An Analysis of the Broadband (22-3900 MHz) Radio Spectrum of HB3 (G132.7+1.3): The Detection of Thermal Radio Emission from an Evolved Supernova Remnant?
本文分析了银河系超新星遗迹HB 3（G132.7+1.3）的宽带射电频谱（22 ~ 3900 MHz）。已发表的观测结果表明，在这个SNR的无线电频谱中存在曲率，这表明出现单个同步加速器组件不足以充分拟合频谱。我们在这里提出了一个适合这个光谱使用的同步加速器组件和热韧致辐射组件的组合。我们讨论了后一种成分的性质，并估计该成分的存在所隐含的环境密度为n 10 cm^-3。我们还分析了提取的X射线光谱存档{ \it ASCA}地理信息系统观测的不同地区的HB 3获得独立的估计周围的星际介质（ISM）的密度。从这个分析中，我们推导出ISM中SNR的三个不同区域的电子密度为0.1-0.4 f^-1/2 cm^-3，其中f是体积填充因子。通过比较这些密度估计与热韧致辐射分量的估计，我们认为，无线电热韧致辐射发射发射的薄壳包围HB 3。在HB 3的无线电频谱中存在这种热韧致辐射成分表明，这种SNR实际上是与HII区域W3相关的相邻分子云相互作用。通过扩展，我们认为，在无线电波长的热发射的存在下，可能是一个有用的工具，用于识别信噪比和分子云之间的相互作用，并使用无线电连续谱数据估计信噪比附近的环境密度。
2006-12-25 astro-ph
Stellar masers, circumstellar envelopes, and supernova remnants
本文综述了近年来星周脉泽和超新星遗迹脉泽的研究进展。该评论是由科学的重点领域，包括天体物理学的扩展恒星大气，恒星质量损失过程和外流，晚型演化恒星演化，恒星脉泽激发和化学，以及使用恒星脉泽作为独立的距离估计。朝向超新星遗迹的脉泽被单独涵盖。最新进展和开放的未来问题在这一领域进行了探讨。
2007-05-15 astro-ph
NGC2180: a disrupting open cluster
利用J和H2 MASS测光方法讨论了演化疏散星团的光度和质量函数的空间依赖性。目标天体是被忽视的疏散星团NGC2180和中等年龄的疏散星团NGC3680。我们的结论是，虽然在一个先进的动力学状态（质量分离），NGC3680不存在强烈的溶解迹象。另一方面，NGC2180在整个结构中呈现出平坦的、侵蚀的LF，这表明除了质量分离之外，银河系潮汐剥离也有效地耗尽了这个星团。因此，NGC 2180可能是演化的疏散星团和残余星团之间缺失的一环。我们研究这两个集群的背景下，从诊断图涉及光度和结构参数估计的动力学状态。这两个集群都是动态演化的系统。特别是，NGC2180比NGC3680更接近于疏散星团的残余。
2004-04-16 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
Synoptic study of the SMC SNRs using XMM-Newton
本文对小麦哲伦星云（SMC）中的13个超新星遗迹（SNR）进行了详细的X射线光谱分析。我们适用于单温度非平衡电离模型和模型的基础上的Sedov相似性解决方案，在适用的情况下。我们还提出了详细的X射线图像的个别SNR，揭示了一系列不同的形态特征。8个遗迹，即DEM S 32，IKT 2，HFPK 419，IKT 6，IKT 16，IKT 18和IKT 23，与Sedov演化阶段一致。IKT 6和IKT 23都具有透明的壳状形态，在中心具有富氧X射线发射材料。我们提请注意这两个遗迹和充分研究的富氧遗迹IKT 22（SNR 0102-72.3）之间的相似之处，并提出它们是IKT 22的更进化版本。IKT 4、IKT 5、DEM S 128和IKT 5是处于或正在进入辐射冷却阶段的演化残留物。我们认为，从这四个遗迹的X射线发射是最有可能的Ia型SNe的喷出物仍然存在。我们的建模使我们能够获得物理参数的估计，如密度，年龄，质量和初始爆炸能量。我们的研究结果表明，SMC的平均氢密度是一个因素的~6低相比，大麦云云。这对SMC SNR的演变和亮度有明显的影响。我们还估计了平均SMC气相丰度的元素O，Ne，Mg，Si和Fe。
2003-09-01 astro-ph
G65.2+5.7: A Thermal Composite Supernova Remnant With a Cool Shell
