The Galactic dynamics revealed by the filamentary structure in atomic hydrogen emission
利用HI4PI巡天观测资料，研究了21 cm波长氢原子（HI）向银道面发射的辐射结构。使用Hessian矩阵方法跨径向速度通道，我们确定了非线性结构，并使用循环统计量化它们的取向。我们发现，银河系的磁盘超过10千秒差距的区域，并从银河系中心显示约18千秒差距的HI平行结构主要是平行于银河系平面。对于较低的银心半径的区域，我们发现HI细丝大多是垂直的，或者没有相对于银河平面的优先取向。我们将这些结果解释为银河系内部的超新星反馈和银河系外部的银河系旋转的印记。我们发现，HI星系结构遵循银河系翘曲，他们突出了一些解释为与卫星星系的引力相互作用的影响的变化。此外，外星系结构的平均标度高度低于HI辐射的平均标度高度，表明外星系中冷、暖氢原子相的标度高度不同。最后，我们发现，在HI细丝的柱密度的分数几乎是恒定的，从银河系中心约18千秒差距。这可能是由于从HI吸收研究中推断出的冷原子氢相和热原子氢相之间的比率大致恒定的结果。我们的研究结果表明，HI星系结构提供了深入了解的动力学过程塑造银河系盘。它们的方位记录了恒星能量输入、银河喷泉过程、宇宙射线扩散和气体吸积如何以及在何处塑造了银河平面中的弥漫星际介质。
2022-05-20 astro-ph.GA
Filamentary Fragmentation and Accretion in High-Mass Star-Forming Molecular Clouds
丝状结构在大质量恒星形成分子云中无处不在。它们与高质量恒星形成的关系仍有待了解。在这里，我们报告对8个连续的高质量恒星形成云的干涉观测。在这些云中总共发现了50个致密的核心，其中大多数都是高质量恒星形成的标志。其中五颗没有任何恒星形成的迹象，因此是星前核心的候选者。这些核心的演化阶段和它们的线宽，温度，NH $_3$丰度，维里参数被发现是相关的。在一个子样本的4形态定义良好的细丝，我们发现，它们的碎片不能单独解释的热或湍流压力的支持。我们还研究了沿暗条的气体温度和非热运动的分布，并发现了非热线宽和恒星形成活动之间的空间相关性。我们发现沿这些细丝的气体流动的证据，并推导出沿细丝的$\sim$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率。这些结果表明大质量暗条和大质量恒星形成之间存在着密切的关系，通过i）在非常早期的演化阶段的惯性碎裂形成致密的核心，ii）沿着暗条的吸积流对致密核心和原恒星的生长非常重要，iii）在恒星形成过程中通过反馈或吸积增强暗条中的非热运动。
2018-01-18 astro-ph.GA
The dense cores and filamentary structure of the molecular cloud in Corona Australis. Herschel SPIRE and PACS observations from the Herschel Gould Belt Survey
我们提出了一个目录的星前和无星的核心内的日冕南分子云测光数据从赫歇尔空间天文台。在距离d~130 pc的地方，南冕座是最近的恒星形成区之一。Herschel用SPIRE和PACS测光相机以并行模式拍摄了南冕的多波长数据，波长范围为70 μm至500 μm。一个完整的样本的无星和星前核心和嵌入的原恒星被确定。赫歇尔-古尔德带巡天的其他结果显示了致密核心的分布与分子云内部的对流结构之间的空间相关性。我们更进一步，并显示这些核心的属性和它们在云内的空间分布之间的相关性，特别关注密集核心的质量分布相对于它们的邻近。我们发现，只有低质量的无星核心远离暗条形成，而所有高质量的星前核心都靠近暗条结构形成，或者直接形成在暗条结构上。这一结果支持了星前核主要形成于星丝上的范例。我们分析了整个分子云的质量分布，发现证据表明，皇冠周围的区域似乎是在一个更动态的先进的进化阶段，云内的其余团块。
2018-01-23 astro-ph.GA
The history of dynamics and stellar feedback revealed by the HI filamentary structure in the disk of the Milky Way
本文研究了中性氢原子（HI）在21厘米处的辐射中的附加结构，它是由HI/OH/电离（THOR）谱线巡天中的单碟和干涉观测相结合的40“和1.5 km/s分辨率的位置-位置-速度立方体中速度通道的结果。利用Hessian矩阵方法结合循环统计的工具，我们发现HI辐射中的大多数非线性结构都与银河平面对齐。这种趋势的一部分可以归因于在几个速度通道上连贯的长的连续结构。然而，我们也发现银河经度和径向速度的范围内的HI附属结构优先取向垂直于银河平面。它们位于（i）盾座旋臂的切点附近，$l \approx 28^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 100$ km/s，（ii）朝向$l \approx 45^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 50$ km/s，（iii）Riegel-Crutcher云周围，以及（iv）朝向终极速度。与数值模拟结果的比较表明，水平方向的平行结构的普遍存在很可能是大尺度动力学的结果，而垂直方向的垂直结构则可能是超新星反馈和强磁场共同作用的结果。（iv）中的垂直对流结构可能与面外HI气体被SNe驱逐后落回银道面的云的存在有关。我们的研究结果表明，对银河系平面的发射形态的系统表征提供了一个未开发的观测和星际介质的动力学行为之间的联系，从大规模的银河系动力学的影响，以银河系喷泉SNe驱动。
2020-09-10 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
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
Giant Molecular Cloud Formation at the Interface of Colliding Supershells in the Large Magellanic Cloud
我们研究了恒星形成区N48和N49中年轻大质量GMC的Hi包络，这些区域位于两个kpc级超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的高柱密度Hi脊内。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的新的长基线Hi 21 cm线观测与档案较短基线数据和帕克斯望远镜的单碟数据相结合，最终合成光束尺寸为24.75”× 20.48”，相当于LMC中约6 pc的空间分辨率。新发现的Hi气体是高度非连续性的，分子团沿非连续Hi特征分布。共识别出39个附属特征，其典型宽度为~ 21（8-49）[pc]。我们提出了一个方案，在该方案中，GMC是通过原子气体中的引力不稳定性形成的，原子气体最初由两个壳层积累，然后通过碰撞进一步压缩。这表明，GMC的形成涉及原子介质的导电性。
2021-04-29 astro-ph.GA
Initial Conditions for Star Formation: A Physical Description of the Filamentary ISM
星际介质在很宽的尺度范围内都包含有沉积结构。了解这种结构的作用，作为气体穿过尺度的管道和局部物理学的诊断工具，是恒星形成研究的主要焦点。我们回顾了近年来在ISM中研究沉积结构，解释其物理过程的属性，探索形成和演化情景的进展。我们从观测和理论的角度，包括从银河系尺度的细丝到十分之一秒差距尺度的细丝，包括分子和原子结构。除了文献综述，我们还收集了大量来自不同调查的目录数据，并提供了迄今为止最全面的建筑结构普查。我们的普查包括22 803个传统建筑，促进了整体视角和新的见解。我们使用我们的人口普查进行荟萃分析，导致超过四个数量级的长度和八个质量的细丝属性的描述。我们的分析强调的层次和动态的性质，间接结构。纤维并不是孤立存在的，它们通常也类似于接近平衡的静态结构。我们建议，吸积在灯丝的形成和演化设置一些关键的缩放特性的灯丝。这突出了吸积在暗条形成和演化过程中的作用，也为恒星形成设定了初始条件。总的来说，在过去的十年里，对地壳结构的研究一直是由观测驱动的。虽然在测量细丝的基本性质方面已经取得了很大进展，但我们对它们的形成和演变的理解显然是缺乏的。在这方面，我们确定了一些方向和问题，我们认为最紧迫的领域。
