The signature of 44Ti in Cassiopeia A revealed by IBIS/ISGRI on INTEGRAL
我们报告了用INTEGRAL IBIS/ISGRI仪器探测仙后座A中67.9和78.4 keV的44 Sc γ射线。除了光谱成像观测提供的鲁棒性之外，与以前的测量相比，主要的改进是两条44 Sc线的清晰分离以及高达100 keV的硬X射线连续谱的检测的改进意义。这些使我们能够改进44 Ti产率的测定，并限制非热连续发射的性质。通过结合COMPTEL、BeppoSAX/PDS和ISGRI的测量，我们发现了（2.5 +/- 0.3）*10（-5）cm（-2）s（-1）的线通量，导致合成的44 Ti质量为1.6（+0.6-0.3）*10（-4）太阳质量。这个高值表明，与其他年轻超新星遗迹相比，Cas A是特殊的，到目前为止，还没有明确检测到来自44 Ti衰变的线发射。
2006-06-29 astro-ph
Nonthermal Radio Emission from Planetary Nebulae
Dgani，Evans & White（1998）在最近对行星状星云A30的射电辐射的分析中指出，位于内部区域的辐射可能主要是非热辐射。我们提出了一个模型来解释这一点。我们假设由A30中心恒星吹来的快速风携带着非常弱的磁场。这股风与一群密集的凝聚体的相互作用将磁场线困住很长一段时间，并将它们拉伸，导致一个强大的磁场。如果相对论性粒子是在快风受到冲击时形成的，那么增强的磁场将导致非热射电辐射。1 GHz的典型非热射电通量可达几个毫央斯基。为了探测非热辐射，发射区必须与主光学星云空间分离。我们列出了其他可能具有非热射电辐射的行星状星云。
1998-03-23 astro-ph
On energy-dependent propagation effects and acceleration sites of relativistic electrons in Cassiopeia A
为了解释年轻超新星遗迹Cassiopeia A的宽带非热辐射，我们考虑了相对论电子在空间非均匀介质中的能量相关传播效应。提出了一个两区模型，区分紧凑，明亮的陡谱无线电结和明亮的碎片无线电环一方面，和其余的壳-弥漫的“高原”-另一方面。在这个模型的框架内，它是可能的解释的光谱和时间演化的同步辐射的Cas A的基本特征，如果一个假设，这些紧凑的结构对应于网站的有效电子加速产生硬光谱的加速粒子的幂律指数~2.2。在这些紧凑的结构中，所得到的无线电电子的能量分布变得比这些电子进入周围的扩散平台区域的能量依赖性逃逸的时间尺度上的电子产生谱明显更陡。我们认为，陡度，而不是硬度，紧凑的明亮结构的射电频谱clueros源一般可以被认为是一个典型的签名的网站，强电子加速建立了高梯度的空间分布的无线电电子。随后的扩散逃逸，然后修改他们的能量分布，导致空间变化的频谱指数内的无线电源。对Cas A的一些观测数据作了定性和定量的解释。从模型的预测进行了讨论。
2000-01-11 astro-ph
Hubble Space Telescope WFPC-2 Imaging of Cassiopeia A
年轻的SNR仙后座A是用WFPC-2通过四个过滤器拍摄的，这些过滤器被选择用来捕捉残骸主壳在几条重要发射线上的完整速度范围。检测到的主要品系是[O III] 4959、5007、[N II] 6583、[S II] 6716、6731 + [O II] 7319、7330 + [O I] 6300、6364和[S III] 9069、9532。残骸主壳的约3/4在所有四个滤光器中成像。在反向冲击喷出物中观察到了相当多的细节，典型的节尺度长度为0.2”-0.4”（1 - 2 x 10^16 cm）。明亮和微弱的发射特征都呈现出高度聚集。在[S III]和[O III]线强度表明化学丰度的差异也看到了很大的差异，特别是在位于沿明亮的北翼和东北急流的基地附近的节。在残骸的西北边缘有一条弯曲的重叠暗条线，这似乎标志着残骸的反向冲击波阵面在该地区的位置。其他地方的指状喷出物结构表明，反向冲击波阵面遇到了残骸的块状喷出物。残骸的星周结（“QSF”）的窄带[N II]图像显示它们是0.1”-0.6”厚的结和细丝，通常具有远离膨胀中心的扩散边缘。三个彩色合成图像的整个残余物和某些部分，以及个别过滤放大选定区域的明亮的光学壳和讨论。
