Search for the time evolution of the synchrotron X-ray spectrum of the youngest Galactic supernova remnant G1.9+0.3 using Suzaku
G1.9+0.3是已知最年轻的银河系超新星遗迹（SNR），主要由X射线同步辐射。同步辐射X射线是研究年轻信噪比中电子加速的有效工具。年轻的SNRs的X射线谱为我们提供了SNRs演化早期粒子加速的信息。在这项工作中，我们调查的时间演变的滚降频率的同步辐射光谱从SNR G1.9+0.3使用朱雀。在这项分析中，我们使用了X射线成像光谱仪的~101 ks（2011）和~92 ks（2015）观测结果。我们发现，有没有显着差异的光谱参数和解释我们的结果。
2017-12-25 astro-ph.HE
Suzaku observation and distance of supernova remnant G332.5-5.6
我们分析了超新星遗迹G332.5-5.6中心区域的朱雀XIS数据。X射线数据很好地描述了一个单一的非平衡电离热模型，{ \tt vnei}，吸收氢柱密度为1.4 $^{+0.4}_{-0.1}$ $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$。等离子体的特征是电子温度为0.49 $^{+0.08}_{-0.06}$ keV，具有太阳下O（0.58 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）和Fe（0.72 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）的丰度，以及略微过剩的Mg（1.23 $^{+0.14}_{-0.14}$太阳值）。中心X射线辐射可能是G332.5-5.6内部残留云的投影效应或蒸发所致。我们估计的距离为3.0 $\pm$ 0.8 kpc的G332.5-5.6的基础上的间距距离的关系。G332.5-5.6的年龄为7 - 9 kyr。
2015-07-16 astro-ph.HE
Ejecta detection in the middle-aged Galactic supernova remnant G296.1-0.5 observed with Suzaku
本文报道了利用朱雀星上的X射线成像光谱仪对银河系中龄超新星遗迹G296.1-0.5中的喷出物进行探测的结果。三个瓣，北，东南和西南和瓣间区域的光谱，包括软（0.3-2.0 keV）的非平衡电离等离子体的起源。在北部、东南部和叶间地区，热辐射可用单分量模型表示，在西南部地区可用双分量非平衡电离（VNEI）模型表示。研究区的光谱有N、O、Ne、Mg和Si元素谱线。在这项工作中首次显示了从这个残基的硅发射。得到的Ne，Mg和Si元素的丰度增强显示在所有区域的喷出物的贡献。假设该残骸为Sedov相，在d=3 kpc的距离下，我们得到了环境密度n 0 ~ 0.45cm-3，年龄t ~ 2.8 × 104 yr，激波速度Vs ~ 320 km/s，激波温度Ts ~ 1.2 × 106 K，上扫质量Msw ~ 340 M。
2011-09-19 astro-ph.HE
X-Ray Observations of the Supernova Remnant W28 with Suzaku --- I. Spectral Study of the Recombining Plasma
我们提出了朱雀的混合形态超新星遗迹W28的结果。W28中心区域的X射线谱显示出许多来自高电离原子的明亮发射线。在Si Lyman $α$能区和2.4- 5.0 keV能量区，光学薄的热等离子体在碰撞电离平衡下，无论是单温还是多温，都不能再现线状和凸点状的数据。这些凸起可能对应于类氦硅和硫的辐射复合连续谱。一个简单的重组等离子体模型很好地拟合了凸点结构，但未能拟合低能带。整体光谱可以与具有共同电子温度的多电离温度等离子体拟合。多电离温度被解释为电离和复合时标的元素差异。这些结果更倾向于稀疏方案的起源重组血浆。
2012-02-14 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Diffuse X-Ray Emission from the Open Cluster Westerlund 2: a Hypernova Remnant?
