GeV Analysis of Mixed Morphology Supernova Remnants Interacting with Molecular Clouds
费米伽马射线太空望远镜探测到的第一个遗迹是与分子云相互作用的混合形态超新星遗迹。本文介绍了费米γ射线空间望远镜3年来在0.2 - 300 GeV能量范围内对G359.1-0.5、G337.8-0.1、G001.0-0.1、G346.6-0.2和G349.7+0.2这4个混合形态遗迹进行γ射线分析的初步结果。检测到G359.1-0.5、G337.8-0.1和G349.7+0.2均具有大于5 σ的显著性。G359.1-0.5的过量分布显示出扩展的伽马射线发射，这与TeV伽马射线源HESS J1745-303相一致。G337.8-0.1也显示出扩展的性质。
2013-01-15 astro-ph.HE
Investigating the morphology of the supernova remnant G349.7+00.2 in the medium with a density gradient
G349.7 + 00.2是一颗年轻的银河系超新星遗迹（SNR），在射电和X射线中具有蘑菇状形态，它已经在从射电到高能$γ$射线的整个电磁波谱中被探测到。此外，根据无线电和红外波段的观测，残骸正在与分子云相互作用。利用三维流体动力学（HD）模拟研究了外围的形成原因和残留物的动力学演化。在假设超新星喷出物是在具有密度梯度的介质中演化的情况下，壳层由两个半径不同的半球组成，较小的半球处于相对致密的介质中。由此得到的遗迹外围与探测到的遗迹外围一致，可以得出结论，G349.7+00.2的特殊外围可以再现为遗迹与具有密度梯度的介质相互作用。
2020-04-15 astro-ph.HE
A Chandrasekhar Mass Progenitor for the Type Ia Supernova Remnant 3C 397 from The Enhanced Abundances of Nickel and Manganese
尽管经过数十年的努力，Ia型超新星（SNe Ia）的许多基本方面仍然难以捉摸。一个主要的悬而未决的问题是，爆炸的白矮星（WD）的质量是否接近克拉塞卡极限。在这里，我们报告的检测强K壳发射稳定的铁峰元素的朱雀X射线光谱的Ia型超新星遗迹（SNR）3C 397。高Ni/Fe和Mn/Fe的质量比（分别为0.11-0.24和0.018-0.033）的热等离子体成分，占主导地位的K壳层发射线表明在SN喷出物的中子化程度，这只能通过电子捕获在致密的核心爆炸WD与一个近Ekrasekhar质量。这表明3C 397是一个单简并的起源，因为如果WD从伴星缓慢地吸积质量，那么预计自然会有质量祖先。连同其他结果支持双简并的情况下，我们的工作增加了越来越多的证据表明，这两个祖通道作出了重大贡献的超新星Ia率在恒星形成星系。
2015-02-14 astro-ph.HE
Time Variability of Nonthermal X-ray Stripes in Tycho's Supernova Remnant with Chandra
通过分析2000、2003、2007、2009和2015年获得的第谷超新星遗迹（SNR）的Chandra数据，研究了SNR西南部同步辐射X射线的时变特征，该区域是硬X射线发射的条带结构。通过比较每个时期获得的X射线图像，我们发现条纹区最北部的一个结状结构在2015年变得特别明亮。我们还发现了一个明亮的平行结构，随着它向外移动，逐渐变得暗淡和狭窄。我们的谱分析表明，不仅非热X射线通量，而且光子指数的结状结构的变化，每年。在2000年至2015年期间，小结节显示$\sim 70\%$变亮和$ΔΓ\sim 0.45$硬化。如果磁场被放大到$\sim 100~\mathrm{μG}$和/或如果磁湍流随时间显著变化，则可以解释时间变化性。
2020-04-15 astro-ph.HE
A Chandra X-ray Survey of Ejecta in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们提出了一个调查的X射线发射的喷出物在仙后座A超新星遗迹的基础上，广泛的分析超过6000个光谱区域提取的2.5-10”的角标度使用钱德拉1 Ms观测。我们解释这些结果的背景下，流体动力学模型的残留物的演变。拟合的温度和电离年龄的分布，以及隐含的质量坐标，是高度峰值，并建议喷出物受到多次二次冲击后，反向冲击与喷出物的不均匀性相互作用。基于拟合的发射测量和元素丰度，以及发射体积的估计，我们推导出发射X射线的喷出物的质量，并显示了各种元素的质量分布在残余物上。在X射线中可见的总冲击Fe质量的上限似乎约为0.13 M_sun，这几乎占了Fe喷出物中预期的所有质量。我们发现两个人口的Fe喷出物，与正常的Si燃烧，并可能与α丰富的冻结，质量比约为2：1。基本上所有观察到的Fe（两种成分）都位于SNR的中心区域之外，可能是在爆炸过程中由流体动力学不稳定性喷出的。我们讨论这一点，以及它对中子星反冲的影响。
2011-11-30 astro-ph.HE
Spectral Evolution of the X-Ray Remnant of SN 1987A: A High-Resolution $Chandra$ HETG Study
本文根据$Chandra$ X射线天文台的观测资料，给出了SN 1987 A（SNR 1987 A）的X射线残余的最新光谱演化。我们使用2018年3月拍摄的新深度（$\sim$ 312 ks）$Chandra$ HETG观测以及2004年、2007年和2011年拍摄的具有类似深度曝光（$\sim$ 170 - 350 ks）的存档$Chandra$光栅光谱数据进行了高分辨率光谱分析。我们执行详细的光谱模型拟合，以量化过去14年来不断变化的等离子体条件。电子温度和体积发射测量的最新变化表明，穿过内环的激波已经开始与密度较低的星周物质相互作用，可能超出内环。我们发现2018年X射线线通量比（类H和类He Si和Mg离子之间）发生了显着变化，这与我们基于宽带光谱分析推断的X射线发射等离子体的热条件变化一致。截至2018年，由线通量比建议的冲击后电子温度在$\sim$ 0.8 - 2.5 keV的范围内。我们还没有观察到任何证据，大量的丰度增强，这表明，X射线发射组件从反向冲击富含金属的喷出物还没有显着的观察到的X射线光谱。
