Is Dust Cloud around $λ$ Orionis a Ring or a Shell, or Both?
观测到猎户座$λ$周围的尘埃云呈圆形对称，角度范围很大（$\approx$ 8度）。然而，云的三维（3D）结构是壳状还是环状尚未完全解决。我们研究的3D结构，使用一种新的方法，结合了3D蒙特卡罗辐射转移模型的紫外（UV）散射光和逆阿贝尔变换，它给出了一个详细的3D径向密度分布从一个球对称云的二维柱密度图。通过比较球壳云和环状云的辐射转移模型，发现只有壳模型才能再现S2/68紫外观测所观测到的散射紫外光的径向廓线，表明尘埃的壳结构。然而，逆阿贝尔变换适用于列密度数据从泛星1尘埃红化地图的结果在一定半径范围内的密度分布的负值，表明存在额外的，非球形云附近的星云边界。额外的云成分被假定为环形的形状，我们从柱密度中减去，以获得一个积极的，径向密度分布使用逆阿贝尔变换。由此产生的密度结构，由一个环形的环和一个球壳，也被发现给一个很好的拟合的UV散射光分布。因此，我们得出结论，围绕$λ$ Ori的云是由环和壳结构。
2015-05-22 astro-ph.GA
Molecular globules in the Veil bubble of Orion. IRAM 30m 12CO, 13CO, and C18O 2-1 expanded maps of Orion A
来自O型恒星的强风和紫外线（UV）辐射破坏和破坏了它们分子核心的诞生地，将物质扫入秒差距大小的外壳中。由于星光的分解，最薄的壳层预计会有低分子丰度，因此很少有恒星形成。在这里，我们扩展了以前的地图与IRAM 30米望远镜和目前的平方度12 CO和13 CO（J=2-1）的地图，风驱动的“面纱泡沫”周围的四边形集群和它的出生猎户座分子核心（OMC）。虽然广泛和扩展的CO排放在很大程度上是不存在的面纱，我们表明，几个CO“球”的存在，并嵌入在[CII] 158微米明亮的壳，限制了泡沫。这包括在Orion中首次检测到负LSR速度下的静态CO。考虑到这种半透明材料中苛刻的紫外线照射条件，CO小球的检测是令人惊讶的。这些球状体很小（R= 7，100 AU），质量不大（M= 0.3 M_Sun），密度中等：n_ H=4x10^4 cm^-3（中值）。它们被壳层的外部压力（P_ext/k~10^7 cm^-3 K）所限制，并且很可能受到磁支撑。它们要么是由不稳定性形成的瞬态物体，要么是从预先存在的分子结构中分离出来的，由与膨胀壳相关的冲击波和梯形的紫外线辐射雕刻而成。有些代表小柱子形成的第一阶段，另一些则是孤立的小球体。虽然它们的质量并不意味着它们会形成恒星，但其中一个球状体的位置与已知的YSO相匹配。在“面纱壳”中缺乏扩展的CO表明，来自大质量恒星的反馈驱逐，搅动和重新处理了大部分被破坏的分子…
2020-05-05 astro-ph.GA
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of the UV bump across the complex
越来越多的观测证据表明，尘埃在分子云中的致密细丝中凝结。红外观测结果表明，随着局域密度的增加，尘埃颗粒的尺寸分布变浅，小到大的尘埃颗粒的相对比例减少。紫外线（UV）观测表明，2175年的特征，即所谓的UV隆起，也随着云的密度而减弱。在这项工作中，我们将为金牛座研究开发的技术应用于猎户座分子云，并确认在云的致密核心以及紫外线照射严重的猎户座壳层中，紫外线凸起减少。该研究已扩展到玫瑰云与不确定的结果给出的距离（1.3千秒差距）。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic environment of the Orion-Eridanus superbubble as revealed by Planck
利用普朗克卫星的353 GHz极化观测，我们描述了猎户座-波江座超级气泡中的磁场，这是一个附近的膨胀结构，在天空中跨越超过1600平方度。我们确定了一个区域的低色散的偏振方向和高偏振分数与最新模型的大规模形状的区域中确定的超级气泡的外壁。我们使用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法推导出朝向气泡南部边缘的数十微高斯的天空平面磁场强度。这些值与现有的塞曼分裂观测HI在发射的比较表明，在该地区的大规模磁场主要是由膨胀的超级气泡。
2017-12-11 astro-ph.GA
Nobeyama 45-m Mapping Observations toward Orion A.I. Molecular Outflows
利用Nobeyama 45-m望远镜获得的12 CO（J = 1-0）和13 CO（J = 1-0）数据，对猎户座A巨分子云中的12 CO分子外流进行了探测，以研究外流反馈。在OMC 1中心以外的区域，我们识别出44个12 CO（包括17个新检测到的）流出的基础上，自动确定的速度范围和分离的云和流出成分的无偏和系统的程序。在检测到的流出的12 CO排放的光学深度估计为约5。流出的总动量和能量，校正光学深度，估计分别为1.6 × 102 M km s-1和1.5 × 1046 erg。外流的动量和能量喷射率估计分别为云湍流动量和能量耗散率的36%和235%。此外，流出的喷射速率与Feddersen等人估计的膨胀分子壳的喷射速率相当（2018，ApJ，862，121）。除非能量转换效率高达20%，否则外流和壳层不能维持云湍流。
