Formation of dust filaments in the diffuse envelopes of molecular clouds
理解恒星形成过程的途径始于对分子云形成的研究。这些云的外围的特点是低柱密度，允许紫外线辐射穿透，导致不可忽略的电离分数和与气体混合的小尘埃颗粒的充电;这种扩散阶段然后耦合到环境磁场。尽管一般假设尘埃和气体是紧密相关的，但一些观测和理论研究报告了弥漫和冷云的尘埃与气体比率的变化。在这项工作中，我们提出了一个新的带电粒子模块分析分子云信封中的尘埃动力学的实施。我们研究了一个单一的人口的小带电颗粒（0.05 $μ$ m）的湍流，磁化分子云信封使用这个模块的演变。我们发现，在尘埃与气体的比例的变化出现由于耦合的晶粒与磁场，形成细长的尘埃结构从气体解耦。这强调了在模拟星际介质的不同阶段时考虑带电尘埃动力学的重要性，特别是对于恒星形成的研究。
2020-11-24 astro-ph.GA
The outer filament of Centaurus A as seen by MUSE
我们调查签名的喷气星际介质（ISM）的相互作用，使用光学积分场观测所谓的外灯丝附近的半人马座A，扩大以前的结果上获得的一个更有限的区域。在科学验证期间，我们在VLT上使用多单元光谱探测器（MUSE），观察到很大一部分较亮的发射气体穿过外部灯丝。电离气体呈现出复杂的形貌，具有致密的斑点、弧形结构和漫发射。基于运动学，我们确定了三个主要组成部分。更准直的分量沿着射电喷流的方向定向。其他两个组件表现出扩散形态与弧形结构也沿无线电喷流方向取向。此外，发现气体的电离水平从更准直的成分到更扩散的成分逐渐降低。的形态和速度的更准直的组件确认我们早期的结果，外灯丝和附近的HI云可能部分形状的横向扩张的射流。嵌入在两个剩余的组件中的弧形结构是沿着射流方向的平滑射流-ISM相互作用的最清楚的证据。这表明，尽管校准不良，射电喷流仍然活跃，并对周围的气体产生影响。这一结果表明，在研究活动星系核对宿主星系的影响时，即使是低功率射电喷流对ISM的影响也应该考虑在内。
2015-01-27 astro-ph.GA
Polarised radio filaments outside the Galactic plane
我们使用的数据从\wmap卫星在23，33和41 GHz的研究扩散极化发射在整个天空。发射主要来源于有序磁场的超导结构。其中一些结构在射电连续谱图中已经存在了几十年。它们的起源尚不清楚，有许多细丝是第一次看到的。我们已经确定并研究了11根细丝。它们中的一些的极化分数可以高达40\%，这是良好有序的磁场的特征。在天空中18个区域的平均偏振光谱指数为$β= -3.06 \pm 0.02$，与同步辐射一致。天空中的$β$（$Δβ\approx0.2$）有显著的变化。我们使用太阳附近膨胀壳的模型来探索大规模暗条与局部ISM之间的联系。我们比较观察到的偏振角与模型的预测，发现很好的协议。这有力地表明，许多大规模的细丝和环是附近的结构。这在银河系磁场的背景下很重要，因为这些结构通常包括在全球模型中，忽略了它们可能是局部的事实。我们还研究了由扩散灯丝添加到CMB偏振功率谱的污染水平。我们的结论是，即使这些灯丝目前低的射电亮度，一个小心的删除将是必要的，为未来的全天CMB偏振分析。
2015-06-12 astro-ph.GA
Exploring the origin of ultra-diffuse galaxies in clusters from their primordial alignment
我们发现，在$\gtrsim 95\%$的置信水平下，Abell 2634中的超漫射星系（UDG）的短轴倾向于与中央优势星系的长轴对齐。这种对齐是由具有绝对星等$M_r<-15.3$ mag的明亮UDG和具有$R>0.5R_{200}$的外部区域UDG产生的。这表明这些明亮的外区UDG在吸积到A2634之前很可能从大尺度暗条周围的旋涡中获得角动量，并在星团外形成扩展的恒星体;在这种情况下，它们的原始角动量的方向，大致由它们在图像上的短轴显示，应该倾向于平行于大尺度细丝的伸长。当这些UDG沿着暗丝落入未弛豫的簇A2634中时，它们仍能保留在剧烈弛豫和碰撞之前的原始排列信号。A2634中这些明亮的外区UDG不太可能是在星团环境中与中央主导星系潮汐相互作用下的高表面亮度矮祖先的后代。我们的研究结果表明，原始排列可能是一个有用的探针的起源UDG在大尺度结构。
