On the typical width of Herschel filaments
赫歇尔的研究表明，附近（d < 500 pc）的分子丝有一个典型的半功率宽度约为0.1 pc，但这一发现受到质疑，因为测量的宽度往往随着距离的增加而增加。在这里，我们重新审视测量的细丝宽度的距离或等效的空间分辨率的依赖关系，在努力确定附近的分子细丝是否有一个特征的半功率宽度，或者这是否是一个工件的有限分辨率的赫歇尔数据。我们在金牛座的B211/213灯丝上进行收敛测试，通过多次降低Herschel数据的分辨率，并从所得的列密度分布重新估计灯丝宽度。我们还比较了从赫歇尔古尔德带调查中测得的金牛座灯丝和其他灯丝的宽度与具有各种类型的简单，理想化的列密度分布的合成灯丝的宽度。我们发现，所测得的细丝宽度略有增加的空间分辨率和/或距离的细丝增加。然而，这种趋势完全符合对密度分布类似于Plummer的细丝的简单束卷积的预期，并且在大半径处具有约0.08-0.1 pc的固有半功率直径和1.5 < p < 2.5的对数斜率，如在包括Taurus细丝的许多情况下所观察到的。由于背景噪声波动的存在，从望远镜光束测量的宽度的反卷积很快变得不准确。我们的结论是，典型的半功率灯丝宽度~0.1 pc测量与赫歇尔在附近的云最有可能反映了一个真正的共同尺度的存在下，在冷星际介质的对流结构，至少在太阳附近。我们认为，这一共同尺度可能对应于分子云中的磁化湍流相关长度。
2022-10-10 astro-ph.GA
The width of Herschel filaments varies with distance
背景：在附近的分子云中发现丝状结构显示出0.1 pc的特征宽度，正如在尘埃排放中观察到的那样。了解这种普遍宽度的起源已经成为研究分子云结构和恒星形成早期阶段的重要课题。目的：我们调查如何恢复的细丝的宽度取决于从观察者的距离，通过使用以前发表的结果从赫歇尔古尔德带调查。研究方法：我们获得了更新的估计与赫歇尔观察到的附近分子云的距离，通过使用最近的结果的基础上的3D尘埃消光映射和盖亚。我们分别研究了来自单个云的细丝的宽度，而不是将它们作为一个单一的群体来对待。我们使用这些每个云的细丝宽度来搜索先前发表的研究中的云之间的变化迹象。结果：我们发现一个显着的依赖性，平均每云细丝宽度与距离。附近云的平均暗条宽度的分布与较远云的不一致。平均每个云的宽度与距离成比例，约为光束大小的4- 5倍。我们检查分辨率的影响进行收敛研究的细丝配置文件中的赫歇尔图像的金牛座分子云。我们发现，分辨率可以严重影响的径向轮廓的形状在所观察到的距离范围。结论：我们的结论是，数据是不一致的0.1 pc是普遍特征的细丝宽度。
2022-08-08 astro-ph.GA
Magnetic field evolution in cosmic filaments with LOFAR data
测量宇宙细丝中的磁场揭示了宇宙是如何被磁化的，以及磁化它的过程。使用LoTSS DR 2数据中144 MHz的旋转度量（RM），我们分析了RM河外分量的均方根作为红移的函数，以研究细丝中磁场随红移的演化。从以前的结果，我们发现，在144 MHz的RM均方根河外项占主导地位的贡献，从灯丝（超过90%）。包括一个误差项，以占当地的源的微小贡献，我们适合的数据与物理灯丝磁场的模型，演变为$B_f = B_{f,0}\,(1+z)^α$和密度从宇宙学模拟的五个磁成因的情况。我们发现，最佳拟合斜率在$α= [-0.2, 0.1]$范围内，不确定度为$σ_α= 0.4$ -0.5，这与无演化一致。随红移的增加，共动场以$γ= α- 2 = [-2.2, -1.9]$的斜率减小。$z=0$的平均场强在$B_{f,0}=39$ -84 nG范围内。对于典型的$δ_g=10$的灯丝气体过密度，$z=0$处的灯丝场强在$B_{f,0}^{10}=8$-26 nG的范围内。本文提出了一个初始同动场为$B_{\rm Mpc} = 0.04$ -0.11 ~nG的原生随机磁场模型。原始均匀场模型被拒绝。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Symmetry properties and widths of the filamentary structures in the Orion A giant molecular cloud
我们确定了225丝从H $_2$柱密度图构建使用同时$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O（J=1-0）的观测作为MWISP项目的一部分进行。我们选择了46根长度大于1.2 pc的长纤维来分析纤维柱密度分布。我们将选定的细丝分成397段，并计算每段的柱密度分布。研究了轮廓的对称性。固有不对称链段的比例为65.3 $\%$，固有对称链段的比例为21.4 $\%$。用Plummer类拟合得到的典型对称丝段的半高宽（FWHM）为$\sim$ 0.67 pc，用高斯拟合得到的FWHM为$\sim$ 0.50 pc。从二阶矩法得到的固有对称和非对称剖面的中值半高宽分别为$\sim$ 0.44和0.46 pc。本区的沉积构造与YSO之间存在着密切的联系。
2021-03-19 astro-ph.GA
The origin of a universal filament width in molecular clouds
在分子云的远红外观测中发现的丝状结构通常在半最大值$\sim\!0.1$ pc处具有全宽。然而，对这一现象的物理解释目前还不确定。我们使用圆柱对称收敛流的流体动力学模拟表明，所得到的灯丝的表面密度分布，半高宽$_Σ$，半高宽是密切相关的吸积激波的位置，在那里流入满足的灯丝的边界。对于流入马赫数${\cal M}$，在1和5之间，细丝FWHM $_Σ$ s落在$0.03$ pc $\lesssim$ FWHM $_Σ \lesssim 0.3$ pc范围内，较高的${\cal M}$导致细丝较窄。在不同的演化阶段和不同的${\cal M}$值下观察到的大样本细丝，自然会导致半高宽$_Σ$的峰值分布，其形状与从分子云的远红外观测中获得的相似。然而，除非会聚流限于${\cal M} \lesssim 3$，否则FWHM $_Σ$ s的分布峰值低于观察到的$\sim 0.1$ pc。
2021-09-27 astro-ph.GA
Synthetic line and continuum observations of simulated turbulent clouds: the apparent widths of filaments
