FUSE Observations of the Cygnus Loop: OVI Emission from a Nonradiative Shock
我们目前的远紫外线光谱探测器（FUSE）的观测在天鹅座圈超新星遗迹的东北地区的巴耳末灯丝。数据由通过30“x30”（LWRS）孔径获得的一个光谱和通过4“x20”（MDRS）孔径获得的相邻位置处的三个光谱组成。在产生这些微弱的光学细丝的区域中的非辐射冲击产生强的OVI 1032，1038发射，这在所有光谱中被检测到。OVI发射被FUSE分解为以0 km/s为中心的强分量和以+/- 140 km/s为中心的弱分量。MDRS谱使我们能够研究OVI辐射在激波后结构中的变化。我们发现，零速度发射是直接与巴尔末灯丝冲击，而高速发射来自一个更均匀分布的组件沿视线的其他地方。我们还发现，如果我们假设驱动它们的冲压压力与零速度分量激波相同，则产生+/- 140 km/s发射的激波的速度在180 km/s和220 km/s之间。在天鹅座圈的空腔模型的背景下，爆炸波与形成空腔壁的大部分的球壳的相互作用可以自然地产生观察到的类似的红移和蓝移分量。
2001-09-28 astro-ph
Reflection Shocked Gas in the Cygnus Loop Supernova Remnant
我们与ASCA天文台对天鹅座圈的东部和北部地区进行了光谱X射线观测。这些区域的X射线表面亮度在ROSAT全天巡天图像中显示出复杂的结构。我们对这两个区域进行了空间分辨分析，发现$kT_{\rm e}$并没有向中心区域增加，而是显示出不均匀的结构。这种变化不能用爆炸波传播到均匀星际介质的模型来解释。因此，我们研究了冲击波和星际云之间的相互作用。两个主要的排放机制是合理的：云蒸发模型和反射激波模型。在这两个区域，只有反射激波模型定性地解释了我们的结果。我们的研究结果表明存在一个大规模的星际云。我们假设这样一个大尺度结构是由一个前体产生的。
2001-01-31 astro-ph
Gamma-rays and cosmic-rays from a pulsar in Cygnus OB2
我们认为，在天鹅座OB2协会在GeV和TeV的能量范围内的方向观察到的伽马射线源是由于脉冲星，这是由超新星在几万年前创建的。10 ^18 eV处的过量宇宙射线也可能与这颗脉冲星的出现有关。
2003-07-10 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
Electron Energy Distributions at Relativistic Shock Sites: Observational Constraints from the Cygnus A Hotspots
我们报告了斯皮策太空望远镜在4.5和8.0微米处对天鹅座A热点的新探测。结合已发表的详细的射电观测和同步加速器自康普顿模型，我们重建了两个最亮热点（A和D）的基本电子能谱。电子分布的低能量部分具有平坦的幂律斜率（s~1.5），直到几乎完全对应于质子和电子之间的质量比的断裂能量;我们认为这些特征最有可能是内在的，而不是由于吸收效应。在突破之后，电子光谱继续以非常陡峭的斜率s>3向更高的能量发展。因此，没有证据表明在整个可观测的电子能量范围内，一阶费米型冲击的“正则”斜率为2。我们讨论了这些意见的意义和洞察力提供到高能粒子加速过程中轻度相对论冲击。
2007-09-06 astro-ph
Neutrino Flux from Cosmic Ray Accelerators in the Cygnus Spiral Arm of the Galaxy
在银河平面的天鹅座地区，宇宙射线的产生已经积累了许多有趣的证据。我们在这里表明，冰立方实验可以产生无可争议的证据宇宙线加速通过观察中微子从带电π介子衰变伴随TeV光子通量观察到的HEGRA，惠普尔，西藏和米拉格罗实验。我们假设观测到的TeV光子是银河系旋臂附近宇宙射线加速器产生的中性π介子的衰变产物。由于来源接近，IceCube将在15年的观察中获得5 sigma水平的证据。
2007-09-10 astro-ph
Gamma Rays from Ultra-High Energy Cosmic Rays in Cygnus A
在活动星系核喷流中被加速的超高能宇宙射线（UHECR）可以在强射电星系周围的高磁场、~100 kpc尺度的区域中聚集。光强子过程涉及UHECR和河外背景光的光子，产生超相对论电子和正电子，引发电磁级联，导致产生伽马射线同步加速器晕。我们计算的情况下，天鹅座A的晕发射，并表明，它应该是可检测的费米伽玛射线太空望远镜和地面的伽玛射线望远镜可能检测到的，如果射电星系的源UHECR。
2008-09-23 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
The warm interstellar medium around the Cygnus Loop
用扫描法布里-珀罗分光光度计ESOP对天鹅座圈超新星遗迹附近介质中的氧线[OII]3729和[OIII]5007进行了观测。这两条线都是在三个不同的方向上被探测到的--东部、东北部和西南部--距离冲击锋面15个百分点。电离的介质就在残骸的附近，正如绝热激波转变（由X射线周长定义）穿过时两条线的平滑增亮所表明的那样。这些线通常在天鹅座圈周围比在银河纬度高于5度的方向上的一般背景更亮。也有边缘（但重要）的证据表明，天鹅座圈周围的电离度略大。我们的结论是，使这个大气泡膨胀所需的能量可能是由O 8或O 9型祖先或由膨胀的激波阵面加热的粒子提供的。第二种可能性虽然很有吸引力，但必须通过广泛的建模来评估。
1998-11-20 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
A Detailed Analysis of a Cygnus Loop Shock-Cloud Interaction
