Hydrodynamical Simulations of Colliding Jets
射电观测表明，3C 75位于阿贝尔400中心的哑铃状星系NGC 1128中，拥有两个碰撞的喷流。出于这个来源，我们进行三维流体动力学模拟使用修改后的版本的GPU加速自适应MEsh细化流体动力学并行代码（$\mathit{GAMER}$）研究碰撞河外喷流。我们发现，碰撞射流可以分为两类：1）反弹射流，在这种情况下，射流彼此反弹，保持它们的身份，2）合并射流，当只有一个射流从碰撞中出现。在某些条件下，相互作用会导致射流破碎成螺旋度相反的振荡细丝，从而影响其下游稳定性。当一股射流明显快于另一股射流且碰撞参量较小时，两股射流合并;较快的射流接管较慢的射流。在合并喷流的情况下，灯丝的振荡，在投影中，可能显示出类似于双螺旋的特征，类似于3C 75的射电图像。因此，我们解释的形态的3C 75作为一个小的碰撞参量的两个射流具有明显不同的速度碰撞的结果，与更快的射流破碎成两个振荡的细丝。
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33. II. Triggered High-mass Star Formation by Multiple Gas Colliding Events at the NGC 604 Complex
我们给出了在$^{12}$ CO中的ALMA观测结果（$J=2-1$），$^{13}$ CO（$J=2-1$），和C $^{18}$ O（$J=2-1$）线和1.3毫米连续发射到一个巨大的（$\sim 10^6 M_{\odot}$）与最近的旋涡星系M33中的巨大H II区NGC 604有关的巨大分子云，角分辨率为0“.44 $\times$ 0”.27（1.8件$\times$和1.1件）。$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图像显示了由许多长度为5 - 20 pc的细丝和壳组成的高度复杂的分子结构。我们发现了三个1.3毫米的连续源，在两个壳的边缘，也在几个灯丝的交叉点密集的团块。我们检查了速度结构的$^{12}$ CO（$J=2-1$）发射的壳和细丝含有致密的团块，并得出结论，H II区的扩张不能解释形成这样的致密的核心。或者，我们建议，云-云碰撞引起的外部H I气流和银河系旋转压缩的分子材料成致密的细丝/壳正在进行的高质量恒星形成网站。我们建议，多个气体会聚/碰撞事件的速度为几十公里的$^{-1}$是必要的建立NGC 604，最重要的集群形成复杂的本星系群。
2020-09-12 astro-ph.GA
Multi-scale analysis of the Monoceros OB 1 star-forming region: II. Colliding filaments in the Monoceros OB1 molecular cloud
我们开始对G202.3+2.5进行多尺度分析，这是Monoceros OB 1的一个交织的附属区域。在第一篇论文中，我们研究了致密核和原恒星的分布，并发现在暗条的连接区有增强的恒星形成（SF）活动。在这第二篇论文中，我们的目标是揭示核心和细丝演化之间的联系，以及细丝动力学和云的全球演化之间的联系。我们利用Herschel和WISE观测以及IRAM 30 m和TRAO 14 m望远镜观测到的分子示踪剂，对气体动力学和能量平衡进行了研究。云的速度场进行了检查和速度相干结构与云环境的角度。两个主要的速度分量（VC）被发现，以及分离的北部和合并的位置附近的强烈N2 H+排放的文件我发现SF活动的峰值。两个VC沿视线的相对位置以及N2 H+发射的速度梯度表明VC已经经历了约10^5年的碰撞。检测到N2 H+的稠密气体被解释为两个细丝之间的压缩区域，这对应于约1 e-3 Msun/yr的高质量流入速率，并可能导致其SF效率的增加。我们确定了一个原恒星的交界区，可能权力两个交叉间歇性流出。我们发现，附近的集群NCG 2264周围的HII区域仍在扩大，并检查其在碰撞中的作用。然而，我们不能排除碰撞主要来自云的全球崩溃的想法。本文研究的（子）尺度观测值揭示了G202.3+2.5子结构之间的碰撞及其在结区核心馈电中的可能作用。我们现在必须以高解析度观测云的形态、碎片和磁场。
2019-09-13 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
Magnetic fields in the massive dense cores of DR21 filament: weakly magnetized cores in a strongly magnetized filament
我们提出了亚毫米阵列880 $μ$ m尘埃偏振观测的6个大规模的致密核心的DR 21灯丝。尘埃的极化显示出复杂的磁场结构的大规模密集的核心与0.1 pc的大小，在对比的有序磁场的秒差距尺度的灯丝。大质量致密核的长轴似乎平行或垂直于暗条的磁场，表明秒差距尺度的磁场在大质量致密核的形成中起着重要作用。然而，核心的主轴和核心的磁场之间的相关性是不太重要的，这表明在核心形成过程中，低于0.1 pc尺度的磁场变得不那么重要比磁场以上0.1 pc尺度在支持核心对抗重力。我们对观测到的偏振段的角色散函数的分析得出了大质量致密核的天平面磁场强度为0.4- 1.7 mG。我们估计的运动学，磁，引力维里参数的灯丝和核心。维里参数表明，在暗条中，引力能占主导地位，而在核中，运动能占主导地位。我们的工作表明，虽然磁场可能在坍缩的暗条中起着重要的作用，但在暗条向大质量致密核的演化过程中，引力坍缩产生的运动学必须变得比磁场更重要。