2021-09-07 astro-ph.HE
A Chandra X-ray Study of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud
本文利用约43 ks的Chandra档案数据对大麦哲伦云超新星遗迹N63A进行光谱分析，测定了元素丰度分布，发现中心区域抛射物不对称，其丰度比与40太阳质量前身星的核合成产物一致，并估算了其Sedov年龄上限和爆炸能量。
2023-05-04 astro-ph.HE
X-ray emission from the mixed-morphology supernova remnant HB 9
我们提出的混合形态超新星遗迹HB 9的中心区域的光谱分析的结果。先前对该源的Ginga观测检测到高于4 keV的硬X射线成分，并且该特定X射线成分的来源仍然未知。我们的研究结果表明，提取的X射线光谱是最好的表示由碰撞电离平衡等离子体的温度为~0.1-0.2 keV（星际物质成分）和电离等离子体的温度为~0.6-0.7 keV和电离时标>1 x 10^{11} cm^{-3} s（喷出物成分）组成的模型。在4 keV以上的中心区域没有发现明显的X射线发射。以前的工作报告的重组等离子体模型不能解释我们的光谱。
2020-04-16 astro-ph.HE
A Deep Chandra Observation of the Oxygen-Rich Supernova Remnant 0540-69.3 in the Large Magellanic Cloud
利用我们的深~120 KS钱德拉观测，我们报告的结果，从我们的空间分辨X射线光谱分析的“富氧”超新星遗迹（SNR）0540-69.3在大麦云。我们最终确定了SNR东西边界的“弧”的非热性质，这证实了超新星激波（B ~ 20-140 microG）中的宇宙射线电子加速。我们报告的初步证据铁过剩的南部地区靠近SNR的外边界。虽然这样的检测将是有趣的，铁喷出物的存在是不是与目前的数据，因为穷人的光子统计和有限的等离子体模型的结论。如果使用更深的X射线观测和改进的等离子体模型进行验证，则在超新星的核心中产生的Fe喷出物的存在，靠近SNR的外边界，将为研究这个年轻的核心塌陷SNR中的爆炸性核合成和喷出物混合提供一个有趣的机会。没有证据表明，在SNR的中心区域的光学富O喷出物的X射线同行。
2009-12-28 astro-ph.HE
Morphology Study for GeV Emission of the Nearby Supernova Remnant G332.5-5.6
本研究针对邻近超新星遗迹G332.5-5.6，提出半径约1.06度的高斯盘作为伽马射线空间模型，发现其GeV辐射存在约7σ的显著光变，且观测结果可通过具平坦谱的轻子或强子模型解释。
2024-03-09 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton X-ray Study on the Core-collapse Supernova Remnant N63A in an H II Region
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
研究利用钱德拉和XMM-牛顿观测，对大麦哲伦星系中N63A超新星遗迹进行X射线分析，通过光谱拟合等方法揭示其多温度等离子体成分及物理参数变化，估计了年龄和能量，还通过与模型比较确定前身星质量，支持单星核心坍缩起源。
2026-07-14 astro-ph.HE
Identifying a point-symmetrical morphology in the core-collapse supernova remnant W44
本研究识别出核坍缩超新星遗迹W44的点对称形态，支持由多对喷流塑造，为抖动喷流爆炸机制作为核心坍缩超新星主要爆炸机制提供了新证据。
2024-11-07 astro-ph.HE
A Chandra Observation of Supernova Remnant G350.1-0.3 and Its Central Compact Object
我们提出了一个新的钱德拉观测超新星遗迹（SNR）G350.1-0.3。高分辨率的X射线数据揭示了以前未解决的结构，使我们能够在这个SNR的扩散区域进行详细的光谱分析。光谱分析表明，最亮的发射区域主要是热的，富含金属的喷出物，而周围的物质沿周边的喷出物区域和整个残余的西半部主要是低温，冲击星际/拱星介质（ISM/CSM）与太阳型成分。数据显示，发射延伸到喷出物区域的西部，意味着源直径的下限为6.6 pc（距离为4.5 kpc）。我们表明，G350.1-0.3可能处于自由膨胀（喷出物为主）阶段，并计算出600-1200年的年龄。导出的激波速度和电子/质子温度比之间的关系被发现是完全一致的，与其他SNR。我们进行光谱拟合的X射线源XMMU J172054.5-372652，一个候选人的中央紧凑型对象（CCO），并发现其光谱特性属于其他CCO的典型范围内。我们还提出了档案24 μ m的数据G350.1-0.3采取的斯皮策太空望远镜在MIPSGAL银河系调查，发现红外和X射线的形态是相关的。这些结果有助于解释这一遗迹特有的不对称性，并为它的动力学和演化提供了新的线索。
2011-02-25 astro-ph.HE
An XMM-Newton Study of the Mixed-Morphology Supernova Remnant G346.6-0.2
我们提出了一个X射线成像和光谱研究的分子云相互作用的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）G346.6-0.2使用XMM-牛顿。残骸的X射线光谱很好地描述了一个重组的等离子体，最有可能来自绝热冷却，并具有亚太阳的Mg，Si和S丰度。我们的拟合还表明，要么存在一个额外的幂律组件的光子指数为$\sim$ 2，或一个额外的热组件的温度为$\sim$ 2.0 keV。我们调查了该成分的可能起源，并认为它可能来自银河山脊X射线发射、身份不明的脉冲星风星云或在冲击中加速的高能粒子的X射线同步加速器发射。然而，需要对这个物体进行更深入，高分辨率的观测，以揭示这个特征的存在和起源。根据它的形态、银河系纬度、周围环境的密度以及它与致密分子云的联系，G346.6-0.2很可能来自一个经历过核心坍缩的巨大祖先。
