Fermi-LAT Observations of Supernova Remnant Kesteven 79
在本文中，我们报告了与银河系超新星遗迹Kesteven 79（Kes 79）一致的$γ$射线发射的探测结果。我们分析了费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）获得的大约52个月的数据。Kes 79被认为是与邻近的分子云相互作用的基础上，存在强大的$^{12}$ CO J = 1 $\rightarrow$ 0和HCO $^{+}$ J = 1 $\rightarrow$ 0的发射和1720 MHz的线发射朝东的残留物的检测。宇宙射线的加速预计将发生在SNR冲击，SNR与密集的分子云相互作用，为探测和分析从$π^0$衰变为两个$γ$射线光子产生的$γ$射线提供了一个很好的试验场。该分析研究了与Kes 79一致的$γ$射线发射，其具有$\sim 7 σ$的检测意义。此外，我们提出了一个调查的空间和光谱特性的Kes 79使用多个档案XMM-牛顿观测这个遗迹。我们确定了Kes 79的全局X射线特性，并估计了整个残骸的环境密度。我们也对银河系SNR Kesteven 78（Kes 78）进行了类似的分析，但由于$γ$射线背景模型存在很大的不确定性，因此无法得出与残骸相关的过量GeV $γ$射线的结论。
2014-01-13 astro-ph.HE
Evidence for a neutral iron line generated by MeV protons from supernova remnants interacting with molecular clouds
超新星遗迹（SNRs）一直是银河系宇宙射线加速器的主要候选者。当低能宇宙射线质子（LECRp）与星际气体碰撞时，它们会碰撞中性铁原子并发射出6.40keV的中性铁线（Fe I K $α$）。我们从银河平面$6^{\circ} \lesssim l \lesssim 40^{\circ}, |b| < 1^{\circ}$区域的朱雀档案数据中寻找七个SNR中的铁K壳层线。所有这些SNRs都与分子云相互作用。我们发现Fe I K $α$线发射从五个SNR（W28，Kes 67，Kes 69，Kes 78，和W44）。光谱和形貌表明，Fe I K $α$线是由LECR p与邻近冷气体相互作用产生的。质子能量密度估计为$\gtrsim$ 10 - 100 eV cm $^{-3}$，比周围星际介质中的能量密度高10倍以上。
2018-01-24 astro-ph.HE
Probing The Local Environment of the Supernova Remnant HESS J1731-347 with CO and CS Observations
壳型超新星遗迹HESS J1731 $-$ 347发射TeV的伽马射线，是研究超新星遗迹宇宙射线加速潜力的关键对象。我们使用0.5-1弧分的Mopra CO/CS（1-0）数据结合HI数据来计算HESS J1731 $-$ 347区域的柱密度。我们在至少四个银河臂内追踪气体，通常追踪总的（原子+分子）视线H柱密度为2-3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。假设X因子值是标准的，并且HESS J1731 $-$ 347的大部分HI/CO辐射都在银河系的近端，那么X射线吸收柱密度与由HI+ CO导出的柱密度是一致的，它们位于盾牌座-十字座星系臂的前方，但并不超出盾牌座-十字座星系臂，这表明HESS J1731 $-$ 347的运动学距离为$\sim$ 3.2 kpc。在这个运动学距离上，我们还发现了由CS（1-0）辐射追踪的致密的红外暗气体，与HESS J1731 $-$ 347的北部、附近的HII区G353.43 $-$ 0.37和附近的未识别伽马射线源HESS J1729 $-$ 345相一致。这种稠密的气体支持了HESS J1729 $-$ 345和HESS J1731-347可能通过逃逸的宇宙射线相连的想法。
2017-10-26 astro-ph.HE
The TeV supernova remnant shell HESS J1731-347 and its surroundings
HESS J1731-347是一个壳型超新星遗迹，同时发射TeV伽马射线和非热X射线光子，在空间上与射电SNR G353.6-0.7重合。强子和轻子的情况下（或两者的混合）在文献中讨论，以解释TeV发射的对象。2011年，在源附近也发现了$γ$射线过剩（HESS J1729-345）。在此，我们提供了使用同时可用的额外H.E.S.S.获得的更新分析结果。数据在HESS J1731-347之外，分析更详细地揭示了相邻TeV源HESS J1729-345的发射形态和两个源之间的发射。这些结果使我们能够将SNR外的TeV发射与分子气体示踪剂相关联，并将数据与SNR外的TeV发射是由逃逸的宇宙射线产生的情况相对抗。
