Kinematics of the Pencil Nebula (RCW 37) and its association with the young Vela supernova remnant RX J0852.0-4622
本文研究了船帆座X射线碎片D/D '和船帆座X射线超新星遗迹RX J0852.0 - 4622之间的成协关系。最近公布的钱德拉图像的D/D '与RCW 37的光学图像进行了比较，并确认了这两个对象的密切关联。新的光学线轮廓RCW 37从一个扩展的狭缝位置通过这个不寻常的光学星云。它们揭示了一个部分速度椭圆，膨胀速度约为120 km/s。星云起源的各种方案被认为是与RX J0852.0 - 4622的联系的证据进行审查。不排除类似于Crab和DEM 34a SNR中的气体漏斗，但更合理的解释可能是"波浪片"。我们认为，RX J0852.0 - 4622位于更老的更大的船帆座SNR内，并且来自RX J0852.0 - 4622的一些X射线气体与更老残骸的致密HI壁发生了碰撞。这就产生了光辐射的形态和速度结构，并解释了超新星遗迹这一部分不寻常的X射线辐射。如果我们的假设是正确的，那么根据最近对旧船帆座SNR的距离测量，可以做出250 +/-30 pc的距离预测。这是在文献中引用的距离范围的低端，将确认这个年轻的附近超新星遗迹的不寻常性质。
2002-09-03 astro-ph
Spectroscopy and Time Variability of Absorption Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant
我们提供了船帆座超新星遗迹方向68颗恒星的高分辨率（R~ 75，000）、高信噪比（S/N~100）的Ca II $λ$ 3933.663和Na I $λλ$ 5889.951、5895.924光谱。光谱包括最完整的高分辨率，高S/N，光学调查的早期类型的恒星在这个地区的天空。在1993/1994和1996年的多个时期观察到了视线的一个子集。在被观测了两次的13颗恒星中，有7颗的光谱揭示了谱线的等效宽度和/或速度结构的变化，其中大部分来自残余气体。Danks & Sembach（1995）和Hobbs等人（1991）以前曾报道过HD 72089和HD 72997的视线的这种时间变化。我们已经证实了这些光谱的持续时间变异性，并提出了HD 73658，HD 74455，HD 75309和HD 75821光谱变异性的新证据。我们已经列出了钠我和钙II吸收线信息的视线在我们的样品中作为一个基准，进一步调查的动力学和演变船帆座SNR。
1999-09-07 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 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
Optical and Far-UV Spectroscopy of Knot D in the Vela Supernova Remnant
我们目前的光谱与船帆座超新星遗迹中的X射线结D的光学细丝。有人认为，纽结D是由超新星喷出物的子弹形成的，它是船帆座SNR的冲击波阵面的爆发，也是最近发现的遗迹RXJ 0852.0 -4622的外流。我们发现，纽结D是一个向具有正常丰度和典型云密度（n_H ~ 4-11 cm^-3）的星际云传播的弓形激波。光学长缝谱表明，[S Ⅱ] 6716、6731与H α的线比大于1，证明了光学细丝是受激的。对霍普金斯紫外望远镜和远紫外光谱探测器（FUSE）LWRS孔径获得的远紫外光谱的分析表明，慢激波（~100 km/s^-1）产生了大部分低电离线，如O III] 1662，而快激波（~180 km/s^-1）产生了O VI 1032、1038和其他高电离线。在FUSE MDRS孔径中也检测到C III和O VI线，该孔径位于远离光学灯丝的X射线亮区。这些谱线有两个速度分量，分别与结的近端和远端约150 km/s的地震相一致。X射线结中的驱动压力P/k ~ 1.8E+7 cm^-3 K是由激波的性质导出的。这比Vela SNR中的特征X射线压力大一个数量级。发射的速度分布和超压支持了这样的观点，即纽结D是起源于船帆座残骸中心附近的子弹或云周围的弓形激波。
2003-02-13 astro-ph
FUSE Observations of an X-Ray Bright Region in the Vela Supernova Remnant
