Giant Explosion at the Galactic Center and Huge Shocked Shells in the Halo
我们模拟了由星系中心的爆炸和/或星暴引起的激波阵面通过星系晕的传播。大约1500万年前，$Ω$尔格的能量爆炸产生了一个巨大的哑铃形冲击波阵面，它可以模拟无线电和X射线北极支线以及南部的大X射线支线。日冕中的激波后高温气体将解释银河系中心周围观测到的X射线凸起。银河系：中心--银河系：晕--射电连续谱：一般--冲击波--X射线：一般
1994-02-14 astro-ph
Shocked Molecular Gas in the Supernova Remnants W 28 and W 44: Near-infrared and millimeter-wave observations
对超新星遗迹W28和W 44的高分辨率毫米波和近红外观测显示，超新星爆炸波传播到巨大的分子云中的地方存在着大量的冲击分子气体。用IRAM 30米和ARO 12米望远镜进行了新的CO观测，用Palomar 200英寸望远镜进行了近红外观测。近红外观测揭示了来自两颗超新星遗迹的冲击H2辐射，显示了弧秒尺度上错综复杂的细丝网络，跟随着无线电外壳的明亮脊。CO和CS的线宽，表示冲击速度，是20-30公里/秒。近红外和毫米波辐射都归因于密度> 1 e3 cm-3的气体的冲击。单个激波结构在H2发射中得到了解析，推断的边缘激波厚度约为1 e17 cm，与气体密度为1 e3 - 1 e4 cm-3的非解离激波一致。明亮的1720兆赫OH脉泽位于冲击氢气体复合物和突出只有局部地区的条件是最佳的激射。阿尔法和X射线的发射，有形态非常不同的无线电。我们发现一个详细的无线电和H2发射的相关性，一些长的灯丝，宇宙射线加速或再加速，由于冲击到中等密度的气体。这两个残留物在不同波长下的不同形态可以用巨大分子云的高度不均匀结构来解释。
2004-09-16 astro-ph
Near-IR spectroscopy of planetary nebulae precursors
我们提出了近红外光谱的30个IRAS源最近确定为晚AGB星，后AGB星或早期PNe的样本。所获得的光谱集中在覆盖分子氢v=1-0 S（1）和v=2-1 S（1）发射线、氢Br-γ、Pf-γ和Br-α的复合线以及CO[v=2-0]第一泛音带头的2.294微米处的各种波长处。由于这些观察结果，我们已经从4增加到13的总数量的原PNe在分子氢中检测到。当氢分子被荧光激发时，发现探测率与中心恒星的演化阶段直接相关，而不是与星云形态相关。相比之下，冲击激发的分子氢被检测到只有在强双极原PNE，有时甚至在早期阶段的后AGB阶段。冲击激发的分子氢发射与所发现的双极性的强相关性证实了Kastner等人（1996）在进化的PNe中先前报道的结果。然而，我们的研究结果表明，这种相关性不存在的情况下，荧光激发的分子氢。
2002-03-21 astro-ph
NICMOS Observations of Shocked H_2 in Orion
HST NICMOS窄带图像的冲击OMC-1中的分子氢发射进行了分析，揭示了BN/KL外流的新信息。这一区域的突出形态特征是从IRc 2附近发出的分子氢“手指”阵列和几个赫比格-哈罗天体的存在。NICMOS的图像似乎可以分辨出单个的激波锋面。这项工作是一个更定量和详细的分析，我们的数据从以前的文件（舒尔茨等人。1999年）。在1.89微米处H_2 1- 0 S（4）加上2- 1 S（6）谱线的谱线强度是根据在1.90微米处用Paschen_alpha连续滤光片F190 N进行的测量以及在1.66和2.15微米处的连续测量来估计的。我们将观测到的1.89微米和2.12微米1- 0 S（1）线的H_2线强度和比率与分子云激波模型进行了比较。大部分数据不能用J型激波来拟合，但可以用C型激波来拟合，C型激波的激波速度在20--45 km/s之间，震前密度在10^{4}~ 10^{6} cm^{-3}之间，这与在对许多激波进行平均的大型波束研究中获得的数值相似。也有一些证据表明，具有较高密度的冲击具有较低的速度。
2007-09-19 astro-ph
The symbiotic star CH Cygni. I. An analysis of the shocked nebulae at different epochs
上下文我们分析了共生系统CH Cygni的线光谱和连续光谱。目标。说明碰撞风模型在解释这颗共生星的不同阶段是有效的。方法.通过模拟不同时期的光谱，研究了观测到的特殊特征，如闪烁、射电变化、X射线发射以及整个系统中星云和壳的分布。该模型始终占冲击和光电离，并受到绝对通量。结果我们发现，恒星之间的反向冲击导致在活动阶段观察到的宽线，以及无线电和硬X射线发射，而膨胀冲击被调用来解释过渡阶段的数据。
2008-07-09 astro-ph
The heating of the ICM by powerful radio sources
我们提出了一个模型的压缩和加热的ICM强大的射电星系和类星体。基于FRII型物体的动力学演化的自相似模型，我们数值积分的流体动力学方程控制流的冲击ICM之间的弓激波和这些源的射电瓣。所产生的气体性质的介绍和讨论。计算了冲击气体的X射线辐射，结果与观测相符。由于强射电星系的存在，星系团气体的X射线辐射增强，这可能在直接探测高红移星系团气体中发挥重要作用。
1999-06-22 astro-ph
Kinematics of Molecular Hydrogen Emission from Pre-planetary Nebulae: RAFGL 2688 and RAFGL 618
我们提出了高光谱分辨率的近红外分子氢发射的双极前行星状星云RAFGL 2688和RAFGL 618，获得与NOAO凤凰光谱仪。沿着两个星云的极轴测量的速度梯度表明，最高速度的气体最靠近中心恒星。这些结果支持了这样一种观点，即两个星云的极区H_2发射区都含有由快速（~50-150 km/s）、准直的后渐近巨星支（AGB）风与先前在中心恒星仍在AGB上时喷出的慢速（~10-20 km/s）物质碰撞而形成的激波气体。RAFGL 2688垂直于极轴方向的H_2辐射运动学符合沿赤道以5- 10 km/s的速度膨胀和绕极轴以5-10 km/s的速度旋转的混合模型。密近双星系统的共包络相的快速出现可以解释RAFGL 2688的双极结构及其激波H_2发射的存在和复杂的运动学。