天鹅座圈的XA区域是一个辐射和非辐射激波与星际云相互作用的复杂区域。我们结合五个远紫外光谱观测霍普金斯紫外望远镜（HUT），网格的24 IUE光谱和高分辨率长缝Halalpha光谱研究整个区域的空间发射线的变化。这些光谱数据被放置在背景下使用地基，光学发射线图像的区域和远紫外图像获得的紫外成像望远镜（UIT）。高电离离子（OVI，NV，CIV）的存在表明冲击速度接近170 km/s，而其他诊断表明v_shock=140 km/s。很可能在比我们能够分辨的更小的空间尺度上存在大范围的激波速度。通过比较CIV 1550，CIII 977和CIII 1909，我们探索了整个区域的共振散射。我们发现，一个显着的列深度存在于所有位置，包括那些不靠近明亮的光学/UV灯丝。对OVI双峰比的分析表明，该离子的平均光学深度约为1，而对[SiVIII] 1443的通量测量表明，在略低于10^6K的区域存在热成分。考虑到OVI发射的亮度和相互作用的年龄，我们排除了UV发射的混合层解释。此外，我们制定了一个图片的XA地区遇到的冲击波与手指的致密气体从前SN腔向内突出。
2001-04-14 astro-ph
A Comparison of Ultraviolet, Optical, and X-Ray Imagery of Selected Fields in the Cygnus Loop
在1990年和1995年的Astro-1和Astro-2航天飞机飞行任务期间，用紫外成像望远镜（UIT）观测了天鹅座圈超新星遗迹边缘5个40'直径区域的远紫外（FUV）图像。这些领域采样了广泛的条件，包括各种几何形状和物理尺度的辐射和非辐射冲击。在这些冲击中，UIT B5带主要是CIV 1550和氢双光子复合连续谱。较小的贡献是由HeII 1640和OIII 1665的发射线产生的。我们提出了这些新的FUV图像，并将其与光学Halalpha和[OIII]，以及ROSAT HRI X射线图像进行比较。将UIT图像与其他波段的图像进行比较，可以对这些不同类型的发射的空间变化和位置提供新的见解。通过与冲击模型计算和已发表的FUV光谱在选定的位置进行比较，我们推测，在天鹅座圈，特别是在大多数以前的研究中通常选择用于观察的明亮的光学细丝中，强FUV允许线的共振散射是广泛的。
2000-02-01 astro-ph
Opacity effects and shock-in-jet modelling of low-level activity in Cygnus X-3
我们提出了同时双频无线电观测天鹅座X-3在一个阶段的低水平活动。我们将最小变化时间尺度限制为在43 GHz时为20分钟，在15 GHz时为30分钟，这意味着源大小为2至4 AU。我们在43 GHz的百分之几的水平上检测到偏振发射，其随总强度而变化。在两个频率的耀斑的峰值之间的延迟约10分钟被认为是随着时间的推移而减少，我们发现，同步辐射自吸收和自由-自由吸收夹带的热材料发挥更大的作用，在确定的不透明度比吸收在恒星风的同伴。喷流中的激波模型给出了一个很好的拟合在所有频率的光变曲线，表明这种机制，这是以前被用来解释更明亮，寿命更长的巨型爆发在这个来源，也适用于这些低级别的耀斑事件。收集通量密度超过两个数量级的爆发数据显示，事件的峰值亮度与达到峰值的时间尺度和频率之间存在强相关性。较亮的耀斑在较长的时间尺度上演化，并在较低的频率上达到峰值。拟合模型参数的分析表明，更明亮的爆发是由于冲击形成进一步下游的射流，增加电子归一化和磁场强度都发挥了作用，在设置强度的爆发。
2008-11-20 astro-ph
SPEAR Far Ultraviolet Spectral Images of the Cygnus Loop
我们目前的远紫外（FUV）光谱图像，测量在C IV 1550，He II 1640，Si IV + O IV] 1400，和O III] 1664，整个天鹅座环，观察等离子体演化光谱从天体物理辐射（SPF10）仪器，也被称为FIMS。FUV辐射的空间分布一般对应于边缘增亮壳层，与光学、射电和X射线图像相似。在目前的工作中发现的功能包括一个“胡萝卜”，弥漫的内部，和突破功能，这在以前的FUV研究中没有看到。从O Ⅳ]与O Ⅲ]的线比中发现了140 - 160 km/s的激波速度，该线比不仅对共振散射不敏感，而且对元素丰度也不敏感。估计的速度表明，快速冲击是广泛的整个残余。通过与稳态激波模型的各种线比的比较，还表明共振散射是普遍存在的。
2006-01-26 astro-ph
The Cavity of Cygnus A
在本文中，我们专注于边缘增亮，长椭球腔的射电星系天鹅座A，揭示了钱德拉X射线天文台。我们利用膨胀腔周围的激波加热的热团内介质来推断腔内部的射电同步辐射气体的性质。沿腔的N和S边缘的气体被发现有一个平均温度为6.0 keV，这是热的温度（4.6 keV）比相邻的簇内气体。提出了这种较热的气体是由膨胀的空腔冲击的团内气体。因此可以推断，激波很弱（马赫数为1.3，这个值也是从空腔边缘的密度跃变推断出来的），速度为1,460 km/s。膨胀的总动力学功率为1.2 x 10^{46} erg/s，大于总射电功率和整个团内介质在2 - 10 keV波段发射的功率。看起来天鹅座A的大部分喷流能量目前都用于加热星团内的介质。从导出的腔体内的压力，有没有一个组件贡献的压力额外的磁场和相对论粒子负责同步辐射的决定性证据。此外，天鹅座A中正负宇宙射线的能量密度之比在1到100之间（我们银河系的值）。
2006-06-25 astro-ph
Environmental Impact on the Southeast Limb of the Cygnus Loop
我们分析了钱德拉X射线天文台对天鹅座圈超新星遗迹东南结的观测。在该区域，冲击波通过非均匀环境传播。外在的差异和随后的多个投影沿着视线，而不是内在的冲击变化，如流体不稳定性，占明显的复杂性的图像。超新星爆炸波和大的星际云密度增强之间的相互作用可以产生形态和光谱特征。大部分的X射线通量都是在这种相互作用中产生的，而不是在超新星遗迹的弥漫内部。光学和无线电波长的额外观测支持了对现有星际介质及其在形成天鹅座环中的作用的解释，它们表明东南结不是冲击波吞没的一个小云。这些数据与冲击波阵面后面的电子和离子温度的快速平衡一致，并且当前冲击波速度v_{bw}约为330 km/s。这一区域的大部分没有显示出非平衡电离条件的强有力证据，这可能是明亮发射区域的高密度的结果。
