Turbulence in Wind-Blown Bubbles around Massive Stars
来自大质量恒星（大于8个太阳质量）的恒星风会在这些恒星周围形成风吹的“气泡”。在本文中，我们研究，通过二维数值流体动力学模拟，在这些风吹“气泡”的形成和演变过程中的湍流的发生和增长。我们的模拟揭示了在主序列阶段的演变过程中形成的涡卷，和瑞利-泰勒不稳定性在随后的阶段，由于加速和/或减速风吹壳。在恒星死亡之前，气泡内部呈现出一种非常动荡的状态，相当大比例的内能消耗在非径向运动上。这将影响随后的超新星冲击波的演化。我们讨论了这些结果的影响，显示如何在径向与非径向运动的动能的比例在整个演变的变化，并讨论这些结果将如何结转到三维。
2008-10-23 astro-ph
Self-similar evolution of wind-blown bubbles with mass loading by hydrodynamic ablation
我们提出了相似的解决方案绝热气泡吹的风具有时间无关的机械光度，每个质量负载的流体动力学消融的分布团块。质量加载在指定半径处"开启"（此时风内部自由膨胀），并以与M ^delta r ^lambda成比例的每单位体积速率注入质量，其中delta = 4/3（1），如果气流相对于团块为亚音速（超音速）。在可忽略的质量载荷的极限下，Dyson（1973）发现的在光滑环境介质中膨胀的相似解被恢复。质量载荷的存在加热了流动，这导致超声速自由膨胀流的马赫数减小，以及穿过内激波的较弱跳跃条件。在具有大质量载荷的解中，风有可能直接连接到接触间断而不首先通过内激波。对于一个解决方案，使扫起的环境气体的质量小于风和烧蚀材料的质量之和，λ <-2。烧蚀质量与风质量之比的最大可能值发生在质量加载开始非常接近气泡中心时，并且在整个气泡半径上，气流相对于团块是超音速的。气泡中的最高温度通常发生在质量加载开始附近，并且在某些情况下可以比内部冲击后的温度高许多倍。我们的解决方案是相关的，例如恒星风吹气泡，银河风等这项工作补充了Pittard等人（2001年），其中假设团块通过传导能量传输蒸发。
2001-07-05 astro-ph
Feedback from Multiple Supernova Explosions inside a Wind-Blown Bubble
我们研究了多个超新星（SN）爆炸的演化内部的一个预先存在的空腔风吹从大质量的祖星。在一维球形几何形状的流体动力学模拟，包括辐射冷却和热传导，进行以下的第一发展的风吹气泡在主序列，然后SN驱动的气泡的演变。我们发现SN驱动的气泡壳的大小和质量取决于预先存在的风气泡的结构以及SN爆炸能量E_{SN}（= N_{SN} 10^{51}尔格）。气泡内的热腔比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡大2-3倍，热腔的温度也比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡高。对于平均ISM中有10颗大质量恒星的星协，SN驱动壳层在爆炸后10^6年的外径为R_{ss} ~（85 pc）N_{SN} ^{0.1}，质量为M_{ss} ~（10^{4.8} Msun）N_{SN} ^{0.3}。到那时，大部分爆炸能量通过辐射冷却损失，而约10%以动能形式保留，约10%以热能形式保留。我们还计算了SN气泡的冲击加热气体所发射的漫射辐射的总积分谱。与太阳金属度为0.1的模型相比，太阳金属度为0.1的模型的辐射能量损失更小，非电离光子的比例更大。我们的结论是光电离/加热的漫辐射是最主要的形式反馈到周围介质的SN爆炸。
2007-08-26 astro-ph
X-ray Emission from Wind Blown Bubbles. III. ASCA SIS Observations of NGC6888
我们目前ASCA SIS观测风吹气泡NGC 6888。与ROSAT PSPC相比，由于SIS对高能光子的灵敏度更高，我们能够探测到T ~ 8x10^6 K的等离子体成分，以及之前在PSPC观测中探测到的T ~ 1.3x10^6 K成分。在NGC 6888内未检测到显著的温度变化。Garcia-Segura & Mac Low（1995）的WR气泡分析模型受到观测到的星云壳层的大小、膨胀速度和质量的限制，因此不能准确预测星风光度，也不能同时重现观测到的NGC 6888气泡内部的X射线光度、光谱、表面亮度轮廓和SIS计数率。如果做出以下一个或多个特别假设，模型的观测值和期望值之间的一致性可以得到改善：（1）过去星风光度较弱，（2）星云泡处于一个特殊的演化阶段，星云壳层的膨胀速度最近已降到原来的1/2，（3）热的星云内部和冷的星云壳层之间的热传导被抑制。钱德拉和XMM-牛顿观测需要高空间分辨率和高灵敏度，以准确地确定物理条件NGC 6888的内部热气体与气泡模型的关键比较。
2005-07-17 astro-ph
IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
Shallow decay phase of GRB X-ray afterglows from relativistic wind bubbles
GRB的爆发后物体很可能是一个高度磁化的，快速旋转的致密物体（例如，毫秒磁星），它可以产生超相对论性的电子-正电子对风。这种风与爆炸期间喷出的向外膨胀的火球相互作用，导致相对论风泡（RWB）。我们数值计算了RWBs的动力学和辐射特性，并利用这个模型解释了Swift观测到的早期X射线余辉的浅衰变相。我们发现，RWB可以分为两种类型：正向冲击为主的泡沫和反向冲击为主的泡沫。它们在$\sim 10^{2}-10^{5}$秒期间的辐射分别由冲击介质和冲击风主导，基于冲击材料的不同磁能分数。对于这两种类型，产生的光变曲线总是有一个浅的衰减阶段。此外，我们提供了一个例子，适合的X射线余辉的GRB 060813和GRB 060814，并表明它们可以产生的前向冲击为主和反向冲击为主的气泡，分别。这意味着，对于一些早期的余辉（例如，GRB 060814），长时间的反向冲击辐射足以解释它们的浅衰变阶段。
2007-05-08 astro-ph
Self-Similar Evolution of Wind-Blown Bubbles with Mass-loading by Conductive Evaporation
我们提出了相似性解决方案的质量加载绝热气泡吹的风与时间相关的机械光度。我们认为质量加载通过传导蒸发的团块。在小质量载荷的限制下，Dyson（1973）发现的膨胀到光滑环境介质中的相似解被恢复。我们发现，马赫数在冲击质量加载风显示出径向依赖性，定性地从解决方案到解决方案。在某些情况下，在被蒸发的团块的框架中，它处处小于统一，而在另一些情况下，它处处大于统一。在某些解中，质量加载的冲击风在丛坐标系中经历一个或两个音速转变。蒸发质量与恒星风质量之比的最大可能值被发现作为蒸发速率对温度的依赖性和通过质量加载降低温度的结果。质量加载倾向于降低气泡内部相对于其边缘的发射率，同时相对于边缘温度增加中心温度。
2000-12-20 astro-ph
Is the Plasma Within Bubbles and Superbubbles Hot or Cold?
