B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): II. Testing the Radiative Torque Paradigm in Musca and OMC-1
本研究利用Planck与SOFIA/HAWC+尘埃偏振观测及DustPOL模型，在Musca和OMC-1中检验RAT-A与RAT-D，证明须同时考虑颗粒排列、破坏及磁场缠结去偏振。
2024-09-09 astro-ph.GA
Magnetic Seismology of Interstellar Gas Clouds: Unveiling a Hidden Dimension
恒星和行星是在稠密的星际分子云中形成的，其形成过程是在云层的三维形态上留下印记的。确定星际云的3D结构仍然具有挑战性，因为投影效应和难以测量它们沿视线的范围。我们报告的正常振动模式在孤立的星际云Musca的检测，允许确定的3D物理尺寸的云。Musca被发现是全球振动，与表的特征模式观察到的边缘上，而不是一个灯丝，如先前所假设的。我们重建Musca的物理特性，通过三维磁流体动力学模拟，再现所观察到的正常模式，并确认片状形态。
2018-05-09 astro-ph.GA
The straight and isolated G350.54+0.69 filament: density profile and star formation content
利用Herschel连续谱和APEX分子谱线资料研究了平直孤立对流云G350.54+0.69的整体性质。整体直的形态类似于其他两个充分研究的附近的细丝（家蝇和金牛座-B211/3），而G350.54+0.69的隔离性质似乎类似于家蝇。G350.54+0.69由两个不同的细丝组成，G350.5-N的长度约为5.9 pc（G350.5-S约为2.3 pc），总质量约为810 $M_{\odot}$（约为110 $M_{\odot}$），平均温度约为18.2 K（约为17.7 K）。我们在整个云G350.54+0.69中确定了9个致密的重力束缚核。核心和整个云的线质量之间的分离似乎遵循“香肠”不稳定性理论的预测，这表明G350.54+0.69可能经历了径向坍缩和碎裂。年轻原恒星的存在与这一假设是一致的。两个丝状体的线质量（G350.5-N约为120 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$，G350.5-S约为45 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$）、致密核心的质量大小分布以及低质量原恒星共同表明，G350.54+0.69是一个正在形成的低质量恒星。基于上述证据，我们将G350.54+0.69定位于Musca和Taurus-B211/3之间的中间进化状态。我们认为，调查直（和孤立）与那些分布在分子云内部可能提供重要的线索细丝的形成和演化。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion and Diffusion Timescales in Sheets and Filaments
吸积和（湍流）磁扩散的时间尺度的比较片和细丝表明，致密的恒星形成的云一般会-在现实条件下-成为超临界由于质量吸积的时间尺度至少比双极和/或湍流扩散的时间尺度短一个数量级。因此，双极或湍流扩散-虽然存在-不太可能控制核心和恒星的形成。
2014-06-09 astro-ph.GA
Tracing Cloud Formation and Evolution Through 3D Magnetic Field Mapping
University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Queen’s University（女王大学）；University College London（伦敦大学学院）
本研究提出利用PRIMA的高分辨率偏振成像仪，结合已有VLA与即将发布的POSSUM数据，构建英仙座和苍蝇座两类分子云的首批亚秒差距分辨率3D磁场图，探究环境、演化阶段与磁场及分子云形成、碎裂、恒星形成的关联。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
Star-forming filament models
