Asymmetric Expansion of the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3，是由（可能的）Ia型超新星在$\sim 1900$ CE爆炸后产生的，在射电波长上是强烈不对称的，在北面要亮得多，但在X射线上是两侧对称的。我们提出了X射线膨胀测量的结果，阐明了射电不对称性的起源。我们确认平均扩张率（2011年至2015年）为每年0.58%，但存在较大的空间差异。使用非参数“Demons”方法，我们测量了整个SNR的速度场，发现运动变化了5倍，从每年0.09”到0.44”。最慢的震波位于明亮的北部射电边缘的外边界，速度$v_s$低至3，600 km/s（假设距离为8.5 kpc），远低于沿X射线明亮主轴的$v_s = 12,000 - 13,000$ km/s。北部冲击波如此强烈的减速很可能是由于SN喷出物与那里比平均环境介质密度大得多的介质碰撞造成的。这种不对称的环境介质自然地解释了无线电不对称性。在几个位置，显着的形态变化和强烈的非径向运动是明显的。空间积分的X射线通量继续随时间增加。根据Chandra长达8.3年的观测，我们测量出其每年增长1.3% +/- 0.8%。SN喷出物很可能与SN祖先在爆炸前喷出的不对称拱星介质碰撞。
2017-02-21 astro-ph.HE
X-ray Spectral Variations in the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的发现让我们看到了以前从未观察到的SNR演化阶段。我们分析了50 KS钱德拉观测，特别是关于光谱变化。非常高的柱密度（$N_H \sim 6 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$）意味着尘埃散射是重要的，我们使用一个简单的散射模型在我们的光谱分析。G1.9+0.3的积分X射线能谱由指数截止的幂律电子分布的同步辐射很好地描述。使用我们测量的无线电通量，包括散射效应，我们发现一个滚降频率为$5.4 (3.0, 10.2) \times 10^{17}$ Hz（$h ν_{\rm roll} = 2.2$ keV）。在两区域模型中包括散射给出了超过2倍的较低的ν_roll值。将G1.9+0.3划分为6个区域，我们发现在壳层明亮的SE和NW边缘有一个光谱最硬（最高ν_roll）的系统模式。当你绕着贝壳或进入内部时，它们会变陡。在壳层明亮部分之外的延伸具有最硬的光谱。我们解释的冲击加速性能的依赖关系的冲击速度和一个相当均匀的上游磁场之间的夹角$θ_{\rm Bn}$的结果。这种解释可能需要Ia型事件。如果电子加速受到同步加速器损耗的限制，则光谱变化需要加速率与磁场强度无关。
2009-03-11 astro-ph.GA 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
Magneto hydrodynamic simulations of the supernova remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3在其射电和X射线形态之间显示出离散的特征。观测到的射电形态特征是在北部有一个最大值，而X射线观测显示在东西两侧有两个相对的“耳朵”。使用三维磁流体动力学模拟，我们调查的离散功能的残留物的形成。为了更好地模拟，我们测试了不同的参数，并在密度梯度环境和团块环境下再现了类似的离散特征，这为观察提供了可能的解释。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Morphologies and Kinematics of Supernova Remnants
本文综述了超新星遗迹（SNRs）形态学和运动学研究的主要进展。在过去几年中，SN爆炸的模拟有了很大的改进，通过将预测结果与SNRs观测到的大规模成分和形态特性以及喷出物材料的三维运动学进行比较，可以使用SNRs来测试模型。特别是，仙后座A -银河系中已知最年轻的核心坍缩SNR-提供了这些爆炸事件的复杂性的近距离视图，这些爆炸事件在遥远的河外来源中无法解决。我们总结了通过成像和光谱观测将信噪比与其祖先爆炸联系起来的进展，并讨论了信噪比研究的令人兴奋的未来前景，如X射线微量热仪
2018-03-30 astro-ph.HE
On the energy distribution of relativistic electrons in the young supernova remnant G1.9+0.3
已知最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3的宽波段X射线观测提供了有关超新星遗迹演化早期阶段粒子加速的独特信息。基于钱德拉和NuSTAR卫星在二十多年的能量中获得的公开可用的X射线数据，我们推导出相对论电子的能量分布，假设检测到的X射线完全是同步辐射源。电子的加速被发现是一个数量级慢于由名义玻姆扩散制度中的冲击加速所提供的最大速率。我们讨论了这一结果的影响的背景下，在PeV能量的银河系宇宙射线的信噪比的贡献。
