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
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
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
Impact of tangled magnetic fields on AGN-blown bubbles
越来越多的人认为，来自活动星系核的反馈是阻止星系团冷却流的主要机制。活动星系核会膨胀出浮力气泡，为团内气体（ICM）提供机械能。高雷诺数流体动力学模拟表明，这样的气泡得到完全中断1亿年内，因为它们在集群大气中上升，这是相反的观察。这种人工混合对试图量化冷核心星系团中的热量和恒星形成的模型产生了影响。有人提出，磁场可以稳定气泡，防止破裂。我们使用高阶PENCIL程序对存在纠缠磁场的化石气泡进行了MHD模拟。我们重点讨论了热压力超过磁压力的物理驱动情形，考虑了具有和不具有最大螺旋度的随机取向场以及大尺度外场覆盖气泡的情形，发现螺旋度具有一定的稳定作用。然而，除非磁场的相干长度超过气泡尺寸，否则气泡很快被撕碎。由于对Hydra A的观察表明，磁场的长度尺度可能小于典型的气泡尺寸，这可能表明其他机制，如粘度，可能是稳定气泡的原因。然而，由于法拉第旋转观测的射电瓣不约束大规模的ICM领域，如果他们与气泡表面对齐，覆盖的情况下，可能是一个可行的替代解决方案的问题。在我们的模拟中发现的一个通用功能是磁尾流的形成，其中场是有序和放大的。我们认为，这种效果可以防止蒸发的冷Halpha灯丝在英仙座集群中观察到的热传导。
2007-03-30 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
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
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
Turbulence driven by outflow-blown cavities in the molecular cloud of NGC 1333
年轻恒星的外流被认为是分子云中湍流的可能来源。为了研究外流，云动力学和湍流之间的关系，我们比较了与NGC 1333相关的分子气体的运动学，在13 CO（1-0）中追踪，年轻恒星物体（YSO）的分布。我们发现13 CO中的速度色散为1-1.6 km/s，在整个云中没有显着变化，并且与从光学和亚毫米观测中确定的附近年轻恒星流出的数量无关。然而，从速度通道图中，我们确定了约20个空洞或凹陷的1 - 3 CO强度的规模> 0.1-0.2秒差距和速度宽度1-3公里/秒。在个体速度通道图和位置速度图中，空腔都表现出边缘增亮的边缘，表明它们正在缓慢扩张。我们将这些空洞解释为过去YSO外流活动的残余：如果这些空洞目前是空的，它们将在一百万年的时间尺度上填充。这可能超过了YSO外流相的寿命，或者中心恒星通过空腔的渡越时间，这解释了空腔和YSO外流之间没有任何明确的相关性。我们发现，与空腔的膨胀相关的动量和能量沉积足以为云中的湍流提供动力。通过这种方式，我们得出结论，空腔是一个重要的中间步骤之间的转换YSO外流的能量和动量到云湍流运动。
2005-07-22 astro-ph
The observable Metal-enrichment of Radiation-driven+Wind-blown HII Regions in the Wolf-Rayet Stage
从恒星演化模型和对沃尔夫-拉叶星的观测可以得知，大质量恒星在沃尔夫-拉叶阶段通过强烈的恒星风释放出富含金属的气体。虽然HII区的光谱可以作为诊断来确定星际介质的化学成分，但目前还没有可靠的方法来探索诊断HII气体已经被化学处理过的恒星风物质污染到什么程度。因此，在最近的一篇论文中，我们分析了我们的模型辐射驱动和风吹HII气泡周围的孤立的85 Msun星与原来的太阳金属相对于其化学丰度。虽然热星风泡（SWB）在WN阶段富集14 N，在WC阶段富集更高的12 C和16 O，但我们发现在恒星寿命结束时，热电离气体中示踪元素N和O的质量比并不显著高于太阳，而C的富集度比太阳高22%。富集元素从热的SWB到冷的气体的传输主要通过热气体与在SWB壳的背面的冷却器的混合而发生。