2017-07-28 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton imaging and spectroscopic study of the supernova remnant Kes 73 hosting the magnetar 1E 1841-045
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿研究的超新星遗迹（SNR）Kes 73托管异常X射线脉冲星1 E 1841-045。钱德拉的图像显示了残骸上的星团结构，沿着西部边缘发射增强。X射线辐射充满了射电壳层，并在空间上与红外图像相关。X射线谱用双分量热模型描述，柱密度N_H ~ 2.6e22cm ^{-2}，总光度L_X ~ 3.3e37ergs/s（0.5-10 keV，假设距离8.5kpc）。软组分的特征在于温度kT_s ~ 0.5 keV，高电离时间尺度，和增强的Si和S丰度，这表明发射是由冲击喷出物为主。硬组分的温度kT_h ~ 1.6 keV，电离时间尺度相对较低，大部分是太阳丰度，表明发射主要由星际/星周冲击物质组成。空间分辨光谱研究表明，光谱特性没有显着变化。我们推断SNR年龄范围在750年和2100年之间，爆炸能量为~0.3e51尔格，冲击波速度为1200 km/s（根据Sedov相位假设）。我们还讨论了Kes 73扩展到其大质量祖先的红超巨星风阶段的可能情况。将推断的金属丰度与核心坍缩核合成模型的产量进行比较，我们估计祖星质量>20个太阳质量，将候选者添加到越来越多的高磁化中子星名单中，这些中子星被认为与非常大质量的祖星有关。
2013-11-25 astro-ph.HE
Localized Recombining Plasma in G166.0+4.3: A Supernova Remnant with an Unusual Morphology
我们用朱雀号观测了银河系混合形态超新星遗迹G166.0+4.3。残骸西部的X射线谱由单组分电离等离子体模型很好地表示。东北部地区的光谱可以用两个分量来解释。一个是富Fe组分，其电子温度为$kT_e = 0.87_{-0.03}^{+0.02}$ keV。另一种是具有$kT_e = 0.46\pm0.03$ keV、初始温度$kT_{init} = 3$ keV（固定）和电离参数$n_et = (6.1_{-0.4}^{+0.5}) \times 10^{11} \rm cm^{-3} s$的轻元素复合等离子体分量。对于复合等离子体的形成过程，考虑了稀薄和热传导两种情况。前者将不被看好，因为我们发现重组血浆只在东北地区，而后者将解释RP的起源。在后一种情况下，预计在爆炸波与冷的致密气体接触的残骸的一部分中会出现RP。排放测量表明东北部地区的环境气体密度较高。射电壳层的形态和GeV的伽马射线发射也表明该区域存在分子云。
2017-01-16 astro-ph.HE
A Deep Chandra Observation of Oxygen-Rich Supernova Remnant B0049-73.6 in the Small Magellanic Cloud
我们报告的初步结果，从我们的深钱德拉观测（450 ks）的富氧超新星遗迹（SNR）B 0049 -73.6在小麦哲伦云。我们探测到小的富含金属的喷出物特征延伸到B 0049 -73.6的最外边界，这在以前的数据中没有看到较短的曝光。中央星云主要由富含O、Ne、Mg和Si的反向冲击喷出物发射。富氧喷出物在整个中央星云的分布相对平稳。相反，富Si材料是高度结构化的。这些结果表明，B 0049 -73.6是由一颗大质量恒星的不对称核心坍缩爆炸产生的。这些喷出物元素之间的估计丰度比与13-15 $M_{\odot}$祖先爆炸的核合成产物似乎是一致的。中央环状（在投影中）喷出物星云从SNR中心延伸到$\sim$ 9 pc。这表明接触不连续性可能位于比先前估计更远离SNR中心的距离处。我们估计$\sim$的Sedov年龄为17000年，B 0049 -73.6的爆炸能量为$E_0$ $\sim1.7 \times~10^{51}$ erg。我们对B 0049 -73.6中心嵌入致密恒星残骸的$L_{X}\sim$ 8.5 $\times 10^{31}$ erg s $^{-1}$的2-7 keV波段光度设置了严格的上限。
2014-06-30 astro-ph.HE
Chandra observation of the Galactic supernova remnant CTB 109 (G109.1-1.0)
内容：我们研究了银河系超新星遗迹（SNR）CTB 109（G109.1-1.0）的X射线发射，这是众所周知的，其神秘的半壳形态在无线电和X射线，并与异常X射线脉冲星（AXP）1 E2259 +586。目的：我们希望了解SNR内部称为波瓣的X射线明亮特征的起源以及SNR冲击波与周围星际介质（ISM）相互作用的细节。方法：用ChandraACIS-I型超声心动图仪对左、右心室的SNR进行观测。我们通过将整个观测到的辐射分成小区域来分析X射线发射的光谱。根据位置的不同，用单组分或双组分非平衡电离模型可以最好地再现X射线发射。在双组分模型中，一个排放组分代表冲击ISM，另一个代表冲击喷出物。结果：我们检测到增强的元素丰度，特别是Si和Fe，在叶和周围。在叶瓣旁边有一个特殊的区域，其硅丰度是太阳值的3.3（2.6 - 4.0）倍。这是CTB 109中首次明确检测到喷出物。结论：新的钱德拉数据证实，波瓣是由SNR冲击和超新星喷出物与SNR CTB 109环境中的致密和不均匀介质相互作用产生的。新计算的信噪比年龄为t ~ 1.4 x 10^4年。
2013-02-11 astro-ph.HE
High Spatial Resolution Spectroscopy of G292.0+1.8 with Chandra
