Bullets in a Core Collapse Supernova Remnant: The Vela Remnant
我们使用二维流体动力学模拟研究致密的喷出物团块（子弹）在核心坍缩超新星遗迹的属性，动机可能是由船帆座超新星遗迹中的团块引起的突起的观察。喷出物，与内部平坦和外部陡峭的幂律密度分布，被假定为自由膨胀到周围介质中具有恒定的密度，$\sim 0.1$ H原子cm $^{-3}$的情况下船帆座。在$10^4$ yr的年龄，反向冲击波前锋预计已经移回残骸的中心。喷出物团块与初始密度对比$χ\sim 100$相对于他们的周围被发现是迅速破碎和减速。为了在冲击波上产生明显的突起，如在船帆座残骸中观察到的那样，可能需要$χ\sim 1000$。在这种情况下，团块应该在喷出物密度曲线的拐点附近，喷出物速度为$\sim 3000 \kms $。这些结果适用于中等大小的团块;较小的团块将需要更大的密度对比度。团块可以在船帆座残骸的壳层中产生环状结构，我们研究了叠加在船帆座上的明显超新星残骸RX J 0852 - 4622实际上是船帆座壳层一部分的可能性。射电观测支持这一观点，但可能存在的致密天体则与之相反。镍泡效应或脉冲星风星云中的压缩可能是产生聚集的机制。
2001-11-20 astro-ph
The X-ray Iron Emission from Tycho's Supernova Remnant
我们提出的结果宽带拟合的X射线光谱的第谷的超新星遗迹获得的固态成像光谱仪上的ASCA天文台。我们使用单温度，单电离年龄，非平衡电离模型来描述喷出物和爆炸冲击的星际介质。铁钾发射在6.5千电子伏的基础上，以前的光谱研究表明，铁喷出物在这Ia型残留物分层内部的其他喷出物。ASCA的数据提供了重要的限制，从铁L排放近1千电子伏，以及铁K排放。我们发现，最简单的模型，从喷出物和冲击波的排放，每个在一个单一的温度和电离年龄，严重低估了铁钾通量。我们发现，有很少的Fe发射与Si和S喷出物壳。爆炸冲击的星际介质的丰度大约是太阳值的0.3倍，而喷出物，除了Fe，具有典型的Ia型超新星的相对丰度。添加另一个组成部分的铁排放，我们与喷出物，在温度至少高出两倍和电离年龄$\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
Mapping the X-ray Emitting Ejecta in Cassiopeia A with Chandra
我们目前的X射线发射线等效宽度图像的明亮的银河系超新星遗迹仙后座A的元素Si，S，Ar，Ca和Fe使用50,000秒的观测与先进的CCD成像光谱仪的钱德拉X射线天文台。这些图像基本上确定了这些元素在宽范围的表面亮度可检测的喷出物的大部分，并显示出明显不同于宽带X射线发射和4-6千电子伏连续发射的形态。Si、S、Ar和Ca的分布图与Fe的分布图不同，但显示出这些发射X射线的喷出物与快速光学喷出物结的分布相似，并清晰地描绘出东北光学喷流的X射线对应物。在北部和西部明亮壳层外的低表面亮度区域也显示出强烈的线发射。如前所述，强烈的Fe发射在东部的其他元素之外，但在其他地方通常是一致的。投影的内部有相对较少的发射跟踪高线等效宽度。
2000-05-29 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Two New Ejecta-Dominated Galactic Supernova Remnants: G337.2-0.7 and G309.2-0.6
