Small-Scale Dynamo in Supernova-Driven Interstellar Turbulence
即使在宇宙学的早期，磁场也迅速增长，这表明在星系的星际介质中有一个小尺度发电机（SSD）的作用。许多研究都集中在SSD的理想化湍流驱动。在这里，我们模拟更真实的超新星驱动的湍流，以确定它是否可以驱动SSD。在我们的模型中发生的磁场增长似乎与磁场的简单缠结不一致，但与SSD作用一致，再现并确认了Balsara等人（2004）的模型，该模型不包括物理电阻率$η$。我们改变$η$，以及数值分辨率和超新星速率，$\dotσ$，描绘的制度，SSD发生。对于一个给定的$\dotσ$，我们发现收敛的SSD增长率与分辨率的秒差距。对于$\dotσ\simeq\dotσ_{\rm sn}$，以$\dotσ_{\rm sn}$为太阳邻域速率，SSD发生的临界电阻率为$0.005>η_{\rm crit}>0.001\,\rm kpc^{-1}\,\rm km s^{-1}$，并且随着超新星速率的增加而增加。在0.5- 4 pc分辨率的模拟范围内，我们发现对于$η<η_{\rm crit}$，SSD在动能均分约5%时饱和，与生长速率无关。在$0.2\dotσ_{\rm sn}\leq \dotσ\leq8\dotσ_{\rm sn}$范围内，生长速率随$\dotσ$增加。在超新星驱动的星际介质中，SSD通常表现出不稳定的增长。
2021-03-12 astro-ph.GA
Dynamics of a Supernova Envelope in a Cloudy Interstellar Medium
在三维轴对称模型中研究了云介质中超新星遗迹的演化与云的体积填充因子的关系。该模型包括超新星喷出的重元素（金属）的混合及其对辐射损失的贡献。超新星包层与星际介质云相的相互作用导致了超新星包层不同部分辐射相的不同时发生，而且平均来说发生得更早。体积填充因子$f$的增长导致包封过渡到辐射阶段的时间减少，包封的平均半径减小，这是由于包封在多云介质中的能量损失增加。当超新星包层中流体动力学不稳定性的发展是有效的时，超新星遗迹通过均匀或多云介质传播的热能下降为$E_t\sim t^{-2.3}$。当体积填充因子为$f\simgt 0.1$时，在超新星全球激波阵面的后方形成一个具有过剩动能和动量的层，它将空腔的热气捕获在超新星遗迹的中心部分。超新星喷出的金属也被包裹在残骸的中心区域，那里基本上保留了最初的（高）金属丰度。因此，超新星包层与云状星际介质的相互作用明显地改变了残骸中气体分布的动力学和结构。这影响了残骸的观测特性，特别是导致$T>10^5$ ~K气体的发射测量值和电离气体的速度色散的大幅波动。
2015-06-30 astro-ph.GA
Synthetic Observations of 21cm HI Line Profiles from Inhomogeneous Turbulent Interstellar HI Gas with Magnetic Field
我们利用Inoue和Inutsuka（2012）对非均匀湍流星际介质（ISM）的磁流体动力学数值模拟，在21 cm波长处对星际原子氢进行了合成观测。冷中性介质（CNM）表现出明显的团块状分布，其体积填充因子较小，为3.5%;而暖中性介质（WNM）表现出明显不同的光滑分布，其体积填充因子较大，为96.5%。在天空投影中，CNM呈现出亚pc宽度的高度连续分布，而WNM呈现出平滑的扩展分布。在HI光学深度中，CNM占主导地位，WNM的贡献小得可以忽略。CNM的投影面积覆盖率为30%，而WNM的覆盖率为70%。这导致对射电连续致密源的发射-吸收测量倾向于以70%的概率对WNM进行采样，从而产生比块状HI气体更小的HI光学深度和更小的HI柱密度。的发射-吸收测量，这是显着的小规模的大波动的CNM属性的影响，是不适合的散装HI气体的特征。更大的光束发射测量，能够充分采样的HI气体将提供一个更好的工具，用于此目的，如果一个可靠的代理氢柱密度，可能的灰尘光学厚度和伽马射线，是可用的。
2018-05-15 astro-ph.GA
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolving Supernova Remnants in Multiphase Interstellar Media
利用三维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹在湍流中性原子星际介质中的演化。作为背景使用的介质与太阳邻域具有相同的特征，SNR的质量和能量与Ia型天体相似。我们的初始条件由稀释介质中的稠密云组成，模拟之间的主要差异是磁场的平均大小。我们测量了多达34个$\%$的磁能放大率，并生成了合成地图，说明了当通过不同的视线观察时，同一物体如何显示不同的表观几何形状和物理特性。
2019-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Remnants and the Interstellar Medium of M83: Imaging & Photometry with WFC3 on HST
我们呈现了哈勃太空望远镜在南部大设计恒星形成星系M83的单个视场内拍摄的宽视场相机3图像。根据它们的大小、形态和连续减影H $α$、[ \SII ]、H $β$、[ \OIII ]和[ \OII ]滤波器中的光度测定，我们已经确定了60个超新星遗迹候选者，以及少数年轻的喷射物主导的候选者。这些残余物的目录，它们的大小，并在可能的情况下，他们的H $α$通量。利用信噪比高、测光性能好的数据，计算了辐射年龄和震前密度。年龄在$2.62 < log(τ_{\rm rad}/{\rm yr}) < 5.0$范围内，冲击波前的密度在$0.56 < n_0/{\rm cm^{-3}} < 1680$范围内。已经发现了两个SNR群体。它们分为一个核旋臂组和一个臂间种群。我们推断臂间密度对比度为4。扩散X射线的表面通量与推断的冲击前密度相关，表明温暖的星际介质被热X射线等离子体加压。我们还发现，星际介质在核区域的M83的特点是由一个非常高的孔隙度和压力，并推断一个SNR率每70-150年的核（$R<300 $ pc）区域。根据探测到的超新星的数量和它们的辐射年龄，我们推断M83中II型超新星的低质量是$M_{\rm min} = 16^{+7}_ {-5}$ M $_{\odot}$。最后，我们给出了可能探测到历史超新星SN 1968 L遗迹的证据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Momentum and energy injection by a wind-blown bubble into an inhomogeneous interstellar medium
