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
Nonthermal X-Ray Emission from G266.2-1.2 (RX J0852.0-4622)
新发现的超新星遗迹G266.2-1.2（RX J0852.0-4622），沿着船帆座SNR的视线，用ASCA观察了120 ks。我们发现，X射线谱是没有特征的，并很好地描述了一个幂律，扩展到三个类的壳型信噪比占主导地位的非热X射线发射。虽然船帆座SNR的存在损害了我们准确确定柱密度的能力，但GIS数据似乎表明吸收大大超过船帆座本身，表明G266.2-1.2可能是几倍远。一个未解的中心源可能是一颗相关的中子星，尽管这种解释仍然存在困难。
2001-04-21 astro-ph
Discovery of a Candidate Central Compact Object in the Galactic Nonthermal SNR G330.2+1.0
我们报告了钱德拉X射线天文台在银河系超新星遗迹（SNR）G330.2+1.0中心发现的一个点状源（CX160103.1 $-$ 513353）。X射线光谱符合一个黑体（BB）模型，$kT$ $\sim$ 0.49 keV，这意味着在5 kpc的距离$R$ $\sim$ 0.4 km的小发射区。在1 $-$ 10 keV波段，估计的X射线光度为$L_X$ $\sim$ 1 $\times$ 10 $^{33}$ ergs s $^{-1}$。幂律模型也可以拟合观察到的光谱，但是拟合导致非常大的光子指数$Γ$ $\sim$ 5。我们在其他波长处没有找到对应物。在$\sim$ 13小时观察期内，X射线发射稳定，未显示任何变异性。虽然我们发现了X射线脉动的边缘证据（$P$ $\approx$ 7.5 s），但在该物体的位置上存在脉冲星并不是当前数据的结论，需要独立确认。这些结果通常与将该天体解释为与SNR G330.2+1.0相关的中央致密天体相一致。
2006-10-23 astro-ph
Suzaku Observation of AXP 1E 1841-045 in SNR Kes 73
异常X射线双星（AXP）被认为是磁星，它是一种具有超强磁场的中子星，磁场强度为$10^{14}$ -- $10^{15}$ G.它们的能谱低于$\sim$ 10 keV的两个组件组成的黑体（BB）（$\sim$ 0.4 keV）和相当陡峭的幂律（POW）函数（光子指数$\sim$ 2-4）很好地模拟。Kuiper等人（2004）从一些AXP中发现了高于$\sim$ 10 keV的硬X射线成分。在这里，我们介绍了朱雀观测的AXP 1 E 1841-045在超新星遗迹Kes 73的中心。通过这一观测，我们可以同时分析0.4至50 keV的光谱。然后，我们可以测试在这个宽的能量范围内，上述光谱模型是否有效。发现用BB + POW模型进行光谱拟合时存在残差。通过添加另一个BB或POW组件来改善配合。但是在相位分辨光谱中，每个组分的含义变得模糊不清。另外，我们发现，NPEX模型适合相位平均光谱和相位分辨光谱。在这种情况下，光子指数在所有相位期间是恒定的，并且光谱变化似乎非常明显。这一事实对磁星的辐射具有某种基本意义。
2007-12-29 astro-ph
Nonthermal X-radiation of SNR RX J1713.7-3946: The Relations to a Nearby Molecular Cloud
最近对RX J1713.7-3946的X射线和CO观测表明，这个独特的超新星遗迹的非热X射线发射中有很大一部分以某种方式与与壳层西部相互作用的分子云有关。这给X射线的起源增加了一个新的谜团，而这个谜团在标准模型中是无法轻易解释的，根据标准模型，X射线是由超新星冲击波加速的多TeV电子的同步辐射的结果。我们探讨了另一种来源的X射线发射，假设它是由次级电子产生的高能强子相互作用的分子气体。这种情况可以用一种非常自然的方式解释X射线和CO形态之间的明显相关性。然而，最近由H.E.S.S.显著地限制了该模型的参数空间。也就是说，这种机制不能再现所观察到的X射线通量的大部分，除非人们假设存在PeV宇宙射线成分，该成分以异常坚硬的光谱穿透致密云。
2005-03-08 astro-ph
The multi-band nonthermal emission from the supernova remnant RX J1713.7-3946
从超新星遗迹RX J1713.7-3946中探测到了非热X射线和极高能（VHE）$γ$ -射线，特别是最近用\textit{Suzaku}卫星进行的观测清楚地揭示了X射线光谱中的光谱截止，这与母电子能谱的截止直接相关。然而，来自SNR的VHE $γ$ -射线的起源是强子还是轻子仍然存在争议。基于非线性冲击加速过程的半解析方法，考虑加速电子对非热辐射的贡献，研究了RX J1713.7-3946的多波段非热辐射。结果表明，在适当的参数下，该模型能很好地解释RX J1713.7-3946的多带观测，TeV $γ$射线具有强子起源，即，它们通过质子-质子（p-p）相互作用产生，因为在冲击中加速的相对论质子与周围物质碰撞。
2008-10-23 astro-ph
An Optical and X-ray Examination of Two Radio Supernova Remnant Candidates in 30 Doradus
