Momentum and energy injection by a supernova remnant into an inhomogeneous medium
我们研究了嵌入云的质量负荷对超新星遗迹演化的影响，以及它们注入非均匀星际介质的能量和动量。我们使用一维流体动力学计算，并假设云是足够多的，他们可以在连续的限制。嵌入云的破坏增加了残骸的质量，增加了它的密度和压力，降低了它的温度。残余物冷却得更快，对被扫起的气体做PdV功的能力更低，最终获得更低的最终动量（最多可达两倍或更多）。因此，我们发现，注入的动量是更敏感的非均匀环境比以前的工作已经建议，我们提供适合我们的结果的情况下，云质量不受限制。在云量有限和局部耗尽的情况下，残余物的行为更为复杂。在多颗超新星聚集在一起的情况下，后来的超新星爆炸可能会遇到比以前更高的密度，因为之前的质量从吞没的云中释放出来。如果云的质量是有限的，那么后来的爆炸可能会产生一个持续的热相，而之前的爆炸却不能。
2019-07-08 astro-ph.GA
Comparing simulations of ionisation triggered star formation and observations in RCW 120
像银河系HII区域RCW 120周围的气泡壳内的大规模团块，已经被解释为触发恒星形成的收集和崩溃（C&C）机制。RCW 120周围的寒冷尘埃团排列成一个几乎是球形的壳，并容纳了许多年轻的恒星物体。通过进行高分辨率，三维SPH模拟的HII区域扩展成分形分子云，我们调查是否形成大规模的团块在密集的，扫起来的外壳一定需要的C&C机制。在第二步中，我们使用RADMC-3D来计算我们模拟的合成尘埃连续排放，以便将它们与APEX-LABOCA在870微米处对RCW 120的观测进行比较。我们发现，在RCW 120中看到的一个类似的分布的团块可以很容易地解释由一个不均匀的初始分子云结构。因此，一个壳状的大质量团块的配置并不意味着C&C机制在起作用。相反，我们发现了一种混合形式的触发，它结合了C&C和辐射驱动内爆（RDI）的元素。此外，我们调查的可靠性，从他们的870微米的排放得出的团块质量。我们发现，超过100 M_sun的团块的观测估计是准确的，在一个因素的两个，即使在这些长波长，它是重要的是要考虑到辐射加热触发，嵌入原恒星。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Energy Conservation in the thin layer approximation: I. The spherical classic case for supernovae remnants
应用于超新星遗迹膨胀的薄层近似假设，所有被扫过的物质都存在于一个薄壳中。因此，在薄层近似的运动规律发现使用动量守恒。在这里，我们介绍的能量守恒的薄层近似的框架。要分析的第一种情况是具有恒定密度的星际介质，第二种情况是相对于爆炸中心的7个密度递减的剖面。分析和数值计算结果适用于4超新星遗迹：第谷，Cas A，天鹅座圈，SN 1006。在星际介质密度不变的情况下，计算了由于辐射损失对运动定律的反作用。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spitzer IRS Observations of the XA Region in the Cygnus Loop Supernova Remnant
本文报道了用斯皮策太空望远镜的红光谱仪获得的天鹅座圈超新星遗迹XA区两个位置的光谱。光谱跨越10-35微米的波长范围，其中包含许多碰撞激发的禁限线。这些数据得到了惠普尔天文台获得的光谱和国际紫外线探测器的紫外线光谱的补充。从紫外线到红外线的覆盖范围提供了对冲击波模型的测试和对模型参数的严格限制。在残骸边缘的灯丝光谱中只检测到高电离物质的谱线。暗条追踪到一个180 km/s的冲击波刚刚开始冷却，氧与氖的丰度比在银河系H II区的正常范围内。在激波-云相互作用的尖点的光谱中检测到来自高电离和低电离物质的谱线，该尖点位于残余边界内。尖点区域的光谱与一个大约150 km/s的激波相匹配，该激波已经冷却并开始重组。激波后区域的上掠柱密度约为1.3E18 cm^-2，气体温度达到7000 ~ 8000 K。Cusp的光谱表明，大约一半的难熔硅和铁原子已经从晶粒中释放出来。两个位置均未检测到粉尘排放。
2014-03-14 astro-ph.GA
Infrared and X-ray emission of a supernova remnant in a clumpy medium
该研究通过三维动力学模拟，分析了超新星遗迹在不均匀介质中的红外与X射线光度比变化，发现其随撞击距离和年龄显著变化，并受介质不均匀性及辐射阶段影响，可用于解释年龄超过10 kyr的遗迹观测数据。
2025-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Laboratory Modeling of Supernova Remnants Collisions: Implications for Triggered Star Formation
CEA, DAM, DIF（法国原子能及替代能源委员会，达姆实验室，核物理与化学研究所）
本研究通过实验室模拟和数值模拟探讨超新星残骸碰撞对触发恒星形成的影响，提出改进的实验设置并揭示密集环境中碰撞促进恒星形成的作用机制。
2026-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 astro-ph.GA
The Return of the Proplyds - Understanding the Dynamics of Ionization Triggered Stars
在HII区内的Probands和恒星是一个很好的研究现象。它们可能是由HII区域本身的扩张引发的。在这里，我们提出了计算的动力学的HII区。我们发现，触发的恒星，形成在HII区域周围的物质席卷扩大壳很少返回到HII区域的时间尺度上推断的progrands和观察到的年轻恒星。然而，在像猎户座这样非常密集的环境中，被触发的恒星会及时返回。因此，我们的模型可以解释为什么在其他HII区几乎没有观察到probrids。我们建议，年轻的恒星物体在HII地区的性质一般取决于从大规模的，电离的中央星团的距离。在最靠近的地方，有一颗年轻恒星的盘直接与大质量恒星的反馈相互作用。再往外是II类原恒星，那里的电离已经去除了包层。甚至在更远的地方，人们应该会发现I类恒星，它们要么是被电离辐射触发的，要么是预先存在的，还没有失去它们的外壳。这种径向序列不一定是年龄序列，而是恒星风和电离辐射随着距离的增加而逐渐减少的结果。我们研究了触发恒星形成的观测信号，发现电离触发恒星形成的恒星分布显示出一个明显的特征，在电离锋的当前位置处有一个峰值。因此，通常可以区分恒星的触发分布和原位分布。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are carbon deflagration supernovae triggered by dark matter ?
