Spatial offsets between interstellar bone-like filaments, radio masers, and cold diffuse CO gas, in the Scutum spiral arm
一些物体的距离估计的更精确测量的出现（灯丝的bavelet估计，脉泽的三角估计）允许更好地比较它们的相对位置，并与最近的螺旋臂模型拟合扩散CO 1-0气体的比较。我们的结果支持这样的想法，即一些骨状细丝，大于10 pc（标记为骨，mst，herschel）和小于100 pc，观察附近的盾牌螺旋臂的潜在最低值（骨状细丝向外偏移约200 pc的脉泽）。
2019-09-09 astro-ph.GA
RadFil: a Python Package for Building and Fitting Radial Profiles for Interstellar Filaments
我们提出RadFil，一个公开可用的Python软件包，让用户完全控制如何构建和拟合星际细丝的径向密度分布。RadFil通过在细丝的脊柱上进行径向切割来构建细丝轮廓，从而在整个长度上保留细丝的径向结构。预先存在的骨架可以直接输入到RadFil中，也可以使用Filtrate包作为RadFil工作流的一部分进行计算。除了背景减除估计器之外，我们还提供了Gaussian和Plummer内置拟合函数，可以拟合整个径向切割集合或细丝的平均径向轮廓。用户可以调整径向切割采样间隔、背景减除估计半径和高斯/普卢默拟合半径等参数。因此，RadFil可以提供在构建和装配过程中所产生的灯丝特性如何依赖于系统学的处理。我们走过典型的RadFil工作流程，并将我们的结果与使用相同数据获得的独立径向密度分布代码的结果进行比较;我们发现我们的结果完全一致。RadFil是开源的，可以在GitHub上找到。我们还提供了一个完整的工作教程的代码可作为一个笔记本电脑，用户可以下载和运行自己。
2018-07-17 astro-ph.GA
Physical properties of interstellar filaments
我们分析了星际细丝的物理参数，我们描述了一个理想化的等温自引力无限长圆柱体的压力平衡与环境介质。它们的引力状态由它们的质量线密度与真空中圆柱体的最大可能值之比f_cyl来表征。平衡解仅存在于f_cyl < 1时。这个比率用于提供中心密度、半径、柱密度的轮廓、穿过云中心的柱密度和半高宽的解析表达式。的物理性质对外部压力和温度的依赖关系进行了讨论，并直接比较的情况下，压力限制等温自引力球。与最近观测到的半高宽和中心柱密度N_H（0）的比较显示出很好的一致性，并表明灯丝温度约为10 K，外部压力p_ext/k在1.5 × 10^4 K/cm ^3到5 × 10^4 K/cm ^3之间。稳定性的考虑表明，随着质量线比f_cyl接近1，星际细丝变得越来越引力不稳定。对于中间值f_cyl>0.5，不稳定性应通过压缩促进核心形成，其中间隔约为五倍半高宽。我们讨论了高质量线密度的细丝的性质及其与引力破碎和恒星形成的关系。
2012-04-16 astro-ph.GA
Characterizing interstellar filaments with Herschel in IC5146
我们提供了第一次看到的结果，赫歇尔古尔德带调查对IC 5146分子云，并提出了初步分析，在这一地区的对流结构。从我们的70-500微米赫歇尔数据中获得的柱密度图揭示了一个复杂的细丝网络，并证实这些细丝是星前核心的主要诞生地点。我们分析了27个细丝的柱密度分布，并表明在大半径处，基本的径向密度分布从r^{-1.5}下降到r^{-2.5}。我们的主要结果是，长丝的特征似乎是宽度分布较窄，中值为0.10 ± 0.03 pc，这与中心牛仔裤长度的更宽分布形成鲜明对比。这个约0.1 pc的特征宽度对应于音速尺度的约2倍，低于音速尺度，星际湍流在扩散气体中变成亚音速，支持了细丝可能是大尺度湍流耗散的结果的论点。
2011-03-01 astro-ph.GA
Measuring the filamentary structure of interstellar clouds through wavelets
星际介质中普遍存在的非均匀结构要求对其性质进行无偏的表征，包括稳定性分析。我们提出了一种新的技术来测量任何二维数据集中的细丝光谱。使用各向异性小波，我们可以量化和区分局部和全局各向异性和测量细丝的尺寸分布。小波分析不需要对图中细丝的排列或形状进行任何假设，而是直接测量它们的典型空间维度。在一个严格的测试程序中，我们校准的方法的尺度依赖性和测试的角度和空间的灵敏度。我们应用该方法的分子线地图磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的列密度图从赫歇尔观测。当应用各向异性小波分析的MHD数据，我们发现，所观察到的细丝的大小取决于磁场占主导地位的密度-速度相关与辐射转移效应的组合。这可以通过观察具有不同光学深度的示踪剂来利用，以测量从全局有序的大尺度结构到具有纠缠场线的小尺度细丝的过渡。对赫歇尔柱密度图的无偏观点并不能证实一个普遍的特征细丝宽度。北极星耀斑的地图显示了一个几乎无标度的连续光谱，直到大约0.4pc的主导暗条的大小。天鹰座分子云的细丝宽度范围仅限于0.05-0.2pc。与我们在天鹰座追踪到的整体排列相反，北极星上的细丝没有显示出优先方向。通过比较各向同性和各向异性结构中的功率，我们可以测量球形和圆柱形塌陷模式的相对重要性及其空间分布。
2018-11-05 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
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
Evidence for an interstellar dust filament in the outer heliosheath