2016-12-07 astro-ph.HE
Population synthesis of neutron star X-ray binaries associated with supernova remnants
中子星X射线双星（NS XRB）是与超新星遗迹（SNRs）有关的最年轻的X射线双星，它可以为研究X射线双星的早期演化和中子星的形成性质提供重要信息。有越来越多的NS XRB被发现藏匿在我们和附近星系的SNR中。在这项工作中，我们进行二进制人口合成计算，以模拟人口的NS XRB与SNR为不同类型的同伴，包括罗氏瓣过度填充主序星，Be星和超巨星。我们估计了它们的出生率，并给出了每种伴星的轨道参数和伴星质量的分布。我们的计算表明，它们中的大多数是Be X射线双星（BeXRB）和一些BeXRB预计将与银河系型星系中的SNRs。
2021-07-20 astro-ph.HE
Expansion and Brightness Changes in the Pulsar-Wind Nebula in the Composite Supernova Remnant Kes 75
我们报告了新的钱德拉X射线观测的壳超新星遗迹（SNR）Kes 75（G29.7-0.3）包含一个脉冲星和脉冲星风星云（PWN）。PWN的扩张在2000年、2006年、2009年和2016年这四个时期都很明显。我们发现，2000年至2016年期间，PWN西北边缘的膨胀率为0.249% +/- 0.023% yr^{-1}，膨胀年龄R/（dR/dt）为400 +/- 40年，膨胀速度约为1000 km s^{-1}。我们认为，PWN是膨胀成一个不对称的镍泡在一个传统的IIP型超新星。PWN的扩张可能会加速，给出了480 +/- 50年的真实年龄。脉冲星的诞生光度比当前值大3 - 8倍，而初始周期在其当前值的2倍之内。我们直接确认Kes 75包含已知最年轻的PWN，因此也是已知最年轻的脉冲星。脉冲星PSR J 1846 -0258的自旋下降磁场为5 x 10^{13} G;在2006年，它发出了5个类似磁星的短X射线爆发，但它的自旋下降光度没有显著变化。然而，PWN的通量在2009年至2016年期间减少了约10%，几乎完全在北半部。自2006年以来，一个明亮的结已经下降了30%。在此期间，幂律模型的光子指数没有变化。这种通量变化太快，是由于正常的PWN演变在一个区域模型。
2018-03-24 astro-ph.HE
G306.3-0.9: A newly discovered young galactic supernova remnant
我们提出了新的银河系超新星遗迹（SNR）G306.3-0.9的X射线和无线电观测，最近发现的雨燕。钱德拉成像揭示了一个复杂的形态，由一个明亮的冲击为主。X射线光谱与Sedov阶段的年轻SNR大致一致，这意味着距离8 kpc的年龄为2500年，可能将其确定为银河系20个最年轻的SNR之一。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的成像显示了一个与X射线发射相关的无线电发射的突出脊。我们发现在1 GHz的流量密度为~ 160 mJy，这是迄今为止银河SNR记录的最低无线电流量。在24微米处也检测到了残留物，表明存在辐射过的温暖尘埃。数据显示没有令人信服的证据表明存在致密的恒星残骸。
2013-03-14 astro-ph.HE
Nonthermal properties of supernova remnant G1.9+0.3
在宇宙线加速的非线性动力学理论框架下，研究了可能是最年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的性质。观测到的角尺寸和膨胀速度以及无线电和X射线发射测量被用来确定该SNR的相关物理参数。在假设SNR G1.9+0.3是银河系中心附近（距离d= 8.5kpc）的Ia型超新星的结果下，计算了非热性质。特别地，预期的TeV伽马射线谱能量密度被预测为低至$ε_γF_γ \approx 5\times 10^{-15}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，强烈依赖于（$F_γ\propto d^{-11}$）源距离d。
2010-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Expansion and Age of the Supernova Remnant G350.1-0.3: High-Velocity Iron Ejecta from a Core-Collapse Event