我们调查的质量加载嵌入云的风吹气泡的演变的效果。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，并迅速混合发生，使注入的质量迅速合并与全球流动。嵌入云的破坏增加了气泡的质量，增加了它的密度。由于摩擦阻力，质量负载增加了未受冲击的恒星风的温度，并降低了热冲击气体的温度，因为可用的热能在更多的粒子之间共享。质量负载可能会增加或减少体积平均气泡压力。质量加载气泡较小，具有较少的保留能量和较低的径向动量，但在所有情况下，检查仍然能够做大量的$PdV$工作的扫气。在后一个方面，泡沫更接近于能量守恒泡沫，而不是“淬灭”泡沫的动量守恒行为。
2022-07-07 astro-ph.GA
Interstellar Ices as Carriers of Supernova Material to the Early Solar System
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学环球学院恒星与行星形成中心）；Institut de Physique du Globe de Paris, Université de Paris Cité（巴黎地球物理研究所，巴黎西岱大学）；Institute for Geochemistry and Petrology, ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院地球化学与岩石学研究所）；Center for Star and Planet Formation, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所恒星与行星形成中心）；Lund Observatory, Department of Astronomy and Theoretical Physics, Lund University（隆德大学天文与理论物理系隆德天文台）
本文通过研究陨石中的锆同位素富集，证明星际冰层可能携带超新星物质，影响太阳系早期核合成特征。
2025-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
OVI Emission From the Supernovae-regulated Interstellar Medium: Simulation Vs Observation
OVI $λλ$ 1032、1038双谱线发射跟踪具有$T\approx 10^{5.5}$ K的碰撞电离气体，其中冷却曲线峰值为金属富集等离子体。在多相星际介质（ISM）的数值模拟中，这种温热相通常不能很好地分辨，但可以对发射的能量的很大一部分负责。因此，将模拟的OVI排放与观测结果进行比较是一个有价值的测试，可以验证模拟是否预测了该阶段的合理冷却速率。我们计算OVI $λ$ 1032氘发射，假设碰撞电离平衡，为我们的小盒子模拟的分层ISM监管的超新星。我们发现，协议是非常好的，我们的太阳邻域模型，无论是在排放通量和平均OVI密度吸收。我们探索运行更高的表面密度，并发现，在我们的模拟中，从磁盘的OVI排放规模大致线性与恒星形成率。OVI辐射的观测对于外部星系来说是罕见的，但我们的结果并没有显示出与现有数据明显的不一致。假设太阳的金属丰度，我们模拟的星系盘的OVI辐射大约占超新星加热的0.5%。
2017-01-06 astro-ph.GA
Shocked Interstellar clouds and dust grain destruction in the LMC Supernova Remnant N132D
利用积分场数据，我们提取了大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D中20个激波云的光谱。使用自洽冲击模型，我们推导出这些云中的冲击速度、冲击前云密度和冲击冲压压力。我们发现，[Fe X]和[Fe XIV]的排放产生更快，部分辐射冲击移动通过低密度气体附近的云的外围。在这些冲击中，尘埃被有效地破坏了，而在较慢的云冲击中，尘埃的破坏是不完全的，直到达到冲击的复合区。这些稠密的星际云提供了LMC的一般星际介质的样本。我们的冲击分析使我们能够作出一个新的测定ISM的化学成分在N，O，Ne，S，Cl和Ar，并获得准确的估计耐火材料颗粒的分数被破坏。从推导出的云冲击参数，我们估计云的质量，并表明，以前存在的云作为典型的自引力Bonnor-Ebert领域，现在正在推动汇聚云冲击。
2018-06-12 astro-ph.GA
Photoionisation and Heating of a Supernova Driven, Turbulent, Interstellar Medium
星系中的弥漫电离气体（DIG）追踪来自大质量恒星的光电离反馈。通过三维光电离模拟，我们研究了电离光子的传播，光电离加热和由此产生的电离和中性气体的分布在磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质的快照。我们还研究了非光电离加热对所观察到的光发射线比的影响。包含一个加热项，它与电子密度的比例比光电离小，需要产生类似于威斯康星Hα Mapper观察到的诊断发射线比。一旦这些加热项被包括在内，我们也能够产生类似于从DIG的观测中推断出的温度，在|z| > 1千秒差距的高度处温度增加到15000 K以上。我们发现，电离光子通过低密度区域接近模拟的中平面，而通过扩散的低密度区域在大的高度。大多数光子的传播距离很短（<100秒差距），但也有一些光子的传播距离为千秒差距，并使DIG电离。
2014-03-13 astro-ph.GA
Destruction of the interstellar dust by a supernova
