Modeling the Shell of Cassiopeia A to find the TeV Gamma-ray Emission Region
我们将介绍基于射电、X射线和GeV-TeV伽马射线的超新星遗迹仙后座A壳层的多波长建模。我们的目标是借助对壳层不同区域X射线的光谱分析来估计TeV伽马射线的位置，因为钱德拉X射线观测的角分辨率远高于伽马射线测量。我们的分析表明，来自残骸不同区域的X射线通量水平是不同的。我们发现轻子模型不能同时解释GeV和TeV的数据。因此，我们调用强子模型作为一个额外的组件来解释GeV和TeV的数据。
2013-08-21 astro-ph.HE
Updated Proper Motion of the Neutron Star in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用二十余年钱德拉数据更新仙后座A中子星速度，两种方法测得日心速度275-436 km/s，排除高速，支持含踢动机制的模拟。
2025-01-21 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 Proper Motion of the Neutron Star in Cassiopeia A
钱德拉X射线天文台的高分辨率相机拍摄的图像被用来测量仙后座A中中子星在10年（1999-2009）基线内的自行。选择一个背景源和13个准静止的絮状物来配准两个图像。每个时期的特征之间的像素偏移使用四种不同的统计方法测量：高斯拟合，质心，互相关，和现金统计。在许多情况下，偏移测量在幅度和/或方向上相差多达1角秒，导致很大的不确定性。因此，对中子星运动的测量结果是东南方向390 +/- 400 km/s的边缘。这种运动是典型的年轻中子星的诞生速度，并且与基于中子星从光学喷出物的膨胀中心的偏移而推断的自行一致。
2013-07-12 astro-ph.HE
Origin of gamma-ray emission in the shell of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）壳层的非热X射线发射一直是一个有趣的研究课题，因为它提供了有关相对论电子及其在冲击波中加速机制的信息。钱德拉X射线天文台揭示了X射线中SNR的详细光谱和空间结构。对Cas A的钱德拉X射线数据的谱分析显示，壳层不同区域的通量水平不同，这可以归因于这些区域的不同磁场。此外，费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜观测到的GeV伽马射线发射表明，强子过程在Cas A中占主导地位，这是质子加速的明显特征。在本文中，我们的目的是解释GeV-TeV的伽玛射线数据的背景下，轻子和强子的情况。我们模拟了Cas A的多波长光谱。我们用同步辐射过程来解释观测到的来自壳层不同区域的非热X射线通量。这些结果估计的模型参数，然后用来解释TeV的γ射线发射光谱。我们还使用强子的情况下，同时解释GeV和TeV通量。我们表明，轻子模型不能单独解释GeV-TeV的数据。因此，我们需要一个强子模型来解释观测到的GeV-TeV通量。我们发现，虽然纯强子模型能够解释的GeV-TeV的数据，一个lepto-hadronic模型提供了最好的拟合数据。
2014-01-22 astro-ph.HE
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Measurements of the Particle Acceleration Properties at Inward Shocks in Cassiopeia A
我们提出了新的证据，明亮的非热X射线发射功能的内部仙后座A超新星遗迹（SNR）是由向内移动的冲击钱德拉和NuSTAR的基础上的观测。利用钱德拉在2000-2014年拍摄的监测数据确定了几个明亮的向内移动的细丝。这些向内移动的激波位置与NuSTAR观测到的硬X射线（15-40 keV）热点几乎一致。根据自行测量，估计横向速度在$\sim$ 2，100 - 3，800 km s $^{-1}$范围内，距离为3.4 kpc。在膨胀的喷出物框架中，激波速度达到$\sim$ 5，100 - 8，700 km s $^{-1}$，略高于前向激波的典型速度。此外，我们发现通量的变化（增加和减少）的时间尺度上的几年，在一些向内移动的冲击丝。快速变异性时间尺度与$B \sim$ 0.5-1 mG的放大磁场一致。向内运动激波的高速和低光子截止能量表明，对于我们在这项研究中考虑的几个简单物理配置，粒子扩散系数偏离玻姆制度（$k_0 = D_0/D_{\rm 0,Bohm} \sim$ 3-8）。在这些冲击的最大电子能量估计为$\sim$ 8-11 TeV，小于$\sim$ 15-34 TeV的值推断为向前冲击。仙后座A在动力学上太年轻了，它的反向激波在观测者框架中看起来是向内移动的。相反，我们认为向内移动的激波是前向激波在周围物质中遇到$\gtrsim$ 5-8密度跃变的结果。
2017-12-06 astro-ph.HE
The X-ray synchrotron rims in Cassiopeia A narrow with energy
本文利用新的盲源分离方法处理1 Ms Chandra观测数据，发现Cassiopeia A中前锋激波和反向激波处的X射线同步辐射细丝随能量变窄，且高能下阻尼效应更强。
2023-02-08 astro-ph.HE
Walking Through an Exploded Star: Rendering Supernova Remnant Cassiopeia A into Virtual Reality
美国宇航局和其他天体物理数据的仙后座A超新星遗迹已被渲染成三维虚拟现实（VR）和增强现实（AR）程序，这是第一次。超新星遗迹的这种数据驱动的体验允许观众走进大质量恒星爆炸的残余物，选择超新星遗迹的部分进行参与，并访问有关材料的描述性文本。该计划的基础是一个独特的3D模型，该模型是由NASA钱德拉X射线天文台，斯皮策太空望远镜和地面设施的数据组合而成的，具有340年历史的恒星爆炸遗迹。史密森天体物理天文台和布朗大学之间的合作使仙后座A上收集的3D天文数据能够在VR/AR计划中发挥作用，这是一项具有公共，教育和研究影响的数字技术创新。
