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
Asymmetries of Heavy Elements in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
超新星遗迹（SNRs）提供了研究超新星（SNe）的手段，可以提供一个独特的洞察机制，控制这些高能事件。在这项工作中，我们研究了在银河系中已知最年轻的核心坍缩（CC）SNR中发现的不同元素的X射线发射的形态。最重的元素表现出最高水平的不对称性，我们将其与创建元素的燃烧过程及其与爆炸中心的接近程度联系起来。我们的研究结果支持了最近的模型预测，即最接近爆炸源的材料将反映SN机制固有的不对称性。此外，我们发现最重的元素比较轻的元素更直接地与中子星（NS）相对运动。这一结果是一致的NS踢所产生的喷出物的不对称性。
2020-05-11 astro-ph.HE
Remnant-wide mapping of heterogeneous presupernova burning histories in the O-rich ejecta of Cassiopeia A
Meiji University（明治大学）；Kyoto University（京都大学）
利用钱德拉X射线观测和主成分分析，发现仙后座A富氧抛射物成分空间异质，反映前身星晚期壳层燃烧混合的不对称性，且部分结构在爆炸后幸存。
2026-10-08 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
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
Examining Neutrino-Matter Interactions in the Cassiopeia A Supernova
本文提出利用仙后座A超新星遗迹富铁喷出物中的Mn/Fe质量比检验中微子-物质相互作用，证明无中微子核合成时Mn产量不足，从而支持该超新星中存在显著中微子相互作用，并表明该比值可用于约束中微子光度和温度等参数。
2023-07-07 astro-ph.HE
Modeling the Shell of Cassiopeia A to find the TeV Gamma-ray Emission Region
我们将介绍基于射电、X射线和GeV-TeV伽马射线的超新星遗迹仙后座A壳层的多波长建模。我们的目标是借助对壳层不同区域X射线的光谱分析来估计TeV伽马射线的位置，因为钱德拉X射线观测的角分辨率远高于伽马射线测量。我们的分析表明，来自残骸不同区域的X射线通量水平是不同的。我们发现轻子模型不能同时解释GeV和TeV的数据。因此，我们调用强子模型作为一个额外的组件来解释GeV和TeV的数据。
2013-08-21 astro-ph.HE
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 astro-ph.HE
Chlorine and Potassium Enrichment in the Cassiopeia A Supernova Remnant
通过XRISM观测发现仙女座A超新星残骸中氯和钾的高丰度，表明恒星活动是这些关键元素向宇宙供应的重要机制。
2025-12-04 astro-ph.HE
The Bubble-like Interior of the Core-Collapse Supernova Remnant Cassiopeia A
大质量恒星的死亡被认为是由铁核坍塌引发的非球形爆炸。这些灾难性爆炸如何进行的细节仍然不确定，部分原因是对各种过程的观测限制有限，这些过程可能会在恒星内部深处引入不对称性。在这里，我们提出了年轻的银河系超新星遗迹仙后座A的近红外观测，IIb型核心坍缩爆炸的后代，以及其内部的三维地图，未受冲击的喷出物。残骸的内部有一个气泡状的形态，平滑地连接到并有助于解释残骸明亮的反向冲击膨胀碎片主壳中看到的多环结构。这种内部结构可能起源于湍流混合过程，该过程促进了富含放射性56 Ni的喷出物向外膨胀羽流的发展。如果这是真的，那么大量的衰变产物56 Fe可能仍然存在于这些内腔中。
2015-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Walking Through an Exploded Star: Rendering Supernova Remnant Cassiopeia A into Virtual Reality
