Are massive dense clumps truly sub-virial? A new analysis using Gould Belt ammonia data
对分子云内致密结构的动力学研究常常得出结论，质量最大的团块所含的动能太少，无法达到维里平衡，除非它们被磁化到一个意想不到的程度。这就提出了这样一种状态如何产生的问题，以及它如何持续足够长的时间来代表大规模团块的人口。为了重新审视这一结论的起源，我们使用绿岸氨调查的氨线数据和普朗克校准的赫歇尔尘埃排放数据来估计古尔德带云层中致密团块的质量、动能和引力能。我们发现，几种类型的系统误差可以提高外观的低动能-引力比：前景和背景材料的去除不足;忽略了动能与速度差在整个解决云;和过度校正分层时，评估的引力能量。使用的分析，旨在避免这些错误，我们发现，最大规模的古尔德带块港维里运动，而不是亚维里的。作为一个副产品，我们提出了一个目录的质量，能量和维里能量比为85古尔德带团块。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLA ammonia observations of L1287: analysis of the "Guitar" core and two filaments
目前的工作旨在研究分子云LDN 1287（L1287）的致密气体，其中包含一个双FU Ori系统，一个充满活力的分子外流和一个仍在形成的深埋低质量，年轻恒星物体的集群，显示出高水平的碎片。我们给出了光学H α和[SII]，以及VLA NH $_3$（1，1）和（2，2）的观测结果，其角分辨率约为3.5“。观测到的NH $_3$光谱进行了分析与HfS工具，同时拟合三个不同的速度分量。L1287的NH $_3$发射来自四种不同的结构：一个与RNO 1相关的核心，一个吉他状的核心（“吉他”）和两个交错的细丝（蓝色和红色细丝），大致集中在FU Ori系统RNO 1B/C及其相关的星系团。关于吉他核心，有明显的信号表明气体进入了一个中心质量，估计约为2.1 $M_\odot$。关于这两种细丝，它们的半径约为0.03 pc，每单位长度的质量约为50 $M_\odot$ pc $^{-1}$，并且接近等温平衡。一个中央空腔，可能与流出，并跟踪的Halalpha和[SII]的排放，被确定，与几个年轻的恒星物体附近的内壁。这两个细丝都显示出明显的扰动迹象，这些扰动来自于由星团中一个或几个年轻天体驱动的外流气体。蓝丝和红丝在速度上是相干的，除了在嵌入源的位置外，它们具有接近亚音速的气体运动。穿过蓝丝的速度梯度可以解释为材料落入到蓝丝上或旋转。沿着细丝的速度梯度被解释为在两个细丝的交叉处朝向重力井的下落…
2020-11-03 astro-ph.GA
L1157-B1: Water and ammonia as diagnostics of shock temperature
作为HIFI CHESS调查（Ceccarelli等人，2010年）的一部分，我们使用一个新的代码将气体-颗粒化学模型与参数冲击模型相结合，研究了水和氨向L1157-B1团块扩散的轮廓的起源和性质。来自无偏调查的第一批结果（Lefloch等，2010，Codella等，2010）揭示了在B1弓形激波结构中共存的不同激发条件下的不同分子成分，NH $_3$、H $_2$ CO和CH $_3$ OH仅在相对低的流出速度下发射，而H $_2$ O在高速度下显示出明亮的发射。我们的模型表明，这些差异是纯粹的化学和可以解释的C型冲击的存在，其最高温度必须接近4000 K沿B1块。
2011-09-27 astro-ph.GA
The Milky Way atlas for linear filaments II. clump rotation versus filament orientation
Chongqing University（重庆大学）；Peking University（北京大学）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N.玻色基础科学国家中心）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过分析团块旋转与纤维方向的关系，发现团块旋转对引力坍缩作用微弱，旋转轴与纤维方向无显著关联。
2024-10-17 astro-ph.GA
An Ammonia Spectral Map of the L1495-B218 Filaments in the Taurus Molecular Cloud: II CCS & HC$_7$N Chemistry and Three Modes of Star Formation in the Filaments
我们提出了深CCS和HC $_7$ N观测的L 1495-B218细丝在金牛座分子云获得的K波段焦平面阵列上的100米绿岸望远镜。我们观察到CCS中的L1495-B218纤维$J_N$ = 2 $_1$ $-$ 1 $_0$和HC $_7$ N $J$ = 21 $-$ 20，光谱分辨率为0.038 km/s $^{-1}$，角分辨率为31 $''$。我们观察到强大的CCS排放在两个发达地区和年轻的地区和弱排放在两个发达地区。仅在L1495 A-N和L1521 D中观察到HC $_7$ N发射。我们发现CCS和HC $_7$ N的强度峰不符合NH $_3$或尘埃连续谱强度峰。我们还发现，CCS丰度分数并没有表现出明显的相关性与致密核的动力学演化阶段。结果表明，CCS和HC $_7$ N的丰度对初始气相C/O比敏感，只有当初始C/O接近太阳值时，CCS和HC N才是年轻凝聚气的良好示踪剂。使用包括NH $_3$、HC $_7$ N、CCS、CO、HCN、\& HCO $^+$在内的多条谱线进行的运动学分析表明，在L1495-B218灯丝中可能存在三种不同的恒星形成模式。在暗条的中心，L1495 A/B7 N形成了一个具有大规模向内流动的星团（快速模式），而L1521 D，一个嵌入暗条中的核心，由于其自身重力而缓慢收缩（缓慢模式）。还有一个孤立的核心，似乎是边缘稳定，并可能经历准静态演…
2018-12-14 astro-ph.GA
The segregation of starless and protostellar clumps in the Hi-GAL l=224deg region
