SN Shock Evolution in the Circumstellar Medium surrounding SN 1987A
Vikram V. Dwarkadas
本文研究了SN 1987A星周介质在赤道平面上的结构。此外，我们还研究了该介质中的SN冲击在前25年的演变，以及由此产生的硬X射线和无线电发射的残骸。
We study the structure of the circumstellar medium surrounding SN 1987A in the equatorial plane. Furthermore, we study the evolution of the SN shock within this medium during the first 25 years, and the resulting hard X-ray and radio emission from the remnant.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Coronal emission from the shocked circumstellar ring of SN 1987A
从2000年12月到2005年11月，SN 1987 A的UVES/VLT高分辨率光谱显示了一些来自速度约为350 km/s的气体的高电离线，这些电离线是由喷射物-环碰撞形成的冲击气体产生的。这些包括来自[Fe X]、[Fe XI]和[Fe XIV]的日冕线，在观测期间增加了约20倍。这些谱线的演化与软X射线的演化相似，表明它们来自同一组分。谱线比与速度为310-390 km/s的辐射激波（对应于（1.6-2.5）× 10^6 K的激波温度）的预期值一致。然而，日冕辐射的一部分可能起源于更高速度的绝热激波。
The State of the Circumstellar Medium Surrounding Gamma-Ray Burst Sources and its Effect on the Afterglow Appearance
我们对沃尔夫-拉叶星的超新星前喷出物对伽马射线暴（GRB）周围环境的贡献进行了数值研究，并描述了这种外部物质如何影响可观察到的余辉特征。采用隐式流体动力学方法计算大质量恒星演化，为显式流体动力学程序提供内边界条件，模拟星周气体动力学。所得到的性能的拱星介质，然后用来计算减速的相对论，气体动力学射流和相应的余辉光曲线产生的冲击波传播通过冲击风介质。我们发现，在恒星风驱动的不稳定性，可能会产生径向细丝的冲击风区域的变化。这些彗星般的尾巴的团块可能会引起强烈的时间变化的早期余辉光变曲线。余辉可能会有很大的不同，这取决于喷流的角度各向异性和恒星祖先的性质;广泛的行为多样性可能是规则，而不是例外。
First optical images of circumstellar dust surrounding the debris disk candidate HD 32297
哈勃太空望远镜的近红外成像最近揭示了A星HD 32297周围的星周尘埃盘。尘埃散射光被检测到远至400 AU半径和线性形态是一致的磁盘约10度远离边缘上的方向。在这里，我们提出了第一个光学图像，显示从560至1680 AU半径的尘埃散射光形态。假设的星盘中面的位置角偏离了31度，尘埃散射的颜色很可能是蓝色。我们将HD 32297与星际气体墙和金牛座分子云南部的神秘区域联系起来。我们认为，极端的不对称性和蓝色的磁盘颜色起源于碰撞与一团星际物质作为HD 32297向南移动，并讨论了与30万年或更年轻的年龄相一致的证据。
Supernova Interaction with a Circumstellar Medium
核心坍缩超新星的爆炸将一个强大的冲击波阵面驱动到来自祖星的风中。一层受冲击的星周气体和喷出物的发展是受流体动力学不稳定性。热气体可以通过其X射线辐射直接观察到，其中一些被喷出物和星周气体吸收并以较低的频率重新辐射。如果自由-自由吸收在早期占主导地位，则来自在冲击波前沿加速的相对论电子的同步辐射提供关于质量损失密度的信息，或者如果同步自吸收占主导地位，则提供关于发射区域的大小的信息。对相互作用的分析导致关于喷出物和星周介质的密度和结构以及这些介质中的丰度的信息。这里的重点是与相互作用有关的物理过程。
Circumstellar Interaction in SN 1993J
