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
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
Modeling SNR Cassiopeia A from the Supernova Explosion to its Current Age: The role of post-explosion anisotropies of ejecta
核心坍缩超新星（SNe）的残余物具有复杂的形态，可能反映了在祖先SN爆炸期间发展的不对称性和结构。在这里，我们调查的SNR仙后座A（Cas A）的形态如何反映祖SN的特点，目的是推导出的能量和质量的爆炸后各向异性负责所观察到的Fe和Si/S的空间分布。我们模拟的演化，从直接后果的祖先SN的三维互动的残余与周围的介质。喷出物的爆炸后结构是由小规模的材料和大规模的各向异性的结块。流体动力学多物质模拟考虑了爆炸后喷出物的适当同位素组成。用喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 4M_{\odot}$和爆炸能量$E_{\rm SN}\approx 2.3\times 10^{51}$ erg的模型可以很好地再现所观测到的平均膨胀率和激波速度。爆炸后的各向异性（活塞）再现观察到的分布的Fe和Si/S，如果它们有一个$\approx 0.25\,M_{\odot}$的总质量和总动能的$\approx 1.5\times 10^{50}$ erg。活塞产生的喷出物层的空间反转的时代的Cas A，导致Si/S丰富的喷出物物理内部的Fe丰富的喷出物。活塞还负责形成富含Si/S材料的亮环，其形成于反向冲击与活塞周围在其传播期间积聚的材料之间的相交处。我们的研究结果支持的想法，在Cas A中观察到的大部分不对称性是固有的爆炸。
2016-03-11 astro-ph.HE
Asymmetries of Heavy Elements in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
超新星遗迹（SNRs）提供了研究超新星（SNe）的手段，可以提供一个独特的洞察机制，控制这些高能事件。在这项工作中，我们研究了在银河系中已知最年轻的核心坍缩（CC）SNR中发现的不同元素的X射线发射的形态。最重的元素表现出最高水平的不对称性，我们将其与创建元素的燃烧过程及其与爆炸中心的接近程度联系起来。我们的研究结果支持了最近的模型预测，即最接近爆炸源的材料将反映SN机制固有的不对称性。此外，我们发现最重的元素比较轻的元素更直接地与中子星（NS）相对运动。这一结果是一致的NS踢所产生的喷出物的不对称性。
2020-05-11 astro-ph.HE
Constraints on the kinematics of the 44Ti ejecta of Cassiopeia A from INTEGRAL/SPI
中等寿命的44 Ti同位素是在核心坍缩的超新星中通过爆炸性的Si燃烧合成的。它对爆炸的动力学非常敏感，因此可以用来间接探测爆炸场景。年轻的超新星遗迹仙后座A是迄今为止唯一的来自44 Ti衰变的伽马射线线来源。用CGRO/COMPTEL、BeppoSAX/PDS和INTEGRAL/IBIS测量了辐射通量。INTEGRAL卫星上的高分辨率光谱仪SPI可提供有关发射的光谱信息。线轮廓反映了仙后座A中44 Ti的运动学，因此可以限制其核合成，并可能限制相关的爆炸过程。利用INTEGRAL/SPI的4年数据，我们从44 Ti同位素的衰变中寻找伽马射线特征。压倒性的仪器背景噪声需要精确建模和分析中系统误差的可靠评估。由于仪器背景噪声的强可变性，无法提取67.9和78.4keV的两条谱线。关于1157.0keV的高能谱线，在1140- 1170 keV波段没有看到明显的信号，从而表明来自仙后座A的谱线信号被多普勒效应加宽。从我们的光谱，我们得到一个~ 500公里/秒的下限在2西格玛的膨胀速度的44 Ti喷出物。我们的结果不允许我们限制44 Ti的位置，因为从光学和X射线研究中得出的整个残骸的速度都远远高于我们的下限。
2010-01-06 astro-ph.HE
Cassiopeia A's Reverse Shock and its Effects on the Expanding SN Ejecta
本研究利用1951-2022年的多波段观测数据，分析仙后座A超新星遗迹的反向激波速度及其对抛射物的影响，修正了此前的速度测量结论，并揭示了抛射物与反向激波作用后的减速差异特征。
2025-01-13 astro-ph.HE
Asymmetries in core-collapse supernovae from maps of radioactive $^{44}$Ti in CassiopeiaA