2004-12-17 astro-ph
Discovery of hard X-ray features around hotspots of Cygnus A
我们目前的钱德拉观测天鹅座A的X射线热点在年底的飞机详细映射的分析结果。硬度图显示了以前未知的结构，在热点周围的外部和内部硬弧的形式，与热点中心区域相比，硬度显着增强。外部硬弧可能构成弓形激波的第一次探测;内部硬弧可能揭示喷流撞击热点的位置。我们认为，这些功能不能导致电子辐射的同步自康普顿过程。相反，我们考虑两个可能的来源的硬发射：外弧可能是由于热辐射的热压缩在弓激波的团内气体。或者，外弧和内弧都可能是由于电子在受到激波和剪切流高度扰动的湍流区域中加速的同步辐射。从这些过程中产生的硬度比的模拟测量的硬度比的比较表明，它是更难解释的观察与热模型。虽然我们不能排除一个热模型，我们认为赞成的非热解释。次级热点中的硬区域表明，喷射活动仍在为这些热点提供动力。
2004-11-17 astro-ph
The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1
我们提供了由黑洞候选者和微类星体天鹅座X-1的喷流提供动力的星云的H-α和[O III]（5007埃）图像，用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）观测。环状结构在[O III]中发光，并且存在具有高[O III] / H-alpha通量比的薄外壳。这个外壳可能起源于靠近弓激波前部的碰撞激发原子。它的存在表明，气体是冲击激发，而不是光电离，支持喷气动力的情况。激波速度以前被限制在20 < v < 360 km/s;在这里，我们显示v >= 100 km/s（1 sigma置信度）的基础上观察到的[O III] / H-alpha比在弓激波与一些辐射激波模型的比较。由此，我们进一步约束射流的时间平均功率：P_Jet =（4 - 14）*10^36 erg/s。激波阵面后的H-α通量通常为4*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2，我们估计该星云光学（R波段）连续通量的上限约为8*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2（3 sigma）。该结构的推断年龄与天鹅座X-1接近明亮的H II区域的时间相似（由于双星的自行），表明需要致密的局部介质来形成冲击波。此外，我们在天鹅座X-1以南的H-α区域（由北银道面INT光度H-α巡天计划提供）搜索了一个大于1平方度的视场，以寻找反喷流与周围介质相互作用的证据。确定了两个候选区域，它们与喷流的可能联系可以通过[S …
2007-01-23 astro-ph
Discovery of TeV Gamma-Ray Emission from the Cygnus Region of the Galaxy
宇宙射线粒子与银河系中的物质和辐射相互作用产生的弥散伽马辐射是研究宇宙射线起源的少数探测器之一。Milagro是一个水切伦科夫探测器，可以连续观察整个头顶天空。大视场加上长时间的观测使米拉格罗成为研究大的、低表面亮度源（如宇宙辐射与星际物质相互作用产生的漫射伽马辐射）的最灵敏的仪器。在本文中，我们提出的空间和流量测量TeV的γ射线发射的天鹅座地区。TeV图像显示了至少一个新的源MGRO J2019+37以及与该区域物质密度的相关性，正如宇宙射线质子相互作用所预期的那样。然而，在天鹅座区域（排除MGRO J2019+37之后）测量的~12 TeV的TeV伽马射线通量超过了宇宙射线产生和传播的传统模型预测的通量。这一观测结果表明，该地区存在硬谱宇宙射线源和/或其他TeV伽马射线源。
2006-11-21 astro-ph
Chandra Observations of the Northeastern Rim of the Cygnus Loop
我们目前的结果从空间分辨光谱分析的东北（NE）边缘的天鹅座圈超新星遗迹（SNR）的基础上两个钱德拉观测。一个指向包括最近的朱雀观测发现的北部最外层丰度增强的区域，而另一个指向位于天鹅座环东北边缘的“正常”丰度区域。钱德拉优越的空间分辨能力使我们能够揭示丰度增强区集中在激波阵面后面约200”厚的区域。我们确认绝对金属丰度（即，相对于H）以及金属之间的丰度比与太阳值的丰度比在约2倍内一致。此外，我们发现，在该地区的排放措施逐渐减少的冲击波前。这些功能与船帆座SNR周围的喷出物碎片，这使我们相信，丰富的增强是不太可能由于富含金属的喷出物形成对比。我们认为该区域的等离子体起源于星际介质。在“正常”的丰度区域，我们确认，丰度耗尽太阳值的一个因素约为5，这是不预期的ISM天鹅座圈周围。在我们的模型拟合中引入非热辐射并不能自然地解决丰度-贫化问题。枯竭的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2008-06-25 astro-ph
The diffuse GeV-TeV $γ$-ray emission of the Cygnus region
最近，米拉格罗实验在天鹅座区域观测到弥散的多TeV伽马射线发射，这比银河宇宙线模型预测的要强得多。然而，EGRET的亚GeV观测结果并没有超过基于同一模型的预测。这种TeV的过量意味着可能有高能宇宙射线存在于比地球上观测到的光谱更硬的区域。在工作中，我们详细研究了这种理论推测。我们发现，一个具有功率指数$α_p\lesssim 2.3$的扩散质子源，或一个具有功率指数$α_e\lesssim2.6$的扩散电子源可以重现Milagro的观测，而不与EGRET数据相冲突。对中微子的进一步探测，强子模型的诊断，以及硬X射线同步辐射，轻子模型的诊断，有助于打破这种简并性。结合费米几百GeV的γ射线观测，我们将能够更好地理解天鹅座区域的漫发射机制。
