Time evolution of the synchrotron X-ray emission in Kepler's SNR: the effects of turbulence and shock velocity
本研究利用2006和2014年Chandra/ACIS观测分析开普勒超新星遗迹丝状结构X射线同步辐射通量演化，发现湍流提高加速效率与低速激波增加加速时间的竞争效应在多数区域相互抵消，但在某区域加速时间超过同步辐射时间导致非热X射线发射显著衰退。
2024-07-23 astro-ph.HE
Estimating Ejecta Mass Ratios in Kepler's SNR: Global X-Ray Spectral Analysis Including Suzaku Systematics and Emitting Volume Uncertainties
通过 Suzaku 全球 X 射线光谱分析，考虑系统误差和发射体积不确定性，估算开普勒超新星遗迹的抛射物质量比，以约束 Ia 型超新星前身星和爆炸机制。
2023-08-29 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
Characterization of the GeV emission from the Kepler supernova remnant
开普勒超新星遗迹（SNR）是历史上唯一没有探测到GeV和TeV能量的超新星遗迹，探测粒子加速。最近对费米-LAT数据的分析报告了SNR方向上可能存在GeV伽马射线候选者。使用近似相同的数据集，但与优化的分析配置，我们确认的伽马射线候选人固体$>6σ$检测和报告的光谱指数$2.14 \pm 0.12_{\rm stat} \pm 0.15_{\rm syst}$的能量通量超过100兆电子伏的$(3.1 \pm 0.6_{\rm stat} \pm 0.3_{\rm syst}) \times 10^{-12}$尔格~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$。伽马射线过量没有显著扩展，并且与SNR的无线电、红外或X射线空间分布完全兼容。我们成功地描述了这种多波长发射的模型，在该模型中，加速粒子与SNR西北部的致密拱星材料相互作用，并通过$π^{o}$衰变辐射GeV的伽马射线。X射线同步辐射和逆康普顿（IC）辐射主要来自磁场B $\sim$ 100 $μ$ G或更高的南部地区的快震。根据精确的磁场幅度，TeV辐射可能来自南区（IC主导）或相互作用区（$π^{o}$衰变主导）。
2022-01-14 astro-ph.HE
An Ejecta Kinematics Study of Kepler's Supernova Remnant with High-Resolution $Chandra$ HETG Spectroscopy
我们报告我们的体积径向速度的测量，从样品的小，富含金属的喷射物结在开普勒的超新星遗迹（SNR）。我们利用$Chandra$高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的类氦Si K $α$线中心能量的多普勒频移来估计它们的径向速度。我们估计高径向速度高达$\sim$ 8,000公里秒$^{-1}$的一些这些喷出物结。我们还根据2000年、2006年和2014年拍摄的存档$Chandra$高级CCD成像光谱仪（ACIS）数据测量了我们样品的自行。我们测量的径向速度和自行表明，这些喷出物结中的一些几乎自由膨胀后，$\sim$ 400年的爆炸。移动最快的纽结显示出每年高达$\sim$ 0.2角秒的自行。假设这些高速喷射物结在SNR的前激波之前行进，我们估计到开普勒SNR $d$的距离为$\sim$ 4.4到7.5 kpc。我们发现，在我们的样本中，喷出物结的平均空间速度为$ v_{s} \sim$ 4，600 km s $^{-1}$（距离为6 kpc）。我们注意到，从我们的样本中的15个喷出物结中有8个显示出统计学上显著的（在90 $\%$置信水平）红移光谱，相比之下，只有两个具有蓝移光谱。这可能表明开普勒的SNR沿视线的喷出物分布的不对称性，但需要更大的样本量来证实这一结果。
2020-03-08 astro-ph.HE
Estimating Global Ejecta Mass Ratios in Tycho's SNR
本研究使用 Suzaku X射线数据估算 Tycho's SNR 的抛射物质量比，发现其结果支持正常光度 Ia型爆炸且与约90%衰减的 12C+16O 反应速率模拟一致。
2025-05-29 astro-ph.HE
Efficiencies of Magnetic-Field Amplification and Electron Acceleration in Young Supernova Remnants: Global Averages and Kepler's Supernova Remnant
