Radio Continuum Study of Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud - SNR J0519-6926
我们提出的SNR J 0519 -6926的新的高分辨率ATCA观测结果。我们发现，该SNR表现出典型的“马蹄铁”外观，α = -0.55 +-0.08和D=28+-1 pc。未检测到1%水平的极化（或磁场）。这可能是由于在“快照”模式下观察时，uv平面的采样相对较差。
2008-04-29 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Magellanic Cloud Supernova Remnants
我们报告的进展，迄今为止，从一个正在进行的公正的紫外线调查的超新星遗迹在麦哲伦云使用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星。这次巡天正在获取麦哲伦云超新星遗迹随机大样本的光谱，这些样本具有广泛的无线电，光学和X射线特性。迄今为止，在调查中观察到39个物体（38个在LMC，1个在SMC），15个被发现，发现率接近40%。我们的调查使麦哲伦星云中紫外线探测到的信噪比增加了近两倍（从8个增加到22个）。由于FUSE对漫射源的敏感性，在许多情况下，对未探测物体的上限是相当敏感的。估计的O~VI的总光度范围很广，从比推断的软X射线光度亮很多倍到暗很多倍，这表明O~VI可能是某些物体中重要的且基本上未被识别的冷却剂。我们比较了检测到的和未检测到的物体的光学和X射线特性，但没有找到一个简单的紫外线可探测性指标。未探测到可能是由于发射的块状物，高前景消光，发射被麦哲伦星际介质衰减的缓慢冲击，或这些效应的组合。
2006-05-19 astro-ph
Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
本文利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪对小麦哲伦星云中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行了中红外光谱成像观测。残余物显示氖和氧的精细结构跃迁的发射以及来自尘埃的连续发射。中红外尘埃辐射与X射线、无线电和光学波长观测的比较表明，尘埃与超新星喷出物有关，因此是在残骸中新形成的。新形成的尘埃的光谱可以通过一个模型很好地再现，该模型包括70 K时3 × 10 ^-3太阳质量的无定形碳尘埃和145 K时2 × 10 ^-5太阳质量的Mg 2SiO 4（镁橄榄石）。我们的观测对残留物中的尘埃量设定了一个下限，因为我们对未受冲击的喷出物中的冷尘埃不敏感。我们将我们的结果与其他核心坍缩超新星和遗迹的观测结果进行了比较，特别是Cas A，其中已经进行了非常相似的光谱映射观测。我们在E 0102中观察到的尘埃比在Cas A中观察到的少约10倍，尽管无定形碳和镁橄榄石的量相当。
2008-10-16 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. V. The Complex Interior Structure of the N206 SNR
大麦云星云（LMC）中的N206超新星遗迹（SNR）一直被认为是典型的“混合形态”SNR。然而，最近的观测为这个熟悉的图增加了一个新的转折：在SNR面的投影中看到一个细长的径向无线电特征。利用哈勃太空望远镜，钱德拉和XMM-牛顿的高分辨率和灵敏度，我们已经获得了光学发射线图像和空间分辨的X射线光谱图，这个有趣的SNR。我们的研究结果目前的SNR本身作为一个残余在中期到后期阶段的演变。与射电“线性特征”相关的X射线辐射强烈表明它是一个脉冲星风星云（PWN）。在该特征的外尖端发现一个小的X线结。该特征的细长形态和周围的楔形X射线增强强烈建议弓形激波PWN结构。
2005-04-27 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. VII. Infrared Emission from SNRs
我们使用斯皮策太空望远镜上的仪器研究了大麦云云超新星遗迹（SNRs）N11 L、N44、N49、N206、N63 A和N157 B。在任何IRAC或MIPS波段都没有检测到两个大SNR N44和N206;其余的在一个或多个波长处检测到。特别地，SNR N49和N63 A各自具有在所有可用的IRAC和MIPS频带中明显的特征。这两个中的每一个也仅在MIPS 24微米波段显示微弱的肢体发射。IRS光谱获得的N49 SNR显示了一些突出的线，几乎没有连续贡献。因此，我们认为，N49，可能N63 A，占主导地位的线发射，热尘埃的热发射是最次要的组成部分。
2006-07-26 astro-ph
Supernova Remnants in the Large Magellanic Clouds IX: Multiwavelength Analysis of the Physical Structure of N49
本文对大麦云星云中的超新星遗迹N49进行了多波长分析。使用高分辨率的哈勃空间望远镜WFPC 2图像的H-α，[S II]和[O III]的排放，我们研究的残留物的形态和计算的均方根电子密度在不同的区域。我们检测到的偏移量[O III]和H-α发射约0.5弧秒，并讨论可能的情况下，可能会引起这样高的值。通过将单个灯丝与CTIO获得的中阶梯光谱相匹配来分析残余物的运动学。我们检测到窄的H-α发射分量，我们确定为扩散后冲击复合辐射，和离散的广泛的发射功能，对应于在灯丝的冲击气体。残骸的整体膨胀速度约为250 km/s。稠密的云被冲击到250 km/s的视线速度，而密度较小的气体高达300 km/s。一些小云团的径向速度甚至更高，可达350公里/秒。我们确认了残骸中空洞的存在，并确定了爆炸中心。使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据，我们观察到相同的趋势，表面亮度分布的光学和X射线图像。我们进行了光谱分析的三个区域，代表最显着的光学特征。
2007-08-10 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
0103-72.6: A New Oxygen-Rich Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud
0103 $-$ 72.6是小麦哲伦星云（SMC）中第二亮的X射线超新星遗迹（SNR），由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到。我们的{ \it Chandra}观测明确地将X射线辐射分解成一个几乎完整的、明显的圆形外壳，围绕着残骸中心明亮的星团辐射。观察到的X射线光谱的中心区域显然是占主导地位的反向冲击加热富含金属的喷出物的排放。在这种喷出物材料中的元素丰度特别是在氧和氖中增强，而在较重的元素Si、S和Fe中不太突出。因此，我们提出0103 $-$ 72.6是一个新的“富氧”SNR，使其成为SMC中该类的第二个成员。外层是边缘变亮的软X射线，来自扫掠的SMC星际介质。富氧喷出物的存在和SNR在H{ \small II}区域内的位置证明了0103 $-$ 72.6的大质量恒星核心坍缩起源。从喷出物中得到的元素丰度比表明它是一颗$\sim$ 18 M $_{\odot}$的祖星。
2003-10-14 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of the Supernova Remnant N49 in the Large Magellanic Cloud
本文报道了远紫外光谱探测卫星对大麦云星云中超新星遗迹N49的观测结果。使用了30“的方形孔径，速度分辨率约为100 km/s。观测的目的是检查早期工作中预期的几条明亮的发射线，并通过搜索以前在河外超新星遗迹紫外光谱中从未见过的微弱线来证明扩散源的敏感性。这两个目标都实现了。观测到O VI 1031.9 A、1037.6 A和C III 977.0 A的强发射线，多普勒展宽到+/- 225 km/s，质心红移到350 km/s，与大麦哲伦星云一致。叠加在发射谱线上的是C III和O VI 1031.9在+260 km/s的吸收，这分别归因于LMC中的温暖和高温气体。O VI 1037.6 A线受到来自LMC和我们星系的星际和H2吸收的影响更严重。N III 989.8 A是看不到的，但模型表明叠加吸收严重衰减这条线。一些来自热气体的微弱谱线也被探测到，其中许多在河外超新星遗迹光谱中从未见过。
2000-05-04 astro-ph
Supernova Remnants Associated with Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud
我们使用瑞典ESO亚毫米波望远镜（SEST）来寻找与大麦云星云中的三个超新星遗迹（SNRs）相关的CO发射：N49，N132 D和N23。在CO（230.5GHz）的J=2-1转动跃迁中进行了观测，SEST的半功率束宽为23”。在N49和N132 D附近发现了分子云;在我们绘制的N23附近区域没有发现CO排放。N49云的峰值线温度为0.75 K，空间尺度约为7 pc，维里质量约为30，000太阳质量。N132 D云更明亮，峰值温度为5 K;它也更大，约为22 pc，质量更大，约为200，000太阳质量。N49和N132 D附近云的速度分别为+286.0 km/s和+264.0 km/s，与先前已知的相关SNR的速度分别为+286 km/s和+268 km/s非常一致。ROSAT X射线图像显示，残余物膨胀所进入的环境密度似乎在云层方向上显着增加。这些观测结果表明，这些残留物与它们各自的分子云之间存在着物理联系。N49和N132 D与分子物质密集区的关联意味着它们都可能是作为核心坍缩超新星爆炸的短命祖先的产物。
1996-12-19 astro-ph
ASCA Observations of the Twin Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud, DEM L316
我们报告了ASCA对DEM L316的X射线研究结果，DEM L316是大麦云星云（LMC）中的一个发射星云，由两个紧密间隔的超新星遗迹（SNRs）组成。SIS图像显示了位于两个无线电和光发射SNR外壳0547 $-$ 69.7 A和0547 $-$ 69.7 B（以下称为外壳A和B）位置的单独X射线源。每个壳层的X射线光谱都可以用光学薄的热发射来描述，尽管它们之间的发射特征在重要细节上有所不同。壳A具有较强的铁L发射，我们归因于富铁喷出物的存在，导致建议，这SNR源于Ia型SN，一个中等质量的祖爆炸。另一方面，壳层B的化学成分与大麦哲伦星系的星际介质相似，因此它的X射线辐射主要是由被扫起的物质组成的。不同的光谱特征强烈反对两个壳层是由于一个超新星爆炸成一个相互连接的气泡的假设。我们无法获得支持两个SNR碰撞的证据。
2000-09-20 astro-ph
ROSAT and ASCA observations of the Crab-Like Supernova Remnant N157B in the Large Magellanic Cloud
本文报道了对大麦云云中超新星遗迹N157 B（或30 Dor B，SNR 0539-69.1）的ROSAT和ASCA X射线观测结果。为了进行比较，我们还简要描述了SNR 0540-69.3的结果，这是云中唯一确认的蟹状残骸。来自N157 B的X射线发射可以分解成明亮的彗星状特征，叠加在尺寸为$\sim 20$ pc的扩散发射区域上。残骸平坦且几乎没有特征的光谱与年轻的贝壳状残骸明显不同，这表明N157 B的性质主要类似于螃蟹。N157 B的特征为能量斜率为$\sim 1.5$的幂律，但高于$\sim 2$ keV的光谱比SNR 0540-69.3的光谱陡得多，SNR 0540-69.3的斜率为$\sim 1.0$。在较低的能量下，N157 B的光谱提供了发射线的边缘证据，如果真的存在，最有可能出现在扩散发射区的热气中。热气体具有0.4-0.7 keV的特征热温度。在$3 \times 10^{-3}-2000$ s周期范围内，未检测到N157 B的显著周期信号。脉冲分数为$\lesssim 9%$（99%置信度），在PDMATHAMS keV范围内。我们讨论了个别X射线成分的性质。特别是，我们认为，从快速移动（$\sim 10^3 km s^{-1}$）脉冲星的相对论粒子的同步辐射解释的大小，形态，光谱，和能量的彗星状的X射线功能。我们推断该遗迹的年龄为$\sim 5 \time…
1997-08-08 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
