Oscillating Filaments: I - Oscillation and Geometrical Fragmentation
我们研究了细丝的稳定性之间的平衡重力和内部以及外部压力使用网格为基础的AMR程序RAMSES。低于临界线质量的均质直圆柱体是临界稳定的。然而，如果圆柱体弯曲，例如具有轻微的正弦扰动，则原本稳定的构型开始振荡，被触发成碎片并塌陷。这种以前未被研究过的行为允许细丝在任何给定的尺度下破碎，只要它有轻微的弯曲。我们称这个过程为“几何分裂”。在我们的实现中，芯之间的间距与正弦扰动的波长相匹配，而到目前为止，细丝被认为只在由质量与线比设定的特征尺度上破碎。利用第一性原理，我们推导出的振荡周期以及崩溃的时间尺度解析。为了与观测结果进行直接比较，我们研究了不同倾角下的视线速度。我们表明，整体振荡模式可以隐藏的核心的下落签名。
2016-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the fragmentation of high line-mass filaments with ALMA: the integral shaped filament in Orion A
我们研究了猎户座A分子云中最近的高线质量细丝，积分形细丝（ISF，线质量$\sim$ 400 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵（ALMA）在3 mm连续辐射下观测了1.6pc长的ISF断面，分辨率为$\sim$ 3”（1200 AU）。我们确定从该地区的43个致密的核心与太阳质量的质量。60%的ALMA核心是原恒星，40%是无星的。最近邻分离的核心没有显示出一个首选的碎裂尺度;短分离的频率增加到1200 AU。我们应用两点相关分析的密集核心的分离，并表明，ALMA核心显着分组在以下的分离$\sim$ 17 000 AU和强烈的分组低于$\sim$ 6 000 AU。原恒星核和无恒星核的分组方式不同：只有无恒星核在$\sim$ 6 000 AU以下才有强烈的分组。此外，核的空间分布指示核周期性地分组为大小为$\sim$ 30 000 AU的组，由$\sim$ 50 000 AU分隔。这些群与赫歇尔探测到的尘埃柱密度峰值相吻合。这些结果表明，分层的，双模式的碎片，其中母体丝定期碎片成组的密集的核心。重要的是，我们的研究结果表明，较低的线质量细丝（$\sim$ 16 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂模型未能捕获所观察到的ISF的属性。我们还发现，在ISF中与斯皮策和赫歇尔确定的原恒星在小于$\sim$ 17 000 A…
2017-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-level hierarchical fragmentation in the Orion Molecular Cloud 1 northern filament
[摘要]我们最近报道了这个结构最北端的坍塌和碎裂特性，位于猎户座KL以北约2.4pc-猎户座分子云3（OMC 3，Takahashi等人。作为我们研究整体形状灯丝的项目的一部分，我们分析了北部OMC 1灯丝的碎裂特性。这种细丝是一种致密的结构，以前由JCMT/SCUBA亚毫米连续体和VLA氨观测确定，并显示已破碎成团块。我们观察OMC 1 n与亚毫米阵列（SMA）在1.3毫米，并报告我们的连续数据的分析。我们发现了24个新的致密源，质量从0.1到2.3不等，大小从400到1300金，密度从2.6 x 10^7到2.8 x 10^6 cm^{-3}。这些源的质量与OMC 3中的SMA原恒星相似，但它们的典型尺寸和密度要低十倍。只有8%的新来源有红外对应物，但有五个相关的CO分子流出。因此，这些源可能处于0级演化阶段，但不能排除其中一些源可能仍然是前恒星核。对这些原恒星的空间分析显示，它们被分成许多小的群，与先前发现的JCMT/SCUBA 850微米和VLA氨团块相吻合，并且它们之间的距离约为30弧分（0.06秒差距）。这种分离是由牛仔裤长度，因此表明，在长丝的演变的主要物理过程是热碎裂。在原恒星群中，典型的距离为~ 6弧秒（~ 2500 au），比原恒星所在的母恒星团的金斯长度小2-3倍。这些结果指向OMC 1 n细丝的分级（2级）热碎裂过程。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Perturbation growth in accreting filaments
