Narrow Band Chandra X-ray Analysis of Supernova Remnant 3C391
利用Chandra ACIS观测数据，给出了热复合超新星遗迹（SNR）3C391的Mg、Si和S元素X射线发射线的窄带和等效宽度（EW）图像。这些EW图像揭示了残留物中金属物质Mg、Si和S的发射的空间分布。它们具有类似于宽波段漫发射的团簇结构，表明它们主要起源于星际。我们发现了一个有趣的手指状特征，突出在遗迹的西南射电边界之外，这与著名的SNR Cas A中发现的喷流状Si结构有点相似。这个特征可能是喷射物的碎片，这意味着一个大质量祖星的不对称超新星爆炸。
2005-05-02 astro-ph
Highly Clumpy Structure of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391 Unveiled by Chandra
在“热复合”超新星遗迹中看到的内部热X射线发射的性质仍然不确定。钱德拉对3C 391的观测显示了东南-西北方向的拉长形态，并揭示了残骸的高度聚集结构。详细的空间分辨光谱分析的小规模功能揭示了正常的金属丰度和均匀的温度为内部气体。热气体的性质比较有利于云蒸发模型作为"热复合”X射线外观的主要机制，尽管辐射边缘和热传导也可能是有效的。在西南射电边界外的Si和S线上发现一个微弱的突起。
2005-05-02 astro-ph
Chandra reveals a black-hole X-ray binary within the ultraluminous supernova remnant MF 16
我们目前的证据，根据钱德拉ACIS-S观测附近的螺旋星系NGC 6946，额外的X射线光度的MF 16超新星遗迹实际上是产生在一个黑洞X射线二进制。这一结论是从X射线源的点状性质得出的，它的X射线光谱非常类似于其他被认为是黑洞X射线双星系统的超亮X射线源的光谱，以及从源中检测到快速硬X射线变化。我们简要地讨论了硬X射线变化的性质，并根据这一鉴定的极端无线电和光学光度的MF 16的起源。
2003-04-01 astro-ph
A Preliminary Chandra X-ray Spectroscopy of the Supernova Remnant N132D
本文介绍了对大麦云星云中一个年轻的壳状超新星遗迹N132 D进行钱德拉X射线研究的初步结果。提供了O、Ne、Mg、Si和S发射的等效宽度图。空间分辨光谱分析的小尺度区域进行了尝试。内部的X射线谱可用单热模型描述。暗的内部区域比亮的内部区域具有更低的密度和更高的温度（超过1keV）。沿壳层方向的X射线谱可以用双vpshock模型或vpshock +幂律模型进行唯象拟合。如果非热分量为真，则N132 D将被列为另一个X射线同步加速器SNR。
2007-03-29 astro-ph
Chandra Observations of the Eastern Limb of the Vela Supernova Remnant
我们目前的结果，从两个钱德拉/ACIS观测所谓的船帆座''子弹D ''地区的船帆座超新星遗迹的东翼。子弹D区域是一个明亮的X射线特征，由Aschenbach等人（1995年）从ROSAT全天巡天中确定，突出于残骸东侧的爆炸波之外。有人认为，这一特征是超新星喷出物的碎片，它刚刚超出了主爆炸波的位置。另一种解释是，该特征是激波的“爆发”，其中环境介质中的不均匀性导致激波是非球形的。钱德拉的图像显示了这个区域内的碎片状的形态。钱德拉光谱显示出O、Ne和Mg的强发射线。平衡电离模型表明，O和Ne丰度显着增强相比，太阳值。然而，非平衡电离模型可以拟合的数据与太阳O丰度和Ne丰度增强只有两个因素。Chandra数据更符合冲击爆发假说，尽管它们不能排除喷出物碎片假说。
2001-12-12 astro-ph
Chandra observations of PSR B1509-58 and Supernova Remnant G320.4-1.2
年轻而充满活力的脉冲星B1509-58为一个明亮的X射线同步加速器星云提供动力，该星云嵌在不寻常的超新星遗迹G320.4-1.2中。我们目前的钱德拉X射线天文台，它显示了一个异常复杂的源，该系统的观测。星云主要由明亮的准直特征，我们解释为一个相对论性喷流沿脉冲星自旋轴方向。在脉冲星附近可以看到几个紧密的结。虽然这些特征中有许多与蟹状星云脉冲星周围的特征相似，但PSR B 1509 -58周围的星云显示出重要的差异，这可能是后者的低星云磁场和低密度环境的结果。
2001-11-30 astro-ph
Revealing the obscured supernova remnant Kes 32 with Chandra
我在这里报告的分析和解释的钱德拉观测超新星遗迹Kes 32。Kes 32在X射线中相当弱，这是因为它有很大的星际吸收，其吸收率约为4 E22 cm^-2，比之前报道的要大。光谱分析表明，该天体的电离年龄非常年轻，n_et ~ 4 E9 cm^-3 s，温度kT_e ~ 1 keV。X射线发射的峰值半径比无线电中的小。低电离年龄表明Kes 32是一个年轻的遗迹。然而，年轻的年龄与相对较大的表观尺寸相矛盾，这表明年龄为几千年，而不是几百年。这个问题的讨论与Kes 32的未知距离和它可能与诺玛银河臂。
2003-12-12 astro-ph
A Cr-K emission line survey in young supernova remnants with Chandra
我们进行了一个年轻的超新星遗迹（SNRs）的钱德拉档案数据的铬-钾发射线调查。我们的样本包括W 49 B，Cas A，Tycho和Kepler。我们在W 49 B中证实了Cr线的存在，并在其他三个SNR中发现了这条发射线。给出了Cr线的线中心能量、等效宽度和通量。Cas A中的Cr处于高电离态，而Tycho和Kepler中的Cr处于低电离态。我们发现Cr和Fe的线中心能量之间有很好的正相关性，这表明Cr和Fe在核合成中有共同的起源，这与理论预测是一致的。我们建议，EW之间的Cr和Fe的比例可以作为一个补充约束的祖细胞的性能和爆炸机制。
2008-10-26 astro-ph
Chandra LETG Observations of Supernova Remnant 1987A
我们讨论了超新星遗迹1987 A（SNR 1987 A）的深钱德拉LETG观测结果。我们发现，冲击波的分布，跨越相同的速度范围（从300到1700公里/秒），在我们的分析的第一部分（Zhekov等人，2005年，ApJL，628，L127），可以解释这个对象的整个X射线光谱。冲击后的温度分布是双峰，峰值在kT 0.5和3 keV。从X射线光谱推断出的丰度值与内部环星环的丰度值相似，只是氮和氧的丰度比从光学/紫外光谱推断出的丰度低大约两倍。自1999年以来，X射线发射等离子体的速度已经下降，这显然是因为爆炸波已经进入了内部环的主体。
2006-03-13 astro-ph
Chandra Detection of the X-ray counterpart of the High-magnetic field Radio Pulsar J1119-6127 in the Supernova Remnant G292.2-0.5
我们报告了钱德拉高级CCD成像光谱仪探测到与超新星遗迹G292.2-0.5相关的高磁场、~1600年历史、407 ms射电脉冲星J1119-6127的X射线对应物。钱德拉强大的成像能力还首次揭示了一个能量超过1.2 keV的3“x6”脉冲星风星云（PWN）。脉冲星及其伴生星云的X射线辐射可用光子指数为2.2（1.9-2.8）的吸收幂律模型来描述。相应的0.5-10 keV未吸收X射线光度为5.5（2.2-15.5）x10^32尔格/秒（在6千秒差距时）。当与其他两个具有类似自旋和磁性的类星体相比时，J1119-6127在将旋转动能转化为X射线发射方面的效率最低。这项研究表明，高磁场射电天体可以是重要的X射线发射体，需要钱德拉来研究射电天体和相关的微弱PWNe的发射特性。
