The Herschel View of 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。这种情况下提供了新的见解恒星形成的效率，恒星质量的起源，以及星系中恒星形成的全球速率。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。
2013-09-30 astro-ph.GA
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
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
Two Mass Distributions in the L 1641 Molecular Clouds: The Herschel connection of Dense Cores and Filaments in Orion A
我们给出猎户座A中L1641分子云的赫歇尔古尔德带巡天图。我们提取了该区域的细丝和致密核心。我们确定了哪些致密源是原始或前恒星，并研究了它们与已确定的细丝的关系。我们发现，虽然大多数（71%）的前恒星源位于灯丝上，仍然有一个显着的比例与这种结构的源不相关。我们发现，这两个人口（上和下确定的细丝）有明显不同的质量分布。暗条上源的质量分布在4个太阳质量时达到峰值，并在更高质量时驱动CMF的形状，我们用dN/dlogM \propto M ^{-1.4 +/-0.4}的幂律形式拟合。另一方面，远离暗条的源的质量分布在0.8太阳质量处达到峰值，并导致CMF在质量低于~4太阳质量时变平。我们假设，这种质量分布之间的差异是由于更高比例的气体，可在细丝，而不是在弥漫的云。
2013-10-05 astro-ph.GA
The Pipe Nebula as seen with Herschel: Formation of filamentary structures by large-scale compression ?
越来越多的证据表明，星际云中丝状体的形成是恒星形成过程的关键组成部分。在本文中，我们提出了新的赫歇尔PACS和SPIRE观测的B59和茎地区的烟斗星云复杂，揭示了丰富的，有组织的网络的细丝。观测到的几个暗条的不对称柱密度分布，以及B59的弓形边缘，表明烟斗星云正从其西侧被压缩，最有可能是被附近的Sco OB2星协的风压缩。我们认为，这种压缩流有助于形成一些观察到的沉积结构。在整个管道复合体中唯一显示恒星形成活动的区域B59中，相同的压缩流可能增强了团块的初始柱密度，使其变得全球引力不稳定。虽然更具推测性，但我们认为引力也是形成B59中观察到的会聚引力模式的原因。虽然大规模压缩和重力的相对影响问题在B59中仍然没有解决，但大规模压缩似乎是复合体其余部分中初始形成沉积结构的合理机制
2012-03-15 astro-ph.GA
A Herschel study of G214.5-1.8: a young, cold and quiescent giant molecular filament on the shell of a HI superbubble
本文利用Herschel观测数据对银河系外巨分子丝G214.5-1.8（G214.5）进行了分析。我们发现G214.5的质量为16，000 M $\sim$，但只有15个潜在的原恒星70 $μ$ m源，与巨蛇座和Mon R2等同等质量的云相比，它非常安静。我们发现，G214.5有一个独特的形态，由一个狭窄的“主灯丝”运行南北和垂直的“头”结构运行东西。我们确定了33个不同的大质量团块的柱密度图，其中8个是原恒星。然而，恒星形成活动并不是均匀地分布在G214.5上，而是主要位于主暗条中。以类似于以前工作的方式研究主灯丝，我们发现G214.5最像是一个“骨头”候选GMF，高度细长和巨大，但它比任何这样的GMF更冷，更窄。它也由于其高柱密度气体的低分数而显著不同。研究径向轮廓，我们发现G214.5是高度不对称的，类似于已知被外部压缩的细丝。考虑到它所处的环境，我们发现G214.5在空间和运动学上与HI超泡是一致的。我们讨论了如何G214.5和超级气泡之间的潜在相互作用可能解释G214.5的形态，不对称性和，缺乏致密气体和恒星形成活动，突出了交叉的泡沫驱动的星际介质范式与灯丝范式的恒星形成。
2022-11-04 astro-ph.GA
The spine of the swan: A Herschel study of the DR21 ridge and filaments in Cygnus X
