Constraining the Evolutionary Fate of Central Compact Objects: "Old" Radio Pulsars in Supernova Remnants
中心致密天体（CCO）是由射电宁静、自转缓慢（$\ge$ 100 ms）的年轻中子星组成的，它们具有极高的热X射线光度。它们的自旋下降特性意味着弱偶极磁场（$\sim$ $10^{10-11}$ G）和特征年龄远大于其宿主超新星遗迹（SNR）的年龄。然而，CCO可能拥有强大的“隐藏”内部磁场，可能在$\gtrsim$ 10 kyr的时间尺度上重新出现，中子星可能在这个过程中作为射电脉冲星激活。这表明，CCO的直系后代可能伪装成缓慢旋转的“旧”无线电信标。我们提出了一个X射线调查的所有普通的射电星在6千秒差距内，是位置一致的银河系的SNR，以测试之间的可能联系，所谓的老，但可能非常年轻的射电星，和SNR。这些目标都没有表现出异常高的热X射线光度，这表明它们是与叠加的SNR无关的真正的老的普通恒星。这意味着CCO要么是潜在的无线电干扰，在它们的SNR消失后很久才激活，要么它们保持永久的无线电静默。CCO的真正后代仍然逍遥法外。
2014-08-19 astro-ph.HE
Likely GeV emission from an old Supernova Remnant: SNR G206.9+2.3
本文首次报道了一个新的$γ$射线超新星遗迹G206.9+2.3。我们在分析了费米大天区望远镜（Fermi-LAT）12.4年的观测数据后得出了这一结论。在0.2-500 GeV能区，残余物的光子通量为（1.19 $\pm$ 0.59）10 $^{-9}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，幂律谱指数为2.22 $\pm$ 0.19。此外，我们发现，从四个不同的能带的整体拟合的检验统计值大于9。我们确定这是一个真实的$γ$射线信号。此外，我们发现它的GeV空间位置与它的无线电波段的位置很好地吻合。其光谱能量分布和光变曲线性质与SNRs相似。我们认为，新的$γ$射线源是一个可能的对应SNR G206.9+2.3。因此，我们讨论了它可能的轻子或强子起源。
2021-05-20 astro-ph.HE
Magnetic Field Decay Makes Neutron Stars Look Older Than They Are
人们普遍认为，当一颗大质量恒星耗尽其核燃料并以核心坍缩超新星爆炸结束其生命时，就会产生中子星。这一假设被在许多超新星遗迹的中心区域探测到的中子星所证实，这些中子星被认为是快速旋转的中子星。因此，中子星和与之相关的超新星遗迹应该具有相同的年龄。正如预期的那样，蟹状星云脉冲星是第一颗与超新星遗迹（蟹状星云）有关的脉冲星，它的年龄可以从它目前的旋转周期及其衍生物中推断出来，并且确实与超新星遗迹的年龄大致相同，后者是由1054年历史上记录的超新星爆炸产生的。然而，大多数中子星的年龄似乎要比它们的超新星遗迹的年龄大得多，这是一个尚未弄清楚的谜。另一个难题是，到目前为止，还没有令人信服的证据支持中子星的磁场衰减，这是在大多数中子星模型中预测的。在这里，我们展示了一些年轻中子星中磁场衰减的令人信服的证据，并且磁场衰减可以显著改变它们的自旋行为，使得这些中子星看起来比它们实际上要老得多。
2011-10-14 astro-ph.HE
ASTRO-H White Paper - Older Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
大多数超新星遗迹（SNRs）都是古老的，因为它们的结构在与周围星际介质（ISM）的相互作用中发生了深刻的变化。旧的SNRs在外观上是非常异质的，反映了它们的进化状态、SNe爆炸的环境和爆炸产物的差异。一些旧的SNR主要被看作是与ISM相互作用的强冲击波的结果。其他的，即所谓的混合形态SNR，显示出发射的中心浓度，这可能仍然显示出喷出物发射的证据。还有一些，如脉冲星风星云（PWNe），被认为主要是脉冲星发射的结果;这些SNR通常缺乏来自主激波的可检测的热发射。所有对旧SNRs的研究的根本目标是了解这些差异，包括创造它们的SNe，它们正在扩展的ISM的性质以及控制它们演化的基本物理过程。在这里，我们确定了三个研究领域，ASTRO-H可以做出重要贡献。这些都是限制丰度和物理过程中的成熟的肢体增亮的信噪比，了解令人困惑的性质的混合形态的信噪比，并探讨PWNe的性质。ASTRO-H上的软X射线光谱仪（SXS）由于其高光谱分辨率，将成为解决与旧信噪比有关的问题的主要工具，并得到硬X射线成像仪（HXI）硬X射线观测的支持，以获得宽波段X射线覆盖范围。
2014-12-03 astro-ph.HE
Can we explain AMS-02 antiproton and positron excesses simultaneously by nearby supernovae without pulsars nor dark matter?
我们解释了过量的反质子分数最近报道的AMS-02实验考虑宇宙射线质子加速的本地超新星遗迹（SNR）和周围的致密云之间的碰撞。同样的“$pp$ -碰撞”提供了正确的子粒子比例，以同时在自然模型参数中拟合观察到的正电子过剩。这颗超新星的金属丰度比主要的宇宙射线源要低。电子的截止能量标志着超新星的年龄为$\sim 10^{5}$年，而反质子过剩可能会延伸到更高的能量。反质子和正电子通量都与我们在Fujita，Kohri，Yamasaki and Ioka（2009）中的预测完全一致。
2015-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
From Supernova to Remnant: Tracking the Evolution of the Oldest Known X-ray Supernovae
核心坍缩超新星（SNe）扩展到由前SN祖先的风产生的介质中。SN爆炸和产生的冲击波加热周围的等离子体，产生热X射线发射，这取决于发射材料的密度。跟踪X射线光度的变化，在很长一段时间内，从而允许调查的SN冲击波的运动学，周围介质的结构，和祖星的性质。本文分析了五颗已知最古老的X射线超新星SN 1970 G、SN 1968 D、SN 1959 D、SN 1957 D和SN 1941 C的X射线观测资料，目的是重建它们几十年来的光变曲线。对于那些我们可以提取多历元数据的超新星，X射线光度似乎随着时间的推移而下降，尽管误差很大。SN 1970 G的X射线发射在以后的时期没有增加，与以前的报告相反。所有五颗超新星的X射线亮度都相当。我们将这些超新星的晚期X射线光度与银河系中几百年前的超新星遗迹（SNRs）的光度进行了比较，发现当考虑到这种暂时的下降时，本文所研究的老SNe的光度可能会在几百年内下降到一些年轻SNRs的光度以下。然而，X射线亮度应开始增加，作为SNe扩大在Sedov阶段，从而达到所观察到的SNR。
2020-08-20 astro-ph.HE
Can AMS-02 discriminate the origin of an anti-proton signal?