我们报告钱德拉观测的高度不对称的核心坍缩超新星遗迹G350.1-0.3。我们的文件膨胀超过9年远离大致静止的中央紧凑的对象，天空平面速度高达$5000 d_{4.5}$ km s $^{-1}$（$d_{4.5}$是距离的单位为4.5 kpc），红移范围从900 km s $^{-1}$到2600 km s $^{-1}$，和三维空间速度接近6000 km s $^{-1}$。大部分明亮的辐射来自重元素的喷出物，特别是铁。在4000 - 6000 km/s的$^{-1}$处可以看到铁增强的喷出物，强烈表明超新星不是一个常见的IIP型事件。虽然一些较暗的区域有大致的太阳丰度，但我们无法识别清晰的爆炸波特征。我们的膨胀自行表明，G350.1-0.3的年龄不超过600年，与距离无关：是银河系中第三年轻的已知核心坍缩超新星，也是最不对称的超新星之一。
2020-12-17 astro-ph.HE
Rapid Expansion of the Young Type Ia Supernova Remnant 0519-69.0: More Evidence for a Circumstellar Shell
基于Chandra对年轻Ia型超新星遗迹0519-69.0的21年观测，发现X射线物质快速膨胀，外围高速度与主壳层适度膨胀对比，为大质量星周物质壳层存在提供更多证据。
2023-03-06 astro-ph.HE
Asymmetries of Heavy Elements in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
超新星遗迹（SNRs）提供了研究超新星（SNe）的手段，可以提供一个独特的洞察机制，控制这些高能事件。在这项工作中，我们研究了在银河系中已知最年轻的核心坍缩（CC）SNR中发现的不同元素的X射线发射的形态。最重的元素表现出最高水平的不对称性，我们将其与创建元素的燃烧过程及其与爆炸中心的接近程度联系起来。我们的研究结果支持了最近的模型预测，即最接近爆炸源的材料将反映SN机制固有的不对称性。此外，我们发现最重的元素比较轻的元素更直接地与中子星（NS）相对运动。这一结果是一致的NS踢所产生的喷出物的不对称性。
2020-05-11 astro-ph.HE
A dedicated Chandra ACIS observation of the central compact object in the Cassiopeia A supernova remnant
我们介绍了最近钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A中的中心致密天体（CCO）的观测结果。这一观测结果是在一个仪器配置中获得的，该配置结合了高空间分辨率和最小的光谱失真，它使我们能够搜索周期超过0.68秒的脉动。我们没有发现与CCO相关的扩展发射的证据，也没有统计学上显著的脉动（脉冲分数的3-sigma上限约为16%）。CCO光谱与幂律模型的拟合产生大的光子指数，γ \approx 5，和氢柱密度大于从SNR光谱获得的。与黑体模型的拟合在统计上是不可接受的。氢或氦中子星大气模型提供了更好的拟合，最佳拟合的有效温度为kT_{eff} ^ \infty \approx 0.2 keV，但它们需要一个小恒星的半径，R = 4 - 5.5 km，和一个低质量，M < 0.8 M_sol。一颗中子星不可能有这么小的半径和质量，但观测到的辐射可能来自一颗奇异夸克星的大气层。更有可能的是，CCO可能是一颗表面温度不均匀、表面磁场较低的中子星（所谓的反磁星），类似于其他三颗周期导数上限已经确定的CCO。根据氢大气模型的拟合，估算出的热光度L_{bol} ^ \infty \sim 6 \times 10^{33} erg s^{-1}与CCO年龄为330年的标准中子星冷却相一致。表面温度不均匀性的起源还有待了解，它可能是由中子星地壳中具有非常强的环形磁场的各向异性热传导引起的。
2009-08-19 astro-ph.HE
Type Ia Supernova Models: Asymmetric Remnants and Supernova Remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3，可能是Ia型超新星的结果，在其喷出物的空间和速度分布上显示出令人惊讶的异常。特别是，在远离残骸中心的几个位置可以看到高速冲击的铁，在某些情况下，除了突出的硅和硫排放。这些不对称性强烈地暗示了一种高度不对称的爆炸。我们提出了高分辨率的流体动力学模拟在两个和三个维度的演变，从年龄的100秒到数百年的两个不对称的Ia型模型，扩展到一个统一的介质。在年龄为G1.9+0.3（约100岁）时，我们的2D模型显示几乎没有铁在X射线中可见。只有在更高密度的环境中，才可能有大量的铁被冲击，此时模型的膨胀速度与G1.9+0.3的观测结果完全不一致。我们的3D模型，从Seitenzahl等人的一套Ia型SN模型中发展出最不对称的模型。（2013），显示了一些类似于G1.9+0.3的特征。我们描述了它的演变与图像组成的三个类：C和O，中间质量元素（IME），和铁族元素（IGEs）。从13岁到1800年，我们遵循的高度不对称的初始残留物的演变，爆炸的不对称性降低相对强度被取代的不对称性，由于进化的流体动力学不稳定性。在大约100年的年龄，我们的3D模型具有相当的C+O，IME和IGE的冲击质量，每个大约为0.03 $M_\odot$。进化的变化似乎足够迅速，钱德拉X射线天文台的持续监测可能会显示出显着的变化。
