Global X-Ray Properties of the Vela and Puppis A Supernova Remnants
船帆座和船尾座A超新星遗迹（SNRs）在软X射线天空中包括一个$\sim 8^{\circ}$直径的大发射区。HaloSat CubeSat飞行任务首次对整个船帆座信噪比和船尾座A信噪比区域进行了软X射线（$0.4-7$ keV）观测，具有单一指向和中等光谱分辨率。HaloSat卫星对船帆座信噪比的观测最适合于双温热等离子体模型，该模型由碰撞电离平衡中具有$kT_{1} = 0.19^{+0.01}_{-0.01}$ keV的较冷组件和非平衡电离中具有$kT_{2} = 1.06^{+0.45}_{-0.27}$ keV的较热组件组成。船尾座A信噪比的观测结果与单组分平面平行冲击等离子体模型的非平衡电离$kT = 0.86^{+0.06}_{-0.05}$ keV最佳拟合。对于第一次，我们发现的总X射线光度的两个组件的船帆座SNR光谱在$0.5-7$ keV的能量带是$L_X = 4.4^{+1.4}_{-1.4} \times 10^{34}$尔格的$^{-1}$的冷组件和$L_X = 4.1^{+1.8}_{-1.5} \times 10^{34}$尔格的$^{-1}$的热组件。我们发现船帆座和船尾座的总X射线亮度分别为$L_{\text{X}} = 8.4 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$和$L_X = 6.7^{+1.1}_{-0.9} \time…
2020-05-26 astro-ph.HE
The Puppis A supernova remnant: an early jet-driven neutron star kick followed by jittering jets
本研究通过Puppis A的点对称喷流形态支持JJEM，并提出kick-BEAP机制解释中子星诞生踢动。
2025-03-17 astro-ph.HE
A global view of shocked plasma in the supernova remnant Puppis A provided by SRG/eROSITA
上下文船尾座A是一个中等年龄的超新星遗迹（SNR），它是一个非常明亮的扩展X射线源。虽然许多研究已经调查了SNR的个别特征，但目前还没有对其整个X射线发射的全面研究。目的。利用SRG/eROSITA望远镜在校准和性能验证阶段获得的场扫描数据，我们的目标是研究冲击等离子体的物理条件和整个Puppis A的元素分布。方法.利用宽带和窄带成像，我们研究了吸收和等离子体温度的大尺度分布以及典型的发射线。这种方法是补充的空间分辨光谱分析的冲击等离子体船尾座A，我们分为约700个不同的区域的SNR，从而在其范围内的关键物理量的地图。结果我们在西南象限发现了一个强烈的前景吸收峰，它与东北边缘的高温结合在一起，形成了著名的穿过船尾座A的硬发射带。此外，利用观测到的电离年龄分布，我们试图重建在个别地区的冲击的年龄。我们发现一个相当近期的冲击相互作用突出的东北灯丝和喷出物结，以及明亮的东部结的外缘。最后，元素丰度图显示，只有一个明确的增强等离子体与喷出物材料，与以前确定的区域一致，并没有明显的喷出物富集在其余的SNR。在这个区域内，我们确认的空间分离的富硅喷出物占主导地位的轻元素。
2022-03-29 astro-ph.HE
Dynamics of X-Ray-Emitting Ejecta in the Oxygen-Rich Supernova Remnant Puppis A Revealed by the XMM-Newton RGS
利用XMM-牛顿号上反射光栅光谱仪（RGS）前所未有的光谱分辨率，我们揭示了富氧超新星遗迹船尾座A中发射X射线的喷出物的动力学。RGS光谱显示出突出的K壳层线，包括O VII He_alpha禁戒和共振，O VIII Ly_alpha，O VIII Ly_beta和Ne IX He_alpha共振，这些线来自与光学富氧细丝（遗迹东北部所谓的Omega细丝）位置一致的喷出物结。我们发现，线的质心蓝移了1480+/-140+/-60 km/s（第一和第二项误差分别是测量和校准不确定性），这是完全一致的光学欧米茄灯丝。在654 eV（对应于O VIII Ly_alpha）处获得的谱线展宽小于~0.9 eV，表明氧温度小于~30 keV。对XMM-牛顿MOS谱的分析表明，电子温度约为0.8 keV，电离时标约为2 e10 cm^-3 s。我们表明，氧和电子的温度以及电离时标可以调和，如果喷出物结被加热的碰撞冲击，其速度是~600-1200公里/秒，随后由于库仑相互作用平衡。RGS光谱还显示了位于残骸东北边缘附近的另一个喷出物特征的相对较弱的K壳层线，从中我们测量到650+/-70+/-60 km/s的向红多普勒速度。
2013-03-22 astro-ph.HE
Evidence for proton acceleration and escape from the Puppis A SNR using Fermi-LAT observations