美国宇航局和其他天体物理数据的仙后座A超新星遗迹已被渲染成三维虚拟现实（VR）和增强现实（AR）程序，这是第一次。超新星遗迹的这种数据驱动的体验允许观众走进大质量恒星爆炸的残余物，选择超新星遗迹的部分进行参与，并访问有关材料的描述性文本。该计划的基础是一个独特的3D模型，该模型是由NASA钱德拉X射线天文台，斯皮策太空望远镜和地面设施的数据组合而成的，具有340年历史的恒星爆炸遗迹。史密森天体物理天文台和布朗大学之间的合作使仙后座A上收集的3D天文数据能够在VR/AR计划中发挥作用，这是一项具有公共，教育和研究影响的数字技术创新。
2018-12-15 astro-ph.HE astro-ph.IM cs.HC
Vortical amplification of magnetic field at inward shock of supernova remnant Cassiopeia A
我们提出了一个解释的时间变化的$X$射线通量最近报道的多历元活动的$15$年的观测超新星遗迹仙后座A的{ \it钱德拉}。我们第一次定量地表明，$[4.2-6]$ keV非热通量增加到$50\%$的痕迹的增长，由于旋涡放大机制，在反射向内冲击碰撞内部的超密度的磁场。与冲击加速时间尺度相比，快速同步加速冷却定性地支持通量降低。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hypercritical accretion phase and neutrino expectation in the evolution of Cassiopeia A
仙后座A是银河系中已知的最年轻的超新星遗迹，是天空中最明亮的射电源之一，也是超新星物理学的独特实验室。虽然它的致密残骸是在1999年由钱德拉X射线天文台发现的，但现在人们普遍认为中子星位于超新星残骸的中心。此外，新的观测表明，这种具有低磁场和碳大气证据的中子星可能在爆炸后几秒钟经历了超临界吸积阶段。考虑到这一超临界吸积事件，我们计算了超神冈实验中预期的中微子冷却效应、事件数和中微子味比。中微子冷却效应（中微子的发射率和光度）是通过在定制版本的FLASH代码中进行的数值模拟获得的。根据这些模拟，我们预测，在超级神冈实验中预计的事件数量约为3195。同样，我们估计的中微子味的比率被检测到考虑到中微子的有效潜力，由于热和磁化等离子体和由于信封的明星。值得注意的是，我们的估计对应于验证超临界阶段的唯一值得信赖的方法，尽管这一事件发生在330年前，但目前可能会出现具有这些相似性的超新星遗迹，从而证实了我们对这一阶段的预测。
2015-05-05 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
High-entropy ejecta plumes in Cassiopeia A from neutrino-driven convection
最近的多维模拟表明，高熵浮力羽流有助于大质量恒星爆炸。在银河系超新星遗迹仙后座A中向外突出的富含铁的手指是这张照片的独特暗示。探测在高熵核燃烧状态下合成的特定元素的特征（即，富含$α$的冻结）将是最有力的证据之一。在这里，我们报告发现这样的元素，稳定的Ti和Cr，在大于5 $σ$的置信水平在冲击高速富含铁的喷出物仙后座A。我们发现所观察到的Ti/Fe和Cr/Fe质量比需要富含$α$的冻结，这为高熵喷出物羽流的存在提供了第一个观测证明，该羽流在爆炸时增强了冲击波。羽流的金属成分与强烈中微子处理的富含质子的喷出物的预测非常一致。这些结果支持了对流超新星引擎通过产生仙后座A的超新星中的中微子加热的操作。
2021-10-20 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
A Neutron Star with a Carbon Atmosphere in the Cassiopeia A Supernova Remnant
热中子星的表面覆盖着稀薄的大气层。如果在中子星形成后有吸积，则大气层可能由轻元素（H或He）组成;如果没有吸积发生或如果在吸积后发生热核反应，则预计会有重元素（例如Fe）。尽管进行了详细的搜索，但观测仍无法确认孤立中子星的大气成分。在这里，我们报告的紧凑的X射线源在仙后座A超新星遗迹中心的档案观测分析。我们表明，碳大气层中子星（低磁场）产生一个很好的适合的光谱。我们的发射模型，与其他人相比，意味着发射的大小与理论预测的中子星的半径一致。这一结果表明，有核燃烧的表面层，也确定了紧凑的来源是一个非常年轻的（~330岁）中子星。
2009-11-04 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
Hints of a second explosion (a quark nova) in Cassiopeia A Supernova