2021-10-15 astro-ph.HE
Evidence for Rapid Adiabatic Cooling as an Origin of the Recombining Plasma in the Supernova Remnant W49B Revealed by NuSTAR Observations
在过去十年中，对超新星遗迹（SNRs）的X射线观测表明，重组等离子体的存在在某种类型的物体中有些常见。SNR W 49 B是这些天体中最年轻、最热、电离程度最高的，因此提供了关于SNR早期演化阶段如何达到复合阶段的关键信息。特别是，从Fe的辐射复合连续（RRC）的光谱特性是限制详细的等离子体条件的关键。在这里，我们提出了成像和光谱研究的W 49 B与核光谱望远镜阵列（NuSTAR），利用有史以来最高的灵敏度，以Fe RRC在> 8.8keV。我们确认，铁RRC是最突出的西部的SNR，因为最低的电子温度（~ 1.2 keV）实现。我们的空间分辨光谱分析揭示了电子温度和复合时间尺度之间的正相关性，具有~ 4 keV的均匀初始温度，这与作为过电离起源的快速绝热冷却方案是一致的。这项工作证明了NuSTAR的适用性，热发射的研究，除了硬非热X射线，从年轻和中年的SNR。
2018-12-03 astro-ph.HE
Discovery of a molecular cloud possibly associated with the youngest Galactic SNR G1.9+0.3
利用 CHIMPS2 巡天的 12CO 数据，在 G1.9+0.3 周围发现了可能相关的分子云，首次为该超新星遗迹高度各向异性膨胀源于激波与致密星际介质相互作用导致的减速提供了直接证据。
2023-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of a Pulsar Wind Nebula within a Composite Supernova Remnant
脉冲星风星云（PWN）与其宿主超新星遗迹（SNR）之间的相互作用可以产生大量可观测的结构。这些结构中存在的不对称性源于复合系统的复杂性，其中许多因素在复合SNR演变的各个阶段轮流起主导作用。特别令人感兴趣的是系统的特点是在一个不均匀的星际介质（ISM），其中包含一个活跃的脉冲星具有相当大的“踢”速度（向上300公里秒$^{-1}$），因为这些系统往往会产生复杂的形态。我们提出了一个数值模型，采用这些和其他几个因素，努力产生类似于在各种X射线和无线电观测中看到的不对称性。我们发现，驱动结构的主要参数是ISM均匀性和脉冲星总自旋下降能量，其次是脉冲星轨道和初始自旋下降光度等因素。我们还调查了PWN“尾巴”背后的动力学，这可能会形成一个破碎的，遗迹星云的反向冲击传递活动的恒星。我们发现，这样的尾巴的方向是不是很好的指标脉冲星的运动，但方向揭示了反向冲击波的通道所产生的喷出物的流动。
2017-07-20 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
On the foundation of equipartition in supernova remnants
一个被广泛接受的范例是，在超新星遗迹（SNR）中，宇宙射线（CR）的能量密度和磁场的能量密度之间的均分（eqp）不能维持。然而，我们的3D流体动力学超级计算机模拟，再加上非线性扩散冲击加速模型（NLDSA），提供的证据表明，eqp可能建立在Sedov阶段的演变，其中大多数SNR花费最长的部分，他们的生活结束。对于SNR中CR能量密度和磁场能量密度之间的任何恒定比率，我们引入术语“恒定分配”，而术语“均分”应保留用于仅超相对论电子（或全部CR）的能量密度（也是数量级上的{恒定分配}）和磁场的能量密度的值近似相同的情况。我们的模拟表明，这种近似的常数分区确实存在于所有，但最年轻的SNR。我们推测，由于进化的SNR在Sedov阶段的演化结束时可以达到CR和磁场之间的eqp，他们可能是负责初始化这种类型的eqp在星际介质。此外，我们表明，电子组件之间的CRs和磁场的eqp可以用于计算磁场强度直接从同步辐射的观测SNRs。此处给出的SNR中的磁场强度值比Arbutina等人（2012，2013）计算的值低约2.5倍。
2018-02-07 astro-ph.HE