Swinburne University（斯威本大学）；ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics（暗物质粒子物理卓越研究中心）
暗物质与恒星残骸碰撞可能触发碳熄火超新星，未来观测将澄清这一机制的分布特征。
2026-02-09 astro-ph.GA
A Catalogue of Galactic Supernova Remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae
我们在银河系平面（10度）寻找已知超新星遗迹（SNRs）的远红外（FIR）对应物。|L| < 60度）在70-500微米使用赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）。在研究的71个来源中，我们发现29个（41%）SNR具有与SNR相关的粉尘排放的清晰FIR检测。其中8个的尘埃位于中心区域，4个表明脉冲星风星云（PWNe）加热的喷出物尘埃。另外23个在外壳结构中有粉尘排放，这可能与清扫材料有关。许多银河系超新星都有尘埃的特征，但我们倾向于在年轻的遗迹和那些有热源（冲击波或PWN）的遗迹中探测喷出物尘埃。我们估计的尘埃温度和质量包含在三个PWNe，G11.2-0.3，G21.5-0.9，和G29.7-0.3使用修改后的黑体拟合。为了更严格地分析不同温度下的尘埃特性和尘埃发射率指数β，我们使用点过程映射（PPMAP）。我们发现了大量的冷尘埃（在20-40 K），尘埃质量Md = 0.34 +/- 0.14太阳质量，Md = 0.29 +/- 0.08太阳质量，Md = 0.51 +/- 0.13太阳质量分别为G11.2-0.3，G21.5-0.9和G29.7-0.3。我们推导出G21.5-0.3中PWN喷出物尘埃的尘埃发射率指数为β = 1.4 +/- 0.5，而周围介质中的尘埃为β = 1.8 +/- 0.1。
2018-10-31 astro-ph.GA
Interaction between Northern Coal Sack in the Cyg OB 7 cloud complex and the multiple super nova remnants including HB 21
我们报告了多个超新星遗迹（SNRs）和北煤袋（NCS）之间可能的相互作用，这是一个巨大的团块（~1000 Mo）在天鹅座OB 7云复杂，并形成一个巨大的0级对象。利用野边山射电天文台的45米望远镜对12 CO（J = 1 -0）、13 CO（J=1-0）和C18 O（J=1-0）发射谱线进行了分子观测，发现Vlsr主要有4个速度分量，分别为-20、-6、-4和10 km/s。-6 km/s和-4 km/s的分量分别对应NCS和天鹅座OB 7复合体的系统速度，其他的速度分量来自不同的较小的云。有趣的是，这四个分量的空间分布之间存在明显的相关性和反相关性，表明它们在物理上相互作用。在更大尺度上，我们发现一组属于-20和10 km/s分量的小云团沿两条不同的弧分布在一些SNRs周围，包括HB 21，它被认为与Cyg OB 7云复合体相互作用，我们还发现NCS正好位于弧的界面上。这些小星云很可能是由大质量恒星的恒星风卷起的气体，这些恒星风产生了SNR。我们认为，沿着两条弧排列的小云团最近遇到了NCS，NCS中的大质量恒星形成是由小云团与小云团的强相互作用触发的。
2019-05-17 astro-ph.GA
High-Energy Emission from the Composite Supernova Remnant MSH 15-56
MSH 15-56（G326.3-1.8）是一个复合超新星遗迹（SNR），由SNR壳层和射电中位移的脉冲星风星云（PWN）组成。我们提出了XMM-牛顿和钱德拉X射线观测的残余物，揭示了一个紧凑的源在无线电PWN的尖端和复杂的结构，提供证据的超新星（SN）喷出物与PWN材料混合后的反向冲击相互作用。的X射线光谱很好地拟合的非热幂律模型，其光子指数陡峭的距离从假定的脉冲星，和一个热组件的平均温度为0.55千电子伏。在某些地区，硅和硫的丰度增加，以及类似的温度和电离时间尺度，表明大部分X射线发射可以归因于SN喷出物，这些喷出物要么被反向冲击加热，要么被PWN扫过。我们发现一个区域具有较低的温度为0.3千电子伏，似乎是在电离平衡。假设Sedov模型，我们得到了一些SNR属性，包括16,500年的年龄。费米探测到的伽马射线发射的建模表明，发射可能来自反向冲击破碎的PWN。
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole triggered star formation in the dwarf galaxy Henize 2-10