间接搜索可以用来测试暗物质模型对预期的信号在各种渠道，特别是反质子。随着越来越高能量的反质子数据的获得，重要的是要用其他天体物理学来源来检验暗物质假说，例如超新星遗迹中的秒加速。我们调查了两个信号从不同的黑暗模型和不同的超新星遗迹参数，预测AMS-02，并表明，他们提出了一个显着的简并。
2014-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Multiwavelength studies of G298.6$-$0.0: An old GeV supernova remnant interacting with molecular clouds
与超新星遗迹（SNRs）相关的强子$γ$射线源可以作为宇宙射线从SNRs逃逸的秒表，随着时间的推移，宇宙射线逐渐从最高能量的粒子发展到最低能量的粒子。在这项工作中，我们分析了13.7年的\emph{Fermi} -LAT数据，研究了在SNR G298.6 $-$ 0.0区域内或附近的$γ$射线特征。用$γ$射线空间分析，我们检测到三个点状成分。其中，Src-NE位于SNR壳的东部，Src-NW与SNR的西部边缘相邻。Src-NE和Src-NW在1.8~GeV附近或以下的能量处出现了光谱突变，表明它们的SNR年龄为$>$ 10~kyr。利用Chandra-ACIS数据，我们还研究了G298.6 $-$ 0.0区域的X射线辐射。我们检测到一个扩展的千电子伏源具有中心填充结构内的无线电壳。的X射线光谱很好地拟合的模型，假设碰撞电离平衡的热等离子体，进一步支持旧的SNR年龄。根据我们对南天CO线和ATCA-Parkes HI线资料的分析，我们确定了从我们到G298.6 $-$ 0.0的运动学距离为$\sim$ 10.1千秒差距。这一距离意味着$\sim$ 15.5秒差距的SNR的大的物理半径，这是$>$ 10千年年龄的额外证据。此外，CO数据立方体使我们能够三维定位的分子云（MC）可能与SNR G298.6 $-$ 0.0的相互作用，并可以解释强子$γ$ -射线在Src-NE或Src-NW…
2023-01-17 astro-ph.HE
Supernova remnant 0509-67.5 is consistent with an explosion inside an old planetary nebula (SNIP)
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本文论证SNIP模型比双爆轰场景更能解释超新星遗迹SNR 0509-67.5，指出星周物质塑造其形态，相关分析需考虑多数Ia型超新星为SNIP的主张。
2026-08-20 astro-ph.HE
SNRs W28 and W44: old cosmic ray accelerators in molecular clouds
用非线性扩散激波加速模型研究了老超新星遗迹W28和W44中的粒子加速。我们模拟了残余物的流体动力学演化、激波修正和加速粒子产生的流动不稳定性。与现有的无线电和伽马射线数据的比较。
2017-01-15 astro-ph.HE hep-ph
Antimatter spectra from a time-dependent modeling of supernova remnants
计算了超新星遗迹（SNR）中产生的宇宙射线（CR）及其次级射线的能谱，并考虑了SNR激波的时间依赖性。我们将带电粒子的轨迹模拟为具有指定扩散系数的随机行走，在每个激波交叉处加速粒子。二次生产的CRs碰撞气体包括作为一个蒙特卡洛过程。我们发现SNRs产生的反物质比以前提出的要少：正电子/电子比和反质子/质子比分别只有几个百分点和几个$\times 10^{-5}$。这两个比率都不会随着能量的增加而增加。
2010-05-05 astro-ph.HE hep-ph
Limits on the Dark Matter from AMS-02 antiproton and positron fraction data
利用AMS-02反质子比和正电子分数的测量数据，我们推导出了暗物质湮灭的截面和寿命的极限。在推导的限制，我们考虑的情况下，次级粒子加速超新星遗迹（SNRs）已被认为是能够合理地占AMS-02高能量正电子/反质子分数数据。我们参数化的次级粒子加速的SNR的贡献，然后拟合观测数据内的常规宇宙线传播模型，采用GALPROP程序。我们使用似然比检验来确定95 $\%$置信水平的上限可能的暗物质（DM）的反质子/正电子分数测量AMS-02的贡献。我们的极限比矮球状卫星星系的Fermi-LAT γ射线Pass 8数据所设定的极限更强。我们还表明，太阳调制（宇宙射线传播）参数可以发挥不可忽视的作用，在修改的约束的暗物质湮灭截面和寿命的$m_χ<100$ GeV（$m_χ>100$ GeV），其中$m_χ$是静止质量的暗物质粒子。利用这一结果，我们也限制了暗物质的有效场论。
2015-10-17 astro-ph.HE hep-ph
Electron Acceleration in Middle-age Shell-type $γ$-Ray Supernova Remnants
在过去的十年中，超新星遗迹（SNRs）的$γ$射线观测和精确的宇宙射线（CR）光谱测量大大提高了我们对SNRs中粒子加速的理解。结合对大样本超新星遗迹的多波长观测，提出了最高能量粒子主要在年轻遗迹中加速，而中、老超新星遗迹加速粒子的最大能量随着激波速度的降低而迅速降低的结论。如果SNR占主导地位的CR通量在地球上观察到的，大量的粒子需要在旧SNR的软CR光谱加速，即使他们不能产生非常高的能量CR。利用射电、X射线和$γ$射线对7个中龄壳层型超新星遗迹进行观测，通过一个简单的单区轻子发射模型，得到了这些遗迹中高能电子的分布，并发现它们的光谱演化与这种情况是一致的。特别是，我们发现，在中年SNR与年龄的$t$的冲击粒子加速可以描述由一个统一的模型与最大能量减少为$t^{-3.1}$和GeV的电子数增加$t^{2.5}$在没有逃脱SNR。
