A One-Dimensional Model for Rayleigh-Taylor Instability in Supernova Remnants
本研究提出一种方法来近似瑞利-泰勒不稳定性的多维效应，作为一维流体方程的修正。这种修正类似于Shakura-Sunyaev α公式，用于模拟天体物理盘中湍流的粗粒度效应。该模型引入了几个无量纲的可调参数，通过与Rayleigh-Taylor不稳定流的高分辨率二维轴对称数值计算进行比较来校准。一个完整的描述模型，以及一些测试问题，证明在何种程度上的一维模型能够重现多维效应。
2016-03-03 astro-ph.HE
Simulation of the growth of the 3D Rayleigh-Taylor instability in Supernova Remnants using an expanding reference frame
内容：由超新星遗迹在喷出物占主导地位的阶段减速产生的瑞利-泰勒不稳定性，已知会在物质分布中产生指状结构，从而修改遗迹的几何形状。超新星遗迹的形态也有望被修改时，有效的粒子加速发生在他们的冲击。目的：本文研究了在超新星遗迹的一个八分圆范围内，从抛射物为主到Sedov-Taylor相的瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们还研究了在前向激波处有效粒子加速对瑞利-泰勒不稳定性增长的影响。研究方法：我们修改了自适应网格精化程序RAMSES，在扩展参考系的框架下，用流体动力学数值模拟研究了超新星遗迹的演化。前向激波和接触间断之间的相对论气体的绝热指数模拟了加速粒子的存在。结果如下：这里采用的超共动坐标系的最大优点是，由于它相对于网格是静止的，所以它使接触不连续处的数值扩散最小化。我们提出了一个准确的表达式的瑞利-泰勒结构的增长，顺利连接早期增长的渐近自相似行为。结论：如果冲击波由宇宙射线主导，瑞利-泰勒结构的发展受到影响，尽管不是很大。在后一种情况下，进入受冲击的星际介质的喷出物数量较少。如果两个冲击都发生加速度，则瑞利-泰勒结构的范围相似，但反向冲击受到强烈扰动。
2010-07-01 astro-ph.HE
The low rate of Galactic pevatrons
虽然超新星遗迹仍然是银河系宇宙射线的主要来源，但超新星的范例仍然有许多未解决的问题。这个结构中最薄弱的一点是，单个超新星遗迹可能会将粒子加速到膝盖的硬度，$\sim 10^{6}$ GV。这种情况在很大程度上依赖于激励电流驱动的非谐振混合模式的可能性，而冲击仍然在Sedov阶段的开始。这些模式可以提高粒子散射的速率，从而导致潜在的非常高的最大能量。在这里，我们计算了从不同类型的超新星残骸释放到星际介质中的粒子的光谱。我们发现，只有非常强大的，罕见的核心坍缩超新星爆炸的残余物可以加速轻元素，如氢和氦核，膝盖的刚度，和当地的宇宙射线的光谱直接限制这样的事件的速率，如果他们也是PeV的宇宙射线的来源。另一方面，对于典型的核心坍缩超新星爆炸的残余物，Sedov阶段是在后期达到的，此时最大能量太低，并且在非常高的能量下的光谱非常陡峭，主要是在喷出物主导阶段产生的。对于典型的热核爆炸，导致Ia型超新星，我们证实了以前的发现，这些对象只能产生宇宙射线高达$\lesssim 10^{5}$ GeV。讨论了在地球上观测到的整个宇宙射线谱和未来伽马射线观测站探测PeVatrons的影响。
2020-07-08 astro-ph.HE
On the foundation of equipartition in supernova remnants
一个被广泛接受的范例是，在超新星遗迹（SNR）中，宇宙射线（CR）的能量密度和磁场的能量密度之间的均分（eqp）不能维持。然而，我们的3D流体动力学超级计算机模拟，再加上非线性扩散冲击加速模型（NLDSA），提供的证据表明，eqp可能建立在Sedov阶段的演变，其中大多数SNR花费最长的部分，他们的生活结束。对于SNR中CR能量密度和磁场能量密度之间的任何恒定比率，我们引入术语“恒定分配”，而术语“均分”应保留用于仅超相对论电子（或全部CR）的能量密度（也是数量级上的{恒定分配}）和磁场的能量密度的值近似相同的情况。我们的模拟表明，这种近似的常数分区确实存在于所有，但最年轻的SNR。我们推测，由于进化的SNR在Sedov阶段的演化结束时可以达到CR和磁场之间的eqp，他们可能是负责初始化这种类型的eqp在星际介质。此外，我们表明，电子组件之间的CRs和磁场的eqp可以用于计算磁场强度直接从同步辐射的观测SNRs。此处给出的SNR中的磁场强度值比Arbutina等人（2012，2013）计算的值低约2.5倍。
2018-02-07 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor Instabilities in Type Ia Supernova Remnants undergoing Cosmic-Ray Particle Acceleration - Low Adiabatic Index Solutions
本研究调查了Ia型超新星遗迹中瑞利-泰勒（R-T）不稳定性的演化，这些不稳定性与低绝热指数γ有关，其中γ < 5/3，这反映了宇宙射线粒子加速导致的超新星激波结构的预期变化。极端的情况下，如与对应于伽马=1.1的最大压缩比的情况下，进行检查。随着γ的减小，激波压缩比增大，激波间区域逐渐变窄，初始R-T不稳定气体混合更加明显。因此，残余轮廓可能会受到小幅度、小波长凸起的干扰。然而，由于不稳定性随时间衰减，对流混合的程度（R-T指半径与冲击波的比值）并不强烈地依赖于γ值（γ>= 1.2）。由于遗迹的年龄，不稳定气体不能延伸到足够远的地方，在第谷超新星遗迹的外围附近形成富含金属的丝状喷出物。第谷残骸的动力学性质与绝热模型γ =5/3的一致性表明，宇宙射线的注入太弱，不能改变激波结构。即使宇宙射线在激波处有非常有效的加速，在Ia型超新星遗迹中也不会有显著增强的混合。
2011-03-06 astro-ph.HE
Two evolved supernova remnants with newly identified Fe-rich cores in the Large Magellanic Cloud
目标。本文对大麦云星云中的超新星遗迹MCSNR J 0506 -7025和MCSNR J 0527 -7104进行了多波长分析。方法.我们使用XMM-牛顿，澳大利亚望远镜紧凑阵列和麦哲伦云发射线调查的数据来研究它们的宽带发射，并使用斯皮策和HI数据来获得它们的环境图片。我们进行了多波长形态研究和详细的无线电和X射线光谱分析，以确定其物理特性。结果这两个遗迹被发现有明亮的X射线核心，主要由铁L-壳层发射，与反向冲击加热喷出物与确定的铁质量与Ia型爆炸产量一致。在MCSNR J 0506 -7025中观察到一个软X射线壳层，这与扫掠的星际介质一致，暗示了Sedov阶段的残留物。利用光谱拟合结果和Sedov自相似解，我们估计MCSNR J 0506 -7025的年龄约为16-28 kyr，初始爆炸能量为（0.07-0.84）x10^51 erg。在MCSNR J 0527 -7104中没有软壳，只有喷出物发射可见，其形态极其细长，延伸到光学壳之外。我们认为，冲击波已经爆发到一个低密度的空腔，使冲击加热喷出物逃逸。我们发现MCSNR J 0506 -7025的射电频谱指数与SNR标准~0.5一致。6 cm射电偏振表明沿西侧锋和东侧结的偏振度较高，在P~（20 \pm 6）%的剩余部分上存在平均分数偏振。结论.在残留物中发现的富铁喷射物表明两者都是Ia型爆炸的结果。新发现的MCSNR J 0…
