Far Ultraviolet Spectroscopy of a Nonradiative Shock in the Cygnus Loop: Implications for the Postshock Electron-Ion Equilibration
我们提出了一个快速（~ 300公里/秒）的天鹅座圈超新星遗迹的非辐射激波的远紫外光谱。我们的观测是用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星进行的，覆盖波长范围为905-1187埃。这些观测的目的是通过（1）检查O VI 1032、1038强度随激波后位置的变化，和（2）测量O VI线的宽度，来估计电子-离子平衡的程度。我们发现在O VI 1032线的中心附近有显著的吸收，在O VI 1038中有较少的吸收。的吸收等效宽度意味着O VI柱密度大大超过了星际O VI沿天鹅座环路的视线。我们认为，吸收可能是由于共振散射的冲击本身内的O VI离子。的O VI发射线的宽度意味着有效的离子-离子平衡，与预测从巴尔默占主导地位的光谱的冲击。
2000-12-14 astro-ph
Shocking Clouds in the Cygnus Loop
利用哈勃空间望远镜广角行星照相机2对天鹅座圈超新星遗迹的观测，我们在10^15 cm的物理尺度上研究了星际云与冲击波的相互作用。激波阵面被扭曲，揭示了细丝和弥散发射的边缘和正面视图，类似于在较低分辨率下在较大尺度上观察到的视图。我们在密度n~15 cm^-3、速度v_s~170 km/s的云中识别出单个的地震。我们还发现了形态上不寻常的扩散巴尔默主导的发射更快的冲击在一个较低的密度区域。障碍物衍射这些冲击波，因此它们以相对于主爆炸波的斜角传播。在云和爆炸波之间的相互作用的早期阶段，出现了复杂的网络扩散和间接的H α发射，表明复杂的冲击波传播和发射形态发生之前的不稳定性，完全摧毁云。
2001-06-21 astro-ph
The Distance to the Cygnus Loop from Hubble Space Telescope Imaging of the Primary Shock Front
我们提出了一个哈勃太空望远镜/WFPC 2窄带H-α图像的天鹅座圈超新星遗迹的东北边缘的一个区域。这个位置提供了一个详细的例子，说明主冲击波第一次遇到周围的星际介质。在这张照片中可以看到细丝结构的精致细节，这张照片主要是作为后续光谱计划的早期获取图像获得的。我们将HST图像与POSS-I红板的数字化版本进行比较，以测量该细丝的自行。把这个自行值和以前在这个位置上测量的激波速度结合起来，我们发现到天鹅座圈的距离是440（+130，-100）pc，比770 pc的标准值小得多。我们简要地讨论了这个新的距离估计的后果，我们了解这个原型超新星遗迹。
1999-06-01 astro-ph
Balmer-Dominated Spectra of Nonradiative Shocks in the Cygnus Loop, RCW 86 and Tycho Supernova Remnants
本文对天鹅座圈、RCW 86和第谷三个超新星遗迹的非辐射激波的光辐射进行了观测和理论研究。这些冲击的光谱主要由碰撞激发的氢巴耳末线，其中既有一个广泛的组成部分所造成的质子-中性电荷交换和一个狭窄的组成部分所造成的冷中性激发进入冲击。在每一个遗迹中，我们已经获得了宽，窄的流量比的H α和H β线，并测量了H α宽分量的宽度。一个新的数值激波程序计算了部分中性气体中无辐射激波的宽和窄巴耳末线发射。巴耳末线通量对莱曼线俘获和电子-质子温度平衡程度敏感。该程序计算了激波后电离层的密度、温度和尺寸，并利用蒙特卡罗模拟计算了莱曼线俘获引起的窄巴耳末线增强。分配给电子和质子的冲击能量的初始部分（平衡）是一个自由参数。我们的模型表明，在电子-质子温度平衡和莱曼线捕获的变化可以重现所观察到的范围内的宽到窄的比例。结果表明，在天鹅座东北圈的无辐射区（v_shock ~ 300 km/s），有80%~ 100%的平衡;在RCW 86的无辐射区（v_shock ~ 600 km/s），有40%~ 50%的平衡;我们的结果证实了磁声马赫数与所观测到的残余物中的平衡之间的反相关性。
