On the radio spectra of supernova remnants
本文综述了超新星遗迹连续射电谱形成的理论基础。主要基于费米1理论-也被称为扩散激波加速（DSA）-不同的形状（线性或弯曲的对数-对数尺度）的SNR无线电频谱的预测为年轻和进化的SNR。另一方面，一些特殊形式的光谱的老信噪比可以预测包括额外的过程，如费米2加速机制或热韧致辐射。此外，所有这些理论上预测的无线电频谱的形式进行了比较，从观测获得的真实频谱。最后，这篇评论可以代表某种“图集”与初始模式的不同类型的信噪比无线电频谱-这应该是有助于射电天文学家在他们的解释观测到的无线电频谱。
2014-08-05 astro-ph.HE
The first optical light from the supernova remnant G182.4+4.3 located in the Galactic anti-centre region
本文报道了用俄土1.5米望远镜发现的G182.4+4.3的光学散射和漫反射辐射。我们提出的光学CCD图像获得的Halpha滤波器揭示了存在的主要是在西北部，在中央，南部和北部地区的残留物的沉积和扩散结构的沉积结构。位于西北部和南部的明亮光学细丝与遗迹的突出射电壳层有很好的相关性，强烈表明它们的关联。从通量校准的CCD成像，平均[SII]/H α比被发现为~0.9和~1.1的南部和西北地区，这清楚地表明，发射起源于冲击加热的气体。我们还介绍了从XMM-牛顿获得的X射线数据的结果，这些结果显示了在0.3-10 keV能带中，在3 kpc距离处具有非常低的光度约为7.3 x10^31 erg·s^-1的漫射发射。此外，我们发现一个令人惊讶的年轻的年龄~4400年，这样一个大的半径~22 pc的残留物。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical Discovery of New and Candidate Galactic Supernova Remnants Plus Optical Imaging of the Monogem Supernova Remnant
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Sierra Remote Observatories（塞拉远程天文台）；Starfront Observatories（星前线天文台）；The Deep Sky Collective（深空集体）；Kitt Peak National Observatory（基特峰国家天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文学研究所）
本研究利用业余级仪器经1500余小时光学成像发现5个新银星系超新星遗迹、2个候选遗迹，补充了Monogem环遗迹的成像，还得出光学巡天在特定区域探测SNR更具优势等3项关键结论。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of an Exceptional Optical Nebulosity in the Suspected Galactic SN Iax Remnant Pa 30 Linked to the Historical Guest Star of 1181 CE
新近发现的一个年轻的银河系SN遗迹Pa 30（G123.1+4.6）位于一颗风速约为16，000 km/s的热中心星上，最近被认为是双简并的结果，导致了与1181 CE的客星有关的SN Iax事件。在这里，我们展示了Pa 30的深光学[S II] 6716，6731图像，显示了一个直径170”的非凡和高度结构化的星云，具有数十个长的（5”- 20”）径向排列的细丝，其会聚点靠近热的中央恒星。丝状体的光谱表明，其膨胀速度峰值约为1100 km/s，电子密度在100 ~ 700 cm^-3之间，其厚壳状结构与22微米WISE图像中的外观相似。没有观测到H-α发射（I[6716/H-alpha] >5），唯一检测到的另一条发射线是微弱的[Ar III] 7136，表明这是一个富含S、Ar但缺乏H的残留物。该星云的角大小，估计2.3 kpc的距离，和1100 km/s的膨胀速度与1181 CE左右的爆炸日期一致。残骸的不寻常外观可能是由于中央恒星的高光度风引起的团风相互作用导致的风驱动喷出物的光电离。
2023-02-16 astro-ph.HE
Far UV and Optical Emissions from Three Very Large Supernova Remnants Located at Unusually High Galactic Latitudes
角尺寸大于几度的银河超新星遗迹（SNRs）是相对罕见的，位于银河平面10度以上的遗迹也是如此。在这里，我们报告了两个以前怀疑SNRs的角直径和银河系纬度超过10度的紫外和光学调查。一个是2008年通过银河系坐标$l$ = 353，$b$ = $-$ 34附近的1420 MHz极化图发现的一个建议的遗迹。GALEX远紫外（FUV）和H $α$发射镶嵌图显示了该天体的射电发射与围绕扩散的H $α$发射环的11 x 14度紫外线灯丝壳一致。另一个建议的高纬度信噪比是2002年通过低分辨率全天空H $α$和ROSAT软X射线发射发现的20 x 26度Antlia星云（G275.5+18.4）。银河UV和H $α$镶嵌图以及光学光谱表明，在整个Antlia星云中存在着激波，估计激波速度为70至100 km/s $^{-1}$。我们还提供了它与口香糖星云东北边缘相撞的证据。我们发现这两个星云都是真正的SNRs，年龄小于10 $^{5}$ yr，尽管它们的角尺寸异常大。我们还提供了一个新的高纬度SNR（G249.7+24.7）的FUV和光学图像以及光谱，直径约为4.5度，这也是在X射线和无线电中独立发现的（Becker等人，2021）。我们发现这个残余的距离是$\leq$ 400 pc的基础上的红色和蓝移Na I吸收功能的光谱中的两个背景星的检测。
2021-10-31 astro-ph.HE
