The dust mass in Cassiopeia A from a spatially resolved Herschel analysis
理论模型预测，核心坍缩超新星（CCSNe）可能是有效的尘埃制造者（0.1-1.0 Msun），可能是早期宇宙中大部分尘埃产生的原因。然而，这种粉尘产生效率的观测证据目前仅限于少数CCSN残留物（例如，SN 1987 A，蟹状星云）。在本文中，我们重新审视仙后座A（Cas A），一个330岁的富含O的银河系超新星遗迹（SNR）嵌入在一个密集的星际前景和背景中产生的尘埃质量。我们提出了第一个空间分辨分析的基础上，斯皮策和赫歇尔红外和亚毫米数据在一个共同的分辨率为~0.6弧分，这5弧分直径残留污染线发射和同步辐射仔细去除。我们用四组分星际介质和超新星尘埃模型拟合了17 ~ 500微米的尘埃连续体。我们在Cas A未受冲击的喷出物中发现了冷尘埃的浓度，并推导出SNR中新鲜产生的硅酸盐颗粒的质量为0.3-0.5兆太阳能，下限>=0.1-0.2兆太阳能。对于50%的硅酸盐型颗粒和50%的碳质颗粒的混合物，我们推导出总SN尘埃质量之间的0.4 Msun和0.6 Msun。这些尘埃质量的估计值高于大多数以前对Cas A的研究，并支持超新星主导的高红移尘埃产生的情景。我们还导出了Cas A附近的星际消光图，其平均值为A_V=6-8等，最大值为A_V=15等。
2017-01-08 astro-ph.GA
Large-field CO(1-0) observations toward the Galactic historical supernova remnants: shocked molecular clouds toward the Crab Nebula
利用PMO 13.7m望远镜对蟹状星云进行CO(1-0)观测，发现速度约5-11 km/s的激波分子云位于GALFA-HI气泡壳层上，其动能支持蟹状星云为核坍缩超新星遗迹的观点，但仍需更多观测验证物理关联。
2025-09-16 astro-ph.GA
The Herschel Orion Protostar Survey: Luminosity and Envelope Evolution
赫歇尔猎户座原恒星巡天获得了猎户座分子云中300多颗原恒星的1.2 - 870微米光谱能量分布（SED），猎户座分子云是最近500 pc的大多数年轻恒星天体（YSO）的家园。我们绘制了330个猎户座YSO的辐射热光度和温度，其中315个具有原恒星的辐射热温度特征。辐射热温度的直方图大致是平坦的; 29%的原恒星属于0级。随着测热温度的增加，平均光度降低了四倍;因此，0类原恒星比I类原恒星更亮，平均光度为2.3 L_sun，而不是0.87 L_sun。在给定的辐射热温度下，光度的散射是三个数量级。使用适合的SED，我们分析了如何校正倾斜和前景变红的光度与最佳拟合模型信封的内部2500 AU的质量。包层质量的直方图大致平坦，而年轻包层的中值校正光度峰值为15 L_sun，而具有残余包层的晚期原恒星的中值校正光度下降到1.7 L_sun。每个包层质量的光度分布是三个数量级。包层质量随时间呈指数下降解释了质量直方图的平坦和光度的下降，而恒星质量范围的形成解释了光度的分散。
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in the bright supernova remnant N49 in the LMC
本文研究了Herschel空间天文台观测到的大麦云云（LMC）中超新星遗迹（SNR）N49的尘埃。N49之所以异常明亮，是因为它与其东部边缘的分子云相互作用。我们已经使用PACS和SPIRE来测量整个SNR和SNR冲击遇到分子云的SNR东部边缘上的明亮区域的远红外通量密度。使用这些通量补充档案数据在较短的波长，我们估计与N49的尘埃质量约为10兆太阳。在我们简单的双组分模型中，大部分尘埃的温度为20-30 K，与附近的分子云相似。不幸的是，由于赫歇尔有限的角分辨率在SPIRE采样的波长，不确定性是相当大的。假设对与SNR相关的尘埃质量的估计大致正确，则SNR中的大多数尘埃可能来自冲击速度太低而不能产生显著X射线发射的区域。温度为50-60 K的尘埃总量约为0.1或0.4 Msun，这取决于尘埃是以碳质颗粒还是硅酸盐颗粒为模型。这为N49中的冲击加热粉尘量提供了一个严格的下限。
2010-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shocked gas of the BHR71 outflow observed by Herschel: indirect evidence for an atomic jet
在BHR 71区域，两颗低质量的原恒星驱动着两个可区分的外流。它们构成了研究冲击化学效应及其形成机制的理想实验室。我们的目标是定义BHR 71流出的暖气体成分的形态，并对其冲击成分进行建模。我们首次在CO（14-13）、H $_2$ O（2 $_{21}$ -1 $_{10}$）、H $_2$ O（2 $_{12}$ -1 $_{01}$）和[OI] 145 $μ$ m线中获得了BHR 71外流的远红外赫歇尔图像，揭示了与快速外流气体相关的几个温暖、冲击气体结的存在。在其中两个节点中，我们通过比较从几个分子到激波模型网格的大量跃迁，对物理条件进行了详细的研究。流出结中的赫歇尔线比率非常相似，表明快速移动气体的激发条件在流出的第一个$\sim$ 0.068 pc内没有显著变化，除了在分子云外扩展的南部蓝移叶的末端。结A中CO谱线的旋转图、谱线轮廓和LVG分析表明存在两种气体组分：一个延伸的，冷的（$T\sim$ 80 K）和致密（$n$（H $_2$）= 3 $\times$ 10 $^5$ -4 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）和另一紧凑型（18弧秒），温暖（$T$ = 1700-2200 K），密度稍低（$n$（H $_2$）=（2-6）$\times$ 10 $^4$ cm $^{-3}$）。在两个最亮的节点（在那里我们进行了冲击模拟），我们发现，H $…
