Balmer-Dominated Shocks Revisited
我们提出了一个新的形式主义来描述的比例和档案的氢在巴尔默主导的冲击发射线。我们使用这个模型来解释测量的宽和窄的H-α，H-β和Ly-alpha发射线的超新星遗迹（SNRs）的宽度和比率。我们的模型结果与Chevalier，Kirshner & Raymond（1980）的结果相当一致，并且与几个信噪比的观测结果一致。同样的模型不能解释Heng等人（2006）在SNR 1987 A中观测到的反向激波的宽线和窄线发射的比率。我们认为，这种理论和观测结果之间的差异，从一个错误的假设，巴尔默主导的冲击可以被视为尖锐的不连续性。如果考虑激波转捩区的空间结构，在大多数信噪比中，宽谱线发射与窄谱线发射的预测比值将发生适度的变化，但在信噪比1987 A中，宽谱线发射与窄谱线发射的比值将显著增加。在大多数信噪比中，观测到的宽发射谱线的半峰全宽，将需要更大的激波速度。
2006-09-19 astro-ph
Early optical-IR emission from GRB 041219a: neutron-rich internal shocks and a mildly magnetized external reverse shock
伴随着长伽马射线暴（GRB）041219 a发现了非常早期的光学和近红外（IR）辐射。我们表明，在瞬发辐射过程中跟踪γ射线光变曲线的光学/红外闪光可以理解为富中子内激波的辐射，正如Fan & Wei所建议的那样。瞬发相后的K_s波段余辉光变曲线可以很好地模拟为反向激波和正向激波分量的叠加。无线电资料也支持反向冲击的解释。
2005-06-09 astro-ph
GRB 990123 revisited: Further Evidence for a Reverse Shock
最近，我们提出了一种新的理论分析的反向冲击发射。我们在这里使用这个分析来重新访问GRB 990123。我们发现了新的和令人信服的证据表明，伽玛暴990123的闪光和射电耀斑是由一个反向冲击。这表明相对论性喷出物的能量中有很大一部分是由重子携带的。它还表明，外部介质是一个ISM和在这个爆发的反向冲击辐射占主导地位，在早期的其他可能的过程。我们用早期的光发射来约束原始喷出物的物理参数和发射反向冲击区的微观参数。
2004-05-24 astro-ph
Molecular Diagnostics of Supernova Remnant Shocks
我们已经进行了无线电和红外分子线发射对几个SNR的研究，以调查SNR冲击的分子签名，并测试模型的OH脉泽生产SNR。在这里，我们介绍了G349.7+0.2的结果。
2002-07-18 astro-ph
Dust sputtering by Reverse Shocks in Supernova Remnants
我们认为溅射的尘埃颗粒，相信是在冷却超新星喷出物，在反向冲击的影响下形成的。在自相似演化的反向冲击的制度，我们可以遵循喷出物的密度和温度的演化分析作为时间的函数在不同的部分喷出物，并计算溅射率的石墨和硅酸盐颗粒嵌入在喷出物中，因为他们遇到的反向冲击。通过分析（1D）的计算，我们发现，粉尘质量的一部分（$ 1\hbox{--}20$ %的硅酸盐和% $\le 5$ %的石墨）可以被溅射的反向冲击，该部分随粒度分布和喷出物质量的密度分布的陡度。预计更多的颗粒将在正向和反向冲击之间的区域溅射，因此我们的分析结果提供了一个尘埃质量被破坏部分的下限。
2008-04-22 astro-ph
Shock-cloud interaction in the Vela SNR observed with XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿EPIC观测到的一个明亮的结，名为FilD，在船帆座SNR的北部边缘，那里的冲击遇到了云。灵敏度，光谱和空间分辨率的良好组合使我们能够描述所观察到的ISM云的内部结构，并获得其温度，密度，O，Ne和Fe丰度的估计，以及它们沿视线的延伸。我们还研究了冲击与FilD结的相互作用，并估计从冲击影响所经过的时间约为一个云破碎时间。我们的分析使我们能够得出这样的结论，所观察到的X射线发射是最好的解释通过ISM不均匀性与向内增加的密度分布的传输冲击的传播。我们发现与激波的相互作用决定了云内部的加热和外部的蒸发。
2005-10-03 astro-ph
On the existence of a reverse shock in magnetized GRB ejecta
磁场在伽马射线暴（GRB）流中的作用仍有争议。早期余辉阶段的研究，特别是反向冲击动力学和相关的排放提供了一个有前途的探测喷出物的磁化。在本文中，我们推导出存在的条件，在任意磁化的喷出物，减速和相互作用的环暴介质的反向冲击。恒定和风一样的密度配置文件被认为是。我们表明，在以前的估计相比，喷出物的磁化大于团结没有交叉的一个大部分的参数空间相关的伽玛射线暴流的反向冲击。考虑到壳层的扩展，在σ_o < 0.3的喷出物中，总有相对论性或弱相对论性的反向激波形成.由此，我们得出结论，光学闪光的缺乏，被认为是一个独特的签名的反向冲击，可以解释的存在动态重要的磁场在喷出物。
2007-11-30 astro-ph
Comment on "Gamma-ray burst early afterglows: reverse shock emission from an arbitrarily magnetized ejecta" by Zhang and Kobayashi (2004)
Zhang和Kobayashi（2004）试图计算在磁化喷出物的情况下，伽马射线暴流出中的正向和反向冲击系统的早期余辉发射。我们指出了一个基本的动力学模型中的错误。根据作者的说法，喷出物的磁场携带的能量和动量并没有转移到前向激波。这是一个不正确的假设，使结果无效。
2005-03-23 astro-ph
Early Afterglow Emission from a Reverse Shock as a Diagnostic Tool for GRB Outflows