我们使用光滑粒子流体动力学模拟调查的增长扰动无限长，最初的亚临界，但吸积丝。这些微扰的增长导致了细丝的断裂和核心的形成。大多数以前的工作在这个问题上一直局限于平衡丝的增长和破碎，并发现存在一个优先的碎片长度尺度，这是大约4倍的细丝的直径。我们的结果显示了一个更复杂的色散关系与一系列的峰值连接的扰动波长和增长率。这是由于重力声振荡沿纵轴在亚临界阶段的增长。生长速率峰值的位置与细丝上的质量吸积速率和气体的温度都有很强的依赖性。当用多波长密度功率谱播种时，存在等于色散关系中的最大峰的明显的优选纤芯分离。我们的研究结果允许一个估计的最小年龄的灯丝，这是打破成规则间隔的碎片，以及最大的吸积率。我们将该模型应用于Tafalla & Hacar（2015）对金牛座细丝的观测，发现吸积速率与Palmeirim等人估计的一致。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Evolution of the Angular Momentum of Molecular Cloud Cores Formed from Filament Fragmentation
分子云核的角动量在恒星形成过程中起着至关重要的作用。然而，分子云核的角动量随时间的演化仍然不清楚。在本文中，我们进行了三维模拟研究的分子云核的角动量的时间演变通过丝分裂。结果发现，大部分的核都垂直于丝轴旋转。核心的平均角动量在其形成过程的初始阶段仅变化约30%，然后几乎保持不变。此外，我们分析了内核的内部角动量结构。虽然核心获得不同方向的角动量从其母丝的初始湍流速度波动，在每个核心的角动量分布收敛到自相似的解决方案。我们还表明，在一个核心的角动量结构的复杂程度略有下降的时间。此外，我们进行合成观测，并表明，角动量分布测量的合成平均速度地图是兼容的观测时，考虑到灯丝倾斜。本研究提出了一个理论的核心形成的细丝碎片的角动量结构的核心是由沿细丝的速度波动，两者都是兼容的观测。这一理论还提供了新的见解的核心性质，可以观测测试。
2022-12-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of magnetic fields in the fragmentation of the Taurus B213 filament into Sun-type star-forming cores
本研究结合多台望远镜的观测数据，探究磁场等因素对金牛座B213纤维碎裂的影响，发现有序磁场可能在该类太阳恒星形成核的碎裂过程中发挥重要作用，补充了热金斯碎裂理论之外的影响因素。
2023-04-08 astro-ph.GA
Thermal Jeans fragmentation within 1000 AU in OMC-1S
我们目前的亚角秒1.3毫米连续ALMA观测对猎户座分子云1南（OMC-1 S）地区，下降到74 AU的空间分辨率，这揭示了31个连续源。我们还提出了亚弧秒7毫米连续VLA观测同一地区，这使得进一步研究碎片的空间分辨率为40 AU。通过应用平均表面密度的伴侣方法，我们发现一个特征的空间尺度在~560 AU，我们使用这个空间尺度来定义的19个'核心'在OMC-1 S的毫米源分组的边界。我们发现一个额外的特征空间尺度在~2900 AU，这是在OMC-1 S的灯丝的典型规模，这表明一个两级的碎裂过程。我们测量了每个核心内的碎片化水平，并发现向南的灯丝更高的碎片化。此外，南部暗条的核心也是OMC-1 S中1100 AU以内的致密核心。这是完全符合以前的研究在空间尺度上的碎片大一个数量级，并表明，碎片下降到40 AU似乎是由热牛仔裤过程在OMC-1 S。
2018-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational fragmentation caught in the act: the filamentary Musca molecular cloud
丝状结构在分子云中很常见。解释它们如何分裂成致密的核心是理解它们在恒星形成中的作用所缺少的一步。我们进行了一个案例研究，低质量的细丝是否接近流体静力学之前，他们的碎片，以及他们的碎片是否同意重力碎片模型。为此，我们研究了6.5 pc长的苍蝇分子云，这是一个理想的候选人在早期阶段的碎片的灯丝。我们采用尘埃消光映射结合近红外数据从NEWFIRM仪器，和870微米尘埃连续排放数据从LABOCA仪器，估计列密度。我们使用这些数据来识别来自云的碎片，并确定其附属部分的径向密度分布。我们比较了云的形态与13 CO和C18 O线发射观测的APEX/SHeFI仪器。Musca云的两端明显是碎片状的，但在其中心区域有一个非常清晰的1.6 pc长的细丝。灯丝的线质量为21-31 Ms pc^-1，半高宽为0.07 pc。它的径向轮廓可以与具有2.6 \pm 11%的幂指数的Plummer轮廓拟合，比无限流体静力学长丝更平坦。该轮廓也可以装配有由外部压力截断的静压缸。这些模型表明中心密度为5-10 x 10^4 cm^-3。云中的碎片平均分离为0.4 pc，与引力碎裂一致。这些特性，再加上云的亚音速和速度一致性，表明一种最初的流体静力云目前正在重力破碎的情况。碎片化开始于百万年前，从云的末端开始，留下了它的中心，但相对来说没有碎片化，可能是因为引力集中在有限的几何形状中。