我们介绍了船帆座超新星遗迹中一个X射线选择结的FUSE观测结果。通过30“x30”低分辨率孔径和4“x20”中分辨率孔径获得光谱。O VI 1032、1038和C III 977在两个光谱中都被强探测到，而S VI 933、944只在较大孔径的光谱中被弱探测到。我们还报告了在超新星遗迹中首次探测到C II 1037发射。光谱显示沿视线存在两个运动分量-一个具有以-50 km/s的速度为中心的低激发发射和高激发发射，另一个仅具有以+100 km/s的速度为中心的低激发发射。我们将-50 km/s的分量与观测到的X射线结联系起来，发现驱动激波的动力压力为3.7 × 10 ^{-10} dyne cm^{-2}。我们将我们的结果与使用霍普金斯紫外望远镜在附近位置获得的数据进行比较，发现光谱的差异意味着X射线结中存在两个发射组件。基于在ROSAT HRI图像中看到的X射线形态，我们确定了两个不同的区域，可以与这两个组件的紫外线发射显着不同。这些观测结果表明，高光谱分辨率对于了解超新星遗迹中各种发射成分之间的正确物理关系非常重要。
2000-12-19 astro-ph
UV Absorption Lines from High-Velocity Gas in the Vela Supernova Remnant: New insights from STIS Echelle Observations of HD72089
恒星HD 72089位于船帆座超新星遗迹的后面，显示出一系列复杂的高速和低速星际吸收特征，这些特征来自于激波云。哈勃太空望远镜的STIS在波长范围1196.4至1397.2埃的范围内记录了这颗恒星的光谱，分辨率λ/Delta λ = 110，000，信噪比为32。我们已经确定了7个狭窄的组成部分的C I，并测量了它们的相对人口在兴奋的精细结构水平。在日心速度范围从-70到+130 km/s的更广泛的特征被认为是C II，N I，O I，Si II，S II和Ni II。在高速组件中，相对于S II和Si II，N I和O I的丰度异常低，这表明这些元素可能会优先被激波前缘后面的热气体辐射电离到更高的阶段。
1997-10-24 astro-ph
The Progenitor of the New COMPTEL/ROSAT Supernova Remnant in Vela
我们证明：（1）新发现的超新星遗迹GRO J 0852 - 4642/RX J0852.0 - 4622是由一颗大质量恒星的核心坍缩超新星产生的;以及（2）由COMPTEL从该源探测到的产生$^{44}$ Ti的同一超新星事件，可能也是在船帆座区域探测到的观测到的大部分$^{26}$ Al发射的原因同一个工具。第一个结论是基于这样一个事实，即残骸目前的膨胀速度太慢，因为它的年龄很小，不可能是由Ia型超新星造成的。如果当前SNR壳层膨胀速度大于3000 km/s，那么一颗具有中等动能的$15 M_\odot$ II型超新星在大约150 pc处爆炸是有利的。如果SNR膨胀速度低于2000 km/s $^{-1}$（根据X射线数据天真地推导出），则需要在距离$\sim250$ PC的口香糖星云边缘的致密环境中发生一颗能量更高的超新星。这颗母星的喷出物质量是$\le10 M_\odot$，因此它可能是Ib型或Ic型超新星。然而，在这种情况下，所需的高环境密度的$n_H \ge 100 cm^{-3}$是难以调和的区域CO数据。结合我们对新SNR的年龄/能量的估计，以及新SNR与船帆座区域的COMPTEL $ ^{26}$ Al发射特征的质心几乎完美的位置重合，强烈支持因果联系。如果得到证实，这将是第一次从同一个年轻的SNR中检测到$^{44}$ Ti和$^{26}$ Al，并且它们可以一起…
1999-02-24 astro-ph
VLT observations of the Central Compact Object in the Vela Jr. supernova remnant
X射线观测揭示了在年轻（几千年）的超新星遗迹中心存在着神秘的点状源。这些被称为中央致密天体（CCO）的来源被认为是超新星爆炸产生的中子星，虽然它们的X射线现象使它们与迄今为止发现的所有其他年轻中子星有着显著的不同。这项工作的目的是寻找与船帆座小CCO相对应的光学/红外对应物，并了解由Pellizzoni等人发现的与之相关的Halalpha星云的性质。（2002年）。{We使用了深光学（R波段）和红外（J，H，Ks波段）观测，获得了第一批深空高分辨率的星云图像，目的是解析星云结构，并确定一个可能与中子星有关的点状源。我们的R波段图像显示，星云的通量和结构与H α非常相似，这表明星云光谱主要是由纯H α线发射。然而，在我们的红外观测中没有发现该星云，这使得我们无法限制其光谱。在我们的红外图像（H和KS）中检测到了一个与中子星的钱德拉X射线位置兼容的微弱点状物体（J>22.6，H~21.6，KS ~ 21.4），但在光学图像中没有检测到（R > 25.6），它被星云背景掩埋。这个星云很可能是由中子星运动通过ISM产生的弓形激波，或者是由热中子星的紫外辐射提供能量的光电离星云。
2007-07-06 astro-ph
Footprints of the Newly-Discovered Vela Supernova in Antarctic Ice Cores?
