复合超新星遗迹的晚期演化：SNR G327 .1-1.1中被压碎的脉冲星风星云的深钱德拉观测和流体动力学模拟

用XMM-Newton破译脉冲星风星云CTB 87的性质

Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton

CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。

HESS J1826-130和J1825-137区域中PSR J1826-1334和PSR J1826-1256的新研究

A new study towards PSR J1826-1334 and PSR J1826-1256 in the region of HESS J1825-137 and HESS J1826-130

目标。本文的目的是探测脉冲星风星云HESS J1825-137的残余电子的同步辐射，并研究HESS J1826-130的$γ$射线辐射的起源。方法. HESS J1825-137的研究是在以PSR J1826-1334为中心的新射电观测的基础上进行的。配置B和C中1.4 GHz的Jansky超大阵列。为了研究HESS J1826-130的性质，我们重新处理了用XMM-牛顿获得的未发表的档案数据。结果朝向PSR J1826-1334的新射电连续图像揭示了一个明亮的射电源，脉冲星位于其中心，这表明这一特征可能是在高能量下检测到的PWN紧凑组件的射电对应物。新的1.4 GHz无线电数据没有显示出与HESS J1825-137源的$γ$ -射线中观察到的扩展相当的发射。另一方面，XMM-牛顿对包括PSR J1826-1256在内的区域的研究揭示了一个细长的非热X射线发射星云，脉冲星位于北部边界，尾部朝向极高能量源的峰值。该光谱的特征是幂律，光子指数从脉冲星周围的1.6到星云边缘的2.7，这与电子的同步加速器冷却一致。根据我们的X射线分析，我们提出HESS J1826-130可能是由PSR J1826-1256驱动的PWN通过逆康普顿机制产生的。

三维移动网格水动力学模拟：风/喷流驱动的超亮X射线源气泡

3D Moving-mesh Hydrodynamical Simulations of Wind/Jet Driven Ultraluminous X-ray Source Bubbles

本研究通过三维移动网格水动力学模拟，揭示了超亮X射线源气泡形态由喷流初始动量决定，且喷流机械功率影响气泡大小而非形状，同时支持喷流被限制在狭窄喷嘴区域的结论。

关于脉冲星风星云HESS J1825-137的巨大扩展

On the anomalously large extension of the Pulsar Wind Nebula HESS J1825-137

从脉冲星风星云（PWNe）的一些报告的非常高的能量（VHE）的γ射线发射自然地解释了多TeV的电子的逆康普顿散射。然而，一些伽马射线发射PWNe的物理尺寸显着超过PWN形成的标准流体动力学范式所预期的尺度。在这方面，最“令人不安”的情况是HESS J1825-137，它延伸到距离中央脉冲星PSR J1826-1334 $r\approx70\rm\,pc$的距离。如果伽马射线发射确实是在PWN内部产生的，但不是由逃离星云并在星际介质（ISM）中扩散的电子产生的，那么在氢数密度为$n_{ism}\le10^{-2}\rm\,cm^{-3}$的稀释环境中，可以实现这种有害扩展的plerion的形成。在本文中，我们探讨了另一种情况，假设负责形成星云的脉冲星最初有一个非常短的旋转周期。在这种情况下，PWN和周围超新星遗迹的大小取决于初始脉冲星周期，制动指数和ISM密度。为了检查这种情况下的可行性，我们研究的参数空间，将再现HESS J1825-137的大小。我们表明，如果制动指数小，$n\leq2$和脉冲星诞生周期短，$P_{\rm b}\simeq1\rm\,ms$，这一要求可以实现。这种情况下可以重现风终止位置，这是预期在$R_{ts}\simeq0.03\rm\,pc$，只有在一个密集的环境与$n_{ism}\geq\rm1\,cm^{-3}$。在源附近发现的分子云的存在支持了对密集…

行星状星云和核心坍缩超新星遗迹中的喷流管道形态

The jet-shaped pipe morphology in planetary nebulae and core-collapse supernova remnants

通过比较核心坍缩超新星遗迹和喷流行星状星云中横向延伸的窄暗区（管道）的形态，结合三对喷流爆炸数值模拟，提出喷流塑造了这些天体中的管道结构。

Ia型超新星星云光谱的多维模型：来自剥离伴子气体的强发射线排除了经典的单简并系统

Multidimensional Models of Type Ia Supernova Nebular Spectra: Strong Emission Lines from Stripped Companion Gas Rule Out Classic Single Degenerate Systems

