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
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
Chandra and H.E.S.S. observations of the Supernova Remnant CTB 37B
100 GeV以上的伽马射线源HESS J1713-381，显然与壳型超新星遗迹CTB 37 B有关，是使用HESS发现的。图：2006年钱德拉的X射线跟踪观测于2007年进行，目的是确定TeV源的同步加速器对应物和/或SNR壳的热发射。这些新的钱德拉数据，加上额外的TeV数据，使我们能够比以前更详细地研究这个对象的性质。新的X射线数据揭示了来自CTB 37 B射电壳层附近~4'区域的热辐射。这种排放的温度意味着残留物的年龄约为5000年，周围气体密度约为0.5 cm-3。这两个估计是相当不确定的，由于SNR的不对称性和可能的修改的运动学由于有效的宇宙射线（CR）加速。在射电壳层还发现了一个明亮的（~ 7 × 10 ~（-13）erg cm ~（-2）s ~（-1））和未分辨的（<1“）源（CX171405.7 -381031），它的非热谱较软（~3.3）。吸收表明柱密度与壳的热发射一致，表明真正的关联而不是偶然的对齐。所观察到的TeV形态与CTB 37 B完整壳中的起源一致。缺乏弥散的非热X射线发射表明伽马射线发射的起源是通过质子和原子核相互作用中产生的中性π介子的衰变，而不是相对论电子的逆康普顿（IC）发射。
2008-05-19 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
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
Chandra Observations of SNR 1987A
本文报道了我们利用{ \it钱德拉X射线天文台}对超新星1987 A的X射线遗迹进行监测的结果。我们在{ \it Chandra}周期3期间进行了两次新的观测，使过去三年的监测观测总数达到六次。这六次观测提供了一个新的超新星遗迹在X射线中诞生的详细时间历史。高角分辨率图像表明，软X射线亮节与光点，而硬X射线功能更好地与无线电图像相关。我们解释这方面的一个模型，其中快速冲击传播通过拱HII区域产生的硬X射线和无线电发射，而软X射线和光发射出现在较慢的冲击进入密集的节在拱内环。新的观测开始显示形态的变化，这可能预示着这个早期超新星遗迹发展的新阶段。在过去的30个月里，观测到的X射线通量增加了近三倍。X射线残骸正在以$\sim$ 5000 km s $^{-1}$的速度膨胀。
2003-08-12 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
Chandra X-Ray Study of Galactic Supernova Remnant G299.2-2.9
我们报告了银河系超新星遗迹（SNR）G299.2 $-$ 2.9与{ \it钱德拉X射线天文台}的观测。使用{ \it Chandra}的高分辨率图像解析了X射线-亮结、壳和延伸到亮壳之外的漫发射。X射线壳的内部是占据SNR中心区域的微弱漫射发射。空间分辨光谱显示出较大的前景吸收（$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$），其支持SNR的相对较远位置（$d$ $\sim$ 5 kpc）。爆炸波遇到的是密度超过一个数量级的高度不均匀的环境介质（$n_0$ $\sim$ 0.1 $-$ 4 cm $^{-3}$）。假定$d$ $\sim$的距离为5千秒差距，我们得到$τ$ $\sim$的Sedov年龄为4500年，爆炸能量为1.6 $\times$ 10 $^{50}$尔格。周围密度结构和整体形态表明，G299.2 $-$ 2.9可能是一个边缘增亮的部分壳层，延伸至$\sim$ 7 pc半径，周围环绕着较弱的发射，延伸至$\sim$ 9 pc半径。这表明SNR在空间区域中爆炸，其中存在密度梯度，其方向大致沿着视线。微弱的中心区域显示出Si和Fe重元素的强线发射，这是由于那里存在过多的恒星喷出物造成的。我们没有发现恒星喷出物富含轻元素O和Ne的证据。所观察到的富含金属的喷出物的丰度结构支持G299.2 $-$ 2.9的Ia…