2022-03-17 astro-ph.GA
TRAO Survey of the Nearby Filamentary Molecular Clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). IV. Filaments and Dense Cores in the W40 and Serpens South Regions of Aquila
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Seoul National University（首尔大学）
TRAO-FUNS项目通过分子线观测揭示了W40和蛇夫南区域中丝状结构和密集核心的形成机制，发现丝状结构的临界性、质量流量和湍流耗散对核心形成至关重要。
2025-11-21 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
The "Nessie" Nebula: Cluster Formation in a Filamentary Infrared Dark Cloud
尼斯湖水怪星云是一个远红外暗云（IRDC），长宽比超过150：1（1.5度x 0.01度，或80 pc x 0.5 pc，运动学距离为3.1 kpc）。HNC（1-0）发射的地图，一个密集的分子气体的示踪剂，与澳大利亚望远镜国家设施Mopra望远镜，显示了一个极好的形态匹配的中红外消光。此外，由于整个星云的分子线发射具有相同的径向速度，在+/- 3.4 km/s范围内，星云是一个单一的，连贯的云，而不是沿着视线的多个不相关的云的机会对齐。尼斯湖水怪星云包含许多紧凑、致密的分子核心，其特征是沿着暗条的投影间距约为4.5 pc。引力束缚的气体圆柱体理论预言了这种核心的存在，由于“香肠”或“静脉曲张”流体的不稳定性，以特征长度尺度从圆柱体中分裂出来。如果湍流压力在尼斯湖水怪中占主导地位，那么观测到的核心间距与理论预测相符。我们推测，大质量恒星和大质量星团的形成是由“香肠”流体不稳定性导致的非线性IRDC的碎片化引起的，这种不稳定性导致了大质量致密分子核心的形成。在高质量恒星形成区附近经常发现的游离分子气体云（例如，猎户座，NGC 6334等）可能代表IRDC发展的后期阶段。
2010-07-30 astro-ph.GA
Observational signatures of end-dominated collapse in the S242 filamentary structure
利用OSO-20 m望远镜对S242星形成区的一个细长的星系结构（长约30 pc）进行了新的CO（~（13）CO（1-0）和C_（18）O（1-0））和CS（2-1）线观测。其中一个暗条的末端是S242 HII区，而另一端则是普朗克冷团。在灯丝中识别出几个子区域，并且是超音速的，马赫数为2.7-4.0。动力学状态的研究表明，超临界性质的子区域（除中央部分），这不能支持的组合的热和湍流运动。年轻的恒星物体在整个暗条上都可以看到，但在暗条的末端更集中。致密的分子核心主要朝向细丝末端观察，并且接近维里平衡。位置-速度图跟踪速度梯度（~1 km/s/pc）向两端。还观察到朝向细丝的速度振荡模式，表明其断裂。暗条的崩溃时间尺度计算为约350万年。利用~（1-3）CO观测资料，发现暗条的速度结构函数与Musca云的速度结构函数非常相似，滞后约1-3秒差距，偏离Larson速度-尺寸关系。在较高的滞后结构函数中观察到的振荡模式表明存在大规模和有序的速度梯度，以及通过沿灯丝吸积的碎片化过程。考虑到所有观测到的结果及其不确定性，S242暗条是端部主导坍缩的一个很好的例子。
2019-04-16 astro-ph.GA
The identification of filaments on far infrared and submillimiter images. Morphology, physical conditions and relation with star formation of filamentary structure
对分子云的观测揭示了一种复杂的结构，气体和尘埃通常以几何形状排列，而不是球形。前恒星核和原恒星核与暗条的关联表明它们与恒星形成过程有直接联系。任何对这种纤维性质的研究都需要来自不同环境的具有代表性的样品，因此需要一种无偏的检测方法。我们开发了这样一种方法，使用表面亮度分布的Hessian矩阵来识别细丝，并确定它们的物理和形态特性。经过测试的方法模拟，但现实的灯丝，我们应用的算法计算的Herschel观测银河平面的Hi-GAL项目的列密度图。我们确定了约500个细丝，在l=216.5到l=225.5的经度范围内，长度从约1 pc到约30 pc，宽度在0.1 pc到2.5 pc之间。平均柱密度在10^20 cm^-2和10^22 cm^-2之间。丝状体包括大部分N_H_2 > 6x10^21 cm ^-2的致密物质。我们发现，在同一地区已经确定的前恒星和原恒星致密源大多与细丝。然而，表面密度超过预期的高质量恒星形成的临界值只在细丝上发现，这表明这些结构是必要的通道材料进入团块。此外，我们还分析了暗条的引力稳定性，并讨论了它们与恒星形成的关系。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL -- A Galaxy-wide sample of dense filamentary structures
[摘要]目的。我们研究了ATLASGAL巡天中沉积结构的性质。方法.我们使用DisPerSE算法来识别位于银河系内部的空间相干结构（300 <1 < 60和|b| < 1.5）。结果我们已经确定了241个附属结构的距离、质量和物理尺寸。我们发现一个中位距离为3.8kpc，平均质量为几个10^3 m_sun，平均长度约为6pc，质量长度比（M/L）约为200-2000M_sun/ pc。我们还发现，这些附属结构是密切相关的螺旋臂的经度和速度，并且它们的半长轴是优先平行于银河系中平面，因此与大规模的银河系磁场的方向。我们发现了许多例子，在ATLASGAL中发现的致密细丝与更大规模的星系结构（~100 pc）有关，并认为这可能是常见的，因此这些可能表明大规模银河系动力学和恒星形成之间的联系。结论.我们已经制作了一个大的和银河系范围内的密集的星系结构的目录，是一个特定的大小和质量范围的代表以前没有很好地研究在文献中。对这些丝状体的性质和分布的分析表明，它们与旋臂相关，对银河系的恒星形成有重要贡献。大质量恒星的形成在大约20%的细丝内进行，并且与具有最大质量与长度比的细丝密切相关。嵌入源的光度分布与银河系范围内的年轻大质量恒星样本相似，因此可以被认为具有代表性。
2016-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO~($J = 1-0$) Observations of a Filamentary Molecular Cloud in the Galactic Region Centered at $l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$