2015-10-29 astro-ph.HE
Gamma-ray burst afterglow scaling relations for the full blast wave evolution
我们证明，伽马射线暴余辉光谱和光变曲线可以计算任意的爆炸和辐射参数通过缩放的峰值通量和临界频率连接不同的光谱制度。对于每个射流开度角和观察者角度，仅需要进行一次基线计算。这些计算是使用高分辨率的相对论流体动力学余辉爆炸波模拟，其中包括扩展和减速余辉爆炸波的二维动力学特征进行数值计算。任何光变曲线都可以通过将比例关系应用于基线计算来生成。因此，现在可以完全适合射流破裂的形状，例如在早期X射线和光学频率下。此外，后期的无线电量热法可以得到改进，因为对于任意的爆炸参数，进入塞多夫-泰勒状态的过渡的一般形状现在是已知的，所以在光变曲线中达到塞多夫-泰勒渐近线的确切时刻不再相关。在计算基线时，我们发现同步临界频率和冷却中断频率受射流中断的强烈影响。同步中断的时间斜率迅速下降到陡峭的晚期Sedov-Taylor斜率，而冷却中断先变陡，然后上升，以满足其浅的晚期渐近线的水平。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Distance and Evolutionary States of Supernova Remnant G18.9-1.1 and Candidate G28.6+0.0
分析了超新星遗迹G18.9-1.1和超新星遗迹候选者G28.6+0.0的HI谱。我们比较了光谱$^{13}$ CO发射光谱和光谱的HII地区在该地区，以确定运动学距离。G18.9-1.1距离太阳2.1 $\pm$ 0.4 kpc，G28.6+0.0距离太阳9.0 $\pm$ 0.3 kpc。利用已发表的G18.9-1.1的X射线谱，我们应用超新星遗迹模型计算了激波ISM温度和辐射。我们发现，G18.9-1.1具有低的，但不是典型的，爆炸能量为$\simeq$ 3 $\times$ 10 $^{50}$ erg，并且处于ISM的低密度区域，$\simeq$ 0.1 cm $^{-3}$。如果喷出物质量为1.4 M $_{\odot}$（典型的Ia型SN），则其年龄为$\simeq$ 3700 yr;如果喷出物质量为5 M $_{\odot}$（典型的核塌陷SN），则其年龄为$\simeq$ 4700 yr。候选G28.6+0.0没有报告的X射线发射，所以我们应用基本的Sedov模型。如果ISM密度为1 cm $^{-3}$，则Sedov年龄为$\simeq$ 600 yr，但如果ISM密度高达100 cm $^{-3}$，则Sedov年龄可能为$\simeq$ 6000 yr。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
G306.3-0.9: A newly discovered young galactic supernova remnant
我们提出了新的银河系超新星遗迹（SNR）G306.3-0.9的X射线和无线电观测，最近发现的雨燕。钱德拉成像揭示了一个复杂的形态，由一个明亮的冲击为主。X射线光谱与Sedov阶段的年轻SNR大致一致，这意味着距离8 kpc的年龄为2500年，可能将其确定为银河系20个最年轻的SNR之一。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的成像显示了一个与X射线发射相关的无线电发射的突出脊。我们发现在1 GHz的流量密度为~ 160 mJy，这是迄今为止银河SNR记录的最低无线电流量。在24微米处也检测到了残留物，表明存在辐射过的温暖尘埃。数据显示没有令人信服的证据表明存在致密的恒星残骸。
2013-03-14 astro-ph.HE
Reverberation of pulsar wind nebulae (II): Anatomy of the "thin-shell'' evolution
在其早期演化过程中，脉冲星风星云（PWN）扫过超新星喷出物的内部，形成一个薄而大的壳层。后来，当超新星遗迹的反向冲击到达壳层时，演化变得更加复杂，在大多数情况下，膨胀恢复为压缩：这个后期阶段称为“混响”。到目前为止，为理解这一阶段所做的计算大多是在薄壳近似下进行的，其中PWN半径的演化被同化为在PWN的内部压力和超新星遗迹的外部压力的影响下的扫掠壳。尽管薄壳方法似乎相当合理，但其实现迄今为止并不准确，其正确性从未经过测试。外部压力被天真地假设为在整个演化过程中根据Sedov解（或其常数部分）进行缩放。薄壳假设本身在过程中失败了，因为与PWN的尺寸相比，壳不再薄。在这里，通过结合数值模型，尺寸参数和解析近似，我们提出了一个详细的分析的PWN与超新星遗迹的相互作用。我们提供了一个新的解析近似的外部压力，超越了Sedov解决方案，和一个修订后的“薄壳”能够再现数值模拟的结果。最后，我们计算的效率，PWN在混响期间被压缩在一个广泛的人口来源。
2023-01-10 astro-ph.HE
The properties of gamma-ray images of supernova remnants due to proton-proton interactions
MAGIC和H.E.S.S实验是第一个在TeV伽马射线中产生超新星遗迹（SNR）图像的实验。伽马射线由电子（由于逆康普顿散射）或质子（由于π衰变）产生。我们提出了一种方法来合成由于强子发射的Sedov信噪比的γ射线图像。该模型是在一个经典的框架内开发的质子加速和流体动力学的冲击在一个均匀的星际介质，它包括相对论质子的能量损失，由于pp相互作用。我们的计算表明，这些损失是重要的，只有大密度的质子，因为它可能是在超新星激波与分子云的相互作用的情况下。数值模拟被用来合成强子TeV γ射线的径向轮廓。
2011-09-10 astro-ph.HE
Low X-ray emission challenges supernovae remnants as the source of cosmic-ray electrons
年轻超新星遗迹SN 1006、开普勒、第谷、RCW 86和Cas A的X射线同步辐射大致由$νL_ν\sim 10^{45}\rm{erg}/t$给出，其中$t$是遗迹的年龄。发射X射线发射的电子快速冷却，这意味着X射线发射是量热的，并且等于宇宙射线（CR）电子加速效率的一半（每对数间隔的粒子能量，在多TeV能量下）。假设Sedov-Taylor展开，所得的CR电子产率/SNR估计为$E^2dN_e/dE\approx 6νL_νt \sim 10^{46}\rm erg$。这比解释在$E\sim 10\rm GeV$观测到的电子CR所需的量低了大约两个数量级。可能的解决方案是1。与$E\sim 10\rm TeV$相比，在$E\sim 10\rm GeV$处允许更多能量的软加速度谱，2.在SNR演进的后期阶段增加的加速效率（不太可能），或者3. SNR不是CR电子的来源。