Particle Spectra from Acceleration at Forward and Reverse Shocks of Young Type Ia Supernova Remnants
利用试验粒子扩散激波加速理论和一维流体动力学模拟方法研究了年轻Ia型超新星遗迹中宇宙线的加速过程。除了在正向冲击加速，我们探讨了粒子加速在反向冲击中存在一个可能的实质性磁场，因此，这种加速的影响上的粒子光谱的残留物。我们调查的频谱的时间演化的各种时间依赖的配置文件的磁场在冲击区的残骸。我们测试的冲击的前兆区域中的散射中心的Alfvénic漂移的粒子谱的可能影响。此外，我们还研究了从射电到伽玛射线的宽波段的辐射光谱和形态。它表明，年轻的Ia型SNRs的宇宙射线粒子人口的反向冲击的贡献可能是显着的，修改粒子的空间分布和显着影响的体积积分粒子谱在年轻的SNRs。特别是光谱结构可能会出现在测试粒子的计算，经常讨论的冲击波的非线性宇宙射线修改的签名。因此，发射的光谱和形态，以及它们的时间演化，不同于纯前向激波的解决方案。
2011-10-03 astro-ph.HE
Extended Optical/NIR Observations of Type Iax Supernova 2014dt: Possible Signatures of a Bound Remnant
本文介绍了近红外和光学观测的Iax型超新星（SN）2014 dt从14至410天后的最大光。早期阶段的铁吸收线速度表明，SN 2014 dt的膨胀速度比观测良好的Iax型SNe 2002 cx，2005 hk和2012 Z慢。在后期阶段，光变曲线和光谱的演化相当缓慢。光谱能量分布在100天后基本保持相同的形状，同时测辐射热光变曲线在同一时期变平。这些观测结果表明，存在一个光学厚的组件，几乎完全捕获了来自56 Co衰变的γ射线能量。这些发现与弱爆燃模型的预测一致，爆炸后留下了束缚的白矮星残骸。
2018-10-01 astro-ph.HE
Evolving into a remnant: optical observations of SN 1978K at three decades
我们提出了超新星SN 1978K的新光学观测，在2007年和2014年获得的甚大望远镜。我们发现这颗超新星并没有明显的褪色，甚至在爆炸后的30多年里。光谱表现出许多狭窄的（FWHM $\lesssim600$ km s $^{-1}$）发射线，表明超新星爆炸波持续与致密的星周物质（CSM）相互作用。发射谱线的演化表明，超新星喷出物是缓慢地通过反向激波，并没有扩大过去的外边缘的拱星信封。我们证明，CSM是不太可能是球形分布，质量为$\lesssim$ 1 M $_\odot$。祖细胞质量损失率估计为$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。缓慢衰减的后期光变曲线和光谱显示出与SN 1987 A惊人的相似性，表明CSM被冲击波扫过的速度正在逐渐衰减，SN 1978 K也正在经历类似的演变成为残骸。SN 1978K距离超新星很近（4 Mpc），是SN 1987 A之后下一个最好的晚期超新星演化例子。
2016-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Supernova Remnant Population of NGC6946 as Observed in [Fe II] 1.644 $μ$m with HST
NGC 6946是一个高恒星形成率的螺旋星系，自1917年以来已经有十颗超新星。毫不奇怪，大量的超新星遗迹和候选者已经被确定为具有高[S II]：H $α$线比的光学星云（147）或紧凑的非热射电源（35）。然而，这两个样本之间只有七个重叠。在这里，我们应用[Fe II] 1.644 $μ$ m发射作为一种新的诊断搜索超新星遗迹，试图解决这个矛盾。[Fe在超新星遗迹的辐射激波中，[II]预计相对较强，而在HII区几乎不存在。与通常用于识别遗留物的光学线路相比，它不太容易受到沿视线吸收的影响。利用HST上的WFC 3相机的数据，我们确定了NGC 6946中的132个[Fe II]发射星云可能是超新星遗迹。其中54颗与先前已知的光学超新星遗迹一致。剩下的78个天体是新的，其中44个在H $α$和[S II]的新HST图像中可见。这使得NGC 6946中超新星遗迹候选者的总数（从光学和/或红外数据）达到225。在这个扩展的列表中，总共发现了14个与射电超新星遗迹候选者的巧合（在我们的搜索区域中有30个）。如此多新的残骸候选者的识别验证了使用[Fe II]图像寻找残骸的有效性，并表明以前在其他星系中的残骸搜索可能还远远没有完成。
2020-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Optical Emission-Line Images of Nine Known and Three New Galactic Supernova Remnants
本研究利用小口径望远镜获取的超1000小时曝光的Hα与[O III]广域深场图像，解析9个已知银河系超新星遗迹的精细结构，新发现3个大直径遗迹，证实[O III]发射线成像对绘制遗迹完整激波辐射的关键作用。
2024-04-18 astro-ph.HE
Galactic Propagation of Cosmic Rays from Individual Supernova Remnants
人们普遍认为，超新星遗迹是观测到的宇宙射线通量达到膝盖的最佳候选源，即高达~PeV的能量。事实上，某些超新星遗迹的伽马射线光谱可以通过假设强子相互作用中产生的中性π介子衰变得到很好的解释。因此，拟合相应的伽马能谱使我们能够推导出局部注入银河系的源处的宇宙射线的能谱。使用这些光谱作为出发点，我们传播的宇宙射线通过银河系使用公开可用的GALPROP代码。在这里，我们将提出这些信噪比对总宇宙射线通量的贡献的第一个结果，并讨论其影响。
2015-01-26 astro-ph.HE
Using optical lines to study particle acceleration at supernova remnants