2007-06-04 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at the Forward Shock in Tycho's Supernova Remnant: Evidence from Chandra X-ray Observations
我们目前的证据宇宙射线加速在前向冲击波在第谷的超新星遗迹（SNR）从三个X射线观测：（1）接触不连续的接近前向冲击波，或冲击波，（2）从第谷的边缘发射的形态，和（3）边缘发射的光谱性质。我们确定的位置的冲击波（BW），接触不连续性（CD），和反向冲击波（RS）周围的第谷的超新星遗迹的边缘，使用主成分分析和其他方法适用于新的钱德拉数据。BW的方位角平均半径为251”。对于CD和RS，我们发现平均半径分别为241”和183”。考虑到投影效应，我们发现比值为1：0.93：0.70（BW：CD：RS）。我们发现这些值与SNR演化的绝热流体动力学模型不一致。CD：BW比可以解释，如果宇宙射线加速离子发生在前向冲击。RS：BW的比率，以及强烈的Fe Ka发射从第谷喷出物，意味着RS是不是加速宇宙射线。我们还提取径向轮廓的约34%的边缘的第谷和比较它们的模型的表面亮度轮廓背后的BW的一个纯粹的热等离子体与绝热冲击。观察到的边缘形态比模型预测的更强烈，表明这种热发射在这里是不可信的。光谱分析也暗示边缘辐射本质上是非热的，这进一步支持了第谷的前向激波加速了宇宙射线的观点。
2005-07-20 astro-ph
A Potential Supernova Remnant/X-ray Binary Association in M31
利用XMM-Newton和Chandra观测资料对M31中经过充分研究的X射线/光学/射电超新星遗迹DDB 1-15（CXOM 31 J004327.8+411829; r3-63）进行了研究。XMM-牛顿的计时数据揭示了X射线双星（XRB）中吸积致密天体的功率密度谱（PDS）特征。PDS显示出典型的罗氏瓣溢流吸积特征，暗示XRB是低质量的。钱德拉观测将信噪比分解为一个壳，并在西北象限显示了94%置信水平的可变计数率。总之，这些XMM-牛顿和钱德拉数据表明，在SNR r3-63中存在XRB，并且XRB位于SNR的西北部。目前可用的X射线和光学数据显示，没有证据表明XRB是高质量的。如果XRB是低质量的，那么r3-63将是发现的第一个包含低质量X射线双星的SNR。
2005-08-08 astro-ph
The Structure of the Oxygen-rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-ray Images: Shocked Ejecta and Circumstellar Medium
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的观测结果。在0.3 $-$ 8 keV波段，高分辨率ACIS图像揭示了一个复杂的形态，包括结和细丝，以及爆炸波周围的SNR。我们提出了等效宽度（EW）的元素种类O，Ne，Mg和Si，这使我们能够识别区域的SNR增强金属丰度的地图。G292.0+1.8明亮，含O、Ne和Si;较弱的S和Ar;含少量Fe。EW和宽带图像表明，富含金属的喷出物主要分布在SNR的周边。中央带状结构具有正常的太阳型成分，强烈表明它主要是来自冲击的星周介质而不是富含金属的喷出物的发射。我们建议，带追溯其起源，以增强质量损失在恒星的赤道平面在缓慢的，红超巨星阶段。我们还确定了正常组成的细丝，集中在SNR的外边界附近，并几乎连续地延伸。这些可能起源于红/蓝超巨星阶段的大质量祖先的恒星风造成的壳层，被冲击波淹没。
2001-12-03 astro-ph
Discovery of a Compact X-ray Source in the LMC Supernova Remnant N23 with Chandra