本研究利用Fermi-LAT 14年观测数据，对Puppis A超新星遗迹进行形态与光谱分析，发现东侧伽马射线发射源于π介子衰变，且附近硬谱源表明存在质子逃逸。
2023-10-16 astro-ph.HE
Evidence for protons accelerated and escaped from the Puppis A region using \textit{Fermi}-LAT observations
本文分析了Puppis A超新星遗迹14年的Fermi-LAT观测，发现其$γ$射线形态不对称且两侧发射均呈强子起源，并在遗迹外发现逃逸宇宙射线产生的$γ$射线超出，估算逃逸总能量约$1.5 \times 10^{49}$ erg。
2025-07-15 astro-ph.HE
Radio spectral characteristics of the supernova remnant Puppis A and nearby sources
本文对超新星遗迹船尾座A的光谱指数分布进行了新的研究。本文还根据实测的谱指数研究了场紧源的性质。这项工作是基于对船尾座A及其周围环境的新观测，澳大利亚望远镜紧凑阵列采用两种配置，使用以1.75 GHz为中心的紧凑阵列宽带后端。我们发现船尾座A的整体光谱指数为-0.563 +/-0.013。已经检测到局部变化，但是该全局指数很好地代表了SNR的大部分。在SE，我们发现了一个模式的平行带与一个平坦的频谱兼容的小规模的细丝，虽然没有相关的细节。最东端的暗条同意SN激波阵面与外部云相互作用的观点。没有证据表明以前建议的发射率和光谱指数之间的相关性。一些紧凑的功能，提出了进化的喷出物的光谱指数的基础上，虽然需要动态测量来证实这一假设。我们估计精确的光谱指数为五个以前已知的领域的来源，其中两个被发现是双（其中之一，可能是三倍），目录40个新的来源。根据这些新的测定，先前被接受的某些致密源的河外性质现在受到怀疑。
2015-06-11 astro-ph.GA 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
New perspectives on the supernova remnant Puppis A based on a radio polarization study
我们提出了一个偏振的研究对超新星遗迹（SNR）船尾座A的基础上进行的原始观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。根据对SNR壳外探测到的特征（在本文中称为“尾部”）的分析，有可能将起源于船尾座A本身的发射与来自前景船帆座SNR的发射分开。我们发现了一个非常低的偏振分数，平均约为3%。平行于视线的磁场分量的上限估计为B $_\parallel \sim$ 20 $μ$ G。磁矢量的统计行为显示出两个几乎相互垂直的优先方向，它们近似与船尾座A的平坦边缘对齐。第三个窄峰垂直于银道面，表明存在一个沿这个方向局部排列的星际磁场。有证据表明，沿着外壳的磁矢量与冲击波前锋方向对齐。低极化分数和磁矢量的统计行为是兼容的情况下，SNR演变的恒星风气泡内的盒状形态，由不同的恒星风的相互作用，其中一个磁化，发射的SN祖。这种情况可以进一步解释船尾座A的形态，对先前接受的图像提供了很少的支持，该图像涉及强烈的密度梯度来解释贝壳的平坦东部边缘。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A high resolution HI study towards the supernova remnant Puppis A and its environments
我们观察超新星遗迹（SNR）船尾座A在21厘米线与澳大利亚望远镜紧凑阵列的目的是确定系统的速度，因此，相应的运动学距离。对于紧凑的，在现场的背景源，我们得到的吸收光谱，通过应用两种方法：（a）减去轮廓上和关闭源连续发射，和（b）过滤傅立叶平面中的短空间频率，以消除大规模的发射。船尾座A外壳东部最亮的特征之一被发现是背景源，可能是河外星系。除去这个和以前已知的不相关的源的贡献，船尾座A的系统速度被限制在8和12 km s $^{-1}$之间，这使得这个源的距离为1.3 $\pm$ 0.3 kpc。从包括单碟和干涉数据的组合图像中，我们分析了星际氢的分布。我们认为，如果距离为$\lesssim$ 1.2 kpc，那么在$v \sim $ +8 km s $^{-1}$处的椭球环可能是船尾座A的祖先吹出的气泡的遗迹。与以前的出版物（$v =$ +16 km s $^{-1}$和$d = $ 2.2 kpc）相比，新的系统速度和距离的主要结果是在东方没有一个致密的相互作用云来解释形态，以及壳层尺寸和中子星速度的减小，现在与统计值更好地吻合。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Molecular and Atomic Clouds Associated with the Gamma-Ray Supernova Remnant Puppis A
