Near-Infrared Spectroscopy of Young Galactic Supernova Remnants
年轻的银河系超新星遗迹（SNRs）是我们可以近距离观测超新星喷出物及其与星周/星际介质相互作用的场所。因此，它们提供了一个探索爆炸和大质量恒星演化的最后阶段的机会。近红外（NIR）发射线在信噪比主要来源于冲击致密材料。在冲击SN喷出物中，重离子的禁戒线突出，而在冲击拱星/星际介质中，[Fe II]和H2线突出。[Fe II]线在两种介质中都很强，因此[Fe II]线图像为SNR的NIR研究提供了一个很好的起点。在[Fe II]线中检测到大约20个SNR，其中一些已经在NIR光谱中进行了研究。我们将回顾近红外[Fe II]观测的信噪比，并介绍我们最近的近红外光谱研究的年轻的核心崩溃SNR Cas A，我们检测到强[P II]线。
2016-12-29 astro-ph.GA
Identification of Ambient Molecular Clouds Associated with Galactic Supernova Remnant IC443
银河系超新星遗迹（SNR）IC 443因其与分子云的相互作用而成为研究最多的核心坍缩SNR之一。然而，与IC 443相互作用的环境分子云尚未得到彻底研究，并且仍然知之甚少。利用五院射电天文台14米望远镜，在12 CO J=1-0和HCO+ J=1-0谱线上，获得了IC 443 ~ 1° \times 1°区的全采样图。除了先前已知的速度范围v_lsr = -6到-1 km/s的分子云（-3 km/s云）外，我们的观测还揭示了两种新的环境分子云成分：v_lsr = -8到-3 km/s的小（~ 1 '）亮云（SC）和v_lsr = +3到+10 km/s的扩散云（+5 km/s云）。我们的数据还揭示了IC 443中冲击分子气体的详细运动学，但本文的重点是冲击团块和周围云成分之间的物理关系。我们发现强有力的证据表明，SC与休克团块。这是支持的位置重合的SC与休克团块和其他示踪剂的冲击。此外，一些受冲击的团块的运动学特征表明，这些是在SNR冲击的影响下从SC烧蚀的材料。SC被解释为母体分子云的致密核心，这些分子云在祖星或其附近恒星的超新星前演化的破坏中幸存下来。我们认为，扩大SNR冲击，现在正在影响一些剩余的核心和气体被烧蚀和加速生产的冲击分子气体。速度为+5 km/s的云的形态表明与IC 443有关。另一方面，-3 km/s的云没有显示出相互作用的证据。
2012-02-21 astro-ph.GA
Observations of Multiphase, High-Velocity, Shocked Gas in the Vela Supernova Remnant
本研究利用哈勃望远镜存档光谱分析船帆座超新星遗迹的高速受激气体，推导气体物理参数，明确不同电离态气体的空间分布，证实星际介质的高度非均匀性。
2023-10-09 astro-ph.GA
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 astro-ph.GA
Cosmic ray induced ionisation of a molecular cloud shocked by the W28 supernova remnant
宇宙射线是星际介质演化的重要组成部分，因为它们主导了致密分子气体的电离，而恒星和行星正是在这些气体中形成的。然而，由于它们被银河系磁场有效地散射，许多问题仍然悬而未决，例如它们到底在哪里被加速，它们的原始能谱是什么，以及它们如何传播到分子云中。在这项工作中，我们提出了新的意见，并详细讨论了一种方法，使我们能够测量宇宙射线电离率接近W28超新星遗迹的分子云。为了进行这些测量，我们使用CO，HCO $^+$，和DCO $^+$毫米线观测，并将它们与辐射转移和远离化学平衡的化学模型的预测进行比较。CO观测使我们能够约束密度，温度和柱密度对每个观察到的位置，而DCO $^+$ /HCO $^+$丰度比为我们提供了电子分数的约束，因此，对宇宙射线电离率。在靠近超新星遗迹的位置，我们发现宇宙射线电离率（$\gtrsim100$）比标准星系云大得多。相反，朝向位于更大距离的一个位置，我们得到标准宇宙射线电离率。总的来说，这些观测结果支持了在该地区观测到的$γ$射线具有强子起源的假设。此外，根据CR扩散估计，我们发现，电离的气体可能是由于$0.1 -1$ GeV的宇宙射线。最后，这些观测结果也与宇宙线扩散的全球图像一致，其中宇宙线群体的低能尾部比高能对应物扩散的距离更小。
2014-07-03 astro-ph.GA
Ortho-to-Para Ratio Studies of Shocked H2 Gas in the Two Supernova Remnants IC 443 and HB 21
我们对两颗超新星遗迹IC 443和HB 21中的冲击氢气体进行了近红外（2.5-5.0 μm）光谱研究，这两颗超新星遗迹因与附近分子云的相互作用而闻名。观测是用AKARI卫星上的红外照相机进行的。在7000 K <= E（v，J）<= 20000 K的能量范围内，IC 443中的冲击H2气体显示出2.4+0.3-0.2的邻对比（OPR），这明显低于平衡值3，表明存在非平衡OPR。HB 21中的冲击气体也表明潜在的非平衡OPR在1.8-2.0的范围内。能级布居可用具有单一OPR的幂律热混合模型来描述，温度积分范围为1000-4000 K。我们得出的结论是，所获得的非平衡OPR可能来源于解离J-冲击的重整H2气体，考虑到几个因素，如冲击组合的要求，线比，和的可能性，H2气体可以形成与非平衡OPR的晶粒。我们还研究了C-冲击和部分解离J-冲击的起源的非平衡OPR。然而，我们发现，它们是不相容的，所观察到的离子发射线的解离J-冲击需要解释。如果解离J冲击是H2发射的原因，那么H原子在晶粒表面上的碰撞能的差异将导致IC 443和HB 21的OPR之间观察到的差异。我们的研究表明，解离J冲击可以使冲击H2气体具有非平衡OPR。
2012-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Emission Measures and Emission-measure-weighted Temperatures of Shocked ISM and Ejecta in Supernova Remnants
超新星遗迹演化模型的一个目标是将超新星爆炸和祖星的基本参数与超新星遗迹的当前状态联系起来。SNR热等离子体的特征在于其所观察到的X射线谱，其中产生电子温度，发射测量和丰度。根据它们的亮度，可以测量由SNR正向冲击、反向冲击或两者加热的等离子体的性质。目前的工作利用的模型是球对称的。一维流体动力学模拟进行SNR的演变之前，发病的辐射损失。从这些，我们得到无量纲的排放措施和排放措施加权温度，我们提出这些量的函数缩放SNR时间的拟合公式。这些模型允许一个推断SNR爆炸能量，拱星介质密度，年龄，喷出物质量和喷出物密度分布从SNR观测。新的结果被纳入SNR建模代码SNRPy。该代码被证明与应用程序的三个历史信噪比：开普勒，第谷和SN 1006。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiple gas phases in supernova remnant IC 443: mapping shocked H$_2$ with VLT/KMOS