恒星形成于致密的尘埃结构中，这些尘埃结构嵌在较大的分子云团块中，通常在大尺度上（> 1 pc）显示出清晰的尘埃结构。在Hi-GAL调查中研究得最好的区域之一可以在l= 224度的区域观察到。在这里，一个附属区域已经被研究，它已经发现，原恒星团块大多位于沿着主灯丝，而无星团块被检测到离开这个灯丝，而是在次要的，不太突出的灯丝上发现。我们想研究这种分离效应以及它如何影响团块的性质。我们绘制了12 CO（1-0）线和它的主要三个同位素对两个最突出的灯丝观察到的l= 224度领域使用Mopra射电望远镜，为了设置观测约束这些结构的动态和相关的无星和原恒星团块。与无星团块相比，原恒星团块更明亮，更动荡，并且位于周围气体显示更大线宽的区域。我们看到了气体沿着主灯丝流动的证据，但我们没有发现任何从灯丝到Hi-GAL团块的吸积流的迹象。我们分析了暗条的径向柱密度分布和它们的引力稳定性。更大的质量和高度分散的主灯丝似乎是热超临界和引力约束，假设所有的非热运动都有助于热的支持，这表明与次级灯丝相比，进化的后期阶段。然后，Hi-GAL团块的状态和进化阶段似乎与宿主细丝的状态和进化阶段相关。
2016-08-18 astro-ph.GA
Virgo Filaments VI: H$α$ clumps in the filaments around the Virgo galaxy cluster
Ecole Polytechnique Federale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）；Siena University（锡耶纳大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Observatoire de Paris, LUX, Collège de France, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台，LUX，法兰西公学院，法国国家科学研究中心，PSL大学，索邦大学）；INAF—Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文空间科学与天文台）；INAF—Osservatorio astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Kansas（堪萨斯大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Union College（联合学院）；Steward Observatory, University（斯图尔德天文台，大学）
研究室女座丝状结构中Hα团块的分布，分析其与距离和角分辨率的关系，揭示星系团形成机制。
2026-03-04 astro-ph.GA
Statistical analysis of the interplay between magnetic fields and filaments hosting Planck Galactic Cold Clumps
我们提出了一个统计研究的相对取向之间的星际磁场和灯丝托管冷块在天空的平面。第一次，我们考虑了环境的密度和细丝与环境之间的密度对比。此外，我们在几何上区分了团块和细丝的剩余部分。我们推断的磁场方向的灯丝和在他们的环境中的斯托克斯参数，假设光学薄的条件。因此，我们分析的相对取向之间的灯丝，嵌入的团块，内部和背景磁场，这取决于灯丝的环境和进化阶段。我们恢复先前观察到的趋势，在低列密度环境中的灯丝平行于背景磁场对齐，然而，我们发现，这种趋势是显着的，只有低对比度的灯丝，而高对比度的灯丝往往是随机取向的背景磁场。在高柱密度环境中的细丝不全局地显示任何优先取向，尽管低对比度细丝单独倾向于具有相对于背景磁场的垂直相对取向。对于一个子样本附近的长丝，体积密度可以推导出，我们发现一个明确的过渡，在相对取向随着密度的增加，在$n_{\rm H} \sim 10^{3}~{\rm cm}^{-3}$，改变从大部分平行，大部分垂直的断丛部分的长丝，甚至双峰的丛。我们的研究结果证实了星际磁场和暗条在其形成和演化过程中的强烈相互作用。
2019-03-14 astro-ph.GA
Infall through the evolution of high-mass star-forming clumps
利用平流层红外天文观测台（SOFIA）的GREAT接收器，在1.8 THz的氨$3_{2+}- 2_{2-}$谱线上观测到9个大质量分子团，以寻找坠落的信号。这些来源是从我们银河系的ATLASGAL亚毫米尘埃连续调查中选择的。根据其红外特性，选择了具有高质量的团簇，这些团簇覆盖了一系列演化阶段。在所有源中检测到氨线，导致五个新的检测和一个确认先前检测到的红移吸收在其强THz连续谱之前作为团块中的探测器。这些探测包括两个嵌在红外暗云中的团块。与光学薄的\CSEO 3 - 2辐射相比，测量到的粒子速度漂移为0.3 - 2.8km/s，相当于粒子自由下落速度的3%-30%。氨降落的签名进行了比较，HCN，HNC，CS，和HCO $^+$，这是经常被用来探测通过其蓝色歪斜的线剖面不同的过渡的互补数据。HCO $^+$（4- 3）跃迁与氨的结果最一致，但后者仍然与相关流出的排放强烈混合。这种流出特征在太赫兹氨谱线中远不那么突出，这证实了它是分子团中流入的有力探针。用团簇的维里参数进行了初步的相关分析，得到了0.3 ~ $10^{-3}\,M_\odot/$ a的入渗速率。新的观察结果表明，在大范围的进化阶段，从覆盖大约10到几百个的$L/M$，集群规模的下降是普遍存在的。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Water Maser and Ammonia Survey of GLIMPSE Extended Green Objects (EGOs)
我们提出了一个Nobeyama 45米的水脉泽和氨调查的所有94个北部的GLIMPSE扩展绿色对象（EGO），大规模的年轻恒星对象（MYSO）的样本确定的基础上，他们的扩展4.5微米的排放。我们观察到氨（1，1）、（2，2）和（3，3）反转线，并分别检测到我们样品的97%、63%和46%的发射（中值rms ~50 mK）。水脉泽探测率为68%（均方根值中位数~ 0.11Jy）。导出的水脉泽和团尺度气体的属性是一致的年轻的MYSO的EGO的识别。为了探索EGO之间的变化程度，我们分析了基于MIR属性或脉泽协会定义的子样本。水脉泽和温暖的稠密气体，如在较高的激发氨转换的排放所示，最经常检测到的EGO也与I类和II类甲醇脉泽。95%（81%）的此类EGO在水中被检测到（氨（3，3）），相比之下，没有甲醇脉泽类型的EGO仅为33%（7%）。作为人口，EGO与I类和/或II类甲醇脉泽有显着更高的氨线宽，柱密度，和动力学温度比EGO未检测到的甲醇脉泽调查。然而，我们没有发现任何EGO子样本之间的水脉泽特性（如脉泽光度）的统计学显着差异的证据。结合我们的数据与1.1毫米连续Bolocam银河系平面调查，我们发现各向同性水脉泽光度和丛数密度之间没有相关性。水脉泽光度与团（气）温度和团质量有弱相关。
