High-fidelity view of the structure and fragmentation of the high-mass, filamentary IRDC G11.11-0.12
分子云中的恒星形成与其内部质量分布密切相关。本文对一个大质量的对流分子云IRDC G11.11-0.12（G11）的柱密度结构进行了前所未有的详细分析。我们使用两种新的柱密度映射技术：高分辨率（FWHM=2”，或~0.035 pc）尘埃消光映射在近红外和中红外，和尘埃排放映射与赫歇尔卫星。这两种完全独立的技术产生了惊人的良好的协议，突出了它们的互补性和鲁棒性。我们首先分析了G11的稠密气体质量分数和线质量密度。结果表明，G11具有顶重质量分布和线性质量密度（M_l ~ 600 Msun pc^{-1}），大大超过了自引力非湍流圆柱的临界值。这些性质使G11类似于猎户座A云，尽管它的恒星形成活动很低。这表明分子云中的致密气体量与环境参数或全球过程的关系比与云的恒星形成效率的关系更密切。然后，我们研究了G11在广泛的尺寸尺度和密度的层次碎片。在0.5pc> l > 8 pc的尺度下，G11的碎裂与自引力圆柱的碎裂一致。在小于l <0.5pc的尺度下，结果与球形Jeans碎裂理论吻合较好。对碎裂特征变化的一个可能解释是，由真实分子云的有限尺寸导致的与尺寸尺度相关的坍缩时间尺度：在尺度l < 0.5 pc时，碎裂变得足够快，不受全球不稳定性的影响。
2013-05-28 astro-ph.GA
Investigating the structure and fragmentation of a highly filamentary IRDC
我们提出了3.7弧秒（~0.05秒差距）分辨率3.2毫米尘埃连续观测从IRAM PdBI，目的是研究的结构和破碎的间接红外暗云G035.39-00.33。连续辐射被分割成一系列13个准规则间隔（~0.18pc）的核心，沿着IRDC的主轴。我们比较的核心的空间分布与理论工作描述的流体动力学流体圆柱体的破碎预测，发现两者之间的显着差异（~8）。我们的观察结果与分子云运动学研究的结果一致，表明核心是在一个复杂的独立子丝网络中。这一结果强调了在任何碎裂分析中考虑基本物理结构和潜在的、动态重要的磁场的重要性。所识别的核表现出（峰值）射束平均柱密度（$3.6{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}<N_{H,c}<8.0{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}$）、质量（$8.1M_{\odot}<M_{c}<26.1M_{\odot}$）和数密度（$6.1{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}<n_{H, c, eq}<14.7{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}$）的范围。其中两个核心，在中红外线暗，集中，单片（在我们的PdBI分辨率下没有可追踪的子结构），估计质量约为20-25 $M_{\odot}$，是中等到高质量恒星的祖先的良好候选者。维里参数跨越范围$0.2<α_{\rm vir}<1.3$。如果没有额外的支持，可能来自强度…
2016-08-15 astro-ph.GA
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
Effect of magnetic field on the rotating filamentary molecular clouds
本工作的目的是研究磁化旋转非连续分子云的演化。我们将考虑在演化早期阶段的圆柱形对称惯性分子云。本文首次在不作密度和磁函数假设的情况下，研究了轴向和方位向磁场作用下非磁性分子的转动。结果表明，除了径向坍缩速度降低外，旋转速度也受到磁场的影响。旋转的存在导致了丝的碎裂。此外，我们还发现磁场对气态分子云的碎裂有显著的影响。
2017-02-12 astro-ph.GA
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
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
Gravitational instability of filamentary molecular clouds, including ambipolar diffusion
研究了非理想磁流体力学中粘性分子云的引力不稳定性。假设细丝处于流体静力平衡。我们将双极扩散效应加到沿其轴向被初始均匀轴向磁场穿过的灯丝上。我们在柱坐标系下写出流体方程，并进行线性摄动分析。我们整合所得的微分方程，然后推导出数值色散关系。我们发现，一个更有效的双极扩散导致最不稳定的模式的增长的增强，并增加的分裂尺度的灯丝。
2016-11-01 astro-ph.GA
The Role of Magnetic Fields in the Stability and Fragmentation of Filamentary Molecular Clouds: Two Case Studies at OMC-3 and OMC-4
我们给出了猎户座A大质量长分子云复合体中两个区域OMC-3和OMC-4的稳定性分析。我们获得了$214~μ$ m HAWC+/SOFIA的偏振数据，并利用档案数据计算了柱密度和C $^{18}$ O（1-0）发射线。我们发现，在这两个观察到的区域和偏振分数是反相关的列密度和偏振角色散函数的去偏振。我们发现OMC-3中的对流云和致密团簇是磁超临界的，具有强次维里性质。这一区域应该处于引力坍缩阶段，并且与该区域形成的许多年轻恒星天体（YSO）相一致。我们的相对取向（HRO）的直方图分析表明，磁场在OMC-3的致密气体结构的动态次主导。给出了OMC-4的第一张偏振图。我们发现，除了一个细长的致密核心，这可能是一个附属结构的投影效应对准接近视线的结果，观察到的区域一般是磁亚临界。相对较大的速度色散和不寻常的积极的形状参数，在高柱密度的HRO分析表明，我们的视角可能接近OMC-4的附属子结构的轴。OMC-4中占主导地位的强磁场不利于恒星形成，并且与OMC-3中的YSO少得多相一致。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse of Primordial Filamentary Clouds under Far-Ultraviolet Radiation