2019-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large Scale Wind Driven Structures in the Orion Nebula
本文结合[C II]、HI及光学/紫外光谱数据揭示猎户座星云由外壳层、内壳层和中心高电离气泡等大尺度风驱结构组成，并解释了[C II]增强发射源于残余中性氢对辐射场的过滤。
2025-07-02 astro-ph.GA physics.space-ph
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
The Neutral Atomic Hydrogen in the solar neighborhood (NeAtHood) project I. Ghost in the shell: Neutral atomic hydrogen in the extended Orion nebula
University of Vienna（维也纳大学）；Max-Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Deutsches Zentrum for Astrophysics（德国天体物理中心）；Stanford University（斯坦福大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
NeAtHood项目I结合单天线与干涉式HI观测，解析扩展猎户座星云的中性氢气体，发现其膨胀壳质量低于[CII]观测结果，还揭示了次级泡等新结构，为研究恒星形成区多相结构提供了新视角。
2026-09-03 astro-ph.GA
Gas shells and magnetic fields in the Orion-Eridanus superbubble
猎户座-波江座超级气泡是由猎户座OB星协中大质量恒星的超新星和超音速风吹来的。超级泡沫的形成历史和当前结构仍然知之甚少。它可能由沿视线嵌套的壳的组合组成。我们利用原子分子气体的一种新的分解方法研究了超泡波江座一侧的复合结构。我们使用HI和CO发射线分离相干气体壳在空间和速度，我们研究了它们的关系，温暖的电离气体探测H $α$发射，热等离子体发射X射线，和跟踪尘埃极化发射的磁场。我们还使用尘埃红化图和X射线吸收来限制到云层的相对距离。我们使用尘埃极化数据来估计几个云和超级气泡外缘的磁场的天空平面分量。我们的气体分解揭示了超级气泡内部的几个外壳，它们的距离从150 pc到250 pc不等。其中一个壳形成了一个几乎完整的环，充满了热等离子体。其他壳层可能对应于在膨胀的外激波后面被压缩的扫掠气体层。我们利用激波下游的气体和磁场数据得出了接近20 km/s的激波膨胀速度。考虑到气体对X射线的吸收，我们发现超泡内部的热等离子体的压强超过了局域泡。它包括沿着视线的较热（3-9 MK）和较冷（0.3-1.2 MK）气体的混合物。沿着西部和南部边缘以及在超级气泡的接近壁中的磁场似乎被正在进行的膨胀所塑造和压缩。我们发现，沿边缘的天空平面磁场强度范围从3到15 $μ$ G。
2019-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Breaking Orion's Veil bubble with fossil outflows
反馈在恒星形成的自我调节中的作用是天体物理学中的一个基本问题。猎户座星云是最近的正在进行和最近的大质量恒星形成的地点。这是一个研究恒星反馈的独特实验室。最近的SOFIA [CII] 158 $μ$ m观测揭示了一个膨胀的气泡，面纱壳，由恒星风和电离反馈提供动力。我们已经确定了猎户座面纱外壳西北部的一个类似于猎户座的子结构，这可能表明了高度定向的额外反馈机制。我们的目标是通过量化其可能的驱动机制来研究突起的起源。我们使用SOFIA上的upGREAT仪器获得的猎户座星云[CII] 158 $μ$ m图。观测的光谱和空间分辨率分别为0.3 km/s和16 arcsec。我们认为这一突出的三种可能的起源：化石外流腔产生的喷流/流出在原恒星吸积阶段，预先存在的块状的OMC-1核心，恒星风在主序星阶段。基于能量学和形态学，我们得出结论，西北部的预先存在的云是局部扰动的外流喷出的大规模原恒星在梯形星团。这表明面纱的突出是机械反馈而不是辐射反馈的结果。此外，我们认为，该位置的突起是一个合适的地方，打破猎户座面纱，由于光烧蚀从壁的突起。我们的结论是，大质量原恒星的外流可以影响未来的\hii \，区域的形态，甚至导致在电离前沿的破裂。具体来说，主序星的恒星风与原恒星喷流预处理的分子核心的相互作用是重要的。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A star forming ring around Kappa Ori 250 pc from the Sun