2014-04-19 astro-ph.HE
Multi-frequency study of the newly confirmed supernova remnant MCSNR J0512-6707 in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦云星云中的超新星遗迹MCSNR J 0512 -6707进行了研究。我们使用来自XMM-牛顿的新数据来测量X射线发射，并使用来自澳大利亚望远镜紧凑阵列，麦哲伦云发射线调查和斯皮策的数据来获得残骸扩张的环境图片。我们进行了形态学研究，确定了无线电极化和磁场方向，并进行了X射线光谱分析。我们估计它的大小为24.9（\pm 1.5）x 21.9（\pm 1.5）pc，主轴旋转约29度。在3厘米和6厘米的无线电极化表明，在NW和SE切向取向的SNR冲击波阵面，表示SNR压缩磁场线程的星际介质更高程度的极化。X射线光谱是不寻常的，因为它需要一个软（~0.2千电子伏）CIE热等离子体的星际介质丰度，除了一个较硬的组件。使用我们的研究结果和Sedov动力学模型，我们表明，这种排放是不一致的Sedov残留。我们认为，热X射线可以解释为MCSNR J 0512 -6707最初演变成一个风吹空腔，现在正在与周围的致密壳相互作用。硬组分的来源仍不清楚。我们无法从X射线光谱中确定超新星的类型。在文献中对当地恒星星族和恒星形成历史的研究中发现了间接的证据，这表明核心坍缩起源。MCSNR J 0512 -6707很可能是由于高质量祖细胞的核心坍塌，在其周围介质中雕刻了一个低密度的空腔，而软X射线则是由爆炸波与周围外壳的撞击产生的。这种不寻常的硬X射线成分需要更深、更高空间分辨率的射电和X射线观测来确…
2015-09-22 astro-ph.HE
Dynamical Evolution and Radiative Processes of Supernova Remnants
我概述了超新星壳残余物（SNRs）的动力学演化，从超新星喷出物与星周物质（CSM）的初始相互作用到残余物最终溶解成星际介质（ISM）。超新星的喷出物会驱动冲击波穿过来自原始系统的任何CSM;当物质被扫起时，喷出物中会形成反向冲击波，重新加热它们。这种喷射驱动的阶段持续到十次或更多次的喷射质量被扫起，并且残余物接近Sedov或自相似演化阶段。到目前为止的演变是近似绝热。最终，随着冲击波的减速，残余物的年龄接近冲击波后气体的冷却时间，冲击波变得具有辐射性和高度压缩性。最后，激波速度降到低于当地ISM声速，残余物消散。然后，我回顾了残余辐射的各种过程。在早期，在绝热阶段，热X射线和非热射电，X射线和伽马射线发射占主导地位，而光学发射是微弱的，并局限于几个强的氢线，也许氦。一旦激波是辐射性的，就会产生显著的光学和红外辐射。年轻的残余物深刻的影响，往往各向异性CSM的相互作用，而即使是成熟的残余物仍然可以显示出喷出物的证据。
2017-08-17 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
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
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
IKT 16: A Composite SNR in the SMC
IKT 16是小麦哲伦星云（SMC）中的X射线和无线电微弱超新星遗迹（SNR）。先前对这个SNR的X射线研究发现，在其中心附近有一个硬X射线源。使用所有可用的档案和专有的XMM-牛顿数据，以及新的多频无线电连续谱调查和H-α和禁止[SII]和[OIII]线的光学观测，我们的目标是限制SNR的属性，并发现内部硬源的性质。方法：我们结合XMM-Newton数据集，以生成迄今为止IKT 16的最高质量X射线图像。我们使用这个，结合无线电和光学图像，进行多波长的形态分析的残留物。我们从SNR和其中心附近的亮源提取单独的光谱，并对这两个区域进行光谱拟合。结果：我们发现IKT 16的半径为37 ± 3 pc，明亮的光源位于距离中心8 ± 2 pc的位置。这是SMC中已知的最大SNR。残留物的大尺寸表明它可能处于Sedov绝热演化阶段。用Sedov模型拟合信噪比谱，得到电子温度kT为1.03 ± 0.12keV，年龄为14700年。所发现的吸收要求残留物位于SMC内部深处。亮源符合指数为1.58+-0.07的幂律，并与向SNR中心延伸的漫射射电辐射有关。我们认为这个源很可能是超新星爆炸后的中子星残留物，并推断其横向反冲速度为580 ± 100 km/s。这个来源的X射线和射电性质强烈支持脉冲星风星云（PWN）的起源。
2011-03-15 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
XMM-Newton observation of SNR J0533-7202 in the Large Magellanic Cloud
目的。本文对大麦云星云（LMC）中的超新星遗迹SNR J 0533 -7202进行了X射线研究，并根据其X射线发射确定了其物理特征。方法.我们用XMM-牛顿观测SNR J 0533 -7202（耀斑过滤曝光时间为18 ks EPIC-pn和31 ks EPIC-MOS 1/MOS 2）。我们制作了SNR的X射线图像，进行了X射线光谱分析，并将结果与多波长研究进行了比较。结果X射线辐射的分布非常不均匀，西南部地区比东北部更亮。X射线辐射与残骸的无线电辐射相关。我们确定这种形态可能是由于SNR扩展到非均匀的环境介质中，而不是吸收效应。我们估计它的大小为53.9（\pm 3.4）x 43.6（\pm 3.4）pc，长轴向北偏东旋转约64度。我们没有发现喷出物的光谱特征，并推断X射线等离子体主要是由掠起的星际介质。利用光谱拟合结果和谢多夫自相似解，我们估计其年龄约为17-27 kyr，初始爆炸能量为（0.09-0.83）x 10^51 erg。我们探测到位于残骸中心附近的X射线源，即XMMU J053348.2-720233。由于缺乏多波长对应物和低X射线计数，无法最终确定源类型。我们发现，它可能是一个背景活动星系核或低质量的X射线双星的LMC。结论.我们从SNR J 0533 -7202探测到明亮的热X射线发射，并确定残骸处于其演化的Sedov阶段。由于没有喷出物，我们无法用X射线数据来…
2015-05-24 astro-ph.HE
An Exploration of X-ray Supernova Remnants in the Milky Way and Nearby Galaxies