2000-10-12 astro-ph
Shocked molecular gas towards the SNR G359.1-0.5 and the Snake
在超新星遗迹G359.1-0.5和非热射电灯丝Snake的投影交点处，我们发现了一个朝向OH（1720 MHz）脉泽的激波分子氢（H2）棒。H2杆与SNR外壳对齐，几乎垂直于Snake。OH（1720 MHz）脉泽位于H2辐射的尖锐西部边缘内，这与SNR驱动冲击进入该位置的分子云的情况一致。12 CO、HCO+和CS对脉泽的谱线轮廓显示出宽线吸收，这在13 CO谱中是不存在的，并且很可能起源于激波前气体。一个密度梯度存在于整个区域，并与SNR冲击的通道是一致的，而H2灯丝位于预冲击和后冲击区域之间的边界处。
2001-12-20 astro-ph
CI Cam: A Shell-shocked X-ray Nova
我们提出了1998年爆发的奇特的发射线星CI凸轮，采取约1，4，75，82，93，163，和306天后，1998年3月31.64日开始的X射线耀斑的无线电成像观测。前两个时期显示了一个解决，但紧凑的无线电源，成为光学薄的频率高于5千兆赫。后一张照片显示了一个大的（120-350 mas）椭圆形或双环状残留物。无线电频谱结合高亮度温度表明，发射是同步的，而形态表明，这是由减速冲击通过密集的星周物质产生的强大的恒星风。CI Cam的射电图像与一个膨胀的椭球或两个膨胀的环同样吻合。在最初的几天里，天空平面上相应的膨胀速度约为12，000公里/秒，到近一年后的最后一次观测时，速度减慢了约3倍。所有其他X射线双星瞬变的射电辐射要么没有得到解决，要么采取了高度准直的相对论喷流的形式。我们认为，CI凸轮代表了一种罕见的情况下，这些喷流窒息早期异常密集的星周介质。在这个模型中，CI Cam类似于由超新星机制形成的河外超新星，而更常见的具有相对论喷流的X射线双星类似于从超新星中逃逸出来的喷流，形成伽马射线暴的子集。
2004-07-13 astro-ph
Xray observations of high redshift radio galaxies
我总结了高红移射电星系的X射线特性，首先简要回顾了从低红移强射电星系（特别是天鹅座A）的X射线观测中所学到的东西，然后转向钱德拉对四个高红移射电星系的观测。在高红移源中没有探测到在低红移星系团中看到的热X射线发射大气，这表明这些系统还不是维里化的大质量星系团，但很可能会演变成这样。在所有情况下，都能探测到来自高度模糊活动星系核的X射线辐射。还可以看到扩展的X射线发射，并且扩展的发射与射电源清楚地对齐，并且在类似的空间尺度上。提出了多种机制，这种无线电-X射线对齐，包括逆康普顿散射的光子从活动星系核（Brunetti机制），和热辐射从周围的气体，是冲击加热的扩大无线电源。高填充因子激波气体中的压力足以限制射电源和低填充因子光学线发射云。
2002-11-21 astro-ph
Spitzer IRS Observations of the Galactic Center: Shocked Gas in the Radio Arc Bubble
我们目前的斯皮策IRS光谱（R ~600，10 - 38微米）的38个位置在银河系中心（GC），都在同一个银河经度和跨越± 0.3度的纬度。我们的位置包括拱形星团、拱形灯丝、五重星团附近的区域、与分子云G0.11-0.11沿着同一视线的“气泡”，以及在银河系高纬度沿着视线的弥漫星际气体。从[O IV]，[Ne II]，[Ne III]，[Si II]，[S III]，[S IV]，[Fe II]，[Fe III]和H_2S（0），S（1）和S（2）线的测量中，我们确定了气体激发和离子丰度比。Ne/H和S/H丰度比是猎户座星云的1.6倍。激发的主要来源是光电离，拱状星团电离拱状灯丝，五重星团电离附近和银河系低纬度的气体，包括气泡的远端。此外，强烈的冲击将气体分解为O^{+3}，并破坏尘埃颗粒，将铁释放到气相中（在拱形细丝中，Fe/H约为1.3 × 10^{-6}，在气泡中，Fe/H约为8.8 × 10^{-6}）。在气泡中心的冲击效应特别明显，但O $^{+3}$存在于所有位置。我们认为，冲击是由于风从五重星团沃尔夫-拉叶星。另一方面，H_2谱线比可以用光离解区热分子气体的多组分模型来解释，而不需要激波中H_2的产生。
2007-08-15 astro-ph
Diagnosing the outflow from the SGR 1806-20 Giant Flare with Radio Observations
2004年12月27日，软伽马中继站（SGR）1806-20发射了迄今为止从SGR探测到的最明亮的巨型耀斑（GF），其（各向同性）能量释放比仅有的两个其他已知的SGR GF大$\sim 100$倍。随后是一个非常明亮的，褪色的无线电余辉。广泛的后续无线电观测提供了大量信息，具有前所未有的天体测量精度，揭示了源大小的时间演变，以及密集采样的光变曲线和光谱。在这里，我们扩大了我们以前的工作在这个来源，通过解释这些意见在一个自洽的动力学模型。在这种情况下，早期的无线电发射是由于在GF激励围绕预先存在的空腔的薄壳层期间喷出的流出物，其中从第9天开始观察到的无线电发射的急剧时间衰减归因于冲击壳层的绝热冷却。受冲击的喷出物和外壳一起向外移动，驱动一个前向冲击进入周围介质，并最终被一个反向冲击减速。正如我们在Gelfand等人（2005）中所展示的那样，当发生显著减速时，来自冲击外部介质的无线电发射自然达到峰值，然后相对缓慢地衰减。喷出物和外壳之间碰撞的动力学模型以及观测到的源大小的演变（在我们的模型中很好地再现了）表明，流出物中的大部分能量是温和的相对论性物质，具有初始膨胀速度$v/c \lesssim 0.7d_{15}$，距离为$15d_{15}$ kpc到SGR 1806-20。一个最初的高度相对论外流不会产生一个长期的惯性阶段，在一个温和的相对论膨胀速度，正如所观察到的。
2005-10-12 astro-ph
An X-Ray Pulsar, Metal-rich Ejecta, and Shocked Ambient Medium in the Supernova Remnant G292.0+1.8
