Abstract We present a multiplicity census for a volume-complete all-sky survey of 422 stars with distances less than 25 pc and primary main-sequence effective temperatures T eff ≥ 5300 K. Very similar to previous results that have been presented for various subsets of this survey, we confirm the positive correlation of the stellar multiplicities with primary mass. We find for the F- and G-type Population I stars that 58% are non-single and 21% are in triple or higher level systems. For the old intermediate-disk and Population II stars—virtually all of G type and less massive—even two out of three sources prove to be non-single. These numbers being lower limits because of the continuous flow of new discoveries, the unbiased survey clearly demonstrates that the standard case for solar-type field stars is a hydrogen-burning source with at least one ordinary or degenerate stellar companion, and a surprisingly large number of stars are organized in multiple systems. A principal consequence is that orbital evolution, including the formation of blue straggler stars, is a potentially important issue on all spatial scales and timescales for a significant percentage of the stellar systems, in particular among Population II stars. We discuss a number of recent observations of known or suspected companions in the local survey, including a new detection of a double-lined Ba-Bb subsystem to the visual binary HR 8635.

Abstract We present BISTRO Survey 850 μ m dust emission polarization observations of the L1495A-B10 region of the Taurus molecular cloud, taken at the James Clerk Maxwell Telescope (JCMT). We observe a roughly triangular network of dense filaments. We detect nine of the dense starless cores embedded within these filaments in polarization, finding that the plane-of-sky orientation of the core-scale magnetic field lies roughly perpendicular to the filaments in almost all cases. We also find that the large-scale magnetic field orientation measured by Planck is not correlated with any of the core or filament structures, except in the case of the lowest-density core. We propose a scenario for early prestellar evolution that is both an extension to, and consistent with, previous models, introducing an additional evolutionary transitional stage between field-dominated and matter-dominated evolution, observed here for the first time. In this scenario, the cloud collapses first to a sheet-like structure. Uniquely, we appear to be seeing this sheet almost face on. The sheet fragments into filaments, which in turn form cores. However, the material must reach a certain critical density before the evolution changes from being field dominated to being matter dominated. We measure the sheet surface density and the magnetic field strength at that transition for the first time and show consistency with an analytical prediction that had previously gone untested for over 50 yr.

Abstract According to the structures traced by 13 CO spectral lines within 12 CO molecular clouds (MCs), we investigate the contributions of their internal gas motions and relative motions to the total velocity dispersions of 12 CO MCs. Our samples of 2851 12 CO MCs harbor a total of 9556 individual 13 CO structures, among which 1848 MCs (∼65%) have one individual 13 CO structure and the other 1003 MCs (∼35%) have multiple 13 CO structures. We find that the contribution of the relative motion between 13 CO structures (  σ  13  CO , re ) is larger than that from their internal gas motion (  σ  13  CO , in ) in ∼62% of 1003 MCs in the “Multiple” regime. In addition, we find that  σ  13  CO , re tends to increase with the total velocity dispersion (  σ  12  CO , tot ) in our samples, especially for MCs with multiple 13 CO structures. This result provides a manifestation of macroturbulence within MCs, which gradually becomes the dominant way of storing kinetic energy along with the development of MC scales.

We present BISTRO Survey 850 μm dust emission polarisation observations of the L1495A-B10 region of the Taurus molecular cloud, taken at the JCMT. We observe a roughly triangular network of dense filaments. We detect 9 of the dense starless cores embedded within these filaments in polarisation, finding that the plane-of-sky orientation of the core-scale magnetic field lies roughly perpendicular to the filaments in almost all cases. We also find that the large-scale magnetic field orientation measured by Planck is not correlated with any of the core or filament structures, except in the case of the lowest-density core. We propose a scenario for early prestellar evolution that is both an extension to, and consistent with, previous models, introducing an additional evolutionary transitional stage between field-dominated and matter-dominated evolution, observed here for the first time. In this scenario, the cloud collapses first to a sheet-like structure. Uniquely, we appear to be seeing this sheet almost face-on. The sheet fragments into filaments, which in turn form cores. However, the material must reach a certain critical density before the evolution changes from being field-dominated to being matter-dominated. We measure the sheet surface density and the magnetic field strength at that transition for the first time and show consistency with an analytical prediction that had previously gone untested for over 50 years (Mestel 1965).

