IR nebulae around bright massive stars as indicators for binary interactions
最近的研究表明，超过70%的大质量恒星并不是以有效的单星形式演化，而是作为相互作用的双星系统的成员。因此，这些恒星的演化与类似但孤立的物体相比发生了强烈的变化。我们研究了早型恒星周围秒差距尺度中红外星云的存在。如果它们存在于广泛的恒星性质中，一个可能的总体解释是二元相互作用中的非保守质量转移，或恒星合并。对于~3850颗恒星（亮星表[BSC]中的所有OBA星，Be星，BeXRB和Be+sdO系统），我们目视检查WISE 22 $μ$ m图像。根据星云的形状和相对位置，我们区分五类：偏移弓形激波结构上与恒星空间速度一致，不一致的偏移弓形激波，以及居中的，未解决的，未分类的星云。在BSC中，我们发现28%，13%和0.4%的O，B和A星，分别拥有相关的红外（IR）星云。此外，34/234 Be星、4/72 BeXRB和3/17 Be+sdO系统与红外星云有关。对准或不对准的弓形激波是由恒星和星际介质（ISM）之间的高相对速度引起的，它们分别由恒星或ISM主导。大约13%的中心星云可能是头部或尾部的弓形激波，对于其余的星云，数据不支持解释为父母盘的残骸，前一个伴星的超新星遗迹，以及恒星风中的尘埃产物。在银河系高纬度地区也存在有中心的星云，这极大地限制了与ISM中的凝聚体巧合对齐的全球风险。在双星演化过程中的质量损失似乎是形成这些星云中至少一部分的可行机制。总的来说，大约29%的红外星云（…
2018-06-06 astro-ph.SR
Wind nebulae and supernova remnants of very massive stars
一小部分（逃逸）大质量恒星的质量超过$60$ - $70\, \rm M_{\odot}$，并被预测在以核心坍缩超新星的形式结束生命之前，会演化为明亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。我们的2D轴对称流体动力学模拟探讨如何快速风（$2000\, \rm km\, \rm s^{-1}$）和高质量损失率（$10^{-5}\, \rm M_{\odot}\, \rm yr^{-1}$）可以影响的形态拱星介质。它的形状是100 pc尺度的风星云，当它以超音速速度$20$ - $40\, \rm km\, \rm s^{-1}$穿过银河平面的星际介质（ISM）时，可以被驱动星穿透。这种逃逸恒星的运动将超新星爆炸的位置移出了它们的弓形激波星云，对最终的激波膨胀造成了不对称性，并产生了天鹅座环状的超新星遗迹。我们的结论是，大小（超过$200\, \rm pc$）的对流风腔中的化学富集的超新星喷出物扩大，有效地混合风和ISM材料的数密度至少$10\%$，可以被用来作为一个非常大的祖先，这种$0.1\, \rm Myr$老遗迹的失控性质的示踪剂。我们的研究结果激发了进一步的观测活动，致力于非常大质量的恒星BD+43 3654的弓激波和同步辐射发射沃尔夫-拉叶壳G2.4+1.4的密切环境。
2020-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where are all of the nebulae ionized by supersoft X-ray sources?
