[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
The circumstellar medium of the peculiar supernova SN1997ab
我们报告的检测到的缓慢移动的风，紧凑的超新星遗迹SN 1997 ab正在扩大。中阶梯光谱提供了清晰的证据，表明在这个紧凑的超新星遗迹的宽发射线上叠加了一个清晰的窄（零强度全宽，FWZI ~ 180 km/s）P-天鹅座轮廓，无论是在Ha还是Hb中。从理论论证中我们知道，宽而强的发射线意味着星周密度（n ~ 10^7 cm^-3）。这一点，加上我们的探测，意味着在爆炸前不久，祖先恒星经历了一场巨大而缓慢的恒星风。
1998-09-16 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
Resolving and probing the circumstellar disk of the Herbig Ae star MWC 480 at 1.4 mm: Evolved dust?
我们目前的高分辨率0.45”× 0.32”的观测从BIMA阵列对赫比格Ae系统MWC 480在λ = 1.4毫米的尘埃连续。我们解决了一个半径约170 AU的拱星盘，并通过将观测结果与平盘模型进行比较来约束盘参数。这些结果表明，盘的典型拟合参数，如质量，Md ~ 0.04-0.18 Mo，表面密度幂律指数，p=0.5或1，是可比的低质量的金牛T星。MWC 480星盘中的尘埃可以被模拟为经过处理的尘埃物质（β ~ 0.8），类似于赫比格Ae星CQ Tau星盘;拟合的星盘参数也与较少演化的尘埃一致（β ~ 1.2）。MWC 480拱星盘中晶粒生长的可能性得到β ~ 0.8的可接受拟合的支持。p=0.5和p=1的表面密度幂律分布可以很容易地拟合到MWC 480盘;然而，在80%的置信水平下，排除了类似于最小质量太阳星云模型p=1.5的表面密度幂律分布。
2006-07-11 astro-ph
Probing the nature of Possible Open Cluster Remnants with the Southern Proper Motion Program
利用南方自行计划（SPM）3（Girard et al.2004）中的绝对自行和2 MASS的近红外测光，讨论了11个可能的疏散星团余星（POCR）的性质。分析是通过考虑恒星在色星等图和矢量点图中的分布来完成的。我们通过观察疏散星团Blanco~1成功地探测了SPM目录检测物理组的能力。然而，在SPM 3星表的不确定性和2 MASS测光的基础上，我们得出结论，只有一个-ESO 282 SC 26-出11个对象原来是一个可能的物理群。我们认为它是一个疏散星团，年龄为1.3 Gyr，距离太阳1.4 kpc。
2004-12-01 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of Kepler's Supernova Remnant: A Detailed Look at the Circumstellar Dust Component
我们提出了3.6 - 160微米的开普勒的超新星遗迹（SN 1604）的红外图像获得的IRAC和MIPS仪器的斯皮策太空望远镜。我们还提出了MIPS SED低分辨率光谱在55 - 95微米的区域。在MIPS 24微米波段观察到的发射显示了整个壳层。MIPS 70微米和IRAC 8微米波段中的发射仅从24微米发射的最亮区域看到，这也对应于光学Halpha图像中看到的区域。较短波长的IRAC图像越来越多地被恒星所主导，尽管微弱的细丝是可辨别的。的SED光谱示出了下降到较长波长的微弱连续谱，并且证实了强线发射并不主导中红外光谱区域。我们看到的辐射主要是由于主爆炸波加热的尘埃发出的温暖尘埃;在X射线中看到超新星喷出物的区域没有观察到过量的红外辐射。我们使用尘埃模型来解释观察到的70/24微米的比例，并限制允许的温度和密度范围。我们估计目前的尘埃质量是5.4 x 10^{-4}太阳质量，并推断在颗粒溅射之前的原始质量约为3 x 10^{-3}太阳质量。MIPS 160微米谱带显示没有属于残余物的发射。我们把一个保守的，但温度依赖于任何冷尘埃成分的上限约为10倍以下的冷尘埃质量从SCUBA观测推断。最后，我们评论有关的问题，可能的前体星和超新星类型。
2007-03-26 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
Forward Shock Proper Motions of Kepler's Supernova Remnant
