Gravitational Fragmentation of Expanding Shells. II. Three-dimensional Simulations
我们调查的引力破碎的HII地区使用三维拉格朗日模拟程序的基础上的黎曼求解器，称为戈德温光滑粒子流体动力学驱动的膨胀壳。假设环境气体是均匀的。为了获得高分辨率的几何薄密壳的解析解，我们不是计算整个壳，而是计算一部分壳。我们发现，扰动开始增长早于薄壳近似下的线性分析的预测。最不稳定模态的波数比薄壳线性分析的波数大。重力不稳定性的发展伴随着接触不连续面的显著变形。这些结果与Iwasaki等人（2011）提出的线性分析一致，该分析考虑了厚度方向上的密度分布以及近似激波和接触不连续边界条件。我们推导出有用的解析公式的碎片规模和时代时，引力不稳定性开始增长。
2011-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of Ultra-High-Velocity Gas in the Expanding Molecular Shell adjacent to the W44 Supernova Remnant
我们使用野边山射电天文台45米望远镜和ASTE 10米望远镜绘制了在与W 44超新星遗迹相关的膨胀分子壳层中检测到的超高速特征（“子弹”）。Bullet清晰地出现在CO ${\it J}$ =1-0、CO ${\it J}$ =3-2、CO ${\it J}$ =4-3和HCO $^+$ ${\it J}$ =1-0标测图中，具有紧凑的外观（$0.5\times 0.8$ pc $^2$）和极宽的速度宽度（$ΔV\!\simeq\!100 \ \rm km \, s ^{-1}$）。谱线强度表明子弹壳比膨胀的分子壳具有更高的密度和温度。Bullet的动能约为$10^{48.0} \ {\rm erg}$，比小立体角的动能大1.5个数量级，并给出了两种可能的孤立黑洞（BH）形成方案.
2016-12-16 astro-ph.GA
Flash-light on the Ring: hydrodynamic simulations of expandingsupernova shells near supermassive black holes
银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）积累质量的方式并不完全确定。在大尺度上，它是由星系相遇，连接到螺旋臂和酒吧的质量流入，或由于超新星（SN）爆炸在星系中心部分的膨胀壳所控制的。后一个过程的调查需要一套广泛的气体动力学模拟，以探索框架的现象所需的多维参数空间。本文的目的是扩大我们的调查的超新星的重要性，诱导吸积到SMBH和进行比较之间的完全流体动力学代码Flash和计算密集度低得多的代码环，它使用薄壳近似。我们模拟3D膨胀壳的引力势类似的银河系中心的各种均匀和湍流的环境。在均匀介质中，我们发现令人信服的协议之间的Flash和环的形状壳和它们的等效半径在整个演变，直到他们成为亚音速。在高度不均匀，湍流介质中，也有一个很好的协议的形状和大小的壳，和他们的第一次接触的时间与中央1 pc球，我们假设他们加入吸积流。这个比较支持这样一个命题，即发生在银河系中心距离为5 pc的SN通常会将1 - 3个$M_\odot$驱动到银河系中心周围的中央1 pc。
2021-12-22 astro-ph.GA
M0.20-0.033: An Expanding Molecular Shell in the Galactic Center Radio Arc
我们介绍了高频卡尔G。央斯基甚大阵（VLA）对银河系中心射电弧区的连续谱和谱线（NH 3、H64 $α$和H63 $α$）观测，覆盖镰刀H II区、五重星系团和分子云M0.20-0.033和M0.10-0.08。这些观测结果表明，M0.20-0.033（~25 & 80 km/s）的两个速度分量，以前被认为是沿着同一视线的独立云，在位置-速度空间中通过第三个南方分量（约50 km/s）物理连接。使用Mopra和ATCA望远镜进行的低分辨率巡天观测，对周围区域的进一步位置-速度分析表明，M0.20-0.033中的两个分子成分都与M0.10-0.08分子云物理上相连，这被认为位于Kruijssen等人（2015）轨道模型中的1号流上。M0.20-0.033中分子气体的形态和运动学表明，M0.20-0.033中的两个速度分量构成了一个膨胀壳层。我们的观测表明，M0.20-0.033膨胀壳层的膨胀速度为40 km/s，系统速度为53 km/s，与M0.10-0.08中检测到的速度相当。膨胀壳的起源位于五重星团附近，这表明这个大质量星团输出的能量和动量可能促成了膨胀。
2017-10-17 astro-ph.GA
