The JCMT BISTRO Survey: A Spiral Magnetic Field in a Hub-filament Structure, Monoceros R2
我们提出并分析了观测偏振尘埃排放在850 $μ$米对中央1 pc $\times$ 1 pc枢纽灯丝结构的麒麟座R2（周一R2）。这些数据是由詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的SCUBA-2/POL-2获得的，作为BISTRO（恒星形成区观测中的B场）调查的一部分。磁场的取向遵循Mon R2的螺旋结构，其由轴对称磁场模型很好地描述。我们估计的湍流分量的磁场使用我们的观察和底层的大尺度平均磁场的最佳拟合模型之间的角度差。该估计用于使用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算磁场强度，为此，我们还使用分别从JCMT上的HARP获取的$Herschel$数据和C $^{18}$ O（$J$ = 3-2）数据导出的柱密度图获得体积密度和速度色散的分布。我们绘制了磁场强度和质量通量比的地图，发现磁场强度从0.02到3.64 mG不等，平均值为1.0 $\pm$ 0.06 mG，平均临界质量通量比为0.47 $\pm$ 0.02。此外，平均阿尔文马赫数为0.35 $\pm$ 0.01。这表明在Mon R2中，磁场提供了对大规模引力坍缩的抵抗力，并且磁压超过了湍流压力。我们还研究了Mon R2中每个细丝的性质。大多数灯丝沿磁场方向排列，并且是磁亚临界的。
2022-12-13 astro-ph.GA
Edge collapse and subsequent longitudinal accretion in Filament S242
暗条S242长25 pc，有大量的团块和YSO星团集中在其末端区域;它被认为是边缘坍缩的一个很好的例子。我们在$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）系中定位了这种丝。沿暗条S242的大尺度速度梯度已被检测到;两个端块之间的相对速度为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，表明它们之间的接近运动。这些特征与通过单个细长实体的塌缩形成的细丝S242一致，其中被称为“重力聚焦”的效应驱动细丝的端部塌缩（边缘塌缩）。基于这张照片，我们估计一个$\sim$ 420万年的崩溃时间尺度，这是一个有限的和细长的实体演变成所观察到的细丝S242所需要的时间。对于整个细丝，我们发现，表面密度的增加导致速度色散的增加，这可以一致地解释为自引力的结果。我们还计算了纵向崩溃所观察到的速度色散的贡献，并发现它是在驱动端块附近的气体运动的主导作用。我们提出，我们的灯丝S242是通过一个两阶段的崩溃模型，其中的边缘崩溃的截断灯丝其次是一个阶段的纵向吸积向致密的端块。
2020-04-10 astro-ph.GA
Filament collapse: a two phase process
通过数值模拟与解析方法研究丝状分子云引力坍缩，提出包含自引力主导的自由下落和冲压平衡的恒速坍缩两阶段模型，发现其适用于不同密度分布。
2023-04-05 astro-ph.GA
Merging Filaments I: A race against collapse
星际介质的特征是具有复杂结构的错综复杂的星际网络。这些显示了各种不同的形状（例如，结、环等）强烈偏离通常假定的圆柱形。一个可能的形成机制是我们在这项研究中分析的细丝合并。事实上，网络中细丝的接近表明合并是相当可能的。由于合并必须快于细丝沿其长轴的末端主导的坍缩，我们预期三种可能的结果：（a）细丝在合并发生之前坍缩，（b）合并的连续复合体在边缘处已经显示出核的迹象，或者（c）细丝合并成非末端主导的结构。我们开发了一个分析公式的合并和核心形成的时间尺度在边缘和验证我们的模型通过流体动力学模拟与自适应网格细化代码RAMSES。这使我们能够预测的结果，细丝合并，给定不同的初始条件，这是初始距离和各自的线质量的每个细丝，以及它们的相对速度。
2021-04-09 astro-ph.GA
Filament fragmentation: Density gradients suppress end dominated collapse
本文研究了星际介质中纤维状结构坍缩的边缘效应，发现密度梯度能显著减缓该效应并使内部扰动更快增长，从而解释了观测中边缘效应罕见的原因。
2023-09-06 astro-ph.GA
Filamentary collapse flow in molecular clouds
我们提出了理想化的数值模拟的星前引力坍缩的一个温和的初始扰动与一个额外的中心椭球增强（核心）考虑一个统一的，分层的背景，后者代表扁平的云。这两种模拟在坍缩过程中保持了连续的结构，发展了一个从云到平面的分层吸积流;从那里到细丝，从细丝到核心。流动的方向变化顺利地在每一步的层次，没有密度发散，也没有冲击发展中的灯丝的轴在研究的星前演化。流动驱动中心核心的吸积，并从细丝中排出物质，减缓后者的生长。结果，芯的中心密度与细丝密度的比率随时间增加，在芯中奇点形成时发散。分层模拟产生的最佳匹配所观察到的普卢默样径向列密度分布的长丝，而均匀的模拟不产生一个平坦的中心密度分布。这一结果支持了最近的建议，MC可能是优先扁平结构。我们研究的可能性，即对流可能会接近一个准静止的制度，在该制度中，径向吸积到灯丝是平衡的纵向吸积到核心。一个简单的论证表明，这样一个定态可能是系统的吸引子。我们的模拟，没有达到这个固定阶段，但似乎是接近它在星前阶段。
2022-01-11 astro-ph.GA
Bonnor-Ebert sphere collapse in filamentary structures
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过非线性效应解释丝状结构中核心坍缩与线性扰动理论的差异。
2026-02-19 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion regulated collapse of filaments threaded by perpendicular magnetic fields
我们数值再现了Tomisaka（2014）中获得的与周围环境处于磁流体静力学和压力平衡的细丝的密度分布，并表明这些平衡是动态稳定的。如果考虑双极扩散的影响，这些暗条会失去磁支持而引发云的坍缩。灯丝不会损失磁通量。相反，磁通量在灯丝内从中心朝向包络重新分布。坍缩的速率与部分电离成反比，并且如Mouschovias和Morton（1991）中所预测的，观察到坍缩的两个重力驱动的双极扩散区域。对于高值的电离系数，即$X \geq 10^{-7}$，气体强烈耦合到磁场和牛仔长度大于双极扩散长度尺度。然后崩溃是由磁调节双极扩散。对于$X \lesssim 10^{-8}$，气体与磁场弱耦合，磁性载体通过重力主导的双极扩散去除。在这里，中性粒子和离子只是偶尔碰撞，即双极扩散长度尺度大于金斯长度。当包括衰减湍流时，为细丝提供额外的支撑。即使在没有磁场的情况下，这也减慢了灯丝的坍缩。当存在磁场时，塌陷率以小于非磁性情况的比率增加。这是因为双极扩散由于湍流产生的较大磁场梯度而加速，并且因为双极扩散有助于双极扩散长度尺度以下的湍流耗散。最高的增加率观察到最低的电离系数和最高的湍流强度。
2016-09-22 astro-ph.GA
Growth of Massive Molecular Cloud Filament by Accretion Flows. II. New Mechanism to Support a Supercritical Filament against Radial Collapse
本文通过非理想磁流体动力学模拟，提出并验证了STORM机制：双极扩散使吸积流慢激波前沿形成致密团块并驱动内部湍流，从而支持超临界分子云纤维抵抗径向坍缩并维持其宽度。
2025-05-08 astro-ph.GA
IC 5146 dark Streamer: is a first reliable candidate of edge collapse, hub-filament systems, and intertwined sub-filaments?