我们发现，在仙后座A（Cas A）的中子星（NS）的爆炸性转变为夸克星（QS）（夸克新星）的几天后，SN适当的可以解释一些令人困惑的运动学和核合成功能观察。在QN模型中，由于相对论QN中子对内部SN喷出物的散射，预计Fe和44 Ti之间的解耦以及44 Ti区域内Fe发射的缺乏。我们的模型预测的44钛是更突出的西北部的中央紧凑的对象（CCO）比在东南部和小它沿着东北-西南喷流，与NuStar的观测。Cas A的其他有趣的特征，如缺乏脉冲星风星云（PWN）和报告的CCO温度在10年内下降了百分之几，也得到了解决。
2014-08-15 astro-ph.HE
Updated Proper Motion of the Neutron Star in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用二十余年钱德拉数据更新仙后座A中子星速度，两种方法测得日心速度275-436 km/s，排除高速，支持含踢动机制的模拟。
2025-01-21 astro-ph.HE
A Spallation Model for the Titanium-rich Supernova Remnant Cassiopeia A
富钛亚亮超新星是罕见的，挑战目前的SN核合成模型。我们提出了一个模型，在该模型中，从一个标准的超新星喷出物的第二次爆炸的中子星（夸克新星）的影响，导致spiritual反应，导致56镍破坏和44钛创建在正确的条件下。对天体产物的基本计算表明，两次爆发之间约5天的延迟再现了在Cas A中观测到的44 Ti丰度，并解释了由于56 Ni的破坏而导致的低光度。我们的结果可能有重要的影响，以及超亮超新星的光变曲线。
2011-09-09 astro-ph.HE nucl-th
Search for Continuous Gravitational Waves from the Central Compact Objects in Supernova Remnants Cassiopeia A, Vela Jr. and G347.3-0.5
我们对来自超新星遗迹Vela Jr.的中心致密天体的连续近单色引力波进行了亚阈值后续搜索，仙后座A和SNR G347.3 $-$ 0.5。在这三个目标中，我们研究了引力波频率和频率导数值的最有希望的~ 10，000种组合，基于Einstein@Home搜索LIGO O 1观测运行数据的结果，致力于这些对象。设定选择阈值，以便可以使用新发布的O2运行LIGO数据确认信号。为了达到最佳的灵敏度，我们执行两个单独的后续搜索，在两个不同的延伸的O2数据。只有一个候选者在第一次O2随访调查中幸存下来，与SNR G347.3-0.5中的中央致密物体有关，但尚未最终确认。为了评估可能的天体物理起源，我们使用档案X射线观测和搜索脉冲信号的振幅调制在推定的旋转频率的中子星及其谐波。这是迄今为止对连续引力波候选者进行的第一次广泛的电磁跟踪。未发现显著相关信号。与LIGO O3运行同时进行的新的X射线观测将使对电磁对应物的更灵敏的搜索成为可能。一个集中的引力波搜索O3数据的基础上提供的参数，这里应该很容易能够阐明这个离群值的性质。对LIGO仪器的噪声调查也可能揭示相干污染的存在。
2020-05-13 astro-ph.HE
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Asymmetric distribution of Fe-peak elements in Cassiopeia A revealed by XRISM
Meiji University（明治大学）；National Institute of Technology Kumamoto College（国立高等专门学校熊本工业高等专门学校）；University of Miyazaki（宫崎大学）；Kanto Gakuin University（关东学院大学）；Center for Astrophysics, Harvard-Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）
通过XRISM观测揭示蟹状星云中Fe-峰元素的不对称分布，发现东南部Mn异常显著，西北部无明显特征，比值变化可能由材料混合、电子分数分布或中微子照射引起。
2026-01-12 astro-ph.HE
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
A dedicated Chandra ACIS observation of the central compact object in the Cassiopeia A supernova remnant