2009-02-06 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Stellar Associations? The Case of Cygnus OB2
所有太阳系外宇宙射线的起源--包括超高能和低能银河系射线--仍然不清楚。有人认为，来自年轻恒星协的许多热恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用-无论是否有相关的多个超新星遗迹（例如，超新星遗迹）。Cesarsky & Montmerle，1983; Bykov 2001）.在这种情况下，HEGRA切伦科夫望远镜组关于天鹅座OB 2外围稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源的报告特别重要。天鹅座OB 2是银河系中已知质量最大的星协，估计包含约2600个OB型成员，事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。我们在这里总结的扩展TeV源区域的CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜的近同时的后续观测。应用数值模拟，准确地跟踪无线电伽马射线发射的初级强子，以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于一个主要的核子，而不是电子起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测将有助于证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-06-11 astro-ph
Neutrinos from Cosmic Ray Accelerators in the Cygnus Region of the Galaxy
虽然超新星遗迹已被确定为银河系宇宙射线最有可能的来源，但没有确凿的观测证据表明这种关联存在。我们在这里表明，冰立方有可能产生无可辩驳的证据，通过检测中微子产生的宇宙射线束与氢在附近的超新星冲击膨胀到星际介质。我们表明，从天鹅座地区的伽马射线通量的观测信息，虽然有限，是足够的，以查明与一个单一的0.5蟹状星云源在TeV水平的中微子的预期事件率内的两个因素，每年2和3.8之间的中微子。最后，我们注意到最近的伽马射线观测揭示了至少三个，可能多达八个这样的源的存在，提高了每年仅从这些源看到超过10个中微子的可能性。
2007-07-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Soft X-ray Spectroscopy of the Cygnus Loop Supernova Remnant
天鹅座X射线发射光谱测量（CyXESS）探空火箭有效载荷于2006年11月20日从白沙导弹靶场发射，获得了天鹅座环超新星遗迹的软X射线高分辨率光谱。新型X射线摄谱仪采用了线栅准直器，在极端离面安装光栅阵列，最终分散到气态电子倍增器（GEM）探测器的光谱。该仪器在两个显著特征中记录了43-49.5毫秒之间的65秒可用数据。第一个在45 nm附近的特征是由二级的\ion{O}{7}的He样三重态主导，一级的贡献来自\ion{Mg}{10}和\ion{Si}{9} - \ion{Si}{12}，而第二个在47.5 nm附近的特征是一级的\ion{S}{9}和\ion{S}{10}。与光谱的拟合给出了在$\log(T)=6.2$（$kT_e=0.14$ keV）和接近宇宙丰度的平衡等离子体。这与先前的观测结果一致，先前的观测结果表明，天鹅座圈的软X射线发射主要是由初始冲击波与天鹅座圈周围前体形成的空腔壁之间的相互作用决定的，并且这种相互作用可以使用平衡条件来描述。
2008-01-29 astro-ph
Detection of a relic X-ray jet in Cygnus A
我们提出了一个200 KS钱德拉ACIS-I图像的天鹅座A，并讨论了一个长期的线性功能，在其counterlobe。这个特征具有非热光谱，并且位于连接靠近侧的较亮热点和核的线上。因此，我们得出结论，这个特征是（或曾经是）喷流。然而，这个X射线喷流的外部并没有追踪到无线电中观测到的电流反向喷流。在射流侧未观察到对应的X射线。利用光的传播时间效应，我们得出结论，这个X射线50 kpc的线性特征是一个残余喷流，它包含了足够的低能等离子体（伽马~ 10^3），可以逆康普顿散射宇宙微波背景光子，从而在X射线中产生辐射。
2007-12-18 astro-ph
Deeper Chandra Follow-up of Cygnus TeV Source Perpetuates Mystery
HEGRA合作报告的对天鹅座中未知TeV源的50 ksec钱德拉观测显示没有明显的漫射X射线对应物。然而，在扩展的TeV J2032+4130源区内或附近探测到240个点状X射线源，其中至少36个是大质量恒星，2个可能是射电发射源。不能排除HEGRA源是一个复合源，与我们观察到的多个点状X射线源相对应。事实上，点状X射线源的分布似乎是不均匀的，并广泛集中在TeV源区域的范围内。基于TeV范围内宇宙射线的局部加速和星协中OB与小质量恒星的差异分布，我们提出了天鹅座OB 2中甚高能量γ射线辐射起源的假说。
2005-11-03 astro-ph
Diffuse gamma-ray line emission from multiple OB Associations in Cygnus
