No evidence for internal rotation in the remnant core of the Sagittarius dwarf
我们使用英澳望远镜上的AAOmega摄谱仪对人马座矮星系的内部区域进行了光谱测量。我们测定了6个区域中超过1800颗Sgr恒星成员的径向速度，这些区域覆盖18.84度^[2]的区域，典型的精度为~2 km/s。最近的数值模型预测大量的旋转在矮残核的Sgr潮汐流的动机，我们比较运动学数据对N体模型模拟流祖（i）压力支持，质量跟随光系统，和（ii）一个晚型，旋转盘星系嵌入在扩展的暗物质晕。我们发现，几乎没有或没有内在旋转的模型显然产生更好的匹配，在所有调查领域的平均视线速度，但未能重现视线速度分布的形状。这一结果排除了模型，其中观察到的突出的分叉在领先的尾部的Sgr流所造成的固有角动量从祖卫星到潮汐流的转移。这也意味着年轻的潮汐尾的轨迹没有受到祖先系统内旋转的影响。我们的发现表明，新的，更精细的动力学模型，其中的黑暗和明亮的组件被独立处理，是必要的，同时再现的内部运动学的Sgr矮星和相关的潮汐流的可用数据。
2010-11-29 astro-ph.GA
The last breath of the Sagittarius dSph
我们使用的天体测量和光度数据从盖亚数据发布2和视线速度从各种其他调查研究的人马座矮星系的三维结构和运动学。结合测光和天体测量数据，我们可以从银河系前景中获得非常清晰的Sgr成员星;我们最终的星表包含约2.6e5个G<18的候选成员，其中一半以上是红团星。我们构建和分析地图的平均自行和它的分散在该地区~ 30 x12度，这表明了一些有趣的功能。内在的三维密度分布（方向，厚度）是强烈的运动学约束，我们发现，残留物是一个长轴结构，长轴指向45度从轨道速度和延伸到~5千秒差距，在那里它过渡到流。我们进行了一个大型的N体模拟的破坏Sgr星系，因为它在过去的2.5 Gyr，这是定制的，以再现所观察到的属性的残余（而不是流）的银河系轨道。可用约束的丰富性意味着只有很窄的参数范围才能产生与观测一致的最终状态。残骸的总质量约为4 e8 Msun，其中约四分之一居住在恒星中。银河系明显处于不平衡状态，甚至其中心密度也低于承受潮汐力所需的极限。我们的结论是，Sgr星系可能会在下一个Gyr中被破坏。
2020-09-22 astro-ph.GA
The JWST-NIRCam View of Sagittarius C. I. Massive Star Formation and Protostellar Outflows
本研究利用 JWST-NIRCam 观测中央分子区 Sgr C 分子云，通过 SED 拟合确认大质量原恒星，并首次在红外波段明确探测到 88 个原恒星分子氢外流结候选体及新恒星形成区。
2024-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of the Sagittarius Dwarf Galaxy: a Top-Light IMF, Outflows and the R-Process
通过对人马座矮球状星系（Sgr）恒星的化学丰度分析，我们得出结论，α元素的缺乏不可能是由于Tinsley（1979）的Ia型超新星（SNIa）时间延迟方案造成的。相反，证据表明，低[α/Fe]比是由初始质量函数（IMF）在最高质量恒星中的缺陷造成的。关键的证据是[O/Fe]、[Mg/Fe]等流体静力学元素的0.4dex亏损，而不是r过程[Eu/Fe]r随[Fe/H]的正常变化趋势。支持证据来自流体静力学元素（O，Mg，Na，Al，Cu）[X/Fe]比，这与铁添加到银河系（MW）磁盘的趋势不一致。此外，流体静力学爆炸（硅，钙，钛）元素丰度的比例表明一个相对顶轻IMF。与LMC、天炉座和IC 1613的惊人相似之处表明，它们的α元素缺陷也是由于IMF缺乏最大的SNII造成的。对于这样的顶光IMF，r过程[Eu/Fe]r与[Fe/H]的正常趋势，如Sgr所见，表明大质量的II型超新星（> 30 Msun）不是r过程元素的主要来源。高[La/Y]比，漏盒化学演化一致，证实，但~0.3德克斯大于理论AGB预测。这可能是由于13 C口袋质量，或MW和Sgr AGB恒星之间的差异。Sgr的[Rb/Zr]比值是已知最低的，与[Fe/H]=-0.6附近的低质量（~ 2 Msun）AGB星一致，可能是漏盒化学演化的结果。[Cu/O]的趋势，在Sgr和MW表明，铜产量增加的金属丰度和恒星质量，预期从铜生…
2013-09-11 astro-ph.GA
New Black Hole Spin Values for Sagittarius A* Obtained with the Outflow Method