利用NANTEN CO和ATCA HI数据对超新星壳状遗迹SNR Puppis A的星际介质进行了研究。我们合成了一个全面的图片SNR辐射相结合的ISM数据与伽马射线和X射线分布。ISM是一种高密度、高凝聚性的原子气体和分子气体，分布在SNR的周围，但主要分布在东北部。CO分布显示CO（$J$ = 2-1）/（$J$ = 1-0）跃迁的谱线强度比增强以及CO谱线增宽，这表明冲击加热/加速。结果支持船尾座A位于1.4kpc的局部臂上，与SNR相互作用的ISM具有大量的$\sim$ 10 $^{4}$ $M_{\odot}$，主要由HI控制，与Fermi-LAT γ射线图像显示出良好的空间对应性。这支持了伽马射线的强子起源，同时也不排除轻子分量的额外贡献。壳内的X射线电离时标的分布表明，冲击波前电离的ISM的各个部分在几个到十个1000年的时代。因此，我们认为，SNR的年龄约为10 $^{4}$年的最大电离时标。我们估计宇宙线总能量$W_{\rm p}$为10 $^{47}$尔格，这是很好地放置在宇宙线逃逸阶段的年龄- $W_{\rm p}$图，包括十多个SNR。
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rectangular core-collapse supernova remnants: application to Puppis A
核心坍缩超新星遗迹是大质量恒星爆炸死亡后形成的银河系星际介质（ISM）中的气态星云。它们的形态和发射特性既取决于周围的拱星结构形状的恒星风ISM相互作用的祖星和周围介质的局部条件。在银河系平面的暖相（n = 1/cm 3，T = 8000 K），一个有组织的磁场强度为7 microG具有深远的影响的形态风泡的大质量恒星在休息。在本文中，我们表明，通过2.5D磁流体动力学模拟的背景下，沃尔夫-拉叶演化的35 Mo星，它会影响其超新星遗迹的发展。当超新星遗迹达到中年（15 - 20 kyr）时，它会呈现管状，这是由各向同性的超新星喷出物和各向异性的、磁化的、受冲击的恒星祖先气泡（超新星爆炸波膨胀进入其中）之间的相互作用造成的。我们对非热辐射，即射电同步辐射和逆康普顿辐射的计算表明，由于投影效应，这种超新星遗迹在某些情况下可以表现为矩形物体。这种形成超新星遗迹的机制类似于在恒星演化的低质量区域中由风-风相互作用产生的双极和椭圆行星状星云。如果这样一个矩形的核心坍缩超新星遗迹被创造出来，那么它的前身星一定不是一颗逃逸恒星。我们认为，这种机制是在塑造不对称的核心坍缩超新星遗迹船尾座A。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep optical observations of the central X-ray source in the Puppis A supernova remnant
X射线观测揭示了一组位于年轻超新星遗迹（SNRs）中心的无线电静默孤立中子星（INS），被称为中心致密天体或CCO，其性质不同于经典的旋转动力中子星。在至少三种情况下，有证据表明CCO是低磁化的INS，出生时旋转周期缓慢，可能是从超新星事件形成的物质碎片盘中吸积而来。了解CCO多样性的起源可以为超新星爆炸和中子星形成模型提供理论依据。光学/红外（IR）观测对于测试不同的CCO解释至关重要。我们工作的目的是在Puppis A SNR中对CCO RX J0822.0-4300进行深入的光学研究，这是CCO家族中最不了解的一个。我们利用甚大望远镜（VLT）在B、V、I波段进行了以RX J 0822.0 -4300的Chandra X射线坐标为参考的深光学观测。我们发现没有候选人的光学对应物内的计算钱德拉X射线的位置下降到5 σ极限的B~27.2，V~26.9，和I~25.6，最深的光学波段中获得的这个源。这些极限证实了没有探测到比M5矮星更亮的伴星。与此同时，它们并不限制来自中子星表面的光辐射，而来自磁层的辐射则需要在光学/红外光谱中出现光谱中断。
2009-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring the Non-Axially-Symmetric Surface Temperature Distribution of the Central Compact Object in Puppis A
中心致密天体（CCO）的表面温度分布是其地壳磁场强度和几何形状的有力探测器。在这里，我们模拟的表面温度分布RX J 0822 $-$ 4300，CCO在船尾座A超新星遗迹（SNR），使用$471$ ks的XMM-牛顿数据。我们计算了16个能带的能量依赖脉冲轮廓，完全包括引力红移和光弯曲的广义相对论效应，以精确地模拟不同温度和面积的两个加热表面区域，除了约束观察几何。这导致两个温度的精确测量：$kT_{\rm warm} = (1+z) \times 0.222_{-0.019}^{+0.018}$ keV和$kT_{\rm hot} = (1+z) \times 0.411\pm0.011$ keV。这是第一次，我们能够测量一个纯粹的对映热点几何形状的偏差，最小值$1.\!^{\circ}1 \pm 0.\!^{\circ}2$，和最可能的几何形状之间的期望值$9.\!^{\circ}35 \pm 0.\!^{\circ}17$。这种不对称性的发现，以及两个发射区域之间的$\approx2$温度差的因素，可能表明RX J 0822 $-$ 4300出生时具有强大的、缠结的地壳磁场。