在强烈的天体物理冲击波中，粒子加速到超热能是一种普遍的现象，通常用扩散冲击加速来解释。这样的冲击也可以放大上游的磁场，远远超过简单的压缩。所涉及的复杂等离子体物理过程通常通过假设冲击将其能量的一部分$ε_e$投入快速粒子，另一部分$ε_B$投入磁场来参数化。超新星、超新星遗迹和伽玛射线爆发等地的冲击波模型通常假设这些分数的典型值，假定它们在时间上保持不变。然而，很少有足够的属性的源是独立的约束，ε的值可以直接推断。超新星遗迹（SNRs）可以提供这种情况。在这里，我们总结的结果，从全球拟合的空间积分发射在六个年轻的信噪比，发现$10^{-4} \le ε_e \le 0.05$和$0.001 \le ε_B \le 0.1$。这些巨大的变化可能归因于这些SNRs的不同年龄和环境，因此我们对开普勒超新星的一个遗迹进行了详细的分析。这两个ε可以在激波周围的七个不同位置确定，我们发现这两个ε的范围甚至更大，它们的比值也更大（因此与激波能量本身无关）。我们的结论是，未知因素对这两个过程的效率有很大的影响。需要探索激波的垂直性、上游中性分数或其他可能性，而假定ε为固定值的计算应被视为临时性的。
2021-06-21 astro-ph.HE
Spatially Resolved RGS Analysis of Kepler's Supernova Remnant
超新星遗迹周围星周介质的分布和运动学特征为研究超新星爆发提供了有用的信息。开普勒的SNR是SN 1604的残骸，被广泛认为是Ia型的起源。它的冲击波正穿过一个密集的，不对称的CSM。这种致密气体的存在表明，它的母体系统由一颗白矮星和一颗渐近巨星分支（AGB）恒星组成。在本文中，我们分析了一个新的和长期的观察与XMM-牛顿卫星上的反射光栅光谱仪（RGS），空间分辨的残余发射的交叉色散方向。我们发现CSM分量在0-500 km/s的范围内随速度蓝移。我们还得到中央酒吧结构的信息，发现西北一半是蓝移，而东南一半是红移。我们的结果是一致的图片提出了以前的研究，其中一个“失控”AGB星移动到西北偏北方向，朝着我们的视线，虽然它是可以接受的单退化和核心退化的情况下的祖系统。
2022-03-14 astro-ph.HE
A study of Kepler supernova remnant: angular power spectrum estimation from radio frequency data
超新星遗迹（SNRs）具有各种各样的整体形态以及丰富的结构在广泛的尺度。对这些结构的定量研究可能揭示出膨胀喷出物与周围介质相互作用和湍流引起的密度和磁场的波动。我们利用$1.5$ GHz（L波段）和$5$ GHz（C波段）VLA数据估算了Kepler SNR同步辐射起伏的角功率谱$C_{\ell}$。这是使用$C_{\ell}$的新颖的、基于可见性的、锥形网格估计来完成的。我们发现，对于$\ell = (1.9 - 6.9) \times 10^{4}$，功率谱是一个破幂律，在$\ell = 3.3 \times 10^{4}$处有一个破缺，破缺前后分别是$-2.84\pm 0.07$和$-4.39\pm 0.04$的幂律指数。斜率$-2.84$与2D Kolmogorov湍流和Tycho SNR的早期测量值一致。我们将断裂解释为与SNR（$0.35 $ pc）的外壳厚度相关，该厚度大致匹配$\ell = 3.3 \times 10^{4}$（即，$0.48$ pc）。然而，对于$\ell > 6.9 \times 10^{4}$，L波段的估计$C_{\ell}$可能具有来自前景的主要贡献，而对于C波段，幂律斜率$-3.07\pm 0.02$与$3$ D Kolmogorov湍流大致一致，就像在大$\ell$处观察到的Cas A和Crab SNR。
2019-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-ray Emission from the S147 Region: Indication of Escaping Cosmic Rays Interacting with Molecular Clouds
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Astroparticle Physics of Yunnan Province, Yunnan University（云南大学云南省天体物理重点实验室）
S147区域的伽马射线发射表明，逃逸的宇宙射线与分子云相互作用，提供了该超新星残骸早期阶段宇宙射线逃逸的观测证据。
2026-09-10 astro-ph.HE
