Recombining Plasma & Gamma-ray Emission in the Mixed-morphology Supernova Remnant 3C 400.2
3C 400.2属于混合形态超新星遗迹类，显示出中心填充的X射线和壳状射电形态。我们提出了一个研究3C 400.2与档案朱雀和费米-LAT观测。我们发现东北和东南地区的朱雀光谱中的重组等离子体（RP）。这些区域的光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：硬组件是在RP，而软组件是在碰撞电离平衡（CIE）条件。RP具有增强的丰度，表明X射线发射具有喷出物来源，而CIE具有与星际物质相关的太阳丰度。西北和西南地区的X射线光谱最适合由两个组件的热等离子体模型：电离和CIE等离子体。我们在$\sim$ 5 $σ$的能级上探测到了3C 400.2的GeV γ射线辐射，假设源模型为点源，具有幂律（PL）型谱。我们还发现了一个新的GeV源的水平$\sim$ 13 $σ$假设一个高斯扩展模型与PL型光谱的SNR附近。我们报告了3C 400.2和新的扩展γ射线源的分析结果，并在现有NANTEN CO数据、DRAO HI数据和朱雀X射线分析结果的背景下讨论了3C 400.2的γ射线发射性质。
2017-06-09 astro-ph.HE
Localized Recombining Plasma in G166.0+4.3: A Supernova Remnant with an Unusual Morphology
我们用朱雀号观测了银河系混合形态超新星遗迹G166.0+4.3。残骸西部的X射线谱由单组分电离等离子体模型很好地表示。东北部地区的光谱可以用两个分量来解释。一个是富Fe组分，其电子温度为$kT_e = 0.87_{-0.03}^{+0.02}$ keV。另一种是具有$kT_e = 0.46\pm0.03$ keV、初始温度$kT_{init} = 3$ keV（固定）和电离参数$n_et = (6.1_{-0.4}^{+0.5}) \times 10^{11} \rm cm^{-3} s$的轻元素复合等离子体分量。对于复合等离子体的形成过程，考虑了稀薄和热传导两种情况。前者将不被看好，因为我们发现重组血浆只在东北地区，而后者将解释RP的起源。在后一种情况下，预计在爆炸波与冷的致密气体接触的残骸的一部分中会出现RP。排放测量表明东北部地区的环境气体密度较高。射电壳层的形态和GeV的伽马射线发射也表明该区域存在分子云。
2017-01-16 astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
Discovery of recombining plasma inside the extended gamma-ray supernova remnant HB9
介绍了朱雀X射线成像光谱仪对混合形态超新星遗迹HB9（G160.9+2.6）的观测结果。我们在西朱雀观测区发现了复合等离子体，其光谱可以用一个含有碰撞电离平衡（CIE）和复合等离子体成分的模型很好地描述。另一方面，来自朱雀观测区东部的X射线光谱是最好的再现CIE和非平衡电离模型。我们讨论了可能的方案来解释的RP排放的观测性质的基础上的起源，并得出结论，稀疏的情况下是一个可能的解释RP的存在。此外，使用$\sim$ 10年的数据从费米大面积望远镜（LAT）的能量范围内的0.2 $-$ 300 GeV的伽马射线发射形态和光谱进行了研究。HB9的γ射线形态最好用射电连续辐射的空间模板来描述。光谱与对数抛物线函数拟合良好，发现其检测显著性为$\sim$ 25 $σ$。此外，还探测到一个新的伽马射线点源，位于SNR壳东南区域的外部，其显著性为$\sim$ 6 $σ$。我们还调查了档案HI和CO数据，并检测到一个膨胀的外壳结构的速度范围内的$-10.5$和$+1.8$公里秒$^{-1}$，这是符合区域的伽马射线增强的南部边缘的HB 9壳。
2019-09-02 astro-ph.HE
N49: the first robust discovery of a recombining plasma in an extra galactic supernova remnant
最近在超新星遗迹（SNRs）中发现的重组等离子体（RP）极大地改变了我们对SNR演化的理解。迄今为止，在银河系中已经发现了十几个RP SNR。在这里，我们提出了朱雀深观测的四个SNR的大麦云（LMC），N49，N49B，N23，和DEM L71，准确地确定其等离子体状态。我们的统一分析表明，只有N49是在重组状态，其中，这是第一个强大的发现RP从河外SNR。鉴于RP已被确定只有在核心崩溃的SNR，我们的研究结果强烈建议一个大规模的恒星起源的SNR。另一方面，在N23中没有确认RP的明确证据，而之前曾声称从中检测到重组系和连续统。比较目前所发现的RP SNRs的物理性质，我们发现它们都属于“混合形态”类，并与周围的分子云相互作用。这可能是解决RPs形成机理的关键。
2015-05-29 astro-ph.HE
Discovery of Recombining Plasma in the Supernova Remnant 3C 391
最近对中年超新星遗迹（SNRs）的X射线研究揭示了与过电离等离子体相关的强辐射复合连续谱（RRC），其起源仍然不确定。我们报告我们发现的RRC在中年SNR 3C 391。如果用碰撞电离平衡（CIE）下的双温等离子体模型拟合X射线谱，则发现Si XIV Ly α线在2.006 keV处、S XVI Ly α线在2.623 keV处和Si XIII的RRC边缘在2.666 keV处有残留，用CIE等离子体和重组等离子体（RP）组成的复合模型能更好地描述X射线谱。丰度模式表明，RP是从一个核心坍缩超新星与15太阳质量的祖星喷出物。在被密集分子云包围的东南区和西北区，重组等离子体参数没有显著差异。我们还发现了来自SNR东南区域的6.4 keV（~2.4 sigma检测）处的Fe I K α线的提示。
2014-09-24 astro-ph.HE
A systematic comparison of ionization temperatures between ionizing and recombining plasmas in supernova remnants
超新星遗迹（SNRs）中等离子体的温度在激波加热后最初非常低。库仑作用使电子温度（kT_{e}）迅速升高，高能电子逐渐与原子碰撞，使电离温度（kT_{i}）升高。观察到的事实是，大多数青年和中老年SNR在冲击加热后具有低于kT_{e}的kT_{i}。在壳状信噪比的温度演化已解释了这种电离等离子体（IP）的情况。另一方面，在过去的十年中，发现混合形态SNR的显著部分表现出具有比kT_{e}更高的kT_{i}的重组血浆（RP）。RP-SNRs的起源和演化机制一直是个谜。针对这一问题，本文利用朱雀星后续观测结果，给出了kT_{e}和kT_{i}廓线，并提出了IP和RP SNR温度和形态演化的新设想。
2021-04-06 astro-ph.HE
