Discovery of X-Ray-Emitting O-Ne-Mg-Rich Ejecta in the Galactic Supernova Remnant Puppis A
我们报告了在银河系富氧超新星遗迹船尾座A中发现的X射线-发射富O-Ne-Mg的喷出物。我们使用线的比率，以确定一个低电离灯丝运行平行的东北边缘的残留物，需要超太阳的丰度，特别是O，Ne和Mg，我们解释为从O-Ne-Mg丰富的喷出物。测得Ne/O、Mg/O和Fe/O的绝对辐射比分别为~2、~2和<0.3倍太阳值。我们的空间分辨光谱分析从东北边缘到西边缘，否则揭示了太阳下的丰度与那些在星际介质一致。灯丝是符合几个光学发射富O结与高速度。如果它们在物理上是相关的，那么这些丝状物将是喷出物的一个特殊碎片。另一方面，暗条的形态表明，它可能是由东北边缘附近密集的环境云层强烈反射的冲击加热的喷出物。
2010-04-23 astro-ph.HE
A Recollimation Shock in a Stationary Jet Feature with Limb-brightening in the Gamma-ray Emitting Narrow-line Seyfert 1 Galaxy 1H 0323+342
本文报道了在发射伽玛射线的窄线Seyfert 1星系（NLS 1）1H 0323+342的准定常喷流特征中发现的喷流截面的局部收敛。会聚点位于距中央引擎约7 mas处（对应于去投影的100 pc量级）。在辐合区的上游和下游都发现了边缘增亮的喷流结构。我们认为，准定常特征显示的射流收敛和边缘增亮发生的结果，在相对论射流的再准直冲击。准静止特征是NLS 1中可能的伽马射线发射点之一，类似于M87喷流中的HST-1复合体。监测观测表明，超光速分量通过会聚点和准稳态特征的峰值强度，这表明与观测到的伽马射线活动的时间明显一致。
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The magnetic connectivity of coronal shocks from behind-the-limb flares to the visible solar surface during $γ$-ray events
上下文在太阳耀斑发生后的几分钟到几小时内观测到的100 MeV以上的γ射线表明，在太阳大气中相互作用的高能粒子可以长时间储存和/或加速。从地球上观测，即使在太阳边缘以外的地方也能探测到γ射线，这为研究由日冕物质抛射（CME）驱动的日冕激波在这些粒子加速中的作用提供了有利的观测条件。目标：在本文中，我们调查的空间和时间演化的日冕冲击推断，从体视观测的背后的肢体耀斑，以确定它们是否可能是源的粒子产生的γ射线。研究方法：我们分析了CME和与费米大面积望远镜（LAT）测量的γ射线事件相关的日冕冲击的早期形成，从2013年10月11日，2014年1月6日和9月1日从地球上观察到的太阳边缘后面的三次爆发。我们使用了一个三维三角测量技术，遥感观测的基础上，模拟从太阳表面上方的日冕物质抛射冲击的扩张。将膨胀模型与日冕磁场的各种模型相结合，使我们能够推导出激波马赫数随时间的分布以及激波产生的粒子与地球上可见的太阳表面的磁连接。结果如下：这三个事件的重建激波阵面在耀斑开始后和>100 MeV γ射线发射开始前与可见太阳表面磁连接。在这些连接处的激波表面也表现出明显的颗粒扩散所需的超临界马赫数。[...]（节录）
2017-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
The Origin of Recombining Plasma and the Detection of the Fe-K Line in the Supernova Remnant W28
在十几个混合形态超新星遗迹中发现了过电离复合等离子体.然而，其形成过程仍在争论之中。正如许多先前的研究所指出的，等离子体温度和电离状态的空间变化提供了线索，以了解RP的物理起源。我们报告的W28，这是在我们的银河系中发现的最大的MM SNRs之一的空间分辨X射线光谱。朱雀XIS的两次观测覆盖了W28的中心到东北边缘，那里的激波与分子云相互作用。两个不同温度和电离状态的RP模型的组合很好地再现了内部区域的X射线谱，而东北边缘的X射线谱则用单RP模型解释。我们在东北边缘发现的RP表明云和热等离子体之间的热传导效应，这可能是RP的产生过程。东北边缘的X射线光谱也显示出Fe I Kα线的过量发射。最有可能解释这条线的过程是分子云中的Fe被W28中加速的宇宙射线粒子内壳层电离。
2018-02-08 astro-ph.HE
Modeling the shock-cloud interaction in SN 1006: unveiling the origin of nonthermal X-ray and gamma-ray emission