2017-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Extremely Broad Water Emission from the molecular cloud interacting Supernova Remnant G349.7+0.2
我们对分子云相互作用的超新星遗迹G349.7+0.2进行了Herschel HIFI、PACS和SPIRE观测。在557 GHz处检测到邻位水的基态跃迁1_{10}-1_π 01}的极宽发射线。这条水线可分为三个速度分量，宽度分别为144、27和4 km/s。144公里/秒的分量是文献中迄今为止探测到的最宽水线。这种极宽的线宽显示了探测冲击动力学的重要性。PACS观察结果显示3条额外的邻位水线，以及许多高J一氧化碳（CO）线。未检测到副水线。极宽的水线表明存在高速激波，这一点得到了观测到的CO旋转图的支持，该图是用密度为10^4 cm^{-3}、激波速度为80 km/s的J激波模型再现的。两条远红外精细结构线，145 μ m处的[O~I]线和157 μ m处的[C~II]线也与高速J激波模型一致。极宽的水线可能只是来自在高速J冲击中没有被破坏的短寿命分子;然而，它可能来自更复杂的几何形状，如高速水子弹或高速膨胀的壳体。我们估计的CO和H2O的密度，柱密度，和温度的比较与RADEX和详细的冲击模型。超新星遗迹G349.7+0.2分子云的极宽水辐射探测
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Far-infrared [O III] and [O I] Observations of Dense CO-knots in the Supernova Remnant Cassiopeia A: Multi-phase Ejecta
超新星遗迹中密集、快速移动的喷出物结是分子和尘埃形成的主要场所。我们目前的SOFIA远红外光谱仪FIFI-LS观测Cas A中的富CO结，覆盖了北部壳的~1平方弧分区域，在[O III] 52和88微米和[O I] 63微米线。FIFI-LS谱表明，[O III]和[O I]的谱线轮廓与Herschel PACS [O III]和CO谱线轮廓相似。我们发现，[O III]地图显示非常不同的形态比[O I]地图。[O III]图显示了弥散的大尺度结构，两条[O III]线的比率表明在所绘制的区域内存在密度范围为500 - 10，000/cm ^3的气体。相反，[O I]图显示与密集的富CO结相关的明亮发射。63微米的[O I]线描绘了冷却的、致密的冲击后喷出物气体。我们发现，IR占主导地位的[O III]发射是从后冲击气体的基础上，其形态，高柱密度，和速度分布。我们描述了多相喷出物结，一生的团块，和生存的年轻超新星遗迹的尘埃。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Galactic Dust Devil: far-infrared observations of the Tornado Supernova Remnant candidate
我们提出了复杂的尘埃结构内的候选超新星遗迹（SNR）的“龙卷风”（G357.7-0.1）使用斯皮策和赫歇尔观测多个区域。我们使用点过程映射，PPMAP，以8”的分辨率调查龙卷风中的尘埃分布，与5-36”的本地望远镜光束相比。我们发现复杂的尘埃结构在多个温度范围内的头部和尾部的龙卷风，从15至60 K。头部的冷尘埃形成了一个壳，与无线电发射有一些重叠，在X射线峰值处包裹着温暖的尘埃。类似于被称为“尘魔”的陆地沙尘暴，我们发现龙卷风中含有大量的灰尘。假设尘埃吸收系数为kappa_300 = 0.56 m^2 kg ^1，我们推导出龙卷风头部的总尘埃质量为16.7太阳质量，这可以用在致密区域膨胀的SNR所席卷的星际物质来解释。龙卷风头部的X射线、红外线和无线电发射表明这是一个SNR。尾巴的起源更不清楚，虽然我们提出有一个X射线双星嵌入在SNR中，流出的驱动器进入SNR壳。这种相互作用以类似于SNR W50和微类星体SS 433的方式形成了螺旋尾结构。
2020-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Complete Catalogue of Dusty Supernova Remnants
我们用Herschel在银河平面（经度360度，b = +/- 1度）70 - 500微米处搜索已知超新星遗迹（SNR）的远红外（FIR）对应物。我们在190个SNRs中的39个SNRs中检测到尘埃特征，由13个核心塌陷超新星（CCSNe）组成，包括4个脉冲星风星云（PWNe）和2个Ia型超新星。另外24个FIR检测到的SNR具有未知类型。我们确认在G350.1-0.3范围内的喷射物尘埃的FIR检测，添加到已知的含有喷射物尘埃的~10个SNR的样本中。我们在G351.2+0.1中心的射电核心位置发现了尘埃特征，表明FIR发射与可能的蟹状紧凑物体一致，尘埃温度和质量为Td = 45.8 K，Md = 0.18太阳质量，类似于PWN G54.1+0.3。我们发现，在年轻的SNR的检出率较高。我们制作了11个SNR的尘埃温度图和距离估计的质量图，发现尘埃温度为15 < Td < 40 K。如果尘埃被激波相互作用加热，那么激波气体必须相对较冷和/或具有低密度，以解释所观察到的低颗粒温度。
