Tracing the shock precursors in the L1448-mm/IRS3 outflows
我们提出了在环境速度下对L1448-mm和L1448-IRS 3中的分子流出的SiO v=0 J=2-1和J= 3-2线以及HCO 101-000 J=3 - 2-1/2 F=2-1线的检测。这是第一次在暗云中探测到HCO。我们还测量了H_（13）CO ~+、H_（13）CN、HN_（13）C、CH_3OH和N_2 H ~+的谱线。而HCO和SiO线的线宽为0.5 km s-1，其他线的宽度为1 km s-1。朝向L1448-mm，除了SiO和HCO的那些线之外，所有的线都显示出以4.7和5.2 km s-1为中心的两个不同的速度分量。HCO只在4.7km s-1的云中观测到，SiO在5.2km s-1的分量中观测到。在5.2 km s-1的云中SiO的丰度为10 E-11，比4.7 km s-1的分量和其它暗云大一个数量级。HCO的丰度为10 E-11，与离子-分子反应模型预测的暗云中静止气体的丰度相似。SiO/HCO丰度比（>150）从4.7 km s-1到5.2 km s-1的变化很大，SiO向L1448-mm方向发射的分布和运动学表明，环境SiO与分子外流有关。我们建议，窄线宽和丰富的SiO在环境气体中产生的相互作用的磁和/或辐射前兆的冲击与cluerically预冲击环境气体。
2004-01-20 astro-ph
Trapping of the HII and Photodissociation Region in a Radially Stratified Molecular Cloud
本文研究了径向分层分子云中电离和离解锋的展开，其密度分布表示为n（r）\propto r^-w。我们重点关注w \leq 1.5的情况，此时电离锋被“捕获”在云中并随着前面的冲击锋而扩展。详细研究了外光解离区（PDR）的同时演化。首先，我们分析探测的列密度的HII区域外，这是关键的物理量的屏蔽解离光子的壳和信封的时间演化。接下来，我们进行数值计算，并研究如何的热/化学结构的外部PDR的变化与不同的密度梯度。我们将我们的数值模型应用于银河系HII区域，Sharpless 219（Sh 219）。壳层和外壳的柱密度随时间的演化取决于w，并且在w = 1时发生定性变化。在w < 1的云中，壳柱密度随着HII区的扩大而增加。DF最终被捕获在壳层中，并且分子气体逐渐在壳层中积累。分子壳和包膜包围HII区域。另一方面，当w > 1时，壳柱密度最初增加，但最终减小。随着HII区域的膨胀，外包络的柱密度也迅速减小。离解光子越来越容易穿透壳层和包层。PDR广泛地围绕捕获的HII区域延伸。一个w = 1.5的模型成功地解释了Sh 219的观测特性。我们的模型表明，一个密度有界的PDR围绕在Sh 219的光子有界的HII区域。
2006-10-20 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-24 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio and its relationship with other ISM indicators within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。早期论文中发现的[FeII]/[NeII]比、PAH峰与连续强度和金属含量的相关性在更大的样本中得到了证实。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-20 astro-ph
Detection of Far-Infrared Water Vapor, Hydroxyl, and Carbon Monoxide Emissions from the Supernova Remnant 3C 391
我们报告的冲击波激发的H2O，OH，和CO的超新星遗迹3C 391，使用ISO长波光谱仪的检测。这是第一次探测到来自超新星遗迹的热H2O和OH发射。而W~28和W~44则只在吸收过程中检测到OH的存在，而在CO的释放过程中检测到CO的存在。所观察到的H2O和OH发射线产生的基态的400 K内的水平，一致的碰撞激发温暖，致密的气体后，通过致密的团块在预激波云的冲击波前的通道。我们观测到的激波后气体密度约为2 × 10^5 cm^{-3}，温度为100-1000 K，在200 K的温度下，发射区CO：OH：H2O的相对丰度为100：1：7。大量温暖的水柱的存在表明，化学物质已被冲击显着改变。OH和H2O的显着的柱密度的存在，这是在不符合模型的非离解冲击到致密气体，可能是由于光解的H2O或混合的快速和缓慢的冲击，通过不同的预冲击密度的区域。
