The sculpting of rectangular and jet-like morphologies in supernova remnants by anisotropic equatorially-confined progenitor stellar winds
热核和核心坍缩超新星遗迹（SNRs）是已不存在的恒星的星云残留物。它们的形态和发射特性为了解祖星的演化历史提供了线索。但是，虽然一些SNR是球形的，正如从点状爆炸扩展到大致均匀的介质中所预期的那样，但许多其他SNR表现出复杂的非球形形态，这些形态通常不容易解释。在这项工作中，我们使用三维磁流体动力学模拟表明，矩形和射流状的形态可以解释超新星（SNe），无论是Ia型或II型，在各向异性，双极恒星风气泡驱动的祖星内膨胀。星风具有各向异性的密度分布，根据各向异性的特点，不同的渠道SN喷出物。我们计算合成的热（X射线）和非热（同步辐射）的发射图，从我们的数值模拟与观测比较。我们发现，当恒星风有一个高的质量损失率，并在赤道地区形成一个密集的，狭窄的磁盘时，产生矩形的形态。相反，当恒星风形成一个宽而密的圆盘时，就会得到类似喷流或耳朵的形态。低质量损失率的恒星风不会强烈影响SNR形态。最后，我们针对高质量损失率情况的合成同步加速器和X射线图在定性上与SNR G332.5-5.6和G290.1-0.8的观测结果一致。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Masses of Supernova Remnant Progenitors in M83
我们确定的年龄的年轻，解决恒星星族在M83的237个光学确定的超新星遗迹的位置。这些年龄分布限制了产生199个遗迹的超新星的祖先质量。其他38个没有显示出具有年轻祖细胞的证据，因此是良好的Ia型SNR候选者。从哈勃空间望远镜的宽带成像出发，我们测量了F336 W、F438 W和F814 W中7个存档的WFC 3/UVIS视场的分辨恒星光度学。我们产生的颜色星等图的恒星在50 pc的每个SNR和适合他们的恒星演化模型，以获得人口年龄。根据这些年龄，我们推断出与最显著年龄（$<$ 5000万年）的寿命相对应的祖先质量。在该样本中，有47个SNR具有最佳拟合祖细胞质量$>$ 15 M $_{\odot}$，其中5个是$>$ 15 M $_{\odot}$，置信度为84%。这是迄今为止最大的高质量祖细胞的集合，包括我们迄今为止发现的最高质量祖细胞推断，其限制为$<$ 800万年。总体而言，祖细胞质量分布具有幂律指数$-3.0^{+0.2}_{-0.7}$，比Salpeter初始质量函数（$-2.35$）更陡。目前还不清楚高质量祖星数量少的原因是由于难以找到和测量这样的物体，还是因为只有一小部分非常大质量的恒星产生超新星。
2019-04-23 astro-ph.GA
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
Impacts of hydrogen envelope on supernova fallback and the resulting compact remnant masses
The University of Tokyo（东京大学）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；RIKEN（理化学研究所）；Monash University（蒙纳士大学）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Tohoku University（东北大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究氢包层对超新星回落及残骸质量的影响，揭示爆炸能量与残骸质量的普遍关系。
2025-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A hyper-runaway white dwarf in Gaia DR2 as a Type Iax supernova primary remnant candidate
观测与Ia型和Iax型超新星有关的恒星残骸对于充分了解它们的祖先是必要的。多个祖先的情况下预测人口踢供体残留物和部分燃烧的初级残留物，都以相对较高的速度移动。但只有少数的例子符合这两个预测的人口已被观察到。在这里，我们报告了可能是第一个已知的例子，一个未绑定的白矮星，这是一致的完全冷却的主要遗迹，以Iax型超新星。候选天体LP 93-21以银河系中心速度v $_{gal}$ $\simeq$ 605 km s $^{-1}$运行，并且引力与银河系无关。我们排除了银河系外的起源。Iax型超新星喷发的情况与其独特的未绑定轨迹是一致的，因为通过光谱跟踪在其光球层中检测到异常元素丰度。这一发现反映了最近的模型，该模型表明恒星喷射可能经常发生。不幸的是，由于白矮星本身的微弱性，以及与它们的直接祖先系统相关的不确定性，使得探测和确认这样的供体变得困难。
2019-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SNR G292.0+1.8: A Remnant of a Low-Mass Progenitor Stripped-Envelope Supernova