2012-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filamentary flow and magnetic geometry in evolving cluster-forming molecular cloud clumps
我们提出了一个分析的方向之间的关系的磁场和细丝，形成在三维磁流体力学模拟集群形成，湍流分子云团块。我们研究了尺度为L ~ 2-4 pc、密度为n ~ 400-1000 cm^-3、阿尔芬马赫数接近1的模拟云团。我们模拟了两个不同质量的云团，一个处于维里平衡，另一个处于强引力束缚，但具有相同的初始湍流速度场和相似的质量通量比。我们应用各种技术来分析所产生的云的磁结构和磁结构，包括3D中的DisPerSE磁结构查找算法。形成的最大结构是1-2秒差距长的细丝，具有较小的连接子细丝。我们发现，我们模拟的云，其中磁力和湍流是可比的，相干取向的磁场依赖于维里参数。次位力团块经历强烈的引力坍缩，并且磁场线被吸积流拖曳。我们看到了顺时针排列的流动和吸积流到亚维里云的细丝上的证据。磁场在次位力云中的取向更平行，而在密度更大的边缘束缚云中的取向更垂直。在我们的一个模拟中，来自一颗16 Msun恒星的辐射反馈最终导致了主灯丝的破坏，HII区域的形成，以及HII区域边缘膨胀壳层内磁场的清扫。
2016-11-07 astro-ph.GA
Fragmentation in filamentary molecular clouds
最近对尘埃在亚毫米波段的连续辐射的调查表明，在银河系平面上存在着大量的非连续分子云。这些结构是不均匀的，密度过高，有时与红外辐射和恒星形成有关。为了研究细丝和恒星形成之间的联系，需要了解导致细丝碎裂的过程，并确定过密度（团块）的物理性质。在本文中，我们提出了一个多波长的研究五个附属分子云，包含几个团块在不同的恒星形成的演化阶段。我们分析了细丝的碎裂，并推导出它们的团块的物理性质。我们发现，在所有的长丝的团块有一个特征的间距与预测的“香肠”不稳定性理论相一致，无论复杂的形态的长丝或其进化阶段。我们还发现，大多数团块都有足够的质量和密度形成高质量恒星，支持高质量恒星和星团形成于细丝内的观点。
2015-12-21 astro-ph.GA
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: Unveiling the Dynamics of the Barnard 59 star-forming Clump
了解恒星形成的早期阶段是一个正在发展的研究领域，无论是理论上还是观测上。在这种情况下，分子数据一直在不断提供观测约束的气体动力学在不同的激发条件和深度的来源。我们已经调查了巴纳德59核心，在烟斗星云的恒星形成的唯一活跃的网站，以实现一个全面的看法源的运动学特性。这些信息是通过同时拟合氨转化转变线（1，1）和（2，2）得到的。我们的分析揭示了原恒星反馈的印记，例如在我们的分子数据中增加线宽，温度和湍流运动。结合尘埃热辐射的补充观测，我们估计，核心引力约束维里分析。如果地核没有收缩，另一个内部压力的来源，很可能是磁场，正在支持它对抗引力坍缩，并限制它的恒星形成效率。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
VLA observations of ammonia in high-mass star formation regions
我们报告了利用VLA在其D和DnC阵列配置中对NH $_{3}$（1，1）和（2，2）反转线向62个高质量恒星形成区的系统测绘观测。VLA图像覆盖了从40 $"$到3 $"$的空间动态范围，使我们能够跟踪从$\sim$ 1 pc尺度到$\lesssim$ 0.1 pc尺度的气体运动学。基于NH $_3$的形态和1，pc尺度上的红外星云，我们将样品中的三个子类分类：细丝，热芯和NH $_3$分散源。在1 pc尺度上发现的普遍存在的气体细丝的典型宽度为$\sim$ 0.1\，pc，并且通常包含沿长轴规则间隔的碎片。碎片的间距和柱密度与湍流支撑的柱体破碎一致。几个源显示多个细丝向中心会聚，其中细丝中的速度场与气体流动一致。我们推导出整个样品的旋转温度图。对于三个热的核心源，我们发现一个投影的径向温度分布，最适合的幂律指数从$-$ 0.18 $-$ 0.35。我们确定174个速度相干$\sim$ 0.1 pc规模密集的核心从整个样本。这些芯的平均物理性质为1.1 km-1，s $^{-1}$的本征线宽，18 K的NH $_{3}$旋转温度，2.3 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$的NH $_3$气柱密度，和67 $M_{\odot}$的分子量。从间接源中识别出的致密核更接近于维里化。在其他两类来源的致密核心似乎是动态不稳定的。
2014-05-30 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
Regularly Spaced Infrared Peaks in the Dusty Spirals of Messier 100
斯皮策太空望远镜拍摄的M100的IRAC图像显示了许多长的细丝和规则间隔的团块，这表明相关的云复合体是由冲击和积累的气体中的大规模引力不稳定性形成的。光学图像没有暗示这种潜在的规律性。近红外（NIR）团块之间的典型间距为~410 pc，这是团块直径的~3倍，与临界线密度细丝中的最快生长模式一致。在最明显的27个灯丝和其他地方测量了数百个团块的IRAC大小和颜色。团块的颜色表明，尘埃与弥漫的气体，PAH排放和恒星形成的局部加热有关。在同一个灯丝上相邻的簇有相似的大小。沿纤维长度方向存在许多团块，表明纤维的年龄是一致的。这些观测结果支持了一个模型，即星际气体系统地积累了超过几千秒差距的长度，形成螺旋状的细丝，自发地坍缩成巨大的云和恒星复合体。光学波长主要显示不规则的尘埃碎片，HII区域，以及这些原始形成地点下游的恒星形成。
2018-06-23 astro-ph.GA
Molecular gas in high-mass filament WB673
本文研究了含有多个致密团簇的粘性分子云中的致密气体分布。细丝的中心由密集的团块WB 673给出。这些团块是高质量和中等质量的恒星形成区域。我们使用Onsala空间天文台20 m望远镜在96 GHz处观察到了朝向WB 673的CS（2-1）、13 CO（1 -0）、C18 O（1-0）和甲醇谱线。我们发现CS（2-1）的发射在团间介质，所以团是物理连接，整个云确实是一个灯丝。其总质量为$10^4$ M $_{\odot}$，根据13 CO（1-0）数据，质量与长度比为360 M $_{\odot}$ pc $^{-1}$。致密气体的质量与长度比为来自CS（2-1）数据的$3.4-34$ M $_{\odot}$ pc $^{-1}$。灯丝的PV曲线呈V形。我们用甲醇谱线估计了分子气体的物理条件。灯丝在天空中延伸壳层之间的位置表明，它可能是一个很好的例子来测试通过超声波对星际气体的多次压缩形成灯丝的理论模型。
