Detailed X-Ray Mapping of the Shocked Ejecta and Circumstellar Medium in the Galactic Core-Collapse Supernova Remnant G292.0+1.8
G292.0+1.8（G292）是一颗年轻的（$\sim$ 3000年）银河教科书式的核心坍缩超新星遗迹（CCSNR）。它的特点是X射线、喷出物的光学和红外辐射以及星周介质的特征，并包含一颗脉冲星（PSR J 1124 -5916）和脉冲星风星云，这些都是在X射线和无线电中观测到的。以前的研究揭示了一个复杂的，动态演变的，富氧的遗迹，一个巨大恒星爆炸的惊人遗迹。在这里，使用我们的深（530千）$\textit{Chandra}$ ACIS数据，我们提出了高空间分辨率的地图（基于区域网格大小的几个角秒）的冲击CSM和富含金属的喷出物在G292。我们首次对G292中的富铁喷出物进行了$\textit{Chandra}$探测。我们确定的X射线对应的北赤道带，一个组成部分的环状CSM结构确定较早的红外波段。我们显示了详细的空间分布的喷出物富含O，Ne，Mg，Si，S和Fe。我们发现，大部分的Si，S和Fe丰富的X射线发射喷出物位于西北半球的残留物，相反的脉冲星的投影角位移的SNR的中心向东南。这表明脉冲星的反冲可能来自于不对称爆炸过程中的引力和流体动力，而不是各向异性的中微子发射。根据丰度比和我们估计的CSM和喷出物质量，我们将祖先质量限制为13 M $_{\odot}$ $\lesssim$ M $\lesssim$ 30 M $_{\odot}$
2018-12-28 astro-ph.HE
Spatially Resolved X-ray Spectroscopy of Kepler's Supernova Remnant: Distinct Properties of the Circumstellar Medium and the Ejecta
开普勒的超新星遗迹（SNR）被认为是Ia型超新星的结果，但与致密的星周物质（CSM）相互作用，这使得它的祖先系统成为一个谜。使用钱德拉ACIS-S 741 KS有效曝光数据和先进的自适应分箱算法，我们分析了开普勒的SNR从镶嵌区域的光谱。对于第一次，我们绘制出详细的空间分布的发射测量（EM），电子温度，电离参数，和金属丰度的低温和高温等离子体组件。低温等离子体在温度与温度的关系中分为两个分支。电离参数图，这似乎是空间上与温暖的CSM灰尘和Si和S-丰富的喷出物，分别。我们构造了O和Mg与L壳层发射Fe的丰度比的概率分布函数（[O]/[Fe] $_{\rm L}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$），并用双高斯拟合。因此，我们区分了CSM和喷出物：CSM的特征为[O]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.77^{+0.30}_{-0.23}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 1.11^{+0.46}_{-0.32}$，而喷出物的特征为[O]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.31^{+0.17}_{-0.10}$和[Mg]/[Fe] $_{\rm L}$ $= 0.38^{+0.36}_{-0.19}$。我们估计了受冲击CSM的总氢质量为$\sim 1.4 M_\odot$和EM加权平均[Mg]/[O] $= 1.14 \pm 0.49$，这可以…
2019-01-22 astro-ph.HE
Performing a stellar autopsy using the radio-bright remnant of SN 1996cr
我们目前的档案无线电观测SN 1996 cr从ATCA和MOST，并使用X射线约束的流体动力学模拟SN喷出物和CSM之间的相互作用，其无线电光变曲线模型。早期的无线电数据显示出自由-自由吸收（FFA）的迹象，它逐渐减少，并在3000天后在1.4 GHz以上最小。FFA光学深度的限制提供的CSM自由电子密度，这使得深入了解SN 1996铬的CSM的电离的估计，并提供了一个测试通过流体动力学模拟的密度分布。辐射的内禀光谱指数显示出光谱平坦化的证据，其特征是在第3000天α = 0.852 +/- 0.002，衰减率d_α = -0.014 +/- 0.001 yr^-1。SN 1987 A、SN 1993 J和SN 1996 cr的谱平坦化的相似性表明这可能是SNe/CSM冲击的一个相对普遍的特征。我们采用这种光谱指数的变化来模拟同步辐射的冲击，并考虑几个缩放的参数的流体动力学模拟的磁场和电子分布。模拟的光变曲线与观察到的光变曲线的大尺度特征相匹配，但未能与某些严格约束的部分相匹配。这表明，简单的能量密度缩放可能无法解释工作中真实物理过程的复杂性，或者，模拟的参数需要修改，以准确地表示SN 1996 cr的CSM。
2013-02-21 astro-ph.HE
Discovery of Double-Ring Structure in the Supernova Remnant N103B: Evidence for Bipolar Winds from a Type Ia Supernova Progenitor
超新星遗迹（SNR）的几何结构提供了揭示其祖先爆炸前演化的线索。在这里，我们提出了一个X射线研究N103 B（0509-68.7），一个Ia型SNR的大麦云，这是已知的是与密集的拱星物质（CSM）的相互作用。应用我们的新方法进行特征提取深钱德拉观测，我们已经成功地解决了CSM，富铁喷出物，和中等质量元素（IME）喷出物的组成部分，并揭示了他们的空间分布。值得注意的是，IME喷出物组件表现出双环结构，这意味着SNR扩展成沙漏形腔，从而形成双极气泡的喷出物。这种解释是支持更多的定量光谱，揭示了一个明确的双峰的IME喷出物的电离状态的分布。这些观测结果可以自然地解释，如果祖双星系统在爆炸前在轨道平面上形成了一个密集的CSM环面，进一步证明SNR N103 B起源于一个单简并的祖星。
2021-03-13 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
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
Evolution of Supernova Remnants Expanding out of the Dense Circumstellar Matter into the Rarefied Interstellar Medium