2020-07-28 astro-ph.GA
The ThreeHundred: the structure and properties of cosmic filaments in the outskirts of galaxy clusters
星系团外围由弥散物质向丝状体坍缩、气体和星系落入星系团以及亚结构触发的气体激波过程引起的复杂速度场描述。一个简单的描述宇宙网大尺度潮汐场的方案并不能完全解释这种变化，也不能解释气体和无碰撞暗物质之间的差异。我们已经研究了以三百计划中的324个星系团为中心的放大再模拟中的暗物质结构，重点是暗物质和重子物质之间的差异。本文在去除晕的弥散丝状介质的基础上，描述了五个$R_{200}$团簇周围丝状体的性质。为此，我们将所有模拟体积的剩余粒子堆叠起来，以计算暗物质和气体细丝的平均轮廓。我们发现，细丝增加其厚度接近节点和检测签名的气体湍流的距离为$\sim 2 h^{-1}\rm{Mpc}$从集群。这些在暗物质中是不存在的。气体和暗物质都以$\sim 200 h^{-1} \rm{km ~ s^{-1}} $的速率坍缩到暗条棘上。我们看到，气体优先进入集群作为灯丝的一部分，并离开集群中心以外的灯丝。我们进一步看到了星系团外存在吸积激波的证据。对于暗物质，这种偏好就不那么明显了。我们认为，这种差异与动荡的环境。这表明暗条就像高速公路一样，为星系团的内部区域提供气体和星系。
2020-12-04 astro-ph.GA
HI filaments are cold and associated with dark molecular gas. HI4PI based estimates of the local diffuse CO-dark H2 distribution
上下文银河系中有大量的H2。由于其对称性，H2不以射频辐射。CO被认为是H2的示踪剂，然而CO在比H2显著更高的不透明度下形成。因此，在银河系高纬度地区，大量的H2被隐藏起来，称为CO暗。目标。我们证明，灰尘与气体的比例是一个工具，以确定CO-暗H2的位置和柱密度。方法.我们采用恒定的E（B-V）/NH比的假设，独立于从H1到H2的相变。我们调查多普勒温度TD，从HI 4PI数据的高斯分解，研究E（B-V）/NHI的温度依赖性。结果冷HI气相中的E（B-V）/NHI比高于较暖的HI气相。我们认为这是冷HI气体向银河系高纬度地区与H2的证据。在CO亮区以外，当TD < 1165 K时，我们发现（NHI +2NH_2）/NHI pro-log T_D的相关性。结合因子XCO = 4.0 10 20 cm^-2（K km s^-1）-1，得到全天空NH /E（B-V）sim为5.1 ~ 6.7 10^21 cm^-2 mag^-1，与X射线散射和紫外吸收线观测结果一致。结论. T_D < 1165 K的冷HI平均含46%的CO-暗H_2。突出的细丝具有TD < 220 K and typical excitation temperatures Tex sim 50 K. With a molecular gas fraction of >61%，它们动态地由H2主导。
2020-05-18 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
Analytical core mass function (CMF) from filaments: Under which circumstances can filament fragmentation reproduce the CMF?
