The radio remnant of SN1993J: an instrumental explanation for the evolving complex structure
利用甚长基线干涉测量（VLBI）技术模拟了超新星1993J在8.4GHz的图像。一个球对称源模型卷积与现实的紫外平面分布，连同标准的成像程序，以评估仪器的影响程度上恢复的亮度分布。为了便于直接比较SN 1993 J的模拟和已发表的VLBI图像，观测到的紫外覆盖率是根据发现后几年的实际VLBI观测确定的。基础源模型只表现出径向变化的密度分布，没有方位角的依赖性，即使这个模型是形态简单，模拟的VLBI观测定性地再现了许多报告的VLBI观测的方位角的功能，如外观和复杂的方位角结构和视旋转壳的演变。我们证明，这样的功能是无情地耦合到UV平面采样。峰值和周围壳材料之间的亮度对比在模拟中并不突出（当然，这假设没有基于天线或基线的幅度或相位误差，这意味着没有自校准程序将在模型中包含任何此类特征）。结论是，不完整的UV平面采样对这种性质的观测的最终图像有巨大的影响。差分成像揭示了高达8 σ水平的残留发射。在使用干涉观测直接推断超新星等天体的结构时，应特别小心。
2008-10-28 astro-ph
VLBI Astrometry of the Stellar Image of U Herculis, Amplified by the 1667 OH Maser
用NRAO甚长基线天线阵（VLBA）在4年时间里对Mira变星武仙座U的拱星壳层中的OH 1667 MHz脉泽进行了6个历元的观测。利用相位参考技术，相对于两个河外射电源的最蓝移脉泽点的位置进行了监测。微波激射器的绝对射电位置可以与依巴谷卫星测量的恒星光学位置进行比较，精度为15 mas。这证实了一个模型，其中一个脉泽点对应于恒星的连续性，放大的脉泽。测量了恒星自行和年视差（5.3 +/- 2.1 mas）。
2000-03-21 astro-ph
SN 1986J VLBI. The Evolution and Deceleration of the Complex Source and a Search for a Pulsar Nebula
本文报道了旋涡星系NGC 891中超新星1986 J的VLBI观测，观测时间为1990年7月和1999年2月，爆炸后t=7.4和15.9年，并对这些观测和爆炸后t~4年的早期观测进行了综合分析，我们估计爆炸后t = 1983.2 +/-1.1。源是壳或复合物，并继续显示出复杂的形态，沿着脊和突起具有大的亮度调制。超新星是中度到强烈减速的。平均外半径以t^（0.71 +/- 0.11）的速度膨胀，膨胀速度从t=0.25年时的20，000 km/s外推到t=15.9年时的6，000 km/s。随着时间的推移，结构发生了显著的变化，表明演化不是自相似的。壳结构在最新的时期是最好的，当突起在突出程度上有所减少，并且出现了一个新的紧凑的组件时。无线电频谱在10 GHz以上显示出明显的反转。这可能与脉冲星星云通过爆炸的碎片变得可见有关。1.5 ~ 23 GHz的射电通量密度随时间的推移而急剧下降，在t~15 ~ 19年之间，通量密度与t^（-2.94 +/-0.24）成正比。这种下降比早期测量中发现的要快得多，直到t~6年。
2002-08-07 astro-ph
Imaging of Radio Supernovae
当超新星的冲击波和膨胀的外壳以数千公里/秒的速度穿过星周物质时，就会产生无线电发射。VLBI对这种射电辐射的观测是目前唯一可以直接对任何比SN 1987 A更远的超新星的膨胀壳进行成像的方法。在过去的十年里，射电超新星的VLBI成像取得了很大的进展。特别是，M81星系中的SN 1993 J提供了一个难得的机会来仔细研究一颗膨胀的超新星，并被密集观测。本文总结了SN 1993 J和其他射电超新星的一些研究结果，并对不同观测到的射电超新星进行了比较。我简要地讨论了射电超新星成像的未来前景。
2005-05-13 astro-ph
European VLBI Network observations of 6.7-GHz methanol masers in a candidate circumstellar disc
本文介绍了在一颗非常年轻的大质量恒星周围的候选环星盘DR 21（OH）N中首次获得的6.7 GHz甲醇脉泽的高分辨率（5 mas）VLBI观测结果。先前在50 mas角分辨率下对这些脉泽的观测揭示了一个在候选大质量原恒星位置的旋转结构，一个采样良好的位置-速度图表明开普勒旋转。利用欧洲VLBI网（EVN）的观测结果首次提供了脉泽的高角分辨率图，为圆盘假说和高斯质心技术提供了检验。EVN图证实了椎间盘的形状及其旋转曲线。在EVN的总功率谱中可以看到以前在两个主谱峰之间的MERLIN中看到的较弱的脉泽发射，但在交叉功率谱中不存在。这表明空间扩展的发射被EVN分辨出来。旋转盘与I类大质量（原）恒星重合，并位于由两个弓形激波跟踪的外流的隐含中心。我们讨论了这一结果的影响，大规模的恒星吸积盘的假设和有效性的质心技术，以确定未解决的脉泽使用紧凑的无线电干涉阵列的结构。
