The Water Vapor Abundance in Orion KL Outflows
我们提出了70多个远红外纯旋转线的水蒸气，包括18 O和17 O同位素，朝向猎户座KL的检测和建模。观测是用红外空间天文台（ISO）上的长波长光谱仪法布里-珀罗（LWS/FP; R~6800-9700）在~43和~197微米之间进行的。水线剖面从P-Cygni型剖面（甚至对于H2O 18线）演变为波长大于~100 μ m的纯发射。我们发现，大部分水的排放/吸收来自于以25+-5 km ^-1的速度膨胀的扩展气流。非本地辐射转移模型表明，大部分的水激发和线轮廓的形成驱动的尘埃连续发射。导出的波束平均水丰度为2- 3x 10 ^-5。推断的气体温度Tk=80-100 K表明：（i）如果气体事先被加热，水可能已经通过具有活化屏障的气相中性-中性反应在“平台”中形成（例如通过冲击）到>500 K和/或（ii）流出物中的H2O形成主要由颗粒水-冰地幔的原位蒸发和/或（iii）H2O形成于最内层和较温暖的区域（例如热核），并在约1000年（外流的动力学时间尺度）内被席卷。
2006-08-16 astro-ph
High Angular Resolution Observations at 7-mm of the Core of the Quadrupolar HH 111/121 Outflow
我们目前的敏感，高角分辨率（$0\rlap.{''}05$）VLA连续观测7毫米的核心HH 111/121四极外流。我们估计，在这个波长的连续辐射是由灰尘为主，虽然一个显着的自由-自由的贡献（$\sim$ 30%）仍然存在。观察到的结构是由两个重叠的细长源形成的，从地球上看彼此近似垂直。我们解释这种结构，要么跟踪两个拱星盘存在于每一个原恒星的近双星源在这个四极外流的核心或磁盘和射流垂直于it. Both解释有优点和缺点，未来的高角分辨率光谱毫米观测需要有利于他们中的一个更确凿的方式。
2008-08-23 astro-ph
The structure of the NGC1333-IRAS2 protostellar system on 500 AU scales: an infalling envelope, a circumstellar disk, multiple outflows, and chemistry
本文利用OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测，研究了低质量原恒星双星NGC 1333-IRAS 2周围致密气体和尘埃的小尺度结构。检测到的3毫米连续辐射与IRAS 2A周围的包络模型一致，基于先前报道的亚毫米连续图像，低至3”或500 AU，干涉仪数据的分辨率。我们的数据约束的贡献，一个未解决的点源22毫焦耳。在描述包络模型的参数的精度范围内，点源通量具有高达25%的不确定性。我们把这个点源解释为质量为\gtrsim 0.3 M_ \odot的冷盘。同样的信封模型也再现孔径合成线观测的光学薄同位素物种C34 S和H13 CO+。更光学厚的主要同位素线显示了原恒星环境中的各种成分：N2 H+与尘埃浓度密切相关，如在亚毫米波长处所见，并且在无星核心IRAS 2C处特别强烈。我们假设N2 H+通过与原恒星源IRAS 2A和B附近的冰粒释放的CO反应而被破坏。CS、HCO+和HCN具有明显受流出和流入影响的复杂线形。除了IRAS 2A的东西向急流外，该源附近的南北向速度梯度表明第二个垂直外流。这表明在距离IRAS 2A 0.3”（65天文单位）范围内存在一个双星伴星，它是这次外流的驱动源。速度梯度的其他解释，如在拱星包层旋转或一个单一的，广角流出是不太可能的。
2003-10-04 astro-ph
OVI Asymmetry and an Accelerated Outflow in an Obscured Seyfert: FUSE and HST STIS Spectroscopy of Markarian533
本文给出了用FUSE观测到的Seyfert2星系Mrk533的远紫外光谱。这些光谱显示出窄的不对称OVI 1032，1038发射线，具有较强的翼短于峰值波长，但这些翼在速度上的不对称程度远低于低电离线的翼。在组合OVI剖面中，流出中存在局部阻塞的边缘指示。CIII 977线被微弱地看到，具有类似的轮廓，但具有非常低的信噪比。这些FUV光谱是第一个2型塞弗特的光谱，即，一个据称是模糊的塞弗特Mrk533的HST STIS光谱图像可以描绘出外流的各种成分，我们推断外流是加速的。我们讨论的结果在核几何和运动学。
2006-03-31 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region. III. An Extensive Survey for Molecular Outflows