吸积、稳定核燃烧的白矮星与所谓的近双星超软X射线源（SSS）有关，观测到的温度为几个$\times 10^{5}$ K，光度为$10^{38}$ erg/s。这些和其他类型的SSS被认为能够电离周围的星周介质，然而，到目前为止，在大麦云云（6个已知的近双星SSS）中只发现了一个这样的星云，围绕着吸积的核燃烧的WD CAL 83。这就导致了这样的结论：大多数SSS在过去的大部分吸积历史中不可能既亮（$\gtrsim 10^{37}$ erg/s）又热（$\gtrsim$几$\times 10^{4}$ K），除非大多数源周围的ISM密度远小于CAL 83星云（4- 10 $\rm{cm}^{-3}$）的密度。在这里，我们证明，大多数SSS必须位于比CAL 83低得多的密度介质中。过去探测此类星云的努力并没有考虑到恒星形成星系中ISM的结构，特别是大部分体积被低密度温热ISM占据的事实。CAL 83似乎位于ISM的一个区域，该区域至少是$\sim 40$倍过密的。我们计算出这样一个事件的概率是$\approx 18\%$，在良好的协议与观察到的统计。我们提供了一个修改后的模型的“典型”SSS星云，并概述了调查的麦哲伦星云，可以检测到大多数这样的对象的要求。然后，我们简要地讨论了一些可能的影响，如果有证明是一个大的人口以前未发现的电离源。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a Bow-Shock Nebula around the Z Cam-type Cataclysmic Variable SY Cancri
本研究偶然发现Z Cam型激变变星SY Cancri周围存在弓形激波星云，且该星位于微弱Hα星云边缘，性质与同类V341 Ara相似，提出三种星云形成的可能解释。
2024-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Nebulae in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星（SN Ia）的潜在祖先。如果这样的天体确实持续发出X射线，并嵌入足够密集的ISM中，它们将被扩展的星云辐射所包围。这些星云应该在超新星爆发后仍然存在很长一段时间，这是因为它们经历了很长的重组和冷却时间。考虑到这一点，我们在大麦云云的四个SSS和三个SNR周围寻找星云[O III]发射，使用Las Campanas天文台的6.5米Baade望远镜和IMACS相机。我们确认，在四个SSS候选者中，只有CAL 83可以与[O III]星云相关联。其他天体的[O III]光度被限制在CAL 83的$\lesssim 17\%$，距离中心源6.8 pc。用光电离代码CLOUDY计算的模型表明，要么CAL 87、RX J0550.0-7151和RX J0513.9-6951环境中的ISM密度必须显著低于周围CAL 83，要么这些源在过去$\lesssim 10,000$年中的平均X射线亮度必须显著低于目前观测到的。以便与观察到的光度上限一致。对于我们考虑的三个SNR（年龄都是$< 1000$年），我们的[O III]通量测量以及已知的周围ISM密度强烈地限制了它们的祖先在过去几千年中的电离光度，独立于祖先通道。
2020-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
PION: Simulating bow shocks and circumstellar nebulae
膨胀的星云是由恒星的质量损失产生的，特别是在演化的后期。这些星云的多维模拟需要恒星附近的高分辨率，并允许分辨率随着与恒星的距离而降低，理想情况下具有自适应时间步长。我们报告的实施和测试的静态网格细化的辐射磁流体动力学代码PION，并记录其性能的二维和三维计算。弓冲击产生的热，磁化，缓慢旋转的恒星，因为它通过磁化ISM移动在3D模拟，突出与2D计算相比的差异。依赖于磁场的，随时间变化的磁化风的建模和模拟的蓝超巨星周围的环形星云从文献进行比较。从沃尔夫-拉叶星到慢风从以前的红超巨星阶段的演化的快风的膨胀的3D模拟，与文献和解析理论的结果进行了比较。最后，用三维MHD模拟了双星系统的风-风碰撞，并与以前的二维计算结果进行了比较。提供了一个python库，用于读取和绘制模拟快照，还演示了使用环面生成合成红外发射图。结果表明，国家的最先进的三维MHD模拟的风驱动星云可以使用PION合理的计算资源。源代码和用户文档在BSD 3许可证下向社区提供。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Virtual Observatory studies of Planetary Nebulae
从斯特拉斯堡ESO行星状星云（PNE）目录（SEC）开始，最大的PNE汇编可与~ 1500对象，我们进行了全面的研究，整个PN人口，从来没有进行到目前为止，只使用在线目录和公共成像调查的数据。该研究包括通过测量的自行（PM）的PN动力学，他们的银河系中心轨道的研究，他们与星际介质（ISM）的相互作用的研究，和他们的紫外-红外光谱能量分布（SED）的研究。作为与在线星表进行互相关所需的初步步骤，我们首先对PN坐标进行了系统的重新评估（Kerber et al. 2003 a）。