开普勒超新星遗迹的X射线结构显示出由前向冲击所描绘的圆形。我们测量的自行的前向冲击的整体边缘的残留物，使用档案钱德拉数据采取的两个时代的时间差为6.09年。测得北边缘前向激波的自行为0.076”（+/-0.032”+/-0.016”）至0.110”（+/-0.014”+/-0.016”），而其余轮辋上的测量值为0.150”（+/-0.017”+/-0.016”）至0.300”（+/-0.048”+/-0.016”）/年，此处第一项误差为统计不确定性，第二项误差为系统不确定性。结合在残骸北部和中部测得的巴尔末主导的暗条的最佳估计的1660+/-120 km/sec的激波速度（Sankrit et al. 2005）和从北部边缘的前向激波导出的自行，我们估计到残骸的距离为3.3（2.9-4.9）kpc。我们测量的膨胀指数为0.47-0.82的大部分轮辋。这些值与Ia型超新星爆炸模型中的预期值一致，在Ia型超新星爆炸模型中，喷出物和星周介质具有指数分别为5-7和0-2的幂律密度分布。此外，我们应该注意到北部边缘的扩张速度比南部边缘慢。这可能是由于星周介质的不均匀性造成的，星周介质的密度在遗迹的北部比南部高。新估计的几何中心，我们认为爆炸点存在于其周围，位于射电中心以北约5”的偏移处。
2008-12-01 astro-ph
Are the Models for Type Ia Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
我们探讨了Ia型超新星的祖先系统的模型和爆炸后演变的超新星遗迹的属性之间的关系。大多数Ia型祖先的模型在单一简并的情况下预测在前超新星演化过程中会有大量的外流。扩大以前的工作，我们估计这些流出的印记上的结构的星周介质在超新星爆炸的时候，和效果，这种修改后的星周介质上的演变，随后的超新星遗迹。我们比较我们的模拟与已知的Ia型超新星遗迹在银河系（开普勒，第谷，SN 1006），大麦云云（0509-67.5，0519-69.0，N103 B），和M31（SN 1885）的观测特性。我们发现，速度超过200公里/秒的来自白矮星表面的光学厚外流（有时称为吸积风）在祖星周围挖掘出大型低密度空腔。这样大的空洞与我们所研究的所有Ia型遗迹中的前向激波和激波喷出物的X射线发射的动力学是不相容的。
2007-03-13 astro-ph
Mid-infrared imaging of the massive young star AFGL 2591: Probing the circumstellar environment of an outflow source
大多数，如果不是全部，恒星现在被认为在形成过程中产生能量外流。然而，在发现年轻恒星的两极外流近20年后，这种暴力现象的起源还没有得到很好的理解。探测外流过程的困难之一，特别是在大质量嵌入恒星的情况下，是缺乏高空间分辨率的观测。在这里，我们提出了一个巨大的年轻恒星物体，AFGL 2591，及其周围环境的亚角秒分辨率中红外图像。我们在11.7，12.5和18.0微米的图像显示了恒星西南约6“的发射结，这可能是最近的喷射事件或嵌入伴星的证据。这个结与先前看到的近红外反射星云和射电源大致一致，并且位于已知的大规模CO外流内。我们还发现了一个新的微弱的NW源，这可能是另一个嵌入的低光度恒星。AFGL 2591的IRAS中红外光谱在10微米处显示出大的硅酸盐吸收特征，这意味着主要来源被光学厚的尘埃外壳包围。我们讨论了这些现象的相互关系，并建议，中红外成像和光谱探测大质量恒星诞生提供了强大的工具。
2000-08-02 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
Probing the circumstellar structure of pre-main sequence stars
我们提出了一个大样本的前主序星（PMS）的低和中等质量的Halpha分光偏振，并认为该技术是一个强大的工具，在研究这些对象周围的拱星几何。对于中等质量（2 - 15 Msun）赫比格Ae/Be星，我们发现，16出23显示线效应，这立即意味着扁平是常见的这些对象。此外，我们发现一个显着的差异，Halpha分光偏振行为之间的Herbig的是和Ae组。对于Herbig Be星，电子散射盘的概念被证明是一个有用的概念来解释在这个光谱范围内看到的去极化。在较低的质量，更复杂的Halpha偏振行为开始出现。在恒星表面附近形成一个致密的H α发射源的概念，例如由磁层吸积引起的热点，被假定为一个工作假设，以定性地解释Herbig Ae和低质量（M < 2 Msun）T Tauri星周围的H α光谱偏振行为。金牛座T星RY Tau和赫比格Ae星在分光偏振行为上的惊人相似性表明偏振线光子的共同起源，并暗示低质量和高质量的前主序星可能比迄今为止所怀疑的有更多的共同点。
2003-06-04 astro-ph
Probing the circumstellar structure of Herbig Ae/Be stars
