PN - ISM interaction: The observational evidence
我们目前的低表面亮度行星状星云（PNe）正在进行的调查结果。使用窄带成像和长缝光谱，我们已经研究了15个新的例子与星际介质（ISM）的相互作用表明，这一过程是常见的演变PNE。星云在形态和等离子体参数方面的特性已经建立，并且可以确定不同程度的相互作用。虽然对天体的研究还处于早期阶段，但观测结果与理论一致。数据表明，由于在不同条件下的复杂物理作用，这些物体具有非常高的个性。
1999-12-21 astro-ph
Volume Filling Factors of the ISM Phases in Star Forming Galaxies - I. The Role of the Disk-Halo Interaction
利用Avillez（2000）的三维超新星驱动ISM模型的修正版本，研究了银盘和晕之间的物质循环在建立银盘中不同ISM相的体积填充因子中的作用。我们进行了自适应网格细化模拟的ISM与五个超新星率（单位的银河值），$σ/σ_{Gal}=1$，2，4，8和16（对应于星爆条件）使用三个更精细的水平分辨率为2.5，1.25和0.625 pc，使我们能够了解分辨率将如何影响体积的气相压力平衡。我们发现不同ISM相的体积填充因子敏感地依赖于盘和晕之间的占空比的存在，该占空比充当盘中热相（T> 10^5.5 K）的压力释放阀。
2004-07-01 astro-ph
Infrared Tracers of Mass-Loss Histories and Wind-ISM Interactions in Hot Star Nebulae
热的大质量恒星及其环境的红外观测提供了一个详细的图片质量损失的历史，尘埃的形成，并与当地恒星介质的动力学相互作用，可以是独特的热制度。我们已经获得了新的红外光谱和成像与斯皮策太空望远镜上的敏感仪器在保证和开放的时间方案组成的一些最著名的例子热恒星与拱星星云，补充未发表的红外空间天文台光谱。在这里，我们提出了我们的工作的重点周围的环境极端P天鹅座型恒星HDE 316285，揭示碰撞激发H2的第一次在一个热的恒星星云，并提供一些定义的特点，恒星的演变和相互作用的ISM在红外线中的前所未有的细节。
2008-01-31 astro-ph
Tracing jet--ISM interaction in young AGN: correlations between [OIII] 5007 and 5-GHz emission
* 目标：利用电离气体和射电辐射研究年轻活动星系核与宿主星系的相互作用，并分析其对射电星系演化的可能意义。* 方法：[OIII] 5007线和5-GHz无线电特性在GPS和CSS的大型代表性样本上进行比较和研究（即，年轻）类星体和射电星系以及大规模的来源使用[OIII] 5007线和5-GHz的无线电数据从文献和我们的观察。* 结果：发现[OIII] 5007线与5GHz射电辐射之间存在几种相关性，主要结果是[OIII] 5007辐射与GPS/CSS源的大小密切相关，这表明[OIII] 5007辐射明显地被通过寄主星系ISM的喷流膨胀所增强。激波是最有可能的增强机制，尽管喷流引发的恒星形成也可能是[OIII] 5007发射的部分原因。这些数据还表明，随着喷气式飞机的增长，它可能会减速。然而，在这种情况下，相关性很弱。
2008-07-14 astro-ph
The interaction of planetary nebulae and their AGB progenitors with the interstellar medium
