Study of the extended radio emission of two supernova remnants and four planetary nebulae associated to MIPSGAL bubbles
我们目前的射电观测的两个超新星遗迹和四个行星状星云的甚大阵和绿岸望远镜。这些物体是一个更大的射电源样本的一部分，在以前的论文中讨论过，对应于MIPSGAL 24微米的紧凑气泡。对于这两个超新星遗迹，我们结合了单盘数据的干涉观测，以获得高分辨率和良好的灵敏度扩展结构。我们详细讨论了整个组合过程中所采用的和由此产生的地图的可靠性。对于一个超新星遗迹，我们提出了一个更严格的上限，其未被检测到的脉冲星的通量密度，我们也表现出突出的光谱指数的空间变化，可能是由于不均匀性的磁场，并在其喷出物或超新星冲击和分子云之间的相互作用。我们最终使用4个行星状星云的5 GHz地图来估计它们的距离和电离质量。
2014-10-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Fermi Bubbles as a Scaled-up Version of Supernova Remnants
在这项研究中，我们把费米泡作为超新星遗迹（SNRs）的放大版本。这些气泡是通过银河系中心（GC）的超大质量黑洞（SMBH）或恒星暴增的活动产生的。宇宙射线（CR）在气泡的前向冲击中加速，就像SNR一样，这意味着我们无法确定气泡是由SMBH还是来自CR辐射的星爆产生的。我们遵循CR分布的演变通过求解扩散平流方程，考虑CR流的扩散系数的减少。在这个模型中，伽马射线是通过CR质子和星系晕中的气体之间的强子相互作用产生的。在GeV波段，我们可以很好地再现所观察到的伽马射线表面亮度的平坦分布，因为在激波后面留下了一些气体。由于激波后的高气体密度和扩散系数的降低，气泡的边缘相当尖锐。后者也有助于硬伽马射线光谱的气泡。我们发现，CR加速在冲击时已经开始时，气泡是小的，在GC的能量注入的时间尺度是远远小于气泡的年龄。我们预测，如果CR被加速到TeV制度，表观气泡的大小应该是更大的TeV带，这可以用来区分我们的强子模型从其他轻子模型。我们还介绍了中微子通量。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Distances to Supernova Remnants G$20.4+0.1$, G$24.7-0.6$ and G$28.6-0.1$ and New Molecular Cloud Associations
超新星遗迹（SNRs）的精确距离对于确定它们的大小、年龄、光度和演化状态至关重要。为了确定距离，我们选择了三个SNR从VLA银河平面调查（VGPS）提取HI吸收光谱。分析HI吸收光谱、$^{13}$ CO发射光谱以及HI和$^{13}$ CO通道图，计算三种SNR的运动速度（或其极限）。这三个SNR可能与分子云有关，与$20.4+0.1$、$24.7-0.6$和$28.6-0.1$的新距离分别为$7.8 \pm0.5$ kpc、$3.8\pm 0.2 $ kpc和$ 9.6 \pm 0.3 $ kpc。
2018-05-24 astro-ph.GA
LOFAR discovery of a 700-kpc remnant radio galaxy at low redshift
残留的射电星系代表了射电星系演化的最后垂死阶段，其中喷流不再活跃。由于它们在通量有限的样品中的罕见性和识别的困难，这个垂死阶段仍然知之甚少，光度演化在很大程度上不受约束。在这里，我们提出了一个大的（700千秒差距）残余射电星系的发现和详细的分析，具有低表面亮度，已确定在LOFAR图像在150 MHz。通过将LOFAR数据与新的后续Westerbork观测和更高频率的档案数据相结合，我们研究了116至4850 MHz的源形态和光谱特性。通过模拟无线电频谱，我们探测了无线电活动的特征时间尺度。源有一个相对平滑，弥漫，无定形的外观，连同一个非常弱的中央紧凑的核心，这是与位于z=0.051的宿主星系。根据我们的老化和形态分析，很明显，核发动机目前处于关闭状态，或者最多在非常低的功率状态下工作。宿主星系目前正在与另一个星系相互作用，该星系位于15 kpc的投影距离和300 km/s的径向速度偏移处。这种相互作用可能在无线电喷射的触发和/或关闭中发挥了作用。这个残余射电星系的光谱形状与大多数先前确定的残余源不同，这些残余源在低到中频显示陡峭或弯曲的光谱。鉴于这一发现，并在新一代深低频调查的准备，我们讨论了选择标准，用于选择这些来源的代表性样本。
2015-11-05 astro-ph.GA
Exploring GLIMPSE Bubble N107: Multiwavelength Observations and Simulations
上下文N107气泡是由斯皮策太空望远镜（GLIMPSE巡天：l ~ 51.0 deg，b ~ 0.1 deg）观测到的银道面尘埃的红外辐射中发现的。这个气泡代表了在整个银河系中发现的贝壳状结构的一个例子。目的。我们的目标是分析N107的原子和分子组成，以及它的无线电连续辐射。借助数值模拟，我们的目标是估计气泡年龄和其他参数，不能直接从观测。方法.从HI（I-GALFA）和13 CO（GRS）线的观测，我们推导出气泡的运动学距离和原子和分子组分的质量。使用算法DENDROFIND，我们将分子材料分解为单个团块。根据1420 MHz（VGPS）和327 MHz（WSRT）的连续观测，我们得到了射电通量密度和谱指数。用数值环模拟了类似N107的星状气泡的演化过程。结果与N107相关的HI总质量为5.4E3 Msun。分子组分（H2、CO、He和较重元素的冷气体混合物）的总质量为1.3E5 Msun，其中沿气泡边界发现4.0E4 Msun。我们确定了49个分子团分布沿气泡边界，与块质量函数的斜率为-1.1。一个明显位于气泡内的强射电源的光谱指数为-0.30，表明它是非热辐射，因此部分流量可能来自超新星遗迹，尚未编目。数值模拟表明N107的年龄可能小于225万年。由于第一颗超新星爆炸的时间是在300万年或更晚的时间，因此在气泡内应该没有超新星遗迹。如果在朝向气泡的方向上有一个超新星遗迹，但与…
2014-02-23 astro-ph.GA
Giant molecular cloud G18.1-0.3+51 associated with HII regions and supernova remnant in the 3-kpc expanding ring
本研究利用FUGIN高分辨率CO巡天并结合HI吸收与Σ-D距离约束，确定G18为3 kpc膨胀环中与HII区及SNR物理成协的巨分子云，距离6.07±0.13 kpc，并提出持续恒星形成的GMC模型。
2023-08-15 astro-ph.GA
Observation of Acceleration of HI Clouds Within the Fermi Bubbles
费米泡风中携带的~200 HI云的最大|VLSR|随银河系纬度的增加而增加。我们分析了以前的观测结果，并提出了来自绿岸望远镜的新数据，排除了系统效应作为这种现象的来源。相反，它可能是云加速的证据。这些数据表明，在费米气泡的低2 kpc的云，在从X射线研究建立的气泡边界内，有一个流出速度，从150 - 200 km/s上升到银河系中心附近，并在2.5 - 3.5 kpc的距离达到330 km/s。这些参数也是一致的运动学的紫外线吸收线从高度电离的物种观察到对两个目标后面的费米泡在$b = -6.6^{\circ}$，和$b = +11.2^{\circ}$。暗示中性云的寿命是4 - 10百万年。
