Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of Supernova Remnant DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦云星云中的超新星遗迹DEM L71进行了详细的X射线光谱研究。基于深度$\sim 103$ ks档案{ \it Chandra}数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析DEM L71。我们分析区域光谱提取的薄切片区域沿几个不同的方位角方向的SNR构建径向配置文件的元素丰度为O，Ne，Mg，Si和Fe。我们的元素丰度测量揭示了富含金属的喷出物气体的不对称空间分布。特别是Fe在中部分布的西部不对称性显著。虽然接触不连续的位置通常在距离DEM L71的X射线发射的几何中心$\sim 5$ pc处，但在遗迹的西部不确定。铁是增强的喷出物，而O和Ne丰度一般可以忽略不计。这一发现证实了DEM L71的Ia型起源。我们估计的$\sim 6,660\pm 770$年和爆炸能量$\sim 1.74\pm 0.35\times 10^{51}$尔格的残留物的Sedov年龄的上限。这个爆炸能量的估计与Ia型超新星遗迹的典型爆炸是一致的。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Photoionization modeling of oxygen K absorption in the interstellar medium:the Chandra grating spectra of XTE J1817-330
我们提出了详细的分析氧K吸收的星际介质（ISM）使用四个高分辨率的钱德拉光谱对X射线低质量的二进制XTE J1817-330。11-25 A的宽带描述了一个简单的吸收模型，考虑到堆积效应，并在氢柱密度的估计结果。氧K-边缘区域（21-25 A）与物理warmabs模型拟合，该模型基于用具有最新原子数据库的xstar代码生成的光电离模型网格。这种方法允许一个基准的原子数据，其中涉及的K线和光电离截面的波长漂移，以配合所观察到的光谱准确。结果我们得到：N（H）的柱密度=1.38+/-0.01 \times 10^21 cm^-2; log（xi）的电离参数=-2.70+/-0.023; A（O）的氧丰度= 0.689^{+0.015}_{-0.010};和电离分数的OI/O = 0.911，OII/O = 0.077，和OIII/O = 0.012，这是在良好的协议与以前的研究。由于暖球中的氧丰度是相对于Grevesse等人（1998）的太阳标准给出的，因此使用Asplund等人（2009）的修订进行重新标度得到A（O）=0.952^{+0.020}_{-0.013}，这是一个接近太阳的值，加强了新标准。我们确定了OI和OII中的几条原子吸收线Kalpha、Kbeta和Kgamma;以及OIII、OVI和OVII中的Kalpha--最后两条可能位于源附近而不是ISM中。这是第一个与IS…
2013-03-10 astro-ph.HE
A Detailed Archival CHANDRA Study of the Young Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219 in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个档案钱德拉研究的富氧超新星遗迹（SNR）1 E 0102.2-7219在小麦哲伦星云。基于深$\sim$ 265 ks档案钱德拉数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析1 E 0102.2-7219。我们的目标是以前所未有的细节揭示这个遗迹的空间和化学结构。根据我们对沿1 E 0102.2-7219的9个不同方位角方向提取的区域光谱的分析，O、Ne和Mg丰度的径向分布表明，在距离SNR X射线发射几何中心$\sim$ 5-5.5 pc处存在接触不连续性。我们发现，富含金属的喷出物气体进一步向外延伸在西部和西南部比其他方向的SNR。喷出物的平均O/Ne、O/Mg和Ne/Mg丰度比与$\sim 40 M_\odot$祖先爆炸的核合成产物似乎一致。我们估计1 E 0102.2-7219的Sedov年龄上限为$\sim 3500$年，爆炸能量上限为$\sim 1.8\times10^{51}$尔格。我们讨论的影响，我们的结果的几何结构的残余，其拱星介质和祖星的性质。我们的研究结果不适合一个简单的图片的反向冲击发射从一个球壳状喷出物气体均匀分布的金属丰度和幂律密度沿半径的SNR。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Carbon/Oxygen-dominated Atmosphere Days After Explosion for the "Super-Chandrasekhar" Type Ia SN 2020esm
