Fermi-LAT Detection of a Break in the Gamma-Ray Spectrum of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们报告的观测超新星遗迹仙后座A的能量范围从100兆电子伏到100 GeV使用44个月的观测从大面积望远镜上的费米伽马射线太空望远镜。我们进行了详细的光谱分析，这个源和报告的低能量的频谱在$1.72^{+1.35}_{-0.89}$ GeV的突破。通过与γ射线辐射模型的比较，我们发现强子辐射是首选的GeV的能量范围。
2013-10-30 astro-ph.HE
Fermi-LAT discovery of GeV gamma-ray emission from the young supernova remnant Cassiopeia A
我们报告的第一次检测GeV的高能伽马射线发射从一个年轻的超新星遗迹与大面积望远镜搭载费米伽马射线太空望远镜。这些观测结果揭示了一个没有明显空间延伸的源，在500 MeV以上的显著性水平为12.2 $σ$，其位置与1680年左右发生在仙后座星座-仙后座A的超新星爆炸遗迹的位置一致。源的伽马射线通量和光谱形状与伽马射线发射源于在该残骸壳层中加速的相对论粒子的情况一致。在Cas A中加速的宇宙射线（电子和质子）的总含量可以估计为$W_{\mathrm{CR}} \approx (1-4) \times 10^{49}$ erg，这要归功于残骸中众所周知的密度，假设观测到的伽马射线起源于SNR壳层。射电发射等离子体中的磁场可以被鲁棒地约束为B $\gt 0.1$ mG，为前向激波处的磁场放大和激波喷出物中的强场提供了新的证据。
2010-01-16 astro-ph.HE
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
Titanium and Iron in the Cassiopeia A Supernova Remnant
原始中子星上方的混合被认为在超新星引擎中起着重要作用，这种混合导致了超新星爆炸的不对称性。在最里面的喷出物中产生的元素，例如，${}^{56}$ Ni和${}^{44}$ Ti提供了该发动机的清洁探头。${}^{44}$ Ti的产生对确切的产生途径特别敏感，通过了解可用的途径，我们可以使用${}^{44}$ Ti来探测超新星发动机。从一个三维超新星爆炸模型的热力学轨迹，我们审查这些元素的生产和结构预计形成的“对流引擎”的范式背后的超新星。我们比较我们的结果，最近的X射线和$γ$射线观测仙后座A超新星遗迹。
2020-05-07 astro-ph.HE
Walking Through an Exploded Star: Rendering Supernova Remnant Cassiopeia A into Virtual Reality
美国宇航局和其他天体物理数据的仙后座A超新星遗迹已被渲染成三维虚拟现实（VR）和增强现实（AR）程序，这是第一次。超新星遗迹的这种数据驱动的体验允许观众走进大质量恒星爆炸的残余物，选择超新星遗迹的部分进行参与，并访问有关材料的描述性文本。该计划的基础是一个独特的3D模型，该模型是由NASA钱德拉X射线天文台，斯皮策太空望远镜和地面设施的数据组合而成的，具有340年历史的恒星爆炸遗迹。史密森天体物理天文台和布朗大学之间的合作使仙后座A上收集的3D天文数据能够在VR/AR计划中发挥作用，这是一项具有公共，教育和研究影响的数字技术创新。
2018-12-15 astro-ph.HE astro-ph.IM cs.HC
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 Decline in the Nonthermal X-ray Emission from Cassiopeia A