我们探测X射线超新星遗迹（SNRs）的环境特性，在不同的点沿着他们的进化之旅，特别是S-T阶段，和他们的一致性与理论推导的SNR演变模型。而这一点，也是作为一个时代的缩影。我们的数据集包括34个银河系，59个大麦云云（LMC）和5个小麦哲伦云（SMC）SNRs。我们选择的遗迹，已被确定为核心塌陷（CC）或Ia型超新星，与定义明确的大小估计，和热X射线通量测量整个遗迹。信噪比大小和X射线光度的目录，并绘制，与环境密度和年龄估计从文献中。在Sedov-Taylor（S-T）阶段，具有给定密度的模型残留物在直径与光度图上重叠，允许SNR的演化状态和物理性质相互比较，并与理论模型进行比较。我们发现，小，年轻的遗迹主要是Ia型遗迹或高亮度CC，这表明许多CC SNRs没有检测到，直到他们已经出现了从祖的风吹泡。对银河系和大麦哲伦星系中信噪比直径分布的研究表明，大麦哲伦星系的信噪比必须在密度为银河系30%的环境介质中演化。这与银河系和LMC的环境密度估计是一致的。
2022-05-10 astro-ph.HE
Modeling the non-thermal emission of the gamma Cygni Supernova Remnant up to the highest energies
天鹅座伽玛超新星遗迹（SNR）是天鹅座地区的一个中年、Sedov阶段的SNR。它是一种已知的无线电、X射线和伽马射线能量的非热发射源。来自天鹅座γ星的甚高能量（VHE，>100 GeV）γ射线发射首先由VERITAS天文台探测到，此后被其他实验观测到。到目前为止的观测表明，在产生观测到的辐射的残骸中一定存在着一群非热粒子。然而，目前尚不清楚在残骸中加速的是什么类型的粒子（质子/离子或电子），加速的效率如何，以及粒子可以加速到什么能量。精确测量VHE伽马射线谱对于研究TeV能量以上的粒子加速至关重要。本报告将重点介绍天鹅座伽玛信噪比的多波长观测及其解释。我们将提出改进的测量VHE伽马射线发射光谱的天鹅座γ的高海拔水切伦科夫（HAWC）伽马射线天文台，并使用这些结果以及其他仪器的测量模型的基础粒子群产生这种排放。HAWC在TeV能量及以上的出色灵敏度使我们能够将光谱测量扩展到更高的能量，并更好地限制最大加速能量。
2019-07-19 astro-ph.HE
Inferring Properties of the ISM from Supernova Remnant Size Distributions
我们模拟超新星遗迹的大小分布来推断周围的ISM密度。使用简单的，但标准的SNR演变模型，我们发现，环境密度的分布是非常狭窄的，无论是标准的假设SNR演变是错误的，或可观察到的SNR偏置到一个狭窄的范围内的环境密度。我们发现，大小分布是一致的对数正态分布，这严重限制了在任何SNR人口合成模型的模型参数的数量。简单的蒙特卡罗模拟表明，当SNR样本量小于600时，粒度分布与对数正态分布无法区分。这意味着这些SNR分布仅提供关于均值和方差的信息，仅当样本量大于$\sim{600}$ SNR时才产生附加信息。为了推断环境密度的参数，我们使用贝叶斯统计推断的假设下，SNR的演变是由Sedov相位占主导地位。特别地，我们使用SNR大小和爆炸能量来估计SNR祖细胞周围环境介质的均值和方差。我们发现SNR样本周围的平均ISM粒子密度为$μ_{\log{n}} = -1.33$，单位为每立方厘米粒子的$\log_{10}$，方差为$σ^2_{\log{n}} = 0.49$。如果从表面上解释，这意味着大多数SNR是由超新星在温暖的电离介质中传播造成的。然而，也有可能是SNR演变不是由简单的Sedov演变或SNR样本偏于温暖的电离介质（WIM）的主导。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New XMM-Newton observations of faint, evolved supernova remnants in the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）拥有丰富的超新星遗迹（SNRs），我们对它的了解是任何星系中最完整的。然而，仍然存在许多候选SNR，通过光学和无线电观测确定，其中额外的X射线数据可以确认其SNR性质并提供其物理特性的细节。在本文中，我们提出了XMM-牛顿观测，提供了第一个深X射线覆盖的10个对象，包括8个候选人和两个先前确认的信噪比。我们使用麦哲伦云发射线调查（MCELS）的额外数据进行多频研究，以调查其宽带发射，并使用斯皮策数据来了解物体正在演变的环境。我们确认八个候选人中的七个是真正的SNR。我们使用了多频形态学研究，以确定残留物的位置和大小。我们确定了两个新的成员类的麦哲伦云（MC），几个SNR以及进入他们的Sedov阶段，一个SNR可能会投射到HII区域，和一个微弱的，进化的SNR与硬X射线核心，这可能表明脉冲星风星云。总的来说，7个新确认的SNR代表了LMC残留物数量增加了约10%，使总数达到71个，并提供了对X射线SNR较暗人群的进一步了解。
2022-03-21 astro-ph.HE
VERITAS Observations of the Geminga Supernova Remnant
Geminga最初是由SAS-2伽马射线卫星观测站和COS-B X射线卫星观测站作为伽马射线点源探测到的。随后的观测发现，Geminga是一颗被严重遮蔽的无线电宁静脉冲星，与附近（250 pc）的Sedov晚期（30万年）超新星遗迹有关。Geminga脉冲星是费米伽马射线卫星（Fermi-LAT）上的大面积望远镜探测到的第二亮源，并且经常被PAMELA，Fermi-LAT和AMS-2报道为宇宙射线正电子异常过剩的来源。它被一个紧凑的X射线脉冲星风星云包围。切伦科夫水天文台米拉格罗的10 TeV以上的观测也揭示了盖明加周围有一个扩散的伽马射线晕，延伸了几个平方度。自2007年以来，VERITAS IACT天文台对Geminga和周围的晕区进行了观测。然而，VERITAS数据中源检测的标准方法对角度扩展源（>0.5度）的灵敏度不足，无法揭示Milagro检测尺度上的源。在这次演讲中，我们描述了两种方法正在开发的角扩展非常高的能量伽玛射线辐射周围的Geminga脉冲星搜索。
2015-09-14 astro-ph.HE
The contribution of supernova remnants to the galactic cosmic ray spectrum
星系宇宙射线起源的超新星范式深受冲击波粒子加速非线性理论发展的影响。在这里，我们讨论的影响，应用这种理论的计算光谱的宇宙射线在地球上加速超新星遗迹和传播的银河系。考虑到加速粒子对冲击波的动力学反应、增强冲击波附近散射的磁湍流的产生以及放大场对等离子体的动力学反应，计算了该谱。最重要的是，计算地球上宇宙射线的光谱时考虑到了在Sedov-Taylor阶段从上游逃逸的粒子通量，以及被限制在膨胀壳层中并在以后逃逸的膨胀减压粒子。我们展示了如何以这种方式获得的频谱是很好地描述了幂律的动量与频谱指数接近-4，尽管凹形状的瞬时加速粒子的频谱。另一方面，我们还展示了如何的频谱形状是敏感的加速过程和环境的细节，这是，并可能会保持非常不为人知。
2010-07-27 astro-ph.HE
3D simulations of supernova remnants evolution including non-linear particle acceleration