观测结果表明，恒星的形成是在两个步骤的过程中发生的，在星前核心和恒星之前形成细丝。在这里，我们应用Hennebelle和Chabrier 08，09，13的重力湍流破碎理论到一个非磁性的环境中，考虑到磁性的支持。我们讨论了诱导的几何效应的核心，从3D几何形状在小尺度上的过渡到1D在大的。该模型预测的分裂行为的灯丝为一个给定的质量每单位长度（MpL）和水平的磁化。然后将单个长丝的CMF与长丝的分布卷积以获得最终的系统CMF。该模型产生了两个主要结果：（i）无规则的几何形状自然地诱导了一个分层的碎裂过程，首先是成组的核心，由等于几个细丝的长度，即几倍的细丝宽度的长度分开。然后，这些组分裂成单独的核心。(ii)高MpL的非磁化细丝被发现过度碎片化，与观测结果不一致。这通过将磁场简单地视为附加压力支持来解决）。目前的理论提出了两种互补的恒星形成模式：根据标准的亨内贝尔-夏布里埃理论，小的（球状或球状）结构将直接坍缩成星前核，而大的（球状）结构，根据观测占主导地位的人口，将遵循上述两步过程。
2017-09-05 astro-ph.GA
Thermal Instability with Anisotropic Thermal Conduction and Adiabatic Cosmic Rays: Implications for Cold Filaments in Galaxy Clusters
对附近星系团核心的观测显示出H $α$和分子发射线细丝。我们认为这是{ \em局部}热不稳定性在一个{ \em全局}稳定的星系团核心的结果。我们提出了本地，高分辨率，二维磁流体动力学模拟的热不稳定性的条件下，适当的内集群介质（ICM），模拟包括沿磁力线和绝热宇宙射线的热传导。热传导抑制沿磁力线的热不稳定性，其尺度小于场长度（热扩散ICM的$\gtrsim$ 10 kpc）。我们表明，在冷介质中的字段长度必须解决沿和垂直于磁场，以获得数值收敛的结果。由于垂直于磁场的传导可以忽略不计，热不稳定性导致在垂直方向上的精细尺度结构。因此，沿着磁力线的冷气体细丝是各向异性热传导的热不稳定性的自然结果。非线性地，冷（$\sim 10^4$ K）气体的细丝应该具有与冷介质$\sim 10^{-4}$ pc！然而，观测表明，星系团中的原子丝要长得多，为$\sim 10$ kpc。宇宙线压力支持（或小尺度湍流磁压）可以解决这个矛盾：即使是扩散ICM中的小宇宙线压力，热压力的$\sim 10^{-4}$，也可以被压缩以在冷灯丝中提供显着的压力支持。这与用来解释在细丝中观察到的原子和分子线比的大量宇宙射线是定性一致的。
2010-03-25 astro-ph.GA
From diffuse gas to dense molecular cloud cores
分子云是星系的基本组成部分：它们是将弥漫的气体转化为恒星的通道。他们是如何做到这一点的详细过程并不完全清楚。本文综述了分子云及其子结构的最新研究进展，从$\sim~$ 1~kpc尺度到纤丝和核尺度。本文首先综述了从温暖的弥漫性星际介质到寒冷的稠密分子云的云形成机制、分子云的形成过程以及热不稳定性和引力不稳定性的作用。我们还讨论了云聚集其质量的主要物理机制，并注意到所有这些机制都可能在该过程的各个阶段发挥作用。为了理解云的动力学，我们然后给出了广泛使用的维里定理，其关系到分子云的可测量的属性的批判性审查。由于这些性质是我们了解云的动力学状态的工具，我们对它们进行了批判性的分析。最后，我们讨论了无处不在的分子云结构及其与星前核和恒星形成的联系。
2020-06-02 astro-ph.GA
Investigations of MWISP Filaments. I. Filament Identification and Analysis Algorithms, and Source Catalogue
本文提出DPConCFil算法套件，用于在MWISP的PPV数据中识别、骨架提取和分解纤维状结构，并发布相应源星表与统计结果。
2025-01-09 astro-ph.GA
Bimodal orientation distribution and head-tail asymmetry of a sample of filamentary molecular clouds
本研究基于MWISP项目的$^{12}\text{CO}$数据，提取具有明确直线形状的纤维状分子云样本，发现其取向相对于银道面呈双峰分布且与多参数无关，并揭示了普遍存在的头尾不对称性及质量集中现象。
2024-03-25 astro-ph.GA
Variation in dust properties in a dense filament of the Taurus molecular complex (L1506)
我们用Herschel PACS和SPIRE仪器观测了位于Taurus分子复合体中的L1506细丝。我们的目的是证明沿整个长丝长度的晶粒特性的变化。特别是，我们要确定以上的气体密度，这种变化的出现和什么变化的晶粒光学性能/尺寸分布是必需的。我们使用的三维辐射转移代码CRT，耦合到灰尘的排放和消光代码DustEM，模拟密集的灯丝的排放和消光。我们测试了一系列的光学性质和粒度分布的颗粒：尘埃的弥漫星际介质（星际多环芳烃和无定形碳和硅酸盐）和紧凑和蓬松的聚集体。我们发现，粮食不透明度增加整个灯丝，以适应同时近红外消光和赫歇尔发射配置文件的L1506。我们解释这种变化是尘埃颗粒凝结形成蓬松聚集体的结果。与扩散介质中的颗粒相似的颗粒必须存在于云的外层，而聚集体必须在1000 H/cm 3的气体密度以上占优势。这对应于在V波段中具有2至3量级的视觉消光的视线。250微米处的粉尘不透明度提高了1.8至2.2倍，而颗粒平均尺寸增加了5倍。这些确切的数字自然取决于选择的尘埃模型来拟合数据。我们的研究结果与气体分子谱线的研究结果一致。使用一个简单的方法，我们表明，聚集体可能有时间在云的寿命内形成的灯丝。我们的模型还描述了细丝的密度结构，表明细丝宽度沿L1506不是恒定的，而是以4的倍数变化。
