Progenitors of Recombining Supernova Remnants
通常的超新星遗迹要么有电离等离子体，要么有处于碰撞电离平衡的等离子体，即，电离温度低于或等于电子温度。然而，重组超新星遗迹的存在，即，超新星遗迹的电离温度高于电子温度，最近得到证实。一个建议的方法是在超新星爆炸时有一个致密的星周介质，以使超新星遗迹中的等离子体重新组合。如果星周介质足够致密，在超新星遗迹演化的早期阶段就可以建立碰撞电离平衡，激波离开致密星周介质后发生绝热冷却，使电子温度低于电离温度。我们研究了几个超新星祖先周围的星周介质，并显示哪些超新星祖先可以有一个星周介质，这是足够密集的，以建立碰撞电离平衡后不久爆炸。我们发现，红超巨星（特别是大质量红超巨星）周围的星周介质和密度足以形成IIn型超新星的星周介质在爆炸后不久就能建立碰撞电离平衡，并能演化为重组超新星遗迹。沃尔夫-拉叶星和白矮星有可能重组超新星遗迹，但预计比例非常小。由于红超巨星爆炸的发生率远高于IIn型超新星，因此重组超新星遗迹的主要祖先可能是红超巨星。
2012-03-26 astro-ph.HE
Time-dependent escape of cosmic rays from supernova remnants potentially at the origin of the very-high-energy cosmic-ray gradient of the Galactic center
用HE.S.S.表明存在明显的宇宙射线（CR）梯度峰值在银河系中心（GC）。以前的研究表明，这些数据是一致的情况下，CR扩散远离一个固定的源在GC。我们以前表明，考虑到三维气体分布和超新星爆炸的实际分布，在超新星遗迹（SNR）中加速的CR应该占H.E.S.S.观测到的GC CR的很大一部分;但是该模型没有完全再现内部30 μ c中的表观过密度。在这项工作中，我们研究的时间-能量依赖的宇宙射线逃逸的残余物，预计将发生时，冲击波在周围介质中减速。我们表明，由此产生的CR分布遵循H.E.S.S.更近了主要的特征是，依赖于能量的逃逸产生了伽马射线发射的形态与能量的强烈依赖性。这种能量依赖性的存在应该可以通过切伦科夫望远镜阵列观察到。
2020-10-31 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration in Supernova Remnants
我们回顾了关于超新星遗迹中银河系宇宙射线加速的主要观测和理论事实，讨论了赞成和反对宇宙射线和超新星遗迹之间联系的论点，即所谓的银河系宇宙射线起源的超新星遗迹范例。讨论了扩散激波加速机制模型的最新进展，重点讨论了磁场放大、比氢重的原子核加速、星周环境中中性粒子的存在等因素的作用。本文还讨论了在费米-LAT望远镜和切伦科夫望远镜时代超新星-宇宙线联系的状况。
2010-12-22 astro-ph.HE
Supernova remnants: the X-ray perspective
超新星遗迹是美丽的天文物体，也具有很高的科学兴趣，因为它们提供了超新星爆炸机制的见解，因为它们可能是银河系宇宙射线的来源。X射线观测是研究超新星遗迹的重要手段，特别是近20年来X射线成像光谱学的发展，极大地提高了人们对超新星遗迹的认识。它使绘制新的核合成产物成为可能，并导致识别出在激波前沿附近发射X射线同步辐射的区域。本文综述了超新星遗迹X射线辐射的所有相关方面，并将其纳入超新星爆炸性质和超新星遗迹的物理和演化的背景中。这篇评论的前半部分有更多的教程风格，并讨论了超新星遗迹物理学和热和非热X射线发射的基础知识。后半部分回顾了最近的进展，讨论的主题有核心坍塌和热核超新星遗迹，SN 1987 A，成熟超新星遗迹，混合形态遗迹，包括最近发现的过电离在其中一些讨论，最后X射线同步辐射及其对粒子加速和磁场的后果。
2012-01-03 astro-ph.HE
Cosmic-ray acceleration and escape from post-adiabatic Supernova remnants
已知超新星遗迹会加速宇宙射线，因为它们会发射非热的无线电波、X射线和伽马射线。虽然有许多关于超新星遗迹中宇宙射线加速的模型，但宇宙射线从这些来源的逃逸还没有得到充分的研究。我们使用我们的含时加速程序RATPaC来研究宇宙射线的加速和它们在后绝热超新星遗迹中的逃逸，并计算了随后由逆康普顿散射和π介子衰变产生的γ射线辐射。我们进行了球对称的1-D模拟，其中我们同时解决运输方程的CR，磁湍流，热等离子体的流体动力学流动在一个足够大的体积，以保持所有的CR在模拟。通过宇宙线梯度和宇宙射线的空间扩散系数耦合了宇宙线和磁湍流的输运方程，而宇宙线对激波结构的反馈可以忽略。我们的模拟跨度100 kyrs，从而涵盖了残余物的演变，直到开始的后绝热阶段。在演化的后期阶段，能量范围很广的宇宙射线可以驻留在残骸之外，产生比标准DSA预测的更软的光谱，并在10-100 GeV范围内出现特征断裂。释放到星际介质中的宇宙射线的总光谱在大约10 GeV以上的光谱指数为s~2.4，这接近银河系传播模型所需的光谱指数。我们进一步发现，伽马射线的亮度在4,000年左右达到峰值，这是逆康普顿主导的高能发射。在低密度介质中膨胀的残余物通常会发出更多的逆康普顿辐射，这与已知最明亮的超新星遗迹-RCW 86，Vela Jr，HESSJ 1731 -347和RXJ1713.7-3946 -都在低密度环境中膨胀的事实相匹配。
2019-12-03 astro-ph.HE
Gamma-Ray Emission from Supernova Remnants and Surrounding Molecular Clouds
银河系的宇宙射线被认为是在超新星遗迹冲击波中被加速的。对超新星遗迹和相关分子云的伽马射线观测已经在几个场合被用来测试（到目前为止相当成功）这个流行的假设。尽管如此，宇宙射线起源问题的结论性解决方案仍然缺失，需要进一步的观测和理论努力。本文简要回顾了这些研究的现状。
