\documentclass[UTF8]{csoarticle}


\newtheorem{theorem}{定理}
\newtheorem{lemma}{引理}
\renewcommand{\proofname}{证明}
\newcommand{\twco}{$\, ^{12}$CO}
\newcommand{\thco}{$\, ^{13}$CO}
% 如果为英文文章，可以使用下面的定义(去除行首的注释符号%)代替上述中文定义
% \newtheorem{theorem}{Theorem}
% \newtheorem{lemma}{Lemma}

\begin{document}

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% 1. 文章标头信息
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\titleCHN{超新星遗迹Kes 73的分子谱线分析}
\titleENG{The analyses of the spectra of the molecular environments of SNR G27.4+0.0 (Kes 73)}
\authorCHN{贺汀兰\affil{1,2}，陈阳\affil{1}}
\authorENG{HE Ting-Lan\affil{1,2}, CHEN Yang\affil{1}}
\affiliationCHN{
    \affil{1} 南京大学 天文与空间科学学院，南京210023 \\
    \affil{2} 北京师范大学 天文系，北京100875
}
\affiliationENG{
    \affil{1} School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Najing 210023 \\
    \affil{2} Department of Astronomy, Beijing Nonamal University, Beijing 100875
}
\abstractCHN{本文展示了超新星遗迹G27.4+0.0 (Kes 73)方向的分子云区域{\twco}和{\thco}来自KOSMA和PMOD的成图观测，并主要处理了这些数据。处理结果与Spitzer中红外，Chandra X射线等多波段图像进行形态学比较。最终确认了两个可能与超新星遗迹Kes 73成协的分子云，其本地静止标准速度分别为90 km/s和18 km/s。且结合VGPS的21cm HI的数据后，仍不能完全确定成协的分子云。}
\abstractENG{In this article, we present {\twco} and {\thco} mapping observations of SNR G27.4+0.0 (Kes 73) from KOSMA and PMOD,and mainly process these data. The morphologies of {\twco} and {\thco} are compared with the data from Spitzer mid-infrared, Chandra X-ray and VGPS neutral atomic gas (HI). It was found that two molecular clouds are possible associated with the SNR at the local standard of rest systemic velocity of 90 km/s and 18 km/s, respectively.}
\keywordCHN{天体物理、超新星遗迹、分子云、CO分子谱线}
\keywordENG{Astrophysics, Supernova Remnants, Molecular Clouds, Spectral lines of CO molecule}
\cateidCHN{P155.2}

\authorIntroduction{贺汀兰(1992-)，女，硕士研究生, 201421160002@mail.bnu.edu.cn。通信作者：陈阳(1965-)，男，教授，主要研究方向：星际介质物理。}
\fund{高等学校博士学科点专项科研基金(20120091110048)，国家自然科学基金(11233001)，973计划基金（2015CB857100)}

\maketitle


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% 2. 正文内容
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\section{引言}
核塌缩型超新星爆发往往离分子云不远，而爆发的大质量恒星就在这些分子云中诞生，这些大质量恒星在其短暂的生命周期中通过恒星星风和电离辐射使得分子云中出现空腔;在超新星爆发后，产生的激波常常会撞到空腔的壁上，从而出现超新星遗迹与分子云成协的现象。
根据目前观测到的银河系内已知或认为可能与分子云成协的超新星遗迹作为样本，已经得出六项判断超新星遗迹与分子云成协的观测证据\cite{Jiang2010}。

超新星遗迹Kes 73，在其他的命名方式中又被称为G27.4+0.0或4C-04.71。位于盾牌座(Sct)天区，大小约4角分，是壳层型超新星遗迹，其中心磁星为1E 1841-045。
遗迹Kes73的中心在银道坐标系中的坐标是银经$l=27.4^{\circ}$，银纬$b=0.0^{\circ}$；在赤道坐标系中的坐标是赤经 $18^h41^m19^s$，赤纬$-4^{\circ}56'00''$。
该遗迹在射电，红外，X射线等多个波段都具有较强的辐射。对该遗迹的距离已进行多次测定，2008年Tian和Leahy利用中性氢吸收的方法判断遗迹在切点以外并得到数值在7.5--9.8 kpc \cite{Tian2008}，与1992年Sanbonmatsu和Helfand得到的6--7.5 kpc \cite{SH1992}、1973年Willis得到的2.7 kpc \cite{Willis1973}有着很大的差别。