1998-09-01 astro-ph
HCO mapping of the Horsehead : Tracing the illuminated dense molecular cloud surfaces
远紫外光子强烈影响年轻大质量恒星附近分子气体的物理和化学状态。我们用IRAM PdBI和30 m观测相结合的方法，得到了HCO和H_（13）CO ~+基态线在5“角分辨率下向马头边的分布图。这些地图已经补充了IRAM-30 m在两个不同位置的几个激发跃迁的观测。明亮的甲酰自由基辐射描绘了星云被照亮的边缘，微弱的辐射则朝向被屏蔽的分子核心。从被照亮的恒星看，HCO的发射几乎与PAH和CCH的发射一致。HCO在PDR中达到与HCO+相似的丰度（相对于H2约为1-2 x10^{-9}）。纯气相化学模型不能再现观察到的HCO丰度约2个数量级，除非OI与PDR中丰富的碳自由基的反应（即，CH 2）在HCO形成中起重要作用。或者，HCO可以在PDR中通过非热过程产生，例如冰帽的光处理和随后的HCO或H2 CO的光解吸，以及进一步的气相光解离。测量的HCO/H13 CO+丰度比对于PDR是大的（~50），并且对于屏蔽FUV辐射的气体低得多（<1）。我们认为高HCO丰度（>10^{-10}）和高HCO/H13 CO+丰度比（>1）是FUV辐射诱导的活性光化学存在的灵敏诊断。
2008-11-10 astro-ph
The Near-Infrared Structure and Spectra of the Bipolar Nebulae M 2--9 and Afgl 2688: The Role of UV-Pumping and Shocks in Molecular Hydrogen Excitation
获得了双极星云M~2- 9和AFGL 2688的高分辨率近红外图像和中等分辨率光谱。从空间和光谱上分辨星云的各种成分的能力已经证明对确定它们的物理结构和特征很重要。在M~2- 9中，叶具有双壳层结构。对\h 2比率的分析表明，\h 2发射是辐射激发的。一个很好的解决光解离区域中观察到的叶。中心源的光谱主要由H复合线和一个强的连续上升到较长的波长与$T = 795$ K黑体一致。在AFGL 2688中，亮叶的辐射主要是中央恒星的连续反射。存在来自C $_2$和CN的几个分子特征。在N瓣的最末端和E赤道区，在2- 2.5 \microns区的\h 2谱线占主导地位。观测到的\h 2谱线比表明，发射是碰撞激发的，激发温度为$T_{ex} \approx 1600\pm 100$ K。
1994-08-03 astro-ph
Tracing the Remnants of Powerful Quasars to Probe the IGM
强大的类星体和射电星系正在以射电等离子体的形式向星系间介质（IGM）注入大量能量。一旦IGM的这个非热部件被辐射冷却，剩余的无线电发射就很难被检测到。讨论了两种可以探测到化石射电等离子体并用于探测IGM的情况：a）由于大尺度冲击波的压缩而导致的射电发射的再照明; b）宇宙微波背景（CMB）、宇宙射电背景（CRB）和仍然相对论性的低能电子布居的内部甚低频同步辐射的逆康普顿散射辐射。我们提出了3-D磁流体动力学模拟方案a），并将其与现有的观测结果进行比较。最后，我们讨论了用即将到来的仪器检测过程b）的可行性。
2001-12-17 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
Hard X-ray and Gamma-ray Emission Induced by Ultra-High Energy Protons in Cluster Accretion Shocks