2020-01-15 astro-ph.GA
Supernova remnant mass cumulated along the star formation history of the z=3.8 radiogalaxies 4C41.17 and TN J2007-1316
在这篇论文中，我们证明了在两个z=3.8的射电星系4C41.17和TN J2007-1316的恒星形成历史中，由核心坍缩超新星累积的超新星遗迹（SNR）质量达到了> 10^9 Msun，与在类似红移下从SDSS样本中测量的超大质量黑洞（SMBH）质量相当。SNR质量是从已经爆炸的超新星质量中减去星系年龄时的喷出物后测量的，其中仍然发光的恒星的质量最适合观测到的光谱能量分布（SED），在星系演化模型Pégasse的帮助下，不断扩展到光学斯皮策-赫歇尔-亚毫米域。对于最近和较老的恒星星族，信噪比质量在10^（9 ~ 10）M太阳上变化，信噪比与恒星质量比在1%~ 0.1%之间，与观测到的低z SMBH与恒星质量比相当。对于模板射电星系4C41.17，由大孔径（>4arcsec= 30 kpc）观测估算的信噪比和恒星星族质量与多个光学HST（~ 700 pc）结构的总质量在一个质量量级内是相容的，与VLA射电辐射有关，两者都在0.1arcsec。探测中央黑洞的SNR吸积是SMBH增长的一个简单解释，需要恒星形成，恒星和星系动力学的物理学与各种过程（淬火，合并，负反馈）的后果和膨胀SMBH关系的关键。
2015-03-25 astro-ph.GA
The dustiest Post-Main sequence stars in the Magellanic Clouds
利用对麦哲伦星云的{\em Herschel}星系演化动因清单（HERITAGE）的观测，我们发现了35颗在远红外线下明亮的演化恒星和恒星终产物。这28个（LMC）和7个（SMC）源是从HERITAGE远红外点源目录中的529个演化恒星候选者中选出的。我们的源识别方法是基于光谱确认，光谱能量分布特征，仔细检查的多波长图像，并包括对光度的限制，从而在一个彻底审查的演化恒星名单。这些源的光度范围很广，因此初始质量也很大。我们发现了13个低到中等质量的演化恒星，包括渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云和共生星。我们还确定了10颗高质量恒星，包括麦哲伦星云中15颗已知B [e]星中的4颗，3颗被尘埃高度笼罩的极端红超巨星，一颗明亮的蓝变星，一颗沃尔夫-拉叶星和两颗超新星遗迹。此外，我们报告了9个可能的进化对象，这是以前在文献中未描述的检测。这些来源很可能是麦哲伦星云中尘埃最多的演化物体之一。{\em Herschel}的辐射可能是由于演化的恒星产生的尘埃，也可能是由于ISM物质的扫掠。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dust Twin of Cas A: Cool Dust and 21-micron Silicate Dust Feature in the Supernova Remnant G54.1+0.3
本文介绍了类克拉布超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的红外和亚毫米波段观测结果，包括350微米（SHARC-Ⅱ）、870微米（LABOCA）、70、100、160、250、350、500微米（Herschel）和3-40微米（Spitzer）。我们检测灰尘功能在9，11和21微米和一个长波长的连续尘埃成分。21 μ m尘埃与[Ar II]喷出物发射相吻合，其特征与Cas A中的特征非常相似。包括Ar喷出物的IRAC 8微米图像以壳状形态分布，这与尘埃特征一致，表明尘埃已在喷出物中形成。我们创建了一个冷尘埃图，显示了西北壳的过量排放。我们拟合的光谱能量分布的SNR使用连续分布的椭球（CDE）颗粒模型的前太阳能颗粒SiO2再现的21和9微米的灰尘功能，并讨论颗粒的SiC和PAH，可能是负责10-13微米的灰尘功能。为了再现长波长连续谱，我们探索了由不同晶粒组成的模型，包括Mg 2SiO 4，MgSiO 3，Al 2 O3，FeS，碳和Fe 3 O 4。我们测试了一个模型与温度相关的硅酸盐吸收系数。我们在残留物中检测到冷尘埃（27-44 K），使其成为第四个具有新形成尘埃的SNR。总尘埃质量的SNR范围从0.08-0.9 Msun取决于颗粒的组成，这是从理论模型预测的质量。我们估计的尘埃质量与SNe是早期宇宙中尘埃的重要来源的想法一致。
2018-07-07 astro-ph.GA
Tycho SN 1572: A Naked Ia Supernova Remnant without Associated Ambient Molecular Cloud