不对称性是大多数恒星核心坍缩爆炸的数值模拟所必需的，但它的形式在不同的模型中有很大的不同。放射性44 Ti的空间分布，在一颗爆炸的恒星中合成，靠近物质落回坍缩核心和喷射到周围介质之间的边界，直接探测爆炸的不对称性。仙后座A是一个年轻的，附近的，核心崩溃的残余物，其中44钛发射先前已被检测到，但没有成像。爆炸中的不对称性已经间接地从观测到的44 Ti发射与估计的56 Ni发射的高比率、从光学光回波以及从X射线和光学喷出物中看到的射流状特征中推断出来。本文报道仙后座A中44Ti的空间分布图和光谱性质。这可能解释了44Ti和铁X射线发射之间出人意料的缺乏相关性，后者仅在冲击加热的材料中可见。所观察到的空间分布排除了对称爆炸，即使有高水平的对流混合，以及高度不对称的双极爆炸所造成的快速旋转的祖。相反，这些观测结果为核心坍缩超新星中低模式对流不稳定性的发展提供了强有力的证据。
2014-03-19 astro-ph.HE
Filamentary Ejecta Network in Cassiopeia~A Reveals Fingerprints of the Supernova Explosion Mechanism
本研究通过建模与模拟，揭示Cas A中JWST观测到的丝状喷流网络源于中微子驱动超新星爆炸早期过程，为超新星爆炸机制提供了关键线索。
2025-03-13 astro-ph.HE
Low-Frequency Radio Absorption in Cassiopeia A
仙后座A是研究得最好的超新星遗迹之一。它的冲击喷出物发出明亮的无线电和X射线。它的未受冲击的喷出物可以通过红外发射，$^{44}$ Ti的放射性衰变，以及由于壳内冷气体引起的低频自由-自由吸收来研究。自由-自由吸收受吸收气体的质量、几何形状、温度和电离条件的影响。在最低射频下的观测限制了这些特性的组合。我们使用LOFAR LBA观测在30-77 MHz和L波段VLA观测比较$u-v$匹配的图像与一个共同的分辨率为17”。我们同时适合，每个像素，为发射措施和发射的比例从未吸收的前面的壳与吸收的背面的壳。我们探讨的影响，低温和高度的结块可以对衍生的物理性质，如质量和密度。我们还编译出版的无线电通量测量，适合发生在无线电波段的吸收过程，并考虑它们如何影响长期下降的来源。我们发现，当气体温度为$T=100$ K时，未受冲击的喷出物中有一个质量为$M = 2.95 \pm {0.48} \,M_{\odot}$。如果气体温度较低，并且喷出物聚集，则该估计值会降低。我们测量的反向激波半径为$114$“$\pm $ 6”。我们还发现，在未受冲击的喷出物的质量的量的减少（越来越多的材料满足反向冲击和加热）不能解释所观察到的长期下降率的低频行为。为了使我们的低频吸收测量结果与预测未受冲击的喷出物中质量很小的模型相一致，我们需要喷出物非常结块，或者冷气体中的温度很低（$\sim10$ K）。这两个条件…
2018-02-01 astro-ph.HE
Origin of holes and rings in the Green Monster of Cassiopeia A: Insights from 3D magnetohydrodynamic simulations
本研究利用高分辨率三维磁流体动力学模拟，提出仙后座A“绿色怪物”的孔洞与环源于抛射物团块同受激波冲击星周壳的相互作用，并据此区别于前激波前穿透假说。
2025-03-18 astro-ph.HE
The fully developed remnant of a neutrino-driven supernova: Evolution of ejecta structure and asymmetries in SNR Cassiopeia A
节录。我们的目标是探索残骸在多大程度上保持对中微子加热层中由于流体动力学不稳定性（例如，对流翻转和静止吸积激波不稳定性）。我们将中微子驱动的SN爆炸的3D HD模型与残余物形成的3D MHD/HD模拟相耦合。模拟涵盖了2000年的扩张，包括所有相关的物理过程来描述SN演化的复杂性和随后的恒星碎片与祖星风的相互作用。在$\approx 350$ ~年时，大爆炸早期留下的大尺度不对称性与反向激波的相互作用产生了与Cas A.小规模的结构在大规模的富铁羽在SN的初始阶段，结合HD的不稳定性，开发后，通过的反向冲击，自然产生的模式的环和冠状结构的冲击喷出物。其结果是一个空间反演的喷出物层与富硅喷出物物理内部富铁喷出物。完整的残骸显示出最里面的未受冲击的喷出物中的空洞和空腔，这些空洞和空腔是由富铁羽流的膨胀和放射性物质的衰变引起的膨胀造成的。$^{44}$ Ti和$^{56}$ Fe的不对称分布及其丰度比与Chandra和NuSTAR的高能观测结果一致。在Cas A的喷出物分布中观察到的主要不对称性可以通过反向冲击与SN爆炸的第一秒期间起源的随机过程中产生的大规模不对称性的相互作用来解释。
2020-12-01 astro-ph.HE
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Density and Mass of Unshocked Ejecta in Cassiopeia A through Low Frequency Radio Absorption
