Progenitors of Recombining Supernova Remnants
通常的超新星遗迹要么有电离等离子体，要么有处于碰撞电离平衡的等离子体，即，电离温度低于或等于电子温度。然而，重组超新星遗迹的存在，即，超新星遗迹的电离温度高于电子温度，最近得到证实。一个建议的方法是在超新星爆炸时有一个致密的星周介质，以使超新星遗迹中的等离子体重新组合。如果星周介质足够致密，在超新星遗迹演化的早期阶段就可以建立碰撞电离平衡，激波离开致密星周介质后发生绝热冷却，使电子温度低于电离温度。我们研究了几个超新星祖先周围的星周介质，并显示哪些超新星祖先可以有一个星周介质，这是足够密集的，以建立碰撞电离平衡后不久爆炸。我们发现，红超巨星（特别是大质量红超巨星）周围的星周介质和密度足以形成IIn型超新星的星周介质在爆炸后不久就能建立碰撞电离平衡，并能演化为重组超新星遗迹。沃尔夫-拉叶星和白矮星有可能重组超新星遗迹，但预计比例非常小。由于红超巨星爆炸的发生率远高于IIn型超新星，因此重组超新星遗迹的主要祖先可能是红超巨星。
2012-03-26 astro-ph.HE
The Impact of Progenitor Mass Loss on the Dynamical and Spectral Evolution of Supernova Remnants
现在有大量的证据表明，一些核心坍缩超新星的祖先在爆炸前经历了增强或极端的质量损失。这种质量损失的印记可以在核心坍缩后数天到数年的时间尺度上在膨胀的冲击波的光谱和动力学中观察到，并且在超新星演化到残余阶段之后，光谱和动力学演化的影响可能会持续很长时间。在本文中，我们提出了第一次，在很大程度上自洽的端到端的模拟大质量恒星的演化，从主序前，通过核心崩溃，并进入残余阶段。我们提出了三个模型，比较和对比祖质量损失的历史如何影响的动力学和光谱演化的超新星和超新星遗迹。我们研究了一个模型，其中只包括稳定的质量损失，一个模型与增强的质量损失超过一段时间的$\sim$ 5000年前核心崩溃，和一个模型与极端的质量损失超过一段时间的$\sim$ 500年前核心崩溃。这些模型并不是为了解决任何特定的超新星或超新星遗迹，而是为了强调祖先进化在超新星和超新星遗迹的可观测质量中所起的重要作用。通过比较这三种不同的祖先演化方案，我们发现，在后期阶段（在核心碳燃烧期间和之后）的质量损失可以有一个深刻的影响的动力学和光谱演化的超新星遗迹几个世纪后的核心崩溃。
2017-08-16 astro-ph.HE
Identification of a Jet-Driven Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud: Possible Evidence for the Enhancement of Bipolar Explosions at Low Metallicity
最近的证据表明，小麦哲伦星云（SMC）中的超新星遗迹（SNR）0104-72.3可能是基于铁丰度增强及其与恒星形成区的关联的即时Ia型SN的结果。在本文中，我们提出的证据表明，SNR 0104-72.3产生于射流驱动的双极核心塌陷SN。具体来说，我们使用偶然的钱德拉X射线天文台的SNR 0104-72.3的数据，由于其接近校准源SNR E0102-72.3。我们分析了56个先进的CCD成像光谱仪（ACIS）的观测SNR 0104-72.3，产生成像和光谱的有效曝光量为528.6 ks。我们证明，SNR 0104-72.3是高度椭圆相对于其他附近的年轻SNR，这表明核心塌陷SN的起源。此外，我们比较喷出物丰度来自光谱拟合核合成产量的Ia型和核心崩溃（CC）SNe，我们发现，铁，氖和硅的丰度是一致的，无论是一个球形CC SN的18-20太阳质量的祖先或一个非球形CC SN的25太阳质量的祖先。我们发现，在SNR 0104-72.3站点的恒星形成历史也与CC起源一致。考虑到SNR的双极形态，我们倾向于非球面CC SN方案。这一结果可能表明，喷流驱动的SNe经常发生在SMC的低金属丰度环境中，与宽线Ic型SNe和长持续时间伽马射线暴的观测和理论工作相一致。
2014-04-12 astro-ph.HE
Can the Fe K-alpha Line Reliably Predict Supernova Remnant Progenitors?
