Time-dependent Diffusive Shock Acceleration in Slow Supernova Remnant Shocks
最近的伽马射线观测表明，与分子云相互作用的中年超新星遗迹可能是GeV和TeV辐射的来源。已经提出了一些模型来解释观测到的伽马射线发射，这些模型涉及环境介质中预先存在的宇宙射线的再加速以及超新星遗迹与分子云之间的直接相互作用。对于再加速过程，在测试粒子极限下的标准DSA理论产生的稳态粒子谱与观测结果相比过于平坦，这表明观测到的谱的高能量部分尚未达到稳态。我们推导出一个时间相关的DSA解决方案，在测试粒子的限制，涉及再加速预先存在的宇宙射线在震前介质的情况。简单的估计与我们的时间相关的DSA解决方案加上分子云相互作用模型可以再现的整体形状的光谱IC 443和W 44从GeV到TeV的能量通过纯$π^0$衰变发射。我们允许幂律动量依赖的扩散系数，发现幂律指数为0.5是有利的。
2014-12-30 astro-ph.HE
Numerical simulations of diffusive shock acceleration in SNRs
提出了一种新的非线性扩散激波加速数值模型。它被用来模拟超新星遗迹中的粒子加速。该模型包含耦合的球对称流体动力学方程和高能质子、离子和电子的输运方程。正向冲击和反向冲击都包括在考虑范围内。测定了超新星遗迹释放到星际介质中的宇宙射线谱。讨论了反向冲击在产生CR离子和正电子中的作用。
2011-09-21 astro-ph.HE
Gamma-rays from molecular clouds illuminated by accumulated diffusive protons. II: interacting supernova remnants
最近的观测表明，在与分子云相互作用的银河系γ射线超新星遗迹中，~GeV的谱折是普遍存在的，并且大多数超新星遗迹都有一个从谱折向低能延伸的谱（$E^2dF/dE$）“平台”。在论文I（Li & Chen 2010）中，我们通过考虑在SNR扩展的整个历史中从冲击波阵面逃逸的扩散质子的积累，建立了一个累积扩散模型。在本文中，我们改进了模型，将有限体积的MCs，证明了粒子扩散参数和云大小的模型的依赖性，并将其应用到9个相互作用的SNR（W28，W 41，W 44，W 49 B，W51 C，天鹅座圈，IC 443，CTB 37 A，和G349.7+0.2）。这个改进的模型自然解释了GeV的光谱突变，特别是“平台”，连同可用的TeV数据。我们发现，扩散系数δ的指数在0.5-0.7之间，与银河系的平均值相近，而SNRs附近的宇宙射线扩散系数比银河系的平均值低两个数量级，这是SNRs附近宇宙射线扩散受到抑制的一个很好的指示。
2011-11-28 astro-ph.HE
A systematic comparison of ionization temperatures between ionizing and recombining plasmas in supernova remnants
超新星遗迹（SNRs）中等离子体的温度在激波加热后最初非常低。库仑作用使电子温度（kT_{e}）迅速升高，高能电子逐渐与原子碰撞，使电离温度（kT_{i}）升高。观察到的事实是，大多数青年和中老年SNR在冲击加热后具有低于kT_{e}的kT_{i}。在壳状信噪比的温度演化已解释了这种电离等离子体（IP）的情况。另一方面，在过去的十年中，发现混合形态SNR的显著部分表现出具有比kT_{e}更高的kT_{i}的重组血浆（RP）。RP-SNRs的起源和演化机制一直是个谜。针对这一问题，本文利用朱雀星后续观测结果，给出了kT_{e}和kT_{i}廓线，并提出了IP和RP SNR温度和形态演化的新设想。
2021-04-06 astro-ph.HE
Ionization age of iron ejecta in the Galactic Type Ia supernova remnant G306.3-0.9
利用朱雀星对银河系超新星遗迹G306.3-0.9进行了190 ks的观测。为了研究这种可能的Ia型SNR的喷出物特性，在铁-K带的绝对能量标度被校准到一个不确定性小于10 eV的水平，通过使用英仙座簇光谱与Hitomi微量热计的交叉校准。这使我们能够第一次准确地确定该SNR的Fe K $α$线的电离状态。Fe喷出物的电离时间尺度（$τ$）测量为$\log_{10} τ$（cm $^{-3}$ s）$=10.24\pm0.03$，明显小于以前的测量。Cr和Mn的边缘检测K $α$线与Fe具有一致的电离时间尺度。全球光谱很好地拟合与冲击星际物质（ISM）和至少两个喷出物组分具有不同的电离时间尺度的铁和中等质量的元素（IME），如S和Ar。一个合理的解释的一个数量级短的时间尺度的铁比IME（$\log_{10} τ= 11.17\pm0.07$）是一个化学分层结构的喷出物。通过比较X射线吸收柱与沿视线分解的HI分布，我们将距离精确到$\sim$ 20 kpc。$\sim$ 100的大ISM与喷出物的冲击质量比和$\sim$ 6 kyr的动力学时标使SNR处于Sedov相晚期。这些属性是一致的分层喷出物的结构，幸存下来的混合过程中预期的一个演变的超新星遗迹。
2019-03-06 astro-ph.HE
Reverse-Shock in Tycho's Supernova Remnant
来自年轻超新星遗迹（SNRs）的热X射线辐射通常由超新星（SN）喷出物的发射线主导，人们普遍认为这些发射线被向内传播的反向激波（RS）交叉并因此被加热。先前使用成像X射线数据的工作表明，通过定位最近电离物质的峰值发射区域，喷出物被RS加热，该区域被发现与最外边界向内侧分离得很好。在这里，我们报告的硫（S），硅（Si）K $α$线通量比与半径在第谷的SNR系统增加的发现。这使我们能够，第一次，提出连续的径向分布的电离年龄，而且，经过电离时间，因为电离的开始，这告诉传播历史的电离前沿到SNR喷出物。
2015-04-02 astro-ph.HE
Diffusive Versus Free-Streaming Cosmic Ray Transport in Molecular Clouds
了解宇宙射线（CR）电离率是至关重要的，以模拟动力学，并解释在分子云中观察到的化学物种。计算CR电离率需要准确的知识，在云的边缘，以及一个模型的CR传播到分子云的MeV到GeV质子的光谱。在分子云中传播CR的一些模型假设CR沿磁场线自由流动，而在其他模型中，它们由于介质中存在的MHD湍流激发的磁扰动的共振散射而扩散传播。我们讨论的条件下，CR扩散可以在分子云，计算本地CR光谱和电离率在两个自由流和扩散传播模型，并强调从两个模型的不同结果。我们还将这两个模型应用到通过ISM的传播中，以获得旅行者1号所看到的光谱，并表明这样的光谱有利于扩散传播模型。
