A Chandrasekhar Mass Progenitor for the Type Ia Supernova Remnant 3C 397 from The Enhanced Abundances of Nickel and Manganese
尽管经过数十年的努力，Ia型超新星（SNe Ia）的许多基本方面仍然难以捉摸。一个主要的悬而未决的问题是，爆炸的白矮星（WD）的质量是否接近克拉塞卡极限。在这里，我们报告的检测强K壳发射稳定的铁峰元素的朱雀X射线光谱的Ia型超新星遗迹（SNR）3C 397。高Ni/Fe和Mn/Fe的质量比（分别为0.11-0.24和0.018-0.033）的热等离子体成分，占主导地位的K壳层发射线表明在SN喷出物的中子化程度，这只能通过电子捕获在致密的核心爆炸WD与一个近Ekrasekhar质量。这表明3C 397是一个单简并的起源，因为如果WD从伴星缓慢地吸积质量，那么预计自然会有质量祖先。连同其他结果支持双简并的情况下，我们的工作增加了越来越多的证据表明，这两个祖通道作出了重大贡献的超新星Ia率在恒星形成星系。
2015-02-14 astro-ph.HE
Time Variability of Nonthermal X-ray Stripes in Tycho's Supernova Remnant with Chandra
通过分析2000、2003、2007、2009和2015年获得的第谷超新星遗迹（SNR）的Chandra数据，研究了SNR西南部同步辐射X射线的时变特征，该区域是硬X射线发射的条带结构。通过比较每个时期获得的X射线图像，我们发现条纹区最北部的一个结状结构在2015年变得特别明亮。我们还发现了一个明亮的平行结构，随着它向外移动，逐渐变得暗淡和狭窄。我们的谱分析表明，不仅非热X射线通量，而且光子指数的结状结构的变化，每年。在2000年至2015年期间，小结节显示$\sim 70\%$变亮和$ΔΓ\sim 0.45$硬化。如果磁场被放大到$\sim 100~\mathrm{μG}$和/或如果磁湍流随时间显著变化，则可以解释时间变化性。
2020-04-15 astro-ph.HE
A Chandra X-ray Survey of Ejecta in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们提出了一个调查的X射线发射的喷出物在仙后座A超新星遗迹的基础上，广泛的分析超过6000个光谱区域提取的2.5-10”的角标度使用钱德拉1 Ms观测。我们解释这些结果的背景下，流体动力学模型的残留物的演变。拟合的温度和电离年龄的分布，以及隐含的质量坐标，是高度峰值，并建议喷出物受到多次二次冲击后，反向冲击与喷出物的不均匀性相互作用。基于拟合的发射测量和元素丰度，以及发射体积的估计，我们推导出发射X射线的喷出物的质量，并显示了各种元素的质量分布在残余物上。在X射线中可见的总冲击Fe质量的上限似乎约为0.13 M_sun，这几乎占了Fe喷出物中预期的所有质量。我们发现两个人口的Fe喷出物，与正常的Si燃烧，并可能与α丰富的冻结，质量比约为2：1。基本上所有观察到的Fe（两种成分）都位于SNR的中心区域之外，可能是在爆炸过程中由流体动力学不稳定性喷出的。我们讨论这一点，以及它对中子星反冲的影响。
2011-11-30 astro-ph.HE
Spectral Evolution of the X-Ray Remnant of SN 1987A: A High-Resolution $Chandra$ HETG Study
本文根据$Chandra$ X射线天文台的观测资料，给出了SN 1987 A（SNR 1987 A）的X射线残余的最新光谱演化。我们使用2018年3月拍摄的新深度（$\sim$ 312 ks）$Chandra$ HETG观测以及2004年、2007年和2011年拍摄的具有类似深度曝光（$\sim$ 170 - 350 ks）的存档$Chandra$光栅光谱数据进行了高分辨率光谱分析。我们执行详细的光谱模型拟合，以量化过去14年来不断变化的等离子体条件。电子温度和体积发射测量的最新变化表明，穿过内环的激波已经开始与密度较低的星周物质相互作用，可能超出内环。我们发现2018年X射线线通量比（类H和类He Si和Mg离子之间）发生了显着变化，这与我们基于宽带光谱分析推断的X射线发射等离子体的热条件变化一致。截至2018年，由线通量比建议的冲击后电子温度在$\sim$ 0.8 - 2.5 keV的范围内。我们还没有观察到任何证据，大量的丰度增强，这表明，X射线发射组件从反向冲击富含金属的喷出物还没有显着的观察到的X射线光谱。
2021-09-07 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
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
A Deep Chandra Observation of the Oxygen-Rich Supernova Remnant 0540-69.3 in the Large Magellanic Cloud
利用我们的深~120 KS钱德拉观测，我们报告的结果，从我们的空间分辨X射线光谱分析的“富氧”超新星遗迹（SNR）0540-69.3在大麦云。我们最终确定了SNR东西边界的“弧”的非热性质，这证实了超新星激波（B ~ 20-140 microG）中的宇宙射线电子加速。我们报告的初步证据铁过剩的南部地区靠近SNR的外边界。虽然这样的检测将是有趣的，铁喷出物的存在是不是与目前的数据，因为穷人的光子统计和有限的等离子体模型的结论。如果使用更深的X射线观测和改进的等离子体模型进行验证，则在超新星的核心中产生的Fe喷出物的存在，靠近SNR的外边界，将为研究这个年轻的核心塌陷SNR中的爆炸性核合成和喷出物混合提供一个有趣的机会。没有证据表明，在SNR的中心区域的光学富O喷出物的X射线同行。
2009-12-28 astro-ph.HE
A four-year XMM-Newton/Chandra monitoring campaign of the Galactic Centre: analysing the X-ray transients
我们报告的结果，为期四年的X射线监测活动的中央1.2平方度的银河系，与钱德拉和XMM-牛顿在2005年和2008年之间进行。我们的研究重点是瞬态X射线源的性质，达到2-10 keV的亮度> 1 E34 erg/s的一个假定的距离为8千秒差距。在我们的观测范围内有17个已知的X射线瞬变，其中8个是在我们的观测期间在爆发中检测到的：瞬变中子星低质量X射线双星GRS 1741-2853、AX J1745.6-2901、SAX J1747.0-2853、KS 1741-293和GRO J1744-28，以及未分类的X射线瞬变XMM J174457-2850.3、CXOGC J174535.5-290124和CXOGC J174541.0-290014。我们提出了他们的X射线光谱和通量的演变在我们的运动，并讨论这些结果在他们的历史活动。我们的主要结果包括检测到两个热核X射线爆发从SAX J1747.0-2853，由一个异常短的时间间隔3.8分钟分开。我们检测到一个热核X射线爆发和~1600-s X射线日食从AX J1745.6-2901。XMM J174457-2850.3和GRO J1744-28都显示出弱的X射线活动，高于它们的静止水平，这表明低水平的吸积。除了八个已知的X射线瞬变之外，我们还发现了一个以前未知的X射线源，我们将其命名为XMMU J174654.1-291542。基于它的…