超新星及其残余物向周围的星际介质（ISM）提供能量反馈，ISM通常以多种气相分布。其中，温暖的分子氢（H $_2$）往往占主导地位的冲击分子ISM，这已被观察到与H $_2$发射线在近红外波长的冷却。然而，这些研究要么局限于窄滤波器成像，要么局限于角度分辨率相对较差的稀疏采样中红外光谱观测。在这里，我们提出了近红外（$H$ -和$K$ -波段）光谱镶嵌观测对超新星遗迹（SNR）IC 443的A，B，C和G区域，与K波段多目标光谱仪（KMOS）板载甚大望远镜（VLT）。我们检测到20振转跃迁的H $_2$，一个H线（Br $γ$），和两个[Fe II]线，占主导地位的宽带图像在两个$H$ -和$K$ -带。H $_2$品系在所有区域的空间分布在从$\sim 0.1$ pc到$\sim 0.008$ pc的尺度上是聚类的。H $_2$的拟合激发温度在1500 ~ 2500 K之间，表明这些区域存在暖激波气体。多气相对比显示，各区域均存在分层激波结构，解释了同一区域多种类型激波共存的现象。最后，我们用光谱数据验证了先前在这些区域发现的年轻恒星的候选者，发现它们都与年轻恒星无关。这对先前提出的IC~443中SNR冲击触发恒星形成的方案提出了挑战。
2022-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Imagery and UV Spectroscopy of the LMC Supernova Remnant N103B Using HST
我们目前的HST/WFC 3多波段图像的N103 B，在大麦云的Ia型超新星的遗迹，以及HST/COS紫外光谱的最亮的辐射冲击区。图像显示了广泛的形态和相对发射线强度，从光滑的巴尔默线为主的碰撞无冲击，由于主爆炸波，cluerous辐射冲击丝由于二次冲击密度增强。COS的数据显示，尽管沿这条视线有中等程度的消光，但FUV谱线发射很强。我们使用COS数据与以前的光谱，以约束冲击条件和完善的丰度分析，发现丰度典型的本地星际介质内的不确定性。在假设被冲击的物质是从超新星爆发前的系统中脱落的情况下，这一发现限制了该物质的任何显著富集，从而限制了可能是单简并Ia型超新星的非简并恒星。
2020-08-27 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of the Gamma-Ray Supernova Remnant RX J1713.7-3946: Discovery of Shocked Molecular Cloudlets and Filaments at 0.01 pc scales
RX J1713.7-3946是一个独特的核心塌陷SNR，除了与星际气体云的相互作用外，它还发射出由宇宙射线引起的明亮的TeV伽马射线和同步加速器X射线。我们在这里报告的结果ALMA $^{12}$ CO（$J$ = 1-0）对西北壳的SNR的观测。我们新发现了三种分子复合物，它们由几十个冲击分子云和细丝组成，典型半径为$\sim$ 0.03-0.05 pc，密度为$\sim$ $10^4$ cm $^{-3}$。这些云团和暗条不仅位于同步加速器X射线暗条附近，而且还位于X射线热点附近，具有月或年尺度的时间变化。我们认为，X射线热点所产生的冲击云的相互作用，通过磁场放大到mG。$\sim$ $10^5$的ISM密度对比，分子云和$\sim$ 0.1 cm $^{-3}$的低密度扩散介质的共存，与这样的磁场放大以及风泡情景一致。考虑到云表面和云内部的磁场放大作用，云的小尺度结构也会影响强子γ能谱。
2020-11-11 astro-ph.GA 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
Destruction of the interstellar dust by a supernova
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）
研究超新星残骸中星际尘埃的破坏机制，探讨气体密度和金属licity对尘埃破坏的影响，发现不同环境下尘埃破坏存在快速完全和渐进弱化两种模式，指出尘埃冷却抑制破坏并提出尘埃质量与金属licity的线性关系。
2026-04-09 astro-ph.GA
Investigating solid-state CH3OH formation with chemical modelling
Leiden University（莱顿大学）；Universität Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；Universidad Nacional de Colombia（哥伦比亚国立大学）
研究通过化学建模探讨了星际冰中甲醇形成过程中自由基-分子H原子抽象反应的作用，并提出H2CO/CH3OH比值可作为诊断工具。
2025-09-26 astro-ph.GA
The mass, location and heating of the dust in the Cassiopeia A supernova remnant
我们的热尘埃排放模型加热的尘埃颗粒由同步辐射和粒子碰撞，在适当的条件下，四个不同的冲击和未冲击的气体成分的仙后座A（Cas A）超新星遗迹（SNR）。通过拟合得到的光谱能量分布（SED）所观察到的SNR尘埃通量，我们确定所需的尘埃质量在每个组件。我们发现，所观察到的SED可以再现$\sim 0.6 \, {\rm M_\odot}$的硅酸盐颗粒，其中大部分是在未经冲击的喷出物和加热的同步辐射领域。位于X射线发射反向冲击波和爆炸波区域的较温暖的尘埃有助于较短波长的红外发射，但只占总尘埃质量的一小部分。碳粒最多可以构成总尘埃质量的$\sim 25 \%$。结合气体质量的估计，我们得到的灰尘，气体质量比为每个组件，这表明在喷出物的冷凝效率高，和冲击喷出物团块中的灰尘是很好的保护，从破坏溅射在反向冲击。
2019-02-05 astro-ph.GA
Negative and Positive Feedback from a Supernova Remnant with SHREC: A detailed Study of the Shocked Gas in IC443
超新星遗迹（SNRs）对星系的恒星形成和演化起着重要的调节作用.当它们膨胀到星际介质（ISM）中时，它们传递了大量的能量和动量，这些能量和动量取代、压缩和加热了周围的物质。尽管在星系演化模型方面做了大量的工作，但分子ISM在多大程度上受到SNRs相互作用的影响仍有待观测验证。我们利用ESO-ARO公共光谱巡天SHREC的第一批结果，研究了SNR IC 443与邻近分子团簇G之间的激波相互作用。我们使用SHREC获得的高灵敏度SiO（2-1）和H $^{13}$ CO $^+$（1-0）图，以及Yebes天文台40米望远镜获得的SiO（1-0）观测数据。我们发现，大部分的SiO发射是由IC 443和G团之间的激波相互作用引起的。冲击气体显示出良好的有序运动学结构，与速度蓝移相对于SNR的中心速度，类似于观察到的其他SNR云相互作用网站。激波压缩使分子气体密度n（H $_2$）提高到$>$ 10 $^5$ cm $^{-3}$，比周围气体密度高10倍以上，与点燃恒星形成所需的数值相似。最后，我们估计高达50%的由IC 443注入的动量被转移到相互作用的分子材料。因此，分子ISM可能代表了一个重要的动量载体在网站的SNR云的相互作用。
2022-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is HESS J1912+101 associated with an old Supernova Remnant?