伽马射线暴（GRB）余辉跃迁是GRB中最有趣也是研究最少的相之一。在这个阶段，相对论性的喷出物开始与周围的物质相互作用。一个强大的短暂的反向冲击传播到喷出物（假设它是重子），而前向冲击开始塑造周围的物质到布兰德福德麦基轮廓。我们建议一个参数化的早期余辉光变曲线，我们计算（解析和数值）所观察到的参数，结果从一个反向冲击发射（在星际介质[ISM]环境）。我们提出了一个新的指纹的反向冲击辐射，添加到众所周知的$t^{-2}$光学衰减。对这个特征的观测表明，在早期余辉期间，反向激波支配着发射。反向激波的存在反过来意味着相对论性的喷出物含有重要的重子成分。这个特征也意味着周围的介质是ISM。我们进一步表明：（1）反向激波闪光强烈地依赖于相对论喷出物的初始条件。(ii)以前的计算通常高估了这种光学闪光的强度。(iii)如果反向冲击主导了光学闪光，那么对早期余辉光变曲线的详细观测可能使我们能够确定相对论喷出物内的初始物理条件，特别是估计其洛伦兹因子和宽度。
2004-06-14 astro-ph
Magnetized GRB outflow model: weak reverse shock emission and short energy transfer timescale
我们发现，如果反向激波区被$σ\sim 1$磁化，或者在轻度磁化的电离层中加速的电子的发射光谱，那么在大多数{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）余辉中没有明亮的光学闪光是可以解释的。（$0.1<σ<1$）反向激波阵面非常软，或者非磁化外流的反向激波是亚相对论性的，其中，$σ$是磁能通量与粒子能通量之比。我们还发现，对于$σ\gg 1$，磁化喷出物和前向冲击波之间的能量转移可能太快，无法解释在许多{ \it Swift} GRB X射线余辉中很好地检测到的浅下降阶段。
2008-10-17 astro-ph
Early GRB afterglow from a reverse shock as a tracer of the prompt gamma-ray light curve
我们讨论了当重子喷出物与外部星际介质（ISM）相互作用时穿过重子喷出物的反向冲击的光学和无线电早期余辉发射。我们发现，闪光的峰值将反向激波的光变曲线分为两个不同的阶段。峰值后的发射弱地依赖于喷出物的初始条件，因此它可以被用作反向冲击发射的可识别的签名。另一方面，在光学峰之前的发射是高度敏感的初始条件，因此可以用来调查的初始流体动力学轮廓的喷出物。特别是，如果瞬发$γ$射线发射是由内部激波引起的，则早期反向激波发射应该类似于瞬发$γ$射线光变曲线的平滑版本。
2005-02-23 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? II Physics of the SNR shock wave acceleration
假设宇宙射线中的难熔元素起源于尘埃颗粒，我们研究宇宙射线起源模型的可行性，其中大部分当今的宇宙射线被加速出新鲜的超新星喷出物材料之前，它与平均星际介质（ISM）混合。我们的结论是，到目前为止，已经提出的新的喷出物的情况下有严重的缺陷，并无法解释已知的属性，今天的宇宙射线。这些缺陷包括：（1）前向超新星遗迹（SNR）激波对ISM质量的一小部分喷射物进行了处理;（2）在孤立的SNR中，新鲜的喷射物颗粒很难到达前向激波，即使颗粒确实到达了前向激波，预期的溅射产额也很小，特别是在激波之前;（3）新鲜的喷射物物质不可能主导弥漫的超气泡中的宇宙射线产生;以及（4）在新喷出物模型中，宇宙射线难熔元素和挥发性元素的产生之间缺乏联系。我们的结论是，在旧的，晕星中观察到的金属丰度的近线性增加，不能意味着今天看到的宇宙射线的一个显着的部分来自新鲜的超新星喷出物。这一结论得到了对当今宇宙射线成分的分析的支持，如迈耶和埃里森，这卷。
1999-05-05 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
The signature of a wind reverse shock in Gamma-ray bursts afterglows
大质量恒星的爆炸被认为是很大一部分伽马射线暴（GRB）的来源。如果情况确实如此，那么爆炸冲击波传播到一个复杂的密度结构中，由两个冲击波-风反向冲击波和前向冲击波-包围的恒星风组成。当爆炸冲击波达到R_0时，风反向冲击波的半径，它分裂成两个冲击波-反向和正向冲击波。我们表明，由此产生的反向冲击是不强的，因此，在计算其性质时，需要充分的分析处理。我们计算的流动和爆炸波的演变在所有的不同阶段的动力学。结果表明，当r>R_0时，流体的洛伦兹因子等于冲击波的洛伦兹因子的0.725倍，并且只要存在冲击波反激波，流体的洛仑兹因子与时间无关。在计算爆炸波演化的基础上，我们计算了不同能带的辐射。我们发现，大约一天后的主爆炸，作为冲击波达到R_0，观测到的余辉通量开始上升。它在几个小时内上升约2倍，在此期间存在冲击波反向冲击，然后下降。我们表明，幂律指数描述光变曲线时间演化是不同的，在早期（上升前）和后期的时间，是频率依赖性。我们提出了这种情况下，在不同的能量带的光变曲线。
2005-11-16 astro-ph
Evolution of the Reverse Shock Emission from SNR 1987A
我们提出了新的（2004年7月）G750 L和G140 L空间望远镜成像光谱仪（STIS）的H-α和Ly-alpha发射超新星遗迹（SNR）1987 A的数据。利用1997年10月至2002年10月的观测数据，我们跟踪了Ly-alpha发射的局域演化和H-alpha发射的局域和全局演化。除了发射，我们可以清楚地归因于表面的反向冲击，我们还测量了可比的发射，在H-α和Ly-alpha，这似乎出现从超新星碎片内部的表面。通过位于中央狭缝的稍微向东和向西的狭缝进行的新观测显示，H-α表面发射偏离了圆柱对称。使用新旧观测的组合，我们构建了一个总的H-α通量，F，从反向冲击，这增加了约4倍，在约8年的光变曲线。然而，由于系统的不确定性很大，我们无法区分通量的两种极限行为-- F ~ t（自相似膨胀）和F ~ t^5（反向激波的停止）。这样的决定与反向冲击辐射是否会在不到7年的时间内消失的问题有关（Smith等人，2005）。未来的深，低或中等分辨率的光谱是必不可少的完成这项任务。
