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
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
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
Multi-Year X-ray Variations of Iron-K and Continuum Emissions in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
根据钱德拉2000-2013年的监测数据，我们发现仙后座A的Fe-K线和4.2-6 keV连续谱同时减少。在4.2- 6.0keV连续区，整个遗迹的通量变化率为$-$ 0.65 $\pm$ 0.02 yr $^{-1}$，在Fe-K连续区为$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 yr $^{-1}$。在被认为是热发射占主导地位的东部地区，变化显示出最大值：$-$ 1.03 $\pm$ 0.05 \% yr $^{-1}$（4.2-6 keV波段）和$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 \% yr $^{-1}$（Fe-K线）。在这一区域内，辐射量和温度的时间演化有下降的趋势。这可以解释为$m = 0.66$膨胀时的绝热冷却。而在非热辐射主导区，4.2- 6 keV连续谱的变化率较小：西南区$-$ 0.60 $\pm$ 0.04 yr $^{-1}$，内区$-$ 0.46 $\pm$ 0.05 yr $^{-1}$，前激波区$+$ 0.00 $\pm$ 0.07 yr $^{-1}$。特别是在前激波区，流量没有明显的变化.这些结果意味着，在仙后座A（$<$ 5 km s $^{-1}$ yr $^{-1}$）中没有发生激波速度的强烈制动。所有的结果都支持了遗迹中X射线通量衰减主要是由热成分引起的。
2017-01-26 astro-ph.HE
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
The distribution of radioactive $^{44}$Ti in Cassiopeia A
超新星爆炸最内层产生的元素分布是研究大质量恒星坍缩的关键诊断。在这里，我们提出了一个2.4 MS \textit{NuSTAR}观测活动的结果，旨在研究超新星遗迹仙后座A（Cas A）。我们进行空间分辨光谱分析的$^{44}$ Ti喷出物，我们使用它来确定多普勒频移，从而三维（3D）速度的$^{44}$ Ti喷出物。我们发现初始$^{44}$ Ti质量为1.54 $\pm$ 0.21 $\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$，其在天空平面上投影的现今平均动量方向为340 $^{\circ}$ $\pm$ 15 $^{\circ}$（从天北顺时针方向测量）并以58 $^{\circ}$ $\pm$ 20 $^{\circ}$倾斜到远离观察者的天空平面，大致与中心致密物体的推断运动方向相反。我们发现一些$^{44}$ Ti喷出物明显位于反向激波的内部，而另一些则明显位于反向激波的外部。在我们观察到反向激波外部的$^{44}$ Ti喷出物的地方，我们也看到了激波加热的铁;然而，在有些区域，我们看到了铁，但没有观察到$^{44}$ Ti。这表明，爆炸性核合成过程中超新星激波的局部条件变化足以抑制某些区域$^{44}$ Ti的产生，至少是两倍，即使是在那些被认为是富含$α$的冻结过程的结果的区域，也应该产生铁和钛。
2016-12-08 astro-ph.HE
Deciphering the "Green Monster" in Cassiopeia A: Puncturing and sculpting a heterogeneous circumstellar shell
INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Purdue University（普渡大学）；Ghent University（根特大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Seoul National University（首尔国立大学）；Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学）
本研究通过三维流体动力学模拟，结合JWST观测，揭示仙后座A“绿色怪物”的孔洞-环结构由初级FMK、次级knot刺穿及后激波抛射物指状物塑造三种机制共同作用形成。
2026-08-04 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
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
Locating the most energetic electrons in Cassiopeia A
我们提出了深（$>$ 2.4 Ms）观测仙后座A超新星遗迹与{ \it NuSTAR}，它在3- 79千电子伏的带通，是第一个能够空间分辨的残余物以上15千电子伏的仪器。我们发现，发射并不完全由前向冲击，也不是由一个光滑的“亮环”在反向冲击。相反，我们发现，$>$ 15千电子伏的发射是占主导地位的节点附近的残余物和较暗的灯丝附近的残余物的外缘的中心。这些区域在15- 50 keV的带通中符合不间断的幂律，尽管中心结具有比外部细丝（$Γ\sim -3.06$）更陡的（$Γ\sim -3.35$）谱。我们认为，这种差异意味着，中央结位于3-D内部的残留物，而不是在外缘的残留物，并在中心看到由于投影效应。$>$ 15 keV发射的形态既不遵循射电发射的形态，也不遵循低能（$<$ 12 keV）X射线的形态，这使得$>$ 15 keV发射的起源成为一个未解之谜。即使在前向冲击波阵面，我们也发现光谱的陡度比从具有单一截止能量的指数截止电子分布所预期的要小。最后，我们发现GeV辐射与{ \it NuSTAR}带中的亮特征无关，而TeV辐射可能与之相关，这表明强子和轻子辐射机制都在起作用.
