Radio Spectral Index Variations of the SNR HB3
我们目前的图像的SNR HB 3在408 MHz和1420 MHz的加拿大银河系平面调查主要是根据数据从自治领射电天体物理天文台的合成望远镜。我们在2695 MHz的大尺度上再现了100 m-Effelsberg HB 3图像，发现HB 3区域存在背景发射梯度。根据我们对背景辐射和W3与HB 3之间边界的分析，我们给出HB 3的通量密度为68.6 +/- 11.5 Jy（408 MHz）和44.8 +/- 12.0 Jy（1420 MHz），减去HB 3内致密源的通量后。在408 MHz和1420 MHz之间的基于通量密度的综合光谱指数为0.34 +/- 0.15。使用所有分区的平均T-T图光谱指数为0.36。我们的测量值小于先前公布的0.6的值。408-1420 MHz频谱指数在HB 3中在0.1至0.7的范围内空间变化。我们调查了以前的作者使用的数据，并考虑在232 MHz，3650 MHz和3900 MHz，这是不包括在以前的计算更多的数据。有证据表明HB 3在无线电波段有两个光谱指数，即，0.63（38 - 610 MHz）和0.32（408 - 3900 MHz）。这与空间变化一致：低频数据主要反映较陡的指数，高频数据主要反映较平坦的指数。
2005-04-19 astro-ph
OH (1720 MHz) Maser Search Toward the Large Magellanic Cloud
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）对大麦云（LMC）中的OH（1720 MHz）脉泽进行了五个区域的灵敏搜索。我们的源列表包括剑鱼座30区域和四个超新星遗迹（SNRs）：N44，N49，N120和N132 D。这些数据的典型分辨率约为8角秒，均方根噪声水平为5-10 mJy/束。我们在剑鱼座30的东北部和朝向SNR N49的方向探测到OH（1720 MHz）脉泽。剑鱼座30的OH（1720 MHz）脉泽发射与一个被称为“结1”的年轻恒星群一致，几乎可以肯定是恒星形成的品种。我们的光谱分辨率（0.68公里/秒）是不够的，以检测塞曼效应最强的（320毫焦耳/束）的30剑鱼OH（1720兆赫）脉泽，导致上限的场强为6 mG。弱OH（1720 MHz）脉泽发射（35毫焦耳/光束）检测到的LMC SNR N49位于西部的一个先前确定的CO云，并表示之间的相互作用的SNR和分子云。虽然统计数据很低，但检测率似乎与银河系恒星形成区和SNR型OH（1720 MHz）脉泽的检测率一致-两者都很低。
2004-05-19 astro-ph
327-MHz GMRT observations of one candidate and three Galactic Supernova Remnants
本文报道了327 MHz巨型米波射电望远镜（GMRT）对四个场的观测结果，其中三个场含有银河系超新星遗迹（SNRs）（G001.4-0.1，G003.8+0.3和G356.3-1.5），一个场含有候选SNRs（G004.2+0.0）。这些场是从格雷（1994年b）使用莫隆格洛综合望远镜（MOST）进行的843兆赫巡天中选出的。在GMRT图像中检测到所有三个SNR。在候选SNR的位置处看到大量的热发射，并且GMRT图像示出了与其是平坦光谱热源一致的离散发射源。一个不完整的弧发射与紧凑的中心源检测到的领域之一，是符合扩展的OH（1720兆赫）的发射较早报道。这种形态和相关的OH（1720 MHz）发射的可能影响也进行了讨论。
2001-12-10 astro-ph
New high-resolution radio observations of the SNR CTB 80
我们报告了在240 MHz、324 MHz、618 MHz和1380 MHz对扩展超新星遗迹（SNR）CTB 80（G69.0+2.7）进行的新的高分辨率和高灵敏度射电观测。CTB 80在240 MHz和618 MHz的成像是使用印度的巨型米波射电望远镜（GMRT）进行的。在324兆赫和1380兆赫的观测是使用甚大天线阵（VLA，NRAO）在其C和D配置。新的无线电图像显示CTB 80的不对称臂的微弱延伸。臂是不规则的，有细丝和大小为1'的团块（或在2 kpc的距离上为0.6 pc）。在1380 MHz的无线电图像进行了比较，红外和光发射。CTB 80的N臂上的红外/无线电对应非常好。在[SII]线中观察到的电离气体完全匹配CTB 80的W和N边缘。以10”x 6”的角分辨率研究了与脉冲星PSR B 1951 +32相关的中央星云。在618 MHz获得的新射电图像显示了8' x 4' E-W '高原'星云中极好的细节结构，该星云在其西端承载着脉冲星。一个扭曲的灯丝，大约6'长（~3.5 pc），以近似W-E的方向尾随在脉冲星后面。在明亮的“核心”星云（大小为45”）中，位于高原的W，图像显示出朝向W的形态扭曲;这一特征对应于脉冲星以约240 km/s的速度逃离SNR的方向。基于新的观测结果，研究了SNR和PWN的能量学。
2003-10-22 astro-ph
Radio observations and spectral index study of SNR G126.2+1.6
我们提出了新的图像的低射电表面亮度超新星遗迹（SNR）G126.2+1.6，基于408 MHz和1420 MHz的连续发射和HI线发射数据的加拿大银河平面调查（CGPS）。{ \bf我们发现SNR的通量密度在408 MHz（9.7 $\pm$ 3.9 μ y）和1420 MHz（6.7 $\pm$ 2.1 μ y），其已经针对SNR内的致密源的通量密度进行了校正。基于积分通量密度的光谱指数（S $_ν$ $\propto$ $ν$ $^{-α}$）为0.30 $\pm$ 0.41。相应的T-T图光谱指数为0.30 $\pm$ 0.08。我们还发现了SNR{ \bf：0.2-0.6}内的光谱指数的空间变化。HI观测结果显示了可能与SNR有关的结构，即在径向速度为-33 ~-42 km $/$ s范围内与SNR东南暗条有关，在径向速度为-47 ~-52 km $/$ s范围内与SNR西北暗条有关。这种关联表明SNR G126.2+1.6的距离为5.6 kpc。G126.2+1.6的估计Sedov年龄小于2.1 $\times10^{5}$ yr。
2005-10-06 astro-ph
OH (1720 MHz) Masers and Mixed-Morphology Supernova Remnants
对银河系超新星遗迹的射电观测发现了19个超新星遗迹伴随着1720 MHz的OH脉泽辐射。这类不寻常的脉泽源被认为是在超新星遗迹膨胀进入分子云的冲击波阵面后面产生的。这个模型的一个重要组成部分是，X射线发射的残余物增强了OH分子的生产。通过X射线感生电离率与理论的比较，研究了X射线辐射在脉泽信噪比中的作用。这个模型的一个方面是验证：有一个很强的关联脉泽发射和混合形态（MM）或热复合信噪比-中心填充的热X射线发射壳状无线电形态包围。本文还介绍了ROSAT和ASCA对两个脉泽发射信噪比G21.8- 0.6（Kes 69）和G357.7- 0.1（Tornado）的观测结果。
