Infrared Echoes near the Supernova Remnant Cassiopeia A
斯皮策太空望远镜在一年的时间间隔内在24微米处获得的两张仙后座A的图像显示了超新星遗迹外壳外的移动结构，距离超过20弧分。个别特征表现出每年10至20角秒的明显运动，由近红外观测独立证实。观察到的切向速度大约是光速。这些移动的结构很可能是红外线回波，其中星际尘埃被爆炸和残骸中心附近致密物体的耀斑加热。
2005-06-08 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of the Cas A supernova remnant as seen by the BeppoSAX observatory
我们提出了一个宽波段X射线观测的Cas A超新星遗迹，获得的4个窄场仪器上的BeppoSAX卫星。由此获得的X射线光谱跨越了20多年的能量，从~0.5到~80 keV。完整的光谱是符合一个两个组件的非平衡电离（NEI）模型加上一个幂律分量，在较高的能量占主导地位。讨论了硬X射线尾对热辐射参数的影响。
1997-07-04 astro-ph
The Supernova Remnant Cas A at Millimeter Wavelengths
我们使用BIMA阵列映射超新星遗迹Cas A从28到87 GHz，2“到7”的角分辨率。从75到87 GHz的数据，19个指向中心与单碟数据相结合，形成一个完整的采样图像。将这些新的BIMA图像与1.5和5 GHz的VLA图像进行比较，以寻找Cas A的光谱指数变化。对图像进行空间滤波并卷积到对应于7“至95”的角标度的公共采样UV范围。这些图像直接证明了亮环外的节点具有更陡峭的光谱指数。对26个最亮峰的分析给出了整个残骸光谱指数变化的统计证据。高频光谱证实并扩展了先前在较低频率处看到的光谱变化。光谱在很大程度上符合不同的幂律，而不是弯曲的光谱。这为Cas A中相对论粒子加速的局部变化提供了强有力的支持。
1999-01-29 astro-ph
Neutron Stars in Supernova Remnants
我简要地总结了超新星遗迹中存在中子星的一些事实和观点。虽然类似蟹状星云的源需要一个中心高能天体的存在，但像Cas A这样的壳型遗迹与释放弱相对论风的中子星的存在是相容的。
1999-11-22 astro-ph
44Ti radioactivity in young supernova remnants: Cas A and SN 1987A
我们研究了年轻超新星遗迹（SNRs），仙后座A（Cas A）和SN 1987 A中44 Ti衰变序列的放射性。线性分析表明，纯电子俘获衰变同位素~（44）Ti的电离对这两个核反应堆的放射性影响是相反的：~（44）Ti电离到类H和类He态后，其在Cas A中的放射性增强，而在SN 1987 A中的放射性则降低。我们简要讨论了目前的放射性的Cas A考虑微观（原子/核）物理结合流体动力学SNR演化模型的增强因子。对于SN 1987 A，我们通过蒙特卡罗模拟得到了（0.82-2.3）× 10^{-4} M太阳能的~（44）Ti初始质量。从44 Ti衰变产生的伽马和硬X射线的通量给出了当前和未来的实验。
2003-11-04 astro-ph
Three Supernova Remnants observed by BeppoSAX
我们介绍BeppoSAX观测的壳型超新星遗迹的三次观测结果。其中两个遗迹（N132D和Cas A）是富氧超新星遗迹。在PV阶段观察到这些变化。在A01期间观察到SN 1006。对于SN 1006，我们提出了初步的结果，丰度测量的基础上，从中心的残留物的排放。
1998-01-13 astro-ph
Newly Synthesized Elements and Pristine Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant
红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）在2.4 - 45微米处对年轻超新星遗迹Cas A的光谱观测显示出O，Ne，Si，S和Ar的强发射线。这些线是在高速（几千公里/秒）下观察到的，因此与超新星喷出物有关，称为快速移动结（FMK）。尘埃的连续辐射也可以在Cas A光谱中看到。连续谱强度与O和Ar谱线强度在空间上有很好的相关性，表明尘埃辐射也来自FMK。尘埃连续体在~22微米处有一个发射特征，这不能用典型的天文硅酸盐来拟合，但可以用一种特殊的硅酸盐矿物来拟合。这表明Cas A中的尘埃是硅酸盐材料，从Cas A喷出物中新鲜凝结成矿物形式，这不是典型的ISM尘埃颗粒的特征。