Recombining Plasma and Hard X-ray Filament in the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44
我们报告了典型的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）W 44的新特征。在用Suzaku获得的X射线谱中，首次探测到了高电离态原子的辐射复合连续谱。在重组阶段的热等离子体的光谱很好地再现。最佳拟合参数表明，电子温度的冲击加热的物质迅速冷却$\sim1$，keV到$\sim 0.5$，keV，可能是由于绝热膨胀（稀疏）发生在$\sim20,000$年前。我们还发现了硬X射线辐射，它表现出与射电连续谱灯丝空间相关的弧形结构。表面亮度分布与NANTEN 2观测到的分子云发射的$^{12}$ CO（J=2-1）有明显的反相关性。虽然硬X射线最有可能是由于云附近的同步加速器增强，但目前没有模型可以定量预测观测到的通量。
2012-08-01 astro-ph.HE
Toward the Understanding of the Physical Origin of Recombining Plasma in the Supernova Remnant IC 443
我们进行了空间分辨光谱分析的X射线发射超新星遗迹（SNR）IC 443与朱雀。所有的光谱都很好地再现了碰撞电离平衡（CIE）和两个重组等离子体（RP）组件组成的模型。虽然先前的X射线研究在东北部地区发现了RP，但这是关于遗迹其他部分RP的第一份报告。CIE分量的电子温度$kT_e$在整个残余物上几乎均匀地处于$\sim 0.2$ keV。CIE等离子体具有与太阳一致的金属丰度，并且集中在残骸的边缘，这表明它是冲击星际介质的起源。两个RP组分具有不同的$kT_e$：一个在0.16 $-$ 0.28 keV的范围内，另一个在0.48 $-$ 0.67 keV的范围内。这两个RP组件的电子温度下降向东南方向，在那里的SNR冲击是已知的分子云相互作用。我们还发现，较低的$kT_e$ RP高$kT_e$ RP组件的标准化比率增加向东南方向。这两个结果表明，在东南部地区的X射线发射等离子体显着冷却的一些机制。其中一个合理的冷却机制是热等离子体和分子云之间的热传导。如果冷却进行得比等离子体的复合时间尺度更快，则相同的机制也可以解释复合等离子体。
2017-11-20 astro-ph.HE
Deep XMM-Newton Observations Reveal the Origin of Recombining Plasma in the Supernova Remnant W44
最近的X射线研究揭示了十几个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）中的过度电离重组等离子体（RP）。然而，过电离的物理过程尚未完全了解。在这里，我们报告的空间分辨光谱的X射线发射从W 44，过电离MM-SNR之一，使用XMM-牛顿数据从深的观测，旨在澄清的物理起源的过电离。我们发现，低电子温度和低复合时标的组合是在与密集的分子云相互作用的区域实现的。此外，一个明确的反相关之间的电子温度和重组的时间尺度得到从每个区域的分子云和没有。这一结果很好地解释了W 44冲击波与稠密云团的热传导导致等离子体快速冷却而过电离的现象。鉴于其他一些过电离的SNR显示出绝热膨胀作为快速冷却的主要驱动力的证据，我们的新结果表明，这两个过程都可能导致SNR中的过电离，主要通道取决于演化阶段。
2019-12-24 astro-ph.HE
Investigation of the Physical Origin of Overionized Recombining Plasma in the Supernova Remnant IC 443 with XMM-Newton
超新星遗迹中过电离重组等离子体的物理起源一直受到人们的关注，因为它的理解为超新星遗迹的演化提供了新的见解。然而，过电离的过程，虽然它已经在一些RP-SNR中讨论过，但尚未完全理解。本文报道了用{ \it XMM-牛顿}对IC~443的X射线辐射进行空间分辨光谱分析。我们发现，在与密集的分子云相互作用的区域，RP往往具有较低的电子温度和较低的复合时间尺度。这些趋势表明，在这些地区的RP更冷，更强烈的过电离，这是自然解释为通过热传导的分子云快速冷却的结果。我们对IC~443的研究结果与对W ~ 44的研究结果相似，表明热传导是RPs的起源，至少在较老的遗迹中是如此。我们认为，嵌入在热等离子体中的气体的蒸发迅速冷却等离子体中也发现在W 44的情况。我们还讨论了在IC~443中加速的质子电离是否是产生RP的原因。基于粒子加速的能量学，我们得出结论，质子轰击是不可能解释所观察到的RP的属性。
2021-08-12 astro-ph.HE
A study of the composite supernova remnant MSH 15-56 with Suzaku
银河系超新星遗迹（SNR）MSH 15-56是复合超新星遗迹的一员，它由残骸壳和移位的脉冲星风星云（PWN）组成。早期的X射线观测报告了PWN的彗星状形态和SNR的喷出物分布。在这项工作中，我们提出了一个研究MSH 15-56使用档案朱雀数据。我们调查的残余物的发射和光谱参数的性质。的X射线光谱很好地拟合与温度~0.6千电子伏和光子指数~2.0的热和非热模型的组合。Ne、Mg、S的丰度略有增加，Si的丰度增加，证实了喷出物质的存在。
2019-05-29 astro-ph.HE
The Origin of Recombining Plasma and the Detection of the Fe-K Line in the Supernova Remnant W28
在十几个混合形态超新星遗迹中发现了过电离复合等离子体.然而，其形成过程仍在争论之中。正如许多先前的研究所指出的，等离子体温度和电离状态的空间变化提供了线索，以了解RP的物理起源。我们报告的W28，这是在我们的银河系中发现的最大的MM SNRs之一的空间分辨X射线光谱。朱雀XIS的两次观测覆盖了W28的中心到东北边缘，那里的激波与分子云相互作用。两个不同温度和电离状态的RP模型的组合很好地再现了内部区域的X射线谱，而东北边缘的X射线谱则用单RP模型解释。我们在东北边缘发现的RP表明云和热等离子体之间的热传导效应，这可能是RP的产生过程。东北边缘的X射线光谱也显示出Fe I Kα线的过量发射。最有可能解释这条线的过程是分子云中的Fe被W28中加速的宇宙射线粒子内壳层电离。
2018-02-08 astro-ph.HE
X-Ray Observation of the Galactic Supernova Remnant G355.6-0.0 with Suzaku
我们介绍了银河系超新星遗迹（SNR）G355.6-0.0观测朱雀。我们将ASCA探测到的漫射发射分解为两个物体，G355.6-0.0和一个点状源，朱雀J173530-3236。来自G355.6-0.0的X射线发射在射电壳层内呈现出中心填充的形态。X射线谱很好地代表了一个薄的热等离子体模型与增强的金属丰度。G355.6-0.0的空间和光谱特性表明它属于混合形态信噪比。约6 x 10^{22} cm^{-2}的NH值支持G355.6-0.0是远距离SNR。朱雀J173530-3236的硬X射线谱中有一条强的Fe发射线，与激变变星的发射线相似。约3 x 10^{22} cm^{-2}的NH值小于G355.6-0.0的NH值，因此朱雀J173530-3236位于G355.6-0.0的近侧。
