Element mixing in the Cassiopeia A supernova
由于中红外观测，我们通过探测三个相邻层之间的混合，为超新星爆炸期间的元素混合提供了新的线索：氧燃烧产物层（硫，氩，...），硅酸盐层和氖层。硅酸盐和氖层都被硫和氩以宏观方式污染，但出现分离，因此混合是不均匀的。这一发现补充了从陨石中发现的太阳前颗粒推断出的微观混合信息，并意味着超新星目前可能不是银河系中的主要尘埃工厂。这种混合通常被解释为超新星核心内爆后向外的激波所驱动的流体动力学不稳定性。测试这种不稳定性是否会导致物质从一层注入上层而不完全混合，如本文所提出的观察所建议的那样，应该有可能使用开始用于模拟天体物理等离子体的强激光。
1999-10-29 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
Cosmic ray diffusion near the Bohm limit in the Cassiopeia A supernova remnant
超新星遗迹（SNRs）被认为是银河系宇宙射线通过扩散激波（费米）加速的主要位置。尽管有相当多的理论工作，精确的细节仍然是未知的，部分原因是难以直接观察加速到TeV能量的核子，并影响SNR冲击的结构。然而，在过去的十年里，X射线天文台ASCA，以及最近的钱德拉，XMM-牛顿和朱雀已经有可能在SNR冲击中加速的宇宙射线电子产生的keV能量下成像同步辐射。在这篇文章中，我们描述了一个空间分辨的光谱分析钱德拉观测银河SNR仙后座A映射的截止频率的电子加速在向前冲击。我们设置上限的电子扩散系数，并找到粒子出现加速的位置几乎一样快，理论上可能的（玻姆极限）。
2006-08-18 astro-ph
Newly Synthesized Elements and Pristine Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant
红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）在2.4 - 45微米处对年轻超新星遗迹Cas A的光谱观测显示出O，Ne，Si，S和Ar的强发射线。这些线是在高速（几千公里/秒）下观察到的，因此与超新星喷出物有关，称为快速移动结（FMK）。尘埃的连续辐射也可以在Cas A光谱中看到。连续谱强度与O和Ar谱线强度在空间上有很好的相关性，表明尘埃辐射也来自FMK。尘埃连续体在~22微米处有一个发射特征，这不能用典型的天文硅酸盐来拟合，但可以用一种特殊的硅酸盐矿物来拟合。这表明Cas A中的尘埃是硅酸盐材料，从Cas A喷出物中新鲜凝结成矿物形式，这不是典型的ISM尘埃颗粒的特征。
1999-01-05 astro-ph
Observation of VHE gamma-rays from Cassiopeia A with the MAGIC telescope
我们从超新星遗迹仙后座A中寻找甚高能量（VHE）伽马射线辐射。壳型超新星遗迹仙后座A在2006年7月至2007年1月期间被17米MAGIC望远镜观测了47小时。在能量为250 GeV以上探测到该源，其显著性为5.2 sigma，在1 TeV以上探测到的光子通量为（7.3+-0.7_stat+-2.2_sys 10 ^-13 cm^-2 s ^-1。光子光谱符合幂律dN/dE = A E^-Gamma，光子指数Gamma=2.3+-0.2_stat+-0.2_sys。在望远镜的角分辨率范围内，源是点状的。
2007-12-04 astro-ph
A Comparison of X-ray and Radio Emission from the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们比较了无线电和软X射线亮度作为年轻超新星遗迹仙后座A内位置的函数。X射线发射（经星际吸收校正）和射电发射之间存在中等强度的相关性（r = 0.7），表明热等离子体和相对论等离子体占据相同的体积，并受共同的基本参数的调节。ln（Sx射线）= 1.2 x Sradio + ln（k）的对数斜率意味着亮度的变化主要是由于路径长度的差异。X射线和射电发射率在相同的一般位置都很高，但它们更详细的关系受到很差的约束，可能显示出显著的散射。最强的射电和X射线吸收出现在Cas A的西边界。基于Cas A和吸收分子云的性质，我们认为它们之间存在物理相互作用。我们还比较ASCA衍生的列密度与21厘米H I和18厘米OH光学深度的方向Cas A，为了提供一个独立的估计ISM属性。我们推导出的H I自旋温度约为40 K的平均值和测量的OH分子氢的比例名义上大于以前的估计。关键词：Cas A，仙后座A，星际介质，分子云，射电天文学，超新星遗迹，X射线天文学
