Numerical Inside View of Hypermassive Remnant Models for GW170817

Fast neutrino flavor conversion, ejecta properties, and nucleosynthesis in newly-formed hypermassive remnants of neutron-star mergers

Neutrinos emitted in the coalescence of two neutron stars affect the dynamics of the outflow ejecta and the nucleosynthesis of heavy elements. In this work, we analyze the neutrino emission properties and the conditions leading to the growth of flavor instabilities in merger remnants consisting of a hypermassive neutron star and an accretion disk during the first 10 ms after the merger. The analyses are based on hydrodynamical simulations that include a modeling of neutrino emission and absorption effects via the "Improved Leakage-Equilibration-Absorption Scheme" (ILEAS). We also examine the n…

双中子星并合遗迹中的中微子味不稳定性：长寿命超质量中子星的作用

Neutrino flavor instabilities in a binary neutron star merger remnant: Roles of a long-lived hypermassive neutron star

本文基于数值相对论冻结背景与Boltzmann中微子输运，研究长寿命HMNS双中子星并合遗迹中的FFI和CFI，揭示ELN角交叉机制及二者时空分布差异。

双中子星合并的残余大质量中子星：演化过程和引力波形

Remnant massive neutron stars of binary neutron star mergers: Evolution process and gravitational waveform

大质量（超大质量和超大质量）中子星很可能经常在双中子星合并后形成。我们探索的演化过程中残留的大质量中子星和它们发出的引力波，基于数值相对论模拟的双中子星合并采用各种状态方程和选择一个合理的范围内的中子星的质量的双星。我们发现，剩余超大质量中子星的寿命强烈依赖于总的双星质量，也对状态方程。由大质量中子星产生的引力波普遍具有频率近似恒定的准周期性质，尽管其频率随时间变化。我们还发现，引力波的频率和时变特性强烈地依赖于状态方程。本文导出了一个拟周期引力波形的拟合公式，它可用于引力波信号的数据分析。

寻找具有短伽马射线暴的超大质量中子星

Searching for hypermassive neutron stars with short gamma-ray bursts

中子星合并可以形成一个超大质量中子星（HMNS）残余物，它可能是一个短的伽马射线暴（SGRB）的引擎，然后在合并后的几百毫秒内坍缩成一个黑洞。在HMNS的寿命期间，数值相对论模拟表明，它将经历强烈的振荡并发射频率为几千赫兹的GWs，不幸的是，这太高了，无法用先进的LIGO进行检测。在这里，我们讨论了当前和未来的前景，检测这些振荡的调制SGRB。对HMNS振荡的物理机制的理解将提供关于热HMNS状态方程的信息，而对SGRB数据中这些频率的观测将使我们深入了解SGRB的发射机制。

冷却在触发超大质量中子星坍缩中的重要性

Importance of cooling in triggering the collapse of hypermassive neutron stars

双中子星（NSNS）的螺旋和合并可以导致超大质量中子星（HMNS）的形成。当HMNS由于中微子冷却和/或由于引力波（GW）发射的离心支持而失去热压力时，和/或差旋转的磁破坏，它将坍缩成黑洞。为了评估冲击引起的热压力和冷却的重要性，我们采用了一个理想化的状态方程，并通过后期螺旋，合并和HMNS的形成，占冷却在全GR进行NSNS模拟。我们表明，热压力有助于显着的支持HMNS对崩溃和热冷却加速其“延迟”崩溃。我们的模拟明确地表明，冷却可以导致一个热的超大质量中子星合并后形成的双中子星的灾难性崩溃。因此，冷却物理学是重要的，包括在NSNS合并计算，以准确地确定HMNS残留物的寿命，并提取有关NS状态方程，冷却机制，酒吧的不稳定性和B-场的信息，从全球变暖发射的瞬态阶段之前BH的形成。

双中子星并合遗迹中的Tayler-Spruit发电机

Tayler-Spruit dynamo in binary neutron star merger remnants

本研究通过单区模型和3D GRMHD模拟分析，发现Tayler-Spruit发电机可在超质量中子星中增长并放大磁场，缩短其寿命，但当前模拟分辨率不足以直接分辨该发电机。

利用未来引力波探测器从超大质量中子星推断惯性模的前景

Prospects for the inference of inertial modes from hypermassive neutron stars with future gravitational-wave detectors

本研究评估双中子星并合残骸惯性模的引力波可探测性，通过将数值波形注入不同探测器噪声，用BayesWave算法分析，发现当前探测器仅能探测1 Mpc内的信号，未来探测器探测范围可提升约10倍。

Universality of the turbulent magnetic field in hypermassive neutron stars produced by binary mergers

The detection of a binary neutron star merger in 2017 through both gravitational waves and electromagnetic emission opened a new era of multimessenger astronomy. The understanding of the magnetic field amplification triggered by the Kelvin-Helmholtz instability during the merger is still a numerically unresolved problem because of the relevant small scales involved. One of the uncertainties comes from the simplifications usually assumed in the initial magnetic topology of merging neutron stars. We perform high-resolution, convergent large-eddy simulations of binary neutron star mergers, follow…

偏心双星中子星并合的相对论模拟：单臂螺旋不稳定性和中子星自旋效应

Relativistic Simulations of Eccentric Binary Neutron Star Mergers: One-arm Spiral Instability and Effects of Neutron Star Spin

我们进行广义相对论流体动力学模拟的动态捕获双中子星合并，强调的作用所发挥的中子星自旋。动力学捕获合并可能发生在球状星团，以及其他致密的恒星系统，其中大多数中子星有大的自旋。我们发现合并的结果作为初始中子星自旋的函数的显着变化。对于自旋与轨道角动量一致的情况，剩余超大质量中子星中额外的离心支撑可以防止迅速坍缩成黑洞，而对于不一致的情况，减小的总角动量可以促进坍缩成黑洞。我们发现，即使是中等的自旋可以显着增加喷射物质的量，包括未绑定的速度大于光速的一半，导致更明亮的电磁签名与千新星和相互作用的喷出物与星际介质。此外，我们发现，初始中子星自旋可以强烈地影响已经丰富的现象，在合并后的引力波签名所产生的超大质量中子星的振荡模式。在我们的几个模拟中，由此产生的超大质量中子星发展出单臂（$m=1$）螺旋不稳定性，最明显的情况是那些小但不可忽略的中子星自旋。对于长寿的超大质量中子星，这种不稳定性的存在导致通过引力波探测这些事件的前景得到改善，从而可能提供有关中子星状态方程的信息。