Detecting the rapidly expanding outer shell of the Crab Nebula: where to look
我们提出了一系列的稳态光电离模拟，对应于不同的假设壳的几何形状和成分，看不见的假设迅速扩大外壳的蟹状星云。壳层的性质受到壳层内的质量和氢复合线强度的限制。在所有的情况下，光电离模型预测非常强的发射来自高电离线，不会被螃蟹的灯丝发射，减轻了检测这些线的问题，在光散射的存在下，从螃蟹的明亮部分。NIR [Ne VI] $λ$ 7.652 $μ$ m谱线是一个特别好的例子;它应该比搜索中常用的光学谱线亮得多。预测C IV $\lambda1549Å$双峰是壳层最强的吸收线，这与HST观测结果一致。我们表明，冷却时间尺度的外壳是远远长于年龄的螃蟹，由于密度低。这意味着壳的温度实际上会“记住”它的初始条件。然而，复合时间比蟹状星云的年龄要短得多，因此预测的电离水平应该接近真实的电离水平。在任何情况下，很明显，红外观测提供了探测外壳的最佳机会，从而指导未来的模型，以限制原始爆炸中的早期事件。
2013-07-03 astro-ph.GA
Evolution of the Water Maser Expanding Shell in W75N VLA 2
利用射电天体测量的VLBI探测（VERA）技术，对\objectname{W75N}高质量恒星形成区的22 GHz H $_2$ O脉泽进行了3个历元的VLBI观测，观测角分辨率为$\sim$ 1 mas.我们在VLA 1和VLA 2中分别观测到H $_2$ O脉泽向射电喷注和膨胀壳状结构的辐射。我们对不同时期（1999、2005和2007）观测到的VLA 2 H $_2$ O脉泽壳状结构进行了椭圆拟合，发现该壳在发现8年后仍在膨胀。从1999年历元中拟合椭圆的半长轴大小的差异（$\simeq$ 71 $\pm$ 1 mas），2005（$\simeq$ 97 $\pm$ 3 mas）和2007（$\simeq$ 111 $\pm$ 1 mas），我们估计$\sim$ 5 mas yr $^{-1}$的平均膨胀速度，类似于在单个H $_2$ O脉泽特征中测量的自行。该构造的运动学年龄为$\sim$ 20年。此外，我们的VERA观测表明，从1999年到2007年，VLA 2周围的膨胀壳的椭圆率增加。事实上，VERA数据的椭圆拟合显示短轴和长轴之间的比值为$\sim$ 0.6，与1999年和2005年检测到的髋臼杯最圆的形状（b/a $\sim$ 0.9）形成对比。这表明，我们可能正在观察形成的喷流驱动的H $_2$ O脉泽结构的VLA 2，从一个非准直的脉冲流出事件在一个大质量的年轻…
2013-03-07 astro-ph.GA
Gravitational Fragmentation of Expanding Shells. I. Linear Analysis
我们进行线性摄动分析的HII区域的扩展驱动的扩展壳。假设环境气体是均匀的。作为一个未微扰状态，我们开发了一个半解析的方法来推导整个厚度的密度分布的时间演化。结果表明，密度剖面的时间演化可分为三个演化阶段，即减速主导阶段、中间阶段和自重主导阶段。随着壳体的膨胀，密度峰相对地从激波前缘向接触间断移动。我们进行了线性分析，考虑到不对称的密度分布得到的半解析方法，并施加边界条件的冲击波阵面和接触不连续性，而壳体的演化效应被忽略。结果表明，与以往基于薄壳近似的研究相比，该方法的生长速率得到了提高。这是由于接触不连续性和不对称密度分布的边界效应在以前的工作中没有考虑。
2011-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding CO Shells in the Orion A Molecular Cloud
利用野边山射电天文台45米望远镜观测的$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0），发现猎户座A巨分子云中低质量年轻恒星周围存在膨胀球壳。壳层的半径为0.05到0.85秒差距，并以0.8到5公里/秒的速度向外膨胀。膨胀壳层中的总能量与该区域的原恒星外流相当。壳层和外流一起注入足够的能量和动量来维持云的湍流。为观测到的壳层提供动力所需的质量损失率比中等质量恒星的线驱动恒星风所预测的要高出两到三个数量级。这种差异可以通过调用吸积驱动的风变率来解决。我们在本文中详细描述了几个shell，并在在线期刊中提供了完整的示例。
2018-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
UVIT view of dwarf irregular galaxy IC 2574 : Is the star formation triggered due to expanding H$~$I shells?