我回顾什么是已知的恒星风气泡和超级气泡内的等离子体的温度。经典理论认为，它应该是热的，其特征温度为一百万度。这个温度应该由中心恒星风和超新星的内部终端冲击加热和壳壁冷气体传导蒸发冷却之间的平衡来确定，这些冲击以数千公里/秒的速度膨胀。然而，如果热的内部气体由于内部云的蒸发或烧蚀而变得足够密集，它将在不到动力学时间内冷却，导致寒冷的内部。观察到的证据似乎好坏参半。一方面，X射线辐射已经从恒星风气泡和超级气泡中观测到。另一方面，还没有观测到恒星风气泡或超级气泡以经典理论预测的速率发射：它们要么太暗，要么太亮，最多一个数量级。对于观测到的辐射，也有其他的解释，包括偏离中心的超新星遗迹撞击到超级气泡的壳壁，以及来自日冕平衡之外的高度电离气体的残余辐射。此外，主序星后恒星风气泡的结构，膨胀成可能是旧的恒星风气泡，至少在某些情况下显示气泡内部是冷的，而不是热的。(The典型的例子是NGC 6888。泡沫和超级泡沫内部的实际状态是什么？
1999-12-28 astro-ph
The Evolution of Supernovae in Circumstellar Wind-Blown Bubbles I. Introduction and One-Dimensional Calculations
大质量恒星（$\ga 8 \msun$）的质量损失会导致恒星周围形成星周风吹出的空洞，周围是薄而致密的冷壳。当恒星爆炸为核心坍缩超新星（SN）时，产生的冲击波将与恒星周围的这种改性介质相互作用，而不是与星际介质相互作用。在这项工作中，我们首先探讨了大质量恒星周围的星周介质的性质在不同的演化阶段。其次是研究这些风吹气泡内SNe的演变。演化主要取决于一个单一的参数$Λ$，致密壳层的质量与喷出物质的质量之比。我们研究了这个参数的不同值的演变。我们还绘制了模拟的近似X射线表面亮度图。我们的研究结果表明，在许多情况下，SN残留物在气泡内花费了大量的时间。气泡内的低密度可以延迟Sedov阶段的开始，并且可以最终减少在Sedov阶段中花费的时间量。气泡内复杂的密度分布使得很难通过研究由此产生的超新星遗迹的演化来推断前SN恒星的质量损失性质。
2004-10-19 astro-ph
Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line
通过MHD模拟，我们研究了中低质量恒星从主序星（MS）到红巨星分支（RGB）阶段的质量损失。阿尔芬波由表面对流激发，向外传播，通过非线性过程耗散，加速和加热星风。我们动态地对待这些过程中的开放磁场地区的光球25恒星半径。当恒星演化到分界线（Linsky & Haisch）稍偏蓝的位置时，温度约为1 MK的稳定热日冕突然消失。相反，由于热不稳定性，在冷的（T<~2x10^4K）色球风中形成了许多热的（~ 1 MK）和暖的（~10^5K）气泡;红巨星风不是稳定的流，而是结构性的外流。因此，RGB恒星的质量损失率\dot{M}随时间变化很大，变化幅度为3-4个数量级。在磁压力的支持下，可以保持较低的热气泡密度，以减少辐射冷却，并保持高温长时间。即使在分界线的红色部分，热气泡也间歇性地存在，它们可以是混合恒星的紫外线/软X射线辐射源。在RGB恒星的光球层上方形成了几乎静止的区域，恒星风从几个恒星半径有效地加速。然后，风速比表面逃逸速度小得多，因为它由该位置的较慢逃逸速度调节。最后，我们推导出一个方程，确定\dot{M}从能量的模拟波驱动风在前进的方式。该关系式解释了\dot{M}从MS到RGB的变化，对主要针对更亮恒星的赖默斯公式可以起到补充作用。
2007-02-28 astro-ph
Wind-Blown Bubbles around Evolved Stars
大多数恒星在其生命中的某个时刻都会经历大量的质量损失。对于质量非常大的恒星，质量损失主导着它们的演化，尽管质量损失率并不确切，特别是当恒星离开主序星时。对大质量恒星的恒星风的直接观测可以提供当前质量损失率的信息，而对环绕许多沃尔夫-拉叶星（WR）和亮蓝变星（LBV）的环形星云和HI壳层的研究可以提供以前质量损失历史的信息。大质量恒星（M > 25太阳质量）的演化基本上遵循O星到LBV或红超巨星（RSG）到WR星到超新星的顺序。对于质量小于25太阳质量的恒星，没有最终的WR阶段。在主序星和WR阶段，质量损失以高度超音速的恒星风的形式出现，在星际和星周介质中吹出气泡。通过这种方式，恒星风的机械光度被转换成被扫过的周围物质的动能，这对星际介质的动力学是很重要的。在这篇评论文章中，分析和数值模型被用来描述风吹气泡的流体动力学和能量学。对气泡的观测进行了简要的回顾，并讨论了观测对理论的支持程度。
2006-05-21 astro-ph
Hot bubble and slow wind dynamics in PNe (Radiation-gasdynamics of PNe V)
本文探讨了行星状星云的广义相互作用风模型的数值工作所揭示的各个方面。首先，辐射和非辐射模型之间的详细比较，表明一个人的天真的期望辐射加热和冷却的影响并不总是正确的。其次，我们考虑了慢风被电离后的演化。发现初始的非球面密度分布在电离后变得平滑，因此要求非球面星云在PN演化的最初几千年内形成。第三，研究了热泡中的流动性质。一维和二维的数值模型都显示出强烈的迹象不稳定或湍流的热泡。虽然观测上很难证明或反驳这种湍流结构是严格审查。据发现，虽然湍流是不是一个数字的文物，完整的三维图片将最肯定不同于在二维中发现的。模型的解释的影响进行了讨论。最后，从PNe的软X射线发射的问题被认为是。发现软X射线主要来源于热泡与实际星云之间的薄界面。
