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
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
Investigating the X-ray and Gamma-ray Properties of the Galactic Supernova Remnants Kes 69, 3C 396, 3C 400.2
Kes 69、3C 396和3C 400.2是混合形态（MM）的银河系超新星遗迹（SNR），其中Kes 69和3C 396与分子云（MC）相互作用。先前的X射线研究表明，这些SNR的发射是热的。有人建议，MM SNRs与MCs相互作用是潜在的候选人重组等离子体（RP）的X射线和强子γ射线发射。最近，钱德拉的观测揭示了3C 400.2中RP的迹象。初步分析表明，3C 400.2的NW和SE区的X射线发射是由复合等离子体引起的。我们在Kes 69和3C 396上探测到了5 $σ$以上的GeV γ射线辐射。
2016-09-08 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
Numerically investigating the morphology of the supernova remnant SN 1006 in the ambient medium with a density discontinuity
对Ia型超新星遗迹SN 1006的多波段观测表明，它在射电、光学和X射线波段的发射形态具有特殊的性质。在硬X线片中，残留物是双侧的，有两个相对的明亮的肢体，有突出的突起。此外，还在射电、光学和软X射线波段探测到了暗条。使用3D HD模拟研究了残骸形态中这些特殊特征的原因。假设超新星喷出物是在密度不连续的环境介质中演化的，在稀薄介质中，残骸的边界半径较小，外壳由两个半径不同的半球组成。沿着特定的视线，突起出现在残留物的外围，因为来自具有较大半径的半球的边缘的发射位于来自小半球的壳的发射之外。此外，SN 1006的西北灯丝是由于视线与两个半球边缘附近的受冲击物质相交而产生的。结果表明，SN 1006的北东、西南翼上的突起和西北暗条的形态特征可以再现为与密度不连续介质相互作用的残留物。
2019-11-07 astro-ph.HE
Numerically investigating the peculiar periphery of a supernova remnant in the medium with a density gradient: the case of RCW 103
年轻的壳型超新星遗迹RCW 103在钱德拉获得的X射线形态中具有特殊的性质。在X射线中，东南壳的亮度更高，并且该区域的壳的弯曲边界比其他部分更平坦。我们使用三维流体动力学模拟研究了超新星遗迹RCW 103奇特外围的形成。假设超新星喷出物是在具有密度梯度的介质中演化的，则所探测到的外围形状一般可以再现。对于RCW 103，利用$3.0~M_{\odot}$的喷出物质量、$2.0~\mathrm{cm}^{-3}$的背景材料密度和$3.3 - 4.0 ~\mathrm{cm}^{-3} \mathrm{pc}^{-1}$的梯度，通常可以再现X射线外围。模拟结果表明，SNR RCW 103的不对称性主要是由于具有密度梯度的不均匀介质。
2020-08-06 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Investigating Galactic supernova remnant candidates with LOFAR
我们利用低频阵列射线（LOFAR）高波段天线（HBA）观测资料研究了银河系平面上的6个超新星遗迹候选者-- G51.21+0.11、G52.37 -0.70、G53.07+0.49、G53.41+0.03、G53.84-0.75以及G54.1-0.3周围可能存在的壳层。以及韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）和甚大阵列银河平面巡天（VGPS）马赛克档案。我们发现G52.37-0.70、G53.84-0.75以及脉冲星风星云G54.1+0.3周围可能存在的壳层不太可能是信噪比，而G53.07+0.49仍然是一个候选信噪比。G51.21+0.11的光谱指数为$α=-0.7\pm0.21$，但缺乏X射线观测，因此需要进一步研究以确认其性质。我们确认一个候选者，G53.41+0.03，作为一个新的SNR，因为它有一个贝壳状的形态，无线电光谱指数$α=-0.6\pm0.2$，它具有1000-8000年的SNR的X射线光谱特征。X射线分析是使用档案XMM-牛顿观测进行的，这表明G53.41+0.03具有强发射线，并且最好由非平衡电离模型表征，与SNR解释一致。深阿雷西博射电望远镜搜索与G53.41+0.03相关的脉冲星，结果没有发现，但如果它向地球发射，则对这种源的通量密度设置了严格的上限。
