Self-Sealing Shells: Blowouts and Blisters on the Surfaces of Leaky Wind-Blown-Bubbles and Supernova Remnants
当封闭高温高压气体的致密外壳破裂时，可能发生井喷。排出的气体使外壳表面上的气泡膨胀。在这里，我们研究的增长，这样的水泡的表面上的风吹气泡（WBBs）和超新星遗迹（SNRs）由于壳破裂所造成的Vishniac不稳定性。在WBB上，发现气泡的最大相对尺寸（R_bstall/R）随时间线性增长，但在许多情况下，气泡半径不会超过气泡半径的20%。因此，由Vishniac不稳定性引发的井喷不太可能对泡沫的全球动力学和性质产生重大影响。SNR上的气泡的相对尺寸甚至比WBB上的更小，其中气泡仅生长到与SNR的冷壳的厚度相当的半径。然而，小尺寸的SNR井喷是，在良好的协议与观察船帆座SNR水泡。WBB和SNR气泡之间的相对尺寸差异是由于气体从WBB排出的速度高得多，这通过来自给定压力的内部气体的给定尺寸的破裂转化为更大的能量通量。如果髋臼杯破裂大于预期，则可能出现更大的水泡。我们预计观察到的SNR外壳的速度结构将受到气泡存在的影响，直到外壳不再容易破裂，因为气泡的初始膨胀比外壳的持续膨胀更快。
2013-08-15 astro-ph.GA
The Co-Evolution of Stellar Wind-blown Bubbles and Photoionized Gas II: 3D RMHD Simulations and Tests of Semi-Analytic Models
本文通过三维RMHD模拟测试了星风与电离辐射共同演化模型（CEM），发现CEM在关键参数上与模拟一致性在25%内，并揭示了背景不均匀性和动量增强导致偏差，光电离气体减小表面积增强动力学影响。
2025-05-28 astro-ph.GA
Supernova-blast waves in wind-blown bubbles, turbulent, and power-law ambient media
超新星爆炸波向星际介质注入能量和动量，控制着星际介质的湍流多相结构和星系外流的产生。因此，精确模拟冲击波的演化是ISM和星系形成模拟的关键。我们提出了一个有效的方法来计算输入的动量，热能，和冲击加速气体的速度分布的环境介质均匀（和恒星风吹气泡），幂律，和湍流密度分布。假设太阳金属冷却，爆炸波的演变是遵循的动量守恒扫雪阶段的开始。该模型恢复均匀的环境介质以前的结果。当冲击波撞击风壳时，风吹气泡中的动量注入取决于上扫质量和冷却效率。对于具有$n(r) \sim$ $r^{-2}$的幂律密度分布（对于$n(r) > n_{_{\rm floor}}$），动量注入量仅由背景密度$n_{_{\rm floor}}$调节，并与$n_{_{\rm uni}}$ = $n_{_{\rm floor}}$相比较。然而，在具有对数正态密度分布的湍流环境介质中，对于高马赫数，动量输入可以增加2倍（与均匀情况相比）。平均动量增强可以近似为$p_{_{\rm turb}}/\mathrm{p_{_{0}}}\ =23.07\, \left(\frac{n_{_{0,\rm turb}}}{1\,{\rm cm}^{-3}}\right)^{-0.12} + 0.82 (\ln(1+b^{2}\mathcal{M}^{2}))^{1.49}\left(\frac{n_{_{0,\rm turb}}}{1\,{…
2016-04-15 astro-ph.GA
Geometry, Dissipation, Cooling, and the Dynamical Evolution of Wind-Blown Bubbles
本文研究天体物理风致气泡的动力学演化，揭示界面几何与热输运决定冷却耗散和做功能力，并用分形模型解释流体与磁流体模拟收敛差异，推导出高效冷却解下的动量-半径关系。
2024-05-03 astro-ph.GA
IRAS 18153-1651: an H II region with a possible wind bubble blown by a young main-sequence B star
我们报告了H II区域IRAS 18153-1651的光谱观测和数值建模的结果。我们的研究动机是在IRAS 18153-1651中心附近发现了一个光学弧和两颗光谱类型为B1和B3的主序星。我们解释的弧风泡（吹的B1星），其亮度增强的相互作用与光蒸发流从附近的分子云的边缘。这种解释意味着我们处理的是一个独特的情况，一个年轻的大质量恒星（最近形成的低质量星团中质量最大的成员）在恒星风开始向周围的稠密介质吹出气泡后的数万年内被捕获。我们的二维，辐射流体动力学模拟的风泡和H II区域周围的B1恒星提供了一个合理的匹配观测，无论是在形态和绝对亮度的光学和中红外发射，并验证了年轻的年龄IRAS 18153-1651。总之，我们的研究结果强烈表明，我们已经揭示了第一个由主序星B吹出的风泡的例子。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae within Pre-existing Wind-Blown Bubbles: Dust Injection vs. Ambient Dust Destruction
通过三维流体动力学模拟，在这里，我们评估的影响，超新星爆炸发生在风驱动的气泡上的生存或破坏的尘埃颗粒。我们考虑这两种情况，喷出物内产生的尘埃和尘埃最初存在于周围的气体中，后来锁定在周围的风驱动的外壳。超新星爆炸波与风驱动的壳层的碰撞导致一个传输的冲击波进入壳层，并将反射的冲击波带入喷出物。传递的冲击波能够摧毁大量的灰尘锁在壳，但只有当风驱动的壳的质量很小，小于几十个喷射的质量。相反地，质量数倍于喷出质量的大质量风驱动壳层，在相互作用时导致强烈的辐射冷却，这抑制了Sedov-Taylor相并削弱了传输的激波，使其无法穿过风驱动壳层。在这种情况下，环境灰尘的破坏/破坏在很大程度上被抑制。另一方面，在被恒星风挖掘的非常稀薄的区域中，SNR迅速增长，因此在喷出物中产生的大部分尘埃不能被超新星反向激波有效地破坏，也不能被反射激波破坏。我们的计算倾向于这样一种情况，即在足够大的风力驱动的外壳内的核心坍缩超新星向ISM提供的灰尘比它们能够摧毁的更多。
2019-11-12 astro-ph.GA
Faraday Rotation Distributions from Stellar Magnetism in Wind-Blown Bubbles
法拉第旋转是探测磁场的重要工具。在这里，该技术被认为是与风吹气泡。在具有方位角或分裂单极恒星磁场几何形状的球形风的背景下，我们推导出穿过投影气泡的线偏振辐射的位置角（PA）旋转分布图。我们发现，分裂的磁场的地图的形态是不同的环形场拓扑结构所产生的，但是，环形的情况下是最有可能被检测到的，因为它的磁场强度与距离恒星下降较慢。我们还考虑了一个重要的情况下，一个气泡的球形子体积，是无场粗略近似的“扫”风之间的相互作用的快速风（或可能是超新星喷出物壳）超过一个较慢的磁化风从先前的状态恒星演化。与方位场，由此产生的PA地图显示两个弧形的功能，相反的旋转措施，类似于观测的超新星遗迹G296.5+10.0。我们说明了如何PA地图可以用来解开法拉第旋转的贡献与气泡的星际介质。虽然我们的模型涉及简化的假设，他们的考虑导致了一些一般的强大的结论，用于无线电测绘数据集的分析。
2013-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Co-Evolution of Stellar Wind-blown Bubbles and Photoionized Gas I: Physical Principles and a Semi-Analytic Model
提出大质量恒星星风与电离辐射同时反馈的新框架，通过参数ζ量化星风泡与光电离区的动力学重要性，并开发半解析协同演化模型（CEM）修正反馈泡动量等属性的预测。
2025-05-28 astro-ph.GA
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
North Polar Spur/Loop I: gigantic outskirt of the Northern Fermi bubble or nearby hot gas cavity blown by supernovae?