2019-04-02 astro-ph.HE
X-Ray Observations of the Supernova Remnant W28 with Suzaku --- I. Spectral Study of the Recombining Plasma
我们提出了朱雀的混合形态超新星遗迹W28的结果。W28中心区域的X射线谱显示出许多来自高电离原子的明亮发射线。在Si Lyman $α$能区和2.4- 5.0 keV能量区，光学薄的热等离子体在碰撞电离平衡下，无论是单温还是多温，都不能再现线状和凸点状的数据。这些凸起可能对应于类氦硅和硫的辐射复合连续谱。一个简单的重组等离子体模型很好地拟合了凸点结构，但未能拟合低能带。整体光谱可以与具有共同电子温度的多电离温度等离子体拟合。多电离温度被解释为电离和复合时标的元素差异。这些结果更倾向于稀疏方案的起源重组血浆。
2012-02-14 astro-ph.HE
The role of the diffusive protons in the gamma-ray emission of supernova remnant RX J1713.7$-$3946 --- a two-zone model
RX~J1713.7 $-$ 3946是$γ$射线亮超新星遗迹（SNRs）中的一个原型，关于它的$γ$射线发射的强子起源还是轻子起源的争论仍在继续。除了SNR内部的高能粒子发射外，我们还探讨了从SNR冲击波中逃逸的扩散相对论质子在$γ$射线发射中所起的作用。在SNR激波在团簇分子腔中传播的情况下，我们认为SNR内部的$γ$射线发射可能来自逆康普顿散射，也可能来自被捕获的高能质子与激波团簇之间的相互作用。它们之间的主要来源取决于电子与质子的数量比。在膨胀过程中从冲击波中逃逸出来的扩散质子可以通过轰击周围的致密物质来提供外部强子$γ$射线分量。宽带光谱可以很好地解释了这个两区模型，其中$γ$射线从内部发射支配TeV带，而外部发射组件基本上有助于GeV的$γ$射线。两区模型也可以解释TeV $γ$射线径向亮度分布，显着超出非热X射线发射区。在计算过程中，我们对Li & Chen（2010）的逃逸质子“累积扩散”模型提出了一种简化算法，并采用马尔可夫链蒙特卡罗方法对物理参数进行了约束。
2016-03-27 astro-ph.HE
X-Ray Spectrum of a Peculiar Supernova Remnant G359.1-0.5
我们提出了一个超新星遗迹（SNR），G359.1-0.5在银河系中心区域的方向朱雀的结果。从信噪比，我们发现突出的K壳线的高度电离的Si和S离子，连同不寻常的结构在2.5-3.0和3.1-3.6 keV。没有规范的SNR等离子体模型，无论是在电离平衡或欠电离，可以解释的结构。这些结构的能量和形状与类He Si和S离子的自由电子到K壳层的辐射跃迁（辐射复合连续谱：RRC）相似。强RRC结构的存在表明等离子体处于过电离状态。事实上，所观察到的光谱与过电离等离子体模型很好地拟合。G359.1- 0.5的最佳电子温度为0.29 keV，远小于电离温度0.77 keV，这意味着G359.1-0.5处于过电离的极端情况。我们报告一些注意事项的物理参数，并评论可能的起源过电离等离子体。
2011-03-02 astro-ph.HE
Reverse and Forward Shock X-ray Emission in an Evolutionary Model of Supernova Remnants undergoing Efficient Diffusive Shock Acceleration
我们提出了新的模型的前向和反向冲击热X射线发射的核心崩溃和Ia型超新星遗迹（SNRs），其中包括有效的生产宇宙射线通过非线性扩散冲击加速（DSA）。我们的CR-hydro-NEI代码考虑了非平衡电离（NEI），有效的CR生产的SNR演变的流体动力学效应，以及重离子和电子在冲击超新星（SN）喷出物和冲击拱星材料之间的碰撞温度平衡。虽然这里强调X射线发射，但我们的代码自洽地确定了从无线电到TeV能量的热和非热宽带发射。我们包括多普勒展宽的谱线的热运动的离子和剩余的膨胀。我们研究，在一般情况下，周围环境，祖模型，温度平衡，和DSA相关的过程中的热谱和非热谱的角色。对年轻SN的X射线线发射的研究是一个强有力的工具，可以确定特定SN元素的贡献，并提供关键信息，有助于了解爆炸的类型和能量、SN爆炸的环境介质的组成，以及受冲击的SN喷出物和星际介质中热等离子体的电离和动力学。随着下一代X射线卫星Astro-H即将发射，以前所未有的高分辨率观测谱线将成为现实。我们的自洽计算的X射线光谱从各种祖先将有助于解释未来的观测信噪比。
2014-07-16 astro-ph.HE
Ionization of protoplanetary disks by galactic cosmic rays, solar protons, and by supernova remnants
银河系宇宙射线和太阳质子对地球大气的扰动，以及大气簇射的模拟都是用经过验证的蒙特卡罗模拟，如PHITS程序。我们使用最新版本的PHITS来评估银河系宇宙射线（GCR）、太阳质子和超新星遗迹对原行星盘的可能电离。GCR电离的衰减长度更新为118 g cm-2，比流行值大约20%。硬和软的可能的太阳质子光谱给出可比和20%的衰减长度相比，从标准的GCR光谱，分别，而衰减长度约10%以上的超新星遗迹。此外，所有的衰减长度变得10%以上的宇宙丰度的化合物气体，例如128克cm-2的GCR，这可能会影响最小估计的死区的大小时，在原行星盘的入射通量异常高。
2016-06-18 astro-ph.EP astro-ph.HE
A Generalized Model of Nonlinear Diffusive Shock Acceleration Coupled to an Evolving Supernova Remnant
为了更好地模拟超新星遗迹（SNR）中宇宙射线（CR）的有效产生以及CR产生和SNR动力学之间的相关耦合，我们推广了现有的cr-hydro-NEI代码（即，Ellison等人，2012年），以包括以下过程：（1）上游前体结构的显式计算，包括位置相关流速、密度、温度和磁场强度;（2）动量和空间相关CR扩散系数;（3）磁场放大（MFA）的显式计算;（4）使用放大的磁场计算最大CR动量;（5）粒子散射中心的有限阿尔芬速度;以及（6）加速CR的超热种子群体以及环境热等离子体的能力。虽然大量的工作已经完成建模信噪比，大多数工作集中在相对论电子或离子的连续辐射，或从冲击加热等离子体的热辐射。我们的广义代码结合了这些元素，并描述了CR生产和SNR演变之间的相互作用，包括有效的扩散冲击加速（DSA）的非线性耦合，主要基于P. Blasi和同事的工作，以及热X射线线发射的非平衡电离（NEI）计算。我们相信我们的广义模型将为SNR提供一致的建模平台，包括与分子云相互作用的SNR，并改善对当前和未来观测结果的解释，包括Astro-H预期的高质量光谱。SNR RX J1713.7-3946作为示例建模。