本研究利用外流方法结合Chandra与射电数据，测量了Sgr A*的黑洞自旋及相关质量参数，并发现其自旋质能比例显著低于M87。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Broadband non-thermal emission of odd radio circles induced by explosive galactic outflow remnants and their evolution
本文提出奇射电环是爆发性星系外流遗迹的同步辐射，通过计算其宽带非热辐射谱和演化，推断所需能量约10^60尔格，来源可能为活动星系核，并分析了不同冷却条件下年轻OGREs的可探测性。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kinematics of the outer pseudorings and the spiral structure of the Galaxy
外环和伪环的运动学由两个过程决定：共振调谐和气体流出。在纯环中可以清楚地观察到共振运动学，而在伪环中则表现出气体流出的运动学。纯环中系统运动的方向取决于一点相对于杆长轴的位置角和外环的类别。在英仙座、船底座和人马座区域的年轻恒星的剩余速度的径向和方位角分量的方向可以用银河系中存在的R1 R2 '类的外部伪环来解释。我们提出的模型，再现的方向和价值观的剩余速度的OB协会在英仙座和人马座地区，也模型再现英仙座，人马座和船底座地区的剩余速度的方向。人马座区域的运动学精确地定义了太阳相对于杆伸长的位置角，theta_b=45（+/-5）deg。
2009-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffuse X-ray Emission in the Sagittarius C Complex
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestriche Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学）；Nanjing University（南京大学）
研究银心C复合体中星形成与非热活动的X射线特性，通过Chandra和XMM-Newton观测区分出两个X射线成分，发现可能源于年轻超新星残骸的高温等离子体。
2026-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
High velocity HI is not associated with TeV supernova remnant W51C
最近探测到的TeV伽马射线源HESS J1923+141与超新星遗迹（SNR）W51 C和W51复合体的恒星形成区W51 B重合。我们构造了SNR W51 C、W51 B中HII区G49.2-0.35和G49.1-0.38以及附近致密河外源的HI吸收谱。我们的研究检测到高速（HV）HI云（高于83 km/s），与W51 B重合，但发现云在W51 B后面。W51 C和G49.2-0.35在~70 km/s处具有相似的最高速度吸收特征。HII区域G49.1-0.38落后于SNR，因为其HI吸收光谱具有83 km/s的特征。这些新的结果反驳了以前的说法，SNR冲击了HV HI云。因此，从复杂的TeV的排放不应该与HV HI云。W51 C的距离约为4.3 kpc，小于该方向的切点距离5.5 kpc，但仍在人马座螺旋臂内。
2013-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of $\mathrm{H_2O}$ masers and their associated sources in Sagittarius B2
本文利用高分辨率VLA观测了人马座B2云中的22 GHz $\mathrm{H_2O}$脉泽，通过交叉匹配星表将其分类为HII区、原恒星核、外流或YSO相关，并分析了脉泽的空间分布、速度特征及其与连续谱发射的关系。
2025-06-29 astro-ph.GA
Resolved Magnetic-Field Structure and Variability Near the Event Horizon of Sagittarius A*
在黑洞附近，磁化吸积盘的差速旋转被认为会产生一种不稳定性，这种不稳定性会放大弱磁场，从而驱动吸积和外流。这些磁场自然会引起星系核心中观测到的同步辐射和相对论喷流的形成，但迄今为止还没有观测能够解决预期的视界尺度磁场结构。我们报告在1.3毫米波长的干涉观测，空间分辨的线性偏振辐射从银河系中心超大质量黑洞，人马座A*。我们已经发现了证据，部分有序的领域附近的事件视界，规模约6史瓦西半径，我们已经检测到并本地化的小时内变化与这些领域。