本文综合多波段观测、三维尘埃图和恒星表，评估Loop I/NPS源于费米泡或邻近超新星腔两种对立解释，并提出结合近远因素的推测性情景。
2022-03-02 astro-ph.GA
A wind-blown bubble in the Central Molecular Zone cloud G0.253+0.016
G0.253+0.016，通常被称为“砖”，位于中央分子带，是银河系中密度（$\approx10^{3-4}$ cm $^{-3}$）的分子云之一，缺乏广泛的恒星形成的标志。我们开始限制位于云内的弧形分子线发射功能的起源。我们确定，弧，中心在$\{l_{0},b_{0}\}=\{0.248^{\circ}, 0.18^{\circ}\}$，具有$1.3$ PC和运动学的存在下，壳膨胀在$5.2^{+2.7}_{-1.9}$公里的$^{-1}$的半径。扩展的无线电连续发射充满了电弧腔和复合线发射峰值在一个类似的速度电弧，这意味着分子和电离气体的物理相关。推断的莱曼连续统光子速率是$N_{\rm LyC}=10^{46.0}-10^{47.9}$光子s $^{-1}$，与光谱类型为B1-O8.5的恒星一致，对应的质量为$\approx12-20$ M $_{\odot}$。我们探讨了两种情况下的弧的起源：i）一个部分壳席卷了一个闯入者的大质量恒星的风; ii）一个部分壳席卷了恒星的反馈导致原位恒星形成。我们赞成后一种情况，找到合理的（几个因素）协议之间的形态，动力学和能量和那些预测的风驱动的大质量恒星的膨胀泡沫。直接的含义是G0.253+0.016可能不像通常接受的那样静止。我们推测，云可能产生了一个$\lesssim10^{3}$ M $_{\odot}$星团$\gtrsim0.4$…
2021-10-21 astro-ph.GA
Beyond Strömgren Spheres and Wind-Blown Bubbles: An Observational Perspective on H II Region Feedback
大质量恒星产生大量的紫外线辐射，超过莱曼极限，光致电离的星际介质（ISM）和产生H II区。作为强的复合和禁止线发射，红外连续谱和热（自由）无线电连续谱的来源，H II区域作为银河系和外部星系中大质量恒星形成的容易观测的信标。与超新星一样，H II区域是恒星形成星系的主要反馈源，将辐射和机械光度注入ISM。H II区域可能比超新星更重要，因为它是通过冷云核心的局部压缩而形成恒星的触发器。在这篇评论中，我给了一个广泛的概述H II区域的结构和时间演化，强调并发症的多波长观测揭示的理论图片。我讨论了最近的争议，围绕占主导地位的反馈机制30剑鱼座，最明亮的H II区域的本地组。我总结了来自银河系计划（MWP）的第一批结果，该计划通过招募> 35，000名“公民科学家”搜索斯皮策太空望远镜的气泡状结构调查图像，产生了数千个候选银河系H II区域的新目录。MWP和类似的大型星表使经验研究银河系H II区域的演化在整个范围内的光度和触发恒星形成的统计研究。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Colliding interstellar bubbles in the direction of l=54°
星际气泡是星际介质中的结构，直径为几到几十秒差距。它们的前身是恒星风、大质量恒星的强烈辐射或超新星爆炸。恒星的形成和年轻的恒星天体通常与这些结构有关。我们比较了气泡N115，N116和N117与原子，分子和电离气体在这个区域的红外观测。在确定气泡的动力学特性的同时，我们还研究了它们的周围环境，以在更广泛的背景下了解它们的形成。为了在HI（VLA银河平面巡天）和CO（银河环巡天）数据中找到气泡，我们使用了银河遗产红外中面巡天的图像。我们手动构建的基础上出现的气泡在红外图像的掩模，并将其应用到HI和CO数据。我们确定了它们的运动学距离、大小、膨胀速度、质量、母体云的原始密度、年龄和能量输入。我们确定了两个系统的气泡：第一，背景系统，是由大结构G053.9+0.2和SNR G054.4-0.3和红外气泡N116+117。第二个是前景系统，包括红外气泡N115和两个大的HI气泡，我们在HI数据中发现了它们。这两个系统是独立的，位于不同的距离，但看起来很相似。它们都是由两个半径约为20-30 pc的大气泡碰撞形成的，年龄为几百万年。碰撞位置处有一个更年轻、更小（约4秒差距，不到一百万年）的红外气泡。我们发现，红外气泡N115和N116+117都与较大和较老气泡的碰撞有关。我们认为，这种碰撞可能通过挤压星际物质来增加进一步恒星形成的可能性，这表明它是恒星形成的重要机制。
2016-08-30 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. III. The Northern hemisphere data and catalog
本文介绍了一种新的高信噪比观测方法，观测了局域气泡及其周围的星际弥散带。我们观察了432条视线，并获得了$λ$ 5780和$λ$ 5797等长DIBs的等效宽度，距离为$\sim$ 200 pc。所有的观测都是在2.5米艾萨克·牛顿望远镜上用中色散摄谱仪进行的，历时三年，最小信噪比为$\sim$ 2000。本文给出了$λ$ 5780和$λ$ 5797的全部选择，并将星际参数：$λ$ 5780，$λ$ 5797，Na I D线的观测值（包括不确定度）制成表格。
2014-12-13 astro-ph.GA
A statistical study of gaseous environment of Spitzer interstellar bubbles
星际气泡的膨胀被认为是触发物质积累和恒星形成的重要机制。在这项工作中，我们研究了大样本气泡的气体环境，旨在从统计意义上探索触发气体积累和恒星形成的可能证据。通过对来自银河系计划（MWP）的6124个斯皮策气泡和2500多个银河系HII区域的交叉匹配，我们获得了818个MWP气泡的速度信息。为了研究星际气泡的气体环境并尽可能地消除投影效应，我们对气泡与银河环巡天（GRS）中13CO（1 - 0）辐射的速度差进行了约束。三种方法：采用了13 CO辐射的平均方位平均径向分布、分子团的表面数密度以及MWP气泡和GRS分子团的角交叉关联函数。发现气泡边缘附近有明显的分子气体密度过高现象。研究发现，60%的气泡具有相关的分子团。通过比较团缔合和团不缔合的MWP泡，我们发现，在协会的泡沫往往是更大，更厚的物理尺寸。我们推测，一些泡沫相关的团块来自泡沫的膨胀。在考虑投影效应后，与MWP气泡相关的分子团的分数估计为约20%。对于泡团复合体，我们发现与大质量年轻恒星天体（MYSO（s））相关的复合体中的泡具有较大的物理尺寸，因此复合体往往更古老。我们建议，一个进化序列可能存在于相对年轻的MYSO-无关联的泡团复合物和MYSO-相关的复合物之间。
