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
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
The Galactic Center Isolated Nonthermal Filaments as Analogs of Cometary Plasma Tails
我们提出了一个模型的起源孤立的非热灯丝观察在银河系中心的基础上类比彗星等离子体尾巴。我们调用一个大规模的磁化星系风和嵌入分子云之间的相互作用。当平流风磁场遇到密集的分子云时，它会受到阻碍，并围绕在云周围，最终在尾流中形成电流片。这个披覆的磁场被风流进一步拉伸成细长的细丝，其纵横比由动态风和放大的磁场压力之间的平衡决定。这个彗星模型的关键特征是，丝状体是动态的结构，而不是静态的结构。因此，它们是弱场的局部放大，不直接与任何静态全局场相连。风场和尾流场的导出场强与观测估计值一致。最后，观察到的同步辐射自然解释为电子加速到高能量的等离子体和MHD湍流中产生的云尾流。
1999-04-03 astro-ph
New Nonthermal Filaments at the Galactic Center: Are They Tracing a Globally Ordered Magnetic Field?
诺德等人对银河系中心区域进行的新的高分辨率、宽视场90厘米VLA观测揭示了20个非热灯丝（NTF）候选者。我们报告6厘米偏振观测这些。所有候选者都具有预期的NTF形态，并且两个显示出扩展的偏振，确认它们被鉴定为NTF。其中一个新的NTFs似乎是位于Sgr B区域的NTFs系统的一部分，在Sgr A以北64 pc的投影中。这些丝状体穿过银河平面，其方向类似于银河中心射电弧中的丝状体。他们将已知的NTF现象发生的范围扩展到沿银河平面的近300 pc。另一个NTF在银河平面内发现，位于Sgr C暗条以南，但与银河平面呈45度角。这只是12个被证实的NTF中的第二个，它的方向不垂直于银河平面。Sgr C区的另一个候选者被分解为多个结构。仅在其中一根灯丝的亮度峰值处检测到偏振。其中有几个灯丝平行于银河平面，可以被认为是GC非极向磁场的额外证据。90厘米和6厘米的观测结果表明，银河系中心磁场可能比简单的全球有序偶极场更复杂。
2004-02-03 astro-ph
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
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
Kinematics of X-ray Emitting Components in Cassiopeia A
我们提出了高分辨率的X射线自行测量仙后座A使用钱德拉观测2000年和2002年。我们将发射分为四个光谱上不同的类：Si为主，Fe为主，低能量增强，和连续主导。这些类还表示不同的空间和运动学组件。Si和Fe占主导地位的类是喷出物，平均膨胀率为0.2%/年。这与前向激波丝相同，但小于光学喷出物的0.3%/年特性。低能量增强的光谱类别可能照亮了一个星团拱星成分，平均膨胀率为0.05%/年。以连续波为主的辐射可能代表前向激波，由弥漫的星周物质组成，这些物质被视为围绕残骸外围的圆环，并投射到中心。
2004-06-01 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
The First Measurement of Cassiopeia A's Forward Shock Expansion Rate
我们已经获得了第二个时代的观测仙后座A超新星遗迹（SNR）与钱德拉X射线天文台测量详细的X射线自行的第一次。两个历元观测值都是ACIS-S3芯片的50 ks曝光量，它们间隔2年。对位于残骸边缘的X射线连续体主导的细丝的测量（与前向激波一起确定）显示了从0.02%/年到0.33%/年的膨胀率。因此，这些细丝中的许多细丝显著减速。它们的中值为0.21%/年，等于用爱因斯坦和ROSAT测量的亮环的中值膨胀（0.21%/年）。这就提出了一个难题，如果亮环的运动是反向冲击速度的指示。我们还重新评估了无线电亮环的运动，重点是角平均发射率剖面。我们对角平均射电亮环膨胀的新测量值为0.07 ± 0.03%/年，比以前对小尺度特征运动敏感的射电测量值0.11%/年稍慢。我们建议，在光学，X射线和无线电的小尺度亮环功能的扩展不代表反向冲击的扩展，而是代表一个亮度加权平均的喷出物通过并被减速的反向冲击。反向激波本身的运动则由射电亮环的角平均发射率剖面的运动来表示。
