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
Star-forming sites IC 446 and IC 447: an outcome of end-dominated collapse of Monoceros R1 filament
我们提出了一个多波长观测的麒麟座R1（Mon R1）复杂（在d ~760 pc）的分析。一个细长的细丝（长度~14 pc，质量~1465 Msun）在复杂的，这是最突出的结构中的赫歇尔柱密度图进行了研究。对FUGIN ~（12）CO（1-0）和~（13）CO（1-0）谱线数据的分析证实了在[-5，+1] km/s速度范围内追踪到的暗条的存在。发现细丝在其相对端处具有两个先前已知的位点IC 446和IC 447。IC 446内有一颗大质量的年轻恒星天体（YSO），而IC 447内则有几颗大质量的B型恒星。Herschel温度图揭示了向暗条两端扩展的暖尘埃辐射（T_d ~ 15-21 K）。4.5微米/3.6微米发射的斯皮策比率图表明存在光解离区域和朝向IC 446和IC 447的流出活动的特征。基于点状源的光度分析，YSO的集群主要朝向灯丝端部追踪。丝被发现是热超临界显示其倾向的碎片，这是进一步证实了检测的周期性振荡模式（具有一个周期的~3-4 pc）的13 CO的速度分布。我们的研究结果表明，分布在暗条末端的碎片已经迅速坍缩，并形成了已知的恒星形成地点。总的来说，Mon R1中的细长细丝是“末端主导坍塌”情景的一个有希望的样本，如Pon等人所讨论的那样（2011，2012）。
2020-06-24 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
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
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
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
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
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
Accretion driven turbulence in filaments II: Effects of self-gravity
我们扩展了我们以前的工作模拟与代码RAMSES吸积驱动的湍流，包括自引力和研究的核心形成和崩溃的影响。我们表明，径向吸积到细丝驱动湍流运动，这是不是各向同性，但径向为主。与没有重力的细丝相反，自重力细丝的速度分散不会达到平衡。尽管显示出相似的驱动湍流量，但它们不断地消散它们的速度分散，直到核心形成的开始。这种差异与半径的演变有关，因为它决定了耗散率。在无引力的情况下，细丝的生长不受限制，其半径随时间线性增长。相比之下，有一个最大程度的自引力的情况下，导致增加的耗散率。此外，吸积驱动的湍流显示出与密度反相关的径向轮廓。这导致在整个长丝中恒定的湍流压力。由于附加湍流压力不具有径向梯度，因此它不会对长丝的稳定性做出贡献，也不会增加临界线质量。然而，这种径向湍流确实会影响细丝的半径，增加范围并设置其最大值。此外，半径的演变也影响核心的增长时间尺度相比，崩溃的吸积丝的时间尺度限制核心的形成高线质量。
2020-04-28 astro-ph.GA
Filaments in Simulations of Molecular Cloud Formation
我们报告的细丝，发展自洽在一个新的数值模拟云的形成碰撞流。和以前的研究一样，正在形成的云开始经历引力坍缩，因为它迅速获得了比平均金斯质量大得多的质量。因此，坍缩很快就变得几乎没有压力，首先沿着其最短的维度进行。这自然会在云中产生细丝，并在细丝中产生团块。这些细丝在任何时候都不是处于平衡状态，而是长期存在的流动特征，气体通过这些特征从云流到团块。这些细丝是长寿的，因为它们从它们的环境中吸积，同时又吸积到它们内部的团块上;它们本质上是流动从二维吸积变成一维吸积的轨迹。此外，团块还表现出一种层次性：细丝中的气体流到一个主要的中心团块上，但其他较小规模的团块沿着下落的气体形成。相应地，沿细丝的速度在团块的位置处呈现跳跃的层次。模拟中的两个突出的细丝长度约为15 pc，质量约为600 Msun，高于密度n ~ 10^3 cm-3（在n > 50 cm-3时约为2 × 10^3 Msun）。密度分布显示出一个中心扁平的核，大小约为0.3 pc，包层的衰减速率为r^-2.5，这与观测结果相当吻合。在暗条上的吸积达到最大线密度率，约为30 Msun Myr^-1 pc^-1。
2014-07-11 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
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
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
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
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
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
Thermal and Chemical Evolution of Collapsing Filaments