2012-03-20 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Ejecta-Dominated Galactic Supernova Remnant G346.6-0.2
本文介绍用{ \it朱雀}对银河系超新星遗迹G346.6-0.2的X射线分析结果。首次清晰地探测到Mg、Si、S、Ca和Fe的K壳层发射线。Si和S的强发射线表明G346.6-0.2的X射线发射性质是以喷射为主的。喷射物主导的辐射与非平衡电离热等离子体和非热成分组成的组合模型拟合良好，可以将其视为光子指数为$Γ$ $\sim 0.6$的同步辐射。$N_{\rm H}\sim2.1\times10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$的吸收柱密度是从最佳拟合获得的，这意味着高密度介质，高电子温度的$kT_{\rm e}\sim1.2$ keV，和电离时间尺度的$n_{\rm e}t\sim2.9\times10^{11}$ ${\rm cm^{-3}s}$，表明该残余物可能远离完全电离平衡。喷出物的相对丰度表明，残骸来自Ia型超新星爆炸。
2011-03-15 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration of dust grains at supernova remnants
本研究针对银河系宇宙线中难熔元素丰度过高的问题，通过半解析方法和自相似解分析Ia型超新星遗迹处尘埃的扩散激波加速过程，发现小尘埃可被加速至相对论速度，其溅射产生的原子核能注入DSA过程，为宇宙线难熔元素超丰提供了自然解释。
2024-10-30 astro-ph.HE
Time dependent diffusive shock acceleration and its application to middle aged supernova remnants
最近的γ射线观测表明，与分子云（MC）相互作用的中年超新星遗迹（SNRs）可以是GeV和TeV辐射源。基于MC协会，已经提出了两种方案来解释观测到的伽马射线发射。在一个，高能宇宙射线（CR）粒子从SNR逃逸，然后照亮附近的MC，产生伽马射线发射，而另一个涉及SNR和MC之间的直接相互作用。在直接相互作用的情况下，再加速的预先存在的CR在周围介质中的调查，而粒子注入从热池被忽略的冲击速度慢，在中年SNRs。然而，标准的扩散冲击加速（DSA）理论产生的稳态粒子谱与观测结果相比过于平坦，这表明观测到的谱的高能量部分尚未达到稳态。我们推导出一个时间相关的DSA解决方案中的测试粒子限制预先存在的CRs的情况下，重新加速，并表明它是能够再现所观察到的伽马射线发射的SNR，如IC 443和W 44，在MC相互作用模型的上下文中。我们还提供了一个简单的物理图片来理解的时间依赖DSA频谱。通过拟合γ能谱可以估计SNR附近的空间平均扩散系数。IC 443和W 44等中年SNR的空间平均扩散系数估计为~ 10^25 cm ^2/s（~ 1GeV），介于玻姆极限和星际值之间。
2016-09-12 astro-ph.HE
Is the low-energy tail of shock-accelerated protons responsible for over-ionized plasma in supernova remnants?
本研究通过计算超新星遗迹喷射物中重元素离子的质子撞击电离速率，检验了激波加速质子低能尾导致过度电离等离子体的假说，发现所需质子丰度远超注入比例上限，从而否定该场景。
2024-05-23 astro-ph.HE
Constraining the cosmic ray spectrum in the vicinity of the supernova remnant W28: from sub-GeV to multi-TeV energies
超新星遗迹与分子云的相互作用是研究粒子在冲击波下的加速及其在周围星际介质中的输运和相互作用的理想实验室。在本文中，我们专注于超新星遗迹W28，多年来已被观察到的所有能量域，从无线电波非常高的能量伽马射线。从位于其附近的分子云中检测到的明亮的伽马射线发射揭示了该地区存在加速的GeV和TeV粒子。通过毫米波观测也测量到了电离率的增强，但单凭这种观测无法告诉我们这种增强是由于低能（MeV）宇宙射线（质子或电子）还是由受冲击气体发射的X射线光子。本研究的目的是确定增强电离率的起源，并从多波长观测中推断出宇宙射线在超新星遗迹激波处加速的光谱，其范围从MeV到多TeV粒子能量。我们开发了一个模型来描述X射线光子进入分子云的传输，我们拟合了无线电，毫米波和伽马射线数据来推导辐射粒子的光谱。X射线光子对增强电离率的贡献可以忽略不计，因此电离一定是由于宇宙射线。即使我们不能排除来自宇宙射线电子的电离率的贡献，我们表明，宇宙射线质子解释伽马射线通量和增强的电离率的情况下，提供了最自然的适合多波长数据。这强烈地表明，CR质子的强度增强的区域中的粒子能量在一个非常宽的范围内，覆盖几乎6个数量级：从$\lesssim 100$ MeV到几十TeV。
2019-10-22 astro-ph.HE
Particle acceleration by shocks in supernova remnants
粒子加速发生在一系列尺度上，从太阳层的AU到星系团的Mpc，能量范围从MeV到EeV。已经提出了一些加速过程，但扩散冲击加速（DSA）被广泛援引为主要机制。DSA在所有这些尺度上运行，并且可能达到最高能量。DSA是简单的，鲁棒的，并预测一个普遍的频谱。然而，关于粒子加速还有许多未知数。本文主要研究超新星遗迹（SNR）是否能在几个PeV产生到膝盖的银河CR谱。答案在很大程度上取决于扩散激波加速的详细物理过程。
2013-11-22 astro-ph.HE
Diffusive propagation of cosmic rays from supernova remnants in the Galaxy. II: anisotropy
