Direct Measurement of Neutron-Star Recoil in the Oxygen-Rich Supernova Remnant Puppis A
钱德拉X射线天文台高分辨率相机在五年内拍摄的三张图像序列揭示了RX J 0822 -4300的角秒尺度位移，RX J 0822 -4300是船尾座A超新星遗迹中心附近的恒星遗迹（可能是中子星）。我们测得它的自行是0.165+/-0.025 arcsec/yr，朝向西南偏西。在2千秒差距的距离上，这相当于约1600公里/秒的横向空间速度。空间速度与从富氧光学细丝的自行推断的爆炸中心一致，并证实了船尾座A是由一次不对称爆炸产生的，伴随着一次反冲，该反冲给恒星残骸带来了大约3*10^49尔格的动能（大约是典型超新星动能的3%）。我们讨论的核心坍缩超新星模型，已被提出来解释中子星踢速度的限制。
2007-07-31 astro-ph
The X-ray R Aquarii: A Two-sided Jet and Central Source
我们报告钱德拉ACIS-S3 X射线成像和光谱的宝瓶座R双星系统，显示了一个空间分辨的双面射流和一个未解决的中央源。这是第一次发表的报告，这样的X射线喷流看到一个演变的恒星系统组成的~2-3太阳质量。在E < 1 keV时，相对于中央双星系统，X射线喷流向东北和西南方向延伸。在1 < E < 7.1 keV时，R Aqr是一个以恒星系统为中心的点状源。虽然3.5厘米射电连续辐射和X射线辐射在投影上是一致的，并且在中心双星系统东北约7.5”处具有最大强度，但次强的X射线分量位于中心双星系统西南约30”处，并且没有射电连续辐射对应物。这些X射线喷流很可能是在最近的过去被冲击加热的，并且不处于热平衡。最强的西南X射线喷流成分可能是最近发生的，因为没有像预期的那样从较老的冲击中产生残余的无线电发射。在中心双星的位置，我们探测到1.6 keV以下的X射线发射，与T ~2 x 10^6 K时的黑体发射一致。在中心恒星也有一个突出的6.4 keV的功能，可能是荧光或碰撞激发铁K-α线从吸积盘或从巨星的风。要使这种激发发生，必须在热恒星附近有一个看不见的硬X射线源或粒子。这样的一个来源将被周围的边缘上的吸积盘隐藏起来。
2001-11-20 astro-ph
Exploring the X-ray emission properties of the supernova remnant G67.7+1.8 and its central X-ray sources
我们用钱德拉X射线天文台对超新星遗迹G67.7+1.8进行了研究。残骸的X射线形态与在无线电波段看到的双弧结构有很好的相关性。G67.7+1.8的南北边缘的X射线谱显示出高电离金属的发射线特征，这表明所观测到的大部分X射线起源于热等离子体。我们发现镁、硅和硫相对于太阳值来说是过剩的。检测到$\sim4$ keV和$\sim7$ keV的高斯发射线。$\sim4$ keV谱线与$^{44}$ Ca和/或$^{44}$ Sc的K发射谱线一致，而$\sim7$ keV谱线特征可能来自未分辨的Fe-K谱线。钱德拉的亚弧秒角分辨率使我们能够探测到位于几何遗迹中心$\sim1.5$弧分之内的四个微弱点源。在这些天体中，CXOU195424.75+312824.9和CXOU195429.82+312834.1没有光学对应物，使它们成为可能的致密恒星遗迹的候选者。
2008-12-11 astro-ph
Suzaku Observations of Tycho's Supernova Remnant
2006年6月26日至29日，朱雀卫星上的XIS和HXD仪器观测了第谷超新星遗迹，持续时间为92千秒。高达30千电子伏的光谱很好地拟合与两个组件的模型，由幂律与光子指数为2.7和热韧致辐射模型与温度为4.7千电子伏。前一个组件可以替代地被建模为同步辐射从人口的相对论电子与估计滚降能量约为1千电子伏。在XIS谱中，除了Fe的K_α发射线（6.445 keV）外，还首次观察到Cr和Mn的K_α发射线，其能量分别为5.48 keV和5.95 keV。还观察到Ca（4.56keV）和Fe（7.11keV）的微弱K_β线。根据Cr和Mn的线心，估计它们的电离态与Fe K_α（Fe XV或XVI）的电离态相似。
2008-05-22 astro-ph
ASCA Observations of the Supernova Remnant IC 443: Thermal Structure and Detection of Overionized Plasma
我们提出的X射线空间和光谱的研究结果的“混合形态”的超新星遗迹IC 443使用ASCA。IC 443在X射线波段有一个中心填充的图像，与无线电和光学波段的贝壳状外观形成对比。整个X射线辐射是热辐射，而不是来自同步加速器星云。ASCA观察了IC 443三次，覆盖了整个遗迹。从图像分析中，我们发现软度比图揭示了壳状结构。同时，它的光谱需要两个（1.0 keV和0.2 keV）等离子体成分; 0.2 keV等离子体的发射在壳附近的区域比中心更强。这些结果可以用一个简单的模型来解释，IC 443有一个热的（1.0 keV）内部被一个冷的（0.2 keV）外壳包围。从排放措施，我们推断，0.2 keV的等离子体密度比1.0 keV的等离子体，这表明两者之间的压力平衡。此外，我们发现，硫的电离温度，从H-类K $α$到He-类K $α$强度比，是1.5 keV，显着高于气体温度的1.0 keV建议从连续谱。硅的情况也是如此。无论是一个额外的，更热的等离子体成分，也不是一个多温度等离子体成功占这个比例，我们的结论是，1.0千电子伏的等离子体过电离。这是第一次在SNR中检测到过电离气体。对于在没有光致电离通量的情况下变得过电离的气体，它必须比离子重组更快地冷却。从1.0 keV等离子体到0.2 keV等离子体的热传导可能导致1.0 keV等离子体过度电离，这在旧（3 $\times10^4$ yr…
2002-02-26 astro-ph
Chandra Observations of the Luminous, O-Rich SNR in the Irregular Galaxy NGC 4449
本文分析了29 ksec Chandra ACIS-S观测到的不规则星系NGC 4449中的类仙后座A年轻超新星遗迹。观察到的0.5-2.1 keV光谱揭示了可能存在的几个发射线，包括在0.65 keV和0.77 keV的O VIII，在1.05 keV的Ne X，在1.5 keV的Mg XI，和在1.85 keV的Si XIII。从观测到的光谱中，我们得出N_H = 10^21 cm^-2，X射线温度T = 9 * 10^6 K。光谱的非平衡电离拟合表明氧的过剩量约为太阳的20倍，与残骸的紫外线和光学发射线特性一致。我们讨论了该遗迹的近似X射线衍生元素丰度，并将其X射线光谱和光度与其他富氧遗迹进行了比较。
