Dynamical evolution of supernova remnants breaking through molecular clouds
我们进行了三维流体动力学模拟的超新星遗迹（SNRs）内产生的分子云（MC）在其表面附近使用HLL代码（Harten等，1983年）。我们探索的动力学演化和SNRs的X射线形态后，突破MC表面的爆炸深度的范围内的表面和云的密度比的云间介质（ICM）。我们发现，如果一个SNR突破MC表面在其Sedov阶段，最外层的致密壳层的残留物被分成几层。分裂的层受到瑞利-泰勒不稳定性和破碎。另一方面，如果SNR突破MC后，残留物进入雪犁阶段，辐射壳层不被划分成层。我们还比较了我们的一维模拟在分层介质中的SNR的扩展以前的解析解的预测。此外，为了研究热复合信噪比中的中心亮X射线形貌，我们还合成了表面亮度。在后期阶段，突破SNR显示在我们的结果中MC内部的中心明亮X射线形态。我们将我们的模型应用于热复合SNR 3C 391的X射线形态的观测结果。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova remnants interacting with molecular clouds as seen with H.E.S.S
大约有30个银河系超新星遗迹（SNRs）被认为与分子云（MC）有物理联系。这些系统是主要的\g -射线源候选者，因为来自激波前沿的加速粒子与周围的高密度介质碰撞，从而通过强子相互作用发射伽马射线。然而，只有少数这样的相互作用的信噪比在TeV的能量检测。我们报告了高能立体系统（H.E.S.S.）的现状。对这些SNR-MC系统的观测，特别强调最新的结果。
2013-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Infrared [Fe II] and Dust Emissions from Supernova Remnants
超新星遗迹（SNRs）是红外辐射的强热发射体。SNR的近红外光谱中最突出的线是[Fe II]线。[Fe II]谱线来自于受冲击的致密原子气体，因此它们在致密环境中追踪SNR。在简要回顾了SNR激波中[Fe II]发射的物理基础之后，本文描述了观测结果，这些观测结果表明，在[Fe II]发射中有两组明亮的SNR：与分子云相互作用的中年SNR和致密星周介质中的年轻核坍缩SNR。属于前一组的SNR在近红外H $_2$发射中也是明亮的，表明原子和分子冲击在这些SNR中普遍存在。属于后一组的超新星核反应堆通常具有相对较小的半径，这意味着它们中的大多数可能是超新星IIL/b或SN IIn的残余物，在爆炸前有强烈的质量损失。我还评论了“[Fe II]-H $_2$逆转”在SNR和使用[Fe II]线光度作为一个指标的超新星（SN）率在星系。在中红外和远红外区域，热尘埃辐射占主导地位。在SNR中的尘埃可以通过与热等离子体中的气体物质碰撞或通过来自激波阵面的辐射来加热。我讨论了与分子云相互作用的SNR的红外形貌特征及其尘埃加热过程。最后，对信噪比中SN粉尘和结晶硅酸盐粉尘的检测作了简要的总结。
2013-04-14 astro-ph.GA
X-Ray Luminosity and Size Relationship of Supernova Remnants in the LMC
大麦云（LMC）有$\sim$ 60个已确认的超新星遗迹（SNR）。由于已知的距离为50 kpc，SNR的角尺寸可以转换为线性尺寸，并且它们的X射线观测结果可以用于评估X射线光度（$L_X$）。我们严格审查了文献中报告的LMC SNR的大小，以确定最合理的大小。这些尺寸和\emph{XMM-Newton}观测确定的$L_X$被用来研究它们之间的关系，以探索环境和进化对SNRs的X射线性质的影响。我们发现：（1）小的LMC SNR，大小从几个到10个pc，都是Ia型，具有$L_X>10^{36}$ ergs $^{-1}$。小核心坍缩（CC）SNR的稀缺性是CCSNe在其大质量祖先在其主序星阶段吹出的星际气泡的低密度内部爆炸的结果。(2)中等大小（10-30 pc）的CC SNR在$L_X$中表现出分叉，其中X射线亮SNR位于与分子云相关的环境中或包含恒星和脉冲星风星云的环境中，而X射线暗SNR位于低密度星际环境中。(3)大（尺寸$>$ 30 pc）SNR显示出$L_X$随尺寸衰减的趋势，尽管分散度很大。观察到的$L_X$和尺寸之间的关系可以帮助约束SNR演变的模型。
2018-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The molecular emission from old supernova remnants
超新星是星际介质的重要能量来源。在这篇简短的评论中，我们专注于他们的最新阶段的演变，超新星遗迹（SNRs）。我们提出了三个旧的SNR的观察，已经达到了他们与周围的ISM相互作用的阶段：W28，IC443和3C391。我们表明，这样的对象组成了清洁的实验室，以限制在分子冲击环境中工作的物理和化学过程。随后，我们的研究使我们能够量化信噪比对环境的质量，动量和能量耗散方面的影响。反过来，它们对星系能量平衡的贡献可以被评估。它们触发下一代恒星形成的潜力也可以被研究。最后，我们的研究提供了强有力的支持解释的伽玛射线发射的信噪比，一个关键的一步，以回答有关的问题，宇宙射线人口和加速。
2014-03-24 astro-ph.GA
Investigation of Galactic supernova remnants and their environment in 26.6° < l < 30.6°, $\vert b \vert \leq$ 1.25° using radio surveys
本文利用GLEAM和THOR+VGPS多波段射电数据构建谱指数图，在银心方向确认了四个超新星遗迹候选体，并发现分子超级气泡和Hα纤维结构，提出缺失问题与观测限制、低密度环境及超新星爆发性质差异有关。
2024-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Distances, Radial Distribution and Total Number of Galactic Supernova Remnants
我们提出了一个表的215 SNR的距离。利用HI吸收谱发现了与$6.6 \pm 1.7$ kpc的SNR G $51.26+0.11$的新距离，利用脉泽/分子云关联发现了与其它5个SNR的新距离。我们使用一致的旋转曲线重新计算所有SNR的距离和误差，并提供先前未估计的误差。这导致20个SNR的显著距离修正。由于观测的限制和选择效应，银河系超新星遗迹（SNRs）的观测数量明显不足。为了研究这一点，我们采用了两种方法。第一种方法应用选择效应的校正因子来导出径向密度分布。第二种方法将SNR表面密度和选择函数的函数形式与数据进行比较，以找出哪些函数与数据一致。银河中SNR的总数为$\sim3500$（方法1）或在$\sim2400$到$\sim5600$的范围内（方法2）。我们的结论是，目前所观察到的SNR的数量还不够完整，不能给出一个确定的总SNR数或径向密度函数。
