A Fallback Disk Model for Ultraluminous X-ray Sources
目前的恒星演化模型预测，在大质量恒星的核心坍缩过程中，相当数量的恒星物质会落回致密的坍缩残余物（中子星或黑洞），通常以吸积盘的形式存在。这引发了快速的质量吸积，例如，黑洞，并产生高能爆炸称为伽马射线暴。然而，从观测上证明新生黑洞周围存在吸积盘是非常困难的。在这里，我们证明了附近星系中的一些超亮X射线源，它们与超新星遗迹有关，可能是黑洞从它们的后备盘中吸积出来的，即，它们是从SARS进化而来的。由于几乎可以肯定在这些黑洞周围存在着一个吸积盘，这将首次为黑洞模型提供观测支持。
2003-09-11 astro-ph
The Oxygen Abundances of Luminous and Ultraluminous Infrared Galaxies
在z > 1的宇宙中，发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）主导着恒星形成率预算，但没有对它们的重元素丰度进行局部测量。我们测量核或近核氧丰度的样本中的100恒星形成的LIRGs和ULIRGs使用新的，以前发表的，和档案光谱的强发射线（包括[O II] 3727，3729 A）在星系的红移<z>约0.1。当与相似光度和质量的本地发射线星系（使用近红外光度-金属丰度和质量-金属丰度关系）相比时，我们发现LIRGs和ULIRGs的平均丰度不足2倍。作为推论，LIRG和ULIRG也具有较小的有效产量。我们的结论是，所观察到的丰度下的结果从组合的丰度减少，在祖星系和强大的，相互作用或合并引起的气体流入星系核的半径增加。这一结论表明，当地的丰度标度关系是不普遍的，一个事实，必须占解释宇宙历史早期的丰度时，合并引起的恒星形成的主导模式。我们使用我们的本地样品进行比较，高红移样品和评估丰度的演变LIRGs和ULIRGs。我们发现，在这些系统中的丰度增加了约0.2德克斯从z ~ 0.6到z ~ 0.1。从z ~ 2亚毫米星系到z ~ 0.1 ULIRGs的演化似乎也存在，尽管由于光谱限制的不确定性很大。
2007-08-13 astro-ph
The Ultraluminous X-ray Sources NGC 1313 X-1 and X-2
我们提出了一个详细的分析XMM档案数据的两个超铝X射线源（ULXs）在附近的螺旋星系NGC 1313：NGC 1313 X-1和X-2。这些源的光谱连续与软热分量加上幂律建模。如果软组分来自于一个吸积盘，则推断致密残骸的质量大于100太阳质量，使其成为一个中等质量黑洞（IMBH）。对XMM EPIC-pn光谱残余的详细分析显示了NGC 1313 X-1中存在氧发射线的一些证据。在NGC 1313 X-1和X-2的X射线光谱中，在不同的能量下同时存在过量的发射，尽管显著性水平降低了很多，但这暗示了年轻超新星遗迹的典型发射线。另外还发现了NGC 1313 X-2的光学对应物。在ESO 3.6 m图像上，钱德拉误差盒包含一个R23等的类恒星物体，并排除了先前提出的光学对应物。
2005-06-15 astro-ph
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
A Half-Megasecond Chandra Observation of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们报告了我们对银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的深510 KS观测的初步分析与{ \it钱德拉X射线天文台}。我们新的{ \it Chandra} ACIS-I观测比以前的{ \it Chandra}观测具有更大的视场和更深的曝光量，这使我们能够覆盖整个SNR并检测新的富含金属的喷出物特征。我们发现一个高度不均匀的分布的X射线发射热气体的热力学条件，以及相关的光学[O { \small III}]发射，这表明起源超新星爆炸的G292.0+1.8本身是不对称的可能性。我们还揭示了壮观的子结构的环面，喷流，和一个扩展的中央致密星云所有与嵌入脉冲星J1124 $-$ 5916。
2007-10-15 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
The Ultraluminous X-ray Source in Holmberg IX and its Environment