HESS J1912+101是一个壳状的TeV源，在多波长方面没有明确的对应物。利用CO和Hi数据，我们发现VLSR +60 km/s分子云（MCs）与激波分子气体和高速中性原子壳层一起向HESS J1912+101方向聚集.在12 CO（J=1-0和J=3-2）数据中所观察到的VLSR~+80 km/s范围内的显著翼剖面，以及VLSR~ +100 km/s范围内高速膨胀的Hi壳层，相对于静止气体表现出显著的红移增宽。这些特征为该地区的大规模扰动提供了令人信服的证据。我们认为，冲击MC和高速Hi壳可能来自一个古老的超新星遗迹（SNR）。根据Hi自吸收方法估计到SNR的距离约为4.1 kpc，这导致~（0.7-2.0）x10 e5年的残留物的物理半径为29.0 pc，膨胀速度>40 km/s。+60 km/s的MCs和扰动气体确实与明亮的TeV发射相吻合，支持它们之间的物理联系。自然地，壳状TeV辐射来自于来自SNR的加速强子与周围高密度分子气体之间的相互作用所产生的中性π介子的衰变。
2017-07-31 astro-ph.GA
Temporal Variability of Interstellar Na I Absorption Toward The Monoceros Loop
我们报告的第一个证据的时间变化的星际钠I吸收HD 47240，这背后的麒麟座圈超新星遗迹（SNR）。从这条视线上对8年多时期的基特峰Coudé馈送光谱进行分析，发现在这些光谱中观测到的柱密度和高速气体成分的中心速度都有显着变化。考虑到HD 47240的$\sim$ 1.3 mas yr $^{-1}$自行和1.6 kpc的SNR距离，这种变化意味着SNR壳层内的$\sim$ 10 AU波动。在船帆座超新星遗迹中也有类似的变化，这表明超新星遗迹气体的膨胀与观测到的变化之间存在联系。我们推测的潜在性质，所观察到的变化对HD 47240的背景下，不断扩大的残余气体与周围的ISM相互作用。
2016-03-02 astro-ph.GA
X-ray Emission from Strongly Asymmetric Circumstellar Material in the Remnant of Kepler's Supernova
开普勒的超新星遗迹是由热核爆炸产生的，但与从祖系统中丢失的星周物质（CSM）相互作用。我们描述了一种统计技术，用于隔离X射线发射由于CSM从由于冲击喷出物。受冲击的CSM与{ \sl Spitzer}观测到的24 $μ$ m发射位置吻合得很好。我们发现大多数CSM分布在明亮的北侧边缘，但也发现大量的浓度投射在遗迹的中心，大致沿着一个直径与位置角$\sim 100^\circ$。我们解释这作为一个磁盘的CSM分布在SN之前的证据，与观察者的视线大致在磁盘平面。我们提出了这种情况下的2-D流体动力学模拟，与观察到的CSM形态定性一致。我们的观察要求开普勒起源于一个有AGB伴星的密近联星系统。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far-Infrared Luminous Supernova Remnant Kes 17
本文介绍了利用AKARI和Spitzer卫星对超新星遗迹Kes 17的红外（IR; 2.5- 160 μ m）观测结果。我们首先检测到明亮的连续发射的西部壳在中红外和远红外波段连同其近红外分子线发射。我们还检测到隐藏的中红外发射后，在该地区的背景发射减去其南部壳。西壳的远红外光度约为8100 L太阳，这使得Kes 17成为少数几个具有显著远红外辐射的SNR之一。光谱能量分布的拟合表明存在两个尘埃成分：~ 79 K（热）和~ 27 K（冷），分别对应于~ 6.2 × 10 ^{-4} Msun和~ 6.7 Msun的尘埃质量。我们认为，热分量代表的灰尘排放的SNR扫到其西部和南部边界的材料，兼容的无线电连续辐射的分布重叠的中红外发射在西部和南部壳。另一方面，西壳层的近红外分子线辐射揭示了热（~ 2，000 K）的冲击致密分子气体的存在，这表明冷尘埃成分代表了与SNR和附近分子气体之间相互作用有关的尘埃辐射。分子气体的激发条件似乎与不同温度的激波、凝块混合气体的激发条件一致。本文讨论了西壳层冷尘埃明亮远红外辐射的三种可能来源：激波分子云团间介质中的尘埃辐射、被热气体吞没的分子云蒸发流中的尘埃辐射以及辐射激波照射的附近分子云的尘埃辐射。
2011-07-17 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of Gamma-Ray Supernova Remnant N132D in the Large Magellanic Cloud: Possible Evidence for Shocked Molecular Clouds Illuminated by Cosmic-Ray Protons
N132 D是大麦云星云（LMC）中最明亮的伽马射线超新星遗迹（SNR）。我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和阿塔卡马亚毫米望远镜实验对信噪比进行了$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现扩散CO排放不仅在南部边缘的SNR如先前所知，但也在X射线壳。我们空间分辨9分子云使用ALMA与$5''$的角分辨率，对应于$\sim$ 1 pc的空间分辨率在LMC的距离。典型的云大小和质量分别为$\sim$ 2.0 pc和$\sim$ 100 $M_\odot$。高强度的CO $J$ = 3-2 / 1-0 $> 1.5$的比例被视为朝向分子云，表明冲击加热已经发生。空间分辨X射线能谱显示，N132 D中心的热X射线不仅产生于分子云的后方，也产生于分子云的前方。考虑到在残骸中心的视线方向上没有与朝向一个分子云的前向激波相关的热分量，这表明，这一特殊的云被冲击波吞没，并位于残骸的近侧。如果强子过程是伽马射线发射的主要贡献者，那么被激波吞没的云就扮演了宇宙射线的目标角色。我们估计在N132 D中加速的宇宙射线质子的总能量为$\sim$ 0.5- $3.8 \times 10^{49}$ erg作为保守的下限，这与在银河伽马射线SNR中观察到的能量相似。
2020-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
Physical Properties of the Supernova Remnant Population in the Small Magellanic Cloud
超新星遗迹的X射线辐射是对其冲击等离子体状态的有力诊断。温度和发射量与爆炸能量、残余物的年龄和周围介质的密度有关。在这里，我们提出的小麦哲伦云的残余人口的研究结果。对残骸的X射线观测取得了进展，在小麦哲伦星系中采集了20个残骸样本，并测量了温度和排放量。我们应用球对称超新星遗迹演化模型，这组遗迹，估计年龄，爆炸能量，和星周介质密度。年龄分布得出的剩余出生率为$\sim$ 1/1200岁。能量和密度与对数正态分布拟合良好，平均值分别为1.6 $\times10^{51}$ erg和0.14 cm $^{-3}$，1 $σ$分散度的能量因子为1.87，密度因子为3.06。
2022-04-04 astro-ph.GA
Dynamics of a Supernova Envelope in a Cloudy Interstellar Medium
在三维轴对称模型中研究了云介质中超新星遗迹的演化与云的体积填充因子的关系。该模型包括超新星喷出的重元素（金属）的混合及其对辐射损失的贡献。超新星包层与星际介质云相的相互作用导致了超新星包层不同部分辐射相的不同时发生，而且平均来说发生得更早。体积填充因子$f$的增长导致包封过渡到辐射阶段的时间减少，包封的平均半径减小，这是由于包封在多云介质中的能量损失增加。当超新星包层中流体动力学不稳定性的发展是有效的时，超新星遗迹通过均匀或多云介质传播的热能下降为$E_t\sim t^{-2.3}$。当体积填充因子为$f\simgt 0.1$时，在超新星全球激波阵面的后方形成一个具有过剩动能和动量的层，它将空腔的热气捕获在超新星遗迹的中心部分。超新星喷出的金属也被包裹在残骸的中心区域，那里基本上保留了最初的（高）金属丰度。因此，超新星包层与云状星际介质的相互作用明显地改变了残骸中气体分布的动力学和结构。这影响了残骸的观测特性，特别是导致$T>10^5$ ~K气体的发射测量值和电离气体的速度色散的大幅波动。