2001-08-10 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
Shocked molecular gas towards the SNR G359.1-0.5 and the Snake
在超新星遗迹G359.1-0.5和非热射电灯丝Snake的投影交点处，我们发现了一个朝向OH（1720 MHz）脉泽的激波分子氢（H2）棒。H2杆与SNR外壳对齐，几乎垂直于Snake。OH（1720 MHz）脉泽位于H2辐射的尖锐西部边缘内，这与SNR驱动冲击进入该位置的分子云的情况一致。12 CO、HCO+和CS对脉泽的谱线轮廓显示出宽线吸收，这在13 CO谱中是不存在的，并且很可能起源于激波前气体。一个密度梯度存在于整个区域，并与SNR冲击的通道是一致的，而H2灯丝位于预冲击和后冲击区域之间的边界处。
2001-12-20 astro-ph
Shocked molecular hydrogen towards the Tornado nebula
我们提出了龙卷风星云（G357.7-0.1）的近红外和毫米线观测。我们探测到了2.12 μ mH_21 -0 S（1）谱线发射，该谱线发射朝向与分子云相互作用的可疑位置，这是由OH（1720 MHz）脉泽揭示的。H2辐射的分布与Tornado的非热射电连续谱辐射有很好的相关性，并且H2辐射的速度跨度超过100 km/s，这都意味着H2辐射是激波激发的。我们还探测到了12 CO和13 CO在脉泽速度下跃迁的毫米谱线，并绘制了脉泽周围2 x 2弧分^2区域内分子云的分布图。分子云的峰值与星云射电连续谱分布中的一个凹陷很好地对齐，这表明星云的激波在这个位置被减速，这与OH（1720 MHz）脉泽和激波H2发射在那个位置的存在是一致的。
2004-09-13 astro-ph
The Kinematic and Plasma Properties of X-ray Knots in Cassiopeia A from the Chandra HETGS
我们提出了高分辨率X射线光谱从年轻的超新星遗迹Cas A使用70-KS的观测所采取的钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）。线发射，占主导地位的Si和S离子，用于高分辨率光谱分析的许多明亮的，狭窄的地区的Cas A检查他们的运动学和等离子体状态。这些数据允许使用前所未有的X射线运动学结果进行3D重建：我们推导出这些选定区域的明确多普勒频移，其值范围在-2500和+4000 km/s之间。这些地区的等离子体诊断，来自线比的解决He-样三线和H-样线的Si，表明温度主要在1千电子伏左右，我们的模型为O-丰富的反向冲击喷出物。电离年龄也没有显着变化，在这些地区的残留物。光栅分析是由来自同一数据集的非分散光谱补充的，该数据集提供了关于所选Cas A区域的发射测量和元素丰度的信息。发射X射线的喷出物的导出电子密度在20 ~ 200 cm^{-3}之间变化。测得的Mg、Si、S和Ca的丰度与O是Cas A等离子体中的主导元素一致。Cas A的直径为5弧分，是迄今为止HETGS观测到的最大源。因此，我们描述了我们使用的技术和一些挑战，我们面临的HETGS数据减少从这样一个扩展的，复杂的对象。
2006-08-28 astro-ph
Young Stellar Clusters, WR-type Phenomenon and the Origin of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments
最近对距离银河系动力学中心30秒差距以内的拱星系团的观测表明，存在弥散和离散X射线连续谱发射、弥散6.4keV线发射以及热和非热射电连续谱发射。这个年轻而致密的星团也被认为是在与EGRET源3EG J 1746--2851相关的$γ$射线发射的稳定源的95%误差圆内。大部分的热辐射和非热辐射可以用撞击气体来解释，这些气体是由星团内大质量双星的碰撞风产生的。特别是，我们认为，非热粒子可以上散射ICS的集群的辐射场和占$γ$射线发射。我们还认为，荧光6.4 keV线发射可能是低能相对论粒子对中性气体分布在集群附近的影响的结果。最后，我们勾勒出一个解释，年轻的星团和大规模的年轻的双星系统是负责整个内部300秒差距的银河系中发现的非热无线电灯丝的起源。非热灯丝的准直可以在碰撞风区由大质量双星系统中个别质量损失恒星的电离表面完成。在这张照片中，WR型现象预计将为银河系中心的中央恒星爆发提供动力，以解释所有观察到的细丝。
