Proper Motion Measurements of Pulsar B1951+32 in the Supernova Remnant CTB 80
利用甚大天线阵和派镇天线，我们在1989年至2000年的四个时期测量了射电脉冲星B1951+32相对于附近背景射电源的位置。这些数据表明，脉冲星在（252 +/- 7）度（北到东）位置角处的运动速度为（25 +/- 4）毫角秒/年，对应于距离源2 kpc的横向速度为（240 +/- 40）km/s。测量到的运动方向证实了脉冲星正在远离其相关超新星遗迹的中心，这是第一次证明这样的结果。独立于对脉冲星诞生地的假设，我们表明，测量的自行意味着脉冲星的年龄为（64 +/- 18）kyr，略低于其特征年龄107 kyr。如果脉冲星的初始自旋周期为（27 +/- 6）ms，则可以解释这种差异。
2002-02-03 astro-ph
XMM-Newton observations of the Galactic Supernova Remnant CTB 109 (G109.1-1.0)
本文分析了银河系超新星遗迹CTB 109（G109.1-1.0）的X射线多镜任务（XMM-Newton）欧洲光子成像相机（EPIC）数据。CTB 109与异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586有关，在X射线和射电中都有一个不寻常的半圆形形态，以及一个被称为“叶”的扩展X射线明亮内部区域。遗迹的深EPIC镶嵌图像显示，在一个巨大的分子云复合体所在的西方没有发射。我们没有发现叶瓣和AXP之间的形态学联系。我们发现，尽管强度变化很大，但残留物的光谱变化非常小。壳层和叶瓣的所有光谱都很好地拟合了具有太阳丰度的碰撞等离子体的单温非平衡电离模型（kT = 0.5 - 0.7 keV，tau = n_e t = 1 - 4 x 10^11 s cm^-3，N_H = 5 - 7 x 10^21 cm^-2）。在圆瓣或髋臼杯中没有非热发射迹象。我们的结论是波瓣起源于SNR冲击波与星际云的相互作用。将Sedov解应用于SNR东部未受干扰的部分，并假设激波阵面后面的电子和离子之间完全平衡，则SNR激波速度为v_s = 720 +/- 60 km s^-1，剩余年龄为t = 200 +/- 60 km s^-1。（8.8 +/- 0.9）x 10^3 d_3 yr，初始能量为E_0 =（7.4 +/- 2.9）× 10^50 d_3^2.5尔格，周围介质中的核的震前密度为n_0 =（0.16…
2004-08-27 astro-ph
New Studies of the Pulsar Wind Nebula in the Supernova Remnant CTB 80
利用6米空间天文望远镜的Fabry-Perot干涉仪，研究了老超新星遗迹CTB 80中与PSR B 1951 +32有关的脉冲星风星云（PWN）的运动学。除了先前已知的速度为100- 200 km/s的明亮灯丝系统的膨胀外，我们还在H-α线中检测到至少高达400- 450 km/s的速度的弱高速特征。我们使用HST数据分析了H-α，[SII]和[OIII]线中PWN的形态，并讨论了其性质。的中央附属壳的形状，这是由在[OIII]线和无线电连续谱中的发射确定的，被证明是一致的弓激波模型的脉冲星的速度矢量的一个显着的（约60度）倾斜的天空平面。在这种情况下，脉冲星的空间速度是其切向速度的两倍，即，PSR B 1951 +32是第一颗视线速度（约400 km/s）已从PWN观测中估计的脉冲星。由于CTB 80扩展壳层的分层结构，在东、西两个方向的弓形激波阵面外的壳状H-α结构可能与脉冲星喷流和脉冲星风突破有关。
2005-03-24 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
Enhanced abundances in three large-diameter mixed-morphology supernova remnants
我们提出了一个X射线研究的三个混合形态超新星遗迹（SNRs），HB 21，CTB 1和HB 3，使用档案ASCA和ROSAT数据。这些数据由CTB 1的钱德拉X射线天文台档案数据和HB 3的XMM-牛顿X射线天文台数据补充。HB 21和HB 3的光谱在电离平衡时用单温热等离子体很好地描述，而在CTB 1中发现了双温热等离子体。我们在所有三个SNRs中发现了增强的丰度。CTB 1中Mg的元素丰度明显增加，而HB 21中Si和S的丰度增加。HB 3中的情况并不那么清楚--在该SNR中的等离子体要么具有显著增强的O、Ne和Mg的丰度，要么具有略微增强的Mg和不足丰度的Fe的丰度。我们讨论了混合形态SNR模型的三个SNR和增强丰度的存在下的可扩展性。我们修改了MM SNRs及其属性的列表，比较了这里研究的三个SNRs与该类的其他成员，并讨论了MM SNRs中存在的增强元素丰度。我们还报告了在HB 3南部的一个紧凑源的ASCA检测。源谱符合幂律，光子指数约为2.7，在0.5- 10.0 keV波段的未吸收X射线通量约为10^{-12} erg/cm^2/s。朝向该源的列密度与朝向SNR的列密度不同，因此它们不太可能相关。
