HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules -- I. Survey description and a first look toward W3(OH), W3 IRS5 and NGC 7538 IRS1
HyGAL SOFIA遗产计划调查六个氢化物分子- ArH+，OH+，H2O+，SH，OH和CH -和两个原子成分- C+和O -在弥漫的星际介质（ISM）通过吸收线光谱向25个明亮的银河系背景连续源。这项详细的光谱研究旨在利用ISM不同阶段的特定示踪剂和探针的独特价值，正如赫歇尔空间天文台最近的研究所证明的那样。在HyGAL计划下进行的观察将使我们能够解决与ISM中分子材料的生命周期以及影响其相变的物理过程相关的几个问题，例如：（1）ISM中H2馏分的分布函数是什么？(2)低能宇宙射线的电离率在银河系内是如何变化的？(3)星际湍流的本质是什么？是什么机制导致它的消散？本概述讨论了观测策略，与辅助和档案观测的协同作用，采用的数据减少和分析方案，并提出了对三个调查目标，W3（OH），W3 IRS 5和NGC 7538 IRS 1获得的第一批结果。通过对吸收线的广泛观测，对这些气体的柱密度进行了强有力的测量，有助于解决所提出的问题，这些观测结果与理论模型的发展之间存在着及时的协同作用，特别是与湍流ISM中H2的形成有关。因此，提供增强的HyGAL数据产品将作为未来ISM研究的遗产。
2022-02-10 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
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
Gravitational instability of filamentary molecular clouds, including ambipolar diffusion; Non-isothermal filament
最近的观测结果表明，对流分子云的性质偏离等温状态方程。理论研究表明，负指数的对数熵和多方状态方程能更好地描述这些连续结构。在这里，我们的目的是比较这些软的非等温状态方程与等温对应的全球引力不稳定性的一个永久性分子云的影响。通过将双极扩散，我们使用的非理想磁流体力学框架的细丝，是由一个均匀的轴向磁场线程。考虑到磁场和双极扩散的影响，我们对流体进行微扰，得到了对数迷向和多方状态方程的色散关系。我们的结果表明，在没有磁场的情况下，较软的状态方程使系统更容易发生引力不稳定性。我们还观察到，一个适度的磁场是能够提高灯丝的稳定性的方式，是敏感的状态方程一般。但当磁场较强时，这种影响被抑制，所有状态方程具有几乎相同的稳定性性质。此外，我们发现，对于所有考虑的状态方程，双极扩散对灯丝的不稳定的影响。
2017-12-28 astro-ph.GA
The Cloud Factory I: Generating resolved filamentary molecular clouds from galactic-scale forces
我们介绍了一套新的模拟，“云工厂”，它自洽地形成分子云复合物在足够高的分辨率，以解决内部的子结构（质量高达0.25 Msol），同时包括银河尺度的力量。我们使用修改后的阿雷波代码的一个版本，包括一个详细的治疗的物理冷分子ISM，和分析银河系引力势的计算效率。模拟具有嵌套的分辨率级别，最低层与注入单个云复合体的示踪粒子有关。这些示踪剂细化区域嵌入在较大的模拟中，因此继续经历来自云外部的力。这使得模拟可以作为实验室来测试银河系环境对恒星形成的影响。本文介绍了我们的方法，并探讨了银河系环境对对流云的影响。我们发现，云复合体形成后，集群爆发的反馈，具有较短的长度和不太可能的碎片相比，静止的云（如Musca灯丝）或占主导地位的银河系的潜力（如尼斯湖水怪）。螺旋臂和差动旋转优先排列细丝，但强烈的反馈使它们随机化。在星云复合体中形成的长丝状体必然与低的内部速度梯度相一致，这对星系星团的形成有影响。在超新星反馈主导的区域形成的云复合体具有较少的恒星形成核心，并且这些核心分布更广。这些差异表明，星系尺度的力可以对分子云中的恒星形成产生重大影响。
2019-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-wavelength Stellar Polarimetry of the Filamentary Cloud IC5146: I. Dust Properties
我们目前的光学和近红外恒星偏振观测到的黑暗与IC 5146相关的对流云。这些数据使我们能够研究尘埃的性质（本文）和磁场结构（论文II）。在$R_{c}$ -、$i'$ -、$H$ -和/或$K$ -波段到$A_V \lesssim 25$的范围内共检测到2022颗背景星。不同波长的偏振百分比的比值提供了对$λ_{max}$的估计，峰值偏振的波长是粒度分布的小尺寸截止的指示。在$A_V \sim$ 3 mag时，晶粒尺寸分布似乎发生显著变化，此时$P_{R_c}/P_{H}$的平均值和分散度均降低。此外，我们发现$A_V>2.5$ mag的$λ_{max}$ $\sim$ 0.6-0.9 $μ$ m，大于一般ISM中的$\sim$ 0.55 $μ$ m，表明在低$A_V$区域中已经开始晶粒生长。我们的数据还表明，偏振效率（PE $\equiv P_λ/A_V$）随着$A_V$的下降，在$R_c$ -、$i'$ -和$K$ -波段呈幂律关系，指数分别为-0.71 $\pm$ 0.10、-1.23 $\pm$ 0.10和-0.53 $\pm$ 0.09。然而，$H$波段数据显示功率指数变化;当$A_V < 2.88\pm0.67$较大时，PE随$A_V$急剧变化（指数为-0.95 $\pm$ 0.30），但当$A_V$值较大时，PE随$A_V$平缓变化（指数为-0.25 $\pm$ 0.…
2017-10-11 astro-ph.GA
Revealing the Connection Between the Filamentary Hierarchy and Star Cluster Formation in a Simulated NGC 628 Galaxy
Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文系）；Origins Institute, McMaster University（麦克马斯特大学起源研究所）
本文通过高分辨率磁流体动力学模拟研究NGC 628中丝状结构与星团形成的关系，发现年轻星团的性质源于其宿主丝状结构的引力碎裂，且星团演化过程中质量幂律指数逐渐变陡。
2026-04-20 astro-ph.GA
On the origin of non self-gravitating filaments in the ISM
