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
On the spherical-axial transition in supernova remnants
介绍了在薄层近似下引入扫掠物质量的超新星遗迹运动定律。用SN 1993J的10年观测资料检验了这一新的运动规律。在周围介质中引入指数梯度允许模拟非球面膨胀。对弱非对称SNR SN 1006和强非对称SNR SN 1987a进行建模。在SN 1987a的情况下，模拟了三个观测到的环。
2011-09-19 astro-ph.GA
Trans-Alfvenic Magnetohydrodynamic Turbulence in the Vicinity of Supernova Remnant Cassiopeia-A Shocks
利用同步辐射强度的二阶关联函数可以获得超新星遗迹磁场扰动的统计数据。在这里，我们测量超新星遗迹Cassiopeia-A的同步辐射强度的两点相关的磁能谱，使用最近开发的无偏方法。在超新星遗迹激波附近测得的磁能谱在十年尺度上符合2/3幂律，显示出发达的trans-Alfvenic磁流体动力学湍流。我们的结果是全球一致的发展磁流体动力学湍流trans-Alfvenic马赫数的理论预测，并可以解释的SNR冲击附近的磁场的放大。磁能谱预测SNR Cassiopeia-A在射频观测中有一个额外的子激波，以及正向和反向激波，在激波附近有一个约0.115 pc的放大磁场的径向窗口
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accounting for the Foreground Contribution to the Dust Emission towards Kepler's Supernova Remnant
超新星是否对整个尘埃预算有重大贡献是一个有争议的话题。对冷尘埃敏感的亚毫米（submm）观测显示，在年轻的残余仙后座A（Cas A）和开普勒中有450和850微米的过量。来自Cas A的一些亚毫米级辐射已被证明受到视线上不相关物质的污染。本文利用原子和分子气体的亚毫米连续光谱成像和光谱观测，通过HI、~（12）CO（J=2-1）和~（13）CO（J=2-1），探讨了物质向开普勒的辐射。我们检测到微弱的CO排放（峰值TA* = 0.2- 1 K，1-2km/s fwhm）从弥漫的，光学薄的气体在一些submm团块的位置。前景分子云和原子云对亚毫米辐射的贡献可以忽略不计。修正后的开普勒残骸尘埃质量为0.1- 1.2太阳质量，大约是摩根等人（2003）原始研究中引用值的一半，但仍然足以解释高红移尘埃的起源。
2009-05-18 astro-ph.GA
The putative nebula of the Wolf-Rayet WR 60 star: A case of mistaken identity and reclassification as a new supernova remnant G310.5+0.8
本文给出了与沃尔夫-拉叶星WR 60有关的星云壳层的窄带AAO/UKST HAlpha图像和中低分辨率光谱。我们还提出了第一次识别这种壳在无线电制度在843 MHz和4850 MHz的悉尼大学莫隆格洛巡天（SUMSS），并从帕克斯-麻省理工学院-NRAO（PMN）调查分别。这种无线电发射紧跟在光发射之后。壳层的光谱显示出典型的激波激发特征，这种特征有时见于沃尔夫-拉叶恒星喷出物，但也常见于超新星遗迹。然而，一个关键的发现是，WR 60恒星实际上并不像以前所说的那样，在假定的弧形星云喷出物的几何中心附近。这是由于一个错误的位置识别的明星在文献中，我们现在纠正。这一新的发现对该星云与WR 60的任何关联提出了严重的质疑，因为这样的星云通常都很好地集中在WR恒星本身。我们现在提出，这一事实结合我们新的光谱，更深的HAlpha成像和新发现的射电结构实际上意味着WR 60星云应该重新分类为一个新的超新星遗迹，我们指定为G310.5+0.8。
2010-02-18 astro-ph.GA
Padé approximant for the equation of motion of a supernova remnant
在本文中，我们推导出三个运动方程的超新星遗迹（SNR）的薄层近似的框架下使用Padé近似。假设星周介质的密度分布为指数型、高斯型或莱恩-埃姆登（$n=5$）型。这三个运动方程适用于四个SNR：Tycho，Cas A，Cygnus loop和SN~1006。Padé近似解的百分比误差始终小于$10\%$。估计了信噪比在十年内速度的理论下降。
2016-12-30 astro-ph.GA
Energy Conservation in the thin layer approximation: I. The spherical classic case for supernovae remnants
应用于超新星遗迹膨胀的薄层近似假设，所有被扫过的物质都存在于一个薄壳中。因此，在薄层近似的运动规律发现使用动量守恒。在这里，我们介绍的能量守恒的薄层近似的框架。要分析的第一种情况是具有恒定密度的星际介质，第二种情况是相对于爆炸中心的7个密度递减的剖面。分析和数值计算结果适用于4超新星遗迹：第谷，Cas A，天鹅座圈，SN 1006。在星际介质密度不变的情况下，计算了由于辐射损失对运动定律的反作用。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The first 3D Morpho-kinematical model of a Supernova Remnant: The case of VRO 42.05.01 (G 166.0+4.3)