2016-12-01 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope Observations of the Cygnus Loop Supernova Remnant
我们提出了一个分析的伽马射线测量的大面积望远镜（LAT）的\textit{Fermi Gamma-ray Space Telescope}上的超新星遗迹（SNR）天鹅座环（G74.0 $-$ 8.5）的区域。我们检测到显着的γ射线发射与SNR在能量带0.2- 100 GeV。γ射线谱显示在2- 3 GeV范围内有一个突变。γ射线光度在1- 100 GeV之间为$\sim$ $1 \times 10^{33}$ erg s $^{-1}$，远低于其它GeV的SNR。形态最好用环形表示，内/外半径为0 $^\circ$ .7 $\pm$ 0 $^\circ$ .1和1 $^\circ$ .6 $\pm$ 0 $^\circ$ .1。考虑到X射线边缘、\halpha细丝和伽马射线发射之间的关联，我们认为伽马射线起源于SNR中加速的粒子与邻近激波区域的星际气体或辐射场之间的相互作用。加速强子与星际气体之间的核子-核子相互作用产生的中性π介子衰变为γ射线谱提供了合理的解释。
2011-08-10 astro-ph.HE
Putting Things Back Where They Belong: Tracing Cosmic-Ray Injection with H2
目前，所有的银河系弥散伽马射线辐射的物理模型都假设宇宙射线源的分布可以追溯到观测到的OB星、超新星或超新星遗迹的数量。然而，由于富含氢气的区域有大量的恒星形成和超新星遗迹，观测到的氢气的形态也应该为宇宙射线注入提供物理动机，高分辨率的示踪剂。我们评估的影响，利用H2作为宇宙射线注入扩散银河伽马射线发射模型的示踪剂。我们采用了最先进的3D粒子扩散和气体密度模型，以及基于全球施密特定律的恒星形成率物理模型。允许宇宙射线源的一部分f_H2跟踪观测到的H2密度，我们发现，理论上合理的值f_H2 ~ 0.20 - 0.25（i）提供了一个显着更好的全球适合弥漫银河伽玛射线天空和（ii）高度抑制从银河系中心区域的剩余伽玛射线发射的强度。具体而言，在模型中，利用我们最好的全球拟合值f_H2 ~ 0.20 - 0.25，银河系中心的伽马射线过剩的光谱受到极大的影响，和过剩的形态变得不一致的预测暗物质湮灭。
2015-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Fermi Large Area Telescope Observations of the Monoceros Loop Supernova Remnant
本文分析了\textit{Fermi Gamma-ray Space Telescope}上的大口径望远镜在超新星遗迹~（SNR）Monoceros Loop~（G205.5 $+$ 0.5）区域的γ射线测量结果。最亮的伽马射线峰在空间上与玫瑰星云相关，玫瑰星云是邻近SNR东南边缘的分子云复合体。在通过空间建模减去该发射之后，来自SNR的伽马射线发射出现，其通过高斯空间模板扩展和拟合。曲线形状比简单的幂律更能有效地再现伽马射线谱。在0.2- 300 ~GeV之间，信噪比的光度为$\sim$ ~ $4 \times 10^{34}$ ~erg~s，玫瑰星云的光度为$\sim$ ~ $3 \times 10^{34}$ ~erg~s，玫瑰星云的光度为$^{-1}$ ~ $^{-1}$。我们认为，伽马射线可能起源于粒子的相互作用，在SNR加速。加速强子与星际气体的核子-核子相互作用中产生的中性π介子衰变为玫瑰星云和麒麟座SNR的γ射线发射提供了合理的解释。
2016-08-23 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
X-Ray Emission from the PeVatron-candidate Supernova Remnant G106.3+2.7
我们报告了在超新星遗迹（SNR）G106.3+2.7周围发现的弥散X射线发射，它与VER J2227+608和HAWC J2227+610有关，被认为是PeV宇宙射线加速器（PeVatron）的候选者。分析了朱雀星在SNR附近和邻近脉冲星PSR J2229+6114的观测数据。我们发现了热辐射和非热辐射所代表的弥散X射线发射。然而，热辐射的金属丰度<0.13 Z_sun，这在银河系中可能太小，表明发射是非热的。扩散辐射的强度以与射电辐射相同的方式向PSR J2229+6114方向增加，这与分子云上集中的伽马射线辐射形成对比。X射线光子指数不随与脉冲星的距离而变化，这表明辐射冷却是无效的，粒子扩散不是非常缓慢。X射线和无线电发射似乎是轻子起源，母电子可能来自脉冲星或其风星云。由于γ射线的空间分布，它似乎是强子起源的。母质子可能被紧紧地限制在云中，与扩散的电子分开。
2021-05-23 astro-ph.HE