本文分析了两颗银河系射电超新星遗迹G337.2-0.7和G309.2-0.6的X射线观测结果。这两个遗迹表现出丰富的热谱线，需要高度非太阳元素丰度比。在每种情况下，硅和S是明确过剩相比，纯粹基于测量的K $α$线复合物的等效宽度的太阳能。详细的非平衡电离光谱分析，这些残留物，使用一个单一的温度，单一的电离年龄模型，确认过剩，产生的Si，S和Ar丰度许多倍的太阳值：3至5倍太阳的G337.2-0.7和大于3至10倍太阳的G309.2-0.6。我们还发现，对于这两个残余，Ne和Mg相对于Si是相对不足的，并且对于G309.2-0.6，Ca和Fe也相对不足。这是第一次在这些残骸中探测到富含金属的非太阳丰度物质，将它们确定为年轻的喷出物主导的SNRs。我们根据拟合的柱密度估计的距离（G337.2-0.7小于15 kpc，G309.2-0.6小于$4 \pm 2$ kpc）进一步支持了它们的年轻。根据这些距离上残留物的大小，我们推断出相对年轻的年龄（G337.2-0.7为2000至4500年，G309.2-0.6为700至4000年）。最后，我们注意到在G337.2-0.7内还没有发现致密天体，但在G309.2-0.6的射电壳层内有一个X射线点源，尽管它的性质仍然未知。
2000-10-04 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
X-Ray Synchrotron Emitting Fe-Rich Ejecta in SNR RCW 86
超新星遗迹可能同时具有热辐射和非热辐射X射线。我们目前的钱德拉观测RCW 86。低于1 keV和高于2 keV的X射线在形态上的显著差异表明了不同的物理起源。硬X射线发射与无线电发射区域的边缘有很好的相关性，这表明这些是冲击波的位置，在那里短寿命的X射线发射电子和长寿命的无线电发射电子都被加速。软X射线在空间上与来自非辐射冲击的光学发射有很好的相关性，这些冲击几乎可以肯定是外部冲击波的一部分。这些软X射线与简单的热平面激波模型非常吻合。较硬的X射线显示Fe K α发射，并且用类似的软热分量很好地描述，但是在2 keV以上占主导地位的更强的同步加速器连续谱和强Fe K α线。对这条线和周围连续谱的定量分析表明，它不能由宇宙丰度等离子体的热发射产生;电离时间太短，如低质心能量（6.4 keV）和没有低于1 keV的氧线所示。相反，一个模型的平面冲击到富铁喷出物，与同步加速器连续，提供了一个自然的解释。这就要求进入喷射物的反向冲击将电子加速到50 TeV量级的能量。我们表明，这个顺序的最大能量可以产生辐射限制扩散冲击加速在反向冲击。
2002-07-31 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
Detection of Magnesium-Rich Ejecta in the Middle-Aged Supernova Remnant N49B
大麦云中的中年超新星遗迹（SNR）N49 B是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。{ \it Chandra}的卓越角分辨率解决了SNR上X射线发射灯丝的复杂结构。所有观察到的功能是软（$E <$ 3千电子伏），我们没有发现任何证据点样或扩展硬发射的SNR内。存在来自O、Ne、Mg、Si、S和Fe的光谱线。检测到的元素物种和空间分辨光谱分析的等效宽度图像显示的SNR内的镁丰富的喷出物的存在。我们没有发现这样的富集在O或Ne，这可能反映了核合成过程的细节或加热和冷却的喷出物，因为它演变。明亮的周向细丝是来自受冲击的致密星际介质（ISM）的发射。我们探测到微弱的弥漫X射线辐射，它向西和东南方向延伸到X射线亮丝之外。这些特征似乎是爆炸波冲击波阵面扩展到投影中看到的ISM的低密度部分。我们设置了一个上限的$\sim$ $2\times 10^{33}$ ergs $^{-1}$上的0.5 $-$ 5 keV波段X射线光度的任何嵌入式紧凑型对象。
2003-06-16 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
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
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