最近发现的一条跟踪相干磁场的偏振星光细丝具有几个与日光层外日鞘中的起源一致的性质：（1）提供最佳拟合偏振位置角的磁场指向通过日光层的星际中性氦气流的观察逆风方向的6.7 ± 11度。(2)磁场是有序的，可以归因于磁湍流的偏振位置角的变化的分量是小的。(3)细长细丝的轴可以近似为与由星际磁场矢量和流入中性气体的矢量形成的平面（“BV”平面）限定80+/-14度角的线。我们认为，这种极化特征来自于外日鞘中的星际尘埃颗粒对齐，星际等离子体和磁场在日球层周围发生偏转。建议外日鞘位置的偏振颗粒需要确认建模颗粒传播通过三维MHD日光层模型，同时计算扭矩不对称尘埃颗粒与日光层相互作用。
2015-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multi-scale filament extraction method: getfilaments
用赫歇尔望远镜对银河系恒星形成区进行的远红外成像观测表明，相当大一部分寒冷的星际介质看起来像是一张迷人的、无所不在的星际结构网。星际物质的这种高度各向异性的成分进一步使系统检测和测量强可变但（相对）各向同性背景中的致密核心的困难问题复杂化。观测证据表明，恒星形成在致密的细丝中，这给自动源提取方法带来了严重的问题，这些方法不仅必须可靠地将源与波动的背景和噪声区分开来，而且还必须将源与附属结构区分开来。以前的论文提出了多尺度，多波长的源提取方法getsources的基础上，一个精细的空间尺度分解和过滤无关的尺度从图像。本文提出了一种多尺度、多波长的细丝提取方法getfilaments，解决了这一问题，大大提高了在复杂背景下利用getsources进行源提取的鲁棒性。主要的区别是getfilaments提取的细丝现在在源提取过程中被getsources从探测图像中减去，大大减少了虚假源污染星表的机会。在赫歇尔观测中发现的形成中的恒星和暗条之间的密切物理关系要求精确的暗条提取方法必须去除源的贡献，并且精确的源提取方法必须能够去除潜在的暗条结构。使用getsources进行源提取现在还为研究人员提供了清晰的细丝图像，没有源，噪音和各向同性背景。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Neutral hydrogen filaments in interstellar media: Are they physical?
本文综述了星际介质中中性氢纤维状结构的观测特征、形成机制与物理性质，提出其由磁化湍流拉伸撕裂形成，并探讨其在恒星形成中的作用。
2024-04-29 astro-ph.GA physics.plasm-ph
An origin of narrow extended structure in the interstellar medium: an interstellar contrail created by a fast-moving massive object
我们研究了大质量物体高速穿过星际介质时所引起的热凝结现象，并提出了一种产生气态物体或星际轨迹的机制。我们的主要结果表明，在一定的参数下，可以形成长的星际尾迹;质量大于$10^4\ {\rm M_\odot}$的致密天体可以形成长度大于$100\ {\rm pc}$的暗条。对星际尾迹的观测可以提供关于快速移动的大质量物体的数量、质量和速度的信息，并且可以成为探测诸如中等质量黑洞之类的不可见引力源的新方法。
2023-02-14 astro-ph.GA
Profiles of interstellar cloud filaments. Observational effects in synthetic sub-millimetre observations
亚毫米观测表明，星际云的细丝具有相当均匀的宽度，可以用所谓的普卢默轮廓来描述。细丝轮廓的形状与它们的物理状态有关。在对观测到的气柱密度廓线作出结论之前，我们必须评估观测的不确定性。我们想估计的偏差，可能会导致从辐射转移的影响或从submm灰尘发射率的变化。我们使用磁流体动力学模拟得到的云模型，并进行辐射转移计算，以产生亚毫米辐射图。根据合成观测值估计柱密度。对于选定的长丝，估计的配置文件进行比较，从原来的列密度。灰尘属性的空间变化可能产生的影响进行了研究。由于赫歇尔观测中的仪器噪声，附近云层的参数正确率在百分之几以内。辐射转移效应对结果的影响很小。如果信噪比降低四倍，则误差变得显著，并且对于一半的被检查细丝，值不能被约束。误差与云的距离成比例地增加。假设赫歇尔仪器的分辨率，模型细丝几乎没有解决在~400 pc的距离和在普卢默函数的参数的误差是百分之几十。普卢默参数，特别是幂律指数p，是敏感的噪声，但可以确定具有良好的精度使用赫歇尔数据。必须小心可能的视线混乱。在我们的模型中，在列密度图中看到的大部分细丝在三维中不是连续结构。
2012-07-16 astro-ph.GA
The Origin of Filamentary Star Forming Clouds in Magnetised Galaxies
观测表明，星系和它们的星际介质中弥漫着强磁场，其中扩散分量的能量至少与热能量相当，甚至与湍流能量一样大或更大。如此强的磁场阻止了恒星的形成，因为星际介质的碎片是磁亚临界的。在这里，我们提出的结果，从全球数值模拟的强磁化和自引力星系盘，这表明，浮力的磁场由于帕克不稳定性导致在第一次形成的巨大的星系区域。这些对流结构在引力作用下变得不稳定，分裂成$\sim10^5 M_{\odot}$云，吸引kpc长的连贯对流，形成GMC。因此，我们的研究结果提供了一个长期存在的问题，如何从次过渡到超临界区域的星际介质的收益。
2018-05-22 astro-ph.GA
On the universality of interstellar filaments: theory meets simulations and observations