G11.2-0.3: The Young Remnant of a Stripped-Envelope Supernova
我们目前的结果，400-ks钱德拉观测的年轻壳超新星遗迹（SNR）G11.2 - 0.3，包含脉冲星和脉冲星风星云（PWN）。我们测量了自2000年以来壳层的平均膨胀率为每年0.0277 +/-0.0018%，这意味着年龄在1400到2400年之间，使G11.2 - 0.3成为银河系中最年轻的核心塌陷SNR之一。然而，我们发现非常高的吸收（$A_V \sim 16^m \pm 2^m$），证实了近红外测定，并排除了与386 CE可能的历史SN的相关性。PWN显示出强烈的喷流和一个微弱的环面，在一个更大、更弥散的射电辐射和非热X射线区域内。中心的软热X射线发射与PWN相关，以及更详细的形态学证据表明，反向冲击已经重新加热了所有喷出物并压缩了PWN。脉冲星特征能量损失时间尺度远远超过了剩余年龄，我们认为明亮的喷流是在再压缩后产生的。相对明显的壳层和内部弥漫的硬X射线发射，在壳层的内缘增强，表明G11.2 - 0.3膨胀进入的直接星周介质是相当各向异性的。我们提出G11.2 - 0.3可能起源于一个剥离的包层祖先，在各向异性风或由于双星相互作用，几乎失去了所有的包层质量，留下了一个紧凑的核心，其快速风将先前失去的质量扫入致密的不规则壳层，并爆炸为cIIb或Ibc型超新星。
2016-02-10 astro-ph.HE
Deep X-ray Observations of the Young High-Magnetic-Field Radio Pulsar J1119-6127 and Supernova Remnant G292.2-0.5
强磁场射电双星是理解磁星与常规射电双星之间联系的重要过渡天体。我们提出了一个详细的研究，年轻的射电脉冲星J1119-6127，它的特征年龄为1900年和自旋向下推断的磁场为4.1e13G，其相关的超新星遗迹G292.2-0.5，使用深XMM牛顿和钱德拉X射线天文台曝光超过120千斯从每个望远镜。脉冲星的辐射在2.5keV以下表现出强烈的调制，具有单峰轮廓和0.48+/-0.12的大脉冲部分。利用部分电离氢的磁性大气模型，我们发现所观测到的脉冲轮廓可以由一个温度为0.13keV、覆盖约三分之一恒星表面的单一热点产生，并且我们对具有相同面积的对跖热点的上限设定为0.08keV。表面温度分布的不均匀性可能是在强磁场下各向异性热传导的结果，并且单峰分布在高B射电望远镜中似乎很常见。对于相关的残骸G292.2-0.5，它的大直径可以归因于低密度风腔中的快速膨胀，可能是由沃尔夫-拉叶星的前身星形成的，类似于其他两个高B射电双星。
2012-11-12 astro-ph.HE
Fast Blast Wave and Ejecta in the Young Core-Collapse Supernova Remnant MSH 15-52/RCW 89
我们银河系中已知的最年轻的核心坍缩超新星遗迹之一是G320.4 $-$ 1.2/MSH 15 - 52，其中包含一颗高能脉冲星，其自旋下降年龄很短（1700年），可能是由剥离包层的SN Ibc产生的。明亮的X射线和射电辐射位于脉冲星北部，与H $α$星云RCW 89重叠。那里明亮的X射线有一种非常不寻常和令人困惑的形态，由非常紧凑的热发射结和更弥散的非热源发射组成。我们报告了2017年和2018年与Chandra一起对RCW 89进行的新X射线观测，这使我们能够在长达十年的时间基线上测量许多结和细丝的运动。我们识别出一个速度为$(4000 \pm 500)d_{5.2}$ km/s（$d_{5.2}$是以5.2 kpc为单位的距离）的快速爆炸波，它具有纯非热谱，没有任何射电对应物。许多紧凑的X射线发射结移动得很快，速度高达5000公里/秒，主要是径向远离脉冲星。它们的光谱表明它们是富Ne和Mg的重元素SN喷出物。它们在最近与脉冲星北部稠密的环境介质发生碰撞后，速度明显减慢。在短短几年内，我们看到了结的亮度和形态的快速演变。RCW 89中的喷出物结在其初始速度和密度方面类似于在可见光波长下在Cas A中看到的那些。它们可能有相同的起源，仍然不了解，但可能与剥离信封SN爆炸本身有关。
2020-05-26 astro-ph.HE
The Hard X-Ray View of the Young Supernova Remnant G1.9+0.3