COMPTEL观测到的由26 Al放射性衰变产生的1.809 MeV银河系弥散辐射证实了这条星际辐射线的弥散性质。重建的强度图案的最显著的特征之一是在天鹅座区域的方向上的通量增强。这个区域相当年轻，包含大量的大质量恒星，其中大部分聚集在天鹅座OB协会。多频模型拟合强烈支持大质量恒星及其派生超新星是星际26Al主要来源的假设。已知大质量恒星和超新星会将大量的动能传递到周围的ISM中，从而导致激波区和大空洞。此外，大质量恒星的电磁辐射中有很大一部分位于极紫外线中，导致周围星际介质的光电离。我们应用人口合成模型结合分析模型的膨胀的超级气泡天鹅座OB协会。该模型预测了预期的1.809 MeV通量和由于星际60Fe的伽马射线线强度。我们计算的大小和膨胀参数的预期HI结构和自由的自由发射强度由于光致电离辐射从大质量恒星在这一地区的天空。我们讨论我们目前的理解天鹅座地区的大质量恒星普查和历史。我们的模型分配约70%的1.809兆电子伏的强度，以六个已知的OB协会，约20%的已知的孤立源和大约10%的一个未知的扩散组件。
2001-08-01 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Large Scale Cosmic Shocks in the Universe
对宇宙大尺度结构的宇宙流体动力学模拟表明，非线性结构的引力坍缩引起的流动运动会形成吸积激波和合并激波。估计这些冲击的速度和曲率半径可能分别高达1000 km/s和几Mpc。根据扩散激波加速理论，宇宙射线粒子群可以被注入并被稀薄等离子体中的天体物理激波加速到非常高的能量。为了研究宇宙线在宇宙激波中的加速，我们用新开发的CRASH（Cosmic Ray Amr SHock）数值程序对宇宙线（CR）修正激波进行了非线性数值模拟。我们采用玻姆扩散模型的CR，基于假设，强阿尔文波是自生成的流动CR。冲击波形成模拟包括一个基于等离子体物理学的"注入“模型，该模型将一小部分热质子通量通过冲击波转移到低能CR中，以便在那里加速。我们发现，对于强吸积激波，与纯气体动力学激波相比，CR可以吸收大部分激波动能，吸积激波速度降低20%。然而，对于马赫数较小的合并激波，能量转移到CR上的比例仅为10- 20%，相关CR粒子分数为$10^{-3}$。由于CR压力的非线性反馈是微不足道的，在后者的冲击。虽然详细的结果取决于粒子扩散和注入的模型，这些计算表明，宇宙激波在大尺度结构可以提供加速的最高能量的河外宇宙射线的网站。
2002-11-15 astro-ph
Physics of the Merging Clusters Cygnus A, A3667, and A2065
我们目前ASCA气体温度地图附近的合并星系团天鹅座A，A3667和A2065。天鹅座A似乎有一个特别简单的合并几何形状，允许估计的子集群碰撞速度从观测到的温度变化。我们估计约为2000 km/s。有趣的是，这与两个天鹅座A子星系团在观察到的分离时应该达到的自由落体速度相似，这表明合并在将气体晕的动能消散为热能方面是有效的，而不会将其主要部分引导到其他地方（例如，进入湍流）。在A3667中，我们可能会观察到X射线图像中看到的冲击波阵面和相应的电子温度上升之间的空间滞后。由于热传导和有限的电子-离子平衡时间的结合，数百千秒差距量级的滞后是可能的。未来更好的空间分辨率数据将允许使用这种滞后直接测量这些现象。A2065的气体密度峰值与两个中心星系重合。如果子星系团的总质量分布在中心有平坦的核心，那么根据温度图估计的碰撞速度的合并应该已经扫除了这样的峰值。这些峰值幸存下来（或很快重新出现）的事实表明，引力势也是强烈的峰值。最后，在A3667和天鹅座A中观察到的特定熵变化表明，来自单个主要合并的能量注入可能是气体全部热能的量级。我们希望，这些数量级的估计将鼓励进一步的工作，流体动力学模拟，以及更多的模拟结果的定量表示。
1999-04-28 astro-ph
On the universality of the spectrum of cosmic rays accelerated at highly relativistic shocks
纠正了一个小错误。
2000-02-15 astro-ph
Metal Rich Plasma at the Center Portion of the Cygnus Loop
我们用ASCA天文台观测了天鹅座圈超新星遗迹的中心部分。中心部分的X射线光谱与在东北（NE）边缘获得的X射线光谱显著不同。Si和S的发射谱线相当强，而O的发射谱线和连续发射谱线与在NE肢处获得的发射谱线相似。基于光谱分析，Si和S发射线起源于高kTe和低电离等离子体，而O和大部分连续发射产生于低kTe和高电离等离子体。我们假设Si和S发射气体存在于Loop的内部，而O线和连续谱发射主要来自壳层区域。因此，我们从中心的光谱中减去了东北边缘的光谱。获得的Si、S和Fe的丰度分别比宇宙丰度高4 $\pm$ 1、6 $\pm$ 2和${1.3}^{+0.6}_{-0.3}$倍，比NE翼获得的丰度高$\sim$ 40倍。这些事实有力地支持了一些原始喷出物必须留在天鹅座环的中心部分。Fe相对于Si和S的低丰度表明天鹅座环的起源是一个II型SN，其前身恒星是一颗大质量恒星。
1998-03-14 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Cosmic Shocks
非热粒子可以产生由于不完全热化在无碰撞冲击和进一步加速到非常高的能量通过扩散冲击加速。在以前的研究中，我们探讨了宇宙射线（CR）加速宇宙冲击通过CR修改，准平行冲击在一维平面平行几何的物理参数相关的冲击出现在宇宙的大尺度结构形成的数值模拟（康和琼斯2002年）。为了考虑CR加速度冲击更广泛的物理性质，在这方面的贡献，我们提出了额外的模拟。对于给定的马赫数，速度越高的激波加速CR越快，颗粒数越多。然而，当用扩散长度和时间尺度表示结果时，具有相同马赫数但具有不同激波速度的两个激波在性质上是相似的。因此，激波动能转化为压缩比的时间渐近值主要由激波马赫数而不是激波速度控制。我们提出了"CR能量比"的冲击参数范围广，并为$ε=0.2-0.3$在终端时间，我们的模拟。我们建议，这些值可以被认为是CR加速效率的时间渐近值，因为CR修改冲击的时间依赖性演化在终端时间之前已经变得近似自相似。