SN 1993 J在第一年的射电和X射线观测结果可以一致地解释为膨胀的喷出物与星周介质相互作用的结果。星周气体的密度可以从射电辐射的自由-自由吸收和X射线光度中推导出来。在头两周，两组观测结果都表明，风速为$10 \kms$时，质量损失率为$\sim 4\EE{-5} \Msun ~\rm yr^{-1}$。随后的无线电和X射线观测表明，密度梯度$\propto r^{-s}$，与$1.5 \lsim s \lsim 1.7$，而不是$r^{-2}$梯度预期的稳定，球对称风。这可能是由来自祖系统的质量损失速率的变化引起的，或者是由非球对称几何形状引起的。为了解释X射线发射的性质，需要在喷出物中有一个陡峭的密度梯度。在最初的几个月里，大部分观测到的X射线辐射来自绝热的星周激波，而反向激波是辐射的。为了避免X射线范围内的过度康普顿化，无碰撞加热必须是无效的。在220天观测到的软X射线很可能是由反向激波产生的。计算了星周气体的电离结构和温度结构，发现在激波形成后，温度超过$10^5 \rm~K$，激波辐射几乎使介质完全电离.星周气体的预加速由爆发的辐射可以解释
The origin of the high velocity circumstellar gas around SN 1998S
对SN 1998 S早期光谱中高分辨率巴耳末线剖面的建模表明，爆炸后第23天和第42天推断的快速（约400 km/s）拱星（CS）气体被限制在光球上方一个狭窄的负速度梯度壳层中。这种气体可以通过在喷出物-风界面处加速的慢速（v < 40 km/s）原始风来识别。在这种情况下，光球层与反向激波中形成的冷致密壳层重合。来自超新星的辐射加速或由激波加速的相对论粒子前体都是观察到的快速CS气体的可能解释。另一种可能的情况是，快速的CS气体在被外部激波吞没的激波云中加速，因为它通过云间风传播。
The Thermal Structure of the Circumstellar Disk Surrounding the Classical Be Star gamma Cassiopeia
我们计算了热经典Be星$γ$仙后座周围星周包层中气体的辐射平衡模型。这种计算是使用一个代码，结合了一些改进以前的治疗磁盘的热结构的\citet{mil98}和\citet{jon04} ;最重要的是，加热和冷却速率计算与原子模型的H，He，CNO，Mg，Si，Ca，和Fe及其相关离子。因此，第一次，被磁盘的热结构计算与太阳能的化学成分的气体，而不是假设一个纯氢信封。我们比较预测的平均磁盘温度，总能量损失H $α$，和近红外过量与观测，发现所有可以解释的磁盘是在垂直流体静力平衡与密度在赤道平面的$ρ(R)\approx 3$ $5\cdot 10^{-11} (R/R_*)^{-2.5} \rm g cm^{-3}$。我们还讨论了磁盘的热结构的变化，结果从额外的加热和冷却过程中提供的气体与太阳能的化学成分超过那些提供给纯氢等离子体。
Detection of Pre-Shock Dense Circumstellar Material of SN 1978K
超新星SN 1978 K自1990年被发现以来，一直以其缺乏超过几千公里/秒的发射线而闻名。对SN 1978 K的无线电频谱建模表明，沿着视线存在HII吸收。为了确定这个吸收区的性质，我们获得了SN 1978 K在6530- 6610 nm波长范围内的高色散谱。该光谱不仅显示了超新星喷出物的中等宽的H-α发射，而且还显示了窄的星云H-α和[N II]发射。高的[N II]6583/H-alpha比值（0.8-1.3）表明这个射电吸收区是一个恒星喷出物星云。星云的膨胀速度和发射量与在明亮的蓝色变星的喷出物星云中看到的一致。先前的低色散光谱已经检测到一条强的[N II]5755谱线，表明电子密度为3-12x10^5 cm^{-3}。我们认为，这个恒星喷出物星云可能是SN 1978 K的震前致密星周包层的一部分。我们进一步认为SN 1997 ab可能是SN 1978 K的年轻版本。
HST Spectroscopy of Spot 1 on the Circumstellar Ring of SN 1987A
我们目前的紫外和光学光谱的第一个亮点（PA = 29度）超新星1987 A的赤道拱星环采取的空间望远镜成像光谱仪。我们将这个点解释为超新星爆炸波撞击环向内突起处产生的辐射冲击所产生的辐射。观测到的谱线宽度和强度比表明，在进入致密气体（> 10^4 cm^-3）时，存在速度在100 ~ 250 km/s之间的辐射激波。这些观测以及未来对光谱和谱线轮廓发展的观测，为研究辐射冲击的流体动力学提供了一个独特的机会。
Interaction of Rayleigh-Taylor Fingers and Circumstellar Clodlets in Young Supernova Remnants