2006-05-03 astro-ph
The Distance of 4 kpc to the SNR CTB 109/AXP 1E 2259+586 system
通过分析超新星遗迹G109.1-1.0（CTB 109）、HII区Sh 152和邻近分子云复合体的21 cm HI线和12 CO线光谱，提出了一个与其相关的异常X射线脉冲星1 E 2259+586的修正距离。CTB 109已经被确定与一个大分子云相互作用（后退速度v=-55 km s^-1）。朝向CTB 109的吸收特征的最高径向速度（-56 km s^-1）和Sh 152（-65 km s^-1）大于复合线速度（-50 km s^-1），表明英仙座臂内的速度反转。分子云具有足够大的冷HI柱密度，可以产生HI自吸收（HISA）和HI窄自吸收（HINSA），如果它是在速度反转的近侧。HISA和HINSA的缺失表明云位于英仙座臂内速度反转的远侧，因此我们获得CTB 109的距离为4+/-0.8 kpc。新的距离仍然导致CTB 109/AXP 1 E 2259+586的正常爆炸能量。
2010-02-08 astro-ph
Evidence for Shocked Molecular Gas in the Galactic SNR CTB 109 (G109.1-1.0)
本文报道了在银河系超新星遗迹CTB 109（G109.1 - 1.0）的X射线亮内部特征周围探测到分子云。这个特征，称为波瓣，以前被认为是SNR冲击波与分子云复合物相互作用的结果。我们提出了新的高分辨率的X射线数据从钱德拉X射线天文台和新的高分辨率CO数据从五个学院的射电天文台显示的云复杂的相互作用区域更详细。CO数据显示，在速度区间-57 <v <-52 km/s ^-1内，叶瓣周围有三层云。12CO在东云各部分的速度廓线都符合高斯分布，但在CO云与叶瓣重叠的位置，速度廓线有一个向较高负速度方向的附加分量。这部分云中的氢分子密度相对较高（NH 2 = 1.9 x 10^20 cm ^-2），而根据钱德拉数据获得的X射线前景吸收（NH = 4.5 x 10^21 cm ^-2）低于云的其他部分以及南北云。这些结果表明，这片云已经被西侧的SNR爆炸波击中，形成了明亮的X射线叶。
2006-04-07 astro-ph
CO observations toward supernova remnants with associated OH 1720 MHz masers
用美国国家天文台12米望远镜，利用On-The-Fly技术，在CO J=1-0跃迁中，观测了三个与OH 1720 MHz脉泽有关的超新星遗迹（SNR）的周围区域：G349.7+0.2、CTB 37 A和G16.7+0.1。这些观测揭示了一些分子云与SNR激波阵面的相互作用。大多数OH 1720 MHz脉泽位于CO浓度区，脉泽速度与CO峰值速度的一致性优于2 km/s。目前的数据跟踪的星际介质（ISM）的结构与SNR相互作用，然而，探测的冲击分子气体中的OH 1720 MHz的发射起源，更高的激发跃迁和更复杂的物种应观察。在CTB 37 A中，可以确定进入分子云的激波速度，发现它是C型的，与理论预测一致。G16.7+0.1的部分边缘似乎被致密的外部云压平，但唯一相关的OH 1720 MHz脉泽位于遗迹的相对区域附近。在IC 443和3C 391中也观察到了这种行为，这似乎与OH 1720 MHz脉泽发射主要发生在横向激波的说法相矛盾。
2000-10-02 astro-ph
New high-resolution radio observations of the SNR CTB 80
我们报告了在240 MHz、324 MHz、618 MHz和1380 MHz对扩展超新星遗迹（SNR）CTB 80（G69.0+2.7）进行的新的高分辨率和高灵敏度射电观测。CTB 80在240 MHz和618 MHz的成像是使用印度的巨型米波射电望远镜（GMRT）进行的。在324兆赫和1380兆赫的观测是使用甚大天线阵（VLA，NRAO）在其C和D配置。新的无线电图像显示CTB 80的不对称臂的微弱延伸。臂是不规则的，有细丝和大小为1'的团块（或在2 kpc的距离上为0.6 pc）。在1380 MHz的无线电图像进行了比较，红外和光发射。CTB 80的N臂上的红外/无线电对应非常好。在[SII]线中观察到的电离气体完全匹配CTB 80的W和N边缘。以10”x 6”的角分辨率研究了与脉冲星PSR B 1951 +32相关的中央星云。在618 MHz获得的新射电图像显示了8' x 4' E-W '高原'星云中极好的细节结构，该星云在其西端承载着脉冲星。一个扭曲的灯丝，大约6'长（~3.5 pc），以近似W-E的方向尾随在脉冲星后面。在明亮的“核心”星云（大小为45”）中，位于高原的W，图像显示出朝向W的形态扭曲;这一特征对应于脉冲星以约240 km/s的速度逃离SNR的方向。基于新的观测结果，研究了SNR和PWN的能量学。
2003-10-22 astro-ph
Six Years of Chandra Observations of Supernova Remnants