2015-02-10 astro-ph.HE
Three-Dimensional Expansion of Iron Ejecta in Cassiopeia A with Chandra and XRISM
The University of Tokyo（东京大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）
本研究结合Chandra与XRISM数据，推导仙后座A铁抛射物三维速度图，发现其整体向外膨胀，东南部速度最高，结果支持富铁与中等质量元素抛射物层反转的结论。
2026-08-19 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
X-ray observation of the shocked red supergiant wind of Cassiopeia A
Cas A是一个银河系超新星遗迹，其超新星爆炸被观测到是IIb型的。已知它的SN类型，对Cas A祖先的质量损失历史的观测限制可以提供关于大质量恒星最终命运的关键信息。本文利用Chandra X射线天文台的1 Ms观测资料，研究了Cas A中冲击环境气体的X射线特征，并试图约束其前身星的质量损失历史。我们确定从冲击周围气体沿残骸的外边界的热发射。测量的径向变化的光谱参数的冲击环境气体的自相似的解决方案的Chevalier的比较表明，Cas A是扩大到一个拱星风，而不是到一个均匀的介质。我们估计风密度nH ~ 0.9 $\pm$ 0.3 cm $^{-3}$在目前的外半径的残余物（~3 pc），我们解释为一个密集的慢风从红超巨星（RSG）的明星。我们的结果表明，Cas A的祖星的初始质量约为16 Msun，爆炸前的质量约为5 Msun，不确定性为百分之几十。此外，研究结果表明，在祖星损失的质量（约11 Msun）中，有相当大的一部分（超过6 Msun）可能是通过其RSG风损失的。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Stable Titanium at the Northeastern Jet of Cassiopeia A: Need for a Weak Jet Mechanism?
在仙后座A中观察到的喷流状结构的起源仍然不清楚，尽管它似乎与其爆炸机制有关。X射线特征结构的观测可以通过元素的观测为我们提供有关爆炸核合成的有用信息，这是了解其起源的独特途径。利用Chandra X射线天文台的1M深空观测，在仙后座A的东北喷流中发现了只在爆炸恒星内部产生的激波稳定Ti。所观察到的Ti与其他中等质量的元素（如Si，S，Ar，Ca）和Fe共存的X射线喷流结构的尖端。我们发现它的元素组成很好地解释了由不完全的Si燃烧制度的生产，表明射流结构的形成过程是次能量的爆炸（在核燃烧期间的峰值温度必须是$\lesssim$ 5 $\times$ 10 $^{9}$ K最多）。因此，我们得出结论，形成喷流结构的能量源并不是超新星爆炸的主要引擎。我们的结果是有用的，以限制权力的喷流结构的形成过程中，可能需要一个弱喷流机制与低温来解释它。
2022-01-11 astro-ph.HE
A Comparison of X-ray and Optical Emission in Cassiopeia A
宽带光学和窄带硅十三X射线图像的年轻的银河系超新星遗迹Cas A几十年来获得的大尺度和小尺度上的空间和时间的相关性进行了研究。这些数据包括1951年至2011年期间拍摄的光学和近红外地基和哈勃太空望远镜图像，以及1979年至2013年期间拍摄的爱因斯坦，ROSAT和钱德拉的X射线图像。我们发现弱的空间相关性之间的残留物的发射功能在大尺度上，但良好的光学/X射线的相关性在小尺度上的功能，由于最近的相互作用与反向冲击变亮的几个案例。我们还发现以下情况：（i）在特征的光学和X射线发射的出现之间观察到时间延迟，（ii）在特征的X射线和光学发射峰值之间几角秒的位移，以及（iii）不显示相应的X射线或光学发射的区域。为了解释这一现象，我们提出了一个CasA喷出物的非均匀模型，它由小而密集的光学发射结（n ~ 10^（2-3）/cm^（3））和密度低得多（n ~ 0.1 - 1/cm^（3））的漫射X射线发射成分组成，这些成分通常在空间上与光学发射结相关。X射线发射部件有时通过冲击引起的质量烧蚀而连接到光学块，从而产生导致空间偏移的X射线/光学发射的拖尾材料。一系列的喷出物密度也可以解释观测到的X射线/光学时间延迟，因为残骸的5000 km/s的反向冲击将致密的喷出物团块相对快速地加热到约3x10^4 K的温度，然后变得光学上明亮，而更弥散的喷出物在更长的时间尺度上变得X射线明亮。高度不均匀的喷…
2014-03-23 astro-ph.HE
X-ray diagnostics of Cassiopeia A's "Green Monster": evidence for dense shocked circumstellar plasma