2017-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of turbulence and magnetic field orientation on star forming filaments
我们提出了塌缩细丝的模拟研究湍流和磁场形态对它们的演化和恒星形成性质的影响。我们改变灯丝的单位长度质量以及磁场相对于长轴的方向。我们发现，没有或有垂直磁场的细丝通常显示出比Arzoumanian等人2011年提出的0.1 pc的通用宽度更小的宽度。我们表明，这也适用于超音速湍流的存在下，吸积驱动的湍流是太弱，以稳定沿其径向方向的细丝。另一方面，我们发现，一个磁场，是平行于主轴可以稳定的灯丝对径向崩溃导致的宽度为0.1 pc。此外，取决于细丝质量和磁场配置，细丝中的引力坍缩和碎裂以边缘上的方式、均匀地分布在整个长度上或以混合的方式发生。在最初的中等密度扰动的存在下，一个集中的崩溃朝着一个共同的引力中心发生。因此，我们的模拟可以再现最近在恒星形成细丝中观察到的不同碎片模式。此外，我们发现，湍流运动的影响，个别片段之间的距离沿细丝，这并不总是匹配的结果的牛仔裤分析。
2015-07-02 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
The CARMA-NRO Orion Survey: Filament Formation via Collision-Induced Magnetic Reconnection -- The Stick in Orion A
在猎户座A巨大分子云的{ \it Herschel}图中发现了一个独特的细丝。我们称之为“棒”的细丝是笔直的，处于早期进化阶段。横向位置-速度图显示两个速度分量靠近斗杆。在C $^{18}$ O（1-0）通道图中，细丝显示出连续的环/叉，这让人想起磁重联产生的结构。我们认为棒是通过碰撞诱导的磁重联（CMR）形成的。我们使用磁流体动力学（MHD）程序Athena++来模拟两个扩散分子团之间的碰撞，每个分子团都带有一个反平行的磁场。团块碰撞产生窄的、直的、致密的细丝，其密度增加$>$ 200倍。稠密气体的产生比自由落体坍塌快7倍。在辐射转移图中，致密的暗条呈现出环状或叉状结构。磁丝中的核心受到表面磁压的限制。CMR可能是银河系及更远地区的一个重要的致密气体产生机制。
2020-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Magnetic Ribbon Model for Star-Forming Filaments
我们发展了一个分子云细丝的磁带模型。这是由于分子云中的湍流压缩，其中背景磁场设定了优选方向。我们认为，这是一个自然的模型细丝，是基于湍流之间的相互作用，强磁场，和引力驱动的双极扩散，而不是纯粹的重力和热压力。基于数值模拟的磁性带形成的分析模型被用来导出磁性带的横向宽度。这不同于沿磁场方向的厚度，其本质上是金斯尺度。我们使用我们的模型来计算一个合成的观察到的投影表观宽度与观察到的柱密度之间的关系。这种关系是相对平坦的，类似于观察，而不像基于牛仔裤长度参数的简单期望。
2016-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Ribbons: A Minimum Hypothesis Model for Filaments
我们发展了一个分子云细丝的磁带模型。这是由于分子云中的湍流压缩，其中背景磁场设定了优选方向。我们使用我们的模型来计算一个合成的观察到的投影表观宽度与观察到的柱密度之间的关系。这种关系相对平坦，与观察结果大致一致，不像基于牛仔裤长度参数的简单预期。
2017-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematic Structure of Magnetically Aligned HI Filaments
本文利用GALFA-HI巡天数据提取高银纬HI纤维，发现本地纤维与磁场取向对齐而IVC纤维不对齐，且仅15%纤维具有显著速度梯度，为纤维形成理论提供约束。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in star forming systems (I): Idealized synthetic signatures of dust polarization and Zeeman splitting in filaments