2015-06-30 astro-ph.GA
Spitzer Observations of Molecular Hydrogen in Interacting Supernova Remnants
利用斯皮策IRS，我们已经获得了6个超新星遗迹（SNRs）的5至35微米的灵敏低分辨率光谱，这些超新星遗迹显示了冲击分子气体的证据：Kes 69，3C 396，Kes 17，G346.6-0.2，G348.5-0.0和G349.7+0.2。在所有残留物的激波前沿都检测到了明亮的纯氢分子旋转线，这表明激波与密集云层相互作用产生的辐射冷却。我们发现，在这些信噪比中，H2 S（0）-S（7）线的激发需要两个非离解激波分量：一个是通过密度为10^6 cm^-3的团块的速度为10 km/s的慢C激波，另一个是通过密度为10^4 cm^-3的介质的速度为40-70 km/s的快C激波。在温暖的冲击气体中的分子氢的邻-对-对位比通常被发现远小于LTE值，这表明这些SNR传播到冷的静止云。此外，共检测到Ar+，Ar++，Fe+，Ne+，Ne++，S++和Si+的13个原子精细结构跃迁。离子发射区在空间上与IRS狭缝内的分子发射区隔离。具有高出现电位的离子线的存在需要通过较低密度介质的更快的解离冲击的存在。IRS狭缝足够宽，以包括SNR之外的区域，这允许将来自残余物周围的扩散气体的发射与冲击发射分离。我们发现，在SNR外投射的扩散分子氢气被激发到100至300 K的温度，沿着视线的暖气体分数为0.5%至15%。
2009-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging of Four Galactic Supernovae Remnants in the Mid-Infrared, and their Interaction with the Interstellar Medium
我们根据银河遗产红外中面巡天非凡计划（GLIMPSE）得出的数据，提供银河系超新星遗迹（SNR）G001.0-00.1、G355.9-02.5、G355.6-00.0和W28的中红外（MIR）成像、测光和轮廓。所有的来源都显示了与星际介质（ISM）相互作用的证据，导致ISM中弯曲的锋面结构和明显的空洞。分析的光谱能量分布（SED）的I类年轻恒星对象（YSO）的西北相互作用区域内的W28，和SNR的边界内的恒星的密度，表明其中许多可能已被触发的SN事件。二维辐射转移模型允许我们约束的物理参数的来源。还值得注意的是，I类YSO的位置在G001.0-00.1的周边，靠近与SNR G355.9-02.5相关的额弧，表明恒星的形成也可能是由这些SNR触发的。最后，它被发现，MIR颜色的锋面结构出现一致的冲击激发的v = 0->0跃迁的H2，虽然它是可以想象的，多环芳烃（PAHs）的排放也可能发挥作用。如果后一种机制是相关的，那么它是可能的排放来自破碎较大的颗粒在正面地区，导致体积密度增加的PAH携带颗粒。
2010-06-22 astro-ph.GA
APEX observations of supernova remnants - I. Non-stationary MHD-shocks in W44
目的。超新星遗迹（SNRs）与分子云的相互作用产生了强烈的分子发射在远红外和亚毫米波长制度。应用MHD激波模型解释这条谱线的发射，可以获得有关超新星遗迹的能量和化学影响的有价值的信息。方法.本文介绍了APEX望远镜对超新星遗迹W 44中两个区域的CO（3-2）、（4-3）、（6-5）、（7-6）和~（13）CO（3-2）的新的成图观测。在五个不同的位置上提取了积分强度，对应于CO排放的局部最大值。积分强度与模型网格的输出进行比较，模型网格将MHD激波代码与基于大速度梯度近似的辐射转移模块相结合。结果所有提取的光谱显示环境和视线的组件，以及蓝移和红移的翅膀表示存在的冲击气体。基于激波模型只适用于明确跟踪激波加热气体的最高跃迁，我们发现观测到的CO谱线发射与非稳态激波和10^4 cm-3的激波前密度是一致的。模拟地震的年龄分布在\sim 1000年和\sim 3000年之间。发现W 44 F中的激波速度在20 - 25 km/s之间，而W 44 E中的快激波（30-35 km/s）和慢激波（\sim 20 km/s）与观测到的谱线能量图一致。在这两个区域中，垂直于视线的震前磁场强度分量的值在100和200 \muG之间。我们的最佳拟合模型使我们能够预测CO跃迁的完整阶梯，一个光束中的冲击气体质量以及动量和能量注入。
2014-07-31 astro-ph.GA
The Interaction of Supernova Remnant G357.7+0.3 with the Interstellar Medium
超新星遗迹（SNR）G357.7+0.3似乎对当地的星际介质（ISM）造成了相当大的破坏，导致了多个具有明亮边缘和彗星结构的云碎片的形成。我们调查五个这些地区使用中红外（MIR）成像和测光来自斯皮策太空望远镜（SST），以及测光来自2 MASS近红外全天空调查，中期科学实验（MSX），和多波段成像光度计斯皮策（MIPSGAL）调查的银河平面。值得注意的是，其中两个边缘显示了由冲击激发的H2跃迁发射的证据，而云的中心也显示了暗消光核心的证据，在明亮的发射边缘的轮廓中观察到。这些地核的消光水平被确定为AV ~ 17-26等，而密度n（HI）为~ 10^4 cm^（-3），质量在~40-100 Msun之间。结果表明，消光的波长依赖性可能是类似的Cardelli等人。和马丁& Whittet，但不同的Indebetouw等人的MIR消光趋势。I类年轻恒星对象（YSO）的分布意味着，他们中的许多人是物理上与云，并可能形成的云和SN风之间的相互作用的结果。这些恒星的光谱能量分布（SED）的确定，连同2-D辐射转移建模的连续被用来放置约束其属性。
2010-08-25 astro-ph.GA
Evolving Supernova Remnants in Multiphase Interstellar Media
利用三维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹在湍流中性原子星际介质中的演化。作为背景使用的介质与太阳邻域具有相同的特征，SNR的质量和能量与Ia型天体相似。我们的初始条件由稀释介质中的稠密云组成，模拟之间的主要差异是磁场的平均大小。我们测量了多达34个$\%$的磁能放大率，并生成了合成地图，说明了当通过不同的视线观察时，同一物体如何显示不同的表观几何形状和物理特性。
2019-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The influence of supernova remnants on the interstellar medium in the Large Magellanic Cloud seen at 20--600 $μ$m wavelengths