2007-02-11 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
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
A Supergiant Supernova-Blown Bubble in the Spiral Galaxy NGC 1620
NGC 1620是一个高度倾斜的旋涡星系，在距中心$α$ 11 kpc的外盘中有一个半径为3 kpc的大尺度弧形特征。这个弧形特征的不寻常之处在于它的恒星性质以及在其中心存在一个发光的星团。弧分裂成HII区复合体和OB星团，并显示出两个扭结的光学连续光。它在我们的U图像上跨越220 $^{\circ}$的角度，在未锐化的掩蔽R图像上跨越完整的（尽管是碎片的）圆。它的中心是一个年轻的星团，这是除了星系核之外蓝色光学连续光中最明亮的星团。这个中央星团具有UBR的颜色，表面亮度与其他HII区域相似，但它是一个相对较弱的H $α$发射体。它由至少三个未解决的凝聚在光学连续光。它位于弧的中心，在银河系中的突出表明它已经是几代超新星爆炸的地点，这些爆炸将周围的气体卷入超级壳层。当它达到$0.5-1$ kpc的半径时，这个壳层变得重力不稳定，形成了现在描绘弧的恒星。膨胀弧的生存对随机恒星运动和弧中恒星的年龄所施加的限制产生了最小400和最大6500超新星所需的能量输入。在这种情况下，弧表面亮度的不对称性反映了NGC 1620圆盘中气体密度的径向梯度，而扭结反映了原始气体分布相对于中心星团的不均匀性。超新星超泡至少在$5 \times 10^7$年前形成，
1994-12-06 astro-ph
Structure and Dynamics of Candidate O Star Bubbles in N44
对超级气泡和沃尔夫-拉叶环形星云的动力学研究表明，它们与标准的风吹气泡绝热模型存在差异。因此，我们研究了三个候选气泡吹单O星的物理性质和运动学，以评估这些差异是否也发现在这些简单的对象。我们的候选样本是N44 F、N44 J和N44 M，它们位于大麦云星云中HII复合体N44的外围。我们已经获得了这些物体的地面和HST发射线图像和高色散阶梯光谱。根据这些星云的H α光度和[OIII]/H α比值，我们估计N44 F、N44 J和N44 M的电离星光谱类型分别为O 7V、O9.5V和O9.5V。我们发现观测到的N44 F的膨胀速度为12 km/s，这与标准气泡模型预测的中心电离星的恒星风光度是一致的。观测到的N44 J和N44 M的膨胀速度上限也与预期值一致，在不确定性范围内。我们还报告了在N44 F中发现的强烈定义的尘埃柱，类似于在鹰星云中看到的。这些致密尘埃的光蒸发特征在运动学上可能很重要，实际上可能决定着壳层的演化。因此，光蒸发过程的列入可能会破坏所观察到的气泡动力学和简单的绝热模型之间的明显协议。
2002-08-23 astro-ph
A Simple Measurement of Turbulence in Cores of Galaxy Clusters
利用一个简单的模型，研究了湍流对活动星系核喷流活动在星系团核心产生的气泡运动的影响。我们关注的湍流尺度大于气泡的大小。我们发现，对于一个年龄约为10^8年的气泡对，如果湍流的速度和尺度分别为约250 km s^-1和约20 kpc，则从团簇中心到两个气泡的两个矢量之间的投影角应约> 90度，它们到团簇中心的投影距离之比应约< 2.5。在英仙座星系团中观测到的气泡位置表明，该星系团的湍流速度约为100 km/s。
2005-08-10 astro-ph
Where's the Disk?: LBV bubbles and Aspherical Fast Winds
以前的研究已经解释了LBV星云的形状，例如eta Car，通过调用各向同性的快速风与先前沉积的缓慢的非球面风（“慢环面”）的相互作用。在这项工作中，我专注于相反的情况下，一个非球面的快风扩展到以前沉积的各向同性的慢风。使用高分辨率的流体动力学模拟，其中包括辐射冷却的影响，我已经完成了一系列的数值实验，以测试是否以及如何非球面快风吹气泡形态的影响。模拟结果表明，非球面快风可以产生强的双极外流，并恢复一些重要的方面
1997-05-02 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
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