2008-09-12 astro-ph
8.4GHz VLBI observations of SN2004et in NGC6946
本文报道了2005年2月20日（爆发后151天）对螺旋星系NGC 6946中的II-P型超新星SN 2004 et进行的8.4GHz甚长基线干涉测量（VLBI）观测。甚大阵列（VLA）通量密度为1.23 $\pm$ 0.07 mJ y，对应于8.4GHz下各向同性发光度为（4.45 $\pm$ 0.3）$\times10^{25}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$和亮度温度为（1.3 $\pm$ 0.3）$\times10^{8}$ K。我们还提供了一个改进的源位置，精确到约0.5 mas在每个坐标。VLBI图像显示出明显的不对称性。根据射电辐射大小的模型拟合，我们估计最小膨胀速度为15，700 $\pm$ 2，000 km s $^{-1}$。这个速度是预期的平均膨胀速度的两倍以上，估计从同步加速器自吸收发射模型，从而表明同步加速器自吸收是不相关的超新星。爆炸后12天获得的光谱的好处，我们赞成一个发射模型，其中包括两个热点的宽度相媲美的SN 1993 J的底层扩展壳。
2007-05-28 astro-ph
EVN observations of low-luminosity flat-spectrum AGNs
本文介绍并讨论了从一个平谱射电源（CLASS）样本中精心挑选的三个低光度（P（5 GHz）<10^25 W/Hz）宽发射线活动星系核的VLBI（EVN）观测结果。根据分别在5千兆赫和1.4千兆赫处的总无线电功率和扩展无线电功率，这些物体在技术上应归类为无线电静活动星系核，因此，对其无线电发射的来源还不清楚。本文所介绍的VLBI观测结果揭示了致密的射电核心，这意味着亮温的下限约为3 × 10^8 K。这一结果排除了无线电发射的热起源，并强烈建议类似于在更强大的无线电响亮AGN中观察到的发射机制。根据定义，这三个物体在1.4 GHz和8.4 GHz之间显示出平坦（或倒置）的无线电频谱，因此观测到的无线电辐射可能是相对论波束。多历元VLBI观测可以在两年时间内证实这一可能性。
2001-08-29 astro-ph
Spectral properties of nonthermal X-ray emission from the shell-type SNR RX J1713.7-3946 as revealed by XMM-Newton
我们提出了我们的超新星遗迹RX J1713.7-3946的基础上获得的数据与XMM-牛顿的形态和光谱研究的结果。内山等人（2003年）注意到的高度不均匀的结构，如亮点，细丝和黑暗的空洞，出现在整个明亮的西部部分。此外，两个狭窄的边缘被发现运行相互平行，从北到南在西部的残余。在遗迹的内部区域没有看到复杂的结构。X射线光谱在γ = 2.0-2.8的范围内可以用光子指数的幂律函数很好地表示。在较低的能量下，可以看到中央昏暗区域和明亮的西部部分之间的光谱的明显差异。这种差异可以归因于电子温度为kTe= 0.56 keV的额外热分量，或者归因于西部区域的δ NH柱密度增加了约0.3 x 10^22 cm^-2。最近，南腾望远镜发现一个分子云显然与超新星遗迹的西部相互作用，在这种情况下，第二种可能性似乎更有可能。
2004-07-19 astro-ph
Kinematics of Ultracompact HII Regions Revealed: High Spectral and Spatial Resolution Mapping of the 12.8 micron [NeII] Line in Monoceros R2
我们提出的第一个结果的运动学和形态的超紧凑HII地区使用一种新的观测技术的研究。我们使用非常高的空间（1.5”）和光谱（3.4 km/s）分辨率观测12.8微米的[NeII]线来研究Monoceros R2中的电离气体。[NeII]发射显示在~24”壳层中具有最高发射测量的HII区域。在某些位置，线宽窄至8 km/s。在线条复杂且较宽的地方，额外的宽度很可能是由于沿着视线的较窄特征的重叠。整体运动学表明，24”壳层的膨胀速度约为10 km/s。然而，朝向壳东南侧的光谱剖面与简单的膨胀图并不一致。
2003-07-04 astro-ph
How is really decelerating the expansion of SN1993J?