2002-11-10 astro-ph
A Survey of Hydroxyl Toward Supernova Remnants: Evidence for Extended 1720 MHz Maser Emission
我们提出的GBT观测结果的所有四个基态的羟基（OH）过渡到15超新星遗迹（SNRs）显示OH（1720 MHz）脉泽发射。这类脉泽被公认为是SNR和致密分子物质之间持续相互作用的极好示踪剂。对于大多数这些对象，我们检测到显着更高的通量密度与一个单一的菜比已报道的干涉观测。我们推断，空间扩展，低电平脉泽发射是一种常见的现象，跟踪大尺度相互作用的脉泽发射信噪比。此外，我们使用碰撞泵浦模型来拟合的物理条件下，OH被激发背后的SNR冲击波阵面。我们发现，观测到的与SNR相互作用有关的OH气体的柱数小于每平方厘米10^17个，温度为20 ~ 125 K，密度为每立方厘米10^5个。
2008-04-01 astro-ph
We present molecular-line observations at millimetre, centimetre and infrared wavelengths of the region containing OH(1720 MHz) masers in the supernova remnant (SNR) G349.7+0.2, using the Australia Telescope (AT) Mopra antenna, the Swedish-ESO Submillimeter Telescope, the AT Compact Array and the UNSW Infrared Fabry-Perot narrow-band filter installed on the Anglo-Australian Telescope. Several molecular transitions were observed between 1.6 and 3 mm to constrain the physical parameters of the molecular cloud interacting with the SNR and to investigate the effects of the SNR shock on the gas che…
2011-04-14 astro-ph
Discovery of A New Faint Radio SNR G108.2-0.6
加拿大银道面巡天（CGPS）发现了一颗新的微弱的大壳型射电超新星遗迹（SNR）G108.2-0.6。SNR在1420 MHz处显示出椭圆壳型结构，并且具有408-1420 MHz TT图频谱指数$α$ =-0.5 $\pm$ 0.1（S $_ν$ $\propto$ $ν$ $^α$），这是典型的壳型SNR。在1420 MHz处的剩余通量密度为6.6 $\pm$ 0.7 Jy，在408 MHz处的剩余通量密度为11.5 $\pm$ 1.2 Jy。这两个都是为紧凑源校正的。确定了$-0.45\pm$ 0.13的积分光谱指数。这个新的SNR在任何已知残骸中具有最低的表面亮度（$Σ$ $_{1 GHz}$ =2.4 $\times10^{-22}$ W m $^{-2}$ Hz $^{-1}$ sr $^{-1}$）。21 cm Stokes Q和U CGPS数据（加上初步Effelsberg Q和U图）显示了与总功率相关的一些提示性特征。\ion{H}{i}的观测显示了与G108.2 $-$ 0.6相关的结构，径向速度范围为$-$ 53至$-$ 58 km s $^{-1}$，并表明它位于英仙座臂激波中，距离为3.2 $\pm$ 0.6 kpc。在此距离下，G108.2 $-$ 0.6的直径为58 pc。新SNR的IRAS图（12、25、60和100μm）显示了G108.2 $-$ 0…
2007-01-22 astro-ph
New VLA observations of the SNR Puppis A: the radio properties and the correlatoin withe the X-ray emission
在本文中，我们报告的SNR船尾座A的基础上VLA观测在1425 MHz的一项新的研究，改善代表了一个因素，在角分辨率和灵敏度几乎10倍的船尾座A的最好的以前的图像相比。这一新的图像被用来与再处理的327兆赫数据和ROSAT和钱德拉图像进行比较，以调查形态和光谱特征。
2006-07-10 astro-ph
Supernova OH (1720 MHz) Masers in Sgr A East, W28 and G359.1-0.5
最近发现了一类新的OH（1720 MHz）脉泽，它不伴随主线跃迁（Frail，Goss and Slysh 1994）。这些脉泽位于超新星遗迹与分子云相互作用的界面上。我们将讨论在银河系中心方向发现的SN脉泽的三个新方面：（i）检测到新的-130 \kms OH（1720兆赫）脉泽在南瓣的分子环在银河系中心，（ii）检测扩展的OH伴随紧凑型脉泽源的W28的1720 MHz脉泽发射和最亮OH的线偏振探测（1720兆赫）微波激射器，信噪比G359.1--0.5。
2001-07-05 astro-ph
The Brightness of the Galactic Radio Loops at 1420 MHz: Some Indications for the Existence of Loops V and VI
在这篇文章中，我们使用1420兆赫的数据来证明银河无线电环路V和VI的可能性。我们进一步估计这些和四个主要的无线电环路的距离和频谱指数。在环I-IV的情况下，无线电频谱指数是根据1420和820/404兆赫的平均亮度计算的。环路V和VI的频谱指数从1420和408 MHz之间的$T - T$图获得。使用超新星遗迹（SNR）假说的无线电环路的起源，距离计算从表面亮度和角直径在1420兆赫。我们还研究了无线电环路的亮度和距离的结果如何与当前的SNR演变理论相一致。为此，讨论了环的环境密度和初始爆炸能量。我们还讨论了不同的$Σ- D$关系的应用。得到的结果证实了银河系无线电环路的非热起源和附近的位置。因此，我们有迹象表明，它们是在低环境密度下演化的非常古老的SNR，具有高的初始爆炸能量。
2008-02-19 astro-ph
A Low Frequency Survey of the Galactic Plane Near l=11 degrees: Discovery of Three New Supernova Remnants