Discovery of a pre-existing molecular filament associated with supernova remnant G127.1+0.5
我们对超新星遗迹（SNR）G127.1 + 0.5进行了CO谱线的毫米观测。我们在4 - 13 km/s $^{-1}$发现了一个分子丝，它由两部分组成：一部分是从残余区出来的直线部分，另一部分是残余区的弯曲部分。该曲线部分与东北地区1420 MHz射电连续谱和中红外观测中的亮信噪比壳层相吻合。此外，红移线翼增宽只发现在弯曲部分的分子丝，这表明一个物理相互作用。这些首次提供了强有力的证据来证实SNR与预先存在的长分子丝之间的关联。东北部残余壳层的多波段观测可以用残余激波和致密分子丝之间的相互作用来解释。RADEX辐射转移模型的安静和冲击组件产生的物理条件一致的非解离J型冲击的通道。我们认为，灯丝的弯曲部分完全被残骸的前向激波吞没。聚集的年轻恒星天体（YSO）和邻近的分子丝之间的空间相关性接近SNR，这可能与祖星的活动。
2014-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino pair annihilation above merger remnants: implications of a long-lived massive neutron star
双中子星合并是短伽马射线暴（GRB）的可能祖先，但是，仍然缺乏对它们的中心引擎的详细解释。中微子对的湮灭被认为是可能的动力机制之一。我们目前的能量和动量沉积的中微子对湮灭以上合并残留物操作的计算。从一个详细的，三维模拟的后果的二元中子星合并的结果，我们计算的沉积率在一个时间尺度上相当于磁盘的寿命（$t \approx 0.4$），假设一个长寿的大质量中子星（MNS）。我们使用光谱泄漏方案模拟中微子发射，并使用射线追踪算法计算中微子湮灭率。我们发现，MNS的存在下增加了能量沉积率的一个因素$\sim 2$，主要是由于湮灭的辐射来自MNS与辐射来自磁盘。我们计算了相对论效应的影响，发现尽管它们可以显著改变局部速率强度，但体积积分结果仅略有下降。外推至1秒的累积沉积能量为$\approx 2.2 \times 10^{49} \, {\rm erg}$。与推断的短伽玛射线暴能量学的比较表明，在大多数情况下，这种能量是不够大的，即使假设小喷流张开角和长寿命的MNS。要解释大多数观测到的短伽马射线暴，需要更强的中微子光度（大约大5-10倍）。我们的结论是，这是不太可能的中微子对湮灭可以单独解释短伽玛暴的中央引擎。
2017-01-08 astro-ph.HE
GeV γ-ray Emission Detected by Fermi-LAT Probably Associated with the Thermal Composite Supernova Remnant Kesteven 41 in a Molecular Environment
超新星遗迹（SNR）-分子云（MC）缔合系统的强子辐射被广泛认为是宇宙线质子的探测器。在这里，我们报告的检测γ射线发射源，在0.2-300 GeV的意义为24σ，预计躺在西北的热复合SNR Kesteven 41，使用5.6年的费米大面积望远镜（LAT）的观测数据。在0.2- 300 GeV的能量范围内，在这个源周围没有发现明显的长期变化。半径为0.09 °的3σ误差圆覆盖了1720 MHz OH脉泽，与SNR相互作用的V_{LSR} ~-50km/sMC的位置基本一致。该源发射具有指数截止幂律谱，光子指数为1.9+/-0.1，截止能量为4.0+/-0.9 GeV，在12 kpc距离处，0.2-300 GeV的相应光度为~1.3*10^36 erg/s。在3σ圈内没有射电脉冲星是造成高γ射线亮度的原因。虽然逆康普顿散射方案会导致电子能量预算的困难，但源发射可以自然地用SNR Kesteven 41和邻近的西北MC的冲击加速的相对论质子之间的强子相互作用来解释。本文介绍了用费米-LAT在GeV γ射线能区探测到的银河系热复合信噪比。
2015-08-03 astro-ph.HE
Kinetic simulations of nonrelativistic perpendicular shocks of young supernova remnants. I. Electron shock-surfing acceleration
本文研究了高马赫数非相对论性垂直冲击下的电子注入，其参数适用于年轻的SNR冲击。使用高分辨率的大规模二维全动力学粒子在细胞（PIC）模拟和跟踪单个粒子，我们详细分析了冲击冲浪加速度（SSA）的电子在冲击脚的前沿。核心问题是在2D3V模拟中可以捕获该过程的程度。我们发现SSA的能量增益总是来自于布尼曼波的静电场。在大尺度磁场的面外取向中，电子波传播更有效，因为波的相速度和幅度都高于面内情形。此外，与平面内配置相比，更大数量的电子被波捕获。我们的结论是，需要显着修改的模拟参数，以达到相同水平的SSA的效率与面外磁场或3D模拟的模拟。