所有质量足够大的星系团都被强烈的吸积激波所包围，在合理的条件下，质子可以被加速到$\sim 10^{18}$ - $10^{19}$ eV。这些质子与宇宙微波背景相互作用，有效地产生非常高能量的电子-正电子对，然后辐射同步加速器和逆康普顿辐射，分别在硬X射线和TeV伽马射线能量处达到峰值。其特征在于硬光谱（光子指数$\sim 1.5$）和空间分布跟踪吸积冲击，这些可以支配其他非热成分取决于冲击磁场。HESS和其他切伦科夫望远镜可能会探测到来自附近星系团的TeV辐射，尽管它具有扩展的性质。硬X射线可能会被未来的成像设备如NeXT观测到，也可能被ASTRO-E2/HXD观测到。这样的探测不仅可以提供超高能质子加速的清晰信号，而且也是对吸积激波本身以及星系团最外层区域磁场的重要探测。
2005-06-05 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
High resolution CO observations towards the Bright Eastern Knot of the SNR Puppis A
本文报道了对SNR Puppis A中的明亮东方结（BEK）的分子观测，无线电和X射线研究表明，激波前缘与致密的分子团相互作用。我们使用SEST望远镜在12 CO J=1-0和2-1线（光束分别为45”和23”）上对船尾座A的BEK进行了高分辨率毫米观测。还分析了从NANTEN存档数据中获得的更广泛、更低角分辨率的12 CO J=1-0观测结果，以获得完整的图像。在接近16 km/s的速度范围内，船尾座A的系统速度，我们的研究揭示了两个重要的性质：（i）没有致密的分子气体被检测到紧邻BEK的东部边界和（ii）检测到的分子团非常接近的射电连续谱最大值可能位于沿视线的前景，还没有达到的SNR冲击阵面。我们提出了两种可能的方案来解释没有分子发射向东的BEK边界的船尾座A。要么冲击波阵面已经完全吞没并摧毁了一个分子团，要么冲击波阵面正在与一个更大的云的一部分相互作用，我们没有检测到CO排放立即超越它，因为分子已经被解离的光解离和反应与光电离的材料由于辐射前体。
2008-01-02 astro-ph
Tracing spiral density waves in M81
我们使用斯皮策IRAC 3.6和4.5微米的近红外数据从斯皮策红外附近星系巡天（SINGS），光学B，V和I和2 MASS Ks波段数据产生的质量表面密度图的M81。IRAC的3.6和4.5微米数据，虽然占主导地位的老恒星星族的排放，是由年轻的恒星和PAH排放的小规模污染校正。I波段数据被用来产生一个质量表面密度图的B-V颜色校正，贝尔和德容的方法。我们将每个质量图拟合一个凸起和指数圆盘，并减去这些分量以揭示非轴对称质量表面密度。从剩余的质量地图，我们能够提取的振幅和相位的密度波，使用方位角配置文件。气体的响应是通过在8微米IRAC波段的尘埃排放来观察的，这使得恒星密度波和气体冲击的相位之间可以进行比较。这个角度偏移和半径之间的关系表明，螺旋结构是相当长的寿命，并允许共转的位置被确定。
2008-04-15 astro-ph
Reviving Fossil Radio Plasma in Clusters of Galaxies by Adiabatic Compression in Environmental Shock Waves
我们给出了一个等离子体与历史的几个膨胀和收缩阶段的分析模型的演化包含相对论性电子人口下同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失或增益。这是适用于不同的情况下，无线电等离子体的演化内的茧的无线电星系，活动后的中央引擎已经停止。研究表明，在星系团的合并事件中形成的大尺度结构的冲击波中，或在星系团上的吸积作用下，年龄甚至高达2 Gyr的化石射电等离子体都可以被压缩而复活。我们认为，这是一个非常合理的解释，观察到的集群无线电遗迹，这是在星系团中发现的漫射无线电发射的区域，没有任何可能的父无线电星系附近看到。这个模型的一个含义是存在一个人口的扩散，超陡频谱，非常低的频率的无线电源位于星系团内部和可能的外部，跟踪与大尺度结构形成相关的冲击波的老化石无线电等离子体的复兴。
2000-11-06 astro-ph
Thermal OH (1667/65 MHz) Absorption and Nonthermal OH (1720 MHz) Emission Towards the W28 Supernova Remnant
