Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock I: results for a range of clump densities
核心坍缩超新星喷出物中的反向冲击有可能摧毁新形成的尘埃物质。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟冲击波与超新星喷出物的相互作用。尘埃运动和破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体阻力，颗粒充电，溅射和颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A作为初始颗粒大小和气体密度的函数的尘埃破坏率。我们发现，如果初始颗粒尺寸分布较窄，对于高气体密度，半径约为10 - 50 nm，对于低和中等气体密度，半径约为0.5 - 1.5 $μ$ m，则高达30%的碳尘质量能够在反向激波的通道中幸存下来。初始半径约为10 - 30 nm的硅酸盐颗粒在中等和高密度对比下显示出高达40%的存活率，而具有微米尺寸分布的硅酸盐材料大多被破坏。对于这两种材料，幸存的尘埃质量被重新排列成一个新的尺寸分布，可以近似为两个组成部分：一个幂律分布的小颗粒和对数正态分布的颗粒具有相同的尺寸范围作为初始分布。我们的研究结果表明，颗粒-颗粒碰撞和溅射是协同的，颗粒-颗粒碰撞可以发挥至关重要的作用，在确定幸存的尘埃预算超新星遗迹。
2019-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock -- II. The impact of magnetic fields
尘埃颗粒形成于核心坍缩超新星的凝块喷出物中，在那里它们受到反向冲击，这能够破坏凝块并摧毁颗粒。重要的粉尘销毁过程包括热溅射和动力溅射以及碎裂和颗粒蒸发。在本研究中，我们专注于磁场对破坏过程的影响。我们已经进行了磁流体动力学模拟，使用AstroBEAR模型与喷出物块相互作用的冲击波。尘埃运输和破坏分数计算使用我们的后处理代码纸船中的加速晶粒由于磁场和程序，允许部分晶粒汽化已新实施。对于富氧超新星遗迹仙后座A，我们发现一个显着较低的尘埃存活率时，磁场是垂直于冲击方向对齐相比，非磁性的情况。对于平行场对准，破坏也被增强，但处于较低水平。存活分数敏感地依赖于团块和周围介质之间的气体密度对比以及颗粒大小。对于$100$的低密度对比度，例如，$5\,$纳米硅酸盐颗粒被完全破坏，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$86\,$ %。对于$1000$的高密度对比度，$95\,$ %的$5\,$ nm颗粒存活，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$26\,$ %。对存活率的影响可忽略不计，但与密度对比度、磁场强度和晶粒尺寸相比具有较低的影响。
2023-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Star formation from dense shocked regions in supersonic isothermal magneto-turbulence
超音速等温湍流建立了一个瞬态密集激波网络，该激波扫过材料，并具有由背景流体的冲压压力与激波后面的磁压力和气体压力梯度之间的平衡描述的密度分布。这些罕见的，密集的区域的动荡环境可以成为牛仔裤不稳定和崩溃，形成前恒星的核心。利用磁引力湍流的数值模拟，我们描述了稠密激波的结构特性，这是引力坍缩的种子，作为磁场强度的函数。在弱磁场区，坍缩是各向同性的。强磁场强度导致冲击分布的显著各向异性，并且优先平行于场线发生崩塌。我们的工作提供了深入分析年轻的原恒星坍缩的磁场拓扑结构和密度结构，这里提出的理论预测与大规模的强烈冲击，持续至少一个自由落体时间。
2018-05-28 astro-ph.GA
Mechanical Torque Disruption of Dust Grains Induced by Supernova Shock Waves
本文通过三维流体动力学模拟后处理，研究超新星激波在星风泡内对既有及新凝结尘埃颗粒的机械力矩破坏效应，发现其时标长于动力学溅射、与颗粒碎裂相当，主要由高颗粒漂移速度驱动。
2025-03-10 astro-ph.GA
CO rotational line emission from a dense knot in Cas A Evidence for active post-reverse-shock chemistry
我们报告了一个Herschel探测到的高J旋转CO线从一个致密的结在超新星遗迹Cas A。基于这些旋转线的综合分析，和以前观察到的振转CO线，我们发现气体是温暖的（两个组件在400和2000 K）和致密（1 e6 -7 cm-3），与CO柱密度为5e 17 cm-2。这一点，以及宽线宽（400公里-1），表明CO排放起源于后冲击区的反向冲击。由于反向冲击波的通过使任何存在的分子解离，CO很可能在过去几年中在冲击波后的气体中重新形成。CO的冷却时间是可比的CO形成时间，因此可能的热源（紫外光子从冲击波前，X射线，电子传导），以保持温暖的CO的大柱密度进行了讨论。
2013-09-17 astro-ph.GA
Supernova Shocks in Molecular Clouds: Shocks Driven into Dense Cores in IC 443 and 3C 391
本研究通过红外观测和理论模型，揭示了IC 443和3C 391中超新星激波进入致密分子核的两种激波条件，证明这些明亮团块为前恒星核，且短期内不会形成恒星。
2024-11-06 astro-ph.GA
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
Chemical evolution of the gas in C-type shocks in dark clouds
本文提出了稠密分子云中定常横向C型激波的磁流体动力学模型。考虑到一个完整的气体颗粒化学网络：气相化学，气体物种的吸附尘埃颗粒，各种解吸机制，颗粒表面化学，离子中和尘埃颗粒，颗粒地幔的溅射。与动力学和化学速率方程并行计算了离子Cl、CII和OI以及分子H $_2$、CO、H $_2$ O的能级布居密度。线辐射转移计算采用大速度梯度近似。模拟由两个步骤组成：（i）静态分子云的化学和热演化建模和（ii）冲击模拟。与类似的物理系统的公开可用的模型的结果进行比较。本文重点讨论了冲击波对尘埃颗粒的气体物质和冰幔的化学作用。冰幔的溅射发生在中性气体温度峰值附近的激波区。在高冲击速度下，从冰幔中喷出的分子在热气中被有效地摧毁，它们的生存时间很短--大约几十年。在高速C型激波通过后，冷却的激波后气体中出现了一个氢原子丰度高的区域，触发了复杂有机物质的形成，如甲醇。结果表明，一些复杂的有机分子（COM）的丰度在激波后的区域可以远远高于在震前气体。这些结果对解释原恒星外流中的COMs观测结果具有重要意义。