2013-09-25 astro-ph.GA
Observations of a nearby filament of galaxy clusters with the Sardinia Radio Telescope
我们报告检测到漫射无线电发射，这可能与覆盖天空中8度x 8度区域的宇宙网的大规模细丝有关，可能与九个大质量星系团追踪的z~0.1过密度有关。在这项工作中，我们目前的无线电观测这一地区采取的撒丁岛射电望远镜。磁场中的两个星团拥有一个强大的无线电晕，它是由正在进行的剧烈合并维持的，并提供了星团内磁场的直接证据。为了调查的存在下，大规模的漫射射电同步辐射的星系团和超越这个复杂系统，我们结合了在1.4 GHz的撒丁岛射电望远镜与NRAO VLA巡天更高分辨率的数据。我们发现了28个候选的新的来源，尺寸较大，X射线发射微弱比已知的扩散大规模同步辐射集群源的无线电功率。这个新的群体可能是与宇宙网细丝相关的一类扩散大规模同步加速器源的冰山一角。此外，我们还发现了一个新的巨射电星系候选者。
2018-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Plasma processes at the scales of galaxies and clusters of galaxies
宇宙中大尺度的物质以片、丝和球晕的形式分布。宇宙中的大多数已知物质都处于扩散等离子体状态-在星系和星系团周围的晕中，以及在追踪大尺度宇宙细丝的星系际介质中。最近的多波长观测告诉我们，这种稀释等离子体的状态，涵盖了一系列的密度和温度。高分辨率数值模拟的进展使我们能够理解这种扩散的等离子体，但有几个难题涉及冷却，反馈加热，重力和湍流等过程的复杂相互作用。
2018-11-29 astro-ph.GA
The first optical light from the supernova remnant G182.4+4.3 located in the Galactic anti-centre region
本文报道了用俄土1.5米望远镜发现的G182.4+4.3的光学散射和漫反射辐射。我们提出的光学CCD图像获得的Halpha滤波器揭示了存在的主要是在西北部，在中央，南部和北部地区的残留物的沉积和扩散结构的沉积结构。位于西北部和南部的明亮光学细丝与遗迹的突出射电壳层有很好的相关性，强烈表明它们的关联。从通量校准的CCD成像，平均[SII]/H α比被发现为~0.9和~1.1的南部和西北地区，这清楚地表明，发射起源于冲击加热的气体。我们还介绍了从XMM-牛顿获得的X射线数据的结果，这些结果显示了在0.3-10 keV能带中，在3 kpc距离处具有非常低的光度约为7.3 x10^31 erg·s^-1的漫射发射。此外，我们发现一个令人惊讶的年轻的年龄~4400年，这样一个大的半径~22 pc的残留物。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraviolet Perspectives on Diffuse Gas in the Largest Cosmic Structures
在过去的十年里，我们看到了关于星系、星系团和构成宇宙网的细丝中弥漫气体的爆炸性发现和新见解。新的十年将带来新的机会，进一步发展这一进展，以全面了解宇宙中扩散气体的组成、热状态和物理过程。紫外（UV）光谱学以高光谱分辨率探测10^4-10^6 K气体，其独特的优势在于：（1）见证环境中星系的猝灭过程，如绞窄、潮汐和冲压压力剥离，（2）直接解释冷暖星系中星系团的重子含量。（T<10^6 K）气体，（3）确定参与星系团核心平衡调节能量交换的气体的相结构和运动学，（4）绘制供给星系和星系团的宇宙网冷流和细丝。如果在哈勃太空望远镜之外进行大量的紫外线观测，那么在星系团形成的整个时期，上述所有的观测都是可以实现的。这种能力，加上已经计划在其他波长的进步，将改变河外天文学，通过揭示质谱上气体晕的主要形成和增长机制，解决早期和晚期金属富集情景之间的争论，并揭示星系所处的生态系统最终如何促进它们的灭亡。
2019-03-14 astro-ph.GA
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
A Unified Model for the Fan Region and the North Polar Spur: A bundle of filaments in the Local Galaxy
我们提出了一个简单的，统一的模型，可以解释两个最明亮的，大规模的，弥漫的，极化的无线电功能在天空中，北极支线（NPR）和风扇区域，以及其他几个突出的循环。我们认为它们是长的，磁化的，平行的结构，围绕着太阳嵌入其中的局部臂和/或局部泡。我们表明，这个模型是与大量的观测研究，这些地区是一致的，并能够解决一个明显的矛盾，在文献中，这表明高纬度的部分是附近的，而低纬度的部分更遥远。了解这种局部发射的贡献对于建立一个完整的银河系磁场模型至关重要。这些非常接近的结构还提供了背景信息，以帮助理解现代射电望远镜越来越多地观察到的类似非热丝状结构。