我们介绍了最近钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A中的中心致密天体（CCO）的观测结果。这一观测结果是在一个仪器配置中获得的，该配置结合了高空间分辨率和最小的光谱失真，它使我们能够搜索周期超过0.68秒的脉动。我们没有发现与CCO相关的扩展发射的证据，也没有统计学上显著的脉动（脉冲分数的3-sigma上限约为16%）。CCO光谱与幂律模型的拟合产生大的光子指数，γ \approx 5，和氢柱密度大于从SNR光谱获得的。与黑体模型的拟合在统计上是不可接受的。氢或氦中子星大气模型提供了更好的拟合，最佳拟合的有效温度为kT_{eff} ^ \infty \approx 0.2 keV，但它们需要一个小恒星的半径，R = 4 - 5.5 km，和一个低质量，M < 0.8 M_sol。一颗中子星不可能有这么小的半径和质量，但观测到的辐射可能来自一颗奇异夸克星的大气层。更有可能的是，CCO可能是一颗表面温度不均匀、表面磁场较低的中子星（所谓的反磁星），类似于其他三颗周期导数上限已经确定的CCO。根据氢大气模型的拟合，估算出的热光度L_{bol} ^ \infty \sim 6 \times 10^{33} erg s^{-1}与CCO年龄为330年的标准中子星冷却相一致。表面温度不均匀性的起源还有待了解，它可能是由中子星地壳中具有非常强的环形磁场的各向异性热传导引起的。
2009-08-19 astro-ph.HE
X-ray Studies of the Inverted Ejecta Layers in the Southeast Area of Cassiopeia A
多维模拟结果表明，在超新星爆发过程中，核心坍缩超新星的中心强烈活动将导致富含Fe和Si/O的喷出物发生翻转。对超新星遗迹仙后座A的X射线观测表明，在东南部富Si物质的外围存在富Fe的喷出物，这与喷出物的反转假说是一致的。我们调查的运动学和nucleosynthetic属性的倒喷出物层的详细了解其形成过程中使用的数据由钱德拉X射线天文台。通过结合自行速度和视线速度，得到富Fe和富Si/O喷出物的三维速度分别为$>$ 4,500 km s $^{-1}$和$\sim$ 2000 - 3000 km s $^{-1}$，表明富Si/O喷出物的速度从爆炸早期开始就比富Fe喷出物的速度慢。为了限制它们的燃烧制度，Cr/Fe质量比在最外面的富Fe区域中被评估为$0.51_{-0.10}^{+0.11}$ %，在内部的富Fe/Si区域中被评估为$1.24 ^{+0.19}_{-0.20}$ %，这表明完整的Si燃烧层与不完整的Si燃烧层相反。所有的结果都支持了仙后座A在早期演化阶段或超新星爆发过程中喷出物的翻转。
2022-05-10 astro-ph.HE
Revisiting INTEGRAL/SPI observations of 44Ti from Cassiopeia A
340岁的超新星遗迹仙后座A在3.4千秒差距的距离是最好的研究年轻的核心坍缩超新星遗迹。放射性同位素的核合成产率已经用不同的方法进行了研究，特别是对于源自超新星最内部区域的$^{44}$ Ti和$^{56}$ Ni的产生和喷射。$^{44}$ Ti首次在该遗迹中发现，但在其他核心塌陷源中并不一致。我们分析了与SPI光谱仪INTEGRAL上积累的观测数据，以及改进的仪器背景方法，以实现高光谱分辨率，从而能够解释$^{44}$ Sc衰变的1.157 MeV $γ$射线线对$^{44}$ Ti喷出物的速度约束。我们观察到的硬X射线线在78 keV和$γ$射线线在1157 keV的$^{44}$钛衰变链，在一个组合的意义为3.8 $σ$。测量的通量为$(2.1\pm0.4)~10^{-5}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$和$(3.5\pm1.2)~10^{-5}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$，分别对应于$^{44}$ Ti的$(1.5\pm0.4)~10^{-4}$和$(2.4\pm0.9)~10^{-4}~\mathrm{M}_{\odot}$。测得的线的多普勒增宽分别意味着$4300$和$2200~\mathrm{km~s^{-1}}$的膨胀速度。结合我们的结果与以前的研究，我们确定了更精确的估计喷出的$^{44}$ Ti的$(1.37…
2015-07-02 astro-ph.HE
He abundance of Dense Circumstellar Clumps in the Cassiopeia A Supernova Remnant