2000-10-24 astro-ph
FUSE Observations of the Cygnus Loop: OVI Emission from a Nonradiative Shock
我们目前的远紫外线光谱探测器（FUSE）的观测在天鹅座圈超新星遗迹的东北地区的巴耳末灯丝。数据由通过30“x30”（LWRS）孔径获得的一个光谱和通过4“x20”（MDRS）孔径获得的相邻位置处的三个光谱组成。在产生这些微弱的光学细丝的区域中的非辐射冲击产生强的OVI 1032，1038发射，这在所有光谱中被检测到。OVI发射被FUSE分解为以0 km/s为中心的强分量和以+/- 140 km/s为中心的弱分量。MDRS谱使我们能够研究OVI辐射在激波后结构中的变化。我们发现，零速度发射是直接与巴尔末灯丝冲击，而高速发射来自一个更均匀分布的组件沿视线的其他地方。我们还发现，如果我们假设驱动它们的冲压压力与零速度分量激波相同，则产生+/- 140 km/s发射的激波的速度在180 km/s和220 km/s之间。在天鹅座圈的空腔模型的背景下，爆炸波与形成空腔壁的大部分的球壳的相互作用可以自然地产生观察到的类似的红移和蓝移分量。
2001-09-28 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
The warm interstellar medium around the Cygnus Loop
用扫描法布里-珀罗分光光度计ESOP对天鹅座圈超新星遗迹附近介质中的氧线[OII]3729和[OIII]5007进行了观测。这两条线都是在三个不同的方向上被探测到的--东部、东北部和西南部--距离冲击锋面15个百分点。电离的介质就在残骸的附近，正如绝热激波转变（由X射线周长定义）穿过时两条线的平滑增亮所表明的那样。这些线通常在天鹅座圈周围比在银河纬度高于5度的方向上的一般背景更亮。也有边缘（但重要）的证据表明，天鹅座圈周围的电离度略大。我们的结论是，使这个大气泡膨胀所需的能量可能是由O 8或O 9型祖先或由膨胀的激波阵面加热的粒子提供的。第二种可能性虽然很有吸引力，但必须通过广泛的建模来评估。
1998-11-20 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
Detection of a relic X-ray jet in Cygnus A
我们提出了一个200 KS钱德拉ACIS-I图像的天鹅座A，并讨论了一个长期的线性功能，在其counterlobe。这个特征具有非热光谱，并且位于连接靠近侧的较亮热点和核的线上。因此，我们得出结论，这个特征是（或曾经是）喷流。然而，这个X射线喷流的外部并没有追踪到无线电中观测到的电流反向喷流。在射流侧未观察到对应的X射线。利用光的传播时间效应，我们得出结论，这个X射线50 kpc的线性特征是一个残余喷流，它包含了足够的低能等离子体（伽马~ 10^3），可以逆康普顿散射宇宙微波背景光子，从而在X射线中产生辐射。
2007-12-18 astro-ph
Chandra X-Ray Detection of the Radio Hotspots of 3C295
钱德拉X射线天文台在校准阶段对射电星系3C295进行的观测显示，星系核心、两个突出的射电热点和先前已知的星系团气体都发射了X射线。我们讨论了可能的热点发射过程，并认为同步自康普顿模型是首选的大部分或所有观察到的X射线发射。因此，SSC模型与近均分场解释了X射线发射的热点在两个最高的表面亮度FRII射电星系，天鹅座A和3C295。这为均分假设提供了依据，并表明相对论质子并不主导粒子的能量密度。