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，一个典型的例子，一个核心崩溃的SNR，包含富氧喷出物，拱星物质，一个快速移动的脉冲星，和脉冲星风星云（PWN）的研究。我们使用流体动力学模拟的残余物的演变表明，SNR的反向冲击波与PWN相互作用，最有可能震惊了大多数超新星喷出物。在我们的模型中，这种情况需要总喷出物质量为$\lesssim 3\: \rm M_{\odot}$，这意味着在反向激波内部没有大量的冷喷出物。根据这些结果，我们比较了估计的元素质量和丰度比的反冲击喷出物核合成模型，发现它们是一致的与一个祖星的初始质量为12-16 $\: \rm M_{\odot}$。我们的结论是，G292.0+1.8的前身可能是一颗质量相对较低的恒星，通过双星相互作用经历了显着的质量损失，并产生了一个剥离的信封超新星爆炸。我们还认为，在G292.0+1.8中被称为“马刺”的区域是由于脉冲星通过超新星喷出物的运动而产生的，其动力学性质可能表明脉冲星速度的视线分量，导致总空间速度为$\sim 600\: \rm km\:s^{-1}$，并意味着一个显着的出生踢。最后，我们讨论了与G292.0+1.8相关的二进制质量损失情况及其对二进制伴星性质和未来搜索的影响。
2022-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Expanding molecular bubble surrounding Tycho's supernova remnant (SN 1572) observed with IRAM 30 m telescope: evidence for a single-degenerate progenitor
Ia超新星的前身是单简并还是双简并白矮星系统一直是一个备受争议的话题。为了解决Ia型第谷超新星遗迹（SNR）SN 1572的起源，我们进行了$^{12}$ CO J=2-1映射和使用IRAM 30米望远镜对遗迹进行3毫米线测量。我们表明，第谷是包围着一个clusterous分子泡在当地的标准的$\sim 61$公里的$^{-1}$的速度为$\sim 4.5$公里的$^{-1}$，并有一个质量为$\sim 220$ M $_\odot$（在距离为2.5千秒差距）。增强的$^{12}$ CO J=2-1线发射相对于$^{12}$ CO J=1-0发射和可能的线加宽（在速度范围$-64$到$-60$ km s $^{-1}$）被发现在东北边界的SNR，在那里的壳变形和减速。这些功能，结合膨胀的分子泡和第谷之间的形态对应关系，表明SNR是与泡沫在速度范围$-66$到$-57$ km s $^{-1}$。最合理的起源膨胀的泡沫是快速流出（速度为数百公里秒$^{-1}$）驱动的WD附近，因为它吸积的物质从一个非退化的伴星。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。这是第一次明确检测到Ia型SNR的祖先驱动的膨胀气泡，这构成了Ia型SN的单一简并祖先的证据。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ring Galaxies Through Off-center Minor Collisions by Tuning Bulge-to-disk Mass Ratio of Progenitors
碰撞环星系（CRG）是由一个目标星系和一个入侵的矮星系之间的偏心碰撞形成的。我们通过调整前体的凸起与圆盘质量比（$B/D$）来研究CRG的质量分布和运动学;即，目标星系我们发现，环的寿命与垂直于盘平面的初始撞击速度（即，$v_{z0}$）。选择碰撞星系对的三个轨道，在碰撞后形成清晰和不对称的环，在不同的$B/D$值下对祖先进行\textit{N}体模拟。研究发现，当$B/D$值较小时，CRG的环状结构最强.碰撞后，目标星系中心残骸的Sérsic指数$n$变大。此外，中央残体的Sérsic指数与祖细胞的$B/D$初始值密切相关。一个没有膨胀的祖先会在环状星系的中心产生一个晚型的天体，而一个膨胀主导的祖先会导致一个早型的中央遗迹。具有$B/D\in [0.1,~0.3]$的祖细胞（即，轻微隆起）留下中央残留物和$n\approx 4$。这些结果提供了一个可能的解释，最近观察到的CRG与早期型中央核，SDSS J1634+2049的形成。此外，我们还发现环星系的径向和方位角速度分布对$B/D$的敏感性要高于其初始相对速度。
2018-09-07 astro-ph.GA
The Cold Dust Content of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们目前的银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，获得与PACS和SPIRE仪器的赫歇尔空间天文台的远红外图像。我们发现，SNR壳是在PACS蓝色（100微米）波段检测到的，但不是在红色（160微米）波段，大致与AKARI观测结果一致。在250、350和500微米的SPIRE图像中，G292.0+1.8没有可辨别的发射。将100微米的发射与斯皮策在24和70微米处观察到的发射进行比较，我们发现G292.0+1.8在所有三个波长处的外观非常相似。红外辐射主要来自于非辐射性的星周激波。此外，在G292.0+1.8东侧被称为“马刺”的辐射冲击富O团块在PACS蓝色图像中清晰可见，红色图像中有边缘检测。将现有的14-40微米的IRS光谱与70微米MIPS和100微米PACS光度测量相结合，在最保守的假设下，即喷出物尘埃的温度为15 K，我们将喷出物尘埃质量的上限设定为<0.04太阳质量。通过对边缘周围四个位置的IRS光谱中的尘埃连续体进行建模，我们估算出激波后的密度范围为n_p = 3.5 cm^-3 ~ 11 cm^-3。整个SNR的综合光谱，占主导地位的扫起来的星周尘埃，可以适合与两个组件的尘埃模型与硅酸盐组件在62 K和石墨组件在40 K的总尘埃质量为0.023太阳质量。