2019-11-15 astro-ph.GA
Dark supernova remnant
在中心位于G35.75-0.25（$l = 35^\circ.75, b = -0^\circ.25$）的分子云中发现了一个直径为3.7 pc的CO线发射的几乎完美的圆孔，径向速度为28 km/s $^{-1}$ .黑洞在射电连续辐射中是安静的，不像通常的超新星遗迹（SNR），分子边缘仅在8和24 $μ$ m尘埃辐射中微弱可见。该洞可能是年轻恒星物体（YSO）周围完全进化的分子泡，也可能是无线电安静SNR的遗迹，该SNR在致密MC中快速进化后已经停止膨胀，成为埋藏的SNR。由于G35.75表现出与相同大小的YSO驱动的气泡完全不同的特性，我们更喜欢后者的解释。这种“暗”SNR的存在将影响超新星速率的估计，从而影响银河系中恒星形成的历史。
2020-10-14 astro-ph.GA
Expanding molecular bubble surrounding Tycho's supernova remnant (SN 1572) observed with IRAM 30 m telescope: evidence for a single-degenerate progenitor
Ia超新星的前身是单简并还是双简并白矮星系统一直是一个备受争议的话题。为了解决Ia型第谷超新星遗迹（SNR）SN 1572的起源，我们进行了$^{12}$ CO J=2-1映射和使用IRAM 30米望远镜对遗迹进行3毫米线测量。我们表明，第谷是包围着一个clusterous分子泡在当地的标准的$\sim 61$公里的$^{-1}$的速度为$\sim 4.5$公里的$^{-1}$，并有一个质量为$\sim 220$ M $_\odot$（在距离为2.5千秒差距）。增强的$^{12}$ CO J=2-1线发射相对于$^{12}$ CO J=1-0发射和可能的线加宽（在速度范围$-64$到$-60$ km s $^{-1}$）被发现在东北边界的SNR，在那里的壳变形和减速。这些功能，结合膨胀的分子泡和第谷之间的形态对应关系，表明SNR是与泡沫在速度范围$-66$到$-57$ km s $^{-1}$。最合理的起源膨胀的泡沫是快速流出（速度为数百公里秒$^{-1}$）驱动的WD附近，因为它吸积的物质从一个非退化的伴星。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。这是第一次明确检测到Ia型SNR的祖先驱动的膨胀气泡，这构成了Ia型SN的单一简并祖先的证据。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Distance Determination of Southern Galactic Plane Supernova Remnants with the Mopra CO Survey and DECaPS 3D Dust Map
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；Departamento de Fisica y Astronomia, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学精确科学学院物理与天文学系）；Center for Astrophysics, Guangzhou University（广州大学天体物理中心）
首次在银河南面应用利用莫普拉CO发射数据识别与超新星遗迹相互作用分子云的测距方法，结合DECaPS三维消光图的消光距离剖面，获得遗迹精确距离，还给出9个超新星遗迹的精确距离及G351.7+0.8的距离下限。
2026-07-02 astro-ph.GA
SNR G349.7+0.2: A gamma-ray source in the far 3 kpc arm of the Galactic center
我们分析的HI吸收轮廓TeV超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2的基础上更新的知识的内部星系的结构。我们将它的运动学距离从之前的~ 22 kpc显著修正为~11.5 kpc，表明它位于银河系中心的远3 kpc臂。我们对G349.7+0.2的年龄进行了修正，修正后的年龄约为1800年，其爆炸能量较低，约为2.5 × 10^50尔格。这将G349.7+0.2从无线电、X射线到伽马射线波段中最亮的SNR集合中删除，并有助于更好地理解源自该残骸的伽马射线发射。然而，对于银河系天体（如SNR、脉冲星和HII区域）的旧运动学距离，需要谨慎，其范围为-12度=< l =< 12 degree and having distance estimates of >= 5.5 kpc。
2014-02-07 astro-ph.GA
C IV Emission-line Detection of the Supernova Remnant RCW 114
本文报道了利用FIMS/SPIRED数据在RCW 114星云区域探测到的C IV 1548、1551发射线。观测到的C IV线强度表明RCW 114比WR 90更接近我们，WR 90是一颗沃尔夫-拉叶星，在以前的一些研究中被认为与RCW 114有关。我们还发现了一个小的H I气泡中心的WR 90的存在，与一个不同的本地标准的静止速度范围从大H I气泡，这是以前确定为相关的RCW 114。这些发现意味着RCW 114星云是一个古老的超新星遗迹，与WR 90无关。此外，CIV、H-α和H I发射的全局形态表明RCW 114已经在非均匀星际介质中演化。
2009-12-11 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
Life After the Quasar: Overmassive Black Holes and Remnant Ionised Bubbles in and Around Two z~6.6 Galaxies
University of Geneva（日内瓦大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；University College London（伦敦大学学院）；Heidelberg University（海德堡大学）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学和技术研究所）
研究发现两个z~6.6超亮Lyman-α发射体中存在超大质量黑洞，其质量比宿主恒星质量高，且电离气泡特征表明类星体活动在1Myr内停止，解释了再电离时期大电离气泡的普遍性。
2026-05-01 astro-ph.GA
CHANG-ES XXXIV: a 20 kpc radio bubble in the halo of the star-forming galaxy NGC 4217
本文通过对侧向星系NGC 4217的JVLA和LOFAR射电观测，发现其晕中存在延伸20 kpc的射电气泡，并利用谱老化测量宇宙射线电子平流速度，揭示恒星形成反馈对星系晕的普遍影响。