2021-09-29 astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra I cluster III. Untangling UDG 32 from the stripped filaments of NGC 3314A with multi-wavelength data
本文利用MUSE积分场光谱和多波段测光研究长蛇座I星系团中超弥散星系UDG 32，确认其与NGC 3314A同属东南子群运动学结构，揭示其富金属、中等年龄的恒星族性质，表明其可能由星系团中预先富集的剥离物质形成，但无法直接关联到NGC 3314A的冲压剥离物质。
2025-01-27 astro-ph.GA
A wide-field CO survey towards the California Molecular Filament
利用紫金山天文台13.7 m毫米望远镜，对加利福尼亚分子云（CMC）161.75 $^{\circ} \leqslant l \leqslant$ 167.75 $^{\circ}$，-9.5 $^{\circ} \leqslant b \leqslant $ -7.5 $^{\circ}$范围内的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO/C $^{18}$ O（J=1-0）进行了观测。采用470 pc的距离，由$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O估算的观测分子云的质量分别约为2.59 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$、0.85 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$和0.09 $\times$ 10 $^{4}$ M $_\odot$。从$^{13}$ CO图像中可以看到一个延伸约72 pc的大尺度连续纤维。系统的速度梯度垂直于主轴出现，并测量为$\sim$ 0.82公里秒$^{-1}$ PC $^{-1}$。沿暗条的运动学表现出一种振荡模式，其碎裂波长为$\sim$ 2.3 pc，速度振幅为$\sim$ 0.92 km s $^{-1}$，这可能与成核流有关。此外，假设相对于天空平面的倾角为45 $^{\circ}$，则估计的平均吸积速率对于星团LkH $α$ 101为$\sim$ 101 M $_…
2021-08-30 astro-ph.GA
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
The Population of the Galactic Center Filaments: Position Angle Distribution Reveal a Degree-scale Collimated Outflow from Sgr A* along the Galactic Plane
本研究发现银心射电纤维长短星族呈双峰位置角分布，短热纤维沿银道面径向排列，提出其由人马座A*的度级双锥外流冲压导致，并估算了外流参数与年龄。
2023-06-01 astro-ph.GA
Enhanced dust emissivity power-law index along the western H$α$ filament of NGC 1569
我们使用的数据集从AKARI和赫歇尔图像的波长从7 $μ$米到500 $μ$米捕捉尘埃处理的证据在星系风在NGC 1569。图像显示了从银盘延伸到光晕区域的漫红外（IR）辐射。在漫射红外发射中看到的最突出的纤维结构在空间上与西部H $α$细丝（西部臂）非常一致。$F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$图的空间分布显示，在超级星团（SSC）周围的区域和朝向西臂的区域中有高值，这在$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$图中没有发现。$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$ - $F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$的颜色-颜色图显示了这些区域冷尘埃成分的发射率幂律指数（$β_\mathrm{c}$）的高值。通过逐像素的光谱分解分析，$β_\mathrm{c}$图显示整个星系的$\sim1$值从$\sim1$到$\sim2$不等。特别地，仅在由颜色-颜色图指示的区域中观察到$\sim2$的高$β_\mathrm{c}$值。由于NGC 1569的平均冷尘埃温度为$\sim30$ K，因此在远红外和亚毫米波段的$β_\mathrm{c}<2.0$理论上表明来自非晶颗粒的发射，而$β_\mathrm{c}=2.0$则表明来自晶粒的发射。由于增强的$β_\mathrm{c}$区域在空间上受到被认为是SSC…
2018-03-28 astro-ph.GA
Decaying turbulence in molecular clouds: how does it affect filament networks and star formation?