2003-03-18 astro-ph
Cosmic ray acceleration at supergalactic accretion shocks: a new upper energy limit due to a finite shock extension
超星系尺度结构的吸积流伴随着大的空间尺度激波。这些冲击被假定为超高能宇宙射线的可能来源。最高的粒子能量预计垂直激波配置在所谓的“Jokipii扩散极限”，涉及弱湍流条件下的大规模磁场嵌入吸积等离子体。对于这样的配置，我们讨论的过程限制的最高能量，粒子可以获得在一阶费米加速过程中，由于有限的冲击扩展到两侧，沿和跨越平均磁场。沿着激波结构的宇宙线外流可以大大降低（质子低于~10^18 eV）超星系激波条件下的粒子能量上限。
2002-03-07 astro-ph
The Density Spike in Cosmic-Ray-Modified Shocks: Formation, Evolution, and Instability
我们研究的形成和演化的密度增强（密度尖峰），出现在下游的强，宇宙射线修改的冲击。这一特征是由宇宙射线激波前体/气体次激波组合对气流的暂时性过度压缩造成的。密度尖峰的形成，预计每当宇宙射线压力的冲击修改强烈增加。例如，对于新产生的强激波或遇到外部密度较高的区域的宇宙射线修正激波，可以预期会发生这种情况。尖峰内的预测质量密度随着激波马赫数和宇宙射线压力更占主导地位的激波而增加。我们发现这个尖峰是线性不稳定的修改瑞利-泰勒不稳定性标准下，在其形成的早期阶段。我们确认这种不稳定性数值计算使用两个独立的代码的基础上的双流体模型的宇宙射线传输。这些二维模拟表明，不稳定性的增长在早期阶段的冲动，然后放缓的总压和气体密度梯度的下降。观测发现激波后面的这种不稳定密度尖峰，可能是通过放大的磁场增强的无线电发射，这将为存在强烈的宇宙射线修改激波结构提供证据。
1996-12-09 astro-ph
Cosmic ray acceleration at relativistic and ultrarelativistic shock waves
使用蒙特卡罗模拟，我们应用离散小振幅粒子动量散射的方法来再现在相对论冲击高度各向异性的条件。我们讨论了相对论冲击波的加速时标。接下来，我们描述了新发现的超相对论冲击的加速机制。给出了冲击波的普适谱指数和加速时间。最后考虑了超相对论激波的反射。
2000-05-05 astro-ph
Relativistic Shocks and Ultra High Energy Cosmic Ray Origin
本文介绍了相对论性冲击波中粒子加速理论的现状，并简要讨论了在这种冲击波中产生超高能宇宙线的几种可能情况。
2004-07-29 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at Relativistic Shock Waves
评述了宇宙线粒子在相对论激波中的一阶费米加速理论。我们考虑具有平行和倾斜，亚光速和超光速磁场配置和有限振幅磁场扰动的冲击。本文讨论了斜场位形和场扰动在形成宇宙线能谱和改变加速时标中的作用。
1996-10-23 astro-ph
An Analytic Model of Environmental Effects on Cosmic Structure Formation and an Application to Cosmic Accretion Shocks
我们提出了一个新的分析工具，研究宇宙结构的形成，一个双重分布的暗物质晕的数量密度相对于晕质量和当地的过（或欠）密度。双重分布提供了一个统计处理的物质周围的塌陷对象的属性，并可以用来提供分析洞察环境对层次结构形成的影响。我们应用这个新的工具的情况下，宇宙吸积冲击。我们调查和量化这些冲击的统计特性的环境因素的影响。为此，我们探索了两种不同的模式。第一个控制模型使用Press-Schechter质量函数来描述塌陷结构的人口，并假设所有物体都吸积相同密度和温度的气体。第二种模型将吸积物质视为多温度、多密度的介质，其密度和温度均服从双分布。我们发现，冲击环境显着改变宇宙吸积冲击的星系际介质的物理影响，以及它们的属性的宇宙历史。
2006-11-21 astro-ph
Inter-galactic Shock Acceleration and the Cosmic Gamma-ray Background
我们用数值方法研究了在星系际冲击中加速的宇宙射线离子和电子对宇宙γ射线背景的贡献，这些冲击与宇宙学结构的形成有关。我们表明，在低红移星系间介质中的吸积流的动能热化主要是通过中等强度的冲击，这使得冲击冲压压力到宇宙射线压力的有效转换。宇宙射线在这些冲击波中被加速，产生了一个弥散的伽马射线通量，它主要是由电子散射宇宙微波背景光子产生的逆康普顿辐射。在离子宇宙线成分与热气体的p-p非弹性碰撞中产生的中性π介子的衰变贡献了约30%的计算辐射。基于实验上的上限的光子通量超过100兆电子伏，从附近的集群，我们限制的转换效率的冲击冲压压力到相对论CR电子<1%。因此，我们发现，宇宙起源的宇宙射线可以产生一个整体的显着分数的顺序为20%，不超过30%的测量伽玛射线背景。
2002-07-24 astro-ph
Time Evolution of Cosmic Ray MHD Shocks and Their Emissions
我们提出的斜MHD平面冲击的时间演化的结果，包括扩散宇宙线加速与等离子体流的反反应。模拟包括有限阿尔芬波传播和耗散的自洽效应。从计算的宇宙线粒子相空间分布，我们计算预期的轻子和强子的宇宙射线，磁场，热粒子人口和相关的天体物理光子场之间的相互作用所造成的排放。
2007-06-13 astro-ph
Large Cosmic Shock Waves as Sites for Particle Acceleration