超新星遗迹SN 1006是一个高能粒子源，其西南边缘与密集的环境云相互作用，因此是一个有希望的伽马射线强子发射区域。我们的目标是描述的物理和非热辐射与激波云相互作用，以获得云的物理参数（数据分析约束较差），以确定观测到的空间变化的X射线同步辐射的光谱特性的起源，并预测光谱和形态特征的γ射线发射。我们进行了三维磁流体动力学模拟模拟SN 1006的演变及其与周围云的相互作用，并探索了不同的模型设置。利用REMLIGHT程序对模型结果进行模拟，合成同步辐射X射线辐射，并与实际观测值进行比较，以约束模型参数。我们还合成了轻子和强子的伽马射线发射的模型，推导出的强子的能量含量的限制在西南翼加速。我们发现，SN 1006激波阵面与密度为0.5 cm^-3的均匀云团的碰撞可以解释观测到的形态、X射线同步辐射截止频率的方位角变化以及相互作用区的激波自行。我们的结果表明，在西南翼强子总能量的上限是2.5e49尔格。
2016-06-28 astro-ph.HE
Shock-cloud interaction and particle acceleration in SN 1006
超新星遗迹SN 1006是一个强大的高能粒子源，并在相对稀薄和均匀的环境中演化，尽管与西北边缘的原子云相互作用。SN 1006的X射线图像显示在冲击波阵面的西南部有一个凹陷，HI图显示一个孤立的云（西南云），其速度与西北云相同，其形态完全符合凹陷。我们进行了空间分辨光谱分析的一组小区域在西南非热翼，并研究了XMM-牛顿SN 1006大型计划内获得的深X射线光谱。我们还分析了档案HI数据，获得了单碟和干涉观测相结合。我们发现，在西南云区，由X射线谱得到的最佳拟合N_H值显著增加，而同步辐射的截止能量降低。N_H的变化量与由射电资料测得的西南云HI柱密度完全一致。在缺口处截止能量的减少清楚地表明，云的背面实际上是与残余物相互作用的。因此，西南翼呈现出有效粒子加速和高环境密度的独特组合，因此是SN 1006中最有希望的伽马射线强子发射区域。我们估计，这种辐射将在几年内被费米望远镜探测到。
2014-01-28 astro-ph.HE
Doppler Signature of a Possible Termination Shock in an Off-Limb Solar Flare
本研究报告2017年9月10日X8.2级太阳耀斑中观测到的多普勒速度梯度，结合EIS和RHESSI数据及2.5D MHD模型，证实环顶上方存在终止激波。
2024-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The forward and reverse shock dynamics of Cassiopeia A
我们报告自行测量的前向和反向冲击区的超新星遗迹仙后座A（Cas A），包括减速/加速测量的前向冲击。测量结合了钱德拉X射线天文台19年的观测，使用4.2-6 keV连续带，优先针对X射线同步辐射。前向激波的平均膨胀率为$0.218 \pm 0.029$ %yr $^{-1}$，对应的速度为$\approx 5800$ km/s。自行的时间导数表明，东部减速，西部加速到$1.1\times 10^{-4}$年$^{-2}$。反向激波在东部向外移动，但在西部以$-0.0225\pm 0.0007$ %yr $^{-1}$的膨胀率向中心移动，对应于$-1884\pm 17$ km/s。在西方，喷出物框架中的反向激波速度为$\gtrsim 3000$ km/s，峰值为$\sim 8000$ km/s，这解释了那里X射线同步辐射灯丝的存在。反向激波的向后运动可以用两种情况来解释，一种是前向激波遇到了一个部分的、致密的风壳层，另一种是激波最初穿过一个不平衡的空腔，这个空腔是在短暂的沃尔夫-拉叶星相期间产生的。这两种情况都与前向冲击的局部加速一致。最后，我们报告的自行车的东北射流，使用X射线连续谱带，和硅十三K线发射带。我们发现膨胀率分别为0.21%yr $^{-1}$和0.24%yr $^{-1}$，对应于X射线喷流尖端的速度为7830- 9200 km/s。
2022-03-31 astro-ph.HE
Indication of a fast ejecta fragment in the atomic cloud interacting with the southwestern limb of SN 1006
本文通过NuSTAR、Chandra和XMM-Newton望远镜分析SN 1006西南边缘的非热X射线发射，发现距激波上游约2 pc处的硬连续谱X射线源及红外对应体，证实其为快速抛射物碎片而非低能宇宙射线。
2024-01-10 astro-ph.HE
Shock and Cosmic Ray Chemistry Associated with the Supernova Remnant W28
本研究通过观测超新星遗迹W28的多分子谱线，发现其东北部受激波云中HCO+丰度异常增高，证实了激波与宇宙线共同诱导的化学过程能解释该现象。