本文分析了邻近恒星形成点IC 5146暗流光的多波长数据（d $\sim$ 600 pc），其已被处理为单根长丝，两个枢纽灯丝系统（HFSs）是已知的东部和西部的fl端。早期发表的结果有利于HFSs和端主导崩溃（EDC）的同时证据。在Fl. Herschel柱密度图（分辨率$\sim$ 13 $''$ .5）中揭示了两个缠结的亚丝（即，fl-A和fl-B）朝向fl，显示出近双螺旋状结构。C $^{18}$ O（3-2）发射也支持这一图像。“磨损和碎片”的情景可以解释相互缠绕的亚细丝的起源。在f1方向上，用$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）辐射描述了2和4 km/s $^{-1}$附近的两个云分量，并在速度空间上连接起来。HFS在空间上位于这些云成分的重叠区域，可以用云-云碰撞情景来解释。在大马赫数情况下，流场中气体的运动是非热的，从灯丝长轴测得的磁场位置角沿灯丝呈线性变化。该特征在其他附近的EDC细丝中得到证实，从而对EDC情况进行了更定量的确认。根据我们的观察结果，我们见证了IC 5146 Streamer中的多个过程。总的来说，Streamer可以被认为是边缘塌陷、HFS和交织在一起的子细丝的第一个可靠候选者。
2023-02-15 astro-ph.GA
Observational signatures of end-dominated collapse in the S242 filamentary structure
利用OSO-20 m望远镜对S242星形成区的一个细长的星系结构（长约30 pc）进行了新的CO（~（13）CO（1-0）和C_（18）O（1-0））和CS（2-1）线观测。其中一个暗条的末端是S242 HII区，而另一端则是普朗克冷团。在灯丝中识别出几个子区域，并且是超音速的，马赫数为2.7-4.0。动力学状态的研究表明，超临界性质的子区域（除中央部分），这不能支持的组合的热和湍流运动。年轻的恒星物体在整个暗条上都可以看到，但在暗条的末端更集中。致密的分子核心主要朝向细丝末端观察，并且接近维里平衡。位置-速度图跟踪速度梯度（~1 km/s/pc）向两端。还观察到朝向细丝的速度振荡模式，表明其断裂。暗条的崩溃时间尺度计算为约350万年。利用~（1-3）CO观测资料，发现暗条的速度结构函数与Musca云的速度结构函数非常相似，滞后约1-3秒差距，偏离Larson速度-尺寸关系。在较高的滞后结构函数中观察到的振荡模式表明存在大规模和有序的速度梯度，以及通过沿灯丝吸积的碎片化过程。考虑到所有观测到的结果及其不确定性，S242暗条是端部主导坍缩的一个很好的例子。
2019-04-16 astro-ph.GA
Simulation of Head-on Collisions Between Filamentary Molecular Clouds Threaded by a Lateral Magnetic Field and Subsequent Evolution
通过二维磁流体动力学模拟研究丝状分子云对头碰撞，发现合并丝状物的演化取决于总线质量是否超过磁临界线质量，分别导致自相似径向坍缩或稳定振荡。
2023-07-15 astro-ph.GA
The Serpens filament: at the onset of slightly supercritical collapse
巨蛇座星系的暗条是距离我们最近的红外暗云之一，被认为是恒星形成早期演化阶段的原始暗条。为了研究它的分子含量和动力学状态，我们绘制了七个物种的这条细丝。其中，HCO、$^{+}$、HNC、HCN和CS表现出自吸收，而C $^{18}$ O对碳纳米管结构最为敏感。运动学分析表明，这条灯丝形成了一个速度相干（跨）音速结构，其中很大一部分是在巨蛇座云的最静止的区域之一。广泛的C $^{18}$ O耗尽被发现在整个巨蛇座灯丝。根据Herschel尘埃的H $_{2}$柱密度图，测得暗条的线质量为36- 41 M $_{\odot}$ pc $^{-1}$，半高宽为0.17 $\pm$ 0.01 pc，长度为1.6 pc。该细丝的内径柱密度分布可以很好地与Plummer分布拟合，其指数为2.2 $\pm$ 0.1，尺度半径为$0.018\pm 0.003$ pc，中心密度为$(4.0\pm 0.8)\times 10^{4}$ ~cm $^{-3}$。巨蛇座的灯丝似乎有点超临界。广泛的蓝色歪斜的HNC和CS线轮廓和HCN超细线异常横跨这条灯丝表明在巨蛇座灯丝的部分径向下降。C $^{18}$ O速度梯度也表明沿暗条的吸积流。速度和密度结构表明，这种吸积流可能是由于平行于灯丝长轴的纵向崩溃。巨蛇座星系的径向下沉率和纵向吸积率都低于其他星系的观测值。这表明巨蛇座星系的灯丝处于早期的演化阶段，此时坍…
2018-09-20 astro-ph.GA
Gravitational Collapse and Filament Formation: Comparison with the Pipe Nebula
最近的分子云形成和演化模型表明，这种云是动态的，通常表现出引力坍缩。我们提出了一个简单的分析模型的全球崩溃到一个灯丝，并与我们的数值模拟的流动驱动的形成一个孤立的分子云来说明超音速运动和入流冲压压力的重力驱动的云演化模型中预期。我们将我们的结果应用于观测的烟斗星云，一个特别适合我们的目的，因为它的低恒星形成活动意味着微不足道的恒星反馈扰动对象。我们表明，我们的坍缩云模型可以解释的速度分散的大小在$^{13}$ CO的结构由Onishi等人。和所需的冲压压力由拉达等人。限制在管星云的低质量的核心。我们进一步推测，更高分辨率的模拟将显示小的速度分散在dendrock核心气体，如观察到的，但这是下落运动，不支持湍流。我们的研究结果指出了冲压压力作为分子云细丝的边界条件的必然性，以及特别是低质量核心仍然可以以显着的速率吸积质量的可能性，正如观测所表明的那样。
2009-09-10 astro-ph.GA
Stability of filaments in star-forming clouds and the formation of prestellar cores in them
现在人们普遍认为，分子气体的致密细丝是恒星诞生过程中不可或缺的一部分。虽然数值模拟已经成功地再现了湍流气体中的对流结构，并且分析计算已经预测了通过径向坍缩形成致密气体细丝，但是产生这种细丝然后在其中形成星前核的确切过程尚不清楚。因此，在这项工作中，我们研究了形成一个密集的细丝使用一个相对简单的设置，一个均匀密度的圆柱体的压力平衡与其封闭介质。特别是，我们研究，如果它的倾向，形成一个致密的灯丝，并进一步，星前核心的形成在此灯丝承担的初始体积的气体的重力状态。我们报告了一个径向塌陷，导致形成一个致密的对流云是可能的，当气体的初始体积至少是临界稳定的（其特征是该体积的质量线密度与其最大值之间的近似相等）。虽然自引力，但这一体积的气体并没有自由落体。然后，由于类似牛仔裤的不稳定性的增长，这种塌陷后的细丝沿着其长度碎裂，形成像\emph{beads on a string}这样的星前核心。我们认为，在典型的恒星形成云中，在以下假设下被归类为引力超临界的致密细丝不太可能经历引力自由落体：（i）等温性，而事实上，它们不是，和（ii）相对于压力截断的扩展径向轮廓，从而导致其质量线密度的显著高估。这个坍缩后灯丝的径向密度和温度分布与最近对附近恒星形成区的调查中绘制的典型对流云的径向密度和温度分布是一致的。