2018-12-15 astro-ph.HE astro-ph.IM cs.HC
A Decline in the Nonthermal X-ray Emission from Cassiopeia A
我们提出了新的钱德拉ACIS-S3观测仙后座A，当结合早期的ACIS-S3观测，显示出一个稳定的约1.5-2%/年下降的证据之间的4.2-6.0 keV的X射线发射2000年和2010年。整个遗迹的曝光校正图像的计算通量显示，整个遗迹下降了17%，遗迹西部边缘区域的下降幅度略大（21%）。整个残骸、前向激波细丝和内部细丝的4.2-6.0 keV辐射的光谱拟合表明残骸的非热光谱幂律指数已经陡峭了约10%，内部细丝具有更陡峭的幂律指数。由于产生观测到的X射线同步辐射的TeV电子与电子分布函数的指数截止部分有关，我们将我们的结果与截止能量的变化联系起来，并得出结论，观测到的非热X射线发射的下降和陡化与残骸的~5000 km/s的前向冲击的~10- 40 km/s/yr的减速是一致的
2010-12-01 astro-ph.HE
Direct Observation of the Cooling of the Cassiopeia A Neutron Star
年轻中子星的冷却速率可以直接洞察它们的内部构成。虽然已经测量了几颗年轻的中子星的温度，但到目前为止，还没有观察到一颗年轻的中子星的温度随着时间的推移而下降。我们适合9年的档案钱德拉ACIS光谱的可能中子星在~330岁的仙后座A超新星遗迹与我们的非磁性碳大气模型。我们的拟合显示，表面温度相对下降了4%（5.4 σ，从2000年的2.12+-0.01 10 ^6 K下降到2009年的2.04+-0.01 10 ^6 K），观测到的通量相对下降了21%。使用一个简单的模型，中子星冷却，我们表明，这种温度下降可能表明，中子星成为1965年和1980年之间的某个时候等温，并限制中微子发射机制和信封成分的一些组合。然而，中子星很可能在形成后不久就变得等温，在这种情况下，温度历史表明额外的加热或更快速的冷却。未来几年的观测将使我们能够测试对温度演变的可能解释。
2010-07-27 astro-ph.HE
Discovery of Stable Titanium at the Northeastern Jet of Cassiopeia A: Need for a Weak Jet Mechanism?
在仙后座A中观察到的喷流状结构的起源仍然不清楚，尽管它似乎与其爆炸机制有关。X射线特征结构的观测可以通过元素的观测为我们提供有关爆炸核合成的有用信息，这是了解其起源的独特途径。利用Chandra X射线天文台的1M深空观测，在仙后座A的东北喷流中发现了只在爆炸恒星内部产生的激波稳定Ti。所观察到的Ti与其他中等质量的元素（如Si，S，Ar，Ca）和Fe共存的X射线喷流结构的尖端。我们发现它的元素组成很好地解释了由不完全的Si燃烧制度的生产，表明射流结构的形成过程是次能量的爆炸（在核燃烧期间的峰值温度必须是$\lesssim$ 5 $\times$ 10 $^{9}$ K最多）。因此，我们得出结论，形成喷流结构的能量源并不是超新星爆炸的主要引擎。我们的结果是有用的，以限制权力的喷流结构的形成过程中，可能需要一个弱喷流机制与低温来解释它。
2022-01-11 astro-ph.HE
Vortical amplification of magnetic field at inward shock of supernova remnant Cassiopeia A
我们提出了一个解释的时间变化的$X$射线通量最近报道的多历元活动的$15$年的观测超新星遗迹仙后座A的{ \it钱德拉}。我们第一次定量地表明，$[4.2-6]$ keV非热通量增加到$50\%$的痕迹的增长，由于旋涡放大机制，在反射向内冲击碰撞内部的超密度的磁场。与冲击加速时间尺度相比，快速同步加速冷却定性地支持通量降低。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Studies of the Inverted Ejecta Layers in the Southeast Area of Cassiopeia A
多维模拟结果表明，在超新星爆发过程中，核心坍缩超新星的中心强烈活动将导致富含Fe和Si/O的喷出物发生翻转。对超新星遗迹仙后座A的X射线观测表明，在东南部富Si物质的外围存在富Fe的喷出物，这与喷出物的反转假说是一致的。我们调查的运动学和nucleosynthetic属性的倒喷出物层的详细了解其形成过程中使用的数据由钱德拉X射线天文台。通过结合自行速度和视线速度，得到富Fe和富Si/O喷出物的三维速度分别为$>$ 4,500 km s $^{-1}$和$\sim$ 2000 - 3000 km s $^{-1}$，表明富Si/O喷出物的速度从爆炸早期开始就比富Fe喷出物的速度慢。为了限制它们的燃烧制度，Cr/Fe质量比在最外面的富Fe区域中被评估为$0.51_{-0.10}^{+0.11}$ %，在内部的富Fe/Si区域中被评估为$1.24 ^{+0.19}_{-0.20}$ %，这表明完整的Si燃烧层与不完整的Si燃烧层相反。所有的结果都支持了仙后座A在早期演化阶段或超新星爆发过程中喷出物的翻转。
2022-05-10 astro-ph.HE
Jitter radiation as an alternative mechanism for the nonthermal X-ray emission of Cassiopeia A
本文提出抖动辐射作为仙后座A非热X射线发射的替代机制，通过拟合多望远镜光谱，发现其优于标准截断模型，并测得湍流谱指数和最小尺度。
2023-08-30 astro-ph.HE
Finding Supernova Ia Progenitors with the Chandra X-ray Observatory
我们检查前超新星钱德拉图像找到X射线光度Ia型超新星的祖先。目前，我们有一个可能的直接检测和上限的X射线光度的其他超新星祖先的数量。该方法还产生了一个可能的检测X射线双沃尔夫-拉叶系统作为一个Ib型超新星的祖先。
2011-01-31 astro-ph.HE
Hypercritical accretion phase and neutrino expectation in the evolution of Cassiopeia A