2024-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Refined Shock Velocity of the X-Ray Filaments in the RCW 86 Northeast Rim
激波速度的精确测量对于限制超新星遗迹（SNR）激波前沿宇宙线（CR）加速的机制和效率至关重要。SNR RCW 86的东北边缘被认为是一个特别有效的CR加速站点，因为最近的结果声称其具有约6000 km/s的极高激波速度（Helder等人，2009）。在这里，我们再次与钱德拉X射线天文台相同的SNR边缘，11年后的第一次观察。这个比以前更长的基线使我们能够确定非热X射线灯丝的更精确的自行，揭示了一个低得多的速度3000 \pm 340 km/s（在更亮的区域甚至更慢）。虽然这个数值已经下降到以前X射线测量值的一半，但它仍然高于该区域H-α灯丝的平均速度（~1200 km/s）。这种差异意味着非热X射线和H-α发射中的亮丝跟踪不同的速度分量，因此结合X射线运动学和H-α光谱学约束的CR压力很容易被高估。我们还测量了热X射线灯丝在非热灯丝南边的自行。推断的速度（720 \pm 360 km/s）明显低于非热灯丝的速度，这表明存在密度更大的环境物质，可能是由来自祖先的风形成的墙，它大大减缓了冲击。
2016-02-27 astro-ph.HE
X-ray Proper Motions and Shock Speeds along the Northwest Rim of SN 1006
我们报告了SN 1006西北边缘的X射线自行测量结果，通过比较2001年和2012年的钱德拉观测结果进行。西北翼主要是热X射线发射，它是SN 1006中唯一具有显著光发射的位置：一个薄的，巴耳末主导的灯丝。对于西北边缘的大部分，自行约为0.30角秒/年，基本上与从H-α灯丝测量到的相同。西北边缘的孤立区域主要是非热辐射，这里的自行要高得多，为0.49角秒/年，接近沿东北边缘测量的X射线值，那里的X射线绝大多数是非热的。在距离SN 1006 2.2 kpc处，自行意味着在热区域和非热区域的激波速度分别约为3000 km/s和5000 km/s。在H-α暗条后面的较低速度与SN 1006在西北部遇到密度更大的气体的图片一致，这也是由其整体形态所暗示的。在X射线壳的热为主的部分，我们也看到了在不同的能量的径向轮廓的偏移; 0.5-0.6千电子伏的峰值占主导地位的O VII比0.8-3千电子伏的发射更接近冲击波前-由于较重的元素达到电离状态，他们产生强X射线发射的时间较长。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatially-Resolved Spectroscopy of a Balmer-Dominated Shock in the Cygnus Loop: An Extremely Thin Cosmic-Ray Precursor?
我们提出了高分辨率的长狭缝光谱的巴尔默为主的冲击在天鹅座圈的东北翼与斯巴鲁高色散摄谱仪。通过沿激波法线设置狭缝角，我们用约4 × 10^{15} cm的空间分辨率研究了从激波前到激波后H-α线的通量和轮廓的变化。H-α谱线轮廓可以用激波前方扩散区的窄高斯分布（28.9+/-0.7 km/s）表示，即一个光电离的前兆，和窄（33.1+/-0.2公里/秒）加宽（130-230公里/秒）的高斯在冲击本身。我们发现，在激波处的一个未分辨薄层（在540 pc的距离上，小于4 × 10^{15} cm）中，窄分量的宽度突然增加到33.1+/-0.2 km/s，或者如果我们消除来自光电离前体的投射发射，则为38.8+/-0.4 km/s。我们表明，突然变宽可以最好地解释加热通过阻尼阿尔芬波在一个薄的宇宙射线前体，虽然其他的可能性并没有完全排除。天鹅座环（软γ射线源）的宇宙线前兆厚度比第谷结g（硬γ射线源）的宇宙线前兆厚度薄一个数量级，这可能是由于两个源之间加速粒子的能量分布不同造成的。在这方面，系统的研究可能揭示宇宙射线前体的厚度与宇宙射线能量分布的硬度之间的正相关性。
2016-02-21 astro-ph.HE
Evidence for thermal X-ray emission from the synchrotron dominated shocks in Tycho's supernova remnant
本文利用Chandra数据对第谷超新星遗迹五个区域进行贝叶斯能谱分析，发现三分量模型最优，首次给出被激波加热ISM的热辐射证据及其温度、密度等参数，并指出未来X-IFU观测对约束同步辐射截止能量至关重要。
2023-04-11 astro-ph.HE
Resolved shock structure of the Balmer-dominated filaments in Tycho's supernova remnant: Cosmic-ray precursor?