X射线是探测恒星形成早期活动的有力工具。它们使我们能够识别年轻的恒星，即使它们已经失去了拱星盘的红外特征，并提供了对它们距离的限制。在这里，我们报告的XMM-牛顿观测发现121个年轻的恒星对象（YSO）在两个领域之间的L1641 S和$κ$猎户座。这些观测扩展了XMM和斯皮策（SOXS）对猎户座A的调查。YSO包含在毫米波长的气体和尘埃环中，并在远红外和近红外调查中。在这两个区域探测到的年轻恒星的X射线光度函数表明它们的距离为250-280 pc，比猎户座A云近得多，与$κ$猎户座的距离估计相似。我们认为，环是一个5-8 pc直径的外壳，已被$κ$ Ori扫过。这个环包含了斯皮策和WISE探测到的几组恒星，包括围绕赫比格Ae/Be星V1818 Ori的一组。在这种解释中，$κ$猎户座环是猎户座波江座超级气泡内被大质量恒星扫过的几个壳层之一，与猎户座A /L 1641 S的南部部分无关。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The APOGEE-2 Survey of the Orion Star Forming Complex II: Six-dimensional structure
我们对APOGEE-2和Gaia DR 2的光谱和天体测量数据进行了分析，以确定猎户座复合体的结构。通过应用层次聚类算法的6维恒星数据，我们确定空间和/或运动学上不同的年轻恒星对象的年龄范围从1到12百万年。我们还调查了猎户座复合体内的恒星形成历史，并确定了奇特的子集群。利用这种方法，我们重建了目前基本上缺乏分子气体的区域中较老的星群，例如猎户座C（包括$σ$猎户座星团）和猎户座D（追踪猎户座OB 1a、OB 1b和猎户座X的星群）。我们报告的距离，运动学，和复杂的群体内的年龄。猎户座D星系群正在扩张。另一方面，猎户座B仍处于收缩过程中。在$λ$ Ori中，自行与超新星爆炸引起的径向膨胀一致;膨胀的回溯年龄超过了在该区域外缘附近形成的最年轻恒星的年龄，它们的形成应该是在从星团中心到当前位置的中途被触发的。我们还提出了视差和自行的解决方案之间的比较盖亚DR 2，和那些获得对恒星形成区的甚长基线阵列。
2018-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kompaneets Model Fitting of the Orion-Eridanus Superbubble II: Thinking Outside of Barnard's Loop
猎户座恒星形成区是最近的活跃的高质量恒星形成区，并创造了一个巨大的超级气泡，猎户座-波江座超级气泡。Ochsendorf等人最近的工作扩展了超气泡的公认边界。我们适合Kompaneets模型的超级气泡膨胀指数大气中的新的，更大的形状的猎户座波江座超级气泡。我们发现，这种较大的形态的超级气泡是一致的超级气泡的演化主要由膨胀到指数银河系盘ISM控制，如果超级气泡是面向波江座侧更远离太阳比猎户座侧。与以前的Kompaneets模型拟合需要银河系盘的异常小的尺度高度（<40 pc）不同，我们发现形态上一致的模型尺度高度为80 pc，与银河系盘的预期相似。
2016-07-21 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
The fragmentation of expanding shells I: Limitations of the thin--shell approximation
本文在线性薄壳分析的范围内研究膨胀壳的引力破碎。我们利用两个非常不同的数值方案，FLASH自适应网格细化代码和奔驰光滑粒子流体动力学代码的一个版本。我们发现，这两个代码之间的协议是极好的。我们用我们的数值结果来测试薄壳近似，我们发现，施加到壳的外部压力有很强的破碎过程的影响。在壳体不受压力限制的情况下，壳体在膨胀时会膨胀，垂直于壳体平面的流体动力学流动会抑制短波长下的碎裂。如果壳是压力-限制内部和外部，使他们的厚度保持近似恒定在他们的扩张，与解析解的协议是更好的。
2009-06-09 astro-ph.GA
Gaia Stellar Kinematics in the Head of the Orion A Cloud: Runaway Stellar Groups and Gravitational Infall
这项工作扩展了以前对猎户座A云头部年轻恒星的运动学研究（OMC-1/2/3/4/5）。它是基于大量的红外线，光学和X射线选择前主序星与可靠的径向速度和盖亚派生的恒星松弛和自行样本。恒星运动群被确定为假设他们模仿他们的父母气体的运动。有几个星系群被发现具有特殊的运动学：NGC 1977星团和扩展猎户座星云（EON）腔中的两个恒星群在离开它们的出生地时被捕获。NGC 1977的异常运动可能是由全球等级云坍缩、大质量Ori OB 1ab星的反馈、超音速湍流、云-云碰撞和/或弹弓效应引起的，前两种模型是我们所倾向的。由于附近OB星的小规模“火箭效应”，EON群可能继承了其母云的异常运动。我们还确定了猎户座A以东和以西的稀疏恒星群，这些恒星群正在从中心区域漂移，可能是猎户座星云团的一个缓慢膨胀的光环。我们证实了先前报道的结果，不同的视线距离的云的头部与相关的气体速度的差异的不同部分。恒星运动学的三维电影显示了OMC-1中恒星群的收缩和OMC-123恒星的整体收缩。总的来说，猎户座A区的头部表现出复杂的运动与理论模型相一致，涉及层次引力坍缩（可能是湍流）与OB恒星反馈的云。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hi Shells and Supershells in the I-GALFA Hi 21-cm Line Survey: I. Fast-Expanding Hi Shells Associated with Supernova Remnants