仙后座A是银河系中已知的最年轻的超新星遗迹，是天空中最明亮的射电源之一，也是超新星物理学的独特实验室。虽然它的致密残骸是在1999年由钱德拉X射线天文台发现的，但现在人们普遍认为中子星位于超新星残骸的中心。此外，新的观测表明，这种具有低磁场和碳大气证据的中子星可能在爆炸后几秒钟经历了超临界吸积阶段。考虑到这一超临界吸积事件，我们计算了超神冈实验中预期的中微子冷却效应、事件数和中微子味比。中微子冷却效应（中微子的发射率和光度）是通过在定制版本的FLASH代码中进行的数值模拟获得的。根据这些模拟，我们预测，在超级神冈实验中预计的事件数量约为3195。同样，我们估计的中微子味的比率被检测到考虑到中微子的有效潜力，由于热和磁化等离子体和由于信封的明星。值得注意的是，我们的估计对应于验证超临界阶段的唯一值得信赖的方法，尽管这一事件发生在330年前，但目前可能会出现具有这些相似性的超新星遗迹，从而证实了我们对这一阶段的预测。
2015-05-05 astro-ph.HE
Diffusive nuclear burning in cooling simulations and application to new temperature data of the Cassiopeia A neutron star
中子星冷却研究中的一个关键关系是表面温度和内部温度之间的关系。这种关系是由中子星包层的组成决定的，并且会受到扩散核燃烧（DNB）过程的影响，当元素扩散到密度和温度足够高的深度时，就会发生核燃烧。计算了包含DNB的H-He包线和He-C包线模型，得到了可用于中子星冷却模拟的解析温度关系。我们发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，并防止建立热稳定的氢柱y $_H$ > 10 $^{7}$ g cm $^{-2}$，而DNB可以使氦信封更透明的表面温度$T_s$ > 2 $\times 10^6$ K的热流。我们进行中子星冷却模拟，我们进化的温度和信封组成，后者由于DNB和吸积从星际介质。我们发现，一个随时间变化的信封组成可以理解孤立的中子星的长期冷却行为有关。我们还报告了钱德拉对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新观测结果;在超过18年的时间里，对13颗中子星进行了温度测量，得出了$\approx$ 2%的十年冷却率。最后，我们拟合观测到的仙后座A中子星的冷却趋势与一个模型，包括在信封DNB。
2019-01-04 astro-ph.HE
Multi-Year X-ray Variations of Iron-K and Continuum Emissions in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
根据钱德拉2000-2013年的监测数据，我们发现仙后座A的Fe-K线和4.2-6 keV连续谱同时减少。在4.2- 6.0keV连续区，整个遗迹的通量变化率为$-$ 0.65 $\pm$ 0.02 yr $^{-1}$，在Fe-K连续区为$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 yr $^{-1}$。在被认为是热发射占主导地位的东部地区，变化显示出最大值：$-$ 1.03 $\pm$ 0.05 \% yr $^{-1}$（4.2-6 keV波段）和$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 \% yr $^{-1}$（Fe-K线）。在这一区域内，辐射量和温度的时间演化有下降的趋势。这可以解释为$m = 0.66$膨胀时的绝热冷却。而在非热辐射主导区，4.2- 6 keV连续谱的变化率较小：西南区$-$ 0.60 $\pm$ 0.04 yr $^{-1}$，内区$-$ 0.46 $\pm$ 0.05 yr $^{-1}$，前激波区$+$ 0.00 $\pm$ 0.07 yr $^{-1}$。特别是在前激波区，流量没有明显的变化.这些结果意味着，在仙后座A（$<$ 5 km s $^{-1}$ yr $^{-1}$）中没有发生激波速度的强烈制动。所有的结果都支持了遗迹中X射线通量衰减主要是由热成分引起的。
2017-01-26 astro-ph.HE
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 astro-ph.HE
Spatio-temporal characterization of Cassiopeia A
本文提出基于B样条的自由形式图像配准方法，利用钱德拉X射线数据首次从时空两个维度全面刻画仙后座A超新星遗迹的动态特征，并通过k-means聚类揭示其不同区域具有明确物理含义。
2023-01-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
Highlights and Discoveries from the Chandra X-ray Observatory
在1962年探测到第一个太阳系外X射线源的40年内，美国宇航局的钱德拉X射线天文台的灵敏度提高了10个数量级，相当于过去400年来从裸眼观测到最强大的光学望远镜的收益。钱德拉的独特之处在于它能够产生亚弧秒X射线图像，能量分辨率为100-200 eV，能量范围为0.08<E<10 keV，高精度定位X射线源，探测极微弱的源，并获得选定宇宙现象的高分辨率光谱。延长的钱德拉任务提供了一个长期的观测基线，稳定和校准良好的仪器，使时间尺度从毫秒到几年的时间研究。在这份报告中，我们提出了一个选择的亮点，说明如何观察使用钱德拉，有时单独，但往往与其他望远镜，加深了，在某些情况下，革命性的，我们的理解不同的主题，如原行星状星云;大质量恒星;超新星爆炸;脉冲星风星云;超流体内部的中子星;吸积流周围的黑洞;超大质量黑洞的生长及其在恒星形成和星系生长中的作用;碰撞、合并和反馈对星系群和星系团生长和演化的影响;暗物质和暗能量的性质。
2014-05-30 astro-ph.HE
A Deep Chandra X-ray Observatory Study of the Millisecond Pulsar Population in the Globular Cluster Terzan 5