2015-07-14 astro-ph.GA
Filamentary Fragmentation and Accretion in High-Mass Star-Forming Molecular Clouds
丝状结构在大质量恒星形成分子云中无处不在。它们与高质量恒星形成的关系仍有待了解。在这里，我们报告对8个连续的高质量恒星形成云的干涉观测。在这些云中总共发现了50个致密的核心，其中大多数都是高质量恒星形成的标志。其中五颗没有任何恒星形成的迹象，因此是星前核心的候选者。这些核心的演化阶段和它们的线宽，温度，NH $_3$丰度，维里参数被发现是相关的。在一个子样本的4形态定义良好的细丝，我们发现，它们的碎片不能单独解释的热或湍流压力的支持。我们还研究了沿暗条的气体温度和非热运动的分布，并发现了非热线宽和恒星形成活动之间的空间相关性。我们发现沿这些细丝的气体流动的证据，并推导出沿细丝的$\sim$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率。这些结果表明大质量暗条和大质量恒星形成之间存在着密切的关系，通过i）在非常早期的演化阶段的惯性碎裂形成致密的核心，ii）沿着暗条的吸积流对致密核心和原恒星的生长非常重要，iii）在恒星形成过程中通过反馈或吸积增强暗条中的非热运动。
2018-01-18 astro-ph.GA
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
Probing fragmentation and velocity sub-structure in the massive NGC 6334 filament with ALMA
赫歇尔对银河系云的调查支持了一个低质量恒星形成的范例，在这个范例中，致密的细丝起着至关重要的作用。然而，对恒星形成细丝的详细碎裂特性仍然知之甚少，并且在高质量区域中细丝范例的有效性仍然不清楚。为了研究高质量恒星形成区NGC 6334暗条的密度/速度结构，我们在3 mm连续谱和N2 H+（1-0）线上进行了3arcsec分辨率的ALMA观测。在两种示踪剂中均检测到细丝。我们确定了26个核心在3毫米和5个速度相干的纤维状功能N2 H+内的灯丝。NGC 6334长丝的纤维状特征的典型长度和速度差使人联想到低质量星形成形长丝B211/B213的纤维的性质。5个速度相干特征中只有2个或3个与细丝很好地对准，并且可以代表真正的纤维子结构。核心质量分布在~ 10 Msun处有一个峰值。它们可分为7组核心，与ArTeMiS团块密切相关。芯之间的预计分离和簇之间的预计间距分别与细丝中的有效Jeans长度和约4倍细丝宽度的物理尺度大致一致，表明双峰细丝碎片化过程。尽管比B211/B213灯丝密度和质量大一个数量级，但NGC 6334灯丝具有类似的密度/速度结构。不同的是，NGC 6334的核心似乎比金牛座的核心密度和质量大一个数量级。这表明致密的丝状体可能在低质量和高质量恒星形成区域以类似的方式演化和分裂，并且丝状体范例可能在中等质量（如果不是高质量）恒星形成区域中保持不变。
2019-11-10 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
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
Filament Accretion and Fragmentation in the Perseus Molecular Cloud
本文利用英仙座分子云NH$_3$观测研究纤维吸积与碎裂，发现速度梯度、速度弥散、单位长度质量与致密核数量显著相关，表明纤维在吸积增长的同时持续形成致密核，且云环境对致密核形成演化起关键作用。
2024-10-21 astro-ph.GA
On Filaments within Molecular Clouds and their Connection to Star Formation