对膨胀的超新星喷出物与外界致密的星周物质（CSM）和稀薄的星际介质（ISM）相互作用进行了三维流体动力学计算。CSM是由来自前超新星阶段的恒星风物质组成的，并假设是轴对称的：赤道周围的物质比由祖先旋转驱动的极地方向上的物质多。由于CSM的高密度，冲击加热的喷射物的电离状态很快变得与电子温度平衡。当冲击波冲出CSM进入稀薄ISM时，由于绝热膨胀，冲击喷出物迅速冷却，因此会留下过度电离/重组的等离子体。由于与ISM的相互作用，喷出物被第二次反向激波重新加热。我们计算了超新星遗迹沿视线方向的辐射量（SNR），发现过电离等离子体相对于旋转轴在赤道面上呈带翅膀的棒状，而在极面上呈贝壳状。被冲击波加热的热气存在于SNR的最外层区域，具有几乎完整的外壳，但来自其的X射线太微弱而无法观察到。因此，取决于视角，过电离等离子体的SNR将在X射线中表现出中心填充形态，如W 49 B，混合形态SNR。第二次逆激波扫出棒状结构并最终消失，在演化的后期，赤道和极面上的SNR都变成壳状。
2011-10-22 astro-ph.HE
A Nitrogen-rich SNR in M31: SNR Interaction with the CSM at Late Times
在M31中发现了一个特殊的富氮超新星遗迹WB92-26，其光学发射线由核坍缩超新星爆炸产生的激波与富含氦和氮的星周介质相互作用形成。
2023-08-01 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
Time evolution of broadband non-thermal emission from supernova remnants in different circumstellar environments
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要加速场之一，也是高能天体物理研究的重要对象。SNRs产生多波长，非热辐射通过加速粒子在碰撞的冲击所产生的SN喷出物和星周介质（CSM）之间的相互作用。虽然预计在超新星（SNe）和它们的CSM中观察到的丰富的弥散可以在SNR阶段产生不同的甚高能量（VHE）电磁信号，但到目前为止，在GeV和TeV伽马射线中观察到的SNR只有少数。因此，在不同的周围环境中，在SNR处的粒子加速的系统的理解是有限的。在这里，我们探讨非热发射信噪比在各种拱星环境中，从爆炸到5000年，使用流体动力学模拟加上有效的粒子加速。我们发现，在VHE制度的发射特性的时间演化主要取决于两个因素：目标粒子的数密度和放大的磁场中的冲击介质。我们还预测，切伦科夫望远镜阵列（CTA）将有足够的灵敏度，以检测VHE伽马射线从大多数年轻的SNRs的距离<~ 5.0千秒差距。因此，未来的SNR观测与CTA将有希望探测的CSM环境的SNe，因此他们的祖属性，包括质量损失的历史，大质量的恒星。
2019-03-25 astro-ph.HE
Type Ia supernovae interacting with a close circumstellar material (SNe Ia-CSM) are SNe Ia inside planetary nebulae (SNIPs)
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本文通过比较新估计的正常Ia型超新星与星周物质相互作用的比例（~0.04%）与行星状星云内部Ia型超新星的比例（~80%），支持核心简并模型作为正常Ia型超新星的主要产生机制。
2026-06-02 astro-ph.HE
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
Non-Thermal Radio and Gamma-Ray Emission from a Supernova Remnant by the Blast Wave Breaking Out of the Circumstellar Matter
本文计算了超新星遗迹在其前身星风形成的星周物质（CSM）中爆炸产生的韧致辐射、逆康普顿散射和$pi^0$衰变的同步辐射和γ射线辐射。这种情况可能是像W 49 B这样的混合形态超新星遗迹（SNRs）的起源，它们在X射线发射中表现出复合辐射光谱。我们假定1.5 $M_{odot}$的CSM存在于密度为0.016 cm $^{-3}$的星际介质（ISM）中，距离超新星0.07- 3 pc。当冲击波冲出CSM进入ISM时，其速度迅速增加，因此颗粒加速增强。在爆发后，质子的最大能量达到$sim$ 1300 TeV，其能量为爆炸能量的$sim$ 0.5%。我们考虑了爆炸冲击后ISM壳体的非热辐射。在1 GHz的同步辐射通量是几十焦耳，可比观察到的混合形态信噪比。由于密度低，伽马射线光度主要由逆康普顿散射决定，它比$pi^0$衰变光度高一个数量级。包括韧致辐射在内的总γ射线光度为$10^{33}$ erg s $^{-1}$，低于从混合形态SNR观察到的典型值$10^{35}$ -- $10^{36}$ erg s $^{-1}$。然而，如果，例如，$sim$ 10%的加速质子与密度为$sim$ 100 cm $^{-3}$，$pi^0$的某些物质相互作用-衰变伽马射线光度将被增强到与观测值相当。
2013-03-26 astro-ph.HE
The Radio Remnant of Supernova 1987A - A Broader View
超新星遗迹（SNRs）是强大的粒子加速器。当超新星（SN）爆炸波通过星周介质（CSM）传播时，电子和质子在冲击波上散射，并通过捕获在磁场中获得能量。加速的粒子产生进一步的磁场波动和局部放大，导致宇宙射线的产生。超新星1987 A的丰富数据提供了SN-CSM相互作用的模板，并根据其光谱特性为射电探测和识别核心塌陷SNe提供了重要指导。在爆炸发生30年后，SNR 1987 A的无线电观测范围从70 MHz到700 GHz。我们回顾了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的广泛观测活动，以及其他射电望远镜的后续活动。整个无线电频谱的观测表明残骸形态的快速变化，而目前的ATCA和ALMA观测表明SNR已经进入了一个新的演化阶段。
2017-08-07 astro-ph.HE
Locating the most energetic electrons in Cassiopeia A
我们提出了深（$>$ 2.4 Ms）观测仙后座A超新星遗迹与{ \it NuSTAR}，它在3- 79千电子伏的带通，是第一个能够空间分辨的残余物以上15千电子伏的仪器。我们发现，发射并不完全由前向冲击，也不是由一个光滑的“亮环”在反向冲击。相反，我们发现，$>$ 15千电子伏的发射是占主导地位的节点附近的残余物和较暗的灯丝附近的残余物的外缘的中心。这些区域在15- 50 keV的带通中符合不间断的幂律，尽管中心结具有比外部细丝（$Γ\sim -3.06$）更陡的（$Γ\sim -3.35$）谱。我们认为，这种差异意味着，中央结位于3-D内部的残留物，而不是在外缘的残留物，并在中心看到由于投影效应。$>$ 15 keV发射的形态既不遵循射电发射的形态，也不遵循低能（$<$ 12 keV）X射线的形态，这使得$>$ 15 keV发射的起源成为一个未解之谜。即使在前向冲击波阵面，我们也发现光谱的陡度比从具有单一截止能量的指数截止电子分布所预期的要小。最后，我们发现GeV辐射与{ \it NuSTAR}带中的亮特征无关，而TeV辐射可能与之相关，这表明强子和轻子辐射机制都在起作用.