本文分析了大麦云云中超新星遗迹及其对环境的影响。我们使用{ \it Herschel}空间天文台获得的新观测结果和{ \it Spitzer}空间望远镜获得的档案数据，制作这些物体的第一个FIR图谱。SNR在FIR波长处不清楚可辨，但是它们的影响在尘埃质量和尘埃温度的地图中变得明显，我们通过将修改后的黑体拟合到每个视线中观察到的光谱能量分布来构建这些地图。大部分被观测到的尘埃都是先前存在的星际尘埃，其中有SNRs留下的印记。温度图清楚地揭示了SNR加热周围的灰尘，而质量图表明每个SNR去除3.7 $^{+7.5}_{-2.5}$ M $_{\odot}$的灰尘。这与其他人的计算结果一致，即大量的灰尘是由SNR溅射的。在尘埃被溅射而不仅仅是被推开的假设下，我们估计了由于信噪比导致的$0.037^{+0.075}_{-0.025}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的LMC中的尘埃破坏率，得出星际尘埃的平均寿命为$2^{+4.0}_{-1.3}\times10^7$ yr。我们的结论是，溅射的尘埃SNRs可能是一个重要的组成部分，在银河系演化的模型，超新星可能会破坏更多的尘埃比他们生产的，因此，他们可能不会在星系中的长期尘埃的净生产商。
2015-03-06 astro-ph.GA
Interstellar and Ejecta Dust in the Cas A Supernova Remnant
红外连续观测提供了一种手段，调查尘埃的物理成分的喷出物和扫起的介质中的Cas A超新星遗迹。使用低分辨率斯皮策IRS光谱（5 - 35 $μ$ m），和宽带赫歇尔PACS成像（70，100，和160 $μ$ m），我们确定特征尘埃光谱，与经历了不同的核燃烧历史的喷出物层。最明亮的光谱在$\sim9$和21 $μ$ m处具有较强的发射特征，并且与具有强Ar发射线的喷出物结密切相关。粉尘特征可以通过具有相对低的Mg与Si比率的硅酸镁颗粒来再现。另一个尘埃光谱与具有强Ne发射线的喷出物有关。没有任何硅酸盐特征的迹象，最适合Al $_2$ O $_3$粉尘。第三个特征尘埃光谱显示出与镁硅比相对较高的硅酸镁最匹配的特征。这些尘埃主要与发射X射线的冲击喷出物有关，但在预期有冲击星际或星周物质的区域也很明显。然而，尘埃成分的识别并不是唯一的，每个光谱都包括一个未知成分的额外无特征尘埃成分。成分不确定的冷尘埃与SNR内部的排放有关，那里的反向冲击尚未席卷并加热喷出物。Cas A中的大部分尘埃质量都与这种未识别的冷成分有关，它是$\lesssim0.1$ $M_{\odot}$。较暖的尘埃质量只有$\sim 0.04$ $M_{\odot}$。
2014-03-12 astro-ph.GA
Unveiling Vela -- Variability of Interstellar Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant III. Na D and Ca II K
2017年至2019年，南部非洲大型望远镜在船帆座超新星遗迹的方向上获得了15颗恒星的高分辨率光谱。本文讨论了星际Ca i H、K和Na i D线。特别是，线配置文件进行比较，在1993-1996年获得的Cha和Sembach的光谱分辨率的配置文件。其中10条视线显示了该视线中一个或多个组件的变化。变化包括在两次观测期间之间的二十年间径向速度的微小变化（1-2公里/秒）和（或）等效宽度的增加/减少。Ca-K线的变化比Na-D线的变化更明显。这些变化归因于超新星喷出物和周围星际介质之间相互作用所扰动的气体。典型的时间尺度可以是20-50年。如前所述，遗迹表面线剖面的小尺度变化表明，相互作用的线性尺度是目前遗迹40 pc大小的一小部分。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Spectroscopy of the Galactic Supernova Remnant G292.0+1.8: Structure and Composition of the Oxygen-Rich Ejecta
我们目前的中红外（5-40微米）光谱的冲击喷出物在银河系富氧超新星遗迹G292.0+1.8，获得与IRS光谱仪上的斯皮策太空望远镜。观测目标是G292.0+1.8中最明亮的富氧特征中的两个位置。从冲击喷出物中检测到[Ne Ⅱ] 12.8、[Ne Ⅲ] 15.5、36.0、[Ne V] 24.3和[O Ⅳ] 25.9的发射线。在G292.0+1.8中没有检测到来自较重物质如Mg、Si、S、Ar或Fe的可辨别的中红外发射。我们还检测到一个广泛的发射凸点之间的15和28微米的光谱中的辐射冲击富O喷出物在G292.0+1.8。我们认为，这一功能产生于无论是冲击加热Mg 2SiO 4（镁橄榄石）灰尘中的辐射冲击富O喷出物，或碰撞激发的多环芳烃的爆炸波的SNR。如果前一种解释是正确的，这将是G292.0+1.8中第一次对喷出物尘埃进行中红外探测。在G292.0+1.8周围的星周介质中，还从非辐射激波中检测到了一个无特征的尘埃连续体。这些结构的中红外连续谱很好地描述了一个双组分尘埃模型。热尘埃成分（质量约为0.002太阳质量）的温度约为115 K，而冷成分（> = 3太阳质量）的温度约为35 K。我们将热分量归因于G292.0+1.8星周激波中碰撞加热的尘埃，将冷分量归因于星周激波中硬FUV辐射加热的尘埃。我们的模型产生的中红外线强度与M（O）/M（Ne）~ 3、M（O）/M（Si）>~ 61和…
2009-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Large dust grains escaping from a supernova remnant
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（列别捷夫物理研究所，俄罗斯科学院）
本研究采用含尘埃摧毁的一维气体动力学模型，发现超新星遗迹晚期几乎所有存活尘埃颗粒都会逃逸，30千年时几微米颗粒逃逸/存活分数达0.7-0.8，10微米颗粒在1-100 cm⁻³介质中存活分数为0.5-0.3。
2026-10-15 astro-ph.GA
High-velocity interstellar absorption associated with the supernova remnant W28
本文通过分析O9型超巨星CD-23 13777的高分辨率光谱，发现与超新星遗迹W28相关的高速吸收成分，揭示激波速度至少为150 km/s，并证明该视线是研究W28与致密分子气体相互作用的独特探针。
2020-05-20 astro-ph.GA
Interstellar medium structure and the slope of the radio $Σ-D$ relation of supernova remnants
分析了星际物质密度分形结构对超新星遗迹射电表面亮度与直径关系参数值的影响。我们将密集ISM模型化为具有分形密度结构的分子云。SNR被建模为散布在建模ISM中的不同半径的球体。SNR的表面亮度由简单的关系式$Σ\propto ρ^{0.5}D^{-3.5}$以及参数化的更一般的形式$Σ\propto ρ^ηD^{-β_0}$计算。我们的研究结果表明，经验$Σ-D$的斜率比理论推导的斜率更陡，这可能部分地解释了SNR扩展到环境介质的分形结构。如果形成SNR的区域的密度较高，则$Σ-D$关系的斜率变陡。简单的几何效应与ISM的分形结构相结合，可以导致更陡的经验$Σ-D$斜率，特别是对于较老的遗迹，如果$Σ$对环境密度有更强的依赖性，这一点会更加明显。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The shocked molecular layer in RCW 120
风吹气泡或HII区域的膨胀导致在星际介质中形成激波，将周围的气体压缩成致密层。利用CO（6-5）和13 CO（6-5）谱线对RCW~120 PDR及附近的分子气体进行了空间分辨和速度分辨观测，发现了一个明亮的CO发射层，我们认为这与HII区膨胀导致的致密激波分子气体远离电离星有关。模拟气体密度和温度，以及亮度的几个CO和C+的发射线从PDR，我们发现合理的协议与观测值。分析气体运动学，我们揭示了大规模的冲击PDR和嵌入的原恒星和外流的几个密集的环境。当YSO周围的气体被外流驱散时，我们观察到激波层在CO（6-5）图和速度空间中是最规则的结构。
2022-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
