Production of Beryllium and Boron by Spallation in Supernova Ejecta
铍和硼的丰度在金属丰度低至[Fe/H] =-3的晕星中被测量过。观测结果表明，Be/Fe和B/Fe比值与金属丰度无关，在整个金属丰度观测范围内近似等于它们的太阳值。这些观测结果与在混合良好的星系的星际介质中由铍产生铍和硼的简单模型的预测相矛盾。我们认为铍和硼是由II型超新星喷出物中的铍产生的。在我们的图片中，质子和α粒子在超新星事件的早期被加速，并在喷出物与星际介质混合之前很久就辐射出喷出物中的重元素。我们遵循的加速粒子的传播与Monte-Carlo代码，并发现每个spectrometer反应的能量约为5 GeV的各种初始粒子光谱和喷出物的组合物。重现所观察到的Be/Fe和B/Fe比需要大约3 × 10^{47}尔格的加速质子和α。这比超新星爆炸中的10^{51}尔格要小得多。
1997-08-01 astro-ph
Nuclear and Gamma-ray Production by Supernova Ejecta
超新星爆炸最快的喷射物作为主超新星冲击波的先驱传播，并且可以相当有活力。根据最近的分析和数值超新星模型，估计这种快速喷出物的光谱，并发现是一个功率定律，具有截止能量为10 MeV/nucl，其精确值取决于超新星质量和能量。在此范围内的截止值下，可能存在能量高于$γ$射线和Li、Be和B产生的阈值的显著通量。这些核的相互作用必然伴随着超新星喷出物穿过周围的介质。快粒子的组成是母星最外层的物质;如果母星的外壳被伴星破坏或质量损失，那么它的组成是非太阳的，特别是富含金属。这种快速粒子的组成和光谱是解释最近COMPTEL观测到的猎户座中的$γ$射线发射所必需的。从一个失去了大量质量的祖先的超新星喷出物被证明可以定量地解释猎户座$γ$射线，并暗示在过去的$\la 10^4$年里猎户座中存在其他较弱的线和超新星爆炸。这种机制的核合成模式的影响，并作为一个潜在的超新星诊断，进行了讨论。模型的依赖性和不确定性的注意，并需要精确测量的$γ$ -射线和spectroscopic生产截面在能量阈值附近。
1996-01-09 astro-ph
Supernova search at intermediate z. III. Expansion velocities of the ejecta
我们讨论了不同元素的膨胀速度在喷出物的中间z超新星Ia发现的国际时间计划（ITP）项目的一部分“欧米茄和拉姆达从超新星和超新星爆炸的物理学”在欧洲北方天文台（ENO）。每个正常SNIa测量的膨胀速度被发现是在典型的速度分散为他们的时代。同时，SN 2002lk Si II的膨胀速度在极大值后不久明显高于SN 1991bg。在SN2002lk中观测到的相位比在局部亚亮SNIa SN1991bg中观测到的相位要年轻。
2005-02-21 astro-ph
Asymmetry of $^{56}$Ni ejecta and polarization in type IIP supernova 2004dj
我研究一个问题，无论是不对称的$^{56}$镍喷出物，在H $α$发射线的不对称性，在星云时代的IIP型超新星SN 2004 dj也能够占最近检测到的超新星辐射的偏振。我开发了一个模型的H $α$的配置文件和光度与非热电离和激发考虑采用非对称双极$^{56}$镍分布。在恢复的电子密度分布的背景下，我计算了偏振辐射传输。它表明，所观察到的偏振再现在星云时代的140天左右的信封和$^{56}$ Ni分布的相同的参数的H $α$的光度和配置文件的解释。
2006-08-21 astro-ph
Dense, Fe-rich Ejecta in Supernova Remnants DEM L238 and DEM L249: A New Class of Type Ia Supernova?