恒星形成的矮星系在当地的体积是不同的，是理想的试验床，以了解在各种环境中的恒星形成的细节。在这里，我们提出了一个深FUV成像研究的矮不规则星系IC 2574使用紫外成像望远镜（UVIT）。在银河系中共识别出419个半径在15 - 285 pc之间的远紫外亮区，其中28.6%位于H~I壳层，12.6%位于黑洞内部，60.1%远离黑洞。H~I柱密度大于$10^{21} cm^{-2}$的区域占82.3%。在48个H~I洞中，有30个洞在壳层中显示了触发恒星形成，而16个洞没有显示任何相关的FUV辐射。通过与H $α$发射的交叉匹配，我们发现23个空穴在其壳层中具有FUV和H $α$发射，这意味着非常近期的触发。因此，星系中恒星的形成部分是由于H~I空穴的膨胀而触发的，而在大多数位置，它是由其他机制驱动的。无论位置如何，发现较大的恒星形成复合体具有多个子结构。我们报告了超巨壳层残余星团的两个分辨分量，并估算了它们的质量。IC 2574的恒星形成率为0.57 $M_{\odot}$ /年，比附近其他矮不规则星系的平均值略高。
2019-11-11 astro-ph.GA
Star Formation Triggered by the expanding bubble S111
本文研究了O型星的辐射和机械反馈对它们的母体分子云的影响以及对未来恒星形成的触发作用。我们研究了嵌入的大质量星团G316.80-0.05产生的红外气泡S111。由于周围介质被膨胀的气泡压缩而产生的壳层中的气体中有很大一部分被恒星辐射光解。因此，最好使用光谱观测的单离子化碳，最主要的物种的壳的运动学研究。我们利用158微米处[C II]的$^2{\rm P}_{3/2}\rightarrow ^2{\rm P}_{1/2}$跃迁、13 CO和C18 O的J=2-1跃迁以及HCO^+的J=1-0跃迁的速度分辨图，研究了气泡S111的边缘，该边缘与红外暗脊G316.75的南部部分重合。[C II]光谱最终显示了壳层以约7 km/s的中等速度膨胀的证据，相当于H II区域热能的约0.5-40倍的动能。引起H Ⅱ区膨胀的压力主要来自氢电离和尘埃处理辐射。在位于压缩壳层的远红外源中，我们发现核心G316.7799-0.0942显示出与外流活动一致的宽光谱特征，并得出结论，它是一个活跃的恒星形成场所。根据H II区的年龄，我们得出结论，这个不断扩大的H II区负责触发该地区目前的恒星形成活动。
2022-02-02 astro-ph.GA
Three supernova shells around a young star cluster in M33
利用一种对膨胀电离气体敏感的专门技术，我们在附近的螺旋星系M33的HII区域探测到一组三个同心膨胀壳。在用Fabry-Perot光谱绘制了Hα的运动学之后，我们用狭缝光谱测量了λλ 671.9，673.1 nm处的[SII]双峰和λλ 645.8，658.3 nm处的[NII]双峰的强度，以证实运动学并应用线比进行诊断测试。这些结果表明，膨胀的壳层是以激波为主的，就像它们起源于超新星爆炸一样。估计它们的动能，我们发现相当低的值，表明一个相当先进的进化阶段。我们得到的密度，质量和母星质量的估计，其中，随着动能，是不一致的最简单的模型冲击-星际介质相互作用。我们建议，一个非均匀介质的存在和属性提供了一个方案，可以解释这些意见，并讨论了影响。将我们的结果与文献中的数据进行比较，支持在观测位置存在HII区域和超新星遗迹物质的组合。
2016-05-20 astro-ph.GA
Dense cores and filaments in M16: Enhanced formation efficiency in the stellar feedback-driven shell
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与分子星际介质实验室）
研究通过高分辨率地图分析M16星云中的密集核心和丝状结构，发现壳层内核心和丝状物的形成效率显著提高，揭示了恒星形成对周围分子云结构形成的作用机制。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation of vertically stratified gaseous layers: monolithic or coalescence-driven collapse
我们调查，使用三维流体动力学模拟，破碎的压力限制，垂直分层，自引力气体层。围压可以是作用在两个表面上的热压力，也可以是作用在一个表面上的热压力和作用在另一个表面上的冲压压力。在线性碎裂区，我们得到的色散关系与Elmegreen & Elmegreen（1978）的色散关系吻合得很好，因此偏离了基于薄壳近似（Vishniac 1983）或压力辅助引力不稳定性（Wünsch et al. 2010）的色散关系。在非线性区域，围压对自重的相对重要性是控制破碎定性过程的关键参数。当层的约束由外部压力主导时，自引力凝聚通过两个阶段的过程传递：首先层分裂成引力约束但稳定的团块，然后这些团块合并，直到它们聚集足够的质量来坍塌。相反，当外部压力对限制层的贡献很小时，层会单片碎裂成重力不稳定的团块，并且没有合并。无论外部压力是热的还是冲击的，这种二分法都是存在的。我们将这些结果应用于被膨胀的H II区扫过的壳层中形成的碎片，发现除非被扫过的气体非常热或周围介质具有低密度，否则碎片具有低质量（~< 3 M_Sun），因此它们不太可能产生足够大质量的恒星以促进连续的自传播恒星形成。
