PRODIGE -- Envelope to Disk with NOEMA II. Small-scale temperature structure and a streamer feeding the SVS13A protobinary using CH3CN and DCN
目的。我们提出了高灵敏度和高光谱分辨率NOEMA观测的0/I类双星系统SVS 13 A，组成的低质量的原恒星VLA 4A和VLA 4 B的分离~90 au。VLA 4A正在经历一次吸积爆发，丰富了周围气体的化学成分。这给了我们一个极好的机会来探测化学和物理条件以及吸积过程。方法.我们用NOEMA观察到CH 3CN和CH 313 CN的（12 K-11 K）线、DCN（3-2）线和C18 O（2-1）线朝向SVS 13 A。结果我们发现复杂的线轮廓在磁盘规模，不能解释由一个单一的组件或纯开普勒运动。通过采用两个速度分量来模拟复杂的线轮廓，我们发现这两个分量之间的温度和密度是显着不同的。这表明，通过CH 3CN追踪的发射气体的物理条件可以在环双星盘内发生显着变化。此外，结合我们对DCN（3-2）的观测和以前ALMA的高角分辨率观测，我们发现双星系统（或VLA 4A）可能是由包络尺度（~700 au）的下降流馈送的。如果是这种情况，则该流光有助于以至少1.4x10-6 Msun yr-1的速率将物质吸积到系统上。结论.我们的结论是，在SVS 13 A的CH 3CN排放痕迹热气体从一个复杂的结构。这种复杂性可能会受到可能正在下沉的拖缆和漏斗状物质进入中心区域的影响。
2022-12-26 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
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the 100 au Scale Structure of the Protobinary System NGC 2264 CMM3 with ALMA
我们用ALMA在1.3mm和2.0mm波段观测了年轻的原恒星系统NGC 2264 CMM 3，分辨率约为0.1PDMATHABMM（70 au）。CMM 3A和CMM 3B两个不同组分的结构在两个波段的连续图像中得到分辨。CMM 3A具有沿着几乎垂直于已知流出的方向延伸的椭圆形结构，而CMM 3B显示出圆形形状。我们已经将两个二维高斯分量拟合到CMM 3A和CMM 3B的椭圆结构中，并且已经分离了每个源的盘分量和包络分量。CMM 3A和CMM 3B在2.0 mm和0.8 mm之间的光谱指数$α$分别为2.4-2.7和2.4-2.6，表明光学厚尘埃排放和/或晶粒生长。在1.3 mm波段检测到的CH $_3$ CN、CH $_3$ OH和$^{13}$ CH $_3$ OH谱线中，CMM 3A在盘/包层方向上检测到速度梯度，这可以解释为盘/包层系统的旋转。根据这个结果，通过假设开普勒自转，CMM 3A的原恒星质量被粗略估计为$0.1- 0.5$ $M_\odot$。由此估算出质量吸积速率为$5\times10^{-5}$ - 4 $\times$ $10^{-3}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$，高于低质量原恒星的典型质量吸积速率。外大陆架辐射线在出流方向和盘/包层方向都有速度梯度。流出旋转的暗示被发现，流出的特定角动量估计是可比的磁盘。这些结果为我们提供了新的信息的初始阶…
2021-06-26 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
Filamentary fragmentation in a turbulent medium
我们提出了平滑粒子流体动力学模拟的结果调查的演变和分裂的细丝是从湍流介质中吸积。我们表明，湍流的存在下，以及由此产生的不均匀性的吸积流，在破碎过程中发挥了重要作用。经历弱湍流吸积流碎片的细丝，以两层分层的方式，类似于猎户座整体形细丝中看到的碎片模式。增加湍流速度场中的能量导致细丝内更多的子结构，并且可以看到从重力主导的碎裂向重力主导的碎裂的转变。在细丝中形成的子结构是细长的，大致平行于细丝的纵轴，类似于金牛座观测中看到的纤维，并表明磨损和碎片的情况是产生纤维的可能机制。我们表明，这些纤维状结构的形成是联系在一起的涡度的速度场内的细丝和细丝的吸积从一个不均匀的介质。此外，我们发现，吸积是能够驱动和维持大致音速水平的湍流内的细丝，但不能防止径向崩溃，一旦细丝成为超临界。然而，含有纤维状结构的超临界长丝不会径向塌陷，这表明纤维长丝一旦达到临界线密度就不一定会变得径向不稳定。
2017-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Directly tracing cool filamentary accretion over >100 kpc into the interstellar medium of a quasar host at z=1
我们报告了用多单元光谱探测器（MUSE）在TXS 0206-048（一个z=1.13的发光类星体）的视场中发现的巨大（50-100 kpc）[O II]发射星云。类星体的下桶紫外光谱显示吸收速度与扩展星云的吸收速度一致，使人们能够对类星体宿主周围的流入和流出有新的认识。其中一个星云呈现出从晕向类星体延伸超过120 kpc的边缘形态，并与围绕类星体主体的另一个半径为50 kpc的星云相交。这是迄今为止观测到的最长的冷暗条，它产生于比冷核星系团更高的红移和更小的质量系统中。该星云的视速度大于300 km/s，但与类星体周围的星云相匹配，这与冷的星系间或环星系介质或冷却的热晕气体的吸积相一致。围绕类星体主体的星云的运动学是不寻常的和复杂的，具有红移和蓝移的螺旋状结构。类星体在5-10 kpc处的发射速度与类星体紫外光谱中观测到的流入吸收气体的发射速度相匹配。扩展的星云和相关的红移吸收一起代表了一个令人信服的情况下，从晕尺度到扩展的星际介质，并朝着大质量类星体主机的核心冷，对流气体吸积。结合发射和吸收的限制所暗示的流入率远低于维持类星体辐射光度所需的水平，表明各向异性或可变吸积。