我们提出了新的钱德拉ACIS-S3观测仙后座A，当结合早期的ACIS-S3观测，显示出一个稳定的约1.5-2%/年下降的证据之间的4.2-6.0 keV的X射线发射2000年和2010年。整个遗迹的曝光校正图像的计算通量显示，整个遗迹下降了17%，遗迹西部边缘区域的下降幅度略大（21%）。整个残骸、前向激波细丝和内部细丝的4.2-6.0 keV辐射的光谱拟合表明残骸的非热光谱幂律指数已经陡峭了约10%，内部细丝具有更陡峭的幂律指数。由于产生观测到的X射线同步辐射的TeV电子与电子分布函数的指数截止部分有关，我们将我们的结果与截止能量的变化联系起来，并得出结论，观测到的非热X射线发射的下降和陡化与残骸的~5000 km/s的前向冲击的~10- 40 km/s/yr的减速是一致的
2010-12-01 astro-ph.HE
New estimation of the nuclear de-excitation line emission from the supernova remnant Cassiopeia A
本文估计了年轻超新星遗迹 Cassiopeia A 的 MeV 核退激发线发射，发现强窄线通量高度依赖模型，并在不同仪器响应假设下评估了其在银河弥漫背景中的探测概率。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
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
The Reddening Towards Cassiopeia A's Supernova: Constraining the 56Ni Yield
我们提出了新的红化测量对年轻的超新星遗迹仙后座A，使用两种技术以前没有应用到这个对象。我们对近红外线[Fe II] 1.257微米和1.644微米线的观测表明，整个遗迹的消光变化很大，向西和向南增加，与以前的无线电和X射线观测一致。虽然由[Fe II]线确定的AV的绝对值是不确定的，由于相互矛盾的计算和观察其固有的通量比，部分没有以前的光学测量的残余物显示相对较高的红化。我们发现AV = 6.2 +/- 0.6从宽带形状的红外同步辐射的结内13”的膨胀中心。考虑到这种变红，新生超新星的明显昏暗，以及X射线观测的铁质量限制，我们估计56 Ni的喷射质量为0.058 - 0.16 MSun。结合对44 Ti衰变链的伽马射线观测，这个镍质量与太阳44 Ca/56 Fe的比率大致一致。
2009-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spallation Model for the Titanium-rich Supernova Remnant Cassiopeia A
富钛亚亮超新星是罕见的，挑战目前的SN核合成模型。我们提出了一个模型，在该模型中，从一个标准的超新星喷出物的第二次爆炸的中子星（夸克新星）的影响，导致spiritual反应，导致56镍破坏和44钛创建在正确的条件下。对天体产物的基本计算表明，两次爆发之间约5天的延迟再现了在Cas A中观测到的44 Ti丰度，并解释了由于56 Ni的破坏而导致的低光度。我们的结果可能有重要的影响，以及超亮超新星的光变曲线。
2011-09-09 astro-ph.HE nucl-th
A Chandra X-ray Survey of Ejecta in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们提出了一个调查的X射线发射的喷出物在仙后座A超新星遗迹的基础上，广泛的分析超过6000个光谱区域提取的2.5-10”的角标度使用钱德拉1 Ms观测。我们解释这些结果的背景下，流体动力学模型的残留物的演变。拟合的温度和电离年龄的分布，以及隐含的质量坐标，是高度峰值，并建议喷出物受到多次二次冲击后，反向冲击与喷出物的不均匀性相互作用。基于拟合的发射测量和元素丰度，以及发射体积的估计，我们推导出发射X射线的喷出物的质量，并显示了各种元素的质量分布在残余物上。在X射线中可见的总冲击Fe质量的上限似乎约为0.13 M_sun，这几乎占了Fe喷出物中预期的所有质量。我们发现两个人口的Fe喷出物，与正常的Si燃烧，并可能与α丰富的冻结，质量比约为2：1。基本上所有观察到的Fe（两种成分）都位于SNR的中心区域之外，可能是在爆炸过程中由流体动力学不稳定性喷出的。我们讨论这一点，以及它对中子星反冲的影响。
2011-11-30 astro-ph.HE
Is Supernova Remnant Cassiopeia A a PeVatron?