2002-12-18 astro-ph
The BeppoSAX X-ray spectrum of the remnant of SN 1006
我们提出了BeppoSAX X射线光谱的残余超新星AD 1006，其中涵盖了广泛的光谱范围为0.1-10千电子伏。在我们的分析中，我们集中在从残留物的中心区域的热辐射。为此，我们使用新版本的光谱程序dac拟合了整个残骸的光谱，该程序考虑了仪器的点扩散函数导致的不同区域光谱的相互依赖性。这对于分离来自残骸明亮边缘的同步辐射和来自中心区域的热辐射特别重要。热发射出现最好的拟合与两个光谱分量的组合，电子温度约为0.7千电子伏和超过3千电子伏。SN 1006中的等离子体似乎非常远离电离平衡（nt = 2 10^15 m^-3 s），这意味着镁、硅和硫的L壳层发射对0.5 keV以下的通量有很大贡献。我们还注意到在6.3+/-0.2 keV的铁K线发射的存在下，与内壳层电离和激发的起源一致。我们确认SN 1006的丰度明显不是太阳能。特别是硅非常丰富。我们没有发现在残骸的表面上等离子体性质的实质性变化，尽管在残骸的北半部，较热的成分似乎更占主导地位。
1999-11-16 astro-ph
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. II. The 2-D modelling of the evolution and X-ray emission of supernova remnant RCW86
给出了超新星遗迹RCW 86的二维模拟结果。该残余物的模型，这是第一次解释的绝热SNR在星际介质的演化的结果，具有大规模的密度梯度的表面亮度的各向异性，被认为是。本文对RCW 86及其周围介质的基本特性进行了估计，结果表明，RCW 86的观测表面亮度分布可以用迄今为止提出的两种不同的初始假设（一种是关于185年超新星爆发的假设，另一种是关于OB-asossiation的假设）得到。为了获得表面亮度的观测对比度，如果RCW 86的年龄为1800年，则必须有一个不均匀性特征尺度为11秒差距的介质，如果信噪比为2.8千秒差距，则必须有一个不均匀性特征尺度为20-25秒差距的介质。RCW 86西南部和东北部震前的密度差在3.5-4.5之间。
1999-01-25 astro-ph
Evidence of X-ray Synchrotron Emission from Electrons Accelerated to 40 TeV in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用Rossi X射线定时探测器卫星上的正比计数器阵列和高能X射线定时实验测量了超新星遗迹仙后座A的2-60 keV能谱。除了先前报道的热等离子体产生的强发射线特征之外，宽带光谱具有高能量“尾部”，其延伸到至少高达120 keV的能量。该尾部可以通过具有1.8 ± 0.5/-0.6和3.04 ± 0.15/-0.13的光子指数以及15.9 ± 0.3/-0.4keV的断裂能量的断裂幂律来描述。我们认为，高能量的组成部分，占主导地位的光谱以上约10千电子伏，产生的同步辐射从电子的能量高达至少40 TeV。这一结论支持了银河系宇宙射线主要在超新星遗迹中加速的假设。
1997-07-09 astro-ph
X-ray emission from a merger remnant, NGC 7252,the "Atoms-for-Peace" galaxy
我们用X射线卫星ASCA观测了附近的合并残留物NGC 7252，并探测到了X射线发射，其X射线通量为（1.8+/-0.3）E-13 ergs/s/cm/cm，在0.5 - 10 keV波段。这相当于X射线的光度为8.1E40尔格/秒。X射线发射用双组分模型很好地描述：软组分kT =0.72+/-0.13 keV，硬组分kT > 5.1 keV。虽然NGC 7252被认为是一个动力学上年轻的原椭圆星系，但其0.5 - 4 keV的软成分光度约为2 E40 ergs/s，这对于一个早期类型的星系来说是很低的。L_X/L_FIR的比值表明软组分来源于恒星形成过程中的高温气体。它的低光度可以用星系风的气体喷射来解释。我们的观测结果表明，在2 - 10 keV范围内存在硬X射线发射，其亮度为5.6E40尔格/秒。这可能表明NGC 7252中存在核活动或中等质量黑洞。
2001-11-17 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 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
Non-thermal bremsstrahlung from supernova remnants and the effect of Coulomb losses
我调查的电子宇宙射线谱的形状在范围内高达~1000千电子伏，假设在冲击的加速过程中的结果在一个幂律的动量，和下游的冲击的频谱是受库仑相互作用与背景电子只。在非相对论的情况下，人们可以用解析的方法确定一个电子的能量，并利用这个结果来产生一个电子宇宙射线谱，经过库仑损耗的修正。得到了电子能谱的解析表达式，它依赖于参数n_et，这可以从一个类似的参数来估计用于表征超新星遗迹的线光谱。对于最明亮的超新星遗迹，n_e t> 1e 11 cm ^-3 s，并且大多数加速到<100 keV的电子已经失去了能量。由于其高射电通量，Cas A是最有可能的非热韧致辐射候选者。虽然它的n_e t约为2e 11 cm ^-3 s，但用目前的硬X射线探测器可以探测到100 keV以上的非热韧致辐射。
2008-06-26 astro-ph
The X-ray sources at the center of the supernova remnant RXJ0852.0-4622
我们对X射线源AX J 0851.9 -4617.4进行了BeppoSAX观测，该源被认为是与壳状超新星遗迹RX J 0852.0 -4622相关的中子星。在E>5 keV的图像显示了一个新的源的存在，SAX J0852.0-4615，在以前的观测中没有从AX J0851.9-4617.4中分辨出来。AX J0851.9-4617.4的位置精度得到了提高，证实了它可能是一颗早期型恒星，也与它的软热谱（kT~1.3 keV）一致。SAX J 0852.0 -4615具有更硬的X射线光谱和更高的X射线与光通量比，更可能是与超新星遗迹相关的中子星的候选者。
2000-11-29 astro-ph
A BeppoSAX and ROSAT view of the RCW86 supernova remnant
