Dynamical evolution of supernova remnants breaking through molecular clouds
我们进行了三维流体动力学模拟的超新星遗迹（SNRs）内产生的分子云（MC）在其表面附近使用HLL代码（Harten等，1983年）。我们探索的动力学演化和SNRs的X射线形态后，突破MC表面的爆炸深度的范围内的表面和云的密度比的云间介质（ICM）。我们发现，如果一个SNR突破MC表面在其Sedov阶段，最外层的致密壳层的残留物被分成几层。分裂的层受到瑞利-泰勒不稳定性和破碎。另一方面，如果SNR突破MC后，残留物进入雪犁阶段，辐射壳层不被划分成层。我们还比较了我们的一维模拟在分层介质中的SNR的扩展以前的解析解的预测。此外，为了研究热复合信噪比中的中心亮X射线形貌，我们还合成了表面亮度。在后期阶段，突破SNR显示在我们的结果中MC内部的中心明亮X射线形态。我们将我们的模型应用于热复合SNR 3C 391的X射线形态的观测结果。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cygnus Loop's Distance, Properties, and Environment Driven Morphology
天鹅座圈是银河系中最明亮、研究最充分的超新星遗迹之一。然而，它的距离仍然不确定，从而破坏了对其许多基本性质的定量理解。在这里，我们提出了适度的分散光谱的恒星投影的位置朝着遗迹。三颗恒星的光谱显示Na I 5890、5896 A和Ca II 3934 A的吸收特征与残骸的膨胀壳层有关，速度范围为-160至+240 km/s。结合盖亚DR 2对这些恒星的视差测量和其他最近的观测，我们发现到天鹅座圈中心的距离为735 +/-25 pc，仅略低于Minkowski在60年前提出的770 pc值。利用这个新的距离，我们讨论了残骸的物理性质，包括大小，SN爆炸能量，和冲击波速度。我们还提出了多波长的发射图，它揭示了，而不是位于一个祖先风驱动的腔长期以来一直假设，天鹅座圈位于一个扩展的，低密度的区域。这些图像以前所未有的清晰度显示了与残骸相互作用的局部星际云的大小和位置，而不是由风驱动的空腔壁，从而产生了其大尺度形态。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray emission from the mixed-morphology supernova remnant HB 9
我们提出的混合形态超新星遗迹HB 9的中心区域的光谱分析的结果。先前对该源的Ginga观测检测到高于4 keV的硬X射线成分，并且该特定X射线成分的来源仍然未知。我们的研究结果表明，提取的X射线光谱是最好的表示由碰撞电离平衡等离子体的温度为~0.1-0.2 keV（星际物质成分）和电离等离子体的温度为~0.6-0.7 keV和电离时标>1 x 10^{11} cm^{-3} s（喷出物成分）组成的模型。在4 keV以上的中心区域没有发现明显的X射线发射。以前的工作报告的重组等离子体模型不能解释我们的光谱。
2020-04-16 astro-ph.HE
Morphology Study for GeV Emission of the Nearby Supernova Remnant G332.5-5.6
本研究针对邻近超新星遗迹G332.5-5.6，提出半径约1.06度的高斯盘作为伽马射线空间模型，发现其GeV辐射存在约7σ的显著光变，且观测结果可通过具平坦谱的轻子或强子模型解释。
2024-03-09 astro-ph.HE
Identifying a point-symmetrical morphology in the core-collapse supernova remnant W44
本研究识别出核坍缩超新星遗迹W44的点对称形态，支持由多对喷流塑造，为抖动喷流爆炸机制作为核心坍缩超新星主要爆炸机制提供了新证据。
2024-11-07 astro-ph.HE
An XMM-Newton Study of the Mixed-Morphology Supernova Remnant G346.6-0.2
我们提出了一个X射线成像和光谱研究的分子云相互作用的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）G346.6-0.2使用XMM-牛顿。残骸的X射线光谱很好地描述了一个重组的等离子体，最有可能来自绝热冷却，并具有亚太阳的Mg，Si和S丰度。我们的拟合还表明，要么存在一个额外的幂律组件的光子指数为$\sim$ 2，或一个额外的热组件的温度为$\sim$ 2.0 keV。我们调查了该成分的可能起源，并认为它可能来自银河山脊X射线发射、身份不明的脉冲星风星云或在冲击中加速的高能粒子的X射线同步加速器发射。然而，需要对这个物体进行更深入，高分辨率的观测，以揭示这个特征的存在和起源。根据它的形态、银河系纬度、周围环境的密度以及它与致密分子云的联系，G346.6-0.2很可能来自一个经历过核心坍缩的巨大祖先。
2017-07-28 astro-ph.HE
Localized Recombining Plasma in G166.0+4.3: A Supernova Remnant with an Unusual Morphology
我们用朱雀号观测了银河系混合形态超新星遗迹G166.0+4.3。残骸西部的X射线谱由单组分电离等离子体模型很好地表示。东北部地区的光谱可以用两个分量来解释。一个是富Fe组分，其电子温度为$kT_e = 0.87_{-0.03}^{+0.02}$ keV。另一种是具有$kT_e = 0.46\pm0.03$ keV、初始温度$kT_{init} = 3$ keV（固定）和电离参数$n_et = (6.1_{-0.4}^{+0.5}) \times 10^{11} \rm cm^{-3} s$的轻元素复合等离子体分量。对于复合等离子体的形成过程，考虑了稀薄和热传导两种情况。前者将不被看好，因为我们发现重组血浆只在东北地区，而后者将解释RP的起源。在后一种情况下，预计在爆炸波与冷的致密气体接触的残骸的一部分中会出现RP。排放测量表明东北部地区的环境气体密度较高。射电壳层的形态和GeV的伽马射线发射也表明该区域存在分子云。
2017-01-16 astro-ph.HE
A Chandra X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant 3C400.2