本文报道了利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对第谷超新星遗迹（SN 1572）东翼的Hα成像观测结果。我们将快速无碰撞冲击波的详细结构分解为一个精细的近边缘细丝结构。我们发现在激波前Hα强度逐渐增加，我们认为这是薄（~1”）激波前兆的辐射。我们发现，大量的Hα发射来自前体，这可能会影响从宽和窄Hα组分的观测通量比导出的温度平衡量。用简单的前体模型拟合了Hα发射谱，并讨论了相关参数。我们认为，前体可能是由于宇宙射线，并讨论宇宙射线加速在这个位置的效率。
2010-05-18 astro-ph.HE
First Detection of a Pulsar Bow Shock Nebula in Far-UV: PSR J0437-4715
以超音速运行的脉冲星经常伴随着在阿尔法星上看到的彗星弓形激波。我们报告的第一次检测脉冲星弓激波在远紫外（FUV）。我们在哈勃太空望远镜获得的最近的毫秒脉冲星J 0437 -4715的FUV图像中检测到它。这些图像显示了一个弓形结构，其位置与先前探测到的Halpha弓形激波的一部分重合，其顶点位于移动脉冲星前方10”处。它的FUV光度L（1250-2000 A）约为5x10^28 erg/s，比同一区域的H α光度高出10倍。FUV辐射可能是由受到冲击的ISM物质产生的，也可能是由弓形激波中强磁场波动所限制的相对论脉冲星风电子产生的。此外，在FUV图像中，我们发现了一个令人困惑的延伸（约3”大小）结构与弓形激波的边缘重叠。如果与弓形激波有关，它可能是由周围介质的不均匀性或弓形激波的不稳定性产生的。我们还报告了一个以前未被探测到的X射线辐射，它延伸到脉冲星前方约5”处，可能是一个由冲击脉冲星风产生的脉冲星风星云，亮度L（0.5-8 keV）~ 3x10^28 erg/s。
2016-08-19 astro-ph.HE
XMM-Newton evidence of shocked ISM in SN 1006: indications of hadronic acceleration
年轻超新星遗迹中的冲击波阵面是宇宙射线加速到几个PeV的最佳候选者，尽管仍然缺乏确凿的实验证据。强子加速预计将增加冲击压缩比，提供更高的postshock密度，但X射线发射从冲击环境介质尚未被牢固地检测到在残留物中的粒子加速是在工作。我们利用XMM-牛顿大型计划对SN 1006的深层观测来验证这一预测。我们对SN 1006东南边缘的一组区域进行了空间分辨光谱分析。我们研究了周围介质的热力学性质的空间分布，并仔细验证了结果的鲁棒性相对于分析方法。我们探测到了受冲击的周围介质的贡献。我们还发现，在粒子加速有效的区域，星际介质的激波后密度显著增加。在均匀震前密度的假设下，我们发现在非热肢附近的区域，激波压缩比达到~6。我们的结果支持了冲击修正理论的预测，并表明在超新星遗迹中可以观察到宇宙线强子加速对冲击后等离子体的影响。
2012-08-29 astro-ph.HE
Supernova of 1006 (G327.6+14.6)
SN 1006（G327.6+14.6）是人类历史上最亮的超新星。一千年后，它成为研究Ia型超新星和超新星遗迹（SNRs）中冲击波的理想实验室。本文综述了SN 1006的研究现状。在传统的单简并假设中，没有发现与幸存的伴星一致的恒星，这有利于SN 1006的祖先的双简并假设。未冲击和冲击SN喷出物已被探测通过背景源的紫外光谱和热X射线发射，分别吸收线。吸收研究表明，铁的量<0.16M_sun，这明显小于正常SNe Ia的范围。另一方面，X射线数据的分析表明，冲击喷出物的分布是高度不对称的，特别是铁。因此，大部分铁可能已从紫外背景源中逃逸。SN 1006的另一个重要方面是，它是第一个从残骸壳层中检测到同步加速器X射线发射的SNR，提供了电子在前向冲击中加速到约100 TeV能量的证据。同步辐射的双边对称性（在东北和西南边缘明亮）可能是由于极冠的几何形状。宽频带（无线电，X射线和伽马射线）光谱能量分布表明伽马射线发射主要是轻子的。在西北部的地震中，光学、紫外线和X射线观测发现了极端的、但小于质量比例的温度不平衡的证据。
2017-02-07 astro-ph.HE
First detection of >100 MeV gamma rays associated with a behind-the-limb solar flare