本文利用KOSMA和青海德令哈的{\twco}($J=2-1$) (230.5 GHz)、{\thco}($J=1-0$) (115.271 GHz)、{\thco}($J=1-0$) (110.201 GHz)谱线数据以及NVSS 1.4 GHz的射电数据、Spitzer 24$\mu$m红外数据、VGPS的HI数据、 chandra 0.3--10keV的X射线数据，研究了银道坐标$l=27.4, b=0.0$附近的分子云与超新星遗迹Kes73的相关物理性质，得到了一些新的结果。

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\section{观测数据及处理}
为了研究是否有分子云与Kes 73成协，我们选择了超新星遗迹所在天区(超新星遗迹中心银道坐标$l=27.4^{\circ}, b=0.0^{\circ}$，J2000.0；或赤道坐标ra $=18^h41^m19^s$, dec $=-04^{\circ}56'0''$，J2000.0)的
{\twco}($J=2-1$) (230.5 GHz)、{\twco}($J=1-0$) (115.271 GHz)、{\thco}($J=1-0$) (110.201 GHz)的观测数据。第一个数据是2010年1月利用瑞士的KOSMA观测得到的，后两个数据是2014年4月利用青海德令哈毫米波望远镜观测得到的。

我们使用IRAM和法国de Grenoble天文台联合开发的GILDAS软件包中的class (Continuum and Line Analysis Single-dish Software)作为对{\twco}($J=2-1$)、{\twco}($J=1-0$)和{\thco}($J=1-0$)的谱线预处理生成三维fits文件的平台。

处理KOSMA观测的{\twco}($J=2-1$) (230.5GHz)数据时，首先提取包含{\twco}($J=2-1$)的MRS 波段的数据。
第二步为了去除连续辐射及未减干净的地球大气的影响，对每一条谱线都减去基线；对大部分质量很好的谱线采用一次线性拟合得到基线，在少数基线起伏大的情况下，采用2阶到4阶多项式拟合基线，再减去。
第三步，对相同位置的谱线进行叠加。
第四步，修正主波束效率，对MRS波段最近一次的主波束效率测量值为2002年测量的0.68，将观测到的天线温度$T^{\ast}_A$(经天线后向
损耗和天线罩效率改正后的天线温度)乘上主波束效率就修正为谱线辐射温度
$T^{\ast}_R$(经天线前向散射和波束填充因子改正后的天线温度)。
由于原始数据是成图观测得到的，因此可以把每个位置的谱线强度信息和速度信息结合, 生成datacube，也就是三维fits文件，这也是处理KOSMA数据的最后一步；由于望远镜在观测230.5 GHz左右的数据分辨率为$130''$。
为了使图像能够完全采样，在生成fits文件时常采用分辨率一半大小作为图像每个像素点(pixel)的边长，因此设置每个像素点为$60''\times60''$，最后生成$19\times16\times460$的三维fits文件。
由于KOSMA观测时是使用赤道坐标系进行观测的，因此生成的fits文件前两维分别是赤经和赤纬，第三维为LSR速度(本地静止标准速度)，每个frame间的速度差为0.5 km/s。

使用class处理PMOD观测的{\twco}($J=1-0$) (115.271 GHz)和{\thco}($J=1-0$) (110.201 GHz)数据时，与处理KOSMA的数据类似，区别其一在于PMOD观测时采用的是银道坐标系，为了便于比较{\twco}($J=1-0$)和{\thco}($J=1-0$)的图，要在减去基 线后将每条谱线所在位置的坐标都设置为赤道坐标；
其二，在生成datacube的过程中，PMOD的分辨率是$52''$，本应该将每个像素点的边长设为$ 30''\times30''$， 同样是为了便于与KOSMA的数据进行比较，只能牺牲分辨率，将每个像素点的大小设置成与KOSMA数据一致的$60''\times60''$，最后生成$ 91\times91\times16384$的三维fits文件。由于进行了坐标系转换，因此生成的fits文件前两维分别是赤经和赤纬，第三维为LSR速度，每个frame间的速度差为 0.159 km/s。

\begin{figure}
\centering
\includegraphics[width=7.0cm]{f1.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f2.png}
\caption{LSR速度在90 km/s (左)和18 km/s (右)处{\twco}($J=2-1$)与Kes 73射电Contour图(绿色)叠加。
}
\label{fig:morph}
\end{figure}