2018-06-11 astro-ph.GA
Dust destruction in non-radiative shocks
超新星遗迹冲击波是星际尘埃颗粒被破坏的主要场所。然而，在非辐射冲击中的粉尘销毁效率仍然不是很清楚。一种方法来估计被摧毁的尘埃的分数是比较冲击后的气体丰度和震前介质总丰度之间的差异时，震前元素耗尽因素是已知的。我们比较了大麦云云（LMC）中16个SNR的激波后气体丰度与我们基于69颗慢转早期B型星推导出的LMC星际介质丰度。结果表明，在冲击波中，平均有$\sim$ 61%的富硅尘埃颗粒被破坏，而富铁尘埃颗粒的破坏率仅为$\sim$ 40%.这一结果支持了这样一种观点，即在扩散中性介质中，Fe的高度耗尽不是由富Fe晶粒的回弹性引起的，而是由于更快的生长速率。这项工作也为限制星际尘埃的化学成分提供了一种潜在的方法。
2019-07-29 astro-ph.GA
Evidence for a Dense, Inhomogeneous Circumstellar Medium in the Type Ia SNR 0519-69.0
我们使用2020年获得的新HST WFC 3图像和2010年和2011年的ACS存档图像，对LMC中SNR 0519 $-$ 69.0的Balmer主导外激波进行了扩展研究。得益于非常长的时间基线，我们的自行运动测量具有前所未有的准确性。我们发现了一个广泛的冲击速度，最快的冲击平均5280公里/秒，最慢的冲击组平均只有1670公里/秒。我们将HST的H_alpha图像与Chandra的X射线图像和Spitzer的中红外图像进行了比较，发现特定位置的残骸亮度与该位置的爆炸波速度之间存在明显的反相关性，支持了X射线和红外发射的明亮结是与致密的非均匀星周介质相互作用的结果。我们没有发现X射线发射的证据，热或非热，与最快的冲击，如预期的，如果最快的速度是冲击波遇到低密度的环境介质的LMC的结果。我们得出的年龄为670 +/- 70岁的残留物，从以前的调查得出的结果一致。
2022-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
CSO and CARMA Observations of L1157. II. Chemical Complexity in the Shocked Outflow
L1157是一个分子暗云，其中嵌入了一颗具有双极外流的0级原恒星，是研究冲击化学的极好来源，包括冲击前的颗粒表面化学，以及冲击后的气相处理。L1157-B1和B2位置分别在大约2000年和4000年前经历了地震。在这些冲击事件之前，温度太低，大多数复杂的有机分子无法进行热解吸。因此，冲击应该已经从冰粒表面释放了这些分子，这一点可以从先前对通常与冲击相关的SiO和多个颗粒地幔物种的观测中得到证明。颗粒物质，例如OCS、CH 3OH和HNCO，相对于优选在较高速度冲击或重复冲击材料中形成的物质，例如SiO和HCN，都在不同位置处达到峰值。在这里，我们提出了高空间分辨率（~3”）的地图，CH 3OH，HNCO，HCN，和HCO+在南部部分的外流含有B1和B2，观察与CARMA。HNCO地图是L1157中该物种的第一次干涉观测。这些图显示了L1157 B中不同冲击区域内化学物质的明显差异。这通过使用非LTE代码RADEX的分子丰度的约束得到进一步支持（Van der Tak等人，2007）。我们发现东/西化学分化C2可以解释的冲击的相互作用与冷，原始的材料或温暖，以前冲击的气体，如增强HCN丰度的对比。此外，增强的HNCO丰度对老冲击，B2，表明高温O-化学在冲击区的重要性。
2016-05-31 astro-ph.GA
Bow shocks, bow waves, and dust waves. II. Beyond the rip point
尘埃波是尘埃等离子体流流经发光恒星时气体颗粒退耦的结果。辐射场足够强，以克服在“破裂点”处颗粒和气体之间的碰撞耦合，其中辐射压力与气体压力的比率超过大约1000的临界值。当撕裂点出现在流体动力学弓形激波之外时，可能形成与气体壳层分离的单独的尘埃波，其可以是阻力限制的或惯性限制的，这取决于流密度和相对速度。在阻力限制的情况下，有一个最小的气流速度约为60公里/秒，允许一个稳态的停滞漂移解决方案的尘埃波的顶点。对于较低的相对速度，尘埃动力学靠近轴表现出极限环行为（撕裂和抢购回）之间的两个不同的半径。强耦合的带电颗粒等离子体的磁场可以修改这些效果，但对于准平行场取向的结果是定性类似的非磁性的情况下。对于一个准垂直场，另一方面，形成一个解耦的尘埃波强烈抑制。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. I. Cloud-crushing and Post-processed Grain Sputtering
我们调查通过流体动力学模拟的破坏新形成的尘埃颗粒溅射在超新星遗迹的反向冲击。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。然后，我们对模拟输出进行后处理，以计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。我们探索适合这个问题的参数空间，通过改变喷出物团块的过密度和反向冲击的速度。由于辐射冷却可以降低尘埃嵌入的介质的温度，并通过减缓或停止晶粒溅射来保护尘埃，因此我们研究了不同冷却方法在模拟时间尺度上的影响。在一般情况下，我们的研究结果表明，晶粒半径小于0.1微米溅射到更小的半径，往往完全摧毁，而较大的晶粒生存与反向冲击波的相互作用。我们还发现，对于高喷出物密度，存活的尘埃的百分比是强烈依赖于团块和反向冲击之间的相对速度，造成高达50%以上的破坏最高速度的冲击。不同谷物种类的粉尘破坏比例差异很大，从Al 2 O3颗粒的完全破坏到Fe颗粒的最小破坏（在最极端的情况下仅破坏20%）。C和SiO2晶粒也表现出中等到较强的溅射，质量损失分别为38%和80%。早期超新星形成的颗粒的存活率对于决定它们是否可以作为解释高红移尘埃所需的“尘埃工厂”至关重要。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
UCLCHEM: A Gas-Grain Chemical Code
我们提出了一个公开的，开源版本的时间依赖性气体颗粒化学代码UCLCHEM。UCLCHEM通过在各种物理条件下的化学反应的大型网络传播化学物种的丰度。该模型的详细描述及其应用。作为可能用途的一个例子，UCLCHEM被用来探索原恒星坍缩对通常观察到的分子的影响，并研究C型冲击中分子的行为。我们发现一个简单的Bonnor-Ebert球的崩溃成功地再现了大部分的行为CO，CS和NH $_3$从核心观察到的\citet{Tafalla2004}，但不能预测的行为N $_2$ H $^+$。在C-shock应用中，我们发现分子可以被分类，以便它们可以成为有用的观察冲击及其物理性质的示踪剂。虽然许多分子在冲击气体中增强，但我们特别确定了两组分子。当激波传播时，少量的分子被冰的溅射所增强，然后在整个激波中保持高丰度。第二，更大的集合也被溅射增强，但随后随着气体温度的升高而被破坏。通过这些应用，UCLCHEM的普遍适用性得到了证明。