为了解释大质量恒星形成的云结构，我们提出了DR 21环境的Herschel观测。尘埃柱密度和尘埃温度的地图揭示了DR 21脊和几个相连的丝状体的结构。在2.3 pc ^2的区域内，脊的柱密度大于1 e23/cm ^2。它显示了亚结构柱密度分布，并在北部分支成两个主要的细丝。在研究的灯丝的质量范围在130和1400 Msun之间，而在脊的质量是15000 Msun。由先前的分子线研究表明，这些丝状物在DR 21脊上的增生，可以提供一个连续的质量流入脊。与在例如，在金牛座地区，这些细丝是重力不稳定的，形成核心和原恒星。这些在细丝中形成的芯潜在地落入脊中。核心的流入和碰撞对于驱动观测到的大质量恒星形成都很重要。星尘温度的下降可以追溯到从南分支的DR 21到北分支的恒星形成演化梯度。这一演变和洋脊结构可以用洋脊的两个主要分支首先在南部合并来解释。
2012-06-06 astro-ph.GA
From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt survey
我们总结了古尔德带调查的第一批结果，在赫歇尔的“科学演示阶段”期间向天鹰座裂谷和北极星耀斑地区获得。我们的70-500微米的图像在并行模式下拍摄的SPIRE和PACS相机揭示了丰富的纤维结构，以及许多密集的核心嵌入在灯丝。在天鹰座区域可以识别出约350 ~ 500颗星前核和约45-60颗0级原恒星，而在北极星区域则可以观察到~未束缚的无星核和无原恒星。天鹰座星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）有很强的相似性，这已经证实了CMF和IMF之间的密切联系，其统计数据比以前的研究要好得多。比较和对比我们在天鹰座和北极星的赫歇尔结果，我们提出了一个观察驱动的核心形成的情况下，根据该复杂的网络的长，细丝形成的分子云内，然后dennial丝碎片成一些星前核心通过引力不稳定性。
2010-05-25 astro-ph.GA
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
Herschel view of the Taurus B211/3 filament and striations: Evidence of filamentary growth?
我们目前的第一个结果，从赫歇尔古尔德带调查的B211/L1495地区的金牛座分子云。由于其高灵敏度和动态范围，赫歇尔图像以前所未有的细节揭示了致密的恒星形成细丝B211的结构，以及垂直于细丝的条纹的存在，并且通常沿着光学偏振矢量追踪的磁场方向取向。根据由Herschel数据得到的尘埃柱密度和尘埃温度图，我们发现B211暗条的径向密度分布在大半径处接近幂律行为ρ { \propto } r^（-2.0{ \pm }0.4），而温度分布在小半径处表现出明显的下降。观测到的B211细丝的密度和温度分布与一个圆柱形细丝的理论模型非常一致，该模型具有多方状态方程：P { \propto } ρ^γ和T { \propto } ρ^（γ-1），其中γ=0.97{ \pm }0.01<1（即不是严格等温的）。柱密度图的形态，其中一些垂直条纹显然连接到B211灯丝，进一步表明材料可能沿着条纹吸积到主灯丝上。在这张图片中，预计下落物质的典型速度为~0.5-1 km/s，这与先前CO观测的现有运动学约束一致。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterising the high-mass star forming filament G351.776--0.527 with Herschel and APEX dust continuum and gas observations
G351.776-0.527是银河系内面中质量最大、距离最近和最年轻的暗条之一，因此它是研究大规模致密气体运动学和质量补充的理想实验室。在本文中，我们提出了远红外（FIR）和亚毫米波长连续观测结合光谱C $^{18}$ O（2-1）的数据的整个区域，以研究其温度，质量分布和运动学。该结构由纵横比为$\sim 23$的主伸长区域组成，该主伸长区域与辅助结构的网络相关联。主灯丝具有0.2pc的显著恒定宽度。网络（包括主纤维）的总质量为$\geq 2600$ M $_\odot$，而我们估计主结构的质量为$\sim 2000$ M $_\odot$。因此，该网络含有大量的气体和尘埃，这些气体和尘埃仍然可以积聚在主体结构上。从气体运动学的分析，我们检测到两个速度分量在北部的主灯丝。这些数据还揭示了速度振荡在C $^{18}$ O沿脊柱在主丝和至少一个分支。将该区域看作一个单一的结构，我们发现它在全局上接近维里平衡，表明整个结构近似处于稳定状态。
2018-12-03 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