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\section{结果和分析}


通过成像的形态学对比结合遗迹区域的平均谱线可初步得到可能与遗迹Kes 73成协的分子云的LSR速度。经对比，发现LSR速度在90 km/s和18 km/s位置附近存在成协的可能，因此，需要对初步得到的结果进行进一步分析。形态学成像如图\ref{fig:morph} 所示。%，谱线如图\ref{fig:12co}所示。
%\begin{figure}
%\centering
%\includegraphics[width=8.0cm]{f3.png}
%\caption{{\twco}($J=2-1$)在遗迹区域box average平均后得到的谱线图。
%}
%\label{fig:12co}
%\end{figure}

\subsection{不同速度段的比值{$R_{21/10}=\,^{12}$}${\rm CO}(J=2-1)/(J=1-0)$图}

\begin{figure}[!htp]
\centering
\includegraphics[width=9.5cm, trim=0 0 0 45, clip=true]{f4.png}
\caption{分子云区域(遗迹西侧$4\times6$ pixels)的平均谱线图，其中红色的是{\thco}($J=1-0$)的谱线，黑色的是{\twco}($J=1-0$)的谱线。
}
\label{fig:1213co}
\end{figure}
\begin{figure}
\centering
\includegraphics[width=7.0cm]{f5.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f6.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f7.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f8.png}
\caption{LSR速度87.5--89.5 km/s (左上)、11--17 km/s (右上)、19--22 km/s (左下)、23.5--24 km/s (右下)的{\twco}($J=2-1$)/($J=1-0$)比值图与Kes 73射电Contour图(绿色)叠加。
}
\label{fig:R2110}
\end{figure}
从图\ref{fig:1213co} 中通过比较同一区域光学厚的{\twco}的谱线与光学薄的{\thco}谱线，可以大致确定90 km/s的左翼在87.5--89.5 km/s，90 km/s 右翼含有其他成分，这里不好分离，因此暂不做研究；18 km/s的左翼在11--17 km/s，18 km/s右翼在19--22km/s，在右翼的右侧22.5--24 km/s的范围{\twco}的谱线有疑似展宽的结构，因此也对这一速度段积分求$R_{21/10}$。

由于{\twco}是光学厚的，理论上对于分子云所在的环境，激发温度$T_{ex}$一般在10 K左右，$R_{21/10}$的值应该在0.8以下\cite{Sun2003}。而对于受到激波影响的{\twco}，在线翼有展宽，是光学薄的，因此$R_{21/10}$的值会出现接近1或大于1的情况。这也正是判断 分子云是否与超新星遗迹作用的判据\cite{Jiang2010,Sun2003}。
可以看到图\ref{fig:R2110} 左上中遗迹西北部有大于1的比值，且这些点与Kes 73遗迹的射电壳层形状在形态学上有对应，符合判据中的较高激发能级跃迁线与较低激发能级跃迁线之间具有高的强度比值(如{\twco}($J=2-1$)/($J=1-0$)超过或接近1这一条。
说明这一区域的分子云可能受到遗迹的激波影响，因此这一比值支持了90 km/s是成协的速度。图\ref{fig:R2110} 右下中中遗迹西部有大于 1 的比值，这些点与Kes 73遗迹的射电壳层形状在形态学上对应很好，且是连续变化的。这支持了18 km/s也是成协速度。剩下的两个速度段没有超过1的比值。