2013-11-20 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. II. The DIB properties in the Northern hemisphere
我们提出了一个新的高信噪比光谱调查的北半球探测本地泡及其周围环境使用$λ5780$的DIBs和$λ5797$的弥漫星际波段（DIBs）。我们在3年的时间里观察了432条视线，距离为200个PC。在这项研究中，我们建立了$λ5780$和$λ5797$与Na I，Ca II和E（B-V）的相关性，对于内部和外部的局部气泡。相关性表明，在所有中性和电离的原子，钙II和$\lambda5780$之间的相关性是强于其与$\lambda5797$的相关性，这表明$\lambda5780$是更相关的区域，其中钙$^{+}$是更丰富的。我们研究了$\lambda5780$与$\lambda5797$的相关性，这表明了局部气泡内外的紧密相关性。此外，我们还研究了紫外光照射和紫外光屏蔽区的DIB性质。我们发现，在本地气泡内外，$\lambda5797$是位于云的密集部分，从紫外线照射的保护，而$\lambda5780$是位于云的低密度区域。
2014-11-28 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. I. Project overview and Southern hemisphere survey
我们已经进行了一个高信噪比的光谱调查670附近的早期型恒星，映射弥漫星际带（DIB）的吸收和周围的本地泡。该项目最初是在欧洲南方天文台的新技术望远镜上进行南半球调查，后来扩展到使用艾萨克牛顿望远镜进行全天调查。在本系列的第一篇论文中，我们介绍了整个项目，并介绍了南半球调查的结果。我们提供了一个在5780、5797、5850、6196、6203、6270、6283和6614 nm处的DIB的等效宽度测量的目录，星际Na { \sc i} D线在5890和5896 nm处的目录，恒星He { \sc i}线在5876 nm处的目录。我们发现，5780 DIB是相对较强的整个，相比5797 DIB，但特别是在本地泡和界面处与更中性的介质。6203型双金属显示出类似的行为，但与6196型双金属显示出类似的行为。一些附近的恒星显示出令人惊讶的强DIBs，而一些遥远的恒星显示出非常弱的DIBs，这表明局部气泡内外都有小尺度的结构。没有被探测到的视线特别清楚地追踪到了局部气泡的范围，并显示出它向光环开放。局部气泡有一个与热气体和/或恶劣的星际辐射场接触的壁。不过，这面墙是穿孔的，导致辐射和可能的热气泄漏。另一方面，致密的自屏蔽云存在于离太阳更近的地方，可能在本地气泡本身之内。至于DIB的载体，我们的观察证实了这一概念，即这些是大分子，其行为的差异主要取决于它们不同的弹性和/或电荷，更微妙的差异可…
2015-09-26 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands (DIBs)
太阳位于一个由一百万度气体组成的巨大空洞的中间，被称为局部气泡。局部气泡被一堵密度更大的中性和电离气体墙所包围。局部气泡在银河系平面上延伸约100秒差距，垂直方向延伸数百秒差距，但中性钠和单离子钙的吸收线调查显示，它的结构非常不规则，而且在稀薄而炎热的气体中存在中性云。我们已经进行了一个全天空的，欧洲-伊朗调查的本地泡沫吸收的一些弥漫的星际带（DIBs）提供一个新的观点，我们的邻居。我们与ESO的新技术望远镜和ING的艾萨克·牛顿望远镜的专门活动包括高信噪比，中等分辨率的光谱，集中在5780和5797波段，分别追踪电离/辐射和中性/屏蔽环境;它们的载体是未知的，但很可能是大的碳分子。大约有660条视线指向分布在大约200 pc的距离上的早期恒星，我们的数据使我们能够重建我们在这里呈现的第一张本地气泡的3D DIB地图。虽然我们确认了我们的预期，即5780 DIB与5797 DIB相比，在局部气泡及其壁内的热/辐射区域相对较强，而在局部气泡范围之外的较冷/屏蔽区域则相反，但我们意外地还在局部气泡内部检测到DIB云团。这些结果揭示了新的见解的结构的本地泡沫，以及帮助限制我们的理解的载体的DIBs。
2015-11-23 astro-ph.GA
The Interstellar Bubbles of G38.9-0.4 and the Impact of Stellar Feedback on Star Formation
我们提出了一个研究的恒星形成（SF）区域G38.9-0.4使用公开可用的多波长银河平面调查地面和空间为基础的天文台。这个区域由四个明亮的中红外气泡和大量的红外乌云组成。两个气泡，N 74和N 75，每个都有一个星团，由一颗O9.5V恒星锚定。我们确定了162个年轻的恒星物体（YSO），并将54个分类为阶段I，7个阶段II，6个阶段III和32个模糊的。我们没有检测到触发SF的经典路标，即，恒星形成柱或嵌入气泡边缘的YSO。我们得出结论，反馈触发的SF没有发生在G38.9-0.4。YSO优先与红外暗云重合。这导致了区域YSO质量表面密度和气体质量表面密度之间的强相关性，幂律斜率接近1.3，这与施密特-肯尼库特定律非常匹配。气泡内外的相关性是相似的，这可能意味着在可能受恒星反馈影响的区域，SF效率既没有增强也没有抑制。这表明，气体密度，无论它是如何收集的，是一个更重要的驱动程序SF比恒星反馈。更大的研究应该能够量化所有SF的分数，这是通过确定分数SF反馈触发，反馈压缩气体周围的HII区域相对于已经存在于分子云中。
2013-04-26 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
A three-dimensional map of the hot Local Bubble using diffuse interstellar bands