2016-10-19 astro-ph.HE
The Supernova -- Supernova Remnant Connection
超新星的前身系统、环境和爆炸动力学的许多方面都很难在银河系外的距离上进行研究，因为它们被观测为未解决的来源。另外，我们银河系和大小麦哲伦星云中的年轻超新星遗迹提供了解析、测量和跟踪恒星喷出物的机会，但已知的少数超新星遗迹表现出广泛不同的性质，反映了它们的母爆发和局部星周和星际环境的多样性。补充超新星和超新星遗迹研究的一种方法是在恒星爆炸的两个独立阶段之间建立强有力的经验联系。本文简要回顾了超新星-超新星遗迹关联研究的最新进展，特别关注通过对“中年”（10-100年）超新星和年轻（< 1000年）超新星遗迹的研究所取得的关联。我们强调了这种方法如何能够独特地为超新星研究的几个关键领域提供信息，包括爆炸混合的起源，高速射流以及喷出物中尘埃的形成。
2017-01-04 astro-ph.HE
Modeling the interaction of thermonuclear supernova remnants with circumstellar structures: The case of Tycho's supernova remnant
完善的Ia型遗迹第谷超新星（SN 1572）揭示了不一致的环境介质密度估计的基础上测量的动力学或X射线发射特性。这种差异可以通过假设超新星遗迹（SNR）冲击波最初通过恒星风气泡移动，但目前正在均匀的星际介质中以相对较低的密度发展来解决。我们调查这种情况下，结合流体动力学模拟的风损失阶段和超新星遗迹的演变与耦合的X射线发射模型，其中包括非平衡电离。对于爆炸模型，我们使用众所周知的W7爆燃模型和延迟爆轰模型，之前已证明该模型与第谷SNR的X射线发射具有良好的拟合。我们的模拟证实，一个均匀的环境密度不能同时再现动力学和X射线发射特性的第谷。相比之下，认为残骸是在一个密集的，但很小的，风泡的模型再现合理以及测量的X射线发射光谱和第谷的SNR的扩展参数。最后，我们讨论了可能的质量损失的情况下，单和双退化模型，可能会形成这样一个小的密集的风泡。
2013-07-30 astro-ph.HE
Supernova 1987A: a Template to Link Supernovae to their Remnants
超新星遗迹的辐射反映了超新星前身和周围环境的性质。然而，残留物的复杂形态阻碍了这两种贡献的解开。在这里，我们的目标是确定SN 1987 A在其残骸的X射线发射上的印记，并限制超新星周围环境的结构。我们进行了高分辨率的流体动力学模拟描述SN 1987 A后不久，核心崩溃和以下的三维膨胀的残余物之间的第1天和15000天后的超新星。我们证明，在前250天的演化过程中再现SN 1987 A的主要观测数据的物理模型也再现了随后膨胀的残骸的X射线发射，从而弥合了超新星和超新星遗迹之间的差距。通过模型计算结果与观测值的比较，我们将爆炸能量限定在$1.2-1.4\times 10^{51}$ ~erg范围内，将包络质量限定在$15-17 M_{\odot}$范围内。我们发现，在早期的时代（<15年）的X射线光变曲线和光谱的形状反映了外部喷出物的结构：我们的模型再现的意见，如果最外层的喷出物有一个爆炸后的径向分布密度近似的指数$α= -8$的幂律。在后期，X射线光变曲线和光谱的形状反映了SN 1987 A周围星云的密度结构。这使我们能够确定多热X射线发射的起源，从残余物与环境相互作用的影响中解开超新星对残余物发射的印记，并限制星云的前超新星结构。
2015-08-10 astro-ph.HE
Interaction between Molecular Clouds and MeV-TeV Cosmic-ray Protons Escaped from Supernova Remnants
最近在几个超新星遗迹（SNRs）周围发现的X射线中性铁线（Fe I Kα，6.40 keV）表明，MeV宇宙线（CR）质子分布在SNRs周围，并与那里的中性气体发生相互作用。我们建议，这些兆电子伏的CR是那些已被加速的SNR与GeV-TeV的CR。在我们的分析模型中，当SNR与分子云碰撞时，MeV的CR仍然被限制在SNR中。碰撞后，MeV的CRs泄漏到云中，产生中性铁线辐射。另一方面，GeV-TeV的CR已经从SNRs中逃逸出来，并通过与SNRs周围的分子云相互作用发射伽马射线。我们将这个模型应用于信噪比W28和W 44，并表明它可以重现铁线强度和γ射线谱的观测。这可能是另一个支持的强子方案的伽马射线发射从这些SNR。
2019-08-23 astro-ph.HE
Exploring particle escape in supernova remnants through gamma rays
在超新星遗迹（SNR）冲击波中加速的粒子逃逸过程是冲击波加速理论中知之甚少的一个方面。本文采用唯象的方法研究了中年信噪比内外强子碰撞产生的粒子逃逸及其对γ能谱的影响。在假设，在空间区域直接以外的残留物的扩散系数被抑制相对于平均银河系的，我们表明，一个显着的部分粒子仍然位于SNR内的长时间后，他们的名义释放的加速区域。这一事实导致伽马射线光谱类似于一个破碎的幂律，类似于在几个中年SNR中观察到的。在突变点以上，谱陡化由SNR外的扩散系数和最大能量的时间依赖性决定。因此，模型预测和实际数据之间的比较将有助于确定这两个量，前者是特别相关的预测内的伽马射线发射的逃逸粒子周围的信噪比，可以检测到未来的切伦科夫望远镜设施的光环。我们还计算了单个残骸注入银河系的逃逸粒子的光谱。假设在SNR进入扫雪阶段之前加速度停止，我们证明了只有当加速谱的斜率α> 4时，释放的谱才是无特征的幂律。
2019-10-10 astro-ph.HE