2017-11-04 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
ArTéMiS imaging of the filamentary infrared dark clouds G1.75-0.08 and G11.36+0.80: Dust-based physical properties of the clouds and their clumps
我们用ArTéMiS测辐射热计在350 $μ$ m和450 $μ$ m处拍摄了红外暗云（IRDC）G1.75-0.08和G11.36+0.80。这些数据与我们以前的870 $μ$ m观测与大型APEX BOlometer CAmera（LABOCA）。用IRAM 30米望远镜在N-$_2$ H $^+(1-0)$跃迁中也观测到了G11.36+0.80的团块。发现G1.75-0.08由两个冷的（$\sim14.5$ K）块状（几个$\sim10^3$ M $_{\odot}$）团块组成，它们被$\sim3.7$ pc投影分离。这两个团块都是70 $μ$ m暗，但它们似乎不受自引力的约束。G1.75-0.08灯丝被认为是亚临界的PDMATHAMT的一个因素，相对于其临界线质量。发现G11.36+0.80是中度（以$\sim2$的因子）超临界的，并且由四个团块组成。这些团块的尘埃温度为$\sim13-15$ K，质量在$\sim 232-633$ M $_{\odot}$范围内。所有的团块都被引力束缚着。团块的预计平均分离为$\sim1$ pc。在G1.75-0.08中观察到的一种配置，即在细丝末端的两个团块，可能是沿着云作用的引力聚焦的结果。这两个团块满足了高质量恒星形成的质量半径阈值。由于G1.75-0.08的位置靠近银河系中心（$\sim270$ pc），环境效应，如高水平的湍流，…
2022-09-09 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
Cloud G074.11+00.11: a stellar cluster in formation
我们提出了普朗克探测到的冷云G074.11+00.11的分子线和尘埃连续观测。星云由一个弯曲的细丝系统和一个中心的恒星形成团组成。这个团簇与几个红外源和H2O脉泽发射有关。我们的目标是确定质量分布和气体动力学内的集群，调查如果看到集群周围的对流结构在较小的规模上重复自己，并估计在致密的核心和细丝中所含的质量分数。原始稠密气体的速度分布可以用来研究团簇的全球动力学状态、对流入流的作用、暗条碎裂和核心吸积。我们使用分子线和连续观测单碟天文台和干涉设施，研究该地区的运动学。分子线观测表明，中心团簇可能是由大规模的细丝碰撞形成的。中央的团块包含三个致密的核心。假设距离为2.3千秒差距，根据盖亚的观测和背景恒星的三维消光方法，中央星团的质量超过700个太阳质量，大约是云总质量的25%。我们的维里分析表明，中央丛和所有已识别的子结构正在崩溃。我们没有发现与核心相关的小规模细丝的证据。我们的观测表明，这个星团分裂成三个核心，质量在太阳质量范围[10，50]内，并且这三个核心都在坍缩。H2O脉泽辐射的存在表明活跃的恒星形成。然而，CO线仅显示出微弱的流出迹象。我们认为，该地区是年轻的，任何导致恒星形成的过程刚刚开始。
2019-07-19 astro-ph.GA
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and star formation toward W33: a central hub as a hub--filament system
我们利用紫金山天文台（PMO）的$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1 - 0）和C $^{18}$ O（1-0）谱线，对W33杂岩体及其周围进行了大比例尺的成图观测，覆盖区域为$1.3^\circ \times 1.0^\circ$。在W33复合体中发现了一个新的枢纽-纤维系统，其\kms的范围为30 - 38.5 \kms。三个超临界细丝直接会聚到中心毂W33中。速度梯度检测沿细丝和吸积率的顺序为$\rm 10^{-3}\,M_\odot\, yr^{-1}$。中心毂W33的总质量为$\rm\sim 1.8\times10^5\,M_\odot$，占毂-细丝系统质量的$\sim 60\%$。这表明中心枢纽是枢纽-细丝系统的质量储存器。此外，49个ATLASGAL团块与枢纽-细丝系统相关。我们发现$57\%$的团块位于中心枢纽W33和聚集在之间的丝和W33复合体的交叉点。此外，I类年轻恒星天体（YSO）的分布形成了一个类似于中心-灯丝系统的结构，并在团块群处达到峰值;这似乎表明，在这一区域中团块形成和恒星形成的机制是相关的。沿着细丝的气流可能将材料送入交叉点，并导致在轮毂-细丝系统W33中聚集和形成团块。在丝状体和W33复合体之间的交叉处的恒星形成可能是由会聚到交叉处的气体运动触发的。
2021-02-22 astro-ph.GA
Hub-filament system in IRAS 05480+2545: young stellar cluster and 6.7 GHz methanol maser
为了探索恒星形成过程，我们对IRAS 05480+2545（以下简称I 05480 +2545）进行了多波长研究。对Herschel数据的分析揭示了一个包含6.7 GHz甲醇脉泽和I 05480 +2545的大质量团簇（M_clump ~ 1875 Msun;峰值N（H_2）~ 4.8 x 10^{22} cm^{-2}; A_V ~ 51 mag），其温度范围也是18-26 K。在赫歇尔250微米的图像中检测到几个明显的秒差距尺度的细丝，似乎是径向指向巨大的团块。它更像是一个“集线器灯丝”系统。利用1-5微米的光度数据已经识别出了深埋的年轻恒星天体（YSO），并且在空间上发现了相当一部分YSO及其集群，揭示了强烈的SF活动。在Spitzer 3.6-4.5微米的图像中研究了微波激射器的红外对应物（IRc）。IRc不呈现点状源，最可能与分子外流有关。基于1.4 GHz和Halpha连续图像，电离辐射是不存在的IRc，表明大规模的团块窝藏大规模的原恒星的早期阶段之前，超紧凑的H II区域的发病。I 05480 +2545一起嵌入了一个非常类似于玫瑰花分子云的“中心-灯丝”系统。目前的工作结果表明，在形成大质量的恒星形成的集群和集群的YSO，这可能有助于通道的中央枢纽配置和集群/核心的材料的细丝的作用。