用一维流体动力学计算研究了各向同性电离辐射作用下原始对流云的坍缩和碎裂。通过计算非平衡化学反应，研究了离解光子对对流云的影响。假设当对流云形成时，外部辐射开启，低初始密度的对流云（$n_0 \le 10^2 \mathrm{cm^{-3}}$）遭受氢分子的光解离。在这种情况下，由于主冷却剂损失，温度急剧升高，足以抑制崩溃。结果，这些碎片云分裂成非常巨大的云（$\sim 10^5 M_\odot$）。而高初始密度的对流云（$n_0>10^2 \mathrm{cm^{-3}}$）的演化则几乎不受外辐射的影响。这是因为初始密度高的对流云屏蔽了外部辐射。结果表明，外辐射使碎片质量增加。这一结果与以前的单区模型的结果是一致的。当线质量足够大时，由于电离辐射的作用，碎片质量减小。
2012-09-10 astro-ph.GA
Filamentary Hierarchies and Superbubbles I: Characterizing filament properties across a simulated spiral galaxy
本文利用多尺度星系MHD模拟提取500余条丝状结构，发现其质量与长度呈幂律分布，且质量幂律指数与巨分子云质量函数一致，揭示巨分子云性质继承自宿主丝状结构，并阐明了不同尺度上丝状碎裂的临界线质量条件。
2025-08-19 astro-ph.GA
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
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
Structure and Stability of Filamentary Clouds Supported by Lateral Magnetic Field
本文建立了两种主要由磁张力支持的等温对流云的解析模型。第一个描述了一个孤立的云，而第二个考虑周期性间隔的云。这两个模型都假定对流云是高度扁平的。证明了前者是后者的渐近极限，其中每个平行云远小于到相邻暗条的距离。我们发现，这些模型再现了Tomisaka（2014）的二维平衡模型的主要特征，用于垂直磁场穿过的对流云。计算还表明，云的临界质量通量比为$ M /Φ= (2 π\sqrt{G}) ^{-1} $，其中$ M $、$ Φ$和$ G $分别表示云的质量、云的总磁通量和引力常量.这个上界与极向磁场支持的轴对称云的上界一致。我们应用变分原理研究了第一模型的Jeans不稳定性。我们的模型云是不稳定的，对破碎以及由纵向磁场穿云。增长最快的模式的波长是云直径的几倍。第二个模型描述了双极扩散作用下粘性分子云的准静态演化。
2015-01-30 astro-ph.GA
The fragmentation and stability of hierarchical structure in Serpens South
丝状结构在分子云中普遍存在，并且最近被认为通过碎裂和质量吸积在调节嵌入团块的大小和质量方面发挥重要作用。本文通过对绿岸望远镜观测到的NH3（1，1）和（2，2）反转跃迁的宽（~ 4x 4pc）数据的分析，揭示了与巨蛇座南原星系团有关的游离分子气体的动力学状态和碎裂。NH3线的详细建模揭示了团簇和周围细丝的运动学是复杂的。我们确定层次结构，使用树形图分析的NH3排放。嵌入在同一母结构中的相邻结构之间的距离通常大于球形Jeans分析的预期，并且与圆柱形碎裂模型更一致。NH3谱线宽度-尺寸关系是平坦的，并且平均气体运动在所观察到的所有物理尺度上都是亚音速或跨音速的。亚音速区域远远超出了以前在恒星形成核心中确定的典型的0.1 pc尺度。结果表明，在Serpens南部，维里参数随结构质量的增加而减小。我们的数据探测到的最大尺度上极低的维里参数表明，之前观察到的有序磁场不足以支持该区域免受坍缩，这与之前测量到的一些细丝的大径向下落运动一致。然而，稠密气体中更复杂的磁场配置可能能够支撑细丝。
2016-10-31 astro-ph.GA
An Origin for the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores: a Prediction from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成中起着关键作用，因为它直接关系到新生恒星的外流和喷流，并最终导致原行星盘的形成。然而，核心旋转的起源和它的时间演化还没有得到很好的理解。最近的观测表明，分子云表现出无处不在的致密结构，恒星形成的核心与致密细丝有关。由于这些结果表明，致密的核心形成主要是在长丝，从长丝碎片的核心形成的机制应该解释这些核心的角动量的分布。本文分析了近平衡状态下沿暗条的速度涨落与沿其顶点形成的核的角动量之间的关系。我们首先发现，一个各向同性的速度波动，遵循三维Kolmogorov谱不再现所观察到的角动量的分子云核心。然后，我们确定需要一个大的功率在小尺度和研究三个功率谱模型的效果。我们证明了具有-5/3斜率的一维Kolmogorov功率谱和具有合理参数的各向异性模型与观测结果是一致的。我们的研究结果强调了更详细和系统的观测沿丝的速度结构和分子云核的角动量分布的重要性，以确定核心形成的机制的有效性从非常规分子云。
2019-05-20 astro-ph.GA
The links between magnetic fields and filamentary clouds III: field regulated mass cumulative functions