2021-12-23 astro-ph.HE
Probing the origin of 4FGL J0822.8-4207: cosmic ray illumination from the SNR Puppis A and the Herbig-Haro object HH219
4FGL J0822.8-4207是费米-LAT伽马射线天文台在4FGL-DR 2星表中发现的一个点源，没有已知的关联。我们对4FGL J0822.8-4207进行了X射线观测，以帮助了解其性质。我们探讨了4FGL J0822.8-4207起源的两种情况。在第一种情况下，我们研究的可能性，宇宙射线从超新星遗迹（SNR）船尾座A，看到附近的天空中，到达致密气体的位置的源，并通过非弹性质子-质子碰撞产生的伽马射线。我们应用标准模型的粒子扩散的星际介质，并得出所需的物理参数。我们发现，这种情况下的伽马射线是可能的，如果气体位于距离船尾座A不高于40 pc的距离，除非SNR是7 kyr以上或扩散系数高于典型的银河值，相对低能量的宇宙射线目前正在逃离SNR。在第二种情况下，我们认为原恒星射流HH 219的起源的GeV源，并发现非常有趣的可能性，粒子可以被加速到至少几个TeV的能量在HH 219。这将使该系统成为同类系统中第一个产生高达数百GeV的伽马射线发射而没有任何明显的截止和研究粒子加速过程的优秀实验室。
2021-11-17 astro-ph.HE
H.E.S.S. reveals a lack of TeV emission from the supernova remnant Puppis A
船尾座A是一个有趣的~4千年的超新星遗迹（SNR），显示了前向激波和分子云之间相互作用的强有力证据。从射频到高能（HE，0.1-100 GeV）伽马射线，都对它进行了详细的研究。对费米-LAT数据的分析表明，与大多数已知与分子云相互作用的GeV发射SNR不同，扩展的HE伽马射线发射具有0.2-100 GeV的光谱，没有显着偏离幂律。这使得它成为一个有前途的目标成像大气切伦科夫望远镜（IACT）探测超过100 GeV的伽马射线发射。利用高能立体系统（High Energy Stereoscopic System，H.E.S.S.）首次对船尾座A的甚高能（VHE，E >= 0.1 TeV）γ射线辐射进行了研究。H.E.S.S.数据没有显示任何显著的对船尾座A的发射。微分光子通量的上限意味着它的宽带伽马射线谱必须表现出光谱中断或截止。通过结合费米-LAT和H.E.S.S.测量，99%的置信水平上限，这样的截止被发现是450和280 GeV，假设一个简单的指数和次指数截止的幂律分别。它的结论是没有标准的限制（年龄，大小，辐射损失）的粒子加速机制，假设目前仍在进行中，可以解释缺乏VHE信号。粒子加速在一段时间前已经停止的情况被认为是另一种解释。船尾座A的HE/VHE光谱可以表现出非辐射源的中断，（如在其他几个相互作用的SNR中观察到的那样，尽管能量略高），这是由于与致密和中性物质的相互作用，…
2015-03-05 astro-ph.HE
LMC N132D: a mature supernova remnant with a youthful gamma-ray spectrum
超新星遗迹LMC N132 D是一个非常明亮的伽马射线发射体，其$\sim$为50 kpc，年龄为$\sim$ 2500年。它属于富氧信噪比的小类，包括仙后座A（Cas A）和船尾座A。N132D正在与附近的分子云相互作用。通过使用高能立体系统（H.E.S.S.）增加102小时的新观测，与先前公布的曝光时间为150小时的数据相比，我们在甚高能量（VHE）域中实现了在5.7 $σ$水平的N132 D的显著检测。伽马射线谱与10 TeV以上的单一幂律兼容。我们设定了一个下限的指数截止能量在8 TeV与95%CL。多波长的研究支持强子起源的VHE伽马射线发射表明亚PeV宇宙射线质子的存在。N132D的探测是值得注意的，因为TeV的光度比Cas A高出一个数量级以上。它的光度与RX J1713.7 - 3946或HESS J1640 - 465相当，甚至超过它们。此外，N132D的VHE谱中的扩展幂律尾是令人惊讶的，因为在其340岁的兄弟姐妹仙后座A的谱中，指数截止值为3.5 TeV，并且缺乏与船尾座A相关的费米-LAT 2FHL源（E> 50 GeV）的TeV发射。我们讨论了一个物理方案，导致增强TeV的发射通过N132D和近分子云之间的相互作用。
2021-07-22 astro-ph.HE