我们使用的POLARIS辐射输运代码生成预测的两个主要观测直接敏感的磁场形态和强度的细丝：尘埃极化和气体塞曼线分裂。我们模拟通用气体细丝与幂律密度分布假设两个密度场强度的依赖关系，六个不同的灯丝倾角，和九个不同的磁场形态，包括螺旋形，环形，和扭曲的磁场几何形状。我们提出了理想化的空间分辨尘埃极化和塞曼导出的场强和方向图。假设尘埃颗粒由辐射力矩（RAT）排列，尘埃极化跟踪投影的天空平面磁场形态。塞曼谱线分裂同时提供了强度加权的视线场强和方向。我们表明，线性尘埃偏振本身是无法唯一地约束三维场形态。我们证明，这些模糊性改善或解决与塞曼方向信息的增加。因此，尘埃极化和塞曼分裂的观测一起提供了最有前途的手段，获得三维磁场配置的约束。我们发现，塞曼导出的场强是至少一个因素的几个低于输入场强由于视线平均通过灯丝密度梯度。未来的观测尘埃极化和塞曼分裂是必不可少的洞察磁场的作用，恒星和集群形成的细丝。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of magnetic field on the rotating filamentary molecular clouds
本工作的目的是研究磁化旋转非连续分子云的演化。我们将考虑在演化早期阶段的圆柱形对称惯性分子云。本文首次在不作密度和磁函数假设的情况下，研究了轴向和方位向磁场作用下非磁性分子的转动。结果表明，除了径向坍缩速度降低外，旋转速度也受到磁场的影响。旋转的存在导致了丝的碎裂。此外，我们还发现磁场对气态分子云的碎裂有显著的影响。
2017-02-12 astro-ph.GA
The magnetic field structure in molecular cloud filaments
我们探索的结构磁场线和周围的细丝模拟分子云进行全球性，多尺度引力坍缩。在这些模拟中，细丝不是处于静力平衡，而是长寿命的流动结构，其从其环境中吸积气体并将其引导到嵌入细丝中的团块或与其他细丝连接的节点处。在这种情况下，磁场被坍缩的气体拖曳，因此它的结构必须反映产生细丝的流动。在灯丝周围，气体被吸积到它上面，磁力线必须垂直于灯丝。当气体密度增加时，气流改变方向，变得几乎平行于灯丝，磁力线也倾向于与之对齐。然而，在灯丝的脊柱处，磁力线再次变得垂直，因为它们必须连接到灯丝另一侧的线，从而导致“U”形磁性结构，其倾向于被沿着灯丝的纵向流动拉伸。然而，磁扩散过程允许气体继续流动。假设一个稳定的状态，其中的冲压压力的流动平衡的磁张力，场线的曲率是由扩散率。我们推导出一个表达式的曲率的场线的扩散系数，这可能是用来确定的性质的扩散过程。
2018-01-09 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
Polarization Structure of Filamentary Clouds
细丝被认为是基本结构，分子云由细丝组成。通常观测到的暗条是沿垂直于星际磁场的方向延伸的。基于磁流体静力平衡模型研究了细丝的结构（Tomisaka 2014）。在这里，我们模拟预期的极化模式等温磁流体静力细丝。当从垂直于磁场的方向观察时，灯丝表现出其中磁场明显垂直于灯丝的极化图案。当视线平行于全球磁场时，所观察到的极化图案取决于灯丝的中心与表面的密度比和朝向中心磁通量管的气体质量的浓度。当从平行于全局磁场的方向观察时，具有低中心-表面密度比的细丝具有不显著的极化程度。然而，具有大的中心-表面密度比的模型具有指示灯丝被磁场垂直穿过的极化图案。当质量大量集中在中心磁通量管时，这可以通过双极扩散过程来实现，极化图案类似于低中心-表面密度对比度所预期的。
2015-05-12 astro-ph.GA
Stability of Rotating Self-Gravitating Filaments:Stability of Rotating Self-Gravitating Filaments: Effects of Magnetic Field
本文对径向分层的旋转等离子体自引力无限长圆柱在磁场作用下的局部线性稳定性进行了系统分析。为了使系统易于分析，我们只集中在轴对称模式的扰动。利用柱坐标系，我们导出了在方位磁场存在下，非旋转暗条发生引力坍缩所需的临界线质量密度。此外，对于这样的细丝通过轴向磁场，我们表明，具有非零径向波数的模式的增长率降低更强烈的磁场比具有零径向波数的模式。更重要的是，我们的研究有助于理解旋转天体物理细丝的稳定性，而这些细丝往往受到磁场的影响。除了补充许多相关的数值研究报告的文献中，我们的结果对灯丝的影响下，磁场推广了一些最近的分析工作（例如，~ \citet{jog2014}等）。例如，在这里，我们证明，即使是一个弱的磁场可以发挥主导作用，在确定稳定的灯丝时，旋转时标大于自由降落时标。然而，对于相同的磁场，具有更快旋转的磁性结构相对更稳定。本文报道的结果，由于强局域性假设，是严格有效的模式，其中可以忽略的径向变化的密度和磁场的档案。
2016-04-18 astro-ph.GA
Simulation of Head-on Collisions Between Filamentary Molecular Clouds Threaded by a Lateral Magnetic Field and Subsequent Evolution
通过二维磁流体动力学模拟研究丝状分子云对头碰撞，发现合并丝状物的演化取决于总线质量是否超过磁临界线质量，分别导致自相似径向坍缩或稳定振荡。
2023-07-15 astro-ph.GA
Structure and Stability of Filamentary Clouds Supported by Lateral Magnetic Field