2022-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of New Interacting Supernova Remnants in the Inner Galaxy
OH（1720 MHz）脉泽是超新星遗迹（SNRs）与分子云相互作用的极好标志。利用GBT和VLA，我们调查了75个信噪比和6个脉泽发射的候选者。用OH脉泽探测到四个新的相互作用信噪比：G5.4-1.2，G5.7-0.0，G8.7-0.1和G9.7-0.0。新探测到的相互作用SNR G5.7-0.0和G8.7-0.1具有TeV的伽马射线对应物，这可能表明局部宇宙射线增强。已经注意到，脉泽发射SNR优先分布在分子环和核盘中。我们使用目前和现有的调查表明，脉泽强烈限制在50度银河经度内的总SNR人口的15%的速度。所有新的探测都在银河经度10度以内，强调了这一趋势。此外，相当数量的信噪比脉泽的峰值通量等于或低于现有调查的检测阈值。这就提出了一个问题，即对银河系信噪比的脉泽调查是否可以被认为是完整的，以及银河系中还有多少脉泽发射遗迹有待探测。
2009-02-10 astro-ph.GA
Gas Kinematics and Cosmic-Ray Acceleration in the Gamma-ray SNRs W41 and G22.7-0.2
Gifu University（岐阜大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；The University of Adelaide（阿德莱德大学）；Western Sydney University（西悉尼大学）
研究W41和G22.7-0.2的气体动力学及宇宙射线加速，发现其质子能量与超新星爆炸能量的关系。
2026-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolutionary Models for 43 Galactic Supernova Remnants with Distances and X-ray Spectra
超新星遗迹（SNR）的X射线发射是对受冲击等离子体状态的有力诊断。冲击气体的温度（kT）和发射量（EM）与爆炸能量、信噪比年龄和周围介质的密度有关。SNRs的X射线观测的进展导致了银河系SNRs与测量的kT和EM值的重要样本。我们应用球对称SNR演化模型的一组新的43 SNR估计年龄，爆炸能量，和星周介质密度。年龄分布产生SNR出生率。能量和密度与对数正态分布很好地拟合，具有宽分散性。两个发射分量的SNR用于区分均匀ISM和星风环境的SNR模型。我们发现Ia型信噪比与恒星风环境是一致的。列入恒星风信噪比模型有显着的影响估计寿命和爆炸能量的信噪比。这减少了估计的SNR出生率和银河系的SN率之间的差异。
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping the dense molecular gas towards thirteen supernova remnants
本文对13个与分子云相互作用的超新星遗迹进行 HCO+ 和 HCN 1-0 谱线成图观测，发现部分遗迹存在激波扰动特征，并指出 I(HCO+)/I(HCN) 谱线比和 N(HCO+)/N(CO) 丰度比不宜作为 SNR 反馈和宇宙射线电离的有效诊断工具。
2024-11-14 astro-ph.GA
Size distribution of supernova remnants and the interstellar medium: the case of M33
超新星遗迹（SNRs）的大小分布可以帮助澄清其演化和与星际介质（ISM）相互作用的各个方面。由于观测到的SNR样本是在ISM的不同条件下演化的具有非常不同的年龄和起源的对象的集合，因此可以使用统计蒙特卡罗方法来模拟它们的统计分布。基于非常一般的假设的演变，我们模拟了样本的信噪比在不同的初始和环境条件下，然后与观察到的集合的信噪比进行比较。在SNR的演变中，考虑了ISM的压力，这决定了它们的最大尺寸和寿命。在比较模拟分布和观测分布时，具有不受选择效应影响的同质观测数据是非常重要的。我们发现，如果我们选择硬度比在有限值范围内的X射线SNR，则最近发表的M33中SNR的集合（Long等人，2010，ApJS，187，495）满足这一要求。对于$\sim\ 90%$的M33中ISM（含$n_{\rm H}\sim 0.2-0.5~ \rm {cm}^{-3}; T \sim 8000-10000~K $的部分电离气体）暖相的体积填充因子，SNR的这一子集的分布与建模SNR的子集的分布之间达到了极好的一致。用这种方法构造的统计分布实际上再现了观测到的信噪比的所有统计特性，使我们能够获得M33的一个重要参数：出生率是每$ {140} - {150}$年一个信噪比，激波马赫数为$M_{s} \geq 2$的信噪比的总数大于$\sim 1000$。
2013-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A 95 GHz Methanol Emission Survey Toward Eight Small Supernova Remnants
本文报道了利用紫金山天文台德令哈13.7 m望远镜进行的95 GHz（$8_0-7_1$ A $^{+}$）甲醇（CH $_3$ OH）辐射测量。观测到8个角大小为$\lesssim$ 10'的超新星遗迹（SNRs），但仅在银河系中心附近的3个SNRs（Sgr A East，G 0.1-0.1和G 359.92-0.09）中检测到辐射。$_3$ OH辐射主要围绕在SNR周围，可分解为9个空间峰，其中8个峰的速度范围为（-30，70）km s $^{-1}$和（70，120）km s $^{-1}$ .它们可能是通过与这些SNR和邻近的分子气体在中央分子区（CMZ）的相互作用而激发的，尽管恒星的形成可能在激发CMZ某些区域的CH $_3$ OH发射中起重要作用。我们推断潮汐作用不可能是CH $_3$ OH发射的激发源。
2017-09-04 astro-ph.GA
Molecular Clouds Surrounding Supernova Remnant G43.9+1.6: Associated and Non-associated
许多超新星遗迹（SNRs）被认为是在分子环境中演化的，但SNRs和分子云（MC）之间的关系往往不清楚。我们利用CO谱线观测研究了SNR G43.9+1.6附近的分子环境。我们研究了不同速度下信噪比与MCs之间的相关性，发现了两个速度分量，即$\sim$ 5 km s $^{-1}$和$\sim$ 50 km s $^{-1}$，显示了与残骸的空间相关性。然而，没有动力学证据的干扰被发现的$\sim$ 5公里秒$^{-1}$速度分量。在$\sim$ 5 km s $^{-1}$速度分量处，无论是近距离还是远距离，所导出的物理参数也是不合理的。结果表明，信噪比与$\sim$ 5 km s $^{-1}$速度分量无关，它们的空间相关性只是一种机会相关。对于$\sim$ 50 km s $^{-1}$速度分量，扰动的动力学证据以及空间相关性表明，它与SNR有关。我们发现，从沿残核边缘分布的分子团簇中提取的CO光谱都具有展宽成分，可以用高斯函数进行拟合。通过进一步的分析，我们认为，SNR是在近运动学距离约3.1千秒差距。