2012-08-14 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
A Chandra Observation of Supernova Remnant G350.1-0.3 and Its Central Compact Object
我们提出了一个新的钱德拉观测超新星遗迹（SNR）G350.1-0.3。高分辨率的X射线数据揭示了以前未解决的结构，使我们能够在这个SNR的扩散区域进行详细的光谱分析。光谱分析表明，最亮的发射区域主要是热的，富含金属的喷出物，而周围的物质沿周边的喷出物区域和整个残余的西半部主要是低温，冲击星际/拱星介质（ISM/CSM）与太阳型成分。数据显示，发射延伸到喷出物区域的西部，意味着源直径的下限为6.6 pc（距离为4.5 kpc）。我们表明，G350.1-0.3可能处于自由膨胀（喷出物为主）阶段，并计算出600-1200年的年龄。导出的激波速度和电子/质子温度比之间的关系被发现是完全一致的，与其他SNR。我们进行光谱拟合的X射线源XMMU J172054.5-372652，一个候选人的中央紧凑型对象（CCO），并发现其光谱特性属于其他CCO的典型范围内。我们还提出了档案24 μ m的数据G350.1-0.3采取的斯皮策太空望远镜在MIPSGAL银河系调查，发现红外和X射线的形态是相关的。这些结果有助于解释这一遗迹特有的不对称性，并为它的动力学和演化提供了新的线索。
2011-02-25 astro-ph.HE
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
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 observation of the Galactic supernova remnant CTB 109 (G109.1-1.0)
内容：我们研究了银河系超新星遗迹（SNR）CTB 109（G109.1-1.0）的X射线发射，这是众所周知的，其神秘的半壳形态在无线电和X射线，并与异常X射线脉冲星（AXP）1 E2259 +586。目的：我们希望了解SNR内部称为波瓣的X射线明亮特征的起源以及SNR冲击波与周围星际介质（ISM）相互作用的细节。方法：用ChandraACIS-I型超声心动图仪对左、右心室的SNR进行观测。我们通过将整个观测到的辐射分成小区域来分析X射线发射的光谱。根据位置的不同，用单组分或双组分非平衡电离模型可以最好地再现X射线发射。在双组分模型中，一个排放组分代表冲击ISM，另一个代表冲击喷出物。结果：我们检测到增强的元素丰度，特别是Si和Fe，在叶和周围。在叶瓣旁边有一个特殊的区域，其硅丰度是太阳值的3.3（2.6 - 4.0）倍。这是CTB 109中首次明确检测到喷出物。结论：新的钱德拉数据证实，波瓣是由SNR冲击和超新星喷出物与SNR CTB 109环境中的致密和不均匀介质相互作用产生的。新计算的信噪比年龄为t ~ 1.4 x 10^4年。
2013-02-11 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
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 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
The 3 Ms Chandra Campaign on Sgr A*: A Census of X-ray Flaring Activity from the Galactic Center
在过去的十年里，对Sgr A* 的X射线观测揭示了一个处于深度睡眠状态的黑洞，大约每天都会有一次短暂的耀斑。这个超大质量黑洞的极弱X射线一直是黑洞吸积过程中的一个难题。为了研究银河系中心的吸积过程，钱德拉（与许多地面和太空天文台合作）在2012年对Sgr A* 进行了一次3M活动。凭借其出色的观测节奏，灵敏度和光谱分辨率，钱德拉X射线远见项目（XVP）提供了一个前所未有的机会来研究最近的超大质量黑洞的行为。我们提出了一份进展报告，从我们正在进行的研究X射线耀斑，包括最明亮的耀斑看到的Sgr A*。本文从耀斑和静止辐射的统计数据出发，讨论了银心X射线变率的物理意义。
2013-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Late-time Evolution of Composite Supernova Remnants: Deep Chandra Observations and Hydrodynamical Modeling of a Crushed Pulsar Wind Nebula in SNR G327.1-1.1
为了更好地了解复合超新星遗迹（SNRs）的演化和它们的恒星注入的相对论粒子的最终命运，我们提出了一个多方面的调查脉冲星风星云（PWN）和它的主机SNR G327.1-1.1之间的相互作用。我们对SNR G327.1-1.1的350 ks钱德拉X射线观测揭示了一个高度复杂的形态;一个类似弓形激波的彗星结构，在SNR内部延伸到大弧的叉状特征，以及SNR壳的热发射。非热辐射的光谱分析提供了PWN结构起源的线索，而PWN区域的丰度增强为超新星喷出物与PWN物质的混合提供了证据。的SNR的整体形态和光谱特性表明，PWN经历了一个不对称的相互作用与SNR的反向冲击（RS），可以发生作为一个结果的密度梯度在周围介质和/或移动的脉冲星，取代PWN从中心的残余。我们对G327.1-1.1进行了流体动力学模拟，结果表明，它的形态和演化可以用一个约17,000年前的复合SNR来描述，该SNR扩展成一个密度梯度，方向垂直于脉冲星的运动。我们还表明，RS/PWN相互作用的情况下，可以再现的宽带频谱的PWN从无线电到伽马射线波长。在这项工作中提出的分析和建模有重要的意义，我们的结构和复合信噪比的演变的一般理解。
2015-06-09 astro-ph.HE
Chandra X-ray Observations of the Neutron Star Merger GW170817: Thermal X-Ray Emission From a Kilonova Remnant?
