X-ray Emission from an Asymmetric Blast Wave and a Massive White Dwarf in the Gamma-ray Emitting Nova V407 Cyg
共生恒星中的经典新星事件虽然罕见，但提供了一个独特的机会来探测恒星爆炸中喷出物与致密环境之间的相互作用。在这项工作中，我们使用X射线数据获得的斯威夫特和朱雀在最近的经典新星爆发在天鹅座V407探索这样的相互作用。我们发现在峰值X射线亮度的时间的平衡和非平衡电离等离子体的证据，表明在发射区域的密度的强烈的不对称性。比较一个简单的模型的数据，我们发现，X射线的演变是大致一致的新星喷出物驱动的前向冲击到密风的米拉同伴。在爆发的前50天，我们在光谱中检测到一种高度吸收的软X射线成分，这与核燃烧白矮星的超软辐射一致。这种发射成分的高温和短暂的关闭时间，以及观察到的光学和紫外光变曲线的突变，表明双星系统中的白矮星质量极大。最后，我们探讨了X射线和GeV伽马射线演化之间的联系，并提出伽马射线的关闭是由于前向激波的停滞，因为喷出物到达红巨星表面。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal emission, shock modification, and X-ray emitting ejecta in SN 1006
有效的粒子加速可以改变超新星遗迹的结构。在这种情况下，我们提出的XMM-牛顿EPIC档案观测SN 1006的综合分析的结果。本文的目的是描述激波前沿发射X射线的等离子体的物理和化学性质的空间分布。我们研究了热辐射和非热辐射对残骸边缘X射线谱的贡献，以研究加速过程如何影响X射线发射等离子体。我们进行了一组区域，覆盖整个边缘的壳的空间分辨光谱分析，我们利用光谱分析的结果，以产生一个计数率图像的“纯”的热发射SN 1006在0.5 - 0.8千电子伏的能带（减去非热贡献）。这幅图像与同一波段的总图像有很大的不同，特别是在明亮的边缘附近。我们发现，热X射线发射可以与喷出物，我们研究了它们的物理和化学性质的方位角变化，发现在温度和化学成分的各向异性。由于我们的热图像，我们跟踪的接触不连续的位置在整个外壳，我们将其与预期从3-D MHD模型的SNR与未修改的冲击。我们的结论是，激波在边缘的任何地方都被修改，星际磁场和视线之间的方位角明显低于90度
2009-03-19 astro-ph.HE
Spatial distribution of X-ray emitting ejecta in Tycho's SNR: indications of shocked Titanium
年轻的超新星遗迹显示出特征的喷出物占主导地位的X射线发射，使我们能够探测爆炸性核合成过程的产物，并确定有关超新星爆炸物理学的重要信息。硬X射线观测最近揭示了第谷SNR中~67.9 keV和~78.4 keV的~（44）Ti放射性衰变线。在这里，我们分析了一组XMM-牛顿档案观测第谷的信噪比。我们产生的Fe K和Ca XIX发射线的等效宽度图，并发现这些元素的丰度和显着的各向异性分层的迹象。然后，我们进行了空间分辨光谱分析，通过确定五个不同的区域，其特征在于高/低值的Fe K等效宽度。我们发现，铁钾发射的空间分布与铬XXII。我们还检测到Ti K线复杂的光谱中提取的两个区域的Fe和Cr的等效宽度的最高值。在Fe和Cr等效宽度较低的区域，Ti线发射仍未检测到。我们的研究结果表明，后冲击Ti是空间协同定位与其他铁峰核在第谷的SNR，与Ia型超新星的多维模型的预测。
2015-03-31 astro-ph.HE
Estimating Ejecta Mass Ratios in Kepler's SNR: Global X-Ray Spectral Analysis Including Suzaku Systematics and Emitting Volume Uncertainties
通过 Suzaku 全球 X 射线光谱分析，考虑系统误差和发射体积不确定性，估算开普勒超新星遗迹的抛射物质量比，以约束 Ia 型超新星前身星和爆炸机制。
2023-08-29 astro-ph.HE
The spectroscopic evolution of the $γ$-ray emitting classical nova Nova Mon 2012. I. Implications for the ONe subclass of classical novae
Nova Mon 2012是第一颗在光学发现之前被费米-LAT探测到的高能$γ$射线瞬变的经典新星。我们研究了高分辨率光学阶梯光谱（北欧光学望远镜）和同期的NOT，STIS UV和CHIRON阶梯光谱（11月20日/21日/22日）的时间序列。我们使用[O III]和H $β$线通量来约束喷出物的性质。我们从光学和紫外线轮廓的结构，并比较我们测量的线通量与预测使用多云与丰度从其他ONe新星。2012年1月被确认为一颗新星。我们发现E（B-V）=0.85 $\pm$ 0.05和氢柱密度$\approx 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。校正后的连续光度在整个观测能量范围内与V1974 Cyg，V382 Mon和Nova LMC 2000在爆发后的同一时期几乎相同。它的距离约为3.6 kpc，与天鹅座V1974非常相似。线轮廓可以使用轴对称双极几何形状来建模，用于具有轴与视线的各种倾斜度的喷出物，60 \le i \le 80度，\approx $70 deg, inner radius $的开度角ΔR/R（t）\approx 0.4 $ for permitted lines and less filled for forbidden lines. The filling factor $ f \approx 0.1-0.3 $ implying M(eject…
2013-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Freely Expanding Knots of X-ray Emitting Ejecta in Kepler's Supernova Remnant
我们报告测量自行，径向速度，和元素组成的14个X射线节开普勒的超新星遗迹（SNR）使用钱德拉数据。最高速度节显示出大的自行（0.11-0.14“/年）和高的径向速度（v ~ 8，700 - 10，020 km/s），估计的空间速度与Ia超新星在最大光附近看到的典型Si速度（~ 10，000 km/s）相当。高速喷出物结只出现在特定的位置，并从形态和运动学不同于其余的喷出物。五节的自行外推回到开普勒的信噪比的年龄一致的中心位置，同意与以前的决定，但较少受到系统误差。这5个节点的膨胀率接近自由膨胀率（膨胀指数为0.75 <~ m <~ 1.0），我们认为这表明它们要么是在爆炸中形成的，密度对比度很高（超过周围密度的100倍），要么是通过周围介质中相对较低的密度（n_H < 0.1 cm^-3）区域传播的。X射线谱分析表明，未减速结具有较高的Si和S丰度，较低的Fe丰度和极低的O丰度，表明其起源于部分Si燃烧区，而对于SN Ia模型，该燃烧区位于爆炸的白矮星的外层。其他结显示出较慢的速度和膨胀指数与减速喷出物结或周围介质中的特征一致。我们新的爆炸地点的精确位置具有明确的位置不确定性，允许在非传统的单简并超新星Ia情景下搜索微弱幸存的供体星的区域大大减少;由于搜索区域缺乏明亮的恒星，传统情景仍然被排除在外。
