Interaction between Cassiopeia A and Nearby Molecular Clouds
本文介绍了用斯皮策太空望远镜在10 - 40微米的红外波段和用海因里希赫兹亚毫米望远镜在12 CO和13 CO J = 2 - 1（230和220 GHz）的毫米波段观测到的超新星遗迹仙后座A（Cas A）的光谱。红外光谱显示了分子云的高速特征，与沿Cas A北部激波阵面的明亮射电连续辐射区相一致。毫米观测表明，CO排放在某些云向Cas A，特别是南部和西部扩大了两倍。我们相信，这些功能跟踪之间的相互作用的Cas A冲击波阵面和附近的分子云。此外，一些在CO中表现出增宽的分子云距离超新星遗迹激波阵面的最远范围1 - 2'。我们建议，这种材料可能会加速喷出物的速度显着大于所观察到的自由膨胀速度的Cas A冲击波阵面。这些观测可以追踪云与快速移动外流的相互作用，例如沿着Cas A超新星遗迹西南到东北轴的双极外流，以及在其他方向出现的快速移动结。
2014-11-16 astro-ph.SR
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust masses for SN 1980K, SN1993J and Cassiopeia A from red-blue emission line asymmetries
我们提出了Monte Carlo谱线转移模型，研究了尘埃对核塌缩超新星SN 1980 K和SN 1993 J以及年轻核塌缩超新星遗迹仙后座A的甚晚期发射谱线的影响。它们的蓝移发射峰是由尘埃去除了从残骸远侧发射的红移光子而产生的，而扩展的红色发射翼的存在被用来限制尘埃的成分和半径，并确定残骸中尘埃的质量。我们估计SN 1993 J在16年的尘埃质量在0.08 - 0.15 M $_\odot$之间，SN 1980 K在30年的尘埃质量在0.12 - 0.30 M $_\odot$之间，Cas A在$\sim$ 330年的尘埃质量在1.1 M $_\odot$之间。我们的模型为强氧禁线的Cas A需要的整体建模的配置文件被转移到红色之间的700 - 1000公里s $^{-1}$，与以前的估计一致的动态重心的移动，这个残余。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
He abundance of Dense Circumstellar Clumps in the Cassiopeia A Supernova Remnant
本文报道了年轻超新星遗迹仙后座A星周致密团块的氦丰度分析结果。这些团块，这被称为准静态絮状物（QSF），是已知的，从以前的光学研究，以丰富的他随着N，但程度的他过剩相对于H仍然不确定。对于几个有近红外光谱数据的准分子流体，我们用Raymond激波程序分析了它们的He I 1.083 $μ$ m/Pa $γ$比值和[Fe II]线比值。根据我们的分析，在大多数这些QSF中，He相对于H是过量的$\lesssim 3$。这个He丰度的QSF与之前从N过剩中得出的结论一致，即当祖先恒星的大量H包层被剥离时，QSF被喷射出来。我们讨论了祖星的质量损失历史和QSF的起源。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shockingly Bright Warm Carbon Monoxide Molecular Features in the Supernova Remnant Cassiopeia A Revealed by JWST
本文利用JWST对超新星遗迹仙后座A进行多波段成像和光谱观测，揭示CO分子在反向激波后重新形成并呈现异常明亮复杂的振转谱线特征，通过LTE建模得到1080 K温度，为超新星中尘埃、分子与电离抛射物的关联及早期宇宙尘埃形成提供了关键约束。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New estimation of the nuclear de-excitation line emission from the supernova remnant Cassiopeia A
本文估计了年轻超新星遗迹 Cassiopeia A 的 MeV 核退激发线发射，发现强窄线通量高度依赖模型，并在不同仪器响应假设下评估了其在银河弥漫背景中的探测概率。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
From total destruction to complete survival: Dust processing at different evolutionary stages in the supernova remnant Cassiopeia A