2017-01-10 astro-ph.GA
Line Formation of Raman-Scattered He II $λ$ 4851 in an Expanding Spherical H I Shell in Young Planetary Nebulae
我们调查线形成的拉曼散射He II在4851在一个不断扩大的中性球壳，围绕一个点状He II源位于中心。采用一种新的基于网格的蒙特卡罗程序，考虑了H I密度沿各光子路径的变化，在单色He II发射源的情况下，得到的谱线轮廓具有不对称的双峰结构，具有一个第三峰和一个显著的红尾，红尾可能延伸到He II $λ$ 4859和H $β$的谱线中心.峰分离对应于膨胀速度，在这项工作中，我们认为其在$20-40{\rm\ km\ s^{-1}}$范围内。在\ion{H}{1}空心球壳的内表面处，由于多次瑞利反射而形成第三红色峰。由于共振附近散射截面的急剧增加，整体拉曼转换效率随着膨胀速度的增加而显著增强。在He II线源的高斯线轮廓的情况下，半高宽为$30 - 70{\rm\ km\ s^{-1}}$，我们得到扭曲的红向轮廓由于增加红向截面的H I。对年轻的行星状星云IC 5117的一个简单的应用是与一个以$\sim 30{\rm\ km\ s^{-1}}$的速度膨胀的中性壳层相一致的。
2019-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded filaments in IRAS 05463+2652: early stage of fragmentation and star formation activities
利用IRAS 05463+2652（以下简称I 05463 +2652）的多波长数据分析研究恒星形成机制。在赫歇尔柱密度图中，I 05463 +2652周围的壳状结构是明显的，这与任何电离发射无关。在I 05463 +2652站，利用Herschel亚毫米图像观测到了几个秒差距尺度的暗条（包括两个长度分别为6.4pc和8.8pc的细长暗条“s-fl”和“nw-fl”）。Herschel温度图在~11-13 K的温度范围内描述了所有这些特征。鉴别出39个团块，其质量在~70-945 M $_\odot$之间。大部分团块（具有M_clump >= 300 M $_\odot$）朝向壳状结构分布。利用测光1-5微米数据选择了175个年轻恒星天体（YSO），这些YSO中的大多数分布在壳状结构中柱密度>= 5 x 10^{21} cm^{-2}; A_V ~5.3等的四个高区域，在那里还观察到了大质量团块和与暗条的空间关联。每单位长度的细长长丝和临界质量长度的观察到的质量的知识表明，它们是超临界的。细丝“nw-fl”被片段化成五个团块（具有M_clump ~100-545 M $_\odot$）并且含有明显的YSO，而另一细丝“s-fl”被片段化成两个团块（具有M_clump ~170-215 M $_\odot$）而没有YSO。总之，这些观测结果有利于在I 05480 +2545恒星形成过…
2017-09-01 astro-ph.GA
An Expanding Shell of Neutral Hydrogen Associated with SN 1006: Hints for the Single-Degenerate Origin and Faint Hadronic Gamma-Rays
我们报告了新的HI观测Ia型超新星遗迹SN 1006使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的角分辨率为$4.5' \times 1.4'$（$\sim$ 2 pc在假设的SNR距离为2.2 kpc）。在位置-速度图中我们发现了一个膨胀气体运动，其膨胀速度为$\sim$ 4 km s $^{-1}$，质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$ .膨胀壳的空间范围大致与SN 1006相同。我们在这里提出一个假设，SN 1006爆炸内的风吹气泡由吸积风从一个白矮星和伴星组成的祖系统形成的，然后向前冲击已经到达风墙。这种情况与单退化模型一致。采用$\sim$ 25 cm $^{-3}$的平均星际质子密度，导出宇宙线质子$W_\mathrm{p}$的总能量仅为$\sim$ 1.2- $2.0 \times 10^{47}$ erg。这个小值与年龄小于$\sim$ 6 kyr的其他γ射线超新星遗迹的年龄和$W_\mathrm{p}$之间的关系是一致的。SN 1006中的$W_\mathrm{p}$值在下一个$\sim$ 5 kyr内通过宇宙射线扩散进入HI风壳层可能会增加到几十个$^{49}$尔格。