利用ASTE 10米亚毫米望远镜和1.4米红外巡天设备（IRSF），我们对猎户座分子云-2和-3区域进行了广泛的外流巡天。我们的调查，其中包括41个潜在的恒星形成网站，已被新编译使用多波长数据的基础上毫米和亚毫米连续观测以及无线电连续观测。利用ASTE 10 m望远镜对CO（3-2）的观测，我们探测到了14个CO分子外流，其中7个是新发现的。与相同区域的先前CO（1-0）结果相比，该较高的检出率表明CO（3-2）可能是更好的流出示踪剂。导出了这些流出物的物理性质及其可能的驱动源。推导出的参数进行了比较与低质量和高质量恒星形成区域的CO流出。我们表明，CO外流动量与驱动源的热光度和与信封质量，无论驱动源的质量。除了这些CO流出，还确定了7个具有近红外特征的排放源，这些特征暗示了流出。
2008-08-05 astro-ph
Submillimeter Continuum Properties of Cold Dust in the Inner Disk and Outflows of M82
在350、450、750和850微米波长下对星暴星系M82进行了深亚毫米（submm）连续成像观测，这些观测是用夏威夷詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米普通用户测辐射热计阵列（SCUBA）进行的。所呈现的地图包括从SCUBA数据档案中挖掘的submm数据的共同添加。这些共同添加的数据产生了迄今为止最深的M82亚毫米连续谱图，其中低水平的850微米连续谱已被探测到1.5kpc，比以前发表的任何该星系的亚毫米探测半径至少远10%。整体亚毫米形态和空间光谱能量分布的M82有一个一般的南北不对称性与H-α和X射线风一致，支持协会的扩展连续与尘埃颗粒从磁盘到晕的流出。新的数据提出了有趣的点的起源和结构的submm发射的内部磁盘的M82。特别是，水下呼吸器短波长的证据submm连续峰沿银盘不对称分布，表明内盘发射是再辐射尘埃浓度沿酒吧（或可能是螺旋），而不是边缘的尘埃环面，因为通常假设。来自史密森亚毫米阵列和后来的阿塔卡马大毫米阵列的更高分辨率的亚毫米干涉测量数据应该在空间上解决并进一步限制M82中报告的尘埃排放结构。
2008-12-18 astro-ph
Revealing the fastest component of the DG Tau outflow through X-rays
一些金牛座T型星显示出一种特殊的X射线光谱，可以用两种具有不同吸收柱密度的成分来模拟。我们试图解释软X射线成分在DG头，最好的研究这些来源，外流模型，考虑到其他波长的观测。我们通过光谱拟合约束流出属性，并采用简单的半解析公式来描述加热的X射线发射区域的冲击波的属性。X射线的发射与其产生的光学检测流出的最快和最里面的组件是一致的。这种X射线发射部件只需要总质量损失的一小部分。我们喜欢的模型要求冲击波速度在400到500公里/秒之间。当密度大于10^5 /cm ^3时，激波冷却区的所有尺寸都只有几个天文单位，因此即使在光学观测中也无法分辨。这种流出的X射线发射机制也可能在其他吸收较少的金牛T星中起作用，除了日冕和吸积点。
2008-11-11 astro-ph
A Highly Collimated, Young and Fast CO(2-1) Outflow in OMC1 South
我们利用亚毫米波阵列（SMA）对猎户座星云OMC 1南区进行了高角分辨率（~ 1“）、灵敏的CO（2-1）谱线观测。我们探测到了Rodriguez-Franco等人（1999 a）用IRAM 30 m首次发现的CO（2-1）高速外流。我们的观测分辨出了外流，其速度积分发射的去卷积宽度为0.89“\pm 0.06”（490 AU），投影长度为~ 48“（21，000 AU），具有非常高的红移和蓝移气体，速度约为\pm 80 km/s。这种外流是已报道的最准直（~ 3度）和最年轻的外流（600年）。数据显示，在过去的600年里，这种平行的外流一直朝着同一方向吹。在高速度下，CO（2-1）流出跟踪一个非常准直的射流，而在较低的速度下，CO排放跟踪一个信封可能产生的夹带环境气体。此外，我们还首次探测到一个毫米波长的连续源可能与一个I类原恒星，我们建议可能是这个准直流出的可能的激发源。然而，这个来源的辐射热光度似乎太低，无法解释强大的分子外流。
2005-05-02 astro-ph
X-ray/UV campaign on the Mrk 279 outflow: density diagnostics in Active Galactic Nuclei using O V K-shell absorption lines