本研究通过磁流体动力学模拟与团块建模，探究仙后座A超新星遗迹不同演化阶段反向激波对尘埃的破坏情况，发现尘埃存续率随激波撞击时间延后及颗粒尺寸增大而提升。
2024-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Reddening Towards Cassiopeia A's Supernova: Constraining the 56Ni Yield
我们提出了新的红化测量对年轻的超新星遗迹仙后座A，使用两种技术以前没有应用到这个对象。我们对近红外线[Fe II] 1.257微米和1.644微米线的观测表明，整个遗迹的消光变化很大，向西和向南增加，与以前的无线电和X射线观测一致。虽然由[Fe II]线确定的AV的绝对值是不确定的，由于相互矛盾的计算和观察其固有的通量比，部分没有以前的光学测量的残余物显示相对较高的红化。我们发现AV = 6.2 +/- 0.6从宽带形状的红外同步辐射的结内13”的膨胀中心。考虑到这种变红，新生超新星的明显昏暗，以及X射线观测的铁质量限制，我们估计56 Ni的喷射质量为0.058 - 0.16 MSun。结合对44 Ti衰变链的伽马射线观测，这个镍质量与太阳44 Ca/56 Fe的比率大致一致。
2009-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Large-field J=1-0 Survey of CO and Its Isotopologues Toward the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们对仙后座A超新星遗迹（SNR）的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=1-0$辐射进行了大视场同步观测，SNR覆盖了$3.5^{\circ}\times3.1^{\circ}$的天区。Cas巨分子云（GMC）主要由三个质量为$10^4-10^5\ M_{\odot}$量级的单体云组成。由GMC的$\rm{^{13}CO}$发射得到的总质量为2.1 $\times10^{5}\ M_{\odot}$，由$\rm{^{12}CO}$发射得到的总质量为9.5 $\times10^5\ M_{\odot}$。两个区域的扩大（6 $-$ 7公里秒$^{-1}$）或不对称的$^{12}$ CO线配置文件被发现在附近（在10 $'\times10'$区域）的Cas A SNR，表明可能的SNR和GMC之间的相互作用。使用GAUSSCLUMPS算法，547 $^{13}$ CO块被确定在GMC中，其中54 $\%$是超临界的（即$α_{\rm{vir}}<2$）。分子团簇的质谱遵循指数为$-2.20$的幂律分布。GMC的逐像素列密度可以用对数正态概率分布函数（N-PDF）拟合。大麦哲伦星系中氢分子的平均柱密度为$1.6\times10^{21}$ cm $^{-2}$，而大麦哲伦星系一半的质量都包含在H $_2$柱密度低于$3\times10^{21}$ c…
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparative Study of the Supernova Remnant Cassiopeia A from 2013--2020 Deep [Fe II]+[Si I] Images
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体物理与空间科学研究所）；Samsung SDS（三星SDS）
利用2013-2020年深[Fe II]+[Si I]图像，研究Cassiopeia A超新星残骸的形态和运动学变化，发现高速运动喷射物结的显著波动及壳层扩展模式。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation and Evolution of Dust in Type IIb Supernova with Application to the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们调查的尘埃颗粒的形成在喷出物的SN IIb和它们的演化在冲击气体中的SNR考虑均匀和幂律密度结构的CSM。在此基础上，我们还模拟了SNR中激波加热尘埃热辐射的时间演化，并与Cas A SNR的观测结果进行了比较。我们发现，在SN IIb中形成的尘埃总质量高达0.167 M_sun，但尘埃的平均半径小于0.01 μ m，这与具有大质量H包层的SN II-P中的尘埃半径有很大的不同。在小质量H包层的爆炸中，膨胀的He核几乎没有减速，因此He核中的气体密度太低，无法形成大尺寸的颗粒。此外，SN IIb的低质量H包线导致反向激波提前到达尘埃形成区。