Vortical amplification of magnetic field at inward shock of supernova remnant Cassiopeia A
我们提出了一个解释的时间变化的$X$射线通量最近报道的多历元活动的$15$年的观测超新星遗迹仙后座A的{ \it钱德拉}。我们第一次定量地表明，$[4.2-6]$ keV非热通量增加到$50\%$的痕迹的增长，由于旋涡放大机制，在反射向内冲击碰撞内部的超密度的磁场。与冲击加速时间尺度相比，快速同步加速冷却定性地支持通量降低。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Neutron Star with a Carbon Atmosphere in the Cassiopeia A Supernova Remnant
热中子星的表面覆盖着稀薄的大气层。如果在中子星形成后有吸积，则大气层可能由轻元素（H或He）组成;如果没有吸积发生或如果在吸积后发生热核反应，则预计会有重元素（例如Fe）。尽管进行了详细的搜索，但观测仍无法确认孤立中子星的大气成分。在这里，我们报告的紧凑的X射线源在仙后座A超新星遗迹中心的档案观测分析。我们表明，碳大气层中子星（低磁场）产生一个很好的适合的光谱。我们的发射模型，与其他人相比，意味着发射的大小与理论预测的中子星的半径一致。这一结果表明，有核燃烧的表面层，也确定了紧凑的来源是一个非常年轻的（~330岁）中子星。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Far-infrared [O III] and [O I] Observations of Dense CO-knots in the Supernova Remnant Cassiopeia A: Multi-phase Ejecta
超新星遗迹中密集、快速移动的喷出物结是分子和尘埃形成的主要场所。我们目前的SOFIA远红外光谱仪FIFI-LS观测Cas A中的富CO结，覆盖了北部壳的~1平方弧分区域，在[O III] 52和88微米和[O I] 63微米线。FIFI-LS谱表明，[O III]和[O I]的谱线轮廓与Herschel PACS [O III]和CO谱线轮廓相似。我们发现，[O III]地图显示非常不同的形态比[O I]地图。[O III]图显示了弥散的大尺度结构，两条[O III]线的比率表明在所绘制的区域内存在密度范围为500 - 10，000/cm ^3的气体。相反，[O I]图显示与密集的富CO结相关的明亮发射。63微米的[O I]线描绘了冷却的、致密的冲击后喷出物气体。我们发现，IR占主导地位的[O III]发射是从后冲击气体的基础上，其形态，高柱密度，和速度分布。我们描述了多相喷出物结，一生的团块，和生存的年轻超新星遗迹的尘埃。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
He abundance of Dense Circumstellar Clumps in the Cassiopeia A Supernova Remnant
本文报道了年轻超新星遗迹仙后座A星周致密团块的氦丰度分析结果。这些团块，这被称为准静态絮状物（QSF），是已知的，从以前的光学研究，以丰富的他随着N，但程度的他过剩相对于H仍然不确定。对于几个有近红外光谱数据的准分子流体，我们用Raymond激波程序分析了它们的He I 1.083 $μ$ m/Pa $γ$比值和[Fe II]线比值。根据我们的分析，在大多数这些QSF中，He相对于H是过量的$\lesssim 3$。这个He丰度的QSF与之前从N过剩中得出的结论一致，即当祖先恒星的大量H包层被剥离时，QSF被喷射出来。我们讨论了祖星的质量损失历史和QSF的起源。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-Infrared Spectroscopy of Dense Ejecta Knots in the Outer Eastern Area of the Cassiopeia A Supernova Remnant
本研究通过近红外多目标光谱分析仙后座A东部外区NE喷流与Fe K羽流的抛射物结，揭示其元素组成差异及富铁致密结的起源。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust masses for SN 1980K, SN1993J and Cassiopeia A from red-blue emission line asymmetries