{纤维在星际介质中无处不在，正如赫歇尔最近强调的那样，但它们的物理起源仍然难以捉摸} {因此，了解分子云的物理学以研究纤维如何形成以及各种过程（如湍流和磁场）所起的作用是很重要的。} {We利用理想MHD模拟研究了在不同条件下，包括不同的磁化强度和马赫数以及两种完全不同的设置下，团块的形成。然后，我们使用各种方法执行几项分析来计算团块的形状及其与速度和力的联系。{We发现平均而言，MHD模拟中的团块比流体动力学模拟中的团块更容易发生。详细的分析表明，在一般优先与应变，这意味着这些结构简单地导致从湍流引起的拉伸丝。此外，细丝往往受到洛伦兹力的限制，因此使它们在磁化流中存活更长时间。我们发现，他们在所有的模拟中，一个典型的厚度等于几个网格单元，这表明他们主要是相关的流内的能量耗散。我们估计了与离子-中性摩擦相关的耗散长度的数量级，并得出结论，在紫外屏蔽良好的区域，它是0.1 pc的数量级，因此可能会设置非自引力细丝的典型尺寸。细丝之所以无处不在，是因为它们是非常普通的湍流应变的结果，也因为磁场有助于保持它们的相干性。我们认为，能量耗散在它们的形成中起决定性作用。
2013-06-23 astro-ph.GA
Linear polarization structures in LOFAR observations of the interstellar medium in the 3C196 field
本研究的目的是在LOFAR观测的星际介质（ISM）在3C 196领域，的主要领域之一的LOFAR再电离时代的重点科学项目的特征线偏振结构。我们使用LOFAR的高波段天线（HBA）来成像该区域，并使用旋转测量（RM）合成来揭示法拉第深度中极化结构的分布。探测到的银河辐射的亮温为偏振强度$5-15~{\rm K}$，法拉第深度范围为-3 ~+8 ${\rm rad~m^{-2}}$。最有趣的形态特征是一个引人注目的直灯丝，法拉第深度为$+0.5~{\rm rad~m^{-2}}$，从北向南延伸，正好穿过场的中心，平行于银河平面。还有一个有趣的系统的线性去极化渠道在一个图像显示法拉第光谱的峰值显着。我们使用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在350 MHz的图像相同的区域。我们首次在150和350~{ \rm MHz}下制备的RM立方体中看到了一些共同的形貌。在干涉测量数据中，总强度中没有漫发射的迹象，这与较高频率的结果和以前的LOFAR观测结果一致。基于我们的研究结果，我们确定了ISM的物理参数，并提出了一个简单的模型，可以解释所观察到的干预磁离子介质的分布。平均视线磁场分量$B_\parallel$确定为$0.3\pm0.1~{\rm μG}$，其在3C 196磁场中的空间变化为$0.1~{\rm μG}$。这个引力结构可能是ISM中的一个电离灯丝，位于局部气泡内的某个地方。与其周…
2015-09-21 astro-ph.GA
Sutra : An integrated framework for identification and characterization of filaments in the interstellar medium
Space Applications Centre, ISRO（印度空间研究组织空间应用中心）
研究利用机器学习框架Sutra，通过U-Net架构对柱密度图监督分割，统一丝状结构识别与物理表征，能提取参数并系统研究特性，适用于特定区域和大规模统计分析。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Atomic Hydrogen in the Milky Way: A Stepping Stone in the Evolution of Galaxies
本文综述高灵敏度HI吸收与发射巡天，总结银河系原子氢的相态、结构、环境依赖及反馈作用，并展望未来三维观测与模拟方向。
2023-07-17 astro-ph.GA
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
PHANGS--JWST First Results: ISM structure on the turbulent Jeans scale in four disk galaxies observed by JWST and ALMA
来自PHANGS的JWST/MIRI对附近星系IC 5332、NGC 628、NGC 1365和NGC 7496的成像揭示了丰富的气体结构，在每种情况下都形成了一个由相互连接的细丝、壳和空隙组成的准规则网络。我们研究这种多尺度网络结构是否与通过引力不稳定性的气体盘碎片一致。我们使用Filamentary来探测每个星系的特征网络，并确定它们的特征径向和方位角间距。这些间距，然后进行比较，估计最托姆尔不稳定的长度（几个千分之一秒差距），湍流牛仔裤长度（几百个秒差距）和磁盘规模的高度（几十个秒差距）重建使用PHANGS-ALMA观测的分子气体作为动力学示踪剂。我们对这项工作中针对的四个星系的分析表明，琼斯尺度结构是普遍存在的。未来的工作将是必不可少的，以确定在气体盘中观察到的结构不仅影响恒星形成的速率和位置，而且还影响恒星反馈如何与周围的多相气体储层积极或消极地相互作用。
2022-12-13 astro-ph.GA
The Milky Way Atlas for Linear Filaments
本文构建了首个覆盖全银道面的42条直线型纤维状结构目录，通过Herschel HiGAL团块聚类和分子谱线分析，揭示了其线性、速度相干性、周期性振荡及与旋臂和磁场的关系，为恒星形成和银河系结构研究提供了关键样本。
2024-05-20 astro-ph.GA
Studying the ISM at ~10 pc scale in NGC 7793 with MUSE -- I. Data description and properties of the ionised gas
利用MUSE AO观测数据，以$\sim$ 10 pc的空间分辨率探测了本星系NGC 7793的ISM.我们确定了HII区域，并编制了超新星遗迹（SNRs），行星状星云（PNE）和沃尔夫拉叶星（WR）的目录。我们从[SII]6716/6731和[SIII]6312/9069线比计算电子密度和温度。我们用BPT图结合气体速度色散研究了电离气体的性质。我们光谱确认2以前检测到的WR星和SNR，并报告发现7 WR，1 SNR，和2 PNe。扩散电离气体（DIG）分数在$\sim$ 27和42%之间，这取决于用于限定HII区域边界的方法。与以前的研究一致，我们发现，DIG表现出增强的[SII]/H $α$和[NII]/H $α$的比例和中值温度是$\sim$ 3000 K高于在HII地区。我们还观察到温度和H $α$表面亮度之间存在明显的负相关关系。总体而言，观察到的[SII]6716/6731比值在1 $σ$内与$n_e$ < 30 cm $^{-3}$一致，DIG和HII区域的分布几乎相同。电离气体的速度分散表明，DIG具有比HII区域更高的湍流度。与光电离和冲击模型的比较表明，扩散组件只能部分地解释通过冲击，它是最有可能与光子泄漏的密度有界的HII区域或辐射从演化场星一致。[删节]