Supernova Remnant Shock - Molecular Cloud Interactions: Masers as tracers of hadronic particle acceleration
我们回顾了通过冲击波激发的氢氧脉泽发现的与分子云有强相互作用的星系超新星遗迹。这些遗迹优先发现在已知的GeV和TeV的超新星遗迹检测。有人认为，脉泽跟踪强子粒子加速的网站。我们讨论了什么是已知的物理条件，这些冲击区，我们介绍了一个潜在的新的脉泽示踪剂，用于确定宇宙线加速的网站。这篇评论包括一个相当完整的参考书目，为研究人员新的主题冲击激发脉泽和超新星遗迹。
2011-08-27 astro-ph.HE
Supernova remnants in the very-high-energy gamma-ray domain: the role of the Cherenkov telescope array
超新星遗迹通常被认为是银河系宇宙射线最可能的来源。这一观点得到了越来越多的证据的支持，这些证据表明，在超新星遗迹冲击中发生了粒子加速。在TeV范围内的观测特别有助于增加对机制的理解，但超新星遗迹冲击的粒子加速的许多方面仍然存在争议。切伦科夫望远镜阵列预计将导致在TeV和多TeV范围内发现许多新的超新星遗迹。除了对每个物体进行单独研究之外，将这些物体作为一个群体进行研究可以帮助限制描述粒子加速的参数，并增加我们对所涉及机制的理解。
2018-03-16 astro-ph.HE
Can supernova remnants accelerate protons up to PeV energies?
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的来源。在这个框架内，扩散冲击加速必须在这些物体中运行，并将质子一路加速到PeV能量。为此，需要在冲击处显著放大磁场。本文的目的是研究超新星遗迹加速PeV质子的能力。我们提出了分析估计的最大能量加速质子在超新星遗迹冲击场放大的各种假设。我们表明，加速到PeV的能量是有问题的，在所有的情况下考虑。这意味着，要么是一种不同的（更有效的）场放大机制在超新星遗迹激波中起作用，要么是PeV能量范围内的银河系宇宙射线源应该在其他地方寻找。
2016-10-24 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
Numerical Code for Fitting Radial Emission Profile of a Shell Supernova Remnant
在壳层超新星遗迹的两个简单模型的情况下，从理论上导出了表面亮度分布和通量密度的表达式。这些模型是：一个均匀的光学薄发射壳恒定发射率和一个同步辐射源与径向磁场壳。交互式数据语言（IDL）的代码拟合理论推导出的发射轮廓假设这两个模型的平均配置文件的壳超新星遗迹从无线电观测已被写入。
2012-01-04 astro-ph.HE
Acceleration of cosmic rays and gamma-ray emission from supernova remnant/molecular cloud associations
对超新星遗迹中的分子云进行γ射线观测被认为是解决宇宙射线起源问题的最有希望的途径之一。在这里，我们简要回顾了该领域的地位，特别强调的理论和现象学方面的问题。
2015-04-22 astro-ph.HE
Cosmic rays from supernova remnants and superbubbles
最近对单个超新星遗迹和超级气泡的高能伽马射线观测，以及对超新星、恒星形成区和局部宇宙射线组成的观测，现在提供了一个将宇宙射线的来源、注入、加速和传播联系在一起的综合框架，因此有可能确定它们对宇宙射线加速的相对贡献，但最高能量除外。
2018-07-25 astro-ph.HE
A catalogue of 294 Galactic supernova remnants
本文提供了一个包含294个银河系超新星遗迹（SNRs）的修订目录，以及一些简单的统计数据。该目录比上一版本（2009年）多了20个条目，增加了21个新的残留物，并删除了一个物体，因为它已被确定为HII区域。
2014-09-02 astro-ph.HE
A supernova remnant associated with a nascent black hole low-mass X-ray binary
当大质量恒星的核心坍缩成黑洞时，释放出的能量往往会引发爆炸，从而产生超新星遗迹。黑洞具有有限的可观测窗口，因此很少被发现与超新星遗迹有关。分析多信使数据，我们表明，MAXI J1535-571是恒星爆炸产生的黑洞，产生了超新星遗迹G323.7-1.0，使其成为第一个案例之间的关联黑洞低质量X射线二进制和超新星遗迹。考虑到这种联系，我们可以从我们的模型中推断出，祖先系统是一个近距离双星，其主星的初始质量约为。23-35个太阳质量，伴星质量小10倍。
2020-10-29 astro-ph.HE
Alfven Wave Amplification and Self-Containment of Cosmic-Rays Escaping from a Supernova Remnant
通过数值求解从激波前缘附近到远离激波前缘区域的扩散-对流方程，研究了在超新星遗迹（SNR）处加速的宇宙射线（CR）质子的逃逸。考虑了逃逸CR粒子产生的Alfven波的放大及其对CR逃逸到星际介质的影响。我们发现，波的放大显着延迟逃逸的粒子，甚至远离冲击波阵面（在SNR的规模）。这意味着通过在SNR周围的分子云处的伽马射线观测测量的CR粒子的能谱受到波的粒子散射的严重影响。
2011-05-03 astro-ph.HE