巨大的HII区剑鱼座30以其剧烈的内部运动和明亮的弥漫X射线发射而闻名，这表明超新星遗迹（SNRs）的存在，但没有检测到非热无线电发射。最近，Lazendic等人比较了H-α/H-β和射电/H-α比值，并建议两个小射电源是非热的，因此是SNR候选者;然而，没有检测到光学或X射线对应物。我们已经使用高分辨率的光学图像和高色散光谱来检查这两个SNR候选者的形态，光谱和运动学特性，仍然没有发现支持其识别为SNR的光学证据。我们还确定了这些SNR候选者的X射线光度，发现它们比年轻SNR中常见的低1-3个数量级。高消光可以模糊SNR的光学和X射线特征，但将禁止使用高无线电/H-α比来识别非热无线电发射。我们认为SNR候选者MCRX J053831.8-690620与年轻的恒星形成区有关;而无线电发射来自模糊的恒星形成区，观测到的光发射主要由前景。我们认为SNR候选者MCRX J053838.8-690730与尘埃/分子云有关，这掩盖了一些光学发射，但不是无线电发射。
2004-07-22 astro-ph
X-Ray Observations of the Galactic Center with Suzaku
本文报道用朱雀卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到的银河系中心（GCDX）的弥散X射线辐射。XIS的高精度能量定标和极低的背景为GCDX提供了许多新的事实。这些是：（1）6.7/7.0keV谱线的起源是热等离子体中的碰撞激发，（2）发现了新的SNR和超气泡候选者，（3）6.4keV谱线的大部分是X射线荧光，（4）6.4keV谱线的时间变化是从SgrB 2复合体中发现的。
2007-11-19 astro-ph
Spectral properties of nonthermal X-ray emission from the shell-type SNR RX J1713.7-3946 as revealed by XMM-Newton
我们提出了我们的超新星遗迹RX J1713.7-3946的基础上获得的数据与XMM-牛顿的形态和光谱研究的结果。内山等人（2003年）注意到的高度不均匀的结构，如亮点，细丝和黑暗的空洞，出现在整个明亮的西部部分。此外，两个狭窄的边缘被发现运行相互平行，从北到南在西部的残余。在遗迹的内部区域没有看到复杂的结构。X射线光谱在γ = 2.0-2.8的范围内可以用光子指数的幂律函数很好地表示。在较低的能量下，可以看到中央昏暗区域和明亮的西部部分之间的光谱的明显差异。这种差异可以归因于电子温度为kTe= 0.56 keV的额外热分量，或者归因于西部区域的δ NH柱密度增加了约0.3 x 10^22 cm^-2。最近，南腾望远镜发现一个分子云显然与超新星遗迹的西部相互作用，在这种情况下，第二种可能性似乎更有可能。
2004-07-19 astro-ph
New evidence for strong nonthermal effects in Tycho's supernova remnant
对于第谷的超新星遗迹（SNR）的情况下，我们提出的爆炸波和接触不连续半径计算内的宇宙射线（CR）加速在SNR的非线性动力学理论之间的关系。它表明，这些半径证实了最近发表的钱德拉测量表明，所观察到的接触不连续半径是如此接近的冲击半径，它只能被解释为有效的CR加速，这反过来又使介质更可压缩。与最近确定的SN爆炸能量的新值$E_{sn}=1.2\times 10^{51}$ erg一起，这也证实了我们先前的结论，即从第谷的SNR中可以预期TeV的伽马射线通量为$(2-5)\times 10^{-13}$ erg/（cm $^2$ s）。钱德拉测量和HEGRA的TeV伽马射线通量上限一起将源距离$d$限制为$3.3\leq d\leq 4$ kpc。
2006-12-06 astro-ph
Nonthermal Emission from a Supernova Remnant in a Molecular Cloud
在与分子云相互作用的演化超新星遗迹（SNRs）中，如IC 443、W 44和3C391，可能存在一个高度不均匀的结构，包括一个中等马赫数的前向激波、一个冷却层、一个致密的辐射壳层和一个充满热的稀薄等离子体的内部区域。我们提出了一个动力学模型的非热电子注入，加速和传播的环境中，发现这些SNR是有效的电子加速器和硬X射线和γ射线发射源。非热电子的能谱是由一阶和二阶费米加速的共同作用下形成的湍流等离子体与大量的库仑损失。非热电子的韧致辐射、同步加速器和逆康普顿辐射产生的多波长光子光谱与ASCA和EGRET从IC 443观测到的射电和硬发射定量一致。我们区分了分子云的复杂结构的分子团簇激波发射和团间激波发射。超新星遗迹IC 443、W44和3C391的空间分辨X射线和伽马射线谱，可以用BeppoSAX、Chandra XRO、XMM、INTEGRAL和GLAST观测到，这将区分高能轻子成分对EGRET观测到的伽马射线的贡献。
2000-03-16 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 astro-ph
Model for Synchrotron Emission from Shell Supernova Remnants in Nonuniform Interstellar Medium and Nonuniform Magnetic Field
对超新星遗迹的高能同步辐射（X射线和γ射线）进行建模是现代天文学和天体物理学的一项重要任务，因为它可能是最近从一些SNRs中观察到的非热X射线和TeV γ射线的原因。这种发射允许在SNR冲击和产生宇宙射线的粒子加速过程中进行观察。本文提出了非均匀星际介质和非均匀磁场中壳层信噪比同步辐射的模型。该模型是Reynolds和Chevalier为均匀介质和均匀磁场中的球形SNR开发的模型的推广。该模型将用于研究不同星际磁场配置下非球形信噪比的热和非热X射线图像和光谱。
2002-06-27 astro-ph
Thermal OH (1667/65 MHz) Absorption and Nonthermal OH (1720 MHz) Emission Towards the W28 Supernova Remnant