\subsection{谱线展宽}
因为{\twco}是光学厚的，而{\thco}是光学薄的，可以认为{\thco}($J=1-0$)的发射来自分子云更深处，即不受扰动的分子云，因此可以通过把同一区域的两种分子的平均谱线画在同一图中，观察{\twco}($J=1-0$)的谱线相对于{\thco}($J=1-0$)谱线的变化来寻找受扰动的{\twco}由于遗迹激波的作用等因素产生的线翼展宽。
前一部分已从图\ref{fig:1213co} 中初步看出22.5--24km/s的范围{\twco}的谱线有疑似展宽的结构，为了进一步确定该展宽是由分子云与遗迹激波作用产生而非分子云自身的展宽，现在分别取如图\ref{fig:co2} 中所示分子云与遗迹射电壳层重叠的实线区域和遗迹外的分子云的虚线区域，分别求平均谱线。

从图\ref{fig:broad} 左中可以看出在分子云与遗迹射电壳层重叠区域的22--24km/s范围内{\twco}($J=1-0$)的谱线有展宽的构造，而相应LSR速度的{\thco}($J=1-0$)谱线无展宽，这里可认为这个速度的分子云外层受到了扰动，表现为光学厚的{\twco}谱线产生了展宽。对比图\ref{fig:broad} 右，在遗迹外的分子云区域的同一速度段{\twco}($J=1-0$)的谱线就没有展宽的构造，所以认为光学厚的{\twco}($J=1-0$)在此区域没有受到扰动。
因此可以认为这个以展宽形式展现的扰动很可能是遗迹的激波与分子云相互作用而产生。这满足遗迹与分子云相互作用的判据：分子(如CO、HCO+、CS等)谱线具有偏离高斯分布的展宽或两翼不对称的轮廓\cite{Jiang2010}。在90 km/s的左翼没有明显的展宽。
\begin{figure}[!htp]
\centering
\includegraphics[width=8.0cm]{f9.png}
\caption{12CO(J=1-0)在23km/s的图像与kes73射电Contour图(绿色)叠加。
}
\label{fig:co2}
\end{figure}
%%
\begin{figure}[!htp]
\centering
\includegraphics[width=7.0cm]{f10.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f11.png}
\caption{图\ref{fig:co2} 中实线区域$7\times3$pixels (左)和虚线区域$3\times2$pixels (右)的平均谱线图，其中蓝色的是{\thco}($J=1-0$)的谱线，黑色的是{\twco}($J=1-0$)的谱线。
}
\label{fig:broad}
\end{figure}
%%


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\subsection{多波段图像对比}

超新星遗迹中的各个波段辐射根据激发机制的不同呈现出不同的形态。当激波作用于不同密度不同物理状态的星际介质，会有不同类型的发射占据主导地位。总的来说，24 $\mu$m波段主要是尘埃辐射，遗迹激波加热周围尘埃，故可以显示遗迹的轮廓；
而X射线波段显示的是激波加热气体产生的辐射和电子的轫致辐射，谱线可用两个热谱进行拟合\cite{Kumar2014}，可以看到遗迹中心的磁星AXP 1E 1841-045的辐射。这里选择这两个波段的图与示踪分子云形态的{\twco}($J=1-0$)的图叠加，从多波段来进行形态学对比。

利用DS9画了多波段的三色图，其中红色的是spitzer 24 $\mu$m射电连续谱，蓝色的是Chandra X射线望远镜0.3-10keV的图像，绿色的是 PMOD 115 GHz的{\twco}($J=1-0$)的图像。三者分别在分子云的{\twco}($J=1-0$)LSR速度为90 km/s和18 km/s的叠加如图\ref{fig:multi}所示。从图可以看出分子云在这两个速度段都与遗迹的壳层有着形态学的对应。
\begin{figure}[htp]
\centering
\includegraphics[width=7.0cm]{f12.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f13.png}
\caption{在LSR速度为90 km/s (左)和18 km/s (右)处的多波段叠加图。红色：spitzer 24 $\mu$m，蓝色：Chandra X射线望远镜0.3-10keV，绿色：{\twco}($J=1-0$)。
}
\label{fig:multi}
\end{figure}