Constraining Cosmic-Ray Acceleration and Escape in Middle-Aged Supernova Remnants with GeV-TeV Gamma-Ray Observations
Southwest Jiaotong University（西南交通大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
本研究通过对四个中年超新星遗迹的伽马射线辐射开展时变研究，结合多望远镜观测，约束了宇宙射线加速与逃逸参数，揭示逃逸宇宙射线对其甚高能辐射及中微子通量的重要影响。
2026-09-01 astro-ph.HE
Progenitor's signatures in Type Ia supernova remnants
Ia型超新星的遗迹可以提供有关其祖先历史的重要线索。我们讨论了两个观察到的超新星遗迹（SNR），据信它们是由Ia型超新星造成的，并使用各种工具来阐明可能的祖先历史。我们发现开普勒的信噪比与一个由白矮星和AGB星组成的共生双星祖先是一致的。我们的水力模拟可以重现所观察到的运动学和形态学特性。对于第谷的残骸，我们使用的X射线光谱和运动学的特点，表明喷出物可能与致密的拱星气体相互作用。
2011-11-03 astro-ph.HE
Supernova Remnants as Clues to Their Progenitors
超新星塑造了星际介质，化学上丰富了它们的宿主星系，并产生了强大的星际冲击，推动了未来几代恒星的形成。超新星事件产生的冲击波就像一台时间机器，探测到了前身系统的质量损失历史，可以追溯到爆炸前的$\sim$ 10 000年，而超新星遗迹则探测到了恒星演化的更早阶段，与前身系统更早演化过程中排出的物质相互作用。在本章中，我们将回顾超新星遗迹的观测如何使我们能够推断出祖先系统的基本性质。我们将提供详细的例子，说明残骸的整体特征，如化学成分和动力学，如何使我们能够推断祖先进化的性质。在本章的后半部分，我们将展示如何将这种练习从单个物体扩展到SNR作为物体的类别，以及如何在核心坍缩和热核超新星遗迹的动力学和光谱特征中存在明显的分叉。在本章结束时，我们将讨论大质量恒星建模的最新进展，以及超新星及其残余物的可观测性质的含义。
2017-02-10 astro-ph.HE
XMMU J050722.1-684758: Discovery of a new Be X-ray binary pulsar likely associated with the supernova remnant MCSNR J0507-6847
利用XMM-Newton X射线观测发现了一颗新的高质量X射线脉冲双星XMMU J050722.1-684758，它可能与大麦云中的超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847有关。从Be X射线双星XMMU J050722.1-684758中发现了周期为570 s的脉冲，证实了它是一颗HMXB脉冲星。HMXB位于超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847的几何中心附近（距离中心0.9弧分），支持XRB-SNR关联。超新星遗迹的估计年龄为43-63 kyr，这表明是一个中年到老年的超新星遗迹。超新星遗迹的大直径加上光学和无线电方面缺乏独特的壳对应物，表明SNR正在扩展到超级气泡N103的致密环境中。中子星的估计磁场强度是$B\gtrsim10^{14}$ G，假设自旋平衡条件，这是预期从估计的年龄的母残骸，并假设测量的质量吸积率始终保持不变。
2021-03-05 astro-ph.HE
On the search for Galactic supernova remnant PeVatrons with current TeV instruments
关于银河系宇宙射线起源的超新星遗迹假说已经通过了几次测试，但是超新星遗迹pevatron的确定仍然是缺失的，被认为是证明该假说的决定性步骤。虽然人们对在多TeV范围内工作的下一代仪器寄予了很大的希望，但目前在TeV范围内工作的伽马射线仪器有可能查明这些物体，或者很可能为下一代仪器确定一些有希望的目标。从假设超新星遗迹确实是银河系宇宙射线的来源，因此必须是pevatron的一部分，他们的生命周期，我们调查的能力，目前的仪器来检测这样的对象，或确定最有希望的候选人。
2018-03-26 astro-ph.HE
Swift/BAT detection of hard X-rays from Tycho's Supernova Remnant: Evidence for Titanium-44
我们报告斯威夫特/BAT调查观测第谷的超新星遗迹，在104个月内执行的任务的发射。在低于50 keV时检测到具有高显著性（>10 sigma）的残余物。我们检测到显着的硬X射线发射在60-85千电子伏波段，以上的连续水平预测一个简单的同步加速器模型。观测到的过剩的位置与放射性钛-44的线发射一致，到目前为止只报道了II型超新星爆炸。我们讨论的背景下，银河系的超新星率，和Ia型超新星的核合成这些结果的影响。
2014-11-04 astro-ph.HE
Fermi-LAT Detection of the Young SuperNova Remnant Tycho
经过近三年的巡天数据采集，\emph{Fermi} -LAT探测到了朝向第谷超新星遗迹（SNR）的$γ$射线发射。第谷超新星是银河系中最年轻的遗迹之一，起源于公元1572年的Ia型超新星。从400 MeV到100 GeV的$γ$射线积分通量为（3.5 $\pm1.1_{stat}\pm0.7_{syst}$）$\times10^{-9}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，光子指数为2.3 $\pm0.2_{stat}\pm0.1_{syst}$ .