最近发现的，在较老的船帆座超新星遗迹东南角附近的年轻超新星遗迹可能已经在南极冰芯的硝酸盐丰度测量中看到。对这20年前的冰芯数据的这种解释将提供比纯粹使用天体物理技术更准确的超新星年代测定。它允许推断超新星4的${}^{44}$ Ti产量纯粹在观测的基础上，没有参考超新星建模。由此得到的超新星距离和光到达时间的估计是200 pc和700年前，这意味着超新星遗迹的膨胀速度为5，000 km/s。这样的膨胀速度在其他地方被认为意味着爆炸是一颗15 $M_\odot$ II型超新星。这一解释也为附近的超新星是否可以对极地冰芯中的硝酸盐丰度产生可测量的影响的争论提供了新的证据。
1999-12-21 astro-ph hep-ph
Spatially Resolved X-ray Spectroscopy of Vela Shrapnel A
本文介绍了利用XMM-牛顿卫星对船帆座榴霰弹A进行的详细的X射线光谱测量。船帆座碎片A是船帆座超新星爆炸中被确认为子弹的几个突出物之一。XMM-Newton图像显示，弹片A由一个明亮的结和一个微弱的尾流组成。我们从不同的区域提取光谱，发现在所有的光谱中一个突出的Si Ly $_α$发射线。所有的光谱都很好地代表了非平衡电离（NEI）模型。其丰度估计为O $\sim$ 0.3、Ne $\sim$ 0.9、Mg $\sim$ 0.8、Si $\sim$ 3、Fe $\sim$ 0.8倍于其太阳值。O和Si之间的非太阳丰度比表明，碎片A起源于一颗祖星的深层。我们发现，在碎片A中，重元素之间的相对丰度几乎是均匀的，这表明超新星爆炸的喷出物与被扫掠的星际介质有很好的混合。
2006-03-17 astro-ph
Interactions between Pulsars, Pulsar Nebulae and Supernova Remnants
蟹状星云很可能会膨胀成自由膨胀的超新星喷出物，尽管喷出物中的能量可能低于典型的II型超新星。尚未发现比蟹状星云年轻得多的脉冲星星云，它们可能具有不同的性质。通过核心坍缩超新星中的紫外线/光学谱线发射，或通过它们的X射线发射（可能显示出强吸收）来寻找这样的星云是有道理的。中子星现在已经在许多年轻的超新星遗迹中被发现。中子星和遗迹类型之间没有明确的联系，尽管有迹象表明正常的中子星会避开富含O的遗迹。在超新星遗迹的后期阶段，脉冲星风星云被反向激波阵面压碎。最近的模拟显示，这个过程是不稳定的，这可能导致热气体和相对论气体的混合，并且脉冲星星云很容易从脉冲星中位移出来，这可以解释船帆座脉冲星相对于船帆座X射电星云的位置。
2002-01-17 astro-ph
Supernova Remnants and Plerions in the Compton Gamma-Ray Observatory Era
根据康普顿伽马射线天文台在过去六年的观测，似乎有一些银河系超新星遗迹可能是宇宙伽马射线源的候选者。这包括壳型遗迹，如IC 443和天鹅座$γ$，它们没有已知的母星，但与未识别的EGRET源有显著的联系，以及其他似乎是复合的，其中脉冲星嵌入壳（如W 44和船帆座），或者纯粹是脉冲星驱动的，如蟹状星云。本文讨论了我们目前对重离子和非重离子超新星遗迹中γ射线产生的认识，并探讨了这种发射与其他波段的关系。重点包括蟹状星云和船帆座星云的模型，W44的复合性质，壳型残余物与宇宙射线产生的关系，冲击加速质子和电子的相对重要性，TeV，X射线和射电观测对模型的约束，以及母星直接注入残余物的电子的作用。
1997-11-19 astro-ph
Theory of cosmic ray and $γ$-ray production in the supernova remnant RX J0852.0-4622 (Vela Jr.)