利用紫金山天文台13.7 m毫米波望远镜，对以$l = 150\arcdeg, b = 3.5\arcdeg$为中心的银河系区域进行了大视场（4.25~ $\times$ ~3.75 deg $^2$）的CO同位素（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）$J = 1-0$发射线的测绘观测。根据$^{13}$ CO观测资料，我们揭示了在局地臂中存在一个对流云，其速度范围为0.5 ~ 6.5 km~s。该分子云由1条主丝和11条次丝组成，呈“脊巢”结构。在C $^{18}$ O系中还检测到主丝和三个亚丝。大多数纤维的速度结构呈连续分布，但速度梯度较小。假设距离为400 pc，测得的灯丝的中值激发温度、线宽、长度、宽度和线质量分别为9.28 K、0.85 km s、7.30 pc、0.79 pc和17.92 $M_\sun$ pc $^{-1}$。我们发现在C $^{18}$ O谱线中检测到的四个细丝是热超临界的，其中两个处于维里化状态，因此倾向于引力束缚。我们在云中共识别出146个$^{13}$ CO团簇，其中约77个$\%$团簇沿暗条分布。约56 $\%$的维里化团块被发现是与超临界丝。三个年轻的恒星对象（YSO）的候选人也确定在超临界细丝，根据补充红外（IR）数据。这些结果表明，超临界纤维，特别是维里化纤维，可能具有成星活性。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Filamentary Star Formation in NGC 1275
利用哈勃空间望远镜拍摄的远紫外和光学图像，研究英仙座星系团（Abell 426）中心星系NGC~1275外晕的恒星形成过程。我们已经确定了一个非常年轻的人口，紧凑的星团，典型的年龄为几百万年。星团是以千秒差距的尺度组织起来的。这些星团中的许多都与年轻恒星的“条纹”有关，它们的组合具有彗星的外观。我们对星团和弥漫的恒星条纹进行测光，并拟合它们的光谱能量分布，以获得年龄和质量。这些年轻的恒星星族在质量、光度和团簇形成效率方面似乎是正常的; <10%的年轻恒星质量位于星团中。我们的数据表明，恒星的形成与NGC~1275中一些巨大气体细丝的演化有关，这些气体细丝在到达外星系时变得重力不稳定，并可能在外星系中停滞。这样，恒星条纹就可以代表在星系团势阱中沿弹道轨道运动的恒星。我们提出了一个模型，恒星形成的细丝，打开~50~百万年前，目前正在喂养的NGC~1275恒星晕的增长速度约2-3太阳质量每年。这种过程也可能在年轻星系的外围形成恒星晕和孤立的星团。
2014-06-18 astro-ph.GA
Bonnor-Ebert sphere collapse in filamentary structures
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过非线性效应解释丝状结构中核心坍缩与线性扰动理论的差异。
2026-02-19 astro-ph.GA
Similar complex kinematics within two massive, filamentary infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）被认为是高质量恒星形成早期阶段的潜在宿主。在这里，我们进行了深入的运动学分析这样的IRDC，G034.43+00.24（云F），使用高灵敏度和高光谱分辨率IRAM-30米N $_2$ H $^+$（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）的观测。为了解开复杂的速度结构在这个云，我们使用高斯分解和层次聚类算法。我们发现云F内存在四个不同的相干速度分量。将这些组分的性质与在类似IRDC G035.39-00.33（云H）中发现的那些进行比较。我们发现，这两个云的组成部分有：高密度（根据N $_2$ H $^+$中的鉴定推断），跨音速非热速度弥散，马赫数为$\sim$ $1.5-4$，速度分离为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，在N $_2$ H $^+$（致密气体）和C $^{18}$ O（包层气体）之间的$^{-1}$平均红移为0.3 km s。后者可能表明这些云有一个共同的形成场景。我们使用低密度追踪的$^{13}$ CO（$1-0$）观测研究了大尺度云F结构的运动学。在IRAM-30 m观测中确定的成分与$^{13}$ CO数据中最突出的成分之间存在良好的对应关系。我们发现IRDC云F只是一个更大结构的一小部分，它似乎是银河系的臂间灯丝。
2018-01-19 astro-ph.GA
The SARAO MeerKAT Galactic Plane Survey filamentary source catalogue
本研究发布SARAO MeerKAT 1.3GHz银道面巡天的纤维源星表，识别933个纤维结构，发现银心外存在孤立非热射电纤维候选，揭示不同区域纤维的形态、流量及磁场关联差异，证实银心纤维密度最高。
2024-12-10 astro-ph.GA
Filamentary Structures and Star Formation Activities in the Sites S234, V582, and IRAS 05231+3512
为了研究物理过程，我们提供了位于l = 171.7 - 174.1度的S234，V582和IRAS 05231+3512站点的观测结果。基于CO线数据，我们发现这些位置不是物理连接的，并且包含至少一个细丝（长度> 7 pc）。与V582和IRAS 05231+3512相关的暗条的观测线质量（M_line，obs）分别为~37和~28 M_sun/pc。这些细丝的特征在于热超临界，并含有几个团块。在包含V582的暗条附近观测到了大量的红外线过剩源和大质量B型星，而在IRAS 05231+3512周围发现了非常少的恒星形成活动。我们的结果有利于径向崩溃的情况下，在长丝窝藏V582和IRAS 05231+3512。在位置S234中，两个细丝（即ns 1（M_line，obs ~130 M_sun/pc）和ns 2（M_line，obs ~45 M_sun/pc））被识别为热超临界。一个扩展的温度结构在27-30 K围绕一个相对冷（~19 K）~8.9 pc长的灯丝ns 1。在ns 1中至少可以看到四个凝聚（M_clump ~70-300 M_sun），并且没有GMRT 610 MHz的射电辐射。丝ns 2主机集群是缺乏持续的SF，并可能在早期阶段的碎片。在ns 1中观察到强烈的SF活动，SF效率约为3.3%，SF率约为40-20 Msun/Myr（对于t_sf约为1-2 Myr）。S23…
2018-07-17 astro-ph.GA
The Hi-GAL catalogue of dusty filamentary structures in the Galactic Plane
最近由{\it Herschel}收集的数据已经证实了在银河系中普遍存在着具有类似形状的星际结构。细丝被认为是由几种物理机制形成的，从大的银河系尺度到分子云的亚pc部分，它们可能代表恒星形成和银河系大尺度结构之间的可能联系。为了研究这种潜在的联系，需要一个遍布银河系的具有统计学意义的细丝样本。在这项工作中，我们提出了第一个目录的$32,059$候选灯丝自动识别的整个银河平面的高GAL调查。对于这些对象，我们确定形态（长度，$l^{a}$和几何形状）和物理（平均柱密度，$N_{\rm H_{2}}$，和平均温度，$T$）属性。我们鉴定了具有广泛性质的细丝：2 $'$、$\leq l^{a}\leq$、100 $'$、$10^{20} \leq N_{\rm H_{2}} \leq 10^{23}$、cm $^{-2}$和$10 \leq T\leq$ 35、K。我们讨论了他们的关联与高GAL紧凑的来源，发现最脆弱的（和稳定的）结构不主机任何主要的凝聚，我们也分配一个距离$\sim 18,400$丝，我们确定质量，物理尺寸，稳定性条件和银河系分布。当与螺旋臂结构相比时，我们发现臂上和臂间细丝的物理性质之间没有显著差异。我们将我们的样本与以前的研究进行了比较，发现我们的Hi-GAL灯丝目录在银河系覆盖范围和灵敏度方面代表了显着的扩展。该目录代表了一个独特的和重要的工具，用于未来的研究，致…