本文建立了两种主要由磁张力支持的等温对流云的解析模型。第一个描述了一个孤立的云，而第二个考虑周期性间隔的云。这两个模型都假定对流云是高度扁平的。证明了前者是后者的渐近极限，其中每个平行云远小于到相邻暗条的距离。我们发现，这些模型再现了Tomisaka（2014）的二维平衡模型的主要特征，用于垂直磁场穿过的对流云。计算还表明，云的临界质量通量比为$ M /Φ= (2 π\sqrt{G}) ^{-1} $，其中$ M $、$ Φ$和$ G $分别表示云的质量、云的总磁通量和引力常量.这个上界与极向磁场支持的轴对称云的上界一致。我们应用变分原理研究了第一模型的Jeans不稳定性。我们的模型云是不稳定的，对破碎以及由纵向磁场穿云。增长最快的模式的波长是云直径的几倍。第二个模型描述了双极扩散作用下粘性分子云的准静态演化。
2015-01-30 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Star-Forming Filaments in Different Environments
冷而致密的细丝，有些看起来像红外线的乌云，是恒星的摇篮。在温度、密度分布和气体运动学方面，人们已经在理解这些细丝的性质方面取得了巨大的进展。然而，人们对磁场在这些细丝演化中所起的作用知之甚少。在这里，我总结了最近的观测工作和正在进行的项目（POLSTAR调查）在这个方向。
2017-11-01 astro-ph.GA
Filament Formation via Collision-induced Magnetic Reconnection -- Formation of a Star Cluster
最近提出了一种碰撞诱导磁重联（CMR）机制来解释猎户座A分子云中细丝的形成。在这个机制中，两个具有反平行磁场的云团之间的碰撞由于重新连接的磁场的磁张力而产生密集的细丝。灯丝包含纤维状的子结构，并由螺旋磁场限制。为了显示致密的丝状体是否能够形成恒星，我们使用带有下沉粒子的\textsc{Arepo}代码来模拟CMR丝状体形成后的恒星形成。首先，用\textsc{Arepo}确认CMR细丝的形成。第二，暗条在沿着主轴坍缩后能够形成星团。与无磁场的控制模型相比，CMR模型显示出两个显著的特征。首先，CMR-簇被限制为$\sim4$较小体积的因子。这种限制是由于螺旋场和重力的结合。第二，CMR模型有一个$\sim2$低恒星形成率的因素。缓慢的恒星形成也是由于表面螺旋场阻碍了大尺度的气体流入。质量只通过流光提供给吸积星系团。
2022-10-10 astro-ph.GA
Formation of the Hub-Filament System G33.92+0.11: Local Interplay between Gravity, Velocity, and Magnetic Field
分子云中丝状体的形成是恒星形成的一个重要过程。中心暗条系统是连接秒差距尺度暗条和原星系团的过渡阶段。了解HFSs的起源对于揭示恒星形成如何从云到核心至关重要。在这里，我们报告了JCMT POL-2 850 $μ$ m极化和IRAM 30-m C $^{18}$ O（2 - 1）线观测到的大质量HFS G33.92 + 0.11。850 $μ$ m的连续谱图揭示了四条主纤维会聚到G33.92 + 0.11的中心，许多短纤维在局部强度峰值处连接到主纤维。我们估计的本地方向的细丝，磁场，重力和速度梯度的观测，我们检查它们的相关性的基础上，它们的本地属性。在高密度区域，我们的分析表明，细丝倾向于与磁场和当地重力对齐。在低密度区，我们发现，当地的速度梯度往往是垂直于磁场和当地的重力，虽然细丝仍然倾向于与当地的重力。全球维里分析表明，引力能总体上占主导地位的磁能和动能。结合局部和全局方面，我们得出结论，G33.92 + 0.11的形成主要是由重力驱动的，在通往内部致密中心的道路上拖动和排列主灯丝和磁场。由外部扩散区的局部速度梯度跟踪，环境气体可能直接或通过短纤维吸积到主纤维上。
2020-11-03 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
Magnetic Fields in Giant Filaments Probed by the Velocity Gradient Technique: Regular Magnetic Field interrupted by Magnetization Gaps
本研究利用速度梯度技术分析13CO光谱数据，探测银河系6个巨型纤维的磁场结构，发现多数纤维磁场与星系盘中平面对齐，湍流难以破坏规则磁场，部分纤维的磁场不连续性或由纤维重组等过程导致。
2023-11-06 astro-ph.GA
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. II. 3D Turbulent, Magnetized Simulations
我们研究了巨分子云（GMCs）碰撞及其引起引力不稳定性和恒星形成的能力。这种机制可能是星系盘中恒星形成活动的主要驱动力。我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD），自适应网格细化（AMR）模拟研究云碰撞如何触发形成致密的细丝和团块。加热和冷却功能是基于光解离区（PDR）模型实现的，该模型跨越原子到分子的跃迁，并可以返回详细的诊断信息。云初始化超音速湍流和一系列的磁场强度和方向。研究了不同速度和碰撞参量下的碰撞。比较和对比碰撞和非碰撞的情况下，我们的稠密气体，磁场结构，云的运动学签名，云动力学的特征。我们提出云碰撞的关键观测诊断，特别是：磁场和密度结构之间的相对取向，如细丝; $^{13}$ CO（$J$ =2-1），$^{13}$ CO（$J$ =3-2），和$^{12}$ CO（$J$ =8-7）集成的强度图和光谱;和云维里参数。我们将这些结果与观测到的银河系云进行比较。