灯丝在宇宙中无处不在。最近的观测表明，恒星和星团优先沿着致密的细丝形成。因此，了解细丝的形成和性质是理解恒星形成的关键一步。在这里，我们进行三维高分辨率磁流体动力学模拟，遵循分子云的演变和长丝和恒星的形成。我们应用细丝检测算法和比较模拟与不同的物理成分的组合：重力，湍流，磁场和射流/流出反馈。我们发现，仅重力模拟产生显着狭窄的灯丝轮廓比观察到的，而模拟，包括湍流产生现实的灯丝属性。对于这些湍流模拟，我们发现一个非常普遍的细丝宽度为0.10 +/- 0.02 pc，这是独立的恒星形成历史的云。我们推导出一个理论模型，该模型提供了一个物理解释，这种特征丝宽度的基础上的声波尺度（lambda_sonic）的分子云湍流。我们的推导提供了lambda_sonic作为云直径L的函数，速度色散σ_v，气体声速c_s，和热磁压力比，等离子体β。对于银河系旋臂中的典型云条件，我们发现λ_sonic = 0.04-0.16 pc，与观测到的0.05-0.15 pc的细丝宽度非常一致。与理论模型假设一致，我们发现，内部的速度分散的细丝是亚音速和超音速外。我们进一步解释了所观察到的p=2尺度的细丝密度分布，rho ~ r^（-p）与两个平面冲击碰撞形成一个细丝在其交叉点。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Aspect ratios of far-infrared and H i filaments in the diffuse interstellar medium at high Galactic latitudes
本研究基于Planck和HI4PI观测，利用Minkowski泛函分析高银纬远红外与H I纤维结构的形态分布，发现其长宽比与纤维度呈连续自复制分布，且与CO暗H2柱密度增强及相干速度相关，同时测定了湍流磁场强度。
2023-03-28 astro-ph.GA
Galactic interstellar filaments as probed by LOFAR and Planck
最近的低频阵列（LOFAR）在银河系中纬度（以明亮的类星体3C 196为中心）以115-175 MHz的磁场观测显示，在整个天空中延伸超过4度的偏振结构中，有引人注目的非线性结构。此外，普朗克卫星还发布了353 GHz偏振尘埃发射的全天空地图。LOFAR数据解析了沿视线的法拉第结构，而普朗克尘埃偏振图探测了天空投影磁场分量的方向。因此，预计两者之间没有明显的相关性。在这里，我们报告了一个令人惊讶的，但明确的，相关性的结构，探测LOFAR，和磁场方向，探测普朗克卫星。这一发现指出了天空中这一特定区域的两次测量的共同但不清楚的物理起源。提出了一些后续多频率研究来阐明这一意外发现。
2015-08-26 astro-ph.GA
Caustics and velocity caustics in the diffuse interstellar medium at high Galactic latitudes
本文通过Hessian分析等方法，论证高银纬远红外/HI纤维是冷密度结构而非速度焦散，并利用HI吸收数据证实CNM仅存在于纤维中。
2023-12-30 astro-ph.GA
A possible link between the power spectrum of interstellar filaments and the origin of the prestellar core mass function
星前CMF的两个主要特征是：1）在1 Msun以下有一个宽峰，大概对应于平均引力碎裂标度; 2）一个特征性的幂律斜率，非常类似于高质量端恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率。虽然最近的赫歇尔观测表明，星前CMF的峰值接近临界细丝中的热金斯质量，但CMF/IMF在高质量端的幂律尾部的起源不太清楚。Inutsuka（2001）提出了一个理论方案，其中幂律尾的起源可以理解为星际湍流沿着细丝长轴播种的初始密度扰动谱的增长。在这里，我们报告的线质量波动的统计特性的细丝附近的分子云观察与赫歇尔使用1-D功率谱分析。在去除小尺度下束流卷积的影响后，用幂律函数$(P_{true}(s) \propto s^α)$拟合了观测到的灯丝功率谱。发现功率谱斜率的高斯分布集中在-1.6处，接近亚音速Kolomogorov湍流产生的一维速度功率谱（-1.67）。经验相关性，$P^{0.5}(s_0) \propto <N_{\rm H_2}>^{1.4 \pm 0.1} $，也被发现之间的振幅，每个灯丝功率谱$P(s_0)$和平均列密度沿灯丝$<N_{\rm H_2}>$。最后，发现沿着每个灯丝$σ_{\rm M_{line}}$的线质量波动的分散与灯丝的物理长度$L$成比例，大致为$σ_{M_{line}} \propto L^{0.7}$。总的来说，我们的研究结果是一致的建议，大部分CMF/I…
2015-09-06 astro-ph.GA
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
Magnetically Dominated Parallel Interstellar Filaments at the Infrared Dark Cloud G14.225-0.506
G14.225-0.506红外暗云（IRDC G14.2）在天空平面上显示出一个由平行的密集分子丝组成的显着复合体。以前的尘埃排放和分子线研究推测，磁场是否可能在这种长形结构的形成中发挥了重要作用，这些结构是许多年轻恒星源的宿主。在这项工作中，我们进行了大量的偏振调查，在光学和近红外波长，以研究磁场线的形态在IRDC G14.2通过观察背景恒星。星际极化的方向，即追踪磁场线的方向，垂直于云内的大多数特征。此外，大尺度分子云作为一个整体呈现出细长的形状，也垂直于磁场。磁场强度的估计值在$320 - 550\,μ$ G的范围内，这允许亚阿尔夫文条件，但不能阻止中心-细丝结构的引力坍缩，这通常接近临界状态。这些特征表明，磁场在调控塌缩过程中起着主要作用，导致了一系列平行的细长结构的形成。这种形态也与数值模拟相一致，数值模拟显示了在强磁场下引力不稳定性是如何发展的。最后，结果证实了一个假设，即内部磁场的强有力的支持可能解释为什么云似乎是收缩的时间尺度比预期的自由落体崩溃2-3倍。
2016-09-27 astro-ph.GA