2019-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionized filaments and ongoing physical processes in massive star-forming sites around l = 345.5 degree
许多关于尘埃和分子细丝的研究已经在恒星形成地点进行，但只有有限数量的研究集中在电离细丝。为了观测研究这方面，我们提出了一个多波长数据的$\sim$ 74.6弧分$\times$ 55弧分周围l = 345.5度的分析。使用843 MHz连续谱图，两个不同的电离灯丝（即，IF-A（范围$\sim$ 8.5弧分）和IF-B（范围$\sim$ 22.65弧分））托管由大质量OB星供电的电离团被确定。利用$^{13}$ CO（2-1）和C $^{18}$ O（2-1）谱线数据，在[ $-$ 21，$-$ 10] km s $^{-1}$的速度范围内，研究了IF-A和IF-B的母体分子云，并得到了它们的典型形态。研究了在$-$ 18和$-$ 15 km s $^{-1}$周围至少有两个云分量朝向IF-A和IF-B的母云，并在速度空间上连接起来。这些对流云也沿着长轴在空间上相互重叠，支持对流扭曲/耦合性质。值得注意的I类原恒星和大质量恒星似乎被观测到朝向云成分的共同区域。这些发现支持了大约120万年前两个对流云的碰撞。电离细丝的存在似乎可以用大质量恒星的联合反馈来解释。与IF-A和IF-B相关的分子细丝有利于最新模型的结果，该模型涉及O星电离辐射在细丝中形成的逃逸和捕获。
2022-08-17 astro-ph.GA
Cluster Formation in a Filamentary Cloud: The Case of the Stellar Cluster NGC 2316
该研究通过多波段观测分析NGC 2316星团，发现其位于丝状云枢纽，存在大质量恒星正反馈及物质流，揭示星团形成始于枢纽并扩展至丝状节点。
2023-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sequential Star Formation in the filamentary structures of Planck Galactic cold clump G181.84+0.31
我们提出了一个多波长的研究普朗克冷团G181.84+0.31，这是位于北端的扩展的星系结构S242。我们已经从SCUBA-2 850 μ m地图中提取了9个致密的核心，并根据它们的斯皮策，宽视场红外巡天探测器（WISE）和两微米全天巡天（2 MASS）近红外和中红外颜色确定了18个年轻的恒星物体（YSO，4个I类和14个II类）。致密核和YSO主要分布在G181.84的边界结构上，HCO $^{+}$（1-0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）谱线能很好地追踪到致密核和YSO。我们在G181.84中发现了连续恒星形成活动的特征：位于北部和南部子结构的致密核心和YSO比中心区域的年轻。我们还检测到全球速度梯度约0.8 $\pm$ 0.05 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$和1. 0 $\pm$ 0.05 km s分别沿北部和南部子结构的$^{-1}$ pc $^{-1}$，中央下部结构的局部速度梯度为1.2 $\pm$ 0.1 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些结果可能是由于扩展的丝状结构S242的整体坍缩是由边缘效应驱动的，对于边缘效应，丝状体边缘首先坍缩，然后进一步向内触发恒星形成活动。我们确定了G181.84中的三个亚结构，并估计了它们单位长度的临界质量，它们分别是$\sim$ 101 $\pm$ 15 M $_{\odot}$ pc…
2019-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the structure and fragmentation of a highly filamentary IRDC
我们提出了3.7弧秒（~0.05秒差距）分辨率3.2毫米尘埃连续观测从IRAM PdBI，目的是研究的结构和破碎的间接红外暗云G035.39-00.33。连续辐射被分割成一系列13个准规则间隔（~0.18pc）的核心，沿着IRDC的主轴。我们比较的核心的空间分布与理论工作描述的流体动力学流体圆柱体的破碎预测，发现两者之间的显着差异（~8）。我们的观察结果与分子云运动学研究的结果一致，表明核心是在一个复杂的独立子丝网络中。这一结果强调了在任何碎裂分析中考虑基本物理结构和潜在的、动态重要的磁场的重要性。所识别的核表现出（峰值）射束平均柱密度（$3.6{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}<N_{H,c}<8.0{\rm x}10^{23}{\rm cm}^{-2}$）、质量（$8.1M_{\odot}<M_{c}<26.1M_{\odot}$）和数密度（$6.1{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}<n_{H, c, eq}<14.7{\rm x}10^{5}{\rm cm}^{-3}$）的范围。其中两个核心，在中红外线暗，集中，单片（在我们的PdBI分辨率下没有可追踪的子结构），估计质量约为20-25 $M_{\odot}$，是中等到高质量恒星的祖先的良好候选者。维里参数跨越范围$0.2<α_{\rm vir}<1.3$。如果没有额外的支持，可能来自强度…
2016-08-15 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO-FUNS). III. Filaments and dense cores in the NGC 2068 and NGC 2071 regions of Orion B
本文通过TRAO-FUNS项目对猎户座B的NGC 2068和NGC 2071区域进行分子谱线观测，识别出速度相干纤维和48个致密核，发现纤维的引力临界性是其碎裂并形成致密核及后续演化的关键条件。
2023-09-18 astro-ph.GA
FAST Observations of Filamentary and Compact H I Structure in a Magellanic Stream IV Field
Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；Department of Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学天文系）
利用FAST/CRAFTS观测麦哲伦流IV天区，通过高斯分解识别出丝状和致密HI结构，发现重叠源于投影而非碰撞，展示了深度高分辨率HI观测的价值。
2026-09-09 astro-ph.GA
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO FUNS) I. Dynamics and Chemistry of L1478 in the California Molecular Cloud