本文介绍了在M81附近的一个矮星系Holmberg IX中对一个超亮X射线源（ULX）的光学观测。ULX的平均X射线光度约为10^{40} erg/s。它位于一个巨大的（400 pc x 300 pc）电离星云中，比正常的超新星遗迹大得多。从观察到的发射线（宽度和比率），我们发现，该结构是由于碰撞激发的冲击，而不是由光电离。我们确定光学对应物是属于一个小星团的22.8等蓝色恒星（M_V=-5.0）。从我们的多色测光等时线拟合，我们确定一个集群的年龄为20至50百万年。我们还发现了HeII 4686的强辐射（等效宽度为10埃），这证明了它与X射线源的一致性，并表明在假定的黑洞周围存在一个X射线加热吸积盘。
2006-03-28 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
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
Expanding Ejecta in the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Direct Measurement through Proper Motions
我们在这里报告的第一个研究的自行快速灯丝在年轻的，富氧超新星遗迹G292.0+1.8，进行了一系列的[O III] 5007 A发射线图像超过21年的时间。从1986年到2008年的七个时期拍摄的图像都来自Cerro Tololo Inter-American Observatory的望远镜，显示出氧气发射丝，可能是喷出物碎片，遍布大部分残骸。我们已经测量了67个离散的细丝通过从不同时期的图像之间的二维相关性的自行。虽然运动很小，大多数是20到100毫角秒，但它们仍然可以通过对许多历元对的测量进行平均的鲁棒技术来测量。这些数据与自由膨胀模型在性质上是一致的，并且清楚地显示了从无线电/X射线壳中心附近的一点向外的系统运动。使用该模型的全局拟合表明扩展中心在R. A。（2000.0）= 11：24：34.4，Dec.（2000.0）= -59：15：51，运动学年龄为2990 ± 60年。年轻的脉冲星PSR J1124-5916位于膨胀中心东南46角秒处。假设它是由超新星发射的，我们预计脉冲星将以16毫角秒的速度向东南方向移动，或以440公里/秒的横向速度移动。我们发现最快的喷出物沿着天空平面中大致为南北方向的轴，这表明双极爆炸产生了G292.0+1.8，就像Cas A的情况一样。
2008-10-10 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
Remnant evolution after a carbon-oxygen white dwarf merger
系统地研究了两颗碳氧（CO）白矮星并合的演化过程。用SPH方法模拟了0.9 Msun + 0.6 Msun CO白矮星并合的动力学演化.我们使用了一个精心设计的处方，其中人工粘性基本上是不存在的，除非检测到冲击，和一个更大数量的SPH粒子比以前的计算。基于这个模拟，我们建议合并残留物的中心区域，一旦它已经达到准静力平衡，可以近似为差分旋转的CO星，它由一个缓慢旋转的冷核心和一个快速旋转的热包围离心支撑盘。我们构建了一个模型的CO残留物，模仿的结果SPH模拟使用一维流体动力学恒星演化代码，然后按照其长期的演变。恒星演化模型表明，冷核的生长受核与热包层界面处中微子冷却的控制，尽管有效吸积率很高，但包层中的碳点火是可以避免的。这一结果表明，在以前的双CO白矮星合并残留物演化研究中采用的冷物质强制吸积的假设可能是不合适的。我们的研究结果表明，至少有一些双CO白矮星合并的产物可能被认为是Ia型超新星祖先的好候选者。在这种情况下，从最初的动力学合并到最终的爆炸之间的特征时间延迟大约为10^5年。（节录）。
2007-04-04 astro-ph
A Pulsar Wind Nebula in the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
利用钱德拉X射线天文台，我们在年轻的富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8中发现了一个弥漫的，中心填充的硬X射线发射区域。在这种漫发射的峰值附近有一个X射线发射的点状源，它可以用光子指数为$1.72\pm0.09$的吸收幂律谱很好地描述。该源似乎略微扩展;其1.3 $^{\prime\prime}$（FWHM）的范围大于附近FWHM = $1.1^{\prime\prime}$的偶然X射线源的范围。这是SNR G292.0+1.8内存在一颗年轻快速旋转脉冲星及其相关脉冲星风星云的有力证据。根据脉冲星风星云（$L_X\sim 4\times 10^{34} \rm ergs s^{-1}$）未被吸收的0.2-4 keV波段X射线光度，我们推断这颗尚未被探测到的脉冲星的自旋下降能量损失率为$\dot E \sim 7\times 10^{36} \rm ergs s^{-1}$。脉冲星的候选者是$0.9^\prime$从几何中心的SNR，这意味着一个横向速度$\sim$ $770 (D/4.8 {\rm kpc}) (t/1600 {\rm yr})^{-1} \rm km s^{-1}$假设目前接受的价值观的距离和年龄的G292.0+1.8。