SN 1993 J是迄今为止最详细监测其演化的射电超新星，也是最有希望进行全面理论-观测分析的超新星。SN 1993 J的壳状射电结构与激波激发发射模型基本一致，在8年多的时间里几乎呈圆形对称，除了在壳的东南部区域有一个明亮的特征，这个特征在每个时期都被观察到。SN 1993 J的光谱从α =-1平坦到α =-0.67（S_（ν）propto nu**（α））。减速膨胀可以很好地模拟与一个单一的斜坡，但显然更好地与两个斜坡。在膨胀曲线中也有一些有趣的结构暗示。两个VLBI小组的研究结果基本一致，但也存在一些差异。比较光学和VLBI结果的减速的细节显示出一些差异。
2002-07-01 astro-ph
VLBI Observations of SiO Masers around AH Scorpii
报道了2004年3月在M型半规则超巨星变星AH Sco的拱星包层中首次观测到的43 GHz v=1，J=1-0 SiO脉泽，观测时间间隔为12天。这些高分辨率VLBA图像显示，SiO脉泽的分布大致是在一个长轴和短轴分别为18.5和15.8质量的椭圆环上，位置角为150^{ \circ }。并且发现红移脉泽比蓝移脉泽更靠近中心恒星。SiO脉泽的视向速度结构表明，相对于-6.8km/s的系统速度，SiO脉泽的高速度特征更靠近恒星，这可以用SiO脉泽在AH Sco附近的简单流出或流入而无旋转运动学来解释。对两个历元之间59个匹配特征的自行研究清楚地表明，AH Sco周围的SiO脉泽壳层在距离AH Sco 2.26 kpc处以~13 km/s的速度向恒星进行全面收缩。我们的三维脉泽运动学模型进一步表明，这种向内运动很可能是由于中央恒星的引力。从三维运动学模型拟合得到的到AH Sco的距离为2.26 $\pm$ 0.19 kpc，与其运动学距离2.0 kpc一致。
2008-03-12 astro-ph
Formation of Gaseous Shells
HI观测已经揭示了在几个壳星系中存在的气体壳层轻微地从恒星壳层径向向外移动。我们提出了一种形成这种气态壳层的机制，该机制基于合并中伴物质众所周知的相包裹过程，具有近径向轨道。该机制依赖于一个星团的星际物质的存在，以及伴核所经历的动力学摩擦。
1999-08-16 astro-ph
Deceleration in the Expansion of SN1993J
超新星SN 1993 J是M81中的一颗罕见超新星，可以用高空间分辨率进行研究。它的无线电功率和距离允许VLBI观测监测其角结构的扩展。这种射电结构以前被揭示为壳状，并以恒定的速率进行自相似膨胀。在爆发后6 ~ 42个月的3.6和6cm波长VLBI观测中，我们发现膨胀是减速的。我们对这种减速的测量产生了标准超新星爆炸模型中超新星喷出物和星周物质密度分布的估计。
1997-08-28 astro-ph
Space VLBI Observations of 3C 279 at 1.6 and 5 GHz
我们提出了第一个VLBI空间天文台计划（VSOP）观测的伽玛射线blazar 3C 279在1.6和5 GHz。在这两个频率的VSOP和VLBA只图像的组合映射喷流结构的尺度从1到100质量。在小的角尺度上，结构主要由类星体核心和位于核心3毫角秒（在这个时期）的明亮的次级分量“C4”控制。在较大的角度尺度上，该结构主要是由一个向西南方向延伸的喷流所控制，在这些图像中看到的最大尺度上，该喷流与VLA图像中看到的最小尺度结构相连接。我们已经利用了VSOP的两个主要优势：在更高频率下获得与地面图像相匹配的分辨率图像的能力以及测量高亮度温度的能力。光谱指数图是通过将VSOP 1.6 GHz图像与第二天VSOP观测的5 GHz匹配分辨率VLBA图像相结合而制成的。光谱指数图显示核心具有高度反转的光谱，其中一些区域的光谱指数接近同步加速器自吸收辐射的极限值2.5。高斯模型拟合的VSOP光谱显示出很高的亮度温度（>10^{12} K），这是很难测量的地面只有阵列。对亮度温度测量进行了广泛的误差分析。大多数组件没有可测量的亮度温度上限，但测量的下限高达5 × 10 ^{12} K。这个下限明显高于标称逆康普顿和均分亮度温度极限。推导出的多普勒因子，洛伦兹因子，和角度的视线的情况下，均分限制在EGRET耀变体的预期值的范围的上限。