2017-07-26 astro-ph.HE
Integral Field Spectroscopy of Supernova Remnant 1E0102-7219 Reveals Fast-moving Hydrogen and Sulfur-rich Ejecta
研究了小麦哲伦星云中富氧年轻超新星遗迹1E0102.2 -7219（1 E0102）中重元素喷出物的光辐射。我们已经使用了多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场摄谱仪在甚大望远镜（VLT）在Cerro Paranal和宽视场摄谱仪（WiFeS）在澳大利亚国立大学2.3米望远镜在Siding Spring天文台获得深观测1 E 0102。我们的观测覆盖了从3500度以下到9350度的整个残余范围。我们的观察明确地揭示了存在快速移动的喷出物发射在[S II]，[S III]，[Ar III]和[Cl II]。与氧气或氖气（碳燃烧的产物）相比，富硫喷出物的分布更不对称。除了氧燃烧产物（S、Ar、Cl）的禁带谱线发射外，我们还发现了几个表面亮度低、快速运动的喷出物的Hα和Hβ发射。快速移动的氢的存在指向一个在超新星之前没有完全摆脱氢包层的祖先。因此，1 E 0102的爆发与IIb型超新星相当。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
X-ray emitting structures in the Vela SNR: ejecta anisotropies and progenitor stellar wind residuals
船帆座超新星遗迹（SNR）显示了几个突出于前激波（弹片）之外的喷出物碎片。最近的研究表明，高硅丰度的两个弹片（A和G），位于相对于SNR中心的相反方向。这表明可能存在富硅喷流-反喷流结构。我们分析了XMM-牛顿观测到的一个明亮的团块，位于弹片G后面，沿着A和G的连接方向。目的是研究这个团块的物理和化学性质，以确定它是否是这个假定的喷流状结构的一部分。我们制作了背景校正和自适应平滑的计数率图像和中值光子能量图，并进行了空间分辨光谱分析。我们发现了两种具有不同物理性质的结构。第一个沿连接A和G的方向显著伸长。它的X射线光谱比另外两个弹片的光谱要柔和得多，以至于妨碍了对硅丰度的测定，但它的物理和化学性质与弹片A和G的一致。第二个结构，沿东南-西北方向，具有较高的温度，看起来像一个细丝。通过分析ROSAT数据，我们发现，这条细丝是我们在外壳西部边缘发现的一个非常大的连贯结构的一部分。我们得到了G型榴散弹尾部的详细描述。此外，我们发现了一个连贯的和非常广泛的功能，我们解释为早期的残留物与其祖先恒星的恒星风相互作用的签名。我们在风残差中发现的奇特的Ne/O比值可能暗示船帆座SNR的沃尔夫-拉叶祖先，尽管需要进一步的分析来解决这一点。
2021-03-23 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
Generalized Semi-Analytical Models of Supernova Light Curves
我们提出了广义超新星（SN）的光变曲线（LC）模型的各种功率输入。我们提供了一个表达式的功率输入所产生的自相似的前向和反向冲击SN喷出物-拱星物质（CSM）的相互作用。我们发现，在光学薄的情况下，这种喷射物-CSM相互作用的亮度与多维辐射流体力学模拟的结果一致。我们开发了一个模型的情况下，光学厚CSM调用辐射扩散的影响的近似。在这个模型的上下文中，我们提供的时间的前向冲击波爆发的光学厚的部分CSM信封的预测。我们还介绍了一个混合LC模型，采用喷射CSM相互作用加上Ni-56和Co-56放射性衰变输入。我们将这个混合模型与2006 gy超亮超新星（SLSN）的LC相拟合。我们发现，这个模型提供了一个更好的适合LC比以前提出的模型。我们还讨论了IIL型和IIn型SN与喷出物-CSM相互作用模型之间的关系。由于CSM相互作用而产生的正向和反向冲击功率输入，在持续时间、形状和衰减速率方面都可以产生I型的LC。该模型还可以产生在峰值光度周围形状对称的LC。我们的结论是，所观察到的LC各种SNe类型IIn和SLSNe的可能是一个副产品的大范围的条件相关的显着喷出物CSM相互作用作为电源。
2011-11-22 astro-ph.HE
Super-luminous X-ray Emission from the Interaction of Supernova Ejecta with Dense Circumstellar Shells
对于由动能转化为辐射的超新星供电，由于与致密的拱壳的喷出物的相互作用，我们表明，可能有X射线类似物的光学超亮SNe具有可比的光度和能量。我们认为X射线发射的前冲击SNe喷出物碰撞到一个光学薄的CSM壳，推导出简单的表达式作为拱壳特性的函数的X射线光度，并讨论了不同的制度，在其中的冲击将是辐射或绝热的，以及是否发射将占主导地位的自由辐射或线冷却。我们发现，即使在正常超新星爆炸能量为10^51 erg的情况下，也存在CSM壳层结构，它可以将大部分爆炸能量释放为X射线，产生未吸收的X射线亮度，接近10^44 erg/s的事件持续几个月，甚至10^45 erg/s的闪光持续几天。虽然星周壳层的大柱密度可以吸收来自初始冲击的大部分通量，但最明亮的事件产生的硬X射线不太容易被光电吸收，并且可以通过完全电离中间物质来抵消这种损失。无论如何，一旦冲击波穿过整个星周壳层，观测者就可以获得完整的光度。
2013-03-27 astro-ph.HE
Hydrodynamic modelling of ejecta shrapnel in the Vela supernova remnant
许多超新星遗迹（SNRs）的特征是一个棘手的喷出物结构。船帆座SNR是残骸的一个很好的例子，其中分离的喷射物团块像发射X射线的子弹一样可见，已经被非常详细地观察和研究过。我们的目标是模拟船帆座SNR的喷出物弹片的演变，调查其初始参数（位置和密度）的作用，并解决热传导和辐射损失的影响。我们进行了一组2-D流体动力学模拟描述的喷出物配置文件中的密度不均匀性的演变。我们探索了不同的初始设置。我们发现，弹片的最终位置是非常敏感的初始位置在喷出物中，而对初始密度对比度的依赖性较弱。我们的模型还表明，适度过密的结可以重现船帆座SNR中观察到的分离功能。有效的热传导通过确定喷出物结与周围介质的有效混合并在团块中形成特征性细长形态来产生可检测的效果。