本文报道了年轻超新星遗迹仙后座A星周致密团块的氦丰度分析结果。这些团块，这被称为准静态絮状物（QSF），是已知的，从以前的光学研究，以丰富的他随着N，但程度的他过剩相对于H仍然不确定。对于几个有近红外光谱数据的准分子流体，我们用Raymond激波程序分析了它们的He I 1.083 $μ$ m/Pa $γ$比值和[Fe II]线比值。根据我们的分析，在大多数这些QSF中，He相对于H是过量的$\lesssim 3$。这个He丰度的QSF与之前从N过剩中得出的结论一致，即当祖先恒星的大量H包层被剥离时，QSF被喷射出来。我们讨论了祖星的质量损失历史和QSF的起源。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Circumstellar Medium of Cassiopeia A Inferred from the Outer Ejecta Knot Properties
利用1 Ms Chandra观测研究了仙后座A超新星遗迹中星周介质密度分布对外层喷射物结X射线辐射的影响。使用类似的技术，在以前的论文中设计的一些径向系列的喷出物结在不同的位置周围的残余物的光谱进行分析。对于与r^-2成比例的星周密度分布，我们可以得到与我们的数据相匹配的结果，这是由红超巨星的稳定致密风引起的，但是如果我们在模型中引入一个围绕着前身星的小的（0.2-0.3 pc）中心空腔，则可以改善这种匹配。如果在爆炸前的一小段时间内，母星会释放出快速稀薄的恒星风，那么就可能出现这样的轮廓。我们回顾了支持这一结论的其他证据。光谱还表明广泛存在的富铁等离子体，据推测是由完整的硅燃烧在爆炸过程中，可能通过富阿尔法冻结。该成分通常与比大部分富含O和Si的喷出物更热和更高度电离的气体相关联。
2009-08-18 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
A JWST Survey of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文报道JWST对仙后座A的NIRCam/MIRI成像与MRS光谱巡天，揭示未激波抛射物网、CSM尘埃片及光回声等结构，并约束中心中子星回落盘。
2024-06-10 astro-ph.HE
An HST Survey of the Highest-Velocity Ejecta in Cassiopeia A
我们提出了哈勃太空望远镜WFC 3/红外图像的仙后座A超新星遗迹，调查其高速，S-丰富的碎片在东北喷流和西南反喷流地区通过[S III] 9069，9531和[S II] 10，287 - 10，370线的排放。我们确定了近3400个硫排放节点集中在~120度宽的相对流中，几乎是以前已知数量的三倍。绝大多数这些喷出物结位于残骸的前向爆炸波和主壳喷出物的投影距离之外，从膨胀中心延伸到东北320”和西南260”的角距离。这样的角距离意味着未减速的喷出物结的横向速度分别为15，600和12，700 km/s，假设爆炸日期约为公元1670年，距离为3.4 kpc。东北喷出物流的最外端附近的节的光谱显示出强烈的S，Ca和Ar的发射线。我们估计，东北向喷流和西南向反喷流中的富硫喷出物的总质量约为0.1兆太阳能，动能至少约为1 × 10^50尔格。虽然它们的宽度和动能反对Cas~A SN是一个喷流引发的爆炸，但喷流在运动学和化学上都不同于其余的残骸。这可能反映了一种类似喷流的机制，这种机制加速了来自祖先核心附近富含Si、S、Ar、Ca的区域的内部物质，使其以大大超过快速膨胀的光球层的速度穿过地幔和富含H、He、N和O的外层。
2015-12-16 astro-ph.HE
Decadal brightening in the northeastern non-thermal filament of Cassiopeia A
本研究发现仙后座A东北非热纤维近二十年流量增亮后趋于平稳且形态分裂为两部分，分析其差异化行为的非线性成因，为超新星遗迹的粒子动力学和宇宙射线起源提供关键观测依据。
2025-10-28 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
Comparison of Diversity of Type IIb Supernovae with Asymmetry in Cassiopeia A Using Light Echoes
我们比较了谱线速度的多样性，在一个大样本的IIb型超新星（SNe IIb）与预期的非球面性的爆炸，从仙后座A（Cas A），这是一个历史的银河系SN IIb光回波测量。我们重新回顾了Rest等人（2011 a）的结果，他们使用光回波从多条视线观察Cas A，从而确定其非球面性，如三条谱线（He I $λ$ 5876，H $α$和Ca II NIR三重谱线）的速度所示。我们通过再现文献中发现的几个河外SNe IIb光谱中的光回波效应以及Liu等人最近创建的平均SN IIb光谱来确认和改进这种测量。（2016），并将这些与观察到的Cas A光回波光谱进行比较，包括其相关的不确定性。为了量化这种比较的准确性，我们平滑的光回波光谱的Cas A使用高斯过程，并使用蒙特卡罗方法来测量光谱中的这三个功能的吸收速度。然后，我们测试的假设，在SNE IIb看到的喷出物速度的多样性可以解释的非球面。我们通过比较在不同的光回波中看到的速度范围来做到这一点，因此不同的视线，Cas A和SNe IIb人群中看到的速度。我们的结论是，这两个范围是相同的顺序，因此非球面性可能足以解释的多样性，在膨胀速度单独。