From filaments to clumps: filament properties with synthetic Herschel observations
Guangxi University（广西大学）；University of Oxford（牛津大学）
利用3D数值模拟的合成赫歇尔观测和FILFINDER算法，分析8832条纤维的物理性质及其与嵌入团块的关系，发现纤维承载了94%的团块和93%的恒星。
2026-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical analysis of the relative orientations between filaments and magnetic fields using Herschel and Planck data in star-forming regions
Université de Toulouse（图卢兹大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Institut UTINAM（UTINAM研究所）
通过赫歇尔和普朗克数据，使用FilDReaMS方法检测纤维并分析相对取向直方图，发现低柱密度纤维趋向平行于磁场，而高柱密度纤维趋向垂直于磁场，转变柱密度范围与先前研究一致。
2026-06-03 astro-ph.GA
Filaments and ridges in Vela C revealed by Herschel: from low-mass to high-mass star-forming sites
我们提出了第一个赫歇尔PACS和SPIRE结果船帆座C分子复合物在远红外和亚毫米制度在70，160，250，350，和500微米，跨越冷星前或原恒星核心的发射峰值。柱密度和多分辨率分析（MRA）区分船帆座C复杂成五个不同的子区域。每个次区域的柱密度和温度概率分布函数都有差异，特别是“中脊”和“南巢”次区域的概率分布函数形成鲜明对比。中央脊显示双峰温度PDF代表HII区域RCW 36周围的热气体和冷的邻近细丝，而南巢主要是冷的对流结构。中央脊的柱密度PDF比南巢平坦，具有高柱密度尾部，与通过大规模流动形成和自重调节一致。在小到中等规模的MRA表明，中央脊的浓度是南巢的两倍，而在更大的规模上，南巢中的气体的更大部分是由湍流比中央脊占主导地位。在船帆座C中，大质量恒星似乎优先形成在脊中，即，占优势的高柱密度细丝。
2011-08-03 astro-ph.GA
A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light. III. Modelling and comparison with Herschel sub-millimetre data
通过最近的赫歇尔观测，南冕云的北条现在已经被绘制成从1.2微米到870微米的多个波段。该数据集提供了一个很好的起点，研究云的密度超过几个数量级。我们希望检查来自尘埃消光，散射和排放的柱密度分布的差异，并确定在何种程度上的意见是一致的标准尘埃模型。从赫歇尔的数据，我们计算的列密度分布相比，相应的数据来自近红外区的背景恒星的变红，并从表面亮度归因于光散射。我们建立了三维辐射转移模型来描述辐射和散射。散射光跟踪A_V~ 1等的低柱密度比尘埃辐射更好，对A_V ~ 10-15等仍然有用。基于模型，消光和尘埃辐射水平与典型的漫射介质亚毫米尘埃辐射率惊人地一致。然而，散射光的强度是非常低的中心处的致密团块，这不能解释没有一个非常低的晶粒致密性。散射光和尘埃辐射都表明辐射场是各向异性的。尘埃辐射的模拟表明，辐射场强度至少是正常星际辐射场的三倍。消光、光散射和尘埃发射之间的相互比较对云结构、照明辐射场和颗粒特性提供了非常严格的约束。
2012-06-23 astro-ph.GA
$Herschel$ 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
A network of filaments detected by Herschel in the Serpens Core: A laboratory to test simulations of low-mass star formation
