Molecular gas toward supernova remnant Cassiopeia A
利用IRAM 30 m望远镜对超新星遗迹仙后座A的12 COJ =1-0、12 COJ =2-1、13 COJ =1-0和13 COJ =2-1谱线进行了标测。沿着Cas A视线的分子云（MC）没有显示出光学上薄的、激波增宽的12 CO谱线（$ΔV \le 7$ km s $^{-1}$朝向Cas A），也没有激波加热的高温特征（$T_k \le 22$ K朝向Cas A）。因此，我们认为没有物理证据支持SNR影响分子气体。所有检测到的MC可能都在Cas A的前面，如在相同速度范围内检测到的HCO+吸收线所暗示的。这些MC在SNR的西部、南部和中心分别贡献$5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$、$5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$和$2\times 10^{21}$ cm $^{-2}$的H $_2$柱密度。20 K温度为$V_{LSR}\sim -47$ km s $^{-1}$的暖气体沿Cas A南部的大尺度分子脊分布。部分气体投射到Cas A上，提供了一个前景H $_2$质量为$\sim 200 (d/3 kpc)^2$ Msun，与SNR前面发现的冷尘埃质量（15- 20 K; 2- 4 Msun）一致。我们认为20 K的暖气体是由电离率为$ζ({\rm H_2})\sim 2\times 10^{-16}$ s $^{-1}$的背景宇…
2018-09-10 astro-ph.HE
Particle Acceleration in Cassiopeia A Revealed by Broadband High-Energy Spectrum
Wuhan University（武汉大学）；Peking University（北京大学）
研究通过宽频高能光谱分析 Cassiopeia A 的粒子加速能力，发现其喷流成分的同步辐射可解释硬X射线发射，且喷流中的质子-质子碰撞产生亚PeV辐射，推导出Cas A喷流中加速质子能量可达5×10^47 erg，暗示Cas A类SNR仍可能是银河系内PeV加速器。
2026-03-27 astro-ph.HE
Is Supernova Remnant Cassiopeia A a PeVatron?
仙后座A是一个观测良好的年轻核心坍缩超新星遗迹（SNR），被认为是研究通过扩散激波机制加速到PeV的极高能粒子的最佳候选者之一。最近，MAGIC观测揭示了$γ$射线在$\sim3.5$ TeV处的光谱截止，这表明如果TeV的$γ$射线具有强子起源，则SNR Cas A只能将粒子加速到数十TeV。在这里，我们提出了一个两区排放模型的地区与前向（区1）和向内/反向冲击（区2）。考虑到第1区的低密度，它主要是高频射电发射，通过同步加速器过程的软X射线边缘和TeV $γ$ -射线通过逆康普顿化。由于相对较软的粒子分布和较高的电子截止能量，来自2区的发射主要是低频射电，通过同步加速器过程的硬X射线和GeV $γ$ -射线通过强子过程。没有证据表明质子分布中的高能截止点意味着Cas A仍然可以是PeVatron。来自第1区的强子过程主导着非常高能量的伽马射线发射。未来在数百TeV范围内的观测可以验证这个模型。
2019-03-06 astro-ph.HE
Evidence for past interaction with an asymmetric circumstellar shell in the young SNR Cassiopeia A
观测的SNR仙后座A（Cas A）显示的不对称性，在反向冲击，不能解释的模型描述的残留物通过一个球对称风的祖星扩展。我们调查是否可以解释所观察到的不对称性与一个不对称的拱壳过去的相互作用的Cas A。我们进行了3D MHD模拟，描述了从SN的残留物的演变，其与拱壳的相互作用。初始条件由一个三维中微子驱动的SN模型提供，其形态类似于Cas A。我们探索了壳的参数空间，寻找一组能够在350年的年龄产生类似于在Cas A中观察到的反向冲击不对称性的参数。残余物与壳层的相互作用可以产生类似于在反向激波中观察到的不对称性，如果壳层与西北方（NW）的近侧的致密部分不对称的话。逆激波在Cas A时代表现出以下不对称性：（1）在观测坐标系中，逆激波在NW区向内移动，而在其它区域向外移动;（2）逆激波的几何中心与正激波的几何中心向NW方向偏移; iii）西北地区的反向激波增强了非热辐射，因为，在那里，喷出物进入反向激波的速度（4000至7000公里/秒）高于其他区域（低于2000公里/秒）。在Cas A的反向激波中观察到的不对称性可以被解释为SN事件发生后180年至240年之间的残骸与不对称拱星壳相互作用的特征。我们认为，壳层很可能是在核心坍缩前$10^4$和$10^5$年之间发生的祖星大规模喷发的结果。我们估计壳层的总质量为2兆太阳。
2022-08-12 astro-ph.HE
Spectrum and location of ongoing extreme particle acceleration in Cassiopeia A
针对年轻超新星遗迹中宇宙射线加速的未解问题，通过仙后座A的多历元X射线观测及建模，揭示其持续的极端粒子加速，首次将多波段观测与mNLDSA机制自洽关联，明确加速位置与能谱特征。
2024-11-27 astro-ph.HE
AKARI and BLAST Observations of the Cassiopeia A Supernova Remnant and Surrounding Interstellar Medium
我们使用新的大面积远红外地图，范围从65 - 500微米获得的AKARI和运载大口径亚毫米望远镜（BLAST）的任务，以表征尘埃排放对仙后座A超新星遗迹（SNR）。利用AKARI的高分辨率数据，我们发现了一个新的“微温”尘埃颗粒人口的温度约为35 K，估计质量为0.06太阳质量。这一成分仅限于SNR的中心区域，可能代表未受冲击的超新星喷出物中新形成的尘埃。虽然我们测量的微温尘埃的质量本身不足以解释在高红移处观察到的尘埃，但它确实构成了一个额外的尘埃种群，有助于以前报道的尘埃。我们在65，90，140，250，350和500微米处拟合我们的地图，以获得分布在整个区域的“冷”尘埃（接近16 K）的柱密度和温度的地图。在分子发射中看到的与云相关的冷尘埃的大柱密度从周围的星际介质连续延伸到SNR上，在SNR上也可以通过光学，X射线和分子消光检测到云的前景成分。在这里可用的分辨率下，没有形态学特征可以将任何仅与SNR相关的冷尘埃从这种令人困惑的星际发射中分离出来。我们的拟合还恢复了先前在残骸中检测到的“热”尘埃，特征温度为100 K。
2010-05-11 astro-ph.HE
Revisiting X-ray polarization of the shell of Cassiopeia A using spectropolarimetric analysis