2020-02-20 astro-ph.GA
The cold neutral medium in filaments at high Galactic latitudes
本文利用澳大利亚SKA探路者望远镜的吸收观测数据，探究高银纬冷中性介质（CNM）与FIR/HI尖峰纤维状结构的关联，发现几乎所有CNM均位于这些结构中，并测定了其湍流速度弥散与马赫数。
2025-02-03 astro-ph.GA
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
Turbulent power distribution in the local interstellar medium
背景：所有尺度上的星际介质（ISM）都充满了结构，这些结构可以用作馈送湍流的过程的示踪剂。目的：我们使用HI调查数据来推导局部ISM的角功率分布的全局特性。研究方法：在n边= 1024 HEALPix网格上的HI4 PI观测和代表三个阶段的高斯分量，冷、暖和不稳定的微温中性介质（CNM、WNM和LNM），用于速度$|v_{\mathrm{LSR}}| \leq 25$ \kms。对于高纬度地区的$|b| > 20°$，我们生成了切趾地图。在光束解卷积之后，我们拟合角功率谱。结果如下：观测到的柱密度的功率谱是非常好的定义和直的对数-对数表示与三维幂律指数$γ\geq -3$的本地气体。对于中等速度云（IVC），我们推导出$γ= -2.6$和高速云（HVC）$γ= -2.0$。对于多极$l \leq 100$，CNM、LNM和WNM的单相功率分布与$ γ\sim -2.5$高度相关且较浅。在较大的多极子中观察到冷阴极结构的多余功率。最陡的单通道功率谱的CNM被发现在速度与大CNM和低WNM相分数。结论：局部ISM中的相空间分布由相变配置，并且需要用三个不同的相位来描述，这三个相位高度相关但具有不同属性的分布。相变导致相空间中的局部分级结构。CNM是在小尺度上构造的，并且被限制在位置-速度空间中。LNM作为WNM的接口是CNM的接口。它扩展到比CNM更大的尺度，并涵盖更广泛的速度范围。相…
2019-07-01 astro-ph.GA
The RWST, a comprehensive statistical description of the non-Gaussian structures in the ISM
星际介质（ISM）是一个复杂的非线性系统，受重力和磁流体动力学以及辐射、化学和物理过程的控制。我们对它的理解主要是通过观测和数值模拟来进行的，这两种方法之间的定量比较需要一个通用和全面的统计描述。本文的目标是建立这样一个描述，目的是允许一个有效的比较独立于任何特定的先验或模型。我们从小波散射变换（WST）开始，这是一种在数据科学中开发的非高斯过程的低方差统计描述，它通过基于小波变换的分层多尺度方法对长程相互作用进行编码。我们通过拟合WST的角度依赖性来执行WST的缩减，从而允许将其包含的大部分信息收集到几个组件中，这些组件的物理含义被识别，并且描述了，例如，各向同性和各向异性行为。本文的结果是减少小波散射变换（RWST），一个统计描述与少量的系数，表征复杂的结构所产生的非线性现象，从任何特定的先验。的RWST系数编码的时刻，以四，减少了方差，并量化尺度之间的耦合。为了证明这种描述的有效性和通用性，我们成功地将其应用于三种过程：分数布朗运动，MHD模拟，和Herschel观测分子云。当在256*256的地图上探测6个尺度和8个角度时，只有不到100个系数，我们能够使用RWST进行定量比较，推断相关的物理性质，并产生逼真的合成场。
2019-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.data-an
Introducing EMP-Pathfinder: modelling the simultaneous formation and evolution of stellar clusters in their host galaxies
星团的形成和演化与其宿主星系的形成和演化密切相关。为了研究这种联系，我们提出了宇宙学放大银河系质量模拟的EMP探路者套件。这些模拟包含了恒星团簇形成和演化的亚网格描述，使我们能够研究跨宇宙时间的星团及其宿主星系的同时形成和演化。作为这些模拟中的一个关键因素，我们包括物理学的多相性质的星际介质（ISM），这使得研究如何存在一个寒冷的，密集的ISM影响团簇形成和演变。我们考虑两种不同的恒星形成处方：一个恒定的恒星形成效率每自由落体时间，以及一个环境依赖的，基于约束力的处方。我们确定从这些模拟得出的两个关键结果。首先，我们发现，潮汐冲击驱动的破坏所造成的冷ISM的颗粒性产生旧（$τ>10~$陀螺仪）星团人口的属性是在非常好的协议与银河系和M31中观察到的人口。重要的是，冷ISM的加入解决了以前缺乏冷气体相的模拟中存在的分歧。其次，星团的形成对控制星系中寒冷、致密气体库性质的重子物理学极其敏感。这意味着，人口的恒星星团人口代表一个重要的诊断工具，约束重子物理模型在即将到来的星系形成模拟，也包括一个描述的冷ISM。
2022-02-14 astro-ph.GA
Measuring turbulence in the ISM by comparing N(HI;Lya) and N(HI;21cm)
本文研究了银河系中星际介质的小尺度结构。我们使用HST STIS数据来测量N（HI）在一个朝向59 AGN的光束中，并将结果与使用射电望远镜（GBT，Green Bank 140-ft和LAB巡天）在相同方向上以9 arcmin - 36 arcmin分辨率观察到的值进行比较。比率N（Lya）/N（HI）的分布具有1的平均值和约10%的离散度。我们的分析还表明，来自莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天HI巡天的光谱需要校正，去掉一个宽的高斯分量（峰值亮度温度0.048 K，FWHM 167 km/s，中心速度-22 km/s）。列密度比的分布显示出相似的简单描述的层次结构中的中性ISM，以及一个更复杂的三维MHD模拟。通过与这些模型的比较，我们发现局部ISM的音速马赫数应在0.6和0.9之间。然而，没有一个模型在所有细节上都与观测到的分布相匹配，但是有了更多的视线（COS将提供），我们的方法可以用来约束星际湍流的性质。
2010-12-23 astro-ph.GA
Aspect ratios of far-infrared and H i filaments in the diffuse interstellar medium at high Galactic latitudes