“TRAO FUNS”是一个在分子线上调查古尔德带云的项目。本文介绍了加州分子云L1478中心区域的第一个结果。我们使用Taedeok射电天文台（TRAO）14米单碟望远镜进行了动态测绘观测，该望远镜配备了16个多波束阵列，覆盖该区域的$\sim$ 1.0平方度区域，使用C $^{18}$ O（1-0）主要追踪低密度云，使用N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）主要追踪致密核心。同时用CS（2-1）和SO $(3_{2}-2_{1})$对该区域的$\sim$ 440平方角分面积进行了测图。我们通过对C $^{18}$ O数据立方体应用树状图技术鉴定了10个细丝，并通过使用{ \sc FellWalker}鉴定了8个密集的N $_{2}$ H $^{+}$核心。基本的物理性质的细丝，如质量，长度，宽度，速度场，和速度色散。发现L1478由几个速度略有不同的细丝组成。特别是发现超临界的长丝含有在N $_{2}$ H $^{+}$中检测到的致密核。通过比较C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$的非热速度色散，发现致密核与周围的细丝具有相似的运动学特征，而致密核与周围的细丝具有不同的运动学特征.这表明致密芯和细丝的形成机制在单个细丝中可以是不同的，这取决于它们的形态和环境。
2019-04-24 astro-ph.GA
From Filamentary Networks to Dense Cores in Molecular Clouds: Toward a New Paradigm for 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和边界条件的图像。赫歇尔的结果强调了星际细丝在恒星形成过程中的作用，并与近十年的数值模拟和理论联系得非常好，这些数值模拟和理论一直表明ISM在所有尺度上都是高度非线性的，恒星形成与自引力细丝密切相关。在这篇评论中，我们追踪了云结构和恒星形成的明显复杂性是如何由相对简单的宇宙过程-从星系团到星系尺度。我们强调两个关键和互补的方面：（i）在过去三年中与Herschel获得的关键观测结果，以及从地面获得的有关星际结构运动学的新结果，以及（ii）现有的关键理论模型和星际云结构和恒星形成的许多数值模拟。然后，我们综合了一个全面的物理图像，从这些观察和模拟的对抗中产生。
2013-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dense Filamentary Giant Molecular Cloud G23.0-0.4: Birthplace of Ongoing Massive Star Formation
我们目前的观测1.5平方度的12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）的排放对超新星遗迹（SNR）W 41和SNR G22.7-0.2的复杂区域的地图。在这两个SNR附近发现了一个质量巨大（约5E 5 Msun）、体积庞大（约84 x15 pc）、密度高（约10 E3 cm^-3）的巨型分子云（GMC），G23.0-0.4，VLSR约为77 km/s。GMC显示出一个近似沿着银河平面的行星结构。用C_（18）O（J=1-0）辐射示踪的致密分子气体的连续谱结构也与尘埃连续谱辐射在该方向上的分布很好地吻合。与77 km/s的GMC G23.0-0.4有关的两个致密的大质量MC团块、两个6.7GHz的甲醇脉泽和一个HII/SNR复合体沿巨暗条排列，表明GMC内有恒星形成活动。这些源沿巨暗条的周期投影间距为0.18- 0.26 °，与理论预测的0.22 °一致。这表明湍流在大尺度上似乎主导了稠密气丝的碎裂过程。GMC的4.4kpc距离和C18 O辐射追踪到的长而致密的暗条，以及附近区域丰富的大质量恒星形成群，表明G23.0-0.4可能位于盾牌座-半人马座臂的近侧第一象限。考虑到银河系的大尺度和沿银道面的伸长结构，我们推测致密的银河系巨磁物质与银河系的螺旋密度波有关。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Turbulence and Magnetic Fields in Simulated Filamentary Structure
我们使用数值模拟的湍流集群形成区域研究的性质，在恒星形成致密的对流结构。使用四个流体动力学和磁流体动力学模拟选择相匹配的意见，我们确定在由此产生的列密度图细丝，并分析其属性。我们计算每0.05百万年的长丝的径向列密度分布，并与修改后的等温和压力限制等温圆柱模型，找到合理的适合任何一个模型的配置文件。在模拟中形成的细丝具有与观察到的那些相似的径向柱密度分布。磁场为细丝提供了额外的压力支持，使“蓬松”细丝比纯流体动力学情况下更不容易碎裂，后者继续以较慢的速度凝聚。在密度较高的模拟中，由于重力的重要性增加，细丝生长得更快。并不是所有在模拟中识别的细丝都将演变成恒星：有些会膨胀和分散。在这些不同的暗条演化路径下，暗条整体宽度随时间、磁场强度强度或密度变化的趋势是微弱的，所有这些情况都与在不同恒星形成区域中暗条宽度恒定的发现相一致。在模拟中，对于所有时间和初始条件，平均半高宽在0.06和0.26 pc之间，大多数在0.1到0.15 pc之间;然而，半高宽的范围大于典型的赫歇尔分析。最后，细丝显示了丰富的子结构，类似于最近在金牛座发现的细丝束。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
TRAO Survey of the nearby filamentary molecular clouds, the universal nursery of stars (TRAO FUNS). II. Filaments and Dense cores in IC 5146
作为TRAO FUNS项目的一部分，我们介绍了IC 5146中细丝和致密芯的物理性质的结果。我们使用Taeduk射电天文台（TRAO）14米望远镜进行了动态测绘观测，覆盖了IC 5146面积的约1平方度，使用了各种分子线。我们从C $^{18}$ O（1-0）数据立方体中识别出14个细丝（总共24个，包括子细丝），从$\rm N_{2}H^{+}$（1-0）数据中识别出22个致密核心。我们研究了暗条的引力临界性、湍流性质、从暗条到致密核的吸积速率以及核的相对演化阶段。IC 5146中的大多数细丝在不确定性范围内是重力超临界的，并且大多数致密的核心形成于其中。我们发现，密集的核心在枢纽之间的$\rm N_{2}H^{+}$和C $^{18}$ O气体的系统速度移动约0.3公里/秒。此外，这些核心是亚音速或跨音速的，而周围的细丝气体是跨音速或超音速的，这表明轮毂中的核心可能是由碰撞湍流细丝中的湍流耗散形成的，并且合并仍在进行中。我们估计了$15 - 35~M_{\odot}~\rm Myr^{-1}$从细丝到致密核的质量吸积速率，并且收集当前核质量所需的时间尺度与致密核的寿命一致。轮毂中的细丝和致密核心的结构可以通过湍流会聚流的碰撞形成，并且沿着细丝到致密核心的质量流在形成致密核心中可能起重要作用。
2021-09-16 astro-ph.GA
An astrosphere around the blue supergiant kappa Cas: possible explanation of its filamentary structure
斯皮策太空望远镜进行的高分辨率中红外观测使人们能够解析许多天体层的精细结构。特别是，他们发现B0.7 Ia型恒星kappa Cas（HD 2905）周围的天体层具有清晰的弧形结构，其外部有许多卷云状细丝。从理论上证明了它们可能代表了星际尘埃粒子与星际磁场的相互作用所产生的非单调空间分布。在本文中，我们援引这一机制来解释围绕着Kappa Cas的天体层的结构。我们进行了三维磁流体动力学模拟的天体层的恒星风和空间速度的现实参数。在动力学模型的框架内计算了尘埃动力学和天体层中的密度分布。结果表明，星际介质中尘埃的经典MRN粒径分布模型的结果与观测结果不一致，只有当尘埃主要由大颗粒（微米级）组成时，观测到的天体层结构才能被再现。模型结果与观测结果的比较使我们能够估计周围星际介质的参数（数密度和磁场强度）。
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
$Herschel$ 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