我们目前的观测两个LMC超新星遗迹（SNRs），DEM L238和DEM L249，与钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星。明亮的中心发射，被一个微弱的壳包围，存在于两个遗迹中。中心发射有一个完整的热谱占主导地位的强铁L-壳线，与推断的铁丰度超过太阳和不符合LMC丰度。铁的过量导致了DEM L238和DEM L249是热核（Ia型）爆炸的残余物的结论。炮弹发射源于被冲击波卷起并加热的气体。标准的谢多夫分析表明，两个后掠壳层的质量都约为50个太阳质量，信噪比年龄在10，000 ~ 15，000年之间，震前密度较低（< 0.05 cm^-3），爆炸能量为3 × 10^50尔格。中心富铁超新星喷出物接近碰撞电离平衡。它们的存在是出乎意料的，因为标准的Ia型信噪比模型预测微弱的喷出物发射与短的电离年龄。这两种SNR都属于以前未识别的Ia型SNR，其特征在于明亮的内部发射。密度比预期的喷出物和/或周围的祖先密集的拱星介质需要解释这些SNRs中的富铁喷出物的存在。大量的拱星气体更可能存在于更大质量的Ia型祖先的爆炸中。DEM L238，DEM L249和类似的SNRs可能是“不稳定的”Ia型爆炸的残留物，具有年轻的（约1亿年）祖先。
2006-10-20 astro-ph
Analytic Inversion of Emission Lines of Arbitrary Optical Depth for the Structure of Supernova Ejecta
我们推导出一种反演超新星喷出物中发射谱线轮廓的方法。推导假设球对称和同系膨胀（即，$v(r) \propto r$），是解析的，甚至考虑到掩星的伪光球。以前的反演方法已被开发，这是有限的光学细线，但同源扩展的特殊情况下，允许分析结果的线{ \it任意}的光学深度。事实上，我们表明，一般检索的数量是运行的线强度$I_λ$半径的喷出物。这一结果是相当普遍的，因此可以应用到共振线，复合线等作为一个具体的例子，我们展示了如何获得运行（Sobolev）的光学深度$τ_λ$与半径的情况下，一个纯共振散射发射线。
2000-06-12 astro-ph
Dynamics of Fe-Ni Bubbles in Young Supernova Remnants
对核心坍缩超新星（SNe）的观测表明，在超新星喷出物中存在着放射性物质的广泛混合。放射性物质的混合，主要是新合成的镍，是不完全的，这导致了两相SN喷出物结构。低密度相由Fe气泡组成，由放射性Co和Ni的能量输入产生，被压缩的高密度富含金属的喷出物包围。我们报告的理论研究超新星遗迹（SNR）动力学与两相SN喷出物。我们首先提出了3维流体动力学模拟的一个单一的铁泡浸泡在一个外部的喷出物信封，并与以前的工作激波云相互作用的结果进行比较。然后，我们考虑随机分布的Fe气泡的平均体积填充分数为1/2。我们发现，Fe气泡的存在导致剧烈的湍流和混合的Fe与其他重元素和周围的正常丰度气体。湍流能量可以比光滑喷出物的情况大一个数量级。一个显着的比例的冲击喷出物被发现在狭窄的细丝和团块移动的径向速度大于向前冲击的速度。简要地提到了观测后果的两相喷出物的SNR X射线光谱和图像。
2000-10-14 astro-ph
Iron-Rich Ejecta in the Supernova Remnant DEM L71
钱德拉X射线观测的DEM L71，超新星遗迹（SNR）在大麦云（LMC），揭示了一个明确的双冲击波形态组成的外部冲击波周围的中央明亮区域的反向冲击加热喷出物。外震的丰度与LMC值一致，而喷出物区域显示出Si，Fe和其他物种的丰度增强。然而，氧在喷出物中并没有增强;那里的Fe/O丰度比是太阳比的5倍以上。基于爆炸波冲击波和接触不连续性的SNR演化模型的背景下的相对位置，我们确定约1.5太阳质量的总喷出物质量。喷出物的质量估计的基础上的排放措施，从光谱拟合受到相当大的不确定性，由于缺乏知识的真正贡献的氢连续排放。最大质量估计值，即，假设没有氢，则产生1.5太阳质量的Fe和0.24太阳质量的Si。在假设等量的氢已经混合到喷出物中，我们估计0.8太阳质量的铁和0.12太阳质量的硅。这些特征支持了这样的观点，即在DEM L71中，我们看到富铁的喷发物从Ia型SN爆炸后几千年。
2002-12-05 astro-ph
They Came From the Deep in the Supernova: The Origin of TiC and Metal Subgrains in Presolar Graphite Grains