最近发现的中子星合并和多信使事件GW 170817（也称为kilonova GRB 170817 A）提供了一个前所未有的实验室来研究这些神秘的物体，以及一个机会来测试强场制度中的尖端引力理论。在此之前，我们对引力本质的理解的这种测试是不可能的。在这项研究中，我们分析了2017年8月17日激光干涉仪引力波天文台（LIGO）探测到GW 170817事件后，NASA钱德拉X射线天文台获得的X射线观测结果。出于理解X射线光的发射机制和合并事件的结果，我们拟合钱德拉数据与非热（如以前在文献中所做的）和热模型。我们专门探讨热等离子体模型，预计从一个kilonova残留物（KNR）。我们重现了Nynka等人最近发表的非热结果。（2018）。我们还发现热等离子体的热韧致辐射可以解释该源的X射线辐射。此外，我们认为模型允许从合并事件的内在吸收，产生较软的幂律模型光子指数比以前公布的，或较低的等离子体温度。我们还报告线发射的证据，或超过连续模型，近1.3千电子伏和2.2千电子伏的KNR及其核合成产物的解释带来了新的光。我们讨论了KNR作为起源的热X射线发射在这个阶段的千诺瓦演变的可行性。
2018-12-29 astro-ph.HE
An Ejecta Kinematics Study of Kepler's Supernova Remnant with High-Resolution $Chandra$ HETG Spectroscopy
我们报告我们的体积径向速度的测量，从样品的小，富含金属的喷射物结在开普勒的超新星遗迹（SNR）。我们利用$Chandra$高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的类氦Si K $α$线中心能量的多普勒频移来估计它们的径向速度。我们估计高径向速度高达$\sim$ 8,000公里秒$^{-1}$的一些这些喷出物结。我们还根据2000年、2006年和2014年拍摄的存档$Chandra$高级CCD成像光谱仪（ACIS）数据测量了我们样品的自行。我们测量的径向速度和自行表明，这些喷出物结中的一些几乎自由膨胀后，$\sim$ 400年的爆炸。移动最快的纽结显示出每年高达$\sim$ 0.2角秒的自行。假设这些高速喷射物结在SNR的前激波之前行进，我们估计到开普勒SNR $d$的距离为$\sim$ 4.4到7.5 kpc。我们发现，在我们的样本中，喷出物结的平均空间速度为$ v_{s} \sim$ 4，600 km s $^{-1}$（距离为6 kpc）。我们注意到，从我们的样本中的15个喷出物结中有8个显示出统计学上显著的（在90 $\%$置信水平）红移光谱，相比之下，只有两个具有蓝移光谱。这可能表明开普勒的SNR沿视线的喷出物分布的不对称性，但需要更大的样本量来证实这一结果。
2020-03-08 astro-ph.HE
Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of the Large Magellanic Cloud Supernova Remnant N132D
我们执行详细的X射线最亮的超新星遗迹（SNR）在大麦云（LMC），N132 D，使用钱德拉档案观测光谱。通过分析整个定义明确的边缘的光谱，我们确定的平均丰度为O，Ne，Mg，Si，S和Fe的本地LMC环境。我们发现证据的增强O的西北和S的东北冲击波。通过分析残余物内部的光谱，我们证实了富硅相对较热的等离子体（> 1.5千电子伏）的存在，这也是负责的铁钾发射。钱德拉的图像显示，铁钾发射分布在整个内部的南半部的残余，但没有延伸到冲击波。我们估计的祖质量是$15\pm5\,M_{\odot}$使用丰度比在不同的地区，共同涵盖了大部分的残留物，以及从前向冲击波的半径相比，在一个由恒星风产生的空腔爆炸模型。我们拟合电离和重组等离子体模型的Fe K发射，发现目前的数据不能区分两者，因此高温等离子体的起源仍然不确定。我们的分析与N132D一致，它是一颗核心坍缩的超新星在其中等质量的祖先创造的空腔中的结果。
2020-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The deepest Chandra X-ray study of the plerionic supernova remnant G21.5$-$0.9
G21.5-0.9是一颗超新星遗迹（SNR），被用作钱德拉X射线望远镜的校准目标。第一次观测发现，明亮的中央脉冲星风星云（PWN）周围有一个扩展的光环。2005年的一项研究发现，这个光环是边缘增亮的，并建议光环是缺失的SNR壳层。2010年，发现边缘增亮壳层的光谱主要是非热X射线。在这项研究中，我们结合了15年的钱德拉观测，包括超过1毫秒的曝光时间（796.1~ks与先进的CCD成像光谱仪（ACIS）和306.1~ks与高分辨率相机（HRC）），以提供最深入的最新成像和光谱研究。从肢体的发射主要是非热的，并描述了一个幂律模型与光子指数$Γ= 2.22 \, (2.04-2.34)$，加上一个弱的热成分，其特征在于温度$kT = 0.37\, (0.20-0.64)$ keV和低电离时间尺度$n_{e}t < 2.95 \times 10^{10}$ cm $^{-3}$ s。北结位于晕是最适合的两个组件的幂律+非平衡电离热模型，其特征在于由0.14千电子伏的温度和增强丰度的硅，确认其性质为喷出物。我们重新审视PWN的空间分辨光谱研究，发现它的径向光谱分布可以用扩散模型来解释。在磁场为$B =130 μG$的情况下，最佳拟合扩散系数为$D \sim 2.1\times 10^{27}\rm cm^2/s$，这与最近的3D MHD模拟结果一致。
2018-11-01 astro-ph.HE
A failed wind candidate in NGC 3783 from the 2001 year campaign with Chandra/HETGS
通过重新分析2001年Chandra/HETGS对NGC 3783的观测，发现低电离暖吸收体成分对电离连续谱变化敏感，密度下限>10^12.3 m^-3，位置在0.27 pc内，可能是失败风候选体。
2025-01-28 astro-ph.GA 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
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
Kinematics of Supernova Remnants Using Multiepoch Maximum Likelihood Estimation: Chandra Observation of Cassiopeia A as an Example
Rikkyo University（立教大学）；Meiji University（明治大学）；KEK（高能加速器研究机构）