Supervised machine learning on Galactic filaments Revealing the filamentary structure of the Galactic interstellar medium
上下文丝状体在银河系中无处不在，它们是恒星形成的宿主。因此，以可靠的方式探测它们是我们理解恒星形成过程的关键。目的。我们将探索监督式机器学习是否可以识别整个银河系平面上的附属结构。方法.我们使用了两个版本的基于UNet的网络进行图像分割。我们使用H2柱密度图像的银河平面获得Herschel Hi-GAL数据作为输入数据。我们用从这些图像中提取的细丝骨架（脊柱加分支）以及我们生成的背景和缺失数据掩码训练了基于UNet的网络。我们测试了八个训练场景，以确定最适合我们将像素分类为细丝的天体物理目的的场景。结果UNets的训练使我们能够通过分割来创建银河平面的新图像，其中识别出属于附属结构的像素。通过这种新方法，我们将更多的像素（根据所使用的分类阈值，更多的像素为2到7倍）分类为属于细丝，而不是我们用作输入的脊柱加分支结构。新的结构被揭示出来，主要是以前没有检测到的低对比度细丝。我们使用标准度量来评估不同训练场景的性能。这使我们能够证明该方法的鲁棒性，并确定一个最佳的阈值，最大限度地恢复的输入标记的像素分类。结论.这项概念验证研究表明，有监督的机器学习可以揭示整个银河平面存在的结构。这些结构的检测，包括以前从未见过的低密度和低对比度结构，为这些细丝的研究提供了重要的视角。
2022-12-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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 Giant Molecular Cloud G148.24+00.41: Gas Properties, Kinematics, and Cluster Formation at the Nexus of Filamentary Flows
本文通过 CO 同位素观测揭示巨分子云 G148.24+00.41 中六条纤维汇聚吸积至中心大质量团块并形成近红外星团，证明纤维状流是驱动大质量团块和星团形成的关键物质供给机制。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO(J = 1-0) Observations toward the Filamentary Cloud in the Galactic Region of $153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$ and $1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$
利用紫金山天文台13.7米毫米望远镜观测了${ }^{12} \mathrm{CO}$、${ }^{13} \mathrm{CO}$和$\mathrm{C}^{18} \mathrm{O}$的$J$ =1-0跃迁线向$153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$和$1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^{\circ}$的银河区的跃迁。根据\tht资料，在$[-42.5, -30.0] \,\mathrm{km} \mathrm{\,s}^{-1}$速度区间内发现了一条主丝和五条次丝共同组成的网状结构。分子云的运动学距离估计为$\sim4.5 \mathrm{\,kpc}$。这些细丝的中值长度、宽度、激发温度和线质量分别为$\sim49 \mathrm{\,pc}$、$\sim2.9 \mathrm{\,pc}$、$\sim8.9 \mathrm{\,K}$和$\sim39 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。沿着这些细丝的速度结构表现出振荡模式，这可能是由沿着这些细丝的碎裂或吸积过程引起的。最大吸积率估计高达$\sim700 \,M_{\odot} \mathrm{pc}^{-1}$。在这一区域共发现了$\sim162$、\tht和$\sim 103$年轻恒…
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The candidate cluster and protocluster catalog (CCPC) of spectroscopically identified structures spanning $2.74 < z < 3.71$
我们已经开发了一种搜索方法来识别星系原星团在$z>2.74$，并实施了一个样本的$\sim$ 14,000星系先前测量的红移。搜寻结果记录在候选星团和原星团目录（CCPC）中。该目录包含12个具有高度显著超密度（$δ_{gal}>7$）的簇，其中6个是以前已知的。我们还确定了另外31个候选原星团（包括4个以前确定的结构）较低的过密度。CCPC系统的物理大小和形状有很大的不同，从小型的紧凑星系群到大型的延伸星系群。这种变化在从$z=3.71$到$z=2.74$的范围内持续存在。这些结构以星系超密度（$δ_{gal}$）的形式存在，平均值为2，与文献中其他原星系团的值相似。CCPC系统的星系数中位数是11。维里质量的估计值对于这些红移是很大的，有13个例子显然有$M > 10^{15}\, M_{\odot}$。如果这些系统被维里化，这样的质量将对$Λ$ CDM构成挑战。
2015-12-15 astro-ph.GA
$\rm^{13}CO$ Filaments in the Taurus Molecular Cloud
我们已经进行了一个搜索的金牛座分子云使用$\rm^{13}CO$线发射数据从FCRAO调查的$\rm \sim100 \, deg^2$。我们使用了拓扑分析工具DisPerSe，并对其结果进行了后处理，以包括更严格的细丝定义，该定义要求至少3：1的纵横比和在细丝的脊柱上达到峰值的截面强度分布。在速度积分强度图中，由DisPerSe识别的数百个平行结构中只有10个符合我们的标准。与赫歇尔分析不同，赫歇尔分析发现了$\rm \sim0.1 \, pc$细丝的特征宽度，我们发现在我们的结构中轮廓宽度的分布更广泛，峰值为0.4 pc。此外，即使确定的细丝是圆柱形物体，它们复杂的速度结构和速度色散意味着它们可能是引力不受约束的。对速度通道图的分析揭示了数百个“速度相干”细丝的存在。其宽度的分布在较低的值（0.2 pc）达到峰值，而其峰值强度的波动是随机起源的指示。由于来自不同速度的漫发射的混合，这些细丝在积分强度图中被抑制。相反，对速度的积分可以导致出现非线性结构。使用同样的方法，在由随机放置的岩心组成的简单模拟地图中，也可以追踪到这种明显的细丝。它们具有与观察到的细丝相似的轮廓形状，并且包含大部分模拟芯。
2016-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33 I: Resolving Star Formation Activities in the Giant Molecular Filaments Possibly Formed by a Spiral Shock
本文报道了用ALMA对M33中最大质量的巨分子云之一GMC-16的分子谱线和连续谱的观测结果，其角分辨率为0 $''$ 44 $\times$ 0 $''$ 27（$\sim$ 2 pc $\times$ 1 pc）.我们发现，在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）中，GMC是由几种典型结构组成的。典型的长度、宽度和总质量分别为$\sim$ 50-70 pc、$\sim$ 5-6 pc和$\sim$ 10 $^{5}$ $M_{\odot}$，这与银河系GMC中所见的巨分子细丝（GMF）一致。巨磁纤维的伸长大致垂直于星系的旋转方向，几个H $\;$ { \sc ii}区域位于相对于细丝的下游侧，偏移量为$\sim$ 10-20 pc。这些观测结果表明，巨磁流体被认为是由星系螺旋激波产生的。1.3 mm连续谱和C $^{18}$ O（$J$ = 2-1）观测在几个对流云的交汇处发现了一个$\sim$ 2 pc的致密团块，它被称为$"$中心丝，$"$可能是由云-云碰撞形成的。在M33中的原恒星外流的一个强有力的候选者也被确定在团的中心。我们已经成功地解决了秒差距尺度的本地恒星形成活动，其中银河系尺度的运动学可能会导致形成的父恒星云。