模拟活动星系核中的电离外流的主要问题之一是外流风到中心源的未知距离。只有当密度已知时，才能通过电离参数确定该距离。在这里，我们研究基于0 V转变的密度诊断。已知OV具有密度依赖的亚稳态能级。我们研究人口的光电离平衡条件下的水平，并确定其参数范围内，他们可以有一个显着的人口。我们发现，共振线捕获起着重要的作用，在降低临界密度以上的亚稳态人口变得重要。我们调查的K-壳层吸收线从这些亚稳态水平。只要有足够的亚稳能级，相应的K壳层吸收线是可检测的，并且与源自基态的主吸收线很好地分离。然后，我们提出的钱德拉LETGS光谱的塞弗特1星系Mrk 279，可能会显示这些亚稳态水平的吸收线的存在下的第一次。由于观测到的最强谱线波长的不确定性以及预测波长的不确定性，目前还不可能确定。如果这条线确实是由于O V的吸收，那么我们推断到中心源的距离为一个光周到几个光月，这取决于额外加热过程的重要性。
2004-06-08 astro-ph
Spectroscopy of Stellar Jets, Outflows, and Young Stellar Objects with the Infrared Space Observatory
红外空间天文台（ISO）是一项非常成功的欧洲太空任务，它为我们提供了红外宇宙的无与伦比的视角，并为我们提供了数百个恒星形成区和两极外流的观测结果。其中三个仪器团队负责红外摄像机（CAM）和两台短波长和长波长光谱仪（分别为SWS和LWS），他们使用了很大一部分保证时间来研究YSO和流出光谱。在这里，我将简要回顾他们的一些主要发现，特别是水的检测，H2旋转发射线和其他复杂分子的存在。我将介绍HH 1-2，HH 7-11和Cep E的新光谱结果及其来源。最后，我将讨论从这些观测中得出的一些一般趋势，以及它们与使用J和C激波模型理解这些物体发射的相关性。
2001-01-04 astro-ph
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows IV. Magnetic or thermal collimation of winds into jets?
一个轴对称的MHD模型进行了分析研究，以说明一些关键方面的物理热和磁化的外流，起源于附近的环境中的一个中心引力体。通过分析流出的渐近行为，发现它们获得各种形状，如圆锥形，抛物面或圆柱形。然而，只有当磁箍缩可以忽略不计时，非圆柱渐近可以实现其对称轴上的流出是过压。在圆柱形射流型渐近中，流出的等离子体达到平衡，其中它被磁力或气体压力梯度限制，同时它被离心力或气体压力梯度支撑。在这两个制度（热或磁约束）射流可以找到取决于中央磁转子的效率。喷流的半径和终端速度的分析给出的总能量的跨极向流线的变化。大半径的射流和有效的加速时，最好的外部约束提供了磁箍缩和热压力的可比贡献。在大多数情况下，准直流线经历不同波长的振荡，这也是其他分析模型所发现的。流出到风和喷气机在不同的约束制度的演变的情况概述。
1999-06-07 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
Detection of HD in the Orion molecular outflow
我们报告了在星际介质中探测到氘代氢分子HD的电子基态内的红外跃迁。通过与国际标准化组织（ISO）短波光谱仪的深度集成，在猎户座（OMC-1）外流最亮的H_2发射区（峰1）探测到了19.43 μ m处的纯转动v=0-0 R（5）线。该谱线的~20”束流平均观测通量为（1.84 ± 0.4）10^-5 erg cm^-2 s^-1 sr^-1。上通量极限推导出其他16个旋转和振转HD线的波长范围为2.5至38微米。我们利用在同一位置观测到的H_2谱线的丰富谱线来校正消光，并在假设H_2和HD的激发条件相似的情况下导出了HD的总暖柱密度。考虑到部分离解气体中的非LTE HD能级粒子数，我们对暖HD柱总密度的最佳估计为N（HD）=（2.0+-0.75 10 ^16 cm^-2。热分子氢柱密度为（2.21+-0.24 10 ^21 cm^-2，因此相对丰度为[HD]/[H_2]=（9.0+-3.5 10 ^21 cm ^-6。考虑到在部分离解激波中HD相对于H_2的消耗，我们得到了热激波气体中氘的丰度，[D]/[H]=（7.6+-2.9 10 ^-6）。与先前在当地星际介质中的测定相比，我们暗示的氘丰度较低，但它与最近对猎户座的另外两个观测结果一致，表明那里的氘可能被显著耗尽。
1999-04-23 astro-ph
HST STIS Ultraviolet Spectral Evidence for Outflow in Extreme Narrow-line Seyfert 1 Galaxies: I. Data and Analysis