2009-02-05 astro-ph.SR
Science with the ngVLA: Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）代表了初始质量为$\sim$ 1-8 $M_\odot$的恒星演化的近终点，其中渐近巨星分支（AGB）恒星的包层被来自新出现的白矮星的高能辐射光解离和电离，这是祖先恒星的核心。越来越明显的是，大多数PNe是从二元系统中派生出来的。因此，PNe提供了独特的洞察力，以各种各样的天体物理现象，包括伴星的影响，后期阶段的恒星演化;恒星风的相互作用和冲击;物理和化学的光电离等离子体和光子为主的区域（PDR）;和丰富的ISM的产品中质量恒星核合成。我们描述了ngVLA在这些领域的潜在影响的具体例子。
2018-10-15 astro-ph.SR
Compact Galactic Planetary Nebulae: A HST/WFC3 Morphological Catalog, and a Study of their Role in the Galaxy
我们提出的图像的\textit{Hubble Space Telescope}（\textit{HST} /WFC 3）快照程序的角度紧凑的银河系行星状星云（PNe），收购的目的是研究它们的大小，演化状态和形态。比$\sim4\arcsec$小的PNE在大多数形态学研究中都没有得到充分的描述，今天它们的研究不如它们的直接进化前辈--前行星状星云。这些图像是根据[ \ion{O}{3} ] $\lambda5007$（通常用于对PN形态进行分类）在紫外连续谱中获取的，目的是明确地检测中心恒星，并在$I-$中获取的。如果存在的话，可以检测到冷伴星。51个确认的PNe样本几乎展示了所有的主要形态类别，分布更重的双极PNe，但总的非球面PNe几乎与一般的银河系样本相同。在我们的样本中，大量的微观结构也很明显，许多星云显示出附着的壳、晕、袢以及弧形、环形和螺旋形的内部结构。一些PNE中的各种非球面结构，包括分离弧，表明与ISM的相互作用。我们研究了所观察到的样本紧凑的银河系PNe的背景下，一般银河系PN人口，并探讨其物理尺寸，空间分布，红化，径向金属丰度梯度，和可能的祖先，是独特的人口内的银河系PNe。我们发现，这些紧凑的银河PN e是根据表观尺寸选择的，构成了多样化的银河PN群，相对均匀地分布在银河系盘面上，包括我们银河系的外围。这个独特的样本将在未来用于探测旧的银河系盘人口。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the observability of bow shocks of Galactic runaway OB stars
从其母星团中被抛射出来并以超音速航行通过星际介质（ISM）的大质量恒星被归类为流放星。它们产生可以观测到的拱星弓形激波星云。我们提出了二维，轴对称流体动力学模拟的代表性样本的恒星风弓冲击银河OB星在周围介质的密度范围从n_ISM=0.01到10.0/cm 3。独立于它们在银河系中的位置，我们确认红外线是最合适的波段，以寻找弓冲击从大质量恒星。它们的谱能量分布是分析它们的方便工具，因为它们的发射不依赖于可能影响不稳定薄壳弓形激波的暂时效应。我们的数值模型产生的高质量（~40 Mo）失控恒星的银河系弓激波产生H $α$通量，可以观察到的设施，如超级宇宙H-阿尔法调查。最明亮的弓形激波星云产生于ISM的密度较高的区域。我们预测，在哈通过瑞利敏感设施观察到的领域中的弓激波周围形成的初始质量大于约20钼的恒星。我们的OB星弓形激波模型在3 <= lambda <= 50 μ m波长范围内具有最大发射，这可以比逃逸星本身亮几个数量级，特别是对于初始质量大于20 Mo的恒星。
2016-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
$^3$He Abundances in Planetary Nebulae
$^3$ He同位素对天体物理学的许多领域都很重要，包括恒星演化、化学演化和宇宙学。这种同位素产生于恒星，它们在行星状星云阶段演化。行星状星云是低质量和中等质量恒星演化的最后阶段，在那里，渐近巨星分支上的恒星失去的大量质量被新兴的白矮星电离。喷出物迅速分散并与周围的ISM融合。$^3$ He的丰度只能由电离态$^3$ He的超精细跃迁导出，表示为$^3$ He $^+$，这些跃迁可以在静止频率8.665 GHz的射电中观测到。$^3$氦在PNe中的丰度可以帮助测试银河系化学演化的模型。许多小时已经投入到试图检测这条线，使用像Effelsberg这样的望远镜，马克斯普朗克射电天文学研究所的100米碟，国家射电天文台（NRAO）140英尺望远镜，NRAO甚大阵列，阿雷西博天线，绿岸望远镜，以及最近，马德里深空通信中心的深空站63天线。
2016-12-08 astro-ph.SR