在过去的十年中，随着观测证据的积累，分子云中磁场的动力学重要性已得到越来越多的认识。然而，磁场如何影响恒星的形成仍不清楚。典型的恒星形成模型仍然将磁场视为各向同性压力，忽略了动态重要的磁场的基本属性：它们的方向。这项研究建立在我们以前的工作，证明了如何平均磁场方向相对于全球云的伸长可以影响云的破碎。在线性质量分布报告之前，我们在这里表明，云的质量累积函数（MCF）也由场的方向。更靠近场方向伸长的云倾向于具有较浅的MCF，换句话说，具有较高部分的高密度气体。这些证据与我们先前发现的双峰恒星形成效率的理解是一致的，这也与磁场方向有关。
2020-09-13 astro-ph.GA
Study of the filamentary infrared dark cloud G192.76+00.10 in the S254-S258 OB complex
我们提出了一个高分辨率的研究结果，在S254-S258 OB复杂的几种分子物种跟踪不同的物理条件下的红外暗云G192.76+00.10。这些包括一氧化碳（CO）、氨（NH $_3$）、一硫化碳（CS）的三种同位素体。这项工作的目的是研究对流云的一般结构和运动学，它的碎裂和物理参数。气体温度由NH $_3 $ $(J,K) = (1,1), (2,2)$和$^{12}$ CO（2--1）线导出，并且$^{13}$ CO（1--0）、$^{13}$ CO（2--1）发射用于研究总体气体分布和运动学。从CS（2--1）数据中识别出几个密集的团块。气体温度的值位于$10-35$ K的范围内，柱密度$N(\mathrm{H}_2)$达到值5.1 × 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。灯丝的宽度为1 pc量级。致密团块的质量范围为$ \sim 30 $ M $_\odot$至$ \sim 160 $ M $_\odot$。它们似乎在引力作用下不稳定。分子发射显示出沿着细丝的气体动力学相干性。速度模式可以指示纵向塌陷。
2018-02-22 astro-ph.GA
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
The link between magnetic fields and filamentary clouds II: Bimodal linear mass distributions
通过比较12个Gould带分子云在500 pc范围内的累积线性质量分布，研究了分子云的线性质量分布随分子云长轴与当地磁场方向（云场方向偏移）夹角的变化规律.我们发现长轴垂直于磁场方向的分子云，其线性质量分布更均匀。结果支持磁场方向可以影响分子云的破碎（Li等人，2017）。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 astro-ph.GA
A multi-line study of the filamentary infrared dark cloud G351.78-0.54
本文介绍了在1.3和0.8mm波段对对流红外暗云G351.78-0.54进行多线研究的结果。观察到CO、N $_2$ H $^+$、CH $_3$ CCH和HNCO三种同位素体的谱线。其目的是研究对流云的一般结构、其碎裂情况和物理参数，重点是该云中密集团块的性质。从N-$_2$ H-$^+$（3-2）数据中识别出几个致密的团簇，使用C $^{18}$ O（2-1）线确定它们的质量和维里参数。根据CH $_3$ CCH和HNCO数据估算了一些团块的温度。几乎所有的团块似乎都是重力不稳定的。从C $^{18}$ O（3-2）/（2-1）和N $_2$ H $^+$（3-2）/（1-0）强度比获得的密度估计值在$n \sim (0.3-3)\times 10^5$ cm $^{-2}$范围内。HNCO发射仅朝向包含IR光源IRAS 17233-3606的第一团块被检测到，并且指示甚至更高的密度。在流出物中也可以观察到。较高激发HNCO线的速度偏移可指示热芯相对于周围介质的移动。在某些团块中，N $_2$ H $^+$（3-2）和CO同位素之间存在速度漂移$\sim 1$ km s $^{-1}$。团块中N $_2$ H $^+$（3-2）线的大宽度表明其致密内部的速度色散增加，这可能与恒星形成过程有关。N $_2$ H $^+$的丰度朝着发光的IR源下降。
2021-05-07 astro-ph.GA
A molecular line study of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32
本研究的目的是更好地了解的物理和化学性质的附加IRDC G304.74+01.32。特别是，我们的目标是调查的运动学和动力学状态的云和团块内，和CO消耗量。在我们之前的LABOCA 870微米地图中确定的云中所有亚毫米级的峰位置都是在C17 O（2-1）中用APEX观察到的。在~1 mm波长处的13 CO（2-1）、SiO（5-4）和CH_3OH（5_k-4_k）跃迁中也观察到选定的位置。结果表明，G304.74是一个相干的平行结构，在所有靶点上都能探测到C17 O谱线。CO在团块中似乎没有显著耗尽。在~ 241.8GHz附近的2至3个甲醇5_k-4_k谱线被检测到朝向所有选定的目标位置，而SiO（5-4）仅在这些位置中的一个中被看到。13 CO（2-1）谱线呈不对称的蓝色剖面，表明有大尺度的下沉运动。团块显示跨超音速非热运动，维里参数分析表明，他们中的大多数是引力约束。外部压力也可能在动力学中起不可忽略的作用。这与我们早先提出的细丝是由超音速湍流会聚而成的观点在性质上是一致的。分析表明，分裂成团的灯丝是由“香肠”型不稳定性，与其他IRDC的结果一致。星云中的恒星形成活动，如外流，可能是负责从冰冷的颗粒地幔释放CO回到气相。与外流有关的冲击也可能将CH 3OH，SiO和DCN注入SMM 3的气相中。
2012-02-14 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Massive Star-forming Regions (MagMaR). VI. Magnetic Field Dragging in the Filamentary High-mass Star-forming Region G35.20--0.74N due to Gravity