我们使用来自内星系阿雷西博L波段馈源阵列（I-GALFA）Hi巡天的21厘米线数据，在1 \approx 32 \arcdeg到77 \arcdeg经度范围内搜索与银河系超新星遗迹（SNR）相关的快速膨胀Hi壳层。在该区域已知的39个银河系SNRs中，我们在四个SNRs中发现了这样的Hi壳层：W 44，G54.4-0.3，W51 C和CTB 80。所有这四个都是以前在低分辨率调查中发现的，其中三个（不包括G54.4-0.3）以前用阿雷西博望远镜研究过。然而，一个显着的新的结果是，在非常高的正和负的速度在W 44从后退和接近部分的Hi膨胀壳，分别检测到Hi排放。这是第一次检测到的双方扩大壳与SNR在高21厘米发射。高分辨率I-GALFA测量数据还揭示了一个与G54.4-0.3相关的突出的具有高度圆对称性的膨胀Hi壳。我们探讨了四个信噪比的物理特性，并讨论了什么区别于其他信噪比在调查区域。我们的结论是，这四个SNR很可能是核心坍缩超新星与相对致密（>~1 cm^-3）的环境介质相互作用的残留物，我们还讨论了Hi 21 cm谱线中SNR的可见性。
2013-06-28 astro-ph.GA
Bow shocks, bow waves, and dust waves. IV. Shell shape statistics
恒星弓激波是恒星与其周围环境之间的相对运动的结果。恒星风和辐射与星际介质中的气体和尘埃相互作用，在光学、红外和无线电波段产生弯曲的辐射弧。我们最近提出了一个新的二维分类方案的形状，这样的弓冲击，我们在这里适用于三个非常不同的观测数据集：中红外弧周围的热OB星;远红外弧周围的发光冷星;和H α发射线弧周围的probands和其他年轻的恒星在猎户座星云。对于OB星，平均形状与球形风与平行流相互作用的简单薄壳模型一致，但观察到的形状的多样性比这些模型预测的要大很多倍。我们认为，这可能是由于不稳定性或风的变化引起的与时间有关的振荡的弓冲击。冷星弓激波比热星弓激波有明显更多的闭合翼，这可能是由于在受冲击的恒星风中而不是在受冲击的星际介质中产生的尘埃排放。另一方面，猎户座星云的弧与热星弓激波相比，有着明显更张开的翅膀和明显更平坦的顶点。我们测试了几种可能的解释这种差异（发散的环境流，低马赫数，观测偏差，准直射流的影响），但每一个证据是不确定的。
2019-06-29 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
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
Disruption of the Orion Molecular Core 1 by the stellar wind of the massive star $θ^1$ Ori C
大质量恒星向周围环境注入机械能和辐射能，搅动环境，加热气体，在星际介质中产生云和云间相，并破坏分子云（新恒星的诞生地）。恒星风、超新星爆炸和紫外光子电离控制着分子云的寿命。理论研究预测，辐射注入的动量应该占主导地位的恒星风，但这一直难以评估观测。在电离碳（[C II]）的精细结构线的速度分辨大尺度图像提供了一个观测诊断的辐射能量输入和大质量恒星周围的星际介质的动力学。在这里，我们报告了猎户座分子核心的一个平方度区域（直径约为7秒差距）的观测结果-最接近地球的区域，显示出恒星的形成-在1.9太赫兹（158微米）的[C II]线中分辨率为16弧秒（0.03秒差距）。结果显示，来自大质量恒星$θ^{1}$ Orionis C的恒星风席卷了周围的物质，形成了一个直径约为4秒差距的气泡，外壳质量为2，600太阳质量，以每秒13公里的速度膨胀。这一发现表明，来自恒星风的机械能非常有效地转化为壳层的动能，并导致猎户座分子核心1的破坏，而不是光电离和蒸发或未来的超新星爆炸。
2019-01-14 astro-ph.GA
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
W49A: A starburst triggered by expanding shells
W 49 A是一个巨大的分子云，其中包含了银河系中一些最明亮的嵌入式星团。然而，对这种类似恒星爆发的现象的解释仍在争论中。方法.我们研究了斯皮策大尺度中红外图像和银河系环巡天13 CO J = 1-0图像，以及由IRAM 30米望远镜在约15 x 13 pc ^2视场内获得的更高分辨率（约11角秒）13 CO J = 2-1和C18 O J = 2-1图像。在中红外图像中识别出了两个膨胀壳，并在由13 CO J = 2-1和C18 O J = 2-1数据制成的位置-速度图中得到了证实。平均膨胀壳的质量约为1.9 x 10^4 M*，其内径约为3.3 pc，厚度约为0.41 pc。膨胀壳层的总动能估计约为10^49尔格，这可能是由少数大质量恒星提供的，它们的辐射压和/或强烈的恒星风驱动着壳层。这些膨胀的壳层可能有一个共同的起源，靠近两个超致密的Hii区（源O和源N），它们的膨胀速度估计为5 km/s，因此年龄为3-7 x 10^5年。此外，在更大的尺度（~ 35 x 50 pc^2）上，在13 CO J = 1 - 0的数据中还发现了两次气体喷射的残留物。这两个抛射似乎都与膨胀的壳层具有相同的中心，总能量为10^50尔格的几倍。气体喷射的主要驱动机制尚不清楚，但可能与引发W 49 A星暴的机制有关。