2024-09-23 astro-ph.GA
Large-field CO(1-0) observations toward the Galactic historical supernova remnants: shocked molecular clouds toward the Crab Nebula
利用PMO 13.7m望远镜对蟹状星云进行CO(1-0)观测，发现速度约5-11 km/s的激波分子云位于GALFA-HI气泡壳层上，其动能支持蟹状星云为核坍缩超新星遗迹的观点，但仍需更多观测验证物理关联。
2025-09-16 astro-ph.GA
Discovery of a Wind-Blown Bubble Associated with the Supernova Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin of Recombining Plasma
我们报告的CO和HI研究的混合形态超新星遗迹（SNR）G346.6 $-$ 0.2。我们发现一个风吹泡沿无线电连续壳的膨胀速度为$\sim10$公里秒$^{-1}$，这可能是由强大的恒星风从高质量的SNR祖。CO/HI泡在$V_\mathrm{LSR} = -82$ - $-59$ km s $^{-1}$的径向速度也与激波激发的1720 MHz OH脉泽的径向速度一致。东北壳层的分子云显示出$\sim60$ K的高动力学温度，表明发生了激波加热。HI吸收研究表明，G346.6 $-$ 0.2位于银河系中心的远侧，SNR的运动学距离为$11.1_{-0.3}^{+0.5}$ kpc。我们发现CO谱线强度与复合等离子体的电子温度没有特定的相关性，这意味着G346.6 $-$ 0.2中的复合等离子体可能是绝热冷却产生的。通过对星际质子密度280 cm $^{-3}$和γ射线光度$< 5.8 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$的估算，得到了加速宇宙线总能量$W_{\rm p} < 9.3 \times 10^{47}$ erg。年龄- $W_{\rm p}$关系与其他SNR的比较表明，G346.6 $-$ 0.2中的大部分加速宇宙射线已经从SNR壳层逃逸。
2021-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
The merger remnant NGC 3610 and its globular cluster system: a large-scale study
基于新的GEMINI/GMOS和ACS/HST存档图像，我们对原型合并残留物NGC 3610及其球状星团（GC）系统进行了光度学研究。由于我们的GMOS数据的大FOV，大于以前的研究，我们能够检测到一个“经典的”双峰GC颜色分布，对应于贫金属和富金属的GC，在中间半径和一个小的子样本可能年轻的集群的中间颜色，主要位于郊区。整个GC系统的范围被确定为约40 kpc。GC种群数量较少，约为500 +/-110个成员，对应的总比频率S_N较低，约为0.8。一个集群样品的有效半径的确定，包括光谱确认的两个年轻的和富含金属的集群，这是在GC和UCD的大小和亮度之间的限制。大尺度星系表面亮度剖面可以分解为内部嵌入盘和外部球状体，确定的范围比早期的研究（分别为10 kpc和30 kpc）更大。我们检测到四四方方的等照度线，预计在合并残留物，并显示出丰富的精细结构的表面亮度分布与前所未有的细节，符合外部球体。星系彩色图中缺乏对称性为NGC 3610最近的合并场景提供了新的证据。
2017-01-09 astro-ph.GA
Complex AGN feedback in the Teacup galaxy. A powerful ionised galactic outflow, jet-ISM interaction, and evidence for AGN-triggered star formation in a giant bubble
该研究利用VLT/MUSE观测茶杯星系，发现电离外流与喷流共同作用，产生负反馈抑制恒星形成，同时在气泡边缘触发年轻恒星形成，展现正反馈，表明活动星系核反馈具有双重效应。
2023-09-05 astro-ph.GA
A Study Revealing Physical Attributes of Supernova Remnant in G321.3-3.9
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Electronic Science, Guizhou Normal University（贵州师范大学物理与电子科学学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
该研究通过多波段数据分析揭示G321.3-3.9超新星残骸的形态特征及非热谱指数，探讨其距离估计的不确定性。
2026-01-12 astro-ph.GA
Property of Young Massive Clusters in a Galaxy-Galaxy Merger Remnant
我们通过分析Matsui等人在2012年进行的富含气体的主要合并模拟获得的数据，研究了星系-星系合并残余物中年轻大质量星系团（YMC）的性质。我们发现YMC分布在距离银河系中心几个$\rm kpc$和$\sim 10~{\rm kpc}$处，即它们的分布有两个分量。前者形成于星系碰撞时在离中心几个$\rm kpc$处产生的对流和湍流气体中，后者形成于远离中心的潮汐尾中。YMCs比星系中的恒星要少得多。YMC的质量函数是$dN/dM \propto M^{-2}$。大多数YMC形成于星系核的第二次相遇到最后合并阶段，并且在最后合并阶段的形成速率特别高。大多数YMC由单星族组成，但也有多个恒星星族组成的YMC。多重星群是由以下过程产生的：一个YMC捕获致密气体，另一代恒星在星团内形成。在星系相遇之前，在孤立的盘中形成了几个YMC。这些候选者通过捕获致密气体和形成恒星来包含不同年龄的恒星。合并残留物中的YMC有各种轨道，但大部分候选者都有圆形轨道。
2018-11-12 astro-ph.GA
The orbital anisotropy profile of the Gaia-Sausage/Enceladus accretion remnant
David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文学与天体物理系）
利用APOGEE DR17和Gaia数据，发现GS/E遗迹的各向异性轮廓在8 kpc外高且恒定（β~0.9），在2 kpc处降至β~0.4，并拟合双分量Osipkov-Merritt模型，改进质量估计至2.29e8 M⊙。
2026-06-24 astro-ph.GA