Fe K $α$线的质心能量已被用来识别超新星遗迹（SNRs）的祖先。这些研究通常考虑从整个残骸的光谱中获得的质心能量。在这里，我们使用{ \it XMM-Newton}数据来研究6个SNR中的Fe K $α$质心：3C~397、N132 D、W 49 B、DEM L71、1 E 0102.2-7219和Kes 73。在Kes 73和1 E 0102.2-7219中，我们未能检测到任何Fe K $α$发射。我们报告了铁K $α$发射的SNR DEM L71的试探性的第一次检测，与其Ia型指定的质心能量一致。在剩余的残余物中，空间和光谱灵敏度足以调查Fe K $α$质心的空间变化。我们在N132 D和W 49 B中发现，不同区域的质心与从整体光谱中得出的一致，尽管不一定与通过其他方法确定的残留物类型一致。然而，在SNR 3C~397中，我们发现高达100 eV的质心的统计学显著变化，与残余物周围密度结构的变化一致。这些变化跨越质心能量之间的中间空间，表示核心崩溃和Ia型残留物。将分界线向下移动50 eV可以将所有质心放置在CC区域中，但与通过其他方法获得的残余物类型相矛盾。我们的研究结果表明，必须谨慎使用时，采用的Fe K $α$质心的整个残体作为唯一的诊断分型残体。
2021-09-02 astro-ph.HE
Evidence of a Type Ia Progenitor for Supernova Remnant 3C 397
年轻超新星遗迹（SNR）3C 397（G41.1-0.3）的爆炸起源存在争议。其细长的形态和接近的分子云暗示了核心塌陷（CC）SN的起源，但最近的重金属X射线研究显示化学产率和线质心能量与Ia型SN一致。在本文中，我们分析了完整的X射线光谱从0.7-10千电子伏的3C 397观察朱雀和比较线质心能量，通量，元素丰度的中间质量和重金属（镁镍）的Ia型和CC流体动力学模型预测。基于这些结果，我们得出结论，3C 397可能来自高密度环境介质中的高能Ia型爆炸，并且我们表明，其前身是一颗质量接近100000的白矮星。
2020-06-15 astro-ph.HE
Are Models for Core-Collapse Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
最近的发现，在附近的SNR观测到的铁-钾线光度和能量质心是一个很强的判别祖星类型和拱星环境的影响，我们了解超新星的祖先演化。使用模型的核心塌陷超新星喷出物的化学成分，我们模拟的动力学和热X射线发射的冲击喷出物和拱星材料，建模为$r^{-2}$风，年龄为3000年。我们将这些模型的X射线光谱与朱雀卫星的观测结果进行了比较。我们还模拟了Ia型祖先模型的动力学和X射线发射。我们发现，在铁-钾线的能量质心之间的核心崩溃和Ia型模型有明显的区别。核心坍缩超新星模型预测更高的Fe-K线质心能量比Ia型模型，与观测一致。我们认为，更高的线质心的结果，发现在拱星环境中的缓慢移动的风从大规模的祖先的扩张所造成的密度增加。
2015-02-15 astro-ph.HE
Progenitor Mass Distribution of Core-Collapse Supernova Remnants in Our Galaxy and Magellanic Clouds based on Elemental Abundances
本文首次研究了银河系和大小麦哲伦星云中核心坍缩超新星遗迹（CCSNRs）的质量分布。我们计算了三个质量范围内的CCSNRs数量，除以零年龄主序列质量$M_{\rm ZAMS}$ ; A：$M_{\rm ZAMS} < 15\ {\rm M}_\odot$，B：$15\ {\rm M}_\odot < M_{\rm ZAMS} < 22.5\ {\rm M}_\odot$，C：$M_{\rm ZAMS} > 22.5\ {\rm M}_\odot$。文献中祖细胞质量的简单汇编产生了$f_{\rm A}: f_{\rm B}: f_{\rm C} =0.24:0.28:0.48$的祖细胞质量分布，其中$f$是祖细胞的数量分数。该分布与任何标准的初始质量函数都不一致。然而，我们注意到，以前的质量估计受到很大的系统不确定性，因为大多数的相对丰度（X/Si）是不是真的很好的探针的祖质量。相反，我们建议只依赖于Fe/Si比，这是敏感的CO核心质量（$M_{\rm COcore}$）和$M_{\rm ZAMS}$。比较铁/硅比信噪比在文献中的最新理论模型，我们估计33 $M_{\rm COcore}$和$M_{\rm ZAMS}$，导致修正的祖质量分布的$f_{\rm A}: f_{\rm B}: f_{\rm C} = 0.47: 0.32 : 0.21$。这与标准Salpeter初始质量函数…
2018-07-10 astro-ph.HE
On the plerionic rectangular supernova remnants of static progenitors
本研究通过二维磁流体动力学模拟，揭示星际介质磁场使大质量恒星前身星周介质形成矩形超新星遗迹和脉冲星风云，并产生喷流及陀螺状结构，部分解释非典型形态。
2023-11-12 astro-ph.HE
Observational evidence for high neutronization in supernova remnants: implications for Type Ia supernova progenitors
碳-氧白矮星爆炸成为Ia型超新星（SN Ia）的物理过程仍然非常不确定。超新星Ia喷发物中的中子化程度为这一过程提供了线索，因为它取决于恒星祖先的质量和金属丰度，以及爆炸前的热力学历史。本文报道了一种利用Ia型超新星遗迹X射线谱中的Ca和S谱线来确定喷出物中子化的新方法。应用该方法对银河系中的Tycho、Kepler、3C 397和G337.2 $-$ 0.7以及大麦云云中的N103 B的\textit{Suzaku}数据进行了计算，发现N103 B中喷出物的中子化与Tycho和Kepler的相当，这表明母源金属丰度不是Ia超新星中子化的唯一来源。然后，我们使用一个网格的超新星Ia爆炸模型来推断我们的SNRs的恒星祖先的金属丰度。3C 397，G337.2 $-$ 0.7和N103 B的隐含金属丰度与当地恒星金属丰度分布函数相比是主要的异常值，表明可以排除祖先金属丰度作为这些SNR的中子化起源。虽然喷出物的中子化和等效的祖金属丰度之间的关系是受到来自$^{12}$ C $\,$ + $^{16}$ O反应速率，这会影响Ca/S的质量比的不确定性，我们的主要结果是不敏感的这些细节。
2017-06-28 astro-ph.HE
Single vs. Binary Origin: The Diversity of Stripped-Envelope Supernova Remnants
Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）
本文通过单双星起源的自洽模拟，揭示了被剥离包层超新星残骸在周围介质结构、动态和光谱特征上的差异，并引入了新的特征时间尺度，为未来研究提供框架。
2026-04-01 astro-ph.HE
A Chandrasekhar Mass Progenitor for the Type Ia Supernova Remnant 3C 397 from The Enhanced Abundances of Nickel and Manganese
尽管经过数十年的努力，Ia型超新星（SNe Ia）的许多基本方面仍然难以捉摸。一个主要的悬而未决的问题是，爆炸的白矮星（WD）的质量是否接近克拉塞卡极限。在这里，我们报告的检测强K壳发射稳定的铁峰元素的朱雀X射线光谱的Ia型超新星遗迹（SNR）3C 397。高Ni/Fe和Mn/Fe的质量比（分别为0.11-0.24和0.018-0.033）的热等离子体成分，占主导地位的K壳层发射线表明在SN喷出物的中子化程度，这只能通过电子捕获在致密的核心爆炸WD与一个近Ekrasekhar质量。这表明3C 397是一个单简并的起源，因为如果WD从伴星缓慢地吸积质量，那么预计自然会有质量祖先。连同其他结果支持双简并的情况下，我们的工作增加了越来越多的证据表明，这两个祖通道作出了重大贡献的超新星Ia率在恒星形成星系。
2015-02-14 astro-ph.HE
Hydrodynamic simulations unravel the progenitor-supernova-remnant connection in SN 1987A
我们的目标是将SN 1987 A残骸的动力学和辐射性质与母非球面SN爆炸的几何和物理特征及其祖先恒星的内部结构联系起来。我们进行了三维流体动力学模拟，描述了SN 1987 A从SN开始到50岁时完全成熟的残余物的长期演变，占前SN结构的祖星。模拟包括所有物理过程相关的复杂阶段的SN演变和SNR的相互作用与高度不均匀的周围环境SN 1987 A。从模拟中，我们合成的观测值与观察比较。通过将模型结果与观测结果进行比较，我们约束了初始SN各向异性，该各向异性导致在喷出物的重元素发射线中观察到的多普勒频移，并导致在过去30年中在X射线波段观察到的残余演化。特别是，我们发现，由[Fe II]和$^{44}$ Ti线的高红移和增宽揭示的喷射物的高度混合需要高度不对称的SN爆炸沿着几乎位于SN 1987 A周围的中央赤道环平面内的轴引导相当大一部分能量，大致沿着视线，但偏移40度，其中波瓣传播离开观察者的能量比另一波瓣稍大。我们明确地发现，所观察到的喷出物的分布和SNR的动力学和辐射特性，可以最好地再现，如果祖星的结构是一个蓝超巨星合并的两个大质量的恒星。
2019-12-06 astro-ph.HE
The role of jets in exploding supernovae and in shaping their remnants
我回顾研究核心塌陷超新星（CCSNe）和类似的瞬态事件，属性的主要作用，在大多数CCSNe和塑造他们的喷出物射流。我首先回顾了抖动喷气机爆炸机制，我采取权力大多数CCSN爆炸。中微子加热确实在推动喷流方面发挥了作用。我比较了一些CCSN残留物的行星状星云的形态，得出结论，喷射和不稳定性是其喷出物形成的原因。然后，我讨论CCSNe的后代快速旋转坍缩的核心，导致固定轴射流（小抖动），形状双极喷出物。双极型CCSNe中有很大一部分是超亮超新星（SLSNe）。我的结论是，SLSNe光变曲线和光变曲线中的凸起的建模必须包括喷气机，即使考虑高能磁星和/或喷出物与拱星物质（CSM）的相互作用。我将双极CCSNe的性质与普通包层喷流超新星（CEJSNe）联系起来，在CEJSNe中，一颗古老的中子星或一个黑洞盘旋在包层内部，然后进入红超巨星的核心。我讨论如何喷流可以塑造爆炸前的CSM，在超新星1987 A，并可以电源爆炸前爆发（前体）的二元系统的祖先CCSNe和CEJSNe。二元相互作用也促进了爆炸后射流的发射。
2022-12-06 astro-ph.HE
Analysis of XMM-Newton Observations of Supernova Remnant W49B and Clues to the Progenitor
W 49 B是60多年前在早期射电观测中发现的超新星遗迹。它已经在整个波长范围内被观察到，X射线形态类似于中心填充的SNR。其前身恒星的性质仍有争议。应用平滑粒子推断技术分析W 49 B的X射线发射，我们表征了整个残骸的形态和丰度分布。我们还推断了密度结构，并推导出存在于等离子体中的单个元素的质量。其形态与残留物和东部边缘稠密介质之间的相互作用以及西部的一些障碍物相一致。我们发现总质量为130 $(\pm 16)$ M $_{\odot}$，估计喷出物质量为1.2 $(\pm 0.2)$ M $_{\odot}$。推断的丰度值和单个元素的质量与广泛选择的SN模型的比较表明，爆燃到爆轰（DDT）Ia型模型是最兼容的，与Fe丰度是主要的判别因素。我们的丰度测量和以前的研究之间的一般协议表明，不同作者之间的分歧更可能是由于用于比较的模型的选择，而不是丰度值本身。虽然我们的丰度结果倾向于Ia型起源，但W 49 B的各种形态和光谱特征的解释不明确，无法让我们提供明确的分类。
2020-10-09 astro-ph.HE
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The hydrodynamics of the supernova remnant Cas A: The influence of the progenitor evolution on the velocity structure and clumping
对于Cas A SNR，所提出的祖细胞模型存在很大差异。这些差异之一是存在或不存在的沃尔夫-拉叶（WR）阶段的祖星。祖星的质量损失历史强烈影响超新星遗迹（SNR）的形状。在本文中，我们调查的祖先星的Cas A是否有一个WR阶段或没有，以及它可能已经持续了多久。我们进行了二维多物种流体动力学模拟的CSM周围的祖星的几个WR的生命时间，每个其次是相互作用的超新星喷出物与CSM。然后，我们研究了WR相长度的影响，并将模拟结果与Cas A的观测结果进行了比较。对于具有不同WR寿命的模型，CSM结构的差异对所得SNR具有强烈影响。随着WR寿命的增加，SNR的反向冲击速度减小，并且在冲击材料中观察到的速度范围增加。此外，如果发生WR相位，则WR壳的反射器将在所得SNR中可见。将我们的结果与观测结果进行比较表明，Cas A的祖星没有WR相位。我们还发现，在Cas A中的准静态絮状物（QSF）是不一致的，从WR壳，已被冲击和加速与SN喷出物的相互作用的团块。我们还可以得出结论，对于在短的< 15000年WR阶段期间由风塑造的CSM中发生的SN爆炸，WR壳的团块将在SNR内可见。