本文对RCW 86的X射线壳层的北部和西南部边缘进行了光谱分析，指出了同一个天体的这两个部分之间的显著差异。在北半球，单温非平衡电离辐射模型较好地描述了观测数据，得到的O、Ne、Mg、Si、S、Ar和Fe的丰度与预期的星际介质中快速激波后的金属贫化相一致。如果最初的爆炸能量是$\sim 10^{51}$ erg，则推导出的距离和年龄是$1.18^{+0.17}_{-0.16}$ kpc和$1630^{+440}_{-360}$ yr，与历史上的超新星SN 185完全一致。SW的X射线辐射由kT $_{\rm h}=5.7$ keV和kT $_{\rm l}=1.0$ keV的双温辐射模型描述。有证据表明，在高温成分中存在过多的金属，从而表明存在喷出物。在这种情况下，Ia型SN比能量更高的II型事件更受欢迎，这意味着更遥远、更古老的遗迹完全处于Sedov阶段。
2000-05-18 astro-ph
A New Young Galactic Supernova Remnant Containing a Compact Object: G15.9+0.2
我们确定的无线电发射壳型超新星遗迹G15.9+0.2作为一个相对年轻的遗迹，包含一个X射线点源，可能是它的相关中子星。从我们的30 KS探索钱德拉观测残余壳的综合光谱显示非常强的线，需要从喷出物，特别是硫的元素丰度升高。平面激波模型拟合给出了温度$kT = 0.9 (0.8, 1.0)$ keV、电离时标$n_et = 6 (4, 9) \times 10^{10}$ cm $^{-3}$ s和2.1（1.7，2.7）倍太阳能的硫丰度（90%置信限）。一个太阳和一个浓缩组分的双组分模型也是合理的，但没有很好地受到数据的约束。各种估计给出的残留物年龄为$10^3$ yr，这将使G15.9+0.2成为银河系中十几个最年轻的残留物之一。稀疏点源光谱与陡峭的$Γ\sim$ 4幂律或$kT \sim$ 0.4 keV黑体一致。光谱被H柱吸收，柱密度$N_H \sim 4 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$与剩余髋臼杯所需的相似。对于8.5千秒差距的假定距离，隐含的2- 9.5千电子伏源的光度约为$^{-1}$，与高吸收柱一致。我们认为，点源是一个旋转动力脉冲星或紧凑的中心对象（CCO）。
2006-10-11 astro-ph
Simulations of Supernova Remnants in Diffuse Media III. The Population of Buoyant Remnants Above the Milky Way's Disk
我们在盘上方的各种高度处对SNR进行建模。我们详细的数值模拟包括非平衡电离和复合，并遵循残余物的演变，直到他们的热气泡已经冷却。我们分析计算气泡的浮力加速度。从结果中，我们估计的时间和空间平均O VI，NV，和C IV柱密度和发射强度，1/4千电子伏软X射线表面亮度，面积覆盖率，和体积占用的人口孤立SNRs以上的银河系的HI层。无论假设的超新星爆炸能量，环境非热压力，或摩擦阻力系数，预测的O VI柱密度匹配观测到的分布在130 pc和2000 pc之间。SNR的OVI强度是平均观测强度的重要部分。在信噪比的不确定性范围内，这种信噪比可以解释所有观测到的1/4 keV的表面亮度，这些亮度归因于南半球H I层以外的面外气体（约400 x 10^-6计数/秒/弧分^[2]）。因此，在相对静止的南半球，面外SNR可能是局部气泡和z ~ 2000 pc之间最重要的热气源。无论是否假定残余物是有浮力的，这些结果都是成立的。老的面外超新星应该覆盖大部分高纬度的天空，但是明亮的年轻的面外超新星应该覆盖不到1%的天空。在1/4 keV的X射线图中，l=247，b=-64的新月可能是一个年轻的遗迹。
2005-11-08 astro-ph
ROSAT/Asca Observations of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W28
我们目前的ROSAT PSPC和ASCA观测超新星遗迹（SNR）W28。W28的X射线发射的整体形状是椭圆形的，主要是集中在中心的内部发射，在中心有尖锐的峰值。ASCA光谱揭示了Ne、Mg、Si和Fe K $α$的发射线和至少延伸至7千电子伏的连续谱，显示了具有热的热分量的热起源。我们发现W28中存在光谱变化。西南壳可以很好地用平面激波模型拟合，温度为1.5 keV，东北壳的温度较低，为0.56 keV。与西南壳和东北壳不同，中心发射需要0.6 keV和1.8 keV的两个温度分量。低温成分与其他混合形态SNR中所见的成分相似。W28的X射线光度为6 x 10^34尔格/秒，估计X射线质量仅为20 - 25太阳质量。W28与其他典型的混合形态信噪比的比较表明，其X射线性质的显着差异; W28具有显着更高的温度和显着的光谱变化。W28属于Chevalier（1999）所考虑的一类SNR，其辐射壳层与云团分子云相互作用。其中心的X射线发射是来自气体的“化石”辐射，该气体在遗迹演化的早期受到冲击，其中心峰值形态可能是由蒸发、电子热传导和混合等过程引起的。各种流体动力学不稳定性。但是W28对现有的X射线发射模型提出了挑战，因为White & Long（1991）的蒸发模型与观测结果相冲突，而温度变化的存在似乎与有效热传导的SNR模型不一致。
2002-04-04 astro-ph nlin.AO
A Chandra View of The Morphological And Spectral Evolution of Supernova Remnant 1987A
本文介绍了钱德拉X射线天文台对超新星1987 A的X射线遗迹的观测结果。截至2002年12月，我们对SN 1987 A进行了7次观测。来自最新数据的高角分辨率图像显示了残骸西北部和西南部新的X射线亮点的发展以及东部的变化。最新的0.5-2 keV波段通量（$f_X$ $\sim$ 6 $\times$ 10 $^{-13}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$）比三年前亮了四倍。总的X射线发射主要来自爆炸波冲击波，$kT$ $\sim$ 2.4 keV。当冲击波接近致密的星周物质时，减速的慢激波（$kT$ $\sim$ 0.22 keV）对观测到的X射线辐射的贡献变得很大。在过去的两年中，这种慢激波贡献的增加在残骸的西半部特别明显。这些结果表明，激波阵面现在正到达内侧星周环的主体。基于最佳拟合的双激波谱模型，我们得到了X射线发射区的近似密度（对于快激波，$n_e$ $\sim$ 235 cm $^{-3}$;对于慢激波，$n_e$ $\sim$ 7500 cm $^{-3}$）。我们得到了在2 $-$ 10 keV波段内的任何嵌入点源（$L_X$ $\le$ 1.5 $\times$ 10 $^{34}$ ergs $^{-1}$）的X射线光度的上限。X射线残骸继续以4167 km/s $^{-1}$的速率线性膨胀。