历史上的超新星遗迹（SNR）第谷SN 1572起源于一颗正常的Ia型超新星的爆炸，这颗超新星被认为起源于一个双星系统中的碳氧白矮星。本文分析了加拿大银道巡天在SN 1572及周围地区的21 cm连续谱、HI和12 CO线资料。我们构造了SN 1572及其附近三个致密源的HI吸收谱。我们的结论是SN 1572没有分子云相互作用，这与以前的说法，分子云与SNR相互作用。这一新结果并不支持最近的一种说法，即AKARI新探测到的尘埃起源于这样的SNR-云相互作用。根据非线性旋转曲线模型，我们认为SNR具有2.5 - 3.0 kpc的运动学距离。VERITAS望远镜已经探测到来自残骸的非常高能量的伽马射线发射，因此我们的结果表明它的起源不应该是SNR-云的相互作用。射电和X射线观测都支持SN 1572是孤立的Ia型信噪比。
2010-12-27 astro-ph.GA
Dust and Ices in the SNR
NAS RA V.Ambartsumian Byurakan Astrophysical Observatory (BAO)（亚美尼亚国家科学院瓦·安巴尔楚勉比尤拉坎天体物理观测台）；The Silk Road Project at the National Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台丝绸之路项目）
本研究通过观测和建模探讨超新星残骸中尘埃和冰的存在，特别是水冰的可能存在及其在SNRs中的生存条件。
2026-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar and Ejecta Dust in the Cas A Supernova Remnant
红外连续观测提供了一种手段，调查尘埃的物理成分的喷出物和扫起的介质中的Cas A超新星遗迹。使用低分辨率斯皮策IRS光谱（5 - 35 $μ$ m），和宽带赫歇尔PACS成像（70，100，和160 $μ$ m），我们确定特征尘埃光谱，与经历了不同的核燃烧历史的喷出物层。最明亮的光谱在$\sim9$和21 $μ$ m处具有较强的发射特征，并且与具有强Ar发射线的喷出物结密切相关。粉尘特征可以通过具有相对低的Mg与Si比率的硅酸镁颗粒来再现。另一个尘埃光谱与具有强Ne发射线的喷出物有关。没有任何硅酸盐特征的迹象，最适合Al $_2$ O $_3$粉尘。第三个特征尘埃光谱显示出与镁硅比相对较高的硅酸镁最匹配的特征。这些尘埃主要与发射X射线的冲击喷出物有关，但在预期有冲击星际或星周物质的区域也很明显。然而，尘埃成分的识别并不是唯一的，每个光谱都包括一个未知成分的额外无特征尘埃成分。成分不确定的冷尘埃与SNR内部的排放有关，那里的反向冲击尚未席卷并加热喷出物。Cas A中的大部分尘埃质量都与这种未识别的冷成分有关，它是$\lesssim0.1$ $M_{\odot}$。较暖的尘埃质量只有$\sim 0.04$ $M_{\odot}$。
2014-03-12 astro-ph.GA
A Catalogue of Galactic Supernova Remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae
我们在银河系平面（10度）寻找已知超新星遗迹（SNRs）的远红外（FIR）对应物。|L| < 60度）在70-500微米使用赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）。在研究的71个来源中，我们发现29个（41%）SNR具有与SNR相关的粉尘排放的清晰FIR检测。其中8个的尘埃位于中心区域，4个表明脉冲星风星云（PWNe）加热的喷出物尘埃。另外23个在外壳结构中有粉尘排放，这可能与清扫材料有关。许多银河系超新星都有尘埃的特征，但我们倾向于在年轻的遗迹和那些有热源（冲击波或PWN）的遗迹中探测喷出物尘埃。我们估计的尘埃温度和质量包含在三个PWNe，G11.2-0.3，G21.5-0.9，和G29.7-0.3使用修改后的黑体拟合。为了更严格地分析不同温度下的尘埃特性和尘埃发射率指数β，我们使用点过程映射（PPMAP）。我们发现了大量的冷尘埃（在20-40 K），尘埃质量Md = 0.34 +/- 0.14太阳质量，Md = 0.29 +/- 0.08太阳质量，Md = 0.51 +/- 0.13太阳质量分别为G11.2-0.3，G21.5-0.9和G29.7-0.3。我们推导出G21.5-0.3中PWN喷出物尘埃的尘埃发射率指数为β = 1.4 +/- 0.5，而周围介质中的尘埃为β = 1.8 +/- 0.1。
2018-10-31 astro-ph.GA
A Question of Mass: Accounting for all the Dust in the Crab Nebula with the Deepest Far Infrared Maps
超新星是星际介质中重要的尘埃来源。在这项工作中，深远红外（FIR）观测的蟹状星云进行了研究，提供了一个新的和可靠的约束量的尘埃存在于这个超新星遗迹。赫歇尔空间望远镜上的PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的深度曝光，汇编了星云的所有观测结果，包括PACS观测模式校准，使用先进的处理技术进行了改进，从而提供了赫歇尔有史以来生成的关于该物体的最准确的数据。我们仔细地找到每个图像的内在通量通过掩蔽源和创建一个2D多项式拟合来推断背景发射。在减去估计的非热同步加速器分量之后，发现两个修改的黑体最适合剩余的红外连续谱，冷组分T $_c$ = 8.3 $\pm$ 3.0 K和M $_d$ = 0.27 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$，暖组分T $_w$ = 27.2 $\pm$ 1.3 K和M $_d$ =（1.3 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$ .