2001-06-04 astro-ph
The Ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-2 (MS 0317.7-6647) and its Environment
我们提出了新的光学和{\it钱德拉}的领域包含超铝X射线源NGC 1313 X-2的意见。在ESO 3.6 m图像上，{\it Chandra}误差框包含一个$R=21.6$点状物体，并排除了先前提出的光学对应物。NGC 1313 X-2产生的X射线/光通量比为$\sim 500$。$f_X/f_{opt}$的值、X射线变化历史和从对{\it ROSAT}、{\it ASCA}和{\it XMM}数据的重新分析中得出的光谱分布表明，NGC 1313中存在一颗明亮的X射线双星，这可能是对NGC 1313 X-2的一种解释。如果在{\it XMM} EPIC光谱中观测到的X射线软成分来自吸积盘，则推断致密残骸的质量为$\approx 100 M_\odot$，使其成为中等质量黑洞。推导出的光学光度（$L\approx 10^5 L_\odot$）与$\approx 15-20 M_\odot$伴星的一致。本文简要讨论了NGC1313X-2的环境性质.
2003-10-26 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
Radio Emission Associated with Ultraluminous X-ray Sources in the Galaxy Merger NGC 3256
我们提出了新的6，3.6，和2厘米VLA附近的合并系统NGC 3256的无线电观测，分辨率为~100 pc，揭示了紧凑的无线电源嵌入在所有三个波长的更扩散的发射。这两个放射性原子核被部分分辨，但两个主要的致密源仍然与里拉等人最近报道的两个最强大的致密超铝X射线源（ULX）相一致。这两个源的射电/X射线比太高，超过100-1000倍，不可能是正常的X射线双星。然而，它们的无线电和X射线功率和比率与低光度活动星系核（LLAGN）一致，并且光学发射线表明在北部核周围存在核盘。如果这两个核ULX都是LLAGN，那么它们关联的黑洞之间的距离只有1千秒差距，比最近在合并星系NGC 6240中发现的黑洞之间的距离近6倍。合并外围的第三个ULX也是一个射电源，可能是超新星遗迹的集合。其余的ULX与任何致密射电辐射源都不一致，并且与对波束X射线双星或中等质量黑洞的预期一致。
2003-10-17 astro-ph
The Ultraluminous X-ray Source IC342 X-1 and its Environment
我们目前的光学观测的ULX在附近的螺旋星系IC 342。这个可变源的平均X射线光度约为10^{40} erg/s。在源的位置有一个电离星云（“牙齿”），具有巨大的尺寸（280 x 130 pc），比正常的超新星遗迹大得多。我们的光谱揭示了高超音速膨胀速度和典型的SNR的发射线比。有人声称，星云中的两个[OIII] 5007明亮区域可能表明来自ULX的非各向同性发射的激发。然而，我们的连续扣除[OIII] 5007图像显示，O^{++}离子在星云中分布相当平滑，与冲击激发完全一致。在星云中，我们发现两颗候选星（V=24.0 & 24.6）在钱德拉X射线误差圆内。两者都是基本上变红的，这与不均匀的星际吸收相一致。我们将讨论这个源的性质的框架内，目前已知的光学对应的ULXs。
2006-03-28 astro-ph
Exploring the Kinematics of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Ejecta Shells, Fast-Moving Knots and Shocked Circumstellar Material