Indications of a Si-rich bilateral jet of ejecta in the Vela SNR observed with XMM-Newton
船帆座超新星遗迹显示了几个喷出物，这些喷出物是突出在其主爆炸冲击波前方的碎片状特征。它们似乎是超新星爆炸的“弹片”，弓形激波状的遗迹。其中一块弹片（A）位于残骸的东北边缘，它的X射线光谱显示出高硅丰度，与其他观察到的喷出物碎片形成鲜明对比，这些碎片显示出O，Ne和Mg的丰度增加。我们分析了另一个碎片，它位于弹片A的对面，相对于炮弹的中心，在残骸的西南边界，名为弹片G。我们彻底分析了一个专门的XMM-牛顿观察弹片G通过产生背景扣除和在不同的能量范围内的能量校正的地图，我们补充了空间分辨光谱分析的X射线发射。碎片呈现弓形激波状，其反顶点指向残骸的中心。它的X射线光谱最适合于脱离电离平衡的热等离子体，其中O和Fe含量低，大致为太阳能的Ne和Mg，以及显著高的Si丰度，这需要在~1.85 keV处拟合非常清晰的Si线。其化学成分和光谱特性与位于残骸对面的弹片A的化学成分和光谱特性一致。作为核合成的结果，富含硅的碎片预计将起源于更深的层的祖星相比，喷出物与低Z元素。与周围的喷射物相比，高的速度和密度对比是使弹片A和G超过前向激波所必需的。连接碎片A和G的线几乎正好穿过残骸的膨胀中心，强烈暗示了一个富含硅的喷流-反喷流结构，让人想起在年轻的残骸Cas A中观察到的。
2017-07-17 astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration and escape from supernova remnants
只有当超新星遗迹激波前的磁场被逃逸的宇宙线强烈放大时，才有可能在几PeV处加速到谱中的拐点。一个模型制定的逃逸CR携带的电荷预测CR的最大能量和CR释放到周围介质中的能谱。我们发现，历史的SNR，如Cas A，第谷和开普勒可能是扩大太慢，以加速CR的膝盖在目前的时间。
2013-01-30 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
Freely Expanding Knots of X-ray Emitting Ejecta in Kepler's Supernova Remnant
我们报告测量自行，径向速度，和元素组成的14个X射线节开普勒的超新星遗迹（SNR）使用钱德拉数据。最高速度节显示出大的自行（0.11-0.14“/年）和高的径向速度（v ~ 8，700 - 10，020 km/s），估计的空间速度与Ia超新星在最大光附近看到的典型Si速度（~ 10，000 km/s）相当。高速喷出物结只出现在特定的位置，并从形态和运动学不同于其余的喷出物。五节的自行外推回到开普勒的信噪比的年龄一致的中心位置，同意与以前的决定，但较少受到系统误差。这5个节点的膨胀率接近自由膨胀率（膨胀指数为0.75 <~ m <~ 1.0），我们认为这表明它们要么是在爆炸中形成的，密度对比度很高（超过周围密度的100倍），要么是通过周围介质中相对较低的密度（n_H < 0.1 cm^-3）区域传播的。X射线谱分析表明，未减速结具有较高的Si和S丰度，较低的Fe丰度和极低的O丰度，表明其起源于部分Si燃烧区，而对于SN Ia模型，该燃烧区位于爆炸的白矮星的外层。其他结显示出较慢的速度和膨胀指数与减速喷出物结或周围介质中的特征一致。我们新的爆炸地点的精确位置具有明确的位置不确定性，允许在非传统的单简并超新星Ia情景下搜索微弱幸存的供体星的区域大大减少;由于搜索区域缺乏明亮的恒星，传统情景仍然被排除在外。
2017-07-26 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
Low X-ray emission challenges supernovae remnants as the source of cosmic-ray electrons
年轻超新星遗迹SN 1006、开普勒、第谷、RCW 86和Cas A的X射线同步辐射大致由$νL_ν\sim 10^{45}\rm{erg}/t$给出，其中$t$是遗迹的年龄。发射X射线发射的电子快速冷却，这意味着X射线发射是量热的，并且等于宇宙射线（CR）电子加速效率的一半（每对数间隔的粒子能量，在多TeV能量下）。假设Sedov-Taylor展开，所得的CR电子产率/SNR估计为$E^2dN_e/dE\approx 6νL_νt \sim 10^{46}\rm erg$。这比解释在$E\sim 10\rm GeV$观测到的电子CR所需的量低了大约两个数量级。可能的解决方案是1。与$E\sim 10\rm TeV$相比，在$E\sim 10\rm GeV$处允许更多能量的软加速度谱，2.在SNR演进的后期阶段增加的加速效率（不太可能），或者3. SNR不是CR电子的来源。
2014-04-19 astro-ph.HE