Modeling of the Radio Emission from the Vela Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河宇宙线（CR）加速的场所。船帆座是距离地球最近的银河系复合信噪比之一，伴随着船帆座脉冲星和它的脉冲星风星云（PWN）船帆座X。船帆座SNR是研究最多的遗迹之一，它受益于对各种物理参数（如距离和年龄）的精确估计。因此，这是一个完美的对象，在信噪比的物理过程进行详细的研究。船帆座SNR扩展到高度不均匀的多云星际介质（ISM），其动力学由ISM云的加热和蒸发决定。它具有不对称的X射线形态，这可以通过膨胀成两种密度不同的介质来解释。如果船帆座SNR的前身在靠近沃尔夫-拉叶星$γ^2$ Velorum的恒星风气泡边缘附近爆炸，因此一部分残骸膨胀到气泡中，就会发生这种情况。喷出物和残骸的主震与ISM云的相互作用导致形成二次冲击，在二次冲击处发生额外的粒子加速。这可能导致相对论性粒子在残余物中接近均匀的分布。我们计算的框架内的新的流体动力学模型，假设在恒星风泡的边缘超新星爆炸的同步辐射。模拟的射电辐射与残骸的总射电通量和源的复杂射电形态都吻合得很好。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revised Distances to 21 Supernova Remnants
对21个超新星遗迹的HI 21 cm线观测和$^{13}$ CO线观测进行了综合研究。这项研究的目的是寻找HI吸收功能，以获得一致的方式运动学距离。这21个SNR位于甚大阵银道面巡天（HI 21 cm观测）和银道环巡天（$^{13}$ CO线观测）所覆盖的天区。我们根据HI和$^{13}$ CO观测中的新证据获得了10个SNR的修正距离。我们根据更新的旋转曲线和新的误差分析修改了其他11个SNR的距离。21个SNR的平均距离变化为$\simeq25\%$，即与样本的平均距离6.4 kpc相比，变化为1.5 kpc。这对这些SNR的物理状态的解释有重大影响。例如，使用Sedov模型，年龄和爆炸能量比例为距离的平方，推断的ISM密度比例为距离。
2018-08-28 astro-ph.GA
Discovery of a Small Central Disk of CO and HI in the Merger Remnant NGC 34
我们目前的CO（1-0）和HI（21厘米）的湿合并残留NGC 34的中心区域的观测。毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）观测探测到一个直径为2.1千秒差距的规则旋转的CO盘，氢分子总质量为（$2.1 \pm 0.2) \times10^9~M_\odot$。这个气盘的旋转曲线急剧上升，在距离中心1”（410 pc）处达到最大速度。有趣的是，HI观测是用Karl G. Jansky甚大阵列的观测表明，对中心连续谱的吸收与发射中的CO具有完全相同的速度范围。这有力地表明，吸收HI也位于距离中心1”的范围内，与分子气体混合并共旋转。在不同分辨率（5”-45”）下获得的HI吸收轮廓的比较表明，在较低分辨率下的光谱在系统速度下较不深。这提供了HI发射在较大的光束，覆盖从中心1 kpc到9 kpc的区域的证据。中心快速旋转的圆盘可能是在合并过程中形成的，或者是由回落的物质形成的。最后，在毫米波长（$5.4\pm1.8$ mJy）的中心源的无线电连续通量是显着高于预期的同步辐射光谱的外推，表明从中央星暴的热自由-自由发射的贡献。
2014-01-08 astro-ph.GA
CHANG-ES XXIX: The Sub-kpc Nuclear Bubble of NGC 4438
活动星系核泡在加速高能回旋共振和星系反馈中起着重要的作用。只有在附近的星系中，我们才能在多波长下获得足够高的角分辨率，以研究AGN的亚千秒差距环境，在那里产生气泡并与周围的ISM强烈相互作用。在本文中，我们提出了最新的钱德拉观测的室女星系团星系NGC 4438，其中主机多尺度气泡检测到的各种波段。该星系目前的恒星形成活动也很低，因此这些气泡显然是由活动星系核产生的，而不是恒星暴增。本文对NGC 4438的$\sim3^{\prime\prime}\times5^{\prime\prime}$（$\sim200{\rm~pc}\times350\rm~pc$）核泡的Chandra数据进行了空间分辨光谱分析。X射线谱中的幂律尾可以最自然地解释为高能CR轻子的同步辐射。随着离银道面的垂直距离的增加，热气体温度增加，而非热X射线辐射的总体贡献减少。我们计算的CR轻子的同步加速器冷却的时间尺度负责的非热硬X射线发射只有几十到几百年。热气体的热压力大约是磁压力的三倍，但目前的数据不能排除它们仍然处于压力平衡的可能性。本文提出的空间分辨光谱学可能对活动星系核如何加速CR和驱动外流有重要的约束。我们还发现了一个来自NGC 4438核的瞬态X射线源，只有$\sim5^{\prime\prime}$。该源在2002年和2008年没有被探测到，但在2020年3月变得相当明亮，平均亮度为$\sim10^{…
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA observations of cold molecular gas filaments trailing rising radio bubbles in PKS0745-191
利用ALMA观测了星系团PKS 0745 -191中央星系中冷分子气体的CO（1-0）和CO（3-2）谱线发射示踪丝。总的分子气体质量为4.6 +/- 0.3 x 10^9太阳质量，假设是银河系的X_{CO}因子，它被大致平均地分成三个细丝，每个细丝从星系中心径向延伸3-5 kpc。发射峰位于SE暗丝中，距离核约1弧秒（2千秒差距）。暗条中分子云的速度很低，与星系的系统速度相差不超过+/-100 km/s。它们的半高宽都小于150 km/s，明显低于恒星的速度色散。虽然每个暗条的分子质量都与一个丰富的螺旋星系相当，但如此低的速度表明暗条是短暂的，除非得到支持，否则云将在<10^7年的时间尺度上消散，很可能是由磁场的间接影响。速度结构与这个大质量中心星系中冷却气体的合并起源或重力自由落体不一致。如果分子云起源于气体冷却，即使距离它们当前的位置只有几千秒差距，它们的速度也会超过观测到的速度。相反，在X射线空腔下面的N和SE细丝的投影表明，它们形成于气泡后面的上升气流中，气泡通过星团大气层快速上升。由射电泡直接抬升稠密气体似乎需要高得难以置信的耦合效率。这些细丝与低温X射线气体、明亮的光学线发射和尘埃带相一致，表明分子气体可能是由原位冷却的上升的较温暖气体形成的。
2016-02-18 astro-ph.GA
The Distance Measurements of Supernova Remnants in The Fourth Galactic Quadrant
我们利用红团簇星建立了超新星遗迹的光学消光和距离与银河系第四象限已知消光的关系。该方法较好地确定了9个信噪比的距离。其不确定度范围为10%至30%，对于8个SNR，G279.0+1.1、G284.3-1.8、G296.1-0.5、G299.2-2.9、G308.4-1.4、G309.2-0.6、G309.8- 2.6、G332.4-0.4，其不确定度显著改善。此外，新距离为5.5 kpc的SNR G284.3-1.8不太可能与3 kpc的PSR J1016-5857相关。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
A non-equilibrium ionization model of the Local Bubble (I)