本研究基于Planck和HI4PI观测，利用Minkowski泛函分析高银纬远红外与H I纤维结构的形态分布，发现其长宽比与纤维度呈连续自复制分布，且与CO暗H2柱密度增强及相干速度相关，同时测定了湍流磁场强度。
2023-03-28 astro-ph.GA
AKARI Far-Infrared All-Sky Survey Maps
远红外观测为研究和表征星际介质（ISM）中尘埃物质的性质提供了关键数据，因为其大部分能量在~100和200 μ m之间发射。我们提出了第一个全天空图像从一个敏感的全天空调查使用日本AKARI卫星，在波长范围50 - 180微米。在四个测光波段中覆盖>99%的天空，四个滤光片分别位于65 um，90 um，140 um和160 um波长，空间分辨率从1到2 arcmin，检测限<10 MJy sr-1，绝对和相对测光精度<20%。银河尘埃连续辐射的全天图像使天文学家能够绘制弥漫的ISM卷云的大尺度分布图，研究其热尘埃温度，发射率和柱密度，并测量银河辐射场和嵌入物体与周围ISM的相互作用。除了点源人口的恒星，原恒星，恒星形成区，和星系，银河系高纬度的天空被覆盖着一个弥漫的尘埃排放，跟踪高纬度恒星形成的潜在网站的被动网络。我们表明，尘埃粒子的温度在热平衡与环境星际辐射场可以估计使用90微米，140微米，160微米的数据。FIR AKARI的全天空地图提供了一个丰富的新数据集，天文学家可以在其中调查整个银河系以及其他地方的星际物质分布。
2012-09-19 astro-ph.GA
Evidence for dust evolution within the Taurus Complex from Spitzer images
我们目前的斯皮策图像的金牛座复杂的（TC），并利用观测的灵敏度和空间分辨率来表征整个云的漫红外发射。这项工作突出了尘埃演化的证据内的原型参考静止分子云研究的半透明部分。结合Spitzer 160 μ m和IRAS 100 μ m的观测数据，得到了5'分辨率的尘埃温度图和尘埃不透明度图。尘埃的平均温度约为14.5K，在整个云层中的分散度为+/-1K。远红外尘埃不透明度是一个因素2大于平均值的弥漫ISM。这种不透明度的增加和辐射场（RF）的衰减都有助于占较低的发射温度的大晶粒。TC的结构显着变化的中红外图像，跟踪多环芳烃和VSGs的排放。我们集中我们的分析中红外发射到黄道纬度的范围内，黄道光残差是小的。在这个云区中，没有8和24微米对应的最亮的160微米发射特征。相反，8 μ m和24 μ m的图像显示了在160 μ m和灭绝图中非常不明显的丝状结构。红外线的颜色在这个结构上的亚秒差距的距离上变化。我们比较了所观察到的颜色与模型计算量化的影响的RF强度和丰富的随机加热颗粒的灰尘SED。为了匹配观测到的颜色范围，我们必须调用星际RF和多环芳烃和VSG丰度的几个因素的变化。我们的结论是，在这种结构的尘埃质量循环的一个显着的部分，在小尺寸的尘埃尺寸分布的一端。
2009-06-27 astro-ph.GA
Extended ammonia observations towards the 'Integral-Shaped Filament'
最近的观测表明，在ISM中的星系结构是迈向团块/核心和最终恒星形成的第一步。由于引力的不稳定性，致密的细丝会碎裂成星前核。我们试图了解的角色，在高质量的恒星形成的附属结构发挥。我们绘制了NH_3（1，1）和（2，2）中的积分形丝（ISF）。对整个结构进行均匀和充分的采样。我们发现NH_3（1，1）线的速度积分强度图所揭示的形态与沙尘脊密切相关。我们确定了6个“块”相关的著名的OMC-1至5和11个“子块”的地图，他们分开不是随机的，但在大致相等的间隔沿ISF。团块的平均间距为11.30“$\pm$ 1.31”（1.36 $\pm$ 0.16 pc），亚团块的平均间距为7.18“$\pm$ 1.19”（0.86 $\pm$ 0.14 pc）。这些间距与预测值的热（0.86 pc）和湍流香肠不稳定性（1.43 pc），通过采用一个圆柱形的几何形状的ISF与$60^{\circ}$的倾斜相对于视线一致。我们还发现了一个速度梯度约0.6公里的s-1 pc-1，沿着ISF可能产生的猎户座A分子云的整体旋转。转动能和引力能之间的推断比率远低于1。此外，波动中看到的质心速度图沿ISF。OMC-1至5云位于接近当地的波动极值，这表明存在与这些集团在ISF的气体流动。OMC-1中NH_3（1，1）和（2，2）的旋转温度约为30-40 K。在OMC-2、OMC-3和OMC-4北部，我们分别在边界和内部…
2018-08-30 astro-ph.GA
Modelling ultraviolet-line diagnostics of stars, the ionized and the neutral interstellar medium in star-forming galaxies
我们结合国家的最先进的模型生产的恒星辐射和其通过星际介质（ISM）的传输，调查紫外线诊断的恒星，电离和中性ISM在恒星形成的星系。首先，我们评估我们的恒星星族合成模型的可靠性拟合吸收线指数ISM自由紫外光谱的10个大麦哲伦星系团。在这样做的时候，我们发现，忽略随机抽样的恒星初始质量函数在这些年轻的（$\sim10$ -100百万年），低质量的集群影响可以忽略不计的紫外线为基础的年龄和金属丰度的估计，但可能会导致显着高估的恒星质量。然后，我们进行并开发了一个简单的方法，基于理想化的描述的ISM的主要特征，计算在物理上一致的方式星云发射和星际吸收的恒星形成星系的紫外光谱的综合影响。我们的模型考虑了辐射通过电离的内部和外部的短寿命恒星诞生云的中性信封，以及辐射转移通过弥漫的云间介质的传输。我们使用这种方法来探索恒星的纠缠签名，电离和中性ISM的恒星形成星系的紫外光谱。我们发现，除了一些显着的例外，大多数标准的紫外线指数定义的光谱中的ISM-免费的恒星星族容易受到显着的污染的ISM，这与金属丰度增加。我们还确定了几个星云发射和星际吸收功能，特别干净的示踪剂的ISM的不同阶段脱颖而出。
2017-09-14 astro-ph.GA
Bottom's Dream and the amplification of filamentary gas structures and stellar spiral arms
本文将Lin-Shu密度波与摆动放大物质图案统一为剪切波框架，揭示旋涡强迫和驴效应对增长的关键作用，并预测恒星盘中低臂数开放尾随旋涡的观测特征。
2023-12-05 astro-ph.GA
Non-thermal radio supernova remnants of exiled Wolf-Rayet stars