近年来，人们研究了恒星形成区域中暗条的普遍存在和结构，以及它们的碎裂在恒星形成过程中的作用。然而，只有少数研究分析了细丝的演化及其与银河系盘的分布，其中细丝作为大规模分子云演化的一部分自洽地形成。在这篇论文中，我进行尘埃辐射转移计算来研究倾斜对尘埃丝状体观测的影响，以评估这些变化是否能够在尘埃调查中识别出更多的丝状体。我解决了早期演变的pc规模的细丝，形成在个别云，并专注于如何以及何时丝碎片，以及如何碎片涉及到典型的使用的观测。为了评估的平衡态的灯丝和它们的碎片的性质，我检查三个模拟的分子云形成的kpc尺度的数值模拟建模的自引力，磁化，分层，超新星驱动的ISM。第一个片段出现时，线质量的模拟细丝位于远低于Ostrikers孤立的流体静力平衡溶液的临界线质量。这表明，虽然整个云的湍流主要是由引力收缩驱动的，但碎片化并不发生引力不稳定性，而是由碰撞流运动支持的。我的结论是，在我的分析中，没有一个单一的量可以唯一地跟踪基于尘埃观测的灯丝的倾斜和3D结构。一个简单的模型，一个孤立的，等温的圆柱体可能不会提供一个很好的方法进行碎片分析，独立的主导驱动源的父母云。
2018-06-06 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
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
Structure and Fragmentation of a high line-mass filament: Nessie
在银河系中探测到越来越多的百秒差距尺度的高线质量细丝。它们的演化路径，包括分裂成恒星的过程，几乎是未知的。我们描述了尼斯湖水怪内的碎片，涵盖了$\sim$ 0.1-100 pc之间的大小尺度。我们还将小尺度碎片与云的恒星形成潜力联系起来。我们结合近红外数据的VVV调查与中红外GLIMPSE数据，以获得一个高分辨率的尘埃消光图，并应用小波分解技术来分析云的碎片化特征，这是比较从碎片化模型的预测。我们比较检测到的对象，在$\sim$从ATLASGAL数据的10倍粗分辨率确定。我们提出了一个高分辨率的尼斯湖水怪灭绝地图。我们估计尼斯湖水怪的平均线质量为627 M $_\odot$ /pc，距离为$\sim$ 3.5 kpc。我们发现，尼斯湖水怪在多个尺寸尺度上表现出碎片化。在所有尺度下，碎片的最近邻间距都在该尺度下的牛仔裤长度的2倍以内。然而，碎片的平均密度和它们的间隔之间的关系明显比Jeans碎片化的预期要浅。的关系是类似的预测的细丝，表现出Larson的缩放之间的尺寸尺度和速度分散，这样的缩放可能会导致湍流的支持。根据尼斯湖水怪中YSO的数量，我们估计恒星形成率为$\sim$ 371 M $_\odot$ /Myr;如果使用致密核心的数量或致密气体的数量作为恒星形成的代理，则会得到类似的值。恒星形成效率为0.017。这些数字表明，尼斯湖水怪的恒星形成内容与太阳附近的巨大分子云（如猎户…
2018-04-06 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
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
Core formation via filament fragmentation and the impact of ambient pressure on it
星前核通常是球形的，其中一些看起来是扁球形的，而另一些则是长球形的。它们中很少有在投影中呈现圆形的。然而，很少有人了解的过程或物理条件下，长/扁核心的形式。我们发现，经历相对低的压力（$\lesssim 10^{4}$ K cm $^{-3}$）的初始亚临界细丝形成长形核（即，轴比超过1的那些）通过气体在密度峰中的逐渐积累。同时，最初跨临界并经历类似于太阳邻域中的压力（在$\mathrm{few}\ \times 10^{4}$ K cm $^{-3}$ - $\mathrm{few}\ \times 10^{5}$ K cm $^{-3}$之间）的细丝形成扁核（即，轴比小于1的那些）通过\emph{Jeans like}碎裂。然而，在更高的压力下，细丝内的碎片不倾向于存活，因为它们在形成后很快反弹。我们还认为，准振荡功能观察到的速度梯度沿灯丝轴，并在垂直于轴的方向，是不可分割的灯丝的演变过程中，并出现由于其表面上的波纹的增长。特别是速度梯度的轴向分量沿着细丝长度追踪气流。因此，我们认为，它可以用来约束的顺应性形成机制。速度梯度的各个分量的大小随着外部压力的增加而增加。
2022-04-12 astro-ph.GA
On filament fragmentation and the impact of ambient environment on it