2013-01-14 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 ejecta kinematics of the Galactic core-collapse supernova remnant G292.0+1.8
我们报告的结果，从我们的114 KS钱德拉HETGS观测银河系核心坍缩超新星遗迹G292.0+1.8的分析。为了探测这一残骸中发射抛射物的团块X射线的3D结构，我们测量了从距膨胀中心不同径向距离投射的富含金属的抛射物结发射线的多普勒频移。我们估计出喷射物结的径向速度在-2300 <~ v_r <~ 1400 km s^-1的范围内。喷出物结在速度与投影半径空间中的分布表明，一个膨胀的喷出物壳的投影角厚度约为90”（对应于d = 6 kpc时的约3 pc）。基于这种几何分布的喷出物结，我们估计的位置大约在距离超新星遗迹的中心约4秒差距的反向冲击，把它放在靠近射电脉冲星风星云的外边界。根据我们观测到的残留物动力学和10^51尔格的标准爆炸能量，我们估计总的喷出物质量<~ 8 M_sun，我们建议祖先质量的上限<~ 35 M_sun。
2014-12-22 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 astro-ph.HE
Constraining the Source of the High-velocity Ejecta in Type Ia SN 2019ein
我们提出了SN 2019 ein的多波长光度和光谱观测，SN 2019 ein是在附近星系NGC 5353中发现的高速Ia型超新星（SN Ia），具有两天的非检测极限。SN 2019 ein的膨胀速度是所有Ia型超新星中最高的，其Si II吸收最小值在亮度峰值前14天蓝移了24，000 km s $^{-1}$。更不寻常的是，我们观察到的发射分量的天鹅座P配置文件是蓝移向上10,000公里秒$^{-1}$之前，B波段最大的光。这种蓝移，在其他28个Ia型超新星样本中是最高的，在我们最早的光谱时代是最大的，随后朝着最大光减少。我们讨论了可能的祖系统和爆炸机制，可以解释这些极端的吸收和排放速度。在SN 2019 ein的位置，B波段最大光产生未检测到的信号之前14天开始的射电观测，排除了共生的祖先系统，大多数快速光学厚吸积风模型，以及半径为$< 100$ AU的质量为$\lesssim 10^{-6}$ M $_\odot$的光学薄壳层。将我们的光谱与其他高速超新星Ia的模型和观测结果进行比较，我们发现SN 2019 ein与延迟爆轰爆炸非常吻合。我们建议，高排放速度可能是由于在一个不对称的爆炸，或光学深度的影响，在光球层的喷出物在早期的喷出物混合丰度增强的结果。这些发现可能为高速Ia超新星之间的共同爆炸机制和喷出物几何形状提供证据。
2020-07-16 astro-ph.HE
Supernova PTF12glz: a possible shock breakout driven through an aspherical wind
我们提出了超新星PTF 12 glz的可见光和紫外（UV）观测。SN是在近紫外和R波段发现和监测的，这是GALEX和Palomar瞬态工厂联合活动的一部分。它是迄今为止观测到的能量最高的IIn型超新星之一（~10^{51} erg）。如果辐射能量主要来自激波动能的热化，我们证明PTF 12 glz在爆炸死亡前被~1太阳质量的星周物质（CSM）所包围。PTF 12 glz显示了一个令人困惑的特性：在早期，虽然自由膨胀的喷出物可能被光学厚的CSM所掩盖，但最适合观测的黑体半径以约7000 km/s的速度增长。这样的速度是快速移动的喷出物的特征，而不是光学厚CSM。这一阶段的径向膨胀发生在任何光谱特征的膨胀喷出物出现在光谱，而光谱数据和测辐射热光度似乎表明，CSM是光学厚。我们提出了一个几何解决方案，这个难题，涉及一个非球面结构的CSM周围PTF 12 glz。通过模拟辐射扩散通过一个板的CSM，我们表明，一个非球面几何形状的CSM可以导致在不断增长的有效半径。这个简单的模型也使我们能够恢复PTF 12 glz的黑体温度下降。SLAB-Diffusion是我们编写的用于模拟光子通过CSM板的辐射扩散并评估所观察到的半径和温度的代码，可以在线使用。
2020-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer models for dusty Type II supernovae
本文用辐射传输模型研究II型超新星尘埃对观测的影响，发现尘埃位置和数量决定光学变暗与谱线特征，并成功再现SN1987A光谱。
2025-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic supernova ejecta colliding with a circumstellar medium: an application to the low-luminosity GRB 171205A
我们对最近发现的低光度伽马射线暴（GRB）171205 A进行了多波长光变曲线模拟。排放模型是基于相对论喷出物-拱星介质（CSM）相互作用的情况下。以中等相对论速度运动的自由膨胀的球形喷出物与CSM碰撞产生反向和正向激波，这些激波耗散了中等相对论喷出物的一部分动能。我们发现，早期的伽马射线发射，随后的X射线尾巴可以很好地解释了辐射扩散出来的冲击气体。温和的相对论喷出物的动能$5\times10^{50}$ erg和风一样的CSM的质量损失率为几个$10^{-4}\ M_\odot$年$^{-1}$的风速$10^3$公里秒$^{-1}$，延伸到$\sim 3\times 10^{13}$厘米，需要考虑伽玛射线光度和持续时间的伽玛射线暴171205 A。我们还计算了光学厚度阶段后的光球和非热辐射，可以拟合后期的X射线、光学和射电光变曲线。我们的研究结果表明，相对论喷射-CSM相互作用可以是一个潜在的电源低光度伽玛暴和其他X射线明亮的瞬变。
2018-11-08 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
High-speed Ejecta from the Gamma-ray Binary PSR B1259-63/LS 2883
用钱德拉望远镜观测著名的大质量偏心X射线和伽马射线双星PSR B1259-63/LS 2883，我们探测到X射线发射团以大约0.1光速的速度从双星中移动，可能有加速度。这些团块在双星周期（3.4年）内至少喷射一次，大概是在双星近星点周围。团簇的幂律谱可以解释为相对论电子的同步辐射。在这里，我们报告了2011-2017年（两个二元周期）对团块的8次观测结果，并讨论了这种独特现象的可能解释。
2019-03-02 astro-ph.HE
Very Long Baseline Interferometry imaging of the advancing ejecta in the first gamma-ray nova V407 Cyg
