Study of a new central compact object: The neutron star in the supernova remnant G15.9+0.2
利用Chandra的~90 kS观测资料，对银河系年轻超新星遗迹（SNR）G15.9+0.2中的中心点源CX181852.0 -150213进行了研究。点源是在2005年发现的，在较短的钱德拉观测，并假设是一个中子星与信噪比。我们的X射线光谱分析强烈支持与G15.9+0.2相关的热发射中子星的假设。我们的结论是，该对象属于年轻的冷却低磁化中子星被称为中央紧凑对象（CCO）的类。我们用黑体光谱函数和我们的氢和碳中子星大气模型模拟了中子星的光谱，假设辐射是由整个恒星表面均匀发射的。在这种假设下，只有碳大气模型得出的距离与位于银河系中的源是相容的。在这一点上，CXCOST J181852.0-150213与另外两颗研究得很好的CCO类似，即Cas A和HESS J1731-347中的中子星，它们的碳大气模型被用来使它们的发射与已知或估计的距离相一致。
2016-07-27 astro-ph.HE
Infrared and X-ray study of the Galactic SNR G15.9+0.2
G15.9+0.2是一个银河壳型超新星遗迹（SNR），它是在射电中被发现的，并已在钱德拉的X射线观测中得到证实。探测到一个X射线点源CXOUJ 181852.0 -150213，并认为它是一颗伴生的中子星。在最近的一项研究中，我们已经证实了源是一个中心致密天体（CCO）。我们已经研究了SNR使用高分辨率的X射线数据与钱德拉结合红外（IR）数据，以了解其发射，并得出其物理参数。这也将有助于约束，例如，CCO的时代及其诞生的环境。利用新的Chandra数据对X射线发射进行光谱分析，并与IR数据进行比较，结果表明SNR相对年轻，只有几千年的历史，其发射主要是受冲击的星际介质（ISM）的发射。然而，对明亮的东方壳层的光谱分析表明，有一个额外的发射成分，α元素和Fe的丰度增加，这表明喷出物发射。多波长发射与在具有密度梯度的ISM中扩展的SNR G15.9+0.2一致，同时还存在位于SNR前面的较冷的材料，其在较软的带中吸收其热X射线发射。
2018-06-29 astro-ph.HE
Non-thermal emission from the vicinity of the magnetar CXOU J171405.7-381031
Instituto de Física de São Carlos, Universidade de São Paulo（圣卡洛斯物理研究所，圣保罗大学）；Centro de Artes, Humanidades e Tecnologia, Universidade Federal de São Carlos（艺术、人文与技术中心，圣卡罗斯联邦大学）；Departamento de Engenharias e Exatas, Universidade Federal do Paraná（工程与精确科学系，巴拉那联邦大学）；Programa de Pós-Graduação em Física e Astronomia, Universidade Tecnológica Federal do Paraná（物理与天文学研究生项目，巴拉那联邦技术大学）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia, Universidade Federal do Espírito Santo（天体物理学与宇宙学中心，圣埃斯皮里图联邦大学）；Programa de pós-graduação em Física, Universidade Estadual de Londrina（物理学研究生项目，朗德里纳州立大学）；Programa de Pós-Graduação em Física Aplicada, Universidade Federal da Integração Latino-Americana（应用物理学研究生项目，拉丁美洲融合联邦大学）
研究磁星CXOU J171405.7 - 381031附近非热辐射，用轻子和轻子 - 强子模型结合马尔可夫链蒙特卡罗技术分析多波长数据，对比不同模型表现，模拟CTAO观测，有望约束质子截止能量，测试强子发射。
2026-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Elemental Abundances in the Possible Type Ia Supernova Remnant G344.7-0.1
最近对银河系超新星遗迹（SNR）G344.7-0.1的研究通常认为它的起源是核心坍缩超新星（SN）爆炸，基于其高度不对称的形态和/或接近恒星形成区。然而，在本文中，我们提出了一个X射线光谱研究的SNR使用朱雀，这是支持Ia型起源。强K壳层发射低电离铁已被清楚地检测到，并确定其来源，第一次，是富铁SN喷出物。丰度模式是高度一致的，预期有点演变的Ia型信噪比。因此，建议位于SNR的几何中心处的X射线点状源CXPJ 170357.8 -414302与SNR无关，但可能是前景对象。我们的研究结果进一步表明，G344.7-0.1是第一个可能的Ia型SNR分类为所谓的“混合形态”类的成员。此外，我们已经检测到从氦类铝发射在~1.6千电子伏，第一次明确检测到这种元素在扩展的X射线源的光谱。Al/Mg丰度比可能从太阳值的增强表明，周围的星际介质具有相对较高的金属丰度（不低于太阳值的10%），如果这个SNR确实有Ia型起源。我们还报告边缘检测铬和锰，虽然测得的通量有很大的统计和系统的不确定性。
2012-02-08 astro-ph.HE
Two Magnetar Candidates in HESS Supernova Remnants
我们确定了两个候选磁星在档案X射线观测HESS检测壳型信噪比。CTB 37 B中与HESS J1713-381重合的X射线点源和G353.6-0.7中与HESS J1731-347重合的X射线点源都具有类似AXP的光谱，比普通的旋转动力源的光谱软得多，并且没有光学/IR对应物。CTB 37 B中CXCRJ 171405.7 -381031的光谱具有高于6 keV的硬过量，这可能与在一些AXP中看到的此类组分相似。一个新的钱德拉观察这个对象揭示了一个非常重要的脉冲信号在P = 3.82秒与脉冲分数f_p = 0.31。对第二个候选天体（G353.6-0.7中的XMMU J173203.3-344518）的XMM-Newton观测结果的分析，只产生了1 s周期的边缘证据。如果它不是磁星，那么它可能是一个弱磁化的中心致密天体（CCO）。考虑到这些HESS源以前归因于SNR壳可能是中央峰值，我们假设，他们的ESTA可能有助于扩散TeV的排放。这些鉴定可能使银河系中磁星/SNR协会的数量增加一倍，并可用于调查产生磁星的超新星的能量学和不对称性。
2009-12-25 astro-ph.HE
An Energetic Magnetar in HESS J1713-381/CTB 37B
我们在超新星遗迹（SNR）CTB 37 B中获得了3.82 s脉冲星CXEJ 171405.7 -381031的第二次钱德拉计时测量，这表明它正在迅速自旋。在1年的时间跨度内，（5.88+/-0.08）E-11的平均周期导数对应于偶极磁场强度B = 4.8E 14 G，正好进入磁星范围。下旋功率E-dot = 4.2E34 erg/s是最大的磁星之一，相应的特征年龄Tau = P/2 P-dot = 1030年与SNR的年龄估计相当。周期导数使我们能够在1996年ASCA观测中恢复可能的脉动，这在较长的13年时间跨度内产生了860年的平均特征年龄。源被很好地检测到高达10千电子伏，其复合光谱是典型的磁星。CTB 37 B拥有HESS J1713-381，这是第一个与磁星重合的TeV源。虽然TeV的排放已被归因于SNR壳，它可能是中央峰值，我们假设，这个特别年轻，充满活力的磁星可能有助于HESS源。我们还在HESS SNR中搜索了另一个源的脉动，HESS J1731-347/G353.6-0.7中的XMMU J173203.3-344518，但无法确认脉动或长期通量变化，因此该源更有可能是弱磁化的中心致密天体。