2020-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of supernova remnants for the emergence of pre-biotic chemistry in molecular clouds
Institute de Radioastronomie Millimétrique, IRAM（毫米波射电天文学研究所）；Centro de Astrobiología, CAB（天体生物学中心）；Universidad Complutense de Madrid, UCM（马德里康普顿斯大学）；RIKEN（理化学研究所）；Towson University（陶森大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）
本文研究了超新星残骸对分子云中前生物化学形成的影响，并探讨了未来望远镜所需的技术规格。
2025-12-16 astro-ph.GA
A survey of infrared supernova remnants in the Large Magellanic Cloud
利用斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC; 3.6、4.5、5.8和8 μm）和多波段成像光度计（MIPS; 24和70 μm）拍摄的近中红外图像，对大麦云（LMC）中的超新星遗迹（SNRs）进行了全面的红外研究。在47个真实的LMC SNR中，红外检测到29个，检测率高达62%。所有29个SNR均显示在24 μm处发射，29个SNR中的20个显示在一个或多个IRAC带中发射。我们给出了他们的4.5，8，24，和70 μm的图像和一个表格总结了他们的斯皮策通量。我们发现，大麦哲伦星云的信噪比比银河系的信噪比要暗得多，而且，在大麦哲伦星云的信噪比中，Ia型信噪比比核心坍缩的信噪比要暗得多。我们的结论是，基本上所有的SNR的MIPS发射起源于尘埃排放，而它们的IRAC发射起源于离子/分子线，多环芳烃排放，或同步辐射。红外辐射通量与射电和X射线辐射通量具有相关性。对于在红外和X射线中具有相似形貌的信噪比，24 ~ 70 μm的通量比值与热等离子体的电子密度有很好的相关性。0.1 μm大小的硅酸盐颗粒的碰撞加热发射很好地解释了整体相关性，但对于气体温度相对较低的成熟SNR，更有利于较小尺寸的颗粒群。对于那些在红外线和X射线之间出现不同的辐射，MIPS波段的辐射可能来自于被冲击辐射加热的尘埃。
2013-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared Supernova Remnants and their Infrared to X-ray Flux Ratios
最近的高分辨率红外空间飞行任务揭示了超新星遗迹在红外尘埃辐射中的不同形态，这些红外尘埃辐射通常与其X射线外观非常不同。观测到的SNR的红外-X射线（IRX）通量比的范围也很宽。对20个银河系超新星核反应堆的样品，我们获得了它们的红外和X射线特性，并研究了产生如此大差异的物理原因。我们发现，所观察到的IRX通量比（$R_{IRX.obs}$）与IRX形态有关，具有最大$R_{IRX,obs}$的SNR显示与IRX形态相关的SNR。通过分析$R_{IRX,obs}$与X射线和红外参数的关系，我们发现某些信噪比的$R_{IRX,obs}$与尘埃粒子与等离子体粒子碰撞加热破坏的信噪比激波的理论比值是一致的。然而，对于大多数SNR，$R_{IRX,obs}$值显著小于或显著大于理论比值。后者SNR具有相对较低的尘埃温度。我们讨论了自然和/或环境特性的SNRs可能会影响IRX通量比和IRX形态的这些SNRs。我们的结论是，最大的$R_{IRX,obs}$的SNR可能是位于密集的环境中，他们的红外辐射是由冲击辐射加热的尘埃，而不是碰撞。我们的研究结果表明，IRX通量比，连同尘埃温度，可以用来推断未解决的SNR在外部星系的性质。
2016-02-12 astro-ph.GA
On the environments and progenitors of supernova remnants associated with highly magnetized neutron stars
最近，随着超新星遗迹（SNR）Kes 75中HBP J 1846 -0258的类磁星活动的发现，高磁场磁星（HBP，被认为主要是旋转驱动的）和磁星（通常被认为是由其超强磁场驱动的）之间的区别已经变得模糊。是什么决定了中子星在诞生时的自旋特性，以及它作为类磁星或更经典的脉冲星的表现，目前还不清楚。此外，虽然一些研究表明磁星的祖先非常巨大，但目前对这些物体的祖先没有达成共识。为了解决这些问题，我们通过研究或重新访问它们的安全关联SNR来检查它们的环境。我们的方法是：1）通过对热发射超新星喷出物的X射线光谱研究推断其祖先恒星的质量，2）调查其宿主SNR的物理性质和环境条件。我们在这里强调我们的两个SNR的详细研究：G292.2-0.5与HBP J1119-6127和Kes 73与AXP 1 E 1841-045，并总结了其他（少数）HBP/磁星-SNR协会的当前观点。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the supernova remnants with flat radio spectra
相当一部分银河系超新星遗迹（SNR）的特征平坦的光谱指数（$α<0.5$）。在目前的文献中，有几种解释的平坦的无线电频谱的信噪比。大多数模型都考虑了二阶费米机制的重要贡献，但也有一些模型讨论了高压缩（>4）、带电π介子衰变后留下的次级电子的贡献以及热污染的可能性。在高密度环境中膨胀的情况下，内禀热韧致辐射理论上可以塑造SNR的无线电频谱，也可以解释一些银河系SNR的可观察到的弯曲的“凹上”无线电频谱。这个模型也可以揭示在一些银河系信噪比确定的平坦光谱指数的问题。另一方面，目前的知识的无线电连续谱（在不同频率的综合通量密度）的信噪比防止明确的结论的意义，建议的模型，所以问题的平坦的频谱指数仍然是开放的。新的观测，特别是在高无线电连续频率，预计将在不久的将来解决这些问题。最后，由于银河系中大多数具有平坦综合射电频谱的SNR与它们在$γ$射线中的探测以及在它们的X射线谱中的辐射复合连续谱的探测之间存在着重要的联系，因此对这些SNR的高能特性的分析是非常重要的。
2013-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of Class I Methanol (CH3OH) Maser Candidates in Supernova Remnants