丝状结构在真实分子云的观测中无处不在，在湍流、自引力气体的模拟中也是如此。然而，观测和模拟之间的比较是复杂的估计体积密度观测的困难。在这里，我们有一个湍流等温分子云的后处理流体动力学模拟，使用一个完整的时间依赖的化学网络。然后，我们运行辐射转移模型，以获得合成线和连续强度，可以直接与观察到的。我们发现，长丝有一个特征宽度$\,\sim\!0.1 \, {\rm pc}$，无论是在地图上的真实表面密度，并在地图上的$850 \, {\rm μm}$灰尘连续排放，与以前的工作。在CO同位素谱线发射图上，由于谱线强度与表面密度的相关性很差，灯丝的表观宽度通常要大几倍。在稠密气体示踪剂（如N、$_2$、H、$^+$和HCN）的线发射图上，细丝的视宽度为$\lesssim 0.1 \, {\rm pc}$。因此，目前的分子线发射观测与从${\it Herschel}$观测中推断出的通用$0.1 \, {\rm pc}$灯丝宽度是相容的，只要适当考虑丰度、光学深度和激发因素。我们发现的证据$\sim 0.4 \, {\rm km \, s^{-1}}$径向速度的差异，通过细丝。这些径向速度差异可能是一个有用的指标的机制，通过该机制的细丝已经形成或正在形成，例如湍流云的情况下，这里模拟，而不是其他机制，如云-云碰撞。
2020-10-06 astro-ph.GA
How the power spectrum of dust continuum images may hide the presence of a characteristic filament width
赫歇尔对星际云的观测支持了一种恒星形成的范式，在这种范式中，细丝起着核心作用。这种模式的基础之一是发现，基于径向柱密度分布的研究，附近的细丝共享一个共同的内部宽度约0.1 pc。然而，特征细丝宽度的存在受到质疑，因为它似乎与云图功率谱的无标度性质不一致。为了澄清这种明显差异的起源，我们检查了Herschel 250微米北极星，天鹰座和金牛座云图像的功率谱，并通过在Herschel图像和合成背景图像中注入合成细丝进行了一些简单的数值实验。我们构建了几个群体的合成长丝的0.1 pc宽度与现实的面积填充因子（$A_{\rm fil}$）和分布的列密度对比（$δ_c$）。在Herschel图像中添加合成细丝后，我们重新计算了图像的功率谱，并将结果与原始的基本上无标度的功率谱进行了比较。我们使用最佳幂律拟合和输出功率谱之间的残差的$χ^2$方差来诊断无标度功率谱是否存在显著偏离。我们发现，$χ^2$方差主要取决于组合参数$δ_c^2\, A_{\rm fil}$。对实际Herschel数据的分析表明，在角频率处，所观察到的附加结构仅贡献功率谱中功率的1/5，其中特征细丝宽度的影响是预期的。我们的结论是，无标度的赫歇尔图像的功率谱保持一致的存在的特征丝宽度~0.1 pc，并没有无效的结论从研究的细丝配置文件。
2019-03-29 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
A closer look at the "characteristic" width of molecular cloud filaments
在Herschel分子云图像中，纤维被发现具有“特征宽度”。这一发现是在紧张的空间功率谱的数据，这表明没有这种特征尺度的迹象。我们证明，这种差异是测量细丝宽度所采用的方法的结果。首先，我们对人工无标度数据进行了先前使用的分析技术，并获得了一个峰值的宽度分布的类似的结构。接下来，我们重复三个赫歇尔地图的分析，并再现狭窄的宽度分布在以前的研究$-$时，考虑到每个灯丝的平均宽度。然而，在沿着细丝脊柱的所有点处测量的宽度的分布比平均细丝宽度的分布更宽，这表明窄展度（解释为“特征”宽度）是平均化的结果。此外，发现从细丝的一端到另一端的宽度显著变化。因此，先前在0.1 pc处确定的峰不能被理解为代表细丝的典型宽度。我们发现一个替代的解释，通过建模所观察到的宽度分布截断幂律分布，采样的不确定性。峰值的位置与较低的截断尺度有关，并且可能通过选择用于测量细丝宽度的参数来设置。我们的结论是，一个“特征”的细丝宽度是不支持现有的数据。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the properties of nearby molecular filaments observed with Herschel
[摘要]分子细丝最近受到了特别的关注，这要归功于对其性质的新观测结果。特别是，我们对细丝特性的早期分析显示，中位宽度分布较窄，集中在约0.1个百分点的值。在这里，我们扩展和补充我们的初步研究与分析在八个附近的分子云观察到的结构。我们使用来自Herschel数据的列密度图和DisPerSE算法来跟踪每个云中的细丝网络。我们建立合成地图，以评估我们提取的样本的完整性限制，并验证我们的测量。我们的分析产生了一个选定的样品599长丝的纵横比大于3和列密度对比大于0.3。我们表明，我们的样本是超过95%的完整的列密度对比大于1，只有5%的虚假检测。平均而言，超过15%的总气体质量的云，和超过80%的致密气体质量，被发现是在长丝的形式，分别。对599根长丝的径向柱密度分布的分析表明，波峰平均内部宽度的分布较窄，中值为0.10 pc，四分位数间距为0.07 pc。相比之下，长丝在长度、中心柱密度、柱密度对比度和每单位长度的质量方面跨越宽范围。特征细丝宽度通过赫歇尔观测得到很好的解析，并且使用三种不同的估计值一致地发现0.1 pc的中值，这三种估计值基于（1）在扣除背景后以半功率直接测量宽度，以及（2）高斯和（3）普卢默拟合。每单位长度的质量和中心柱密度之间存在紧密的相关性，进一步支持了特征细丝宽度的存在。
2018-10-01 astro-ph.GA
The CARMA-NRO Orion Survey: The filamentary structure as seen in C$^{18}$O emission
我们利用最近作为CARMA-NRO猎户座巡天的一部分制作的高角分辨率和速度分辨率C $^{18}$ O（1-0）发射图，对猎户座A分子云的对流结构进行了初步概述。这项研究的主要目标是建立一种可靠的方法来研究不同宽度的细丝，这种细丝以前与分子云中的恒星形成有关。由于在其$\sim$ 20 pc的长度上发生了各种各样的恒星形成活动，加上其接近388 pc，猎户座A分子云提供了一个极好的实验室，可以进行高分辨率和高灵敏度的实验。使用广为人知的结构识别算法，DisPerSE，在一个3维（PPV）的C $^{18}$ O立方体，我们确定了625个相对较短的（最长的是1.74 pc）丝在整个云。我们使用FilChaP研究细丝宽度的分布，FilChaP是我们开发并公开提供的Python软件包。我们发现，在2平方度PPV立方体中识别的细丝在空间上不重叠，除了复杂的OMC-4区域沿视线显示出不同的速度分量。长丝宽度在0.02和0.3 pc之间变化，这取决于长丝所具有的子结构的量。细丝的亚结构越多，其宽度就越大。我们还发现，尽管这种变化，细丝的宽度没有显示出与中心柱密度，这是与以前的赫歇尔观测的关系。
2019-01-01 astro-ph.GA
Ion-neutral friction and accretion-driven turbulence in self-gravitating filaments