如果超新星遗迹冲击波的能量有相当大的一部分被引导到高能粒子（通常被认为是银河系的宇宙射线）中，那么遗迹的形态演化一定会发生明显的变化。最近通过钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星获得了这种变化的证据。为了研究这些影响，我们耦合了一个半解析动力学模型的冲击加速与三维流体动力学代码（通过一个有效的绝热指数）。这使我们能够研究的时间依赖的压缩之间的区域的向前和反向冲击由于加速粒子的反向反应，伴随着发展的Rayleigh-Taylor流体动力学不稳定性的接触不连续性。密度分布在很大程度上取决于粒子的注入水平eta：当eta达到约10^-4时，修饰是微弱的、渐进的;当eta达到约10^-3时，修饰是强烈的、即时的。然而，Rayleigh-Taylor不稳定区域的扩展不依赖于注入速率。第一次比较我们的模拟与观测第谷的遗迹加强了有效的加速质子在向前冲击的情况下。
2009-12-24 astro-ph.HE
A Chandra X-ray Study of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud
本文利用约43 ks的Chandra档案数据对大麦哲伦云超新星遗迹N63A进行光谱分析，测定了元素丰度分布，发现中心区域抛射物不对称，其丰度比与40太阳质量前身星的核合成产物一致，并估算了其Sedov年龄上限和爆炸能量。
2023-05-04 astro-ph.HE
Supernova Remnants in the Local Group I: A model for the radio luminosity function and visibility times of supernova remnants
本星系群中的超新星遗迹（SNRs）为不同类型超新星的起源提供了独特的见解。为了充分利用这些见解，必须了解SNRs在其宿主星系背景下的内在和环境多样性。我们介绍了一个半解析模型，再现了无线电连续选择SNR人口的统计特性，考虑到无线电调查的探测极限，SN动能的范围，测量ISM和恒星质量分布在宿主星系从多波长图像和当前的理解SNR冲击的电子加速和场放大的第一原理动力学模拟。将我们的模型应用于M33的SNR总体，我们重现了SNR射电光度函数，其平均SN速率为每年$\sim 3.1 \times 10^{-3}$，电子加速效率为$ε_{\rm{e}} \sim 4.2 \times 10^{-3}$。我们预测，M33 SNRs的$\sim 70\%$的无线电可见时间将由它们的Sedov-Taylor寿命决定，并与测量的ISM柱密度$N_H$（$t_{\rm{vis}} \propto N_H^{-a}$，带$a \sim 0.33$）相关，而其余的将由无线电调查的检测限决定可见时间。这些观测的SNRs的可见性时间的限制将允许我们使用SNR目录作为“SN调查”来计算SN率和延迟时间分布在本地组。
2016-10-07 astro-ph.HE
Escape of cosmic-ray electrons from supernova remnants
研究了宇宙线电子从超新星遗迹（SNR）逃逸到星际空间的过程。我们发现，CR电子从高能量到低能量的顺序逃脱CR核，而逃逸开始晚于Sedov阶段的开始，SNR年龄为10^3 - 7*10^3年，逃逸CR电子的最大能量低于膝盖约0.3 - 50 TeV，因为与CR核不同，CR电子由于同步辐射而失去能量。最高能量的CR电子将被AMS-02、CALET、CTA和LHAASO实验直接探测，或者已经被H.E.S.S.探测到。和MAGIC作为CR电子谱中的截止。此外，我们还计算了逃逸CR电子的空间分布及其在SNR附近的辐射谱。与通常的看法相反，大约1 keV的同步辐射的最大能量光子是由被冲击捕获的逃逸CR电子发射的。失控的CR电子的逆康普顿散射可以通过π衰变支配失控的CR核的γ射线发射，并且两者都可以通过CTA和LHAASO检测到，作为CR起源和SNR周围磁波动放大的线索。我们还讨论了中年和/或老年SNRs身份不明的极高能量的伽马射线源。
2012-08-15 astro-ph.HE
Radio Continuum Study of the Large Magellanic Cloud Supernova Remnant Honeycomb Nebula
本研究利用档案数据首次生成Honeycomb Nebula的深层射电连续谱图像，通过谱指数、偏振和能量等分析，推断其处于晚期自由膨胀至早期Sedov阶段，正向低密度介质膨胀。
2024-02-20 astro-ph.HE
Expansion measurement of Supernova Remnant RX J1713.7-3946
超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946以其明亮的TeV伽马射线发射和壳状形态而闻名。为了约束流体动力学演化，我们在2005 - 2011年利用钱德拉X射线天文台对西北壳进行了6次观测，并利用这些观测数据和2000年的第一次观测数据测量了该壳的自行。爆炸波冲击波在NW壳的速度被测量为$(3900\pm 300) (d/{\rm kpc})\ {\rm km}\ {\rm s}^{-1}$，估计距离为$d = 1$ kpc，和NW壳内的其他结构的自行明显小于。假设测得的爆炸波冲击波速度是作为一个整体的残余物的外冲击波的代表，我们已经面临着我们的测量，以及最近检测的热X射线线，与SNRs的流体动力学性质的解析解。我们的流体动力学分析表明，该遗迹的年龄为1580-2100年，支持与SN 393的关联。用$E = 10^{51}\, \rm erg$的SN动能、$M_{\rm ej} = 3\, M_{\odot}$的喷出物质量和$n_2 = 0.015\, {\rm cm}^{-3}$当前爆炸波位置处的环境密度建立的模型为我们的测量和以前在X射线和γ射线波长下的发现提供了合理的解释。我们发现，过渡到Sedov-Taylor（ST）阶段是不完整的任何合理的参数设置，这意味着目前的最大能量的加速质子在RX J1713.7-3946将不对应于最大可达到的能量为这个残余。
2016-09-26 astro-ph.HE
A Novel Parameterization for Rapid Cooling in Supernova Remnants, with applications to the Pa 30 nebula
Purdue University（普渡大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文提出β参数描述超新星残骸的冷却过程，通过不同冷却时间尺度生成连续形态，揭示Pa 30星云的丝状结构形成机制及所需冷却功率。
2026-04-28 astro-ph.HE
Cosmic Ray Origins in Supernova Blast Waves
我们扩展了Chevalier为Sedov爆炸波加速宇宙射线（CR）导出的自相似解，以表明银河系CR人口可以分为：（A）超新星遗迹（SNR）在CR加速过程中向上游释放的能量超过~ 200 GeV的CR，（B）CR在膨胀期间平流进入SNR的内部，然后在其寿命结束时从SNR释放出来，以提供下面的银河CR组件。200GeV。这两个星群之间的交点可能对应于在这个能量下银河系CR光谱指数的测量变化。
2014-12-23 astro-ph.HE