因此，当CSM密度大于0.1 cm^{-3}时，如果CSM是近似球形的，则新形成的晶粒在相对致密的冲击气体中将被完全破坏。然而，实际的CSM很可能是非球形的，因此一部分颗粒可能会被喷射到ISM中而不会受到冲击。我们表明，由热尘埃排放的SED的时间演化是敏感的环境气体的密度和结构，影响通过的反向冲击到喷出物。因此，SED的演变很好地反映了尘埃通过溅射和随机加热侵蚀的演变。对于Cas A，我们考虑了在超巨星相期间~ 8 × 10 ^{-5} M_sun/yr的稳定质量损失所产生的CSM。然后我们发现Cas A的红外SED是由0.008M_sun新形成的尘埃热辐射合理地再现的，该尘埃由0.008M_sun冲击的暖尘埃和0.072M_sun未冲击的冷…
2010-02-25 astro-ph.SR
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hard X-ray emissions from Cassiopeia A observed by INTEGRAL
仙后座A（CasA）是近距离的核心坍缩超新星的年轻残骸，是研究超新星爆发及其环境的最佳候选天体。利用INTEGRAL的10年观测资料研究了Cas A的硬X射线辐射，首次探测到能量高达220 keV的非热连续辐射。在68和78 keV下的$^{44}$ Ti线发射通过我们的观测得到证实，其平均通量为$\sim (2.2\pm 0.4)\times 10^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$，对应于Cas A中的$^{44}$ Ti产额为$(1.3\pm 0.4)\times 10^{-4}$ \ms。从3 - 500 keV的连续辐射可以用$kT\sim 0.79\pm 0.08$ keV的热韧致辐射加上$Γ\sim 3.13\pm 0.03$的幂律模型拟合。Cas A的非热辐射与幂律模型拟合良好，在220 keV以下没有截止。这种辐射特性与残余激波速度仅为5000 km/s的扩散激波加速模型不一致。Cas A的中心致密天体对80 keV以上的发射没有显著贡献。讨论了80 keV以上的非热辐射的物理来源。我们推断，Cas A的非对称超新星爆发是产生高能同步辐射光子的一个有希望的方案，其中一部分速度为$\sim 0.1c$，张开角为$\sim10^\circ$的喷出物可以解释100 keV的发射，这与Cas A中观察到的“喷流”相一致。
2016-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Detailed Kinematic Map of Cassiopeia A's Optical Main Shell and Outer High-Velocity Ejecta
我们提出了三维运动学重建的光学发射材料在年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。这些多普勒地图具有最高的光谱和空间分辨率的任何以前的调查Cas A和代表最完整的目录，其光学发射材料的日期。我们确认，大部分的Cas A的光学明亮的喷出物填充一个环面状的几何形状倾斜约30度相对于天空的平面与-4000至+6000公里/秒的径向速度不对称。近切视角效应和周围不均匀的CSM/ISM环境表明，这种几何形状和速度不对称性可能无法忠实地代表残骸的真实3D结构或原始爆炸的运动学特性。大多数的光学喷出物被安排在几个明确的和近圆形的环状结构，直径约30弧秒（0.5 pc）和2弧分（2 pc）之间。这些喷出物环似乎是一种常见的现象，年轻的核心崩溃残余物，并可能与爆炸后输入的能量从羽状的放射性56镍丰富的喷出物上升，膨胀，压缩非放射性物质。我们的光学调查还包括Cas A的微弱的外围喷出物结和异常高速的东北和西南流的S-丰富的碎片通常被称为“喷气机”。这些外结，表现出一种化学组成，暗示起源于祖星深处，似乎是以相对的广角流出排列，开口半角约为40度。
2013-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability in the Near-Infrared Synchrotron Emission From Cassiopeia A
我们提出了超新星遗迹仙后座A（Cas A）的多历元Ks波段成像。在这一波段的发射形态一般是漫射和反射的，与在无线电波长观测到的同步辐射一致。然而，在一个区域的西南部的残留物，紧凑的发射结似乎是夹带在喷出物，并有相同的自行喷出物在类似的投影半径观察。这些结的存在表明，具有高磁场强度的材料对这些波长的同步辐射有显著的贡献。我们分析这些结在J，H，和Ks波段，以及在3.5-8微米的发射和6厘米的同步辐射是占主导地位的，我们发现，Ks波段的发射下降沿预期的同步辐射光谱。利用多历元数据，我们计算了近红外同步辐射电子的磁场强度和电子密度。我们发现电子密度从1，000 - 15，000 cm $^{-3}$和磁场强度从1.3-5.8 mG。这些磁场强度比从对Cas A的低得多的角分辨率伽马射线观测中推断出的要高一个数量级。我们的结论是，致密的结后冲击物质后面的Cas A冲击波阵面发射同步辐射在压缩和增强的磁场。