我们提出了一个样本的23 Herbig Ae/Be星的Halpha分光偏振观测。在大部分的天体中检测到了线偏振的变化，这表明赫比格恒星周围的区域在小尺度上是扁平的（圆盘状）。我们的研究的第二个结果是，光谱偏振签名的Ae星不同的Herbig Be的明星，从去极化的特性变化在Herbig Be的明星，线偏振的Ae组。在赫比格Be星（7/12）中检测到的去极化频率特别有趣，因为通过类比经典Be星，它可能是迄今为止最好的证据，表明更高质量的赫比格星被扁平结构所包围。对于Herbig Ae恒星，11颗中有9颗显示出线偏振效应，这可以理解为一种紧凑的Halpha发射，这种发射本身被旋转的盘状星周介质极化。赫比格Be星和Ae星之间的分光偏振差异可能是第一个表明赫兹-罗素图中存在从光谱类型A的磁吸积到光谱类型B的盘吸积的过渡的迹象。或者，在Ae星中明显的内部偏振线发射可能在Herbig Be星中被掩盖，因为它们有更高水平的H α发射。
2002-08-06 astro-ph
Probing the centre of the large circumstellar disc in M17
我们研究了M17中~20000 AU圆盘轮廓中心迄今未解决的椭圆红外发射的性质。我们结合高分辨率JHKsL 'M'波段成像进行NAOS/CONICA在VLT与[Fe II]窄带成像使用SOFI在NTT。该分析得到了斯皮策/GLIMPSE档案数据和已发表的SINFONI/VLT积分场光谱数据的支持。这是第一次，我们解决了细长的中央红外发射成一个点源和一个类似喷气的功能，延伸到东北方向的相反方向最近发现的准直H2喷流。它们都几乎垂直于椎间盘平面。此外，我们的图像显示了一个弯曲的西南发射星云，其形态类似于以前探测到的东北发射星云。这两个星云都位于距离盘中心1500 AU的位置。我们描述的红外点源的原恒星是嵌入在拱物质产生的视觉消光60 <= Av <= 82。观测到的KS带星等相当于采用主序星转换的恒星质量范围2.8 Msun <= Mstar <= 8 Msun。总而言之，我们认为大的M17吸积盘正在形成一个中等质量到高质量的原恒星。部分增生物质通过对称双极射流/流出排出。
2008-05-26 astro-ph
Probing ISM Magnetic Fields With SNRs
当超新星遗迹膨胀时，它们的冲击波冻结并压缩它们遇到的磁场线;因此，我们可以将超新星遗迹用作其周围磁场的放大镜。我们将描述一个简单的模型，以确定发射，偏振和旋转测量特性的膨胀超新星遗迹，以及我们如何利用这个模型来获得信息的大尺度磁场在我们的银河系。我们将举两个例子：SNR DA 530位于银河平面上方，揭示了银河系晕中磁场的信息。SNR G182.4+4.3位于我们银河系的反中心附近，揭示了大规模磁场垂直于视线的最可能方向。这可能有助于决定我们银河系的大规模磁场配置。
2008-12-17 astro-ph
Circumstellar masers
星周脉泽是利用VLBI探测低质量垂死恒星包层的独特工具。在这篇文章中，我简要地回顾了我们对这些排放的认识，特别是侧重于通过VLBI观测获得的最新结果，我还概述了一些新的窗口，将打开VLBI脉泽研究感谢即将到来的新仪器。
2004-12-13 astro-ph
Probing the circumstellar structures of T Tauri stars and their relationship to those of Herbig stars
我们提出了一个样本的10个明亮的金牛座T星，补充了新的赫比格Ae/Be星数据的Halpha分光偏振观测。在大多数的金牛座T（9/10）和赫比格Ae（9/11）对象，我们解释在一个紧凑的线光子源，是从旋转的吸积盘散射的线性偏振的变化。我们发现的位置角（PA）的偏振和成像盘PA从红外和毫米成像和干涉研究，探测更大的尺度之间的一致性。对于Herbig Ae星AB Aur，MWC 480和CQ Tau，我们发现偏振PA垂直于成像盘，这是预期的单散射。另一方面，金牛座T星DR Tau和SU Aur和FU Ori的偏振PA与外盘PA对齐，符合多重散射的情况。如果Herbig Ae恒星的内盘在光学上很薄，而我们的T Tauri恒星和FU Ori周围的内盘在光学上很厚，那么这种差异可以解释。此外，我们开发了一种新的技术，结合已知的倾角和我们最近的蒙特卡罗模型来约束SU Aur，GW Ori，AB Aur和CQ Tau的内缘尺寸。最后，我们考虑的内部磁盘结构与磁场的方向在前景星际介质的连接：FU猎户座和DR头，我们推断恒星轴和较大的磁场方向的对齐。
2005-02-25 astro-ph
Probing dust grain evolution in IM Lupi's circumstellar disc. Multi-wavelength observations and modelling of the dust disc