本文使用AREPO代码模拟分子云，研究衰减湍流模式和位力比对演化、丝状网络及恒星形成的影响，发现压缩模式促进早期恒星形成，过束缚云产生更多丝状结构且汇聚枢纽利于恒星形成。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light II: Comparison with sub-millimeter data
我们研究了南冕分子云的北部，它由一个灯丝和一个密集的亚毫米芯内的灯丝。我们的目标是测量该区域内的尘埃温度和亚毫米发射率。我们还希望确认近红外（NIR）表面亮度可用于研究即使是非常密集的云的结构。我们扩展了我们以前的近红外映射的灯丝。尘埃色温是使用Spitzer 160 um和APEX/Laboca 870 um地图估计的。基于背景恒星的红化，近红外表面亮度，和热亚毫米尘埃排放的柱密度进行了比较。利用三维灯丝模型研究了各向异性照明对近红外表面亮度的影响以及尘埃温度测量的可靠性。相对于可见光消光，870 μ m处的估计发射率为kappa（870）=（1.3 +- 0.4）x 10^{-5} 1/mag。这与漫射介质中的值相似。亚毫米发射率的显著增加似乎被排除在外。尽管饱和，近红外表面亮度能够准确地查明，并优于背景恒星的颜色过度的测量，柱密度最大值的确切位置。近红外和远红外数据都表明，辐射场的强度在暗条南部较高。
2009-07-27 astro-ph.GA
An Infrared Study of the Dust Properties and Geometry of the Arched Filaments HII Region with SOFIA/FORCAST
大质量的星团提供辐射（$\mathrm{\sim 10^7-10^8~L_{\odot}}$）和风（$\mathrm{\sim 1000~km/s}$），这些辐射和风加热尘埃并塑造周围的环境。为了更好地理解拱状星系团对附近星际介质的影响，本文对银河系中心的拱状细丝进行了研究。拱形丝状体是用SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红色照相机在19.7、25.2、31.5和37.1 $μ$ m处观测到的。用25.2和37.1 $μ$ m数据创建的该地区的色温图显示，在细丝（$\sim 25$ pc）的范围内，尘埃温度相对均匀（70-100 K）。假设标准尺寸ISM尘埃颗粒（$\sim$ 0.1 $μ$ m）的平衡加热，计算团簇和细丝之间的距离。通过这种方法推断的距离与细丝和团簇之间的投影距离相冲突，尽管如果细丝中的特征晶粒尺寸（$\sim$ 0.01 $μ$ m）小于典型值，则可以解释这种不一致。DustEM模型内的细丝选定的位置显示的证据耗尽丰度的多环芳烃（PAHs）的因素$\sim$ 1.6-10的质量相比，扩散ISM。PAH耗尽和较小的特征粒度的证据都指向长丝内ISM的加工。我们认为，尘埃颗粒在细丝的侵蚀是不太可能归因于辐射或风的拱门集群，但可能与银河系中心的物理条件。
2017-02-14 astro-ph.GA
Two Mass Distributions in the L 1641 Molecular Clouds: The Herschel connection of Dense Cores and Filaments in Orion A
我们给出猎户座A中L1641分子云的赫歇尔古尔德带巡天图。我们提取了该区域的细丝和致密核心。我们确定了哪些致密源是原始或前恒星，并研究了它们与已确定的细丝的关系。我们发现，虽然大多数（71%）的前恒星源位于灯丝上，仍然有一个显着的比例与这种结构的源不相关。我们发现，这两个人口（上和下确定的细丝）有明显不同的质量分布。暗条上源的质量分布在4个太阳质量时达到峰值，并在更高质量时驱动CMF的形状，我们用dN/dlogM \propto M ^{-1.4 +/-0.4}的幂律形式拟合。另一方面，远离暗条的源的质量分布在0.8太阳质量处达到峰值，并导致CMF在质量低于~4太阳质量时变平。我们假设，这种质量分布之间的差异是由于更高比例的气体，可在细丝，而不是在弥漫的云。
2013-10-05 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
Highly Embedded 8 micron Cores of Star Formation in the Spiral Arms and Filaments of 15 Nearby Disk Galaxies
斯皮策太空望远镜对15个螺旋星系的观测显示了许多8微米的致密核心，这些核心主要在不清晰的掩模图像中显示出来。由于消光，这些核在光学波段中通常是不可见的，并且由于更广泛的漫射发射的污染，它们在8微米处也是不明显的。每个星系的几百个核心位置、星等和四个IRAC波段的颜色都被测量并制成表格。较大的星系往往有更长和更规则的旋臂，它们的红外核心通常沿着这些旋臂排列，在旋臂的突起处有额外的核心。不具有规则螺旋的半导体材料具有更不规则的螺旋状细丝的芯，通常每个细丝仅具有一个或两个芯。几乎每个细长的发射特征都具有沿其长度排列的8微米芯。在长而细的细丝中出现的致密核心让人想起太阳附近的恒星形成，尽管在星系中的规模要大100倍。核心最有可能是由重力不稳定性和细丝中的云凝聚形成的。在某些旋臂中同时出现几个具有规则间距的核心表明，在这些情况下，所有的核心大约在同一时间形成，相应的细丝是年轻的。星系的总恒星形成率与核心中的总嵌入恒星质量相关，平均比率对应于可能的年龄在200万年到200万年之间。这表明，已确定的核心是大多数恒星形成的最早阶段。
2019-10-06 astro-ph.GA
The discovery of the largest gas filament in our Galaxy, or a new spiral arm?