我们提出了一个分析档案钱德拉观测的混合形态残留3C400.2。我们分析了残骸不同部分的光谱，以观察等离子体特性是否提供了混合形态类起源的线索。这些残骸经常表现出过度电离，这是热等离子体快速冷却的标志，以及元素的超太阳丰度，这是喷出物排放的标志。我们的分析表明，3C400.2的热辐射可以很好地用一个两分量非平衡电离模型来解释，其中一个分量是欠电离的，具有高温（$kT \approx 3.9$ keV）和超太阳丰度，而另一个分量具有低得多的温度（$kT \approx 0.14$ keV）和太阳丰度，并显示出过电离的迹象。温度结构，丰度值和密度之间的不同模型组件的对比表明，热的组件来自喷出物等离子体，而较冷的组件有星际物质的起源。这似乎是第一次在超新星遗迹的外部区域发现过电离等离子体，而内部区域的喷出物成分是欠电离的。此外，与喷出物相关的非电离平衡等离子体成分仅限于残留物的中心，较亮的部分，而较冷的成分主要存在于外部区域。因此，我们的数据可以最自然地解释一个进化的情况下，外部的残留物正在迅速冷却，由于已经扫了高密度的ISM，而内部的部分是非常热的，冷却效率低，由于等离子体的密度。这也被称为遗迹X射线场景。
2015-02-02 astro-ph.HE
Non-equilibrium ionization in mixed-morphology supernova remnants
超新星遗迹的混合形态类（MMSNRs）包括观测到的遗迹的相当大的一部分，但尚未就其起源达成共识。它们的性质的一个线索是存在显示X射线证据的等离子体重组的区域。最近的计算残余物的演变在多云的星际介质（ISM），包括热传导，但不包括非平衡电离（NEI）的承诺，在解释观察到的表面亮度分布，但不能确定是否存在重组等离子体。本文给出了二维和三维MMSNR的流体动力学数值模型，包括NEI效应的显式计算。空间电离分布和温度-密度图表明，复合发生在模拟MMSNR内，绝热膨胀和热传导引起复合，虽然在不同的区域。绝热膨胀产生的特征在空间和温度-密度图中很突出，但热传导也起作用。因此，热传导和绝热膨胀都对高温气体的冷却做出了重要贡献。现实的观测数据与来自不同地区的空间和光谱输入进行模拟。我们还讨论了使用温度-密度图和空间地图分析观测中的重组源和主导流体动力学过程的可能性。
2019-02-27 astro-ph.HE
ALMA CO Observations of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W49B: Efficient Production of Recombining Plasma and Hadronic Gamma-rays via Shock-Cloud Interactions
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对混合形态超新星遗迹（SNR）W 49 B进行了新的CO（$J$ = 2-1）观测。我们发现，CO云在$\sim$ 10公里秒$^{-1}$显示出良好的空间对应同步辐射连续谱以及X射线变形壳。大量的分子云占西部的壳，而不是东部的壳近红外H $_2$发射检测。在$\sim$ 10 km s $^{-1}$处的分子云显示出较高的动力学温度，为$\sim$ 20-60 K，表明发生了适度的激波加热。$ΔV \sim$ 6 km s $^{-1}$的云的膨胀运动是由来自前身系统的强风形成的。我们认为，桶状结构的富铁喷出物可能不仅是由一个不对称的爆炸，但也通过与密集的分子云的相互作用。我们还发现CO强度与复合等离子体的电子温度之间存在负相关关系，这意味着W 49 B高温复合等离子体的起源可以理解为热传导模型。通过采用平均气体密度$\sim$ $650\pm200$ cm $^{-3}$，估算加速宇宙线质子$W_\mathrm{p}$的总能量为$\sim$ $2\times 10^{49}$ erg。SNR年龄- $W_\mathrm{p}$图表明，W 49 B显示了γ射线亮SNR中最高的原位$W_\mathrm{p}$值之一。
2021-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recombining Plasma and Hard X-ray Filament in the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44
我们报告了典型的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）W 44的新特征。在用Suzaku获得的X射线谱中，首次探测到了高电离态原子的辐射复合连续谱。在重组阶段的热等离子体的光谱很好地再现。最佳拟合参数表明，电子温度的冲击加热的物质迅速冷却$\sim1$，keV到$\sim 0.5$，keV，可能是由于绝热膨胀（稀疏）发生在$\sim20,000$年前。我们还发现了硬X射线辐射，它表现出与射电连续谱灯丝空间相关的弧形结构。表面亮度分布与NANTEN 2观测到的分子云发射的$^{12}$ CO（J=2-1）有明显的反相关性。虽然硬X射线最有可能是由于云附近的同步加速器增强，但目前没有模型可以定量预测观测到的通量。
2012-08-01 astro-ph.HE
The supernova remnant J0450.4-7050 possesses a jets-shaped point-symmetric morphology
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究发现超新星残骸J0450.4-7050的点对称形态由喷流形成，支持抖动喷流爆炸机制为主要爆炸机制。
2026-02-10 astro-ph.HE
Numerically investigating the morphology of the supernova remnant SN 1006 in the ambient medium with a density discontinuity
对Ia型超新星遗迹SN 1006的多波段观测表明，它在射电、光学和X射线波段的发射形态具有特殊的性质。在硬X线片中，残留物是双侧的，有两个相对的明亮的肢体，有突出的突起。此外，还在射电、光学和软X射线波段探测到了暗条。使用3D HD模拟研究了残骸形态中这些特殊特征的原因。假设超新星喷出物是在密度不连续的环境介质中演化的，在稀薄介质中，残骸的边界半径较小，外壳由两个半径不同的半球组成。沿着特定的视线，突起出现在残留物的外围，因为来自具有较大半径的半球的边缘的发射位于来自小半球的壳的发射之外。此外，SN 1006的西北灯丝是由于视线与两个半球边缘附近的受冲击物质相交而产生的。结果表明，SN 1006的北东、西南翼上的突起和西北暗条的形态特征可以再现为与密度不连续介质相互作用的残留物。