我们用甚大射电望远镜（VLA）在74、330和1465 MHz，用巨米波射电望远镜（GMRT）在235 MHz的频率上拍摄了一个以已知的银河系超新星遗迹（SNR）G11.2-0.3为中心的1度^2场。235、330和1465 MHz数据的分辨率为25 arcsec，而74 MHz数据的分辨率为100 arcsec。这一低频数据的增加使我们能够以前所未有的精度确认先前报告的两个已知SNR的无线电连续谱中的低频周转：G11.2-0.3和G11.4-0.1。这样的低频翻转被认为是由电离热气体中的自由-自由吸收引起的。我们的数据表明，吸收气体的74 MHz的光学深度为0.56和1.1 G11.2-0.3和G11.4-0.1，分别。除了为两个已知的信噪比增加急需的低频积分通量测量外，我们还检测到三个新的信噪比：G11.15-0.71，G11.03-0.05和G11.18+0.11。这些新的SNR具有在-0.44和-0.80之间的积分光谱指数。由于与热源的混淆，我们观测的高分辨率（与以前的银河系射频调查相比）和表面亮度灵敏度对于识别这些新的SNR至关重要。通过这项研究，我们已经将银河系内平面1度^2视场内的信噪比增加了一倍多。这一结果表明，未来类似质量的银河系平面的低频观测可能会大大有助于减轻长期公认的银河系SNR目录的不完整性。
2003-10-04 astro-ph
CO observations toward supernova remnants with associated OH 1720 MHz masers
用美国国家天文台12米望远镜，利用On-The-Fly技术，在CO J=1-0跃迁中，观测了三个与OH 1720 MHz脉泽有关的超新星遗迹（SNR）的周围区域：G349.7+0.2、CTB 37 A和G16.7+0.1。这些观测揭示了一些分子云与SNR激波阵面的相互作用。大多数OH 1720 MHz脉泽位于CO浓度区，脉泽速度与CO峰值速度的一致性优于2 km/s。目前的数据跟踪的星际介质（ISM）的结构与SNR相互作用，然而，探测的冲击分子气体中的OH 1720 MHz的发射起源，更高的激发跃迁和更复杂的物种应观察。在CTB 37 A中，可以确定进入分子云的激波速度，发现它是C型的，与理论预测一致。G16.7+0.1的部分边缘似乎被致密的外部云压平，但唯一相关的OH 1720 MHz脉泽位于遗迹的相对区域附近。在IC 443和3C 391中也观察到了这种行为，这似乎与OH 1720 MHz脉泽发射主要发生在横向激波的说法相矛盾。
2000-10-02 astro-ph
Radio Spectrum and Distance of the SNR HB9
根据自治领射电天体物理观测站（DRAO）的加拿大银道面巡天（CGPS）的408 MHz和1420 MHz连续谱发射和HI线发射数据，提供了超新星遗迹（SNR）HB 9的新图像。两种方法的频谱指数分析HB 9的提出和比较：一个删除紧凑的源在两个频率，但仅限于408 MHz的图像的分辨率;另一个删除紧凑的源仅在1420 MHz的图像，所以是有效的，在更高的空间分辨率。第二个允许比第一个更详细的光谱指数变化研究。两种T-T图方法和新的积分通量密度分别给出整个HB 9的光谱指数（S_v \propto v ^{-alpha}）为0.48 ± 0.03和0.47 ± 0.06。这些低于HB 9的先前光谱指数（α =0.61）。光谱指数的空间变化是使用第二种方法得出的，并产生一个陡峭的光谱指数的内部区域比边缘。这可以解释为一个标准的弯曲的星际电子能谱结合较低的内部磁场相比，附近的外部冲击，这导致在一个更大的比例陡峭的频谱发射的视线通过中央机构的SNR。HI观测表明，在径向速度范围为-3至-9 km/s时，可能与SNR有关的结构，并建议SNR的距离为0.8+-0.4 kpc。这与射电脉冲星0458+46的距离一致，距离HB 9中心23 '。然而，脉冲星的自旋和运动学年龄明显大于信噪比年龄的估计：HB 9的Sedov年龄为6600年，蒸发云模型得出的年龄为4000- 7000年。
2006-10-26 astro-ph
A model for OH(1720 MHz) masers associated with supernova remnants, and an application to Sgr A East
OH（1720 MHz）脉泽不伴随1665/7 MHz线脉泽最近被提出作为超新星遗迹（SNRs）和分子云相互作用的指示。我们提出了一个模型的激射区域中产生的C-型冲击波驱动到分子云的水被解离的结果，从SNR的X射线通量。我们注意到，从1720 MHz谱线的塞曼分裂推断出的磁场强度测量了超新星遗迹的内部压力。此外，我们还讨论了Sgr A East（信噪比候选者）与银河系中心50 km/s云的相互作用，并给出了OH（1720 MHz）脉泽发射集中区H_2发射的近红外观测结果。早期塞曼测量得到的磁场强度与ASCA探测到的激波后气体和填充Sgr A East的X射线气体之间的大致压力平衡是一致的。此外，H_2的v=1-0 S（1）线的强度与预期由该压力驱动进入分子气体的冲击强度一致。Sgr A East中H_2线的相对强度主要是碰撞激发。
1998-04-15 astro-ph
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
Thermal OH (1667/65 MHz) Absorption and Nonthermal OH (1720 MHz) Emission Towards the W28 Supernova Remnant
W28超新星遗迹是观测超新星遗迹（SNRs）和邻近分子云（MC）相互作用产生的冲击气体的极好原型。我们提出了两个新的签名冲击分子气体在这个遗迹。一个是检测主线扩展OH（1667 MHz）吸收宽线宽。由光学深度剖面估算的OH柱密度与C型激波阵面后形成OH的理论模型一致。第二个是检测扩展，弱OH（1720 MHz）线发射与窄线宽分布在整个冲击区域的W28。这些提供了观测支持的想法，紧凑的脉泽源描绘了一个更大的区域的主线OH吸收和非热OH（1720 MHz）的排放跟踪冲击分子气体的全球结构的最亮的组成部分。主线OH（1665/67）吸收和扩展OH（1720 MHz）发射线的研究，可以作为强有力的工具来检测SNR-MC的相互作用，即使在明亮的OH（1720 MHz）脉泽缺席。
2002-09-23 astro-ph
Spectral indices of Galactic radio loops between 1420, 820 and 408 MHz
本文导出了银河系六个主要射电连续环在1420、820和408兆赫处的平均亮温和表面亮度，以及它们的射电光谱指数。无线电环路的温度和表面亮度的计算使用的数据从无线电连续测量在1420，820和408兆赫。我们已经证明了环V和VI的真实性，并首次给出了它们的光谱图。我们从三个频率（1420，820和408 MHz）的射电观测中得出了银河射电环的射电谱指数，并确认它们是非热源。还计算了环I-VI的直径和距离。得到的结果与目前的超新星遗迹（SNR）的演化理论，并建议无线电环路可能有一个SNR的起源。