2016-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-thermal radio supernova remnants of exiled Wolf-Rayet stars
银河系中相当一部分大质量恒星（> 8 Mo）从它们的母星团中被抛射出来，并以超音速方式穿过星际介质（ISM）离开。这些快速移动的恒星的风吹出不对称的气泡，从而创造了一个星周环境，在这种环境中，恒星最终会随着超新星爆炸而死亡。由此产生的残骸的形态在很大程度上取决于已不复存在的祖星的星周介质。在本文中，我们提出了2D磁流体动力学模拟调查的ISM磁场的形状上的超新星遗迹的35 Mo星演变通过沃尔夫-拉叶阶段和运行速度分别为20和40公里/秒的影响。7 microG的环境磁场足以改变膨胀的超新星冲击波阵面的性质，特别是可以防止膨胀结构的形成。在超新星爆发之前，星周介质中的压缩磁场稳定了风泡尾部的风/ISM接触不连续性。其结果是，在超新星冲击波传播的遗迹内部区域，喷出物和风物质的混合效率降低。同步辐射的辐射转移计算表明，非热射电辐射具有反映Wolf-Rayet前身星核坍缩超新星遗迹不对称性的特征。我们的模型是定性一致的几个残留的高质量的祖先，即双边G296.5+10.0和壳型残留CTB 109和Kes 17，分别无线电外观。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for Core-Collapse Supernova Remnants in M31 and M33
利用94颗超新星遗迹附近的恒星形成历史，我们推断了核心坍缩超新星的起源质量分布。我们使用贝叶斯推断和模型每个SFH与多个爆发的恒星形成（SF），其中之一被假定为与SNR。假设是单星演化，CCSNe的最小质量为$7.33^{+0.02}_{-0.16}$ $\text{M}_\odot$，祖先质量分布的斜率为$α= -2.96^{+0.45}_{-0.25}$，最大质量大于$\text{M}_\textrm{max} > 59$ $\text{M}_\odot$，置信度为68%。虽然这些结果与以前的推论是一致的，但它们也提供了更严格的约束。祖细胞分布比Salpeter初始质量函数（$α$ = -2.35）稍陡。这表明，要么SNR目录对最年轻的SF区域有偏见，要么最大质量的恒星不像低质量恒星那样容易爆炸。如果SNR星表有偏差，它很可能会影响斜率，但不会影响最小质量。不确定性主要由三个主要来源的不确定性，SFH分辨率，SF爆发的数量，和SF率在每个年龄箱的不确定性。我们解决这些不确定性的前两个，重点是多个突发。第三个问题将在今后的工作中处理。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Signatures of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
研究双碳氧白矮星并合遗迹的观测特征，提出通过光致电离星云的独特光谱发现遗迹，预测可在邻近大质量星系中探测到多个候选体。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Spectroscopy of the Galactic Supernova Remnant G292.0+1.8: Structure and Composition of the Oxygen-Rich Ejecta
我们目前的中红外（5-40微米）光谱的冲击喷出物在银河系富氧超新星遗迹G292.0+1.8，获得与IRS光谱仪上的斯皮策太空望远镜。观测目标是G292.0+1.8中最明亮的富氧特征中的两个位置。从冲击喷出物中检测到[Ne Ⅱ] 12.8、[Ne Ⅲ] 15.5、36.0、[Ne V] 24.3和[O Ⅳ] 25.9的发射线。在G292.0+1.8中没有检测到来自较重物质如Mg、Si、S、Ar或Fe的可辨别的中红外发射。我们还检测到一个广泛的发射凸点之间的15和28微米的光谱中的辐射冲击富O喷出物在G292.0+1.8。我们认为，这一功能产生于无论是冲击加热Mg 2SiO 4（镁橄榄石）灰尘中的辐射冲击富O喷出物，或碰撞激发的多环芳烃的爆炸波的SNR。如果前一种解释是正确的，这将是G292.0+1.8中第一次对喷出物尘埃进行中红外探测。在G292.0+1.8周围的星周介质中，还从非辐射激波中检测到了一个无特征的尘埃连续体。这些结构的中红外连续谱很好地描述了一个双组分尘埃模型。热尘埃成分（质量约为0.002太阳质量）的温度约为115 K，而冷成分（> = 3太阳质量）的温度约为35 K。我们将热分量归因于G292.0+1.8星周激波中碰撞加热的尘埃，将冷分量归因于星周激波中硬FUV辐射加热的尘埃。我们的模型产生的中红外线强度与M（O）/M（Ne）~ 3、M（O）/M（Si）>~ 61和…
2009-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Role of Dissipation in the Scaling Relations of Cosmological Merger Remnants