Ia型超新星（SN Ia）祖先的经典单简并模型预测超新星喷出物应该富含从伴星剥离的类似太阳的丰度物质。然而，对正常的Ia型超新星的光谱观测并没有导致氢的明确探测。在这封信中，我们研究线形成超新星Ia星云的时间使用非LTE光谱建模。我们提出，第一次，多维辐射转移计算超新星Ia剥离的物质混合在喷出物的核心，喷出物同伴相互作用的流体动力学模拟的基础上。我们发现，与主序列同伴的相互作用模型产生显着的H $α$发射在晚些时候，排除了这种类型的二进制是可行的祖先的超新星Ia。我们还预测显着的He I线发射在光学和近红外波长的富氢或富氦物质，提供了一个额外的观测探测剥离喷出物。我们生产的模型，减少剥离的质量，并找到一个更严格的质量限制$M_{st} \lesssim 1\times 10^{-4} M_\odot$剥离的伴随材料SN 2011铁。

行星状星云中超新星SNR G1 .9+0.3的模拟

Modeling SNR G1.9+0.3 as a Supernova Inside a Planetary Nebula

使用三维数值流体动力学模拟，我们表明，Ia型超新星（SN Ia）爆炸内的行星状星云（PN）可以解释所观察到的形状的G1.9+0.3超新星遗迹（SNR）和它的X射线形态。SNR G1.9+0.3形态通常可以被描述为具有在SNR的相对侧上突出的两个小且不完整的叶的球体，称为“耳”，类似于许多椭圆形PNE的结构。观测显示，同步加速器X射线发射在两个耳朵内比SNR的其余部分强得多。我们的数值计算表明，一个球形的超新星爆炸成拱星物质（CSM）的椭圆PN与耳朵和团块嵌入耳朵的结构可以解释的X射线特性的SNR G1.9+0.3。虽然在SNR的大部分时间里，喷出物已经与PN壳层碰撞，并且其前向冲击已经减慢，但喷出物仍在耳内前进。耳朵内部的快速前进冲击解释了那里更强的X射线发射。PNe内的Ia型超新星（SNIP）似乎包含不可忽略的一部分已消退的Ia型超新星残留物。

MeV-GeV Gamma-ray Emission from SNR G327.1-1.1 Discovered by the Fermi-LAT

We report the discovery of MeV-GeV gamma-ray emission by the Fermi-LAT positionally coincident with the TeV pulsar wind nebula (PWN) HESS~J1554-550 within the host supernova remnant (SNR) G327.1-1.1. The gamma-ray emission is point-like and faint but significant (> 4 sigma) in the 300MeV-2TeV energy range. We report here the Fermi-LAT analysis of the observed gamma-ray emission followed by a detailed multiwavelength investigation to understand the nature of the emission. The central pulsar powering the PWN within G327.1-1.1 has not been detected in any waveband; however, it is likely embedded …

星周风泡对脉冲星风云与超新星遗迹动力学的影响

The impact of circumstellar wind-blown bubbles on the dynamics of pulsar wind nebulae and supernova remnants

该研究通过一维流体力学模拟，发现星周风泡会显著增大脉冲星风云尺寸与能量，解释了部分脉冲星风云尺寸偏大、其母超新星遗迹未被探测的现象。

复合超新星遗迹MSH 15-56的高能辐射

High-Energy Emission from the Composite Supernova Remnant MSH 15-56

MSH 15-56（G326.3-1.8）是一个复合超新星遗迹（SNR），由SNR壳层和射电中位移的脉冲星风星云（PWN）组成。我们提出了XMM-牛顿和钱德拉X射线观测的残余物，揭示了一个紧凑的源在无线电PWN的尖端和复杂的结构，提供证据的超新星（SN）喷出物与PWN材料混合后的反向冲击相互作用。的X射线光谱很好地拟合的非热幂律模型，其光子指数陡峭的距离从假定的脉冲星，和一个热组件的平均温度为0.55千电子伏。在某些地区，硅和硫的丰度增加，以及类似的温度和电离时间尺度，表明大部分X射线发射可以归因于SN喷出物，这些喷出物要么被反向冲击加热，要么被PWN扫过。我们发现一个区域具有较低的温度为0.3千电子伏，似乎是在电离平衡。假设Sedov模型，我们得到了一些SNR属性，包括16,500年的年龄。费米探测到的伽马射线发射的建模表明，发射可能来自反向冲击破碎的PWN。