2020-05-20 astro-ph.GA
CO~($J=1-0$) Observations toward Filamentary Molecular Clouds in the Galactic Region with $l = [169\arcdeg.75, 174\arcdeg.75], b = [-0\arcdeg.75, 0\arcdeg.5]$
利用紫金山天文台13.7米毫米波望远镜，利用$169\arcdeg.75 \leqslant l \leqslant 174\arcdeg.75$和$-0\arcdeg.75 \leqslant b \leqslant 0\arcdeg.5$对银河系CO同位素（$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）进行观测。根据$^{13}$ CO~（$J = 1-0$）资料，在$-$ 25 ~ 8 km~ sPDMATHABMT速度范围内发现了5个分子云，它们都具有明显的对流结构。我们鉴定出8条长6.38- 28.45秒差距的细丝，平均H $_2$柱密度为0.70 $\times$ 10 $^{21}$-6.53 $\times$ 10 $^{21}$ ~cm $^{-2}$，线质量为20.24- 161.91 ~ $M_\sun$ pc $^{-1}$，假定$\sim$的距离为1.7千秒差距。对径向密度分布的内部部分进行高斯拟合，得到平均半高宽为1.13 $\pm$ 0.01~pc。大部分纤维的速度结构呈连续分布，速度梯度较小。我们发现，湍流是占主导地位的内部压力，以支持丝的破碎，而不是热压力。大多数细丝的维里参数都小于2，因此它们受到引力束缚。四根细丝的LTE线质量接近维里线质量。我们进一步提取密集的团块使用$^{13}$ CO数据，并发现64 $\%$的团块与…
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
HI filaments as potential compass needles? Comparing the magnetic field structure of the Small Magellanic Cloud to the orientation of GASKAP-HI filaments
高空间分辨率的HI观测已经使人们认识到，附近（几百秒差距以内）的银河系原子结构与周围的磁场是一致的。利用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）射电望远镜的银河系ASKAP HI（GASKAP-HI）巡天观测数据，研究了小麦哲伦云（SMC）中$\gtrsim 10\,{\rm pc}$尺度HI细丝的潜在磁排列。使用滚动霍夫变换（RHT）技术，自动识别附属结构，结合我们新设计的射线跟踪算法，比较HI和星光偏振数据，我们发现SMC主体东北端的HI丝（“坝”区）和主体与潮汐地貌之间的过渡区（“翼”区域）优先与由星光偏振追踪的磁场对齐。同时，剩余的SMC卷缺乏足够质量的星光偏振数据来得出任何结论。这首次表明，附加HI结构可以在银河系外的大空间体积（$\gtrsim\,{\rm kpc}$）上磁性排列。此外，我们生成的地图的首选方向的HI丝在整个SMC，揭示了高度复杂的气体结构的星系可能形成的组合的内在内部气体动力学，潮汐相互作用，和恒星形成反馈过程。这些地图可以进一步与SMC其他区域的磁结构的未来测量进行比较。
2023-02-09 astro-ph.GA
The Formation of Stellar Clusters in Magnetized, Filamentary Infrared Dark Clouds
模拟了红外暗云（IRDC）中恒星形成的动态范围为4.2秒差距到28天文单位，周期为$3.5\times 10^5$年，包括磁场和来自原恒星的辐射和外流反馈。在模拟结束时，恒星形成效率为4.3%，每个自由降落时间的恒星形成率为$ε_{\rm ff}\simeq 0.04$，在观测值范围内（Krumholz等人，2012年a）。恒星的总质量以$\sim\,t^2$的形式增加，而原恒星的数量则以$\sim\,t^{1.5}$的形式增加。我们发现，大多数模拟原恒星周围的密度分布是$\sim\,ρ\propto r^{-1.5}$，正如Murray & Chang（2015）所预测的那样。在模拟的最后，原恒星的质量函数接近Chabrier（2005）恒星的初始质量函数。根据中等质量吸积速率，我们推断中等质量$0.2\,M_\odot$恒星的形成时间约为$1.4\times 10^5$ ~yr。我们发现在Dunham等人（2013）的大样本中观察到的原恒星光度与我们的模拟和理论估计之间有很好的一致性，并得出结论，经典的原恒星光度问题已经解决。在模拟中的恒星系统的多重性同意在一个因素2的观测I类年轻恒星的对象，大多数模拟的多个系统是未绑定的。双极原恒星外流是使用子网格模型发射的，并从它们的宿主恒星延伸到1 pc。模拟出的外流质量-速度关系与观测和理论都是一致的。
2017-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive star-formation in the hub-filament system of RCW 117
本文结合 Herschel、ThrUMMS、GMRT 与 Spitzer 多波段数据研究 RCW 117 枢纽—纤维系统，揭示核、YSO、电离气体及物质流入特征，并支持全局层级坍缩模型。
2023-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synchrotron filaments in radio galaxies: rarity, stability, and environmental influences from LOFAR and ROSAT observations
Technical University of Kenya（肯尼亚科技大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of South Africa（南非大学）；University of Hamburg（汉堡大学）
结合LoTSS与ROSAT数据，研究射电星系中稀有同步辐射细丝的特性，发现其最小压强低于环境热压强，揭示外部约束对其稳定性的作用，凸显其作为星系团磁场与AGN反馈探针的价值。
2026-08-26 astro-ph.GA
Properties of the dense cores and filamentary structures in the Vela C molecular cloud
本研究利用 Herschel 观测数据，通过 getsf 方法分离并分析了 Vela C 分子云中的致密核与纤维状结构，发现超临界纤维主要包含前恒星核与原恒星核，支持了 CMF 与 IMF 直接相关及纤维在恒星形成中起关键作用的观点。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Velocity structure of the 50 pc-long NGC 6334 filamentary cloud: Hints of multiple compressions and their impact on the cloud properties?