2016-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Near-Infrared [Fe II]+[Si I] Emission Line Image of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了一个长曝光（~10小时）的超新星（SN）残余仙后座A（Cas A）的图像与UKIRT的3.8米望远镜使用窄带滤波器中心在1.644微米的排放。通带包含[Fe II] 1.644 μ m和[Si I] 1.645 μ m线，我们的“深[Fe II]+[Si I]图像”提供了前所未有的Cas A全景图，以亚弧秒（~0.7弧秒或0.012 pc）分辨率显示了冲击和未冲击的SN喷出物以及冲击的星周介质。未受冲击的SN喷出物的漫射发射具有团块、细丝和弧的形式，并且它们的空间分布与Spitzer [Si II]红外发射的空间分布很好地相关，这表明发射可能是由于[Si I]线而不是像在受冲击的材料中那样的[Fe II]线。Cas A的光学不可见的西部区域的结构首次被清楚地看到。该地区充满了许多准固定絮凝体（QSF）和破碎的喷出物壳的碎片。我们认为，在这个地区的异常无线电特性可能是由于这种密集的团块的数量增加。我们在[Fe II]+[Si I]深图像中识别了309个结，并将其分为QSF和快速移动结（FMK）。QSF的H+He总质量约为0.23 Msun，这意味着在祖先的红超巨星风中，致密团块的质量分数为4- 13%。QSF的空间分布表明，在SN爆炸前$10^4$-$10^5$年，存在高度不对称的质量损失。发射[Fe II]谱线的致密铁喷射物的质量约为3 x $10^{-5}$ Msun。…
2018-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Monoxide in the Cold Debris of Supernova 1987A
我们报告的光谱和成像观测冷CO和SiO的SN 1987 A，第一次这样的发射在超新星遗迹中检测到的喷出物的旋转转变。除了CO J=1-0，2-1，6-5和7-6跃迁的线光度外，我们还提供了J=13-12的所有其他跃迁的上限，这些跃迁是由阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA），阿塔卡马探路者实验（APEX）和赫歇尔光谱和光度成像接收器（SPIRE）共同测量的。简单的模型显示，这些谱线是从至少0.01太阳质量的CO在> 14 K的温度下发射的，被限制在以~ 2000 km/s膨胀的球形体积的至多35%之内。此外，我们将发射定位在中心碎片的1“以内。这些观测结果，以及对SiO的部分观测，证实了超新星遗迹中存在冷分子气体，并提供了对喷出物中物理条件和化学过程的深入了解。此外，我们展示了强大的新窗口超新星喷出物提供的亚毫米观测。
2013-07-24 astro-ph.SR
Far-infrared Polarization of the Supernova Remnant Cassiopeia A with SOFIA HAWC+
本研究利用SOFIA的HAWC+仪器观测仙后座A超新星遗迹的远红外偏振，证实尘埃颗粒大且以硅酸盐为主、与磁场强排列，估算出喷流尘埃质量下限，支持核心坍缩超新星是高红移星系尘埃重要来源的假说。
2023-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Asymmetrical Model for High Energy Radiation of Cassiopeia A
仙后座A（Cas A）超新星遗迹显示出从射电到伽马射线波段的强辐射。Cas A中的伽马射线辐射机制及其对PeV宇宙射线的可能贡献仍在争论中。X射线成像揭示了Cas A的不对称轮廓，表明存在喷流状结构。在这项工作中，我们提出了一个非对称模型的Cas A，由一个快速移动的喷流状结构和一个缓慢膨胀的各向同性壳。该模型可以解释Cas A的多波长谱，特别是$\sim$ 60 ~ 220 keV的幂律硬X射线谱。从Cas A的GeV到TeV的辐射应该是由强子和轻子过程共同贡献的。此外，喷流状结构可以产生$\sim 100$ TeV的$\sim 10^{-13}\rm erg\ cm^{-2}\ s^{-1}$的伽马射线通量，将由LHAASO和CTA检查。