我们提出了两个极端的NLS 1，IRAS 13224-3809和1H 0707-495的HST STIS观测。光谱的特征在于非常蓝色的连续谱、宽的、强烈蓝移的高电离线（包括\ion{C}{4}和\ion{N}{5}），以及窄的、对称的中间-（包括\ion{C}{3} ]、\ion{Si}{3} ]、\ion{Al}{3}）和低电离（例如，\ion{Mg}{2}）线以其静止波长为中心。发射线的轮廓表明，高电离线产生的风，和中，低电离线产生的低速气体与吸积盘或风的基础。在本文中，我们提出了这两个对象的光谱分析，在同伴的文件中，我们提出了光电离分析和玩具风动力学模型。\ion{C}{4}的高度不对称的配置文件表明，它是由风的排放为主，所以我们开发了一个模板的风从\ion{C}{4}线。我们使用此模板和以静止波长为中心的窄对称线的组合来模拟光谱中的明亮发射线。我们还分析了一个比较样本的HST光谱从14个额外的NLS 1，并构建了相关矩阵的发射线和连续属性。观察到许多强相关性，包括涉及\ion{C}{4}线的不对称性的一些相关性。
2004-04-11 astro-ph
IRAS 21391+5802: The Molecular Outflow and its Exciting Source
我们目前厘米和毫米的气体和尘埃周围的IRAS 21391+5802，嵌入在IC 1396 N的核心中的中间质量源的观测。从3.6厘米到1.2毫米的连续观测被用来研究嵌入的对象和尘埃的总体分布，而CO，CS和CH 3OH的分子线观测被用来探测该地区流出的结构和化学。在厘米和毫米波长的连续辐射已经被分解成三个源，彼此间隔约15角秒，其中一个是BIMA 2，与IRAS 21391+5802有关。这个源周围的尘埃排放显示了一个非常扩展的信封，这占了5.1 Msun的大部分拱星质量。这个来源是一个强大的分子外流，在E-W方向延长，这提出了一个复杂的结构和运动学。而在高流出速度的流出是明确的双极，在低流出速度的蓝移和红移发射是高度重叠的，最强的发射显示出V形形态。流出跟踪CS和CH 3OH表现出两个分化良好的clueloblobes，两个突出的北方蓝移和红移团块。团块的弯曲形状和这些位置处的光谱形状与冲击材料一致。此外，CS和CH 3OH强烈增强对这些位置相对于典型的静态材料丰度在其他恒星形成区域。
2002-03-13 astro-ph
The very early afterglow powered by the ultra-relativistic mildly magnetized outflows
在坡印廷通量主导的伽马射线暴外流（电磁能流与粒子能流的初始比值$σ_0\gg1$）模型中，近一半的内耗散磁能转化为瞬发$γ-$射线能量发射，其余的转化为外流的动能。因此，在$γ-$射线暴的末端，$σ$显著减小（$σ\sim 1$或甚至更小）。我们数值研究了这种轻度磁化外流与均匀星际介质（ISM）或恒星风（WIND）相互作用的极早期反向激波发射。我们发现，对于$σ\sim0.05-1$和伽马射线暴的典型参数，ISM-喷出物相互作用和风-喷出物相互作用可以提供非常强的光发射（$m_{\rm R}\sim 10-12{\rm th}$量级或甚至更亮）。类似于由非磁化喷出物与外部介质相互作用提供动力的极早期余辉，ISM喷出物相互作用情况与WIND喷出物相互作用情况之间的主要区别在于，在反向激波穿过喷出物之前，前者的R波段发射通量迅速增加，而后者仅略有增加。(The摘要已缩短）。我们认为，早期的多波长余辉的线偏振检测是非常必要的，看看是否驱动伽玛暴的外流被磁化或没有。
2004-08-26 astro-ph
ISOCAM Molecular Hydrogen Images of the Cep E Outflow
本文用ISOCAM图象分析了CepheusE（Cep E）在v=0-0 S（5）6.91 μ m和S（3）9.66 μ m分子氢谱线上的“嵌入”流出的物理特性。我们发现，在基态振动H_2谱线中，Cep E流出的形态与近红外v=1-0 2.12 μ m谱线的形态相似.在这些中红外波长处，我们没有检测到几乎垂直于Cep E 2.121 μ m气流的第二次H2流出，或者沿着第二次12 CO J = 2-1流出以52度角的H2发射的痕迹，下降到12 - 46 uJy/arcsec square的表面亮度。我们确实在6.91 μ m处检测到主要H2和CO流出的可能来源，IRAS 23011+6126，并表明使用HiRes图像在所有IRAS波段中很容易看到该来源。在9.66 μ m处没有检测到源，但我们认为这与星际消光曲线一致，该曲线在7 μ m处具有最小值，但由于强吸收硅酸盐特征，在这种情况下通过围绕0类物体的茧增强了9.7 μ m。这个想法是支持我们的模型的光谱能量分布（SED）的中心对象。模型假设不透明度的主要来源是由于裸露的硅酸盐，我们对SED的最佳拟合产生了17个太阳质量的包层总质量和18 K的尘埃温度。
1998-06-25 astro-ph
Is the Cepheus E Outflow driven by a Class 0 Protostar?