几个年轻超新星遗迹（SNR）的冲击波通常与非常薄的光学细丝有关，这些细丝由来自星际介质的中性氢与受冲击的质子和电子之间的电荷交换和碰撞激发产生的巴耳末辐射主导。光学谱线是激波条件的直接探测器，特别是窄谱线和宽谱线的宽度分别反映了激波上游和下游的温度。当激波有效地加速非热粒子时，激波结构发生变化，产生异常的巴耳末线，利用这些线的形状和空间分布可以检验SNR激波加速宇宙射线的效率。在这里，我们说明了冲击加速的动力学理论中存在的中性与一些应用年轻的信噪比。我们表明，在三种情况下（RCW 86，SNR 0509-67.5和第谷）异常的巴耳末线可以解释假设的一小部分$\sim 10\%$的总冲击动能转换成不热粒子，而在一个单一的情况下，西北部的SN 1006，没有有效的加速的证据。
2014-09-03 astro-ph.HE
Optical Identification and Spectroscopy of Supernova Remnants in the Galaxy M51
结合地基和HST成像，我们已经构建了一个目录的179超新星遗迹（SNR）和SNR候选人在附近的螺旋星系M51。对66个候选天体的后续光谱分析证实了其中61个是信噪比，并表明绝大多数未观测到的天体也是信噪比。总共有55个候选者与钱德拉对M51的深层观测中发现的X射线源（大部分是软X射线源）相吻合;搜索其他软X射线源的位置导致了几个额外的可能的光学候选者。目录中有16个天体与已知的射电源相吻合。没有一个有光谱的源显示出像Cas A这样的年轻的、以喷出物为主的SNR所特有的高速度（>500 km/s）;相反，大多数（如果不是全部的话）似乎是中年SNR。SNRs的一般性质，大小分布和光谱特征，类似于附近的其他旋涡星系，特别是M33，M83和NGC 6946，其中存在类似的样本。然而，光谱观测到的[N II]：Hα比率似乎明显高于任何其他星系。虽然我们已经探索了各种想法来解释M51中的高比率，但似乎没有一种解释是令人满意的。
2021-01-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the e$^+$e$^-$ excesses and the knee of the cosmic ray spectra -- hints of cosmic rays acceleration at young supernova remnants
超新星遗迹长期以来一直被认为是银河系宇宙射线的来源，最高可达千万亿电子伏特，但仍缺乏令人信服的证据。在这项工作中，我们探讨了宇宙线谱的微妙特征，如宇宙线谱的膝关节和电子/正电子通量的过度最近观察到的ATIC，H.E.S.S.，费米-拉特和帕梅拉。数值计算表明，在类似于年轻超新星遗迹的环境中，高能宇宙射线与背景光子相互作用产生$^+$-$^-$对的情况下，可以很好地再现宇宙射线谱的这些特征.这样一个连贯的解释的成功反过来又证明了至少有一部分宇宙射线可能在年轻的超新星遗迹中被加速。
2009-06-17 astro-ph.HE hep-ph
How do supernova remnants cool? II. Machine learning analysis of supernova remnant simulations
本研究利用机器学习分析22个超新星遗迹模拟的光学发射，发现环境密度能显著改变遗迹演化并可被统计区分，但磁场影响不显著，且光学谱线衰减会干扰环境条件的判断。
2024-11-19 astro-ph.GA 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
The First VLBI Image of the Young, Oxygen-Rich Supernova Remnant in NGC 4449
我们报告灵敏的1.4 GHz VLBI射电观测异常明亮的超新星遗迹SNR 4449-1在星系NGC 4449，这给了我们第一个很好的解决这个对象的图像。残骸的射电形态由两个近似平行的明亮脊组成，这表明它与许多更古老的银河系超新星残骸的桶形相似，也可能与SN 1987 A相似。残余物的角度范围为65 x 40 mas，相当于（3.7 x 2.3）x 10^{18}（D/3.8 Mpc）cm。我们还提出了一种新的，高信噪比的光谱。通过比较残骸的线性尺寸和从光学线测量的最大速度，以及使用历史图像的限制，我们得出结论，超新星爆炸发生在1905年至1961年之间，可能在1940年左右。因此，残留物的年龄可能约为70岁。我们发现SNR 4449-1的冲击波可能仍然与星周介质而不是星际介质相互作用。
2010-07-22 astro-ph.HE
Non-linear acceleration at supernova remnant shocks and the hardening in the cosmic ray spectrum
在过去的几年里，几个实验已经表明，膝盖以下的宇宙射线谱不是一个完美的幂律。特别是，质子和氦的光谱显示出在~200 - 300 GeV/核子的粒子能量下的光谱指数约为0.1 - 0.2的光谱硬化。此外，氦的光谱被发现比质子的光谱硬约0.1，并且在重元素的光谱中也发现了类似硬化的一些证据。在这里，我们考虑的可能性，硬化可能是一个分散的结果，在频谱的宇宙射线加速超新星遗迹冲击。这样的分散确实是预期的扩散冲击加速的非线性理论的框架内，预测陡峭的（硬）粒子谱较大（较小）的宇宙射线加速效率。
2017-10-14 astro-ph.HE
The Optical Evolution of the Tycho Supernova Remnant over Three Decades
通过分析泰柯超新星残骸三十年的光学图像，研究其结构演变及冲击波速度，以提高距离测定精度。
2025-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of optical emission from the supernova remnant G 32.8-0.1 (Kes 78)