仙后座A是一个观测良好的年轻核心坍缩超新星遗迹（SNR），被认为是研究通过扩散激波机制加速到PeV的极高能粒子的最佳候选者之一。最近，MAGIC观测揭示了$γ$射线在$\sim3.5$ TeV处的光谱截止，这表明如果TeV的$γ$射线具有强子起源，则SNR Cas A只能将粒子加速到数十TeV。在这里，我们提出了一个两区排放模型的地区与前向（区1）和向内/反向冲击（区2）。考虑到第1区的低密度，它主要是高频射电发射，通过同步加速器过程的软X射线边缘和TeV $γ$ -射线通过逆康普顿化。由于相对较软的粒子分布和较高的电子截止能量，来自2区的发射主要是低频射电，通过同步加速器过程的硬X射线和GeV $γ$ -射线通过强子过程。没有证据表明质子分布中的高能截止点意味着Cas A仍然可以是PeVatron。来自第1区的强子过程主导着非常高能量的伽马射线发射。未来在数百TeV范围内的观测可以验证这个模型。
2019-03-06 astro-ph.HE
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
Asymmetries of Heavy Elements in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
超新星遗迹（SNRs）提供了研究超新星（SNe）的手段，可以提供一个独特的洞察机制，控制这些高能事件。在这项工作中，我们研究了在银河系中已知最年轻的核心坍缩（CC）SNR中发现的不同元素的X射线发射的形态。最重的元素表现出最高水平的不对称性，我们将其与创建元素的燃烧过程及其与爆炸中心的接近程度联系起来。我们的研究结果支持了最近的模型预测，即最接近爆炸源的材料将反映SN机制固有的不对称性。此外，我们发现最重的元素比较轻的元素更直接地与中子星（NS）相对运动。这一结果是一致的NS踢所产生的喷出物的不对称性。
2020-05-11 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
Remnant-wide mapping of heterogeneous presupernova burning histories in the O-rich ejecta of Cassiopeia A
Meiji University（明治大学）；Kyoto University（京都大学）
利用钱德拉X射线观测和主成分分析，发现仙后座A富氧抛射物成分空间异质，反映前身星晚期壳层燃烧混合的不对称性，且部分结构在爆炸后幸存。
2026-10-08 astro-ph.HE
Multi-Year X-ray Variations of Iron-K and Continuum Emissions in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
根据钱德拉2000-2013年的监测数据，我们发现仙后座A的Fe-K线和4.2-6 keV连续谱同时减少。在4.2- 6.0keV连续区，整个遗迹的通量变化率为$-$ 0.65 $\pm$ 0.02 yr $^{-1}$，在Fe-K连续区为$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 yr $^{-1}$。在被认为是热发射占主导地位的东部地区，变化显示出最大值：$-$ 1.03 $\pm$ 0.05 \% yr $^{-1}$（4.2-6 keV波段）和$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 \% yr $^{-1}$（Fe-K线）。在这一区域内，辐射量和温度的时间演化有下降的趋势。这可以解释为$m = 0.66$膨胀时的绝热冷却。而在非热辐射主导区，4.2- 6 keV连续谱的变化率较小：西南区$-$ 0.60 $\pm$ 0.04 yr $^{-1}$，内区$-$ 0.46 $\pm$ 0.05 yr $^{-1}$，前激波区$+$ 0.00 $\pm$ 0.07 yr $^{-1}$。特别是在前激波区，流量没有明显的变化.这些结果意味着，在仙后座A（$<$ 5 km s $^{-1}$ yr $^{-1}$）中没有发生激波速度的强烈制动。所有的结果都支持了遗迹中X射线通量衰减主要是由热成分引起的。
2017-01-26 astro-ph.HE
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
Modeling the Shell of Cassiopeia A to find the TeV Gamma-ray Emission Region
我们将介绍基于射电、X射线和GeV-TeV伽马射线的超新星遗迹仙后座A壳层的多波长建模。我们的目标是借助对壳层不同区域X射线的光谱分析来估计TeV伽马射线的位置，因为钱德拉X射线观测的角分辨率远高于伽马射线测量。我们的分析表明，来自残骸不同区域的X射线通量水平是不同的。我们发现轻子模型不能同时解释GeV和TeV的数据。因此，我们调用强子模型作为一个额外的组件来解释GeV和TeV的数据。
2013-08-21 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