2010-10-15 astro-ph.HE
Discovery of Galaxy Clusters and a Head-Tail Radio Galaxy in the Direction of Globular Cluster NGC 6752
本文报道了在总曝光时间为1 kS的{ \it Chandra}观测资料的基础上，在球状星团NGC 6752的方向上偶然发现的两个星系团CX 191100 -595621和CX 191012 -595619。深{ \it钱德拉} X射线数据使我们能够测量两个系统的性质，这导致$z=0.239\pm0.013$和$z=0.375\pm0.016$的红移，$kT=3.32^{+0.57}_{-0.46}$ keV和$kT=3.71^{+1.18}_{-0.86}$ keV的温度，$Z_{\rm Fe}=0.64^{+0.34}_{-0.29}Z_{\rm Fe\odot}$和$Z_{\rm Fe}=1.29^{+0.97}_{-0.65}Z_{\rm Fe\odot}$的铁丰度，以及CXFLOW J191100-595621和CXFLOW J191012-595619的分别为$L_{\rm X}=9.2^{+1.2}_{-1.1}\times 10^{43} {\rm \, erg\, s^{-1}}$和$L_{\rm X}=9.9^{+2.7}_{-2.2}\times 10^{43} {\rm \, erg\, s^{-1}}$的静止帧全带（0.5-7 keV）光度。发现CXCRJ 191100 -595621的温度分布随半径的减小而减小，表明该星团中存在冷核。流体静力平衡估计表明，…
2021-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the mixed-morphology supernova remnant IC 443. Origin of its complex morphology and X-ray emission
SNRs中观测到的物质形态和分布反映了SN爆炸波与周围环境的相互作用、与SN爆炸相关的物理过程以及祖星的内部结构。IC 443是一个位于相当复杂环境中的MM SNR：它与NW和SE区域的分子云以及NE区域的原子云相互作用。在这项工作中，我们的目的是调查的起源，复杂的形态和多热X射线发射观察到的SNR IC 443，通过研究的影响，不均匀的环境介质在塑造其观察到的结构，和探索的主要参数表征的残余。我们为IC 443开发了一个3D HD模型，该模型描述了SNR与环境的相互作用，参数化与多波长数据分析的结果一致。我们进行了充分的探索参数空间描述的初始冲击波和环境，以及周围的云。从模拟中，我们合成了X射线发射图和光谱，并将它们与XMM-牛顿收集的实际X射线数据进行了比较。我们的模型以自然的方式解释了SNR IC 443的复杂X射线形态的起源，能够首次再现大多数观察到的特征，包括当考虑爆炸时PWN CXCRJ 061705.3 +222127所在位置处的爆炸起源时的中心峰值X射线形态（MM SNR的特征）。在最能再现观测结果的模型中，喷出物的质量和爆炸的能量分别为$\sim 7 M_\odot$和$\sim10^{51}$ erg。通过对参数空间的探索，我们发现云的密度为$n>300$ cm $^{-3}$，SNR IC 443的年龄为$\sim8000$ yr。
2021-03-04 astro-ph.HE
X-ray bounds on cooling, composition, and magnetic field of the Cassiopeia A neutron star and young central compact objects
我们分析了4个年龄< 2500年的最年轻的中心致密天体（CCO）的多个Chandra和XMM-牛顿光谱，间隔9-19年：CXC160103.1 -513353（G330.2+1.0）、1 WGA J1713.4-3949（G347.3-0.5）和XMMU J172054.5-372652（G350.1-0.3）。通过拟合这些光谱与热模型，我们试图约束每个CCO的长期冷却速率，成分，和磁场。对于仙后座A中的CCO，19年来的14次测量表明，对于恒定或变化的X射线吸收，温度分别以2.2+/-0.2%或2.8+/-0.3%的十年速率下降（1 σ误差）。我们得到的冷却速率上限为17%的CXC160103.1 -513353和6%的XMMU J172054.5-372652。对于最古老的CCO，1 WGA J1713.4-3949，它的温度似乎在十年内增加了4+/-2%。假设每个CCO的首选距离和发射面积是整个恒星表面的很大一部分，非磁性碳大气光谱是一个很好的适合所有四个CCO的光谱。如果距离更大，发射面积更小，则使用氢气氛获得同样好的光谱拟合，对于CXMU J160103.1-513353，B <= 7x10^10 G或B >= 10^12 G，对于XMMU J172054.5-372652，B <= 10^10 G或B >= 10^12 G，1 WGA J1713.4-3949的非磁性氢…
2021-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton
CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。
2019-11-26 astro-ph.HE
Searching for the pulsar in G18.95-1.1: Discovery of an X-ray point source and associated synchrotron nebula with Chandra
使用钱德拉X射线天文台，我们精确定位了复合超新星遗迹G18.95-1.1中微弱X射线点源（CXOUJ 182913.1 -125113）和相关弥漫星云的位置。这些物体似乎是长期寻找的脉冲星和它的风星云。点源的X射线谱可用幂律吸收模型描述，γ =1.6，N_H约为1 × 10 ^（22）cm^（-2）。该模型预测了一个相对较低的未吸收X射线亮度，约为L_X（0.5-8.0keV）= 4.1 × 10 ^（31）D_2^2尔格·s^（-1），其中D_2是以2kpc为单位的距离。弥漫星云的最佳拟合模型是热辐射（kT = 0.48keV）和非热辐射（1.4 < Gamma < 1.9）的组合。在0.5- 8 keV能带，L_X = 5.4 × 10 ^（33）D_2^2 erg·s^（-1）的未吸收X射线亮度似乎主要由SNR的热分量所决定，在该能带提供了87%的L_X。未报告CXOUJ 182913.1 -125113的无线电或X射线脉动。如果我们假设G18.95-1.1的年龄约为5300年，并利用脉冲星和风星云的X射线光度以及自旋下降光度（通过磁偶极辐射）与周期之间的关系，我们估计脉冲星的周期为P = 0.4s。与其他旋转驱动的磁链相比，它在P-P点图中的位置暗示了2.2 × 10 ^（13）G的磁场，这个值接近量子临界场。
2010-07-14 astro-ph.HE
Detection of X-ray flares from AX J1714.1-3912, the unidentified source near RX J1713.7-3946
当分子云靠近粒子加速超新星遗迹（SNR）时，预计会发射非热X射线，而位于SNR RX J1713.7-3946附近的硬X射线源AX J1714.1-3912一直被认为是与从遗迹扩散到附近分子云的宇宙射线相关的扩散非热发射的候选者。我们的目标是通过分析朱雀和钱德拉进行的两次专门的X射线观测来确定这种来源的性质。我们从不同能带、光谱和光变曲线的数据中提取图像，并在两次观测之间约4.5年时间间隔的基础上研究了X射线发射的长期演变。我们发现，没有与AX J1714.1-3912相关的漫发射，而是点状源CXC J171343.9-391205。我们发现了快速的时间变化（时间尺度~1 ks），以及高的固有吸收和硬非热光谱（光子指数伽玛~1.4的幂律）。我们还发现，在几年的时间尺度上，源的X射线通量下降了1-2个数量级。我们的研究结果表明，AX J1714.1-3912和一个以前未知的超巨星快速X射线瞬变之间可能存在联系，尽管进一步的后续观测是必要的，以证明这种联系。