本文描述了一种新的超新星起源的日前石墨颗粒中TiC和Fe、Ni金属包裹体的形成方案。矿物学和化学需要从富Fe、Ni和Ti的气态喷出物中冷凝（Fe、Ni）-钛化物，随后渗碳以制造TiC和金属，并封装成石墨。只有当硅元素相对于质量更重的元素被耗尽时，钛化物才会凝结，这需要富含阿尔法的冻结和超新星喷出物的深度质量切割。这种贫硅的核心物质必须保持不与其他超新星区混合，直到钛化物凝结。这可以通过双极喷流中的核心喷出物穿过主要的膨胀超新星区喷出物来实现。如果射流在由富C喷射物主导的区域中失速，例如石墨冷凝的C-He区，则钛化物的热化学有利的原位渗碳-在封装到冷凝石墨中之前或期间-导致TiC和金属复合物。这种情况下同意理论模型和观测的不对称的核心崩溃的超新星，与双极喷流装载铁峰元素。
2006-06-27 astro-ph
On the High--Velocity Ejecta of the Type Ia Supernova 1994D
合成光谱产生的参数化超新星合成光谱代码SYNOW的光谱Ia型SN 1994 D之前获得的最大亮度的时间进行比较。有证据表明存在双组分Fe II和Ca II特征，形成于高速（$\ge 20,000$ \kms）和低速（$\le 16,000$ \kms）物质中。可能的解释，这些光谱分裂，和使用早期的时间光谱的超新星Ia探测的金属量的祖白矮星和核燃烧前的爆炸外层的性质的影响，进行了讨论。
1999-06-27 astro-ph
Optical observations of type IIP supernova 2004dj: Evidence for the asymmetry of $^{56}$Ni ejecta
本文介绍了近区IIP型超新星2004 dj的光度和光谱观测结果。根据光变曲线估算的$^{56}$ Ni质量为$\approx0.02 M_{\odot}$。这个估计被发现是一致的H $α$光度。SN 2004 dj在星云时期显示出H $α$发射线的强烈不对称性，最大值为-1600 km s $^{-1}$。在H $β$、[O I]和[Ca II]系中检测到类似的不对称组分。线的不对称性被解释为$^{56}$ Ni喷出物的不对称性的结果。的H $α$配置文件及其演变的非对称双极$^{56}$ Ni和球形氢分布的模型中再现。前$^{56}$ Ni喷流的质量与中心部件相当，并且比后$^{56}$ Ni喷流大两倍。我们注意到另一个IIP型超新星SN 1999 em也揭示了$^{56}$ Ni喷出物的不对称双极结构。
2005-07-29 astro-ph
Dust in the Early Universe: Dust Formation in the Ejecta of Population III Supernovae
本文应用非稳态成核和颗粒生长理论，研究了第三族超新星（包括对不稳定超新星）喷出物中尘埃颗粒的形成。在计算中，通过求解考虑放射性元素能量沉积的辐射转移方程，计算了喷出物中气体温度随时间的演化，它强烈地影响着新形成颗粒的数量密度和尺寸。两个极端的情况下被认为是在喷出物中的元素的混合;未混合和均匀混合的情况下，在他-核心。计算结果表明：在未混合的喷出物中，有多种颗粒物质凝聚，反映了喷出物中形成部位元素组成的差异;而在均匀混合的喷出物中，只有氧化物颗粒凝聚。新形成的晶粒的平均尺寸跨越三个数量级的范围，这取决于晶粒种类和形成条件，并且最大半径被限制为小于1 $μ$ m，这不依赖于祖质量。在所有颗粒种类上加起来的尺寸分布函数近似于幂律公式，其指数对于较大的半径为-3.5，对于较小的半径为-2.5;在交叉点处的半径范围从0.004到0.1 $μ$ m，取决于超新星的模型。锁定在尘埃颗粒中的质量分数随着母体质量的增加而增加;对于核心坍缩超新星，锁定在母体质量的2- 5%;对于母体质量在140 - 260 $M_{\odot}$之间的对不稳定超新星，锁定在母体质量的15- 30%。因此，如果第一代恒星中充满了非常大质量的恒星，那么早期宇宙中就会产生大量的尘埃颗粒。
2003-08-18 astro-ph
Discovery of Fast-Moving X-Ray--Emitting Ejecta Knots in the Oxygen-Rich Supernova Remnant Puppis A
我们报告的发现快速移动的X射线-发射喷出物结在银河系富氧超新星遗迹船尾座A从XMM牛顿观测。我们发现一个X射线纽结特征，它与位于船尾座A东北部的富氧快速移动的蓝移线发射的光学细丝位置一致。我们提取光谱的北部和南部地区的功能。应用单组分非平衡电离模型的两个光谱，我们发现高金属丰度相对于太阳值在两个光谱。这一事实清楚地表明，这一特征源自富含金属的喷出物。另外，我们还发现两个区域的线发射都发生了蓝移。在两个区域中得到的多普勒速度是彼此不同的，这表明多节特征由两个沿着视线彼此靠近的节组成。由于快速移动的富O光学结/细丝被认为是反冲的富金属喷出物，被排出到与高速中心致密物体相反的方向，我们提出这里公开的喷出物结也是反冲材料的一部分。