Chlorine and Potassium Enrichment in the Cassiopeia A Supernova Remnant
通过XRISM观测发现仙女座A超新星残骸中氯和钾的高丰度，表明恒星活动是这些关键元素向宇宙供应的重要机制。
2025-12-04 astro-ph.HE
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Richardson-Lucy deconvolution with a spatially Variant point-spread function of Chandra: Supernova Remnant Cassiopeia A as an Example
Rikkyo University（立教大学）；Meiji University（明治大学）；KEK（高能加速器研究机构）
本文提出了一种结合变空间PSF的RL反卷积方法，用于高分辨率X射线图像中残骸及精细结构的时间演化分析。
2023-06-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Hypercritical accretion phase and neutrino expectation in the evolution of Cassiopeia A
仙后座A是银河系中已知的最年轻的超新星遗迹，是天空中最明亮的射电源之一，也是超新星物理学的独特实验室。虽然它的致密残骸是在1999年由钱德拉X射线天文台发现的，但现在人们普遍认为中子星位于超新星残骸的中心。此外，新的观测表明，这种具有低磁场和碳大气证据的中子星可能在爆炸后几秒钟经历了超临界吸积阶段。考虑到这一超临界吸积事件，我们计算了超神冈实验中预期的中微子冷却效应、事件数和中微子味比。中微子冷却效应（中微子的发射率和光度）是通过在定制版本的FLASH代码中进行的数值模拟获得的。根据这些模拟，我们预测，在超级神冈实验中预计的事件数量约为3195。同样，我们估计的中微子味的比率被检测到考虑到中微子的有效潜力，由于热和磁化等离子体和由于信封的明星。值得注意的是，我们的估计对应于验证超临界阶段的唯一值得信赖的方法，尽管这一事件发生在330年前，但目前可能会出现具有这些相似性的超新星遗迹，从而证实了我们对这一阶段的预测。
2015-05-05 astro-ph.HE
Cassiopeia A's Reverse Shock and its Effects on the Expanding SN Ejecta
本研究利用1951-2022年的多波段观测数据，分析仙后座A超新星遗迹的反向激波速度及其对抛射物的影响，修正了此前的速度测量结论，并揭示了抛射物与反向激波作用后的减速差异特征。
2025-01-13 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
Hard X-ray emissions from Cassiopeia A observed by INTEGRAL
仙后座A（CasA）是近距离的核心坍缩超新星的年轻残骸，是研究超新星爆发及其环境的最佳候选天体。利用INTEGRAL的10年观测资料研究了Cas A的硬X射线辐射，首次探测到能量高达220 keV的非热连续辐射。在68和78 keV下的$^{44}$ Ti线发射通过我们的观测得到证实，其平均通量为$\sim (2.2\pm 0.4)\times 10^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$，对应于Cas A中的$^{44}$ Ti产额为$(1.3\pm 0.4)\times 10^{-4}$ \ms。从3 - 500 keV的连续辐射可以用$kT\sim 0.79\pm 0.08$ keV的热韧致辐射加上$Γ\sim 3.13\pm 0.03$的幂律模型拟合。Cas A的非热辐射与幂律模型拟合良好，在220 keV以下没有截止。这种辐射特性与残余激波速度仅为5000 km/s的扩散激波加速模型不一致。Cas A的中心致密天体对80 keV以上的发射没有显著贡献。讨论了80 keV以上的非热辐射的物理来源。我们推断，Cas A的非对称超新星爆发是产生高能同步辐射光子的一个有希望的方案，其中一部分速度为$\sim 0.1c$，张开角为$\sim10^\circ$的喷出物可以解释100 keV的发射，这与Cas A中观察到的“喷流”相一致。
2016-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Detailed Kinematic Map of Cassiopeia A's Optical Main Shell and Outer High-Velocity Ejecta