Discovery of a 112 ms X-ray Pulsar in Puppis A: Further Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们报告发现112毫秒的X射线脉动RX J 0822 -4300，紧凑的中心对象（CCO）在超新星遗迹船尾座A，在两个档案牛顿X射线多镜任务的观察，在2001年。正弦光变曲线具有11%的脉冲分数，突变180度。在1.2 keV时相位变化。观察到的相移和调制可能是不同温度的相对热热点发射的结果。相位分辨光谱显示在E（线）= 0.8千电子伏与较冷的区域相关的发射功能，可能是由于电子回旋共振效应类似的CCO脉冲星1 E 1207.4-5209的光谱中看到的。PSR J 0821 -4300的旋转周期在7个月内没有变化，周期导数的2 σ上限小于8.3E-15。这意味着下旋能量损失率小于2.3E35erg/s，表面磁偶极场强度B_s <9.8E11G，下旋年龄τ> 220 kyr。后者比SNR年龄长得多，表明PSR J 0821 -4300出生时在其当前时期附近旋转。它的性质与其他两个已知的CCO双星非常相似，证明了一类中子星的存在，它们出生时具有与缓慢的原始自旋相关的弱磁场。这些结果对于理解PSR J 0821 -4300的极端横向速度也有重要意义，有利于超新星爆炸的流体动力学不稳定机制。
2009-02-17 astro-ph.HE
Fermi LAT detection of the supernova remnant SN 1006 revisited: the south-west limb
费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）的数据最近得到了更新。因此，我们重新分析超新星遗迹（SNR）SN 1006的LAT数据。从该地区的伽马射线发射的两个部分被清楚地解决，这对应于东北（NE）和西南（SW）的肢体的SNR。前者在之前的LAT数据中检测到（Xing et al. 2016），但后者是本研究中新检测到的。两个分支的检测是在4西格玛的显着性水平，和NE分支的光谱结果是一致的，在以前的检测分析。我们构建了宽带谱能量分布（SED）的SW肢体。不同的场景被认为是在伽马射线能量的SED。我们得出的结论非常类似的NE肢体，从SW肢体的高能量和非常高的能量发射可能是由轻子过程，其中高能电子加速从壳层区域的SNR逆康普顿散射背景光子的伽马射线为主。
2019-04-25 astro-ph.HE
Could an hypercritical accretion be associated with the atypical magnetic-field behavior in RX J0822-4300?
最近在船尾座A和其他年轻的超新星的中央致密残骸中进行的X射线观测，为所谓的中央致密天体（CCO）的反磁星性质提供了令人信服的证据。所测量的周期导数，通过适当的运动进行校正，为这种源提供了异常低的表面磁场。利用偶极辐射正则模型，估算了船尾座A中CCO（RX J 0822 -4300）的表面磁场为$B\simeq 2.9 \times 10^{10}$ G。在本文中，我们提出了一个数值模型来解释不寻常的磁场行为在RX J 0822 -4300。在超临界吸积阶段使用磁流体动力学模拟，我们建议，各种MeV的中微子被创建给定的证据，淹没的磁场在脉冲星。我们调查的生产，传播，振荡，和检测MeV中微子从这个来源。中微子事件及其风味比的检测将是一个引人注目的签名，不仅在RX J 0822 -4300中，而且在CCO候选人的磁场的演变减少。
2018-09-24 astro-ph.HE
Comparing Neutron Star Kicks to Supernova Remnant Asymmetries
超新星爆炸本质上是不对称的，可以将新生的中子星（NS）加速到数百公里/秒。解释NS反冲的两种流行理论是喷出物不对称性（例如，NS和喷出物之间的动量守恒）和各向异性中微子发射。超新星遗迹（SNRs）的观测可以让我们深入了解产生这些NS踢的机制。在本文中，我们调查的关系，NS反冲速度和X射线形态的18个SNRs观测钱德拉X射线天文台和伦琴卫星（ROSAT）。我们使用功率比方法（多极展开技术）测量SNR不对称性，重点是偶极，四极和八极功率比。我们的研究结果表明，功率比和NS反冲速度的大小之间没有相关性，但我们发现，对于Cas A和G292.0+1.8，其发射跟踪喷出物的分布，其NS优先移动相反的大部分的X射线发射。此外，我们发现PKS 1209-51，CTB 109和船尾座A也有类似的结果，但它们的发射主要是由拱星/星际物质，所以它们的不对称性可能不能反映它们的喷出物分布。我们的研究结果是一致的理论，NS踢是一个后果的喷出物不对称，而不是各向异性中微子发射。在未来，额外的观测，以测量喷射物为主的信噪比内的NS自行是必要的，以约束强大的NS踢机制。
2017-06-23 astro-ph.HE
The Vela-X Pulsar Wind Nebula revisited with 4 years of Fermi-Large Area Telescope observations