本文联合IXPE和Chandra数据对仙后座A进行空间分辨光谱偏振分析，揭示了壳层局部偏振度10%-26%的区域差异及径向主导的磁场形态，并估算了磁湍流度η。
2025-04-09 astro-ph.HE
Observations of the shell-type SNR Cassiopeia A at TeV energies with VERITAS
我们报告的观测非常高能量的伽马射线从壳型超新星遗迹仙后座A与VERITAS立体阵列的四个成像大气切伦科夫望远镜在亚利桑那州。这些观测的总曝光时间为22小时，在2007年9月至11月期间累积。与SNR仙后座A相关的伽马射线源在200 GeV以上被检测到，统计显著性为8.3 s. d。这个伽马射线源的积分通量估计约为蟹状星云通量的3%。光子光谱符合幂律dN/dE ~ E^（-Gamma），指数Gamma = 2.61 +/- 0.24（stat）+/- 0.2（sys）。数据与点状源一致。我们提供了一个详细的描述的分析结果，并讨论了物理机制，可能是负责所观察到的伽马射线发射。
2010-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi-LAT discovery of GeV gamma-ray emission from the young supernova remnant Cassiopeia A
我们报告的第一次检测GeV的高能伽马射线发射从一个年轻的超新星遗迹与大面积望远镜搭载费米伽马射线太空望远镜。这些观测结果揭示了一个没有明显空间延伸的源，在500 MeV以上的显著性水平为12.2 $σ$，其位置与1680年左右发生在仙后座星座-仙后座A的超新星爆炸遗迹的位置一致。源的伽马射线通量和光谱形状与伽马射线发射源于在该残骸壳层中加速的相对论粒子的情况一致。在Cas A中加速的宇宙射线（电子和质子）的总含量可以估计为$W_{\mathrm{CR}} \approx (1-4) \times 10^{49}$ erg，这要归功于残骸中众所周知的密度，假设观测到的伽马射线起源于SNR壳层。射电发射等离子体中的磁场可以被鲁棒地约束为B $\gt 0.1$ mG，为前向激波处的磁场放大和激波喷出物中的强场提供了新的证据。
2010-01-16 astro-ph.HE
The fully developed remnant of a neutrino-driven supernova: Evolution of ejecta structure and asymmetries in SNR Cassiopeia A
节录。我们的目标是探索残骸在多大程度上保持对中微子加热层中由于流体动力学不稳定性（例如，对流翻转和静止吸积激波不稳定性）。我们将中微子驱动的SN爆炸的3D HD模型与残余物形成的3D MHD/HD模拟相耦合。模拟涵盖了2000年的扩张，包括所有相关的物理过程来描述SN演化的复杂性和随后的恒星碎片与祖星风的相互作用。在$\approx 350$ ~年时，大爆炸早期留下的大尺度不对称性与反向激波的相互作用产生了与Cas A.小规模的结构在大规模的富铁羽在SN的初始阶段，结合HD的不稳定性，开发后，通过的反向冲击，自然产生的模式的环和冠状结构的冲击喷出物。其结果是一个空间反演的喷出物层与富硅喷出物物理内部富铁喷出物。完整的残骸显示出最里面的未受冲击的喷出物中的空洞和空腔，这些空洞和空腔是由富铁羽流的膨胀和放射性物质的衰变引起的膨胀造成的。$^{44}$ Ti和$^{56}$ Fe的不对称分布及其丰度比与Chandra和NuSTAR的高能观测结果一致。在Cas A的喷出物分布中观察到的主要不对称性可以通过反向冲击与SN爆炸的第一秒期间起源的随机过程中产生的大规模不对称性的相互作用来解释。
2020-12-01 astro-ph.HE
Spatio-temporal characterization of Cassiopeia A
本文提出基于B样条的自由形式图像配准方法，利用钱德拉X射线数据首次从时空两个维度全面刻画仙后座A超新星遗迹的动态特征，并通过k-means聚类揭示其不同区域具有明确物理含义。
2023-01-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Decline in the Nonthermal X-ray Emission from Cassiopeia A
我们提出了新的钱德拉ACIS-S3观测仙后座A，当结合早期的ACIS-S3观测，显示出一个稳定的约1.5-2%/年下降的证据之间的4.2-6.0 keV的X射线发射2000年和2010年。整个遗迹的曝光校正图像的计算通量显示，整个遗迹下降了17%，遗迹西部边缘区域的下降幅度略大（21%）。整个残骸、前向激波细丝和内部细丝的4.2-6.0 keV辐射的光谱拟合表明残骸的非热光谱幂律指数已经陡峭了约10%，内部细丝具有更陡峭的幂律指数。由于产生观测到的X射线同步辐射的TeV电子与电子分布函数的指数截止部分有关，我们将我们的结果与截止能量的变化联系起来，并得出结论，观测到的非热X射线发射的下降和陡化与残骸的~5000 km/s的前向冲击的~10- 40 km/s/yr的减速是一致的
2010-12-01 astro-ph.HE
Mapping plasma properties of Cassiopeia A with XRISM/Resolve: a Bayesian analysis via UltraSPEX
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Meiji University（明治大学）
通过UltraSPEX贝叶斯分析，利用XRISM/Resolve观测首次获得Cassiopeia A等离子体参数图，揭示喷流中元素丰度比、多普勒速度差异及离子化时间与电子温度的反相关性。
2026-02-06 astro-ph.HE
Free-free absorption parameters of Cassiopeia A from low-frequency interferometric observations