SNR G326 .3 $-$ 1.8复合物中强子发射与轻子发射的分离

Disentangling hadronic from leptonic emission in the composite SNR G326.3$-$1.8

G326.3 $-$ 1.8（也被称为MSH 15 $-$ 56）是一颗由超新星壳层和脉冲星风星云（PWN）组成的中年复合超新星遗迹（SNR），被SNR的反向激波压碎。先前对SNR G326.3 $-$ 1.8的$γ$ -射线研究揭示了明亮且扩展的发射，其来源不确定.了解$γ$射线发射的性质可以探测高能粒子（轻子或强子）的数量，但对于小角度范围的源可能具有挑战性。随着最近的$\textit{Fermi}$大面积望远镜数据发布第8遍，我们调查的形态，这种SNR解开PWN的SNR的贡献。我们从300 MeV到300 GeV进行形态和光谱分析。我们使用具有最佳角分辨率的重建事件来分别研究PWN和SNR发射，这对于准确确定G326.3 $-$ 1.8的光谱特性并理解其性质至关重要。$γ$射线发射的质心随能量的变化而变化，并且在高能量（E $>$ 3 GeV）下与射电PWN在空间上重合。形态学分析表明，考虑两个贡献的SNR和PWN的模型再现的$γ$ -射线数据比一个单一的组件模型。使用幂律的相关谱分析显示了两个不同的谱特征，一个较软的频谱的残留物（$Γ$ = 2.17 $\pm$ 0.06）和一个较硬的频谱的PWN（$Γ$ = 1.79 $\pm$ 0.12），一致的强子和轻子起源的SNR和PWN分别。专注于SNR频谱，我们使用一个区域的模型来推导出一些物理性质，特别是，我们发现，最好的解释…

SN 2018gj：具有持续蓝移Hα发射的短平台II型超新星

SN 2018gj: A Short-plateau Type II Supernova with Persistent Blue-shifted H-alpha Emission

本研究通过多波段观测和建模，揭示了短平台II型超新星SN 2018gj的持续蓝移Hα发射特征，并推断其前身星为质量小于13太阳质量的红超巨星，且早期光变曲线需考虑与星周物质的相互作用。

Vela X的结构研究

Investigating the Structure of Vela X

船帆座X是脉冲星风星云的典型例子，其形态和详细结构受到其宿主超新星遗迹的反向激波相互作用的影响。由此产生的复杂的结构和混合的喷出物嵌入在一个星云，是从脉冲星偏移提供了最好的例子，我们有这个中年状态的特点是一个显着的部分复合信噪比，也许所有的大直径PWNe被视为TeV源。在这里，我们报告了XMM-牛顿大型项目对船帆座X的研究，并补充了额外的钱德拉观测。通过广泛的光谱建模以及详细的光谱调查离散的发射区域，我们确认以前的研究报告的证据船帆座X内的喷出物材料，并表明，O VII和O VIII的等效宽度变化是一致的PWN内的温度图，显示低温区域，预计SNR发射似乎占主导地位的喷出物的排放。我们确定的光谱变化的非热发射，硬发射被集中在脉冲星附近。我们进行调查的船帆座X“茧”的结构，并与流体动力学模拟，表明其整体性能是一致的，在后期形成的复合SNR扩展到周围介质的密度梯度演化的结构，喷出物材料被扫过脉冲星和压缩成一个细长的结构在相反的方向上的高外部密度。

电子俘获超新星中的流体动力学中子星反冲及其对CRAB超新星的意义

Hydrodynamical Neutron-star Kicks in Electron-capture Supernovae and Implications for the CRAB Supernova

