对“积分形纤维”的扩展氨观测

最近的观测提出了一种情景，即星际介质（ISM）中的纤维状结构是迈向团块/核心乃至最终恒星形成的第一步。随后，最致密的纤维将由于引力不稳定性碎裂成前恒星核。我们试图理解纤维状结构在大质量恒星形成中所起的作用。我们对积分形纤维（ISF）进行了 NH3 (1, 1) 和 (2, 2) 的成图观测。整个纤维状结构被均匀且完整地采样。我们发现，NH3 (1, 1) 谱线的速度积分强度图所揭示的形态与尘埃脊密切相关。我们在图中识别出与著名的 OMC-1 至 OMC-5 相关的 6 个“团块”和 11 个“子团块”，它们的分布并非随机，而是沿 ISF 以大致相等的间隔排列。团块的平均间距为 11.30'$\pm$1.31'（1.36$\pm$0.16 pc），子团块的平均间距为 7.18'$\pm$1.19'（0.86$\pm$0.14 pc）。通过采用 ISF 相对于视线倾角为 $60^{\circ}$ 的圆柱几何构型，这些间距与热 sausage 不稳定性（0.86 pc）和湍流 sausage 不稳定性（1.43 pc）的预测值吻合得很好。我们还发现沿 ISF 存在约 0.6 km s-1 pc-1 的速度梯度，这可能源于 Orion A 分子云的整体旋转。推断出的旋转能量与引力能量之比远小于 1。此外，沿 ISF 的质心速度图中可见波动。OMC-1 至 OMC-5 云位于这些波动的局部极值附近，这表明 ISF 中存在与这些团块相关的气流。在 OMC-1 中推导出的 NH3 (1, 1) 和 (2, 2) 旋转温度约为 30-40 K。在 OMC-2、OMC-3 和 OMC-4 的北部，我们分别在边界和内部发现了较高和较低的温度。