中子星合并残留物中的奇异特征

Signatures of strangeness in neutron star merger remnants

中子星（NS）合并为我们提供了丰富的物理信息，使用多信使天体物理观测。这种合并的可能残余之一是一个差异旋转的热超大质量中子星。合并残留物的稳定性关键取决于基本的状态方程（EoS），从而提供了一种方法来探测致密物质的性质在NS。在这项工作中，我们寻找可能的签名的奇异性包含在NS内部的长期稳定的合并残余物的物质。我们还使用最近提出的方法，使合并残留物的崩溃时间和阈值质量以上的合并迅速崩溃到一个黑洞的粗略估计。

超大质量中子星盘外流与蓝千新星

Hypermassive Neutron Star Disk Outflows and Blue Kilonovae

本文研究了新形成的超大质量中子星（HMNS）周围吸积盘的物质抛射。符合GW 170817的标准kilonova模型至少需要贫镧系元素（“蓝色”）和富镧系元素（“红色”）组分。蓝色成分的存在已被用作HMNS剩余物有限寿命的证据，但现有长期HMNS模拟的平均磁盘流出速度低于推断值（$\sim 0.25c$）的一个因子$\sim 2$。在这里，我们使用时间相关的，轴对称流体动力学模拟HMNS磁盘探索模型的限制和它的能力，以占观察。对于物理上合理的参数选择兼容GW 170817，我们发现，流体动力学模型，使用剪切粘度传输角动量不能喷射物质的质量平均速度大于$\sim 0.15c$。虽然在我们的模拟流出速度可以超过稳态中微子驱动的风的渐近值，在平均速度的增加，由于粘性是不够的。因此，粘性HMNS盘风不能复制自己的喷出物的属性推断出多组件适合从GW 170817的kilonova光变曲线。三种可能的解决方案仍然是可行的标准合并喷出物通道：更复杂的辐射转移模型，允许喷出物组件之间的光子再处理，列入磁应力，或增强动态喷出物。我们提供适合我们的磁盘流出模型，一旦他们达到同源扩张。

中子星并合双星的引力波光度

Gravitational-wave luminosity of binary neutron stars mergers

利用大样本的数值相对论模拟，在不同的双星参数和输入物理条件下，研究了准圆中子星合并的引力波峰值亮度和辐射能量。所有双星的峰值光度可以用质量比和首阶后牛顿潮汐参数单独描述。导致迅速坍缩成黑洞的并合具有最大的峰值亮度。然而，每单位质量的最大能量是由产生超大质量中子星或大质量中子星残骸的合并辐射的。我们对双中子星合并事件的引力波光度进行了定量分析，并对这些事件的辐射能量和剩余角动量设定了上限。我们发现，有一个经验的普遍关系连接的总引力辐射和角动量的残骸。我们的结果限制了残余黑洞的最终自旋，同时也表明了稳定的中子星残余黑洞具有超开普勒角动量。

中子星并合的完整引力波谱模拟

Modeling the complete gravitational wave spectrum of neutron star mergers

在中子星合并的背景下，我们使用数值相对论模拟研究合并残余物的引力波谱。合并后的光谱的特点是主峰频率$f_2$有关的特定结构和动力学的残余热超大质量中子星。我们发现，$f_2$是相关的潮汐耦合常数$κ^T_2$的特点，在后期的inspiral合并的二元潮汐相互作用。关系式$f_2(κ^T_2)$对二元总质量、质量比、状态方程和热效应的依赖很弱。这一观测结果开启了建立一个模型的可能性，该模型可以用来描述每一次合并的引力谱，并将后螺旋和后合并的描述统一起来。

稳定双星中子星并合遗迹的结构研究

Structure of Stable Binary Neutron Star Merger Remnants: a Case Study

本文利用Shen-Horowitz-Teige状态方程研究了两颗引力质量均为1.4 M_sol的中子星的并合。这个状态方程是一个角落的情况下，允许形成一个稳定的中子星与给定的重子总质量为3.03 M_sol。我们调查了前所未有的详细结构的残留物，特别是质量分布，热结构和旋转轮廓。我们还计算流体轨迹内的残余物和那些相关的磁盘的形成。我们发现一个花生形的流体流动的残余物内的一个强大的m=2的扰动。此外，流动是局部压缩的，导致动态热点的出现。此外，我们引入了新的诊断措施，很容易实现的数值模拟，并允许量化质量和紧凑性的合并残留物在一个明确的方式。与以前对超大质量恒星的研究一样，我们发现了一个具有缓慢旋转的核心和以接近开普勒速度旋转的外壳的残骸。我们计算了一个托尔曼-奥本海默-阿斯托夫星模型，该模型与核心中的残余物一致，而后者具有广泛的外层旋转接近开普勒速度。最后，我们提取了引力波信号，并讨论了现代天文台的可探测性。这项研究对解释合并后阶段的引力波探测具有意义，并且与短伽马射线暴模型相关。

超大质量中子星寿命在中子星合并盘喷出物中r过程核合成的特征

Signatures of hypermassive neutron star lifetimes on r-process nucleosynthesis in the disk ejecta from neutron star mergers

我们研究了中子星合并过程中吸积盘喷出的风中重元素的核合成。本文计算了变寿命超大质量中子星（HMNS）遗迹盘流出流中元素的形成过程，考虑了角动量输运对盘演化的影响。我们采用长期的轴对称流体动力学磁盘模拟模拟的喷出物，并计算r-过程核合成与示踪粒子使用的核反应网络包含$\sim 8000$物种。我们发现，以前已知的HMNS的寿命，喷射质量和平均电子分数之间的强相关性的流出直接关系到磁盘上的中微子照射量，它占主导地位的质量喷射在早期的中微子驱动的风的形式。镧系元素和锕系元素的生产在短的HMNS寿命（$\lesssim 10$ ms）时饱和，额外的喷出物有助于形成蓝色光学千诺瓦组分，用于寿命较长的HMNS。我们发现从磁盘流出单独和太阳r-过程分布的丰度只有很短的HMNS寿命（$\lesssim 10$毫秒）之间的协议。对于较长的寿命，稀土和第三r过程的峰值显着不足相比，太阳的图案，需要额外的贡献，从动态喷出物。来自旋转黑洞（BH）的核合成信号只能与中等寿命（$\lesssim 60$ ms）的HMNS重叠。最后，我们表明，角动量输运不仅有助于后期流出的组件，但它也提高了中微子驱动的组件移动材料的引力势的较浅的区域，除了提供额外的加热。