NuSTAR观测了银河系中已知最年轻的超新星遗迹G1.9+0.3，持续时间为350 k，并检测到$\sim$ 30 keV的辐射。残余物的X射线形态在3至20 keV的能量范围内没有显著变化。NuSTAR和CHANNEL之间的组合拟合表明，光谱随能量而变陡。的光谱形状可以很好地拟合同步辐射从幂律电子能量分布与指数截止没有额外的功能。它也可以用纯粹的现象学模型来描述，比如破幂律或指数截止的幂律，尽管这些描述缺乏物理动机。对于同步加速器模型，在1 GHz处使用1.17 Jy的固定无线电通量，我们得到N $_{\rm H}$ = $(7.23\pm0.07) \times 10^{22}$ cm $^{-2}$的柱密度，$α=0.633\pm0.003$的光谱指数和$ν_{\rm rolloff}=(3.07\pm0.18) \times 10^{17}$ Hz的滚降频率。这可以用粒子加速来解释，在大约10 PDMATHAMS G的磁场中，粒子加速到由有限剩余年龄设定的最大能量，对于我们的滚降意味着电子和离子的最大能量大约为100 TeV。更高的磁场强度会产生一个被辐射损耗切断的电子光谱，从而产生一个与磁场强度无关的更高的滚降频率。在这种情况下，离子可以被加速到更高的能量。在67.9 keV谱线中搜索$^{44}$ Ti发射导致$1.5 \times 10^{-5}$ $\,\mathr…
2014-11-25 astro-ph.HE
Radio Observations of Supernova Remnant G1.9+0.3
我们目前1至10 GHz的无线电连续通量密度，光谱指数，偏振和旋转测量（RM）的最年轻的已知银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的图像，使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的观测。我们在1984年至2017年期间进行了一项跨越8个时期的扩张研究，得出的结果与之前的G1.9+0.3扩张研究一致。我们发现一个平均的无线电连续扩展率（$0.78 \pm 0.09$）百分之一年$^{-1}$（或$\sim8900$公里秒$^{-1}$在一个假设的距离为8.5千秒差距），虽然扩展率在整个SNR周长变化。在2016年至2017年的最近时期，我们观察到北部地区的扩张速度快于预期。我们找到了$-0.81\pm0.02$（76 MHz $-$ 10 GHz）的G1.9+0.3的全局频谱指数。然而，朝向北部地区，观测到无线电频谱显著变陡（$\sim -$ 1）。对于G1.9+0.3的两个所谓的（东和西）“耳”，我们发现400-600 rad m $^{2}$和100-200 rad m $^{2}$的RM值分别非常不同。射电连续辐射的分极化达到（19 $\pm$ 2）~ %，与其它稍老的SNR（如Cas~A）一致。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulent Magnetic Fields and Molecular Cloud Interactions in the Supernova Remnant G1.9+0.3
通过对最年轻超新星遗迹 G19+0.3 的空间分辨 X 射线光谱分析，研究利用截断能量约束 Bohm 因子，揭示射电边缘更强的磁场湍动源于激波与 CO 分子云的相互作用。
2025-09-30 astro-ph.HE
Radio Evolution of Supernova Remnants Including Non-linear Particle Acceleration: Insights from Hydrodynamic Simulations
我们提出了一个模型，通过使用三维（3D）流体动力学模拟，再加上宇宙射线（CR）加速超新星遗迹（SNRs）的无线电演化。通过对环境密度、超新星爆发能量、加速效率和磁场放大效率等相关物理参数的模拟，在全球范围内模拟了超新星的射电演化过程。我们的属性所观察到的传播的无线电表面亮度相应的SNR直径的传播这些参数。除了我们的模拟Ia型信噪比，我们还考虑了信噪比无线电的演变，在密集的，不均匀的拱星环境，修改的祖先星风。这些模拟开始时，喷出物的质量大大高于Ia型SN的情况，并且可能具有较低的冲击速度。磁场对于信噪比的无线电演化是非常重要的。在MFA方面，我们包括共振和非共振模式在我们的大规模模拟，通过实施从第一原理，粒子在细胞（PIC）模拟和非线性磁流体动力学（MHD）模拟获得的模型。我们测试我们的模型的质量和可靠性的样本组成的银河系和河外的信噪比。我们的模拟给出了完整Sedov状态下的$Σ-D$斜率在-4和-6之间。最近获得的银河系样本的经验斜率约为-5，而河外样本的斜率约为-4。
2017-12-13 astro-ph.HE
Hydrodynamical and radio evolution of young supernova remnant G1.9+0.3 based on the model of diffusive shock acceleration