目标。本文首次对湍流超新星驱动的星际介质中局域泡和圈I超泡的联合演化进行了高分辨率非平衡电离模拟。详细研究了类锂离子Civ、Nv和Ovi在LB中的时间变化和空间分布。方法.这项工作使用并行自适应网格细化代码EAF-PAMR耦合到新开发的原子和分子等离子体发射模块E（A+M）PEC，具有通过Fe的H的电离结构的随时间变化的计算，使用最新的太阳丰度的修订。AMR最好的分辨率是在一个网格内的1 pc，该网格覆盖了银河系盘（中平面上的面积为1 kpc ^2）和晕（中平面上下延伸至10 kpc）的代表性补丁。结果LB的演化年龄是由模拟和观察到的类锂离子Civ，Nv和Ovi的吸收特性之间的匹配。模拟的LB电流演化时间在0.5到0.8百万年之间，因为最后一颗超新星重新加热了空腔，以便在模拟的LB空腔内使N（Ovi）< 8 \times 10^12 cm-2，log[N（Civ）/N（Ovi）] < -0.9和log[N（Nv）/N（Ovi）] < -1，正如哥白尼，IUE，GHRS-IST和FUSE观测所发现的那样。
2012-01-27 astro-ph.GA
On Odd Radio Circles as Supernova Remnants
在现代全天空无线电巡天中发现的弧大小的奇射电圈（ORC）的起源仍然不确定，解释范围从星暴/活动星系核驱动的冲击到低密度环境介质中的超新星遗迹（SNR）。使用校准良好的无线电光变曲线模型，我们评估的可能性，ORC无线电信噪比在低环境密度的演变。我们的模型意味着ORC 1-5和J 0624 -6948（靠近LMC）作为SNR必须分别在200 kpc和100 kpc的距离太阳，考虑到它们观测到的通量密度和角尺寸。为了在银河系的环星系介质中演化，我们的模型要求ORC 1-5在50 kpc内是以喷射物为主的SNR，在$(0.2-1.2) \times 10^{-3}$ cm $^{-3}$的环境密度中演化。然而，这在统计学上是不可能的，因为ORC 1-5的年龄为$<640$年，比它们在这些密度下的预期寿命$\gtrsim$ 10 $^5$年要小得多，而且因为低SN率和恒星晕的陡峭轮廓意味着在50 kpc范围内可以忽略不计的类ORC SNRs数量。J 0624 -6948的环银河中等信噪比场景更有可能（尽管概率仍然很低），因为我们的模型允许J 0624 -6948为$\lesssim$ 3000年。另一方面，J 0624 -6948解释为50千秒差距（LMC）距离处的Sedov-Taylor信噪比，对于大范围的环境密度是可能的（$6 \times 10^{-4} - 0.5$ cm $^{-3…
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nuclear Outflow of the Milky Way: Studying the Kinematics and Spatial Extent of the Northern Fermi Bubble
我们报告了一个系统的，光谱的，紫外线吸收线调查，映射在银河系中心区域的高速气体的空间和运动学特性的新观测。我们研究的假设，这种气体的痕迹双锥核外流。利用哈勃空间望远镜投射到北费米泡内外的47颗背景类星体和晕星的紫外光谱，研究了北费米泡周围高速吸收的发生率，并利用北费米泡内部的5条视线约束了O I、Al II、C II、C IV、Si II、Si III、Si IV等物质示踪的流出气体的速度和柱密度。在北费米泡内的所有五条视线都表现出蓝移的高速吸收分量，而在北费米泡外的42条视线中只有9条表现出蓝移的高速吸收分量。观测到的外流速度剖面随银河系纬度和距银心的径向距离（R）而减小。观察到的蓝移速度从R~2.3 kpc时的$v_{GSR}$ =-265 km/s变化到R~6.5 kpc时的$v_{GSR}$ =-91 km/s。我们推导出沿1H 1613 -097视线的夹带气体的金属丰度，该视线穿过北部费米泡的中心，发现[O/H] $\gtrsim -0.54 \pm 0.15$。一个简单的运动学模型调整，以匹配观测到的吸收组件的速度沿五条视线内的泡沫，约束流出速度约1000 $-$ 1300公里/秒，和流出的年龄约6 $-$ 9百万年。我们估计核流出的最小质量流出率为$\gtrsim$ 0.2 $\rm{ M_{\odot}\; yr^{-1}}$。结合年龄和质量流出率，我们确定了费米泡…
2016-12-05 astro-ph.GA
The Fermi/eROSITA Bubbles: A look into the nuclear outflow from the Milky Way
本文综述了费米/eROSITA气泡的多波长观测，探讨了银河系核外流的特征，指出其起源和本质仍待研究。
2024-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark supernova remnant buried in the Galactic-Centre "Brick" G0.253+0.016 revealed by an expanding CO-line bubble
本文利用CO谱线数据研究银河系中心“砖块”G0.253+0.016，发现其内部存在一个膨胀的分子气泡，并将其解释为埋藏在其中的暗超新星遗迹，表明该区域约0.1 Myr前曾发生大质量恒星形成和超新星爆发。
2024-05-05 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants: I. Formation of Molecular Gas Disks
我们提出了< 1千秒差距分辨率CO成像研究37光学选择当地合并残留物使用新的和存档的干涉图获得ALMA，CARMA，SMA和PdBI。我们用NRO 45 m望远镜获得的单碟测量值补充了一个子样本，以估计分子气体质量（10^7 - 10^11 M_sun），并评估干涉测量值的缺失通量。在具有强CO探测的源中，我们发现80%（24/30）的样品在其速度场中显示出旋转分子气体盘（包括核环）的运动学特征，这些盘的尺寸在1.1 kpc到9.3 kpc之间变化显著。在54%的源中，分子气盘的尺寸比K带有效半径更紧凑。这些小的气体盘可能是由过去的气体流入形成的，这些气体流入是由潜在的合并事件期间的动力学不稳定性触发的。另一方面，其余（46%）的源具有相对于恒星成分延伸的气体盘，可能形成具有中央恒星隆起的晚型星系。我们对观测数据的新汇编表明，在合并的最后阶段，核气体盘和扩展的分子气体盘是常见的。这一发现与最近的主要合并模拟富含气体的祖盘是一致的。最后，我们认为，在高红移观测到的一些旋转支持的湍流盘可能来自最近经历了一次重大合并的星系。
2014-07-25 astro-ph.GA
Optical Spectroscopy of Supernova Remnants in M81 and M82
我们目前的光谱28 SNR候选人，以及一个H II区域在M81，和两个SNR候选人在M82。在M81的候选者中，有26个被证明是真正的SNRs，而M82中的两个可能是星系外流中的激波凝聚或SNRs。M81信噪比的[N Ⅱ]/Hα比值呈双峰分布。在谱线比值图上，M81的信噪比可分为两组：[O III]-强群和[O III]-弱群。后者具有较大的尺寸，并且可能具有更快的冲击速度。信噪比的[N Ⅱ]/Hα比值与[S Ⅱ]/Hα比值有很强的相关性。它们在[N II]/Hα和[S II]/Hα比值中显示出明显的径向梯度：dLog（[N II]/Hα）/dLog R = -0.018 { \pm } 0.008 dex/kpc和dLog（[S II]/Hα）/dLog R = -0.016 { \pm } 0.008 dex/kpc，其中R是去投影的银河系中心距。我们估计的氮和氧的丰度的SNR从冲击电离模型的比较。我们得到了氮径向梯度的值dLog（N/H）/dLogR = -0.023 { \pm } 0.009 dex/kpc，而氧中的梯度几乎没有证据。这个氮丰度的梯度比行星状星云和H II区的要平坦几倍。我们发现，五个SNR与X射线源相匹配。它们的X射线硬度颜色与热SNR一致。