新的早期释放观测仙王座E流出和它的嵌入源，获得了斯皮策太空望远镜。我们发现驱动源在所有4个IRAC波段都被检测到，这表明传统的0类分类虽然基本上是正确的，但需要适应新的高灵敏度红外阵列及其检测深度嵌入源的能力。IRAC，MIPS 24和70微米的新光度点与原恒星周围冷而致密的包络所占的光谱能量分布一致。Cep E外流，不像它更著名的表亲HH 46/47外流，在近红外和中红外波长显示出非常相似的形态，并在24微米处被检测到。稠密的分子气体（Cep E所在的地方）和密度较小的星际介质之间的界面，通过8和24微米的发射可以很好地追踪，这是新的IRAC和MIPS图像中最奇特的特征之一。IRS对气流北瓣的观测证实，大部分的辐射是由相对冷（Tex~700 K）和稠密（N{H}~9.6E20 cm-2）的分子气体激发的纯H2转动跃迁引起的。
2005-06-28 astro-ph
Evidence for variable outflows in the Young Stellar Object V645 Cygni
作为大规模年轻恒星天体（MYSO）的红色MSX源调查的一部分，我们对着名的天体V645 Cygni进行了多波长跟踪观测。我们提出了关于这个物体的数据，它的近红外光谱是特殊的，并将这些数据与以前的观测结果结合起来。我们对天鹅座V645的观测包括近/中红外成像观测、13 CO2 -1谱线观测和高信噪比速度分辨近红外光谱观测。光谱显示了天鹅座P-Cygni的氢Brackett发射，与高速恒星风一致。一个红移的发射分量的近红外发射线的数量也被发现。这与H α线中的类似分量有关。还发现V645 Cyg具有可变的CO第一泛音带头发射。数据清楚地表明，V645 Cyg的流出量是可变的。在先前发表的光谱中，未识别的特征被确定为每秒2000公里的后退外流。在氢和氦原子线以及CO分子线中发现的这种特征的性质仍然是一个谜。
2006-06-27 astro-ph
Accretion and Outflow in the AGN and Starburst of NGC 5135
钱德拉X射线天文台对塞弗特2和星暴星系NGC 5135的观测表明，这两种现象都对它的X射线发射有很大的贡献。我们在空间上隔离了活动星系核（AGN），并证明它完全被柱密度N_H > 10^{24} cm^{-2}所遮蔽，在钱德拉带通中只能探测到一个强再处理的弱连续谱和一条等效宽度为2.4 keV的显著铁K α发射线。大部分的软X射线辐射，无论是在活动星系核附近，并在几个kpc的空间尺度上延伸，是碰撞激发的等离子体。我们将这种热辐射归因于恒星过程。活动星系核只在能量超过4keV时才主导X射线的发射。在远红外波段的光谱能量分布中，几乎所有低于10 keV的出射光度都是由于恒星的形成，而不是活动星系核。
2003-10-22 astro-ph
A multi-wavelength study of the oxygen-rich AGB star CIT 3: Bispectrum speckle interferometry and dust-shell modelling
CIT 3是一颗沿AGB演化的富氧长周期变星，也是最远红外AGB天体之一。我们提出了第一个双谱散斑干涉观测CIT 3在J-，H-和K '-波段（分辨率：48 mas，56 mas和73 mas）。干涉图是用俄罗斯SAO 6米望远镜获得的。虽然CIT 3在H-和K '-带中呈现几乎球对称，但它在J-带中沿着位置角为-28 °的对称轴明显伸长。可以识别出两种结构：一个紧凑的椭圆形核心（偏心率~0.8）和一个较暗的西北扇形结构（全开角~40度）。我们进行了广泛的辐射转移计算，并与光谱能量分布，我们的1.24，1.65和2.12微米可见度函数和11微米ISI干涉法进行了比较。最好的模型是一颗冷的中心恒星（Teff= 2250 K），周围环绕着光学厚度的尘埃壳（τ_V = 30）。中心恒星直径为10.9质量，内部尘埃壳直径为71.9质量。尘埃壳内缘位于r_1= 6.6Rstar处，温度T_1= 900 K。一个包含内部均匀外流壳层区域（rho~1/r^2; r < 20.5 r_1）和外部区域（rho ~ 1/r^1.5）的双分量模型被证明能给出与观测值最佳的总体匹配。在流出速度保持恒定的情况下，外壳中较浅的密度分布表明，在CIT 3过去，质量损失随着时间的推移而减少。采用vexp= 20 km/s，则质量损失减少的终止和均匀流出阶段的开始发生在87年前。现在的质量损失率可以确定为Mdot …
2001-10-04 astro-ph