2016-11-29 astro-ph.GA
Gravitational instability of non-isothermal filamentary molecular clouds, in presence of external pressure
丝状分子云在寒冷的星际介质中无处不在。观测结果表明，非等温状态方程比等温状态方程更好地描述了纤维的性质。本文利用对数迷向状态方程和多方状态方程研究了轴向均匀磁场作用下的压力限制细丝的引力不稳定性。为了充分探索参数空间，我们进行了非常大的调查的稳定性分析，覆盖不同半径的灯丝在各种磁场。我们的结果表明，对于所有的状态方程，较薄的细丝的不稳定性是更敏感的磁场的变化比厚的。此外，对于所有的状态方程，一个中等的磁场可以完全稳定较薄的细丝。尽管对于较厚的样品，当磁场大于B ' 70微G时，这种效应被抑制。
2021-02-03 astro-ph.GA
The Link between Magnetic Fields and Filamentary Clouds: Bimodal Cloud Orientations in the Gould Belt
利用近红外尘埃消光图和光学恒星偏振计资料研究了古尔德带内的对流分子云及其局部ICM（云间介质）磁场的方向。这些对流云的长度在几秒差距到十秒差距之间，我们发现它们的方向倾向于平行或垂直于当地ICM的平均场方向。这种双峰分布是没有发现在云模拟与超Alfvenic湍流，云的方向应该是随机的。ICM磁场在动力学上比惯性范围的湍流和自引力更重要，它可以很容易地解释这两种场丝结构。以前的研究普遍认为，强磁场可以引导引力收缩，并导致纤维垂直于他们，但很少讨论的事实，磁场也可以通道亚阿尔芬湍流，形成与他们对齐的纤维。这种云形成的强场情景也与从ICM到云观测到的恒定场强相一致（Crutcher et al. 2010），并且可以解释“中心-细丝”云结构（Myers 2009）和云重力收缩的密度阈值（Kainulainen et al. 2009）。
2013-10-23 astro-ph.GA
Magnetic tension and instabilities in the Orion A integral shaped filament
猎户座星云是我们银河系中巨大恒星形成区的一个主要例子。观测表明，引力能和磁能在约1 pc尺度的整体形丝（ISF）中是相当的，并且与原恒星相比，前主序星的人口似乎动态加热。这些结果归因于由灯丝振荡产生的弹弓机制（Stutz & Gould 2016）。在本文中，我们表明，径向收缩的细丝自然演变到一个国家的引力，磁场和旋转能量是可比的。虽然灯丝的收缩将优先放大磁场的轴向分量，但旋转的存在导致螺旋场结构。我们展示了磁张力如何引起灯丝振荡，并估计了灯丝运动到最大位移位置的典型时间尺度为70万年，与喷出恒星的特征时间尺度一致。此外，螺旋形磁场的存在预计会引起磁流体动力学不稳定性。我们在这里表明，磁场的存在下，显着提高了整体的不稳定性，其操作的特征尺度约为1 pc。我们希望这里讨论的物理学在大质量恒星形成区域中具有普遍意义，并鼓励未来进行进一步的研究。
2017-11-15 astro-ph.GA
ALMA observations reveal no preferred outflow--filament and outflow--magnetic field orientations
我们提出了一个统计研究的方向流出相对于大规模的灯丝和磁场。虽然在银河系恒星形成区广泛观察到丝状体，但丝状体在恒星形成中的确切作用尚不清楚。对低质量恒星形成区域的研究揭示了流出物相对于暗条长轴的优先和随机取向，而大质量恒星形成区域的流出物大多垂直于主暗条，并平行于磁场。在这里，我们探讨流出的样本中的11 protoclusters在HII地区，一个更进化的阶段相比，IRDC，使用ALMA CO（3-2）线观测。我们确定了105个流出叶在这些原星团。在这11个目标中，有7个被嵌入在$^{13}$ CO谱线和870个$μm$连续谱线中探测到的秒差距尺度的结构中。流出轴线和相应的细丝之间的角度（$γ_\mathrm{Fil}$）没有显示出任何优选取向的暗示（即，如在数值模型中推断的正交或平行）。流出波瓣也与磁场和银河平面位置角无关。与沿着大尺度磁场排列的细丝相关联的流出也是随机取向的。我们的研究提出了第一个统计结果的外流方向各自的大规模灯丝和磁场在演化的大质量恒星形成区。随机分布表明缺乏与细丝的流出对齐，这可能是集群的进化阶段的结果。
2019-12-31 astro-ph.GA
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
Magnetic field dragging in filamentary molecular clouds