2013-06-05 astro-ph.HE
Evidence for Rapid Adiabatic Cooling as an Origin of the Recombining Plasma in the Supernova Remnant W49B Revealed by NuSTAR Observations
在过去十年中，对超新星遗迹（SNRs）的X射线观测表明，重组等离子体的存在在某种类型的物体中有些常见。SNR W 49 B是这些天体中最年轻、最热、电离程度最高的，因此提供了关于SNR早期演化阶段如何达到复合阶段的关键信息。特别是，从Fe的辐射复合连续（RRC）的光谱特性是限制详细的等离子体条件的关键。在这里，我们提出了成像和光谱研究的W 49 B与核光谱望远镜阵列（NuSTAR），利用有史以来最高的灵敏度，以Fe RRC在> 8.8keV。我们确认，铁RRC是最突出的西部的SNR，因为最低的电子温度（~ 1.2 keV）实现。我们的空间分辨光谱分析揭示了电子温度和复合时间尺度之间的正相关性，具有~ 4 keV的均匀初始温度，这与作为过电离起源的快速绝热冷却方案是一致的。这项工作证明了NuSTAR的适用性，热发射的研究，除了硬非热X射线，从年轻和中年的SNR。
2018-12-03 astro-ph.HE
Suzaku Studies of the Supernova Remnant CTB~109 Hosting the Magnetar 1E~2259+586
本文研究了磁星1 E2259 +586和超新星遗迹CTB~109的年龄。通过对CTB~109的朱雀资料分析，估计其年龄为$\sim$ 14 kyr，比1 E 2259+586，230 kyr的特征年龄短得多。这再次证实了以前报道的磁星/遗迹协会的年龄差异，并表明磁星的特征年龄通常被高估，与其真实年龄相比。这种差异被认为是因为前者的计算没有考虑磁场的衰减。这一新颖的观点得到了银河平面上磁星浓度远高于其他恒星的独立支持。对磁星中磁场的衰减过程进行了数学模拟。这意味着磁星比以前认为的要年轻得多，并且可以支配新生的中子星。
2015-09-18 astro-ph.HE
{\it Suzaku} observation of Galactic supernova remnant CTB 37A (G348.5+0.1)
我们在这里介绍的CTB 37 A的观测结果获得的X射线成像光谱仪上的{PDMATHAMM朱雀}卫星。CTB 37 A的X射线光谱由两个分量很好地拟合，一个是具有太阳丰度的单温电离平衡分量（VMEKAL），电子温度为$kT_{\rm e}\sim0.6$ keV，吸收柱密度为$N_{\rm H}\sim3\times10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$，另一个是具有光子指数为$Γ$ $\sim 1.6$的幂律分量。CTB 37A的X射线光谱的特征在于清楚地检测到Mg、Si、S和Ar的K壳层发射线。具有太阳丰度的等离子体支持X射线发射来自受冲击的星际物质的想法。环境气体密度和残留物的年龄估计分别为$\sim1f^{-1/2}$ ${\rm cm^{-3}}$和$\sim3\times10^{4}f^{1/2}$ yr。由壳状射电结构包围的中心填充的X射线发射和其他X射线性质表明，该遗迹可能是混合形态超新星遗迹类的新成员。
2011-07-06 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Ejecta-Dominated Galactic Supernova Remnant G346.6-0.2
本文介绍用{ \it朱雀}对银河系超新星遗迹G346.6-0.2的X射线分析结果。首次清晰地探测到Mg、Si、S、Ca和Fe的K壳层发射线。Si和S的强发射线表明G346.6-0.2的X射线发射性质是以喷射为主的。喷射物主导的辐射与非平衡电离热等离子体和非热成分组成的组合模型拟合良好，可以将其视为光子指数为$Γ$ $\sim 0.6$的同步辐射。$N_{\rm H}\sim2.1\times10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$的吸收柱密度是从最佳拟合获得的，这意味着高密度介质，高电子温度的$kT_{\rm e}\sim1.2$ keV，和电离时间尺度的$n_{\rm e}t\sim2.9\times10^{11}$ ${\rm cm^{-3}s}$，表明该残余物可能远离完全电离平衡。喷出物的相对丰度表明，残骸来自Ia型超新星爆炸。
2011-03-15 astro-ph.HE
X-Ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G12.0-0.1
我们介绍了朱雀/XIS观测射电超新星遗迹（SNR）G12.0-0.1周围的结果。没有观察到在无线电壳层内或沿无线电壳层延伸的显著漫射发射。相反，两个紧凑的X射线源，朱雀J181205-1835和朱雀J181210-1842，被发现在或接近G12.0-0.1。朱雀J181205-1835位于G12.0-0.1射电壳的西北方。X射线剖面在朱雀望远镜的点扩散函数上略有扩展。X射线光谱没有线状结构，可以用幂律模型很好地表示，光子指数为2.2，吸收柱为N_{H} = 4.9 × 10 ^{22} cm^{-2}。分别用吸收柱和Sigma-D关系估算了朱雀J181205-1835和朱雀G12.0-0.1的距离，结果基本一致。这些结果表明，朱雀J181205-1835是与G12.0-0.1相关的脉冲星风星云的候选者。从它的位置来看，朱雀J181210-1842应该是与G12.0-0.1无关的天体。X射线剖面呈点状，光谱为薄的热发射，Fe K线位于6.4、6.7和6.97 keV，与激变变星相似。
2013-09-30 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
Search for the time evolution of the synchrotron X-ray spectrum of the youngest Galactic supernova remnant G1.9+0.3 using Suzaku
G1.9+0.3是已知最年轻的银河系超新星遗迹（SNR），主要由X射线同步辐射。同步辐射X射线是研究年轻信噪比中电子加速的有效工具。年轻的SNRs的X射线谱为我们提供了SNRs演化早期粒子加速的信息。在这项工作中，我们调查的时间演变的滚降频率的同步辐射光谱从SNR G1.9+0.3使用朱雀。在这项分析中，我们使用了X射线成像光谱仪的~101 ks（2011）和~92 ks（2015）观测结果。我们发现，有没有显着差异的光谱参数和解释我们的结果。
2017-12-25 astro-ph.HE