我们提出了三维运动学重建的光学发射材料在年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。这些多普勒地图具有最高的光谱和空间分辨率的任何以前的调查Cas A和代表最完整的目录，其光学发射材料的日期。我们确认，大部分的Cas A的光学明亮的喷出物填充一个环面状的几何形状倾斜约30度相对于天空的平面与-4000至+6000公里/秒的径向速度不对称。近切视角效应和周围不均匀的CSM/ISM环境表明，这种几何形状和速度不对称性可能无法忠实地代表残骸的真实3D结构或原始爆炸的运动学特性。大多数的光学喷出物被安排在几个明确的和近圆形的环状结构，直径约30弧秒（0.5 pc）和2弧分（2 pc）之间。这些喷出物环似乎是一种常见的现象，年轻的核心崩溃残余物，并可能与爆炸后输入的能量从羽状的放射性56镍丰富的喷出物上升，膨胀，压缩非放射性物质。我们的光学调查还包括Cas A的微弱的外围喷出物结和异常高速的东北和西南流的S-丰富的碎片通常被称为“喷气机”。这些外结，表现出一种化学组成，暗示起源于祖星深处，似乎是以相对的广角流出排列，开口半角约为40度。
2013-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kinematics of Supernova Remnants Using Multiepoch Maximum Likelihood Estimation: Chandra Observation of Cassiopeia A as an Example
Rikkyo University（立教大学）；Meiji University（明治大学）；KEK（高能加速器研究机构）
利用多 epoch 最大似然估计分析 Cassiopeia A 的运动学，通过结合多个计算域和 k 均值算法，揭示 SNR 的动态变化和独特演化。
2024-10-19 astro-ph.HE
Molecular gas toward supernova remnant Cassiopeia A
利用IRAM 30 m望远镜对超新星遗迹仙后座A的12 COJ =1-0、12 COJ =2-1、13 COJ =1-0和13 COJ =2-1谱线进行了标测。沿着Cas A视线的分子云（MC）没有显示出光学上薄的、激波增宽的12 CO谱线（$ΔV \le 7$ km s $^{-1}$朝向Cas A），也没有激波加热的高温特征（$T_k \le 22$ K朝向Cas A）。因此，我们认为没有物理证据支持SNR影响分子气体。所有检测到的MC可能都在Cas A的前面，如在相同速度范围内检测到的HCO+吸收线所暗示的。这些MC在SNR的西部、南部和中心分别贡献$5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$、$5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$和$2\times 10^{21}$ cm $^{-2}$的H $_2$柱密度。20 K温度为$V_{LSR}\sim -47$ km s $^{-1}$的暖气体沿Cas A南部的大尺度分子脊分布。部分气体投射到Cas A上，提供了一个前景H $_2$质量为$\sim 200 (d/3 kpc)^2$ Msun，与SNR前面发现的冷尘埃质量（15- 20 K; 2- 4 Msun）一致。我们认为20 K的暖气体是由电离率为$ζ({\rm H_2})\sim 2\times 10^{-16}$ s $^{-1}$的背景宇…
2018-09-10 astro-ph.HE
Updated Proper Motion of the Neutron Star in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用二十余年钱德拉数据更新仙后座A中子星速度，两种方法测得日心速度275-436 km/s，排除高速，支持含踢动机制的模拟。
2025-01-21 astro-ph.HE
Variability in the Near-Infrared Synchrotron Emission From Cassiopeia A
我们提出了超新星遗迹仙后座A（Cas A）的多历元Ks波段成像。在这一波段的发射形态一般是漫射和反射的，与在无线电波长观测到的同步辐射一致。然而，在一个区域的西南部的残留物，紧凑的发射结似乎是夹带在喷出物，并有相同的自行喷出物在类似的投影半径观察。这些结的存在表明，具有高磁场强度的材料对这些波长的同步辐射有显著的贡献。我们分析这些结在J，H，和Ks波段，以及在3.5-8微米的发射和6厘米的同步辐射是占主导地位的，我们发现，Ks波段的发射下降沿预期的同步辐射光谱。利用多历元数据，我们计算了近红外同步辐射电子的磁场强度和电子密度。我们发现电子密度从1，000 - 15，000 cm $^{-3}$和磁场强度从1.3-5.8 mG。这些磁场强度比从对Cas A的低得多的角分辨率伽马射线观测中推断出的要高一个数量级。我们的结论是，致密的结后冲击物质后面的Cas A冲击波阵面发射同步辐射在压缩和增强的磁场。
2016-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for Continuous Gravitational Waves from the Central Compact Objects in Supernova Remnants Cassiopeia A, Vela Jr. and G347.3-0.5