2017-06-12 astro-ph.GA
An ALMA study of hub-filament systems I. On the clump mass concentration within the most massive cores
质量从秒差距大小的团块转移到100倍恒星形成核心的物理过程仍然难以捉摸。我们调查的团块形态和质量分数之间的关系，最终在其最大质量的核心（MMC）作为红外亮度的函数，即一个团块进化示踪剂。利用ALMA 12 m和ACA，我们在$\sim$ 3”分辨率下测量了6个2.9 mm连续区的红外暗轮毂。为了将我们的样本置于上下文中，我们还重新分析了来自29个高质量表面密度ATLASGAL源的样本的已发表的ALMA数据。我们使用赫歇尔和斯皮策数据对团块的大小、质量、形态和红外亮度进行了分析。在6个新观察到的中心中，我们确定了67个核心，并发现MMCs的质量在15-911 $\mathrm{M}_{\odot}$之间，半径为0.018-0.156 pc。每个轮毂的MMC含有3-24%的团块质量（$f_\mathrm{MMC}$），一旦核心质量标准化为核心半径中值，则变为5-36%。在35个团块中，我们发现中心和非中心系统的中位$f_\mathrm{MMC}$值无显著差异，可能是样本偏倚的结果。然而，我们发现，$f_\mathrm{MMC}$是$\sim$ 7.9倍红外暗团块相比，红外亮的。当比较我们的6个红外暗枢纽与红外亮团块的样本时，该因子增加到$\sim$ 14.5。我们推测，枢纽灯丝系统有效地集中质量在其MMC早期在其演变过程中。随着团块的演变，它们的质量会增加，但这种增长不会导致更大质量的…
2021-09-15 astro-ph.GA
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Edge collapse and subsequent longitudinal accretion in Filament S242
暗条S242长25 pc，有大量的团块和YSO星团集中在其末端区域;它被认为是边缘坍缩的一个很好的例子。我们在$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）系中定位了这种丝。沿暗条S242的大尺度速度梯度已被检测到;两个端块之间的相对速度为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，表明它们之间的接近运动。这些特征与通过单个细长实体的塌缩形成的细丝S242一致，其中被称为“重力聚焦”的效应驱动细丝的端部塌缩（边缘塌缩）。基于这张照片，我们估计一个$\sim$ 420万年的崩溃时间尺度，这是一个有限的和细长的实体演变成所观察到的细丝S242所需要的时间。对于整个细丝，我们发现，表面密度的增加导致速度色散的增加，这可以一致地解释为自引力的结果。我们还计算了纵向崩溃所观察到的速度色散的贡献，并发现它是在驱动端块附近的气体运动的主导作用。我们提出，我们的灯丝S242是通过一个两阶段的崩溃模型，其中的边缘崩溃的截断灯丝其次是一个阶段的纵向吸积向致密的端块。
2020-04-10 astro-ph.GA
Filament L1482 in the California molecular cloud
目的。结合几个互补的观测和物理估算，研究了加利福尼亚分子云L1482分子丝的引力碎裂过程。我们研究了这种分子细丝的运动学和动力学状态以及嵌入其中的几十个致密分子团的物理性质。方法.我们提出和比较的分子线发射观测的J=2- 1和J=3- 2跃迁的12 CO在这个分子复合物中，使用KOSMA 3米望远镜。这些观测得到了中国西部青海省德令哈站紫金山天文台13.7米射电望远镜获得的13 CO J=1--0发射的档案数据观测和分析的补充，以及来自赫歇尔太空望远镜在线档案的红外发射图，用SPIRE和PACS相机获得。这些互补数据集的比较允许对L1482分子细丝进行全面的多波长分析。结果我们已经在加利福尼亚分子云中沿着分子丝L1482识别出23个团块。所有这些分子团都表现出超音速的非热气体运动。虽然在质量和大小上与猎户座分子云惊人地相似，但基于静态Bonnor Ebert球得出的质量半径阈值，相对于猎户座分子云，加利福尼亚分子云中高质量恒星的形成速率似乎受到抑制。我们的分析表明，这些分子细丝是热超临界和分子团簇可能形成沿细丝的重力断裂。这些分子团不是静态的，而是最有可能处于动态演化过程中。
2014-06-05 astro-ph.GA
Molecular Emission in Dense Massive Clumps from the Star-Forming Regions S231-S235
本文讨论了在氨（NH $_3$）、氰乙炔（HC $_3$ N）的“准热”谱线以及甲醇（CH $_3$ OH）和水蒸气（H $_2$ O）的脉泽谱线上对恒星形成区S231-S235的观测。S231-S235区位于巨分子云G174+2.5中。我们使用存档CO数据选择了G174+2.5中的所有大规模分子团簇。对于每个团块，我们确定质量，大小和CO柱密度。之后，我们对这些团块进行了观察。我们报告了首次检测到NH $_3$和HC $_3$ N细胞系与分子团WB 89 673和WB 89 668的关系。这意味着那里存在高密度气体。利用氨排放数据估算了团簇中分子气体的物理参数。我们发现气体温度和氢数密度的范围分别为16-30 K和2.8-7.2 $\times10^3$ cm $^{-3}$。CH $_3$ OH分子在36.2 GHz处的激波跟踪线是新探测到的，朝向WB 89 673。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 astro-ph.GA
A multi-line study of the filamentary infrared dark cloud G351.78-0.54