在恒星形成过程的早期阶段，丝状体是一个关键的结构。模拟结果表明，在岩心形成之前和形成过程中，通常会形成碎屑结构。目的。巨蛇座核心是一个理想的实验室，可以测试最先进的模拟湍流巨分子云的方法。我们使用赫歇尔观测巨蛇座核心计算温度和列密度图的区域。在Dale等人（2012年）的模拟中，我们选择了他们运行I的早期阶段，在恒星反馈开始之前，具有与Serpens核心相似的总质量和物理尺寸。我们也从模拟中获得温度和柱密度图。首先分析了所观察到的长丝的柱密度分布，包括然后掩蔽芯。对模拟也进行了同样的分析。在巨蛇座核心探测到一个放射状的丝状网络。分析的模拟显示出与观察到的结构惊人的形态相似。模拟的无芯丝的柱密度分布仅显示对数正态分布，而观察到的丝显示幂律尾部。如果只关注核心的柱密度分布，则幂律尾部在模拟中变得明显。相反，观察到的核心显示出平坦的分布。尽管模拟的和观察到的细丝主观上看起来很相似，但我们发现它们的行为方式非常不同。模拟的细丝是连续性占主导地位的区域，观察到的细丝是自引力结构，可能会分裂成核心。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
$Herschel$ 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
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
The Herschel view of the dense core population in the Ophiuchus molecular cloud
赫歇尔对古尔德带附近云层的观测支持了低质量恒星形成的范例，从分子细丝的产生开始，然后是细丝碎片，质量集中到自引力的星前核心。利用赫歇尔空间天文台独特的远红外和亚毫米连续成像能力，在70 $μm$到500 $μm$的五个波长上绘制了附近蛇夫座云（d = 139 pc）的地图，目的是提供该地区致密核心的完整普查，包括未结合的无星核心，结合的星前核心和原恒星核心。利用Herschel数据的高动态范围和多波长特性，我们使用多尺度分解算法getsources和getfilaments来识别云中密集核心和细丝的完整样本并研究它们的特性。蛇夫座复合体L1688和L1689的密质云由于其年轻天体（YSO）的空间分布而被间接描述为密质区，但已被证实是密质结构占主导地位。在L1688和L1689中观察到的星前核心和星状结构之间的紧密相关性支持了太阳型恒星形成主要发生在致密细丝中的观点。虽然复杂的子云显示差异，L1689在形成恒星方面的效率低于L1688，但考虑到它们的总质量预算，这两个子云在致密分子气体中的星前核心形成效率几乎相同。我们还发现了赫歇尔数据中的证据，一个显着的同心几何配置在L1688，这是占主导地位的三个弧形压缩前，并推测产生的冲击波事件从天蝎座OB2协会，包括邻近的大质量（O9 V）恒星$σ$天蝎座。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Resolving the Vela C ridge with P-ArTeMiS and Herschel
我们提出了APEX/P-ArTéMiS 450μm连续观测RCW 36和邻近的脊，一个高质量的高柱密度的附属结构在船帆座C分子云的中心。这些观测，在比赫歇尔的SPIRE相机更高的分辨率下，揭示了中央恒星形成脊的清晰碎片。结合PACS远红外和SPIRE亚毫米观测从Herschel HOBYS项目，我们建立了一个高分辨率的列密度映射与P-ArTéMiS的区域。我们提取了船帆座C脊的径向密度分布，其中心宽度约为0.1pc，与Herschel Gould带巡天中测量的低质量恒星形成细丝相一致。与古尔德带阿奎拉复合体的Serpens South直接比较，揭示了两个地区之间的许多相似之处。尽管船帆座C海脊和巨蛇座南灯丝可能有不同的形成机制和历史，但它们有着共同的特征，包括它们的灯丝中心宽度。
2012-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Different molecular filament widths as tracers of accretion onto filaments
我们探讨如何密集的灯丝宽度，当使用不同的分子种类测量，可能会改变作为一个结果的气体吸积向灯丝。当一个气体团落入暗条时，它将经历不同的密度、温度和消光值。这种环境变化的速率会对不同分子的丰度产生不同的影响。因此，快速形成的分子将比缓慢形成的分子更好地反映气体包裹所经历的局部物理条件。由于这些差异取决于各自的时间尺度如何比较，不同的分子分布应该反映环境变化的速度，即，朝着细丝的增长率。我们发现，从C2 H，CO，CN，CS和C3 H2的随时间变化的丰度测量的细丝宽度，是最敏感的这种效果，是那些分子也呈现较宽的细丝宽度。相反，N_2H ~+、NH_3、H_2CO、HNC和CH_3OH等分子对吸积不太敏感，呈现最窄的丝条宽度。我们建议，不同示踪剂的细丝宽度的比率可能是一个有用的工具来估计到细丝上的吸积率。
2022-03-30 astro-ph.GA
The widths of magnetised filaments in molecular clouds