2019-05-05 astro-ph.HE
Gamma-ray Diagnostics of r-process Nucleosynthesis in the Remnants of Galactic Binary Neutron-Star Mergers
我们进行了一个完整的核网络数值计算的$r$过程的核在二进制中子星合并（NSMs），估计$γ$射线辐射的银河系NSMs的残余物的$10^6$岁的目的。采用4，070个核的核合成计算来提供电子分数$Y_{\rm e}$在0.10和0.45之间的核的元素组成比。模拟了3，237个不稳定核的衰变过程，提取了$γ$射线谱.因此，NSM在$γ$射线波段具有不同于其他天体的光谱颜色，年龄小于$10^5$年。此外，我们提出了一种新的线诊断方法$Y_{\rm e}$，使用线比率的$^{137{\rm m}}$ Ba/ $^{85}$ K或$^{243}$ Am/ $^{60{\rm m}}$ Co，这变得大于统一的年轻和老的$r$ -过程网站，分别与低$Y_{\rm e}$环境。根据对$γ$射线观测的距离极限作为年龄的函数的估计，如果我们假设NSM的数量为\citet{2019ApJ...880...23W}，则需要在亚MeV波段的高灵敏度，大约为$10^{-9}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-15}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，以覆盖我们银河系中所有的NSM残留物。在70- 4000 keV波段，$γ$射线探测的灵敏度为$10^{-8}$ -- $10^{-7}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-14}$ -- $10^{…
2022-05-11 astro-ph.HE
On the formation of over-ionized plasma in evolved supernova remnants
围绕超新星遗迹（SNRs）中发现的丰富多样性的一个突出的谜团是最近发现的一些动态演化物体的过度电离或重组等离子体。为了帮助破译其形成机制，我们已经开发了一个新的模拟框架，能够模拟SNR中等离子体电离状态的时间演化。该平台是基于一个一维的流体动力学代码耦合到一个完全依赖于时间的非平衡电离计算，伴随着光谱合成代码生成空间分辨宽带X射线光谱信噪比在任意年龄。我们进行了一个全面的参数调查，以调查不同的拱星环境的电离状态演变的SNR高达几十万年的影响。一个二维的参数空间，跨越阵列的星际介质（ISM）的密度和质量损失率的祖先，是用来创建一个网格的模型，为周围的环境中，核心崩溃爆炸被触发。我们的研究结果表明，重组等离子体可以成功地再现的情况下，一个年轻的SNR（几个100至1,000岁）在空间上扩展的低密度风快速膨胀，一个老SNR（>几个1,000岁）在一个密集的ISM膨胀，或一个老SNR从一个封闭的密集的风区爆发到一个稀薄的ISM。最后，我们的模型面对进化的SNR的观察，除了几个异常值之外，发现总体上一致。
2022-08-29 astro-ph.HE
Discovery of the supernova remnant G351.0-5.4
上下文在NRAO VLA巡天（NVSS）中寻找弥散射电辐射时，我们偶然发现了靠近银河平面的扩展射电辐射。射电形态表明存在一个以前未知的银河系超新星遗迹。EGRET（3EG J1744-3934）探测到的一个未分类的γ射线源也出现在同一位置，可能是从残骸中逃逸出来的高速粒子与周围星际介质之间的相互作用造成的。目的。我们的目标是确认一个以前未知的超新星遗迹的存在，并确定与γ射线发射3EG J1744-3934的可能关联。方法.我们使用Cerro Tololo美洲天文台（CTIO）布兰科望远镜和巨型米波射电望远镜（GMRT）上的暗能量相机（DECam）对目标进行了光学和无线电跟踪。然后，我们将这些数据与存档的无线电和γ射线观测相结合。结果虽然我们在四个不同的无线电频段（325，1400，2417和4850 MHz）检测到扩展发射，但没有发现光学对应物。鉴于其形态和亮度，无线电辐射很可能是由一个在光学波段不再可见的旧超新星遗迹引起的。虽然一个未分类的EGRET源与超新星遗迹位于同一地点，但费米-LAT数据并没有显示出与射电辐射相关的显著的γ射线过量。然而，在γ射线事件的径向分布中，空间扩展特征与SNR在置信水平$\sim 1.5$ σ上相关。结论.我们将新发现的射电波段扩展发射归类为以前未知的银河系超新星的旧遗迹：SNR G351.0-5.4。
2014-07-31 astro-ph.HE
Discovery of diffuse gamma-ray emission in the vicinity of G172.8+1.5: An old supernova remnant with different turbulence properties
本研究利用Fermi-LAT 16年数据在G172.8+1.5附近发现两个不同能谱的延展伽马射线源，分析了其可能起源并发现两区域扩散系数存在差异，为后续LHAASO观测区分辐射起源提供了基础。
2025-10-01 astro-ph.HE
Spitzer Observations of the Type Ia Supernova Remnant N103B: Kepler's Older Cousin?