NH$_3$(3,3) and CH$_3$OH near Supernova Remnants: GBT and VLA Observations
我们报告绿岸望远镜23.87 GHz NH $_3$（3，3），在五个超新星遗迹与分子云（G1.4 $-$ 0.1，IC 443，W 44，W51 C和G5.7 $-$ 0.0）相互作用的发射观测。观测结果显示出团簇气体的密度分布，在大多数情况下，$\sim3-4$，km，s $^{-1}$的窄线宽暗示着脉泽发射。甚大天线阵观测表明，36~GHz和44~GHz CH $_3$ OH脉泽发射占NH $_3$的72%，峰值位置朝向其中三个SNR。这种良好的位置相关性与每条线的激发所需的高密度一致。通过这些观察，我们已经表明，CH $_3$ OH和NH $_3$，脉泽发射可以用作超新星遗迹冲击的高密度气体团块的指标，并提供密度估计。NH $_3$（3，3）发射的光学深度的建模进行了比较，CH $_3$ OH，约束的聚团的密度为一个典型的密度的顺序$10^5$ ~cm $^{-3}$的同空间脉泽。人们发现，具有这种密度的气体区域存在于非常接近SNR冲击波阵面的冲击后气体中，并且可能与宇宙射线通过中性π衰变产生γ射线发射的地点有关。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Far-infrared [O III] and [O I] Observations of Dense CO-knots in the Supernova Remnant Cassiopeia A: Multi-phase Ejecta
超新星遗迹中密集、快速移动的喷出物结是分子和尘埃形成的主要场所。我们目前的SOFIA远红外光谱仪FIFI-LS观测Cas A中的富CO结，覆盖了北部壳的~1平方弧分区域，在[O III] 52和88微米和[O I] 63微米线。FIFI-LS谱表明，[O III]和[O I]的谱线轮廓与Herschel PACS [O III]和CO谱线轮廓相似。我们发现，[O III]地图显示非常不同的形态比[O I]地图。[O III]图显示了弥散的大尺度结构，两条[O III]线的比率表明在所绘制的区域内存在密度范围为500 - 10，000/cm ^3的气体。相反，[O I]图显示与密集的富CO结相关的明亮发射。63微米的[O I]线描绘了冷却的、致密的冲击后喷出物气体。我们发现，IR占主导地位的[O III]发射是从后冲击气体的基础上，其形态，高柱密度，和速度分布。我们描述了多相喷出物结，一生的团块，和生存的年轻超新星遗迹的尘埃。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep Near-Infrared [Fe II]+[Si I] Emission Line Image of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了一个长曝光（~10小时）的超新星（SN）残余仙后座A（Cas A）的图像与UKIRT的3.8米望远镜使用窄带滤波器中心在1.644微米的排放。通带包含[Fe II] 1.644 μ m和[Si I] 1.645 μ m线，我们的“深[Fe II]+[Si I]图像”提供了前所未有的Cas A全景图，以亚弧秒（~0.7弧秒或0.012 pc）分辨率显示了冲击和未冲击的SN喷出物以及冲击的星周介质。未受冲击的SN喷出物的漫射发射具有团块、细丝和弧的形式，并且它们的空间分布与Spitzer [Si II]红外发射的空间分布很好地相关，这表明发射可能是由于[Si I]线而不是像在受冲击的材料中那样的[Fe II]线。Cas A的光学不可见的西部区域的结构首次被清楚地看到。该地区充满了许多准固定絮凝体（QSF）和破碎的喷出物壳的碎片。我们认为，在这个地区的异常无线电特性可能是由于这种密集的团块的数量增加。我们在[Fe II]+[Si I]深图像中识别了309个结，并将其分为QSF和快速移动结（FMK）。QSF的H+He总质量约为0.23 Msun，这意味着在祖先的红超巨星风中，致密团块的质量分数为4- 13%。QSF的空间分布表明，在SN爆炸前$10^4$-$10^5$年，存在高度不对称的质量损失。发射[Fe II]谱线的致密铁喷射物的质量约为3 x $10^{-5}$ Msun。…
2018-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle acceleration in interstellar shocks
本文介绍了星际介质中粒子加速过程的基本原理，其基本理论基础是费米机制理论。更具体地说，本文详细介绍了一阶费米加速过程--也称为扩散冲击加速（DSA）机制。在这种情况下，加速是由星际（IS）冲击波引起的。这些IS冲击主要与发射星云（HII区，行星状星云和超新星遗迹）有关。在所有类型的发射星云中，最强的激波与超新星遗迹（SNRs）有关。由于这一事实，它们还提供了最有效的方式来加速ISM粒子成为{高能粒子}，即~宇宙射线（CRs）。因此，审查的重点是在超新星遗迹的强冲击波的粒子加速。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of Shocked Molecular Clouds Associated with the Shell-Type Supernova Remnant RX J0046.5$-$7308 in the Small Magellanic Cloud
RX J0046.5 $-$ 7308是一颗位于小麦哲伦星云（SMC）的壳型超新星遗迹。我们使用Mopra和Atacama亚毫米望远镜实验对SNR进行了新的$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现了八个分子云（A-H）沿X射线壳层的SNR。典型的云大小和质量分别为$\sim$ 10-15 pc和$\sim$ 1000-3000 $M_{\odot}$。X射线壳层有轻微的变形，在西南壳层有最亮的峰，那里有两个分子云A和B。四个分子云A、B、F和G具有高强度比的$^{12}$ CO（$J$ = 3-2）/ $^{12}$ CO（$J$ = 1-0）$> 1.2$，这不能归因于任何已识别的内部红外源或高质量恒星。HI腔及其膨胀运动被发现朝向SNR，这可能是由来自大质量祖星的强烈恒星风造成的。我们认为$V_\mathrm{LSR} = 117.1$-122.5 km s $^{-1}$风吹空腔内的分子云A-D、F、G和HI云与SNR有关。X射线光谱揭示了$26000^{+1000}_{-2000}$ yr的动力学年龄和$\gtrsim 30$ $M_{\odot}$的前身质量，这也与提出的设想一致。我们确定的物理条件的巨大分子云LIRS 36 A使用大速度梯度分析与档案数据集的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列;运动学温度为$72^{+50}_{-37}$ K和分子氢的数密…
2019-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
A detailed study of non-thermal X-ray properties and interstellar gas toward the γ-ray supernova remnant RX J1713.7-3946
我们对壳型甚高能γ射线超新星遗迹RX J1713.7-3946的0.4-12 keV朱雀X射线数据进行了谱分析。这项分析的目的是在高达2弧分的高角分辨率下估计详细的X射线光谱特性，并将它们与星际气体进行比较。X射线光谱是非热的，用于计算吸收柱密度、光子指数和吸收校正的X射线通量。光子指数从2.1到2.9变化很大。结果表明，X射线强度与光子指数有很好的相关性，特别是在西部地区，相关系数为0.81。当色散比较大时，X射线强度随平均星际气体密度的增加而增加。光子指数小于2.4的最硬光谱位于信噪比中心10弧分之外，从北到东南（约430弧分^2）和从西南到西北（约150弧分^2）。前一个区域显示出低的星际气体密度，而后一个区域显示出高的星际气体密度。我们目前的讨论可能的情况下，解释的光子指数的分布及其与星际气体的关系。