2015-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Exploring molecular complexity with ALMA (EMoCA): Detection of three new hot cores in Sagittarius B2(N)
SgrB 2分子云包含几个形成高质量恒星的位置。SgrB 2（N）是其主要活性中心之一。它拥有几个紧凑和UCHII区域，以及两个已知的热分子核心（SgrB 2（N1）和SgrB 2（N2）），其中检测到复杂的有机分子。我们的目标是利用ALMA的高灵敏度来表征SgrB 2（N）中的热核人口，并为恒星形成过程提供新的见解。我们使用ALMA进行的一个完整的3毫米谱线调查，以寻找在SgrB 2（N）的微弱热核心。我们报告发现了三个新的热核，我们称之为SgrB 2（N3），SgrB 2（N4）和SgrB 2（N5）。这三个源与II类甲醇脉泽，众所周知的高质量恒星形成的示踪剂，和SgrB 2（N5）也与UCHII区域。源的化学成分和柱密度是通过在LTE假设下对整个光谱进行建模而得出的。根据ALMA和SMA连续谱图计算了H2柱密度。发现这些新的热芯的H2柱密度比主热芯Sgr B2（N1）的H2柱密度低16至36倍。它们的光谱具有每GHz 11至31条发射线的谱线密度，分配给22-25个分子。我们得到的旋转温度约为140-180 K的三个新的热核和平均源大小为0.4的SgrB 2（N3）和1.0的SgrB 2（N4）和SgrB 2（N5）。SgrB 2（N3）和SgrB 2（N5）在典型的外流示踪剂中显示出高速机翼发射，在它们的积分强度图中具有双极形态，表明存在外流，就像SgrB 2（N1）一样。…
2017-03-28 astro-ph.GA
VRO 42.05.01: A supernova remnant resulted by a supersonic, mass losing progenitor star
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）VRO 42.05.01的模型，这表明其有趣的形态可以解释的祖先模型的超音速移动，质量损失的恒星。母星的质量外流是以不对称的恒星风的形式集中在恒星的赤道面上。母星的系统运动与其不对称的外流相结合，挖掘出一个扩展的风泡，揭示了与VRO 42.05.01相似的结构。目前，SNR是与风泡相互作用，它是占主导地位的塑造它。采用2D流体动力学模拟，我们模型VRO 42.05.01在这个模型的框架下，我们再现其整体形态学特性。我们讨论了我们的祖先模型的变化，在目前的观测不确定性。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Classification Scheme for X-ray Bright Type Ia Supernova Remnants Based on Their Circumstellar Interaction
本文研究了均匀各向同性外流对Ia型超新星前身星星周环境的影响，通过演化不同星周结构的超新星遗迹模型并与观测对比，提出了一种针对X射线明亮Ia型超新星遗迹的分类方案。
2025-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of non-metastable ammonia masers in Sagittarius B2
我们报告了在NH $_3$向人马座B2分子云/恒星形成区复合体的各个部分的非亚稳反转跃迁中发现的广泛脉泽发射：我们在$J,K = $（6，3），（7，4），（8，5），（9，6），和（10，7）跃迁中检测到脉泽，这些跃迁朝向Sgr B2（M）和Sgr B2（N），一个NH $_3$（6，3）Sgr B2（NS）的脉泽，Sgr B2（S）的NH $_3$（7，4），（9，6），（10，7）脉泽。利用卡尔G.我们在A组态的Jansky甚大阵（JVLA）上发现了18个脉泽斑。Sgr B2（N）有9个脉泽斑点，Sgr B2（NS）有1个，Sgr B2（M）有5个，Sgr B2（S）有3个。与我们的Effelsberg单皿数据相比，JVLA数据表明没有丢失通量。我们的JVLA观测没有分辨出所探测到的脉泽斑点。亮温下限为$>$ 3000~K，最高可达几十个$^5$ ~K，显示了谱线的脉泽性质。考虑到脉泽相对于相邻热分子核和/或UCH{ \scriptsize II}区的速度差异，我们认为所有测得的氨脉泽谱线可能与外流或UCH{ \scriptsize II}区膨胀引起的激波有关。总的来说，Sgr B2是独一无二的，因为它使我们能够同时测量许多NH $_3$脉泽，这可能是必要的，以阐明他们迄今为止知之甚少的起源和激发。
2022-10-06 astro-ph.GA