2011-08-04 astro-ph.HE
Efficiencies of Magnetic-Field Amplification and Electron Acceleration in Young Supernova Remnants: Global Averages and Kepler's Supernova Remnant
在强烈的天体物理冲击波中，粒子加速到超热能是一种普遍的现象，通常用扩散冲击加速来解释。这样的冲击也可以放大上游的磁场，远远超过简单的压缩。所涉及的复杂等离子体物理过程通常通过假设冲击将其能量的一部分$ε_e$投入快速粒子，另一部分$ε_B$投入磁场来参数化。超新星、超新星遗迹和伽玛射线爆发等地的冲击波模型通常假设这些分数的典型值，假定它们在时间上保持不变。然而，很少有足够的属性的源是独立的约束，ε的值可以直接推断。超新星遗迹（SNRs）可以提供这种情况。在这里，我们总结的结果，从全球拟合的空间积分发射在六个年轻的信噪比，发现$10^{-4} \le ε_e \le 0.05$和$0.001 \le ε_B \le 0.1$。这些巨大的变化可能归因于这些SNRs的不同年龄和环境，因此我们对开普勒超新星的一个遗迹进行了详细的分析。这两个ε可以在激波周围的七个不同位置确定，我们发现这两个ε的范围甚至更大，它们的比值也更大（因此与激波能量本身无关）。我们的结论是，未知因素对这两个过程的效率有很大的影响。需要探索激波的垂直性、上游中性分数或其他可能性，而假定ε为固定值的计算应被视为临时性的。
2021-06-21 astro-ph.HE
Distances to Two Galactic Supernova Remnants: G32.8-0.1 and G346.6-0.2
利用银河系自转曲线导出的银河系超新星遗迹（SNR）G32.8 $-$ 0.1的近运动学距离为5.5kpc，远运动学距离为8.8kpc。本文通过求解壳型残留物在绝热相和辐射相的方程组，确定了残留物的距离为8.8kpc。对于SNR G346.6 $-$ 0.2，我们确定其距离也是较远的11 kpc，而不是较近的5.5 kpc。
2009-09-02 astro-ph.HE
The First VLBI Image of the Young, Oxygen-Rich Supernova Remnant in NGC 4449
我们报告灵敏的1.4 GHz VLBI射电观测异常明亮的超新星遗迹SNR 4449-1在星系NGC 4449，这给了我们第一个很好的解决这个对象的图像。残骸的射电形态由两个近似平行的明亮脊组成，这表明它与许多更古老的银河系超新星残骸的桶形相似，也可能与SN 1987 A相似。残余物的角度范围为65 x 40 mas，相当于（3.7 x 2.3）x 10^{18}（D/3.8 Mpc）cm。我们还提出了一种新的，高信噪比的光谱。通过比较残骸的线性尺寸和从光学线测量的最大速度，以及使用历史图像的限制，我们得出结论，超新星爆炸发生在1905年至1961年之间，可能在1940年左右。因此，残留物的年龄可能约为70岁。我们发现SNR 4449-1的冲击波可能仍然与星周介质而不是星际介质相互作用。
2010-07-22 astro-ph.HE
An explanation for the peculiar periphery of supernova remnant G309.2-0.6
超新星遗迹（SNR）G309.2-0.6有一个特殊的射电形态，在西南和东北方向有两个明亮的耳朵，尽管耳朵外面的主壳大致是圆形的。基于早期的建议，超新星喷出物有一个额外的能量喷流分量，解决了使用三维流体动力学（HD）模拟的遗迹的动力学演化，以调查周边的遗迹的形成。假设喷出物的动能为$10^{51}$ \，erg，质量为$3~\mathrm{M}_{\odot}$，在均匀的环境介质中演化时间为$\sim 4000$ \，yr，喷流分量具有圆柱对称性，半开角为$10^\circ$，结果表明，喷流中包含的能量约为整个喷出物的动能的$10-15\%$，以再现检测到的轮廓。这项研究支持残骸起源于喷流驱动的核心坍缩超新星。
2018-07-28 astro-ph.HE
The Impact of Progenitor Mass Loss on the Dynamical and Spectral Evolution of Supernova Remnants
现在有大量的证据表明，一些核心坍缩超新星的祖先在爆炸前经历了增强或极端的质量损失。这种质量损失的印记可以在核心坍缩后数天到数年的时间尺度上在膨胀的冲击波的光谱和动力学中观察到，并且在超新星演化到残余阶段之后，光谱和动力学演化的影响可能会持续很长时间。在本文中，我们提出了第一次，在很大程度上自洽的端到端的模拟大质量恒星的演化，从主序前，通过核心崩溃，并进入残余阶段。我们提出了三个模型，比较和对比祖质量损失的历史如何影响的动力学和光谱演化的超新星和超新星遗迹。我们研究了一个模型，其中只包括稳定的质量损失，一个模型与增强的质量损失超过一段时间的$\sim$ 5000年前核心崩溃，和一个模型与极端的质量损失超过一段时间的$\sim$ 500年前核心崩溃。这些模型并不是为了解决任何特定的超新星或超新星遗迹，而是为了强调祖先进化在超新星和超新星遗迹的可观测质量中所起的重要作用。通过比较这三种不同的祖先演化方案，我们发现，在后期阶段（在核心碳燃烧期间和之后）的质量损失可以有一个深刻的影响的动力学和光谱演化的超新星遗迹几个世纪后的核心崩溃。