太阳系位于一个低密度的空腔内，被称为局部气泡，其中似乎充满了温度为10 $^6$ K的X射线发射气体。这样的条件对于典型的星际原子和分子来说太苛刻了。星际气体中存在着一种神秘的示踪物，称为弥散星际带（DIB），它通常以吸收特征出现在恒星光谱中。这些乐队的携带者基本上仍然身份不明。在这里，我们使用两种不同的DIB示踪剂（$λ$ 5780和$λ$ 5797）报告的三维结构的局部气泡，这表明，DIB载体存在于气泡。该图显示与外部相比，气泡内部的$λ$ 5797/ $λ$ 5780的低比率。这一发现证明，$λ$ 5780 DIB的载体可以承受X射线光解离和快离子溅射，其中$λ$ 5797 DIB的载体屈服。这意味着DIB载体可能比迄今为止认为的更稳定，并且$λ$ 5780 DIB的载体必须大于$λ$ 5797 DIB的载体。另一种可能是，小规模的致密（和冷却）结构，屏蔽了一些DIB载体必须在气泡内普遍存在，这意味着这种结构可能是超新星驱动气泡的内在特征。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar magnetic cannon targeting the Galactic halo : A young bubble at the origin of the Ophiuchus and Lupus molecular complexes
我们报告检测到一个新的银河系泡沫之间的接口晕和银河系盘。我们认为，附近的狼疮复合体和蛇夫座复合体的部分构成了结构的致密部分。这个年轻的气泡，年龄小于300万年，可能是超新星的遗迹，并在一个更大的HI环内膨胀，该环是由上天蝎座OB协会的流出物造成的。一个充满热X射线气体的HI空腔与该结构相关，这与银河系烟囱情景一致。X射线辐射超出了气泡的西部和西北部边缘，表明热气体流出正在突破空腔，可能是通过破碎的狼疮复合体。对该地区的偏振射电同步加速器和偏振尘埃辐射的分析表明，银河系中心的支线与年轻的银河系泡沫有关。在VLSR ~ -100 km/s时，发现了与空泡边界空间对应的HI团簇分布。这些HI团块中的一些正在形成射流，这些射流可能来自气泡的破碎部分。我们认为，这些团块可能是从充满热电离气体的空腔内的壳壁上“滴落”的冷云。这些团块中的一些可能被磁化，然后被空腔边缘的压缩磁场加速。这种机制将挑战银河系吸积和喷泉模型，其中高速云被认为是由来自银河系平面的热气流在银河系高纬度形成的。
2018-07-11 astro-ph.GA
The interstellar medium and the massive stellar content toward the SNR G18.1-0.1 and neighboring HII regions
我们对SNR G18.1-0.1和附近的几个HII区域（红外尘埃泡N21和N22，以及HII区域G018.149-00.283和G18.197-00.181）进行了多波长研究。我们的目标是提供观测证据支持大质量恒星通常诞生于同一分子云的星系团中，然后沿着它们的演化产生不同的邻近物体，例如HII区域、星际气泡和超新星遗迹。我们认为，在这项工作中分析的对象属于同一个复杂的距离约4千秒差距。利用分子数据，我们检查了朝向这个复合体的星际介质，并从光学和X射线观测中寻找该区域的OB型恒星。分析公开的13 CO J=1- 0数据，我们发现几种分子结构非常可能与HII区/SNR复合物有关。我们认为，分子气体很可能被席卷和形状的HII区域的扩张。利用位于阿根廷CASLEO的2.15米望远镜的分光光学观测，我们发现了三颗O型星，它们很可能分别激发了N21和N22泡，以及N22泡以北的一个未编目的HII区。此外，我们还发现了4颗B 0 -5恒星，其中一颗朝向气泡N22，另一颗位于HII区域G18.149-0.283。通过检查钱德拉源表，我们发现了两个点X射线源，我们认为其中一个是早期的O型星。最后考察了该区域周围的大尺度星际介质。我们发现了一个大约70 pc x 28 pc的大分子壳，其中分析的复合物似乎位于其南部边界。
2013-05-10 astro-ph.GA
A hydrodynamical model of the circumstellar bubble created by two massive stars
大质量恒星风吹气泡的数值模型通常只考虑单个恒星的风。然而，由于大质量恒星通常是在星团中形成的，因此跟踪由几颗恒星形成的气泡的演化会更现实。我们开发了一个二维（2D）模型的两个大质量的恒星，一个40太阳质量的恒星和一个25太阳质量的恒星，并遵循它的演化。恒星之间的距离约为16 pc，被密度为每立方厘米20个粒子的冷介质包围。我们使用MPI-AMRVAC流体动力学代码来解决一个二维圆柱形网格上的流体动力学守恒方程，使用随时间变化的模型的风参数的两颗星。在恒星演化结束时（40和25太阳质量恒星分别为450万年和700万年），我们模拟了每颗恒星的超新星爆炸。每颗恒星最初都会产生自己的气泡。然而，当气泡膨胀时，它们合并，形成一个组合的非球面气泡。合并后的气泡随着时间的推移而演变，受到恒星风和超新星爆炸的影响。由两颗恒星产生的风吹气泡的演化与单颗恒星周围的气泡的演化不同。特别是，一旦其中一颗恒星爆炸，气泡太大，其余恒星的风无法维持，外壳开始解体。气泡内部缺乏热压力也改变了靠近剩余恒星的星周特征的行为。超新星包含在气泡内，气泡将部分能量反射回星周介质。
2012-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Faraday tomography of LoTSS-DR2 data: III. Revealing the Local Bubble and the complex of local interstellar clouds in the high-latitude inner Galaxy
本研究利用LoTSS-DR2数据开展法拉第断层扫描，结合多波段数据探测高银纬内银河系本地泡及周边结构，估算其距离并提出包含电离锋面的本地泡壁修正模型。
2024-07-09 astro-ph.GA
Radiation-pressure-driven dust waves inside bursting interstellar bubbles
大质量恒星通过它们的辐射能和机械能输入来驱动星际介质的演化。诞生后，它们形成被致密外壳包围的热气泡。传统上，气泡的形成是通过强大的恒星风的输入来解释的，尽管缺乏支持这种情况的直接证据。在这里，我们探讨了斯皮策和赫歇尔太空望远镜所看到的星际气泡的可能性，这些气泡是由log（L/L_sun）< 5.2的恒星吹出的，由于伴随着周围气体电离的热压而形成和膨胀。我们表明，密度梯度的出生云或穿刺扫壳导致电离气体流通过气泡进入一般的星际介质，这是由附近的恒星尘埃波跟踪，表明在这一阶段的辐射压力的重要性。尘埃波为H II气泡内尘埃的存在提供了一个自然的解释，提供了一种新的方法来研究H II区域的尘埃，并提供了直接的证据，表明气泡通过香槟流将压力释放到ISM中，作为大质量恒星与周围环境辐射相互作用的探针。我们创建了一个参数空间连接的环境密度，电离源的光度，和尘埃波的位置，同时使用研究的H II气泡RCW 120和RCW 82作为我们的模型的基准。最后，我们简要地研究了我们的研究的影响，在超亮红星系团（ULIRGs），合并星系和早期宇宙，这发生在非常明亮和密集的环境中，辐射压力预计将占主导地位的动力学演化形成的超级星团的环境。