本研究针对枢纽-纤维系统中磁力线曲率与气流属性的关联问题，建立有限电阻率气体横穿横向磁场的稳态模型，推导磁雷诺数等参数与磁力线偏转角的关系，结合观测验证双极扩散可提供维持稳态流动所需的电阻率。
2024-05-19 astro-ph.GA
FilDReaMS 2. Application to the analysis of the relative orientations between filaments and the magnetic field in four Herschel fields
星际介质的模拟和观测都表明，研究星际结构与磁场的相对取向，可以为理解磁场在暗条的形成和演化以及恒星形成过程中所起的作用提供新的视角。我们提供了FilDReaMS的第一个应用程序，这是一种检测和分析细丝的新方法。我们的目标是研究所检测到的灯丝和磁场之间的相对取向。我们将FilDReaMS应用于四个赫歇尔场（G210，G300，G82，G202）的样本，其特征在于不同的银河系环境和演化阶段。首先，我们研究了由不同条宽度的细丝形成的网络以及它们的层次结构。其次，我们比较灯丝的取向，从普朗克极化数据推断的磁场取向，并首次，我们研究了作为空间尺度和${\rm H_2}$列密度的函数的相对取向角的统计。我们发现优先的相对取向在四个赫歇尔场：小的细丝与低的列密度比垂直于磁场略平行，而大的细丝（较高的列密度）的取向接近垂直（或，在G202的情况下，接近平行）。在两个附近的领域（G210和G300），我们观察到一个过渡，从大部分平行到大部分垂直的$N_{\rm H_2} \simeq 1.1$和$1.4\times10^{21}\,$厘米$^{-2}$，分别与以前的研究结果一致。我们的结果证实了云尺度下的磁场和小尺度下的暗条之间存在耦合。它们还说明了结合赫歇尔和普朗克观测的潜力，并要求用我们的专用方法进行进一步的统计分析。
2022-08-31 astro-ph.GA
Radio filaments as Z-pinched Galactic center wind
本文提出银河系中心风吹扫磁场结构时，不同荷质比的电子和离子偏转产生电流，经Z箍缩形成射电丝状结构，并伴随产生加速电子的电场及稳定结构的轴向磁场。
2024-12-20 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
Magnetohydrostatic Equilibrium Structure and Mass of Polytropic Filamentary Cloud Threaded by Lateral Magnetic Field
在赫歇尔卫星的观测中，丝状结构被认为是星际分子云的基本组成部分。这些暗条，特别是质量很大的暗条，通常沿着垂直于星际磁场的方向延伸。此外，细丝有时具有明显的负温度梯度，即它们的温度朝向中心降低。本文研究了负指数多变气体在磁场垂直于丝轴作用下的磁流体静力平衡态。该模型由四个参数控制：中心-表面密度比（$ρ_c/ρ_s$），周围气体的等离子体$β$，由尺度高度归一化的母云半径$R'_0$和多变指数$N$。温度梯度的陡度由$N$表示。我们发现，当温度梯度较大时，柱密度分布的包络变浅。这调和了观察到的配置文件和等温模型的预期之间的不一致。我们比较了最大线质量（每单位长度的质量），在此之上没有平衡，与等温非磁化灯丝。本文得到了一个经验公式，用$λ_{max}\simeq\left[{\left(λ_{0,max}(N)/M_\odot{\rm pc^{-1}}\right)^2+\left[5.9(1.0+1.2/N)^{1/2}({Φ_{cl}}/{1μ{\rm G\,pc}})\right]^2}\right]^{1/2}M_\odot {\rm pc^{-1}}$来表示磁化的多变细丝的最大线质量，其中$λ_{0,max}(N)$表示非磁化细丝的最大线质量，$Φ_{cl}$表示单位长度穿过细丝的磁通量的一半。虽然负折射率多面体使最大线质量比等温模型减小，但穿过灯丝的磁场使线质量增大。
2021-06-03 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion regulated collapse of filaments threaded by perpendicular magnetic fields
我们数值再现了Tomisaka（2014）中获得的与周围环境处于磁流体静力学和压力平衡的细丝的密度分布，并表明这些平衡是动态稳定的。如果考虑双极扩散的影响，这些暗条会失去磁支持而引发云的坍缩。灯丝不会损失磁通量。相反，磁通量在灯丝内从中心朝向包络重新分布。坍缩的速率与部分电离成反比，并且如Mouschovias和Morton（1991）中所预测的，观察到坍缩的两个重力驱动的双极扩散区域。对于高值的电离系数，即$X \geq 10^{-7}$，气体强烈耦合到磁场和牛仔长度大于双极扩散长度尺度。然后崩溃是由磁调节双极扩散。对于$X \lesssim 10^{-8}$，气体与磁场弱耦合，磁性载体通过重力主导的双极扩散去除。在这里，中性粒子和离子只是偶尔碰撞，即双极扩散长度尺度大于金斯长度。当包括衰减湍流时，为细丝提供额外的支撑。即使在没有磁场的情况下，这也减慢了灯丝的坍缩。当存在磁场时，塌陷率以小于非磁性情况的比率增加。这是因为双极扩散由于湍流产生的较大磁场梯度而加速，并且因为双极扩散有助于双极扩散长度尺度以下的湍流耗散。最高的增加率观察到最低的电离系数和最高的湍流强度。