我们对2000年至2016年期间积累的745.6 ks钱德拉X射线天文台先进CCD成像光谱仪档案数据进行了分析，这些数据来自银河系球状星团Terzan 5中的毫秒脉冲星（MSP）。在37个具有精确位置的MSP中，发现8个具有合理的X射线源匹配。尽管深度曝光，剩余的MSP或者边缘检测到或者没有明显的X射线对应物，这可以归因于旋转供电MSP的典型的软热谱，其被朝向簇的高介入吸收柱（~ $10^{22}$ cm $^{-2}$）强烈衰减，并且在某些情况下严重的源拥挤/混合。对于“redback”MSP双星，PSR J1748- 2446 P和J1748- 2446 ad，以及“黑寡妇”双星PSR J1748- 2446 O，我们发现了明确的证据，大振幅X射线变化的轨道周期与双星内部的冲击源一致。星团中的第三个红背MSP，PSR J1748- 2446 A，在年的时间尺度上显示出大幅度的流量变化，可能是由于二级恒星的状态转换或强烈的耀斑事件。
2020-12-23 astro-ph.HE
The forward and reverse shock dynamics of Cassiopeia A
我们报告自行测量的前向和反向冲击区的超新星遗迹仙后座A（Cas A），包括减速/加速测量的前向冲击。测量结合了钱德拉X射线天文台19年的观测，使用4.2-6 keV连续带，优先针对X射线同步辐射。前向激波的平均膨胀率为$0.218 \pm 0.029$ %yr $^{-1}$，对应的速度为$\approx 5800$ km/s。自行的时间导数表明，东部减速，西部加速到$1.1\times 10^{-4}$年$^{-2}$。反向激波在东部向外移动，但在西部以$-0.0225\pm 0.0007$ %yr $^{-1}$的膨胀率向中心移动，对应于$-1884\pm 17$ km/s。在西方，喷出物框架中的反向激波速度为$\gtrsim 3000$ km/s，峰值为$\sim 8000$ km/s，这解释了那里X射线同步辐射灯丝的存在。反向激波的向后运动可以用两种情况来解释，一种是前向激波遇到了一个部分的、致密的风壳层，另一种是激波最初穿过一个不平衡的空腔，这个空腔是在短暂的沃尔夫-拉叶星相期间产生的。这两种情况都与前向冲击的局部加速一致。最后，我们报告的自行车的东北射流，使用X射线连续谱带，和硅十三K线发射带。我们发现膨胀率分别为0.21%yr $^{-1}$和0.24%yr $^{-1}$，对应于X射线喷流尖端的速度为7830- 9200 km/s。
2022-03-31 astro-ph.HE
Tests of the nuclear equation of state and superfluid and superconducting gaps using the Cassiopeia A neutron star
观测到的仙后座A中子星的快速冷却可以解释为是由恒星核心中的中子和质子从正常状态到超流和超导状态的转变引起的。在这里，我们提出了两个新的钱德拉ACIS-S分级观测这个中子星和测量的中子星质量M和半径R发现从一致的拟合的X射线光谱和冷却行为。这种比较只对个别的核状态方程是可能的。我们测试的唯象超流和超导能隙模型，模仿许多已知的理论模型对冷却行为。我们对仙后座A数据的最佳拟合解是：（M，R）=（1. 44 Msun，12. 6 km）中子星是用BSK 21状态方程、强质子超导体和中等中子三重态超流能隙模型以及纯铁包层或铁包层上的薄碳层建立的，尽管仍有很大的观测和理论不确定性。
2015-01-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
A Chandra X-ray Observatory Study of PSR J1740--5340 and Candidate Millisecond Pulsars in the Globular Cluster NGC 6397
利用钱德拉深部X射线天文台对球状星团NGC 6397中的特殊射电毫秒脉冲双星PSR J1740- 5340和候选毫秒脉冲星（MSPs）进行了研究。PSR J1740- 5340的X射线似乎是非热的，并在双星周期表现出可变性。这些性质表明，由于相对论旋转动力脉冲星风和不寻常的“红离散星/次亚巨星”伴星流出的相互作用，形成了相对论双星内激波。我们发现X射线源U 18显示出与PSR J 1740 - 5340相似的X射线和光学性质，使其成为强有力的MSP候选者。它表现出从数小时到数年的时间尺度上的可变性，也与其X射线发射的二元内冲击源一致。X射线数据的空前深度使我们能够对NGC 6397中的MSP进行全面普查。根据目前银河系中X射线探测到的MSP样品的性质，我们发现NGC 6397可能不超过6个MSP。
2009-11-16 astro-ph.HE
Search for extended sources in the images from Chandra X-ray Observatory Advanced CCD Imaging Spectrometer
我们提出了一个方便的工具（ChaSES），它允许在钱德拉X射线天文台先进的CCD成像光谱仪（ACIS）图像中搜索扩展的结构。该工具依赖于DBSCAN聚类算法来检测与背景相比光子密度过高的区域。在这里，我们描述了我们在GitHub上公开提供的工具的设计和功能。我们还在线提供了大量的实例，将其应用于实际数据。
2022-08-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
Extreme anisotropies in deep layers of an exploding star: overabundance of Cr in the northeastern jet of Cassiopeia A
本研究通过钱德拉望远镜观测分析仙后座A东北喷流的三个指状结构，发现最高Cr/Fe质量比及结构间的物理化学差异，揭示喷流对深层燃烧物质抛射的作用，为核坍缩超新星内层不对称性提供新认知。
2025-08-01 astro-ph.HE
Chandra X-ray Observatory and Hubble Space Telescope observations of the intermediate-age cluster GLIMPSE-C01