2018-01-23 astro-ph.HE
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
An X-ray characterization of the central region of the SNR G332.5-5.6
本文通过对超新星遗迹（SNR）G332.5-5.6中心区域的XMM-Netwon观测资料的详尽分析，并结合红外观测资料，对该区域进行了X射线分析。我们描述并讨论了观察到的X射线形态的起源，该形态在中心区域的西侧呈现出一个特殊的平面边缘。在0.3 ~ 10.0 keV能量范围内，利用单帧XMM-牛顿观测研究了X射线超新星遗迹的形态和光谱特性。还利用档案红外WISE在8、12和24 μm的观测资料，研究了不同波长的源及其周围环境的性质。结果表明，扩展X射线发射主要为软发射（0.3-1.2 keV），峰值在0.5 keV附近，是一种非常软的信噪比。X射线发射与明亮的射电发射的中心区域非常相关。在西侧，无线电/X射线发射显示出具有终端壁的平面状特征，在终端壁处检测到强红外发射。我们的空间分辨X射线光谱分析证实，发射是由N，O，Ne和Fe的弱原子发射线，所有这些都未检测到在以前的X射线研究。这些特征表明，X射线发射起源于光学薄的热等离子体，其辐射很好地符合非平衡电离碰撞等离子体（VNEI）X射线发射模型。我们的研究倾向于这样一种情况，即G332.5-5.6在密度突然变化的介质（壁）中膨胀，可能是源西侧的密集红外辐射尘埃区。
2015-10-05 astro-ph.HE
Magnetar-like activity from the central compact object in the SNR RCW103
位于SNR RCW 103中心的中央致密天体（CCO）（命名为1 E 161348-5055）的6.67小时周期和可变X射线通量一直难以在孤立中子星或双星系统的标准场景中解释。2016年6月22日，雨燕号上的爆发警报望远镜（BAT）从1 E 161348-5055方向探测到一个类似磁星的短X射线爆发，也与一个大型长期X射线爆发相吻合。在这里，我们报告了钱德拉，NuSTAR和Swift（BAT和XRT）在2016年爆发高峰期间对这个特殊来源的观测。特别是，我们研究了这种类磁星爆发的性质，我们在爆发期间发现了CCO光谱中的硬X射线尾，并研究了它的长期爆发历史（从1999年到2016年7月）。我们发现1 E 161348-5055的发射特性与它是一颗磁星一致。然而，在这种情况下，6.67小时的周期只能被解释为这个强磁化中子星的旋转周期，因此，它代表了有史以来最慢的脉冲星检测到的数量级。我们简要地讨论了可行的慢下来的情况下，有利于图片涉及一段时间的回落吸积后，超新星爆炸，类似的调用（虽然在不同的制度），以解释其他CCO的“反磁星”的情况。
2016-08-12 astro-ph.HE
A kinematic study of central compact objects and their host supernova remnants
上下文中心致密天体（CCO）是一类特殊的中子星，主要出现在年轻超新星遗迹（SNRs）的中心附近，并以热X射线辐射为特征。目标。我们的目标是进行一个系统的研究，所有已知的CCO的自行与适当的数据。此外，我们的目标是在我们的样本中测量三个SNR的扩展，以直接处理它们的运动学和年龄。方法.我们分析了多个档案钱德拉数据集，由HRC和ACIS观测分离的时间基线之间的8和15年。为了校正系统的天体测量不确定性，我们建立了一个参考系使用X射线探测源在盖亚DR 2，提供准确的自行估计我们的目标CCO。作为补充，我们使用我们的coaligned数据集，通过直接测量不同时期之间的各种细丝和喷出物团块的空间偏移来追踪三个SNR的扩展。结果总之，我们提出了新的自行测量六CCO，其中我们没有发现任何超高速物体的迹象。我们初步确定了SNRs G15.9+0.2和Kes 79的直接扩张特征，估计显著性分别为$2.5σ$和$2σ$。此外，我们证实了Borkowski等人最近的结果，在几乎$6000\,{\rm km\,s^{-1}}$时测量G350.1 $-$ 0.3的快速扩增，这将其最大年龄置于$600-700$岁。所观察到的膨胀，结合相当小的自行的CCO，意味着需要一个非常不均匀的拱星介质来解释高度不对称的外观的SNR。最后，对于SNR RX J1713.7 $-$ 3946，我们将先前发表的膨胀测量与我们对…
2021-06-01 astro-ph.HE
SNR 0453-68.5: An Asymmetric Remnant and its Plerion in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了从\textit{Chandra} X射线天文台观测到的大麦云（LMC）中SNR 0453-68.5的X射线辐射的综合研究。该物体属于一类复合残骸，其中心恒星周围有一个发射壳，通常称为脉冲星风星云（PWN）。这是LMC中仅有的五个具有已识别PWN的残骸之一。我们发现，壳的发射是不是喷出物为主，而是由于冲击ISM已被席卷的超新星爆炸波或位于前体腔壁。这是由\textit{Spitzer}太空望远镜观测到的局部分子云形态所支持的。光谱特性与$>$ 17000年前的中年遗迹一致。中心结内检测到的点源被确定为脉冲星供电的同步辐射的PWN。光谱拟合显示，该星云的特征是光子指数为$Γ=2.0$的幂律。这个指数在0.4-1.2 pc的空间尺度上是恒定的，这与包含蟹状星云和SNR 0540-69.3等遗迹的年轻PWN不一致。这些适合还包含显着的贡献，从一个喷出物为主的热等离子体，我们解释为证据的混合过程中的PWN与SNR的反向冲击演化的相互作用。我们没有观察到任何证据表明，中央脉冲星包含一个显着的速度横向的视线，并认为，尽管不对称的表面亮度分布的SN爆炸产生这个遗迹可能是相当对称的。
2012-07-25 astro-ph.HE
Detailed study of SNR G306.3-0.9 using XMM-Newton and Chandra observations
我们使用XMM-牛顿和钱德拉天文台的组合数据来研究SNR G306.3-0.9的X射线形态。一个空间分辨光谱分析被用来获得不同区域的残留物的物理和几何参数。斯皮策的红外观测也被用来限制超新星的前身，并研究SNR演化的环境。残骸的X射线形态显示出不均匀的半圆形结构，有一个明亮的西南区域，北部的X射线辐射非常微弱或几乎可以忽略不计。这些结果表明，残骸是在一个不均匀的环境中传播的冲击波前锋遇到了高密度介质，在那里检测到增强的红外辐射。选定区域的X射线光谱分析显示出几种金属元素的独特发射线特征，证实了发射的热起源。X射线光谱很好地代表了两个吸收的热等离子体模型的组合：一个在平衡电离与平均温度为~0.19 keV，另一个在更高的温度为~1.1或1.6-1.9 keV的平衡电离。对于位于东北部，中部和西南部的SNR的一部分，我们发现升高的丰度的Si，S，Ar，Ca和Fe，典型的喷出物材料。位于西北部和南部的外部区域的丰度值高于太阳，但低于中心区域的丰度值。这表明，SNR的发射外部部分的组成是喷出物和星际介质的冲击物质的组合。之间的比较S/Si，Ar/Si，和Ca/Si丰度比（1.75，1.27，和2.72，在中心区域，分别），有利于Ia型祖这个SNR，结果也支持一个独立的形态分析，使用X射线和IR数据。
2016-06-29 astro-ph.HE
Detection of TeV emission from the intriguing composite SNR G327.1-1.1