2007-02-10 astro-ph
Spatially Resolved Low Frequency VLA observations of the Supernova Remnant 3C 391
我们提供了超新星遗迹3C~391在74，330和1465 MHz的VLA图像。一段时间以来，人们已经知道这个残骸在其综合无线电连续谱中表现出频率< 100 MHz的翻转，这表明沿着视线的热电离气体的自由-自由吸收。对于第一次，我们的数据揭示了空间分辨形态的低频自由-自由吸收的分辨率为~70 arcsec。与这种吸收产生于沿着视线的不相关的低密度HII区域（或其包络）的预期相反，这些数据表明，在这种情况下，吸收介质直接与SNR本身相关。3C~391在最近的一些论文中已经被证明与分子云相互作用。事实上，它表现出一些路标的SNR/分子云冲击，包括OH（1720兆赫）脉泽和广泛的分子发射线。最强的74 MHz吸收区域与现有的X射线、IR和分子数据的比较表明，自由-自由吸收源于SNR/分子云激波边界，这是由于J型激波以~100 km/s的速度通过时产生的电离气体造成的。这使得只有第二个SNR的这种（非本征）空间分辨吸收已被测量，只有一个，其中的吸收被认为是从SNR/分子云界面区域。
2005-03-02 astro-ph
GBT Observations of IC 443: the Nature of OH(1720 MHz) Masers and OH Absorption
本文介绍用绿岸望远镜对超新星遗迹IC 443进行的羟基（OH）基态跃迁的谱线观测结果。在7.2角分的空间分辨率下，我们探测到弱的，扩展的OH（1720 MHz）脉泽发射与OH（1667/5，1612 MHz）吸收沿南部范围的残留物，没有明亮的紧凑的脉泽源已被观察到。这些新探测到的SNR型脉泽与已知的分子团和一条表示SNR冲击波阵面与邻近分子云相互作用的冲击氢分子脊相一致。同时观察所有四个基态跃迁的OH使我们能够适应物理条件的冲击气体的相互作用网站。一个简单的双组分模型的线轮廓产生的物理参数，包括激发温度，OH柱密度和填充因子的脉泽发射的检测区域。观测到的谱线轮廓表明，在这些新发现的弱脉泽区域，激波主要是向视线传播。本文探讨了激波几何形状和物理参数对信噪比中产生扩展OH脉泽辐射的影响。我们还提出了VLA无线电连续观测在330 MHz的OH线观测的遗迹进行比较。
2006-08-10 astro-ph
G315.1+2.7: a new Galactic SNR from the AAO/UKST HAlpha survey
新的窄带HAlpha成像和随后的光谱证实了G315.1+2.7，一个先前确定的候选超新星遗迹（SNR），作为一个真正的银河系SNR。目前的观测是基于AAO/UKST HAlpha南银道面巡天图像上独立发现的非线性光学发射星云，这些图像与现有的多频射电探测一致。在该11弧分N-S对准的光学细丝的两个位置上获取单独的中等和高色散光谱。由此产生的光谱特征被发现，以强烈证实的SNR识别的基础上，标准的发射线比鉴别器，该鉴别器的发射从冲击加热气体。[SII]/HAlpha=1.13、[NII]/HAlpha=1.43和[SII] 6717/6731=1.46的平均观测比值，以及在3727 A、[OIII] 5007 A和[OI] 6300 A处同时检测到的[OII]，都指向观测到的光发射的SNR来源。对低分辨率但高灵敏度的SHASSA HAlpha调查的仔细审查也揭示了一个低水平但独特的光学发射弧。这一弧精确地与拟议的新SNR的大的2.5度南北角范围相关，在现存的无线电数据中也被视为断裂结构。G315.1+2.7先前在2400和4800 MHz以及408和1420 MHz下检测到。我们还从现在公开的SUMSS调查中确定了843 MHz的相关无线电发射。在光学成像和光谱和射电观测的基础上，在五个频率，我们确定G315.1+2.7作为一个新的银河SNR。新遗迹的巨大投影角范围，加上距离估计约为1…
2006-12-29 astro-ph
Characteristics of supernova remnant G351.7+0.8 and a distance argument against its association with PSR J1721-3532
利用南银道面巡天（SGPS）的21厘米HI谱线和连续谱发射数据，给出了超新星遗迹（SNR）G351.7+0.8的新图像。SNR G351.7+0.8在1420 MHz时的通量密度为8.4+-0.7 Jy。它的光谱指数在1420 MHz和843 MHz之间为0.52+-0.25（S=v^{-alpha}），是典型的膨胀壳状遗迹。HI观测表明，在径向速度范围为-10至-18 km/s的范围内，可能与SNR相关的结构，并建议距离为13.2 kpc，半径为30.7 pc。G351.7+0.8的Sedov年龄估计值小于6.8 × 10^{4}年。一颗年轻的射电脉冲星PSR J1721-3532位于天空SNR G351.7+0.8附近。G351.7+0.8的新距离和年龄以及最近对脉冲星自行的测量强烈反对SNR G351.7+0.8和PSR J1721-3532之间的关联。有一个不明的微弱X射线点源1 RXS J172055.3-353937，接近G351.7+0.8。这可能是一颗可能与G351.7+0.8有关的中子星。
2007-02-13 astro-ph
Effects of the background radiation on radio pulsar and supernova remnant searches and the birth rates of these objects
在银河系的不同方向上，银河背景射电辐射和包含大量OB星协的复杂恒星形成区的辐射对射电脉冲星（PSR）和超新星遗迹（SNR）的搜索有不同的影响。在这项工作中，我们分析了这些背景辐射对观测的PSR在1400 MHz和SNR在1000 MHz的影响。在区间l=0 $^o$ $\pm60^o$中，对于l和b的所有值，可观察到通量F $_{1400}$ $>$ 0.2 mJ y的PSR和表面亮度$Σ$ $>10^{-21}$ Wm $^{-2}$ Hz $^{-1}$ sr $^{-1}$的SNR。$Σ$ $>3\times10^{-22}$ Wm $^{-2}$ Hz $^{-1}$ sr $^{-1}$的所有SNR都可以在60 $^o$ $<$ l $<300^o$区间内观察到。我们已经检查了PSR和SNR的样本，以估计这些物体在距离太阳3.2千秒差距的区域和银河系中的出生率。在我们的银河系中，PSR的出生率约为200年一次，SNR的出生率约为65年一次。
2003-10-04 astro-ph
The OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers in W28: MERLIN and VLBA Polarization Observations