2019-04-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Tracing the propagation of cosmic rays in the Milky Way halo with Fermi-LAT observations of high- and intermediate-velocity clouds
能量至少达到PeV的宇宙射线通常在一个基本场景的框架中描述，该场景涉及位于银河系盘中的物体（如超新星遗迹或大质量恒星形成区）的加速，然后在整个银河系中扩散传播。到目前为止，传播过程的细节主要是从地球附近测量的宇宙射线的成分推断出来的，然后再外推到整个银河系。关于在星系晕中的传播和逃逸到星系际介质中的细节仍然不确定。特定位置的宇宙射线的密度可以通过它们与星际气体云发生非弹性碰撞时产生的伽马射线来追踪。因此，我们分析了73个月的费米-LAT数据从300 MeV到10 GeV的方向上的几个高，中速云，位于银河系的晕。这些云应该没有内部的宇宙射线源，因此任何从它们发射的伽马射线都是银河系宇宙射线大规模分布的样本。我们第一次评估的伽玛射线发射率每氢原子高达~7千秒差距以上的银河系盘。发现辐射率随着与盘的距离而减小，这提供了相关能量的宇宙射线起源于其中的直接证据。此外，其中一个目标的发射率，上中速拱，暗示在2 kpc的磁盘内宇宙射线强度下降了50%。
2015-07-13 astro-ph.HE
XMM-Newton detection of the supernova remnant G304.6+0.1 (Kes 17)
目标。我们报告的第一个详细的X射线研究超新星遗迹（SNR）G304.6+0.1，实现了XMM-牛顿任务。方法.利用XMM-Newton强大的成像能力，研究了残骸在不同能量范围内的X射线特征。分析了样品的X射线形貌和光谱特性。此外，莫隆格洛天文台综合望远镜和斯皮策空间望远镜获得的无线电和中红外数据被用来研究与探测到的X射线发射的关联，并了解不同波长的SNR结构。结果信噪比显示，在X射线波段的扩展和弧形的内部结构与一个紧凑的点状源内的残余。我们发现一个高柱密度的NH在2.5-3.5x1022 cm-2的范围内，这支持了一个相对遥远的位置（d $\geq$ 9.7 kpc）。X射线光谱显示出至少三条发射线，这表明X射线发射具有薄的热等离子体起源，尽管非热贡献不能被丢弃。三个不同区域（北部，中部和南部）的光谱很好地代表了一个非平衡电离（PSHOCK）和幂律（PL）模型的组合。中红外观测表明，在北南方向上有一个明亮的地幔结构，与北西射电壳相一致。这表明Kes 17是在一个高密度的非均匀环境中传播的，并且冲击波阵面与几个相邻的大质量分子云相互作用。射电和中红外辐射的良好对应表明，这些特征是由冲击压缩引起的。X射线特征和已知的射电参数表明，G304.6+0.1是一个年龄为（2.8-6.4）× 104年的中年信噪比，是最近提出的混合形态信噪比组的新成员。
2010-09-10 astro-ph.HE
$^{44}\rm Ti$ ejecta in young supernova remnants
背景：追踪超新星核合成中产生的不稳定同位素提供了超新星爆炸物理学的直接诊断。理论模型预测了各种各样的情况，这些情况可以通过对丰富的同位素$^{56}$ Ni和$^{44}$ Ti的观测来限制。后者的直接证据以前只在两个核心坍缩超新星事件中发现，在热核超新星中似乎不存在。G1.9+0.3、SN 1572和SN 1604通过它们的$^{44}$ Ti喷出物质量和爆炸运动学。方法：我们利用经验激励的高精度背景模型分析了候选源的INTEGRAL/SPI观测。我们分析了$^{44}$ Ti衰变链中发射的68、78和1157 keV的三条主要光谱分辨去激发线。助熔剂允许测定$^{44}$ Ti的产量。从谱线的多普勒特征中得到了剩余的运动学。结果：我们发现在所有三条线中Cas A的显著信号，其组合显著性为5.4 $σ$。对于$^{44}$ Ti和$^{44}$ Sc衰变，通量分别为$(3.3 \pm 0.9) \times 10^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$和$(4.2 \pm 1.0) \times 10^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$。我们通过对Cas A的分析获得的$^{44}$ Ti的通量高于之前的分析。我们讨论电势差。结论：我们获得了Cas A的高$^{44}$ Ti喷出物质量，这与对称2D模型的喷出物产率不一致。其他核心坍缩超…
2020-04-27 astro-ph.HE
Discovery of a one-sided radio filament of PSR J0538+2817 in S147: escape of relativistic PWN leptons into surrounding supernova remnant?