2015-03-03 astro-ph.GA
Detection of Extensive Optical Emission from the Extremely Radio Faint Galactic Supernova Remnant G182.4+4.3
射电微弱的银河系超新星遗迹G182.4+4.2的宽视场Halpha图像揭示了一个令人惊讶的广泛和复杂的发射结构，沿着遗迹的西南边缘有一系列不寻常的广泛和弥漫的细丝。Deep [O III] 5007的图像显示，除了一个与西南宽暗条最西端重合的单一暗条外，没有明显的残余发射。几乎完全没有[O III]发射表明，大部分残骸的光学发射来自相对缓慢的冲击（<70 km/s），与很少或没有相关的X射线发射相一致。在残骸的主要发射结构中的几个区域的低色散光谱证实缺乏明显的[O III]发射，并表明[S II]/H α线比为0.73 - 1.03，与冲击加热的起源一致。我们发现G182.4+4.2是一个相对较大的超新星遗迹（在4 kpc时d~50 pc），比以前估计的要老得多（年龄~40 kyr），其微弱的无线电和X射线发射与其年龄，低冲击速度和距离银河系中心约12 kpc的低密度区域有关。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Storm in a "Teacup": a radio-quiet quasar with ~10kpc radio-emitting bubbles and extreme gas kinematics
本文报道了一个z=0.085的射电宁静2型类星体（L（1.4GHz）~ 5e 23 W/Hz，L（AGN）~ 2 e45 erg/s）的多频（1-8 GHz）VLA数据，结合VIMOS IFU数据和HST成像。由于其发射线区域的形态，在文献中，该目标（J1430+1339）被称为茶杯活动星系核。我们确定的“泡沫”的无线电发射，是延长10-12千秒差距的东部和西部的核。明亮的东方气泡的边缘与发光的电离气体弧是同空间的。我们还表明，茶杯活动星系核主机一个紧凑的无线电结构，位于约0.8千秒差距的核心位置，在东部泡沫的基础。这个射电结构与电离外流是同空间的，观测到的速度为v=-740 km/s。这很可能对应于一个喷流，或者可能是一个类星体风，在这个位置与星际介质相互作用。大尺度的射电泡似乎是由活动星系核膨胀而成的，这表明活动星系核也可以在>~10 kpc尺度上与气体相互作用。我们的研究强调，即使类星体在形式上是“无线电安静”的，无线电发射也可以非常有效地观察活动星系核反馈的影响。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
G141.2+5.0, a new Pulsar Wind Nebula discovered in the Cygnus Arm of the Milky Way
我们报告了在自治领射电天体物理天文台的合成望远镜在1420 MHz的观测数据中发现的新脉冲星风星云（PWN）G141.2 + 5.0。新PWN的直径约为3.5 '，其在4.0 kpc的距离处转换为约4 pc的空间范围。它的射电频谱指数为$α\approx -0.7$，与PWN G76.9 + 1.1相似。G141.2 + 5.0在1420 MHz数据中的极化率高达40%，平均值为15%。它位于一个小的球形HI气泡的中心，该气泡以6 km/s的速度膨胀。气泡的系统速度为-53公里/秒，可能是母恒星质量损失的结果，也可能是同一颗超新星在高度发展阶段爆炸产生的壳型信噪比。气泡的系统速度与天鹅座螺旋臂的HI速度相同，天鹅座螺旋臂横跨第二和第三象限，英仙座臂之外有一个活跃的恒星形成臂。G141.2 + 5.0的运动学距离为4 +/-0.5 kpc，类似于天鹅座臂的光学距离（3.8 +/-1.1 kpc）和它的运动学HI距离（4.4 +/-0.6 kpc）。G141.2 + 5.0代表了17年来发现的第一个无线电PWN，也是在天鹅座螺旋臂中发现的第一个SNR，这与英仙座螺旋臂中大量的贝壳型遗迹形成了鲜明的对比。
2014-02-20 astro-ph.GA
Theory of cosmic ray and gamma-ray production in the supernova remnant RX J0852.0-4622
目标。对银河系超新星遗迹RX J0852.0-4622的性质进行了理论分析。方法.本文用一个显式的时间依赖的非线性宇宙线加速动力学模型来描述SNR RX J0852.0-4622、加速的宇宙线和非热辐射的性质。源被假定为在一个大质量的祖星的风泡中的~1千秒差距的距离。在这样的配置的热X射线通量的估计。结果我们发现RX J0852.0-4622的整体同步辐射谱以及硬X射线中的非线性结构导致SNR内部放大的磁场B > 100 μ G。这意味着轻子甚高能（VHE）γ射线发射被抑制，并且VHE γ射线是强子主导的。到目前为止，在残骸的生命周期中产生的质子的能谱很可能达到“膝盖”能量。衍生的伽马射线形态与H.E.S.S.测量.高能粒子的能量相当于水动力爆炸能量的35%。剩下的不确定性涉及1 keV的热X射线通量。粗略估计（可能不太适合假设的风泡配置）导致它大于该能量下的非热通量。结论.它的结论是，这种SNR扩展到风泡的大质量恒星在稠密的气体环境中可以是一个强子伽马射线源，是符合所有现有的多波长的限制，除了可能的热X射线发射。
2009-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Double-Episode Jet Genesis of the eROSITA and Fermi Bubbles
Henan Normal University（河南师范大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Tianfu Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）；Guizhou University（贵州大学）；Handan University（邯郸学院）；Nanjing Normal University（南京师范大学）
通过模拟发现，银河系中心两次间歇性AGN喷流产生eROSITA和费米气泡，解释其多波段特性。
2026-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolved Lyman-α properties of a luminous Lyman-break galaxy in a large ionised bubble at z = 6.53