最近的赫歇尔观测已经证实，细丝在分子云中是普遍存在的，并表明，无论柱密度如何，都有一个约为0.1 pc的特征宽度，其物理来源尚不清楚。我们开发了一个分析模型，可以应用到自引力吸积丝。它一方面基于暗条中心部分的维里平衡，另一方面基于暗条上的吸积和耗散所驱动的湍流之间的能量平衡。我们考虑两种耗散机制：湍流级联和离子-中性摩擦。我们的模型预测，灯丝内部的宽度几乎是独立的列密度和导致的值相媲美的观测推断，如果耗散是由于离子中性摩擦。相反，湍流耗散导致更大的结构，并显著依赖于柱密度。我们的模型提供了一个合理的物理解释，可以解释观察到的细丝宽度时，他们是自引力。它预测正确的顺序或大小，虽然受到一些不确定性的阻碍。
2013-10-12 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
Filaments in the OMC-3 cloud and uncertainties in estimates of filament profiles
灯丝是恒星形成星际云的重要组成部分。它们的性质为它们的形成机制和在恒星形成过程中的作用提供了线索。我们比较了猎户座分子云3（OMC-3）中细丝的性质，如中红外（MIR）吸收和远红外（FIR）尘埃发射所见。我们根据斯皮策数据中看到的MIR吸收和Herschel和ArTéMiS仪器观察到的FIR尘埃发射计算了OMC-3灯丝的光学深度图。所选择的OMC-3细丝段的宽度在0.03-0.1 pc的范围内，在MIR和FIR分析中观察到类似的平均值。与宽度相比，拟合的Plummer函数的各个参数更加不确定。渐近幂律指数的典型值为p~3，但离散度很大。模拟表明，FIR观测可以系统地高估细丝宽度。在柱密度高于N（H $_2$）~ $10^{22}$ cm $^{-2}$时，这种效应可能为百分之几十，但在更强的辐射场中，如猎户座区域，这种效应会降低。灰尘特性的空间变化可能会导致类似程度的误差。在MIR分析中，尘埃散射一般不应该是一个重要的因素，除非附近有大质量的恒星，或者尘埃的MIR散射效率高于测试的尘埃模型。热MIR灰尘排放可能是一个更重要的误差源，特别是接近嵌入式源。星际细丝的分析会受到几个系统误差来源的影响，但主要是在高柱密度和在FIR观测的情况下，在弱辐射场中。OMC-3灯丝的宽度在MIR和FIR分析之间是一致的，并且没有显示对观测的角分辨率的系统依赖性。
2023-01-17 astro-ph.GA
HST view of NGC 5044: Constraints on Filament Widths, Magnetic Support, Multiphase Structure, and Comparison with Cluster Environments
University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Observatoire de Paris, PSL Univ., Collège de France, CNRS, Sorbonne Univ.（巴黎天文台、巴黎文理研究大学、法兰西公学院、法国国家科学研究中心、索邦大学）；Masaryk University（马萨里克大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
研究利用HST观测NGC 5044的离子化丝状体，发现其宽度与周围压力成反比，同时结合多波段数据揭示了磁性支撑和分子气体分布特征，探讨了团组与簇环境的相似性与差异。
2026-03-25 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 astro-ph.GA
On the width and profiles of cosmic filaments
本文利用 IllustrisTNG 模拟研究宇宙纤维的宽度与剖面，发现纤维片段宽度与晕质量密度、恒星质量密度呈线性关系，且不同宽度纤维的密度剖面具自相似性，热剖面随宽度变化，结果在多个模拟中一致。
2025-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Resolution Observations and the Physics of High-Velocity Cloud A0
高速云A0（约-180公里/秒）的中性氢结构已被绘制成9.1角分分辨率的地图。高斯分解的配置文件是用来单独映射的组件定义的中心速度和线宽的相似性的家庭。大约70%的HI气体是以窄的扭曲细丝的形式存在的，其典型的线宽为24 km/s。许多明亮的功能与窄线宽的顺序为6公里/秒，云，位于和附近的灯丝。第三类具有介于细丝和云之间的性质的物质出现在数据中。云并不总是与投射在天空上的更宽线宽的灯丝发射位于同一位置。在假设灯丝存在磁场的基础上，发展了一个定理，它的稳定性方面的环形磁场产生的气体沿磁力线流动。有人建议，轴向磁场强度可以来自HI发射的多余线宽以上，由于动力学温度通过调用阿尔芬波的作用，创建什么是本质上是一种形式的磁湍流。在200 pc的距离处，灯丝中的轴向和导出的环向磁场强度约为6微高斯，而对于云，它们约为4微高斯。导出的场强的距离上的依赖关系进行了讨论。
2013-02-15 astro-ph.GA
FilDReaMS 1. Presentation of a new method for Filament Detection and Reconstruction at Multiple Scales
上下文丝状结构似乎在星际介质中普遍存在。能够探测和描述它们是理解它们的起源、演化以及它们在银河系物质循环中的作用的第一步。目的。我们提出了一种新的方法，称为FilDReaMS，在给定的图像中检测和分析细丝。这种方法是快速，用户友好，多尺度，适合统计研究。方法.用矩形模型杆扫描输入图像，这使得可以揭示可以由该杆局部近似的结构并导出它们的方向。棒的宽度可以在很宽的值范围内变化，以探测不同宽度的细丝。结果我们进行了几个系列的测试，以验证该方法，并评估其灵敏度的噪声水平，灯丝的纵横比，和动态范围的灯丝强度。我们发现，该方法在恢复非线性结构的方向方面表现出非常好的性能，在标称条件下的精度为0.5°，在最坏情况下具有高噪声水平的情况下高达3°。在大多数情况下，细丝宽度以优于0.5 px（像素）的不确定性恢复，在低信噪比的情况下，其可以延伸到3 px。一些尝试建立一个对应的普卢默型灯丝配置文件和结果的方法提出，但仍然敏感的当地环境。结论.我们的方法被发现是强大的，并适应于在各种环境中，从弥漫到稠密介质的识别和重建的附属结构。它使我们能够以高可靠性探索这些附属结构的层次尺度，特别是在处理它们的方向时。
2022-08-31 astro-ph.GA
Characterizing filaments in regions of high-mass star formation: High-resolution submilimeter imaging of the massive star-forming complex NGC 6334 with ArTéMiS