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机在银河系超新星遗迹G292.0+1.8中发现的致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期与PSR J1124-5916的射电周期和自旋下降率的外推结果一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲。对于M_V ~ 26的极限没有光学对应物。脉冲星风星云中的压力远小于反向激波加热的喷出物和星周介质中的压力，这表明反向激波还没有开始与星云相互作用。
2004-01-22 astro-ph
Quantitative optical and near-infrared spectroscopy of molecular hydrogen towards HH91A
本文介绍了HH 91 A分子的光学积分场光谱和互补长缝近红外光谱，并报道了在7700 ~ 2.3微米范围内探测到约200条来自振转能级v ′ = 8的H_2谱线。发射来自热激发气体，其中大部分材料在2750 K下，其中1%在6000 K下。冲击气体的总柱密度为N（H_2）= 10^{18} cm^{-2}。非热激发（如紫外荧光）对H_2向HH 91 A的激发没有贡献。解释的排放方面的一个缓慢的非解离J-冲击传播到一个低密度的介质，已被扫了过去发生在进化的HH 90/91复杂的外流。
2007-09-03 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant IC443: I. soft X-ray emission from shocked interstellar medium
IC 443周围受冲击的星际介质在软能带（E<1.5 keV）产生强的X射线辐射。我们提出了一个分析，这样的发射所观察到的EPIC MOS相机上的XMM-Newotn天文台，目的是找到明确的签名与星际介质（ISM）的相互作用在X射线波段，这可能会补充在其他波长的结果。我们发现，巨大的分子云映射在CO排放位于前景，并给出了一个明显的签名，在X射线的吸收。该云团可能呈圆环状，圆环与IC 443激波相互作用的部分在东南部产生2 MASS-K辐射。测量到的发射X射线的冲击等离子体的密度朝着东北翼增加，在那里残骸与原子云相互作用。我们发现在0.3-0.5千电子伏波段的发射和明亮的光学/无线电灯丝在大空间尺度上有很好的相关性。因此，在这条谱带中看到的部分壳层结构可以追溯到与原子云的相遇。
2006-06-13 astro-ph
Spitzer observations of HH54 and HH7-11: mapping the H2 ortho-to-para ratio in shocked molecular gas
本文报道了利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪对赫比格-哈罗天体HH 7 -11和HH 54在5.2 - 37微米范围内进行的光谱测绘观测结果。这些观测导致了对分子氢的S（0）- S（7）纯转动线的探测和绘图，以及Ne+、Si+、S和Fe+的精细结构跃迁的发射。H2旋转发射表明存在温度在400 - 1200 K范围内的暖气体混合物，与速度约为10 - 20 km/s的非离解激波后面的预期温度一致，而精细结构发射则起源于速度为35 - 90 km/s的离解和电离的较快激波。H2线比率的地图揭示了在映射区域中的气体温度的典型混合物中的小的空间变化，但是显示出H2邻-对比率是相当可变的，通常基本上低于在测量的气体温度下获得的平衡值3。非平衡的ortho-to-para比的特点是温度低至~ 50 K，是一个早期的时代，气体温度升高之前的冲击波的通道的残余。气体温度与H_2邻对位比的相关性表明，只有在低于~ 900 K的气体温度下，H_2邻对位比才小于0.8;这种行为与理论模型一致，在理论模型中，激波后的对位-到邻位-H2的转化由与原子氢的反应性碰撞驱动，该过程具有相当大的活化能势垒（E_A/k ~ 4000 K），因此在低温下是非常低效的。
2006-06-09 astro-ph
Radio and Optical Emission, Spectral Shapes and Breaks in GRB
相对论爆炸波模型预测了发射的同步辐射的光谱。在冲击区的电子被加热到维恩分布，其“温度”是平均电子能量的$1/3$。该能量标度确定了同步辐射的特征（中断）频率。在低得多的频率下，谱$F_nu \propto ν^{1/3}$独立于发射区域的细节而被预测。这与观测到的伽玛射线暴的软X射线谱是一致的。这意味着低可见光和无线电强度，除非有集体发射过程。
1993-11-03 astro-ph
Warm Molecular Hydrogen and Ionized Neon in the HH2 Outflow
我们报告光谱成像观测赫比格-哈罗2流出与ISOCAM相机板载红外空间天文台（ISO）。[Ne II}] 12.81微米和[Ne III]15.55微米的谱线仅在喷流工作面（HH 2 H）附近被探测到，这与该结在光学范围内的高激发相一致，而H2纯旋转发射则遍布冲击区HH 2。低能量跃迁S（2）跟踪温暖的气体（T约为400 K）向结E-F和扩展喷出物（T约。250-380），在动力源和HH 2之间延伸的高速CO流出中有几个0.001太阳质量的质量。这种发射可能来自低速C型激波（v= 10-15公里/秒）。较高的跃迁S（3）-S（7）记录了HH 2区单个光学结的热冲击气体（T= 1000- 1400 K）发射。邻对（OTP）比在1.2（E）和2.5（H）之间表现出大的空间变化，远低于其在LTE下的值。S（3）-S（7）线的发射可以用平面C激波模型很好地解释，其典型速度为V= 20-30 km/s，传播到密度为10^4-10^5 cm-3的介质中，在激波前气体中初始OTP比接近1。在射流的前缘，其中的几何形状的排放允许一个简单的建模，一个很好的协议被发现与来自电离气体中测量的光学自行车的速度。
2003-05-07 astro-ph
Neutral hydrogen in radio galaxies: results from nearby, importance for far away
对射电星系中性氢发射和吸收的研究使人们对在这些天体中观察到的各种现象有了新的重要认识。这些观测有助于理解宿主星系的起源，射电喷流和ISM之间相互作用的影响，快速气体流出的存在以及喷流诱导的恒星形成。本文综述了近年来对这些现象的研究结果。虽然HI观测集中在附近的射电星系，但结果也与高z天体有关，因为所有这些现象都很重要，而且可能在高红移射电源中更常见。