W28超新星遗迹是观测超新星遗迹（SNRs）和邻近分子云（MC）相互作用产生的冲击气体的极好原型。我们提出了两个新的签名冲击分子气体在这个遗迹。一个是检测主线扩展OH（1667 MHz）吸收宽线宽。由光学深度剖面估算的OH柱密度与C型激波阵面后形成OH的理论模型一致。第二个是检测扩展，弱OH（1720 MHz）线发射与窄线宽分布在整个冲击区域的W28。这些提供了观测支持的想法，紧凑的脉泽源描绘了一个更大的区域的主线OH吸收和非热OH（1720 MHz）的排放跟踪冲击分子气体的全球结构的最亮的组成部分。主线OH（1665/67）吸收和扩展OH（1720 MHz）发射线的研究，可以作为强有力的工具来检测SNR-MC的相互作用，即使在明亮的OH（1720 MHz）脉泽缺席。
2002-09-23 astro-ph
Spitzer Spectral Mapping of Supernova Remnant Cassiopeia A
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪数据，给出了仙后座A超新星遗迹精细结构红外线辐射的全球分布。我们确定发射从喷出物材料在内部，之前遇到的反向冲击，以及从冲击后的明亮的环。在激波处，全球电子密度增加了100以上，达到10^4 cm^-3，这为强辐射冷却提供了证据。在冲击波中，电离状态也发生了戏剧性的变化，来自低电离内部物质（如[SiIII]）的发射逐渐消失，让位于[SIV]，甚至在更远的距离，来自氢硅的高能X射线。两个紧凑的新月形团块，其氖丰度高度增强，对称地排列在中心的中子星周围。这些氖新月与致密天体从残骸膨胀中心的“踢”方向非常接近，追踪了一个新的爆炸不对称轴。它们表明，大部分明显的宏观元素混合可能来自不同的成分层的喷出物，现在通过沿不同方向的反向冲击。
2008-10-16 astro-ph
Tracing the asymmetry in the envelope around the carbon star CIT 6
本文报道了极碳星CIT 6的HC $_3$ NJ =5- 4谱线和7 mm连续谱线的高角分辨率观测结果。我们发现，7毫米的连续发射是未解决的，并具有一致的黑体热辐射从中央恒星的通量。HC $_3$ N J=5- 4线发射起源于一个不对称的、团状的膨胀包层，它包括两个分离的HC $_3$ N J=5- 4发射壳层：（i）一个半径为8 \arcsec的近球形暗外壳层;及（ii）一个厚而不完整的内壳，而该内壳类似─臂螺旋从中心星或靠近中心星开始并向外延伸到大约5 \arcsec的半径。因此，我们的观察结果表明，CIT 6的质量损失是强烈调制的时间和高度各向异性。此外，数据和我们的激发建模结果之间的比较表明，HC $_3$ N在其包络线中的丰度异常高。我们讨论的可能性，信封可能是由先前建议的可能的二进制伴侣的存在下形成的。HC $_3$ N的丰度可能在CIT 6星周包层与其伴星相互作用产生的螺旋激波中增强。
2008-12-17 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Molecular Filaments in the Reflection Nebula NGC 7023
本文介绍了反射星云NGC 7023中分子细丝的荧光氢分子发射的近红外光谱。我们从测得的线发射导出了H_2转动-振动态的相对柱密度，并将这些结果与几个涵盖密度、入射紫外场和激发机制范围的模型光解区进行了比较。我们对单根灯丝的最佳拟合模型表明（但并不要求）是不同密度的组合，即在10^4 ~ 10^5 cm^{-3}灯丝中有10^6 cm^{-3}的团块，或者是荧光激发和热激发气体的组合，这可能是由于双极外流的冲击。我们推导出这些分子丝的密度和紫外线场，与以前的确定是一致的。
1997-02-11 astro-ph
A Survey of 557 GHz Water Vapor Emission in the NGC 1333 Molecular Cloud