1996-03-19 astro-ph
Spitzer Spectral Mapping of Supernova Remnant Cassiopeia A
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪数据，给出了仙后座A超新星遗迹精细结构红外线辐射的全球分布。我们确定发射从喷出物材料在内部，之前遇到的反向冲击，以及从冲击后的明亮的环。在激波处，全球电子密度增加了100以上，达到10^4 cm^-3，这为强辐射冷却提供了证据。在冲击波中，电离状态也发生了戏剧性的变化，来自低电离内部物质（如[SiIII]）的发射逐渐消失，让位于[SIV]，甚至在更远的距离，来自氢硅的高能X射线。两个紧凑的新月形团块，其氖丰度高度增强，对称地排列在中心的中子星周围。这些氖新月与致密天体从残骸膨胀中心的“踢”方向非常接近，追踪了一个新的爆炸不对称轴。它们表明，大部分明显的宏观元素混合可能来自不同的成分层的喷出物，现在通过沿不同方向的反向冲击。
2008-10-16 astro-ph
Near-Infrared and Optical Limits for the Central X-ray Point Source in the Cassiopeia A Supernova Remnant
由HST上的NICMOS 2相机使用F110 W和F160 W滤光片（~J和~H波段）拍摄的Cas A超新星遗迹中心的近红外图像的星等极限分别为26.2和24.6，但在钱德拉探测到的中心X射线点源（XPS）半径1.2”内没有发现任何源。NICMOS数据与从用透明滤光片（50 CCD）拍摄的深STIS CCD曝光获得的宽带光学星等极限（R ~ 28 mag）一起表明XPS光度在光学/NIR波段中非常低（例如，L_H < 3 × E29 erg/s），没有与XPS对应的光学、J或H带，可以通过HST容易地检测到。我们讨论的性质的Cas A中心紧凑对象的基础上，这些新的近红外和光通量的限制。
2005-09-19 astro-ph
The X-ray Expansion of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文首次提出了信噪比Cas A的X射线展开测量。我们比较了新的ROSAT和爱因斯坦HRI存档的图像，两者相隔17年。残骸的平均膨胀率为0.20%/年，是明亮射电环膨胀速度的两倍，是光学快速移动结系综的三分之二。这表明我们在每个带中观察到不同的流体动力学结构，尽管所有这些组件都位于同一个补丁环上。此外，显着的变化，膨胀率作为周围的明亮的X射线环的方位角的函数被发现。这些发现进行了讨论的背景下，两类模型，涉及的环境介质与均匀或单调递减的密度远离中心，或预先存在的拱壳。
1998-06-17 astro-ph
Spatial Distribution of Nucleosynthesis Products in Cassiopeia A: Comparison Between Observations and 3D Explosion Models
我们研究观察到的重元素丰度的仙后座A超新星遗迹作为一个约束的性质的Cas A超新星。我们比较散装丰度从1D和3D爆炸模型和空间分布的元素在3D模型与来自X射线观测。我们还研究了26铝与其他物种的共空间生产。我们发现，在未混合的喷出物中存在的26铝的最可靠的指标是一个非常低的S/Si比（~0.05）。在O/S/Si丰富的地区的N的生产也是指示。生物学上重要的元素P在同一地区的丰度最高。通过高空间分辨率的多波长观测，应该可以在超新星喷出物中探测到近红外线。
2008-11-28 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