2009-07-07 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
Excluding super-soft X-ray sources as progenitors for four Type Ia supernovae in the Large Magellanic Cloud
Ia型超新星对我们理解宇宙至关重要，因为它们可以用来测量宇宙学距离，并且在用重元素丰富星际介质方面具有重要意义。它们被认为是白矮星的热核爆炸，但导致这些爆炸的确切机制仍不清楚。这两个相互竞争的模型是单简并模型，其中白矮星吸积来自伴星的物质，并在达到阿布拉塞卡极限时爆炸，以及双简并模型，其中爆炸是由两个白矮星合并造成的。在这里，我们报告的结果，排除了热，发光的祖先符合单一的简并的情况下，四个年轻的Ia型超新星遗迹在大麦云云。使用积分场光谱仪WiFeS，我们在这些残余物中搜寻了被祖星电离的残余星云，这些残余星云将在爆炸后持续存在长达$\sim 10^5$年。我们在任何残骸周围都没有发现这样的星云。通过比较我们的上限与使用多云进行的光电离模拟，我们已经把严格的上限的光度的祖先这些超新星遗迹。我们的研究结果增加了越来越多的证据不利于单一退化的情况。
2018-12-20 astro-ph.HE
The many sides of RCW 86: a type Ia supernova remnant evolving in its progenitor's wind bubble
我们提出了一个详细的调查银河系超新星遗迹RCW 86使用XMM-牛顿X射线望远镜的结果。RCW 86可能是SN 185 A.D的残骸，SN 185 A.D是一颗超新星，可能在一个风吹的空腔内爆炸。我们使用的XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS），以获得精确的温度和电离年龄的等离子体，这是一个指示的相互作用历史的残余与假定的腔。我们发现，光谱很好地拟合了两个非平衡电离模型，这使我们能够约束喷出物和星际物质等离子体的属性。此外，我们进行了EPIC MOS和pn数据的主成分分析，以找到具有特定光谱特性的区域。我们提出的证据表明，冲击喷出物，发射铁-钾和硅线发射，被限制在一个外壳的约2 PC宽度与扁球形形态。使用详细的流体动力学模拟，我们表明，一般的动力学和发射特性在不同部分的残留物可以很好地再现的Ia型超新星，在一个非球对称的风吹腔爆炸。我们还表明，这种腔可以创建一个单一的退化系统使用一般的风属性。我们的数据和模拟提供了进一步的证据，证明RCW 86确实是SN 185的残余物，并且可能是单一简并起源的Ia型爆炸的结果。
2014-04-22 astro-ph.HE
The Galactic Supernova Remnant W49B Likely Originates from a Jet-Driven, Core-Collapse Explosion
我们目前的结果从220-ks的观测银河超新星遗迹（SNR）W 49 B使用先进的CCD成像光谱仪（ACIS）的Chanrda X射线天文台。我们利用这些数据进行详细的空间分辨光谱分析整个SNR的目的是调查的热力学性质和爆炸起源的W 49 B。我们发现在电子温度和吸收柱朝向W 49 B的实质性变化，我们表明，平均金属丰度与双极/喷气驱动的核心崩溃SNe模型的预测产量是一致的。此外，我们对任何未探测到的点源的X射线光度设置了严格的上限，并且排除了与W 49 B相关的中子星的存在。我们的结论是，W 49 B的形态，光谱和环境特征表明双极型Ib/Ic SN起源，使其成为第一个在银河系中发现的同类。
2013-01-03 astro-ph.HE
Erratum: Progenitor-explosion connection and remnant birth masses for neutrino-driven supernovae of iron-core progenitors (2012, ApJ, 757, 69)
对流体动力学结果的错误解释导致Ugliano等人（2012）对后备质量的错误确定，这也（在较小的水平上）影响了该论文中提供的中子星质量。Ertl et al.（2015）和Sukhbold et al.（2015）在后续工作中已经解决并纠正了这个问题。因此，建议读者使用后两篇出版物的新数据。在本勘误表的其余部分，我们详细介绍了新旧回退结果的差异，并解释了Ugliano等人（2012）原始分析中错误的起源。
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandrasekhar and sub-Chandrasekhar models for the X-ray emission of Type Ia supernova remnants (I): Bulk properties
Ia型超新星起源于双星系统中碳氧白矮星的爆炸，但其祖先的确切性质仍然难以捉摸。Ia型超新星遗迹的整体性质，如X射线谱中Fe K $α$混合物的半径和质心能量，是由超新星喷出物和周围介质的性质决定的。我们模拟Ia型超新星喷出物和一系列均匀的环境介质密度在一个维度上的年龄为5000年之间的相互作用的Brachasekhar和子Brachasekhar模型。我们从这些超新星遗迹模型中生成合成X射线光谱，并将它们在不同膨胀年龄下的体积性质与\textit{Chandra}和\textit{Suzaku}的X射线观测结果进行比较。我们发现，我们的模型可以成功地再现大多数观察到的残余物的散装性能，这表明Ia型SN祖细胞不修改他们的周围环境显着的几个PC的规模。环境介质密度和膨胀年龄是我们模型中体积性质多样性的主要贡献者。对于大块残留物的性质，克拉塞卡和亚克拉塞卡的祖先做出了类似的预测，但是对X射线光谱的详细拟合具有区分爆炸能量和祖先情景的能力。
2018-10-04 astro-ph.HE
Balmer-Dominated Shocks Exclude Hot Progenitors for Many Type Ia Supernovae
Ia型超新星爆炸的演化机制仍然未知。最近的努力，以限制祖先模型的影响，他们的高能量发射将对星际介质（ISM）的星系已被证明是成功的。对于个别的残余物，巴尔末主导的冲击揭示了周围气体中氢的电离状态。在这里，我们报告的温度和亮度的深上限的祖先的四个Ia型残留物与相关的巴耳末灯丝：SN 1006，0509-67.5，0519-69.0，和DEM L71。对于SN 1006，在激波前的扩散发射中氦谱线发射的现有观测提供了对残骸附近氦电离状态的额外约束。使用光电离代码云，我们表明，这些限制排除任何热，发光的SN 1006祖，包括稳定的氢或氦核燃烧的白矮星，以及在$\gtrsim 9.5\times10^{-8}M_{\odot}/$年通过磁盘的任何rasekhar质量的白矮星吸积物质。对于0509-67.5，仅巴尔末辐射就排除了任何这样的白矮星吸积$\gtrsim 1.4\times10^{-8}M_{\odot}/$ yr。对于0519-69.0和DEM L71，推断的氢的环境电离状态与最近热的发光的祖先仅微弱地处于张力中，并且不能与例如，一个相对较高的本地莱曼连续背景，没有额外的线测量。未来的深层光谱观测将解决这种模糊性，并且可以检测到任何发光祖先的影响，或者排除所有已解决的超新星Ia遗迹的影响。