椭圆星系的三种结构性质-恒星质量、速度色散和大小-之间存在着强相关性，表现为一个紧密的“基本面”和每对星系之间的“比例关系”。盘状星系的合并被认为是产生椭圆星系的一种机制，但是半解析星系形成模型（SAM）在再现观测到的大小-质量关系的斜率和散射方面遇到了明显的困难。我们研究了合并残留的标度关系，从两个SAM祖属性。我们应用一个简单的合并模型，包括气体耗散和恒星形成的理论考虑和模拟的基础上。结合SAM和合并模型，可以计算在给定红移下进入椭圆星系群的主要合并残余物的结构特性。在没有调整合并模型参数的情况下，每个SAM的结果大致匹配观测到的标度关系中的斜率和散射，以及它们在红移范围$z=0-3$中的演化。在这个模型中，所观察到的缩放关系，包括相对于维里平面的基本平面的倾斜，主要是由于随着祖质量的增加，气体分数的减少。残余物的尺寸-质量关系中的分散度从祖细胞的分散度减小，因为在给定质量下祖细胞尺寸与气体分数之间存在相关性。
2011-07-11 astro-ph.GA
Faraday rotation of the supernova remnant G296.5+10.0: Evidence for a Magnetized Progenitor Wind
我们目前的光谱偏振无线电图像的超新星遗迹（SNR）G296.5+10.0在1.4 GHz附近的频率，观察与澳大利亚望远镜紧凑阵列。通过应用旋转测量（RM）合成的数据，一个像素的法拉第旋转图已产生的整个残余。我们发现G296.5+10.0具有高度有序的RM结构，东侧主要为正RM（平均RM为+28 rad/m**2），西侧主要为负RM（平均RM为-14 rad/m**2），这表明磁场的一侧远离我们，另一侧朝向我们。我们认为几种可能的机制，创造所观察到的RM模式。无论是在前景星际气体中的法拉第旋转，还是在SNR壳层扫过的均匀环境介质中，都不能很容易地解释所观察到的RM图案的大小和符号。相反，我们建议，所观察到的RM是一个方位角磁场在恒星风的祖星的印记。具体地说，我们计算了一个扫描磁化风从红超巨星可以产生RM的观测到的幅度，而方位角的图案的磁场在大距离的恒星自然产生反对称RM模式观察。扩展到这样的风可能也可以解释SNR的无线电和X射线形态的惊人的双边对称性。
2010-01-20 astro-ph.GA
The Absence of Ex-Companions in Type Ia Supernova Remnants
Ia型超新星（SNe Ia）在我们研究宇宙的膨胀和加速过程中扮演着重要的角色，但是由于我们不知道其前身的确切性质，如果SNe Ia要成为更精确的宇宙探测器，就必须解决系统的不确定性。在Ia事件的爆炸前或爆炸后的图像中，都没有发现任何祖系统。最近有人声称支持和反对在几个Ia超新星遗迹中发现前伴星。然而，这些研究通常忽略了先驱WD的角动量增益，这导致了爆炸前的自旋上升阶段和随后的自旋下降阶段。对于大于10^5年的自旋下降时间尺度，施主星可能太暗而无法在爆炸时探测到。在这里，我们重新审视目前的限制前伴星SNR 0509 - 67.5，一个400岁的残留在大麦云（LMC）。如果包括可能的角动量增益对WD的影响，一个广泛的单简并祖先模型是允许这个残余。我们证明，目前缺乏证据的前伴星在这个遗迹，以及其他SNe Ia遗迹，并不一定提供证据的情况下，前伴星。我们讨论了通过深度成像观测来识别这种前伴星的潜在方法。
2012-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Supermassive Black Hole Seeds in ETG Star-Forming Progenitors: Multiple Merging of Stellar Compact Remnants via Gaseous Dynamical Friction and Gravitational Wave Emission
提出了$z\gtrsim 1$上局域早型星系（ETGs）恒星形成祖星中超大质量黑洞（BH）种子生长的新机制。这设想的迁移和合并的恒星紧凑的残余物（中子星和恒星质量的黑洞）通过气体动力学摩擦向中央的高密度区域的星系。我们表明，在合理的假设和初始条件下，该过程可以建立中央BH质量的顺序$10^4-10^6\, M_\odot$在一些$10^7$年，因此有效地提供重种子之前，标准盘（类爱丁顿）吸积接管，成为进一步BH增长的主导过程。值得注意的是，当宇宙$\lesssim 0.8$ Gyr的年龄构成了一个苛刻的限制时，这种机制可能为$z\gtrsim 7$类星体宿主中数十亿太阳质量BH的积累提供一种解释，而不是超爱丁顿吸积速率;此外，本发明还在红移$z\sim 2-6$的更常见的ETG祖细胞中，即使在短时间内的中等爱丁顿比$\lesssim 0.3$下，恒星形成持续时间$\lesssim$ Gyr。最后，我们探讨了未来的地面和空间探测器，如爱因斯坦望远镜（ET）和激光干涉仪空间天线（LISA）通过引力波发射检测迁移的恒星残骸和积累的中央超大质量BH之间的合并事件的前景。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rectangular core-collapse supernova remnants: application to Puppis A