2006-03-06 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Supernova Shocks
我们分析了最近的测量结果的非热发射从个别超新星遗迹（SNRs）和它们的对应关系的非线性动力学理论的宇宙射线（CR）加速SNRs。结果表明，该理论与实验数据吻合较好，并为磁场放大条件下信噪比的有效CR产生提供了有力的证据。磁场放大导致CR最大能量的显著增加，从而使在SNR中加速的CR谱在~10^17 eV能量范围内符合银河CR谱形成的要求。
2008-09-04 astro-ph
Supernova Reverse Shocks and SiC Growth
我们提出了新的机制，通过这种机制，X型颗粒的前太阳SiC的同位素组成被改变的反向冲击II型超新星。我们讨论了三个时期的反向冲击：压力波从H包线附近的t = 10 $^6$ s;反向冲击从超新星前风附近的10 $^8-10^9$ s;反向冲击从ISM附近的10 $^{10}$ s。使用1-D流体力学，我们表明，第一个创建一个致密的壳的Si和C原子附近的10 $^6$ s的SiC肯定凝聚。第二次反向冲击使预凝聚晶粒通过不同同位素组成的减速气体快速向前移动，在此期间同时发生注入、溅射和进一步凝聚。第三次反向冲击只引起进一步的离子注入和溅射，这可能会影响微量元素同位素组成。利用一个25兆$_{\odot}$超新星模型，我们提出了解决下列未解决问题的方案：SiC在哪里凝聚？为什么碳化硅比石墨更容易凝结？为什么凝聚SiC $^{28}$富含Si？为什么富氧对SiC的凝聚没有阻碍？每种同位素有多少个原子被一个在时间t $_0$在径向坐标r $_0$上凝聚的粒子撞击？提出了这些许多考虑因素作为解释陨石中发现的SiC X颗粒及其对超新星物理学意义的路线图。
2003-02-06 astro-ph
XMM-Newton EPIC Observation of SMC SNR 0102-72.3
本文介绍了XMM-牛顿天文台在校准阶段对小麦哲伦星云中年轻的富氧超新星遗迹SNR 0102-72.3的观测结果。EPIC-PN和MOS观测都显示了一个半径约为15“的环状结构，这已经从爱因斯坦、ROSAT和钱德拉观测中得知。整个SNR以及东半部的部分光谱进行了分析，确认在非均匀电离阶段的冲击热等离子体作为X射线发射的起源。在X射线环的东北部和东南部，光谱不同，表现出不同强度的发射线特征。东北部的温度明显高于东南部，反映在较高的电离阶段和较硬的连续谱线。与无线电数据的比较表明，爆炸波的正向冲击波在SNR的北部占主导地位，而南部的排放最有可能是由最近形成的反向冲击在喷出物。在SNR 0102-72.3的全谱情况下，与单面平行激波模型相比，双温非平衡电离模型与数据更一致。SNR 0102-72.3的结构是复杂的，因为冲击波传播的变化导致空间上不同的X射线光谱。
2000-11-06 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of SNR 1987A: Chandra LETG and HETG Observations in 2007
我们提出了一个扩展的分析深钱德拉LETG和HETG观测超新星遗迹1987A（SNR 1987A）在2007年进行。对光栅谱的整体拟合表明，该系统中慢速激波的X射线发射等离子体温度在过去三年中保持稳定，而快速激波的温度有所下降。强X射线发射线的第一光变曲线及其比值证实了这种温度演化。另一方面，从X射线线轮廓推断的体积气体速度太低，无法解释从光谱拟合推断的冲击后等离子体温度。这表明X射线发射来自于受到两次冲击的气体，第一次是冲击波，第二次是SNR 1987 A内环反射的冲击波。考虑到这些因素的新模型支持这一物理图景。
2008-10-29 astro-ph
GRB 021004: Reverse Shock Emission
我们发现，在GRB 021004光学余辉光变曲线约0.1天的再增亮可以在标准火球模型的框架内解释。正向和反向冲击波的叠加导致了这种特殊的行为。利用在其他余辉观测中得到的参数标准值，我们可以构造一个例子，在这个例子中，理论估计合理地拟合宽带观测。因此，光变曲线的特殊性可能是早期伽马射线暴余辉的共同特征。
2002-12-03 astro-ph
Stability of the Forward/Reverse Shock System Formed by the Impact of a Relativistic Fireball on an Ambient Medium
本文分析了伽马射线暴（GRB）火球撞击周围介质时形成的相对论性正/反双激波系统的稳定性。我们发现，无论是均匀的或风（r^{-2}）的周围介质的密度分布，这个冲击系统是稳定的线性全球扰动。对于风的情况下，我们分析计算的正常模式，可以调制早期的短期变化的伽玛暴余辉的频率。我们发现，在双激波系统中的扰动可能会引起所观察到的流量在短（下至秒）的时间尺度在余辉的早期阶段的振荡波动。
2001-09-14 astro-ph
Shock Acceleration and Gamma-Ray Emitting Supernova Remnants
残骸膨胀外壳周围的扩散激波加速是SNR伽马射线起源的一个热门候选者。本文介绍了激波加速理论中的非线性效应及其对信噪比γ能谱的影响。这些效应描述了加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响，同时解决了流体流动中的非均匀性如何迫使宇宙射线的分布偏离纯幂律。这种偏差对于伽马射线光谱测定是至关重要的。我们的自洽蒙特卡罗方法来冲击加速是用来预测离子和电子分布，产卵中性π衰变，韧致辐射和逆康普顿发射组件的信噪比。我们演示了如何在500 GeV - 10 TeV范围内的临界能量以上的扩展SNR壳淬火加速度所施加的空间和时间限制，从而产生的伽马射线光谱截止是相当一致的惠普尔的TeV上限的EGRET不明来源的SNR协会。我们还讨论了电子注入冲击的作用及其影响的意义上的电磁组件的GeV-TeV的频谱形成。
1997-11-21 astro-ph
Optical and gamma-ray emissions from internal forward-reverse shocks: application to GRB 080319B?