1999-01-05 astro-ph
Status of the connection between unidentified EGRET sources and supernova remnants: The case of CTA 1
本文简要评述了银河系中未确认的EGRET源与超新星遗迹（SNRs）之间可能存在的物理联系的观测现状。我们借鉴了Torres等人（Physics Reports，2003）在综述中提出的最新结果，这些结果涉及在银河系低纬度与EGRET源位置一致的所有19个SNR附近的分子气体。此外，我们提出了新的结果，超新星遗迹CTA~1。我们的研究结果不利于与附近（投影）EGRET源的物理连接的可能性。然而，超新星爆炸中产生的致密物体仍然有可能与观测到的$γ$射线通量有关。
2004-07-27 astro-ph
The X-ray Expansion of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文首次提出了信噪比Cas A的X射线展开测量。我们比较了新的ROSAT和爱因斯坦HRI存档的图像，两者相隔17年。残骸的平均膨胀率为0.20%/年，是明亮射电环膨胀速度的两倍，是光学快速移动结系综的三分之二。这表明我们在每个带中观察到不同的流体动力学结构，尽管所有这些组件都位于同一个补丁环上。此外，显着的变化，膨胀率作为周围的明亮的X射线环的方位角的函数被发现。这些发现进行了讨论的背景下，两类模型，涉及的环境介质与均匀或单调递减的密度远离中心，或预先存在的拱壳。
1998-06-17 astro-ph
Proper Motions and Brightness Variations of Nonthermal X-ray Filaments in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们目前钱德拉ACIS X射线观测银河超新星遗迹仙后座A采取在2007年12月。将这些数据与钱德拉在2000年、2002年和2004年的观测资料相结合，我们估计残骸在最外层壳周围不同点的前向冲击速度在4200和5200 +/- 500 km/s之间。利用这些结果，结合以前对Cas A X射线辐射的分析，我们提出了一个Cas A演化的模型，发现它的膨胀很好地符合进入周风的rho_ej ~ r^{-（7-9）}喷出物轮廓。我们进一步发现，虽然在这个模型中的反向冲击波的位置是一致的，在X射线测量，为了匹配的前向冲击波的速度和半径，我们不得不假设，约30%的爆炸能量已经进入加速宇宙射线在前向冲击波。新的X射线图像还显示，一些向前的激波丝可能会发生亮度变化，就像在残骸内部投射的几个非热灯丝所看到的那样。对外部前向激波细丝和内部非热细丝的谱拟合表明，它们具有相似的谱。这与类似的通量变化一起表明，内部非热细丝可能只是投影中看到的前向激波细丝，而不是像最近提出的那样位于反向激波处。
2009-02-27 astro-ph
Bullets in a Core Collapse Supernova Remnant: The Vela Remnant
我们使用二维流体动力学模拟研究致密的喷出物团块（子弹）在核心坍缩超新星遗迹的属性，动机可能是由船帆座超新星遗迹中的团块引起的突起的观察。喷出物，与内部平坦和外部陡峭的幂律密度分布，被假定为自由膨胀到周围介质中具有恒定的密度，$\sim 0.1$ H原子cm $^{-3}$的情况下船帆座。在$10^4$ yr的年龄，反向冲击波前锋预计已经移回残骸的中心。喷出物团块与初始密度对比$χ\sim 100$相对于他们的周围被发现是迅速破碎和减速。为了在冲击波上产生明显的突起，如在船帆座残骸中观察到的那样，可能需要$χ\sim 1000$。在这种情况下，团块应该在喷出物密度曲线的拐点附近，喷出物速度为$\sim 3000 \kms $。这些结果适用于中等大小的团块;较小的团块将需要更大的密度对比度。团块可以在船帆座残骸的壳层中产生环状结构，我们研究了叠加在船帆座上的明显超新星残骸RX J 0852 - 4622实际上是船帆座壳层一部分的可能性。射电观测支持这一观点，但可能存在的致密天体则与之相反。镍泡效应或脉冲星风星云中的压缩可能是产生聚集的机制。
2001-11-20 astro-ph
Near-Infrared and Optical Limits for the Central X-ray Point Source in the Cassiopeia A Supernova Remnant