钱德拉天文台在位于大麦云星云的超新星遗迹（SNR）N23中发现了一个X射线致密源。致密源（CXCRJ 050552.3 -680141）仅在N23的硬带（> 2 keV）图像中可见，而软带图像（< 2 keV）显示SNR的扩散发射，范围为~60 arcsec × ~80 arcsec。致密源几乎位于N23的中心，并且在任何其他波长的先前观测中没有可识别的物体。在距离为50千秒差距的0.5 ~ 10千电子伏波段，光子指数为2.2（1.9-2.7），经吸收校正的光度为1.0 x 10^34尔格·秒^-1的幂律模型可以很好地解释源光谱。用3.2秒的时间分辨率进行观测，既没有探测到源的脉动，也没有探测到源的时间变化。这些结果与Hughes et al.（2006）的结果一致，Hughes et al.（2006）与我们的工作几乎同时独立进行了分析。基于最佳拟合幂律模型的信息，我们认为源辐射最有可能来自旋转动力脉冲星和/或脉冲星风星云。一般推断N23的前身是一颗核心坍缩的大质量恒星。基于最佳拟合幂律模型的信息，我们认为源辐射最有可能来自旋转动力脉冲星和/或脉冲星风星云。一般推断N23的前身是一颗核心坍缩的大质量恒星。
2006-08-09 astro-ph
Revealing the Supernova Remnant Population of M33 with Chandra
我们目前的搜索结果超新星遗迹（SNRs）在档案钱德拉图像的M33。我们通过比较M33中的钱德拉X射线源列表与SNR候选者列表来识别X射线SNR，SNR候选者是从（1）光学中升高的[S II]/H α比率和（2）无线电光谱指数中识别的。在M33中的98个光学已知SNR中，有22个在软带（0.35 - 1.1 keV）中以> 3 σ水平被检测到。基于数据与点源的模拟图像的比较，这些SNR候选中的至少四个在空间上扩展。除了光学匹配的信噪比，我们已经发现了一个软X射线源，在M33没有表现出光学发射，是符合一个已知的无线电源。这个源的无线电频谱指数与冲击中的粒子加速一致，这使我们认为它是一个非辐射SNR。我们还在M33中发现了两个软X射线SNR的新光学对应物。在光谱学确认之前，这两个光学对应物的识别将M33中已知的光学发射SNR的总数增加到100。这使得用X射线对应物确定的SNR总数，包括那些仅由M33的XMM-牛顿巡天探测到的SNR，达到37个SNR。我们发现，虽然在M33和LMC中有类似数量的X射线SNR，其X射线光度超过1e35 ergs/s，但近40%的LMC SNR比1e36 ergs/s更亮，而M33样品中只有13%超过这个光度。光度分布的差异不能完全用光谱模型参数的不确定性来解释，也不能完全用星系之间的丰度差异来解释。
2005-05-02 astro-ph
The X-ray Remnant of SN1987A
本文介绍了对大麦云星云中SN 1987 A的高分辨率Chandra观测。钱德拉X射线天文台（CXO）的高角分辨率使我们能够分辨出X射线残留物。我们发现，残留物是贝壳状的形态，与X射线峰与HST图像中看到的一些光学热点。X射线光变曲线偏离了ROSAT观测到的线性通量增加，2000年1月0.5-2.0千电子伏的光度为1.5 x 10^35 erg/s。我们对任何嵌入的中心源（0.5 - 2 keV）的光度设定了2.3 x 10^34尔格/秒的上限。我们还提出了一个高分辨率的光谱，表明X射线发射是热的起源，并占主导地位的高度电离的物种的O，Ne，Mg和Si。
2000-09-17 astro-ph
A Chandra Study of the Core of the Nearby Cluster Abell 576
我们目前的数据从钱德拉观测附近的星系团阿贝尔576。集群的核心显示出显着偏离动力学平衡。我们发现，这个核心气体最有可能是合并子集群的残余物，它已经被剥离了大部分气体，在主集群后面沉积了一股气体。未剥离的子星团遗迹的特征是温度、密度和金属性与周围的主星团不同，这表明它有着不同的起源。这种小合并的动能的持续耗散可能足以抵消合并事件生命周期内主星团中的大部分冷却。
2004-02-10 astro-ph
Chandra Spatially Resolved Spectroscopic Study and Multi-Wavelength Imaging of the Supernova Remnant 3C 397 (G41.1-0.3)