2014-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles
本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ages of the resolved stellar populations inside the JWST/MIRI bubbles in NGC 628
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（墨西哥国家天体物理学、光学和电子学研究所）；SISSA（国际高等研究学院）；Osservatorio Astronomico di Padova—INAF（帕多瓦天文台-意大利国家天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía – Consejo Superior de Investigaciones Científicas (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙最高科学研究委员会）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）
利用JWST/NIRCam数据解析NGC 628中MIRI气泡内的星族，发现多代年轻星族（<100 Myr），较新恒星靠近气泡壳层，而较老恒星分布更均匀，表明气泡由低质量星团或OB星协驱动。
2026-06-18 astro-ph.GA
The Local Bubble: a magnetic veil to our Galaxy
局部星际介质中的磁场不跟随大尺度银河系磁场。局部磁场可能被局部气泡扭曲了，局部气泡是一个热电离气体的空腔，围绕着太阳，周围是冷中性气体和尘埃的外壳。然而，到目前为止，还没有确定的本地磁场和本地气泡之间的关联。在这里，我们开发了一个分析模型的磁场在壳的本地泡，我们表示为一个倾斜的球体，偏离中心的太阳。我们适合的模型，普朗克尘埃偏振发射观测银河系极点30度内。我们找到了一个与高度变形的磁场相一致的解决方案，该磁场朝向银河系南北两极的方向明显不同。这项工作为模拟局部星际介质中磁场的三维（3D）结构提供了一个方法框架，这是大规模银河系磁场模型最期待的输入。
2018-03-14 astro-ph.GA
The Milky Way Project: Leveraging Citizen Science and Machine Learning to Detect Interstellar Bubbles
我们提出Brut，一种算法来识别银河系中平面的红外图像中的气泡。Brut基于随机森林算法，并使用来自银河系项目的超过35，000名公民科学家识别的气泡来发现斯皮策太空望远镜图像中气泡的识别特征。我们证明了布鲁特识别气泡的能力与天文学家专家相当。我们使用Brut重新评估银河系计划目录中的气泡，发现该目录中10-30%的对象是非气泡闯入者。相对于这些闯入者，高可靠性的气泡更多地局限于中平面，并且沿着气泡边缘和在气泡边缘内显示出更强的过剩年轻恒星物体。此外，Brut能够发现以前搜索中遗漏的气泡-特别是明亮光源附近的气泡，这些气泡相对于周围环境的对比度较低。Brut展示了公民科学家、专业科学家和机器学习技术之间存在的协同效应。在“未经训练的”公民可以识别机器未经训练无法检测的模式的情况下，像Brut这样的机器学习算法可以使用公民科学项目的输出作为输入训练集，为加快科学发现的步伐提供了巨大的机会。机器学习的混合模型与来自公民科学家的众包训练数据相结合，不仅可以对大量数据进行分类，还可以解决单独部署时每种方法的弱点。
2014-06-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar polarisation and extinction in the Local Bubble and the Gould Belt
我们分析了3871 { \it盖亚} DR 2和{ \it依巴谷}星在500秒差距内，没有表现出相当大的内在偏振的光学星际线性偏振的13个数据源的全天汇编。这些数据一起分析了5个3D地图和模型的变红$E(B-V)$。我们考虑偏振度$P$、位置角$θ$和偏振效率$P/E(B-V)$随银河系坐标、距离$R$和去红颜色的变化。$P$在古尔德带中平面处显示最大值。$P/R$在局部气泡中下降几次，以$P=0.1$ %定义气泡的边界。在气泡中显示一滴$P/E(B-V)$。相当数量的恒星具有过高的$P/E(B-V)$，其中变红来自Arenou等人，Drimmel等人或Lallement等人，要么拒绝Serkowski的极限$P/E(B-V)<9.3$ %/磁，要么表明这些数据来源系统地低估了红化。气泡外的$P$和$E(B-V)$的空间和颜色相关变化相互补偿，导致几乎恒定的$P/E(B-V)$。一个巨大的尘埃排列的信封在泡泡外面的中高纬度地区占主导地位。马克卡宁云、北极支线和其他一些细丝都是这个包层的一部分。
2018-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust destruction in bubbles driven by multiple supernovae explosions
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（列别捷夫物理研究所，俄罗斯科学院）；Department of Physical Sciences, Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究学院物理科学系）
本研究通过三维模拟发现，多颗超新星爆炸驱动的气泡中尘埃破坏效率受星团质量影响，低质量星团中尘埃破坏由SN主导，高质量星团中尘埃几乎完全存活。
2026-09-10 astro-ph.GA
Putting the Diffuse Interstellar Bands on the map - literally!