1999-11-19 astro-ph
A Detailed Analysis of a Cygnus Loop Shock-Cloud Interaction
天鹅座圈的XA区域是一个辐射和非辐射激波与星际云相互作用的复杂区域。我们结合五个远紫外光谱观测霍普金斯紫外望远镜（HUT），网格的24 IUE光谱和高分辨率长缝Halalpha光谱研究整个区域的空间发射线的变化。这些光谱数据被放置在背景下使用地基，光学发射线图像的区域和远紫外图像获得的紫外成像望远镜（UIT）。高电离离子（OVI，NV，CIV）的存在表明冲击速度接近170 km/s，而其他诊断表明v_shock=140 km/s。很可能在比我们能够分辨的更小的空间尺度上存在大范围的激波速度。通过比较CIV 1550，CIII 977和CIII 1909，我们探索了整个区域的共振散射。我们发现，一个显着的列深度存在于所有位置，包括那些不靠近明亮的光学/UV灯丝。对OVI双峰比的分析表明，该离子的平均光学深度约为1，而对[SiVIII] 1443的通量测量表明，在略低于10^6K的区域存在热成分。考虑到OVI发射的亮度和相互作用的年龄，我们排除了UV发射的混合层解释。此外，我们制定了一个图片的XA地区遇到的冲击波与手指的致密气体从前SN腔向内突出。
2001-04-14 astro-ph
A Comparison of Ultraviolet, Optical, and X-Ray Imagery of Selected Fields in the Cygnus Loop
在1990年和1995年的Astro-1和Astro-2航天飞机飞行任务期间，用紫外成像望远镜（UIT）观测了天鹅座圈超新星遗迹边缘5个40'直径区域的远紫外（FUV）图像。这些领域采样了广泛的条件，包括各种几何形状和物理尺度的辐射和非辐射冲击。在这些冲击中，UIT B5带主要是CIV 1550和氢双光子复合连续谱。较小的贡献是由HeII 1640和OIII 1665的发射线产生的。我们提出了这些新的FUV图像，并将其与光学Halalpha和[OIII]，以及ROSAT HRI X射线图像进行比较。将UIT图像与其他波段的图像进行比较，可以对这些不同类型的发射的空间变化和位置提供新的见解。通过与冲击模型计算和已发表的FUV光谱在选定的位置进行比较，我们推测，在天鹅座圈，特别是在大多数以前的研究中通常选择用于观察的明亮的光学细丝中，强FUV允许线的共振散射是广泛的。
2000-02-01 astro-ph
Opacity effects and shock-in-jet modelling of low-level activity in Cygnus X-3
我们提出了同时双频无线电观测天鹅座X-3在一个阶段的低水平活动。我们将最小变化时间尺度限制为在43 GHz时为20分钟，在15 GHz时为30分钟，这意味着源大小为2至4 AU。我们在43 GHz的百分之几的水平上检测到偏振发射，其随总强度而变化。在两个频率的耀斑的峰值之间的延迟约10分钟被认为是随着时间的推移而减少，我们发现，同步辐射自吸收和自由-自由吸收夹带的热材料发挥更大的作用，在确定的不透明度比吸收在恒星风的同伴。喷流中的激波模型给出了一个很好的拟合在所有频率的光变曲线，表明这种机制，这是以前被用来解释更明亮，寿命更长的巨型爆发在这个来源，也适用于这些低级别的耀斑事件。收集通量密度超过两个数量级的爆发数据显示，事件的峰值亮度与达到峰值的时间尺度和频率之间存在强相关性。较亮的耀斑在较长的时间尺度上演化，并在较低的频率上达到峰值。拟合模型参数的分析表明，更明亮的爆发是由于冲击形成进一步下游的射流，增加电子归一化和磁场强度都发挥了作用，在设置强度的爆发。
2008-11-20 astro-ph