银河系中相当一部分大质量恒星（> 8 Mo）从它们的母星团中被抛射出来，并以超音速方式穿过星际介质（ISM）离开。这些快速移动的恒星的风吹出不对称的气泡，从而创造了一个星周环境，在这种环境中，恒星最终会随着超新星爆炸而死亡。由此产生的残骸的形态在很大程度上取决于已不复存在的祖星的星周介质。在本文中，我们提出了2D磁流体动力学模拟调查的ISM磁场的形状上的超新星遗迹的35 Mo星演变通过沃尔夫-拉叶阶段和运行速度分别为20和40公里/秒的影响。7 microG的环境磁场足以改变膨胀的超新星冲击波阵面的性质，特别是可以防止膨胀结构的形成。在超新星爆发之前，星周介质中的压缩磁场稳定了风泡尾部的风/ISM接触不连续性。其结果是，在超新星冲击波传播的遗迹内部区域，喷出物和风物质的混合效率降低。同步辐射的辐射转移计算表明，非热射电辐射具有反映Wolf-Rayet前身星核坍缩超新星遗迹不对称性的特征。我们的模型是定性一致的几个残留的高质量的祖先，即双边G296.5+10.0和壳型残留CTB 109和Kes 17，分别无线电外观。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Musca cloud: A 6 pc-long velocity-coherent, sonic filament
细丝在分子云的演化中起着核心作用，但它们的内部动力学性质仍然很难表征。为了进一步探索这些结构的物理状态，我们研究了苍蝇云的运动学特性。我们用APEX观测在$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（2- 1）谱线上对这个对流云的主轴进行了取样。Musca中不同的线剖面表明，该云沿其$\sim$ 6.5 pc的长度呈现连续和静止的速度场。由于内部气体运动学受热运动支配（即，$σ_{NT}/c_s\lesssim1$）和大规模的速度梯度，这些结果揭示了苍蝇作为最长的速度相干，声波类对象确定到目前为止，在ISM。Musca的跨音速特性与Larson速度色散-尺寸关系中预测的超音速速度色散存在明显的偏差，并构成了在多秒差距尺度上与湍流状态完全解耦的细丝的第一个观测证据。
2015-12-08 astro-ph.GA
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE) II. The need for data combination in ALMA observations
本文通过ALMA合成观测与真实数据，系统证明仅用12m阵列会因干涉滤波导致核与纤维物理性质误差超30%，必须结合总功率或更大单天线数据才能高精度恢复ISM结构。
2024-05-15 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] Survey: Investigation of 10 Galaxies at $z\sim4.5$ with [OII] and [CII] Line Emission $-$ ISM Properties and [OII]$-$SFR Relation
我们目前$10$主序星ALPINE星系（log（$M/M_{\odot}$）= 9.2-11.1和${\rm SFR}=23-190\,{\rm M_{\odot}\,yr^{-1}}$）在$z\sim4.5$与光学[OII]测量从凯克/MOSFIRE光谱和斯巴鲁/MOIRCS窄带成像。这是最大的这样的多波长样品在这些红移，结合各种测量在紫外线，光学和远红外线，包括[CII] $_{158{\rm μm}}$线发射和尘埃连续从ALMA和H $α$发射从斯皮策测光。这是第一次，这个独特的样品使我们能够通过$z\sim4.5$的[OII]/[CII]和[OII]/ \halpha光度比来分析[OII]和总恒星形成率（SFR）与星际介质（ISM）性质之间的关系。在$z\sim4.5$的[OII] $-$ SFR关系不能使用标准的本地描述来描述，但与金属相关的关系是一致的，假设$50\%$太阳周围的金属丰度。为了解释我们的样品的$L[OII]/L[CII] \sim 0.98^{+0.21}_{-0.22}$和$L[OII]/LHa \sim -0.22^{+0.13}_{-0.15}$的测量尘埃校正的光度比，电离参数$\log(U)< -2$和电子密度$\log(\rm n_e / {\rm [cm^{-3}]}) \sim 2.5-3$是必需的。前者与$z\sim2-3$的星系一致，但…
2022-01-13 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Sulfur Emission-line Ratios Provide New Insights into Evolving ISM Conditions at High Redshift
我们提出的1.3<=z<=2.7星系的发射线的性质从完整的MOSFIRE深演化场（MOSDEF）的调查结果。具体而言，我们使用[OIII]5007/Hb与[SII] 6717，6731/Ha的发射线诊断图的观察结果，即，“[SII] BPT图”，以深入了解高红移恒星形成区域的物理特性。相对于斯隆数字巡天（SDSS）的本地星系，高红移的MOSDEF星系在固定的[OIII]5007/Hb下向较低的[SII] 6717，6731/Ha偏移。此外，在固定的[OIII]5007/Hb，本地SDSS星系遵循的[SII] 6717，6731/Ha的恒星形成的表面密度（Sigma_SFR）增加的趋势。我们解释了这种趋势的下降的分数贡献从弥漫电离气体（f_DIG）的Sigma_SFR增加星系，这导致星系积分线比转向纯HII区发射的轨迹。f_DIG和Sigma_SFR之间的z~0关系表明，高红移星系的f_DIG值比典型的局域系统低，因为它们的典型Sigma_SFR明显更高。当使用一个适当的低红移基准与零或最小的f_DIG时，高红移MOSDEF星系出现偏移向更高的[SII] 6717，6731/Ha和/或[OIII]5007/Hb。在[SII]和[NII] BPT图中高红移星系的联合位移最好用固定星云氧丰度（化学年轻星系的预期）电离其恒星形成区域的更硬光谱来解释，而不是N/O比或更高电离参数的大变化。H…
2019-08-14 astro-ph.GA
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: multifractal/microcanonical analysis I. Application to Herschel observations of the Musca filament