在描述伽马射线暴瞬发的内激波模型中，一系列相对论性壳层之间的碰撞产生大量成对的正向和反向激波。我们发现，如果前向激波和反向激波的洛伦兹因子显著不同（例如，一个激波是相对论的，另一个是牛顿的）。然后，我们调查这种情况是否适用于GRB 080319 B的情况下，发现壳洛伦兹因子的双峰分布，峰值在$\sim400$和$\sim10^5$，是必需的。此外，这种情况下预测伴随的逆康普顿（IC）GeV的发光度相当（不高于）的同步加速器MeV的排放，这可以与未来的\textit{Fermi}观测进行测试。
2008-11-07 astro-ph
High-energy neutrinos from reverse shocks in choked and successful relativistic jets
高度相对论性喷流是当前伽马射线暴模型的关键要素，其中喷流动能在光学薄激波处转化为辐射能。高能中微子也被认为是来自于在相同冲击中加速的质子的相互作用。在这里，我们重温早期的演化相对论性喷流，而喷流仍然是内部的恒星，并调查其中微子发射。特别是，我们研究传播温和的相对论和ultrarelativistic喷气机通过Ib型祖，并遵循反向冲击的喷气机穿过恒星。我们证明了质子在反向冲击下可以被加速到10^4-10^5 GeV，并有效地产生介子。介子经历了显著的冷却，抑制了随后的中微子发射。然而，我们表明，中微子产量从反向冲击仍然是相当大的，特别是低光度和长时间的喷流，介子冷却不太严重。我们讨论了我们的研究结果的背景下，中微子从窒息的喷流，这是完全冲击加热，不打破了明星。从一个在10 Mpc时各向同性等效能量为10^{53} erg的扼流喷流中，我们预计冰立方会发生约20个中微子事件。
2008-03-18 astro-ph
Prompt High Energy $γ$-Ray Emission From the Synchrotron Self-Compton Process in the Reverse Shocks of $γ$-Ray Bursts
在伽马射线暴（GRB）火球模型的标准情景中，巨大的初始能量释放产生了一个扩展到外部介质中的相对论冲击波和一个进入并加热火球喷出物的反向冲击波。本文计算了反向激波中相对论电子对同步辐射光子的逆康普顿散射产生的高能γ射线辐射。在伽玛暴和星际介质的物理参数较好的情况下，我们的结果表明，在瞬发阶段，这种辐射在高能伽玛射线带的前向激波中占主导地位。这种机制可以很好地解释EGRET探测到的瞬发高能γ射线的观测结果，如GRB 930131。
2000-10-17 astro-ph
Inverse Compton X-ray Flare from GRB Reverse Shock
本文研究了反向冲击火球的同步辐射自逆康普顿辐射。如果逆康普顿过程主导了冲击电子的冷却，则由一级康普顿散射产生的X射线耀斑将在非常早的余辉阶段出现，其中大部分冲击能量在10-100 MeV的二级散射分量中辐射。逆康普顿冷却的优势导致缺乏即时的光学闪光。我们表明，对于合理的参数，这个散射过程可以产生一个X射线耀斑的相对振幅变化的几个因素。振幅较大的耀斑和一次事件中的多个X射线耀斑很可能是由另一种机制（例如内部冲击）产生的。
2006-10-16 astro-ph
Shock-cloud interaction in the Vela SNR II. Hydrodynamic model
在超新星遗迹的X射线和光辐射研究的框架内，我们重点研究了船帆座SNR（VelaFilD）北缘的一个孤立的X射线结，其X射线辐射已在论文I中进行了研究和讨论。我们的目标是了解的物理起源的X射线和光发射在磁场中，在理解不同的物理过程在工作中的作用，并在获得一个关键的解释未来的X射线观测信噪比。为此，我们追求一个准确的“前进”的船帆座SNR冲击与ISM云的相互作用的建模。我们进行流体动力学模拟，我们直接比较从模拟合成的观测数据。我们探索了四种不同的模型设置，根据我们对X射线数据的初步分析选择物理参数的值。我们合成X射线发射图和光谱过滤通过XMM-牛顿EPIC-MOS仪器响应。冲击波前在600万开尔文的椭圆形云的密度比周围介质的30倍的影响，以及描述的冲击波云的相互作用过程中的船帆座区域的光谱特性和形态的X射线和光学发射。大部分的X射线发射在菲尔德结起源于云材料加热的传输冲击波阵面，但显着的X射线发射也与云材料，蒸发，作为热传导的效果，在云间介质。FilD光发射的物理起源与热不稳定性有关。在FilD结中，与反射激波阵面相关的X射线发射可以忽略不计。
2006-08-02 astro-ph
A MODEL FOR THE RADIO EMISSION FROM SNR 1987A
SNR~ 1987 A的射电辐射观测可以用超新星爆炸波对电子的扩散冲击加速来解释。然而，根据这种解释，观测到的谱指数意味着气体次激波的压缩比大约是$2.7$，而不是强激波阵面所期望的$4$值。我们建议，在SNR~ 1987 A，离子也经历扩散加速的冲击，这是一个很可能是快速的过程。与电子布居不同，加速离子可以对气体动力学产生重要影响。我们计算这种耦合的气体和高能粒子动力学的基础上的双流体模型，其中加速的离子提供了一个额外的组件的总压力作用在流体上。通过加速并可能加热上游等离子体，最初的强激波被修改，并产生一个较弱的亚激波。电子的行为就像测试粒子。它们在演化的次激波处加速，向下游逃逸，并在扫过的磁场中发出同步辐射。两个模型被认为是为周围的祖：一个自由膨胀的风的数密度$n\propto r^{-2}$，和一个风的壳的密度更大的材料，创建一个停滞区的基本恒定的密度超出了立激波终止的自由风。我们的模型观测到的无线电光变曲线和相对陡峭的频谱SNR~ 1987 A使用类似的值的离子加速参数中使用的宇宙射线加速模型中的旧SNR，也可以包含高马赫数冲击，并找到一个很好的适合的情况下，终止冲击位于约$2\times 10^{15}\,$ m的祖。