2017-05-30 astro-ph.GA
Silicon-bearing molecules in the shock L1157-B1: first detection of SiS around a Sun-like protostar
由低质量原恒星L1157-mm驱动的激波L1157-B1是研究由尘埃颗粒释放的分子引起的化学富集的独特环境。IRAM-30 m和Plateau de Bure干涉仪观测允许对L1157-B1中的含硅分子进行普查。我们探测到SiO及其同位素，并首次在冲击波中探测到SiS。[SiO/SiS]丰度比的强烈梯度（从>=180到~25）表明这两种物质的化学来源不同。SiO在射流冲击空腔壁处达到峰值（[SiO/H2] ~ 1 e-6），表明SiO是直接从颗粒中释放出来的，或者是在此处发生的强冲击中由释放出来的Si迅速形成的。相比之下，仅在由先前喷射事件打开的腔的头部处检测到SiS（[SiS/H2] ~ 2 e-8）。这表明SiS不是直接从晶粒核心释放，而是应该通过缓慢的气相过程使用部分释放的硅形成。这一发现表明，含硅分子可以用于区分晶粒或气相化学占主导地位的区域。
2017-05-04 astro-ph.GA
The role of shocks and the velocity gradient in the relative orientation of the magnetic field and dense gas clouds
本研究通过模拟暖原子气体碰撞，发现激波和速度梯度放大磁场涨落，使磁场平行于致密层，并受NTSI影响，最终提出潮汐拉伸速度梯度使磁力线垂直于密度结构。
2025-01-30 astro-ph.GA
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
通过改变碰撞速度$V_0$和磁场与碰撞流之间的夹角$θ$，利用三维磁流体动力学模拟研究了原子气体分子云的形成过程，包括非平衡化学反应、加热/冷却过程和自引力.我们发现致密气体形成的效率取决于$θ$。对于小的$θ$，各向异性超阿尔夫文湍流延迟重力不稳定团块的形成。$θ$的增加会产生激波放大的磁场，气体沿着磁场聚集，形成明显的对流结构。我们进一步研究了不同密度阈值的致密团块的统计特性。密度较低的稠密团簇的统计性质依赖于$V_0$和$θ$，因为它们的性质继承自分子云的整体湍流结构。相比之下，密集的团块似乎具有渐近的普遍统计特性，这并不依赖于碰撞流的属性显着。内部速度色散接近亚音速，等离子体$β$变为单位阶。我们开发了一个解析公式的维里参数，再现模拟结果相当不错。这一性质可能是恒星初始质量函数普适性的原因之一。
2022-06-14 astro-ph.GA
Dust grains from the heart of supernovae
尘埃颗粒通常被认为是在AGB恒星的风中形成的。然而，现在有越来越多的证据表明，在SNe尘埃形成。为了确定这两类恒星尘埃源的相对重要性，重要的是要知道SN喷出物中新形成的尘埃的比例是多少，这些尘埃能够在反向激波的通过中幸存下来，并被注入星际介质。有了这个目标，我们已经开发了一个新的代码，GRASH_Rev，它允许遵循的动力学的尘埃颗粒在冲击SN喷出物和计算的质量，成分和粒度分布的时间演化。我们考虑了四个在银河系和LMC中研究得很好的SNe：SN 1987a，Cas A，蟹状星云和N49。对于所有的模拟模型，我们发现很好的协议与观察。我们的研究表明，SN 1987 A太年轻了，反向冲击不会影响尘埃质量。相反，在其他三个SNe中，反向冲击已经摧毁了10%到40%的初始尘埃质量。然而，最大的尘埃质量破坏预计发生在爆炸后10^3年至10^5年之间。由于样本中最古老的SN的估计年龄为4800年，目前的观测只能提供一个上限的SN尘埃的质量，将丰富的星际介质，所谓的有效尘埃产量。我们发现，目前观察到的质量中只有1%到8%能够存活下来。这与考虑SN反向冲击影响的化学演化模型中采用的值非常一致。我们讨论了我们的研究结果的尘埃富集在本地星系和高红移的天体物理意义。
2016-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatially resolved thermal dust emission in the L1157 outflow reveals grain-driven molecular enrichment
Xiamen University（厦门大学）；National Sun Yat-Sen University（国立中山大学）；National Taiwan Normal University（台湾师范大学）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（台湾师范大学天文与引力中心）；Zhejiang Laboratory（之江实验室）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理南京重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本研究通过观测解析L1157外流的热尘埃辐射，结合模型揭示尘埃颗粒驱动分子富集的机制，为原恒星激波中尘埃-气体相互作用提供了观测约束。
2026-08-04 astro-ph.GA
Dust destruction and survival in the Cassiopeia A reverse shock
核心坍缩超新星（CCSNe）产生大质量（$\gtrsim 0.1 \, {\rm M}_\odot$）的尘埃，并且可能是宇宙中尘埃的主要来源，但是这些尘埃中的大部分可能在到达星际介质之前被摧毁。仙后座A（Cas A）是目前唯一一个可以观测到反向激波中尘埃破坏效率的超新星遗迹。我们确定前和后冲击尘埃质量在Cas A使用一个大大改进的尘埃排放模型。在我们优选的模型中，未受冲击的喷出物含有$0.1 \, {\rm μm}$硅酸盐颗粒的$0.6-0.8 \, {\rm M}_\odot$，而冲击后喷出物含有密集团块中的$5-10 {\, {\rm nm}}$颗粒的$0.02-0.09 \, {\rm M}_\odot$，以及发射扩散X射线的冲击喷出物中的$0.1 \, {\rm μm}$颗粒的$2 \times 10^{-3} \, {\rm M}_\odot$。隐含的粉尘破坏效率是团块中的$74-94 \%$和总体$92-98 \%$，使Cas A的最终粉尘产量为$0.05-0.30 \, {\rm M}_\odot$。如果未受冲击的喷出物颗粒大于$0.1 \, {\rm μm}$，则尘埃质量较高，破坏效率较低，最终产量可能超过$0.5 \, {\rm M}_\odot$。由于Cas A有一个致密的星周环境，因此有一个比典型的强得多的反向激波，所有CCSNe的平均尘埃破坏效率可能较低，平…