2005-10-10 astro-ph
PSR B1951+32: A Bow Shock-Confined X-ray Nebula, a Synchrotron Knot and an Optical Counterpart Candidate
射电脉冲星B1951+32和超新星遗迹CTB 80为研究中子星和超新星遗迹提供了丰富的实验室。在这里，我们介绍了对它们的地基光学和近红外观测，以及钱德拉的X射线观测，以及对哈勃太空望远镜获得的档案数据的重新分析。X射线观测揭示了一个彗星状的脉冲星风星云，它似乎被脉冲星高速运动产生的弓形激波所限制，使PSR B 1951 +32成为一颗罕见的既有H α弓形激波又有激波X射线脉冲星风星云的脉冲星。H α和射电连续辐射的分布表明，在0.05pc附近，冲击脉冲星风与冲击环境介质之间存在接触间断。另一方面，PSR B1951+32的光学同步结可能在光学和近红外波段具有平坦的光谱，我们的天体测量与两个报告的脉冲星光学对应候选者中的一个一致。
2004-06-09 astro-ph
Fast Outflows of Neutral Hydrogen in Radio Galaxies
活动星系核的活动可以驱动气体的快速外流。我们报道了在一些射电星系中发现的速度超过1000 km/s的中性气体快速外流。在研究得最好的3C~293中，中性和电离流出的运动学性质相似，表明它们有共同的起源。此外，外流似乎位于射电叶附近，而不是核附近。这表明射电喷流和ISM之间的相互作用正在推动外流。
2004-04-27 astro-ph
Localised Neutral Hydrogen Absorption Towards the Radio Jet of Markarian 6
我们提出了0.15角秒（56 pc）分辨率MERLIN观测中性氢（HI）21厘米的吸收检测到的角秒尺度的射电喷流的塞弗特1.5星系Markarian 6。吸收只被探测到朝向一个明亮的，紧凑的无线电特征，在投影中，光学核可能的位置以北约380 pc。基于与档案HST图像的比较，我们提出了一个几何形状，其中HI吸收出现在一个尘埃带通过北部，但不覆盖，光学核，和南部的叶的射流是面向近侧的倾斜银河系磁盘。我们注意到，这一结果是相反的，以前的模型将扩展的窄线区域的近侧的磁盘。
1997-11-27 astro-ph
XMM-NEWTON Detection of X-ray Emission from the Compact Steep Spectrum Radio Galaxy 3C303.1
我们利用XMM探测到致密陡谱射电星系3C303.1的微弱的未分辨X射线辐射。我们检测到的热成分在kT = 0.8千电子伏，这似乎是可能产生的ISM的宿主星系。有证据表明光谱中存在第二种成分，其性质目前尚不明确。对第二种成分的合理假设包括：（1）射电源膨胀产生的热气体冲击;（2）如果磁场比均分值低约3.5倍，则来自南射电波瓣的同步加速器自康普顿辐射。
2006-08-15 astro-ph
Fast outflow of neutral hydrogen in the radio galaxy 3C293
我们报告的检测非常广泛的HI吸收对中央地区的射电星系3C 293。利用韦斯特博克综合射电望远镜获得的吸收轮廓在零强度下的全宽约为1400 km/s，并且大部分宽吸收（~1000 km/s）相对于系统速度是蓝移的。这种吸收代表了中性气体从活动星系核中心区域的快速流出。这种外流的可能原因进行了讨论。我们赞成这样的观点，即射电喷流和丰富的ISM之间的相互作用产生了这种外流。这种情况下的一些影响被认为是。
2003-07-11 astro-ph
The role of neutral hydrogen in radio galaxies
我们目前的形态和统计结果的中性氢（HI）在附近的一个完整的样本，非集群射电星系的研究。我们在25%的样本源中的早型宿主星系中检测到大尺度HI发射。大尺度HI主要分布在盘状和环状结构中，其大小可达190 kpc，质量可达2 × 10^10 M_solar。所有M_HI>= 10^9 M_solar的射电星系都有一个致密的射电源。当我们比较我们的样品的射电响亮的早期型星系与样品的射电安静的早期型星系似乎没有显着差异的HI属性（质量，形态和检测率）。这表明射电大声阶段可能只是一个短暂的阶段，发生在许多甚至所有早期类型星系生命周期的某个时刻。
2007-01-16 astro-ph
Evidence for Shocked Molecular Gas in the Galactic SNR CTB 109 (G109.1-1.0)
本文报道了在银河系超新星遗迹CTB 109（G109.1 - 1.0）的X射线亮内部特征周围探测到分子云。这个特征，称为波瓣，以前被认为是SNR冲击波与分子云复合物相互作用的结果。我们提出了新的高分辨率的X射线数据从钱德拉X射线天文台和新的高分辨率CO数据从五个学院的射电天文台显示的云复杂的相互作用区域更详细。CO数据显示，在速度区间-57 <v <-52 km/s ^-1内，叶瓣周围有三层云。12CO在东云各部分的速度廓线都符合高斯分布，但在CO云与叶瓣重叠的位置，速度廓线有一个向较高负速度方向的附加分量。这部分云中的氢分子密度相对较高（NH 2 = 1.9 x 10^20 cm ^-2），而根据钱德拉数据获得的X射线前景吸收（NH = 4.5 x 10^21 cm ^-2）低于云的其他部分以及南北云。这些结果表明，这片云已经被西侧的SNR爆炸波击中，形成了明亮的X射线叶。
2006-04-07 astro-ph
A multiwavelength study of the massive star forming region IRAS 06055+2039 (RAFGL 5179)