本研究利用ALMA偏振数据研究大质量恒星形成区G35的磁场，发现引力拖拽导致磁力线沿丝状结构取向变化，核心间距变化反映了核心随气体的迁移过程，符合大质量恒星形成时间尺度。
2025-10-29 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation of the Orion Molecular Filaments
我们展示了使用亚毫米阵列（SMA）获得的猎户座分子云-3（OMC 3）850 um连续谱发射的高角分辨率地图;该地图是85个点的马赛克，覆盖面积约为6 '.5 x 2'.0（0.88 x 0.27 pc）。我们探测到12个空间分辨的连续谱源，每个源的H_2质量在0.3-5.7 Mo之间，投影源大小在1400-8200 AU之间。所有探测到的源都位于赤道主脊（nH 2>10^6 cm^-3）上，基于金斯定理的分析表明，它们很可能是引力不稳定的。多波长数据集的比较表明，在连续源中，6/12（50%）与分子流出有关，8/12（67%）与红外源有关，3/12（25%）与电离射流有关。这些源的演化状态范围从星前核心到原恒星阶段，证实OMC-3是一个正在进行嵌入式恒星形成的活跃区域。我们检测到OMC-3源之间存在约17英寸/0.035秒差距的准周期性分离。这种空间分布是一个大的层次结构的一部分，它还包括GMC的碎片尺度（~35 pc），大规模的团块（~1.3 pc）和小规模的团块（~0.3 pc），这表明猎户座A分子云内的层次碎片化。在大规模的块体中，碎片间距与热碎片长度大致一致，而对于小规模的核，它小于局部碎片长度。SMA观测到的这些较小的间距可以用螺旋磁场、云旋转或/和全球暗条坍缩来解释。最后，可能的证据表明，在北部的OMC-3灯丝的连续片段。
2012-11-29 astro-ph.GA
Filamentary structures and compact objects in the Aquila and Polaris clouds observed by Herschel
我们的PACS和SPIRE图像的天鹰座裂谷和北极星耀斑地区的一部分，在赫歇尔的科学演示阶段，发现了迷人的，无所不在的结构，似乎是物理相关的紧凑的核心。我们简要介绍了一种新的多尺度，多波长的源提取方法，用于检测对象和测量他们的参数在我们的赫歇尔图像。所有被提取的无星核心（天鹰座541个，北极星302个）似乎都是在长而窄的丝状体中形成的。凭借其远红外分辨率和灵敏度的组合，赫歇尔直接揭示了密集核心嵌入的细丝;细丝被解析，并在Aquila和Polaris中分别具有35弧秒和59弧秒的解卷积宽度（两个区域均为9000 AU）。我们对赫歇尔的第一次观测结果使我们能够提出，一般来说，致密的核心可能起源于由细长细丝组成的复杂网络的破碎过程，很可能是引力、星际湍流和磁场之间相互作用的结果。要解开的过程中的作用，必须获得额外的运动学和偏振信息，这些后续观测计划。
2010-05-18 astro-ph.GA
The fragmentation properties of massive protocluster gas clumps: an ALMA study
大质量致密分子云的碎裂是形成丰富星团和大质量恒星的起点。理论和数值模拟表明，由这种团块的引力坍缩产生的碎片的数量（数量、质量、直径、间距）可能受到磁场和其他自引力竞争者（特别是湍流和原恒星反馈）之间的平衡的调节。利用阿塔卡马大毫米波阵（ALMA）观测了11个大质量、致密、年轻的恒星形成团块，其辐射波长为$\sim 1$ ~mm，角分辨率为0.25角秒，目的是确定它们的碎片数量。我们在11个来源中的8个中发现了亚角秒尺度的碎片。ALMA图像显示了两种不同的碎片模式：一种是由质量和尺寸小得多的同伴包围的主导碎片，另一种是质量和尺寸逐渐变化的许多（$\geq 8$）碎片。平均而言，最大数量的碎片被发现朝向更温暖和更大的团块。此外，较温暖的团块倾向于形成具有较大质量和尺寸的碎片。为了了解不同的物理参数的作用，以调节最终的人口的碎片，我们模拟了一个巨大的团块的$100$和$300$ M $_{\odot}$具有不同的磁性支持的崩溃。模拟结果表明：（1）当初始湍流度较低时，破碎受到抑制，与其它物理参数无关。(2)在高度磁化的团块中有利于碎片的有序分布。我们的结论是，显示出许多碎片分布在一个类似的结构的团块可能具有强磁场的特点，而其他人也可能在一个较弱的磁场。
2018-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions and Kinematics of the Filamentary Structure in Orion Molecular Cloud 1
利用N_2H ~+~（3-2）谱线研究了猎户座分子云1（OMC 1）区稠密分子气体的结构和运动学。猎户座KL核心周围的6 'x9'（~0.7x1.1 pc）区域已经被亚毫米阵列（SMA）和亚毫米望远镜（SMT）绘制出来。SMA和SMT图像的分辨率约为5.4”（约2300 au），显示了典型宽度为0.02-0.03 pc的多个细丝。基于使用N2 H + 3-2和1-0数据的非LTE分析，细丝的密度和温度分别估计为~10^7 cm-3和~15-20 K。在三个巨大的细丝中观察到核心碎片，其中一个显示了速度和强度的振荡，这可能是核心形成气体运动的标志。OMC 1东部的气体动力学温度显著升高，可能是由于M42和M43中的高质量恒星的外部加热。此外，灯丝比其周围区域更冷，这表明由于灯丝中的致密气体而屏蔽了外部加热。OMC 1区域由猎户座KL的北部、西部和南部三个子区域组成，具有不同的径向速度和急剧的速度转变。从西部到南部地区有一个由北向南的速度梯度。观测到的速度模式表明，OMC 1中的致密气体正在向高质量恒星形成区域猎户座星云团（Orion Nebula Cluster）坍缩。
2020-03-05 astro-ph.GA