2017-08-16 astro-ph.HE
Implications of supernova remnant origin model of galactic cosmic rays on Gamma rays from young supernova remnants
人们普遍认为银河系宇宙射线起源于超新星遗迹（SNRs），在超新星爆炸波的扩散激波加速过程中，宇宙射线被超新星遗迹加速。在最近的理论发展的扩散冲击加速理论在信噪比，质子预计将加速在信噪比至少高达膝盖的能量。如果信噪比是真正的宇宙射线发生器，它不仅能加速质子，而且能加速比例合适的重核，重核的最大能量应该是质子的原子质量（Z）倍。在这项工作中，我们调查的影响，在信噪比的高能伽马射线产生的宇宙射线与周围物质的强子相互作用的重核加速。我们的研究结果表明，能量转换效率几乎是两倍的混合宇宙射线成分，而不是纯质子来解释观察，其次，如果宇宙射线粒子可以达到Z倍的膝盖能量，而不是200 TeV的能量，如前所述的非放大磁场的伽马射线通量将显着更高的几十TeV以上。这两种最大能量范式将在未来的伽马射线实验中得到区分，如切伦科夫望远镜阵列（CTA）。
2017-06-07 astro-ph.HE
Revisiting the evolution of nonradiative supernova remnants: A hydrodynamical-informed parameterization of the shock positions
了解超新星遗迹壳层随时间的演化是至关重要的。这样的理解对于建立可靠的超新星遗迹壳与它可能包含的任何脉冲星风星云相互作用的动力学模型至关重要。在这里，我们进行了大量的研究参数空间的一维球对称演化的超新星遗迹，伴随着它的分析分析。假设，像往常一样，一个喷出物的密度分布与幂律的核心和信封，和一个统一的环境介质，我们提供了一套高精度的近似超新星遗迹的主要结构特征的演变，如反向和正向冲击和接触不连续性。我们将我们的结果与以前采用的近似值进行比较，表明现有的简化处方很容易导致较大的误差。特别是，在脉冲星风星云建模的背景下，需要对超新星遗迹反向激波进行准确的描述。我们还深入研究了自相似的解决方案的初始阶段的演变，当反向冲击传播通过信封的喷出物。由于这些自相似解是精确的，但不是完全解析的，我们在这里也提供了高精度的近似。
2021-09-08 astro-ph.HE
Acceleration of cosmic rays and gamma-ray emission from supernova remnants in the Galaxy
银河系的宇宙射线被认为是在超新星遗迹冲击波中被加速的。虽然这个猜想非常流行和强大，但仍然需要一个结论性的证明。对这一观点最有力的支持可能是在伽马射线中观察到超新星遗迹的事实，这确实是被认为是在激波处加速的宇宙射线与周围气体之间强子相互作用的结果。然而，在大多数情况下，轻子过程也可以解释观测到的伽马射线发射。这意味着伽马射线的探测并不一定意味着超新星遗迹加速了宇宙射线质子。为了克服这种简并性，人们研究了单个超新星遗迹的多波长辐射（从射电到伽马射线），在少数情况下，伽马射线辐射可以归因于两种过程之一（强子或轻子）。在这里，我们采取了不同的方法，而不是一个个案的研究，我们的目标是人口的研究，我们计算的超新星遗迹，预计将被视为在TeV伽马射线以上的给定通量的假设下，这些对象确实是宇宙射线的来源。这里发现的预测与当前的观测结果吻合良好，从而为银河系宇宙射线起源的超新星遗迹范例提供了一种新的一致性检查。此外，还暗示了超新星遗迹中产生的粒子谱比E^-2陡得多。最后，我们预计H.E.S.S.在银道面的调查中，应该表现出以强子过程（即中性π衰变）为主的伽马射线发射。轻子辐射在强子辐射中占主导地位的残留物的比例取决于物理参数的假设值，可以高达大约一半。
2013-02-08 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
The supernova remnant CTB 37B and its associated magnetar CXOU J171405.7-381031: evidence for a magnetar-driven remnant
在这封信中，我们讨论了候选磁星CX171405.7 -381031与超新星遗迹CTB 37 B的关联。最近检测到的对象的周期导数允许一个年轻的特征年龄的估计只有$\sim 1000 yr$。该值太小以至于甚至与残余$\geq 10 pc$的最小半径（对应于$10.2 \pm 3.5 kpc$的估计距离的{ \it下限}的值）不兼容，除非真实距离碰巧甚至小于下限。我们认为，一个一致的情况下，残留的起源，其中后者是由一个年轻的磁星注入的能量供电，确实是更准确地解释年轻的年龄，并指出其非标准（即磁星驱动）的性质。
2011-04-14 astro-ph.HE
Cosmic Ray Electron Evolution in Supernova Remnants: Log-Parabola Distribution
National Research Council（国家研究委员会）；National Academy of Sciences（美国国家科学院）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