SPEAR Far Ultraviolet Spectral Images of the Cygnus Loop
我们目前的远紫外（FUV）光谱图像，测量在C IV 1550，He II 1640，Si IV + O IV] 1400，和O III] 1664，整个天鹅座环，观察等离子体演化光谱从天体物理辐射（SPF10）仪器，也被称为FIMS。FUV辐射的空间分布一般对应于边缘增亮壳层，与光学、射电和X射线图像相似。在目前的工作中发现的功能包括一个“胡萝卜”，弥漫的内部，和突破功能，这在以前的FUV研究中没有看到。从O Ⅳ]与O Ⅲ]的线比中发现了140 - 160 km/s的激波速度，该线比不仅对共振散射不敏感，而且对元素丰度也不敏感。估计的速度表明，快速冲击是广泛的整个残余。通过与稳态激波模型的各种线比的比较，还表明共振散射是普遍存在的。
2006-01-26 astro-ph
A very massive runaway star from Cygnus OB2
目的：我们分析了恒星BD+43 3654的现有信息，以调查它可能起源于大规模OB协会天鹅座OB 2的可能性。研究方法：我们提出了新的光谱观测允许一个可靠的光谱分类的恒星，并讨论现有的MSX观测其相关的弓激波和天体测量信息以前没有研究。结果如下：我们的观测显示BD+43 3654是一颗非常早期的明亮恒星，光谱类型为O 4 If，估计质量为（70 +/- 15）太阳质量，年龄约为160万年。MSX观测的高空间分辨率使我们能够通过定义良好的弓形激波的对称轴来确定其在天空平面中的运动方向，该对称轴与自行预期的方向很好地匹配。追溯它在天空中的路径，我们发现BD+43 3654位于天鹅座OB 2的中央，密集区域附近，在过去的某个时间与它的估计年龄相似。结论：BD+43 3654是已知的三颗质量最大的逃逸恒星之一，它很可能形成于天鹅座OB 2的中心区域。一个失控的形成机制，通过动态喷射是一致的，我们的结果。
2007-04-05 astro-ph
A Chandra study of particle acceleration in the multiple hotspots of nearby radio galaxies
我们提出了钱德拉观测附近的经典双射电星系的一个小样本，至少在他们的一个叶有一个以上的无线电热点。从这些相对低功率物体的热点发射的X射线预计是同步辐射，因此可以提供关于高能粒子加速位置的信息。在某些喷流和热点之间关系的模型中，不是当前喷流终止点的热点应该与来自活动核的能量供应分离，因此不能将粒子加速到高能量。我们发现，事实上，一些次级热点是X射线源，因此可能的位置，为高能量粒子加速后，最初的射流终止冲击。然而，详细地说，我们表明，在X射线中看到的空间结构与简单激波模型的天真预期并不一致：在强大的射电星系中，最高能量可观测粒子的加速度的当前位置不需要与射电甚至光发射的峰值重合。
2007-07-19 astro-ph
Environmental Impact on the Southeast Limb of the Cygnus Loop
我们分析了钱德拉X射线天文台对天鹅座圈超新星遗迹东南结的观测。在该区域，冲击波通过非均匀环境传播。外在的差异和随后的多个投影沿着视线，而不是内在的冲击变化，如流体不稳定性，占明显的复杂性的图像。超新星爆炸波和大的星际云密度增强之间的相互作用可以产生形态和光谱特征。大部分的X射线通量都是在这种相互作用中产生的，而不是在超新星遗迹的弥漫内部。光学和无线电波长的额外观测支持了对现有星际介质及其在形成天鹅座环中的作用的解释，它们表明东南结不是冲击波吞没的一个小云。这些数据与冲击波阵面后面的电子和离子温度的快速平衡一致，并且当前冲击波速度v_{bw}约为330 km/s。这一区域的大部分没有显示出非平衡电离条件的强有力证据，这可能是明亮发射区域的高密度的结果。
2004-12-17 astro-ph