2022-11-11 astro-ph.GA
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
Filamentary collapse flow in molecular clouds
我们提出了理想化的数值模拟的星前引力坍缩的一个温和的初始扰动与一个额外的中心椭球增强（核心）考虑一个统一的，分层的背景，后者代表扁平的云。这两种模拟在坍缩过程中保持了连续的结构，发展了一个从云到平面的分层吸积流;从那里到细丝，从细丝到核心。流动的方向变化顺利地在每一步的层次，没有密度发散，也没有冲击发展中的灯丝的轴在研究的星前演化。流动驱动中心核心的吸积，并从细丝中排出物质，减缓后者的生长。结果，芯的中心密度与细丝密度的比率随时间增加，在芯中奇点形成时发散。分层模拟产生的最佳匹配所观察到的普卢默样径向列密度分布的长丝，而均匀的模拟不产生一个平坦的中心密度分布。这一结果支持了最近的建议，MC可能是优先扁平结构。我们研究的可能性，即对流可能会接近一个准静止的制度，在该制度中，径向吸积到灯丝是平衡的纵向吸积到核心。一个简单的论证表明，这样一个定态可能是系统的吸引子。我们的模拟，没有达到这个固定阶段，但似乎是接近它在星前阶段。
2022-01-11 astro-ph.GA
Filamentary Accretion Flows in the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506 Revealed by ALMA
丝状体是分子云中普遍存在的结构，在恒星的质量聚集中起着重要作用。我们目前的动态稳定性分析的结果，在红外暗云G14.225 $-$ 0.506，在两个枢纽的多个细丝的秒差距长度的收敛，大质量恒星形成的延迟发病报告的灯丝。全合成成像与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行映射的$\mathrm{N_2H^+} \; (1-0)$发射在两个枢纽灯丝系统的空间分辨率为$\sim 0.034 \; \mathrm{pc}$。Kinetics是从复杂的光谱拟合算法，占线混合，大的光学深度，和多个速度分量。我们识别出五个速度相干细丝，并利用主成分分析法求出它们的速度梯度。沿细丝的质量增长率高达$10^{-4} \; \mathrm{M_\odot \, \mathrm{yr^{-1}}}$，并且在一个自由落体时间（$\sim 10^5 \; \mathrm{yr}$）内足以影响轮毂动力学。$\mathrm{N_2H^+}$细丝与位力参数$α_\mathrm{vir} \sim 1.2$处于平衡状态。我们比较了在$\mathrm{N_2H^+}$细丝、$\mathrm{NH_3}$细丝、$870 \; μ\mathrm{m}$致密团块和$3 \; \mathrm{mm}$致密核心中测量的$α_\mathrm{vir}$。随着空间尺度的减小，$α_\mathrm{vir}$的下降趋势持续存在，…
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy Formation Through Filamentary Accretion at z=6.1
本文介绍了z=6.0695 Lyman Break星系WMH 5的尘埃连续谱和[C II] 158 μ m谱线的ALMA观测结果。这些在0.3”空间分辨率下的观测结果显示，在尘埃和[C II]辐射中有一个紧凑的（~ 3 kpc）主星系，辐射的“尾巴”向东延伸约5 kpc（投影）。[C II]尾主要由两个速度不同的子分量组成，与核心的距离约为100和250 km/s，内部宽度约为80 km/s，我们称之为“次星系”。在个别通道影像中，子星系本身向东西方向延伸约3 kpc。[C II]尾巴平滑地加入到主星系速度场中。[C II]线连续比的主要和子星系的位置，在一个因素2。此外，这些比率与z~5.5 LBG相当。我们推测，WMH 5系统代表了星系的早期形成，通过较小的卫星星系的吸积，嵌入在一个更平滑的气体分布，沿可能的对流结构。这些结果与当前对早期星系形成的宇宙学模拟一致，并支持尘埃和吸积物质中的重元素在非常早期富集的想法。
2017-06-29 astro-ph.GA
CASCADE: Filamentary accretion flows in Cygnus X DR20
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Vienna（维也纳大学）；IRAM（红外与亚毫米波研究所）；University of Cologne（科隆大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
CASCADE研究揭示了Cygnus X DR20区域中丝状结构内气体沿其流向恒星形成核心的迹象，并对比了高、低质量恒星形成区域的丝状结构特性。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Accretion Flows -- ALMAGAL: Flows along filamentary structures in high-mass star-forming clusters
本研究利用ALMAGAL巡天数据研究100个大质量恒星形成区的纤维结构吸积流，测量了182个核的728个流率，发现流率随演化阶段、距核距离和核质量呈上升趋势，且符合潮汐瓣吸积机制的M²/³关系。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO 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
Can filamentary accretion explain the orbital poles of the Milky Way satellites?