[摘要]观测到的星际介质是以非线性结构组织的，以及中性（HI）和电离（HII）气泡。这些气泡的膨胀性质使它们塑造了周围的环境，并可能在星际细丝的形成和演化中发挥作用。我们给出了NGC 6334分子云的APEX $^{13}$ CO和C $^{18}$ O（2-1）观测结果。我们调查的气体速度结构，并通过50 pc长的云，并对75个确定的速度相干细丝（VCFs）。我们测量了沿VCF的大量速度梯度。我们推导出了VCF的柱密度和速度功率谱。这些功率谱很好地用幂律表示，两个量的斜率相似（平均值约为-2），尽管有些差异高达2倍。垂直于三个VCF的位置速度图显示了V形速度模式，对应于速度空间中的弯曲结构，V形尖端的细丝被与其连接的具有速度梯度的延伸结构包围。这种速度结构是定性相似的数值模拟的长丝形成从大规模的压缩从传播的冲击波阵面。此外，垂直于这些VCF的径向轮廓暗示了来自邻近HII气泡的小规模内部影响。所观察到的相反曲率在速度空间对VCFs点的各种来源的大规模的外部压缩从传播HI气泡。这表明在分子云的形成和演化以及它们的恒星形成历史中，在空间和时间上分离的多次HI压缩的合理重要性。由于过去和遥远的恒星形成事件，这些原子压缩得到了来自现在的HII气泡和当地恒星形成活动的影响的补充。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology and Kinematics of Filaments in the Serpens and Perseus Molecular Clouds
我们目前的H13 CO+（J=1-0）和HNC（J=1-0）的地区，巨蛇座南，巨蛇座主和NGC 1333包含长丝的地图。我们还使用H13 CN（J=1-0）观察了Serpens区域。用CARMA进行的这些稠密气体示踪分子线观测的角分辨率为~7”，光谱分辨率为~0.16 km/s，灵敏度为50-100 mJy/束。虽然大尺度结构比较以及与赫歇尔尘埃连续体地图，我们解决更精细的结构内的细丝确定赫歇尔。H13 CO+的发射分布与现有的CARMA N2 H+（J=1-0）地图一致，因此它们追踪了相同的细丝形态和运动学。H13 CO+地图还显示，许多地区有多个结构部分重叠的视线。在两个区域中，速度差高达1.4 m/s。在这些示踪剂中，我们确定了8个典型宽度为0.03-0.08 pc的平行结构。至少有50%的地壳结构在垂直于其主轴方向上具有明显的速度梯度，平均值在4-10 km/s/pc之间。这些发现是在支持的理论模型的细丝形成的2-D流入碰撞湍流细胞产生的激波层。我们还发现了沿两个平行结构长度方向的速度梯度的证据，这些梯度表明这些细丝正流向云核。
2018-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic infall in the outskirst of clusters
本文通过估算红星系所占的比例，分析了星系在红移范围$z=[0,2]$内的位置与恒星形成猝灭之间的关系。更具体地说，我们关注的星系，从那些正在下降的长丝旁边各向同性下降。我们使用一个样本的星系从半解析模型的星系形成SAG适用于MultiDark模拟。{ \textsc{mdpl2} }。与观测结果相一致，我们发现，陷落区显示的恒星形成的水平是中间的星系团和领域。此外，我们还发现，在红移范围[0-0.85]内，恒星形成的猝灭在对流区比在各向同性的下落区强。我们还研究了红星系的分数作为一个函数的归一化距离的集群中心，并发现，半径$R/R_{200}> 3 $，红星系的分数在对流区域是相当大的比在各向同性的下落区域。通过对在$z = 0$上发现的星系主要祖先的性质分析，我们发现它们根据恒星质量和环境的不同而具有不同的演化行为。我们的研究结果证实了观测结果，即星系团的陷落区发挥了重要的作用，在预处理的星系沿大多数星系的演化历史。
2022-10-17 astro-ph.GA
Galactic `Snake' IRDC G11.11$-$0.12: a site of multiple hub-filament systems and colliding filamentary clouds
该研究利用Spitzer、JWST与ALMA等多波段观测，揭示G11.11$-$0.12中存在多尺度HFS及速度分离云成分，支持纤维碰撞、磨损碎裂与全局非各向同性坍缩共同促成大质量恒星形成。
2023-10-31 astro-ph.GA
The fragmentation and stability of hierarchical structure in Serpens South
丝状结构在分子云中普遍存在，并且最近被认为通过碎裂和质量吸积在调节嵌入团块的大小和质量方面发挥重要作用。本文通过对绿岸望远镜观测到的NH3（1，1）和（2，2）反转跃迁的宽（~ 4x 4pc）数据的分析，揭示了与巨蛇座南原星系团有关的游离分子气体的动力学状态和碎裂。NH3线的详细建模揭示了团簇和周围细丝的运动学是复杂的。我们确定层次结构，使用树形图分析的NH3排放。嵌入在同一母结构中的相邻结构之间的距离通常大于球形Jeans分析的预期，并且与圆柱形碎裂模型更一致。NH3谱线宽度-尺寸关系是平坦的，并且平均气体运动在所观察到的所有物理尺度上都是亚音速或跨音速的。亚音速区域远远超出了以前在恒星形成核心中确定的典型的0.1 pc尺度。结果表明，在Serpens南部，维里参数随结构质量的增加而减小。我们的数据探测到的最大尺度上极低的维里参数表明，之前观察到的有序磁场不足以支持该区域免受坍缩，这与之前测量到的一些细丝的大径向下落运动一致。然而，稠密气体中更复杂的磁场配置可能能够支撑细丝。
2016-10-31 astro-ph.GA
Different Fates of Young Star Clusters After Gas Expulsion
我们确定了太阳附近的年轻星团NGC 2232（323.0 pc）和新发现的星团LP 2439（289.1 pc）的结构。成员候选者通过无监督机器学习方法\textsc{StarGO}使用盖亚DR 2天空位置、视差和自行数据来识别。星系盘的成员污染可以用色星等图进一步去除。这四组恒星（NGC 2232、LP 2439和两个星系结构）的年龄都是2500万年，可能形成于同一个巨大的分子云。我们用贝叶斯方法从视差误差中校正距离不对称。3D形态显示了星系团NGC 2232和LP 2439的两个球形分布。两个附属结构在空间和运动学上与NGC 2232相连。NGC 2232和LP 2439都在膨胀。在LP 2439中，膨胀更显着，产生了松散的空间分布，体积数和质量密度分布较浅。膨胀的主要驱动力是气体排出。NGC 2232有73%的质量处于束缚状态，目前正经历着再维里化的过程，而LP 2439有52%的质量处于非束缚状态，可能在不久的将来完全溶解。不同的生存性跟踪不同的动力学状态的NGC 2232和LP 2439开始气体排出之前。NGC 2232可能是亚维里结构，而LP 2439可能是维里/监督结构，或者它经历了更快的气体去除速率。
2020-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