描述年轻超新星遗迹中的喷出物是更好地理解恒星演化的必要步骤。在仙后座A中，未受冲击的喷出物中剩余的密度和总质量是模拟其爆炸和随后演变的重要参数。足够角分辨率的低频（<100 MHz）射电观测提供了一个独特的探测器，通过对同步辐射壳层的自由-自由吸收揭示了未受冲击的喷出物。我们已经使用了超大阵列加上馅饼镇链接扩展探测这个凉爽，电离吸收器在9角秒和18.5角秒的分辨率在74兆赫。结合更高频率的数据，我们估计电子密度为每立方厘米4.2个电子，总质量为0.39个太阳质量，不确定性约为2倍。这比斯皮策太空望远镜的红外线[S III]线比提供的每立方厘米100个电子的上限有了显著的提高。我们的估计是敏感的一些因素，包括温度和几何形状。然而，使用每个合理的值，我们的未受冲击的质量估计与动力学模型的预测一致。我们还考虑了冷的富含铁和碳的喷出物的存在或不存在，以及它们如何影响我们的计算。最后，我们调和的固有吸收，从未受冲击的喷出物与营业额在几十年前记录在低得多的频率Cas A的综合频谱。这些和其他最近的观测低于100兆赫证实，空间分辨的热吸收，当扩展到较低的频率和更高的分辨率，将提供一个强大的新工具，低频天体物理学。
2014-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Detailed Kinematic Map of Cassiopeia A's Optical Main Shell and Outer High-Velocity Ejecta
我们提出了三维运动学重建的光学发射材料在年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。这些多普勒地图具有最高的光谱和空间分辨率的任何以前的调查Cas A和代表最完整的目录，其光学发射材料的日期。我们确认，大部分的Cas A的光学明亮的喷出物填充一个环面状的几何形状倾斜约30度相对于天空的平面与-4000至+6000公里/秒的径向速度不对称。近切视角效应和周围不均匀的CSM/ISM环境表明，这种几何形状和速度不对称性可能无法忠实地代表残骸的真实3D结构或原始爆炸的运动学特性。大多数的光学喷出物被安排在几个明确的和近圆形的环状结构，直径约30弧秒（0.5 pc）和2弧分（2 pc）之间。这些喷出物环似乎是一种常见的现象，年轻的核心崩溃残余物，并可能与爆炸后输入的能量从羽状的放射性56镍丰富的喷出物上升，膨胀，压缩非放射性物质。我们的光学调查还包括Cas A的微弱的外围喷出物结和异常高速的东北和西南流的S-丰富的碎片通常被称为“喷气机”。这些外结，表现出一种化学组成，暗示起源于祖星深处，似乎是以相对的广角流出排列，开口半角约为40度。
2013-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics of the intermediate-mass-element ejecta in the Supernova Remnant Cassiopeia A studied with XRISM
利用 XRISM 对 Cas A 中中等质量元素抛射物的光谱分析，揭示其速度分布与热性质，并估计自由膨胀速度为 2400-7100 km/s，支持 IIb 型超新星模型，且发现速度不对称性与中子星踢动相关。
2025-03-31 astro-ph.HE
The Three-Dimensional Structure of Cassiopeia A
我们使用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪绘制了仙后座A的几乎整个范围，范围在5-40微米之间。利用红外和钱德拉X射线多普勒速度测量，以及光学喷出物超出前向冲击的位置，我们构建了一个3-D模型的残骸。Cas A的结构可以被表征为球形组件、倾斜的厚盘、以及多个喷射物射流/活塞和光学快速移动的结，所有这些都填充在厚盘平面上。Cas A中的亮环表示厚平面/活塞和大致球形的反向激波之间的交点。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。一些喷射活塞是双极的，具有围绕膨胀中心的相反方向的流动，而一些喷射活塞没有显示出这样的对称性。一些喷出物活塞似乎保持了核燃烧层的完整性，而另一些则似乎穿透了外层。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。在3-D中，东南部的Fe喷流占据了Si组发射中的“孔”，并不像以前认为的那样代表“翻转”。虽然与星周介质的相互作用会影响残骸的详细外观，并可能影响东南Fe喷流的可见度，但大部分对称性和不对称性都是Cas A爆炸所固有的。
2010-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping plasma properties of Cassiopeia A with XRISM/Resolve: a Bayesian analysis via UltraSPEX
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Meiji University（明治大学）
通过UltraSPEX贝叶斯分析，利用XRISM/Resolve观测首次获得Cassiopeia A等离子体参数图，揭示喷流中元素丰度比、多普勒速度差异及离子化时间与电子温度的反相关性。