对星际介质（ISM）的观测显示出复杂的密度和速度结构，这部分归因于湍流。在这里，我们提出了一个自我包含的介绍的多重分形形式主义的微正则版本，使我们能够第一次计算精确的湍流特征参数从一个单一的观测图，而不需要平均在一个盛大的统计观测合奏。我们专注于研究250 μ m的Musca细丝的赫歇尔地图，并利用MHD模拟。我们发现一个明确的签名的乘法级联Musca的惯性范围从0.05到0.65 pc。我们表明，所提出的微正则方法提供了奇异谱，这是真正的尺度不变，需要验证任何方法来分析多重分形。所获得的，第一次足够精确，Musca的奇异谱显然不是对称的，通常观察到的对数正态行为。我们声称，ISM对Musca功能更多的是一个对数泊松形状的奇异谱。由于log-Poisson行为声称存在时，耗散是更强的罕见事件在湍流中的更均匀的（在体积和时间）耗散事件，我们认为，这种偏离对数正态性可以跟踪增强耗散罕见事件在小尺度上，这可以解释或至少是一致的Musca占主导地位的对流结构。此外，我们发现子区域Musca往往表现出不同的多重分形特性。它强烈表明，不同类型的动力学存在于苍蝇云内部。只有在消除噪声特征之后，子区域之间的这些差异才会出现，这些噪声特征具有使观测图“对数归一化”的趋势。我们的研究建立了基本的工具，将应用于其他星系云和模拟在未来的研究。
2020-11-08 astro-ph.GA
Simulating realistic disk galaxies with a novel sub-resolution ISM model
我们目前的宇宙学模拟的盘星系进行的GADGET-3 TreePM+SPH代码，其中恒星形成和恒星反馈使用我们的多相粒子积分器（MUPPI）模型。这种描述是基于简单的多相模型的星际介质在未解决的尺度，其中的组件之间的质量和能量流明确其次是解决一个系统的常微分方程。来自SNe的热能被注入到局部热相中，以避免其被迅速辐射。动力学反馈处方产生了避免恒星过度产生所需的大量外流。我们使用了两组放大的初始条件的孤立的宇宙晕质量（2-3）* 10^{12} Msun，都可以在几个分辨率水平。在所有的情况下，我们得到的螺旋星系与小膨胀超过总恒星质量比（B/T \approx 0.2），扩展的恒星和气体盘，平坦的旋转曲线和现实的恒星质量值。气体分布相对平坦，分子气体在星系中心占主导地位，恒星形成率遵循观察到的施密特-肯尼库特关系。运动学上属于球核的恒星形成较早，而盘星则显示出清晰的由内而外的形成模式，并且大部分在红移z=2之后形成。然而，我们模拟的重子转换效率与Moster等人（2010）给出的关系在3 sigma水平上不同，因此表明我们的恒星盘对于它们所在的暗物质晕来说仍然太大。结果被发现是非常稳定的决议。这进一步证明了进行模拟的可行性，产生一个现实的人口的星系内的代表性的宇宙学卷，在一个相对温和的分辨率。
2014-11-14 astro-ph.GA
The Arizona Molecular ISM Survey with the SMT: The Diverse Carbon Monoxide Line Ratios and Spectral Line Energy Distributions of Star Forming Galaxies
本文基于47个邻近星系的三条低能 CO 谱线观测，揭示 SLED 及线比值随 SFR 与 SFR 面密度的系统变化，并给出由 CO(2-1)/CO(3-2) 推算分子气体质量的经验方案。
2025-07-24 astro-ph.GA
ROBO: a Model and a Code for the Study of the Interstellar Medium
介绍了一个用于研究星际介质的模型ROBO及其配套程序。其目的是提供一个准确的描述的物理演化的ISM和设置一个辅助工具，将插入在NB-TSPH（NB-TSPH）模拟的大尺度结构在宇宙学的背景下或个别星系的形成和演化。ISM模型由气体和尘埃组成。气体的化学成分由包括大量物质（氢和氘基分子、氦和金属）的反应网络调节。给出了$\mathrm H^+$和$\mathrm H_2$碰撞中电荷转移的新反应速率。灰尘包含标准的混合物的碳颗粒（石墨颗粒和多环芳烃）和硅酸盐的模型如下的形成和破坏的几个过程。该模型考虑到一个准确的治疗的冷却过程中，几个物理机制的基础上，最近在文献中报道的冷却功能。该模型适用于广泛的输入参数和重要的量描述的气体和粉尘的物理状态的结果。将结果组织在适合于人工神经网络（ANN）的数据库中。一旦经过训练，人工神经网络产生的结果与机器人获得的结果相同，而且精度很高。我们计划开发适合应用NB-TSPH模拟宇宙学结构和/或星系的人工神经网络。
2011-07-19 astro-ph.GA
PRIMAGAL: a PRIMAger Galactic Plane Far-IR polarization survey to quantify the magnetic fields' role in the formation and evolution of large star-forming filaments
提出PRIMAGAL远红外偏振巡天项目，依托PRIMA卫星的PRIMAger仪器观测银道面尘埃偏振发射，首次系统量化磁场在不同尺度恒星形成纤维结构演化中的作用，且巡天可在约1200小时内完成。
2025-05-16 astro-ph.GA
Polarised radio filaments outside the Galactic plane
我们使用的数据从\wmap卫星在23，33和41 GHz的研究扩散极化发射在整个天空。发射主要来源于有序磁场的超导结构。其中一些结构在射电连续谱图中已经存在了几十年。它们的起源尚不清楚，有许多细丝是第一次看到的。我们已经确定并研究了11根细丝。它们中的一些的极化分数可以高达40\%，这是良好有序的磁场的特征。在天空中18个区域的平均偏振光谱指数为$β= -3.06 \pm 0.02$，与同步辐射一致。天空中的$β$（$Δβ\approx0.2$）有显著的变化。我们使用太阳附近膨胀壳的模型来探索大规模暗条与局部ISM之间的联系。我们比较观察到的偏振角与模型的预测，发现很好的协议。这有力地表明，许多大规模的细丝和环是附近的结构。这在银河系磁场的背景下很重要，因为这些结构通常包括在全球模型中，忽略了它们可能是局部的事实。我们还研究了由扩散灯丝添加到CMB偏振功率谱的污染水平。我们的结论是，即使这些灯丝目前低的射电亮度，一个小心的删除将是必要的，为未来的全天CMB偏振分析。
2015-06-12 astro-ph.GA
MaNN: Multiple Artificial Neural Networks for modelling the Interstellar Medium
在大规模数值模拟的背景下，对星际介质（ISM）的复杂物理进行建模是一项具有挑战性的任务。已经提出了许多方法来将ISM的描述嵌入到不同的代码中。我们提出了一种新的方法来实现这一任务：人工神经网络（ANN）。人工神经网络已在一个预先编译的模型数据库，其预测进行了比较，预期的理论，发现在静态和动态测试运行使用Padova树SPH代码\textsc{EvoL}良好的协议。神经网络可以重现星际气体演化的细节，需要有限的计算资源。我们建议，这样的算法可以取代实时计算的质量元素的化学演化的流体动力学代码。