我们发现了一个新的动力学机制，显着提高瑞利-泰勒手指附近的超新星喷出物之间的接触界面和扫起周围的气体在年轻的超新星遗迹，如果超新星遗迹扩展到clustrial（多云）拱星介质的增长。我们的数值模拟表明，大的瑞利-泰勒指可以获得足够的终极速度，通过从激波云相互作用产生的涡额外的动能突出通过前向激波阵面。我们建议这种机制作为一种手段，以产生超新星喷出物的非球面膨胀。周围的磁场随着瑞利-泰勒指状物的突出而被拉伸和放大，可能导致强烈增强的无线电发射。突出物中的物质来源于喷出的恒星物质，其中重元素大大增强。因此，它可以是强X射线发射器。瑞利-泰勒指到达前向激波的时间尺度取决于被超新星激波吞没的云的大小、质量密度和分布，尽管细节需要进一步的数值研究。
Spatially Resolved STIS Spectroscopy of SN 1987A: Evidence for Shock Interaction with Circumstellar Gas
视觉和紫外空间分辨（~ 0.“1）用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪在第3715天和第3743天获得的SN 1987 A光谱表明，高速SN碎片正在与星周气体碰撞。非常宽的Ly-alpha发射速度延伸到~ +/-20，000 km/s，起源于内部环星内部，似乎充满了0.“67 +/- 0。“03（在50 kpc的距离上为0.14 pc）。观测到的冲击喷出物的Ly-alpha通量为（1.85 +/- 0.53）10^{-13} erg/cm 2/s，经消光校正后为（1.25 +/- 0.51）10^{-12} erg/cm 2/s。在p. a时，在内环上的H-α（和其他谱线）中发现了空间未分辨的蓝移发射特征。31 ± 8度。H-α辐射扩展到-250 km/s，没有相应的红移辐射。这种高度局部化的相互作用似乎是超新星爆炸波与内环向内突起的初始接触。宽Ly-alpha发射和“热点”是独立的相互作用phemonena与反向和正向冲击，分别。我们还发现，在禁戒线的内环的大小有一个依赖于电离势，在协议的环的光电离模型。
The Evolution of Supernovae in Circumstellar Wind Bubbles II: Case of a Wolf-Rayet star
大质量恒星的质量损失导致恒星周围形成由风吹出的环绕恒星的气泡，并以致密的壳层为边界。当恒星在超新星（SN）爆炸中结束其生命时，产生的冲击波将与这种改性介质相互作用。在以前的论文中，我们讨论了这种相互作用的基本参数。在本文中，我们更进一步，研究了由35 $\msun$星形成的风吹气泡中SNe的演化，该恒星从O星开始，经历红超巨星阶段，并以沃尔夫-拉叶星结束其生命。我们模型的CSM的演变，然后在此介质中的SN冲击波的扩展。我们的模拟清楚地揭示了周围介质中密度和压力的波动。SN激波与这些波动相互作用，然后与风吹空腔周围的致密壳层相互作用，在风泡中产生各种透射和反射激波。这些不同的冲击和不连续性之间的相互作用进行检查，并指出其对X射线发射的影响。我们的模拟揭示了几个流体动力学不稳定性的存在。它们表明，湍流内部，加上密度和压力的大波动，产生了一个非常波纹的SN激波。冲击波在撞击致密的壳层时会出现相当多的褶皱，而且撞击是以一种零碎的方式发生的，冲击波的某些部分会在其他部分之前与壳层相互作用。因此，外壳的不同部分将在不同时间“点亮”。相互作用的非球形性质意味着它将在很长一段时间内发生，并且初始冲击波的球对称性被破坏。
Dispersal of Gaseous Circumstellar Discs around High-Mass Stars
我们研究的气体盘周围的中央大质量恒星核心一旦这个拱盘完全电离的分散。如果恒星和周围的极紫外线和X射线辐射如此强烈，以至于整个星周盘被盘磁流体动力学（MHD）湍流进一步加速，那么冲击波可以在完全电离的盘中向外传播，在这之后盘膨胀和变薄。对于一个极其巨大和强大的恒星核心，电离气体压力抵消了圆盘中的离心力和引力。在此极限下，我们构造了这种膨胀和耗尽相的自相似激波解。当大量的星周气体被移除时，遗迹盘变得容易受到强烈的恒星风和碎片的影响。我们推测，光盘消失发生迅速，也许在一个时间尺度的$\sim 10^3-10^4\hbox{yr}$一旦光盘成为完全电离后的某个时候，在一个高质量的恒星核心的热核燃烧的开始。
Swift and Chandra Detections of Supernova 2006jc: Evidence for Interaction of the Supernova Shock with a Circumstellar Shell