赫歇尔对附近分子云的观测表明，星际细丝和星前核心代表了恒星形成过程中的两个基本步骤。这些观测结果支持了一个低质量恒星形成的图像，根据这个图像，大约0.1 pc宽的细丝首先在冷的星际介质中形成，可能是由于超音速湍流对星际物质的大规模压缩，然后星前核心由重力碎片的致密细丝产生。这种情况是否也适用于高质量恒星形成的区域是一个悬而未决的问题，部分原因是赫歇尔数据无法解决最近的大质量恒星形成区域中的细丝的内部宽度。我们使用APEX望远镜上的测辐射热计相机ArTeMiS来绘制NGC 6334复合体的中心部分，其分辨率比Herschel的350微米高出3倍。将ArTeMiS数据与Herschel数据相结合，使我们能够在d ~ 1.7kpc的分辨率为8”或<0.07pc的条件下研究复合体的主细丝结构。我们的研究证实，这种灯丝是一种非常致密的大质量线性结构，其线质量范围从~ 500 Msun/pc到~ 2000 Msun/pc，超过近10 pc。它还表明，它的内部宽度保持狭窄的W ~ 0.15 +- 0.05 pc的所有沿长丝的长度，在一个因素的< 2的特征值0.1 pc与赫歇尔发现的低质量的长丝在古尔德带。虽然目前还不完全清楚NGC 6334的暗条是否会在未来形成大质量恒星，但它的密度比古尔德带云中观察到的大多数暗条高出两到三个数量级，而且内部宽度非常相似。这指出了一个共同的物理机制来设置细丝的宽…
2016-05-24 astro-ph.GA
Modelling the chemistry of star-forming filaments - II. Testing filament characteristics with synthetic observations
我们提出了合成连续谱和$^{13}$ CO和C $^{18}$ O线发射观测的密集和冷的灯丝。动态演变的细丝使用3D-MHD模拟，其中包括一个最大的对飞化学网络使用到目前为止，它模拟H $_2$和CO的详细演变。我们调查的可靠性，可观察到的属性，特别是细丝的质量和宽度，在不同的模拟条件下，如磁场方向和宇宙射线电离率。我们发现，丝的宽度$\sim$ 0.1 pc可以探测线和连续发射观测与高精度（偏差$\leq$ 20%）。然而，更窄的细丝的宽度可以被显著高估高达几倍。通过尘埃排放获得的质量是准确的百分之几，而从分子线发射观测推断的质量偏离实际质量的一个因素高达10，并显示不同的$J$转换的巨大差异。使用分子线观测的细丝质量和窄细丝宽度的不准确估计可归因于（i）细丝的非等温状态，（ii）光学深度效应，和（iii）CO的亚热激发态，而倾斜效应和不透明度校正仅影响所获得的质量和宽度小于50%。质量和宽度的估计都可以通过使用两种同位素来校正光学深度来改进。由于气体和尘埃的温度通常不同（高达25 K），如果（太低）的尘埃温度用于稳定性分析，则细丝会显得更不稳定。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the structure of a massive filament: ArTeMiS 350 and 450 micron mapping of the integral-shaped filament in Orion A
在猎户座A分子云内，积分形灯丝（ISF）是一个突出的，度长的致密气体和尘埃结构，具有最近和正在形成的高质量恒星的明显迹象。我们在APEX使用ArTeMiS测辐射热计相机绘制了覆盖OMC-1、OMC-2、OMC-3的350和450微米的0.6x0.2 deg^2区域。我们将这些数据与Herschel-SPIRE图相结合，以恢复扩展发射。组合的Herschel-ArTeMiS地图提供了致密冷物质分布的详细信息，具有高空间动态范围，从我们的8“分辨率（0.016 pc）到地图的大小~10-15 deg。通过结合160、250、350和450微米的Herschel和ArTeMiS数据，我们构建了高分辨率的温度和H2柱密度图。我们从ISF的几个有代表性的部分中的柱密度图中提取径向轮廓，我们用高斯和普卢默模型拟合以获得其固有宽度。我们还比较了由ArTeMiS追踪的物质分布与最近用ALMA干涉仪观察到的更高密度示踪剂N2 H+（1-0）中的物质分布。我们提取的所有径向轮廓都显示出明显的高斯偏差，并有证据表明存在内部平台，这在以前使用赫歇尔数据时是看不到的。我们测量的固有半功率宽度在0.06至0.11 pc的范围。这明显大于在N2 H+中观察到的纤维的高斯宽度，N2 H+可能只跟踪大尺度细丝的致密最内部区域。这些半功率宽度是在一个大样本的0.1 pc的值在各种低质量的恒星形成区域，这往往表明，跨临…
2021-05-26 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
Characterizing interstellar filaments with Herschel in IC5146
我们提供了第一次看到的结果，赫歇尔古尔德带调查对IC 5146分子云，并提出了初步分析，在这一地区的对流结构。从我们的70-500微米赫歇尔数据中获得的柱密度图揭示了一个复杂的细丝网络，并证实这些细丝是星前核心的主要诞生地点。我们分析了27个细丝的柱密度分布，并表明在大半径处，基本的径向密度分布从r^{-1.5}下降到r^{-2.5}。我们的主要结果是，长丝的特征似乎是宽度分布较窄，中值为0.10 ± 0.03 pc，这与中心牛仔裤长度的更宽分布形成鲜明对比。这个约0.1 pc的特征宽度对应于音速尺度的约2倍，低于音速尺度，星际湍流在扩散气体中变成亚音速，支持了细丝可能是大尺度湍流耗散的结果的论点。
2011-03-01 astro-ph.GA
Measuring the filamentary structure of interstellar clouds through wavelets
星际介质中普遍存在的非均匀结构要求对其性质进行无偏的表征，包括稳定性分析。我们提出了一种新的技术来测量任何二维数据集中的细丝光谱。使用各向异性小波，我们可以量化和区分局部和全局各向异性和测量细丝的尺寸分布。小波分析不需要对图中细丝的排列或形状进行任何假设，而是直接测量它们的典型空间维度。在一个严格的测试程序中，我们校准的方法的尺度依赖性和测试的角度和空间的灵敏度。我们应用该方法的分子线地图磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的列密度图从赫歇尔观测。当应用各向异性小波分析的MHD数据，我们发现，所观察到的细丝的大小取决于磁场占主导地位的密度-速度相关与辐射转移效应的组合。这可以通过观察具有不同光学深度的示踪剂来利用，以测量从全局有序的大尺度结构到具有纠缠场线的小尺度细丝的过渡。对赫歇尔柱密度图的无偏观点并不能证实一个普遍的特征细丝宽度。北极星耀斑的地图显示了一个几乎无标度的连续光谱，直到大约0.4pc的主导暗条的大小。天鹰座分子云的细丝宽度范围仅限于0.05-0.2pc。与我们在天鹰座追踪到的整体排列相反，北极星上的细丝没有显示出优先方向。通过比较各向同性和各向异性结构中的功率，我们可以测量球形和圆柱形塌陷模式的相对重要性及其空间分布。
2018-11-05 astro-ph.GA