W28超新星遗迹是观测超新星遗迹（SNRs）和邻近分子云（MC）相互作用产生的冲击气体的极好原型。我们提出了两个新的签名冲击分子气体在这个遗迹。一个是检测主线扩展OH（1667 MHz）吸收宽线宽。由光学深度剖面估算的OH柱密度与C型激波阵面后形成OH的理论模型一致。第二个是检测扩展，弱OH（1720 MHz）线发射与窄线宽分布在整个冲击区域的W28。这些提供了观测支持的想法，紧凑的脉泽源描绘了一个更大的区域的主线OH吸收和非热OH（1720 MHz）的排放跟踪冲击分子气体的全球结构的最亮的组成部分。主线OH（1665/67）吸收和扩展OH（1720 MHz）发射线的研究，可以作为强有力的工具来检测SNR-MC的相互作用，即使在明亮的OH（1720 MHz）脉泽缺席。
2002-09-23 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
A Suzaku Observation of the Low-Ionization Fe-Line Emission from RCW 86
2006年2月，新运行的X射线卫星朱雀观测了超新星遗迹RCW 86的西南象限，以研究宇宙学和天文学高级卫星首次探测到的6.4千电子伏发射线的性质。新的数据证实了线的存在，第一次将其定位;大部分线发射邻近和内部的前向冲击，而不是在连续硬发射的轨迹。我们还报告了第一次检测到的7.1千电子伏线，我们解释为K-β发射低电离铁。Fe-K谱线特征与富铁喷射物的非平衡等离子体相一致，n_{e} t <~ 10^9 cm^-3 s，kT_{e} ~ 5 keV。低n_{e} t和高kT_{e}的组合表明在SNR冲击中无碰撞电子加热。Fe K-α线显示出本征展宽的证据，宽度为47（34- 59）eV（99%误差区）。在3 keV以上的硬连续谱的空间分布和Fe-K线发射的差异支持硬连续谱的同步辐射起源。
2006-10-13 astro-ph
Flat Spectrum X-ray Emission from the Direction of a Molecular Cloud Associated with SNR RX J1713.7-3946
我们报告的发现，硬X射线源ASCA的分子云附近的SNR RX J1713.7-3946。能谱（1- 10 keV）显示出平坦的连续谱，其由光子指数为1.0 ± 0.4的幂律描述。我们认为，这种异常平坦的光谱可以最好地解释的特征韧致辐射发射的电离损失平坦的分布，无论是次相对论性质子或轻度相对论性电子。SNR RX J1713.7-3946的强激波，据推测与分子云相互作用，如CO线的观测所证明的那样，似乎是这种次或轻度相对论性非热粒子加速的自然场所。然而，观测到的X射线亮度为1.7 × 10^35 erg/s（距离为6 kpc），这就需要以非热粒子的形式释放出约10^50 erg的巨大动能来照亮云。RX J1713.7-3946的激波加速度几乎不能满足这个能量要求，除非（i）源的位置比6 kpc近得多，和/或（ii）爆炸的机械能基本上超过10^51 erg。另一种可能性是，“损失”的能量的一个重要部分以某种方式转换为等离子体波，通过等离子体波的湍流再加速将这些能量返回给非热粒子。不管高能粒子的产生机制如何，这种扁平的X射线发射似乎是分子云中一种新的引人注目的高能现象的标志。
2002-08-24 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
Hard X-ray Emission from Cassiopeia A SNR
本文报道了从RXTE/PCA机会目标（TOO）观测和CGRO/OSSE观测中提取Cas A信噪比硬X射线连续谱的结果。该数据可以排除单一的热韧致辐射模型Cas A连续2和150 keV之间。单一幂律模型对幂律指数$Γ$ = 2.94 $\pm$ 0.02的数据拟合度一般（~5%）。具有两个分量（韧致辐射+韧致辐射或韧致辐射+幂律）的模型给出了良好的拟合。幂律指数受到很大的限制，这表明该连续谱可能不是来自冲击波前沿加速MeV电子的X射线热韧致辐射（Asvarov等，1989），后者的$Γ\simeq$为$Γ\simeq$ 2.26。ASCA检测到的几个SNR显示出硬幂律非热X射线连续体，我们预计Cas A SNR也会出现类似的情况，其$Γ$ =2.98 $\pm$ 0.09。我们讨论了从Cas A探测到的最硬的非热X射线对同步辐射模型的影响。
1997-07-21 astro-ph
New HST Observations of High Velocity Lyman Alpha and Balmer Alpha in SNR 1987A
我们描述和模型的高速（~15,000公里/秒）莱曼α和巴耳末α发射超新星遗迹1987 A看到在1997年9月和10月的空间望远镜成像光谱仪。部分辐射来自于一个反向激波，它位于星周内环内边界半径的75%处，并被限制在赤道面的30度范围内。偏离轴对称的莱曼α和巴耳末α发射与非热无线电发射中看到的，揭示了一个不对称的拱星气体分布。我们还看到了反向激波内部超新星碎片的弥散高速莱曼α发射，这可能是由于激波加速的非热粒子的激发。
1998-10-22 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Low Frequency Insights Into Supernova Remnants
330和74 MHz的低频观测可以为超新星遗迹（SNR）提供新的见解。我们可以测试光谱指数变化的理论预测。冲击波加速的非线性模型预测，来自年轻SNR的光谱应该是稍微凹的，而不是幂律--向更高能量平坦化。然而，很少有SNR足够明亮和紧凑，可以在毫米波长下进行研究，将研究限制在6至20 cm的小范围内（电子能量的1.7倍）。在330兆赫的观测将电子能量基线增加到4倍，同时提供对厘米波长干涉仪分辨出的更大空间尺度的灵敏度。这样的观测也可以将热辐射与非热辐射分开，并探测到残留物中与冷气体相关的过量自由-自由吸收。宽场图像还提供了一个有效的普查的热和非热源在一个大的区域。