利用多 epoch 最大似然估计分析 Cassiopeia A 的运动学，通过结合多个计算域和 k 均值算法，揭示 SNR 的动态变化和独特演化。
2024-10-19 astro-ph.HE
Monitoring campaign of 1RXS J171824.2-402934, the low-mass X-ray binary with the lowest mass accretion rate
钱德拉和斯威夫特的一项X射线监测活动证实，1 RXS J171824.2-402934在已知的持续吸积的低质量X射线双星中以最低的速度吸积。RXTE上的全天监测器探测到了一次热核X射线爆发。这是在1 RXS J171824.2-402934中发现的第二次这样的爆发，在19年多的20多毫秒的观测中。爆发复发率低与吸积率低是一致的。如果双星系统是超紧的，那么在吸积盘理论中，持久性和低吸积率是可以调和的。这意味着轨道周期将空前短，不到约7分钟。超紧凑的性质，加上I型X射线爆发的性质，反过来又表明富氦物质是吸积的。钱德拉误差区的光学跟踪并没有揭示出一个明确的对应物。
2009-08-28 astro-ph.HE
High-cadence Dispersed Spectral Analysis of Supernova Remnant 1987A
我们对Chandra进行的超新星遗迹（SNR）1987 A观测的11个时期（2011年3月至2018年9月）的分散光谱数据进行了分析。这些观测是使用高能透射光栅（HETG）进行的，作为我们正在进行的SNR 1987 A钱德拉监测活动的一部分，其一阶色散光谱提供了比以前公布的0阶光谱更高的能量分辨率。我们的数据集具有每历元约50- 70 ks的中等曝光时间，涵盖了2011年3月和2018年3月进行的深度Chandra HETG观测（单个曝光> 200 ks）之间的时间段。这些数据具有比宽间隔深高分辨率光谱高得多的节奏，以总曝光时间为代价。虽然由于观测到的一阶光谱中的光子计数统计量较低，统计不确定性很大，但我们发现光谱模型参数通常与传播到致密内环以外的介质中的冲击波一致，如Frank等人2016所建议的那样。由于反向激波开始电离赤道环内部超新星喷出物的重元素，预计光谱拟合参数将随着激波气体的化学组成和物理性质的演变而变化。基于我们的宽带光谱模型拟合，我们发现，丰度值似乎是恒定的，在这段时间内。虽然我们的结果是有限的，由于光子统计，我们证明了分散HETG光谱分析，可以与我们的常规钱德拉监测观测SNR 1987 A的实用程序。
2021-02-27 astro-ph.HE
A Detailed Archival CHANDRA Study of the Young Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219 in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个档案钱德拉研究的富氧超新星遗迹（SNR）1 E 0102.2-7219在小麦哲伦星云。基于深$\sim$ 265 ks档案钱德拉数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析1 E 0102.2-7219。我们的目标是以前所未有的细节揭示这个遗迹的空间和化学结构。根据我们对沿1 E 0102.2-7219的9个不同方位角方向提取的区域光谱的分析，O、Ne和Mg丰度的径向分布表明，在距离SNR X射线发射几何中心$\sim$ 5-5.5 pc处存在接触不连续性。我们发现，富含金属的喷出物气体进一步向外延伸在西部和西南部比其他方向的SNR。喷出物的平均O/Ne、O/Mg和Ne/Mg丰度比与$\sim 40 M_\odot$祖先爆炸的核合成产物似乎一致。我们估计1 E 0102.2-7219的Sedov年龄上限为$\sim 3500$年，爆炸能量上限为$\sim 1.8\times10^{51}$尔格。我们讨论的影响，我们的结果的几何结构的残余，其拱星介质和祖星的性质。我们的研究结果不适合一个简单的图片的反向冲击发射从一个球壳状喷出物气体均匀分布的金属丰度和幂律密度沿半径的SNR。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitor Type Identification for Supernova Remnant N103B in the Large Magellanic Cloud by Suzaku and Chandra Observations
利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对位于大麦云（LMC）中的超新星遗迹N103 B进行了详细的分析。根据对朱雀/XIS数据的光谱分析，使用kT为0.32、0.56和0.92 keV的3个ISM分量和3.96 keV的一个喷出物分量再现了整个SNR的光谱。喷出物中Mg、Si、S、Ca、Fe、Ni等重元素含量丰富。XIS获得的前所未有的高质量数据使我们能够首次正确区分ISM排放和喷出物。结合XIS光谱分析和Chandra/ACIS图像分析，我们证实了从Si到Fe-K元素的喷出物分布彼此相似，尽管Fe-K发射与Si，S，Ar和Ca等轻元素相比略微向内。喷出物的洋葱状结构保持后SN。此外，以O和Fe-L为代表的ISM发射位于喷出物发射内部。我们比较了富含氢的喷出物等离子体，这是指示II型信噪比，等离子体富含重元素和贫氢，这主要是在Ia型。在N103 B的情况下，我们不能确定在4.0-6.0keV波段的连续辐射的起源是从喷出物或高温ISM仅基于光谱模拟的XIS数据。由ACIS获得的5.2-6.0keV波段的高能连续图像与喷出物的图像极为相似，这意味着高能连续图像的来源可能确实是喷出物。通过将光谱分析与高能连续图像相结合，我们发现了一些以H为主的等离子体的迹象，因此，N103 B的前身可能是II型。根据Mg、Fe和Ni相对于Si的丰度模式，估计祖质量为13 Msun。
2013-10-16 astro-ph.HE
CTIO, ROSAT HRI and Chandra ACIS Observations of the Archetypical Mixed-Morphology Supernova Remnant W28 (G6.4-0.1)
本文对典型的银河系混合形态超新星遗迹W28（G6.4-0.1）的光发射线和X射线观测结果进行了联合分析。MMSNRs包括一类源，其壳状射电形态与X射线中的填充中心形成对比;这些对比形态的起源仍然不确定。我们的CTIO图像显示，沿W28的北部和东部边缘，相对于H-α，[S II]发射增强。羟基（OH）脉泽沿着这些相同的边缘检测，支持先前的研究表明，W28是在这些位置与分子云相互作用，观察到其他几个MMSNRs。我们的ROSAT HRI马赛克的W28提供了几乎完全覆盖的SNR。X射线和射电辐射通常是反相关的，除了明亮的东北边缘，这是在两个波段都很突出。我们的钱德拉观测采样了X射线发光的中心漫射发射。从明亮的中心峰和附近的环形区域提取的光谱与两个过电离重组等离子体模型最好的拟合。我们还发现，虽然从中央峰的X射线发射是由扫起的材料为主，从周围地区显示出富氧喷出物的证据，这表明W28是由一个巨大的祖。我们还分析了投射到W28内部的两个X射线源（CX175857.55 -233400.3和3XMM J180058.5-232735）的X射线性质，并得出结论，这两个X射线源都不是与SNR相关的中子星。前者可能是一颗前景激变变星或静止的低质量X射线双星，而后者可能是一颗日冕活跃的主序星。