本文报道了哈勃空间望远镜（HST）和钱德拉X射线天文台（CXO）对GLIMPSE-C 01（以下简称GC 01）星团的观测结果。色星等和色色图表明$\gtrsim2$陀螺的星团年龄可达$\sim10$陀螺（取决于GC 01的金属丰度），距离为3.3-3.5 kpc，并与$A_V=14-22$有强烈的差异变红。在进行天体测量校正后，我们发现15个X射线源中有9个在2个$σ$ CXO位置误差圆内至少有一个NIR对应物。然而，由于集群中近红外源的密度非常高，这些对应物中的大多数可能是偶然巧合。我们联合分析了X射线和近红外特性，以评估真正关联的可能性。主要基于它们的X射线性质，我们识别出LMXB候选者（源X2）、CV候选者（源X1）和AB候选者（源X9）。X 11源是在X射线耀斑发作期间探测到的，耀斑光度（$L_{X}=2.1\times10^{33}$ erg s $^{-1}$），在GC 01的距离上具有0.5- 8 keV的静态光度$L_{X}<8.0\times10^{30}$ erg s $^{-1}$，表明该源是AB或CV。我们还讨论了中等质量黑洞在GC 01中心的限制和X射线源分类的挑战所施加的限制，现有的数据和仪器以及未来的前景在詹姆斯韦伯太空望远镜时代。
2018-08-21 astro-ph.HE
Discovery of Rapidly Moving Partial X-ray Absorbers within gamma Cassiopeiae
仙后座γ是一颗神秘的Be星，具有异常强烈的硬X射线发射。朱雀天文台在2011年的一次持续时间约为100千秒的观测中发现了6次快速X射线光谱硬化事件，称为“软度下降”。所有的软度下降事件都显示出对称的软度比变化，其中一些事件的底部明显是由于饱和而平坦的。软度凹陷光谱最好用~40%或~70%的部分覆盖吸收来描述，所述部分覆盖吸收由具有~2- 8 e21 cm-2的中性氢柱密度的物质对kT ~12 keV等离子体发射，而这些凹陷之外的光谱几乎没有吸收。这一结果表明，在伽马Cas系统中存在两个不同的X射线发射点，可能是在一个具有偶极质量吸积的白矮星伴星上。部分覆盖的吸收体可能是Be星风中的斑点，Be盘，或围绕白矮星伴星旋转。软比的硬X射线通量的弱相关性表明，在kT ~0.9和5 keV的稳定等离子体的存在下，这可能是来自Be或白矮星风。Be星和白矮星双星系统的形成需要在两颗恒星之间进行质量转移; Cas γ可能在过去经历过这样的活动。
2016-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra X-ray Observatory Observations of 13 Fermi LAT Sources
本研究利用Chandra X射线天文台观测了13个未识别的Fermi LAT源，结合多波长数据和机器学习分类，发现了多颗X射线脉冲星候选体及一个可能的弓激波脉冲星风云，为揭示这些γ射线源的性质提供了重要依据。
2024-08-28 astro-ph.HE
Cooling of the Cassiopeia A neutron star and the effect of diffusive nuclear burning
对中子星如何随时间冷却的研究可以为基础物理学提供宝贵的见解，如核物质状态方程、超导性和超流性。中子星冷却的一个关键关系是观测到的表面温度和内部温度之间的关系。这种关系是由中子星包层的组成决定的，并且会受到扩散核燃烧（DNB）过程的影响。我们计算模型的信封，包括DNB和发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，可以相关的理解长期冷却行为的中子星。我们还报告了对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新温度测量结果的分析。钱德拉在18年中的13次观测表明，中子星的温度正以每十年2- 3%的速度下降，这种快速冷却可以用恒星核心中质子超导体和中子超流体的存在来解释。
2019-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Chandra X-Ray Observatory: Progress Report and Highlights
在过去的13年里，钱德拉X射线天文台提供高分辨率X射线图像和光谱的能力使其成为21世纪天体物理研究中最通用和最强大的工具之一。钱德拉探索宇宙中炽热的X射线发射区域，观测通量跨越10个数量级的源，从最亮的X射线Sco X-1到钱德拉深场南方调查中最暗的源。由于其持续的运行寿命，钱德拉任务现在还提供了一个长期的观测基线，这本身就开辟了新的研究机会。此外，过去几年的观测加深了我们对超大质量黑洞与星系协同演化、黑洞吸积细节、暗能量与暗物质本质、超新星及其祖先细节、中子星内部、大质量恒星演化、以及原行星状星云的高能环境，甚至系外行星与其恒星的相互作用。在这里，我们更新的技术状况，突出一些科学成果，并非常简要地讨论未来的前景。我们深信天文台在未来的日子里，会继续提供卓越的科学成果。
2012-08-02 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.pop-ph
A Comparison of X-ray and Optical Emission in Cassiopeia A
宽带光学和窄带硅十三X射线图像的年轻的银河系超新星遗迹Cas A几十年来获得的大尺度和小尺度上的空间和时间的相关性进行了研究。这些数据包括1951年至2011年期间拍摄的光学和近红外地基和哈勃太空望远镜图像，以及1979年至2013年期间拍摄的爱因斯坦，ROSAT和钱德拉的X射线图像。我们发现弱的空间相关性之间的残留物的发射功能在大尺度上，但良好的光学/X射线的相关性在小尺度上的功能，由于最近的相互作用与反向冲击变亮的几个案例。我们还发现以下情况：（i）在特征的光学和X射线发射的出现之间观察到时间延迟，（ii）在特征的X射线和光学发射峰值之间几角秒的位移，以及（iii）不显示相应的X射线或光学发射的区域。为了解释这一现象，我们提出了一个CasA喷出物的非均匀模型，它由小而密集的光学发射结（n ~ 10^（2-3）/cm^（3））和密度低得多（n ~ 0.1 - 1/cm^（3））的漫射X射线发射成分组成，这些成分通常在空间上与光学发射结相关。X射线发射部件有时通过冲击引起的质量烧蚀而连接到光学块，从而产生导致空间偏移的X射线/光学发射的拖尾材料。一系列的喷出物密度也可以解释观测到的X射线/光学时间延迟，因为残骸的5000 km/s的反向冲击将致密的喷出物团块相对快速地加热到约3x10^4 K的温度，然后变得光学上明亮，而更弥散的喷出物在更长的时间尺度上变得X射线明亮。高度不均匀的喷…