Comparing shocks in planetary nebulae with the solar wind termination shock
我们发现，超热粒子，被称为拾取离子（PUI），可能会降低一些行星状星云（PNs）和共生系统中的快风和喷流的震后温度。我们的目标是解释这样一个发现，即在某些PN和共生星云中，由激波后气体形成的热气泡的温度比简单的流体动力学计算所预期的值低，有时甚至低一个数量级以上。虽然已经提出了各种解释，但对于这种低温问题还没有优选的解决方案。PUI被用来解释太阳风终端激波背后的低温。而在太阳风的情况下，变成PUI的中性原子从星际介质（ISM）穿透激波前的太阳风区域，在PNs中，PUI源更可能是嵌入快速风或喷流中的缓慢移动的团块。这些团块是由不稳定性或回流的冷气体形成的。我们的估计表明，在年轻的PN这些PUI将热化之前离开系统。只有在那些尺寸超过~5000天文单位，且快风质量损失率低于~10^{-7} Mo/yr的较老的PN中，我们才认为PUI是激波后区域（热泡）能量的有效载体。
2010-11-05 astro-ph.SR
A comprehensive search for stellar bowshock nebulae in the Milky Way: a catalog of 709 mid-infrared selected candidates
我们确定709弧形中红外星云在24微米斯皮策太空望远镜或22微米宽视场红外探测器调查的银河平面可能的尘埃星际弓激波的早期型恒星。大约20%在8微米或更短的中红外波长下可见。绝大多数（660）在文献中没有先前的识别。这些扩展的红外源强烈集中在银河系中面附近，角标度高度约为0.6度。它们都拥有一颗对称放置的恒星，这颗恒星被认为是席卷星际物质的恒星风的来源。这些是候选的“逃逸”星，在当地介质的参考系中可能具有高速度。在286个物体与测量自行，我们发现一个明确的过量的速度矢量与红外线形态-运动学证据表明，其中许多是“失控”的明星负责的弓激波签名与大的特殊运动。我们讨论了人口的“原位”弓形激波（103对象），面对巨大的HII地区的恒星和ISM之间的相对运动可能是由大量的外流从一个过压的泡沫。我们还确定了58个物体，它们面对8微米的亮边云，显然构成了一个原位弓形激波的子类，在那里恒星风与来自侵蚀分子云界面的光蒸发流相互作用（即，“PEF bowshocks”）。弓形星云的方位在小的角度尺度上表现出相关性，表明外部影响，如HII区域是产生一些弓形激波星云的原因。然而，这个样本中的绝大多数（499个物体）似乎与明显的外部影响无关。
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the Central Stars Powering Bowshock Nebulae and the Large Multiplicity Fraction of Runaway OB Stars
为恒星弓激波星云（SBNe）提供动力的OB星被认为具有巨大的奇特速度。我们测量了SBN中心恒星的特殊速度，以评估其运动学相对于一般O星人口使用$Gaia$ EDR3数据的267 SBN中心恒星和455个银河系O星的样本，以获得投影速度$v_{\rm 2D}$。对于每个样本的一个子集，我们获得了新的光谱学来测量径向速度和识别多星系统。我们发现SBN中心恒星的最小多重性分数为36 $\pm$ 6%，与$>$ 28%的逃逸银河系O星一致。逃逸粒子之间的大的多重性分数意味着非常有效的动力学喷射，而不是双星超新星的起源。SBN中心星的中值$v_{\rm 2D}$为$v_{\rm 2D}$ =14.6 km s $^{-1}$，大于非弓激波O型星的中值$v_{\rm 2D}$ =11.4 km s $^{-1}$。SBNe的中心恒星有一个失控（$v_{\rm 2D}$ $>$ 25 km s $^{-1}$）的分数为24 $^{+9}_{-7}$ %，与对照样本O星的22 $^{+3}_{-3}$ %一致。大多数（76%）的SBNe中心恒星不是离家出走的。我们对星云形态学和$v_{\rm 2D}$运动学位置角之间的对准（$Δ_{\rm PA}$）的分析揭示了两个种群：高度对准（$σ_{PA}$ =25 $^\circ$）种群，包括具有最大$v_{\rm 2D}$的恒星（样本的31%）和随机（非…
2022-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D MHD astrospheres: applications to IRC-10414 and Betelgeuse