本文介绍了利用ACIS-S对超新星遗迹（SNR）3C 397（G41.1-0.3）进行的Chandra观测。先前对这个SNR的研究表明，它有一个中央X射线“热点”，暗示着一个与3C 397有关的致密物体。根据Chandra的数据，我们可以排除热点是脉冲星或脉冲星风星云的可能性，并给出一个致密暗天体的通量上限为F（0.5- 10 keV）~ 6 E-13 erg/cm ~ 2/s。我们在钱德拉场发现了两个点源。我们认为，没有一个是与3C 397，和硬源，CXO J190741.2+070650，是一个新发现的活动星系核。钱德拉图像揭示了弧秒尺度的团块和结，这些团块和结与射电VLA图像有很强的相关性，除了X射线热点。我们的钱德拉空间分辨光谱研究表明，单组分模型是不够的，至少需要两个非平衡电离热组件，以适应每个选定区域的光谱。推导出的平均光谱参数与Safi-Harb等人（2000）之前进行的全球ASCA拟合一致。然而，硬组分需要高丰度的Fe，表明存在热Fe喷出物。当比较东瓣和西瓣时，我们发现西瓣的柱密度、亮度和电离时间尺度一般较高。这个结果，结合我们在毫米波长的3C 397周围的研究，表明一个更密集的介质的SNR西部。我们的多波长成像和光谱研究支持3C 397是一个约5,300年的SNR，在具有明显密度梯度的介质中扩展，并且很可能在西侧遇到分子云。我们建议，3C 397将演变成一个混合形…
2004-11-02 astro-ph
Chandra view of Kes 79: a nearly isothermal SNR with rich spatial structure
Kes 79的30 ks \chandra ACIS-I观测揭示了丰富的空间结构，包括许多细丝，三个部分壳，一个环和一个"膨胀“。它们中的大多数都具有相应的无线电功能。尽管两个非平衡电离（NEI）程序的结果不同，但残余物不同部分的温度都在0.7 keV左右，这对于具有如此丰富结构的残余物来说是惊人的恒定。如果热传导负责使温度梯度平滑，则可以导出Spitzer值的1/10的$\sim$的热导率下限。因此，热传导可能在至少一些SNR的演变中起重要作用。没有发现喷出物的光谱特征，这表明喷出物材料已与周围介质充分混合。从形态和光谱特性，我们建议明亮的内壳是一个风驱动的壳（WDS）超过了爆炸波（外壳），并估计年龄的残余物为$\sim$ 6千年的假设动力学。还需要投影来解释Kes 79的复杂形态。
2004-01-09 astro-ph
X-Ray Emitting Ejecta of Supernova Remnant N132D
麦哲伦星云中最明亮的超新星遗迹，N132 D，属于罕见的富氧遗迹，大约有十几个物体显示纯重元素喷出物的光学发射。它们起源于大质量恒星的爆炸，产生大量的O，尽管只有一小部分O被发现以光学波长发射。我们报告说，在最近对N132 D进行的100 ks Chandra ACIS观测中，在X射线波长处检测到了大量的O。亚角秒分辨率的钱德拉和哈勃图像之间的比较显示，在大尺度（但不是小尺度）上，星云X射线和光学发射的喷出物之间有很好的匹配。喷出物光谱占主导地位的强线，他和H-类O，他们表现出大量的空间变化，部分造成的LMC内的斑片状吸收。由于光学喷出物集中在一个5 pc半径的椭圆形膨胀壳，检测到的喷出物X射线发射也起源于这个壳。
2007-11-20 astro-ph
Probing the Proper Motion of the Central Compact Object in Puppis-A with the Chandra High Resolution Camera
利用钱德拉X射线卫星上高分辨率照相机（HRC-I）的亚角秒角分辨率，我们对超新星残骸Puppis-A中的中心致密天体RX J 0822 -4300进行了可能的自行检查。使用跨越1952天的数据，我们发现RX J 0822 -4300的位置，相差$0.574\pm0.184$ arcsec，这意味着自行$μ=107.49\pm34.46$ mas/yr。对于2.2 kpc的距离，这种自行相当于$1121.79\pm 359.60$ km/s的反冲速度。位置角为$241^\circ \pm 24^\circ$。由于自行的大小和方向都与RX J 0822 -4300的诞生地一致，靠近超新星遗迹的光学膨胀中心，因此这封信中提出的结果是一个有希望的指示，表明超新星遗迹中有一个快速移动的紧凑物体。虽然从当前数据推断的位置偏移仅在$\sim3σ$水平上是显著的，但是一个或多个未来HRC-I观测可以获得大得多的位置分离并且进一步约束测量。