我们目前的核心塌陷超新星遗迹G292.0+1.8使用罗格斯法布里-珀罗（RFP）成像光谱仪的深入光学研究的结果。我们的观测提供了[O III] 5007，Ha和[N II] 6548发射线中超新星遗迹的详细照片。[O III] Fabry-Perot扫描揭示了位于遗迹东侧的先前已知的高速（V_radial ~ 1500 km/s）富O喷出物的明亮新月形刺。这个突起由一个半相干结构组成，大部分是红移的物质，还有几个明显从更有序的壳状膨胀中破裂出来的团块。高速（>= 600 km/s）的分支也显示了瑞利-泰勒不稳定性的扇形形态特征。我们还发现了大量的快速移动的结（FMK）的富O喷出物未检测到在以前的摄影板图像和类似的功能，在Cas A。FMK的位置-速度分布在运动学上可以描述为一个半径为3.4'的壳层以1700 km/s的速度膨胀。在[O III]扫描中的另一个明显特征是赤道带，它由零径向速度的棒状结构和沿视线投影的clusional高速喷出物组成。在我们的Halpha RFP图像中也检测到零径向速度的酒吧，提供了进一步的证据表明，这种结构是拱星起源。我们发现，该酒吧的光学和X射线性质是一致的不完全（部分辐射）的冲击，在中等密度的材料。假定G292.0+1.8距离为6 kpc，我们估计其运动学年龄为（3000-3400）d_6年。
2005-08-14 astro-ph
Luminosity Profiles of Merger Remnants
使用已公布的光度和分子气体配置文件的后期合并NGC 3921，NGC 7252和Arp 220，我们研究了预期的光度配置文件的演变合并残余物，特别是在光的大规模CO复合物，在其核中观察到。对于NGC 3921和NGC 7252，我们预测，由此产生的光度分布将以r^{1/4}定律为特征。鉴于以前的光学工作，这些系统，它似乎很可能会演变成正常的椭圆就其光学性质。由于中心分子柱密度高得多，Arp 220可能不会进化出这样一种“无缝”的光分布。我们的结论是，超明亮的红外合并，如Arp 220要么演变成椭圆光度异常的配置文件，或不产生许多低质量的恒星的分子气体复合物。
1999-07-18 astro-ph
The X-Ray Point-Source Population of NGC 1365: The Puzzle of Two Highly-Variable Ultraluminous X-ray Sources
我们展示了钱德拉在棒星系NGC 1365中心200”（~ 20 kpc）范围内发现的26个点源。这些源大多数是高质量的X射线双星，包含一个中子星或一个黑洞从一个发光的伴星以亚爱丁顿速率吸积。使用重复钱德拉和XMM牛顿以及光学观测，我们详细讨论了两个高度可变的超亮X射线源（ULX）的性质：NGC 1365 X1，自ROSAT时代以来已知的最明亮的ULX之一，这是X射线可变的30倍，和NGC 1365 X2，一个新发现的瞬态ULX，可变的一个因素>90。它们的最大X射线亮度（3-5 x 10^40 erg/s，用钱德拉测量）和多波长特性表明存在更多的奇异物体和吸积模式：吸积到中等质量黑洞（IMBH）上，以及光束/超爱丁顿吸积到太阳质量致密残余物上。我们认为，这两个来源的黑洞质量高于我们银河系中X射线双星（质量<20 Msolar）中发现的典型主黑洞质量，NGC 1365 X1的黑洞质量可能为40-60 Msolar，具有光束/超爱丁顿吸积模式，NGC 1365 X2的黑洞质量可能为80- 500 Msolar。
2008-10-21 astro-ph
Constraints on accretion in Ultraluminous X-ray Sources from Spitzer IRS observations of NGC 4485/90: Infrared diagnostic diagrams
超亮X射线（ULX）源的X射线光度超过10^39 erg/s，由于任何对应物的光学模糊性，限制其天体物理性质一直是难以捉摸的。利用10-30微米波长范围内的高光谱分辨率观测，我们进行了一项实验，研究NGC 4485/90星系对中的六个ULX源。我们已经发现，六个ULX的五个，基于中红外光谱诊断，显示出在活动星系核中发现的特征较高的电离功能。第六个来源，ULX-1，与超新星遗迹一致。所用的主要红外光谱诊断是[S III]/[Si II]与[Ne III}]/[Ne II]的比值。在两种情况下，适合连续和多环芳烃（PAH）的功能也表明较高的尘埃温度是吸积源的特点。然而，总的来说，我们发现连续体是由恒星过程，最好的诊断功能是发射线。因此，中红外线的高光谱分辨率研究似乎显示出确定ULX天体物理性质的巨大希望。
2007-02-09 astro-ph