Proper Motions and Brightness Variations of Nonthermal X-ray Filaments in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们目前钱德拉ACIS X射线观测银河超新星遗迹仙后座A采取在2007年12月。将这些数据与钱德拉在2000年、2002年和2004年的观测资料相结合，我们估计残骸在最外层壳周围不同点的前向冲击速度在4200和5200 +/- 500 km/s之间。利用这些结果，结合以前对Cas A X射线辐射的分析，我们提出了一个Cas A演化的模型，发现它的膨胀很好地符合进入周风的rho_ej ~ r^{-（7-9）}喷出物轮廓。我们进一步发现，虽然在这个模型中的反向冲击波的位置是一致的，在X射线测量，为了匹配的前向冲击波的速度和半径，我们不得不假设，约30%的爆炸能量已经进入加速宇宙射线在前向冲击波。新的X射线图像还显示，一些向前的激波丝可能会发生亮度变化，就像在残骸内部投射的几个非热灯丝所看到的那样。对外部前向激波细丝和内部非热细丝的谱拟合表明，它们具有相似的谱。这与类似的通量变化一起表明，内部非热细丝可能只是投影中看到的前向激波细丝，而不是像最近提出的那样位于反向激波处。
2009-02-27 astro-ph
The X-ray Source at the Center of the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们提出的第一个结果的XMM-牛顿观测的中央X射线源的Cas A超新星遗迹。该谱可以用吸收陡幂律（α ~3，N_H~1.5x10^22 cm^-2）或温度kT~2.4 keV，N_H~10^22 cm^-2的韧致辐射同样很好地拟合。黑体模型（kT~0.7 keV）的拟合稍差一些，它要求柱密度N_H~5x10^21 cm^-2，发射区半径~0.3 km（d=3.4 kpc）。对周期超过150毫秒的脉动的搜索给出了否定的结果。对于P>0.3 s，脉冲分数的3 σ上限为~13%，对于P>3 s，为~7%。Cas A中心X射线源的整体性质很难用一颗正则磁场约为10^12 G的快速旋转中子星来解释，它更类似于缓慢旋转的中子星，如异常X射线脉冲星。
2001-12-18 astro-ph
Cassiopeia A and its Clumpy Presupernova Wind
在Cas A中观测到的激波位置和膨胀可以用超新星与自由膨胀的恒星风相互作用的模型来解释，风速为10 km/s，质量损失率为~3e-5 Msun/yr。在超新星爆发时，风可能仍然在消失，这可能是IIn或IIb型。风可能在Cas A中观察到的非常快的结的形成中起作用。在这个模型中，准稳态絮状物（QSF）代表风中的团块，与平稳风相比，密度对比度为数千。外部未受冲击的星云风被超新星辐射光电离，在Cas A周围被观察到一个斑片状的HII区域。这种气体的密度比QSF低，并被冲击波驱动的非辐射冲击加热。更密集的团块已经重新组合，并被观察到作为朝向Cas A的HI紧凑吸收特征。
2003-06-18 astro-ph
Freshly Formed Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant as Revealed by the Spitzer Space Telescope
我们进行了斯皮策红外光谱仪测绘观测，几乎覆盖了仙后座A超新星遗迹（SNR）的整个范围，每5-10”产生中红外（5.5-35微米）光谱。Ar、Ne、O、Si、S、Fe等气体谱线和尘埃连续谱在多数位置都很强。我们确定了三个不同的喷出物尘埃人口的基础上，他们的连续形状。占主导地位的尘埃连续体形状在21微米处表现出强峰。从19-23微米范围内制作的21微米峰值尘埃的无线图与[Ar II]、[O IV]和[Ne II]喷出物的线图非常相似，这意味着尘埃是在喷出物中新形成的。光谱拟合意味着SiO2，镁原硅酸盐，和FeO颗粒在这些地区的存在。第二种尘埃类型表现出一个上升的连续高达21微米，然后在此后的100微米。这种"弱21微米“尘埃可能由Al 2 O3和C颗粒组成。第三个尘埃连续体的形状是一个温和的上升光谱，可能是由MgSiO 3和Al 2 O3或Fe颗粒。使用最小质量的组成为三个尘埃类中的每一个产生的总质量为0.02 Msun。使用质量最大的成分，得到的总质量为0.054 Msun。总尘埃质量的主要不确定性源于选择适合无特征尘埃以及70微米通量所需的尘埃成分。来自Cas A的新形成的尘埃质量足以从SNe解释高红移星系中尘埃质量的下限。
2007-09-18 astro-ph
Impacts of the Detection of Cassiopeia A Point Source