Where's the Doughnut? LBV bubbles and Aspherical Fast Winds
在本文中，我们解决的问题的起源LBV双极泡。以前的研究已经解释了LBV星云的形状，例如$η$ Car，通过调用各向同性快风与先前沉积的缓慢非球面风（"慢环面“）的相互作用。在本文中，我们专注于相反的情况下，一个非球面的快风扩展到一个先前沉积的各向同性的慢风。使用高分辨率的流体动力学模拟，其中包括辐射冷却的影响，我们已经完成了一系列的数值实验，以测试是否以及如何非球面快风吹气泡形态。我们的实验探索了各种模式的快速风气流参数的纬向变化。模拟结果表明，非球面快风可以产生强双极外流。此外，流出的性质恢复了一些重要方面的LBV泡沫，以前的“慢环”模型不能。
1998-05-12 astro-ph
Plasma Turbulence in the Local Bubble
局部气泡中的湍流可能在那里的气体热力学中扮演重要角色。测量天体物理等离子体中湍流的最佳天文技术是无线电闪烁。Philips和Clegg在1992年对附近脉冲星B 0950 +08的散射水平进行的测量表明，视线平均湍流强度参数$<C_N^2>$的值明显低于对其他脉冲星观测到的值，这与无线电波通过高度稀薄等离子体的传播相一致。在本文中，我们讨论了自那时以来所取得的观测进展。目前，有四个观察者（B 0950 +08，B1133+16，J 0437 -4715和B 0809 +74）的视线似乎主要位于本地泡沫内。星际磁场沿这些视线的平均密度和视线分量都小于恒星的标称值，但没有预期的那么多。四颗星中的三颗也有星际闪烁的测量。参数$<C_N^2>$的值对于其中两个小于正常值，但是对于第三个完全是标称值。这种不确定的状况可以通过测量和分析恒星“次级光谱”中的“弧”来改善。
2008-06-05 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
Subgrid Modeling of AGN-Driven Turbulence in Galaxy Clusters
由活动星系核（AGN）提供动力的热而密度不足的气泡可能在阻止冷核星系团中心的灾难性冷却方面发挥关键作用。我们提出了三维模拟，捕捉这种气泡的演变，使用自适应网格流体动力学代码，FLASH 3，我们已经添加了一个亚网格模型的湍流和混合。虽然纯水模拟表明，AGN气泡被打乱到分辨率依赖的口袋中的密度不足的气体，适当的亚网格湍流建模表明，这是一个很差的近似湍流级联，继续远远超出分辨率限制。相反，瑞利-泰勒不稳定性有效地将加热区域与其周围环境混合，同时将其保留为相干结构，与观测结果一致。因此，当气泡在流体静力学的团内介质（ICM）中向外移动时，它们就变成了混合物质的热云，就像大型空中爆炸在地球的流体静力学大气中上升时会导致独特的“蘑菇云”结构一样。正确地捕捉这些云的演变对许多ICM属性具有重要意义。特别是，它显着改变了活动星系核对熵和金属在冷核集群，如英仙座的分布的影响。
2008-06-19 astro-ph
Hot Gas in the Circumstellar Bubble S308
S308是由WN 4恒星HD 50896吹出的拱星气泡。它是仅有的两个显示出可探测到的弥散X射线发射的单星气泡之一。我们获得了S308西北象限的XMM-牛顿EPIC观测。弥散X射线辐射显示出边缘增亮的形态，从弥散X射线辐射的外缘到星云壳的外缘有一个明显的间隙。漫发射的X射线光谱非常柔和，并且与温度约为1.1x10^6 K的富氮等离子体的光学薄等离子体模型很好地拟合。可能存在较热的气体成分，但其温度没有得到很好的限制，因为它对观测到的X射线通量的贡献小于6%。S308的总X射线光度，从明亮的西北象限外推，是<=（1.2+-0.5 x10 ^{34}尔格/秒。我们利用观测到的气泡动力学和S308内部热气体的物理参数，结合Garcia-Segura & Mac Low（1995）的拱星气泡模型，证明了X射线发射气体必须由混合的星云物质主导。
2003-09-05 astro-ph
Why a Single-Star Model Cannot Explain the Bipolar Nebula of Eta Carinae