我们提出了第一个三维（3D）形态运动学（MK）模型的超新星遗迹（SNR）的初步结果，作为一个研究案例，银河系SNR VRO 42.05.01（G 166.0+4.3）。为了我们的建模的目的，天体物理软件SHAPE中使用的宽视场成像和高分辨率光谱数据。我们发现，残余物是由三个基本的独特的组成部分：一个“壳”，一个“翅膀”和一个“帽子”，呈现出不同的形态和运动学行为，可能是由于不同的环境介质属性。整个星云相对于天球平面的倾角为$6-8$度，系统速度为$V_{\rm sys}$ $\sim$ -15到-25 km/s。最后，我们讨论了我们的模型的结果的起源和演变的VRO 42.05.01的可能影响。
2019-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dust Twin of Cas A: Cool Dust and 21-micron Silicate Dust Feature in the Supernova Remnant G54.1+0.3
本文介绍了类克拉布超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的红外和亚毫米波段观测结果，包括350微米（SHARC-Ⅱ）、870微米（LABOCA）、70、100、160、250、350、500微米（Herschel）和3-40微米（Spitzer）。我们检测灰尘功能在9，11和21微米和一个长波长的连续尘埃成分。21 μ m尘埃与[Ar II]喷出物发射相吻合，其特征与Cas A中的特征非常相似。包括Ar喷出物的IRAC 8微米图像以壳状形态分布，这与尘埃特征一致，表明尘埃已在喷出物中形成。我们创建了一个冷尘埃图，显示了西北壳的过量排放。我们拟合的光谱能量分布的SNR使用连续分布的椭球（CDE）颗粒模型的前太阳能颗粒SiO2再现的21和9微米的灰尘功能，并讨论颗粒的SiC和PAH，可能是负责10-13微米的灰尘功能。为了再现长波长连续谱，我们探索了由不同晶粒组成的模型，包括Mg 2SiO 4，MgSiO 3，Al 2 O3，FeS，碳和Fe 3 O 4。我们测试了一个模型与温度相关的硅酸盐吸收系数。我们在残留物中检测到冷尘埃（27-44 K），使其成为第四个具有新形成尘埃的SNR。总尘埃质量的SNR范围从0.08-0.9 Msun取决于颗粒的组成，这是从理论模型预测的质量。我们估计的尘埃质量与SNe是早期宇宙中尘埃的重要来源的想法一致。
2018-07-07 astro-ph.GA
Vortical amplification of magnetic field at inward shock of supernova remnant Cassiopeia A
我们提出了一个解释的时间变化的$X$射线通量最近报道的多历元活动的$15$年的观测超新星遗迹仙后座A的{ \it钱德拉}。我们第一次定量地表明，$[4.2-6]$ keV非热通量增加到$50\%$的痕迹的增长，由于旋涡放大机制，在反射向内冲击碰撞内部的超密度的磁场。与冲击加速时间尺度相比，快速同步加速冷却定性地支持通量降低。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Supernova Remnants with VERITAS
壳型超新星遗迹的研究是VERITAS TeV望远镜阵列的一个关键科学焦点。超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是膝盖以下约10 ^15 eV的宇宙射线源的最强候选者。本报告将重点介绍VERITAS的新结果，包括对Cas A和IC 443光谱的新测量，以及对“禁止速度翼”FVW 190.2+1.1的观测。这些结果及其对宇宙射线的性质的影响-强子或电子-在残留物中加速将被讨论。
2009-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Neutron Star with a Carbon Atmosphere in the Cassiopeia A Supernova Remnant
热中子星的表面覆盖着稀薄的大气层。如果在中子星形成后有吸积，则大气层可能由轻元素（H或He）组成;如果没有吸积发生或如果在吸积后发生热核反应，则预计会有重元素（例如Fe）。尽管进行了详细的搜索，但观测仍无法确认孤立中子星的大气成分。在这里，我们报告的紧凑的X射线源在仙后座A超新星遗迹中心的档案观测分析。我们表明，碳大气层中子星（低磁场）产生一个很好的适合的光谱。我们的发射模型，与其他人相比，意味着发射的大小与理论预测的中子星的半径一致。这一结果表明，有核燃烧的表面层，也确定了紧凑的来源是一个非常年轻的（~330岁）中子星。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 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
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Interaction of Type Ia Supernovae with Planetary Nebulae: the Case of Kepler's Supernova Remnant