2019-11-07 astro-ph.HE
The Age Evolution of the Radio Morphology of Supernova Remnants
最近的流体动力学模型的超新星遗迹（SNRs）表明，它们的演变在很大程度上取决于周围介质的不均匀性。随着信噪比的扩大，它们的形态受到其环境的不均匀和湍流结构的影响，这反映在它们的无线电连续辐射中。在本文中，我们测量了96个SNR的无线电连续图像的不对称性，从三个调查的银河平面和比较这些结果的SNR的半径，我们用它作为代理他们的年龄。我们发现，较大的（老）信噪比更椭圆/拉长，更镜像不对称比较小的（年轻）信噪比，虽然后者的不对称程度不同。这一结果表明，SNR壳变得更加不对称，因为他们扫了星际介质（ISM），在流体动力学模型中预测的SNR扩展在多相或湍流ISM。
2019-08-16 astro-ph.HE
How do supernova remnants cool? II. Machine learning analysis of supernova remnant simulations
本研究利用机器学习分析22个超新星遗迹模拟的光学发射，发现环境密度能显著改变遗迹演化并可被统计区分，但磁场影响不显著，且光学谱线衰减会干扰环境条件的判断。
2024-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Morphology of supernova remnants and their halos
超新星遗迹（SNRs）由于其非热辐射而被认为可以将粒子加速到相对论能量。从无线电到伽马射线观测的观测进展揭示了越来越多的形态特征，这些特征在对这些物体的发射进行建模时需要考虑。我们使用我们的随时间变化的加速代码RATPaC来研究超新星遗迹周围扩展的伽马射线晕的形成，以及当高能粒子开始从SNRs逃逸时所产生的形态学影响。我们进行了球对称的一维模拟，在其中我们同时解决了宇宙射线，磁湍流，热等离子体的流体动力学流动的输运方程。我们的模拟跨越了25,000年，因此涵盖了SNR演化的自由膨胀和Sedov-Taylor阶段。我们发现一个强大的差异在形态的γ射线发射SNRs在以后的阶段依赖于发射过程。在早期，逆康普顿和π介子衰变的形态都是壳状的。然而，一旦新加速粒子的最大能量开始下降，逆康普顿形态开始变得中心填充，而π介子衰变形态保持其壳状结构。此时逃逸的高能电子开始在SNR周围形成发射晕。有很好的前景，检测这种光谱硬发射与未来的切伦科夫望远镜阵列，因为有检测的变化，伽马射线光谱指数在整个内部的SNR。此外，我们发现一个不断减少的非热X射线通量，使得检测到的X射线不太可能后，SNR的演变的前几千年。在SNR的整个生命周期中，无线电通量不断增加，并在以后从壳状形态变为更中心填充的形态。
2021-08-24 astro-ph.HE
The Morphology and Dynamics of Jet-Driven Supernova Remnants: the Case of W49B
大质量恒星的星周介质（CSM）在超新星（SN）爆发前会受到恒星风的影响，因此超新星遗迹（SNR）的演化既受到爆发几何形状的影响，也受到CSM复杂结构的影响。最近的工作表明SNR W 49 B是一个喷气驱动的SN在复杂的CSM扩展的动机，我们探讨如何在喷气驱动的爆炸的动力学和金属分布修改与周围环境的相互作用。特别是，我们进行流体动力学计算研究的动力学和爆炸性核合成的喷气驱动SN触发的崩溃的25个太阳质量的沃尔夫-拉叶星及其随后的相互作用的CSM长达数百年的爆炸后。我们发现，虽然CSM的SNR的结构上有小规模的影响，整体形态和丰度模式是反映了SN爆炸的初始不对称性。因此，我们预测，喷气驱动的SNRs，如W 49 B，应该是可识别的基础上的形态和丰度模式，在长达几百年的年龄，即使他们扩展到一个复杂的CSM环境。
2013-09-26 astro-ph.HE
Identifying a point-symmetric morphology in supernova remnant Cassiopeia A: explosion by jittering jets
本文在仙后座A超新星遗迹中识别出由多对相反喷流塑造的点对称形态，有力支持抖动喷流爆炸机制（JJEM），并对中微子驱动爆炸机制提出严峻挑战。
2024-09-04 astro-ph.HE
A Novel Parameterization for Rapid Cooling in Supernova Remnants, with applications to the Pa 30 nebula
Purdue University（普渡大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文提出β参数描述超新星残骸的冷却过程，通过不同冷却时间尺度生成连续形态，揭示Pa 30星云的丝状结构形成机制及所需冷却功率。
2026-04-28 astro-ph.HE
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
Point-symmetric morphology in supernova remnant G11.2-0.3: the jittering jets explosion mechanism
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究发现超新星残骸G11.2-0.3中存在点对称形态，由三对相反的形态特征组成，提出抖动喷流爆炸机制解释其形成过程。
2026-03-28 astro-ph.HE
The Connection between Supernova Remnants and the Galactic Magnetic Field: A Global Radio Study of the Axisymmetric Sample