An X-Ray Pulsar in the Oxygen-Rich 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超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8内发现致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期（P=0.13530915 s）与PSR J1124-5916的无线电脉冲周期外推dP/dt= 7.6 E-13 s/s的自旋下降速率一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲，半高宽为0.23 P（83 °）。脉冲星的脉冲平均X射线光谱特性可用一个无特征的幂律模型来描述，其吸收柱密度为3.1E21 atoms/cm^2，光子指数为1.6，未吸收的0.3-10 keV波段亮度为7.2E32 erg/s。我们可以确定脉冲星终端激波的位置。脉冲星风和较大的同步加速器星云之间的压力平衡，以及发射X射线的电子的寿命问题，证明了粒子主导的PWN远离最小能量条件。中子星表面温度的上限等于或略低于“标准”冷却曲线的预期值。新的脉冲星没有光学对应物;它的光学光度至少比蟹状星云脉冲星低5倍。
2003-05-20 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of a peculiar Supernova Remnant MF16 in NGC6946
我们提出了一个特殊的超新星遗迹MF 16的研究，与超铝X射线源（ULX）NGC6946 ULX-1。2005年1月，用6米望远镜的多光瞳光纤光谱仪进行了观测。星云被发现是高度不对称的，其中一部分密度更大，温度更低。发射线的双分量结构和径向速度梯度证明了一个非球形星云，其膨胀速度约为100 km/s。无论是激波模型还是X射线发射都不能充分解释MF 16的实际发射谱线，因此我们建议增加一个光度约为10E40 erg/s的紫外光源。我们确认了ULX与中央恒星的重合，并确定了VLA观测到的星云最致密部分的无线电发射。
2006-02-16 astro-ph
Discovery of Outlying, High-Velocity Oxygen-Rich Ejecta in Cassiopeia A
哈勃太空望远镜拍摄的年轻银河系超新星残骸仙后座A的图像显示，其外围高速喷射物的数量远远超过先前的猜测，具有更广泛的化学性质。我们确定了三个主要类别的外部喷出物：1）结为主的[N II] 6548，6583发射; 2）结为主的氧发射线，特别是[O II] 7319，7330;和3）结的发射线强度类似的[S II]强FMK喷出物常见的主发射壳。在疑似富含N的外层光球层和富含S的FMK类喷出物之间发现了大量富含O的喷出物，这表明Cas A祖先的化学层并没有被残骸东北和西南高速“喷流”区域之外的超新星爆炸完全破坏。此外，我们发现大多数富含O的外部喷出物在投影位置超出（v = 6500 - 9000公里/秒）的残骸的最快移动的富铁X射线发射材料（6000公里/秒）在钱德拉和XMM数据沿东翼。这表明富铁物质向上穿透富含硫和硅的地幔并没有延伸超过祖先的富含N或O的外层，至少在这部分遗迹中是这样。
2005-09-03 astro-ph
Three Supernova Remnants observed by BeppoSAX
我们介绍BeppoSAX观测的壳型超新星遗迹的三次观测结果。其中两个遗迹（N132D和Cas A）是富氧超新星遗迹。在PV阶段观察到这些变化。在A01期间观察到SN 1006。对于SN 1006，我们提出了初步的结果，丰度测量的基础上，从中心的残留物的排放。
1998-01-13 astro-ph
The Nature of the Compact Supernova Remnants in Starburst Galaxies
对星系中星暴区的射电观测揭示了一组致密的非热源，它们可能是在分子云的团间介质中膨胀的辐射性超新星遗迹。由于星暴区的高压，在像M82这样的星暴核中，团间介质的H原子密度可能为10^3 cm^{-3}，而在像Arp 220这样的超亮星系中，团间介质的H原子密度可能为10^4 cm^{-3}。在M82中，我们的模型可以解释源的大小，缓慢的演化，高射电光度和低X射线光度。我们预测的膨胀速度~ 500公里/秒，这是慢于VLBI技术测量的情况下。虽然我们预测残留物是辐射性的，但预期的辐射很难被探测到，因为它处于红外波长，而星暴本身非常明亮;一种探测的可能性是在无线电残留物的位置上有宽的63微米线发射。Arp 220中更明亮和致密的残留物可以由更高的分子云密度来解释。在我们的模型中，观测到的残余物将大部分超新星能量转化为辐射。其他在低密度介质中的爆炸可能会直接加热热的低密度星际成分，导致与星暴区域相关的超级风。