船帆座超新星遗迹是距离地球最近的超新星遗迹，包含一颗活跃的脉冲星船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）。这颗脉冲星是中年脉冲星的原型，为明亮的脉冲星风星云（PWN）提供动力，Vela-X，跨越脉冲星以南2° x 3°的区域，并在射电，X射线和非常高能量的伽马射线领域进行观测。费米大面积望远镜（LAT）在任务的第一年就报告了对Vela-X PWN的探测。随后，我们重新调查了这个复杂的区域，并进行了详细的形态和光谱分析，这个源使用4年的费米-LAT观测。这项研究将星云形态分析的阈值从0.8 GeV降低到0.3 GeV，首次允许LAT检查不同的能带。我们描述了最近在这个PWN上获得的结果，并讨论了新检测到的空间特征的起源。
2013-07-20 astro-ph.HE
The Hand of God Revisited: Revealing the Shell Structure and Jet-Supernova Remnant Interaction in MSH 15-52
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
本研究通过多波段观测分析超新星遗迹MSH 15-52，揭示其壳层结构、喷流与超新星遗迹的相互作用，为探究脉冲星-PWN-SNR相互作用提供了重要观测依据。
2026-10-09 astro-ph.HE
SRG/eROSITA and XMM-Newton observations of Vela Jr
本研究利用SRG/eROSITA的完整观测数据及XMM-Newton存档数据，分析Vela Jr超新星遗迹的辐射特征、磁场分布、光谱性质及中心致密天体位置，验证了其与光学/红外对应体的关联，为激波加速研究提供支撑。
2023-03-22 astro-ph.HE
GeV gamma-ray emission in the field of the shell-type supernova remnant Vela Jr revisited
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science centre for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-Sen University（中山大学粤港澳大湾区CSST科学中心）；Department of Astronomy, Yunnan University（云南大学天文学系）；Key Laboratory of Astroparticle Physics of Yunnan Province（云南省天体物理重点实验室）；School of Science, Shenzhen Campus of Sun Yat-sen University（中山大学深圳校区理学院）；School of Physics, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
利用15年费米卫星数据重新分析vela Jr的GeV伽马射线发射，发现其形态由掩码H.E.S.S.壳模板最佳描述，表明嵌入的脉冲星风 nebula贡献较小。GeV谱由硬幂律拟合，连接到TeV谱，提供新的同步辐射约束，并通过混合模型支持混合起源。
2026-04-13 astro-ph.HE hep-ph
Nonthermal emission of supernova remnant SN 1006 revisited: theoretical model and the H.E.S.S. results
根据最近的H.E.S.S.对银河系超新星遗迹SN1006的性质进行了理论上的重新分析。结果利用非线性动力学理论计算了超新星遗迹SN 1006中宇宙射线的动量谱。模型的物理参数-质子注入率，电子-质子比和下游磁场强度-通过拟合的结果所观察到的空间积分同步辐射特性来确定。唯一剩下的未知的天文参数，星周气体数密度，是由伽马射线通量的振幅归一化到观测到的振幅确定的。非热X射线和伽马射线发射的双极形态解释的超热核的优先注入和随后的磁场放大的准平行区域的外超新星冲击。上述参数为所有现有的非热发射数据提供了改进的拟合，包括最近由H.E.S.S.检测到的TeV发射光谱，星周氢气数密度$N_H\approx 0.06 cm^{-3}$接近于从热X射线观测中得出的值。强子和轻子伽马射线的辐射强度相当。在当前时期，加速CR的总能量约为总流体动力爆炸能量的5%，并且预计将随时间以$\approx 2$的因子增加。CR逃逸的SNR的γ射线发射光谱的相关性被证明。结果的总和表明，SN 1006是一个CR源，具有高效率的核CR生产，如银河系CR源所需的，无论是在通量以及在截止能量。
2012-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Grammage of cosmic rays in the proximity of supernova remnants embedded in a partially ionized medium