奇特的Ib型超新星（SN）2006 jc在爆炸后的19至183天内被斯威夫特天文台的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）观测到。探测到了传出的SN激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的特征，如强X射线发射（L_{0.2-10} > E39 erg/s）和紫外光谱中可见的MgII 2800 A线发射。结合钱德拉在爆炸后第40天获得的观测结果，构建了X射线光变曲线，该曲线显示X射线发射在约4个月的时间内以约5倍的独特增长，然后迅速下降。我们解释了独特的X射线和紫外线特性的结果，SN冲击相互作用的外壳的材料，沉积的SN祖爆发前两年的爆炸。我们的研究结果是一致的爆炸的沃尔夫-拉叶星经历了一个情节质量喷射类似于那些明亮的蓝色变星爆炸前。这导致在距离爆炸点约E16 cm处形成了一个致密（>E7 cm**-3）的壳层，它随着WR风以（1300+/-300）km/s的速度膨胀。
The Impact of the Massive Young Star GL 2591 on its Circumstellar Material: Temperature, Density and Velocity Structure
研究了明亮的年轻恒星天体GL~2591周围气体和尘埃的温度、密度和运动学，尺度小至100 AU，用4.7微米吸收光谱探测，大至60，000 AU，用单碟亚毫米光谱探测。这两个尺度由干涉测量86-226 GHz图像连接，尺寸为60，000 AU，分辨率为2000 AU，连续谱线和分子谱线。这些数据被用来约束包层的物理结构，并研究年轻恒星对其周围环境的影响。
Infrared afterglow of GRB041219 as a result of reradiation on dust in a circumstellar cloud
对不同波段的伽马射线暴（GRB）余辉的观测提供了有关其性质以及周围介质性质的最有价值的信息。从强GRB 041219中观察到了强大的红外余辉。在这里，我们解释所观察到的红外余辉的尘埃再辐射的主要伽玛射线暴信号的包络线周围的伽玛射线暴源的模型。在这个模型中，我们不期望出现应在尘埃包层中被吸收的即时光发射。通过对观测数据拟合模型参数，我们估计了γ射线发射的准直角，并得到了对红移（到γ暴源的距离）的限制。
Gas Absorption Detected from the Edge-on Debris Disk Surrounding HD32297
HD 32297的近红外和光学成像表明，它有一个边缘碎片盘，类似于β Pic。我目前的高分辨率光谱的NaI对HD 32297和恒星的角度接近。在HD 32297的恒星径向速度下，可以清楚地观察到一个拱星吸收分量，而在它的任何邻居，包括最近的只有0.9弧分的邻居，都没有观察到。在所有大于90 pc的恒星中都检测到了星际成分，包括HD 32297，这可能是由于本地气泡边界的星际物质。最近的邻居，BD+07 777 s和BD+07 778的径向速度测量表明，它们不太可能与HD 32297物理相关。在HD 32997周围测得的拱星柱密度log N（NaI）~ 11.4，是对附近任何主序星碎片盘测得的最强NaI吸收，即使是原型边缘碎片盘β Pic。假设HD 32297周围的气体成分的形态和丰度与β Pic相似，我估计HD 32297周围的拱星盘中的气体质量的上限约为0.3 M_Earth。
The Structure of the Oxygen-rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-ray Images: Shocked Ejecta and Circumstellar Medium
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的观测结果。在0.3 $-$ 8 keV波段，高分辨率ACIS图像揭示了一个复杂的形态，包括结和细丝，以及爆炸波周围的SNR。我们提出了等效宽度（EW）的元素种类O，Ne，Mg和Si，这使我们能够识别区域的SNR增强金属丰度的地图。G292.0+1.8明亮，含O、Ne和Si;较弱的S和Ar;含少量Fe。EW和宽带图像表明，富含金属的喷出物主要分布在SNR的周边。中央带状结构具有正常的太阳型成分，强烈表明它主要是来自冲击的星周介质而不是富含金属的喷出物的发射。我们建议，带追溯其起源，以增强质量损失在恒星的赤道平面在缓慢的，红超巨星阶段。我们还确定了正常组成的细丝，集中在SNR的外边界附近，并几乎连续地延伸。这些可能起源于红/蓝超巨星阶段的大质量祖先的恒星风造成的壳层，被冲击波淹没。