Dust Destruction in Type Ia Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云超新星遗迹（SNRs）与斯皮策太空望远镜的广泛调查。我们描述了IRAC和MIPS成像观测在3.6，4.5，5.8，8，24，和70微米的四个巴尔默为主的Ia型信噪比在大麦云（LMC）：DEM L71（0505-67.9），0509 - 67.5，0519- 69.0，和0548-70.4。在四个短波长IRAC波段中没有检测到，但所有四个都在24微米处清晰成像，两个在70微米处清晰成像。将这些图像与钱德拉宽带X射线图像进行比较，显示出与爆炸波的明显联系，而不是与喷出物相关的内部X射线发射。我们的意见是很好地描述了碰撞加热尘埃排放的1-D冲击模型，包括适合LMC的晶粒尺寸分布，晶粒加热与离子和电子的碰撞，和溅射的小晶粒。模型参数受到X射线，光学和远紫外观测的约束。我们的模型可以重现观察到的70/24微米的通量比，只有包括溅射，破坏大多数晶粒半径小于0.03-0.04微米。我们推断，总尘埃质量扫过的SNR冲击波，溅射前，为0.01太阳质量，几倍少的尘埃/气体质量比通常假设为LMC的0.3%所暗示的。大量的粉尘破坏对气相丰度有影响。
2006-02-14 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. VI. The DEML316 Supernova Remnants
DEML 316系统包含两个壳层，都具有超新星遗迹（SNRs）的特征。我们分析了DEML316的Chandra和XMM-Newton数据，研究了它的空间和光谱X射线特征。我们的钱德拉观测解决了东北SNR（壳A）的结构，作为一个明亮的内环和一组由较暗的漫射发射包围的“弧”。的光谱是很好的拟合温度~1.4千电子伏的热等离子体模型，我们没有发现显着的光谱差异，此SNR的不同区域。西南SNR（外壳B）显示出不规则的X射线轮廓，具有更明亮的内部发射环，包括明亮的发射结。总的来说，SNR的发射很好地描述了温度约0.6 keV的热等离子体。然而，亮结在光谱上与SNR的其余部分不同，需要添加与光子指数1.6 - 1.8的幂律光谱一致的高能光谱分量。我们证实了Nishiuchi等人（2001）的发现，即这些壳层的光谱明显不同，壳层A需要高的铁丰度才能获得良好的光谱拟合，这意味着Ia型起源。我们进一步明确比较丰度比模型预测的Ia型和II型超新星。壳A的低比值（O/Fe为1.5和Ne/Fe为0.2）和壳B的高比值（O/Fe为30 - 130和Ne/Fe为8 - 16）分别与Ia型和II型起源相一致。SNR祖先类型之间的差异对这些SNR相互作用的建议提出了一些疑问。
2005-09-22 astro-ph
Centrally Peaked X-Ray Supernova Remnants in the Small Magellanic Cloud Studied with ASCA and ROSAT
本文介绍了ASCA/SIS和ROSAT/HRI对小麦哲伦星云中三个超新星遗迹（SNRs）的观测结果：0103-726，0045-734和0057-7226。ROSAT/HRI图像表明，这些SNRs的X射线发射的大部分集中在中心区域。只有从0103-726，沿着无线电外壳的微弱X射线也被探测到。0103-726和0045-734的ASCA/SIS光谱显示出来自高度电离金属的强发射线。光谱与非平衡电离（NEI）等离子体模型拟合良好。发现SMC的金属丰度大于其星际介质（ISM）的平均化学成分。因此，这两个信噪比的X射线可归因于喷出物气体，尽管从电离时间尺度估计的年龄非常大，约> 10^4年。其化学成分与一颗质量小于20 M太阳的II型超新星的起源大致一致。0057-7226的SIS光谱也符合NEI模型，估计年龄约为6 x 10^3年。虽然没有得到对金属丰度的限制，但相当弱的发射线与SMC ISM中的低金属丰度一致。一个可能的方案的演变的形态和光谱的信噪比提出。
2002-01-11 astro-ph
Dust Destruction in Fast Shocks of Core-Collapse Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们报告了使用{ \it Spitzer Space Telescope}（SST）上的MIPS仪器对四个超新星遗迹（SNRs）的观测结果，这些超新星遗迹被认为是核心坍缩SNe的结果：N132 D（0525 -69.6），N49 B（0525-66.0），N23（0506-68.0）和0453-68.5。这四种SNR全部在24 $μ$ m处检测到，部分在70 $μ$ m处检测到。与{ \it Chandra}宽带X射线图像的比较表明，红外（IR）发射与冲击波有关。我们将所观察到的红外发射归因于尘埃，尘埃已被碰撞加热的热，X射线发射等离子体中的电子和离子，粒度分布适合于LMC和小颗粒通过离子溅射的破坏。与我们早期对Ia型信噪比的分析一样，只有在溅射效应被包括在内时，模型才能再现观察到的70/24 $μ$ m比，从而破坏小颗粒。我们计算了在这些残留物中被爆炸波扫过的灰尘的质量，并且我们得出了比LMC通常假设的0.25%的值小几倍的灰尘-气体质量比。我们认为，这种差异的一种解释可能是多孔（蓬松）尘埃颗粒。
2006-10-06 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. IV. X-Ray Emission from the Largest SNR in the LMC
我们首次对大麦云中已知最大的超新星遗迹（SNR）SNR 0450-70.9进行了X射线探测。为了研究这种信噪比的物理条件，我们获得了XMM-牛顿X射线观测，光学图像和高色散谱，和无线电连续谱图。SNR 0450-70.9的光学图像显示了一个巨大的、不规则的椭圆形外壳，沿着东部和西部边缘以及外壳内部有明亮的细丝。内部纤维具有较高的[S II]/H α比值，并形成明显的内壳形态。X射线发射区域小于光学壳的整个范围，最亮的X射线发射在小的内部壳和大壳的西部边缘。小壳层的膨胀速度约为220 km/s，而大壳层的膨胀速度约为120 km/s。无线电图像显示中心增亮和相当平坦的无线电频谱指数超过SNR。然而，没有探测到对应于脉冲星的点X射线或射电源，并且X射线发射主要是热的。因此，这些现象可以最合理地解释在大信噪比的先进的年龄。利用流体动力学模型结合热X射线发射的非平衡电离模型，我们推导出SNR年龄的下限约为45，000年，进入SNR演化的后期阶段。尽管如此，从X射线发射的光谱拟合得出的温度和密度表明，残余物仍然是超压的，因此，发展在很大程度上是由SNR内部的热气体驱动的。