确定Ia型超新星（SNe Ia）未知性质的关键方法之一是寻找SN喷出物与超新星遗迹（SNRs Ia）的星周结构之间相互作用的痕迹。到目前为止，我们从研究良好的SNRs Ia得到的观测值不能用文献中提出的任何模型自洽地解释。在这项研究中，我们认为，被观察到围绕几个SNRs Ia的星周介质（CSM）主要是由起源于一个或两个祖星的行星状星云（PNe）形成的。进行二维流体动力学模拟，我们表明，周围介质的形状由PNe可以占CSM已被发现包围SNE Ia和他们的残余物的几个属性。最后，我们考虑到SN爆炸发生在双极PN内，对开普勒的SNR进行了建模。我们的模拟结果与观测到的开普勒信噪比的形态学和运动学特性吻合得很好。特别是，我们的模型再现了开普勒的SNR，部分相互作用的残余物与密集的CSM在其北部地区，最后在SNR的赤道面存在两个相对的突起（“耳朵”）的当前扩展参数。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Classifying structures in the ISM with Support Vector Machines: the G16.05-0.57 supernova remnant
我们应用支持向量机-机器学习算法-在星际介质的结构分类的任务。作为一个案例研究，我们提出了一个位置-位置的速度数据立方体的12 CO J=3- 2的排放对G16.05-0.57，超新星遗迹，背后的M17分子云。尽管这两个物体在位置-位置-速度空间中部分重叠，但这两个结构可以很容易地通过眼睛基于其不同的形态来区分。支持向量机算法能够推断出这些形态上的区别，并以>90%的准确度将单个像素与每个对象相关联。这个案例研究表明，类似的技术可能适用于分类ISM中的其他结构-一个任务，迄今为止已被证明是难以自动化。
2011-07-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Supernova Remnants as the Sources of Galactic Cosmic Rays
宇宙射线的起源在被发现几百年后仍有许多未解之谜。超新星遗迹一直是银河系宇宙射线最可能的来源。我在这里讨论一些最近的证据，表明超新星遗迹确实可以有效地加速宇宙射线。对于这次会议专门的天文研究所乌得勒支我把重点放在工作是在我的小组，但放在更广泛的背景下：有效的宇宙射线加速和宇宙射线逃逸的意义，同步辐射和磁场放大的证据，来自宇宙射线前体的潜在X射线同步辐射，最后，我总结了宇宙射线逃逸对像第谷这样的Ia型遗迹和像Cas A这样的核心坍缩遗迹的影响。
2012-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
He abundance of Dense Circumstellar Clumps in the Cassiopeia A Supernova Remnant
本文报道了年轻超新星遗迹仙后座A星周致密团块的氦丰度分析结果。这些团块，这被称为准静态絮状物（QSF），是已知的，从以前的光学研究，以丰富的他随着N，但程度的他过剩相对于H仍然不确定。对于几个有近红外光谱数据的准分子流体，我们用Raymond激波程序分析了它们的He I 1.083 $μ$ m/Pa $γ$比值和[Fe II]线比值。根据我们的分析，在大多数这些QSF中，He相对于H是过量的$\lesssim 3$。这个He丰度的QSF与之前从N过剩中得出的结论一致，即当祖先恒星的大量H包层被剥离时，QSF被喷射出来。我们讨论了祖星的质量损失历史和QSF的起源。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust masses for SN 1980K, SN1993J and Cassiopeia A from red-blue emission line asymmetries
我们提出了Monte Carlo谱线转移模型，研究了尘埃对核塌缩超新星SN 1980 K和SN 1993 J以及年轻核塌缩超新星遗迹仙后座A的甚晚期发射谱线的影响。它们的蓝移发射峰是由尘埃去除了从残骸远侧发射的红移光子而产生的，而扩展的红色发射翼的存在被用来限制尘埃的成分和半径，并确定残骸中尘埃的质量。我们估计SN 1993 J在16年的尘埃质量在0.08 - 0.15 M $_\odot$之间，SN 1980 K在30年的尘埃质量在0.12 - 0.30 M $_\odot$之间，Cas A在$\sim$ 330年的尘埃质量在1.1 M $_\odot$之间。我们的模型为强氧禁线的Cas A需要的整体建模的配置文件被转移到红色之间的700 - 1000公里s $^{-1}$，与以前的估计一致的动态重心的移动，这个残余。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The connection between supernova remnants and the Galactic magnetic field: An analysis of quasi-parallel and quasi-perpendicular cosmic ray acceleration for the axisymmetric sample