银河系中相当一部分大质量恒星以超音速运动通过其本地星际介质（ISM），通过风与ISM的相互作用产生弓形激波星云。这些观测到的冷质量恒星周围的天体层的稳定性挑战了先前的二维（磁）流体动力学模拟其周围环境。本文对逃逸M型红超巨星的星周介质进行了三维磁流体动力学（3D MHD）模拟。我们对待恒星风与帕克螺旋，并假设7 microG磁化的ISM。我们的自由参数是ISM流和磁化之间的角度theta_mag，取0、45和90度。结果表明，模拟尺度、坐标系和网格效应对模拟天体球的发展有很大影响。然而，只要ISM流和磁化方向相差超过几度（θ_mag>5度），弓形激波就稳定下来，大多数块状和不规则结构消失。弓形激波的复杂形状引起重要的投影效应，例如在光学Ha线处，产生复杂的天体球形态。我们推测，这些效应也在早期类型的大质量恒星周围起作用，这将解释它们在失控OB星周围观察到的弧形星云的多样性。我们的三维MHD模型很好地拟合了几颗失控红超巨星的天体层观测。结果解释了IRC-10414和参宿四的平滑天体层是由一个有组织的、非平行的环境磁场稳定的。我们的研究结果表明，IRC-10414目前处于稳定的进化状态，参宿四的酒吧是星际起源。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seimei KOOLS-IFU Mapping of the Gas and Dust Distributions in Galactic Planetary Nebulae: the Case of IC2165
利用高分辨率的二维发射线图研究了富碳行星状星云（PN）IC 2165中气体和尘埃成分的物理和化学性质。消光图是以自洽和无自洽的方式生成的。星周气体尘埃质量比（GDR）图的径向范围从充满热气等离子体的中央星云的1210到电离锋附近的120。测定的GDR相当于~400，这是通常采用的富碳渐近巨星分支（AGB）恒星，和~100 ISM。除了内部区域，IC 2165的GDR几乎与AGB星相同，这表明大多数尘埃颗粒能够承受恶劣的辐射场而不会被破坏。集中在赤道面的气体和尘埃质量分布可能与AGB阶段和星云成形过程中的各向异性质量损失有关。本文研究了电子密度/温度和离子/元素丰度的空间分布。我们确定了13个元素丰度使用PSF匹配的空间集成多波长光谱从同一孔径提取。它们的值与最初为1.75 Msun和Z = 0.003的恒星的理论模型预测的值一致。最后，我们构建了光电离模型，使用我们的距离测量是一致的所有导出量，包括GDR和气体和尘埃质量和后AGB的演变。因此，我们展示了Seimei/KOOLS-IFU的能力，以及如何从IFU观测中获得的PNe中的气体和尘埃成分的空间变化可以帮助理解星周/星际介质的演变。
2022-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerous bow shocks in the outer Helix Nebula
Dragonfly Focused Research Organization（Dragonfly 专注研究机构）；Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；NRC Herzberg Astronomy & Astrophysics Research Centre（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理研究中心）
研究在螺旋星云外围发现22个紧凑弓形激波，通过MOTHRA望远镜探测，揭示AGB壳层残余物与ISM相互作用的碎裂过程，为恒星抛射物混入ISM的时间尺度提供直接约束。
2026-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical modeling and the interactions with the ISM
本文综述了近年来为提高对行星状星云的结构、形成和演化的理解所做的一些模拟工作，包括行星状星云与星际介质的相互作用。对多极PNe和PPNe的形成机理提出了新的见解。这些机制是基于中央引擎与双星或黑洞的相互作用，在膨胀的冲击波中产生不稳定性，导致中央恒星的照明效应改变了星云的外观。此外，在运动学的观察和3D建模方面也取得了很大进展，这是理解动力学的关键。广泛的观测目录即将上线的运动学，以及一些非常详细的自行测量已经作出。形态-运动学三维建模的新技术有助于使运动学数据的解释更加可靠和详细。除了个别有针对性的观测外，新的巡天还发现了许多PNE，它们显示出与星际介质相互作用的明显迹象。系统的相互作用的流体动力学模型已经产生了一个一般的计划，观察到的结构，从一个不断发展的行星状星云与ISM的相互作用的结果。在与ISM的相互作用过程中的尘埃气体动力学的详细建模产生了有趣的预测未来的IR观测。对最近在紫外线中发现的Mira的弓形激波和尾部的结构进行了详细的建模。
2011-09-22 astro-ph.SR
Circum-stellar medium around rotating massive stars at solar metallicity