Emission Measures and Emission-measure-weighted Temperatures of Shocked ISM and Ejecta in Supernova Remnants
超新星遗迹演化模型的一个目标是将超新星爆炸和祖星的基本参数与超新星遗迹的当前状态联系起来。SNR热等离子体的特征在于其所观察到的X射线谱，其中产生电子温度，发射测量和丰度。根据它们的亮度，可以测量由SNR正向冲击、反向冲击或两者加热的等离子体的性质。目前的工作利用的模型是球对称的。一维流体动力学模拟进行SNR的演变之前，发病的辐射损失。从这些，我们得到无量纲的排放措施和排放措施加权温度，我们提出这些量的函数缩放SNR时间的拟合公式。这些模型允许一个推断SNR爆炸能量，拱星介质密度，年龄，喷出物质量和喷出物密度分布从SNR观测。新的结果被纳入SNR建模代码SNRPy。该代码被证明与应用程序的三个历史信噪比：开普勒，第谷和SN 1006。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of the hard X-ray non-thermal emission from Kepler's supernova remnant
本文报道了利用朱雀星上的硬X射线探测器（HXD-PIN）的硅PIN型半导体探测器首次探测到开普勒超新星遗迹15- 30 keV波段的硬X射线辐射。对于开普勒整个X射线发射区的发射，探测意义为7.17 $σ$。的能谱被发现是很好地再现由一个单一的幂律函数的光子指数为$3.13^{+1.85+0.69}_{-1.52-0.36}$，其中第一和第二个错误代表90\%的统计和系统误差，分别。在15- 30千电子伏波段，测得X射线通量为2.75 $_{-0.77-0.82}^{+0.78+0.81}\times10^{-12}$，erg，s $^{-1}$，cm $^{-2}$。软X射线Suzaku/XIS谱组合的3- 30 keV波段的宽波段X射线谱表明，非热成分不具有显著的X射线滚降结构。我们发现，在滚降能量为$B>40\,\mathrm{μG}$，磁场强度为$ν_{\mathrm{roll}}=1.0\times10^{17}$，Hz的单区轻子模型下，可以再现射电波段、本工作的X射线数据和TeV上限的宽带能谱.在软、硬X射线波段使用指数的诊断方法对数据的应用表明，开普勒SNR中加速电子的最大能量受到残骸年龄的限制。这与单带轻子模型的结果是一致的。
2020-12-27 astro-ph.HE
Fermi-LAT Study of Gamma-ray Emission in the Direction of Supernova Remnant W49B
我们提出了一个分析的伽马射线数据获得的大面积望远镜（LAT）上的费米伽马射线空间望远镜的SNR W 49 B（G43.3-0.2）的方向。一个明亮的未解决的伽玛射线源检测到的38西格玛的意义，发现符合SNR W 49 B。在0.2-200 GeV范围内的能谱逐渐向高能量方向变陡。在这个能量范围内，其光度估计为1.5 × 10 ^{36}（D/8 kpc）^2 erg s^-1。没有迹象表明伽马射线发射来自脉冲星。假设SNR壳层是γ射线产生的场所，观测到的光谱可以用质子-质子碰撞产生的中性π介子的衰变或电子韧致辐射来解释。计算出的导致LAT通量的相对论性粒子的能量密度估计非常大，无论是哪种伽马射线产生机制，U_{e,p}都大于10^4 eV cm^-3。
2010-08-25 astro-ph.HE
Indication for Decreasing Dispersion Measure in the Population of Repeating Fast Radio Bursts and Connection to Young Supernova Remnant Expansion
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physical Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学物理科学学院）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）
通过分析CHIME监测的19个重复FRB源，发现7个源有显著色散量演化，其中5个呈下降趋势；二项检验支持下降趋势更普遍，与年轻超新星遗迹膨胀导致局部电子密度下降的模型一致。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Measurements of $^{44}$Ti in Four Supernova Remnants
通过分析四个年轻超新星遗迹的XMM-Newton数据，研究$^{44}$Ti衰变产生的Sc K$_α$ X射线，发现中等置信度谱线与伽马射线探测一致。