Maximum mass of compact stars from gravitational wave events with finite-temperature equations of state

We conjecture and verify a set of universal relations between global parameters of hot and fast-rotating compact stars, including a relation connecting the masses of the mass-shedding (Kepler) and static configurations. We apply these relations to the GW170817 event by adopting the scenario in which a hypermassive compact star remnant formed in a merger evolves into a supramassive compact star that collapses into a black hole once the stability line for such stars is crossed. We deduce an upper limit on the maximum mass of static, cold neutron stars $ 2.15^{+0.10}_{-0.07}\le M^\star_{\mathrm{T…

GW170817的残骸何时坍缩成黑洞？

When Did the Remnant of GW170817 Collapse to a Black Hole?

伽玛暴$\,$ 170817 A中瞬发γ射线发射的主硬脉冲持续时间为$\sim0.5\,{\rm s}$，其开始相对于引力波啁啾信号延迟$t_{\rm del} \approx 1.74\,{\rm s}$。对随后的宽带kilonova发射的详细跟踪揭示了一种双组分喷出物--一种镧系元素贫乏的喷出物，质量为$M_{\rm ej,blue}\approx0.025\,M_\odot$，为早期但迅速衰落的蓝色发射提供动力，另一种镧系元素丰富的喷出物，质量为$M_{\rm ej,red}\approx 0.04\,M_\odot$，为更持久的红色发射提供动力。如果坍缩成黑洞的过程被超大质量中子星（HMNS）的形成所延迟，那么即时伽马射线的起始延迟和具有适度电子分数的蓝色喷出物$0.2\lesssim Y_e\lesssim0.3$的存在都可以得到解释。在这里，我们确定的合并残余物的生存时间相结合的两个不同的约束，即，所需的时间来产生必要的蓝色喷出物的质量和所需的相对论性喷流钻孔的方式扩大喷出物。这样，我们确定了GW 170817的残余物一定是在$t_{\rm coll}=0.98_{-0.26}^{+0.31}\,{\rm s}$之后坍缩成了一个黑洞。我们还讨论了如何未来的检测和引力和电磁辐射之间的延迟可以用来约束合并对象的属性。

双中子星并合遗迹千新星的二维端到端建模

2D End-to-End Modeling of Kilonovae from Binary Neutron Star Merger Remnants

本文基于HMNS遗迹的GRMHD模拟结果，结合FLASH与Sedona代码开展千新星二维端到端建模，分析加热率、遗迹寿命与观测视角的影响，发现长寿命HMNS的磁化外流可解释AT2017gfo这类蓝色千新星。

中子星并合残余产生的耀发、喷流与准周期爆发

Flares, jets and quasi-periodic outbursts from neutron star merger remnants

通过含亚格子发电机的数值相对论模拟，研究发现强磁化HMNS并合早期可产生准周期电磁耀发与轻度相对论喷流，或解释SGRB前兆及其千赫兹子结构。

一次爆炸是由中子星合并产生的致密残余物的晚期坍缩引发的

An explosion is triggered by the late collapse of the compact remnant from a neutron star merger

众所周知，双中子星合并会产生超大质量中子星。这种致密残余物的寿命取决于总质量和状态方程。这个致密的残骸坍缩成一个黑洞-环面系统，预计会产生一个强大的喷流和一个短暂的伽马射线暴。然而，如果坍缩延迟半秒左右，周围的物质就会被吸积和/或排出，因此不会形成环面。然而，坍缩本身会产生准各向同性的磁化火球。由于磁场重连，这种磁性炸弹将耗散其大部分能量，并将产生即时发射，此时火球将对伽马射线透明。这种爆炸的能量范围取决于两颗中子星的初始磁场强度和合并过程中磁能的放大。我们讨论了一个准各向同性磁化火球的生产和随后的相互作用，在合并过程中喷出的物质，作为一个双中子星系统合并的结果。我们进一步讨论了一个可能的起源的持续时间的爆发和径向分层的流量以下的准正常模式的黑洞。

长寿命中子星作为GW170817合并残留物的允许参数空间

The allowed parameter space of a long-lived neutron star as the merger remnant of GW170817

由于现有引力波探测器灵敏度的限制，与GW170817相关的中子星合并的中心残留物仍然是一个悬而未决的问题。考虑到相对较大的总质量，一般认为GW 170817的合并将导致一个短暂的超大质量NS或直接产生一个黑洞（BH）。没有明确的证据支持或排除长期的NS作为合并残留物。在这里，我们利用GW和电磁（EM）信号，全面调查的参数空间，允许一个长寿的NS生存的合并残留的GW170817。我们发现，对于一些刚性的状态方程，合并的GW170817，在原则上，可以导致一个巨大的NS，它有一个毫秒的自旋周期。合并后的GW信号很难约束NS的椭圆性。如果椭圆度达到$10^{-3}$，为了与多波段EM观测兼容，NS（$B_p$）的偶极磁场被约束到$\sim10^{14}$ G的磁星能级。如果椭圆率小于$10^{-4}$，则$B_p$被约束到$\sim10^{10}-10^{12}\,$ G的水平。这些结论弱依赖于状态方程的采用。

双玻色子星：并合动力学与旋转剩余星的形成

Binary boson stars: Merger dynamics and formation of rotating remnant stars

该研究通过数值演化爱因斯坦-克莱因-戈登方程组，探究双玻色子星并合过程中标量相互作用的影响，建立剩余天体性质预测映射，首次证实非旋转双玻色子星并合可形成旋转玻色子星。