Radio Source Heating in the ICM: The Example of Cygnus A
其中最有前途的解决方案的冷却流问题涉及从中央AGN的能量注入。然而，目前还不清楚准直喷流如何能够在大尺度上加热ICM，并且当它们与周围的星团气体进入压力平衡时，关于射电瓣膨胀的影响知之甚少。天鹅座A是附近强大射电星系的最佳例子之一，它的同步辐射等离子体和热辐射星团内介质可以被精细地绘制出来，以前的观测已经推断出茧所在位置可能存在激波结构。我们使用新的XMM-牛顿观测天鹅座A，结合深钱德拉观测，测量膨胀的无线电腔周围的集群内介质的温度。我们调查如何膨胀的空腔可能与冲击加热的集群内的气体，以及这样的机制是否足以提供足够的能量来抵消冷却到观察到的程度。
2007-09-23 astro-ph
The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1
我们提供了由黑洞候选者和微类星体天鹅座X-1的喷流提供动力的星云的H-α和[O III]（5007埃）图像，用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）观测。环状结构在[O III]中发光，并且存在具有高[O III] / H-alpha通量比的薄外壳。这个外壳可能起源于靠近弓激波前部的碰撞激发原子。它的存在表明，气体是冲击激发，而不是光电离，支持喷气动力的情况。激波速度以前被限制在20 < v < 360 km/s;在这里，我们显示v >= 100 km/s（1 sigma置信度）的基础上观察到的[O III] / H-alpha比在弓激波与一些辐射激波模型的比较。由此，我们进一步约束射流的时间平均功率：P_Jet =（4 - 14）*10^36 erg/s。激波阵面后的H-α通量通常为4*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2，我们估计该星云光学（R波段）连续通量的上限约为8*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2（3 sigma）。该结构的推断年龄与天鹅座X-1接近明亮的H II区域的时间相似（由于双星的自行），表明需要致密的局部介质来形成冲击波。此外，我们在天鹅座X-1以南的H-α区域（由北银道面INT光度H-α巡天计划提供）搜索了一个大于1平方度的视场，以寻找反喷流与周围介质相互作用的证据。确定了两个候选区域，它们与喷流的可能联系可以通过[S …
2007-01-23 astro-ph
Chandra Observations of the Northeastern Rim of the Cygnus Loop
我们目前的结果从空间分辨光谱分析的东北（NE）边缘的天鹅座圈超新星遗迹（SNR）的基础上两个钱德拉观测。一个指向包括最近的朱雀观测发现的北部最外层丰度增强的区域，而另一个指向位于天鹅座环东北边缘的“正常”丰度区域。钱德拉优越的空间分辨能力使我们能够揭示丰度增强区集中在激波阵面后面约200”厚的区域。我们确认绝对金属丰度（即，相对于H）以及金属之间的丰度比与太阳值的丰度比在约2倍内一致。此外，我们发现，在该地区的排放措施逐渐减少的冲击波前。这些功能与船帆座SNR周围的喷出物碎片，这使我们相信，丰富的增强是不太可能由于富含金属的喷出物形成对比。我们认为该区域的等离子体起源于星际介质。在“正常”的丰度区域，我们确认，丰度耗尽太阳值的一个因素约为5，这是不预期的ISM天鹅座圈周围。在我们的模型拟合中引入非热辐射并不能自然地解决丰度-贫化问题。枯竭的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2008-06-25 astro-ph
Relativistic Flows at the Hotspots of Radio Galaxies and Quasars?