2015-01-14 astro-ph.GA
SDC13 infrared dark clouds: Longitudinally collapsing filaments?
恒星的形成现在被认为与它们形成的星际细丝的动力学演化密切相关。本文分析了用IRAM 30 m望远镜在尘埃连续谱和分子谱线发射中观测到的一个小的红外暗丝网络SDC13的密度结构和运动学。这些观测揭示了18个致密源的存在，其中两个最大的质量，MM1和MM2，位于秒差距长的细丝的交点。沿着这些细丝观察到的稠密气体速度和速度分散显示出平滑的、强相关的梯度。我们讨论的起源SDC13的速度场的背景下，暗条的纵向崩溃。我们发现，SDC13细丝的崩溃时间尺度（从1百万年到4百万年，取决于模型参数）与I类源的存在是一致的，并认为，在将更多的材料带到系统中心的顶部，崩溃可以产生额外的运动学支持，以防止局部碎裂，帮助形成无星的超级牛仔裤核心。
2013-11-01 astro-ph.GA
The Formation of Massive Molecular Filaments and Massive Stars Triggered by a MHD Shock Wave
最近的观测表明，强烈的分子云碰撞可以触发大质量恒星/团簇形成。碰撞引起的最重要的物理过程是冲击压缩。本文采用等温磁流体动力学（MHD）方法，在考虑自引力效应的情况下，数值研究了激波对分子云演化的影响。自适应网格加密和下沉粒子技术被用来跟踪冲击云的长期演变。我们发现，湍流不均匀分子云的激波压缩产生了大量的细丝，这些细丝垂直于背景磁场，正如我们在以前的文章中指出的那样。大质量的暗条沿暗条呈现出全局性的坍缩，并向位于坍缩中心的汇粒子提供能量。我们观察到高吸积率dot{M}_acc > 10^{-4} M_sun/yr，这足以形成O型恒星。最大质量的汇粒子在暗条坍缩开始后10^5年的几倍时间内达到M>50 M_sun。
2017-08-04 astro-ph.GA
From inter-filamentary gas to filaments and hubs: gas flows in the Mon R2 hub-filament system
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）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）；Kyushu Kyoritsu University（九州共立大学）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学科）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（波尔图大学太空与天体物理研究所）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）
研究通过分析Mon R2枢纽-丝状系统中的气体动力学，揭示了低密度丝状区和高密度丝状体中气体流动的差异，发现气体主要流向枢纽，并且丝状体内的气体流动速度比丝状区快，同时发现至少30%的丝状区气体可能流向丝状体补充其物质。
2026-06-06 astro-ph.GA
Tetrahedral collapse: a rotational toy model of simultaneous dark-matter halo, filament and wall formation
我们讨论了一个理想化的晕形成模型，其中一个崩溃的晕节点是四面体的，从它的四个面中的每一个突出的细丝，并与连接每对细丝的壁。在这个模型中，细丝在形成时通常是旋转的，当且仅当细丝中有一些旋转时，晕才会旋转。这是“折纸近似”中最简单的可能的全三维晕塌缩，其中空隙是无旋的，并且形成暗物质结构的暗物质片被允许在位置-速度相空间中折叠，但不拉伸（即，其密度不能沿溪流变化）。在整体尺度上，四个暗条方向，以及其他三个量，如暗条自旋，足以确定坍缩的所有性质：晕的形状、质量和自旋;每单位长度的密度和所有暗条的自旋;以及每单位面积的壁的质量。如果细丝是正四面体排列的，细丝的性质遵循简单的定律，让人想起角动量守恒。该模型可能是最有用的在理解相邻星系之间的自旋相关性加入细丝;这些相关性将给出星系之间的内在排列，理解精确的宇宙学弱透镜测量至关重要。
2016-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical hub-filament structures and gas inflows on galaxy-cloud scales
本研究利用CO (2-1)谱线和FILFINDER算法分析了NGC5236和NGC4321星系-云尺度的气体运动学，发现星际介质呈现多尺度分层中心-纤维状结构，且其引力坍缩速度慢于纯自由落体。
2024-04-24 astro-ph.GA
A Model For Intergalactic Filaments and Galaxy Formation During the First Gigayear
我们提出了一个基于物理的，分析模型的星系际细丝在第一千兆年的宇宙。灯丝的结构是基于一个受重力束缚的等温气体圆柱体。该模型成功地预测了宇宙学模拟的总质量，每单位长度的灯丝（暗物质加气体）的基础上，完全根据气体成分的声速，相反的预期碰撞无暗物质聚集。它认为，气体，通过其流体动力学性质，在细丝结构中发挥着关键作用，而不是在一个预先形成的暗物质潜力的被动乘客。星系中的暗物质遵循膨胀宇宙中球对称过密度坍缩的经典方程。相比之下，气体通常崩溃得更慢。这两个组成部分的相对崩溃率为个别星系可以解释不同的重子赤字的星系的假设下，物质沿着一个单一的细丝通过星系中心，而不是球形吸积。暗物质和气体行为的差异可以简单而又合理地与模型联系起来。研究的星系范围包括所谓的“太大而不能倒”星系，这些星系被认为对于宇宙的标准Lambda-CDM模型来说是有问题的。等温圆柱模型提出了一个简单的解释，为什么这些星系莫名其妙地从夜空中消失。
2017-06-12 astro-ph.GA