2008-05-09 astro-ph
An X-Ray Pulsar, Metal-rich Ejecta, and Shocked Ambient Medium in the Supernova Remnant G292.0+1.8
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机在银河系超新星遗迹G292.0+1.8中发现的致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期与PSR J1124-5916的射电周期和自旋下降率的外推结果一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲。对于M_V ~ 26的极限没有光学对应物。脉冲星风星云中的压力远小于反向激波加热的喷出物和星周介质中的压力，这表明反向激波还没有开始与星云相互作用。
2004-01-22 astro-ph
Roles of Supernova Ejecta in Nucleosynthesis of Light Elements, Li, Be, and B
本文用相对论流体动力学程序研究了Ic型超新星（SNe Ic）的爆发过程，研究了其喷出物的最外层在轻元素核合成过程中的作用，并将其作为“初级”过程的一种可能机制。我们已经证实，最外层的能量分布的质量分数只有0.001%，遵循以前的工作提出的经验公式时，爆炸激烈。在这种爆炸中，相当大一部分喷出物（质量为$>$ 0.1%）的能量大于溅射反应的阈值能量。另一方面，它被发现，最外层的喷出物变得更有活力比经验公式预测时，爆炸能量每单位喷出物质量小于$\sim 1.3\times 10^{51}{ergs/}\Msun$。因此，有必要对爆炸进行数值计算，以估算SNe Ic的轻元素产额。对于SN 1998 bw等高能爆炸，使用经验公式会将产额高估$\gtsim 3$因子，而对于SN 1994 I等能量较低的爆炸，则会将产额低估类似因子。本文通过求解超新星Ic喷出物产生的宇宙射线的传输方程，估算了超新星Ic轻元素Li、Be和B（LiBeB）的产额，并与观测值进行了比较。
2004-04-15 astro-ph
Faint Hard X-ray Sources in the Galactic Center Region: Supernova Ejecta Fragments Population
Muno等报道的银河系中心（GC）区域17弧分× 17弧分场的长钱德拉观测。等人（2003）已经揭示了大约2，000个受亮度Lx > 10（31）erg/s限制的硬微弱X射线源的总体。我们发现，快速移动的节点（FMK）的超新星喷出物可能包括相当大的一部分的来源。每个超新星事件可以产生数百个FMK。在GC区域存在约3个年龄约1，000年的超新星遗迹可以提供所需数量的FMK。FMK的模拟X射线谱包含热和非热分量。非热谱为幂律，硬光子指数0 < Gamma < 1.5，某些金属（如Fe）的谱线突出。在GC区域的FMK的logN-logS分布和硬度比与Chandra的发现是一致的。在GC区域的FMK的空间分布应该出现作为一个系综的相干壳和喷流状结构的几个弧分规模。
2003-09-08 astro-ph
The X-ray Iron Emission from Tycho's Supernova Remnant
我们提出的结果宽带拟合的X射线光谱的第谷的超新星遗迹获得的固态成像光谱仪上的ASCA天文台。我们使用单温度，单电离年龄，非平衡电离模型来描述喷出物和爆炸冲击的星际介质。铁钾发射在6.5千电子伏的基础上，以前的光谱研究表明，铁喷出物在这Ia型残留物分层内部的其他喷出物。ASCA的数据提供了重要的限制，从铁L排放近1千电子伏，以及铁K排放。我们发现，最简单的模型，从喷出物和冲击波的排放，每个在一个单一的温度和电离年龄，严重低估了铁钾通量。我们发现，有很少的Fe发射与Si和S喷出物壳。爆炸冲击的星际介质的丰度大约是太阳值的0.3倍，而喷出物，除了Fe，具有典型的Ia型超新星的相对丰度。添加另一个组成部分的铁排放，我们与喷出物，在温度至少高出两倍和电离年龄$\sim$ 100倍低于Si喷出物，提供了一个很好的配合的光谱。该模型与X射线成像结果一致。虽然荧光发射尘埃的残余可能有助于铁钾通量，我们得出结论，它是不太可能占主导地位。
1997-12-17 astro-ph
Could There Be A Hole In Type Ia Supernovae?