我们报告了斯皮策对SNR 0509-68.7的观测结果，SNR 0509-68.7也被称为N103 B，是大麦云星云中的一个年轻的Ia型超新星遗迹，它与西半球的致密介质相互作用。我们的图像显示，N103 B在冲击后环境中具有来自温暖尘埃的强红外辐射。我们推导出的冲击后气体密度为45 cm $^{-3}$，远高于大麦哲伦云中的其他Ia型残余物，尽管缺乏空间分辨率可能会使测量结果偏向高于平均密度的区域。这个密度类似于开普勒的SNR，一个Ia型与星周介质相互作用。光学图像显示H $α$辐射沿着激波西部的整个外围，[O III]和[S II]线从激波辐射的几个密集的物质团块中发射出来。这些尘埃本质上是硅酸盐，尽管标准的硅酸盐尘埃模型无法重现“18 $μ$ m”的硅酸盐特征，而是在17.3 $μ$ m处达到峰值。我们认为致密物质是从祖星系统中丢失的星周物质，就像开普勒一样。如果CSM的解释是正确的，这个残骸将成为第二个成员，随着开普勒，一类Ia型残留物的特点是与密集的CSM相互作用数百年后爆炸。缺乏N增强消除共生AGB祖细胞。这颗白矮星的伴星在爆炸时一定还没有进化。
2014-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The First VLBI Image of the Young, Oxygen-Rich Supernova Remnant in NGC 4449
我们报告灵敏的1.4 GHz VLBI射电观测异常明亮的超新星遗迹SNR 4449-1在星系NGC 4449，这给了我们第一个很好的解决这个对象的图像。残骸的射电形态由两个近似平行的明亮脊组成，这表明它与许多更古老的银河系超新星残骸的桶形相似，也可能与SN 1987 A相似。残余物的角度范围为65 x 40 mas，相当于（3.7 x 2.3）x 10^{18}（D/3.8 Mpc）cm。我们还提出了一种新的，高信噪比的光谱。通过比较残骸的线性尺寸和从光学线测量的最大速度，以及使用历史图像的限制，我们得出结论，超新星爆炸发生在1905年至1961年之间，可能在1940年左右。因此，残留物的年龄可能约为70岁。我们发现SNR 4449-1的冲击波可能仍然与星周介质而不是星际介质相互作用。
2010-07-22 astro-ph.HE
Polarised radio emission associated with HESS J1912+101
壳型TeV源HESS J1912+101暂时被确定为一个古老的超新星遗迹，但在无线电和其他频率上缺少对应物。我们分析了中德乌鲁木齐$λ$ 6 cm巡天和Effelsberg $λ$ 11 cm和$λ$ 21 cm巡天，以确定HESS J1912+101的无线电发射，从而澄清超新星起源的问题。我们发现在HESS J1912+101外围的$λ$ 6 cm处有一个过度极化的部分壳层。在$λ$ 11 cm处，其偏振发射是微弱的，并且受到去偏振的影响，而在$λ$ 21 cm处，没有看到相关的偏振。我们无法将壳层的总强度信号与银河内层令人困惑的强烈弥散辐射分开。然而，一个高百分比的极化壳的同步辐射表示。我们的研究结果支持早期的建议，HESS J1912+101是一个古老的超新星遗迹。同步辐射是高度偏振的，这是典型的低表面亮度的演化超新星遗迹。
2018-10-17 astro-ph.HE
On the radio spectra of supernova remnants
本文综述了超新星遗迹连续射电谱形成的理论基础。主要基于费米1理论-也被称为扩散激波加速（DSA）-不同的形状（线性或弯曲的对数-对数尺度）的SNR无线电频谱的预测为年轻和进化的SNR。另一方面，一些特殊形式的光谱的老信噪比可以预测包括额外的过程，如费米2加速机制或热韧致辐射。此外，所有这些理论上预测的无线电频谱的形式进行了比较，从观测获得的真实频谱。最后，这篇评论可以代表某种“图集”与初始模式的不同类型的信噪比无线电频谱-这应该是有助于射电天文学家在他们的解释观测到的无线电频谱。
2014-08-05 astro-ph.HE
G17.8+16.7: A New Supernova Remnant
在伽马射线源FHES J1723.5-0501的区域中检测到非热射电发射。发射具有直径为0.8度的近似圆形形状。观测结果证实它是一个新的超新星遗迹，G17.8+16.7。我们使用该地区的无线电数据和伽马射线观测得到的源参数的约束。到物体的距离可能在1.4-3.5千秒差距的范围内。信噪比年龄的顺序为10 kyr是兼容的无线电和GeV的功能，但不能排除一个更老或更年轻的信噪比。一个简单的单区轻子模型自然地解释了源在银河平面外的位置处的多波长非热通量。
2021-12-03 astro-ph.HE
Limits on compression of cosmic rays in supernova remnants
在与分子云相互作用的动力学古老超新星遗迹中观测到的伽马射线发射的光谱形状引发了令人兴奋的绝热压缩和银河宇宙射线（GCR）在遗迹辐射壳层中进一步再加速的情景，近年来广泛讨论并应用于各种来源。事实上，观测到的来自一些残骸的伽马射线光谱与预期的来自银河系压缩的宇宙射线的伽马射线发射光谱非常相似。在下文中，我们讨论了这种情况的可行性，并表明压缩的GCR不太可能产生足够量的伽马射线，并且观察到的光谱形状对允许的压缩因子施加了很大的限制。此外，在射电波段演化的超新星遗迹的无特征幂律谱中没有曲率，这强烈不利于电子的压缩方案，因此也不利于强子的压缩方案。我们的计算表明，压缩电子对观测到的射电通量的贡献最多可达~ 10%。
2023-02-21 astro-ph.HE
Particle acceleration in supernova-remnant shocks
50多年来，人们已经知道壳层超新星遗迹（SNRs）的无线电发射表明存在能量在GeV范围内的电子发射同步辐射。超新星遗迹的非热X射线辐射的发现已经有30年的历史了，它被解释为射电同步加速器光谱的延伸，需要能量高达100 TeV的电子。信噪比现在也可以在GeV和TeV光子能量下检测到。强有力的证据表明高能离子的存在，但决定性的证据仍然难以捉摸。有几个论点认为，信噪比中的磁场比周围星际介质中的磁场放大了几个数量级。因此超新星遗迹是一个很好的实验室，可以用来研究马赫数很高的激波中发生的过程。我回顾了SNRs的高能发射观测，以及解释这些观测的理论框架。
2010-12-06 astro-ph.HE
Post-adiabatic supernova remnants in an interstellar magnetic field: oblique shocks and non-uniform environment