2011-03-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
The THESAN-ZOOM project: clumpiness of high-redshift galaxies and its connection to bursty star formation
Peking University（北京大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli 天体物理研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；York University（约克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文所）；The University of Texas at Dallas（得克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究依托THESAN-ZOOM模拟，提出基于功率谱的星系成团性量化方法，发现高红移星系成团性与恒星反馈处理及爆发式恒星形成周期相关，可作为早期宇宙爆发式恒星形成的互补探测手段。
2026-08-21 astro-ph.GA
How supernova explosions power galactic winds
来自超新星的反馈是星系形成的一个重要方面。为了改进反馈的次网格模型，我们进行了一系列的数值实验，以研究超新星爆炸如何驱动星系风。我们使用Flash流体动力学代码来模拟简化的ISM，包括重力，流体动力学，辐射冷却超过10，000 K，和恒星形成，再现Kennicutt-Schmidt关系。通过模拟一个小补丁的ISM在一个高大的盒子垂直于磁盘，我们获得子秒差距的分辨率，使我们能够解决个别超新星事件，我们调查风的属性取决于那些ISM和星系。我们发现，外流是更有效的磁盘具有较低的表面密度或气体分数。一个简单的模型，其中温暖的多云介质是障碍，限制爆炸波的膨胀再现的流出属性与磁盘参数在高恒星形成率的缩放。我们发现的缩放设置在一个新的立足点上的星系风的调查，提供了一个物理动机的子网格描述风，可以在宇宙学流体动力学模拟和唯象模型。[摘要]
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS survey: -- I. Survey description and data reduction
QUARKS巡天利用ALMA高分辨率宽频观测139个大质量团块，结合ATOMS数据，旨在无偏研究原恒星团内质量输运、无星核及反馈等大质量恒星形成机制。
2023-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of 3D HI Filaments in the Smith High Velocity Cloud
本研究利用GALFA-HI数据和fil3d算法，在Smith高速云中探测并分析了3D HI纤维结构，发现其属于温中性介质且与磁场不对齐，表明HI纤维结构在多种银河系环境中通过多过程形成。
2025-05-02 astro-ph.GA
Star Formation in Disk Galaxies. II. The Effect of Star Formation and Photoelectric Heating on the Formation and Evolution of Giant Molecular Clouds
我们研究了恒星形成和漫射光电加热对孤立银河系型星系盘的高分辨率（~< 10 pc）全球（~ 20 kpc）模拟中形成的巨分子云（GMC）性质的影响。这些云是通过引力碎裂而形成的，密度n_H>= 100 cm ^-3的结构被认为是GMC。在模拟中产生了1000-1500个质量M > 10^5 Msolar的云和180-240个质量M > 10^6 Msolar的云，这与银河系人口的估计一致。我们发现，光电加热的作用是抑制ISM的碎裂，导致云周围的暖气体中的对流结构。这种环境抑制了逆行旋转云群的形成，在3亿年后，88%的云相对于银河系逆时针旋转。扩散加热也降低了初始恒星形成的速率，减缓了气体转化为恒星的速度。因此，我们得出结论，星际环境中起着重要的作用，在GMC的演变。我们的云存在于0- 2000万年之间，由于云合并和恒星形成，婴儿死亡率很高（t' <300万年）。其他性质，包括质量分布，尺寸和表面密度与观测结果吻合良好。我们的云之间的碰撞是常见的，发生率约为轨道周期的1/4。在我们目前的分辨率下，尚不清楚这种碰撞是触发还是抑制了恒星的形成。我们的恒星形成率比在本地星系中观察到的要高出10倍。这可能是由于我们的模型中没有局部反馈。
2011-01-07 astro-ph.GA
The gas, metal and dust evolution in low-metallicity local and high-redshift galaxies
星系星际介质中的化学富集受几个物理过程的控制：恒星演化、颗粒形成和破坏、星系流入和流出。了解这些过程对于追踪星系在整个宇宙时期的化学富集以及解释观测结果至关重要。尽管这些主题的重要性，驱动星系中重子演化的不同过程的效率仍然存在争议。我们修改了目前的描述，在本地低金属丰度矮星系的金属和尘埃的演变，我们开发了一个描述莱曼Break galvanic。我们的主要目标是再现i）在几百万年内观测到的尘埃质量超过恒星质量的峰值（sMdust）; ii）sMdust在以后的时间减少。用“银河系发射研究代码”（CIGALE）拟合了星系的光谱能量分布，估算了恒星和尘埃的质量以及恒星的形成率。对于一些矮星系，金属和气体含量也是可用的。我们对星系中的化学演化进行了不同的计算，并通过模型预测拟合了观测到的性质。我们发现：i）一个头重脚轻的初始质量函数，有利于大质量的恒星和尘埃凝结分数的II型超新星（SNe II）的50%或更高的帮助再现峰值后观察到的100万年以来的周期开始; ii）银河系外流发挥了至关重要的作用，在再现下降的smM尘埃随着年龄的增长，他们比从SNe II颗粒破坏更有效; iii）恒星形成效率（转化为恒星的气体质量）的百分之几，需要解释当地矮星系的金属丰度; iv）在ISM的尘埃增长是没有必要复制的SMDust，如果存在，其影响被擦除星系外流。
2020-06-26 astro-ph.GA
Strong turbulence and magnetic coherent structures in the interstellar medium
本研究通过分析不同初始磁场下的MHD星系模拟，发现星际介质中存在强磁湍流及分形分布的磁相干结构，挑战了弱磁湍流主导范式，为星系强磁湍流描述奠定基础。
2024-09-25 astro-ph.GA