中子星（NS）在诞生时通常获得每秒几百公里的反冲。引力拖船机制可以解释这些踢的后果不对称的质量喷射在超新星（SN）爆炸。支持这种流体动力学的解释提供了与相关的NS，这证实了预测的大部分爆炸喷出物，特别是硅和铁组之间的化学元素，主要是在半球排出的NS踢的方向相反的SN残余的意见。在这里，我们提出了一个大型的二维和三维爆炸模拟的电子捕获SNe，考虑爆炸能量之间的~ 3 × 10^49尔格和~ 1.6 × 10^50尔格。我们发现，在陡峭的密度梯度界定的O-Ne-Mg核心的祖SN冲击的快速加速，使中微子加热的物质，中微子驱动的对流的增长迅速冻结在一个高模式的球谐模式的快速膨胀。由于喷出物的动量不对称性很小，快速膨胀的喷出物的重力加速度迅速减弱，NS反冲速度最多为几km/s。因此，O-Ne-Mg核心祖星的极低核心致密性有利于流体动力学NS反冲，远低于蟹状星云脉冲星测量的~160 km/s。这表明蟹状星云不是电子捕获SN的残留物，而是低质量的铁核心祖先，或者蟹状星云脉冲星不是由引力拖船机制加速的，而是由非流体动力学机制加速的，例如，各向异性中微子发射

一种针对极亮WNh型恒星的含流体力学大气的新质量估计方法

A new mass estimate method with hydrodynamical atmospheres for very massive WNh stars

本研究针对极亮WNh型恒星，构建流体力学自洽的非局部热动平衡大气模型，结合Potsdam Wolf-Rayet代码与多波段观测，估算出本星系群已知最大质量恒星R136a1的当前质量为233倍太阳质量，为其初始质量提供下限。

SN 2011 fu：一颗具有明亮双峰光变曲线的IIb型超新星

SN 2011fu: A type IIb Supernova with a luminous double-peaked light curve

本文介绍了IIb型超新星（SN）2011 fu爆炸后几天到$\sim300$ d的光学和近红外观测结果。SN呈现出类似于SN 1993 J的双峰光变曲线（LC），但在主峰之后更明亮且冷却阶段更长。光谱演化也与SN 1993 J相似，氢在$\sim40$ d的光谱中占主导地位，然后氦增强，星云发射线出现在爆炸后的$\sim60$ d。从天鹅座P-SNe的速度推导出的速度总体上与其他IIb型SNe的速度相似。我们已经发现了一个很强的相似性之间的氧和镁线的轮廓在晚些时候，这表明这些线是在喷出物内的同一位置形成的。流体动力学模拟的伪测热LC和观测到的光球速度表明，SN 2011 fu是一个扩展恒星（$\rm R\sim450$ R $_\odot$）的爆炸，其中释放了1.3 $\times 10^{51}$尔格的动能，并合成了0.15 M $_{\rm \odot}$的$^{56}$ Ni。此外，如果考虑比其他IIb型SNe更大质量的富氢包络（0.3 M $_{\rm \odot}$），则可以更好地再现所观察到的早期伪测辐射热LC。LC的流体动力学模型和我们的后期光谱与IIb型SNe星云光谱模型的比较，指向SN 2011 fu的祖先，ZAMS质量为13-18 M $_{\rm \odot}$。

具有贫氢风的行星状星云热泡。III. 与富氢泡对比下的形成与演化

Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles

本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。

SNR MSH 15-56中高速脉冲星的自行

Proper Motion of the High-Velocity Pulsar in SNR MSH 15-56

本文测量了演化的复合超新星遗迹MSH 15-56中的脉冲星风星云PWN的自行。MSH 15-56的脉冲星风星云PWN被超新星逆激波破坏。使用钱德拉X射线观测超过15年的基线，我们测量到脉冲星的速度为720（+290/-215）km/s，运动方向为南偏西14 +/-22度。我们使用这种测量来约束该系统的演化的流体动力学模型，并发现它的形态是很好地描述了SNR扩展的环境密度梯度，从东向西增加。密度梯度和脉冲星运动的影响是SN反向激波和PWN之间的不对称相互作用，使PWN物质的大部分远离脉冲星，朝向东北方向。模拟结果与信噪比年龄为11，000年、SN喷出物质量为10个太阳质量、周围平均密度为0.4 cm^-3的结果一致。然而，较高的SN喷出物质量和环境密度的组合可以在较晚的年龄产生类似的SNR形态。