我们报告的第一次检测到的>100兆电子伏的伽马射线与背后的肢体太阳耀斑，这提供了一个独特的机会，探讨高能耀斑发射和粒子加速的基本物理。2013年10月11日，STEREO-B观测到GOES M1.5级太阳耀斑发生在太阳边缘后约9.9度。RHESSI观察到肢体上方的硬X射线发射，最有可能来自耀斑环顶，因为足点被遮挡。令人惊讶的是，费米大面积望远镜（LAT）探测到了超过100 MeV的伽马射线，持续了约30分钟，能量高达GeV。LAT发射质心与RHESSI硬X射线源一致，但其不确定性并不限制源位于那里。伽马射线谱可以用相对论电子的韧致辐射来描述，相对论电子具有相对硬的幂律谱，具有高能量指数截止，或者由加速质子和离子产生的π介子衰变产生，具有各向同性的俯仰角分布和幂律谱，数指数约为3.8。我们表明，高光学深度排除了来自耀斑现场的伽马射线和高日冕陷阱模型需要非常不寻常的条件，所以一个场景中，一些粒子加速的CME冲击旅行到太阳的可见光一侧，产生所观察到的伽马射线可能在工作。
2015-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
H$α$ Imaging spectroscopy of Balmer-dominated shocks in Tycho's supernova remnant
我们介绍了历史超新星遗迹第谷（SN 1572）激波阵面中窄H $α$分量的法布里-珀罗干涉观测。利用威廉·赫歇尔望远镜上的GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Pérot Spectrometer），我们观测到大部分位于残骸东北部（NE）的激波阵面。$\sim$ 1 $^{\prime\prime}$的角分辨率和R $\sim$ 21 000的光谱分辨率以及大视场（3.4 $^{\prime}$ $\times$ 3.4 $^{\prime}$）的仪器允许我们测量窄H $α$ -同时在冲击波各个部分的73个单元中的谱线宽度，从而研究多种冲击波阵面中几种冲击波前兆的指示器条件与以前的研究相比，详细的空间分辨率的灯丝也使我们能够减轻可能的人为加宽的线从未解决的差分运动和投影。覆盖四分之一的残留物的壳，我们确认扩大的窄H $α$线超过其固有的宽度$\sim$ 20公里/秒，并报告它延伸到大部分的灯丝，不仅是以前研究的密集的“结g”。同样，我们确认并发现了广泛传播的中间线（$\sim$ 150 km/s）排放的额外有力证据。我们的贝叶斯分析方法使我们能够量化这一中间成分的证据，以及在狭窄的线可能分裂。超热窄线宽指向一个额外的加热机制，在宇宙射线前体的形式，而中间组件，以前只定性报告为一个小的非高斯贡献的窄组件，揭示了广泛的中性前体。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Balmer-dominated shocks in Tycho's SNR: omnipresence of CRs
我们提出了宽视场，空间和高分辨率的光谱观测的巴耳末灯丝在东北边缘的第谷的超新星遗迹，以调查宇宙射线（CR）加速的信号。巴耳末主导地震（BDS）的频谱具有特征性的窄（FWHM $\sim$ 10 kms $^{-1}$）和宽（FWHM $\sim$ 1000 kms $^{-1}$）H $α$分量。CR影响H $α$ -线参数：加热星际介质中的冷中性粒子导致窄H $α$ -线宽度加宽超过20 km $^{-1}$，但由于能量从后激波区域的质子中被移除，也导致宽H $α$ -线宽度减小。对于第一次，我们表明，窄H $α$线的宽度，远远大于20公里$^{-1}$，是不是一个分辨率或几何效应，也不是一个被忽视的中间（半高宽$\sim$ 100公里$^{-1}$）组件产生的氢原子进行电荷交换与温暖的质子在宽中性前体的虚假结果。此外，我们发现，一个窄线宽$\gg$ 20公里$^{-1}$延伸整个东北边缘，这意味着CR加速是无处不在的，并使其有可能与当地不同的冲击条件的强度。最后，我们沿着边缘找到了几个位置，通过包含中间成分，可以更好地解释这些位置的光谱（基于贝叶斯证据），平均宽度为180 km $^{-1}$。
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for flare-accelerated particles in large scale loops in the behind-the-limb gamma-ray solar flare of September 29, 2022
本研究通过多波段观测分析了2022年9月29日日缘后耀斑，发现其100 MeV以上伽马射线源于边缘后方母活动区加速的离子，并经大尺度磁结构传输至可见日面，排除了CME激波作为辐射源的可能。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal emission, shock modification, and X-ray emitting ejecta in SN 1006