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
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
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
[Fe II] and H2 filaments in the Supernova Remnant G11.2-0.3: Supernova Ejecta and Presupernova Circumstellar Wind
我们提出了近红外成像和光谱观测的年轻，核心坍缩超新星遗迹（SNR）G11.2-0.3的结果。在[Fe II] 1.644 μ m的图像中，我们首先在SNR的射电壳层内发现了长而密集的[Fe II]细丝，以及残骸内部的一些微弱而多节的特征。我们在明亮的东南方[Fe Ⅱ]灯丝的峰值位置上探测到了几条[Fe Ⅱ]线和HI Br-G线。派生的消光是大的（Av=13等），它是最明亮的[铁II]灯丝检测到对信噪比的日期。通过分析两个[Fe II] 1.644 μ m的图像，在2.2年的时间间隔，我们检测到一个适当的运动对应的膨胀率为0。035（0.“013）/年[或830（310）公里/秒]。我们还发现了两个小的H2丝。一个是明亮的，沿着射电壳层的东南边界，而另一个是暗淡的，就在它的东北边界之外。我们探测到了H_2（2-1）S（3）线朝向前一个灯丝，并推导出激发温度为2, 100 K。我们认为，H2纤维是致密的团块在前超新星拱星风扫过的SNR冲击，而[Fe II]丝可能是由两个冲击风材料和冲击超新星（SN）喷出物。[Fe II]丝的分布可能表明G11.2-0.3的SN爆发与仙后座A一样是不对称的。我们的研究结果支持了G11.2-0.3是SN IIL/b与致密红超巨星风相互作用的残余的建议。
2006-11-03 astro-ph
Prospects for SNIa Explosion Mechanism Identification Through Supernova Remnants
我们目前正在进行的工作，旨在使用超新星遗迹区分不同的Ia型超新星爆炸模型的第一个结果。计算了超新星喷出物与星际介质的流体动力学相互作用，得到了超新星喷出物的密度、温度和电离结构的演化。我们使用的喷出物配置文件从1D流体动力学计算不同的爆炸机制，目前正在辩论中。我们已经分析了最好的指标，允许区分不同的爆炸机制，考虑到多样性的方案提出的前超新星演化的二元系统，和不确定的数量的电子加热碰撞冲击。
2002-09-12 astro-ph
Detection of X-ray-Emitting Hypernova Remnants in M101
基于超深（230 ks）ROSAT HRI成像的M101，我们已经发现了5个X射线源，空间上符合光学发射线功能以前被归类为超新星遗迹在这个附近的星系。其中两个符合点（SNR MF 83和NGC 5471 B）最有可能代表了X射线发射与激波加热的星际气体的真实物理联系。MF 83的半径约为134秒差距，是已知最大的遗迹之一。NGC 5471 B的半径为30 pc，速度至少为350 km/s（FWZI），在射电和光学上都非常明亮。这两个壳状残骸的X射线亮度分别为$\sim 1$和$3 \times 10^{38} ergs/s$（0.5-2 keV），比我们银河系和麦哲伦星云中已知的最亮超新星残骸亮一个数量级。推断出的爆炸波能量对于NGC 5471 B为$\sim 3 \times 10^{52} ergs$，对于MF 83为$\sim 3 \times 10^{53}$ ergs。因此，残余物可能起源于超新星，这是$\gtrsim 10$的一个因素，比典型的超新星更有活力，并被假定为负责伽马射线暴在宇宙学距离观察。对邻近星系中这类超新星遗迹的研究有可能对伽马射线暴的起源类型、速率、能量学和光束效应提供重要的限制。
1999-03-16 astro-ph