我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在21个银河系超新星遗迹（SNR）样本中搜索36 GHz和44 GHz甲醇（CH 3OH）线。主要观测到1720 MHz OH脉泽的信噪比区。尽管在我们的搜索中覆盖的空间范围有限，甲醇脉泽在G1.4-0.1和W28都被检测到。在SgrAEast发现了更多的脉泽。在G1.4-0.1中发现了40多个脉泽，我们推断这是由于SNR和至少两个独立分子云之间的相互作用。W28中的六个脉泽与分子云有关，分子云也与OH脉泽激发有关。我们讨论的可能性，甲醇脉泽可能是更多的信噪比比OH脉泽，但更难检测到由于观测的限制。
2013-12-24 astro-ph.GA
Three dimensional dust mapping of 12 supernovae remnants in the Galactic anticentre
我们提出了三维（3D）尘埃映射的12超新星遗迹（SNRs）在银河系的反中心（银河经度$l$之间的150 \degr \和210 \degr）的基础上最近的3D星际灭绝地图。讨论了各个信噪比下覆盖射电连续谱全部范围的尘埃分布。四个信噪比显示了分子云（MC）从3D消光映射和相应的无线电功能之间的显着的空间重合。结果证实了这些SNRs与其周围MC之间的相互作用。基于这些相关性，我们提供了四个SNR的新的距离估计，G189.1+3.0（IC 443，$d=1729^{+116}_{-94} \rm \,pc$），G190.9-2.2（$d=1036^{+17}_{-81} \rm \,pc$），G205.5+0.5（$d=941^{+96}_{-94}$或$1257^{+92}_{-101} \rm \,pc$）和G213.0-0.6（$d=1146^{+79}_{-80} \rm \,pc$）。此外，我们还发现了其他三种SNRs与MCs之间潜在相互作用的间接证据。新的距离约束也给出了这三个SNR。
2019-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A First-look at Spatially-resolved Infrared Supernova Remnants in M33 with JWST
利用JWST首次对M33中40个超新星遗迹进行空间分辨红外成像，发现约43%在MIRI波段可探测，并识别出潜在的新尘埃候选体及最远的分子激波遗迹。
2025-08-26 astro-ph.GA
Dark Supernova Remnants revealed by CO-line Bubbles in the W43 Molecular Complex along the 4-kpc Arm
利用高角分辨率（$20''\sim 0.5$ pc）和高速度分辨率（1.3 km/s）的FUGIN $^*$ CO线巡天（用45米Nobeyama望远镜进行的$^*$四接收器系统无偏银河成像巡天）分析了W 43（G31+00+90 km/s，$\sim 5.5$ kpc）周围巨分子云（GMC）密度分布的精细结构。的GMCs显示出高度湍流结构，涡被发现表现出球形气泡形态出现在狭窄范围内的速度通道。这些气泡在射电连续辐射中是黑暗的，不像通常的超新星遗迹（SNR）或HII区域，在红外尘埃辐射中也是黑暗的，不像年轻恒星周围的分子气泡。CO气泡被解释为由于充分发展的埋在分子云的SNR后，在密集的分子云释放的能量迅速耗尽。CO气泡可能是SN起源激发和维持GMC湍流的直接证据。寻找CO气泡作为“暗信噪比”（dSNR）将有助于更准确地估计超新星的速率，从而更准确地估计银河系中的恒星形成活动。
2021-02-01 astro-ph.GA
Linear relation for wind-blown bubble sizes of main-sequence OB stars in a molecular environment and implication for supernova progenitors
我们发现在分子环境中大质量恒星的主序星泡的大小与恒星的初始质量之间存在线性关系：R_b \approx 1.22 M/Msun - 9.16 pc，假设团间压力恒定。由于质量范围在8 ~ 25 ~ 30 Msun的恒星在演化到红超巨星阶段时不会产生Wolf-Rayet风，因此主序星风吹出的气泡是影响分子气腔大小的主要因素，而光电离的影响相对较小。因此，这种线性关系可以用来推断被发现在分子腔中演化的超新星遗迹（SNRs）的大质量恒星祖先的质量，而很少有其他方法可用于推断SNR祖先的属性。我们已经用这种方法估计了8个SNRs的祖先的初始质量：Kes 69，Kes 75，Kes 78，3C 396，3C 397，HC 40，Vela和RX J1713-3946。
2013-05-09 astro-ph.GA
Unusually high HCO+/CO ratios in and outside supernova remnant W49B
银河系超新星遗迹（SNRs）及其环境为研究SN反馈提供了最近的实验室。我们对SNR W 49 B进行了分子观测，SNR W 49 B是X射线波段中最明亮的银河SNR，旨在探索附近分子云（MC）上SNR的多个反馈通道的迹象。我们在SNR西南方向发现了宽度dv = 48- 75 km/s的非常宽的HCO+谱线，这为W 49 B以$V_{LSR}=61$ -65 km/s的系统速度扰动MC提供了强有力的证据，并将W 49 B置于$7.9\pm 0.6$ kpc的距离。我们不仅在冲击区（$1.1\pm 0.4$和$0.70\pm 0.16$），而且在距SNR东边界1 pc以上的静止云（> 0.2）中观察到异常高的HCO+ J=1-0/CO J=1-0的强度比。通过与磁流体动力学激波模型的比较，我们解释了宽线区的高电离率可能是由于激波MCs中的宇宙射线（CR）诱导化学反应造成的，其中CR电离率提高到银河能级的10- 100倍左右。SNR外的高HCO+/CO比可能是由辐射前体引起的，而W 49 B的发光X射线发射可以解释该区域的一些性质。上述结果提供了观测证据，表明信噪比可以通过其冲击，CR和辐射强烈影响激波边界内外的分子化学。我们建议，HCO+/CO比是一个潜在的有用的工具，探测信噪比的多通道影响MC。
2022-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of young, oxygen-rich supernova remnants in PHANGS-MUSE galaxies
本文提出一种基于发射线形状的新方法，利用MUSE光谱仪在PHANGS-MUSE星系中发现307个超新星遗迹（含7个富氧SNRs），证明方法有效性并为研究富氧SNRs起源提供新样本。
2024-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Statistical Analysis of Galactic Radio Supernova Remnants
本文对390个银河系射电超新星遗迹进行统计分析，给出直径、年龄、谱指数、银面高度和球对称性等参数分布，并检验了$Σ$-D距离估计的准确性。
2023-02-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spitzer Observations of Molecular Hydrogen in Interacting Supernova Remnants