超新星遗迹的激波和脉冲星风星云的风终止激波被认为是加速银河宇宙线离子和电子的主要候选者。承载PWN的SNR（称为复合SNR）为测试这些假设提供了极好的实验室。SNR G327.1-1.1属于这一类，并展示了一个外壳和一个明亮的中央PWN，两者都可以在无线电和X射线中看到。有趣的是，PWN的射电观测显示出一个扩展的发射斑点和一个奇怪的窄手指结构，指向偏移紧凑的X射线源，表明可能是一个快速移动的脉冲星在SNR和/或反向冲击的不对称通道。我们在这里报告的观测，共45小时，SNR G327.1-1.1与H.E.S.S.望远镜阵列，导致TeV伽马射线发射的探测与PWN的空间重合。
2012-01-02 astro-ph.HE
CTIO, ROSAT HRI and Chandra ACIS Observations of the Archetypical Mixed-Morphology Supernova Remnant W28 (G6.4-0.1)
本文对典型的银河系混合形态超新星遗迹W28（G6.4-0.1）的光发射线和X射线观测结果进行了联合分析。MMSNRs包括一类源，其壳状射电形态与X射线中的填充中心形成对比;这些对比形态的起源仍然不确定。我们的CTIO图像显示，沿W28的北部和东部边缘，相对于H-α，[S II]发射增强。羟基（OH）脉泽沿着这些相同的边缘检测，支持先前的研究表明，W28是在这些位置与分子云相互作用，观察到其他几个MMSNRs。我们的ROSAT HRI马赛克的W28提供了几乎完全覆盖的SNR。X射线和射电辐射通常是反相关的，除了明亮的东北边缘，这是在两个波段都很突出。我们的钱德拉观测采样了X射线发光的中心漫射发射。从明亮的中心峰和附近的环形区域提取的光谱与两个过电离重组等离子体模型最好的拟合。我们还发现，虽然从中央峰的X射线发射是由扫起的材料为主，从周围地区显示出富氧喷出物的证据，这表明W28是由一个巨大的祖。我们还分析了投射到W28内部的两个X射线源（CX175857.55 -233400.3和3XMM J180058.5-232735）的X射线性质，并得出结论，这两个X射线源都不是与SNR相关的中子星。前者可能是一颗前景激变变星或静止的低质量X射线双星，而后者可能是一颗日冕活跃的主序星。
2017-03-23 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble III. Stochastic (Fermi) Re-Acceleration of Relativistic Electrons Emitted by SNRs
分析了银河系盘中超新星遗迹（SNRs）发射的电子随机再加速并传播到星系晕的模型，以解释费米泡（FB）非热辐射（射电和γ射线）的起源。我们假设，在晕中的再加速的能量是由恒星吸积到中心黑洞的过程所产生的冲击提供的。数值模拟表明，具有强湍流的区域（电子再加速的地方）位于星系晕的高处，大约在盘上方几千秒差距。由于同步加速器和逆康普顿能量损失，到达这些区域的SNR电子的能量不超过几个GeV。在适当的再加速参数下，这些电子可以被再加速到10E12 eV的能量，这解释了在这个模型中观察到的FB的无线电和伽马射线发射的起源。然而，尽管模型的伽玛射线谱与费米实验结果一致，但模型的射电谱比WMAP和普朗克实验观测到的要陡。如果绝热损失，由于等离子体流出银河系中心区域的考虑，然后再加速模型很好地再现了普朗克数据点。
2015-03-13 astro-ph.HE
Fe K and ejecta emission in SNR G15.9+0.2 with XMM-Newton
目的：我们提出了一个研究银河系超新星遗迹SNR G15.9+0.2与档案XMM牛顿观测。研究方法：EPIC数据被用来调查的残骸的形态和光谱特性，特别是寻找超新星喷出物和铁K线发射。通过比较SNR的X射线吸收柱密度与原子和分子气体沿视线的分布，我们试图限制距离的SNR。结果：突出的线条特征揭示了喷出物的存在。Mg、Si、S、Ar和Ca的畸变比强烈表明SNR G15.9+0.2的前身是一颗大质量恒星，主序星质量可能在20-25 $M_{\odot}$之间，这加强了它与钱德拉探测到的一颗候选中心致密天体的物理联系。利用EPIC的收集功率，首次探测到SNR G15.9+0.2的铁钾线发射.我们测量的线属性，并找到空间变化的证据。我们讨论了如何源适合的SNR与检测到的铁K发射的样本，并发现它是核心崩溃SNR与最低的铁K质心能量。我们还提出了一些注意事项，关于使用铁K线质心能量作为SNR的打字工具。在到SNR G15.9+0.2的距离上仅设置了5 kpc的下限，将其年龄限制为$t_{SNR} \gtrsim 2$ kyr。
2016-11-07 astro-ph.HE
Element Stratification in the Middle-Aged Type Ia Supernova Remnant G344.7-0.1
尽管它们很重要，但对Ia型超新星（SNe Ia）的详细了解仍然是难以捉摸的。超新星遗迹（SNRs）中元素分布的X射线测量为理解Ia超新星爆炸和核合成机制提供了重要线索。然而，对于年轻的SNR，在X射线中观察整个喷出物质量是具有挑战性的，因为中央喷出物可能还没有被反向冲击加热。在这里，我们提出了超过200千秒的钱德拉观测Ia型SNR G344.7-0.1，其年龄足够大的反向冲击已经达到SNR中心，提供了一个机会，调查整个喷出物质量的分布。我们揭示了一个明确的分层的重元素与中央峰值分布的Fe喷出物包围的中间质量元素（IMEs：Si，S，Ar Ca）与弧形结构。的铁K发射的质心能量是略低于中心富铁区域比在外部IME丰富的区域，这表明Fe喷出物冲击加热最近。这些结果与标准超新星Ia模型的预测一致，其中较重的元素是在爆炸的白矮星内部合成的。然而，我们发现，Fe K发射的峰值位置是稍微偏移到西方相对于几何中心的SNR。这种明显的不对称性可能是由于周围介质的密度分布不均匀，与我们对周围分子和中性气体的射电观测一致。
2020-07-06 astro-ph.HE
X-ray properties of G308.3-1.4 and its central compact object
我们提出了一个简短的钱德拉观测，证实了以前的身份不明的扩展X射线源，G308.3-1.4，作为一个新的超新星遗迹（SNR）在银河系。除了确定其信噪比的性质，一个明亮的X射线点源也被发现在几何中心。它的X射线光谱特性类似于一类特殊的中子星，称为中心致密天体（CCO）。另一方面，这颗恒星的光学性质表明它是一颗晚型恒星。加上钱德拉发现的有趣的~ 1.4小时X射线周期，这个系统可能提供了第一个直接证据，证明一个致密的双星在超新星爆炸中幸存下来。
2012-10-31 astro-ph.HE
X-ray emission from HESS J1731-347/SNR G353.6-0.7 and Central Compact Source XMMS J173203-344518
本文介绍了HESS J1731-347/SNR G353.6-0.7系统的XMM-NEWTOM和朱雀X射线观测以及Delinha CO观测的新结果。我们发现扩展的硬X射线与明亮的扩展TeV源HESS J1731-347和射电SNR的外壳相一致。我们发现，空间分辨X射线谱一般可以用吸收幂律模型来表征，光子指数为~ 2，典型的非热发射。一个明亮的X射线紧凑源，XMMS J173203-344518，也被检测到附近的SNR的中心。我们没有发现这个源的射电对应物或扩展X射线形态的证据，这使得它不太可能是脉冲星风星云（PWN）。源的光谱可以很好地拟合的吸收黑体的温度为~ 0.5 keV加上幂律尾的光子指数为~ 5，让人想起的X射线发射的磁星。对HESS源内部的CO观测显示，在-20+/-4 km s^{-1}处有一个明亮的云成分，它可能与SNR位于相同的距离，约为3.2 kpc。基于X射线和$γ$射线发射之间的可能关联以及CO云和SNR之间的可能关联，我们认为扩展的TeV发射起源于SNR激波和相邻CO云之间的相互作用，而不是来自PWN。
2010-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: I. RCW 103 Associated with the Peculiar Source 1E 161348-5055