提出了新的恒星形成的对流云模型，以量化它们的性质并预测它们的演化。这些2D轴对称模型描述了没有核心、一个低质量核心和一个团簇形成核心的细丝。它们基于Plummer样的圆柱体和球体，由有限范围的恒定密度表面限定。与一维Plummer模型相比，它们具有特定的长度和质量值，它们近似于观测到的柱密度图，并且它们的柱密度分布（N-pdfs）是无极点的。每个模型都可以通过识别足以形成低质量恒星的气体密集区，以及计算封闭的热金斯质量的数量，来估计核心灯丝系统的恒星形成潜力。这一分析表明，Musca中心的灯丝可能接近其恒星形成生命的开始，有足够的致密气体来制造其最初的~3颗原恒星，而Coronet灯丝接近其恒星形成的中点，有足够的致密气体来增加~ 8颗原恒星到其~20颗已知恒星。相比之下，L43似乎接近其恒星形成寿命的终点，因为它缺乏足够的致密气体来添加任何新的原恒星到已知的2个YSO中。
2017-02-08 astro-ph.GA
Sheets, filaments and clumps - high resolution simulations of how the thermal instability can form molecular clouds
本文描述了通过一个较大的复杂的云内部的热不稳定性的崩溃冷块的形成的三维模拟。初始条件是一个扩散的原子，静止的，热不稳定的，200 pc直径的球形云在压力平衡与低密度的环境。这是在n_H = 1.1 cm ^{-3}附近的最精细的初始网格层（0.29 pc）上用10%的密度扰动播种的，并在包括自引力的情况下演化。未施加磁场。在从该模拟中提取的区域的更高分辨率下（低至0.039pc）的重新模拟表明，热不稳定性形成片，然后是细丝，最后是团块。长丝的宽度随时间增加，在一种特定情况下从0.26 pc增加到0.56 pc。此后，大小约为5 pc的团块在细丝的交叉处生长。利用FellWalker算法寻找引力势的极小值，发现了21个性质与分子云相似的团簇。并非所有这些都是引力束缚的，但流动的收敛性质和中心密度的增加表明它们很可能形成恒星。对质量最大的团块的进一步模拟显示，引力坍缩的密度大于10 ^6 cm^{-3}。这些结果提供了现实的初始条件，可用于研究反馈在个别团块，相互作用的团块和整个分子云复合物。
2019-03-12 astro-ph.GA
Galaxy interactions in filaments and sheets: insights from EAGLE simulations
本研究利用EAGLE模拟发现丝状结构中近距离星系对更蓝且恒星形成率更高，远距离则相反，并归因于星系对的排列，验证了观测结果，展示了流体动力学模拟在宇宙网星系研究中的价值。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy interactions in filaments and sheets: effects of the large-scale structures versus the local density
已知主要的相互作用会触发星系中的恒星形成并改变它们的颜色。我们利用SDSS数据研究了丝状体和片状体中的主要相互作用，以了解大尺度环境对星系相互作用的影响。我们使用局部维度识别细丝和薄片中的星系，并找到位于这些环境中的主要对。恒星的形成率和颜色的相互作用的星系作为一个功能的对分离分别分析在丝和片。对覆盖不同幅度范围的三个体积有限的样品重复分析。主要对居住在灯丝显示出显着更高的恒星形成率（SFR）和蓝色比那些居住在片上的预测对分离的$\sim 50$千秒差距。我们观察到一个完全逆转的这种行为的SFR和颜色的星系对有一个投影分离大于50千秒差距。一些早期的研究报告说，星系对与暗条轴对齐。这种排列内部的细丝表明各向异性吸积，可能会导致这些差异。我们在较亮的星系样本中没有观察到这些趋势。来自较亮星系样本的成对的细丝和薄片追踪了这些环境中相对密集的区域。在较亮的样品中没有这些趋势可以解释为局部密度对大尺度环境影响的主导作用。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck intermediate results. XXXIII. Signature of the magnetic field geometry of interstellar filaments in dust polarization maps