2021-11-01 astro-ph.GA
Forbidden Iron Lines and Dust Destruction in Supernova Remnant Shocks: The Case of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的整体现场调查的结果，明亮的SNR N49在LMC，获得了WiFeS仪器安装在ANU的2.3米望远镜在Siding Spring天文台。从理论冲击模型与新的映射5.1代码，我们第一次，进行了详细的丰度和动力学分析，涵盖8个独立阶段的电离超新星遗迹的光学Fe发射线光谱。这使我们能够得到作为电离阶段的函数的粉尘损耗因子。我们已经表明，有大量（30% - 90%）的破坏含铁尘埃颗粒在这些快速冲击（$v_s \sim 250$ km/s），我们已经证实，占主导地位的尘埃破坏是通过非热溅射和颗粒颗粒碰撞机制，在一些理论工作。
2016-05-08 astro-ph.GA
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. V. Nonisothermal Collapse Regime
最近的陨石分析支持短寿命放射性同位素$^{60}$ Fe的初始丰度可能足够高，需要在核心坍缩超新星中进行核合成，然后快速并入原始陨石成分，而不是这样的同位素继承自被各种超新星遗迹和大质量星风污染的巨大分子云的混合区域。本文继续探索前一种情况，通过计算三维，自适应网格加密，流体动力学代码（FLASH 2.5）分子云核被速度为40公里/秒的薄激波锋面撞击后的自引力动力学坍缩模型，通过在激波-云交叉处形成瑞利-泰勒指，导致激波前沿物质注入到坍缩云中。这些模型扩展了以前的工作到非等温塌陷制度，使用多方近似表示压缩加热的光学厚原恒星。该模型表明，冲击波前材料的注射效率提高相比，以前的模型，没有进行到非等温制度，所以没有达到这样高的密度。新的模型，结合最近的估计初始$^{60}$ Fe丰度，意味着超新星触发和注入的情况仍然是一个合理的解释起源的短寿命的放射性同位素参与形成我们的太阳系。
2017-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Condition for the formation of micron-sized dust grains in dense molecular cloud cores
我们研究了分子云致密核中微米级颗粒的形成条件。这是由于探测到了来自许多致密核心深处的中红外辐射，即所谓的“核心”，这被认为是来自微米级颗粒的散射。基于从扩散星际介质中的典型粒度分布开始的凝聚的数值计算，我们获得了形成微米级颗粒的时间$t$的保守下限：$t/t_\mathrm{ff}>3 (5/S) (n_\mathrm{H}/10^5 \mathrm{cm}^{-3})^{-1/4}$（其中$t_\mathrm{ff}$是在核心中氢数密度$n_\mathrm{H}$下的自由落体时间，以及$S$是颗粒-颗粒碰撞截面的增强因子，以解释非致密聚集体）。在典型的核密度$n_\mathrm{H}=10^5 \mathrm{cm}^{-3}$下，至少需要几次自由落体时间来形成负责核的微米级颗粒。这意味着在coreshine观测到的那些致密的核心是分子云中相对长寿的实体，而不是持续一个自由落体时间或更短的动态瞬态物体。
2013-06-24 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. II. Metal-Enriched Ejecta Knots
在我们以前的工作之后，我们通过流体动力学模拟研究了超新星遗迹反向冲击中溅射对新形成的尘埃颗粒的破坏。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。我们改变反向冲击和喷出物团之间的相对速度，以探讨冲击加热和云压缩的影响。由于超新星喷出物将富含金属，我们认为气体金属丰度从Z/Zsun = 1至100和它们对云的冷却性能和嵌入的尘埃颗粒的热溅射率的影响。我们后处理的模拟输出计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。在本文考虑的金属度制度，增加辐射冷却和增加晶粒侵蚀之间的平衡取决于反向冲击的冲击速度。对于慢冲击（速度小于或等于3000公里/秒），尘埃破坏的数量在金属丰度之间是相当的，或者在某些情况下随着金属丰度的增加而减少。对于更高的冲击速度（速度大于或等于5000 km/s），金属丰度从Z/Zsun = 10增加到100可以导致初始尘埃质量额外破坏24%。虽然总的粉尘破坏在不同的谷物种类和模拟参数之间有很大的差异，但我们最极端的情况下，一些谷物种类会被完全破坏，而最坚固的种类只有44%的粉尘质量存活。这些存活率对于理解早期超新星如何对高红移星系中观测到的尘埃质量做出贡献非常重要。
2012-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
Spinning Nanoparticles Impacted by C-shock: Implications for Radio-millimeter Emission from Star-forming Regions
我们调查的异常微波发射（AME）的辐射毫米波光谱能量分布的影响，为三个典型的星际介质（ISM）周围的恒星形成区域的条件-冷中性介质，温暖的中性介质，和光解区-通过比较的三个主要贡献者的发射率：自由，热尘埃排放，和AME。特别地，对于纺丝纳米颗粒（即，潜在的载体AME），我们认为一个已知的颗粒破坏机制，由于离心力从自旋过程中所造成的尘埃颗粒和超音速中性流之间的碰撞在磁化冲击（C-冲击）。我们证明，如果ISM在磁场中的影响，由超新星爆炸在大质量恒星形成的早期阶段（$\lesssim 10$ MYR），AME可以显着或几乎完全抑制相对于自由和热尘埃连续排放，如果颗粒的拉伸强度是足够小的C-冲击。本研究可能有助于解释河外恒星形成区AME的罕见观测，并提出了与恒星形成区的时间演化相一致的“AME的兴衰”情景。
2022-08-10 astro-ph.GA
The Ubiquity of Micrometer-Sized Dust Grains in the Dense Interstellar Medium
冷分子云是恒星和行星的诞生地，在那里，致密的气体核心坍塌形成原恒星。混合在这些云中的尘埃被认为是由平均尺寸为0.1微米的颗粒组成的。我们报告了广泛检测到的coreshine效应作为一个直接的迹象，存在的成长，微米大小的尘埃颗粒。这种效应在我们调查中分析的一半核心中可以看到，跨越所有银河系，并且由核心内部属性和局部环境的变化主导，这意味着核心效应可以用来限制核心的基本属性，如三维密度结构和年龄以及颗粒特性本身。