2017-10-20 astro-ph.GA
Expansion properties of the young supernova type Iax remnant Pa 30 revealed
本研究利用Keck KCWI光谱仪的IFU观测，分析了Iax型超新星遗迹Pa 30的3D结构和速度，发现其抛射物呈弹道式自由膨胀，内部存在巨大空腔及视轴方向不对称性，有力证实其起源于SN 1181。
2024-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
H$α$ Imaging spectroscopy of Balmer-dominated shocks in Tycho's supernova remnant
我们介绍了历史超新星遗迹第谷（SN 1572）激波阵面中窄H $α$分量的法布里-珀罗干涉观测。利用威廉·赫歇尔望远镜上的GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Pérot Spectrometer），我们观测到大部分位于残骸东北部（NE）的激波阵面。$\sim$ 1 $^{\prime\prime}$的角分辨率和R $\sim$ 21 000的光谱分辨率以及大视场（3.4 $^{\prime}$ $\times$ 3.4 $^{\prime}$）的仪器允许我们测量窄H $α$ -同时在冲击波各个部分的73个单元中的谱线宽度，从而研究多种冲击波阵面中几种冲击波前兆的指示器条件与以前的研究相比，详细的空间分辨率的灯丝也使我们能够减轻可能的人为加宽的线从未解决的差分运动和投影。覆盖四分之一的残留物的壳，我们确认扩大的窄H $α$线超过其固有的宽度$\sim$ 20公里/秒，并报告它延伸到大部分的灯丝，不仅是以前研究的密集的“结g”。同样，我们确认并发现了广泛传播的中间线（$\sim$ 150 km/s）排放的额外有力证据。我们的贝叶斯分析方法使我们能够量化这一中间成分的证据，以及在狭窄的线可能分裂。超热窄线宽指向一个额外的加热机制，在宇宙射线前体的形式，而中间组件，以前只定性报告为一个小的非高斯贡献的窄组件，揭示了广泛的中性前体。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic fields in supernova remnants and pulsar-wind nebulae
我们回顾了超新星遗迹（SNRs）和脉冲星风星云（PWNe）的观测，这些观测提供了磁场强度和方向的信息。无线电偏振测量给出了磁场的有序度和有序分量的方向。许多年轻的壳层超新星遗迹显示出同步加速器X射线辐射的证据。对这种辐射的空间分析表明，在强震中，磁场被放大一到两个数量级。在TeV伽马射线中探测到几个残留物意味着磁场强度的下限（或者是一个测量值，如果发射过程是宇宙微波背景光子的逆康普顿上散射）。GeV辐射的上限同样提供了磁场强度的下限。在历史遗留的贝壳中，B的下限范围从25到1000微高斯。两个遗迹显示了同步加速器X射线发射的变化，时间尺度为几年。如果这个时间尺度是电子加速或辐射损失时间尺度，则也暗示了1 mG量级的磁场。在脉冲星风星云中，均分论和动力学模型可以用来推断磁场强度在5微高斯到1 mG之间。极化率比信噪比高得多，在某些情况下达到50%或60%;磁场的几何形状通常表明脉冲星周围有一个环形结构，但这并不普遍。视角效应无疑发挥了作用。磁流体动力学模型研究表明，不同的上游磁场方向和不同的电子加速假设，预示着不同的射电形态。在SN 1006的遗迹中，这样的比较意味着连接明亮边缘的磁场方向，其强度在遗迹中的梯度不可忽略。
2011-04-28 astro-ph.GA
The influence of supernova remnants on the interstellar medium in the Large Magellanic Cloud seen at 20--600 $μ$m wavelengths
本文分析了大麦云云中超新星遗迹及其对环境的影响。我们使用{ \it Herschel}空间天文台获得的新观测结果和{ \it Spitzer}空间望远镜获得的档案数据，制作这些物体的第一个FIR图谱。SNR在FIR波长处不清楚可辨，但是它们的影响在尘埃质量和尘埃温度的地图中变得明显，我们通过将修改后的黑体拟合到每个视线中观察到的光谱能量分布来构建这些地图。大部分被观测到的尘埃都是先前存在的星际尘埃，其中有SNRs留下的印记。温度图清楚地揭示了SNR加热周围的灰尘，而质量图表明每个SNR去除3.7 $^{+7.5}_{-2.5}$ M $_{\odot}$的灰尘。这与其他人的计算结果一致，即大量的灰尘是由SNR溅射的。在尘埃被溅射而不仅仅是被推开的假设下，我们估计了由于信噪比导致的$0.037^{+0.075}_{-0.025}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的LMC中的尘埃破坏率，得出星际尘埃的平均寿命为$2^{+4.0}_{-1.3}\times10^7$ yr。我们的结论是，溅射的尘埃SNRs可能是一个重要的组成部分，在银河系演化的模型，超新星可能会破坏更多的尘埃比他们生产的，因此，他们可能不会在星系中的长期尘埃的净生产商。
2015-03-06 astro-ph.GA
Emission Measures and Emission-measure-weighted Temperatures of Shocked ISM and Ejecta in Supernova Remnants
超新星遗迹演化模型的一个目标是将超新星爆炸和祖星的基本参数与超新星遗迹的当前状态联系起来。SNR热等离子体的特征在于其所观察到的X射线谱，其中产生电子温度，发射测量和丰度。根据它们的亮度，可以测量由SNR正向冲击、反向冲击或两者加热的等离子体的性质。目前的工作利用的模型是球对称的。一维流体动力学模拟进行SNR的演变之前，发病的辐射损失。从这些，我们得到无量纲的排放措施和排放措施加权温度，我们提出这些量的函数缩放SNR时间的拟合公式。这些模型允许一个推断SNR爆炸能量，拱星介质密度，年龄，喷出物质量和喷出物密度分布从SNR观测。新的结果被纳入SNR建模代码SNRPy。该代码被证明与应用程序的三个历史信噪比：开普勒，第谷和SN 1006。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Tycho Brahe's recordings in 1572 support SN 1572 as a type I(a) supernova