星系际细丝构成了将星系连接在一起的宇宙网的基础，并为星系的生长和吸积提供了重要的气体储存库。在这里，我们提出了非常高分辨率的二维模拟的热和化学演变的这种细丝，利用32种化学网络，跟踪从氢，氧和碳形成的关键分子的演变。我们研究了在很宽的参数范围内，包括初始密度，初始温度，强度的离解紫外线背景，和金属的细丝的演变。在低红移的$Z \approx 0.1 Z_\odot $细丝中，演化完全由初始冷却时间决定。如果这足够短，细丝的中心总是塌陷，形成含有大量分子的致密冷核。在高红移的$Z=10^{-3} Z_\odot$纤维中，坍缩进行得慢得多。这主要是由于较低的初始温度，这导致在达到原子冷却极限之前密度的增加要温和得多，使得随后的分子冷却效率低得多。最后，我们研究了附近矮星系的引力势如何影响暗条的坍缩，并将其与NGC 5253进行了比较，NGC 5253是一个附近的恒星爆发矮星系，被认为是由暗条气体的吸积提供燃料。与我们的基准情况相反，在电势的中心形成了大量的密度峰。由于化学物质形成和冷却发生的速率增加，该峰比灯丝的其余部分发展得更快。我们发现，我们实现了与NGC 5253相似的吸积率，但我们的二维模拟没有恢复射电观测中看到的巨大分子云的形成。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
The impact of thermodynamics on gravitational collapse: filament formation and magnetic field amplification
恒星是由星际气体的引力坍缩形成的。气体的热力学响应可以用有效的状态方程来表征。它决定了气体在被压缩时如何加热或冷却，因此在几乎所有尺度上调节恒星诞生过程中起着关键作用，从单个星团到整个星系。我们提出了一个系统的研究热力学的影响引力坍缩的背景下，高红移恒星的形成，但认为我们的研究结果也是相关的，为当今的恒星形成的分子云。我们考虑多方状态方程P = k rho^Gamma，两个亚等温指数均为Gamma < 1 and super-isothermal exponents Gamma >1。我们发现这两种情况之间存在显著差异。对于Gamma > 1，压力梯度减缓收缩并导致维里化湍流核心的形成。弱磁场强烈纠缠和有效地放大，通过小尺度湍流发电机的时间尺度上对应的涡周转时间在粘性尺度。另一方面，对于Gamma < 1，压力支持不足以形成这样的核心。引力收缩进行得更快，流动发展出非常强的激波，形成一个由交叉的片和延伸的细丝组成的网络。由此产生的磁场线是非常相干的，并表现出相当程度的秩序。然而，即使在这些条件下，我们仍然发现在运动学制度的磁能密度的指数增长。
2012-09-26 astro-ph.GA nlin.CD physics.flu-dyn
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
Stability of Rotating Self-Gravitating Filaments:Stability of Rotating Self-Gravitating Filaments: Effects of Magnetic Field
本文对径向分层的旋转等离子体自引力无限长圆柱在磁场作用下的局部线性稳定性进行了系统分析。为了使系统易于分析，我们只集中在轴对称模式的扰动。利用柱坐标系，我们导出了在方位磁场存在下，非旋转暗条发生引力坍缩所需的临界线质量密度。此外，对于这样的细丝通过轴向磁场，我们表明，具有非零径向波数的模式的增长率降低更强烈的磁场比具有零径向波数的模式。更重要的是，我们的研究有助于理解旋转天体物理细丝的稳定性，而这些细丝往往受到磁场的影响。除了补充许多相关的数值研究报告的文献中，我们的结果对灯丝的影响下，磁场推广了一些最近的分析工作（例如，~ \citet{jog2014}等）。例如，在这里，我们证明，即使是一个弱的磁场可以发挥主导作用，在确定稳定的灯丝时，旋转时标大于自由降落时标。然而，对于相同的磁场，具有更快旋转的磁性结构相对更稳定。本文报道的结果，由于强局域性假设，是严格有效的模式，其中可以忽略的径向变化的密度和磁场的档案。
2016-04-18 astro-ph.GA
Dynamical origin of non-thermal states in galactic filaments
观测结果强烈表明，银河系分子云中的细丝处于非热状态。作为一个简单的模型的细丝，我们研究了一个二维系统的自引力点粒子的动力学的数值模拟，与各种方法：直接$N$体积分的运动方程，粒子在细胞模拟和最近开发的数值方案，其中包括多粒子碰撞的粒子在细胞的方法。研究高斯超密度的坍缩，我们发现，阻尼维里振荡后，系统稳定在一个非热稳态，其径向密度分布是类似于所观察到的，从而表明在真正的细丝中观察到的非热态的动力学起源。此外，对于足够冷的塌缩，密度分布与动力学温度是线性相关的，即，表现出温度反转，这也是在对细丝的一些观察中发现的特征。同样的情况发生在一个初始等温圆柱体的强扰动后达到的状态。最后，我们讨论了我们的结果，在其他情况下（包括非天体物理的），并认为，同样的非热状态可以观察到在任何物理系统与长程相互作用的最新发现。
2017-12-28 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Line Profiles of Cores within Clusters. III. What is the most reliable tracer of core collapse in dense clusters?