利用{ \sl Chandra}观测数据，对超新星遗迹G292.0+1.8进行了高空间分辨率X射线能谱分析。该残留物的X射线发射区域被划分为25个$\times$ 25像素，每个像素具有20 $\arcsec$ $\times$ 20 $\arcsec$的比例。建立了324个像素的光谱，并用吸收的单组分非平衡电离模型拟合。根据光谱分析结果，获得了吸收柱密度、温度、电离年龄以及O、Ne、Mg、Si、S和Fe的丰度图。O、Ne和Mg的丰度在两个数量级范围内有很好的相关性，表明它们都来自C/Ne爆炸燃烧。同时，硅和硫的丰度也有很好的相关性，表明它们是炸药O燃烧或不完全硅燃烧的灰烬。Fe发射线在整个残体中并不突出，其丰度明显降低，表明反向冲击可能没有传播到富Fe的喷出物。根据O、Ne、Mg、Si和Fe与Si的相对丰度，我们建议该遗迹的前身物质为$25-30 M_{\odot}$。
2014-04-25 astro-ph.HE
Non-equilibrium ionization in mixed-morphology supernova remnants
超新星遗迹的混合形态类（MMSNRs）包括观测到的遗迹的相当大的一部分，但尚未就其起源达成共识。它们的性质的一个线索是存在显示X射线证据的等离子体重组的区域。最近的计算残余物的演变在多云的星际介质（ISM），包括热传导，但不包括非平衡电离（NEI）的承诺，在解释观察到的表面亮度分布，但不能确定是否存在重组等离子体。本文给出了二维和三维MMSNR的流体动力学数值模型，包括NEI效应的显式计算。空间电离分布和温度-密度图表明，复合发生在模拟MMSNR内，绝热膨胀和热传导引起复合，虽然在不同的区域。绝热膨胀产生的特征在空间和温度-密度图中很突出，但热传导也起作用。因此，热传导和绝热膨胀都对高温气体的冷却做出了重要贡献。现实的观测数据与来自不同地区的空间和光谱输入进行模拟。我们还讨论了使用温度-密度图和空间地图分析观测中的重组源和主导流体动力学过程的可能性。
2019-02-27 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton studies of the supernova remnant G292.2-0.5 associated with the pulsar J1119-6127
我们提出了第一个详细的成像和空间分辨光谱研究银河系超新星遗迹G292.2-0.5，与高磁场无线电脉冲星J1119-6127，使用钱德拉和XMM-牛顿。高分辨率的X射线图像揭示了西部部分边缘增亮的形态，与在无线电波长观察到的完整的贝壳状形态不同，散射发射集中在残骸的内部。残余物内的大多数扩散发射区域的光谱最好由热+非热模型描述。热分量由平面平行非平衡电离等离子体模型描述，温度范围从残骸西侧的1.3 keV到东侧的2.3 keV，柱密度从西侧的1.0e22 cm^-2增加到东侧的1.8e22 cm^-2，电离时间尺度较低，从SNR内部的5.7e9 cm^-3 s到西侧的3.6e10 cm^-3 s--这表明年轻的残骸在低密度介质中膨胀。整个SNR的空间和光谱差异与SNR东部存在的黑云一致，吸收了软X射线发射。一些地区的光谱还显示出Ne、Mg和Si的金属丰度略有增强，这暗示了反向冲击加热喷出物的第一个证据。比较我们推断的金属丰度的核心坍缩核合成模型的产量，我们估计一个高祖质量的~30太阳质量，这表明一个Ib/c型超新星。我们确认存在的非热硬X射线发射的区域接近脉冲星。我们估计SNR年龄范围在4.2 kyr（自由膨胀阶段）和7.1 kyr（Sedov阶段）之间，比测得的脉冲星年龄上限1.9 kyr高出几倍。
2012-05-25 astro-ph.HE
Recombining Plasma and Hard X-ray Filament in the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44
我们报告了典型的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）W 44的新特征。在用Suzaku获得的X射线谱中，首次探测到了高电离态原子的辐射复合连续谱。在重组阶段的热等离子体的光谱很好地再现。最佳拟合参数表明，电子温度的冲击加热的物质迅速冷却$\sim1$，keV到$\sim 0.5$，keV，可能是由于绝热膨胀（稀疏）发生在$\sim20,000$年前。我们还发现了硬X射线辐射，它表现出与射电连续谱灯丝空间相关的弧形结构。表面亮度分布与NANTEN 2观测到的分子云发射的$^{12}$ CO（J=2-1）有明显的反相关性。虽然硬X射线最有可能是由于云附近的同步加速器增强，但目前没有模型可以定量预测观测到的通量。
2012-08-01 astro-ph.HE
The supernova remnant J0450.4-7050 possesses a jets-shaped point-symmetric morphology
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究发现超新星残骸J0450.4-7050的点对称形态由喷流形成，支持抖动喷流爆炸机制为主要爆炸机制。
2026-02-10 astro-ph.HE
Numerically investigating the morphology of the supernova remnant SN 1006 in the ambient medium with a density discontinuity
对Ia型超新星遗迹SN 1006的多波段观测表明，它在射电、光学和X射线波段的发射形态具有特殊的性质。在硬X线片中，残留物是双侧的，有两个相对的明亮的肢体，有突出的突起。此外，还在射电、光学和软X射线波段探测到了暗条。使用3D HD模拟研究了残骸形态中这些特殊特征的原因。假设超新星喷出物是在密度不连续的环境介质中演化的，在稀薄介质中，残骸的边界半径较小，外壳由两个半径不同的半球组成。沿着特定的视线，突起出现在残留物的外围，因为来自具有较大半径的半球的边缘的发射位于来自小半球的壳的发射之外。此外，SN 1006的西北灯丝是由于视线与两个半球边缘附近的受冲击物质相交而产生的。结果表明，SN 1006的北东、西南翼上的突起和西北暗条的形态特征可以再现为与密度不连续介质相互作用的残留物。