Simultaneous evidence of edge collapse and hub-filament configurations: A rare case study of a Giant Molecular Filament G45.3+0.1
我们研究多波长和多尺度的数据，以探讨与天鹰座恒星形成复合体G045.49+00.04（G45 E）和G045.14+00.14（G45 W）相关的分子气体的运动学。对Fugin $^{13}$ CO（1-0）线数据的分析揭示了一个巨大分子细丝（GMF G45.3+0.1;长度$\sim$ 75 pc，质量$\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{6}$ M $_{\odot}$）的存在，它具有[53，63] km s $^{-1}$的相干速度结构。GMF G45.3+0.1在其相对端处具有G45 E和G45 W复合物。我们发现了沿GMF G45.3+0.1的大尺度速度振荡，这也揭示了$-$ 0.064和$+$ 0.032 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$在其边缘的线速度梯度。点源的光度分析表明，在灯丝的边缘，致密气体和HII区域的存在下，年轻的恒星物体（YSO）候选源的集群也在空间上观察。Herschel连续统图和CHIMPS $^{13}$ CO（3-2）谱线数据揭示了在G45 E和G45 W两个地点存在秒差距尺度的中心-暗条系统（HFS）。我们的研究表明，GMF G45.3+0.1的整体塌陷是端部主导的，除了在边缘的整体非各向同性塌陷（GNIC）的签名。总的来说，GMF G45.3+0.1是第一个同时研究边缘塌陷和中心-暗条配置的暗条观测样本。这些观测结…
2022-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the Taurus filament L1495: From Dense Cores to Stars
我们提出了在金牛座分子云L1495灯丝的致密结构的研究，并检查其恒星形成的属性。特别是，我们使用深近红外观测构建了暗条的尘埃消光图，以前所未有的细节揭示了其小尺度结构。暗条具有高度破碎的亚结构和较高的单位长度质量（Mline =17 Msun/pc），表明暗条的所有部分都具有成星潜力，但暗条的一部分B211却明显缺乏年轻的恒星。我们认为，在这个地区的初始暗条崩溃和分裂仍在发生，恒星形成尚未发生。在恒星形成的部分，我们确定了39个核心，质量从0.4到... 10 Msun和首选的分离与当地牛仔裤的长度一致。这些核心中的大多数都超过了Bonnor-Ebert临界质量，因此很可能坍缩并形成恒星。密核质量函数遵循指数为Gamma=1.2的幂律，这是在恒星形成区常见的形式。
2010-10-13 astro-ph.GA
Cluster Assembly in Hierarchically Collapsing Clouds
我们讨论了分层坍缩分子云中团簇形成的机制。最近的观测和数值证据表明，分子云（MC）可能正在经历全球性的、层次性的引力坍缩。“等级”制度由大规模崩溃中的小规模崩溃组成。后者意味着恒星形成率在演化的早期阶段系统性地增加，并通过向密度、质量和速度分散度更高的“中心”的对流发生，并在小规模坍缩开始形成恒星之后的几百万年达到顶峰。反过来，小规模的坍缩发生在嵌在细丝中的团块中，并且它们自己落入仍在进行的大规模坍缩的更大的势阱中。在早期的小尺度坍缩中形成的恒星与它们的母团一起向更大的势槽方向下落，因此这些暗条将气态和恒星物质输送到中心。这导致了在新的原恒星仍在形成的区域中存在较老的恒星，导致了星团的无标度或分形结构，其中每个单元都由较小尺度的单元组成，并导致了子单元的最终合并，解释了观测到的疏散星团的结构特征。
2016-02-23 astro-ph.GA
High-mass Star Formation through Filamentary Collapse and Clump-fed Accretion in G22
质量是如何从云尺度下累积到单个恒星的，这是理解高质量恒星形成的一个关键问题。在这里，我们提出了在一个中心丝云G22，这是由四个超临界细丝的质量积累过程。沿三根细丝检测到的速度梯度表明，它们正在塌陷，总质量下降率约为440 $M_\odot$ Myr $^{-1}$，这表明轮毂质量将在6次自由落体中翻倍，总计为$ \sim2 $ Myr。在中央团块C1和C2中的一小部分质量可以通过大规模的惯性坍缩来解释。HCO $^+$ $ (3-2) $和$^{13}$ CO $ (3-2) $光谱中普遍存在的蓝色轮廓表明，在质量最大、密度最高的团簇C1中存在团簇规模的崩塌。估计的沉降速度和质量沉降率分别为0.31 km s $^{-1}$和$ 7.2 \times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$。在团簇C1中，SMA观测揭示了一个热分子核心（SMA 1），一个外流驱动的大质量原恒星位于SMA 1的中心。原恒星的质量估计为$ 11-15 $ $M_\odot$，它仍在以$ 7\times10^{-5} $ $M_\odot$/年$^{-1}$的吸积速率增长。在细丝、团块C1和G22中的中心热核心中共存的下降表明，预组装的质量储存器（即，大质量无星核）可能不需要形成大质量恒星。在高质量恒星形成的过程中，中央原恒星、核心和团块可以通过核心吸积/盘吸积、团块吸积和天体/云坍缩…
2017-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically Dominated Parallel Interstellar Filaments at the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506
G14.225-0.506红外暗云（IRDC G14.2）在天空平面上显示出一个由平行的密集分子丝组成的显着复合体。以前的尘埃排放和分子线研究推测，磁场是否可能在这种长形结构的形成中发挥了重要作用，这些结构是许多年轻恒星源的宿主。在这项工作中，我们进行了大量的偏振调查，在光学和近红外波长，以研究磁场线的形态在IRDC G14.2通过观察背景恒星。星际极化的方向，即追踪磁场线的方向，垂直于云内的大多数特征。此外，大尺度分子云作为一个整体呈现出细长的形状，也垂直于磁场。磁场强度的估计值在$320 - 550\,μ$ G的范围内，这允许亚阿尔夫文条件，但不能阻止中心-细丝结构的引力坍缩，这通常接近临界状态。这些特征表明，磁场在调控塌缩过程中起着主要作用，导致了一系列平行的细长结构的形成。这种形态也与数值模拟相一致，数值模拟显示了在强磁场下引力不稳定性是如何发展的。最后，结果证实了一个假设，即内部磁场的强有力的支持可能解释为什么云似乎是收缩的时间尺度比预期的自由落体崩溃2-3倍。