2015-02-10 astro-ph.HE
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
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
Kepler's Supernova: An Overluminous Type Ia Event Interacting with a Massive Circumstellar Medium at a Very Late Phase
我们已经分析了XMM-牛顿，钱德拉，朱雀观测开普勒的超新星遗迹（SNR）的研究SN喷出物和星周介质（CSM）的属性。为了进行比较，我们还分析了两个年龄相似的，以喷出物为主的SNR：第谷的SNR，被认为是典型的Ia型SN的残余，和SNR 0509-67.5在大麦云云，被认为是一个过亮的Ia型SN的残余。通过简单的比较，我们发现Kepler SNR和SNR 0509-67.5的铁族元素（IGE）与中等质量元素（IME）的谱线强度比远高于Tycho SNR的谱线强度比。因此，我们认为开普勒是过亮Ia型SN的产物。这一推论得到了我们的光谱模型的支持，它揭示了IGE和IME的质量分别为~0.95 M_sun和~0.12 M_sun（Kepler的SNR），~0.75 M_sun和~0.34 M_sun（SNR 0509-67.5），~0.35 M_sun和~0.70 M_sun（Tycho的SNR）。我们发现，CSM分量在开普勒的SNR包括稀薄的弥漫气体（~0.3 M_sun）存在于整个遗迹，加上密集的结（~0.035 M_sun）。这两种成分都具有较高的N丰度（N/H ~ 4倍于太阳值），表明它们来自祖先系统中经过hoc处理的物质。扩散CSM的质量使我们能够推断前SN的质量损失率为~1.5e-5（V_w/10 km/s）Msun/yr，与最近的流体动力学模拟结果基本一致。由于密集的纽结有缓…
2015-06-09 astro-ph.HE
A Wind-Driven Origin for the Firework Morphology of the Supernova Remnant Pa 30
Syracuse University（雪城大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
Pa 30超新星残骸的烟花状形态由白矮星驱动的风与星际介质界面的不稳定性形成，通过模拟验证其保持完整的原因。
2025-12-19 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
Radio Emission from Ultra-stripped Supernovae as Diagnostics for Properties of the Remnant Double Neutron Star Binaries
超剥离超新星（SN）是一颗氦星或C+O星的爆炸，其外层被伴星中子星剥离。据信，爆炸后会留下一个双中子星（DNS）双星，它将在合并后发射引力波。最近对超剥离SN的几个候选者的探测已经限制了爆炸和祖星的性质，但关于残留DNS双星是否会在宇宙年龄内合并的信息很少。预计通过双星相互作用从氦星剥离的大部分物质将逃离系统并形成星周物质（CSM）。CSM应通过与SN喷出物碰撞引起的无线电发射来追踪。基于已有的恒星演化模型，我们计算了超剥离SNe的射电光度。我们发现，在其最大的高射电光度可以是一个指标的DNS二进制小分离导致其合并的宇宙年龄。我们的结果可以用来优化无线电后续观测的策略，如观测历元和频率。
2020-06-11 astro-ph.HE
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
Evolution of Magnetic Fields and Cosmic Ray Acceleration in Supernova Remnants
观测表明，年轻超新星遗迹（SNRs）中的磁场明显强于预期的星周介质（CSM）压缩，强爆炸波的四倍。此外，极化主要是径向的，这也与CSM磁场压缩的预期相反。宇宙射线（CR）可能有助于解释这两个观察到的特征。通过在压力中添加相对论等离子体分量，并在CR逃离该区域时耗尽冲击能量，他们可以将压缩比提高到远高于常规强冲击的压缩比。更高的压缩比也将允许接触不连续性，这是受瑞利-泰勒（R-T）不稳定性，以达到更远的向前冲击。这可以产生磁场的优选径向极化。与自适应网格细化MHD代码（AMRVAC），我们模拟了三种不同的配置的初始CSM磁场的SNR的演变，并期待在两个不同的状态方程，以查看可能的影响CR等离子体成分。用实验粒子模拟了CRs的光谱，得到了一些初步的结果，与现有的解析解吻合得很好。
2009-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
A 3D Numerical Study of Anisotropies in Supernova Remnants
本研究通过三维流体动力学模型分析超新星遗迹膨胀的瑞利-泰勒不稳定性角功率谱，揭示其主导模、无湍流级联等特征，并明确抛射物与周星介质各向异性对不同角尺度功率谱的影响规律。
2023-10-06 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Asymmetric Expansion of the Fe ejecta in Kepler's Supernova Remnant
超新星遗迹的喷出物运动学是理解Ia型超新星爆发机制的重要线索之一。特别是，铁峰元素的运动学不对称性提供了理解发生在爆炸的白矮星（WD）的核心物理过程的关键，虽然它已经很少被理解的观测。在本文中，我们第一次展示了非对称的膨胀结构的视线方向的Fe喷出物在开普勒的SNR揭示的光谱和成像分析使用钱德拉档案数据。我们发现，K $α$线质心能量和线宽是相对较低的（$<$ 6.4 keV）和较窄的（$\sim$ 80 eV）周围的残留物的中心，这意味着在中心区域的Fe喷出物的大部分是红移。在外部区域，我们识别出明亮的蓝移结构，因为它可能是作为高速致密团块喷射出来的。考虑到Fe电荷态的广泛布居，我们估计每个速度结构的红移速度约为2，000 km/s，蓝移速度约为3，000 km/s。我们还提出了一种可能性，一部分的Fe喷出物的中心附近的致密的星周介质（CSM）的近侧的残余物相互作用。作为Fe喷射物不对称运动的起源，我们提出了三种可能的解释：（1）CSM的不对称分布，（2）伴星在Fe中投下的“阴影”，（3）不对称爆炸。