2004-05-13 astro-ph
X-ray spectroscopy of the supernova remnant RCW 86
我们提出了一个分析的ASCA X射线数据的SNR RCW 86。在残骸上似乎有一个显着的光谱变化，表明温度从0.8 keV到> 3 keV不等。我们已经用非平衡电离模型拟合了这些光谱，发现所有区域都最适合于来自金属丰度不足的热等离子体（<0.25太阳能）的发射，但在某些情况下，荧光发射表明Ar和Fe的丰度过高。金属的电离阶段似乎远离平衡，在某些点低至log（n_et）15.3（SI单位）。我们讨论了物理现实的丰度，并建议一个电子分布与超热的尾巴，以减轻观察到的强大的耗尽因素。我们认为RCW 86是空腔爆炸的结果。
1997-09-12 astro-ph
The X-ray Remnant of SN1987A
本文介绍了对大麦云星云中SN 1987 A的高分辨率Chandra观测。钱德拉X射线天文台（CXO）的高角分辨率使我们能够分辨出X射线残留物。我们发现，残留物是贝壳状的形态，与X射线峰与HST图像中看到的一些光学热点。X射线光变曲线偏离了ROSAT观测到的线性通量增加，2000年1月0.5-2.0千电子伏的光度为1.5 x 10^35 erg/s。我们对任何嵌入的中心源（0.5 - 2 keV）的光度设定了2.3 x 10^34尔格/秒的上限。我们还提出了一个高分辨率的光谱，表明X射线发射是热的起源，并占主导地位的高度电离的物种的O，Ne，Mg和Si。
2000-09-17 astro-ph
The X-ray nebula of the filled center supernova remnant 3C58 and its interaction with the environment
\xmm观测到的普列离子超新星遗迹3C 58使我们能够以前所未有的细节研究X射线星云。空间分辨光谱分析的分辨率为8 \arcsec产生了一个精确的测定光谱指数和距离中心之间的关系。我们没有看到任何来自中央核心的明亮热辐射的证据。与以前的ASCA和{ \em Einstein}的结果相比，我们推导出的上限的黑体0.5-10 keV的光度和发射面积的$1.8\times 10^{32}$ \ergsec和$1.3\times 10^{10}$ cm $^2$，分别排除了发射从热表面的推定中子星，也排除了“外隙”模型的热极帽。我们已经进行了第一次的光谱分析的X射线星云，其中大部分的发射仍然是非热的外部区域，但在那里添加一个软（kT=0.2-0.3千电子伏）的光学薄等离子体组件是必需的，以适应在$E<1$千电子伏的光谱。该分量在0.5-10.0 keV波段提供了整个剩余观测通量的6%。我们表明，Sedov解释是不兼容的SN 1181 - 3C 58协会，除非有一个强烈的偏离电子-离子能量均分，而这种热发射的起源在膨胀的星云到喷出物的核心很好地符合所有的无线电和X射线观测。
2001-02-06 astro-ph
Point X-ray sources in the SNR G 315.4-2.30 (MSH 14-63, RCW 86)
我们报告了利用钱德拉X射线天文台的档案数据在超新星遗迹G 315.4-2.30（MSH 14-63，RCW 86）的西南突出部寻找点X射线源（恒星遗迹）的结果。这项研究的动机是假设G 315.4-2.30是一颗移动的大质量恒星的偏离中心的空腔超新星爆炸的结果，这颗恒星在靠近主序风驱动气泡的边缘处结束了它的演化。这一假设意味着G 315.4-2.30的西南突出部分是超新星前身星风与星际介质相互作用产生的类似弓形激波的结构的剩余部分，而超新星爆炸中心的实际位置接近这个半球形结构的中心。我们在“适当”位置发现了两个点X射线源。其中一个源具有与照相星等$13.38\pm0.40$对应的光学对应物，而该源的光谱可以与光学薄等离子体模型拟合。我们解释这个来源作为一个前景活跃的恒星晚光谱类型。第二个源没有光学对应的限制幅度$\sim 21$。这个源的光谱可以用几个简单的模型（幂律：光子指数$=1.87$ ;双温黑体：$kT_1 =0.11$ keV，$R_1 =2.34 $ km和$kT_2 =0.71$ keV，$R_2 =0.06$ km;黑体加幂律：$kT =0.07$ keV，光子指数$=2.3$）几乎同样好地拟合。我们将该源解释为一个候选的恒星遗迹（中子星），而该源的光子指数和非热光度（几乎与船帆座脉冲星和最近在超新星遗迹3C 58中发现的脉冲星PSR J 0205+6449相同）表明…
2002-12-25 astro-ph
The nature of the radio-quiet compact X-ray source in SNR RCW 103
利用ASCA天文台的X射线观测资料，研究了难以捉摸的中子星候选者1 E ~161348-5055的性质。紧凑的X射线源集中在壳型银河系超新星遗迹RCW 103上，并被解释为与遗迹相关的冷却中子星。残余壳层的X射线谱可用非平衡电离（NEI）热模型来描述，该模型适用于kT ~ 0.3 keV的冲击等离子体。光谱在3 keV以上迅速衰减，在光谱分辨图像中显示出1 E ~161348-5055位置处的点源。一个黑体模型拟合到源光谱产生的温度kT = 0.6 keV，与0.5-10 keV的未吸收的亮度Lx ~ 10 E34 erg/s（假设的距离为3.3 kpc，这两个至少是一个因子2比冷却中子星模型预测的。另外，一个幂律模型的源连续给出了一个陡峭的光子指数约3.2，类似于其他无线电安静，硬X射线点源与超新星遗迹。1 E ~161348-5055可能是ASCA揭示的一类不断增长的射电宁静中子星的原型;我们认为这些天体解释了以前隐藏的与超新星遗迹有关的中子星。
1997-07-02 astro-ph
The Expansion Asymmetry and Age of the Cassiopeia A Supernova Remnant
利用HST ACS图像研究了年轻超新星遗迹Cas A的最高速度碎片的扩展和空间分布。报告了1800多个外围喷出物节的自行。横向扩张速度的分布，这些结显示出惊人的两极不对称性，最高速度节局限于几乎相反的东北和西南“喷气机”。相对于在其他方向上看到的残骸的最高速度碎片，射流在运动学和化学上都是不同的。外围喷出物的空间分布中的重要差距在于方向大致垂直于射流。外推的9个月自行的所有外部喷出物结和一个子样本的72个明亮和紧凑的节建议爆炸日期（假设没有结减速）1662 +/- 27和1672 +/- 18，分别。我们发现了一些证据，表明在不同方向上的非均匀减速，在减速最小的喷出物中，沿着西北边缘有结，这表明收敛日期为1681 +/-19。残骸的中央X射线点源位于估计的膨胀中心（PA = 169度）东南部的$7''$处，表明预计的运动速度约为350 km/s，朝向广阔的南部外部喷出物结间隙的中部。