2016-09-27 astro-ph.GA
Spiral Structure and Massive Star formation in the Hub-Filament-System G326.27-0.49
中心暗条系统是星团和大质量恒星形成的潜在场所。为了理解HFSs，并提供观测约束，目前的理论，试图解释全球恒星形成，我们报告了一项研究的区域与G326.27-0.49使用红外数据的尘埃连续体和新获得的观测分子示踪剂使用APEX望远镜。我们使用光谱观测来识别速度相干结构（细丝和团块），并在0.4 pc的分辨率下研究它们的性质。该区域包含两个主要的速度分量：第一个分量在-63到-55 km/s之间，显示出四个丝状体，形成一个汇聚在轮毂中的螺旋结构;第二个分量在-72 km/s，包含一个大质量的年轻恒星，可能与轮毂相互作用。该区域三个主要的YSO所在的团块质量很大（187-535 Msun），光度与B型星一致，中心密度约为10^6 cm^-3，并驱动着大量的外流。该区域的大多数速度相干团块的维里参数在2-7之间，考虑到原恒星的探测，这意味着坍缩是渐进的。我们的结论是，该区域由一个暗条网络组成，通过暗条网络，质量（~10^-4 Msun/yr）被吸积到中心上。中心和一些细丝的末端似乎正在经历坍缩形成新的恒星。这项研究确定了未来高分辨率观测的目标区域，可以探测核心和暗条演化之间的联系。
2023-01-24 astro-ph.GA
Distribution and Properties of Molecular Gas Toward the Monoceros OB1 Region
本研究基于MWISP巡天对麒麟座OB1区域开展CO观测研究，识别出263个¹³CO结构，估算了GMC复合体的距离与质量，揭示了致密气体分布与恒星形成活动的相互影响。
2024-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- XV. Steady Accretion from Global Collapse to Core Feeding in Massive Hub-filament System SDC335
本文利用ALMA Band-3/7对大质量中心暗条系统SDC 335的“心脏”进行了观测，研究了它的碎裂和吸积过程。在$\sim0.03$ pc的分辨率下，3 mm连续发射分辨两个巨大的致密核MM 1和MM 2，分别具有$383(^{+234}_{-120})$ $M_\odot$（“心脏”质量的10-24%）和$74(^{+47}_{-24})$ $M_\odot$。分辨率低至0.01 pc，0.87 mm连续发射显示MM 1进一步碎片成六个冷凝和多过渡线的H $_2$ CS提供温度估计。在0.01 pc的尺度下，凝结的分离和质量之间的关系有利于湍流的Jeans碎裂，其中湍流似乎是无标度的，而不是标度依赖的。我们使用H $^{13}$ CO $^+$（1-0）发射谱线，在位置-位置-速度空间中解析“心脏”内部复杂的气体运动。我们确定了四个主要的气体流连接到大规模的细丝，继承逆时针螺旋模式。沿着这些气流，气体进入中央的大质量核MM 1。假设倾斜角为$45(\pm15)^{\circ}$，H $^{13}$ CO $^+$丰度为$5(\pm3)\times10^{-11}$，则总质量下降速率为$2.40(\pm0.78)\times10^{-3}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$，数值上与从团尺度球形下降模型和核尺度外流导出的吸积速率一致。一致性表明，一个连续的，近稳态的，…
2023-01-05 astro-ph.GA
Instability and Evolution of Shocked Clouds Formed by Orthogonal Collisions between Magnetized Filamentary Molecular Clouds
Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台计算天体物理学中心）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）
研究垂直碰撞磁化丝状分子云的不稳定性与演化，揭示受激云在不同能量条件下的坍缩、稳定或扩展模式。
2024-08-16 astro-ph.GA
Global Hierarchical Collapse In Molecular Clouds. Towards a Comprehensive Scenario
我们提出了一个统一的描述方案的全球层次崩溃和分裂（GHC）的分子云（MC），由于不断减少的平均金斯质量收缩的云。GHC构成了一个崩溃中的崩溃制度，其中小规模的崩溃开始较晚，但发生在较短的时间尺度比大规模的崩溃。时间尺度上的差异使得大部分星云的质量被第一批大质量恒星的反馈分散，使全球恒星形成率保持在较低水平。所有的鳞片都是从它们的母体结构中生长出来的。GHC的主要特征是：恒星形成的MC基本上处于无压状态，产生的细丝会附着在团块和核心（“枢纽”）上。细丝构成了从云到轮毂尺度的坍缩流，并可能接近准定常状态;云的分子质量分数和稠密质量分数随时间增加;第一，（低质量）恒星在全球收缩开始后出现了几个百万年;更大质量的恒星在几个百万年后出现在大质量的枢纽中，这是由于大尺度的坍缩造成的;最小碎片质量可能会延伸到棕矮星区域; Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积作用发生在原恒星和核心尺度上，解释了近Salpeter IMF;引力网络的极端各向异性解释了探测大尺度下落信号的困难;星前核采用Bonnor-Ebert型剖面，但从早期开始收缩，那时它们可能看起来是未结合的，需要压力约束;星团形成径向年龄梯度和质量分凝梯度。最后，我们讨论了超声速湍流和所观察到的分子层次标度之间的不相容性。
2019-10-16 astro-ph.GA
Modification to the Jeans criterion by external tides: Anisotropic fragmentation and formation of filaments
本文指出外部潮汐下原有 Jeans 质量修正因忽略潮汐非均匀性而不正确，提出按三维各向异性长度修正，并解释强潮汐导致一维或二维坍缩及纤维形成。
2024-03-05 astro-ph.GA
Complex Structure in Class 0 Protostellar Envelopes III: Velocity Gradients in Non-Axisymmetric Envelopes, Infall or Rotation?