2018-07-11 astro-ph.HE
Evolving into a remnant: optical observations of SN 1978K at three decades
我们提出了超新星SN 1978K的新光学观测，在2007年和2014年获得的甚大望远镜。我们发现这颗超新星并没有明显的褪色，甚至在爆炸后的30多年里。光谱表现出许多狭窄的（FWHM $\lesssim600$ km s $^{-1}$）发射线，表明超新星爆炸波持续与致密的星周物质（CSM）相互作用。发射谱线的演化表明，超新星喷出物是缓慢地通过反向激波，并没有扩大过去的外边缘的拱星信封。我们证明，CSM是不太可能是球形分布，质量为$\lesssim$ 1 M $_\odot$。祖细胞质量损失率估计为$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。缓慢衰减的后期光变曲线和光谱显示出与SN 1987 A惊人的相似性，表明CSM被冲击波扫过的速度正在逐渐衰减，SN 1978 K也正在经历类似的演变成为残骸。SN 1978K距离超新星很近（4 Mpc），是SN 1987 A之后下一个最好的晚期超新星演化例子。
2016-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Grid of Core-Collapse Supernova Remnant Models I: The Effect of Wind-Driven Mass-Loss
大质量恒星可以通过稳定的线驱动风、喷发外流或质量转移到联星伴星上来释放物质。在单颗恒星的情况下，质量被恒星风沉积到附近的环境中。在大质量恒星爆炸后，恒星喷出物与这种拱星物质（CSM）相互作用，经常导致从冲击加热的CSM和喷出物中发射出明亮的X射线线。原始物质的损失量、喷出物的质量及其能量都会影响这种X射线发射的整体光谱特性。在这里，我们提出了一个网格的核心坍缩超新星遗迹模型来自模型的大质量恒星的零年龄主序质量的$\sim$ 10 - 30 M $_\odot$从前主序阶段与风驱动的质量损失。进化是由软件包的多级管道处理的。首先，我们使用mesa（恒星天体物理学实验模块）将前主序星演化为铁核坍缩。然后，我们使用超新星爆炸代码（snec）爆炸的台面模型，并遵循他们的第一个100天后，核心崩溃。最后，我们将sNEC输出与台面质量损失率产生的CSM耦合到宇宙射线流体动力学代码（ChN）中，以模拟核心崩溃后7000年的残余阶段。在每个阶段结束时，我们将我们的输出与文献中发现的输出进行比较，并检查残留物的体积性质及其光谱的初始祖质量以及质量损失历史的基础上的任何定性和定量差异。
2021-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling SN 1996cr's X-ray lines at high-resolution: Sleuthing the ejecta/CSM geometry
SN 1996 cr位于Circinus星系（3.7 Mpc，z ~ 0.001），在约1000天的X射线中未被检测到，但在10年后变亮至约4 x 10^{39} erg/s（0.5-8 keV）（Bauer等人，2008）。一个1-D流体动力学模型的喷出物CSM相互作用产生良好的协议与测量的X射线光变曲线和光谱在多个时期。我们得出结论，SN 1996 cr的前身可能是一颗大质量恒星，M > 30 M_solar，在其约0.04 pc的风吹壳内爆炸之前，它从RSG到短暂的W-R阶段（Dwarkadas et al. 2010）。进一步分析钱德拉HETG观测的深度，可以对光谱中少数明亮的Si和Fe线进行线形拟合。线的形状很好地拟合轴对称发射模型与轴方向~ 55度，我们的视线。在深2009年的时代，更高的电离Fe XXVI发射被限制在高纬度地区：奥卡姆最好的方式来获得来自高纬度/极地地区的Fe H-类发射是有更多的CSM在两极/周围比在中纬度和低纬度，随着对称的喷出物爆炸/分布。类似的CSM/喷出物特征可能用于其他SNe，并且通过更高通量的X射线观测，也可能用于伽马射线暴残余物。
2011-02-07 astro-ph.HE
Long-term evolution of a supernova remnant hosting a double neutron star binary
超剥离超新星（USSN）是一种核塌缩超新星爆发，被认为是双中子星（DNS）双星的候选形成点。我们调查的动力学演化的超剥离超新星遗迹（USSNR），这应该主机DNS在其中心。通过占的质量损失历史的祖二进制使用以前的研究开发的模型，我们构建的大尺度结构的{环星介质（CSM）}的半径$\sim 100\,{\rm pc}$，并模拟爆炸和随后的演变USSN包围这样的CSM环境。我们发现，CSM包括一个扩展的区域，其特征在于一个热等离子体的温度$\sim 10^8\,$ K位于周围的终止激波的风从祖二（$\sim 10\,$ pc），和USSNR冲击波是急剧减弱，而通过这个热等离子体穿透。来自年轻USSNR的无线电连续辐射足够明亮，如果它居住在我们的银河系中，但与观测到的银河系SNR相比，它是微弱的，并且此后通过绝热冷却光度下降。在我们的参数空间，USSNRs通常表现出较低的无线电光度和表面亮度相比，已知的银河系SNRs。由于USSNe的小事件率和它们相对较短的可观测寿命，我们计算出USSNR仅占总SNR总体的$\sim 0.1$ - $1$ %。这与到目前为止在银河系中还没有发现承载DNS二进制的SNR的事实是一致的。