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿成像和光谱研究的超新星遗迹（SNR）RCW 103（G332.4 - 00.4）包含中央紧凑对象1E 161348 - 5055。高分辨率的钱德拉X射线图像显示，东南部和西北部地区的辐射增强。使用XMM-牛顿数据的Fe L，Mg，Si和S的等效宽度线图像被用来映射喷出物的分布。SNR被分成56个区域，最好的特点是由两个组件的热模型。较硬的成分（kT~0.6 keV）可以用VPSHOCK非平衡电离模型进行充分拟合，电离时间尺度为~1E11 - 1E12 cm ^-3 s，丰度略高于太阳值。软分量（kT~0.2 keV），APEC模型拟合，很好地描述了碰撞电离平衡与太阳值一致的丰度等离子体。假设距离为3.1千秒差距，在一个均匀的介质中有一个Sedov膨胀阶段，我们估计SNR年龄为4.4千年，上扫质量M_sw = 16 f_s ^{-1/2} D_{3.1} ^{5/2}太阳质量，低爆炸能量E = 3.7 E49 f_s ^{-1/2} D_{3.1} ^{5/2} erg。如果我们放松Sedov假设，等离子体具有低填充因子，等离子体温度被低估，或者如果SNR扩展到祖先的风吹气泡中，则该能量可能高出一个数量级。标准的爆炸模型并不符合喷出物的产量。通过将拟合的丰度与最新的核心坍缩核合成模型进行比较，我们的最佳估计产生了一个大约12 - 13太阳质量的低质量祖…
2019-09-04 astro-ph.HE
A Chandra Observation of Supernova Remnant G350.1-0.3 and Its Central Compact Object
我们提出了一个新的钱德拉观测超新星遗迹（SNR）G350.1-0.3。高分辨率的X射线数据揭示了以前未解决的结构，使我们能够在这个SNR的扩散区域进行详细的光谱分析。光谱分析表明，最亮的发射区域主要是热的，富含金属的喷出物，而周围的物质沿周边的喷出物区域和整个残余的西半部主要是低温，冲击星际/拱星介质（ISM/CSM）与太阳型成分。数据显示，发射延伸到喷出物区域的西部，意味着源直径的下限为6.6 pc（距离为4.5 kpc）。我们表明，G350.1-0.3可能处于自由膨胀（喷出物为主）阶段，并计算出600-1200年的年龄。导出的激波速度和电子/质子温度比之间的关系被发现是完全一致的，与其他SNR。我们进行光谱拟合的X射线源XMMU J172054.5-372652，一个候选人的中央紧凑型对象（CCO），并发现其光谱特性属于其他CCO的典型范围内。我们还提出了档案24 μ m的数据G350.1-0.3采取的斯皮策太空望远镜在MIPSGAL银河系调查，发现红外和X射线的形态是相关的。这些结果有助于解释这一遗迹特有的不对称性，并为它的动力学和演化提供了新的线索。
2011-02-25 astro-ph.HE
A Deep Chandra Observation of the Oxygen-Rich Supernova Remnant 0540-69.3 in the Large Magellanic Cloud
利用我们的深~120 KS钱德拉观测，我们报告的结果，从我们的空间分辨X射线光谱分析的“富氧”超新星遗迹（SNR）0540-69.3在大麦云。我们最终确定了SNR东西边界的“弧”的非热性质，这证实了超新星激波（B ~ 20-140 microG）中的宇宙射线电子加速。我们报告的初步证据铁过剩的南部地区靠近SNR的外边界。虽然这样的检测将是有趣的，铁喷出物的存在是不是与目前的数据，因为穷人的光子统计和有限的等离子体模型的结论。如果使用更深的X射线观测和改进的等离子体模型进行验证，则在超新星的核心中产生的Fe喷出物的存在，靠近SNR的外边界，将为研究这个年轻的核心塌陷SNR中的爆炸性核合成和喷出物混合提供一个有趣的机会。没有证据表明，在SNR的中心区域的光学富O喷出物的X射线同行。
2009-12-28 astro-ph.HE
Constraining The Single-Degenerate Channel of Type Ia Supernovae With Stable Iron-Group Elements in SNR 3C 397
最近，SNR 3C 397的朱雀X射线光谱表明Ni、Mn、Cr和Fe的稳定铁族元素丰度增加。为了解决3C 397的祖先和爆炸机制的关键问题，我们计算核合成产量从一套多维流体动力学模型在近Kazrasekhar质量，单简并范式超新星Ia型。改变祖先白矮星的内部结构，成分，点火和爆炸机制，我们发现最好的匹配观察到的3C 397的铁峰元素是致密的（中心密度$\ge$ 6 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$），低碳白矮星经历了一个弱的，中心点燃爆燃，随后爆炸。产生的$^{56}$ Ni的量与正常或明亮的正常Ia型超新星一致。一个中心点燃的，低中心密度（$\simeq$ 2 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$）的祖先白矮星，在文献中经常被认为是一个纯粹的爆燃，也被发现产生良好的协议与3C 397核合成产额，但导致一个亚发光的超新星Ia事件，与X射线线宽数据相冲突。此外，在以前的工作，提出了一个大的超太阳的SNR 3C 397的白矮星祖金属丰度，我们发现令人满意的协议，太阳和太阳下的金属丰度祖。我们讨论了一系列的影响，我们的研究结果为单简并通道。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Chandra Observations of SNR RCW 103
我们分析了三个钱德拉观测，合并曝光时间为99千秒，银河系超新星遗迹RCW 103，一个年轻的超新星遗迹，以前没有明确的检测富含金属的喷出物。基于我们对这些深钱德拉数据的成像和光谱分析，我们发现了富含金属的喷出物散布在整个残骸中的证据。来自冲击喷出物的X射线辐射一般都很弱，而冲击的星周介质（CSM）是整个残骸的主要组成部分。CSM组分的丰度约为0.5个太阳能，而Ne、Mg、Si、S和Fe的丰度则高达几个太阳能。将这些喷出物丰度与超新星核合成模型的产量进行比较表明，除了中心中子星的存在外，祖星质量约为18-20 M $_\odot$，尽管Fe/Si比大于预测。受冲击的CSM发射表明，具有高质量损失率和太阳下金属丰度的祖先。
2015-08-06 astro-ph.HE
Hunting for Orphaned Central Compact Objects among Radio Pulsars
中心致密天体（CCO）是在超新星遗迹（SNR）中心发现的少数年轻中子星。它们显示出高的热X射线亮度，但没有无线电发射。用X射线脉动测量三个CCO的自旋下降率表明，表面偶极场比典型的年轻恒星弱得多。为了调查CCO和已知的射电望远镜是否是处于不同演化阶段的物体，我们对银河系平面上所有弱场（<1 e11 G）孤立的射电望远镜进行了普查，以寻找类似CCO的X射线发射。12个候选者中没有一个在X射线能量下被探测到，光度极限为1 e32 - 1 e34 erg/s。我们考虑的情况下，CCO的弱表面场是由于超新星物质的快速吸积，并显示，作为掩埋场扩散回表面，CCO的后代预计将离开我们的候选人的P-Pdot参数空间在年轻的年龄的几倍10 kyr。因此，在这种情况下，候选人很可能只是老的普通商人。我们建议进一步寻找孤立的CCO，这是老化的CCO与父母的SNR消散，应包括更强的磁场的磁共振。
2015-07-20 astro-ph.HE
Exploring the central region of SNR 0540-69.3 with JWST I: 3D morphology
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；Stellenbosch Institute for Advanced Study (STIAS)（斯坦伦布什高等研究院）；Stellenbosch University（斯坦伦布什大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