核心坍缩超新星遗迹是大质量恒星爆炸死亡后形成的银河系星际介质（ISM）中的气态星云。它们的形态和发射特性既取决于周围的拱星结构形状的恒星风ISM相互作用的祖星和周围介质的局部条件。在银河系平面的暖相（n = 1/cm 3，T = 8000 K），一个有组织的磁场强度为7 microG具有深远的影响的形态风泡的大质量恒星在休息。在本文中，我们表明，通过2.5D磁流体动力学模拟的背景下，沃尔夫-拉叶演化的35 Mo星，它会影响其超新星遗迹的发展。当超新星遗迹达到中年（15 - 20 kyr）时，它会呈现管状，这是由各向同性的超新星喷出物和各向异性的、磁化的、受冲击的恒星祖先气泡（超新星爆炸波膨胀进入其中）之间的相互作用造成的。我们对非热辐射，即射电同步辐射和逆康普顿辐射的计算表明，由于投影效应，这种超新星遗迹在某些情况下可以表现为矩形物体。这种形成超新星遗迹的机制类似于在恒星演化的低质量区域中由风-风相互作用产生的双极和椭圆行星状星云。如果这样一个矩形的核心坍缩超新星遗迹被创造出来，那么它的前身星一定不是一颗逃逸恒星。我们认为，这种机制是在塑造不对称的核心坍缩超新星遗迹船尾座A。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Classification Scheme for X-ray Bright Type Ia Supernova Remnants Based on Their Circumstellar Interaction
本文研究了均匀各向同性外流对Ia型超新星前身星星周环境的影响，通过演化不同星周结构的超新星遗迹模型并与观测对比，提出了一种针对X射线明亮Ia型超新星遗迹的分类方案。
2025-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The imprint of a symbiotic binary progenitor on the properties of Kepler's supernova remnant
我们提出了SN 1604的Ia型超新星遗迹（SNR）的模型，也被称为开普勒的SNR。我们发现它的主要特征可以用一个由一颗白矮星和一颗初始质量为4-5 M太阳的AGB施主星组成的共生双星的祖先模型来解释。从施主星发出的缓慢的、富含氮的风部分被白矮星吸积，但也产生了一个环绕恒星的气泡。根据观测证据，我们假设该系统以250 km/s的速度移动。由于系统运动，风和星际介质之间的相互作用导致了弓形激波的形成，这可以解释单侧富氮壳层的存在。我们提出了两个二维流体动力学模拟壳的形成和SNR的演变。SNR模拟结果与观测到的开普勒SNR的运动学和形态学特性吻合得很好。具体来说，该模型再现了观测到的膨胀参数（m=V/（R/t）），在开普勒的SNR的北部m=0.35，南部m=0.6。我们讨论了我们的流体动力学模拟之间的变化，根据观察，并表明，部分冲击波可能已经完全穿过单面壳。模拟结果显示，超新星SN 1604与开普勒的信噪比之间的距离为6 kpc，或者说SN 1604是一个次高能的Ia型爆炸。最后，我们讨论了我们的模型Ia型超新星及其残余物的一般可能的影响。
2011-03-28 astro-ph.GA
Supernova Remnant Progenitor Masses in M31
使用HST测光，我们年龄的59超新星遗迹（SNRs）的旋涡星系M31和使用这些年龄估计零年龄的主序星质量（MZAMS）为他们的祖先。为了实现这一点，我们创建颜色星等图（CMD），并使用CMD拟合测量最近的恒星形成历史（SFH）的编目SNR网站周围的地区。我们确定任何年轻的同时代的人口，可能产生的祖星，并分配一个年龄和不确定性的人口。应用恒星演化模型，我们可以从这个年龄推断MZAMS。由于我们的技术不依赖于祖星的精确位置，因此可以应用于任何已知SNR的位置。我们确定了59个SNRs中的53个左右的显著年轻SF，并将祖细胞质量分配给这些，代表了比目前测量的祖细胞质量增加2倍。我们认为剩余的6个SNRs可能是Ia型候选者，或者是逃离出生地的核心塌陷祖细胞的结果。恢复的祖先质量的分布是底部重的，显示出最大质量恒星的缺乏。如果我们假设一个单一的幂律分布，dN/dM与M^alpha成比例，我们会发现一个比Salpeter IMF（alpha=-2.35）更陡的分布。特别是，我们发现α值在-2.7到-4.4范围之外，与我们在95%置信度下测量的分布不一致。相反，如果我们假设分布遵循Salpeter IMF直到某个最大质量，我们发现M_max大于26 Msun的值与95%置信度下的测量分布不一致。在这两种情况下，数据表明，一些大质量恒星可能不会爆炸。结果是初步的，需要更多的信噪比和进一步的分析。此…
2012-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for the GD-1 Stream Progenitor in Gaia DR2 with Direct N-body Simulations
我们进行了一个大套件的直接N体模拟，旨在揭示的位置的祖先，或其残余物，GD-1流。来自\gaia \DR 2的数据显示GD-1流在$\approx 100^\circ$上延伸，使我们能够确定流的前端和后端。我们的模型表明，流的长度与2-3 Gyr之间的动力学年龄一致，GD-1流的确切长度、宽度和位置对应于流的祖先位于标准GD-1坐标系中的$-30^\circ < ϕ_{1,\mathrm{pro}} < -45^{\circ}$之间。模型流密度剖面显示，完整的祖先留下了强烈的过密度，最近溶解的祖先出现在流中的间隙作为逃逸的恒星继续远离残留的祖先的位置，和长期溶解的祖先没有留下观测签名的剩余流。将我们的模型与GD-1流进行比较，得出了其祖先历史的两种可能情况：a）在星系团前一次的近银河系通过期间，祖先大约在5亿年前达到溶解，并且位于$ϕ_1=-40^{\circ}$处，并对观察到的间隙负责，或者b）祖先在2.5亿年前达到溶解，完全溶解的残余物位于$-30^\circ < ϕ_1 < -45^{\circ}$，它所在的观测信号也不复存在了溶解的前体在$-30^\circ < ϕ_1 < -45^{\circ}$范围内意味着在该范围之外的密度波动，例如，在$ϕ_1 \approx -20^\circ$的深间隙，可能是由紧凑的重子或暗物质微扰产生的。