2014-03-23 astro-ph.HE
gamma Cassiopeiae: an X-ray Be star with personality
仙后座γ（gCas）是一颗B0.5 e恒星，具有特殊的X射线发射特性，但它也是一个小类星的原型。在本文中，我们研究的X射线光谱的2004年XMM-牛顿观测和以前发表的2001年钱德拉观测。在这两种情况下，光谱可以用3或4个热分量来建模，这些热分量在温度上是离散的，在空间上是不同的。具有kT ~ 12 keV的主导分量贡献了大部分（~80-90%）通量。次级组件的温度范围为2-3 keV至0.1 keV;这些值可以随时间变化。重要的是，我们发现2001年对软X射线的强吸收在2004年消失了，这意味着源前面的吸收柱已经离开了恒星或已经被移除。其他的差异包括从FeK α复合物的电离线（甚至比2001年的观测更接近太阳），减少了Fe K和可能的Si K荧光特征，以及从NVII和NeX H-α线，N和Ne可能过剩。此外，我们注意到两个光谱中的共同特征，这些特征似乎将gCas与HD 110342分开，HD 110342是该子类的另一个成员。从这个意义上说，这些明星有不同的“个性。“例如，对于gCas，快速的X射线闪烁和光变曲线的缓慢变化很少伴随着硬度的变化，而热的X射线成分保持几乎恒定的温度。此外，光变曲线显示通量中经常性的“平静”，表明弛豫循环是作为（未知的）X射线产生过程的一部分操作的。
2010-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observation of the shocked red supergiant wind of Cassiopeia A
Cas A是一个银河系超新星遗迹，其超新星爆炸被观测到是IIb型的。已知它的SN类型，对Cas A祖先的质量损失历史的观测限制可以提供关于大质量恒星最终命运的关键信息。本文利用Chandra X射线天文台的1 Ms观测资料，研究了Cas A中冲击环境气体的X射线特征，并试图约束其前身星的质量损失历史。我们确定从冲击周围气体沿残骸的外边界的热发射。测量的径向变化的光谱参数的冲击环境气体的自相似的解决方案的Chevalier的比较表明，Cas A是扩大到一个拱星风，而不是到一个均匀的介质。我们估计风密度nH ~ 0.9 $\pm$ 0.3 cm $^{-3}$在目前的外半径的残余物（~3 pc），我们解释为一个密集的慢风从红超巨星（RSG）的明星。我们的结果表明，Cas A的祖星的初始质量约为16 Msun，爆炸前的质量约为5 Msun，不确定性为百分之几十。此外，研究结果表明，在祖星损失的质量（约11 Msun）中，有相当大的一部分（超过6 Msun）可能是通过其RSG风损失的。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra, Keck and VLA Observations of the Crab Nebula during the 2011-April Gamma-ray Flare
本文介绍了对钱德拉X射线天文台、W。M. Keck天文台和Karl G. Jansky甚大阵（VLA）拍摄的蟹状星云图像，与2011年4月的伽马射线耀斑同时发生。尽管X射线数据中有一些暗示，但我们没有发现统计上显著的变化的证据，这些变化可以精确地确定星云内耀斑的具体位置。凯克的观察将这一结论扩展到“内结”，即，脉冲星的角秒内的特征。VLA观测结果支持这一结论。我们还讨论了伽玛射线耀斑的理论意义，并建议最戏剧性的伽玛射线耀斑是由于辐射反应限制同步辐射辐射与突发，耗散的变化，在当前系统持续的中央脉冲星。
2013-01-03 astro-ph.HE
The relationship between gamma Cassiopeiae's X-ray emission and its circumstellar environment
γCas是经典Be星的原型，以其可变的硬X射线发射而闻名。为了阐明这种发射的原因，我们在2010年围绕4个XMM观测进行了多波长活动。观测技术包括长基线光学干涉测量法、自动测光望远镜监测和Halpha观测。因为伽玛Cas也是双星，我们测量了Halpha径向速度，并重新确定其周期为203.55+/-0.2天，离心率接近于零。LBOI的观测结果表明，该恒星的递减盘在2010年是轴对称的，倾角接近45 °，半径比以前报道的要大。Be星在我们的活动开始时开始“爆发”，在我们的活动期间，一个圆盘变亮和变红。我们对新的高分辨率光谱的分析揭示了从2001年（钱德拉）和2004年（XMM）获得的光谱中发现的许多属性。以及一个占主导地位的热14千电子伏的热组件，这些熟悉的包括：（一）铁K的荧光功能强于以前的时间观察到的，（二）强线的N VII和Ne XI线表示过剩，和（三）太阳下的铁丰富K壳线，但太阳丰富的L壳离子。我们还发现，需要2个吸收柱来拟合连续谱。当第一个保持在历史平均值1 × 10^21 cm^-2时，第二个非常大，在我们的X射线观测期间翻了一番，达到7.4 × 10^23 cm^-2。虽然我们没有发现这个柱密度和轨道相位之间有明确的关系，但它与2010年和更早的观测中的盘增亮和变红有很好的相关性。因此，从这项研究中得出的结论是，这么多（也许全部？）来自这个源的X射线发射来自Cas γ射线…
2012-01-31 astro-ph.HE
The First Decade of Science with Chandra and XMM-Newton
美国宇航局的钱德拉X射线天文台和欧空局的XMM牛顿十年前进行了首次观测。这些天文台在探测、成像和测量宇宙X射线能量方面的前所未有的互补能力，在首次探测到太阳外X射线源后不到50年就实现了，这代表了在过去400年里，从裸眼观测到最强大的光学望远镜的灵敏度的提高！在这篇综述中，我们重点介绍了钱德拉和XMM-牛顿的许多发现，这些发现改变了21世纪的天文学，并简要讨论了未来研究的前景。