获得了超新星遗迹G32.8 -0.1的深光学CCD图像，发现了散射和漫射发射。在Halpha+[N II]和[S II]的发射线中获取图像。丝状和弥漫性的结构被检测到在大多数地区的残留物，而没有显着的[O III]排放。通量校准的图像表明，光发射来自冲击加热的气体，因为[S II]/H α比大于1.2。8微米和24微米的Spitzer图像显示了一些与光学细丝相关的非线性结构，而在同一区域的1.4 GHz无线电发射被发现与最亮的光学细丝非常好地相关。此外，深长缝谱的结果也支持了辐射来源于激波加热的气体（[S II]/H α> 1.5）。没有[O III]发射表明进入星际“云”的激波速度很慢（< 100 km/s），而[S II] 6716/6731的比值表明电子密度高达~200 cm^{-3}。最后，测量到的H α辐射在1.8到4.6 x 10^{-17} erg/s/cm^2/arcsec^2之间，而根据VGPS HI图像，到SNR的距离估计在6到8.5 kpc之间。
2009-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
First optical identification of the SRG/eROSITA-detected supernova remnant G 116.6-26.1 I. Preliminary results
超新星遗迹（SNR）候选者G 116.6-26.1是迄今为止在几个波段探测到的少数高银河纬度（$|b| > 15^o$）遗迹之一。它是最近在SRG/eROSITA全天空X射线巡天中发现的，也显示出低频弱射电特征。在这项研究中，我们报告了第一次光学检测G 116.6-26.1通过深，宽视场和更高分辨率的窄带成像在$\rm Hα$，[S II]和[O III]光。该物体在部分壳状结构中表现出两种主要的和不同的阴极发射结构。光学细丝的位置与现有的X射线、射电和紫外线图非常匹配，可以在相对较长的角距离（38'和70'）上追踪，并且似乎不受与周围星际介质的任何强相互作用的影响。我们还提出了一个通量校准，光学发射光谱从一个单一的位置，与巴耳末和几个禁线检测，指示从冲击激发在一个典型的进化SNR的发射。G 116.6-26.1最可能的SNR性质的确认是由线比$\rm [S\, II] / Hα= 0.56 \pm 0.06$的观测值提供的，该观测值超过了广泛接受的阈值0.4，并且由几个冲击发射诊断测试的阳性结果进一步加强。我们的研究结果表明，一个近似的冲击波速度范围$70-100\, km\, s^{-1}$在光谱检查的灯丝，其中，当结合低发射率在$\rm Hα$和其他发射线，建议G 116.6-26.1是一个SNR在一个成熟的进化阶段。
2022-06-08 astro-ph.HE
Spectra of magnetic fluctuations and relativistic particles produced by a nonresonant wave instability in supernova remnant shocks
我们在年轻的超新星遗迹与有效的粒子加速模型强向前冲击的非共振不稳定性驱动的宇宙射线电流放大的冲击前体中的磁湍流。粒子注入，磁场放大（MFA）和非线性反馈的粒子和场的整体流推导一致。激波的结构主要取决于湍流级联的效率。如果级联被抑制，MFA是强的，激波前兆是分层的，湍流谱包含几个离散的峰。这些峰值，以及MFA的量，应该会影响同步加速器X射线，允许级联和其他假设的非共振波增长的非线性模型固有的观测测试。
2009-08-18 astro-ph.HE
Discovery of optical candidate supernova remnants in Sagittarius
在对行星状星云的[O III]调查中，我们确定了人马座的一个区域，其中包含几个候选的超新星遗迹，并获得了深光学窄带图像和光谱，以探索它们的性质。在H α ~+[N Ⅱ]、[S Ⅱ]和[O Ⅲ]的照射下获得了未研究区的图象。由此产生的镶嵌图覆盖了1.4x1.0 deg^2的区域，在该区域发现了散射和弥散辐射，这表明该区域存在不止一个超新星遗迹（SNRs）。深长缝光谱也采取了八个不同的区域。通量校准图像和光谱都表明，来自非线性结构的发射来自冲击加热的气体，而光电离机制是负责漫发射。部分光发射被发现与4850 MHz的无线电相关，表明它们的关联，而在12和22微米的区域中发现的WISE红外发射与光发射略微相关。其中一个候选SNR中存在[O III]发射线，表明进入星际“云”的激波速度在120至200 km/s之间，而另一个SNR中没有[O III]发射线表明激波速度较慢。对于所有的候选残留物，[S II] 6716/6731的比值表明电子密度低于240 cm^{-3}，而H α发射的测量值在0.6到41 × 10 ^{-17}尔格/s/cm ^2/arcsec ^2之间。在距离候选超新星中心1.5度范围内存在8颗超新星，这也支持了该地区存在许多超新星的假设，以及探测到的光辐射可能是一些超新星爆炸的一部分。
2012-07-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of optical emission associated with the supernova remnant G107.5-1.5
我们提出的第一个结果，从成像和光谱调查的光发射与超新星遗迹（SNR）G107.5 $-$ 1.5。我们用1.5米和1米望远镜发现了G107.5 $-$ 1.5的光学漫射和散射辐射。东北（NE）和西北（NW）区的光发射表现为漫射结构，而东南（SE）和东部（E）区则表现为散射结构。从长缝光谱，我们发现[SII]/H $α$ $>$ 0.5的SE和E区域，这支持的起源的发射是从冲击加热的气体。平均[SII]/H $α$比被发现是$\sim$ 0.4和$\sim$ 0.3的NW和NE区域，分别，表明光发射是来自电离气体在HII区域。根据[SII] $λλ$ 6716/6731的比值，我们估计了NW区域的平均电子密度为$\sim$ 2400 cm $^{-3}$，这可以归因于致密的电离气体。SE和E区的平均[SII] $λλ$ 6716/6731比值分别为$\sim$ 1.25和$\sim$ 1.15，这表明电子密度较低。