2000-01-26 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
Cosmic Ray Acceleration by Supernova Shocks
我们分析了最近的测量结果的非热发射从个别超新星遗迹（SNRs）和它们的对应关系的非线性动力学理论的宇宙射线（CR）加速SNRs。结果表明，该理论与实验数据吻合较好，并为磁场放大条件下信噪比的有效CR产生提供了有力的证据。磁场放大导致CR最大能量的显著增加，从而使在SNR中加速的CR谱在~10^17 eV能量范围内符合银河CR谱形成的要求。
2008-09-04 astro-ph
Discovery of a possible X-ray counterpart to HESS J1804-216
朱雀深空观测发现了两个非常重要的非热X射线源，朱雀J1804 $-$ 2142（Src 1）和朱雀J1804 $-$ 2140（Src 2），与未识别的TeV $γ$射线源HESS J1804 $-$ 216在位置上重合。X射线源是非时变的，除了TeV源外，在其它波段没有对应的X射线源。Src 1在朱雀空间分辨率下无法分辨，而Src 2是由多个源扩展或组成的。X射线光谱是高度吸收的、硬的和无特征的，并且通过具有最佳拟合光子指数的吸收幂律模型和对于Src 1的$-0.3_{-0.5}^{+0.5}$和$0.2_{-0.2}^{+2.0}\times 10^{22}$ cm $^{-2}$以及对于Src 2的$1.7_{-1.0}^{+1.4}$和$1.1_{-0.6}^{+1.0}\times 10^{23}$ cm $^{-2}$的吸收柱来很好地拟合。测得的X射线吸收后一个来源是显着大于总银河中性氢柱在该方向。未被吸收的2- 10 keV波段亮度为$7.5\times 10^{32}(d/{\rm 5 kpc})^2$ ergs s $^{-1}$（Src 1）和$1.3\times 10^{33}(d/{\rm 5 kpc})^2$ ergs $^{-1}$（Src 2），其中$d$为源距离。在少数几个具有已知X射线对应物的TeV源中，HESS J1804 $-$ 216具有Te…
2006-08-15 astro-ph
G359.87+0.18: A Young SNR Candidate Near the Galactic Center?
银河系中心区域在$λ$ 6和2厘米处的亚弧秒射电连续观测揭示了一个具有壳状形态的直径为0.5 $^{\prime\prime}$的源。该光源在$λ$ 6 cm处的线性偏振度为16%，并且在$λ$ 6 cm和2 cm之间具有谱指数为1.6的陡峭非热谱。到这个源的距离尚不清楚，但3000 rad m的大旋转测量值$^{-2}$表明，G359.87+0.18可能位于银河系内部或银河系外的距离。我们讨论可能的解释，这个对象作为一个最近的超新星，一个非常年轻的超新星遗迹，新星遗迹，或河外源。所有的可能性都是有问题的。
1998-02-27 astro-ph
New X-ray views of the Galactic center observed with Suzaku
我们报告了用朱雀观测到的Sgr A和B区的弥散X射线发射。在Sgr A区，我们发现了许多铁和镍的K壳层跃迁线。最亮的是来自FeI、FeXXV和FeXXVI的6.4 keV、6.7 keV和6.9 keV的K α线。此外，首次检测到NiI和NiXXVII的K α线，FeI、FeXXV和FeXXVI的K β线，以及FeXXV和FeXXVI的K γ线。FeXXV的K α的中心能量有利于碰撞激发作为该线发射的起源。由FeXXV和FeXXVI的K α的通量比确定的电离温度与由FeXXV的K α和K β的通量比确定的电子温度相似，其在5-7 keV的范围内。因此，银河系中心漫射X射线（GCDX）与几乎处于电离平衡的等离子体的发射一致。放射性复合体Sgr B区也显示出FeI、FeXXV和FeXXVI的K α线。6.7 keV线（FeXXV）图在（l，b）=（0.612，0.01）处表现出局部过剩，可能是一个新的年轻SNR。6.4keV图像在Sgr B2附近和（l，b）=（0.74，-0.09）处具有局部过量。像Sgr B2一样，后者可能是另一个X射线反射星云（XRN）。
2006-09-08 astro-ph
Guiding the Way to Gamma-Ray Sources: X-ray Studies of Supernova Remnants
超新星遗迹长期以来一直被认为是一种潜在的对应于未识别的伽马射线源的物质。这种伽马射线产生的机制可能包括与残骸相关的脉冲星发射，或者与SNR冲击加速的高能粒子相关的各种过程。X射线波段的成像和光谱观测可以用来识别导致伽马射线发射的残留物的性质，包括脉冲星驱动的星云的存在，SNR壳层的非热X射线发射，以及SNR与周围致密物质的相互作用。
2001-04-21 astro-ph
Particle Acceleration in Supernova Remnants and the Production of Thermal and Nonthermal Radiation