Suzaku observation and distance of supernova remnant G332.5-5.6
我们分析了超新星遗迹G332.5-5.6中心区域的朱雀XIS数据。X射线数据很好地描述了一个单一的非平衡电离热模型，{ \tt vnei}，吸收氢柱密度为1.4 $^{+0.4}_{-0.1}$ $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$。等离子体的特征是电子温度为0.49 $^{+0.08}_{-0.06}$ keV，具有太阳下O（0.58 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）和Fe（0.72 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）的丰度，以及略微过剩的Mg（1.23 $^{+0.14}_{-0.14}$太阳值）。中心X射线辐射可能是G332.5-5.6内部残留云的投影效应或蒸发所致。我们估计的距离为3.0 $\pm$ 0.8 kpc的G332.5-5.6的基础上的间距距离的关系。G332.5-5.6的年龄为7 - 9 kyr。
2015-07-16 astro-ph.HE
Ejecta detection in the middle-aged Galactic supernova remnant G296.1-0.5 observed with Suzaku
本文报道了利用朱雀星上的X射线成像光谱仪对银河系中龄超新星遗迹G296.1-0.5中的喷出物进行探测的结果。三个瓣，北，东南和西南和瓣间区域的光谱，包括软（0.3-2.0 keV）的非平衡电离等离子体的起源。在北部、东南部和叶间地区，热辐射可用单分量模型表示，在西南部地区可用双分量非平衡电离（VNEI）模型表示。研究区的光谱有N、O、Ne、Mg和Si元素谱线。在这项工作中首次显示了从这个残基的硅发射。得到的Ne，Mg和Si元素的丰度增强显示在所有区域的喷出物的贡献。假设该残骸为Sedov相，在d=3 kpc的距离下，我们得到了环境密度n 0 ~ 0.45cm-3，年龄t ~ 2.8 × 104 yr，激波速度Vs ~ 320 km/s，激波温度Ts ~ 1.2 × 106 K，上扫质量Msw ~ 340 M。
2011-09-19 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Diffuse X-Ray Emission from the Open Cluster Westerlund 2: a Hypernova Remnant?
我们分析了朱雀观测的年轻疏散星团Westerlund 2，它充满了弥漫的X射线发射。我们发现，发射由三个热分量或两个热和一个非热分量。非热分量的能流上限小于用H.E.S. S观测到的TeV带的能流上限。这可能表明活跃的粒子加速在这个集群中已经停止，并且加速的电子已经冷却。用H.E.S.S.很可能来自高能质子，与电子相比，质子很难冷却。弥漫的X射线气体中的金属丰度可能表明过去有一颗大质量恒星爆炸过。
2009-07-27 astro-ph.HE
Suzaku study of centrally brightened supernova remnant G272.2-3.2
本文介绍了银河系超新星遗迹G272.2-3.2的朱雀观测结果。G272.2-3.2的光谱与单温变丰度非平衡电离（VNEI）模型拟合良好，电子温度kTe \sim 0.77 keV，电离时标τ \sim 6.5 \times 10^10 cm-3 s，吸收柱密度NH \sim 1.1 \times 10^22 cm-2。我们已经检测到增强的丰度的Si，S，Ca，Fe和Ni的中心区域，表明X射线发射的喷出物的起源。我们估计电子密度ne为\sim 0.48 f^1/2 cm-3，年龄\sim 4300 f^1/2 yr，X射线总质量Mx = 475 f^1/2 M（取距离d=10 kpc）。为了了解残骸中心峰值X射线发射的起源，我们研究了电子温度和表面亮度的径向变化。中心区域的相对丰度表明G272.2-3.2是Ia型超新星爆炸的结果。
2012-01-16 astro-ph.HE
Plasma diagnostics of supernova remnant 3C 400.2 by Suzaku observations
本研究通过Suzaku观测对超新星遗迹3C 400.2进行等离子体诊断，同时拟合SNR与背景能谱，发现其辐射源于星际介质的碰撞电离平衡等离子体和抛射物的电离等离子体，而非先前认为的复合等离子体，并发现附近可能具有红移Fe线的河外X射线源Suzaku J1937.4+1718。
2024-08-28 astro-ph.HE
Suzaku study on the Ejecta of the Supernova Remnant G272.2$-$3.2
我们报告重新分析朱雀观测银河系超新星遗迹（SNR），G272.2 $-$ 3.2，其中以前的研究是有限的低于3千电子伏。通过仔细的数据处理和背景扣除，我们发现了Ar，Ca和Fe的K壳层线高于3 keV。G272.2 $-$ 3.2的X射线光谱由两个部分组成，低温碰撞电离平衡（CIE）等离子体（$kT_{\rm e} \sim 0.2$ keV）和高温非平衡电离（NEI）等离子体（$kT_{\rm e} = 0.6$ - $3$ keV）。CIE等离子体在整个区域都有太阳的丰度，因此它可能起源于星际介质。另一方面，NEI等离子体的丰度向内部区域增加，这表明喷出物的起源。Fe K壳层发射的线中心能量（$\sim 6.4$ keV）表明，喷出物最近被反向冲击加热，这是Ia型SNRs的一个共同特征。
2015-10-18 astro-ph.HE
A Systematic Study of the Thermal and Nonthermal Emission in the Supernova Remnant RCW 86 with Suzaku
超新星遗迹（SNRs）中激波的扩散激波加速被广泛认为是银河系宇宙射线的主要来源。然而，目前还不清楚是什么决定了加速粒子的最大能量。周围环境可能是关键参数之一。SNR RCW 86示出了具有不同空间形态的热和非热X射线发射。这些辐射分别来源于激波加热的等离子体和加速的电子，它们的强度反映了它们的密度分布。因此，残余物提供了一个合适的实验室来测试加速效率和环境之间可能的关联。在本文中，我们提出的结果，空间分辨光谱的整个残余与朱雀。的空间分辨光谱很好地再现与同步辐射和两个组件的光学薄的热等离子体，对应于冲击星际介质（ISM）的kT为0.3-0.6 keV和Fe为主的喷出物的幂律的组合。研究发现，非热分量的光子指数随着受冲击ISM的发射测度的减小而减小，而冲击速度一直保持在较高的水平。这一结果意味着，在RCW 86中的加速电子的最大能量在低密度和较高冲击速度区域中较高。
2016-12-05 astro-ph.HE
Fe-rich ejecta in the supernova remnant G352.7-0.1 with Suzaku