2010-03-09 astro-ph.HE
Verification of Cas A neutron star cooling rate using Chandra HRC-S observations
本文利用25年钱德拉HRC数据交叉验证Cas A中子星冷却速率，发现其低于ACIS结果，消除了与理论预测的矛盾，支持中子三重态超流相关冷却机制。
2025-08-24 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
Chandra observations of SN 1987A: the soft X-ray light curve revisited
本文报道了钱德拉X射线天文台观测到的SN 1987 A的现阶段。我们重新分析了已发表的钱德拉观测数据，并增加了三个钱德拉数据时代，以获得一致的X射线通量在几个能带的演变。我们讨论了钱德拉数据的几个校准问题的影响。使用最新的钱德拉校准文件，我们发现SN 1987 A的0.5-2.0 keV波段通量自2009年以来每年增加约6 x 10 ^-13 erg s^-1 cm^-2。这与我们之前的结果形成对比，即0.5-2.0 keV的光变曲线在2009年突然变平。根据我们的新分析，我们得出结论，前向激波仍然是在充分的相互作用与赤道环。
2012-12-11 astro-ph.HE
XIM: A virtual X-ray observatory for hydrodynamic simulations
我们提出了一个描述的公共代码XIM，一个虚拟的X射线天文台。XIM可用于将天体物理对象的流体动力学模拟转换为虚拟X射线观测，以便与观测结果直接比较，并使用标准X射线分析工具进行后处理，这些天体包括大尺度结构、星系团、星系群、超新星遗迹和类似的扩展天体。默认情况下，XIM模拟钱德拉和国际X射线天文台（IXO），但可以适应任何用户指定的望远镜参数和仪器响应。XIM应用的例子包括来自星系团中AGN反馈的模拟X射线腔的虚拟钱德拉成像，星系团速度场的运动学映射（例如，由于合并或活动星系核反馈），以及来自空间等离子体的多相、多温度光谱的详细光谱建模。
2009-02-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
X-ray bounds on cooling, composition, and magnetic field of the Cassiopeia A neutron star and young central compact objects
我们分析了4个年龄< 2500年的最年轻的中心致密天体（CCO）的多个Chandra和XMM-牛顿光谱，间隔9-19年：CXC160103.1 -513353（G330.2+1.0）、1 WGA J1713.4-3949（G347.3-0.5）和XMMU J172054.5-372652（G350.1-0.3）。通过拟合这些光谱与热模型，我们试图约束每个CCO的长期冷却速率，成分，和磁场。对于仙后座A中的CCO，19年来的14次测量表明，对于恒定或变化的X射线吸收，温度分别以2.2+/-0.2%或2.8+/-0.3%的十年速率下降（1 σ误差）。我们得到的冷却速率上限为17%的CXC160103.1 -513353和6%的XMMU J172054.5-372652。对于最古老的CCO，1 WGA J1713.4-3949，它的温度似乎在十年内增加了4+/-2%。假设每个CCO的首选距离和发射面积是整个恒星表面的很大一部分，非磁性碳大气光谱是一个很好的适合所有四个CCO的光谱。如果距离更大，发射面积更小，则使用氢气氛获得同样好的光谱拟合，对于CXMU J160103.1-513353，B <= 7x10^10 G或B >= 10^12 G，对于XMMU J172054.5-372652，B <= 10^10 G或B >= 10^12 G，1 WGA J1713.4-3949的非磁性氢…
2021-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Dataset of Classified Chandra Sources in Globular Clusters
本研究发布了球状星团中经钱德拉观测的已分类X射线源数据集，通过与多波段星表交叉匹配提取属性，可用于机器学习分类未识别X射线源。
2023-10-06 astro-ph.HE
X-ray and optical spectroscopic study of a gamma Cassiopeiae analog source pi Aquarii
伽玛-Cas类似源是Be星的一个子集，它发射出强烈的硬X射线。关于它们的X射线产生机制，有两种相互竞争的观点：（a）Be星及其盘的磁活动;（b）Be星对不明致密天体的吸积。在这些来源中，Pi Aqr扮演着关键的角色，因为它是在许多轨道周期中观测到的仅有的两个光谱双星之一，也是具有足够详细X射线光谱的X射线亮度的三个来源之一。Bjorkman等人（2002年）用光谱学估计次级质量大于2.0 Mo，这将反对致密物体是白矮星（WD）。然而，它们的动态质量解与演化解不一致，它们的径向速度测量与Naze等人（2019）后来的工作不一致。我们重新审视这个问题，增加了一个新的数据集与NuSTAR X射线天文台和HIDES阶梯光栅摄谱仪。我们发现径向速度振幅与Naze等人（2019）一致，这只是Bjorkman等人（2002）声称的一半。固定初级质量的径向速度幅值，在初级质量和倾角的假设范围内，次级质量被估计为<1.4Mo。我们进一步约束的倾斜角和二次质量独立拟合X射线光谱与非磁性或磁性吸积WD模型的假设下，二次确实是WD。这两个结果很吻合。因此，我们认为，不应排除二级WD的可能性。
2022-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
25 Years of Groundbreaking Discoveries with Chandra
本文总结了已运行超25年的钱德拉X射线天文台凭借0.5-10 keV波段的高分辨成像与光谱能力，在高能天体物理等多领域取得的突破性成果及未来潜力。