利用JWST观测SNR 0540-69.3核心区域的三维形态，揭示了脉冲星风壳体与周围物质的相互作用，推断出脉冲星踢速并验证了II型超新星的分类。
2026-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-frequency observations of SNR J0453-6829 in the LMC; A composite supernova remnant with a pulsar wind nebula
大麦云云（LMC）中有丰富的超新星遗迹（SNRs），可以通过射电、光学和X射线观测对其进行详细研究。SNR J 0453 -6829是大麦哲伦星云中的一个X射线和射电明亮的遗迹，先前的研究揭示了脉冲星风星云（PWN）的存在，使其成为本星系群中最有趣的SNR之一。我们研究了SNR J 0453 -6829的发射，以提高我们对它的形态，光谱，从而在外壳和PWN的残留物的发射机制的理解。我们获得了新的无线电数据与澳大利亚望远镜紧凑阵列和分析档案XMM牛顿观测SNR J 0453 -6829。我们从射电、光学和X射线图像研究了SNR J 0453 -6829的形态，并研究了残骸不同部分的能谱。我们的无线电结果证实，这个LMC SNR主机一个典型的PWN。PWN的突出中心核心的射电光谱指数alpha_Core为-0.04+/-0.04，而SNR壳层的其余部分的光谱斜率略陡，alpha_Shell = -0.43+/-0.01。我们探测到6 cm处平均极化为P ~（12+/-4）%和3 cm处平均极化为（9+/-2）%的区域。完整的残骸大致呈圆形，尺寸为（31+/-1）pc x（29+/-1）pc。XMM-牛顿EPIC和RGS光谱的光谱分析允许我们导出SNR的物理参数。有些依赖于光谱模型，我们得到的残余物的冲击温度约为0.2千电子伏，并估计的动力学年龄为12000-15000年。利用谢多夫模型…
2012-06-25 astro-ph.HE
X-ray Observations of the Supernova Remnant CTB 87 (G74.9+1.2): An Evolved Pulsar Wind Nebula
钱德拉X射线天文台对脉冲星风星云（PWNe）的研究打开了一个新的窗口，以解决脉冲星风的物理学问题，放大它们与宿主超新星遗迹（SNR）和星际介质的相互作用，并确定它们的动力引擎。在这里，我们提出了一个新的70 ks，加上存档的18 ks，钱德拉ACIS观测的SNR CTB 87（G74.9+1.2），被归类为PWN与不寻常的无线电特性和X射线研究不足。我们发现X射线发射的峰值明显地偏离射电发射的峰值约100”，并且位于射电星云的东南边缘。我们在X射线发射的峰值处探测到一个点源--假定的脉冲星，并分别从PWN研究其光谱。这个新的点源，CXFJ 201609.2 +371110，被一个紧凑的星云包围，显示出一个环形结构，可能还有一个喷流。一个更扩展的弥散星云偏离射电星云，从点源向西北方向延伸~250”。点源、致密星云和扩展弥散星云的光谱都很好地用光子指数为1.1的幂律模型描述对于柱密度N_H = 1.38（1.21-1.57）x 10^22 cm^-2（90%置信度），分别为1.7（0.7-1.6）、1.2（0.9-1.4）和1.7（1.5-1.8）。在假设距离为6.1千秒差距时，该源的总X射线光度约为1.6 x 10^34 erg s^-1，其中点源和致密星云的贡献分别约为2%和6%。观测到的特性表明CTB 87是一个演化的（约5-28 kyr）PWN，其扩展的射电辐射可能是一个“遗迹…
2013-07-03 astro-ph.GA 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
Searching for compact objects in SNRs G27.8+0.6 and G28.8+1.5
我们分析了XMM-牛顿观测的两个中心填充的超新星遗迹，G27.8+0.6和G28.8+1.5，寻找脉冲星/脉冲星风星云（PWNe）和其他类型的中子星与这些遗迹。我们在G27.8+0.6的中心峰值无线电发射范围内发现了PWN候选者。PWN候选者的X射线形态及其相对于宿主超新星遗迹的位置表明，所谓的脉冲星可能正在以大约100-200 km/s的横向速度远离超新星遗迹的中心。在这两个领域中检测到的大多数X射线点源都被归类为主序星，基于它们明亮的光学对应物和相对较软的X射线光谱。剩下的中硬源和硬源最有可能是活动星系核或激变变星，尽管我们不能完全排除其中一些源是中子星的可能性。
2010-09-27 astro-ph.HE
Very-high-energy gamma radiation from supernova remnants as seen with H.E.S.S
极高能（VHE，E > 100 GeV）伽马辐射已经从几个超新星遗迹（SNRs）中被探测到。这些物体在无线电，光学和X射线波长方面得到了很好的研究，构成了VHE天文学中最有趣的源类之一。上帝，在纳米比亚的一个由四个大气层切伦科夫成像望远镜组成的阵列，记录了覆盖银河系中心区域的VHE伽马射线观测的广泛数据集，这些数据集来自定点观测以及在银河系内部区域进行的银河平面巡天。根据射电观测，银河系中已知有数百个SNR，但迄今为止只有少数被确定为VHE伽马射线发射器。使用高能量发射系统。通过对数据集和银河系内部区域的大量射电信噪比的分析，现在可以测试将宇宙射线的起源与信噪比的伽马射线可见度联系起来的标准框架。在这里，我们提出了调查SNR的合奏，并讨论了强子VHE伽马射线生产的理论模型内使用的参数空间上的约束。
2011-12-21 astro-ph.HE
A Deep Chandra Observation of Oxygen-Rich Supernova Remnant B0049-73.6 in the Small Magellanic Cloud
我们报告的初步结果，从我们的深钱德拉观测（450 ks）的富氧超新星遗迹（SNR）B 0049 -73.6在小麦哲伦云。我们探测到小的富含金属的喷出物特征延伸到B 0049 -73.6的最外边界，这在以前的数据中没有看到较短的曝光。中央星云主要由富含O、Ne、Mg和Si的反向冲击喷出物发射。富氧喷出物在整个中央星云的分布相对平稳。相反，富Si材料是高度结构化的。这些结果表明，B 0049 -73.6是由一颗大质量恒星的不对称核心坍缩爆炸产生的。这些喷出物元素之间的估计丰度比与13-15 $M_{\odot}$祖先爆炸的核合成产物似乎是一致的。中央环状（在投影中）喷出物星云从SNR中心延伸到$\sim$ 9 pc。这表明接触不连续性可能位于比先前估计更远离SNR中心的距离处。我们估计$\sim$的Sedov年龄为17000年，B 0049 -73.6的爆炸能量为$E_0$ $\sim1.7 \times~10^{51}$ erg。我们对B 0049 -73.6中心嵌入致密恒星残骸的$L_{X}\sim$ 8.5 $\times 10^{31}$ erg s $^{-1}$的2-7 keV波段光度设置了严格的上限。
2014-06-30 astro-ph.HE
Theory & observations of the PWN-SNR complex
在这项工作中，我们研究的理论和观测问题的脉冲星（PSR），脉冲星风星云（PWNe）和超新星遗迹（SNRs）。特别是，年轻PWNe的光谱建模和与磁星的信噪比的X射线分析比较其特征与周围的典型的磁星的残余。PWNe的光谱范围从射电到$γ$射线。它们是$γ$射线中最大的一类已确认的银河系源，在过去的几年中，$\sim$射线的数量从1增加到$\sim$ 30。我们已经开发了一个详细的频谱代码，再现电磁波谱的PWNe在自由膨胀（$t_{age} \lesssim$ 10千年）。我们揭示，并试图了解的光谱，同步自康普顿优势的蟹状星云，粒子优势PWNe在TeV的能量检测和物理参数如何限制PWNe在TeV的可探测性的时间演化的问题。我们对所有银河系的TeV探测到的年轻PWNe进行了系统的研究，从而找到参数之间的相关性和趋势。我们还讨论了在TeV的PWNe没有检测到的频谱，如果模型与低磁化星云可以解释缺乏检测，或者相反，高磁化模型更有利。在信噪比的X射线分析方面，我们利用磁星信噪比的X射线光谱来讨论这种极端磁化的PSR的形成机制。20世纪90年代提出的α发电机机制产生的能量释放应该对SN爆炸的能量产生影响。我们扩展了以前所做的工作由\cite{vink06}的SN爆炸寻找这种能量释放的能量学，我们期待的元素电离和X射线光度，我们比较我们的结果与其他SNRs与相关的中心源。