黑洞驱动的外流已经在一些具有活动星系核的矮星系中观察到（1），并且可能在加热和排出气体（从而抑制恒星形成）中发挥作用，就像它们在较大的星系中所做的那样（2）。黑洞外流在多大程度上可以触发矮星系中的恒星形成尚不清楚，因为迄今为止这一领域的工作主要集中在大质量星系上，观测证据很少（3，4，5）。Henize 2-10是一个矮星暴星系，之前有报道称其中心有一个巨大的黑洞（6，7，8，9），但这种解释一直存在争议，因为观测证据的某些方面也与超新星遗迹一致（10，11）。在~9 Mpc的距离，它提供了一个机会，以解决中心区域，并确定是否有证据表明黑洞外流影响恒星的形成。在这里，我们报告的光学观测的Henize 2-10的线性分辨率为几个秒差距。我们发现一个~150 pc长的电离细丝连接该地区的黑洞的网站最近的恒星形成。光谱揭示了一个正弦形的位置-速度结构，这是很好地描述了一个简单的旋进双极流出。我们的结论是这个黑洞流出物引发了恒星的形成。
2022-01-20 astro-ph.GA
Localized SiO emission triggered by the passage of the W51C SNR shock
靠近W51 C的区域是超新星遗迹与周围分子云相互作用的一个令人信服的例子。据报道，在这个相互作用区域的W51 C-E位置上有大量的电子丰度，有人认为增强的电离分数是由于宇宙射线粒子被SNR冲击波新鲜加速。我们提供了以位置W51 C-E为中心的H $^{13}$ CO $^+$（1-0）和DCO $^+$（2-1）发射线的PdB干涉仪观测结果。这些观测结果证实了先前宇宙射线在这个位置引起电离的情况。此外，在W51 C-E附近成功地绘制了SiO（2-1）发射图，空间分辨率为7”。的SiO发射的形态和运动学的分析，并强烈建议，这种发射是由SNR的主激波的通道。结合该区域的增强电离分数，我们给出了一个一致的图片，其中W51 C-E位置位于冲击波的下游，那里有一个新加速粒子的大水库。
2014-04-05 astro-ph.GA
Far-Infrared Luminous Supernova Remnant Kes 17
本文介绍了利用AKARI和Spitzer卫星对超新星遗迹Kes 17的红外（IR; 2.5- 160 μ m）观测结果。我们首先检测到明亮的连续发射的西部壳在中红外和远红外波段连同其近红外分子线发射。我们还检测到隐藏的中红外发射后，在该地区的背景发射减去其南部壳。西壳的远红外光度约为8100 L太阳，这使得Kes 17成为少数几个具有显著远红外辐射的SNR之一。光谱能量分布的拟合表明存在两个尘埃成分：~ 79 K（热）和~ 27 K（冷），分别对应于~ 6.2 × 10 ^{-4} Msun和~ 6.7 Msun的尘埃质量。我们认为，热分量代表的灰尘排放的SNR扫到其西部和南部边界的材料，兼容的无线电连续辐射的分布重叠的中红外发射在西部和南部壳。另一方面，西壳层的近红外分子线辐射揭示了热（~ 2，000 K）的冲击致密分子气体的存在，这表明冷尘埃成分代表了与SNR和附近分子气体之间相互作用有关的尘埃辐射。分子气体的激发条件似乎与不同温度的激波、凝块混合气体的激发条件一致。本文讨论了西壳层冷尘埃明亮远红外辐射的三种可能来源：激波分子云团间介质中的尘埃辐射、被热气体吞没的分子云蒸发流中的尘埃辐射以及辐射激波照射的附近分子云的尘埃辐射。
2011-07-17 astro-ph.GA
Supernova Remnants as a Probe of Dust Grains in the Interstellar Medium
星际尘埃颗粒在银河系星际介质（ISM）的演化过程中起着至关重要的作用。然而，尽管它很重要，但对尘埃的起源、组成和整个宇宙的丰度仍然知之甚少。超新星遗迹（SNRs）提供了一个研究尘埃颗粒演化的实验室，因为它们是宇宙中唯一可以观察到颗粒被创造和毁灭的环境之一。SNR表现出碰撞加热的灰尘，允许灰尘作为一个诊断的粮食物理和等离子体条件的SNR。我目前的理论模型碰撞加热尘埃计算颗粒排放以及破坏率。在这些模型中，我将物理，如非热溅射所造成的颗粒运动通过气体，一个更现实的方法溅射小颗粒，和任意的颗粒成分多孔和复合颗粒。我将这些模型应用于开普勒超新星和天鹅座圈的红外和X射线观测，以及LMC中的SNR 0509-67.5，0519-69.0和0540-69.3。X射线观测表征的热等离子体，而红外观测约束颗粒的性能和破坏率。这种多波长的方法对于全面了解气体和尘埃的相互作用和演化至关重要。X射线和红外光谱的建模允许解开的参数，如前和后冲击气体密度，以及扫起的气体和灰尘的质量，并可以提供对冲击压缩比的约束。观测还表明，ISM中的尘埃与气体的质量比星光消光研究所推断的要低几倍。未来的天文台，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和国际X射线天文台，将允许测试远远超出现在可能的模型。
2010-05-07 astro-ph.GA
Supernova Remnants and Star Formation in the Large Magellanic Cloud