LABOCA 870 micron dust continuum mapping of selected infrared-dark cloud regions in the Galactic plane
我们已经映射了四个选定的约0.5度x0.5度大小的字段包含斯皮策8微米暗区与APEX/LABOCA在870微米。在C17 O（2-1）中观测了场中的选定位置，以获得运动学信息。所获得的LABOCA地图与斯皮策红外图像结合使用。在这次调查中确定的团块总数为91个，其中40个（44%）在8微米和24微米处呈现黑色。其余的团块与中红外发射有关。许多已识别的团块质量足够大，可以形成高质量的恒星，其中一些已经显示出清晰的路标。与扩展的4.5微米发射相关联的七个团块是候选扩展绿色物体（EGO）。在我们的一个领域中，发现了朝向斯皮策气泡N10/11的丝状尘埃“脊”，这符合系统中触发的高质量恒星形成。红外暗团和红外亮团的相对数量表明，前一阶段的持续时间约为1.6x10^5年。团簇的总样品的质量分布，以及分别为IR-暗和IR-亮团簇构建的质量分布，可以在高质量端用幂律函数dN/dlogM ~ M^（-0.8. - 0.7）。C17 O观测位置似乎主要由非热运动，数据还揭示了一些潜在的强CO亏损的网站。在G11.36+0.80中，这是我们样本中最好的非连续IRDC的例子，团块似乎是引力束缚的。丝的断裂可以理解为“香肠”型流体不稳定性，与其他IRDC的结果一致。对流性IRDC的形成可能是由会聚的湍流引起的，同样的过程也可能在激发流体扰动中起作用，而流体扰动是云破碎成团块的原因。
2012-04-10 astro-ph.GA
Tidal adaptive softening and artificial fragmentation in cosmological simulations
本文研究在宇宙学N体模拟中采用基于潮汐场的自适应软化能否抑制人为碎裂，发现其虽提升力精度但未显著减少伪暗晕，仅改变暖暗物质中暗晕形成时间，并提出减少伪暗晕的潜在策略。
2025-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravity, Magnetic Field, and Turbulence: Relative Importance and Impact on Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G34.43+00.24
本文研究了红外暗云G34.43+00.24的核碎裂过程中磁场、重力和湍流的相互作用。我们观察了穿过G34.43的磁场（B）形态，并与从穿过灯丝的N2 H+获得的运动学进行了比较。我们推导出当地的速度梯度从N2 H+，跟踪运动在天空的平面，并与观察到的当地B场的天空平面的方向进行比较。除了一个大规模的东西向速度梯度，我们发现一个紧密的对齐之间的局部B场的方向和局部速度梯度朝着MM 1/MM 2脊。这种局部相关性表明气体运动受磁场形态的影响，反之亦然。此外，随着N2 H+的综合排放增加，这种对齐似乎变得更加接近，这可能表明越来越多的引力越来越多地对齐B场和气体运动。我们分析和量化的B场，重力，湍流，和它们的相对重要性对MM 1，MM 2和MM 3地区的各种技术在两个尺度上，一个更大的团块面积在2 pc的规模和较小的核心面积在0.6 pc的规模。虽然引力能、B场和湍流压力都从大尺度到小尺度有系统地增长，但这三种成分之间的比例在尺度上的发展明显不同。我们建议，这种不同的相对重要性之间的B场，重力和湍流的规模驱动器，并解释了不同的碎片类型，在次pc尺度（没有碎片在MM 1对齐的碎片在MM 2中，聚集在MM 3的碎片）。我们讨论了不确定性，微妙之处，我们的结论的鲁棒性，我们强调需要一个多尺度的联合分析，以了解这些系统中的动态。
2019-03-29 astro-ph.GA
The Seahorse Nebula: New views of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32 from SABOCA, Herschel, and WISE
我们用SABOCA测辐射热计对350 $μ$ m的红外暗云（IRDC）G304.74+01.32进行了测图。新的SABOCA数据的分辨率比我们以前的LABOCA 870 $μ$ m云图高2.2倍。我们还使用了G304.74的Herschel远红外和亚毫米以及WISE IR数据。SABOCA数据表明，G304.74是一个致密的晶体结构，平均宽度只有$0.18\pm0.05$ pc。发现断裂成SABOCA核心的LABOCA团块的百分比为$36\%\pm16\%$。WISE的数据表明，SABOCA核心的$65\%\pm18\%$拥有年轻的恒星天体（YSO）。通过比较Herschel/SPIRE通量密度得到的尘埃团的平均温度为$15.0 \pm 0.8$ K。LABOCA团块的平均质量、光束平均H $_2$柱密度和H $_2$数密度估计为$55\pm10$ M $_{\odot}$、$(2.0\pm0.2)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(3.1\pm0.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。SABOCA核心的相应值为$29\pm3$ M $_{\odot}$、$(2.9\pm0.3)\times10^{22}$ cm $^{-2}$和$(7.9\pm1.2)\times10^4$ cm $^{-3}$。G304.74灯丝估计为热超临界的$\gtrsim3…
2017-10-21 astro-ph.GA
Self-similar Fragmentation Regulated by Magnetic Fields in a Massive Star Forming Filament