本文论证第谷·布拉赫1572年的详细测光记录为确定SN 1572的超新星性质、精确位置及其I型分类提供了关键历史依据，从而连接了河外超新星与银河系内遗迹研究。
2023-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Balmer filaments in Tycho's supernova remnant: an interplay between cosmic-ray and broad-neutral precursors
我们提出H $α$光谱观测和详细的建模的巴尔默丝超新星遗迹第谷。我们在威廉·赫歇尔望远镜上使用了银河H $α$法布里-珀罗光谱仪，该光谱仪具有3.4' $\times$ 3.4'视场，0.2”像素尺度和$σ_\rm{instr}=8.1$ km/s分辨率，在1”视宁度下持续$\sim10$小时，产生了82个空间光谱箱，可以分辨整个第谷东北边缘的窄H $α$线。这是第一次，我们可以减轻人为的线加宽未解决的差分运动，并探测H $α$发射参数在不同的冲击和周围介质条件。在392 km/s的光谱覆盖范围内，宽H $α$线仍然没有被解析。我们采用贝叶斯推理，以获得可靠的参数置信区间，并量化的证据模型与多个线组件。在$95\%$置信水平下，所有箱和模型的H $α$窄线半峰全宽中值为$W_\rm{NL}=(54.8\pm1.8)$ km/s，在箱之间在[35，72] km/s范围内变化，与固有（热）$\approx20$ km/s相比明显加宽。考虑到可能的线分裂，其在细丝的$\approx18\%$中是显著的，并且可能是由于剩余的投影效应。我们还发现了广泛传播的证据，中间线发射的广泛的中性前体，中值$W_\rm{IL}=(180\pm14)$公里/秒（$95\%$置信度）。最后，我们提出了残余的系统速度，$V_\rm{LSR}=-34$公里/秒，和地图差分视线运动的测量。我们的研究结果证实了第谷…
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A Newly Recognized Very Young Supernova Remnant in M83
作为Gemini-South望远镜和GMOS对M83中超新星遗迹候选者进行光谱调查的一部分，我们发现了一个天体，其光谱在H $α$，[O~I] 6300，6363和[O~III] 4959，5007处显示出非常宽的谱线，与其他被归类为“晚期超新星”的天体相似。“虽然自1923年以来，在M83中已经观察到了六颗历史超新星，但在这个物体的位置上没有看到任何超新星。哈勃太空望远镜3号宽视场相机的图像显示了一个几乎无法分辨的发射源，而钱德拉和ATCA的数据显示了一个明亮的X射线源和非热射电源。其他星系中显示出类似光谱的物体只是超新星爆发后的几十年，这就提出了一种可能性，即创造这个物体的超新星发生在上个世纪，但被错过了。使用测光附近的恒星从HST的数据，我们认为，前体至少是17 $\rm M_{sun}$，和广泛的H $α$的光谱中的存在使一个II型超新星可能。这颗超新星的形成时间肯定早于1983年VLA对该天体的无线电探测。我们建议检查M83的档案图像，以寻找产生该物体的超新星事件的证据，从而提供精确的年龄。
2014-12-30 astro-ph.GA
A New Radio Catalogue for M83: Supernova Remnants and H II Regions
本文提出了一个新的正面螺旋星系M83的射电源目录。在2011年、2015年和2017年，澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在5.5和9 GHz的频率下进行了射电观测，发现了270个射电源。虽然这些源中有一小部分是背景河外源，但大多数都是M83内部的H II区或超新星遗迹（SNRs）。六颗历史超新星中的三颗被发现，以及最近一项研究中发现的非常年轻的遗迹，这可能是过去100年爆发的超新星爆炸的结果，但被错过了。所有这些物体通常都会随着时间而褪色。混乱限制了我们测量M83中一些SNR的无线电发射的能力，但在未混淆的区域中检测到64个SNR，并且这些SNR具有在其他星系中观察到的近似幂律光度函数。M83中的信噪比系统地比M33中的射电波长探测到的信噪比更小，更亮。一些射电源与M83中的X射线源重合;这些重合源中的大多数被证明是超新星遗迹。我们的双频观测是迄今为止对本星系群之外的螺旋星系最敏感的观测之一;尽管如此，我们无法对光谱指数进行实际限制，因此，不可能仅根据其射电性质来搜索超新星遗迹。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio emission from SN 1181 hosting a white dwarf merger product
本研究估算了与白矮星并合遗迹J005311相关的SN 1181遗迹中两类激波的射电辐射流量，在多波段存档数据中未探测到显著信号，建议开展更高频高角分辨率观测研究内层终止激波。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Deciphering the explosion mechanism of Type-Ia SNe using their remnants I: general properties and a case study on Tycho's SNR
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；NITheCS National Institute for Theoretical and Computational Sciences, South Africa（南非国家理论与计算科学研究所）