本文综述了射电星系和类星体中X射线热点的宽带特性。我们表明，它们的集体性质可以统一在一个框架中，涉及频率相关的相对论光束和不同的方向观察者的视线。与这幅图相一致的最简单的动力学模型是在热点激波下游的相对论性流减慢，这表明喷流相对于热点距离保持相对论性。
2003-01-22 astro-ph
Discovery of Optical Emission in the Hotspots of Three 3CR Quasars: High-Energy Particle Acceleration in Powerful Radio Hotspots
哈勃太空望远镜WFPC 2的存档图像被用来搜索与一些发光类星体的射电喷流相关的光发射。通过这次搜索，我们报告了在著名的耀变体3C~454.3和叶瓣主导类星体3C~275.1和3C~336中新的光学热点探测。在3C~208热点附近也发现了光发射，但我们认为这是一个偶然的排列。还观测到了3C~454.3角秒尺度喷流的光辐射。分析了VLA和MERLIN的多频存档无线电数据，并给出了这些高功率热点的同步辐射光谱。我们估计，他们的断裂频率是在$10^{10}-10^{11}$ Hz的范围内，具有很大的不确定性，由于无线电和光学波段之间的频率覆盖范围的差距。我们还计算了它们的均分磁场，发现Brunetti等人在低功率热点中发现的断裂频率和磁场之间的反相关性扩展到了这些高功率热点。这支持了他们基于冲击加速和同步加速器损失的热点模型。
2005-03-29 astro-ph
Stochastic Acceleration in the Western Hotspot of Pictor A
钱德拉对射电星系的高分辨率观测需要重新审视相关的电子加速过程。虽然扩散激波粒子加速模型可以解释空间未分辨源的光谱，但它在解释最近发现的几个低功率射电源中的钱德拉X射线特征的结构和光谱特性时遇到了困难。我们认为，这些意见强烈建议随机电子加速磁化湍流，并表明，最简单的随机粒子加速模型与能量无关的加速和逃逸时间尺度可以克服大多数这些困难。我们以Pictor A西部热点的亮核为例，说明了模型的特征，这可以用高能观测来检验。
2007-12-19 astro-ph
Physics of the Merging Clusters Cygnus A, A3667, and A2065
我们目前ASCA气体温度地图附近的合并星系团天鹅座A，A3667和A2065。天鹅座A似乎有一个特别简单的合并几何形状，允许估计的子集群碰撞速度从观测到的温度变化。我们估计约为2000 km/s。有趣的是，这与两个天鹅座A子星系团在观察到的分离时应该达到的自由落体速度相似，这表明合并在将气体晕的动能消散为热能方面是有效的，而不会将其主要部分引导到其他地方（例如，进入湍流）。在A3667中，我们可能会观察到X射线图像中看到的冲击波阵面和相应的电子温度上升之间的空间滞后。由于热传导和有限的电子-离子平衡时间的结合，数百千秒差距量级的滞后是可能的。未来更好的空间分辨率数据将允许使用这种滞后直接测量这些现象。A2065的气体密度峰值与两个中心星系重合。如果子星系团的总质量分布在中心有平坦的核心，那么根据温度图估计的碰撞速度的合并应该已经扫除了这样的峰值。这些峰值幸存下来（或很快重新出现）的事实表明，引力势也是强烈的峰值。最后，在A3667和天鹅座A中观察到的特定熵变化表明，来自单个主要合并的能量注入可能是气体全部热能的量级。我们希望，这些数量级的估计将鼓励进一步的工作，流体动力学模拟，以及更多的模拟结果的定量表示。
1999-04-28 astro-ph
Astroparticle yield and transport from extragalactic jet terminal shocks
本文讨论河外喷流终端激波（也称为热点）中高能粒子的产额和输运。通过对FRII射电星系热点区的空间输运、绝热和辐射损失以及费米加速过程的研究，我们详细地研究了FRII射电星系热点区的宇宙线、中微子和高能光子产额。由于电子和宇宙射线都倾向于相同类型的加速，我们推导出的最大宇宙射线能量的分析估计，可在两个环形和极向磁场主导的冲击结构，通过使用来自各种热点的同步辐射的观测数据。我们的主要结论之一是，最好的热点候选人为高能量天体粒子生产的扩展（$L_{HS}\geq 1kpc$），强磁化（$B> 0.1mG$）终端冲击显示同步辐射截止至少位于光学波段。我们发现在我们的样本中的六个物体中只有一个物体（3C 273 A）能够产生高达$10^{20}$ eV的宇宙射线。其次，我们研究了两个特征热点（天鹅座A和3C 273 A）产生的天体粒子谱应用多尺度MHD动力学方案，耦合MHD模拟动力学计算使用随机微分方程。通过计算电子和宇宙线的加速度，我们发现3C 273 A在Kolmogorov型湍流中可以产生高达$10^{20}$ eV的质子.我们还计算了地球上通过p- $γ$和p-p过程产生的高能中微子和γ射线通量，并将它们与最灵敏的天体粒子实验进行了比较。