大多数分子云都是细长的。在那些形成低质量恒星的恒星中，它们的长轴倾向于平行或垂直于周围云间介质中的大尺度（10-100 pc）磁场（B场）。这是因为，沿着动态主导的B场，自引力和湍流压力之间的竞争将使云垂直或平行于场被拉长。最近的研究还表明，在0.1-0.01秒差距的尺度上，场在形成大质量恒星的云核中具有重要的动力学意义。但是，核心场形态是从云间介质继承的还是由云湍流控制的，这是一个激烈的争论，10 - 0.1 pc尺度下B场在云破碎中所起的作用也是如此。在这里，我们报告的B场地图，涵盖100-0.01 pc尺度推断从偏振观测的一个恒星形成区，NGC 6334。首先，主灯丝也垂直于环境场。NGC 6334拥有年轻的恒星形成场所，这些场所的磁场不会受到恒星反馈的严重影响，并且它们的方向在整个尺度范围内不会发生显着变化。这意味着字段是动态重要的。在不同的尺度下，我们发现沙漏形的场线在气柱密度峰值处被捏紧，并且场强与密度的0.4次方成比例。我们的结论是，B-字段中起着至关重要的作用，在NGC 6334的碎裂。
2015-10-24 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
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dense Filamentary Giant Molecular Cloud G23.0-0.4: Birthplace of Ongoing Massive Star Formation
我们目前的观测1.5平方度的12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）的排放对超新星遗迹（SNR）W 41和SNR G22.7-0.2的复杂区域的地图。在这两个SNR附近发现了一个质量巨大（约5E 5 Msun）、体积庞大（约84 x15 pc）、密度高（约10 E3 cm^-3）的巨型分子云（GMC），G23.0-0.4，VLSR约为77 km/s。GMC显示出一个近似沿着银河平面的行星结构。用C_（18）O（J=1-0）辐射示踪的致密分子气体的连续谱结构也与尘埃连续谱辐射在该方向上的分布很好地吻合。与77 km/s的GMC G23.0-0.4有关的两个致密的大质量MC团块、两个6.7GHz的甲醇脉泽和一个HII/SNR复合体沿巨暗条排列，表明GMC内有恒星形成活动。这些源沿巨暗条的周期投影间距为0.18- 0.26 °，与理论预测的0.22 °一致。这表明湍流在大尺度上似乎主导了稠密气丝的碎裂过程。GMC的4.4kpc距离和C18 O辐射追踪到的长而致密的暗条，以及附近区域丰富的大质量恒星形成群，表明G23.0-0.4可能位于盾牌座-半人马座臂的近侧第一象限。考虑到银河系的大尺度和沿银道面的伸长结构，我们推测致密的银河系巨磁物质与银河系的螺旋密度波有关。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational Infall onto Molecular Filaments
（1）从分析的角度探讨了环境对细丝演化的作用，指出孤立地考虑细丝（即只考虑碎裂稳定性）将导致关于细丝性质的非物理结论。吸积也可以解释所观察到的FWHM和峰值柱密度之间的去相关。(2)在有限细丝上的自由落体吸积可以导致恒星形成区域周围的红外暗云的特征“风扇”。风扇的形成可能是由于潮汐力主要出现在细丝的末端，与数值模型和早期的分析研究一致。
2013-04-16 astro-ph.GA
Mapping the magnetic field in the Taurus/B211 filamentary cloud with SOFIA HAWC+ and comparing with simulation
金牛座L1495星云的光学和红外偏振测绘以及最近的普朗克观测表明，大尺度磁场近似垂直于云的长轴。我们使用SOFIA上的HAWC+旋光仪探测了B211部分云的复杂磁场。我们的研究结果揭示了$36^\circ$的偏振角的色散，大约是普朗克在更大尺度上测量的5倍。应用Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法与从IRAM 30 m C $^{18}$ O（1-0）观测获得的速度信息，我们发现两个不同的子区域的磁场强度相差超过3倍。较安静的子区域是磁临界和亚阿尔夫维尼亚;场与基于塞曼观测的分子团测量的平均场相当。更混乱的超阿尔夫文亚区显示至少有三个速度分量，表明多个子结构之间的相互作用。它的场远小于分子团簇中的平均塞曼场，表明该场的DCF值可能被低估。数值模拟计算结果表明，对流云的形成过程中，对流子结构对磁场有很强的扰动作用。比较了模拟中的DCF和真实场值。在B211中观察到了星前核心，并在我们的模拟中看到。附录给出了标准DCF方法的推导，该方法允许偏振角的色散不小，给出了DCF方法结构函数版本的替代推导，并处理了灯丝的碎片。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- V. Hierarchical fragmentation and gas dynamics in IRDC G034.43+00.24
我们提出了新的3毫米连续谱和分子线的ATOMS调查对大规模的原恒星团，MM 1，位于红外暗云（IRDC），G034.43+00.24（G34）。观察到的线是致密气体（例如HCO+/H13 CO + J = 1-0）或流出物（例如CS J = 2-1）的示踪物。迄今为止，MM 1中7个核心的最完整的图像是由尘埃连续辐射揭示的。这些核心被发现是重力约束，维里参数，$α_{vir}<2$。MM 1中至少有四个流出物被确认，流出物的总质量为$\sim 45 M_\odot$，总能量为$\sim 1\times 10^{47}$ erg，这是典型的B 0型恒星流出物。证据的分层碎裂，湍流占主导地位的热压力，观察在云和团块尺度。这可能与团簇和核心尺度上的尺度依赖性、动力学质量流入/吸积有关。因此，我们认为，G34云可能正在经历一个动态的质量流入/吸积过程与多尺度碎片，这导致了初始云，团块，并最终致密的核心，恒星形成的网站的片段的顺序形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