ALMA observations of NGC 6334S. II. Subsonic and Transonic Narrow Filaments in a High-mass Star Formation Cloud
我们提出了一个狭窄的细丝朝向一个巨大的红外暗云，NGC 6334 S，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的研究。利用H $^{13}$ CO $^{+}$谱线识别了13个气体细丝，而通过连续谱发射揭示了单个连续谱细丝。细丝呈紧凑的径向分布，细丝宽度中值为$\sim$ 0.04 pc，比先前提出的“准通用”0.1 pc细丝宽度窄。更高的空间分辨率观测和更高密度的气体示踪剂往往会识别更窄和更低质量的细丝。细丝的宽度大约是嵌入核心尺寸的两倍。气体细丝主要由热运动支撑。非热运动主要是亚音速和跨音速的气体细丝和嵌入的核心，这可能意味着恒星可能出生在低湍流的环境。一小部分的嵌入对象显示出较窄的速度分散相比，其相应的出生丝，这可能表明，湍流耗散发生在这些嵌入的核心。气体细丝的物理性质（质量、单位长度质量、气体运动学和宽度）类似于低质量到高质量恒星形成区域中发现的窄细丝。进化程度更高的源被发现离细丝更远，这种情况可能是由于YSO和它们的出生细丝之间的相对运动造成的。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interaction Between the Supernova Remnant W41 and the Filamentary Infrared Dark Cloud G23.33-0.30
G23.33-0.30是600 $M_{\odot}$红外暗分子灯丝，其表现出大的NH $_3$速度色散（$σ\sim 8 \ \rm{km \ s^{-1}}$）和明亮的窄NH $_3$（3，3）线发射。我们在$<0.1$ pc尺度上探测了G23.33-0.30，证实了窄的NH-$_3$（3，3）谱线是由四个稀有的NH-$_3$（3，3）脉泽发射的，它们是由大尺度激波撞击暗条激发的。G23.33-0.30还显示出沿其长度方向的速度梯度，沿其宽度方向的速度不连续性，激波跟踪SiO（5-4）辐射延伸到整个暗条，NH $_3$（1，1）到（6，6），CS（5-4）和SiO（5-4）中的宽湍流线宽，以及增加的NH $_3$旋转温度（$T_{\rm{rot}}$）和速度色散（$σ$）与冲击，蓝移组件。$T_{\rm{rot}}$、$σ$和$V_{\rm{LSR}}$之间的相关性意味着激波正在加速、加热并向丝状气体增加湍流能量。考虑到G23.33-0.30在巨大分子云G23.0-0.4中的位置，我们推测激波和NH $_3$（3，3）脉泽起源于超新星遗迹W 41，它展示了与G23.0-0.4相互作用的额外证据。我们还检测到了1.3毫米的尘埃连续发射，从至少三个嵌入的分子核心与G23.33-0.30。虽然核心有中等的气体质量（$M = 7-10$ M $_{\odot}$），但它们的大维里参数（…
2019-10-29 astro-ph.GA
Are observed H i filaments turbulent illusions or density structures? Velocity caustics, facts and fakes
上下文星际介质受到湍流的影响，在通道图中观测到的H i结构是由湍流运动形成的。一些理论家认为，观测到的H i结构并不代表真实的密度增强，而是由速度拥挤引起的速度焦散。这一解释受到质疑，克拉克等人的反对导致了激烈的辩论。目标。为了解决这个问题，我们使用Effelsberg Bonn H i Survey（EBHIS）的观测数据验证了理论上的关键参数。方法.我们应用反锐化掩模，以确定在高空间频率的非线性H i结构。此外，我们使用高斯参数来区分冷中性介质（CNM）从观察到的H i柱密度。我们比较功率谱和空间分布的灰尘和H-柱密度，区分CNM和多相柱密度在不同的速度宽度。结果观测结果与速度通道分析（VCA）的假设相矛盾，即谱指数应随速度窗口的宽度而变陡。相反，我们发现，薄切片光谱指数强烈依赖于H i相组成。多相功率谱是陡峭的区域与冷气体。VCA否认这种H1相位对功率分布的依赖性。分离的CNM，我们发现，功率谱是显着平坦的多相H i复合材料。我们观察到多余的CNM功率的小规模结构起源于冷尘埃轴承细丝嵌入在CNM。窄通道宽度的光谱指数取决于H i气体的多普勒温度。在增强的小尺度H i结构的存在下，尘埃的远红外发射也增强。结论.小尺度冷致H i结构主要是由相变引起的密度增强引起的，而不是由速度焦散引起的。
2021-01-02 astro-ph.GA
Profiles of cosmic filaments since z=4.0 in cosmological hydrodynamical simulation
很大一部分低红移的重子仍然没有被探测到。大多数失踪的重子被认为存在于大尺度的宇宙细丝中。了解暗条中重子的分布对于寻找失踪的重子是至关重要的。我们在宇宙流体动力学模拟中研究了自$z=4.0$以来的宇宙细丝的性质，着重于垂直于细丝棘的密度和温度分布。我们的定量评估证实了$z=2$后粗而突出的细丝的快速生长。我们发现，自$z=4.0$以来，纤维的局部线密度与纤维的局部直径存在相关性。在不同宽度的暗条中，暗物质和重子气体的平均密度分布都具有自相似性，可以用等温单β模型描述。典型气体温度随丝宽的增加而增加，对于宽度为$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的丝，典型气体温度高于$10^6$ K，这将是利用热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应寻找丢失重子的最佳目标.在含有$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中，从边界到内核区域的温度显著升高，这可能是由于吸积激波的加热，而含有$D_{fil}< 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中的温度升高平缓。
2021-07-19 astro-ph.CO 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
Scale-dependent surface and volume density properties of filaments in molecular clouds
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；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、天体物理信息与分子实验室）
本文通过多尺度提取方法分析了七朵邻近分子云中丝状结构的尺度依赖特性，发现表面积密度和体积密度的半最大宽度随空间尺度增加而增大，且体积密度斜率低于等温圆柱体的预期值，揭示了三维结构的重要性。