我们研究了超新星遗迹时空分布的随机性对地球观测到的宇宙射线各向异性的影响。计算了不同扩散系数D（E）在银河系中的传播。考虑了原子核的传播和扩散。在高能量下，我们假设$D(E)\sim(E/Z)^δ$，其中$δ=1/3$和$δ=0.6$是参考场景。在考虑和不考虑银河系螺旋结构的情况下，根据超新星遗迹的分布模型，模拟了银河系中超新星遗迹的大尺度分布。我们的计算使我们能够确定的贡献，各向异性导致的大规模分布的SNR在银河系和随机分布的最近的遗迹。天真的期望，各向异性振幅缩放为D（E）被证明是一个过度简化，这并不反映在预测的各向异性的任何现实分布的源。各向异性模式的波动主要是由附近的来源，使预测或解释所观察到的各向异性振幅和相位变得几乎不可能。然而，我们发现，非常弱的能量依赖性的各向异性振幅低于$10^{5}$ GeV和在更高的能量上升，可以最好地解释，如果扩散系数是$D(E)\sim E^{1/3}$。更快的扩散，例如使用$δ=0.6$，通常导致极大的各向异性幅度。螺旋结构在各向异性模式的能量依赖性中引入了有趣的趋势，其定性地反映了数据中所见的趋势。对于大值的晕大小，我们发现，各向异性成为主导的大规模的规则结构的源分布，导致确实是一个单调增加的$δ_A$与能量。
2011-12-29 astro-ph.HE
Stochasticity of Cosmic Rays from Supernova Remnants and the Ionization Rates in Molecular Clouds
本研究通过模拟银河系超新星遗迹产生的低能宇宙射线谱分布，推导电离率分布并与观测对比，发现源随机性可解释分子云中异常高的电离率。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma rays from molecular clouds illuminated by accumulated diffusive protons from supernova remnant W28
W28是与分子云相互作用的超新星遗迹原型之一。H.E.S.S.观测发现了四个TeV源，它们与W28周围的分子云（MC）相吻合，但费米LAT没有检测到其中两个的GeV对应物。本文建立了一个累积扩散模型，认为高能质子碰撞附近的MC是在SNR膨胀过程中从激波阵面逃逸的扩散质子的累积。我们拟合了四个源的γ能谱，自然地解释了东北源（源N）的GeV能谱突变和南部源A和C的GeV不显著的发射。发现A源和C源到信噪比中心的距离远大于N源和B源，这可能是前两个源产生微弱GeV γ射线的根本原因。
2010-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffusive propagation of cosmic rays from supernova remnants in the Galaxy. I: spectrum and chemical composition
本文研究了超新星遗迹时空分布的随机性对地球观测到的宇宙射线光谱和化学成分的影响。计算了宇宙射线在银河系中传播时所经历的扩散系数D（E）的不同选择。特别地，在高能量下，我们假设D（E）\sim E^δ，其中$δ=1/3$和$δ=0.6$是参考场景。银河系中超新星遗迹的大尺度分布是按照超新星遗迹的分布来模拟的，有没有考虑到银河系的螺旋结构。我们发现，超新星的空间和时间分布引起的随机波动，加上原子核的散射效应，导致轻微但明智的违反简单的，漏盒启发的规则，即在地球上观察到的光谱是$N(E)\propto E^{-α}$与$α=γ+δ$，其中$γ$是宇宙射线注入光谱的斜率在源。原子核的散射，即使是对He来说很小的速率，也可以解释不同原子核之间光谱斜率的微小差异，这为最近的CREAM观测提供了一个可能的解释。对于$δ=1/3$，我们发现在能量大于1TeV时，质子谱和氦谱的斜率分别为$\sim 2.67$和$\sim 2.6$（与$2.66\pm 0.02$和$2.58\pm 0.02$的测量值比较）。对于$δ=0.6$，没有观察到He谱的硬化。我们还评论的宇宙射线从超新星遗迹逃逸的时间依赖性的影响，和一个可能的集群的来源在超级气泡。在第二篇论文中，我们将讨论这些不同的情况对宇宙射线各向异性的影响。
2011-12-29 astro-ph.HE
Cosmic-ray-induced ionization in molecular clouds adjacent to supernova remnants - Tracing the hadronic origin of GeV gamma radiation
高能伽马射线（GeV到TeV光子能量）已经被探测到朝向与分子云相关的几个超新星遗迹（SNR）。如果伽马射线主要是由强子过程而不是像韧致辐射这样的轻子过程产生的，那么产生伽马射线所需的高能宇宙射线（CR）核（>1 GeV）的通量可以在SNR冲击中粒子被加速的地方推断出来。理解伴随高能分量的较低能量（<1 GeV）的CR的加速是非常有趣的。这些较低能量的粒子在电离星际气体时最有效，在星际离子化学中留下可观察到的印记。高能γ辐射与增强的星际电离的相关性可以支持γ射线的强子起源，并限制SNR中电离CR的加速。我们提出了一种方法来测试强子起源的GeV伽马射线从SNR与分子云。我们使用观测的伽马射线数据为每个这些SNR已知的，建模的观测，以获得基本的质子谱假设的伽马射线产生的π衰变。假设加速机制不仅产生高能质子，而且产生低能质子，然后使用源处的质子谱来计算分子云的电离率。电离的氢分子触发化学网络形成分子离子。这些离子的弛豫导致特征线发射，这可以预测。我们发现，至少有两个对象的电离率是超过一个数量级以上的银河系平均分子云，暗示在增强的分子离子的形成率。在光谱的红外和亚毫米波部分，将有有趣的机会来测量关键的分子离子。
2012-05-15 astro-ph.HE
Fe-rich ejecta in the supernova remnant G352.7-0.1 with Suzaku
在这项工作中，我们提出了一个$\sim$ 201.6 ks的观测G352.7 $-$ 0.1使用的X射线成像光谱仪的{ \it朱雀} X射线天文台。来自残骸的X射线发射由具有可变丰度的非平衡电离的双温度热模型很好地描述，柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。软组分的特征在于电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.6 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 3.4 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s，以及增强的Si、S、Ar和Ca丰度。硬组分具有$kT_{\rm e}$ $\sim$ 4.3 keV、$τ$ $\sim$ 8.8 $\times$ 10 $^{9}$ cm $^{-3}$ s和增强的Fe丰度。Si，S，Ar，Ca和Fe的元素丰度被发现显着高于太阳值，确认喷出物的存在。我们检测到强烈的铁K壳层发射，并确定其来源是喷出物的第一次。铁喷出物的检测与较低的电离时间尺度有利于Ia型起源为这个残余。
2014-06-13 astro-ph.HE