我们提出了一个多波长的研究与IRAS 06055+2039，揭示了一个有趣的情况下，这个复杂的地区是在不同阶段的恒星形成的演化的大质量恒星形成区域。利用UKIRT-UFTI在分子氢谱线和Br $γ$谱线上对激波和电离气体进行了窄带近红外（NIR）观测。我们使用2 MASS $J H K_{s}$数据来研究与IRAS 06055+2039相关的嵌入星团的性质。我们得到的幂律斜率为0.43 $\pm$ 0.09的$K_{s}$带光度函数（KLF），这是在很好的协议与其他年轻的嵌入式集群。我们估计这个集群的年龄为2 - 3百万年。电离气体的无线电发射已使用印度的巨型米波射电望远镜（GMRT）在610和1280 MHz处绘制。除了扩散发射外，高分辨率1280 MHz地图还显示了几个离散源的存在，这些源可能代表高密度团块。受冲击的氢分子的形态在中心IRAS点源的N-E方向上形成一个弧形，并将射电辐射包裹起来。使用JCMT-SCUBA的亚毫米发射表明存在一个致密的云核，这可能是在一个较早的进化阶段相比，电离区与冲击分子气体躺在两者之间。从温暖的尘埃和不明红外波段（UIBs）的排放已估计使用中红外（8 - 21 $μ$米）数据从MSX调查。根据450和850 $μ$ m处的亚毫米发射，云的总质量估计为$\sim$ 7000 - 9000 $\rm M_{\odot}$。
2006-01-24 astro-ph
Neutral hydrogen at high redshifts as a probe of structure formation - III. Radio maps from N-Body simulations
利用红移的21厘米谱线发射，可以在红移$z \leq 10$处探测到宇宙中中性氢的大的不均匀性。我们使用宇宙学的N体模拟的暗物质和重子坍缩的一个简单的模型来估计信号的结构，如原星系团在高红移。我们研究：（i）标准CDM模型，（ii）在小尺度下具有较小功率的修改的CDM模型，以及（iii）具有$Ω_0 + Ω_Λ= 1$的宇宙中的$Λ+$ CDM模型。我们表明，它应该是可能的下一代射电望远镜探测到这样的结构在红移3.34与约100小时的积分。我们还讨论了可能的方案，提高信噪比，以检测在高红移原凝聚。
1997-04-07 astro-ph
Neutral hydrogen absorption at milliarcsecond resolutions: The radio galaxy 3C293
我们提出了新的毫角秒分辨率观测的H1吸收对千秒差距尺度的内喷流的射电星系3C293。利用全球VLBI，MERLIN和VLA获得的观测组合，我们已经在很宽的角尺度范围内对该源的射电核心和喷流成像了强烈而广泛的中性氢吸收。在这次会议中，我们将提出这些新的合并毫弧秒尺度VLBI结果，我们以前的低分辨率MERLIN研究的H1吸收在这个来源。这项研究将使我们能够调查的H1吸收在这个源的中心从弧秒到几毫弧秒的尺度的分布和动力学。
2005-01-25 astro-ph
Sub-arcsecond imaging of the radio continuum and neutral hydrogen in the Medusa merger
我们提出了亚弧秒，多元素无线电联动干涉仪（MERLIN）观测分米无线电连续结构和中性氢（HI）吸收的星暴星系NGC 4194（美杜莎合并）的核区域。美杜莎中央千秒差距的连续结构已经被成像，揭示了一对被更分散的微弱无线电发射包围的紧凑无线电组件。利用这些观测和文献中的约束条件，我们得出结论，大多数无线电发射与合并系统中正在进行的恒星形成有关。通过这些观测，我们还跟踪了整个探测到的射电连续结构的深HI吸收。吸收HI气体的结构在柱密度方面表现出很大的变化。最大的柱密度位于核射电连续谱的南部，与核尘埃带和$^{12}$ CO（1->0）发射峰值共空间。HI吸收的动力学与较低分辨率的$^{12}$ CO发射观测结果一致，追踪到一个浅的南北速度梯度，约为320 km/s/kpc。这种梯度被解释为核区域内旋转气体结构的一部分。HI和CO的速度结构，结合所观察到的气柱密度和分布，进一步讨论的背景下，正在进行的星爆的燃料和气体物理中心的合并。
2005-08-30 astro-ph
Radio Jet-blown Neutral Hydrogen Supershells in Spiral Galaxies?
以在Scd星系NGC3556（M108）中发现的一对HI超壳层为线索，我们提出了一种新的机制，解释了富气大质量星系中HI超壳层的起源。在这种情况下，这两个超壳层是在大约10^7年前的活跃阶段，由于从核中喷出的喷流形成的一对射电瓣的局部耀斑而膨胀出中性氢盘的，但现在已经消失了。它示出的显着特点，这对超级壳，如它们的对称位置的银河系中心，巨大的能量需求，大的银河系中心的距离，以及Z对称的半球形状，找到一个更自然的解释，在这种情况下，相比，标准模型，假设要么是一个大规模的星暴，或外部气体云的陷落。其他可能的影响，这一假设进行了简要讨论。
2000-08-16 astro-ph
Infrared Studies of Molecular Shocks in the Supernova Remnant HB21: I. Thermal Admixture of Shocked H_2 Gas in the North
我们目前的近红外和中红外观测的冲击波云的相互作用区域在北部的超新星遗迹HB 21，与AKARI卫星上的红外相机（IRC）和宽红外相机（WIRC）在帕洛玛5米望远镜。IRC 7 μ m（S7）、11 μ m（S11）和15 μ m（L15）波段图像和WIRC H2 v = 1 -> 0 S（1）2.12 μ m图像显示了相似的激波-云相互作用特征。我们选择了三个有代表性的区域，并通过与几种冲击模型的H2线发射进行比较，分析了它们的IRC发射。IRC颜色可以用H2气体的热混合模型很好地解释，其无穷小的H2柱密度与温度T呈幂律关系，dN ~ T^-b dT，n（H2）~ 10^3 cm^-3，b ~ 3，N（H2 ;T > 100 K）~ 3 × 10^20 cm^-2。导出的b值可以用弓形激波图来理解，弓形激波图的形状是摆线（尖点）而不是抛物面。然而，这幅图提出了另一个问题，即弓形激波必须位于~0.01 pc尺度内，比理论上预期的要小。相反，我们拍摄了一张激波碰撞的星际介质图像，这可能在解释相似模型参数的同时避免尺寸尺度问题。观察到的H2 v = 1 -> 0 S（1）强度比幂律混合模型预测的强度大约17 - 33倍。这种过剩可能归因于热H2气体的额外组分，或者归因于与氢原子碰撞的效应，这在我们的幂律混合模型中被忽略了，这两者都会增加H2在v = 1能级的布居数。
2008-12-10 astro-ph
Nonthermal Radio Emission from Planetary Nebulae