我们提出了非常高分辨率的1D MHD模拟的后期超新星遗迹（SNR）。在后绝热阶段，磁场对激波动力学、流场结构以及宇宙射线的加速和发射具有重要而显著的动力学效应。我们发现，切向分量的磁场提供的压力支持，在一个公平的程度上防止崩溃的辐射壳，从而限制了总的压缩比的部分或全部辐射前向冲击。结果是宇宙射线的光谱不会像流体动力学模拟那样困难。我们还研究了磁场倾斜和气体密度和/或磁场中的大尺度梯度对流动剖面的影响。正的密度梯度缩短了演化阶段，而激波压缩降低。的磁场的切向分量的压缩导致其在下游区域的后绝热冲击的上游场的取向范围很广，这可以解释为什么一个优先观察切向无线电偏振在旧SNR的优势。由于大多数宇宙射线产生于信噪比演化的后期阶段，因此后绝热阶段和磁场的影响对于模拟旧信噪比下的宇宙射线加速和后期信噪比与云相互作用的伽马射线发射是最重要的。
2018-06-29 astro-ph.HE
XMMU J050722.1-684758: Discovery of a new Be X-ray binary pulsar likely associated with the supernova remnant MCSNR J0507-6847
利用XMM-Newton X射线观测发现了一颗新的高质量X射线脉冲双星XMMU J050722.1-684758，它可能与大麦云中的超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847有关。从Be X射线双星XMMU J050722.1-684758中发现了周期为570 s的脉冲，证实了它是一颗HMXB脉冲星。HMXB位于超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847的几何中心附近（距离中心0.9弧分），支持XRB-SNR关联。超新星遗迹的估计年龄为43-63 kyr，这表明是一个中年到老年的超新星遗迹。超新星遗迹的大直径加上光学和无线电方面缺乏独特的壳对应物，表明SNR正在扩展到超级气泡N103的致密环境中。中子星的估计磁场强度是$B\gtrsim10^{14}$ G，假设自旋平衡条件，这是预期从估计的年龄的母残骸，并假设测量的质量吸积率始终保持不变。
2021-03-05 astro-ph.HE
The Age Evolution of the Radio Morphology of Supernova Remnants
最近的流体动力学模型的超新星遗迹（SNRs）表明，它们的演变在很大程度上取决于周围介质的不均匀性。随着信噪比的扩大，它们的形态受到其环境的不均匀和湍流结构的影响，这反映在它们的无线电连续辐射中。在本文中，我们测量了96个SNR的无线电连续图像的不对称性，从三个调查的银河平面和比较这些结果的SNR的半径，我们用它作为代理他们的年龄。我们发现，较大的（老）信噪比更椭圆/拉长，更镜像不对称比较小的（年轻）信噪比，虽然后者的不对称程度不同。这一结果表明，SNR壳变得更加不对称，因为他们扫了星际介质（ISM），在流体动力学模型中预测的SNR扩展在多相或湍流ISM。
2019-08-16 astro-ph.HE
Multifrequency Observations of One of the Largest Supernova Remnants in the Local Group of Galaxies, LMC - SNR J0450-709
我们提出了新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的观测结果的最大的超新星遗迹之一，SNR J 0450 -709，在本星系群。我们发现这个大麦云云（LMC）天体具有典型的老超新星遗迹（SNR）形态，直径D= 102 × 75 ± 1秒差距，射电光谱指数α =-0.43 ± 0.06。检测到高极化区域，峰值约为40%。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Molecular Clouds as a Probe of Cosmic-Ray Acceleration in a Supernova Remnant
我们研究了超新星遗迹（SNR）中的宇宙射线加速及其逃逸。我们模拟了疏散星团Westerlund 2中隐藏的SNR和老年混合形态SNR W 28的非热粒子和光子谱。我们假设SNR冲击波在低密度空腔中传播，该空腔是通过祖星和/或以前的超新星爆炸的活动产生和加热的。我们指出，宇宙射线的扩散系数周围的SNR是小于1%的远离他们。我们将我们的预测与宇宙射线（费米和H.E.S.S.）照射的分子云的伽马射线谱进行比较。我们发现粒子的光谱指数约为2.3。这可能是因为粒子在Sedov阶段结束时被加速，并且因为粒子的能量依赖性逃逸和传播对光谱没有太大影响。
2009-11-25 astro-ph.HE
Compact Radio Sources in the Field of Tycho's Supernova Remnant
本文使用Jansky Very Large Array在1.50 GHz下观测Tycho超新星遗迹视场，探测到36个致密源，通过对比历史观测未发现大自行源，支持所有源均为河外源的结论。
2023-11-24 astro-ph.HE
Constraining the Age and Distance of the Galactic Supernova Remnant G156.2+5.7 by H-alpha Expansion Measurements
我们呈现了部分X射线明亮但光学暗淡的银河系超新星遗迹G156.2+5.7的深H-α图像，揭示了许多微妙而薄的非辐射细丝，这些细丝标志着遗迹的前向激波的位置。这些新的图像显示，这些细丝具有在以前的低分辨率光学图像上不可见的复杂结构。通过比较2004年在麦克唐纳天文台和2015-2016年在木曾天文台拍摄的H-α图像，我们设定了严格的1-sigma膨胀上限为0.06 arcsec/yr。这种自行，再加上从X射线光谱分析推断出的500公里/秒的冲击速度，给出了> 1.7千秒差距的距离。此外，简单地比较几个SNRs的膨胀指数，我们可以推断出遗迹的年龄为几万年。这些估计比以前的任何研究都更直接和可靠，并明确排除了G156.2+5.7与金牛座-御夫座云和尘埃复合体的一部分在200-300 pc距离上物理相关的可能性。
2016-05-24 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
Magnetic reconnection detonation in supernova remnants
作为更新星际介质的关键过程，超新星遗迹膨胀锋的动力学和辐射特性不仅反映了超新星周围旧星际介质的物理环境，而且还提供了更新后旧星际介质的信息。然而，SNRs的膨胀动力学不能简单地用传统的球形冲击波传播定律来解释;另一方面，高能辐射需要在热碰撞之外的冲击波阵面中附加电子加速机制。本文考虑爆轰波描述的SNR扩展，其中磁重联遵循的冲击波阵面和转移的SNR磁场能量的流体热能和粒子动能。利用标度分析方法识别了磁重联爆轰波的结构。本文以蟹状星云为例，应用SNR膨胀激波的MRD描述，说明MRD描述既能解释星云的加速膨胀，又能解释发光膨胀壳层的起源。
2018-08-03 astro-ph.HE
FRB 190520B -- A FRB in a Supernova Remnant?