我们提出了审查的前六年钱德拉X射线天文台观测超新星遗迹。从仙后座A的官方“第一光”观测首次揭示了爆炸的致密残留物，到最近的百万秒光谱分辨观测揭示了原始爆炸的恒星组成和动力学的新细节，钱德拉观测为超新星现象提供了新的见解。我们提出了一个公认的偏见概述六年的这些观测，突出了新的发现可能钱德拉的独特能力。
2005-11-10 astro-ph
Narrow Band Chandra X-ray Analysis of Supernova Remnant 3C391
利用Chandra ACIS观测数据，给出了热复合超新星遗迹（SNR）3C391的Mg、Si和S元素X射线发射线的窄带和等效宽度（EW）图像。这些EW图像揭示了残留物中金属物质Mg、Si和S的发射的空间分布。它们具有类似于宽波段漫发射的团簇结构，表明它们主要起源于星际。我们发现了一个有趣的手指状特征，突出在遗迹的西南射电边界之外，这与著名的SNR Cas A中发现的喷流状Si结构有点相似。这个特征可能是喷射物的碎片，这意味着一个大质量祖星的不对称超新星爆炸。
2005-05-02 astro-ph
A multi-frequency study of the spectral index distribution in the SNR CTB 80
我们在射电波长上对超新星遗迹CTB 80的光谱行为进行了研究。基于积分通量密度的均匀化数据集，我们计算出整个SNR的无线电指数为-0.36 +/-0.02。整体光谱的形状表明沿视线方向星际介质（ISM）中电离气体的吸收。在SNR的空间频谱变化的基础上，高角分辨率数据在240，324，610，和1380 MHz，使用不同的技术进行了研究。与SNR相关的三个延伸臂显示了从中央星云向外移动时光谱变陡的明显迹象，变化高达-0.9。然而，虽然光谱陡化沿着东臂是平滑的，但北臂和南臂包括局部平坦的结构，在所有情况下都与无线电，红外和光学发射增强相一致。我们解释这种光谱特性的两个不同的粒子群的组合的结果：老化的相对论电子注入PSR B1951+32和粒子加速的SNR冲击波阵面遇到星际气体不均匀性的网站。关于中央星云，现有数据库的角分辨率不允许对核心区域进行详细的光谱研究，即PSR B 1951 +32周围的45“区域，我们只能确认平均光谱指数α =0.0。周围的8'高原星云的α值约为<alpha>-0.25，α峰值约为-0.29，与位于脉冲星后面向东延伸的扭曲灯丝末端的次极大值相一致。
2005-07-29 astro-ph
Highly Clumpy Structure of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391 Unveiled by Chandra
在“热复合”超新星遗迹中看到的内部热X射线发射的性质仍然不确定。钱德拉对3C 391的观测显示了东南-西北方向的拉长形态，并揭示了残骸的高度聚集结构。详细的空间分辨光谱分析的小规模功能揭示了正常的金属丰度和均匀的温度为内部气体。热气体的性质比较有利于云蒸发模型作为"热复合”X射线外观的主要机制，尽管辐射边缘和热传导也可能是有效的。在西南射电边界外的Si和S线上发现一个微弱的突起。
2005-05-02 astro-ph
Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9
钱德拉对类克拉布超新星遗迹G21.5-0.9的观测揭示了致密的中央核心和光谱变化，表明内部星云中高能电子的同步加速器烧毁。中央的核心略微延伸，可能表明脉冲星周围存在一个内部的风震星云。从中心区域没有观察到脉动，产生约40%的脉动分数的上限。一个暗淡的外壳可能是最初爆炸时形成的膨胀喷出物和冲击波的第一个证据，表明G21.5-0.9的复合性质。
2000-01-31 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
Revealing the obscured supernova remnant Kes 32 with Chandra
我在这里报告的分析和解释的钱德拉观测超新星遗迹Kes 32。Kes 32在X射线中相当弱，这是因为它有很大的星际吸收，其吸收率约为4 E22 cm^-2，比之前报道的要大。光谱分析表明，该天体的电离年龄非常年轻，n_et ~ 4 E9 cm^-3 s，温度kT_e ~ 1 keV。X射线发射的峰值半径比无线电中的小。低电离年龄表明Kes 32是一个年轻的遗迹。然而，年轻的年龄与相对较大的表观尺寸相矛盾，这表明年龄为几千年，而不是几百年。这个问题的讨论与Kes 32的未知距离和它可能与诺玛银河臂。
2003-12-12 astro-ph
Chandra reveals a black-hole X-ray binary within the ultraluminous supernova remnant MF 16
我们目前的证据，根据钱德拉ACIS-S观测附近的螺旋星系NGC 6946，额外的X射线光度的MF 16超新星遗迹实际上是产生在一个黑洞X射线二进制。这一结论是从X射线源的点状性质得出的，它的X射线光谱非常类似于其他被认为是黑洞X射线双星系统的超亮X射线源的光谱，以及从源中检测到快速硬X射线变化。我们简要地讨论了硬X射线变化的性质，并根据这一鉴定的极端无线电和光学光度的MF 16的起源。
2003-04-01 astro-ph