2019-11-07 astro-ph.HE
Late-time Evolution of Composite Supernova Remnants: Deep Chandra Observations and Hydrodynamical Modeling of a Crushed Pulsar Wind Nebula in SNR G327.1-1.1
为了更好地了解复合超新星遗迹（SNRs）的演化和它们的恒星注入的相对论粒子的最终命运，我们提出了一个多方面的调查脉冲星风星云（PWN）和它的主机SNR G327.1-1.1之间的相互作用。我们对SNR G327.1-1.1的350 ks钱德拉X射线观测揭示了一个高度复杂的形态;一个类似弓形激波的彗星结构，在SNR内部延伸到大弧的叉状特征，以及SNR壳的热发射。非热辐射的光谱分析提供了PWN结构起源的线索，而PWN区域的丰度增强为超新星喷出物与PWN物质的混合提供了证据。的SNR的整体形态和光谱特性表明，PWN经历了一个不对称的相互作用与SNR的反向冲击（RS），可以发生作为一个结果的密度梯度在周围介质和/或移动的脉冲星，取代PWN从中心的残余。我们对G327.1-1.1进行了流体动力学模拟，结果表明，它的形态和演化可以用一个约17,000年前的复合SNR来描述，该SNR扩展成一个密度梯度，方向垂直于脉冲星的运动。我们还表明，RS/PWN相互作用的情况下，可以再现的宽带频谱的PWN从无线电到伽马射线波长。在这项工作中提出的分析和建模有重要的意义，我们的结构和复合信噪比的演变的一般理解。
2015-06-09 astro-ph.HE
The Age Evolution of the Radio Morphology of Supernova Remnants
最近的流体动力学模型的超新星遗迹（SNRs）表明，它们的演变在很大程度上取决于周围介质的不均匀性。随着信噪比的扩大，它们的形态受到其环境的不均匀和湍流结构的影响，这反映在它们的无线电连续辐射中。在本文中，我们测量了96个SNR的无线电连续图像的不对称性，从三个调查的银河平面和比较这些结果的SNR的半径，我们用它作为代理他们的年龄。我们发现，较大的（老）信噪比更椭圆/拉长，更镜像不对称比较小的（年轻）信噪比，虽然后者的不对称程度不同。这一结果表明，SNR壳变得更加不对称，因为他们扫了星际介质（ISM），在流体动力学模型中预测的SNR扩展在多相或湍流ISM。
2019-08-16 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
Morphology of supernova remnants and their halos
超新星遗迹（SNRs）由于其非热辐射而被认为可以将粒子加速到相对论能量。从无线电到伽马射线观测的观测进展揭示了越来越多的形态特征，这些特征在对这些物体的发射进行建模时需要考虑。我们使用我们的随时间变化的加速代码RATPaC来研究超新星遗迹周围扩展的伽马射线晕的形成，以及当高能粒子开始从SNRs逃逸时所产生的形态学影响。我们进行了球对称的一维模拟，在其中我们同时解决了宇宙射线，磁湍流，热等离子体的流体动力学流动的输运方程。我们的模拟跨越了25,000年，因此涵盖了SNR演化的自由膨胀和Sedov-Taylor阶段。我们发现一个强大的差异在形态的γ射线发射SNRs在以后的阶段依赖于发射过程。在早期，逆康普顿和π介子衰变的形态都是壳状的。然而，一旦新加速粒子的最大能量开始下降，逆康普顿形态开始变得中心填充，而π介子衰变形态保持其壳状结构。此时逃逸的高能电子开始在SNR周围形成发射晕。有很好的前景，检测这种光谱硬发射与未来的切伦科夫望远镜阵列，因为有检测的变化，伽马射线光谱指数在整个内部的SNR。此外，我们发现一个不断减少的非热X射线通量，使得检测到的X射线不太可能后，SNR的演变的前几千年。在SNR的整个生命周期中，无线电通量不断增加，并在以后从壳状形态变为更中心填充的形态。
2021-08-24 astro-ph.HE
The Morphology and Dynamics of Jet-Driven Supernova Remnants: the Case of W49B
大质量恒星的星周介质（CSM）在超新星（SN）爆发前会受到恒星风的影响，因此超新星遗迹（SNR）的演化既受到爆发几何形状的影响，也受到CSM复杂结构的影响。最近的工作表明SNR W 49 B是一个喷气驱动的SN在复杂的CSM扩展的动机，我们探讨如何在喷气驱动的爆炸的动力学和金属分布修改与周围环境的相互作用。特别是，我们进行流体动力学计算研究的动力学和爆炸性核合成的喷气驱动SN触发的崩溃的25个太阳质量的沃尔夫-拉叶星及其随后的相互作用的CSM长达数百年的爆炸后。我们发现，虽然CSM的SNR的结构上有小规模的影响，整体形态和丰度模式是反映了SN爆炸的初始不对称性。因此，我们预测，喷气驱动的SNRs，如W 49 B，应该是可识别的基础上的形态和丰度模式，在长达几百年的年龄，即使他们扩展到一个复杂的CSM环境。
2013-09-26 astro-ph.HE
An Ejecta Kinematics Study of Kepler's Supernova Remnant with High-Resolution $Chandra$ HETG Spectroscopy
我们报告我们的体积径向速度的测量，从样品的小，富含金属的喷射物结在开普勒的超新星遗迹（SNR）。我们利用$Chandra$高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的类氦Si K $α$线中心能量的多普勒频移来估计它们的径向速度。我们估计高径向速度高达$\sim$ 8,000公里秒$^{-1}$的一些这些喷出物结。我们还根据2000年、2006年和2014年拍摄的存档$Chandra$高级CCD成像光谱仪（ACIS）数据测量了我们样品的自行。我们测量的径向速度和自行表明，这些喷出物结中的一些几乎自由膨胀后，$\sim$ 400年的爆炸。移动最快的纽结显示出每年高达$\sim$ 0.2角秒的自行。假设这些高速喷射物结在SNR的前激波之前行进，我们估计到开普勒SNR $d$的距离为$\sim$ 4.4到7.5 kpc。我们发现，在我们的样本中，喷出物结的平均空间速度为$ v_{s} \sim$ 4，600 km s $^{-1}$（距离为6 kpc）。我们注意到，从我们的样本中的15个喷出物结中有8个显示出统计学上显著的（在90 $\%$置信水平）红移光谱，相比之下，只有两个具有蓝移光谱。这可能表明开普勒的SNR沿视线的喷出物分布的不对称性，但需要更大的样本量来证实这一结果。