我们提出了一个全色的研究，涉及多技术的方法，围绕金牛座T星IM狼（Sz 82）的拱盘。我们利用测光、分光、毫米干涉测量和多波长成像对Lupi IM进行了全面的观测研究。这是第一次，光盘是解决从光学和近红外波长的散射光，毫米制度的热发射。我们的数据集，结合现有的光度数据，提供了一个广泛的覆盖范围的光谱能量分布，包括硅酸盐发射带的详细光谱。我们进行了同步建模的各种观测，使用辐射转移代码MCFOST，并分析了网格模型的参数空间的很大一部分通过贝叶斯推断。我们已经建立了一个模型，可以重现所有的观察光盘。我们的分析说明了结合广泛的观察，以充分约束光盘模型的重要性，每个观察提供了一个强有力的约束，只有在某些方面的光盘结构和尘埃含量。尘埃演化在光盘的定量证据：晶粒生长到毫米级的颗粒，垂直分层的尘埃颗粒与微米颗粒接近光盘表面和较大的颗粒已经解决了对光盘中面，并可能形成蓬松的聚集体和/或周围的冰幔颗粒。
2008-08-05 astro-ph
The Imprint of Presupernova Winds on Supernova Remnant Evolution: Towards More Realistic Models for Type Ia Supernova Remnants and their Spectra
超新星遗迹通常是根据超新星喷出物与恒定密度环境介质或恒定超新星前风产生的星周介质相互作用的流体动力学模型进行分析的。然而，在超新星爆发前阶段，高能风的喷射改变了周围的介质结构，从而改变了早期超新星遗迹的演化。我们已经分析了年轻的Ia型超新星遗迹的演化，侧重于超新星遗迹结构上的超新星前风的历史和爆炸机制的影响的印记。我们已经发现，在不超过几百年的年代，遗迹的演化对爆炸机制最为敏感，而超新星爆发前的历史则在更晚的时期，即在Sedov阶段开始之前，显示出它的影响。
2002-02-04 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
Dense, Fe-rich Ejecta in Supernova Remnants DEM L238 and DEM L249: A New Class of Type Ia Supernova?
我们目前的观测两个LMC超新星遗迹（SNRs），DEM L238和DEM L249，与钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星。明亮的中心发射，被一个微弱的壳包围，存在于两个遗迹中。中心发射有一个完整的热谱占主导地位的强铁L-壳线，与推断的铁丰度超过太阳和不符合LMC丰度。铁的过量导致了DEM L238和DEM L249是热核（Ia型）爆炸的残余物的结论。炮弹发射源于被冲击波卷起并加热的气体。标准的谢多夫分析表明，两个后掠壳层的质量都约为50个太阳质量，信噪比年龄在10，000 ~ 15，000年之间，震前密度较低（< 0.05 cm^-3），爆炸能量为3 × 10^50尔格。中心富铁超新星喷出物接近碰撞电离平衡。它们的存在是出乎意料的，因为标准的Ia型信噪比模型预测微弱的喷出物发射与短的电离年龄。这两种SNR都属于以前未识别的Ia型SNR，其特征在于明亮的内部发射。密度比预期的喷出物和/或周围的祖先密集的拱星介质需要解释这些SNRs中的富铁喷出物的存在。大量的拱星气体更可能存在于更大质量的Ia型祖先的爆炸中。DEM L238，DEM L249和类似的SNRs可能是“不稳定的”Ia型爆炸的残留物，具有年轻的（约1亿年）祖先。
2006-10-20 astro-ph
On the Emergence and Discovery of Hot Spots in Supernova Remnant 1987A
我们提出了几个新的区域之间的相互作用的喷出物和赤道拱星环的SN 1987 A，相互作用导致了一个更大的发展超新星遗迹的发现。我们还追溯了1995年发现的第一个这样的“热点”的发展。后来的热点似乎在1999年初出现。我们讨论的机制之间的第一个和后来的点的长时间延迟。
2000-05-22 astro-ph
Probing the Geometry and Circumstellar Environment of SN 1993J in M81
我们从1993年3月27.5日（UT）爆炸后7天开始，对M81中IIb型SN 1993 J的偏振辐射进行了41天的监测。我们的数据表明，SN 1993 J的内在连续极化从4月3-4日的基本上可以忽略不计，发展到1993年4月下旬的峰值~ 1%，并在5月中旬开始下降。4月下旬的偏振通量谱与Ib型超新星的光谱非常相似，有突出的He I线，但相对于总通量谱红移了约3380 km/s。这些数据与Hoflich的模型是一致的，它们表明极化最有可能是由不对称的氦核配置的材料和/或通量，或散射从一个不对称的星周分布的尘埃物质。电子和尘埃散射的组合，以及发射气体的聚集或分层分布，可能作为连续谱和发射线的偏振机制。后一种解释得到了以下事实的支持：爆炸后1-2个月，观测到的偏振位置角在突出的线特征上的旋转即使在对星际偏振的影响进行校正后仍然存在。这表明He I，Fe II，[O I]和H的发射线都是在与连续谱不同的位置角处固有偏振的，其中非巴耳末线通常是最高度偏振的。如果超新星具有扁球形几何形状，我们的数据与小视角一致（即，或多或少在赤道上），尽管在早期引起偏振的非球面度可能比先前提出的小（短轴与长轴之比> 0.7）。