2006-03-14 astro-ph
X-ray observations of supernova remnant G54.1+0.3: X-ray spectrum and the discovery of an X-ray jet
本文分析了类蟹状超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的$ROSAT$ PSPC和$ASCA$ SIS以及GIS观测结果。由$ROSAT$ PSPC得到的光谱符合幂律模型，其光子指数为-0.8 $^{+0.8}_{-2.0}$，吸收能流为1.0 $\times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，吸收柱密度为12.3 $^{+8.0}_{-3.2}\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。$ASCA$ SIS观测表明，其光谱也可以用幂律模型进行最佳拟合。拟合的参数为：光子指数~ 1.9 $^{+0.1}_{-0.2}$，吸收能流为0.7-2.1 keV，6.5 $\times10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，柱密度为17.9 $^{+2.8}_{-2.5}\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。高密度的吸收柱表明距离与星系的半径相似。G54.1+0.3的0.1-2.4 keV X射线光度为3.2 $\times10^{33}$ $d_{10}^2$ erg s $^{-1}$，其中$d_{10}$是以10 kpc为单位的距离。利用图像复原方法获得了该残骸的高空间分辨率X射线像，清晰地显示出一个指向东北方向的X射线喷流，距离星云中心约40 PDMATHAMBMZ。其X射线亮度在0.1-2.…
2000-05-24 astro-ph
Non-thermal bremsstrahlung as the dominant hard X-ray continuum emission from the supernova remnant MSH14-63 (RCW 86)
我们对超新星遗迹MH 14 -63的X射线发射进行了分析，XMM-Newton的四次观测部分覆盖了该分析。铁钾发射在6.4 keV的检测，以及缺乏空间之间的相关性硬X射线和无线电发射的证据对占主导地位的X射线同步加速器组件。我们认为，硬X射线的连续性是最好的解释非热韧致辐射从一个超热的尾巴，否则冷的电子气。低电子温度的存在，需要解释线发射的情况下，是由在其他部分的残留物，这是低至0.2千电子伏在某些地区发现的低温支持。
2002-02-11 astro-ph
XMM-Newton Observation of IC 310 in the Outer Region of the Perseus Cluster of Galaxies
我们目前的结果，从XMM牛顿观测的头，尾射电星系IC 310位于英仙座星系团的西南地区。该光谱与光子指数为$2.50 \pm 0.02$的吸收幂律模型很好地拟合，没有明显的吸收过量。X射线图像显示IC 310处的点状发射，没有任何与射电晕尾相关的结构迹象。IC 310周围的团内介质的温度随着离团中心的距离而下降，从视场东北角的$ kT \sim 6$ keV下降到西南区域的约3 keV。虽然我们在表面亮度曲线中没有发现任何尖锐的边缘，但是可以看到比光滑的$β$模型高出约20%的亮度。同一地区的气温也上升了约10%。这表明IC 310区域可能是一个落入英仙座星系团的子星系团，IC 310前方朝向英仙座星系团的气体可能被大尺度运动压缩，支持IC 310系统正在进行合并的观点。
2005-09-22 astro-ph
Constraints on the luminosity of the stellar remnant in SNR1987A
利用XMM-Newton和INTEGRAL数据，得到了SNR 1987 A恒星遗迹光度的光度约束。根据XMM-牛顿数据，2- 10 keV波段的上限为L<5*10^{34}erg/s。然而，我们注意到，在XMM-牛顿波段，包层的光学深度仍然很高，因此，这个上限并不限制中心源的真实未吸收光度。在INTEGRAL天文台上的IBIS望远镜的硬X射线波段，光学深度预计很小，因此它提供了一个清晰的恒星残骸。我们没有检测到SN 1987 A在20-60 keV波段的统计学显著发射，上限为L<1.1*10^{36}erg/s。我们还得到了放射性~（44）Ti M（~（44）Ti）<10^{-3}Msun的质量上限。
2004-11-26 astro-ph
The Radio Structure of the Supernova Remnant MSH14-63
G315.4-2.3是一个扩展壳层超新星遗迹（SNR），既有年轻遗迹的一些特征，也有古老遗迹的一些特征。为了进一步阐明它的一些特点，我们提出了成像和偏振测量的SNR在1.34 GHz的频率与8角秒的分辨率与澳大利亚望远镜紧凑型阵列。年轻的指标是：在形态上，无线电发射出现在一个光滑的外壳中，没有在光学上看到的细鳞片细丝。许多光学细丝是巴耳末主导的。在可测量的情况下，磁场的方向似乎相对于残余物的中心是径向的。在公元185年，该区域可能有一颗超新星。年龄较老的迹象包括：特别是在RCW 86，明亮的光学星云在这个扩展的SNR的西南角，但也在其他位置有几个明亮的[S II]发射代表辐射平衡的旧冲击细丝。如果遗迹位于2.8千秒差距的运动学距离处，那么它的直径为37千秒差距，这对于一个不到2000年的遗迹来说是很大的。残骸似乎在红外线辐射勾勒出的空腔内膨胀，因此它很可能是年轻而巨大的。在它遇到腔壁的地方，它迅速减速，我们观察到辐射丝。RCW 86本身遇到了一个密集的物质块，但也可能是一个更紧凑的喷出物块犁到周围的残余物。
2000-08-02 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642
RX J0852.0-4622是一个壳型超新星遗迹，在船帆座超新星遗迹的东南角有一个幂律光谱。我们报告XMM-牛顿观测的三个领域集中在边缘的残留物，并确认幂律形状的光谱没有突出的发射线，如以前获得的ASCA。在北部场的ASCA/SIS光谱中指示的~4.1 keV处的发射线特征在南部和西部场中也被检测到并发现，总显著性略高于4 σ。线位置得到改善，特征集中在4.45 +/- 0.05 keV。我们建议这条线的功能是从Ti和Sc的发射。测得的X射线通量是一致的Ti γ射线通量先前测量的COMPTEL。我们讨论了各种物理过程，这可能会导致创建这些线，我们讨论了祖和超新星类型的影响。