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）
研究超新星残骸中星际尘埃的破坏机制，探讨气体密度和金属licity对尘埃破坏的影响，发现不同环境下尘埃破坏存在快速完全和渐进弱化两种模式，指出尘埃冷却抑制破坏并提出尘埃质量与金属licity的线性关系。
2026-04-09 astro-ph.GA
Parameters of the Supernova-Driven Interstellar Turbulence
银河发电机模型将星际湍流的某些参数作为输入，最重要的是相关时间$τ$、均方根湍流速度$u$和相关尺度$l$。然而，这些量很难直接观测到，或者在$τ$的情况下，不可能直接观测到，理论家们大多依赖于数量级的估计。在这里，我们提出了一个分析模型来推导这些数量的一个小的更容易获得的参数。在我们的模型中，湍流被假定为同时驱动孤立的超新星（SNe）和超级气泡（SB），但集群的SNe形成SB可以关闭，如果需要的话，这减少了约一半的模型参数的数量。在一般情况下，我们发现，孤立的SNe和SBs可以注入相当数量的湍流能量到星际介质，但SBs这样做的效率较低。这导致SN能量到$\sim1$ - $3\%$的湍流能量的相当低的总转化率。$l$，$u$和$τ$的模型参数值代表的太阳附近得到的结果是一致的，从直接数值模拟确定的。我们的分析模型可以与现有的发电机模型相结合，更直接地预测附近星系的磁场属性或宇宙学模型中的星系统计种群。
2020-08-15 astro-ph.GA
Interstellar Sodium and Calcium Absorption toward SN 2011dh in M51
我们提出了SN 2011 dh的高分辨率阶梯观测，它在附近爆炸，几乎面对面的螺旋星系M51。我们的数据，获得了三个晚上的超新星时，接近最大亮度，揭示了多个吸收成分在钠I D和钙II H和K，我们确定与气态物质在银河系盘或低晕和磁盘和晕的M51。M51分量的速度范围超过140 km/s，远远超出了超新星位置H I 21 cm辐射所显示的范围。由于没有一个显著的Na I或Ca II成分与H I发射峰相一致，超新星可能正好位于H I盘的前面。Na I/Ca II的比例与最极端的积极和消极的速度相对于磁盘的组件是~1.0，类似于那些更静态的组件，这表明吸收起源于相对较冷的气体。涉及银河喷泉和/或M51与其伴星之间的潮汐相互作用的生产情景与这些结果一致。在SN 2011 dh方向上Na I D吸收的整体弱点证实了超新星的低前景和宿主星系灭绝。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling Vela -- Variability of Interstellar Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant III. Na D and Ca II K
2017年至2019年，南部非洲大型望远镜在船帆座超新星遗迹的方向上获得了15颗恒星的高分辨率光谱。本文讨论了星际Ca i H、K和Na i D线。特别是，线配置文件进行比较，在1993-1996年获得的Cha和Sembach的光谱分辨率的配置文件。其中10条视线显示了该视线中一个或多个组件的变化。变化包括在两次观测期间之间的二十年间径向速度的微小变化（1-2公里/秒）和（或）等效宽度的增加/减少。Ca-K线的变化比Na-D线的变化更明显。这些变化归因于超新星喷出物和周围星际介质之间相互作用所扰动的气体。典型的时间尺度可以是20-50年。如前所述，遗迹表面线剖面的小尺度变化表明，相互作用的线性尺度是目前遗迹40 pc大小的一小部分。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Particle acceleration in interstellar shocks
本文介绍了星际介质中粒子加速过程的基本原理，其基本理论基础是费米机制理论。更具体地说，本文详细介绍了一阶费米加速过程--也称为扩散冲击加速（DSA）机制。在这种情况下，加速是由星际（IS）冲击波引起的。这些IS冲击主要与发射星云（HII区，行星状星云和超新星遗迹）有关。在所有类型的发射星云中，最强的激波与超新星遗迹（SNRs）有关。由于这一事实，它们还提供了最有效的方式来加速ISM粒子成为{高能粒子}，即~宇宙射线（CRs）。因此，审查的重点是在超新星遗迹的强冲击波的粒子加速。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Asymmetries of AGN jets in inhomogeneous media
来自活动星系核（AGN）的喷流和相关的双射电源的相当大的不对称性可能是由宿主星系的不均匀星际介质引起的。这些不对称性可以很容易地通过一维传播模型来估计，但流体动力学模拟表明，实际的不对称性可能要大得多。与一组较小规模的流体动力学模拟，我们检查这些不对称性，并发现它们通常是一个因素的$\sim 3$大于1D模型。我们的结论是，在高红移，大的不对称性，预计在富含气体的星系与clusified星际介质的射电源。
2014-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
SISSI: Supernovae in a stratified, shearing interstellar medium -- I. The geometry of supernova remnants
本文提出SISSI放大模拟套件，研究30个在旋转、引力和湍流塑造的分层剪切ISM中演化的SNR几何形态，并与Local Bubble比较。
2025-08-07 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
A detailed study of non-thermal X-ray properties and interstellar gas toward the γ-ray supernova remnant RX J1713.7-3946