Dgani，Evans & White（1998）在最近对行星状星云A30的射电辐射的分析中指出，位于内部区域的辐射可能主要是非热辐射。我们提出了一个模型来解释这一点。我们假设由A30中心恒星吹来的快速风携带着非常弱的磁场。这股风与一群密集的凝聚体的相互作用将磁场线困住很长一段时间，并将它们拉伸，导致一个强大的磁场。如果相对论性粒子是在快风受到冲击时形成的，那么增强的磁场将导致非热射电辐射。1 GHz的典型非热射电通量可达几个毫央斯基。为了探测非热辐射，发射区必须与主光学星云空间分离。我们列出了其他可能具有非热射电辐射的行星状星云。
1998-03-23 astro-ph
Physical Properties of the X-ray Luminous SN 1978K in NGC 1313 from Multiwavelength Observations
我们更新的光变曲线，从X射线，光学和无线电带通，我们已经组装在过去的十年中，并提出两个观察在紫外线使用哈勃太空望远镜微弱对象摄谱仪。HRI X射线光变曲线在整个观察期间的误差范围内是恒定的。1993年和1995年获得的ASCA地理信息系统数据证实了这一行为。在紫外线中，我们检测到Ly-alpha，[Ne IV] 2422/2424 A的双重峰，Mg II在2800 A的双重峰，以及我们归因于He I 3187的~3190 A的线。在SN 1978 K位置只检测到Mg Ⅱ和He Ⅰ谱线。在误差范围内，光学光变曲线形式上是恒定的，尽管可能存在轻微的上升趋势。射电光变曲线继续急剧下降。与以前的研究相比，我们的射电观测时间跨度更长，表明SN 1978 K与SN 1986 J和SN 1988 Z属于同一类高X射线和射电发光超新星。[Ne IV]发射在空间上远离SN 1978 K的位置，起源于预冲击物质。Mg II二重态通量比意味着其发射区的线光学深度乘以密度的量约为10^14 cm^-3。发射点必须位于受冲击的气体中。
1999-08-27 astro-ph
Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion
使用长波长光谱仪（LWS）板载红外空间天文台（ISO），我们已经观察到热水蒸气排放从一个大致圆形的视场直径约75弧秒的猎户座BN-KL区域为中心。的法布里-珀罗线强度，线宽，和谱线位移观察到在71和125微米之间的8个过渡表现出良好的协议与模型的热发射所产生的分子云受到磁流体动力学C型冲击。所观察到的谱线的宽度和相对强度都表明，辐射来自激波，而不是猎户座核心温暖的静止气体。尽管八个跃迁中的一个看起来异常强，并且可能受到辐射泵浦的影响，但其他七个表明H2O/H2丰度比为5E-4量级，相应的气相氧与氢丰度比为4 E-4量级。考虑到目前对太阳附近星际、气相、氧和碳丰度的估计，这个值与理论激波模型相一致，该模型预测所有未被束缚为CO的气相氧都转化为水。在这个区域，H2O的旋转跃迁提供的总体冷却似乎与CO的旋转线冷却相当，但比通过H2排放冷却低一个数量级。然而，最适合我们的观测的模型显示，在激波后区域的温度低于~ 800 K的那部分，H2O和CO的冷却占主导地位，并且H2的振动和旋转辐射冷却都不明显。
1998-02-26 astro-ph
21cm Absorption by Compact Hydrogen Disks Around Black Holes in Radio-Loud Nuclei of Galaxies
在某些星系核中观测到的彗发脉泽盘，标志着为中心黑洞提供燃料的吸积盘的外围，并提供了核恒星形成的潜在场所。不幸的是，大多数的气体在微波激射盘目前没有被探测;大的微波激射增益有利于路径的特点是一个小的速度梯度，并需要罕见的边缘上的磁盘取向。在这里，我们提出了一种方法来映射原子氢原子的分布在核盘通过其21厘米的吸收对无线电连续辉光周围的中央黑洞。在NGC 4258中，21 cm的光学深度可能接近1，用于热展宽为主的相干团块的高角分辨率（VLBI）成像，并且具有从X射线吸收数据推断的柱密度，约为10^{23}/cm ^2。将21厘米的吸收分布在窄射电喷流前方物质的整个旋转速度宽度上，得到的平均光学深度约为0.1。在其他星系中对21厘米吸收特征的光谱搜索可以用来识别大量的倾斜气体盘，这些盘不是朝着我们的方向激射。对这些圆盘内加速团块的21厘米轮廓的后续成像可以反过来用于测量宇宙学距离。
2008-02-19 astro-ph
Probing the extended emission-line region in 3C171 with high-frequency radio polarimetry
我提出了高频偏振射电观测的射电星系3C 171，其中去极化与扩展的发射线区域。已知在低射频下去极化的无线电热点在15 GHz的频率（观察者坐标系）以上变得显著极化。有一些证据表明，一些与发射线区域相关的法拉第旋转结构正在以最高分辨率（0.1 arcsec或400 pc）进行解析;然而，大多数仍然没有得到解决。使用新的无线电数据和一个简单的模型去极化屏幕的性质，它是可能的，把一些约束的性质的介质负责去极化。我认为，这是最有可能的去极化是由于不是发射线材料本身，但第二，密度较低，热相的冲击ISM，并得出一些限制其密度和温度。
2002-09-30 astro-ph
Accretion in rho-Ophiuchi brown dwarfs: infrared hydrogen line ratios
质量吸积率的测定是理解前主序星星周盘演化的基础。磁层吸积模型是用来推导出的质量吸积率的值在非常不同的属性的对象，从褐矮星到中等质量的恒星，我们测试这些模型的有效性在褐矮星制度，恒星的质量和光度，以及质量吸积率，远低于金牛座T星。我们同时测量了两个红外氢线，Pab和Brg，在恒星形成区rho-Oph的16个对象的样本。该样品包括7个极低质量天体和棕矮星以及9颗金牛T星。两条谱线都被探测到的棕矮星的Pab/Brg比值约为2。更大的值，>=3.5，只在金牛座T星中发现。棕矮星中的低线比率表明，这些线不可能起源于沿着磁场线从盘吸积到恒星上的气体柱，我们认为它们是在被加热到~3500 K的冲击光球中形成的。如果是这样的话，类似于金牛T星的面纱估计，氢红外线通量可能提供一个可靠的测量棕矮星的吸积率。
2006-09-11 astro-ph
Powerful High Velocity-Dispersion Molecular Hydrogen Associated with an Intergalactic Shock Wave in Stephan's Quintet