已经提出了几种方案来解释银河系（MW）卫星星系在卫星盘（DoS）中的相空间分布。为了定量比较这些不同的可能性，提出了一种新的方法分析角动量方向的模拟数据。它决定了找到像MW卫星轨道极那样集中和接近极取向的角动量集的可能性。该方法可以很容易地应用于不同模型的轨道极点数据。观测到的卫星轨道极的分布进行了比较，从六个宇宙学国家的最先进的模拟宝瓶座项目的subhalos公布的角动量方向。这测试的可能性，间接吸积可能能够自然地解释卫星轨道内的DoS。对于最有可能对齐的主晕和MW光盘旋转，再现MW卫星轨道极属性的概率原来是小于0.5%的水瓶座模型。即使角动量的各向同性分布也有更高的可能性产生所观察到的分布。这两个Via Lactea宇宙学模拟给出了类似于Aquarius模拟的结果。相反，与星系相互作用的数值模型相比，某些模型从潮汐碎片的角动量中得出观测到的轨道极分布的概率高达90%。这表明潮汐矮星系在一次相遇中的形成是一个可行的，如果不是唯一的，过程来解释MW卫星星系的相空间分布。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid Filamentary Accretion as the Origin of Extended Thin Discs
由恒星反馈驱动的星系外流是解释星系中恒星形成效率低下的关键。虽然强烈的反馈可以通过限制早期恒星的形成和去除低角动量气体来促进星系盘的形成，但人们还不知道同样的反馈如何导致不同的物体，如椭圆星系或剃刀薄的螺旋星系。我们调查这个问题，使用宇宙学放大模拟的两个星系形成的$10^{12}~\mathrm{M_\odot}$晕几乎相同的质量吸积历史和晕自旋参数。然而，这两个星系最终在$z = 0$的膨胀与盘的比率非常不同。在$z>1.5$，这两个星系的特点是恒星形成$Σ_{\rm SFR}\simeq 10~\mathrm{M_\odot}~{\rm yr}^{-1}~{\rm kpc}^{-2}$的表面密度，导致强烈的外流。在最后一次星暴事件之后，两个星系在1~Gyr期间都有一个戏剧性的气体盘从1~kpc增长到5~kpc，我们称之为“大旋转”。在这一事件之后，演化轨迹强烈分歧，一个星系最终成为一个膨胀主导的星系，而另一个星系最终成为一个盘主导的星系。这种二分法的起源是吸积气体的角动量，以及它是否建设性地增加了初始盘角动量。这个扩展盘的建立导致$Σ_{\rm SFR}$与$Σ_{\rm SFR} \lesssim 0.1~\mathrm{M_\odot}~{\rm yr}^{-1}~{\rm kpc}^{-2}$迅速降低两个数量级以上，与银河系恒星星族的结果非常一致。因此，超新星爆炸被分散开…
2020-08-11 astro-ph.GA
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO 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
Periodic 6.7 GHz $\mathrm{CH_3OH}$ maser emission in G353.273+0.641: First candidate for a pulsating high-mass protostar
Graduate School of Sciences and Technology for Innovation, Yamaguchi University（山口大学理工学创新研究科）；The Research Institute for Time Studies, Yamaguchi University（山口大学时间学研究研究所）；Center for Astronomy, Ibaraki University（茨城大学天文学中心）
G353.273+0.641的6.7 GHz CH3OH微波发射表现出309天周期性变化，暗示原恒星脉动或双星吸积机制。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of periodic and alternating flares of the methanol and water masers in G107.298+5.639
甲醇和水蒸气脉泽是高质量恒星形成早期阶段的标志，但通常认为，由于不同的激发过程，它们探测恒星环境的不同部分。在这里，我们提出的中等质量的年轻恒星对象G107.298+5.639的观测，揭示了第一次，34.4 d耀斑的6.7 GHz的甲醇脉泽发射交替与耀斑的个人功能的22 GHz的水脉泽。高角分辨率数据显示，两种脉泽中有少数组分的周期性行为在位置和速度上一致，而所有的周期性水脉泽组分都出现在360 au的甲醇脉泽区。脉泽耀斑可能是由星周盘或原双星盘中周期性吸积不稳定性引起的红外辐射场变化引起的。观测结果不支持恒星脉动或种子光子通量变化作为源中周期性的基本机制。
2016-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE) V. From filaments to spheroids: the origin of the hub-filament systems