A Preliminary Chandra X-ray Spectroscopy of the Supernova Remnant N132D
本文介绍了对大麦云星云中一个年轻的壳状超新星遗迹N132 D进行钱德拉X射线研究的初步结果。提供了O、Ne、Mg、Si和S发射的等效宽度图。空间分辨光谱分析的小尺度区域进行了尝试。内部的X射线谱可用单热模型描述。暗的内部区域比亮的内部区域具有更低的密度和更高的温度（超过1keV）。沿壳层方向的X射线谱可以用双vpshock模型或vpshock +幂律模型进行唯象拟合。如果非热分量为真，则N132 D将被列为另一个X射线同步加速器SNR。
2007-03-29 astro-ph
Revealing New Physical Structures in the Supernova Remnant N63A through Chandra Imaging Spectroscopy
本文介绍了对大麦云星云（LMC）中超新星遗迹（SNR）N63 A的钱德拉X射线观测。N63 A是最亮的LMC遗迹之一，它位于H II区，可能与OB星协有关。光学残留物由三个发射波瓣组成，包含在大约三倍大的X射线残留物中。我们的Chandra数据揭示了N63 A中许多新的物理结构。其中最引人注目的是位于主壳之外的几个“新月”形结构，类似于船帆座SNR中看到的类似特征。在船帆座，这些被解释为来自超新星喷出物与周围介质相互作用的高速团块。残骸的另一个明显特征是在光学瓣和最亮的射电辐射附近的X射线辐射中有一个大致三角形的“洞”。X射线光谱分析表明，这种发射的不足是被一个质量约为450 M_sun的密集云团吸收的结果，该云团目前正被残骸的爆炸波吞没。我们还发现，残骸的边缘，以及新月形的功能，有相当软的X射线光谱比内部。硬X射线发射的极限排除了N63 A中存在年轻的高能脉冲星的可能性，但允许存在一颗较老或较不活跃的脉冲星，它为一个光度小于~4e10^34 erg/s的风星云提供动力。
2002-09-18 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
Chandra observations of PSR B1509-58 and Supernova Remnant G320.4-1.2
年轻而充满活力的脉冲星B1509-58为一个明亮的X射线同步加速器星云提供动力，该星云嵌在不寻常的超新星遗迹G320.4-1.2中。我们目前的钱德拉X射线天文台，它显示了一个异常复杂的源，该系统的观测。星云主要由明亮的准直特征，我们解释为一个相对论性喷流沿脉冲星自旋轴方向。在脉冲星附近可以看到几个紧密的结。虽然这些特征中有许多与蟹状星云脉冲星周围的特征相似，但PSR B 1509 -58周围的星云显示出重要的差异，这可能是后者的低星云磁场和低密度环境的结果。
2001-11-30 astro-ph
Chandra Observations of the Eastern Limb of the Vela Supernova Remnant
我们目前的结果，从两个钱德拉/ACIS观测所谓的船帆座''子弹D ''地区的船帆座超新星遗迹的东翼。子弹D区域是一个明亮的X射线特征，由Aschenbach等人（1995年）从ROSAT全天巡天中确定，突出于残骸东侧的爆炸波之外。有人认为，这一特征是超新星喷出物的碎片，它刚刚超出了主爆炸波的位置。另一种解释是，该特征是激波的“爆发”，其中环境介质中的不均匀性导致激波是非球形的。钱德拉的图像显示了这个区域内的碎片状的形态。钱德拉光谱显示出O、Ne和Mg的强发射线。平衡电离模型表明，O和Ne丰度显着增强相比，太阳值。然而，非平衡电离模型可以拟合的数据与太阳O丰度和Ne丰度增强只有两个因素。Chandra数据更符合冲击爆发假说，尽管它们不能排除喷出物碎片假说。
2001-12-12 astro-ph
Chandra Observations of Shock Kinematics in Supernova Remnant 1987A
我们报告的第一个结果，从深X射线观测的SNR 1987 A与钱德拉LETG。从线比推断的温度范围从0.1 - 2千电子伏，并与电离势增加。从X射线线剖面推断的膨胀速度在300 - 1700公里/秒之间，远低于从射电和X射线图像的径向膨胀推断的速度。我们可以用这样一种情况来解释这些观测结果：超新星爆炸波撞击内部拱星环的密集突起时产生的冲击波发射出X射线，这些突起也是光学热点的原因。
2005-06-19 astro-ph
Chandra Observations and Models of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44: Global Trends