2020-03-08 astro-ph.HE
Identifying a point-symmetric morphology in supernova remnant Cassiopeia A: explosion by jittering jets
本文在仙后座A超新星遗迹中识别出由多对相反喷流塑造的点对称形态，有力支持抖动喷流爆炸机制（JJEM），并对中微子驱动爆炸机制提出严峻挑战。
2024-09-04 astro-ph.HE
Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of the Large Magellanic Cloud Supernova Remnant N132D
我们执行详细的X射线最亮的超新星遗迹（SNR）在大麦云（LMC），N132 D，使用钱德拉档案观测光谱。通过分析整个定义明确的边缘的光谱，我们确定的平均丰度为O，Ne，Mg，Si，S和Fe的本地LMC环境。我们发现证据的增强O的西北和S的东北冲击波。通过分析残余物内部的光谱，我们证实了富硅相对较热的等离子体（> 1.5千电子伏）的存在，这也是负责的铁钾发射。钱德拉的图像显示，铁钾发射分布在整个内部的南半部的残余，但没有延伸到冲击波。我们估计的祖质量是$15\pm5\,M_{\odot}$使用丰度比在不同的地区，共同涵盖了大部分的残留物，以及从前向冲击波的半径相比，在一个由恒星风产生的空腔爆炸模型。我们拟合电离和重组等离子体模型的Fe K发射，发现目前的数据不能区分两者，因此高温等离子体的起源仍然不确定。我们的分析与N132D一致，它是一颗核心坍缩的超新星在其中等质量的祖先创造的空腔中的结果。
2020-04-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The deepest Chandra X-ray study of the plerionic supernova remnant G21.5$-$0.9
G21.5-0.9是一颗超新星遗迹（SNR），被用作钱德拉X射线望远镜的校准目标。第一次观测发现，明亮的中央脉冲星风星云（PWN）周围有一个扩展的光环。2005年的一项研究发现，这个光环是边缘增亮的，并建议光环是缺失的SNR壳层。2010年，发现边缘增亮壳层的光谱主要是非热X射线。在这项研究中，我们结合了15年的钱德拉观测，包括超过1毫秒的曝光时间（796.1~ks与先进的CCD成像光谱仪（ACIS）和306.1~ks与高分辨率相机（HRC）），以提供最深入的最新成像和光谱研究。从肢体的发射主要是非热的，并描述了一个幂律模型与光子指数$Γ= 2.22 \, (2.04-2.34)$，加上一个弱的热成分，其特征在于温度$kT = 0.37\, (0.20-0.64)$ keV和低电离时间尺度$n_{e}t < 2.95 \times 10^{10}$ cm $^{-3}$ s。北结位于晕是最适合的两个组件的幂律+非平衡电离热模型，其特征在于由0.14千电子伏的温度和增强丰度的硅，确认其性质为喷出物。我们重新审视PWN的空间分辨光谱研究，发现它的径向光谱分布可以用扩散模型来解释。在磁场为$B =130 μG$的情况下，最佳拟合扩散系数为$D \sim 2.1\times 10^{27}\rm cm^2/s$，这与最近的3D MHD模拟结果一致。
2018-11-01 astro-ph.HE
Identification campaign of supernova remnant candidates in the Milky Way - I: Chandra observation of G308.3-1.4
ROSAT全天巡天数据为寻找超新星遗迹提供了另一个窗口。在重新检查这些数据档案时，一系列未经确认的扩展X射线物体被认为是有希望的SNR候选者。然而，这些目标中的大多数尚未被最先进的X射线天文台充分探索。为了选择长期识别活动的试点目标，我们已经用钱德拉X射线天文台观察到了最亮的候选者G308.3-1.4。在843 MHz处发现了一个与射电壳层辐射有很好相关的不完全壳层结构。X射线光谱表明存在冲击加热的等离子体。所有这些证据证实G308.3-1.4是SNR。在该视场中探测到的最亮X射线点源也是最靠近G308.3-1.4的几何中心的点源，具有软谱。有趣的时间变化和光学/红外对应物的识别排除了孤立中子星的可能性。另一方面，从Ks波段到R波段的光谱能量分布表明这是一颗晚型星。再加上推定的\sim 1.4小时的周期，V、B带和H-α的有趣过度表明该来源是超新星爆炸（SN）中幸存的紧凑双星的有希望的候选者。
2012-02-19 astro-ph.HE
Point-symmetric morphology in supernova remnant G11.2-0.3: the jittering jets explosion mechanism
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究发现超新星残骸G11.2-0.3中存在点对称形态，由三对相反的形态特征组成，提出抖动喷流爆炸机制解释其形成过程。
2026-03-28 astro-ph.HE
New Identification of the Mixed-Morphology Supernova Remnant G298.6-0.0 with Possible Gamma-ray Association