2004-06-11 astro-ph
X-Ray Emission from Multi-Phase Shock in the Large Magellanic Cloud Supernova Remnant N49
利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪对大麦云云中的超新星遗迹N49进行了观测。{ \it Chandra}/ACIS图像的极好的角分辨率分辨出了点源、软伽马射线中继器SGR 0526 $-$ 66的可能的X射线对应物、以及穿过SNR的扩散细丝和结。这些特征代表了冲击波扫过周围的星际介质和附近稠密的分子云。我们探测到富含金属的喷出物超出了SNR西南部的主爆炸波冲击边界，这似乎是爆炸碎片或从祖星喷出的“子弹”。在SNR东侧检测到强的类氢硅线发射需要多相冲击才能描述观察到的X射线光谱，而这种多相等离子体在西侧并不明显。N49复杂的光谱结构表明，SNR以东的激波后区域可能被致密分子云的反向激波重新加热，而冲击波激波阵面在传播到致密云时减速。探测到的点状源的X射线光谱是连续主导的，并且可以用$Γ$ $\sim$ 3的幂律来描述。这证实了该点状X射线源是静止状态下SGR 0526 $-$ 66的对应物。
2002-11-25 astro-ph
The Detection of Far Ultraviolet Line Emission from Balmer-Dominated Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们提出了第一个远紫外（FUV）光谱的四个已知的巴尔默为主的超新星遗迹（SNRs）在大麦云，收购远紫外光谱探测器。残留的DEM L 71（0505-67.9）、0509-67.5、0519-69.0和0548-70.4都处于非辐射演化阶段，其膨胀速度从约500 km/s到约5000 km/s不等。我们在DEM L 71（V（FWHM）~ 1000 km/s）中探测到了Ly β、Ly γ、C III和O VI的宽发射线，在0519-69.0（V（FWHM）~ 3000 km/s）中探测到了Ly β和O VI的宽发射线。此外，在0509-67.5观测到宽的Ly β发射（V（FWHM）~ 3700 km/s），这是首次从该SNR探测到宽线发射。在我们的FUSE光谱0548-70.4中没有检测到发射，这使得我们只能对FUV线通量设置上限。这些SNR谱不受激波后冷却的影响，为高马赫数激波中的无碰撞加热效率提供了有价值的探针。我们已经使用的Ly β/ O VI通量比和相对宽度的广泛的Ly β和O VI线，以估计程度的电子-质子和质子-氧离子平衡DEM L 71，0509-67.5，和0519-69.0。虽然我们的平衡估计受到相当大的不确定性，由于模糊的FUV线和批量多普勒展宽的贡献，我们的结果是一致的电子-质子和质子-氧离子平衡的效率随着冲击速度的增加而下降。从我们的冲击波速度估计，我们得到的…
2007-03-30 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of a Supernova Remnant in the Line of Sight to HD 5980 in the Small Magellanic Cloud
我们报告了小麦哲伦星云（SMC）中超新星遗迹SNR 0057 - 7226的远紫外吸收的探测。在LBV/WR恒星HD 5980的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱中可以看到这种吸收。O VI 1032和C III 977的吸收速度相对于银河系吸收线为+300 km/s，相对于SMC吸收线为+170 km/s。O VI 1038管线被H_2吸收污染，但存在。这些谱线在Sk 80的FUSE光谱中看不到，距离HD 5980仅约1'（约17 pc）。在FUSE光谱中没有看到来自SNR的蓝移OVI 1032吸收。SNR中的OVI 1032线由具有FWHM=75 km/s的高斯很好地描述。我们发现log N（O VI）=14.33-14.43，这大约是SMC中剩余O VI柱的50%（不包括SNR），并且大于沿这条视线的银河系晕中的O VI柱。SNR吸收的N（C IV）/N（O VI）比在0.12-0.17的范围内，类似于在银河系盘中看到的值，并且低于晕值，支持SNR产生接近银河系平面的高度电离气体的模型，而其他机制发生在晕中。N（C IV）/N（O VI）的比例也低于SMC的比例沿这条视线，这表明其他机制有助于创建全球热电离介质在SMC。O VI，C IV和Si IV表观柱密度分布表明存在多相壳层，然后是温度较高的气体区域。
2001-08-02 astro-ph
The Physics of Supernova Remnant Blast Waves. I. Kinematics of DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
我们提出的结果，从法布里-珀罗成像光谱的巴尔默主导的超新星遗迹DEM L71（0505-67.9）在大麦哲伦星云。从爆炸波的整个圆周提取的光谱揭示了部分中性气体中非辐射冲击的宽和窄分量H-α线发射特性。DEM L71的新光谱包括以前没有观察到的边缘部分。我们发现宽分量宽度沿DEM L71的边缘方位角变化，从东部边缘的450+/-60 km/s到微弱西部边缘的高达985（+210）（-165）km/s的值。在微弱的北部边缘的一部分，没有检测到广泛的组成部分，可能表明在这些地区的密度较低和/或广泛的组成部分宽度超过1000公里/秒。在冲击波前沿零和完全电子-离子温度平衡的极限之间，允许的冲击波速度范围是沿着东边缘的430-560 km/s和沿着冲击波的其他部分的700-1250 km/s。H-alpha宽窄通量比在残骸周围变化很大，范围从0.4到0.8。这些比率低于我们的冲击模型预测的值。我们发现，宇宙射线前体的窄组分H-α发射可能是造成差异的原因。冲击波的最小减速部分（即，不包括最亮细丝的区域）通过具有动能E_51=（0.37+/-0.06）*D_50**（5/2）的Sedov模型很好地表征，其中D_50是以50 kpc为单位的LMC距离。DEM L71对应的年龄为（4360+/-290）*D_50年。这是第一次，从整个冲击波的速度信息已被用来研究在一个已知的距离的非辐射SNR的全球…