基于守恒网格加密的中子星合并遗迹的相对论数值模拟

Numerical relativity simulations of neutron star merger remnants using conservative mesh refinement

我们研究相等和不等质量的中子星合并通过新的数值相对论模拟，其中广义相对论流体动力学求解器采用的算法，保证质量守恒的计算网格的细化水平。我们考虑了八个具有总质量$M=2.7\,M_\odot$、质量比$q=1$和$q=1.16$、四个不同状态方程的二元组态，以及一个具有刚性状态方程的组态，$M=2.5M_\odot$和$q=1.5$ .我们着重于并合后的动力学，研究了并合残余物、动力学喷出物和并合后引力波谱。虽然大多数合并的残余物形成一个超大质量的中子星坍缩成一个黑洞+磁盘系统的动力学时标，刚性的EOS最终可以产生一个稳定的大质量中子星。喷出物主要在轨道平面周围发射;受到大质量比和较软EOS的青睐。合并后波谱的主要特征是残余物的非轴对称振荡。由$1.5M_\odot$和$1.0M_\odot$中子星组成的刚性物态方程组态显示出相当奇特的动力学。在合并过程中，伴星变形很大，约~ $\sim0.03M_\odot$的静止质量由于力矩而脱离潮汐尾，合并残余物形成稳定的中子星，周围是一个巨大的吸积盘$\sim0.3M_\odot$。类似的配置可能对电磁对应物特别感兴趣。比较有和没有保守的网格细化算法得到的结果，我们发现，合并后的模拟可能会受到系统误差的影响，如果没有强制执行的网格细化策略中的质量守恒。然而，质量守恒还取决于网格细节和人工大气设置。[删节]

中子星合并中的磁旋转不稳定性：中微子的影响

Magnetorotational instability in neutron star mergers: impact of neutrinos

两颗中子星的合并可能会产生一颗长寿的超大质量中子星。如果它拥有一个磁星强度的强磁场，它的自旋下降可以解释短伽马射线暴余辉的几个特征。磁旋转不稳定性（MRI）被提出作为将磁场放大到所需强度的机制。然而，以前的研究忽略了中微子，中微子可能通过诱导粘性和阻力对MRI产生重要影响。我们调查的影响，这些中微子效应的线性增长的MRI应用局部稳定性分析快照的中子星合并模拟。我们发现中微子对超大质量中子星内部有显著的影响，但对围绕它的环面的影响最大。在超大质量中子星内部，磁共振成像随半径和初始磁场强度的不同而呈不同的区域增长。对于弱于$10^{13}-10^{14}\,{\rm G}$的磁场，由于中微子的存在，MRI的增长率显著降低。我们的结论是，中微子应考虑到从现实的初始磁场的MRI的增长研究时。目前的数值模拟，忽略中微子粘度，只有一致的，即在所采用的理想制度，如果他们开始从人为的强初始磁场以上$\sim10^{14}\,{\rm G}$。当将这些结果外推到较低的初始磁场时，应该小心，在那里，磁共振成像的增长受到中微子粘性或阻力的强烈影响。

数值相对论中的轴对称流体动力学：处理坐标奇异性、人工加热与磁流体力学不稳定性建模

Axisymmetric hydrodynamics in numerical relativity: treating coordinate singularity, artificial heating and modeling MHD instabilities

针对双中子星并合残骸的轴对称模拟，提出一种保持磁通守恒且避免坐标奇异性的新方案，结合平滑性与守恒性，并改进熵演化去除人工加热及有效粘性建模，提升长期演化真实性。

关于方程状态中热效应处理的探讨

On the treatment of thermal effects in the equation of state on neutron star merger remnants

研究通过数值模拟探讨双中子星并合中热效应处理对引力波信号和残骸稳定性的影响，揭示了热建模对后期惯性模激发的重要性。

超新星遗迹内的脉冲星风星云（Cosmic-Ray PeVatrons）

Pulsar Wind Nebulae inside Supernova Remnants as Cosmic-Ray PeVatrons

我们认为宇宙射线PeVatron是超新星遗迹（SNRs）内的脉冲星风星云（PWNe）。PWN最初膨胀成自由膨胀的恒星喷出物。然后，PWN赶上SNR的冲击区域，其中粒子可以通过PWN和SNR之间的来回运动而略微加速，并且一些粒子扩散到PWN中。之后，PWN被SNR压缩，其中PWN中的粒子被绝热压缩加速。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，由SNR加速到0.1 PeV的粒子可以被重新加速到1 PeV，直到PWN压缩结束。

Needle in a Bayes Stack: a Hierarchical Bayesian Method for Constraining the Neutron Star Equation of State with an Ensemble of Binary Neutron Star Post-merger Remnants

Binary neutron star (BNS) post-merger gravitational-wave emission can occur in the aftermath of a BNS merger -- provided the system avoids prompt collapse to a black hole -- as a quasistable hypermassive remnant experiences quadrupolar oscillations and non-axisymmetric deformations. The post-merger gravitational-wave spectrum possesses a characteristic peak frequency that has been shown to be dependent on the binary chirp mass and the neutron star equation of state (EoS), rendering post-merger gravitational waves a powerful tool for constraining neutron star composition. Unfortunately, the BNS…

低质量双中子星合并 remnants 中的类喷流结构

Jetlike structures in low-mass binary neutron star merger remnants

本研究通过广义相对论磁流体动力学模拟，发现低质量双中子星合并形成的 HMNS 和 SMNS remnants 均能产生类喷流结构，但 HMNS 可作为 sGRB 前身，而 SMNS 因重子污染无法确认。

Magnetic field effects on nucleosynthesis and kilonovae from neutron star merger remnants

We investigate the influence of parametric magnetic field configurations of a hypermassive neutron star (HMNS) on electromagnetic (EM) observables, specifically the kilonova lightcurves and nucleosynthesis yields. We perform three-dimensional (3D) dynamical-spacetime general-relativistic magnetohydrodynamic (GRMHD) simulations, including a neutrino leakage scheme, microphysical finite-temperature equation of state (EOS), and an initial poloidal magnetic field. We find that varying the magnetic field strength and falloff impacts the formation of magnetized winds or mildy-relativistic jets, whic…