Circumstellar Nebulae in Young Supernova Remnants
超新星起源于大质量恒星，其爆炸介质已被其祖先的质量损失和紫外线辐射改变。超新星喷出物首先会与演化后期的祖先所流出的星周物质相互作用，然后再与星际物质相互作用。超新星遗迹中的星周星云可以通过其小的膨胀速度和高的[N II]/H $α$比值来诊断。在已知的年轻超新星遗迹中，星周星云似乎无处不在。这些星云可以与进化的大质量恒星周围的星云进行比较，以评估其超新星祖先的性质。在超新星和/或年轻超新星遗迹中观察到三种类型的超新星祖先考古文物：（1）临终喷出物，（2）星周星云，（3）星际气泡。这三种类型的例子。
2000-12-29 astro-ph
Long-term remnant evolution of compact binary mergers
我们研究了致密双星系统合并产生的遗迹的长期演化和可观测性，并讨论了与超新星遗迹的区别。与超新星相比，紧凑的双星合并以更高的速度排出更小的质量，因此残余物的自由膨胀阶段将很短（约1 - 10年）。一般来说，这些残留物将在相当长的时间内（约10^6 - 10^7年）被观测到。事件释放大量的动能可能是负责一个子样本的观测到的巨大HI洞的来源不明的紧凑的双星合并远离恒星形成区。如果喷出物主要由锕系元素组成，在长时间尺度上，喷出的物质将主要包含锕系元素范围内的少数准稳定核。因此，喷出物中每种同位素的丰度可能只有百分之几。在它们的衰变过程中，一些锕系元素会以伽马射线的形式产生观测信号。我们特别研究了Am 243，Cm 247，Cm 248和Bi 208的γ射线发射，并估计了它们在附近遗迹中的可观测性。用INTEGRAL探测伽马射线线只有在非常有利的情况下才有可能，但这些残余物是未来使用软伽马射线聚焦光学器件的仪器的有希望的目标。由于合并时排出的物质质量较低，并且由于喷出物中缺乏自由电子，合并残留物在韧致辐射和同步辐射中可能比类似的超新星残留物要暗得多。因此，合并残留物可能是最近发现的“暗加速器”的候选者，暗加速器是硬伽马射线源，在其他波段没有明显的发射。
2005-10-24 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
Ejecta, Dust, and Synchrotron Radiation in B0540-69.3: A More Crab-Like Remnant than the Crab
本文介绍了用{ \it Spitzer太空望远镜}对脉冲风星云（PWN）B 0540 -69.3及其相关超新星遗迹进行的近红外和中红外观测。我们报告的PWN的检测与所有四个IRAC波段，24 $μ$米波段的MIPS，和红外光谱仪（IRS）。我们没有发现任何证据表明，红外辐射的X射线/无线电壳周围的PWN所造成的超新星爆炸波的前向冲击。PWN本身的通量主要由同步辐射在较短的波长（IRAC），与温暖的尘埃成分longward的20 $μ$米。我们表明，这种尘埃连续体可以解释为少量（$\sim 1-3 \times 10^{-3} \msun$）的尘埃在$\sim 50-65$ K的温度，加热所产生的冲击波被驱动到喷出物的内边缘的PWN。这显然是在超新星中合成的尘埃。我们还报告了几条线的PWN的频谱中的检测，并提出有关PWN的运动学信息确定从这些线。Kinetics与以前的光学研究这个对象是一致的。谱线强度也与人们对光学谱线强度的预期大致一致。我们发现，线产生于缓慢（$\sim 20$公里秒$^{-1}$）冲击驱动到富氧的团块在壳扫了一个铁镍泡沫，这有一个密度对比度$\sim 100-200$相对于大部分的喷出物，和更快的冲击（$\sim 250$公里秒$^{-1}$）在氢信封需要加热尘埃颗粒观察到的温度。我们根据对重元素喷出物丰度的估计推断，其前身星可能在20-25 $M_\odot$…
2008-07-25 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