我们分析了朱雀观测的年轻疏散星团Westerlund 2，它充满了弥漫的X射线发射。我们发现，发射由三个热分量或两个热和一个非热分量。非热分量的能流上限小于用H.E.S. S观测到的TeV带的能流上限。这可能表明活跃的粒子加速在这个集群中已经停止，并且加速的电子已经冷却。用H.E.S.S.很可能来自高能质子，与电子相比，质子很难冷却。弥漫的X射线气体中的金属丰度可能表明过去有一颗大质量恒星爆炸过。
2009-07-27 astro-ph.HE
Suzaku study of centrally brightened supernova remnant G272.2-3.2
本文介绍了银河系超新星遗迹G272.2-3.2的朱雀观测结果。G272.2-3.2的光谱与单温变丰度非平衡电离（VNEI）模型拟合良好，电子温度kTe \sim 0.77 keV，电离时标τ \sim 6.5 \times 10^10 cm-3 s，吸收柱密度NH \sim 1.1 \times 10^22 cm-2。我们已经检测到增强的丰度的Si，S，Ca，Fe和Ni的中心区域，表明X射线发射的喷出物的起源。我们估计电子密度ne为\sim 0.48 f^1/2 cm-3，年龄\sim 4300 f^1/2 yr，X射线总质量Mx = 475 f^1/2 M（取距离d=10 kpc）。为了了解残骸中心峰值X射线发射的起源，我们研究了电子温度和表面亮度的径向变化。中心区域的相对丰度表明G272.2-3.2是Ia型超新星爆炸的结果。
2012-01-16 astro-ph.HE
Plasma diagnostics of supernova remnant 3C 400.2 by Suzaku observations
本研究通过Suzaku观测对超新星遗迹3C 400.2进行等离子体诊断，同时拟合SNR与背景能谱，发现其辐射源于星际介质的碰撞电离平衡等离子体和抛射物的电离等离子体，而非先前认为的复合等离子体，并发现附近可能具有红移Fe线的河外X射线源Suzaku J1937.4+1718。
2024-08-28 astro-ph.HE
Suzaku study on the Ejecta of the Supernova Remnant G272.2$-$3.2
我们报告重新分析朱雀观测银河系超新星遗迹（SNR），G272.2 $-$ 3.2，其中以前的研究是有限的低于3千电子伏。通过仔细的数据处理和背景扣除，我们发现了Ar，Ca和Fe的K壳层线高于3 keV。G272.2 $-$ 3.2的X射线光谱由两个部分组成，低温碰撞电离平衡（CIE）等离子体（$kT_{\rm e} \sim 0.2$ keV）和高温非平衡电离（NEI）等离子体（$kT_{\rm e} = 0.6$ - $3$ keV）。CIE等离子体在整个区域都有太阳的丰度，因此它可能起源于星际介质。另一方面，NEI等离子体的丰度向内部区域增加，这表明喷出物的起源。Fe K壳层发射的线中心能量（$\sim 6.4$ keV）表明，喷出物最近被反向冲击加热，这是Ia型SNRs的一个共同特征。
2015-10-18 astro-ph.HE
A Systematic Study of the Thermal and Nonthermal Emission in the Supernova Remnant RCW 86 with Suzaku
超新星遗迹（SNRs）中激波的扩散激波加速被广泛认为是银河系宇宙射线的主要来源。然而，目前还不清楚是什么决定了加速粒子的最大能量。周围环境可能是关键参数之一。SNR RCW 86示出了具有不同空间形态的热和非热X射线发射。这些辐射分别来源于激波加热的等离子体和加速的电子，它们的强度反映了它们的密度分布。因此，残余物提供了一个合适的实验室来测试加速效率和环境之间可能的关联。在本文中，我们提出的结果，空间分辨光谱的整个残余与朱雀。的空间分辨光谱很好地再现与同步辐射和两个组件的光学薄的热等离子体，对应于冲击星际介质（ISM）的kT为0.3-0.6 keV和Fe为主的喷出物的幂律的组合。研究发现，非热分量的光子指数随着受冲击ISM的发射测度的减小而减小，而冲击速度一直保持在较高的水平。这一结果意味着，在RCW 86中的加速电子的最大能量在低密度和较高冲击速度区域中较高。
2016-12-05 astro-ph.HE
Fe-rich ejecta in the supernova remnant G352.7-0.1 with Suzaku