与其他混合形态的残骸一样，W 44的投影中心在热X射线中是明亮的。它有一个明显的无线电外壳，但没有可辨别的X射线外壳。W 44的X射线图像上有明亮的节点。钱德拉的数据显示，残骸的热，明亮的投影中心是富含金属的，明亮的节点是元素丰度相对较高的区域。氖丰度升高，表明中心富含喷出物。此外，一些发射铁原子似乎相对于其他离子电离不足，为超新星遗迹中的尘埃破坏提供了第一个X射线证据。我们使用钱德拉的数据来测试W 44的X射线亮中心的以下解释：1。来自热传导或本体混合的熵混合，2.）云蒸发; 3.）金属丰度梯度，可能是由于尘埃破坏和喷出物富集。在这些测试中，我们假设残骸已经进化到绝热进化阶段之外，这解释了壳层的X射线昏暗。熵混合模型谱被发现是一个很好的匹配的钱德拉频谱。明亮的结与周围区域具有相似的电离水平，挑战了蒸发云模型。虽然这两种模型都可以预测中心明亮的X射线形态，但它们的预测结果都没有达到观测到的亮度梯度。由此产生的亮度差距可以在很大程度上填补了额外的金属发射和附近的残余物的投影中心。大量证据表明，W 44的显著形态可以归因于熵混合绝热阶段超新星遗迹中的尘埃破坏和喷出物富集。
2004-07-01 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
A Cr-K emission line survey in young supernova remnants with Chandra
我们进行了一个年轻的超新星遗迹（SNRs）的钱德拉档案数据的铬-钾发射线调查。我们的样本包括W 49 B，Cas A，Tycho和Kepler。我们在W 49 B中证实了Cr线的存在，并在其他三个SNR中发现了这条发射线。给出了Cr线的线中心能量、等效宽度和通量。Cas A中的Cr处于高电离态，而Tycho和Kepler中的Cr处于低电离态。我们发现Cr和Fe的线中心能量之间有很好的正相关性，这表明Cr和Fe在核合成中有共同的起源，这与理论预测是一致的。我们建议，EW之间的Cr和Fe的比例可以作为一个补充约束的祖细胞的性能和爆炸机制。
2008-10-26 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
Chandra Observation of the Magellanic Cloud Supernova Remnant 0454-672 in N9
钱德拉观测已经确定了LMC H II区域N9中SNR B 0454-692的范围。残留物的尺寸为2.3”x 3.6”，在NS方向上伸长。最亮的辐射来自一个南北向的中央脊，其中包括三个明亮的斑块。X射线衍射与[O III]和[S II]形貌之间有很好的一致性。这些残骸的年龄足够大，因此光学数据比X射线数据提供了更多关于动力学的信息。SN能量释放>= 4 x 10^50尔格，年龄约为3 x 10^4年。附近有几个未解决的来源，但没有一个与遗迹有明确的联系。X射线光谱是软的，表明中心区域的铁丰度增加，与Ia型SN起源一致，但不能排除II型起源。
2005-11-21 astro-ph
A Chandra ACIS view of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391
我们提出了一个60 ksChandra ACIS-S观测的热复合超新星遗迹3C 391。东南-西北方向的拉长形态与以前在射电和X射线研究中发现的相似。这一观察揭示了残骸的高度聚集结构。详细的空间分辨光谱分析的小尺度功能显示，内部气体一般是正常的金属丰度，并已接近或基本达到电离平衡。氢柱密度由东南向西北逐渐增大。三种机制，辐射边缘，热传导，和云蒸发，都可能在3C 391作为一个“热复合”残留物的X射线外观中发挥作用，但在解释一些物理性质时，它们中的每一个都有困难。相比之下，小云滴蒸发模式更适合于大部分残留物的主要特征，如高度聚集的结构和均匀的温度和密度分布。直接测得的震后温度也暗示了这个遗迹的年龄很小，大约4kyr。来自东北和西南边缘，其中港口脉泽点的激波后气体压力是一致的估计脉泽区。在西北边界观测到一个未分辨的X射线源，其光谱最适合幂律。
2004-08-19 astro-ph
Tools for Dissecting Supernova Remnants Observed with Chandra: Methods and Application to the Galactic Remnant W49B
我们介绍的方法来量化的X射线形态的超新星遗迹观测钱德拉X射线望远镜。这些方法包括测量形态不对称性的功率比技术，探测化学偏析和分布的相关长度分析，以及量化X射线子结构的小波变换分析。我们证明了这些技术的实用性和准确性相关的合成数据。此外，我们显示的方法的能力，将其应用到55-ks钱德拉ACIS观测银河系超新星遗迹W 49 B。我们分析了W 49 B中突出发射线的图像，并使用结果来辨别物理性质。我们发现，铁的形态是非常不同的其他元素：它是统计上更不对称，更隔离，并有25%以上的发射子结构比轻离子。相比之下，硅、硫、氩和钙混合良好，各向同性更强，并且具有更小的相等尺寸的发射子结构。基于在被确定为富铁和贫铁的区域中的XMM-牛顿光谱的拟合，我们确定W 49 B中的铁必须是各向异性喷射的。我们测量了许多地区的丰度比，我们发现在整个遗迹中，大的局部变化是持久的。我们比较的平均值，全球丰度比预测的球形和双极核心坍缩爆炸，结果是一致的，从25太阳质量的祖双极起源。我们从铁的发射子结构的体积计算铁的填充因子，从而比以前的研究更精确地估计质量。总的来说，这项工作是严格描述超新星遗迹的物理性质的第一步，以便在源内部和源之间进行比较。
2008-10-02 astro-ph