利用朱雀星对银河系超新星遗迹G298.6-0.0进行了X射线分析。X射线图像显示了射电壳层内部的中心填充结构，这意味着该SNR被归类为混合形态（MM）SNR。用单温电离平衡等离子体模型很好地再现了该谱，温度为0.78（0.70-0.87）keV。等离子体总质量为30个太阳质量，表明等离子体具有星际介质起源。本文讨论了与GeV γ射线源3FGL J1214.0-6236在SNR壳层上的关联，并与其他具有GeV γ射线关联的MM SNR进行了比较。结果发现，吸收校正的热X射线和GeV的伽马射线之间的通量比下降的MM SNR演变到更大的物理尺寸。G298.6-0.0的吸收校正X射线通量和3FGL J1214.0-6236的GeV伽马射线通量密切遵循这一趋势，这意味着3FGL J1214.0-6236可能是G298.6-0.0的GeV对应物。
2015-09-01 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra observations of G272.2-3.2. Evidence of stellar ejecta in the central region
我们的目标是研究超新星遗迹G272.2-3.2的X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布，以获得其电离阶段，对祖超新星爆炸，和遗迹的年龄的重要约束。我们报告结合XMM-牛顿和钱德拉图像，中值光子能量图，硅和硫等效宽度图，和一组区域的残留物的空间分辨光谱分析。补充无线电和Hα观测，在文献中，也被用来研究所有检测到的发射的多波长连接。残骸的X射线形态显示出一个整体结构，外观几乎是圆形的，中央有一个明亮的硬区域，沿着中央部分的西北-东南方向有一个特殊的细长硬结构。对这些区域的X射线光谱研究显示了金属元素的明显Kα发射线特征，证实了发射的热起源。吸收的VNEI热等离子体模型，产生升高的丰度的Si，S，和Fe的圆形中心区域，典型的喷出物材料的X射线光谱是很好的代表。在SNR的中心区域发现的丰度值有利于Ia型祖先这个遗迹。外部区域显示出低于太阳值的丰度，正如预期的那样，如果发射来自冲击ISM。相对较低的电离时间尺度表明非平衡电离。我们确定接触不连续的位置。它到外激波的距离比在均匀介质中膨胀的预期要高，这表明残骸大部分时间都在更稠密的介质中度过。
2013-01-09 astro-ph.HE
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
Kinematics of Supernova Remnants Using Multiepoch Maximum Likelihood Estimation: Chandra Observation of 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）
利用多 epoch 最大似然估计分析 Cassiopeia A 的运动学，通过结合多个计算域和 k 均值算法，揭示 SNR 的动态变化和独特演化。
2024-10-19 astro-ph.HE
Modeling the mixed-morphology supernova remnant IC 443. Origin of its complex morphology and X-ray emission
SNRs中观测到的物质形态和分布反映了SN爆炸波与周围环境的相互作用、与SN爆炸相关的物理过程以及祖星的内部结构。IC 443是一个位于相当复杂环境中的MM SNR：它与NW和SE区域的分子云以及NE区域的原子云相互作用。在这项工作中，我们的目的是调查的起源，复杂的形态和多热X射线发射观察到的SNR IC 443，通过研究的影响，不均匀的环境介质在塑造其观察到的结构，和探索的主要参数表征的残余。我们为IC 443开发了一个3D HD模型，该模型描述了SNR与环境的相互作用，参数化与多波长数据分析的结果一致。我们进行了充分的探索参数空间描述的初始冲击波和环境，以及周围的云。从模拟中，我们合成了X射线发射图和光谱，并将它们与XMM-牛顿收集的实际X射线数据进行了比较。我们的模型以自然的方式解释了SNR IC 443的复杂X射线形态的起源，能够首次再现大多数观察到的特征，包括当考虑爆炸时PWN CXCRJ 061705.3 +222127所在位置处的爆炸起源时的中心峰值X射线形态（MM SNR的特征）。在最能再现观测结果的模型中，喷出物的质量和爆炸的能量分别为$\sim 7 M_\odot$和$\sim10^{51}$ erg。通过对参数空间的探索，我们发现云的密度为$n>300$ cm $^{-3}$，SNR IC 443的年龄为$\sim8000$ yr。
2021-03-04 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
An XMM-Newton study of the mixed-morphology supernova remnant W28 (G6.4-0.1)
我们已经进行了XMM牛顿成像和光谱研究超新星遗迹（SNR）W28，原型混合形态或热复合SNR，被认为是与分子云相互作用。所观察到的热X射线发射等离子体的特点是低金属丰度，没有证据表明喷出物。从变形的东北壳产生的X射线由温度为$\sim0.3$ keV的热分量加上热（温度$\sim 0.6$ keV）或非热（光子指数$=0.9$ -2.4）起源的硬分量组成。SNR内部的X射线发射是斑点状的，相应的光谱最好描述为非平衡电离中的冷（$kT\sim0.4$ keV）等离子体的发射，电离时标为$\sim4.3\times 10^{11}$ cm $^{-3}$ s加上碰撞电离平衡中的热（$kT \sim 0.8$ keV）气体。将双温度模型应用于较小的中心区域，我们发现不均匀的星际吸收，温度和密度分布，这表明残骸是在一个不均匀的环境中演化的，在东部和北部的物质更密集。微云蒸发机制可以从本质上解释中心X射线发射的性质，热传导也可能在与残余半径相当的长度尺度上起作用。电子温度为$\sim 0.6$ keV的重组等离子体模型也是可行的，用于描述热中心气体的重组年龄估计在$\sim2.9\times 10^4$年。
2014-07-24 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
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