2003-03-04 astro-ph
[Ne V] Imaging of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了在N49的[Ne V]中的亚弧秒成像，N49是LMC中最亮的光学SNR。在“冷”光学和“热”X射线状态之间，[Ne V]发射表明碰撞激发等离子体的中间温度（2- 6 x 10 E5 K），其成像受到极大限制。我们比较这些图像中的通量的光谱FUSE在个别光圈测量的O VI，并找到deredened线的比例是合理的一致，与我们的预测中速冲击。整个残骸的总光度[Ne V]为1.2E36 erg/s，根据测得的线比，这意味着O VI的总光度为1.5E38 erg/s。这些巨大的辐射损失表明，相对于残骸的总寿命，这种物质最近一定受到了冲击。我们还探索了复杂的空间结构。我们发现[Ne V]跟踪的[O III]发射更密切，比它没有H-α，测量显着的位移（~0.1 pc）之间的峰值不同的发射线，并发现两个数量级的变化，在通量比为不同的灯丝在整个残余。这些性质以及光辐射的一般特征表明热不稳定的中速激波。
2006-11-09 astro-ph
The Physics of Supernova Remnant Blast Waves. II. Electron-Ion Equilibration in DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
我们目前的分析和建模的X射线光谱从爆炸波冲击的DEM L71。我们已经使用了钱德拉ACIS-S数据和光学法布里-珀罗光谱的冲击波测量电子和质子的温度，分别。原则上，当这些测量结合起来时，就可以确定紧接着激波阵面后面的电子-离子温度平衡程度（g_0 = T_e/T_p）。在我们的X射线分析中，我们在三种不同的情况下拟合了爆炸波后面三个嵌套区域的Chandra谱：（1）平面的，初始不平衡的冲击波（g_0 = m_e/m_p），其中下游的电子和质子温度通过库仑碰撞平衡，（2）平面的，立即平衡的冲击波（g_0 = 1）和（3）球形的，在Sedov演化下平衡的冲击波。通过对T_e和T_p的独立测量，我们发现在最快冲击波位置（V_s~700-1000 km/s）的X射线谱与冲击波阵面处几乎没有平衡或完全没有平衡是一致的，而与完全平衡是不一致的。与此相反，来自低速冲击波（V_s~400-600 km/s）区域的光谱允许完全平衡，但排除零平衡。为了直接约束初始平衡，我们将我们的知识的质子温度到我们的X射线模型，建立平面冲击模型，允许一个变量g_0。该模型证实并加强了上述结果。具体地说，我们发现来自中速激波（Vs ~800 km/s）的X射线谱与中间平衡相一致，不包括大于1 σ时的g_0 = m_e/m_p和g_0 = 1。总的来说，我们的研究结果支持的图片减少电子-离子平衡增加冲击速度。
2003-03-04 astro-ph
X-ray source populations in the Magellanic Clouds
早期对麦哲伦云的X射线观测是用爱因斯坦、ASCA和ROSAT卫星的成像仪器进行的，揭示了离散的X射线源和大规模的扩散发射。可以详细研究超新星遗迹、高质量和低质量X射线双星和超软X射线源的大样本。今天，主要的X射线天文台XMM-牛顿和钱德拉以其先进的角度和光谱分辨率和扩展的能量覆盖范围，非常适合于详细研究这些星系中的X射线源的人口，并得出我们自己的银河系的结论。我们总结了我们的知识，X射线源人口的MC从过去的任务和目前的第一个结果，从系统的研究小麦哲伦云（SMC）使用越来越多的档案XMM-牛顿观测。
2007-12-17 astro-ph
A search for OH 6 GHz maser emission towards southern supernova remnants
OH脉泽在1720兆赫已被证明是超新星遗迹和分子云之间的相互作用的优秀指标。最近的计算表明，6049兆赫OH脉泽线激发更高的列密度比1720兆赫线。因此，它是残留云相互作用的一个潜在的有价值的指标。本文介绍了利用Parkes甲醇多波束接收器对大麦哲伦云和小麦哲伦云中的36个超新星遗迹和4个场进行6049 MHz和6035/6030 MHz OH脉泽观测的初步结果。虽然没有发现6049 MHz脉泽，但在恒星形成区发现了三个新的6035和6030 MHz OH脉泽发射点。
2007-04-18 astro-ph
An Intriguing X-ray Arc Surrounding the X-ray Source RX J053335-6854.9 toward the Large Magellanic Cloud
ROSAT对大麦云云（LMC）的观测显示，在点源RX J 053335 -6854.9周围有一个大的弥散X射线弧。扩散源和点源的相对位置表明，它们可能起源于一个共同的超新星爆炸。我们分析了弥散X射线发射的物理性质，并确定它很可能是大麦哲伦星云低密度介质中的超新星遗迹。我们还分析了RX J 053335 -6854.9的X射线和光学观测结果，认为它是太阳附近的一颗前景dMe星。因此，尽管它们的位置重合，这两个X射线源在物理上是不相关的。
2003-10-10 astro-ph
Optical Structure and Proper-Motion Age of the Oxygen-rich Supernova Remnant 1E 0102-7219 in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学发射线图像的年轻SNR 1 E 0102-7219（E0102）在SMC获得的HST高级相机的调查（ACS）。E0102是富氧类SNRs的成员，在其光学和X射线光谱中显示出强的氧、氖和其他金属线发射，并且不存在H和He。E0102的前身可能是一颗沃尔夫-拉叶星，在爆炸成为Ib/c或IIL/b型超新星之前经历了相当大的质量损失。在这个SNR中的喷出物是快速移动的（V > 1000 km/s），并在反向冲击中被压缩和加热时发射。在2003年，我们获得了光学[O III]，H-α，和连续图像与ACS宽视场相机。[O III]图像捕捉到了喷出物的全速度范围，并显示了在SNR中间投射的相当大的高速发射，该SNR是从1995年以前的宽视场和行星相机2图像的窄F502 N带通中多普勒偏移的。使用这两个时期分开约8.5年，我们测量的横向膨胀的喷出物周围的外缘在这个SNR的第一次在可见光波长。根据对12个喷出物细丝的自行测量，我们估计明亮喷出物的平均膨胀速度约为2000 km/s，并推断SNR为2050 +/- 600年的运动学年龄。我们从HST数据得出的年龄大约是Hughes等人推断的年龄的两倍。（2000）从X射线数据，虽然我们的1西格玛误差线重叠。我们的自行年龄是一致的独立的光学运动学年龄Eriksen等。（2003）使用空间分辨[O III]径向速度数据。我们得到一个膨胀中…