Dust emission from young outflows: the case of L1157
我们提出了新的高灵敏度1.3毫米测辐射热仪观测年轻的外流L1157。这些数据表明，连续辐射来自四个不同的组成部分：一个拱星盘，一个原恒星的信封，一个扩展的扁平信封-在其中形成原恒星的分子云的致密残余物-和流出本身，这代表了总流量的20%。流出辐射有两个峰值，与L1157南叶的两个强震相吻合。我们表明，毫米连续的热尘埃排放所产生的高速材料占主导地位。根据Shirley等人（2000年）新的1.3毫米数据和850 mu观测数据得出的光谱指数，外流中的光谱指数约为5，明显高于原恒星包层中的光谱指数（约为3.5）。这可以解释为850亩地图的一个重要的线污染，和/或在两个地区的不同的灰尘特性，可能是较小的颗粒在冲击后的外流地区。我们的观察表明，双极外流可以呈现紧凑的发射峰，这绝不能被误解为原恒星凝聚映射恒星形成区域时。
2003-02-24 astro-ph
Synergy of multifrequency studies from observations of NGC6334I
我们结合了从毫米到近红外波长的多频观测，展示了H2，CO和NH3排放的空间分布，这些都是NGC 6334 I中深埋源流出驱动的各种冲击的表现。除了众所周知的东北-西南外流，我们还通过结合APEX，ATCA，SMA，Spitzer和VLT/ISAAC的观测，在该地区发现了至少一个外流。将讨论潜在的驱动源。NGC 6334 I显示出一些活跃的恒星形成迹象，将成为未来赫歇尔和ALMA等天文台的主要目标。
2008-11-15 astro-ph
The impact of shocks on the chemistry of molecular clouds: high resolution images of chemical differentiation along the NGC1333-IRAS2A outflow
本文详细研究了与低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A相关的流出物中的化学物质，其尺度为3”（650 AU）。介绍了OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测以及Onsala 20米望远镜和CSO的（亚）毫米单碟观测。高准直的原恒星流出物与来自中央原恒星的分子凝聚物~15000 AU的相互作用清楚地被HCN、SiO、SO、CS和CH 3OH等分子物质追踪。特别是SiO痕迹之间的流出和分子凝聚的界面处的一个狭窄的高速组件。多过渡单碟观测用于区分化学冲击的分子凝聚，并解决其中的物理条件。统计平衡计算表明，静态和冲击分量的温度分别为20 K和70 K，密度接近10^6 cm^{-3}。在冲击区，CH_3OH、SiO和含硫分子的丰度显著增加，增加了2 ~ 4个数量级。HCO+仅在地震后出现，这与地震中HCO+通过谷物地幔释放H2O而被破坏的模型一致。N2 H+显示窄线，不受外流的影响，而是探测周围的云。HCN，H2 CO和CS的丰度的差异被认为是不同的流出区域之间，并建议有关的原子碳丰度的差异。相比，温暖的内部部分的原恒星信封，更高的丰度，特别是CH 3OH和SiO被发现在外流，这可能是有关的区域之间的密度差异。
2003-11-05 astro-ph
ATCA 3mm observations of NGC6334I and I(N): dense cores, outflows and an UCHII region
目的：在高空间分辨率下研究来自大质量双核NGC 6334 I和I（N）的稠密气体、流出流和连续辐射。研究方法：我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3.4mm波长连续谱以及CH_3CN（5_K-4_K）和HCN（1-0）谱线发射对该区域进行了成像。结果如下：虽然NGC 6334 I的连续辐射主要追踪UCHII区域，但在NGC 6334 I（N）方向，我们检测到来自四个先前确定的尘埃连续凝聚的线辐射，这些尘埃连续凝聚具有原恒星或前恒星性质。在这两个区域的两个原恒星凝聚体中，在能量高达128 K的所有K分量中都检测到了CH 3CN（5_K-4_K）线。我们发现线宽增加K的所有来源，这表明更高程度的内部运动更接近中央原恒星。对于NGC 6334 I中的主要mm和CH 3CN源，我们发现了大致垂直于大规模分子流出的速度梯度。这可以被解释为一个吸积盘的特征，尽管其他情况，例如，一个未解决的双重来源，也可以产生类似的签名。没有发现任何其他来源的类似特征。HCN对致密气的示踪效果不好，但以分子流出为主。虽然NGC 6334 I的外流显示出正常的哈勃定律的速度结构，但数据表明NGC 6334 I（N）的旋进外流接近天空平面。此外，我们观察到一个宽的（~15.4km/s）HCN吸收线，比以前观察到的CH_3OH和NH_3吸收线宽得多。几种解释的差异进行了讨论。