使用美国宇航局的亚毫米波天文卫星（SWAS），我们通过对NGC 1333分子核心中正H2O的556.936 GHz跃迁的调查，研究了静止和冲击分子气体中水的产生。这些观测结果揭示了与IRAS~2、IRAS~4、IRAS~7和HH 7 -11外流有关的宽发射谱线。朝向3个位置，我们检测到与环境气体明显相关的窄（~2-3 km/s）发射线。SWAS观测的分辨率为4 '，并辅以红外空间天文台（ISO）的观测，以及对CO、13 CO、C18 O、N2 H+、CH 3OH和SiO的低J跃迁的17' × 15'区域的50”分辨率的无偏测量。使用这些组合数据集，在一致的假设下，我们发现所有四个流出物的束平均o-H2O丰度相对于H2O> 10^{-6}。SWAS和ISO水数据的比较是一致的非离解冲击模型，提供了大部分的557 GHz的发射来自冷后冲击材料与增强的丰度。在环境气体中，o-H2O的丰度相对于H2在0.1-1 x 10^{-7}之间，并且与冷的星前分子核心相比有所增加。水排放与密集凝聚和冲击化学示踪剂的比较发现没有明确的相关性。然而，水的排放似乎与发光的外部加热源的存在有关，这些加热源为反射星云和光解（PDR）区域提供动力。简单的PDR模型能够再现水和高J 13 CO排放，这表明PDR可以解释Spaans和van Dishoeck（2001）提出的低密度未贫化气体中水的激发。
2002-09-09 astro-ph
Particle Accelerators in the Hot Spots of the Radio Galaxy 3C445 Imaged With the VLT
热点（HS）是由超音速喷流在强大射电辐射的射电叶尖产生的增强的射电辐射区域。利用甚大望远镜（VLT）获得的射电星系3C 445中HS的图像显示，沿着喷流撞击星系际介质产生的激波后区域分布的漫射光发射中嵌入了明亮的结。这里报道的观测结果证实，相对论电子加速费米-I加速过程中HS。此外，无论是漫发射跟踪边缘的前冲击波和多重结证明存在额外的连续再加速过程的电子（费米-II）。
2002-10-14 astro-ph
Large Scale CO and [CI] emission in the rho Ophiuchi Molecular Cloud
我们提出了一个全面的研究rho Ophiuchi分子云，解决方面的物理结构和条件的分子云和它的光解离区域（PDR）相结合的远红外和亚毫米波观测范围广泛的角尺度和分辨率。本文给出了南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）的CO（4-3）和[CI]（3 P1 - 3 P0）谱线发射的40'x40'图，以及CO（7-6）和[CI]（3 P2 - 3 P1）谱线的定点观测。亚利桑那州的海因里希·赫兹亚毫米望远镜天文台（HHT）在内部绘制了CO、CS、HCO+及其稀有同位素的云的较小谱线图。与远红外和亚毫米连续发射，和近红外H2发射的比较，可以更清楚地确定的物理和化学结构的rho Oph光解离区（PDR）。产生所观察到的HCO+和[OI]发射所需的激发条件直接意味着非均匀结构。在HCO+和CS中观察到强化学梯度;前者归因于H2电离率的局部增强，后者主要是由于冲击。[CI]的分布与C18 O非常相似，并且通常与来自云的“远”侧的照明一致。一个值得注意的例外是在云的西部边缘，在那里紫外线光子创建一个PDR观察'边缘'。碳原子的丰度是使用辐射场精确建模的，该辐射场随着与激发星HD 147889的投影距离的增加而减小。与其他研究的结论相反，我们发现不需要非平衡化学来提高原子碳丰度。
2004-08-27 astro-ph
Molecules in galaxies
综述了星系外分子研究的主要成就、发展现状和前景。它们是在几十年来对局部星际介质中的分子、它们的化学性质及其对恒星形成的重要性的研究结果的背景下提出的。CO观测揭示了星系中分子气体的总体结构。与其他分子一起，它们是星系尺度上恒星形成的最佳示踪剂之一。我们对各种局部星系环境中分子丰度的了解正在取得进展。它们追踪物理条件和金属丰度，并与尘埃过程和大芳香分子密切相关。最近的主要发展包括巨型脉泽和活动星系核中的分子;在非常高的红移下分子的毫米发射;以及作为温暖分子气体、冲击和光解区域的示踪剂的红外H2发射。从厘米到亚毫米范围的灵敏巨型干涉仪的出现，特别是不久的将来毫米/亚毫米范围的ALMA的出现，将为星系分子研究及其用于跟踪所有距离的恒星形成开辟一个新的领域。
2007-09-24 astro-ph
Tracing the base of protostellar wind(s) towards the high-mass star forming region AFGL 5142: VLA continuum and VLBA water maser observations