在这项工作中，我们提出了一个$\sim$ 201.6 ks的观测G352.7 $-$ 0.1使用的X射线成像光谱仪的{ \it朱雀} X射线天文台。来自残骸的X射线发射由具有可变丰度的非平衡电离的双温度热模型很好地描述，柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。软组分的特征在于电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.6 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 3.4 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s，以及增强的Si、S、Ar和Ca丰度。硬组分具有$kT_{\rm e}$ $\sim$ 4.3 keV、$τ$ $\sim$ 8.8 $\times$ 10 $^{9}$ cm $^{-3}$ s和增强的Fe丰度。Si，S，Ar，Ca和Fe的元素丰度被发现显着高于太阳值，确认喷出物的存在。我们检测到强烈的铁K壳层发射，并确定其来源是喷出物的第一次。铁喷出物的检测与较低的电离时间尺度有利于Ia型起源为这个残余。
2014-06-13 astro-ph.HE
Suzaku Analysis of the Supernova Remnant G306.3-0.9 and the Gamma-ray View of Its Neighborhood
我们提出了一个调查的超新星遗迹（SNR）G306.3 $-$ 0.9使用档案多波长数据。Suzaku光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：软组件是在电离平衡，并有一个温度$\sim$ 0.59 keV，而硬组件的温度$\sim$ 3.2 keV和电离时间尺度$\sim$ $2.6\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s。我们清楚地检测到铁K壳线能量为$\sim$ 6.5千电子伏从这个残余。Si、S、Ar、Ca和Fe的过量丰度证实了X射线发射具有喷出物起源。Fe-K线的质心能量支持G306.3 $-$ 0.9是Ia型超新星（SN）的遗迹，而不是核塌缩SN。利用近6年的费米数据，分析了G306.3 $-$ 0.9及其周围的GeV γ射线辐射。我们报告了G306.3 $-$ 0.9的未探测和在G306.3 $-$ 0.9西南部探测到一个新的扩展伽马射线源，其意义为$\sim$ 13 $σ$。我们讨论了几种情况下，这些结果的帮助下，从其他波段的数据，以了解信噪比及其邻域。
2016-12-31 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Supernova Remnant N23 in the Large Magellanic Cloud
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）研究了大麦云（LMC）中超新星遗迹N23的X射线辐射。由于XIS在软X射线波段的卓越能量分辨率，我们以前所未有的高质量解析了N23的类氢和类氦氧Kα发射线，并因此确定了一种新的光学薄热发射元件，其温度约为0.2 keV，以及先前已知的温度约为0.5-0.7 keV。这将电离时标净的估计值从~10^{10-11} cm^-3 s改变为>~10^{12} cm^{-3}s。在假设N23仍处于Sedov相的情况下，根据新发现的低温成分估计其年龄约为8000年，尽管N23可能已经进入辐射相。发现重元素的丰度与LMC的平均值大致一致，这表明N23的X射线发射的起源是扫起的环境材料，正如其电离时间尺度所预期的那样。
2010-07-26 astro-ph.HE
A deep X-ray observation of supernova remnant G304.6+0.1 (Kes 17) with Suzaku
本文介绍了利用朱雀号卫星上的X射线成像光谱仪对G304.6 + 0.1进行的99.6ks深度观测的结果。X射线谱数据与由碰撞电离平衡中的热分量和非热分量组成的等离子体模型拟合良好。热辐射符合VMEKAL模型，电子温度为$kT_{\rm e}\sim 0.75$ keV，$N_{\rm H}\sim 3.9\times10^{22}$ $\rm cm^{-2}$吸收柱密度高，太阳丰度接近或低于太阳丰度，表明G304.6 + 0.1的X射线发射等离子体主要由上扫环境介质控制。非热分量与光子指数为$Γ\sim 1.4$的幂律模型拟合良好。在d=10 kpc处，我们发现了一个相对高的电子密度$n_{\rm e}\sim 2.3f^{-1/2}$ cm $^{-3}$，年龄$t$ $\sim 1.4\times10^4f^{1/2}$ yr，和X射线发射质量$M_{\rm x}\sim 380f^{1/2}$ {M \sun }。利用形态学和光谱X射线数据，我们确认该遗迹是混合形态超新星遗迹的一个新成员。
2012-03-16 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Non-thermal Supernova Remnant HESS J1731-347
本文详细分析了超新星遗迹HESS J1731 \it 347的西北部和南部的非热X射线辐射。观测所覆盖的外壳部分发射出硬的、无谱线的X射线。该光谱可以用一个简单的吸收幂律模型来再现，其光子指数$Γ$为1.8-2.7，吸收柱密度$N_{\rm H}$为（1.0-2.1）$\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。这些数量在不同地区之间变化很大; SNR的西北部具有最硬和最吸收的光谱。X射线壳的西部比西北部和南部的曲率小。进行了X射线形态与甚高能（VHE）伽马射线和放射性图像的比较。讨论了壳层各部分的电子加速效率和发射机制。搜索SNR的热X射线发射，但无法检测到显著水平。
2012-07-17 astro-ph.HE
Search for Sc-K line emission from RX J0852.0--4622 Supernova remnant with Suzaku
我们使用朱雀XIS数据从超新星遗迹RX J0852.0-4622的西北边缘寻找4keV左右的线发射证据。有几篇论文报道了在这个天空区域探测到4.1keV左右的发射线。这条谱线是由Sc的K带荧光产生的，Sc是44 Ti的直接衰变产物。我们进行了光谱分析的整个部分西北边缘的残余在XIS的视野，以及各个地区对应的地区发表声明的线发射。我们在4.1 keV附近没有发现任何线发射，因此能够对X射线通量设定一个严格的上限：整个场的X射线通量为1.1 × 10 ^-6 s^-1 cm^-2。对于每个区域，我们的通量上限低于先前声称的检测。因此，我们得出结论，到目前为止，在RX J0852.0-4622的西北边缘没有检测到来自Sc-K发射的明确X射线线特征。我们的负检测支持最近的说法，即RX J 0852 -4622既不年轻（1700- 4000年），也不接近（~750 pc）。
2009-06-01 astro-ph.HE