如果宇宙射线的产生效率很高，那么它会对超新星的X射线发射及其动力学演化产生重大影响。使用流体动力学模拟，包括扩散冲击加速，我们产生的光谱的热和非热向前冲击发射。对于一个给定的环境密度和爆炸能量，我们发现，在一个给定的年龄的前向冲击波的位置是一个强大的功能的加速效率，提供了一个签名的宇宙射线生产。使用近似处理的电离状态的等离子体，我们调查的影响慢与快速加热的postshock电子的热与非热X射线发射的比例在前向冲击。我们还研究了磁场强度对有效加速宇宙线观测谱的影响。大磁场的主要效应是软X射线波段的非热谱相当平坦。因此，X射线观测的光谱指数测量值可能是震后磁场强度的指标。从逆康普顿（IC）散射和中性π介子衰变的预测γ射线通量的强烈影响的环境条件，并在我们的例子中使用的特定参数，在E~1 TeV的IC发射超过π介子衰变，虽然在较低和较高的能量，这种趋势是相反的情况下，高环境密度。更重要的是，高磁场在宽能量范围内产生电子光谱的陡化，这可能使得仅通过光谱形状来区分IC和π介子衰变发射更加困难。
2007-02-26 astro-ph
A New Model for the Thermal X-ray Composites and the Neutral Pion Decay Gamma-Rays from Supernova Remnants
最近的非热X射线和伽马射线观测，归因于电子发射过程，第一次给出了一个实验确认，电子被加速的SNR冲击能量高达10^{14} eV。我们没有直接的观测证实质子加速的SNR。不同的模型的γ发射信噪比预测不同的排放机制为主导。只有在质子-核子相互作用中产生的中性π介子衰变才能让我们看到CR核成分加速过程的内部。一个新的热X射线复合模型强烈地表明，SNR射电壳层内的热X射线峰告诉我们SNR激波的一部分进入了比壳层其它部分更致密的介质中。这使得TXCs有希望通过中性π衰变产生伽马射线。详细考虑SNR-云的相互作用，可以使预期的质子感应伽马射线通量从SNR增加至少一个数量级，这允许调整理论质子源伽马光度与观测到的通量至少对于几个SNR，甚至对于低密度（n=10-100 cm^{-3}）云。
2001-05-08 astro-ph
Detecting X-ray Synchrotron Emission in Supernova Remnants: Implications for Abundances and Cosmic Rays
超新星释放的10^51尔格对银河系有着深远的影响，决定了元素丰度，加速了宇宙射线，影响了星际介质的构成。最近发现几个超新星遗迹的光谱主要是非热辐射。分离热和非热分量不仅对理解宇宙射线加速和冲击微观物理性质很重要，而且对准确评估温度和谱线强度也很重要。设计用于模拟Ia型超新星空间分辨同步加速X射线的新模型有助于理解超新星遗迹的热物理（动力学，丰度）和非热物理（冲击加速，磁场放大）。我将描述SN 1006的模型拟合，强调可以对SNR、丰度和宇宙射线加速过程施加的物理约束。
2000-11-30 astro-ph
Measuring the Broad-band X-Ray Spectrum from 400 eV to 40 keV in the Southwest Part of the Supernova Remnant RX J1713.7-3946
我们报告的结果朱雀宽带X射线观测的西南部的银河系超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946的能量覆盖范围为0.4-40千电子伏。X射线光谱，大概是同步辐射源，是已知的完全无线，使这种SNR非常适合于详细研究的X射线光谱形状形成的有效粒子加速在高速冲击。通过朱雀号上HXD PIN的灵敏硬X射线测量，我们确定了12- 40 keV范围内的硬X射线光谱，该光谱由幂律描述，光子指数γ = 3.2+/- 0.2，明显比以前ASCA和其他任务测量的伽马= 2.4+/- 0.05的软X射线指数陡。我们发现，一个简单的幂律无法描述0.4-40 keV的全光谱范围，而是一个幂律与硬指数伽玛= 1.50+/- 0.09和高能量截止γ_c = 1.2+/- 0.3 keV的指数截止形式上提供了一个很好的拟合在整个带通。如果我们使用所谓的SRCUT模型作为替代模型，则它给出了epsilon_{roll} = 0.95+/- 0.04 keV的最佳拟合滚降能量。与最近通过HESS观测获得的0.3至100 TeV的TeV伽马射线谱一起，我们对RX J1713.7-3946的朱雀观测提供了对超新星冲击中加速的最高能量粒子的严格约束。
2007-08-15 astro-ph
The radio SNR G65.1+0.6 and its associated pulsar J1957+2831
本文根据加拿大银道巡天（CGPS）的408 MHz和1420 MHz连续谱发射和HI线发射数据，给出了射电超新星遗迹（SNR）G65.1+0.6的新图象。在2695 MHz Effelsberg图中看到的一个大的贝壳状结构似乎具有非热光谱指数。HI观测表明，在-20至-26 km $/$ s的径向速度范围内，与SNR G65.1+0.6相关的结构，并建议SNR的距离为9.2 kpc。G65.1+0.6的估计Sedov年龄为4 - 14 x10 E4年。脉冲星J1957+2831可能与G65.1+0.6有关，距离和运动学年龄估计一致，但特征年龄与SNR不同。EGRET源3EG J1958+2909和伽马射线源2CG 065+00也在SNR的东边缘附近，但与脉冲星的位置不一致，可能与SNR无关。在408 MHz（8.6 ± 0.8 Jy）、1420 MHz（4.9 ± 0.5 Jy）和2695 MHz（3.3 ± 0.5 Jy）的SNR通量密度已被SNR内致密源的通量密度校正。在1420 MHz和408 MHz之间基于积分通量密度的谱指数为0.45 ± 0.11，与T-T图谱指数0.34 ± 0.20一致。附近SNR DA 495的T-T图光谱指数为0.50+-0.01。
2006-05-19 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
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