1997-03-21 astro-ph
Cosmic ray production in supernova remnants including reacceleration: the secondary to primary ratio
我们研究了超新星遗迹（SNRs）中宇宙射线（CR）的产生，包括背景银河宇宙射线（GCR）的再加速--从而改进了Blandford & Ostriker（1980）和Wandel等人（1987）的早期考虑--以及源（SNRs）内部核辐射的影响。这是第一次结合了CR源内部和扩散的星际介质中的核散射，以及再加速，以及来自激波后热池的超热粒子的注入和随后的加速。在非线性动力学模型的基础上计算了自洽CR谱。它示出，GCR再加速和CR spectrum产生可测量的效果，在高能量，特别是在次级到初级（S/P）比，使其能量依赖性大大平坦比预测的标准模型。在数量上，这种效应强烈地依赖于周围星周物质的密度。GCR再加速在低星周密度的次级CR生产中占主导地位。如果超新星平均爆炸到氢数密度为$N_H=0.003$ cm $^{-3}$的热稀介质中，它将大大增加预期的s/p比，并将其光谱转换为能量大于100 GeV/n的几乎与能量无关的形式。CR spectrum内SNR的s/p比的贡献增加与星周密度的增加，并成为占主导地位的$N_H\gsim 1$ cm $^{-3}$，导致在高能量的平坦的s/p比，这是只有一个因素的三个低于在热介质的情况下。在能量高于100 GeV/n时，硼碳比的测量值可以用来与这里预测的值进行比较，作为GCR超新星起源的一致性检验。
2003-08-12 astro-ph
Mid-IR Observations of T Tauri stars: Probing the Star-Disk Connection in Rotational Evolution
我们提出了中红外N波段$(λ_{eff} = 10.2\micron)$测光的金牛座T星被认为是单一的金牛座，御夫座分子云精心挑选的样本。这些恒星的红外线过度通常归因于星周尘埃盘。结合2.16 $\micron$（K $_{s}$波段）和10.2 $\micron$（N波段）的观测，我们探测了从几个恒星半径穿过类地行星带（0.02-1.0AU）的星周尘埃盘区域。通过分析的$(K_{s}-N)$颜色指数的分布相对于以前测得的光度旋转周期，我们调查什么样的角色拱盘中发挥的旋转演化的中心恒星。这两个变量之间的正相关性与星盘相互作用促进金牛座T阶段角动量调节的概念一致。我们还证明，如何包括非单星在这样的分析将\textit{weaken}任何相关性之间的关系$(K_{s}-N)$颜色和周期。为了进一步了解磁盘属性，我们还提出了新的地面M-波段$(λ_{eff} = 4.8\micron)$和Q-波段$(λ_{eff} = 20\micron)$数据的几个对象的SED，并将它们与一个几何薄，光学厚磁盘模型进行比较。
2006-09-08 astro-ph
Gamma-ray bursts from stellar remnants: probing the Universe at high redshift
伽马射线暴（GRB）释放的能量与超新星爆炸相似，结合其快速的变化性，表明它的起源与中子星或黑洞有关。由于这些致密的恒星残骸形成于质量最大的恒星诞生后不久，因此伽马射线暴应该可以追踪宇宙中恒星的形成率;我们证明了伽玛射线暴的通量分布与此一致。由于恒星形成速率随红移的强烈演化，因此已知最暗的爆发具有z ~ 6，远高于通常引用的值，并超过最遥远的类星体。这就解释了为什么在经过充分研究的伽马射线暴误差框中没有明亮的星系。距离的增加意味着峰值光度为8.3e51 erg/s，速率密度为每个星系每百万年0.025。这些值分别比非演化伽玛射线暴率拟合所暗示的值高20倍和低150倍。这意味着伽玛暴要么是由一种比双中子星合并更罕见的现象引起的，要么是由于光束的存在，我们通常看不到它们的伽玛射线辐射。精确的爆发位置从光学瞬变将区分不同的模型从恒星死亡的伽玛射线暴，因为祖出生地和爆发之间的距离有很大的不同。最暗的伽马射线暴是已知的最遥远的天体，可能在第一批恒星形成的时候探测宇宙。
1997-12-09 astro-ph
Modelling Hard Gamma-Ray Emission From Supernova Remnants
