从理论到观测：理解大质量恒星形成团簇中的丝状流

在此，我们使用多尺度银河系 MHD 模拟的数据，在数十 pc 的尺度上观测丝状结构和恒星形成团块，并研究沿着和流向丝状结构的流动速率关系，以及流向团块的流动速率。使用 FilFinderPPV 识别技术，我们识别出每个数据体中显著的丝状结构。通过计算沿每条丝状结构流向团块的流动速率、从不同距离流向每条丝状结构的流动速率，以及围绕每个团块的径向流动速率，我们对每条丝状结构及其对应的团块进行了分析。该分析针对两个数据体进行，一个是反馈主导区域，另一个是反馈较少的区域。观察模拟的正面倾角（0度）时，我们根据环境条件（反馈多或少）观察到了不同的趋势。反馈较多区域的中位流动速率为 8.9$\times$10$^{-5}$ M$_{sun}\mathrm{yr}^{-1}$，我们发现在这些区域中沿丝状结构流向团块的流动速率普遍下降。在反馈较少的区域中，中位流动速率为 2.9$\times$10$^{-4}$ M$_{sun}\mathrm{yr}^{-1}$，在此处沿丝状结构观察时，我们看到数值要么增加要么保持恒定。我们发现，从环境流向主要丝状结构的流动速率比沿这些丝状结构的流动速率足够大一个数量级，足以维持后者。在讨论星系倾角和丝状结构倾角的影响时，我们还观察到，从不同的星系倾角观察丝状结构可以揭示供给结构的存在（即辅助物质流动的较小丝状结构）。用于估计这些流动速率的方法此前已应用于观测数据，其产生的结果与模拟本身获得的结果一致，为流动速率计算方法提供了高置信度。