2016-09-22 astro-ph.GA
Filament formation in wind-cloud interactions. II. Clouds with turbulent density, velocity, and magnetic fields
我们提出了一套数值实验，旨在系统地研究如何湍流和磁场影响的形态，能量学和动态的丝产生的风云相互作用。我们涵盖三维磁流体动力学系统的超音速风影响云与湍流密度，速度和磁场。我们发现，对数正态密度分布的援助冲击波传播通过云，增加他们的速度色散和生产长丝与扩大截面和高度磁化结和子丝。在自洽湍流的情况下，细丝的初始云磁能密度的比例是~1。高斯速度场的影响与湍流的马赫数有关：超音速引起云的快速膨胀;亚音速只产生很小的影响。湍流磁场的作用取决于它们的张力，与辐射损失的作用类似：磁场越强或气体状态方程越软，在风丝界面处的磁屏蔽就越大，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性的抑制就越大。总体而言，我们表明，包括湍流和磁场是至关重要的了解冷气体夹带在多相风。虽然云的多孔性和超音速湍流增强了云的加速度，但磁屏蔽保护它们免受烧蚀，并导致瑞利-泰勒驱动的亚磁致伸缩。湍流模型中的风扫云到达的距离约为其核心半径的15-20倍，在一个云破碎时间内获得的整体速度约为风速的0.3-0.4倍，比非湍流模型大三倍。在所有的模拟中，湍流磁密度与动能密度之比渐近线在~0.1-0.4之间，并且所有相关动力学性质的收敛需要每个云半径至少64个单元。
2017-06-20 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Massive Star-forming Regions (MagMaR). VI. Magnetic Field Dragging in the Filamentary High-mass Star-forming Region G35.20--0.74N due to Gravity
本研究利用ALMA偏振数据研究大质量恒星形成区G35的磁场，发现引力拖拽导致磁力线沿丝状结构取向变化，核心间距变化反映了核心随气体的迁移过程，符合大质量恒星形成时间尺度。
2025-10-29 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
Magnetohydrostatic Equilibrium Structure and Mass of Filamentary Isothermal Cloud Threaded by Lateral Magnetic Field
赫歇尔观测最近揭示了星际分子云由许多细丝组成。光学和红外波段的偏振观测表明，磁场通常垂直于灯丝。本文研究了热压力和洛伦兹力与自引力平衡，磁场整体垂直于丝轴的等温气体的磁流体静力学位形。该模型由三个参数控制：中心-表面密度比（ρ c/ρ s）、周围星际气体的等离子体β（β_0）和由标度高度归一化的假设母云半径（R '_0），尽管质量相对于磁通量（质量负载）的分布仍有一定的自由度。在R '_0足够小的情况下，磁场起着约束气体的作用。然而，磁场通常具有支撑云的作用。有一个最大的线质量（单位长度的质量），超过这个线质量，云就不能抵抗重力。与非磁化云的最大线质量（2cs ^2/G，其中cs和G分别代表等温声速和引力常量）相比，磁化云的最大线质量大于非磁化云的最大线质量。最大线质量的数值计算公式为λ_max \simeq 0.24 Φ_cl/G^1/2 + 1.66 c_s^2/G，其中Φ_cl表示单位长度穿过灯丝的磁通量的一半。当单位长度的磁通量超过Φ_cl \gtrsim 3 pc μG（c_s/190 m s^-1）^[2]时，对流云的最大质量会受到磁场的显著影响。
2014-02-13 astro-ph.GA
Formation of HI Clouds in Shock-compressed Interstellar Medium: Physical Origin of Angular Correlation Between Filamentary Structure and Magnetic Field
最近对中性银河系星际介质的观测表明，HI云的边界结构与星际磁场成一直线。在此基础上提出了许多有趣的应用，如通过Escherasekhar-Fermi方法测量磁场强度，去除偏振前景尘埃辐射，探测宇宙微波背景辐射中的暴胀偏振辐射等。然而，这种排列的物理起源仍有待解释。为了了解对齐机制，我们研究形成HI云触发的冲击压缩的扩散温暖的中性介质使用三维磁流体动力学模拟光学薄冷却和加热的影响。我们发现，密度为n~1 cm^-3的激波压缩扩散星际介质通过冷却驱动的热不稳定性演化为典型密度为n~50 cm^-3的HI云，这与以前的研究结果一致。我们应用克拉克等人开发的机器视觉变换。（2014）与通过模拟获得的所得柱密度结构相关联，以便测量HI云的对流结构与磁场之间的角度相关性。我们发现，HI细丝的取向依赖于环境湍流速度场，特别是在磁场的方向上的剪切应变的强度，这是由冲击波传播方向和上游磁场之间的角度控制。当沿磁场方向的应变较弱时，HI云的附加分量基本上垂直于磁场。然而，如果我们沿着磁场增强湍流应变，或者如果我们在震前介质中设置湍流，细丝就会与磁场对齐。