2025-07-15 astro-ph.HE
Search for $γ$-ray emission from SNRs in the Large Magellanic Cloud: a new cluster analysis at energies above 4 GeV
本研究利用15年、4 GeV以上的Fermi-LAT数据，采用两种聚类算法搜寻大麦哲伦云的超新星遗迹γ射线辐射，确认原有9个源并新增8个候选，深化了对其高能特性及样本完备性的认知。
2025-03-26 astro-ph.HE
Deep morphological and spectral study of the SNR RCW 86 with Fermi-LAT
RCW 86是一个年轻的超新星遗迹（SNR），在几个波长处显示出壳型结构，被认为是一个有效的宇宙射线（CR）加速器。早期的\textit{Fermi}大面积望远镜的结果报告说探测到$γ$射线的发射与RCW 86的位置一致，但由于统计数据不佳，其起源（轻子或强子）仍然不清楚。由于6.5年的数据采集的\textit{Fermi} -LAT和新的事件重建通过8，我们报告的空间扩展发射来自RCW 86的显着检测。该光谱由幂律函数描述，其具有在0.1- 500 GeV范围内的非常硬的光子指数（$Γ= 1.42 \pm 0.1_{\rm stat} \pm 0.06_{\rm syst}$）和高于100 MeV的能通量（$2.91$ $\pm$ $0.8_{\rm stat}$ $\pm$ $0.12_{\rm syst}$）$\times$ $10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。收集所有可用的多波长（MWL）数据，我们进行了宽带建模的非热辐射的RCW 86约束附近介质的参数，并带来新的提示$γ$射线发射的起源。对于整个SNR，建模有利于轻子的情况下，在一个两区模型的框架内，平均磁场为10.2 $\pm$ 0.7 $μ$ G和限制注入质子的最大能量为2 $\times$ 10 $^{49}$尔格的密度为1厘米$^{-3}$。另外，针对RCW 86的东北（NE）…
2016-01-25 astro-ph.HE
XMMU J0541.8-6659, a new supernova remnant in the Large Magellanic Cloud
XMM-牛顿仪器的高灵敏度提供了详细研究银河系和附近星系（如大麦云（LMC））中微弱和扩展源的机会。ROSAT PSPC对大麦哲伦星云的巡天已经发现了700多个X射线源，其中有46个超新星遗迹（SNRs）和候选者。我们观察了ROSAT PSPC目录中最有希望的SNR候选者之一周围的场，标记为[HP 99] 456与XMM-牛顿，以确定其性质。我们研究了XMM-牛顿数据以及新的无线电连续谱，近红外和光学数据。特别是，对X射线和无线电数据进行了光谱和形态学研究。在不同能带中获得的X射线图像揭示了两种不同的结构。低于1.0 keV的X射线发射显示出直径约为73 pc的SNR的壳状形态，这是LMC中已知的最大的SNR之一。对于它的热谱，我们估计电子温度为（0.49 +/- 0.12）千电子伏假设非平衡电离。高于1.0 keV的X射线图像揭示了SNR发射内的较小扩展源，位于SNR中心以西约1'处，并且与无线电连续谱中检测到的亮点源一致。该硬组分的范围为0.9'（即在~50 kpc的距离下~13 pc），并且具有非热光谱。硬源与ROSAT源[HP 99] 456的位置一致，并显示出子结构的指示。我们坚定地确定一个新的SNR在LMC与壳状形态和热谱。假设SNR处于Sedov阶段，则年龄约为23 kyr。我们探讨可能的协会的硬非热发射组件与脉冲星风星云（PWN）或背景活动星系核（AGN）。
2012-01-05 astro-ph.HE
A Systematic Survey for Broadened CO Emission Toward Galactic Supernova Remnants
我们目前的分子光谱对50银河系超新星遗迹（SNR）在毫米波长12 CO和13 CO J=2-1与海因里希赫兹亚毫米望远镜的一部分，系统调查的宽分子线（BML）地区的相互作用，分子云（MC）的指示。这些观察结果揭示了19个SNR的BML区域，包括9个新鉴定的与SNR相关的BML区域（G08.3-0.0、G09.9-0.8、G11.2 - 0.3、G12.2 +0.3、G18.6-0.2、G23.6+0.3、4C-04.71、G29.6+0.1、G32.4+0.1）。其余10个具有BML区域的SNR在大多数情况下证实了先前关于MC相互作用的证据（G16.7+0.1，Kes 75，3C 391，Kes 79，3C 396，3C 397，W 49 B，Cas A，IC 443），尽管我们证实朝向HB 3的BML区域与W3（OH）HII区域相关，而不是SNR。基于每个MC的系统速度，分子线诊断和云形态，我们测试这些检测是否代表SNR-MC相互作用。其中一个靶点（G54.1+0.3）以前有BML区域的迹象，但我们没有检测到向其扩展的发射。尽管扩展的12 CO J=2-1线发射应该对几乎所有的SNR-MC相互作用都是可检测的，但我们发现相对较少的例子;因此，相互作用的数量是低的。这一结果有利于机制以外的SN反馈作为基本触发恒星形成。此外，我们发现TeV伽马射线源和MC相互作用之间没有显着的关联，…