2026-02-06 astro-ph.HE
Evidence for past interaction with an asymmetric circumstellar shell in the young SNR Cassiopeia A
观测的SNR仙后座A（Cas A）显示的不对称性，在反向冲击，不能解释的模型描述的残留物通过一个球对称风的祖星扩展。我们调查是否可以解释所观察到的不对称性与一个不对称的拱壳过去的相互作用的Cas A。我们进行了3D MHD模拟，描述了从SN的残留物的演变，其与拱壳的相互作用。初始条件由一个三维中微子驱动的SN模型提供，其形态类似于Cas A。我们探索了壳的参数空间，寻找一组能够在350年的年龄产生类似于在Cas A中观察到的反向冲击不对称性的参数。残余物与壳层的相互作用可以产生类似于在反向激波中观察到的不对称性，如果壳层与西北方（NW）的近侧的致密部分不对称的话。逆激波在Cas A时代表现出以下不对称性：（1）在观测坐标系中，逆激波在NW区向内移动，而在其它区域向外移动;（2）逆激波的几何中心与正激波的几何中心向NW方向偏移; iii）西北地区的反向激波增强了非热辐射，因为，在那里，喷出物进入反向激波的速度（4000至7000公里/秒）高于其他区域（低于2000公里/秒）。在Cas A的反向激波中观察到的不对称性可以被解释为SN事件发生后180年至240年之间的残骸与不对称拱星壳相互作用的特征。我们认为，壳层很可能是在核心坍缩前$10^4$和$10^5$年之间发生的祖星大规模喷发的结果。我们估计壳层的总质量为2兆太阳。
2022-08-12 astro-ph.HE
The distribution of radioactive $^{44}$Ti in Cassiopeia A
超新星爆炸最内层产生的元素分布是研究大质量恒星坍缩的关键诊断。在这里，我们提出了一个2.4 MS \textit{NuSTAR}观测活动的结果，旨在研究超新星遗迹仙后座A（Cas A）。我们进行空间分辨光谱分析的$^{44}$ Ti喷出物，我们使用它来确定多普勒频移，从而三维（3D）速度的$^{44}$ Ti喷出物。我们发现初始$^{44}$ Ti质量为1.54 $\pm$ 0.21 $\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$，其在天空平面上投影的现今平均动量方向为340 $^{\circ}$ $\pm$ 15 $^{\circ}$（从天北顺时针方向测量）并以58 $^{\circ}$ $\pm$ 20 $^{\circ}$倾斜到远离观察者的天空平面，大致与中心致密物体的推断运动方向相反。我们发现一些$^{44}$ Ti喷出物明显位于反向激波的内部，而另一些则明显位于反向激波的外部。在我们观察到反向激波外部的$^{44}$ Ti喷出物的地方，我们也看到了激波加热的铁;然而，在有些区域，我们看到了铁，但没有观察到$^{44}$ Ti。这表明，爆炸性核合成过程中超新星激波的局部条件变化足以抑制某些区域$^{44}$ Ti的产生，至少是两倍，即使是在那些被认为是富含$α$的冻结过程的结果的区域，也应该产生铁和钛。
2016-12-08 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
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
Titanium and Iron in the Cassiopeia A Supernova Remnant
原始中子星上方的混合被认为在超新星引擎中起着重要作用，这种混合导致了超新星爆炸的不对称性。在最里面的喷出物中产生的元素，例如，${}^{56}$ Ni和${}^{44}$ Ti提供了该发动机的清洁探头。${}^{44}$ Ti的产生对确切的产生途径特别敏感，通过了解可用的途径，我们可以使用${}^{44}$ Ti来探测超新星发动机。从一个三维超新星爆炸模型的热力学轨迹，我们审查这些元素的生产和结构预计形成的“对流引擎”的范式背后的超新星。我们比较我们的结果，最近的X射线和$γ$射线观测仙后座A超新星遗迹。
2020-05-07 astro-ph.HE
The Bubble-like Interior of the Core-Collapse Supernova Remnant Cassiopeia A
大质量恒星的死亡被认为是由铁核坍塌引发的非球形爆炸。这些灾难性爆炸如何进行的细节仍然不确定，部分原因是对各种过程的观测限制有限，这些过程可能会在恒星内部深处引入不对称性。在这里，我们提出了年轻的银河系超新星遗迹仙后座A的近红外观测，IIb型核心坍缩爆炸的后代，以及其内部的三维地图，未受冲击的喷出物。残骸的内部有一个气泡状的形态，平滑地连接到并有助于解释残骸明亮的反向冲击膨胀碎片主壳中看到的多环结构。这种内部结构可能起源于湍流混合过程，该过程促进了富含放射性56 Ni的喷出物向外膨胀羽流的发展。如果这是真的，那么大量的衰变产物56 Fe可能仍然存在于这些内腔中。