本研究在S147区域的PSR J0538+2817附近发现一条位于脉冲星前方的单侧暗弱射电纤维，推测其为充斥逃逸相对论电子的脉冲星风星云与星际介质的连接结构，是同类X射线纤维的射电对应体。
2023-11-09 astro-ph.HE
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
Discovery of a Highly Energetic X-ray Pulsar Powering HESS J1813-178 in the Young Supernova Remnant G12.82-0.02
我们报告发现的44.7毫秒脉动的X射线源CXPJ 181335.1 -174957使用的数据获得的XMM-牛顿天文台。PSR J1813-1749位于年轻射电超新星遗迹G12.82-0.02的中心附近，与紧凑的TeV源HESS J1813-178重叠。这颗由旋转驱动的脉冲星是银河系中第二大能量最高的脉冲星，自旋下降的光度为Edot =（6.8 +/- 2.7）E37 erg/s。在旋转偶极模型中，表面偶极磁场强度为B_s =（2.7 +/- 0.6）E_（12）G，自旋下降年龄为3.3-7.5 kyr，与小壳型射电遗迹中的位置一致。在与邻近的年轻星团关联的4.7 kpc的假设距离下，PSR J 1813 -1749将自旋下降的光度转换为辐射的效率约为1.5 kpc。2-10 keV通量约为0.03% 0.1%，其20-100 keV积分通量，和约。0.07%的HESS J1813-178的>200 GeV发射，使其成为后者的可能动力源。附近的年轻星团可能是脉冲星祖先的诞生地，也是逆康普顿散射到TeV能量的种子光子的额外来源。
2009-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray Properties of Five Galactic Supernova Remnants Detected by the Spitzer GLIMPSE Survey
本文对Kes 17（G304.6 $+$ 0.1），G311.5 $-$ 0.3，G346.6 $-$ 0.2，CTB 37 A（G348.5 $+$ 0.1）和G348.5 $-$ 0.0 --由Reach等人（2006年）在分析银河遗产红外中面巡天特别计划（GLIMPSE），这是由斯皮策太空望远镜进行。我们提出并分析了Kes 17、G311.5 $-$ 0.3和G346.6 $-$ 0.2的ASCA观测档案，Kes 17、CTB 37 A和G348.5 $-$ 0.0的XMM-牛顿观测档案，以及CTB 37 A的钱德拉观测档案。所有SNR在X射线中均被清楚地检测到，可能除了G348.5 $-$ 0.0。我们的研究表明，四个检测到的SNR都具有中心填充的X射线形态，并且在所有情况下观察到的来自这些源的发射都是热的。我们认为，这些SNR应归类为混合形态SNR（MM SNR）：我们的研究加强了MM SNR和SNR与分子云相互作用之间的相关性，并建议混合形态SNR的起源可能是由于这些SNR和相邻云之间的相互作用。我们对G311.5 $-$ 0.3的ASCA分析首次揭示了来自该SNR的X射线发射：X射线发射中心填充在无线电和红外壳层内，本质上是热的（$kT$ $\sim$ 0.98 keV），因此将其分类为MM SNR。我们发现相当大的光谱变化与其他X射线检测到的SNR，如可能过剩的镁在…
2013-12-13 astro-ph.HE
SN 1987A : Tracing the flux decline and spectral evolution through a comparison of SRG/eROSITA and XMM-Newton observations
SN 1987 A是近四个世纪以来观测到的最接近的超新星，它提供了一个独特的机会来见证超新星遗迹的诞生和演化。2007- 2020年，XMM Newton EPIC-pn对该源进行了监测。SRG/eROSITA还在其调试阶段和9月的第一次光中观察了该源。和2019年10月。我们使用XMM-Newton和eROSITA观测研究了SN 1987 A在过去14年（截至2020年11月）的X射线光谱和通量演化。我们使用三分量平面平行激波模型进行了详细的频谱分析，并以一致的方式分析和模拟了EPIC-pn监测和eROSITA观测。本文报道了SN 1987 A在软（0.5- 2keV）和硬（3-10 keV）X射线波段的最新通量演化。软带通量在9424 d左右趋于平缓，然后在10142-10493 d之间出现一个周转，之后继续下降。大约在同一时间，检测到硬带通量时间演化斜率的中断。这意味着爆炸波已经越过赤道环的致密结构，并进一步扩展到更稀薄的星周介质中。三个激波分量的归一化的时间演化与流体动力学模拟预测蓝超巨星祖先情景的结果很好地匹配。最近几个时期的趋势表明，由离开赤道环后的正向激波和由喷出物中的反向激波引起的发射现在变得更占主导地位。热等离子体成分中的元素丰度明显高于“较冷”成分中的元素丰度，表明其起源于传播到喷出物中的反向激波。
2021-09-13 astro-ph.HE
Gamma-ray upper limits on magnetars with 6 years of Fermi-LAT observations