2015-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Absence of Radio Emission Reveals an Exceptionally Weak Explosion of the Putative Historical Supernova Pa 30
本文通过首次深度射电观测发现疑似历史超新星遗迹 Pa 30 无射电辐射，表明其爆发动能比典型超新星遗迹低 3-4 个数量级，对现有超新星遗迹解释提出挑战。
2025-09-19 astro-ph.HE
SRG/eROSITA discovery of a large circular SNR candidate G116.6-26.1: SN Ia explosion probing the gas of the Milky Way halo?
我们报道了在SRG/eROSITA全天空巡天中发现的一个新的X射线选择超新星遗迹（SNR）候选者SRGe~ J 0023 +3625 = G116.6-26.1。该源具有大的角度范围（直径为$\sim 4$度），近圆形形状和由氦和氢类氧发射线主导的X射线光谱。它缺乏明亮的对应物，类似的程度在其他波长，可以明确地与it. Given相对较高的银河系纬度的源，$b\approx-26$度，我们解释这些观测特性作为一个指示盘外的位置，这个SNR候选人。也就是说，我们认为这个天体起源于一颗Ia型超新星，该超新星在大约40000年前在距离太阳$\sim 3\,{\rm kpc}$的银河系晕的低密度（$\sim 10^{-3}\,{\rm cm^{-3}}$）和热（$\sim (1-2)\times10^6\,{\rm K}$）气体中爆炸。晕气体的低密度意味着前向激波下游的冷却和碰撞电离平衡（CEI）时间尺度比SNR的年龄长得多。这导致了相对较软的光谱，反映了气体的预冲击电离状态，以及由于通过增加的电子温度增强的碰撞激发而导致的等离子体发射率的强烈提升（与CEI相比）。如果得到证实，这样一个罕见的物体将为我们提供一个独特的“原位”探测银河系盘和晕之间界面附近的物理条件（密度，温度和金属丰度）。
2021-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio properties of the optically identified supernova remnant G107.0+9.0
绝大多数的银河系超新星遗迹（SNRs）都是通过它们的同步辐射来探测的。最近，光学探测到直径约为3度或75 - 100 μ c的演化的SNR G107.0+9.0，并显示出微弱的相关射电发射。此SNR需要进行详细的无线电研究。我们的目标是通过分析来自Effelsberg 100米和乌鲁木齐25米射电望远镜的新数据，以及现有的无线电调查，寻找SNR G107.0+9.0的无线电发射。银河系以外的无线电信噪比，在那里混乱是罕见的，必须非常微弱，如果他们还没有被确定到目前为止。以G107.0+9.0的H $α$辐射为指导，将其射电辐射与银河系大尺度辐射分离。在22 MHz和4.8 GHz之间检测到SNR G107.0+9.0的无线电发射，具有陡峭的非热谱，这确认G107.0+9.0为SNR。它的表面亮度是已知的银河系信噪比最低的。极化发射在1.4~GHz处被清楚地检测到，但在4.8~GHz处较弱。我们解释的偏振发射所造成的法拉第屏幕与G107.0+9.0及其周围环境。其沿视线方向的有序磁场小于1~ $μ$ G。在4.8~GHz处，我们确定了沿着G107.0+9.0的西部外围的去极化细丝，其磁场强度沿着视线$B{_{||}} \sim 15~μ$ G，这需要磁场压缩。G107.0+9.0增加了目前已知的少数，进化的，大直径，低表面亮度的银河系SNR。我们已经表明，这样的对象可以成功地提取无线…
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi-LAT Observation of Supernova Remnant S147