在Ia型超新星（SN Ia）爆炸中看到来自供体恒星的原始物质可以揭示双星系统的性质。在本文中，我们提出的光度和光谱观测SN 2020 esm，一个最好的研究类SNe的“超克拉塞卡”SNe Ia（SC SNe Ia），获得的数据$-12$ +360天相对于峰值亮度，从各种地面和空间望远镜。SN 2020 esm最初被错误地归类为II型超新星，最高达到$M_{B} = -19.9$等，然后缓慢下降（$Δm_{15}(B) = 0.92$等），并且在早期具有特别的蓝色紫外和光学颜色。在光度和光谱学上，SN 2020 esm的演化与其他超新星Ia相似，表现出通常较低的喷出物速度，较弱的中间质量元素（IME），以及后期增强的衰落，但其早期光谱是独特的。我们的前几个光谱（对应于峰值前10天的$\gtrsim$阶段）揭示了在爆炸后的第一天，几乎纯的碳/氧气氛。这种成分只能由原始材料产生，相对不受核燃烧的影响。缺少H和He元素可能进一步表明SN 2020 esm是两颗碳氧白矮星（WD）合并的结果。模拟其热光曲线，我们发现一个$^{56}$镍质量的$1.23^{+0.14}_{-0.14}$ M $_{\odot}$和喷出物质量的$1.75^{+0.32}_{-0.20}$ M $_{\odot}$，在超过的Erasekhar质量。最后，我们讨论了可能的祖先系统和SN 2020 esm的爆炸机制，并…
2021-12-18 astro-ph.HE
Determination of the Magnetic Fields of Magellanic X-Ray Pulsars
XMM-牛顿和钱德拉X射线望远镜对80颗已知存在于麦哲伦云中的大质量X射线双星（HMXB）进行了15年的定期观测，XMM-牛顿和钱德拉的档案包含了关于旋转周期P_S < 100 s的源的占空比的几乎完整的信息。我们重新处理了这两个天文台的存档数据，并将输出结果与所有已发表的31颗P_S < 100 s的MC星的观测结果结合起来，试图研究这些天体在极盖吸积以尽可能小的速率进行时的最微弱X射线发射态。这些状态决定了吸积星系的所谓螺旋桨线，并产生了关于其表面磁场大小的信息。我们发现，最微弱的自旋态分离成五个离散的群，它们很好地符合自旋周期与X射线亮度之间的理论关系。因此，这些类星体的全部数量可以用五条螺旋桨线和五个相应的磁矩（0.29、0.53、1.2、2.9和7.3，单位为10^30 G cm ^3）来描述。
2017-03-11 astro-ph.HE
Deep Chandra survey of the Small Magellanic Cloud. III. Formation efficiency of High-Mass X-ray binaries
为了研究小麦哲伦云低金属丰度环境下年轻吸积双星的形成效率，我们对小麦哲伦云中的大质量X射线双星进行了最全面的普查。我们总共使用了127个X射线源，在我们的\chandra X射线前瞻性计划（XVP）中进行了检测，并补充了14个额外的（可能和确认的）HMXB，这些HMXB由\cite{2016A&A...586A..81H}确定，属于XVP区域，但在我们的调查中未检测到（9个源）或与OGLE-III目录中至少有一个OB对应物的任何XVP源（5个源）匹配。具体地说，我们研究了HMXB的数量比[N（HMXB）]与OB星的数量{\it（a）}、局部恒星形成率（SFR）{ \it（b）}和特定恒星形成爆发期间产生的恒星质量{ \it（c）}的关系，所有这些都是它们的母恒星星族年龄的函数。这些指标中的每一个都发挥着不同的作用，但在所有情况下，我们发现HMXB的形成效率都随着时间的变化（在恒星形成爆发之后）增加，直到$\sim$ 40--60\，Myr，然后逐渐下降。最大形成效率N（HMXB）/SFR为（49 $\pm$ 14）$[10^{-5}~{\rm M_{\odot}/yr}]^{-1}$，与以前估计的20- 60百万年$\sim$的平均形成效率一致。HMXB的频率比$\sim$ 10“，Myr高8倍$\times$，比$\sim$ 260”，Myr高4倍$\times$，即分别在较早和…
2019-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Type Ia supernovae within dense carbon-oxygen rich envelopes: a model for 'Super-Chandrasekhar' explosions?