在2010/2013年，费米望远镜上的大面积望远镜发现了一个瞬变伽马射线源，与共生双星V407 Cyg中的光学新星位置一致。这一事件标志着第一次从新星中发现伽马射线辐射。我们的目标是获得解决的放射性成像的新星事件中所涉及的材料，以确定喷出物的几何形状和前进速度直接在图像平面，以约束系统的物理条件。在光学发现后的20天到6个月之间，我们用EVN和VLBA观察了16个时期的源。该源最初非常暗淡，但后来显示出亮度的大幅增加，并在光学事件后40至90天出现了类似贝壳的结构。壳层有一个椭圆形的投影形状，在亮度和光谱指数上是不对称的，更明亮，其特征是在东南边缘的光谱上升。我们确定了初始阶段的预计速度约为3500 km/s，在第20天至第91天之间约为2100 km/s。我们还发现了一个大约350质量（940 AU）的发射特征，沿着双星的极轴以约700公里/秒的速度前进。在VLBI图像中的总通量密度显着低于以前报道的类似时期和更广泛的角尺度与VLA。光谱表明，在2010年，我们沿着赤道平面和从Mira后面观察到V407 Cyg。我们的无线电观测图像的双极流的喷出物垂直于轨道平面，其中减速是远远低于通过赤道平面探测的截断轮廓的光发射线。在350质量下分离的极结和双极血流与母鸡2-104中观察到的相似排列非常相似。观测到的~700公里/秒的膨胀限制了极结的发射日期在2004年左右。[摘要]
2020-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detailed X-Ray Mapping of the Shocked Ejecta and Circumstellar Medium in the Galactic Core-Collapse Supernova Remnant G292.0+1.8
G292.0+1.8（G292）是一颗年轻的（$\sim$ 3000年）银河教科书式的核心坍缩超新星遗迹（CCSNR）。它的特点是X射线、喷出物的光学和红外辐射以及星周介质的特征，并包含一颗脉冲星（PSR J 1124 -5916）和脉冲星风星云，这些都是在X射线和无线电中观测到的。以前的研究揭示了一个复杂的，动态演变的，富氧的遗迹，一个巨大恒星爆炸的惊人遗迹。在这里，使用我们的深（530千）$\textit{Chandra}$ ACIS数据，我们提出了高空间分辨率的地图（基于区域网格大小的几个角秒）的冲击CSM和富含金属的喷出物在G292。我们首次对G292中的富铁喷出物进行了$\textit{Chandra}$探测。我们确定的X射线对应的北赤道带，一个组成部分的环状CSM结构确定较早的红外波段。我们显示了详细的空间分布的喷出物富含O，Ne，Mg，Si，S和Fe。我们发现，大部分的Si，S和Fe丰富的X射线发射喷出物位于西北半球的残留物，相反的脉冲星的投影角位移的SNR的中心向东南。这表明脉冲星的反冲可能来自于不对称爆炸过程中的引力和流体动力，而不是各向异性的中微子发射。根据丰度比和我们估计的CSM和喷出物质量，我们将祖先质量限制为13 M $_{\odot}$ $\lesssim$ M $\lesssim$ 30 M $_{\odot}$
2018-12-28 astro-ph.HE
The pertinence of Jet Emitting Discs physics to Microquasars: Application to Cygnus X-1
解释硬态X射线双星的X射线光谱需要热的、光学薄的介质。有几个吸积盘模型在文献中，占这方面。然而，没有一个是设计来同时解释在这些状态下检测到的强大喷流的存在。本文研究了一种新的准开普勒热吸积盘解--喷流发射盘（JED），它是产生稳态超阿尔菲文喷射的整体盘-喷流MHD结构的一部分。它的辐射和能量特性，然后比较天鹅座X-1中发现的观测约束。通过平衡局部加热项和平流项以及同步辐射、韧致辐射和康普顿化过程的冷却，求解了圆盘能量方程。加热项、吸积盘密度、吸积速度和磁场幅值取自已发表的吸积-喷射结构的自相似模型。光学薄和厚的制度被认为是在一个温度的气体支持的光盘。三个分支的解决方案被发现可能在一个给定的半径，但我们只调查热，光学薄和几何苗条的解决方案。这些解决方案同时，并在一个一致的方式，圆盘喷射系统的辐射和能量特性。他们能够很好地再现天鹅座X-1的吸积-喷射特性，即它的X射线光谱发射，喷流功率和喷流速度。大约一半的释放吸积功率用于产生两个温和的相对论性（v/c~0.5）喷流，对于Eddington亮度的1%量级的亮度，JED温度和光学深度接近于在硬态天鹅座X-1中观察到的。JED的性质与对原型黑洞双星天鹅座X-1的观测结果一致。很可能与整个微类星体有关。
2010-07-08 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
Spatial identification of the overionized plasma in W49B
最近朱雀X射线观测的喷出物为主的超新星遗迹W49B表明，在全球光谱有一个明确的迹象，存在过电离等离子体的物理起源仍在争论中。为了确定这样一个快速冷却等离子体的物理起源，我们专注于它的空间定位内的X射线发射喷出物的研究。我们确认存在一个锯边过剩（解释为一个强大的辐射复合连续）在全球光谱高于8千电子伏，以上电离平衡模型出现。我们产生一个硬度比地图，以确定在等离子体是过度电离，我们进行了光谱分析的区域和没有强大的过度电离。我们发现，过电离等离子体是本地化的残余物的中心，并在其西部的射流，而它是没有检测到在明亮的东部射流，在那里的喷出物的膨胀是阻碍了他们与致密的星际云的相互作用。过电离等离子体的位置表明，内部喷出物通过膨胀迅速冷却，而外部喷出物的膨胀则受到H2中星际云的阻碍
2010-04-09 astro-ph.HE
Hα clarifies picture of IIn supernova SN 2015da
Institute of astronomy, Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
重新审视 IIn 型超新星 SN 2015da 观测数据，通过分析 Hα 发射源位置变化等，结合热光度曲线、膨胀速度及星际相互作用建模，确定超新星爆炸能量、星际物质密度等，为研究该超新星现象提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling pure-metal ejecta X-ray emission in supernova remnants through their radiative recombination continuum