2001-07-05 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
Ultraluminous Infrared Galaxies: Atlas of Near-Infrared Images
利用HST近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS）对27个超亮红外星系（ULIRG）系统的样品进行了1.6微米的成像。这些ULIRG来自也用HST在I波段成像的较大样品。NICMOS子样本的图像和目录信息，以及每个系统的简要形态描述。对这些系统的红外图像的检查和与光学图像的比较表明，至少85%明显地由两个或更多个涉及密切相互作用或合并事件的星系组成，多达93%显示出相互作用历史的一些迹象。大约37%的星系显示出活动星系核（AGN）的光谱或形态特征。这些系统的红外线形态通常不像光学形态那么复杂或受干扰，这表明在光学图像中看到的一些小尺度特征可能是由于复杂的尘埃遮蔽模式以及广泛分布的恒星形成活动。在某些系统中，高分辨率的哈勃空间望远镜红外图像揭示了在地面成像中被遮蔽或无法识别的核残余物，这导致了先前确定的相互作用阶段分类或系统内容的变化。然而，总的来说，NICMOS图像支持先前HST光学成像的结论。
2001-08-15 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
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
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
Suzaku Observation of Two Ultraluminous X-Ray Sources in NGC 1313
2005年9月15日，朱雀号在附近的Sb星系NGC 1313中观测到两个超亮X射线源（ULX），分别命名为X-1和X-2。在净曝光量为28千秒的观测期间（但总时间跨度为90千秒），两个天体的强度变化约为50%。X-1和X-2的0.4- 10 keV X射线亮度分别测量为$2.5 \times 10^{40}~{\rm erg~s^{-1}}$和$5.8 \times 10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，前者是该ULX有史以来报道的最高亮度。X-1的光谱可以解释为一个强大的和可变的幂律分量与高能量的截止，和一个稳定的黑体与最内层的磁盘温度为$\sim 0.2$ keV。这些结果表明，X-1处于“非常高”的状态，在这种状态下，圆盘发射是强烈的康普顿化。NGC 1313中朝向X-1的吸收体被认为具有太阳下的氧丰度。X-2的光谱在其较暗的相位中最好地由最内侧盘温度为1.2- 1.3keV的黑体模型表示，并且随着源变得更亮而变得更平坦。因此，X-2被解释为处于slim-disk状态。这些结果表明，这两个ULX有几十到几百个太阳质量的黑洞质量。
2006-10-06 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of Two Oxygen-Rich SNRs with the Chandra HETG
HETG可用于获得适度扩展源的空间分辨光谱。我们目前的初步结果，两个良好的研究，在麦哲伦星云，E0102-72和N132 D富氧超新星遗迹。E0102-72的分散光谱显示了残留物在O、Mg、Ne和类He Si的类H和类He离子的单独发射线光下的图像，没有Fe的证据。在交叉分散方向上测量的各种离子的图像直径随着给定离子的电离年龄单调增加。这张照片详细地显示了反向激波通过膨胀的恒星喷出物的过程。我们看到了E0102-72的不对称多普勒频移的明显证据，约为2000 km/s。这些可以近似地由一个部分填充的、向视线倾斜的膨胀壳来模拟。N132 D的分散光谱更多地受到空间/光谱重叠的影响，但也在几条强线中显示单色图像。初步的光谱已经提取了几个明亮的节点。一些富氧物质的区域，大概是恒星喷出物，被清楚地识别出来。关于E0102-72的更多细节由Flanagan等人和Davis等人在这些论文中提出，进一步的分析正在进行中。
2001-05-03 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
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