在这项工作中，我们提出了一个$\sim$ 201.6 ks的观测G352.7 $-$ 0.1使用的X射线成像光谱仪的{ \it朱雀} X射线天文台。来自残骸的X射线发射由具有可变丰度的非平衡电离的双温度热模型很好地描述，柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。软组分的特征在于电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.6 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 3.4 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s，以及增强的Si、S、Ar和Ca丰度。硬组分具有$kT_{\rm e}$ $\sim$ 4.3 keV、$τ$ $\sim$ 8.8 $\times$ 10 $^{9}$ cm $^{-3}$ s和增强的Fe丰度。Si，S，Ar，Ca和Fe的元素丰度被发现显着高于太阳值，确认喷出物的存在。我们检测到强烈的铁K壳层发射，并确定其来源是喷出物的第一次。铁喷出物的检测与较低的电离时间尺度有利于Ia型起源为这个残余。
2014-06-13 astro-ph.HE
Suzaku Analysis of the Supernova Remnant G306.3-0.9 and the Gamma-ray View of Its Neighborhood
我们提出了一个调查的超新星遗迹（SNR）G306.3 $-$ 0.9使用档案多波长数据。Suzaku光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：软组件是在电离平衡，并有一个温度$\sim$ 0.59 keV，而硬组件的温度$\sim$ 3.2 keV和电离时间尺度$\sim$ $2.6\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s。我们清楚地检测到铁K壳线能量为$\sim$ 6.5千电子伏从这个残余。Si、S、Ar、Ca和Fe的过量丰度证实了X射线发射具有喷出物起源。Fe-K线的质心能量支持G306.3 $-$ 0.9是Ia型超新星（SN）的遗迹，而不是核塌缩SN。利用近6年的费米数据，分析了G306.3 $-$ 0.9及其周围的GeV γ射线辐射。我们报告了G306.3 $-$ 0.9的未探测和在G306.3 $-$ 0.9西南部探测到一个新的扩展伽马射线源，其意义为$\sim$ 13 $σ$。我们讨论了几种情况下，这些结果的帮助下，从其他波段的数据，以了解信噪比及其邻域。
2016-12-31 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Supernova Remnant N23 in the Large Magellanic Cloud
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）研究了大麦云（LMC）中超新星遗迹N23的X射线辐射。由于XIS在软X射线波段的卓越能量分辨率，我们以前所未有的高质量解析了N23的类氢和类氦氧Kα发射线，并因此确定了一种新的光学薄热发射元件，其温度约为0.2 keV，以及先前已知的温度约为0.5-0.7 keV。这将电离时标净的估计值从~10^{10-11} cm^-3 s改变为>~10^{12} cm^{-3}s。在假设N23仍处于Sedov相的情况下，根据新发现的低温成分估计其年龄约为8000年，尽管N23可能已经进入辐射相。发现重元素的丰度与LMC的平均值大致一致，这表明N23的X射线发射的起源是扫起的环境材料，正如其电离时间尺度所预期的那样。
2010-07-26 astro-ph.HE
A deep X-ray observation of supernova remnant G304.6+0.1 (Kes 17) with Suzaku
本文介绍了利用朱雀号卫星上的X射线成像光谱仪对G304.6 + 0.1进行的99.6ks深度观测的结果。X射线谱数据与由碰撞电离平衡中的热分量和非热分量组成的等离子体模型拟合良好。热辐射符合VMEKAL模型，电子温度为$kT_{\rm e}\sim 0.75$ keV，$N_{\rm H}\sim 3.9\times10^{22}$ $\rm cm^{-2}$吸收柱密度高，太阳丰度接近或低于太阳丰度，表明G304.6 + 0.1的X射线发射等离子体主要由上扫环境介质控制。非热分量与光子指数为$Γ\sim 1.4$的幂律模型拟合良好。在d=10 kpc处，我们发现了一个相对高的电子密度$n_{\rm e}\sim 2.3f^{-1/2}$ cm $^{-3}$，年龄$t$ $\sim 1.4\times10^4f^{1/2}$ yr，和X射线发射质量$M_{\rm x}\sim 380f^{1/2}$ {M \sun }。利用形态学和光谱X射线数据，我们确认该遗迹是混合形态超新星遗迹的一个新成员。
2012-03-16 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Non-thermal Supernova Remnant HESS J1731-347