我研究角动量的演化在1837年至1856年大爆发的大质量恒星船底座伊塔。我发现，新的估计质量吹在那次喷发意味着，埃塔车的信封基本上自旋下来，在20年的喷发。单星模型，其中大部分要求信封旋转接近分裂速度，不能解释双极星云（侏儒）形成的物质喷出的爆发。侏儒的动能和动量进一步限制了单星模型。我讨论如何埃塔汽车可以适应一个统一的模型，形成双极叶，两个相反的喷射膨胀两个叶（或气泡）。这些喷流是由一个吸积盘吹来的，在恒星物体周围的双极星云的情况下，这需要恒星伴星。
2004-05-16 astro-ph
Relic gravitational waves from colliding bubbles and cosmic turbulence
在宇宙学一阶相变过程中，至少有两种不同的机制可以产生引力波的随机背景：真实真空泡的碰撞和宇宙流体中的湍流。我比较这两个贡献，分析它们的相对重要性为一个通用的相变。特别是，一阶电弱相变预计将产生一个引力波信号，其峰值频率今天正好落在计划中的空间干涉仪LISA的频带内。对于这种过渡，我找到了相关参数的约束，以产生一个信号的灵敏度范围内的LISA。结果是跃迁必须是强一阶跃迁，α> 0.2。在这种情况下，来自湍流的信号比来自碰撞气泡的信号占主导地位。
2003-03-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Discovery of kHz Fluctuations in Centaurus X-3: Evidence for Photon Bubble Oscillations (PBO) and Turbulence in a High Mass X-ray Binary Pulsar
我们报告的kHz波动的发现，包括准周期振荡（QPO）在~330 Hz和~760 Hz和宽带kHz连续的高质量X射线脉冲双星半人马座X-3的功率密度谱。这些对Cen X-3的观测是用Rossi X射线定时探测器（RXTE）进行的。波动谱从mHz到几Hz是平坦的，然后在几Hz到~100 Hz之间变陡到$f^{-2}$行为。在100 Hz以上，频谱显示QPO特征，加上延伸到~1200 Hz然后下降到~1800 Hz的平坦连续区。这些结果，其中需要共同添加三天的观测的Cen X-3，至少是一样快，已知的最快的变化X射线发射的吸积致密物体（kHz QPO在LMXB源），并可能更快，因为扩展到~1800赫兹是最有可能的参数化的数据表示。多维辐射流体动力学模拟的光学厚等离子体流的磁极的吸积中子星表明，在100 Hz以上的频率波动是一致的光子气泡湍流和振荡（PBO）先前预测的可观察到在这个源。对于0.25弧度的极冠张开角，我们表明，100 Hz以上的频谱形式再现的模拟，包括QPO的频率和相对功率的QPO和kHz的连续。这导致了第一个依赖于模型的测量极帽大小的X射线脉冲星。
1999-09-07 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
The Evolution of Supernovae in the Winds of Massive Stars
我们研究了超新星遗迹在星周介质中的演化过程。这种相互作用的性质进行了研究，并详细研究了35 $\msun$星的具体情况。在这种情况下，SN冲击波的演变可能与其他在风吹气泡中演变的SNR有关，特别是SN 1987 A。
2004-03-08 astro-ph
The Interstellar Environment of Filled-Center Supernova Remnants III: The Crab Nebula
本文利用DRAO综合射电望远镜和Effelsberg 100 m射电望远镜的2.75'和9'分辨率数据研究了蟹状星云的HI环境。没有明确的证据表明螃蟹和周围的HI之间的相互作用，螃蟹可能位于一个大规模的边界内，低密度的HI分布的空隙。确认了蟹状星云附近存在一个风吹HI气泡，并建议为这个气泡提供动力的不明恒星是沿着蟹状星云视线检测到的恒星风物质的原因。
1999-03-26 astro-ph
Stellar wind bubbles around WR and [WR] stars
我们使用数值模拟研究了贫氢恒星周围的恒星风气泡的动力学与时间和离子相关的冷却。我们考虑两种类型的缺氢恒星，大质量WR恒星，产生环形星云，和低质量[WR]恒星，产生行星状星云。我们发现，对于行星状星云，氢缺乏风的不同冷却特性导致后来从动量到能量驱动的流动，这可以解释这些星云观察到的湍流。我们发现，环形星云应该都是能量驱动的，并显示如何比较泡沫的动量和动能的输入风的动量和动能，可以给误导信息的动态泡沫。
2002-09-28 astro-ph