Exploring the Physics of Type Ia Supernovae Through the X-ray Spectra of their Remnants
我们提出了一个正在进行的项目的结果，使用X射线观测Ia型超新星遗迹约束的物理过程中涉及的Ia型超新星爆炸。我们使用第谷超新星遗迹（SN 1572）作为基准案例，比较其观测到的光谱与模型的X射线发射从不同类型的Ia型爆炸产生的冲击喷出物。延迟爆轰模型与分层喷出物的积分光谱和残留物中的Fe和Si发射的空间分布都很好地再现了第谷。所有其他Ia型爆炸模型都失败了，包括三维计算的混合爆燃。
2005-06-23 astro-ph
Dust Formation and Survival in Supernova Ejecta
根据目前的理论模型，在高红移的尘埃的存在需要有效的凝聚在SN喷出物的颗粒。然而，对少数研究充分的SNe和SN残留物的观测意味着凝结效率大约小两个数量级。在这种紧张关系的推动下，我们（i）重新审视了Todini和Ferrara（2001）关于超新星核心坍缩喷出物中尘埃形成的模型，（ii）首次跟踪了超新星遗迹中新凝聚颗粒从形成到存活（通过反向冲击波）的演化过程。我们发现，在12 - 40 M_sun的恒星祖先的喷出物中形成0.1 - 0.6 M_sun的尘埃。根据周围ISM的密度，在距离恒星爆炸约4-8 x 10^4年的时间尺度上，有2-20%的初始尘埃质量在反向激波通过后幸存下来。由热气体的溅射引起粉尘尺寸分布向更小的颗粒的转变。由此产生的尘埃消光曲线显示出很好的协议，来自一个红化类星体在z =6.2的观测。小颗粒的随机加热导致尘埃温度的广泛分布。这支持了大量（~ 0.1Msun）冷尘埃（T ~ 40 K）可以存在于SN遗迹中的想法，而不会与观测到的红外辐射相冲突。
2007-04-04 astro-ph
OH (1720 MHz) Masers and Mixed-Morphology Supernova Remnants
对银河系超新星遗迹的射电观测发现了19个超新星遗迹伴随着1720 MHz的OH脉泽辐射。这类不寻常的脉泽源被认为是在超新星遗迹膨胀进入分子云的冲击波阵面后面产生的。这个模型的一个重要组成部分是，X射线发射的残余物增强了OH分子的生产。通过X射线感生电离率与理论的比较，研究了X射线辐射在脉泽信噪比中的作用。这个模型的一个方面是验证：有一个很强的关联脉泽发射和混合形态（MM）或热复合信噪比-中心填充的热X射线发射壳状无线电形态包围。本文还介绍了ROSAT和ASCA对两个脉泽发射信噪比G21.8- 0.6（Kes 69）和G357.7- 0.1（Tornado）的观测结果。
2002-11-10 astro-ph
Evolution of Dust in Primordial Supernova Remnants: Can Dust Grains Formed in the Ejecta Survive and be Injected into the Early Interstellar Medium?
我们调查的尘埃，形成在第三族超新星（SN）爆炸和它的处理过程中通过碰撞的SN喷出物与周围介质的相互作用产生的反向冲击的演变。特别是，我们调查运输的冲击尘埃内的SN残留物（SNR），其影响的化学成分，粒度分布，和总质量的灰尘存活在SNR。我们发现，逆激波的演变，因此它对尘埃的处理效果取决于由祖星保留的信封的厚度。此外，尘埃颗粒的迁移和存活取决于它们的初始半径a_{ini}和组成：对于扩展到密度为n_{H,0} =1 cm^{-3}的星际介质（ISM）中的II型SNR，a_{ini} < ~ 0.05微米的小颗粒在激波后流中被溅射完全破坏，而a_{ini} = 0.05- 0.2 μ m的颗粒则被捕获在前向激波后的致密壳层中。a_{ini} > ~ 0.2微米的非常大的颗粒被喷射到ISM中，而不会显著减小它们的尺寸。我们发现，被摧毁的反向冲击的尘埃的总质量分数的范围从0.2到1.0，取决于爆炸的能量和周围的ISM的密度。我们的计算结果有显着的丰度模式的下一代的恒星，形成在致密的壳层的原始SNRs的影响。