我们调查的后果，相当正常的Ia型超新星被嵌入在紧凑和致密的信封富含碳和氧的拱星材料通过详细的辐射流体动力学模拟。我们的主要重点在于探索喷出物和星周物质之间的相互作用对喷出物演化和宽带光变曲线的影响。在我们的计算中，我们发现，一个强大的反向冲击有效地减速和压缩喷出物的材料。这导致光学光变曲线的显著加宽，上升到最大值的时间更长，尾相下降更慢。在相互作用过程中，产生了大量的辐射能量，这些能量主要出现在极紫外和X射线区域。只有当由于辐射-物质相互作用而进行的再处理非常有效时，才能观察到光学光变曲线的显著提升。我们讨论这些发现，特别是在超亮事件SN 2009 dc的背景下。由于我们的计算能够再现其一些独特的性质，我们得出结论，在这项工作中研究的相互作用方案的味道构成了一个很有前途的候选人来解释这样的'超级-Bracrasekhar'超新星。
2016-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multi-observatory database of X-ray pulsars in the Magellanic Clouds
利用数百个XMM-牛顿和钱德拉档案观测和近千个RXTE观测，我们已经生成了一个全面的小和大麦云云（SMC，LMC）中已知的双星库。在X射线光度（$L_X= 10^{31-38}$ ~erg/s）和自旋周期（P $<$ 1 s- P $>$ 1000 s）的整个参数空间中多次检测到这些散射体，并且该库能够在一系列能量尺度下进行时域研究。EPIC相机的高时间分辨率和灵敏度与Chandra的角分辨率和RXTE的定期监测相辅相成。我们的处理% $\sim$ 15年流水线使用最新的校准文件和软件为每个脉冲星探测生成一套有用的产品：事件列表，高时间分辨率光变曲线，周期图，光谱和$\dot{P}$的完整历史，脉冲分数等，在宽（0.2-12 keV）、软（0.2-2 keV）和硬（2-12 keV）能带中。在结合了这些望远镜的观测结果后，我们发现28颗恒星显示出长期的自旋上升，25颗长期的自旋下降。我们还使用最暗和最亮的源来绘制吸积动力X射线发射的下限和上限：螺旋桨线和爱丁顿线，分别。我们正在将观测到的脉冲轮廓与X射线发射的几何模型进行比较，以限制这些天体的物理参数。最后，我们正在准备一个公共发布的图书馆，以便它可以被其他人在天文社区使用。
2017-03-14 astro-ph.HE
CXOU J005047.9-731817: a 292-s X-ray binary pulsar in the Small Magellanic Cloud
本文报道了在小麦哲伦星云中发现的一个脉冲周期为292秒的瞬变X射线双星。2010年4月至5月，一系列钱德拉指向偶然记录了一次长达两周的爆发，在此期间，源光度增加了约100倍，达到约1 E36 erg/s的峰值（距离为61 kpc）。复杂的形状和能量依赖的脉动被检测到接近爆发峰值，并在其衰减阶段的第一部分。在爆发过程中，脉冲星的相位平均光谱可以用光子指数约为0.6的吸收功率定律很好地描述，但相位的函数变化很大。钱德拉也多次探测到该源（在2002年、2003年、2006年和2010年期间），其静态水平约为1 E34 erg/s。2012年，我们用ESO/VLT对R ~ 15 mag光学对应物进行了红外测光跟踪，并利用CTIO望远镜进行了光谱观测。光谱显示这是一颗晚Oe或早Be V-III光度级的恒星，尽管我们的数据不能排除更演化的伴星（我们可以排除光度I和光谱类型比B2晚）。最后，我们表明，爆发的主要参数（持续时间和峰值亮度）可以解释的源瞬态活动的I型爆发在Be X射线二进制。
2013-06-05 astro-ph.HE
Chandra and Swift X-ray Observations of the X-ray Pulsar SMC X-2 During the Outburst of 2015
我们报告了Chandra/HRC-S和Swift/XRT对2015年小麦哲伦云SMC X-2中高质量X射线双星（HMXB）脉冲星爆发的观测结果。虽然以前的研究表明，O型星或Be星是SMC X-2的高质量伴星，但我们的Chandra/HRC-S图像明确证实了O型星是真正的光学对应物。利用Swift/XRT观测数据，通过到达时间（TOA）分析，提取了脉冲星双星的精确轨道参数。此外，在下合点附近有两次X射线下降，这可能是由日食或伴星表面附近的电离高密度阴影风造成的。最后，我们提出，在爆发的X射线/光学演化中，第10天的辐射压力驱动的外流起了重要作用。
2016-09-13 astro-ph.HE