本文详细分析了超新星遗迹HESS J1731 \it 347的西北部和南部的非热X射线辐射。观测所覆盖的外壳部分发射出硬的、无谱线的X射线。该光谱可以用一个简单的吸收幂律模型来再现，其光子指数$Γ$为1.8-2.7，吸收柱密度$N_{\rm H}$为（1.0-2.1）$\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。这些数量在不同地区之间变化很大; SNR的西北部具有最硬和最吸收的光谱。X射线壳的西部比西北部和南部的曲率小。进行了X射线形态与甚高能（VHE）伽马射线和放射性图像的比较。讨论了壳层各部分的电子加速效率和发射机制。搜索SNR的热X射线发射，但无法检测到显著水平。
2012-07-17 astro-ph.HE
Search for Sc-K line emission from RX J0852.0--4622 Supernova remnant with Suzaku
我们使用朱雀XIS数据从超新星遗迹RX J0852.0-4622的西北边缘寻找4keV左右的线发射证据。有几篇论文报道了在这个天空区域探测到4.1keV左右的发射线。这条谱线是由Sc的K带荧光产生的，Sc是44 Ti的直接衰变产物。我们进行了光谱分析的整个部分西北边缘的残余在XIS的视野，以及各个地区对应的地区发表声明的线发射。我们在4.1 keV附近没有发现任何线发射，因此能够对X射线通量设定一个严格的上限：整个场的X射线通量为1.1 × 10 ^-6 s^-1 cm^-2。对于每个区域，我们的通量上限低于先前声称的检测。因此，我们得出结论，到目前为止，在RX J0852.0-4622的西北边缘没有检测到来自Sc-K发射的明确X射线线特征。我们的负检测支持最近的说法，即RX J 0852 -4622既不年轻（1700- 4000年），也不接近（~750 pc）。
2009-06-01 astro-ph.HE
Discovery of Strong Radiative Recombination Continua from The Supernova Remnant IC 443 with Suzaku
我们介绍了银河系中年超新星遗迹（SNR）IC 443的朱雀光谱研究。在1.75-6.0 keV波段的X射线谱由具有0.6 keV的电子温度的光学薄的热等离子体和几个附加的莱曼线描述。我们稳健地检测到，第一次，强辐射复合连续（RRC）的H-样硅和S在2.7和3.5千电子伏左右。由RRC与He类K-α线的强度比确定的Si和S的电离温度分别为1.0 keV和1.2 keV。因此，我们找到了一个极端过度电离（重组）等离子体的有力证据。作为过电离的起源，在以前的工作中所争论的热传导方案在我们的新结果中并不受欢迎。我们建议，高度电离的气体是在SNR演化的初始阶段，在密集的区域周围的一个巨大的祖，和低电子温度是由于快速冷却的绝热膨胀。
2009-09-21 astro-ph.HE
A Suzaku Study of Ejecta Structure and Origin of Hard X-ray Emission in the Supernova Remnant G156.2+5.7
本文报道了基于朱雀星六次定点观测的银河系超新星遗迹G156.2+5.7的X射线研究。遗迹的大范围（直径为100 $\arcmin$）使我们能够从表观中心研究其西北和东部方向的放射状结构。X射线谱与代表扫掠星际介质（ISM）和富金属喷出物的双组分非平衡电离模型拟合良好。我们发现突出的Si，S和Fe从喷出物组分的中心浓度; O，Ne和Mg的轻元素分布更均匀。ISM分量的温度表明这是一个慢震（610-960 km/s $^{-1}$），因此残余物的年龄估计为7，000 - 15，000年，假设其距离为$\sim$ 1.1 kpc。G156.2+5.7也被认为会发出坚硬的非热X射线，尽管它比任何其他这样的遗迹都要古老得多。针对最近发现的背景星系团（2XMM J045637.2+522411），我们仔细排除了它的贡献，并重新检查了硬X射线发射的起源。我们发现，残留的硬X射线发射与宇宙X射线背景的预期水平一致。因此，从G156.2+5.7中未获得非热发射的可靠证据。这些结果与演进的SNR的图片是一致的。
2012-05-18 astro-ph.HE
Detection of the neutral iron line from the supernova remnant W49B with Suzaku
利用朱雀卫星在超新星遗迹W49B西北区域显著探测到6.4 keV中性铁线及8-9 keV过量发射，并探讨其与高能粒子同冷物质相互作用的可能起源。
2024-01-16 astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