2015-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparing the three-dimensional morphological asymmetries in the ejecta of Kepler and Tycho in X-rays
本研究利用新型盲源分离方法分析Kepler和Tycho的兆秒X射线观测，得到三维抛射物分布，证实Ia型超新星遗迹Fe更靠近核心，并发现Tycho的富Fe东南结节等特征。
2024-04-18 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
Hints of a second explosion (a quark nova) in Cassiopeia A Supernova
我们发现，在仙后座A（Cas A）的中子星（NS）的爆炸性转变为夸克星（QS）（夸克新星）的几天后，SN适当的可以解释一些令人困惑的运动学和核合成功能观察。在QN模型中，由于相对论QN中子对内部SN喷出物的散射，预计Fe和44 Ti之间的解耦以及44 Ti区域内Fe发射的缺乏。我们的模型预测的44钛是更突出的西北部的中央紧凑的对象（CCO）比在东南部和小它沿着东北-西南喷流，与NuStar的观测。Cas A的其他有趣的特征，如缺乏脉冲星风星云（PWN）和报告的CCO温度在10年内下降了百分之几，也得到了解决。
2014-08-15 astro-ph.HE
Deciphering the "Green Monster" in Cassiopeia A: Puncturing and sculpting a heterogeneous circumstellar shell
INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Purdue University（普渡大学）；Ghent University（根特大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Seoul National University（首尔国立大学）；Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学）
本研究通过三维流体动力学模拟，结合JWST观测，揭示仙后座A“绿色怪物”的孔洞-环结构由初级FMK、次级knot刺穿及后激波抛射物指状物塑造三种机制共同作用形成。
2026-08-04 astro-ph.HE
Identifying a point-symmetric morphology in supernova remnant Cassiopeia A: explosion by jittering jets
本文在仙后座A超新星遗迹中识别出由多对相反喷流塑造的点对称形态，有力支持抖动喷流爆炸机制（JJEM），并对中微子驱动爆炸机制提出严峻挑战。
2024-09-04 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
A JWST Survey of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文报道JWST对仙后座A的NIRCam/MIRI成像与MRS光谱巡天，揭示未激波抛射物网、CSM尘埃片及光回声等结构，并约束中心中子星回落盘。
2024-06-10 astro-ph.HE
A Comparative Study of the Supernova Remnant Cassiopeia A from 2013--2020 Deep [Fe II]+[Si I] Images
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体物理与空间科学研究所）；Samsung SDS（三星SDS）
利用2013-2020年深[Fe II]+[Si I]图像，研究Cassiopeia A超新星残骸的形态和运动学变化，发现高速运动喷射物结的显著波动及壳层扩展模式。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring the asymmetric expansion of the Fe ejecta of Cassiopeia A with XRISM/Resolve
利用XRISM/Resolve对仙后座A的Fe-K多普勒参数绘图，发现Fe喷出物在东南蓝移、西北红移且展宽分布不均，表明其非对称膨胀可能源于超新星爆炸的大尺度非对称性。
2025-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Production and Distribution of $^{44}$Ti and $^{56}$Ni in a Three-dimensional Supernova Model Resembling Cassiopeia A