我们提出了一个干涉运动学研究的基础上观察的致密气体示踪剂N2 H+和NH3的形态复杂的原恒星信封。在我们的样本中，大多数包络的强烈不对称性使我们质疑速度梯度作为旋转的常见解释，因为在观测到的速度中可能存在投影效应。现在更详细地分析几个具有良好有序速度场和包络结构的“理想化”源。我们比较干涉数据的位置-速度图的运动学模型的球形旋转坍缩和非线性旋转坍缩。为此，我们发展了一个旋转坍缩模型的附加参数化，以探讨几何投影对观测到的速度结构的影响。我们发现，在我们的样本中，大多数信封的PV结构，可以复制一个下降的记录信封投影在不同的角度内的天空平面。下落的细丝产生速度变化，可以模仿旋转的信封，特别是当在单盘分辨率和轴对称旋转崩溃模型不唯一地描述任何数据集。此外，如果假设速度反映旋转，那么在大多数情况下推断的离心半径相当大，这表明存在显着的碎裂潜力，或者更可能是线中心速度的另一个分量。我们的结论是，有序的速度梯度不能被解释为旋转时，信封是非轴对称的，预计的下落速度可能占主导地位的速度场的规模大于1000 AU。
2012-01-10 astro-ph.GA
The impact of turbulence and magnetic field orientation on star forming filaments
我们提出了塌缩细丝的模拟研究湍流和磁场形态对它们的演化和恒星形成性质的影响。我们改变灯丝的单位长度质量以及磁场相对于长轴的方向。我们发现，没有或有垂直磁场的细丝通常显示出比Arzoumanian等人2011年提出的0.1 pc的通用宽度更小的宽度。我们表明，这也适用于超音速湍流的存在下，吸积驱动的湍流是太弱，以稳定沿其径向方向的细丝。另一方面，我们发现，一个磁场，是平行于主轴可以稳定的灯丝对径向崩溃导致的宽度为0.1 pc。此外，取决于细丝质量和磁场配置，细丝中的引力坍缩和碎裂以边缘上的方式、均匀地分布在整个长度上或以混合的方式发生。在最初的中等密度扰动的存在下，一个集中的崩溃朝着一个共同的引力中心发生。因此，我们的模拟可以再现最近在恒星形成细丝中观察到的不同碎片模式。此外，我们发现，湍流运动的影响，个别片段之间的距离沿细丝，这并不总是匹配的结果的牛仔裤分析。
2015-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Non-ionizing Radiation Pressure in Star Formation: The Stability of Cores and Filaments
当分子云中的细丝和致密核心由于自引力而碎裂和坍塌时，恒星就形成了。在引力稳定性的最基本分析中，自引力和热压力之间的竞争决定了球体的临界（即最大稳定）质量和圆柱体的临界线密度。先前的工作已经考虑了来自磁场和湍流的额外支持。在这里，我们考虑非电离辐射的影响，特别是向内辐射压力，作用于嵌入在各向同性辐射场中的致密结构。使用流体静力学，等温模型，我们发现，辐射降低了引力坍缩的临界质量和线密度，因此可以作为恒星形成的触发器。对于具有中等中心密度（$\sim10^3$ cm $^{-3}$）的结构，太阳附近的星际辐射场对稳定性阈值有一个统一的影响。对于中心密度更高的演化天体，稳定性阈值的显著降低需要更强的辐射，因为可以在更靠近银河系中心或恒星协会附近找到。即使在没有或没有强电离辐射源的情况下，我们的研究表明，星际辐射也会显著影响恒星的形成过程。
2016-06-07 astro-ph.GA
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
Evolution of compressed clouds formed by filament coalescence. I. Oblique collisions
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台计算天体物理中心）；Astronomical Science Program, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究院（SOKENDAI）天文学科学项目）；Department of Physics, Konan University（神户学院大学物理系）
研究通过三维理想磁流体力学模拟，探讨了两个磁化丝状物偏斜碰撞的基本演化过程，揭示了碰撞角度、速度和初始线质量对压缩云引力坍缩的影响，并确定了促进恒星形成的关键碰撞条件。
2026-05-20 astro-ph.GA
The formation of filamentary bundles in turbulent molecular clouds
恒星形成暗条的经典图像是一种近平衡结构，坍缩取决于它的引力临界性。最近的观测使这幅图变得复杂，揭示了作为一个混乱的明显相互作用的亚丝，与跨音速内部速度色散和轻度超音速亚丝内色散的细丝。像这样的结构是如何形成的还没有解决。在这里，我们研究的湍流分子云的模拟中的边界区域的速度结构。我们提出了两个主要发现：首先，在不需要磁效应或其他效应的湍流云的自引力流体动力学模拟中自然地出现了所观察到的细丝中的复杂速度特征。第二，一个仅在投影上是连续的区域，实际上是由空间上不同的特征组成的，可以显示出这些相同的速度特征。事实上，这些不相交的结构可以伪装成相干细丝的投影和速度诊断突出需要继续发展先进的恒星形成观测的分析技术。
2014-02-11 astro-ph.GA
Gravitational collapse and accretion flows in the hub filament system G323.46-0.08
基于SEDIGISM和多项红外巡天数据，研究发现轮丝系统G323.46-0.08的三条纤维向中心大质量团块输送物质，其引力坍缩和沿纤维的吸积流是驱动中心团块形成与恒星形成活动的重要机制。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary structure of star-forming complexes
根据最近的观测，最近的年轻恒星群与柱密度超过10^22 cm^-2的“中心”有关。这些中心辐射出多个秒差距长度的“细丝”，具有较低的柱密度和较少的恒星。具有许多细丝的系统倾向于具有类似间距的平行细丝。这种“中心-灯丝结构”与所有9个300秒差距以内的年轻恒星群有关，形成低质量恒星。在形成更大质量恒星的红外暗云中也可以看到类似的性质。在一个新的模型中，均匀介质中的初始团块被压缩成自引力调制层。外层类似于Schmid-Burgk（1967）的调制平衡，具有几乎平行的细丝。这些细丝汇聚到压缩的团块上，团块塌缩成高效率的恒星。最初的介质和凝聚体的密度与附近的恒星形成云和团块的密度相似。预测的结构类似于观察到的枢纽灯丝系统在其大小，形状和列密度，并在其长丝的外观。这些结果表明，与年轻恒星群相关的中心-暗条结构可能是由分子云中的星团气体压缩引起的。