A Suzaku X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant Kes 69 and searching for its gamma-ray counterpart
Kes 69是一个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR），已知与东北和东南地区1720 MHz羟基（OH）脉泽发射观测的分子云相互作用。我们利用$\sim$ 67 ks朱雀卫星对Kes 69进行了观测研究。整个SNR的X射线能谱符合非平衡电离模型，电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 2.5 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 4.1 $\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s，吸收柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.1 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$ .我们在光谱中清楚地检测到$\sim$ 6.5 keV处的Fe-K $α$线。等离子体显示镁，硅，硫和铁的丰度略有增加，表明等离子体很可能是喷出物的起源。我们发现没有显着的特点，在此SNR的重组等离子体。为了表征X射线光谱参数的径向变化，我们还分析了残留物中的环形区域。我们研究了Kes 69的爆炸成因，并倾向于核心塌陷成因。此外，我们报告缺乏显着的伽马射线发射从Kes 69，在分析了GeV的伽马射线数据采取了约9年的大面积望远镜上费米。最后，我们讨论了其他相互作用的MM SNR的背景下，Kes 69的属性。
2018-08-30 astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G32.8-0.1 with Suzaku
我们提出了第一个专门的X射线研究超新星遗迹（SNR）G32.8-0.1（Kes 78）与朱雀。首次探测到整个SNR壳层的X射线发射。X射线形貌与射电壳层的辐射有很好的相关性，而与SNR场中的分子云有反相关性。X射线光谱不仅显示了非平衡电离状态下的常规低温（kT ~ 0.6 keV）热发射，而且还显示了电离时间尺度非常低（~ 2.7e9 cm^{-3}s）的非常高的温度（kT ~ 3.4 keV）分量，或光子指数γ ~2.3的硬非热分量。低温等离子体的平均密度相当低，约为10^{-3}-10 ^{-2} cm^{-3}，这意味着该SNR正在扩展到低密度腔中。我们讨论了SNR的X射线发射，也用H.E.S.S.检测到TeV，以及对残余物和其他伽马射线发射SNR（如W28和RCW 86）的多波长研究。分析的时变源，2XMM J185114.3-000004，发现在北部的SNR，也是第一次报告。快速的时间变化和大量吸收的硬X射线光谱表明，这个源可能是一个新的超巨星快速X射线瞬变。
2016-01-12 astro-ph.HE
Suzaku View of the Supernova Remnant RCW 86: X-Ray Studies of Newly-Discovered Fe-Rich Ejecta
我们报告的超新星遗迹（SNR）RCW 86与朱雀观测的成像和光谱分析的结果。SNR是已知的表现出K壳层发射的低电离铁，可能来自超新星喷出物。我们首次揭示了整个残骸中富铁等离子体的全球分布;从西部、北部和南部地区，除了西南部和东北部的X射线更亮的外壳外，还清楚地检测到了铁-钾发射，在那里已经报道了富铁喷出物的存在。每个区域的光谱很好地代表了由低温和高温热等离子体和非热发射的三个组件的模型。较低温度的成分，与太阳值附近的元素丰度，可能源于向前冲击的星际介质，而富铁的喷出物被描述为较热的等离子体。根据西部地区正、反向冲击波的形态，估算出典型爆炸能量约为1 × 10^{51}尔格时，喷出物的总质量为1- 2兆太阳。来自整个SNR的Fe-K发射的积分通量大致对应于约1M_sun的总Fe质量。这两个估计都表明这个SNR的Ia型超新星起源。我们还发现了可能的证据，铁丰富的团块位于超出了前向冲击波前在北部边缘，这让人想起在第谷和船帆座SNRs观察到的喷出物结。
2012-02-08 astro-ph.HE
A Systematic Study of Evolved Supernova Remnants in the Large and Small Magellanic Clouds with Suzaku