灯丝是恒星形成过程中至关重要的中介。最近的观察表明，- \textbf{(i)}他们中的一些是非奇异的实体，而是一束速度相干纤维，和\textbf{(ii)}，而大多数的长丝产卵核心窄于他们的出生丝，一些核心更广泛。我们探索这些问题，通过开发流体动力学模拟的一个最初的亚临界个别灯丝，允许从其附近的气体吸积和自引力下的演变。这里得到的结果支持的想法，纤维自然形成的长丝形成过程中。我们进一步认为，周围环境，即，外部压力的大小，而不是单独的细丝线质量，影响其演变的形态。我们观察到，无论外部压力如何，细丝都容易受到\emph{sausage}型不稳定性的影响。然而，这些碎片被挤压在一个压力与太阳附近相当的细丝中（$\sim 10^{4}$ K cm $^{-3}$）。相比之下，碎片是宽的和球形的--具有类似于稳定的Bonnor-Ebert球体的密度分布--当细丝经受更高的压力时，通常为$\ge 10^{5}$ K cm $^{-3}$，但为$\le 10^{6}$ K cm $^{-3}$）.在甚至更高的外部压力（$\ge 10^{7}$ K cm $^{-3}$）下，长丝倾向于断裂。这些观测结果共同表明，随着外部压力的增加，恒星形成的效率降低。
2020-12-19 astro-ph.GA
Gravity drives the evolution of infrared dark hubs: JVLA observations of SDC13
最近，星际细丝的会聚网络（即枢纽）与星团和大质量恒星的形成有关。目标是在高角分辨率下研究SDC 13中心的运动学和密度结构，以确定是什么驱动其演化和碎裂。我们已经绘制了SDC 13，一个1000 Msun的红外暗枢纽，在NH3（1，1）和NH3（2，2）发射线，JVLA和GBT都下降到0.07pc。所有四个中心灯丝的单位长度质量都是热超临界的，这与沿着它们存在数十个引力束缚的核心是一致的。这些核心表现出0.37 +/- 0.16 pc的规则分离，表明沿着这些超临界细丝运行的引力不稳定性是造成它们碎裂的原因。所观察到的致密气体速度分散向无星核心的局部增加被认为是这样的碎裂过程的结果。正如预期的那样，我们看到在细丝碎裂的早期阶段，速度梯度峰值朝向63%的核心。最大质量的核心位于细丝连接处，那里的速度分散最大。我们将其解释为轮毂形态在轮毂中心附近产生最大加速度梯度的结果。我们提出了一个方案的SDC 13枢纽的发展，其中细丝首先形成后激波结构在超音速湍流。然后重力接管并开始塑造枢纽的演变，既分裂细丝又将气体拉向重力井的中心。通过这样做，在局部（核心）和全局（枢纽中心）势阱最小值中，引力能被转换为动能。此外，在细丝连接处产生更大的重力加速度梯度，促进了更大质量核心的形成。[删节]
2018-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
Formation of Cosmic Noon Protogalaxies via Quasar-Induced Fragmentation of a Cosmic Filament
研究发现在宇宙正午时期，十亿太阳质量黑洞驱动的类星体喷流使宇宙细丝碎裂，形成至少八个大质量原星系团块，为星系形成理论提供了新见解。
2025-09-12 astro-ph.GA
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
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
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
Witnessing the fragmentation of a filament into prestellar cores in Orion B/NGC 2024
本文通过多分子谱线观测NGC 2024纤维状结构，结合速度结构函数和玩具模型，揭示了其密度与速度振荡及λ/4位移，证明观测正示踪纤维状结构碎裂为前恒星核的过程。
2023-02-13 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
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
Dense core formation by fragmentation of velocity-coherent filaments in L1517
上下文低质量恒星形成核心与其周围的分子云在湍流、形状和密度结构上不同。目标。我们的目标是通过研究这两个制度之间的联系，了解致密的核心是如何从密度较低的云材料中形成的。方法.我们用FCRAO 14米望远镜观测了L1517暗云的C_（18）O（1-0）、N_2 H ~+（1-0）和SO（JN=32-21），用IRAM 30米望远镜观测了1.2mm尘埃连续体。结果云中的大部分气体位于四个典型长度为0.5 pc的细丝中。五个无星核心嵌入在这些细丝中，其化学成分表明了不同的进化阶段。灯丝具有C18 O（1-0）发射的径向轮廓，具有中心平坦区域和幂律尾部，并且可以近似地拟合为等温的压力支撑圆柱体。此外，细丝极其静止。它们有亚音速的内部运动，并且在整个长度上的速度是一致的。大规模的运动中的细丝可以用来预测核心内的速度，表明核心的形成并没有解耦的致密气体从其母体材料的运动学。在两个细丝，这些大规模的运动包括在速度质心的振荡，和一个简单的运动学模型表明，它们可能与核心形成流。结论. L1517的核心形成似乎分两步进行。首先，亚音速的、速度相干的细丝是从更湍流的环境云中凝结出来的。然后，核心准静态地分裂，并继承了细丝的运动学。因此，湍流耗散主要发生在0.5pc或更大的尺度上，并且似乎在单个核心的形成中发挥了很小的作用。