普朗克在353 GHz的观测提供了第一个完全采样的星际细丝及其背景的偏振尘埃辐射图。极化数据提供了对它们的磁场（B）结构的了解。我们给出了附近三个中等柱密度（NH~ 10^22 cm ^-2）的恒星形成暗条的偏振图：Musca、B211和L1506。我们使用的空间信息，以分离斯托克斯I，Q，和U的灯丝从他们的背景，一个必要的步骤来测量的内在偏振分数（p）和角度（psi）的每个发射组件。我们发现，在三个灯丝（psi_fil）的偏振角是相干的沿其长度，而不是在其背景（psi_bg）相同。对于Musca、B211和L1506，psi_fil和psi_bg之间的差异分别为12度、6度和54度。Musca和L1506的这些差异大于psi的分散，无论是沿着细丝还是在它们的背景中。所观察到的psi的变化是B场的天空平面（POS）投影方向变化的直接证据。与以前的研究一样，我们发现NH使p降低了几个百分点。我们表明，p的下降不能解释为随机波动的方向B内的细丝，因为它们太小（sigma_psi<10度）。我们认识到尘埃排列效率和结构之间的简并性B在引起p的变化，但我们认为，从背景的灯丝的p的减少部分原因是与B的三维结构相关的去极化：它的方向在POS和相对于POS。我们无法解析暗条的内部结构，但在普朗克能达到的最小尺度（~0.2pc）下，观测到的psi和p的变化包含了暗条内B场结构的信息。
2015-07-01 astro-ph.GA
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
The spin and orientation of dark matter halos within cosmic filaments
团簇、细丝、片层和空洞是宇宙网的基石。在这项研究中，我们提出并比较了两种不同的算法来寻找宇宙细丝和片，这是一项远不如暗物质晕或空洞的识别那么完善的任务。一种是基于平滑的暗物质密度场，另一种是直接利用晕分布。我们将这两种技术应用到一个高分辨率的N体模拟中，重建了暗物质密度场的网状/片状网络。我们专注于调查这些结构内的暗物质晕的属性，特别是它们的自旋方向和它们的形状相对于细丝和薄片的方向的取向。我们发现质量小于等于10^{13} M_sun/h的磁晕的自旋和长轴都优先与暗条的方向一致。磁层中晕的自旋和长轴倾向于平行于磁层。自旋（负）和长（正）轴的取向强度存在相反的质量依赖性，即随着晕质量的增加，长轴倾向于更强地与细丝的方向取向，而晕自旋和细丝之间的取向随着晕质量的增加而变得更弱。作为到最大节点晕距离的函数的排列强度表明存在过境大规模环境影响：从细丝的2-D塌陷阶段到小间距处的簇/节点晕的3-D塌陷阶段。总的来说，这两种算法的长丝/片材识别研究这里同意彼此。仅以晕为基础的方法很容易适用于观测数据集。
2009-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shattering of Cosmic Sheets due to Thermal Instabilities: a Formation Channel for Metal-Free Lyman Limit Systems
我们提出了一个新的宇宙学放大模拟，其中放大区域由两个维里质量为Mv ~ 5 × 10 ^{12} M_{sun}的晕和一个连接它们的~Mpc长宇宙细丝组成。利用这个模拟，我们研究了星系际介质的演化，在这两个晕之间的前所未有的分辨率。在5>z>3时，发现这两个晕位于一个大的星系际片或“薄饼”中，它由多个共面的致密细丝组成，几乎所有M_v> 10 ^9 M_{sun}的晕都位于该星系际片上。这一层在z~5处坍缩，来自两个较小层的合并。这次合并产生的强烈冲击导致了冲击后区域的热不稳定性，并导致了片层的破碎，导致了<~kpc尺度的云，温度T>~ 2x 10 ^4 K，密度n>~10^{-3}cm^{-3}，这些云被压力限制在温度T~ 10 ^6 K，密度n>~10^{-5}cm^{-3}的热介质中。当从正面看时，这些冷云的中性氢柱密度N_{HI} >10^{17.2}cm^{-2}，使它们可以被探测为莱曼极限系统，尽管它们完全位于任何晕的维里半径之外，甚至完全位于致密细丝之外。它们的化学成分是原始的，金属性为零，与最近观察到的几个系统相似。由于这些系统的形成远离任何星系，这些结果是强大的星系形成物理学，纯粹从大尺度结构的崩溃和辐射冷却，提供足够的空间分辨率是可用的。
2019-06-25 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