利用斯皮策IRS，我们已经获得了6个超新星遗迹（SNRs）的5至35微米的灵敏低分辨率光谱，这些超新星遗迹显示了冲击分子气体的证据：Kes 69，3C 396，Kes 17，G346.6-0.2，G348.5-0.0和G349.7+0.2。在所有残留物的激波前沿都检测到了明亮的纯氢分子旋转线，这表明激波与密集云层相互作用产生的辐射冷却。我们发现，在这些信噪比中，H2 S（0）-S（7）线的激发需要两个非离解激波分量：一个是通过密度为10^6 cm^-3的团块的速度为10 km/s的慢C激波，另一个是通过密度为10^4 cm^-3的介质的速度为40-70 km/s的快C激波。在温暖的冲击气体中的分子氢的邻-对-对位比通常被发现远小于LTE值，这表明这些SNR传播到冷的静止云。此外，共检测到Ar+，Ar++，Fe+，Ne+，Ne++，S++和Si+的13个原子精细结构跃迁。离子发射区在空间上与IRS狭缝内的分子发射区隔离。具有高出现电位的离子线的存在需要通过较低密度介质的更快的解离冲击的存在。IRS狭缝足够宽，以包括SNR之外的区域，这允许将来自残余物周围的扩散气体的发射与冲击发射分离。我们发现，在SNR外投射的扩散分子氢气被激发到100至300 K的温度，沿着视线的暖气体分数为0.5%至15%。
2009-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Supernova Remnants and Supernova Feedback
超新星爆发是通过动量输入调节星系中恒星形成的主要反馈机制。我们回顾了在银河系辐射阶段的SNRs观测，以验证单个SN爆炸的动量/能量注入的理论结果。对于七个SNR，我们可以观察到快速膨胀，原子辐射壳层，我们表明，壳动量推断HI 21厘米线观测的范围是（0.5--4.5）$\times 10^5$ $M_\odot$ km s $^{-1}$。在两个SNR（W 44和IC 443），冲击分子气体的动量与原子SNR壳层已被观察到。我们比较的动量和动能/热能，这七个SNR的结果从一维和三维数值模拟。基于观测的动量和动能符合预期的动量/能量输入从SN爆炸的$\sim 10^{51}$ erg。然而，由于辐射SNR中热/冷界面处的快速冷却和复杂物理，使用热能的数据/模型比较来约束初始爆炸能量要困难得多。我们讨论了观测和理论的不确定性，这些全球性的参数和爆炸能量估计信噪比在复杂的环境。
2020-11-12 astro-ph.GA
Gamma-ray emitting supernova remnants as the origin of Galactic cosmic rays?
宇宙射线的起源是物理学和天体物理学中长期存在的谜团之一。简单的论证表明，银河系中的超新星遗迹（SNRs）作为膝盖以下宇宙射线群的主要来源的假设是可行的：在一般的计算中，可以证明这些物体可以提供解释观测到的宇宙射线通量所必需的能量预算。然而，这一论点是基于这样一个假设，即所有源都以相同的方式运行，即它们都具有相同的能量收支、光谱行为和最大能量。在本文中，我们调查，如果一个现实的人口的信噪比是能够产生的宇宙线通量，因为它是在膝盖以下观察。我们使用21个SNR，这些SNR从无线电波长到伽马射线能量都得到了很好的研究。以前可以证明（Mandelartz & Becker Tjus 2015），这21个源的能谱中的高能凸起可以由强子发射主导。在这里，伽马射线是通过$π^{0}-$衰变产生的，来自超新星遗迹附近的分子云中的宇宙射线相互作用，这是宇宙射线加速器。宇宙线光谱在能量收支、光谱行为和最大能量方面表现出很大的变化。这些源被认为是代表总类的信噪比，其中我们假设大约100 - 200宇宙射线发射信噪比今天应该存在。最后，我们使用这些源谱模拟宇宙线输运从个别SNRs在银河系中的宇宙线传播的GALPROP代码。我们发现，宇宙射线的预算可以很好地匹配的扩散系数接近$D\propto E^{0.3}$。对能量的更强依赖性，例如$E^{0.5}$，将导致地球上的光谱与检测到的光谱相比过于陡峭，并且能量…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
APEX observations of non-stationary magneto-hydrodynamical shocks in W44
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的来源。为了了解这些宇宙射线的起源、加速和组成，需要对当地星际介质的物理条件有详细的了解。SNR与分子云的冲击相互作用引起在远红外和亚毫米波长范围内的强分子发射，可以用作这些条件的非常有价值的示踪剂。应用MHD激波模型解释由此产生的谱线发射，可以获得有关超新星遗迹的能量和化学影响的信息。我们用APEX望远镜在${}^{12}$ CO（3-2）、（4-3）、（6-5）、（7-6）和${}^{13}$ CO（3-2）中绘制了超新星遗迹W 44中的两个区域。在五个不同的位置上，对应于CO排放的局部最大值的综合强度的提取，允许将这些强度与模型网格的输出进行比较，该模型将MHD冲击代码与基于“大速度梯度”近似的辐射转移模块相结合。我们发现，所观察到的CO线发射是兼容的非平稳冲击和预冲击密度的$10^4$厘米${}^{-3}$。我们的模型还允许约束冲击年龄，速度，冲击前的磁场强度组件垂直于视线，和完整的阶梯CO过渡。最后，我们的分析可以用来估计的贡献，如银河系的能量平衡和动量注入到周围的星际介质的SNR。
2015-03-23 astro-ph.GA 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
Testing the Momentum-driven Supernova Feedback Paradigm in M31
来自孤立超新星遗迹（SNRs）的动量反馈越来越多地被现代宇宙学模拟认为是一种独立于分辨率的手段，可以在星系中实现反馈效应，如湍流和风。然而，由于SN成团和星际介质（ISM）不均匀性的影响，SNR的综合动量产额是不确定的。在本文中，我们使用的M31突出的10千秒差距恒星形成环的空间分辨观测测试模型的质量加权ISM湍流驱动的动量反馈，从孤立的，非重叠的信噪比。我们使用一个详细的恒星年龄分布（SAD）地图从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查，观测约束SN延迟时间分布，和地图的原子和分子氢估计的质量加权速度色散使用Martizzi等人。ISM湍流模型。我们的估计是在一个因素的2观察到的质量加权速度分散在大多数环，但超过观察密度$\lesssim 0.2$厘米$^{-3}$和SN率$>2.1\times 10^{-4}$ SN年$^{-1}$千分之$^{-2}$，即使在占合理的变化在恒星年龄分布模型和ISM尺度高度假设。我们的结论是，在高SN率沉积的动量是最有可能抑制SN集群的非线性效应，而在低密度，SNRs达到压力平衡之前的冷却阶段。这些修正应在动量驱动反馈和ISM湍流模型中引入。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust processing in Supernova Remnants: Spitzer MIPS SED and IRS Observations