2019-03-21 astro-ph.GA
Progenitor, Precursor and Evolution of the Dusty Remnant of the Stellar Merger M31-LRN-2015
M31-2015-LRN是2015年在仙女座星系发现的可能的恒星合并。我们提出了新的光学到中红外测光和光谱学的这一事件。档案数据显示，该源在新星事件发生前2年就开始使$\sim$变亮。在这一前兆阶段，源增亮$\sim$ 3马格。在主爆发前6个月和1.5个月的光变曲线可能具有周期性，周期分别为16 $\pm$ 0.3天和28.1 $\pm$ 1.4天。这种复杂的发射可以解释为双星系统在经历罗什瓣溢出后失控的质量损失，导致系统在数十个轨道周期内合并。虽然祖先的光谱能量分布显示没有证据表明系统中预先存在的温暖的尘埃，残留物形成光学厚的尘埃壳在$\sim$ 4个月后的爆发高峰。壳层的光学厚度在1.5年后急剧增加，这表明存在增强尘埃形成过程的冲击。我们认为，合并残留物可能是一个膨胀的巨人掩盖了冷却壳的气体质量$\sim0.2$ M $_{\odot}$喷射在开始的共同信封阶段。
2020-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integral Field Spectroscopy of Supernova Remnant 1E0102-7219 Reveals Fast-moving Hydrogen and Sulfur-rich Ejecta
研究了小麦哲伦星云中富氧年轻超新星遗迹1E0102.2 -7219（1 E0102）中重元素喷出物的光辐射。我们已经使用了多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场摄谱仪在甚大望远镜（VLT）在Cerro Paranal和宽视场摄谱仪（WiFeS）在澳大利亚国立大学2.3米望远镜在Siding Spring天文台获得深观测1 E 0102。我们的观测覆盖了从3500度以下到9350度的整个残余范围。我们的观察明确地揭示了存在快速移动的喷出物发射在[S II]，[S III]，[Ar III]和[Cl II]。与氧气或氖气（碳燃烧的产物）相比，富硫喷出物的分布更不对称。除了氧燃烧产物（S、Ar、Cl）的禁带谱线发射外，我们还发现了几个表面亮度低、快速运动的喷出物的Hα和Hβ发射。快速移动的氢的存在指向一个在超新星之前没有完全摆脱氢包层的祖先。因此，1 E 0102的爆发与IIb型超新星相当。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for Surviving Companions of Progenitors of Young LMC Type Ia Supernova Remnants
我们使用了两种方法在大麦云星云中的三个巴尔末主导的超新星遗迹（SNRs）中寻找Ia型超新星祖先的幸存同伴：0519-69.0，0505-67.9（DEM L71）和0548-70.4。在第一种方法中，我们使用哈勃太空望远镜光度测量的恒星，以构建颜色星等图（CMD），并比较的CMD中的恒星的位置与那些从理论上的影响后幸存的主序星或氦星同伴的演变。在这次光度搜索中没有发现明显的幸存伴星。未来的红巨星同伴或不同爆炸机制的模型需要与这些观测结果进行彻底的比较，以便得出更明确的结论。在第二种方法中，我们使用多单元光谱探测器（MUSE）的观测0519-69.0和DEM L71进行恒星的光谱分析，以使用大的特殊径向速度作为诊断幸存的同伴。我们发现0519-69.0和DEM L71中的一颗恒星分别以182 $\pm$ 0 km s $^{-1}$和213 $\pm$ 0 km s $^{-1}$的径向速度运动，与下面恒星星族的平均径向速度（$^{-1}$和$^{-1}$）相差2.5 $σ$以上。这些恒星需要更高质量的光谱来研究它们的丰度和旋转速度，以确定它们是否确实是SN祖先的幸存同伴。
2021-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Imaging and Spectral Mapping of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们提出了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0 + 1.8的中红外连续谱和发射线图像，使用斯皮策太空望远镜上的MIPS和IRS仪器获得。G292.0 + 1.8的MIPS 24微米和70微米图像由环绕SNR的细丝网络的连续发射主导。SNR的形态，在中红外线中看到的，类似于钱德拉X射线天文台在X射线中看到的。MIPS图像中的大部分中红外辐射是由G292.0 + 1.8周围的非辐射激波加热的星周尘埃产生的，证实了AKARI早期中红外观测的结果。除了从热尘埃的排放，我们还映射原子线发射14微米和36微米之间使用IRS光谱图。线发射主要与明亮的富氧光学结有关，但也可以从快速移动的喷出物结中检测到。我们证实了我们早期检测到的15 - 25微米的发射特性的硅酸镁粉尘的辐射冲击喷出物的光谱。我们没有检测到硅线发射的任何辐射冲击喷出物在东南部的SNR，可能是因为反向冲击尚未穿透该地区的富硅喷出物。这可能表明G292.0 + 1.8在东南部的演化程度低于SNR的其余部分，并且可能是支持最近对G292.0 + 1.8的X射线研究中提出的不对称SN爆炸的进一步证据。
2012-02-27 astro-ph.GA