2017-03-23 astro-ph.HE
Brightening and Fading in the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3: 13 years of monitoring with the Chandra X-ray Observatory
本研究通过钱德拉X射线天文台13年监测，发现银河系最年轻超新星遗迹G1.9+0.3的X射线亮度变化存在显著空间差异，构建了自洽的全局演化模型并指出其局限性，为后续模型区分提供了方向。
2024-12-13 astro-ph.HE
A multi-wavelength study of Supernova Remnants in six nearby galaxies. I: Detection of new X-ray selected Supernova Remnants with Chandra
我们目前的研究结果的超新星遗迹（SNR）人口在六个附近的星系（NGC 2403，NGC 3077，NGC 4214，NGC 4449，NGC 4395和NGC 5204）的样本的基础上钱德拉档案数据。我们已经探测到244个离散的X射线源，其极限通量为10^{-15} erg/s。我们根据X射线颜色或光谱鉴定了37个X射线选择性热信噪比，其中30个是新发现的。在许多情况下，X射线分类是基于在其他波长中识别的SNR的对应物来确认的。我们首次对样本中的三个星系（NGC 4214，NGC 4395和NGC 5204）进行了研究，发现了13个热SNR。我们讨论的性质（光度，温度，密度）的X射线检测信噪比在我们的样本的星系，以解决他们对环境的依赖。我们发现，不规则星系中的X射线选择信噪比似乎比螺旋星系中的信噪比更亮。我们把这归因于较低的金属丰度，因此更大质量的祖先恒星的不规则星系或较高的本地密度的ISM。我们还讨论了X射线选择SNR人口的背景下，他们的宿主星系的恒星形成率。比较观测到的明亮的X射线选择的信噪比的数量与那些预期的X射线信噪比在MC和M33的光度函数的基础上提出不同的光度分布之间的SNR在螺旋星系和不规则星系与后者往往有平坦的分布。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509 XIV. Chandra HETGS spectra
我们在本文中提出的结果270 KS钱德拉HETGS观测的背景下，一个大的多波长运动的塞弗特星系Mrk 509。HETGS光谱使我们能够研究Mrk 509中的高电离温吸收剂和Fe-K络合物。我们搜索的变异源的光谱特性相对于以前的观测在这场运动中，以及超快流出签名的证据。使用dac拟合包分析了Mrk 509的Chandra HETGS X射线光谱。我们确认了三年前在600 ks XMM-牛顿RGS观测中发现的暖吸收体的基本结构，由五个不同的电离成分组成。我们发现，除了在相同的流出速度（-240 km/s）下，以C2为代价具有更高的柱密度的组分D2之外，与本次活动中先前的观测结果相比，不同的暖吸收相的物理性质几乎没有变化。与以前的报道相反，我们没有发现-700 km/s的外流分量。O VIII吸收线剖面显示出流出速度快于-100 km/s时的平均覆盖系数为0.81 +/- 0.08，与在紫外线下测得的相似。这支持了斑片状风的观点。流出物中的相对金属丰度接近原太阳。Fe Ka发射线的窄成分与以前的观测结果相比没有变化，这证实了它起源于遥远的物质。窄线有一个红色的翼，可以解释为弱相对论发射线。在我们的新光谱中，我们没有发现超快速流出的显著证据，直到我们数据的灵敏度极限。
2014-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical abundances in Sgr A East: evidence for a Type Iax supernova remnant
最近的观测表明，热核超新星（SNe）的观测行为和爆炸机制有着显著的多样性。一种新兴的奇特热核超新星，称为Iax型，表现出与正常Ia型不同的光度和光谱行为。它们的起源仍然存在很大的争议，但白矮星（WD）的纯湍流爆燃被认为是主要的形成理论。大量的Iax型超新星表明存在着未被确认的银河系Iax型超新星遗迹（SNRs）。我们报告的证据表明，在银河系中心的SNR Sgr A东造成的一个纯粹的湍流爆燃的一个卡拉塞卡质量的碳-氧WD，爆炸机制用于Iax型SNe。我们的X射线光谱研究的Sgr A东使用3 MS的钱德拉数据显示低比例的中间质量元素的Fe和大的Mn/Fe和Ni/Fe比。这种丰度模式不符合核心崩溃或正常的Ia型模型。因此，Sgr A East是第一个被提出可能是Iax型起源的银河SNR，也是研究这一特殊类别的最近目标。我们将Sgr A East与富铁SNRs 3C 397和W 49 B进行了比较，后者也具有高Mn和Cr丰度，并被声称是由克拉塞卡质量WD的燃烧爆炸引起的（尽管存在争议）。我们的研究表明，它们有不同的丰度模式。热核SNRs的X射线能谱研究，为克拉塞卡质量WDs存在多种爆炸通道和多种金属输出的理论提供了观测证据。
2020-11-24 astro-ph.HE
A dedicated Chandra ACIS observation of the central compact object in the Cassiopeia A supernova remnant
我们介绍了最近钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A中的中心致密天体（CCO）的观测结果。这一观测结果是在一个仪器配置中获得的，该配置结合了高空间分辨率和最小的光谱失真，它使我们能够搜索周期超过0.68秒的脉动。我们没有发现与CCO相关的扩展发射的证据，也没有统计学上显著的脉动（脉冲分数的3-sigma上限约为16%）。CCO光谱与幂律模型的拟合产生大的光子指数，γ \approx 5，和氢柱密度大于从SNR光谱获得的。与黑体模型的拟合在统计上是不可接受的。氢或氦中子星大气模型提供了更好的拟合，最佳拟合的有效温度为kT_{eff} ^ \infty \approx 0.2 keV，但它们需要一个小恒星的半径，R = 4 - 5.5 km，和一个低质量，M < 0.8 M_sol。一颗中子星不可能有这么小的半径和质量，但观测到的辐射可能来自一颗奇异夸克星的大气层。更有可能的是，CCO可能是一颗表面温度不均匀、表面磁场较低的中子星（所谓的反磁星），类似于其他三颗周期导数上限已经确定的CCO。根据氢大气模型的拟合，估算出的热光度L_{bol} ^ \infty \sim 6 \times 10^{33} erg s^{-1}与CCO年龄为330年的标准中子星冷却相一致。表面温度不均匀性的起源还有待了解，它可能是由中子星地壳中具有非常强的环形磁场的各向异性热传导引起的。