我们对壳型甚高能γ射线超新星遗迹RX J1713.7-3946的0.4-12 keV朱雀X射线数据进行了谱分析。这项分析的目的是在高达2弧分的高角分辨率下估计详细的X射线光谱特性，并将它们与星际气体进行比较。X射线光谱是非热的，用于计算吸收柱密度、光子指数和吸收校正的X射线通量。光子指数从2.1到2.9变化很大。结果表明，X射线强度与光子指数有很好的相关性，特别是在西部地区，相关系数为0.81。当色散比较大时，X射线强度随平均星际气体密度的增加而增加。光子指数小于2.4的最硬光谱位于信噪比中心10弧分之外，从北到东南（约430弧分^2）和从西南到西北（约150弧分^2）。前一个区域显示出低的星际气体密度，而后一个区域显示出高的星际气体密度。我们目前的讨论可能的情况下，解释的光子指数的分布及其与星际气体的关系。
2014-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Supernova-ISM/Star formation Interplay
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了调查的复杂性，旨在了解超新星爆炸与恒星形成分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2014-02-01 astro-ph.GA
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The interstellar medium in young supernova remnants: key to the production of cosmic X-rays and $γ$-rays
我们回顾了最近的进展，阐明高能辐射和星际介质（ISM）之间的关系，在年轻的超新星遗迹（SNRs）的年龄为$\sim$ 2000年，特别是集中在RX J1713.7 $-$ 3946和RCW 86。这两个SNR都发射出强烈的非热X射线和TeV的$γ$射线，它们包含了星际气体的聚集分布，其中包括原子和分子氢。我们发现，冲击云的相互作用提供了一个可行的解释之间的空间相关性的X射线和ISM。在这些相互作用中，超新星冲击波击中了典型的pc级致密核心，产生了高度湍流的速度场，将磁场放大到0.1-1 mG。这种放大会导致团簇周围的非热同步辐射增强，而宇宙射线电子不会穿透团簇。因此，非热X射线在pc尺度上表现出与ISM相似的空间分布，而在亚pc尺度上它们是负相关的。这些结果预示了强子$γ$射线可以从致密核中发射出来，导致了$γ$射线和ISM之间的空间对应。目前的pc尺度分辨率的$γ$射线观测是太低，解决这种对应关系。未来使用切伦科夫望远镜阵列进行的$γ$射线观测将能够解析亚pc尺度的$γ$射线分布，并为这些宇宙$γ$射线的起源提供线索。
2021-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties and alignment of interstellar dust grains toward Type Ia Supernovae with anomalous polarization curves
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的光度和偏振观测表明，对于几颗Ia型超新星，总消光比（$R_{V}<2$）和最大偏振波长（$λ_{max}<0.4μm$）异常低，这表明SN宿主星系中的星际尘埃（IS）和/或星周尘埃（CS）的存在具有特殊性质。本文利用异常消光和偏振数据（SNe 1986 G、2006 X、2008 fp和2014 J），利用反演技术推断了四个Ia超新星观测线上星际粒子的最佳拟合粒度分布和排列函数。我们发现，要重现低值的$R_{V}$，半径$a< 0.1μm$的小颗粒的质量的显着增强是必需的。对于SN 2014 J，如果整个数据都归因于IS尘埃（模型1），则同时拟合观测到的消光和偏振数据是不成功的，但是当考虑CS尘埃（模型2）的贡献时，获得了良好的拟合。对于SN 2008 fp，我们对模型1的拟合结果表明，为了再现$λ_{\max}\sim 0.15μm$的极值，非常小的硅酸盐颗粒必须像大颗粒一样有效地排列。我们认为，在干预分子云的微小颗粒可以有效地对齐从超新星Ia的辐射扭矩（RAT）。从该RAT对准模型得到的时间依赖性偏振可以通过在紫外波长下观察来测试。我们的研究结果支持SN 2014 J中存在CS尘埃，但它在SN 2008 fp中的存在仍然不确定。
2017-01-19 astro-ph.GA
Probing Interstellar Dust with Infrared Echoes from the Cas A Supernova
本文分析了用斯皮策空间望远镜观测到的仙后座A超新星遗迹附近的IRS 5-38 μm光谱和MIPS测光测量结果。我们已经模拟了记录的回波占多环芳烃，量子加热碳和硅酸盐颗粒，以及热碳和硅酸盐颗粒。使用的事实，光学光回波光谱已经确定，Cas A起源于IIb型超新星爆炸显示出一个光谱非常相似的原型IIb型SN 1993 J，我们使用后者来构建模板数据输入我们的模拟。然后，我们能够再现记录的红外回波光谱相结合的发射尘埃加热的紫外线爆发产生的冲击爆发后，核心崩溃和尘埃加热的可见光附近发出的超新星光变曲线，其中紫外线爆发和光学光变曲线特性的基础上SN 1993 J。我们发现回波区的平均密度为\sim 680 H cm^{-3}，其大小为几个光年。我们还发现了尘埃处理的证据，在一个缺乏的形式与小于\sim 300个碳原子的小多环芳烃，与多环芳烃的破坏的情况下，紫外线爆发通过光解离在估计的距离的回波区从Cas A。此外，我们的模拟表明，我们记录的红外回波光谱的弱11 μm的功能是一致的，一个强脱氢状态的多环芳烃。这项探索性研究突出了通过红外回波研究星际介质中尘埃处理的潜力。
2012-03-07 astro-ph.GA
The influence of supernova remnants on the interstellar medium in the Large Magellanic Cloud seen at 20--600 $μ$m wavelengths