Lyman- $α$（Ly $α$）发射线的观测性质是研究星系内和星系周围中性气体的有力工具。我们提出了空间分辨Ly $α$光谱与VLT/MUSE目标VR 7，紫外发光星系在$z=6.532$中等Ly $α$等效宽度（EW $_0\approx38$）。将这些数据与使用ALMA获得的深分辨[CII] $_{\rm 158 μm}$光谱和来自{ \it HST}的UV成像相结合，我们还使用MUSE检测UV连续谱。用S/N $\approx40$和374 km s $^{-1}$的FWHM清楚地检测到Ly $α$发射。Ly $α$和[CII]类似地延伸到UV之外，对于单指数模型具有有效半径r $_{\rm eff} = 2.1\pm0.2$ kpc，或者当与UV连续谱联合测量时具有r $_{\rm eff, Lyα, halo} = 3.45^{+1.08}_{-0.87}$ kpc。的Ly $α$配置文件是更广泛的和红移相对于[CII]线（由213公里秒$^{-1}$），但有空间的变化，是定性相似的两条线，并符合解决紫外组件。这表明，发射来自两个组件具有明显不同的HI柱密度。我们把VR 7的背景下，其他星系在类似的和较低的红移。Ly $α$晕标度长度在不同的红移下是相似的，相对于系统的速度位移通常较小。总的来说，我们发现很少有迹象表明，在更高的红移更中性的附近。这意味着，本地（$\s…
2019-12-16 astro-ph.GA
VRO 42.05.01: A supernova remnant resulted by a supersonic, mass losing progenitor star
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）VRO 42.05.01的模型，这表明其有趣的形态可以解释的祖先模型的超音速移动，质量损失的恒星。母星的质量外流是以不对称的恒星风的形式集中在恒星的赤道面上。母星的系统运动与其不对称的外流相结合，挖掘出一个扩展的风泡，揭示了与VRO 42.05.01相似的结构。目前，SNR是与风泡相互作用，它是占主导地位的塑造它。采用2D流体动力学模拟，我们模型VRO 42.05.01在这个模型的框架下，我们再现其整体形态学特性。我们讨论了我们的祖先模型的变化，在目前的观测不确定性。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a small diameter young supernova remnant G354.4+0.0
我们报告发现了一个大小为1.6'的壳状结构G354.4+0.0，显示了壳状超新星遗迹的形态。部分结构在NRAO VLA巡天图上显示出偏振发射。基于330 MHz，1.4 GHz的巨米波射电望远镜（GMRT）观测和现有的高频观测，我们得出结论：显示同步辐射的部分壳层结构是嵌入在~ 4 '的扩展HII区中。扩散HII区域的频谱在1.4 GHz和330 MHz之间转换。HI吸收谱表明它位于距离太阳5 kpc以上的位置。根据形态，非热偏振发射和大小，该物体是银河系中发现的最年轻的超新星遗迹之一，估计年龄约为100-500年。
2013-07-11 astro-ph.GA
A Possible Supernova Remnant high above the Galactic Disk
我们提出了在$l \approx 247\degr$，$b \approx -64\degr$的ROSAT全天巡天1/4 keV地图中的亮弧的三个朱雀观测的分析。特别是，我们已经测试的假设，弧是边缘的泡沫吹一个平面外的超新星。一个指向靠近弧的最亮部分，一个指向假设气泡的内部，一个指向气泡的外部。我们拟合的光谱模型产生的一维流体动力学模拟的面外超新星遗迹（SNRs）的光谱。光谱和弧（$\mathrm{radius} \approx 5\degr$）的大小可以用一个模型合理地解释，在这个模型中，弧是位于盘上方$\sim$ 1- 2千秒差距的$\sim$ 10万年前的SNR的亮边。如果X射线发射气体的金属丰度为$\sim$ 1/3太阳能，则模型与观测之间的一致性可以得到改善，这是合理的，因为隔离某些金属的尘埃不太可能在SNR的寿命内被破坏。弧的宽度比我们的SNR模型预测的要大;这种差异也可以在船帆座SNR中看到，可能是由于我们模拟的一维性质。如果弧确实是面外SNR的边缘，这项工作支持面外超新星有助于加热晕中的$\sim$百万度气体的想法。
2009-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Terzan 5: a Fossil Remnant of the Galactic Bulge
泰山5是一个位于银河系凸起的恒星系统，距离5.9千秒差距。最近的发现表明它拥有两个具有不同铁丰度（Δ[Fe/H]=0.5）的恒星星族。如此大的差异仅在星系晕的半人马座ω中被测量到。此外，在泰山5中没有观察到任何的球状星团，因此它不是一个真正的球状星团。观察到的化学模式与在膨胀恒星中观察到的化学模式惊人地相似。这表明泰山5号是银河系隆起的残余碎片。
2013-01-11 astro-ph.GA
Discovery of High-Velocity H$α$ Emission in the Direction of the Fermi Bubble
Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM）的观测揭示了高速和[NII] $\lambda6584$发射线的方向和速度与紫外线吸收线特征相同，这些特征以前与称为费米泡的双锥伽马射线叶有关。我们测量了$I_{\textrm{H}α}=0.84^{+0.10}_{-0.09}$瑞利发射线中心$v_\textrm{LSR}=-221\pm3~\textrm{km}~\textrm{s}^{-1}$的反射校正强度，对应于$EM = 2.00^{+0.64}_{-0.63}~\textrm{cm}^{-6}~\textrm{pc}$的发射测量。这种发射的速度与哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪对PDS 456类星体视线中检测到的紫外线吸收特征的观测速度相同，PDS 456类星体视线穿过$l = 10^\circ.4, b = +11^\circ.2$附近的北方气泡。我们估计在这个速度分量中电离气体的总柱密度为$N(H^{+}) = \left(3.28 \pm 0.33\right) \times 10^{18}~\textrm{cm}^{-2}$。电离气体的发射和吸收的比较产生的估计的特征密度的$n_{e,c} = 1.8 \pm 0.6~\textrm{cm}^{-3}$和特征长度的$L_{c} =0.56 \pm 0.21~\textrm{pc}$假设$30\%$太阳金属丰…
2020-08-04 astro-ph.GA
Measurements of the Expansion Velocities of Ionized-Gas Superbubbles in Nearby Galaxies Based on Integral Field Spectroscopy Data