为了进一步了解弥漫性星际介质（ISM）以及弥漫性星际带（DIB）的不明载体，我们正在绘制天空中的DIB，使用数百颗热恒星作为背景火炬-球状星团（特别是半人马座ω），本地气泡内和周围的邻近恒星以及麦哲伦云内的恒星。我描述到目前为止获得的结果和我们目前的实验。
2013-08-15 astro-ph.GA
A Molecular Line Investigation of the Interaction between Mid-infrared Bubbles and the Interstellar Medium
我们使用绿岸望远镜来探测中红外（MIR）气泡N62，N65，N90和N117的分子线。气泡选自Watson等人（2016），他们检测到朝向气泡的非高斯CS（1-0）发射线。其中两个气泡邻近红外暗云（IRDC），我们研究了这些来源的证据之间的相互作用的气泡边缘和IRDC。另外两个气泡包含气泡边缘内部的YSO;在这些源中，我们观察到YSO附近的气体。我们检测到CS（1-0）发射对所有的来源，并在几个点的CS发射显示非高斯线的形状。HC $_3$ N（5-4）、C $^{34}$ S（1-0）、CH $_3$ OH（1-0）和SiO（v=0）（1-0）也在一些点中检测到。我们计算检测到的分子的柱密度和丰度。我们比较的速度，光学厚的CS发射速度与其他的，光学细线寻找证据的下落。我们发现，即使在点与非高斯CS发射，我们的检测不支持一个下落模型。我们解释了N62，N65和N117中气体的运动学，这可能是沿着视线以略微偏移的速度移动的多个云的证据。我们没有发现N62或N90中气泡边缘与IRDC相互作用的证据。气泡内部的气体似乎比IRDC中的气体更混乱。N65显示出比其他源明显更强的发射线，以及最复杂的非高斯线形状。
2018-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction between massive star winds and the interstellar medium
大质量恒星驱动强风，冲击周围的星际介质，为孤立的恒星和年轻的星团周围的超级气泡产生秒差距尺度的气泡。这些气泡可以通过电磁波谱观察到，包括风本身和被扫起的星际气体。失控的大质量恒星产生弓形激波，强烈压缩星际气体，产生明亮的红外线，光学和无线电星云。随着对弓形激波的非热射电辐射的探测，现在也可以研究粒子加速。我回顾了大质量恒星周围的风泡和弓形激波的研究，突出了红外，无线电和X射线观测的最新进展，以及这些星云的多维模拟的进展。这些进展使理论和观测之间的定量比较，并允许测试一些物理过程的重要性，如热传导和开尔文-亥姆霍兹不稳定性在塑造星云和限制能量的恒星风反馈到星际介质。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
BUBBLY: A method for detecting and characterizing interstellar bubbles using Fabry-Perot spectroscopy
我们提出了一种基于Hα Fabry-Perot光谱的星系盘膨胀探测和表征的新方法，利用我们的仪器（GHαFaS）的高空间和速度分辨率。该方法分析多峰发射谱线轮廓，以逐点地沿着视线找到扩展。在这一阶段，我们把注意力集中在与HII区有关的膨胀气体的大尺度结构上，由于气泡形状和投影效应，这些结构显示出100 km/s量级的膨胀速度的特征模式。我们展示了一个例子的膨胀图与我们的方法从一个超气泡中检测到的银河系。我们使用从该方法中获得的信息来测量超气泡的相关物理参数，包括它们的年龄，这些参数可以用来确定年轻星团的年龄。
2014-12-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Local Leo Cold Cloud and New Limits on a Local Hot Bubble
我们提出了一个多波长的本地狮子座冷云（LLCC），一个非常接近，非常冷的云在星际介质的研究。通过对恒星吸收的研究，我们发现LLCC离我们的距离在11.3秒差距到24.3秒差距之间，这使它成为已知的离我们最近的冷中性介质云，并且在当地空腔的边界之内。在21厘米HI线的云的观测表明，LLCC是非常冷的，温度范围从15 K到30 K，是最适合由两个碰撞组件组成的模型。该云团伴随着100微米的热尘埃排放，表明尘气比略低，为48 x 10^-22兆焦耳·年·sr^-1厘米^2。我们发现，LLCC是太远了，附近的复杂的本地星际云之间的碰撞产生的，但小的相对速度表明，LLCC在某种程度上与这些云。我们使用LLCC在1/4 keV X射线中进行遮蔽实验，使我们能够区分所观察到的软X射线背景的不同可能来源。我们发现，一个本地的热泡模型不能单独考虑低纬度软X射线背景，但各向同性发射太阳风电荷交换没有重现我们的数据。在一个组合的本地热泡和太阳风电荷交换的情况下，我们排除了从本地热泡发射1/4千电子伏发射率大于1.1斯诺登/ pc在3西格玛，4倍低于以前的估计。这一结果极大地改变了我们对本地星际介质的看法。
2011-04-27 astro-ph.GA
Infrared dust bubble CS51 and its interaction with the surrounding interstellar medium
本文对南方红外尘埃泡CS51进行了多波长观测。我们探测相关的电离、冷尘埃、分子和恒星成分。无线电连续辐射映射在610和1300兆赫，使用巨型米波射电望远镜，印度，揭示了存在的三个紧凑的发射组件（A，B和C）除了大规模的扩散发射内的气泡内部。射电谱指数图显示热辐射和非热辐射成分共存。使用Herschel PACS和SPIRE数据对热尘埃发射进行修改黑体拟合，以生成尘埃温度和柱密度图。我们发现了与CS 51相关的五个尘埃团，其质量和半径分别在810 - 4600 M{ \sun }和1.0 - 1.9 pc范围内。我们进一步构建了周围冷尘埃的柱密度概率分布函数，显示了来自大质量恒星的电离反馈的影响。估计的动力学和破碎的时间尺度表明收集和崩溃机制的可能性在发挥泡沫边界。从MALT 90调查的分子线发射是用来了解两个团块的性质，其中显示CS51的扩展签名。
2017-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization-Gasdynamic Simulations of Wind-Blown Nebulae around Massive Stars
使用的代码，采用了自洽的方法计算光电离对拱星气体动力学的影响，我们模拟风驱动的大质量恒星周围的星云的形成。我们考虑到恒星性质的变化和质量损失超过恒星的演变。我们的模拟显示了各种属性，如密度和电离分数，在恒星的整个演化过程中如何变化。多维模拟揭示了强电离锋不稳定性的存在下，在主序星阶段，类似于银河系电离锋。界面处的流体动力学不稳定性导致细丝和团块的形成，这些细丝和团块不断地被剥离并与低密度内部混合。尽管风开始时完全是径向的，但球对称很快就被破坏了，激波区域明显是不对称的。模拟表明，重要的是要包括来自恒星的光致电离光子的影响，不包括这一点的模拟可能无法再现观测到的大质量恒星周围风吹气泡的密度分布和电离结构。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wavelength dependence of interstellar polarization in the Local Hot Bubble