Steep Cosmic Ray Spectra with Revised Diffusive Shock Acceleration
银河系宇宙射线在超新星遗迹的正激波处通过扩散激波加速（DSA）得到加速，这是一种有效的加速机制，预测了宇宙射线能量的幂律分布。然而，非热SNR发射的观测结果意味着CR能量分布通常比标准DSA预测$E^{-2}$更陡。动力学混合动力模拟的最新结果表明，这种陡峭的光谱可能会出现从漂移的磁结构相对于下游的热等离子体的冲击。使用半解析模型的非线性DSA，我们调查的影响，这些结果的现象学的范围很广的信噪比。通过考虑下游磁结构的运动，我们产生了比$E^{-2}$陡得多的CR能量分布，并且与观测结果一致。我们的形式再现了银河系超新星遗迹（$\propto E^{-2.2}$）的适度陡峭的光谱和年轻的射电超新星（$\propto E^{-3}$）非常陡峭的光谱。
2021-09-03 astro-ph.HE
Gamma rays from reaccelerated particles at supernova remnant shocks
扩散激波加速被认为是超新星遗迹以及其他类型源中粒子碰撞的主要机制。在X射线和伽马射线中存在一些显示出双边形态的残余物，这表明该过程的发生效率取决于激波法线和激波传播的大尺度磁场之间的倾斜角。这种解释还得到最近的粒子模拟的支持，该模拟显示了如果激波比$\sim 45^{o}$更倾斜，离子是如何不被注入的。这些冲击为在同一冲击下的再加速过程提供了一个很好的测试平台：冲击波阵面到达的非热种子粒子被自动注入并加速。最近讨论了这一过程，认为这可能是次级宇宙射线核光谱某些异常行为的原因。在这里，我们讨论如何伽马射线观测选定的超新星遗迹可以为我们提供宝贵的信息，这一过程，并导致我们更好地评估粒子扩散冲击再加速宇宙射线物理学中的其他观测。
2019-07-31 astro-ph.HE
Injection to rapid diffusive shock acceleration at perpendicular shocks in partially ionized plasmas
本文首次对部分电离等离子体中的无碰撞垂直激波进行了三维混合模拟。在这个模拟中，激波速度和上游电离分数分别为Vsh ~ 1333 km/s和fi ~ 0.5，这是星际介质中孤立的年轻超新星遗迹的典型值。我们证实了以前的二维模拟结果，下游氢原子泄漏到上游区域，他们被加速的拾取过程中的上游区域，和大的磁场波动产生的上游和下游区域。此外，我们还发现磁场起伏具有三维结构，泄漏氢原子在拾取过程后被注入到垂直激波处的扩散激波加速中。观察到的扩散激波加速度可以解释为激波漂移加速度与散射。在该模拟中，粒子在~ 100个回转周期内被加速到v ~ 100 Vsh ~ 0.3c。平行激波中的加速时间尺度比扩散激波的加速时间尺度快。我们的模拟结果表明，超新星遗迹可以加速宇宙射线到10^{15.5} eV（膝盖）在Sedov阶段。
2016-06-10 astro-ph.HE
Implications of supernova remnant origin model of galactic cosmic rays on Gamma rays from young supernova remnants
人们普遍认为银河系宇宙射线起源于超新星遗迹（SNRs），在超新星爆炸波的扩散激波加速过程中，宇宙射线被超新星遗迹加速。在最近的理论发展的扩散冲击加速理论在信噪比，质子预计将加速在信噪比至少高达膝盖的能量。如果信噪比是真正的宇宙射线发生器，它不仅能加速质子，而且能加速比例合适的重核，重核的最大能量应该是质子的原子质量（Z）倍。在这项工作中，我们调查的影响，在信噪比的高能伽马射线产生的宇宙射线与周围物质的强子相互作用的重核加速。我们的研究结果表明，能量转换效率几乎是两倍的混合宇宙射线成分，而不是纯质子来解释观察，其次，如果宇宙射线粒子可以达到Z倍的膝盖能量，而不是200 TeV的能量，如前所述的非放大磁场的伽马射线通量将显着更高的几十TeV以上。这两种最大能量范式将在未来的伽马射线实验中得到区分，如切伦科夫望远镜阵列（CTA）。
2017-06-07 astro-ph.HE
X-ray emission from the mixed-morphology supernova remnant HB 9
我们提出的混合形态超新星遗迹HB 9的中心区域的光谱分析的结果。先前对该源的Ginga观测检测到高于4 keV的硬X射线成分，并且该特定X射线成分的来源仍然未知。我们的研究结果表明，提取的X射线光谱是最好的表示由碰撞电离平衡等离子体的温度为~0.1-0.2 keV（星际物质成分）和电离等离子体的温度为~0.6-0.7 keV和电离时标>1 x 10^{11} cm^{-3} s（喷出物成分）组成的模型。在4 keV以上的中心区域没有发现明显的X射线发射。以前的工作报告的重组等离子体模型不能解释我们的光谱。
2020-04-16 astro-ph.HE
Hydrodynamical and radio evolution of young supernova remnant G1.9+0.3 based on the model of diffusive shock acceleration
利用三维流体动力学模型和宇宙线加速非线性动力学理论研究了银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的射电演化。我们包括一致的数值处理磁场放大（MFA）由于共振流不稳定性。在假设SNR G1.9+0.3是位于银河系中心附近的Ia型超新星爆炸的结果下，使用广泛接受的爆炸能量10 $^{51}$ erg和喷出物质量1.4 $M_{\odot}$的值，计算了非热连续射电辐射。本文的主要目的是解释近几十年来观测到的射电通量增亮现象，并预测其未来的时间演化。我们估计，SNR现在是$\sim$ 120岁，在0.02厘米$^{-3}$的环境密度扩大，并解释其陡峭的无线电频谱指数仅通过有效的非线性扩散冲击加速（NLDSA）。我们还比较了这个年轻的SNR的模拟和观测结果，以测试所提出的模型和假设。我们的模式预测的无线电通量密度增加的$\sim$ 1.8%，每年$^{-1}$在过去的二十年中同意与测量值。我们合成了从射电到X射线的同步辐射光谱，它与VLA，MOST，Effelsberg，Chandra和NuSTAR测量结果吻合得很好。我们还提出了一个简化的伽马射线SNR的演化模型，并建议它可能是一个有前途的目标，在TeV的能量与未来一代的仪器，如切伦科夫望远镜阵列的伽马射线观测。SNR G1.9+0.3是唯一已知的流量密度增加的银河系SNR，我们在这里提出的预测，流量密度将开始减少约500年从现在开始。…
2017-03-21 astro-ph.HE
Deep XMM-Newton Observations Reveal the Origin of Recombining Plasma in the Supernova Remnant W44