输入原点（即，超新星遗迹（SNRs）的Ia型（或核心坍缩）对于确定星系中超新星（SN）爆炸的速率至关重要，这是了解其近期化学演化的关键。然而，在所谓的Sedov阶段的演变SNR占主导地位的扫上星际介质（ISM），使其难以确定其喷出物的成分，从而SN类型。在这里，我们提出了一个系统的X射线研究九个演变的SNRs麦哲伦云，DEM L238，DEM L249，0534-69.9，0548-70.4，B 0532 -71.0，B 0532 -67.5，0103-72.6，0049-73.6，和0104-72.3，使用朱雀卫星的档案数据。尽管由于角分辨率有限，朱雀号无法在空间上分辨上扫ISM的SN喷出物，但其出色的能量分辨率使软X射线波段的发射线能够清晰分离。这导致了这样的发现，即演化（~10^4年）的信噪比的“空间积分”光谱仍然是由喷出物在1千电子伏左右的能量下的发射产生的。Fe/Ne的质量比，主要是从分辨良好的Fe L-壳层和Ne K-壳层线确定的，清楚地将观测到的SNR分为Ia型和核心塌陷组，证实了钱德拉观测利用其极高的角分辨率进行的一些先前的分类。这表明，空间积分的旧SNRs的X射线光谱也可以用来区分其祖先的类型，这将有助于未来的系统研究与ASTRO-H和超越河外SNRs。
2015-11-29 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in the Supernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources in the Proximity
本文研究了超新星遗迹W51 C中的Fe K壳层线及其附近的硬X射线源。我们分别在6.40 keV和6.68 keV下测量了Fe I K $α$和Fe XXV He $α$谱线的强度，发现6.68 keV谱线的强度与先前研究预期的背景水平一致，而6.40 keV谱线的强度在2.0 $σ$的显著性水平上更高。考虑到γ射线发射和高电离率点的存在，我们得出结论，增强的6.40 keV线最有可能起源于低能宇宙射线和分子云之间的相互作用。此外，我们发现了一个增强的6.68 keV线发射从紧凑的H II区G49.0-0.3在3.4 $σ$的显着水平。光谱分析表明，6.68 keV谱线的热等离子体的温度和丰度分别为$kT = 3.0^{+0.8}_{-0.7}$ keV和$Z = 0.5 \pm 0.2$太阳能。这些值解释了由O型星的恒星风产生的热等离子体。
2022-03-07 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 astro-ph.HE
Suzaku spectra of a Type II Supernova Remnant Kes 79
本文报道了朱雀星对超新星遗迹Kes 79（G33.6+0.1）的观测结果。X射线光谱最适合两个温度模型：非平衡电离（NEI）等离子体和碰撞电离平衡（CIE）等离子体。NEI等离子体在空间上被限制在kT~0.8 keV的内射电壳层内，而CIE等离子体被发现在与kT~0.2 keV和太阳丰度的外射电壳层相关的空间扩展区域中。因此，NEI等离子体是由SN喷出物引起的，CIE等离子体是前向冲击的星际介质。在NEI等离子体中，我们首次发现了Al、Ar和Ca的K壳层线。喷出物的丰度模式和估计质量与一个~30-40太阳质量的祖星的核心坍缩超新星爆炸是一致的。中心能量为~6.4 keV的Fe线也被发现在SNR的东南（SE）部分，密集的分子云周围的一个紧密的外围区域。一种可能性是，这条线与喷出物有关。然而，~6.4 keV的质心能量和SE周边附近增强的空间分布不利于这种情况。由于~6.4 keV的发射区与分子云相吻合，我们提出了另一种可能性，即Fe线是由于局部加速质子（LECRp）与周围分子云相互作用而使中性Fe的K壳层电离。这两种可能性，加热喷出物或LECRp的起源，讨论了观测事实的基础上。
2015-12-14 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of Fe K-Shell Line from the O-Rich SNR G292.0+1.8
我们报告了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的朱雀/XIS结果，G292.0+1.8是核心坍缩超新星的遗迹。G292.0+1.8的X射线谱由两种类型的等离子体组成，一种是处于碰撞电离平衡（CIE），另一种是处于非平衡电离（NEI）。CIE等离子体具有接近太阳的丰度，因此可能起源于星周和星际介质。NEI等离子体具有超太阳的丰度，丰度模式表明等离子体起源于主序为30-35 Msolar的超新星喷出物。在NEI等离子体中首次探测到能量为6.6keV的铁K壳层线。
2014-02-07 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