我们提出了Monte Carlo谱线转移模型，研究了尘埃对核塌缩超新星SN 1980 K和SN 1993 J以及年轻核塌缩超新星遗迹仙后座A的甚晚期发射谱线的影响。它们的蓝移发射峰是由尘埃去除了从残骸远侧发射的红移光子而产生的，而扩展的红色发射翼的存在被用来限制尘埃的成分和半径，并确定残骸中尘埃的质量。我们估计SN 1993 J在16年的尘埃质量在0.08 - 0.15 M $_\odot$之间，SN 1980 K在30年的尘埃质量在0.12 - 0.30 M $_\odot$之间，Cas A在$\sim$ 330年的尘埃质量在1.1 M $_\odot$之间。我们的模型为强氧禁线的Cas A需要的整体建模的配置文件被转移到红色之间的700 - 1000公里s $^{-1}$，与以前的估计一致的动态重心的移动，这个残余。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared Extinction due to Cool Supernova Dust in Cassiopeia A
我们提出的消光测量的结果对主要的喷出物壳的仙后座A超新星（SN）遗迹使用的两个近红外（NIR）[Fe II]线之间的流量比在1.26和1.64 $μ{\rm m}$。我们发现一个明确的相关性之间的近红外消光（$E(J-H)$）和喷出物节的径向速度，表明红移节系统更模糊比蓝移的。这种内部的“自我灭绝”强烈表明，大量的SN尘埃居住在内部和周围的主要喷出物壳。在壳的南部的一个位置，我们测量$E(J-H)$的SN尘埃0.23 $\pm$ 0.05马格。通过分析在该位置的热尘埃发射的光谱能量分布，我们表明，有温暖的（$\sim$ 100 K）和冷（$\sim$ 40 K）SN尘埃成分，后者是负责观察到的$E(J-H)$。我们调查了可能的颗粒种类和每个组件的大小，发现温暖的SN尘埃需要硅酸盐颗粒，如MgSiO $_{3}$，Mg $_{2}$ SiO $_{4}$，和SiO $_{2}$，而冷尘埃可以是小（$\leq$ 0.01 $μ{\rm m}$）Fe或大（$\geq$ 0.1 $μ{\rm m}$）Si颗粒。我们认为，在仙后座A的温暖和凉爽的尘埃成分代表颗粒物质产生的扩散SN喷出物和密集的喷出物团块，分别。
2015-07-20 astro-ph.GA
The Three-Dimensional Structure of Interior Ejecta in Cassiopeia A at High Spectral Resolution
我们使用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪来创建仙后座A超新星遗迹中心区域的高分辨率光谱图，使我们能够对其3D结构进行多普勒重建。负责这次发射的喷出物尚未遇到残骸的反向冲击或星周介质，使其成为探索超新星爆炸本身动力学的理想实验室。我们观察到，O，Si和S喷出物可以形成片状结构以及细丝。来自恒星不同核合成层的Si和O在某些区域的速度空间中是重合的，而在另一些区域则相隔500 km/s或更远。向我们飞来的喷出物平均比远离我们的物质慢约900公里/秒。我们将我们的观测结果与最近的超新星爆炸模型进行比较，发现没有一个模型可以同时再现所有观测到的特征。然而，不同超新星爆炸的模型可以共同产生观测到的内部发射的几何形状和结构。我们使用模型的结果来解决超新星爆炸期间的条件，集中在冲击波结构的不对称性。我们还预测仙后座A的背面将在30年内开始变亮，正面将在100年内开始变亮。
2010-06-04 astro-ph.GA
From total destruction to complete survival: Dust processing at different evolutionary stages in the supernova remnant Cassiopeia A
本研究通过磁流体动力学模拟与团块建模，探究仙后座A超新星遗迹不同演化阶段反向激波对尘埃的破坏情况，发现尘埃存续率随激波撞击时间延后及颗粒尺寸增大而提升。
2024-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Large-field J=1-0 Survey of CO and Its Isotopologues Toward the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们对仙后座A超新星遗迹（SNR）的$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O $J=1-0$辐射进行了大视场同步观测，SNR覆盖了$3.5^{\circ}\times3.1^{\circ}$的天区。Cas巨分子云（GMC）主要由三个质量为$10^4-10^5\ M_{\odot}$量级的单体云组成。由GMC的$\rm{^{13}CO}$发射得到的总质量为2.1 $\times10^{5}\ M_{\odot}$，由$\rm{^{12}CO}$发射得到的总质量为9.5 $\times10^5\ M_{\odot}$。两个区域的扩大（6 $-$ 7公里秒$^{-1}$）或不对称的$^{12}$ CO线配置文件被发现在附近（在10 $'\times10'$区域）的Cas A SNR，表明可能的SNR和GMC之间的相互作用。使用GAUSSCLUMPS算法，547 $^{13}$ CO块被确定在GMC中，其中54 $\%$是超临界的（即$α_{\rm{vir}}<2$）。分子团簇的质谱遵循指数为$-2.20$的幂律分布。GMC的逐像素列密度可以用对数正态概率分布函数（N-PDF）拟合。大麦哲伦星系中氢分子的平均柱密度为$1.6\times10^{21}$ cm $^{-2}$，而大麦哲伦星系一半的质量都包含在H $_2$柱密度低于$3\times10^{21}$ c…