经常有人认为超新星遗迹（SNRs）可以触发恒星的形成。为了研究信噪比与恒星形成的关系，我们对大麦云星云中已知的45个信噪比样本进行了研究，以寻找相关的年轻恒星和分子云。我们发现7个SNR与YSO和分子云，3个SNR与YSO，但不与分子云，和8个SNR附近的分子云，但不与YSO。在与YSO相关的10个SNR中，对于8个病例，YSO和SNR之间的关联可以被拒绝或不能令人信服地建立。只有两个SNR有YSO沿着它们的边缘紧密排列;然而，SNR开始与YSO的出生云相互作用的时间比YSO的收缩时间尺度短得多，因此我们没有看到任何证据表明SNR触发了LMC中的恒星形成。在分子云附近的15个SNR可能会在未来当SNR冲击减缓到<45 km/s时触发恒星形成。我们讨论了信噪比如何改变YSO的物理性质和丰度。
2010-06-16 astro-ph.GA
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
Revealing the "missing" low-mass stars in the S254-S258 star forming region by deep X-ray imaging
在S254-S258恒星形成复合体的中心部分，一个由非常年轻的恒星天体（S255-IR）组成的密集的嵌入式星团夹在两个HII区域S255和S257之间。这一有趣的配置引发了不同的猜测，例如B星从星团中心的动态喷射，或者在两个膨胀的HII区域之间的碰撞区中被席卷的云中触发了恒星的形成。与这些B星相关的低质量恒星的存在或不存在可以区分可能的情况。我们对S254-S258区域进行了深度钱德拉X射线观测，以便有效地将该区域的年轻恒星与许多较老的恒星区分开来。我们探测到了364个X射线点源，提供了观测区域内所有年轻恒星的完整样本，范围可达~0.5 Msun。聚类分析确定了三个重要的集群，共包含64个X射线源。在考虑了X射线背景污染物之后，这意味着大约250个X射线源构成了一个广泛分散的年轻恒星群体。这个数字与IMF外推法预测的S255和S257中B星的低质量星族的预期一致。这些结果与这两颗B星代表较早的恒星星族的假设是一致的，它们不断膨胀的HII区已经扫过了中央云并触发了其中的恒星形成。
2011-06-10 astro-ph.GA
Star Formation by Supernova Implosion
本文通过构建简单模型研究超新星遗迹内爆触发恒星形成的效率，发现循环模式下效率较低，单次爆发模式下效率较高，并指出该过程可解释富金属恒星的形成。
2024-08-02 astro-ph.GA
Formation of ultra-compact blue dwarf galaxies and their evolution into nucleated dwarfs
基于矮-矮星系合并的数值模拟结果，我们认为具有活跃恒星形成的超致密蓝矮星系（UCBD）与有核矮星系之间存在着演化联系.我们认为，低质量的矮星可以非常丰富的气体的观测事实，从而调查非常丰富的气体，耗散的矮星-矮星合并的动力学和化学演化。我们发现矮-矮星合并的残余物可以被由触发的恒星爆发形成的新的恒星星族所支配，因此可以具有蓝色和更高的金属丰度（Z~[0.2-1]Z_sun）。我们还发现，这些合并的残余物在中心10 pc和小的半光半径（40-100 pc）范围内具有相当高的质量密度（10^4 M_sun pc^-3）。一些合并残留物的径向恒星结构与有核矮星的相似。恒星形成可以在围绕恒星星系核（SGN）的核气体盘（R<100 pc）中继续进行，因此SGN最终可以具有不同年龄和金属丰度的多个恒星星族。这些非常紧凑的蓝色残余物可以在合并后不久被识别为UCBD，并在年轻恒星衰落后被识别为有核矮星。我们讨论这些结果的背景下，富含金属的超紧凑型矮星（UCD）和SGN的起源。
2015-10-15 astro-ph.GA
Spitzer and Herschel studies of dust in supernova remnants in the Small Magellanic Cloud
通过斯皮策太空望远镜和赫歇尔太空天文台绘制的整个小麦哲伦云（SMC），我们能够搜索8-250微米的图像，以识别与SMC超新星遗迹（SNR）相关的红外（IR）发射。一个有效的探测必须与已知的X射线，Halpha和无线电发射的SNR相对应。从24个已知的SNR中，我们进行了5个阳性检测，另外5个可能的检测。其中两个探测到的星云与脉冲星或脉冲星风星云有关，另外三个探测到的星云是来自SNRs的扩展星云发射的一部分。我们模拟了尘埃发射，其中快速移动的电子预计碰撞和加热尘埃颗粒，然后在IR中辐射。已知距离（62.44+-0.47kpc），测量的SNR大小，电子密度，来自X射线发射的温度以及氢密度，SMC SNR的建模是简单的。如果氢和电子密度的更高范围被接受，我们将期望几乎所有的SMC SNR在IR中被检测到，至少在24微米处，但实际检测率仅为25%。对这种差异的一个可能的和常见的解释是，小颗粒已经被SNR冲击波破坏了。然而，在氢和电子密度的不确定性，我们发现，红外尘埃发射可以合理地解释，而不调用尘埃破坏。没有确凿的证据表明，信噪比破坏扫起来的ISM灰尘。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
From E. Fermi to Fermi-LAT: watching particle acceleration in supernova remnants