2003-03-17 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
Turbulent Origin of the Galactic-Center Magnetic Field: Nonthermal Radio Filaments
在过去的二十年里，人们对银河系中心磁场活动的起源进行了大量的研究。最流行的假设之一是假设极向几何的毫高斯磁场遍布银河系中心区域的内部几百秒差距。然而，有越来越多的观测证据表明，在这一地区的大规模分布的一个弱得多的领域B \lesssim 10微G。在这里，我们提出银河系中心的磁场起源于湍流活动，这是已知的是极端的中央百秒差距。图中磁场能量的空间分布是高度断续的，强场区具有连续结构。我们提出，所观察到的非热射电细丝出现在（或，可能，可以确定）这样的强磁化区域。同时，大尺度扩散磁场较弱。这两个结果都可以解释银河系中心区域的磁场测量结果。此外，我们还讨论了星团的电离外流在产生垂直于银道面的长磁化细丝中的作用。
2005-12-14 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-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
The Origin of X-ray Emission from a Galactic Center Molecular Cloud: Low Energy Cosmic Ray Electrons
银河系中心区域附近的l $\approx0.2^0$主机的非热线性细丝和热无线电连续特征与无线电弧的混合物。钱德拉对该区域的观测揭示了一个X射线灯丝和一个扩散发射，其范围分别约为60 $''\times2''$和5 $'\times3'$。X射线丝位于非热射电丝的边缘，是一个致密的分子壳层G0.13-0.13，具有异常高的动力学温度$\ge$ 70 K。这些观测结果表明，G0.13- 0.13分子云与弧的非热射电细丝是相互作用的。漫X射线发射与分子壳层相关，并且可以通过两个温度（1和10 keV）热发射或幂律和1 keV热气体来拟合。荧光6.4 keV线发射也检测到整个分子壳。这个云与一个稳定的未识别的EGRET源3EGJ 1746 - 2851的误差圆重合。我们认为，低能宇宙线电子（LECRe）通过韧致辐射和来自暗条和弥散云的6.4 keV谱线辐射产生幂律连续谱，并暗示了银河脊X射线辐射的起源。从其他银河系中心云看到的强6.4 keV Fe线发射可以以类似的方式产生，而不是通过银河系中心瞬态硬X射线源诱导的荧光发射。此外，由LECRe引起的电离加热也是G0.13-0.13的高温的原因。而γ射线源是由韧致辐射产生的高能尾部电子的能量分布。
2002-02-23 astro-ph
Filaments in the Galactic Center -- with special reference to the Snake
银河系中心的非热细丝构成了银河系这一区域的最大谜团之一。我们总结了这些细丝的观测数据，并严格审查目前超过观测细丝的各种理论。我们总结了这些灯丝，蛇最长的理论，并讨论了该模型的相关性，在银河系中心地区的其他灯丝。在我们的蛇模型中涉及的物理学涉及到了唐·梅尔罗斯教授职业生涯中的大部分物理学。特别是，蛇中相对论性电子的扩散是由阿尔文波的共振散射理论确定的。
2001-12-03 astro-ph
A Wide-area VLA Continuum Survey near the Galactic Center at 6 and 20 cm Wavelengths
我们描述的结果mJy灵敏度，VLA调查约1平方度附近的银河系中心在6和20厘米。目录的紧凑和附属结构，并与该地区以前的调查。八个不寻常的，非热无线电灯丝检测到6厘米偏振发射;其中三个是第一次这样的检测，确认其非热性质。这次巡天观测发现，暗条的辐射位于（l，b）=（359.1，0.75）处，或者说，它与人马座A* 的投影距离为200秒差距，大大扩展了观测到的具有这种特征的纬度范围。也有新的证据，在6/20厘米的光谱指数的一些灯丝的空间梯度，我们讨论这些梯度的模型。在研究致密源时，光谱指数和偏振信息的结合使我们能够在巡天中识别脉冲星候选者和致密HII区域。也有一些证据表明，致密源的通量测量可能会受到银河系中心几百秒差距内星际介质的电子散射的影响。
2008-03-08 astro-ph
The Polar Regions of Cassiopeia A: The Aftermath of a Gamma Ray Burst?
