的空间分布有很大的不同; C $^{18}$ O发射在连续脊的东、西边缘增强，峰值亮温为40- 50 K。这支持了$ρ$ -Oph A核心是从附近的恒星Oph S1和HD 147889外部加热的观点。相反，在连续发光较亮的脊中心，C $^{18}$ O的强度低于15- 20 K。C $^{18}$ O丰度在脊内降低，与N $_2$ H $^+$丰度呈反相关。然而，C $^{18}$ O和N $_2$ H $^+$在0级原恒星VLA 1623处都显示出强烈的耗尽，这意味着VLA 1623周围的致密气体比N $_2$的冻结温度更冷。CH $_3$ OH和H $_2$ CO谱线的蓝移和红移分量在SM 1处出现，表明SM…
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pilot study and early results of the Cosmic Filaments and Magnetism Survey with Nenufar: the Coma cluster field
NenuFAR是Nancay升级LOFAR的新扩展，目前正处于早期科学阶段。正是在这种情况下，宇宙纤维和磁性试点调查正在使用该阵列观测源，因为它仍在建设中-在观测时，计划的102个微型阵列中有57个（56个核心，1个遥远）在线-以便首次使用NenuFAR观察低频天空。它的目标之一是后发座星系团：一个著名的物体，无线电光环原型的宿主。它还拥有其他具有科学意义的特征，包括一个无线电遗迹，以及一个连接它与光环的发射桥。因此，它是一个研究得很好的对象。在本文中，我们首次证实NenuFAR检测的射电晕和射电遗迹的后发座星系团在34.4 MHz，与相关的本征通量密度估计：我们发现一个综合通量值为106.3 +- 3.5 Jy的射电晕，和102.0 +- 7.4 Jy的射电遗迹。这些是上限值，因为它们不包括点源减法。我们还解释了在减少数据方面遇到的技术困难，以及为解决这些困难而采取的步骤。这将有助于其他科学项目，旨在利用独立的NenuFAR成像观测在未来。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
Classification of cosmic structures for galaxies with deep learning: connecting cosmological simulations with observations
我们探索了深度学习对宇宙结构进行分类的能力。在宇宙学模拟中，根据暗物质的分布和运动学特征，将宇宙体分割为空洞、片、丝和结，并根据分割结果对星系进行分类。然而，观察性研究不能采用这种使用DM的分类方法。在这项研究中，我们证明了深度学习可以弥合模拟和观察之间的差距。我们的模型基于三维卷积神经网络，并在模拟中使用星系分布的数据进行训练，以从星系而不是DM推断结构类。我们的模型可以像以前的研究一样准确地预测类别标签，使用DM分布进行训练和预测。这意味着星系分布可以取代DM的宇宙结构分类，我们的模型使用星系可以直接应用于宽视场巡天观测。当忽略观测限制时，我们的模型可以将模拟的星系分为四类，（宏观平均$F_{\rm 1}$ -分数）为64%。如果考虑限制星等等的限制，我们的模型可以将SDSS星系分类为$\sim100~{\rm Mpc}$，准确率为60%。在区分空星系和其他星系的二元分类中，我们的模型可以达到百分之八十八的准确率。
2022-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