本文介绍了用全极化MERLIN和VLBA观测超新星遗迹W28中OH分子1720 MHz脉泽辐射的结果。塞曼分裂（|B| \approx 0.75 mG）已被直接解决之间的第一次右和左圆偏振光谱。线偏振位置角和圆偏振塞曼分裂观察到的脉泽发射许可证解释的磁场在超新星/分子云接口标记的脉泽的全面图片。我们发现后SNR冲击磁场是有序的超过1个pc的微波激射器区域覆盖（与整个SNR的约30个pc的直径相比），以及对齐的冲击波前跟踪同步辐射和分子发射。基于分辨率为200 mas的MERLIN数据和分辨率为15 mas的VLBA数据，测得脉泽的解卷积角大小为90至350 mas（225至875 AU），紧凑的核心大小为20 mas（50 AU），与理论预期和以前的观测结果一致。
2004-10-24 astro-ph
OH Zeeman Magnetic Field Detections Toward Five Supernova Remnants Using the VLA
利用塞曼效应，我们用VLA观测了五个银河系SNR中的OH（1720 MHz）线，并测量了它们的磁场强度。我们探测了先前由Frail等人（1996）和Green等人（1997）探测到的所有12个明亮的（$S_ν > 200$ mJy）OH（1720 MHz）脉泽，并测量了其中10个脉泽的显著磁场（即$ > 3σ$）。假设"热"塞曼方程可用于估算OH脉泽的$\mid\vec{B}\mid$，我们估算的磁场范围为0.2 - 2 mG。这些磁场强度与环境分子云磁场通过SNR冲击压缩到观测值的假设是一致的。这种量级的磁场对云团的性质有相当大的影响，其磁压（$10^{-7} - 10^{-9}$ erg cm $^{-3}$）超过了ISM中的压力，甚至超过了残留物内部热气体的热压力。这项研究使银河系SNR与OH（1720兆赫）塞曼探测到10。
2000-02-21 astro-ph
Collisional excitation of OH(6049 MHz) masers in supernova remnant - molecular cloud interactions
OH（1720 MHz）脉泽作为SNR -分子云相互作用位点的指示器.当OH柱密度在1 e16 - 1 e17 cm^-2范围内时，这些脉泽在密度为1 e5 cm^-3的暖（50- 100 K）激波气体中被碰撞激发。这里我给出的激发计算表明，当OH柱密度超过1 e 17 cm^-2时，在相似的密度和温度下，1720 MHz谱线的反转将关闭，而OH第一激发转动态的6049 MHz跃迁将反转。当OH柱密度大时，这条线可以作为温暖、冲击气体的补充信号。
2007-04-16 astro-ph
Low Frequency Insights Into Supernova Remnants
330和74 MHz的低频观测可以为超新星遗迹（SNR）提供新的见解。我们可以测试光谱指数变化的理论预测。冲击波加速的非线性模型预测，来自年轻SNR的光谱应该是稍微凹的，而不是幂律--向更高能量平坦化。然而，很少有SNR足够明亮和紧凑，可以在毫米波长下进行研究，将研究限制在6至20 cm的小范围内（电子能量的1.7倍）。在330兆赫的观测将电子能量基线增加到4倍，同时提供对厘米波长干涉仪分辨出的更大空间尺度的灵敏度。这样的观测也可以将热辐射与非热辐射分开，并探测到残留物中与冷气体相关的过量自由-自由吸收。宽场图像还提供了一个有效的普查的热和非热源在一个大的区域。
2000-01-26 astro-ph
Radio Spectra of three Supernova Remnants: G114.3+0.3, G116.5+1.1 and G116.9+0.2
超新星遗迹（SNRs）G114.3+0.3，G116.5+1.1和G116.9+0.2（CTB 1）的新图像来自加拿大银河平面调查（CGPS）的408 MHz。我们还使用1420 MHz的图像从CGPS研究其408-1420 MHz的频谱指数。在408 MHz和1420 MHz处的通量密度，经SNR内致密源的通量密度校正后，G114.3+0.3分别为12 $\pm$ 6 Jy和9.8 $\pm$ 0.8 Jy，G116.5+1.1分别为15.0 $\pm$ 1.5 Jy和10.6 $\pm$ 0.6 Jy，对于G116.9+0.2，15.0 $\pm$ 1.5 Jy和8.1 $\pm$ 0.4 Jy。对于G114.3+0.3、G116.5+1.1和G116.9+0.2，基于通量密度的积分光谱指数（S $_ν$ $\propto$ $ν$ $^{-α}$）分别为$α$ =0.16 $\pm$ 0.41、0.28 $\pm$ 0.10和0.49 $\pm$ 0.09。其基于T-T图的光谱指数分别为0.68 $\pm$ 0.48、0.28 $\pm$ 0.15和0.48 $\pm$ 0.04，与基于积分通量密度的光谱指数一致。新的通量密度在2695 MHz处导出，其显著大于先前的值。新的408，1420和2695兆赫通量密度和公布的其他频率的值，其中图像是不可用的，在校正紧凑的来源的贡献…
2006-10-12 astro-ph
Multi-wavelength study of a new Galactic SNR G332.5-5.6
我们提出了令人信服的证据，确认银河系超新星遗迹（SNR）的候选人，G332.5 - 5.6，最初的基础上识别新的，间接的，光学发射线星云看到的角秒分辨率图像从AAO/UKST HAlpha调查。现存的无线电观测和X射线数据，我们已经独立地重新减少，连同新的光谱学的大规模破碎的星云，证实了识别。在HAlpha影像中，这颗残骸的五个不同的、相距甚远的星云区域的光谱显示，[NII]/HAlpha的平均比值为2.42，[SII]/HAlpha = 2.10，[SII] 6717/6731 = 1.23，以及强烈的[OI] 6300、6364A和[OII] 3727A辐射。这些比率完全在SNR的典型比率范围内。在这里，我们也提出了无线电连续探测信噪比在20/13厘米的观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。在PMN调查中（Griffith和Wright 1993年），在4850 MHz处也可以看到无线电发射，在SUMSS调查中（Bock，Large和Sadler 1999年），在843 MHz处也可以看到无线电发射。我们估计的角直径约为30弧分，并获得一个平均的无线电频谱指数α =-0.6 +-0.1，这表明非热性质的G332.5 - 5.6。对附近现有ROSAT X射线数据的新分析也证实了信噪比的存在。雷诺索和格林（2007年）根据连续辐射吸收中的HI λ 21 cm线的测量结果，独立估…
2007-08-04 astro-ph
Is the Cygnus Loop two supernova remnants?