可能不会，但调查Cas A可能距离产生这样的事件有多近仍然很有趣。聚焦于东北喷丝，我们分析了最近获得的极区非常深的1毫秒钱德拉X射线观测。我们推断，所谓的“喷流”区域确实是由于从爆炸中心发出的喷流，而不是由于在爆炸时的拱星介质中的极腔。我们对两极地区的等效各向同性爆炸能量（约为2.3 x 10^52尔格）和发射X射线的喷射物的张开角（约为7度）进行了限制，这使得NE喷流的总能量为10^50尔格量级;比“典型”伽玛暴的推断低一个数量级或更多。虽然Cas A的祖先和爆炸表现出许多与GRB宿主相关的特征，例如广泛的超新星前质量损失和旋转，以及与爆炸相关的喷流，但我们推测，速度为330 km/s的紧凑中心物体的反冲可能使喷流不稳定。在这种情况下，喷流即使没有被完全截断，也会迅速地变成重子负载。虽然不太可能产生伽马射线暴，但Cas A中的喷流表明，这种外流可能是核心塌陷SNe的共同特征。
2006-03-16 astro-ph
A High-Resolution Study of Nonthermal Radio and X-Ray Emission from SNR G347.3-0.5
G347.3-0.5是银河系中三个壳型超新星遗迹之一，其X射线光谱以非热辐射为主。这使G347.3-0.5成为小的但不断增长的SNR类别，对于该类别，X射线发射直接揭示了由SNR冲击加速的极高能电子的存在。我们分别利用钱德拉X射线天文台和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）获得了G347.3-0.5的高分辨率X射线和射电数据。在ROSAT和ASCA图像中看到的SNR的明亮西北峰被Chandra分解为明亮的细丝和较暗的漫射发射。这些特征显示出与射电形态结构的良好对应关系，提供了强有力的证据表明，在这部分残骸的两个波段中，相同的电子群负责同步辐射。从这两个观测的光谱指数信息。我们发现SNR壳的亮区和暗区之间的光子指数值存在显著差异。这些地区的光谱特性支持的概念，有效的粒子加速发生在明亮的SNR灯丝。我们报告的线性无线电极化的SNR，这是最有序的西北壳粒子加速大概发生的检测。使用我们的新的钱德拉和ATCA数据，我们从G347.3-0.5与同步加速器和逆康普顿机制的宽带发射模型，并讨论了条件下，这是一个合理的方案。
2003-10-23 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
Fine-structure in the nonthermal X-ray emission of SNR RX J1713.7-3946 revealed by Chandra
我们提出的超新星遗迹RX J1713.7-3946的西北边缘的形态和光谱研究的基础上的观测钱德拉X射线天文台。我们发现了一个复杂的非热（同步）X射线灯丝网络，以及一个“空”型结构-一个圆形的昏暗区域-在西北边缘。值得注意的是，尽管亮度变化明显，但该区域各处的X射线光谱都可以很好地拟合幂律模型，光子指数约为2.3。我们简要地讨论了这些结果的一些影响，并认为，解决X射线功能在西北缘可能会挑战标准（扩散冲击加速）模型的看法，有关生产，传播和相对论性粒子在超新星遗迹的辐射。
2003-01-07 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
Cassiopeia A: on the origin of the hard X-ray continuum and the implication of the observed O VIII Ly-alpha/Ly-beta distribution
我们目前的硬X射线连续图像（高达15千电子伏）的超新星遗迹Cas A测量与EPIC相机板载XMM-牛顿的第一个结果。数据表明，以前观察到的硬X射线尾部，延伸到100 keV以上的能量，并不起源于局部区域，如明亮的X射线结和细丝或初级爆炸波，但在整个残骸上分布，8-10和10-15 keV能带的硬度比相当平坦。这一结果不支持硬X射线辐射是在主激波中产生的同步辐射的解释，在这种情况下，预计在主激波阵面附近会有硬X射线辐射的临边增亮壳层。事实上，在最硬的X射线图像中，在主激波阵面附近有一个微弱的辐射边缘，但它只包含硬X射线发射率的百分之几。Fe-K线混合的等效宽度在残骸上的变化超过一个数量级，考虑到残骸的温度和年龄，很难将其解释为反向冲击加热喷出物的Fe发射。独特的高波长色散RGS光谱仪首次允许在几种高度电离的元素物种中以高光谱分辨率提取单色图像。我们在这里提出了一个初步的测量结果的O VIII的Ly-alpha和Ly-beta亮度分布和亮度比。观测到的Ly-alpha/Ly-beta比值从N到SE的大幅下降可以用残留物上N_H柱的小尺度（10弧秒）变化和临边增亮壳层中O VIII Ly-alpha光子共振散射的潜在存在来解释。
2000-10-30 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
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
Multi-fluid shocks in clusters of galaxies: entropy, sigma_ v-T, M-T and L_x-T scalings
在星系团中的非热现象是由暗物质（DM）子结构吸积和合并形成的宇宙结构的分级模型中考虑的。等离子体冲击预计是无碰撞的。在团簇聚集过程中，作为主要气体加热剂的冲击波产生湍流磁场，并通过无碰撞多流体等离子体驰豫过程加速高能粒子。无碰撞激波的团内气体加热和熵产生率可能与单流体碰撞激波的情况有很大不同。本文给出了强无碰撞多流体激波中激波后离子温度和熵随激波速度变化的简单标度关系。结果表明，无碰撞激波的多流体性质导致了气体的高压缩、熵产生的降低以及sigma_v-T、M-T和L_x-T标度的修正。一个简单的模型，一个强吸积多流体冲击的标度指数估计一般与观测一致。软X射线和极紫外光子主导了强吸积激波前兆的发射，这些前兆表现为大尺度的细丝。磁场、湍流和高能粒子是影响团簇压力平衡、能量输运和发射的非热成分。高能粒子的非热发射可能是限制团簇性质的测试。
2005-01-26 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
New Constraints on the Structure and Evolution of the Pulsar Wind Nebula 3C 58
我们提出了一个调查的光谱和空间结构的X射线发射的3C 58的基础上的350 ks的观测与钱德拉X射线天文台。这张深层图像是钱德拉大型项目计划的一部分，揭示了脉冲星风星云（PWN）几乎所有空间尺度的新信息。在最小尺度上，我们推导出中心中子星（NS）整个表面黑体辐射的改进极限T < 1.02 × 10^6 K，证实了恒星内部需要快速、非标准冷却。此外，我们表明，数据是一致的，从轻元素的大气具有类似的温度发射。在NS周围，一个带有喷流的环形结构得到了解决，这与早期的测量结果一致，并表明脉冲星的投影旋转轴是东西向的。一个环状的X射线细丝复合体充满了星云内部，与射电波段中看到的结构很好地对应。一些结构也与光学细丝相吻合。PWN内部的辐射，包括脉冲星、喷流和灯丝，本质上主要是非热的。幂律指数随半径而变陡，但似乎也显示出小的方位角变化。星云的最外层区域需要一个热发射成分，证实了一个富含喷射物的被扫过的外壳的存在。
2004-08-03 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
Theory of cosmic ray and $γ$-ray production in the supernova remnant RX J0852.0-4622 (Vela Jr.)