Magnetized interstellar molecular clouds - III. Filament Collisions and Core Formation: Insights into Substructures and Evolution
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过理想磁流体动力学模拟，研究分子云中丝状结构形成与碎裂，发现亚临界子纤维碰撞合并是前恒星核形成的关键机制，并可能影响双星形成。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized interstellar molecular clouds: II. The Large-Scale Structure and Dynamics of Filamentary Molecular Clouds
我们进行了理想的MHD高分辨率AMR模拟驱动湍流和自重力，发现长的连续分子云形成在大尺度湍流流动的收敛位置和细丝是由重力约束。磁场有助于形成和加强长的导电结构。主对流云的长度约为4.4pc。而不是一个单一的圆柱形结构，主云被证明是一个集合的纤维/网状的子结构类似于对流云，如L1495。除非视线接近平均场方向，否则模拟中的大尺度磁场和条纹大致垂直于主云的长轴，类似于1495。这为L1495周围存在大规模中等强度磁场提供了有力的支持。我们发现，从观测的投影效应可能会导致不正确的解释真正的三维物理形状，大小和速度结构的云。从塞曼观测中解释的在对流云周围发现的螺旋磁场结构可以用穿透云的磁场的简单弯曲来解释。我们证明了两个暗云形成了一个T形的配置，这是惊人的相似，红外暗云SDC 13导致的解释，SDC 13的结果从两个长的对流云碰撞。结果表明，中等强度的磁场（M_A ~ 1）对维持细长的对流云长达50万年是至关重要的。
2019-03-01 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
The effect of ambipolar diffusion on low-density molecular ISM filaments
分子星际介质的结构和这种形态与恒星形成的潜在联系最近已成为高分辨率观测的焦点。一个特别令人困惑的问题是，局部星际细丝似乎具有相同的厚度，与它们的柱密度无关。这需要对它们的形成过程和控制它们进化的物理学有理论上的理解。在这项工作中，我们探讨了一种情况下，细丝是耗散结构的大规模星际湍流级联和离子中性摩擦（也称为双极扩散）是通过防止小规模的压缩影响它们的大小。我们采用高分辨率，三维MHD模拟，与网格代码RAMSES进行，调查非理想的MHD湍流作为一个灯丝的形成机制。我们重点分析的质量和厚度分布所产生的附属结构。对驱动和衰减MHD湍流的模拟表明，当模型中包含双极扩散时，密度和磁场的形态是不同的。特别是，密度结构是更广泛和更大的离子中性摩擦的效果和功率谱的速度和密度陡峭在较小的波数。理想和非理想MHD模拟之间的比较表明，双极扩散导致的细丝厚度分布向更高的值的移位。然而，没有一个分布表现出在所观察到的局部细丝中发现的明显峰值。在这些数值实验中，由于动力学范围的限制和缺乏自引力，我们目前还不能得出结论，这是由于不同的细丝选择，还是由于细丝形成的固有物理特性。
2016-02-15 astro-ph.GA
A systematic bias in fitting the surface-density profiles of interstellar filaments
密丝的表面密度分布，特别是由尘埃排放所追踪的密丝的表面密度分布，似乎与Plummer分布很好地拟合，即Sigma（b）=Sigma_B+Sigma_O{1+[b/w_O]^2}^{[1-p]/2}。其中，Sigma_B是背景表面密度; Sigma_B+Sigma_O是灯丝脊上的表面密度; b是视线相对于灯丝脊的碰撞参量; w_O是Plummer标度长度（对于固定的p，它与半高宽成正比，w_0 =FWHM/2{2^{2/[p-1]}-1}^{1/2}）; p是Plummer指数（反映了远离脊的表面密度分布的斜率）。为了改善信噪比，标准做法是在拟合轮廓之前，对沿着细丝的一部分或甚至沿着其整个长度观察到的表面密度进行平均。我们表明，如果长丝确实有内在的普卢默配置文件的指数p_INTRINSIC，但有一个范围的w_O值沿长丝的长度（其次是一个范围的Sigma_B值），普卢默指数的值，p_FIT，估计通过拟合的平均配置文件，可能会显着小于p_INTRINSIC。减少量Δ p = p_INTRINSIC - p_FIT随着p_INTRINSIC的增加而单调增加;随着w_O值的范围的增加而单调增加;并且-当但仅当w_O值的范围有限时-随着Sigma_B值的范围的增加而单调增加。对于典型的细丝参数，如果p_INTRINSIC = 2（0.05 <~ Delta p <~ 0.10），则降低是不显著…
2021-09-24 astro-ph.GA
Local stability of a gravitating filament: a dispersion relation
丝状结构在天体物理学中普遍存在，并在各种尺度上被观察到。在宇宙学尺度上，物质通常沿着细丝分布，细丝也是星际介质的典型特征。在宇宙细丝中，物质可以收缩并形成星系，而星际气体细丝可以聚集成一系列珠状结构，然后可以变成恒星。为了研究这种不稳定性的增长，我们导出了一个理想化的自引力细丝的局域色散关系，并研究了它的一些性质。我们理想化的图像包括一个无限大的自引力和旋转的圆柱体，其压力和密度由多方状态方程关联。我们假设没有特定的密度分布，把物质作为一种流体，并使用流体动力学来推导线性方程，管理本地扰动。本文得到了轴对称扰动的色散关系，并研究了它在（k_R，k_z）相空间中的性质，其中k_R和k_z分别为径向和纵向波数。虽然稳定和不稳定区域之间的边界在k_R和k_z上是对称的，并且类似于Jeans准则，但最不稳定的模式显示出不对称性，该不对称性可以限制在细丝内形成的结构的形状。在这里，结果被应用于基准星际暗条，但可以扩展到更多的天体物理系统，例如宇宙暗条和潮汐尾。