本文通过结合标度关系与解析计算的玩具模型，研究枢纽-纤维系统的早期演化，揭示纤维状与椭球状结构的二分性源于碎裂、吸积和坍缩时标的竞争，并解释了HFS在约1 Myr内发生秒差距尺度引力坍缩的起源。
2024-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling Star Cluster Formation: Gas Accretion
星团的形成涉及到较小的、富含气体的子星团的生长，这些子星团是通过从嵌入子星团的巨大分子云中吸积气体而形成的。两个主要的吸积机制是来自致密细丝的气体吸积，以及来自云的环境背景。我们使用耦合平滑粒子流体动力学模型的气体，和N-体动力学模型的恒星，这些吸积过程到富含气体的星团进行模拟。我们发现，这两个吸积过程中，吸积星团失去了一些原来的质量，而获得质量的环境背景或致密的灯丝。从这两个过程中损失的质量与星团的总质量相比是很小的。然而，在背景介质吸积的情况下，如果星系团在周围介质中的运动速度足够快（$> 4$ kms $^{-1}$），净效应可能是星系团总质量的减少。我们发现，从集群的质量损失的量是独立的密度，宽度，或纤维的数量funneling气体进入集群，总是这样的集群的质量是不断增加的时间。我们比较我们的研究结果，理想化的处方用于模型恒星团簇形成在较大规模的GMC模拟，并发现，这样的处方作为一个上限时，描述他们所代表的星团的质量。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Scale Picture of Magnetic Field and Gravity from Large-Scale Filamentary Envelope to Core-Accreting Dust Lanes in the High-Mass Star-Forming Region W51
我们提出了230 GHz的连续极化观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0 $\farcs1$（$\sim 540$ ~au）的分辨率在高质量恒星形成区域W51 e2和e8。这些观测结果解析了一个连接核心的尘埃带网络，标志着与早期更粗糙的球形连续体结构的背离。与此同时，核心似乎没有进一步分裂。偏振粉尘排放被清楚地检测到。推断出的磁场方向与尘埃带平行。这个关键的结构特征与当地的引力矢量场一起分析。当地重力的方向通常与尘埃带对齐。有了这些发现，我们得出一个稳定性标准，定义了一个最大的磁场强度，可以克服所观察到的磁场重力配置。等效地，这定义了可以稳定尘埃带以防止径向塌陷的最小场强。我们发现，在W51 e2和e8中检测到的尘埃带是稳定的，因此可能使它们成为吸积到中心源的基本组成部分，为大质量恒星形成模型提供支持，而不需要大的吸积盘。当与覆盖包络、全局和局部坍缩尺度的较粗分辨率进行比较时，我们发现磁场结构及其相应的引力矢量场具有反复出现的相似性。这些自相似的结构指向一个多尺度的坍缩中的坍缩场景，直到最终达到内核吸积尘埃带的规模，重力夹带着磁场，并将其与尘埃带对齐。
2022-10-14 astro-ph.GA
Perspectives on Low-Mass Star Formation
我回顾了一些关于低质量恒星形成的最新工作，重点是理论，基本原理和未解决的问题。恒星的形成既是一个引力碎裂问题，也是一个吸积问题。分子云结构可以理解为一个由湍流、磁场和重力（作用于动力学或双极扩散时间尺度）相互作用驱动的碎裂过程。这导致了一种自然的方式来理解磁性结构，因为磁性带的明显宽度与牛仔裤的长度不同。最近的工作也表明，恒星质量通过盘吸积是偶发的。我们通过数值模拟表明，FU Ori类型的爆发可能是集群，因为在其最后阶段的下落，吸积到中心的团块被潮汐剪切分开。最后，我们利用恒星质量吸积和吸积终止的简化模型，推导出具有对数正态体和幂律尾的初始质量函数的解析形式。这种情况是一致的预期，更多的亚恒星物体比以前可能已经检测到。
2017-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical accretion flow from the G351 infrared dark filament to its central cores
研究结合Mopra与多配置ALMA观测，刻画G351从约2 pc云尺度经纤维到50 au中心核的层级吸积流，并估算纤维质量流入率及内部无序成因。
2025-02-19 astro-ph.GA
Limiting Accretion onto Massive Stars by Fragmentation-Induced Starvation
大质量恒星通过辐射、风和超新星爆炸影响周围环境，这与它们的数量远远不成比例。然而，启动和管理大质量恒星诞生的物理过程仍然知之甚少。两个被广泛讨论的模型是分子云核的整体坍塌和竞争吸积。为了了解更多关于大质量恒星形成的信息，我们使用FLASH自适应网格细化代码对旋转的大质量云核的坍缩进行了模拟，包括非电离辐射和电离辐射的辐射加热。这些模拟显示，在建立大质量恒星所需的极密集的吸积流中，引力不稳定性导致了碎片化。次级恒星在这些流动中迅速形成，并增加了原本会被中心大质量恒星消耗的质量，我们称之为碎片诱导饥饿。这就解释了为什么大质量恒星通常被发现是高阶恒星系统的成员，而高阶恒星系统本身又属于包含所有质量恒星的大型星团。辐射加热并不能阻止碎片化，但确实会导致更高的金斯质量，从而导致比没有加热时更少和更多的大质量恒星。这个机制再现了观察到的星团中恒星总质量与最大恒星质量之间的关系。它预测了在坍缩核心中心的强烈的聚集和沉积结构，正如最近观察到的那样。我们推测，在原始恒星形成过程中也会有类似的机制。