我们提出了强烈的中红外发射线的分子氢的明显的高速色散（~870公里/秒）的发现起源于一个群的冲击波在斯蒂芬的五重奏。这些斯皮策太空望远镜的观测揭示了分子氢的发射线，其他的很少。这是首次在河外天体中观测到几乎纯的H_2谱线。由于没有PAH特征和非常低激发电离气体示踪剂，光谱类似于在银河系超新星遗迹中看到的冲击气体，但规模很大。分子辐射沿着X射线激波前沿延伸超过24 kpc，但其表面亮度是软X射线的10倍，约为红外连续谱表面亮度的三分之一。我们认为，H_2的强烈辐射是由高速入侵星系与星系团中的气体细丝碰撞产生的激波产生的。我们的观测结果表明，星系尺度的激波和强宽的H_2发射线之间有着密切的联系，就像在超铝红外星系光谱中看到的那样，星系盘之间的高速碰撞是常见的。
2006-02-25 astro-ph
Detection of X-ray Emission from the Eastern Radio Lobe of PICTOR A
XMM-牛顿卫星揭示了来自Fanaroff-Riley II射电星系Pictor A东部射电瓣的扩展X射线发射。X射线谱，积累在一个区域，覆盖了大约一半的整个无线电波瓣，很好地描述了热模型和幂律。X射线的发射可能是热的，由环星系气体受到膨胀的射电瓣的冲击而产生，或者，由瓣中的相对论电子产生的宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）产生。后一种可能性似乎得到了瓣平均同步辐射射电指数和X射线能量斜率之间良好一致性的支持。然而，如果是这种情况，从IC X射线和无线电通量的比较中推导出的磁场比在相同X射线区域中估计的均分值低2倍以上。
2002-11-25 astro-ph
Radio observations of the planetary nebula around the OH/IR Star OH354.88-0.54 (V1018 Sco)
我们目前的无线电观测的独特的，最近形成的，行星状星云（PN）与一个非常长的周期OH/IR变星V1018天蝎座，是毫不含糊地仍然在其asymptoticgiant分支阶段。光学星云内的两个区域在非热射电连续辐射中被清楚地探测到，其射电光谱指数与碰撞风沃尔夫-拉叶双星中的射电光谱指数相当。我们认为，这些代表冲击热，快速恒星风和冷星云壳，代表PN的慢风远离中央恒星之间的相互作用。这个相同的界面产生同步辐射射电连续谱和光PN辐射。快速风在几何学上既不是球形的，也不是与任何明显的光轴或射电轴对齐的。我们还报道了在该星云中探测到的瞬态H2O脉泽发射。
2006-03-13 astro-ph
Stellar mass loss and the Intra-Cluster Medium in Galactic globular clusters: a deep radio survey for HI and OH
本文给出了迄今为止对银河系球状星团M 15、M 2、NGC 6934、NGC 7006和NGC 13方向21 cm HI辐射和18 cm OH辐射（谱线在1612、1665、1667和1720 MHz）的最深测量结果。目的是测量星团内介质（ICM）中的氢含量，并在球状星团红巨星的星周包层中发现OH脉泽。我们提出了一个尝试性的检测0.3兆太阳的中性氢在M15和可能的检测中性氢在M2和M13。我们推导出NGC 6934和NGC 7006中性氢含量的上限。未检测到OH排放。我们还提出了深HI数据的麦哲伦流的北端背后的1913年。
2005-11-04 astro-ph
X-ray Signatures of Evolving Radio Galaxies
我们提出了一个简单的模型，一个不断发展的无线电星系，因为它扩展到热，X射线发射星际介质（ISM）的其宿主星系或类似的热的团内介质（ICM）的其宿主集群。我们解决控制方程数值网格模型参数，以提出简单的分析工具，X射线观测的冲击壳推出的茧和相关的腔在集群发射。我们将这些工具应用于众所周知的英仙座A的例子，表明它的时间平均动力学光度可能超过10^46尔格/秒，比估计的电流功率大得多。我们展示了如何未来的观测可以用来提取有用的源参数，如平均动力学功率和源年龄，并讨论在其生命的各个阶段的源的可探测性。
1998-01-27 astro-ph
Molecular and Ionic shocks in the Supernova Remnant 3C391
超新星遗迹3C 391的新观测是在Palomar 200英寸望远镜的H2 2.12微米和[Fe II] 1.64微米窄带滤光片中，以及ISOCAM的5-15微米CVF中。在3C 391：BML区域探测到了H2的冲击辐射，在该区域以前曾探测到宽毫米CO和CS谱线。一个新的H2团被证实有广泛的CO排放，表明近红外H2图像可以跟踪以前未检测到的分子冲击。[Fe II]的发射有一个明显不同的分布，在明亮的射电棒中最亮，在超新星遗迹和巨型分子云之间的界面上，并在射电壳层中遵循细丝。近红外[Fe II]和中红外12-18微米滤光片图像是揭示3C 391辐射壳层的第一批图像。中红外光谱主要由明亮的离子线和H2 S（2）至S（7）组成。没有芳香烃与冲击有关，也没有任何中红外连续光谱，这表明大分子和非常小的颗粒被破坏了。比较3C 391和研究得更好的IC 443，两个残留物都有分子和离子主导的区域;对于3C 391，离子主导的区域是进入巨分子云的界面，表明巨分子云的主体包含密度为100到1000/cm ^3的重要区域和密度较高的小填充因子。分子冲击区分解成16团的H2发射，有一些微弱的扩散发射，但没有相关的近红外连续源。其中一个团块与先前探测到的OH 1720 MHz脉泽一致。这些团块被解释为一团恒星前的致密分子核心，目前正受到超新星爆炸波的冲击。
2001-08-09 astro-ph
Shock heating by nearby AGN
无线电喷流的冲击加热在一系列环境中可能是一个重要的过程，因为它会增加加热气体的熵。虽然这一过程预计将发生在最强大的射电噪声AGN中，但到目前为止，仅在附近的低功率射电星系中检测到强烈的冲击。在这里，我们讨论了在附近的星系，包括一个新的检测附近的射电星系NGC 3801的两个叶附近的激波气体的强冲击的X射线探测推断马赫数为3 - 6和总注入能量相当于热能的ISM在11千秒差距。我们讨论了冲击加热，活动星系核燃料和星系合并之间可能存在的联系，以及这种类型的系统在反馈模型中的作用。