2004-11-15 astro-ph
Phase-resolved spectra of the millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们分析了1998年4月SAXJ1808.4 -3658爆发的RXTE观测。我们表明，软黑体成分的X射线光谱是从热点上的中子星表面，而硬成分是从康普顿这些黑体光子在等离子体中的吸积激波加热。光盘无法提供足够的种子光子用于康普顿化。它被黑洞和中子星常见的一些机制截断为~20-40 R_g的光学薄流。只有在截断半径以下，流才被磁场干扰并准直到表面上。这两个光谱分量的脉冲轮廓意味着几个约束系统的几何形状：倾角，位置和大小的热点和冲击。
2001-05-25 astro-ph
High Resolution X-ray Spectra of the Brightest OB Stars in the Cygnus OB2 Association
天鹅座OB 2协会包含了我们银河系中一些最明亮的OB星，其中最明亮的也是X射线中最明亮的。我们已经获得了钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测中心的天鹅座OB 2号8 a，最明亮的X射线源的协会。虽然我们的分析将集中在天鹅座OB 2 No. 8a的X射线特性上，但我们也对其他三颗OB星（天鹅座OB 2 No. 5、9和12）。应用标准的诊断技术，在早期型星的研究中使用的，我们发现，天鹅座OB 2 8号a的X射线的性质是非常相似的其他OB星，已被观察到使用高分辨率X射线光谱。通过对类氦离子“fir”发射谱线的分析，我们推导出了类氦离子发射谱线的径向距离，并发现这些半径与相应的X射线连续光学深度单位半径是一致的。与其他O星的结果相反，天鹅座OB 2 No. 8a的发射线显示出大范围的线质心偏移（大约-800到+250 km/s）。我们讨论了我们的研究结果的影响，根据这一事实，天鹅座OB 2号8a是一个相当紧密的星团的成员，和冲击可能会出现在这些其他恒星的风接口。
2004-07-17 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Stellar Associations? The Case of Cygnus OB2
所有太阳系外宇宙射线的起源--包括超高能和低能银河系射线--仍然不清楚。有人认为，来自年轻恒星协的许多热恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用-无论是否有相关的多个超新星遗迹（例如，超新星遗迹）。Cesarsky & Montmerle，1983; Bykov 2001）.在这种情况下，HEGRA切伦科夫望远镜组关于天鹅座OB 2外围稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源的报告特别重要。天鹅座OB 2是银河系中已知质量最大的星协，估计包含约2600个OB型成员，事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。我们在这里总结的扩展TeV源区域的CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜的近同时的后续观测。应用数值模拟，准确地跟踪无线电伽马射线发射的初级强子，以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于一个主要的核子，而不是电子起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测将有助于证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-06-11 astro-ph
A transient relativistic radio jet from Cygnus X-1