Far-flung Filaments of Ejecta in the Young Supernova Remnant G292.0+1.8
从CTIO的0.9米望远镜获得的年轻SNR G292.0+1.8的新光学图像显示了比以前已知的更广泛的细丝网络。在[O III]中发射的灯丝分布在X射线和无线电图像中看到的8弧分直径的壳中的大部分，包括最外层壳极限的一些。我们还检测到四个小的复合物的细丝，显示[S II]发射随着[OIII]。在单个长缝光谱中，我们发现氧和硫谱线的相对强度几乎有一个数量级的变化，这一定是丰度变化的结果。无论有没有[S II]，都没有任何丝状物显示出氢的证据，所以看起来都是纯SN喷出物的碎片。[S II]丝状体提供了第一个证据，证明在产生G292.0+1.8的超新星喷出物中存在未稀释的氧燃烧产物。一定发生了一些氧气燃烧，但发射[S II]的灯丝的缺乏表明，要么氧气燃烧并不广泛，要么其大部分产物尚未被激发。大多数的外丝表现出放射状，类锯齿状的形态，这表明一个起源作为瑞利-泰勒手指喷出物，也许在爆炸过程中形成。核心坍缩超新星的模拟预测了这样的手指，但这些从来没有在年轻的SNR中如此清晰地观察到过。[OIII] 5007中SNR的总通量为5.4 * 10**-12尔格/cm**2/s。使用6 kpc的距离和对应于E（B-V）= 0.6的消光校正（低于以前的值，但与我们的数据以及NH的射电和X射线估计更一致），这导致5007 Ang的光度为1.6 * 10**35尔格/秒。线
2006-05-09 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
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
VLA Observations of J1228+441, a Luminous Supernova Remnant in NGC 4449
明亮的富氧超新星遗迹J1228+441位于不规则星系NGC 4449中，已经被无线电波观测了30年。对NGC 4449最近的VLA观测结果进行了分析，结合VLA存档数据和先前发表的VLA和WSRT观测结果，得出了1972年至2002年6厘米和20厘米处的光变曲线。所有射频的光变曲线都显示出无线电发射的显著下降，证实了过去的发现。本文介绍和讨论了1972年至2002年期间J1228 + 441的射电光变曲线和光谱指数α的变化，其中nu propto nu^（-α），并将J1228+441与其他射电超新星进行了比较。J1228+441的光谱指数在过去五年中似乎在更高的频率上变陡，从1996年的α =0.64 +- 0.02到2001-2002年的α =1.01 +- 0.02。
2007-01-13 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
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
PSR J1124-5916: discovery of a young, energetic pulsar in the supernova remnant G292.0+1.8
我们报道了用帕克斯射电望远镜发现的一颗与1700年前的富氧复合超新星遗迹G292.0+1.8有关的脉冲星。PSR J1124-5916的周期为135 ms，周期导数为7.4e-13，表明其特征年龄为2900 yr，自转光度为1.2e-37 erg/s，表面磁场强度为1.0e-13 G。休斯等人随后对X射线脉动的探测证实了这颗脉冲星与先前在这颗超新星遗迹中发现的钱德拉同步加速器星云之间的关联。脉冲星在1400 MHz处的通量密度非常小，S ~ 0.08 mJy，但射电光度Sd^2 ~ 2 mJy kpc^2并不是特别小，尽管它比以前已知的最不明亮的年轻脉冲星小一个数量级。这一发现表明，应该对来自脉冲星风星云的脉动进行非常深入的无线电搜索，其中中央脉冲源尚未被检测到，可能还有其他更奇特的中子星。
2002-01-23 astro-ph
The late stages of the evolution of intermediate-mass primordial stars: the effects of overshooting