我们报告的搜索伽玛射线发射从20个磁星使用6年的费米，大面积望远镜（LAT）的观测。我们推导出了迄今为止银河系磁星0.1- 10 GeV辐射的最严格上限，估计值在$\sim10^{-12}-10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$之间。在观测期间，对具有可靠星历表的四颗磁星进行了伽马射线脉动搜索，但没有探测到。另一方面，我们还研究了与磁星相关或相邻的七颗超新星遗迹的γ射线形貌和光谱。
2016-07-13 astro-ph.HE
Multiple accelerated particle populations in the Cygnus Loop with Fermi-LAT
天鹅座圈（G74.0-8.5）是我们银河系中非常著名的近距离超新星遗迹（SNR）。由于它的大尺寸，亮度和从银河平面的角度偏移，它已经从无线电到$γ$射线发射进行了详细的研究。$γ$射线探测高能粒子的数量及其在低冲击速度下的加速机制。我们提出了一个分析的$γ$ -射线发射的大面积望远镜上的费米伽马射线空间望远镜超过11年的天鹅座圈的区域检测。我们进行了详细的形态学和光谱研究的$γ$ -射线发射向残余物从100 MeV至100 GeV，并将其与X射线，紫外线，光学和无线电图像。相对于以前的研究更高的统计数据，使我们能够分解成两个形态组件的残留物的发射模拟其非热多波长发射。扩展的$γ$射线发射与SNR的热X射线和UV发射具有良好的相关性。我们的形态分析表明，一个模型考虑两个贡献的X射线和紫外线发射区域是最好的描述的$γ$ -射线数据。这两种成分都显示出弯曲的光谱，但X射线成分比紫外线成分更柔和，更弯曲，表明不同的物理起源。对SNR的发射的多波长模拟表明，与UV分量相关的非热射电和$γ$射线发射主要是由于邻近云层中的辐射冲击对预先存在的宇宙射线的再加速，而与X射线分量相关的非热发射则来自于新加速的宇宙射线。
2021-12-09 astro-ph.HE
Beyond the Diffusion Coefficient: Propagators and Memory in Cosmic Ray Transport
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本文提出基于传播子的框架，通过粒子位置概率分布P(x,t)及其傅里叶-拉普拉斯变换P(k,s)来描述宇宙射线传输，揭示记忆效应及多相介质中逃逸机制。
2026-04-13 astro-ph.HE
On the Origin of the Gamma-Ray Emission toward SNR CTB 37A with $Fermi$-LAT
中年超新星遗迹（SNR）CTB 37 A通过对激波${\rm H_{2}}$和OH 1720 MHz脉泽辐射的探测，与几个致密分子云相互作用。在目前的工作中，我们使用八年的$\textit Fermi$ -LAT Pass 8数据，改进的点扩散函数和增加的接受度，进行详细的形态和光谱研究的$γ$射线发射朝向CTB 37 A从200 MeV到200 GeV。对于一个非常紧凑的高斯模型，得到了源延拓的最佳拟合，其显著性为5.75 $σ$，$0.116^{\circ}$ $\pm$ $0.014^{\circ}_{\rm stat}$ $\pm$ $0.017^{\circ}_{\rm sys}$的包容半径为68%，大于TeV的发射尺寸.能谱被建模为对数抛物线，导致在1 GeV处的谱指数$α$ = 1.92 $\pm$ 0.19，曲率$β$ = 0.18 $\pm$ 0.05，其变得比10 GeV以上的TeV谱更软。SNR属性，包括6000年的动力学年龄，来自假设Sedov阶段。从多波长模拟的发射对残余物，我们得出结论，非热无线电和GeV的排放主要是由于再加速的预先存在的宇宙射线（CR）的辐射冲击在邻近的云。此外，观测数据使我们能够限制总动能转移到被困在云中的CR。基于这些事实，我们推断CTB 37 A的复合性质，以解释宽带光谱，并阐明所观察到的PDMATHAMO射线发射的性质。
2020-06-10 astro-ph.HE
Supernova remnants in the new radio astronomy era
Western Sydney University（西悉尼大学）；College of Science, China Three Gorges University（三峡大学理学院）；Center for Astronomy and Space Sciences, China Three Gorges University（三峡大学天文与空间科学中心）；Institute for Applied Problems in Mechanics and Mathematics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院应用力学与数学问题研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（科廷大学国际射电天文研究中心）；Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天体物理学部 Dominion 射电天文台）；Dr. Karl Remeis Observatory, Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学弗里德里希·亚历山大大学卡尔·雷梅斯天文台暨埃尔朗根高能粒子物理中心）