1995-01-11 astro-ph
Nonlinear Particle Acceleration at Reverse Shocks in Supernova Remnants
如果没有放大，年轻超新星遗迹（SNRs）的膨胀喷射物中的磁场将比将热电子或离子冲击加速到相对论能量或在反向冲击时产生射电同步辐射所需的磁场低几个数量级。这种发射的观测结果支持了扩散冲击加速（DSA）可以放大磁场的想法。此外，放大过程的不确定性使喷出物场有可能比典型的星际介质值低得多，而喷出物场虽然大到足以支持无线电发射和DSA。我们发现，在如此低的反向激波场中，DSA在产生宇宙射线（CR）离子方面是极其非线性和有效的，尽管不会产生大大超过mc^2的CR。这些非线性效应也发生在前向激波处，最重要的表现是激波压缩比远大于4，并导致前向激波和反向激波之间的相互作用区域变得更窄、更密集、更冷，如果没有发生有效的宇宙射线产生的话。SNR结构和演变的变化应该是清晰可观察的，如果存在的话，它们传达了DSA和磁场放大性质的重要信息，具有广泛的天体物理学意义。
2004-09-09 astro-ph
Gamma-ray burst early afterglows: reverse shock emission from an arbitrarily magnetized ejecta
有证据表明，伽马射线暴（GRB）喷出物可能是磁化的，尽管喷出物的磁化程度尚不清楚。在理想MHD条件下，导出了相对论90度激波的严格解析解，并利用它研究了任意磁化喷出物的反向激波发射特性。与以前的看法相反，我们发现，强相对论冲击仍然存在于高sigma极限。假设环爆介质的密度恒定，我们详细研究了壳-介质相互作用，并对壳演化的各种临界半径进行了分类。对于典型的伽玛暴参数，当σ小于几十或几百时，存在反向冲击。壳层的演化仍然可以分为厚壳层和薄壳层两种状态，但是这两种状态之间的分离现在取决于σ，并且厚壳层状态在高σ时大大收缩。早期的光学余辉光变曲线计算的伽玛暴具有广泛的范围内的西格玛值。我们发现，反向冲击发射水平稳步增加与西格玛最初，但开始下降时，西格玛变得大于1。在高σ区，由于薄壳区激波穿越半径和减速半径的分离，反向激波峰通常加宽。早期余辉数据和严格的上限已知伽玛暴可以理解在本文中发展的理论框架内，推断的σ值变化范围很广。
2005-04-19 astro-ph
GRB 060117: Reverse + forward shock solution
我们提出了一个非常明亮的即时光辐射的发现和观测的GRB 060117获得的宽视场相机顶部的机器人望远镜FRAM的皮埃尔俄歇天文台从2到10分钟后的GRB。我们发现快速的平均时间通量衰减α = -1.7 +/- 0.1和峰值亮度R = 10.1马格。我们解释的光变曲线的形状之间的过渡反向和正向冲击波发射。
2007-02-07 astro-ph
GRB 990123: Reverse and Internal Shock Flashes and Late Afterglow
GRB 990123的瞬发光变曲线和最初的9级光闪可以归因于一次反向外震，也可能是一次内震。我们讨论的时间衰减规律和光谱斜率预计在不同的动力学制度，并讨论的约束模型的意见，认为他们提供了强有力的证据，功能超出了简单的标准模型。较长期的余辉行为的背景下讨论的前向冲击波，有人认为，如果三天后的陡峭是由于射流的几何形状，这很可能是由于射流边缘的影响，而不是侧向膨胀。
1999-02-25 astro-ph
Two-Dimensional particle-in-cell simulations of the nonresonant, cosmic-ray driven instability in SNR shocks
在超新星遗迹中，无碰撞激波上游的磁场的非线性放大对于宇宙射线加速到10^{15.5}eV的“膝盖”能量至关重要。由宇宙射线电流驱动的非共振不稳定性被认为是造成这种效应的原因。我们进行二维，粒子在细胞模拟这种不稳定性。我们观察到的圆偏振非传播磁波的线性理论预测的初始增长。它表明，在某些情况下，磁能密度的增长波，可以增长到至少10倍，其初始值。我们没有发现竞争模式的证据，也没有显着的修改热效应。在晚些时候，我们观察到饱和的不稳定性的模拟，但负责的机制是一个人工制品的周期性边界条件，并没有对应的超新星冲击的情况。
2009-03-31 astro-ph
Magnetically limited X-ray filaments in young SNR
讨论了年轻超新星遗迹前向激波下游强磁湍流的阻尼。我们发现，由激波上游区域的流动不稳定性或激波处的其他动力学不稳定性产生的强磁场将被有效地减弱，因此磁场强度增强的区域通常具有l_d=（10^{16}-10 ^<$17}）cm量级的厚度。因此，在年轻的SNR中观察到的非热X射线细丝可能受到磁场的限制，而不是辐射电子的能量损失。因此，暗条的厚度并不能作为磁场强度的量度，而声称由于逃逸流的不稳定性而有效地加速宇宙射线的说法似乎还为时过早。
2005-02-22 astro-ph
Can the early X-ray afterglow of GRBs be explained by a contribution from the reverse shock?