由HST上的NICMOS 2相机使用F110 W和F160 W滤光片（~J和~H波段）拍摄的Cas A超新星遗迹中心的近红外图像的星等极限分别为26.2和24.6，但在钱德拉探测到的中心X射线点源（XPS）半径1.2”内没有发现任何源。NICMOS数据与从用透明滤光片（50 CCD）拍摄的深STIS CCD曝光获得的宽带光学星等极限（R ~ 28 mag）一起表明XPS光度在光学/NIR波段中非常低（例如，L_H < 3 × E29 erg/s），没有与XPS对应的光学、J或H带，可以通过HST容易地检测到。我们讨论的性质的Cas A中心紧凑对象的基础上，这些新的近红外和光通量的限制。
2005-09-19 astro-ph
Interaction of High-Velocity Pulsars with Supernova Remnant Shells
对超音速运动脉冲星产生的脉冲星风进行了流体动力学模拟。脉冲星穿过星际介质，或者在更有趣的情况下，穿过其诞生时产生的超新星遗迹。在这两种情况下，都存在一个三重结构，包括风终止激波，接触不连续和弓形激波的脉冲星风星云的边界。使用流体动力学模拟，我们研究了脉冲星风星云内的超新星遗迹的行为，特别是与外壳的星际物质和周围的残骸爆炸波席卷。这种相互作用发生在脉冲星从超新星遗迹中爆发出来时。我们假设残骸处于其演化的Sedov阶段。在突破之前，与脉冲星运动相关的马赫数等于${\cal M}_{\rm psr} = 7/\sqrt{5}$，{ \em independent}超新星爆炸能量和脉冲星速度。弓激波结构被证明是生存的突破事件。
2002-02-12 astro-ph
The Expansion Center and Dynamical Age of the Galactic Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了自行车21个明亮的主壳和17个暗淡的，更高的速度，在Cas A超新星遗迹的外部喷出物结，并使用它们来获得新的估计残留物的膨胀中心和年龄。我们的研究包括1951年至1976年帕洛玛5米主焦板，1988年至1999年的CCD图像从KPNO 4米和MDM 2.4米望远镜，和1999年的HST WFPC 2图像。可测量的位置涵盖了23至41年的时间跨度为大多数节，与几个外节随后近48年。我们得到的膨胀中心α = 23 h 23 m 27 s.77 +-0 s.05，δ = 58 d 48' 49”.4 +- 0”.4（ICRS），使用外壳或主壳结得到的中心之间几乎没有差异。这个位置比van den Bergh和Kamper（1983）估计的位置偏北3.0角秒。它也位于残骸最近探测到的中心X射线点源的正北方（PA = 354度）6.6 +-1.5弧秒，这意味着X射线点源的横向速度约为330 km/s，距离为3.4 kpc。利用位于残骸前向爆炸波前方的纽结，我们估计纽结收敛的日期为公元1671.3 ± 0.9年，假设没有减速。然而，在300年的时间跨度内，仅约1.6 km/s yr的减速将产生公元1680年的爆炸，与J. Flamsteed怀疑的Cas A超新星的目击一致。
2001-04-10 astro-ph
Evidence of X-ray Synchrotron Emission from Electrons Accelerated to 40 TeV in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用Rossi X射线定时探测器卫星上的正比计数器阵列和高能X射线定时实验测量了超新星遗迹仙后座A的2-60 keV能谱。除了先前报道的热等离子体产生的强发射线特征之外，宽带光谱具有高能量“尾部”，其延伸到至少高达120 keV的能量。该尾部可以通过具有1.8 ± 0.5/-0.6和3.04 ± 0.15/-0.13的光子指数以及15.9 ± 0.3/-0.4keV的断裂能量的断裂幂律来描述。我们认为，高能量的组成部分，占主导地位的光谱以上约10千电子伏，产生的同步辐射从电子的能量高达至少40 TeV。这一结论支持了银河系宇宙射线主要在超新星遗迹中加速的假设。
1997-07-09 astro-ph
The Expansion Asymmetry and Age of the Cassiopeia A Supernova Remnant