2009-08-19 astro-ph.HE
Chandra Imaging and Spectroscopy of the Eastern XA Region of the Cygnus Loop Supernova Remnant
天鹅座环的XA区域是超新星遗迹东部边缘的一个明亮的X射线发射结，是超新星爆炸波与前体形成的空腔边缘密度增强相互作用的结果。为了研究X射线发射的性质和起源，我们使用钱德拉的高空间分辨率图像。我们的目标是探测各个光谱提取区域的密度，以形成腔壁的图像，并表征这颗超新星与本地星际介质之间的相互作用。我们发现沿着X射线发射的边缘的一系列区域似乎描绘出腔壁的位置。最佳拟合等离子体模型导致每个区域的两个温度分量平衡模型。低温组分具有比高温组分高一个数量级的密度。高密度等离子体可以存在于腔壁中，在腔壁中，高密度等离子体快速平衡并有效冷却。低密度等离子体是内部的增强和加热进一步从墙上的反向冲击。自激波加热以来的激波速度和时间尺度的计算与这种解释是一致的。此外，我们发现了一个明亮的发射结，表明爆炸波与空腔壁中的高密度云的离散相互作用，其尺寸尺度为~0.1 pc。除此之外，在X射线边缘内部进行的其他提取被各种组件的视线投影所混淆。其中一些区域显示出检测到空腔壁的证据，但它们的位置使得解释变得困难。一般来说，较软的等离子体在kT~0.11 keV的温度下很好地拟合，而较硬的等离子体在kT~0.27 keV的温度下很好地拟合。所有地区都显示出一致的金属消耗，最明显的是N，O和Ne，平均为0.54，0.55和0.36倍太阳能。
2011-03-29 astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509. V. Chandra-LETGS observation of the ionized absorber
在这里，我们提出了一个180 KS的Chandra-LETGS观测的一部分，一个大型的多波长运动Mrk 509的结果。我们研究了Mrk 509中的暖吸收体，并使用同时进行的HST-COS观测数据，以评估负责紫外线和X射线吸收的气体是否相同。我们使用dac拟合软件包分析了Mrk 509的LETGS X射线光谱。我们检测到几个吸收功能起源于电离吸收源，随着解决发射线和辐射复合连续。吸收特征属于具有至少三个不同电离度的离子。最低的电离分量有轻微的红移（v = +73 km/s），并且与其他分量的压力不平衡，因此它不太可能是外流的一部分，可能属于宿主星系的星际介质。其他组分分别以-196和-455 km/s的速度流出。该源与HST-COS同时观测，发现了13个紫外线运动学分量。其中至少有三个可以与观察到的X射线分量运动学相关。基于HST-COS的结果和FUSE的观测，我们发现了紫外吸收气体可能与X射线吸收气体共位且属于同一结构的证据。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-wavelength campaign on NGC 7469: III. Spectral energy distribution and the AGN wind photoionisation modelling, plus detection of diffuse X-rays from the starburst with Chandra HETGS
我们调查的物理结构的活动星系风的Seyfert-1星系NGC 7469通过高分辨率X射线光谱与钱德拉HETGS和光电离模型。钱德拉，HST和斯威夫特的同期数据被用来模拟光学紫外-X射线连续谱，并确定光谱能量分布（SED）在两个时代，相隔13年。在我们的研究中，我们使用了2015年12月至2016年1月的新观测结果和2002年12月的历史观测结果。我们研究的SED形状的变化，看到两个时代之间的风的光电离的影响。HETGS光谱表明，NGC 7469的活动星系核风由四个电离分量组成，它们的外流速度在-400到-1800 km/s之间。从我们的建模中，我们发现，在电离连续形状的变化之间的两个时代的结果在风分量的电离状态的一些变化。然而，对于在X射线中检测到的主要离子，它们在所有四种组分上的柱密度之和在实践中保持不变。对于四个组分中的两个，我们发现它们在两个时期都是热不稳定的，我们使用冷却和复合时标得到2 < r < 31 pc和12 < r < 29 pc。对于另外两个热稳定组分，我们从复合时间尺度获得r < 31 pc和r < 80 pc。我们的光电离建模和热稳定性分析的结果表明，在NGC 7469的吸收剂组件是一致的是一个热驱动风从活动星系核环面。最后，通过对零级ACIS/HETG数据的分析，我们发现0.2-1 keV之间的X射线辐射在空间上扩展了1.5-12”。这种弥漫的软X射线辐射…
2018-03-22 astro-ph.HE
The Proper Motion of the Central Compact Object RX J0822-4300 in the Supernova Remnant Puppis A, Revisited
我们提出了一个改进的自行测量的中心紧凑对象RX J 0822 -4300，位于超新星遗迹船尾座A。通过使用钱德拉X射线天文台上的高分辨率相机于2019年2月拍摄的新数据集，我们将分析的可用时间基线增加了约一倍，略高于19年（7000天）。我们纠正天体测量的不准确性钱德拉使用校准星与已知的光学位置，在所有的观测。因此，我们得到的RX J 0822 -4300的绝对位置精确到$0.1^{\prime\prime}$周围，并从这些一个新的最佳估计其总自行$μ_{\rm tot}= (80.4 \pm 7.7)\,\rm{mas\,yr}^{-1}$。对于2 kpc的剩余距离，这对应于位置角为$ϕ_0 = (247.8 \pm 4.4)^{\circ}$时的预计反冲速度为$(763 \pm 73)\, \rm{km\,s}^{-1}$。本文利用RXJ 0822 -4300自行测量值讨论了船尾座A的运动学年龄。
2020-06-29 astro-ph.HE
The Plerionic Supernova Remnant G21.5-0.9 Powered by PSR J1833-1034: New Spectroscopic and Imaging Results Revealed with the Chandra X-ray Observatory