超新星遗迹（SNRs）的研究是理解包括我们银河系在内的星系中化学富集和磁性的基础。在努力了解SNRs的形态和银河系磁场（GMF）之间的联系，我们已经检查了我们的银河系中所有已知的SNRs的无线电图像，并编制了一个大样本，有一个“轴对称”的形态，我们定义为“双边”或“桶”形形态的SNRs，除了片面的外壳。我们选择了最干净的例子，并使用两个GMF模型在适当的银河系位置对每个例子进行建模，Jansson & Farrar（2012 a）的模型包括垂直晕分量，Sun et al.（2008）的模型完全平行于平面。由于磁场的大小和相对方向随着与太阳的距离而变化，因此我们分析的距离范围为0.5至10千秒差距。使用SNR扩展到环境GMF的物理激励模型，我们发现使用Jansson & Farrar（2012 a）的模型能够重现我们样本中许多SNR的观察到的形态。这些结果有力地支持存在一个离面，垂直分量的GMF，和SNR形态的银河场的重要性。我们的方法还提供了一个潜在的新方法，用于确定距离SNR，或相反，在大规模的GMF功能的距离，如果SNR距离是已知的。
2015-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
New Identification of the Mixed-Morphology Supernova Remnant G298.6-0.0 with Possible Gamma-ray Association
利用朱雀星对银河系超新星遗迹G298.6-0.0进行了X射线分析。X射线图像显示了射电壳层内部的中心填充结构，这意味着该SNR被归类为混合形态（MM）SNR。用单温电离平衡等离子体模型很好地再现了该谱，温度为0.78（0.70-0.87）keV。等离子体总质量为30个太阳质量，表明等离子体具有星际介质起源。本文讨论了与GeV γ射线源3FGL J1214.0-6236在SNR壳层上的关联，并与其他具有GeV γ射线关联的MM SNR进行了比较。结果发现，吸收校正的热X射线和GeV的伽马射线之间的通量比下降的MM SNR演变到更大的物理尺寸。G298.6-0.0的吸收校正X射线通量和3FGL J1214.0-6236的GeV伽马射线通量密切遵循这一趋势，这意味着3FGL J1214.0-6236可能是G298.6-0.0的GeV对应物。
2015-09-01 astro-ph.HE
Constraining the coherence scale of the interstellar magnetic field using TeV gamma-ray observations of supernova remnants
银河系的宇宙射线（CR）被认为是在超新星遗迹（SNR）的冲击加速。在强子的情况下，TeV的伽马射线发射从SNRs起源于衰变的π介子，产生于星际气体和CR的碰撞。使用CR-磁流体动力学模拟，我们表明，磁密度依赖的冲击加速是能够重现所观察到的TeV伽马射线形态的SNR，如船帆座小。和SN 1006单独通过改变磁性形态。这意味着伽马射线亮区是由准平行激波（即，当冲击波以与上游磁场成窄角度传播时），已知这能有效地加速CR质子，并且伽马射线暗区指向准垂直冲击波配置。模拟的伽马射线形态与观测结果的比较，使我们能够限制船帆座周围的磁相干尺度$λ_B$。以及SN 1006分别对应于$λ_B \simeq 13_{-4.3}^{+13}$ pc和$λ_B >200_{-10}^{+80}$ pc，其中SN 1006的环境磁场与大部分均匀一致。我们发现一致的纯强子和混合强子轻子模型，既再现多频谱从无线电TeV的伽马射线和匹配所观察到的伽马射线形态。最后，为了捕捉信噪比激波在云团星际介质中的传播，我们用数值模拟和解析方法研究了激波与稠密云团的相互作用。我们构建了一个解析的伽玛射线模型的核心崩溃SNR通过结构化星际介质传播，并表明伽玛射线光度只有30%的偏差为现实的参数。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the mixed-morphology supernova remnant IC 443. Origin of its complex morphology and X-ray emission
SNRs中观测到的物质形态和分布反映了SN爆炸波与周围环境的相互作用、与SN爆炸相关的物理过程以及祖星的内部结构。IC 443是一个位于相当复杂环境中的MM SNR：它与NW和SE区域的分子云以及NE区域的原子云相互作用。在这项工作中，我们的目的是调查的起源，复杂的形态和多热X射线发射观察到的SNR IC 443，通过研究的影响，不均匀的环境介质在塑造其观察到的结构，和探索的主要参数表征的残余。我们为IC 443开发了一个3D HD模型，该模型描述了SNR与环境的相互作用，参数化与多波长数据分析的结果一致。我们进行了充分的探索参数空间描述的初始冲击波和环境，以及周围的云。从模拟中，我们合成了X射线发射图和光谱，并将它们与XMM-牛顿收集的实际X射线数据进行了比较。我们的模型以自然的方式解释了SNR IC 443的复杂X射线形态的起源，能够首次再现大多数观察到的特征，包括当考虑爆炸时PWN CXCRJ 061705.3 +222127所在位置处的爆炸起源时的中心峰值X射线形态（MM SNR的特征）。在最能再现观测结果的模型中，喷出物的质量和爆炸的能量分别为$\sim 7 M_\odot$和$\sim10^{51}$ erg。通过对参数空间的探索，我们发现云的密度为$n>300$ cm $^{-3}$，SNR IC 443的年龄为$\sim8000$ yr。
2021-03-04 astro-ph.HE
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 astro-ph.HE
Numerical Simulations of Supernova Remnant Evolution in a Cloudy Interstellar Medium
超新星遗迹的混合形态类具有中心峰值X射线发射以及射电发射的壳状形态。怀特和朗提出，这些残留物是在多云介质中演化的，其中云一旦被膨胀的冲击波淹没，就会通过热传导蒸发。他们的分析模型对温度、密度和发射轮廓以及冲击演化进行了详细的预测。我们提出了二维和三维的数值流体动力学模型，包括热传导，测试的白色和长模型，并提出结果的演变和排放的残余物在多云介质中演变。我们发现，虽然White & Long模型的某些一般结果成立，例如残余物扩展的方式和X射线表面亮度分布的平坦化，但在细节上存在实质性差异。特别是，我们发现，X射线的光度是由早期的冲击云气体的排放为主，导致一个明亮的峰值，然后下降，蒸发变得更加重要。此外，云间气体的热传导效应（不包括在White & Long模型中）是重要的，并导致X射线亮度分布进一步平坦化以及X射线发射温度降低。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