2022-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gould's Belt
恒星形成区，年轻的OB星，附近的OB协会，原子和分子气体的局部速度模式面临着一个扩大的区域模型。我们测试自由膨胀从一个点或从一个环，扩大2D壳，并扩大3D带突然或逐渐的能量注入雪犁周围介质有或没有拖曳力，包括破碎和孔隙度的介质。关于膨胀时间没有一致意见，膨胀时间从3000万年到1亿年不等。古尔德带的倾斜不能用上述膨胀模型来解释。高速云的倾斜撞击可以解释这一现象，但观测到的速度模式很难重现。古尔德带可能是银道面中壳-壳碰撞产生的众多结构之一。古尔德带的起源可能与银河系旋臂下游卷曲气流的不稳定性有关，形成了ISM云和恒星形成复合体。
2014-06-24 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA three-millimeter observations of massive star-forming regions -- XVIII. On the origin and evolution of dense gas fragments in molecular shells of compact HII regions
本文通过ALMA观测九个致密HII区分子壳，发现其中致密气体碎片具有更高面密度、质量和湍流，提出碎片主要来自扫集预先存在的碎片而非壳层自身碎裂，为理解电离反馈环境中的恒星形成提供了新依据。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Fast Expanding Shell in the Inside-out Born-Again Planetary Nebula HuBi 1 Through High-Dispersion Integral Field Spectroscopy
HuBi 1被认为是罕见的行星状星云（PNe）的一员，即，它的中心恒星经历了一个非常晚的热脉冲，并在旧的富氢PN内部高速喷射出高度加工的物质。在这封信中，我们提出了GTC MEGARA积分场光谱观测的最内部地区的HuBi 1在高光谱分辨率$\simeq16$公里的$^{-1}$和多历元的亚弧秒图像获得的$\simeq 12$年分开。对这些数据的分析表明，胡比1号内部区域在$\simeq200$年前被喷射出来，并以$\simeq300$ km·s $^{-1}$的速度膨胀，这与再一次爆发的情景非常吻合。GTC MEGARA高色散观测的前所未有的层析成像能力揭示了HuBi 1中的喷出物具有壳状结构，与其他PNE中喷出物的破裂盘和射流形态相反。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ubiquity of turbulence in the expanding kinematics of the ionized shells of Galactic planetary nebulae
Universidad Nacional Autónoma de México. Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析105个银河系行星状星云的残余速度，发现其中普遍存在湍流，且湍流在星云内部区域更显著，但与其他参数无明显关联，但H贫乏型中心星的湍流速度更高。
2026-04-16 astro-ph.GA
Cluster formation in the W40 and Serpens South complex triggered by the expanding HII region
本文介绍了用45 m野边山射电望远镜对W 40和巨蛇座南附近1平方度的大面积区域进行的~（12）CO（J = 1 - 0）、~（13）CO（J= 1 - 0）、~（18）O（J=1-0）、CCS（J_{N} =8_{7}-7_{6}）和N_2H ~+（J=1-0）谱线的测绘观测结果。W 40是一个红的Hii区域，而Serpens South是一个伴随着年轻星团的红外暗云。这两个在天空中相隔约20'的区域之间的关系至今还不清楚。我们发现，C18 O的排放是平稳地分布在整个W 40和Serpens南部地区，这两个地区似乎是物理连接。我们根据HII区周围的空间分布将C18 O排放分为4组，根据它们的典型LSR速度，我们称之为5，6，7和8 km s^{-1}分量，并提出了W 40和Serpens South复合体的三维模型。我们在位置-速度图中发现了两个椭圆结构，这可以解释为两个膨胀壳的一部分。其中一个壳是恰好围绕HII区域的小内壳，另一个壳是对应于HII区域边界的大外壳。与巨蛇座南部年轻星团相关的致密气体可能位于外壳的表面，表明年轻星团的出生星团与外壳相互作用，被外壳的膨胀压缩。我们认为壳层的膨胀导致了年轻团簇的形成。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding shells around young clusters -- S 171/Be 59