2014-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unveiling Vela - Time Variability of Interstellar Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant II. Na D and Ca II
在2011年至2012年期间进行的一项调查中，船帆座超新星遗迹方向的星际Na I D线轮廓，一些视线显示出相对于Cha & Sembach报告的1993年至1994年的轮廓，低速吸收成分发生了显着变化。HD 63578、HD 68217和HD 76161在1993年至2012年期间强度大幅下降。HD 68217和HD 76161与船帆座SNR相关，而HD 63578与$γ^2$ Velorum风泡相关。在这里，我们提出了高光谱分辨率观测的钙II K线获得的南部非洲大望远镜（SALT）对这三颗恒星随着同时观测的Na I D线。这些新的光谱证实了Na D星际吸收在1993-1994年和2011-2012年之间急剧减弱，但首次显示Ca II K线在1993-1994年和2015年之间没有变化。Na D和Ca II K线吸收线行为之间的这种显着对比是一个关于气体的谜题，可能受到SNR流出和$γ^2$ Velorum风的影响。
2017-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulations of Supernova Remnant Evolution in a Cloudy Interstellar Medium
超新星遗迹的混合形态类具有中心峰值X射线发射以及射电发射的壳状形态。怀特和朗提出，这些残留物是在多云介质中演化的，其中云一旦被膨胀的冲击波淹没，就会通过热传导蒸发。他们的分析模型对温度、密度和发射轮廓以及冲击演化进行了详细的预测。我们提出了二维和三维的数值流体动力学模型，包括热传导，测试的白色和长模型，并提出结果的演变和排放的残余物在多云介质中演变。我们发现，虽然White & Long模型的某些一般结果成立，例如残余物扩展的方式和X射线表面亮度分布的平坦化，但在细节上存在实质性差异。特别是，我们发现，X射线的光度是由早期的冲击云气体的排放为主，导致一个明亮的峰值，然后下降，蒸发变得更加重要。此外，云间气体的热传导效应（不包括在White & Long模型中）是重要的，并导致X射线亮度分布进一步平坦化以及X射线发射温度降低。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interaction between the Supernova Remnant HB 3 and the Nearby Star-Forming Region W3
我们对超新星遗迹HB 3进行了CO谱线的毫米波观测.在SNR HB 3和附近的W3复合体之间的接合区域检测到约-45 km s^-1的大量分子气体。这些分子气体沿着残骸的射电连续壳分布。此外，由线翼展宽特征所指示的激波分子气体也分布在射电壳层及其内部，通过形态学对应和动力学证据，我们证实了SNR HB 3与-45 km s^-1分子云（MC）的相互作用，实质上是与附近的H II区/MC复合体W3的相互作用。红移线翼增宽特征表明残留物位于MC的近侧。有了这种关联，我们可以将残骸放置在与W3/W 4复合体相同的距离，即1.95 +- 0.04 kpc。聚集的年轻恒星候选对象（YSOc）的空间分布显示出与残余物相关的冲击分子带。我们还发现了一个位于投影范围内-51.5 km s^-1附近的CO双星团（l = 132.94 deg，b = 1.12 deg），它与显著的中红外辐射有关。双星系统也有一个类似于相互作用星系潮汐尾的尾部结构。根据CO发射谱线的分析，该双星系统中较大的团簇是稳定的，而较小的团簇受到明显的扰动。
2016-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction of planetary nebulae, Eta-Carinae and supernova remnants with the Interstellar Medium
行星状星云（PN）、超新星遗迹（SNR）和船底座η星的图像是由三种不同的物理过程形成的。第一个过程是壳层的膨胀，在球壳的情况下可以用正则运动定律来模拟，在星际介质中存在密度梯度时可以用动量守恒来模拟。模拟的质量沿着一个方向以及沿着许多方向引入。第二个过程是粒子从前进层辐射的扩散。分析了球的三维扩散、一维漂移扩散和一维随机游动扩散。第三个过程是通过沿视线的积分运算合成图像。该框架被应用到三个PN，这是A39，环形星云和蚀刻沙漏星云MyCn 18，混合对象Eta-Carinae，和两个SNR，这是SN 1993 J和SN 1006。在所有考虑的情况下，仔细比较观察到的和理论的配置文件的强度。
2012-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolutionary Models for 43 Galactic Supernova Remnants with Distances and X-ray Spectra
超新星遗迹（SNR）的X射线发射是对受冲击等离子体状态的有力诊断。冲击气体的温度（kT）和发射量（EM）与爆炸能量、信噪比年龄和周围介质的密度有关。SNRs的X射线观测的进展导致了银河系SNRs与测量的kT和EM值的重要样本。我们应用球对称SNR演化模型的一组新的43 SNR估计年龄，爆炸能量，和星周介质密度。年龄分布产生SNR出生率。能量和密度与对数正态分布很好地拟合，具有宽分散性。两个发射分量的SNR用于区分均匀ISM和星风环境的SNR模型。我们发现Ia型信噪比与恒星风环境是一致的。列入恒星风信噪比模型有显着的影响估计寿命和爆炸能量的信噪比。这减少了估计的SNR出生率和银河系的SN率之间的差异。
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The interstellar medium in young supernova remnants: key to the production of cosmic X-rays and $γ$-rays
我们回顾了最近的进展，阐明高能辐射和星际介质（ISM）之间的关系，在年轻的超新星遗迹（SNRs）的年龄为$\sim$ 2000年，特别是集中在RX J1713.7 $-$ 3946和RCW 86。这两个SNR都发射出强烈的非热X射线和TeV的$γ$射线，它们包含了星际气体的聚集分布，其中包括原子和分子氢。我们发现，冲击云的相互作用提供了一个可行的解释之间的空间相关性的X射线和ISM。在这些相互作用中，超新星冲击波击中了典型的pc级致密核心，产生了高度湍流的速度场，将磁场放大到0.1-1 mG。这种放大会导致团簇周围的非热同步辐射增强，而宇宙射线电子不会穿透团簇。因此，非热X射线在pc尺度上表现出与ISM相似的空间分布，而在亚pc尺度上它们是负相关的。这些结果预示了强子$γ$射线可以从致密核中发射出来，导致了$γ$射线和ISM之间的空间对应。目前的pc尺度分辨率的$γ$射线观测是太低，解决这种对应关系。未来使用切伦科夫望远镜阵列进行的$γ$射线观测将能够解析亚pc尺度的$γ$射线分布，并为这些宇宙$γ$射线的起源提供线索。
2021-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
SNR 0104-72.3: A remnant of Type Ia Supernova in a Star-forming region?