利用超新星遗迹（SNR）中宇宙线（CR）加速的解释性时间相关非线性动力学理论研究了超大SNR RX J0852.0-4622的性质。可用的观测结果并未明确区分“附近”（在$\sim 200$ PC处）和“远处”（在$\sim 1$ kpc处）源场景。因此，分析了两种相应不同的模型。虽然200 pc的解决方案不能被排除在外，但由于物理原因，1 kpc的解决方案显然更可取。它需要一颗核心坍缩超新星（SN），其前身是$\sim 4000$年前的分子云。硬X射线的整体同步辐射谱和晶体结构都一致地导致SNR内部的放大磁场$B > 100 μ$ G。这意味着轻子TeV $γ$射线的发射被抑制到H.E.S.S.测量的通量的1%左右。望远镜系统，因此必须强子，符合理论解决方案。到目前为止，1千秒差距的解决方案已经将$\sim 10$ %的爆炸能量转化为非热能，正如银河CR源所预期的那样。此外，衍生的$γ$射线形态与H.E.S.S.一致。测量.对于“附近”解，轻子和强子$γ$射线通量的比例为1：10，这意味着这种情况也是强子主导的。然而，与整体同步加速器光谱一致的磁场强度与来自X射线灯丝的磁场强度显著不同。最后，释放的总机械能总计仅为$1.8 \times 10^{50}$ erg，即使对于堆芯坍塌事件也低得令人不安。
2007-07-31 astro-ph
Multiwavelength appearance of Vela Jr.: Is it up to expectations?
小贝拉是已知的银河系超新星遗迹（SNRs）中最年轻和可能最近的一个。自1997年发现以来，人们一直在研究相当多的波长，这些波长在能量上传播了近20年。在这里，我们介绍和讨论小贝拉。这些多波长观测揭示的属性，并面对他们的SNR模型的期望。在Iyudin等人（2005年）的论文发表时仍然没有答案的问题，例如，SNR提出的中央紧凑源CXJ 085201.4 -461753的性质是什么，以及为什么与RX J 0852.0 -4622相关的ISM吸收柱密度明显大于Vela SNR的典型柱，可以使用小船帆座的最新无线电和X射线观测来解决。下文将讨论这些问题和其他相关问题。
2007-02-15 astro-ph
Progress on multi-waveband observations of supernova remnants
观测技术的发展丰富了我们对超新星遗迹的认识。本文综述了近10年来超新星遗迹及其伴生（稀有）类星体的新发现、核合成、超新星遗迹与分子云的相互作用、超新星遗迹中的尘埃、激波物理和宇宙线加速等方面的主要进展。
2008-10-23 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 Remnants in the Magellanic Clouds III: An X-ray Atlas of LMC Supernova Remnants
我们已经使用档案ROSAT数据，目前X射线图像的31超新星遗迹（SNRs）在大麦云（LMC）。我们根据这些残留物的X射线形态将其分为壳型、弥散面、中心增亮、点源为主和不规则等类别。我们提出了可能的原因，X射线发射的每一个类别，并为个别功能的一些信噪比。
1999-05-06 astro-ph
The Vela pulsar `jet': a companion-punctured bubble of fallback material
Markwardt和Oegelman（1995年）利用ROSAT在船帆座脉冲星周围的1 keV X射线中揭示了一个12 * 45弧分的结构，他们将其解释为从脉冲星发出的喷流。我们在这里提出了一个不同的观点，这一特征的性质，即它由物质从内部非常深的爆炸的恒星，接近之间的物质，成为中子星的一部分和喷出的材料的质量削减。内部物质的初始径向速度低于喷出物的体积，并形成了一个缓慢物质的气泡，由于年轻脉冲星的自旋能量加热而再次开始膨胀。膨胀主要是在一个方向上，为了解释这一点，我们推测超新星爆发前的系统是一个双星系统。爆炸导致双星系统解体，脉冲星的前伴星在主喷射物中开辟了一条密度较低的通道。气泡边缘的穿刺极大地促进了沿其路径相对于其他方向的膨胀。如果是这样的话，我们就可以估计出前双星伴星的当前速度，并由此重建出超新星前双星轨道。因此，爆炸的恒星是一颗氦星，因此超新星是Ib型。由于最有可能的双星伴星是另一颗中子星，船帆座残骸及其周围环境的演化比一颗超新星爆炸波简单地膨胀成未受扰动的星际物质要复杂得多。
1997-04-23 astro-ph
Kepler's Supernova Remnant: The view at 400 Years