An XMM-Newton study of the mixed-morphology supernova remnant W28 (G6.4-0.1)
我们已经进行了XMM牛顿成像和光谱研究超新星遗迹（SNR）W28，原型混合形态或热复合SNR，被认为是与分子云相互作用。所观察到的热X射线发射等离子体的特点是低金属丰度，没有证据表明喷出物。从变形的东北壳产生的X射线由温度为$\sim0.3$ keV的热分量加上热（温度$\sim 0.6$ keV）或非热（光子指数$=0.9$ -2.4）起源的硬分量组成。SNR内部的X射线发射是斑点状的，相应的光谱最好描述为非平衡电离中的冷（$kT\sim0.4$ keV）等离子体的发射，电离时标为$\sim4.3\times 10^{11}$ cm $^{-3}$ s加上碰撞电离平衡中的热（$kT \sim 0.8$ keV）气体。将双温度模型应用于较小的中心区域，我们发现不均匀的星际吸收，温度和密度分布，这表明残骸是在一个不均匀的环境中演化的，在东部和北部的物质更密集。微云蒸发机制可以从本质上解释中心X射线发射的性质，热传导也可能在与残余半径相当的长度尺度上起作用。电子温度为$\sim 0.6$ keV的重组等离子体模型也是可行的，用于描述热中心气体的重组年龄估计在$\sim2.9\times 10^4$年。
2014-07-24 astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
Modeling of the Radio Emission from the Vela Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河宇宙线（CR）加速的场所。船帆座是距离地球最近的银河系复合信噪比之一，伴随着船帆座脉冲星和它的脉冲星风星云（PWN）船帆座X。船帆座SNR是研究最多的遗迹之一，它受益于对各种物理参数（如距离和年龄）的精确估计。因此，这是一个完美的对象，在信噪比的物理过程进行详细的研究。船帆座SNR扩展到高度不均匀的多云星际介质（ISM），其动力学由ISM云的加热和蒸发决定。它具有不对称的X射线形态，这可以通过膨胀成两种密度不同的介质来解释。如果船帆座SNR的前身在靠近沃尔夫-拉叶星$γ^2$ Velorum的恒星风气泡边缘附近爆炸，因此一部分残骸膨胀到气泡中，就会发生这种情况。喷出物和残骸的主震与ISM云的相互作用导致形成二次冲击，在二次冲击处发生额外的粒子加速。这可能导致相对论性粒子在残余物中接近均匀的分布。我们计算的框架内的新的流体动力学模型，假设在恒星风泡的边缘超新星爆炸的同步辐射。模拟的射电辐射与残骸的总射电通量和源的复杂射电形态都吻合得很好。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multipole Analysis and Application to Supernova Remnant X-ray Images
本研究提出适用于圆形边界图像的多极分析方法，修正已有方法的误差，用于对比Ia型与核心坍缩型超新星遗迹的X射线形态，发现两类遗迹的多极矩形态无明显差异。
2025-05-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Recombining Plasma & Gamma-ray Emission in the Mixed-morphology Supernova Remnant 3C 400.2
3C 400.2属于混合形态超新星遗迹类，显示出中心填充的X射线和壳状射电形态。我们提出了一个研究3C 400.2与档案朱雀和费米-LAT观测。我们发现东北和东南地区的朱雀光谱中的重组等离子体（RP）。这些区域的光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：硬组件是在RP，而软组件是在碰撞电离平衡（CIE）条件。RP具有增强的丰度，表明X射线发射具有喷出物来源，而CIE具有与星际物质相关的太阳丰度。西北和西南地区的X射线光谱最适合由两个组件的热等离子体模型：电离和CIE等离子体。我们在$\sim$ 5 $σ$的能级上探测到了3C 400.2的GeV γ射线辐射，假设源模型为点源，具有幂律（PL）型谱。我们还发现了一个新的GeV源的水平$\sim$ 13 $σ$假设一个高斯扩展模型与PL型光谱的SNR附近。我们报告了3C 400.2和新的扩展γ射线源的分析结果，并在现有NANTEN CO数据、DRAO HI数据和朱雀X射线分析结果的背景下讨论了3C 400.2的γ射线发射性质。
2017-06-09 astro-ph.HE
A Suzaku X-ray study of the mixed-morphology supernova remnant Kes 69 and searching for its gamma-ray counterpart
Kes 69是一个混合形态（MM）超新星遗迹（SNR），已知与东北和东南地区1720 MHz羟基（OH）脉泽发射观测的分子云相互作用。我们利用$\sim$ 67 ks朱雀卫星对Kes 69进行了观测研究。整个SNR的X射线能谱符合非平衡电离模型，电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 2.5 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 4.1 $\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s，吸收柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.1 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$ .我们在光谱中清楚地检测到$\sim$ 6.5 keV处的Fe-K $α$线。等离子体显示镁，硅，硫和铁的丰度略有增加，表明等离子体很可能是喷出物的起源。我们发现没有显着的特点，在此SNR的重组等离子体。为了表征X射线光谱参数的径向变化，我们还分析了残留物中的环形区域。我们研究了Kes 69的爆炸成因，并倾向于核心塌陷成因。此外，我们报告缺乏显着的伽马射线发射从Kes 69，在分析了GeV的伽马射线数据采取了约9年的大面积望远镜上费米。最后，我们讨论了其他相互作用的MM SNR的背景下，Kes 69的属性。
2018-08-30 astro-ph.HE