我们建议解释最近观测到的GRB早期X射线余辉与SWIFT的反向冲击穿过喷出物，因为它是由突发环境减速的能量耗散。我们计算的耗散功率的演变，并讨论的可能性，它的一小部分可以在X射线范围内辐射。我们表明，如果满足以下两个条件，这种反向激波的贡献行为的方式非常类似于观察到的X射线余辉：（i）在震源活动的后期阶段喷出的物质的洛伦兹因子减小到γ < 10的小值;（ii）大部分的激波耗散能量转移到小部分（zeta < 0.1）的电子布居。我们还讨论了如何我们的结果可能有助于解决一些令人困惑的问题所提出的多波长早期余辉观测，如存在色突变。
2007-01-08 astro-ph
The low frequency radio emission and spectrum of the extended SNR W44: new VLA observations at 74 and 324 MHz
我们提出了新的甚大阵列（VLA）在74和324 MHz的SNR W44的无线电图像。的VLA图像，获得前所未有的角分辨率和灵敏度，这样的低频率已被用于与现有的1442兆赫无线电数据，斯皮策红外数据，ROSAT和钱德拉X射线数据相结合，调查形态和光谱特性的SNR。空间分辨光谱指数研究表明，在SNR周围和SNR上的明亮灯丝在74和1442 MHz之间具有直光谱，α约为-0.5，但有两个明显的例外：东南方向的信噪比边缘的一小部分，其中α在0和+0.4之间变化，并且向西是明亮的弧，其中频谱在300 MHz附近中断并且看起来向下凹。我们的结论是，在壳层和沿内部灯丝，负责同步辐射的电子在冲击加速根据一个简单的扩散冲击模型;正光谱对应的位置，SN冲击运行到分子云和视线相交的光解离区域的HII区域和一个年轻的恒星物体存在。最西端亮弧上的弯曲光谱被解释为强烈的激波后密度和增强的磁场的SN激波与一个平行的分子云相互作用的结果。
2007-03-21 astro-ph
Shock-Excited Maser Emission from Supernova Remnants: G32.8-0.1, G337.8-0.1, G346.6-0.2, and the HB3/W3 Complex
我们提出的VLA观测结果的基态羟基（OH）过渡在1720 MHz到20超新星遗迹（SNRs）。我们检测到四个物体的紧凑发射。对于其中的三个天体（G32.8-0.1，G337.8-0.1和G346.6-0.2），我们认为，由于SNR和邻近分子云的相互作用，这些物质的发射是由脉泽的冲击激发引起的。我们观察到的斯托克斯V谱，这使我们能够得出一个磁场为1.5和1.7毫G的G32.8-0.1和G346.6-0.2，分别塞曼配置文件。脉泽的速度也使我们能够确定到信噪比的运动学距离。我们的标准是脉泽的位置和速度必须与SNR一致，并且OH（1720）发射必须不伴随其他OH线。
1998-05-29 astro-ph
GRB 060418 and 060607A: the medium surrounding the progenitor and the weak reverse shock emission
我们用伽马射线暴（GRB）极早期余辉光变曲线的上升行为来约束环暴介质剖面。利用这种方法，我们发现了一个恒定的和低密度的介质轮廓GRB 060607A，这是一致的推断从晚余辉数据。此外，我们表明，在这两个伽玛暴余辉的IR闪光的情况下是一致的标准的外部反向冲击模型，从而使模型，如高磁化伽玛暴外流是不必要的在一定程度上。
2007-04-11 astro-ph
Reverse Shock Emission as a Probe of GRB Ejecta
为了利用早期观测数据确定伽玛暴的电子对含量，我们计算了电子-正电子对富集的伽马射线暴喷出物在光学和射电波段的反向激波（RS）同步辐射。我们考虑到大量的物理效应，影响辐射的反向冲击加热伽玛射线暴喷出物。我们发现，光学/红外通量依赖于喷出物中的对的数量非常弱，并且如果观测仅限于单个波长带，则喷出物对富集没有独特的签名。利用光学和无线电波段的观测，或许可以确定喷出物中每个质子的电子对数量是否大于100;在每个反向激波光变曲线的峰值处，光学和无线电波段的通量比取决于每个质子的电子对数量。我们还发现，在一个大的参数空间，RS发射预计是非常弱的，GRB 990123似乎是一个特殊的爆发，只有一个非常小的部分的参数空间产生的光学闪光，这个明亮的。而且，在减速时，前向激波的光通量往往比反向激波的光通量更亮。这可能是在990123和021211中观察到的早期快速光变曲线下降的快速光学闪光缺乏的另一个可能原因。其中一些结果是Nakar & Piran（2004）中报道的类似结果的推广。
2005-11-20 astro-ph
Chandra Detection of the Forward and Reverse Shocks in Cassiopeia-A
我们使用钱德拉天文台获得的X射线数据报告了年轻超新星遗迹Cas-A中正向和反向激波锋面的定位。高分辨率X射线图解决了以前看不见的X射线特征，包括残端。这个特征由薄的切向发射束组成，这些束与热X射线和射电残余的外缘接壤，形成一个圆形的边缘，大约。2.7方圆无线电图像显示，在这个X射线边缘亮度急剧上升，同步加速器偏振角大幅跳跃。这些特征表明，这些小缕是以前未解决的前向或外部激波的特征。同样，我们确定了急剧上升的辐射率的明亮的外壳的无线电和X射线线发射与反向冲击。导出的平均正向和反向激波半径的比值约为。3：2限制了残留物被扫起的质量与被喷射出的质量大致相同;这表明Cas-A刚刚进入Sedov阶段。从两个冲击区的X射线光谱的比较表明，显着的发射线的等效宽度显着较低的外部明亮的壳，如预期的，如果它们分别与冲击拱星物质和冲击喷出物。此外，外环本身的光谱主要是由幂律发射，可能是以前在10 keV以上的能量看到的非热分量的对应物。
2001-04-10 astro-ph
Ionization Structure and the Reverse Shock in E0102-72
用钱德拉高能透射光栅光谱仪观测了小麦哲伦星云中的年轻富氧超新星遗迹E0102-72。高分辨率的X射线光谱显示了氧、氖、镁和硅的单独发射线的残骸图像。类氢离子的峰值发射区域位于比相应的类氦离子更大的径向距离从SNR中心，这表明通过“反向冲击”的喷出物。我们检查模型测试这种解释，我们讨论的影响。
2001-05-03 astro-ph
A Reverse-Shock Model for the Early Afterglow of GRB 050525A