行星状星云与星际介质的相互作用是理解行星状星云演化和形成的不可忽视的因素。在努力了解的范围内观察到的形状外信封的PNe，我们已经运行了一套全面的三维流体动力学模拟，从开始的渐近巨分支（AGB）超风阶段，直到结束后-AGB/PN阶段。使用了一个“三重风”模型，包括一个缓慢的AGB风，快速后AGB风和第三次风反映了通过ISM的线性运动。广泛的恒星速度，质量损失率和ISM密度被认为是。我们发现ISM相互作用强烈影响外部PN结构，与占主导地位的成形发生在AGB阶段。模拟预测了PN-ISM相互作用的四个阶段，其中PN最初不受影响（1），然后在运动方向上边缘变亮（2），然后随着恒星远离几何中心而扭曲（3），最后扭曲到物体不再被识别为PN，并且可能不会被归类为PN（4）。预计PN周围的秒差距大小的壳是常见的。古代PN的结构和亮度在很大程度上是由ISM相互作用决定的，这是由第二阶段的再增亮引起的;这种效应可能会解决目前银河系PN丰度的差异。大多数PNE将具有尾部结构。球状星团中所有已知的行星状星云都存在强相互作用的证据。
2007-09-18 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 astro-ph
Investigating a Possible Spectral Signature of the Wind-ISM Interaction Region of Alpha Tau
来自哈勃太空望远镜上GHRS仪器的紫外光谱揭示了附近（d=20.0 pc）K5 III恒星Alpha Tau的Mg II h & k线中存在一种神秘的吸收特征。窄吸收看起来像星际吸收特征，但根据我们对局部ISM流矢量的了解，它位于错误的位置。由于吸收接近于恒星的静止坐标系，它被解释为来自于α-τ星的大质量冷风和星际介质之间的相互作用区域，即，阿尔法头的“天体层”我们计算流体动力学模型的α-τ星的天体层，以查看该模型是否可以重现镁II吸收功能。这些模型确实预测，恒星风物质在经过距离恒星几千天文单位的终止激波后被加热、减速和压缩，应该会产生一个Mg II吸收特征，其宽度和速度大致正确。然而，我们的第一个模型低估了Mg II柱密度的数量级。一个更大的参数搜索是必要的，看看所观察到的镁II吸收是否可以通过可接受的变化，通过恒星风和ISM属性复制。
2002-09-04 astro-ph
PFP 1: A Large Annular Planetary Nebula Caught in the First Stages of ISM Interaction
本文介绍了一个以前未知的，高度演化的低激发行星状星云的（H-α + [NII]）成像和光谱学。它是从AAO/UKST H-alpha调查图像中偶然发现的，作为利用调查数据的项目的一部分，并且由于非常低的表面亮度而逃避了以前的调查。它是一个非常明显的环状行星状星云，直径约19'，是这类星云中最大的例子之一。我们估计一个半径为1.5 pc和550 pc的距离来自一个新的H-α表面亮度半径的关系。PFP 1具有近乎完美的圆形对称性，仅在NW边缘处断裂，其与显著增加的（H-alpha + [NII]）强度相结合。这表明与星际介质相互作用的早期阶段。一颗蓝心候选恒星已经从超级宇宙巡天数据中被确认。
2004-05-14 astro-ph
Time dependent models for the interaction of energetic particles in the ISM
我们提出了一个通用的模型，允许一个计算高能粒子在星际介质中的分布函数，因此任何相关的核反应率，对于任何给定的时间依赖的注入函数，以及在传播系数本身是非平稳的情况下。我们回顾并提供物理解释的传播方程的一般形式的解决方案，考虑到能量损失，核破坏和逃逸。单区和扩展模型进行了研究。我们的主要目标是为核天体物理学的后续使用提供标准和通用工具，特别是计算与高能事件和特定加速机制相关的伽马射线发射和散射率。考虑到模型的定态极限，我们指出，只有含时计算才能探测所研究的物理过程的密度依赖性，而稳态模型\emph{in principle}只能给出密度无关过程的信息.