1994-10-27 astro-ph
Interstellar Bubbles in Two Young HII Regions
大质量恒星被认为会在星际介质中产生由风吹出的气泡;然而，在主序星O星周围很少看到环状星云，这表明气泡的存在。为了寻找主序O星周围的风吹气泡，我们获得了大麦云星云中两个原始HII区N11 B和N180 B的高分辨率哈勃空间望远镜WFPC 2图像和高色散阶梯光谱。这些HII区域被仍然包含O3星的OB星协电离，这表明HII区域是年轻的，没有发生过任何超新星爆炸。我们的观察结果表明，风吹气泡在这些HII地区可以检测到运动学，但不能形态，因为他们的膨胀速度是可比的，或仅略高于等温声速在HII地区。在大质量恒星、单个O型星、甚至是一颗演化的红超巨星（化石气泡）的聚集周围都能探测到气泡。观测到的气泡动力学和模型预测之间的比较表明，来自气泡观测和模型的恒星风光度和来自恒星风的观测之间有很大的差异（1- 2个数量级）。N11 B和N180 B中气泡的数量和分布不同，这可以用这两个HII区之间恒星含量丰富度的差异来解释。在N11 B和N180 B中观察到的大多数气泡都显示出气泡结构，这表明恒星是在稠密的云层表面形成的。在这些HII区域中发现了许多类似于博克球状体或象鼻的小尘埃云，其中至少有一个正在进行恒星形成。
2001-06-18 astro-ph
Early GeV afterglows from gamma-ray bursts in pulsar wind bubbles
脉冲星风泡（PWB）中可能会发生伽马射线暴，例如在类超新星模型中，脉冲星的前身在死亡前会产生一股强烈的风，冲击周围的介质，产生火球。在这里，我们研究的早期余辉辐射从伽玛暴扩展到这样的PWB环境。与通常的冷伽玛暴外部介质不同，PWB由热电子-正电子介质组成，具有典型的γ_w量级的“热”洛伦兹因子，即脉冲星粒子风的洛伦兹因子。伽玛射线暴冲击波冲击这些高温电子-正电子对后，它们将发射出峰值在GeV波段的同步辐射。结果表明，软光子辐射场对GeV光子的吸收可以忽略不计。因此，强烈的GeV的排放在早期余辉阶段的预期，提供了一个合理的解释，从GRB 940217的长时间GeV的排放EGRET检测。未来的GLAST可能有潜力测试这种GRB-PWB相互作用模型。
2002-08-24 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows in Pulsar-Wind Bubbles
我们建议，以确定脉冲星风泡（PWB）的环境中，至少有一些伽马射线暴（GRB）的余辉发射起源。这种气泡自然可以解释相对论电子/正电子（$ε_e$）中的高部分内能和高磁能-内能比（$ε_B$），这在许多来源中已经推断出来。伽玛射线暴可能发生在PWB在一些情况下：特别是，在伽玛射线暴形成的supranova模型的一个长期（数月至数年）的强烈的脉冲星型风从伽玛射线暴的祖先之前爆发。针对这种情况，我们构建了一个简单的模型的早期结构的一个plerionic超新星遗迹。该模型是基于一个“均分”的假设上界的电磁-热-压力比的气泡，并考虑到同步辐射冷却。本文导出了脉冲星激波风的有效氢数密度$n_{H,equiv}$的一个表达式。我们表明，对于合理的参数值，$n_{H,equiv}$跨越的范围推断，从光谱拟合到伽玛射线暴余辉和它的径向轮廓内的气泡变化，可能类似于一个统一的星际介质或恒星风。我们考虑如何修改的标准表达式的特征同步辐射光谱时，余辉发射的冲击波内PWB传播，并证明预测的经验推断值的$ε_e$和$ε_B$是兼容的意见。最后，我们概述了一个自洽的解释的X射线发射功能检测源，如GRB 991216的背景下，supranova/PWB图片。
2002-04-05 astro-ph
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。
2003-03-18 astro-ph
Mechanical Feedback: From stellar wind bubbles to starbursts
通过评价壳层形成和演化的标准绝热模型，回顾了目前对机械反馈的理解。这个模型是相关的现象，从个别的恒星风泡沫银河超级风，形成的基础上，我们了解的多相ISM，IGM和星系的演化过程。虽然已经发现模型和观测之间存在重大差异，但迄今为止还没有发现需要进行根本性修订的差异。各种各样的证据，在空间尺度上超过三个数量级，与标准模型大致一致。这包括个别物体的运动学，热气体的观测，HI壳的大小分布，以及星暴星系的外流率。然而，与壳层演化有关的一些最紧迫的问题仍然悬而未决，阻碍了解决热气体命运等关键问题的努力。
2001-03-20 astro-ph
A large atomic hydrogen shell in the outer Galaxy: SNR or stellar wind bubble?