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
Classifying core collapse supernova remnants by their morphology as shaped by the last exploding jets
本研究在喷流引发核心坍缩超新星爆炸的假设下，依据喷流塑造的形态将14个核心坍缩超新星遗迹分为五类，并结合抖动喷流爆炸机制将形态差异归因于坍缩前核心的比角动量，提出两项相关新结论。
2023-08-24 astro-ph.HE
High-cadence Dispersed Spectral Analysis of Supernova Remnant 1987A
我们对Chandra进行的超新星遗迹（SNR）1987 A观测的11个时期（2011年3月至2018年9月）的分散光谱数据进行了分析。这些观测是使用高能透射光栅（HETG）进行的，作为我们正在进行的SNR 1987 A钱德拉监测活动的一部分，其一阶色散光谱提供了比以前公布的0阶光谱更高的能量分辨率。我们的数据集具有每历元约50- 70 ks的中等曝光时间，涵盖了2011年3月和2018年3月进行的深度Chandra HETG观测（单个曝光> 200 ks）之间的时间段。这些数据具有比宽间隔深高分辨率光谱高得多的节奏，以总曝光时间为代价。虽然由于观测到的一阶光谱中的光子计数统计量较低，统计不确定性很大，但我们发现光谱模型参数通常与传播到致密内环以外的介质中的冲击波一致，如Frank等人2016所建议的那样。由于反向激波开始电离赤道环内部超新星喷出物的重元素，预计光谱拟合参数将随着激波气体的化学组成和物理性质的演变而变化。基于我们的宽带光谱模型拟合，我们发现，丰度值似乎是恒定的，在这段时间内。虽然我们的结果是有限的，由于光子统计，我们证明了分散HETG光谱分析，可以与我们的常规钱德拉监测观测SNR 1987 A的实用程序。
2021-02-27 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
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
CTIO, ROSAT HRI and Chandra ACIS Observations of the Archetypical Mixed-Morphology Supernova Remnant W28 (G6.4-0.1)
本文对典型的银河系混合形态超新星遗迹W28（G6.4-0.1）的光发射线和X射线观测结果进行了联合分析。MMSNRs包括一类源，其壳状射电形态与X射线中的填充中心形成对比;这些对比形态的起源仍然不确定。我们的CTIO图像显示，沿W28的北部和东部边缘，相对于H-α，[S II]发射增强。羟基（OH）脉泽沿着这些相同的边缘检测，支持先前的研究表明，W28是在这些位置与分子云相互作用，观察到其他几个MMSNRs。我们的ROSAT HRI马赛克的W28提供了几乎完全覆盖的SNR。X射线和射电辐射通常是反相关的，除了明亮的东北边缘，这是在两个波段都很突出。我们的钱德拉观测采样了X射线发光的中心漫射发射。从明亮的中心峰和附近的环形区域提取的光谱与两个过电离重组等离子体模型最好的拟合。我们还发现，虽然从中央峰的X射线发射是由扫起的材料为主，从周围地区显示出富氧喷出物的证据，这表明W28是由一个巨大的祖。我们还分析了投射到W28内部的两个X射线源（CX175857.55 -233400.3和3XMM J180058.5-232735）的X射线性质，并得出结论，这两个X射线源都不是与SNR相关的中子星。前者可能是一颗前景激变变星或静止的低质量X射线双星，而后者可能是一颗日冕活跃的主序星。
2017-03-23 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
A multi-wavelength study of Supernova Remnants in six nearby galaxies. I: Detection of new X-ray selected Supernova Remnants with Chandra
我们目前的研究结果的超新星遗迹（SNR）人口在六个附近的星系（NGC 2403，NGC 3077，NGC 4214，NGC 4449，NGC 4395和NGC 5204）的样本的基础上钱德拉档案数据。我们已经探测到244个离散的X射线源，其极限通量为10^{-15} erg/s。我们根据X射线颜色或光谱鉴定了37个X射线选择性热信噪比，其中30个是新发现的。在许多情况下，X射线分类是基于在其他波长中识别的SNR的对应物来确认的。我们首次对样本中的三个星系（NGC 4214，NGC 4395和NGC 5204）进行了研究，发现了13个热SNR。我们讨论的性质（光度，温度，密度）的X射线检测信噪比在我们的样本的星系，以解决他们对环境的依赖。我们发现，不规则星系中的X射线选择信噪比似乎比螺旋星系中的信噪比更亮。我们把这归因于较低的金属丰度，因此更大质量的祖先恒星的不规则星系或较高的本地密度的ISM。我们还讨论了X射线选择SNR人口的背景下，他们的宿主星系的恒星形成率。比较观测到的明亮的X射线选择的信噪比的数量与那些预期的X射线信噪比在MC和M33的光度函数的基础上提出不同的光度分布之间的SNR在螺旋星系和不规则星系与后者往往有平坦的分布。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Overionization in X-ray spectra: a new paradigm for Mixed-Morphology SNRs
混合形态SNR的特征在于壳状的无线电发射、中心峰值X射线形态以及与分子云的相互作用。人们提出了许多模型来解释这些奇特的遗迹，但它们的物理起源仍然不清楚。最近发现的过度电离（i。e.重组）喷出物在3个混合形态SNR极大地挑战了所有以前的模型，并开辟了新的，意想不到的情况。我回顾了这些残留物的主要性质和它们独特的X射线光谱特性。我还讨论了流体动力学模型，以解释在W49B中存在的过电离喷出物，并提出了一个开放的问题，仍然需要澄清的列表。
2011-08-29 astro-ph.HE