2018-07-10 astro-ph.HE
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 astro-ph.HE
Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study of SNR G1.9+0.3
Ia型超新星具有非常均匀的光变曲线和光谱，被用作测量宇宙加速膨胀的蜡烛。然而，它们的祖先仍然难以捉摸。通常的解释是，一颗退化恒星（白矮星）在接近克拉塞卡极限时爆炸，要么是稳定地从伴星吸积质量，要么是与另一颗退化恒星猛烈合并。我们表明，年轻的银河系超新星遗迹的星周相互作用可以用来区分这些单和双退化的祖先的情况。在这里，我们提出了一个新的诊断，表面亮度指数，它可以从理论计算和比较钱德拉和VLA的意见。我们使用这种方法来证明，一个双简并的祖先可以解释几十年之久的流量上升和大小增加的最年轻的已知的银河系SNR G1.9+0.3。我们不赞成单一的退化方案。我们的属性观察到的属性之间的相互作用，陡峭的喷出物配置文件和一个恒定的密度环境。我们建议使用升级的VLA来探测本星系群中历史Ia型超新星遗迹中的星周相互作用。这可能会解决关于它们祖先的长期争论。
2015-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling the Evolution from Massive Stars to Supernovae and Supernova Remnants
该研究回顾了团队在大质量恒星到超新星及超新星遗迹演化建模的最新进展，重点探究年轻超新星遗迹性质与前身星、超新星爆炸的关联，以揭示超新星引擎物理与大质量恒星晚期演化机制。
2023-11-09 astro-ph.HE
Resurrection of Non-thermal Emissions from Type Ib/c Supernova Remnants
超新星遗迹是研究超新星爆发机制、祖星和宇宙线加速之间联系的重要对象。SNRs的非热辐射是探测其周围星周介质（CSM），进而研究大质量恒星的恒星演化和质量损失机制的有效工具。在这项工作中，我们计算了宽带非热辐射的时间演化的Ib/c型信噪比的CSM结构来自其祖先的质量损失的历史。我们的研究结果预测，Ib/c型信噪比使无线电和$γ$射线波段的亮度从一个不可检测的黑暗的一段时间到一个重新增亮阶段的过渡。这种转变起源于它们的非均匀CSM结构，其中SNR嵌入在由高密度风壳和环境星际介质（ISM）包围的低密度风腔中。非热光度的“复活”发生在沃尔夫-拉叶星祖先在典型ISM密度下演化的约1，000岁。结合Yasuda等人（2021）最近报告的II型SNR演变结果，该结果有助于全面了解具有不同SN祖细胞类型和年龄的SNR的非热发射，这是首次通过结合祖细胞的真实质量损失历史而成为可能。
2021-11-18 astro-ph.HE
Probing Long Gamma Ray Bursts progenitor mass by Gravitational Waves
在这项工作中，我们提出了一个程序来推断伽马射线暴（GRB）的祖先和残余的质量，从观察到的能量$E_{iso}^{GRB}$各向同性发射，并考虑相关的发射引力波（GW）$ E_{iso}^{GW}$在不同的阶段。我们假设，在恒星坍缩过程中，祖先$E_{PROG}^{GW}$的GW能量被部分发射，剩余能量与残骸发射的GW能量有关。我们采取一个$237$长GRB的样本，并使用混合蒙特卡洛程序来探索，对于他们中的每一个，一个区域的可能的解决方案的$ E_{iso}^{GW}$作为一个功能的质量，半径，扁率，旋转频率的祖先和残余和能量的分数$k$发出的GRB GW。我们区分一个中子星（NS）或黑洞（BH）的残余物，并获得有趣的值的GW所发出的残余NS或BH的转换因子$k$和GRB祖星的质量和半径。我们还获得了剩余人口的平均质量，平均GW频率和GRB频率的GW发射与最公认的模型。
2015-05-30 astro-ph.HE gr-qc
The Masses of Supernova Remnant Progenitors in NGC 6946
我们限制了169个超新星遗迹，8个历史上观测到的超新星，以及NGC 6946中的黑洞形成候选者的祖先质量，发现它们与标准的初始质量函数一致。此外，还有16个遗迹没有显示出附近恒星形成的迹象，与核心坍缩超新星一致，使它们成为Ia型超新星的良好候选者。利用$Hubble$ $Space$ $Telescope$宽带成像，我们测量了F435 W、F555 W、F606 W和F814 W滤光片中ACS/WFC场以及F438 W、F606 W和F814 W滤光片中WFC 3/UVIS场的恒星光度。然后，我们将这一光度测定与恒星演化模型相结合，以确定在SNRs和SNe位置上存在的年轻种群的年龄。然后，我们从拟合的年龄分布推断出祖先质量概率分布。对于37个SNR，我们测试了不同的滤波器组合如何影响推断的质量。我们发现，过滤器敏感的H $α$，[N II]，和[S II]气体排放量可以偏置质量估计残留物，依赖于我们的技术。使用KS检验分析我们最可靠的测量，我们发现祖细胞的质量分布是匹配的幂律指数$-2.6^{+0.5}_{-0.6}$，这是符合标准的初始质量函数。
2021-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Outer Shock of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Evidence for the Interaction with the Stellar Winds from its Massive Progenitor
利用钱德拉X射线天文台的深空观测资料，研究了富氧超新星遗迹G292.0+1.8的外激波结构。我们测量径向变化的电子温度和排放量，我们确定为外部冲击传播到介质中的径向密度递减的配置文件。推断出的环境密度结构是一致的，而不是一个统一的星际介质的一个大质量的祖星的星周风模型。在残骸目前的外半径（~7.7 pc）处，估计的风密度n_H = 0.1 ~ 0.3 cm^-3）与来自红超巨星（RSG）的慢风一致。风的总质量估计约为15 - 40太阳质量（取决于估计的密度范围），假设风向下延伸到祖星的表面附近。G292.0+1.8的整体运动学与残留物通过RSG风扩张的情况一致。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitor constraint using line ratios of the CNO elements in supernova remnants