2010-09-28 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
Gravitational Infall onto Molecular Filaments
（1）从分析的角度探讨了环境对细丝演化的作用，指出孤立地考虑细丝（即只考虑碎裂稳定性）将导致关于细丝性质的非物理结论。吸积也可以解释所观察到的FWHM和峰值柱密度之间的去相关。(2)在有限细丝上的自由落体吸积可以导致恒星形成区域周围的红外暗云的特征“风扇”。风扇的形成可能是由于潮汐力主要出现在细丝的末端，与数值模型和早期的分析研究一致。
2013-04-16 astro-ph.GA
Multi-directional mass-accretion and collimated outflows in W51
我们观察到的W51高质量恒星形成复合体与ALMA的最长基线配置，实现了$\sim$ 20毫角秒的角分辨率，对应于$\sim$ 100 au的线性分辨率在$D_{\mathrm{W51}}=5.4$ kpc。观测区域包含三颗高质量原恒星，其尘埃连续体辐射在1.3 mm处的光学厚度可达半径$\lesssim$ 1000 au，亮温$\gtrsim$ 200 K。高光度（$\gtrsim10^4$ L $_{\odot}$）在没有自由-自由发射的情况下，表明大质量恒星（$M\gtrsim20$ M $_{\odot}$）在其形成的早期阶段存在。我们的连续图像揭示了从致密核中产生的非常复杂和复杂的结构。在150到2000天文单位的尺度上，分子发射没有显示出明显的旋转和坍缩迹象：我们没有探测到圆盘。中央源驱动年轻（$\sim$ 100年）、快速（$\sim 100$ km s $^{-1}$）、强大（$\dot{M}>10^{-4}$ M $_{\odot} \ yr^{-1}$）、平行的流出。这些流出物提供了$r\lesssim$ 100- 500 au（取决于物体）的吸积盘的间接证据。活跃的外流连接到化石流，在更大的空间尺度上有不同的方向，这意味着这些小磁盘的方向随着时间的推移而变化。这些结果共同支持了一个高质量恒星形成的吸积模型的变体，其中大质量的原恒星在其早期阶段不会形成一个大的，稳…
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gravitational collapse and accretion flows in the hub filament system G323.46-0.08
基于SEDIGISM和多项红外巡天数据，研究发现轮丝系统G323.46-0.08的三条纤维向中心大质量团块输送物质，其引力坍缩和沿纤维的吸积流是驱动中心团块形成与恒星形成活动的重要机制。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
IGM Emission Observations with the Cosmic Web Imager: I. The Circum-QSO Medium of QSO 1549+19, and Evidence for a Filamentary Gas Inflow
Palomar Cosmic Web Imager（PCWI）是一台用于探测和绘制低表面亮度辐射的积分场摄谱仪，它已经获得了类星体HS 1549 +19的环类星体介质（CQM）在红移为2.843处的Ly-alpha成像光谱图。从CQM探测到广泛的扩展发射，与类星体电离和Ly-alpha连续体产生的荧光和泵浦Ly-alpha一致。PCWI光谱图像中存在的许多特征与窄带图像中检测到的特征相匹配。在几种情况下，只要250-400千秒差距，就可以检测到具有窄线轮廓的丝状结构。其中之一是以相对于系统速度红移的速度为中心，并显示出空间准直和运动学冷线轮廓在接近类星体的速度宽度增加。这表明，丝状气体可能是在一个冷的吸积流中落在类星体上。由于强电离通量，中性柱密度低，典型地N（HI）大约为10 E12 - 10 E15/平方厘米，并且线中心光学深度也低（典型地τ 0小于10），不足以显示较高线光学深度的良好分离的双峰发射特性。通过简单的电离和云模型，我们可以非常粗略地估计总气体质量（log M（气体）等于12.5 +/- 0.5）和总质量（log M（总）等于13.3+/- 0.5）。我们还可以从总的谱线轮廓（2x 10 E13 M（太阳））计算运动质量，这与从气体排放估计的质量一致。CQM的强度分级谱显示了与分层结构形成一致的运动学性质的进展。
2014-02-19 astro-ph.GA
Evidence of high-mass star formation through multi-scale mass accretion in hub-filament-system clouds