Hydrodynamics of Young Supernova Remnants and the Implications for their Gamma-ray emission
超新星（SNe）通常分为I型和II型。大多数SNe（约80%），包括II型和Ib/c型的所有亚型，都来自大质量恒星的核心坍缩。在它们的一生中，这些恒星的质量损失大大改变了恒星周围的介质。当恒星以SNe形式爆炸时，产生的冲击波将在这种风改性的介质中膨胀。相反，Ia型超新星会在相对均匀的介质中膨胀，但动力学与核塌缩型超新星不同。对于年轻的超新星遗迹，喷出物以及周围介质的性质是重要的，在确定随后的演化SN冲击波，动力学和运动学的遗迹。这将影响SN激波处粒子的加速，从而影响遗迹的伽马射线发射。在这里，我们讨论了预期的性质，特别是密度结构，周围的各种类型和子类型的SNe的介质，建议目前的恒星演化模型。使用解析和半解析模型和数值模拟，我们调查这些如何影响SN冲击波的运动学，评估这将产生的影响宇宙射线，并显示它如何影响强子γ射线发射的时间演化的残余。在信噪比在风介质中演变的情况下，排放应该在早期达到最大值，然后随着时间的推移而减少。对于在恒定密度介质中的SNe，预计发射将随着时间的推移而增加，直到Sedov阶段的到来。
2015-09-04 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
Chandra and XMM-Newton X-ray Study on the Core-collapse Supernova Remnant N63A in an H II Region
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
研究利用钱德拉和XMM-牛顿观测，对大麦哲伦星系中N63A超新星遗迹进行X射线分析，通过光谱拟合等方法揭示其多温度等离子体成分及物理参数变化，估计了年龄和能量，还通过与模型比较确定前身星质量，支持单星核心坍缩起源。
2026-07-14 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
Chandra and XMM-Newton imaging and spectroscopic study of the supernova remnant Kes 73 hosting the magnetar 1E 1841-045
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿研究的超新星遗迹（SNR）Kes 73托管异常X射线脉冲星1 E 1841-045。钱德拉的图像显示了残骸上的星团结构，沿着西部边缘发射增强。X射线辐射充满了射电壳层，并在空间上与红外图像相关。X射线谱用双分量热模型描述，柱密度N_H ~ 2.6e22cm ^{-2}，总光度L_X ~ 3.3e37ergs/s（0.5-10 keV，假设距离8.5kpc）。软组分的特征在于温度kT_s ~ 0.5 keV，高电离时间尺度，和增强的Si和S丰度，这表明发射是由冲击喷出物为主。硬组分的温度kT_h ~ 1.6 keV，电离时间尺度相对较低，大部分是太阳丰度，表明发射主要由星际/星周冲击物质组成。空间分辨光谱研究表明，光谱特性没有显着变化。我们推断SNR年龄范围在750年和2100年之间，爆炸能量为~0.3e51尔格，冲击波速度为1200 km/s（根据Sedov相位假设）。我们还讨论了Kes 73扩展到其大质量祖先的红超巨星风阶段的可能情况。将推断的金属丰度与核心坍缩核合成模型的产量进行比较，我们估计祖星质量>20个太阳质量，将候选者添加到越来越多的高磁化中子星名单中，这些中子星被认为与非常大质量的祖星有关。
2013-11-25 astro-ph.HE
Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of Supernova Remnant DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦云星云中的超新星遗迹DEM L71进行了详细的X射线光谱研究。基于深度$\sim 103$ ks档案{ \it Chandra}数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析DEM L71。我们分析区域光谱提取的薄切片区域沿几个不同的方位角方向的SNR构建径向配置文件的元素丰度为O，Ne，Mg，Si和Fe。我们的元素丰度测量揭示了富含金属的喷出物气体的不对称空间分布。特别是Fe在中部分布的西部不对称性显著。虽然接触不连续的位置通常在距离DEM L71的X射线发射的几何中心$\sim 5$ pc处，但在遗迹的西部不确定。铁是增强的喷出物，而O和Ne丰度一般可以忽略不计。这一发现证实了DEM L71的Ia型起源。我们估计的$\sim 6,660\pm 770$年和爆炸能量$\sim 1.74\pm 0.35\times 10^{51}$尔格的残留物的Sedov年龄的上限。这个爆炸能量的估计与Ia型超新星遗迹的典型爆炸是一致的。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The 3D Structure of N132D in the LMC: A Late-Stage Young Supernova Remnant
我们利用塞丁泉天文台2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪（WiFeS），绘制了大麦云云中年轻富氧超新星遗迹N132D的[O III] 5007 π动力学图。从由此产生的数据立方体，我们已经能够重建完整的三维结构的[O III]灯丝系统。大多数喷出物形成一个直径约为12pc的环，与视线成25度角。我们得出结论，SNR N132D在进入完全热化的Sedov演化阶段之前正在接近反向激波阶段的结束。我们推测，环的富氧物质来自喷出物在赤道平面的两极爆炸，和SNR的整体形状是强烈的影响前超新星质量损失的祖星。我们发现了极喷流与一个非常快速的富氧结相关的诱人证据，以及中央恒星与周围ISM中的一个或多个致密云相互作用的明确证据。
2010-09-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Systematic Study of Evolved Supernova Remnants in the Large and Small Magellanic Clouds with Suzaku
输入原点（即，超新星遗迹（SNRs）的Ia型（或核心坍缩）对于确定星系中超新星（SN）爆炸的速率至关重要，这是了解其近期化学演化的关键。然而，在所谓的Sedov阶段的演变SNR占主导地位的扫上星际介质（ISM），使其难以确定其喷出物的成分，从而SN类型。在这里，我们提出了一个系统的X射线研究九个演变的SNRs麦哲伦云，DEM L238，DEM L249，0534-69.9，0548-70.4，B 0532 -71.0，B 0532 -67.5，0103-72.6，0049-73.6，和0104-72.3，使用朱雀卫星的档案数据。尽管由于角分辨率有限，朱雀号无法在空间上分辨上扫ISM的SN喷出物，但其出色的能量分辨率使软X射线波段的发射线能够清晰分离。这导致了这样的发现，即演化（~10^4年）的信噪比的“空间积分”光谱仍然是由喷出物在1千电子伏左右的能量下的发射产生的。Fe/Ne的质量比，主要是从分辨良好的Fe L-壳层和Ne K-壳层线确定的，清楚地将观测到的SNR分为Ia型和核心塌陷组，证实了钱德拉观测利用其极高的角分辨率进行的一些先前的分类。这表明，空间积分的旧SNRs的X射线光谱也可以用来区分其祖先的类型，这将有助于未来的系统研究与ASTRO-H和超越河外SNRs。