超新星遗迹（SNRs）中喷出物的X射线发射光谱分析受到CCD相机光谱分辨率低的阻碍，这会在丰度和发射测量的最佳拟合值之间产生简并。冲击环境介质和喷出物的组合贡献的X射线发射复杂的喷出物的质量和化学成分的测定，导致大的不确定性的质量估计，它可以引入一个偏差之间的比较观测到的喷出物的组成和预测的产量爆炸核合成。我们探索的能力，目前和未来的光谱仪器的目的是确定的光谱特征，这可能使我们能够区分富含金属和纯金属等离子体的X射线光谱的信噪比。我们研究了高丰度区光学薄等离子体中最常见的X射线发射过程的行为。我们研究了轫致辐射，辐射复合连续（RRC）和线发射的光谱特征，通过探索广泛的化学丰度，温度和电离参数。利用Chandra/ACIS-S CCD探测器的响应矩阵和XRISM/Resolve X射线量热仪的响应矩阵，通过三维流体动力学（HD）模拟合成了Cas A的X射线谱。我们发现，当等离子体是由纯金属喷出物组成时，会出现明亮的RRC，并且需要高光谱分辨率来识别这种喷出物签名。我们验证了我们的新诊断工具的适用性，并提出了一个有前途的目标，为未来的检测这样的光谱功能：东南富铁团块的Cas A。虽然没有办法用CCD探测器明确地揭示纯金属喷出物的发射，但X射线量热计将能够精确地确定纯金属RRC的存在，并正确地恢复喷出物的绝对质量和化学成分。
2020-04-27 astro-ph.HE
Spatially Resolved X-ray Spectroscopy of Kepler's Supernova Remnant: Distinct Properties of the Circumstellar Medium and the Ejecta
开普勒的超新星遗迹（SNR）被认为是Ia型超新星的结果，但与致密的星周物质（CSM）相互作用，这使得它的祖先系统成为一个谜。使用钱德拉ACIS-S 741 KS有效曝光数据和先进的自适应分箱算法，我们分析了开普勒的SNR从镶嵌区域的光谱。对于第一次，我们绘制出详细的空间分布的发射测量（EM），电子温度，电离参数，和金属丰度的低温和高温等离子体组件。低温等离子体在温度与温度的关系中分为两个分支。电离参数图，这似乎是空间上与温暖的CSM灰尘和Si和S-丰富的喷出物，分别。我们构造了O和Mg与L壳层发射Fe的丰度比的概率分布函数（[O]/[Fe] $_{\rm L}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$），并用双高斯拟合。因此，我们区分了CSM和喷出物：CSM的特征为[O]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.77^{+0.30}_{-0.23}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 1.11^{+0.46}_{-0.32}$，而喷出物的特征为[O]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.31^{+0.17}_{-0.10}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.38^{+0.36}_{-0.19}$。我们估计了受冲击CSM的总氢质量为$\sim 1.4 M_\odot$和EM加权平均[Mg]/[O] $= 1.14 \pm 0.49$，这可以…
2019-01-22 astro-ph.HE
A multi-wavelength study of Supernova Remnants in six nearby galaxies. II. New optically selected Supernova Remnants
利用深窄带Hα和[SII]图像以及光谱观测，对六个邻近星系（NGC 2403，NGC 3077，NGC 4214，NGC 4395，NGC 4449和NGC 5204）中的光学发射超新星遗迹（SNRs）进行了研究.信噪比分类是基于满足[SII]/Hα > 0.4的公认发射线通量标准的检测源。这项研究揭示了约400个光度学信噪比，直到极限Hα通量为10^（-15）erg sec^（-1）cm^（-2）。光谱观测证实了56的冲击激发的性质的96个源（[SII]/Hα）$_{phot}$ > 0.3（我们的SNR分类的限制），我们获得了光谱。另外11个来源被光谱鉴定为SNR，尽管它们的光度[SII]/Hα比值低于0.3。我们讨论了不同类型的星系，因此不同的环境中，我们的样品中的光学检测信噪比的属性，以解决他们与周围的星际介质的连接。我们发现不同类型星系的[NII]/Hα谱线比值存在差异，这表明这种差异是由于金属丰度引起的。我们将光学探测到的SNR参数（[SII]/Hα比值，光度）与我们以前在同一样本星系中研究得到的一致X射线发射SNR参数进行交叉关联，以了解它们的演化并研究可能的选择效应。我们没有发现它们的Hα和X射线光度之间的相关性，我们将其归因于在很宽的温度范围内存在的物质。我们还发现，在我们的星系样本中，发光光学信噪比（10^（37）erg sec^（-1））和SFR之间存在线性关…
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Type Ib supernova Master OT J120451.50+265946.6: radio emitting shock with inhomogeneities crossing through a dense shell
本文介绍了一颗Ib型超新星（SN）Master OT J120451.50+265946.6的射电观测结果。我们的低频巨米波射电望远镜（GMRT）的数据时，SN是在光学厚相观察到的频率揭示的无线电发射区的结构的不均匀性。高频Karl G. Jansky甚大阵列的数据表明，在$\sim$ 47到$\sim 87$天之间，激波正穿过致密壳层。数据$\ge 100$天以后与非均匀同步加速器自吸收模型相当吻合。我们的模型预测，不均匀性应该在晚些时候平滑。低频GMRT观测将检验这一预测。我们的研究结果表明，为了了解年轻超新星无线电发射的复杂性质，获得良好采样的宽带无线电数据的重要性。
2019-04-12 astro-ph.HE
Supernova Shock Breakout Through a Wind
超新星冲击波通过祖星的外壳爆发，预计将出现X射线闪光。然而，如果超新星在光学厚度的风中爆炸，爆发的闪光就会延迟。本文提出了一个简单的模型，根据X射线闪光光变曲线中的一般可观测量：总能量E_X和峰值后的扩散时间t_diff来估计风中激波爆发的条件。我们的推导基础上的自相似的解决方案，预期通过预先存在的风在大距离的祖先的表面犁出的喷出物的前向-反向冲击结构。我们发现简单的定量关系的冲击半径和速度在突破。通过将喷出物的密度分布与爆炸前母体的结构相关联，该模型还可以扩展到约束爆炸能量和喷出物质量的组合。对于所观察到的情况下，XRO 08109/SN 2008 D，我们的模型提供了合理的约束的突破半径，爆炸能量和喷出物的质量，并预测一个高的冲击速度，自然占所观察到的非热谱。
2011-02-18 astro-ph.HE
Mixed-Morphology Supernova Remnants in X-rays: Isothermal Plasma in HB21 and Probable Oxygen-Rich Ejecta in CTB 1