我们提出了一个大面积望远镜（LAT）的费米伽马射线空间望远镜在SNR S147（G180.0-1.7）附近的区域获得的伽马射线数据的分析。在0.2- 10 GeV能量范围内探测到的一个空间扩展γ射线源与SNR S_（147）相符。我们确认其空间扩展在>5sigma置信水平。伽马射线通量为（3.8 \pm 0.6）x 10^{-8}光子cm^{-2} s^{-1}，对应于该能量范围内的1.3 x 10^{34}（d/1.3 kpc）^2 erg s^{-1}的光度。伽马射线发射显示出与S147突出的H α细丝可能的空间相关性。没有迹象表明伽马射线辐射来自相关的脉冲星PSR J 0538 +2817。在残余物上积分的伽马射线谱可能是由中性π介子的衰变所主导的，这些介子是通过细丝中的质子-质子碰撞产生的。预先存在的CR的再加速和随后的灯丝中的绝热压缩足以提供所需的高能质子的能量密度。
2012-04-20 astro-ph.HE
Postshock turbulence and diffusive shock acceleration in young supernova remnants
本文通过流动不稳定性的共振和非共振两种状态，研究了SNR冲击波上游介质中的磁放大。它旨在更好地理解的扩散冲击加速（DSA）的效率，考虑各种弛豫过程中的下游介质中的磁波动。多波长的辐射签名来自SNR冲击波被用来把不同的下游湍流松弛模型进行测试。我们证实了Parizot等人（2006）的结果，即在观测到X射线细丝的年轻SNR中，最大CR能量不应远远超过PeV能量。为了匹配观测数据，我们推导出一个上限的磁场振幅，确保随机粒子再加速仍然效率低下。考虑到各种磁弛豫过程，我们提出了两个必要条件，以实现有效的加速和X射线细丝的信噪比：1/湍流必须满足不等式$2-β-δ_{\rm d} \ge 0$，其中$β$是湍流谱指数，而$δ_d$是弛豫长度能量幂律指数; 2/典型的弛豫长度必须是X射线边缘大小的顺序。我们确定，Alvénic/快磁声模式阻尼满足所有条件，而非线性柯尔莫哥洛夫阻尼不。面对以前的弛豫过程的观测数据，我们推断，在我们的信噪比样本，旧的（SN 1006和G347.3-0.5）未能验证所有的条件，这意味着他们的X射线灯丝很可能是由辐射损失控制。较年轻的SNR，Cas A，Tycho和Kepler，通过了所有测试，我们推断下游磁场幅度在200-300 $μ$高斯的范围内。
2010-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
VER J2227+608: A Hadronic PeVatron Pulsar Wind Nebula?
我们报告的GeV的$γ$射线发射的检测从甚高能量（VHE）$γ$射线源VER J2227+608与SNR G106.3+2.7的“尾巴”区域。GeV的$γ$ -射线的发射扩展和空间上与CO发射跟踪的分子云一致。VER J2227+608的宽频带GeV到TeV的发射可以很好地用指数为1.90 $\pm$ 0.04的单一幂律函数拟合，没有明显的向高能量的光谱截止指示。$γ$射线发射的纯轻子模型可以被X射线和TeV数据稍微排除。在强子模型中，CR的低能含量和硬$γ$射线谱，结合中心亮源结构，表明VER J2227+608可能是由PWN而不是SNR的冲击提供动力。质子分布的截止能量需要高于$\sim$ 400 TeV，这使其成为一个有吸引力的PeVatron候选者。未来即将建立的大型高空空气簇射天文台（LHAASO）和北部的切伦科夫望远镜阵列（CTA-North）的观测可以区分这些模型，并限制超新星遗迹中宇宙射线的最大能量。
2019-10-09 astro-ph.HE
Locating the CSM Emission within the Type Ia Supernova Remnant N103B
我们目前的结果，从深钱德拉观测的年轻Ia型超新星遗迹（SNR）0509-68.7，也被称为N103 B，位于大麦云云（LMC）。残骸显示出亮度的不对称性，西半球明显比东半球亮。以前的多波长观测将这种差异归因于密度梯度，并提出了星周物质的来源，与开普勒的SNR相似。我们应用聚类技术结合传统的成像分析，在空间上定位各种排放成分的残余。我们发现，O和Mg的排放是最强的沿冲击波，并符合斯皮策观测的尘埃排放和光学发射的非辐射冲击。在这些地区的O和Mg的丰度增强相对于平均LMC丰度，并出现作为一个独特的空间分布相比，喷出物的产品，支持星周介质（CSM）的解释。我们还发现，Cr的空间分布是相同的，在残留物的内部的Fe，并不符合在所有的O和Mg的排放。
2022-01-12 astro-ph.HE
Search for the Galactic accelerators of Cosmic-Rays up to the Knee with the Pevatron Test Statistic
研究应用 PTS 分析多个 γ 射线源，以超过 5σ 排除 RX J1713.7−3946 和 Vela Jr. 为 Pevatron，并发现部分源的质子能谱或延伸至 400 TeV。