2010-11-04 astro-ph.GA
The fragmentation of expanding shells II: Thickness matters
本文用解析方法研究了有限厚度膨胀壳中引力不稳定性的发展。我们考虑三种模型的径向密度分布的壳：（i）一个解析的均匀密度模型，（ii）一个半解析模型，通过数值解的流体静力平衡方程，和（iii）一个三维流体动力学模拟。我们发现，所有三个配置文件是在密切的协议，这使我们能够使用第一个模型来描述碎片的径向方向的壳。然后，我们使用非线性方程描述的时间演化的一个统一的扁球体，以获得具有不同大小的壳碎片的增长率。这就产生了一个色散关系，它取决于壳体厚度，因此也取决于壳体的压力。我们比较这种色散关系与色散关系，使用标准的薄壳分析，并表明，如果围压低，只有大的碎片是不稳定的。另一方面，如果围压很高，碎片小于薄壳分析预测变得不稳定。最后，我们比较了新的色散关系与三维流体动力学模拟的结果，表明两者是很好的协议。
2010-05-24 astro-ph.GA
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
The Structure, Dynamics and Star Formation Rate of the Orion Nebula Cluster
一个年轻的，仍在形成的星团的空间形态和动力学状态提供了有价值的线索，在恒星形成事件的条件和过程，调节it. We分析猎户座星云星团（ONC），利用其恒星的内容和成员的估计在一个大的波长范围内的最新普查。我们确定了ONC的质心，并研究了角亚结构的径向依赖性。核心看起来比外围更圆更光滑，这与更高程度的动力学处理相一致。在更大的距离上，偏离圆对称主要是由系统的伸长驱动的，很少有额外的子结构，这表明空间形态或扩展的晕。我们确定的质量密度分布的集群，这是很好的拟合幂律比一个奇异的等温球稍陡。连同ISM密度，估计从平均恒星消光，ONC的质量含量是不够的一个因素$\sim 1.8$再现所观察到的速度色散从维里化运动，在协议与以前的评估，ONC是适度监督。这可能表明最近的气体扩散。基于对系统年龄分布和密度分布的最新估计，我们发现，在半质量半径处，90%的恒星星族形成于$\sim 5$ - $8$自由落体时间（$t_{\rm ff}$）内。这意味着每个$t_{\rm ff}$的星形形成效率为$ε_{\rm ff}\sim 0.04$ - $0.07$，即，在恒星团簇形成过程中，恒星形成速率相对较慢且效率低下。
2014-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulation Study of Dust-Scattered Far-Ultraviolet Emission in the Orion-Eridanus Superbubble
我们提出的尘埃散射模拟猎户座波江座超级气泡区域进行的结果进行比较，在远紫外线的观测。星际颗粒的相位和相位函数不对称因子（g因子）被估计，尘埃层的距离和厚度也被估计。结果如下：0.43 $^{+0.02}_{-0.04}$（对于α-ω）和0.45 $^{+0.2}_{-0.2}$（对于g因子），与先前的测定和理论预测一致。为猎户座分子云复合体建模的假设单个尘埃层的距离估计为~110 pc，厚度范围从核心的~130 pc到边界的~50 pc，这意味着尘埃云位于超级气泡的前面。模拟结果还表明，一个薄的（约10 pc）尘埃壳包围的内部X射线腔的热气体在约70-90 pc的距离。
2012-07-10 astro-ph.GA
A triple-induced merger in T Ori C, solves the proplyd lifetime problem and the curiously young shell of M42
Leiden University（莱顿大学）；University of Concepción（康塞普西翁大学）；National Institute for Nuclear Physics – INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所-的里雅斯特分部）
提出 θ¹ Ori C1 由三重系统诱导并合形成，其增亮解释了猎户座星云 proplyd 寿命与年轻外壳的矛盾，并用蒙特卡洛模拟验证了该情景。
2026-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A rotating molecular jet in Orion