在核心坍缩超新星的最内部区域合成的核物质的空间和速度分布可以提供关于爆炸不对称性和仍然有争议的爆炸机制的重要线索。最近用高能卫星望远镜（核光谱望远镜阵列[NuSTAR]，INTEGRAL）对放射性$^{44}$ Ti进行的观测测量了伽马射线线的细节，这提供了SN 1987 A和仙后座A（Cas A）大规模爆炸不对称性的直接证据，甚至通过绘制空间亮度分布（NuSTAR）。在这里，我们讨论了一个三维模拟的中微子驱动的爆炸，使用参数化的中微子引擎，其$^{44}$ Ti分布主要集中在一个半球指向相反的中子星（NS）踢速度。两者都与所观察到的Cas A残骸的形态表现出有趣的相似之处，尽管无论是祖先还是爆炸都没有被微调为完美匹配。我们的研究结果表明，在这个残余物中观察到的不对称性，原则上，可以解释为中微子驱动的爆炸，并在Cas A中的高$^{44}$ Ti丰度可以解释，而无需调用快速旋转或喷流驱动的爆炸，因为中微子驱动的爆炸通常会喷射出大量的高熵物质。NS的反冲加速度与质量喷射的不对称性有关，并且与更强的爆炸方向相反，与引力拖船机制完全兼容。我们的研究结果还表明，Cas A和SN 1987 A可能具有类似的“单侧”Ti和Fe不对称性，不同的是，Cas A是从与NS运动有大倾角的方向观察的，而SN 1987 A中的NS应该有一个主要的速度分量指向我们。
2017-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
A Spallation Model for the Titanium-rich Supernova Remnant Cassiopeia A
富钛亚亮超新星是罕见的，挑战目前的SN核合成模型。我们提出了一个模型，在该模型中，从一个标准的超新星喷出物的第二次爆炸的中子星（夸克新星）的影响，导致spiritual反应，导致56镍破坏和44钛创建在正确的条件下。对天体产物的基本计算表明，两次爆发之间约5天的延迟再现了在Cas A中观测到的44 Ti丰度，并解释了由于56 Ni的破坏而导致的低光度。我们的结果可能有重要的影响，以及超亮超新星的光变曲线。
2011-09-09 astro-ph.HE nucl-th
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
Shockingly Bright Warm Carbon Monoxide Molecular Features in the Supernova Remnant Cassiopeia A Revealed by JWST
本文利用JWST对超新星遗迹仙后座A进行多波段成像和光谱观测，揭示CO分子在反向激波后重新形成并呈现异常明亮复杂的振转谱线特征，通过LTE建模得到1080 K温度，为超新星中尘埃、分子与电离抛射物的关联及早期宇宙尘埃形成提供了关键约束。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing a Pre-Supernova Contribution to $^{44}$Ti in Cassiopeia A
Meiji University（明治大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究结合NuSTAR和XRISM观测，检验仙后座A中$^{44}$Ti的前超新星壳层合并贡献，发现其可占总量约一半，表明前超新星核合成与爆炸燃烧共同作用。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A fresh perspective on the 3D dynamics of Tycho's supernova remnant: Ejecta asymmetries in the X-ray band
研究利用Chandra深度X射线观测、GMCA成分分离与新提出的Poisson Optical Flow方法，重建第谷超新星遗迹的三维速度场，揭示其抛射物不对称性并约束爆发中心与前身星候选体。
2024-02-29 astro-ph.HE
Bridging the gap between supernovae and their remnants through multi-dimensional hydrodynamic modeling
超新星遗迹（SNRs）是一种扩散的扩展源，其特征是形态复杂，喷出物分布不均匀。这样的形态反映了原始的结构和特点的祖超新星（SN）和早期的相互作用的SN爆炸波与不均匀的星周介质（CSM）。解读SNRs的观测结果可能会打开研究相互作用的喷出物和冲击CSM的物理特性的可能性。这就需要精确的数值模型来描述从超新星爆炸到残骸发展的演变，并将残骸的发射特性与超新星前身联系起来。在这里，我们展示了如何多维SN-SNR流体动力学模型已经非常有效地破译观测的SNR仙后座A和SN 1987 A，从而揭开了喷出物的结构在SN爆炸后立即和约束的三维前超新星周围的环境的结构和几何形状的祖SN。
2017-05-10 astro-ph.HE
Origin of asymmetries in X-ray emission lines from the blast wave of the 2014 outburst of nova V745 Sco