High resolution spectroscopy of the line emission from the inner circumstellar ring of SN 1987A and its hot spots
讨论了2002年10月（超新星爆发后5700天）SN 1987 A与其星环激波相互作用的高分辨率VLT/UVES观测（FWHM ~ 6 km/s）。对未受冲击气体的窄谱线的星云分析表明，气体密度为（1.5-5.0）E3 cm-3，温度为6.5E3-2.4E4 K。这与线的热宽度一致。从冲击组件，我们观察到一个大范围的电离阶段，从中性线[Fe XIV]。通过对星云的分析，我们发现低电离区的密度为4 E6 - 1 E7 cm-3。低电离线和[Fe X-XIV]线的高速延伸有明显的区别，后者在蓝翼中延伸到~ -390 km/s，而低电离线通常延伸到~ -260 km/s。对于H-α，可以看到高达~ -450 km/s的微弱扩展，可能来自一小部分冲击高密度团块。我们讨论这些意见的背景下，辐射冲击模型，这是定性一致的意见。一小部分高电离线可能起源于还没有时间冷却下来的气体，这解释了低电离线和高电离线之间宽度的差异。在光学谱线中看到的最大激波速度约为510 km/s。我们预计，特别是低电离线的最大宽度随时间增加。
Modelling the Hubble Space Telescope Ultraviolet and Optical Spectrum of Spot 1 on the Circumstellar Ring of SN 1987A
本文报道并解释了1997年9月至1999年10月（爆发后第3869 - 4606天）对SN 1987 A赤道环上快速增亮的斑点1的光学和紫外（1150 - 10270埃）发射线光谱的HST/STIS长缝观测。这种辐射是由超新星爆炸波撞击赤道环向内突出的致密气体所产生的辐射冲击造成的。我们测量和制表线标识，通量，并在某些情况下，线宽和位移。我们计算通量校正因子来解释几条发射线的大量星际线吸收。星云分析表明，光发射谱线来自辐射激波后面的压缩光电离层中的冷（T_e ~ 10^4 K）和致密（n_e ~ 10^6 cm^-3）气体区域。观测到的谱线宽度表明，只有激波速度V_s < 250 km/s的激波才具有辐射性，而谱线比率表明，大部分辐射必定来自速度更慢（V_s < 135 k/ms）的激波。我们能够用一个由两个激波（V_s = 135和250 km/s）组成的理想辐射激波模型来拟合紫外辐射通量。所观察到的紫外线通量随时间的增加，可以解释为冲击波超过更多的突起的冲击表面积的增加。观测到的光的高度电离紫外线的流量比是由~ 2 - 3比辐射冲击模型的预测的一个因素，我们讨论了可能的原因。我们还提出了所观察到的H-α线宽和轮廓，这表明，在这些冲击的光电离区域存在混沌流的模型。我们讨论了可以学到的东西与未来的观察所有的斑点上的赤道环。
The Morphology of M17-UC1 - A Disk Candidate Surrounding a Hypercompact HII Region
利用红外波段观测和近红外辐射转移模拟研究了超致密HII区M17-UC 1的形态和演化阶段。这是第一次，这个区域被分解成两个发射区分开的暗巷让人想起一个模糊的轮廓的拱盘。到目前为止，观测数据和模型计算表明，M17-UC 1被一个冷尘埃盘包围着。这种直接的直接检测周围的超紧凑的HII区域的拱星盘候选人是在与高质量恒星形成的磁盘吸积模型的期望。
GRB 060418 and 060607A: the medium surrounding the progenitor and the weak reverse shock emission
我们用伽马射线暴（GRB）极早期余辉光变曲线的上升行为来约束环暴介质剖面。利用这种方法，我们发现了一个恒定的和低密度的介质轮廓GRB 060607A，这是一致的推断从晚余辉数据。此外，我们表明，在这两个伽玛暴余辉的IR闪光的情况下是一致的标准的外部反向冲击模型，从而使模型，如高磁化伽玛暴外流是不必要的在一定程度上。
Time evolution of the line emission from the inner circumstellar ring of SN 1987A and its hot spots