2003-05-26 astro-ph
The Discovery of a Spatially-Resolved Supernova Remnant in M31 with Chandra
钱德拉天文台对M31的观测首次获得了外部螺旋星系中超新星遗迹（SNR）的空间分辨X射线图像。CXOM 31 J004327.7+411829是一个稍微细长的环形物体，直径约为11“（42 pc）。此外，X射线图像暗示SNR的化学成分是空间依赖性的。SNR的X射线谱可以很好地用Raymond-Smith模型或非平衡电离模型拟合。根据光谱模型，0.3-7 keV的光度在3.2x10^36 erg/s和4.5x10^37 erg/s之间。信噪比的年龄估计为3210-22300年，周围气体的数密度约为0.003-0.3 cm^-3。这表明SNR周围的局部星际介质较低。
2002-10-17 astro-ph
Supernova Remnant 1987A: The Latest Report from the Chandra X-Ray Observatory
我们继续监测超新星遗迹（SNR）1987 A与{ \it钱德拉X射线天文台}。截至2004年1月，除了明亮的东部环外，西北和西南部的明亮X射线斑点现在也很明显。自2002年12月以来，整个X射线谱可以用电子温度为$\sim$ 2.1 keV的平面激波来描述。现在的软X射线通量为8 $\times$ 10 $^{-13}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$，比四年前高出约五倍。该通量增加率与我们基于H{ \small II}区域和内环之间的SNR半径的指数密度分布的预测一致。我们仍然没有中心点源的直接证据，并在3 $-$ 10 keV波段X射线光度上设置了$L_X$ = 1.3 $\times$ 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的上限。
2005-01-25 astro-ph
The X-ray Afterglows of GRB 020813 and GRB 021004 with Chandra HETGS: Possible Evidence for a Supernova Prior to GRB 020813
我们报告的检测发射线附近的1.3千电子伏，我们与蓝移的氢类硫（S XVI），在76.8千秒钱德拉HETGS光谱的余辉GRB 020813。在3.3 sigma显著性下检测到该线。我们还发现了边缘的证据，可能是由于氢类硅（硅十四）具有相同的蓝移线。没有检测到来自Fe的线，尽管可能存在非常低显著性的Ni特征。热模型充分拟合数据，但反射模型可能提供更好的拟合。有边缘的证据表明，S XVI线的等效宽度随着爆发的减弱而减小。我们从这些结果中推断，超新星可能发生在GRB之前>~ 2个月。在GRB 021004余辉的Chandra HETGS光谱中，我们没有发现离散或可变的光谱特征。
2003-07-22 astro-ph
A Chandra/ACIS Study of 30 Doradus I. Superbubbles and Supernova Remnants
利用钱德拉X射线天文台先进CCD成像光谱仪获得的高空间分辨率X射线图像和空间分辨光谱，我们对大麦云星云中30个剑鱼座恒星形成复合体的漫射发射进行了X射线旅行。剑鱼座30星云的主要X射线特征是由相互作用的恒星风和超新星产生的复杂的漫射发射网络，它们共同创造了充满热等离子体的巨大超级气泡。我们绘制了该区域的地图，显示了等离子体温度（T = 3--9百万度）、吸收（N_H = 1--6 × 10^{21} cm^{-2}）和吸收校正后的X射线表面亮度（S_X = 3--126 × 10^{31}尔格·秒/秒^{-1}/秒^{-2}）的变化。增强图像显示了复合超新星遗迹N157 B中的脉冲星风星云，钱德拉数据显示了N157 B核心的非热同步辐射到其外部区域的热等离子体的光谱演化。在另一篇论文中，我们展示了R136，中央大质量星团，在角秒水平上被分解成近100个X射线源。通过对剑鱼座30的X射线研究，可以揭示这样一个大质量星团的完整生命周期。
2006-01-05 astro-ph
A Deep Chandra Observation of Kepler's Supernova Remnant: A Type Ia Event with Circumstellar Interaction
我们目前的初步结果750 KS钱德拉观测的残余开普勒的超新星AD 1604。铁发射的强度和显著性，加上缺乏富氧的喷出物，表明开普勒是由热核超新星造成的，尽管星周相互作用的证据也很强。我们分析了100多个小区域的光谱，发现它们分为三类。(1)绝大多数显示Fe L发射0.7和1千电子伏之间和Si和S K α发射，我们将这些与冲击喷出物。其中一些是在或超过平均爆炸波半径。(2)极少数地区显示太阳O/Fe丰度比，这些我们与冲击拱星介质（CSM）。否则，O是稀缺的。(3)有几个区域主要是连续辐射，可能是同步辐射。最后，我们没有发现中心点源，其极限比Cas A中的中心物体暗约100倍。冲击波与CSM相互作用的证据可能表明更大质量的前身中的Ia爆炸。
2007-08-29 astro-ph
Chandra and ASCA X-ray Observations of the Radio Supernova SN1979C IN NGC 4321
我们报告的X射线观测的射电选择超新星SN 1979 C进行了ASCA在1997年12月和偶然获得的钱德拉保证时间观测在1999年11月。这颗超新星属于SN II-线形超新星（SN IIL），首次在光学上被观测到，并且发生在弱棒的、几乎面对面的螺旋星系NGC 4321（M100）中。该星系是室女座S星系团的一员，距离17.1 Mpc，并包含本世纪发现的至少三颗其他超新星。固态成像光谱仪（SIS）的有效曝光时间约为25 ks，气体闪烁成像光谱仪（GIS）的有效曝光时间约为28 ks，钱德拉先进CCD成像光谱仪（ACIS）的有效曝光时间约为2.5 ks。ASCA资料在SN 1979C射电位置的3 '直径半功率响应圆内未探测到点源。在ASCA SIS全波段（0.4 - 10.0 keV）中，背景和减去星系的SN信号的3 σ通量上限为6.3 × 10 ^-14 erg/s/cm ^-2，在2 - 10 keV波段中，3 σ通量上限<3 - 4 × 10 ^-14 erg/s/cm ^-2。在钱德拉的数据，在SN 1979 C的位置源是勉强检测到能量低于2千电子伏的通量与ROSAT HRI检测在1995年。当能量超过2 keV时，在上限约为3 x 10 ^-14 erg/s/cm ^-2时，无法探测到任何源。这些测量给出了有史以来第一个X射线通量极限的类型IIL SN超过2千电子伏，这是一个重…
2001-04-27 astro-ph
Supernova Remnant 1987A: High Resolution Images and Spectrum from Chandra Observations