本文综述了SKA及其先导望远镜在超新星遗迹研究中的进展，通过高灵敏度、高分辨率和宽频覆盖，揭示了SNR的射电特性、粒子加速及与星际介质相互作用。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a [O III] Emission Shell Around the X-ray Binary CI Cam
本文偶然发现了以X射线双星 CI Cam 为中心的 [O III] 发射壳层，通过 Gaia DR3 距离测算其尺寸约为 9.5 pc x 14.3 pc，并指出其与超新星遗迹 G150.3+4.5 邻近可能纯属巧合。
2024-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A new nearby PWN overlapping the Vela Jr SNR
PSR J 0855 -4644是一颗高能脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P=65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0-4622（又名船帆座）东南边缘附近发现。脉冲星的位置与X射线和TeV伽马射线的增强在空间上一致，这可能代表它的脉冲星风星云（PWN）。我们用XMM-牛顿观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的建议。脉冲星的X射线吸收柱密度与12 CO观测值（追踪致密气体）的比较被用来推导脉冲星距离的上限（d< 900 pc），并讨论脉冲星与Vela Jr SNR的可能关联。这种新的距离估计意味着脉冲星就在附近，因此可能对观测到的宇宙射线轻子（e-/e+）光谱有很大贡献。
2011-09-20 astro-ph.HE
A revisited study of the unidentified $γ$-ray emission towards the SNR Kes 41
Kes 41是银河系超新星遗迹（SNRs）之一，被认为与GeV能量的$γ$射线辐射有物理联系。虽然不是结论性的，$γ$ -射线光子的性质已被解释的方法，在SNR冲击波加速粒子与相邻分子团的目标质子的强子碰撞。我们进行了一项分析费米大面积望远镜（LAT）的数据约9年，以评估$γ$射线发射的起源。为了研究这一问题，我们还使用了来自星际介质的物理特性对$γ$射线发射区的光谱建模约束，以及Kes 41的修订无线电连续谱（$α= -0.54 \pm 0.10$，$S\proptoν^α$）。我们证明了$γ$ -射线通量在GeV范围内可以解释通过韧致辐射与周围介质相互作用的电子。我们还考虑了一个模型，在该模型中的发射产生的介子衰变强子碰撞后，并证实，这种机制不能被排除。
2018-08-17 astro-ph.HE
Gamma-Ray Line Studies of Nuclei in the Cosmos
伽马射线谱线研究能够确定宇宙核合成事件中产生的放射性示踪同位素。30年前，HEAO-C1进行了开创性的测量，探测到了来自26 Al的第一条星际伽马射线线，然后是SMM和许多气球实验，其中包括超新星SN 1987 A的放射性探测，康普顿天文台及其OSSE和COMPTEL仪器在1991-2000年进行了测量。该卫星进行了26 Al和511 keV湮灭发射的巡天观测，并探测了44 Ti放射性的Cas A超新星遗迹。INTEGRAL上的SPI高分辨率Ge光谱仪于2002年发射，并继续收集来自44 Ti，26 Al，60 Fe衰变和正电子湮灭的天体物理学重要伽马射线线的数据。两台INTEGRAL望远镜都观测到了来自Cas A的44 Ti衰变线，并限制了喷出物的膨胀动力学。缺乏其他44 Ti残留物是一个谜。26 Al伽马射线线现在在整个银河系中被测量，追踪大质量恒星附近星际气体的运动学，并突出其中的特殊区域，例如天鹅座的大质量恒星群和更多附近的区域。在26 Al通量的15%水平下检测60 Fe放射性线对观测者和模型都提出了挑战。银河平面内核合成区域的正电子湮灭辐射似乎主要来自26 Al和其他超新星的放射性，而隆起的正电子湮灭亮度仍然令人困惑。
2009-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing Early Cosmic Chemical Enrichment: A Uniform XMM-Newton Survey of Metallicity in Galaxy Groups and Clusters
University of Michigan（密歇根大学）；University of Texas at San Antonio（德克萨斯大学圣安东尼奥分校）
研究发现当前恒星人口无法解释星系团ICM金属度，需引入早期富集人口以解释观测到的金属度异常。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling gamma-ray signatures of particle acceleration in stellar clusters from GeV to PeV
Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CNRS, Astroparticule et Cosmologie（法国国家科学研究中心，粒子与宇宙学实验室）
本研究建模了年轻大质量恒星星团（YMSCs）中粒子加速产生的伽马射线特征，探讨了从加速位点到分子云的粒子传输过程，并利用 LHAASO、H.E.S.S. 和 Fermi-LAT 数据约束了关键物理参数，检验了未证认源的星团-云系统对应关系。
2025-10-14 astro-ph.HE
Intrusion of MeV-TeV Cosmic-Rays into Molecular Clouds Studied by Ionization, the Neutral Iron Line, and Gamma-Rays
低能（~MeV）宇宙射线（CR）使分子云破裂，并在6.4 keV产生中性铁线（Fe I Kα）。另一方面，高能量（>~ GeV）的CR与稠密的云气体相互作用并产生伽马射线。基于一维模型，我们研究了气体电离率，6.4千电子伏线通量，和伽马射线辐射的分子云照射的CR加速在相邻的超新星遗迹之间的空间相关性。我们发现，这三个可观的空间分布依赖于CR如何侵入云和云的内部结构。如果入侵是由缓慢的扩散，6.4千电子伏的线应检测到周围的云边缘电离率高。另一方面，如果CR在云中自由流动，则应观察到伽马射线发射的6.4 keV线。在前者中，负责6.4keV线的CR的冷却时间短于它们的云穿越时间，而在后者中则相反。虽然我们比较的结果与观察，我们不能得出结论，是否扩散或自由流是占主导地位的实现。我们的预测可以通过未来的X射线任务（如XRISM和Athena）以及对覆盖更广泛领域的电离率的观测进行更详细的检查。
2021-02-18 astro-ph.HE
Detection of very-high-energy gamma-ray emission from the vicinity of PSR B1706-44 with H.E.S.S
高能脉冲星PSR B1706-44和邻近的超新星遗迹（SNR）候选者G 343.1-2.3被H.E.S.S.观测到。在2007年的一次专门的观察活动中。发现了一个新的甚高能（VHE; E > 100 GeV）γ射线源HESS J1708-443，其质心位于RA（J2000）= 17 h 08 m10 s和Dec（J2000）=-44d21 '，每个轴上的统计误差为3 arcmin。VHE伽马射线源比H.E.S.S.点扩散函数，固有高斯宽度为0.29 +/- 0.04 deg。它的能谱可以用幂律来描述，光子指数Gamma = 2.0 +/- 0.1（stat）+/- 0.2（sys）。在1-10 TeV之间测得的积分通量约为蟹状星云在相同能量范围内通量的17%。讨论了与PSR B1706-44和SNR G343.1-2.3的可能关联。
2009-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Distance to the SNR CTB 109/AXP 1E 2259+586 by HI absorption and self-absorption
通过分析超新星遗迹G109.1-1.0（CTB 109）、HII区Sh 152和邻近分子云复合体的21 cm HI线和12 CO线光谱，提出了一个与其相关的异常X射线脉冲星1 E 2259+586的修正距离。CTB 109已经被确定与一个大分子云相互作用（后退速度v=-55 km s^-1）。朝向CTB 109的吸收特征的最高径向速度（-56 km s^-1）和Sh 152（-65 km s^-1）大于复合线速度（-50 km s^-1），表明英仙座臂内的速度反转。分子云具有足够大的冷HI柱密度，可以产生HI自吸收（HISA）和HI窄自吸收（HINSA），如果它是在速度反转的近侧。HISA和HINSA的缺失表明云位于英仙座臂内速度反转的远侧，因此我们获得CTB 109的距离为4+/-0.8 kpc。新的距离仍然导致CTB 109/AXP 1 E 2259+586的正常爆炸能量。
2010-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Searching for Gravitational Wave Events Counterparts in X-Rays by Tilting the Multiple Shells of Wolter-I Optics
Istituto Nazionale di Astrofisica / Osservatorio Astronomico di Brera (INAF/OAB)（意大利国家天体物理研究所/布雷拉天文台）；Università degli Studi di Ferrara（费拉拉大学）
本研究针对现有X射线望远镜难以快速定位引力波事件电磁对应体的问题，通过光线追迹模拟优化Wolter-I望远镜，提出倾斜镜壳增大视场的设计方案，为相关小型任务提供可行思路。
2026-09-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