1999-03-23 astro-ph
Non thermal emission from microquasar/ISM interaction
微类星体喷流与其环境的相互作用可以产生非热辐射，就像河外外流影响其周围环境一样。我们已经开发了一个分析模型的基础上，成功地应用于河外来源。喷流被看作是一种超音速的、温和的相对论性流体动力外流。我们专注于射流/冲击介质结构时，在其绝热阶段，并假设它以自相似的方式增长。本文计算了电子在强激波中加速产生的同步辐射、逆康普顿辐射和相对论性韧致辐射的辐射通量和光谱。还进行了流体动力学模拟，以进一步研究射流与环境的相互作用，并检查分析模型中使用的物理参数。我们的结论是，微类星体喷射终止区域可以检测到在无线电波长的电流仪器敏感的弧分尺度，而在X射线的预期光度是温和的，虽然发射器是更紧凑的比无线电。伽马射线能量的辐射可能在下一代卫星和地面仪器的探测范围内。
2008-12-17 astro-ph
Multidimensional Hydrodynamical Simulations of radiative cooling SNRs-clouds interactions: an application to Starburst Environments
在这项工作中，我们有兴趣研究的副产品的SNR云的星爆（SB）系统。这些相互作用可以在物质从云到ISM的再循环中发挥重要作用，反之亦然。在目前的工作中，我们已经把我们的注意力集中在云和SN冲击波之间的相互作用在ISM的SB环境的全球影响，并进行了3-D辐射冷却流体动力学模拟与自适应YGUAZU网格代码。我们还考虑了由于来自热恒星和超新星（SNe）的大量紫外光子的存在而导致的光蒸发效应。结果表明，在辐射冷却的存在下，而不是一个有效的气体与扩散ISM混合，相互作用导致的云分裂成更小的。结果还表明，SNR云的相互作用是不太有效的产生大量的质量损失，从云的弥漫ISM比机制，如光蒸发所造成的紫外线通量从热的恒星。
2005-08-10 astro-ph
Interaction of Jets with the ISM of Radio Galaxies
我们提出了三维模拟的相互作用的光高超声速射流与不均匀的热和磁支持的磁盘在椭圆星系，包括无线电和多波段X射线可视化。这些模拟适用于一些河外射电源的GPS/CSS阶段。我们确定了四个通用的阶段，在这样一个喷流与星际介质的演变。第一个阶段是"洪水和通道"阶段，主要是复杂的射流与靠近核的稠密多云介质的相互作用。一个球形的，能量驱动的，气泡相，其中气泡大于磁盘规模，但射流仍然完全中断接近核。然后，在一个快速的射流爆发阶段，射流从最后一个阻挡的稠密云层中挣脱出来，变得准直并穿透或多或少的球形气泡。在最后的经典阶段，射流传播的动量占主导地位的方式类似于单组分热晕射流，导致经典的射流-茧-弓激波结构。
2007-07-25 astro-ph
The Role of the Random Magnetic Fields in the ISM: HVCs Numerical Simulations
我们知道，银河系磁场除了平均均匀分量外，还有一个随机分量，这两个分量的强度相当。这种随机成分被认为在星际介质的演化中起着重要的作用。在这项工作中，我们提出了与位于高纬度在我们的银河系（高速云，HVC）与磁化星系ISM的相互作用的超音速流的数值模拟，以研究产生随机磁场在这个对象的演变的效果。
2008-12-23 astro-ph
Cen A and its interaction with the x-ray emitting interstellar medium
作为距离我们最近的射电星系，半人马座A是研究射电发射结构及其与热星际介质（ISM）相互作用的强有力的X射线实验室。本文详细介绍了我们的解释显着的X射线增强帽内西南射电瓣，在半径约6千秒差距的星系中心。发射X射线的气体的外壳比周围的ISM更热，并且过压100倍。我们认为，这是加热压缩的材料背后的超音速推进弓激波的射电瓣，第一个例子的现象被清楚地检测到。结果表明，Cen A对附近的X射线发射气体进行了主动再加热。壳层的动能是$\sim 5$乘以它的热能，在星系中心15千秒差距内超过了ISM的热能。当壳消散时，它将对Cen A的ISM产生重大影响，提供分布式加热。
2004-10-12 astro-ph