Star formation history and X-ray binary populations: the case of the Small Magellanic Cloud
利用Chandra星表、XMM-牛顿星表和光学光度星表，我们研究了小麦哲伦云年轻X射线双星（XRB）的星族。我们发现Be/X射线双星（Be-XRB）存在于2500 - 6000万年前的恒星形成率爆发区域。该年龄与Be现象最大发生年龄（~40 Myr）的相似性表明，星周递减盘的存在对10-100 Myr年龄范围内观察到的XRB数量起着重要作用。我们还发现，具有较强但较新的恒星形成的区域（例如，翼）缺乏Be-XRB。通过将观测到的Be-XRB数量与其母体种群的形成率相关联，我们测量到Be-XRB的产生率为每3 x 10^（-3）M $_{\odot}$ /年约1个系统。最后，我们使用强本地化的Be-XRB系统，以设置限制的踢上的中子星在超新星爆炸。
2010-06-11 astro-ph.HE
Physical properties of the interstellar medium using high-resolution Chandra spectra: O K-edge absorption
用一个能确定星际介质物理状态的光电离模型分析了八个低质量星系双星的Chandra高分辨率光谱。特别注意原子数据的准确性。氢柱密度推导出宽带拟合，考虑到堆积效应，并在一般情况下是在良好的协议与以前的结果。氧边缘区域的主要特征是O I和O II K $α$吸收线，其同时拟合导致$\logξ=-2.90$的电离参数和$A_{\rm O}=0.70$的氧丰度的平均值。后者是相对于Grevesse & Sauval（1998）的标准，但Asplund等人（2009）的修订将导致平均丰度值相当接近太阳。低的平均氧柱密度（$N_{\rm O}=9.2 \times 10^{17}$ cm $^{-2}$）表明与低电离参数相关，后者在柱密度比OII/OI和OIII/OI中也很明显，估计小于0.1。除了原子氧之外，我们没有发现任何其他化合物吸收的确凿证据。
2014-06-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Different generations of HMXBs: clues about their formation efficiency from Magellanic Clouds studies
附近的恒星形成星系提供了一个独特的环境来研究年轻的（$<$ 1亿年）吸积双星的种群。这些系统是过去大质量恒星群体的示踪剂，这些恒星严重影响了它们的直接环境和母星系。利用Chandra X射线Visionary程序，我们通过达到静态X射线光度水平（$\sim$几倍于$10^{32}$ erg/s），研究了小麦哲伦云（SMC）低金属丰度中年轻的中子星双星种群。我们首次测量了高质量X射线双星（HMXB）的形成效率与其母星恒星星族年龄的关系，测量了HMXB与OB星的数量比、与SFR的数量比以及与它们相关的特定恒星形成爆发期间产生的恒星质量的数量比。在所有情况下，我们发现HMXB形成效率作为时间的函数增加到$\sim$ 40-60百万年，然后逐渐降低。
2018-12-28 astro-ph.HE
The Evolution and Fate of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf Merger Remnants
我们提出了两个碳氧白矮星（CO WD）合并的残余物的恒星演化计算。我们关注的情况下，有一个总的质量超过了Ekrasekhar质量。合并后，残留物表现为$\sim 10^4$年的$L \sim 3 \times 10^4 L_\odot$来源。尘埃风可能会发展，导致这些来源被自我遮蔽，看起来类似于极端的AGB星。大致上，$\sim 10$这样的天体应该随时存在于银河系和M31中。如在先前的工作中发现的，偏离中心的碳融合在合并残余物内被点燃，并通过碳火焰向内传播，将WD转化为氧-氖（ONe）组合物。通过跟踪比以前计算时间更长的演化，我们证明了在碳燃烧到达中心后，中微子冷却的开尔文-亥姆霍兹收缩导致质量为$\ge 1.35 M_\odot$的残余物中偏离中心的氖点火。由此产生的二氧化碳-氧气火焰将核心转化为硅WD。因此，超rasekhar WD合并残留物不经历电子捕获引起的崩溃，传统上认为。相反，如果残余质量保持在克拉塞卡质量之上，我们预计它将形成一个低质量的铁核，并坍缩形成一颗中子星。失去足够质量的残余物最终将成为大质量的孤立ONe或Si WD。