本研究提出通过超新星遗迹中不同元素的小尺度湍流子结构尺寸识别Ia型超新星爆发机制，经案例研究发现第谷超新星遗迹符合亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆轰机制，该方法可用于关联历史超新星的爆发机制。
2026-07-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A New, Larger Sample of Supernova Remnants in NGC 6946
相对较近的螺旋星系NGC~6946是本星系宇宙中最活跃的恒星形成星系之一。自1917年以来已经观测到10颗超新星（SNe），因此NGC 6946肯定包含大量超新星遗迹（SNRs）。在这里，我们报告了一个新的光学搜索这些信噪比使用窄带图像获得的WIYN望远镜。我们确定了147个发射星云作为可能的SNR，根据升高的[SII]：Halpha比相比，HII地区。我们已经用Gemini North-GMOS获得了其中102个星云的光谱;其中89个的[SII]：H α比值大于0.4，这是识别SNR的标准光学判据。我们的样本和Lacey等人（2001）从无线电数据中确定的SNR候选者之间几乎没有重叠。此外，我们的SNR候选者中很少有已知的X射线源，这与其他星系如M33和M83的情况不同。发射线比率，例如，[NII]：Halpha，NGC 6946中的候选者是典型的SNR样本中观察到的其他星系具有可比的金属丰度。在我们的低分辨率光谱中观察到的候选者中没有一个显示出异常丰度或显着速度增宽的证据。在NGC 6946中所有历史SNe的位置搜索发射，只检测到两个：SN 1980 K和SN 2004 et。两者的光谱都显示出非常广泛的，不对称的线轮廓，与SN喷出物和祖星的拱星材料之间的相互作用一致，从其他类似年龄的核心塌陷SNe的后期光谱中可以看出。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Remnants and the Interstellar Medium of M83: Imaging & Photometry with WFC3 on HST
我们呈现了哈勃太空望远镜在南部大设计恒星形成星系M83的单个视场内拍摄的宽视场相机3图像。根据它们的大小、形态和连续减影H $α$、[ \SII ]、H $β$、[ \OIII ]和[ \OII ]滤波器中的光度测定，我们已经确定了60个超新星遗迹候选者，以及少数年轻的喷射物主导的候选者。这些残余物的目录，它们的大小，并在可能的情况下，他们的H $α$通量。利用信噪比高、测光性能好的数据，计算了辐射年龄和震前密度。年龄在$2.62 < log(τ_{\rm rad}/{\rm yr}) < 5.0$范围内，冲击波前的密度在$0.56 < n_0/{\rm cm^{-3}} < 1680$范围内。已经发现了两个SNR群体。它们分为一个核旋臂组和一个臂间种群。我们推断臂间密度对比度为4。扩散X射线的表面通量与推断的冲击前密度相关，表明温暖的星际介质被热X射线等离子体加压。我们还发现，星际介质在核区域的M83的特点是由一个非常高的孔隙度和压力，并推断一个SNR率每70-150年的核（$R<300 $ pc）区域。根据探测到的超新星的数量和它们的辐射年龄，我们推断M83中II型超新星的低质量是$M_{\rm min} = 16^{+7}_ {-5}$ M $_{\odot}$。最后，我们给出了可能探测到历史超新星SN 1968 L遗迹的证据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova Kinetic Yield oN galactic Emission Tracers (SKYNET) I. Contribution of radiative supernova remnants to Galactic N + emission
Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université（巴黎高等师范学院物理实验室，法兰西学院，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（卢克斯天文台，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（天体物理学研究所，巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心）
SKYNET框架结合辐射性超新星遗迹模型与银河系分布，预测其累积谱线发射，首次应用成功再现N+发射分布，证明r-SNR贡献银河系约20-25%的电离，揭示其重要但被忽视的作用。
2026-09-16 astro-ph.GA
Zooming in on Supernova 1987A at sub-mm wavelengths
超新星1987 A（SN 1987 A）位于邻近的大麦云星云中，提供了一个极好的机会，可以以前所未有的细节跟踪超新星及其残骸的演化。最近，从SN 1987 A方向检测到远红外（远红外）和亚毫米发射，这被解释为由于灰尘的发射，可能是在SN喷出物中新合成的。为了更好地限制SN 1987 A中远红外和亚毫米辐射的位置和来源，我们试图在电磁波谱的这一部分中解析该物体。我们在2011年7月至9月期间使用阿塔卡马探路者实验（APEX）在350微米波长处使用亚毫米APEX测辐射热计CAmera（SABOCA）和在870微米波长处使用大型APEX测辐射热计CAmera（LABOCA）观测了SN 1987 A。350微米的图像具有优越的角分辨率（8”）比赫歇尔空间天文台350微米的图像（25”）。870微米的观测（分辨率为20”）是2007年类似观测的重复。在350和870微米的两幅图像中，都检测到了SN 1987 A的发射，并且无法解析该源。新的（2011年）测量中的通量密度与之前用Herschel在350微米（2010年）和APEX在870微米（2007年）测量的通量密度一致。尘埃温度可能比以前认为的更高（约33 K），尘埃质量可能比以前认为的更低。新的测量，在最高的角分辨率达到迄今为止在远红外和亚毫米波长，加强了对发射位置的限制，这被认为是接近网站的SN 1987 A和它的拱星环结构。这些测量…