2026-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
High-mass star formation triggered by collision between CO filaments in N159 West in the Large Magellanic Cloud
我们用ALMA对大麦哲伦星云活动星形成区N159 West进行了~（13）CO（J=2-1）观测。我们已经发现，CO分布在一个sub-pc规模是高度细长的宽度小。这些被称为“细丝”的细长云呈直线或曲线分布，典型的宽度为0.5- 1.0秒差距，长度为5- 10秒差距。所有已知的红外YSO都位于朝向灯丝的位置。我们在N159 W-N和N159 W-S中发现了两个向年轻大质量恒星流出的宽CO翼，其动力学时标约为10^4年，这是首次在外星系中发现原恒星流出。对于N159 W-S，它位于两个暗条的交叉点，我们假设这两个暗条在大约10^5年前相互碰撞，并触发了具有~37 Mo的高质量恒星的形成。碰撞云在相交处显示出线宽的显著增强，这表明它们之间的冲击界面层中的湍流激发与磁流体动力学数值模拟一致（Inoue & Fukui 2013）。这种湍流将质量吸积速率提高到约6x 10 ^-4 Mo/年，这是克服恒星反馈形成高质量恒星所必需的。
2015-05-27 astro-ph.GA
Deriving volume density profiles of filaments from observed surface densities
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能与替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与信息研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文提出一种新的拟合方法，考虑有限圆柱几何，建立表面密度剖面参数与体积密度剖面参数的自洽关系，以准确恢复纤维体的体积密度参数。
2026-08-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
$\rm^{13}CO$ 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
Probing the Magnetised Gas Distribution in Galaxy Groups and the Cosmic Web with POSSUM Faraday Rotation Measures
本研究利用 POSSUM 巡天的法拉第旋转测量数据，探测了近邻星系群和宇宙网中的磁化气体分布，发现 IGrM 和 WHIM 中的磁压具有显著动力学作用，并验证了 RM 网格方法在研究重子循环中的有效性。
2024-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
CASCADE: Filamentary accretion flows in Cygnus X DR20
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Vienna（维也纳大学）；IRAM（红外与亚毫米波研究所）；University of Cologne（科隆大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
CASCADE研究揭示了Cygnus X DR20区域中丝状结构内气体沿其流向恒星形成核心的迹象，并对比了高、低质量恒星形成区域的丝状结构特性。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of Herschel and ArTéMiS observations of massive filaments
该研究通过结合ArTéMiS和Herschel数据，发现高分辨率下OMC-3纤维宽度更小且柱密度更高，并揭示了距离与纤维宽度之间的陡峭关系，可能源于望远镜分辨率和层级结构。
2025-01-20 astro-ph.GA
Line emission from filaments in molecular clouds
本研究针对分子云纤维形成模型能否复现运动学特征的问题，结合多物理模拟预测其多条转动谱线的辐射特性，证实模型与观测一致，指出动力学形成的纤维无法用平衡态分析，预设纤维存在的模拟结果不真实。
2023-04-24 astro-ph.GA
Ionisation in Turbulent Magnetic Molecular Clouds I. Effect on Density and Mass-to-Flux Ratio Structures
先前的研究表明，一个区域的物理结构和运动学显著依赖于电离分数。在本文中，我们扩展我们以前的研究电离分数对恒星形成的影响，包括非理想磁流体力学和湍流云。我们的目标是量化的重要性，治疗的电离分数在动荡的磁化介质和研究的影响，形成恒星之前，塑造的云和细丝的湍流。特别是，我们调查的结构，质量和宽度的附属结构依赖于电离介质中的湍流量和初始的质量流量比。我们比较了由此产生的密度和质量-通量比结构，定性和定量通过灯丝和核心质量和灯丝拟合技术（高斯和普卢默配置文件）。我们发现即使在几乎没有湍流的情况下，湍流结构仍然存在。模拟结果的比较表明，对于大于2的湍流马赫数，类阶梯（SL）电离模型和仅宇宙射线电离模型之间的结构差异很小，而低于此阈值时，电离结构会显著影响细丝的形成。对芯和细丝内的质量的分析表明，随着湍流程度的增加，质量减少。最后，金牛座L1495/B213复杂内观察到的细丝最好由超临界质量流量比和/或至少温和的超音速湍流模型再现，然而，我们的模型表明，金牛座内观察到的无菌纤维可能发生在高度电离的亚临界环境中。基于此，我们认为，与肥沃的纤维的区域可能表明该区域内的反或超临界的质量流量比，而无菌纤维可能是亚临界和瞬态的。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar filaments and star formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这一方案提供了新的见解恒星质量的起源和恒星形成效率的致密分子气体的星系。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2017-10-03 astro-ph.GA
An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud I: The formation of high-mass stars and pillars in the N159E-Papillon Nebula triggered by a cloud-cloud collision