The Discovery of a Spatially-Resolved Supernova Remnant in M31 with Chandra
钱德拉天文台对M31的观测首次获得了外部螺旋星系中超新星遗迹（SNR）的空间分辨X射线图像。CXOM 31 J004327.7+411829是一个稍微细长的环形物体，直径约为11“（42 pc）。此外，X射线图像暗示SNR的化学成分是空间依赖性的。SNR的X射线谱可以很好地用Raymond-Smith模型或非平衡电离模型拟合。根据光谱模型，0.3-7 keV的光度在3.2x10^36 erg/s和4.5x10^37 erg/s之间。信噪比的年龄估计为3210-22300年，周围气体的数密度约为0.003-0.3 cm^-3。这表明SNR周围的局部星际介质较低。
2002-10-17 astro-ph
Chandra Detection of the X-ray counterpart of the High-magnetic field Radio Pulsar J1119-6127 in the Supernova Remnant G292.2-0.5
我们报告了钱德拉高级CCD成像光谱仪探测到与超新星遗迹G292.2-0.5相关的高磁场、~1600年历史、407 ms射电脉冲星J1119-6127的X射线对应物。钱德拉强大的成像能力还首次揭示了一个能量超过1.2 keV的3“x6”脉冲星风星云（PWN）。脉冲星及其伴生星云的X射线辐射可用光子指数为2.2（1.9-2.8）的吸收幂律模型来描述。相应的0.5-10 keV未吸收X射线光度为5.5（2.2-15.5）x10^32尔格/秒（在6千秒差距时）。当与其他两个具有类似自旋和磁性的类星体相比时，J1119-6127在将旋转动能转化为X射线发射方面的效率最低。这项研究表明，高磁场射电天体可以是重要的X射线发射体，需要钱德拉来研究射电天体和相关的微弱PWNe的发射特性。
2003-05-26 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
Discovery of X-Ray Emission from Supernova 1970G with Chandra: Filling the Void between Supernovae and Supernova Remnants
我们报告的发现X射线发射的SN 1970 G在M101，35年后爆发，使用深X射线成像与钱德拉X射线天文台。钱德拉ACIS光谱显示，发射是软的（<2 keV）和特征的反向冲击区。X射线亮度（1 x 10^37尔格/s）可能是由超新星（SN）激波与致密的星周物质相互作用引起的。如果这些物质是由起源恒星的恒星风沉积下来的，则推断其质量损失率为（2.6+/-0.4）x 10^-5 M太阳/年。利用SN 1970 G及其环境的高分辨率Chandra ACIS数据，我们从以前的ROSAT HRI、PSPC和XMM-Newton EPIC观测中重建了X射线光变曲线，并找到了爆发后12-35年期间L \propto t^-s的最佳拟合线性下降率，指数s = 1.7+/-0.6。SN 1970 G是X射线探测到的最古老的SN，它首次允许直接观测SN到超新星遗迹（SNR）阶段的转变。
2005-06-01 astro-ph
Chandra and XMM Observations of the Composite Supernova Remnant G327.1-1.1
我们提出了新的X射线成像和光谱的复合超新星遗迹G327.1-1.1使用钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台。G327.1-1.1有一个不寻常的形态，包括一个对称的射电壳层和一个偏离中心的非热成分，这表明脉冲星风星云（PWN）的存在。无线电观测显示一个狭窄的指状辐射从PWN结构向西北方向延伸。用ASCA、ROSAT和BeppoSAX进行的X射线研究显示，在手指尖处有拉长的扩展发射和紧凑的源，这可能与实际的脉冲星一致。钱德拉的高分辨率观测为残骸内部区域的结构提供了新的见解。这些图像显示了嵌入彗星结构中的紧凑源，X射线发射的轨迹向东南方向延伸。钱德拉的图像还揭示了两个叉状结构，它们似乎起源于致密源附近，并延伸到一个朝向西北方向的大气泡中，与明亮的无线电PWN相反。XMM数据中检测到整个射电壳层的发射，并且可以通过温度为0.3 keV的热等离子体模型来表征，我们使用该模型来估计残骸的物理特性。G327.1-1.1的特殊形态可能是由一颗运动的脉冲星和一颗被反向激波破坏的遗迹PWN的发射来解释的。
2008-11-05 astro-ph
The Chandra View of the Supernova Remnant 0506-68.0 in the Large Magellanic Cloud