我们报告的形态和光谱的演变SNR 1987 A的监测观测与钱德拉/ACIS。截至2005年，X射线明亮的叶瓣不断变亮，并在环周围扩展。整个X射线光谱的软化也在继续。X射线光变曲线特别引人注目：即，最近的软X射线通量增长率明显偏离了成功拟合早期数据的模型，表明自2004年初（约6200天）以来通量增长率甚至更快。我们还报告了深Chandra/LETG观测的高分辨率光谱分析结果。高分辨率的X射线线发射特征清楚地表明，SNR 1987 A的X射线发射主要来自内环的“圆盘”，而不是球壳。我们提出的电离结构，元素丰度，和X射线发射等离子体的冲击速度。
2005-11-11 astro-ph
X-ray Emission from the Type Ic Supernova 1994I Observed with Chandra
本文介绍了对超新星1994 I的两次高分辨率Chandra X射线观测，首次表明Ic型超新星爆发的冲击波与其周围的星周物质（CSM）相互作用可以产生软X射线辐射。假设SN 1994 I爆发后6 ~ 7年内0.3 ~ 2 keV波段X射线的亮度为L_x ~ 1 × 10^{37}尔格/秒，并假设X射线发射来自激波加热的CSM，我们得到SN 1994 I爆发前的质量损失率为\dot{M} ~ 1 × 10^{-5} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。结合早期ROSAT的观测结果，我们构造了SN 1994 I的X射线光变曲线。L_x \propto t^{-s}的最佳拟合X射线衰减率与指数s~1和CSM密度剖面rho_csm \propto r^{-1.9 \pm 0.1}的推断结果与SN祖先（rho_csm \propto r^{-2}）的恒定质量损失率和恒定风速剖面的预期结果一致。
2002-05-22 astro-ph
Chandra's tryst with SN 1995N
本文对2004年3月27日钱德拉X射线天文台观测到的一颗IIn型超新星SN 1995 N进行了光谱和成像分析。我们比较了从我们的钱德拉观测与ASCA在1998年以前的观察所获得的光谱。我们发现，在钱德拉光谱中的氖线的存在下，没有在ASCA观察报告。我们在这两个时代都没有看到铁的证据。所观察到的吸收柱深度表明一个额外的组件和以上的银河系吸收组件，可能是由于一个冷致密壳之间的反向冲击和接触不连续的喷出物。ASCA和ROSAT的观测结果表明X射线光变曲线的非线性行为。然而，随着钱德拉更高的空间分辨率和灵敏度，我们分离出许多附近的来源，在超新星的视野，另外有助于超新星通量由于大点扩散函数的ASCA。除去附近光源的贡献，我们发现光变曲线与线性衰减曲线一致。我们单独考虑了高能量带的光变曲线。我们讨论我们的结果的背景下，核合成模型和相互作用的冲击波与星周介质的核心坍缩超新星。
2005-05-03 astro-ph
Revealing New Physical Structures in the Supernova Remnant N63A through Chandra Imaging Spectroscopy
本文介绍了对大麦云星云（LMC）中超新星遗迹（SNR）N63 A的钱德拉X射线观测。N63 A是最亮的LMC遗迹之一，它位于H II区，可能与OB星协有关。光学残留物由三个发射波瓣组成，包含在大约三倍大的X射线残留物中。我们的Chandra数据揭示了N63 A中许多新的物理结构。其中最引人注目的是位于主壳之外的几个“新月”形结构，类似于船帆座SNR中看到的类似特征。在船帆座，这些被解释为来自超新星喷出物与周围介质相互作用的高速团块。残骸的另一个明显特征是在光学瓣和最亮的射电辐射附近的X射线辐射中有一个大致三角形的“洞”。X射线光谱分析表明，这种发射的不足是被一个质量约为450 M_sun的密集云团吸收的结果，该云团目前正被残骸的爆炸波吞没。我们还发现，残骸的边缘，以及新月形的功能，有相当软的X射线光谱比内部。硬X射线发射的极限排除了N63 A中存在年轻的高能脉冲星的可能性，但允许存在一颗较老或较不活跃的脉冲星，它为一个光度小于~4e10^34 erg/s的风星云提供动力。
2002-09-18 astro-ph
The Thermal Composite Supernova Remnant Kes 27 as Viewed by CHANDRA: Shock Reflection from a Cavity Wall
我们提出了一个空间分辨光谱研究的热复合超新星遗迹Kes 27与钱德拉。Kes 27的X射线光谱由来自Mg、Si、S、Ar和Ca的K线表征。发现X射线发射气体富含硫和钙。宽带和三色图像显示东北半部分有两个不完整的贝壳状特征，西南部的亮度随着半径的增加而衰减。在遗迹中有超过30个未解决的来源。没有一颗显示出年轻中子星的典型特征。最大的漫射X射线强度与东部边界的射电亮区相吻合。通常，内部区域中的气体处于更高的温度，并且发射比外部区域更亮。残余物中的气体似乎接近电离平衡。整体形态可以解释的残余物在周围介质中的密度增强从西向东的演变。我们认为，残留物是出生在一个预先存在的空腔和内部明亮的发射是由于反射的初始冲击波从致密的空腔壁。这可能为其他热复合超新星遗迹的X射线形态提供了一种新的候选机制。
2008-02-13 astro-ph
Variability of the High-Magnetic Field X-ray Pulsar PSR J1846-0258 Associated with the Supernova Remnant Kes 75 as Revealed by the Chandra X-ray Observatory
我们目前的结果从档案钱德拉观测的0.3秒X射线脉冲星PSR J1846-0258与超新星遗迹（SNR）Kes 75。该脉冲星在所有高磁场脉冲星（HBP）中具有最高的下旋光度（Edot = 8.3e36 erg/s），尽管其磁场（5e 13 G）高于量子临界场，但仍被归类为类蟹状脉冲星。它是唯一一个被描述为非热的类克拉布光谱的HBP，为明亮的脉冲星风星云（PWN）提供动力。我们的光谱研究显示，从2000年到2006年，脉冲星的光谱软化（光子指数= 1.32到1.97）和时间增亮（未吸收通量= 4.3e-12到2.7e-11 erg/cm^2/s）的证据约为6倍。在修正后的6 kpc距离处，脉冲星的0.5-10 keV亮度也从1.85 e34增加到1.16 e35 erg/s，X射线效率从0.2%增加到1.4%。观测到的脉冲星的X射线变亮和变软首次表明，这颗HBP是一颗磁星。
2008-03-17 astro-ph
Swift and Chandra Detections of Supernova 2006jc: Evidence for Interaction of the Supernova Shock with a Circumstellar Shell
奇特的Ib型超新星（SN）2006 jc在爆炸后的19至183天内被斯威夫特天文台的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）观测到。探测到了传出的SN激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的特征，如强X射线发射（L_{0.2-10} > E39 erg/s）和紫外光谱中可见的MgII 2800 A线发射。结合钱德拉在爆炸后第40天获得的观测结果，构建了X射线光变曲线，该曲线显示X射线发射在约4个月的时间内以约5倍的独特增长，然后迅速下降。我们解释了独特的X射线和紫外线特性的结果，SN冲击相互作用的外壳的材料，沉积的SN祖爆发前两年的爆炸。我们的研究结果是一致的爆炸的沃尔夫-拉叶星经历了一个情节质量喷射类似于那些明亮的蓝色变星爆炸前。这导致在距离爆炸点约E16 cm处形成了一个致密（>E7 cm**-3）的壳层，它随着WR风以（1300+/-300）km/s的速度膨胀。