几十年来，超新星遗迹一直被认为是银河系宇宙射线（CR）的来源。然而，只有随着费米-LAT的出现，才有可能探测到--至少在一些信噪比中-- γ射线，其来源无疑是强子的，即由于相对论性核与背景等离子体碰撞产生的中性π介子衰变。当与其他波段（从射电到TeV γ射线）的观测相结合时，费米-LAT数据提供了CR谱比扩散激波加速的标准预测明显陡峭的证据，迫使我们重新思考我们对强激波下有效粒子散射的理论理解。我们概述了如何，包括CR触发的磁场放大的影响，它是可能的调和非线性模型的扩散冲击加速与γ射线观测，特别是提供了一个成功的应用，这样的理论第谷的SNR。最后，我们展示了动力学模拟如何研究加速粒子和磁场的非线性耦合的微观物理，从第一性原理探索费米机制在强冲击下的效率
2013-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cold Dust Content of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们目前的银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，获得与PACS和SPIRE仪器的赫歇尔空间天文台的远红外图像。我们发现，SNR壳是在PACS蓝色（100微米）波段检测到的，但不是在红色（160微米）波段，大致与AKARI观测结果一致。在250、350和500微米的SPIRE图像中，G292.0+1.8没有可辨别的发射。将100微米的发射与斯皮策在24和70微米处观察到的发射进行比较，我们发现G292.0+1.8在所有三个波长处的外观非常相似。红外辐射主要来自于非辐射性的星周激波。此外，在G292.0+1.8东侧被称为“马刺”的辐射冲击富O团块在PACS蓝色图像中清晰可见，红色图像中有边缘检测。将现有的14-40微米的IRS光谱与70微米MIPS和100微米PACS光度测量相结合，在最保守的假设下，即喷出物尘埃的温度为15 K，我们将喷出物尘埃质量的上限设定为<0.04太阳质量。通过对边缘周围四个位置的IRS光谱中的尘埃连续体进行建模，我们估算出激波后的密度范围为n_p = 3.5 cm^-3 ~ 11 cm^-3。整个SNR的综合光谱，占主导地位的扫起来的星周尘埃，可以适合与两个组件的尘埃模型与硅酸盐组件在62 K和石墨组件在40 K的总尘埃质量为0.023太阳质量。
2016-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Clumps and triggered star formation in ionised molecular clouds
红外壳和气泡在银河系中无处不在，通常与年轻大质量恒星周围形成的HII区域有关。在本文中，我们使用高分辨率的3D SPH模拟来探索单个O 7星以10^49 1/s的速度发射光子的效应，该O 7星位于质量为10^4 M_sun、半径为6.4 pc的分子云的中心;云的内部结构由其分形维数D表征（其中2.0 <= D <= 2.8）及其（对数正态）密度分布的方差σ_0^2（其中0.36 <= σ_0^2 <= 1.42）。我们的研究重点是掠起的冷气体的形态以及由此产生的恒星形成的分布和统计。如果分形维数较低，HII区域的边界主要是扩展的壳状结构，这些结构分裂成少量的大质量高密度团块，然后产生星团;恒星形成相对较快，并提供更高的恒星质量。相反，如果分形维数高，HII区的边界则由大量的柱和彗星状球状体所控制，其中包含致密的团块，倾向于产生单星或单个的多系统;恒星形成发生较晚，恒星质量略低，恒星分布更广泛。
2013-06-18 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
A Galactic Dust Devil: far-infrared observations of the Tornado Supernova Remnant candidate
我们提出了复杂的尘埃结构内的候选超新星遗迹（SNR）的“龙卷风”（G357.7-0.1）使用斯皮策和赫歇尔观测多个区域。我们使用点过程映射，PPMAP，以8”的分辨率调查龙卷风中的尘埃分布，与5-36”的本地望远镜光束相比。我们发现复杂的尘埃结构在多个温度范围内的头部和尾部的龙卷风，从15至60 K。头部的冷尘埃形成了一个壳，与无线电发射有一些重叠，在X射线峰值处包裹着温暖的尘埃。类似于被称为“尘魔”的陆地沙尘暴，我们发现龙卷风中含有大量的灰尘。假设尘埃吸收系数为kappa_300 = 0.56 m^2 kg ^1，我们推导出龙卷风头部的总尘埃质量为16.7太阳质量，这可以用在致密区域膨胀的SNR所席卷的星际物质来解释。龙卷风头部的X射线、红外线和无线电发射表明这是一个SNR。尾巴的起源更不清楚，虽然我们提出有一个X射线双星嵌入在SNR中，流出的驱动器进入SNR壳。这种相互作用以类似于SNR W50和微类星体SS 433的方式形成了螺旋尾结构。