有效的粒子加速可以改变超新星遗迹的结构。在这种情况下，我们提出的XMM-牛顿EPIC档案观测SN 1006的综合分析的结果。本文的目的是描述激波前沿发射X射线的等离子体的物理和化学性质的空间分布。我们研究了热辐射和非热辐射对残骸边缘X射线谱的贡献，以研究加速过程如何影响X射线发射等离子体。我们进行了一组区域，覆盖整个边缘的壳的空间分辨光谱分析，我们利用光谱分析的结果，以产生一个计数率图像的“纯”的热发射SN 1006在0.5 - 0.8千电子伏的能带（减去非热贡献）。这幅图像与同一波段的总图像有很大的不同，特别是在明亮的边缘附近。我们发现，热X射线发射可以与喷出物，我们研究了它们的物理和化学性质的方位角变化，发现在温度和化学成分的各向异性。由于我们的热图像，我们跟踪的接触不连续的位置在整个外壳，我们将其与预期从3-D MHD模型的SNR与未修改的冲击。我们的结论是，激波在边缘的任何地方都被修改，星际磁场和视线之间的方位角明显低于90度
2009-03-19 astro-ph.HE
The shape of the cutoff in the synchrotron emission of SN 1006 observed with XMM-Newton
年轻超新星遗迹边缘的同步加速器X射线辐射使我们能够研究在冲击波前沿加速的电子的高能尾部。X射线光谱的分析可以提供有关限制电子在加速过程中获得的能量的物理机制的信息。我们的目的是验证是否在SN 1006的最大电子能量是有限的同步辐射损失，并在获得的X射线同步辐射的截止形状的信息。我们分析了XMM-牛顿SN 1006大型计划的深层观测。我们进行了空间分辨光谱分析的一组小区域的非热肢和研究的X射线光谱，采用模型，假设不同的电子光谱。我们发现，损失限制模型对所有的谱都有最好的拟合，这表明电子动量（p）分布的截止形状为exp[-（p/p_cut）^2]。我们还检测到残余的热辐射从冲击环境介质，并证实了以前的估计的可靠性冲击后的密度。我们的研究结果表明，辐射损失在塑造SN 1006的电子光谱中起着重要的作用。
2013-06-25 astro-ph.HE
Discovery of Year-Scale Time Variability from Thermal X-ray Emission in Tycho's Supernova Remnant
粒子加热机制对于理解超新星遗迹中的激波物理至关重要。然而，到目前为止，关于热化粒子的时间变化的信息很少。在这里，我们提出了在2000- 2015年期间获得的Tycho SNR的Chandra数据中发现的逐渐变亮的热X射线发射的发现。发射呈现出一个结状特征（结1），直径为$\simeq0.04$ ~pc，位于西北边缘，在那里我们还发现了本地化的H $α$细丝在2008年与哈勃太空望远镜拍摄的光学图像。太阳丰度的模型再现了Knot 1的光谱，表明Knot 1起源于星际介质;这是在第谷的SNR中发现的第一次探测到来自扫掠气体的热X射线发射。我们的光谱分析表明，在2000年至2015年期间，Knot 1的电子温度从$\sim0.30$ keV增加到$\sim0.69$ keV。这些结果使我们归因于时间可变的排放到一个小的密集的团块最近加热的前向激波在位置的结1。冲击波下游的电子-质子温度比（$β_{0}\equiv T_e/T_p$）被限制为$m_e/m_p\leqβ_{0}\leq0.15$，以再现数据，表明无碰撞电子加热的效率与以前的H $α$观测第谷和其他高冲击速度的SNR一致。
2022-09-29 astro-ph.HE
Measurement of Temperature Relaxation in the Postshock Plasma of the Northwestern Limb of SN 1006
为填补激波下游温度弛豫观测缺失，研究人员用Chandra观测SN 1006西北X射线纤维，分层拟合光谱发现电子温度升幅低于库仑散射预期，需其他效应解释，有望借未来X射线任务验证。
2024-05-15 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetic-Field Amplification in the Thin X-ray Rims of SN1006