CO J=1-0 observations of molecular gas interacting with galactic supernova remnants G5.4-1.2, G5.55+0.32 and G5.71-0.08
银河系超新星遗迹W 28（l=6.4 \degr，b=-0.2 \degr）以西的区域，有5个新发现的1720 OH脉泽斑中的3个和两个最近发现的候选超新星（其中一个是$γ$射线源），以及几个致密的经典HII区。在这里，我们分析了一个数据立方体的CO J=1-0发射具有1 \arcmin和1 \kms分辨率，在该地区的即时映射$5\degr \le l \le 6\degr, -1\degr \le b \le 0.5\degr$ }。在1720 MHz OH脉泽的速度下和在缺少脉泽的超新星遗迹G5.55+0.32周围探测到了扩展的、通常非常明亮的CO发射。在G5.55+0.32的外围检测到一个新的双极外流，它在1 \arcmin分辨率下勉强分辨，在CO（12 K）中很强，与MSX源一致;在射电遗迹的外围之外还有一个明亮的CO边缘。在G5.71-0.08附近的OH脉泽位于强发射分子气体（高达20 K）的壳层上。在G5.4-1.2的-21 \kms速度下，CO覆盖了大部分场，但在残余物附近较弱（3 K）且未受干扰。首次给出了G5.89-0.39（W28 A2）中致密H Ⅱ区和外流区周围的扩展分子气体。
2009-05-04 astro-ph.GA
Hydrodynamic Evolution of Sgr A East: The Imprint of A Supernova Remnant in the Galactic Center
本研究通过三组对应不同类型超新星爆发的三维数值模拟，分析银心超新星遗迹人马座A东的演化，证实“脊”特征是超新星抛射物与核外向流碰撞的产物，限定其年龄小于1500年，并指出核坍缩超新星更可能是其前身。
2023-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detecting Changing Polarization Structures in Sagittarius A* with High Frequency VLBI
人马座A* 是近红外线、X射线、无线电和（亚）毫米辐射源，与银河系中心的超大质量黑洞有关。在亚毫米波段，Sgr A* 在时间尺度上表现出随时间变化的线性偏振，对应于假定的400万太阳质量的黑洞的<10史瓦西半径。在以前的工作中，我们证明了潜在的总强度（分）毫米波长VLBI检测时变-和周期性-源结构的变化，在Sgr A* 黑洞系统使用nonimaging分析。在这里，我们扩展这项工作，包括全极化VLBI观测。我们模拟全偏振（亚）毫米VLBI数据的Sgr A* 使用热点模型，是嵌入在一个吸积盘，重点是非成像偏振数据产品，对校准误差是强大的。虽然模型中的源积分线性偏振分数通常只有几个百分比，但小角度尺度上的线性偏振分数可以高得多，从而能够检测各种基线上Sgr A* 的偏振结构的变化。最短的基线跟踪源集成的线性偏振分数，而较长的基线是敏感的偏振子结构，光束稀释的连接元件干涉。即使仪器偏振项不能被校准，源偏振的周期性变化的检测也不应受到显著影响。随着更多的天线被包括在（分）毫米VLBI阵列，观测与全极化将提供重要的新的诊断，以帮助解开内在的源极化法拉第旋转效应的吸积和流出区域接近黑洞事件视界。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
High Velocity Compact Clouds in the Sagittarius C Region
我们报告了银河系中央分子带的两个分子团的极宽发射的检测。我们绘制了人马座C复合体的地图（$-0^\circ.61 < l < -0^\circ.27$，$-0^\circ.29 < b < 0^\circ.04$）在HCN $J$ = 4- 3，$\mathrm{^{13}CO}$ $J$ = 3- 2，$\mathrm{H^{13}CN}$ $J$ = 1- 0线上使用ASTE 10 m和NRO 45 m望远镜，使用$80\mbox{--}120$ \ $\mathrm{km\,s^{-1}}$速度宽度探测明亮发射（在零强度下的全宽）朝向CO $-0.30$ $-0.07$和CO $-0.40$ $-0.22$，这是我们以前的CO $J$ = 3- 2调查确定的高速致密云（HVCC）。我们的数据揭示了一个有趣的内部结构的CO $-0.30$ $-0.07$包括一对高速叶。CO $-0.40$ $-0.22$的空间速度结构也可以理解为多个速度分量，或者是穿过云的速度梯度。它们都位于两个半径约为10 pc的分子壳层的边缘。CO $-0.30$ $-0.07$和CO $-0.40$ $-0.22$的动能分别为$\left(0.8\mbox{--}2\right)\times10^{49}$ erg和$\left(1\mbox{--}4\right)\times10^{49}$ erg。…