2009-06-10 astro-ph.GA
A Multi-Scale Picture of Magnetic Field and Gravity from Large-Scale Filamentary Envelope to Core-Accreting Dust Lanes in the High-Mass Star-Forming Region W51
我们提出了230 GHz的连续极化观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0 $\farcs1$（$\sim 540$ ~au）的分辨率在高质量恒星形成区域W51 e2和e8。这些观测结果解析了一个连接核心的尘埃带网络，标志着与早期更粗糙的球形连续体结构的背离。与此同时，核心似乎没有进一步分裂。偏振粉尘排放被清楚地检测到。推断出的磁场方向与尘埃带平行。这个关键的结构特征与当地的引力矢量场一起分析。当地重力的方向通常与尘埃带对齐。有了这些发现，我们得出一个稳定性标准，定义了一个最大的磁场强度，可以克服所观察到的磁场重力配置。等效地，这定义了可以稳定尘埃带以防止径向塌陷的最小场强。我们发现，在W51 e2和e8中检测到的尘埃带是稳定的，因此可能使它们成为吸积到中心源的基本组成部分，为大质量恒星形成模型提供支持，而不需要大的吸积盘。当与覆盖包络、全局和局部坍缩尺度的较粗分辨率进行比较时，我们发现磁场结构及其相应的引力矢量场具有反复出现的相似性。这些自相似的结构指向一个多尺度的坍缩中的坍缩场景，直到最终达到内核吸积尘埃带的规模，重力夹带着磁场，并将其与尘埃带对齐。
2022-10-14 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
Taking off the edge -- simultaneous filament and end core formation
有限长度的理想化的星形形成细丝的模拟通常显示核心生长，其由在其各自端部形成的两个核心主导。端芯的形成是由于在细丝端部处的强增加的加速度，这导致在细丝沿着其轴线塌陷期间材料的扫掠。由于这种生长模式通常比长丝中的任何其他芯形成模式更快，因此与长丝内部形成的其他芯相比，端部芯通常在质量和密度上占主导地位。然而，对恒星形成丝状体的观察并没有显示丝状体末端的核心的这种普遍性。我们探讨了一种可能的机制，以减缓增长的最终核心使用数值模拟的同时长丝和嵌入式核心的形成，在我们的情况下，一个径向吸积长丝形成在一个有限的收敛流。虽然这样的设置仍然导致最终核心，但它们很快开始向内移动，并且通过材料的持续积累在核心外部形成密度梯度。结果，最外面的核心不再位于细丝的确切末端，并且密度梯度软化了核心的向内重力加速度。因此，两个端部芯不像预期的那样快速生长，并且因此不支配细丝中的其他芯形成模式。
2023-01-10 astro-ph.GA
Gas inflows from cloud to core scales in G332.83-0.55: Hierarchical hub-filament structures and tide-regulated gravitational collapse
本文利用LAsMA和ALMA观测研究恒星形成区G332.83-0.55的气体流入，发现外部潮汐与压力的平衡能减缓气体结构的纯自由落体引力坍缩，提出“受潮汐调控的引力坍缩”机制。
2024-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fates of the dense cores formed by fragmentation of filaments: do they fragment again or not?
细丝分裂成致密的核心被认为是形成恒星的重要步骤。在以前的线性分析中发现的球形崩溃的核心杆模式的不稳定性调用的核心，由于他们的椭圆形（长或扁）变形的重新碎裂的可能性。为了研究这种可能性，在这里，我们进行了三维自引力流体动力学模拟，遵循所有的方式，从灯丝碎片到随后的核心崩溃。我们假设气体是多变的，指数γ决定了棒模的稳定性。对于由最不稳定的碎裂模式触发的孤立流体静力细丝的碎裂，我们发现当γ< 1.1时，随着坍缩的进行，棒模式增长，这与线性分析一致。然而，它需要超过10个数量级的中心密度增加的失真成为非线性。除了这个基准的情况下，我们还研究了非基准的，如碎片触发的碎片模式具有较长的波长，它发生在径向崩溃的细丝，并发现扭曲迅速增长。在大多数天体物理应用中，坍缩气体的有效多变指数在中心密度增加10个数量级之前超过1.1。因此，假设长丝断裂的基准情况，致密芯的再断裂将是不可能的，并且当长丝断裂时将确定它们的最终质量。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 astro-ph.GA
Dynamic star formation in the massive DR21 filament
大质量恒星的形成是一个高度复杂的过程，在这个过程中，恒星形成气体是处于全球性的引力坍缩，还是处于由湍流支持的平衡态，我们并不清楚。通过研究银河系中距离小于3 kpc的最大质量和最密集的恒星形成区域之一，包含着名的源DR 21和DR 21（OH）的灯丝，我们希望找到允许区分这两种观点的观测特征。我们使用的分子线数据从我们的13 CO 1-0，CS 2-1，和N2 H + 1-0的天鹅座X区域的调查获得的FCRAO和高角分辨率观测CO，CS，HCO+，N2 H+，和H2 CO，获得的IRAM 30米望远镜。我们观察到一个复杂的速度场和速度分散在DR 21灯丝中，其中最高的列密度，即致密的核心，有一个较低的速度分散比周围的气体和速度梯度，不是（只）由于旋转。沿整个DR 21灯丝观察到HCO+和12 CO光学粗线轮廓中的入射特征。通过对观测到的光谱进行建模，我们得到了构成暗条的两个主要团块的典型的下沉速度为0.6 km/s，质量吸积速率为10^-3 Msun/yr。这些巨大的（4900和3300 Msun）团块都在引力作用下收缩。DR 21暗条的所有运动学特征都可以解释为它是由大尺度的气流汇聚而形成的，并且现在处于全球引力坍缩状态。这种流动的汇聚是源于更大尺度上的自引力还是其他过程，目前的研究还不能解决。所观察到的速度场和速度色散是一致的（磁）流体动力学模拟的核心位于收敛湍流的驻点的结果。