利用HST ACS图像研究了年轻超新星遗迹Cas A的最高速度碎片的扩展和空间分布。报告了1800多个外围喷出物节的自行。横向扩张速度的分布，这些结显示出惊人的两极不对称性，最高速度节局限于几乎相反的东北和西南“喷气机”。相对于在其他方向上看到的残骸的最高速度碎片，射流在运动学和化学上都是不同的。外围喷出物的空间分布中的重要差距在于方向大致垂直于射流。外推的9个月自行的所有外部喷出物结和一个子样本的72个明亮和紧凑的节建议爆炸日期（假设没有结减速）1662 +/- 27和1672 +/- 18，分别。我们发现了一些证据，表明在不同方向上的非均匀减速，在减速最小的喷出物中，沿着西北边缘有结，这表明收敛日期为1681 +/-19。残骸的中央X射线点源位于估计的膨胀中心（PA = 169度）东南部的$7''$处，表明预计的运动速度约为350 km/s，朝向广阔的南部外部喷出物结间隙的中部。
2006-03-14 astro-ph
Magnetohydrodynamic turbulence in supernova remnants
我们目前的估计角功率谱的同步辐射强度波动在6和20厘米的壳型超新星遗迹Cas A和填充中心蟹状超新星遗迹。我们发现，这两个源的强度起伏具有指数为-3.24 +/-0.03的幂律功率谱。这种幂律功率谱与同步辐射等离子体中的磁流体动力学湍流是一致的。对于Cas A，在功率谱中存在中断，并且在大角尺度下幂律指数从-3.2变化到-2.2。这种转变发生在对应于Cas A壳厚度的角尺度上。我们将其解释为从三维湍流到二维湍流的过渡，其尺度分别小于和大于壳体厚度。
2009-07-23 astro-ph
Spitzer Spectral Mapping of Supernova Remnant Cassiopeia A
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪数据，给出了仙后座A超新星遗迹精细结构红外线辐射的全球分布。我们确定发射从喷出物材料在内部，之前遇到的反向冲击，以及从冲击后的明亮的环。在激波处，全球电子密度增加了100以上，达到10^4 cm^-3，这为强辐射冷却提供了证据。在冲击波中，电离状态也发生了戏剧性的变化，来自低电离内部物质（如[SiIII]）的发射逐渐消失，让位于[SIV]，甚至在更远的距离，来自氢硅的高能X射线。两个紧凑的新月形团块，其氖丰度高度增强，对称地排列在中心的中子星周围。这些氖新月与致密天体从残骸膨胀中心的“踢”方向非常接近，追踪了一个新的爆炸不对称轴。它们表明，大部分明显的宏观元素混合可能来自不同的成分层的喷出物，现在通过沿不同方向的反向冲击。
2008-10-16 astro-ph
A Comparison of X-ray and Radio Emission from the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们比较了无线电和软X射线亮度作为年轻超新星遗迹仙后座A内位置的函数。X射线发射（经星际吸收校正）和射电发射之间存在中等强度的相关性（r = 0.7），表明热等离子体和相对论等离子体占据相同的体积，并受共同的基本参数的调节。ln（Sx射线）= 1.2 x Sradio + ln（k）的对数斜率意味着亮度的变化主要是由于路径长度的差异。X射线和射电发射率在相同的一般位置都很高，但它们更详细的关系受到很差的约束，可能显示出显著的散射。最强的射电和X射线吸收出现在Cas A的西边界。基于Cas A和吸收分子云的性质，我们认为它们之间存在物理相互作用。我们还比较ASCA衍生的列密度与21厘米H I和18厘米OH光学深度的方向Cas A，为了提供一个独立的估计ISM属性。我们推导出的H I自旋温度约为40 K的平均值和测量的OH分子氢的比例名义上大于以前的估计。关键词：Cas A，仙后座A，星际介质，分子云，射电天文学，超新星遗迹，X射线天文学
1996-03-19 astro-ph
Titanium-44: Its Effective Decay Rate in Young Supernova Remnants, and its Abundance in Cas A
放射性同位素，如44 Ti，可能提供了最直接的探测爆炸恒星内部的核合成环境，当爆炸残留物中相关的伽马射线活动被检测到并转换回爆炸时的同位素丰度时。在本文中，我们断言，该过程可能不一定是简单的，至少在44钛，轨道电子俘获衰变同位素的情况下。利用McKee和Truelove（1995）对年轻超新星遗迹的分析模型，并假设存在过密的56 Fe为主的团块，其中也含有44 Ti，我们表明，高电离度可能是由反向冲击引起的，因此44 Ti的电子捕获率可能会从其实验室值显着降低。当应用于Cas A时，在某些条件下，这将使当前的44 Ti放射性增加1.5 - 2.5倍，这在与44 Ti衰变相关的1.16 MeV线放射性的COMPTEL观测和初始44 Ti丰度的SN模型预测之间产生了更好的兼容性。然而，这种可能性受到各种不确定性的影响，特别是喷出物中团块的未知性质和径向分布。