{ \em Swift}对伽马射线暴（GRB）050525 A的迅速定位使得对余辉的快速跟踪成为可能。观测结果表明，光学余辉在$\sim 0.01$天开始并在$\sim 0.03$天结束时有一个主要的再增亮，随后是一个初始的幂律衰减。在这里，我们表明，这种早期的发射功能可以解释为反向激波发射叠加的前向激波发射在星际介质的环境。通过对观测数据的拟合，我们进一步约束了标准火球-激波模型的一些参数：喷出物$γ_0>120$的初始洛伦兹因子、磁能分数$ε_B>4\times10^{-6}$和介质密度$n<2 {\rm cm^{-3}}$。这些限制与迄今为止观察到的其他非常早期的光学余辉是一致的。原则上，GRB 050525 A的风环境是不利的。
2005-07-21 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of Electrons and Radio Emission from Large Diameter Shell-Type Supernova Remnants
在目前的研究中，我检查扩散冲击加速机制的能力，以解释现有的数据从演化的大直径壳型绝热超新星遗迹（SNRs）的无线电发射。本文提出了信噪比射电辐射的时间相关“洋葱壳”模型，该模型的基本假设是：a）加速是由热能引起的，并且试验粒子近似是有效的; b）通过引入Bell（1978）的两个注入参数，避免了注入问题; c）考虑到SNR演化的非常后期阶段，使用Cox和Andersen（1982）对壳层结构的解析近似; c）无辐射冷却。构造表面亮度-直径$(Σ-D)$轨迹与经验$Σ-D$图进行比较。研究的主要结论是，DSA机制能够解释所有的射电信噪比统计数据，包括非常大的直径残余和巨大的星系环。
2000-01-21 astro-ph
The importance of magnetic-field-oriented thermal conduction in the interaction of SNR shocks with interstellar clouds
我们探讨的重要性，磁场导向的热传导的超新星遗迹（SNR）的冲击波与辐射气体云的相互作用，并在确定的质量和能量之间的云和周围的热介质交换。我们进行2.5D MHD模拟冲击冲击孤立的气体云，包括各向异性热传导和辐射冷却，我们认为一个典型的情况下，马赫数50的冲击云密度比周围介质的10倍。我们考虑不同的环境磁场的配置和比较MHD模型与没有热传导。在存在磁场的情况下，热传导的效率通常相对于未磁化的情况降低。衰减因子强烈地依赖于初始磁场方向，并且当磁场初始与冲击波传播方向对齐时衰减因子最小。热传导有助于抑制流体动力学不稳定性，减少云的质量混合，防止云完全碎裂。取决于磁场取向，热传导可以确定云和热的周围介质之间的显著能量交换，该热的周围介质虽然总是保持在低于未磁化情况下的水平，但导致云的逐渐加热和蒸发。这种额外的加热可能会与云的某些部分的辐射冷却形成对比，从而防止热不稳定性的发生。
2008-01-09 astro-ph
FUV and X-ray Observations of the Reverse Shock in the SMC SNR 1E 0102.2-7219
我们目前的FUSE和XMM牛顿数据的反冲击的富O SNR 1E0102.2-7219在SMC。FUSE观测覆盖了三个具有显著不同光学[O III]强度的区域，所有这些区域都与X射线环相对明亮的部分有关。在FUSE光谱中清楚地检测到O VI 1032、1038的发射线。通过结合这种O VI双峰发射与O VII三重态和O VIII Lyalpha通量从XMM-牛顿光谱，并假设一个非平衡电离模型与一个单一的电离时间尺度的光谱，我们能够找到一个狭窄的范围内的温度和电离时间尺度是一致的，与各自的线比。然而，如果我们假设一个平面平行冲击模型的电离时标的分布，O VI的排放似乎是不一致的O VII和O VIII的X射线。我们还分析了三个区域的总XMM-牛顿EPIC-MOS 1/2谱。X射线谱主要由O、Ne和Mg的强发射线所支配，然而，我们检测到占通量的14 - 25%的发射分量，并且可以归因于冲击ISM。我们发现，有没有一致的一组值的温度和电离时间尺度，可以解释所观察到的线比为O，Ne，和Mg。这与喷出物的结构性分布是一致的，因为O、Ne、Mg会在不同的时间与反向冲击相互作用。
2006-02-04 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
Analysis of Two Scenarios for the Early Optical Emission of the GRB Afterglows 990123 and 021211
伽玛暴馀辉990123和021211的光学光变曲线在爆发后100- 600秒呈现出急剧的衰减，约10分钟后衰减变慢。我们调查两种情况下的快速衰减早期光辐射的这些伽玛射线暴余辉。在反向-正向激波的情况下，这种发射出现在反向激波穿过GRB喷出物时，当正向激波发射超过反向激波发射时，光变曲线衰减发生缓解。均质和风一样的环爆介质被认为是。在风-气泡模型中，前向激波与1/r^2气泡的相互作用产生了急剧衰减的早期光辐射，反向激波的贡献可以忽略不计，当爆炸波到达气泡终止激波并进入环爆介质的均匀区域时，开始出现较慢的衰减。我们确定的冲击微物理参数，喷出物的动能，和环爆密度容纳的伽玛射线暴余辉990123和021211的无线电和光学测量。我们发现，对于一个均匀的介质，无线电和光学发射的余辉990123可以容纳的反向-正向冲击的情况下，如果两个冲击背后的微物理参数有很大的不同。类似风的环爆介质也允许反向-正向冲击场景来解释余辉990123和021211的无线电和光学特性，但所需的风密度至少比银河系沃尔夫-拉叶星的风密度小10倍。当余辉火球到达风终止激波时，风泡方案需要微物理参数的变化，这似乎是一个人为的功能。
2004-06-01 astro-ph
Fast Variability of Nonthermal X-Ray Emission in Cassiopeia A: Probing Electron Acceleration in Reverse-Shocked Ejecta
最近发现的超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946的同步加速器X射线发射的年尺度变化，启动了我们的研究多历元X射线图像和光谱的年轻SNR仙后座A的基础上采取的钱德拉存档数据在2000年，2002年和2004年。我们发现了与反向冲击区有关的若干X射线细丝或结的X射线强度的年尺度时间变化。变化的灯丝的X射线谱的特征在于由一个无特征的连续，并与光子指数在1.9-2.3的幂律描述。铁K线等效宽度的上限为110 eV，这有利于X射线发射的同步辐射源。4年的特征变化时间尺度可以用快速同步加速器冷却和扩散冲击加速的影响来解释，磁场为1 mG。X射线变率为研究超新星冲击波中的粒子加速提供了一种新的有效途径。
2008-03-24 astro-ph