2025-10-29 astro-ph.HE
Cygnus X-3's Little Friend
利用钱德拉天文台独特的X射线成像能力，2006年对天鹅座X-3的观测提供了与这个著名的微类星体相关的奇异特征的见解。这个延伸的辐射，位于天鹅座X-3的16角秒处，在通量和轨道相位（相位偏移0.56）上与天鹅座X-3不同，就像一个天体X射线“镜子”。该特征的光谱、通量和时间变化使我们能够确定散射体的位置、大小、密度和质量。我们发现，散射体是一个博克球状体位于我们的视线，并讨论了它的天鹅座X-3的关系。这是钱德拉X射线天文台首次发现这样的特征。
2012-11-09 astro-ph.HE
Monitoring the Crab Nebula with Chandra:A Search for the Location of the gamma-ray Flares
在AGILE和费米-LAT团队于2010年秋季宣布发现蟹状星云的伽马射线耀斑之后，一项国际合作一直在使用钱德拉X射线天文台定期监测蟹状星云的X射线发射。在观测条件允许的情况下，观测通常每月进行一次。该计划的目的是深入描述星云内的X射线变化，如果可能的话，更精确地定位伽马射线耀斑的起源。2011年4月，我们触发了一系列钱德拉机会目标观测，并结合了迄今为止观测到的最明亮的伽马射线耀斑。我们简要总结了4月的X射线观测和我们迄今为止收集到的信息。
2012-12-26 astro-ph.HE
The Complicated Evolution of the ACIS Contamination Layer over the Mission Life of the Chandra X-ray Observatory
钱德拉X射线天文台于近19年前发射升空，在其任务过程中一直在提供壮观的科学。先进的CCD成像光谱仪是卫星上的主要仪器，进行90%以上的观测。CCD在-120 ℃的温度下工作，CCD前面的光学阻挡滤光器的温度约为-60 ℃。OBF的表面在任务过程中积累了一层污染。我们一直在表征污染层的厚度，化学成分和空间分布作为任务时间的函数。这三个方面都随着时间的推移发生了重大变化。从2017年开始，污染物的积累率急剧下降。较低的累积速率可能是由于沉积速率的降低或蒸发速率的增加或两者的组合。我们表明，目前的校准文件，其中模型的污染层的额外吸收显着高估了额外的吸收，通过使用标准模型光谱超新星遗迹1E 0102.2 - 7219开发的国际天文学联盟的高能量校准。此外，来自被称为Abell 1795和Blazar Markarian 421的星系团的光谱数据被用来生成污染层产生的吸收模型。钱德拉X射线中心校准团队正在准备一份修订的校准文件，该文件更准确地表示了累积率的复杂时间依赖性、空间依赖性和污染物的化学成分。鉴于污染层在过去一年中迅速变化，今后有必要以更高的频率进行校准观测，以更准确地监测这种变化。
2018-09-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
Investigating the Optical Counterpart Candidates of Four INTEGRAL Sources localized with Chandra
本文报道了IGR J 04069 +5042、IGR J 06552 -1146、IGR J21188+4901和IGR J22014+6034四个积分源的光谱跟踪观测结果。候选对应物由钱德拉确定，光学观测则由1.5米RTT-150望远镜（土耳其安塔利亚的TÜBüttak国家天文台）和2.4米Hiltner望远镜（亚利桑那州基特峰的MDM天文台）进行。光谱结果表明，IGR J 04069 +5042和IGR J 06552 -1146中的一颗可能是RS CVn系统中的晚型活动星。然而，根据基于Chandra和INTEGRAL的似然分析，IGR J 06552 -1146的INTEGRAL误差圆中的两个光学较弱的源具有更高的概率成为实际对应物。IGR J21188+4901的候选对应星被分类为活动M型星和晚型星。在IGR J22014+6034的4颗候选星的光谱中，有2颗显示Hα发射线，一颗是晚型星，另一颗是M型星。似然分析有利于在光谱中没有区别特征的候选物。其中两个被归类为M型矮星的候选者与一些IGR候选者类似，这些候选者被认为是共生星。然而，共生系统的一些突出特征在我们的光谱中缺失，它们的近红外颜色与巨人的预期不一致。我们认为所有IGR候选者声称是共生系统的红外颜色，并发现低分辨率光谱可能不足以进行结论性鉴定。
2012-10-17 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
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
X-ray polarization detection of Cassiopeia A with IXPE
本文报道了用成像X射线偏振探测器（IXPE）对超新星遗迹仙后座A的偏振3-6 keV X射线发射的$\sim 5σ$探测。假设偏振矢量是圆对称的，通过在大区域上求和来检测$1.8 \pm 0.3$ %的总偏振度。测量结果表明，$\sim 2.5$ %的同步加速器分量的平均偏振度接近5%的X射线同步加速器主导的前向激波区域。这些数字是基于评估的热和非热辐射的贡献，我们使用了一个详细的空间光谱模型的基础上钱德拉X射线数据。对偏振的逐像素搜索提供了在$\sim 3σ$置信水平下来自离散区域的一些试探性检测。给定像素的数量，显著性{不足以}要求检测单个像素，但意味着在小于角分辨率的尺度上的相当大的湍流。Cas A的X射线连续辐射主要由来自向前和反向激波的$\lesssim 10^{17}$ cm范围内的同步辐射所控制。我们发现，i）测得的偏振角对应于一个径向取向的磁场，类似于从无线电观测推断; ii）X射线偏振度低于无线电波段（$\sim 5$ %）。由于冲击压缩应施加切向磁场结构，IXPE结果意味着磁场在冲击的$\sim 10^{17}$ cm内重新定向。如果磁场排列是由于准平行冲击附近局部增强的加速度，则优选的X射线偏振角表明具有径向磁场的细胞的尺寸为$3\times 10^{16}$ cm。
2022-08-22 astro-ph.HE