2016-09-21 astro-ph.HE
Constraints on the kinematics of the 44Ti ejecta of Cassiopeia A from INTEGRAL/SPI
中等寿命的44 Ti同位素是在核心坍缩的超新星中通过爆炸性的Si燃烧合成的。它对爆炸的动力学非常敏感，因此可以用来间接探测爆炸场景。年轻的超新星遗迹仙后座A是迄今为止唯一的来自44 Ti衰变的伽马射线线来源。用CGRO/COMPTEL、BeppoSAX/PDS和INTEGRAL/IBIS测量了辐射通量。INTEGRAL卫星上的高分辨率光谱仪SPI可提供有关发射的光谱信息。线轮廓反映了仙后座A中44 Ti的运动学，因此可以限制其核合成，并可能限制相关的爆炸过程。利用INTEGRAL/SPI的4年数据，我们从44 Ti同位素的衰变中寻找伽马射线特征。压倒性的仪器背景噪声需要精确建模和分析中系统误差的可靠评估。由于仪器背景噪声的强可变性，无法提取67.9和78.4keV的两条谱线。关于1157.0keV的高能谱线，在1140- 1170 keV波段没有看到明显的信号，从而表明来自仙后座A的谱线信号被多普勒效应加宽。从我们的光谱，我们得到一个~ 500公里/秒的下限在2西格玛的膨胀速度的44 Ti喷出物。我们的结果不允许我们限制44 Ti的位置，因为从光学和X射线研究中得出的整个残骸的速度都远远高于我们的下限。
2010-01-06 astro-ph.HE
New estimation of the nuclear de-excitation line emission from the supernova remnant Cassiopeia A
本文估计了年轻超新星遗迹 Cassiopeia A 的 MeV 核退激发线发射，发现强窄线通量高度依赖模型，并在不同仪器响应假设下评估了其在银河弥漫背景中的探测概率。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
A Decade-Baseline Study of the Plasma States of Ejecta Knots in Cassiopeia A
本文分析了仙后座A超新星遗迹10年观测中的21个亮X射线节。我们进行了一系列全面的测量，以揭示在每个结的等离子体的运动学和热状态，使用两个高能量分辨率的高能量透射光栅（HETG）和四个中等能量分辨率的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的光谱集的组合分析。ACIS电子温度估计同意HETG派生的值约一半的研究结，产生高分辨率的温度估计和ACIS派生的温度之间的第一个比较。我们没有观察到预期的光谱evolutionpredicted从电离年龄和密度估计每个knotin所有，但三个结研究。这些测量结果与我们的假设不相容，这使我们提出了一个解离的喷出物模型，其中金属在结内未混合，这可能会对超新星混合模型产生强烈的约束。
2013-05-07 astro-ph.HE
The Reddening Towards Cassiopeia A's Supernova: Constraining the 56Ni Yield
我们提出了新的红化测量对年轻的超新星遗迹仙后座A，使用两种技术以前没有应用到这个对象。我们对近红外线[Fe II] 1.257微米和1.644微米线的观测表明，整个遗迹的消光变化很大，向西和向南增加，与以前的无线电和X射线观测一致。虽然由[Fe II]线确定的AV的绝对值是不确定的，由于相互矛盾的计算和观察其固有的通量比，部分没有以前的光学测量的残余物显示相对较高的红化。我们发现AV = 6.2 +/- 0.6从宽带形状的红外同步辐射的结内13”的膨胀中心。考虑到这种变红，新生超新星的明显昏暗，以及X射线观测的铁质量限制，我们估计56 Ni的喷射质量为0.058 - 0.16 MSun。结合对44 Ti衰变链的伽马射线观测，这个镍质量与太阳44 Ca/56 Fe的比率大致一致。
2009-02-23 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
Modeling SNR Cassiopeia A from the Supernova Explosion to its Current Age: The role of post-explosion anisotropies of ejecta