超新星遗迹中宇宙射线的加速机制是该领域的一个悬而未决的问题。我们使用准垂直和准平行宇宙射线电子（CRE）加速的情况下，32个轴对称信噪比的样本模型。轴对称样本被定义为包括具有双侧、双边形态的SNR，以及具有单侧形态的SNR，其中一个分支比另一个更亮。使用坐标变换技术，我们插入一个泡沫状的模型SNR到银河系磁场的模型。由于SNR的无线电发射主要由同步辐射控制，并且由于这种发射取决于磁场和CRE分布，因此我们能够模拟SNR发射并将其与数据进行比较。我们发现，准垂直的CRE加速度的情况下是更符合数据比准平行的CRE加速度的情况下，与G327.6+14.6（SN 1006）是一个显着的例外。我们建议，SN1006可能是一种情况下，准平行和准垂直加速度同时在一个单一的SNR中发挥作用。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
From total destruction to complete survival: Dust processing at different evolutionary stages in the supernova remnant Cassiopeia A
本研究通过磁流体动力学模拟与团块建模，探究仙后座A超新星遗迹不同演化阶段反向激波对尘埃的破坏情况，发现尘埃存续率随激波撞击时间延后及颗粒尺寸增大而提升。
2024-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Large-field J=1-0 Survey of CO and Its Isotopologues Toward the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们对仙后座A超新星遗迹（SNR）的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=1-0$辐射进行了大视场同步观测，SNR覆盖了$3.5^{\circ}\times3.1^{\circ}$的天区。Cas巨分子云（GMC）主要由三个质量为$10^4-10^5\ M_{\odot}$量级的单体云组成。由GMC的$\rm{^{13}CO}$发射得到的总质量为2.1 $\times10^{5}\ M_{\odot}$，由$\rm{^{12}CO}$发射得到的总质量为9.5 $\times10^5\ M_{\odot}$。两个区域的扩大（6 $-$ 7公里秒$^{-1}$）或不对称的$^{12}$ CO线配置文件被发现在附近（在10 $'\times10'$区域）的Cas A SNR，表明可能的SNR和GMC之间的相互作用。使用GAUSSCLUMPS算法，547 $^{13}$ CO块被确定在GMC中，其中54 $\%$是超临界的（即$α_{\rm{vir}}<2$）。分子团簇的质谱遵循指数为$-2.20$的幂律分布。GMC的逐像素列密度可以用对数正态概率分布函数（N-PDF）拟合。大麦哲伦星系中氢分子的平均柱密度为$1.6\times10^{21}$ cm $^{-2}$，而大麦哲伦星系一半的质量都包含在H $_2$柱密度低于$3\times10^{21}$ c…
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
When disorder looks like order: a new model to explain radial magnetic fields in young supernova remnants
在我们银河系中所有已知的年轻壳型超新星遗迹（SNRs）中都观测到了径向磁场，包括Cas A、Tycho、Kepler和SN 1006，但这些径向磁场的性质还没有被彻底探索。使用一个三维模型，我们考虑的存在和观测的影响，一个固有的径向场。我们还提出了一个新的解释的起源观察到的径向图案的偏振数据，由于宇宙射线电子（CREs）的分布产生的选择效应。我们表明，准平行加速可以集中CREs在区域的磁场是径向的，使一个完全湍流场出现有序的，当它实际上是无序的。我们讨论的观测性质，可能有助于区分固有的径向磁场的情况下，它只出现径向由于CRE分布。我们还表明，一个准垂直的CRE加速机制的内在径向场的情况下，观察到的SN 1006的偏振特性有有趣的相似之处。
2017-11-06 astro-ph.GA 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
Constraints on the distribution of supernova remnants with Galactocentric radius
银河系中的超新星遗迹是向星际介质注入能量的重要来源，也是宇宙射线的重要来源。目前，银河系中有294个已知的SNR，它们的分布与银河系中心半径是各种研究的兴趣。在这里，我将讨论一些银河系信噪比的统计数据，包括适用的观测选择效应，以及从“西格玛-D”关系中获得单个残留物距离的困难。所观察到的银河系的经度分布的样本明亮的银河系的信噪比-这是不强烈的选择效应的影响-与那些预期的模型的比较是用来约束银河系的信噪比分布。最佳拟合的幂律/指数模型比Case & Bhattacharya（1998）得到的广泛使用的分布更集中于银河系中心。
2015-08-12 astro-ph.GA 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
Far-infrared Polarization of the Supernova Remnant Cassiopeia A with SOFIA HAWC+
本研究利用SOFIA的HAWC+仪器观测仙后座A超新星遗迹的远红外偏振，证实尘埃颗粒大且以硅酸盐为主、与磁场强排列，估算出喷流尘埃质量下限，支持核心坍缩超新星是高红移星系尘埃重要来源的假说。
2023-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