利用超新星遗迹（SNR）中宇宙线（CR）加速的解释性时间相关非线性动力学理论研究了超大SNR RX J0852.0-4622的性质。可用的观测结果并未明确区分“附近”（在$\sim 200$ PC处）和“远处”（在$\sim 1$ kpc处）源场景。因此，分析了两种相应不同的模型。虽然200 pc的解决方案不能被排除在外，但由于物理原因，1 kpc的解决方案显然更可取。它需要一颗核心坍缩超新星（SN），其前身是$\sim 4000$年前的分子云。硬X射线的整体同步辐射谱和晶体结构都一致地导致SNR内部的放大磁场$B > 100 μ$ G。这意味着轻子TeV $γ$射线的发射被抑制到H.E.S.S.测量的通量的1%左右。望远镜系统，因此必须强子，符合理论解决方案。到目前为止，1千秒差距的解决方案已经将$\sim 10$ %的爆炸能量转化为非热能，正如银河CR源所预期的那样。此外，衍生的$γ$射线形态与H.E.S.S.一致。测量.对于“附近”解，轻子和强子$γ$射线通量的比例为1：10，这意味着这种情况也是强子主导的。然而，与整体同步加速器光谱一致的磁场强度与来自X射线灯丝的磁场强度显著不同。最后，释放的总机械能总计仅为$1.8 \times 10^{50}$ erg，即使对于堆芯坍塌事件也低得令人不安。
2007-07-31 astro-ph
Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统，如伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体中观测到的非热辐射通常呈现幂律发射谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论激波中，粒子（电子、正电子和离子）的加速是由于在激波区域中产生的等离子体波及其相关的不稳定性（例如韦伯不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是造成和放大高度不均匀的小尺度磁场的原因。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。与假定有均匀磁场的同步辐射相比，偏转电子产生的"抖动“辐射具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-02-18 astro-ph
New Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统观测到的非热辐射，例如，伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体通常呈现幂律发射光谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论冲击中，粒子（电子、正电子和离子）加速是由于等离子体波及其相关的不稳定性（例如，在激波区域中产生的韦伯（Weibel）不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。由偏转的电子产生的“抖动”辐射与假定有均匀磁场的同步辐射相比具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论性喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-10-15 astro-ph
FUSE Observation of the Non-Radiative Collisionless Shock in the Remnant of SN1006
年轻超新星遗迹SN 1006的出现主要是由东北和西北地区的非辐射激波的发射。在X射线能量的东北地震主要表现出非热同步辐射，而西北地震表现出热谱。我们目前的远紫外光谱的东北部（NE）和西北部（NW）的SN 1006的部分收购与远紫外光谱探测器（FUSE）。我们已经检测到的O VI（1032，1038 A）和广泛的Ly-beta（1025 A）的发射线在NW灯丝，但没有检测到在NE区域的发射线。我们在西北方向观测到O VI强度，在H-α宽度为2290 km s-1的位置测得O VI线宽为2100 km s-1（Ghavamian等人，2002年）。这意味着小于离子的质量比例加热。使用强度比I（NW）/I（NE）~ n（NW）/n（NE），发现两个区域的密度比>4，该值具有Long等人（2003）测量的2.5的比值的不确定性。导出的O VI动力学温度相比，以前的估计，电子，质子和离子的温度在残余物中研究的相对加热效率的各种物质在冲击波前。冲击后温度平衡的程度可能对粒子加速至关重要，因为每种物质的温度决定了可注入加速过程的高速粒子的数量，而加速过程可能产生银河宇宙射线。
2004-07-25 astro-ph