2016-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Revealing the Large-Scale Structures of Interstellar Gas Associated with the Magellanic SNR N132D
我们报告了使用Mopra和Chandra档案数据集对麦哲伦超新星遗迹N132D进行大规模分布的初步结果。我们在X射线壳层的南半部发现了一个类似于空腔的CO结构，伴随分子气体的总质量为$\sim10^4 M_\odot$，比以前的研究结果小了一个数量级。使用ALMA，ASTE和Mopra的进一步观测将揭示详细的空间结构及其物理条件。
2015-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrodynamical evolution of merging carbon-oxygen white dwarfs: their pre-supernova structure and observational counterparts
利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟了质量为$1.1$和$1.0$ $M_\odot$的碳氧（CO）白矮星（WD）的合并过程，直到合并残余物达到动力学稳定状态.利用这些结果，我们评估是否可以诱发热核爆炸，以及爆炸是否可以观察到Ia型超新星（SN Ia）。我们调查了三种爆炸机制：氦点火后的动态合并（“氦点燃的暴力合并模型”），碳点火（“碳点燃的暴力合并模型”），和爆炸后形成的Wasrasekhar质量WD（“Wasrasekhar质量模型”）。氦点燃的猛烈合并模型的爆炸是可能的，而我们预测，由此产生的SN喷出物是高度不对称的，因为它的伴星是完全完整的爆炸时。碳点燃的剧烈合并模型也可能导致爆炸。然而，爆炸WD的包线扩展到$\sim 0.1R_\odot$;它比SN 2011 fe（$< 0.1R_\odot $）的包线大得多，但比SN 2014 J（$\sim 1R_\odot$）的包线小得多。对于在这项工作中所研究的WD质量的特定组合，Eschrasekhar质量模型是不成功的，导致超新星Ia爆炸。除了这些评估，我们调查的演变未结合的材料通过合并过程（合并喷出物），假设的情况下，超新星Ia爆炸是不是由氦或碳点火在合并过程中触发。合并喷出物与周围的星际介质相互作用，形成一个壳。该壳的辐射热光度大于$2 \times 10^{35}$ ergs $^{-1}$，持续时间为$\sim …
2015-04-23 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
HFPK 334: An unusual Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）无线电连续谱和XMM-牛顿/钱德拉X射线天文台（CXO）的不寻常的超新星遗迹HFPK 334在小麦哲伦云（SMC）的观测。残余物遵循射电连续谱中的壳型形态，在SMC距离处的尺寸为$\sim$ 20~pc。X射线形态是相似的，然而，我们检测到靠近SNR中心的突出点源，其表现出具有最佳拟合幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.7 \pm 0.5$。这个中心点源很可能是一个背景物体，不能直接与残留物相关联。扩散区的高温非平衡条件表明，这种气体最近受到了冲击，并指向一个年龄为$\lesssim 1800$年的年轻SNR。在平均射电谱指数为$α=-0.59\pm0.09$的情况下，我们发现遗迹的均分磁场为$\sim$ 90~ $μ$ G，这是低密度环境中较年轻SNR的典型值。此外，我们报告了在20 cm处的残余物上检测到散射的无线电极化，峰值分数极化水平为25 $\pm$ 5\%。
2014-05-30 astro-ph.HE
Excluding super-soft X-ray sources as progenitors for four Type Ia supernovae in the Large Magellanic Cloud