我们提出了七个时期之间的1999年10月和2007年11月的高分辨率VLT/UVES阶梯光谱的SN 1987 A的喷射物环碰撞。在此期间，来自未受冲击气体的大多数窄线的通量减少了2-3倍，这与冲击爆发引起的初始电离的衰减一致。然而，[O III]特别显示增加至约6800天。这与辐射冲击模型一致，其中预冲击气体被来自冲击的软X射线加热。当冲击波扫过更多的气体时，来自冲击波气体的线辐射迅速增加。我们发现，中性和高电离线大致遵循巴耳末线的演化，而中间电离线的演化速度较慢。直到6800天，光学光变曲线的演化与软X射线的演化相似。[O III]和[Ne III]在第6500天和第7000天之间的断裂可能是由于复合到较低的电离水平。然而，[Fe XIV]线的演化，以及来自最低电离阶段的线，继续遵循软X射线的演化，正如预期的那样。低电离线和中电离线的线轮廓与早期日冕线的线轮廓有明显的差别。这表明这些线来自不同物理条件的区域，至少有一部分日冕线来自绝热激波。然而，在以后的时期，低电离线的线宽增加并接近[Fe X-XIV]的高电离线的线宽。在最新时期，H-alpha线轮廓可以追踪到~500 km/s。这与冲击波传播到密度为（1-4）× 10^4 cm-3时的冷却时间是一致的。
Physical Conditions in Circumstellar Gas surrounding SN 1987A 12 Years After Outburst
1998年11月14日至15日（爆发后4282天），哈勃太空望远镜（HST）上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得了超新星1987 A的二维光谱。这个狭缝采集了东、西环的部分内侧星周环，以及北、南外环的一小部分。在这些位置的温度和密度估计星云分析的[N II]，[O III]和[S II]发射线的比率，并与时间相关的光电离/复合模型。这两种方法的结果是相互一致的。内环的电子密度为~ 4000 cm-3（S II），N II和O III的密度逐渐降低。由[N Ⅱ]和[O Ⅲ]谱线比值确定的电子温度分别为11,000 K和22,000 K。这些结果是一致的演化趋势，在拱星气体从类似的测量在较早的时代。我们发现，从外环的发射线来自密度较低的气体（n_e \la 2000 cm-3）比在内环发射相同的线。N/O比在所有三环中似乎是相同的。我们的研究结果还表明，北外环的CNO丰度与内环相同，与Panagia等人（1996）的早期结果相反。由于信噪比数据较差，南外环的物理条件不太确定。STIS谱还显示了一个弱的Ha发射，在p.a. 103 \arcdeg与最近发现的正在变亮的新区域相吻合（Lawrence et al. 2000）。这表明，在HST图像中变得明显之前，内环SE部分的激波相互作用已经开始了一年多。
Exploring the Kinematics of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Ejecta Shells, Fast-Moving Knots and Shocked Circumstellar Material
我们目前的核心塌陷超新星遗迹G292.0+1.8使用罗格斯法布里-珀罗（RFP）成像光谱仪的深入光学研究的结果。我们的观测提供了[O III] 5007，Ha和[N II] 6548发射线中超新星遗迹的详细照片。[O III] Fabry-Perot扫描揭示了位于遗迹东侧的先前已知的高速（V_radial ~ 1500 km/s）富O喷出物的明亮新月形刺。这个突起由一个半相干结构组成，大部分是红移的物质，还有几个明显从更有序的壳状膨胀中破裂出来的团块。高速（>= 600 km/s）的分支也显示了瑞利-泰勒不稳定性的扇形形态特征。我们还发现了大量的快速移动的结（FMK）的富O喷出物未检测到在以前的摄影板图像和类似的功能，在Cas A。FMK的位置-速度分布在运动学上可以描述为一个半径为3.4'的壳层以1700 km/s的速度膨胀。在[O III]扫描中的另一个明显特征是赤道带，它由零径向速度的棒状结构和沿视线投影的clusional高速喷出物组成。在我们的Halpha RFP图像中也检测到零径向速度的酒吧，提供了进一步的证据表明，这种结构是拱星起源。我们发现，该酒吧的光学和X射线性质是一致的不完全（部分辐射）的冲击，在中等密度的材料。假定G292.0+1.8距离为6 kpc，我们估计其运动学年龄为（3000-3400）d_6年。
X-ray emission from radiative shocks in Type II supernovae
计算了II型超新星与致密星周介质相互作用的X射线辐射。在IIL型和IIn型超新星中，质量损失率通常很高，足以使反向激波后面的区域具有辐射性，产生强烈的辐射，特别是X射线。我们提出了一个模型的辐射反向冲击的情况下，从冷却区的排放。在定常流动的假设下，流体动力学模型与时间相关的电离平衡和多级计算相结合。稳态近似的适用性进行了讨论的喷出物密度梯度和不同的化学成分的各种值。我们展示了如何新兴的频谱强烈依赖于反向冲击波的速度和组成的冲击气体。我们讨论了由该模型产生的光谱和单温度光谱之间的差异。特别是线发射的差异很大，这可能会严重影响丰度估计。我们还说明了吸收的影响，在冷冲击喷出物。我们的模型对各种类型的超新星的适用性进行了讨论。