本文分析了银河系超新星遗迹HB 21（G89.0+4.7）和CTB 1（G116.9+0.2）的X射线观测结果，这两个超新星遗迹是著名的混合形态（MM）超新星。我们发现这些SNRs的X射线性质之间的显着对比：对于HB 21，提取的ASCA光谱的西北和东南地区的X射线发射等离子体可以适合一个单一的热模型与轻微增强的硅和硫丰度。对于这两个区域，导出的柱密度和温度分别为N_H~0.3x10^22 cm^-2和kT~0.7 keV。两个区域之间的温度或元素丰度没有显着的空间差异被检测到，在这两个区域中的X射线发射等离子体接近电离平衡。我们对CTB 1的钱德拉光谱分析表明，该源可能是富氧SNR，具有增强的氧和氖丰度。提取的CTB 1西南部和东北部地区的ASCA光谱不能用单一的热分量来拟合。根据我们对这些光谱的拟合，我们得出了柱密度N_H约为0.6x10^22 cm^-2，软热成分的温度kT_soft约为0.28 keV。来自西南部的硬发射可以用热分量（kT_hard~3 keV）或幂律分量（Gamma~2-3）来建模，而来自东北部的硬发射可以用幂律分量（Gamma~1.4）来建模。我们还提取了离散X射线源1 WGA J0001.4+6229的ASCA GIS光谱，该光谱在朝向CTB 1的投影中看到。这些光谱用光子指数γ =2.2^{+0.5}_{-1.2}的幂律模型拟合得最好，这是由旋转动力…
2010-09-21 astro-ph.HE
Abundances in the Ejecta of Core Collapse Supernova Remnants, G350.1-0.3 and G349.7+0.2
我们提出了两个银河系超新星遗迹（SNRs），G350.1-0.3和G349.7+0.2朱雀的结果。我们发现Al和Ni的K α线从两个SNR的第一次，除了以前检测到的K-壳线的Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe。光谱很好地描述了两个光学薄的热等离子体：低温（低kT）的碰撞电离平衡和高温（高kT）的非平衡电离等离子体的等离子体。由于低kT等离子体具有太阳金属丰度，它被认为是星际介质的起源。高kT等离子体具有超太阳丰度，因此它很可能是喷出物来源。喷出物组分的丰度模式与核心坍缩超新星的丰度模式相似，G350.1-0.3和G349.7+0.2的祖星质量分别为~15-25 M_solar和~35-40 M_solar。我们发现Ni相对于Fe的丰度极高（Z_Ni/Z_Fe ~8）。根据观测到的信噪比与近空背景柱密度的关系，我们推测G350.1-0.3和G349.7+0.2分别位于9+/-3kpc和12+/-5kpc处。由此估算出G350.1-0.3和G349.7+0.2的喷出物质量分别为~ 13M_solar和~ 24M_solar。这些值分别与G350.1-0.3和G349.7+0.2的~15-25 M_solar和~35-40 M_solar的原始质量一致。
2014-03-27 astro-ph.HE
The Type Ic SN 2007gr: a census of the ejecta from late-time optical-infrared spectra
超新星的星云光谱（SNe）提供了一个不受阻碍的视图的内部区域的喷出物，其中大多数核合成发生。光谱覆盖了大部分，但不是所有的发射元素，因此只能提供爆炸产物的部分视图。另一方面，同时的光学-红外光谱包含所有重要元素的发射线，从C和O到中等质量元素（IME）Mg、Si、S、Ca，再到Fe和Ni。特别是Si和S在IR中看得最清楚。IR数据的可用性使得更详细地探索爆炸的结果成为可能。SN 1，2007 gr是第一个可获得此类数据的Ic型SN。用NLTE代码对光谱进行建模，揭示了内部喷出物包含速度为$\approx 4500$ \，\kms的材料的$\sim 1 \Msun$。%光谱由\Nifs提供动力，其量（$0.076 \Msun$）与从早期数据导出的%一致。使用来自光变曲线峰（$0.076 \Msun$）的相同质量的\Nifs \为光谱提供动力，得到一致的结果。氧是主要元素，产生$\sim 0.8 \Msun$。C/O比为$< 0.2$。$\sim 0.1 \Msun$的IME帐户。这证实SN\，2007 gr是低质量CO核心的爆炸，可能是主序星质量为$\approx 15 \Msun$的结果。\CaII和\FeII的比值对假定的结块程度敏感。特别地，对于更高程度的聚集，[ \FeII ]的光学线相对于IR线变得更强。
2010-06-22 astro-ph.HE
Photometry and spectroscopy of the Type Icn supernova 2021ckj: The diverse properties of the ejecta and circumstellar matter of Type Icn SNe
本研究通过测光与光谱观测及光变曲线模拟，分析了Icn型超新星2021ckj等的抛射物与周星物质性质，揭示其多样性及与Ibn型超新星的共性，并将光谱差异归因于非球对称抛射物的视角效应。
2023-03-14 astro-ph.HE
Fast Blast Wave and Ejecta in the Young Core-Collapse Supernova Remnant MSH 15-52/RCW 89
我们银河系中已知的最年轻的核心坍缩超新星遗迹之一是G320.4 $-$ 1.2/MSH 15 - 52，其中包含一颗高能脉冲星，其自旋下降年龄很短（1700年），可能是由剥离包层的SN Ibc产生的。明亮的X射线和射电辐射位于脉冲星北部，与H $α$星云RCW 89重叠。那里明亮的X射线有一种非常不寻常和令人困惑的形态，由非常紧凑的热发射结和更弥散的非热源发射组成。我们报告了2017年和2018年与Chandra一起对RCW 89进行的新X射线观测，这使我们能够在长达十年的时间基线上测量许多结和细丝的运动。我们识别出一个速度为$(4000 \pm 500)d_{5.2}$ km/s（$d_{5.2}$是以5.2 kpc为单位的距离）的快速爆炸波，它具有纯非热谱，没有任何射电对应物。许多紧凑的X射线发射结移动得很快，速度高达5000公里/秒，主要是径向远离脉冲星。它们的光谱表明它们是富Ne和Mg的重元素SN喷出物。它们在最近与脉冲星北部稠密的环境介质发生碰撞后，速度明显减慢。在短短几年内，我们看到了结的亮度和形态的快速演变。RCW 89中的喷出物结在其初始速度和密度方面类似于在可见光波长下在Cas A中看到的那些。它们可能有相同的起源，仍然不了解，但可能与剥离信封SN爆炸本身有关。
2020-05-26 astro-ph.HE
The Peculiar Ejecta Rings in the O-Rich Supernova Remnant Puppis A: Evidence of a Binary Interaction?