2004年10月是观测SN 1604的400周年纪念日，现在的标志是一个膨胀的星云，被称为开普勒超新星遗迹。在历史上少数超新星的遗迹中，开普勒的遗迹仍然是最神秘的。超新星的类型，以及爆炸的恒星的类型，仍然是一个有争议的问题，甚至到残骸的距离也不确定。随着新的和改进的多波观测的出现，以及观测的时间基线越来越长，开普勒的超新星遗迹正在慢慢揭示它的秘密。我回顾最近和目前的观测开普勒的超新星遗迹和他们表明这个有趣的对象。
2004-10-04 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
TeV Measurements of Young Pulsars and Supernova Remnants
用达勒姆大学的Mark 6望远镜观测了一些超新星遗迹和年轻的超新星（船帆座脉冲星，PSR B1055-52，PSR J1105-6107，PSR J 0537 -6910和PSR B 0540 -69）。从这些物体中没有探测到VHE伽马射线发射，无论是稳定的还是脉冲的。
1999-06-08 astro-ph
The gamma-ray visibility of supernova remnants: a test of cosmic ray origin
本文在现有宇宙线加速理论的基础上讨论了超新星遗迹中的γ射线产生。
1993-05-28 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
X-rays from Supernova Remnants
本文综述了超新星遗迹的X射线观测结果，包括船帆座SNR、第谷、N132 D、RX J 0852 -4622、蟹状星云和“牛眼”以及SN 1987 A的爆炸碎片A，重点介绍了Chandra和XMM-Newton的进展，并讨论了这些观测结果所产生的问题，这些问题可能对今后的研究有所启发。
2002-08-28 astro-ph
Ultra High Energy Neutrinos from Supernova Remnants
本文讨论了超新星遗迹可能产生的超高能（$\ge$ TeV）中微子辐射，特别是强子γ射线产生模型。最近的甚高能量（VHE）$γ$射线观测从SNRs是本研究背后的主要动机。
1999-01-15 astro-ph
Circumstellar Nebulae in Young Supernova Remnants
超新星起源于大质量恒星，其爆炸介质已被其祖先的质量损失和紫外线辐射改变。超新星喷出物首先会与演化后期的祖先所流出的星周物质相互作用，然后再与星际物质相互作用。超新星遗迹中的星周星云可以通过其小的膨胀速度和高的[N II]/H $α$比值来诊断。在已知的年轻超新星遗迹中，星周星云似乎无处不在。这些星云可以与进化的大质量恒星周围的星云进行比较，以评估其超新星祖先的性质。在超新星和/或年轻超新星遗迹中观察到三种类型的超新星祖先考古文物：（1）临终喷出物，（2）星周星云，（3）星际气泡。这三种类型的例子。
2000-12-29 astro-ph
Supernova 1987A: A young supernova remnant in an aspherical progenitor wind
超新星1987A的喷出物与周围物质之间的相互作用正在产生稳定的增亮无线电和X射线辐射。新诞生的超新星遗迹已显着减速，这种相互作用，而其形态反映了轴对称性质的祖风。
1999-09-23 astro-ph
Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants: concluding remarks
在第270届WE-Heraeus中子星、脉冲星和超新星遗迹研讨会上的总结发言。
2002-08-30 astro-ph
The interior of the SNR RX J0852.0-4622 (Vela Jr) at radio wavelengths
目的：我们对超新星遗迹Vela Jr的中心进行了射电连续谱观测，目的是寻找致密中心X射线源CXEJ085201.4 -461753的对应物，可能是超新星爆炸遗迹的中子星候选者。方法：使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在13和20厘米处进行观测。光谱指数获得使用空间过滤的数据，具有相同的u-v覆盖的通量密度相关性。对紧凑型中心X射线源的对应物进行了多波长搜索。结果如下：我们编制了一个新的31个小直径射电源的目录，包括以前已知的源PMN J 0853 -4620，列出了在20厘米的积分通量密度，并为一半的源，在13厘米的通量密度与相应的光谱指数。所有的源在目前的角分辨率下都是不可分辨的，除了源18，它明显地被拉长，并且惊人地靠近CX 10 J 085201.4 -461753。我们的观测没有发现与点X射线源有关的脉冲星风驱动星云存在的证据。此外，源18具有折射率为+0.8 +/-0.4的热光谱，并且看起来是光源Wray 16-30的对应物。尽管在文献中报道的OIII发射线的情况下，我们发现，这个对象可以被解释为一个低发射行星状星云属于“蝴蝶”的形态类。结论：我们的结论是，如果射电源18实际上是一个行星状星云，那么CXFJ 085201.4 -461753更有可能与它有关，而不是与船帆座有关。