Abstract We present 850 μ m polarization observations of the IC 348 star-forming region in the Perseus molecular cloud as part of the B-fields In STar-forming Region Observation survey. We study the magnetic properties of two cores (HH 211 MMS and IC 348 MMS) and a filamentary structure of IC 348. We find that the overall field tends to be more perpendicular than parallel to the filamentary structure of the region. The polarization fraction decreases with intensity, and we estimate the trend by power law and the mean of the Rice distribution fittings. The power indices for the cores are much smaller than 1, indicative of possible grain growth to micron size in the cores. We also measure the magnetic field strengths of the two cores and the filamentary area separately by applying the Davis–Chandrasekhar–Fermi method and its alternative version for compressed medium. The estimated mass-to-flux ratios are 0.45–2.20 and 0.63–2.76 for HH 211 MMS and IC 348 MMS, respectively, while the ratios for the filament are 0.33–1.50. This result may suggest that the transition from subcritical to supercritical conditions occurs at the core scale (∼0.05 pc) in the region. In addition, we study the energy balance of the cores and find that the relative strength of turbulence to the magnetic field tends to be stronger for IC 348 MMS than for HH 211 MMS. The result could potentially explain the different configurations inside the two cores: a single protostellar system in HH 211 MMS and multiple protostars in IC 348 MMS.

We present 850 $\mu$m polarization observations of the IC 348 star-forming region in the Perseus molecular cloud as part of the B-fields In STar-forming Region Observation (BISTRO) survey. We study the magnetic properties of two cores (HH 211 MMS and IC 348 MMS) and a filamentary structure of IC 348. We find that the overall field tends to be more perpendicular than parallel to the filamentary structure of the region. The polarization fraction decreases with intensity, and we estimate the trend by power-law and the mean of the Rice distribution fittings. The power indices for the cores are much smaller than 1, indicative of possible grain growth to micron size in the cores. We also measure the magnetic field strengths of the two cores and the filamentary area separately by applying the Davis-Chandrasekhar-Fermi method and its alternative version for compressed medium. The estimated mass-to-flux ratios are 0.45-2.20 and 0.63-2.76 for HH 211 MMS and IC 348 MMS, respectively, while the ratios for the filament is 0.33-1.50. This result may suggest that the transition from subcritical to supercritical conditions occurs at the core scale ($\sim$ 0.05 pc) in the region. In addition, we study the energy balance of the cores and find that the relative strength of turbulence to the magnetic field tends to be stronger for IC 348 MMS than HH 211 MMS. The result could potentially explain the different configurations inside the two cores: a single protostellar system in HH 211 MMS and multiple protostars in IC 348 MMS.

According to the structures traced by $^{13}$CO spectral lines within the $^{12}$CO molecular clouds (MCs), we investigate the contributions of their internal gas motions and relative motions to the total velocity dispersions of $^{12}$CO MCs. Our samples of 2851 $^{12}$CO MCs harbor a total of 9556 individual $^{13}$CO structures, among which 1848 MCs ($\sim$ 65$\%$) have one individual $^{13}$CO structure and the other 1003 MCs ($\sim$ 35$\%$) have multiple $^{13}$CO structures. We find that the contribution of the relative motion between $^{13}$CO structures ($\sigma_{\rm ^{13}CO, re}$) is larger than that from their internal gas motion ($\sigma_{\rm ^{13}CO, in}$) in $\sim$ 62$\%$ of 1003 MCs in the `multiple' regime. In addition, we find the $\sigma_{\rm ^{13}CO, re}$ tends to increase with the total velocity dispersion($\sigma_{\rm ^{12}CO, tot}$) in our samples, especially for the MCs having multiple $^{13}$CO structures. This result provides a manifestation of the macro-turbulent within MCs, which gradually becomes the dominant way to store the kinetic energy along with the development of MC scales.