2020-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Old Supernova Remnant within an HII Complex at l {\approx} 173{\circ}: FVW 172.8+1.5
本文介绍了在1 ~ 173{ \circ }处进行的HI 21厘米谱线观测的结果。在低分辨率的Hi巡天中，这种HV气体看起来像是微弱的、翼状的HI辐射，其速度超过了银河系旋转所允许的速度。我们把这个特征命名为FVW（禁速翼）172.8+1.5。我们的高分辨率（3. 4）阿雷西博HI的观测表明FVW 172.8+1.5是由结、细丝和环状结构组成的，分布在一个几度的区域上。这些HV HI发射特征被限制在HII复合体G173+1.5的范围内，该复合体由五个Sharpless HII区域组成，这些区域沿着大小为4{ \circ}.4 { \times } 3{ \circ }.4或~ 138 pc { \times } 107 pc的射电连续环分布，距离为1.8 kpc。G173+1.5是外星系中最大的恒星形成区之一。我们表明，HV HI气体与无线电连续环的相关性很好，这两个似乎跟踪一个膨胀壳。壳的膨胀速度很大（55 km s-1），表明它代表了超新星遗迹（SNR）。我们推导出的外壳的物理参数，并显示这些是一致的对象是一个SNR。通过分析ROSAT全天空X射线背景测量数据，我们还探测到HII复合体内部的热X射线发射气体。这也支持SNR解释。我们的结论是，HV HI气体和X射线最有可能是HII复合体内超新星爆炸的产物，可能是在一个引发这些HII区域形成的星团中。
2012-01-18 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants: I. Formation of Molecular Gas Disks
我们提出了< 1千秒差距分辨率CO成像研究37光学选择当地合并残留物使用新的和存档的干涉图获得ALMA，CARMA，SMA和PdBI。我们用NRO 45 m望远镜获得的单碟测量值补充了一个子样本，以估计分子气体质量（10^7 - 10^11 M_sun），并评估干涉测量值的缺失通量。在具有强CO探测的源中，我们发现80%（24/30）的样品在其速度场中显示出旋转分子气体盘（包括核环）的运动学特征，这些盘的尺寸在1.1 kpc到9.3 kpc之间变化显著。在54%的源中，分子气盘的尺寸比K带有效半径更紧凑。这些小的气体盘可能是由过去的气体流入形成的，这些气体流入是由潜在的合并事件期间的动力学不稳定性触发的。另一方面，其余（46%）的源具有相对于恒星成分延伸的气体盘，可能形成具有中央恒星隆起的晚型星系。我们对观测数据的新汇编表明，在合并的最后阶段，核气体盘和扩展的分子气体盘是常见的。这一发现与最近的主要合并模拟富含气体的祖盘是一致的。最后，我们认为，在高红移观测到的一些旋转支持的湍流盘可能来自最近经历了一次重大合并的星系。
2014-07-25 astro-ph.GA
Self-sustaining star formation fronts in filaments during cosmic dawn
我们提出了一个新的模型点火恒星形成的低质量晕的自持冲击前在宇宙细丝在高红移。恒星形成的气体燃料存在于低质量的晕中，由于它们的原始成分和较低的维里温度，它们不能自行冷却。我们表明，恒星形成可以触发这些细丝通过冲击波。壳层被冲击波冷却并碎裂成冷团块，这些冷团块通过热不稳定性形成大质量恒星，其时间尺度比锋面的动力学时间尺度短。反过来，这种冲击波是通过超新星爆炸注入的能量而自我维持的。恒星形成的锋面类似于爆炸波，它驱动放热反应为冲击波提供动力。我们发现，持续的恒星形成通常会推动前的速度$\sim 300-700\,\rm km\,s^{-1}$在再电离的时期。未来$\textit{James Webb Space Telescope}$的观测可能会揭示宇宙细丝的照明区域，并限制其中恒星的初始质量函数。
2018-07-17 astro-ph.GA
Shocking interactions of supernova remnants with atomic and molecular clouds -- the interplay between shocks, thermal instability and gravity in the large cloud regime
使用自适应网格加密代码MG，我们进行三维流体动力学模拟的超新星云的相互作用在“大云制度”。云最初是原子的，由于热不稳定性（TI）和重力而不断发展。我们研究的相互作用，在“前TI”和“后TI”阶段时，冷和密集的团块，并比较这些结果理想化的冲击云的情况下，在“小云系”，和一个没有冲击的情况。总的来说，超新星的破坏比理想的冲击要弱得多，因为超新星的撞击是瞬间的，而不是连续的。在这两个超新星云的相互作用，我们观察到两个冲击的影响云，其次是一个弱的10公里的$^{-1}$上游流的云界面上的发展，和全球环境压力下降。当云仍然是原子时，它会由于这种下降而膨胀。此外，TI在云的前部被触发，导致形成一个帽状结构，内部嵌有团块。上游气流在该区域汇聚，形成叶状云形态。当云是分子时，传输的冲击破坏了团块间的物质，并导致团块的外层轻微膨胀，形成尾巴状的形态。这些影响比我们的冲击云情景中的影响要小，而比我们的非冲击情景中的影响要大。在350万年后，尽管全球环境压力下降，超新星衰变的影响和云返回到一个几乎无法区分的状态，从一个未受冲击的云。在这两种超新星云的情况下，我们都没有看到任何局部的引力坍缩。