2005-12-01 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
Neutrinos from Supernovas and Supernova Remnants
超新星（SN）和超新星遗迹（SNR）在星系中具有重要作用，但它们的物理描述仍然不完整。因此，研究中微子辐射对更好地理解SN和SNR是有意义的。我们将讨论：（1）SN 1987 A的核塌缩产生的~10 MeV热中微子，可以通过几个现有或计划中的实验观察到。(2)10-100 TeV的中微子预计从银河SNR（特别是从RX J1713.7-3946）未来的水下中微子望远镜的目标。
2005-08-05 astro-ph
Association of Unidentified, Low Latitude EGRET Sources with Supernova Remnants
我们认为，在第一个EGRET星表（Fichtel et al. 1994）中列出的一些未确认的银河平面（-10度< b < 10度）源与附近的超新星遗迹有关。强EGRET源与超新星遗迹的关联是由于偶然对齐的概率被发现< 1/2200。其中三个最有说服力的协会是射电明亮，附近的贝壳遗迹，第四个是与一个plerion。我们研究了可能的伽马射线产生机制，并得出结论，高能质子与残余气体相互作用产生的π介子和衰变可以产生伽马射线。这个过程的能量学与通过超新星激波加速产生宇宙射线的理论是一致的。在超新星遗迹的伽马射线光谱中发现的π介子衰变特征将支持这一解释。
1994-09-16 astro-ph
X-ray High Resolution and Imaging Spectroscopy of Supernova Remnants
钱德拉和XMM-牛顿的发射导致了关于超新星遗迹X射线发射的重要新发现。这些发现是高空间分辨率的结果，成像光谱学现在是可能的，但也有一些有用的结果已经出来的光栅光谱仪的两个X射线天文台，尽管扩展性质的超新星遗迹。这里讨论的发现是快速超新星残余激波附近电子和离子温度缓慢平衡的证据，由于宇宙射线加速，残余激波附近的磁场放大，这是研究X射线同步辐射窄丝的结果，最后是最近关于Ia型超新星遗迹中富含Fe的喷出物和Ib型超新星遗迹Cas A中存在喷流/反喷流系统的发现。
2006-01-06 astro-ph
Non-thermal acceleration mechanisms in supernova remnant shells
在未来的X射线观测与Simbol-X的背景下，在超新星遗迹的粒子加速领域的主要问题的审查。在总结了非热加速机制的工作之后，我简要回顾了超新星遗迹在硬X射线和伽马射线中的观测。在这个框架内讨论了开放的问题。
2008-02-04 astro-ph
Young Supernova Remnants: Issues and Prospects
在回顾了最近关于年轻超新星遗迹（YSNRs）动力学的工作并讨论了如何将YSNRs用作物理实验室之后，我讨论了几个挑战：银河系中非常年轻的SNRs在哪里？非常年轻的信噪比能产生伽马射线暴吗？联系挑战：人们能否从YSNR的观测中推断出超新星及其前身星的性质？
2001-01-03 astro-ph
X-ray Observations of Young Supernova Remnants
本文简要回顾了最近对年轻超新星遗迹的X射线观测，重点介绍了钱德拉和XMM牛顿天文台自去年发射以来所获得的结果。他们令人印象深刻的能力说明了光谱成像的结果，并为空间分辨光谱，隔离发射从个别喷出物结和从向前冲击。我还回顾了超新星遗迹的X射线动力学研究，这应该在这个新时代取得重大进展。
2001-02-08 astro-ph
Neutron Stars in Supernova Remnants and Beyond
我们讨论了偏心腔超新星爆炸的概念，适用于中子星/超新星遗迹协会，并展示了这个概念如何可以用来排除反人道斩首鸭（G5.4-1.2 + G5.27-0.9）和肢解天鹅（天鹅座圈），以及寻找与超新星遗迹RCW 86相关的恒星遗迹。
2002-12-26 astro-ph
Frequency Dependence of Radio Images of Supernova Remnants
在扩散模型框架下讨论了超新星遗迹的射电图像。对球形相对论电子注入源在不同频率下的同步辐射强度分布进行了简化。根据UTR-2上的观测数据，超新星遗迹在十米波下的尺寸大于在高频下的尺寸，给出了解释。
2007-12-10 astro-ph