本文报道了我们对小麦哲伦星云（SMC）中超新星遗迹（SNR）0104-72.3的110 kS钱德拉观测。X射线形貌显示，沿西北-东南方向有两个突出的裂片，东部有一个柔和的微弱弧形。先前的低分辨率X射线图像将东南叶的未解析发射归因于Be/X射线星。我们的高分辨率钱德拉数据清楚地表明，这种发射是扩散的，冲击加热的等离子体，可以忽略不计的X射线发射从Be星。东部的弧在位置上与光学和红外观测中看到的灯丝重合。它的X射线光谱与正常SMC丰度的等离子体非常吻合，表明它来自受冲击的环境气体。叶的X射线光谱显示过量的铁，这被解释为发射从反向冲击富铁喷出物。瓣和弧的整体频谱特性类似于Ia型SNR，并且我们提出SNR 0104-72.3是SMC中稳健候选Ia型SNR的第一种情况。另一方面，残骸似乎与东边的稠密云层相互作用，并与附近的恒星形成区有关。这些特征对于标准Ia型SNR是不寻常的。我们的研究结果提出了一个有趣的可能性，即SNR 0104-72.3的祖先可能是一个相对年轻的白矮星。
2011-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the coherence scale of the interstellar magnetic field using TeV gamma-ray observations of supernova remnants
银河系的宇宙射线（CR）被认为是在超新星遗迹（SNR）的冲击加速。在强子的情况下，TeV的伽马射线发射从SNRs起源于衰变的π介子，产生于星际气体和CR的碰撞。使用CR-磁流体动力学模拟，我们表明，磁密度依赖的冲击加速是能够重现所观察到的TeV伽马射线形态的SNR，如船帆座小。和SN 1006单独通过改变磁性形态。这意味着伽马射线亮区是由准平行激波（即，当冲击波以与上游磁场成窄角度传播时），已知这能有效地加速CR质子，并且伽马射线暗区指向准垂直冲击波配置。模拟的伽马射线形态与观测结果的比较，使我们能够限制船帆座周围的磁相干尺度$λ_B$。以及SN 1006分别对应于$λ_B \simeq 13_{-4.3}^{+13}$ pc和$λ_B >200_{-10}^{+80}$ pc，其中SN 1006的环境磁场与大部分均匀一致。我们发现一致的纯强子和混合强子轻子模型，既再现多频谱从无线电TeV的伽马射线和匹配所观察到的伽马射线形态。最后，为了捕捉信噪比激波在云团星际介质中的传播，我们用数值模拟和解析方法研究了激波与稠密云团的相互作用。我们构建了一个解析的伽玛射线模型的核心崩溃SNR通过结构化星际介质传播，并表明伽玛射线光度只有30%的偏差为现实的参数。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Polycyclic aromatic hydrocarbon processing in interstellar shocks
背景：多环芳烃似乎是一种普遍存在的星际尘埃成分，但冲击波对它们的影响从未得到充分研究。目的：为了研究星际激波中高能（~0.01-1 keV）离子（H、He和C）和电子碰撞对多环芳烃（PAH）的影响，我们计算了在50-200 km/s的星际激波中，离子-PAH和电子-PAH的核力和电子相互作用。结果如下：星际多环芳烃（Nc = 50）在速度大于100 km/s的冲击中无法生存，而更大的多环芳烃（Nc = 200）在速度大于/等于125 km/s的冲击中会被破坏。对于~75 - 100 km/s范围内的冲击，破坏不完全，PAH结构可能会因失去重要部分（20-40%）的碳原子而严重变性。我们得出银河系典型的PAH寿命为几× 10^8年。这些结果是强大的，独立的一些关键参数的不确定性，还没有得到很好的实验确定。结论：对冲击区多环芳烃排放的观察表明，这种排放要么出现在冲击区之外，要么这些地区夹带着密度更大的团块，除非它们在冲击气体中完全消融和侵蚀，否则这些团块会使灰尘和多环芳烃在极端环境中生存。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Plunging Waves: ALMA resolves the physical structure of non-stationary MHD shocks
磁流体动力学（MHD）冲击是一种将大量能量注入星际介质（ISM）的剧烈事件，它极大地改变了ISM的物理性质和化学成分。这种冲击存在的间接证据已被报道，从特殊的化学检测到对各种天体物理冲击环境。然而，这些冲击的内部物理结构仍然没有得到解决，因为它们的预期空间尺度太小，无法用目前的仪器测量。在这里，我们报告的第一次检测到一个完全空间分辨，MHD冲击对红外暗云（IRDC）G034.77-00.55。由一氧化硅（SiO）探测并由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观察到的冲击与云的致密分子气体和附近超新星遗迹（SNR）W 44推向IRDC的分子气流之间的碰撞有关。由于SNR的增强的磁场，相互作用发生在亚秒差距的空间尺度上，使得MHD冲击的耗散区域足够大，可以用ALMA来解决。我们的观察表明，分子流-流碰撞可以由恒星反馈触发，诱导与大质量恒星形成所需的冲击分子气体密度相容。
2019-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-thermal X-rays and interstellar gas toward the γ-ray supernova remnant RX J1713.7-3946: Evidence for X-ray enhancement around CO and HI clumps
RX J1713.7-3946是最引人注目的甚高能γ射线超新星遗迹，它发射的同步辐射X射线没有热特征。为了更好地理解X射线与分子和原子气体之间的关系，我们对CO、HI和X射线进行了比较研究。结果表明，X射线增强周围的CO和HI团块的pc尺度上，但在0.1 pc尺度上的团块内减少。激波与分子和原子气体相互作用的磁流体动力学数值模拟表明，激波与团块之间的相互作用激发了湍流，从而放大了团块周围的磁场（Inoue等人，2012年）。我们认为，CO和HI团簇周围的放大磁场增强了同步加速器X射线，并可能加速宇宙射线电子。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Remnants and the Interstellar Medium of M83: Imaging & Photometry with WFC3 on HST
我们呈现了哈勃太空望远镜在南部大设计恒星形成星系M83的单个视场内拍摄的宽视场相机3图像。根据它们的大小、形态和连续减影H $α$、[ \SII ]、H $β$、[ \OIII ]和[ \OII ]滤波器中的光度测定，我们已经确定了60个超新星遗迹候选者，以及少数年轻的喷射物主导的候选者。这些残余物的目录，它们的大小，并在可能的情况下，他们的H $α$通量。利用信噪比高、测光性能好的数据，计算了辐射年龄和震前密度。年龄在$2.62 < log(τ_{\rm rad}/{\rm yr}) < 5.0$范围内，冲击波前的密度在$0.56 < n_0/{\rm cm^{-3}} < 1680$范围内。已经发现了两个SNR群体。它们分为一个核旋臂组和一个臂间种群。我们推断臂间密度对比度为4。扩散X射线的表面通量与推断的冲击前密度相关，表明温暖的星际介质被热X射线等离子体加压。我们还发现，星际介质在核区域的M83的特点是由一个非常高的孔隙度和压力，并推断一个SNR率每70-150年的核（$R<300 $ pc）区域。根据探测到的超新星的数量和它们的辐射年龄，我们推断M83中II型超新星的低质量是$M_{\rm min} = 16^{+7}_ {-5}$ M $_{\odot}$。最后，我们给出了可能探测到历史超新星SN 1968 L遗迹的证据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