2008-01-08 astro-ph
Chandra Observations of SN 2004et and the X-ray Emission of Type IIp Supernovae
本文报道了利用钱德拉X射线天文台对旋涡星系NGC 6946中II型坪超新星SN 2004 et的X射线探测。发现X射线源的位置与光学位置在~0.4 arcsec内一致。钱德拉还在2004年的事件之前调查了该地区，在祖星的位置没有发现X射线发射。在爆炸后的观测中，分别于2004年10月22日、11月6日和12月3日在三个点上探测到了202、151和158个光子，每个点的长度约为29 k。第一次观测的光谱与温度为kT=1.3 keV，视线吸收为N_H=1.0 x 10^{22} cm^{-2}的热模型最佳拟合。采用5.5 Mpc的距离，推断的未吸收光度（0.4-8 keV）约为4x 10 ^{38} erg/s。第一和第三个时期的硬和软计数之间的比较表明，在这段时间内的软化，虽然有一个光子的数量不足以限制温度和光谱拟合的吸收的变化。我们的排放模型所产生的超新星喷出物和祖风之间的相互作用的反向冲击区。对于具有扩展祖先的IIP型超新星，冲击波爆发时形成的冷壳层可以影响相互作用壳层的初始演化和对反向冲击辐射的吸收。观察到的光谱软化可能是由于减少壳吸收。我们发现，在风速为10公里时，超新星爆发前的质量损失率为（2-2.5）x 10^{-6} M_{\odot} /年，这与IIP型超新星的预期一致。
2007-06-13 astro-ph
Chandra Observations and Models of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44: Global Trends
与其他混合形态的残骸一样，W 44的投影中心在热X射线中是明亮的。它有一个明显的无线电外壳，但没有可辨别的X射线外壳。W 44的X射线图像上有明亮的节点。钱德拉的数据显示，残骸的热，明亮的投影中心是富含金属的，明亮的节点是元素丰度相对较高的区域。氖丰度升高，表明中心富含喷出物。此外，一些发射铁原子似乎相对于其他离子电离不足，为超新星遗迹中的尘埃破坏提供了第一个X射线证据。我们使用钱德拉的数据来测试W 44的X射线亮中心的以下解释：1。来自热传导或本体混合的熵混合，2.）云蒸发; 3.）金属丰度梯度，可能是由于尘埃破坏和喷出物富集。在这些测试中，我们假设残骸已经进化到绝热进化阶段之外，这解释了壳层的X射线昏暗。熵混合模型谱被发现是一个很好的匹配的钱德拉频谱。明亮的结与周围区域具有相似的电离水平，挑战了蒸发云模型。虽然这两种模型都可以预测中心明亮的X射线形态，但它们的预测结果都没有达到观测到的亮度梯度。由此产生的亮度差距可以在很大程度上填补了额外的金属发射和附近的残余物的投影中心。大量证据表明，W 44的显著形态可以归因于熵混合绝热阶段超新星遗迹中的尘埃破坏和喷出物富集。
2004-07-01 astro-ph
Chandra and XMM Observations of the Composite Supernova Remnant G327.1-1.1
我们提出了新的X射线成像和光谱的复合超新星遗迹G327.1-1.1使用钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台。G327.1-1.1有一个不寻常的形态，包括一个对称的射电壳层和一个偏离中心的非热成分，这表明脉冲星风星云（PWN）的存在。无线电观测显示一个狭窄的指状辐射从PWN结构向西北方向延伸。用ASCA、ROSAT和BeppoSAX进行的X射线研究显示，在手指尖处有拉长的扩展发射和紧凑的源，这可能与实际的脉冲星一致。钱德拉的高分辨率观测为残骸内部区域的结构提供了新的见解。这些图像显示了嵌入彗星结构中的紧凑源，X射线发射的轨迹向东南方向延伸。钱德拉的图像还揭示了两个叉状结构，它们似乎起源于致密源附近，并延伸到一个朝向西北方向的大气泡中，与明亮的无线电PWN相反。XMM数据中检测到整个射电壳层的发射，并且可以通过温度为0.3 keV的热等离子体模型来表征，我们使用该模型来估计残骸的物理特性。G327.1-1.1的特殊形态可能是由一颗运动的脉冲星和一颗被反向激波破坏的遗迹PWN的发射来解释的。
2008-11-05 astro-ph
A Test for the Nature of the Type Ia Supernova Explosion Mechanism
目前流行的Ia型超新星模型分为两大类。第一种是几乎纯的碳/氧（C/O）白矮星在克拉塞卡极限的爆炸，在它们的中心附近点燃。第二个由低质量的C/O核心，这是由爆炸的吸积表面氦层点燃。后一种类型的爆炸产生丰富的Fe，Co和Ni K-α发射从56 Ni和56 Co衰变在引爆的表面层，发射这是弱得多从Eschrasekhar质量模型。这种发射的存在提供了一个简单和明确的判别这两个模型之间的超新星Ia。这两种机制都可能产生0.1-0.6太阳质量的56 Ni，使它们成为明亮的伽马射线发射器。56 Ni衰变线达到最大亮度的时间在亚克拉塞卡质量模型中（约15天）明显短于克拉塞卡质量模型（约30天），这使得伽马射线线演化成为爆炸机制的另一个直接测试。XMM天文台应该有可能探测到远至室女星系团的超新星Ia的次超新星爆炸的K壳层辐射。一个1至2平方米的X射线望远镜，如拟议中的Con-X天文台，可以观测到室女星系团中亚克拉塞卡质量的超新星Ia的K-α发射，不仅提供了探测，而且提供了高精度的通量和运动学信息。
2000-08-21 astro-ph
Nucleosynthesis in The Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-Ray Spectroscopy
我们继续分析银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，这是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。高角分辨率的{ \it钱德拉}数据解决富含金属的喷出物结以及冲击拱星介质。G292.0+1.8中喷出物的X射线发射主要由高度电离的O、Ne和Mg组成。测量的丰度比表明，这种物质是在大质量祖星的流体静力演化过程中产生的。与仙后座A相反，几乎没有证据表明爆炸性核合成产生了发射X射线的喷出物，即，富含Si、S，特别是Fe的材料。这限制了G292.0+1.8中深层喷出物物质的混合或翻转量，并表明喷出物按成分强烈分层，反向冲击没有传播到Si/S或富Fe区。另一方面，明亮的赤道带主要由具有正常化学成分的X射线发射，这支持了冲击致密的星周物质的起源。我们发现SNR中的热压力远高于脉冲星风星云（PWN）中的压力，这表明反向激波还没有开始与PWN相互作用。
2003-12-29 astro-ph
Chandra High-Resolution X-Ray Spectrum of Supernova Remnant 1E0102.2-7219
钱德拉高能透射光栅光谱仪对小麦哲伦星云中超新星遗迹1E0102.2-7219的观测揭示了一个由氧、氖、镁和硅的类氢和类氦离子的X射线发射线主导的光谱，其中几乎没有铁。分散的光谱显示了光源在各个谱线的光中的一系列单色图像。对这些分散图像的详细检查揭示了超新星遗迹内的多普勒频移，表明大块物质的速度约为1000 km/s。这些整体速度表明，一个扩大的环状结构与额外的子结构，倾斜的视线。一个二维的空间/速度图的SNR显示了一个惊人的空间分离的红移和蓝移的区域，并表示需要进一步的调查之前，一个适当的3D models. The半径的环状图像的分散光谱随电离阶段的变化，支持渐进电离的解释，由于反向冲击通过喷出物的通道。具有氧的单独发射线的等离子体诊断与低密度极限中的电离等离子体一致，并且提供对等离子体的温度和电离约束。假设是一个纯金属等离子体，氧的质量估计约为6个太阳质量，与一个巨大的祖先一致。