Gamma-ray emission expected from Kepler's SNR
利用超新星遗迹中宇宙线加速的非线性动力学理论研究了开普勒超新星遗迹的信噪比特性，特别是预测了超新星遗迹的伽马射线谱。利用非热射电和X射线辐射谱的观测以及超新星爆发总能量E_sn的理论约束来约束该系统的天文和粒子加速参数。在假设开普勒超新星是Ia型超新星的情况下，我们根据观测到的信噪比大小和膨胀速度，确定了对于任意给定的爆炸能量E_sn和源距d，周围星际介质（ISM）的质量密度。这使得对预期的伽马射线通量进行预测成为可能。对期望距离范围的探索发现，对于一个典型的爆炸能量E_sn=10^51 erg，当距离d从3.4 kpc变化到7 kpc时，期望的TeV γ射线能流从2 × 10 ^{-11}到10^{-13} erg/（cm ^2 s）变化。在所有情况下，γ射线发射都是由核CR产生的π^0衰变γ射线主导的。因此，开普勒的信噪比代表了像H.E.S.S.这样的仪器的一个非常有希望的目标，坎加罗和玻璃。未探测到伽马射线意味着实际源距离大于7千秒差距。
2006-03-31 astro-ph
X-Ray Emission From the Shell-Type SNR G347.3-0.5
最近ASCA对在ROSAT全天巡天中发现的SNR G347.3-0.5的观测表明，沿西北壳的一个区域有非热辐射（Koyama等人，1997年）。在这里，我们报告了G347.3-.5的新的点ASCA观测结果，证实了所有亮壳区域的这一结果，并揭示了类似的发射，尽管与SNR的其余部分略有不同的光谱特性。奇怪的是，在残骸的任何地方都没有探测到热X射线发射。我们得出的限制量的热发射材料存在于G347.3-0.5，并提出了新的无线电连续谱，CO和红外结果表明，该遗迹是遥远的，中等年龄。我们表明，我们的观测结果与大部分超新星遗迹冲击波仍在其祖星的恒星风气泡内的情况大致一致，而其中一部分似乎与密度更大的物质相互作用。位于残骸中心的点源具有与预期的中子星相似的光谱特性，可能代表超新星前身的致密遗迹。
1999-06-23 astro-ph
Comparing a model of cosmic ray production in the supernova remnant RX J1713.7-3946 with observations
利用超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的解释性含时非线性动力学理论研究了SNRXJ1713.7 -3946的性质。非热射电和X射线发射光谱以及早期HESS的观测非常高能量的$γ$射线发射的测量被用来约束系统的天文和粒子加速参数。该模型假设该天体是一颗具有大质量祖先的核心坍缩超新星（SN），年龄为$\approx 1600$ yr，距离为$\approx 1$ kpc。结果表明，有效地产生核CR，导致强激波修正和大的下游磁场强度$B_{\mathrm{d}}\sim100$ $μ$ G，可以再现观测到的从射电到X射线频率的同步辐射以及H.E.S.S.观测到的\gr光谱特性。望远镜在非热X射线中观察到的小尺度非线性结构为这种场放大情景提供了经验证实，这种情景导致逆康普顿和韧致辐射通量的强烈抑制。并与最新的H.E.S.S.意见。
2007-07-31 astro-ph
Theory of cosmic ray production in the supernova remnant RX J1713.7-3946
利用超新星遗迹中宇宙线加速的非线性动力学理论研究了超新星遗迹RX J1713.7-3946的性质。非热射电和X射线发射谱以及H.E.S.S.对甚高能量伽马射线发射的测量被用于约束系统的天文学和粒子加速参数。假设RX J 1713.7 -3946是一颗II/Ib型核坍缩超新星，有一个大质量的祖先，年龄为\approx 1600年，距离为\approx 1 kpc，理论确实对所有现有的观测数据给出了一致的描述。具体地说，它表明，一个有效的生产的核CR，导致强冲击修改，和一个大的下游磁场强度B_d ~ 100 mkG可以详细再现所观察到的同步辐射从无线电到X射线频率与γ射线光谱特性的H.E.S.S.望远镜在非热X射线中观察到的小尺度非线性结构提供了场放大情景的经验确认，场放大情景导致逆康普顿和韧致辐射通量的强烈抑制。除此之外，并利用所得CR压力与外部SN激波上游放大的磁场能量之间的年轻SNR的半经验关系以及机械爆炸能量的适度上限，还可以证明RX J1713.7-3946中对相当大的激波修改的实际需要。这与RX J1713.7-3946是核宇宙射线的有效来源是一致的。
2006-02-08 astro-ph
Supernova Remnants and GLAST
长期以来，人们一直推测超新星遗迹是银河系中宇宙射线的主要来源。过去十年的观测隆重地揭示了SNRs中粒子加速到接近宇宙射线谱膝盖的能量的直接证据。壳型SNRs的非热X射线发射揭示了多TeV电子，几个SNRs的动力学性质指向离子的有效加速。对TeV伽马射线发射的观测也证实了在几个遗迹中存在高能粒子，但关于这种发射是来自高能电子还是离子仍然存在相当大的争议。同样不确定的是导致有效粒子加速的确切条件。根据EGRET源的目录，我们知道有大量的银河伽马射线源，其分布与SNRs的分布相似。随着GLAST的分辨率和灵敏度的提高，将从这个群体中识别伽马射线SNR。它们的详细发射结构及其光谱将提供它们的环境与它们在其他波段中的光谱之间的联系，以约束发射模型并可能识别SNR中离子加速的直接证据。在这里，我总结了最近的观测和理论工作在宇宙线加速的信噪比，并讨论GLAST将带来我们对这个问题的理解。
2007-04-16 astro-ph
In which shell-type SNRs should we look for gamma-rays and neutrinos from p-p collisions?