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. II. The 2-D modelling of the evolution and X-ray emission of supernova remnant RCW86
给出了超新星遗迹RCW 86的二维模拟结果。该残余物的模型，这是第一次解释的绝热SNR在星际介质的演化的结果，具有大规模的密度梯度的表面亮度的各向异性，被认为是。本文对RCW 86及其周围介质的基本特性进行了估计，结果表明，RCW 86的观测表面亮度分布可以用迄今为止提出的两种不同的初始假设（一种是关于185年超新星爆发的假设，另一种是关于OB-asossiation的假设）得到。为了获得表面亮度的观测对比度，如果RCW 86的年龄为1800年，则必须有一个不均匀性特征尺度为11秒差距的介质，如果信噪比为2.8千秒差距，则必须有一个不均匀性特征尺度为20-25秒差距的介质。RCW 86西南部和东北部震前的密度差在3.5-4.5之间。
1999-01-25 astro-ph
Young Supernova Remnants in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中有六个左右年轻的超新星遗迹，它们显示出以下一个或多个特征：高速（>1000 km/s）发射，金属丰度增强，或快速旋转的脉冲星。我总结了这些遗迹的知识现状，并提出了一些最新的结果主要来自新的X射线天文卫星。
2001-02-21 astro-ph
Tests for supernova explosion models: from light curves to X-ray emission of supernova remnants
成功的理论超新星爆炸模型应该能够解释超新星在任何演化阶段的任何特征。我们从两个不同的角度检查几个模型。利用多频辐射水文程序STELLA计算了伽马、辐射热和宽带UBVI光变曲线。然后，我们使用相同的模型来计算年轻超新星遗迹的发射。在这里，我们提出了新的图的伽马射线光度从几个超新星Ia模型和重新计算的辐射热和UBVRI光变曲线的模型13 C的SN 1993 J。
2003-09-04 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
A search for pulsars in supernova remnants
我们已经进行了一个敏感的搜索与超新星遗迹的76米洛弗尔射电望远镜在Jodrell银行的年轻恒星。观测频率为606兆赫，系统带宽为8兆赫，冷空噪声温度为50 K。调查针对北半球的33个残留物，在大多数情况下实现了~1 mJy的标称灵敏度。在这次巡天中发现了两颗脉冲星，并发现了已知的脉冲星PSR B1952+29。这两颗新的超新星J 0215 +6218和J1957+2831分别是在搜寻超新星遗迹G132.7+1.3和G65.1+0.6时发现的。基于对目前提出的脉冲星-超新星遗迹对样本的统计分析，我们得出结论，最多有17个协会可能是真实的。我们没有发现强有力的证据表明这两颗新发现的超新星和它们的目标超新星遗迹之间存在真正的联系。
1998-01-12 astro-ph
Supernova Remnants, Pulsars and the Interstellar Medium - Summary of a Workshop Held at U Sydney, March 1999
我们总结了1999年3月18日和19日在悉尼大学举行的“超新星遗迹、脉冲星和星际介质”研讨会的会议记录。
2000-01-06 astro-ph
Neutron Star/Supernova Remnant Associations
我们总结了超新星遗迹和中子星之间的关联，包括射电望远镜，建议“不活跃”的年轻中子星，“异常”的X射线望远镜，和软伽马射线中继器，并认为所有年轻的中子星是克拉布型的范式需要重新考虑。
1998-03-03 astro-ph
Shocks and Particle Acceleration in Supernova Remnants: Observational Features
在过去的十年里，大量的观测进展大大增加了我们对超新星遗迹中激波现象的了解。这一进展主要是由于最近X射线和伽马射线仪器的改进。很明显，一些壳型超新星遗迹，如SN 1006，具有由同步辐射主导的X射线发射，证明电子被加速到100 TeV。这仍然比3E 15 eV低一个数量级，在3E 15 eV的能量下，地球上的离子宇宙射线光谱显示出光谱中断。因此，主要目标之一是证明超新星遗迹能够至少将离子加速到该能量。在这里，我回顾的证据表明，离子和电子被加速到能量~100 TeV的超新星遗迹，此外，最近取得的进展，在理解物理学的碰撞冲击波阵面和磁场内超新星遗迹。
2003-04-09 astro-ph