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG - I: Gas in Knots, Filaments, Sheets and Voids
我们分析的IllustrisTNG模拟研究的质量，体积分数和相位分布的气体重子嵌入在结，丝，片和空隙的宇宙网络从红移$z=8$红移$z=0$。我们发现，长丝主机更多的恒星形成的气体比结，长丝也有较高的相对质量分数的气体在这一阶段比结。我们还证明了冷弥散星系际介质（IGM; $T<10^5 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H}<10^{-4}(1+z) \, {\rm cm^{-3}}$）和温热星系际介质（WHIM; $ 10^5 \, {\rm K} <T<10^7 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H} <10^{-4}(1+z)\, {\rm cm^{-3}}$）分别构成了红移为$z=0$的重子的$\sim 39\%$和$\sim 46\%$.我们的结果表明，WHIM可能构成了最大的水库{ \it失踪}重子在红移$z=0$。使用我们的宇宙网络分类，我们预测的WHIM是占主导地位的重子质量贡献的细丝和结在红移$z=0$，但不是在片和空洞的冷，弥漫IGM占主导地位。我们还研究了WHIM和IGM从红移$z=4$到红移$z=0$的演化过程，发现从红移$z=0$到$z=1$，WHIM在细丝和结中的质量分数仅以一个因子$\sim 2$演化，但在更高的红移处下降得更快。WHIM只占据红移为$0\leq z \leq 1$的体积的$4-11\%$。我们预测宇宙细丝中存在大量目…
2019-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Infall onto Molecular Filaments II. Externally Pressurized Cylinders
在Fischera & Martin（2012 a）和Heitsch（2013）的扩展中，讨论了外部加压的流体静力细丝的演变的两个方面。(a)气体在这种细丝上的自由落体吸积将导致细丝参数（特别是半高宽-柱密度关系）与Arzoumanian等人（2011）的观察结果不一致，除了两种情况：对于低质量，等温细丝，Fischera和Martin（2012 b）的分析中发现一致。磁化的情况下，磁场与密度的比例弱为$B\propto n^{1/2}$，也重现观察到的参数。(b)实际上，细丝不仅会嵌入非零压力的气体中，而且也会嵌入非零密度的气体中。因此，探索了片嵌入长丝的外观。生成一个网格的细丝模型，并将所得的柱密度比和剖面形状与观测结果进行比较，表明三维细丝剖面本质上比等温更平坦，超出了投影和演化效应。
2013-08-26 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
Classification of Filament Formation Mechanisms in Magnetized Molecular Clouds
最近对分子云的观测表明，致密的细丝是现今恒星形成的场所。因此，有必要了解细丝的形成过程，因为这些细丝提供了恒星形成的初始条件。理论研究表明，分子云中的冲击波触发了细丝的形成。由于已经提出了几种不同的机制，长丝的形成，所观察到的星形形成长丝的形成机制需要澄清。在本研究中，我们进行了一系列的等温磁流体动力学模拟细丝的形成。我们专注于冲击波速度和湍流的形成机制的影响，并确定了三种不同的机制的细丝的形成。结果表明，当激波速度vsh = 7 km/s时，在激波速度较快的情况下，无论有无湍流和自引力存在，弯曲激波驱动的气流都形成了丝状体。然而，在低速激波速度v_sh = 2.5 km/s时，初始湍流中的压缩流分量诱导细丝形成。当激波速度和湍流都很低时，激波压缩的薄片中的自重力对于细丝的形成变得很重要。此外，我们分析了细丝的线质量分布，并表明强冲击波可以在短时间内自然地产生高线质量细丝，例如在大质量恒星形成区域中观察到的细丝。我们得出结论，主导的细丝形成模式的变化与冲击波的速度触发细丝的形成。
2021-08-13 astro-ph.GA
Molecular filament formation and filament-cloud interaction: Hints from Nobeyama 45m telescope observations