本研究利用钱德拉X射线数据诊断仙后座A的“绿怪物”结构，发现其发射特性与激波环星星际介质相似，并具有高密度和蓝移特征，支持其源于致密CSM而非抛射物，挑战了平滑星风模型。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Shock Properties with Non-thermal X-ray Filaments in Cas A
在年轻的超新星遗迹中经常可以看到非热X射线细丝。我们使用的数据从1毫秒钱德拉观测仙后座A研究光谱特性的一些灯丝在这个残余。对于我们研究的所有情况，穿过细丝的X射线光谱向外变硬，大约在10%的水平，而观察到的细丝宽度仅微弱地依赖于光子能量。利用一个包括激波后加速粒子的辐射冷却、平流和扩散的模型，我们估计了激波后的磁场、湍流度和激波的湍流度。
2010-04-13 astro-ph.HE
Evidence for Cosmic Ray Acceleration in Cassiopeia A
结合在无线电和红外波长的档案数据与最先进的测量在X射线和伽马射线能量，我们组装了一个宽带光谱能量分布（SED）的卡斯A，一个年轻的超新星遗迹。除了在红外和X射线波长处的强热辐射外，SED以非热辐射为主。我们试图用两区轻子模型来模拟非热SED，该模型假设无线电发射是由均匀分布在整个残骸中的电子产生的，而非热X射线发射是由位于前向激波附近的电子产生的。电子的同步辐射可以解释从无线电到X射线波长的数据。大部分的GeV-TeV辐射也可以用韧致辐射和逆康普顿散射（主要是红外热光子）的组合来解释。然而，该模型不能适应一个独特的功能，在GeV的能量。这一特征可以通过在模型中加入π介子零发射分量得到很好的解释，从而为Cas A的宇宙线产生提供了证据。我们讨论了结果的影响。
2010-08-06 astro-ph.HE
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
X-ray polarization detection of Cassiopeia A with IXPE
本文报道了用成像X射线偏振探测器（IXPE）对超新星遗迹仙后座A的偏振3-6 keV X射线发射的$\sim 5σ$探测。假设偏振矢量是圆对称的，通过在大区域上求和来检测$1.8 \pm 0.3$ %的总偏振度。测量结果表明，$\sim 2.5$ %的同步加速器分量的平均偏振度接近5%的X射线同步加速器主导的前向激波区域。这些数字是基于评估的热和非热辐射的贡献，我们使用了一个详细的空间光谱模型的基础上钱德拉X射线数据。对偏振的逐像素搜索提供了在$\sim 3σ$置信水平下来自离散区域的一些试探性检测。给定像素的数量，显著性{不足以}要求检测单个像素，但意味着在小于角分辨率的尺度上的相当大的湍流。Cas A的X射线连续辐射主要由来自向前和反向激波的$\lesssim 10^{17}$ cm范围内的同步辐射所控制。我们发现，i）测得的偏振角对应于一个径向取向的磁场，类似于从无线电观测推断; ii）X射线偏振度低于无线电波段（$\sim 5$ %）。由于冲击压缩应施加切向磁场结构，IXPE结果意味着磁场在冲击的$\sim 10^{17}$ cm内重新定向。如果磁场排列是由于准平行冲击附近局部增强的加速度，则优选的X射线偏振角表明具有径向磁场的细胞的尺寸为$3\times 10^{16}$ cm。
2022-08-22 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
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Observation of Gamma-ray Emission from Cassiopeia A using VERITAS
超新星遗迹（SNRs）一直被认为是银河系内宇宙射线扩散激波加速过程的主要候选者。SNRs和宇宙射线之间的联系得到了年轻和中年SNRs高能（HE; 100 MeV至100 GeV）和甚高能（VHE; 100 GeV至100 TeV）伽马射线探测的支持。然而，对伽马射线观测的解释并不是唯一的。这是因为伽马射线既可以由电子通过非热韧致辐射和逆康普顿散射产生，也可以由质子通过质子-质子碰撞和随后的中性π衰变产生。为了解开和量化电子和质子对伽马射线通量的贡献，有必要在广泛的伽马射线能量范围内精确测量SNR的光谱和形态。仙后座A（Cas A）是一个年轻的SNR（~ 350年），在无线电和X射线中很明亮。它已经被费米-LAT探测到是HE伽马射线中的亮点源，被HEGRA、MAGIC和VERITAS探测到是VHE伽马射线中的亮点源。使用VERITAS观察Cas A超过60小时，是已公布暴露量的三倍。观测时间跨度为2007-2013年，其中一半的数据是在大天顶角下采集的，以将有效面积提高到几TeV以上。我们将从完整的数据集中呈现详细的光谱和形态结果。
2016-06-27 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