Discovery of Strong Radiative Recombination Continua from The Supernova Remnant IC 443 with Suzaku
我们介绍了银河系中年超新星遗迹（SNR）IC 443的朱雀光谱研究。在1.75-6.0 keV波段的X射线谱由具有0.6 keV的电子温度的光学薄的热等离子体和几个附加的莱曼线描述。我们稳健地检测到，第一次，强辐射复合连续（RRC）的H-样硅和S在2.7和3.5千电子伏左右。由RRC与He类K-α线的强度比确定的Si和S的电离温度分别为1.0 keV和1.2 keV。因此，我们找到了一个极端过度电离（重组）等离子体的有力证据。作为过电离的起源，在以前的工作中所争论的热传导方案在我们的新结果中并不受欢迎。我们建议，高度电离的气体是在SNR演化的初始阶段，在密集的区域周围的一个巨大的祖，和低电子温度是由于快速冷却的绝热膨胀。
2009-09-21 astro-ph.HE
Investigating the X-ray and Gamma-ray Properties of the Galactic Supernova Remnants Kes 69, 3C 396, 3C 400.2
Kes 69、3C 396和3C 400.2是混合形态（MM）的银河系超新星遗迹（SNR），其中Kes 69和3C 396与分子云（MC）相互作用。先前的X射线研究表明，这些SNR的发射是热的。有人建议，MM SNRs与MCs相互作用是潜在的候选人重组等离子体（RP）的X射线和强子γ射线发射。最近，钱德拉的观测揭示了3C 400.2中RP的迹象。初步分析表明，3C 400.2的NW和SE区的X射线发射是由复合等离子体引起的。我们在Kes 69和3C 396上探测到了5 $σ$以上的GeV γ射线辐射。
2016-09-08 astro-ph.HE
A Suzaku Study of Ejecta Structure and Origin of Hard X-ray Emission in the Supernova Remnant G156.2+5.7
本文报道了基于朱雀星六次定点观测的银河系超新星遗迹G156.2+5.7的X射线研究。遗迹的大范围（直径为100 $\arcmin$）使我们能够从表观中心研究其西北和东部方向的放射状结构。X射线谱与代表扫掠星际介质（ISM）和富金属喷出物的双组分非平衡电离模型拟合良好。我们发现突出的Si，S和Fe从喷出物组分的中心浓度; O，Ne和Mg的轻元素分布更均匀。ISM分量的温度表明这是一个慢震（610-960 km/s $^{-1}$），因此残余物的年龄估计为7，000 - 15，000年，假设其距离为$\sim$ 1.1 kpc。G156.2+5.7也被认为会发出坚硬的非热X射线，尽管它比任何其他这样的遗迹都要古老得多。针对最近发现的背景星系团（2XMM J045637.2+522411），我们仔细排除了它的贡献，并重新检查了硬X射线发射的起源。我们发现，残留的硬X射线发射与宇宙X射线背景的预期水平一致。因此，从G156.2+5.7中未获得非热发射的可靠证据。这些结果与演进的SNR的图片是一致的。
2012-05-18 astro-ph.HE
Initial state of the recombining plasma in supernova remnant W 28
利用 Suzaku 数据对 W28 进行空间分辨光谱分析，给出复合等离子体初始阶段各元素电离温度及年龄空间差异，推断其源于大质量恒星且需超越热传导或绝热冷却的形成机制。
2024-01-18 astro-ph.HE
Discovery of recombining plasma from the faintest GeV SNR HB 21 and a possible scenario of the cosmic ray escaping from SNR shocks
我们提出了一个X射线研究的GeV γ射线超新星遗迹（SNR）HB 21与朱雀。HB 21与分子云相互作用，是已知GeV SNR中GeV波段最暗的。我们发现了来自残骸中心的Si和S的强辐射复合连续谱，这提供了复合等离子体（RP）的直接证据。总发射可以用RP和电离等离子体成分来解释。RP组分的电子温度和复合时间尺度分别估计为0.17（0.15-0.18）keV和3.2（2.0-4.8）$\times$ 10 $^{11}$ s cm $^{-3}$。RP的估计年龄（RP年龄; $\sim$ 170 kyr）是已知的重组GeV SNRs中最长的，因为电子密度非常低（$\sim$ 0.05 cm $^{-3}$）。我们已经研究了9个重组GeV信噪比的每个RP年龄和SNR直径的GeV光谱指数的依赖关系。两者都显示出可能的正相关性，表明这两个参数可以很好地指示加速质子的性质，例如，从SNR冲击逃逸的程度。一个可能的情况下，质子逃逸的过程中，与分子云的相互作用，使较弱的磁湍流和宇宙射线质子逃逸，同时冷却的热电子，并产生RP。
2018-05-08 astro-ph.HE
Detection of the neutral iron line from the supernova remnant W49B with Suzaku
利用朱雀卫星在超新星遗迹W49B西北区域显著探测到6.4 keV中性铁线及8-9 keV过量发射，并探讨其与高能粒子同冷物质相互作用的可能起源。
2024-01-16 astro-ph.HE
A Suzaku X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant Kes 69 and searching for its gamma-ray counterpart
Kes 69是一个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR），已知与东北和东南地区1720 MHz羟基（OH）脉泽发射观测的分子云相互作用。我们利用$\sim$ 67 ks朱雀卫星对Kes 69进行了观测研究。整个SNR的X射线能谱符合非平衡电离模型，电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 2.5 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 4.1 $\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s，吸收柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.1 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$ .我们在光谱中清楚地检测到$\sim$ 6.5 keV处的Fe-K $α$线。等离子体显示镁，硅，硫和铁的丰度略有增加，表明等离子体很可能是喷出物的起源。我们发现没有显着的特点，在此SNR的重组等离子体。为了表征X射线光谱参数的径向变化，我们还分析了残留物中的环形区域。我们研究了Kes 69的爆炸成因，并倾向于核心塌陷成因。此外，我们报告缺乏显着的伽马射线发射从Kes 69，在分析了GeV的伽马射线数据采取了约9年的大面积望远镜上费米。最后，我们讨论了其他相互作用的MM SNR的背景下，Kes 69的属性。