2014-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): I. The massive filament G11.11-0.12 observed by SOFIA/HAWC+
本文利用 SOFIA/HAWC+ 偏振观测首次测量大质量纤维 G11.11-0.12 的磁场与尘埃排列，发现 B 场主导且足以抵抗引力坍缩，并通过 RAT 理论揭示退偏振、磁弛豫增强排列及颗粒生长证据。
2023-06-08 astro-ph.GA
The Herschel View of Star Formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这种情况下提供了新的见解恒星形成的效率，恒星质量的起源，以及星系中恒星形成的全球速率。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2013-09-30 astro-ph.GA
Exposing the plural nature of molecular clouds : Extracting filaments and the CIB against the true scale-free interstellar medium
我们提出了多尺度非高斯分割（MnGSeg）分析技术。这种基于小波的方法结合了地图波动的概率分布函数（PDF）作为空间尺度的函数的分析和地图的功率谱分析。这种技术使我们能够提取通常与湍流不稳定性相关的多尺度PDF中识别的非高斯性，并在空间上重建地图的高斯和非高斯分量。这种新技术可以应用于任何数据集。在这里，它是适用于赫歇尔柱密度图的北极星耀斑云。第一个组成部分有建设一个自相似的分形几何的分数布朗运动模拟产生的。第二个组成部分被称为相干组成部分，与分形相反，包括一个展示空间层次尺度的连续结构网络，即细丝内的细丝。对这两个分量的功率谱分析表明，初始映射的傅里叶功率谱在几乎所有的空间尺度上都是由相干相干结构的功率所支配的。相干结构的贡献是渐进的，从大尺度到小尺度越来越大，而不会在惯性范围内产生任何中断。我们认为，这种行为是诱导的，至少部分地，由惯性范围的不稳定性，一个众所周知的现象湍流。我们还证明了MnGSeg技术是一种非常灵敏的信号分析技术，它允许提取北极星耀斑亚毫米观测中存在的宇宙红外背景（CIB）信号，并检测0.1 < l < 0.3 pc的特征尺度，其起源可能部分是不可压缩湍流与可压缩模式和其他物理过程主导的制度的转变，例如重力。
2019-05-27 astro-ph.GA
Filamentary Dust Polarization and the Morphology of Neutral Hydrogen Structures
本文提出球面滚动霍夫变换新实现，利用中性氢纤维形态构建偏振模板，发现最薄纤维对磁场建模最有效，高分辨率HI观测使B模相关性提升约10%，并揭示了纤维拓扑与形状分别主导B模和E模的规律。
2024-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Damping of Electron Density Structures and Implications for Interstellar Scintillation
本文研究了与闪烁有关的动力学阿尔芬波湍流中电子密度结构的形式。重点是小尺度$L \sim 10^8-10^{10}$厘米的动力阿尔文波（KAW）制度是活跃的星际介质。MHD湍流转换为KAW级联，从10倍的离子回旋半径开始，并继续到更小的尺度。这些尺度被推断为主导闪烁的理论Boldyrev等人。从数值解的衰减动力学Alfvén波湍流模型，结构形态揭示了两种类型的本地化结构，长丝和片材，并表明，它们出现在不同的制度的电阻和扩散阻尼。最小的电阻阻尼产生局部电流细丝，形成了高斯分布的初始条件。当电阻阻尼相对于扩散阻尼较大时，形成片状结构。在磁区，每一个暗条都有一个非定域的磁场和密度结构，在截面上呈圆形对称。密度和磁场具有高斯统计（从高斯值峰度推断），而密度梯度是强非高斯的，比电流更强。由于梯度操作增强了小尺度波动，因此预期导数场中的非高斯统计的这种增强。密度梯度峰度相对于电流峰度的增强并不明显，但它表明，在脉冲星信号在星际介质中传播期间，电子密度的适度波动水平可能产生大的闪烁事件。在片区，尽管不存在局部的共生结构，同样的统计观察也成立。概率密度函数构造从统计合奏在这两个制度，显示出清晰的形成长，高度非高斯的尾巴。
2011-02-09 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: Multifractal microcanonical analysis: II. Sparse filtering of Herschel observation maps and visualization of filamentary structures at different length scales
本文提出一种l^2-l^p型稀疏滤波与去卷积方法，用于Herschel观测图降噪及消除仪器波束效应，成功突显了分子云中的细微丝状结构，并利用模拟数据验证了去卷积质量。
2024-06-05 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): VI. Grain alignment mechanisms in the massive quiescent filament G16.96+0.27 using dust polarization observations from JCMT/POL-2
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea（韩国科学技术院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Center for Astrophysics and Science Exploration, Vietnam National Space Cen（越南国家空间中心天体物理学与科学探索中心）