目标。观测显示，星云围绕着一些大质量恒星，而不是其他恒星。如果观察，它们的化学成分远非均匀。我们的目标是把这些观测功能的背景下，大质量的恒星和他们的星周介质（CSM）的演变，更一般地说，量化的作用，大质量的恒星的化学和动力学演化的ISM。方法.使用A-MAZE程序，我们进行了2D轴对称流体动力学模拟的CSM的演变，形状的恒星风，为一个完整的网格的大质量恒星模型从15到120 Msun和以下的恒星演化从零年龄的主序星的超新星爆炸的时间。除了通常的量，我们还遵循五种化学物质：H，He，C，N和O。结果我们展示了各种数量如何演变为时间的函数：气泡的大小，风终止冲击的位置，气泡的化学成分等。气泡的化学成分与初始成分相比发生了很大的变化，特别是在红超巨星（RSG）和沃尔夫-拉叶（WR）阶段。在某些极端情况下，气泡的内部区域可以完全耗尽氢和氮，主要由碳，氦和氧组成。我们讨论了为什么泡沫通常以比自相似理论预测的更低的速度膨胀。特别是，气泡的大小对ISM的密度非常敏感，ISM密度中每增加一个dex，气泡的大小就会减小约2.5倍。气泡的大小也会随着中心恒星的金属丰度而减小，因为低金属丰度恒星的风较弱。我们的模型定性适合WR喷出物星云的观测。
2013-10-03 astro-ph.SR
Carbon-Chain Chemistry in the Interstellar Medium
本文综述了星际介质中碳链分子的观测、模拟、计算与实验研究进展，结合最新探测成果探讨了相关未解科学问题及未来研究方向。
2024-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae with Ultra-Violet Imaging Telescope (UVIT): Far Ultra-violet halo around the Bow Tie nebula (NGC 40)
上下文NGC 40是一个行星状星云，具有弥漫的X射线辐射，表明来自WC 8中心恒星（CS）的高速风与星云相互作用。它显示出很强的Civ 1550发射，这不能单独用热过程来解释。我们在这里提出的第一张地图，这个星云在C IV发射，使用宽带过滤器的紫外线。目的。绘制CIV热发射气体及其与软X射线（0.3-8 keV）发射区的对应图，以研究激波与星云和ISM的相互作用。这也说明了UVIT在星云研究中的潜力。方法.星云图像的形态学研究，图像的角分辨率约为1.3”，在四个UVIT滤波器波段，包括C IV 1550 λ和C II] 2326 λ谱线和紫外连续谱。与文献中的X射线、光学和红外图像进行比较。结果C II] 2326的照片显示了星云的核心，在CS的两侧有两个叶，类似于[N II]。在核心的C IV发射表现出类似的形态和现存的弥漫的X射线发射集中在星云凝聚。一个令人惊讶的UVIT发现是在FUV滤光片中存在一个大的微弱FUV晕，λeff为1608 nm。UV晕圈不存在于任何其他UV过滤剂中。FUV晕最有可能是由于H2分子的莱曼带的UV荧光发射。与光学晕和红外晕不同，FUV晕的轨迹主要朝向星云核心的东南侧，与CS的自行方向相反。结论. C IV 1550星云和核心X射线辐射的形态相似性表明，它主要是由强烈的CS风与星云的相互作用造成的。NGC 40中的FUV晕突出了H2分子广泛存在于甚至超…
2017-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarization simulations of stellar wind bow shock nebulae. II. The case of dust scattering
利用蒙特卡罗辐射转移程序SLIP，研究了在恒星源周围的弓形激波状密度增强区中尘埃散射产生的偏振。弓形激波是由快速运动的恒星风与星际介质相互作用形成的结构。我们以前的研究主要集中在这些结构中产生的电子散射的极化，我们表明，极化是高度依赖于倾斜角和多重散射改变的形状和程度的极化。与电子散射相反，尘埃散射是波长相关的，这改变了偏振行为。在这里，我们探索不同的尘埃粒子的大小和成分，并产生偏振光谱能量分布的每种情况下。我们发现，偏振SED行为依赖于粉尘成分和粒度。包括尘埃排放导致偏振的变化与温度在较高的光学深度的方式，是敏感的弓激波的方向。在不同的场景和一定的假设下，我们的模拟可以限制光学深度和尘埃属性的解决和未解决的弓形激波形状的散射区域。光学深度的约束可以提供估计的本地ISM密度观测到的弓形激波。我们还研究了填充在恒星和弓形激波之间区域的尘埃颗粒的影响。我们看到，随着恒星和弓形激波之间的尘埃密度的增加，所产生的偏振被抑制所有的光学深度制度。
2020-11-09 astro-ph.SR
The Milky Way Project MOBStIRS: Parametrizing Infrared Stellar-Wind Bow Shock Morphologies with Citizen Science
本文通过公众科学平台 MOBStIRS 测量 764 个红外弓形激波的驻点距离和形状参数，用于计算 OB 型星的质量损失率，验证了与模拟的一致性并揭示了弓形激波的不对称性。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Material mixing in pulsar wind nebulae of massive runaway stars
本文通过2.5维MHD模拟研究大质量逃逸星不同前身星类型和运动速度下脉冲星风、超新星抛射物与恒星风在脉冲星风云中的混合效率，揭示恒星演化历史对遗迹内元素分布和辐射机制的关键控制作用。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Inner and Outer Shock Layers of Bow Shocks in Cataclysmic Variables