2014-02-06 astro-ph.GA
Atomic Carbon in the Central Molecular Zone of the Milky Way : Possible Cosmic-ray Induced Chemistry or Time-Dependent Chemistry Associated with SNR Sagittarius A East
原子碳（$\mathrm{C}^0$）是致密分子气体中最丰富的原子/分子物种之一，是许多化学/物理环境中分子气体质量的潜在良好示踪剂，但银盘区域以外的$\mathrm{C^0}$丰度变化尚未完全了解。本文给出了用ASTE 10-m望远镜获得的银河系中心分子带（CMZ）宽视场500 GHz [CI]图。主成分分析和非LTE多跃迁分析表明，[CI]发射主要源自具有20-50 K温度和$\sim 10^3\ \mathrm{cm}^{-3}$密度的低激发气体组分，而$\mathrm{C^0}$丰度可能在高激发气体组分中受到抑制。CMZ中的平均$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$丰度比为0.3-0.4，是银盘中的2-3倍。$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$比值在最内侧10 pc区域增加到0.7，在核周盘增加到$\sim2$。我们发现$\mathrm{C^0}$富集区呈环形分布，环绕超新星遗迹（SNR）Sgr A东部，表明中央10 pc区域的$\mathrm{C}^0$富集是分子云-SNR相互作用的结果。在主成分分析（PCA）中包含的15个原子/分子中，CN是唯一在[CI]-亮环中增加的其他物种。[CI]亮环的起源可能是由Sgr A east加速的低能宇宙线粒子或SNR收集的原始分子气体产生的宇宙线主导区域，其中$\m…
2021-05-10 astro-ph.GA
SOFIA/HAWC+ Far-Infrared Polarimetric Large Area CMZ Exploration Survey. V. The Magnetic Field Strength and Morphology in the Sagittarius C Complex
本文利用SOFIA/HAWC+的214微米偏振数据，通过改进的DCF方法测量了银心分子区人马座C复合体的磁场强度与形态，揭示了恒星形成外流驱动的湍流及HII区与周围云团的压缩前沿。
2025-07-03 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2 -- VI. UCHII regions in Sgr B2
巨大的分子云人马座B2（以下简称SgrB 2）是银河系中最大的区域，正在进行高质量恒星的形成。在SgrB 2的中心热核中发现了两个超致密HII（UCHII）区域，SgrB 2（M）和SgrB 2（N）。我们的目标是表征整个SgrB 2云中HII区域的特性。比较HII区域和尘芯，我们的目标是描绘SgrB 2的不同部分的进化阶段。我们使用超大阵列在其A，CnB和D配置，并在频带C（~6 GHz）观察整个SgrB 2复合体。利用22.4 GHz的辅助VLA数据和96 GHz的ALMA数据，我们计算了UCHII区域及其稠密气体环境的物理参数。我们在6 GHz图像中识别出54个UCHII区域，其中39个也在22.4 GHz处检测到。54个UCHII区域中有8个是新发现的。UCHII区域的半径在$0.006 {\rm pc}$和$0.04 {\rm pc}$之间，并且发射量度在$10^{6} {\rm pc\,cm^{-6}}$和$10^{9} {\rm pc\,cm^{-6}}$之间。UCHII区域被B0.5到O 6类型的恒星电离。我们发现了一个典型的气体密度$\sim10^6-10^9 {\rm cm^{-3}}$周围的UCHII地区。UCHII区域的压力和它们周围的致密气体是相当的。这些UCHII区域的扩增时间尺度被确定为$\sim10^4-10^5 {\rm yr}$。与HII区相关的…
2022-08-19 astro-ph.GA
Evolution of multiple supernova remnants