CANGAROO实验对SN 1006的TeV辐射的观测，以及超新星遗迹的非热X射线辐射的几个实例，导致了这些扩展源中超TeV电子的推断。虽然这足以推动理论界对粒子加速和相关辐射的建模，但预计未来十年将出现许多探测TeV和亚TeV波段的新实验，这为建模者提供了进一步的实质性动力。特别是，寻求获得宇宙射线离子加速的明确的伽马射线特征定义了观测者和理论家的“圣杯”。这篇综述总结了过去五年来超新星遗迹中MeV-TeV伽马射线预测的理论发展，重点是模型的全球性质如何影响硬伽马射线观测计划，从而探测超新星遗迹环境。主要考虑的性质包括加速粒子的最大能量、未受冲击的星际介质的密度、周围的磁场和相对论性的电子质子比。确定在TeV波段的可观测性良好的候选残余物的标准。
1999-12-03 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
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
On the high energy non-thermal emission from shell-type supernova remnants
与壳型超新星遗迹有关的激波被认为是宇宙线加速的可能场所。由于冲击波除了加速质子外，还能加速电子，因此人们预期这两种物质都有助于从这些物体中获得预期的高能辐射。采用一个简单的粒子加速模型，我们以自洽的方式计算了高能电子的随时间变化的同步辐射和逆康普顿辐射，这些高能电子假定是由激波直接加速的，或者是从相对论质子与星周物质的强子碰撞中以高能量注入的。我们推断，对于标准超新星参数的TeV通量产生的中性π介子衰变是大约相同的数量级的通量预期从直接加速的电子。
1996-01-24 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 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
What Produced the Ultraluminous Supernova Remnant in NGC 6946?
NGC 6946中的超亮超新星遗迹（SNR）是已知最亮的X射线SNR，比Cas A亮1000倍。为了探索这个遗迹的性质和它的祖先，我们已经获得了高色散光学阶梯光谱。中阶梯光栅光谱检测H-α、[N Ⅱ]和[O Ⅲ]谱线，并将这些谱线分解为非冲击材料的窄谱（FWHM ~20- 40 km/s）和冲击材料的宽谱（FWHM ~250 km/s）。窄组分和宽组分都具有异常高的[N II]/H-alpha比值，约为1。使用中阶梯光栅观测，档案HST图像和档案ROSAT X射线观测，我们得出结论，SNR是由一个正常的超新星，其前身是一个大质量的恒星，无论是WN星或发光的蓝色变星。残骸的高亮度是由超新星喷出物膨胀成一个密集的，富含氮的星周星云的祖先所创造的。
1999-12-01 astro-ph
Observations of X-rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75
我们介绍了斯皮策太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测的复合银河系超新星遗迹Kes 75（G29.7-0.3）。我们使用在24微米处检测到的通量和来自新的深X射线观测的拟合光谱的热气参数来约束尘埃排放模型，获得尘埃与气体的质量比M_dust/M_gas ~0.001。我们发现，一个两个组件的热模型，名义上表示冲击扫星际或拱星材料和反向冲击喷出物，充分适合的X射线光谱，虽然有点高的隐含密度的两个组件。我们推测，这个模型意味着一个沃尔夫-拉叶祖残体。我们还提出了中央脉冲星风星云的红外通量上限。
2007-06-13 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
An X-Ray Pulsar, Metal-rich Ejecta, and Shocked Ambient Medium in the Supernova Remnant G292.0+1.8
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机在银河系超新星遗迹G292.0+1.8中发现的致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期与PSR J1124-5916的射电周期和自旋下降率的外推结果一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲。对于M_V ~ 26的极限没有光学对应物。脉冲星风星云中的压力远小于反向激波加热的喷出物和星周介质中的压力，这表明反向激波还没有开始与星云相互作用。
2004-01-22 astro-ph
RXTE, ROSAT and ASCA Observations of G347.3-0.5 (RX J1713.7-3946): Probing Cosmic Ray Acceleration by a Galactic Shell-Type Supernova Remnant