2022-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the circumstellar environment of Tycho's supernova remnant. II. Impact on the broadband non-thermal emission
本研究拓展了第谷超新星遗迹星周环境的相关工作，探究风-分子云环境下的非热辐射与多波段能谱的匹配性，发现能谱大体符合但伽马射线能谱偏硬，给出的能谱演化预测可为探测其环境、解决Ia型超新星前身星问题提供支持。
2024-12-10 astro-ph.HE hep-ph
Latest Evolution of the X-Ray Remnant of SN 1987A: Beyond the Inner Ring
本文利用Chandra观测揭示SN 1987A激波正移出赤道环进入外部星周介质，软X射线通量下降后趋稳，并首次显著探测到Fe K线，表明反向激波与抛射物开始相互作用。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A double-degenerate scenario with a merger to explosion delay time to explain type Ia supernova SN 2020aeuh
本文提出DD-MED情景（合并延迟约1-2年）解释SN 2020aeuh的罕见CSM相互作用，并支持孤立白矮星情景可能主导正常Ia型超新星。
2025-09-12 astro-ph.HE
Spitzer Observations of the Type Ia Supernova Remnant N103B: Kepler's Older Cousin?
我们报告了斯皮策对SNR 0509-68.7的观测结果，SNR 0509-68.7也被称为N103 B，是大麦云星云中的一个年轻的Ia型超新星遗迹，它与西半球的致密介质相互作用。我们的图像显示，N103 B在冲击后环境中具有来自温暖尘埃的强红外辐射。我们推导出的冲击后气体密度为45 cm $^{-3}$，远高于大麦哲伦云中的其他Ia型残余物，尽管缺乏空间分辨率可能会使测量结果偏向高于平均密度的区域。这个密度类似于开普勒的SNR，一个Ia型与星周介质相互作用。光学图像显示H $α$辐射沿着激波西部的整个外围，[O III]和[S II]线从激波辐射的几个密集的物质团块中发射出来。这些尘埃本质上是硅酸盐，尽管标准的硅酸盐尘埃模型无法重现“18 $μ$ m”的硅酸盐特征，而是在17.3 $μ$ m处达到峰值。我们认为致密物质是从祖星系统中丢失的星周物质，就像开普勒一样。如果CSM的解释是正确的，这个残骸将成为第二个成员，随着开普勒，一类Ia型残留物的特点是与密集的CSM相互作用数百年后爆炸。缺乏N增强消除共生AGB祖细胞。这颗白矮星的伴星在爆炸时一定还没有进化。
2014-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reverse-Shock in Tycho's Supernova Remnant
来自年轻超新星遗迹（SNRs）的热X射线辐射通常由超新星（SN）喷出物的发射线主导，人们普遍认为这些发射线被向内传播的反向激波（RS）交叉并因此被加热。先前使用成像X射线数据的工作表明，通过定位最近电离物质的峰值发射区域，喷出物被RS加热，该区域被发现与最外边界向内侧分离得很好。在这里，我们报告的硫（S），硅（Si）K $α$线通量比与半径在第谷的SNR系统增加的发现。这使我们能够，第一次，提出连续的径向分布的电离年龄，而且，经过电离时间，因为电离的开始，这告诉传播历史的电离前沿到SNR喷出物。
2015-04-02 astro-ph.HE
Detectability of 100 TeV Gamma Rays from PeV Cosmic Rays Accelerated in the Early Phase of a Supernova Shock Wave
Nagoya University（名古屋大学）；Konan University（神户学院大学）；Université Montpellier, CNRS/IN2P3（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心/欧洲核子研究组织）
本文通过计算II-P型超新星早期激波穿越致密星周物质时产生的100 TeV伽马射线通量，评估了CTA望远镜探测PeV宇宙射线加速的可行性，发现对邻近超新星进行50小时观测可探测至约4 Mpc距离。
2026-09-17 astro-ph.HE
Interacting supernovae and where to find them
Dublin City University（都柏林城市大学）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso（意大利国家核物理研究所格兰萨索国家实验室）；North-West University（西北大学）；University of Potsdam（波茨坦大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT)（能源、环境和技术中心研究站）；Ivan Franko National University of Lviv（利沃夫伊万·弗兰科国立大学）；ASTRON - Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）
研究超新星冲击波与密集CSM壳层相互作用的伽马射线特征，提出通过多波段观测识别潜在目标，并预测其可检测距离。
2025-10-22 astro-ph.HE
The Transition of a Type IIL Supernova into a Supernova Remnant: Late-time Observations of SN 2013by