我们介绍了利用{ \it IRAM 30 m}和{ \it APEX}射电望远镜以及{\it亚毫米阵列}对位于猎户座南部区域的双极外流{ \it-S6}的高度准直和扩展的西南瓣进行的CO（2 - 1）、$^{13}$ CO（2-1）、CO（6-5）、CO（7-6）和SO（6 $_5-5_4$）谱线观测。我们报告，所有这些线，检测速度不对称的流动轴，速度差约为1公里秒$^{-1}$的距离约为5000 AU，4公里秒$^{-1}$的距离约为2000 AU，并接近7和11公里秒$^{-1}$之间的源约1000 AU的较小尺度。我们将这些速度差异解释为旋转的特征，但也讨论了一些替代方案，鉴于不对称性在下游的大范围延续，我们认为这些替代方案不太可能。从假定的流动起源到超过2.5 $\times$ 10 $^4$ AU的（投影）距离处，观察到这种穿过{ \it Ori-S6}流出的旋转。我们对大尺度和小尺度观测结果的比较表明，自转速度随着离轴距离R的增加而下降的速度不超过1/R;在最里面的几个角秒内，自转速度甚至随着R的增加而增加。穿过内部旋转的CO壳层的磁场很可能锚定在半径为$\sim$ 50 AU的圆盘中;更远的磁力线需要更扩展的旋转基底。
2009-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The fragmentation of expanding shells III: Oligarchic accretion and the mass spectrum of fragments
我们使用SPH模拟通过线性和非线性机制来研究膨胀壳的引力破碎。分析结果时，使用了球谐分解来捕捉线性区域中结构的初始化;使用了Smith等人（2009年）基于势的方法来跟踪轻度非线性区域中团块的发展;使用了下沉粒子来捕捉高度非线性区域中最终结合物体的特性。在早期，轻度非线性阶段的碎裂，我们发现，块的质量函数仍然同意相当不错的质量函数预测的分析模型。然而，汇质量函数是完全不同的，在这个意义上是偏向于高质量的物体。这是因为，一旦凝聚的增长变得非线性，它往往会从自己本质上独立的水库中非竞争性地增长;我们称之为寡头吸积。
2010-10-11 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
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
ALMA observations and modeling of the rotating outflow in Orion Source I
我们提出了$^{29}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =0、SiS（J=19- 18）$ν$ =0和$^{28}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =1分子线的档案观测，这些观测是用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对猎户座源I的分子外流进行的。观测结果表明，绕流轴的速度不对称被解释为流出旋转。我们发现，旋转速度（$\sim$ 4- 8公里秒$^{-1}$）的垂直距离的磁盘减少。相反，圆柱半径（$\sim$ 100- 300 au）、膨胀速度（$\sim$ 2- 15 km s $^{-1}$）和轴向速度$v_{\rm z}$（$\sim$ -1- 10 km s $^{-1}$）随垂直距离增加。分子流出物$\mathrm{M}_{\rm outflow}\sim$的质量估计值为0.66- 1.3 M $_\odot$。给定运动学时间$\sim$ 130年，这意味着质量损失率为$\dot{\mathrm{M}}_{\rm outflow} \sim 5.1-10 \times 10^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。这种大规模的外流对盘状风模型设置了重要的限制。我们比较观察与各向异性恒星风和乌尔里希吸积流之间的相互作用产生的壳模型，对应于一个旋转的分子信封崩溃。我们发现模型圆柱半径与$^{29}$ SiO（J=8- 7）$ν$ =0的数据一致。模型的膨胀…
2020-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The APEX Large CO Heterodyne Orion Legacy Survey (ALCOHOLS). I. Survey overview
猎户座分子云复合体拥有最近的GMC和高质量恒星形成的地点。它的YSO人口被彻底描述。因此，该区域是研究恒星形成的主要目标。在这里，我们在APEX上验证了SuperCAM 64像素外差阵列的性能。我们给出了一组宽场CO（3-2）光谱立方体朝向猎户座GMC复杂，旨在表征的动力学和结构的扩展分子气体在不同地区的云，范围从非常活跃的网站在猎户座B的恒星形成集群在南部猎户座A相对安静的地区。我们提供了一个2.7平方度的CO（3-2）跃迁中的（130 pc $^2$）测绘测量，使用APEX上的SuperCAM以19“的角分辨率获得（7600 AU或0.037 pc，距离400 pc），覆盖猎户座B中的L1622，NGC 2071，NGC 2068，OriB 9，NGC 2024和NGC 2023，和猎户座A的L1641云的南部。我们描述了CO的综合排放和线矩图和位置-速度图，并讨论了一些细节的一些子区域。膨胀气泡的证据被认为是分裂成双组分的线，最突出的是在NGC 2024中，我们认为大部分的分子气体是在HII区域的前景。高的CO（3-2）/CO（1-0）线比揭示了在面向IC 434 HII区域的NGC 2023/NGC 2024区域中猎户座B的西部边缘有温暖的CO。在L1641-S中看到的多个分离的径向速度分量表明它由一系列距离越来越大的云组成。我们在NGC 2071的北面发现了一个小的球形云…