最近钱德拉第一光观测在仙后座A（Cas A）超新星遗迹中发现了一个点状光源。这一发现随后通过对ROSAT和Einstein观测的档案数据的分析得到证实。在这里，我们将这些观测结果与涉及黑洞（BH）和中子星（NS）的情况进行比较。如果这个点源是一个BH，我们提供了一个有前途的模型，低吸积率的盘电晕型模型，其中软光子源在~ 0.1 keV的Comptonized由更高能量的电子在电晕。如果它是一个NS的钱德拉观测到的主要辐射最有可能来自较小的，更热的区域的恒星表面，但我们认为，它仍然是值得比较的冷却组件从其余的表面冷却理论。我们强调，这个点源本身的检测应该提供潜在的超新星爆炸，祖情节，紧凑的残余物的形成，吸积到紧凑的对象，和中子星热演化的理论巨大的影响。
2000-03-25 astro-ph
The expansion of Cassiopeia A as seen in X-rays
我们第一次测量了超新星遗迹Cas A的整体膨胀率，如使用ROSAT和爱因斯坦HRI图像在X射线中看到的，时间差高达近17年。Cas A的总膨胀时间为501 ± 15年。这比基于高分辨率无线电数据的时间尺度短得多。虽然结果清楚地表明Cas A不再处于自由膨胀阶段，但无线电和X射线时标之间的差异并不容易理解。此外，膨胀率与自相似模型预测的超新星遗迹在其祖先的风中穿行的膨胀率不一致。
1998-09-01 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
The Expansion Center and Dynamical Age of the Galactic Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了自行车21个明亮的主壳和17个暗淡的，更高的速度，在Cas A超新星遗迹的外部喷出物结，并使用它们来获得新的估计残留物的膨胀中心和年龄。我们的研究包括1951年至1976年帕洛玛5米主焦板，1988年至1999年的CCD图像从KPNO 4米和MDM 2.4米望远镜，和1999年的HST WFPC 2图像。可测量的位置涵盖了23至41年的时间跨度为大多数节，与几个外节随后近48年。我们得到的膨胀中心α = 23 h 23 m 27 s.77 +-0 s.05，δ = 58 d 48' 49”.4 +- 0”.4（ICRS），使用外壳或主壳结得到的中心之间几乎没有差异。这个位置比van den Bergh和Kamper（1983）估计的位置偏北3.0角秒。它也位于残骸最近探测到的中心X射线点源的正北方（PA = 354度）6.6 +-1.5弧秒，这意味着X射线点源的横向速度约为330 km/s，距离为3.4 kpc。利用位于残骸前向爆炸波前方的纽结，我们估计纽结收敛的日期为公元1671.3 ± 0.9年，假设没有减速。然而，在300年的时间跨度内，仅约1.6 km/s yr的减速将产生公元1680年的爆炸，与J. Flamsteed怀疑的Cas A超新星的目击一致。
2001-04-10 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
Cassiopeia A: dust factory revealed via submillimetre polarimetry
如果II型超新星--短寿命大质量恒星的演化终点--产生了大量的尘埃（>0.1 M_sun），那么它们就可以解释在宇宙第一个回旋中的星系和类星体中看到的静止框架远红外辐射。对银河系超新星遗迹Cas A的亚毫米观测为II型超新星中形成大量尘埃提供了第一个观测证据。在本文中，我们提出了新的数据表明，从Cas A的submm发射的偏振水平显着高于其同步辐射。取向与Cas A中的磁场的取向一致，这意味着极化的亚毫米发射与残留物有关。没有已知的机制会以这种方式改变同步加速器的偏振，因此我们将过量的偏振亚毫米通量归因于残余物中的冷尘埃，提供了宇宙尘埃可以快速形成的新证据。这是支持存在的极化和非极化尘埃排放在北部的残余，那里没有污染的前景分子云。推断出的尘埃极化率是前所未有的（f_pol ~ 30%），再加上颗粒排列的时间尺度很短（<300年），这表明超新星尘埃与其他银河系来源的尘埃不同（f_pol=2-7%），或者说，一个高效的颗粒排列过程必须在超新星遗迹的环境中进行。
2009-02-05 astro-ph
Nucleosynthesis and Mixing in Cassiopeia A