我们提出Nobeyama 45米望远镜C18 O，13 CO和12 CO（1-0）映射观测到的金牛座分子云中的星际灯丝。我们研究了沿暗条及其周围母云中的气体速度结构。在光学薄的C18 O辐射中，暗条被探测到是一个单一的速度分量，长约1 pc，宽约0.06pc。C18 O的排放追踪到了密度大于~5x10^21 cm-2的尘柱。视线（LOS）速度沿灯丝波峰波动，平均振幅约为0.2 km/s。13 CO和12 CO积分强度图显示了细长细丝周围的空间扩展发射。我们确定了三个扩展结构的LOS速度红移和蓝移相对于平均速度的灯丝中确定的C18 O。结合分析速度积分通道图和强度变化的光学厚12 CO光谱上和关闭的灯丝，我们提出了一个三维结构的云周围的灯丝。我们进一步提出了一个多相互作用的情况下，片状的扩展结构相互作用，在空间和时间，与灯丝，并负责其压缩和/或中断，在恒星形成历史的灯丝发挥了重要作用。我们还发现，朝向同一个场，一个非常微弱的细丝显示出与Inoue等人提出的细丝形成过程兼容的速度场。（2017），其中细丝是由于星际冲击压缩引起的环境磁场结构弯曲产生的物质流的会聚而形成的。
2018-07-24 astro-ph.GA
Do model emission line galaxies live in filaments at z~1?
目前和未来的宇宙学调查的目标是恒星形成星系在$z\sim 1$与星云发射线。本文利用一个最新的星系形成和演化的半解析模型来探讨恒星形成的发射线星系（ELG）的大尺度环境。选择示范性的学习指导小组，以便能够直接与DEEP 2、VVDS、eBOSS-SGC和DESI调查进行比较。利用速度-剪切-张量和潮汐-张量算法对ELG的大尺度环境进行了分类。一半的ELG模型生活在细丝中，大约三分之一生活在薄片中。模型ELG驻留在结有最大的卫星分数。我们发现，模型ELG的平均晕占据分布的形状变化很大，为不同的大尺度环境。为了解释我们的研究结果，我们还研究了固定数量密度样本的ELG和星系选择使用更简单的标准，单一削减恒星质量，恒星形成率和[OII]光度。固定数密度ELG选择产生接近L[OII]的样本，而SFR选择的样本用于$10^{-4.2}h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$以上的密度。ELG与恒星质量的额外削减适用于固定其数密度，目前的差异片和结相对于其他样品。ELG、SFR和L[OII]等数密度选择的样品具有相似的大尺度偏差，但它们在$1h^{-1}$ Mpc分离下的聚类是不同的。
2020-08-14 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. I. Spherical clouds in uniform magnetic fields
丝状结构在星际介质中普遍存在，但其形成、内部结构和寿命尚未得到详细研究。我们报告的结果，从一个全面的数值研究，调查的特点，形成和演变的细丝所产生的超音速风和密集的云之间的磁流体动力学相互作用。在这里，我们利用更清晰的密度对比和更高的数值分辨率，以前的模拟改进。通过跟踪多密度示踪剂，我们发现，在云的信封中的材料被删除，并沉积下游形成对流的尾巴，而云的核心作为脚点和这些尾巴的后期外层。展弦比>12，亚音速的风速分散~0.1-0.3，和磁场放大~100被认为是这些细丝的特征。我们还报告了不同的磁场强度和方向的影响。磁场强度调节涡量的产生：在非磁性环境中会出现弯曲的涡旋塔，而强磁场会抑制边界层的小尺度扰动，使尾部湍流减少。与流动方向对齐的磁场分量有利于在尾部内部形成压力限制的通量绳，而横向分量倾向于形成电流片。将状态方程软化到近等温，可以抑制动力学不稳定性，并进一步准直尾部。在演化的最后阶段，我们发现小的云团和扭曲的细丝在云的破碎中幸存下来，并被风夹带，达到风速的0.1。
2015-10-19 astro-ph.GA
Probing accretion of ambient cloud material into the Taurus B211/B213 filament