2011-07-15 astro-ph.GA
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE) V. From filaments to spheroids: the origin of the hub-filament systems
本文通过结合标度关系与解析计算的玩具模型，研究枢纽-纤维系统的早期演化，揭示纤维状与椭球状结构的二分性源于碎裂、吸积和坍缩时标的竞争，并解释了HFS在约1 Myr内发生秒差距尺度引力坍缩的起源。
2024-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Velocity-Coherent Substructure in TMC-1: Inflow and Fragmentation
丝状结构在分子云中几乎无处不在，但对它们的形成和演化仍然知之甚少。我们研究了金牛座分子云1（TMC-1）的一部分，它在尘埃的连续发射中表现为一个单一的窄灯丝。我们使用正则化优化超光谱分析（ROHSA），高斯分解算法，同时在数据立方体拟合多个速度分量时，强制执行空间相干性。我们分析HC $_5$ N（9 - 8）线的排放作为绿岸氨调查（GAS）的一部分，并确定三个速度相干分量与ROHSA。两个最亮的分量延伸了灯丝的长度，而第三个分量则较暗且较结块。最亮的分量具有显著的横向速度梯度$2.7 \pm 0.1$ km s $^{-1}$ pc $^{-1}$，我们表明这是重力诱导流入的指示。在第二个组成部分中，我们确定沿其长度规律间隔的发射峰。我们发现，相邻HC $_5$ N峰对之间的局部极小值与亚毫米连续发射峰紧密对齐，我们认为这是TMC-1沿脊柱碎裂的证据。虽然相干速度分量已被描述为单独的物理结构，在其他恒星形成的细丝，我们认为，在TMC-1的HC $_5$ N发射中确定的两个明亮的组件跟踪两个层在一个细丝：一个较低密度的外层，其材料在重力下流向较高密度的内层的细丝。
2023-02-06 astro-ph.GA
Evolution of the Hub-filament Structures in IC 5146 in the Context of the Energy Balance of Gravity, Turbulence, and Magnetic Field
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JamesClerkMaxwell Telescope，JCMT）的SCUBA-2/POL-2和HARP仪器，对IC 5146暗流光星的西中心暗条结构（Westernhub-filamentstructure，W-HFS）进行了850 $μ$ m偏振和C-$^{18}$ O（3-2）线观测。我们的目的是调查如何相对重要的磁场，重力和湍流影响核心形成HFS通过比较该地区的能量预算。我们确定了四个850 $μ$ m核心和估计的磁场强度（$B_{\rm pos}$）的核心和枢纽和灯丝使用戴维斯-费米子-费米子方法。估计的$B_{\rm pos}$为$\sim$ 80至1200 $μ$ G。根据Wang等人，用同样的方法重新估算了E-47（东部枢纽的核心（E-hub））和E-hub的$B_{\rm pos}$分别为500和320 $μ$ G。我们测量了细丝和枢纽中的重力能（$E_{\rm G}$）、运动能（$E_{\rm K}$）和磁能（$E_{\rm B}$），并比较了它们之间的相对重要性。我们发现$E_{\rm B}$主导的纤维具有$aligned$片段化类型，而$E_{\rm G}$主导的枢纽则具有$no$和$clustered$片段化类型。在$E_{\rm G}$显性集线器中，似乎$E_{\rm K}$的部分决定集线器是否变为具有$cluster…
2022-08-16 astro-ph.GA
Formation of a Protostellar Multiple System via Rotational Fragmentation
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysics, Harvard Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台拉美天文中心）