最近的X射线研究揭示了十几个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）中的过度电离重组等离子体（RP）。然而，过电离的物理过程尚未完全了解。在这里，我们报告的空间分辨光谱的X射线发射从W 44，过电离MM-SNR之一，使用XMM-牛顿数据从深的观测，旨在澄清的物理起源的过电离。我们发现，低电子温度和低复合时标的组合是在与密集的分子云相互作用的区域实现的。此外，一个明确的反相关之间的电子温度和重组的时间尺度得到从每个区域的分子云和没有。这一结果很好地解释了W 44冲击波与稠密云团的热传导导致等离子体快速冷却而过电离的现象。鉴于其他一些过电离的SNR显示出绝热膨胀作为快速冷却的主要驱动力的证据，我们的新结果表明，这两个过程都可能导致SNR中的过电离，主要通道取决于演化阶段。
2019-12-24 astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
Ejecta detection in the middle-aged Galactic supernova remnant G296.1-0.5 observed with Suzaku
本文报道了利用朱雀星上的X射线成像光谱仪对银河系中龄超新星遗迹G296.1-0.5中的喷出物进行探测的结果。三个瓣，北，东南和西南和瓣间区域的光谱，包括软（0.3-2.0 keV）的非平衡电离等离子体的起源。在北部、东南部和叶间地区，热辐射可用单分量模型表示，在西南部地区可用双分量非平衡电离（VNEI）模型表示。研究区的光谱有N、O、Ne、Mg和Si元素谱线。在这项工作中首次显示了从这个残基的硅发射。得到的Ne，Mg和Si元素的丰度增强显示在所有区域的喷出物的贡献。假设该残骸为Sedov相，在d=3 kpc的距离下，我们得到了环境密度n 0 ~ 0.45cm-3，年龄t ~ 2.8 × 104 yr，激波速度Vs ~ 320 km/s，激波温度Ts ~ 1.2 × 106 K，上扫质量Msw ~ 340 M。
2011-09-19 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration in Supernova Remnants
我们回顾了关于超新星遗迹中银河系宇宙射线加速的主要观测和理论事实，讨论了赞成和反对宇宙射线和超新星遗迹之间联系的论点，即所谓的银河系宇宙射线起源的超新星遗迹范例。讨论了扩散激波加速机制模型的最新进展，重点讨论了磁场放大、比氢重的原子核加速、星周环境中中性粒子的存在等因素的作用。本文还讨论了在费米-LAT望远镜和切伦科夫望远镜时代超新星-宇宙线联系的状况。
2010-12-22 astro-ph.HE
An XMM-Newton study of the mixed-morphology supernova remnant W28 (G6.4-0.1)
我们已经进行了XMM牛顿成像和光谱研究超新星遗迹（SNR）W28，原型混合形态或热复合SNR，被认为是与分子云相互作用。所观察到的热X射线发射等离子体的特点是低金属丰度，没有证据表明喷出物。从变形的东北壳产生的X射线由温度为$\sim0.3$ keV的热分量加上热（温度$\sim 0.6$ keV）或非热（光子指数$=0.9$ -2.4）起源的硬分量组成。SNR内部的X射线发射是斑点状的，相应的光谱最好描述为非平衡电离中的冷（$kT\sim0.4$ keV）等离子体的发射，电离时标为$\sim4.3\times 10^{11}$ cm $^{-3}$ s加上碰撞电离平衡中的热（$kT \sim 0.8$ keV）气体。将双温度模型应用于较小的中心区域，我们发现不均匀的星际吸收，温度和密度分布，这表明残骸是在一个不均匀的环境中演化的，在东部和北部的物质更密集。微云蒸发机制可以从本质上解释中心X射线发射的性质，热传导也可能在与残余半径相当的长度尺度上起作用。电子温度为$\sim 0.6$ keV的重组等离子体模型也是可行的，用于描述热中心气体的重组年龄估计在$\sim2.9\times 10^4$年。
2014-07-24 astro-ph.HE
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
Nonthermal processes and particle acceleration in supernova remnants
本章综述超新星遗迹通过扩散激波加速机制加速带电粒子的过程，探讨其作为银河系宇宙射线主要来源的可能性，并分析X射线与伽马射线观测对粒子加速特性的揭示。
2022-11-14 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 astro-ph.HE
Suzaku study of centrally brightened supernova remnant G272.2-3.2
本文介绍了银河系超新星遗迹G272.2-3.2的朱雀观测结果。G272.2-3.2的光谱与单温变丰度非平衡电离（VNEI）模型拟合良好，电子温度kTe \sim 0.77 keV，电离时标τ \sim 6.5 \times 10^10 cm-3 s，吸收柱密度NH \sim 1.1 \times 10^22 cm-2。我们已经检测到增强的丰度的Si，S，Ca，Fe和Ni的中心区域，表明X射线发射的喷出物的起源。我们估计电子密度ne为\sim 0.48 f^1/2 cm-3，年龄\sim 4300 f^1/2 yr，X射线总质量Mx = 475 f^1/2 M（取距离d=10 kpc）。为了了解残骸中心峰值X射线发射的起源，我们研究了电子温度和表面亮度的径向变化。中心区域的相对丰度表明G272.2-3.2是Ia型超新星爆炸的结果。
2012-01-16 astro-ph.HE
Cosmic-ray-induced ionization in molecular clouds adjacent to supernova remnants
高能伽马射线（GeV到TeV光子能量）已经被探测到朝向与分子云相关的几个超新星遗迹（SNR）。如果伽马射线主要是由强子过程而不是像韧致辐射这样的轻子过程产生的，那么产生伽马射线所需的高能宇宙射线核（>1 GeV）的通量就可以在粒子在SNR冲击中被加速的地方推断出来。理解伴随高能成分的较低能量（<1 GeV）的宇宙射线的加速是非常有意义的。这些较低能量的粒子在电离星际气体时最有效，这在星际离子化学中留下了可观察到的印记。高能γ辐射与增强的星际电离的相关性因此可以用来支持γ射线的强子起源，并约束电离宇宙射线在SNR中的加速。利用观测到的伽马射线数据，可以为E >1 GeV的初级宇宙射线质子谱建模，并将谱仔细外推到较低的能量，从而提供了一种计算分子云电离率的方法。