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理系河外天文研究中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Astronomy and Astrophysics Group, Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系天文与天体物理学组）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
研究揭示双星变星弓形冲击的真实结构需通过多波段观测，发现双冲击层结构，内层为终端喷流冲击，外层为前向冲击扫掠边界。
2026-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Bow-Shock Nebula Around the Z Camelopardalis-type Cataclysmic Variable FY Vulpeculae
通过深度图像发现激变变星FY Vulpeculae周围存在弓激和复合尾迹星云，证实其属于Z Camelopardalis子类，揭示了明亮吸积盘驱动快速风进入星际介质产生弓激的机制。
2025-11-05 astro-ph.SR
Rectangular core-collapse supernova remnants: application to Puppis A
核心坍缩超新星遗迹是大质量恒星爆炸死亡后形成的银河系星际介质（ISM）中的气态星云。它们的形态和发射特性既取决于周围的拱星结构形状的恒星风ISM相互作用的祖星和周围介质的局部条件。在银河系平面的暖相（n = 1/cm 3，T = 8000 K），一个有组织的磁场强度为7 microG具有深远的影响的形态风泡的大质量恒星在休息。在本文中，我们表明，通过2.5D磁流体动力学模拟的背景下，沃尔夫-拉叶演化的35 Mo星，它会影响其超新星遗迹的发展。当超新星遗迹达到中年（15 - 20 kyr）时，它会呈现管状，这是由各向同性的超新星喷出物和各向异性的、磁化的、受冲击的恒星祖先气泡（超新星爆炸波膨胀进入其中）之间的相互作用造成的。我们对非热辐射，即射电同步辐射和逆康普顿辐射的计算表明，由于投影效应，这种超新星遗迹在某些情况下可以表现为矩形物体。这种形成超新星遗迹的机制类似于在恒星演化的低质量区域中由风-风相互作用产生的双极和椭圆行星状星云。如果这样一个矩形的核心坍缩超新星遗迹被创造出来，那么它的前身星一定不是一颗逃逸恒星。我们认为，这种机制是在塑造不对称的核心坍缩超新星遗迹船尾座A。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cool, evolved stars: results, challenges, and promises for the next decade
冷的、演化的恒星是星际介质（ISM）化学富集的主要来源，了解它们的质量损失和结构为研究宇宙中物质的循环提供了一个独特的机会。冷演化恒星中的脉动、对流和其他动力学过程创造了一个分子和尘埃可以形成的大气层，包括那些形成生命所必需的物质（例如~含碳分子）。因此，了解这些恒星的结构和组成对恒星天体物理学的几个方面至关重要，从ISM研究到年轻星系和系外行星研究的建模。最近的建模工作和越来越精确的观测现在表明，我们对冷恒星的光球，色球和大气结构的理解是有限的，因为对工作中的动力学和化学过程的了解不足。在这里，我们概述了未来十年充满希望的科学机会。我们确定并讨论了以下主要机会：（1）确定和模拟必须包括在当前冷演化恒星的一维和三维大气模型中的物理过程;（2）通过高分辨率光谱观测，完善我们对冷演化恒星的光球层、色球层和外层大气区域及其性质和参数的理解，（3）包括色球活动在红巨星分支和红超巨星质量损失过程中被忽视的作用，并了解其磁场所起的作用;（4）确定行星状星云的重要形成机制及其与母渐近巨星分支星的关系。
2019-03-11 astro-ph.SR
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Halpha survey of infrared bow-shocks around OB-type stars
Astronomical Institute, Czech Academy of Science（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学物理学院天文研究所）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）
该研究针对78个OB型恒星周围红外弓形激波候选体开展Hα成像巡天，结合多地基设施观测与存档中红外图像，测量几何参数并分类，发现部分候选体有可检测电离气体结构，恒星风动量和辐射压力影响结构塑造，为后续研究提供方向。
2026-07-28 astro-ph.SR