利用三维流体动力学模型和宇宙线加速非线性动力学理论研究了银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的射电演化。我们包括一致的数值处理磁场放大（MFA）由于共振流不稳定性。在假设SNR G1.9+0.3是位于银河系中心附近的Ia型超新星爆炸的结果下，使用广泛接受的爆炸能量10 $^{51}$ erg和喷出物质量1.4 $M_{\odot}$的值，计算了非热连续射电辐射。本文的主要目的是解释近几十年来观测到的射电通量增亮现象，并预测其未来的时间演化。我们估计，SNR现在是$\sim$ 120岁，在0.02厘米$^{-3}$的环境密度扩大，并解释其陡峭的无线电频谱指数仅通过有效的非线性扩散冲击加速（NLDSA）。我们还比较了这个年轻的SNR的模拟和观测结果，以测试所提出的模型和假设。我们的模式预测的无线电通量密度增加的$\sim$ 1.8%，每年$^{-1}$在过去的二十年中同意与测量值。我们合成了从射电到X射线的同步辐射光谱，它与VLA，MOST，Effelsberg，Chandra和NuSTAR测量结果吻合得很好。我们还提出了一个简化的伽马射线SNR的演化模型，并建议它可能是一个有前途的目标，在TeV的能量与未来一代的仪器，如切伦科夫望远镜阵列的伽马射线观测。SNR G1.9+0.3是唯一已知的流量密度增加的银河系SNR，我们在这里提出的预测，流量密度将开始减少约500年从现在开始。…
2017-03-21 astro-ph.HE
A JWST Survey of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文报道JWST对仙后座A的NIRCam/MIRI成像与MRS光谱巡天，揭示未激波抛射物网、CSM尘埃片及光回声等结构，并约束中心中子星回落盘。
2024-06-10 astro-ph.HE
Discovery of a very young high-mass X-ray binary associated with the supernova remnant MCSNRJ0513-6724 in the LMC
利用XMM-牛顿X射线观测，在大麦云（LMC）中发现了一个与超新星遗迹（SNR）MCSNRJ 0513 -6724有关的非常年轻的高质量X射线双星（HMXB）系统。HMXB位于扩展软X射线发射的几何中心，我们确认为SNR。HMXB的光谱符合吸收功率定律，光谱指数约为1.6，光度为7 × 10 ^{33}尔格/秒（0.2- 12 keV）。实验观测到周期为4.4 s的X射线脉动，光学对应物的OGLE I波段光变曲线超过17.5年，周期为2.2324 \pm 0.0003 d，我们将其解释为双星系统的轨道周期。SNR的X射线谱与年轻/进化程度较低的SNR的非平衡激波模型一致。从推导出的电离时间尺度，我们估计SNR的年龄为<6 kyr。HMXB与SNR的关联使其成为迄今为止已知的最早进化阶段中最年轻的HMXB。像这样年轻的HMXB只有在自旋周期达到临界值时才能作为吸积脉冲星开启。在这个假设下，我们得到了小于5 × 10 ^{11} G的磁场上限。这意味着几个有趣的可能性，包括磁场埋葬，可能是一个插曲后超新星超临界吸积。由于这些磁场预计会在10^{3}-10 ^{4}年的时间尺度上扩散，因此发现一个非常年轻的HMXB可以为我们提供独特的机会，首次在X射线双星中观察可观测磁场的演化。
2019-10-07 astro-ph.HE
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
New composite supernova remnant toward HESS J1844-030?
目标：HESS J1844-030是一个新确认的TeV源，位于X射线脉冲星风星云（PWN）候选者G29.4+0.1和复合射电源G29.37+0.1的方向，后者可能是由背景射电星系和银河系超新星遗迹（SNR）叠加而成。我们研究SNR，PWN G29.4+0.1和HESS J1844-030之间的可能联系，以揭示TeV发射的天体物理起源。方法：我们使用钱德拉和XMM-牛顿望远镜获得的档案观测数据对PWN G29.4+0.1的X射线发射进行了成像和光谱研究。公共无线电连续谱和HI数据被用于推导与G29.37+0.1相关的SNR的距离约束，并用于调查其正在膨胀的星际介质。我们应用SNR内PWN演化的简单模型来分析G29.4+0.1与G29.37+0.1的无线电发射之间的关联。我们比较了该系统的光谱特性与TeV PWNe的布居，以研究HESS J1844-030是否是X射线PWN G29.4+0.1的非常高的能量对应物。结果：我们得出结论，G29.4+0.1是一个PWN和嵌入其上的点源是供电脉冲星。HI数据显示，与G29.37+0.1相关的SNR是一个6.5 kpc的银河系源，并在不均匀的介质中膨胀。通过对脉冲星运动和X射线辐射边界压力平衡的分析，我们认为G29.4+0.1可能是一个位于其宿主残骸内部的PWN，形成了一个新的复合SNR。由X射线亮度得到的PWN磁场，我们发现产生keV波段同步…
2019-05-09 astro-ph.HE
The High Energy X-ray Probe (HEX-P): Supernova remnants, pulsar wind nebulae, and nuclear astrophysics