2018-08-30 astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G32.8-0.1 with Suzaku
我们提出了第一个专门的X射线研究超新星遗迹（SNR）G32.8-0.1（Kes 78）与朱雀。首次探测到整个SNR壳层的X射线发射。X射线形貌与射电壳层的辐射有很好的相关性，而与SNR场中的分子云有反相关性。X射线光谱不仅显示了非平衡电离状态下的常规低温（kT ~ 0.6 keV）热发射，而且还显示了电离时间尺度非常低（~ 2.7e9 cm^{-3}s）的非常高的温度（kT ~ 3.4 keV）分量，或光子指数γ ~2.3的硬非热分量。低温等离子体的平均密度相当低，约为10^{-3}-10 ^{-2} cm^{-3}，这意味着该SNR正在扩展到低密度腔中。我们讨论了SNR的X射线发射，也用H.E.S.S.检测到TeV，以及对残余物和其他伽马射线发射SNR（如W28和RCW 86）的多波长研究。分析的时变源，2XMM J185114.3-000004，发现在北部的SNR，也是第一次报告。快速的时间变化和大量吸收的硬X射线光谱表明，这个源可能是一个新的超巨星快速X射线瞬变。
2016-01-12 astro-ph.HE
Suzaku View of the Supernova Remnant RCW 86: X-Ray Studies of Newly-Discovered Fe-Rich Ejecta
我们报告的超新星遗迹（SNR）RCW 86与朱雀观测的成像和光谱分析的结果。SNR是已知的表现出K壳层发射的低电离铁，可能来自超新星喷出物。我们首次揭示了整个残骸中富铁等离子体的全球分布;从西部、北部和南部地区，除了西南部和东北部的X射线更亮的外壳外，还清楚地检测到了铁-钾发射，在那里已经报道了富铁喷出物的存在。每个区域的光谱很好地代表了由低温和高温热等离子体和非热发射的三个组件的模型。较低温度的成分，与太阳值附近的元素丰度，可能源于向前冲击的星际介质，而富铁的喷出物被描述为较热的等离子体。根据西部地区正、反向冲击波的形态，估算出典型爆炸能量约为1 × 10^{51}尔格时，喷出物的总质量为1- 2兆太阳。来自整个SNR的Fe-K发射的积分通量大致对应于约1M_sun的总Fe质量。这两个估计都表明这个SNR的Ia型超新星起源。我们还发现了可能的证据，铁丰富的团块位于超出了前向冲击波前在北部边缘，这让人想起在第谷和船帆座SNRs观察到的喷出物结。
2012-02-08 astro-ph.HE
A Systematic Study of Evolved Supernova Remnants in the Large and Small Magellanic Clouds with Suzaku
输入原点（即，超新星遗迹（SNRs）的Ia型（或核心坍缩）对于确定星系中超新星（SN）爆炸的速率至关重要，这是了解其近期化学演化的关键。然而，在所谓的Sedov阶段的演变SNR占主导地位的扫上星际介质（ISM），使其难以确定其喷出物的成分，从而SN类型。在这里，我们提出了一个系统的X射线研究九个演变的SNRs麦哲伦云，DEM L238，DEM L249，0534-69.9，0548-70.4，B 0532 -71.0，B 0532 -67.5，0103-72.6，0049-73.6，和0104-72.3，使用朱雀卫星的档案数据。尽管由于角分辨率有限，朱雀号无法在空间上分辨上扫ISM的SN喷出物，但其出色的能量分辨率使软X射线波段的发射线能够清晰分离。这导致了这样的发现，即演化（~10^4年）的信噪比的“空间积分”光谱仍然是由喷出物在1千电子伏左右的能量下的发射产生的。Fe/Ne的质量比，主要是从分辨良好的Fe L-壳层和Ne K-壳层线确定的，清楚地将观测到的SNR分为Ia型和核心塌陷组，证实了钱德拉观测利用其极高的角分辨率进行的一些先前的分类。这表明，空间积分的旧SNRs的X射线光谱也可以用来区分其祖先的类型，这将有助于未来的系统研究与ASTRO-H和超越河外SNRs。
2015-11-29 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in the Supernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources in the Proximity
本文研究了超新星遗迹W51 C中的Fe K壳层线及其附近的硬X射线源。我们分别在6.40 keV和6.68 keV下测量了Fe I K $α$和Fe XXV He $α$谱线的强度，发现6.68 keV谱线的强度与先前研究预期的背景水平一致，而6.40 keV谱线的强度在2.0 $σ$的显著性水平上更高。考虑到γ射线发射和高电离率点的存在，我们得出结论，增强的6.40 keV线最有可能起源于低能宇宙射线和分子云之间的相互作用。此外，我们发现了一个增强的6.68 keV线发射从紧凑的H II区G49.0-0.3在3.4 $σ$的显着水平。光谱分析表明，6.68 keV谱线的热等离子体的温度和丰度分别为$kT = 3.0^{+0.8}_{-0.7}$ keV和$Z = 0.5 \pm 0.2$太阳能。这些值解释了由O型星的恒星风产生的热等离子体。
2022-03-07 astro-ph.HE
Discovery of a Wind-Blown Bubble Associated with the Supernova Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin of Recombining Plasma
我们报告的CO和HI研究的混合形态超新星遗迹（SNR）G346.6 $-$ 0.2。我们发现一个风吹泡沿无线电连续壳的膨胀速度为$\sim10$公里秒$^{-1}$，这可能是由强大的恒星风从高质量的SNR祖。CO/HI泡在$V_\mathrm{LSR} = -82$ - $-59$ km s $^{-1}$的径向速度也与激波激发的1720 MHz OH脉泽的径向速度一致。东北壳层的分子云显示出$\sim60$ K的高动力学温度，表明发生了激波加热。HI吸收研究表明，G346.6 $-$ 0.2位于银河系中心的远侧，SNR的运动学距离为$11.1_{-0.3}^{+0.5}$ kpc。我们发现CO谱线强度与复合等离子体的电子温度没有特定的相关性，这意味着G346.6 $-$ 0.2中的复合等离子体可能是绝热冷却产生的。通过对星际质子密度280 cm $^{-3}$和γ射线光度$< 5.8 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$的估算，得到了加速宇宙线总能量$W_{\rm p} < 9.3 \times 10^{47}$ erg。年龄- $W_{\rm p}$关系与其他SNR的比较表明，G346.6 $-$ 0.2中的大部分加速宇宙射线已经从SNR壳层逃逸。