本文分析了大麦云云中超新星遗迹及其对环境的影响。我们使用{ \it Herschel}空间天文台获得的新观测结果和{ \it Spitzer}空间望远镜获得的档案数据，制作这些物体的第一个FIR图谱。SNR在FIR波长处不清楚可辨，但是它们的影响在尘埃质量和尘埃温度的地图中变得明显，我们通过将修改后的黑体拟合到每个视线中观察到的光谱能量分布来构建这些地图。大部分被观测到的尘埃都是先前存在的星际尘埃，其中有SNRs留下的印记。温度图清楚地揭示了SNR加热周围的灰尘，而质量图表明每个SNR去除3.7 $^{+7.5}_{-2.5}$ M $_{\odot}$的灰尘。这与其他人的计算结果一致，即大量的灰尘是由SNR溅射的。在尘埃被溅射而不仅仅是被推开的假设下，我们估计了由于信噪比导致的$0.037^{+0.075}_{-0.025}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的LMC中的尘埃破坏率，得出星际尘埃的平均寿命为$2^{+4.0}_{-1.3}\times10^7$ yr。我们的结论是，溅射的尘埃SNRs可能是一个重要的组成部分，在银河系演化的模型，超新星可能会破坏更多的尘埃比他们生产的，因此，他们可能不会在星系中的长期尘埃的净生产商。
2015-03-06 astro-ph.GA
Interaction of planetary nebulae, Eta-Carinae and supernova remnants with the Interstellar Medium
行星状星云（PN）、超新星遗迹（SNR）和船底座η星的图像是由三种不同的物理过程形成的。第一个过程是壳层的膨胀，在球壳的情况下可以用正则运动定律来模拟，在星际介质中存在密度梯度时可以用动量守恒来模拟。模拟的质量沿着一个方向以及沿着许多方向引入。第二个过程是粒子从前进层辐射的扩散。分析了球的三维扩散、一维漂移扩散和一维随机游动扩散。第三个过程是通过沿视线的积分运算合成图像。该框架被应用到三个PN，这是A39，环形星云和蚀刻沙漏星云MyCn 18，混合对象Eta-Carinae，和两个SNR，这是SN 1993 J和SN 1006。在所有考虑的情况下，仔细比较观察到的和理论的配置文件的强度。
2012-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Temporal Variability of Interstellar Na I Absorption Toward The Monoceros Loop
我们报告的第一个证据的时间变化的星际钠I吸收HD 47240，这背后的麒麟座圈超新星遗迹（SNR）。从这条视线上对8年多时期的基特峰Coudé馈送光谱进行分析，发现在这些光谱中观测到的柱密度和高速气体成分的中心速度都有显着变化。考虑到HD 47240的$\sim$ 1.3 mas yr $^{-1}$自行和1.6 kpc的SNR距离，这种变化意味着SNR壳层内的$\sim$ 10 AU波动。在船帆座超新星遗迹中也有类似的变化，这表明超新星遗迹气体的膨胀与观测到的变化之间存在联系。我们推测的潜在性质，所观察到的变化对HD 47240的背景下，不断扩大的残余气体与周围的ISM相互作用。
2016-03-02 astro-ph.GA
Shedding light on the Type Ia supernova extinction puzzle: dust location found
变红的Ia型超新星的颜色演化可以对尘埃的位置产生很大的限制，并有助于解决观察到的灭绝是源于星际介质还是源于祖先周围的星周物质的问题。在这里，我们分析了48个变红的Ia型超新星的BV测光从文献和估计的尘埃位置从他们的$B-V$颜色演变。我们发现一个随时间变化的颜色多余的$E(B-V)$在我们的样本中的15颗超新星和约束尘埃之间的距离为0.013和45 pc（$4\times10^{16}-10^{20}$厘米）。对于剩余的超新星，我们获得了恒定的$E(B-V)$演化，并对距离爆炸的尘埃距离设定了下限。在所有48颗超新星中，推断出的尘埃位置与灭绝的星际起源是一致的。这一点得到了以下观测结果的证实：超新星与相对较近的尘埃（$\lesssim$ 1 pc）靠近其宿主星系的中心，在高密度的尘埃区域，超新星辐射和附近的星际云之间的相互作用可能会发生。对于超新星显示随时间变化的$E(B-V)$，我们确定了一个潜在的偏好低$R_\mathrm{V}$值，异常强烈的钠吸收和蓝移和随时间变化的吸收功能。在星际框架内，这为提出的一种设想提供了证据，即超新星辐射压力引起的云-云碰撞可以将粒度分布转移到较小的值，并提高气相中钠的丰度。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical Conditions in Shocked Interstellar Gas Interacting with the Supernova Remnant IC 443
本文利用哈勃空间望远镜远紫外光谱研究超新星遗迹IC 443与星际气体的相互作用，揭示了激波后冷却气体、压力不均匀性及前景遗迹物质等物理条件特征。
2020-05-18 astro-ph.GA
Photoionization of High Altitude Gas in a Supernova-Driven Turbulent Interstellar Medium
我们研究了星系中广泛弥漫的电离气体的光电离模型。特别是，我们解决了长期存在的问题，莱曼连续光子的渗透从接近银河系中平面的大高度的星系晕的来源。我们发现，最近的流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质有低密度的路径和空隙，使电离光子从中面OB星到达和气体的许多kiloparsecs以上的中面。我们发现整个模拟网格的电离通量大于一维平板模型的预测，从而允许在银河系中的低海拔中性云的O星的光电离，也在Halalpha中检测到。在以前的研究中，这种云的光电离方案已被拒绝，并已被归因于增强宇宙射线电离或散射光从中面H II区域。我们确实发现，在我们的模拟中的发射测量分布比来自银河系中的Halpha观测。此外，在流体动力学模型中的气体密度的水平平均高度依赖性低于推断在银河系。这些差异可能是由于没有磁场的流体动力学模拟，我们讨论如何磁流体动力学效应可能会协调模型和观测。然而，我们预计，列入磁场的动力学模拟不会改变我们的主要发现，即中平面OB星能够产生高海拔弥漫电离气体在一个现实的三维星际介质。