2011-10-19 astro-ph.GA
HCN/HNC chemistry in shocks: a study of L1157-B1 with ASAI
HCN及其异构体HNC在分子云化学和更复杂分子的形成中起着重要作用。在这里，我们调查的HCN和HNC丰度的原型冲击区L1157-B1和相关联的0类原恒星的信封，作为一个代理的前冲击气体的高灵敏度IRAM 30米的观测原恒星冲击的影响。在两个区域均检测到同位素体H $^{12}$ CN、HN $^{12}$ C、H $^{13}$ CN、HN $^{13}$ C、HC $^{15}$ N、H $^{15}$ NC、DCN和DNC。在局域热力学平衡假设下，通过对分子谱线发射的辐射传递分析，得到了丰度和激发条件。在冲击前气体中，HCN和HNC同位素体的丰度与在乌云中遇到的相似，所有同位素体的HCN/HNC丰度比为$\approx 1$。在冲击前气体中测得了强的D-富集（D/H $\approx 0.06$）。无论是在静止气体还是在冲击气体中都没有$^{15}$ N分馏的证据。在激波通过时，气相中HCN和HNC丰度以不同的方式增加，使得HCN/HNC相对丰度比增加20倍。气体颗粒化学和冲击模型UCLCHEM使我们能够再现C型冲击的观察趋势，其冲击前密度$n$（H）= $10^5$ cm $^{-3}$和冲击速度$V_s= 40$ km/s。我们的结论是，HCN/HNC的变化，在整个冲击主要是由溅射的粮食地幔物质与历史的粮食冰。
2021-07-22 astro-ph.GA
Grain alignment and disruption by radiative torques in dense molecular clouds and implication for polarization holes
由排列的尘埃颗粒引起的尘埃极化被广泛用于研究各种环境中的磁场，包括恒星形成区。然而，在致密的分子云（MC）中仍然存在什么光学深度的晶粒排列的问题是不清楚的。在本文中，我们的目标是实现的最小尺寸的对齐的晶粒（$a_{\rm align}$）和旋转中断（$a_{\rm disr}$）的径向扭矩（RAT）作为一个函数的局部物理参数在致密的MC。本文首先求出了无恒星和有恒星时稠密MC中衰减辐射场的辐射强度和平均波长的解析近似，然后导出了$a_{\rm align}$和$a_{\rm disr}$随视消光$A_{V}$和气体密度变化的解析公式。我们发现在密度为$n_{\rm H}\sim 10^{5}\rm cm^{-3}$的无星核中，尺寸为$a<0.25μm$的颗粒可以通过RAT排列到$A_{V}\sim 5$，而微米尺寸的颗粒仍然可以在$A_{V}\sim 50$排列。用$A_{V}$的排列尺寸的增加可以解释朝向无星核观察到的极化孔的存在。对于嵌入原恒星的MC，我们发现，由于辐射强度的增加，对准和旋转破坏的效率都向原恒星增加。这种破坏效应导致偏振度随$A_{V}$或发射强度的降低，这再现了朝向原恒星位置观察到的流行偏振空穴。最后，我们推导出最大$A_{V}$的公式，其中晶粒排列仍然存在于一个无星的核心，并讨论其限制晶粒生长的潜力。
2020-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the dense and shocked gas in the nuclear region of NGC 4038 (Antennae galaxies)
我们提供了1”（<100 pc）分辨率的毫米辐射图，从五个分子CN，HCN，HCO+，CH 3OH和HNCO-获得对NGC 4038，这是北星系的中期合并，星系，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列。在NGC 4038的核区域首次检测到三个分子（CN，CH 3OH和HNCO）。高分辨率映射揭示了不同分子种类和连续发射分布的系统差异。由3 mm和850 um连续辐射确定的活跃恒星形成区域与HCN（1-0）和CO（3-2）峰相关的富气体区域相偏移。CN（1-0）/HCN（1-0）谱线比在恒星形成区增强（CN/HCN = 0.8-1.2），表明该区域是光子主导的。在CO（3-2）峰半径0.6”（~60 pc）范围内的大分子气体质量（1 - 0^8 Msun），以及HCN（1-0）/CO（3-2）线比所显示的高密度气体部分（> 20%），可能意味着那里未来会爆发激烈的恒星形成。在CH 3OH和HNCO发射中追踪到的冲击气体指示sub-kpc尺度的分子冲击。我们认为，分子冲击可能是由流入的气体和中心的大质量分子复合物之间的碰撞驱动的。
2016-10-31 astro-ph.GA
The L1157-B1 astrochemical laboratory: testing the origin of DCN
L1157-B1是大规模分子外流中最明亮的冲击区域，被认为是化学物质丰富的外流的原型，是研究冲击如何影响分子气体的理想实验室。IRAM 30 m先前已经探测到几个氘代分子，其中大多数形成于颗粒地幔上，然后由于冲击而释放到气相中。我们的目标是观察调查的作用，导致DCN的形成，并测试其形成的化学模型的预测不同的化学过程的工作。我们用NOEMA对DCN（2-1）和H13 CN（2-1）谱线进行了高角分辨率观测，以计算氘代分数Dfrac（HCN）。我们检测到L1157-B1冲击产生的DCN（2-1）和H13 CN（2-1）发射。Dfrac（HCN）约为4 × 10 $^{-3}$，考虑到不确定性，我们没有发现弓形激波的显著变化。与HDCO相反，HDCO的排放描绘了射流与环境材料之间的撞击区域，DCN的分布范围更广，且不限于撞击区域。这与气相化学在弓形激波头部HCN的氘化中起主要作用的想法是一致的，其中HDCO是未检测到的，因为它是颗粒表面化学的产物。DCN和H13 CN的光谱与流出腔壁的光谱特征相匹配，表明它们的发射来自冲击气体。与C型冲击模型耦合的含时气体-颗粒化学模型UCL-CHEM的分析表明，所观察到的Dfrac（HCN）在冲击后阶段达到，匹配的动力学时间尺度的冲击。我们的研究结果表明，在L1157-B1的DCN的存在是气相化学的组合，产生了广泛的DCN发射，占主导地位的头部的弓形激…
2017-07-14 astro-ph.GA
Modeling C-Shock Chemistry in Isolated Molecular Outflows
激波是了解星际尘埃颗粒上冰内正在进行的化学反应的关键探针，许多复杂的有机分子（COM）被认为是在那里形成的。然而，以前的工作一直局限于通过非热解吸过程，如溅射到气相中的初始释放。在这里，我们提出的结果，从适应三相气粒化学网络代码NAUTILUS，包括额外的高温反应，非热解吸，碰撞尘埃加热，和冲击物理参数。这个增强的模型能够再现我们先前对原型冲击外流L1157的观测中看到的许多分子分布和丰度比。此外，我们发现，除其他外，NH $_2$ CHO，HCOOCH $_3$和CH $_3$ CHO具有显着的休克后化学形成途径，不同于休克中观察到的许多其他COM。最后，一些选定的物种和现象的研究在这里就其有用性的冲击示踪剂在各种天体物理来源。