利用多波段观测分析致密核G205.46-14.56-N2及其宿主纤维结构，发现旋转碎裂主导了四星系统的形成，提供了旋转驱动碎裂形成致密原恒星多星系统的直接观测证据。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unravelling the structure of magnetised molecular clouds with SILCC-Zoom: sheets, filaments and fragmentation
本研究利用SILCC-Zoom模拟探究磁场对分子云碎裂的影响，发现磁场会促进纤维结构形成、推迟云演化碎裂约1 Myr，且对低密度原子结构有动力学约束作用。
2023-07-17 astro-ph.GA
MHD Modeling of the Molecular Filament Evolution
本研究通过FLASH代码开展柱形分子云引力坍缩与碎裂的MHD数值模拟，发现平行磁场可阻止云径向坍缩并在两端形成高密度核，解释了分子纤维边缘核的观测成因。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stochastic and analytical model of hierarchical fragmentation: The fragmentation of gas structures into young stellar objects in the interstellar medium
本文提出引力—湍流框架下的随机解析层级碎裂模型，用 EOS 追踪多尺度气体碎裂，解释恒星多重性、特征尺度及前恒星天体吸积演化。
2024-08-05 astro-ph.GA
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_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
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 Fragmentation Scale of a Massive Star-Forming Filament in NGC6334: High-Resolution Mid-Infrared Absorption Imaging with JWST
利用 JWST 高分辨率中红外吸收成像，揭示 NGC6334M 纤维宽度约 0.12 秒差距及准周期侧纤维结构，发现约 0.1 秒差距的特征尺度，对恒星形成效率与初始质量函数有重要意义。
2025-03-31 astro-ph.GA
Hierarchical Fragmentation and Jet-like Outflows in IRDC G28.34+0.06, a Growing Massive Protostar Cluster
本文介绍了一个红外暗云（IRDC）G28.34+0.06的亚毫米波阵（SMA）λ= 0.88mm观测结果。位于G28.34云的静止南部，感兴趣的区域是一个巨大的（$>10^3$ \，\msun）分子团P1，光度为$\sim 10^3$ \lsun，我们以前在1.3 mm的SMA观测显示了沿着1 pc红外暗丝的五个22-64 \msun \的尘埃核心串。岩心以48度的位置角对齐，并以0.16 pc的平均投影间隔规则地间隔开。新的高分辨率、高灵敏度的0.88mm图像进一步将五个核心分解为十个1.4-10.6 \msun的紧凑浓缩体，大小为数千AU。在丛（$\sim 1$ pc）和核心（$\sim 0.1$ pc）尺度的空间结构表明层次破碎。虽然团块碎裂与圆柱形塌陷一致，但观察到的碎片质量比预期的热金斯质量大得多。所有的核心驱动CO（3-2）流出高达38公里/秒，其中大部分是双极，喷流样流出。P1星团的中等亮度限制了原恒星的质量为3-7 \msun。由于直接介质中大量的致密分子气体和正在进行的吸积（如喷流所示），我们推测P1将成长并最终形成一个大质量的星团。这项研究提供了一个大规模的，集群的恒星形成，目前正在经历一个中等质量的阶段第一次一瞥。
2011-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation and collapse signatures in a high-mass starless region