2023-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Antimatter spectra from a time-dependent modeling of supernova remnants
计算了超新星遗迹（SNR）中产生的宇宙射线（CR）及其次级射线的能谱，并考虑了SNR激波的时间依赖性。我们将带电粒子的轨迹模拟为具有指定扩散系数的随机行走，在每个激波交叉处加速粒子。二次生产的CRs碰撞气体包括作为一个蒙特卡洛过程。我们发现SNRs产生的反物质比以前提出的要少：正电子/电子比和反质子/质子比分别只有几个百分点和几个$\times 10^{-5}$。这两个比率都不会随着能量的增加而增加。
2010-05-05 astro-ph.HE hep-ph
Thermal X-ray Spectra of Supernova Remnants
超新星遗迹的特征是快速冲击，它将星周物质和喷出物加热到极高的温度，导致显著的X射线发射。来自SNR的X射线光谱携带了大量关于等离子体的温度和电离状态、激波后物质的密度分布以及喷出物的成分的信息。这反过来又对祖星的性质、产生残骸的爆炸性核合成、SNR扩展的环境性质以及粒子加速对其动力学演化的影响产生了强烈的限制。在这里，我提出的结果从X射线研究信噪比在不同的进化状态，并强调从热发射推断的关键结果。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep optical observations of the gamma-ray pulsar PSR J0007+7303 in the CTA 1 supernova remnant
费米大面积望远镜（LAT）发现了一颗无线电静默脉冲星的时间特征，与CTA 1超新星遗迹中心的一个plerion样X射线源RX J0007.0+7302重合。伽马射线脉冲星PSR J 0007 +7303的时间参数（P=315.8 ms;点{P} \sim 3.6 10^{-13} s ^{-1}）指向一颗类似船帆座的中子星，其年龄与CTA 1相当。PSR J 0007 +7303的低距离（\sim 1.4 kpc）、星际吸收（A_V \sim 1.6）和相对较高的能量损失率（点{E} \sim 4.5 10^{35} erg s^{-1}）使其成为光学随访的合适候选者。在这里，我们提出了PSR J 0007 +7303的深光学观测。在加那利群岛大望远镜（GTC）的图像中没有检测到该脉冲星，其极限为r' \sim 27.6（3 sigma），这是该脉冲星获得的最深值，而威廉赫歇尔望远镜（WHT）的图像产生的极限为V \sim 26.9。我们的r '带极限对应于光发射效率η_{opt}= L_{opt} /点{E} < 9.4 10^{-8}。这个极限比其他船帆座脉冲星的限制更严格，但仍然高于船帆座脉冲星的测量光学效率。我们比较了光学上限与XMM-牛顿X射线光谱的外推，发现光学发射与X射线幂律分量的外推是相容的，与所观察到的不同，例如在船帆座脉冲星中。
2013-01-02 astro-ph.HE
Discovery of spin modulated circular polarization from IGR J17014-4306, the remnant of Nova Scorpii 1437 A.D
IGR J1401-4306的偏振测量，一个长周期（12.7小时），日食中间极地和天蝎座新星1437年的残余，揭示了光学圆偏振的周期性变化，证实了该系统是已知周期最长的日食中间极。从进化的角度来看，这是一个有趣的系统。圆偏振解释为光学回旋辐射从吸积磁白矮星主要。根据旋光测量，我们提出它是一种圆盘馈电的中间极。主要是负圆极化的检测是一致的，只有一个磁极主导的极化发射，而另一个主要是由吸积盘掩盖。
2017-09-24 astro-ph.HE
High-Resolution Spectra of Supernova Remnants in M83
为了更好地表征M83（NGC 5236）中丰富的超新星遗迹（SNR），我们利用Gemini/GMOS获得了M83中119个SNR和SNR候选者的高分辨率（约85 km/s）光谱，以及年轻SNR B12- 174 a和SN 1957 D的新光谱。大多数SNR和SNR候选者具有超过0.4的[S II]：Hα比率。将这些结果与我们用MUSE和GMOS在较低的光谱分辨率下进行的早期研究相结合，我们已经根据它们的[S II]：Hα比确认了总共238个发射星云是SNR，其中大约一半的发射线显示速度加宽大于100 km/s，提供了运动学确认它们是SNR而不是H II区域。观察整个样本，我们发现速度宽度与[O I]λ6300：Hα，[N II]λ6584：Hα和[S II]λλ 6716，6731：Hα的线比之间有很强的相关性。密度敏感的[S II]λ6716：λ6731线比与SNR直径有很强的相关性，但与速度宽度无关。我们讨论这些结果的背景下，以前发表的冲击模型。
2022-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling high-resolution spatially-resolved Supernova Remnant spectra with the Sardinia Radio Telescope
超新星遗迹（SNRs）的光谱特征是由相对论电子产生的同步射电辐射，以及轻子（韧致辐射和逆康普顿）和强子过程（$π^0$介子衰变）的高能辐射，这是宇宙射线加速的直接特征。得益于撒丁岛射电望远镜（www.srt.inaf.it）在三个频段（1.6，7，22 GHz）获得的无线电单碟成像观测，我们可以分别对不同的SNR区域进行建模。事实上，为了解开强子在高能谱（伽马射线带）中的有趣而奇特的贡献，并更好地约束SNR作为宇宙射线发射体，首先通过射电观测参数完全约束轻子的贡献是至关重要的。特别是，在伽马射线中观察到的韧致辐射和逆康普顿隆起在无线电域中被绑定到同步辐射光谱斜率和截止。由于这些参数不同的SNR区域和电子人口，空间分辨的无线电频谱，然后需要准确的多波长建模。