2018-05-09 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
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
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
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
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$L_X = 6.7^{+1.1}_{-0.9} \time…
2020-05-26 astro-ph.HE
Suzaku spectra of a Type II Supernova Remnant Kes 79
本文报道了朱雀星对超新星遗迹Kes 79（G33.6+0.1）的观测结果。X射线光谱最适合两个温度模型：非平衡电离（NEI）等离子体和碰撞电离平衡（CIE）等离子体。NEI等离子体在空间上被限制在kT~0.8 keV的内射电壳层内，而CIE等离子体被发现在与kT~0.2 keV和太阳丰度的外射电壳层相关的空间扩展区域中。因此，NEI等离子体是由SN喷出物引起的，CIE等离子体是前向冲击的星际介质。在NEI等离子体中，我们首次发现了Al、Ar和Ca的K壳层线。喷出物的丰度模式和估计质量与一个~30-40太阳质量的祖星的核心坍缩超新星爆炸是一致的。中心能量为~6.4 keV的Fe线也被发现在SNR的东南（SE）部分，密集的分子云周围的一个紧密的外围区域。一种可能性是，这条线与喷出物有关。然而，~6.4 keV的质心能量和SE周边附近增强的空间分布不利于这种情况。由于~6.4 keV的发射区与分子云相吻合，我们提出了另一种可能性，即Fe线是由于局部加速质子（LECRp）与周围分子云相互作用而使中性Fe的K壳层电离。这两种可能性，加热喷出物或LECRp的起源，讨论了观测事实的基础上。
2015-12-14 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra observations of G272.2-3.2. Evidence of stellar ejecta in the central region
我们的目标是研究超新星遗迹G272.2-3.2的X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布，以获得其电离阶段，对祖超新星爆炸，和遗迹的年龄的重要约束。我们报告结合XMM-牛顿和钱德拉图像，中值光子能量图，硅和硫等效宽度图，和一组区域的残留物的空间分辨光谱分析。补充无线电和Hα观测，在文献中，也被用来研究所有检测到的发射的多波长连接。残骸的X射线形态显示出一个整体结构，外观几乎是圆形的，中央有一个明亮的硬区域，沿着中央部分的西北-东南方向有一个特殊的细长硬结构。对这些区域的X射线光谱研究显示了金属元素的明显Kα发射线特征，证实了发射的热起源。吸收的VNEI热等离子体模型，产生升高的丰度的Si，S，和Fe的圆形中心区域，典型的喷出物材料的X射线光谱是很好的代表。在SNR的中心区域发现的丰度值有利于Ia型祖先这个遗迹。外部区域显示出低于太阳值的丰度，正如预期的那样，如果发射来自冲击ISM。相对较低的电离时间尺度表明非平衡电离。我们确定接触不连续的位置。它到外激波的距离比在均匀介质中膨胀的预期要高，这表明残骸大部分时间都在更稠密的介质中度过。
2013-01-09 astro-ph.HE
Cosmic-ray electron injection from the ionization of nuclei