Turbulence and Magnetic Fields in Star Formation
本文综述湍流与磁场如何同引力竞争并影响恒星形成，汇总观测、偏振、模拟及反馈研究，并介绍相关设备与国际合作。
2024-02-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of H$_{\rm 2}$-driven star formation and stellar feedback from low-enrichment environments on the formation of spiral galaxies
分子气体（H $_{\rm 2}$）的储存器代表了星系恒星形成（SF）的燃料。在星系形成的宇宙学模拟中，将恒星形成率（SFR）与可用的H $_{\rm 2}$联系起来是精确模拟SF的关键。我们调查如何修改的基本模型H $_{\rm 2}$和描述的恒星反馈在低金属量的环境（LMF，即低金属量恒星反馈）在宇宙学，放大模拟银河系大小的晕影响的形成历史的形成，螺旋星系及其最终属性。我们利用两种不同的模型来计算冷气体的分子分数（f $_{\rm H_{\rm 2}}$）：$i)$是Krumholz等人（2009 b）的理论模型，而$ii)$是Blitz & Rosolowsky（2006）的唯象公式。我们发现，采用的模型来估计f $_{\rm H_{\rm 2}}$起着关键作用，在确定最终的属性和塑造的星系的形态。Krumholz等人（2009 b）模型预测的更笨重的星际介质（ISM）和更复杂的H $_{\rm 2}$分布与附近盘星系的观测结果更一致。这表明将SFR与恒星形成分子ISM的物理性质联系起来是多么重要。LMF在贫金属ISM中提供的额外能量来源是控制高红移SF和调节整个宇宙时间SF库的关键。LMF不仅能够调节ISM的冷却特性，而且还可以减少星系凸起的恒星质量。这些发现可以促进宇宙学模拟中SF数值模拟的改进。
2022-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ion-molecule routes towards cycles in TMC-1. An automated study of the C2H4 + CH2CCH+ reaction
Departamento de Astrofísica Molecular, Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC)（分子天体物理学系，基础物理研究所（IFF-CSIC））
研究通过自动化方法探讨了乙烯与丙炔基阳离子反应形成环戊烯离子的路径，发现双分子通道比辐射结合更有效，为星际介质中分子生长提供了新见解。
2025-10-31 astro-ph.GA
The THESAN-ZOOM project: Star formation efficiency from giant molecular clouds to galactic scale in high-redshift starbursts
THESAN-ZOOM项目研究高红移星暴中从巨分子云到银河尺度的恒星形成效率，发现GMC表面密度恒定，且反馈和暗物质影响影响恒星形成效率。
2025-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Topological models to infer multiphase interstellar medium properties
高红移星系的光谱观测慢慢揭示了星际介质（ISM）的复杂性，正如从附近星系的解析观测中所预期的那样。虽然提供了丰富的诊断，这种高z光谱往往是无法解决的，推断可靠的诊断代表了一个主要的障碍。明亮的，附近的，未解决的星系提供了许多限制设计方法来推断ISM属性，但他们迄今为止已被限制到确定性的方法和/或简单的拓扑假设。多组分ISM模型将足够复杂的物质和相的分布与足够简单的拓扑描述相关联，以便用概率框架进行约束。我们的目标是提供一个灵活的统计框架，是不可知的模型网格，并考虑由其参数值和/或参数的统计分布定义的几个离散组件。在这项研究中，我们提出了一个MULTIGRIS框架，并用它来模拟一套谱线的贫金属矮星系IZw 18的恒星形成区域。我们能够计算出金属丰度、电离光子数、电离氢和中性氢的质量以及尘埃质量和尘埃与气体质量比的精确值。我们发现了相对适量的H $_2$，它主要是CO-暗的，并且由C $^+$而不是C $^0$示踪。然而，超过$90$ %的[CII]发射与中性原子气体有关。我们的模型证实了考虑X射线源的必要性。最后，我们研究了不同能量范围的电离光子的逃逸分数。虽然逃逸分数的主要HII区域位于$50-65$ %左右，我们表明，大多数的软X射线光子能够逃逸，并可能发挥作用的环星系或星系际介质的电离和加热。
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE). I. Early ALMA Survey: observations and massive data reduction
本研究介绍EMERGE项目，通过ALMA与IRAM-30m结合的多波段观测分析猎户座7个恒星形成区，揭示其复杂纤维状气体亚结构与原恒星形成的关联，并发布首批数据产品。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant molecular filaments in the Milky Way II: The fourth Galactic quadrant
丝状结构是冷的、分子星际介质（ISM）的常见形态特征。最近的研究发现了巨大的，百秒差距尺度的细丝，可能与大尺度的银河系旋臂结构有关。解决这些巨分子丝（GMF）的性质需要普查其发生和属性。我们在银河系第四象限进行了系统的GMF搜索，并确定了它们的基本物理特性。我们根据尘埃在近红外和中红外的消光特征以及由^{13}CO谱线发射探测的速度结构来识别GMF。我们使用^{13}CO线发射和ATLASGAL尘埃发射数据来估计GMF的总气体质量和稠密气体质量。我们结合我们的样本与早期的样本从文献和研究银河系环境的GMF。我们在银河系第四象限确定了9个GMF; 6个位于半人马座旋臂，3个位于旋臂间区域。将这个样本与早期在银河系第一象限使用相同识别标准的研究相结合，得到16个GMF，其中9个位于旋臂内。GMF的大小为80-160 pc，^{13} CO衍生的质量在5-90 x 10^{4} Msun之间。它们的致密气体质量分数在1.5- 37%之间，在连接到螺旋臂的GMF中更高。我们还比较了不同的GMF识别方法，发现基于排放和消光的技术仅部分重叠，突出了使用两者来实现完整普查的必要性。
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