2019-06-20 astro-ph.GA
Warm CO gas generated by possible turbulent shocks in a low-mass star-forming dense core in Taurus
我们报告ALMA周期3观测CO同位素对致密的核心，MC 27/L1521 F在金牛座，这被认为是在一个动荡的环境中的多星形成的早期阶段。虽然这个地核的大部分高密度部分被认为是$\sim$ 10 K那样冷，但在$^{12}$ CO（$J$ = 3- 2）中的高角分辨率（$\sim$ 20 au）观测揭示了复杂的温暖（$>$ 15- 60 K）星系/星系结构，其大小从几十au到$\sim$ 1，000 au。对$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的干涉观测表明，与先前确定的原恒星和凝聚体有关的具有弧形形貌的致密部分相对于核心的系统速度略有红移。我们认为，温暖的CO云可能是冲击加热引起的不同的密度/速度分量之间的相互作用，起源于在核心的湍流运动的后果。然而，这种小尺度和快速湍流运动并不对应于线宽-尺寸关系的简单扩展（即，拉尔森定律），因此其真正的起源还有待研究。预计高角分辨率CO观测在探测致密核中的小尺度湍流运动和研究其中的原恒星形成方面是必不可少的。
2018-07-24 astro-ph.GA
The shocked molecular layer in RCW 120
风吹气泡或HII区域的膨胀导致在星际介质中形成激波，将周围的气体压缩成致密层。利用CO（6-5）和13 CO（6-5）谱线对RCW~120 PDR及附近的分子气体进行了空间分辨和速度分辨观测，发现了一个明亮的CO发射层，我们认为这与HII区膨胀导致的致密激波分子气体远离电离星有关。模拟气体密度和温度，以及亮度的几个CO和C+的发射线从PDR，我们发现合理的协议与观测值。分析气体运动学，我们揭示了大规模的冲击PDR和嵌入的原恒星和外流的几个密集的环境。当YSO周围的气体被外流驱散时，我们观察到激波层在CO（6-5）图和速度空间中是最规则的结构。
2022-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Spiral Shocks with Thermal Instability in Vertically Stratified Galactic Disks
星系螺旋激波是盘状星系的主要形态特征，被认为是盘状星系螺旋臂内部亚结构形成的原因。它们还可以通过利用（微分）旋转运动为星际气体提供大量的动能。我们使用数值流体动力学模拟研究的螺旋冲击与热不稳定性在垂直分层星系盘的动力学和结构，专注于环境条件（加热和银河系的潜力）类似的太阳附近。我们首先考虑一个等温盘在垂直流体静力平衡，让它发展受到星际冷却和加热以及恒星螺旋势。由于热不稳定性，表面密度为$Σ_0 \geq 6.7\Surf$的圆盘在中平面附近迅速变成夹在稀薄气体层之间的薄而致密的板。在饱和状态下，总的流动结构由支臂、激波后膨胀区和支臂间区域组成，它们分别占支臂到支臂距离的10%、20%和70%，其中气体分别占支臂到支臂距离的15%、30%和70%，和55%的臂-臂交叉时间。流动的特点是过渡从稀薄到致密相在冲击和致密到稀薄相在冲击后膨胀区，虽然气体与太大的冲击后密度不经历这种返回相变，而是形成致密的冷凝。如果忽略自重，激波拍动驱动气体中的随机运动，但在平面方向上仅达到$\sim 2-3 \kms$，在垂直方向上小于$2\kms$。时间平均冲击波剖面显示...（节略）。
2010-06-24 astro-ph.GA
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
SiO emission from low- and high-velocity shocks in Cygnus-X massive dense clumps
我们利用SiO（2-1）的PdBI观测研究了天鹅座X中几个大质量致密团块（MDC）中SiO发射的形态和轮廓。我们发现，大多数分子流出检测在SiO和CO，虽然有一些情况下，CO流出没有SiO对应。我们发现了大量的窄线SiO排放，似乎是无关的流出。在不同的MDC中，与外流无关的总SiO光度的比例变化很大（从10%到90%）;这可能是一个问题，当从SiO光度外推外流属性时，不解决个别外流。窄SiO发射的范围从相当紧凑（~ 0.03 pc）到广泛（~0.2 pc）不等，其运动学通常与其他高密度示踪剂（如H13 CO+）所发现的不同。我们发现，最集中的团块质量最小的原恒星核心有最广泛的窄SiO发射。根据以前的证据与低速冲击的SiO排放，我们提出了一个演化的图片来解释窄SiO线配置文件的存在和分布。在这种情况下，最不集中的MDC处于早期阶段，其中SiO排放跟踪来自MDC上的大规模坍塌物质的冲击（例如CygX-N40）。随着MDC的坍缩，SiO的辐射变得更加局限于核心的周围，追踪着撞击后的物质从坠落的MDC到致密的核心（例如CygX-N3，N12和N48）。在后期，当单个大质量原恒星形成时，SiO光度主要由强大的外流控制，较弱的窄分量可能显示了最初坍缩的最后残余（例如CygX-N53和N63）。
2014-07-23 astro-ph.GA
Evolution of dust grain size distribution and grain porosity in galaxies
星际尘埃的辐射特性不仅与尘埃颗粒的粒度分布有关，还与尘埃颗粒的孔隙率有关。我们开发了一个模型的大小依赖的晶粒孔隙度和晶粒尺寸分布的星系演化的整个历史的演变。我们包括恒星尘埃的产生，超新星尘埃的破坏，粉碎，凝聚和吸积。凝并作用被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个恒定的致密气体分数（$η_\mathrm{dense}$），调节破碎和凝聚之间的平衡的单区模型。我们发现，孔隙度的发展后，小颗粒充分创造了粉碎和吸积之间的相互作用（在年龄$t\sim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr）和凝聚。对于$η_\mathrm{dense}=0.5$，在晶粒半径$\sim 0.03~μ$ m处填充因子下降到0.3。对于较小的$η_\mathrm{dense}$，颗粒更多孔，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更丰富。并根据上述结果计算了消光曲线。孔隙率使硅酸盐的消光曲线明显变陡，但对无定形碳没有太大影响。孔隙度也增加了碰撞截面，并通过增强的凝聚产生稍微更大的颗粒;然而，消光曲线不一定变得更平坦，因为孔隙度的陡峭效应。我们还讨论了银河系消光曲线的影响，我们的结果。