本文提出利用超新星遗迹中激波加热星周物质的CNO元素丰度比来约束前身星质量的新方法，较传统方法更灵敏，并展望了XRISM等下一代X射线任务的应用前景。
2023-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Supernova Remnants near the Galactic Center
银河系中心附近的超新星与正常的银河系超新星演化不同。这主要是由于超新星遗迹传播的环境。而不是一个静态的，均匀的密度介质，信噪比附近的银河系中心传播到一个风扫环境中的速度远离银河系中心，和梯度密度分布。这就导致了这些SNRs是非球形的，并且比银河系中的SNRs演化得更快.我们开发了一个分析理论内的恒星风爆炸的演变，并验证它使用流体动力学代码。我们表明，这种爆炸可以演变成三种可能的形态之一。利用这些结果，我们讨论了两个SNRs（SGR东和SGR A的双极射电/X射线瓣）和两个中子星（炮弹和SGR J 1745 -2900）在银河系中心附近的关联。我们表明，鉴于SNR的形态和中子星的位置，唯一可能的关联是SGR A的双极射电/X射线瓣和SGR J1745-2900之间。在SGR East爆炸中产生的致密物体仍然没有被发现，而创造炮弹的超新星的SNR已经消失了。
2016-08-21 astro-ph.HE
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: I. RCW 103 Associated with the Peculiar Source 1E 161348-5055
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿成像和光谱研究的超新星遗迹（SNR）RCW 103（G332.4 - 00.4）包含中央紧凑对象1E 161348 - 5055。高分辨率的钱德拉X射线图像显示，东南部和西北部地区的辐射增强。使用XMM-牛顿数据的Fe L，Mg，Si和S的等效宽度线图像被用来映射喷出物的分布。SNR被分成56个区域，最好的特点是由两个组件的热模型。较硬的成分（kT~0.6 keV）可以用VPSHOCK非平衡电离模型进行充分拟合，电离时间尺度为~1E11 - 1E12 cm ^-3 s，丰度略高于太阳值。软分量（kT~0.2 keV），APEC模型拟合，很好地描述了碰撞电离平衡与太阳值一致的丰度等离子体。假设距离为3.1千秒差距，在一个均匀的介质中有一个Sedov膨胀阶段，我们估计SNR年龄为4.4千年，上扫质量M_sw = 16 f_s ^{-1/2} D_{3.1} ^{5/2}太阳质量，低爆炸能量E = 3.7 E49 f_s ^{-1/2} D_{3.1} ^{5/2} erg。如果我们放松Sedov假设，等离子体具有低填充因子，等离子体温度被低估，或者如果SNR扩展到祖先的风吹气泡中，则该能量可能高出一个数量级。标准的爆炸模型并不符合喷出物的产量。通过将拟合的丰度与最新的核心坍缩核合成模型进行比较，我们的最佳估计产生了一个大约12 - 13太阳质量的低质量祖…
2019-09-04 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
Expansion of Kes 73, a Shell Supernova Remnant Containing a Magnetar
在30个左右的银河系磁星中，大约有8个是超新星遗迹（SNRs）。最极端的磁星之一，1 E 1841-045，位于SNR Kes 73（G27.4+0.0）的中心，其年龄不确定。我们使用三个钱德拉观测超过15年来测量其扩张，获得的平均速率为0.023% +/- 0.002%每年。对于8.5千秒差距的距离，我们得到壳层速度为1100公里/秒，并推断爆炸波速度为1400公里/秒。对于Sedov膨胀到均匀介质中，这给出了1800年的年龄。导出的排放量的措施意味着约2厘米的$^{-3}$的环境密度和上扫质量的上限约70个太阳质量，与几十个太阳质量的下限，确认Kes 73是在一个先进的进化阶段。我们的光谱分析显示，没有证据表明，将从一个巨大的祖先预期的丰度增加。我们推导出的总能量是$1.9 \times 10^{51}$ erg，给出了磁星初始周期的一个非常保守的下限，大约为3 ms，除非它的能量是通过非电磁方式损失的。我们没有看到任何证据表明一个巨大的前身星会产生一个风吹气泡，也没有任何证据表明Kes 73/1 E 1841-045的前身星不是一个产生IIP型超新星的正常红超巨星，尽管不能绝对排除一个短寿命的剥离包层前身星。因此，Kes 73的磁星与SGR 1900+14一样，是由相对低质量的祖先产生的磁星。
2017-08-04 astro-ph.HE
Cr-K Emission Line as a Constraint on the Progenitor Properties of Supernova Remnants
利用日本X射线天文卫星{ \sl Suzaku}对年轻超新星遗迹（SNRs）中的Cr、Mn和Fe-K发射谱线进行了观测。首次在3C 1，397和0519-69.0中检测到Cr和Mn的发射谱线。我们还证实了在Kepler、W 49 B、N103 B和Cas A中探测到这些谱线。我们导出线参数（即，线中心能量、通量和等效宽度[EW]），并对Cr、Mn和Fe的线中心能量进行相关性分析。相关性分析还包括Tycho和G344.7-0.1，其Cr、Mn和Fe-K线参数可通过{ \sl Suzaku}观测在文献中获得。我们发现Cr的线中心能量与Fe和Mn的线中心能量有很好的相关性。这证实了我们先前的发现，即Cr，Mn和Fe在空间上位于同一位置，共享相似的电离状态，并且在超新星核合成中具有共同的起源。我们发现，Cr发射线的EW与Fe发射线的EW的比率（$\EWR\equiv \EWCr/\EWFe$）对SNR祖先和SN爆发机制提供了有用的约束：对于具有$\EWR > 2%$的SNR，Ia型起源是有利的（例如，N103 B，G344.7-0.1，3C 1，397和0519-69.0）;对于含有$\EWR < 2%$的SNR，它们可以是核心胶原酶来源或碳爆燃Ia来源。
2013-02-01 astro-ph.HE
Rapid Deceleration of Blast Waves Witnessed in Tycho's Supernova Remnant