Ia型超新星对我们理解宇宙至关重要，因为它们可以用来测量宇宙学距离，并且在用重元素丰富星际介质方面具有重要意义。它们被认为是白矮星的热核爆炸，但导致这些爆炸的确切机制仍不清楚。这两个相互竞争的模型是单简并模型，其中白矮星吸积来自伴星的物质，并在达到阿布拉塞卡极限时爆炸，以及双简并模型，其中爆炸是由两个白矮星合并造成的。在这里，我们报告的结果，排除了热，发光的祖先符合单一的简并的情况下，四个年轻的Ia型超新星遗迹在大麦云云。使用积分场光谱仪WiFeS，我们在这些残余物中搜寻了被祖星电离的残余星云，这些残余星云将在爆炸后持续存在长达$\sim 10^5$年。我们在任何残骸周围都没有发现这样的星云。通过比较我们的上限与使用多云进行的光电离模拟，我们已经把严格的上限的光度的祖先这些超新星遗迹。我们的研究结果增加了越来越多的证据不利于单一退化的情况。
2018-12-20 astro-ph.HE
SXP7.92: A Recently Rediscovered Be/X-ray Binary in the Small Magellanic Cloud, Viewed Edge On
我们提出了一个详细的光学和X射线的研究，2013年爆发的小麦哲伦云Be/X射线二进制SXP 7.92，以及概述了过去18年的观测从OGLE，RXTE，钱德拉和XMM-牛顿。我们将该源的位置修正为RA（J2000）=00：57：58.4，Dec（J2000）=-72：22：29.5，$1σ$不确定度为1.5角秒，将Coe等人（2009）先前报告的位置修正了20角分以上。我们确定和光谱分类正确的对应物作为B1 Ve星。光谱的特征在于非典型的深窄巴耳末系，其中H $α$线特别具有独特的壳轮廓，即嵌入在发射线中的深吸收芯。我们将此解释为我们正在观察系统边缘并看到拱星盘的自遮蔽的证据。我们推导出一个光学周期为40.0 $\pm0.3$天，我们解释为轨道周期的系统，并提出了几种机制来描述X射线/光学行为在最近的爆发，特别是“耀斑”和“下降”的光学光变曲线，包括一个短暂的吸积盘和一个细长的旋进盘。
2017-01-06 astro-ph.HE
Chandrasekhar and sub-Chandrasekhar models for the X-ray emission of Type Ia supernova remnants (I): Bulk properties
Ia型超新星起源于双星系统中碳氧白矮星的爆炸，但其祖先的确切性质仍然难以捉摸。Ia型超新星遗迹的整体性质，如X射线谱中Fe K $α$混合物的半径和质心能量，是由超新星喷出物和周围介质的性质决定的。我们模拟Ia型超新星喷出物和一系列均匀的环境介质密度在一个维度上的年龄为5000年之间的相互作用的Brachasekhar和子Brachasekhar模型。我们从这些超新星遗迹模型中生成合成X射线光谱，并将它们在不同膨胀年龄下的体积性质与\textit{Chandra}和\textit{Suzaku}的X射线观测结果进行比较。我们发现，我们的模型可以成功地再现大多数观察到的残余物的散装性能，这表明Ia型SN祖细胞不修改他们的周围环境显着的几个PC的规模。环境介质密度和膨胀年龄是我们模型中体积性质多样性的主要贡献者。对于大块残留物的性质，克拉塞卡和亚克拉塞卡的祖先做出了类似的预测，但是对X射线光谱的详细拟合具有区分爆炸能量和祖先情景的能力。
2018-10-04 astro-ph.HE
X-ray spectral analysis of the neutron star in SNR 1E 0102.2-7219
我们重新分析了小麦哲伦星云中明亮超新星遗迹（SNR）1 E 0102.2-7219的许多存档钱德拉X射线观测，以验证Vogt等人（2018）在SNR中检测到中子星（NS）。这种光谱分析需要仔细注意背景。我们发现，一个黑体+幂律模型是一个不错的拟合，暗示了一个相对较强的B场和同步辐射，在一个正常的年轻脉冲星，虽然热光度会异常高的年轻脉冲星。在现实的NS大气模型中，B = 10^12 G的碳大气最适合观测到的X射线光谱。将它异常高的热光度（L_{bol} = 1.1^{+1.6}_{-0.5}*10^34尔格/s）与其他超新星进行比较，我们发现它的光度可以用最初强磁场（如磁星或高B场双星）的衰减或超新星爆炸后较慢的冷却来解释。这个SNR中NS的性质（以及麦哲伦云中的其他物质）可以通过X射线望远镜很好地证实，该望远镜具有像钱德拉一样的角分辨率，但具有更高的光谱分辨率和有效面积，如Lynx概念。
2019-09-10 astro-ph.HE
Late-Time Optical and X-ray Emission Evolution of the Oxygen-Rich SN 1996cr
本研究通过晚期光学和 X 射线观测，揭示 SN 1996cr 激波突破星周物质，其光谱特征表明前身星被剥离，类型由 IIn 修正为 IIb/Ib。
2024-12-17 astro-ph.HE