我们研究了在超新星遗迹附近宇宙线逃逸和传播的背景下，宇宙线共振流不稳定性产生的Alfvén波的阻尼。我们考虑了星际介质的暖电离相和暖中性相中的离子中性阻尼、湍流阻尼和非线性朗道阻尼。对于离子中性阻尼，使用最新的阻尼系数。我们特别调查是否自约束的宇宙射线附近的来源可以明显影响克重。我们发现，离子中性阻尼和湍流阻尼有效地限制了宇宙射线在源附近的停留时间，从而发现源附近累积的克重可以忽略不计。与以前的结果相反，这也发生在离子中性阻尼不太有效的最极端的情况下，即在只有中性氦和完全电离的氢的介质中。因此，标准的图像，即CR秒是在宇宙射线穿过银河系圆盘的整个时间内产生的，不需要深入地重新审视。
2021-06-09 astro-ph.HE
Identification of the Central Compact Object in the young supernova remnant 1E0102.2-7219
富氧的年轻超新星遗迹是探测大质量恒星核合成过程的结果以及超新星爆炸物理学的宝贵对象。在超新星爆发后的几千年内观察到，这些系统包含快速移动的富氧和贫氢细丝，在光学波长下可见：在超新星爆炸期间，祖先内部的碎片以每秒1000公里的速度排出。在这里，我们报告了在重新处理的钱德拉X射线天文台数据中首次识别出1E0102.2-7219中的紧凑物体，通过发现主要在Ne I和O I的光学复合线中可见的环形结构实现。在甚大望远镜的多单元光谱探测器（MUSE）的积分场光谱观测中发现的光环，半径为$(2.10\pm0.35)$ arcsec = $(0.63\pm0.11)$ pc，并以$90.5_{-30}^{+40}$ km/s的速度膨胀。它围绕着一个X射线点源，其本征X射线光度$L_{i}$（1.2- 2.0 keV）= $(1.4\pm0.2)\times10^{33}$ erg/s。源的能量分布表明，该天体是一颗孤立的中子星：一颗类似于Cas A和Puppis A超新星遗迹中存在的中央致密天体，也是第一颗在银河系外被识别的此类天体。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi-LAT detection of the supernova remnant G312.4-0.4 in the vicinity of 4FGL J1409.1-6121e
本研究利用14年Fermi-LAT观测数据重新分析银经312°附近天区，识别出包括超新星遗迹G312.4-0.4在内的三个源，其硬谱无截断且符合纯强子模型，为研究超新星遗迹的非热辐射及宇宙线起源提供了观测依据。
2023-11-03 astro-ph.HE
Supernova remnant G46.8-0.3, a new case of interaction with molecular material
本文首次对银河系超新星遗迹G46.8-0.3及其周围环境进行了详细的研究。通过无线电测量的新通量测量加上文献汇编，我们创建了G46.8-0.3的改进的综合无线电频谱，该频谱与指数α = -0.535 +/- 0.012的简单幂律很好地拟合，然后排除了视线中或SNR附近的大量电离气体的吸收。对整个G46.8-0.3的射电频谱指数的局部变化的分析表明，在大约1 GHz处略有陡峭，这不会影响源的综合频谱。根据氢原子（HI）光谱，我们将残余物定位在8.7 +/- 1.0 kpc，并重新测量了附近HII区域G046.495-00.241到7.3 +/- 1.2 kpc的距离。根据进化模型和我们的距离估计，我们得出结论，G46.8-0.3是一个中年（$\sim$ 1 x 10^4年）SNR。我们认识到几个12 CO和13 CO分子结构附近的残留物，并使用组合CO-HI配置文件，以获得这些功能的运动学距离，并计算其物理性质。我们还提供了令人信服的证据，表明环境分子云与G46.8-0.3的中心、东部边缘以及SNR壳远侧的北部和西南边缘有物理联系。我们的研究并没有证实残留物是嵌入在一个分子腔如前所述。G46.8-0.3显示了与伽马射线源4FGL J1918.1+ 1215 c的视线重合，由费米太空望远镜在GeV能量下探测到。对G46.8-0.3附近星际物质性质的粗略分析表明，在SNR方向上探测到的G…
2022-03-10 astro-ph.HE
The Metal-enriched Thermal Composite Supernova Remnant Kesteven 41 (G337.8-0.1) in a Molecular Environment
热复合超新星遗迹（SNRs）的物理性质仍然存在争议。我们重新访问了热复合SNR Kesteven 41（Kes 41或G337.8-0.1）的档案XMM-牛顿和钱德拉数据，并在$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O线中对该源进行了毫米观测。X射线发射主要集中在SNR的西南部，其特征在于在光谱中具有明显的S和Ar类He线。在1.3-2.6 keV的温度和0.1-1.2 $\times$ × 10 $^{12}$ cm $^{-3}$ s的电离时间尺度下，X射线光谱可以用吸收非平衡电离碰撞等离子体模型拟合。的金属物种S和Ar是过剩的，与1.2-2.7和1.3-3.8太阳丰度，分别强烈表明存在大量的喷出物成分的X射线发射等离子体的SNR。Kes 41被发现与一个巨大的分子云（MC）在系统的地方标准的静止速度为-50公里秒$^{-1}$和局限在一个空腔划定的北部分子壳，一个西部凹MC的特点是一个可辨别的壳，和HI云东南的SNR。出生的SNR在一个预先存在的分子腔意味着一个质量的$\gtrsim$ 18 M $_{\odot}$的祖先，如果它不是在一个二元系统。热传导和微云蒸发似乎是解释X射线热复合形态的可行机制，并且腔壁反射的冲击波对气体再加热的情景与观测结果定量一致。本文还提出了一个更新的清单的热复合信噪比。