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust mass in Cassiopeia A from a spatially resolved Herschel analysis
理论模型预测，核心坍缩超新星（CCSNe）可能是有效的尘埃制造者（0.1-1.0 Msun），可能是早期宇宙中大部分尘埃产生的原因。然而，这种粉尘产生效率的观测证据目前仅限于少数CCSN残留物（例如，SN 1987 A，蟹状星云）。在本文中，我们重新审视仙后座A（Cas A），一个330岁的富含O的银河系超新星遗迹（SNR）嵌入在一个密集的星际前景和背景中产生的尘埃质量。我们提出了第一个空间分辨分析的基础上，斯皮策和赫歇尔红外和亚毫米数据在一个共同的分辨率为~0.6弧分，这5弧分直径残留污染线发射和同步辐射仔细去除。我们用四组分星际介质和超新星尘埃模型拟合了17 ~ 500微米的尘埃连续体。我们在Cas A未受冲击的喷出物中发现了冷尘埃的浓度，并推导出SNR中新鲜产生的硅酸盐颗粒的质量为0.3-0.5兆太阳能，下限>=0.1-0.2兆太阳能。对于50%的硅酸盐型颗粒和50%的碳质颗粒的混合物，我们推导出总SN尘埃质量之间的0.4 Msun和0.6 Msun。这些尘埃质量的估计值高于大多数以前对Cas A的研究，并支持超新星主导的高红移尘埃产生的情景。我们还导出了Cas A附近的星际消光图，其平均值为A_V=6-8等，最大值为A_V=15等。
2017-01-08 astro-ph.GA
A Comparative Study of the Supernova Remnant Cassiopeia A from 2013--2020 Deep [Fe II]+[Si I] Images
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体物理与空间科学研究所）；Samsung SDS（三星SDS）
利用2013-2020年深[Fe II]+[Si I]图像，研究Cassiopeia A超新星残骸的形态和运动学变化，发现高速运动喷射物结的显著波动及壳层扩展模式。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Near-Infrared [Fe II]+[Si I] Emission Line Image of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了一个长曝光（~10小时）的超新星（SN）残余仙后座A（Cas A）的图像与UKIRT的3.8米望远镜使用窄带滤波器中心在1.644微米的排放。通带包含[Fe II] 1.644 μ m和[Si I] 1.645 μ m线，我们的“深[Fe II]+[Si I]图像”提供了前所未有的Cas A全景图，以亚弧秒（~0.7弧秒或0.012 pc）分辨率显示了冲击和未冲击的SN喷出物以及冲击的星周介质。未受冲击的SN喷出物的漫射发射具有团块、细丝和弧的形式，并且它们的空间分布与Spitzer [Si II]红外发射的空间分布很好地相关，这表明发射可能是由于[Si I]线而不是像在受冲击的材料中那样的[Fe II]线。Cas A的光学不可见的西部区域的结构首次被清楚地看到。该地区充满了许多准固定絮凝体（QSF）和破碎的喷出物壳的碎片。我们认为，在这个地区的异常无线电特性可能是由于这种密集的团块的数量增加。我们在[Fe II]+[Si I]深图像中识别了309个结，并将其分为QSF和快速移动结（FMK）。QSF的H+He总质量约为0.23 Msun，这意味着在祖先的红超巨星风中，致密团块的质量分数为4- 13%。QSF的空间分布表明，在SN爆炸前$10^4$-$10^5$年，存在高度不对称的质量损失。发射[Fe II]谱线的致密铁喷射物的质量约为3 x $10^{-5}$ Msun。…
2018-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
LOFAR detections of low-frequency radio recombination lines towards Cassiopeia A
利用低频阵（LOFAR）的低波段高光谱分辨率望远镜观测仙后座A。这允许沿着该源的视线搜索无线电复合线（RRL）。从两个独立的LOFAR数据集中，在40和50 MHz之间的吸收中检测到五个碳-α RRL，信噪比> 5。在我们的光谱中，从整个超新星遗迹中提取的RRL的线速度（v_LSR ~ -50 km/s）和积分光学深度（~ 13 s^-1）与每个LOFAR数据集以及先前报道的数据一致。这是第一次，我们能够提取光谱对最亮的热点的残余在频率低于330兆赫。这些光谱显示出明显更高的（15- 80%）积分光学深度，表明在残骸表面上的吸收气体分布中存在约1 pc量级的小尺度角结构。我们还对氢和氦RRL的峰值光学深度设定了3 x 10^-4的上限。这些结果表明，LOFAR具有所需的光谱稳定性和灵敏度，以研究微弱的复合线的decliter带。