在离太阳最近的星际介质（ISM）中，尘埃的性质知之甚少，因为靠近恒星的尘埃柱密度很低，几乎不会引起测光变红，使得尘埃颗粒很大程度上无法检测到。恒星偏振测量提供了一种推导这种漫射材料性质的途径。在这里，我们提出了多波长孔径偏振测量的七个明亮的恒星选择探测星际偏振的边缘附近的局部热泡（LHB）-一个相对低密度的星际气体和尘埃的非晶区域，从太阳延伸~70-150 pc。这些测量是使用3.9米英澳望远镜上的高精度偏振仪（HIPPI）进行的。HIPPI是一种孔径恒星偏振计，经证实灵敏度为百万分之4.3。在观测到的恒星中，有两颗恒星的偏振程度比其他恒星大得多;它们的最大偏振波长（$λ_{max}$）约为550 $\pm$ 20 nm --与LHB以外的恒星相似--我们得出结论，它们位于LHB的壁中。其余五颗恒星的偏振度在70到160 ppm之间，其中四颗的$λ_{max}$更蓝，约为350 $\pm$ 50 nm。较蓝的$λ_{max}$值可能表明在Loop I超级气泡演化过程中受到冲击的颗粒。另一颗恒星HD 4150并不能很好地符合瑟可夫斯基曲线，可能是内在偏振的。
2018-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation measure synthesis at the 2 m wavelength of the FAN region: Unveiling screens and bubbles
通过对韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在l= 137度，b=+7度的FAN区2 m波段观测的旋转测度综合（RM综合），给出了电离星际介质的结构形态。我们解释了扩散偏振同步辐射的相干结构的星际介质和星际磁场的属性。首次将互相关方法应用于法拉第深度空间极化结构的识别和表征。有关介质的补充信息来自H $α$发射、附近恒星的性质和光学偏振星光测量。三种形态模式被识别，显示从度到光束大小的尺度上的结构。在低法拉第深度值，低梯度的成像领域被检测到，几乎与银河系平面对齐。法拉第深度空间中偏振结构的功率谱提供了湍流的证据。法拉第深度空间中的符号反转表示磁场分量沿视线的反转，从朝向观察者和附近到远离更大距离处的观察者。到附近的延伸组件的距离估计小于100 pc，这表明该结构对应于局部气泡壁。对于圆分量，讨论了各种物理解释。最有可能的解释是，这个圆形的部分似乎是附近（大约200 pc远）一个残留的斯特罗姆格伦球的存在，它与一颗古老的身份不明的白矮星有关，并在低密度环境中膨胀。
2012-10-26 astro-ph.GA
Ionization Sources of the Local Interstellar Clouds: Two B-stars, Three White Dwarfs, and the Local Hot Bubble
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
研究指出本地星际云的极紫外电离源包括两颗B型星、三颗热矮星及本地热泡，更新了β CMa参数，发现两星曾近距太阳且电离通量更高，其辐射在相关空腔留下高电离气体尾迹。
2025-11-12 astro-ph.GA
A bathtub model for the star-forming interstellar medium
形成恒星的星际介质的浴缸模型是基于一个强大的约束，即当气体流过其不同的热和密度阶段时，质量必须守恒，最终形成一颗年轻的恒星或被恒星反馈吹走。它预测分子云的恒星形成速率不是由云的质量或其内部坍缩时间尺度决定的，而是由新气体的吸积速率决定的。对于最简单的恒定吸积流的情况，很快就会达到平衡态，此时恒星形成速率等于吸积速率，稠密气体质量恒定且与时间无关。另一方面，年轻星团的质量随时间线性增加。因此，恒星质量分数代表了一个敏感的时钟来测量恒星形成区域的年龄。浴缸模型预测，恒星形成的效率很小，只有1%，即使在分子云的致密的非连续相。它提供了一个简单的解释致密的气体分数为10%的分子云和大的气体耗尽的时间尺度的恒星形成星系的订单$5 \times 10^8 - 10^9$ yrs。
2017-09-13 astro-ph.GA
Thermal emission from bow shocks I: 2D Hydrodynamic Models of the Bubble Nebula
气泡星云（或NGC 7635）是一个秒差距尺度的看似球形的风吹气泡，围绕着相对未演化的O型恒星BD+60 $^\circ$ 2522。小的星云动力学年龄和显著的恒星空间速度表明，气泡星云可能是一个弓形激波。我们已经运行了2D流体动力学模拟，模拟中央恒星风与星际介质（ISM）的相互作用。这些模型涵盖了一系列可能的ISM数密度为$n=50-200 {\rm cm}^{-3}$和恒星速度为$v_{\star}=20-40$ km s $^{-1}$。合成H $α$和24 $μ$ m发射图预测相同的表观球形气泡形状与定量性质类似的观测。合成图还预测了一个与观测结果相似的最大亮度，并同意最大亮度位于弓形激波的顶点。最佳匹配模拟将$v_{\star}\approx20$ km s $^{-1}$转换为具有$n\sim100 {\rm cm}^{-3}$的ISM，相对于视线成60 ° $^\circ$。软（$0.3-2$ keV）和硬（$2-10$ keV）X射线辐射的合成图显示，最亮的区域是在恒星后面的尾流中，而不是在弓形激波本身。未被吸收的软X射线具有亮度$\sim10^{32}-10^{33}$ erg s $^{-1}$。硬X射线是微弱的，亮度$\sim 10^{30} - 10^{31}$ erg s $^{-1}$，可能太微弱，目前的X射线仪器成功地观察。我们的研究结果表明，O型星在…
2019-03-13 astro-ph.GA
Thermal and nonthermal dust sputtering in hydrodynamical simulations of the multiphase interstellar medium
我们使用三维流体动力学模拟研究了超新星（SN）冲击中星际尘埃通过溅射的破坏。一个新的数值框架，我们遵循溅射和尘埃动力学直接碰撞，等离子体阻力和电子感应加速器加速。不包括颗粒之间的碰撞，并且假设粒度分布是固定的。每个SN销毁的粉尘量是量化的环境密度和拟合公式的范围很广。集成的晶粒尺寸分布，非热（惯性）溅射占主导地位的热溅射典型的环境密度。我们提出的第一个模拟，明确遵循尘埃溅射在湍流多相星际介质。我们发现，尘埃破坏的时间尺度$τ$是0.35 Gyr的硅酸盐尘埃和0.44 Gyr的碳尘埃在太阳附近的条件。SN环境对$τ$有重要影响。在预先存在的气泡中发生的SNe破坏较少的灰尘，因为破坏受到冲击气体中灰尘数量的限制。这使得$τ$比基于单个SN爆炸结果的估计长约2.5倍。我们研究了尘气质量比（DGR）的演变，发现当尺度小于10 pc时，空间不均匀性为$\sim$ 14\%。它局部正相关的气体密度，但负相关的气体温度，即使在外部的气泡，由于不完全的气体混合。这导致填充暖气体的体积中的DGR比稠密云中的DGR低$\sim$ 30\%。
2019-05-29 astro-ph.GA
High-precision polarimetry of nearby stars (d<50 pc) Mapping the interstellar dust and magnetic field inside the Local Bubble