细丝是分子云的普遍特征，似乎在组装物质形成恒星的过程中起着关键作用。观察到主导细丝在$\sim 0.1$ pc附近具有相当窄的宽度范围，并且优先垂直于局部磁场的方向排列。我们以前认为，所观察到的细丝宽度可以解释，如果细丝形成的收敛，温和的超音速流，导致大规模的湍流运动在母体分子云。在这里，我们证明，引入一个磁场垂直于灯丝长轴不会大大改变这一结论，只要质量流量比是超临界的。通过这种机制形成的超临界磁化细丝的宽度分布的峰值略高的值，是略宽，比非磁化细丝，但仍然再现的宽度分布的基本属性来自远红外观测的分子云。相比之下，亚临界细丝的宽度分布具有根本不同的形状，并且通常具有比观察到的宽度大得多的宽度。亚临界和超临界细丝都与观察到的细丝宽度和细丝表面密度之间缺乏相关性一致。
2022-03-08 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
Herschel's view of the large-scale structure in the Chamaeleon dark clouds
变色龙分子云复合体是最近的恒星形成地点之一，包含三个不同恒星形成历史的分子云，从静止（Cha III）到活跃的恒星形成（Cha II），以及到达恒星形成的终点（Cha I）。为了表征它的大尺度结构，我们使用来自Herschel Gould带巡天的PACS和SPIRE观测数据导出了柱密度和温度图，并应用了几种工具，如细丝追踪，功率谱，Δ方差和柱密度的概率分布函数（PDF），以导出物理性质。柱密度图揭示了三种云的不同形态外观，其中Cha I具有脊状结构，Cha II具有以团块为主的区域，Cha III具有复杂的对流网络。在这三个云团中，暗丝的宽度约为0.12 \pm 0.04 pc，暗丝在Cha I和II中被发现是引力不稳定的，但在Cha III中大多是亚临界的。在Cha I中，微弱的细丝（条纹）非常突出，显示出与大尺度磁场的优先排列。在低柱密度下，所有区域的PDF均呈对数正态分布。对于更高的密度，Cha I的PDF显示了一个扩展的更高密度分量的营业额指示，最终以幂律尾部。Cha II显示了一个幂律尾巴，具有重力特性的斜率。Cha III的PDF可以用单个对数正态最佳拟合。三个区域的湍流特性被发现是相似的，指向云受到大规模过程影响的场景。如果证明磁场可以有效地引导Cha I和可能的Cha II上的物质，但在静止的Cha III云上可能效率较低，那么它可能对Chamaeleon云中的恒星…
2014-04-25 astro-ph.GA
Far-infrared observations of a massive cluster forming in the Monoceros R2 filament hub
我们目前的远红外观测麒麟R2（一个巨大的分子云，距离约830 pc，包含几个活跃的恒星形成地点），如在70 μm，160 μm，250 μm，350 μm，和500 μm的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）和光谱和光度成像接收器（SPIRE）在赫歇尔空间天文台上安装了一台光学仪器，作为赫歇尔OB年轻恒星天体成像巡天（HOBYS）关键方案的一部分。Herschel数据得到了SCUBA-2号亚毫米波段数据以及WISE和Spitzer号中红外波段数据的补充。此外，C18 O数据从IRAM 30米望远镜，并用于运动学信息。源提取与getsources的地图，并从测量的通量，光谱能量分布的构建，允许源质量和尘埃温度的测量。在该区域探测到的177个赫歇尔源（在多个波长下具有高信噪比和低轴比的探测）中，包括原恒星和无星核心，其中29个位于该区域中心的行星中心（略高于观测面积的1%）。这些天体平均来说比周围区域的天体更小、更重、更亮（这表明它们处于进化的后期），这一结果不能完全用选择效应来解释。这些结果表明，中心可能在比外部区域更早的一点开始恒星形成，可能是由于早期恒星形成的反馈。此外，中心可能通过从周围的细丝中吸积物质来维持其恒星的形成。
2017-12-02 astro-ph.GA
The M16 molecular complex under the influence of NGC6611. Herschel's perspective of the heating effect on the Eagle Nebula