Classifying core collapse supernova remnants by their morphology as shaped by the last exploding jets
本研究在喷流引发核心坍缩超新星爆炸的假设下，依据喷流塑造的形态将14个核心坍缩超新星遗迹分为五类，并结合抖动喷流爆炸机制将形态差异归因于坍缩前核心的比角动量，提出两项相关新结论。
2023-08-24 astro-ph.HE
The sculpting of rectangular and jet-like morphologies in supernova remnants by anisotropic equatorially-confined progenitor stellar winds
热核和核心坍缩超新星遗迹（SNRs）是已不存在的恒星的星云残留物。它们的形态和发射特性为了解祖星的演化历史提供了线索。但是，虽然一些SNR是球形的，正如从点状爆炸扩展到大致均匀的介质中所预期的那样，但许多其他SNR表现出复杂的非球形形态，这些形态通常不容易解释。在这项工作中，我们使用三维磁流体动力学模拟表明，矩形和射流状的形态可以解释超新星（SNe），无论是Ia型或II型，在各向异性，双极恒星风气泡驱动的祖星内膨胀。星风具有各向异性的密度分布，根据各向异性的特点，不同的渠道SN喷出物。我们计算合成的热（X射线）和非热（同步辐射）的发射图，从我们的数值模拟与观测比较。我们发现，当恒星风有一个高的质量损失率，并在赤道地区形成一个密集的，狭窄的磁盘时，产生矩形的形态。相反，当恒星风形成一个宽而密的圆盘时，就会得到类似喷流或耳朵的形态。低质量损失率的恒星风不会强烈影响SNR形态。最后，我们针对高质量损失率情况的合成同步加速器和X射线图在定性上与SNR G332.5-5.6和G290.1-0.8的观测结果一致。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Explaining the morphology of supernova remnant (SNR) 1987A with the jittering jets explosion mechanism
我们发现超新星（SN）1987 A的遗迹与四个超新星遗迹（SNRs）有一些共同的形态特征，这些超新星遗迹都有喷流成形的特征，由此我们加强了喷流在SN 1987 A爆炸中发挥了关键作用的说法。一些形态特征也出现在行星状星云中，在那里可以观察到喷流。超新星爆发的爆发机制可以解释SN 1987 A的结构，即：SNR 1987 A。我们进行了初步的尝试，以量化的质量，是通过一个吸积盘或带吸积到新生的中子星的角动量的波动。吸积盘/吸积带发射的喷流爆炸了核心坍缩超新星（CCSNe）。吸积盘/带的弛豫时间与抖动喷流爆炸机制中典型的喷流发射事件的持续时间相当，因此盘/带没有时间弛豫。我们认为，这可能解释不平等的两个相反的射流，后来导致不平等的两侧的细长结构的信噪比的CCSNe。我们重申我们先前的呼吁，即从中微子驱动的爆炸到CCSNe的喷气驱动的爆炸的范式转变。
2018-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of the effect of turbulent interstellar mediums on young supernova remnant morphology
本文通过三维纯流体动力学模拟和Kolmogorov密度扰动，检验湍流ISM对年轻超新星遗迹结构的影响，发现其可解释爆炸波与接触间断面接近及第谷速度平台。
2022-12-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The full evolution of supernova remnants in low and high density ambient media
超新星爆炸及其残余物（SNRs）驱动着重要的反馈机制，对宿主星系产生了相当大的影响。因此，对信噪比演化的认识对于理解星际介质的结构和星系的形成与演化具有重要意义。在这里，我们研究了均匀的环境介质中的信噪比的演变，从初始的，喷出物为主的阶段，到最后的，动量为主的阶段。数值模型是基于薄壳近似，并考虑了喷射气体和辐射冷却的配置。它准确地再现了众所周知的分析和数值结果，并允许一个研究的SNR在环境介质中的演变与广泛的密度$n_{0}$。结果表明，在高密度的情况下，强辐射冷却显着改变的冲击动力学和抑制Sedov-Taylor阶段，从而显着限制的反馈，信噪比提供给这样的环境。对于$n_{0}>5 \times 10^{5}$ cm $^{-3}$，由于强辐射冷却引起的冲击气体中的热压迅速下降，反向冲击没有到达爆炸中心。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cool core remnants in galaxy clusters
X射线星团根据其中心区域的观测性质，通常分为"冷核"（CC）和"非冷核"（NCC）两类。最近的结果表明，集群人口是双峰（Cavagnolo等人，2009年）。我们想了解观察到的星团分布是否是由于原始的两个不同的类别，而不是这些系统如何在宇宙时间内演化的差异。我们系统地研究了B55通量限制星系团子样本中NCC星系团的ICM，寻找具有冷核典型特征的区域，即低熵气体和高金属丰度。e.其特征在于相对低熵的气体（尽管不像CC系统中那样低）和金属丰度过量。我们称这些结构为“冷核残余物”，因为我们将它们解释为加热事件（在少数情况下AGN巨型爆发和更常见的合并）后的冷核残余物。我们推断，大多数NCC集群经历了一个冷的核心阶段，在他们的生活。事实上，大多数冷的核心残留物中发现的动态活动的对象提供了强有力的支持方案，集群核心的属性不是固定的“从头开始”，但在宇宙时间的演变。
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dynamics and Morphology of Cold Gas in Fast, Radiatively Cooling Outflows: Constraining AGN Energetics with Horseshoes