2006-10-30 astro-ph
Hydrogen-like nitrogen radio line from hot interstellar and warm-hot intergalactic gas
高电荷态离子的超精细结构谱线可能为热稀薄天体物理等离子体的观测打开一扇新的窗口。本文讨论了温度在10^5 - 10^7 K范围内的同位素和离子谱线，这些谱线是温热星系际介质、热星际介质、星暴星系、它们的超级风和年轻超新星遗迹的特征。这些线的观测将允许研究所观察到的目标的体和湍流运动，并将扩大有关气体电离状态，化学和同位素组成的信息。最有前景的是波长为5.65 mm的主要氮同位素线（Sunyaev和Churazov 1084）。这条线的波长非常适合观测z = 0.15 - 0.6的物体，当它被红移到地面无线电观测中广泛使用的6.5 - 9 mm光谱带时，例如，对于z>= 1.3，当该线可以在1.3 cm波段和较低频率下观测时。现代和未来的射电望远镜和干涉仪能够观察到14-N VII在温暖的星系间介质中的吸收，在最亮的毫米波段源的光谱中红移超过z = 0.15。在年轻超新星遗迹的光谱中也可能检测到几种最丰富的具有超精细分裂的同位素的亚毫米发射线。
2006-10-06 astro-ph
Neutral Hydrogen 21cm Absorption at Redshift 0.673 towards 1504+377
我们探测到21厘米线的中性氢吸收在红移为0.673对1焦耳射电源1504+377。1504+377射电源位于z = 0.674的倾斜盘星系的中心。21 cm的吸收线显示了在约100 km/sec $^{-1}$的速度范围内的多个速度分量，总HI柱密度为：N（HI）= $3.8\times10^{19}\times({{T_s}\over{f}})$ cm $^{-2}$。该系统的速度积分光学深度是迄今为止在红移HI 21 cm吸收线系统中所见最大的（Carilli 1995）。21 cm吸收线的红移与先前检测到的宽分子吸收线系统一致（Wiklind和Combes 1996）。在z = 0.67150处，我们没有探测到与窄分子吸收线系统相关的HI 21 cm吸收，也没有探测到OH的18 cm线和H $_2$ CO的2 cm跃迁在这些红移处的吸收。没有证据表明1504+377中存在明亮的光学活动星系核，这表明通过盘的显著的遮蔽--观察到的强吸收支持了这一假设。1504+377系统类似于“红类星体”PKS 1413+135，PKS 1413+135被模拟为一个光学模糊的活动星系核，在一个富气盘星系的中心有一个非常年轻的射电喷流（Perlman et al. 1996）。在这两个盘星系中心存在非常明亮的射电喷流，这对河外射电源的统一方案和射电大声活动星系核形成的模型提出了挑战。
1996-10-10 astro-ph
The Heart-shaped Supernova Remnant 3C391 viewed in Multi-bands
使用钱德拉X射线，斯皮策中红外，和1.5 GHz的无线电数据，我们研究的SNR 3C391的空间结构。X射线表面亮度一般与红外和射电亮度反相关。多波段数据清楚地显示了心形形态，并显示了残骸的多壳结构。在24 μ m处探测到的南部薄的类似于支架的壳层投射到射电边界之外，并限制了南部微弱的X射线发射。东南边界上的24 μ m结似乎部分被软X射线发射气体包围。中红外辐射主要是由冲击尘埃颗粒的贡献，这可能是部分被溅射破坏。
2007-03-29 astro-ph
HI kinematics in a massive spiral galaxy at z=0.89
基于多元素射电干涉仪（MERLIN）1.4 GHz射电图和Westerbork综合射电望远镜（WSRT）测量的21 cm氢吸收线，提出了透镜系统PKS 1830 -211螺旋星系中性氢的运动学模型。退化的模型不允许一个独特的确定的运动中心和即将到来的更深的哈勃空间望远镜观测与先进的相机调查（ACS）需要打破这种退化。即便如此，我们还是测量了氢盘的倾角：i=（17-32）°，表明这是一个接近正面的螺旋星系。光学深度随着半径的增加超过爱因斯坦环的范围，这表明HI耗尽朝向透镜中心。后者可能是由于恒星形成或HI转化为分子氢，因为星系中心的金属含量/尘埃含量较高。中性氢的光学厚度在r=5.0 h_{70} ^-1 kpc时为2 × 10^21 cm^-2（T_s= 100 K），与本星系的旋涡星系相当。我们的研究表明，计划中的新射电望远镜（即ALMA，LOFAR和SKA）-将发现大量类似的透镜系统-是详细探测螺旋星系的内部结构，运动学和演化到z>=1的强大新工具，以及它们的中性氢（和分子）的内容，从而补充HI发射的研究，从螺旋在z<=1和阻尼Ly-alpha系统，z>>1。
2003-11-25 astro-ph
Neutral Hydrogen Absorption Toward XTE J1810-197: the Distance to a Radio-Emitting Magnetar
我们用绿岸望远镜测量了反常X射线脉冲星XTE J1810-197的HI吸收。假设一个平坦的旋转曲线，我们发现XTE J1810-197位于3.4（+0.5，-0.7）kpc的距离。对于包含银河棒模型的旋转曲线，我们得到的距离为4.0（+0.3，-0.8）kpc。使用包含银河棒和银河旋臂模型的旋转曲线，距离为3.7（+/-0.6）kpc。这些值与XTE J1810-197的距离一致，从其色散测量得出的距离约为3.3 kpc，并从其X射线光谱拟合获得的估计值为2-5 kpc。总的来说，我们确定XTE J1810-197位于3.5（+/-0.5）kpc的距离，可能在红外暗云G10.74-0.13前面不远处。我们还使用GBT尝试测量OH 1612、1665、1667和1720 MHz谱线对XTE J1810-197的吸收。我们没有成功，主要是因为它的无线电通量密度下降。对XTE J1810-197的HI 2 - 1 cm、OH和CO（2-1）发射的分析使我们能够将非电离氢柱密度的下限$N_{\rm H} \ga 4.6 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$置于\magnetar，这与从其X射线光谱拟合获得的估计一致。
2007-05-30 astro-ph