Helium emission from Balmer-dominated shocks in Type Ia supernova remnants provides constraints to their progenitor systems
The University of New South Wales（新南威尔士大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Towson University（陶森大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）
研究通过MUSE积分场光谱发现三种Ia型超新星遗迹中的氦发射线，挑战了现有冲击模型，揭示了氦丰度与冲击物理及前身环境的关系。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Expansion rate of the young, oxygen-rich supernova remnant G292.0+1.8
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）
利用钱德拉X射线天文台2006-2016年两次观测，测量G292.0+1.8前向激波的膨胀速率为0.016%/年，对应均匀介质中约2500年的膨胀年龄，并发现重元素膨胀较慢。
2026-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Kinematic Reconstruction of the Optically-Emitting, High-Velocity, Oxygen-Rich Ejecta of Supernova Remnant N132D
我们提出了一个三维运动学重建的光学发射，富氧的喷出物超新星遗迹N132 D在大麦哲伦星云。数据是用6.5米麦哲伦望远镜结合IMACS+GISMO仪器和观测[O III] $λλ$ 4959，5007线发射在以N132 D为中心的${\sim}$ 3 $^{\prime}~\times$ 3 $^{\prime}$区域获得的。我们的数据的空间和光谱分辨率，使详细检查的光学喷出物的结构。N132 D的大部分光学明亮的氧喷射物排列在相对于天空平面倾斜约28 $^{\circ}$的环形几何形状中。环面的半径为4.4 pc（$D_{\rm LMC}$ /50 kpc），径向速度不对称性蓝移，从$-3000$到$+2300$ km s $^{-1}$，圆周上有明显的断裂。假设从富氧细丝的几何中心同源膨胀，1745公里秒$^{-1}$的平均膨胀速度转换为2450年$\pm$ 195年爆炸以来的年龄。一个微弱的，空间分离的“失控结”（RK）的总空间速度为3650公里秒$^{-1}$是几乎垂直于环面平面和重合的X射线发射，这是大大增强了硅相对于LMC和N132 D的散装喷出物。这些运动学和化学特征表明，RK可能起源于原始恒星的深处。总的来说，N132 D的主要壳层形态和高速、富含Si的成分与仙后座A有着显著的相似性，仙后座A是IIb型超新星爆炸的结果。我们的研究结果强调了进一步观察和模拟的必要性，这…
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study of Radio Knots within Supernova Remnant Cassiopeia A
研究年轻超新星遗迹的动力学演化是了解其前身星周介质密度结构的重要途径。利用1987 ~ 2004年5个历元的VLA观测资料，报道了5..GHz信噪比第二年轻的Cas A中260个致密射电特征的加减速、自行和亮度变化。无线电扩展中心位于$α(1950)=23^{\rm h}21^{\rm m}9^{\rm s}_{\cdot}7 \pm 0^{\rm s}_{\cdot}29, δ(1950)=+58^{\circ}32^{\prime}25^{\prime\prime}_{\cdot}2 \pm 2^{\prime\prime}_{\cdot}2$。四分之三的致密结正在减速，这表明在残余物的祖先的恒星风中有显着的密度波动。我们已经证实，致密结的加速或减速与亮度分布无关。Cas A中致密射电特征的增亮、减弱、消失或新出现表明残骸中的磁场正在迅速变化。
2022-11-09 astro-ph.GA
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
Hot gas around SN 1998bw: Inferring the progenitor from its environment
爆炸瞬变环境的空间分辨光谱学携带了引起爆炸的恒星星族的物理特性的详细信息，因此也携带了祖先本身的信息。在这里，我们提出了新的观察ESO 184-G82，该星系托管原型的$γ$ -射线爆发/超新星连接，GRB 980425/SN 1998 bw，获得与积分场光谱仪MUSE安装在甚大望远镜。这些观测已经产生了各种星云谱线的发射谱线强度的详细地图，以及160 pc空间尺度上的尘埃消光、恒星年龄和氧丰度等物理参数。GRB 980425的直接环境是年轻的（500 - 800万年），符合轻度熄灭的环境。（$A_V\sim0.1\ \mathrm{mag}$）零龄主序质量在25 $M_{\odot}$和40 $M_{\odot}$之间且氧丰度为12+log（O/H）~8.2的祖先（$Z\sim0.3\ {Z}_\odot$），略低于星系的综合测量值（12+log（O/H）~8.3）和附近一个突出的HII区（12+log（O/H）~8.4）。这一地区是显着年轻的爆炸现场，我们认为，在这种环境中形成的伽玛射线暴的祖先，并随后弹出的情况似乎是非常不可能的。我们表明，经验的强线方法的基础上[OIII]和/或[NII]是不够的，以产生准确的地图的氧丰度在我们的MUSE观测的细节水平，因为这些方法强烈依赖于气体的电离状态。ESO 184-G82的金属丰度梯度为-0.06 dex kpc $^{-1}$，表明…