2021-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA CO Observations of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W49B: Efficient Production of Recombining Plasma and Hadronic Gamma-rays via Shock-Cloud Interactions
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对混合形态超新星遗迹（SNR）W 49 B进行了新的CO（$J$ = 2-1）观测。我们发现，CO云在$\sim$ 10公里秒$^{-1}$显示出良好的空间对应同步辐射连续谱以及X射线变形壳。大量的分子云占西部的壳，而不是东部的壳近红外H $_2$发射检测。在$\sim$ 10 km s $^{-1}$处的分子云显示出较高的动力学温度，为$\sim$ 20-60 K，表明发生了适度的激波加热。$ΔV \sim$ 6 km s $^{-1}$的云的膨胀运动是由来自前身系统的强风形成的。我们认为，桶状结构的富铁喷出物可能不仅是由一个不对称的爆炸，但也通过与密集的分子云的相互作用。我们还发现CO强度与复合等离子体的电子温度之间存在负相关关系，这意味着W 49 B高温复合等离子体的起源可以理解为热传导模型。通过采用平均气体密度$\sim$ $650\pm200$ cm $^{-3}$，估算加速宇宙线质子$W_\mathrm{p}$的总能量为$\sim$ $2\times 10^{49}$ erg。SNR年龄- $W_\mathrm{p}$图表明，W 49 B显示了γ射线亮SNR中最高的原位$W_\mathrm{p}$值之一。
2021-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 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
Suzaku Discovery of Fe K-Shell Line from the O-Rich SNR G292.0+1.8
我们报告了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的朱雀/XIS结果，G292.0+1.8是核心坍缩超新星的遗迹。G292.0+1.8的X射线谱由两种类型的等离子体组成，一种是处于碰撞电离平衡（CIE），另一种是处于非平衡电离（NEI）。CIE等离子体具有接近太阳的丰度，因此可能起源于星周和星际介质。NEI等离子体具有超太阳的丰度，丰度模式表明等离子体起源于主序为30-35 Msolar的超新星喷出物。在NEI等离子体中首次探测到能量为6.6keV的铁K壳层线。
2014-02-07 astro-ph.HE
Non-equilibrium ionization in mixed-morphology supernova remnants
超新星遗迹的混合形态类（MMSNRs）包括观测到的遗迹的相当大的一部分，但尚未就其起源达成共识。它们的性质的一个线索是存在显示X射线证据的等离子体重组的区域。最近的计算残余物的演变在多云的星际介质（ISM），包括热传导，但不包括非平衡电离（NEI）的承诺，在解释观察到的表面亮度分布，但不能确定是否存在重组等离子体。本文给出了二维和三维MMSNR的流体动力学数值模型，包括NEI效应的显式计算。空间电离分布和温度-密度图表明，复合发生在模拟MMSNR内，绝热膨胀和热传导引起复合，虽然在不同的区域。绝热膨胀产生的特征在空间和温度-密度图中很突出，但热传导也起作用。因此，热传导和绝热膨胀都对高温气体的冷却做出了重要贡献。现实的观测数据与来自不同地区的空间和光谱输入进行模拟。我们还讨论了使用温度-密度图和空间地图分析观测中的重组源和主导流体动力学过程的可能性。
2019-02-27 astro-ph.HE
Progenitor Type Identification for Supernova Remnant N103B in the Large Magellanic Cloud by Suzaku and Chandra Observations
利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对位于大麦云（LMC）中的超新星遗迹N103 B进行了详细的分析。根据对朱雀/XIS数据的光谱分析，使用kT为0.32、0.56和0.92 keV的3个ISM分量和3.96 keV的一个喷出物分量再现了整个SNR的光谱。喷出物中Mg、Si、S、Ca、Fe、Ni等重元素含量丰富。XIS获得的前所未有的高质量数据使我们能够首次正确区分ISM排放和喷出物。结合XIS光谱分析和Chandra/ACIS图像分析，我们证实了从Si到Fe-K元素的喷出物分布彼此相似，尽管Fe-K发射与Si，S，Ar和Ca等轻元素相比略微向内。喷出物的洋葱状结构保持后SN。此外，以O和Fe-L为代表的ISM发射位于喷出物发射内部。我们比较了富含氢的喷出物等离子体，这是指示II型信噪比，等离子体富含重元素和贫氢，这主要是在Ia型。在N103 B的情况下，我们不能确定在4.0-6.0keV波段的连续辐射的起源是从喷出物或高温ISM仅基于光谱模拟的XIS数据。由ACIS获得的5.2-6.0keV波段的高能连续图像与喷出物的图像极为相似，这意味着高能连续图像的来源可能确实是喷出物。通过将光谱分析与高能连续图像相结合，我们发现了一些以H为主的等离子体的迹象，因此，N103 B的前身可能是II型。根据Mg、Fe和Ni相对于Si的丰度模式，估计祖质量为13 Msun。
2013-10-16 astro-ph.HE
Discovery of the recombining plasma in the south of the Galactic center; a relic of the past Galactic center activity?
我们报告朱雀软X射线发射到银河系中心（GC）南部的结果。发射（以下简称“GC南”）的角大小为~42' x 16'，中心位于（l，b）~（0.0，-1.4），并位于大范围延伸的银河山脊X射线发射（GRXE）中。GC South的X射线光谱显示出来自高度电离原子的发射线。虽然GRXE的X射线光谱可以很好地与碰撞电离平衡（CIE）中的等离子体拟合，但GC South的X射线光谱不能与CIE中的等离子体拟合，在~2.5和3.5 keV处留下驼峰状残差，这分别归因于Si和S的K壳层的辐射复合连续。事实上，GC South光谱与复合主导的等离子体模型很好地拟合;在初始阶段，原子高度电离（kT = 1.6 keV）时，电子温度为0.46 keV，等离子体现在处于复合阶段，弛豫尺度（等离子体密度x经过的时间）为5.3 x 10^11 s cm^-3。GC南部的吸收柱密度与朝向GC区域的吸收柱密度一致。因此，GC南部可能位于GC区域（距离约8 kpc）。等离子体的大小、平均密度和热能估计分别为97 pc x 37 pc、0.16 cm^-3和1.6 x 10^51 erg。我们讨论了重组主导等离子体作为GC区域过去活动遗迹的可能起源。
2013-10-16 astro-ph.HE