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Great Annihilator and the Surrounding Diffuse Emissions
我们报告了朱雀观测的1 E 1740.7-2942，一个黑洞候选者称为“大湮灭者”（GA）。朱雀的高质量的光谱提供了最严格的约束的遗传算法的参数。在6.4keV的FeI K α和2.45keV的SXV K α的线像中，在GA周围发现了两个团簇结构。一个名为M359.23-0.04的团簇显示出6.4 keV的谱线，等效宽度约为1.2 keV，在射电CS（J=1-0）图中与分子云有关。因此，来自M359.23-0.04的6.4 keV谱线可能是由于外部X射线源照射的X射线荧光。辐射的X射线可能是人马座A* 过去的耀斑，也可能是附近明亮的源GA。另一个名为G359.12-0.05的星团与射电超新星遗迹候选者G359.07-0.02有关。因此，我们认为G359.12-0.05是G359.07-0.02的X射线对应物。G359.12-0.05具有温度为kT ~ 0.9 keV的薄热等离子体光谱。G359.12-0.05的等离子体参数与银河系中心区域单个超新星遗迹的参数一致。
2010-05-01 astro-ph.HE
Recombining Plasma & Gamma-ray Emission in the Mixed-morphology Supernova Remnant 3C 400.2
3C 400.2属于混合形态超新星遗迹类，显示出中心填充的X射线和壳状射电形态。我们提出了一个研究3C 400.2与档案朱雀和费米-LAT观测。我们发现东北和东南地区的朱雀光谱中的重组等离子体（RP）。这些区域的光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：硬组件是在RP，而软组件是在碰撞电离平衡（CIE）条件。RP具有增强的丰度，表明X射线发射具有喷出物来源，而CIE具有与星际物质相关的太阳丰度。西北和西南地区的X射线光谱最适合由两个组件的热等离子体模型：电离和CIE等离子体。我们在$\sim$ 5 $σ$的能级上探测到了3C 400.2的GeV γ射线辐射，假设源模型为点源，具有幂律（PL）型谱。我们还发现了一个新的GeV源的水平$\sim$ 13 $σ$假设一个高斯扩展模型与PL型光谱的SNR附近。我们报告了3C 400.2和新的扩展γ射线源的分析结果，并在现有NANTEN CO数据、DRAO HI数据和朱雀X射线分析结果的背景下讨论了3C 400.2的γ射线发射性质。
2017-06-09 astro-ph.HE
Discovery of recombining plasma inside the extended gamma-ray supernova remnant HB9
介绍了朱雀X射线成像光谱仪对混合形态超新星遗迹HB9（G160.9+2.6）的观测结果。我们在西朱雀观测区发现了复合等离子体，其光谱可以用一个含有碰撞电离平衡（CIE）和复合等离子体成分的模型很好地描述。另一方面，来自朱雀观测区东部的X射线光谱是最好的再现CIE和非平衡电离模型。我们讨论了可能的方案来解释的RP排放的观测性质的基础上的起源，并得出结论，稀疏的情况下是一个可能的解释RP的存在。此外，使用$\sim$ 10年的数据从费米大面积望远镜（LAT）的能量范围内的0.2 $-$ 300 GeV的伽马射线发射形态和光谱进行了研究。HB9的γ射线形态最好用射电连续辐射的空间模板来描述。光谱与对数抛物线函数拟合良好，发现其检测显著性为$\sim$ 25 $σ$。此外，还探测到一个新的伽马射线点源，位于SNR壳东南区域的外部，其显著性为$\sim$ 6 $σ$。我们还调查了档案HI和CO数据，并检测到一个膨胀的外壳结构的速度范围内的$-10.5$和$+1.8$公里秒$^{-1}$，这是符合区域的伽马射线增强的南部边缘的HB 9壳。
2019-09-02 astro-ph.HE
Suzaku Spectroscopy of Vela Shrapnel B
本文介绍了利用朱雀卫星上的XIS对船帆座榴霰弹B的X射线观测。这个弹片是船帆座超新星遗迹的主爆炸波冲击波阵面之外突出的几个类似喷出物碎片的特征之一。弹片B的光谱是很好地代表了一个单一的温度薄的热等离子体在非平衡电离状态。O，Ne和Mg的元素丰度被发现是显着高于太阳的值，支持的弹片B起源于超新星喷出物。O、Ne和Mg相对于Fe的丰度在其太阳值以上增强，而Si相对于Fe的丰度在其太阳值。这一丰度模式与D型弹片相似，只是较轻元素的增加不那么显著，这表明B型弹片与星际介质的混合范围更广。ISM的贡献被认为在尾部区域更大，因为那里的某些元素的绝对丰度相对于弹片头部的绝对丰度被耗尽。
2009-02-20 astro-ph.HE
Gamma-ray emission from young supernova remnants: hadronic or leptonic?