我们对银河壳型超新星遗迹（SNR）G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）的X射线光谱进行了分析。通过使用ROSAT PSPC，ASCA GIS和RXTE PCA对G347.3-0.5的观测数据进行联合光谱分析，我们在0.5至30 keV的近似能量范围内拟合了该SNR的特定区域（包括明亮的西北和西南边缘，东北边缘和内部漫射发射）的光谱。基于SRCUT模型的最佳拟合的光谱参数，我们估计的最大能量的宇宙射线电子加速的边缘G347.3-0.5为19-25 TeV，假设磁场强度为10微高斯。我们提出了一个宽带（无线电伽马射线）的SNR的西北边缘的光子能量通量谱，使用同步逆康普顿模型与可变磁场强度，以适应频谱。我们从这个模型得到的拟合结果表明，加速宇宙射线电子的最大能量只有8.8 TeV，磁场强度为150微高斯。然而，我们推导出的TeV发射和X射线发射的体积比（约1000）太大，物理上无法接受。我们认为，无论是非热韧致辐射，也不中性π衰变可以充分描述TeV从这个边缘的排放，因此，负责这种排放的物理过程是目前不确定的。最后，我们比较了G347.3-0.5与其他已知具有以非热发射为主的X射线光谱的SNR的总体性质。
2003-04-30 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
The Imprint of Presupernova Evolution on Supernovae Remnants
Ia型超新星双星系统祖先的演化是高度不确定的。几个演化模型预测，物质在白矮星上的吸积伴随着以强大的风的形式从双星中喷出的物质，但在超新星遗迹形成的初始阶段，当超新星喷出物与超新星前风的相互作用可以测试时，很少有观测。在这里，我们提出了流体动力学模拟的超新星喷出物与周围介质的相互作用修改前超新星风。超新星爆炸时周围介质的结构对风历史的细节非常敏感，超新星遗迹的演化可能会在数千年内受到影响。我们已经发现，前向激波膨胀参数是区分几种风模型的一个很好的工具。超新星遗迹的演化，在环境介质的存在下，通过与前超新星风的相互作用而改变，不能用相似性解决方案来描述。我们还排除了简单的模型的基础上顺利合并与均匀密度的环境介质的拱星介质。
2001-06-21 astro-ph
Probing the mass loss history of carbon stars using CO line and dust continuum emission
一个广泛的模拟CO线的排放量从拱星的信封周围的碳星。结合射电观测和红外观测，研究了大径向范围内的星周包络特征。在辐射转移分析中，观测数据一致地再现，假设球对称和平滑的风以恒定速度扩展。合并后的数据集给出了更好的确定包络参数，并对这些碳星的质量损失历史提出了限制。尘埃中的CO激发的重要性是解决使用所观察到的连续发射的辐射转移分析，它被发现只有轻微的影响，派生线强度。粉尘排放的分析也进一步限制了质量损失率的历史。在过去的几千年里，这里展示的恒星不太可能经历过任何剧烈的长期质量损失率调制，至少不到5倍。在ISO观测到的九颗碳星中，只有三颗被观测到足够长的时间，可以探测到CO的远红外旋转线。
2002-06-05 astro-ph
Probing Multiple Sight Lines through the SN 1006 Remnant by UV Absorption Spectroscopy
吸收线光谱是一个有效的探测器冷喷出物的信噪比内，提供了合适的背景紫外光源可以识别。对于SN 1006残骸，我们已经确定了四个这样的来源，除了大量研究的施韦策-米德尔迪奇（SM）星。我们已经使用STIS对HST获得所有四个源的紫外光谱，研究SN 1006内部的“核心样本”。最接近SNR壳中心的视线，仅通过2.0弧分，是在z = 1.026的V = 19.5类星体。它的光谱显示出宽的Fe II吸收线，不对称的红色翅膀比蓝色更宽。这些轮廓与SM星的轮廓相似，SM星在相反方向上距离中心2.8弧分，证实了SN 1006远端存在隆起。类星体光谱中的Fe II等效宽度比SM星大50%，这表明SN 1006中的铁可能比单独研究SM星所显示的要多一些，但这仍然远远低于大多数SNIa模型的要求。在57%的壳层半径处看到的z = 0.337的类星体的吸收光谱显示出宽的硅吸收线，但除了窄的，可能是星际线之外没有铁。在这个方向膨胀的冷铁必须被限制在v <~ 5200 km/s的范围内，这也与仅在远侧的高速隆起相一致。宽的硅线表明硅层已经膨胀超过了这一点，它可能已经被反向冲击加热了。最后，两颗靠近南壳边缘的~ A0 V恒星的光谱没有显示出宽的或异常强的吸收线，这表明低电离的喷出物被限制在壳半径的83%以内，至少在这些背景源的方位角。