通过数值模拟研究了两种宇宙学方案（SCDM和LCDM）下宇宙激波的性质。与吸积激波有关的平均半径和速度的标度关系有些不同，但与平坦Omega_M=1宇宙的自相似解在性质上相似。如果在吸积激波中存在一种可行的加速机制，则由下落气体提供的能量足以维持大量宇宙线的产生。最后，除了两个星系团合并的ICM相遇所产生的冲击外，与合并星系团相关的吸积冲击产生了强烈的“残余”冲击，这些冲击通过ICM传播，产生ICM的额外加热，以及相关的CR加速。
1999-06-09 astro-ph
Existence and interpretation of smooth cosmic-ray dominated shock structures in supernova remnants
用扩散激波加速过程研究高能粒子在无碰撞激波中的加速，表明完全光滑的宇宙线主导激波结构是可能的。这些的存在进行了讨论，并得出其存在的条件。结果表明，如果粒子扩散系数具有预期的强动量依赖性，则这种解不能支配超新星遗迹的演化。
1995-06-02 astro-ph
Analytical Models for the Energetics of Cosmic Accretion Shocks, their Cosmological Evolution, and the Effect of Environment
我们提出了一个分析描述的人口的宇宙吸积冲击，和谐宇宙学。计算了不同激波马赫数下激波吸积功率和质量流的分布，以及它们随宇宙时间的演化。我们计算的累积能量输入的宇宙吸积冲击的任何马赫数的星系际介质作为红移的函数，我们比较它的能量输出的超新星爆炸，以及与能量输入所需的宇宙reflection。此外，我们调查和量化的环境因素的影响，如本地集群属性和灯丝预热这些冲击的统计特性。我们发现当z<3时，吸积激波所产生的能量比超新星能量输出要高，并且在局域宇宙中，吸积激波所产生的能量要高出一个数量级以上。仅吸积冲击处理的能量就相当于使宇宙膨胀z~3.5所需的能量。最后，我们建立定性和定量的本地集群以及灯丝压缩和预热的重要因素，在确定宇宙吸积激波人口的统计特性。
2006-11-29 astro-ph
High Resolution X-ray Spectra of the Brightest OB Stars in the Cygnus OB2 Association
天鹅座OB 2协会包含了我们银河系中一些最明亮的OB星，其中最明亮的也是X射线中最明亮的。我们已经获得了钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测中心的天鹅座OB 2号8 a，最明亮的X射线源的协会。虽然我们的分析将集中在天鹅座OB 2 No. 8a的X射线特性上，但我们也对其他三颗OB星（天鹅座OB 2 No. 5、9和12）。应用标准的诊断技术，在早期型星的研究中使用的，我们发现，天鹅座OB 2 8号a的X射线的性质是非常相似的其他OB星，已被观察到使用高分辨率X射线光谱。通过对类氦离子“fir”发射谱线的分析，我们推导出了类氦离子发射谱线的径向距离，并发现这些半径与相应的X射线连续光学深度单位半径是一致的。与其他O星的结果相反，天鹅座OB 2 No. 8a的发射线显示出大范围的线质心偏移（大约-800到+250 km/s）。我们讨论了我们的研究结果的影响，根据这一事实，天鹅座OB 2号8a是一个相当紧密的星团的成员，和冲击可能会出现在这些其他恒星的风接口。
2004-07-17 astro-ph
Cosmic Rays X. The cosmic ray knee and beyond: Diffusive acceleration at oblique shocks
我们的目的是评估宇宙射线在非相对论性扩散激波加速中获得的最大能量和加速率，因为它可以在它们的生命周期中应用于各种天体物理站点，其中存在高度倾斜的激波。我们研究数值（使用蒙特卡罗模拟）的扩散系数对能量增益和加速率的影响，通过测试的磁场的冲击法线的垂直度之间的作用，和垂直交叉场扩散和平行扩散系数的加速率的意义。我们发现（并证明了以前的分析工作-- Jokipii 1987），在高度斜激波中，垂直扩散系数值与平行扩散系数值相比越小，获得的宇宙射线的能量增益越大。当我们估计宇宙射线在合理的天体物理状态下可能获得的能量上限时，要求解释在$10^{15}$ eV和大约$10^{18}$ eV之间的高能宇宙射线谱;解释宇宙射线的方案是由三种不同的来源注入，（a）超新星爆炸到星际介质，（b）红超巨星，（c）沃尔夫-拉叶星，在那里后两者爆炸成超新星前的风。
2006-05-05 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
Efficiency of cosmic ray reflections from an ultrarelativistic shock wave
在相对论性冲击波中，宇宙射线加速到能量超过$10^{20}$ eV的过程具有大的洛伦兹因子，$Γ\gg 1$需要在冲击波的单次反射中获得$\sim Γ^2$粒子能量增益（参见。Gallant & Achterberg 1999）。在本评论中，应用数值模拟，我们解决了这样的模型所产生的效率问题。加速过程的实际效率预计将大大低于之前作者的估计。
1999-09-25 astro-ph
The maximum momentum of particles accelerated at cosmic ray modified shocks
在非相对论性冲击中的粒子加速可以是非常有效的，由于被加速的粒子对冲击结构的动力学反应以及冲击附近的磁场的非线性放大而导致非线性效应的出现。在这些情况下，最大动量$p_{max}$的值不能使用在测试粒子方法的框架内获得的经典结果来估计。我们在这里提供的第一次尝试估计$p_{max}$在宇宙射线修改制度，考虑到上述非线性效应。
2006-12-15 astro-ph
Is there a 4.5 PeV neutron line in the cosmic ray spectrum?