2017-04-18 astro-ph.GA
Near-Infrared Spectroscopy of Infrared-Excess Stellar Objects in the Young Supernova Remnant G54.1+0.3
我们介绍了最近在年轻超新星遗迹G54.1+0.3中发现的神秘恒星天体的宽带近红外光谱观测结果。这些物体显示出显著的中红外过量发射，它们嵌入在半径约为1弧分的漫射环结构中。它们的近红外光谱揭示了晚O-或早期B-型恒星的特性，具有众多的H和He I吸收线，我们将它们的光谱类型分类为O 9和B2之间的基础上得出的H线和恒星光球温度之间的等效宽度的经验关系。光谱类型与光谱能量分布拟合的结果相结合，将到物体的距离限制为6.0 +/- 0.4千秒差距。这些天体的光度光谱类型与光谱分析结果一致，消光分布表明环圈西部的物质局部增强。如果这些天体起源于G54.1+0.3的祖先星的触发形成，那么它们的形成很可能是在祖先星的后期演化阶段开始的，尽管可能是更早的形成。如果这两个天体和它的前身星属于同一个星团，那么我们的结果将G54.1+0.3的前身星质量限制在18 ~35 M_sun之间，并表明G54.1+0.3是一颗IIP型超新星，或者是一颗来自双星系统的Ib/c型超新星（可能性相对较低）。
2013-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Constraints on Supernova Progenitor Models
我们进行了统计分析的径向丰度分布在银河系的化学演化，其中包括螺旋臂的影响的理论框架内的银河系盘。1)每次核心坍缩SNe事件喷出的平均氧气质量（CC SNe）（集中在旋臂内）为$\sim$ 0.27 M $_{\odot}$ ; 2）由“迟缓”Ia型SNe喷出的铁的平均质量（SNeIa;它们的祖先是年龄在$\simgt$ 1亿年到几个Gyr之间的较老/寿命较长的恒星，其不集中在螺旋臂内）是$\sim$ 0.58 M $_{\odot}$ ; 3）由瞬发SNeIa喷出的上层铁物质（SNe的祖先是年龄为$\simlt$ 1亿年的较年轻/寿命较短的恒星，4）由CC SNe产生的铁的相应平均质量为$\leq$ 0.04 M $_{\odot}$/事件;（v）短寿命的SNe（核心坍缩或瞬发SNeIa）提供了银河系圆盘$\sim$ 85%的铁。推断出的每一次CC SNe事件喷出的氧的平均质量较低，这意味着$\sim$ 23 M $_{\odot}$的相应祖先的质量上限较低，否则银河系盘中的氧将过于丰富。相对于缓慢SNeIa产生的质量（$\sim$低2.5倍），快速SNeIa喷出的铁的平均质量较低，这使SNeIa的两个亚群具有相同的物理性质的观点受到偏见。我们认为，提示SNeIa可能更类似于CC SNe，并讨论了这样的建议的含义。
2013-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Origins Spectrograph Observations of the Chemical Composition of LMC N132D
我们展示了用哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪获得的大麦云超新星遗迹N132 D中富氧结的新远紫外光谱。在HST远紫外带通（1150 - 1750 A）中的中等分辨率（v~200 km/s）光谱显示了氧的几种电离态以及痕量的其他物种的发射。我们使用COS提供的灵敏度和分辨率的改进来分离残余物内不同速度分量的贡献，以及富氧结本身内不同物种的排放。这是N132 D紫外线发射谱线的成分和速度结构首次得到解析，我们用它来评估残骸的化学成分。在N132 D中没有检测到氮，并且在与主要氧组分不一致的速度下发现多种碳物质。我们发现氦和硅与富氧结相关，并使用OIII]、OIV]、OV和SiIV的红化校正线强度来约束该富氧结的组成和物理特性。我们发现，硅氧丰度比为N（Si）/N（O）= 0.01的模型可以重现观测到的发射速度为130 km/s，这意味着N132 D祖星的质量约为50太阳质量。
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive runaway star HD 254577: the pre-supernova binary companion to the progenitor of the supernova remnant IC 443
Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte Jena（耶拿大学天体物理研究所和大学天文台）；Orta Doğu Teknik Üniversitesi（中东理工大学）；Boğaziçi University（博阿齐奇大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
HD 254577 是 IC 443 超新星遗迹先驱者的预超新星双星伴星，其高质量与独特运动特征揭示了超新星爆发与遗迹扩张的动力学。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