2016-09-19 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Evidence for Pinched Magnetic Fields in Quiescent Filaments of NGC 1333
我们利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜的恒星形成区观测中的$B$场在$850 μ\mathrm{m}$上的偏振数据研究了NGC 1333内致密星际细丝的内部3D磁结构。理论模型预测灯丝中的磁场线将倾向于被径向向内拖曳（即，由于细丝的自重力而朝向中心轴线收缩）。我们研究的横截面轮廓的总强度（$I$）和偏振强度（PI）的尘埃排放在四个部分的灯丝不受当地的恒星形成，预计将保留一个原始的磁场结构。我们发现PI和$I$中的纤维的半高宽不同，PI中有两段明显变窄（半高宽比$\simeq 0.7-0.8$），一段变宽（半高宽比$\simeq 1.3$）。极化分数（$P$）的灯丝轮廓没有显示出在灯丝的脊柱，这是不符合$P$和$I$之间的关系通常看到的分子云和原恒星的核心。尘埃颗粒排列随密度的变化不能再现观测到的$P$分布。我们证明了数值的$I$和PI横截面轮廓的磁流体静力平衡的细丝将有不同的相对宽度取决于视角。因此，观察到的NGC 1333中的半高宽比的变化与细丝内的箍缩磁场结构的模型一致，特别是如果它们是磁近临界或超临界的。
2021-12-09 astro-ph.GA
ACES: The Magnetic Field in Large Filaments in the Galactic Center
Institute for Advanced Study（高等研究院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；EPFL（洛桑联邦理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Nanjing University（南京大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy（中国科学院南美天文中心）；National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台）；University of Florida（佛罗里达大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Academia Sinica（中央研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
ACES研究银河系中心HNCO丝状结构的磁场特性，发现其受不同湍流机制主导，表明磁性环境可能支撑这些结构免于坍缩。
2025-12-09 astro-ph.GA
Magnetic field evolution in cosmic filaments with LOFAR data
测量宇宙细丝中的磁场揭示了宇宙是如何被磁化的，以及磁化它的过程。使用LoTSS DR 2数据中144 MHz的旋转度量（RM），我们分析了RM河外分量的均方根作为红移的函数，以研究细丝中磁场随红移的演化。从以前的结果，我们发现，在144 MHz的RM均方根河外项占主导地位的贡献，从灯丝（超过90%）。包括一个误差项，以占当地的源的微小贡献，我们适合的数据与物理灯丝磁场的模型，演变为$B_f = B_{f,0}\,(1+z)^α$和密度从宇宙学模拟的五个磁成因的情况。我们发现，最佳拟合斜率在$α= [-0.2, 0.1]$范围内，不确定度为$σ_α= 0.4$ -0.5，这与无演化一致。随红移的增加，共动场以$γ= α- 2 = [-2.2, -1.9]$的斜率减小。$z=0$的平均场强在$B_{f,0}=39$ -84 nG范围内。对于典型的$δ_g=10$的灯丝气体过密度，$z=0$处的灯丝场强在$B_{f,0}^{10}=8$-26 nG的范围内。本文提出了一个初始同动场为$B_{\rm Mpc} = 0.04$ -0.11 ~nG的原生随机磁场模型。原始均匀场模型被拒绝。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring filament orientation: a new quantitative, local approach
分子云中丝状结构与周围磁场之间的相对取向提供了对丝状体形成和稳定性的深入了解。为了计算相对取向，首先需要测量细丝取向。我们提出了一种新的方法来计算一个像素宽的灯丝骨架的方向，输出的灯丝识别算法，如\textsc{filfinder}。我们从骨架图像中的强度梯度的方向，使用Sobel滤波器和一些简单的后处理步骤推导出局部细丝取向。我们称之为“Sobel梯度法”。所得到的灯丝取向图可以在局部尺度上与磁场取向图进行定量比较，然后在沿着灯丝的每个点处找到灯丝相对于磁场的相对取向。它也可用于构造用于长丝宽度拟合的径向轮廓。所提出的方法有利于自动化的细丝骨架，这是在这个时代的“大数据”的分析。
2017-08-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