尽管它们在宇宙学中作为标准烛光和宇宙中核合成的主要场所非常重要，但什么样的祖星系统会导致Ia型超新星（SN）仍然是文献中相当多争论的主题。这是真实的情况下，即使第谷的SN爆炸在1572年，虽然它已深入研究，无论是观测和理论。分析钱德拉在2003年，2007年，2009年和2015年获得的第谷超新星遗迹（SNR）的X射线数据，我们发现2007年之前的膨胀速度比过去几十年报告的无线电测量快得多，然后在过去的15年中迅速减速。如果冲击波最近撞击了SNR周围的致密气体壁，则可以很好地解释该结果。这种气体结构实际上在所谓的单简并方案中是可以预测的，在单简并方案中，母体是由一颗白矮星和一颗恒星伴星组成的双星系统，而在双简并方案中，它通常不会被预测到，双简并方案中有两颗白矮星的双星作为母体。因此，我们的结果支持前一种情况。这项工作还展示了一种新的技术，探测周围的气体环境SNRs，从而解开两个祖先的Ia型SNe的情况。
2021-01-04 astro-ph.HE
A Systematic Study of Type Ia Supernova Remnants: Using Nucleosynthesis to Probe their Supernova Progenitors
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心 (iTHEMS)）
本研究通过对Ia型超新星遗迹的空间分辨X射线光谱分析，对比核合成模型探测其前身星，发现单一模型无法复现所有元素丰度比，不同遗迹对应不同Ia型超新星爆发家族，同时提出了模型改进方向。
2026-08-11 astro-ph.HE
3D MHD simulations of runaway pulsars in core collapse supernova remnants
本研究通过三维磁流体动力学模拟，揭示了超新星遗迹及环境介质对速逃脉冲星风云形态和射电辐射的显著重塑作用，并首次模拟了脉冲星向内穿越时的喷流弯曲特征。
2025-03-27 astro-ph.HE
Subdwarf B stars as possible surviving companions in Type Ia supernova remnants
Ia型超新星在天体物理学中占有重要的地位，但关于其前身超新星的模型问题一直争论不休。在超新星遗迹（SNR）中寻找幸存的伴星可以区分不同的祖先模型，因为伴星仍然存在于单简并（SD）模型的遗迹中，但不存在于双简并（DD）模型。然而，最近的一些调查没有发现SN 1006和开普勒超新星遗迹中幸存的同伴，这似乎不利于SD模型。这样的结果可能来自不正确的调查目标。在此，基于Ia型超新星的共包络风SD模型（其中初始双星系统由白矮星（WD）和主序星（MS）组成），我们发现，如果假设超新星爆发的时间尺度小于$10^{\rm 7}$ yr，则超新星爆发时刻的伴星可能是MS、红巨星（RG）或亚矮星B（sdB）。我们给出了超新星爆发瞬间伴星的性质，这是寻找超新星爆发中幸存伴星的关键线索。在这里，我们认为sdB星可能是幸存的伴侣在某些SNR，即使祖系统是WD + MS系统。具有sdB伴随物的SNe Ia可能对所有SNe Ia的贡献高达22%。
2018-11-28 astro-ph.HE
Progenitor constraint with circumstellar material for the magnetar-hosting supernova remnant RCW 103
本研究利用 XMM-Newton 对磁星宿主超新星遗迹 RCW 103 进行高分辨率光谱观测，首次探测到 N 谱线，通过 N/O 丰度比约束了其低质量、中等自转的前身星属性，并排除了大质量恒星发电机效应形成该磁星的可能性。
2023-04-24 astro-ph.HE
VRO 42.05.01: A supernova remnant resulted by a supersonic, mass losing progenitor star
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）VRO 42.05.01的模型，这表明其有趣的形态可以解释的祖先模型的超音速移动，质量损失的恒星。母星的质量外流是以不对称的恒星风的形式集中在恒星的赤道面上。母星的系统运动与其不对称的外流相结合，挖掘出一个扩展的风泡，揭示了与VRO 42.05.01相似的结构。目前，SNR是与风泡相互作用，它是占主导地位的塑造它。采用2D流体动力学模拟，我们模型VRO 42.05.01在这个模型的框架下，我们再现其整体形态学特性。我们讨论了我们的祖先模型的变化，在目前的观测不确定性。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the progenitor of the type Ia supernova remnant 0509-67.5
本文提出Ia型超新星遗迹0509-67.5可能是在行星状星云内爆炸的SNIP，并认为核心简并或双简并延迟并合情形最能解释其无幸存者及钙双层壳等观测特征。
2025-04-08 astro-ph.HE
CosmoDRAGoN III: Shaping the Afterlife -- How Progenitors and Environments Sculpt Radio Galaxy Remnants
University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；CSIRO Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部门）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）
通过模拟15个射电星系，研究残骸的谱演化如何受喷流功率、活跃寿命、环境和底层动力学影响，发现喷流功率与谱斜率相关，环境影响表面亮度，低表面亮度源存在观测偏差。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the CSM structure and progenitor mass-loss history of interacting supernovae through 3D hydrodynamic modeling: The case of SN 2014C
本文通过三维流体动力学模拟SN 2014C，揭示了其前身星在坍缩前约5000至1000年间经共有包层演化形成致密环面星云并损失约2.5倍太阳质量的历史，模型自洽再现了Chandra和NuSTAR观测到的Fe K线。
2024-10-23 astro-ph.HE
On the environments and progenitors of supernova remnants associated with highly magnetized neutron stars