本文介绍了档案ROSAT PSPC观测G65.2+5.7超新星遗迹（也称为G65.3+5.7）。几乎没有材料掩盖了这一残余，所以它被很好地观察到，即使在ROSAT的带通的最软端（~0.11至0.28千电子伏）。这些软X射线图像揭示了残骸的中心填充形态，结合现有的射频观测，将G65.2+5.7置于超新星残骸的热复合（混合形态）类别中。G65.2+5.7不仅可能是已知最古老的热复合超新星遗迹，而且由于其光学显示的冷而致密的壳层，这个遗迹支持了热复合超新星遗迹缺乏X射线明亮壳层的提议，因为它们已经进化超过了绝热阶段。这些观测结果还揭示了一个稍微扩展的点源，其中心位置为RA = 19 h 36 m 46 s，dec = 30 deg 40'07“，在67波段图上半径为6.5弧分。这种辐射的来源尚未被发现，因为在这个位置没有已知的脉冲星。
2004-09-28 astro-ph
Radio emission from shell-type supernova remnants
在简单而常用的假设框架内模拟了壳型超新星遗迹（SNRs）的射电发射演化，即扩散激波加速（DSA）机制是产生射电发射电子的原因，磁场是激波处压缩的典型星际场。它被认为是电子注入到该机制在测试粒子制度直接从下游麦克斯韦分布函数的高能量尾部。该模型可以应用于大多数观察到的SNR。结果表明，该模型成功地解释了许多平均观测性能的演变壳型信噪比。特别是，射电表面亮度（$Σ$）随直径的变化为$\sim D^{-(0.3 ÷0.5)}$，而边界激波很强（马赫数为${\mathcal M} \geq10$），随后${\cal M} <10$急剧下降（比$\sim D^{-4.5}$更陡）。表面亮度随直径的这种演变及其对环境参数的强烈依赖性大大降低了$Σ- D$关系作为确定SNR距离的工具的有用性。该模型预测没有无线电发射的信噪比在后期的辐射阶段的演变和存在的无线电安静，但相对活跃的信噪比是可能的。我们的模型很容易解释非常大直径的射电源，如银河环和候选人的超新星无线电遗迹。该模型预测，大多数观察到的SNR位于ISM的一个脆弱的阶段。通过将模型结果与演变的壳型SNR的统计数据进行比较，我们能够估计从范围$(3÷11) \times 10^{- 4}$内的热池加速的电子的分数。
2006-08-03 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of Electrons and Radio Emission from Large Diameter Shell-Type Supernova Remnants
在目前的研究中，我检查扩散冲击加速机制的能力，以解释现有的数据从演化的大直径壳型绝热超新星遗迹（SNRs）的无线电发射。本文提出了信噪比射电辐射的时间相关“洋葱壳”模型，该模型的基本假设是：a）加速是由热能引起的，并且试验粒子近似是有效的; b）通过引入Bell（1978）的两个注入参数，避免了注入问题; c）考虑到SNR演化的非常后期阶段，使用Cox和Andersen（1982）对壳层结构的解析近似; c）无辐射冷却。构造表面亮度-直径$(Σ-D)$轨迹与经验$Σ-D$图进行比较。研究的主要结论是，DSA机制能够解释所有的射电信噪比统计数据，包括非常大的直径残余和巨大的星系环。
2000-01-21 astro-ph
Balmer-Dominated Shocks Revisited
我们提出了一个新的形式主义来描述的比例和档案的氢在巴尔默主导的冲击发射线。我们使用这个模型来解释测量的宽和窄的H-α，H-β和Ly-alpha发射线的超新星遗迹（SNRs）的宽度和比率。我们的模型结果与Chevalier，Kirshner & Raymond（1980）的结果相当一致，并且与几个信噪比的观测结果一致。同样的模型不能解释Heng等人（2006）在SNR 1987 A中观测到的反向激波的宽线和窄线发射的比率。我们认为，这种理论和观测结果之间的差异，从一个错误的假设，巴尔默主导的冲击可以被视为尖锐的不连续性。如果考虑激波转捩区的空间结构，在大多数信噪比中，宽谱线发射与窄谱线发射的预测比值将发生适度的变化，但在信噪比1987 A中，宽谱线发射与窄谱线发射的比值将显著增加。在大多数信噪比中，观测到的宽发射谱线的半峰全宽，将需要更大的激波速度。
2006-09-19 astro-ph
Spitzer Observations of Supernova Remnant IC 443