赫歇尔观测强调了分子细丝在恒星形成中的作用。然而，这些细丝的起源和演化还没有得到很好的理解，部分原因是缺乏运动学信息。为了检验B211/B213暗条是否由于其引力势而吸积背景气体，我们制作了一个玩具吸积模型，并将其预测与12 CO（1- 0）和13 CO（1- 0）速度模式进行了比较。我们还研究了Halalpha，857 GHz的连续，HI发射的空间分布，寻找大规模的外部效应的证据。假设气体密度与13 CO临界密度相同，我们估计B211/B213暗条周围的云深度为0.3--0.7秒差距。与天空平面中>10 pc的线性范围相比，这表明云的3D形态是片状的。垂直于暗条轴的12 CO和13 CO PV图表明，B211/B213周围气体的发射分别向暗条的东北方向红移和向西南方向蓝移，并且当视线接近暗条波峰时，这两个分量的速度都接近暗条的速度。由我们的吸积模型预测的PV图与观测到的12 CO和13 CO PV图吻合得很好，支持Palmeirim等人提出的质量吸积到暗条中的情景。对金牛座-加利福尼亚州-英仙座地区的H α和857 GHz发射分布的检查表明，B211/B213灯丝可能是由Per OB 2缔合产生的膨胀超壳层形成的。基于这些结果，我们提出了一个方案，其中的B211/B213灯丝最初形成的HI气体的大规模压缩，然后现在正在增长的质量，由于周围的云分子气体的引力吸积。
2018-11-15 astro-ph.GA
An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud II: An early stage of high-mass star formation embedded at colliding clouds in N159W-South
我们对大麦云云N159 W南区域的对流分子云进行了ALMA CO同位素和1.3 mm连续谱观测，角分辨率为$\sim$ 0 ~（-25）（$\sim$ 0.07 pc）。虽然以前的低分辨率（$\sim$ 1”）ALMA观测表明，在$^{13}$ CO中存在一个高质量的原恒星天体，其长度尺度为$\sim$ 10 pc，空间分辨观测特别是对由1.3 mm连续辐射追踪的最高柱密度部分N159 W-South团块，显示了复杂的中枢神经系统结构。我们还发现，有多个原恒星源与双极流出沿大质量的灯丝。大质量暗条/原恒星周围的$^{13}$ CO发射的红移/蓝移分量具有互补分布，这被认为是云-云碰撞的可能证据。我们提出了一个新的方案，其中的超音速碰撞气流触发形成的大规模的灯丝和原恒星。这是对Fukui等人早期云-云碰撞情景的修改，假设这两个对流云发生在大质量恒星形成之前。最近Inoue等人对碰撞分子流中冲击压缩的理论研究表明，具有枢纽结构的细丝的形成是碰撞的常见结果，为目前的情况提供了支持。该理论认为，细丝是在冲击压缩的片状层中形成的致密部分，类似于$"$一把有刺的雨伞。$"$
2019-12-20 astro-ph.GA
MHD simulation of the formation of clumps and filaments in quiescent diffuse medium by thermal instability
我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行理想化的三维MHD模拟的形成cluderous和constentary结构中的热不稳定介质中没有湍流。一个稳定的热不稳定的球形扩散原子云的密度均匀的压力平衡与低密度的环境中播种的随机密度变化，并允许发展。穿过云的磁场强度的范围已经被探索，从β =0.1到β =1.0到零磁场的情况（β =无穷大），其中β是热压力与磁压力的比率。一旦密度不均匀性发展到重力开始变得重要的程度，自重力就被引入到模拟中。在没有磁场的情况下，云和团块在云内形成，其纵横比大约为1，而在存在相对强的场（β =0.1）的情况下，这些云和团块变成细丝，然后演变成主要垂直于磁场的相互连接的波纹片。当磁压力和热压力相等（β =1.0）时，就会形成细丝、云和团块。在任何特定的时刻，3D结构在平行于磁场的平面上的投影，即垂直于磁场的视线，类似于无定形分子云的外观。细丝的密度、宽度、速度色散和温度与分子云中观察到的相似。相比之下，在强场β =0.1的情况下，沿着平行于磁场的视线的3D结构的投影揭示了非常均匀的结构。
2016-03-08 astro-ph.GA
Cosmic-web quenching with DESI DR1: T-Web environments and mass-dependent red/blue classification