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
An automated approach for photometry and dust mass calculation of the Crab nebula
有充分的证据表明超新星是星际尘埃的主要贡献者。在这项工作中，蟹状星云最深的远红外观测被用来重新估计这个超新星遗迹中存在的尘埃质量。使用赫歇尔空间天文台机载PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的滤光片图像。通过自动化的方法，我们构建了蟹状星云的光谱能量分布，以恢复尘埃质量。这种方法利用了几种图像处理技术（阈值处理、形态学处理、轮廓绘制等）。客观地将星云与其周围的背景分离开来。从积分通量中减去非热同步辐射分量后，发现使用温度为$T=42.06\pm1.14$ K的单个修改后的黑体和$M_{d}=0.056\pm0.037$ M $_{\odot}$的尘埃质量最适合光谱能量分布。本文指出了光度分析和光谱能量分布构造在蟹状星云尘埃质量推断中的重要性。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.space-ph
The dust and gas content of the Crab Nebula
我们已经构建了MOCASSIN光电离加尘埃辐射转移模型的蟹状星云核心坍缩超新星（CCSN）遗迹，使用平滑或成块的质量分布，以确定星云气体和尘埃的化学成分和质量。我们计算了几种不同的几何形状的模型建议的星云物质分布，但发现所观察到的气体和尘埃光谱是相对不敏感的这些几何形状，主要是由脉冲星风星云的电离和加热星云的光谱。平滑分布模型被排除在外，因为它们需要16-49兆太阳的气体来拟合积分光学星云线通量，而我们的聚集模型需要7.0兆太阳的气体。一个全球气相的C/O比为1.65的数量，以及He/H数比为1.85，这两个都不能匹配目前的CCSN产量预测。碳质尘埃成分有利于所观察到的气相C/O比：无定形碳聚集模型适合螃蟹的赫歇尔和斯皮策红外光谱能量分布意味着存在0.18-0.27 Msun的尘埃，对应于气体尘埃质量比为26-39。混合尘埃化学模型也可以容纳，包括0.11-0.13 Msun的无定形碳和0.39-0.47 Msun的硅酸盐。幂律粒度分布的质量分布，是加权朝向最大的晶粒半径的推导，有利于他们的长期生存，当他们最终与星际介质相互作用。蟹状星云中气体和尘埃的总质量为7.2 +/- 0.5 Msun，与9 Msun的祖星质量一致。
2015-01-09 astro-ph.GA
Probing the Innermost Ejecta Layers in SNR Kes 75: Implications for the Supernova Progenitor
包含脉冲星风星云（PWNe）的超新星遗迹（SNR）具有不同的演化阶段。在非常年轻的系统中，PWN驱动冲击进入最里面的超新星（SN）材料，产生低激发线和来自加热尘埃颗粒的红外（IR）连续谱。这些观测特征使得有可能干净地测量最深的SN喷出物层的属性，这反过来又可以对SN祖源提供约束。我们提出了赫歇尔空间天文台远红外观测的PWN在银河SNR Kes 75，包含最年轻的已知脉冲星，表现出类似磁星的活动。我们检测到高度增宽的氧和碳线发射所产生的SN喷出物所遇到的PWN。我们还检测到少量（太阳质量的千分之几）的冲击加热的尘埃，空间上与喷出物材料相吻合，很可能是在SN爆炸形成的。我们使用流体动力学模型来模拟Kes 75的演化，发现PWN到目前为止已经扫除了0.05-0.1太阳质量的SN喷出物。使用爆炸和nucleosynthesis模型为不同的祖人群众与冲击模型相结合，我们比较预测的远红外辐射与观测到的线强度，发现较低的质量和爆炸能量SN祖人轻度混合喷出物的配置文件和可比丰度分数的碳和氧的青睐于较高的质量。我们的结论是，Kes 75可能是由一个8-12太阳质量的祖星产生的，这进一步证明了这种祖星的低能量爆炸可以产生磁星。
2019-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Massive Shell of Supernova-formed Dust in SNR G54.1+0.3
虽然理论尘埃凝聚模型预测，核心坍缩超新星（SNe）中产生的大多数难熔元素都能有效地凝聚成尘埃，但到目前为止，大量的尘埃只在SN 1987 A中被观察到。本文分析了斯皮策空间望远镜、赫歇尔空间天文台、平流层红外天文台（SOFIA）和AKARI对超新星遗迹G54.1+0.3中脉冲星风星云周围红外（IR）壳层的观测结果。我们在21 $μ$ m处将一个独特的光谱特征归因于一种硅酸镁颗粒物种，该物种已被调用来模拟Cas A中的喷出物凝聚尘埃，其具有相同的光谱特征。如果这个物种是负责产生所观察到的光谱特征，并占所观察到的红外连续光谱的一个显着的部分，我们发现，它将是在G54.1+0.3尘埃的主要成分，与其他成分，如碳，硅酸盐，或氧化铝颗粒可能的次要贡献。我们的模型所需的SN形成的尘埃的最小质量是1.1 $\pm$ 0.8 $\rm M_{\odot}$。我们将讨论这些结果可能会受到不同的尘埃颗粒的属性和自洽的晶粒加热模型。G54.1+0.3中尘埃质量和温度的空间分布证实了SN形成的尘埃尚未被SN反向激波处理，并且正在被属于SN祖先爆炸的星团的恒星加热的情况。尘埃质量和成分表明，16 $-$ 27 $\rm M_{\odot}$的前身质量，并意味着高尘埃凝结效率，类似于发现的Cas A和SN 1987 A。这项研究提供了另一个在IIP型SN中形成重要尘埃的例子，并揭示了原始SN凝聚尘埃的性质。
2017-01-04 astro-ph.GA