Abstract Filaments play a crucial role in providing the necessary environmental conditions for star formation, actively participating in the process. To facilitate the identification and analysis of filaments, we introduce Directional and Positional Consistency between Clumps and Filaments (DPConCFil), a suite of algorithms comprising one identification method and two analysis methods. The first method, the consistency-based identification approach, uses directional and positional consistency among neighboring clumps and local filament axes to identify filaments in the position–position–velocity data cube. The second method employs a graph-based skeletonization technique to extract the filament intensity skeletons. The third method, a graph-based substructuring approach, allows the decomposition of complex filaments into simpler subfilaments. We demonstrate the effectiveness of DPConCFil by applying the identification method to the clumps detected in the Milky Way Imaging Scroll Painting survey data set by FacetClumps, successfully identifying a batch of filaments across various scales within 10° ≤ l ≤ 20°, −5 . ∘ 25​​​​​​ ≤ b ≤ 5 . ∘ 25, and −200 km s −1 ≤ v ≤ 200 km s −1 . Subsequently, we apply the analysis methods to the identified filaments, presenting a catalog with basic parameters and conducting statistics of their galactic distribution and properties. DPConCFil is openly available on GitHub ( https://github.com/JiangYuTS/DPConCFil ), accompanied by a manual.

Abstract We have carried out HCO + ( J = 1–0) and HCN ( J = 1–0) line observations towards 210 infall candidates selected from the CO blue-profile catalog by Jiang et al., using the Purple Mountain Observatory 13.7 m telescope. Out of the 210 targets, 42 sources are further confirmed to have infall signatures in HCO + and/or HCN lines, with a confirmation rate of ∼20%. According to the line profiles, we classify them into two categories: double-peaked and peak-shoulder. Some physical properties are estimated through profile fitting using the RATRAN model. We find that the two types are separated in parameter space, indicating they may be of different properties. The median values of kinetic temperature, infall velocity, and mass infall rate for the two types are 10.5 K and 40.8 K, 0.40 km s −1 and 1.00 km s −1 , and 4.6 × 10 −5 M ⊙ yr −1 and 3.5 × 10 −4 M ⊙ yr −1 , respectively. The infall velocities and mass-infall rates of peak-shoulder sources are slightly larger than those of double-peaked ones, suggesting they tend to form more massive stars. We also discuss the association of the 42 confirmed sources with other star formation activities such as maser and outflow, which supports this result.

Abstract We analyzed the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) band 6 data for the outbursting massive protostar M17 MIR. The ALMA CO J = 2–1 data reveal a collimated and bipolar north–south outflow from M17 MIR. The blueshifted outflow exhibits four CO knots (N1 to N4) along the outflow axis, while the redshifted outflow appears as a single knot (S1). The extremely high velocity (EHV) emissions of N1 and S1 are jetlike and contain subknots along the outflow axis. Assuming the nearest EHV subknots trace the ejecta from the accretion outbursts in the past decades, a tangential ejection velocity of ∼421 km s −1 is derived for M17 MIR. Assuming the same velocity, the dynamical times of the multiple ejecta, traced by the four blueshifted CO knots, range from 20 to 364 yr. The four blueshifted CO knots imply four clustered accretion outbursts with a duration of tens of years in the past few hundred years. The intervals between the four clustered accretion outbursts are also about tens of years. These properties of the four clustered accretion outbursts are in line with the disk gravitational instability and fragmentation model. The episodic accretion history of M17 MIR traced by episodic outflow suggests that a massive star can form from a lower-mass protostar via frequent episodic accretion events triggered by disk gravitational instability and fragmentation. The first detection of the knotty outflow from an outbursting massive protostar suggests that mass ejections accompanied with accretion events could serve as an effective diagnostic tool for the episodic accretion histories of massive protostars.