2004-11-27 astro-ph
Nonthermal gamma-ray and X-ray flashes from shock breakout in gamma-ray bursts/supernovae
首次从一颗与伽马射线暴（GRB）有关的超新星GRB 060218/SN 2006 aj中探测到与瞬发伽玛射线同时发生的热X射线辐射。它被解释为起源于一个温和的相对论性，辐射为主的冲击波从周围的祖星密集的恒星风爆发。根据X射线和射电余辉，也有证据表明GRB 980425/SN 1998 bw中存在温和的相对论性喷出物。本文研究了冲击波爆发热光子与中等相对论性喷出物的重复体康普顿散射过程。在冲击波爆发过程中，一部分热光子会在冲击前物质和冲击物质以及温和相对论性喷出物之间反复散射，结果，热光子被提升到越来越高的能量。这种整体运动康普顿化机制将产生非热伽马射线和X射线闪光，这可以解释低光度超新星连接的GRB（如GRB 060218）中的瞬发伽马射线暴发射。已经开发了一个蒙特卡罗代码来模拟这种重复的散射过程，这证实了相当一部分的热光子得到“加速”，形成一个非热分量，具有主导的光度。这种对GRB 060218的非热辐射的解释可能意味着，在这些低光度的GRB中，通常来自高度相对论性喷流的内部激波辐射很弱，或者，在这类特殊的爆发中没有高度相对论性喷流。
2007-04-26 astro-ph
Adiabatic Losses and Stochastic Particle Acceleration in Gamma-Ray Burst Blast Waves
本文研究了伽马射线暴（GRB）冲击波中的绝热损失和粒子随机加速问题。冲击流体被假定为一个均匀的膨胀壳。通过绝热膨胀的非热粒子的能量损失被转换为大量的动能的流出，允许的演变的大量洛伦兹因子伽玛的爆炸波进行自洽计算。系统的行为示出再现流体动力学自相似的解决方案在相对论和非相对论的限制，和形式主义是适用于中间的绝热和完全辐射制度的情况。非热粒子通过随机陀螺共振加速度与磁湍流在爆炸波处理的能量增益率和扩散逃逸时间尺度的基础上，在准线性政权的表达式。如果冲击流体中的磁场接近其均分值，则该过程可以将逃逸粒子加速到>~10^{20} eV的能量，这与超高能宇宙射线（UHECR）被伽玛射线暴冲击波加速的假设一致。由于粒子被磁湍流捕获，只有最高能量的粒子可以在伽玛暴的瞬发和余辉阶段逃逸，通过磁流体湍流的Kolmogorov谱加速。当冲击波变得非相对论时，较低能量的粒子开始逃逸，冲击波的费米加速变得更加重要。
2001-03-26 astro-ph
Shock Vorticity Generation from Accelerated Ion Streaming in the Precursor of Ultrarelativistic Gamma-Ray Burst External Shocks
我们研究了在超相对论冲击波中加速的非热离子（质子和原子核）与冲击波传播介质中预先存在的磁场的相互作用。虽然诸如扩散冲击加速的粒子加速过程可以加速离子和电子，但是被加速的电子遭受更大的辐射损失。在某些条件下，离子可以获得更高的能量，并且比电子更早到达激波，因此非热粒子可以部分电荷分离。为了补偿电荷分离，上游等离子体产生返回电流，当其流过磁场时，该返回电流驱动上游等离子体的横向加速和上游激波中密度对比的增长。如果流体受到冲击时密度对比很强，则在冲击过渡时会产生涡量。由此产生的湍流可以将冲击后的磁场放大到从伽马射线暴余辉光谱和光变曲线推断的水平。因此，由于上游不均匀性是由在冲击波中加速的离子引起的，因此即使冲击波传播到均匀密度的介质中，它们也是通用的。我们推测的全球结构的冲击前兆，并描绘了几个不同的物理制度，这些制度是由一个不断增加的距离，从冲击，相应地，一个不断减少的密度，达到该距离的非热粒子分类。