研究超新星残骸中电子加速机制，通过考虑能量依赖的逃逸模型，解释了观测到的两个电子-辐射主导残骸的能谱分布。
2026-04-20 astro-ph.HE
Parameterizing the Supernova Engine and its Effects on Remnants and Basic Yields
核心坍缩超新星科学现在正进入一个引擎模型开始进行定性和定量预测的时代。虽然支持核心坍缩超新星的对流引擎的证据不断增加，但很难对这种引擎进行定量限制。一些研究对对流引擎的残留物分布做出了具体的预测，但结果在不同的群体之间存在差异。在这里，我们对超新星引擎使用了广泛的参数化，以了解不同研究之间的差异。有了这个更广泛的模型集，我们将误差线放在爆炸发动机的不确定性的残余质量和基本产量上。我们发现，即使只有3个祖先和一个狭窄的爆炸能量范围，我们可以产生广泛的残余质量和核合成产额。
2017-12-09 astro-ph.HE
GeV light curves of young supernova remnants
费米伽马射线太空望远镜的观测数据进行了分析，目的是寻找年轻的壳状超新星遗迹的伽马射线通量的变化。对所有考虑的SNR采用统一的方法。G1.9+0.3和Kepler SNR未检测到。Cas~A和Tycho SNR的光变曲线与近十年来的稳定GeV通量以及X射线和射电通量一致。讨论了SN 1006和SN 1987 A的置信度较低的结果。
2019-12-13 astro-ph.HE
Statistics of Galactic Supernova Remnants (continued)
我们对银河系超新星遗迹的统计表明，硬X射线电子温度（$T$）和激波传播速度（$\upsilon$）随年龄（$t$）的增加而减小。但ISM的冲击波扫起质量（$M_{su}$）随年龄增加而增加。第二，在1 GHz的剩余无线电通量（$S$）与ISM电子密度（$n_0$）略有增加。最后，超新星（SNe）的初始动能分布表明，（$E_0$），氢柱密度（$N_H$）、硬X射线的电子温度（kT）、磁场（$B$）和冲击波席卷了质量ISM的$M_{su}$主要在$(1 \sim 10) \times 10^{50}$尔格、$(1 \sim 10)\times 10^{21}$ cm $^{-2}$、几KeV、100 $μ$ G和10 $\sim$ 100 $M_{\odot}$处达到峰值。
2009-10-18 astro-ph.HE
Parametric studies of cosmic ray acceleration in supernova remnants
我们提出了一个图书馆的宇宙射线加速超新星遗迹（SNRs）通过均匀的环境介质演变的数值模型。我们分析了不同条件下模型的不同能量分量和扩散激波加速时间尺度的分布。该库包括各种SNR演变的情况下，并用于映射具有足够的已知属性的残余物。该映射约束相应的环境介质属性和加速效率。利用该数据库，我们计算了第谷和SN 1006遗迹模型的周围介质密度、周围磁场强度和宇宙线加速效率，并对SNR 0509-67.5和SNR 0519-69.0的年龄进行了修正。
2014-07-07 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
A simple model for electron plasma heating in supernova remnants
内容：超新星遗迹的多波长观测可以在扩散激波加速理论的框架内得到解释，该理论允许爆炸能量有效地转化为宇宙射线。虽然非线性冲击模型相当好地描述了发射的非热成分，但某些问题，包括热电子等离子体的加热和相关的X射线发射，仍然没有解决。研究方法：超新星遗迹演化的Chevalier模型方程的数值解，加上电子的库仑散射加热。结果如下：计算了超新星遗迹的电子温度和X射线热韧致辐射随有关参数的变化。由于只考虑库仑机制的电子加热，电子温度的值应被视为下限。从这项工作的结果可以是有用的，以约束观测到的信噪比的模型参数。
2010-07-07 astro-ph.HE
Investigating the morphology of the supernova remnant G349.7+00.2 in the medium with a density gradient
G349.7 + 00.2是一颗年轻的银河系超新星遗迹（SNR），在射电和X射线中具有蘑菇状形态，它已经在从射电到高能$γ$射线的整个电磁波谱中被探测到。此外，根据无线电和红外波段的观测，残骸正在与分子云相互作用。利用三维流体动力学（HD）模拟研究了外围的形成原因和残留物的动力学演化。在假设超新星喷出物是在具有密度梯度的介质中演化的情况下，壳层由两个半径不同的半球组成，较小的半球处于相对致密的介质中。由此得到的遗迹外围与探测到的遗迹外围一致，可以得出结论，G349.7+00.2的特殊外围可以再现为遗迹与具有密度梯度的介质相互作用。
2020-04-15 astro-ph.HE
Astro2020 Science White Paper: Future X-ray Studies of Supernova Remnants
这是一份响应Astro2020十年调查委员会号召而提交的白皮书。我们概述了在未来几十年中，将在X射线波段超新星遗迹的研究中取得的科学进展，使用天文台，如雅典娜，山猫，和轴。