2015-02-09 astro-ph.HE
A time-variable, phase-dependent emission line in the X-ray spectrum of the isolated neutron star RX J0822-4300
RX J 0822 -4300是与船尾座A超新星遗迹有关的中央致密天体。先前的X射线观测表明RX J 0822 -4300是一颗年轻的中子星，具有弱偶极场和由两个温度和大小不同的对跖点主导的特殊表面温度分布。还检测到0.8 keV的发射线。我们用XMM-牛顿进行了非常深（130 ks）的观测，这使我们能够详细研究RX J 0822 -4300的相位分辨特性。我们的新数据证实了一个狭窄的光谱特征的存在，最好建模为发射线，只看到在'软'相间隔-当较冷的区域是最好的视线对齐。令人惊讶的是，我们最近的观测结果与旧的观测结果的比较产生了发射线分量变化的证据，这可以被建模为中心能量从2001年的~0.80 keV减少到2009- 2010年的~0.73 keV。这条线可能是通过热光子在光学薄层气体中的回旋散射产生的，也可能是碎片盘的低速吸积产生的。在任何情况下，指向线发射区域中的磁场的变化的能量的变化都不能容易地解释。
2011-12-20 astro-ph.HE
A joint spectro-imaging analysis of the XMM-Newton and HESS observations of the supernova remnant RX J1713.7-3946
超新星遗迹RX J1713.7-3946（也称为G347.3-0.5）是由同步辐射X射线主导的遗迹类别的一部分。它也是在TeV能量下观察到的少数壳型SNR之一，可以研究SNR冲击下的粒子加速。我们的目标是比较X射线和伽马射线中残余物的空间和光谱特性，以了解TeV发射的性质。这需要在两种能量下以相同的空间尺度来研究遗迹。为了补充残骸的非热谱，我们试图提供一个可靠的估计无线电通量密度。在无线电方面，我们重新访问了ATCA数据，并使用HI和中红外观测来解开非热辐射的热辐射。在X射线中，我们制作了一个新的残骸镶嵌图，并将X射线数据的空间分辨率降低到HESS仪器的分辨率，以便在X射线和伽马射线中以相同的空间尺度进行空间分辨光谱学。径向配置文件，获得调查在这两个能量的发射的扩展。我们发现，部分的无线电发射的SNR轮廓内的热性质。考虑到这一点，我们提供了新的下限和上限的综合同步辐射通量的残余在1.4 GHz的22 Jy和26 Jy分别。在X射线中，我们使用XMM-牛顿获得了RX J1713.7-3946的第一个完整覆盖。在X射线中小尺度下看到的光子指数的空间变化在HESS分辨率下模糊。我们发现了Fx \propto Fg ^[2.41]型X射线通量和伽马射线通量之间的非线性相关。
2009-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Spin-down of PSR J0821-4300 and PSR J1210-5226: Confirmation of Central Compact Objects as Anti-Magnetars
使用XMM-牛顿和钱德拉，我们测量的第二个和第三个已知的超新星遗迹中的中央致密天体（CCO）类的中子星的周期导数，证明这些年轻的中子星有非常弱的偶极磁场分量。对于船尾座A中的112 ms PSR J 0821 -4300，Pdot =（9.28 +/- 0.36）E-18。它的自行，mu = 61 +/- 9 mas/yr，也用钱德拉测量。这通过Shklovskii效应为周期导数贡献了一个运动学项，从Pdot中减去该运动学项，得到偶极子Bs = 2.9E10 G，该值与Kes 79中首次测量的CCO PSR J1852+0040的值相似，其Bs = 3.1E10 G。从X射线光谱和脉冲轮廓推导出具有不同温度和面积的对映表面热点。奇怪的是，这种不均匀的表面温度似乎需要强大的地壳磁场，可能是环形或四极分量比外部偶极子强得多。一个光谱特征，包括在约0.75 keV的发射线或在约0.46 keV的吸收，调制强度与旋转。这可能是由于表面上的磁场中的回旋过程，该磁场略强于从自旋下降推导出的偶极子。我们还重新对424 ms PSR J12010-5226进行了计时，解决了之前关于其自旋下降速率的模糊性。Pdot =（2.22 +/- 0.02）E-17，对应Bs = 9.8E 10 G。这是兼容的回旋共振解释其突出的吸收线在0.7千电子伏和谐波。这些结果加深了CCO起源和进化的神秘性：为什么它们…
2013-01-12 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