最近的观测和理论研究强调了分子云内的网状结构作为恒星形成场所的重要性。由于这样的环境比孤立的核心更复杂，因此有必要了解从具有非球形几何形状的坍缩核心观察到的线轮廓如何受到细丝的影响。在这项研究中，我们调查线轮廓的不对称性进行辐射转移计算的流体动力学模型的三个崩溃的核心，嵌入在细丝。我们将结果与孤立核心的预期结果进行比较。我们使用常数丰度定律模拟了光学厚（HCN，HCO $^+$）和光学薄（N $_2$ H $^+$，H $^{13}$ CO $^+$）分子的五个最低转动跃迁线（J = 1-0，2-1，3-2，4-3和5-4）。我们发现，不到50%的模拟（1-0）过渡线显示蓝色的下落不对称，由于周围的灯丝遮蔽。然而，当在（4-3）转变中观察时，具有蓝色不对称发射线轮廓的塌陷芯的分数上升到90%。由于朝向坍缩核心的致密气体可以激发更高的转动态，因此上能级跃迁更有可能产生蓝色的不对称发射轮廓。我们的结论是，即使在不规则的，嵌入式核心可以跟踪下落气体运动与蓝色不对称线轮廓的光学粗线观察更高的过渡。HCN的（4-3）跃迁是塌缩运动的最佳示踪剂，但HCN和HCO的（3-2）和（5-4）跃迁$^+$也是很好的示踪剂。
2014-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of gravity-driven longitudinal flows in filaments on angular momentum transport to embedded cores
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
研究发现丝状体中重力驱动的纵向流可使角动量向坍缩中心重新分布，影响喷流与丝状体的垂直对齐。
2026-10-06 astro-ph.GA
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
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions $-$ XVII. High-mass star-formation through a large-scale collapse in IRAS 15394$-$5358
本文利用 ATOMS 巡天数据研究大质量原星团 IRAS 15394-5358，发现其团块碎裂为引力束缚的六个核，并揭示枢纽-纤维系统中的整体坍缩正在驱动大质量恒星形成。
2024-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filaments in the Lupus molecular clouds
我们研究了从附近的狼疮1，3和4分子云的柱密度图中提取的细丝，这些分子云来自赫歇尔卫星观测到的光度图。狼疮云中的细丝具有相当低的柱密度，其中值为1.5 $\sim$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，并且大多数的单位长度质量低于径向引力坍缩的最大临界值。事实上，在气体运动学中没有发现细丝收缩的证据。我们发现，一些平均处于热亚临界状态的细丝，含有致密的核心，最终可能形成恒星。这表明，在低柱密度区域，恒星形成的临界条件可能只在局部达到，而这种条件不是暗条的全局性质。最后，在狼疮中，我们发现了多个观测证据，证明磁场在形成细丝中起着关键作用，并决定了它们的限制和动力学演化。
2015-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of star-forming filaments: I. Filament morphologies
我们使用一套高分辨率的分子云模拟进行移动网格代码Arepo探索恒星形成细丝的性质。模拟的细丝被确定和分类列密度图以同样的方式为最近的赫歇尔观测。当与Plummer类似的轮廓拟合时，细丝与观测结果非常一致，并且具有p~2.2的浅幂律轮廓，而不需要磁性支持。当在1 pc的细丝中心的数据与高斯函数拟合，平均半高宽为~0.3 pc，与预测的吸积细丝。然而，如果仅使用内部区域构建拟合，如Herschel观测，则所得的FWHM仅为~0.2 pc。这个值比在IC 5146和金牛座中测得的要大，但与在普朗克银河系冷核和天鹅座X中发现的相似。模拟的细丝具有一定范围的宽度，而不是恒定值。当将柱密度图与3D气体密度进行比较时，在柱密度中看到的细丝不属于单一结构。相反，它们是由一个短带状子细丝网络组成的，让人想起金牛座的那些。子细丝预先存在于模拟的云内，具有与其Jeans半径相似的半径，并且主要不是通过柱密度中看到的较大细丝的碎片形成的。相反，小的非物质团块被云的大规模坍缩扫到一起，形成一个单一的柱状密度结构。
2014-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational acceleration and edge effects in molecular clouds
引力在分子云的演化过程中起着重要的作用。本文提出了一种基于观测数据的加速度映射方法来估计分子云中引力相互作用引起的加速度。我们发现，一个区域的几何形状有显着的影响重力的行为。在可以近似为气体细丝的烟斗星云中，我们发现重力加速度可以有效地压缩这个细丝的末端，这可能引发了恒星的形成。我们将其定义为Burkert & Hartman（2004）提出的“引力聚焦”效应。在片状的IC 348-B3区域，重力可以导致其边缘的坍缩，而在中心凝聚的NGC 1333星团形成区域，重力可以驱动吸积向中心。在一般情况下，重力加速度往往是增强周围的长丝的端部和片状结构的边缘的局部区域。忽略磁场，这些“引力聚焦”和“边缘坍缩”效应可以在比全球动力学时间短得多的时间尺度内促进致密气体的形成。由于星际介质一般是有结构的，这些边缘效应应该是普遍存在的。
2016-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