本文介绍了在1.3和0.8mm波段对对流红外暗云G351.78-0.54进行多线研究的结果。观察到CO、N $_2$ H $^+$、CH $_3$ CCH和HNCO三种同位素体的谱线。其目的是研究对流云的一般结构、其碎裂情况和物理参数，重点是该云中密集团块的性质。从N-$_2$ H-$^+$（3-2）数据中识别出几个致密的团簇，使用C $^{18}$ O（2-1）线确定它们的质量和维里参数。根据CH $_3$ CCH和HNCO数据估算了一些团块的温度。几乎所有的团块似乎都是重力不稳定的。从C $^{18}$ O（3-2）/（2-1）和N $_2$ H $^+$（3-2）/（1-0）强度比获得的密度估计值在$n \sim (0.3-3)\times 10^5$ cm $^{-2}$范围内。HNCO发射仅朝向包含IR光源IRAS 17233-3606的第一团块被检测到，并且指示甚至更高的密度。在流出物中也可以观察到。较高激发HNCO线的速度偏移可指示热芯相对于周围介质的移动。在某些团块中，N $_2$ H $^+$（3-2）和CO同位素之间存在速度漂移$\sim 1$ km s $^{-1}$。团块中N $_2$ H $^+$（3-2）线的大宽度表明其致密内部的速度色散增加，这可能与恒星形成过程有关。N $_2$ H $^+$的丰度朝着发光的IR源下降。
2021-05-07 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
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
Investigations of MWISP Filaments. I. Filament Identification and Analysis Algorithms, and Source Catalogue
本文提出DPConCFil算法套件，用于在MWISP的PPV数据中识别、骨架提取和分解纤维状结构，并发布相应源星表与统计结果。
2025-01-09 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
Filamentary Flows and Clump-fed High-mass Star Formation in G22
G22是由四个超临界细丝组成的枢纽-细丝系统。沿三个细丝检测速度梯度。440 $M_\odot$ ~Myr $^{-1}$的总质量下落速率将在大约6次自由下落时间内使轮毂质量加倍。质量最大的团块C1将处于全球坍缩状态，其坍缩速度为0.31 km s $^{-1}$，质量坍缩速率为$ 7.2\times10^{-4} $ $M_\odot$ yr $^{-1}$，这得到了流行的HCO $^+$（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）蓝色廓线的支持。在C1中发现了一个热分子核（SMA 1）。在SMA 1的中心，有一个大质量的原恒星（MIR 1）驱动多极外流，这是与集群的I类甲醇脉泽。MIR 1可能仍在以$7\times10^{-5}$ $M_\odot$/年$^{-1}$的增长率增长。在G22中，丝状流、团尺度坍缩和核尺度吸积共存，表明高质量无星核可能不是形成高质量恒星的先决条件。在高质量恒星形成过程中，中央原恒星、核心和团块的质量可以同时增长。
2017-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA study of hub-filament systems II.Quiescent filaments converging towards highly dynamic hubs
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Leeds（利兹大学）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）
本研究用ALMA观测6个红外暗枢纽-纤维系统，开发mwydyn代码分析N₂H⁺数据，发现外围宁静纤维向高动态枢纽汇聚，质心速度分布与团块质量无关，揭示枢纽中心复杂运动学的成因。
2026-10-19 astro-ph.GA
Formation of Cosmic Noon Protogalaxies via Quasar-Induced Fragmentation of a Cosmic Filament
研究发现在宇宙正午时期，十亿太阳质量黑洞驱动的类星体喷流使宇宙细丝碎裂，形成至少八个大质量原星系团块，为星系形成理论提供了新见解。
2025-09-12 astro-ph.GA
Physical Conditions of the Earliest Phases of Massive Star Formation: Single-Dish and Interferometric Observations of Ammonia and CCS in Infrared Dark Clouds
红外暗云（IRDC）是大质量恒星形成的最早阶段，许多红外暗云中的致密核心，通过毫米连续谱或高临界密度线中的分子发射来追踪，承载着大质量年轻恒星（YSO）。我们使用了罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）绘制了9个IRDC中的NH $_{3}$和CCS，以揭示温度、密度和速度结构，并探索致密（$>10^{22}$ cm $^{-2}$）气体中的化学演化。氨是这些寒冷、密集环境的一种极好的分子示踪剂。IRDC的内部结构和运动学包括速度梯度、细丝和可能的碰撞团块，它们阐明了这些结构及其YSO的形成过程。我们发现了各种各样的子结构，包括不同速度的细丝和小球，有时在正在进行的恒星形成的地点重叠。看来这些IRDC仍然是由分子气体团组装而成的，即使恒星形成已经开始，其中至少有三个似乎与文献中讨论的“枢纽-细丝结构”的形态一致。此外，我们发现这些团块通常在引力能和动能之间接近均分，因此这些结构可能会在多个自由落体时间内幸存下来。关键词：分子数据-- ISM：云--（ISM：）尘埃，灭绝-- ISM：分子--恒星：形成--射电线：ISM
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiscale Dynamical Scenario of High-mass Star Formation in an IRDC Filament G34
利用APEX谱线观测分析IRDC纤维G34，揭示了从大尺度纤维气体流入到团块尺度气体下落的多尺度重力驱动动力学过程，证实了大质量恒星形成的多尺度动力学图景。
2024-01-03 astro-ph.GA
Spiral Structure and Massive Star formation in the Hub-Filament-System G326.27-0.49