在有利的祖先方案中，Ia型超新星是由白矮星从非简并伴星吸积物质产生的。白矮星爆炸后不久，喷出的超新星物质吞没了伴星。Al.的研究表明，在相互作用中，伴星在超新星喷出物中切割出一个张开角为30-40度的圆锥孔。在本文中，我们使用多维Monte Carlo辐射转移计算，探索可观察到的后果的喷射孔不对称性。计算了非球面超新星在最大光附近的光谱、光度和偏振随视角的变化。我们发现，超新星看起来正常，从几乎所有的视角，除了当一个几乎直接向下看洞。在后一种情况下，人们可以看到更深、更热的喷出物层。超新星相对较亮，具有特殊的光谱，其特征是高度电离的物质，较弱的吸收特征和较低的吸收速度。从黑洞往下看的光谱与SN 1991 T类超新星相当。我们考虑如何喷射孔的不对称性可以解释目前的光谱偏振观测的超新星Ia，并提出了一些观测签名的几何形状。最后，我们讨论了目前所观察到的超新星Ia的多样性，以及如何喷出孔的不对称性可能适合作为多样性的几个可能的来源之一。
2003-11-01 astro-ph
A high resolution UV absorption spectrum of supernova ejecta in SN1006
我们报告了一个高分辨率，远紫外，STIS E140 M光谱的强大，广泛的硅II，III和IV的功能所产生的喷出物的SN 1006看到的吸收对背景施韦泽-米德尔迪奇星。光谱证实了红移Si II 1260 A特征的红色边缘的极端尖锐性，支持了这样一种想法，即该边缘代表了移动到自由膨胀的喷出物中的反向冲击的位置。反激波处喷出物的膨胀速度为7026 ± 3（相对）± 10（绝对）km/s。如果冲击波模型是正确的，那么膨胀速度应该以每年2.7 +-0.1 km/s的可观测速率下降。前冲击波速度，后冲击波速度，和后冲击波速度色散都是从硅II 1260 A功能测量，这些速度与冲击跳跃条件的一致性意味着，有很少或没有电子加热在这个快速（2680公里/秒）富硅冲击。
2006-02-25 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
On the evolution of ejecta fragments in compact supernova remnants
我们研究的不均匀性（碎片）的超新星喷出物在紧凑的超新星遗迹的流体动力学模拟和简化的分析计算。在强烈的冲击后冷却的影响下，碎片在穿过残骸的反向冲击和外部冲击之间的热冲击区时被强烈压缩。我们发现，最有可能的结果与反向冲击和热冲击区的相互作用的碎片是他们的破坏，导致产生二次碎片。次级碎片到达残骸的薄而致密的外壳，引起短暂的X射线闪光。在适当的条件下，初级碎片可以穿过热冲击区而不被完全破坏，最终以密集的细长结构到达外壳。这些碎片与壳层的碰撞可能会产生强大的X射线耀斑。
1996-07-01 astro-ph
Effects of neutrino-driven kicks on the supernova explosion mechanism
我们表明，中微子驱动的脉冲星踢可以增加超新星冲击的能量。观测到的超新星的大速度被认为起源于超新星爆炸，要么是由于喷出物的不对称性，要么是由于冷却的中子星的中微子（或其他轻粒子）的各向异性发射。在本文中，我们假设速度是由各向异性中微子发射引起的，并研究这些中微子驱动的踢超新星爆炸的影响。我们发现，如果坍缩的恒星是勉强不能产生爆炸，中微子驱动的机制可以驱动对流，使一个成功的爆炸。由此产生的爆炸是不对称的，最强烈的喷出物运动大致在中子星反冲的方向上。这与喷出物驱动机制形成鲜明对比，后者预测喷出物的运动方向相反。这种差异可以用来区分基于超新星遗迹观测的两种机制。
2005-12-01 astro-ph
Can Ejecta-Dominated Supernova Remnants be Typed from their X-ray Spectra? The Case of G337.2-0.7