钱德拉对SNR 0506-68.0（也称为N23）的新观测揭示了低能X射线波段的复杂，高度结构化的形态和高能波段的孤立紧凑中心物体。光谱分析表明，X射线发射总体上是由热气体，其组成是一致的扫起周围的材料占主导地位。有一个强大的梯度环境密度横跨直径的残余。在东南方向，靠近一个突出的星团，发射密度为10 - 23 cm^{-3}，而在西北方向，它的值下降到只有1 cm^{-3}。X射线遗迹的总面积为100英寸x 120英寸（24秒差距x 29秒差距，距离50千秒差距），比之前已知的要大一些。该遗迹的年龄约为4600年。残骸的一部分显示了O、Ne和Mg丰度增强的证据，这被解释为大质量恒星核心坍缩超新星喷出物的证据。致密的中心天体的光度是10^{33}尔格/秒的几倍，没有明显的射电或光学对应物。它并不像年轻的高能脉冲星那样显示出扩展的星云或脉冲发射，但类似于其他核心坍缩SNe中看到的致密中心物体，如Cas A。
2006-05-31 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
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
Supernova Remnant 1987A: High Resolution Images and Spectrum from Chandra Observations
我们报告的形态和光谱的演变SNR 1987 A的监测观测与钱德拉/ACIS。截至2005年，X射线明亮的叶瓣不断变亮，并在环周围扩展。整个X射线光谱的软化也在继续。X射线光变曲线特别引人注目：即，最近的软X射线通量增长率明显偏离了成功拟合早期数据的模型，表明自2004年初（约6200天）以来通量增长率甚至更快。我们还报告了深Chandra/LETG观测的高分辨率光谱分析结果。高分辨率的X射线线发射特征清楚地表明，SNR 1987 A的X射线发射主要来自内环的“圆盘”，而不是球壳。我们提出的电离结构，元素丰度，和X射线发射等离子体的冲击速度。
2005-11-11 astro-ph
Chandra X-ray Imaging Spectroscopy of the Young Supernova Remnant Kesteven 75
我们提出了一个空间分辨光谱分析的年轻的银河系超新星遗迹Kes 75（SNR G29.7-0.3）使用钱德拉X射线天文台。Kes 75是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中心脉冲星为扩展的无线电/X射线核心提供动力。我们能够确定最近发现的脉冲星PSR J1846-0258的位置，并确认来自残骸核心组件的X射线与脉冲星及其周围风星云的非热幂律发射一致。我们发现脉冲星的光谱比风星云的光谱硬得多。在射电壳所描绘的整个体积中探测到较弱的漫射辐射，其表面亮度分布与射电辐射惊人地相似。归因于电离的Mg、Si和S的强线的存在表明，这种发射中的至少一部分本质上是热的。然而，当我们使用非太阳元素丰度的欠电离等离子体模型来表征发射时，我们发现我们需要一个额外的扩散高能成分。我们发现，这种发射的一个显着的部分是一个X射线散射晕从脉冲星和它的风星云，虽然非热的贡献，在冲击加速的电子不能被排除在外。
2002-09-18 astro-ph
The Kinematics of Kepler's Supernova Remnant as revealed by Chandra
我确定SN 1604（开普勒的超新星）的超新星遗迹的膨胀基于档案钱德拉ACIS-S在2000年和2006年的观测。测量是在几个不同的能带中进行的，并对整个残骸和六个单独的扇区进行了测量。平均膨胀参数表明残骸以$r \propto t^{0.5}$形式膨胀，但残骸的不同部分存在显著差异：明亮的西北部分以$r \propto t^{0.35}$形式膨胀，而残骸的其余部分则以$r \propto t^{0.6}$形式膨胀。后者是一致的爆炸，其中喷出物的外部有一个负幂律斜率密度（$ρ\propto v^{-n}$）的$n=7$，或与指数密度分布（$ρ\propto \exp(-v/v_e)$）。南部区域的膨胀参数与激波半径一起表明，SN 1604在4千秒差距距离上的爆炸能量值相当低（<5E 50 erg）。距离越大，爆炸能量越高，这与计算结果一致。残骸东部的暗条主要由X射线同步辐射控制，它似乎标志着一个具有快速冲击波速度$r \propto t^{0.7}$的区域，对应于到SN 1604的距离为4 kpc的冲击波速度v= 4200 km/s。这与X射线同步辐射需要超过2000 km/s的激波速度的想法一致。基于X射线的膨胀测量报告的结果是一致的基础上的光学和无线电测量，但不同意以前的X射线测量的基础上ROSAT和爱因斯坦观测。
2008-08-11 astro-ph
A Chandra/ACIS Study of 30 Doradus I. Superbubbles and Supernova Remnants
利用钱德拉X射线天文台先进CCD成像光谱仪获得的高空间分辨率X射线图像和空间分辨光谱，我们对大麦云星云中30个剑鱼座恒星形成复合体的漫射发射进行了X射线旅行。剑鱼座30星云的主要X射线特征是由相互作用的恒星风和超新星产生的复杂的漫射发射网络，它们共同创造了充满热等离子体的巨大超级气泡。我们绘制了该区域的地图，显示了等离子体温度（T = 3--9百万度）、吸收（N_H = 1--6 × 10^{21} cm^{-2}）和吸收校正后的X射线表面亮度（S_X = 3--126 × 10^{31}尔格·秒/秒^{-1}/秒^{-2}）的变化。增强图像显示了复合超新星遗迹N157 B中的脉冲星风星云，钱德拉数据显示了N157 B核心的非热同步辐射到其外部区域的热等离子体的光谱演化。在另一篇论文中，我们展示了R136，中央大质量星团，在角秒水平上被分解成近100个X射线源。通过对剑鱼座30的X射线研究，可以揭示这样一个大质量星团的完整生命周期。