2008-07-25 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for Rapid Nonthermal Flares in Blazars with Frequency-Dependent Time Lags
我们的模型发生在整个电磁波谱（从无线电到伽马射线）的耀变体的多频发射的快速变化。较低的能量发射是由同步加速器机制产生的，而较高的能量发射是由于同步加速器发射的逆康普顿散射。我们考虑到能量分层建立的粒子加速在冲击波前和能量损失，由于同步辐射。我们还考虑了同步辐射的光传播延迟的影响，该同步辐射为逆康普顿散射提供种子光子。耀斑的产生是由相对论冲击波和喷流中的静止特征（例如，马赫盘）。碰撞导致形成的前向和反向冲击，这限制了两个连续的发射区域，从而导致模拟耀斑的复杂配置文件。多频耀斑的模拟表明，逆康普顿耀斑和它们的同步辐射对应物之间的相对延迟主要由能量分层和几何形状的发射区域，导致负和正的时间延迟取决于观察的频率。种子光子的光传播效应可能导致相对于同步加速器可变性的逆康普顿发射的显著延迟，如果视线几乎与射流完全对准的话。我们将该模型应用于3C273的耀斑，并导出了耀斑产生的冲击等离子体的性质。我们表明，如果考虑正向和反向冲击，可以解释X射线和IR光变曲线（X射线峰值后的最大同步辐射）之间的显着负时间延迟。
2004-06-09 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
Nonthermal Synchrotron Radiation from Gamma Ray Burst External Shocks and the X-ray Flares Observed with Swift
假设云宽<< x，其中x是云到伽玛暴爆炸中心的距离，分析了球形相对论爆炸波壳与具有球冠几何形状的静止云之间的相互作用。相互作用分为三个阶段：（1）碰撞阶段与正向和反向冲击;（2）渗透阶段，当反向冲击已经穿过壳，而正向冲击继续穿过云，或反之亦然;和（3）膨胀阶段，当两个冲击已经穿过云和壳，冲击流体膨胀。本文计算了冲击波壳层与云相互作用的时间演化谱能量分布（SED），这些云对着与多普勒（-锥）角1/Gamma_0相比较大和较小的角，其中Gamma_0是滑行洛伦兹因子。在绝热极限下处理了壳层/云碰撞的洛伦兹因子演化。光变曲线和SED的行为，例如，γ_0，壳宽参数eta，和云的属性和位置进行了检查。GRB光变曲线中的短时间尺度变化（STV），包括BATSE观测到的~100 keV γ射线脉冲和Swift观测到的延迟~1 keV X射线耀斑，可以用GRB冲击波与“冻结脉冲”近似下的小密度不均匀性碰撞形成的外部冲击波的发射来解释（eta -> 0，其中Delta_0 + eta x/Gamma_0^2是爆炸波壳宽度），也许在薄壳近似（eta ~ 1/Gamma_0）中，但当eta ~ 1时，情况并非如此。如果这种近似是有效的，那么外部冲击过程可以使占主导地位的即时和余辉辐射的伽玛暴光变曲线，符合短延迟两步崩溃模型的伽玛暴。
2008-05-05 astro-ph
Nonthermal X-Rays from Supernova Remnant G330.2+1.0 and the Characteristics of its Central Compact Object
我们给出了SNR G330.2+1.0及其CCO CX160103.1--513353（J1601）的X射线数据分析结果。利用我们的XMM-Newton和Chandra观测结果，我们发现J1601的X射线谱可以用中子星大气模型（T ~ 2.5- 3.7 MK）来描述。假设J1601的距离d ~ 5 kpc，如SNR G330.2+1.0所估计的，则意味着R ~ 1- 2 km的小发射区域。钱德拉先前提出的X射线脉动没有得到XMM-牛顿数据的证实，并且可能不是真实的。然而，我们对XMM-牛顿数据的定时分析受到光子统计差的限制，因此具有相对低振幅的脉动（即，不能排除内在脉冲分数< 40%）。结果表明，J1601是一个类似于仙后座A SNR的CCO，SNR G330.2+1.0的X射线发射主要由幂律连续谱（γ ~ 2.1--2.5）组成，主要来源于沿边界壳层的细丝。这个X射线光谱意味着来自冲击加速电子的同步辐射，其指数滚降频率约为2- 3 x 10^17 Hz。对于测量的X射线细丝宽度（D ~ 0.3 pc）和估算的激波速度（v_s ~几× 10^3 km·s^-1），导出了下游磁场B ~ 10- 50 $μ$ G。最大电子能量E_（max）约为27- 38 TeV，表明G330.2+1.0可能是一个TeV的γ源。我们在G330.2+1.0中探测到微弱的热X射线发射。我们估计震前密度n_…