我们表明，从重离子电离中喷射出的次级电子可以被注入到超新星遗迹冲击中发生的加速过程中。这种电子注入机制的工作原理是，当离子已经以相对论速度移动时，离子在加速过程中被电离，就像射出的电子一样。利用在地球上测量到的宇宙射线中重核的丰度，我们估计源处的电子/质子比约为10^-4，这足以解释在年轻的超新星中观测到的非热同步辐射。我们还表明，电离过程可以限制重离子可以达到的最大能量。
2009-08-21 astro-ph.HE
A Chandra X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant 3C400.2
我们提出了一个分析档案钱德拉观测的混合形态残留3C400.2。我们分析了残骸不同部分的光谱，以观察等离子体特性是否提供了混合形态类起源的线索。这些残骸经常表现出过度电离，这是热等离子体快速冷却的标志，以及元素的超太阳丰度，这是喷出物排放的标志。我们的分析表明，3C400.2的热辐射可以很好地用一个两分量非平衡电离模型来解释，其中一个分量是欠电离的，具有高温（$kT \approx 3.9$ keV）和超太阳丰度，而另一个分量具有低得多的温度（$kT \approx 0.14$ keV）和太阳丰度，并显示出过电离的迹象。温度结构，丰度值和密度之间的不同模型组件的对比表明，热的组件来自喷出物等离子体，而较冷的组件有星际物质的起源。这似乎是第一次在超新星遗迹的外部区域发现过电离等离子体，而内部区域的喷出物成分是欠电离的。此外，与喷出物相关的非电离平衡等离子体成分仅限于残留物的中心，较亮的部分，而较冷的成分主要存在于外部区域。因此，我们的数据可以最自然地解释一个进化的情况下，外部的残留物正在迅速冷却，由于已经扫了高密度的ISM，而内部的部分是非常热的，冷却效率低，由于等离子体的密度。这也被称为遗迹X射线场景。
2015-02-02 astro-ph.HE
Investigating signatures of extinct PeVatron activity in supernova remnants IC 443 and W51 C
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）；INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔塞天文台）
本研究通过时间依赖解析模型分析超新星遗迹 IC 443 和 W51 C 中受限与逃逸质子的强子辐射，验证其伽马射线起源，并约束粒子最大能量、磁场放大及加速效率（1-12%），发现最大能量低于 PeV 膝所需值。
2026-09-29 astro-ph.HE
Investigating the CREDIT history of supernova remnants as cosmic-ray sources
本文提出CREDIT情景，利用超新星遗迹中能量依赖的逃逸特征，通过蒙特卡洛模拟和决策树方法，以高显著性识别单个超新星遗迹对局地宇宙线通量的贡献。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the Evolution from Massive Stars to Supernovae and Supernova Remnants
该研究回顾了团队在大质量恒星到超新星及超新星遗迹演化建模的最新进展，重点探究年轻超新星遗迹性质与前身星、超新星爆炸的关联，以揭示超新星引擎物理与大质量恒星晚期演化机制。
2023-11-09 astro-ph.HE
Dynamics of X-Ray-Emitting Ejecta in the Oxygen-Rich Supernova Remnant Puppis A Revealed by the XMM-Newton RGS
利用XMM-牛顿号上反射光栅光谱仪（RGS）前所未有的光谱分辨率，我们揭示了富氧超新星遗迹船尾座A中发射X射线的喷出物的动力学。RGS光谱显示出突出的K壳层线，包括O VII He_alpha禁戒和共振，O VIII Ly_alpha，O VIII Ly_beta和Ne IX He_alpha共振，这些线来自与光学富氧细丝（遗迹东北部所谓的Omega细丝）位置一致的喷出物结。我们发现，线的质心蓝移了1480+/-140+/-60 km/s（第一和第二项误差分别是测量和校准不确定性），这是完全一致的光学欧米茄灯丝。在654 eV（对应于O VIII Ly_alpha）处获得的谱线展宽小于~0.9 eV，表明氧温度小于~30 keV。对XMM-牛顿MOS谱的分析表明，电子温度约为0.8 keV，电离时标约为2 e10 cm^-3 s。我们表明，氧和电子的温度以及电离时标可以调和，如果喷出物结被加热的碰撞冲击，其速度是~600-1200公里/秒，随后由于库仑相互作用平衡。RGS光谱还显示了位于残骸东北边缘附近的另一个喷出物特征的相对较弱的K壳层线，从中我们测量到650+/-70+/-60 km/s的向红多普勒速度。