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
Unravelling the structure of magnetised molecular clouds with SILCC-Zoom: sheets, filaments and fragmentation
本研究利用SILCC-Zoom模拟探究磁场对分子云碎裂的影响，发现磁场会促进纤维结构形成、推迟云演化碎裂约1 Myr，且对低密度原子结构有动力学约束作用。
2023-07-17 astro-ph.GA
The Role of Turbulence and Magnetic Fields in Simulated Filamentary Structure
我们使用数值模拟的湍流集群形成区域研究的性质，在恒星形成致密的对流结构。使用四个流体动力学和磁流体动力学模拟选择相匹配的意见，我们确定在由此产生的列密度图细丝，并分析其属性。我们计算每0.05百万年的长丝的径向列密度分布，并与修改后的等温和压力限制等温圆柱模型，找到合理的适合任何一个模型的配置文件。在模拟中形成的细丝具有与观察到的那些相似的径向柱密度分布。磁场为细丝提供了额外的压力支持，使“蓬松”细丝比纯流体动力学情况下更不容易碎裂，后者继续以较慢的速度凝聚。在密度较高的模拟中，由于重力的重要性增加，细丝生长得更快。并不是所有在模拟中识别的细丝都将演变成恒星：有些会膨胀和分散。在这些不同的暗条演化路径下，暗条整体宽度随时间、磁场强度强度或密度变化的趋势是微弱的，所有这些情况都与在不同恒星形成区域中暗条宽度恒定的发现相一致。在模拟中，对于所有时间和初始条件，平均半高宽在0.06和0.26 pc之间，大多数在0.1到0.15 pc之间;然而，半高宽的范围大于典型的赫歇尔分析。最后，细丝显示了丰富的子结构，类似于最近在金牛座发现的细丝束。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-linear dense core formation in the dark cloud L1517
我们提出了一个解决方案，在金牛座L1517暗云中观察到的核心碎片的细丝，以前无法解释（Hacar等。al 2011）。核心碎裂是恒星形成的关键步骤。观测结果表明，这与云气的结构有关，但仍不清楚是哪个过程造成的。我们表明，重力不稳定性过程的等温柱可以解释所表现出的破碎的假设下，扰动增长的主波长。我们使用数值模拟的代码RAMSES，估计观测到的列密度和视线速度，并将它们与观测结果进行比较。观察到的碎片化的一个关键因素是，核心通过在细丝内重新分配质量而生长，因此核心之间的密度在碎片化过程中降低。这通常导致错误的主波长估计，因为它强烈依赖于初始中心密度。我们认为，非线性效应也发挥了重要作用的演变的碎片。一旦密度扰动增长到临界线质量以上，非线性导致与分析预测相比中心核密度的增强。选择正确的初始条件，扰动强度约为20%，导致倾斜校正的视线速度和中心核心密度在观测测量误差内，在一个现实的演变时间。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO(J = 1-0) Observations toward the Filamentary Cloud in the Galactic Region of $153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$ and $1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$
利用紫金山天文台13.7米毫米望远镜观测了${ }^{12} \mathrm{CO}$、${ }^{13} \mathrm{CO}$和$\mathrm{C}^{18} \mathrm{O}$的$J$ =1-0跃迁线向$153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$和$1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$的银河区的跃迁。根据\tht资料，在$[-42.5, -30.0] \,\mathrm{km} \mathrm{\,s}^{-1}$速度区间内发现了一条主丝和五条次丝共同组成的网状结构。分子云的运动学距离估计为$\sim4.5 \mathrm{\,kpc}$。这些细丝的中值长度、宽度、激发温度和线质量分别为$\sim49 \mathrm{\,pc}$、$\sim2.9 \mathrm{\,pc}$、$\sim8.9 \mathrm{\,K}$和$\sim39 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。沿着这些细丝的速度结构表现出振荡模式，这可能是由沿着这些细丝的碎裂或吸积过程引起的。最大吸积率估计高达$\sim700 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。在这一区域共发现了$\sim162$、\tht和$\sim 103$年轻恒…
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO~($J=1-0$) Observations toward Filamentary Molecular Clouds in the Galactic Region with $l = [169\arcdeg.75, 174\arcdeg.75], b = [-0\arcdeg.75, 0\arcdeg.5]$