本文利用高角分辨率（$\sim$ 1-2角秒）ALMA 1.3mm和3 mm连续谱数据，对17个高质量恒星形成的中心暗条系统（HFS）云样本进行了统计研究。样品包括8个红外暗型和9个红外亮型，对应于从红外暗到红外亮阶段的演化序列。从红外暗阶段到红外亮阶段，中心块状团簇及其伴随的最大块状核的质量（$M$）和质量面密度（$Σ$）呈增加的趋势。此外，一个质量分离的年轻恒星天体（YSO）的集群被发现在IR-暗和IR-亮的HFSs与大规模的YSO位于中心和人口的低质量YSO分布在更大的地区。此外，流出反馈在所有的HFSS被发现优先通过inter-actionary扩散腔逃逸，这表明流出将呈现有限的影响，对HFSS和正在进行的高质量恒星形成的中断。从上述观察，我们认为，高质量的恒星形成在HFSs可以描述为一个多尺度的质量吸积/转移的情况下，从枢纽组成的细丝通过团块到核心，这可以自然地导致一个质量分离的恒星集群。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk accretion in turbulent filaments
本文通过RAMSES三维模拟研究湍流纤维中核心坍缩，发现湍流速度场与引力准直自然形成片状过密度流束，使质量吸积偏离刚体旋转预测，大部分物质被输送到中等盘半径处。
2024-01-08 astro-ph.GA
ATOMS-QUARKS survey: Inflow and infall in massive protocluster G318.049+00.086: Evidence of competitive accretion
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；S.N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台南美天文中心）
通过研究G318.049+00.086原星团，发现气体流入中心枢纽并支持竞争吸积模型，表明物质从引力较弱的核心向引力有利位置的核心汇聚。
2026-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Network and Magnetic Field Structures Revealed with BISTRO in the High-Mass Star-Forming Region NGC2264 : Global Properties and Local Magnetogravitational Configurations
本文利用BISTRO偏振观测揭示NGC 2264的磁场与丝状网络结构，提出局部分析方案，识别出两类丝状体，并解释其源于径向与纵向坍缩的竞争。
2024-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
From inter-filamentary gas to filaments and hubs: gas flows in the Mon R2 hub-filament system
Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球行星科学系）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）；Kyushu Kyoritsu University（九州共立大学）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学科）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（波尔图大学太空与天体物理研究所）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）
研究通过分析Mon R2枢纽-丝状系统中的气体动力学，揭示了低密度丝状区和高密度丝状体中气体流动的差异，发现气体主要流向枢纽，并且丝状体内的气体流动速度比丝状区快，同时发现至少30%的丝状区气体可能流向丝状体补充其物质。
2026-06-06 astro-ph.GA
DR 21 South Filament: a Parsec-sized Dense Gas Accretion Flow onto the DR 21 Massive Young Cluster
DR 21南丝（DR 21 SF）是天鹅座X复合体北部巨大的对流分子云网络的独特组成部分。与它所处的高度碎片化和恒星形成的活跃环境不同，DR 21 SF在列密度图中表现出连贯的轮廓，很少有恒星形成的标志，尽管先前报道的灯丝线密度比热稳定阈值高一个数量级。利用上海65 m天马射电望远镜（TMRT）观测的NH $_3$（1，1）和（2，2）反转线，结合我们以前工作的柱密度图，计算了DR 21 SF的大小（3.6 pc × 0.13 pc）、温度（10 ~ 15 K）和质量（1048 \textit{M$_\odot$}）.恒星形成的网站被确定沿灯丝的气体温度过高。我们发现明确的梯度径向速度和内在的线宽沿脊柱的灯丝。该梯度可以用以$1.1 \times 10^{-3}$ ~ \textit{M$_\odot$} yr $^{-1}$的质量传递速率供给DR 21的吸积流的情景来很好地解释。通过对DR 21 SF的运动学温度、本征线宽和质量分布的分析，我们认为DR 21 SF处于一个整体的跨临界状态，这表明DR 21 SF处于一个早期的演化阶段。