1999-04-29 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cassiopeia A and Kepler Supernova Remnants
近红外光谱（0.95 - 2.4微米）的仙后座A和开普勒超新星遗迹（SNRs）。低色散（R = 700）光谱获得了五个明亮的快速移动的喷出物结（FMK）在主壳上的两个位置和三个明亮的拱星结（QSF）西南边缘附近的Cas A。Cas A中的主壳层FMK表现出稀疏的近红外光谱，主要由[S II] 1.03微米发射和少数其他较暗的发射线组成。其中有两条高电离硅线，[Si VI] 1.96微米和[Si X] 1.43微米，它们在活动星系核和新星中被探测到，但以前从未在超新星遗迹中被探测到。Cas A星周QSF的近红外光谱显示出更丰富的光谱，具有强烈的He I 1.083微米发射和十几条明亮的[Fe II]线。观测到的[Fe II]线比率表明，在QSF中，电子密度为5 ~ 9 * 10^4 cm^-3。Cas A的QSF数据与观测到的开普勒SNR西北边缘明亮的星周结的光谱非常相似，后者也显示出强烈的He I和[Fe II]发射，测得的电子密度为2.5 - 3 * 10^4 cm^-3。最后，我们提出了J-和K-波段图像的Cas A。K波段的图像显示微弱的漫射发射，没有光学或中红外对应物，但在形态上类似于无线电连续谱图，可能是红外同步辐射。
2001-02-14 astro-ph
Iron Needles in Supernova Remnants?
Dwek（2004）提出，铁针可以解释Cas A超新星遗迹（SNR）的亚毫米辐射，只有非常小的总质量。我们研究了开普勒超新星遗迹的类似模型是否成立，发现它的辐射确实可以用小于10^-2太阳质量的尘埃来解释，这取决于针状物的轴比（l/a）--我们将其限制在700以下。但是开普勒的针模型与Cas A的不一致，因为针的电阻率必须比Cas A大一到两个数量级，或者开普勒冲击等离子体中的电子密度必须比X射线观测所建议的大40倍。针模型的另一个问题是，如果在通常的近似下计算发射特性，那么针的隐含厚度似乎小得令人难以置信。
2005-06-14 astro-ph
Influence of an Internal Magnetar on Supernova Remnant Expansion
大多数提出的磁星和超新星遗迹之间的关联都受到年龄问题的困扰。通常，超新星遗迹的年龄是由半径和年龄之间的Sedov-Taylor相位关系的近似值确定的，爆炸的能量固定为~ 10^{51} erg。这些年龄一般不同意（建议）相关磁星的特征年龄。我们定量地表明，考虑到能量注入超新星遗迹磁星自旋下降，更快的膨胀结果，提高特征年龄和超新星遗迹年龄之间的匹配。然而，从观测中推断出的磁星速度会使一些关联变得不可靠。由于特征年龄可能不是很好的年龄估计，他们的影响的可能性的关联可能不那么重要。在这项工作中，我们提出了简单的数值模拟超新星遗迹膨胀与内部磁星，并将其应用到所观察到的对象。一个短的初始自旋周期，被认为是非常重要的磁场的产生，也是相关的修改膨胀的残余物。接下来，我们将根据这一观点，逐一分析所有提出的关联，并讨论每一种关联的可能性。我们考虑了一个更大的爆炸能量和reassesses的特征年龄问题，并得出结论，约50%的协会可以是真正的，只要SGRs和AXP是磁星。
2003-12-06 astro-ph
Supernova Remnant and Pulsar Wind Nebula Interactions
我回顾了超新星遗迹结构的几个主题。年轻残留物中的流体动力学不稳定性可能会导致有时观察到的细胞结构，尽管喷出物中的结构也可能发挥作用。在年轻残骸的前激波阵面附近出现的喷出物可能是喷出物团块或宇宙射线的动力学效应的结果。缓慢移动的喷出物团块会影响船帆座等较老残骸的外部激波结构。年轻的遗迹通常呈现圆形结构，但往往是单侧不对称的;可能的原因是不对称的星周介质，或脉冲星风星云的脉冲星速度。在较老的遗迹中，不对称的脉冲星风星云可能是由不对称的反向激波流和/或脉冲星速度造成的。
2003-10-16 astro-ph