超新星遗迹Kes 17：分子云中的高效Cosmic Ray加速器

Supernova Remnant Kes 17: Efficient Cosmic Ray Accelerator inside a Molecular Cloud

超新星遗迹Kes 17（SNR G304.6+0.1）是为数不多但越来越多的通过电磁波谱检测到的遗迹之一。在本文中，我们分析了最近的无线电，X射线和伽马射线观测这个对象，确定有效的宇宙射线加速需要解释其宽带非热谱。这些观测结果还表明，Kes 17正在分子云内部膨胀，尽管我们对其年龄的确定取决于热传导或团块蒸发是否是其中心填充热X射线形态的主要原因。Kes 17中有效的宇宙射线加速的证据支持了最近的理论工作，即分子云的强磁场，湍流和cluerous性质增强了超新星遗迹中宇宙射线的产生。虽然需要更多的观测来证实这一解释，但对Kes 17的进一步研究对于理解宇宙射线如何在超新星遗迹中加速非常重要。

Spectral softening in core-collapse supernova remnant expanding inside wind-blown bubble

Context. Galactic cosmic rays are widely assumed to arise from diffusive shock acceleration, specifically at shocks in supernova remnants (SNRs). These shocks expand in a complex environment, particularly in the core-collapse scenario as these SNRs evolve inside the wind-blown bubbles created by their progenitor stars. The cosmic rays (CRs) at core-collapse SNRs may carry spectral signatures of that complexity. Aims. We study particle acceleration in the core-collapse SNR of a progenitor with initial mass 60 $M_\odot$ and realistic stellar evolution. The SNR shock interacts with discontinuitie…

手征有效场论物态方程对双中子星并合的影响

Effects of Chiral Effective Field Theory Equation of State on Binary Neutron Star Mergers

本文采用一种新的零温手征有效场论状态方程，即BL状态方程，对中子星合并进行了完全广义相对论模拟。我们提供了一个比较与旧的GM 3状态方程，这是基于标准的相对论平均场论，并分别确定质量的影响。我们提供了一个详细的动态分析，重点是合并后阶段。对于所有的模型，我们提取的引力波应变和合并后的频谱。此外，我们确定的数量，速度和极分布的喷射物质，并提供估计所产生的千诺瓦信号。我们还研究了盘与超大质量残留物相互作用时的演化，并讨论了在坍缩前适用的不同盘质量定义的优点，以及BH形成后剩余的质量。最后，我们调查的径向质量分布和旋转轮廓的残留物，验证了以前的结果，也证实了最近提出的稳定性标准。

超亮（I型）超新星ASASSN-15 lh：氧型Wolf-Rayet超新星遗迹内夸克新星的一个例子

The Superluminous (Type I) Supernova ASASSN-15lh : A case for a Quark-Nova inside an Oxygen-type Wolf-Rayet supernova remnant

我们发现，一个夸克新星（QN;一个中子星到夸克星的爆炸性转变）发生在几天后的超新星爆炸的氧型沃尔夫-拉叶（WO）星可以解释的有趣的功能，ASASSN-15 lh，包括它的极端的能量，它的双峰光变曲线和光球半径和温度的演变。同源膨胀的WO残余物（一个扩展的包层和一个紧凑的核心）的两个组件的配置被用来利用QN喷出物的动能（>10^52尔格）。WO SN和QN之间的延迟产生了一个大的（~ 10^4 Rsun）包络，当被QN喷出物/冲击激发时，该包络给出了我们模型中的第一个峰值。当包层的光球层退入缓慢膨胀的、热的、绝缘的、密度更大的核心（最初由QN激波加热）时，第二个驼峰出现了。在我们的模型中的光谱应该反映的组成WO SN残余再加热的QN去在其尾流。

中子星合并后剩余中子的蒙特卡罗中微子输运

Monte Carlo Neutrino Transport Through Remnant Disks from Neutron Star Mergers

我们提出了Sedonu，一个新的开源，稳态，特殊的相对论蒙特卡罗（MC）中微子输运代码，可在bitbucket.org/srichers/sedonu。该代码计算的能量和角度依赖的中微子分布函数的流体背景下的任何数量的空间维度，计算流体内能和电子分数的变化率，并解决了平衡流体温度和电子分数。我们将这种方法应用于二元中子星合并留下的吸积盘的二维模拟快照，改变输入物理，并与中心黑洞和中心超大质量中子星的泄漏方案获得的结果进行比较。一颗中心超大质量中子星。中微子被引导离开盘的致密区域，并优先在与赤道面成45度角的位置逃逸。中微子加热加强MC运输的几个尺度的高度以上的磁盘中平面附近的最内部的稳定的圆形轨道，可能会导致更强的中微子驱动的风。当使用MC运输时，在致密的磁盘中平面中的中微子冷却更强，导致全球更高的冷却速率的几个因素和更大的轻子化速率的一个数量级。我们计算中微子对湮灭率和估计的能量为2.8e46尔格是沉积在45度的对称轴超过300毫秒时，中心BH是存在的。类似地，当HMNS位于中心时，1.9e48 erg在3 s内沉积，但这两种估计都不足以驱动GRB喷流。

红的还是蓝的中子星合并后黑洞形成延迟的潜在kilonova印记

Red or blue? A potential kilonova imprint of the delay until black hole formation following a neutron star merger

中子双星的合并通常会导致超大质量中子星的形成。该残余物是否以及何时坍缩为黑洞（BH）主要取决于状态方程和角动量输运过程，这两者都是不确定的。在这里，我们表明，合并残留物的寿命可能会直接印在合并后的放射性供能的kilonova排放。我们采用轴对称的，随时间变化的流体动力学模拟剩余吸积盘轨道的可变寿命的HMNS，并表征这种延迟BH形成盘风喷出物的影响。当BH形成相对迅速（~ 100 ms）时，从盘流出的中子足够丰富，形成重r过程元素，导致在近红外（NIR）光谱峰值的~一周的发射，类似于动态喷出物产生的。相比之下，延迟BH的形成允许从HMNS的中微子，以提高在极方向上的电子分数的值，使潜在的镧系元素的流出产生。较低的不透明度将产生一个更明亮，更蓝，和更短的寿命~一天的发射（一个“蓝色颠簸”）之前，晚近红外峰值从动态喷出物和赤道风。这种新的诊断BH的形成应该是有用的事件的信噪比低于所需的重力波形签名的直接检测。