上下文仙后座A是我们银河系中研究最广泛的超新星遗迹之一。利用低频观测资料分析其光谱特征，对于理解射电源通过SNR环境和星际介质传播到观测者的演化过程具有重要作用。目标。在本文中，我们提出了测量的集成光谱的Cas A的特性的自由-自由吸收对这个SNR。我们还增加了新的测量，以跟踪其缓慢演变和下降的综合通量密度。方法.我们使用巨大的乌克兰射电望远镜（GURT）测量仙后座A在16-72兆赫的频率范围内的连续谱。2019年5月至10月，用GURT的两个子阵测量了仙后座A相对于射电星系天鹅座A参考源的射电通量密度，用作二元相关干涉仪。结果我们测定了仙后座A内、外吸收电离气体的发射量度、电子温度和离子平均电荷数。一般来说，它们的值接近Arias et al.（2018）提出的值，尽管有些值略有差异。在不存在成团的情况下，我们发现，在电子密度为15.3 cm^-3时，M = 2.61太阳质量的未受冲击的喷出物的气体温度为T=100 K。如果聚集因子为0.67，那么0.96太阳质量的未受冲击的喷射物的电子密度为18.7 cm^-3。结论.用GURT干涉观测得到的仙后座A的积分通量密度谱在测量误差范围内与理论模型一致，也与文献中的其他最近结果相当一致。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Jitter radiation as an alternative mechanism for the nonthermal X-ray emission of Cassiopeia A
本文提出抖动辐射作为仙后座A非热X射线发射的替代机制，通过拟合多望远镜光谱，发现其优于标准截断模型，并测得湍流谱指数和最小尺度。
2023-08-30 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Imaging and Spectroscopy of Cassiopeia A
朱雀X射线观测的一个年轻的超新星遗迹，仙后座A，进行了。从各种元素的高电离离子的K壳层跃迁线被检测到，包括铬（Cr-Ka在5.61 keV）。X射线连续谱在3.4- 40 keV波段建模，在整个残骸上求和，并与热韧致辐射和非热截止幂律模型的最简单组合拟合。与此假设的光谱拟合表明，连续谱发射很可能由截止能量大于1 keV的非热发射主导。在4-10 keV波段的连续通量的热-非热部分最好估计为~0.1。在4- 14 keV波段获得了非热主导的连续谱图像。非热X射线峰值出现在西部。用HEGRA和MAGIC测量的TeV γ射线的峰值位置也在西部偏移，置信度为1 σ。由于X射线连续辐射的位置被认为与反向激波区一致，因此keV-TeV关联暗示仙后座A中加速的多TeV强子主要由反向激波区的重元素控制。
2009-12-26 astro-ph.HE
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Deep observations of Kepler's SNR with H.E.S.S
开普勒超新星遗迹（SNR）是由银河系最近的一颗肉眼超新星产生的，是目前研究得最好的超新星遗迹之一，但它的伽马射线探测迄今为止还没有被我们发现。现代成像大气切伦科夫望远镜（IACT）的观测扩大了对附近年龄小于500年的信噪比的了解，将仙后座A和第谷的信噪比确定为甚高能量伽马射线源，并设定了与开普勒信噪比距离的下限。这个SNR比其他两个更远，预计是这一代IACT阵列范围内最微弱的伽马射线源之一。我们报告了强有力的证据，VHE信号从开普勒的SNR的基础上深入观察的高能立体系统（H.E.S.S.）。暴露152小时，其中2017-2020年累计122小时。我们进一步讨论了这一结果的影响宇宙射线加速年轻的SNR。
2021-07-24 astro-ph.HE
Origin of gamma-ray emission in the shell of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）壳层的非热X射线发射一直是一个有趣的研究课题，因为它提供了有关相对论电子及其在冲击波中加速机制的信息。钱德拉X射线天文台揭示了X射线中SNR的详细光谱和空间结构。对Cas A的钱德拉X射线数据的谱分析显示，壳层不同区域的通量水平不同，这可以归因于这些区域的不同磁场。此外，费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜观测到的GeV伽马射线发射表明，强子过程在Cas A中占主导地位，这是质子加速的明显特征。在本文中，我们的目的是解释GeV-TeV的伽玛射线数据的背景下，轻子和强子的情况。我们模拟了Cas A的多波长光谱。我们用同步辐射过程来解释观测到的来自壳层不同区域的非热X射线通量。这些结果估计的模型参数，然后用来解释TeV的γ射线发射光谱。我们还使用强子的情况下，同时解释GeV和TeV通量。我们表明，轻子模型不能单独解释GeV-TeV的数据。因此，我们需要一个强子模型来解释观测到的GeV-TeV通量。我们发现，虽然纯强子模型能够解释的GeV-TeV的数据，一个lepto-hadronic模型提供了最好的拟合数据。
2014-01-22 astro-ph.HE
X-ray Measurements of the Particle Acceleration Properties at Inward Shocks in Cassiopeia A
我们提出了新的证据，明亮的非热X射线发射功能的内部仙后座A超新星遗迹（SNR）是由向内移动的冲击钱德拉和NuSTAR的基础上的观测。利用钱德拉在2000-2014年拍摄的监测数据确定了几个明亮的向内移动的细丝。这些向内移动的激波位置与NuSTAR观测到的硬X射线（15-40 keV）热点几乎一致。根据自行测量，估计横向速度在$\sim$ 2，100 - 3，800 km s $^{-1}$范围内，距离为3.4 kpc。在膨胀的喷出物框架中，激波速度达到$\sim$ 5，100 - 8，700 km s $^{-1}$，略高于前向激波的典型速度。此外，我们发现通量的变化（增加和减少）的时间尺度上的几年，在一些向内移动的冲击丝。快速变异性时间尺度与$B \sim$ 0.5-1 mG的放大磁场一致。向内运动激波的高速和低光子截止能量表明，对于我们在这项研究中考虑的几个简单物理配置，粒子扩散系数偏离玻姆制度（$k_0 = D_0/D_{\rm 0,Bohm} \sim$ 3-8）。在这些冲击的最大电子能量估计为$\sim$ 8-11 TeV，小于$\sim$ 15-34 TeV的值推断为向前冲击。仙后座A在动力学上太年轻了，它的反向激波在观测者框架中看起来是向内移动的。相反，我们认为向内移动的激波是前向激波在周围物质中遇到$\gtrsim$ 5-8密度跃变的结果。
2017-12-06 astro-ph.HE
Far-infrared Polarization of the Supernova Remnant Cassiopeia A with SOFIA HAWC+
本研究利用SOFIA的HAWC+仪器观测仙后座A超新星遗迹的远红外偏振，证实尘埃颗粒大且以硅酸盐为主、与磁场强排列，估算出喷流尘埃质量下限，支持核心坍缩超新星是高红移星系尘埃重要来源的假说。
2023-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Filamentary Ejecta Network in Cassiopeia~A Reveals Fingerprints of the Supernova Explosion Mechanism
本研究通过建模与模拟，揭示Cas A中JWST观测到的丝状喷流网络源于中微子驱动超新星爆炸早期过程，为超新星爆炸机制提供了关键线索。