Escuela de Física y Matemáticas del Instituto Politécnico Nacional（国立理工学院物理与数学学院）；Departamento de Física, Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del Instituto Politécnico Nacional（国立理工学院高级研究中心物理系）；Tecnologico de Monterrey, Escuela de Ingeniería y Ciencias（蒙特雷科技大学工程与科学学院）
本文利用DESI DR1数据研究宇宙网环境对三种不同巡天样本颜色依赖性的影响，发现质量依赖的Otsu方法能有效区分红蓝星系，环境对淬火有系统性调节作用，尤其在密集的 knots 和低质量星系中最为显著。
2026-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Local Group in the cosmic web
我们利用$Λ$ CDM宇宙学中的一个宇宙学模拟来探索围绕类本振群对的宇宙网的特征。我们使用海森的引力势分类区域的尺度为$\sim 2$ Mpc的峰，片，丝或空。LG对应物的样本由两个晕对样本表示。第一个是一个一般的样本组成的对具有相似的质量和隔离标准观察的LG。第二个是一个子集，如相对对速度和分离的额外观察到的运动学约束。我们发现，在LG样品中的所有约束是：（i）位于长丝和片，（ii）位于局部过密度$0<δ<2$，网络椭圆度$0.1<e<1.0$和长轴度$-0.4<p<0.4$的一个狭窄的范围内的Precursor对。(iii)与宇宙网紧密相连。排列是这样的，对轨道角动量往往是垂直于最小的潮汐本征向量，$\hat{e}_3$，它位于沿丝方向或片平面。对于连接两个晕的矢量和矢量$\hat{e}_3$，存在更强的比对。此外，我们没有找到一个强大的相关性，每个光环的自旋对宇宙网。所有这些趋势在很大程度上都是从一般样品上LG总质量的选择中得到的。应用到观察到的LG，有一个潜在的冲突之间的路线的不同平面的卫星和卫星吸积沿长丝的数字证据;定义的方向由$\hat{e}_3$。这突出了在$Λ$ CDM提供的宇宙学背景下，实现LG在宇宙网中的位置的精确表征的相关性。
2014-11-28 astro-ph.CO 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
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
Polarization power spectra and dust cloud morphology
在CMB偏振及其银河系前景的研究框架内，热尘埃偏振图的角功率谱揭示了一个有趣的E/B不对称性和正TE相关。在对这些观测结果的解释研究中，磁化ISM尘埃云仅被视为非线性结构;然而，片状形状也得到了观测和理论证据的支持。在这项工作中，我们研究了云的形状和连接到本地磁场的热尘埃偏振图的角功率谱的影响。利用$Asterion$软件模拟了真实的类云和片状星际云，并生成了它们的热尘埃偏振辐射的合成图。我们计算了它们在多极区$\ell \in [100,500]$的偏振功率谱，并通过$R_{EB}$比和T模与E模之间的相关系数$r^{TE}$来量化E/B功率不对称性。我们量化的依赖关系的$R_{EB}$和$r^{TE}$值上的偏移角（最长的云轴和磁场之间）和倾斜角（视线和磁场之间）的云形状嵌入在一个规则或湍流磁场。我们发现，这两个云的形状覆盖相同的区域的（$R_{EB}$，$r^{TE}$）参数空间。尽管片状结构通常表现出更大的散射，但这两种形状对倾斜角和偏移角的依赖性是相似的。除了已知的依赖于偏移角，我们发现一个强烈的依赖于$R_{EB}$和$r^{TE}$的倾斜角。层状和片状结构可能导致具有相似（$R_{EB}$，$r^{TE}$）值的偏振功率谱的事实使它们的解释复杂化。在未来的分析中，这种简并性应该被解释为与磁场几何形状的联系。
2022-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-gravitating Filament Formation from Shocked Flows: Velocity Gradients across Filaments