2020-12-04 astro-ph.GA
SMA observations towards the compact, short-lived bipolar water maser outflow in the LkHα 234 region
本文介绍了亚毫米波阵列（SMA）1.35 mm亚角秒角分辨率观测LkHα 234中等质量恒星形成区的结果。尘埃排放来自$\sim$ 5 arcsec（$\sim$ 4500 au）的对流结构，该结构包围着VLA 1-3和MM 1，垂直于该区域检测到的不同流出。最演化的天体位于尘埃沉积结构的东南边缘，最年轻的天体位于东北边缘。VLA 1、VLA 3和MM 1周围的拱星结构半径在$\sim$ 200和$\sim$ 375 au之间，质量在$\sim$ 0.08-0.3 M $_{\odot}$范围内。VLA 2的1.35 mm发射来自于一个质量为$\sim$ 0.02 M $_{\odot}$的未分辨（r $< 135$ au）拱星盘。这个源是一个紧凑的（$\sim$ 4000 AU），低径向速度（$\sim$ 7公里秒$^{-1}$）SiO双极流出，接近天空的平面。我们的结论是，这种外流是“大规模”的对应物的短命的，情节，双极流出观察到通过H $_2$ O脉泽在小得多的尺度（$\sim $ 180 AU），并已创建的几个情节准直事件的材料喷射的积累。VLA 2和VLA 3周围的拱星气体温度很高（$\sim$ 130 K），并且呈现出可以追踪自转的速度梯度。VLA 2和VLA 3之间有一座温暖而稠密的分子气体桥。我们讨论的可能性，这座桥可以跟踪之间的气体流VLA 3和VLA 2，增加吸…
2016-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The multiplicity and anisotropy of galactic satellite accretion
我们研究的发病率组和附属矮星系吸积到银河系（MW）质量晕使用两种类型的流体动力学模拟：鹰，它解决了一个大的宇宙体积，和AURIGA套件，这是非常高的分辨率放大模拟个别MW大小的晕。当今11颗最大质量的卫星主要（75%）是在单个事件中吸积的，14%是成对的，6%是三胞胎，不太可能有更高的群多重性。在较暗的卫星中，群体吸积变得更为常见，前50颗卫星中有60%是单独吸积的，12%是成对吸积的，28%是较丰富的群体。一个恒星质量与大麦云（LMC）相似的星系群平均会有15个成员的恒星质量大于$10^4{~\rm M_\odot}$。前11颗卫星中有一半是沿着两个最丰富的细丝吸积的。矮星系的吸积是高度各向异性的，优先发生在垂直于晕短轴的方向，在这个平面内，优先沿着晕长轴。卫星进入点倾向于与现在的中央星系盘和卫星平面对齐，但程度低于晕的形状。成组或沿着最丰富的暗条增生的矮星，其进入点与主晕的对齐程度甚至比整个卫星群更大。我们还发现，大多数卫星作为一个单一的群体或沿着一个单一的灯丝吸积是不太可能解释卫星MW盘。
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA Glimpse of Dense Molecular Filaments Associated with High-mass Protostellar Systems in the Large Magellanic Cloud
本文利用 ALMA 高分辨率观测大麦哲伦云中 30 个大质量原恒星系统，发现 HCO$^{+}$(4-3) 有效示踪致密纤维结构，其线宽随柱密度幂律增大，并揭示枢纽-纤维结构主要出现在高光度和母云演化晚期，可能是形成极亮大质量恒星系统的关键中间阶段。
2023-08-10 astro-ph.GA
Structure of the Source I disk in Orion-KL
本文利用$\sim$ 12 AU分辨率的43~340 GHz图像追踪猎户座KL星源I盘的结构。数据揭示了一个几乎边缘上的圆盘，其外径为$\sim$ 100 AU，从内部加热。在220 - 340 GHz的高不透明度隐藏了内部结构，并呈现出$\sim$ 500 K的表面温度。在43，86和99 GHz的图像揭示了磁盘内的结构。在43 GHz处有明亮的致密发射，亮度温度为$\sim$ 1300 K.另一个特征，在99 GHz最突出，是发射的弯曲脊。这些数据可以用一个简单的模型来解释，该模型具有热的内部结构，通过较冷的材料来观察。一个广角流出映射在SiO发射烧蚀的材料从内部的磁盘，并延伸在一个双极流出超过1000 AU沿磁盘的旋转轴。SiO $v=0$ $J=5-4$发射似乎在翘曲脊中具有局部足迹。这些观测结果表明，脊是盘的工作面，并通过吸积和外流加热。盘的结构可能正在演变，伴随着多次吸积和外流事件。我们讨论了两个来源的变化：1）变量吸积到磁盘上的源I旅行通过从BN源我遇到$\sim$ 550年前的残留碎片;和2）从磁盘上的原恒星，可能会触发多个外流的情节吸积。翘曲的内盘结构是SrcI可能是一个经历幕式吸积的双星的直接证据。