本文介绍了大麦云星云（LMC）中N159 E-Papillon星云的CO同位素和1.3 mm连续辐射的ALMA观测结果。空间分辨率为0“25-0“28（0.06-0.07 pc），比该地区以前的ALMA观测结果高出3倍。高分辨率使我们能够解决高度连续的CO分布与典型的宽度$\sim$ 0.1 pc（半高全宽）和线质量的几个100 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$。这些暗条（数量超过10个）显示出一个突出的中心暗条结构，从星云中心向北发散。我们首次确定了两个大规模的原恒星流出物的$\sim$ 10 $^4$年的动力学年龄沿最大的灯丝之一。观测还揭示了星云周围的几个柱状CO特征。H II区和柱体在空间分布上具有互补性，柱体的柱体密度比银河系鹰星云（M16）中的柱体密度高一个数量级，表明柱体形成的早期阶段，年龄小于$\sim$ 10 $^5$ yr。我们认为，在过去的$\sim$ 200万年内，云-云碰撞触发了细丝和原恒星的形成。碰撞可能是最近发生的，因为部分kpc尺度的H I流来自于$\sim$和SMC在2亿年前的近距离相遇所产生的潮汐相互作用，正如Fukui等人对R136的建议。
2019-12-20 astro-ph.GA
An ALMA study of the Orion Integral Filament: I. Evidence for narrow fibers in a massive cloud
节录。所有的细丝都是纤维束吗？为了解决这个问题，我们已经调查了气体组织内的范式整体形状细丝（ISF）。我们将两个新的ALMA第3周期镶嵌图与先前的IRAM 30 m观测相结合，以产生ISF的高动态范围N $_2$ H $^+$（1-0）发射图，追踪其高密度物质和速度结构，直至0.009 pc的尺度。从气体运动学的分析，我们确定了共55个密集的纤维在中央区域的ISF。独立于它们的位置，这些纤维的特点是跨音速内部运动，长度约0.15 pc，和质量每单位长度接近那些预期在流体静力平衡。ISF纤维在空间上被组织成一个密集的束，具有多个类似枢纽的关联，可能是由当地的引力势形成的。在这个复杂的网络中，ISF纤维显示出紧凑的径向发射轮廓，中值FWHM为0.035 pc，比先前提出的通用0.1 pc细丝宽度系统地窄。我们的ALMA观测揭示了ISF中复杂的纤维束，这表明这种大质量细丝的内部结构与以前研究的低质量物体之间存在很强的相似性。纤维在低质量和高质量区域中显示出相同的动态特性，并且它们的广泛检测表明气体的优选组织机制，其中物理纤维尺寸（宽度和长度）根据其固有气体密度进行自我调节。结合以前的工作，我们确定了一个系统的增加的纤维的表面密度的函数的总质量每单位长度的对流云。基于这种经验的相关性，我们提出了一个统一的恒星形成的情况下，低质量和高质量的云之间的观察到的差异自然出现从初始浓度的纤维。
2018-01-04 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
Properties of interstellar filaments as derived from $Herschel$, $Planck$, and molecular line observations
最近的\herschel \和\planck \对亚毫米尘埃发射的观测揭示了星际介质（ISM）中无处不在的尘埃结构。暗条在静止云和恒星形成区中的普遍存在表明，暗条结构的形成是在磁化湍流冷ISM中起作用的物理学的自然产物。通过对古尔德带8个区域的{ \it Herschel}观测到的270多个暗条的分析，表明星际暗条的特征是中心宽度分布狭窄，而它们的柱密度范围很宽。分子线观察这些细丝的样本显示的证据，在致密的细丝的速度色散与列密度增加，这表明由于周围的物质吸积到这些恒星形成的细丝每单位长度的质量的演变。对\planck \尘埃偏振观测资料的分析表明，沿暗条的平均磁场与其周围云的平均磁场不同。这表明在细丝形成过程中物质和$\vec{B}$场之间存在耦合。这些观测结果，来自尘埃和气体示踪剂的总强度和偏振强度，设置强有力的约束理论模型的灯丝的形成和演变。他们还提供了重要的线索，从致密（超临界）丝的碎片恒星形成过程的初始条件。然而，更高分辨率的尘埃偏振观测和大规模的分子线映射需要更详细地研究星际细丝的内部结构。
2017-12-02 astro-ph.GA
A Magnetic Ribbon Model for Star-Forming Filaments
我们发展了一个分子云细丝的磁带模型。这是由于分子云中的湍流压缩，其中背景磁场设定了优选方向。我们认为，这是一个自然的模型细丝，是基于湍流之间的相互作用，强磁场，和引力驱动的双极扩散，而不是纯粹的重力和热压力。基于数值模拟的磁性带形成的分析模型被用来导出磁性带的横向宽度。这不同于沿磁场方向的厚度，其本质上是金斯尺度。我们使用我们的模型来计算一个合成的观察到的投影表观宽度与观察到的柱密度之间的关系。这种关系是相对平坦的，类似于观察，而不像基于牛仔裤长度参数的简单期望。
2016-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
$Herschel$ investigation of cores and filamentary structures in L1251 located in the Cepheus flare
本研究利用 Herschel 数据和 getsf 算法识别 L1251 分子云中的 122 个核与 147 条纤维，分析其物理性质及相关性，发现多数核位于纤维中，其中 62% 处于超临界纤维，为恒星形成初始条件提供量化依据。
2024-03-16 astro-ph.GA
Unveiling a network of parallel filaments in the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506
本文给出了用甚大天线阵和Effelsberg 100米望远镜观测到的红外暗云G14.225-0.506的NH_3（1，1）和（2，2）组合谱线发射的结果。NH3的排放揭示了一个网络的细丝构成两个枢纽丝系统。中心与旋转温度Trot \sim 25 K，非热速度色散~1.1 km/s的气体有关，并显示出恒星形成的迹象，而细丝似乎更安静（Trot \sim 11 K，非热速度色散~0.6 km/s）。在PA \sim 10度和60度处，纤维在投影上平行，主要沿两个方向分布，并且在速度上似乎是相干的。相邻细丝之间的平均投影间距在0.5 pc和1 pc之间，细丝的平均宽度为0.12 pc。细丝内的核心分离约0.33 pc，这是一致的，由于“香肠”型不稳定性的等温气瓶的预测碎片。在G14.225-0.506中观察到的平行细丝网络与被磁场穿过的薄气体层的引力不稳定性是一致的。总的来说，我们的数据表明，磁场可能在灯丝的排列中发挥重要作用，整个云的偏振测量将进一步支持这种情况。
2012-12-24 astro-ph.GA
Fragmentation of star-forming filaments in the X-shape Nebula of the California molecular cloud