2012-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-linear diffusive acceleration of heavy nuclei in supernova remnant shocks
我们描述了一个半解析的方法，非线性扩散冲击加速的情况下，除了质子的核也被加速。激波的结构由所有原子核的复杂相互作用决定，而这种激波结构又决定了所有成分的光谱。上游的磁场放大被描述为由于所有核素的流动不稳定性。放大的磁场，然后考虑到它的动力学反馈的冲击结构，以及在感应修改的速度的散射中心，进入粒子输运方程。只有当磁场被充分放大并且散射中心在背景等离子体的框架中具有高速度时，加速粒子的谱才足够陡，才能与观测到的宇宙射线谱进行比较。我们讨论了这种广义的方法的膝盖在所有粒子的宇宙射线谱，我们解释为由于越来越重的化学成分以上$10^{15}$ eV的结构上的影响。本文还讨论了当γ射线是强子起源时，超新星遗迹中的γ射线辐射源的非平凡化学成分的影响。
2010-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Parametric studies of cosmic ray acceleration in supernova remnants
我们提出了一个图书馆的宇宙射线加速超新星遗迹（SNRs）通过均匀的环境介质演变的数值模型。我们分析了不同条件下模型的不同能量分量和扩散激波加速时间尺度的分布。该库包括各种SNR演变的情况下，并用于映射具有足够的已知属性的残余物。该映射约束相应的环境介质属性和加速效率。利用该数据库，我们计算了第谷和SN 1006遗迹模型的周围介质密度、周围磁场强度和宇宙线加速效率，并对SNR 0509-67.5和SNR 0519-69.0的年龄进行了修正。
2014-07-07 astro-ph.HE
Studying the Supernova Remnant G31.9+0.0 in Gamma and X-Rays
G31.9+0.0（3C 391）是一颗银河系混合形态超新星遗迹，由费米伽马射线太空望远镜的LAT（Fermi-LAT）在GeV伽马射线中观测到，以及由朱雀在0.3-10 keV X射线波段观测到。本文介绍了用朱雀和费米LAT对3C 391进行X射线和γ射线数据分析的结果。3C 391的X射线能谱符合单温变丰度非平衡电离模型，电子温度kTe ~ 0. 57 keV，吸收柱密度NH ~ 3. 1 x 10^{22} cm^{-2}，电离年龄τ> 10^{12} cm^{-3} s，表明等离子体已达到电离平衡。光谱显示清楚地检测到Mg、Si和S的发射线。3C 391在GeV伽马射线中被检测到，其显著性为~ 13 sigma。用对数抛物线函数拟合光谱，发现光谱指数和β参数为α= 2.35 +-0.07和β= 0.366 +-0.339。200 MeV以上的积分通量为F =（2.34 +- 0.37）x 10^{-8} ph cm^{-2} s^{-1}。这些结果与第二代Fermi-LAT星表中给出的Fermi-LAT结果一致。
2013-08-06 astro-ph.HE
Suzaku study on the Ejecta of the Supernova Remnant G272.2$-$3.2
我们报告重新分析朱雀观测银河系超新星遗迹（SNR），G272.2 $-$ 3.2，其中以前的研究是有限的低于3千电子伏。通过仔细的数据处理和背景扣除，我们发现了Ar，Ca和Fe的K壳层线高于3 keV。G272.2 $-$ 3.2的X射线光谱由两个部分组成，低温碰撞电离平衡（CIE）等离子体（$kT_{\rm e} \sim 0.2$ keV）和高温非平衡电离（NEI）等离子体（$kT_{\rm e} = 0.6$ - $3$ keV）。CIE等离子体在整个区域都有太阳的丰度，因此它可能起源于星际介质。另一方面，NEI等离子体的丰度向内部区域增加，这表明喷出物的起源。Fe K壳层发射的线中心能量（$\sim 6.4$ keV）表明，喷出物最近被反向冲击加热，这是Ia型SNRs的一个共同特征。
2015-10-18 astro-ph.HE
The many sides of RCW 86: a type Ia supernova remnant evolving in its progenitor's wind bubble
我们提出了一个详细的调查银河系超新星遗迹RCW 86使用XMM-牛顿X射线望远镜的结果。RCW 86可能是SN 185 A.D的残骸，SN 185 A.D是一颗超新星，可能在一个风吹的空腔内爆炸。我们使用的XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS），以获得精确的温度和电离年龄的等离子体，这是一个指示的相互作用历史的残余与假定的腔。我们发现，光谱很好地拟合了两个非平衡电离模型，这使我们能够约束喷出物和星际物质等离子体的属性。此外，我们进行了EPIC MOS和pn数据的主成分分析，以找到具有特定光谱特性的区域。我们提出的证据表明，冲击喷出物，发射铁-钾和硅线发射，被限制在一个外壳的约2 PC宽度与扁球形形态。使用详细的流体动力学模拟，我们表明，一般的动力学和发射特性在不同部分的残留物可以很好地再现的Ia型超新星，在一个非球对称的风吹腔爆炸。我们还表明，这种腔可以创建一个单一的退化系统使用一般的风属性。我们的数据和模拟提供了进一步的证据，证明RCW 86确实是SN 185的残余物，并且可能是单一简并起源的Ia型爆炸的结果。
2014-04-22 astro-ph.HE
Suzaku Analysis of the Supernova Remnant G306.3-0.9 and the Gamma-ray View of Its Neighborhood
我们提出了一个调查的超新星遗迹（SNR）G306.3 $-$ 0.9使用档案多波长数据。Suzaku光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：软组件是在电离平衡，并有一个温度$\sim$ 0.59 keV，而硬组件的温度$\sim$ 3.2 keV和电离时间尺度$\sim$ $2.6\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s。我们清楚地检测到铁K壳线能量为$\sim$ 6.5千电子伏从这个残余。Si、S、Ar、Ca和Fe的过量丰度证实了X射线发射具有喷出物起源。Fe-K线的质心能量支持G306.3 $-$ 0.9是Ia型超新星（SN）的遗迹，而不是核塌缩SN。利用近6年的费米数据，分析了G306.3 $-$ 0.9及其周围的GeV γ射线辐射。我们报告了G306.3 $-$ 0.9的未探测和在G306.3 $-$ 0.9西南部探测到一个新的扩展伽马射线源，其意义为$\sim$ 13 $σ$。我们讨论了几种情况下，这些结果的帮助下，从其他波段的数据，以了解信噪比及其邻域。