2000-02-09 astro-ph
A "Missing" Supernova Remnant revealed by the 21-cm Line of Atomic Hydrogen
虽然银河系中预计存在20- 30，000个超新星遗迹（SNRs），但目前已知的只有230个。这意味着大多数SNR是“缺失”的。最近，我们提出，在银河系平面的氢原子（{ \sc Hi}）的大规模21厘米线测量中看到的小（$\simlt 1^\circ$）、微弱、高速的特征可能是这种{ \it缺失}的旧SNR的例子。在这里，我们报告的一个这样的候选人，FVW 190.2+1.1，这是一个快速膨胀（$\sim 80$ \kms）壳的高分辨率\schi观测。这个壳层的参数似乎只与FVW 190.2+1.1相一致，FVW 190.2+1.1是$\sim 3\times 10^5$几年前发生在银河系最外层边缘的SN爆炸的残留物。在任何其他波段都看不到该壳层，这表明它代表了最古老的SNR类型，除了通过其\schi线发射之外，基本上是不可见的。FVW 190.2+1.1是最近在银河系平面上发现的一百个“禁止速度翼”（FVW）之一，我们的发现表明其中许多可能是最古老的SNR。我们讨论了FVWs和快速移动的原子云在银河系之间的可能联系。
2006-04-09 astro-ph
Expanding shells of shocked neutral hydrogen around compact HII regions
通过比较射电明亮致密HII区的径向速度和它们的HI吸收剖面，我们发现了它们周围的中性氢膨胀壳层。这些壳层是通过吸收来自HII区域的无线电连续辐射而揭示的，其速度指示比所观测到的径向速度更大的距离。我们认为这些壳层是膨胀电离区外缘的激波区。此外，我们发现了英仙座手臂内的螺旋冲击造成的速度反转的证据，这导致在它后面的紧凑的HII区域的光谱中的深吸收线。
2002-05-02 astro-ph
Dual-Frequency VSOP Observations of AO 0235+164
AO 0235+164是一个非常紧凑的平谱射电源，被确认为BL Lac天体，红移z=0.94。它是在可见光波段和无线电波段变化最剧烈的河外天体之一。各种地基VLBI观测所揭示的源的射电结构在几乎所有可用的频率上都是由一个几乎未解决的紧凑分量所主导的。1999年1 - 2月，利用VSOP任务对AO 0235+164进行了双频空间VLBI观测。日本HALCA卫星阵列和澳大利亚、日本、中国和南非的共同观测地面射电望远镜使我们能够在1.6和5千兆赫频率上以前所未有的角分辨率研究AO 0235+164。我们报告的亚毫角秒的结构特性的源。5 GHz的观测结果估计核心的静止帧亮度温度T_B > 5.8 x 10^{13} K，这是迄今为止用VSOP测量的最高值。
2000-07-24 astro-ph
A distorted radio shell in the young supernova SN1986J