天鹅座环被归类为一个中年超新星遗迹（SNR），位于银河系赤道下方（l=74，b=-8.6），距离我们770 pc。它的大尺寸和与银河系发射的小混淆使其成为SNR进化和结构理论的理想试验场。使用Effelsberg 100米望远镜在2695兆赫对天鹅座环进行的新的无线电连续谱测绘表明，天鹅座环由两个独立的SNR组成。结合这一结果与文献中的数据，我们认为，一个次级SNR存在于南部最近检测到的中子星靠近其中心。两个相互作用的信噪比似乎是最好的解释，以占天鹅座环观测在所有波长。
2002-05-25 astro-ph
Multi-frequency Study of the LMC Supernova Remnant (SNR) B0513-692 and New SNR Candidate J051327-6911
本文对大麦云星云（LMC）中的超新星遗迹（SNR）B 0513 -692进行了新的多波长研究。残骸的西北边缘也有一个很强的叠加射电源，J 051324 -691049。基于相关的光学成像和光谱学，这被确定为可能的紧凑HII区域。我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在4790和8640 MHz的大尺度形态，光谱指数和偏振特性的B 0513 -692的第一次确定。我们检测到一个强烈的极化区域（49%）在残留的南部边缘。有趣的是，我们还在我们的Halpha图像中检测到一个小的（~40弧秒）中等亮度，但明显的光学圆形外壳，它与紧凑的HII区域相邻，正好在B 0513 -692的东北边缘的边界内。我们认为这是一个单独的新的SNR候选人的基础上，其明显不同的字符在3成像发射线的光学形态和指示SNR光谱（包括增强光学[SII]发射相对于Halpha）。
2007-03-28 astro-ph
GMRT observations of four suspected supernova remnants near the Galactic Centre
我们用330 MHz的巨米波射电望远镜（GMRT）观测到了两个场--场Ⅰ（l=3.2度，b =-1.0度）和场Ⅱ（l=356.8度，b=-0.1度）。在第一个领域中，我们研究了候选超新星遗迹（SNR）G3.1-0.6，并根据其观察到的形态，光谱指数和偏振确认它是一个SNR。我们发现这颗超新星有一个双环的外观，在它的西侧有一条发射带穿过它的中心。我们在第二个区域发现了两个延伸的弯曲物体，这似乎是一个大型壳状结构的一部分。它可能是该地区一颗古老超新星的残骸。在MOST 843 MHz的银河系中心区域调查中发现的三个疑似超新星遗迹，G356.3-0.3，G356.6+0.1和G357.1-0.2似乎位于这个壳状结构上。虽然G356.3-0.3和G356.6+0.1似乎都是该壳的一部分，但G357.1-0.2具有高于1 GHz的陡峭频谱，可能是通过该区域看到的背景SNR。我们对候选SNR G357.1-0.2的HI吸收观测表明，它距离我们的距离超过6 kpc。
2001-10-04 astro-ph
OH Satellite Line Masers and an AGN Candidate in M82
本文报道在星暴星系M82的核区探测到1720 MHz和1612 MHz的OH卫星脉泽。观测的目的是探测来自核区域已知射电发射信噪比的1720 MHz脉泽发射。在1720 MHz，我们检测到六个功能以上的5西格玛限制设置的噪声，四个发射和两个吸收。其中三个发射特征与已知的离散连续谱射电源密切相关，其中一个吸收特征与离散连续谱源44.01+59.6完全一致。后者的源也表现出强烈的1612 MHz的发射在相同的速度。未检测到其他1612 MHz功能。所有1720 MHz的发射特征都与密度在10^3 cm^{-3}和10^5 cm^{-3}之间、T_k在50 K和250 K之间的氢分子碰撞所激发的脉泽一致。与44.01+59.6中的两条伴线相关的吸收和发射，以及其他证据，都指出这个源可能是M82中的活动星系核。
1997-08-01 astro-ph
A Kinship between the EGRET SNR's and Sgr A East
Sgr A East似乎是银河系中心一个单一的混合形态的10，000年前超新星遗迹（SNR）。它似乎也属于已被观察到，并在1720兆赫，OH脉泽发射的过渡频率检测到的一类残留物。然而，如果与银河系中心重合的EGRET源3EG J1746-2852本身与该天体有关，它将赋予它比其他EGRET探测到的SNR高出近两个数量级的伽马射线光度。在这里，我们重新考虑π介子生产机制的可行性，作为从Sgr A东观察到的宽带发射源，并表明连接这些物体的东西-并最终也解释了它们不同的伽马射线发射率-是扩展SNR壳和周围分子云环境之间非常重要的相互作用。因此，人马座A东侧异常高的伽马射线光度，以及其异常陡峭的射电光谱指数，可以归因于它所处的高密度、强磁化环境。
2003-03-05 astro-ph
An ASCA Study of the High Luminosity SNR G349.7+0.2
我们介绍了超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2的ASCA观测。残留物有一个不规则的壳形态和相互作用的分子云，明显的OH（1720 MHz）脉泽和冲击分子气体的存在。X射线形态与射电波长一致，在南部有明显的增强。从SNR的X射线发射很好地描述了一个模型的热等离子体尚未达到电离平衡。氢柱约为6.0 × 10^{22} cm^{-2}，这与脉泽速度估计的约22 kpc的残余物的大距离是一致的。我们计算出G349.7 +0.2的X射线光度为L_x（0.5-10.0 keV）= 1.8 × 10^{37} d_{22} ^2 erg/s，这使得G349.7+0.2成为银河系中X射线最亮的壳型超新星之一。残余的年龄估计为约2800 yrs。周围的密度和压力条件出现类似的推断发光紧凑的SNR发现在其他星系的星爆区域，并提供支持的概念，这些可能是SNR的演变的结果在附近的致密分子云。
2002-08-06 astro-ph
Discovery of a 136 millisecond radio and X-ray pulsar in SNR G54.1+0.3
本文报道了在Arecibo射电望远镜对超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的深度观测中发现的一颗周期为P = 136 ms，色散测量值为308 pc/cc的脉冲星。对这颗新脉冲星J1930+1852的测时结果表明，它的特征年龄为Pdt/2dP = 2900 yr，自旋下降光度dE/dt = 1.2e37 erg/s。我们随后检索了档案ASCA X射线数据的SNR，并检测脉动与一致的周期。这些发现确保PSR J1930+1852是为“蟹状”SNR G54.1+.3提供动力的脉冲星。与现有的钱德拉观测的SNR一起，我们得到一个X射线脉冲分数（2-10 keV）的~ 27%。脉冲星风星云的冷却效率介于船帆座和蟹状星云之间：Lx（2-10 keV）~0.002 dE/dt。PSR J1930+1852是一个非常弱的射电源，在1180 MHz的周期平均通量密度为60 microJy。距离为5 kpc时，它的光度约为1 mJy kpc ^2，是已知年轻恒星中最低的。
2002-06-13 astro-ph
The Sizes of OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers: MERLIN and VLBA Observations of IC443