在l=90.0，b=2.8，速度v_LSR=-99km/s的方向上，我们观测到了一个环状的HI结构。这个速度意味着距离d=13 kpc，对应于银河系中心半径R_gal=15 kpc。l-v_LSR图表明壳层的膨胀速度v_exp约为15 km/s。该结构有一个扁圆的，不规则的壳状外观，围绕着弱红外发射，如60微米IRAS数据所示。在13 kpc的距离，该物体的大小约为110 x 220 pc，位于银河平面上方500 pc，质量为1 e5太阳质量。一个如此大质量和直径的膨胀壳层无法用一次超新星爆炸或一个恒星风气泡来解释。我们解释的结构作为一个遥远的恒星活动区的遗迹，由早期类型的恒星和超新星爆炸的强烈恒星风的共同作用提供动力。
2002-04-09 astro-ph
Serendipitous Chandra X-ray Detection of a Hot Bubble within the Planetary Nebula NGC 5315
我们报告了钱德拉X射线天文台对行星状星云NGC 5315的偶然探测。钱德拉成像光谱的结果表明，来自这个拥有沃尔夫-拉叶（WR）中心恒星的PN的X射线来自T_X ~ 2.5x10^6 K的等离子体，该等离子体是通过相同的风-风碰撞产生的，这些碰撞清除了星云内的一个紧凑的（半径~8000 AU）中心空腔。NGC 5315的X射线亮度约为2.5 × 10 ^{32}尔格·秒^{-1}（0.3-2.0千电子伏），是目前在PNe中探测到的最明亮的“热泡”X射线源之一。随着NGC 5315的X射线探测，具有WR型中心恒星的物体现在构成了PNe中扩散X射线源的大多数已知例子;所有这些"热泡“PN X射线源都显示出定义明确的准连续光学边缘。因此，我们断言，X射线发光的热泡的特点是年轻的PNE与大的中心星风动能和封闭的气泡形态。然而，现有的证据也表明，风和气泡的时间演化，以及热传导和/或热气泡和星云气体的混合等过程，最终决定了PNe内过热等离子体的亮度和温度。
2007-09-26 astro-ph
Shocks and Wind Bubbles Around Energetic Pulsars
蟹状星云表明，中子星可以与它们的环境以壮观的方式相互作用，它们的相对论风产生的星云在整个电磁波谱中都可以观察到。在以前的许多会议上，天文学家对蟹状星云的复杂结构进行了讨论、辩论和困惑，但仅限于将大多数其他脉冲星风星云（PWNe）视为脉冲星自旋能量的简单量热计。然而，随着现已获得的大量高质量数据，这一情况已发生巨大变化。我在这里回顾一下这些新测量中出现的一些主要的观测主题。亮点包括无处不在的脉冲星终止冲击，明确存在的相对论性喷流在PWNe，复杂的时间变化看到PWN结构，以及使用弓冲击探测脉冲星风与周围介质的相互作用。
2004-05-14 astro-ph
A Stellar Wind Bubble Coincident with the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Are Magnetars Formed From Massive Progenitors?
我们提出了21厘米HI观测从南银河平面调查的领域周围的异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937，源的X射线属性意味着它是一个高度磁化的中子星（“磁星”）。这些数据揭示了一个膨胀的氢壳层，GSH 288.3-0.5-28，以1 E 1048.1-5937为中心，直径为35 x23 pc（距离为2.7 kpc），膨胀速度约为7.5 km/s。我们认为GSH288.3 -0.5-28是一个由30-40 M_（太阳）恒星吹出的风泡，但没有这样的中心恒星。我们认为GSH 288.3-0.5-28是由1 E 1048.1-5937的大质量祖先吹出的风泡，因此提出磁星起源于比射电磁星更大质量的祖先。这可能是中子星的初始自旋周期与其前身质量相关的证据，也意味着磁星的诞生率只是射电中子星的一小部分。
2005-01-26 astro-ph
The HI shell G132.6-0.7-25.3: A Supernova Remnant or an Old Wind-Blown Bubble?
加拿大银道面巡天的数据显示，在我们的星系盘中有大量的HI壳和弧。虽然它们的形状暗示着恒星风或超新星的影响，但到目前为止，这些结构很少被详细研究。一个很好的例子是外星系中的HI壳，在调查的试点项目中没有发现连续体对应物。它的大小和运动学表明，它是由一颗晚型O星的恒星风产生的，该恒星已经从主序星演化出来，或者是超新星爆炸。在投影中，位于壳层中心的B1 Ia型恒星是一个可能的候选能源，如果假设壳层是被风吹走的话。壳的形状意味着一个令人惊讶的小规模的高度小于约30 pc的周围的气体，如果伸长是由于在密度梯度的演变。
2000-02-23 astro-ph
Supernova Explosions in Winds and Bubbles, with Applications to SN 1987A
大质量恒星在其一生中可以显着改变周围的介质。当恒星爆炸为超新星时，产生的冲击波在这种改性的介质中而不是在星际介质中膨胀。我们探讨了大质量恒星周围介质的演化，以及这种介质中激波的膨胀。然后，我们应用这些结果来了解周围介质中的SN 1987 A的冲击波的膨胀，以及在这种情况下的无线电和X射线发射的演变。
2006-12-21 astro-ph
Could the Compact Radio Sources in M82 be Cluster Wind Driven Bubbles?
M82和其他星暴星系中的致密非热源通常被认为是超新星遗迹。我们考虑一个替代假设，大多数是风驱动的气泡（WDBs）与非常年轻的超级星团（SSC）。在这种情况下，同步加速器发射粒子产生的网站之间的冲击过渡的集群风和热气泡气体。这些粒子在受到冲击的星际气体膨胀壳层中产生的强磁场中辐射。这一假设的动机之一是在大多数来源中缺乏观察到的时间变异性，这意味着SNR的年龄大于预期，但在WDB的范围内。此外，作为SNRs，这些源不能有效地驱动与M82核区域相关的星爆物质外流，因此需要一个单独的机制将SN能量耦合到这种外流。WDB假说被发现适用于质量范围为~ 2x 10 ^（4+/-1）Msun的基本星系团，以及周围气体密度范围为~ 3x 10 ^（3+/-1）cm^-3的星系团。气泡的年龄在几个x10^3到几个x10^4年之间。由于信噪比图像不能被排除，我们提供了具体的观测测试，可以确认或排除WDB假设的建议。最后，我们讨论了WDB假说的背景下，更广泛的现象在M82，如恒星形成和星暴流出的速度，并可能解释的超壳层在M82的多个超新星在年轻的SSC的产品。
2006-12-14 astro-ph
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。
2007-06-07 astro-ph
Neutrinos from Gamma-Ray Bursts in Pulsar Wind Bubbles: \sim 10^{16} eV
伽马射线暴（GRB）的supranova模型正变得越来越流行。在这种情况下，伽马射线暴发生在超新星爆炸后的几周到几年内，并且位于脉冲星风泡（PWB）内。在内部冲击波中加速的质子发射出伽玛射线暴，可能与外部PWB光子相互作用产生π介子，π介子衰变为\sim 10^{16} eV的中微子。一个平方千米的中微子探测器每年可以观测到几次与伽玛暴相关的事件。
2003-04-22 astro-ph hep-ph
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Jet Bending
我们研究双星系统中喷流的弯曲。一个致密的伴星从失去质量的主星的慢风中吸积质量，形成一个吸积盘，并吹出两个相反的喷流。这些高速喷气机被缓慢的风吹弯了。在不考虑轨道运动的情况下，我们发现弯曲角依赖于慢风和喷流的性质。在行星状星云中观察到喷流的弯曲，这些星云被认为是相互作用的双星的后代。例如，在某些行星状星云中，两个气泡（叶）被两个相对的喷流膨胀，被移到星云对称轴的同一侧。在一些星系团和星系群中心的气泡对中也观察到类似的位移。我们比较了双星系统和星系团中喷流的弯曲。
2006-01-02 astro-ph
Probing the Density in the Galactic Center Region: Wind-Blown Bubbles and High-Energy Proton Constraints
最近在高能伽马射线（0.1TeV以上）中对银河系中心的观测为研究该区域开辟了新的途径，从了解这些高能光子的发射源到限制它们形成的环境。我们提出了围绕Sgr A* 的内部5秒差距的修正理论密度模型，该模型基于该区域的底层结构由绕Sgr A* 运行的沃尔夫-拉叶星的风主导的事实。这种密度结构的理想探测和应用是这种高能γ射线发射。我们假设产生这些伽马射线的质子散射模型，然后首先确定这样的模型是否与观测结果一致，其次确定我们是否可以使用这些观测结果来进一步限制银河系中心的密度分布。
2006-09-18 astro-ph
IR mergers and IR QSOs with galactic winds. III. Mrk 231: composite outflow with multiple expanding bubbles and BALs (an exploding young QSO?)