我们目前斯皮策MIPS SED和IRS观测的14个银河系超新星遗迹先前确定的GLIMPSE调查。我们发现SNR/分子云相互作用的证据，通过检测[OI]发射，离子线，从分子氢的发射。通过黑体拟合发现，大颗粒的温度在29-66 K之间。粉尘排放模拟使用的DUSTEM代码和一个三组分粉尘模型组成的人口的大颗粒，非常小的颗粒，和多环芳烃。我们发现尘埃被适度加热，通常是星际辐射场的30-100倍。辐射的来源可能是氢的复合，氢的激发发生在激波阵面。对于大多数分子相互作用的SNR，发现非常小的颗粒与大颗粒的比率高于在银河系平面中发现的比率，通常为2- 3倍。我们认为，粉尘粉碎是负责相对过剩的小颗粒，与预测粉尘破坏模型。然而，SNR中的两个最适合于碳颗粒相对于硅酸盐颗粒的非常低的丰度和非常高的辐射场。小碳颗粒丰度低的一个可能原因是溅射。我们发现在20 $μ$米的SEDs的硅酸盐发射的证据，表明他们是年轻的信噪比的基础上，强大的辐射场所需的重现所观察到的SEDs。
2011-10-19 astro-ph.GA
On Odd Radio Circles as Supernova Remnants
在现代全天空无线电巡天中发现的弧大小的奇射电圈（ORC）的起源仍然不确定，解释范围从星暴/活动星系核驱动的冲击到低密度环境介质中的超新星遗迹（SNR）。使用校准良好的无线电光变曲线模型，我们评估的可能性，ORC无线电信噪比在低环境密度的演变。我们的模型意味着ORC 1-5和J 0624 -6948（靠近LMC）作为SNR必须分别在200 kpc和100 kpc的距离太阳，考虑到它们观测到的通量密度和角尺寸。为了在银河系的环星系介质中演化，我们的模型要求ORC 1-5在50 kpc内是以喷射物为主的SNR，在$(0.2-1.2) \times 10^{-3}$ cm $^{-3}$的环境密度中演化。然而，这在统计学上是不可能的，因为ORC 1-5的年龄为$<640$年，比它们在这些密度下的预期寿命$\gtrsim$ 10 $^5$年要小得多，而且因为低SN率和恒星晕的陡峭轮廓意味着在50 kpc范围内可以忽略不计的类ORC SNRs数量。J 0624 -6948的环银河中等信噪比场景更有可能（尽管概率仍然很低），因为我们的模型允许J 0624 -6948为$\lesssim$ 3000年。另一方面，J 0624 -6948解释为50千秒差距（LMC）距离处的Sedov-Taylor信噪比，对于大范围的环境密度是可能的（$6 \times 10^{-4} - 0.5$ cm $^{-3…
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova remnants in clumpy medium: A model of hydrodynamic and radio synchrotron evolution
本研究构建团块介质中超新星遗迹的Σ-D关系解析模型与同步辐射模型，解释了银河系超新星遗迹Σ-D关系的平坦段与弥散特性，指出其源于遗迹与致密团块碰撞的偶发射率跃升。
2024-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Large-field CO(1--0) observations toward the Galactic historical supernova remnants: a large cavity around Tycho's supernova remnant
研究超新星遗迹与星际气体之间的相互作用不仅对提高超新星遗迹的认识是必要的，而且对了解祖先系统的性质也是必要的。作为银河系成像卷轴绘画CO线巡天（MWISP）的一部分，我们使用PMO 13.7米望远镜研究银河系历史SNR周围的星际气体。在这项工作中，我们提出了大领域（3 $^\circ$ $\times$ 2 $^\circ$）和高灵敏度CO（1-0）分子线观测到第谷的SNR。CO观测结果显示，从外到内，大分子云，流状结构，和一个内边缘周围第谷的SNR。我们推导出的基本属性（列密度，质量和运动学）的基础上，这些对象的CO观测。巨大的分子云分别向残骸中心呈现出一个弧形，在残骸周围勾勒出一个半径为$\sim$ 0.3 $^\circ$ $\times$ 0.6 $^\circ$（或13 pc $\times$ 27 pc，距离为2.5 kpc）的巨大空洞。在周围云层中检测到的CO线增宽和不对称性、观察到的空腔膨胀，以及之前研究中检测到的增强的$^{12}$ CO（2-1）/（1-0）强度比，表明大空腔与风的相互作用在该地区。在排除了明亮的大质量恒星产生的大气泡的情况下，我们认为大空腔可以解释为来自第谷超新星的祖先系统的吸积风。然而，到目前为止，不能排除在第谷信噪比周围随机分布一个大空腔的可能性。需要进一步的观测来确认大空洞与第谷信噪比的物理联系。
2017-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The supernova remnant population of the Small Magellanic Cloud
目的：我们提出了一个全面的研究超新星遗迹（SNR）人口的小麦哲伦星云（SMC）。我们测量SMC信噪比的多波长特性，并将它们与大麦云云（LMC）人口进行比较。研究方法：这项研究结合了SMC的XMM-牛顿观测的大型数据集，档案和最近的无线电连续观测，光学线发射调查和新的光学光谱观测。因此，我们可以建立一个完整和干净的样本19个确认和4个候选SNR。均匀X射线光谱分析允许搜索SN喷出物和铁K线发射，并测量星际介质（ISM）丰度。我们估计的比率的核心坍缩Ia型超新星速率的SMC的基础上的X射线特性和当地的恒星环境的每个SNR。结果如下：在删除未经确认或错误分类的对象，并添加两个新确认的SNR的基础上多波长的功能，我们提出了一个最终的名单21个确认的SNR和2个候选人。虽然没有铁K线检测，即使是最明亮和最年轻的SNR，我们发现在11个SNR的SN喷出物的X射线证据。我们估计每一个Ia型超新星对应4.7颗$_{-1.9} ^{+0.6}$核心坍缩超新星，比大麦哲伦星云高出三倍。这种差异可以归因于SMC中没有增强的恒星形成事件，这发生在LMC 0.5-1.5 Gyr前。O、Ne、Mg和Fe的热气体丰度是太阳的0.1-0.2倍。它们相对于SMC恒星丰度的比值反映了SNR冲击中尘埃耗尽和部分尘埃破坏的影响。我们发现的证据表明，SMC信噪比探测的环境介质的平均扰动和密度较低，比在LMC，与两个星系的不…
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical complexity in feedback from supernova remnants: first detection of PO+ in IC443 and W44