2016-09-12 astro-ph.HE
Deep optical observations of the central X-ray source in the Puppis A supernova remnant
X射线观测揭示了一组位于年轻超新星遗迹（SNRs）中心的无线电静默孤立中子星（INS），被称为中心致密天体或CCO，其性质不同于经典的旋转动力中子星。在至少三种情况下，有证据表明CCO是低磁化的INS，出生时旋转周期缓慢，可能是从超新星事件形成的物质碎片盘中吸积而来。了解CCO多样性的起源可以为超新星爆炸和中子星形成模型提供理论依据。光学/红外（IR）观测对于测试不同的CCO解释至关重要。我们工作的目的是在Puppis A SNR中对CCO RX J0822.0-4300进行深入的光学研究，这是CCO家族中最不了解的一个。我们利用甚大望远镜（VLT）在B、V、I波段进行了以RX J 0822.0 -4300的Chandra X射线坐标为参考的深光学观测。我们发现没有候选人的光学对应物内的计算钱德拉X射线的位置下降到5 σ极限的B~27.2，V~26.9，和I~25.6，最深的光学波段中获得的这个源。这些极限证实了没有探测到比M5矮星更亮的伴星。与此同时，它们并不限制来自中子星表面的光辐射，而来自磁层的辐射则需要在光学/红外光谱中出现光谱中断。
2009-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectra of Cosmic Ray Protons and Helium Produced in Supernova Remnants
在ATIC-2（高级薄电离量热计）、CREAM（宇宙射线能量学和质量）和PAMELA（反物质探测和轻核天体物理学有效载荷）实验中获得的数据表明，膝盖以下几倍于$10^{6}$ GeV的宇宙射线的元素星际光谱不是简单的幂律，但它们在磁刚度高于约240 GV时经历硬化。另一个基本特征是质子和氦能谱之间的差异，使得He/p比在从$10^{2}$到$10^{4}$ GV的能量范围内增加超过50%。我们认为超新星遗迹（SNR）中扩散激波加速的非线性性质所导致的粒子谱硬化是观测到的谱硬化的一个可能原因。氦质子比随能量的增加可以解释为宇宙线加速的结果，在信噪比的正向和反向冲击。被反向冲击加速的粒子的贡献使得产生的整个宇宙射线谱的重叠更加明显。计算了在SNR中加速并释放到星际介质中的质子和氦核的能谱。导出的稳态星际光谱与观测结果相当吻合。
2012-12-03 astro-ph.HE
A short gamma-ray burst from a proto-magnetar remnant
同时探测到的引力波和伽马射线来自GW 170817/GRB 170817 A，随后一天的千诺瓦发射，证实了紧凑的双中子星合并作为短持续时间伽马射线暴（GRB）的祖先，以及重r过程核的宇宙源。然而，合并残余物的性质（和寿命）以及为这些明亮的伽马射线闪光提供动力的能量库仍然存在争议，而合并后的最初几分钟在光学波长上尚未探索。在这里，我们报告了最早发现的明亮的热光发射与短GRB 180618 A与扩展的伽马射线发射，紫外和光学多色观测开始尽快1.4分钟后爆发。光谱与快速衰减的余辉和爆发后15分钟出现的热光发射一致，在GRB发生后35分钟，余辉和热光发射突然和彩色地衰减（通量密度$F_ν \propto t^{-α}$，$α=4.6 \pm 0.3$）。我们从伽马射线到光学波长的观测结果与一个以相对论速度膨胀的热星云相一致，该星云由新生的、快速旋转的和高度磁化的中子星（即毫秒磁星）的等离子体风提供动力，其旋转能量以$L_{\rm th} \propto t^{-(2.22\pm 0.14)}$的速率释放，以重新加热未结合的合并残余物质。这些结果表明，这样的中子星可以在坍缩成黑洞的时间尺度上生存下来，而不是在合并后的几百毫秒内，并通过吸积为GRB本身提供动力。明亮的热光学双星合并引力波源的对应物可能在未来的宽场快节奏巡天中很常见。
2022-11-10 astro-ph.HE
Kinetic simulations of nonrelativistic perpendicular shocks of young supernova remnants. II. Influence of shock-surfing acceleration on downstream electron spectra
我们探讨电子预加速在高马赫数非相对论性垂直冲击，例如，年轻的超新星遗迹，这是通过扩散激波加速进一步加速到非常高能量的先决条件。使用完全动力学的粒子在细胞中的冲击和电子动力学模拟，我们调查的冲击冲浪加速度在冲击脚的冲击下游的电子的非热人口的影响。激波冲浪加速之后是激波斜坡处的进一步加速，在那里韦伯不稳定性产生一种二阶费米加速。这两个过程的结合导致形成一个非热电子人口，但冲击冲浪加速的重要性变得较小的离子与电子的质量比在模拟中。我们讨论了由此产生的电子光谱和我们的结果与真实的离子-电子质量比和完全三维行为的系统的物理学的相关性。
2019-09-11 astro-ph.HE
Cassiopeia A's Reverse Shock and its Effects on the Expanding SN Ejecta
本研究利用1951-2022年的多波段观测数据，分析仙后座A超新星遗迹的反向激波速度及其对抛射物的影响，修正了此前的速度测量结论，并揭示了抛射物与反向激波作用后的减速差异特征。
2025-01-13 astro-ph.HE
Numerical Code for Fitting Radial Emission Profile of a Shell Supernova Remnant
在壳层超新星遗迹的两个简单模型的情况下，从理论上导出了表面亮度分布和通量密度的表达式。这些模型是：一个均匀的光学薄发射壳恒定发射率和一个同步辐射源与径向磁场壳。交互式数据语言（IDL）的代码拟合理论推导出的发射轮廓假设这两个模型的平均配置文件的壳超新星遗迹从无线电观测已被写入。
2012-01-04 astro-ph.HE