2015-11-29 astro-ph.HE
Expansion of Kes 73, a Shell Supernova Remnant Containing a Magnetar
在30个左右的银河系磁星中，大约有8个是超新星遗迹（SNRs）。最极端的磁星之一，1 E 1841-045，位于SNR Kes 73（G27.4+0.0）的中心，其年龄不确定。我们使用三个钱德拉观测超过15年来测量其扩张，获得的平均速率为0.023% +/- 0.002%每年。对于8.5千秒差距的距离，我们得到壳层速度为1100公里/秒，并推断爆炸波速度为1400公里/秒。对于Sedov膨胀到均匀介质中，这给出了1800年的年龄。导出的排放量的措施意味着约2厘米的$^{-3}$的环境密度和上扫质量的上限约70个太阳质量，与几十个太阳质量的下限，确认Kes 73是在一个先进的进化阶段。我们的光谱分析显示，没有证据表明，将从一个巨大的祖先预期的丰度增加。我们推导出的总能量是$1.9 \times 10^{51}$ erg，给出了磁星初始周期的一个非常保守的下限，大约为3 ms，除非它的能量是通过非电磁方式损失的。我们没有看到任何证据表明一个巨大的前身星会产生一个风吹气泡，也没有任何证据表明Kes 73/1 E 1841-045的前身星不是一个产生IIP型超新星的正常红超巨星，尽管不能绝对排除一个短寿命的剥离包层前身星。因此，Kes 73的磁星与SGR 1900+14一样，是由相对低质量的祖先产生的磁星。
2017-08-04 astro-ph.HE
Simulating TeV gamma-ray morphologies of shell-type supernova remnants
超新星遗迹（SNR）冲击提供了有利的网站宇宙线（CR）质子加速，如果当地的磁场方向是准平行的冲击法向。使用移动网格磁流体动力学（MHD）代码AREPO，我们提出了一套SNR模拟与CR加速在Sedov-Taylor阶段，结合不同的磁场拓扑结构，密度分布与梯度和大规模的波动，和-为我们的核心崩溃SNR-一个多相星际介质与致密团块的对比度$10^4$。假设强子γ射线发射模型的TeV γ射线发射，我们发现，大幅度的密度波动的$δρ/ρ_0\gtrsim75$百分之强烈调制的γ射线发射率在稻草人的模型中，其中的加速效率是独立的磁性。然而，这会导致激波表面产生强烈的波纹，而这些波纹被伽马射线观测所排除。相比之下，磁致伸缩性依赖的加速可以很容易地解释从SN 1006（具有均匀磁场）到Vela Junior和RX J1713（具有湍流场）的伽马射线形态中观察到的变化，该模型来自等离子体粒子模拟。我们对SN 1006的最佳拟合模型具有从西南指向东北的大尺度密度梯度$ \nabla{n}\simeq 0.0034~\mathrm{cm}^{-3}~\mathrm{pc}^{-1} $和与天空平面的磁倾角$\lesssim10^\circ$。Vela Junior和RX J1713的最佳拟合模型采用湍流磁场和致密团块的组合来解释它们的TeV伽马射线形态和中等激波波纹。
2020-09-14 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton studies of the supernova remnant G292.2-0.5 associated with the pulsar J1119-6127
我们提出了第一个详细的成像和空间分辨光谱研究银河系超新星遗迹G292.2-0.5，与高磁场无线电脉冲星J1119-6127，使用钱德拉和XMM-牛顿。高分辨率的X射线图像揭示了西部部分边缘增亮的形态，与在无线电波长观察到的完整的贝壳状形态不同，散射发射集中在残骸的内部。残余物内的大多数扩散发射区域的光谱最好由热+非热模型描述。热分量由平面平行非平衡电离等离子体模型描述，温度范围从残骸西侧的1.3 keV到东侧的2.3 keV，柱密度从西侧的1.0e22 cm^-2增加到东侧的1.8e22 cm^-2，电离时间尺度较低，从SNR内部的5.7e9 cm^-3 s到西侧的3.6e10 cm^-3 s--这表明年轻的残骸在低密度介质中膨胀。整个SNR的空间和光谱差异与SNR东部存在的黑云一致，吸收了软X射线发射。一些地区的光谱还显示出Ne、Mg和Si的金属丰度略有增强，这暗示了反向冲击加热喷出物的第一个证据。比较我们推断的金属丰度的核心坍缩核合成模型的产量，我们估计一个高祖质量的~30太阳质量，这表明一个Ib/c型超新星。我们确认存在的非热硬X射线发射的区域接近脉冲星。我们估计SNR年龄范围在4.2 kyr（自由膨胀阶段）和7.1 kyr（Sedov阶段）之间，比测得的脉冲星年龄上限1.9 kyr高出几倍。
2012-05-25 astro-ph.HE
Properties of Optically Selected Supernova Remnant Candidates in M33
覆盖强发射线的窄带图像是观测邻近星系超新星遗迹的有效手段。我们使用本星系巡天小组提供的窄带图像搜索M33的信噪比。在连续减影Ha和[SII]图像中剔除具有增强的[SII]/Ha和圆形形态的对象，我们产生199个源的列表。其中79个是以前未知的。对它们的祖先和形态类型进行了分类。大多数样本（170个天体）可能是核心塌陷SNe的残余，29个是Ia型SNe的残余。这些物体的累积尺寸分布被发现是类似的M31残留物，在类似的方式得到的。我们得到幂律斜率，a = 2.38 + 0：05。因此，大多数的来源被认为是在Sedov-Taylor阶段，与以前的调查结果一致。残留物的发射线比（[SII]/Ha）的直方图有两个浓度，[SII]/Ha约为0.55和约为0.8，与M31相同。有趣的是，紧凑中心亮天体的Lx（和L20 cm）与它们的光学光度相关。有X射线辐射的遗迹比无X射线辐射的遗迹具有更亮的光学表面亮度和更小的直径。
2014-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio Evolution of Supernova Remnants Including Non-linear Particle Acceleration: Insights from Hydrodynamic Simulations