共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆发。钱德拉X射线天文台在第16天和第17天的观测显示，它的光谱特征是不对称和蓝移的发射线。在这里，我们调查的起源，这些不对称性，通过三维流体动力学模拟描述的爆发过程中的第一个20天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却，并假设冲击波传播通过赤道密度增强。从模拟中，我们合成了X射线发射，并推导出光谱，因为它们将与钱德拉观察。我们发现，由于赤道密度增强的存在下，爆炸波和喷出物分布有效地准直在极方向。大部分的X射线发射来自冲击波与赤道密度增强的相互作用，并集中在赤道平面上作为环状结构。我们的“最佳拟合”模型需要在爆发$M_{ej} \approx 3\times 10^{-7}\,M_{\odot}$和爆炸能量$E_b \approx 3 \times 10^{43}$ erg的喷出物的质量和再现的排放量与温度的分布和从观测推断的冲击速度和温度的演变。该模型预测的不对称和蓝移线的轮廓类似于观察到的，并解释其起源是由于大量的X射线吸收的红移发射喷出物材料。预测和观测到的Ne和O谱线比的比较表明没有强Ne增强的迹象，并建议祖先是CO白矮星。
2016-10-18 astro-ph.HE
Evidence for late-time dust formation in the ejecta of supernova SN~1995N from emission-line asymmetries
本研究分析 SN~1995N 的晚期红外辐射与发射线红翼衰减，论证其源于抛射物中新形成并被 CSM 相互作用加热的约0.4 M⊙非晶碳尘埃，并据此修正爆炸时间。
2023-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extreme anisotropies in deep layers of an exploding star: overabundance of Cr in the northeastern jet of Cassiopeia A
本研究通过钱德拉望远镜观测分析仙后座A东北喷流的三个指状结构，发现最高Cr/Fe质量比及结构间的物理化学差异，揭示喷流对深层燃烧物质抛射的作用，为核坍缩超新星内层不对称性提供新认知。
2025-08-01 astro-ph.HE
Tracing the ejecta structure of SN 1987A: Insights and diagnostics from 3D MHD simulations
本研究通过3D MHD模拟追踪SN 1987A从超新星到遗迹的演化，重现了JWST观测的富Fe抛射物形态，预测了XRISM光谱，揭示了双极爆炸特征及不对称核坍缩机制的关键作用。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional velocity fields in the silicon- and sulfur-reach ejecta in the remnant of Tycho supernova
研究结合 Chandra X 射线与 VLA 射电数据，利用谱线多普勒频移和边缘自行重建第谷遗迹富硅、富硫抛射物的三维速度场，揭示其显著不对称性并约束前身星结构与爆炸模型。
2024-12-05 astro-ph.HE
Deciphering the Remnants of Core-Collapse Supernovae: Reconstructing Progenitor Star Properties and Explosion Mechanisms
INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫天文台）
通过高分辨率模拟揭示Cas A的复杂形态源于中微子驱动爆炸与抛射物-星周介质相互作用的共同影响。
2026-01-24 astro-ph.HE
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2025aico: An Interesting Case Of $^{56}$Ni Mixing, Ejecta Asymmetries, and Dust Formation in a Type IIb Supernova
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
本研究通过多波段观测揭示IIb型超新星SN2025aico中$^{56}$Ni有限混合、抛射物不对称及新尘埃形成，连接了前身星演化与爆炸物理。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inhomogeneous stellar mixing in the final hours before the Cassiopeia A supernova
本研究通过观测证据揭示，仙后座A超新星前身星在爆炸前数小时发生壳层合并，导致内部非均匀混合并打破球对称，影响爆炸及残骸特性。
2025-07-10 astro-ph.HE