2022-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Pristine Circumstellar Material of the Cassiopeia A Supernova
仙后座A是附近的年轻超新星遗迹，为研究核心坍缩超新星爆炸提供了独特的实验室。仙后座A从其光回波的光谱中被认为是IIb型超新星，但超新星的直接祖先仍然不确定。在这里，我们报告的结果，近红外，高分辨率光谱观测仙后座A，我们发现了原始的拱星物质的超新星祖先。我们的观测揭示了一个强烈的铁（Fe）的发射线，从一个拱星团块，尚未处理的超新星冲击波。对观测到的光谱和HST图像的综合分析表明，这种未经处理的星周物质中的大部分Fe是气相的，而不是像一般星际介质那样耗尽到尘埃颗粒上。这一结果是一致的理论模型的尘埃凝结的材料，是高度富集的hoc循环产品，支持的想法，即块起源附近的他核心的祖。最近发现IIb型超新星可能是由一颗具有薄氢包层的蓝超巨星爆炸产生的，我们的结果支持仙后座A的这种情况。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Superfluid Neutrons in the Core of the Neutron Star in Cassiopeia A
超新星遗迹仙后座A包含已知最年轻的中子星，也是第一颗被观测到实时冷却的中子星。为了解释这颗中子星的快速冷却，我们首先介绍了控制其热演化的中子星的基本性质，重点是中微子发射过程和中子/质子超流/超导性。配备了这些结果，我们提出了一个方案，其中观测到的冷却的中子星仙后座A被解释为是由于最近开始的中子超流性的核心的恒星。质子超导性的早期发生的方式决定了观察到的这个中子星的冷却速度是突出的。这是第一个直接的证据表明，超流性和超导性发生在超核密度在中子星。
2011-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Korean 1592--1593 Record of a Guest Star: An `impostor' of the Cassiopeia A Supernova?
仙后座A（Cas A）超新星（SN）事件的缺失历史记录意味着SN的大灭绝，可能比目前SN遗迹的星际灭绝更大。在这里，我们调查的可能性，出现在附近的Cas A在1592- 1593年在韩国历史书可能是一个“冒名顶替者”的Cas A SN，即，一个明亮的瞬变，似乎是一个SN，但没有摧毁祖星，强烈的质量损失提供了额外的拱灭绝。我们首先回顾了韩国的记录，并表明不能排除客星和Cas A之间的空间巧合，而不是以前的研究。基于现代天体物理学的核心坍缩SN的发现，我们认为，Cas A可能有一个冒名顶替者，并获得其预期的属性。事实证明，Cas A SN冒名顶替者一定是明亮的（$M_V =-14.7 \pm 2.2$等），并且在喷出的包层和/或之后的强风中应该形成了一定量的可见消光为$\ge 2.8\pm 2.2 $等的尘埃。质量损失必须是球面非对称的，才能看到SN事件的光回波，而不是冒名顶替事件的光回波。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production and Distribution of $^{44}$Ti and $^{56}$Ni in a Three-dimensional Supernova Model Resembling Cassiopeia A
在核心坍缩超新星的最内部区域合成的核物质的空间和速度分布可以提供关于爆炸不对称性和仍然有争议的爆炸机制的重要线索。最近用高能卫星望远镜（核光谱望远镜阵列[NuSTAR]，INTEGRAL）对放射性$^{44}$ Ti进行的观测测量了伽马射线线的细节，这提供了SN 1987 A和仙后座A（Cas A）大规模爆炸不对称性的直接证据，甚至通过绘制空间亮度分布（NuSTAR）。在这里，我们讨论了一个三维模拟的中微子驱动的爆炸，使用参数化的中微子引擎，其$^{44}$ Ti分布主要集中在一个半球指向相反的中子星（NS）踢速度。两者都与所观察到的Cas A残骸的形态表现出有趣的相似之处，尽管无论是祖先还是爆炸都没有被微调为完美匹配。我们的研究结果表明，在这个残余物中观察到的不对称性，原则上，可以解释为中微子驱动的爆炸，并在Cas A中的高$^{44}$ Ti丰度可以解释，而无需调用快速旋转或喷流驱动的爆炸，因为中微子驱动的爆炸通常会喷射出大量的高熵物质。NS的反冲加速度与质量喷射的不对称性有关，并且与更强的爆炸方向相反，与引力拖船机制完全兼容。我们的研究结果还表明，Cas A和SN 1987 A可能具有类似的“单侧”Ti和Fe不对称性，不同的是，Cas A是从与NS运动有大倾角的方向观察的，而SN 1987 A中的NS应该有一个主要的速度分量指向我们。
2017-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