NuSTAR Detection of Quiescent Hard X-Ray Emission from SGR 0526-66 in the Large Magellanic Cloud
软伽马射线中继器（SGR）0526-66是第一个被确认的磁星，预计位于大麦云星云的超新星遗迹N49内。基于我们的~50 ks NuSTAR观测，我们在10-40 keV波段首次探测到了静止态0526-66。基于我们的NuSTAR和档案钱德拉ACIS数据的联合分析，我们坚定地建立了非热成分的存在，在X射线光谱的0526-66除了热发射。在最佳拟合黑体（BB）加幂律（PL）模型中，PL分量的斜率（光子指数γ = 2.1）比其它磁星的PL分量的斜率（γ> ~1.5）要陡。X射线谱的软部分可以用具有kT = 0.43 keV的温度的BB分量来描述。X射线发射区的最佳拟合半径（R = 6.5 km）小于中子星的标准尺寸。如果我们假设除了热BB分量之外，中子星还有一个典型半径为R = 10 km的冷BB分量（2BB + PL模型），对于被动冷却的中子星表面，得到了较低的BB温度kT = 0.24keV，而kT = 0.46 keV的热点发射占主导地位的热光谱（约85%的热光度在0.5-5 keV带）。仍然需要非热组件（伽马~ 1.8）。
2020-03-26 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
Discovery of a ~30-Year-Duration Post-Nova Pulsating Supersoft Source in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是从双星伴星吸积而来的白矮星，其表面的吸积物质经历核燃烧。虽然从双星演化模型和它们作为Ia型超新星祖先候选者的身份来看，预计会有相对较多的星群，但考虑到SSS的光谱非常软，已知的星群相对较少。在这里，我们报告的X射线和光学性质的1 RXS J050526.3-684628，以前身份不明的吸积核燃烧白矮星位于大麦云（LMC）。XMM-牛顿观测使我们能够研究其X射线光谱，并首次测量~170 s的短周期振荡。通过分析eROSITA新获得的X射线数据，以及Swift观测和ROSAT档案数据，我们跟踪了过去30年的长期演变。我们确定1 RXS J050526.3-684628是一个缓慢演变的新星后SSS，经历了残余的表面核燃烧，最终在2013年达到顶峰，现在正在下降。通过与现有模型的比较，我们发现有效温度和光度的演化与~0.7 $M_{\odot}$碳氧白矮星吸积~10 $^{-9}~\rm{M}_{\odot}$ /yr是一致的。我们的研究结果表明，可能有更多的未被发现的SSS和“错过”新星等待专门的深X射线搜索在LMC和其他地方。
2020-09-20 astro-ph.HE
The 155-day X-ray cycle of the very massive Wolf-Rayet star Melnick 34 in the Large Magellanic Cloud
沃尔夫-拉叶星Mk 34在2014年5月至2016年1月期间进行的大麦云星云中的狼蛛星云深T-ReX钱德拉ACIS-I X射线成像调查中被观察了50多次。它的亮度显示出一个明亮的最大值和重复的微弱的最小值，这有助于定义X射线重现时间为$155.1\pm0.1$天，这可能是偏心双星系统的轨道周期。在折叠X射线光变曲线中，最大值紧接在最小值之前，这一点得到了新的Swift XRT观测的证实。尽管Mk 34的亮度达到了$1.2\times10^{35}\mathrm{erg}~\mathrm{s}^{-1}$的极端中值，这使得它比银河系中的同类恒星亮了一个数量级，但几乎可以肯定它是一个碰撞风双星系统。它的光谱显示了光度和吸收的相位相关变化，这可能与已知最大质量的两颗恒星的轨道动力学有关。
2018-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
SXP214, an X-ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud, Crossing the Circumstellar Disk of the Companion