研究星际介质中气泡的动力学性质对于理解星系中恒星形成过程的反馈机制具有重要意义。正在进行的附近恒星形成星系的积分场光谱揭示了许多膨胀的气泡和超级气泡，这些气泡和超级气泡由气体速度色散的局部增加确定。有限的角分辨率常常阻碍了对本星系群外星系膨胀速度的真正测量，即使有足够的光谱分辨率。我们提出了一种方法，使人们有可能测量周围的大质量恒星和集群的数据的基础上的气体速度色散的局部变化的气泡的膨胀速度。我们适应的法布里-珀罗干涉仪使用的6米望远镜的特殊天体物理天文台的俄罗斯科学院，以及任何积分场光谱仪与高斯线扩展函数的方法。我们应用所描述的方法来分析运动学的电离超气泡气体和唯一已知的超新星遗迹在IC 1613星系。超新星遗迹的运动学年龄的估计（在3100年的顺序）同意与先前获得的独立估计的基础上的X射线数据。
2021-11-15 astro-ph.GA
Linear relation for wind-blown bubble sizes of main-sequence OB stars in a molecular environment and implication for supernova progenitors
我们发现在分子环境中大质量恒星的主序星泡的大小与恒星的初始质量之间存在线性关系：R_b \approx 1.22 M/Msun - 9.16 pc，假设团间压力恒定。由于质量范围在8 ~ 25 ~ 30 Msun的恒星在演化到红超巨星阶段时不会产生Wolf-Rayet风，因此主序星风吹出的气泡是影响分子气腔大小的主要因素，而光电离的影响相对较小。因此，这种线性关系可以用来推断被发现在分子腔中演化的超新星遗迹（SNRs）的大质量恒星祖先的质量，而很少有其他方法可用于推断SNR祖先的属性。我们已经用这种方法估计了8个SNRs的祖先的初始质量：Kes 69，Kes 75，Kes 78，3C 396，3C 397，HC 40，Vela和RX J1713-3946。
2013-05-09 astro-ph.GA
Connecting stellar and galactic scales: Energetic feedback from stellar wind bubbles to supernova remnants
本研究通过高分辨率一维辐射流体动力学模拟，量化大质量恒星超新星前后各阶段的能量反馈，揭示其尺度、成分与影响因素，为星系大尺度模拟提供子网格模型。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-thermal radio supernova remnants of exiled Wolf-Rayet stars
银河系中相当一部分大质量恒星（> 8 Mo）从它们的母星团中被抛射出来，并以超音速方式穿过星际介质（ISM）离开。这些快速移动的恒星的风吹出不对称的气泡，从而创造了一个星周环境，在这种环境中，恒星最终会随着超新星爆炸而死亡。由此产生的残骸的形态在很大程度上取决于已不复存在的祖星的星周介质。在本文中，我们提出了2D磁流体动力学模拟调查的ISM磁场的形状上的超新星遗迹的35 Mo星演变通过沃尔夫-拉叶阶段和运行速度分别为20和40公里/秒的影响。7 microG的环境磁场足以改变膨胀的超新星冲击波阵面的性质，特别是可以防止膨胀结构的形成。在超新星爆发之前，星周介质中的压缩磁场稳定了风泡尾部的风/ISM接触不连续性。其结果是，在超新星冲击波传播的遗迹内部区域，喷出物和风物质的混合效率降低。同步辐射的辐射转移计算表明，非热射电辐射具有反映Wolf-Rayet前身星核坍缩超新星遗迹不对称性的特征。我们的模型是定性一致的几个残留的高质量的祖先，即双边G296.5+10.0和壳型残留CTB 109和Kes 17，分别无线电外观。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Distance and the near-IR extinction of the Monoceros Supernova Remnant
超新星遗迹包含了超新星爆炸对尘埃性质影响的信息。根据2 MASS测光巡天的颜色指数和SDSS $-$ DR 12 $/$ APOGEE和LAMOST $-$ DR 2 $/$ LEGUE分光巡天的恒星参数，导出了麒麟座SNR及其附近两个星云--玫瑰星云和NGC 2264的近红外消光定律和距离。在星际消光随距离急剧增加的位置找到距离，并通过减去前景星际消光来计算星云消光。独角兽SNR的距离被确定为$1.98\,$ kpc，大于先前的值。同时，玫瑰星云的距离为$1.55\,$ kpc，与以前的工作基本一致。这两个星云之间的距离表明它们之间没有相互作用。NGC 2264的距离$1.20\,$ kpc超过了以前的值。麒麟座SNR的颜色过剩率$E_{\rm JH}/E_{\rm JK_S}$为0.657，与银河系的平均值0.652一致（Xue等人，2016）。这种一致性是由于SNR物质主要是星际尘埃而不是超新星喷出物。玫瑰星云的$E_{\rm JH}/E_{\rm JK_S}$等于0.658，进一步证明了近红外消光定律的普遍性。
2018-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphological Evidence for the eROSITA Bubbles Being Giant and Distant Structures
本研究通过银道面三维尘埃分布发现遥远分子云与北eROSITA泡特征的X射线阴影匹配，结合偏振射电弧界定边界，证实eROSITA泡是根植于银河系中心的10 kpc尺度巨型结构，解决了其尺度与距离的争议。
2024-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of Anisotropies in the Circumgalactic Medium of Disk Galaxies: Supermassive Black Hole Activity or Star Formation-driven Outflows?
本文通过叠加分析93个近邻星系的Chandra观测，发现其CGM X射线辐射沿星系短轴存在各向异性，且仅在高恒星形成率星系中显著，推测其源于AGN驱动的小尺度类MW气泡或恒星形成驱动的外流。
2025-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence of Fermi bubbles around M31
由于逃逸的星系宇宙射线与周围气体的相互作用，星系周围可能存在伽马射线晕。我们使用近7年的费米LAT数据，在300 MeV以上的能量下，在附近的巨大螺旋仙女座星系M31周围寻找这样的晕。在5.3 $σ$的置信水平上发现了一个弥散的γ射线晕，其总光子通量为$2.6\pm 0.6\times 10^{-9}$ cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$，对应于$(3.2\pm 0.6)\times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的光度（0.3-100 GeV）（距离为780 kpc）。晕的形式并不对应于M31的扩展的重子HI盘，正如在宇宙射线相互作用产生伽马光子的强子中所预期的那样，也不像暗物质湮灭那样是球对称的。最适合的晕模板对应于两个6-7.5 kpc的气泡，对称地垂直于M31星系盘，类似于银河系中心周围发现的“费米气泡”，这表明中央超大质量黑洞过去的活动或M31中的恒星形成爆发。
2016-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