本文研究了Mrk 231（以及类似的红外类星体）的外流（OF）和BAL系统。这项研究主要基于一维和二维光谱（在La Palma/WHT，HST，IUE，ESO/NTT，KPNO，APO和CASLEO天文台获得）加上HST图像。对于Mrk 231，我们报告的证据表明，极端的核OF过程至少有3个主要组成部分，这可能与：（i）无线电喷流，在pc尺度，和（ii）极端的星暴在pc和kpc尺度。该OF产生4个或更多同心膨胀气泡和BAL系统。研究了短寿命BAL-III系统的变异性。最后分析了IR+OF+ Fe Ⅱ类星体的红外色图和紫外BAL系统。我们认为年轻类星体的位相与以下现象有关：大量气体的吸积（由SMBH）+极端的星暴+极端的复合OFs/BALs。
2005-01-13 astro-ph
Dynamical Evolution and Ionization Structure of an Expanding Superbubble: Application to W4
最近的观测揭示了一个与年轻的星团OCl 352在W4 H II区域附近相关的超级气泡：H I发射的空洞（Normandeau，Taylor和Dewney）和H α发射的明亮壳层（Dennison，Topasna和Simonetti）。我们调查的假设，泡沫吹恒星风的O型恒星的协会。Kompaneets近似适用于模拟分层星际介质中的风吹气泡。我们描述了一些必要的一般原则，了解一个膨胀的气泡和相关的电离结构在分层大气中的动力学。Kompaneets模型可用于确定周围介质的平均尺度高度以及气泡的年龄。电离结构也限制了团簇附近的环境密度。我们还估计了壳层的表面亮度和逸出气泡的电离光子的分数。我们使用的处方可以应用于任何观测到的气泡，这些气泡是由恒星风或多颗超新星的有效连续能量输出吹出的。应用到W4超气泡表明，周围的气体集群的平均尺度高度是非常小的，25秒差距为2.35千秒差距的集群距离。气泡的年龄估计约为250万年，这与气泡是由来自一个非常年轻的星团的恒星风吹来的概念一致，其中还没有发生超新星。
1998-12-15 astro-ph
One Dimensional Dynamical Models of the Carina Nebula Bubble
我们已经测试了两个主要的理论模型的气泡周围的大质量星团，Castor等。和Chevalier和Clegg，对观测的良好研究船底座星云。Castor等人的理论高估了船底座泡的X射线光度，预测值是原来的60倍，膨胀过快，是原来的4倍;如果使用正确的半径和年龄，预测的X射线光度甚至更大。相比之下，Chevalier & Clegg模型将X射线亮度的预测低估了10倍。我们修改了Castor等人的理论，考虑到较低的恒星风质量损失率，辐射压力，重力，以及热冲击气体的逃逸或能量损失。我们认为，能量是平流，而不是辐射的泡沫。我们进行参数研究减少恒星质量损失率和各种泄漏率，并能够找到可行的模型。船底座的X射线表面亮度在靠近气泡壁处最高，这与冷云的传导蒸发相一致。由此可见，热气体的压力远低于用时间积分的风光度除以气泡体积所得到的压力;相反，热气体中的压力是由与光电离气体在T=10^4 K时的压力平衡决定的。由此可见，受冲击的恒星风在形成气泡方面并不具有动力学重要性。
2008-12-16 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows from GRBs
我们模拟风之间的相互作用，从一个新形成的快速旋转磁星和周围的祖。在核心坍缩后的最初几秒钟内，磁星在超新星激波后面膨胀出一个等离子体和磁场泡，由于环形磁场的箍缩效应，它不对称地膨胀，就像PWNe一样，即使主星是球对称的。不对称的程度取决于磁泡中的磁能与总能量的比率。我们假设新形成的磁星吹胀这些气泡的风比PWNe更磁化。我们表明，为中央磁星$\sim 0.1$提供的磁总功率的气泡膨胀相对球形，而大于0.3的值，在气泡中的大部分压力施加接近旋转轴，驱动准直流出通过宿主星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。考虑到风的磁化强度随时间增加，因此我们认为磁星驱动的气泡最初相对球形地膨胀（增强了相关超新星的能量），而在后期它变得越来越准直（产生GRB）。类似的过程也可能发生在更温和旋转的中子星中，从而产生不对称的超新星和低能量的瞬变，如X射线闪光。
2007-10-05 astro-ph
Neutrinos from Pulsar Wind Bubbles as Precursors to Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的supranova模型最近得到了广泛的应用。在这种情况下，伽马射线暴发生在超新星爆炸后的几周到几年内，并且位于脉冲星风泡（PWB）内。来自PWB的高能质子可以与PWB内部丰富辐射场的光子相互作用，或者与超新星遗迹的冷质子碰撞，产生π介子，衰变为\sim 10-10^3 TeV的中微子。预测的来自容纳伽玛暴的PWB的中微子通量应该很容易被计划中的1平方公里探测器探测到。
2003-04-10 astro-ph hep-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
Properties and selected implications of magnetic turbulence for interstellar medium, Local Bubble and solar wind
天体物理流体，包括星际和行星际介质，是磁化和湍流的。它们的出现、演化和整体性质是由搅动它的磁湍流决定的，我们认为，在基本水平上研究磁湍流对于理解许多过程至关重要。研究人员经常忽略的一点是，仅使用“蛮力”数值方法无法自信地理解磁湍流。在这篇评论中，我们说明了这一点上的一些例子，包括间歇加热等离子体的湍流，与宇宙射线的相互作用的湍流和影响的磁重联的速度。我们表明，磁湍流的性质可能会有很大的不同，在不同的环境中，例如，不平衡的湍流在太阳风不同于平衡的湍流，这两者都不同于部分电离气体中的湍流。呼吁更多的观测资料的必要性磁场，我们讨论了一种可能性，研究行星际湍流利用钠原子在彗星尾部的排列。