我们提供了早期Swift和Chandra X射线数据以及SN 2013 by的后期光学和近红外观测，SN 2013 by是一颗IIL型超新星（SN），发生在附近的螺旋星系ESO 138 $-$ G10（D $\sim 14.8$ Mpc）中。光学和近红外测光和光谱学跟踪超新星的后期演化，从+89天到+457天最大亮度。光谱和X射线光变曲线与SN与星周物质（CSM）长时间相互作用的图片一致，加速了从超新星到超新星遗迹（SNR）的转变。具体来说，我们发现SN 2013的H $α$剖面在+457天表现出显著的增宽（$\sim$ 10，000 km s $^{-1}$），这可能是高速富含H的物质被反向冲击激发的结果。观察到一个相对平坦的X射线光变曲线，不能单独使用逆康普顿散射过程建模，但需要一个额外的能量源，最有可能起源于SN-CSM相互作用。此外，我们在+152天看到了2.3 $μ$ m附近的CO发射的第一个泛音，这表明SN喷出物中形成了分子和尘埃，这是第一次在IIL型超新星中检测到CO。我们比较了SN 2013 by和IIP型超新星的光谱，它们的光谱显示了不同程度上罕见的SN到SNR的转变，并得出结论，IIL型SNe可能比IIP型超新星更早进入残余阶段。
2017-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Type Ib/c origin of the supernova remnant G292.0+1.8
通过 XMM-Newton 光栅光谱首次探测超新星遗迹 G292.0+1.8 的 N VII 谱线，发现低 N/O 丰度比，证实其前身星经历强烈质量损失并演化为暴露 He 燃烧层的 WR 星，为 Ib/c 型起源提供关键证据。
2024-09-26 astro-ph.HE
The Green Monster hiding in front of Cas A: JWST reveals a dense and dusty circumstellar structure pockmarked by ejecta interactions
本研究利用JWST观测在Cas A超新星遗迹前方发现被称为“绿怪兽”的星周尘埃结构，其布满高速抛射物撞击形成的孔洞，为前身星爆炸前的非对称质量损失提供了新证据。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Dust in a Type Ia Supernova Progenitor: Spitzer Spectroscopy of Kepler's Supernova Remnant
对Ia型超新星的祖先系统了解相对较少，这在天体物理学中非常重要，特别是考虑到这些超新星所扮演的重要宇宙学角色。开普勒的超新星遗迹是Ia型超新星的结果，显示了与致密的星周介质（CSM）相互作用的证据，表明这是一个单简并的祖先系统。我们目前7.5-38 $μ$ m红外（IR）光谱的残留物，获得与{ \it斯皮策太空望远镜}，主要是从温暖的尘埃排放。在10和18 $μ$ m处的宽光谱特征，与各种硅酸盐颗粒一致，贯穿始终。这些硅酸盐很可能是在AGB演化阶段从祖星系统流出的恒星中形成的，并意味着富氧化学。除了硅酸盐尘埃，第二个组成部分，可能是碳质尘埃，是必要的帐户的短波IRS和IRAC数据。这可能意味着在祖先系统的大气中存在混合化学。然而，硅酸盐颗粒内的非球形金属铁夹杂物提供了另一种解决方案。传播到CSM的快速冲击（$>$ 1000 km s $^{-1}$）的碰撞加热尘埃发射模型可以再现与非辐射细丝相关的大部分发射，其中尘埃温度为$\sim 80-100$ K，但无法解释检测到的最高温度，超过150 K。我们发现，较慢的冲击（几百公里秒$^{-1}$）到中等密度的材料（$n_{0} \sim 50-250$ cm $^{-3}$）是唯一可行的热源，这个最热的尘埃。我们证实了整体密度梯度的发现，在北部的密度是一个数量级大于南部。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Chandra Observation of Supernova Remnant G350.1-0.3 and Its Central Compact Object
我们提出了一个新的钱德拉观测超新星遗迹（SNR）G350.1-0.3。高分辨率的X射线数据揭示了以前未解决的结构，使我们能够在这个SNR的扩散区域进行详细的光谱分析。光谱分析表明，最亮的发射区域主要是热的，富含金属的喷出物，而周围的物质沿周边的喷出物区域和整个残余的西半部主要是低温，冲击星际/拱星介质（ISM/CSM）与太阳型成分。数据显示，发射延伸到喷出物区域的西部，意味着源直径的下限为6.6 pc（距离为4.5 kpc）。我们表明，G350.1-0.3可能处于自由膨胀（喷出物为主）阶段，并计算出600-1200年的年龄。导出的激波速度和电子/质子温度比之间的关系被发现是完全一致的，与其他SNR。我们进行光谱拟合的X射线源XMMU J172054.5-372652，一个候选人的中央紧凑型对象（CCO），并发现其光谱特性属于其他CCO的典型范围内。我们还提出了档案24 μ m的数据G350.1-0.3采取的斯皮策太空望远镜在MIPSGAL银河系调查，发现红外和X射线的形态是相关的。这些结果有助于解释这一遗迹特有的不对称性，并为它的动力学和演化提供了新的线索。
2011-02-25 astro-ph.HE
Kinematics of Supernova Remnants: Status of X-Ray Observations
超新星（SN）爆炸将恒星碎片推入星周物质（CSM），充满了秒差距尺度的X射线发射等离子体。超新星遗迹（SNRs）的速度高达数千公里/秒，可以用中分辨率和高分辨率的X射线光谱仪直接测量，这为我们理解前身的最后阶段、爆炸机制和强冲击的物理学增加了一个重要的维度。在简单介绍了信噪比运动学的基本原理之后，我总结了信噪比X射线观测中不断发展的测量结果。鉴于2D/3D流体力学、数据分析技术，特别是X射线仪器的进步，很明显，我们对SNR的看法将在未来几十年继续深化。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using Anisotropies as a Forensic Tool for Decoding Supernova Remnants