我们目前的斯皮策观测IC 443获得MIPS和IRS作为我们的GTO计划的一部分，从演化的恒星喷出物的天体物理学。我们发现，在中/远红外波长的整体形态更像一个环或壳比地面光学和/或近红外图像。尘埃温度图，基于70/160微米的比例，显示了从18到30 K度的范围。IRS光谱证实了从以前的近+中红外光谱观测的碰撞激发的气体，原子和分子，丰富的精细结构原子和纯H2旋转发射线，分别。光谱激波指示器[Ne II] 12.8微米，表明激波速度在60-90 km/s之间，与其他指示器得出的数值一致。
2008-04-29 astro-ph
The Chemical Abundances of Tycho G in Supernova Remnant 1572
我们提出了一个分析的化学丰度的恒星第谷G在超新星（SN）1572的遗迹的方向，根据凯克高分辨率光谱。这颗恒星的恒星参数被认为是一颗G型次巨星，具有$T_{\mathrm{eff}} = 5900 \pm 100$ K、\loggl $ = 3.85 \pm 0.30$ dex和$\mathrm{[Fe/H]} = -0.05 \pm 0.09$。这一测定结果与之前对SN 1572可能的伴星进行的巡天（Ruiz-Lapuente et al. 2004）中得出的恒星参数一致。化学丰度遵循银河系的趋势，除了镍，这是过剩的相对于铁，$[{\rm Ni/Fe}] $ $=$ 0.16 $\pm$ 0.04。Co略微过量（显著性水平较低）。这些铁峰元素的增强可能源于超新星喷出物的污染。我们发现了一个令人惊讶的高锂丰度的恒星，已演变远离主序星。我们讨论这些发现的背景下，超新星的伴星。
2008-09-03 astro-ph
The HI shell G132.6-0.7-25.3: A Supernova Remnant or an Old Wind-Blown Bubble?
加拿大银道面巡天的数据显示，在我们的星系盘中有大量的HI壳和弧。虽然它们的形状暗示着恒星风或超新星的影响，但到目前为止，这些结构很少被详细研究。一个很好的例子是外星系中的HI壳，在调查的试点项目中没有发现连续体对应物。它的大小和运动学表明，它是由一颗晚型O星的恒星风产生的，该恒星已经从主序星演化出来，或者是超新星爆炸。在投影中，位于壳层中心的B1 Ia型恒星是一个可能的候选能源，如果假设壳层是被风吹走的话。壳的形状意味着一个令人惊讶的小规模的高度小于约30 pc的周围的气体，如果伸长是由于在密度梯度的演变。
2000-02-23 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
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
Crushing of interstellar gas clouds in supernova remnants. I. The role of thermal conduction and radiative losses
我们模拟了一个演化的超新星遗迹的冲击波与一个小的星际气体云的流体动力学相互作用，就像在天鹅座圈和船帆座SNR中观察到的那样。本文研究了云演化过程中辐射冷却和热传导的相互作用及其对云与周围介质间质量和能量交换的影响。通过对两种不同马赫数的主激波情况的研究，（M = 30和50，分别对应于冲击后温度$T\approx 1.7\times 10^6$ K和$\approx 4.7\times 10^6$ K），我们探索了两种非常不同的物理状态：当M = 30时，辐射损失控制着激波云的演变，激波云碎裂成冷的、致密的，和紧凑的细丝包围的热电晕，这是烧蚀的热传导;相反，M = 50，热传导占主导地位的冲击云，蒸发在几个动态的时间尺度的演变。在这两种情况下，我们发现，热传导是非常有效的抑制流体动力学不稳定性，将发展在云边界。
2005-08-30 astro-ph
Tentative Discovery of a New Supernova Remnant in Cepheus: Unveiling an Elusive Shell in the Spitzer Galactic First Look Survey