2008-11-10 astro-ph
X-ray Imaging of Planetary Nebulae with Wolf-Rayet-type Central Stars: Detection of the Hot Bubble in NGC 40
介绍了Chandra X射线天文台（CXO）对NGC 40和Hen 2-99行星状星云的观测结果。这两个PN的特点是晚型沃尔夫-拉叶中心恒星，目前正在快速行驶~1000公里/秒，大规模的风进入密度更大，移动缓慢（~10公里/秒）的材料在最近终止的渐近巨星分支（AGB）演化阶段喷出。因此，这些观测结果提供了关键的测试模型的风-风相互作用的PN。在NGC 40中，我们探测到微弱的、弥漫的X射线发射，分布在光学和近红外图像中观察到的一个直径约40“的星云环内的一个部分环内。2-99号母鸡未被发现。NGC 40的X射线温度（T_X ~10^6 K）和亮度（L_X ~ 2 X 10^30尔格/秒）是迄今为止对任何显示弥散X射线发射的PN测量的最低值。这些结果，结合NGC 40的X射线发射的环状形态，表明它的X射线发射来自一个高度演化的“热泡”，是由来自中央恒星的冲击，准球形快风产生的，而不是AGB或后AGB喷流活动。在台风中，母鸡2-99没有可探测到的X射线发射，这表明这个PN还没有进入强风-风震的阶段。
2005-08-16 astro-ph
Kinetic theory of cosmic ray and gamma-ray production in supernova remnants expanding into wind bubbles
摘要：将超新星遗迹中粒子加速的动力学模型扩展到研究超新星激波通过一颗发射强风的恒星的非均匀星周介质传播时的宇宙线和高能γ射线产生。风形成了一个低密度的气泡，周围环绕着一个被星际物质扫过的外壳。伽玛射线是π介子衰变的结果，π介子衰变又是CR与热等离子体核碰撞的结果。的SNR的时间演化的数值，考虑到加速CR的非线性反作用。考虑了Ib型SN和II型SN爆炸的典型例子。除了确认已知的事实，即加速是非常迅速的，并达到上动量截止几乎立即爆炸后，由于大风磁场，它也表明，CR的加速效率高。最终在SNR中产生的CR能谱具有指数= 2.0至2.1的幂律形式，其能量范围很宽，最大能量约为10^14 eV（如果CR扩散系数与玻姆极限值一样小）。然而，预期的π ^0衰变伽马射线通量要比均匀星际介质的情况低得多;只有在数密度大于10/cc的相对密集的ISM中，才能在TeV波段有相对较高的伽马射线光度，在几千秒差距的距离上可以探测到。
2000-02-22 astro-ph
An Inside Out View of Bubbles
快速的恒星风可以席卷周围的介质并形成气泡。气泡的演化在很大程度上受其内部冲击快风的内容和物理条件的控制。直到最近钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台的出现，这种热气体才被清楚地观测到。到目前为止，已经明确地从WR恒星吹出的两个拱星气泡，四个行星状星云和两个年轻星团吹出的超级气泡中检测到了弥散X射线发射。模型拟合的X射线光谱显示，星周气泡主要由低温（<= 3x10^6 K）的热气体组成，而星际气泡则包含相当大比例的高温气体（>= 5x10^6 K）。在所有的情况下，观测和传统的气泡模型之间的X射线光度存在很大的差异。未来的气泡理论模型需要重新检查热传导的有效性，并考虑到现实的微观过程，如密集的团块/结和湍流混合的质量负荷。钱德拉ACIS-S对NGC 6888的观测将揭示这些天体物理过程。
2002-12-06 astro-ph
Gamma Ray Bursts in Pulsar Wind Bubbles: Observational implications
我们提出了脉冲星风泡（PWB）内发生的伽马射线暴（GRB）的主要观测特征。这是超超新星模型最自然的结果，在超超新星模型中，最初发生超新星爆炸，留下一颗超大质量的中子星，在时间t_sd内失去旋转能量，坍缩成一个黑洞，触发伽马射线暴。我们发现SN和GRB事件之间的时间延迟t_sd是决定系统行为的最重要的参数。我们考虑了余辉、γ射线暴和PWB的瞬发辐射。来自一个球形PWB的模型上的约束，从目前的余辉观测和缺乏直接检测PWB的排放。我们发现，一个简单的球形模型不能解释在一些余辉中检测到的X射线特征，以及在相同的伽玛暴中观察到的典型余辉发射。与观测的差异可以通过诉诸非球形几何形状来调和，其中PWB沿着极轴伸长。最后，我们预测逆康普顿上散射PWB光子的余辉（外部康普顿）的相对论电子应导致高能量的发射在早期的余辉，可以解释的GeV光子EGRET检测到的几个伽玛暴，并应检测到未来的任务，如GLAST。
2003-02-14 astro-ph
Outflow collimation in young stellar objects
在本文中，我们探讨了纯流体动力学喷流准直模型适用于年轻恒星对象（YSO）的辐射损失的影响。在我们的模型中，非球面气泡的形式从一个中心的YSO风与一个非球面的圆周原恒星密度分布的相互作用。建立在以前的非辐射研究（弗兰克和Mellema 1996年），我们证明，超音速射流是一个自然和强大的非球面风吹气泡演变的结果。模拟表明，辐射冷却的加入使Frank & Mellema（1996）研究的流体动力学准直机制更加有效。一个意想不到的结果是通过在气泡的极点处的锥形会聚流形成冷的、密集的射流的产生。对于稳定的风，这些射流的形成发生在气泡演化的早期。在以后的时间，我们发现，动力学和冷却的时间尺度的射流材料变得相似。由于观测的YSO喷气机显示相当大的变化，在射流束，我们提出了一个简单的一维（1-D）模型的演变与吸积环境的可变风相互作用。这些模型表明，在一个不同的原恒星风的存在下，在我们的模拟研究的流体动力学准直过程可以产生冷射流的大小和时间尺度与观测一致。
1997-10-23 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows in Gamma-ray Bursts