本文介绍了超新星遗迹IC 443中OH分子1720 MHz脉泽发射的MERLIN和VLBA观测结果。基于分辨率为160 mas的MERLIN数据，微波激射源的解卷积大小在90 - 180 mas（135 - 270 AU）范围内。12 mas分辨率VLBA图像显示了尺寸在15至55 mas范围内的紧凑型核心。MERLIN源的脉泽亮度温度为（2-34）× 10^6 K，VLBA核的脉泽亮度温度为（5-19）× 10^8 K，与理论一致。与其他OH（1720 MHz）SNR脉泽中观察到的塞曼斯托克斯V型剖面不同，在IC 443中观察到的单手圆偏振线剖面在1000至10质量分辨率的所有角度尺度上。对于一个谱线分量，观测到的谱线宽度为0.24+/-0.07 km/s，而估计的多普勒宽度为0.49 km/s。如果脉泽发射来自于拉长的椭圆形脉泽气体区域，则可以解释线宽的差异。
2002-10-02 astro-ph
Shock Excited Maser Emission from the Supernova Remnant W28
我们目前的VLA观测羟基线OH（1720 MHz）对超新星遗迹W28。这些高分辨率图像显示了1720 MHz发射的分布范围比以前从早期的单碟观测中所怀疑的更广泛。总共探测到26个不同的脉泽斑点，它们位于W28射电连续辐射的边缘，用我们的12角秒分辨率无法分辨。在脉泽点的线偏振和圆偏振的显着检测也。脉泽斑点的位置，连同SNR和邻近分子云的物理条件，主张冲击激发机制。使用的OH（1720兆赫）作为一个强大的诊断超新星遗迹与分子云的相互作用的可能性进行了讨论。
1993-12-14 astro-ph
Shock-Excited Maser Emission from Supernova Remnants: G32.8-0.1, G337.8-0.1, G346.6-0.2, and the HB3/W3 Complex
我们提出的VLA观测结果的基态羟基（OH）过渡在1720 MHz到20超新星遗迹（SNRs）。我们检测到四个物体的紧凑发射。对于其中的三个天体（G32.8-0.1，G337.8-0.1和G346.6-0.2），我们认为，由于SNR和邻近分子云的相互作用，这些物质的发射是由脉泽的冲击激发引起的。我们观察到的斯托克斯V谱，这使我们能够得出一个磁场为1.5和1.7毫G的G32.8-0.1和G346.6-0.2，分别塞曼配置文件。脉泽的速度也使我们能够确定到信噪比的运动学距离。我们的标准是脉泽的位置和速度必须与SNR一致，并且OH（1720）发射必须不伴随其他OH线。
1998-05-29 astro-ph
A multi-frequency study of the spectral index distribution in the SNR CTB 80
我们在射电波长上对超新星遗迹CTB 80的光谱行为进行了研究。基于积分通量密度的均匀化数据集，我们计算出整个SNR的无线电指数为-0.36 +/-0.02。整体光谱的形状表明沿视线方向星际介质（ISM）中电离气体的吸收。在SNR的空间频谱变化的基础上，高角分辨率数据在240，324，610，和1380 MHz，使用不同的技术进行了研究。与SNR相关的三个延伸臂显示了从中央星云向外移动时光谱变陡的明显迹象，变化高达-0.9。然而，虽然光谱陡化沿着东臂是平滑的，但北臂和南臂包括局部平坦的结构，在所有情况下都与无线电，红外和光学发射增强相一致。我们解释这种光谱特性的两个不同的粒子群的组合的结果：老化的相对论电子注入PSR B1951+32和粒子加速的SNR冲击波阵面遇到星际气体不均匀性的网站。关于中央星云，现有数据库的角分辨率不允许对核心区域进行详细的光谱研究，即PSR B 1951 +32周围的45“区域，我们只能确认平均光谱指数α =0.0。周围的8'高原星云的α值约为<alpha>-0.25，α峰值约为-0.29，与位于脉冲星后面向东延伸的扭曲灯丝末端的次极大值相一致。
2005-07-29 astro-ph
Radio spectra of complete sample of galactic supernova remnants
我们从格林（1998）的星表中已知的220个超新星遗迹（SNRs）中收集了200个超新星遗迹的射电连续谱。这些光谱包括文献中的大多数测量结果，以及RATAN-600射电望远镜在银河系1、2和4象限以及银河系平面巡天在960和3900 MHz对近120个信噪比的多频测量结果。这些测量值被置于相同的绝对通量密度标度上。所提出的汇编给出了一种可能性，绘制相当准确的光谱与热等离子体自由-自由吸收拟合的光谱占。对190个光谱的分析表明，70个SNRs（37%）具有明显的低频周转，显然是由银河系热前景的吸收引起的。我们没有发现光谱指数和银河系坐标$l$和SNRs的$b$之间有相当大的相关性。转换频率与$l$和$b$无关。
1999-05-18 astro-ph
Deep Radio, Optical, and Infrared Observations of SGR 1900+14
我们目前的HST/STIS，凯克J-和KS-波段，VLA 332 MHz和1400 MHz的图像周围的软伽玛射线中继站SGR 1900+14的区域。在SGR 1900+14的位置没有探测到非恒星源，给出了3 σ极限：S_{332 MHz} < 6 mJy，S_{1.4 GHz} < 1.5 mJy，m_{50CCD} > 29.0 mag，J > 22.8 mag，K_s > 20.8 mag（点源），S_{332 MHz} < 6.1 mJy arcmin^{-2}，S_{1.4 GHz} < 6.2 mJy arcmin^{-2}（扩展发射）。考虑到非常高的消光系数，STIS和J波段的探测不到是不受限制的，但是K_s波段的极限排除了SGR 1900+14的基本吸积盘模型，并且在深度上几乎可以与异常X射线脉冲星4U 0142+61的K_s波段探测到的结果相媲美。最后，我们报告了在这一领域的三个新的候选超新星遗迹，SNRs G043.5+00.6，G042.0-00.1和G041.5+00.4的检测。
2001-10-12 astro-ph
VLA and XMM-Newton observations of the SNR W41/TeV Gamma-ray source HESS J1834-087
最近发现的扩展TeV源HESS J1834-087与扩散X射线增强和分子云有关，投射在古老的射电超新星遗迹G23.3-0.3（SNR W 41）的中心。VLA银道面巡天（VGPS）的新HI观测表明，在53 ~ 63 km/s的径向速度范围内，W 41具有明确的结构，因此我们得到W 41的距离为4+-0.2 kpc。一个新的更高灵敏度的VGPS连续图像的W 41在1420 MHz显示微弱的发射在其东部没有检测到以前的观测，所以我们给出了一个新的角度大小为36'x30'在b-l方向（平均半径为19 pc）。我们估计W 41的Sedov年龄约为10 e5年。新的XMM-牛顿观测揭示了HESS源内的弥散X射线发射，并表明X射线和伽马射线发射之间的关联。W 41的高分辨率^{13}CO图像进一步揭示了位于W 41中心的巨大分子云（GMC），可能与W 41有关，径向速度范围为61至66 km/s。总而言之，新的观测结果可以解释为提供了第一个证据，表明旧的SNR遇到了GMC，在云材料中发射TeV的伽马射线。
2007-01-05 astro-ph
G337.2+0.1: a new X-ray supernova remnant?