2025-03-13 astro-ph.HE
XRISM Observations of Cassiopeia A: Overview, Atomic Data, and Spectral Models
本文利用XRISM对仙后座A进行高分辨率X射线光谱观测，通过比较不同原子数据库和拟合软件版本，发现新原子数据显著降低Ni丰度，并揭示NW与SE区域在Ti/Fe、Mn/Fe、Ni/Fe丰度比上的显著差异。
2025-08-22 astro-ph.HE
CTAO Simulations for Potential PeVatron Candidates
Thapar Institute of Engineering & Technology（塔帕尔工程技术学院）；Université Paris-Saclay, CNRS/IN2P3, IJCLab（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心/欧洲核子研究委员会，IJCLab）；Helmholtz-Zentrum Berlin für materialien und energie（柏林亥姆霍兹材料与能源中心）
本文通过CTAO模拟研究四个PeVatron候选源的高能伽马射线探测能力，采用Gammapy工具估算流量并确定最大截止能量，利用TS和PTS方法评估SNR是否为PeVatron源，发现需至少100小时观测时间才能检测不同截止能量的流量变化。
2026-04-16 astro-ph.HE
Synchrotron X-ray diagnostics of cutoff shape of nonthermal electron spectrum at young supernova remnants
同步加速器X射线是研究年轻超新星遗迹（SNRs）电子加速的有用工具。目前，由于SNR冲击周围的磁场配置是不确定的，它是不清楚的电子加速是由SNR年龄，同步加速器冷却，甚至逃逸的加速区的限制。我们研究了加速机制是否可以通过最大能量附近的电子谱的截止形状来约束。我们推导出的截止形状的解析公式，在每种情况下，最大的电子能量是由SNR年龄，同步辐射冷却和逃逸的冲击。它们与电子扩散系数的能量依赖性有关。接下来，我们讨论是否可以提供的截止形状的信息，在不久的将来，这将简单地给出在软，硬X射线波段的光子指数和通量比的观测。我们发现，如果幂律指数的电子光谱是独立的其他观测确定的，那么我们可以通过比较理论预测的光子指数和/或通量比与观测数据，将测量NuSTAR和/或ASTRO-H约束截止形状。这一研究有助于理解加速机制。特别是，它将提供另一个独立的约束磁场强度周围的冲击信噪比。
2014-01-22 astro-ph.HE
X-ray Measurements of $^{44}$Ti in Four Supernova Remnants
通过分析四个年轻超新星遗迹的XMM-Newton数据，研究$^{44}$Ti衰变产生的Sc K$_α$ X射线，发现中等置信度谱线与伽马射线探测一致。
2025-07-15 astro-ph.HE
VERITAS Observations of Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae in the Fermi Era
超新星遗迹（SNRs）是解释膝盖以下约10 ^15 eV的宇宙射线通量的最有力的候选者之一。脉冲星风星云（PWNe）是由年轻的高能恒星旋转而产生的同步加速器星云，是最多的VHE伽马射线源之一。在GeV和TeV波段的伽马射线研究探测SNRs和PWNe中高能粒子的性质（离子与电子）、产生和扩散。对于在GeV和TeV波段都可见的源，例如IC 443，可以在前所未有的能量范围内研究伽马射线的空间和光谱分布。本报告将回顾最近的VERITAS结果，包括仙后座A，IC 443，PSR J1930+1852和SNR G106.3+2.7/Boomerang区域的研究，并讨论在费米和VHE伽马射线波段的SNR和PWNe的互补研究的前景。
2009-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Systematic Study of Acceleration Efficiency in Young Supernova Remnants with Nonthermal X-ray Observations
超新星遗迹的同步辐射光谱中的截止能量包含了一个正在进行的粒子加速的关键参数。我们系统地分析了11个年轻的SNR，包括所有的历史SNR，测量截止能量，从而揭示了粒子加速的性质在SNR演化的早期阶段。非热（同步辐射）为主的光谱在类似的外轮辋选择性提取和光谱拟合，因为我们的模型假设，加速电子集中在附近的冲击波前由于同步辐射冷却。截止能量参数（$\varepsilon_0$）和激波速度（$v_{\rm sh}$）以$ \varepsilon_0 \propto v_{\rm sh}^2 η^{-1}$的形式与Bohm因子$η$相关。5个SNR为我们提供了空间分辨的$\varepsilon_0$ - $v_{\rm sh}$图，表明各种粒子加速。在一起考虑所有SNR的情况下，$η$的系统性趋势将$η$与$t$（或$m$的扩展参数）的年龄之间的相关性澄清为$η\propto t^{-0.4}$（$η\propto m^{4}$）。这可能被解释为磁场变得更加湍流和自生，因为粒子随着时间以更大的速率加速。如果我们考虑新观察到的对$η$的时间依赖性，则SNR中达到的最大能量可以更高。
2020-12-02 astro-ph.HE
Does or did the supernova remnant Cassiopeia A operate as a PeVatron?
本文利用LHAASO KM2A探测器对超新星遗迹Cas A进行超高能γ射线观测，对爆炸后任意时期的UHE粒子能量预算给出严格限制，挑战了Cas A型SNRs是银河系PeV宇宙射线主要供应者的主流范式。
2023-10-26 astro-ph.HE
Hard X-ray emissions from Cassiopeia A observed by INTEGRAL
仙后座A（CasA）是近距离的核心坍缩超新星的年轻残骸，是研究超新星爆发及其环境的最佳候选天体。利用INTEGRAL的10年观测资料研究了Cas A的硬X射线辐射，首次探测到能量高达220 keV的非热连续辐射。在68和78 keV下的$^{44}$ Ti线发射通过我们的观测得到证实，其平均通量为$\sim (2.2\pm 0.4)\times 10^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$，对应于Cas A中的$^{44}$ Ti产额为$(1.3\pm 0.4)\times 10^{-4}$ \ms。从3 - 500 keV的连续辐射可以用$kT\sim 0.79\pm 0.08$ keV的热韧致辐射加上$Γ\sim 3.13\pm 0.03$的幂律模型拟合。Cas A的非热辐射与幂律模型拟合良好，在220 keV以下没有截止。这种辐射特性与残余激波速度仅为5000 km/s的扩散激波加速模型不一致。Cas A的中心致密天体对80 keV以上的发射没有显著贡献。讨论了80 keV以上的非热辐射的物理来源。我们推断，Cas A的非对称超新星爆发是产生高能同步辐射光子的一个有希望的方案，其中一部分速度为$\sim 0.1c$，张开角为$\sim10^\circ$的喷出物可以解释100 keV的发射，这与Cas A中观察到的“喷流”相一致。