Ib型超新星SN 2019yvr的演化：晚期相互作用

The metamorphosis of the Type Ib SN 2019yvr: late-time interaction

本研究通过观测和建模发现Ib型超新星SN 2019yvr存在晚期抛射物与周星物质相互作用，估算了周星物质参数和前身星质量，支持其为双星系统中低质量前身星的结论。

Rectangular core-collapse supernova remnants: application to Puppis A

Core-collapse supernova remnants are the gaseous nebulae of galactic interstellar media (ISM) formed after the explosive death of massive stars. Their morphology and emission properties depend both on the surrounding circumstellar structure shaped by the stellar wind-ISM interaction of the progenitor star and on the local conditions of the ambient medium. In the warm phase of the Galactic plane (n = 1/cm3, T = 8000 K), an organised magnetic field of strength 7 microG has profound consequences on the morphology of the wind bubble of massive stars at rest. In this paper we show through 2.5D magn…

从晚期光谱模拟得到的IIP型超新星SN 2004 et的前身质量

The progenitor mass of the Type IIP supernova SN 2004et from late-time spectral modeling

SN 2004 et是距离最近和观测最好的IIP型超新星之一，在星云阶段就有一个祖先探测器，以及良好的光度和光谱观测覆盖范围。基于核合成的恒星演化/爆炸模型，我们应用光谱模拟分析了它从紫外到中红外的140-700天演化。我们发现一个M_ZAMS= 15 Msun的祖星（氧质量为0.8 Msun）可以令人满意地再现[O I] 6300，6364 <$N和其他碳，钠，镁和硅的发射线，而12 Msun和19 Msun模型分别低于和过度产生这些线。这一结果是在公平的协议与来自祖先检测的质量，但不同意流体动力学模型的早期光变曲线。通过对中红外铁族发射谱线的建模，我们确定了“镍泡”的密度为rho（t）= 7 E-14*（t/100 d）^-3 g cm^-3，对应于金属核心区域（V = 1800 km/s）的填充因子f = 0.15。我们还确认，硅酸盐粉尘，CO和SiO排放都存在于光谱中。

Ib型超新星iPTF13bvn的兴衰--不是大质量沃尔夫-拉叶星

The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn - Not a massive Wolf-Rayet star

我们研究了位于附近的螺旋星系NGC 5806中的一颗核心坍缩超新星iPTF 13 bvn。爆炸发生后不久，中间帕洛玛瞬态工厂就发现了该物体，并将其归类为剥离包层CC SN，可能是Ib型。据报道，在爆炸前的哈勃太空望远镜（HST）图像中可能发现了一个祖先，使其成为唯一具有这种识别的SN Ib。基于测光的祖先候选人和早期的SN数据，有人认为，祖先候选人是一个单一的，大质量的沃尔夫-拉叶星（WR）一致。在这项工作中，我们提出了后续的多波段光变曲线和光谱的iPTF 13 bvn。我们进行谱线分析，以跟踪SN喷出物的演变，构建一个测辐射热的光变曲线，并进行流体动力学计算来模拟这个光变曲线，以约束合成的放射性镍质量和SN的总喷出物质量。分析了后期光度法对氧含量的限制。此外，图像配准的前和后爆炸HST图像进行。我们的HST天体测量证实了祖先候选者的位置，后续光谱安全地将iPTF 13 bvn分类为SN Ib。我们的流体动力学模型表明，1.9太阳质量和放射性镍的质量为0.05太阳质量的喷出物质量。模型拟合要求镍在喷出物中高度混合。晚期星云的r '波段光度与基于超大质量恒星中氧核合成的预测并不一致。我们的iPTF 13 bvn的热光变曲线与先前提出的单一大质量WR-恒星祖星方案不一致。喷出物的质量和后期的氧气排放量都明显低于预期的一个WR祖先，其主序星质量至少为30个太阳质量。

恒星并合与化学元素混合：对活动星系核盘内变质恒星演化的启示

Stellar mergers and chemical element mixing: implications for the metamorphic stellar evolution in AGN disks

本研究通过三维流体动力学模拟，揭示恒星并合的化学混合机制，发现特定恒星并合可使年老变质恒星恢复活力，为AGN恒星演化及其观测特征提供物理框架。