致密的分子丝是恒星形成过程的核心，但它们分裂成星前核心的详细方式尚未得到很好的理解。在这里，我们研究了加利福尼亚MC的X形星云区域的几个恒星形成细丝的碎裂性质和动力学状态，试图揭示这个问题。我们使用多波长的远红外图像从赫歇尔和getsources和getfilaments提取方法来识别致密的核心和细丝，并推导出它们的基本属性。我们还利用SMT 10米亚毫米望远镜的$\rm ^{13}CO (2-1)$辐射图来约束灯丝的动力学状态。我们确定了10个细丝，以及57个致密的核心。两个形成恒星的丝状体（8号和10号）非常突出，因为它们具有准周期性的致密核链，典型的投影核间距为$\sim$ 0.15 pc。这两个细丝具有热超临界线质量并且不是静态的。8号细丝具有明显的横向速度梯度，表明它是从母云气藏中吸积而来的。在这两种情况下，所观察到的（投影）核心间距是类似的细丝宽度和显着短于典型的分离$\sim \,$ 4倍的细丝宽度预测的经典圆柱破碎理论。我们认为，连续吸积的气体到两个恒星形成的细丝，以及几何弯曲的细丝，可以解释所观察到的核心间距。我们的研究结果表明，分子丝的特征碎片长度尺度是相当敏感的外部扰动从母云，如周围物质的引力吸积。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of magnetic fields in Cloud-Cloud Collisions
School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院）
使用SPH模拟研究磁场对均匀密度云-云碰撞中激波压缩层碎裂、形态转变和恒星形成的影响，发现磁场通过延迟坍缩和碎裂，扩大了Hub Filament形态的参数空间，促进中心聚集星团和大质量恒星系统的形成。
2026-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dynamically Collapsing Core and a Precursor of a Core in a Filament Supported by Turbulent and Magnetic Pressures
为了研究一颗异常年轻的低质量原恒星GF 9 -2所在云核周围的诞生气条的物理性质，我们利用Nobeyama 45 m望远镜对12 CO、13 CO和C18 O分子进行了J=1-0谱线观测。标测区域覆盖整个灯丝的约1/5。我们的13 CO和C18 O地图清楚地表明，核心形成在当地的密度最大的细丝，和内部运动的细丝气体完全由湍流与马赫数~2。我们估计暗条的标度高度为H = 0.3 ~ 0.7 pc，从而得到中心密度n_c = 700 ~4200 cm^-3。我们采用等温圆柱模型的分析表明，细丝是支持的湍流和磁压力对径向和轴向崩溃，由于自重力。由于湍流和横向磁场的耗散时间尺度都可以与10^6年的丝状气体自由落体时间相比较，我们得出结论，超音速湍流的局部衰减使丝状气体局部不稳定，从而使核心坍缩。此外，我们新发现了一个气体凝结与速度宽度增强到约0.3 pc西南的GF 9 -2核心。凝结的半径约为0.15 pc，LTE质量约为5 Msun。它的内部运动是湍流的，马赫数约为3，暗示着一种引力非束缚态。然而，考虑到我们的估计中的不确定性，我们提出，冷凝是云核的前兆，云核是由灯丝中确定的两种气体成分碰撞产生的。
2014-07-17 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
On the universality of interstellar filaments: theory meets simulations and observations
灯丝在宇宙中无处不在。最近的观测表明，恒星和星团优先沿着致密的细丝形成。因此，了解细丝的形成和性质是理解恒星形成的关键一步。在这里，我们进行三维高分辨率磁流体动力学模拟，遵循分子云的演变和长丝和恒星的形成。我们应用细丝检测算法和比较模拟与不同的物理成分的组合：重力，湍流，磁场和射流/流出反馈。我们发现，仅重力模拟产生显着狭窄的灯丝轮廓比观察到的，而模拟，包括湍流产生现实的灯丝属性。对于这些湍流模拟，我们发现一个非常普遍的细丝宽度为0.10 +/- 0.02 pc，这是独立的恒星形成历史的云。我们推导出一个理论模型，该模型提供了一个物理解释，这种特征丝宽度的基础上的声波尺度（lambda_sonic）的分子云湍流。我们的推导提供了lambda_sonic作为云直径L的函数，速度色散σ_v，气体声速c_s，和热磁压力比，等离子体β。对于银河系旋臂中的典型云条件，我们发现λ_sonic = 0.04-0.16 pc，与观测到的0.05-0.15 pc的细丝宽度非常一致。与理论模型假设一致，我们发现，内部的速度分散的细丝是亚音速和超音速外。我们进一步解释了所观察到的p=2尺度的细丝密度分布，rho ~ r^（-p）与两个平面冲击碰撞形成一个细丝在其交叉点。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
CO~($J = 1-0$) Observations of a Filamentary Molecular Cloud in the Galactic Region Centered at $l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$
利用紫金山天文台13.7 m毫米波望远镜，对以$l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$为中心的银河系区域进行了大视场（4.25~ $\times$ ~3.75 deg $^2$）的CO同位素（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）$J = 1-0$发射线的测绘观测。根据$^{13}$ CO观测资料，我们揭示了在局地臂中存在一个对流云，其速度范围为0.5 ~ 6.5 km~s。该分子云由1条主丝和11条次丝组成，呈“脊巢”结构。在C $^{18}$ O系中还检测到主丝和三个亚丝。大多数纤维的速度结构呈连续分布，但速度梯度较小。假设距离为400 pc，测得的灯丝的中值激发温度、线宽、长度、宽度和线质量分别为9.28 K、0.85 km s、7.30 pc、0.79 pc和17.92 $M_\sun$ pc $^{-1}$。我们发现在C $^{18}$ O谱线中检测到的四个细丝是热超临界的，其中两个处于维里化状态，因此倾向于引力束缚。我们在云中共识别出146个$^{13}$ CO团簇，其中约77个$\%$团簇沿暗条分布。约56 $\%$的维里化团块被发现是与超临界丝。三个年轻的恒星对象（YSO）的候选人也确定在超临界细丝，根据补充红外（IR）数据。这些结果表明，超临界纤维，特别是维里化纤维，可能具有成星活性。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