本研究利用 WiFeS 积分场光谱观测 Puppis A 中的 the Swirl 抛射物环，揭示其分层速度、化学组成与质量，并提出近距大质量双星伴星在爆炸时刻出漏斗的解释。
2023-10-01 astro-ph.HE
Reaction Rate Sensitivity of the Production of $γ$-ray Emitting Isotopes in Core-Collapse Supernova
核心坍缩超新星（CCSNe）中产生的放射性同位素提供了对驱动坍缩机制和元素丰度起源的潜在过程的有用见解。他们的研究汇集了主要的物理学研究，包括核反应速率的实验测量，天体物理建模和PDMATHAMM射线观测。在这里，我们确定了关键的核反应速率的可观察到的放射性同位素的核合成爆炸硅燃烧期间CCSNe。使用核反应网络计算器SkyNet和当前的REACLIB反应速率，我们演变的温度-密度-时间轮廓的最里面的$0.45~M_\odot$喷出物从核心的崩溃和爆炸的$12~M_\odot$明星。通过将3403个反应速率单独变化100倍，我们确定了141个反应，这些反应导致了感兴趣的同位素的显著差异，即$^{43}$ K、$^{47}$ Ca、$^{44,47}$ Sc、$^{44}$ Ti、$^{48,51}$ Cr、$^{48,49}$ V、$^{52,53}$ Mn、$^{55,59}$ Fe、$^{56,57}$ Co和$^{56,57,59}$ Ni。对于这些反应中的每一个，我们提出了一种新的方法来提取相关的同位素的核合成的温度范围内，得到的温度范围内的$T = 0.47$ $6.15~$ GK。将STARLIB反应速率不确定性的变化限制在$1σ$内，进一步将所识别的反应减少到48个关键速率，这可以用于指导未来的实验研究。完整结果以表格形式呈现。
2020-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Kinematics, structure and abundances of supernova remnant 0540-69.3
利用[O III]成像和光谱学研究了LMC超新星遗迹（SNR）0540-69.3及其周围环境的结构，元素丰度，物理条件。几个新的光谱线被确定，无论是在中央灯丝和星际云冲击的超新星爆炸波。中心线红移$440\pm80$ km s $^{-1}$相对于LMC，和[O III]发射显示对称轴的环状结构，这可能表明脉冲星共享相同的一般红移作为中央超新星喷出物。[O II]、[S II]、[Ar III]和H $β$的结构比[O III]和[Ne III]更紧凑。平均[O III]温度为$23\,500 \pm 1\,800$ K，来自[S II]的电子密度通常为$10^3$ cm $^{-3}$。从质量上看，中心冲击喷出物的相对元素丰度为${\rm O:Ne:S:Ar} \approx 1:0.07:0.10:0.02$，与$13-20$太阳质量祖先的爆炸模型一致，与SN 1987 A相似，也是氢和氦混合进入中心。[O III]也可以在脉冲星风星云外的自由滑行喷出物中看到，其高度远高于$2\,000$ km s $^{-1}$。由此估计脉冲星的年龄为$\approx 1\,200$年。四个长丝的冲击星际介质具有广泛的范围内的电离度的铁被确定。一个在X射线中观察到，另一个相对于LMC具有$85\pm30$ km~s $^{-1}$的红移。由此，[O III]发射气体的电子密度估计为$10^3…
2021-09-07 astro-ph.HE
Using the X-ray Morphologies of Young Supernova Remnants to Constrain Explosion Type, Ejecta Distribution, and Chemical Mixing
超新星遗迹（SNRs）是一类复杂的源，其异质性阻碍了其一般观测特性的表征。为了克服这一挑战，我们使用统计工具来分析银河系和大麦云云SNR的钱德拉X射线图像。我们采用两种技术，功率比法（多极展开）和小波变换分析，测量的全球和局部的X射线线和热发射的形态学特性在二十四个SNR。我们发现，Ia型信噪比有统计上更多的球形和镜像对称的热X射线发射比核心崩溃（CC）信噪比。单独基于热发射形态的SNR分型能力使得能够第一次对具有弱X射线线或具有低分辨率光谱的SNR进行分型。我们确定了一个来源，SNR G344.7-0.1，起源于CC爆炸，这是以前未知的，我们确认了暂定的Ia型分类G337.2-0.7和G272.2-3.2。虽然全球的形态是爆炸类型的指示，相对形态的X射线线发射的信噪比内不是：在我们的样本中的所有来源有良好的混合喷出物，无论恒星的起源。特别是，我们发现，90%的明亮的金属线发射子结构是空间一致的，并具有相似的规模，即使金属产生不同的燃烧过程。此外，每个SNR内的总体X射线线形态相同，差异<6%。这些研究结果加强了流体动力学不稳定性可以有效地混合Ia型和CC型SNRs中的喷出物。唯一的例外是W 49 B，这可能是由于其喷气驱动/双极SN爆炸。最后，我们描述了观测约束，可用于测试流体动力学模型的SNR演变，值得注意的是，填充因子的X射线发射SNR年龄下降。
2010-11-02 astro-ph.HE
HST Proper Motion Measurements of Supernova Remnant N132D: Center of Expansion and Age
利用 HST 两期数据测量 N132D 富氧抛射物自行，确定膨胀中心与年龄（2770±500 年），验证弹道膨胀并发现爆炸不对称性。
2023-01-05 astro-ph.HE
The early blast wave of the 2010 explosion of U Scorpii
三维流体动力学模拟探索的头18个小时的2010年1月28日爆发的经常性新星U天蝎座已经进行。特别强调的是捕捉爆炸中巨大的空间范围。爆炸前的系统条件包括第二颗恒星和一个张开的吸积盘。这些条件会对爆炸波的演变产生深远的影响。爆炸本身被第二颗恒星遮蔽，第二颗恒星本身产生低温弓形激波。吸积盘在爆炸中被完全摧毁。一个圆盘气体密度为10^{15} cm^{-3}的模型产生的冲击波是准直的，具有清晰的双极结构，包括双极X射线发射壳。准直程度取决于喷出物的初始质量、爆炸能量和星周气体密度分布。对于具有最低爆炸能量（10^{43} erg）和喷出物质量（10^{-8} M_{\odot}）的模型，这一点最为明显。计算出的六个模型中有三个的X射线光度接近于雨燕卫星获得的早期爆炸X射线发射的上限，但与此一致，X射线光度对于更高的星周气体密度和更高的喷出物质量更大。后一种考虑，加上对以前爆发的爆炸能量的估计，表明2010年爆发的喷出物质量不超过10^{-7} M_{\odot}。