FRB 190520 B是FRB 121102的重复FRB近孪生子，被发现\citep{N21}在星系际和银河系的贡献上有大约900 pc-cm $^{-3}$的色散测量过量，这归因于它的宿主星系或近源环境。这种过剩在$\sim 30\,$ y的时间尺度上变化，可以用一个不超过几十年的超新星遗迹来解释。与残骸膨胀均分的磁场是${\cal O}(1\,\text{G})$。我建议使用基带数据来测量非常大的旋转测量。
2021-11-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
Expansion and Age of the Supernova Remnant G350.1-0.3: High-Velocity Iron Ejecta from a Core-Collapse Event
我们报告钱德拉观测的高度不对称的核心坍缩超新星遗迹G350.1-0.3。我们的文件膨胀超过9年远离大致静止的中央紧凑的对象，天空平面速度高达$5000 d_{4.5}$ km s $^{-1}$（$d_{4.5}$是距离的单位为4.5 kpc），红移范围从900 km s $^{-1}$到2600 km s $^{-1}$，和三维空间速度接近6000 km s $^{-1}$。大部分明亮的辐射来自重元素的喷出物，特别是铁。在4000 - 6000 km/s的$^{-1}$处可以看到铁增强的喷出物，强烈表明超新星不是一个常见的IIP型事件。虽然一些较暗的区域有大致的太阳丰度，但我们无法识别清晰的爆炸波特征。我们的膨胀自行表明，G350.1-0.3的年龄不超过600年，与距离无关：是银河系中第三年轻的已知核心坍缩超新星，也是最不对称的超新星之一。
2020-12-17 astro-ph.HE
Supernova remnants of red supergiants: from barrels to Cygnus loops
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟与辐射转移计算，揭示了失控红超巨星的超新星遗迹从桶状到天鹅座圈状的演化规律，为后续CTA观测数据解读提供了参考。
2024-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expansion and Age of the X-ray Synchrotron-Dominated Supernova Remnant G330.2+1.0
我们报告了钱德拉对为数不多的银河系超新星遗迹之一的新观测，该超新星遗迹的X射线光谱主要由非热同步辐射（G330.2+1.0）组成。我们发现，在2006年至2017年之间，壳层的某些部分膨胀了约1%，给出了约1000年的自由膨胀（未减速）年龄，这意味着在5 kpc的距离上，那里的激波速度为9000 km/s。在残骸外围的其他地方，特别是在紧凑的结中，可以看到膨胀速度较慢。由于一定发生了减速，我们推断G330.2+1.0的年龄小于1000年。因此，G330.2+1.0是上个千年仅有的四个银河系核心坍缩遗迹之一。大尺寸、低亮度和年轻的年龄需要一个非常低的环境密度，这意味着在星风泡中膨胀。我们认为，在东部，在那里看到一些热发射和膨胀速度慢得多，冲击波已经达到了空腔的边缘。高的激波速度可以很容易地将相对论电子加速到发射X射线的能量。一些小区域显示出10%到20%的亮度变化，既有增亮又有褪色，这种现象以前只在两个超新星遗迹中观察到，表明存在强烈和/或湍流的磁场。
2018-12-17 astro-ph.HE
A source of gamma rays coincident with the shell of the supernova remnant CTB 80
CTB 80（G69.0+2.7）是一个相对较老的超新星遗迹（SNR），具有复杂的射电形态，在脉冲星PSR B 1951 +32附近有三个延伸的射电臂和一个射电和X射线星云。本文报道了用\emph{Fermi} -LAT数据对CTB 80区GeV辐射的研究。发现了一个扩展源，其大小为1.3 $^\circ$，与与SNR相关的红外外壳的大小相匹配。GeV的发射，检测到的能量为$\sim 20$ GeV，是更显着的位置，北部的无线电手臂，以前的观测表明，SNR冲击与周围的物质相互作用。强子和轻子的情况下，可以重现多波长的数据相当不错。强子宇宙线所需的能量密度是相当大的本地银河值和γ射线轻子发射主要是由于韧致辐射相互作用。我们的结论是，GeV粒子仍然被捕获或加速的SNR产生所观察到的高能量发射时，与周围的材料相互作用。
2021-01-11 astro-ph.HE
Multi-frequency study of a new Fe-rich supernova remnant in the Large Magellanic Cloud, MCSNR J0508-6902
本文对新发现的大麦云（LMC）超新星遗迹（SNR）进行了详细的射电、X射线和光学研究，我们将其命名为MCSNR J 0508 -6902。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和$\textit{XMM-Newton}$ X射线天文台的观测得到了深H $α$图像和英澳望远镜AAOmega光谱数据的补充，以研究SNR壳层及其激波电离。在其他波长的档案数据也进行了检查。残骸在射电连续谱中遵循填充壳型形态，在LMC距离处的大小为$\sim$ 74 pc $\times$ 57 pc。X射线发射显示出微弱的软壳形态，其内部$-$中含有富Fe气体，表明Ia型起源。残余物似乎在较高的无线电连续频率下大部分消散，只留下东南边完全可以探测到，而在光学上，可以清楚地探测到信噪比外壳的西侧。壳层X射线发射的最佳拟合温度（$kT = 0.41^{+0.05}_{-0.06}$ keV）与其他大型LMC SNR一致。我们确定的O/Fe比$<21$和Fe的质量为0.5-1.8 $~M_{\odot}$在残留物的内部，这两者都是符合Ia型的情况。我们发现$\sim$ 28 $μ$ G的残骸具有均分磁场，这是较老SNR的典型值，与其他推断较老残骸的分析一致。
2014-01-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Rapid Expansion of the Young Type Ia Supernova Remnant 0519-69.0: More Evidence for a Circumstellar Shell
基于Chandra对年轻Ia型超新星遗迹0519-69.0的21年观测，发现X射线物质快速膨胀，外围高速度与主壳层适度膨胀对比，为大质量星周物质壳层存在提供更多证据。
2023-03-06 astro-ph.HE
A supernova remnant association for the fast-moving pulsar PSR J0908-4913
最近对PSR J 0908 -4913自行的测量表明，它是一个快速移动的物体，距离约为3 kpc。在这里，我们提出的证据表明，脉冲星位于一个以前未知的，充满中心的超新星遗迹，G270.4-1.0的边缘。脉冲星的速度矢量直接指向远离残骸中心的方向。这颗脉冲星的信噪比为G270.4-1.0，这意味着它的年龄约为12 kyr，远小于它的特征年龄110 kyr。我们证明了脉冲星的自转轴指向自行的方向。随着时间的推移，可以看到旋转测量和色散测量的变化，这可能表明脉冲星正在通过残骸的灯丝后面。