The Disturbed ISM of the Local Group Dwarf Galaxy NGC 6822
我们提出了一个广泛的领域，高空间和速度分辨率的地图，整个扩展HI分布附近的本星系群矮星系NGC 6822。这些观测是用帕克斯单碟望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列在镶嵌模式下获得的。NGC 6822有一个扩展的HI盘，其形状是由大量HI洞和壳的存在，包括一个超巨星壳，以及潮汐相互作用的影响，以潮汐臂和下落或相互作用的HI复合体的形式。这些潮汐特征在较低分辨率的数据中并不明显，只有NGC 6822的接近才能让我们清楚地看到它们。这表明矮星系中微小相互作用的重要性可能比以前假设的要大。
2000-06-05 astro-ph
Three-dimensional simulations of the interstellar medium in dwarf galaxies - II. Galactic wind
研究了盘状矮星系在星系际介质中运动时星系风的流体动力学演化。与以前的调查，我们发现，当冲压压力剥离不扰乱ISM，它通常有一个可以忽略不计的影响，银河风动力学。只有当IGM冲压压力与中心ISM热压力相当时，汽提和超风才相互影响，从而提高气体去除率。在这种情况下，有几个参数调节ISM喷射过程，如ISM的原始分布和IGM-星系相互作用的几何形状。当ISM没有被冲压压力或风移除时，它会失去对星爆事件的记忆，并在50-200万年的时间尺度内恢复几乎其爆发前的分布。在这段时间之后，另一个恒星形成事件原则上是可能的。显然，星系风与周期性爆发的恒星形成历史是一致的。与ISM含量相反，星系保留的富含金属的喷出物的量对冲压压力作用更敏感。部分喷出物首先被困在IGM-ISM相互作用产生的低密度面外气体中，然后被推回星系盘。运动星系中捕获的金属数量可能是静止星系中捕获金属数量的三倍。这一预测可以通过比较附近贫星系团或星系群（如室女座或天炉座）中矮星系的金属丰度与场对应星系的金属丰度来检验。金属捕获效率对相互作用几何形状的敏感性可以解释矮星系金属度-光度关系中观测到的部分散射。
2004-04-26 astro-ph
MHD Interaction of Pulsar Wind Nebulae with SNRs and the ISM
20世纪60年代末，蟹状星云脉冲星在其关联的超新星遗迹中的发现，为超新星遗迹研究开辟了一个新的领域：脉冲星驱动的超新星遗迹研究。在这些类型的遗迹中，脉冲星发出的相对论风将脉冲星风星云吹进超新星遗迹的内部。现在，在蟹状星云脉冲星被发现40多年后，由于观测设备的能力不断增加，已知的普列离子超新星遗迹超过50个。我将回顾我们目前对脉冲星风星云在与相关超新星遗迹相互作用时的不同演化阶段的理解。因此，我将讨论分析和最近的数值（M）HD模型。脉冲星风星云的四个主要阶段是：超音速膨胀级，反向激波干扰级，亚音速膨胀阶段，最后是由于脉冲星的超音速运动，气泡头部被弓形激波包围的阶段。最终，这个脉冲星风星云弓形激波将突破其相关的残余物，之后脉冲星动力弓形激波将直接与星际介质相互作用。我将讨论这些类型的脉冲星风星云和它们的形态的最新数值模型。
2005-04-12 astro-ph
The interplay between radio jets and ISM in sub-kpc radio sources
本文综述了中小尺度射电源中射电喷流与环境相互作用的证据。对气体（中性氢和电离气体）的观测表明，存在快速（> 1000 km/s）的外流，可能源于这种相互作用。这些活动星系核驱动外流的特征（例如质量外流率）表明，它们可能对宿主星系的演化产生相关影响。我们还报告了附近紧凑的射电源的主机星系周围发现的大型HI磁盘的检测。到目前为止，在大型射电源周围还没有发现类似的结构。这些结构的存在与年轻的致密射电源的演变进行了讨论。
2007-10-05 astro-ph
The nonlinear development of the thermal instability in the atomic ISM and its interaction with random fluctuations