2006-01-05 astro-ph
A Deep Chandra Observation of Kepler's Supernova Remnant: A Type Ia Event with Circumstellar Interaction
我们目前的初步结果750 KS钱德拉观测的残余开普勒的超新星AD 1604。铁发射的强度和显著性，加上缺乏富氧的喷出物，表明开普勒是由热核超新星造成的，尽管星周相互作用的证据也很强。我们分析了100多个小区域的光谱，发现它们分为三类。(1)绝大多数显示Fe L发射0.7和1千电子伏之间和Si和S K α发射，我们将这些与冲击喷出物。其中一些是在或超过平均爆炸波半径。(2)极少数地区显示太阳O/Fe丰度比，这些我们与冲击拱星介质（CSM）。否则，O是稀缺的。(3)有几个区域主要是连续辐射，可能是同步辐射。最后，我们没有发现中心点源，其极限比Cas A中的中心物体暗约100倍。冲击波与CSM相互作用的证据可能表明更大质量的前身中的Ia爆炸。
2007-08-29 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
Variability of the High-Magnetic Field X-ray Pulsar PSR J1846-0258 Associated with the Supernova Remnant Kes 75 as Revealed by the Chandra X-ray Observatory
我们目前的结果从档案钱德拉观测的0.3秒X射线脉冲星PSR J1846-0258与超新星遗迹（SNR）Kes 75。该脉冲星在所有高磁场脉冲星（HBP）中具有最高的下旋光度（Edot = 8.3e36 erg/s），尽管其磁场（5e 13 G）高于量子临界场，但仍被归类为类蟹状脉冲星。它是唯一一个被描述为非热的类克拉布光谱的HBP，为明亮的脉冲星风星云（PWN）提供动力。我们的光谱研究显示，从2000年到2006年，脉冲星的光谱软化（光子指数= 1.32到1.97）和时间增亮（未吸收通量= 4.3e-12到2.7e-11 erg/cm^2/s）的证据约为6倍。在修正后的6 kpc距离处，脉冲星的0.5-10 keV亮度也从1.85 e34增加到1.16 e35 erg/s，X射线效率从0.2%增加到1.4%。观测到的脉冲星的X射线变亮和变软首次表明，这颗HBP是一颗磁星。
2008-03-17 astro-ph
A Spatial and Spectral Study of Nonthermal Filaments in Historical Supernova Remnants: Observational Results with Chandra
年轻超新星遗迹（SNRs）的外壳层是高能电子在扩散激波加速（DSA）机制下最可能的加速场所。我们研究了四个历史SNR（Cas A，开普勒的残余，第谷的残余，和RCW 86）的冲击波阵面附近的空间和光谱特性与优良的空间分辨率的{ \it钱德拉}。在所有的SNR中，在SNR的边缘上发现了硬X射线发射，其集中在非常狭窄的区域（所谓的“细丝”）;上游侧的表观尺度宽度低于{ \it Chandra}的点扩散函数或与其相当，而下游侧的距离最可靠，为0.5--40弧秒（0.01--0.4 pc）。这些细丝的光谱可以用热和非热（幂律和{ \tt SRCUT}）模型拟合。前者需要不切实际的高温（$\ga$ 2 keV）和低丰度（$\la$ 1太阳能）的年轻SNR的排放，因此可能是不可能的。后者再现了最佳拟合光子指数为2.1- 3.8或滚降频率为（0.1- 28）$\times 10^{17}$ Hz的光谱，这使我们想起了通过DSA加速的电子的同步辐射。我们考虑各种物理参数作为SNR年龄的函数，包括SN 1006 \citep{bamba2003b}上的先前结果;下游侧的灯丝宽度随着SNR年龄的增加而增加，并且光谱变得更软，保持非热特征。同时发现，滚降频率除以下游尺度宽度的平方的函数与年龄呈负相关，这可能为DSA理论提供一些信息。
2004-11-12 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
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
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
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 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
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