2004-10-15 astro-ph
XMM-Newton observation of Kepler's supernova remnant
我们提出的第一个结果来自观测开普勒的超新星遗迹获得的EPIC仪器在船上的XMM-牛顿卫星。我们专注于图像和径向轮廓的发射线（Si K，Fe L，Fe K）和高能量连续。与此同时，Fe L和Si K发射线图像基本一致，径向剖面显示Si K发射线比Fe L发射线延伸到更大的半径（在遗迹的南部明显）。因此，与Cas A相反，在开普勒中没有观察到富含Si和Fe的喷出物层的反转。此外，铁K发射峰值在一个较小的半径比铁L发射，这意味着温度增加向内喷出物。4-6 keV高能连续谱图除了东南部有较强的附加辐射外，其余区域与非对称辐射线图的分布基本一致。4-6 keV和8-10 keV高能连续区的双色图像表明，除了少数节点外，沿着残骸的连续区的硬度变化都很弱。铁钾发射线的不对称性与铁钾等效宽度图的不对称性无关。Si-K图得出了同样的结论。因此，丰度的变化不会导致南北亮度不对称。北部的强辐射可能是由于星周介质的密度过高。在残骸的东南部，谱线的等效宽度非常低，X射线发射主要是非热的。
2003-10-23 astro-ph
XMM-Newton observation of SNR RX J1713.7-3946
我们提出的第一个结果的观测超新星遗迹RX J1713.7-3946（也G347.3-0.5）获得的EPIC仪器上的XMM-牛顿卫星。我们展示了一个5点镶嵌图像的X射线同步辐射。我们通过映射其光谱参数（吸收柱密度NH和光子指数）来表征这种发射。同步辐射光谱在激波处是平坦的，而在残骸内部是陡峭的。NH与X射线亮度有很好的相关性。RX J1713.7-3946的西南边缘有一个强烈的北半球。我们认为SNR与HI区域相互作用。
2003-10-23 astro-ph
The Thermal X-ray Emitting Shell of LMC Supernova Remnant 0540-693
我们利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的数据对脉冲星B 0540 -69周围的壳层进行成像，并测量其光谱特性。弱发射线的功能，特别是铁，镁和硅，表明壳主要是由周围的材料加热的冲击波。东面的壳层辐射很微弱，呈圆形，其温度和电离年龄分别约为5 keV和10^10 cm^-3 s。西边的辐射更亮，有更复杂、扭曲的形态，平均温度明显较低，电离年龄较高。光子能量超过2keV的图像显示了两个硬弧的发射，它们位于残余壳层的外边界处，彼此直径相对;来自这些区域的光谱可能包括大量的非热成分。
2001-06-22 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
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
Spatially-resolved Thermal Continuum Absorption against the Supernova Remnant W49B
我们在74 MHz（25”）和327 MHz（6”）下对银河系超新星遗迹W 49 B进行了亚弧分分辨率成像，前者是源已被解析的最低频率。虽然327 MHz图像显示出与较高频率下观察到的相似的贝壳状形态，但74 MHz图像有很大不同，遗迹的西南区域几乎完全衰减。这意味着74 MHz的光学厚度（~ 1.6）远高于其他两个相对年轻的遗迹，Cas A和蟹状星云内部的固有吸收水平，也不是相对论电子能谱的自然变化预期在这样的水平。吸收的几何形状也与本征吸收不一致。我们归因于外部的自由-自由吸收的热电子云介入的吸收。它的存在已经被推断从低频周转的综合连续谱和从检测到的无线电复合线向遗迹。我们的观察证实了这些测量的基本结论，我们的观察已经解决了吸收体成一个复杂的经典HII区域包围部分或全部由低密度HII气体。我们确定这种低密度的气体作为一个扩展的HII区域信封（EHE），其统计特性推断从低分辨率米和厘米波长的复合线观测。我们的射电图象与HI和H_2CO观测的比较表明，介入的热气体可能也与中性和分子物质有关。
2001-05-25 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
Monitoring the Evolution of the X-ray Remnant of SN 1987A
本文报道了利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对SN 1987 A残余物进行监测的结果。在AO 2中进行了两次新的观测，使过去两年的监测观测总数达到四次。在这段时间内，宾夕法尼亚州立大学已经提供了纠正“电荷转移效率低下”和利用电荷扩散提供比CCD探测器的像素尺寸稍好的角分辨率的新技术。我们使用亚像素分辨率处理了所有四次观测，以获得尽可能高的角分辨率，并使用我们的CTI校正软件提供更可靠的光谱分析和通量估计。高角分辨率图像表明，X射线亮结令人信服地与光点相关，主要是在$\la$ 1 keV，而更高能量的光子与无线电图像非常好地相关。我们的数据还提供了边缘的证据径向膨胀的X射线残留物在5200 $\pm$ 2100 km s $^{-1}$。在这些观察的18个月期间，X射线通量似乎线性增加$\sim$ 60%。光谱主要由宽复合物的原子发射线，并可以适合与一个简单的模型的平面平行冲击与电子温度的$kT$ $\sim$ 2 $-$ 4千电子伏和一个postshock电子密度$n_{e}$ $\sim$ 210 $-$ 420厘米$^{-3}$。在2001年4月，0.5 $-$ 10 keV波段的亮度为$\sim$ 1.3 $\times$ 10 $^{35}$尔格s $^{-1}$ ;到那时为止，我们仍然没有观测到中心点源的直接证据，在2 $-$ 10 keV波段，$…
2001-11-06 astro-ph
Hard X-ray Emission Clumps in the gamma-Cygni Supernova Remnant: an INTEGRAL-ISGRI View
利用国际γ射线天体物理实验室INTEGRAL的IBIS-ISGRI成像仪获得了银河系超新星遗迹G78.2+2.1（γ-天鹅座）在25 keV ~ 120 keV硬X射线能带的空间分辨图像。这些图像主要是由大约10弧分大小的局部团块。在25-40 keV波段，最显著的西北（NW）团的通量为（1.7 +/- 0.4）10^{-11} erg/cm^2/s。观测到的X射线通量与ASCA GIS和空间分辨RXTE PCA数据对天鹅座γ星软X射线成像观测的外推结果一致。硬X射线团的位置与明亮的光线辐射斑相关，可能表明在冲击云中存在辐射冲击波。观测到的空间结构和光谱与模型预测的硬X射线发射是一致的，硬X射线发射来自超新星与星际云相互作用的辐射激波加速的非热电子，但O 9 V恒星HD 193322的强大恒星风也是NW源的合理候选者。