讨论了原子星际介质中热不稳定性等压模的非线性发展，以评估热不稳定性在湍流星际介质中建立良好分离的多相结构的能力.关键参数是冷却时间与动态交叉时间的比率$η$。在平均密度为$\sim 1$ cm $^{-3}$的介质中，尺寸为$\gtrsim 15$ pc的等压密度扰动产生马赫数大于0.5的流入运动和从凝结向外传播并使周围介质脱离热平衡的激波。动态瞬态消退的时间范围从4到30万年的初始密度扰动的20%和大小3至75 pc。到凝结形成的时候，大部分的质量仍然穿越不稳定的范围，因此，由TI形成的云应该由穿越不稳定范围的吸积气体所约束，而不是由急剧过渡到稳定的暖相。在存在随机速度强迫的情况下，如果强迫引起中等均方根马赫数（$\gtrsim 0.3$），并扩展到足够小的尺度，使$η>1$。我们认为，这些机制可能是在起源的相对大量的气体质量在不稳定的制度。我们注意到，在（稳定）温暖的扩散介质，$η>1$的速度扰动的尺度高达几个pc。因此，流对它们的响应是接近绝热的，并且相对弱可压缩，这与在该介质中建议接近Kolmogorov功率谱的观测结果一致。
2002-06-25 astro-ph
Survey of Large Planetary Nebulae in Decay
行星状星云（PNe）将核处理过的恒星物质返回到星际介质（ISM）中，对银河系的化学演化有重要影响。我们目前的调查结果PNE在衰变中已经达到了一个密度相当于周围的ISM，这导致与它的相互作用。这给了我们机会，调查ISM的属性。我们已经确定了大约20个这种相互作用的新例子，证明这是一个比以前预期的更常见的现象：从早期（不对称的亮度分布）到非常高级（抛物线或扭曲的形状和/或偏离中心的中心恒星）的相互作用的不同阶段是显而易见的。
1999-09-30 astro-ph
The "Carina Flare" Supershell: Probing the Atomic and Molecular ISM in a Galactic Chimney
“船底座耀斑”超壳层GSH 287+04-17，是一个分子超壳层，最初是用NANTEN 4米望远镜在12 CO（J=1-0）中发现的。我们提出的第一个研究壳的原子ISM，使用HI 21厘米线数据从帕克斯64米望远镜南银河平面调查。这些数据揭示了一个温和膨胀的~ 230 x 360 pc HI超壳层，显示了银道面爆发的强有力证据，其主体在z ~ 280 pc处破裂，并且高纬度延伸达到z ~ 450 pc。分子云形成了原子壳层的共同运动部分，两相的形态反映了超壳层对ISM结构的影响。我们还报告了第一次发现的超壳层的电离成分，在形式上微妙的，流光般的细丝对齐与建议的方向井喷。我们重新检验了到壳的距离估计，发现了强有力的证据来支持最初的建议，即它位于隆凸臂，距离为2.6 +- 0.4 kpc。相关的HI和H2质量估计为M（HI）~ 7 +- 3 x 10^5 Msol和M（H2）~ 2.0 +- 0.6 x 10^5 Msol，膨胀壳层的动能估计为E ~ 1 x 10^51 erg。我们检查了分析和数值模型的结果，估计所需的形成能量为10^51至10^52尔格，年龄为10^7年。这个年龄与分子云形成的时间尺度是兼容的，我们简要地考虑了超壳层引发的分子成分起源的可行性。
2008-04-14 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
The Early Interaction of the Planetary Nebula NGC 40 with the Interstellar Medium
我们报告的检测的Halalpha发射线结构的上游侧的行星状星云NGC 40，这是预测的数值模拟，这是由于瑞利-泰勒不稳定性。这样的瑞利-泰勒不稳定性预计会发生在星际介质（ISM）和快速移动的行星状星云之间的相互作用过程的早期阶段，就像NGC 40的情况一样。我们解决了瑞利-泰勒不稳定性的“舌头”，以及“舌头”周围的星云的平坦度，这是由ISM减速的结果。
2002-01-15 astro-ph
Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae
ISM与PNe演化的相互作用进行了研究的情况下，有一个大的相对速度ISM和中心恒星之间，例如高自行PNe。在这种情况下，ISM风已经与AGB风强烈相互作用，并导致广泛的PN不对称。
2003-10-09 astro-ph
The shaping of planetary nebula Sh 2-188 through interaction with the interstellar medium