2010-07-07 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
Characteristic structure of star-forming clouds
本文提出了一种从分子云区柱密度概率密度函数（N-pdf）诊断分子云区成星势的新方法。它给出了具有相同N-pdf的对称细丝的柱密度和质量分布的表达式作为一个附加区域。这种特征性的暗条的中心浓度可以区分区域，并可以量化它们对恒星形成的肥沃程度。对于纯对数正态分布、纯幂律分布或其组合的N-pdf，计算分布。关于奇异多变圆柱体的模型，特征细丝可以是未结合的，结合的，或根据其中心浓度而塌陷。N-pdf气体动力学状态的这种纤维模型比球形坍缩模型与恒星形成区域更相关。一个束缚或坍缩的暗条的恒星形成能力可以用它在径向自由降落时的平均质量吸积率来量化。对于一个给定的单位长度的质量，生育力增加与长丝平均柱密度和其初始浓度。在选定的区域中，它们的特征丝状体的生育能力随着恒星形成的水平而增加。
2015-05-05 astro-ph.GA
Filament Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection -- Formation of a Star Cluster
最近提出了一种碰撞诱导磁重联（CMR）机制来解释猎户座A分子云中细丝的形成。在这个机制中，两个具有反平行磁场的云团之间的碰撞由于重新连接的磁场的磁张力而产生密集的细丝。灯丝包含纤维状的子结构，并由螺旋磁场限制。为了显示致密的丝状体是否能够形成恒星，我们使用带有下沉粒子的\textsc{Arepo}代码来模拟CMR丝状体形成后的恒星形成。首先，用\textsc{Arepo}确认CMR细丝的形成。第二，暗条在沿着主轴坍缩后能够形成星团。与无磁场的控制模型相比，CMR模型显示出两个显著的特征。首先，CMR-簇被限制为$\sim4$较小体积的因子。这种限制是由于螺旋场和重力的结合。第二，CMR模型有一个$\sim2$低恒星形成率的因素。缓慢的恒星形成也是由于表面螺旋场阻碍了大尺度的气体流入。质量只通过流光提供给吸积星系团。
2022-10-10 astro-ph.GA
Quenching in Cosmic Sheets: Tracing the Impact of Large Scale Structure Collapse on the Evolution of Dwarf Galaxies
矮星系被认为主要是由于环境过程，最典型的发生在星系群和星系团或单个大质量星系周围。然而，在更早的时期，（$5 < z < 2$），大尺度结构的坍缩（形成泽尔多维奇片和随后的宇宙网的细丝）可以产生体积填充的吸积激波，将这些结构中的大部分星系际介质（IGM）提升到热（$T>10^6$ K）相。我们研究了这样的事件对中央矮星系（$5.5 < \log M_* < 8.5$）的演化的影响，在现场使用的空间大，高分辨率的宇宙学变焦模拟，其中包括两个原星系团之间的宇宙网络环境。我们发现，冲击加热片作为一个环境淬火器很像集群和细丝在较低的红移，创造一个人口淬火，中央矮星系。即使是没有淬灭的大质量矮星也会受到冲击的影响，减少它们的sSFR和气体吸积。这个过程可能解释孤立的猝灭矮星系的存在，并代表了一种预处理的途径，通过它，束缚系统的猝灭卫星在坠落前猝灭。
2022-04-08 astro-ph.GA
Cosmological Origami: Properties of Cosmic-Web Components when a Non-Stretchy Dark-Matter Sheet Folds
在当前的宇宙学范式中，一个最初平坦的三维流形遍布空间（“暗物质层”），折叠起来建立质量集中（星系），以及它们之间的宇宙网。半导体是节点，通过细丝和壁的网络连接。折叠是在六维（3D位置，加上3D速度）相空间。折痕或焦散的位置标记结构的边缘。在这里，我介绍一个折纸近似宇宙结构的形成，其中的暗物质片是不允许拉伸。但它仍然产生了一个理想化的宇宙网络，有节点，细丝，墙壁和空隙。在2D中，节点以“多边形折叠”（折纸中的扭曲折叠）的形式形成，必然同时产生细丝。在3D中，节点以“多面体塌陷”的形式形成，同时生成细丝和壁。在模型中，节点和细丝的质量、空间排列和角动量是相关的。我描述了一些“四面体的褶皱”，或四面体的扭曲折叠，模型。
2015-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global collapse of molecular clouds as a formation mechanism for the most massive stars
原始分子云碎裂与大规模吸积的相对重要性仍有待在大质量核心/恒星形成的背景下进行评估。研究围绕恒星祖先的致密气体的运动学可以告诉我们大规模物质流动对恒星形成核心质量增长的影响程度。在这里，我们提出了一个综合数据集的5500（+/-800）Msun红外暗云SDC335.579-0.272（以下简称SDC 335），它表现出一个网络的冷，密集，秒差距长的细丝。阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）第0周期的观测揭示了两个巨大的恒星形成核心，MM 1和MM 2，位于SDC 335的中心，在那里细丝相交。MM 1的气体质量为545（+770，-385）Msun，源直径为0.05秒差距，是银河系中观测到的最大质量、最致密的原恒星核心之一。整体而言，SDC 335可能会形成一个类似猎户座梯形星团的OB星团。ALMA和Mopra对SDC 335稠密气体的单碟观测进一步揭示了这个中心-暗条系统的运动学与云的全球坍缩一致。这些分子线数据指向的是落入速度V_{inf} =0.7（+/-0.2）km/s，总质量落入速率\dot{M}_{inf} = 2.5（+/-1.0）x 10^{-3} Msun/yr，朝向的是SDC 335的中心pc大小区域。这个下降速率在每一个自由落体时间（t_{ff} = 3 × 10^5年）内将750（+/-300）兆太阳能的气体带到云的中心。这足以使3.5（+2.2，-1.0）x…
2013-07-09 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