核心坍缩超新星（SNe）的残余物具有复杂的形态，可能反映了在祖先SN爆炸期间发展的不对称性和结构。在这里，我们调查的SNR仙后座A（Cas A）的形态如何反映祖SN的特点，目的是推导出的能量和质量的爆炸后各向异性负责所观察到的Fe和Si/S的空间分布。我们模拟的演化，从直接后果的祖先SN的三维互动的残余与周围的介质。喷出物的爆炸后结构是由小规模的材料和大规模的各向异性的结块。流体动力学多物质模拟考虑了爆炸后喷出物的适当同位素组成。用喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 4M_{\odot}$和爆炸能量$E_{\rm SN}\approx 2.3\times 10^{51}$ erg的模型可以很好地再现所观测到的平均膨胀率和激波速度。爆炸后的各向异性（活塞）再现观察到的分布的Fe和Si/S，如果它们有一个$\approx 0.25\,M_{\odot}$的总质量和总动能的$\approx 1.5\times 10^{50}$ erg。活塞产生的喷出物层的空间反转的时代的Cas A，导致Si/S丰富的喷出物物理内部的Fe丰富的喷出物。活塞还负责形成富含Si/S材料的亮环，其形成于反向冲击与活塞周围在其传播期间积聚的材料之间的相交处。我们的研究结果支持的想法，在Cas A中观察到的大部分不对称性是固有的爆炸。
2016-03-11 astro-ph.HE
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear de-excitation line spectrum of Cassiopeia A
超新星遗迹仙后座A是加速宇宙射线质子和离子的主要候选者。在GeV和TeV的能量下已经观察到伽马射线，这表明强子相互作用，但它们也可能是由加速电子对低能光子的逆康普顿散射引起的。我们试图预测从Cas A通过低能宇宙射线的核去激发线的通量，并将其与COMPTEL测量进行比较。假设一个强子起源的高能发射，我们外推宇宙射线谱的能量为10兆电子伏，考虑到一个平衡的幂律动量谱与恒定的斜率。然后，我们计算仙后座A的核线光谱，考虑到最突出的化学元素在兆电子伏波段和它们的丰度由X射线光谱测定。我们表明，预测的线光谱是接近的COMPTEL灵敏度的水平，并同意保守的上限。
2011-07-21 astro-ph.HE
Inhomogeneous stellar mixing in the final hours before the Cassiopeia A supernova
本研究通过观测证据揭示，仙后座A超新星前身星在爆炸前数小时发生壳层合并，导致内部非均匀混合并打破球对称，影响爆炸及残骸特性。
2025-07-10 astro-ph.HE
Near-Infrared Spectroscopy of Dense Ejecta Knots in the Outer Eastern Area of the Cassiopeia A Supernova Remnant
本研究通过近红外多目标光谱分析仙后座A东部外区NE喷流与Fe K羽流的抛射物结，揭示其元素组成差异及富铁致密结的起源。
2023-05-08 astro-ph.GA 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
A Comparative Study of the Supernova Remnant Cassiopeia A from 2013--2020 Deep [Fe II]+[Si I] Images
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体物理与空间科学研究所）；Samsung SDS（三星SDS）
利用2013-2020年深[Fe II]+[Si I]图像，研究Cassiopeia A超新星残骸的形态和运动学变化，发现高速运动喷射物结的显著波动及壳层扩展模式。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Dynamics of the intermediate-mass-element ejecta in the Supernova Remnant Cassiopeia A studied with XRISM
利用 XRISM 对 Cas A 中中等质量元素抛射物的光谱分析，揭示其速度分布与热性质，并估计自由膨胀速度为 2400-7100 km/s，支持 IIb 型超新星模型，且发现速度不对称性与中子星踢动相关。
2025-03-31 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
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
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