Sh 2-188是行星状星云（PN）和星际介质（ISM）之间强相互作用的一个例子。它的结构被假定为通过ISM运动的结果。我们提出了新的H $α$图像从艾萨克牛顿望远镜光度H $α$调查的北银河系平面，揭示了新的结构。星云在天空中总共延伸了15弧分。我们已经开发了一个“三重风”流体动力学模型，包括最初的“慢”渐近巨星分支（AGB）风和后来的“快”恒星风加上第三风反映通过ISM的议案。在各种速度的中心恒星相对于ISM的模拟表明，需要125公里的高速度来重现所观察到的结构。我们发现大部分的结构已经在AGB阶段形成。环的闭合是由慢-快风的相互作用引起的。AGB上的大部分质量损失都被扫向下游，这为PNe中的质量丢失问题提供了一个可能的解释。我们报告了中心恒星在明亮边缘方向上的自行速度为30 mas/yr^-1，这意味着到星云的距离为850^{+500}-420} pc，与光谱距离一致。从光谱数据测量的膨胀速度与从模拟测量的速度一致。该模型表明，PN的大小已经在AGB阶段设置。
2005-12-01 astro-ph
Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster
我们讨论了HI和光学证据正在进行的ICM-ISM相互作用在6个HI缺乏室女星系团螺旋星系。最明显的例子之一是高度倾斜的室女座星系NGC 4522，它有一个正常的恒星盘，但有一个截断的气体盘，在气体截断半径附近有大量的面外气体。异常强烈的HI，H-α和无线电连续辐射都是从面外气体中检测到的。射电连续偏振通量和光谱指数峰值在面外气体的对面，表明ICM正在进行压力。其他四个缺乏HI的边对室女座螺旋显示出平面外ISM气体的证据，或者在其盘HI分布中表现出不对称性，但包含的平面外HI比NGC 4522少得多。与最近的模拟比较表明，这种差异可能是进化的，大面外气体的表面密度只在早期阶段的ICM-ISM相互作用。在NGC 4569中，H-alpha图像显示了ICM压力对ISM星系的两种影响。HII区域的异常臂，可能是平面外的，出现在截断的H-α盘的边缘。这类似于在模拟中看到的由风压加上旋转的组合效应形成的手臂。在短轴附近的一个扩展的星云，也在西北部，被解释为一个星爆外流气泡ICM风压扰动。
2004-03-04 astro-ph
To see or not to see a Bow Shock: Identifying Bow Shocks with H-Alpha Allsky Surveys
OB-星拥有所有恒星中最高的光度和最强的星风，这使它们能够与周围的ISM发生强烈的相互作用，从而产生弓形激波。这为我们提供了一个理想的机会，以了解更多关于ISM。它们首先是由van Buren等人（1995年）使用IRAS全天空巡天在逃逸的OB星周围发现和分析的。利用这种弓形激波的几何形状，可以从这种红外观测中获得有关ISM密度及其波动的信息。为了帮助改进弓形激波模型，最欢迎在其他波长，如H-α上进行更多的观测。然而，由于它们的低速，这些弓形激波的大小约为1度，并且只能作为一个整体进行观察，这是非常困难的。根据新的H-Alpha全天空巡天（SHASSA/VTSS），这不再是问题。我们开发了不同的方法来检测弓形激波，例如，改进的确定其对称轴与径向距离剖面。使用两个H-Alpha-allsky巡天（SHASSA/VTSS），我们搜索弓激波和比较不同的方法。从我们的样本中，我们得出结论，径向距离轮廓确定的自行方向和对称轴之间的相关性是最有前途的检测方法。我们从van Buren等人（1995）的37个候选者中发现了HD 17505、HD 24430、HD 48099、HD 57061、HD 92206、HD 135240、HD 149757和HD 158186周围的8个弓形激波。除了用弓形激波的间隔距离确定ISM参数的传统方法外，还选择了另一种方法，即用弓形激波层的厚度。这两种方法都得到…
2005-05-05 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
A Chandra Study of the Lobe/ISM Interactions Around the Inner Radio Lobes of Centaurus A: Constraints on the Temperature Structure and Transport Processes