我们模拟了一个新形成的快速旋转的磁星和周围的超新星激波和宿主恒星的风之间的相互作用。动力学建模使用二维，轴对称薄壳方程。在核心坍缩后的第一个10-100秒内，磁星在超新星冲击波后面膨胀出一个等离子体和磁场的气泡。由于环形磁场的箍缩效应，气泡不对称地膨胀，就像脉冲星风星云演化的类似问题一样。不对称的程度取决于E_mag/E_tot。正确的值E_mag/E_tot是不确定的，因为在相对论风的大半径的磁能转化为动能的不确定性，但是，我们认为，新形成的磁星膨胀的气泡可能是显着更多的磁化比脉冲星。结果表明，当中心磁星提供的磁场能量与总能量之比为L_mag/L_tot ~ 0.1时，磁泡的膨胀是相对球形的。然而，对于L_mag/L_tot ~ 0.3，气泡中的大部分压力施加在旋转轴附近，驱动准直流出通过宿主恒星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。由于年轻的中子星冷却时中微子驱动的质量损失减少，磁星的外流在后期变得越来越占主导地位。因此，我们认为，磁星驱动的气泡最初膨胀相对球形，增强相关超新星的能量，而在后期，它逐渐变得更加准直，产生伽玛射线暴。
2007-07-19 astro-ph
The OMC-1 molecular hydrogen outflow as a fragmented stellar wind bubble
我们提出了OMC-1分子氢流出的新图像，使用长缝光谱，以准确地减去潜在的连续发射。这些图像揭示了一个极其复杂的、准球形的内壳层，它在更大的半径处分裂成弓形激波和西北方向的尾流，正如Allen & Burton（1993）最初描述的那样;在目前的数据中，新发现了东南方向的一个较暗的反指。虽然外流似乎是广泛的双极，这可能是由于一个最初的球形风从源和周围的大规模密度增强之间的相互作用，而不是直接准直施加接近源。内壳的clusive外观证实了Stone，Xu，& Mundy（1995）的最新模型的预测，在该模型中，一个球形的、随时间变化的风将一个后掠的壳破碎，产生高速的弹片，这反过来又将弓形激波驱动到周围的气体中，导致观察到的“手指”。作为Stone等人提出的单一变化源的替代方案，我们推测，BN-KL星系团中的几个年轻的源可能是首先清扫外壳然后将其破碎的原因。
1996-11-07 astro-ph
Galactic winds and the Lya forest
我们研究银河系外流对Lya森林的影响。风被模拟成完全电离的球形气泡，围绕着星系晕。观测到的通量概率分布和通量功率谱限制气泡的体积填充因子小于10%。我们比较了平均通量作为距离晕的函数与Adelberger等人（ASSP）的测量。在最大质量的晕周围有半径为1.5Mpc/h的恒定气泡的模型与分离度<0.5Mpc/h时的高透射率相匹配，但在小尺度下透射率的增加比观察到的要平缓。在分离小于0.5Mpc/h时，我们对宇宙方差误差的估计为$ΔF\sim 0.3$，比ASSP的估计高30%。在小的分离处匹配transmittance上升的困难是由物理上位于气泡外部但具有类似于晕的红移位置的中性氢的残余吸收引起的。因此，通量水平是敏感的相干速度剪切附近的晕，在模拟中的晕质量增加的幅度。一个模型，其中LBG的小质量晕星爆相匹配的观测与更大质量的晕主机LBG的气泡大小比一个。在1-1.5 $σ$水平上，气泡半径为1 Mpc/h，体积填充因子为2%的星爆模型与ASSP测量结果一致。如果这个模型是正确的，在ASSP样本中，在小分离处transmittance的急剧上升是由于宇宙方差，并且预计在更大的样本中会变得更加温和。
2004-02-02 astro-ph
Gamma-Ray Bursts in Pulsar Wind Bubbles: Putting the Pieces Together
我们提出了脉冲星风泡（PWB）内发生的伽玛暴预期的主要观测功能。这是supranova模型最自然的结果，其中最初发生超新星爆炸，留下超大质量NS，其在时间t_sd内失去其旋转能量并坍缩为BH，引发GRB爆炸。我们发现超新星和伽玛暴事件之间的时间延迟t_sd是决定系统行为的最重要的参数。我们考虑了余辉、瞬发伽玛暴和PWB的直接辐射。描述了不同t_sd的观测特征，并将其连接到一个连贯的框架中。对模型的约束是来自一个球形PWB，从缺乏检测PWB的发射和余辉观测。当t_sd<1 hr时，supranova模型简化为Bensar模型;当t_sd <1 hr时，需要0.4<t_sd/1 yr <1才能产生在某些X射线余辉中看到的铁线。然而，我们发现，对于一个球形PWB，这意味着没有可检测的无线电余辉，一个小的射流中断时间和非相对论过渡时间，在与这些伽玛暴的一些意见不一致。这些与观测的差异可以通过采用非球面几何来调和。我们发现，轻元素线，最近发现在一些X射线余辉，预计占主导地位的小t_sd的铁线，而大t_sd的情况是相反的。最后，我们预测，外部康普顿散射的PWB光子的余辉相对论电子，应导致高能量的发射在早期的余辉，可以解释的GeV光子EGRET在一些伽玛暴检测到，并应可检测到的未来的任务（GLAST）。
2002-11-07 astro-ph
In this paper we provide a possible link between the structure of the bipolar nebula surrounding SN1987A and the properties of its progenitor star. A Wind Blwon Bubble (WBB) scenario is emplyed, in which a fast, tenuous wind from a Blue Supergiant expands into a slow, dense wind, expelled during an earlier Red Supergiant phase. The bipolar shapre develops due to a pole-to-equator density contrast in the slow wind (ie, the slow wind forms a slow torus). We use the Wind Compressed Disk (WCD) model of Bjorkman & Cassinelli (1992) to determine the shape of the slow torus. In the WCD scenario, the …