利用VLBA对22.2GHz水脉泽进行了相位参考多历元观测，利用VLA对大质量SFR AFGL 5142进行了连续辐射的多频研究。水脉泽发射来自两个细长结构（表示为第一组和第二组），与测量的自行沿结构的伸长轴对齐。每组由两个（蓝移和红移）的功能集群分开几百和几千AU分别为第一组和第二组。第二组的脉泽功能的位置和速度都沿着一个方向接近的流出跟踪HCO+和SiO的排放几十角秒的角尺度上的轴。我们预测，脉泽发射产生的密集，冲击分子团沿轴的分子外流位移。第一组的两个脉泽星团在天空中的方向与第二组脉泽特征所追踪的喷流/外流轴形成一个大角度（> 60度）。我们已经检测到一个紧凑的（8.4和22 GHz）的连续源，落在靠近质心的第一组脉泽，表明源电离的气体也是负责激发的水脉泽。运动学分析表明，第一组脉泽跟踪流出，而不是旋转的气体，放弃开普勒磁盘的情况下，在以前的文件中提出的第一组。由于连接第二族两个脉泽团的轴并不穿过连续谱源的位置，第二族脉泽可能是由一个（未被探测到的）大质量的YSO激发的，不同于负责激发第一族脉泽的那个（由VLA连续谱发射精确定位）。
2005-10-03 astro-ph
[Ne V] Imaging of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了在N49的[Ne V]中的亚弧秒成像，N49是LMC中最亮的光学SNR。在“冷”光学和“热”X射线状态之间，[Ne V]发射表明碰撞激发等离子体的中间温度（2- 6 x 10 E5 K），其成像受到极大限制。我们比较这些图像中的通量的光谱FUSE在个别光圈测量的O VI，并找到deredened线的比例是合理的一致，与我们的预测中速冲击。整个残骸的总光度[Ne V]为1.2E36 erg/s，根据测得的线比，这意味着O VI的总光度为1.5E38 erg/s。这些巨大的辐射损失表明，相对于残骸的总寿命，这种物质最近一定受到了冲击。我们还探索了复杂的空间结构。我们发现[Ne V]跟踪的[O III]发射更密切，比它没有H-α，测量显着的位移（~0.1 pc）之间的峰值不同的发射线，并发现两个数量级的变化，在通量比为不同的灯丝在整个残余。这些性质以及光辐射的一般特征表明热不稳定的中速激波。
2006-11-09 astro-ph
Astrochemistry of Sub-Millimeter Sources in Orion: Studying the Variations of Molecular Tracers with Changing Physical Conditions
对猎户座分子云中的7个亚毫米亮源观测了基石分子（CO、H_2CO、CH_3OH、HCN、HNC、CN、CS、SO），以定量分析单个分子谱线示踪物提供物理和化学信息的条件范围。观测到的五个源是原恒星，能量范围从1 - 500 L_sun，而其他两个源位于激波前沿和光解区（PDR）内。使用统计平衡计算从测得的谱线强度推断每个源内的物理条件和每个分子的丰度。在除激波和PDR外的所有情况下，CO相对于H_2的丰度都明显低于一般分子云值10 ^-4（10倍）。使用甲醛测量来估计每个源中气体的平均温度和密度。发现了CO、H_2CO、CH_3OH和CS的丰度与源的能量之间的趋势的证据，较热的源具有较高的丰度。确定这是否是由于丰度随温度的线性增长或在特定温度下的急剧跳跃，将需要更详细的建模。所观察到的甲醇转变需要高温（T> 50 K），因此，除了一个观察到的原恒星源之外，所有的原恒星源都需要能量源。从CS 7 - 6跃迁的观测中也得到了同样的结论。对HCN和HNC 4 - 3跃迁的分析进一步支持了所有原恒星源中n> 10^7 cm ^-3的高密度。
2003-10-06 astro-ph
Infrared Observations of The Helix Planetary Nebula
我们用斯皮策太空望远镜上的IRAC仪器绘制了赫敏星（NGC 7293）行星状星云（PN）的地图。Hessel是距离我们最近的明亮PN之一，因此提供了一个解析星云小尺度结构的机会。在5.8和8微米IRAC带中来自该PN的发射由分子氢的纯旋转线主导，在电离区域中来自诸如[Ar III]的禁止线发射的贡献较小。IRAC图像解决了以前在PN中研究过的“彗星结”。在IRAC波段的发射中可以看到结的“尾部”和延伸到PN外部区域的径向射线。主环上的IRS光谱和IRAC带中的发射与冲击激发的H2模型一致，具有来自光解离区域的小（~10%）分量。在东北弧中，H2辐射位于H α辐射之外的壳层中。
2006-07-24 astro-ph