2007-06-04 astro-ph
Chandra Observations of A Galactic Supernova Remnant Vela Jr.: A New Sample of Thin Filaments Emitting Synchrotron X-Rays
银河系超新星遗迹（SNR）小船帆座。(RX J0852.0 $-$ 4622，G266.6 $-$ 1.2）在硬X射线波段的遗迹西北边缘显示出尖锐的碎屑结构。细丝是如此光滑，位于残体的最外侧。我们测量了具有良好空间分辨率{\it Chandra}的细丝（$w_u$和$w_d$）的平均尺度宽度，其在上游侧和下游侧分别为{ \it Chandra}的点扩展函数的大小的数量级。细丝的光谱非常硬，没有线状结构，并且在假设$p=0.3$的情况下，用具有$Γ= $ 2.67（2.55- 2.77）的吸收幂律模型或具有$ν_{rolloff}$ = 4.3（3.4- 5.3）$\times 10^{16}$ Hz的{ \tt SRCUT}模型很好地再现。这些结果意味着硬X射线是由加速电子发射的同步辐射，如前所述。使用函数${\cal B} \equiv ν_{rolloff}/w_d^2$和SNR年龄之间的相关性，我们估计了Vela Jr.的距离和年龄：其距离和年龄分别为0.33（0.26- 0.50）kpc和660（420- 1400）年。这些结果与以前的报道一致，这意味着${\cal B}$ -年龄关系可能是一个有用的工具，以估计同步辐射X射线发射信噪比的距离和年龄。
2005-06-15 astro-ph
XMM-Newton X-ray spectra of the SNR 0509-67.5: data and models
本文报道了用XMM-牛顿X射线天文台对大麦云中超新星遗迹0509-67.5的X射线观测。我们使用成像光谱仪（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的数据来调查残留物及其环境的属性。X射线谱用dac软件包分析。除此之外，我们还对残骸进行了数值流体动力学模拟。EPIC数据显示突出的铁K线发射，但推断的铁在冲击喷出物的总量是低的。数据还显示，残骸具有不对称的喷出物结构：残骸明亮的西南区域显示出过量的金属。RGS光谱的分析表明，残骸具有约5000 km/s的高线速度增宽。我们发现了一个流体动力学模型的残留物的基本流体动力学和光谱参数类似的观测。数据分析表明，反向冲击刚刚到达喷出物的铁层。西南区域的亮度增强可能是不对称爆炸的迹象，也可能是星际介质密度增加的结果。我们建立的数值模型与观测结果吻合得很好，其中星周密度为3e-25 g/cm^3，年龄约为400年，速度约为5000 km/s，电子与离子的温度比为0.01。
2008-07-03 astro-ph
Interactions between Pulsars, Pulsar Nebulae and Supernova Remnants
蟹状星云很可能会膨胀成自由膨胀的超新星喷出物，尽管喷出物中的能量可能低于典型的II型超新星。尚未发现比蟹状星云年轻得多的脉冲星星云，它们可能具有不同的性质。通过核心坍缩超新星中的紫外线/光学谱线发射，或通过它们的X射线发射（可能显示出强吸收）来寻找这样的星云是有道理的。中子星现在已经在许多年轻的超新星遗迹中被发现。中子星和遗迹类型之间没有明确的联系，尽管有迹象表明正常的中子星会避开富含O的遗迹。在超新星遗迹的后期阶段，脉冲星风星云被反向激波阵面压碎。最近的模拟显示，这个过程是不稳定的，这可能导致热气体和相对论气体的混合，并且脉冲星星云很容易从脉冲星中位移出来，这可以解释船帆座脉冲星相对于船帆座X射电星云的位置。
2002-01-17 astro-ph
Physical and chemical inhomogeneities inside the Vela SNR shell. Indications of ejecta shrapnels