我们目前的结果从仙后座A（Cas A）超新星遗迹（SNR）的钱德拉X射线天文台的第一次光观测。X射线光谱在所有空间尺度上变化，直到仪器极限（SNR下为0.02 pc）。基于四个选定区域的代表性光谱，我们研究了Cas A的核合成和混合过程。我们第一次明确地确定了富含铁的喷出物产生的爆炸硅燃烧在一个年轻的银河SNR。在残骸的其他地方，我们看到了富硅的氧爆炸燃烧喷出物。值得注意的是，我们的研究发现，富铁的喷出物位于富硅材料之外，从而得出结论，喷出物的整体运动是广泛的，并在Cas A足够的能量，导致空间反转的超新星核心的一个重要部分在爆炸期间。这种反转很可能是由中微子驱动的对流层中上升的气泡中出现的羽流中富含“Fe”的喷出物引起的。此外，来自$^{56}$ Ni的放射性衰变能量可能有助于该材料的后续演化。我们还发现了暗淡的、轮廓分明的细丝，它们的X射线光谱没有任何特征，可能是Cas A中宇宙射线加速的位置。
1999-10-26 astro-ph
A Million-Second Chandra View of Cassiopeia A
介绍了钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A的百万秒观测。在新的图像中，富含硅的喷出物（NE喷流和SW对应物）的双极结构非常明显，它们的光谱证实了它们的化学相似性。这些最有可能是由于喷出物的喷流，而不是在拱星介质中的空腔，因为我们可以拒绝后者的简单模型。这些喷流和富铁喷出物的性质将为Cas A的爆炸提供线索。
2004-09-30 astro-ph
Accelerated Electrons in Cassiopeia A: An Explanation for the Hard X-ray Tail
我们提出了一个从超新星遗迹Cas A观测到的硬X射线（> 10 keV）发射的模型。低杂波产生于强（mG）磁场中，一般认为存在于这个遗迹中，由密度不均匀性反射的冲击。然后，这些电子加速到几十keV的能量。大约4%的X射线发射等离子体电子需要处于这种加速分布中，其延伸到电子阿尔芬速度量级的电子速度，并且沿着磁场线定向。这些电子的韧致辐射产生了观测到的硬X射线发射。这样的波和加速电子已在哈雷彗星现场观察到，我们讨论的可行性外推从这种情况下的参数有关的Cas A。
2000-08-28 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
On the Determination of Ejecta Structure and Explosion Asymmetry from the X-ray Knots of Cassiopeia A
我们详细分析了仙后座A超新星遗迹中单个喷出物结的钱德拉X射线谱。对谱线进行拟合，得到电子温度和（单）电离年龄。这些量进行了比较与自相似的流体动力学模型的预测，将随时间变化的电离和辐射损失，和库仑电子-离子平衡背后的反向冲击，为各种不同的喷出物的密度分布所描述的一个统一的密度核心和幂律信封。我们发现，喷出物接近的“喷流”在东北地区，但实际上不是在喷流本身，有一个系统较浅的外壳比喷出物在其他地方的残留物，我们解释这是由于更多的能量的初始爆炸被定向在这个极地方向，而不是赤道。我们推断的不对称程度是在低端，一般在不对称的核心崩溃模拟建模，并可能被用来排除高度不对称的爆炸模型。
2003-06-05 astro-ph
Evidence for Proportionate Partition Between the Magnetic Field and Hot Gas in Turbulent Cassiopeia A
我们提出了一个深的X射线观测的年轻的银河系超新星遗迹Cas A，获得的ROSAT高分辨率成像仪。这张高动态范围（232 ks）的图像揭示了低表面亮度的X射线结构，它在定性上与相应的射电特征相似。我们认为X射线和无线电形态之间的相关性及其物理意义。在对整个残骸的不均匀吸收进行校正后，我们在X射线和无线电图像之间进行了逐点（4”分辨率）的表面亮度比较。我们发现一个强（r = 0.75）对数-对数相关性，这意味着$\log(Σ_{_{\rm X-ray}}) \propto (2.21\pm0.05) \times \log(Σ_{_{\rm radio}})$的整体关系。这与局部磁场和热气之间的比例分配（并且可能是均分）是一致的--这意味着Cas A的等离子体是完全湍流的，并且不断放大磁场。
1998-05-08 astro-ph
Accelerated Electrons in Cassiopeia A: Thermal and Electromagnetic Effects