2021-11-25 astro-ph.GA
Dust rotational dynamics in non-stationary shock: rotational disruption of nanoparticles by stochastic mechanical torques and spinning dust emission
在以前的工作中，Hoang和Tram发现了一种新的机制，用于破坏纳米颗粒，这是由于在静态C冲击中晶粒的超热旋转，这被称为旋转破坏。在本文中，我们扩展了我们以前的研究驱动的外流和年轻的超新星遗迹，动力学年龄短于建立一个固定的C-冲击，这是由一个C-冲击和J-冲击尾（简称CJ-冲击）所需的时间的非平稳冲击。对于C冲击分量，我们发现弱材料的最小纳米颗粒（尺寸$\lesssim 1$ nm）（即，拉伸强度$S_{\rm max} \lesssim 10^{9}\ \rm erg\ cm^{-3}$）可由于由超音速中性漂移引起的超热旋转而旋转地破坏。对于J冲击分量，虽然纳米颗粒是热旋转的，但最小的颗粒仍然可以被破坏，因为气体被J冲击加热到更高的温度。然后，我们从快速旋转的纳米粒子的粒度分布具有较低的截止值的不同的冲击模型的旋转中断确定的微波发射模型。我们还计算了不同的气体密度，冲击年龄，和冲击速度的观察者在距离为100 pc的冲击区域的微波辐射的光谱通量。我们建议，微波辐射从旋转尘埃可以用来跟踪纳米粒子和冲击速度在密集的分子外流。最后，我们讨论了一种新的方法，可以释放分子从纳米颗粒表面到气体中的冲击区域，我们称之为旋转解吸。
2019-09-30 astro-ph.GA
The contagion of star-formation: Its origin
在恒星形成之前，就有密集的冷分子气体。在它们的幼年期和演化后期，恒星通过电离辐射或强风的驱动冲击向星际介质注入相当大的能量。星际冲击波扫过通常以超音速传播的致密气体层。在本文中，建议检查致密结构形成的可能性，也许，未来的原恒星形成，在这样的壳层冲击的分子云。在这里，我将讨论一个自引力，三维，高分辨率的模拟使用平滑粒子流体动力学的结果。
2011-12-01 astro-ph.GA
Dust enrichment from core-collapse supernovae and extinction curves in the high-redshift universe
The University of Tokyo（东京大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学科学卡弗里研究所）
研究了恒星坍缩超新星对尘埃富集的影响，探讨了不同参数下尘埃粒径分布和消光曲线的演化，发现反冲冲击波显著影响尘埃生成和消光曲线特性。
2026-04-29 astro-ph.GA
High resolution ALMA observations of H$_2$S in LIRGS (Dense gas and shocks in outflows and CNDs)
本研究利用ALMA Band 5观测三个邻近红外亮星系的H2S发射，并结合RADEX建模，揭示其示踪外流、激波及超致密温暖气体的作用。
2025-06-25 astro-ph.GA
Resolving shocks and filaments in galaxy formation simulations: effects on gas properties and star formation in the circumgalactic medium
有一个正在形成的共识，即大量的气体不会在大质量星系的环星系介质（CGM）中冲击热量，而是通过细丝从宇宙网深入到晕中。为了更好地解决这个过程的数值，我们已经开发了一种新的“冲击细化”计划内的移动网格代码AREPO，自适应地提高分辨率周围的冲击在飞行中的星系形成模拟。我们将其应用到一个巨大的$\sim10^{12}$ M $_\odot$晕在$z=6$使用成功的FABLE模型，增加了512倍的质量分辨率。随着更好的细化，有显着更密集，金属贫乏和快速移动的细丝和团块流入晕，导致更多的多相CGM。我们发现一个$\sim50$增加了百分之一的冷密气体质量和25%的增加流入的质量通量。更好地解决吸积冲击造成湍流急剧增加，导致在晕的非热压力支持的两倍。尽管在分辨率更高的冲击波中热化作用更高，但冷却速率的增加抑制了晕的热能。相比之下，更快和更密集的细丝导致冷致密气体的体动能的显著跳跃，而在热相中湍流能量增加高达$\sim150$ %。在CGM中，HI覆盖率增加了60%。因此，恒星形成的范围更广，我们预测金属-JWST的深层观测可能能够探测到的原始细丝中形成的贫穷恒星。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Motions in Magnetized Turbulence: Source of Chemical Complexity
尽管制造复杂的有机分子从影响彗星和冰冷的行星表面的类似物是公认的，尘埃颗粒颗粒碰撞驱动的湍流在星际或拱星区域可能代表一个平行的化学路线冲击合成的prebiotically相关的物种。在这里，我们报告的研究，基于多尺度冲击压缩技术结合从头算分子动力学方法，其中冲击波驱动的化学相互碰撞异氰酸（HNCO）含有冰粒已被第一性原理模拟。在冲击波速度阈值触发的样品的化学转化（7公里/秒），甲酰胺是第一个合成的物种，因此代表跳板的系统的进一步复杂化。此外，在增加冲击速度时，甲酰胺以逐渐更大的量形成。更有趣的是，在所考虑的最高速度（10公里/秒）下，撞击驱动了各种碳-碳键合物种的产生。除了甘氨酸之外，丙氨酸的结构单元（即，乙亚胺）和大量氨基酸的主要组分之一，例如，天冬酰胺、半胱氨酸和亮氨酸（即，乙烯胺）已被发现后，冲击压缩的样品含有最广泛的分子在宇宙中（H2）和最简单的化合物轴承所有的主要生物元素（HNCO）。目前的研究结果表明，新的化学途径对星际和拱星区域的典型的化学复杂性。
2018-09-28 astro-ph.GA
The First Reported Infrared Emission from the SN 1006 Remnant
我们报告了使用斯皮策太空望远镜对SN 1006残骸进行红外成像和光谱观测的结果。来自MIPS的24微米图像清晰地显示了沿着残余壳的西北边缘的微弱的对流发射，几乎与描绘膨胀激波当前位置的巴尔末细丝一致。24微米的辐射几乎完美地追踪了巴耳末灯丝，但位于几个弧秒之内，表明起源于被激波加热的星际尘埃。随后的IR下降背后的冲击，大概是由于在很大程度上通过溅射颗粒破坏。然而，即使小颗粒的比例比在银河系平面附近发现的小颗粒的比例更高，辐射的下降速度也比目前的模型预测的要快得多。快速下降可能部分是由于颗粒密度一直较低-这是早期冲击波遇到较低密度时的遗留效应-但似乎仍然需要更高的颗粒破坏率。光谱从三个位置沿西北灯丝从IRS仪器都显示只有一个无特征的连续，符合热辐射从温暖的尘埃。激波前星际介质中的尘埃-气体质量比低于银河ISM的预期值--这在对其他SNR的红外辐射分析中也观察到了，但其原因尚不清楚。与其他Ia超新星遗迹一样，SN 1006没有证据表明超新星喷出物中有尘埃颗粒形成。