计算和分析了ZAMS上质量在5 ~ 10 M太阳之间的原始恒星在有和没有超调时的演化。我们的主要目标是确定大质量中等质量原始恒星残余物的性质，并检查其演化过程中过冲的影响。我们的计算涵盖了恒星演化从主序星相到简并核的形成和热脉冲相。我们已经获得了导致碳-氧和氧-氖致密核的星族III祖星的极限质量值。此外，我们还得到了孤立的原始恒星在主中心燃烧阶段结束后导致核心坍缩超新星的极限质量。考虑到中等量的过冲，在ZAMS处用于形成碳-氧和氧-氖简并核的质量阈值移动到较小的值约2M_sun。作为我们计算的副产品，我们还获得了由此产生的紧凑的残余物的结构和成分配置文件。与太阳金属丰度天体的情况相反，原始恒星的最终命运并不是由碳燃烧结束时致密核心的质量直接决定的。相反，低金属丰度恒星的星风通常具有较小的质量损失率，这可能会使简并核心的质量增长到阿布拉塞卡质量，其时间尺度比释放包层所需的时间短一到两个数量级。这将导致超新星的形成，其初始质量小至约5 M太阳。
2006-12-11 astro-ph
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems
在密近双星系统（CBS）中，一颗初始质量为10 $M_{\odot}$，金属丰度为$Z = 0.02$的恒星从主序星开始一直演化到一个0的简并残余星形成。对伴星的特性以及初始轨道参数进行了限制，以避免在核心中点燃碳之前发生反向质量转移。该系统经历了三次质量损失事件。第一个和第二个是案例B罗氏瓣溢出的结果。在第三次质量损失事件恒星风可能发挥的作用相当，甚至比洛希瓣溢出更重要。在本文中，我们扩展了先前存在的计算恒星的中间质量属于密切的双系统仔细以下的碳燃烧阶段的主要组成部分。我们还提出了不同的可能结果，我们的情况下，并讨论我们的研究结果的相关性。特别是，我们的主要结果是，由此产生的质量为$1.1 M_\odot$的白矮星成分更可能具有由氧和氖组成的核心，被富含碳氧物质的地幔包围。富氧氖核的平均丰度为$X({\rm O}^{16})=0.55$、$X({\rm Ne}^{20})=0.28$、$X({\rm Na}^{23})=0.06$和$X({\rm Mg}^{24})=0.05$。这一结果对吸积诱发塌陷情景有重要影响。富碳氧地幔的平均丰度为$X({\rm O}^{16})=0.55$和$X({\rm C}^{12})=0.43$。这个地幔的存在也可能在我们理解激变变星方面发挥重要作用。
2001-06-13 astro-ph
Nuclear activity and massive star formation in the low luminosity AGN NGC4303: Chandra X-ray observations
我们提出的证据，无论是活动星系核或超铝X射线源（ULX），与一个年轻的超级星团在3个中央秒差距的NGC 4303共存。该星系包含一个低光度的活动星系核，并在环核螺旋和核心本身中拥有许多星暴区域。钱德拉拍摄的高空间分辨率图像显示，软X射线辐射追踪紫外线核螺旋下降到核心，这在软X射线和硬X射线中都无法分辨。X射线核心的天体测量在钱德拉定位精度范围内与紫外核心重合。核心的总X射线光度为1.5*10^{39} erg/s，与一些LINER或迄今为止探测到的最弱的Seyfers相似。在核心和它周围的扩展结构中的软X射线可以很好地被演化合成模型（包括预期从单星，热扩散气体，超新星遗迹和双星系统的发射）再现，与紫外线中确定的年轻星团的性质一致。然而，在核心光谱中检测到的硬X射线尾部很可能需要额外的源。这个额外的来源可能是一个弱的活动核黑洞或超明亮的X射线物体。这些结果的影响进行了讨论。
2003-04-25 astro-ph
Evolutionary and pulsational properties of low-mass white dwarf stars with oxygen cores resulting from close binary evolution
本工作旨在探索具有碳/氧核的低质量白矮星的演化和脉动性质。特别是，我们遵循一个0.33 Msun的白矮星遗迹的演化与核燃烧，元素扩散和历史的白矮星祖先的预测在一个自洽的方式。注意力集中在发生氢壳闪光引起的扩散过程中的冷却阶段。通过计算一颗初始质量为2.5 Msun的Pop. I星和一颗质量为1.25 Msun的伴星的保守双星演化，充分解释了白矮星形成前的演化阶段。进化被跟踪到位于白矮星冷却分支上的鲸鱼座ZZ恒星的区域。我们发现，化学扩散诱导发生额外的氢热核闪光，导致恒星模型与薄氢信封。因此，在进化的高级阶段会遇到快速冷却。此外，我们还探讨了由此产生的白矮星模型的绝热脉动性质。与氦核相比，低质量氧核白矮星的脉动光谱特征更明显，如果低质量白矮星确实被发现作为ZZ Cetti型变星脉动，这一点最终可以用来区分这两种类型的恒星。最后，我们对得到的碳/氧低质量白矮星模型进行了非绝热脉动分析。
2003-09-09 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