我们提出了一个简单的分析模型的各种贡献的非热发射从壳型信噪比，并表明，该模型的结果再现以及以前的详细计算的结果。我们表明，\geq 1 TeV的伽马射线发射从壳型SNR RX J1713.7-3946和RX J0852.0-4622是由CMB光子（可能是红外环境光子）的逆康普顿散射加速电子占主导地位。π介子衰变（由于质子-质子碰撞）只占观测到的辐射通量的一小部分（\lesssim 10^-2），因为假设贡献更大，则意味着非热射电和X射线同步辐射以及热X射线韧致辐射远远超过观测到的射电和X射线通量。π衰变主导\geq 1 TeV通量的模型通过假设极低的电子加速效率K_ep \lesssim 10^-4（K_ep是给定能量下被加速的电子数与被加速的质子数之比）来避免隐含的过量同步辐射（但不是隐含的过量热X射线韧致辐射）。我们认为，对附近星系信噪比的观测结果表明K_ep \gtrsim 10^-3的下限，因此排除了K_ep值\lesssim 10^-4的可能性（假设信噪比具有共同的典型K_ep值）。这表明，与强的非热X射线发射相比，具有强的热X射线发射的SNR更适合于搜索质子-质子碰撞产生的伽马射线和中微子。特别是，它表明，从上述信噪比的中微子流量可能太低，无法检测到现有的和计划中的中微子天文台（摘要）。
2007-12-23 astro-ph
Hadronic versus leptonic origin of the gamma-ray emission from Supernova Remnant RX J1713.7-3946
目标。本文根据新的观测结果和理论观点讨论了超新星遗迹RX J1713.7-3946 γ射线的强子起源和轻子起源。方法.从理论上分析了γ射线辐射与非热X射线辐射之间存在良好的空间相关性。此外，最近发布的新H.E.S.S.观测更精确地定义了能谱，特别是在仪器动态范围的高能和低能端。现在有更多的约束性X射线观测从朱雀，大大超过10千电子伏。这些新的数据与作者以前的理论预测相比，无论是占主导地位的强子和简单的逆康普顿模型。结果除了著名的MHD相关性之间的磁场强度和等离子体密度的变化，强调的风泡结构的残留物，有人认为，区域的磁场放大也与加速的核粒子和相关的流不稳定性的密度增加。因此，非热X射线和\gr发射的相关性不仅是可能的，甚至是预期的强子发射方案。伽马射线的轻子起源需要一个难以置信的均匀强度的磁场。观测和理论推断，在这个残余物中的大量的场放大与最近的X射线和\gr的观测结果非常一致。结论.所有这些都有力地证明了强子\grs在\gr发射光谱中的主导地位，更不用说核宇宙线粒子对这个遗迹中的非热能有着压倒性的贡献。
2008-11-27 astro-ph
Evolutionary Status of SNR 1987A at the Age of Eighteen
$\sim$超新星爆炸18年后，SNR 1987 A的冲击波进入赤道环周物质的主体，这导致了残骸的戏剧性增亮。我们最近报告了来自{ \it Chandra}数据的该事件的观察证据（Park et al. 2005 b; P05）。我们在这里提出的X射线发射冲击参数的时间演变和SNR 1987 A，P05的基础上的光谱和图像分析的详细描述。虽然残骸变得更亮，但整个X射线光谱的软化仍在继续，并在大约$\sim$ 6200天（自爆炸以来）得到增强。双分量激波模型表明，电子温度在过去的$\sim$ 6年中一直在变化。X射线谱现在由$kT$ $\sim$ 0.3 keV和2.3 keV热等离子体描述，这些热等离子体被认为是沿着H{ \small II}区域和致密内环之间边界的冲击加热密度梯度的特征。当冲击波扫过内部的星环时，我们预计冲击波参数会继续变化，从而揭示内环的密度和丰度结构。后续的{ \it钱德拉}观测将揭示这颗恒星的恒星演化的历史。SNR 1987 A中相对微弱的硬X射线发射（$E$ $>$ 3 keV）的起源仍然不清楚（热与非热）。考虑到硬带强度和软带通量的持续增亮，后续的监测观测对于揭示SNR 1987 A硬X射线发射的起源也是至关重要的。
2006-04-10 astro-ph
Simulations of Supernova Remnants in Diffuse Media III. The Population of Buoyant Remnants Above the Milky Way's Disk
我们在盘上方的各种高度处对SNR进行建模。我们详细的数值模拟包括非平衡电离和复合，并遵循残余物的演变，直到他们的热气泡已经冷却。我们分析计算气泡的浮力加速度。从结果中，我们估计的时间和空间平均O VI，NV，和C IV柱密度和发射强度，1/4千电子伏软X射线表面亮度，面积覆盖率，和体积占用的人口孤立SNRs以上的银河系的HI层。无论假设的超新星爆炸能量，环境非热压力，或摩擦阻力系数，预测的O VI柱密度匹配观测到的分布在130 pc和2000 pc之间。SNR的OVI强度是平均观测强度的重要部分。在信噪比的不确定性范围内，这种信噪比可以解释所有观测到的1/4 keV的表面亮度，这些亮度归因于南半球H I层以外的面外气体（约400 x 10^-6计数/秒/弧分^[2]）。因此，在相对静止的南半球，面外SNR可能是局部气泡和z ~ 2000 pc之间最重要的热气源。无论是否假定残余物是有浮力的，这些结果都是成立的。老的面外超新星应该覆盖大部分高纬度的天空，但是明亮的年轻的面外超新星应该覆盖不到1%的天空。在1/4 keV的X射线图中，l=247，b=-64的新月可能是一个年轻的遗迹。