本研究利用JCMT/POL-2观测G16.96+0.27丝状体的尘埃极化，发现尘埃对齐机制主要受RAT影响，并揭示了磁增强RAT机制对高极化分数的解释。
2026-03-02 astro-ph.GA
Magnetic Misalignment of Interstellar Dust Filaments
本研究通过对比Planck尘埃偏振与HI4PI中性氢纤维数据，发现星际尘埃纤维与磁场存在尺度无关的约2°全局错位，且错位角与宇称破缺TB互谱相关，还构建了与尘埃B模相关性更强的HI基偏振模板。
2023-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular filament formation and filament-cloud interaction: Hints from Nobeyama 45m telescope observations
我们提出Nobeyama 45米望远镜C18 O，13 CO和12 CO（1-0）映射观测到的金牛座分子云中的星际灯丝。我们研究了沿暗条及其周围母云中的气体速度结构。在光学薄的C18 O辐射中，暗条被探测到是一个单一的速度分量，长约1 pc，宽约0.06pc。C18 O的排放追踪到了密度大于~5x10^21 cm-2的尘柱。视线（LOS）速度沿灯丝波峰波动，平均振幅约为0.2 km/s。13 CO和12 CO积分强度图显示了细长细丝周围的空间扩展发射。我们确定了三个扩展结构的LOS速度红移和蓝移相对于平均速度的灯丝中确定的C18 O。结合分析速度积分通道图和强度变化的光学厚12 CO光谱上和关闭的灯丝，我们提出了一个三维结构的云周围的灯丝。我们进一步提出了一个多相互作用的情况下，片状的扩展结构相互作用，在空间和时间，与灯丝，并负责其压缩和/或中断，在恒星形成历史的灯丝发挥了重要作用。我们还发现，朝向同一个场，一个非常微弱的细丝显示出与Inoue等人提出的细丝形成过程兼容的速度场。（2017），其中细丝是由于星际冲击压缩引起的环境磁场结构弯曲产生的物质流的会聚而形成的。
2018-07-24 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
Template matching method for the analysis of interstellar cloud structure
星际介质的结构在大尺度上可以用它的全局统计（例如功率谱）来表征，在小尺度上可以用单个核的性质来表征。人们对中等尺度结构的兴趣越来越大，因此开发了许多分析非线性结构的方法。我们描述了通用模板匹配（TM）方法的地图分析的应用。我们的目的是表明，它提供了一种快速和仍然相对稳健的方式来识别细长结构或其他图像特征。我们提出了一个TM算法的地图分析的实现。与滚动Hough变换（RHT），以前用于识别非线性结构的方法之一的结果进行了比较。我们说明的方法，将其应用到赫歇尔表面亮度数据。TM方法的性能被认为是可比的RHT，但TM似乎是更强大的输入参数，例如，那些与选定的空间尺度。TM的小的修改使一个目标结构在不同的大小和强度水平。除了细长的功能，我们证明了使用TM也确定其他类型的结构的可能性。TM方法是数据质量控制、探索性数据分析甚至图像数据中结构的定量分析的可行工具。
2016-07-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 astro-ph.GA
J plots: a new method for characterizing structures in the interstellar medium
大规模的巡天观测给天文学带来了一场革命。为了分析由此产生的大量数据，我们需要自动化工具来识别、分类和量化重要的底层结构。我们在这里提出了一种方法，用于分类和量化的像素化结构，根据其主惯性矩。该方法使我们能够自动检测，并客观地比较，集中凝聚的核心，细长的长丝和空心环。我们说明的方法，将其应用到（i）从高GAL的表面密度的观测，和（ii）在湍流介质中的细丝生长的模拟。我们限制在这里讨论2D数据，在未来的论文中，我们将扩展到3D数据的方法。
2018-03-05 astro-ph.GA
Description of turbulent dynamics in the interstellar medium: multifractal/microcanonical analysis I. Application to Herschel observations of the Musca filament
对星际介质（ISM）的观测显示出复杂的密度和速度结构，这部分归因于湍流。在这里，我们提出了一个自我包含的介绍的多重分形形式主义的微正则版本，使我们能够第一次计算精确的湍流特征参数从一个单一的观测图，而不需要平均在一个盛大的统计观测合奏。我们专注于研究250 μ m的Musca细丝的赫歇尔地图，并利用MHD模拟。我们发现一个明确的签名的乘法级联Musca的惯性范围从0.05到0.65 pc。我们表明，所提出的微正则方法提供了奇异谱，这是真正的尺度不变，需要验证任何方法来分析多重分形。所获得的，第一次足够精确，Musca的奇异谱显然不是对称的，通常观察到的对数正态行为。我们声称，ISM对Musca功能更多的是一个对数泊松形状的奇异谱。由于log-Poisson行为声称存在时，耗散是更强的罕见事件在湍流中的更均匀的（在体积和时间）耗散事件，我们认为，这种偏离对数正态性可以跟踪增强耗散罕见事件在小尺度上，这可以解释或至少是一致的Musca占主导地位的对流结构。此外，我们发现子区域Musca往往表现出不同的多重分形特性。它强烈表明，不同类型的动力学存在于苍蝇云内部。只有在消除噪声特征之后，子区域之间的这些差异才会出现，这些噪声特征具有使观测图“对数归一化”的趋势。我们的研究建立了基本的工具，将应用于其他星系云和模拟在未来的研究。
2020-11-08 astro-ph.GA