2010-07-29 astro-ph.GA
Imaging of Four Galactic Supernovae Remnants in the Mid-Infrared, and their Interaction with the Interstellar Medium
我们根据银河遗产红外中面巡天非凡计划（GLIMPSE）得出的数据，提供银河系超新星遗迹（SNR）G001.0-00.1、G355.9-02.5、G355.6-00.0和W28的中红外（MIR）成像、测光和轮廓。所有的来源都显示了与星际介质（ISM）相互作用的证据，导致ISM中弯曲的锋面结构和明显的空洞。分析的光谱能量分布（SED）的I类年轻恒星对象（YSO）的西北相互作用区域内的W28，和SNR的边界内的恒星的密度，表明其中许多可能已被触发的SN事件。二维辐射转移模型允许我们约束的物理参数的来源。还值得注意的是，I类YSO的位置在G001.0-00.1的周边，靠近与SNR G355.9-02.5相关的额弧，表明恒星的形成也可能是由这些SNR触发的。最后，它被发现，MIR颜色的锋面结构出现一致的冲击激发的v = 0->0跃迁的H2，虽然它是可以想象的，多环芳烃（PAHs）的排放也可能发挥作用。如果后一种机制是相关的，那么它是可能的排放来自破碎较大的颗粒在正面地区，导致体积密度增加的PAH携带颗粒。
2010-06-22 astro-ph.GA
Constraining the coherence scale of the interstellar magnetic field using TeV gamma-ray observations of supernova remnants
银河系的宇宙射线（CR）被认为是在超新星遗迹（SNR）的冲击加速。在强子的情况下，TeV的伽马射线发射从SNRs起源于衰变的π介子，产生于星际气体和CR的碰撞。使用CR-磁流体动力学模拟，我们表明，磁密度依赖的冲击加速是能够重现所观察到的TeV伽马射线形态的SNR，如船帆座小。和SN 1006单独通过改变磁性形态。这意味着伽马射线亮区是由准平行激波（即，当冲击波以与上游磁场成窄角度传播时），已知这能有效地加速CR质子，并且伽马射线暗区指向准垂直冲击波配置。模拟的伽马射线形态与观测结果的比较，使我们能够限制船帆座周围的磁相干尺度$λ_B$。以及SN 1006分别对应于$λ_B \simeq 13_{-4.3}^{+13}$ pc和$λ_B >200_{-10}^{+80}$ pc，其中SN 1006的环境磁场与大部分均匀一致。我们发现一致的纯强子和混合强子轻子模型，既再现多频谱从无线电TeV的伽马射线和匹配所观察到的伽马射线形态。最后，为了捕捉信噪比激波在云团星际介质中的传播，我们用数值模拟和解析方法研究了激波与稠密云团的相互作用。我们构建了一个解析的伽玛射线模型的核心崩溃SNR通过结构化星际介质传播，并表明伽玛射线光度只有30%的偏差为现实的参数。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The "bubbly" interstellar medium as origin for the inhomogeneous internal metallicity distributions in large disk galaxies
The University of Melbourne（墨尔本大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究提出，大盘状星系内部不均匀的金属licity分布源于超新星产生的金属富集气体气泡，揭示了恒星形成在大尺度上稳定但在小尺度上具有爆发性。
2026-02-11 astro-ph.GA
The Interaction of Supernova Remnant G357.7+0.3 with the Interstellar Medium
超新星遗迹（SNR）G357.7+0.3似乎对当地的星际介质（ISM）造成了相当大的破坏，导致了多个具有明亮边缘和彗星结构的云碎片的形成。我们调查五个这些地区使用中红外（MIR）成像和测光来自斯皮策太空望远镜（SST），以及测光来自2 MASS近红外全天空调查，中期科学实验（MSX），和多波段成像光度计斯皮策（MIPSGAL）调查的银河平面。值得注意的是，其中两个边缘显示了由冲击激发的H2跃迁发射的证据，而云的中心也显示了暗消光核心的证据，在明亮的发射边缘的轮廓中观察到。这些地核的消光水平被确定为AV ~ 17-26等，而密度n（HI）为~ 10^4 cm^（-3），质量在~40-100 Msun之间。结果表明，消光的波长依赖性可能是类似的Cardelli等人。和马丁& Whittet，但不同的Indebetouw等人的MIR消光趋势。I类年轻恒星对象（YSO）的分布意味着，他们中的许多人是物理上与云，并可能形成的云和SN风之间的相互作用的结果。这些恒星的光谱能量分布（SED）的确定，连同2-D辐射转移建模的连续被用来放置约束其属性。
2010-08-25 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
Narrow absorption lines from intervening material in supernovae: III. Supernovae and their environments
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学科学学院天体物理与空间科学研究所）
研究Ia型超新星在静止环境中窄吸收线强度较低，揭示其星际气体含量较低，同时发现II型超新星的钠I D等效宽度分布低于Ia-SF和剥离包层超新星，暗示吸收来源可能来自爆炸附近物质。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernovae Driven Turbulence In The Interstellar Medium