在星系和星系团中，通常可以观测到速度超过$100\,{\rm km\,s}^{-1}$的暖电离流和冷中性流。然而，理论研究表明，冲压压力从热风，驱动的中央活动星系核（AGN）或恒星爆发，不能加速现有的冷气体到如此高的速度而不破坏it.In这项工作中，我们探讨了一个不同的情况下，冷气体形式的快速，辐射冷却流出的温度$T\lesssim 10^7\,{\rm K}$。使用3D流体动力学模拟，我们证明了冷气体不断碎片的冷却流出，形成细长的对流结构延伸数十千秒差距。对于一系列物理上相关的温度和速度配置，垂直于运动方向的冷气环在流出中形成。这自然解释了英仙座星系团中横向冷气体细丝的形成，如蓝色环和马蹄形细丝。根据我们的研究结果，我们估计，活动星系核爆发负责形成这两个功能驱动双极外流速度$>2,000\,{\rm km\,s}^{-1}$和总动能$>8\times10^{57}\,{\rm erg}$约$\sim10$万年前。我们还研究了冷热气体混合层中的连续冷却，发现辐射冷却仅占总质量冷却速率的$\sim10\%$，表明软X射线和FUV辐射观测可能大大低估了星系团冷却流中冷气体的增长。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 astro-ph.HE
Overionization in X-ray spectra: a new paradigm for Mixed-Morphology SNRs
混合形态SNR的特征在于壳状的无线电发射、中心峰值X射线形态以及与分子云的相互作用。人们提出了许多模型来解释这些奇特的遗迹，但它们的物理起源仍然不清楚。最近发现的过度电离（i。e.重组）喷出物在3个混合形态SNR极大地挑战了所有以前的模型，并开辟了新的，意想不到的情况。我回顾了这些残留物的主要性质和它们独特的X射线光谱特性。我还讨论了流体动力学模型，以解释在W49B中存在的过电离喷出物，并提出了一个开放的问题，仍然需要澄清的列表。
2011-08-29 astro-ph.HE
Modelling the Gamma-Ray Morphology of HESS J1804-216 from Two Supernova Remnants in a Hadronic Scenario
HESS J1804-216是迄今为止发现的最明亮但最神秘的TeV伽马射线源之一。先前对这个TeV伽马射线源周围的星际介质（ISM）进行的弧分尺度研究表明，HESS J1804-216可能是由成熟的超新星遗迹（SNR）或脉冲星提供动力的，因此它的起源仍然不确定。在本文中，我们专注于扩散逃逸宇宙射线质子从潜在的SNR加速器。这些宇宙射线与ISM相互作用产生TeV伽马射线。我们利用从壳层逸出的粒子的各向同性扩散方程解来模拟质子进入ISM的能量依赖性逸出和传播。这项工作是第一次尝试模拟HESS J1804-216的伽马射线的空间形态，使用了Mopra和南银河平面巡天的弧分ISM观测。给出了附近两个潜在SNR对应物SNR G8.7-0.1和PSR J1803-2137的原始SNR的伽马射线光谱和空间分布。我们改变扩散参数和粒子谱，并使用网格搜索方法来找到模型参数的最佳组合。我们的结论是，适度缓慢的扩散是必要的两个候选人。最有希望的候选人是供电的TeV伽马射线从HESS J1804-216在强子的情况下是祖SNR的PSR J1803-213。
2022-01-27 astro-ph.HE
Identification campaign of supernova remnant candidates in the Milky Way. II. X-ray studies of G38.7-1.4
我们报告XMM-牛顿和钱德拉观测银河系超新星遗迹候选者G38.7-1.4，以及补充无线电，红外和伽马射线数据。在甚大阵观测到的射电壳层中发现了一个近似椭圆形的X射线结构。G38.7-1.4的X射线能谱可以用吸收碰撞电离平衡等离子体模型来描述，表明该等离子体是冲击加热的。根据形态学和光谱行为，我们认为G38.7-1.4确实是一个超新星遗迹，属于混合形态类别。
2014-03-03 astro-ph.HE
Self-Generated Cosmic-Ray Turbulence Can Explain the Morphology of TeV Halos
观测结果表明，空间扩展的“TeV晕”是年轻和中年恒星周围的一个常见（和潜在的普遍）特征。然而，它们的形态尚不清楚。它们比恒星残骸主导星际介质性质的“致密”区域要大，但比宇宙射线通过标准星际介质扩散模型中预期的要小。已经提出了几种解释，但都有缺点。在这里，我们重新审视一类模型，其中的宇宙射线梯度产生的中央源诱导流稳定性，“自我限制”的宇宙射线人口。我们发现，以前的研究大大低估了宇宙射线约束的程度，并表明，校正模型可以显着抑制宇宙射线扩散整个TeV晕，特别是当类似的贡献，从一致的超新星遗迹包括在内。
2021-11-01 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The jet-shaped pipe morphology in planetary nebulae and core-collapse supernova remnants
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
通过比较核心坍缩超新星遗迹和喷流行星状星云中横向延伸的窄暗区（管道）的形态，结合三对喷流爆炸数值模拟，提出喷流塑造了这些天体中的管道结构。
2026-10-06 astro-ph.HE
Attributing the supernova remnant RCW 89 to the jittering jets explosion mechanism
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本研究将超新星遗迹RCW 89的射电点对称形态归因于抖动喷流爆炸机制，论证其为独立遗迹，并解释多对喷流成因。
2025-10-16 astro-ph.HE
The connection between supernova remnants and the Galactic magnetic field: An analysis of quasi-parallel and quasi-perpendicular cosmic ray acceleration for the axisymmetric sample