2008-10-29 astro-ph
Studying Millisecond Pulsars in X-rays
在旋转动力的类星体中，毫秒类星体代表了一个进化上截然不同的类群。在无线电波段之外，软X射线范围（$\sim 0.1$ -10 keV）最适合研究这些迷人物体中的辐射机制。X射线观测揭示了毫秒双星发射的不同性质。对于它们中的大多数来说，大部分辐射是热源，从中子星表面的小斑点（极冠）发出，这些小斑点被脉冲星加速区产生的相对论粒子加热。另一方面，其他几个非常快速旋转的脉冲星表现出几乎纯粹的非热辐射，最有可能是在脉冲星磁层中产生的。也有一些例子，从由毫秒双星提供动力的X射线星云中检测到非热辐射，以及从以毫秒双星为伴星的双星系统中的脉冲星风中检测到非热辐射。本文评述了毫秒双星X射线观测中获得的这些和其它重要结果，以及在射电平静的中子星RX J1856.5-3754中寻找毫秒脉动的结果。
2006-08-17 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
Chandra reveals a double-sided X-ray jet in the quasar 3C9 at z=2.012
钱德拉天文台对红移z=2.012的射电噪类星体3C 9的观测揭示了与射电喷流一致的扩展X射线发射。特别令人感兴趣的是喷流和反喷流的出现，这与X射线发射是高度集中的观点相矛盾。我们提出的喷流的属性，并讨论可能的情况下的X射线发射，对比它们与单面喷流中发现的PKS 0637-752，它具有类似的X射线光度。3C 9中的喷流X射线发射很可能是由于体洛伦兹因子小于1.5的鞘层的非热发射，或者是类星体周围受冲击的冷气体的热发射。热可能性意味着冷气体的质量很高，除非它是高度聚集的。
2002-04-29 astro-ph
Thermal X-ray Emission and Cosmic Ray Production in Young Supernova Remnants
我们建立了一个简单的模型来研究非线性粒子加速对年轻超新星遗迹流体动力学和非平衡电离X射线辐射的影响。在非线性扩散冲击加速中，气体加热到X射线发射温度与宇宙射线离子的加速强烈耦合。如果加速是有效的，并且很大一部分冲击能量最终以宇宙射线的形式结束，那么压缩比将更高，冲击温度将低于测试粒子，朗肯-雨果尼奥关系预测。我们说明了粒子加速如何影响解释的X射线数据使用X射线光谱开普勒的残余，观察ASCA和RXTE。热X射线发射对粒子加速的效率提供了重要的限制，作为对非热发射的补充。钱德拉和XMM牛顿的X射线数据，加上射电观测，将是量化非线性效应的关键。
2000-10-03 astro-ph
A VLBI Search for Radio Supernovae in Wolf Rayet Galaxies
我们使用VLBI高灵敏度阵列（VLBA与VLA，绿岸望远镜和阿雷西博）在三个附近的沃尔夫拉叶矮星系中寻找年轻的射电超新星，这些矮星系包含超级星团（SSC）和过去几百万年来极端恒星形成的迹象。在II Zw 40、He 2-10或NGC 5253中没有发现毫角秒射电源，这意味着这些星系几乎没有射电超新星，尽管它们至少有一些恒星形成可以追溯到1000万年前。在5 GHz时，源功率的上限范围为6 x 10^17 W/Hz ~2 x 10^18 W/Hz，大约是银河系超新星遗迹仙后座A功率的0.6 ~ 2.2倍。与Arp 299中的射电超新星数量相比，这三个矮星系目前的超新星爆发率都低于10^{-2}/年，这与标准恒星形成模型预测的超新星爆发率为10^{-3}/年或更低的目标一致。在He 2-10中，VLBI没有探测到具有显著非热成分的紧凑VLA源，表明该源可能由一个或多个年龄在几百年或更长的超新星遗迹主导，其功率和大小与Cas~A相当。
2007-01-02 astro-ph
Particle acceleration at shocks in relativistic jets