在本文中，我们使用最近的X射线和无线电观测的富含喷出物的银河系超新星遗迹（SNR）G337.2-0.7，以确定的超新星（SN）爆炸，形成这个源的属性。来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的H I吸收测量将G337.2-0.7的距离限制在2.0 +/- 0.5和9.3 +/- 0.3 kpc之间。结合外部爆炸波的清晰无线电图像，这个距离使我们能够根据XMM-牛顿和钱德拉天文台获得的全球X射线光谱估计动力学年龄（750至3500年）。喷出物的存在是由拟合的相对丰度模式证实的，其显示Mg、Ar和Fe的富集度（与太阳相比）低于Si、S或Ca，并且Ca与Si的比率为太阳值的3.4 +/- 0.8倍（在单电子温度和单电离时间尺度的假设下）。随着从爆炸波发射的太阳丰度分量的增加，这些丰度（Fe除外）类似于Ia型的喷出物，而不是核心塌陷，SN。直接比较模型的喷出物和爆炸波X射线发射计算的进化现实超新星Ia爆炸的残余阶段，使我们能够推断出，一维延迟爆轰和脉冲延迟爆轰模型确实可以重现全球频谱的主要功能。特别是，分层的喷出物，与铁冲击最近，需要解释缺乏突出的Fe-K排放。
2006-04-11 astro-ph
Supernova Remnant and Pulsar Wind Nebula Interactions
我回顾了超新星遗迹结构的几个主题。年轻残留物中的流体动力学不稳定性可能会导致有时观察到的细胞结构，尽管喷出物中的结构也可能发挥作用。在年轻残骸的前激波阵面附近出现的喷出物可能是喷出物团块或宇宙射线的动力学效应的结果。缓慢移动的喷出物团块会影响船帆座等较老残骸的外部激波结构。年轻的遗迹通常呈现圆形结构，但往往是单侧不对称的;可能的原因是不对称的星周介质，或脉冲星风星云的脉冲星速度。在较老的遗迹中，不对称的脉冲星风星云可能是由不对称的反向激波流和/或脉冲星速度造成的。
2003-10-16 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant IC 443: II. evidence of stellar ejecta in the inner regions
我们调查了超新星遗迹IC 443的热X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布，以获得其电离阶段的重要约束，对祖超新星爆炸，对遗迹的年龄，以及它的物理关联密切的脉冲星风星云。IC 443的硬X射线热发射（1.4-5.0 keV）显示出中心峰值形态，其亮度峰值与热（kT>1 keV）X射线发射等离子体相关联。环形结构，其特征在于高值的等效宽度和中值光子能量，包围PWN。它的硬X射线发射光谱的特点是碰撞电离平衡模型，和镁，硅，硫的强发射线，需要oversolar金属丰度。从动力学上看，喷出物环的位置表明SNR年龄约为4，000年。在IC 443的内部区域中存在过电离等离子体，在以前的工作中解决，在我们的观察中不太明显。
2008-04-07 astro-ph
Small-Scale X-ray Variability in the Cassiopeia A Supernova Remnant
将2000年、2002年和2004年拍摄的仙后座A超新星遗迹的X射线观测结果与钱德拉ACIS-S3进行比较，发现存在几个小尺度特征（<= 10角秒），这些特征在4年的时间框架内表现出显着的强度变化。在这里，我们报告了六个特征的变异性，其中四个显示计数率从~ 10%增加到90%以上，两个显示计数率下降~ 30% -40%。虽然提取的1-4.5 keV X射线光谱没有揭示发射线强度的总体变化，但使用非平衡电离、富金属等离子体模型的光谱拟合表明，对于分别显示计数率增加或减少的特征，电子温度增加或减少。根据观测到的计数率变化和假设自由膨胀的喷出物在反向激波前沿的速度约为5000 km/s，我们估计未受冲击的喷出物具有0.02 - 0.03 pc的空间尺度变化，这与X射线发射喷出物属于超新星喷出物中比光学发射喷出物中看到的更扩散的成分是一致的，其具有约0.001 pc的空间尺度。
2006-09-14 astro-ph
Thermal X-ray emission from shocked ejecta in Type Ia Supernova Remnants. Prospects for explosion mechanism identification