最近，随着超新星遗迹（SNR）Kes 75中HBP J 1846 -0258的类磁星活动的发现，高磁场磁星（HBP，被认为主要是旋转驱动的）和磁星（通常被认为是由其超强磁场驱动的）之间的区别已经变得模糊。是什么决定了中子星在诞生时的自旋特性，以及它作为类磁星或更经典的脉冲星的表现，目前还不清楚。此外，虽然一些研究表明磁星的祖先非常巨大，但目前对这些物体的祖先没有达成共识。为了解决这些问题，我们通过研究或重新访问它们的安全关联SNR来检查它们的环境。我们的方法是：1）通过对热发射超新星喷出物的X射线光谱研究推断其祖先恒星的质量，2）调查其宿主SNR的物理性质和环境条件。我们在这里强调我们的两个SNR的详细研究：G292.2-0.5与HBP J1119-6127和Kes 73与AXP 1 E 1841-045，并总结了其他（少数）HBP/磁星-SNR协会的当前观点。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark Age of Type II Supernova Remnants
超新星遗迹与超新星爆发机制、祖星和宇宙线加速等都有着密切的联系，是重要的天体。SNRs的非热辐射是探测其周围星周介质结构的有效手段，它可以揭示大质量恒星难以理解的质量损失的机制和历史。在这项工作中，我们计算的时间演变的宽带非热发射SNR起源于II型SNe嵌入在CSM环境中链接的质量损失历史的祖先。我们的研究结果预测，II型信噪比经历了一个长期的弱无线电和$γ$射线发射，如果他们运行到一个空间扩展的泡沫低密度和高温恒星风期间的主要序列。对于一个在平均星际介质（ISM）中演化的典型的红超巨星祖先，这个“黑暗年龄”对应的SNR年龄范围从1000到5000岁。这一结果表明，大多数II型SNRs太微弱而无法被检测到，这可能有助于解释为什么已知的银河系SNRs的数量明显少于我们对银河系SN率的预期。
2021-09-09 astro-ph.HE
The Masses of Supernova Remnant Progenitors in M33
利用PHATTER巡天数据测量M33中85个超新星遗迹的恒星形成历史，约束60个遗迹的前身星质量，推断其质量分布符合幂律并给出最小前身星质量约7.1倍太阳质量，支持较低质量恒星产生超新星的证据。
2023-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of mixed morphology supernova remnants: Linking their properties to the evolution of a red supergiant progenitor star
本文通过恒星演化理论与二维流体动力学模拟，提出混合形态超新星遗迹可由红超巨星前身星塑造的星周介质与遗迹相互作用、经反射激波再加热中心抛射物而形成，无需额外物理机制。
2024-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploration of Aspherical Ejecta Properties in Type Ia Supernova: Progenitor Dependence and Applications to Progenitor Classification
经过仔细观察，发现几次热核超新星（SNe Ia）的爆炸都表现出偏离球面对称的现象。例如，INTEGRAL/SPI测量的SN 2014 J的伽马射线线，以及来自更古老遗迹（如第谷）的放射性同位素的形态信息。对Ia型超新星点火几何形状和燃烧形态等参数的影响尚缺乏系统的研究。我们使用一个二维流体动力学程序与后处理核合成和模拟的双重爆轰在亚亚阿布拉塞卡质量的碳-氧白矮星开始的核失控积累的He信封走向中断的白矮星。我们探索潜在的多样性，通过四个触发的情况下，采样主要的不对称驱动程序。我们进一步研究了它们对基于单个元素的喷出物的非球面结构的全球影响。我们将结果应用于观测良好的SN 2014 J和其他最近观测到的SN遗迹，以说明这些新的观测数据与其他观测到的数量一起如何有助于限制超新星Ia的爆炸和祖先。
2021-03-12 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
Molecular bipolar outflow in SN 1987A supports the jittering-jets explosion mechanism
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
SN 1987A的分子双极喷流支持抖动喷流爆炸机制，表明该机制是核心坍缩超新星的主要爆炸机制。
2026-09-17 astro-ph.HE
Progenitor Constraint Incorporating Shell Merger: The Case of Supernova Remnant G359.0-0.9
本研究通过X射线光谱分析发现超新星遗迹G359.0-0.9具有异常高的Mg/Ne比，结合分子谱线观测确认其距离与质量，提出利用中等质量元素质量比可解释壳层合并现象，并推断其前身星质量小于15太阳质量，为未来SNR研究中区分壳层合并类型提供了新方法。
2024-05-31 astro-ph.HE
Asymmetric supernova remnants generated by Galactic, massive runaway stars
逃逸的大质量恒星死亡后，其超新星激波与其已死亡的祖先产生的弓形激波相互作用，并可能在膨胀到本地星际介质（ISM）之前失去能量、动量和球对称性。我们调查这些祖先的初始质量和空间速度是否可以与不对称超新星遗迹。我们运行流体动力学模型的超新星爆炸在移动的银河系核心坍缩祖先的预形介质。我们发现，弓冲击，积累超过约1.5钼产生不对称的残余物。激波在超新星爆发后160-750年与这些弓形激波发生碰撞，碰撞持续到830-4900年。然后，冲击波位于距离爆炸中心1.35-5 pc处，它自由地扩展到ISM中，而在相反的方向上，它被引导到未受干扰的风物质区域中。这适用于最初以20 km/s的速度移动的20 Mo祖先和我们最初的40 Mo祖先。这些残余物产生ISM气体、恒星风和超新星喷出物的混合，这在爆炸中心的上游特别重要。它们的光变曲线主要由光学薄冷却的发射和受冲击的ISM气体的X射线发射决定。我们发现，这些残余物很可能被观察到的[OIII] λ 5007谱线发射或在软能带的X射线。最后，我们讨论了我们的研究结果的背景下观察到的银河系超新星遗迹，如3C 391和天鹅座环。
2015-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