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Laboratory for the study of the Universe and eXtreme phenomena (LUX), Observatoire de Paris（巴黎天文台宇宙与极端现象研究实验室（LUX））；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学学院）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
本研究首次在超新星遗迹IC443和W44中探测到PO+，发现其丰度与激波强度及介质密度相关，表明超新星激波驱动离子主导的磷化学，影响分子云中磷物种的演化。
2026-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Optical Spectroscopic Study of NGC3344 with SITELLE: I. Identification and Confirmation of Supernova Remnants
我们提出了第一个光学识别和确认的超新星遗迹（SNRs）的样本在附近的星系NGC 3344。使用高光谱和空间分辨率的数据，获得CFHT成像傅里叶变换光谱仪SITELLE，我们确定了约2200发射线区域，其中许多是HII区域，扩散电离气体区域，也SNR。考虑到恒星星族和弥漫电离气体背景，这是非常重要的NGC 3344，我们已经选择了129 SNR候选人的四个标准的基础上的地区的发射线通量比[S II]/H $α$ $\ge$ 0.4。测量了[O II] $λ$ 3727，H $α$，[O III] $λλ$ 4959，5007，H $α$，[N II] $λλ$ 6548，6583和[S II] $λλ$ 6716，6731的发射谱线，研究了SNR候选物的电离气体性质。我们采用了自洽的光谱分析，基于Sabbadin图和BPT图，以确认在候选样品的电离机制的冲击加热的性质。通过这种分析，我们最终得到了42个确认的SNR，45个可能的SNR和42个不太可能的SNR。使用冲击模型，确认的SNR似乎有一个金属丰度范围之间的LMC和2 $\times$太阳。我们寻找已确认的SNR大小与其发射线比率，星系环境和银河系距离之间的相关性：我们看到SNR人口中金属丰度梯度的趋势，以及一些进化效应。
2019-06-24 astro-ph.GA
Gamma rays from molecular clouds illuminated by accumulated diffusive protons from supernova remnant W28
W28是与分子云相互作用的超新星遗迹原型之一。H.E.S.S.观测发现了四个TeV源，它们与W28周围的分子云（MC）相吻合，但费米LAT没有检测到其中两个的GeV对应物。本文建立了一个累积扩散模型，认为高能质子碰撞附近的MC是在SNR膨胀过程中从激波阵面逃逸的扩散质子的累积。我们拟合了四个源的γ能谱，自然地解释了东北源（源N）的GeV能谱突变和南部源A和C的GeV不显著的发射。发现A源和C源到信噪比中心的距离远大于N源和B源，这可能是前两个源产生微弱GeV γ射线的根本原因。
2010-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Comparative Study of TeV Gamma-Ray Sources with Various Objects
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术重点实验室）；School of Astronomy & Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
本文通过RAOC方法分析TeV伽马射线源与脉冲星风 nebulae、超新星残骸等天体的关联性，发现SNRs和PWNe与伽马射线源存在显著重叠，揭示了这些天体在TeV伽马射线发射中的重要作用。
2026-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Systematic Study of the dust of Galactic Supernova Remnants I. The Distance and the Extinction
综合超新星遗迹视线内恒星的光度、光谱和天体测量信息，研究了32个银河系超新星遗迹的距离和位置。恒星大气参数来自SDSS $-$ DR 14 $/$ APOGEE和LAMOST $-$ DR 5 $/$ LEGUE光谱巡天。从光学到红外的多波段光度测量是从{ \it Gaia}、APASS、Pan-STARRS 1、2 MASS和{ \it WISE}巡天收集的。通过校准的单个恒星的{ \it Gaia}距离，从它们产生的消光和与分子云的关联中很好地确定了32个SNR中的15个的距离。推导了3种信噪比下的距离上限。计算了32个信噪比的色余比$E(g_{\rm P1}-λ) / E(g_{\rm P1}-r_{\rm P1})$，并用简单的尘埃模型拟合了色余比随波段的变化。推断的尘埃颗粒尺寸分布分叉：虽然石墨颗粒具有与平均ISM尘埃相当的尺寸，但硅酸盐颗粒通常较大。在此过程中，从130万颗恒星样本中导出了银河系从光学到近红外的平均消光定律，并发现与$R_{\rm V}=3.15$的CCM 89定律一致。
2020-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Study of the Supernova Remnant Population in the Large Magellanic Cloud with eROSITA
本研究利用eROSITA全天巡天数据对LMC超新星遗迹进行多波段分析，确认1个候选体并发现16个新延展源，其中3个确认为新超新星遗迹，13个为新候选体，并首次分析XMM-Newton后续观测及外围候选体。
2024-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the existence of "radio thermally active" Galactic supernova remnants
在本文中，我们调查的可能性显着生产的热韧致辐射在无线电连续频率，可能与一些银河系超新星遗迹（SNRs）。本次调查的主要目标是信噪比在高密度环境中的扩展。有几个指标的无线电热韧致辐射从信噪比，如在较高的频率和热吸收在较低的频率固有的信噪比平坦。在这项工作中，我们讨论了无线电连续特性的3个信噪比，是最好的候选人来测试我们的假设显着的热发射。在SNR IC 443和3C 391的情况下，先前已经检测到热吸收。对于IC 443，根据我们的模型拟合，1 GHz下的热发射贡献为3- 57%。这与从热吸收特性获得的估计值（1GHz时为10-40%）相似。在3C 391的情况下，结论并不那么清楚。从我们的模型拟合的结果（在1 GHz的10-25%的热发射贡献）和从低频吸收（在1 GHz的0.15-7%的热贡献）获得的结果不重叠。对于SNR 3C 396，我们认为，如果先前检测到的热吸收可能是SNR固有的，那么热发射（根据我们的模型拟合，在1 GHz时<47%）可能足够显著，可以在高频下形成无线电连续谱。这些SNR的偏振观测可以约束热分量的强度。需要在低频率（<100 MHz）进行可靠的观测，以及在高射频（>1 GHz）获得更多的数据，以便就“无线电热活性”信噪比的存在作出更有力的结论。