2019-04-11 astro-ph.HE
Titanium and Iron in the Cassiopeia A Supernova Remnant
原始中子星上方的混合被认为在超新星引擎中起着重要作用，这种混合导致了超新星爆炸的不对称性。在最里面的喷出物中产生的元素，例如，${}^{56}$ Ni和${}^{44}$ Ti提供了该发动机的清洁探头。${}^{44}$ Ti的产生对确切的产生途径特别敏感，通过了解可用的途径，我们可以使用${}^{44}$ Ti来探测超新星发动机。从一个三维超新星爆炸模型的热力学轨迹，我们审查这些元素的生产和结构预计形成的“对流引擎”的范式背后的超新星。我们比较我们的结果，最近的X射线和$γ$射线观测仙后座A超新星遗迹。
2020-05-07 astro-ph.HE
Observations of supernova remnants and pulsar wind nebulae at gamma-ray energies
在过去的几年里，由于两项重大突破，伽马射线天文学进入了黄金时代：地面上的切伦科夫望远镜和费米卫星上的大面积望远镜（LAT）。在伽马射线能量下探测到的超新星遗迹（SNRs）样本现在要大得多：它从与分子云相互作用的演化超新星遗迹到年轻的壳型超新星遗迹和历史超新星遗迹。SNRs的研究非常有趣，因为这些分析与银河系宇宙射线起源的长期问题直接相关。在这方面，脉冲星风星云（PWNe）也需要考虑，因为它们与SNR一起演化。因此，它们经常使从SNR看到的伽马射线发射的解释复杂化，并且它们也可以直接对局部宇宙射线谱，特别是轻子分量做出贡献。本文综述了信噪比和PWNe及其与宇宙线产生的关系的最新研究结果和思路。
2015-10-05 astro-ph.HE
New insights on hadron acceleration at supernova remnant shocks
我们概述了超新星遗迹前向冲击核加速的主要特征，强调了自放大磁场在确定这类源中观察到的能谱中所起的关键作用。特别是，我们展示了如何标准的预测扩散冲击加速的非线性理论必须完成一个额外的成分，我们建议是增强速度的磁性不规则性粒子散射反对，调和理论的有效粒子加速与最近的观测伽玛射线明亮的超新星遗迹。
2013-01-31 astro-ph.HE
A Search for High-Energy Emission from the Remnant of Supernova 1181
本文利用VERITAS望远镜搜寻超新星1181遗迹Pa 30的TeV伽马射线发射，该遗迹为罕见的Iax型超新星产物，此前从未在TeV能量下被研究。
2025-09-26 astro-ph.HE
Molecular Shocks and the Gamma-ray Clouds of the W28 Supernova Remnant
W28区域的星际介质云正在发射伽马射线，这很可能是W28超新星遗迹造成的，这使得W28成为研究宇宙射线加速和扩散的主要候选者。了解超新星遗迹冲击波和宇宙射线对局部分子云的影响有助于识别可能的宇宙射线源的多波长特征。为了实现这一目标，OH，SiO，NH3，HCO+和CS的过渡补充了CO，允许W28周围化学丰富的环境的表征。这个遗迹一直是一个理想的测试平台的技术，将补充弧分尺度的宇宙射线源候选人的研究与未来的GeV-PeV的伽马射线观测。
2016-10-04 astro-ph.HE
Some Recent Progress on the Studies of Supernova Remnants
简要回顾了近年来超新星遗迹研究的一些进展，包括射电超新星遗迹（结构、极化、光谱等），X射线辐射的观测特征、脉冲星风星云（PWNe）、SNR与PSR的关联特性、SNR与星际介质的相互作用（ISM）、宇宙射线与外星系SNR等。随着地面和空间天文设备在射电、光学、X射线等波段的空间分辨率和光谱分辨率的不断提高，人们对信噪比的认识也越来越深入。
2009-09-02 astro-ph.HE
Limits on the Number of Galactic Young Supernova Remnants Emitting in the Decay Lines of 44Ti
我们修改的参数的假设参与预测的超新星遗迹的数量可检测的衰变链的44 Ti的核线。具体来说，我们考虑的超新星祖先的分布，在银河系中的超新星率，超新星类型的比率，银河系生产的44 Ti，和44 Ti产量从不同类型的超新星，得到可信的界限上的预期数量的可检测的遗迹。我们发现，在1 sigma的不确定度内，银河系应该包含平均5.1+2.4-2.0个可探测到的残余物，其44 Ti衰变线通量极限为10 E-5光子/cm 2/s，探测到单个残余物的概率为100。（2.7+10.0-2.4）%，预期检测到的残留物数量在2至9个之间，使得不太可能检测到Cas A，但与我们的模型一致。我们的结果表明，在银河系高绝对经度Cas A或更高的位置探测到最亮的~（44）Ti通量源的概率约为10%。利用探测到的Cas A的通量，我们试图限制银河系超新星的速率和银河系44 Ti的产生，但发现探测到的信息量很弱。我们的结论是，即使未来的调查具有200倍以上的灵敏度比国家的最先进的调查可以保证只检测到一些新的残留物，与预期的检测数量之间的8和21在一个限制44 Ti衰变通量为10 E-7光子/平方厘米/秒。
2013-08-22 astro-ph.HE