2004-10-28 astro-ph
X-ray Observation and Analysis of The Composite Supernova Remnant G327.1-1.1
根据ASCA和ROSAT对SNR G327.1-1.1的观测资料，我们发现G327.1-1.1是一个既有非热辐射成分又有漫热辐射成分的复合残骸。非热分量与光子指数约为2.2的幂律模型拟合良好。这部分辐射是由一颗未被发现的中央脉冲星驱动的同步加速器星云发射的。热部件具有约0.4keV的温度。我们将其归因于冲击热席卷ISM的排放。由观测到的热分量推算出其年龄、爆炸能量和周围介质的密度。还导出了同步加速器星云的一些特征。软X射线（0.4 - 2 keV）和硬X射线（2 - 10 keV）图像不同，但都是SE-NW方向的延长。这种X射线SE-NW向的伸长与MOST 843 MHz射电图上的射电脊位置一致。提出了X射线非热辐射主要来源于快速运动的无源脉冲星产生的尾迹，长射电脊是在脉冲星运动出离子结构边界时形成的。
1998-08-29 astro-ph
Chandra detection of ejecta in the small-diameter supernova remnant G349.7+0.2
我们提出了高分辨率的X射线观测的小直径超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2与钱德拉X射线天文台。总体SNR频谱可以由两个频谱分量描述。软组分处于电离平衡，温度约为0.8 keV;硬光谱组分的温度约为1.4 keV，电离时标约为5 × 10 ^{11} cm{-3}s，Si丰度增加。空间分辨光谱建模表明，S也可以增强，至少在某些地区。丰度的增加清楚地表明，在这一残余物中存在着喷出物成分。G349.7+0.2的X射线形态与无线电波长惊人地相似--一个不规则的壳层，东边更亮--这与在大尺度密度梯度介质中的膨胀一致。已知残留物与分子云相互作用（来自OH（1720 MHz）脉泽的存在），但这种相互作用可能仅限于SNR的中心部分，如SNR IC 443所示。我们发现HI云存在于SNR区域，这支持了G349.7+0.2属于一类在云间介质中演化的残留物的观点（例如IC 443和W 44，Chevalier 1999），这也是残留物形态的原因。G349.7+0.2不具有迄今为止在X射线中研究的其他脉泽发射SNR所发现的混合形态，但其形态可以通过混合形态SNR的投影模型来解释。我们在SNR中心附近发现了一个亮度为Lx（0.5-10.0 keV）~（0.2-2.3）x10^{34} d_{22} erg/s的点源，这与在其他一些银河系SNR中发现的致密中心天体的亮度一致。
2004-10-21 astro-ph
Kes 73: A Young Supernova Remnant with an X-ray Bright, Radio-quiet Central Source
我们澄清的性质，小直径超新星遗迹（SNR）Kes 73和它的中央紧凑的源，1 E 1841-045，使用X射线数据获得的ASCA天文台。我们介绍了一个空间光谱分解技术，必要的解开紧凑的源ASCA光谱勉强解决壳型残留。源光谱（1 - 8 keV）的特征是吸收的幂律，光子指数约为3.4，NH约为3.0 E22 cm^-2，可能是非热性质的。这个明亮的X射线源很可能是一颗缓慢旋转的脉冲星，我们的同伴论文（Vasisht & Gotthelf 1997）报道了它的发现。SNR光谱是热等离子体的特征，kT ~ 0.7 keV，并且发射线是典型的年轻残骸。元素Mg和可能的O和Ne被发现是过度丰富的，定性地表明起源于一个巨大的祖先。我们发现，Kes 73是一个年轻的（~ 2000年）II/Ib型SNR包含一个中子星脉冲星旋转非常缓慢的年龄。Kes 73是另一个不断增长的SNR类别的成员，其中包含具有硬光谱特征的无线电安静紧凑源。
1997-06-05 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
Thermal and Nonthermal Emission from the Forward Shock in Tycho's Supernova Remnant
我们目前的钱德拉X射线图像第谷的超新星遗迹，描绘其外部冲击作为一个薄，光滑的边缘沿直东北边缘和大部分的圆形西半部。图像还显示，Si和S喷出物是高度聚集的，并已在许多位置到达前向激波附近。大多数的X射线光谱，我们检查沿边缘线发射的Si和S喷出物的证据，而连续的热或非热模型是很好的代表。如果假设连续谱是热的，则在边缘处的电子温度都在约2keV处相似，而电离年龄非常低，因为线发射的整体弱点。假设从射电和X射线膨胀测量中推断出冲击波速度，这些电子温度大大低于电子和离子温度平衡的预期值;电子与平均温度的比值<~0.1-0.2，表明冲击波中电子的无碰撞加热是适度的。这些光谱的非热贡献可能是重要的，但不能强烈约束这些数据。根据10 keV以上硬X射线谱的外推，它可以占4-6 keV能量范围内通量的一半。
2002-10-10 astro-ph
High-Resolution X-ray imaging and spectroscopy of SNR N103B
使用XMMM和Chandra上的高分辨率相机和光谱仪测量和分析年轻超新星遗迹（SNR）N103 B的X射线发射。从整个残余物的光谱再现非常好，与三个等离子体成分的kT=0.55，0.65，和3.5千电子伏，大致对应的线发射的O-K，Fe-L，和Fe-K物种，分别。窄带图像揭示了每个组件的不同形态。kT= 0.65 keV的分量在发射测量（4.5E65 m ^{-3}）中占主导地位，处于电离平衡状态。这提供了一个3000年的下限，以年龄的残余，这是相当大的年龄比以前假设的年龄（1500年）的残余。基于在6.5 keV处测量的Fe-K特征的能量，发现热（3.5 keV）分量最近被冲击（~200 yrs）并且仍在电离。O和Ne的高丰度和Fe的低丰度可能意味着SNR N103 B起源于II型超新星（SN），而不是以前认为的Ia型SN。
2002-03-11 astro-ph
X-ray/Optical/Radio Observations of a Resolved Supernova Remnant in NGC 6822