2013-03-22 astro-ph.HE
Identification campaign of supernova remnant candidates in the Milky Way. II. X-ray studies of G38.7-1.4
我们报告XMM-牛顿和钱德拉观测银河系超新星遗迹候选者G38.7-1.4，以及补充无线电，红外和伽马射线数据。在甚大阵观测到的射电壳层中发现了一个近似椭圆形的X射线结构。G38.7-1.4的X射线能谱可以用吸收碰撞电离平衡等离子体模型来描述，表明该等离子体是冲击加热的。根据形态学和光谱行为，我们认为G38.7-1.4确实是一个超新星遗迹，属于混合形态类别。
2014-03-03 astro-ph.HE
Correlation of Supernova Remnant Masers and Gamma-Ray Sources
超新星遗迹与分子云的相互作用是一个潜在的令人兴奋的系统，在其中可以探测到宇宙射线加速的证据。当宇宙射线遇到附近的致密云时，中性π介子的衰变会产生显著的伽马射线辐射。在许多与伽马射线源重合的超新星遗迹中，OH（1720 MHz）脉泽的存在被用来识别与致密气体的相互作用，并提供到系统的运动学距离。在本文中，我们使用统计检验来证明，这些脉泽和一类GeV到TeV能量的伽马射线源与相互作用的残余物相吻合之间存在相关性。对于π介子衰变，γ射线光度提供了对局部宇宙射线密度的直接估计。我们发现宇宙射线密度比当地太阳值增加了一到两个数量级，与这些遗迹中的X射线诱导电离相当。推断的电离率足以解释非平衡化学在冲击后的气体，在那里观察到高柱的羟基。
2009-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the CREDIT history of supernova remnants as cosmic-ray sources
本文提出宇宙线能量依赖注入时间（CREDIT）情景，利用超新星遗迹能量依赖逃逸产生的窄刚度通量特征，并结合 Monte Carlo 模拟与决策树识别单个超新星遗迹宇宙线源。
2025-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Balmer-Dominated Shocks Exclude Hot Progenitors for Many Type Ia Supernovae
Ia型超新星爆炸的演化机制仍然未知。最近的努力，以限制祖先模型的影响，他们的高能量发射将对星际介质（ISM）的星系已被证明是成功的。对于个别的残余物，巴尔末主导的冲击揭示了周围气体中氢的电离状态。在这里，我们报告的温度和亮度的深上限的祖先的四个Ia型残留物与相关的巴耳末灯丝：SN 1006，0509-67.5，0519-69.0，和DEM L71。对于SN 1006，在激波前的扩散发射中氦谱线发射的现有观测提供了对残骸附近氦电离状态的额外约束。使用光电离代码云，我们表明，这些限制排除任何热，发光的SN 1006祖，包括稳定的氢或氦核燃烧的白矮星，以及在$\gtrsim 9.5\times10^{-8}M_{\odot}/$年通过磁盘的任何rasekhar质量的白矮星吸积物质。对于0509-67.5，仅巴尔末辐射就排除了任何这样的白矮星吸积$\gtrsim 1.4\times10^{-8}M_{\odot}/$ yr。对于0519-69.0和DEM L71，推断的氢的环境电离状态与最近热的发光的祖先仅微弱地处于张力中，并且不能与例如，一个相对较高的本地莱曼连续背景，没有额外的线测量。未来的深层光谱观测将解决这种模糊性，并且可以检测到任何发光祖先的影响，或者排除所有已解决的超新星Ia遗迹的影响。
2018-07-10 astro-ph.HE
A Suzaku X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant Kes 69 and searching for its gamma-ray counterpart