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
A detailed study of Gamma-ray emission from Cassiopeia A using VERITAS
超新星遗迹（SNRs）一直被认为是银河系内宇宙射线通过扩散激波加速的主要候选场所。SNRs和宇宙射线之间的联系得到了年轻和中年SNRs高能（HE; 100 MeV至100 GeV）和甚高能（VHE; 100 GeV至100 TeV）伽马射线探测的支持。然而，对伽马射线观测的解释并不是唯一的。这是因为伽马射线可以由电子通过非热韧致辐射和逆康普顿散射产生，也可以由质子通过质子-质子碰撞和随后的中性π介子衰变产生。为了解开和量化电子和质子对伽马射线通量的贡献，有必要在广泛的伽马射线能量范围内精确测量SNR的光谱和形态。仙后座A（Cas A）是一个年轻的SNR（350年），它在无线电和X射线中很明亮。它已经被费米-LAT探测到是HE伽马射线中的亮点源，被HEGRA、MAGIC和VERITAS探测到是VHE伽马射线中的亮点源。已使用VERITAS对Cas A进行了超过60小时的观察--是已发布暴露量的三倍。这些观测是在2007年至2013年期间在广泛的天顶角范围内进行的。特别是，总数据的一半是在大天顶角下采集的，以提高有效面积超过几个TeV。在这里，我们将介绍完整数据集的详细光谱和形态结果。
2015-08-29 astro-ph.HE
Shockingly Bright Warm Carbon Monoxide Molecular Features in the Supernova Remnant Cassiopeia A Revealed by JWST
本文利用JWST对超新星遗迹仙后座A进行多波段成像和光谱观测，揭示CO分子在反向激波后重新形成并呈现异常明亮复杂的振转谱线特征，通过LTE建模得到1080 K温度，为超新星中尘埃、分子与电离抛射物的关联及早期宇宙尘埃形成提供了关键约束。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Richardson-Lucy deconvolution with a spatially Variant point-spread function of Chandra: Supernova Remnant 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）
本文提出了一种结合变空间PSF的RL反卷积方法，用于高分辨率X射线图像中残骸及精细结构的时间演化分析。
2023-06-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Global deceleration and inward movements of X-ray knots and rims of RCW 103
本研究利用钱德拉望远镜三期观测数据，发现磁星星宿主超新星遗迹RCW 103的X射线结与边缘近24年整体减速、部分结构转向内运动，推测由边缘碰撞高密度介质导致，还可能探测到关联磁星的自行。
2023-10-06 astro-ph.HE
Reverse-Shock in Tycho's Supernova Remnant
来自年轻超新星遗迹（SNRs）的热X射线辐射通常由超新星（SN）喷出物的发射线主导，人们普遍认为这些发射线被向内传播的反向激波（RS）交叉并因此被加热。先前使用成像X射线数据的工作表明，通过定位最近电离物质的峰值发射区域，喷出物被RS加热，该区域被发现与最外边界向内侧分离得很好。在这里，我们报告的硫（S），硅（Si）K $α$线通量比与半径在第谷的SNR系统增加的发现。这使我们能够，第一次，提出连续的径向分布的电离年龄，而且，经过电离时间，因为电离的开始，这告诉传播历史的电离前沿到SNR喷出物。
2015-04-02 astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration in young supernova remnants
我们调查的外观磁场放大产生的宇宙射线逃逸电流的背景下，超新星遗迹冲击波。电流与宇宙射线的最大能量成反比，并且是激波速度的强函数。取决于冲击波的演变，这是截然不同的不同的环周环境，所需的最大能量的宇宙射线产生足够的电流，以触发非共振混合不稳定性，限制宇宙射线遵循不同的演变，并达到不同的值。我们发现，加速宇宙射线到~几PeV能量的最佳候选者是致密环境中的年轻残余物，例如红超巨星风，这可能适用于仙后座A。我们还发现，对于一个典型的背景磁场强度为5 microG的不稳定性是淬火在约1000年，使SN 1006只是在边界的候选人宇宙射线加速到高能量。
2013-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
A cut-off in the TeV gamma-ray spectrum of the SNR Cassiopeia A