利用紫金山天文台13.7米毫米波望远镜，利用$169\arcdeg.75 \leqslant l \leqslant 174\arcdeg.75$和$-0\arcdeg.75 \leqslant b \leqslant 0\arcdeg.5$对银河系CO同位素（$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）进行观测。根据$^{13}$ CO~（$J = 1-0$）资料，在$-$ 25 ~ 8 km~ sPDMATHABMT速度范围内发现了5个分子云，它们都具有明显的对流结构。我们鉴定出8条长6.38- 28.45秒差距的细丝，平均H $_2$柱密度为0.70 $\times$ 10 $^{21}$-6.53 $\times$ 10 $^{21}$ ~cm $^{-2}$，线质量为20.24- 161.91 ~ $M_\sun$ pc $^{-1}$，假定$\sim$的距离为1.7千秒差距。对径向密度分布的内部部分进行高斯拟合，得到平均半高宽为1.13 $\pm$ 0.01~pc。大部分纤维的速度结构呈连续分布，速度梯度较小。我们发现，湍流是占主导地位的内部压力，以支持丝的破碎，而不是热压力。大多数细丝的维里参数都小于2，因此它们受到引力束缚。四根细丝的LTE线质量接近维里线质量。我们进一步提取密集的团块使用$^{13}$ CO数据，并发现64 $\%$的团块与…
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Isotopically Heterogeneous Molecular Cloud Cores in Filamentary Molecular Clouds
Kyushu Sangyo University（九州产业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Nagoya University（名古屋大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
利用光滑粒子流体动力学方法模拟丝状分子云碎裂形成分子云核的过程，发现同位素异质性在核中得以保留，初始异质性降低约100倍，并可能存活至星周盘。
2026-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Density distributions, magnetic field structures and fragmentation in high-mass star formation
本研究利用 IRAM 30m 望远镜和 SMA 对 20 个大质量恒星形成区进行多尺度观测，量化了密度分布和磁场结构对区域碎裂行为的影响，发现密度斜率与碎块数量无显著相关，且湍流与磁能量作用相当。
2023-11-20 astro-ph.GA
Magnetic Fields and Fragmentation of Filaments in the Hub of California-X
本文通过对 California-X 区域两条纤维的偏振与分子谱线观测，测量其核间距、磁场强度及能量分配，发现磁能占主导，提出磁场主导纤维碎裂并解释核间距偏小的成因。
2023-05-17 astro-ph.GA
The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function
我们回顾了目前的恒星初始质量函数（IMF）的起源理论，特别关注IMF在不同环境下的普遍性。为了将这个问题放在一个观测的背景下，我们总结了用于确定不同恒星星族的IMF的技术，影响结果的不确定性，以及在极端情况下系统偏离普遍性的证据。接下来，我们考虑理论的形成星前核心的湍流破碎和各种热，流体动力学和磁流体动力学不稳定性的可能影响。我们解决星前核心转换成恒星和评估不同的过程中发挥的作用：竞争性吸积，动态碎片，喷射和饥饿，灯丝碎片和非线性吸积流，磁盘的形成和碎片，临界尺度所施加的热力学，和磁制动。我们目前的特征形状的星前核心质量函数和国际货币基金组织的解释，并考虑什么意义可以附加到他们的明显的相似性。大量的计算进展发生在最近几年，我们回顾了数值模拟，已进行预测IMF直接和讨论的动力学，随时间变化的现象，和初始条件的影响。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Large-scale magnetic field in the Monoceros OB-1 East molecular cloud
我们研究了麒麟座OB 1东分子云中的大尺度磁场结构及其与气体动力学的相互作用。我们结合观测的尘埃偏振发射普朗克望远镜和CO分子线发射观测从Taeduk射电天文台14米望远镜。我们计算的天空平面磁场的强度，使用一个修改后的Escherasekhar-Fermi方法，并估计在云的不同区域的质量通量比。我们使用的速度和强度梯度的分子线观测与偏振观测跟踪动态活动区的比较。分子复合物显示出有序的大尺度天平面磁场结构。在北部，它主要是沿大陆构造定向，而南部显示至少两个区域具有不同的磁场方向。我们发现，在北方的灯丝的磁场是不可能提供支持，在大尺度上的碎片。我们的分析揭示了一个冲击区在北部的复杂的权利之间的两个对流云，这是以前建议的碰撞。此外，冲击似乎进一步延伸到建筑群的西部。在南半球，我们发现要么是磁场引导星际物质吸积到云中，要么是被星际物质拖向致密区。麒麟座OB-1东分子云中的大规模磁场与复杂的全球结构紧密相连，在北部，它似乎受重力和湍流的支配，而在南部，它影响物质的结构。
2021-10-06 astro-ph.GA
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
Magnetic Fields from Filaments to Cores
在恒星形成过程中，与重力和湍流相比，磁场（B-）有多重要？它的重要性是否取决于规模和位置？我们总结了submm尘埃偏振观测到的大型对流红外暗云G34和高质量恒星形成区W51的致密核心。我们检测B-场的方向是垂直或平行于G34灯丝轴。这些B场取向进一步与局部速度梯度相关。在G34的三个核心中，我们发现B场、重力和湍流之间的重要性各不相同，这似乎决定了不同类型的碎片化。在对引力主导的坍缩核心W51 e2的最高分辨率下，我们解决了新的B场特征，例如会聚的B场线和可能的磁通道。
2018-01-22 astro-ph.GA