First detailed optical spectroscopic observations of the supernova remnants G107.7-5.1 and G150.3+4.5
Süleyman Demirel University（苏莱曼·德米雷尔大学）；Akdeniz University（安塔利亚大学）；Avrasya University（欧亚大学）
本文通过长光谱线观测研究了两个超新星残骸的前激波和后激波气体物理条件，发现其发射线比支持激波激发起源，并一致表明其具有高再结合区和大于100 km/s的激波速度。
2026-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical Emission Model for Binary Black Hole Merger Remnants Travelling through Discs of Active Galactic Nuclei
本文提出双黑洞并合残骸穿过AGN薄盘时喷流茧浮现的光学辐射模型，预测其耀发可媲美或超过AGN背景，为引力波伴随电磁信号提供新探针。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
AMI observations of northern supernova remnants at 14-18 GHz
我们目前的观测14.2和17.9 GHz的12个报告超新星遗迹（SNR）与弧分钟Microkelvin成像仪小阵列（AMI SA）。结合文献中的数据在较低的射频，我们确定这些对象的光谱。对于研究良好的SNR（Cas A，第谷的SNR，3C 58和蟹状星云），结果是在很好的协议与光谱的基础上以前的结果。对于研究较少的遗迹，AMI SA观测提供了比以前更高频率的射电观测，并更好地限制了它们的射电频谱。AMI SA结果证实了填充中心残余物G74.9+1.2在~11 GHz处的光谱周转。我们还看到，与较低的频率相比，在AMI SA频带内，填充中心残留物G54.1+0.3的频谱可能变陡。我们确认，G84.9+0.5，这是以前被确定为一个SNR，而是一个HII区，并具有平坦的无线电频谱。
2009-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reacceleration of electrons in supernova remnants
许多壳型超新星遗迹的射电光谱显示出与理论上预期的偏差。在本文中，我们确定的随机再加速的影响，在GeV波段和较低的能量的电子的光谱，我们调查是否再加速可以解释所观察到的无线电频谱指数的变化。我们显式计算的动量扩散系数为3种类型的湍流预期下游的前向冲击波：快模式波，小规模的非共振模式，和大规模的模式所产生的湍流发电机活动。注意到低能量粒子有效地耦合到准热等离子体，简化的宇宙射线输运方程可以制定和数值求解。只有快模波可以提供足够快的动量扩散，以显着修改粒子的光谱。使用同步辐射发射率，准确地反映了一个高度动荡的磁场，我们计算的无线电频谱指数，并发现，软频谱指数$α\lesssim -0.6$可以保持超过20年的射频，即使电子经历再加速只有一个加速时间。频谱硬化是可能的，但更依赖于频率。前向激波下游的随机再加速所引起的谱修正仅微弱地依赖于初始谱，例如，冲击波本身的扩散冲击波加速度。
2014-11-11 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
The properties of non-thermal X-ray filaments in young supernova remnants
上下文年轻的超新星遗迹（SNRs）表现出非热X射线发射的狭窄细丝，其宽度可以受到电子能量损失或磁场阻尼的限制。目标。我们想研究这些细丝的不同模型是否可以通过观测进行检验。方法.利用四个历史遗迹的观测参数，我们计算了暗条的轮廓，并将暗条的光谱与非热辐射的光谱进行了比较。为此，我们解决了一维稳态输运方程的各向同性微分数密度的电子。结果我们发现，之间的差异的光谱的细丝和总的非热辐射超过1千电子伏的阻尼模型比在能量损失模型更明显。结论.一个相当大的阻尼的磁场可以导致一个可观察到的差异之间的光谱的灯丝和总的非热发射，从而潜在地允许观察歧视之间的能量损失模型和阻尼模型的X射线灯丝。
2012-08-27 astro-ph.HE
Origin of Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants
我们分析了最近的测量结果的银河宇宙线（GCRs）的能量谱和光谱的非热发射超新星遗迹（SNRs），以确定其与GCR起源的SNRs的一致性。结果表明，测量的初级和次级CR核能谱以及观测到的正电子-电子比与GCR的起源一致，直到SNR中的能量为10^17 eV。现有的SNR发射数据提供了证据，有效的CR生产的SNR伴随着显着的磁场放大。在某些情况下，探测到的伽马射线发射的性质很难确定，因为关键的SNR参数是未知的或约束很差。
2014-12-25 astro-ph.HE
Cosmic Ray Electron Evolution in Supernova Remnants: Log-Parabola Distribution
National Research Council（国家研究委员会）；National Academy of Sciences（美国国家科学院）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
研究超新星残骸中电子加速机制，通过考虑能量依赖的逃逸模型，解释了观测到的两个电子-辐射主导残骸的能谱分布。
2026-04-20 astro-ph.HE
Trans-Alfvenic Magnetohydrodynamic Turbulence in the Vicinity of Supernova Remnant Cassiopeia-A Shocks