利用500米口径球面射电望远镜（FAST），我们在307 $.\!\!^{\circ}$ 7 $<$ $<$ 311 $.\!\!^{\circ}$ 0和40 $.\!\!^{\circ}$ 9 $<$ $δ$ $<$ 43 $.\!\!^{\circ}$ 4的天区探测到一个巨大的HI记录结构。该结构的速度范围为$-$ 170 km s $^{-1}$至$-$ 130 km s $^{-1}$，平均速度为$-$ 150 km s $^{-1}$，使其银心距离为22 kpc。HI结构的长度为1.1 kpc，这似乎是迄今为止银河系中最远和最大的巨灯丝，我们将其命名为Cattail。其质量计算为6.5 $\times$ 10 $^4$ M $_{\odot}$，线性质量密度为60 M $_{\odot}$ pc $^{-1}$。它的宽度为207 pc，对应的长宽比为5：1。香蒲沿其长轴具有较小的速度梯度（0.02 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$）。结合HI 4PI数据，我们发现香蒲可能具有更大的长度，高达5 kpc。我们还确定了另一个新的细长结构是延伸到银河系第一象限的外盾-半人马座（OSC）臂，香蒲似乎位于远远落后的OSC。关于这样一个巨大的灯丝是如何在银河系的极端位置产生的问题仍然悬而未决。或者，香蒲可能是OSC之外的一个新手臂的一部分，尽管令人困惑的是，这个结构并不…
2021-08-04 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
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 Kinematic Structure of Magnetically Aligned HI Filaments
本文利用GALFA-HI巡天数据提取高银纬HI纤维，发现本地纤维与磁场取向对齐而IVC纤维不对齐，且仅15%纤维具有显著速度梯度，为纤维形成理论提供约束。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic dance in the Shapley Concentration Core II. The uGMRT-MeerKAT view of filaments in the brightest cluster galaxies and tailed radio galaxies in the A3528 cluster complex
本文利用 uGMRT 和 MeerKAT 射电观测结合 eROSITA X 射线数据，研究沙普利超星系团核心 A3528 复合体，发现最亮团星系周围存在谱指数极陡的弥散射电纤维，并提出小型并合可重新加速射电星系等离子体。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The CARMA-NRO Orion Survey: Filament Formation via Collision-Induced Magnetic Reconnection -- The Stick in Orion A
在猎户座A巨大分子云的{ \it Herschel}图中发现了一个独特的细丝。我们称之为“棒”的细丝是笔直的，处于早期进化阶段。横向位置-速度图显示两个速度分量靠近斗杆。在C $^{18}$ O（1-0）通道图中，细丝显示出连续的环/叉，这让人想起磁重联产生的结构。我们认为棒是通过碰撞诱导的磁重联（CMR）形成的。我们使用磁流体动力学（MHD）程序Athena++来模拟两个扩散分子团之间的碰撞，每个分子团都带有一个反平行的磁场。团块碰撞产生窄的、直的、致密的细丝，其密度增加$>$ 200倍。稠密气体的产生比自由落体坍塌快7倍。在辐射转移图中，致密的暗条呈现出环状或叉状结构。磁丝中的核心受到表面磁压的限制。CMR可能是银河系及更远地区的一个重要的致密气体产生机制。
2020-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature Structure of the Pipe Nebula Studied by the Intensity Anomaly of the OH 18 cm