本文简要回顾了激波前沿粒子加速的理论，特别强调了耀变体非热辐射粒子的产生。这些源的平坦的射电/红外光谱不能由在均匀介质中传播的简单非相对论激波阵面处的扩散加速产生。然而，如果受冲击气体中的压力由轻子分量提供，或者与状态方程无关，由一个与磁场倾斜的相对论性激波提供，则它可以由一个单一的未修正的温和相对论性激波产生。这些冲击的分析理论作了一些简化，但蒙特卡罗模拟的存在，扩大了有效性的范围。特别令人感兴趣的是在缠结的磁场中的加速度。然而，在这里，蒙特卡罗模拟尚未产生明确的结果。本文讨论了Blazar辐射的“均匀”模型，并指出它们暗示了发射区的几何形状是层状的，在Mkn~421的情况下，d/R< 3%。识别这些与相对论冲击波阵面，加速模型的描述，它显示的同步加速器光谱指数与强度的特征变化。
1997-08-05 astro-ph
CHANDRA ACIS Spectroscopy of N157B -- A Young Composite Supernova Remnant in a Superbubble
我们目前的钱德拉ACIS观测N157 B，一个年轻的超新星遗迹位于剑鱼座30恒星形成区域的大麦哲伦星云。这个遗迹包含了已知能量最高的脉冲星（PSR J0537-6910），它被一个明亮的非热星云所包围，这可能代表了从侧面观察到的环形脉冲星风终端激波。射线发射特征，并表明光谱陡峭的这一特点远离脉冲星是定量一致的同步辐射冷却冲击脉冲星风以接近光速的整体速度向下游流动的粒子。在彗星状星云周围，我们明确地探测到一个热分量，它占了残骸总0.5 - 10 keV通量的约1/3。该热分量分布在嵌入在低表面亮度X射线发射扩散气体中的金属富集等离子体的各种团块之间。相对金属富集模式表明超新星前身的质量>~ 20M_sun。X射线数据与HST光学图像的比较表明，爆炸地点靠近一个密集的云，反射冲击是针对它发射的。这个反射激波和星云之间的相互作用可能产生了彗星的形状和周围的热发射增强。SNR N157 B显然正在膨胀到由年轻的OB协会LH 99形成的周围超级气泡的热低密度内部，正如斯皮策中红外图像所揭示的那样。这种情况自然解释了热和非热组件的尺寸异常大以及SNR缺乏外壳的原因。这些结果提供了一个难得的一瞥SNR结构和演化的区域最近的恒星形成。
2006-09-06 astro-ph
The (Re-)Discovery of G350.1-0.3: A Young, Luminous Supernova Remnant and Its Neutron Star
我们提出了一个长期被忽视的射电源G350.1-0.3的XMM-牛顿观测。G350.1-0.3的X射线光谱可以用两个组成部分的冲击等离子体拟合：一个具有低电离时间尺度和增强丰度的高温（1.5 keV）区域，加上电离平衡和太阳丰度的较冷（0.36 keV）组件。X射线光谱和非热、偏振、射电辐射的存在一起证明G350.1-0.3是一个年轻的、明亮的超新星遗迹（SNR），其HI和12-CO数据显示距离为4.5 kpc。因此，源的直径意味着只有~900年的年龄。SNR的扭曲外观，小尺寸和沿SNR东部边缘的12-CO发射的存在都表明该源与致密环境物质的复杂分布相互作用。一个未解决的X射线源，XMMU J172054.5-372652，被检测到几弧分以西的最亮的SNR发射。热X射线光谱和缺乏任何多波长对应物表明，这个源是一颗与G350.1-0.3相关的中子星，很可能是一颗“中心致密天体”，与其他年轻的SNRs（如仙后座A）重合。
2008-04-24 astro-ph
Hard X-ray Emission Clumps in the gamma-Cygni Supernova Remnant: an INTEGRAL-ISGRI View
利用国际γ射线天体物理实验室INTEGRAL的IBIS-ISGRI成像仪获得了银河系超新星遗迹G78.2+2.1（γ-天鹅座）在25 keV ~ 120 keV硬X射线能带的空间分辨图像。这些图像主要是由大约10弧分大小的局部团块。在25-40 keV波段，最显著的西北（NW）团的通量为（1.7 +/- 0.4）10^{-11} erg/cm^2/s。观测到的X射线通量与ASCA GIS和空间分辨RXTE PCA数据对天鹅座γ星软X射线成像观测的外推结果一致。硬X射线团的位置与明亮的光线辐射斑相关，可能表明在冲击云中存在辐射冲击波。观测到的空间结构和光谱与模型预测的硬X射线发射是一致的，硬X射线发射来自超新星与星际云相互作用的辐射激波加速的非热电子，但O 9 V恒星HD 193322的强大恒星风也是NW源的合理候选者。