2006-01-24 astro-ph
Synoptic study of the SMC SNRs using XMM-Newton
本文对小麦哲伦星云（SMC）中的13个超新星遗迹（SNR）进行了详细的X射线光谱分析。我们适用于单温度非平衡电离模型和模型的基础上的Sedov相似性解决方案，在适用的情况下。我们还提出了详细的X射线图像的个别SNR，揭示了一系列不同的形态特征。8个遗迹，即DEM S 32，IKT 2，HFPK 419，IKT 6，IKT 16，IKT 18和IKT 23，与Sedov演化阶段一致。IKT 6和IKT 23都具有透明的壳状形态，在中心具有富氧X射线发射材料。我们提请注意这两个遗迹和充分研究的富氧遗迹IKT 22（SNR 0102-72.3）之间的相似之处，并提出它们是IKT 22的更进化版本。IKT 4、IKT 5、DEM S 128和IKT 5是处于或正在进入辐射冷却阶段的演化残留物。我们认为，从这四个遗迹的X射线发射是最有可能的Ia型SNe的喷出物仍然存在。我们的建模使我们能够获得物理参数的估计，如密度，年龄，质量和初始爆炸能量。我们的研究结果表明，SMC的平均氢密度是一个因素的~6低相比，大麦云云。这对SMC SNR的演变和亮度有明显的影响。我们还估计了平均SMC气相丰度的元素O，Ne，Mg，Si和Fe。
2003-09-01 astro-ph
Ionization and Velocity Structure in the Supernova Remnant E0102-72
钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）光谱仪被用来观测小麦哲伦星云中一颗约1000年前的富氧超新星E0102-72。HETG将残余物的图像分散成单个X射线发射线光下的图像光谱。氧气和氖的最强谱线的多普勒频移揭示了高达2000公里/秒的大体积运动，具有复杂的形态。镁、氖、氧和硅的逐步电离阶段的比较为加热恒星喷出物的“反向冲击”机制提供了新的见解。
2001-05-03 astro-ph
A 16 Millisecond X-Ray Pulsar in the Crab-Like SNR N157B: Fast Times at 30 Doradus
超新星遗迹N157 B（30 Dor B，SNR 0539-69.1，NGC 2060）位于大麦云星云的蜘蛛星云中，长期以来一直被认为是可能的类蟹状遗迹。这一假设已经得到了证实，相当奇怪的是，PSR J 0537 -6910的发现，显着的16毫秒X射线脉冲星在N157 B。PSR J 0537 -6910是目前发现的与超新星遗迹有关的旋转速度最快的脉冲星。在这里，我们报告我们的发现，并总结了这颗脉冲星及其超新星遗迹的性质。
1998-08-21 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
Spitzer Space Telescope detection of the young supernova remnant 1E 0102.2-7219
我们目前的年轻，富氧超新星遗迹1 E 0102.2-7219（E0102）在小麦哲伦星云，获得与斯皮策太空望远镜的红外观测。残留物在24 μ m处检测到，但在8或70 μ m处未检测到，并且具有填充的形态，具有两个突出的细丝。我们发现了与该残骸有关的高达8 × 10 ^-4兆太阳能的热尘埃（T~120 K）存在的证据。大部分热尘埃位于E0102的中心区域，相对于X射线发射，E0102的红外和射电连续辐射明显增强。即使所有的热尘埃都是在E0102的爆炸中形成的，估计的尘埃质量至少比最近一些理论模型预测的低100倍。
2005-09-26 astro-ph
Exploring the Small Scale Structure of N103B
本文介绍了对位于大麦云星云中的年轻超新星遗迹N103 B进行的40.8 ksChandra ACIS观测的初步结果。图像显示了亚弧秒级的结构，包括几个明亮的结和对流结构。残留物具有Ia型SNR的特征光谱，包含Fe、He和H类Si和S、Ar和Ca的强谱线。窄带图像显示残留物的不均匀性。
2001-02-07 astro-ph
BeppoSAX LECS/MECS X-ray spectroscopy of the young supernova remnant N132D
我们分析了大麦云中超新星遗迹N132 D的观测结果，该观测是用BeppoSAX号X射线卫星上的低能聚光分光计（LECS）和中能聚光分光计（MECS）仪器进行的。由于LECS/MECS组合在0.3--8.5 keV范围内具有良好的灵敏度，我们能够检测到与先前对该残余物所假设的相比更热的等离子体的存在。这个较热的组分是光谱中可见的Fe-K线发射的来源。使用两个组件NEI等离子体模型，我们发现，最好的拟合丰度值表明，N 132 D也是O-丰富的X射线的观点。我们简要地讨论了热分量的起源，并尝试性地将其与射电亮区联系起来。
1997-07-04 astro-ph
High-Velocity Clouds Related to the Magellanic System
通过几个与麦哲伦云相连的高速复合体，揭示了银河系与麦哲伦云相互作用的结果。它们形成的确切机制还存在一些争议，但它们仍然是唯一一组我们有起源和大致距离的高速云（HVC）。鉴于此，麦哲伦HVC可以用作其他HVC的校准器，同时也提供了密切研究相互作用系统残余物的机会。这些HVC可能持有的关键，恒星形成的历史，运动学结构，并目前哈勃类型的麦哲伦云，和他们的接近银河系允许我们估计关键的银河系参数。与麦哲伦星系有关的HVC可以分为三个主要的复合体：麦哲伦桥，云之间的HI连接;麦哲伦流，它跟随云，是我们银河系以外天空中最大的HI特征之一;和引导臂，一个更分散的HI灯丝，引导云。就HVC而言，这些特征已被广泛研究。在这篇综述中，我将首先描述每个复杂的观察结果，随后讨论它们的起源和整体HVC人口的关系。所有的HI数据都来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）（Barnes et al. 2001; Putman et al. 2001）。