1999年，钱德拉发现了一个半径为150”的X射线晕，围绕着半径为40”的PWN G21.5-0.9。2005年的一项成像研究表明，光环是边缘增亮的，并建议这一特征是长期寻求的SNR壳的候选者。我们提出了一个光谱分析的G21.5-0.9，使用最长的有效观测日期（578.6千与ACIS，278.4千与HRC），研究未解决的问题的光谱性质的残余功能，如边缘增亮的X射线晕和明亮的结在北部的晕。钱德拉分析有利于非热解释的肢体。它的光谱符合幂律模型，光子指数$Γ$ = 2.13（1.94-2.33），光度L_x（0.5-8 keV）=（2.3 +/-0.6）x10^33 erg/s（假设距离为5.0 kpc）。一个srcut模型也被用来拟合无线电和X射线能量之间的频谱。我们发现电子在冲击波中被加速到的最大能量范围为~60-130 TeV（B/10 $μ$ G）^（-1/2），其中B是以$μ$ G为单位的磁场。对于北结，我们约束以前的模型，并发现一个两个组件的幂律（或srcut）+ pshock模型提供了一个足够的适合，与pshock模型需要一个非常低的电离时间尺度和太阳能丰度镁和硅。我们的光谱研究J 1833 -1034，高能脉冲星供电G21.5-0.9，表明其光谱是由硬非热X射线发射占主导地位的一些证据的热分量，代表约9%的观测到的非热发射，这表明非标准的快速冷却的中子星。最后，ACIS和…
2010-09-17 astro-ph.HE
Richardson-Lucy deconvolution with a spatially Variant point-spread function of Chandra: Supernova Remnant Cassiopeia A as an Example
Rikkyo University（立教大学）；Meiji University（明治大学）；KEK（高能加速器研究机构）
本文提出了一种结合变空间PSF的RL反卷积方法，用于高分辨率X射线图像中残骸及精细结构的时间演化分析。
2023-06-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
The X-ray-Resolved Supernova Remnant S8 in the Dwarf Irregular Galaxy IC 1613
我们用钱德拉X射线天文台用ACIS的S3芯片对附近的不规则星系IC 1613进行了观测，有效曝光时间为49.9千秒。观测主要针对银河系东北象限的广泛气泡和恒星形成区域。IC 1613中唯一已知的超新星遗迹S8也是该星系最明亮的X射线源（LX（0.3-8 keV）~5- 6 × 10 ^{36} erg/s）。我们解决了信噪比与钱德拉和比较其近圆形X射线形态与Halpha和无线电图像。我们对任何可能的关联致密中心天体的光度上限为~ 4x 10 ^{35}$ erg/s（0.3-8 keV波段），并得出结论，我们将检测到一颗类似克拉布的脉冲星，而不是一颗类似卡斯A的天体。我们推断S8的年龄约为3400-5600年，并将其与本地组中的其他SNR进行比较。我们认为S8是一个年轻的复合信噪比。
2019-07-22 astro-ph.HE
A New Evolutionary Phase of Supernova Remnant 1987A
自1999年以来，我们一直在用{ \it Chandra}观测超新星遗迹（SNR）1987 A。本文报道了SNR 1987 A的软X射线光变曲线的最新变化。对于最近的$\sim$ 1.5年（自$\sim$ 8000日起），软X射线通量已显著变平，在0.5--2 keV波段停留在（在不确定性范围内）$f_{\rm X}$ $\sim$ 5.7 $\times$ 10 $^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（对应于$L_{\rm X}$ $\sim$ 3.6 $\times$ 10 $^{36}$ erg s $^{-1}$）。最近软X射线光变曲线的这种显著变化表明，在$\sim$ 8000天之前的10年里，前向激波与$\sim$上的密度梯度增加的结构相互作用后，现在正与密度减小的结构相互作用。可能包括激波现在传播超过内环的密度峰值的情况。我们简要地讨论了一些可能的影响的性质的祖和未来的前景，我们的{ \it钱德拉}监测观测。
2011-04-26 astro-ph.HE
The kinematics and chemical stratification of the Type Ia supernova remnant 0519-69.0
本文分析了大麦云星云中年轻Ia型超新星遗迹0519-69.0的XMM-牛顿和钱德拉X射线数据。我们使用了Chandra ACIS和XMM-牛顿EPIC-MOS仪器的数据，以及XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的高分辨率X射线光谱。钱德拉的数据显示，有一个径向分层的氧，中等质量的元素和铁，与发射更多的大质量元素更向中心。利用反投影技术，我们测得前向激波半径为4.0（3）pc，反向激波半径为2.7（4）pc。我们采取了所观察到的分层的冲击喷出物考虑到在建模的X射线光谱与多组分NEI模型，与组件对应的层占主导地位的一个或两个元素。添加了一个额外的组件，以代表ISM，这主要是贡献的连续发射。该模型很好地拟合了数据，并且还用于表征从Chandra数据中提取的不同区域的光谱。从我们的光谱分析中，我们发现最丰富元素的冲击喷出物的质量分数为：M（O）= 32%，M（Si/S）=7%/5%，M（Ar+Ca）= 1%，M（Fe）= 55%。从连续谱分量中，我们得到了星周密度nH= 2.4（2）/cm ^3。这一密度，以及对前向和反向激波半径的测量表明，年龄为450+/-200年，略低于但与基于光学回波的估计（600+/-200年）一致。从RGS谱中我们测得的多普勒增宽为sigma=1873+/-50 km/s，这意味着前向激波速度vS = 2770+/-500 km/s。我们讨论的背景下，单简并爆炸模型的…
2010-05-10 astro-ph.HE
DEM L241, a Supernova Remnant containing a High-Mass X-ray Binary
钱德拉天文台对大麦云云超新星遗迹DEM L241的观测揭示了一个内部未分辨的源，它可能是一个吸积动力双星。光学对应物是一颗O 5 III（f）型恒星，使其成为轨道周期可能为数十天的高质量X射线联星（HMXB）。从残余物内部的发射是热的，并且光谱信息用于导出热物质的密度和质量。残余物的伸长是不寻常的，并讨论了可能的原因。这颗前身恒星的质量可能大于25个太阳质量
2012-08-07 astro-ph.HE
On the Expansion Rate, Age, and Distance of the Supernova Remnant G266.2-1.2 (Vela Jr.)