2022-01-03 astro-ph.GA
Extensive [CI] Mapping toward the Orion-A Molecular Cloud
利用阿塔卡马亚毫米波望远镜实验（ASTE）10 m望远镜在飞行模式下对猎户座A巨分子云进行了宽视场（0.17度^2）、高角分辨率（21.3角秒~ 0.04秒差距）的[CI]线观测。[CI]发射的总体特征类似于Shimajiri等人（2011）中的CO（1- 0）发射;[CI]与CO发射的总强度比范围为0.05至0.2。[CI]发射的光学深度为0.1 - 0.75，表明光学薄发射。[CI]发射的柱密度估计为（1.0 - 19）x 10^17 cm^-2。这些结果与先前[CI]在2.2弧分的低角分辨率下的观测结果一致（例如Ikeda等人，1999）。在猎户座棒、DLSF、M 43壳和区域D的近侧PDR及其候选者中，[CI]排放的分布与CO排放的分布一致，与平面平行PDR模型的预测不一致（Hollenbach & Tielens 1999）。此外，猎户座A云中的[CI]分布与^{13}CO（1- 0）、C^{18}O（1- 0）和H^{13}CO^+（1- 0）谱线的分布比CO（1- 0）谱线的分布更相似，这表明[CI]发射不仅限于云表面，而且还追踪云的致密内部。
2013-08-08 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
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
Squeezed between shells? On the origin of the Lupus I molecular cloud. - II. APEX CO and GASS HI observations
[摘要]狼疮I云位于上天蝎座和上半人马座-狼疮子群之间，其中不断膨胀的USco HI壳似乎与目前由UCL剩余B星风驱动的气泡相互作用。我们调查，如果狼疮I分子可能已经形成的碰撞流，以及如何云的运动学可能会受到较大规模的气体动力学。我们对狼疮的三个部分进行了APEX ~（13）CO和~（18）O观察。我们将这些结果与GASS HI调查的原子氢数据和我们在前一篇论文中提出的尘埃排放结果进行了比较。基于速度信息，我们提出了一个几何模型之间的相互作用区的USCO壳和UCL风泡。我们目前的证据表明，分子气体的狼疮我是紧密相连的原子材料的USCO壳。狼疮I中的CO排放主要以与HI速度相同范围内的速度存在。因此，分子云与膨胀的USCO原子Hi壳层共同移动。云中的气体显示出复杂的运动学结构，有几个视线分量相互重叠。非热速度弥散在云的所有部分都处于跨音速状态，并且可以通过外部压缩注入。我们的观察和推导出的几何模型同意的情况下，狼疮I位于USCO壳和UCL风泡之间的相互作用区。运动学观测结果与狼疮I云通过壳不稳定性形成的情况一致。Lupus I位于USCO和UCL之间的特殊位置表明，来自UCL风泡的反压力和预先存在的密度增强，可能是形成恒星子群的气流遗留下来的，可能在其形成中发挥了作用。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation Around Supergiant Shells in the LMC
我们研究了与大麦云（LMC）中的四个超巨星壳层（SGS）相关的最近的恒星形成：LMC 1，4，5和6，它们已被证明具有简单的膨胀壳层结构。H II区域和OB协会被用来推断恒星形成在过去的几个百万年，而大规模的年轻恒星天体（YSO）揭示了目前正在进行的恒星形成。电离，H I，和星际气体的分子成分的分布进行比较，最近和当前的恒星形成的网站，以确定是否触发已经发生。我们发现，目前的恒星形成的绝大多数发生在引力不稳定的地区，并触发恒星形成的证据是普遍存在的大规模和局部规模。
2009-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas and triggered star formation surrounding Wolf-Rayet stars
对9颗沃尔夫-拉叶星周围环境进行了分子发射研究。在这些WR星周围发现了膨胀的壳层（见图1的左图）。这些WR恒星周围分子核心的平均质量和半径与WR恒星风速反相关（图1中的中间图），表明WR恒星对其环境有很大的影响。年轻恒星天体（YSO）的数量密度在距离WR中心恒星$\sim$ 5弧分的分子壳层中得到增强（图1右下角）。通过对分子壳和YSO的详细研究，我们发现了在碎片分子壳中触发恒星形成的强有力证据（\cite [Liu et al. 2010]{liu_etal12}