本文给出了HOBYS重点计划中鹰星云（M16）的Herschel远红外和亚毫米波段图像，使用PACS和SPIRE相机，在70μm，160μm，250μ m，350μm，500μ m5个波段拍摄。M16是创世之柱的所在地，它在很大程度上受到附近的NGC 6611大质量星团的影响。赫歇尔图像揭示了一个清晰的尘埃温度梯度，该梯度远离OB星系团雕刻的空腔中心。我们研究了NGC 6611对赫歇尔观测到的整个M16恒星形成复合体的加热效应，包括该区域的弥散云环境和致密的对流结构。此外，我们解释了M16的三维几何相对于星云，其周围的环境，和NGC 6611腔。尘埃温度和气柱密度图显示了一个突出的东向暗条，它远离大质量恒星形成中心区和NGC 6611星团，并从星团周围延伸出去。这些丝状体中的每一个的尘埃温度随着与NGC 6611星系团距离的增加而降低，表明在3 - 6个\times 10^{22} cm-2柱密度丝状体中，每个方向上的\sim 10 pc的加热穿透深度。我们发现，在高质量的恒星形成区域的OB集群的影响未来的恒星形成的网站的温度，修改的初始条件崩溃和影响的演化标准的原恒星从光谱能量分布。在这个地区看到的形态的起源可能的情况进行了讨论，包括西部相当于东部的灯丝，这是由创建的OB集群及其随后的风和辐射破坏。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Herschel Gould Belt Survey in Taurus. II: A census of dense cores and filaments in the TMC1 region
本文利用赫歇尔多波段连续谱数据对金牛座 TMC1 区域进行致密核与纤维状结构普查，提取了 35 条纤维状结构和 44 个前恒星核，并分析其柱密度 PDF、质量分布及磁场取向关系，发现前恒星 CMF 与标准 IMF 相当。
2024-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Clouds, filaments and protostars: the Herschel Hi-GAL Milky Way
我们提出了Hi-GAL调查科学演示阶段的第一个结果，Herschel关键项目将在5个波段中绘制银河系的内银河平面。我们概述了我们的数据简化策略，并在两个观察到的2° x 2°瓦片上展示了一些科学亮点，这两个瓦片大约以l=30°和l=59°为中心。这两个区域都非常丰富的强烈和高度结构化的扩展发射，显示出广泛的组织在细丝。可以为两个领域中的数百个对象构建源SED，并且可以提取物理参数，其中很大一部分可以估计距离。紧凑的来源（下面我们称之为“核”）的大部分与暗条有关，与暗条本身的局部束平均柱密度的关系表明，在l=59°场中，当A_V附近的阈值超过约为1时，似乎出现了核;对于l=30°的场，发现A_V值在5和10之间，这可能是由于源的相对较大的距离。这勾勒出一个令人兴奋的场景，弥漫的云首先坍缩成细丝，随后分裂成柱密度达到临界水平的核心。尽管核心的L/M比是远远超过了几个许多来源，我们发现核心的表面密度在0.03和0.5克cm-2之间。我们的结果是在很好的协议与最近的MHD数值模拟长丝形成的大规模收敛流。
2010-05-18 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
A Cool Dust Factory in the Crab Nebula: A Herschel Study of the Filaments
超新星是否是星系中尘埃的主要来源是一个长期的争论。我们目前的红外和亚毫米测光和光谱从赫歇尔空间天文台的蟹状星云之间的51和670微米的质量损失从进化的恒星计划的一部分。我们比较了与赫歇尔探测到的发射与多波长数据，包括毫米，无线电，中红外和存档光学图像。我们仔细地删除同步分量使用赫歇尔和普朗克通量在同一时期测量。使用赫歇尔光谱结合红外空间天文台档案数据删除线发射的贡献。碳，氧和氮的几个禁止线被检测到多个速度分量被解决，推断是从贫氮，富碳喷出物。在SPIRE波段中未检测到谱线;在PACS波段中，70和100微米处的谱线贡献为5%和10%，160微米处的谱线贡献可忽略不计。在减去同步辐射和线辐射后，剩余的远红外连续谱可以用两个尘埃成分来拟合。假设是标准的星际硅酸盐，温度较低的组分的质量是0.24（+0.32）（-0.08）Msolar，T = 28.1（+5.5）（-3.2）K。无定形碳颗粒需要0.11 +/- 0.01 Msolar的尘埃，T = 33.8（+2.3）（-1.8）K。对于硅酸盐和碳尘分别具有0.14Msolar和0.08Msolar的单一温度修改黑体提供了对光谱能量分布的远红外区域的充分拟合，但是在24-500微米处拟合较差。蟹状星云已经将大部分相关的难熔元素凝聚成尘埃，这表明在核心坍缩的超新星喷出物中形成尘埃是有效的。
2012-10-26 astro-ph.CO 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