2013-02-13 astro-ph.GA
X-ray observation of the shocked red supergiant wind of Cassiopeia A
Cas A是一个银河系超新星遗迹，其超新星爆炸被观测到是IIb型的。已知它的SN类型，对Cas A祖先的质量损失历史的观测限制可以提供关于大质量恒星最终命运的关键信息。本文利用Chandra X射线天文台的1 Ms观测资料，研究了Cas A中冲击环境气体的X射线特征，并试图约束其前身星的质量损失历史。我们确定从冲击周围气体沿残骸的外边界的热发射。测量的径向变化的光谱参数的冲击环境气体的自相似的解决方案的Chevalier的比较表明，Cas A是扩大到一个拱星风，而不是到一个均匀的介质。我们估计风密度nH ~ 0.9 $\pm$ 0.3 cm $^{-3}$在目前的外半径的残余物（~3 pc），我们解释为一个密集的慢风从红超巨星（RSG）的明星。我们的结果表明，Cas A的祖星的初始质量约为16 Msun，爆炸前的质量约为5 Msun，不确定性为百分之几十。此外，研究结果表明，在祖星损失的质量（约11 Msun）中，有相当大的一部分（超过6 Msun）可能是通过其RSG风损失的。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far-infrared Polarization of the Supernova Remnant Cassiopeia A with SOFIA HAWC+
本研究利用SOFIA的HAWC+仪器观测仙后座A超新星遗迹的远红外偏振，证实尘埃颗粒大且以硅酸盐为主、与磁场强排列，估算出喷流尘埃质量下限，支持核心坍缩超新星是高红移星系尘埃重要来源的假说。
2023-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Pristine Circumstellar Material of the Cassiopeia A Supernova
仙后座A是附近的年轻超新星遗迹，为研究核心坍缩超新星爆炸提供了独特的实验室。仙后座A从其光回波的光谱中被认为是IIb型超新星，但超新星的直接祖先仍然不确定。在这里，我们报告的结果，近红外，高分辨率光谱观测仙后座A，我们发现了原始的拱星物质的超新星祖先。我们的观测揭示了一个强烈的铁（Fe）的发射线，从一个拱星团块，尚未处理的超新星冲击波。对观测到的光谱和HST图像的综合分析表明，这种未经处理的星周物质中的大部分Fe是气相的，而不是像一般星际介质那样耗尽到尘埃颗粒上。这一结果是一致的理论模型的尘埃凝结的材料，是高度富集的hoc循环产品，支持的想法，即块起源附近的他核心的祖。最近发现IIb型超新星可能是由一颗具有薄氢包层的蓝超巨星爆炸产生的，我们的结果支持仙后座A的这种情况。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shockingly Bright Warm Carbon Monoxide Molecular Features in the Supernova Remnant Cassiopeia A Revealed by JWST
本文利用JWST对超新星遗迹仙后座A进行多波段成像和光谱观测，揭示CO分子在反向激波后重新形成并呈现异常明亮复杂的振转谱线特征，通过LTE建模得到1080 K温度，为超新星中尘埃、分子与电离抛射物的关联及早期宇宙尘埃形成提供了关键约束。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The dust mass in Cassiopeia A from infrared and optical line flux differences
在一些高红移星系中发现了大量的尘埃，这使得人们认为核心坍缩超新星（CCSNe）是其尘埃的主要来源，并激发了对本地CCSNe形成的尘埃质量的测量。对于Ⅱ b型CCSN的富氧残骸仙后座A，尘埃质量为0.6-1.1 M的$_\odot$已经用两种不同的方法测定，即（a）从它的远红外光谱能量分布和（b）从它的积分光谱中红蓝发射线的不对称性分析。我们提出了第三种独立的方法来确定Cas~A中所含尘埃的质量。这比较了从[O~{ \sc iii}]远红外和可见光区发射线在类似孔径中测量的相对通量，考虑到前景尘埃消光，以确定内部尘埃光学深度，从该光学深度可以获得相应的尘埃质量。用这种方法我们确定了Cas~A范围内的尘埃质量至少为0.99 $^{+0.10}_{-0.09}$ ~M $_\odot$。
2021-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Korean 1592--1593 Record of a Guest Star: An `impostor' of the Cassiopeia A Supernova?