2022-05-13 astro-ph.GA
Murchison Widefield Array and XMM-Newton observations of the Galactic supernova remnant G5.9+3.1
在本文中，我们讨论了迄今为止研究很少的银河系超新星遗迹（SNR）G5.9+3.1的射电连续谱和X射线性质。本文给出了利用Murchison宽场射电望远镜阵（MWA）获得的银河系SNR G5.9+3.1的射电谱能量分布（SED）。结合这些新的观测与调查在其他无线电连续频率，我们讨论了综合无线电连续谱的这个特殊的遗迹。我们还分析了档案XMM-牛顿观测，这是第一次探测到来自这个遗迹的X射线发射。SNR SED可以用一个简单的幂律关系很好地解释。G5.9+3.1的同步辐射谱指数估计为0.42 $\pm$ 0.03，1GHz积分通量密度约为2.7Jy。此外，我们建议，已确定的点射电源，位于中央的SNR壳内，是最有可能的超新星爆炸的紧凑的残余。XMM-牛顿所揭示的G5.9+3.1的壳状X射线形态与射电辐射的空间分布大致匹配，其中射电明亮的东部和西部边缘也很容易在X射线中检测到，而射电微弱的北部和南部边缘在X射线中很弱或不存在。从整个SNR以及SNR的北、东、西边缘提取的MOS 1 + MOS 2 +PN谱成功地与处于碰撞电离平衡的光学薄热等离子体模型拟合，柱密度N_H~ 0.80 × $10^{22}$ cm $^{-2}$，并且对于所有区域拟合的温度范围kT~0.14-0.23keV。对于整个SNR和边缘，导出的电子数密度n_e也大致相当（范围从~ $0.20f^{-1/2}$ cm $^{…
2019-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies
我们使用SDSS条纹82经验量化的恒星质量和黑洞增长引发的局部螺旋（盘）星系的小合并。由于大的合并破坏了盘并产生了球状体，因此形态上受到干扰的螺旋体很可能是小合并的残余。扰动螺旋星系表现出增强的比恒星形成率（SSFRs），这种增强在“后期”形态类型的星系（有更多的气体和更小的凸起）中增加。通过将SSFR增强与螺旋在这种“增强”模式中花费的时间分数相结合，我们估计，在局部螺旋中，约40%的恒星形成是由小合并直接触发的。扰动螺旋也表现出更高的核吸积率，这意味着较小的合并提高了中央黑洞的增长率。然而，比吸积率显示出比SSFR中的增强更低，这表明恒星质量和黑洞增长之间的耦合在小合并驱动的情节是弱的。鉴于恒星形成的重要部分是由轻微的合并引发的，这种较弱的耦合可能有助于在螺旋中的恒星与黑洞质量关系中观察到的大的内在散射。将我们的结果与早期星系中的恒星形成相结合-这是次要合并驱动的，占恒星形成预算的约14%-表明局部宇宙中大约一半的恒星形成活动是由次要合并过程引发的。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple gas phases in supernova remnant IC 443: mapping shocked H$_2$ with VLT/KMOS
超新星及其残余物向周围的星际介质（ISM）提供能量反馈，ISM通常以多种气相分布。其中，温暖的分子氢（H $_2$）往往占主导地位的冲击分子ISM，这已被观察到与H $_2$发射线在近红外波长的冷却。然而，这些研究要么局限于窄滤波器成像，要么局限于角度分辨率相对较差的稀疏采样中红外光谱观测。在这里，我们提出了近红外（$H$ -和$K$ -波段）光谱镶嵌观测对超新星遗迹（SNR）IC 443的A，B，C和G区域，与K波段多目标光谱仪（KMOS）板载甚大望远镜（VLT）。我们检测到20振转跃迁的H $_2$，一个H线（Br $γ$），和两个[Fe II]线，占主导地位的宽带图像在两个$H$ -和$K$ -带。H $_2$品系在所有区域的空间分布在从$\sim 0.1$ pc到$\sim 0.008$ pc的尺度上是聚类的。H $_2$的拟合激发温度在1500 ~ 2500 K之间，表明这些区域存在暖激波气体。多气相对比显示，各区域均存在分层激波结构，解释了同一区域多种类型激波共存的现象。最后，我们用光谱数据验证了先前在这些区域发现的年轻恒星的候选者，发现它们都与年轻恒星无关。这对先前提出的IC~443中SNR冲击触发恒星形成的方案提出了挑战。
2022-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of G52.381-0.849 and G56.240-0.345: young stellar objects associated with extended mid-infrared emission?