本研究针对年轻星团周围分子壳层膨胀速率与模型不符的问题，通过观测Sharpless 171区域和Berkeley 59星团，发现三类不同速度的膨胀壳层结构，并通过模拟解释了高速云块的形成机制。
2022-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-driven acceleration in the expanding WR140 dust shell
沃尔夫-拉叶（WR）双星系统WR 140是一个近距离（0.9-16.7质量）双星，由一颗O 5主星和一颗WC 7伴星组成，被认为是幕式产生尘埃的WR的原型。WR双星中的尘埃形成于两个恒星风碰撞产生的受限气流中，双星的轨道运动将大规模的尘埃结构雕刻成弧形，因为尘埃被径向向外扫过。据了解，WR 140中尘埃产生所需的敏感条件只有在两颗恒星足够接近时才能在近星点附近得到满足。在这里，我们提出了多历元图像的拱星尘埃壳的WR 140。我们构建了几何模型，密切跟踪复杂结构的尘埃羽的扩张，表明轨道调制引起的复杂效应可能会导致在一个'金发区'的尘埃生产。我们发现，尘埃羽流的膨胀不能在一个简单的匀速外流的假设下重现，而是发现尘埃正在加速。这构成了一个直接的运动学记录的尘埃运动加速下的辐射压力，并进一步突出了复杂的物理条件碰撞风双星。
2022-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Another Molecular Bubble in the Galactic Center
银河系中心的$l=-1.2^{\circ}$区域具有很高的CO $J$ =3-2/ $J$ =1-0强度比和极宽的速度宽度。本文报道了用野边山射电天文台45米望远镜和麦克斯韦望远镜获得的CO $J$ = 1 -0，$^{13}$ CO $J$ =1-0，CO $J$ =3-2，SiO $J$ =8-7线数据集，在$l=-1.2^{\circ}$区探测到5个膨胀壳。膨胀壳的动能和膨胀时间分别为$10^{48.3-50.8}$ erg和$10^{4.7-5.0}$ yr。这些膨胀壳的起源进行了讨论。$10^{51}$ erg的总动能和${\sim}10^5$ yr的典型膨胀时间对应于多个超新星爆炸，爆炸速率为$10^{-5}$ - $10^{-4}$ yr $^{-1}$。这表明$l=-1.2^{\circ}$区域可能是一个与嵌入的大质量星团有关的分子泡，尽管红外对应物的缺乏使这种解释有些争议。壳层的膨胀时间随着银河经度的减小而增加，这表明大质量星团相对于相互作用的分子气体正在从银河系的西向东移动。我们提出了一个模型，其中的集群是沿着最里面的x1轨道和相互作用的气体碰撞它从银河系的东侧。
2018-03-20 astro-ph.GA
On the interaction of a thin, supersonic shell with a molecular cloud
分子云是恒星的摇篮，然而，分子云中恒星的形成取决于周围的物理条件。在自由落体时间内，MCs暴露于许多动力学现象，其中，与薄而致密的气体壳层的相互作用只是其中之一。下面，我们提出的结果，从自引力，3-D平滑粒子流体动力学（{ \small SPH}）模拟的问题，七个实现的问题已经通过改变碰撞前的云内的密度，碰撞后的冲击的性质，在计算域中的空间分辨率。不管激波的类型如何，激波云中很容易出现一个由密集细丝组成的复杂网络，这些细丝被数值噪声所播种。致密和稀薄气体相的分离也表现为气体密度的双峰分布。我们证明，稀薄气体的功率谱是Kolomogorov一样，而密度较大的气体是相当陡峭的。作为主要问题的必然结果，我们还研究了{ \small SPH}人工粘性对入射壳层影响的可能退化效应。据观察，更强的粘度导致更大的冲击后耗散，强烈减速的入射冲击波阵面和促进连续结构的形成，虽然在一个更长的时间尺度。我们的结论是，太大的粘度可能会增加倾向于引力约束的结构，导致非物理的碎裂。另一方面，分辨率不足，似乎抑制碎裂。在两个极端情况下测试结果的收敛性，首先使用超过一百万个粒子重复测试用例，然后使用原始测试用例中的一半粒子数重复测试用例。
2010-10-24 astro-ph.GA
Tracing the layers of Photodissociated gas in Trifid Nebula
基于[C II]和[O I]远红外谱线观测，分析了三叶星云中光解区的动力学结构，发现其壳层动量低于理论预测，揭示了电离前沿驱散气体导致的质量损失。
2024-01-03 astro-ph.GA