HEX-P是结合高分辨X射线成像与宽光谱覆盖的探测器级任务，可通过观测与模拟推进超新星遗迹、脉冲星风星云及核天体物理领域的研究。
2023-11-08 astro-ph.HE
Supernovae in 2023 (review): possible breakthroughs by late observations
本文综述2023年超新星晚期观测进展，指出其通过揭示遗迹点对称形态支持抖动喷流爆炸机制，并引入孤独白矮星场景群解释多数Ia型超新星爆炸。
2024-04-26 astro-ph.HE
H.E.S.S. ToO program on nearby core-collapse Supernovae: search for very-high energy $γ$-ray emission towards the SN candidate AT2019krl in M74
虽然已知最年轻的超新星遗迹，如仙后座A，已被证明能够加速宇宙射线只有到$\sim$ 10 $^{14}\,\mathrm{eV}$在其目前的演化阶段，最近的研究表明，粒子能量大于几个PeV（$10^{15}\,\mathrm{eV}$）可以在核心坍缩超新星的早期阶段达到，当高速前进的冲击波膨胀到由恒星祖先风形成的致密的星周介质中时。这样的环境，特别是I型In SNe，它的祖先可能表现出与$10^{-2}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$ \cite{smith14}一样高的质量损失率，因此可能导致$γ$ -射线发射，来自强子相互作用中的$π^0$衰变，可能用目前的切伦科夫望远镜在非常高的能量下检测到。这样的探测将为超新星中CR质子/核的有效加速提供直接证据，从而对银河宇宙线起源的长期问题提供新的见解。在这种情况下，高能立体系统（\hess）自2016年以来一直在执行机会目标计划，以在发现后的几周内寻找这种早期非常高能量的$γ$射线发射到附近的核心坍缩超新星和超新星候选者（直到$\sim 10~\mathrm{Mpc}$）。在概述了这个\hess \ Target of Opportunity计划之后，我们介绍了从2019年7月对瞬态\at的观测中获得的结果，该瞬态\at最初被归类为IIn型超新星，发生在$\sim 9.8\,\mathrm{Mpc}$的M74星系中…
2021-08-09 astro-ph.HE
Probing the Innermost Ejecta Layers in SNR Kes 75: Implications for the Supernova Progenitor
包含脉冲星风星云（PWNe）的超新星遗迹（SNR）具有不同的演化阶段。在非常年轻的系统中，PWN驱动冲击进入最里面的超新星（SN）材料，产生低激发线和来自加热尘埃颗粒的红外（IR）连续谱。这些观测特征使得有可能干净地测量最深的SN喷出物层的属性，这反过来又可以对SN祖源提供约束。我们提出了赫歇尔空间天文台远红外观测的PWN在银河SNR Kes 75，包含最年轻的已知脉冲星，表现出类似磁星的活动。我们检测到高度增宽的氧和碳线发射所产生的SN喷出物所遇到的PWN。我们还检测到少量（太阳质量的千分之几）的冲击加热的尘埃，空间上与喷出物材料相吻合，很可能是在SN爆炸形成的。我们使用流体动力学模型来模拟Kes 75的演化，发现PWN到目前为止已经扫除了0.05-0.1太阳质量的SN喷出物。使用爆炸和nucleosynthesis模型为不同的祖人群众与冲击模型相结合，我们比较预测的远红外辐射与观测到的线强度，发现较低的质量和爆炸能量SN祖人轻度混合喷出物的配置文件和可比丰度分数的碳和氧的青睐于较高的质量。我们的结论是，Kes 75可能是由一个8-12太阳质量的祖星产生的，这进一步证明了这种祖星的低能量爆炸可以产生磁星。
2019-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
First search for gravitational waves from the youngest known neutron star
我们在超新星遗迹仙后座A中寻找来自中子星的周期性引力波。该搜索连贯地分析了激光干涉仪引力波天文台第五次科学运行的12天间隔内的数据。它搜索引力波频率从100到300赫兹，并涵盖了广泛的第一和第二频率导数适合的年龄的残余和不同的自旋下降机制。未探测到引力波信号。在搜索频率范围内，我们将引力波的内禀应变、中子星的赤道椭圆率和中子星的r模振荡幅度的95%置信上限分别设为0.7 - 1.2e-24、0.4 - 4e-4和0.005 - 0.14。这些直接上限击败间接限制来自能量守恒和理论预测的范围内，涉及晶体奇异物质或失控的r-模式。这是第一次引力波搜索提出了r模式的上限。
2010-09-09 astro-ph.HE gr-qc