Optical Flash of GRB 990123: constraints on the physical parameter of the reverse shock
伴随GRB 990123的闪光被认为是由薄壳的反向冲击提供动力。GRB 990123的最佳拟合物理参数（Panaitescu & Kumar 2001）和假设闪光和余辉中的参数相同，我们证明了：1）壳层是厚的而不是薄的，并给出了厚壳情况下的光变曲线，与观测相符;（2）理论上的闪光峰值光通量仅占观测值的3 \times 10^{-4}。为了补偿这种发散，电子能量比和磁比$ε_e$，$ε_B$的物理参数应分别为0.61，0.39，这与余辉后期的结果有很大的不同。
2003-06-02 astro-ph
The Inverse Compton Emission Spectra in the Very Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
我们计算的伽马射线暴（GRB）冲击时产生的相对论喷出物遇到外部星际介质，假设一个破碎的幂律近似的同步加速器种子光谱的逆康普顿（IC）排放的光谱。考虑了4种离子碰撞过程，包括伽玛暴正向和反向激波中的同步自康普顿（SSC）过程，以及两种离子碰撞组合过程（正向激波中反向激波光子对电子的散射和反向激波中正向激波光子对电子的散射）。我们发现，从反向冲击SSC的排放占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为一个广泛的冲击参数。这种机制可能是高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）探测到瞬发高能伽玛射线的原因。然而，在TeV的能量带，组合IC排放和/或SSC排放的正向冲击变得越来越占主导地位的冲击电子的适度陡峭的分布。
2001-04-07 astro-ph
Secondary Accceleration of Cosmic Rays by Supernova Shocks
在宇宙射线的超新星激波加速的一般模型中，有两个悬而未决的问题：1。膝盖以下的高能宇宙射线（10 $^4-10^6$ Gev）来自哪里？是宇宙射线只在其起源处加速，或在其驻留银河系期间持续加速。我们表明，$10^15$ eV的轻核可能是由超新星协会加速。次级和初级宇宙射线在星系中传播时，其光谱的比值会受到ISM中重复加速（也称为再加速或次级加速）的影响。所观察到的次级和初级CR光谱被用来约束超新星遗迹（SNR）的这种再加速的量。考虑了两种情况：老的、分散的残留物的弱地震（$1<M<2$）和相对年轻的残留物的强地震（$M>3$）。结果表明，弱冲击产生更多的再加速度比在标准漏箱（SLB）模型的框架中所允许的，使其不一致的分散的加速度，应该由SNR产生。如果SLB被修改为允许适度的RA周冲击，RA旧SNR产生的同意所需的速度，以适应二次到一次宇宙射线数据，使一个自我一致的图片。年轻SNR的强冲击的显着再加速应导致在高能量，接近1 TeV/核子的次级到初级比的平坦化。
1997-09-14 astro-ph
3-D Model of Broadband Emission from Supernova Remnants Undergoing Non-linear Diffusive Shock Acceleration
我们提出了一个三维模型的超新星遗迹（SNRs）的残留物的流体动力学演化建模一致的非线性扩散冲击加速发生在外部爆炸波。该模型包括粒子逃逸和扩散外的前向冲击波，粒子与任意分布的外部环境材料，如分子云的相互作用。我们包括同步辐射和冷却，韧致辐射，中性π介子生产，逆康普顿（IC），和库仑能量损失。板带光谱已计算出典型的参数，包括密集的区域的气体外部的1000岁的SNR。在本文中，我们描述了我们的模型的细节，但不试图详细适合任何特定的残数。我们也不包括磁场放大（MFA），即使这种影响可能是重要的，在一些年轻的残留物。在这个模型的第一次演示中，我们没有尝试对任何特定的残数进行详细的拟合。我们的目标是开发一个灵活的平台，它可以概括为包括MFA等效应，并且可以很容易地适应各种SNR环境，包括在恒定密度介质中爆炸的Ia型SNR和在超新星前风中爆炸的II型SNR。当应用到一个特定的SNR，我们的模型将预测宇宙射线光谱和多波长形态投影图像的仪器具有不同的空间和光谱分辨率。我们展示了这些光谱和图像的例子，并强调了在硬X射线，GeV和TeV的伽马射线波段的测量的重要性，用于调查加速机制中的关键成分，并推断TeV发射是否由IC从电子或中性π介子从质子产生。
2008-06-25 astro-ph
Particle Acceleration in 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源的主要候选者，至少能量高达~10^14 eV，但直到过去几年才发现SNRs中这种高能粒子的直接证据。几个壳型SNRs的X射线观测现在已经揭示了以非热发射为主的站点，表明电子人口的能量远远超出了这种SNRs的典型热分布。在其他遗迹中，激波速度和电子温度之间的差异指向了一种强烈的宇宙射线成分，这种成分基本上是以牺牲气体的热成分为代价的。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了强有力的约束的加速机制，以及周围介质中的机制繁荣的属性。在一些SNR的最内部区域，粒子加速发生在不同的尺度上。据了解，蟹状脉冲星风星云（PWNe）的形成需要存在一个终止激波，在该激波处，相对论性脉冲星风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。虽然加速机制必然不同，但这些冲击也是粒子被提升到高能量的场所。在蟹状星云中，光丝标记了这一终止激波的位置。最近的X射线观测已经开始揭示其他PWNe中的终止激波区，并且现在允许我们限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个总结的属性，在这两个不同的地区的信噪比的冲击加速，并回顾最近的观测结果中，终于被揭示的属性的冲击。
2002-05-28 astro-ph
G272.2--3.2: A centrally filled and possibly young SNR discovered by ROSAT
我们报告发现一个新的SNR在\ros全天巡天数据。SNR具有直径约为15弧分的近似圆形形状。残留物的表面亮度相当均匀。观测到的星际吸收表明距离约为1.8 $^{+1.4}_{-0.8}$ kpc。X射线发射似乎是热源，等离子体温度约为10 $^7$ K。Sedov模型得出的年龄只有1800年。我们在残骸中心没有发现非热辐射的光谱证据。对中心填充结构的两个最可能的解释是残余物内部的激波加热云的蒸发或SNR爆炸的喷射物的反向激波加热。
1994-05-03 astro-ph