最近，我们提出了一个模型来拟合宇宙射线谱使用的假设，电子中微子是一个快子。该模型预测了宇宙射线中以E = 4.5 +/- 2.2 PeV为中心的狭窄区域内存在中子通量。关于天鹅座X-3的已发表文献揭示了这样一个中性粒子的$6σ$尖峰，其中心能量为E = 4.5 PeV。第二个预测的模型，在几个能量的积分中子通量也与公布的数据是一致的。提出了一个具体的模型的进一步测试。
1999-09-05 astro-ph
Efficiency of Nonlinear Particle Acceleration at Cosmic Structure Shocks
通过对一维准平行平面激波中的扩散激波加速度（DSA）的数值模拟，计算了宇宙线（CR）修正的天体物理激波在较宽的激波马赫数和激波速度范围内的演化。模拟包括种子CR的热泄漏注入，以及预先存在的上游CR群体。Bohm扩散假设。我们模拟的冲击类似于那些预期周围的宇宙结构煎饼，以及其他吸积冲击驱动的上游气体温度范围$T_0=10^4-10^{7.6}$ K和冲击马赫数跨越$M_s=2.4-133$的流量。我们表明，CR修改冲击演化到时间渐近状态的时间注入粒子被加速到适度的相对论能量（$p/mc \gsim 1$），并具有相同的马赫数，但具有不同的冲击速度的两个冲击，定性相似的结果时，提出的特征扩散长度和扩散时间。对于这些模型，CR加速效率的时间渐近值主要由激波马赫数控制。模拟的高马赫数激波都朝着效率$\sim 50$ %的方向发展，而与上游CR压力无关。另一方面，上游CR压力增加了中等强度冲击（$M_s \sim {\rm a few}$）中的整体CR能量。（节略）
2004-10-29 astro-ph
Cosmic ray acceleration at modified shocks
加速的宇宙射线在激波前沿的非线性反反应导致形成一个光滑的前体，其长度尺度对应于高能粒子的扩散尺度。过去的研究认为，在特定激波宽度的前体区域中可以产生小激波，它可以激励少量的热粒子获得足够的加速，而且这个前体区域可以作为限制高能宇宙射线的大角度散射体。另一方面，它已被证明，平滑的冲击波阵面可能会降低加速效率。这些争论促使我们用蒙特卡罗模拟数值研究斜激波中粒子加速效率。结果表明，平坦的频谱相比，假定尖锐的不连续性激波阵面的频谱。研究结果与理论预测一致，因为前体内部的散射限制了高能粒子进一步散射，从而产生更高的能量，使整个加速过程更有效。
2007-08-10 astro-ph
A cosmic-ray precursor model for a Balmer-dominated shock in Tycho's supernova remnant
我们提出了一个依赖于时间的宇宙射线修正激波模型，计算的H-α发射率分布与Lee等人（2007）在Tycho超新星遗迹中g节点处Balmer主导激波之前的H-α通量增加非常一致。宇宙线分量对热分量的反反应在双流体近似下处理，并且我们包括热粒子注入和由于前体中的声学不稳定性引起的能量转移。我们的模型的瞬态，描述了当前状态的冲击在节点g，发生在从热气体为主的冲击到光滑的宇宙射线为主的冲击的演变过程中。假设到第谷遗迹的距离为2.3 kpc，我们得到的宇宙射线扩散系数、注入参数和能量传递的时间尺度分别为10^{24} cm^{2} s^{-1}、4.2x10^{-3}和426 y。我们还研究了快速（300 km s^{-1} - 3000 km s^{-1}）、时间渐近稳定激波的参数空间，并确定了一个解的分支，在这个分支中，宇宙线前兆的温度通常达到2- 6 × 10 ^{4} K，而通过前兆的气流的整体加速度小于10 km s^{-1}。这些解决方案属于低宇宙射线加速效率的制度，是相对不敏感的冲击参数。这种低宇宙射线加速效率的解决方案分支可以提供一个自然的解释，在许多超新星遗迹的非辐射冲击中观察到的H-α窄分量的线加宽。
2008-09-15 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? II Physics of the SNR shock wave acceleration
假设宇宙射线中的难熔元素起源于尘埃颗粒，我们研究宇宙射线起源模型的可行性，其中大部分当今的宇宙射线被加速出新鲜的超新星喷出物材料之前，它与平均星际介质（ISM）混合。我们的结论是，到目前为止，已经提出的新的喷出物的情况下有严重的缺陷，并无法解释已知的属性，今天的宇宙射线。这些缺陷包括：（1）前向超新星遗迹（SNR）激波对ISM质量的一小部分喷射物进行了处理;（2）在孤立的SNR中，新鲜的喷射物颗粒很难到达前向激波，即使颗粒确实到达了前向激波，预期的溅射产额也很小，特别是在激波之前;（3）新鲜的喷射物物质不可能主导弥漫的超气泡中的宇宙射线产生;以及（4）在新喷出物模型中，宇宙射线难熔元素和挥发性元素的产生之间缺乏联系。我们的结论是，在旧的，晕星中观察到的金属丰度的近线性增加，不能意味着今天看到的宇宙射线的一个显着的部分来自新鲜的超新星喷出物。这一结论得到了对当今宇宙射线成分的分析的支持，如迈耶和埃里森，这卷。
1999-05-05 astro-ph
The Radial Structure of the Cygnus Loop Supernova Remnant --- Possible evidence of a cavity explosion ---
我们用ASCA天文台观测了天鹅座环中心区域的东北（NE）翼。我们发现电子温度（kTe）和电离时间尺度（log（τ））存在径向变化，而重元素丰度没有变化。在本文中，我们重新分析了相同的数据集和新的观测与最新的校准文件。然后，我们构建了精确的空间变化的kTe，log（τ），和丰富的O，Ne，Mg，Si和Fe的视场（FOV）。不仅kTe和log（τ）存在空间变异，而且大多数重元素也存在空间变异。如Miyata等人（1994）所述，kTe的值增加，log（τ）的值向内部区域减小。我们发现，重元素的丰度增加向内部区域。O、Ne和Fe的径向分布在半径为0.9 Rs处显示出明显的跳跃结构，其中Rs为激波半径。在0.9 Rs之外，所有元素的丰度都是恒定的。相反，在0.9 Rs以内，这些元素的丰度比在0.9 Rs以外获得的丰度大20- 30%。kTe的径向分布在0.9Rs处也显示出跳跃结构。这意味着热的和富含金属的等离子体填充0.9 Rs内的体积。我们的结论是，这种跳跃结构是由前驱体产生的预先存在的空腔的可能证据。如果喷出物充满了0.9卢比，喷出物的总质量大约是4 \Msun。然后，我们估计主序质量约为15 \Msun，这支持天鹅座圈超新星遗迹起源于大质量恒星，以及存在预先存在的空腔。
1999-05-12 astro-ph