2012-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitationally unstable condensations revealed by ALMA in the TUKH122 prestellar core in the Orion A cloud
我们利用ALMA 3 mm尘埃连续体、N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）和CH $_3$ OH（$J_K=2_K-1_K$）分子线观测研究了猎户座A云中的TUKH 122星前核。先前的研究表明，TUKH 122很可能处于恒星形成的边缘，因为湍流几乎消散，并在猎户座A云的其他无星核心中进行化学进化。通过结合ALMA 12-m和ACA数据，我们恢复了$\sim5"$分辨率为0.01 pc的扩展发射，并识别出6个质量范围为$0.1-0.4$ $M_\odot$，半径为$\lesssim0.01$ pc的凝聚体。这些凝聚是重力约束维里分析后，并嵌入在长丝，包括细长的核心与质量$\sim29$ $M_\odot$和径向密度分布$r^{-1.6}$由{ \it Herschel}。这些缩合物的分离为$\sim0.035$ pc，与密度为$4.4\times10^5$ cm $^{-3}$的热牛仔裤长度一致。这个密度类似于核心的中心部分。我们还发现了一种趋势，即NPDMATHABMM H $^+$分子似乎耗尽在尘埃峰凝聚。由于线宽变宽，这种凝聚可能开始崩溃。因此，星前核仍然发生热金斯不稳定性的碎裂，并在TUKH 122星前核内形成多颗恒星。CH $_3$ OH的发射显示出一个大的壳状分布，并围绕这些冷凝，这表明形成的CH $_3$ OH分子的尘埃颗粒释放到气相中的非热解吸，如光蒸发引起…
2018-03-09 astro-ph.GA
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
The External Heating of Dust in a Homogeneous Spherical Shell
本文给出一种计算球对称辐射源包围下均匀球壳内尘埃加热及红外发射的方法，可用于超新星抛射物、星周介质及均匀辐射场中的尘埃团块或云。
2024-09-10 astro-ph.GA
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
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
The infrared dust bubble N22: an expanding HII region and the star formation around it
目标。为了增加Hii区恒星形成的观测样本，我们分析了N22周围的星际介质和恒星形成。方法.我们使用了从七次大规模调查中提取的数据，从红外线到无线电波长。此外，我们还使用了JCMT对CADC上发布的12 CO发射数据的J = 3-2线和KOSMA 3 m望远镜观测到的12 CO J = 2-1和J =3-2线的观测。我们进行了多波长的气泡N22的研究。结果由几个团块组成的分子壳与N22的边界非常吻合，这表明它的膨胀正在收集周围的物质。高积分12 CO线强度比（范围从0.7到1.14）意味着冲击已经进入分子云。我们确定了11个可能的O-型恒星HII区域内，其中5个位于投影内的腔的20厘米无线电连续辐射，可能是N22的激发星候选人。29个年轻恒星（YSO）分布在N22致密的核心附近。我们的结论是，恒星的形成确实是活跃的N22周围的大部分YSO的形成可能是由Hii区域的扩张引发的。在比较了N22的动力学年龄和分子壳层的碎裂时间后，我们认为辐射驱动的压缩可能正在进行中。
2012-06-13 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
Feedback-Driven Interaction of Expanding Molecular Clouds in the LDN 1204-Sh2 145-Sh2 140 Complex
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿里亚哈塔观测科学研究所以）；Department of Applied Physics, Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈拉贾约提巴普尔罗希勒坎德大学应用物理系）；Astronomy & Astrophysics Division, Physical Research Laboratory（物理研究实验室天体物理学与天文学部）；Department of Applied Physics/Physics, Bareilly College（贝莱利学院应用物理/物理系）
该研究通过多波段观测揭示LDN 1204-Sh2 145-Sh2 140复合体中恒星反馈驱动的壳膨胀与相互作用压缩交界面气体，促进纤维形成和恒星形成。
2026-10-06 astro-ph.GA