2003-12-18 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Chandra Observations of a Non-Thermal Supernova Remnant Candidate AX J1843.8-0352 and its Surroundings
我们介绍了最近用ASCA发现的超新星遗迹AX J1843.8-0352的Chandra结果。钱德拉空间解决了两个组件从这个SNR：非热和热的。非热分量的形态为团块状、椭圆形，自北向南拉长，平均直径约9弧分。光谱符合光子指数为2.1的幂律模型，东边缘与非热射电源C和F有关（Helfand等人，1989年）。因此，非热成分可能是同步加速器X射线的高能电子加速壳的SNR。热分量是位于非热分量内的最亮的团块，并且示出了约0.7keV温度的薄等离子体的光谱。值得注意的发现是它独特的形态;一个50 arcsec x 30 arcsec大小的头部靠近SNR的东南边缘，一个30 arcsec长的“喷气”指向西南。虽然这种发射与射电源F的西部有关，但其吸收是非热X射线的两倍，或者SNR发射的大部分。因此，目前还不清楚这种奇特的等离子体是与AX J1843.8-0352有关的热成分，AX J1843.8-0352是位于我们银河系远端的银河系源，还是河外源。
2003-01-25 astro-ph
Tools for Dissecting Supernova Remnants Observed with Chandra: Methods and Application to the Galactic Remnant W49B
我们介绍的方法来量化的X射线形态的超新星遗迹观测钱德拉X射线望远镜。这些方法包括测量形态不对称性的功率比技术，探测化学偏析和分布的相关长度分析，以及量化X射线子结构的小波变换分析。我们证明了这些技术的实用性和准确性相关的合成数据。此外，我们显示的方法的能力，将其应用到55-ks钱德拉ACIS观测银河系超新星遗迹W 49 B。我们分析了W 49 B中突出发射线的图像，并使用结果来辨别物理性质。我们发现，铁的形态是非常不同的其他元素：它是统计上更不对称，更隔离，并有25%以上的发射子结构比轻离子。相比之下，硅、硫、氩和钙混合良好，各向同性更强，并且具有更小的相等尺寸的发射子结构。基于在被确定为富铁和贫铁的区域中的XMM-牛顿光谱的拟合，我们确定W 49 B中的铁必须是各向异性喷射的。我们测量了许多地区的丰度比，我们发现在整个遗迹中，大的局部变化是持久的。我们比较的平均值，全球丰度比预测的球形和双极核心坍缩爆炸，结果是一致的，从25太阳质量的祖双极起源。我们从铁的发射子结构的体积计算铁的填充因子，从而比以前的研究更精确地估计质量。总的来说，这项工作是严格描述超新星遗迹的物理性质的第一步，以便在源内部和源之间进行比较。
2008-10-02 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
Electron Heating and Cosmic Rays at a Supernova Shock from Chandra X-ray Observations of E0102.2-7219
在这封信中，我们使用前所未有的空间分辨率的钱德拉X射线天文台进行，第一次，一个年轻的SNR的冲击后电子温度和自行车的测量，特别是要解决的问题，冲击后的电子，离子和宇宙射线之间的能量分配。E0102.2-7219的膨胀率为每年0.100 +/-0.025%，推断年龄约为1000年，通过比较20年的X射线观测结果，与先前基于残骸中高速富氧光学细丝研究的估计完全一致。根据Chandra图像估计的爆炸波半径为6.4 pc，我们的膨胀率意味着爆炸波速度为~6000 km/s，电子温度范围为2.5 - 45 keV，取决于无碰撞电子加热的程度。分析钱德拉ACIS光谱的冲击后立即区域揭示了热等离子体的丰度和柱密度典型的小麦哲伦云和电子温度为0.4-1千电子伏。测得的电子温度明显低于上述合理的范围，只有当我们假设相当大一部分冲击能量，而不是对冲击后电子和离子的加热做出贡献，已经产生了宇宙射线时，才能调和。
2000-07-04 astro-ph
Chandra Observation of the Magellanic Cloud Supernova Remnant 0454-672 in N9
钱德拉观测已经确定了LMC H II区域N9中SNR B 0454-692的范围。残留物的尺寸为2.3”x 3.6”，在NS方向上伸长。最亮的辐射来自一个南北向的中央脊，其中包括三个明亮的斑块。X射线衍射与[O III]和[S II]形貌之间有很好的一致性。这些残骸的年龄足够大，因此光学数据比X射线数据提供了更多关于动力学的信息。SN能量释放>= 4 x 10^50尔格，年龄约为3 x 10^4年。附近有几个未解决的来源，但没有一个与遗迹有明确的联系。X射线光谱是软的，表明中心区域的铁丰度增加，与Ia型SN起源一致，但不能排除II型起源。
2005-11-21 astro-ph
A Chandra ACIS view of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391
我们提出了一个60 ksChandra ACIS-S观测的热复合超新星遗迹3C 391。东南-西北方向的拉长形态与以前在射电和X射线研究中发现的相似。这一观察揭示了残骸的高度聚集结构。详细的空间分辨光谱分析的小尺度功能显示，内部气体一般是正常的金属丰度，并已接近或基本达到电离平衡。氢柱密度由东南向西北逐渐增大。三种机制，辐射边缘，热传导，和云蒸发，都可能在3C 391作为一个“热复合”残留物的X射线外观中发挥作用，但在解释一些物理性质时，它们中的每一个都有困难。相比之下，小云滴蒸发模式更适合于大部分残留物的主要特征，如高度聚集的结构和均匀的温度和密度分布。直接测得的震后温度也暗示了这个遗迹的年龄很小，大约4kyr。来自东北和西南边缘，其中港口脉泽点的激波后气体压力是一致的估计脉泽区。在西北边界观测到一个未分辨的X射线源，其光谱最适合幂律。
2004-08-19 astro-ph
Chandra X-ray Observatory Arcsecond Imaging of the Young, Oxygen-rich Supernova Remnant 1E0102.2-7219
我们提出的意见，年轻的富氧超新星遗迹1E0102.2-7219采取的钱德拉X射线天文台在钱德拉的轨道激活和校验阶段。爆炸波冲击波的边界是第一次清楚地看到，允许残余物的直径和平均爆炸波速度被准确地确定。突出的X射线明亮的环的材料可能是反向冲击遇到喷出物的结果; O VII与O VIII发射的径向变化表明电离冲击向内传播，可能通过强密度梯度的喷出物。我们比较X射线发射澳大利亚望远镜紧凑阵列6厘米射电观测（艾米和球）和档案哈勃太空望远镜[O III]的意见。无线电辐射环主要位于外部冲击波的内部，这与同步辐射起源于冲击波后面的解释一致，但位于明亮的X射线环的外部。许多（但不是全部）突出的光学细丝被视为对应于X射线明亮的区域。我们得到的上限~ 9 e33 erg/s（3 sigma）的任何潜在的脉冲星X射线发射的中心区域。
2000-04-14 astro-ph
Chandra View of DA 530: A Sub-Energetic Supernova Remnant with a Pulsar Wind Nebula?