超新星遗迹（SNR），Ho 12，位于矮不规则星系NGC 6822的中心，以前在X射线，光学和无线电波段被观测到。通过使用档案钱德拉和地面的光学数据，我们发现，SNR是空间分辨的X射线和光学。此外，我们还获得了一个~5”分辨率的无线电图像的信噪比。这些观测提供了迄今为止该星系中X射线/光学/无线电SNR的最高空间分辨率成像。多波长形态、X射线光谱和变异性以及窄带光学成像与SNR一致。SNR是一个直径约为10”（24 pc）的贝壳状物体。SNR的形态在波长上是一致的，而Chandra光谱可以很好地拟合非平衡电离模型，电子温度为2.8 keV，0.3-7 keV光度为1.6e37 erg/s。SNR的年龄估计为1700-5800年。
2004-08-18 astro-ph
Separating Thermal and Nonthermal X-Rays in Supernova Remnants I: Total Fits to SN 1006 AD
SN 1006的残骸具有以非热辐射为主的X射线光谱，ASCA前的观测结果通过同步加速器计算得到了很好的描述，电子能量受到逃逸的限制。我们描述了一个更严格的测试的结果：拟合空间集成ASCA GIS（0.6-8千电子伏）和RXTE PCA（3-10千电子伏）数据与同步加速器模型SRESC新移植到XSPEC和一个新的热冲击模型VPSHOCK的组合。新模型能很好地描述2keV以上连续辐射的空间分布和光谱。我们发现，发射主要是非热的，有一个小的，但值得注意的热成分：镁和硅是清晰可见的综合光谱。同步加速器分量从外推的无线电频谱平滑地滚降，具有3.1E17 Hz的特征滚降频率，在该频率处，频谱已经下降到比从无线电频谱的幂律外推低约6倍。TeV观测与新的TeV模型的图像和光谱的基础上的X射线模型拟合的比较给出了一个平均的冲击后磁场强度约9微高斯，这意味着（压缩比为4）的上游磁场3微高斯，并固定在相对论电子在约7 E48尔格的电流能量含量，导致电流电子加速效率约5%。这个总能量大约是磁场中能量的100倍。我们的研究结果表明，联合热和非热拟合，使用复杂的模型，将需要在未来的分析大多数超新星遗迹的X射线数据。
2000-10-20 astro-ph
Observations of the Non-Thermal X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G347.3-0.5
G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）是一个新的壳型银河系超新星遗迹（SNRs）的成员，其X射线发射具有非热成分。我们已经分析了X射线光谱的SNR在一个广泛的能量范围（0.5至30千电子伏）使用归档数据从观测两颗卫星，伦琴星（ROSAT）和先进的宇宙学和天体物理学卫星（ASCA），以及我们自己的观测数据与罗西X射线定时探测器（RXTE）。使用模型EQUIL和SRCUT的组合来分别拟合热发射和非热发射，从该SNR中，我们发现G347.3-0.5的扩散发射的适度热分量的证据，其对应的能量为kT = 1.4 keV。我们还获得了70 TeV的宇宙射线电子的最大能量的估计已被加速由这个SNR。
2001-11-30 astro-ph
A Compact Central Object in the Supernova Remnant Kes 79
钱德拉X射线观测在超新星遗迹Kes 79的中心发现了一个未解决的源。与源光谱最匹配的单一模型是X射线光度Lx（0.3-8.0 keV）= 7 x 10^{33}尔格·s^{-1}的黑体。没有证据表明周围有脉冲星风星云。在其他波长没有对应的编目，但吸收率很高。虽然Kes 79遗迹相当古老，但源的性质与Cas A的中心源相似。
2002-10-22 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cassiopeia A and Kepler Supernova Remnants
近红外光谱（0.95 - 2.4微米）的仙后座A和开普勒超新星遗迹（SNRs）。低色散（R = 700）光谱获得了五个明亮的快速移动的喷出物结（FMK）在主壳上的两个位置和三个明亮的拱星结（QSF）西南边缘附近的Cas A。Cas A中的主壳层FMK表现出稀疏的近红外光谱，主要由[S II] 1.03微米发射和少数其他较暗的发射线组成。其中有两条高电离硅线，[Si VI] 1.96微米和[Si X] 1.43微米，它们在活动星系核和新星中被探测到，但以前从未在超新星遗迹中被探测到。Cas A星周QSF的近红外光谱显示出更丰富的光谱，具有强烈的He I 1.083微米发射和十几条明亮的[Fe II]线。观测到的[Fe II]线比率表明，在QSF中，电子密度为5 ~ 9 * 10^4 cm^-3。Cas A的QSF数据与观测到的开普勒SNR西北边缘明亮的星周结的光谱非常相似，后者也显示出强烈的He I和[Fe II]发射，测得的电子密度为2.5 - 3 * 10^4 cm^-3。最后，我们提出了J-和K-波段图像的Cas A。K波段的图像显示微弱的漫射发射，没有光学或中红外对应物，但在形态上类似于无线电连续谱图，可能是红外同步辐射。
2001-02-14 astro-ph
Suzaku wide-band observations of SN 1006
本文报道了由朱雀星观测到的SN 1006的宽带光谱。由于朱雀X射线CCD XIS的出色光谱响应，热发射和非热发射得以成功解决。的非热发射不能再现一个简单的幂律模型，但需要在5.7 $\times 10^{16}$ Hz = 0.23 keV滚降。滚降频率在东北边缘明显高于西南边缘。我们还使用硬X射线探测器将最严格的通量上限设置在10 keV以上。
2007-08-01 astro-ph
A BeppoSAX observation of the X-ray pulsar 1E 2259+586 and the supernova remnant G109.1-1.0 (CTB 109)
1996年11月，BeppoSAX对7 s X射线脉冲星1 E2259 +586和超新星遗迹（SNR）G109.1-1.0（CTB 109）进行了观测。6.978914 +/- 0.000006 s的脉冲周期意味着源继续其接近恒定的自旋下降趋势。0.5-10 keV脉冲波形的特征在于双峰轮廓，第二峰的幅度约为主峰幅度的50%。脉冲轮廓不表现出任何强的能量依赖性。我们证实了ASCA从1 E2259 +586中发现的额外低能光谱成分。这可以最好地模拟为0.44 keV的黑体，但我们不能排除，一些，或全部，这种发射产生的SNR的一部分，位于脉冲星的提取区域。G109.1-1.0的光谱与非平衡电离等离子体模型很好地拟合，最佳拟合温度为0.95 keV。导出的X射线发射等离子体的质量（~15-20太阳质量）及其接近宇宙的丰度意味着X射线发射主要来自适度富集的、扫掠的星周物质。光谱强烈的不平衡，电离年龄只有3000年。该年龄与使用上述X射线温度从SNR的流体动力学模拟得到的年龄非常一致。
1997-09-25 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