几个年轻的超新星遗迹（SNRs），包括SN 1006，沿着它们的外围以狭窄的细丝（以下称为薄边）发射同步加速器X射线。这些边缘的宽度意味着在激波后面的区域有50到100个$μ$ G场，远大于假设电子辐射损失限制边缘宽度的情况下，被未修正激波压缩的星际介质的预期值。然而，磁场阻尼也可以产生薄轮缘。在这里，我们回顾了有关边缘宽度计算的文献，总结了磁场放大的情况。我们扩展这些计算，包括一个任意的幂律依赖的扩散系数的能量，$D \propto E^μ$。损耗限制的边缘宽度应该随着光子能量的增加而缩小，而磁阻尼模型预测的宽度几乎与光子能量无关。我们使用这些结果来分析钱德拉观测SN 1006，特别是西南翼。我们将半峰全宽（FWHM）以能量的形式参数化为FWHM $\propto E^{m_E}_γ$。SN 1006中的灯丝宽度随能量的增加而减小;从$m_E \sim -0.3$到$-0.8$，意味着磁场放大了10到50倍，高于在强未修改冲击中预期的4倍。对于SN 1006，快速收缩排除了磁阻尼模型。它也有利于短的平均自由程（小的扩散系数）和$D$对能量的强依赖性（$μ\ge 1$）。
2014-06-24 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the supernova remnant Kes 78 (G32.8-0.1): Evidence for shock-cloud interaction
银河系超新星遗迹Kes 78被密集的分子云包围，其投影位置与扩展的HESS伽马射线源HESS J1852-000重叠。最近朱雀号的观测揭示了残骸的X射线发射，表明光谱中有硬X射线成分，可能与同步辐射有关。我们的目的是描述的X射线发射等离子体的物理性质的空间分布，并在揭示的残余物与不均匀的环境介质的相互作用的影响。我们还旨在调查的伽玛射线发射的起源，这可能是逆康普顿辐射与X射线同步辐射电子或强子发射起源于高能质子对附近的云的影响。我们分析了一个XMM-牛顿EPIC观测Kes 78进行图像分析和空间分辨光谱分析的一组三个区域。我们测试了我们的研究结果对观测的12 CO和13 CO排放的环境中的残留物。我们揭示了Kes 78复杂的X射线形态，并发现了等离子体光谱特性的变化，在残骸的东部边缘有明显更密集和更冷的材料，我们将其解释为与分子云相互作用的特征。我们也排除了发射X射线同步辐射的窄灯丝的存在。假设非常高能量的伽马射线辐射与Kes 78有关，缺乏同步辐射排除了轻子起源。强子起源进一步支持的证据，在其东翼密集的分子云的残余相互作用。
2016-12-06 astro-ph.HE
Azimuthal Density Variations Around the Rim of Tycho's Supernova Remnant
{ \it Spitzer}拍摄的第谷超新星遗迹的中红外图像显示，整个外壳外围都有边缘增亮的辐射，内部还有微弱的残留结构。与其他年轻的残留物一样，这种辐射是由尘埃颗粒产生的，在冲击后的环境中，通过与高能电子和离子的碰撞，尘埃颗粒被加热到$\sim 100$ K。70到24 $μ$ m通量的比率是尘埃温度的诊断，尘埃温度又是等离子体密度的敏感函数。我们发现在70/24通量比周围的第谷的前向激波的周边显着的变化，这意味着密度的数量级变化。虽然其中一些可能是本地化的相互作用与密集的团块的星际介质，我们发现在周围的环境密度第谷的整体梯度，密度3-10倍高，在东北部比在SW。这个大的密度梯度是定性一致的变化，在无线电和X射线研究中观察到的冲击自行。总的来说，第谷周围的平均ISM密度相当低（$\sim 0.1-0.2$ cm $^{-3}$），这与在前向激波处观测到的热X射线发射的缺乏相一致。我们进行二维流体动力学模拟的Ia型SN扩展到密度梯度在ISM中，并发现，整体圆形的形状仍然很容易实现，即使爆炸到显着的梯度。然而，这导致爆炸中心从残余物的几何中心偏移高达20%，尽管优选10%的较低值。如果第谷位于一个大的（3-4千秒差距）距离中的平均震前密度为$\sim 0.2$厘米$^{-3}$的介质中，实现与流体动力学模拟的最佳匹配。对于高度（$\ga 50$ %）多孔ISM晶粒获得这样的震前密度。
2013-05-02 astro-ph.HE
First Dynamic Computation of Synchrotron Emission from the Cygnus A Radio Cavity; Evidence for Electron Pair Plasma in Cavity