2004-10-28 astro-ph
Hydrodynamic Simulation of Supernova Remnants Including Efficient Particle Acceleration
一些超新星遗迹（SNRs）显示非热X射线被认为是来自冲击加速TeV电子的同步辐射。这些TeV电子的存在有力地表明，SNRs中的激波是银河系宇宙射线（CR）的来源。此外，有令人信服的证据，从个别信噪比的宽带研究和其他地方，在信噪比的粒子加速过程可以是有效的和非线性的。如果SNR冲击是有效的粒子加速器，则CR的产生影响冲击加热的X射线发射气体的热性质和SNR演变。我们报告的技术，耦合非线性扩散冲击加速，包括反向反应的加速粒子的结构上的前进和反向冲击，与SNR演变的流体动力学模拟。与忽略CR的模型相比，将相当大一部分冲击能量放入CR中的最重要的流体动力学效应是更大的冲击压缩比和更低的冲击气体温度。我们比较了我们的结果，它使用了加速过程的近似描述，与一个更完整的模型，其中解决了完整的CR输运方程（即，Berezhko等人，2002），并发现CR频谱的SNR寿命和不断变化的冲击压缩比的总和非常一致。讨论了粒子加速和信噪比动力学之间的耦合对解释宽带连续谱和热X射线观测的重要性。
2003-08-19 astro-ph
Circumstellar Emission from Type Ib and Ic Supernovae
Ib/c型超新星的沃尔夫-拉叶恒星祖先具有快速、低密度的风，而超新星与风相互作用产生的冲击波在典型的观测时间内预计不会辐射。射电发射电子的注入能谱通常具有观察到的指数p=3，这暗示了宇宙射线主导的冲击的加速。射电光变曲线的早期吸收部分可以归因于同步辐射自吸收，这导致了发射区磁场和星周密度的限制。从射电辐射推断的星周密度的范围比银河系沃尔夫-拉叶星要宽一些，如果假设在河外超新星中同步辐射的效率相似的话。为了使观测到的和预期的星周密度范围大致重叠，需要在冲击区产生高效率的磁场（磁场B ~ 0.1）。对于沃尔夫-拉叶星周围的预期密度，通常需要一个非热机制来解释Ib/c型超新星的X射线光度。虽然逆康普顿机制可以解释观测到的SN 2002 ap的X射线辐射，如果风参数取自无线电模型，该机制是没有前途的其他超新星，除非后冲击磁能密度远小于电子能量密度。在某些情况下，另一种机制是肯定需要的，我们建议，这是X射线同步辐射的情况下，冲击波是宇宙射线占主导地位，使电子能谱在高能量的电子束。需要对Ib/c型超新星进行更全面的X射线观测，以确定这一建议是否正确。
2006-07-12 astro-ph
Radio Spectral Index Variations and Physical conditions in Kepler's Supernova Remnant
开普勒超新星遗迹的VLA测量获得了一个新的时代，以精确测量射电光谱指数变化和偏振。我们将这些新的无线电图像与Halpha，红外和X射线数据进行了比较，以更好地了解开普勒的三维结构和动力学，并更好地了解各种非热等离子体和热等离子体之间的物理关系。在6厘米和20厘米之间观测到无线电频谱指数的空间变化，从-0.85到-0.6不等。在残骸周围不同位置的射电、X射线、Halpha和红外辐射的径向和方位角分布之间有很强的对应关系，尽管没有单一的全球模式。光谱层析成像表明，平坦和陡谱无线电发射具有不同的结构。平谱射电辐射的半径大于陡谱射电辐射的半径，或者与陡谱射电辐射的半径一致。我们解释这些光谱分量跟踪正向和反向冲击的材料，分别。Halalpha和IR图像非常相似。它们的前缘是重合的，并且要么在X射线和无线电发射的前缘之前，要么与之重合。X射线发射在某些地方与Halalpha和IR发射相匹配，在其他地方则追踪陡谱无线电发射。在北部，平谱射电发射残余物与热X射线、H阿尔法和红外发射周围的方位角剖面也存在反相关性。我们认为，这可能是由于相对减弱的粒子加速度在向前冲击由于阿尔芬波阻尼在高密度的区域。
2002-10-15 astro-ph