中心暗条系统是星团和大质量恒星形成的潜在场所。为了理解HFSs，并提供观测约束，目前的理论，试图解释全球恒星形成，我们报告了一项研究的区域与G326.27-0.49使用红外数据的尘埃连续体和新获得的观测分子示踪剂使用APEX望远镜。我们使用光谱观测来识别速度相干结构（细丝和团块），并在0.4 pc的分辨率下研究它们的性质。该区域包含两个主要的速度分量：第一个分量在-63到-55 km/s之间，显示出四个丝状体，形成一个汇聚在轮毂中的螺旋结构;第二个分量在-72 km/s，包含一个大质量的年轻恒星，可能与轮毂相互作用。该区域三个主要的YSO所在的团块质量很大（187-535 Msun），光度与B型星一致，中心密度约为10^6 cm^-3，并驱动着大量的外流。该区域的大多数速度相干团块的维里参数在2-7之间，考虑到原恒星的探测，这意味着坍缩是渐进的。我们的结论是，该区域由一个暗条网络组成，通过暗条网络，质量（~10^-4 Msun/yr）被吸积到中心上。中心和一些细丝的末端似乎正在经历坍缩形成新的恒星。这项研究确定了未来高分辨率观测的目标区域，可以探测核心和暗条演化之间的联系。
2023-01-24 astro-ph.GA
JCMT 850 $\micron$ continuum observations of density structures in the G35 molecular complex
利用JCMT SCUBA-2 850 μm观测G35分子复合体，识别纤维、HFS与致密团块，揭示HFS枢纽是大质量恒星形成的优先场所。
2024-09-09 astro-ph.GA
The Dynamical State of The Serpens South Filamentary Infrared Dark Cloud
我们提出的结果，N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）的观测对巨蛇座南部，最近的集群形成，红外暗云。通过拟合N $_2$ H $^+$的超精细结构得到了物理量。Herschel和1.1-mm连续谱图显示，pc尺度的细丝碎片成三个团块，半径为$0.1-0.2$ pc，质量为$40-230M_\odot$。我们发现，团块包含较小规模的（$\sim 0.04$ pc）结构，即，致密核我们通过将CLUMPFIND应用于N $_2$ H $^+$数据立方体来识别70个核。在中央团簇形成的团块中，激发温度和线宽往往很大，可能是由于原恒星外流反馈和恒星辐射。然而，对于所有的团块，维里比被评估为$0.1-0.3$，表明内部运动在团块支持中只起很小的作用。团块没有表现出自由落体，而是低速下落，因此团块应该由附加力支撑。最有希望的力是朝向该区域观察到的全局有序磁场。我们建议，巨蛇座南丝接近磁临界和双极扩散触发集群的形成。我们发现，北部的星团，这表明没有活跃的恒星形成，有一个质量和半径的中央集群形成的集群，因此，它是一个可能的候选人{ \it pre-protocluster clump}。团簇形成的初始条件很可能是一团由磁性支撑的冷的、静止的气体。这似乎与吸积驱动的湍流方案相矛盾，其中团块中的湍流由吸积流维持。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absorption Filaments Towards the Massive Clump G0.253+0.016
本文介绍了银河系中央分子带红外暗云G0.253+0.016的ALMA HCO+观测结果。89 GHz的发射是区域填充的，光学厚，亚热激发。两种类型的细丝被认为是在吸收对HCO+发射。宽线吸收细丝（BLA）的宽度小于几弧秒（0.07 - 0.14 pc），长度为30至50弧秒（1.2 - 1.8 pc），吸收轮廓在大于20 km/sec的速度范围内延伸。BLA几乎平行于附近的G0.18非热灯丝，并且可以追踪HCO+分子围绕位于G0.253+0.016前面的高度有序的磁场旋转，或者在前景中与我们的视线正交传播的超音速激波后面形成的边缘上的片。窄线吸收细丝（NLA）的线宽小于20 km/sec。一些NLA也在具有高光学深度的其他物质（例如HCN）中的吸收中看到，并且偶尔在背景微弱的发射中看到。NLA也追踪低密度、亚热激发的HCO+分子，主要见于G0.253+0.016发射的蓝移侧。如果与G0.253+0.016的表面相关联，NLA的运动学表明云表面正在扩展。伴随着毫高斯磁场的减压可能是G0.253+0.016在与Sgr A近距离相遇后从银河系中心后退时表面层重新膨胀的原因。
2014-09-12 astro-ph.GA
Detection of a dense clump in a filament interacting with W51e2
在Herschel/PRISMAS保证时间密钥计划的框架下，使用几种选定的分子物种观察到了遥远的超紧凑HII区域W51 e2的视线。大多数探测到的吸收特征与背景高质量恒星形成区无关，而是探测视线上的扩散物质。在这里，我们提出了一个额外的窄吸收功能的检测在70公里/秒的HDO，NH3和C3的观测光谱。70公里/秒的特征并不是唯一可识别的动态组件（主云和大规模的前景灯丝），迄今为止已确定对这一地区。狭窄的吸收特征类似于低质量原恒星的吸收特征，这是存在冷外部包层的特征。远红外光谱数据与现有的12 CO，13 CO，CCH，CN和C3 H2的地面观测相结合，以表征70 km/s的成分。通过对NH3和CN的多次跃迁进行非LTE分析，我们估算了这一狭窄特征的密度（n（H2）（1-5）x10^5 cm^-3）和温度（10-30 K）。我们使用的气体颗粒升温为基础的化学模型与物理参数来自NH3数据来解释所观察到的丰度的不同的化学物种。我们认为，70 km/s的狭窄特征出现在一个密集而寒冷的团块中，该团块可能正在经历坍缩，形成一个低质量的原恒星，形成于高速细丝的后侧，被认为与W51主云相互作用。虽然沿着视线的密集团块与连续明亮的W51 e2致密HII区域的偶然巧合导致了它在连续图像中的不可检测性，但同样的属性使其成为吸收研究的适当来源，特别是对恒星形成区域的冰研究。
2014-04-01 astro-ph.GA
A molecular line study of the filamentary infrared dark cloud G304.74+01.32