2016-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study on the escape timescale of high-energy particles from supernova remnants through thermal X-ray properties
在这十年中，对几个超新星遗迹（SNRs）的GeV/TeV伽马射线观测表明，加速粒子正在从它们的加速位置逃逸。然而，它们何时以及如何逃离SNR附近还有待了解。最近的研究表明，粒子逃逸可能与热等离子体年龄的SNRs。本文利用热X射线性质和γ能谱对粒子逃逸的时间演化进行了系统的研究。我们使用了38个SNR与GeV/TeV的伽马射线发射。我们使用指数截止幂律和破幂律模型对伽马射线谱进行了谱拟合，以估计指数截止或破能，这两者都是粒子逃逸的指标。在等离子体年龄的伽马射线截止/破裂能量的曲线图显示出类似的趋势预测的简单理论的粒子逃逸的条件下，冲击波是与薄的星际介质或云。粒子逃逸时间尺度估计为$\sim$ 100 kyr从减少的趋势，约束质子的总能量与等离子体年龄。大分散体的截止/断裂能量的数据可能表明一个内在的各种粒子逃逸环境。这可能是在地球上测量到的复杂的银河宇宙射线光谱形状的原因。
2020-06-05 astro-ph.HE
NuSTAR Detection of a Hard X-ray Source in the Supernova Remnant - Molecular Cloud Interaction Site of IC 443
利用NuSTAR、XMM_Newton和Chandra观测数据对一个复杂的X射线源（1SAXJ0618.0 +2227）进行了宽带研究。其X射线谱由热分量和非热分量组成。的热分量可以同样很好地表示由薄等离子体模型与kT=0.19 keV或黑体模型与kT=0.11 keV。非热分量可以符合Gamma~1.7的幂律或Gamma~1.5的截止幂律和E_cut~18 keV的截止能量。使用新获得的NuSTAR数据集，我们测试了SNR-MC相互作用站点中孤立X射线源的三种可能情况：1）脉冲星风星云（PWN）; 2）SNR喷出物碎片; 3）冲击分子团。我们的结论是，这个源是最有可能的SNR喷出物（或PWN）和周围的冲击分子团。在IC 443的SNR-MC相互作用位点中的这种硬X射线源的性质可能会揭示在恒星形成区域（如银河系中心）的丰富环境中具有硬X射线光谱的不明X射线源。
2018-05-22 astro-ph.HE
Evolution of high-energy particle distribution in Supernova Remnants
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要贡献者。然而，SNRs中捕获的高能粒子与在地球上观测到的宇宙射线之间的关系仍然不清楚。本文利用简单的单区发射模型拟合了35个信噪比的谱能量分布，并分析了模型参数的相关性，揭示了信噪比中高能粒子分布的演化规律。我们发现：（1）对于所有的信噪比，粒子分布总体上可以用一个高能截断的破缺幂律函数来描述;（2）随着信噪比的老化，低能谱变硬，破缺能降低;（3）对于大多数中年信噪比，电子的能量损失时间尺度在高-能量截止近似等于相应的残余物的年龄，这意味着非常高能量的电子加速的淬灭;对于年轻的SNR，这个能量损失时间尺度比SNR的年龄短，这意味着在截止能量处的连续电子加速;对于一些老的SNR，能量损失时间尺度比相应的年龄长，这可能表明更高能量的粒子从SNR逃逸。最后，我们评论这些结果对银河系宇宙射线的SNR起源的影响。
2018-11-30 astro-ph.HE hep-ph
Constraining Models of the Pulsar Wind Nebula in SNR G0.9+0.1 via Simulation of its Detection Properties using the Cherenkov Telescope Array
SNR G0.9+0.1是银河系中心方向的一个著名的源，由超新星遗迹（SNR）和核心的脉冲星风星云（PWN）组成。我们研究了未来切伦科夫望远镜阵列（CTA）的潜力，模拟SNR G0.9+0.1的观测。我们研究了这个源的空间和光谱特性，并估计了这些测量的系统误差。如果VHE发射区域大于$\sim0.65'$，则源将被解决。还可以区分不同的光谱模型并计算截止能量。系统误差主要由IRF仪器的不确定度决定，特别是在低能时。我们计算了一个年轻的PWN内的SNR使用一个单区的时间依赖轻子模型的演变。我们将该模型应用于模拟CTA数据，发现它将有可能准确地测量截止能量的$γ$射线光谱。拟合的多波长光谱将使我们能够约束的PWN的磁化。相反，纯幂律谱将排除这种模型。最后，我们检查的光谱形状和能量密度的星际辐射场（ISRF）的PWN的参数估计的影响，发现他们没有显着的影响。
2020-09-30 astro-ph.HE
LMC N132D: a mature supernova remnant with a youthful gamma-ray spectrum
超新星遗迹LMC N132 D是一个非常明亮的伽马射线发射体，其$\sim$为50 kpc，年龄为$\sim$ 2500年。它属于富氧信噪比的小类，包括仙后座A（Cas A）和船尾座A。N132D正在与附近的分子云相互作用。通过使用高能立体系统（H.E.S.S.）增加102小时的新观测，与先前公布的曝光时间为150小时的数据相比，我们在甚高能量（VHE）域中实现了在5.7 $σ$水平的N132 D的显著检测。伽马射线谱与10 TeV以上的单一幂律兼容。我们设定了一个下限的指数截止能量在8 TeV与95%CL。多波长的研究支持强子起源的VHE伽马射线发射表明亚PeV宇宙射线质子的存在。N132D的探测是值得注意的，因为TeV的光度比Cas A高出一个数量级以上。它的光度与RX J1713.7 - 3946或HESS J1640 - 465相当，甚至超过它们。此外，N132D的VHE谱中的扩展幂律尾是令人惊讶的，因为在其340岁的兄弟姐妹仙后座A的谱中，指数截止值为3.5 TeV，并且缺乏与船尾座A相关的费米-LAT 2FHL源（E> 50 GeV）的TeV发射。我们讨论了一个物理方案，导致增强TeV的发射通过N132D和近分子云之间的相互作用。