基于Chandra ACIS观测，我们报告了在20“半径的圆内，在背景上方5.3 sigma的残余DA 530中心附近检测到扩展X射线特征。这一特征的特征是光子指数为gamma=1.6+-0.8的幂次定律，并且在空间上与非热射电源重合，很可能代表脉冲星风星云。我们进一步研究了残骸内部的弥散X射线辐射谱，在0.3-3.5 keV的能量范围内，扣除背景的计数率约为0.06计数s^-1。发射光谱可以用温度为~0.3- 0.6keV和Si过量度>~7太阳能的热等离子体来描述。这些光谱特征，再加上极低的X射线光度，表明该残骸来自一颗机械能极低（<10^50尔格）的超新星。中心填充的热X射线发射的残余物可能表明早期热化的SN喷出物的星周介质。我们的研究结果表明，残留物可能是一个核心塌陷SN的产品，祖质量为8-12 Msun。类似的遗迹在银河系中可能很常见，但很少被研究。
2007-08-08 astro-ph
Chandra Observations of A Galactic Supernova Remnant Vela Jr.: A New Sample of Thin Filaments Emitting Synchrotron X-Rays
银河系超新星遗迹（SNR）小船帆座。(RX J0852.0 $-$ 4622，G266.6 $-$ 1.2）在硬X射线波段的遗迹西北边缘显示出尖锐的碎屑结构。细丝是如此光滑，位于残体的最外侧。我们测量了具有良好空间分辨率{\it Chandra}的细丝（$w_u$和$w_d$）的平均尺度宽度，其在上游侧和下游侧分别为{ \it Chandra}的点扩展函数的大小的数量级。细丝的光谱非常硬，没有线状结构，并且在假设$p=0.3$的情况下，用具有$Γ= $ 2.67（2.55- 2.77）的吸收幂律模型或具有$ν_{rolloff}$ = 4.3（3.4- 5.3）$\times 10^{16}$ Hz的{ \tt SRCUT}模型很好地再现。这些结果意味着硬X射线是由加速电子发射的同步辐射，如前所述。使用函数${\cal B} \equiv ν_{rolloff}/w_d^2$和SNR年龄之间的相关性，我们估计了Vela Jr.的距离和年龄：其距离和年龄分别为0.33（0.26- 0.50）kpc和660（420- 1400）年。这些结果与以前的报道一致，这意味着${\cal B}$ -年龄关系可能是一个有用的工具，以估计同步辐射X射线发射信噪比的距离和年龄。
2005-06-15 astro-ph
Chandra and H.E.S.S. observations of the Supernova Remnant CTB 37B
100 GeV以上的伽马射线源HESS J1713-381，显然与壳型超新星遗迹CTB 37 B有关，是使用HESS发现的。图：2006年钱德拉的X射线跟踪观测于2007年进行，目的是确定TeV源的同步加速器对应物和/或SNR壳的热发射。这些新的钱德拉数据，加上额外的TeV数据，使我们能够比以前更详细地研究这个对象的性质。新的X射线数据揭示了来自CTB 37 B射电壳层附近~4'区域的热辐射。这种排放的温度意味着残留物的年龄约为5000年，周围气体密度约为0.5 cm-3。这两个估计是相当不确定的，由于SNR的不对称性和可能的修改的运动学由于有效的宇宙射线（CR）加速。在射电壳层还发现了一个明亮的（~ 7 × 10 ~（-13）erg cm ~（-2）s ~（-1））和未分辨的（<1“）源（CX171405.7 -381031），它的非热谱较软（~3.3）。吸收表明柱密度与壳的热发射一致，表明真正的关联而不是偶然的对齐。所观察到的TeV形态与CTB 37 B完整壳中的起源一致。缺乏弥散的非热X射线发射表明伽马射线发射的起源是通过质子和原子核相互作用中产生的中性π介子的衰变，而不是相对论电子的逆康普顿（IC）发射。
2008-05-19 astro-ph
Chandra X-ray Imaging Spectroscopy of the Young Supernova Remnant Kesteven 75
我们提出了一个空间分辨光谱分析的年轻的银河系超新星遗迹Kes 75（SNR G29.7-0.3）使用钱德拉X射线天文台。Kes 75是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中心脉冲星为扩展的无线电/X射线核心提供动力。我们能够确定最近发现的脉冲星PSR J1846-0258的位置，并确认来自残骸核心组件的X射线与脉冲星及其周围风星云的非热幂律发射一致。我们发现脉冲星的光谱比风星云的光谱硬得多。在射电壳所描绘的整个体积中探测到较弱的漫射辐射，其表面亮度分布与射电辐射惊人地相似。归因于电离的Mg、Si和S的强线的存在表明，这种发射中的至少一部分本质上是热的。然而，当我们使用非太阳元素丰度的欠电离等离子体模型来表征发射时，我们发现我们需要一个额外的扩散高能成分。我们发现，这种发射的一个显着的部分是一个X射线散射晕从脉冲星和它的风星云，虽然非热的贡献，在冲击加速的电子不能被排除在外。
2002-09-18 astro-ph
Chandra Observations of the X-ray Environs of SN 1998bw/GRB 980425
本文报道了用钱德拉X射线天文台对SN 1998 bw和GRB 980425的X射线研究结果。结合我们对该超新星的观测和对其他GRB余辉的观测，我们得到了一条光滑的X射线光变曲线，跨度约为1300天，假设爆发和超新星在35.6 Mpc处重合。当把这种X射线光变曲线与普通伽玛暴、X射线闪光和普通超新星的X射线“余辉”的光变曲线相比较时，至少有两类光变曲线的证据出现了，它们也许是一个连续体的边界。到了3到10年，所有这些现象似乎都集中在一个共同的X射线光度上，这可能表明它们背后都有超新星。这一会聚加强了SN 1998 bw和GRB 980425发生在同一个天体上的结论。对这两类现象的一个可能的解释是，在不同角度观测到的（接近）标准伽玛暴，在这种情况下，最终应该会发现中等亮度的X射线余辉。最后，我们评论的贡献，伽玛暴余辉的ULX源人口。
2004-01-12 astro-ph
Variability-selected active galactic nuclei from supernova search in the Chandra deep field south
可变性是几乎所有活动星系核（AGN）共有的一个属性，并通过作为一个标准，他们的选择使用多历元的调查数据。低亮度活动星系核（LLAGN）被其宿主星系的光污染，因此无法通过通常的颜色技术检测到。由于这个原因，它们在宇宙时间中的演化知之甚少。与X射线探测到的样本所得出的演变的一致性迄今尚未明确确立，这也是因为低光度总体由不同天体类型的混合物组成。LLAGN可以通过扩展物体的核光学变化来探测。为了探测超新星（SNe），已经或正在进行几次变率调查。我们建议重新分析这些SNe数据使用可变性标准优化活动星系核检测，选择一个新的活动星系核样本和研究其属性。我们分析了在2.2米ESO/MPI望远镜的广角成像仪获得的图像，在应力超新星调查的框架。我们选择了以Chandra深场南部为中心的AXAF场，在那里，除了深X射线测量外，还存在各种光学数据，这些数据来自EIS和COMBO-17光度测量以及GOODS光谱数据库。我们获得了132个可变活动星系核候选者的目录。几个候选者是X射线源。我们比较我们的结果与HST的变化研究的X射线和红外探测活动星系核，发现一致的结果。在我们的样本中，相对较高的比例（60%）确认AGN，使我们能够提取一个可靠的AGN候选者的光谱后续观测列表。