2016-12-31 astro-ph.HE
New insights on hadron acceleration at supernova remnant shocks
我们概述了超新星遗迹前向冲击核加速的主要特征，强调了自放大磁场在确定这类源中观察到的能谱中所起的关键作用。特别是，我们展示了如何标准的预测扩散冲击加速的非线性理论必须完成一个额外的成分，我们建议是增强速度的磁性不规则性粒子散射反对，调和理论的有效粒子加速与最近的观测伽玛射线明亮的超新星遗迹。
2013-01-31 astro-ph.HE
On the Spectrum of Electrons Accelerated in Supernova Remnants
利用非线性扩散激波加速的半解析模型，模拟了超新星遗迹加速的宇宙线电子谱。因为电子在SNR的放大磁场特性中经历同步加速器损耗，所以它们表现出比质子显著更陡的光谱。特别是，我们发现，电子和质子的光谱指数（幂律斜率）之间的差异范围从0.1到0.4。我们的发现必须考虑到银河系CR传输理论，该理论通常假设电子和质子以相同的斜率注入，特别是可能对观察到的“正电子过剩”有影响。"
2019-07-26 astro-ph.HE
On the formation of over-ionized plasma in evolved supernova remnants
围绕超新星遗迹（SNRs）中发现的丰富多样性的一个突出的谜团是最近发现的一些动态演化物体的过度电离或重组等离子体。为了帮助破译其形成机制，我们已经开发了一个新的模拟框架，能够模拟SNR中等离子体电离状态的时间演化。该平台是基于一个一维的流体动力学代码耦合到一个完全依赖于时间的非平衡电离计算，伴随着光谱合成代码生成空间分辨宽带X射线光谱信噪比在任意年龄。我们进行了一个全面的参数调查，以调查不同的拱星环境的电离状态演变的SNR高达几十万年的影响。一个二维的参数空间，跨越阵列的星际介质（ISM）的密度和质量损失率的祖先，是用来创建一个网格的模型，为周围的环境中，核心崩溃爆炸被触发。我们的研究结果表明，重组等离子体可以成功地再现的情况下，一个年轻的SNR（几个100至1,000岁）在空间上扩展的低密度风快速膨胀，一个老SNR（>几个1,000岁）在一个密集的ISM膨胀，或一个老SNR从一个封闭的密集的风区爆发到一个稀薄的ISM。最后，我们的模型面对进化的SNR的观察，除了几个异常值之外，发现总体上一致。
2022-08-29 astro-ph.HE
Absorption Line Observations of H$_3^+$ and CO in Sight Lines Toward the Vela and W28 Supernova Remnants
本研究通过观测船帆座与W28超新星遗迹视线方向上的H$_3^+$和CO吸收线，推断宇宙射线电离率为银河弥散云平均值的2-10倍，支持宇宙射线从加速区扩散并提升周围介质电离率的图景。
2023-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Supernova Remnant N23 in the Large Magellanic Cloud
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）研究了大麦云（LMC）中超新星遗迹N23的X射线辐射。由于XIS在软X射线波段的卓越能量分辨率，我们以前所未有的高质量解析了N23的类氢和类氦氧Kα发射线，并因此确定了一种新的光学薄热发射元件，其温度约为0.2 keV，以及先前已知的温度约为0.5-0.7 keV。这将电离时标净的估计值从~10^{10-11} cm^-3 s改变为>~10^{12} cm^{-3}s。在假设N23仍处于Sedov相的情况下，根据新发现的低温成分估计其年龄约为8000年，尽管N23可能已经进入辐射相。发现重元素的丰度与LMC的平均值大致一致，这表明N23的X射线发射的起源是扫起的环境材料，正如其电离时间尺度所预期的那样。
2010-07-26 astro-ph.HE
Can supernova remnants accelerate protons up to PeV energies?
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的来源。在这个框架内，扩散冲击加速必须在这些物体中运行，并将质子一路加速到PeV能量。为此，需要在冲击处显著放大磁场。本文的目的是研究超新星遗迹加速PeV质子的能力。我们提出了分析估计的最大能量加速质子在超新星遗迹冲击场放大的各种假设。我们表明，加速到PeV的能量是有问题的，在所有的情况下考虑。这意味着，要么是一种不同的（更有效的）场放大机制在超新星遗迹激波中起作用，要么是PeV能量范围内的银河系宇宙射线源应该在其他地方寻找。
2016-10-24 astro-ph.HE
Global X-Ray Properties of the Vela and Puppis A Supernova Remnants
船帆座和船尾座A超新星遗迹（SNRs）在软X射线天空中包括一个$\sim 8^{\circ}$直径的大发射区。HaloSat CubeSat飞行任务首次对整个船帆座信噪比和船尾座A信噪比区域进行了软X射线（$0.4-7$ keV）观测，具有单一指向和中等光谱分辨率。HaloSat卫星对船帆座信噪比的观测最适合于双温热等离子体模型，该模型由碰撞电离平衡中具有$kT_{1} = 0.19^{+0.01}_{-0.01}$ keV的较冷组件和非平衡电离中具有$kT_{2} = 1.06^{+0.45}_{-0.27}$ keV的较热组件组成。船尾座A信噪比的观测结果与单组分平面平行冲击等离子体模型的非平衡电离$kT = 0.86^{+0.06}_{-0.05}$ keV最佳拟合。对于第一次，我们发现的总X射线光度的两个组件的船帆座SNR光谱在$0.5-7$ keV的能量带是$L_X = 4.4^{+1.4}_{-1.4} \times 10^{34}$尔格的$^{-1}$的冷组件和$L_X = 4.1^{+1.8}_{-1.5} \times 10^{34}$尔格的$^{-1}$的热组件。我们发现船帆座和船尾座的总X射线亮度分别为$L_{\text{X}} = 8.4 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$和$L_X = 6.7^{+1.1}_{-0.9} \time…
2020-05-26 astro-ph.HE