MaLeFiSenta: Machine Learning for FilamentS Identification and orientation in the ISM
灯丝的识别成为解决天文学各个领域基本问题的关键步骤。然而，现有的灯丝识别算法严重依赖于用户，需要单独的参数化。在这项研究中，我们的目的是调整神经网络的方法来阐述最好的模型，灯丝识别，不需要微调给定的天文地图。首先，我们根据普朗克和赫歇尔空间望远镜以及氢原子全天巡天HI 4PI获得的最常用的星际介质地图创建了训练样本。我们使用了滚动霍夫变换，一种广泛使用的细丝识别算法，以产生训练输出。在下一步中，我们训练了不同的神经网络模型，并发现Mask R-CNN和U-Net架构的组合最适合细丝识别和确定其方向角。我们证明了神经网络训练可以在只有大约100张地图的相对较小的训练样本上有效地进行。我们的方法消除了参数化的偏见，有利于灯丝的识别和角度确定大型数据集。
2022-07-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
SIMPLIFI -- Study of Interstellar Magnetic Polarization: a Legacy Investigation of Filaments. I. Magnetically-Guided Accretion onto the DR21 Ridge
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (IAPS). INAF（空间天体物理学和行星科学研究所（IAPS），意大利国家天体物理研究所（INAF））；University of Vienna（维也纳大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Queen’s University（女王大学）；Boston University（波士顿大学）；Nagoya City University（名古屋市立大学）；University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；INAF - Istituto di Radioastronomia di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚射电天文研究所）
研究通过高分辨率极化观测揭示星际磁场结构，发现磁场与重力加速度保持一致，支持磁场引导的吸积过程，解释了低速径向速度与自由落体速度的差异。
2026-05-12 astro-ph.GA
The Galactic interstellar medium has a preferred handedness of magnetic misalignment
普朗克任务探测到银河系热尘埃辐射的强度（$T$）和$B$模式偏振之间存在正相关。$TB$相关性是奇偶奇信号，其统计平均值在具有镜像对称的模型中消失。最近的工作已经显示出强有力的证据，尘埃细丝和天空投影磁场之间的局部不对准的旋向性产生了$TB$信号。然而，目前还不清楚所观察到的全球$TB$信号是由磁失准角的统计波动引起的，还是星际介质中的某些宇称违反物理学设置了优选的失准手性。目前的工作的目的是作出一个定量的声明如何自信地排除了南极波动的解释是基于偏振尘埃排放的模拟。我们使用公开可用的DUSTFILAMENTS程序模拟了磁失调角对称随机的灯丝的尘埃发射，并构造了$ξ_{p}$的概率密度函数，该概率密度函数是$TB$功率谱的加权和.我们发现Planck数据具有一个$\gtrsim 10σ$张力，它与模拟的$ξ_{p}$分布一致.我们的研究结果强烈支持银河系的灯丝错位有一个优先的手性，其物理起源尚未确定。
2022-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): IV. Grain alignment mechanisms in Cocoon Nebula (IC 5146) using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究茧状星云丝状区域颗粒排列机制，发现偏振空洞主要源于RAT排列效率降低，并找到磁增强RAT机制的证据。
2025-07-09 astro-ph.GA
Characterizing filaments in regions of high-mass star formation: High-resolution submilimeter imaging of the massive star-forming complex NGC 6334 with ArTéMiS
赫歇尔对附近分子云的观测表明，星际细丝和星前核心代表了恒星形成过程中的两个基本步骤。这些观测结果支持了一个低质量恒星形成的图像，根据这个图像，大约0.1 pc宽的细丝首先在冷的星际介质中形成，可能是由于超音速湍流对星际物质的大规模压缩，然后星前核心由重力碎片的致密细丝产生。这种情况是否也适用于高质量恒星形成的区域是一个悬而未决的问题，部分原因是赫歇尔数据无法解决最近的大质量恒星形成区域中的细丝的内部宽度。我们使用APEX望远镜上的测辐射热计相机ArTeMiS来绘制NGC 6334复合体的中心部分，其分辨率比Herschel的350微米高出3倍。将ArTeMiS数据与Herschel数据相结合，使我们能够在d ~ 1.7kpc的分辨率为8”或<0.07pc的条件下研究复合体的主细丝结构。我们的研究证实，这种灯丝是一种非常致密的大质量线性结构，其线质量范围从~ 500 Msun/pc到~ 2000 Msun/pc，超过近10 pc。它还表明，它的内部宽度保持狭窄的W ~ 0.15 +- 0.05 pc的所有沿长丝的长度，在一个因素的< 2的特征值0.1 pc与赫歇尔发现的低质量的长丝在古尔德带。虽然目前还不完全清楚NGC 6334的暗条是否会在未来形成大质量恒星，但它的密度比古尔德带云中观察到的大多数暗条高出两到三个数量级，而且内部宽度非常相似。这指出了一个共同的物理机制来设置细丝的宽…