目的：了解高质量恒星形成开始时致密气体的碎裂和坍缩特性。研究方法：我们用PdBI（Plateau de Bure Interferometer）干涉仪在1.07mm连续谱和N_2H~+（3 - 2）谱线上，以亚弧秒分辨率观测了大质量（~800M_sun）无星气团IRDC18310 - 4。结果如下：从单碟低分辨率地图放大到以前的3mm PdBI数据，现在是新的1.07mm连续观测，子结构在越来越小的空间尺度上分层碎片。虽然碎片的分离可能仍然与纯粹的热金斯碎裂大致一致，但在给定的密度和温度下，导出的核心质量几乎比典型的金斯质量大两个数量级。然而，数据可以与使用非均匀初始密度结构、湍流和/或磁场的模型相协调。虽然大多数子核心保持（远）红外黑暗，即使在70妈妈，我们确定了弱70妈妈发射到一个核心的低光度~16L_sun，加强该地区的一般青年。谱线数据总是表现出多个光谱分量向每个核心与非常小的线宽的个别成分（在0.3至1.0公里/秒的制度）。基于单盘C18O（2 - 1）数据，我们估计了低维里气体质量比<= 0.25。我们讨论，这些光谱特性的可能起源可能是全球崩溃的原始气体团簇，结果在多个光谱分量沿每条视线。即使在这幅动态图像中，各个坍缩的气体核心似乎也有非常低的内部湍流水平。
2015-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the hierarchical structure of filaments I. On the origin of the length-mass (L-M) scaling relation
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（第一物理研究所，科隆大学）；Institute for Astrophysics, University of Vienna（天体物理研究所，维也纳大学）
该研究通过模拟分子云，结合层次分解方法，揭示了长度-质量标度关系 $L \propto M^{0.5}$ 的稳健性，并指出其源于碎裂驱动的随机游走及内部柱密度分布差异。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of Molecular Clumps and Formation of Protocluster
足够大质量的分子气体团在自引力作用下坍缩并碎裂，产生一个具有一定质量范围的恒星团。本文利用ALMA观测方法，在1.3mm连续谱和谱线发射谱线上，研究了一个大质量红外暗星云G28.34+ 0.06P1中星团形成的早期阶段。灵敏的连续谱数据显示，在分辨率为几个10^3天文单位的五个尘埃核中，进一步发生了碎裂。在这些致密核中首次探测到C_（18）O、CH_3OH、~（13）CS、H_2CO和N_2D ~+的谱线发射。我们发现，三个核心的化学更发达的其他两个相比，有趣的是，虽然，所有这些都与准直流出所建议的CO，SiO，CH 3OH，H2 CO和SO排放的证据。在NH3秒差距尺度的运动学表现出沿灯丝的速度梯度，一致的吸积流向的团块和核心。中等的光度和化学特征表明，这五个核心拥有低到中等质量的原恒星，这些原恒星可能在吸积结束时变成大质量的。尽管1σ尘埃连续体灵敏度达到的质量极限比热金斯质量低30倍，但在星团中缺乏分布的低质量原恒星种群。我们的观测表明，在原星团中，低质量恒星在更大质量的原恒星诞生后的后期阶段形成。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical fragmentation in the Perseus molecular cloud: From the cloud scale to protostellar objects
我们对英仙座分子云的层次结构进行了研究，从整个云的尺度（$\gtrsim$ 10 pc）到较小的团块（$\sim$ 1 pc）、核心（$\sim$ 0.05-0.1 pc）、包层（$\sim$ 300-3000 AU）和原恒星物体（$\sim$ 15 AU）。我们使用亚毫米阵列（SMA）大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化（MASSES）”的新观测来探测包络，以及最近文献中的单碟和干涉观测。这是第一次在同一个云复合体中分析五个尺度上的层次结构。我们将每个尺度下的碎片数量与Jeans质量数量进行比较，以计算Jeans效率，即观察到的碎片数量与预期碎片数量的比率。速度色散被假定为产生从纯粹的热运动，或从组合的热和非热运动推断从观察到的谱线宽度。对于每个尺度，热牛仔裤碎片预测更多的碎片比观察到的，对应于低效的热牛仔裤碎片。对于最小的尺度，热加非热金斯碎裂也预测太多的原恒星物体。然而，在每一个较大的尺度热加非热金斯碎裂预测少于一个片段，相应的没有破碎成信封，核心，和团块。在所有的尺度上，结果是不一致的完全金斯碎裂的基础上，无论是热或热加非热运动。它们更接近于与低效的热牛仔碎片一致，其中热牛仔效率从最大到最小尺度增加。
2017-12-13 astro-ph.GA