我们在这里报告的5 GHz全球甚长基线干涉（VLBI）观测SN 1986 J，16年后，它的爆炸。我们获得了一张超新星的高分辨率图像，它显示了一个扭曲的无线电发射壳，表明冲击波阵面的变形。壳层的角尺寸为$\sim4.7 {\rm mas}$，对应于距离NGC 891 9.6 Mpc的线性尺寸为$\sim6.8 \times 10^{17} {\rm cm}$。壳的平均速度从1988.74年的$\sim$ 7400 \kms下降到1999.14年的约$6300 {\rm km s^{-1}}$，表明SN 1986 J的膨胀速度略有减速。假设原始风（$ρ_{\rm cs} \propto r^{-s}, s=2$）的标准密度分布，激波阵面扫起的质量为$\sim$ 2.2 \Ms。这个巨大的扫掠质量，加上超新星所遭受的轻微减速，表明爆炸时喷射出的富氢包层的质量是$\ga12$ \Ms。因此，超新星的祖先在爆炸时一定保持了大部分富含氢的外壳，这有利于一个单一的大质量恒星祖先。我们发现SN 1986 J在观测频率为5 GHz时的$\sim$通量密度为7.2 mJ y，这导致在$10^7$- $10^{10}$ Hz（$α=-0.69; S_ν\propto ν^α)$）频率范围内的射电光度为$\sim1.4 \times 10^{37} {\rm erg s^{-1}}$。我们探测到四个明亮…
2002-07-25 astro-ph
An Upper Limit on the Expansion Velocity of GRB Candidate SN 2001em
我们报告VLBI观测的I型b/c超新星2001 em，爆炸后三年。有人认为SN 2001 em可能是一个喷流驱动的伽马射线暴（GRB），喷流的方向远离视线，因此GRB在地球上是不可见的。为了验证这个猜想，我们确定了SN 2001 em的大小。在我们的分辨率为~0.9 mas时，仅略微分辨。射电源长轴角大小的3-sigma上限为0.59 mas（椭圆高斯的半高宽），对应于距离为80 Mpc的单边视膨胀速度为70，000 km/s。在我们的图像中没有看到低亮度的喷流，亮度达到峰值亮度的4%。如果我们假设超新星是典型的球壳几何，我们发现SN 2001 em的角半径为0.17（-0.10，+0.06）mas，意味着各向同性膨胀速度为20，000（-12，000，+7，000）km/s，这与超新星壳的膨胀速度相当。因此，我们的观测结果与SN 2001 em中的相对论膨胀射电源不一致，而是与SN 2001的射电辐射的超新星壳起源一致。
2005-04-29 astro-ph
A Giant Bipolar Shell around the WO star in the Galaxy IC 1613: Structure and Kinematics
本文介绍了对IC 1613星系中WO星的观测结果。观测是用6米特殊天体物理天文台望远镜上的H_α扫描干涉仪Fabry-Perot进行的，用4米KPNO望远镜获得了窄波段H_α和[OIII]图像。这张单色的H_alpha图像清晰地显示出明亮星云S3外的巨大双极壳层结构。东南壳和西北壳的大小分别为112 x77 pc和（186-192）x（214-224）pc。我们已经研究了对象的运动学的第一次，并发现证据的两个壳膨胀。东南壳和西北壳的膨胀速度分别超过50和70 km/s。我们揭示了壳层的一个平行结构和S3核心的几个紧凑的功能。一个方案提出了巨大的双极结构的形成的恒星风从中央WO星位于一个密集的“超腔”在星系的H I分布的边界。
2000-11-21 astro-ph
High Angular Resolution, Sensitive CS J=2-1 and J=3-2 Imaging of the Protostar L1551 NE: Evidence for Outflow-Triggered Star Formation ?