Kes 69是一个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR），已知与东北和东南地区1720 MHz羟基（OH）脉泽发射观测的分子云相互作用。我们利用$\sim$ 67 ks朱雀卫星对Kes 69进行了观测研究。整个SNR的X射线能谱符合非平衡电离模型，电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 2.5 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 4.1 $\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s，吸收柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.1 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$ .我们在光谱中清楚地检测到$\sim$ 6.5 keV处的Fe-K $α$线。等离子体显示镁，硅，硫和铁的丰度略有增加，表明等离子体很可能是喷出物的起源。我们发现没有显着的特点，在此SNR的重组等离子体。为了表征X射线光谱参数的径向变化，我们还分析了残留物中的环形区域。我们研究了Kes 69的爆炸成因，并倾向于核心塌陷成因。此外，我们报告缺乏显着的伽马射线发射从Kes 69，在分析了GeV的伽马射线数据采取了约9年的大面积望远镜上费米。最后，我们讨论了其他相互作用的MM SNR的背景下，Kes 69的属性。
2018-08-30 astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G32.8-0.1 with Suzaku
我们提出了第一个专门的X射线研究超新星遗迹（SNR）G32.8-0.1（Kes 78）与朱雀。首次探测到整个SNR壳层的X射线发射。X射线形貌与射电壳层的辐射有很好的相关性，而与SNR场中的分子云有反相关性。X射线光谱不仅显示了非平衡电离状态下的常规低温（kT ~ 0.6 keV）热发射，而且还显示了电离时间尺度非常低（~ 2.7e9 cm^{-3}s）的非常高的温度（kT ~ 3.4 keV）分量，或光子指数γ ~2.3的硬非热分量。低温等离子体的平均密度相当低，约为10^{-3}-10 ^{-2} cm^{-3}，这意味着该SNR正在扩展到低密度腔中。我们讨论了SNR的X射线发射，也用H.E.S.S.检测到TeV，以及对残余物和其他伽马射线发射SNR（如W28和RCW 86）的多波长研究。分析的时变源，2XMM J185114.3-000004，发现在北部的SNR，也是第一次报告。快速的时间变化和大量吸收的硬X射线光谱表明，这个源可能是一个新的超巨星快速X射线瞬变。
2016-01-12 astro-ph.HE
High Spatial Resolution Spectroscopy of G292.0+1.8 with Chandra
利用{ \sl Chandra}观测数据，对超新星遗迹G292.0+1.8进行了高空间分辨率X射线能谱分析。该残留物的X射线发射区域被划分为25个$\times$ 25像素，每个像素具有20 $\arcsec$ $\times$ 20 $\arcsec$的比例。建立了324个像素的光谱，并用吸收的单组分非平衡电离模型拟合。根据光谱分析结果，获得了吸收柱密度、温度、电离年龄以及O、Ne、Mg、Si、S和Fe的丰度图。O、Ne和Mg的丰度在两个数量级范围内有很好的相关性，表明它们都来自C/Ne爆炸燃烧。同时，硅和硫的丰度也有很好的相关性，表明它们是炸药O燃烧或不完全硅燃烧的灰烬。Fe发射线在整个残体中并不突出，其丰度明显降低，表明反向冲击可能没有传播到富Fe的喷出物。根据O、Ne、Mg、Si和Fe与Si的相对丰度，我们建议该遗迹的前身物质为$25-30 M_{\odot}$。
2014-04-25 astro-ph.HE
Effects of Neutral Hydrogen on Cosmic Ray Precursors in Supernova Remnant Shock Waves