2008-06-18 astro-ph
The Chandra View of the Supernova Remnant 0506-68.0 in the Large Magellanic Cloud
钱德拉对SNR 0506-68.0（也称为N23）的新观测揭示了低能X射线波段的复杂，高度结构化的形态和高能波段的孤立紧凑中心物体。光谱分析表明，X射线发射总体上是由热气体，其组成是一致的扫起周围的材料占主导地位。有一个强大的梯度环境密度横跨直径的残余。在东南方向，靠近一个突出的星团，发射密度为10 - 23 cm^{-3}，而在西北方向，它的值下降到只有1 cm^{-3}。X射线遗迹的总面积为100英寸x 120英寸（24秒差距x 29秒差距，距离50千秒差距），比之前已知的要大一些。该遗迹的年龄约为4600年。残骸的一部分显示了O、Ne和Mg丰度增强的证据，这被解释为大质量恒星核心坍缩超新星喷出物的证据。致密的中心天体的光度是10^{33}尔格/秒的几倍，没有明显的射电或光学对应物。它并不像年轻的高能脉冲星那样显示出扩展的星云或脉冲发射，但类似于其他核心坍缩SNe中看到的致密中心物体，如Cas A。
2006-05-31 astro-ph
Chandra Observations of Type Ia Supernovae: Upper Limits to the X-ray Flux of SN 2002bo, SN 2002ic, SN 2005gj, and SN 2005ke
我们使用钱德拉X射线天文台对四颗Ia型超新星（SNe Ia）的X射线发射设定了敏感的上限。SN 2002 bo，一个正常的，虽然变红，附近的超新星Ia，在爆炸后9.3天被观察到。对于吸收的高温韧致辐射模型，通量极限为3.2 E-16 ergs/cm^2/s（0.5-2 keV波段）和4.1 E-15 ergs/cm^2/s（2-10 keV波段）。采用保守的模式假设和10 km/s的风速，我们得到了质量损失率为\dot{M} ~ 2 E-5 M_（\odot）/yr，这与其它Ia型超新星的H α线未被探测到所设定的极限相当。另外两个天体SN 2002 ic和SN 2005 gj分别在爆炸后260天和80天被观测到，它们是唯一显示出星周相互作用证据的Ia型超新星。SN 2002 ic的X射线通量上限比目前用来解释明亮光发射的相互作用模型的预测值低4倍。为了解决这一矛盾，我们调用混合冷致密的喷出物碎片进入前激波区，这产生增加的X射线吸收。适度的混合允许我们适应钱德拉上限。SN 2005 gj目前的研究较少。假设SN 2002 i的环星环境与SN 2002 i相同，SN 2005 gj的X射线通量上限比预测值低约4倍，这表明这里也发生了冷喷出物与前向激波的混合。我们对SN 2005 ke的Swift和Chandra数据的重新分析并没有证实以前报道的X射线探测。宿主星系NGC 3190（S…
2007-10-16 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
A Spatial and Spectral Study of Nonthermal Filaments in Historical Supernova Remnants: Observational Results with Chandra
年轻超新星遗迹（SNRs）的外壳层是高能电子在扩散激波加速（DSA）机制下最可能的加速场所。我们研究了四个历史SNR（Cas A，开普勒的残余，第谷的残余，和RCW 86）的冲击波阵面附近的空间和光谱特性与优良的空间分辨率的{ \it钱德拉}。在所有的SNR中，在SNR的边缘上发现了硬X射线发射，其集中在非常狭窄的区域（所谓的“细丝”）;上游侧的表观尺度宽度低于{ \it Chandra}的点扩散函数或与其相当，而下游侧的距离最可靠，为0.5--40弧秒（0.01--0.4 pc）。这些细丝的光谱可以用热和非热（幂律和{ \tt SRCUT}）模型拟合。前者需要不切实际的高温（$\ga$ 2 keV）和低丰度（$\la$ 1太阳能）的年轻SNR的排放，因此可能是不可能的。后者再现了最佳拟合光子指数为2.1- 3.8或滚降频率为（0.1- 28）$\times 10^{17}$ Hz的光谱，这使我们想起了通过DSA加速的电子的同步辐射。我们考虑各种物理参数作为SNR年龄的函数，包括SN 1006 \citep{bamba2003b}上的先前结果;下游侧的灯丝宽度随着SNR年龄的增加而增加，并且光谱变得更软，保持非热特征。同时发现，滚降频率除以下游尺度宽度的平方的函数与年龄呈负相关，这可能为DSA理论提供一些信息。
2004-11-12 astro-ph
The Kinematics of Kepler's Supernova Remnant as revealed by Chandra
我确定SN 1604（开普勒的超新星）的超新星遗迹的膨胀基于档案钱德拉ACIS-S在2000年和2006年的观测。测量是在几个不同的能带中进行的，并对整个残骸和六个单独的扇区进行了测量。平均膨胀参数表明残骸以$r \propto t^{0.5}$形式膨胀，但残骸的不同部分存在显著差异：明亮的西北部分以$r \propto t^{0.35}$形式膨胀，而残骸的其余部分则以$r \propto t^{0.6}$形式膨胀。后者是一致的爆炸，其中喷出物的外部有一个负幂律斜率密度（$ρ\propto v^{-n}$）的$n=7$，或与指数密度分布（$ρ\propto \exp(-v/v_e)$）。南部区域的膨胀参数与激波半径一起表明，SN 1604在4千秒差距距离上的爆炸能量值相当低（<5E 50 erg）。距离越大，爆炸能量越高，这与计算结果一致。残骸东部的暗条主要由X射线同步辐射控制，它似乎标志着一个具有快速冲击波速度$r \propto t^{0.7}$的区域，对应于到SN 1604的距离为4 kpc的冲击波速度v= 4200 km/s。这与X射线同步辐射需要超过2000 km/s的激波速度的想法一致。基于X射线的膨胀测量报告的结果是一致的基础上的光学和无线电测量，但不同意以前的X射线测量的基础上ROSAT和爱因斯坦观测。
2008-08-11 astro-ph
Chandra X-Ray Study of Galactic Supernova Remnant G299.2-2.9
我们报告了银河系超新星遗迹（SNR）G299.2 $-$ 2.9与{ \it钱德拉X射线天文台}的观测。使用{ \it Chandra}的高分辨率图像解析了X射线-亮结、壳和延伸到亮壳之外的漫发射。X射线壳的内部是占据SNR中心区域的微弱漫射发射。空间分辨光谱显示出较大的前景吸收（$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$），其支持SNR的相对较远位置（$d$ $\sim$ 5 kpc）。爆炸波遇到的是密度超过一个数量级的高度不均匀的环境介质（$n_0$ $\sim$ 0.1 $-$ 4 cm $^{-3}$）。假定$d$ $\sim$的距离为5千秒差距，我们得到$τ$ $\sim$的Sedov年龄为4500年，爆炸能量为1.6 $\times$ 10 $^{50}$尔格。周围密度结构和整体形态表明，G299.2 $-$ 2.9可能是一个边缘增亮的部分壳层，延伸至$\sim$ 7 pc半径，周围环绕着较弱的发射，延伸至$\sim$ 9 pc半径。这表明SNR在空间区域中爆炸，其中存在密度梯度，其方向大致沿着视线。微弱的中心区域显示出Si和Fe重元素的强线发射，这是由于那里存在过多的恒星喷出物造成的。我们没有发现恒星喷出物富含轻元素O和Ne的证据。所观察到的富含金属的喷出物的丰度结构支持G299.2 $-$ 2.9的Ia…