我们已经发现了一个轴对称的，定义明确的外壳材料在仙王座星座，根据成像获得的一部分，银河第一次看调查与斯皮策太空望远镜。86“x 75”物体在短轴上显示出明亮的边缘，在24微米处清晰可见，但在3.6、4.5、5.8、8.0、70或160微米图像中未检测到。用7.5 - 40微米的光谱法进行跟踪，发现外壳完全由电离气体组成，24微米的成像仅跟踪[O IV] 25.89微米的发射。该光谱还显示出较弱的[Ne III]、[S III]和非常弱的[Ne V]发射。未检测到热尘埃的排放。穿过贝壳中心和北部边缘的光谱切割彼此高度一致。祖先是不容易确定的，但与缩放参数和比较著名的例子演变成恒星的对象，我们发现的观测是最直接的解释，在一个年轻的超新星遗迹位于至少10千秒差距的距离，约400秒差距以上的银河系盘。如果得到证实，这将是最初在红外波长发现的第一个SNR。
2006-02-24 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
Discovery of a New Supernova Remnant in the Direction of G69.7+1.0
我们利用ASCA卫星在G69.7+1.0附近发现了一个中年超新星遗迹（SNR）。G69.7+1.0在2.7 GHz的调查中被识别，并被分类为直径为16 arcmin的壳型SNR。在ROSAT全天巡天期间，探测到G69.7+1.0方向的X射线发射。然而，它延伸到射电壳层之外，并且X射线亮区位于射电壳层之外。ASCA和ROSAT的光谱研究表明，电子温度为~0.4 keV的薄热等离子体。在整个视场范围内，除了东部的柱密度较低外，光谱参数没有明显的变化。我们还发现了一个大的壳结构，它围绕着X射线亮区在光学和无线电图像。我们认为观测到的X射线辐射与大的光学和射电壳层有关，它们是一个新的SNR的一部分，不同于我们命名为AX J2001+3235或G69.4+1.2的射电SNR G69.7+1.0。大壳层和~0.4 keV的电子温度表明AX J2001+3235是一个进化的SNR。通过与CTB 80的柱密度（G69.0+2.7）的比较，我们估计SNR的距离约为2.5kpc。
2000-08-22 astro-ph
Massive-Star Forming Infrared Loop around the Crab-like Supernova Remnant G54.1+0.3: Post Main-Sequence Triggered Star Formation?
我们报告了使用AKARI红外卫星在年轻的蟹状超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3周围发现的恒星形成环。该环由至少11个年轻恒星（YSO）组成，它们嵌在半径约为1 '的环状漫射辐射中。YSO在中红外波段是明亮的，在斯皮策太空望远镜的银河平面巡天图像中也是可见的。他们的Spitzer颜色类似于[3.6]-[5.8]中的II类YSO，但[8]-[24]中的显着红色，即，0<[3.6]-[5.8]<1.2和5<[8]-[24]<9。它们中的大多数在2 MASS JHKs图像中有近红外对应物，其中一些也有光学对应物。它们的JHK颜色和星等表明，YSO是大质量（<= 10 Msun）的主序前恒星，与SNR的距离相同，即，8 kpc，支持星形成环与SNR的关联。去红光谱能量分布类似于早期的Herbig Be星，这是早期的B-型前主序星，其内部盘已经被破坏。对环结构的限制表明YSO是年轻的，即，<= 200万我们认为它们的形成是由G54.1+0.3的祖星触发的，它的质量<= 15 Msun。触发一定是发生在祖先生命的末期，可能是在它脱离主序列进化之后。
2008-01-02 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
Thermal X-ray composites as an effect of projection
提出了一种新的可能性，将热X射线复合物（TXCs），即射电壳层中具有热X射线中心填充形态的超新星遗迹（SNRs）的性质解释为在尺度高度<10 pc的非均匀介质中演化的二维或三维壳状SNRs的投影效应.同时考虑了X射线和射电形貌，以及这种信噪比和周围介质的基本理论特征。如果周围密度的梯度不在投影平面上，并且磁场几乎与视线对齐，则在分子云边缘处演化的壳状SNR的理论性质对应于TXCs的观测性质。因此，至少一部分来自类的对象可以在所考虑的效果的框架内被解释。提出的模型表明，与桶状无线电和中央明亮的热X射线形态的信噪比应该存在。该模型使我们能够考虑TXCs作为质子源γ射线的前瞻性来源。
2001-03-21 astro-ph