\subsection{与CO谱线对应的HI空腔}
在前文中通过三条判据已确定与超新星遗迹Kes 73成协的分子云的LSR速度在90 km/s或18 km/s，但是在得到VGPS观测的21cm HI的数据后，观察90 km/s附近和18 km/s附近的图像，寻找形态学上的对应。发现在95 km/s和24.1 km/s处分别存在一个与超新星遗迹Kes 73壳层形状相对应的HI空洞，如图\ref{fig:hi} 所示，这两个HI的速度分别对应90 km/s的{\twco}($J=1-0$)发射线的右翼和18 km/s的{\twco}($J=1-0$)发射线的右翼。
在这两个速度上遗迹区域内无中性氢发射，这与遗迹范围内的氢原子大多被电离这一情形相对应，且分子气体与原子气体之间的速度对应上存在3--5 km/s的偏差也在合理的范围之内，因此在可能成协的速度附近找到HI空腔可以支持在这一速度成协。但是在两个可能成协的速度附近都观测到了HI空腔，因此无法单独利用此证据进行判定。

\begin{figure}
\centering
\includegraphics[width=7.0cm]{f14.png}
\includegraphics[width=7.0cm]{f15.png}
\caption{在速度为95 km/s (左)和24.1 km/s (右)处分别存在与超新星遗迹Kes 73壳层形状相对应的HI空洞
}
\label{fig:hi}
\end{figure}





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\section{讨论与总结}
本文展示了超新星遗迹Kes~73附近的CO谱线观测，数据来自KOSMA和PMOD，通过对CO谱线的处理，与其他波段数据进行比对，发现LSR速度在90 km/s和18 km/s位置附近都存在成协的可能。
在这两个速度段，都有支持成协的证据，但现有数据并不能完全确定与哪块分子云成协。两个成协速度证据总结如下，\\
{ 支持在LSR速度为90 km/s成协的证据：} 
\begin{itemize}
  \item[1] 此速度的分子云与遗迹Kes 73的壳层形状有形态学对应；
  \item[2] 在95 km/s处存在与遗迹结构对应的21cm HI的空洞；
  \item[3] 左翼87.5--89.5 km/s速度范围内的{\twco}($J=2-1$)/($J=1-0$)比值接近1，遗迹西北侧存在超过1的比值。
\end{itemize}
{ 支持在LSR速度为18 km/s成协的证据：} 
\begin{itemize}
  \item[1] 此速度的分子云不仅与遗迹壳层有形态学对应，与遗迹内部结构也有形态学对应；
  \item[2] 在24.1 km/s处存在与遗迹结构对应的21cm HI的空洞；
  \item[3] 在谱线的右翼22--24km/s有偏离高斯分布的展宽;
  \item[4] 右翼23.5--km/s速度范围内的{\twco}($J=2-1$)/($J=1-0$)比值接近1，遗迹西侧有超过1的比值。
\end{itemize}
%\section*{致谢(可选)}



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% 3. 参考文献
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\begin{thebibliography}{2} % 这里的2是指参考文献总数目，需要根据实际情况进行修改
\bibitem{Jiang2010} B. Jiang, Y. Chen, J. Wang, Y. Su, X. Zhou, S. Safi-Harb and T. Delaney, The Astrophysical Journal, vol. 712, pp. 1147-1156, 2010.

\bibitem{Tian2008}  W.~W. Tian, \&  D.~A. Leahy, The Astrophysical Journal, vol. 677, pp. 292-296, 2008.

\bibitem{SH1992}  K.~Y. Sanbonmatsu, \&  D.~J. Helfand,\ Astronomical Journal, vol., 104, pp. 2189, 1992.

\bibitem{Willis1973}  A.~G. Willis, Astronomy \& Astronphysics, vol. 26, pp. 237, 1973. 

\bibitem{Sun2003} 孙锦, 李守中, 分子天体物理学基础, 北京: 北京师范大学出版社, 2003.

\bibitem{Kumar2014}  H.~S. Kumar,  S. Safi-Harb,  P.~O. Slane, \&  E.~V. Gotthelf, The Astrophysical Journal, vol. 781, pp. 41-54, 2014. 

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\end{thebibliography}

\end{document}