2015-02-10 astro-ph.HE
The X-ray-Resolved Supernova Remnant S8 in the Dwarf Irregular Galaxy IC 1613
我们用钱德拉X射线天文台用ACIS的S3芯片对附近的不规则星系IC 1613进行了观测，有效曝光时间为49.9千秒。观测主要针对银河系东北象限的广泛气泡和恒星形成区域。IC 1613中唯一已知的超新星遗迹S8也是该星系最明亮的X射线源（LX（0.3-8 keV）~5- 6 × 10 ^{36} erg/s）。我们解决了信噪比与钱德拉和比较其近圆形X射线形态与Halpha和无线电图像。我们对任何可能的关联致密中心天体的光度上限为~ 4x 10 ^{35}$ erg/s（0.3-8 keV波段），并得出结论，我们将检测到一颗类似克拉布的脉冲星，而不是一颗类似卡斯A的天体。我们推断S8的年龄约为3400-5600年，并将其与本地组中的其他SNR进行比较。我们认为S8是一个年轻的复合信噪比。
2019-07-22 astro-ph.HE
Four new X-ray-selected supernova remnants in the Large Magellanic Cloud
目的：对大麦云云（LMC）中的四个新超新星遗迹（SNRs）进行详细的多波长研究。在用XMM-牛顿对LMC进行调查期间进行的X射线观测中，这些物体被确定为SNR候选者。方法：利用XMM-Newton获得的数据，研究残留物在X射线中的形态和光谱特征。我们测量等离子体条件，寻找超新星（SN）喷出物的排放，并限制一些SNR属性（如年龄和环境密度）。我们用光学、红外和无线电连续谱档案观测来补充X射线数据，这使我们能够了解导致当前遗迹出现的条件。基于大麦哲伦星系的空间分辨恒星形成历史（SFH）和X射线光谱，我们试图对产生遗迹的超新星进行分类。结果：我们确认所有四个对象为SNR，我们将其命名为MCSNR J 0508 -6830，MCSNR J 0511 -6759，MCSNR J 0514 -6840和MCSNR J 0517 -6759。在前两个遗迹中，X射线明亮的等离子体被非常微弱的[S II]辐射所包围。中心等离子体的发射主要由Fe L壳层谱线所控制，并且所导出的铁丰度大大超过太阳。这证明了它们的Ia型（即热核）SN起源。它们似乎是其他麦哲伦云富含铁的SNRs的更进化版本，这些SNRs在X射线中处于中心峰值。从另外两个残留物（MCSNR J 0514 -6840和MCSNR J 0517 -6759），我们没有看到喷出物排放。在它们被探测到的所有波长上，当地环境在它们的观测外观中起着关键…
2013-10-09 astro-ph.HE
MeV-GeV Gamma-ray Emission from SNR G327.1-1.1 Discovered by the Fermi-LAT
我们报道了在超新星遗迹G327.1-1.1中发现的MeV-GeV γ射线辐射，其位置与TeV脉冲星风星云HESS~J1554-550相一致。伽马射线发射是点状的，微弱的，但在300 MeV-2 TeV的能量范围内是显著的（> 4 sigma）。我们在这里报告的费米-LAT分析所观察到的伽马射线发射，然后进行详细的多波长调查，以了解发射的性质。在G327.1-1.1内为PWN提供动力的中央脉冲星在任何波段都没有被探测到;然而，它很可能嵌入在X射线星云内，而X射线星云偏离了射电星云的中心。伽马射线发射是微弱的，因此，脉冲搜索来确定脉冲星是否可能有贡献是不可行的。先前详细的多波长报告揭示了一个旧的SNR系统，τ ~ 18，000年，其中反向冲击与PWN的相互作用正在进行中或最近发生。我们发现，伽马射线发射同意非常好的详细的宽带模型构建在先前的报告的基础上独立的流体动力学和半解析模拟的演变PWN。我们进一步研究的物理影响的模型的PWN进化阶段，将新的费米-LAT数据，并试图模拟不同的粒子组件的基础上的空间分离分析的位移PWN同行。
2022-11-18 astro-ph.HE
Do Central Compact Objects have Carbon Atmospheres?
超新星遗迹（SNRs）中的十几个中心致密天体（CCO）中只有三个显示出由于不均匀的表面温度（热点）而引起的热X射线脉动。几个无脉冲的CCO没有X射线脉动，这促使人们认为它们有均匀温度的碳气氛（UTCA），这使它们的光谱与适当的中子星（NS）表面积充分吻合。这与同样适合的双温度黑体或氢气氛形成对比。在这里，我们调查UTCA的适用性CCO。我们显示以下内容：（i）三个脉冲CCO的相位平均光谱也可以用适当NS面积的UTCA拟合，尽管脉冲CCO明显具有不均匀的表面温度。因此，良好的光谱拟合不是对非脉冲CCO的UTCA模型的有力支持。(ii)先前使用UTCA分析的一个非脉冲CCO的改进光谱不允许可接受的拟合。(iii)对于两个非脉冲CCO，UTCA不允许与SNR距离兼容的距离。这些结果意味着，在一般情况下，CCO必须有热的，本地化的NS表面上的区域。我们推导出新的X射线脉冲调制上限的非脉冲CCO，并限制其热点的大小和位置。我们开发了一种替代模型，占脉冲和非脉冲CCO：热点和旋转轴之间的角度范围与指数分布与比例因子$λ\sim 20^{\circ}$一致。我们将讨论产生这种小角度和小热点的物理机制。
2023-02-12 astro-ph.HE
The central point source in G76.9+1.0
我们描述了在超新星遗迹（SNR）G76.9+1.0的618 MHz图像中偶然发现的射电点源。SNR具有双极结构，并且点源位于连接两个发射波瓣的微弱发射桥附近。点源也检测到后续更高的频率（1170兆赫）的观察。从GMRT观测获得的点源的光谱指数为α =-2.1。陡峭的光谱，以及点源靠近信噪比中心的位置，证明它确实是与这个信噪比相关的脉冲星J2022+3842。与此相一致的是，随后对钱德拉X射线数据的分析显示，一个点源与射电点源重合，以及围绕未解析源的扩散扩展X射线发射。然而，尽管在610 MHz和1160 MHz下进行了深入搜索，但没有检测到脉冲发射，尽管GBT在2 GHz下观察到脉冲发射。看起来，在GMRT处未检测到脉冲信号的最可能的原因是时间展宽：对于朝向该SNR的估计DM，脉冲展宽时间可以大到几十毫秒。漫射X射线发射沿着与无线电中看到的双极结构相同的方向被拉长。我们认为射电瓣是由赤道风形成的。虽然脉冲信号的直接检测是不可能的，我们令人信服地表明，灵敏，高分辨率，在多个频率的无线电成像是一个有用的方法来搜索脉冲星的候选人。
2011-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of the three-dimensional structure in the central region of the supernova remnant SNR 0540-69.3
我们提出并讨论了新的视觉波长范围内的超新星遗迹SNR 0540-69.3，位于大麦云（LMC）的内部区域的观测。这些观测为我们提供了比以前更多的空间和光谱信息。我们使用这些数据来创建一个详细的三维模型的残留物，假设线性膨胀的喷出物。与观测和模型，我们研究的一般三维结构的残余物，和残余物中的一个活跃的区域的影响-一个“斑点”-我们在以前的论文中解决。我们在欧洲南方天文台的甚大望远镜上使用了光纤馈电积分场摄谱仪VIMOS。观测结果为我们提供了[OIII]5007和[SII] 6717，6731中的三维数据，空间采样率为0.33x0.33，速度分辨率约为35 km/s。我们分解了两条部分重叠的硫谱线，并用它们来计算高信噪比下残留物上的电子密度。我们的分析揭示了一个结构，从“斑点”的位置延伸到天空的平面，位置角约为60度。我们推测，脉冲星是沿着这条活动轴定位的，它沿着视线的速度为几百公里/秒。这个“斑点”很可能是一个激波活动区域，因为它主要在[SII]中明亮;[OII]3729的未来观测将有助于测试残留物中该位置的S/O丰度比是否高于平均值。SNR 0540-69.3的脉冲星风星云（PWN）和蟹状星云在X射线方面的惊人相似之处，结合我们在本文中的发现，表明对称轴是PWN中环面的一部分。（节略）