我们提出了一个模型，通过使用三维（3D）流体动力学模拟，再加上宇宙射线（CR）加速超新星遗迹（SNRs）的无线电演化。通过对环境密度、超新星爆发能量、加速效率和磁场放大效率等相关物理参数的模拟，在全球范围内模拟了超新星的射电演化过程。我们的属性所观察到的传播的无线电表面亮度相应的SNR直径的传播这些参数。除了我们的模拟Ia型信噪比，我们还考虑了信噪比无线电的演变，在密集的，不均匀的拱星环境，修改的祖先星风。这些模拟开始时，喷出物的质量大大高于Ia型SN的情况，并且可能具有较低的冲击速度。磁场对于信噪比的无线电演化是非常重要的。在MFA方面，我们包括共振和非共振模式在我们的大规模模拟，通过实施从第一原理，粒子在细胞（PIC）模拟和非线性磁流体动力学（MHD）模拟获得的模型。我们测试我们的模型的质量和可靠性的样本组成的银河系和河外的信噪比。我们的模拟给出了完整Sedov状态下的$Σ-D$斜率在-4和-6之间。最近获得的银河系样本的经验斜率约为-5，而河外样本的斜率约为-4。
2017-12-13 astro-ph.HE
Integral Field Spectroscopy of Balmer-Dominated Shocks in the Magellanic Cloud Supernova Remnant N103B
我们目前的结果，积分场光谱的巴尔默为主的冲击LMC超新星遗迹（SNR）N103 B，进行了使用宽视场积分光谱仪（WiFeS）的2.3米望远镜在澳大利亚的Siding Spring天文台。现有的X射线研究表明N103 B是Ia型超新星的起源。从周围的SNR的clusterian材料的辐射激波发射可能会导致从前向冲击波与遗迹恒星风材料的相互作用，可能涉及在一个单简并的二元系统热核爆炸。最近发现的Balmer主导的冲击波标志着低密度，部分中性CSM气体的前向冲击波的影响，并形成一个部分壳包围团块的材料表现出辐射冲击。N103 B的WiFeS光谱覆盖了3500 - 7000埃的范围，并揭示了沿北缘宽达2360 km/s的宽H α剖面，以及沿南缘宽约1300 km/s的H α和H β宽剖面。我们的拟合的Halalpha线剖面表明，除了从通常的宽和窄的发射组件，第三个组成部分的中间宽度存在于巴尔默为主的冲击，范围从125公里/秒到225公里/秒的宽度。最近的巴尔默主导的冲击模型预测，这样一个中等宽度的分量将产生在一个快速的中性前兆。我们得出的Sedov年龄约为685年的N103 B从巴尔默占主导地位的光谱，与年轻的年龄380 - 860年估计的光回波研究。
2017-07-31 astro-ph.HE
X-ray and radio studies of SNR CTB 37B hosting the magnetar CXOU J171405.7-381031
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿的SNR CTB 37 B的研究，随着档案无线电观测。在无线电波的波长上，CTB 37 B是一个不完整的壳层，显示出从东侧发出的明亮辐射，而X射线形态显示出从磁星CXYJ 171405.7 -381031周围区域发出的漫射辐射。我们使用存档的HI吸收测量来限制到残留物的距离为9.8+/-1.5 kpc。残余物的X射线光谱由1-5 keV能量范围内的热模型描述，温度为1.3+/-0.1 keV。从光谱拟合的丰度是一致的，是太阳或太阳下。在残骸的南侧可以看到一个小的漫射发射区域，最适合的是非热光谱，其异常的硬光子指数为1.3+/-0.3。假设到SNR的距离为9.8 kpc，我们推断冲击波速度为915+/-70 km/s，爆炸能量为（1.8+/-0.6 e50 ergs）。CTB 37 B的整体成像和光谱特性有利于解释一个年轻的SNR（6200年）在低密度介质中传播，假设的Sedov进化阶段。
2019-06-17 astro-ph.HE
Morphology of supernova remnants and their halos
超新星遗迹（SNRs）由于其非热辐射而被认为可以将粒子加速到相对论能量。从无线电到伽马射线观测的观测进展揭示了越来越多的形态特征，这些特征在对这些物体的发射进行建模时需要考虑。我们使用我们的随时间变化的加速代码RATPaC来研究超新星遗迹周围扩展的伽马射线晕的形成，以及当高能粒子开始从SNRs逃逸时所产生的形态学影响。我们进行了球对称的一维模拟，在其中我们同时解决了宇宙射线，磁湍流，热等离子体的流体动力学流动的输运方程。我们的模拟跨越了25,000年，因此涵盖了SNR演化的自由膨胀和Sedov-Taylor阶段。我们发现一个强大的差异在形态的γ射线发射SNRs在以后的阶段依赖于发射过程。在早期，逆康普顿和π介子衰变的形态都是壳状的。然而，一旦新加速粒子的最大能量开始下降，逆康普顿形态开始变得中心填充，而π介子衰变形态保持其壳状结构。此时逃逸的高能电子开始在SNR周围形成发射晕。有很好的前景，检测这种光谱硬发射与未来的切伦科夫望远镜阵列，因为有检测的变化，伽马射线光谱指数在整个内部的SNR。此外，我们发现一个不断减少的非热X射线通量，使得检测到的X射线不太可能后，SNR的演变的前几千年。在SNR的整个生命周期中，无线电通量不断增加，并在以后从壳状形态变为更中心填充的形态。
2021-08-24 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
On the Expansion, Age, and Origin of the Puzzling Shell/Pulsar Wind Nebula G310.6-1.6
我们提出了一个142-KS钱德拉观测的神秘组合超新星遗迹G310.6-1.6组成的一个明亮的脉冲风星云驱动的一个充满活力的脉冲星，周围是一个高度圆形，非常暗淡的壳与一个无特色的，可能同步加速器，光谱。与6年前的观测结果相比，尽管脉冲风星云的一些特征发生了移动，但壳层没有可测量的膨胀。我们发现膨胀年龄至少为2500年，这意味着当前的冲击速度小于约1000公里/秒。我们对壳层的热辐射设定了严格的上限;如果壳层确定了爆炸波的位置，谢多夫的解释将要求残骸非常年轻，大约1000年，并且是由一颗显著的亚能量超新星产生的，其能量E < 3 x 10^47 erg，喷射出< 0.02 M太阳。即使是合并引起的白矮星坍缩成中子星，伴随着低能量的爆炸，也不太可能产生这样的事件。其他解释似乎也同样不可能。
2019-11-13 astro-ph.HE
The full evolution of supernova remnants in low and high density ambient media
超新星爆炸及其残余物（SNRs）驱动着重要的反馈机制，对宿主星系产生了相当大的影响。因此，对信噪比演化的认识对于理解星际介质的结构和星系的形成与演化具有重要意义。在这里，我们研究了均匀的环境介质中的信噪比的演变，从初始的，喷出物为主的阶段，到最后的，动量为主的阶段。数值模型是基于薄壳近似，并考虑了喷射气体和辐射冷却的配置。它准确地再现了众所周知的分析和数值结果，并允许一个研究的SNR在环境介质中的演变与广泛的密度$n_{0}$。结果表明，在高密度的情况下，强辐射冷却显着改变的冲击动力学和抑制Sedov-Taylor阶段，从而显着限制的反馈，信噪比提供给这样的环境。对于$n_{0}>5 \times 10^{5}$ cm $^{-3}$，由于强辐射冷却引起的冲击气体中的热压迅速下降，反向冲击没有到达爆炸中心。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