2005-11-08 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
Artificial broadening of the high-energy end of electron spectrum in supernova remnants
观测到的超新星遗迹光谱是许多"局部“光谱的叠加，这些光谱是由不同物理条件下的超新星遗迹区域发出的。问题仍然是观测到的SNR的非热谱的高能端的加宽，如在G347.3-0.5和SN 1006中，是否可以是观测的人为产物，或者它是加速过程中涉及的微观物理的结果。在本说明中，我们研究的影响参数的变化（内部的体积和表面的SNR）的形状上的高能量端的同步加速器（也逆康普顿）光谱。我们考虑这些参数变化的三种可能性：i）具有恒定的加速电子的最大能量的冲击下游的梯度和注入效率随时间的潜在变化，ii）然后我们添加取决于时间的最大能量的可能性，以及最后iii）最大能量和注入效率的可能依赖性。它示出的密度和磁场强度的冲击下游的梯度是无效的修改的同步辐射光谱的形状，即使在非均匀的星际介质和/或注入效率随时间变化的SNR演变。由冲击加速的电子的最大能量的时间依赖性也不能使观察到的光谱更宽。产生光谱中相当大的加宽的唯一可能性是SNR表面上电子的最大能量的变化。在这种情况下，注入效率的结晶度依赖性也影响光谱的形状，但其作用不太显著。
2006-10-31 astro-ph
Sub-mm/mm studies of the molecular gas in the Galactic disk; the TeV gamma ray SNR RXJ1713.7-3946 and the W28 high mass star forming region
星际分子云是伽马射线源，通过与宇宙射线质子相互作用，随后产生中性π介子，衰变为伽马射线。本文介绍了在12 CO J=2-1，4-3和7-6发射谱线上对TeV γ射线SNR RXJ1713.7-3946和W28区的NANTEN 2新观测。在RXJ1713.7-3946中，我们证实了速度约为-10 km/s的局部分子气体与SNR具有非常好的空间相关性。结果表明，在整个SNR范围内，X射线峰与分子气体有很好的相关性，并表明SNR与分子气体之间的相互作用通过包括磁场压缩在内的多种方式对宇宙线加速起着重要作用. CO J=4-3向C峰的分布显示出一个紧凑而致密的云核，其大小约为1 pc，以及一个宽翼。核心显示出显着的反相关与朱雀X射线图像，也与硬伽马射线与HESS观察。基于这些发现，我们提出了一个图片，峰C是一个分子团幸存下来的冲击波的SN和周围的高能电子发射的X射线。TeV的伽马射线分布，另一方面，更扩展到分子气体，支持强子起源的伽马射线生产。W28是通过比较NANTEN CO数据集和HESS伽马射线源发现的最杰出的恒星形成区之一，展示出TeV伽马射线。在W_（28）区，我们给出了CO_（J）=2-1的分布以及两个TeV γ射线峰的详细图象。其中一个显示出强烈的CO J=7-6发射，表明在这个高质量恒星形成核心的高激发条件。对产生伽马射线的详细机制的追求正在进行中。
2008-10-30 astro-ph
X-ray Observation and Analysis of The Composite Supernova Remnant G327.1-1.1
根据ASCA和ROSAT对SNR G327.1-1.1的观测资料，我们发现G327.1-1.1是一个既有非热辐射成分又有漫热辐射成分的复合残骸。非热分量与光子指数约为2.2的幂律模型拟合良好。这部分辐射是由一颗未被发现的中央脉冲星驱动的同步加速器星云发射的。热部件具有约0.4keV的温度。我们将其归因于冲击热席卷ISM的排放。由观测到的热分量推算出其年龄、爆炸能量和周围介质的密度。还导出了同步加速器星云的一些特征。软X射线（0.4 - 2 keV）和硬X射线（2 - 10 keV）图像不同，但都是SE-NW方向的延长。这种X射线SE-NW向的伸长与MOST 843 MHz射电图上的射电脊位置一致。提出了X射线非热辐射主要来源于快速运动的无源脉冲星产生的尾迹，长射电脊是在脉冲星运动出离子结构边界时形成的。
1998-08-29 astro-ph
Time evolution of the radio continuum of young starbursts: The importance of synchrotron emission
我们调查的无线电频谱能量分布（SED）的年轻恒星形成的星系，以及它们如何随时间演变。利用观测到的SBS 0335-052和IZw 18的射电SEDs，对超新星遗迹（SNRs）的非热射电辐射的持续时间和光度进行了限制。SBS 0335-052和IZw 18是近宇宙中金属丰度最低的两个致密蓝矮星系。SBS 0335-052中SNR的典型无线电“注量”，即在其辐射寿命内每个SNR发射的无线电能量，估计为$\sim 6$ --5 GHz时的$22\times 10^{22} {\rm W Hz^{-1} yr}$。另一方面，在1 Zw 18中的无线电注量是在5GHz处的$\sim 1$- $3\times 10^{22} {\rm W Hz^{-1} yr}$。我们讨论了这种变化的起源，并提出同步辐射光度和气体密度之间的标度关系。我们还预测了"主动“（SBS 0335-052）和"被动”（I Zw 18）情况下射电频谱指数和频谱本身的时间依赖性。这些模型使我们能够大致年龄，日期和分类成主动/被动类恒星形成星系的射电光谱。高z星系演化的影响进行了讨论。
2006-09-27 astro-ph