对钱德拉ACIS数据的分析表明，G266.2-1.2西北边缘的两个相对明亮和狭窄的部分（也称为G266.2-1.2）。RX J0852.0-4622或Vela Jr.）揭示了2003年至2008年间2.40 +/- 0.56弧秒的径向位移的证据。相应的膨胀率（0.42 +/- 0.10 arcsec/yr或13.6 +/- 4.2%/kyr）约为XMM-牛顿数据分析报告的速率的一半，该数据来自相似但不相同的边缘部分，时间间隔相似但不相同（0.84 +/- 0.23 arcsec/yr，Katsuda等人，2008 a）。如果钱德拉速率代表了整个残余物，那么流体动力学分析的结果表明，如果G266.2-1.2膨胀到均匀的环境介质中（无论它是否由Ia型或II型事件产生），它的年龄在2.4到5.1 kyr之间。如果这些残骸是由稳定的恒星风扩散到物质中，那么年龄可能会高出50%。钱德拉膨胀率和激波速度大于或等于1000 km/s的要求产生了0.5 kpc的距离下限。对先前公布的距离估计和限制的分析表明，G266.2-1.2不超过1.0千秒差距。这一距离范围与船帆座分子脊中两组物质中较近的一组（0.7 +/- 0.2 kpc，Liseau等，1992）和船帆座OB 1组合（0.8 kpc，Eggen，1982）的距离一致。
2014-10-27 astro-ph.HE
A Systematic Study of Type Ia Supernova Remnants: Using Nucleosynthesis to Probe their Supernova Progenitors
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心 (iTHEMS)）
本研究通过对Ia型超新星遗迹的空间分辨X射线光谱分析，对比核合成模型探测其前身星，发现单一模型无法复现所有元素丰度比，不同遗迹对应不同Ia型超新星爆发家族，同时提出了模型改进方向。
2026-08-11 astro-ph.HE
Radioactive Scandium in the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3
我们报告发现的热X射线发射从最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3，从237-KS钱德拉观测。我们检测到强K壳线的Si，S，Ar，Ca和Fe。此外，我们检测到一个4.1千电子伏线与99.971%的置信度，我们归因于44 Sc，从44 Ti的电子捕获产生的。结合我们早期的钱德拉观测数据，我们可以独立地在两个区域检测到这条线。对于100年的残余年龄，我们测量的总谱线强度表明合成的$(1 - 7) \times 10^{-5}$太阳质量为44 Ti，在Ia型和核心坍缩超新星的预测范围内，但略小于Cas A报告的$2 \times 10^{-4}$太阳质量。线光谱显示了超太阳的丰度。Fe辐射的宽度约为28，000 km/s，与大约100年的年龄和推断的平均激波速度14，000 km/s（假设距离为8.5 kpc）相一致。大多数热辐射来自X射线较低但射电表面亮度较高的区域。更深入的观察应该允许更详细的空间映射钪，具有显着的影响，在Ia型超新星的核合成模型。
2010-10-21 astro-ph.HE
Study of a new central compact object: The neutron star in the supernova remnant G15.9+0.2
利用Chandra的~90 kS观测资料，对银河系年轻超新星遗迹（SNR）G15.9+0.2中的中心点源CX181852.0 -150213进行了研究。点源是在2005年发现的，在较短的钱德拉观测，并假设是一个中子星与信噪比。我们的X射线光谱分析强烈支持与G15.9+0.2相关的热发射中子星的假设。我们的结论是，该对象属于年轻的冷却低磁化中子星被称为中央紧凑对象（CCO）的类。我们用黑体光谱函数和我们的氢和碳中子星大气模型模拟了中子星的光谱，假设辐射是由整个恒星表面均匀发射的。在这种假设下，只有碳大气模型得出的距离与位于银河系中的源是相容的。在这一点上，CXCOST J181852.0-150213与另外两颗研究得很好的CCO类似，即Cas A和HESS J1731-347中的中子星，它们的碳大气模型被用来使它们的发射与已知或估计的距离相一致。
2016-07-27 astro-ph.HE
GW170817 Most Likely Made a Black Hole
关于中子星合并事件GW 170817，有两个悬而未决的问题：致密残留物的性质和星际激波。GW 170817残骸的质量$\sim$ 2.7 $M_\odot$意味着残骸可能是一颗大质量的旋转中子星，也可能是一个黑洞。我们报告了钱德拉主任在2017年12月和2018年1月进行的自由裁量时间观测，并重新分析了2017年8月和2017年9月的早期观测，以解决这些悬而未决的问题。我们估计了中子星遗迹的X射线通量，并将其与测量的X射线通量进行比较。如果我们假设任何一颗假定的中子星的自旋下降光度被转换成0.5-8 keV波段的脉冲星风星云X射线发射，效率为$10^{-3}$，对于$3 \times 10^{11}$ G < $B$ < $10^{14}$ G的偶极磁场，将产生一个上升的X射线信号，并且将比第107天观测到的更亮，因此，我们得出结论，GW 170817的残骸很可能是一个黑洞。然而，不管对X射线效率的任何假设如何，如果残骸是一颗快速旋转的磁化中子星，那么几年后，外部冲击波的总能量应该会增加一个因子$\sim$ $10^2$（到$\sim$ $10^{52}$ erg），因此，钱德拉在未来一两年的观测中没有显示出明显的增亮，就会排除这种残骸。相同的观测可以区分两种不同的相对论外流模型，无论是角或径向变化的结构。
2018-05-14 astro-ph.HE
The Origin of the Iron-Rich Knot in Tycho's Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）的X射线观测使我们能够研究喷出物的化学不均匀性，为超新星爆炸中的核合成提供独特的见解。在这里，我们提出了详细的成像和光谱研究的“铁结”位于沿Ia型SNR第谷（SN 1572）东部边缘使用朱雀和钱德拉长曝光数据。令人惊讶的是，这个结的朱雀光谱显示没有来自Cr，Mn或Ni的发射，这对于这个SNR中的富铁区域是不寻常的。在Ia型超新星的正则延迟爆轰模型框架内，只有在峰值温度为（5.3-5.7）× 10 ^9 K和中子过剩量< 2.0 × 10^-3时，才能观测到质量比M_Cr/M_Fe < 0.023、M_Mn/M_Fe < 0.012和M_Ni/M_Fe < 0.029（置信度为90%）。这些限制排除了铁结起源于一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星的深而致密的核心，并且支持不完全的硅燃烧或富含阿尔法的冻结状态，可能接近它们的边界。一个爆炸性的他燃烧制度是一个可能的替代方案，虽然这一假设是在冲突的主要属性，这SNR。
2016-11-18 astro-ph.HE
No Dispersed Single Radio Pulses Detected in Archival Parkes Pulsar Observations Targeting Supernova Remnants and Anomalous X-ray Pulsars
本研究利用优化单脉冲探测的HEIMDALL和FETCH软件，重新分析帕克斯望远镜对8个目标的存档观测数据，未发现信噪比高于7的天体物理脉冲，并给出了单脉冲通量上限。
2023-11-02 astro-ph.HE
X-ray studies of the gamma-ray pulsar J1826-1256 and its pulsar wind nebula with Chandra and XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿和钱德拉对伽马射线射电宁静脉冲星J1826-1256及其脉冲星风星云的观测档案。脉冲星的光谱可以用光子指数为$Γ\approx1$的幂律模型来描述。我们发现，星云光谱软化与距离的脉冲星，这意味着同步冷却。根据经验的星际吸收-距离关系式，J1826-1256的距离为$\approx3.5$ kpc。我们还讨论了脉冲星、甚高能量源HESS J1826-130、超新星遗迹候选者G18.45-0.42和疏散星团Bica 3之间的星云几何和关联。
2019-06-03 astro-ph.HE