Supernova remnants, planetary nebulae and superbubbles: prospects for new XMM-Newton observations
在X射线观测的背景下，简要回顾了过去几年在超新星遗迹、行星状星云和超级气泡方面取得的重要成果。我打算回顾这些领域中重要的开放科学问题，以及XMM-牛顿可以做出的具体贡献。
2008-02-04 astro-ph
HI Study of Southern Galactic Supernova Remnants
简要总结了在南天寻找与银河系超新星遗迹（SNRs）有关的激波原子气体的HI 21 cm发射线的观测。对于G347.3-0.5，我们讨论了到SNR的距离以及HI结果的含义。
2003-11-06 astro-ph
Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants I : Numerics and the Evolution of Remnants
各向异性热传导在各种天体物理系统中起着重要的作用。最严格的热传导测试之一可以在超新星遗迹中找到。本文研究了各向异性热传导问题，考察了经典极限和饱和极限下热传导通量的物理性质。我们还提出了一个时间上二阶精度的隐-显格式，用于数值MHD格式中热传导项的时间更新。几个模拟超新星遗迹的ISM参数范围。热传导的作用，在这样的残余物进行了研究。我们发现，热传导产生较低的温度和较高的密度在热气泡中形成的残留物。热传导在改变热气泡的热特性中的作用随着残余物通过更密集的ISM传播而增加。在更密集的ISM中，残留物的演变被证明可以更快地过渡到中心明亮的X射线形态，硬X射线中出现的趋势比软X射线中出现的更早。
2007-11-14 astro-ph
Discovery of a New X-ray Filled Radio Supernova Remnant Around the Pulsar Wind Nebula in 3EG J1809-2328
我们报告的部分~2deg的发现。直径的非热射电壳与Taz一致，脉冲星风星云（PWN）在明显可变的伽马射线源3EG J1809-2328的误差框中。我们建议，这个无线电壳是一个新发现的超新星遗迹（SNR G7.5-1.7）与PWN。SNR周围的档案ROSAT和ASCA观测发现的热X射线的非晶区域，把这个系统在超新星遗迹的混合形态类。G7.5-1.7是第五个与明亮的GeV源重合的超新星遗迹，第四个包含脉冲星风星云。
2008-02-26 astro-ph
Thermonuclear supernova explosions and their remnants: the case of Tycho
我们建议使用的热X射线发射的年轻超新星遗迹（SNRs）起源于Ia型超新星（SNe），以提取有关的信息爆炸机制。我们专注于数值1D和3D爆炸计算之间的差异，以及这些差异可能对年轻的SNR的影响。我们使用第谷超新星（SN 1572）的残骸作为测试案例，与我们的预测进行比较，讨论允许接受或放弃给定模型的观测特征。
2003-09-03 astro-ph
Neutron Star/Supernova Remnant Associations
综述了中子星与超新星遗迹之间存在关联的证据。在总结了年轻射电星的情况之后，我考虑了来自协会的证据，即年轻的中子星可以具有与射电星非常不同的性质。这一点虽然仍有争议，但动摇了我们对蟹状星云脉冲星作为年轻中子星原型的简单认识。
1999-12-14 astro-ph
The Radio Lifetime of Supernova Remnants and the Distribution of Pulsar Velocities at Birth
我们对三颗年轻超新星周围的磁场进行了VLA成像，发现了两颗新的超新星遗迹，并确认了第三颗。我们认为，在至少两种情况下，也许是第三种情况下，超新星与这些超新星遗迹的物理联系。对所有已知的年轻超新星的回顾表明，大多数都与超新星遗迹有关。我们表明，典型的密度的星际介质的超新星遗迹正在演变的密度为0.2厘米$^{-3}$，而不是低的值0.01厘米$^{-3}$已从其他研究计算，并在一个相当长的射电寿命的超新星遗迹的结果。超新星遗迹的形态和超新星的位置都意味着这些年轻的超新星大多数都具有很大的横向速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）。脉冲星速度分布中的这种高速度平均值似乎是脉冲星出生时的一般属性，由于选择效应，在自行研究中看不到。我们探讨了这一结果的影响，因为它涉及到这些速度的起源和银河系分布的星系。高速超新星可以在很短的时间内逃离超新星遗迹，与遗迹的寿命相当，甚至可能在延长遗迹的可观测无线电寿命方面发挥作用。很大一部分将能够逃离银河系的磁盘，产生一个扩展的光环人口。
1994-07-12 astro-ph