本文用绿岸望远镜观测了OH 18 cm跃迁（1612，1665，1667和1720 MHz）的四个超精细结构分量，它们是向一个不规则的暗星云--烟斗星云的跃迁。一个统计平衡分析应用于光谱，和周围的致密核心的扩散分子气体的动力学温度被准确地确定;导出的温度范围从40 K到75 K。从这个结果中，我们评估的加热效果的星云的“茎”区域的conventarystructure由于紫外光子从附近的恒星$θ$ -蛇夫座和一个可能的convententent-filament碰撞在接口的“茎”和“碗”区域。在茎区，气体动力学温度被发现是几乎独立的表观距离从$θ$ -蛇夫座：紫外线加热效果的恒星是不可见的。另一方面，气体动力学温度升高，高达$\sim$ 75 K，在两个晶体结构的界面处。这一结果为我们提供了额外的支持，在烟斗星云的顺磁灯丝碰撞的情况。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
$\rm^{13}CO$ Filaments in the Taurus Molecular Cloud
我们已经进行了一个搜索的金牛座分子云使用$\rm^{13}CO$线发射数据从FCRAO调查的$\rm \sim100 \, deg^2$。我们使用了拓扑分析工具DisPerSe，并对其结果进行了后处理，以包括更严格的细丝定义，该定义要求至少3：1的纵横比和在细丝的脊柱上达到峰值的截面强度分布。在速度积分强度图中，由DisPerSe识别的数百个平行结构中只有10个符合我们的标准。与赫歇尔分析不同，赫歇尔分析发现了$\rm \sim0.1 \, pc$细丝的特征宽度，我们发现在我们的结构中轮廓宽度的分布更广泛，峰值为0.4 pc。此外，即使确定的细丝是圆柱形物体，它们复杂的速度结构和速度色散意味着它们可能是引力不受约束的。对速度通道图的分析揭示了数百个“速度相干”细丝的存在。其宽度的分布在较低的值（0.2 pc）达到峰值，而其峰值强度的波动是随机起源的指示。由于来自不同速度的漫发射的混合，这些细丝在积分强度图中被抑制。相反，对速度的积分可以导致出现非线性结构。使用同样的方法，在由随机放置的岩心组成的简单模拟地图中，也可以追踪到这种明显的细丝。它们具有与观察到的细丝相似的轮廓形状，并且包含大部分模拟芯。
2016-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The cosmic web in Lyman-alpha emission
本文开发了一个全面的Lyman-alpha发射理论模型，通过后处理TNG50模拟并采用蒙特卡洛辐射转移方法，发现z=2宇宙网细丝的光子源自星系内部，并预测其观测丰度及现代光谱仪的探测可行性。
2022-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A low-mass hub-filament with double centre revealed in NGC2071-North
我们提出的第一个分析在NGC 2071-北作为一个解决枢纽灯丝具有双中心。该$\sim 1.5 \times 1.5$秒差距级灯丝座包含$\sim$ 500 $M_\odot$。从普朗克的角度来看，磁力线可能促进了物质在这个孤立位置的聚集。能量平衡分析得到了下落气体特征的支持，揭示了这些细丝目前正在形成恒星。Herschel 100 $μ$ m发射集中在IRAS 05451+0037和LkH $α$ 316处的中心，并在它们周围呈现弥散的瓣和环。我们认为，这样一个双中心可以形成，因为会聚的位置的灯丝对偏移，由2.3 $'$（0.27 pc）。该距离也与毂环的直径相匹配，如柱密度和分子示踪剂，如HCO $^+$（1 $-$ 0）和HCN（1 $-$ 0）中所示，这可能表明毂和辐射丝之间的过渡和连接。我们认为，所有的三个组成部分的发射星LkH $α$ 316是在物理协会。我们发现，一个$\sim$ 0.06 pc大小的气体环，连接到IRAS 05451+0037，可以看到从泛星-i到赫歇尔-100 $μ$ m的波长。这些观测结果表明，双枢纽中心的两颗原恒星都与云物质相互作用。在我们的$^{13}$ CO数据中，我们似乎没有发现80年代以低得多的分辨率确定的该区域的流出。
2023-01-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale Velocity-coherent Filaments in the SEDIGISM Survey: Association with Spiral Arms and Fraction of Dense Gas
本文利用改进的最小生成树算法在SEDIGISM巡天中识别出88条大尺度速度相干纤维状结构，发现其中八条为银河系旋臂“骨骼”，并通过汇编168条纤维状结构的DGMF数据揭示骨骼具有更高的致密气体比例。
2023-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