我的模型的多相星际介质（ISM）随机加热和冲击的超新星，重力，微分旋转和其他参数，我们知道是典型的太阳附近。这些模拟是3D的，水平延伸1 x 1 kpc平方，垂直延伸2 kpc，关于银河系中平面对称。他们通常跨度气体数密度1/10000至100每立方厘米，温度100至100 MK，速度高达10000公里/秒和马赫数高达25。辐射冷却应用于两个广泛采用的参数化，并直接比较，以评估结果的敏感性冷却。有强有力的证据表明，ISM包括明确定义的冷、暖、热区，在统计上接近热力和总压平衡。该结果对这里考虑的参数的选择不敏感。在每一个内的气体密度的分布可以鲁棒地建模为对数正态分布。需要适当区分超新星活动中面的气体性质和该区域外更均匀的相。阐明了相的分数体积与其各种代理之间的联系。一个确切的关系，然后推导出体积分数和填充因子定义的体积和概率平均值。这些结果进行了讨论，在观测和计算的背景下。随机流的相关尺度是从速度自相关函数计算的，它是100 pc的顺序，并往往随着距离中平面的增长。在非理想MHD模拟中，还研究了ISM中磁场的起源和结构。具有大约4 nG的体积平均值的种子磁场呈指数增长以在1.6 Gyr内达到统计稳定状态。
2017-03-08 astro-ph.GA
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Variable interstellar radiation fields in simulated dwarf galaxies: supernovae versus photoelectric heating
我们提出了高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系，包括自引力，非平衡冷却和化学，星际辐射场（IRSF）和屏蔽，恒星形成和恒星反馈。这包括空间和时间变化的光电（PE）加热，光电离，解决超新星（SN）爆炸波和金属富集。一种新的灵活的方法来采样恒星的初始质量函数，使我们能够遵循的贡献，ISRF，金属输出和SN延迟时间的个别大质量恒星。我们发现SNe在调节全球恒星形成速率、塑造多相星际介质（ISM）和驱动星系外流等方面起着主导作用。流出率（与质量加载因子的几个）和热气体馏分的ISM增加与SNe在低密度的环境中，辐射能量损失低爆炸的数量。虽然PE加热单独可以抑制恒星形成比SNe单独可以做的稍微多（几个因素），但它无法驱动外流并再现当SNe被包括时自然出现的多相ISM。这些结果与Forbes等人最近的结果相冲突，他们得出结论，PE加热是抑制矮星恒星形成的主要过程，比SNe高出一个数量级。这种差异的潜在起源进行了讨论。在没有SNe和光致电离（驱散密集云的机制）的情况下，由于密集气体与辐射源的（不切实际的）接近，PE加热的影响被高度高估。这导致了大量的紫外线照射的尘埃和远红外线的连续比太低的观测相比，红外连续发射的提升。虽然ISRF在调节恒星形成方面处于次要地位，但它通过光解控制分子氢的丰度。
2017-01-30 astro-ph.GA
Three-phase Interstellar medium in Galaxies Resolving Evolution with Star formation and Supernova feedback (TIGRESS): Algorithms, Fiducial model, and Convergence
我们介绍了TIGRESS，一个新的框架，多物理场数值模拟的恒星形成的星际介质（ISM）的雅典娜MHD代码实现。TIGRESS的算法旨在空间和时间上解决关键的物理特征，包括：（1）气体的引力坍缩和持续的吸积导致了星团中的恒星形成，（2）超新星（SNe）的爆炸既发生在它们的祖先诞生地附近，也发生在失控的OB星上，相对于恒星形成的时间延迟由星族合成决定，（3）在冷却开始之前SN残留物的显式演化，这导致了热ISM的产生，（4）ISM的暖相和冷相的光电加热，其跟踪来自年轻星团人口的随时间变化的环境FUV场，（5）大尺度星系差异旋转，这导致行星运动并剪切出过密结构，限制了大规模的引力坍缩，（6）磁场的精确演化，这对于ISM盘的垂直支撑以及角动量输运是重要的。我们提出了新实现的物理模块的测试，并展示了TIGRESS在代表太阳邻域环境的基准模型中的应用。我们使用分辨率的研究，以证明收敛和评估所需的最低分辨率dx正确恢复几个ISM属性，包括恒星形成率，风的质量损失率，磁盘规模的高度，湍流和Alfvenic速度色散，和体积分数的温暖和热的阶段。对于太阳邻域模型，所有这些ISM属性都收敛于dx <= 8pc。
2017-08-08 astro-ph.GA
Interstellar and Ejecta Dust in the Cas A Supernova Remnant
红外连续观测提供了一种手段，调查尘埃的物理成分的喷出物和扫起的介质中的Cas A超新星遗迹。使用低分辨率斯皮策IRS光谱（5 - 35 $μ$ m），和宽带赫歇尔PACS成像（70，100，和160 $μ$ m），我们确定特征尘埃光谱，与经历了不同的核燃烧历史的喷出物层。最明亮的光谱在$\sim9$和21 $μ$ m处具有较强的发射特征，并且与具有强Ar发射线的喷出物结密切相关。粉尘特征可以通过具有相对低的Mg与Si比率的硅酸镁颗粒来再现。另一个尘埃光谱与具有强Ne发射线的喷出物有关。没有任何硅酸盐特征的迹象，最适合Al $_2$ O $_3$粉尘。第三个特征尘埃光谱显示出与镁硅比相对较高的硅酸镁最匹配的特征。这些尘埃主要与发射X射线的冲击喷出物有关，但在预期有冲击星际或星周物质的区域也很明显。然而，尘埃成分的识别并不是唯一的，每个光谱都包括一个未知成分的额外无特征尘埃成分。成分不确定的冷尘埃与SNR内部的排放有关，那里的反向冲击尚未席卷并加热喷出物。Cas A中的大部分尘埃质量都与这种未识别的冷成分有关，它是$\lesssim0.1$ $M_{\odot}$。较暖的尘埃质量只有$\sim 0.04$ $M_{\odot}$。
2014-03-12 astro-ph.GA
Spectropolarimetry of Type II supernovae (I) Sample, observational data and interstellar polarization