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A possible link between the power spectrum of interstellar filaments and the origin of the prestellar core mass function
星前CMF的两个主要特征是：1）在1 Msun以下有一个宽峰，大概对应于平均引力碎裂标度; 2）一个特征性的幂律斜率，非常类似于高质量端恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率。虽然最近的赫歇尔观测表明，星前CMF的峰值接近临界细丝中的热金斯质量，但CMF/IMF在高质量端的幂律尾部的起源不太清楚。Inutsuka（2001）提出了一个理论方案，其中幂律尾的起源可以理解为星际湍流沿着细丝长轴播种的初始密度扰动谱的增长。在这里，我们报告的线质量波动的统计特性的细丝附近的分子云观察与赫歇尔使用1-D功率谱分析。在去除小尺度下束流卷积的影响后，用幂律函数$(P_{true}(s) \propto s^α)$拟合了观测到的灯丝功率谱。发现功率谱斜率的高斯分布集中在-1.6处，接近亚音速Kolomogorov湍流产生的一维速度功率谱（-1.67）。经验相关性，$P^{0.5}(s_0) \propto <N_{\rm H_2}>^{1.4 \pm 0.1} $，也被发现之间的振幅，每个灯丝功率谱$P(s_0)$和平均列密度沿灯丝$<N_{\rm H_2}>$。最后，发现沿着每个灯丝$σ_{\rm M_{line}}$的线质量波动的分散与灯丝的物理长度$L$成比例，大致为$σ_{M_{line}} \propto L^{0.7}$。总的来说，我们的研究结果是一致的建议，大部分CMF/I…
2015-09-06 astro-ph.GA
Ion-neutral friction and accretion-driven turbulence in self-gravitating filaments
最近的赫歇尔观测已经证实，细丝在分子云中是普遍存在的，并表明，无论柱密度如何，都有一个约为0.1 pc的特征宽度，其物理来源尚不清楚。我们开发了一个分析模型，可以应用到自引力吸积丝。它一方面基于暗条中心部分的维里平衡，另一方面基于暗条上的吸积和耗散所驱动的湍流之间的能量平衡。我们考虑两种耗散机制：湍流级联和离子-中性摩擦。我们的模型预测，灯丝内部的宽度几乎是独立的列密度和导致的值相媲美的观测推断，如果耗散是由于离子中性摩擦。相反，湍流耗散导致更大的结构，并显著依赖于柱密度。我们的模型提供了一个合理的物理解释，可以解释观察到的细丝宽度时，他们是自引力。它预测正确的顺序或大小，虽然受到一些不确定性的阻碍。
2013-10-12 astro-ph.GA
Dust Emissivity in the Star-Forming Filament OMC 2/3
我们提出了新的测量尘埃发射率指数，β，为大质量，恒星形成OMC 2/3灯丝。我们结合160-500微米的数据从赫歇尔与长波长的观测在2毫米和适合的光谱能量分布在一个~ 2 pc长，连续的部分OMC 2/3在15000 AU（0.08 pc）的分辨率。有了这些数据，我们测量β和重建同时过滤出的大规模发射在2毫米。我们实现了可变和固定值的β，发现β = 1.7 - 1.8提供了最佳的拟合在大多数OMC 2/3。这些β值与用过滤的Herschel数据进行的类似分析一致。因此，我们表明，来自空间过滤的发射图的β值同意与未过滤的数据在相同的分辨率的值。我们的结果与之前在OMC 2/3中测量的1.2 mm和3.3 mm数据之间的非常低的β值（~ 0.9）相矛盾，我们将其归因于3.3 mm观测中的通量升高。因此，我们没有发现证据或快速，广泛的尘埃颗粒生长在OMC 2/3。未来的研究与赫歇尔数据和互补的地面长波长数据可以应用我们的技术，以获得强大的确定β在附近的冷分子云。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of 90 GHz dust emissivity on molecular cloud and filament scales