2013-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Search for Continuous Gravitational Waves from the Central Compact Objects in Supernova Remnants Cassiopeia A, Vela Jr. and G347.3-0.5
我们对来自超新星遗迹Vela Jr.的中心致密天体的连续近单色引力波进行了亚阈值后续搜索，仙后座A和SNR G347.3 $-$ 0.5。在这三个目标中，我们研究了引力波频率和频率导数值的最有希望的~ 10，000种组合，基于Einstein@Home搜索LIGO O 1观测运行数据的结果，致力于这些对象。设定选择阈值，以便可以使用新发布的O2运行LIGO数据确认信号。为了达到最佳的灵敏度，我们执行两个单独的后续搜索，在两个不同的延伸的O2数据。只有一个候选者在第一次O2随访调查中幸存下来，与SNR G347.3-0.5中的中央致密物体有关，但尚未最终确认。为了评估可能的天体物理起源，我们使用档案X射线观测和搜索脉冲信号的振幅调制在推定的旋转频率的中子星及其谐波。这是迄今为止对连续引力波候选者进行的第一次广泛的电磁跟踪。未发现显著相关信号。与LIGO O3运行同时进行的新的X射线观测将使对电磁对应物的更灵敏的搜索成为可能。一个集中的引力波搜索O3数据的基础上提供的参数，这里应该很容易能够阐明这个离群值的性质。对LIGO仪器的噪声调查也可能揭示相干污染的存在。
2020-05-13 astro-ph.HE
A Study of Fermi-LAT GeV gamma-ray Emission towards the Magnetar-harboring Supernova Remnant Kesteven 73 and Its Molecular Environment
我们报告了我们独立的GeV伽马射线研究的年轻壳型超新星遗迹（SNR）Kes 73，其中窝藏一个中央磁星，和CO线毫米观测到的SNR。利用7.6年的费米-LAT观测数据，我们探测到一个扩展的伽马射线源（“源A”），其质心位于SNR的西侧，在0.1-300 GeV范围内的显著性为21.6 sigma，角半径的误差圆为5.4弧分。伽马射线谱不能由纯轻子辐射或磁星的纯辐射重现，因此需要强子辐射分量。CO线观测显示，在VLSR ~90 km/s处有一分子云（MC），其形态与SNR西边界的多波长增亮相对应。左翼（蓝色）85-88 km/s的12 CO（J=2-1）/12 CO（J=1-0）比值沿西北边界显著升高至~1.1，为SNR-MC相互作用提供了运动学证据。这种SNR-MC组合产生了到Kes 73的运动学距离9 kpc。MC被证明是能够占强子γ射线发射分量。γ射线谱可以用纯强子发射或磁星+强子混合发射来解释。在纯强子发射的情况下，质子的光谱指数为2.4，与射电发射电子的光谱指数非常相似，基本上与扩散激波加速理论一致。在磁星+强子混合辐射的情况下，需要磁场衰减率>= 10^36 erg/s来驱动磁星的曲率辐射。
2017-12-11 astro-ph.HE
Isolating Sgr A East: The First Uncontaminated X-ray Maps of a Galactic Center Supernova Remnant
Trottier Space Institute at McGill University（麦吉尔大学特罗蒂尔太空研究所）；Department of Physics, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理系）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Michigan（密歇根大学天文与天体物理系）；Department of Astronomy, University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文系）；FSLAC IRL 2009, CNRS/IAC, La Laguna, Tenerife（拉帕尔马加那利群岛天文研究所CNRS/IRL 2009联合实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心天体信息学分子研究组）
通过pGMCA方法分离银河系中心X射线成分，确定Sgr A East反射激波位置，揭示其Fe和S/Ar/Ca发射分布，发现更低的电离年龄和更高的电子密度。
2026-04-08 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 astro-ph.HE
The XMM-Newton view of the central degrees of the Milky Way
本文给出了银河系中央1.5 °的最深XMM-牛顿镶嵌图，其中包括中央15”和外部约200 k的EPIC-pn净曝光量，共约1.5 M。该简编介绍了宽波段X射线连续谱图、软X射线强度图、分解成光谱成分以及X射线图与其他波长发射的比较。新发现的扩展功能，如超新星遗迹（SNRs），超气泡和X射线细丝的报告。我们提供了一个在Sgr A*+-1度内的扩展特征图谱。我们发现存在一个相干X射线发射区域，峰值在G0.1-0.1附近，周围环绕着冷的中红外发射材料环，从以前的工作中称为“射电弧泡”，加上X射线数据，现在似乎是一个候选的超级气泡。Sgr A的双极叶显示出尖锐的边缘，这表明它们可能是SN爆炸的残余物，由环核盘准直，创造了最近发现的磁星SGR J1745-2900。软X射线的功能，最有可能从SNRs，观察到填补灰尘分布的漏洞，并表明SN爆炸和银河系中心（GC）分子云之间的直接相互作用。我们还发现温暖的等离子体在银河系高纬度，显示出一个尖锐的边缘，其分布与已知的无线电/中红外功能，如“GC叶”的位置相关。这些特征可能与GC上方不均匀的热“大气”有关，可能是由GC区域的质量和能量的连续或间歇性流出提供的。
2015-08-18 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
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: II. A Global Systematic Study with a Comparison to Nucleosynthesis Models
本研究针对含中心致密天体的超新星遗迹开展系统分析，结合X射线观测数据与核合成模型对比，发现常用爆炸模型无法匹配抛射物产额，揭示其前身星多为低质量大质量恒星、爆炸能量较低，指出需完善理论模型并发展下一代X射线观测。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
MUSE observations of the optical nebula surrounding the central compact object in the Vela Junior Supernova Remnant
本文利用MUSE积分场光谱首次对船帆座Jr超新星遗迹中CCO周围的光学星云进行空间分辨研究，发现其[N II]发射异常强且与Hα弧状结构不重合，提示该CCO可能源于一颗未形成黑洞的非常大质量恒星。
2023-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