我们介绍了Kraft等人（2003）首次描述的半人马座A西南射电瓣的更深的{ \em Chandra}观测结果。我们发现，尖锐的X射线表面亮度不连续性延伸周围$\sim$ 75%的周边的射电瓣，并检测到显着的温度跳跃在最明亮的区域，这个不连续性最接近的核心。这表明，这个不连续性确实是一个强烈的冲击，这是一个超压的结果，随着时间的推移，在整个叶。此外，我们证明，如果离子的平均自由程转移能量和动量的电子后面的冲击是大的斯皮策值，电子和质子的温度不会有平衡沿SW边界的射电瓣的冲击是最强的。因此，受冲击气体的质子温度可能比观测到的电子温度大得多，爆发的总能量也相应地更大。我们调查这一点，使用一个简单的一维冲击模型的两种流体（质子/电子）等离子体。我们发现，对于Cen A冲击的热力学参数，电子温度从$\sim$ 0.29千电子伏（周围ISM的温度）迅速上升到$\sim$ 3.5千电子伏，在这一点上，从质子的加热被平衡的绝热损失。质子和电子的温度不会在小于波瓣年龄的时间尺度内达到平衡。我们注意到，在其他附近的强大的射电星系在恶劣的环境中类似功能的测量电子温度可能会大大低估了冲击的强度和速度。
2007-06-27 astro-ph
The Interaction between the ISM and Star Formation in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出的第一个干涉研究的分子气体在贫金属矮恒星爆发星系NGC 4214。我们在OVRO毫米阵列上获得的12 CO（1-0）发射图揭示了一个意想不到的结构财富。我们在NGC 4214的西北部（NW）、东南部（SE）和中心检测到三个分子发射区域，它们处于非常不同的演化阶段（总分子质量：5.1 x 10^6 M_sun）。这些差异是最明显的CO形态相比，光学地面和HST成像：大规模的恒星形成还没有开始在西北地区，著名的星爆中心是最进化和恒星形成的东南复杂的开始最近。我们推导出的SE复杂的恒星形成效率为8%。利用中性氢HI的高分辨率VLA观测和我们的CO资料，我们得到了NGC 4214（HI + H_2）的总气柱密度图。在HI、CO的峰值和正在进行的恒星形成的地点之间没有明显的相关性。这强调了矮星系的不规则性。HI和CO速度吻合得很好，H-alpha速度也是如此。我们总共在NGC 4214中编目了14个分子团。我们的维里质量分析结果与NGC 4214的银河系CO到H_2的转换因子（低于通常在贫金属矮星系中发现的值）是一致的。
2000-11-04 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from Blast Waves Around Galactic Nuetron Stars
如果伽马射线暴起源于我们的银河系，那么它们很可能与中子星磁层的剧烈扰动有关。任何这类事件都可能触发磁通量和等离子体以相对论速度的突然排出。我们表明，这样的喷出物将被制动的星际介质（ISM），并持续时间$\sim 0.1 - 100 $ s的伽马射线闪光可能会导致这种相互作用。我们认为，最近从BATSE数据分析中发现的更强的“平滑”类爆发可能是ISM对这种冲击波减速的结果。这种爆发的辐射效率以及探测能力取决于星周ISM的密度。因此，即使中子星的"触发器”在太空中均匀分布（至少在太阳的1- 2千秒差距内），观测到的爆发位置也会与高于平均ISM密度的区域相关。
1993-09-09 astro-ph
The 3D-structure of the LISM
我们回顾了目前已知的太阳附近星际物质的结构，强调哈勃太空望远镜（HST）的观测如何提高了我们对太阳附近星际气体分布的理解。附近的ISM并不均匀，但在几个秒差距的距离尺度上显示了温度和金属丰度的变化。观测结果还表明，附近的气体没有一个单一的均匀的速度矢量。相反，即使是很短的视线，也经常在不同的方向看到不同的组件。然而，对这些组成部分的解释仍然很困难。目前还不确定这些分量是代表物理上不同的云，还是仅仅是云内速度梯度的症状。最后，由于它是本地星际介质的相互作用与太阳风，是ISM研究的主要应用程序中考虑这些程序，我们还回顾了如何相同的HST数据用于研究本地ISM结构也被用来研究日光层的相互作用与太阳风和“天体层”的相互作用与其他恒星的风。
2001-07-02 astro-ph