自旋对磁化双星中子星合并和喷流发射的影响

Effects of spin on magnetized binary neutron star mergers and jet launching

事件GW 170817和GRB 170817 A提供了迄今为止最好的确认，其中至少有一个同伴是中子星（NS）的紧凑双星合并可能是短伽马射线暴（sGRB）的祖先。GW 170817的一个未决问题仍然是初始NS自旋的值和影响。初始自旋可能会影响剩余黑洞（BH）的质量和自旋，剩余盘和喷流的形成和寿命及其光度。在这里，我们总结了我们的广义相对论磁流体动力学模拟自旋，NS二进制进行合并和延迟崩溃的BH。双星由两个相同的NS组成，被建模为$Γ=2$多面体，在准圆轨道上，每个都有自旋$χ_{\rm{NS}}=-0.053,\,0,\,0.24$或$0.36$。恒星最初被赋予一个从内部延伸到外部的偶极磁场，就像射电脉冲星一样。合并后，在超大质量中子星（HMNS）残余物中，由于磁制动和磁湍流粘性而导致的角动量重新分配，以及由于引力辐射而导致的角动量损失，诱导形成了一个大质量的、几乎均匀旋转的内核，该内核被磁化的开普勒盘状外壳所包围。HMNS最终坍缩成BH，自旋$a/M_{\rm BH} \simeq 0.78$独立于NS的初始自旋，被磁化吸积盘包围。初始NS旋转越大，盘就越重。在合并后的$Δt\sim 3000-4000 M \sim 45-60(M_{\rm NS}/1.625M_\odot)\rm ms$之后，一个温和的相对论性喷流被发射。喷流的寿命[ $Δt\sim 100-140(M_{\r…

相对论性引力坍缩的天体终点：夸克-胶子等离子体星而非黑洞

Asymptotic Freedom and Vacuum Polarization Determine the Astrophysical End State of Relativistic Gravitational Collapse: Quark--Gluon Plasma Star Instead of Black Hole

该研究提出通过非线性电磁动力学和QCD渐近自由机制，使超致密夸克-胶子等离子体星取代黑洞成为引力坍缩的最终产物。

非辐射超新星遗迹中脉冲星风星云演化的动力学模型

A Dynamical Model for the Evolution of a Pulsar Wind Nebula inside a Non-Radiative Supernova Remnant

超新星遗迹中的脉冲星风星云提供了一个独特的视角，可以深入了解中心中子星的性质，由其旋转能量损失提供动力的相对论风，其前身超新星以及周围环境。在本文中，我们提出了一个新的半解析模型，这样一个脉冲星风星云的演化耦合的动力学和辐射演化的脉冲星风星云，跟踪整个生命周期的超新星遗迹产生的祖先爆炸的脉冲星风星云的演化，并预测在此期间的脉冲星风星云的动力学和辐射特性。我们还讨论了这些参数的一组特定的预期的演变，并显示它再现了许多令人费解的功能，已知的年轻和年老的脉冲星风星云。该模型还预测了其演变的不同阶段的光谱特征，可通过新的无线电和伽马射线观测设施探测到。最后，这个模型的影响，以确定脉冲星风星云可以解释最近的测量宇宙射线正电子分数的PAMELA和宇宙射线轻子谱的ATIC和HESS。

Jet Launching from Binary Neutron Star Mergers: Incorporating Neutrino Transport and Magnetic Fields

We perform general relativistic, magnetohydrodynamic (GRMHD) simulations of merging binary neutron stars incorporating neutrino transport and magnetic fields. Our new radiative transport module for neutrinos adopts a general relativistic, truncated-moment (M1) formalism. The binaries consist of two identical, irrotational stars modeled by the SLy nuclear equation of state (EOS). They are initially in quasicircular orbit and threaded with a poloidal magnetic field that extends from the stellar interior into the exterior, as in typical pulsars. We insert neutrino processes shortly after the merg…

形成长寿命中子星的双星中子星合并的广义相对论磁流体动力学模拟

General relativistic magnetohydrodynamic simulations of binary neutron star mergers forming a long-lived neutron star

合并的双中子星（BNS）代表了多信使天文学的最终目标，是最有前途的引力波（GW）源之一，同时，可能伴随着各种电磁对应物在整个频谱，可能包括短伽马射线暴（SGRB）和千诺瓦/macronova瞬变。数值相对论模拟在这些事件的研究中起着核心作用。特别是，由于磁场的重要性，本调查的各个方面需要广义相对论磁流体力学（GRMHD）。到目前为止，大多数GRMHD模拟的注意力集中在BNS合并导致超大质量NS的形成，这反过来，在几十毫秒内崩溃成一个黑洞周围的吸积盘。然而，最近的观测表明，这些系统中的很大一部分可能会形成一个长寿命的NS残留物，它要么会在更长的时间尺度上崩溃，要么会无限期地保持稳定。尽管对系统的演化和发射特性有着深刻的影响，但对这种替代演化通道的详细调查仍然缺失。在这里，我们按照这个方向，并提出了第一个详细的GRMHD研究BNS合并形成一个长寿的NS。我们认为磁化双星具有不同的质量比和状态方程，并分析了结构的NS残余物，旋转配置文件，吸积盘，演化和放大的磁场，和喷射的物质。此外，我们还讨论了与SGRB的中央引擎的连接，并提供了kilonova/macronova信号的数量级估计。最后，我们研究了GW排放，特别注意合并后的阶段。

用引力波测量鉴别奇异星合并和中子星合并

Discriminating Strange Star Mergers from Neutron Star Mergers by Gravitational-Wave Measurements