2008-01-11 astro-ph
The Connection between Ultraviolet and X-ray Outflows in AGN: the case of PDS 456
活动星系核的高速外流是一个众所周知的现象，在紫外/光学宽吸收线。最近，在X射线中报告了类似的、可能相关的流出。最极端的例子是在附近的发光类星体PDS 456，它显示出一个巨大的，高速（50000 km s-1），高电离X射线流出10太阳质量yr-1。在这里，我们提出了紫外光谱PDS 456所观察到的哈勃太空望远镜。我们发现紫外光谱也是极端的，显示出非常宽的发射线，CIV 1549蓝移了5000 km s-1，宽的Ly-alpha吸收谷蓝移了14000-24000 km s-1。没有看到强的、宽的高电离吸收特征。我们将PDS 456的UV和X射线光谱组合解释为减速冷却流出物的特征，其可能由辐射和/或磁场驱动。这种流出可能是一些宽发射线和吸收线气体的来源。
2005-03-14 astro-ph
Outbursts of Classical Symbiotics: Multi-Wavelength Observations of the 2000-2001 Outburst of Z Andromedae
我们描述了共生双星爆发的多波长监测计划的第一个结果。原型共生恒星Z仙女座在其当前（正在进行的）爆发期间被广泛观察到无线电，光学，远紫外线和X射线波长。这些观测结果提供了证据，证明最初的遮蔽或电离辐射源是由光学厚壳层物质，以100 km/s的速度流出，加上红巨星风的碰撞激发和冲击加热。此外，光学光变曲线揭示了在上升和下降的光学最大值的时间尺度上的变化，短至几天。
2001-10-02 astro-ph
On the Column Density of AGN Outflows: the Case of NGC 5548
我们重新分析了NGC 5548中本征吸收体的HST高分辨光谱数据，发现CIV吸收柱密度至少比以前确定的大4倍。这种增加是由于考虑了吸收体的运动学性质，以及我们得出的结论，即流出物不覆盖该物体的窄发射线区域。改进的柱密度测定开始弥合在X射线中测量的高柱密度与先前从UV线推断的低柱密度之间的差距。结合我们在高光度类星体外流的研究结果，这些结果表明，传统的测量柱密度的技术：等效宽度，曲线的增长和高斯建模，是有限的价值时，适用于与活动星系核外流的吸收。
2002-04-04 astro-ph
Six supersoft X-ray binaries: system parameters and twin-jet outflows
比较了CAL 83、CAL 87、RX J 0513.9 -6951、1 E 0035.4-7230（SMC 13）、RX J 0019.8 +2156和RX J 0925.7 -4758等超软X射线双星的性质。对具有相同分辨率和波长覆盖范围的光谱进行了比较。还提出了一些新的光度学方法。H和He II的主发射线的等效宽度在这些源之间相差超过一个数量级，尽管最高电离线（例如O VI）的等效宽度非常相似。在个别系统中，不同离子的速度曲线在相位和振幅上往往不同，但那些相位与光变曲线一致的曲线（意味着这些线形成于致密恒星附近）给出的质量分别为$\sim 1.2M_{\odot}$和$\sim 0.5M_{\odot}$。这一发现与目前流行的超软二进制的理论模型相冲突。三个最高光度的来源显示出“喷流”流出的证据，速度为$\sim 1-4 \times10^3 km/s$。在CAL 83中，He II 4686 Xe剖面的形状继续显示出这些喷流可能以$\sim 69$天的周期进动的证据。
1998-04-22 astro-ph
Fast outflows in compact radio sources: evidence for AGN-induced feedback in the early stages of radio source evolution