2001-03-08 astro-ph
X-Ray Emitting Ejecta of Supernova Remnant N132D
麦哲伦星云中最明亮的超新星遗迹，N132 D，属于罕见的富氧遗迹，大约有十几个物体显示纯重元素喷出物的光学发射。它们起源于大质量恒星的爆炸，产生大量的O，尽管只有一小部分O被发现以光学波长发射。我们报告说，在最近对N132 D进行的100 ks Chandra ACIS观测中，在X射线波长处检测到了大量的O。亚角秒分辨率的钱德拉和哈勃图像之间的比较显示，在大尺度（但不是小尺度）上，星云X射线和光学发射的喷出物之间有很好的匹配。喷出物光谱占主导地位的强线，他和H-类O，他们表现出大量的空间变化，部分造成的LMC内的斑片状吸收。由于光学喷出物集中在一个5 pc半径的椭圆形膨胀壳，检测到的喷出物X射线发射也起源于这个壳。
2007-11-20 astro-ph
Discovery of a New Pulsar Wind Nebula in the Large Magellanic Cloud
我们提出了新的高分辨率的无线电和X射线观测超新星遗迹（SNR）B 0453 -685在大麦云云，分别与澳大利亚望远镜紧凑阵列和钱德拉X射线天文台进行。嵌入在SNR壳是一个紧凑的中央星云产生平谱偏振无线电发射和非热X射线，我们确定这个源作为脉冲星风星云（PWN）由一个看不见的中央中子星供电。我们提出了一种新的方法，通过该方法的SNR和PWN的属性可以用来推断上的初始自旋周期和表面磁场的看不见的脉冲星的上限，并得出结论，这颗星是一个初始的快速旋转器与电流属性类似的船帆座脉冲星。与其他类似年龄源的情况一样，目前PWN和SNR的反向冲击之间存在相互作用。
2003-07-29 astro-ph
On the Properties of the HI shells in the Small Magellanic CLoud
在小麦哲伦星云（SMC）中有509个膨胀的中性氢壳层，它们都非常年轻，动力学年龄为几百万年。为了研究它们与年轻恒星天体的关系，我们将壳层星表与OB星协、超巨星、造父变星、WR星、超新星遗迹和星团的各种星表进行了交叉关联。通过蒙特卡罗模拟估计了随机排队的发生率，发现其发生率很高。然而，重要的是，与OB关联在空间上{ \em not}相关的壳比空间上相关的壳多1.5倍。此外，509个壳层中有59个主要位于低恒星密度场中，没有与之相关的年轻恒星，因此没有明显的能量来源。结果表明，在整体上，这些“空”壳的属性是非常相似的属性的其余的壳，一旦选择偏见被考虑在内。的结果的理论意义进行了讨论。
2005-04-20 astro-ph
Are the Models for Type Ia Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
我们探讨了Ia型超新星的祖先系统的模型和爆炸后演变的超新星遗迹的属性之间的关系。大多数Ia型祖先的模型在单一简并的情况下预测在前超新星演化过程中会有大量的外流。扩大以前的工作，我们估计这些流出的印记上的结构的星周介质在超新星爆炸的时候，和效果，这种修改后的星周介质上的演变，随后的超新星遗迹。我们比较我们的模拟与已知的Ia型超新星遗迹在银河系（开普勒，第谷，SN 1006），大麦云云（0509-67.5，0519-69.0，N103 B），和M31（SN 1885）的观测特性。我们发现，速度超过200公里/秒的来自白矮星表面的光学厚外流（有时称为吸积风）在祖星周围挖掘出大型低密度空腔。这样大的空洞与我们所研究的所有Ia型遗迹中的前向激波和激波喷出物的X射线发射的动力学是不相容的。
2007-03-13 astro-ph
Formation of the Small Magellanic Cloud: ancient major merger as a solution to the kinematical differences between old stars and HI gas
最近对小麦哲伦云（SMC）的观测表明，HI气体有明显的自转（V_c 60 km/s），而老的恒星星族没有或几乎没有自转。我们认为，这种独特的运动学差异，这些组件之间的SMC可能是由一个重大的合并事件发生在SMC形成的早期阶段。我们的模拟表明，耗散的矮-矮合并可以将两个富含气体的矮不规则星转变成一个新的矮星，它由一个球状恒星组件和一个旋转的扩展HI盘组成。这种矮-矮合并的残余物显示了恒星和气体之间明显不同的运动学，在这个意义上，气体盘快速旋转，而恒星组件几乎没有旋转。因此，我们认为，模拟的矮星有一个动态的热球体和扩展的气体盘最终演变成现在的SMC后，有效的剥离外部气体通过潮汐场的银河系和大麦云云。我们还建议，空间分布和运动学的RGB和AGB星与不同年龄的可能的球状组成部分的SMC可以提供有价值的信息，过去的重大合并事件是否以及何时真的发生在SMC。
2008-04-29 astro-ph
Detection of X-ray-Emitting Hypernova Remnants in M101
基于超深（230 ks）ROSAT HRI成像的M101，我们已经发现了5个X射线源，空间上符合光学发射线功能以前被归类为超新星遗迹在这个附近的星系。其中两个符合点（SNR MF 83和NGC 5471 B）最有可能代表了X射线发射与激波加热的星际气体的真实物理联系。MF 83的半径约为134秒差距，是已知最大的遗迹之一。NGC 5471 B的半径为30 pc，速度至少为350 km/s（FWZI），在射电和光学上都非常明亮。这两个壳状残骸的X射线亮度分别为$\sim 1$和$3 \times 10^{38} ergs/s$（0.5-2 keV），比我们银河系和麦哲伦星云中已知的最亮超新星残骸亮一个数量级。推断出的爆炸波能量对于NGC 5471 B为$\sim 3 \times 10^{52} ergs$，对于MF 83为$\sim 3 \times 10^{53}$ ergs。因此，残余物可能起源于超新星，这是$\gtrsim 10$的一个因素，比典型的超新星更有活力，并被假定为负责伽马射线暴在宇宙学距离观察。对邻近星系中这类超新星遗迹的研究有可能对伽马射线暴的起源类型、速率、能量学和光束效应提供重要的限制。
1999-03-16 astro-ph