本文报道了与扩展的MIR辐射有关的两颗候选共生星（IPHAS J193108.67+164950.5和IPHAS J193709.65+202655.7）的可见光谱、中红外（MIR）映射和测光以及近红外测光的结果。我们对这些源的连续体的分析表明，它们可能代表I-II类年轻恒星天体（YSO），其中大部分红外辐射来自星周盘，并且其物理特性（恒星温度，半径，质量和光度）相似。扩展发射的特征在于通量和尺寸大幅增加到更长的MIR波长。这可能是由于多环芳烃在扩展的光解离制度，集中在更紧凑的电离区域负责大部分的短波发射的排放。这种双发射结构是在许多紧凑的HII区域中观察到的特征。最后，我们注意到，云有不对称的结构和风扫形态，可以想象的冲击与外部风的相互作用的指示。在这种情况下，YSO可能位于触发恒星形成的区域。
2010-02-10 astro-ph.GA
Near-Infrared Spectroscopy of Infrared-Excess Stellar Objects in the Young Supernova Remnant G54.1+0.3
我们介绍了最近在年轻超新星遗迹G54.1+0.3中发现的神秘恒星天体的宽带近红外光谱观测结果。这些物体显示出显著的中红外过量发射，它们嵌入在半径约为1弧分的漫射环结构中。它们的近红外光谱揭示了晚O-或早期B-型恒星的特性，具有众多的H和He I吸收线，我们将它们的光谱类型分类为O 9和B2之间的基础上得出的H线和恒星光球温度之间的等效宽度的经验关系。光谱类型与光谱能量分布拟合的结果相结合，将到物体的距离限制为6.0 +/- 0.4千秒差距。这些天体的光度光谱类型与光谱分析结果一致，消光分布表明环圈西部的物质局部增强。如果这些天体起源于G54.1+0.3的祖先星的触发形成，那么它们的形成很可能是在祖先星的后期演化阶段开始的，尽管可能是更早的形成。如果这两个天体和它的前身星属于同一个星团，那么我们的结果将G54.1+0.3的前身星质量限制在18 ~35 M_sun之间，并表明G54.1+0.3是一颗IIP型超新星，或者是一颗来自双星系统的Ib/c型超新星（可能性相对较低）。
2013-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Radio Observations of the Supernova Remnant CTA 1
本文报告了 CTA 1 的最新射电和 H I 观测，通过高分辨率图像研究其丝状结构和旋转量分布，提出星风扫集的替代解释，并利用新旋转曲线计算其更新距离为 1.09 ± 0.2 kpc。
2024-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamical star forming history of Per OB2
我们使用盖亚EDR 3数据分析了英仙座年轻恒星的内部动力学，包括Per OB 2和加利福尼亚云。通过解释当前的动态，我们推测Per OB 2可能是由两个独立的云形成的，这两个云已经开始形成彼此非常接近的恒星。IC 348夹在两者之间，继承了两者的运动学，它作为一个可能的云相互作用的地点而脱颖而出。我们还考虑了Per OB 2中过去超新星的可能性-虽然可能发生过一次，但它似乎没有引起任何明显的触发恒星形成，但它产生了一次冲击，将分子气体从IC 348中冲走。最后，我们研究了最近提出的金牛座和英仙座之间的壳。虽然它的起源是未知的，但我们在恒星运动学中找不到膨胀气泡的支持，我们也无法确定可能导致它的超新星的可能祖先，不利于这种明显壳层形成的这种情况。
2022-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction between the Supernova Remnant W44 and the Infrared Dark Cloud G034.77-00.55: shock induced star formation?
本研究利用ALMA的N2H+观测，发现超新星遗迹W44的激波压缩了红外暗云G034.77-00.55的致密气体，使其碎裂成可能坍缩的核，表明激波可能诱导早期恒星形成。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Newly Determined Explosion Center of Tycho's Supernova and the Implications for Proposed Ex-Companion Stars of the Progenitor
“G星”位于第谷SN 1572超新星遗迹的中心附近，被认为是爆炸的白矮星的前伴星，因此指出其前身就像是一颗复发的新星。这一主张一直是有争议的，但一直没有可靠的证据或反证。在此之前，没有人认真地讨论过1572年爆炸的确切地点。现在我们用两种截然不同的方法来精确测量超新星的位置。我们的第一种方法是使用1572年超新星和附近明亮恒星之间的42个测量角距离，单个测量值为84弧秒，所有测量值的1- $σ$误差半径为39弧秒（包括系统不确定性）。我们的第二种方法是使用一个详细而现实的膨胀模型，在残骸边缘周围的19个位置，在那里，扫起的物质已经测量了密度，我们用卡方拟合来确定膨胀的中心，以测量19个半径和速度。该方法的1- $σ$误差半径为7.5弧秒。这两种测量都从几何中心有很大的偏移，并且两者都非常接近，证明两者都没有任何显著的系统误差。我们对1572年爆炸地点的最终组合位置是J2000 $α$ = 0 h 25 m 15.36 s，$δ=64^{\circ} 8' 40.2"$，具有7.3弧秒的1-sigma不确定性。星形G在8.2- $σ$置信水平下被拒绝。我们的新位置主要位于以前寻找前伴星的区域之外。
2015-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