许多快超新星遗迹激波的光谱都是以巴耳末线为主。的H $α$配置文件有一个狭窄的组成部分解释的直接激发和热多普勒加宽的组成部分，由于原子进行电荷交换后的冲击区。然而，标准模型并没有考虑宇宙射线激波的前兆，它在激波之前压缩和加速等离子体。在具有足够高密度的强前体中，电荷交换、激发和电离过程将影响窄线和宽线分量的宽度。此外，中性粒子和前体等离子体之间的速度差由于前体中的电荷交换和电离而引起摩擦加热。在极端的情况下，所有的中性粒子都可以被前体电离。在本文中，我们计算的离子和电子加热的冲击参数范围很广，随着到达冲击的中性粒子的速度分布。我们的计算预测非常大的窄组件宽度的一些冲击与有效的加速，随着变化的宽窄强度比作为诊断的电子-离子温度比。因此，巴耳末线可以提供对前体性质的独特诊断。我们表明，加热中性的前体可以解释所观察到的H $α$窄组件的宽度，和迄今为止观察到的最巴耳末线冲击的加速效率是适度的。
2011-03-16 astro-ph.HE
3D Simulations of the Thermal X-ray Emission from Young Supernova Remnants Including Efficient Particle Acceleration
超新星遗迹（SNRs）被认为是银河系宇宙射线的主要来源。SNRs的非热发射的检测表明高能粒子的存在，但质子和其他离子的直接特征仍然难以捉摸。如果这些粒子接收爆炸能量的相当大的一部分，则必须修改SNR的形态和光谱演化。为了评估这一点，我们运行3D流体动力学模拟的残骸加上非线性加速度模型。我们得到的冲击结构的时间依赖性的演变，在接触不连续性的Rayleigh-Taylor流体动力学不稳定性的影响，并通过在向前冲击粒子的反反应。然后，我们计算渐进的温度平衡和非平衡电离状态的等离子体，其在每个细胞的热发射。这使我们能够产生第一个现实的合成地图的投影X射线发射的SNR。等离子体条件（温度、电离年龄）在SNR的投影表面上可能变化很大，特别是在喷出物和周围介质之间，因为它们的成分不同。这表明需要空间分辨光谱。我们发现，粒子的反反应，减少了集成的发射，与效果更显着的最高光子能量。因此，对应于不同发射元素的不同能带探测粒子加速的不同影响水平。我们的工作提供了一个框架，解释信噪比观测与当前的X射线任务（钱德拉，XMM-牛顿，朱雀）和即将到来的X射线任务（如Astro-H）。
2012-09-29 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
Initial state of the recombining plasma in supernova remnant W 28
利用 Suzaku 数据对 W28 进行空间分辨光谱分析，给出复合等离子体初始阶段各元素电离温度及年龄空间差异，推断其源于大质量恒星且需超越热传导或绝热冷却的形成机制。
2024-01-18 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton studies of the supernova remnant G292.2-0.5 associated with the pulsar J1119-6127
我们提出了第一个详细的成像和空间分辨光谱研究银河系超新星遗迹G292.2-0.5，与高磁场无线电脉冲星J1119-6127，使用钱德拉和XMM-牛顿。高分辨率的X射线图像揭示了西部部分边缘增亮的形态，与在无线电波长观察到的完整的贝壳状形态不同，散射发射集中在残骸的内部。残余物内的大多数扩散发射区域的光谱最好由热+非热模型描述。热分量由平面平行非平衡电离等离子体模型描述，温度范围从残骸西侧的1.3 keV到东侧的2.3 keV，柱密度从西侧的1.0e22 cm^-2增加到东侧的1.8e22 cm^-2，电离时间尺度较低，从SNR内部的5.7e9 cm^-3 s到西侧的3.6e10 cm^-3 s--这表明年轻的残骸在低密度介质中膨胀。整个SNR的空间和光谱差异与SNR东部存在的黑云一致，吸收了软X射线发射。一些地区的光谱还显示出Ne、Mg和Si的金属丰度略有增强，这暗示了反向冲击加热喷出物的第一个证据。比较我们推断的金属丰度的核心坍缩核合成模型的产量，我们估计一个高祖质量的~30太阳质量，这表明一个Ib/c型超新星。我们确认存在的非热硬X射线发射的区域接近脉冲星。我们估计SNR年龄范围在4.2 kyr（自由膨胀阶段）和7.1 kyr（Sedov阶段）之间，比测得的脉冲星年龄上限1.9 kyr高出几倍。
2012-05-25 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