2021-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray positrons from a local, middle-aged supernova remnant
我们认为，在ATIC-2，费米LAT，PAMELA，HESS和最近在精密AMS-02实验中观察到的宇宙线正电子过剩可以归因于本地，中年超新星遗迹（SNR）的生产。利用我们的宇宙线加速模型对SNR的预测，我们估计导致观测到的正电子过剩的SNR位于距离太阳250到320 pc之间，年龄为170-380 kyear。最有可能的来源是SNR，它产生了着名的Geminga脉冲星，但不再可见。其他竞争者也在讨论中。
2013-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unified model for the gamma-ray emission of supernova remnants
超新星遗迹（SNRs）的冲击波是产生银河系宇宙射线的重要（也许是主要的）媒介。最近对几个SNR的$γ$射线观测使这种情况更加引人注目。然而，这些宽带高能量测量也揭示了各种光谱形状，需要更全面的模拟SNR的排放。根据当地观测到的宇宙线质子和电子的通量，已知电子与质子的数量比约为1%。假设这样的比例是普遍的所有SNR和相同的光谱形状的所有种类的加速粒子，我们提出了一个统一的模型，归因于不同的$γ$ -射线光谱的SNR的介质密度的变化和宇宙线电子和质子之间的光谱差异在地球上观测到的传输效应。对于低密度环境，$γ$射线发射是逆康普顿主导的。对于高密度环境，如高能粒子与分子云相互作用的系统，$γ$射线发射以$π^0$衰变为主。该模型预测了$γ$射线发射的强子起源，来自主要与分子云相互作用的非常古老的遗迹，以及中间年龄遗迹的轻子起源，其冲击波在其祖先通过例如，强烈的恒星风这些结果可以被看作是支持银河系宇宙射线的SNR起源的证据。
2012-11-01 astro-ph.HE
A Suzaku Study of Ejecta Structure and Origin of Hard X-ray Emission in the Supernova Remnant G156.2+5.7
本文报道了基于朱雀星六次定点观测的银河系超新星遗迹G156.2+5.7的X射线研究。遗迹的大范围（直径为100 $\arcmin$）使我们能够从表观中心研究其西北和东部方向的放射状结构。X射线谱与代表扫掠星际介质（ISM）和富金属喷出物的双组分非平衡电离模型拟合良好。我们发现突出的Si，S和Fe从喷出物组分的中心浓度; O，Ne和Mg的轻元素分布更均匀。ISM分量的温度表明这是一个慢震（610-960 km/s $^{-1}$），因此残余物的年龄估计为7，000 - 15，000年，假设其距离为$\sim$ 1.1 kpc。G156.2+5.7也被认为会发出坚硬的非热X射线，尽管它比任何其他这样的遗迹都要古老得多。针对最近发现的背景星系团（2XMM J045637.2+522411），我们仔细排除了它的贡献，并重新检查了硬X射线发射的起源。我们发现，残留的硬X射线发射与宇宙X射线背景的预期水平一致。因此，从G156.2+5.7中未获得非热发射的可靠证据。这些结果与演进的SNR的图片是一致的。
2012-05-18 astro-ph.HE
Secondary antinuclei from supernova remnants and background for dark matter searches
我们计算宇宙射线（CR）核和反核的光谱下的强子相互作用过程中超新星遗迹（SNRs）可以产生一个扩散冲击加速的“源组件”的次级粒子的情况下。这种情况是能够解释的反质子/质子比的AMS报告，这是非常恒定的~60-450 GeV的动能最近的测量。然而，正如我们将要说明的，这种解释被AMS关于B/C比的新数据排除了，发现B/C比在TeV/n能量下稳定地下降。与两个比率提供的约束，我们计算保守的（B/C驱动）和投机（pbar/p驱动）SNR引起的流量贡献的光谱中的反氘和反氦的CR，以及他们的标准的二次分量预期从CR碰撞在星际气体。我们发现，反核的SNR分量可以显着大，在高能量，几个~10 GeV/n以上，但它总是次占主导地位，在sub-GeV/n能量，即能量区域，暗物质诱导的信号可能会超过标准的天体物理背景。此外，总的反核通量从星际spectrometry加上SNR组件是紧密结合的数据，所以强子生产的SNR有轻微的影响天体物理背景的暗物质搜索。
2018-07-27 astro-ph.HE hep-ph
Dark Age of Type II Supernova Remnants
超新星遗迹与超新星爆发机制、祖星和宇宙线加速等都有着密切的联系，是重要的天体。SNRs的非热辐射是探测其周围星周介质结构的有效手段，它可以揭示大质量恒星难以理解的质量损失的机制和历史。在这项工作中，我们计算的时间演变的宽带非热发射SNR起源于II型SNe嵌入在CSM环境中链接的质量损失历史的祖先。我们的研究结果预测，II型信噪比经历了一个长期的弱无线电和$γ$射线发射，如果他们运行到一个空间扩展的泡沫低密度和高温恒星风期间的主要序列。对于一个在平均星际介质（ISM）中演化的典型的红超巨星祖先，这个“黑暗年龄”对应的SNR年龄范围从1000到5000岁。这一结果表明，大多数II型SNRs太微弱而无法被检测到，这可能有助于解释为什么已知的银河系SNRs的数量明显少于我们对银河系SN率的预期。
2021-09-09 astro-ph.HE
Investigation of the Physical Origin of Overionized Recombining Plasma in the Supernova Remnant IC 443 with XMM-Newton
超新星遗迹中过电离重组等离子体的物理起源一直受到人们的关注，因为它的理解为超新星遗迹的演化提供了新的见解。然而，过电离的过程，虽然它已经在一些RP-SNR中讨论过，但尚未完全理解。本文报道了用{ \it XMM-牛顿}对IC~443的X射线辐射进行空间分辨光谱分析。我们发现，在与密集的分子云相互作用的区域，RP往往具有较低的电子温度和较低的复合时间尺度。这些趋势表明，在这些地区的RP更冷，更强烈的过电离，这是自然解释为通过热传导的分子云快速冷却的结果。我们对IC~443的研究结果与对W ~ 44的研究结果相似，表明热传导是RPs的起源，至少在较老的遗迹中是如此。我们认为，嵌入在热等离子体中的气体的蒸发迅速冷却等离子体中也发现在W 44的情况。我们还讨论了在IC~443中加速的质子电离是否是产生RP的原因。基于粒子加速的能量学，我们得出结论，质子轰击是不可能解释所观察到的RP的属性。
2021-08-12 astro-ph.HE
Examining a hadronic $γ$-ray scenario for the radiative shell & molecular clouds of the old GeV supernova remnant G298.6$-$0.0
本研究通过 Fermi-LAT 数据改进通量测量，在强子情景下分析 SNR G298.6$-$0.0 的壳层与分子云发射，确认谱断裂并限制其年龄为 10--30 kyr。
2024-03-20 astro-ph.HE