在恒星形成云的典型环境中，会聚的超音速湍流会产生激波压缩区域，并可以产生强磁化的片状层。MHD数值模拟表明，在这些激波后层中，通过沿磁场线聚集物质，形成了致密的细丝和嵌入的自引力核。作为优选方向质量收集的结果，垂直于细丝长轴的速度梯度是模拟中看到的常见特征。我们表明，这一预测是在良好的协议与最近的观察CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy），从中我们确定了几个长丝突出的速度梯度垂直于其主轴。突出的灯丝从西北部的Serpens南，我们提供了定性和定量的模拟结果和观测数据之间的比较。特别是，我们表明，无量纲比$C_v \equiv {Δv_h}^2/(GM/L)$，其中$Δv_h$是所观察到的垂直速度差的一半，在整个灯丝，和$M/L$是灯丝的质量每单位长度，可以区分灯丝形成纯粹由于湍流压缩和那些形成由于重力引起的吸积。我们的结论是，在巨蛇座南西北灯丝观察到的垂直速度梯度，可以由重力引起的各向异性吸积的材料从一个平坦的层。使用我们模拟的细丝的合成观察，我们还提出密度选择效应可以解释观察到的亚细丝（一个细丝在速度空间中分解为两个分量），如Dhabal等人（2018）所报道的那样。
2020-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy quenching across the Cosmic Web: disentangling mass and environment with SDSS DR18
Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学）
研究利用SDSS DR18数据，探讨宇宙网环境对星系淬火的影响，发现淬火分数随质量增加而上升，环境密度越高淬火效率越高，高质量星系在不同环境中表现出不同的演化路径。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filament Fragmentation in High-Mass Star Formation
目的：我们解决了长丝形成和破碎的长度尺度（res. <=0.1pc），特别是牛仔裤长度和圆柱体破碎尺度。研究方法：我们用3.2mm连续谱和1-0视场镶嵌图观测了原型的高质量恒星形成暗条IRDC 18223，空间分辨率为~ 4“（~ 14000 AU）。结果：尘埃连续辐射将灯丝分解成至少12个相对规则间隔的核的链。岩芯之间的平均间隔约为0.40（± 0.18）pc。虽然这与无限的、等温的、重力束缚的气体圆柱体的碎裂大致一致，但是M/l~1000M_sun/pc的高质量-长度比需要额外的湍流和/或磁性支撑来抵抗细丝的径向塌陷。N_2H ~+（1-0）数据揭示了垂直于主丝的速度梯度。虽然不能排除灯丝的旋转，但数据也与主灯丝由几个速度相干的子灯丝组成一致。此外，这种垂直于灯丝的速度梯度类似于最近的结果，对巨蛇座南部被解释为在磁化和湍流片状结构内的灯丝形成的签名。低密度气体示踪剂（[CI]和C18 O）在IRDC 18223暗条东西60“附近的尺度上揭示了类似的红/蓝移速度结构。这可能暂时被解释为一个签名的大规模云和较小规模的灯丝被运动学耦合。我们没有发现沿灯丝轴的速度梯度。这可能是由于没有显著的气体沿着平行轴流动，但也可能部分地由灯丝相对于天空平面的低倾斜角引起，这可以使这种特征最小化。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Cosmic Web with Fast Radio Bursts. I. Scattering
Racah Institute of Physics, The Hebrew University（拉卡物理研究所，希伯来大学）；Astrophysics Research Center of the Open University (ARCO), The Open University of Israel（开放大学天体物理研究中心（ARCO），以色列开放大学）；Department of Natural Sciences, The Open University of Israel（自然科学系，以色列开放大学）；Department of Physics, The George Washington University（物理系，乔治华盛顿大学）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（物理系，加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究宇宙网结构中多相气体的形成及其对快速射电暴传播的影响，通过散射特征探测宇宙网中的气体分布和性质。
2026-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