2006-08-31 astro-ph
Exploring the X-ray emission properties of the supernova remnant G67.7+1.8 and its central X-ray sources
我们用钱德拉X射线天文台对超新星遗迹G67.7+1.8进行了研究。残骸的X射线形态与在无线电波段看到的双弧结构有很好的相关性。G67.7+1.8的南北边缘的X射线谱显示出高电离金属的发射线特征，这表明所观测到的大部分X射线起源于热等离子体。我们发现镁、硅和硫相对于太阳值来说是过剩的。检测到$\sim4$ keV和$\sim7$ keV的高斯发射线。$\sim4$ keV谱线与$^{44}$ Ca和/或$^{44}$ Sc的K发射谱线一致，而$\sim7$ keV谱线特征可能来自未分辨的Fe-K谱线。钱德拉的亚弧秒角分辨率使我们能够探测到位于几何遗迹中心$\sim1.5$弧分之内的四个微弱点源。在这些天体中，CXOU195424.75+312824.9和CXOU195429.82+312834.1没有光学对应物，使它们成为可能的致密恒星遗迹的候选者。
2008-12-11 astro-ph
Chandra Observations of a New Supernova Remnant AX J1843.8-0352/G28.6-0.1
AX J1843.8-0352是ASCA卫星在射电复合体G28.6-0.1上发现的一个新的X射线信噪比。钱德拉从这个SNR中发现了两个不同的成分：非热和薄的热X射线发射。非热分量与光子指数2.0的幂律谱拟合。形态复杂，但大致呈椭圆形，平均直径约为7 '-10'。椭圆从东到南的边缘与非热射电源C、F和G有关（Helfand et al. 1989）。射电频谱的幂律斜率可以平滑地连接到X射线的幂律斜率，在光学红外波段附近有一个中断，因此可能是由于同步加速器X射线在SNR的壳层加速到> 1 TeV。东南边缘附近的热成分是一个薄的等离子体约0.8 keV的温度。它有一个“蝌蚪”的形象，头部为30“x 40”大小，尾巴为30“长。虽然这种发射与射电源F的西部有关，但其吸收比SNR发射的大部分是非热X射线的吸收大两倍。因此，连同特殊的形态，热等离子体是SNR的一部分还是背景对象是不清楚的。
2002-02-01 astro-ph
Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): X-ray Imaging Spectroscopy of M33SNR21, the Brightest X-ray Supernova Remnant in M33
我们提出并解释新的X射线数据M33 SNR 21，最明亮的X射线超新星遗迹（SNR）在M33。SNR在相对于明亮的HII区域NGC 592的可见投影中（并且看起来与明亮的HII区域NGC 592相互作用）。该源的数据是作为钱德拉ACIS M33（ChASeM 33）超大型项目调查的一部分获得的。接近同轴的钱德拉数据将SNR分解为直径约为5”（在我们假设的M33距离为817+/-58 kpc时为20 pc）的略椭圆形外壳。壳层在东部更亮，这表明它在那个方向遇到了密度更高的物质。光学辐射与北部的X射线壳同延，但在西南部远远超出了X射线边缘。用吸收的Sedov模型模拟X射线光谱，得到冲击温度为0.46（+0.01，-0.02）keV，电离时标为n_e t = $2.1 (+0.2,-0.3) \times 10^{12}$ cm $^{-3}$ s，半太阳丰度为0.45（+0.12，-0.09）。假设Sedov动力学给出的平均震前H密度为1.7 +/- 0.3 cm $^{-3}$。动态年龄估计为6500 +/- 600年，而最佳拟合的$n_e t$值和衍生的$n_e$给出8200 +/- 1700年;年龄估计的加权平均值为7600 +/- 600年。我们估计的X射线亮度（0.25-4.5 keV）为（1.2 +/- 0.2）倍$10^{37}$尔格s $^{-1}$（吸收）和（1.7 …
2007-06-18 astro-ph