1998-09-11 astro-ph
Early Re-brightenings in GRB Afterglows as Signatures of Low-to-High Density Boundary
长伽马射线暴（GRB）与恒星形成区的联系以及大质量恒星是GRB祖先的观点已被广泛接受。由于它们的寿命很短，大质量恒星在产生伽玛暴时很可能仍然嵌入在密集的分子云中。来自GRB前身的恒星风可以产生低密度气泡，其大小和密度强烈依赖于初始环境密度。气泡与稠密分子云之间必然存在边界，边界处的密度从气泡处的密度向外层云的密度递增。我们计算了这种环境中的余辉光变曲线，分三个区域：星风区、边界区和分子云。我们表明，圆柱形喷流和密度边界之间的相互作用，可以导致重新增亮的余辉发生早在~1天后的伽玛暴。我们将我们的模型与GRB 970508、GRB 000301 C和GRB 030226的光学余辉进行了比较。我们发现，我们的模型参数，包括风泡的半径，在气泡和在外部分子云的密度的值是在典型的范围内。
2005-04-01 astro-ph
Analysis of Two Scenarios for the Early Optical Emission of the GRB Afterglows 990123 and 021211
伽玛暴馀辉990123和021211的光学光变曲线在爆发后100- 600秒呈现出急剧的衰减，约10分钟后衰减变慢。我们调查两种情况下的快速衰减早期光辐射的这些伽玛射线暴余辉。在反向-正向激波的情况下，这种发射出现在反向激波穿过GRB喷出物时，当正向激波发射超过反向激波发射时，光变曲线衰减发生缓解。均质和风一样的环爆介质被认为是。在风-气泡模型中，前向激波与1/r^2气泡的相互作用产生了急剧衰减的早期光辐射，反向激波的贡献可以忽略不计，当爆炸波到达气泡终止激波并进入环爆介质的均匀区域时，开始出现较慢的衰减。我们确定的冲击微物理参数，喷出物的动能，和环爆密度容纳的伽玛射线暴余辉990123和021211的无线电和光学测量。我们发现，对于一个均匀的介质，无线电和光学发射的余辉990123可以容纳的反向-正向冲击的情况下，如果两个冲击背后的微物理参数有很大的不同。类似风的环爆介质也允许反向-正向冲击场景来解释余辉990123和021211的无线电和光学特性，但所需的风密度至少比银河系沃尔夫-拉叶星的风密度小10倍。当余辉火球到达风终止激波时，风泡方案需要微物理参数的变化，这似乎是一个人为的功能。
2004-06-01 astro-ph
Deep GEMINI GMOS-IFU spectroscopy of BAL QSOs: I. Decoupling the BAL, QSO, starburst, NLR, supergiant bubbles and galactic wind in Mrk 231
在这项工作中，我们提出的第一个研究结果的BAL类星体（在低和高红移），非常深的双子座GMOS积分场光谱的基础上。特别是，最近的BAL IR类星体Mrk 231获得的结果。非常深的三维光谱和地图清楚地表明，BAL系统I和II是扩展的（达到1.4-1.6”= 1.2-1.3 kpc，从核），并在接近射电喷流PA的位置角明显拉长。这表明BAL系统I和II都与射电喷流有关，并支持某些BAL的双极喷流-风模型。对于Mrk 231的核区域，使用一种新的解耦3D光谱技术模拟了类星体和宿主星系成分。从这项研究中，发现了以下主要结果：（一）在纯的宿主星系光谱中，清楚地观察到极端的核星爆成分，主要是在蓝色波长处通量的非常强烈的增加;（二）在宿主星系的光谱中观察到BAL系统I;（三）在干净/纯的类星体发射光谱中，只检测到宽线。3D GMOS个别光谱（特别是在IR Ca II三重态）和地图证实了一个极端和年轻的核星暴（8 <年龄<1500万年）的存在，它主要是在一个环或环中检测到的，半径r = 0.3”= 200 pc，围绕着核心。利用GMOS三维谱图分析了四个膨胀核泡的物理性质。这些结果表明，核NLR的一个重要组成部分是由OF过程和相关的低速电离冲击。
2007-09-06 astro-ph
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
2008-09-04 astro-ph
The solar wind charge-transfer X-ray emission in the 1/4 keV energy range: inferences on Local Bubble hot gas at low Z
我们目前的计算日光层SWCX发射光谱和它们的贡献在ROSAT 1/4千电子伏波段。我们比较了我们的结果与软X射线扩散背景（SXRB）的发射在前面的378个确定的阴影区域在ROSAT全天巡天（斯诺登等。2000年）。这一前景成分主要归因于所谓的局部气泡（LB）的热气体，这是一个围绕太阳约50 - 150 pc的不规则形状的空腔，应该包含约10^6 K的等离子体。我们的研究结果表明，从日光层的SWCX发射是明亮的，足以占大多数低银河纬度方向的前景发射，其中LB是最少的扩展。在银纬30度以上的大部分方向上，日球SWCX强度明显小于实测值。然而，SWCX R2/R1的波段比与银河系中心方向的数据略有不同，在银河系反中心方向的观测比值最小。假设SWCX和热气体发射都存在，并且它们的相对贡献随方向而变化，我们测试了一系列温度范围从10^5到10^6.5 K的热等离子体光谱，并寻找SWCX光谱和热发射的组合，这些光谱和热发射与观察到的强度和能带比相匹配，同时与O VI发射测量兼容。在碰撞平衡模型的框架下，对于太阳丰度，我们得到的热气体温度和辐射测量的范围不能再现威斯康星C/B带比。我们强调需要额外的原子数据，描述一致的EUV和X射线光子光谱的电荷交换发射较重的太阳风离子。
2008-12-19 astro-ph