人们普遍认为，大部分银河系宇宙射线在超新星遗迹（SNRs）中被加速。然而，没有观测证据的PeV能量的粒子在SNR的存在尚未found. The年轻的历史SNR仙后座A（Cas A）出现作为一个最好的候选人来研究加速过程。在2014年12月至2016年10月期间，我们用MAGIC望远镜观测了Cas A，积累了158小时的高质量数据。我们导出了100 GeV到10 TeV的源的光谱。我们还分析了$\sim$ 8年的$Fermi$ -LAT，以获得60 MeV和500 GeV之间的光谱形状。LAT和MAGIC望远镜测量的光谱在误差范围内是相容的，并且在最高能量处显示出明显的关闭（4.6 $σ$），这可以用$E_c = 3.5\left(^{+1.6}_{-1.0}\right)_{\textit{stat}} \left(^{+0.8}_{-0.9}\right)_{\textit{sys}}$ TeV的指数截止来描述。从60 MeV到10 TeV的伽马射线发射可以归因于光谱指数为$\sim$ 2.2的高能质子群，能量截止为$\sim$ 10 TeV。这一结果表明，Cas A目前对高能（$\sim$ PeV）宇宙线海的贡献并不显著。单带轻子模型不能单独再现多波长光谱能量分布。此外，如果MAGIC观测到的通量中有不可忽略的一部分是由轻子产生的，那么辐射应该是在一个磁场较低的区域（B $\l…
2017-07-05 astro-ph.HE
Particle acceleration controlled by ambient density in the southwestern rim of RCW 86
超新星遗迹激波的粒子加速物理是天体物理学中最有趣的问题之一。SNR RCW~86为理解粒子加速物理提供了一个合适的环境，因为人们可以通过明亮的X射线发射在同一区域提取加速粒子和加速环境的信息。本文研究了RCW~86西南区的X射线自行和光谱特征。在2.8千秒差距处，自行速度为$\sim 300$ -2000 km~s $^{-1}$。我们发现两个向内移动的细丝，这更可能是反射冲击，而不是反向冲击。基于X射线光谱，我们评估了热参数，如环境密度和温度，和非热参数，如幂律通量和指数。根据几个非热灯丝的磁通量随时间的减少，我们估计磁场的振幅为$\sim 30$ -100 ~ $μ$ G.收集的物理参数，然后我们研究参数的相关性。我们发现，同步辐射从热占主导地位的灯丝是与周围的密度$n_{\rm e}$作为$\text{(power-law flux)} \propto n_{\rm e}^{1.0 \pm 0.2}$和$\text{(power-law index)} \propto n_{\rm e}^{0.38 \pm 0.10}$，没有或只有微弱的冲击波速度和冲击的结晶度。作为一种解释，我们提出了一个冲击云相互作用的情况下，当地增强的磁湍流水平有很大的影响，当地的加速条件。
2022-08-30 astro-ph.HE
Interaction of a magnetized shell with an ambient medium: limits on impulsive magnetic acceleration
本文研究了相对论性磁化喷出物与周围介质的相互作用。我们特别关注的影响，周围介质的动力学的脉冲，高西格玛壳。据发现，对于足够高的值的初始磁化$σ_0$的系统的演变显着改变的周围介质以及之前的壳达到其滑行阶段。壳的最大洛伦兹因子被限制在远低于$σ_0$的值;对于初始能量为$E=10^{52}E_{52}$尔格和尺寸为$r_0=10^{12}T_{30}$ cm的壳，驱逐到具有均匀密度$n_i$的介质中，我们得到$Γ_{\rm max}\simeq180(E_{52}/T_{30}^3 n_i)^{1/8}$的高σ极限。反向冲击和任何内部冲击，可能形成的，如果源是波动被证明是非常弱的。对于在恒星风中传播的壳层，对洛伦兹因子的限制更为严格。小的子壳层的间歇性喷射似乎没有帮助，因为壳层在高度磁化的情况下合并。较低的西格马壳层在到达滑行阶段后开始减速并散开。反向激波的性质则取决于滑行壳和周围介质的密度分布。对于自相似冷壳层，逆激波向内传播时变得很强，系统最终接近Nakamura \& Shigeyama最近导出的自相似解。
2010-08-08 astro-ph.HE
Discovery of a shock-compressed magnetic field in the north-western rim of the young supernova remnant RX J1713.7-3946 with X-ray polarimetry
本文利用IXPE对超新星遗迹RX J1713.7-3946西北边缘进行空间分辨X射线偏振观测，首次发现其粒子加速区磁场呈切向取向，平均偏振度为12.5±3.3%，局部高达41.5±9.5%，支持激波压缩磁场及γ射线轻子起源。
2024-06-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