超新星遗迹中宇宙射线的加速机制是该领域的一个悬而未决的问题。我们使用准垂直和准平行宇宙射线电子（CRE）加速的情况下，32个轴对称信噪比的样本模型。轴对称样本被定义为包括具有双侧、双边形态的SNR，以及具有单侧形态的SNR，其中一个分支比另一个更亮。使用坐标变换技术，我们插入一个泡沫状的模型SNR到银河系磁场的模型。由于SNR的无线电发射主要由同步辐射控制，并且由于这种发射取决于磁场和CRE分布，因此我们能够模拟SNR发射并将其与数据进行比较。我们发现，准垂直的CRE加速度的情况下是更符合数据比准平行的CRE加速度的情况下，与G327.6+14.6（SN 1006）是一个显着的例外。我们建议，SN1006可能是一种情况下，准平行和准垂直加速度同时在一个单一的SNR中发挥作用。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of Optically Selected Supernova Remnant Candidates in M33
覆盖强发射线的窄带图像是观测邻近星系超新星遗迹的有效手段。我们使用本星系巡天小组提供的窄带图像搜索M33的信噪比。在连续减影Ha和[SII]图像中剔除具有增强的[SII]/Ha和圆形形态的对象，我们产生199个源的列表。其中79个是以前未知的。对它们的祖先和形态类型进行了分类。大多数样本（170个天体）可能是核心塌陷SNe的残余，29个是Ia型SNe的残余。这些物体的累积尺寸分布被发现是类似的M31残留物，在类似的方式得到的。我们得到幂律斜率，a = 2.38 + 0：05。因此，大多数的来源被认为是在Sedov-Taylor阶段，与以前的调查结果一致。残留物的发射线比（[SII]/Ha）的直方图有两个浓度，[SII]/Ha约为0.55和约为0.8，与M31相同。有趣的是，紧凑中心亮天体的Lx（和L20 cm）与它们的光学光度相关。有X射线辐射的遗迹比无X射线辐射的遗迹具有更亮的光学表面亮度和更小的直径。
2014-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining Explosion Type of Young Supernova Remnants Using 24 Micron Emission Morphology
确定超新星遗迹（SNRs）的爆炸类型可能是具有挑战性的，因为SNRs有数百到数千年的历史，而超新星（SNe）是根据爆炸后几天的光谱特性进行分类的。先前对银河系和大麦云（LMC）超新星的热X射线辐射的研究表明，Ia型和核心坍缩（CC）超新星具有统计上不同的对称性，因此可以根据它们的X射线形态对这些源进行分类。在本文中，我们扩展了相同的技术，多极扩展技术，使用功率比，红外（IR）图像的信噪比，以测试它们是否可以使用其温暖的尘埃排放的对称性，以及类型。我们分析了档案斯皮策太空望远镜多波段成像光度计（MIPS）24微米观测以前使用的X射线样品，我们发现，这两类SNR分离根据其IR形态。Ia型超新星在统计上比CC型超新星更圆和镜像对称，这可能是由于不同的星周环境和祖先的爆炸几何形状。从广义上讲，我们的工作表明，红外辐射保留了信息的爆炸起源的SNR和提供了一种新的方法来类型的SNR的基础上，红外形态。
2013-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Spectroscopy of the Mixed Morphology Supernova Remnant W28 with XMM-Newton
本文报道了混合形态超新星遗迹（SNR）W28东北部的空间分辨X射线光谱。观察到的视场包括形成该SNR的边缘的突出且扭曲的壳发射以及朝向视场的西南边缘变亮的中心填充的X射线发射的一部分。壳层区光谱一般由处于碰撞电离平衡的光学薄的热等离子体辐射表示，其温度$\sim$ 0.3 keV，密度为10 cm $\sim$，远高于内部的密度。与此相反，我们在2- 10 keV波段的一个TeV $γ$射线峰上没有检测到明显的X射线通量，其通量上限为2.1 $\times$ × 10 $^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。TeV与X射线的大通量比大于16，分子云与TeV $γ$射线发射位置的空间重合表明，W 28的TeV $γ$射线是加速质子与分子云质子碰撞产生的$π^{0}$衰变发射。通过比较TeV波段的谱线和X射线上限，得到了磁场强度$B\lesssim$ 1500~ $μ$ G的一个弱上限。
2014-02-04 astro-ph.HE
Imprints of the jittering jets explosion mechanism in the morphology of the supernova remnant SNR 0540-69.3
我确定了一个点对称的结构，在最近发表的VLT/MUSE速度图的不同元素在一个平面上沿视线在超新星遗迹SNR 0540-69.3的中心，并认为，抖动的喷流，爆炸这个核心坍缩超新星形成这个点对称的结构。组成这个点对称结构的四对两个相对的团块表明，两到四对抖动的喷流在这个平面上形成了内部喷出物。此外，几条谱线的强度图像揭示了一条微弱的条带（主喷流轴），它是抖动喷流平面的一部分，它与其他一些SNR和一些行星状星云的形态特征相似，进一步表明了喷流的成形。我的解释意味着，除了不稳定性之外，喷流还混合了核心坍缩超新星喷出物中的元素。基于点对称结构，并假设抖动喷流爆炸了这颗超新星，我估计中子星出生踢速度在天空平面上的分量约为235 km/s，与主喷流轴方向成47度角。本文在抖动射流爆炸机理的框架内，对这一冲击方向和其它12个信噪比进行了分析。
2022-01-10 astro-ph.HE
The morphology of supernova remnant G0.9+0.1 implies explosion by jittering-jets
本文通过分析超新星遗迹G0.9+0.1的点对称形态，发现其由多对喷流塑造，从而支持抖动喷流爆炸机制为核坍缩超新星的主要爆炸机制。
2025-08-15 astro-ph.HE
Origin of the bilateral structure of the supernova remnant G296.5+10
在目前的工作中，我们模拟了超新星遗迹（SNR）G296.5+10，通过三维磁流体动力学（MHD）模拟。该遗迹属于双侧SNR群，并有一个额外的显著功能：：其东、西部的旋转测度（RM）有很大的不同。为了解释在射电连续谱和RM中观察到的形态，我们认为残骸膨胀成一种由祖先恒星的磁场与恒定的银河系磁场叠加形成的介质。我们还进行了极化研究，从我们的MHD结果，获得合成地图的线偏振强度和斯托克斯参数。这项研究表明，无论是无线电形态和报告RM的G $296.5+10$可以解释，如果准平行加速机制发生在这个遗迹的冲击波阵面。
2017-09-01 astro-ph.HE