关于年轻超新星遗迹的伽马射线发射的性质的争论仍然是开放的。将这种辐射归因于强子过程而不是轻子过程，将为质子和原子核的加速提供证据，这一事实将符合非常流行的（但未被证实的）范式，即超新星遗迹是银河系宇宙射线的来源。在这里，我们讨论这个问题，特别关注研究得最好的伽马射线明亮的超新星遗迹：RX~J1713.7-3946。
2015-02-02 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
Modeling supernova remnants: effects of diffusive cosmic-ray acceleration on the evolution, application to observations
我们提出了超新星遗迹演化的数值模型，使用新版本的流体动力学代码SUPREMNA。我们在程序中加入了宇宙线扩散方程，采用双流体近似。我们研究了不同宇宙线加速效率和扩散系数的模拟超新星遗迹的动力学。我们比较的数值模型与观测数据的第谷和SN 1006超新星遗迹。我们发现模型再现了观测到的爆炸波，接触不连续性和反向冲击波的两个遗迹的位置，从而使我们能够估计宇宙射线粒子的贡献到总压力和宇宙射线的能量损失在这些超新星遗迹。我们推导出在第谷超新星遗迹中由于宇宙射线逃逸而损失的能量约占动能通量的10-20%，在SN 1006中约占20-50%。
2011-05-30 astro-ph.HE
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
Possible Charge-Exchange X-Ray Emission in the Cygnus Loop Detected with Suzaku
对天鹅座圈超新星遗迹的X射线光谱测量表明，遗迹大部分边缘的金属丰度已经耗尽到太阳值的0.2倍。然而，最近的X射线研究显示，在沿着最外缘的一些狭窄区域，丰度异常“增强”（高达约1个太阳）。这些异常丰度的原因尚不清楚。在这里，我们检查X射线光谱的环形扇区覆盖几乎整个边缘的天鹅座圈使用朱雀（21点）和XMM牛顿（1点）。我们发现，在“增强”的丰度区域的光谱通常显示在约0.7千电子伏的强发射功能。这一特征可能是类He O K（γ + δ + γ）的复合物，尽管不能完全排除其他可能性。这种发射相对于类氦O Ka的强度似乎太高，不能解释为热发射。这一事实，以及异常丰度在最外缘的空间集中，使我们提出一个起源于中性粒子和类氢O之间的电荷交换过程。我们表明，电荷交换发射的存在下，可能会导致明显的“增强”金属丰度的推断，使用纯热发射模型。考虑到电荷交换排放，整个边缘的实际丰度可能都很低。总体丰度的枯竭仍然是一个悬而未决的问题。
2011-03-09 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the TeV-discovered supernova remnant HESS J1534-571
本研究利用XMM-Newton观测TeV超新星遗迹HESS J1534-571，未探测到X射线同步辐射，测得2-10 keV能段X射线流量上限，发现6.4 keV线辐射，为其γ射线辐射的强子起源提供了潜在证据。
2023-07-17 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
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
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
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 ray escape from supernova remnants
银河系的宇宙射线被认为是在超新星遗迹中通过扩散激波加速而被加速的。虽然这一机制对在激波处加速的粒子的光谱给出了相当可靠的预测，但最终注入星际介质的宇宙射线的光谱则更加不确定，并取决于粒子从激波逃逸过程的细节。了解这些逃逸粒子的光谱形状对于评估超新星遗迹范式对宇宙射线起源的有效性至关重要。此外，从超新星遗迹逃逸后，宇宙射线与周围的气体相互作用，在遗迹附近产生伽马射线。对这种辐射的探测可以作为超新星遗迹在过去确实加速了宇宙射线这一事实的间接证据。
2011-08-24 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