我们报告的第一个观察到的瞬态相对论性喷流从典型的黑洞候选人，天鹅座X-1，获得与多元素无线电连接干涉仪网络（MERLIN）。在2004年1月至2月的重复X射线光谱跃迁阶段，在源的MERLIN成像的六个时期中，只有一个时期观察到喷流，这个时期对应于最软的1.5-12 keV X射线光谱。由于只有一个时期揭示了喷流，我们不能正式限制它的速度。然而，几条推理线索表明，喷流可能是在这次增亮前0.5-4.0天发射的，对应的投影速度为0.2c < v_app < 1.6c，内禀速度> 0.3c。我们还报告了天鹅座X-1发生的一次主要射电耀斑，在15 GHz处达到~120 mJy的通量密度，尽管与MERLIN进行了协调一致的努力，但尚未与任何可分辨的射电发射相关联。本文根据最近提出的黑洞X射线双星盘-喷流耦合的“统一模型”讨论了解析喷流，并初步确定了天鹅座X-1的“喷流线”。源是一致的，在这个意义上，一个稳定的射流似乎持续最初的X射线光谱开始软化时，和一旦光谱软化完成的核心无线电发射被抑制和瞬态喷出物/冲击观察模型。然而，有一些异常，天鹅座X-1显然不像一个正常的黑洞瞬态进展到典型的软/热状态，一旦喷射事件发生。
2006-02-14 astro-ph
Constraints on the energetics and plasma composition of relativistic jets in FR II sources
我们探索FR II源的能量和等离子体成分使用一种新的简单的方法相结合的冲击动力学和辐射光谱。热斑与喷流的反向激波区一致。在考虑热ICM有限压力的一维激波跳跃条件下，我们估计了热点中热粒子和非热粒子之和的静止质量和能量密度。在同步自康普顿（SSC）模型的基础上，利用热斑的多频辐射谱估算了{ \it非热}电子的数目和能量密度。我们施加的条件，得到的静止质量，内能，和非热电子的数密度应低于由冲击动力学确定的总粒子。我们将此方法应用于天鹅座A。我们研究了纯电子-正电子对等离子体（情况I），纯电子-质子等离子体与单独热化（情况II），和纯电子-质子等离子体在热平衡（情况III）的三个极端情况。通过对天鹅座A和3C 123的SSC分析，我们发现非热电子的能量密度大约是磁场的10倍。我们发现，情况III是不可接受的，因为预测的光子光谱不给一个很好的配合观察到的。我们发现，情况II也可以被排除，因为非热电子的数密度超过了总数密度。因此，我们发现在这三种情况中，只有纯$e^{\pm}$血浆（情况I）是可接受的。喷流的总动能和电子加速效率也受到非热粒子和总粒子内能密度的制约。
2003-12-19 astro-ph
Neutrinos from Cosmic Ray Accelerators in the Cygnus Region of the Galaxy
虽然超新星遗迹已被确定为银河系宇宙射线最有可能的来源，但没有确凿的观测证据表明这种关联存在。我们在这里表明，冰立方有可能产生无可辩驳的证据，通过检测中微子产生的宇宙射线束与氢在附近的超新星冲击膨胀到星际介质。我们表明，从天鹅座地区的伽马射线通量的观测信息，虽然有限，是足够的，以查明与一个单一的0.5蟹状星云源在TeV水平的中微子的预期事件率内的两个因素，每年2和3.8之间的中微子。最后，我们注意到最近的伽马射线观测揭示了至少三个，可能多达八个这样的源的存在，提高了每年仅从这些源看到超过10个中微子的可能性。
2007-07-23 astro-ph hep-ex hep-ph
The asymmetric radio remnant of SN 1987A
我们提出了七年的无线电观测SN 1987 A与澳大利亚望远镜紧凑阵列。在1.4，2.4，4.8和8.6千兆赫，无线电残骸的通量密度单调增加，因为发射重新检测到爆炸后1200天。在第3200天，残留物以2800 +/- 400 km/s的速度膨胀，我们认为这表明最快的喷射物移动速度显着减速。自1787天以来，光谱指数一直保持不变，α = -0.95 +/- 0.04。这些观测结果都与冲击波遇到了一个更密集的，冲击的，祖先的恒星风的组成部分一致。按照目前的膨胀速度，预计冲击波将在2006 +/- 3年遇到内光环。使用超分辨率，我们还获得了四个时期的残骸的9 GHz图像（分辨率约为0”.5）。辐射分布在一个近圆形外壳的边缘，但随着时间的推移变得越来越不对称。有两个“热点”的东部和西部，沿光学环的主轴对齐。这种形态最有可能表明一个轴对称的拱星介质的冲击波正在扩大，与目前的祖星及其环境的理解是一致的。
1996-12-27 astro-ph