我们提出的证据支持SNR起源的射电源G337.2+0.1，这是发现沿视线的诺玛旋臂在MOST 843 MHz的无线电调查。该射电源在空间上与未识别的ASCA源AX J1635.9-4719重叠。对后一种源的分析表明，其X射线光谱、扩展性质和不变通量与SNR的预期一致。此外，我们还使用HI线观测该地区，以寻找任何影响的假定残留的ISM。我们发现了一个以射电源位置为中心的定义明确的极小值，其速度范围为~ -25到-19 km/s。该特征表现为光谱中的急剧吸收下降，其可能在来自SNR候选者的连续发射被前景气体吸收时产生。因此，我们用它来限制到源的距离，这似乎是一个年轻的（年龄~ 10^3年）和遥远的（d ~ 14 kpc）SNR。G337.2+0.1和AX J1635.9-4719是该残留物的放射学/X射线表现。
2005-01-04 astro-ph
Discovery of Molecular Shells Associated with Supernova Remnants. I. Kesteven 69
超新星遗迹（SNR）Kes 69的形态特征是东南边缘的增亮射电，红外和X射线发射，在东北部和东南部地区以各种当地标准静止（LSR）速度检测到1720 MHz OH脉泽。我们在CO和HCO+谱线上对\snr进行了毫米波观测。在东北致密脉泽区，探测到12 CO和13 CO的峰值分别在65 km/s和85 km/s附近，这与脉泽的LSR速度一致。在东南部，在77- 86 km/s处发现了一个分子（12 CO）弧，与射电连续谱和中红外观测中发现的部分SNR壳层相吻合。一个85公里/秒的HCO+的排放被发现产生的无线电峰值的外壳上。无论是分子弧和HCO+的排放在~85公里/秒似乎是一致的扩展OH脉泽沿东南边界的Kes 69的存在。CO弧与Kes 69壳层其它谱带辐射的形态学对应，为SNR Kes 69与~85 km/s分子气体组分的关联提供了有力的证据。沿着东南壳的多波长发射可以解释为SNR冲击对分子气体的密集、密集补丁的影响。这种预先存在的气体很可能是被原始恒星的恒星风吹走的物质的冷却碎片的一部分。在~85 km/s的系统速度下，SNR Kes 69与分子云的关联使我们能够将SNR放置在5.2 kpc的运动学距离处。
2009-01-17 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
Imprint of Intergalactic Shocks on the Radio Sky
强烈的星系间激波是宇宙结构形成的自然结果。预计它们会将大部分能量储存在相对论电子（根据SNR观测，xi_e~0.05）和磁场（根据星系团晕观测，xi_B~0.01）中。我们计算的同步辐射从这样的冲击使用的分析模型，校准与流体动力学LCDM模拟。由此产生的信号构成了河外无线电背景（ERB）低于500 MHz的大部分。当频率nu<10 GHz，角标度arcmin-deg（在适当去除点源之后），相关的角起伏在天空中占主导地位，前提是xi_e*xi_B>3*10^-4。当nu<500 MHz时，波动信号最为明显，即使在xi_e*xi_B=5*10^-5时，波动信号也占据了天空的主导地位。该信号将很容易被下一代射电望远镜如LOFAR和SKA观测到，并且用目前的望远镜观测到的效果很差。它可以使用与大尺度结构的示踪剂的互相关来识别，甚至可能在现有的<10 GHz CMB各向异性图和高分辨率~1 GHz无线电勘测中。对信号的探测将提供星系间激波和WHIM的首次识别，并测量未知的星系间磁场。我们表明，现有的观测弥漫<500 MHz的无线电背景是很好的适合一个简单的，双盘银河系模型，排除了直接识别的弥漫ERB。模拟在非常低的频率（1-10 MHz）下观察到的频率依赖性各向异性图案可以解开银河宇宙射线，电离气体和磁场的分布。因此，像ALFA这样的太空任务将为我们银河系的结构和组成提供重要的见解。
2004-07-14 astro-ph
Three New Supernova Remnant OH Masers Near the Galactic Center: Evidence for Large Scale Maser Emission from Supernova Remnants
利用D位形的VLA，在OH分子1720 MHz跃迁处，对银道面内8 $^\circ \times 1^\circ$向银心方向进行了观测，分辨率为$\approx70''\times45''$ .与三颗超新星遗迹G357.7+0.3有关的紧凑型1720 MHz OH脉泽的探测，G1.13--0.1（Sgr D）和G1.4--0.1以及G357.7+0.3和G357.7--0.1的新扩展脉泽谱线发射随后，A-阵列的光谱和空间分辨率分别为0.3 \kms和$\approx3''\times2''$。1720 MHz的OH脉泽谱线发射被认为是一种强有力的激波诊断，它是由H $_2$分子在C型超新星激波进入邻近分子云的位置碰撞泵浦的。新的观测结果显示了与紧凑和明亮的脉泽相一致的扩展特征的明确证据，其中最好的例子是SNR G357.7+0.3外壳周围约20 pc尺度上的相干特征。我们认为，这个显着的功能是一个OH脉泽，是物理上与残留物。这意味着周围的分子云在其密度和温度上是均匀的，具有有限的泵浦条件范围，并且能够经受住大尺度激波阵面的通过。
1999-07-27 astro-ph