Observational templates of star cluster disruption. The stellar group NGC 1901 in front of the Large Magellanic Cloud
观测表明，现今银河系盘中的恒星形成是在恒星集合体或星团中发生的，而不是孤立的。被束缚的、寿命长的恒星群被称为疏散星团。它们逐渐失去恒星，在最后的演化阶段，它们被严重破坏，留下一个由几颗恒星组成的疏散星团残余。在本文中，我们详细研究了人口稀少的星团NGC 1901的恒星含量和运动学。这个物体看起来是投影在大麦云云上。目前的工作的目的是推导出目前的演化状态，双星分数，年龄和质量的恒星群。这些是与N体模型的基本量基本量进行比较，以便研究星团演化和溶解的最一般主题。分析使用UBVI通带中的宽视场测光，UCAC.2星表中的自行和3个高分辨率光谱学时期进行，NGC 1901是一个太阳系金属丰度恒星的集合，年龄为4亿+/-1亿年，核心半径为0.23秒差距，潮汐半径为1.0 pc，距离太阳400+/-50 pc。在13个已确认的成员中，只发现了5颗单星，估计它现在的双星比例至少为62%。我们的计算结果表明，NGC 1901是一个明显的疏散星团残骸原型，其特征是双星分数值较大，低质量恒星明显减少。根据数值模拟，这与NGC 1901是一个最初由500-750颗恒星组成的更大系统的剩余部分是一致的。
2007-01-26 astro-ph
Multi-frequency Study of the LMC Supernova Remnant (SNR) B0513-692 and New SNR Candidate J051327-6911
本文对大麦云星云（LMC）中的超新星遗迹（SNR）B 0513 -692进行了新的多波长研究。残骸的西北边缘也有一个很强的叠加射电源，J 051324 -691049。基于相关的光学成像和光谱学，这被确定为可能的紧凑HII区域。我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在4790和8640 MHz的大尺度形态，光谱指数和偏振特性的B 0513 -692的第一次确定。我们检测到一个强烈的极化区域（49%）在残留的南部边缘。有趣的是，我们还在我们的Halpha图像中检测到一个小的（~40弧秒）中等亮度，但明显的光学圆形外壳，它与紧凑的HII区域相邻，正好在B 0513 -692的东北边缘的边界内。我们认为这是一个单独的新的SNR候选人的基础上，其明显不同的字符在3成像发射线的光学形态和指示SNR光谱（包括增强光学[SII]发射相对于Halpha）。
2007-03-28 astro-ph
An ATCA 20cm Radio Continuum Study of the Large Magellanic Cloud
本文给出了澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）和帕克斯望远镜观测到的大麦云（LMC）1.4GHz射电连续辐射的镶嵌图像。马赛克覆盖10.8 x 12.3平方度，角分辨率为40”，对应于LMC中10 pc的空间尺度。最终图像适合于研究40”和调查区域之间所有尺度的排放。在本文中，我们讨论i）的LMC的弥漫性和紧凑的无线电连续辐射的特性，ii）的热过程和隐含的恒星形成率在LMC中产生的发射的分数，和iii）在整个LMC的无线电频谱指数的变化。两个非标准的减少技术，我们用来处理ATCA能见度数据可能是未来的宽场无线电连续调查的兴趣。这些数据向天文学界开放，应成为研究超新星遗迹、HII区和行星状星云等单个天体以及同步辐射的漫发射等扩展特征的丰富资源。
2007-09-13 astro-ph
Massive-Star Forming Infrared Loop around the Crab-like Supernova Remnant G54.1+0.3: Post Main-Sequence Triggered Star Formation?
我们报告了使用AKARI红外卫星在年轻的蟹状超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3周围发现的恒星形成环。该环由至少11个年轻恒星（YSO）组成，它们嵌在半径约为1 '的环状漫射辐射中。YSO在中红外波段是明亮的，在斯皮策太空望远镜的银河平面巡天图像中也是可见的。他们的Spitzer颜色类似于[3.6]-[5.8]中的II类YSO，但[8]-[24]中的显着红色，即，0<[3.6]-[5.8]<1.2和5<[8]-[24]<9。它们中的大多数在2 MASS JHKs图像中有近红外对应物，其中一些也有光学对应物。它们的JHK颜色和星等表明，YSO是大质量（<= 10 Msun）的主序前恒星，与SNR的距离相同，即，8 kpc，支持星形成环与SNR的关联。去红光谱能量分布类似于早期的Herbig Be星，这是早期的B-型前主序星，其内部盘已经被破坏。对环结构的限制表明YSO是年轻的，即，<= 200万我们认为它们的形成是由G54.1+0.3的祖星触发的，它的质量<= 15 Msun。触发一定是发生在祖先生命的末期，可能是在它脱离主序列进化之后。
2008-01-02 astro-ph
Discovery of an Ultra-fast X-ray Pulsar in the Supernova Remnant N157B
本文介绍了在大麦云星云中发现的类蟹状超新星遗迹N157 B的16 ms脉冲X射线辐射。这是与超新星遗迹（SNR）相关的最快旋转脉冲星。罗西X射线计时探测器（RXTE）以SN 1987 A为中心进行观测，发现了一颗具有窄脉冲轮廓的X射线脉冲星。档案ASCA X射线数据证实了这一探测，并将脉冲星定位在超新星遗迹N157 B的1'范围内，距离SN 1987 A 14'。这颗脉冲星显示了RXTE和ASCA观测之间存在故障的证据，时间跨度为3.5年;平均线性自旋下降率为Pdot = 5.126 X 10 E-14 s/s。扣除背景的脉冲发射类似于其他类克拉布光子晶体，其光子指数的幂律为~ 1.6。特征自旋下降年龄（~ 5000年）与先前SNR的年龄估计一致。一颗旋转供电的脉冲星的B场推断为~ 1 X 10 E12高斯。我们的结果证实了N157 B的蟹状星云性质;该脉冲星可能与ROSAT HRI观测揭示的紧凑X射线源有关。
1998-03-18 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