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium III. SN 2006jc: IR echoes from new and old dust in the progenitor CSM
我们目前的近红外和中红外（IR）测光数据的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与英国红外望远镜（UKIRT），双子座北望远镜，和斯皮策太空望远镜之间的86天和493爆炸后。我们发现，SN 2006 jc的红外行为可以解释为从两个表现形式的拱星物质的红外回波的组合。近红外辐射的大部分来自于新凝聚的尘埃在冷致密壳层（CDS）中的红外回波，所述冷致密壳层（CDS）是由喷出物向外冲击与由前体在大约两年前的SN爆炸中的亮蓝变星（LBV）样爆发中喷出的星周物质的致密壳层的相互作用产生的。CDS尘埃质量在230天达到适度的3.0 x 10^（-4）M（太阳）。虽然之前已经提出过一个事件（SN 1998 S）在喷出物向内冲击后面形成的CDS内的尘埃凝结，SN 2006 jc是第一个显示出在喷出物向外冲击后面形成的CDS中尘埃凝结的证据。在以后的时代，大量的和不断增长的贡献，红外通量产生的红外回波，从预先存在的灰尘在祖风。预先存在的CSM尘埃的质量至少为~8 x 10^（-3）M（太阳）。因此，这项工作增加了核心坍缩超新星祖先的质量损失可能是宇宙中尘埃的主要来源的证据。然而，再一次，我们没有看到直接的证据表明超新星的爆炸除了产生非常少量的尘埃之外还产生了任何东西。
Structure and Evolution of Circumstellar Disks Around Young Stars: New Views from ISO
理解太阳系起源的一个核心问题是：行星是如何在年轻恒星周围的星周盘中形成的？由于所涉及的物理过程的复杂性，需要对大样本进行多波长观测，以获得对这一问题的完整答案。与ISO一起进行的调查除了揭开新的谜团外，还有助于解决这个难题。我们回顾了各种研究，旨在了解：一）的物理结构和组成的拱盘周围常见的年轻恒星物体;和ii）拱盘的演变从积极吸积阶段后行星建设碎片盘。
Early Afterglow Emission from a Reverse Shock as a Diagnostic Tool for GRB Outflows
伽马射线暴（GRB）余辉跃迁是GRB中最有趣也是研究最少的相之一。在这个阶段，相对论性的喷出物开始与周围的物质相互作用。一个强大的短暂的反向冲击传播到喷出物（假设它是重子），而前向冲击开始塑造周围的物质到布兰德福德麦基轮廓。我们建议一个参数化的早期余辉光变曲线，我们计算（解析和数值）所观察到的参数，结果从一个反向冲击发射（在星际介质[ISM]环境）。我们提出了一个新的指纹的反向冲击辐射，添加到众所周知的$t^{-2}$光学衰减。对这个特征的观测表明，在早期余辉期间，反向激波支配着发射。反向激波的存在反过来意味着相对论性的喷出物含有重要的重子成分。这个特征也意味着周围的介质是ISM。我们进一步表明：（1）反向激波闪光强烈地依赖于相对论喷出物的初始条件。(ii)以前的计算通常高估了这种光学闪光的强度。(iii)如果反向冲击主导了光学闪光，那么对早期余辉光变曲线的详细观测可能使我们能够确定相对论喷出物内的初始物理条件，特别是估计其洛伦兹因子和宽度。
The evolution of ultraviolet emission lines from the circumstellar material surrounding SN 1987A
SN 1987 A附近富氮气体的窄高温发射线的存在是对超新星祖先演化状态的主要观测约束。SN 1987 A五年低分辨率和高分辨率IUE紫外光谱的新分析（1987.2- 1992.3）提供了N V 1240，N IV] 1486，He II 1640，O III] 1665，N III] 1751的通量，和CIII] 1908谱线，其随机误差和系统误差显著降低，并揭示了光变曲线中显著的短期波动。N V、N IV]和N III]线在15至20天内依次开启，并显示出从高到低的电离电位的进展，这意味着在发射区中存在电离梯度。谱线发射在爆炸后83+/-4天突然开启，如NIV所定义的。N III]线在399+/-15天达到最高亮度。假设是一个圆环，从这些时间中得出环半径为（6.24+/-0.20）E{17} cm，倾角为41.0+/-3.9。共振散射在N-V光变曲线中的可能作用引入了系统误差，这导致我们从时序分析中排除了这条线。一个新的星云分析产生了改进的CNO丰度比N/C=6.1+/-1.1和N/O=1.7+/-0.5，证实了我们以前的论文中发现的氮富集。从光变曲线的后期行为，我们发现发射起源于密度逐渐降低的气体。假设填充因子为1，电子密度为2.6E4 cm^{-3}，我们估计接近最大值（约400天）的发射质量约为4.7E{-2}太阳质量。这些结果进行了讨论的背景下，目前的模型的排放和流体动…