我们提出了中等分辨率，宽波长覆盖范围的光谱的完整样本的14个紧凑的无线电源采取的目的是调查的影响，核活动的环核（ISM）在早期阶段的无线电源的演变。我们观察到的空间扩展线发射（高达20千秒差距）在大多数的来源，这是一个静态的晕一致。在核孔中，我们观察到广泛的，高度复杂的发射线轮廓。[O III]5007线的多重高斯模型揭示了2-4个分量，其相对于晕的半高宽和蓝移可达2000 km/s。我们解释这些广泛的，蓝移的组件作为流出的材料，并讨论了喷气驱动流出的运动学证据。与文献中的样本比较表明，紧凑的无线电源港口更极端的核运动学比他们的扩展同行，在我们的样本中看到的趋势与更大的速度在较小的来源。观测到的速度也可能受到相对于观测者视线的源方向的影响。九个来源与HI吸收有关。与光学发射线气体一样，HI分布通常非常复杂，大多数检测到的成分显著蓝移，追踪中性气体中的流出。根据Holt等人（2003年）对PKS 1345 +12的建议，对样品进行了ISM分层测试（FWHM/电离电位/临界密度），但我们使用Spearman秩分析发现样品中没有显著趋势。这项研究支持的想法，紧凑的无线电源是年轻的无线电大声活动星系核在其演化的早期阶段，目前通过极端的环核流出脱落其出生茧。
2008-02-11 astro-ph
Accretion and Outflow in Interacting Binary Systems: FUSE Observations of the Novalike Cataclysmic Variable, UX Ursae Majoris
我们目前的远紫外（905 - 1182 A），时间序列光谱的日食，novalike激变变量，UX UMa，获得与FUSE。时间平均谱是复杂的，并且由重叠的谱特征主导。最突出的特征是CIII、NIII、NIV和OVI的发射线。它们是宽的（FWHM >= 1800 km/s）和双峰的，在零速度下具有中心吸收。在日食期间，光谱更简单：发射线仍然明亮，但线的吸收成分和发射线之间较弱的特征完全消失，留下平坦的连续谱。这种行为在我们从HST档案中检索到的GHRS（1149 - 1660 A）光谱中也很明显。FUV光谱在几分钟的时间尺度上显示闪烁。闪烁主要出现在连续谱和/或较弱的谱线中，而不是突出的发射谱线中。轨道光变曲线在轨道相位0.45 - 0.65之间的FUV通量有一个下降，类似于在HST观测中检测到的食前下降。线吸收特征的EW在下降期间减小。我们已经探测到轨道周期上光谱特征的系统波长偏移，但相位滞后约20度，这是在光学波长上报告的现象。我们讨论的背景下，一个吸积盘与色球之间的磁盘和扩展风的模型，我们的结果的影响。最后，我们注意到，观测到的FUV通量太低，与Baptista等人（1995）推导的WD的温度和半径不一致，这表明他们剩余的二元参数，包括质量比为1，应该持怀疑态度。
2002-10-17 astro-ph
Accretion and plasma outflow from dissipationless discs
我们考虑一个极端的情况下，光盘吸积到一个引力中心时，在光盘的粘度可以忽略不计。吸积物质的角动量和转动能是由从圆盘流出的磁化风携带的。物质从圆盘中流出是由于Blandford & Payne（1982）的离心机制。假设圆盘是冷的。吸积和流出由能量守恒、质量守恒和角动量守恒联系起来。外流的基本性质，角动量通量和能量通量的每个粒子在风中，不依赖于吸积盘的结构的细节。在自相似吸积/流出的情况下，吸积率$\dot M$在光盘依赖于光盘半径$r$的法律$\dot M \sim r^{1\over2(α^2-1)}$，其中$α$是一个无量纲阿尔文半径。在$α\gg 1$的情况下，盘中的吸积是由盘中非常弱的物质流出提供的，并且流出主要发生在盘的非常中心的部分。在工作中获得的解决方案提供的机制，转换成外流风的能量的效率接近100%的吸积物质的引力能。最终的速度可以基本上超过开普勒速度在风发射的网站。这种机制使我们能够理解具有低光度盘和高能喷流的天体物理对象的性质。
2008-09-02 astro-ph
The Giant Flare from SGR 1806-20 and its Radio Afterglow
简要回顾了SGR 1806-20对2004年12月27日巨耀斑（GF）及其长寿命射电余辉的多波长观测。GF似乎是由中子星表面附近磁场的剧烈重新配置产生的，可能伴随着地壳的断裂。超过10^46尔格（各向同性当量）的爆炸性释放提供了一个单侧的轻度相对论外流。外流产生了一个新的扩大的射电星云，在GF一年后仍然可见。也被认为是在GF的总能量，在流出的能量和质量的约束，和外部密度，以及可能的影响短伽马射线暴和高能量中微子，光子，或宇宙射线的潜在签名。一些可能的未来的意见，这和其他GF的简要讨论。
2006-09-21 astro-ph