利用同步辐射强度的二阶关联函数可以获得超新星遗迹磁场扰动的统计数据。在这里，我们测量超新星遗迹Cassiopeia-A的同步辐射强度的两点相关的磁能谱，使用最近开发的无偏方法。在超新星遗迹激波附近测得的磁能谱在十年尺度上符合2/3幂律，显示出发达的trans-Alfvenic磁流体动力学湍流。我们的结果是全球一致的发展磁流体动力学湍流trans-Alfvenic马赫数的理论预测，并可以解释的SNR冲击附近的磁场的放大。磁能谱预测SNR Cassiopeia-A在射频观测中有一个额外的子激波，以及正向和反向激波，在激波附近有一个约0.115 pc的放大磁场的径向窗口
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of High-energy Particle Distribution in Supernova Remnants
光谱符合34个超新星遗迹的样本（Zeng et al.，2019年）更新。进一步分析了20个具有软TeV谱的超新星遗迹的$γ$射线谱。我们发现，其中17个可以拟合在强子的情况下，一个单一的幂律离子分布的指数为$\sim$ 2.6，这是显着软比离子分布推断从$γ$射线观测的星暴星系。如果银河系宇宙射线主要是由信噪比产生的，这一结果表明，在星暴星系的信噪比可能永远不会达到一个软$γ$射线谱的阶段或逃逸的高能粒子从信噪比达到这个阶段之前，软$γ$射线谱的信噪比的贡献占主导地位的银河系宇宙射线。
2019-11-18 astro-ph.HE hep-ph
Distance and Evolutionary States of Supernova Remnant G18.9-1.1 and Candidate G28.6+0.0
分析了超新星遗迹G18.9-1.1和超新星遗迹候选者G28.6+0.0的HI谱。我们比较了光谱$^{13}$ CO发射光谱和光谱的HII地区在该地区，以确定运动学距离。G18.9-1.1距离太阳2.1 $\pm$ 0.4 kpc，G28.6+0.0距离太阳9.0 $\pm$ 0.3 kpc。利用已发表的G18.9-1.1的X射线谱，我们应用超新星遗迹模型计算了激波ISM温度和辐射。我们发现，G18.9-1.1具有低的，但不是典型的，爆炸能量为$\simeq$ 3 $\times$ 10 $^{50}$ erg，并且处于ISM的低密度区域，$\simeq$ 0.1 cm $^{-3}$。如果喷出物质量为1.4 M $_{\odot}$（典型的Ia型SN），则其年龄为$\simeq$ 3700 yr;如果喷出物质量为5 M $_{\odot}$（典型的核塌陷SN），则其年龄为$\simeq$ 4700 yr。候选G28.6+0.0没有报告的X射线发射，所以我们应用基本的Sedov模型。如果ISM密度为1 cm $^{-3}$，则Sedov年龄为$\simeq$ 600 yr，但如果ISM密度高达100 cm $^{-3}$，则Sedov年龄可能为$\simeq$ 6000 yr。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the supernova remnants with flat radio spectra
相当一部分银河系超新星遗迹（SNR）的特征平坦的光谱指数（$α<0.5$）。在目前的文献中，有几种解释的平坦的无线电频谱的信噪比。大多数模型都考虑了二阶费米机制的重要贡献，但也有一些模型讨论了高压缩（>4）、带电π介子衰变后留下的次级电子的贡献以及热污染的可能性。在高密度环境中膨胀的情况下，内禀热韧致辐射理论上可以塑造SNR的无线电频谱，也可以解释一些银河系SNR的可观察到的弯曲的“凹上”无线电频谱。这个模型也可以揭示在一些银河系信噪比确定的平坦光谱指数的问题。另一方面，目前的知识的无线电连续谱（在不同频率的综合通量密度）的信噪比防止明确的结论的意义，建议的模型，所以问题的平坦的频谱指数仍然是开放的。新的观测，特别是在高无线电连续频率，预计将在不久的将来解决这些问题。最后，由于银河系中大多数具有平坦综合射电频谱的SNR与它们在$γ$射线中的探测以及在它们的X射线谱中的辐射复合连续谱的探测之间存在着重要的联系，因此对这些SNR的高能特性的分析是非常重要的。
2013-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical observations and atomic environment of supernova remnant G25.1-2.3
Süleyman Demirel University（苏莱曼·德米雷尔大学）；Akdeniz University（安塔利亚大学）；Gifu University（岐阜大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Avrasya University（欧亚大学）
研究通过光学光谱数据揭示G25.1-2.3残骸及其环境的发射特性，发现不同区域的电子密度和电离区域分布，结合射电数据分析其演化阶段。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
TeV cosmic ray nuclei acceleration in shell-type supernova remnants with hard $γ$-ray spectra
超新星遗迹硬$γ$射线谱的发射机制至今仍有争议。最近对TeV源HESS J1912+101的多波长观测表明，它与年龄为$\sim 100$ kyrs的SNR有关，因此它不可能通过轻子过程产生TeV $γ$射线辐射。我们分析了费米对它的观测，发现了一个具有硬谱的扩展源。HESS J1912+101可能代表了SNR演化的一个特殊阶段，它主导了TeV宇宙射线的加速。通过拟合13个SNR的多波长谱与硬GeV $γ$ -射线谱，采用简单的发射模型，其中GeV电子与质子的密度比为$\sim 10^{-2}$，我们得到了每个SNR中相对论离子的合理平均密度和磁场，总能量为$\sim 10^{50}$尔格。在这些源中，只有SN 1006和RCW 86这两个源有利于$γ$射线的轻子起源。磁场能量与加速相对论离子的能量相当，且两者之比有随年龄增加而增加的趋势。这些结果表明，TeV宇宙射线主要来源于硬$γ$射线谱的SNR。
2021-02-06 astro-ph.HE hep-ph