我们更详细地考虑以前提出的硬X射线（>10千电子伏）发射从超新星遗迹Cas A，其中电子被加速的低杂波和辐射韧致辐射的模型。我们认为冷和热等离子体限制的修改后的双流不稳定性，产生的低混合波，并通过研究随时间变化的电离平衡的各种成分的Cas A喷出物和冲击拱星介质，找到壳内的一个或其他的不稳定性可能发生的位置。任何一种不稳定性都是有效的，冷等离子体不稳定性对负责激发波的冲击反射离子群施加较少的约束。不稳定性必须位于最早受到冲击的喷出物中，因此最接近接触不连续处，预计那里的磁场最强。通过加速电子和环境电子之间的碰撞而沉积在该喷出物中的能量与将该喷出物再加热到所观察到的温度所需的能量大致一致。
2001-08-17 astro-ph
Gamma-ray emission from Cassiopeia A produced by accelerated cosmic rays
用超新星遗迹中宇宙线加速的非线性动力学模型描述仙后座A的相关性质。为了重现SNR观测到的大小、膨胀率和热X射线发射，我们采用了Borkowski等人（1996）开发的一个逐段均匀的模型来描述祖先的星周介质。它由一个稀薄的内部风泡，一个由掠起的红超巨星风物质组成的致密外壳，以及随后的红超巨星风区组成。为了使射电和X射线同步辐射很好地吻合，需要一个相当大的信噪比（SNR）的内部磁场B_d（约1 mG）。陡峭的射电谱与有效的质子加速相一致，质子加速产生了显著的冲击修正，并导致能量E_e < 1 GeV的陡峭的电子谱。从Cas A，F propto E_gamma^-1计算出的积分γ射线通量主要是由相对论质子产生的π ^0衰变γ射线。它延伸到大约30 TeV，如果CR扩散是一样强的玻姆极限。在TeV能量下，它与HEGRA合作组探测到的5.8 x 10^-13 cm^-2 s^-1的值吻合得令人满意。
2003-01-27 astro-ph
VERITAS Studies of the Supernova Remnants Cas A and IC 443
VERITAS在2007年观测了超新星遗迹仙后座A（Cas A）和IC 443，结果发现这两个来源都有强烈的TeV能量。Cas A是一个年轻的残骸，在射电和非热X射线中都很明亮，都是宇宙射线电子的示踪物。IC 443是一个与分子云相互作用的中年复合残骸;分子云为强子宇宙射线提供了更高密度的靶物质，通过π衰变产生TeV伽马射线。TeV形态-点样的Cas A和IC 443扩展-将讨论现有的多波长数据的残余物的背景下。
2008-10-05 astro-ph
The Identification of Infrared Synchrotron Radiation from Cassiopeia A
我们报告了在大约320年前的超新星遗迹Cas A的明亮壳层中发现了2.2微米的偏振通量。在6厘米和2.2微米处的分数偏振是可比的，并且偏振角是相似的，这表明在这些分离很远的波段处观察到来自相同相对论性等离子体的同步辐射。在2.2微米处辐射的相对论性电子具有~ 150 GeV的能量，（伽马~ 3e 5），假设~500微高斯磁场。2.2微米处的总强度接近于从射频推断的幂律，表明相对论粒子加速可能是一个持续的过程;红外发射电子的加速时间不超过80年。如果加速激波已经被宇宙射线的背压修正，那么谱就有一个小而显著的凹曲率，这是可以预料的;考虑到校准的不确定性，这个结论目前必须被认为是试探性的。HST观测到的2.2微米极化角和发射线细丝都偏离了局部径向10 - 20度，这证明了Cas A中的磁场是由减速喷出物中的瑞利-泰勒不稳定性产生的。
2002-12-26 astro-ph
Direct evidence of efficient cosmic ray acceleration and magnetic field amplification in Cassiopeia A
结果表明，超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的非线性动力学理论以令人满意的方式描述了Chandra观测中获得的Cas A的壳型非热X射线形貌。经验参数集，如距离、源大小和总能量释放，是相同的，其再现了SNR的动力学性质和由CR产生的发射的光谱特性。在硬X射线能量下观察到的形态结构中的极小空间尺度是由于内部的大的有效磁场$B_d \sim 500$ $μ$ G，这不仅是同时需要的，而且足以实现空间积分的无线电和X射线同步加速器光谱与它们的计算形式之间的极好的一致性。产生如此大的有效场强的唯一合理的条件是一个非常有效的加速核CR组件。因此，钱德拉的数据首先证实了这样的推论，即Cas A确实以Cas A被认为是银河系CR源的主要类别的成员所需的高效率加速了核CR，其次，SNR中CR加速的非线性动力学理论是确定SNR中磁场值的可靠方法。
2004-04-09 astro-ph