我们提出了三个XMM-牛顿EPIC观测船帆座SNR的北部边缘的综合分析的结果。这三个点覆盖了主激波阵面后约10 pc ^2（250 pc）的区域，我们的目标是在如此大的尺度上以高分辨率研究X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布。我们产生计数率图像和等效宽度的Ne IX和Mg XI发射混合物的地图。我们还执行一组物理均匀区域的空间分辨光谱分析。我们揭示了物理和化学的不均匀性，在X射线发射等离子体。特别是，我们发现大的变化的O，Ne，Mg和Fe的丰度。在一些明亮的节点中，我们还发现了意外增强的Ne和Mg丰度，其值显着大于太阳。我们的研究结果支持了一些X射线发射结与以前未检测到的恒星碎片残留物（即）的可能关联。e.在船帆壳内的投影中观察到的碎片。
2007-12-18 astro-ph
A Model Grid for the Spectral Analysis of X-ray Emission in Young Type Ia Supernova Remnants
我们解决了一组新的模型的X射线发射的光谱分析从年轻的，喷出物为主的Ia型超新星遗迹。这些模型是基于流体动力学模拟的Ia型超新星爆炸模型和周围的环境介质之间的相互作用，再加上自洽的电离和电子加热计算的冲击超新星喷出物，并产生合成光谱与适当的光谱代码。其他地方提供的细节，但在本文中，我们集中在一类特定的Ia型爆炸模型（延迟爆炸），评论的差异，在各种条件下，他们的合成X射线光谱之间出现。
2005-01-14 astro-ph
The Expansion of the X-ray Remnant of Tycho's Supernova (SN1572)
两幅相隔近五年的ROSAT高分辨率图像已被用于确定第谷超新星（SN 1572）的X射线残骸的膨胀。整个残留物上的当前平均膨胀率为每年$0.124\pm0.011$ %，当与残留物的已知年龄相结合时，确定平均膨胀参数$m$（定义为$R\propto t^m$）为$0.54\pm0.05$。X射线膨胀率在径向和方位角上都有明显的变化。特别是径向膨胀显示了非常重要的证据，表明与反向冲击喷出物相比，前向冲击波的膨胀更快，这种效果以前从未见过。膨胀参数从第谷超新星遗迹（SNR）最外缘的$m=0.71\pm0.06$变化到发射亮边内缘的$m=0.34\pm0.10$。这些值是一致的速率与恒定密度喷出物的残留物演变成一个统一的星际介质在喷出物占主导地位的阶段的演变。基于大小、年龄和X射线膨胀率，我获得了$E\approx 4-5\times 10^{50} \rm ergs$和$n_0 \approx 0.35-0.45 \rm cm^{-3}$的爆炸能量和环境密度值。与Cas A和开普勒的SNR一样，第谷SNR的X射线膨胀率似乎明显高于射电膨胀率。然而，在第谷信噪比的情况下，射电和X射线膨胀率之间的差异显然与前向激波的运动有关。
2000-10-05 astro-ph
Identifying Gamma-Ray Burst Remnants Through Positron Annihilation Radiation
我们模拟了伽马射线暴（GRB）余辉消失后产生的残余正电子的湮灭。我们发现，如果伽玛暴源周围的气体具有星际介质的典型密度（< 1 cm^-3），那么银河系中至少有一个伽玛暴遗迹的湮灭信号应该可以通过未来的空间任务（如INTEGRAL和EXIST）观测到。三种幸运的情况共同使信号可观察到。首先，与标准超新星中的正电子不同，GRB正电子最初以相对论速度行进，并保持在任何非相对论喷射物之前，直到喷射物变得稀薄，湮灭时间变得很长。第二，伽玛射线暴的残余物仍然足够热（T > 5 × 10^5 K），可以形成强湮灭线，而不会被正电子素的三光子衰变造成明显的拖尾。第三，湮灭信号持续的时间比银河系GRB事件之间的平均周期长。
2002-03-05 astro-ph