2021-07-22 astro-ph.HE
Lepton Models for TeV Emission from SNR RX J1713.7-3946
（目的）SNR RX J1713.7-3946可能是观测到的最好的壳型超新星遗迹之一，其发射主要是在激波前缘附近加速的高能粒子。然而，TeV发射的性质仍然是一个有待研究的问题。（方法）本文用马尔可夫链蒙特卡罗方法对TeV辐射的四种轻子模型进行了系统的研究。（结果。）结果表明，目前的数据已经给出了良好的约束模型参数。两个常用的参数模型似乎不适合观测到的无线电，X射线和伽马射线光谱。由扩散激波加速和激波下游压缩波随机加速激发的模型给出了很好的拟合。前者在硬X射线波段比后者具有更尖锐的光谱截止。未来对HXMT和NuSTAR的观测可能会区分这两种模型。
2010-07-08 astro-ph.HE
NuSTAR observations of the supernova remnant RX J1713.7$-$3946
超新星遗迹（SNRs）的冲击波是银河宇宙线加速的主要候选者。SNR RX J1713.7 $-$ 3946是我们银河系中研究得很好的粒子加速器，因为它具有很强的非热X射线和伽马射线辐射。我们对RX J1713.7 $-$ 3946的西北边缘进行了NuSTAR（3-79 keV）观测，这里是X射线最亮的部分，激波速度约为4000 km/s $^{-1}$。首次探测到RX J1713.7 $-$ 3946的空间分辨X射线发射高达20 keV。10-20 keV的硬X射线图像与3-10 keV的软带图像大致相似。典型的光谱由指数截止的幂律模型描述，光子指数$Γ$ =2.15，截止能量$\varepsilon_c$ =18.8 keV。使用同步辐射模型从加速电子在损失有限的情况下，截止能量参数范围为0.6-1.9千电子伏，从区域到区域变化。结合已有的激波速度测量结果，在外边缘电子的加速接近玻姆极限，而在内边缘和邻近结构中，信噪比激波中受同步辐射限制的加速粒子的标准图象不适用。
2019-04-29 astro-ph.HE
GeV γ-ray Emission Detected by Fermi-LAT Probably Associated with the Thermal Composite Supernova Remnant Kesteven 41 in a Molecular Environment
超新星遗迹（SNR）-分子云（MC）缔合系统的强子辐射被广泛认为是宇宙线质子的探测器。在这里，我们报告的检测γ射线发射源，在0.2-300 GeV的意义为24σ，预计躺在西北的热复合SNR Kesteven 41，使用5.6年的费米大面积望远镜（LAT）的观测数据。在0.2- 300 GeV的能量范围内，在这个源周围没有发现明显的长期变化。半径为0.09 °的3σ误差圆覆盖了1720 MHz OH脉泽，与SNR相互作用的V_{LSR} ~-50km/sMC的位置基本一致。该源发射具有指数截止幂律谱，光子指数为1.9+/-0.1，截止能量为4.0+/-0.9 GeV，在12 kpc距离处，0.2-300 GeV的相应光度为~1.3*10^36 erg/s。在3σ圈内没有射电脉冲星是造成高γ射线亮度的原因。虽然逆康普顿散射方案会导致电子能量预算的困难，但源发射可以自然地用SNR Kesteven 41和邻近的西北MC的冲击加速的相对论质子之间的强子相互作用来解释。本文介绍了用费米-LAT在GeV γ射线能区探测到的银河系热复合信噪比。
2015-08-03 astro-ph.HE
Cosmic ray spectral hardening due to dispersion of source injection spectra
用ATIC、CREAM和PAMELA测量的宇宙线（CR）能谱表明，在几百GV的硬度下有显著的硬化。我们提出，这种硬化是由于叠加的频谱从人口的来源，例如，超新星遗迹（SNRs），其注入光谱指数具有色散。采用适当的模型参数，可以很好地解释观测资料。有趣的是，注入源参数与SNR的γ射线观测结果相似，这可能支持CR的SNR起源。此外，这一机制提供了另一种解释的“踝截止”结构的超高能CR光谱。
2011-09-01 astro-ph.HE
The Transition from Young to Middle-aged Supernova Remnants: Thermal and Nonthermal Aspects of SNR N132D
超新星遗迹（SNRs）是银河系宇宙射线加速器的主要候选者。它仍然是一个悬而未决的问题，当以及如何年轻的SNR，通常表现出强大的同步加速器X射线和GeV和TeV的伽马射线，经历状态过渡到中年SNR为主的热X射线和GeV的伽马射线。大麦云星云中的SNR N132 D是研究这种转变的理想目标，它表现出明亮的X射线和伽马射线，预期年龄约为2500年。我们发现，N132 D有一个温度> 5 keV的接近平衡的等离子体，或一个温度较低（约1.5 keV）的重组等离子体，重组时标（净）为8.8（7.0- 10.0千电子12厘米^-3秒）。结合在铁K线图像中观察到的中心填充形态，我们的结果表明N132 D现在正处于从年轻SNR到中年SNR的过渡阶段。我们已经限制了非热X射线的严格上限。明亮的伽马射线与微弱的非热X射线相比，表明伽马射线起源于强子。从射电到伽马射线的光谱能量分布显示质子截止能量为~30 TeV。这些事实证实了N132 D正处于从年轻到中年SNR的过渡阶段。大于10^51 erg的巨大热能和约10^50 erg的加速质子能量表明超新星爆炸可能非常活跃。
2018-03-26 astro-ph.HE
Deep observations of Cas A with MAGIC indicate it is no PeVatron
人们普遍认为，银河系宇宙射线（CR）在超新星遗迹（SNRs）中通过扩散激波加速过程被加速。在这种情况下，粒子应该被加速到大约1 PeV的能量（所谓的膝盖）并发射伽马射线。为了验证这一假设，需要精确测量TeV能量下年轻SNR的伽马射线谱。在已知的信噪比中，Cassiopea A（Cas A）似乎是此类研究的最佳候选者之一，因为它相对年轻（约300年），并且主要在无线电和X射线波段进行研究，这限制了测试发射模型的基本参数。在这里，我们介绍了2014年12月至2016年10月期间MAGIC成像大气切伦科夫望远镜对Cas A观测的多年活动的结果，总共获得了158小时的高质量数据。我们获得了从$\sim$ 100 GeV到$\sim$ 10 TeV的源的光谱，并假设它遵循幂律分布，有和没有指数截止。我们发现，第一次在非常高的能量制度（VHE，$\gtrsim$ 50 GeV），目前的截止在Cas A的观测证据：指数截止在约3.5 TeV是首选与4.6 $σ$的意义超过一个纯粹的幂律的情况。假设TeV的伽马射线是由强子过程产生的，并且没有明显的宇宙射线扩散，这表明Cas A在目前的年龄不是PeV加速器。