2023-06-02 astro-ph.HE
Discovery of TeV Gamma-ray Emission Toward Supernova Remnant SNR G78.2+2.1
We report the discovery of an unidentified, extended source of very-high-energy (VHE) gamma-ray emission, VER J2019+407, within the radio shell of the supernova remnant SNR G78.2+2.1, using 21.4 hours of data taken by the VERITAS gamma-ray observatory in 2009. These data confirm the preliminary indications of gamma-ray emission previously seen in a two-year (2007-2009) blind survey of the Cygnus region by VERITAS. VER J2019+407, which is detected at a post-trials significance of 7.5 standard deviations in the 2009 data, is localized to the northwestern rim of the remnant in a region of enhance…
2013-05-28 astro-ph.HE
HESS J1427-608: an unusual hard unbroken $γ-$ray spectrum in a very wide energy range
我们报告了一个GeV的$γ$射线源的检测，它在空间上是重叠的，因此很可能与身份不明的甚高能量（VHE）$γ$射线源HESS J1427-608与通过8数据记录的费米大面积望远镜。在$3-500$ GeV的能量范围内，该源的光子谱可用指数为$1.85\pm0.17$的幂律方程描述，在几百GeV处，测量的通量与HESS J1427-608的通量平滑连接。该源显示没有显著的延伸和时间变化。宽频带的GeV-TeV发射超过四十年的能量可以很好地拟合一个单一的幂律函数的指数为2.0，没有明显的迹象表明，向高能量的光谱截止。这样的结果意味着HESS J1427-608可能是PeV粒子加速器。根据多波长光谱拟合，讨论了HESS J1427-608的可能性质。考虑到相对较大的误差，轻子或强子模型都可以解释从射电到VHE $γ$ -射线的多波长数据。推测的磁场强度为几个$μ$ G，小于超新星遗迹（SNR）的典型值，与某些脉冲星风星云（PWNe）一致。另一方面，平坦的$γ$射线谱与典型的PWNe略有不同，但与一些已知的SNR相似。
2016-11-30 astro-ph.HE
TeV γ-ray observations of the young synchrotron-dominated SNRs G1.9+0.3 and G330.2+1.0 with H.E.S.S
壳型超新星遗迹（SNRs）G1.9+0.3和G330.2+1.0的X射线发射的非热性质表明这两个物体的激波前沿存在强烈的粒子加速。这表明信噪比是极高能（VHE; E $>$ 0.1 TeV）γ射线观测的主要候选者。G1.9+0.3最近被确定为银河系中最年轻的已知SNR，也为研究VHE域中SNR演变的最早阶段提供了独特的机会。这项工作的目的是探测VHE的γ射线发射水平从两个SNR和使用它来约束它们的物理特性。使用H.E.S.S.进行观察。(High能源立体系统）切伦科夫望远镜阵列在2004-2010年的六年多时间里。获得的数据具有67小时的有效寿命为G1.9+0.3和16小时的G330.2+1.0。数据分析的背景下，目前可用的多波长观测和轻子和强子粒子加速方案的框架。G1.9+0.3或G330.2+1.0细胞均未检测到明显的γ射线信号。对于假定的谱指数r = 2.5，来自G1.9+0.3和G330.2+1.0的TeV通量的上限（99%置信水平）分别设定为高于0.26 TeV的5.6 $\times$ 10 $^{-13}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$和高于0.38 TeV的3.2 $\times$ 10 $^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$。在一个轻子区的情况下，这些上限意味着内部磁场的下限，对于G1.9+0.3，B $_{\mathrm{G1.9…
2014-04-06 astro-ph.HE