宇宙射线，热气体和磁场在FRII无线电腔被假定完全来自风流动从后面的喷流冲击。结合分析和计算的方法，它表明，计算的无线电电子能量分布和同步辐射发射率光谱无处不在的天鹅座A无线电腔同意与无线电观测的天鹅座A瓣。磁场的能量密度在各处都很小，并且在冲击后的风中被动地演化。大多数同步辐射产生于最近的激波后物质，因为它沿着无线电腔壁回流。因为它经历了较少的绝热膨胀，这个年轻的回流中的磁场比射电瓣中的其他地方更大，解释了观测到的射电同步加速器边缘增亮。边界回流减速，由于小腔压力梯度，导致大规模的领域垂直于回流（和同步辐射），以指数增长不同于观察。然而，如果该领域是随机的亚网格（次千秒差距）尺度上，计算场再现的幅度和缓慢下降的无线电同步辐射沿回流观察到的发射率。用小尺度随机场计算的射电同步辐射谱和图象与VLA观测结果一致。计算使射电腔膨胀所需的喷流后激波区的总相对论性能量密度与在天鹅座A激波后区观察到的相对论性电子的能量密度相匹配。这表明在喷流和空腔中控制动力学演化的成分是相对论对等离子体。
2014-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Plerionic Supernova Remnant G21.5-0.9 Powered by PSR J1833-1034: New Spectroscopic and Imaging Results Revealed with the Chandra X-ray Observatory
1999年，钱德拉发现了一个半径为150”的X射线晕，围绕着半径为40”的PWN G21.5-0.9。2005年的一项成像研究表明，光环是边缘增亮的，并建议这一特征是长期寻求的SNR壳的候选者。我们提出了一个光谱分析的G21.5-0.9，使用最长的有效观测日期（578.6千与ACIS，278.4千与HRC），研究未解决的问题的光谱性质的残余功能，如边缘增亮的X射线晕和明亮的结在北部的晕。钱德拉分析有利于非热解释的肢体。它的光谱符合幂律模型，光子指数$Γ$ = 2.13（1.94-2.33），光度L_x（0.5-8 keV）=（2.3 +/-0.6）x10^33 erg/s（假设距离为5.0 kpc）。一个srcut模型也被用来拟合无线电和X射线能量之间的频谱。我们发现电子在冲击波中被加速到的最大能量范围为~60-130 TeV（B/10 $μ$ G）^（-1/2），其中B是以$μ$ G为单位的磁场。对于北结，我们约束以前的模型，并发现一个两个组件的幂律（或srcut）+ pshock模型提供了一个足够的适合，与pshock模型需要一个非常低的电离时间尺度和太阳能丰度镁和硅。我们的光谱研究J 1833 -1034，高能脉冲星供电G21.5-0.9，表明其光谱是由硬非热X射线发射占主导地位的一些证据的热分量，代表约9%的观测到的非热发射，这表明非标准的快速冷却的中子星。最后，ACIS和…
2010-09-17 astro-ph.HE
Balmer filaments in Tycho's supernova remnant: an interplay between cosmic-ray and broad-neutral precursors
我们提出H $α$光谱观测和详细的建模的巴尔默丝超新星遗迹第谷。我们在威廉·赫歇尔望远镜上使用了银河H $α$法布里-珀罗光谱仪，该光谱仪具有3.4' $\times$ 3.4'视场，0.2”像素尺度和$σ_\rm{instr}=8.1$ km/s分辨率，在1”视宁度下持续$\sim10$小时，产生了82个空间光谱箱，可以分辨整个第谷东北边缘的窄H $α$线。这是第一次，我们可以减轻人为的线加宽未解决的差分运动，并探测H $α$发射参数在不同的冲击和周围介质条件。在392 km/s的光谱覆盖范围内，宽H $α$线仍然没有被解析。我们采用贝叶斯推理，以获得可靠的参数置信区间，并量化的证据模型与多个线组件。在$95\%$置信水平下，所有箱和模型的H $α$窄线半峰全宽中值为$W_\rm{NL}=(54.8\pm1.8)$ km/s，在箱之间在[35，72] km/s范围内变化，与固有（热）$\approx20$ km/s相比明显加宽。考虑到可能的线分裂，其在细丝的$\approx18\%$中是显著的，并且可能是由于剩余的投影效应。我们还发现了广泛传播的证据，中间线发射的广泛的中性前体，中值$W_\rm{IL}=(180\pm14)$公里/秒（$95\%$置信度）。最后，我们提出了残余的系统速度，$V_\rm{LSR}=-34$公里/秒，和地图差分视线运动的测量。我们的研究结果证实了第谷…
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the TDE Outflow Model for the Bipolar Sgr A Lobes at the Galactic Center
本研究通过流体动力学模拟检验银心人马座A*泡起源的TDE外流模型，基准模拟较好重现了观测特征，同时指出模型与观测的细微差异及未来需明确外流性质的研究方向。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