仙后座A（Cas A）超新星（SN）事件的缺失历史记录意味着SN的大灭绝，可能比目前SN遗迹的星际灭绝更大。在这里，我们调查的可能性，出现在附近的Cas A在1592- 1593年在韩国历史书可能是一个“冒名顶替者”的Cas A SN，即，一个明亮的瞬变，似乎是一个SN，但没有摧毁祖星，强烈的质量损失提供了额外的拱灭绝。我们首先回顾了韩国的记录，并表明不能排除客星和Cas A之间的空间巧合，而不是以前的研究。基于现代天体物理学的核心坍缩SN的发现，我们认为，Cas A可能有一个冒名顶替者，并获得其预期的属性。事实证明，Cas A SN冒名顶替者一定是明亮的（$M_V =-14.7 \pm 2.2$等），并且在喷出的包层和/或之后的强风中应该形成了一定量的可见消光为$\ge 2.8\pm 2.2 $等的尘埃。质量损失必须是球面非对称的，才能看到SN事件的光回波，而不是冒名顶替事件的光回波。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Free-free absorption parameters of Cassiopeia A from low-frequency interferometric observations
上下文仙后座A是我们银河系中研究最广泛的超新星遗迹之一。利用低频观测资料分析其光谱特征，对于理解射电源通过SNR环境和星际介质传播到观测者的演化过程具有重要作用。目标。在本文中，我们提出了测量的集成光谱的Cas A的特性的自由-自由吸收对这个SNR。我们还增加了新的测量，以跟踪其缓慢演变和下降的综合通量密度。方法.我们使用巨大的乌克兰射电望远镜（GURT）测量仙后座A在16-72兆赫的频率范围内的连续谱。2019年5月至10月，用GURT的两个子阵测量了仙后座A相对于射电星系天鹅座A参考源的射电通量密度，用作二元相关干涉仪。结果我们测定了仙后座A内、外吸收电离气体的发射量度、电子温度和离子平均电荷数。一般来说，它们的值接近Arias et al.（2018）提出的值，尽管有些值略有差异。在不存在成团的情况下，我们发现，在电子密度为15.3 cm^-3时，M = 2.61太阳质量的未受冲击的喷出物的气体温度为T=100 K。如果聚集因子为0.67，那么0.96太阳质量的未受冲击的喷射物的电子密度为18.7 cm^-3。结论.用GURT干涉观测得到的仙后座A的积分通量密度谱在测量误差范围内与理论模型一致，也与文献中的其他最近结果相当一致。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Cosmic ray acceleration in young supernova remnants
我们调查的外观磁场放大产生的宇宙射线逃逸电流的背景下，超新星遗迹冲击波。电流与宇宙射线的最大能量成反比，并且是激波速度的强函数。取决于冲击波的演变，这是截然不同的不同的环周环境，所需的最大能量的宇宙射线产生足够的电流，以触发非共振混合不稳定性，限制宇宙射线遵循不同的演变，并达到不同的值。我们发现，加速宇宙射线到~几PeV能量的最佳候选者是致密环境中的年轻残余物，例如红超巨星风，这可能适用于仙后座A。我们还发现，对于一个典型的背景磁场强度为5 microG的不稳定性是淬火在约1000年，使SN 1006只是在边界的候选人宇宙射线加速到高能量。
2013-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