介绍了利用野边山毫米波天线阵对金牛座分子云中第二亮原恒星L1551 NE的CS（$J=2-1$）和CS（$J=3-2$）辐射进行的高角分辨率和灵敏孔径合成观测。L1551 NE被归类为0级天体，深深嵌入L1551 IRS 5的红移流出波瓣中。先前对L1551 NE区域CS辐射的研究显示，存在着向L1551 IRS 5开放的壳状成分，这似乎是由L1551 IRS 5的外流驱动的上掠壳中的低速激波。在这项研究中，在L1551 NE附近的显著CS排放检测到在东端的后掠壳从$V_{\rm{lsr}}$ = 5.3 km s $^{-1}$到10.1 km s $^{-1}$，和致密气体的总质量估计为0.18 $\pm$ 0.02 $M_\odot$。此外，还成功地揭示了以下新结构：在L1551 NE处有一个尺寸为$\approx$ 1000 AU的致密盘状组件，在L1551 NE周围有一个弧形结构，开口朝向L1551 NE，尺寸为$\sim 5000$ AU，即，弓形激波和致密气体的明显速度梯度，即，沿着L1551 IRS 5的流出轴减速。这些特征表明，CS发射跟踪冲击后的区域，与L1551东北和L1551 IRS 5流出的后掠壳层相互作用的致密气体。由于L1551 NE的年龄与相互作用的时间尺度相当，因此L1551 NE的形成可能是由外流影响引起的。L1551 NE的结构也很紧凑，有一个…
2003-06-04 astro-ph
G65.2+5.7: A Thermal Composite Supernova Remnant With a Cool Shell
本文介绍了档案ROSAT PSPC观测G65.2+5.7超新星遗迹（也称为G65.3+5.7）。几乎没有材料掩盖了这一残余，所以它被很好地观察到，即使在ROSAT的带通的最软端（~0.11至0.28千电子伏）。这些软X射线图像揭示了残骸的中心填充形态，结合现有的射频观测，将G65.2+5.7置于超新星残骸的热复合（混合形态）类别中。G65.2+5.7不仅可能是已知最古老的热复合超新星遗迹，而且由于其光学显示的冷而致密的壳层，这个遗迹支持了热复合超新星遗迹缺乏X射线明亮壳层的提议，因为它们已经进化超过了绝热阶段。这些观测结果还揭示了一个稍微扩展的点源，其中心位置为RA = 19 h 36 m 46 s，dec = 30 deg 40'07“，在67波段图上半径为6.5弧分。这种辐射的来源尚未被发现，因为在这个位置没有已知的脉冲星。
2004-09-28 astro-ph
Distance Determination to the Crab-like PWN G54.1+0.3 and Search for its Supernova Remnant Shell
利用1420 MHz连续波VLA观测，在蟹状脉冲星风星云G54.1+0.3周围发现了一个大尺度壳层G53.9+0.2。这一点得到了来自GLIMPSE Legacy项目的8 μm新红外图像的证实，该图像显示了一个有趣的红外外壳，就在大型无线电外壳周围。我们分析了PWN G54.1+0.3和亮源在射电和红外壳层上的21 cm HI吸收谱和13 CO发射谱。连续的HI吸收直到切线点，并且没有负HI吸收特征，这意味着PWN G54.1+0.3的距离超过了切线点，但在太阳圈内，即4.5至9 kpc。G54.1+0.3可能位于\simeq 6.2 kpc的距离处，这是由于PWN和一个CO分子云之间的形态关联，其速度为\simeq 53 km/s，正如高分辨率13 CO图像所揭示的那样。根据位于IR壳层上的明亮HII区G54.09-0.06的HI吸收光谱和复合线速度（\simeq 40 km/s），IR壳层可能位于\simeq 7.3 kpc的距离处，这也是相关的大尺度射电壳层的距离。在这个距离上，无线电外壳的半径约为30 pc。无线电外壳可能是热的，由于尘埃破坏而缺乏红外辐射，或者它可能是非热的，是新发现的旧SNR的一部分。在任一情况下，其位于与PWN G54.1+0.3不同的距离处。
2008-07-08 astro-ph