我们提出了一种分析超新星遗迹（SNRs）的方法，通过诊断的驱动程序负责在不同的角度尺度的结构。首先，我们执行一套流体动力学模型的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）的超新星碰撞与周围的介质。使用这些模型，我们演示了如何功率谱分析可以用来属性的尺度在SNR的RTI驱动，这必须引起的内在不对称性在初始爆炸。我们预测RTI驱动的湍流的功率谱，并确定一个占主导地位的角模式，它代表了最大的规模，有效地通过RTI增长。我们发现，这一主导模式与喷出物中的密度标度高度有关，因此揭示了SN喷出物的密度分布。如果在大于该模式的角尺度上SNR中存在显著的结构，则其可能是由爆炸中的各向异性引起的。角尺度上的结构小于主导模式，表现出与波数的急剧缩放，可能太陡而与湍流级联不一致，因此可能由RTI在不同长度尺度上的饱和度决定（尽管需要系统的3D研究来研究这一点）。我们还表明，与以前的研究一致，这个功率谱是独立的幅度和长度尺度的扰动在周围介质中，因此，这种诊断是不受“丛生”的CSM。
2022-11-25 astro-ph.HE
Investigations of supernovae and supernova remnants in the era of SKA
超新星爆炸有两种主要的物理机制：白矮星的热核爆炸（Ia型）和大质量恒星的核心坍缩（II型和Ib/Ic型）。Ia型超新星作为距离指标，导致宇宙加速膨胀的发现。然而，它们的祖先系统的确切性质仍然不清楚。射电辐射之间的相互作用的爆炸冲击波阵面和它周围的CSM或ISM提供了一个重要的探索祖星的最后演化阶段。目前的望远镜还没有探测到Ia型超新星的射电辐射。SKA将有望探测到Ia型超新星的无线电发射，因为它的灵敏度和分辨率要高得多。核心坍缩超新星有一个“超新星率问题”，因为光学暗淡的超新星由于本质上的暗淡和/或由于尘埃遮蔽而被错过。通过SKA 1-MID/巡天应该发现一些被尘埃遮蔽的光学隐藏超新星，特别是那些位于其宿主星系最内部区域的超新星。同时，本征暗淡SNe的检测也将受益于SKA 1。探测率将提供有关当前恒星形成率和初始质量函数的独特信息。超新星爆发会引发冲击波，将周围的CSM和ISM排出并加热，形成超新星遗迹（SNR）。预计SKA将发现更多的SNR。这可能会减少预期和观察到的SNR数量之间的差异。已经证实，几个SNR通过其冲击将质子（宇宙射线的主要成分）加速到非常高的能量。这给我们带来了解决银河系宇宙线起源之谜的希望，通过结合低频（SKA）和甚高频（切伦科夫望远镜阵列：CTA）波段的SNR观测。
2015-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A spatially resolved study of hard X-ray emission in Kepler's SNR: indications of different regimes of particle acceleration
年轻超新星遗迹的同步加速器X射线辐射是研究激波前沿加速的高能电子布居和加速过程的有力诊断工具。我们进行了空间分辨光谱分析NuSTAR和XMM-牛顿观测的年轻开普勒的SNR，旨在详细研究其非热发射的硬X射线。我们选择了一组区域周围的边缘的壳和提取相应的光谱。采用有限损耗区的同步辐射模型对光谱进行了分析，以约束同步辐射截止能量对激波速度的依赖性。我们确定了两种不同的制度的粒子加速，其特征在于不同的玻姆因子。在北部，那里的冲击与致密的星周介质（CSM）相互作用，我们发现一个更有效的加速比在南部，那里的冲击速度更高，并没有迹象表明冲击与致密的CSM相互作用。我们的研究结果表明，在激波-CSM相互作用产生放大和湍流磁场的区域，加速过程的效率提高。通过结合硬X射线光谱与射电和开普勒信噪比的$γ-$射线观测，我们模拟了光谱能量分布。根据我们的结果，我们建议，所观察到的$γ-$射线发射主要是强子，并起源于北部的壳。
2022-07-14 astro-ph.HE
Integral Field Spectroscopy of Balmer-Dominated Shocks in the Magellanic Cloud Supernova Remnant N103B
我们目前的结果，积分场光谱的巴尔默为主的冲击LMC超新星遗迹（SNR）N103 B，进行了使用宽视场积分光谱仪（WiFeS）的2.3米望远镜在澳大利亚的Siding Spring天文台。现有的X射线研究表明N103 B是Ia型超新星的起源。从周围的SNR的clusterian材料的辐射激波发射可能会导致从前向冲击波与遗迹恒星风材料的相互作用，可能涉及在一个单简并的二元系统热核爆炸。最近发现的Balmer主导的冲击波标志着低密度，部分中性CSM气体的前向冲击波的影响，并形成一个部分壳包围团块的材料表现出辐射冲击。N103 B的WiFeS光谱覆盖了3500 - 7000埃的范围，并揭示了沿北缘宽达2360 km/s的宽H α剖面，以及沿南缘宽约1300 km/s的H α和H β宽剖面。我们的拟合的Halalpha线剖面表明，除了从通常的宽和窄的发射组件，第三个组成部分的中间宽度存在于巴尔默为主的冲击，范围从125公里/秒到225公里/秒的宽度。最近的巴尔默主导的冲击模型预测，这样一个中等宽度的分量将产生在一个快速的中性前兆。我们得出的Sedov年龄约为685年的N103 B从巴尔默占主导地位的光谱，与年轻的年龄380 - 860年估计的光回波研究。
2017-07-31 astro-ph.HE
Non-thermal emission from young supernova remnants in dense circumstellar environments