2012-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Remodeling the evolution of grain size distribution in galaxies
我们重新审视了在星系中的粒度分布的演化模型的最终目的是实现它在流体动力学模拟。我们简化了以前的模型，以这样一种方式，一些模型相关的假设被替换为更简单的功能形式。对于开发的框架的第一个测试，我们将其应用到一个星系的单区化学演化模型，证实我们的新模型令人满意地再现了以前的结果，并有效凝聚的小颗粒破碎和吸积是必不可少的复制所谓的MRN粒度分布。为了检验我们的模型是否能与星际介质（ISM）的流体动力学演化相结合，我们采用新的颗粒演化模型对一个孤立盘星系进行了流体动力学模拟.我们采样流体动力学粒子代表每一个密集和弥漫ISM阶段。通过这种后处理，我们发现在致密气体中发生的过程（通过吸积和凝聚的晶粒生长）在再现与银河系消光曲线一致的晶粒尺寸分布方面是重要的。在我们的模型中，晶粒尺寸分布之间的致密和弥漫ISM是相似的，虽然我们观察到一个更大的分散在致密ISM。此外，我们还表明，即使我们降低了晶粒半径分辨率（16个网格点），可以捕获的晶粒尺寸分布（和由此产生的消光曲线）的整体形状。
2018-10-18 astro-ph.GA
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
H$_2$ ortho-to-para conversion on grains: A route to fast deuterium fractionation in dense cloud cores?
氘分馏，即氘代物种相对于非氘代物种的增强，被认为是恒星形成区的可靠化学钟。该过程受到邻位与对位（o-p）H $_2$比率的强烈影响。在这封信中，我们探讨的效果o-p H $_2$转换上的颗粒上的氘化时间尺度在完全耗尽的致密的核心，包括最相关的不确定性，影响这个复杂的过程。我们表明，（i）o-p H $_2$转换对晶粒的转换时间和粘附系数的不确定性并没有强烈的影响，（ii）该过程是由温度和邻位-H $_2$在表面上的停留时间，即由结合能控制。我们发现，结合能在330-550 K之间，取决于温度，颗粒上的o-p H $_2$转换可以缩短氘分馏时间尺度的数量级，打开一个新的途径来解释观察到的大氘馏分$D_\mathrm{frac}$在致密的分子云核心。我们的研究结果表明，恒星形成的时间尺度，估计通过时间尺度达到观察到的氘分率，可能比以前提出的要短。然而，需要更准确的结合能测量，以更好地评估这一过程的整体作用。
2017-10-23 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Dense Molecular Clouds Embedded within Shock-Ionized and Photoionized Nebulae
利用ALMA和ASTE对大麦哲伦星云N63 A超新星遗迹进行了新的$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现三个巨大的分子云朝着东北，东部，和附近的SNR的中心。使用ALMA数据，我们空间分辨cluerous分子云嵌入光学星云中的冲击电离和光电离叶发现以前的H $α$和[S II]观测。分子云的总质量对于冲击电离区是$\sim$ $800$ $M_{\odot}$，对于光电离区是$\sim$ $1700$ $M_{\odot}$。空间分辨X射线光谱显示，朝向分子云的吸收柱密度为$\sim$ $1.5$ - $6.0\times10^{21}$ cm $^{-2}$，其为每个区域的平均星际质子柱密度的$\sim$ $1.5$ - $15$倍。这意味着X射线不仅在分子云后面产生，而且在它们前面产生。我们的结论是，密集的分子云已被完全吞没的冲击波，但仍然幸存下来的侵蚀，由于其高密度和短的相互作用时间。除了热等离子体成分外，吸收幂律或高温等离子体模型很好地解释了朝向气体团簇的X射线光谱，这意味着激波-云相互作用通过激波电离和磁场放大有效地工作于这两种情况。如果强子γ射线在GeV波段占主导地位，宇宙射线质子的总能量计算为$\sim$ $0.3$ - $1.4\times10^{49}$ erg，估计的ISM质子密度为$\sim$ $190\pm90$ cm $^{-3}…
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical Studies on the Radio Afterglows in TDE: Bow Shock
Nanjing Normal University（南京师范大学）；Anhui Normal University（安徽师范大学）
研究潮汐瓦解事件中射电余辉或延迟射电耀斑起源，通过双流体模拟结合相对论电子研究加速后电子空间演化，经辐射传输计算获同步辐射光谱，对比前向激波，揭示弓形激波特性及对光谱影响。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Influence of grain growth on CO2 ice spectroscopic profiles : Modelling for dense cores and disks
星际尘埃颗粒在稠密的云和原行星盘的增长，即使是温和的，影响所观察到的星际冰的配置文件，只要一个显着的部分尘埃颗粒是在所考虑的波长的波矢量的大小范围内。在分析冰剖面之前进行的连续基线校正影响随后的分析，因此影响估计的冰组成，通常通过使用薄膜冰混合物光谱的带拟合获得。我们模拟了晶粒生长对冰地幔光谱剖面的影响，重点是CO2，看看它如何影响星际冰地幔光谱分析和解释。本文利用离散偶极子近似法计算了由椭球形硅酸盐核和水、二氧化碳冰幔组成的颗粒分布的质量吸收系数。还计算了其他一些冰幔成分。我们探讨了从稠密的云的尺寸分布演化模拟晶粒生长的第一步，尺寸为3微米。将计算结果注入到RADMC-3D球形云和原行星盘模板的全散射辐射转移模式中，反演了可观测的光谱能量分布。我们专注于计算的CO2反对称拉伸模式冰带轮廓在4.27微米，晶粒生长的一个有意义的指标。红外线空间观测站和Akari卫星观测到的致密核的剖面已经显示出可能指示中等颗粒生长的剖面，JWST对高倾角原行星盘的观测应该呈现扭曲的剖面，这将限制尘埃生长的程度。尘埃粒度分布越是演化，提取冰幔成分就越需要理解并考虑颗粒生长。
2022-07-19 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.space-ph