Ia型超新星背后的爆炸机制是一个持续争论的问题。迄今为止，各种试图确定或至少限制爆炸所涉及的物理过程的尝试只取得了部分成功。在本文中，我们建议使用热X射线发射的年轻超新星遗迹起源于Ia型事件，以提取有关的信息爆炸本身。我们制作了一个热核超新星模型网格，代表目前正在辩论的范例：纯爆燃、延迟爆炸、脉动延迟爆炸和亚克拉塞卡爆炸，利用它们的密度和化学成分分布来模拟与周围环境介质的相互作用以及随后的等离子体加热、非平衡电离和喷出物的热X射线发射。关键的观测参数，如电子温度，排放措施和电离时间尺度的介绍和讨论。我们发现，不仅可以从年轻的Ia型超新星遗迹的光谱中识别爆炸机制，而且如果要以自洽的方式对此类光谱进行建模，实际上有必要考虑详细的喷出物结构。无论是元素线通量比还是元素发射测量都不能很好地估计出喷射质量的真实比率，对于给定的模型，差异高达两个或三个数量级。与第谷SNR观测结果的比较表明，延迟爆轰是最有可能的爆炸机制。线的强度，线比，和铁Kalpha线的质心是合理的，以及复制这种模型。
2003-04-30 astro-ph
Spectropolarimetric diagnostics of thermonuclear supernova explosions
即使在河外距离，超新星喷出物的形状也可以通过分光偏振法有效地诊断。在这里，我们提出了17 Ia型超新星的结果，允许Ia型超新星的几何结构和其他可观察到的参数之间的相关性的统计研究。这些观察结果表明，它们的喷出物通常由一个光滑的、富含铁的核心和一个具有化学不对称性的外层组成。这种外围非球面的程度与Ia型超新星的光变曲线下降率有关。这些观测结果为Ia型超新星的延迟爆炸模型提供了强有力的支持。
2006-11-29 astro-ph
Instabilities and Clumping in Type Ia Supernova Remnants
本文采用球极坐标系下的二维高分辨率流体动力学方法模拟了Ia型超新星与恒定密度星际介质的相互作用。喷出物被假定为自由膨胀的指数密度分布。这种相互作用产生了一个双冲击结构，易受流体动力学不稳定性。瑞利-泰勒不稳定性最初增长，但开尔文-亥姆霍兹不稳定性接管，产生涡环。非线性不稳定性最初演变为更长的波长，并最终消失时，反向冲击波阵面是在超新星密度分布的平坦部分。基于对第谷超新星遗迹东南轮廓的X射线结和突起的观测，我们在喷出物中发现了团块。团簇与反向激波的相互作用在团簇表面上诱导瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，从而促进碎裂。为了在挤压中幸存下来，并对前向激波产生膨胀效应，在第谷遗迹的条件下，团块与周围喷出物的初始密度比必须至少为100。56 Ni气泡效应可能对喷出物中块状物的发展很重要。观察到的Fe团块的存在则需要这种Fe的非放射性来源，可能是54 Fe。放射X射线的Si和S喷出物与残余中心的径向距离很大，表明它们最初是成团的。
2000-05-05 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
Analysis of the Flux and Polarization Spectra of the Type Ia Supernova SN 2001el: Exploring the Geometry of the High-velocity Ejecta
SN 2001 el是第一颗正常的Ia型超新星，显示出强烈的内在偏振信号。此外，在最大的光之前的时期，CaII IR三重态吸收被认为是明显的，分别在正常的光球速度和非常高的速度。高速三重态吸收是高度偏振的，具有与光谱的其余部分不同的偏振角。独特的观测使我们能够构建一个相对详细的超新星喷出物的分层几何结构的图片：在我们的解释中，光球附近的喷出物层（v \approx 10，000 km/s）服从近轴对称，而分离的高速结构（v \approx 18，000 - 25，000 km/s）具有高Ca II线不透明度偏离光球轴对称。通过部分地遮蔽下面的光球，高速结构导致光球光的偏振的更不完全的抵消，并且因此引起高速IR三元组特征的偏振峰值和旋转偏振角。在努力约束喷出物的几何形状，我们开发了一种技术，用于计算3-D合成偏振光谱，并用它来生成几个参数化配置的偏振配置文件。特别是，我们研究的情况下，内部喷出物层是椭圆形和外部，高速结构是四种可能性之一：一个球壳，一个椭球壳，一个丛生壳，或一个环形。合成光谱排除了球壳模型，不赞成一个环形，并找到一个最佳的适合与丛生壳。我们进一步表明，不同的几何形状，可以更清楚地区分，如果观察到从几个不同的视线。