我们进行三维相对论流体动力学模拟的奇怪的恒星（SS）的合并，并探讨可能性，以决定通过引力波（GW）测量的奇怪的物质假说。奇异夸克物质（SQM）和通常更致密的恒星的自结合产生了将SS与中子星（NS）合并明显区分开来的特征，例如在夸克星暴跌期间阻碍潮汐破坏。此外，而不是在NS合并的情况下，在残余物周围形成稀释晕，SS合并的结果在一个差异旋转的超大质量物体与尖锐的表面层包围的几何薄，cluerous高密度SQM盘。我们还研究了包括非零温度状态方程（EOS）在NS和SS合并模拟的重要性。在这两种情况下，我们都发现了动力学和聚结结果对热效应的关键敏感性，例如，确定了外层残骸结构和致密残骸核到黑洞坍缩的延迟时间。为了对GW信号进行比较和分类，我们使用了一些特征量，如inspiral期间的最大频率或合并后残留物振荡的主导频率。一般来说，这些频率较高的SS合并。如果没有，GW光度谱的附加特征可能有助于区分不同类型的聚结事件。因此，未来的GW测量可能有助于确定SQM星的存在。（节略）

银河系超新星遗迹CTB 109的三维流体动力学模拟

3D Hydrodynamic Simulations of the Galactic Supernova Remnant CTB 109

使用详细的三维流体动力学模拟，我们研究了银河系超新星遗迹（SNR）CTB 109（G109.1-1.0）的性质，这是众所周知的，其半圆形的形状和明亮的漫射X射线发射功能的SNR内。我们的模型被设计来解释观察到的形态，特别强调SNR内的明亮发射特征。此外，我们还确定了遗迹的年龄，并将我们的发现与X射线观察结果进行了比较。与CTB 109，我们测试了一种新的方法，详细的数值模拟扩散年轻的物体，直接从观测得到的现实的初始条件。我们进行了数值三维模拟与RAMSES代码。初始密度结构直接取自$^{12}$ CO发射数据，增加了一个额外的致密云，当它被冲击时，会产生明亮的发射特征。通过参数研究，我们根据Chandra数据的震前密度和4.54秒差距的最大直径获得了带有$n_\text{cloud}=25~\text{cm}^{-3}$的椭圆形云的位置$(\ell , b)=(109.1545^\circ , -1.0078^\circ)$，该椭圆形云与超新星（SN）冲击波的相遇在SNR内部产生了明亮的X射线发射。根据我们的模拟计算，遗迹的年龄约为11，000年。此外，我们还可以确定SN爆炸最有可能的地点。流体动力学模拟可以非常好地再现SNR CTB 109的形态和观察到的尺寸。此外，模拟表明，这是非常合理的，明亮的X射线发射内的SNR是由一个椭圆形的致密云的SN爆炸波冲击的结果。我们表明，使用观…

基于数值相关性的GW170817模型及其意义

Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications

引力波观测和大量的电磁观测表明，最新的引力波事件GW 170817（主要由先进的LIGO探测到）的来源是一颗双星中子星的合并。我们试图解释这一观测事件的基础上，我们的数值相对论模拟的结果进行到目前为止，特别注意的光学和红外观测。我们最终得出结论，这一事件是一致的描述存在一个长寿的超大质量或超大质量中子星作为合并残余物，因为（i）沿着我们的视线到该源的镧系元素的显著污染可以通过来自该源的强中微子辐射来避免，以及（ii）它可以发挥关键作用，在合并后阶段产生具有可观质量的快速运动的喷出物成分。我们还指出：（1）中子星状态方程必须足够刚性（即，冷球形中子星的最大质量M_max必须略高于2 M_sun，才能形成一颗长寿的大质量中子星作为GW 170817双星系统的合并残留物，其初始总质量>~ 2.73M_sun;（II）未探测到相对论光学对应物，表明M_sun的值不是很高最大约为2.15-2.25M_sun。

解释超新星遗迹G352.7-0.1为行星状星云内的特殊Ia型超新星

Explaining supernova remnant G352.7-0.1 as a peculiar type Ia supernova inside a planetary nebula

将超新星遗迹G352.7-0.1解释为行星状星云内特殊Ia型超新星，提出白矮星与AGB星核心并合触发超钱德拉塞卡爆炸，并因第三恒星导致形态不对称。

在扩展的gamma-ray超新星遗迹HB9内发现重组等离子体

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。

双磁化中子星并合的高分辨率数值相对论模拟

High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars

我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。

广义相对论中中子星合并的磁流体动力学模拟：磁场方向对喷流发射的影响

Magnetohydrodynamic Simulations of Binary Neutron Star Mergers in General Relativity: Effects of Magnetic Field Orientation on Jet Launching

中子星合并可以产生与电磁辐射相一致的引力波。为了巩固其作为多信使源的作用，我们提出了完全三维，广义相对论，磁流体动力学模拟自旋NSNSs最初在准圆轨道合并，并经历延迟崩溃的黑洞（BH）。NSNSs由两颗完全相同的恒星组成，模型为$Γ=2$多面体，自旋$χ_{NS}= 0.36$沿着总轨道角动量$L$的方向排列。每颗恒星最初都被一个动力学上不重要的内部偶极B场穿过。磁场延伸到外部，那里几乎没有力的磁层类似于脉冲星。磁偶极矩$μ$与$L$对齐或垂直，并且对于每个方向具有相同的初始大小。为了比较，我们还在两颗恒星的$μ$沿$L$排列的情况下，在轨道平面上施加对称性。我们发现，瞬态超大质量中子星遗迹的寿命，喷射发射时间，和喷出物是非常敏感的B-场的方向。相比之下，BH +盘遗迹的物理性质，如BH的质量和自旋，吸积率和电磁光度，大致与初始B场方向无关。此外，我们发现施加对称性在整个轨道平面并没有发挥重要的作用，在合并的最终结果。我们的研究结果表明，一个初始射流出现时，种子B场有一个足够大的尺度极向分量对齐$L$。当喷流形成时，其寿命[ $Δt\gtrsim 140(M_{NS}/1.625M_\odot)\rm ms$ ]和坡印廷光度[ $L_{EM}\simeq 10^{52}$ erg/s]与典型的短伽玛射线暴以及Blandford-Znajek喷流发射机制一致。

在超新星遗迹RCW 86内被富钙超新星喷出物污染的太阳型恒星

A solar-type star polluted by calcium-rich supernova ejecta inside the supernova remnant RCW 86