本研究的目的是更好地了解的物理和化学性质的附加IRDC G304.74+01.32。特别是，我们的目标是调查的运动学和动力学状态的云和团块内，和CO消耗量。在我们之前的LABOCA 870微米地图中确定的云中所有亚毫米级的峰位置都是在C17 O（2-1）中用APEX观察到的。在~1 mm波长处的13 CO（2-1）、SiO（5-4）和CH_3OH（5_k-4_k）跃迁中也观察到选定的位置。结果表明，G304.74是一个相干的平行结构，在所有靶点上都能探测到C17 O谱线。CO在团块中似乎没有显著耗尽。在~ 241.8GHz附近的2至3个甲醇5_k-4_k谱线被检测到朝向所有选定的目标位置，而SiO（5-4）仅在这些位置中的一个中被看到。13 CO（2-1）谱线呈不对称的蓝色剖面，表明有大尺度的下沉运动。团块显示跨超音速非热运动，维里参数分析表明，他们中的大多数是引力约束。外部压力也可能在动力学中起不可忽略的作用。这与我们早先提出的细丝是由超音速湍流会聚而成的观点在性质上是一致的。分析表明，分裂成团的灯丝是由“香肠”型不稳定性，与其他IRDC的结果一致。星云中的恒星形成活动，如外流，可能是负责从冰冷的颗粒地幔释放CO回到气相。与外流有关的冲击也可能将CH 3OH，SiO和DCN注入SMM 3的气相中。
2012-02-14 astro-ph.GA
Structural and Dynamical Analysis of 0.1pc Cores and Filaments in the 30~Doradus-10 Giant Molecular Cloud
本文介绍了R136以北15 pc的30 Dor-10分子云的高分辨率（$<$ 0.1 pc）ALMA观测结果。$^{12}$的CO 2-1发射形态包含已知中红外大质量原恒星附近的团块，以及一系列秒差距长的细丝，几乎直接朝向R136。与其他大麦哲伦星系和银河系恒星形成区相比，30 Dor-10的动能（在给定尺寸尺度下的线宽）较高，这与该地区的大规模能量注入相一致。云的子结构的分析是通过分割发射到不相交的近似圆形的“核心”使用clumpfind，通过考虑层次结构定义的等强度轮廓使用树状图，并通过分割成不相交的细长的“细丝”使用Filfinder。识别的细丝宽度为$\sim$ 0.1 pc。重力和运动学运动之间的推断平衡取决于分割方法：用clumpfind识别的整个物体与自由落体坍缩或适度外部压力下的维里平衡一致，而许多树状图识别的分层结构部分具有比重力和动能平衡时更高的质量表面密度$Σ_{LTE}$。灯丝的线质量变化很大，与假设热和非热支持计算的临界线质量相比。在该地区的速度梯度并没有显示出任何强有力的证据，沿细丝的质量吸积。“核心”质量分布的上端符合幂律，其斜率与恒星初始质量函数相同。
2019-12-24 astro-ph.GA
LABOCA 870 micron dust continuum mapping of selected infrared-dark cloud regions in the Galactic plane
我们已经映射了四个选定的约0.5度x0.5度大小的字段包含斯皮策8微米暗区与APEX/LABOCA在870微米。在C17 O（2-1）中观测了场中的选定位置，以获得运动学信息。所获得的LABOCA地图与斯皮策红外图像结合使用。在这次调查中确定的团块总数为91个，其中40个（44%）在8微米和24微米处呈现黑色。其余的团块与中红外发射有关。许多已识别的团块质量足够大，可以形成高质量的恒星，其中一些已经显示出清晰的路标。与扩展的4.5微米发射相关联的七个团块是候选扩展绿色物体（EGO）。在我们的一个领域中，发现了朝向斯皮策气泡N10/11的丝状尘埃“脊”，这符合系统中触发的高质量恒星形成。红外暗团和红外亮团的相对数量表明，前一阶段的持续时间约为1.6x10^5年。团簇的总样品的质量分布，以及分别为IR-暗和IR-亮团簇构建的质量分布，可以在高质量端用幂律函数dN/dlogM ~ M^（-0.8. - 0.7）。C17 O观测位置似乎主要由非热运动，数据还揭示了一些潜在的强CO亏损的网站。在G11.36+0.80中，这是我们样本中最好的非连续IRDC的例子，团块似乎是引力束缚的。丝的断裂可以理解为“香肠”型流体不稳定性，与其他IRDC的结果一致。对流性IRDC的形成可能是由会聚的湍流引起的，同样的过程也可能在激发流体扰动中起作用，而流体扰动是云破碎成团块的原因。
2012-04-10 astro-ph.GA
Probing the massive star forming environment - a multiwavelength investigation of the filamentary IRDC G333.73+0.37
本文介绍了对红外暗云（IRDC）G333.73+0.37的多波长研究。该区域包含两个不同的中红外源S1和S2，由气体和尘埃的黑暗通道连接。冷尘埃排放IRDC检测在七个波长带，我们已经确定了10个高密度团块在该地区。通过对160 μ m ~ 1.2mm范围内的团簇的光谱能量分布进行修正黑体拟合，确定了团簇的温度为14.3- 22.3K，质量为87- 1530M_sun，总质量为4700M_sun。朝向S1的分子谱线发射揭示了原恒星活动的特征。在1300和610兆赫的低频无线电发射被检测到朝向S1（壳状）和S2（紧凑形态），证实了IRDC中新形成的大质量恒星的存在。近红外和中红外点源的光度分析揭示了与云有关的年轻恒星天体群。碎片分析表明，丝是超临界的。我们观察到沿灯丝的速度梯度，这是可能与吸积流内的灯丝，而不是旋转。根据不同的年龄估计对象在不同的进化阶段，我们试图设置一个限制，以目前的年龄云。
2017-11-17 astro-ph.GA
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
Fragmentation and filaments at the onset of star and cluster formation: SABOCA 350 $μ$m view of ATLASGAL selected massive clumps
致密星际物质的结构形成和团块碎裂成核是理解恒星和星团如何形成的基本步骤。我们的目标是建立一个统计视图的块状碎片在次秒差距尺度的基础上，从ATLASGAL调查选择了大量的块状。我们使用APEX/SABOCA相机在350 $μ$ m图像块在8的分辨率。$''$ 5.样品的大部分由在24 $μ$ m处弱吸收或吸收的块状物组成。我们解决丰富的非线性结构，并确定紧凑的源的人口。我们使用与中红外22-24 $μ$ m和70 $μ$ m点源的关联来确定核心的恒星形成活动。然后，我们统计评估其物理性质，和大规模团块的破碎特性。我们发现一个中等的相关性之间的块体碎裂水平与块体气体密度和预测的碎片数量与纯金斯碎裂的情况下，我们发现最大质量的碎片的质量和总的块体质量之间有很强的相关性，这表明自引力可能在块体的小尺度结构的形成中发挥了重要作用。我们确定了27个大质量的静态核心与$M_{\rm core}>100$ M $_{\odot}$在5千秒差距内，这些都是足够大的自引力，但还没有显示出任何恒星形成的迹象。因此，这个样本包括有希望的大质量前恒星核心候选者，或深埋的高质量原恒星。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