已知超新星遗迹会加速宇宙射线（CR），因为它们会发射非热的无线电波、X射线和伽马射线。然而，将CR加速到PeV能量的能力尚未得到证明。在几个年轻的SNRs的伽马射线光谱中存在截止点，这导致了PeV能量可能只在遗迹演化的最初阶段才能达到的想法。我们使用时间相关的加速代码RATPaC来研究宇宙射线在超新星扩展到大质量恒星周围的密集环境中的加速，在那里丰富的目标材料可能提供一条路径，通过当前和未来的实验来检测伽马射线。我们进行了球对称的1-D模拟，其中我们同时解决传输方程的宇宙射线，磁湍流，和流体力学流动的热等离子体在测试粒子的限制。研究了红超巨星（RSG）和亮蓝变星（LBV）周围自由膨胀风中星周介质（CSM）的典型参数。最大可实现的能量可能仅限于子PeV的能量，尽管靠近祖星的强磁场通过级联增强了连续性阻尼：我们发现最大CR能量为100-200 TeV，在爆炸后一个月内达到。在GeV（TeV）能量下，LBV前身的峰值亮度为1 e43 erg/s（1 e42 erg/s），而RSG前身的峰值亮度为1 e41 erg/s（1 e40 erg/s）。所有计算出的SN在<1个月后达到它们的伽马射线亮度峰值，然后只要SN激波保持在祖先的自由膨胀风中，就以~1/t的速率衰减。在爆炸进入自由膨胀的风后的几周到几个月，费米-LAT波段可能会出现潜在的可检测的伽马射线信号。
2021-09-10 astro-ph.HE
The core degenerate scenario for the type Ia supernova SN 2020eyj
我们认为，Ia型超新星（SNe Ia）的核心简并（CD）方案可以解释SN 2020 eyj的致密富氦星周物质（CSM）。在我们提出的CD场景的新通道中，有两个主要的共同包络演化（CEE）阶段。在白矮星（WD）的伴星移走了渐近巨星分支星的富氢包层后，它的螺旋进入停止在离核心几个太阳半径的地方，而不是像在富氢的SNe Ia-CSM CD场景中那样继续进入碳氧（CO）核心。只有几百到几万年后，富氦核心膨胀后，WD才进入富氦层的CEE。到那时，富氢的包层离中心有很大的距离。WD在第二CEE阶段与CO核心合并，并且仅在合并到爆炸延迟（MED）数周至数十年的时间之后合并残余物爆炸。超新星Ia的喷出物在几十到几百个天文单位处与富含氦的CSM相撞。我们遵循两个恒星模型的演化与初始质量为5 Mo和7 Mo的渐近巨星分支阶段时，他们应该吞没WD的同伴。我们发现，有一个足够大的CO核心合并的WD在CD方案的框架，以及大量的富氦层，~0.3- 1 Mo，占SN 2020 eyj的富氦CSM。
2023-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Annihilation emission from young supernova remnants
一个有希望的正电子来源是大质量恒星和超新星合成的不稳定核（如56 Ni和44 Ti）的β衰变，它通过湮灭贡献了银河系弥漫的511 keV辐射。虽然这些正电子的大部分湮灭在SNe/SNRs的喷出物，没有点源的湮灭辐射出现在积分/SPI图的511 keV的排放。我们利用年轻的本地SNe/SNRs的可检测到的湮灭发射的情况下，推导出限制内SN/SNR喷出物和它们的逃逸到CSM/ISM的MeV正电子的运输，这两个方面是至关重要的观测到的银河系511 keV的发射的理解。我们用一个简单的模型模拟了SNe/SNRs及其周围环境中~（56）Ni和~（44）Ti衰变正电子湮灭产生的~（511）keV光变曲线。我们计算了Cas A，Tycho，Kepler，SN 1006，G1.9+0.3和SN 1987 A的特定511 keV光变曲线，并将其与来自INTEGRAL/SPI观测的上限进行了比较。正电子在喷出物中湮灭的预测511 keV信号比SPI仪器的灵敏度低几个数量级，但是正电子逃离喷出物并在周围介质中湮灭的预测511 keV信号允许导出正电子逃逸分数的上限，Cas A为~13%，Tycho为~12%，开普勒的约30%，SN 1006的约33%。在SNe/SNRs中~MeV正电子的输运不能从这些天体的511 keV辐射的当前观测中得到限制，但是对它们的逃逸分数的限制与导致银河系弥漫的511 keV…
2010-06-13 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
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
Circumstellar interaction in the extreme white dwarf merger remnant ZTF\,J1901+1458: A new class of white dwarf merger remnants with X-ray emission
Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术学院）；Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology（加州理工学院物理、数学与天文学系）；Mathematical Sciences Institute, Australian National University（澳大利亚国立大学数学科学学院）；International Center for Radio Astronomy Research, Curtin University（珀斯曲恩大学国际射电天文研究中心）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Departament de Física, Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学物理系）
研究双简并白矮星合并遗迹ZTF J1901+1458，结合多波段观测与新磁层大气模型确定其参数，发现新模型能再现光谱断裂，给出白矮星新参数，排除高温伴星，分析X射线发射机制，认为由吸积或磁层与CSM相互作用供能。
2026-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