绿岸望远镜上的MUSTANG 2仪器最近的观测显示，在25”（0.1 pc）尺度上，猎户座分子云（OMC）2/3灯丝中的尘埃光谱能量分布（SED）中有增强的长波长发射的证据。在这里，我们提出了一个测量的SED在较大的空间尺度（地图大小0.5-3度或3-20 pc），在略低的分辨率（120”，相当于0.25 pc在400 pc）使用的数据从赫歇尔卫星和阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）。然后，我们将120”规模的调查扩展到赫歇尔古尔德带巡天（HGBS）所涵盖的其他地区，特别是：猎户座A南部地区的密集细丝;猎户座B;和Serpens-S。我们的数据集总覆盖约10平方度，连续测光范围从160微米到3毫米。这些OMC 2/3数据显示在3 mm处的过量发射，尽管比在更高分辨率处看到的少（10.9%过量）。令人惊讶的是，我们发现，在我们所针对的其他灯丝中，增强甚至更强烈地存在，平均超过42.4%，并且30/46切片显示出与修改后的黑体至少4σ的不一致性。将此分析应用于其他目标区域，为未来的高分辨率分析奠定了基础。此外，我们还考虑了一个由普朗克结果驱动的双组分尘埃模型和一个无定形颗粒尘埃模型。虽然这两种方法都被提出来解释从一个通用的修改黑体（MBB）的发射偏差，我们发现，他们有显着的缺点，需要许多光谱点或缺乏实验数据的覆盖范围。
2022-07-14 astro-ph.GA
The CARMA-NRO Orion Survey: The filamentary structure as seen in C$^{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
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
Physical environment of massive star-forming region W42
我们提出了一个多波长的观测分析，从各种数据集和银河平面调查研究在W 42复杂的恒星形成过程。由于O 5-O 6型恒星在高度不均匀的介质中的电离反馈，W 42复合体的双极外观是明显的。VLT/NACO自适应光学K和L'图像（分辨率约为0”.2-0”.1）将该电离源分解为低于约5000 AU尺度的多个点状源。W 42分子云的位置角~15 °与H波段星光平均偏振角一致，而H波段星光平均偏振角与银河系磁场接近，表明银河系磁场对W 42分子云的演化有影响。Herschel亚毫米数据分析揭示了沿双极星云腰轴分布的三个团块，其峰值柱密度约为3-5 x10^{22} cm^{-2}，对应于AV ~32-53.5 mag. Herschel温度图描绘了W 42的温度梯度，揭示了20 K、25 K和30-36 K的区域。赫歇尔图显示了嵌入的暗条（长度约1-3 pc），它们似乎径向指向与O 5-O 6星相关的密度更高的团块，形成了一个中心暗条系统。在复合体中识别出512个候选年轻恒星天体（YSO），其中约40%存在于主要分布在分子云中的星团中，包括赫歇尔细丝。我们的数据表明，包括大质量恒星在内的YSO星团位于丝状体的交界处，类似于玫瑰分子云中所看到的。
2015-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Physical properties of the ambient medium and of dense cores in the Perseus star-forming region derived from Herschel Gould Belt Survey observations
本文分析了欧空局Herschel卫星从70 - 500 μ m波段拍摄的图像。我们首先构建了柱密度和尘埃温度图。接下来，我们确定了紧凑的核心在地图上，并使用修改后的黑体适合他们的SED的核心特征：我们确定了684无星核心，其中199个绑定和潜在的星前核心，和132个原恒星。我们还将赫歇尔发现的年轻恒星与GAIA源进行了匹配，以模拟英仙座云的距离变化。我们测量了整个云的赤经和赤经的线性梯度函数。从SED拟合，质量和温度的核心推导。核心质量函数可以用对数正态分布来模拟，峰值在0.82~ $M_\sun$，表明恒星形成效率为0.30。大质量尾翼可以用幂律斜率$\sim-2.32$来模拟，接近Salpeter值。我们还确定了英仙座的螺旋结构，证实恒星优先形成于细丝中。我们发现，大多数正在进行恒星形成的细丝是跨临界的，因为它们的线性质量低于16~ $M_\sun$ pc $^{-1}$的临界极限，超过这个极限，我们预计细丝会坍缩。我们找到了一个可能的解释这个结果，表明一个长丝的线性质量低至8~ $M_\sun$ pc $^{-1}$可以已经不稳定。我们证实了恒星形成效率与尘埃概率密度函数的斜率之间存在线性关系，与核心形成效率之间也存在类似的关系。我们得出的寿命为星前核心阶段的$1.69\pm0.52$ ~百万年英仙座，但不同地区有一个广泛的星前核心分数，暗示恒星形成最近才开始在一些团块。我们…
2020-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