2012-07-07 astro-ph.GA
Two shell- and wing-shaped supernova remnants. Investigating the molecular environments around VRO 42.05.01 and G 350.0-2.0
本文通过CO观测对比了VRO 42.05.01和G 350.0-2.0的分子环境，发现尽管两者在射电形态和光谱上相似，但分子气体特征差异显著，从而得出其壳状和翼状形态并非由与相似分子星际介质相互作用所致的结论。
2024-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of an old supernova remnant candidate through carbon monoxide line emission
本研究通过CO谱线观测发现膨胀分子壳层G16.11-0.51，判定其为年老超新星遗迹候选体，证实可通过CO谱线发射搜寻难以探测的年老超新星遗迹。
2024-03-06 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
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
Measurement of the core-collapse progenitor mass distribution of the Small Magellanic Cloud
核心坍缩（CC）超新星（SNe）的物理学以及爆炸如何依赖于祖先的属性是天文学的核心问题。只有少数SNe的祖先恒星在爆炸前的图像中被识别出来。超新星遗迹（SNRs）是在原始SN事件之后很久才被观测到的，它为增加祖先测量的数量提供了一个独特的机会。本文利用Harris & Zaritsky（2004）的恒星形成史（SFH）图，系统地研究了小麦哲伦云（SMC）中23个已知SNRs附近的恒星星族。我们结合的SNR金属丰度和环境的限制，从X射线和光学观测的结果。我们发现，22个SNRs在SMC有本地SFH和性能一致的CC爆炸，其中几个很可能是高质量的祖先。这一结果支持了最近的理论发现，即高质量的祖细胞可以产生成功的爆炸。我们估计了CC祖细胞的质量分布，发现这个分布类似于Salpeter IMF（在不确定性范围内），而这个结果比Jennings et al.（2014）和D 'ıaz-Rodr' ıguez et al.（2018）使用类似方法在M31和M33中发现的质量分布要浅。此外，我们发现，一些SMC SNRs表现出爆发的恒星形成之间的50-200万年前。由于这些来源可能是CC，这个签名可能是大质量的恒星经历延迟CC作为一个结果的二元互动，快速旋转，或低金属丰度。此外，SMC中缺乏Ia型信噪比可能是由于这些源的可见时间短，因为它们可能低于当前无线电观测的灵敏度极限。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The radio surface brightness to diameter relation for galactic supernova remnants: sample selection and robust analysis with various fitting offsets
在本文中，我们提出了新的经验射电表面亮度直径（X-D）的关系超新星遗迹（SNRs）在我们的银河系。我们还提出了新的理论推导的基础上均分或宇宙射线和磁场能量之间的常数比的D-D关系。一个新的校准样本的60个银河SNR独立确定的距离创建。而不是（标准）垂直回归，在以前的论文中使用，不同的拟合程序适用于校准样本的log- log D平面。非标准回归用于满足从拟合D-D和D-E关系获得的参数值在估计的不确定度内应是不变的要求。由于在D和D中存在大的散射，我们在D-D和D-D之间施加对称性。采用四种对称处理λ和D的拟合方法，对标定样品得到不同的λ- D斜率β。蒙特卡罗模拟证实，经验的λ- D关系的斜率应该通过使用正交回归来确定，因为它对具有严重分散的数据集具有良好的性能。此处得出的斜率（β = 4.8）比先前研究得出的斜率显著更陡。这个新的斜率更接近更新的理论预测的表面亮度直径斜率的无线电范围内的Sedov阶段。我们还分析了在分子云稠密环境中信噪比和在低密度星际介质中信噪比演化的经验关系。应用新的经验关系来估计银河系信噪比的距离，结果是距离尺度发生了巨大的变化。
2012-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Laboratory Modeling of Supernova Remnants Collisions: Implications for Triggered Star Formation
CEA, DAM, DIF（法国原子能及替代能源委员会，达姆实验室，核物理与化学研究所）
本研究通过实验室模拟和数值模拟探讨超新星残骸碰撞对触发恒星形成的影响，提出改进的实验设置并揭示密集环境中碰撞促进恒星形成的作用机制。
2026-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Negative and Positive Feedback from a Supernova Remnant with SHREC: A detailed Study of the Shocked Gas in IC443
超新星遗迹（SNRs）对星系的恒星形成和演化起着重要的调节作用.当它们膨胀到星际介质（ISM）中时，它们传递了大量的能量和动量，这些能量和动量取代、压缩和加热了周围的物质。尽管在星系演化模型方面做了大量的工作，但分子ISM在多大程度上受到SNRs相互作用的影响仍有待观测验证。我们利用ESO-ARO公共光谱巡天SHREC的第一批结果，研究了SNR IC 443与邻近分子团簇G之间的激波相互作用。我们使用SHREC获得的高灵敏度SiO（2-1）和H $^{13}$ CO $^+$（1-0）图，以及Yebes天文台40米望远镜获得的SiO（1-0）观测数据。我们发现，大部分的SiO发射是由IC 443和G团之间的激波相互作用引起的。冲击气体显示出良好的有序运动学结构，与速度蓝移相对于SNR的中心速度，类似于观察到的其他SNR云相互作用网站。激波压缩使分子气体密度n（H $_2$）提高到$>$ 10 $^5$ cm $^{-3}$，比周围气体密度高10倍以上，与点燃恒星形成所需的数值相似。最后，我们估计高达50%的由IC 443注入的动量被转移到相互作用的分子材料。因此，分子ISM可能代表了一个重要的动量载体在网站的SNR云的相互作用。
2022-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