2006-02-25 astro-ph
G0.57-0.018: A young supernova remnant? INTEGRAL and VLA observations
我们报告了INTEGRAL/IBIS对G0.570-0.018的γ射线和VLA射电观测，G0.570-0.018是ASCA和Chandra最近在银河系中心区域发现的一个弥散X射线源。根据它的光谱和形态，G0.570-0.018被认为是一颗非常年轻的超新星遗迹。在这种情况下，预计会出现来自短寿命放射性核44 Ti的伽马射线线以及同步辐射无线电连续辐射。前者可以提供爆炸恒星内部核合成环境的信息，后者可以探测超新星爆炸波与星周/星际物质之间的相互作用。我们没有检测到44 Ti线，也没有任何明显的无线电功能与此源达到的灵敏度。从推导出的上限，我们设置约束的性质G0.570-0.018。
2005-10-10 astro-ph
Smoking Supernovae
超新星是尘埃的重要来源吗？“是一个有争议的问题。红外天文卫星（IRAS）和红外空间天文台（ISO）的观测只在超新星遗迹中发现了非常少量的热尘埃。在这里，我们回顾了使用亚毫米通用用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对两个年轻银河系遗迹的观测，这意味着超新星产生了大量尘埃。尘埃与仙后座A残留物的关联是有问题的，因为前景物质的污染。在这篇文章中，我们比较了冷尘埃的排放与一氧化碳排放对开普勒的超新星遗迹。我们在亚毫米峰的位置检测到非常少的CO。从CO和尘埃云的质量进行了比较，我们估计3西格玛上限的气体尘埃比范围从25 - 65，这表明我们还不能排除新形成的或扫了星周尘埃开普勒的超新星遗迹。
2007-03-12 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants: II Shock Acceleration of Gas and Dust
这是分析银河宇宙线（GCR）组成和起源的系列论文中的第二篇（第一篇是astro-ph/9704267）。在这篇文章中，我们提出了一个定量模型的GCR起源和加速的基础上加速的混合物的星际和/或拱星气体和尘埃的超新星残余爆炸波。本文给出了一个非线性激波模型的结果，该模型包括：（i）星际气相离子的直接加速，（ii）带弱电荷的尘埃粒子与气体离子同时直接加速到100 keV/amu量级能量的简化模型，（iii）尘埃粒子与气体碰撞的摩擦能量损失，（iv）从加速的晶粒溅射难熔元素的离子，以及（v）将溅射的离子进一步冲击加速为宇宙射线能量。计算的GCR成分和光谱与观测结果符合得很好。
1997-04-30 astro-ph
Particle Acceleration and Gamma-Ray Production in Shell Remnants
在TeV伽马射线中观测到了一些邻近北半球的壳型超新星遗迹（SNRs），但迄今为止还没有发现。这一失败要求对SNR的伽马射线发射的理论论据进行批判性的重新评估。本文用全动力学理论讨论了壳型固体火箭发动机中的扩散激波加速问题。重点也给出了VHE伽马射线生产由于SN祖发现自己在环境条件下可能存在的问题。观测上限的伽马射线通量的理论预测进行了比较。本文讨论了TeV能量下电子感生逆康普顿γ射线发射的X射线幂律连续体观测的经验参数与来自相同物体的核子π-零衰变发射的关系。最后，一个点是最简单的情况下，超新星Ia，预计爆炸在一个统一的拱星介质。这里特别是最近探测到的SN 1006的南半球残骸与第谷的SNR进行了比较。根据两个遗迹的假设参数，SN 1006被初步确定为TeV伽马射线发射主要由逆康普顿辐射的遗迹。第谷可能是一个占主导地位的π零衰变伽马射线源。
1997-11-18 astro-ph
Probing r-Process Production of Nuclei Beyond Bi209 with Gamma Rays
我们估计伽玛射线通量由于衰变的核超过Bi 209从超新星或超新星遗迹假设r-过程发生在超新星。我们发现，在40 keV至3 MeV的能量下，灵敏度约为10**（-7）光子/cm**2/s的探测器可以探测到由于在船帆座附近新发现的超新星遗迹中的Ra 226，Th 229，Am 241，Am 243，Cf 249和Cf 251衰变而产生的通量。此外，这样的探测器可能会探测到由未来超新星中产生的Ac 227和Ra 228衰变产生的通量，这些超新星的距离约为1千秒差距。由于质量数A > 209的原子核仅由r过程产生，因此这种探测是超新星r过程地点的最佳证据。此外，它们提供了关于在r-过程冻出时A > 209的祖细胞核产率的最直接的信息。最后，探测超新星或超新星遗迹中一定质量范围内的r过程核衰变所产生的通量，提供了一个机会，可以将单个超新星事件中的产量与太阳r过程丰度模式进行比较。
1999-05-28 astro-ph nucl-th