2016-05-24 astro-ph.GA
Modelling the chemistry of star forming filaments - H$_2$ and CO chemistry
我们提出了模拟的恒星形成丝纳入最大的化学网络使用的日期上的飞行在3D-MHD模拟。该网络包含37种化学物质和约300种选定的反应速率。为此，我们使用新开发的软件包KROME（Grassi et al. 2014）。我们结合KROME包的算法，使我们能够计算的列密度和衰减的星际辐射场所需的适当模型加热和电离率。我们的研究结果表明，使用这样一个复杂的化学网络在现代超级计算机上的3D-MHD模拟的可行性。我们用不同强度的星际辐射场和宇宙射线电离率进行模拟。我们发现，对中心的细丝有逐渐转换的氢从H到H $_2$以及C $^+$在C CO。此外，我们发现一个降低的尘埃温度对中心的细丝在协议最近的赫歇尔观测。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): II. Testing the Radiative Torque Paradigm in Musca and OMC-1
本研究利用Planck与SOFIA/HAWC+尘埃偏振观测及DustPOL模型，在Musca和OMC-1中检验RAT-A与RAT-D，证明须同时考虑颗粒排列、破坏及磁场缠结去偏振。
2024-09-09 astro-ph.GA
Filaments in the OMC-3 cloud and uncertainties in estimates of filament profiles
灯丝是恒星形成星际云的重要组成部分。它们的性质为它们的形成机制和在恒星形成过程中的作用提供了线索。我们比较了猎户座分子云3（OMC-3）中细丝的性质，如中红外（MIR）吸收和远红外（FIR）尘埃发射所见。我们根据斯皮策数据中看到的MIR吸收和Herschel和ArTéMiS仪器观察到的FIR尘埃发射计算了OMC-3灯丝的光学深度图。所选择的OMC-3细丝段的宽度在0.03-0.1 pc的范围内，在MIR和FIR分析中观察到类似的平均值。与宽度相比，拟合的Plummer函数的各个参数更加不确定。渐近幂律指数的典型值为p~3，但离散度很大。模拟表明，FIR观测可以系统地高估细丝宽度。在柱密度高于N（H $_2$）~ $10^{22}$ cm $^{-2}$时，这种效应可能为百分之几十，但在更强的辐射场中，如猎户座区域，这种效应会降低。灰尘特性的空间变化可能会导致类似程度的误差。在MIR分析中，尘埃散射一般不应该是一个重要的因素，除非附近有大质量的恒星，或者尘埃的MIR散射效率高于测试的尘埃模型。热MIR灰尘排放可能是一个更重要的误差源，特别是接近嵌入式源。星际细丝的分析会受到几个系统误差来源的影响，但主要是在高柱密度和在FIR观测的情况下，在弱辐射场中。OMC-3灯丝的宽度在MIR和FIR分析之间是一致的，并且没有显示对观测的角分辨率的系统依赖性。
2023-01-17 astro-ph.GA
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
3D B-fieLds in the InterStellar medium and Star-forming regions (3D-BLISS): I. Using Starlight Polarization in the Massive IRDC Filament G11.11-0.12
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Vietnam National Space Center（越南国家航天中心）；Vietnam Academy of Science and Technology（越南科学技术院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
提出利用尘埃偏振结合辐射扭矩（RAT）对准理论的新方法，首次应用于G11.11-0.12纤维丝，通过星光偏振观测推断三维磁场倾角并揭示局部弧形磁场结构。
2026-05-30 astro-ph.GA
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): III. Grain alignment and disruption mechanisms in G34.43+0.24 using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究红外暗云G34.43+0.24中颗粒排列与破碎机制，发现RAT排列可解释多数退偏振，核区存在RAT-D迹象，外围高偏振由磁增强RAT解释。
2025-01-20 astro-ph.GA
The Role of Non-ionizing Radiation Pressure in Star Formation: The Stability of Cores and Filaments
当分子云中的细丝和致密核心由于自引力而碎裂和坍塌时，恒星就形成了。在引力稳定性的最基本分析中，自引力和热压力之间的竞争决定了球体的临界（即最大稳定）质量和圆柱体的临界线密度。先前的工作已经考虑了来自磁场和湍流的额外支持。在这里，我们考虑非电离辐射的影响，特别是向内辐射压力，作用于嵌入在各向同性辐射场中的致密结构。使用流体静力学，等温模型，我们发现，辐射降低了引力坍缩的临界质量和线密度，因此可以作为恒星形成的触发器。对于具有中等中心密度（$\sim10^3$ cm $^{-3}$）的结构，太阳附近的星际辐射场对稳定性阈值有一个统一的影响。对于中心密度更高的演化天体，稳定性阈值的显著降低需要更强的辐射，因为可以在更靠近银河系中心或恒星协会附近找到。即使在没有或没有强电离辐射源的情况下，我们的研究表明，星际辐射也会显著影响恒星的形成过程。
2016-06-07 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