Production and acceleration of antinuclei in supernova shockwaves
我们计算了在超新星遗迹（SNRs）内部强子相互作用可以产生次级反核的扩散激波加速“源成分”的情况下，反氘和反氦在宇宙射线（CR）中的能谱。指定SNR环境和星际CR运输的关键参数与AMS实验提供的B/C比和反质子/质子比的新测量值密切相关。从这两个比率得到的最佳拟合模型被发现是彼此不一致的，因为反质子/质子数据需要增强的二次生产。因此，我们导出保守（即，B/C驱动）和投机（反质子/质子驱动）的SNR通量贡献的上限的d和他的光谱光谱在CR，随着他们的标准二次分量预期从CR碰撞在星际气体。我们发现，反核的源成分在动能大于几~10 GeV/n时是可观的，但在几GeV/n以下总是次主导的，这是暗物质（DM）湮灭特征有望超过次级产生水平的能量窗口.我们还发现，总（标准+ SNR）流量的次级反核是紧密结合的数据。因此，SNR内的相互作用过程的存在并不严重影响DM搜索的总背景。
2018-07-27 astro-ph.HE hep-ph
Optical Emission Associated with the Galactic Supernova Remnant G179.0+2.6
大型银河系超新星遗迹G179.0+2.6的窄通带光学图像显示了一个微弱但几乎完整的发射壳层，主要是强[O III] 4959，5007 A线发射。残骸的光学辐射，包括弥散和散射特征，在其南部和东北部边缘最明亮。深H-α图像检测到很少的巧合发射表明一个异常高的[O III]/H-α发射比这样一个大的，显然是旧的遗迹。几个地区的低色散光谱确认大[O III]/H-α线的比例与典型值约为10。大多数残骸的光学细丝的[O III]发射的主导地位表明，在大多数残骸中存在超过100 km/s的激波速度，可能反映了相对低密度的环境ISM。遗迹异常强烈的[O III]发射增加了遗迹的一系列有趣的性质，包括厚的无线电发射壳层，其无线电发射的径向偏振，就像通常在年轻的超新星遗迹中看到的那样，以及一颗异常缓慢旋转的伽马射线脉冲星，其特征是自旋下降年龄约为50 kyr。
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the origin of the rising cosmic ray positron fraction with the boron-to-carbon ratio
根据PAMELA和AMS的测量，宇宙射线正电子分数在10 GeV以上的快速上升，表明附近存在高能正电子的主要来源，如电子束或湮灭/衰变的暗物质。相比之下，通过宇宙射线在星际介质中碰撞产生的次级正电子的光谱预计会随着能量的迅速下降，因此无法解释观测到的上升。然而，有人提出，次级正电子可以产生，然后在附近的超新星遗迹中加速，这可能解释了观测到的上升，而不需要初级正电子源。然而，如果次级正电子在这样的冲击中被加速，其他次级宇宙射线物质（如硼核和反质子）也将被加速，导致硼与碳和反质子与质子的比率上升。然而，PAMELA和AMS合作测量的硼碳比没有显示出这种上升的迹象。有了这些新的数据，我们重新审视了上升正电子分数的二次加速方案。假设相同的超新星遗迹同时加速了轻核（质子、氦）和较重的宇宙射线物质，我们发现，在观测到的正电子分数的上升中，不超过25%是由这种机制引起的（在95%的置信水平上）
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Detection of Extensive Optical Emission from the Extremely Radio Faint Galactic Supernova Remnant G182.4+4.3
射电微弱的银河系超新星遗迹G182.4+4.2的宽视场Halpha图像揭示了一个令人惊讶的广泛和复杂的发射结构，沿着遗迹的西南边缘有一系列不寻常的广泛和弥漫的细丝。Deep [O III] 5007的图像显示，除了一个与西南宽暗条最西端重合的单一暗条外，没有明显的残余发射。几乎完全没有[O III]发射表明，大部分残骸的光学发射来自相对缓慢的冲击（<70 km/s），与很少或没有相关的X射线发射相一致。在残骸的主要发射结构中的几个区域的低色散光谱证实缺乏明显的[O III]发射，并表明[S II]/H α线比为0.73 - 1.03，与冲击加热的起源一致。我们发现G182.4+4.2是一个相对较大的超新星遗迹（在4 kpc时d~50 pc），比以前估计的要老得多（年龄~40 kyr），其微弱的无线电和X射线发射与其年龄，低冲击速度和距离银河系中心约12 kpc的低密度区域有关。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
$^{60}$Fe in core-collapse supernovae and prospects for X-ray and $γ$-ray detection in supernova remnants
我们调查$^{60}$铁在大质量恒星和核心坍缩超新星集中在不确定性，影响其生产的15，20和25 $M_\odot$恒星在太阳的金属丰度。我们发现，$^{60}$ Fe产率是不确定的$^{59}$ Fe $(n,γ)^{60}$ Fe横截面的单调递增函数，并且反应速率降低10倍导致$^{60}$ Fe产率降低8-10倍;而速率增加10倍则使产率增加4-7倍。我们发现，我们已经进行的189个模拟是一致的核心坍缩超新星触发太阳系的形成，只有使用$^{59}$ Fe $(n,γ)^{60}$ Fe截面小于或等于NON-SMOKER模型可以重现所观察到的$^{60}$ Fe/ $^{26}$ Al线通量比在扩散ISM。我们研究了从$^{60}$ Fe衰变产生的$γ$射线发射中探测银河系中古老的核心坍缩超新星遗迹（SNRs）的前景，发现下一代伽马射线任务可能能够发现多达$\sim100$这样的古老SNRs，并测量少数已知银河系SNRs的$^{60}$ Fe产额。我们还预测的X射线光谱，产生的原子跃迁在$^{60}$ Co后，其电离的内部转换，并给出理论X射线线通量作为剩余年龄的函数，以及多普勒和精细结构线加宽效应。X射线发射为解决未来X射线任务的SNR缺失问题提供了一个有趣的前景。
2019-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multifrequency study of SNR J0533-7202, a new supernova remnant in the LMC
本文介绍了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对新发现的大麦云（LMC）超新星遗迹（SNR）SNR J 0533 -7202的观测结果。这个物体遵循马蹄形形态，大小为37 pc x 28 pc（每个方向的不确定性为1 pc）。它的射电光谱在73至6厘米之间的固有同步加速器光谱指数为α = -0.47+-0.06。我们报告了在6 cm处检测到显示出中等高分数极化的区域，峰值为36 ± 6%，平均分数极化为12 ± 7%。我们还估计了在-591 rad m^-2的剩余部分上的平均旋转测量值。目前缺乏深层X射线观测排除了任何关于残骸高能发射的结论。与一个古老的恒星星族的联系有利于残骸的热核超新星起源。
2013-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