2021-10-26 astro-ph.GA
Necessary conditions for the formation of filaments and star clusters in the cold neutral medium
本文利用RAMSES模拟磁化冷中性介质，确定纤维状分子云及星团形成所需的速度弥散、临界线质量与磁场取向条件，并量化磁场对致密气体、温度和形成时标的影响。
2024-01-03 astro-ph.GA
PRODIGE -- Envelope to Disk with NOEMA III. The origin of complex organic molecule emission in SVS13A
本研究利用PRODIGE项目的NOEMA观测分析SVS13A的6种含氧复杂有机分子，通过多速度分量LTE拟合发现中心区域结构非均匀，大尺度下落流引发的吸积激波可能是COM发射复杂的原因。
2024-03-25 astro-ph.GA
Shaping the Milky Way: The interplay of mergers and cosmic filaments
本研究利用宇宙流体动力学模拟、球谐分解与多变量奇异谱分析，区分宇宙纤维吸积和卫星并合对银河系质量暗晕形态的作用，揭示四极矩的长期环境记忆及LMC级卫星的显著非对称响应。
2025-07-24 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
Zooming in on accretion - I. The structure of halo gas
我们使用一套高分辨率的宇宙学流体动力学“变焦”模拟研究了z=2时10^12太阳质量晕内及其周围气体的性质。我们量化的热量和动力学结构，这些气体水库的平均径向分布和角度变化沿不同的视线。随着每个晕模拟在三个级别的分辨率增加，最高达到重子质量分辨率~ 10，000太阳质量，我们研究的对流入流和准静态热晕大气的相互作用。我们强调的空间分辨率之间的差异，而不是在星系本身的晕气体，并发现流形态变得越来越复杂，在更高的分辨率，大的相干流揭示密度和温度结构在逐渐变小的尺度。此外，多种气体成分在晕内的同一半径处共存，使径向平均分析产生误导。当热的、准静态的、高熵的晕圈大气与冷的、快速流入的、低熵的吸积相互作用时，情况尤其如此。我们调查气体维里化的过程，并确定不同的制度加热的气体，因为它从星系际介质吸积。在这个质量的晕有一个明确的维里冲击，与温度和熵在~1.25 r_vir的急剧跳跃有关。然而，这个边界特征的存在、半径和径向宽度不仅在晕圈之间变化，而且还作为角方向的函数而变化，大约覆盖了4pi球体的85%。我们的研究结果是相关的，适当的解释有关的环星系介质的意见，包括大量的冷气体周围的大规模晕在中间红移的证据。
2015-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical and chemical structure of the Serpens filament -- fast formation and gravity-driven accretion
巨蛇座灯丝是相对较近的分子云中的一个突出的细长结构，被认为处于早期演化阶段，因此研究其物理和化学性质可以揭示灯丝的形成和早期演化。其主要目标是在空间分辨率为0.07 pc，光谱分辨率为$\sim$ 0.1 km~s $^{-1}$的条件下，研究巨蛇座星系丝的物理、化学性质和动力学状态。我们用射电天文研究所Millim{é}trique 30-m（IRAM-30 m）和阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜对巨蛇座灯丝进行了$^{13}$ CO（1--0）、C $^{18}$ O（1--0）、C $^{17}$ O（1--0）、$^{13}$ CO（2--1）、C $^{18}$ O（2--1）和C $^{17}$ O（2--1）成像观测。在该细丝中观察到广泛的窄$^{13}$ CO（2--1）自吸收，导致$^{13}$ CO形态不同于由C $^{18}$ O和C $^{17}$ O追踪的晶体结构。我们的激发分析表明，C $^{18}$ O跃迁的不透明度变得高于在大多数地区的统一，这种分析证实了广泛的CO耗尽的存在。此外，我们表明，当地的速度梯度有一个趋势，是垂直于细丝的长轴在外围和平行于大规模的磁场方向。局部速度梯度的大小朝着细丝的波峰减小。观测到的速度结构可能是重力驱动的吸积流的结果。C-$^{18}$-O冻结过程的等时演化轨迹表明，细丝是年轻的，年龄为$\lesssim$ 200…
2021-01-20 astro-ph.GA
Dissecting Cosmological Filaments at High Redshifts: Emergence of Spaghetti-type Flow Inside DM Haloes
本研究通过高分辨率放大模拟，解剖高红移宇宙学纤维丝，发现其内部形成意大利面型流，并揭示CGM的多相非平衡特性及纤维丝吸积随红移的演化规律。
2023-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