2010-07-16 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra observations of G272.2-3.2. Evidence of stellar ejecta in the central region
我们的目标是研究超新星遗迹G272.2-3.2的X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布，以获得其电离阶段，对祖超新星爆炸，和遗迹的年龄的重要约束。我们报告结合XMM-牛顿和钱德拉图像，中值光子能量图，硅和硫等效宽度图，和一组区域的残留物的空间分辨光谱分析。补充无线电和Hα观测，在文献中，也被用来研究所有检测到的发射的多波长连接。残骸的X射线形态显示出一个整体结构，外观几乎是圆形的，中央有一个明亮的硬区域，沿着中央部分的西北-东南方向有一个特殊的细长硬结构。对这些区域的X射线光谱研究显示了金属元素的明显Kα发射线特征，证实了发射的热起源。吸收的VNEI热等离子体模型，产生升高的丰度的Si，S，和Fe的圆形中心区域，典型的喷出物材料的X射线光谱是很好的代表。在SNR的中心区域发现的丰度值有利于Ia型祖先这个遗迹。外部区域显示出低于太阳值的丰度，正如预期的那样，如果发射来自冲击ISM。相对较低的电离时间尺度表明非平衡电离。我们确定接触不连续的位置。它到外激波的距离比在均匀介质中膨胀的预期要高，这表明残骸大部分时间都在更稠密的介质中度过。
2013-01-09 astro-ph.HE
An XMM-Newton X-ray View of Supernova Remnant W49B: Revisiting its Recombining Plasmas and Progenitor Type
我们提出了一个全面的X射线光谱和成像研究超新星遗迹W 49 B使用档案XMM牛顿观测。Si XIV、S XV和Fe XXV的辐射复合连续谱以及Ca和Fe的Ly $α$线清楚地表明了W 49 B中冲击喷出物的过电离态。W 49 B的线通量图像表明，几乎所有的发射线的中心条形区域的高发射措施，而等效宽度图揭示了分层结构的金属丰度分布。用一个包含碰撞电离平衡（CIE）等离子体成分和两个重组等离子体（RP）成分的模型较好地再现了W 49 B的全局光谱。CIE等离子体代表受冲击的星际介质，其在W 49 B中占主导地位的X射线发射体积，质量为$\sim450M_\odot$。总质量为$\sim4.6M_\odot$的两个RP组分都由喷出物材料主导，但其特征在于不同的电子温度（$\sim1.60$ keV和$\sim0.64$ keV）。RP组分的重组年龄分别估计为$\sim6000$ yr和$\sim3400$ yr。然后，我们揭示了热传导起源的可能性，为高温RP在W 49 B通过计算传导时标。在W 49 B喷出物的金属丰度比大致一致的核心崩溃爆炸模型与$\lesssim15M_\odot$祖，除了一个相当高的Mn/Fe。A型Ia起源可以解释锰丰度，而它预测更高的喷出物质量比观察值在我们的分析中考虑的所有金属物种。
2020-03-16 astro-ph.HE
Suzaku spectra of a Type II Supernova Remnant Kes 79
本文报道了朱雀星对超新星遗迹Kes 79（G33.6+0.1）的观测结果。X射线光谱最适合两个温度模型：非平衡电离（NEI）等离子体和碰撞电离平衡（CIE）等离子体。NEI等离子体在空间上被限制在kT~0.8 keV的内射电壳层内，而CIE等离子体被发现在与kT~0.2 keV和太阳丰度的外射电壳层相关的空间扩展区域中。因此，NEI等离子体是由SN喷出物引起的，CIE等离子体是前向冲击的星际介质。在NEI等离子体中，我们首次发现了Al、Ar和Ca的K壳层线。喷出物的丰度模式和估计质量与一个~30-40太阳质量的祖星的核心坍缩超新星爆炸是一致的。中心能量为~6.4 keV的Fe线也被发现在SNR的东南（SE）部分，密集的分子云周围的一个紧密的外围区域。一种可能性是，这条线与喷出物有关。然而，~6.4 keV的质心能量和SE周边附近增强的空间分布不利于这种情况。由于~6.4 keV的发射区与分子云相吻合，我们提出了另一种可能性，即Fe线是由于局部加速质子（LECRp）与周围分子云相互作用而使中性Fe的K壳层电离。这两种可能性，加热喷出物或LECRp的起源，讨论了观测事实的基础上。
2015-12-14 astro-ph.HE
The Post-impact Evolution of the X-ray Emitting Gas in SNR 1987A Viewed by XMM-Newton
自1996年以来，SN 1987 A驱动的冲击波一直与致密的星周物质相互作用，这为我们研究新生超新星遗迹（SNR）的早期演化提供了一个独特的机会。基于2007 - 2019年的XMM-Newton RGS和EPIC-pn X射线观测数据，研究了SNR 1987 A中X射线发射气体的撞击后演化。热等离子体由温度为$\sim0.6$ keV和$\sim2.5$ keV的两个非平衡电离分量表示。低温等离子体的密度为$\sim2400$ cm $^{-3}$，这可能是由赤道环（ER）内的低密度气体主导的。密度为$\sim550$ cm $^{-3}$的高温等离子体主要由H II区和环外高纬度物质组成。在过去的几年中，低温等离子体的发射量一直在下降，这表明冲击波已经离开了主ER。但冲击波仍在向高纬气体中传播，导致高温排放量不断增加。在此期间，N，O，Ne和Mg的平均丰度被发现是下降的，这可能反映了不同的化学成分之间的两个等离子体成分。我们还检测到的Fe K线在大多数的观测，表现出增加的通量和质心能量。我们解释的Fe K线作为从第三个热的组件，这可能来自反射的冲击加热的气体或源于富铁喷出物团块，冲击的反向冲击。
2021-05-20 astro-ph.HE
Detection of multiple velocity components in partially overlapping emitting regions
由于以不同速度移动的半透明特征的重叠，从具有光学薄连续发射的演化物体（例如相对论喷流或膨胀的超新星壳）的多历元天文图像中进行的速度测量可能会混淆。多尺度小波分解可以有效地应用于识别和跟踪这样的重叠特征，只要它们各自的结构响应可以在用于分解的空间尺度上分离。我们开发了一种新的方法，结合堆叠的互相关与基于小波的图像分割和评价（WISE）技术的二维结构的分解，分离和跟踪重叠的演变功能的主导空间响应。该方法进行了测试的一组模拟图像的分层相对论性喷流，证明了稳健的检测速度更快的脊柱和更慢的鞘速度。该方法适用于多历元图像从MOJAVE调查，揭示了两个不同的超光速流内的射流在3C 273和加速的流动在3C 120。该方法可以应用于密集监测的对象与复合结构的演变，如秒差距尺度的喷流在M87或严重解决膨胀的超新星壳。
2016-01-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