2017-09-01 astro-ph.HE
A spatially resolved study of hard X-ray emission in Kepler's SNR: indications of different regimes of particle acceleration
年轻超新星遗迹的同步加速器X射线辐射是研究激波前沿加速的高能电子布居和加速过程的有力诊断工具。我们进行了空间分辨光谱分析NuSTAR和XMM-牛顿观测的年轻开普勒的SNR，旨在详细研究其非热发射的硬X射线。我们选择了一组区域周围的边缘的壳和提取相应的光谱。采用有限损耗区的同步辐射模型对光谱进行了分析，以约束同步辐射截止能量对激波速度的依赖性。我们确定了两种不同的制度的粒子加速，其特征在于不同的玻姆因子。在北部，那里的冲击与致密的星周介质（CSM）相互作用，我们发现一个更有效的加速比在南部，那里的冲击速度更高，并没有迹象表明冲击与致密的CSM相互作用。我们的研究结果表明，在激波-CSM相互作用产生放大和湍流磁场的区域，加速过程的效率提高。通过结合硬X射线光谱与射电和开普勒信噪比的$γ-$射线观测，我们模拟了光谱能量分布。根据我们的结果，我们建议，所观察到的$γ-$射线发射主要是强子，并起源于北部的壳。
2022-07-14 astro-ph.HE
Probing the origin of 4FGL J0822.8-4207: cosmic ray illumination from the SNR Puppis A and the Herbig-Haro object HH219
4FGL J0822.8-4207是费米-LAT伽马射线天文台在4FGL-DR 2星表中发现的一个点源，没有已知的关联。我们对4FGL J0822.8-4207进行了X射线观测，以帮助了解其性质。我们探讨了4FGL J0822.8-4207起源的两种情况。在第一种情况下，我们研究的可能性，宇宙射线从超新星遗迹（SNR）船尾座A，看到附近的天空中，到达致密气体的位置的源，并通过非弹性质子-质子碰撞产生的伽马射线。我们应用标准模型的粒子扩散的星际介质，并得出所需的物理参数。我们发现，这种情况下的伽马射线是可能的，如果气体位于距离船尾座A不高于40 pc的距离，除非SNR是7 kyr以上或扩散系数高于典型的银河值，相对低能量的宇宙射线目前正在逃离SNR。在第二种情况下，我们认为原恒星射流HH 219的起源的GeV源，并发现非常有趣的可能性，粒子可以被加速到至少几个TeV的能量在HH 219。这将使该系统成为同类系统中第一个产生高达数百GeV的伽马射线发射而没有任何明显的截止和研究粒子加速过程的优秀实验室。
2021-11-17 astro-ph.HE
Evaluation of Hadronic Emission in Starburst Galaxies and Star-forming Galaxies
在这项工作中，我们重新分析了11年的光谱数据从\textit{Fermi}大面积望远镜（\textit{Fermi} -LAT）目前观察到的星暴星系（SBG）和恒星形成星系（SFGs）。我们用\textbf{NAIMA}提供的单带模型和强子起源解释了SBG和SFG的GeV观测数据。我们发现，一个指数截止的幂律形式的质子分布可以解释大多数SBG和SFG的光谱。然而，它不能解释NGC 1068和NGC 4945在GeV能带的光谱硬化成分。因此，我们认为双区模型可以很好地解释这些现象。我们总结了各种模型参数的特点，包括光谱指数，截止能量和质子总能量。类似于银河系中超新星遗迹（SNRs）的演化，我们使用单区模型估计SBG内部的质子加速极限可能在10 $^{2}$ TeV的量级;这与银河系中的SNRs接近。
2021-07-28 astro-ph.HE
Broadband $γ$-ray spectrum of supernova remnant Cassiopeia A
本文利用LHAASO和Fermi-LAT数据研究超新星遗迹仙后座A的宽波段γ射线能谱，发现其TeV能谱显著软于IACTs结果并存在折断，提出周围区域粒子加速贡献可解释差异，为约束SNR早期TeV粒子加速过程提供依据。
2025-02-07 astro-ph.HE
Highlights from galactic observations with MAGIC
MAGIC是从地面探测50 GeV - 50 TeV能量范围内银河伽马射线天空的主要仪器之一。它由两个17米直径的成像大气切伦科夫望远镜组成，位于加那利群岛拉帕尔马的Roque de los Muchachos天文台。由于其出色的灵敏度，MAGIC对不同类型的银河系天体进行了相关研究。其中包括TeV能量的蟹状星云脉冲星、超新星遗迹仙后座A的光谱截止、LSI +61 303双星系统的超轨道变率、微类星体的搜寻、银河系中心的多年观测以及对未知HAWC源的后续研究。在许多情况下，这些观测结果挑战了我们对潜在发射机制的理解。在这里，我们回顾了MAGIC对这些星系源观测的最新结果。
2017-09-15 astro-ph.HE
Newly-Discovered Anomalies in Galactic Cosmic Rays: Time for Exotic Scenarios?
最近对1-500 GeV能量范围内的银河系宇宙射线（CR）的观测显示，它与所谓的“标准”有着惊人的偏差。“这些异常现象跨越了强子和轻子CR。我讨论的调查结果，挑战物理机制长期负责CR生产银河超新星遗迹（SNR）。我还考虑了一些新的物理粒子加速SNR冲击，这不是传统模型的一部分，但可以解释的异常。然而，在几个100 GeV的范围内，$e^{+}/e^{+}$比率中可能有20-30\%的过量仍然没有得到解释。如果未来的模型不能解释，它表明正电子的另一个来源，如暗物质衰变/湮灭或脉冲星的贡献。早期的努力来解释这两个$e^{+}/e^{-}$和$p$ /他异常的“标准”模型，通过调整信噪比的环境参数和多个来源进行了严格的评估。
2017-03-16 astro-ph.HE
Escape of cosmic-ray electrons from supernova remnants
研究了宇宙线电子从超新星遗迹（SNR）逃逸到星际空间的过程。我们发现，CR电子从高能量到低能量的顺序逃脱CR核，而逃逸开始晚于Sedov阶段的开始，SNR年龄为10^3 - 7*10^3年，逃逸CR电子的最大能量低于膝盖约0.3 - 50 TeV，因为与CR核不同，CR电子由于同步辐射而失去能量。最高能量的CR电子将被AMS-02、CALET、CTA和LHAASO实验直接探测，或者已经被H.E.S.S.探测到。和MAGIC作为CR电子谱中的截止。此外，我们还计算了逃逸CR电子的空间分布及其在SNR附近的辐射谱。与通常的看法相反，大约1 keV的同步辐射的最大能量光子是由被冲击捕获的逃逸CR电子发射的。失控的CR电子的逆康普顿散射可以通过π衰变支配失控的CR核的γ射线发射，并且两者都可以通过CTA和LHAASO检测到，作为CR起源和SNR周围磁波动放大的线索。我们还讨论了中年和/或老年SNRs身份不明的极高能量的伽马射线源。