我们研究了在太阳附近（d< 50 pc）由磁场排列的星际尘埃产生的线偏振。我们还寻找从拱星过程的内在效应，特别是在偏振变化和波长依赖性方面。我们的目标是检测和映射尘埃云，这引起了统计上显着量的偏振的星光穿过云，并确定星际磁场方向的位置角所观察到的偏振。高精度宽带偏振观测是对光谱类别为F至G的361颗恒星进行的，星等范围为4-9，探测灵敏度为或优于10 E-5（0.001%）。在361颗恒星的总样本中，有115颗恒星具有统计学显著性（>3 sigma）偏振，178颗恒星具有> 2 sigma检测。基于这些数据的偏振图显示了类似于磁共振的偏振位置角的图案，这些图案与日光层的几何形状、附近云层的运动学和星际边界探测器（IBEX）带磁场有关。从长期的多重观测中，有18颗恒星在10 E-5水平上显示出内在的变化。这可以归因于拱星效应（例如，碎片盘和色球层活动）。恒星HD 101805表现出一种特殊的波长依赖性，表明散射粒子的尺寸分布不同于典型的星际介质。
2020-02-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Spatial Variations of the Interstellar Polarization and Interstellar Extinction
对于超过5000颗恒星，从依巴谷和盖亚DR 1第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS），第谷-2测光，星际偏振从八个目录和星际消光从八个三维地图的最大的最新比较偏振和消光。消光图给出了不同的估计消光和偏振效率的偏振分为消光$P/A_V$以及偏振效率高于Serkowski $P/A_V>0.03$的限制的恒星的百分比。利用依巴谷星群，我们发现大约200颗恒星（4%，主要是OB星）的亮度下降到高于我们使用任何灭绝图时的极限。然而，使用更精确的TGAS松弛将它们减少到只有17颗星（0.3%）。在距离太阳80 pc以内的局域泡内，偏振和消光可以忽略不计。在距太阳80- 118秒差距处的巨大气泡壳层中，偏振和消光随距离迅速增长，而偏振的位置角主要沿气泡壳层取向。在气泡外，偏振和消光随距离的增加而缓慢增长。此外，在太阳半径80- 300秒差距内，还观测到一个由一些尘埃云（包括著名的Markkanen云）组成的圆盘，如Schlegel等人的红化图所示。在这个圆盘中，偏振的位置角最好沿圆盘的平面定向。对于大于300 pc的区域，偏振的位置角优选地沿着局部螺旋臂（即Y坐标轴）取向。在古尔德带尘埃层中的偏振及其效率比赤道尘埃层中的低。这可能意味着这两层中灰尘的性质不同。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsar Scintillation through Thick and Thin: Bow Shocks, Bubbles, and the Broader Interstellar Medium
本研究利用FAST对八颗脉冲星进行观测，揭示了多样化的闪烁弧特征，结合连续谱图构建了局部星际介质中散射介质的三维视图。
2023-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Energy conservation in the thin layer approximation: VI. Bubbles and super-bubbles
在薄层近似的框架下，我们对两种类型的星际介质（ISM）建立了能量守恒模型。特别是，我们分析了ISM中存在的自引力和高斯ISM产生的不对称性的推进壳。模拟的天体物理目标是费米泡、局域泡和W4超泡。图像的理论被应用到梨形曲线，它允许导出一些解析公式的情况下，光学薄介质中观察到的强度。
2021-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Periodic interstellar scintillation variations of PSRs~J0613$-$0200 and J0636+5128 associated with the Local Bubble shell
本研究利用EPTA观测和贝叶斯MCMC建模两颗脉冲星的周年及轨道闪烁变化，测定各向异性散射屏参数，并将其归因于本地泡壳层。
2023-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Magnetised Stellar-Wind Bubbles
最初的结果是从三维MHD模拟的星风气泡周围的O星超音速移动通过ISM。我们描述的算法更新，使高分辨率的三维MHD模拟在合理的计算成本。我们应用这些方法模拟了在两种不同恒星磁场强度（10 G和100 G）下，以30 km/s速度运动的旋转大质量恒星在弥漫星际介质中的天体层。流中的功能进行了描述，并与日光层的类似模型进行了比较。受冲击的星际介质由于包含了与恒星运动方向不一致的磁场而变得不对称，并产生了可观察到的后果。当风的阿尔文马赫数为$\leq$ 10时，恒星的磁场开始影响风泡的结构，与恒星磁轴相关的特征在秒差距尺度上变得可见。展望了非热辐射的预测和测量。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Steady Wind-Blown Cavities within Infalling Rotating Envelopes: Application to the Broad Velocity Component in Young Protostars
在整个宇宙中，从形成的低质量恒星到超大质量黑洞，在广泛的吸积物体周围都观察到了风驱动的外流。我们研究了中央各向同性风和下落，旋转，信封之间的相互作用，确定在弱混合的假设下，在他们的界面处形成的稳态空腔形状。所得到的风吹空腔的形状是细长的和自相似的，其物理尺寸由风冲压压力和包封热压力之间的比率确定。我们计算的增长之间的冲击风和偏转包络线的温暖的湍流混合层，并计算由此产生的宽线剖面，假设的线性（Couette型）的速度分布在整个层。然后，我们测试我们的模型对温暖的广泛的速度分量在CO $J$ =16- 15中观察到的赫歇尔/HIFI在原恒星蛇主SMM 1。考虑到SMM 1周围尘埃包层的温度和密度的独立观测约束，我们发现它的所有观测特性都非常匹配（线轮廓，动量，温度）和SMM 1流出腔宽度，以获得物理上合理的参数集：风与下落质量通量之比$\simeq 4\%$，风速$v_{\rm w} \simeq 30$ km/s，CO和H的星际丰度$_2$，以及与实验室实验一致的湍流夹带效率。由此推断出的喷射率与盘吸积率之比$\simeq 6-20\%$与当前的盘风理论相一致。因此，该模型提供了一个新的框架，以协调适度的外流腔的宽度在原恒星与大的观测流速。由于自相似，它也适用于更广泛的天体物理背景。
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bow Shock and Local Bubble Plasma Unveiled by the Scintillating Millisecond Pulsar J0437$-$4715
研究利用 MeerKAT 对毫秒脉冲星 PSR J0437−4715 的闪烁弧带分析，发现25个星际等离子体结构，揭示脉冲星星风弓形激波几何及本地泡内湍流维持的亚 au 密度涨落。
2025-02-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