2003-01-16 astro-ph
The Axially Symmetric Ejecta of Supernova 1987A
大量的早期观测证明超新星1987 A（SN 1987 A）的喷出物是非球面的。在超新星爆发15年后，哈勃太空望远镜已经解决了迅速膨胀的喷出物。后期的图像和光谱学提供了一个与早期观测一致的几何图像，并暗示了一个高度结构化的轴对称几何形状。我们在这里提出一个新的综合的旧的和新的数据。我们表明，波鸿事件，大概是一个$^{56}$镍，和后期的图像，由$^{44}$钛激发的轨迹，是最自然的占共享一个共同的位置角约14 \degree，相同的神秘点和早期散斑数据的喷出物，而且它们都是沿着内周星环的轴在45 \degree到天空的平面。我们还表明，偏振代表一个长形的几何形状与相同的位置角和轴作为早期的散斑数据和后期的时间图像，因此，几何形状已被固定在时间和整个喷出物。波鸿事件和多普勒运动学的[Ca II]/[O II]发射在空间分辨HST光谱的喷出物可以始终集成到这个几何形状。推测放射性团大约沿着内侧环的轴落下，因此在北方向发生红移，而[Ca II]/[O II] 7300的发射则在南方向发生红移。我们提出了一个喷射引起的爆炸模型，并认为这样的模型可以解释许多观察到的不对称性。在喷流模型中，氧和钙并不是沿着喷流分布的，而是主要分布在一个扩展的环面中，该环面与内环星环的平面和北蓝移相同。
2002-05-20 astro-ph
Ejecta and progenitor of the low-luminosity Type IIP supernova 2003Z
低光度IIP型超新星的起源尚不清楚：它们被认为是来自大质量（约25 Msun）或低质量（约9 Msun）恒星。我们希望确定低光度IIP型超新星2003Z的参数，估计前超新星的质量损失率，并恢复祖质量。我们计算了超新星的流体动力学模型来描述光变曲线和观测到的膨胀速度。用星周物质相互作用的薄壳模型估算了前超新星的风密度。我们估计出的喷出物质量为14兆太阳日，爆炸能量为2.45 × 10^50尔格，超新星前半径为229朗日，放射性Ni-56含量为0.0063兆太阳日。前超新星附近的风密度参数上限为10^13 g/cm，假设质量损失率不变，红/黄超巨星阶段的质量损失小于0.6 Msun。估计的前体质量在14.4 - 17.4 Msun的范围内。SN 2003 Z的前超新星在爆炸时可能是一颗黄超巨星。SN 2003 Z的母星质量低于SN 1987 A和SN 1999 em，但高于发生核心坍缩的恒星的质量下限。我们提出了一个观测测试的基础上的拱星相互作用来区分大规模（约25 Msun）和中等质量（约16 Msun）的情况。
2007-10-10 astro-ph
Resonant Neutrino Spin-Flavor Precession and Supernova Nucleosynthesis and Dynamics
讨论了Majorana中微子共振旋味旋进（RSFP）对中微子加热的超新星喷出物中重元素核合成和超新星动力学的影响。在评估RSFP的影响，我们明确包括物质增强（MSW）共振中微子味转换效应在适当的情况下。我们指出，对于中微子磁矩和原中子星磁场的合理范围，具有宇宙学意义的质量（1- 100 eV）的$ν_τ$（或$ν_μ$）到轻$\bar ν_e$的自旋-味道转换可能导致中微子加热的超新星喷出物中中子过剩的增强。这可能有利于与超新星后期中微子加热喷出物相关的$r$过程核合成模型。早期中微子类似的自旋-味道转换可能导致激波再加热率增加，伴随着更大的超新星爆炸能量。然而，我们表明，这种增加的中微子加热可能会伴随着增强的中子过剩，这可能会加剧问题的中子数$N = 50$核在超新星喷出物从这个阶段。在所有这些情况下，平均$\barν_e$能量将比没有中微子混合的超新星模型所预测的要高。这可以允许SN 1987 a数据约束基于RSFP的方案。
1997-01-31 astro-ph hep-ph