2012-08-15 astro-ph.HE
Nearby SNR: a possible common origin to multi-messenger anomalies in spectra, ratios and anisotropy of cosmic rays
在过去的几年中，观测到了多信使异常，包括原子核、轻子、$\bar p/p$和B/C比值的光谱硬化或过剩，以及各向异性反转。AMS-02实验还揭示了正电子和电子在284 GeV和TeV以上的不同光谱断裂。人们自然会问，所有这些异常现象是否都源于一个统一的物理场景。在这项工作中，空间相关的传播（SDP）与附近的SNR源，以重现上述异常。SNRs周围可能存在致密的分子云（DMC），次级粒子可能是加速的初级宇宙射线与DMC发生碰撞或碎裂而产生的。其结果是，可以很好地再现一次粒子、二次粒子以及$B/C$和$\bar p/p$的比率的光谱硬化。由于在源年龄为330 kyrs时的能量损失，从测量结果中暗示出初级电子的特征谱断裂在约1 TeV处。来自带电π介子的次级正电子和电子从其母粒子吸收$5\%$能量，因此正电子能谱在$\sim$ 250 GeV处截止。因此，正电子和电子的不同谱折以及其他异常可以在这个统一的物理方案中实现。更有趣的是，我们还获得了Li，Be，B等次级粒子在5 TV处的光谱截止等特征结构，这可以用来验证我们的模型。我们希望这些标记的结构可以在未来的新一代星载实验HERD观测。
2022-12-12 astro-ph.HE
TeV Electron Spectrum for Probing Cosmic-Ray Escape from a Supernova Remnant
产生宇宙射线（CR）及其光谱的最基本但不确定的过程之一是加速粒子如何逃逸到星际空间。我们认为，能量>~TeV的CR电子能谱可以作为CR核和γ射线的补充，提供一个直接探测CR逃逸的方法。我们计算的电子光谱从一个年轻的脉冲星嵌入在超新星遗迹（SNR），如船帆座，考虑到能量依赖的CR逃逸。SNR将加速并因此限制能量高达10^{15.5}eV的粒子。只有高能粒子可以首先逃逸，而较低能量的粒子被限制并随后释放。那么观测到的电子光谱应该有一个低能量截止，其位置标志着脉冲星/SNR的年龄。在$\gtrsim {\rm TeV}$能量窗口中可观察到低能量截止，其中由于电子的快速冷却，预计其他污染源很少。如果低能量截止接近于高能量内禀或冷却中断，则光谱看起来类似于暗物质湮灭线。未来的实验如CALET和CTA将能够直接检测CR逃逸特征，从而揭示CR的起源。
2011-01-13 astro-ph.HE hep-ph
Observational constraints on the maximum energies of accelerated particles in supernova remnants: low maximum energies and a large variety
超新星遗迹（SNRs）被认为是最有希望的银河系宇宙射线源。一个主要的问题是，它们是否正在将粒子加速到银河宇宙射线的最大能量（$\sim$ PeV）。在这项工作中，对伽马射线发射SNR进行了系统研究，作为Suzuki等人2021的高级研究。我们的目的是通过增加统计数据和更好的年龄估计来重新测量最大粒子能量的演变。我们对它们的伽马射线谱进行建模，以约束粒子加速参数。两个候选人的最大能量的新鲜加速粒子，γ射线截止和断裂能量，被发现远低于PeV。我们还测试了一个光谱模型，其中包括新鲜加速和逃逸粒子，以更可靠地估计最大能量，但没有更严格的限制与目前的统计数据。截止能（$\propto t^{-0.81 \pm 0.24}$）和破裂能（$\propto t^{-0.77 \pm 0.23}$）的平均时间依赖性不能用最简单的加速条件（玻姆极限）来解释，而需要激波-ISM（星际介质）相互作用。寿命期间的平均最大能量被发现是$\lesssim 20$ TeV $(t_{\rm M}/1~{\rm kyr})^{-0.8}$，$t_{\rm M}$是最大值的年龄，如果$t_{\rm M} \lesssim 10$ yr，则达到PeV。寿命期间的最大能量在不同的物体之间有1.1- 1.8dex的变化。虽然我们不能隔离这种变化的原因，这项工作提供了一个重要的线索，了解粒子加速的微观物理学在信噪比。
2021-10-25 astro-ph.HE
Evolution of High-Energy Particle Distribution in Mature Shell-Type Supernova Remnants
对成熟超新星遗迹（SNRs）的多波长观测，特别是伽马射线天文学的最新进展，使得有可能限制这些遗迹内高能粒子的能量分布。考虑到银河系宇宙射线的信噪比来源以及粒子加速和辐射过程的物理机制，我们采用一个简单的单区模型拟合了位于天空2 °范围内的3个壳型信噪比：RX J1713.7-3946、CTB 37 B和CTB 37 A的非热辐射谱。虽然这三个源的射电图像都显示出壳层（或半壳层）结构，但它们的射电、X射线和伽马射线谱有很大的不同，这为探索SNR中高能粒子分布的演化提供了理想的情况。谱拟合结果表明：1）随着SNR的老化，粒子分布变得更硬，这意味着一个连续的加速过程，CTB 37 A和CTB 37 B在GeV范围内的粒子分布比通过线性扩散激波粒子加速过程在激波处产生的最硬分布更硬，因此空间输运可能起了作用; 2）在高能截止处，电子在同步辐射作用下的能量损失时间尺度总是有点小（在几个因素之内）比相应残骸的年龄短，这也需要持续的粒子加速;（3）CTB 37 B和CTB 37 A的谱线拟合需要双幂律分布，这可能是激波与分子云相互作用的结果。
2016-11-21 astro-ph.HE
VER J2227+608: A Hadronic PeVatron Pulsar Wind Nebula?
我们报告的GeV的$γ$射线发射的检测从甚高能量（VHE）$γ$射线源VER J2227+608与SNR G106.3+2.7的“尾巴”区域。GeV的$γ$ -射线的发射扩展和空间上与CO发射跟踪的分子云一致。VER J2227+608的宽频带GeV到TeV的发射可以很好地用指数为1.90 $\pm$ 0.04的单一幂律函数拟合，没有明显的向高能量的光谱截止指示。$γ$射线发射的纯轻子模型可以被X射线和TeV数据稍微排除。在强子模型中，CR的低能含量和硬$γ$射线谱，结合中心亮源结构，表明VER J2227+608可能是由PWN而不是SNR的冲击提供动力。质子分布的截止能量需要高于$\sim$ 400 TeV，这使其成为一个有吸引力的PeVatron候选者。未来即将建立的大型高空空气簇射天文台（LHAASO）和北部的切伦科夫望远镜阵列（CTA-North）的观测可以区分这些模型，并限制超新星遗迹中宇宙射线的最大能量。
2019-10-09 astro-ph.HE