本文提出改进方法分析11颗II型超新星的星际偏振成分，发现多数偏振度≤1.0%，并识别出宿主星系尘埃导致的非银河系式短波长偏振。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-thermal X-rays and interstellar gas toward the γ-ray supernova remnant RX J1713.7-3946: Evidence for X-ray enhancement around CO and HI clumps
RX J1713.7-3946是最引人注目的甚高能γ射线超新星遗迹，它发射的同步辐射X射线没有热特征。为了更好地理解X射线与分子和原子气体之间的关系，我们对CO、HI和X射线进行了比较研究。结果表明，X射线增强周围的CO和HI团块的pc尺度上，但在0.1 pc尺度上的团块内减少。激波与分子和原子气体相互作用的磁流体动力学数值模拟表明，激波与团块之间的相互作用激发了湍流，从而放大了团块周围的磁场（Inoue等人，2012年）。我们认为，CO和HI团簇周围的放大磁场增强了同步加速器X射线，并可能加速宇宙射线电子。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
High-velocity interstellar absorption associated with the supernova remnant W28
本文通过分析O9型超巨星CD-23 13777的高分辨率光谱，发现与超新星遗迹W28相关的高速吸收成分，揭示激波速度至少为150 km/s，并证明该视线是研究W28与致密分子气体相互作用的独特探针。
2020-05-20 astro-ph.GA
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Momentum Injection by Supernovae in the Interstellar Medium
超新星爆发在其环境中储存了巨大的能量和动量，前者调节多相热结构，后者调节星际介质（ISM）中的湍流和恒星形成速率。然而，系统的研究量化SNe在现实的非均匀ISM条件下的影响一直缺乏。使用三维流体动力学模拟，我们调查的依赖径向动量注入的物理条件（考虑范围的平均密度n=0.1-100）和数值参数。我们的非均匀模拟采用了原子气体中热不稳定性导致的两相背景态。虽然SNR形态变得非常复杂的非均匀背景，径向动量注入是非常不敏感的环境细节。对于我们的两相模拟，单个SN产生的最终动量为2.8*10^5 M_sun*km/s n^{-0.17}。这仅比具有相同平均密度的均匀环境的动量注入小5%，并且仅比壳形成时的动量大30%。热气体中的最大质量对环境的不均匀性相当不敏感。强磁场在很晚的时候改变了热气体质量，但动量注入保持不变。多个空间相关的SNe的初始实验显示，每个事件的动量几乎与单SN情况一样大。我们还提出了一个完整的数值参数研究，以评估收敛要求。对于动量和其他量的收敛，我们发现数值分辨率dx和SNR的初始大小r_init必须满足dx，r_init<r_sf/3，其中壳形成半径对于两相模型由r_sf = 30 pc n^{-0.46}给出（或对于均匀介质小30%）。
2015-01-12 astro-ph.GA
The Local Bubble in the interstellar medium and the origin of the low energy cosmic rays
通过对宇宙射线能谱的分析，特别是AMS-02实验的精确数据，支持了局域泡在附近星际介质中的重要作用。这表明，低于约200 GV的刚性（动量/电荷比）的大部分宇宙射线来自局部泡中的超新星遗迹，这些超新星遗迹似乎发生在$10^6$年前，并促成了它的形成。在较高的刚性的贡献，从“本地源”，一个单一的超新星遗迹产生的一些$10^5$年前似乎占主导地位，至少1000 GV。
2016-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical Simulations of Supernova Remnant Evolution in a Cloudy Interstellar Medium
超新星遗迹的混合形态类具有中心峰值X射线发射以及射电发射的壳状形态。怀特和朗提出，这些残留物是在多云介质中演化的，其中云一旦被膨胀的冲击波淹没，就会通过热传导蒸发。他们的分析模型对温度、密度和发射轮廓以及冲击演化进行了详细的预测。我们提出了二维和三维的数值流体动力学模型，包括热传导，测试的白色和长模型，并提出结果的演变和排放的残余物在多云介质中演变。我们发现，虽然White & Long模型的某些一般结果成立，例如残余物扩展的方式和X射线表面亮度分布的平坦化，但在细节上存在实质性差异。特别是，我们发现，X射线的光度是由早期的冲击云气体的排放为主，导致一个明亮的峰值，然后下降，蒸发变得更加重要。此外，云间气体的热传导效应（不包括在White & Long模型中）是重要的，并导致X射线亮度分布进一步平坦化以及X射线发射温度降低。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Type Ia Supernovae in Quiescent Galaxies: I. Formation of the Multiphase Interstellar medium
星际介质的冷相在许多巨大的椭圆星系中被观测到，但其起源仍然不清楚。我们认为Ia型超新星（SNe Ia）的不均匀加热，加上辐射冷却，可以导致冷相的形成。其基本思想是，由于超新星Ia的爆炸是随机的，没有被超新星激波直接加热的气体包将冷却，形成多相气体。我们运行了一系列理想化的高分辨率数值模拟，发现冷气体的发展，即使当整体SNe加热速率$H$超过冷却速率$C$的一个大到1.4倍。我们还发现，多相气体发展的时间取决于气体温度。当介质的温度为$T = 3\times 10^6$ K时，冷相在一个冷却时间\tc内形成;然而，对于更高的温度，冷相的形成被延迟到\tc \的几倍。延迟的主要原因是湍流混合。以这种方式形成的冷气体的金属丰度自然会低于热介质的金属丰度。对于恒定的$H/C$，对于更高温度的气体，存在更多的湍流混合。我们注意到，这种产生冷气体的机制不能在宇宙学模拟中捕获，这通常无法解决单个SN残留物。
2020-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