The Double-Peaked Calcium-Strong SN 2025coe: Progenitor Constraints from Early Interaction and Ejecta Asymmetries
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
研究通过多波段光度学发现2025coe存在两个峰值，分析表明其前身星可能为低质量氦核心星或低质量混合氦-碳/氧白矮星合并体。
2026-04-06 astro-ph.HE
Mapping Cassiopeia A's silicon/sulfur Doppler velocities with XRISM-Resolve
本研究利用XRISM-Resolve高分辨率光谱观测仙后座A，通过双分量高斯建模分析Si和S谱线的径向速度分布，揭示了抛射物壳层斑块状形态及反向激波引起的谱线展宽特征。
2025-05-07 astro-ph.HE
The Three-Dimensional Expansion of the Ejecta from Tycho's Supernova Remnant
我们提出了第一个三维测量的各种喷出物结的速度在第谷的超新星遗迹，已知导致Ia型爆炸。钱德拉X射线观测从2003年到2015年的12年基线，使我们能够测量近60个富硅喷出物的自行，给我们天空平面的速度。对于视线速度，我们使用两种不同的方法：一个非平衡电离模型适合强Si和S线在1.2 - 2.8 keV的制度，和一个适合的一系列高斯线组成。这些方法给出了一致的结果，使我们能够确定每个结的红色或蓝移。假设距离为3.5千秒差距，我们发现总速度的范围为2400至6600 km s $^{-1}$，平均值为4430 km s $^{-1}$。我们发现有几个区域的喷出物结已经超过了前激波。这些区域的自行超过6000 km s $^{-1}$。一些Ia型超新星爆炸模型预测喷出物的速度不对称。我们没有发现这样的速度不对称性在第谷，并讨论我们的研究结果，根据各种爆炸模型，有利于那些延迟爆轰模型相对激烈和对称的爆燃。最后，我们比较测量与模型的残余物的演变，包括光滑和clujeaghte喷出物配置文件，发现这两个喷出物配置文件可以容纳的意见。
2017-05-15 astro-ph.HE
Polarization of MeV gamma-rays and 511 keV line shape as probes of SNIa asymmetry and magnetic field
我们讨论了伽玛射线签名与不对称爆炸和运输的正电子在超新星Ia喷出物。特别地，伽马射线线光子的康普顿散射可以在连续体中引起偏振，这将是放射性同位素和/或散射介质的分布中的不对称性的直接探测。更有趣的是比较$γ$射线和511 keV的电子正电子湮没线的形状。与Co 56衰变相关的$γ$射线的形状（例如，在847和1238 keV处的线）直接反映Co 56的速度分布。另一方面，511千电子伏的线产生于湮灭的位置，这也是由钴56衰变产生的，但可以传播通过喷出物之前，他们放慢和湮灭。因此，湮灭线的形状可能与其他伽马射线线不同，从而限制了正电子通过喷出物的传播效率，并因此限制了喷出物中磁场的拓扑结构以及逃逸到星际介质的正电子比例。我们用两个旨在捕捉主要预测特征的模型来说明上述效应。
2018-07-14 astro-ph.HE
Dust masses for a large sample of core-collapse supernovae from optical emission line asymmetries: dust formation on 30-year timescales
对核心坍缩超新星（CCSNe）宽发射线中的红-蓝不对称性进行建模是一种强有力的技术，可以量化后期（爆发后$>5$年）喷出物中形成的总尘埃质量，当时喷出物尘埃温度太低，无法用中红外仪器检测到。在我们成功地使用蒙特卡罗辐射转移程序DAMOCLES测量SN~ 1987 A和其他CCSNe中的尘埃质量演化之后，我们提出了迄今为止使用DAMOCLES测量的最全面的样本，用于爆发后4到60年的CCSNe。我们的样本包括多历元后期的光谱与双子座GMOS和VLT X-Shooter摄谱仪，补充档案光谱。对于我们模拟的14个CCSNe，我们确认了尘埃质量随时间的增长，可以通过S形曲线拟合，该曲线被发现在超过$\sim30$年的年龄时饱和，质量为0.23 $^{+0.17}_{-0.12}$ M $_\odot$。一个包括文献中发现的另外11个CCSN和6个CCSN残留物的尘埃质量的扩展样本，发现饱和时的尘埃质量为0.42 $^{+0.09}_{-0.05}$ ~M $_\odot$。我们的尘埃质量的不确定性限制，确定从贝叶斯分析使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗集合采样器主持人与DAMOCLES。我们的样品的最佳拟合线轮廓模型都要求晶粒半径在0.1和0.5 $μ$ m之间。我们的研究结果与CCSNe在其喷出物中形成足够的尘埃，从而对宇宙的尘埃预算做出重大贡献是一致的。
2022-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