2007-06-04 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at the Forward Shock in Tycho's Supernova Remnant: Evidence from Chandra X-ray Observations
我们目前的证据宇宙射线加速在前向冲击波在第谷的超新星遗迹（SNR）从三个X射线观测：（1）接触不连续的接近前向冲击波，或冲击波，（2）从第谷的边缘发射的形态，和（3）边缘发射的光谱性质。我们确定的位置的冲击波（BW），接触不连续性（CD），和反向冲击波（RS）周围的第谷的超新星遗迹的边缘，使用主成分分析和其他方法适用于新的钱德拉数据。BW的方位角平均半径为251”。对于CD和RS，我们发现平均半径分别为241”和183”。考虑到投影效应，我们发现比值为1：0.93：0.70（BW：CD：RS）。我们发现这些值与SNR演化的绝热流体动力学模型不一致。CD：BW比可以解释，如果宇宙射线加速离子发生在前向冲击。RS：BW的比率，以及强烈的Fe Ka发射从第谷喷出物，意味着RS是不是加速宇宙射线。我们还提取径向轮廓的约34%的边缘的第谷和比较它们的模型的表面亮度轮廓背后的BW的一个纯粹的热等离子体与绝热冲击。观察到的边缘形态比模型预测的更强烈，表明这种热发射在这里是不可信的。光谱分析也暗示边缘辐射本质上是非热的，这进一步支持了第谷的前向激波加速了宇宙射线的观点。
2005-07-20 astro-ph
The Structure of the Oxygen-rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-ray Images: Shocked Ejecta and Circumstellar Medium
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的观测结果。在0.3 $-$ 8 keV波段，高分辨率ACIS图像揭示了一个复杂的形态，包括结和细丝，以及爆炸波周围的SNR。我们提出了等效宽度（EW）的元素种类O，Ne，Mg和Si，这使我们能够识别区域的SNR增强金属丰度的地图。G292.0+1.8明亮，含O、Ne和Si;较弱的S和Ar;含少量Fe。EW和宽带图像表明，富含金属的喷出物主要分布在SNR的周边。中央带状结构具有正常的太阳型成分，强烈表明它主要是来自冲击的星周介质而不是富含金属的喷出物的发射。我们建议，带追溯其起源，以增强质量损失在恒星的赤道平面在缓慢的，红超巨星阶段。我们还确定了正常组成的细丝，集中在SNR的外边界附近，并几乎连续地延伸。这些可能起源于红/蓝超巨星阶段的大质量祖先的恒星风造成的壳层，被冲击波淹没。
2001-12-03 astro-ph
Revealing the Supernova Remnant Population of M33 with Chandra
我们目前的搜索结果超新星遗迹（SNRs）在档案钱德拉图像的M33。我们通过比较M33中的钱德拉X射线源列表与SNR候选者列表来识别X射线SNR，SNR候选者是从（1）光学中升高的[S II]/H α比率和（2）无线电光谱指数中识别的。在M33中的98个光学已知SNR中，有22个在软带（0.35 - 1.1 keV）中以> 3 σ水平被检测到。基于数据与点源的模拟图像的比较，这些SNR候选中的至少四个在空间上扩展。除了光学匹配的信噪比，我们已经发现了一个软X射线源，在M33没有表现出光学发射，是符合一个已知的无线电源。这个源的无线电频谱指数与冲击中的粒子加速一致，这使我们认为它是一个非辐射SNR。我们还在M33中发现了两个软X射线SNR的新光学对应物。在光谱学确认之前，这两个光学对应物的识别将M33中已知的光学发射SNR的总数增加到100。这使得用X射线对应物确定的SNR总数，包括那些仅由M33的XMM-牛顿巡天探测到的SNR，达到37个SNR。我们发现，虽然在M33和LMC中有类似数量的X射线SNR，其X射线光度超过1e35 ergs/s，但近40%的LMC SNR比1e36 ergs/s更亮，而M33样品中只有13%超过这个光度。光度分布的差异不能完全用光谱模型参数的不确定性来解释，也不能完全用星系之间的丰度差异来解释。
2005-05-02 astro-ph
A Potential Supernova Remnant/X-ray Binary Association in M31
利用XMM-Newton和Chandra观测资料对M31中经过充分研究的X射线/光学/射电超新星遗迹DDB 1-15（CXOM 31 J004327.8+411829; r3-63）进行了研究。XMM-牛顿的计时数据揭示了X射线双星（XRB）中吸积致密天体的功率密度谱（PDS）特征。PDS显示出典型的罗氏瓣溢流吸积特征，暗示XRB是低质量的。钱德拉观测将信噪比分解为一个壳，并在西北象限显示了94%置信水平的可变计数率。总之，这些XMM-牛顿和钱德拉数据表明，在SNR r3-63中存在XRB，并且XRB位于SNR的西北部。目前可用的X射线和光学数据显示，没有证据表明XRB是高质量的。如果XRB是低质量的，那么r3-63将是发现的第一个包含低质量X射线双星的SNR。
2005-08-08 astro-ph
Discovery of a Compact X-ray Source in the LMC Supernova Remnant N23 with Chandra
钱德拉天文台在位于大麦云星云的超新星遗迹（SNR）N23中发现了一个X射线致密源。致密源（CXCRJ 050552.3 -680141）仅在N23的硬带（> 2 keV）图像中可见，而软带图像（< 2 keV）显示SNR的扩散发射，范围为~60 arcsec × ~80 arcsec。致密源几乎位于N23的中心，并且在任何其他波长的先前观测中没有可识别的物体。在距离为50千秒差距的0.5 ~ 10千电子伏波段，光子指数为2.2（1.9-2.7），经吸收校正的光度为1.0 x 10^34尔格·秒^-1的幂律模型可以很好地解释源光谱。用3.2秒的时间分辨率进行观测，既没有探测到源的脉动，也没有探测到源的时间变化。这些结果与Hughes et al.（2006）的结果一致，Hughes et al.（2006）与我们的工作几乎同时独立进行了分析。基于最佳拟合幂律模型的信息，我们认为源辐射最有可能来自旋转动力脉冲星和/或脉冲星风星云。一般推断N23的前身是一颗核心坍缩的大质量恒星。基于最佳拟合幂律模型的信息，我们认为源辐射最有可能来自旋转动力脉冲星和/或脉冲星风星云。一般推断N23的前身是一颗核心坍缩的大质量恒星。
2006-08-09 astro-ph