当双星系统中的一颗大质量恒星爆炸成为超新星时，它的伴星可能会被超新星喷出物中的重元素污染。这种污染已经在少数超新星后双星中被检测到（Gonzalez Hernandez et al. 2011），但没有一个与超新星遗迹有关。我们报告在一个靠近的偏心双星系统中发现了一颗太阳型恒星，在年轻的银河系超新星遗迹RCW 86中有一颗中子星。我们的发现意味着超新星的前身是一颗移动的恒星，它在其风泡的边缘附近爆炸，并在核心坍塌前不久由于共同的包层演化而失去了大部分初始质量。我们发现这颗太阳型恒星被钙和其他元素严重污染，这使得爆炸属于富钙超新星的范畴--微弱而快速的瞬变（Filippenko等人，2003年; Kasliwal等人，2012年），其起源存在强烈争议（Kawabata等人，2010年; Waldman等人，2011年），并提供了第一个观测证据，表明这种类型的超新星可能来自核心坍塌爆炸（Kawabata等人，2010年; Moriya等人，2010年）。

与伽马射线源HESS J1640-465相关的超新星遗迹G338.3-0.0内部弥漫射电辐射的探测

Detection of Diffuse Radio Emission inside the Supernova Remnant G338.3-0.0 associated with the Gamma-ray Source HESS J1640-465

该研究利用MeerKAT新观测数据，在SNR G338.3-0.0内发现与X射线PWN及伽马射线源重叠的弥漫射电辐射，通过模型表明其源于PSR驱动的PWN且正与反向激波相互作用，或为银河系PeV电子源。

双星并合后的长期模拟：环形余迹和引力波余辉的形成

Long-Term Postmerger Simulations of Binary Neutron Star Coalescence: Formation of Toroidal Remnants and Gravitational Wave Afterglow

据估计，一个显着的比例的双中子星合并事件产生的长寿命的大质量残留物支持的差异旋转和旋转不稳定性。为了研究快速旋转的中子星（NS）合并后的形成和振荡，我们提出了一个探索性的研究完全广义相对论流体动力学模拟使用公共代码爱因斯坦工具包。注意力集中在质量方面的长期合并后的演变。作为简化的测试模型，我们使用一个适度的刚性伽玛=2的理想流体状态方程和未磁化的无旋等质量二进制与三个质量远低于阈值迅速崩溃。我们的高分辨率模拟产生合并后的“振铃”引力波（GW）的信号为170毫秒，持续旋转的大规模NS残留物没有崩溃的黑洞。我们观察到残留物内部的高密度双芯结构逐渐转变为准轴对称的环形结构。它以准周期的方式振荡，并由于引力辐射而缩小尺寸。在GW频谱图中，占主导地位的双峰在整个合并后的模拟中持续存在，并缓慢地漂移到更高的频率。在合并后约100 ms处出现一个新的低频峰，这是由于GW驱动的不稳定振荡模式的增长。网格分辨率的长期影响也使用相同的初始模型进行了研究。此外，我们评论的物理条件，有利于形成的瞬态环形配置，并讨论我们的研究结果对未来的GW观测目标快速旋转NS的影响。

扩散质子在超新星遗迹RX J1713 $-$ 3946的PDKEEPAAA辐射中的作用--一个两带模型

The role of the diffusive protons in the gamma-ray emission of supernova remnant RX J1713.7$-$3946 --- a two-zone model

RX~J1713.7 $-$ 3946是$γ$射线亮超新星遗迹（SNRs）中的一个原型，关于它的$γ$射线发射的强子起源还是轻子起源的争论仍在继续。除了SNR内部的高能粒子发射外，我们还探讨了从SNR冲击波中逃逸的扩散相对论质子在$γ$射线发射中所起的作用。在SNR激波在团簇分子腔中传播的情况下，我们认为SNR内部的$γ$射线发射可能来自逆康普顿散射，也可能来自被捕获的高能质子与激波团簇之间的相互作用。它们之间的主要来源取决于电子与质子的数量比。在膨胀过程中从冲击波中逃逸出来的扩散质子可以通过轰击周围的致密物质来提供外部强子$γ$射线分量。宽带光谱可以很好地解释了这个两区模型，其中$γ$射线从内部发射支配TeV带，而外部发射组件基本上有助于GeV的$γ$射线。两区模型也可以解释TeV $γ$射线径向亮度分布，显着超出非热X射线发射区。在计算过程中，我们对Li & Chen（2010）的逃逸质子“累积扩散”模型提出了一种简化算法，并采用马尔可夫链蒙特卡罗方法对物理参数进行了约束。

超新星遗迹0509-67.5与古老行星状星云内的爆炸（SNIP）模型一致

Supernova remnant 0509-67.5 is consistent with an explosion inside an old planetary nebula (SNIP)

本文论证SNIP模型比双爆轰场景更能解释超新星遗迹SNR 0509-67.5，指出星周物质塑造其形态，相关分析需考虑多数Ia型超新星为SNIP的主张。

行星状星云中超新星SNR G1 .9+0.3的模拟

Modeling SNR G1.9+0.3 as a Supernova Inside a Planetary Nebula

使用三维数值流体动力学模拟，我们表明，Ia型超新星（SN Ia）爆炸内的行星状星云（PN）可以解释所观察到的形状的G1.9+0.3超新星遗迹（SNR）和它的X射线形态。SNR G1.9+0.3形态通常可以被描述为具有在SNR的相对侧上突出的两个小且不完整的叶的球体，称为“耳”，类似于许多椭圆形PNE的结构。观测显示，同步加速器X射线发射在两个耳朵内比SNR的其余部分强得多。我们的数值计算表明，一个球形的超新星爆炸成拱星物质（CSM）的椭圆PN与耳朵和团块嵌入耳朵的结构可以解释的X射线特性的SNR G1.9+0.3。虽然在SNR的大部分时间里，喷出物已经与PN壳层碰撞，并且其前向冲击已经减慢，但喷出物仍在耳内前进。耳朵内部的快速前进冲击解释了那里更强的X射线发射。PNe内的Ia型超新星（SNIP）似乎包含不可忽略的一部分已消退的Ia型超新星残留物。