多颗超新星（SNe）爆炸对星际介质的加热是产生星系尺度外流的核心。我们使用流体动力学模拟来研究多个SNe在加热星际介质（ISM）和用高温气体填充体积中的效率。我们认为，它是重要的SNe残留物有一个大的填充因子{ \it和}一个大的加热效率。为此，它们必须在空间和时间上聚集，并保持爆炸，直到热气体扩散到整个区域，以补偿辐射损失。在有限数量的SNe的情况下，我们发现，虽然填充因子可以很大，热效率下降后，达到一个大的值。在SNe的连续系列的情况下，在总体积填充因子达到阈值$\sim 0.3$之后，热气体（$T \ge 3 \times 10^6$ K）可以渗透通过整个区域。将气体加热到X射线温度的效率可以是在这个渗透时期之后的$\ge 0.1$，这发生在一段$\approx 10$ Myr之后，对于典型的星爆SNe速率密度为$ν_{\rm SN} \approx 10^{-9}$ pc $^{-3}$ yr $^{-1}$和在星爆核区域中的气体密度为$n\approx 10$ cm $^{-3}$。这与最近观测到的恒星形成和星系外流之间存在类似数量级的时间延迟相匹配。将气体加热到X射线温度（$\ge 10^{6.5}$ K）的效率大致与$ν_{\rm SN}^{0.2} n^{-0.6}$成比例。对于一个典型的SNe率密度和气体密度的星暴核，加热效率是$\sim 0.15$，也符合以前的…
2014-10-14 astro-ph.GA
Wind-Swept Clouds and Possible Triggered Star-Formation associated with the Supernova Remnant G357.7+0.3
我们提出了超新星遗迹（SNR）G357.7+0.3和附近的分子云之间的相互作用的证据，导致风扫结构和明亮的发射边缘的形成。这些特征在可见光波段无法观测到，但在使用斯皮策太空望远镜（SST）进行的中红外（MIR）测绘中清晰可见。对这些云之一的明亮彗星结构G357.46+0.60的分析表明，它在5.8和8.0微米的光度带中含有强烈的多环芳烃（PAH）发射特征，并且这些特征在相对较小的空间尺度上变化很大。这个源似乎也包含一个明亮的边缘结构内的YSO，与1.25和24微米之间的急剧上升的光谱。最后，值得注意的是，另一个锥形发射区似乎与Mira V1139 Sco有关，并建议这可能代表Mira流出与SNR相互作用的情况。
2009-09-10 astro-ph.GA
The optical emission nebulae in the vicinity of WR 48 (Theta Mus); True Wolf-Rayet ejecta or unconnected supernova remnant?
在高分辨率、高灵敏度的英澳天文台/英国施密特望远镜（AAO/UKST）HAlpha南银道面巡天中寻找新的光学银河系超新星遗迹（SNRs）的过程中，我们在沃尔夫-拉叶（WR）48号恒星（蝇座θ）附近发现了各种各样的星云结构，其中只有一些是以前认识到的。我们使用了斯特罗姆洛山和赛丁泉天文台（MSSSO）2.3米的双光束摄谱仪，以获得该地区选定的新灯丝和结构的低和中分辨率光谱。尽管WR星壳和SNR的光谱之间的光谱相似性，仔细评估我们的深HAlpha图像的新的光谱和形态学证据表明，西塔Mus的假定壳不是WR壳，因为已经被普遍接受，而是WR星的一般领域中更复杂的大规模重叠星云区域的一部分。发射包括一个可能的新的光学超新星遗迹和可能的一系列复杂的H II区域。最后，我们提出了有趣的检测明显的准直，直接相反，电离流出接近西塔缪斯本身似乎是独一无二的，这样的恒星。虽然可能的文物或临时现象监测的明星建议。
2009-10-08 astro-ph.GA
Unveiling Vela - Time Variability of Interstellar Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant II. Na D and Ca II
在2011年至2012年期间进行的一项调查中，船帆座超新星遗迹方向的星际Na I D线轮廓，一些视线显示出相对于Cha & Sembach报告的1993年至1994年的轮廓，低速吸收成分发生了显着变化。HD 63578、HD 68217和HD 76161在1993年至2012年期间强度大幅下降。HD 68217和HD 76161与船帆座SNR相关，而HD 63578与$γ^2$ Velorum风泡相关。在这里，我们提出了高光谱分辨率观测的钙II K线获得的南部非洲大望远镜（SALT）对这三颗恒星随着同时观测的Na I D线。这些新的光谱证实了Na D星际吸收在1993-1994年和2011-2012年之间急剧减弱，但首次显示Ca II K线在1993-1994年和2015年之间没有变化。Na D和Ca II K线吸收线行为之间的这种显着对比是一个关于气体的谜题，可能受到SNR流出和$γ^2$ Velorum风的影响。
2017-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