The Structure of Protoplanetary Disks Surrounding Three Young Intermediate Mass Stars. I. Resolving the disk rotation in the [OI] 6300 Åline
我们提出了三个年轻的中等质量恒星的高光谱分辨率的光谱，在所有这些我们光谱解决6300埃[OI]发射线。其中两个具有双峰线轮廓。我们适合这些数据与一个简单的模型的[OI]发射所造成的光解离的OH分子在拱星盘的上层由恒星的紫外线辐射，从而翻译的多普勒加宽[OI]发射轮廓成发射量的函数，从中央恒星的距离。所得的光谱与从其光谱能量分布导出的预期盘形状一致。我们发现了HD 101412周围的盘内边缘阴影的证据，并在HD 179218中看到了一个张开的盘结构，而HD 135344的[OI]光谱更复杂。的[OI]发射开始为所有三个目标的速度对应于他们的尘埃升华半径，并延伸到半径为10 - 90 AU。这表明，这种方法可以是一个有价值的工具，在未来的研究拱星盘。
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
Dynamics of Circumstellar Disks II: Heating and Cooling
我们提出了一系列的2-D（$r,ϕ$）流体动力学模拟的边缘自引力盘周围的原恒星使用SPH代码。我们实现简单的动态加热，我们冷却每个位置作为一个黑体，使用光球温度从当地的垂直结构。我们从我们的模拟合成SED，并将它们与来自观测系统的基准SED进行比较。这些模拟产生不太明显的螺旋结构比等温演化系统，特别是在磁盘的内部三分之一。离恒星更远的地方也有类似的图案，但不会坍缩成凝聚的物体。光球温度在半径方向上符合指数为$q\sim1.1$的幂律关系，且非常陡峭。在远离恒星的地方，内部加热（$PdV$功和冲击）并不是产生盘物质中大部分热能的原因。造成这种冲击的重力扭矩无法有效地在外盘中传输质量和角动量。在距离恒星$\sim$ 5- 10天文单位的范围内，螺旋结构的快速分裂和重组会引起激波，这提供了足够的耗散，为近红外能量输出的更大部分提供动力。颗粒的空间和大小分布可以有显着的后果，观察到的近红外SED，并可能导致增加排放和变化$\lesssim 10$年的时间尺度。当颗粒蒸发时，它们不会重新形成与大多数不透明度计算所依据的尺寸分布相似的尺寸分布。随着颗粒快速重新形成为原始尺寸分布，盘不发射近红外光子。通过对不透明度的合理修改，它的贡献要大得多。
Young Circumstellar Disks and Their Evolution: A Review
要详细了解恒星和行星形成的物理过程，就需要对单个天体进行研究，并对全球性质和演化趋势进行统计评估。对年轻恒星周围星周物质的观测研究已经成熟到这样一个程度，即在40多年的波长和空间分辨图像中采样的光谱能量分布或有限的光学/红外和亚/毫米波长的干涉仪可见光正在变得可用，尽管目前只有少数个别物体。关于恒星/盘系统的数据，加上对太阳系外行星本身的持续调查，将导致对太阳系形成的可能性和频率的限制。这些追求的首要目标是将在其他地方观察到的与我们自己的太阳系的历史联系起来，从而提高我们对人类环境独特性或缺乏独特性的认识。
Shocks, Outflows and Bubbles: New Views on Pulsars and their Winds
一颗典型的年轻脉冲星会以一种难以察觉的速度减速，它的自转周期在一年中增加不到10微秒。然而，脉冲星的惯性是如此之大，以至于要实现这种微小的自转速率变化，恒星必须耗散大约10 ^46尔格的动能。对脉冲星及其周围环境的观测表明，这种“自旋向下的能量”以壮观的方式被驱逐到脉冲星的周围环境中，以带电粒子和磁场的相对论风的形式。在这篇评论中，我强调了最近的一些观测结果的脉冲星风在无线电，X射线和光学波长，并解释我们可以从这些数据了解有关的冲击波结构，粒子加速和星际介质。
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