SXP 214位于小麦哲伦云（SMC）中，是一颗高质量X射线双星系统中的X射线脉冲星，有一颗Be伴星。最近在钱德拉X射线远见计划下对SMC的调查发现，当X射线通量稳定上升时，源处于过渡状态。Lomb-Scargle周期图显示脉冲周期为211.49 +/- 0.42 s，这比之前使用XMM-牛顿和RXTE的测量值明显短（> 5 sigma）。这意味着该系统最近经历了突然的旋转事件。脉冲轮廓显示出调制幅度> 95%的尖锐的类似日食的特征。观测到的X射线亮度从<~ 2 x线性上升到7 x 10^35 erg s^-1，这与X射线光谱的稳定软化有关，对于吸收幂律模型，这可以通过局部吸收从N_H ~ 10^24 cm^-2到<~10^20 cm^-2的变化来描述。当仅观察到脉动硬X射线分量时，在观察的早期部分中不存在低于2 keV的软X射线发射，而在稍后时间，观察到软和硬X射线分量都脉动。一个可能的解释是，这颗中子星最初隐藏在伴星的星周盘中，后来带着继续为观测到的脉动提供燃料的吸积物质从盘中出来。
2016-05-12 astro-ph.HE
SNR 0453-68.5: An Asymmetric Remnant and its Plerion in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了从\textit{Chandra} X射线天文台观测到的大麦云（LMC）中SNR 0453-68.5的X射线辐射的综合研究。该物体属于一类复合残骸，其中心恒星周围有一个发射壳，通常称为脉冲星风星云（PWN）。这是LMC中仅有的五个具有已识别PWN的残骸之一。我们发现，壳的发射是不是喷出物为主，而是由于冲击ISM已被席卷的超新星爆炸波或位于前体腔壁。这是由\textit{Spitzer}太空望远镜观测到的局部分子云形态所支持的。光谱特性与$>$ 17000年前的中年遗迹一致。中心结内检测到的点源被确定为脉冲星供电的同步辐射的PWN。光谱拟合显示，该星云的特征是光子指数为$Γ=2.0$的幂律。这个指数在0.4-1.2 pc的空间尺度上是恒定的，这与包含蟹状星云和SNR 0540-69.3等遗迹的年轻PWN不一致。这些适合还包含显着的贡献，从一个喷出物为主的热等离子体，我们解释为证据的混合过程中的PWN与SNR的反向冲击演化的相互作用。我们没有观察到任何证据表明，中央脉冲星包含一个显着的速度横向的视线，并认为，尽管不对称的表面亮度分布的SN爆炸产生这个遗迹可能是相当对称的。
2012-07-25 astro-ph.HE
The ion-induced charge-exchange X-ray emission of the Jovian Auroras: Magnetospheric or solar wind origin?
电荷交换引起的X射线发射的一个新的和更全面的模型，由于离子沉淀到木星大气层附近的两极，已被用来分析钱德拉X射线天文台的光谱观测。该模型首次包括碳离子，除了以前考虑的氧和硫离子，以考虑可能的离子起源从太阳风和木星磁层。通过将模型光谱与新处理的钱德拉观测结果进行比较，我们得出结论，碳离子发射提供了可以忽略不计的贡献，这表明太阳风离子不是观测到的极地X射线的原因。此外，模型拟合观测结果支持先前估计的沉淀离子的播种动能（~0.7-2 MeV/u），但推断这些钱德拉观测的相对硫氧丰度比不同。
2009-07-09 astro-ph.EP astro-ph.HE
Optical spectra of 5 new Be/X-ray Binaries in the Small Magellanic Cloud and the link of the supergiant B[e] star LHA 115-S 18 with an X-ray source
小麦哲伦星云（SMC）是一个拥有大量高质量X射线双星（HMXB）的星系。它们的光学对应物的识别提供了关于施主星的性质的信息，并且可以帮助约束这些系统的参数及其演化。我们获得了一些HMXB在以前的钱德拉和XMM-牛顿调查的SMC使用AAOmega/2dF光纤光谱仪在英澳望远镜确定的光谱。我们发现5个新的Be/X射线二进制文件（BeXRB，包括一个暂定的），通过确定其光学对应物的光谱类型，我们确认光谱分类的另外15个已知的BeXRB。我们比较了SMC和银河系BeXRB种群的光谱类型、轨道周期和偏心率，发现光谱类型分布之间存在差异的边缘证据，但轨道周期和偏心率没有统计学显著差异。此外，我们的搜索发现，著名的超巨星B[e]星LHA 115-S 18（或AzV 154）与弱X射线源CXFJ 005409.57 -724143.5有关。我们提供了超巨星LHA 115-S 18是X射线源的光学对应物的证据，并讨论了其低X射线光度（Lx ~ 4 x 10^33 erg/s）的起源的不同可能性。
2013-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