我们对来自超新星遗迹Vela Jr.的中心致密天体的连续近单色引力波进行了亚阈值后续搜索，仙后座A和SNR G347.3 $-$ 0.5。在这三个目标中，我们研究了引力波频率和频率导数值的最有希望的~ 10，000种组合，基于Einstein@Home搜索LIGO O 1观测运行数据的结果，致力于这些对象。设定选择阈值，以便可以使用新发布的O2运行LIGO数据确认信号。为了达到最佳的灵敏度，我们执行两个单独的后续搜索，在两个不同的延伸的O2数据。只有一个候选者在第一次O2随访调查中幸存下来，与SNR G347.3-0.5中的中央致密物体有关，但尚未最终确认。为了评估可能的天体物理起源，我们使用档案X射线观测和搜索脉冲信号的振幅调制在推定的旋转频率的中子星及其谐波。这是迄今为止对连续引力波候选者进行的第一次广泛的电磁跟踪。未发现显著相关信号。与LIGO O3运行同时进行的新的X射线观测将使对电磁对应物的更灵敏的搜索成为可能。一个集中的引力波搜索O3数据的基础上提供的参数，这里应该很容易能够阐明这个离群值的性质。对LIGO仪器的噪声调查也可能揭示相干污染的存在。
2020-05-13 astro-ph.HE
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
AKARI and BLAST Observations of the Cassiopeia A Supernova Remnant and Surrounding Interstellar Medium
我们使用新的大面积远红外地图，范围从65 - 500微米获得的AKARI和运载大口径亚毫米望远镜（BLAST）的任务，以表征尘埃排放对仙后座A超新星遗迹（SNR）。利用AKARI的高分辨率数据，我们发现了一个新的“微温”尘埃颗粒人口的温度约为35 K，估计质量为0.06太阳质量。这一成分仅限于SNR的中心区域，可能代表未受冲击的超新星喷出物中新形成的尘埃。虽然我们测量的微温尘埃的质量本身不足以解释在高红移处观察到的尘埃，但它确实构成了一个额外的尘埃种群，有助于以前报道的尘埃。我们在65，90，140，250，350和500微米处拟合我们的地图，以获得分布在整个区域的“冷”尘埃（接近16 K）的柱密度和温度的地图。在分子发射中看到的与云相关的冷尘埃的大柱密度从周围的星际介质连续延伸到SNR上，在SNR上也可以通过光学，X射线和分子消光检测到云的前景成分。在这里可用的分辨率下，没有形态学特征可以将任何仅与SNR相关的冷尘埃从这种令人困惑的星际发射中分离出来。我们的拟合还恢复了先前在残骸中检测到的“热”尘埃，特征温度为100 K。
2010-05-11 astro-ph.HE
A dedicated Chandra ACIS observation of the central compact object in the Cassiopeia A supernova remnant
我们介绍了最近钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A中的中心致密天体（CCO）的观测结果。这一观测结果是在一个仪器配置中获得的，该配置结合了高空间分辨率和最小的光谱失真，它使我们能够搜索周期超过0.68秒的脉动。我们没有发现与CCO相关的扩展发射的证据，也没有统计学上显著的脉动（脉冲分数的3-sigma上限约为16%）。CCO光谱与幂律模型的拟合产生大的光子指数，γ \approx 5，和氢柱密度大于从SNR光谱获得的。与黑体模型的拟合在统计上是不可接受的。氢或氦中子星大气模型提供了更好的拟合，最佳拟合的有效温度为kT_{eff} ^ \infty \approx 0.2 keV，但它们需要一个小恒星的半径，R = 4 - 5.5 km，和一个低质量，M < 0.8 M_sol。一颗中子星不可能有这么小的半径和质量，但观测到的辐射可能来自一颗奇异夸克星的大气层。更有可能的是，CCO可能是一颗表面温度不均匀、表面磁场较低的中子星（所谓的反磁星），类似于其他三颗周期导数上限已经确定的CCO。根据氢大气模型的拟合，估算出的热光度L_{bol} ^ \infty \sim 6 \times 10^{33} erg s^{-1}与CCO年龄为330年的标准中子星冷却相一致。表面温度不均匀性的起源还有待了解，它可能是由中子星地壳中具有非常强的环形磁场的各向异性热传导引起的。
2009-08-19 astro-ph.HE
Revisiting INTEGRAL/SPI observations of 44Ti from Cassiopeia A
340岁的超新星遗迹仙后座A在3.4千秒差距的距离是最好的研究年轻的核心坍缩超新星遗迹。放射性同位素的核合成产率已经用不同的方法进行了研究，特别是对于源自超新星最内部区域的$^{44}$ Ti和$^{56}$ Ni的产生和喷射。$^{44}$ Ti首次在该遗迹中发现，但在其他核心塌陷源中并不一致。我们分析了与SPI光谱仪INTEGRAL上积累的观测数据，以及改进的仪器背景方法，以实现高光谱分辨率，从而能够解释$^{44}$ Sc衰变的1.157 MeV $γ$射线线对$^{44}$ Ti喷出物的速度约束。我们观察到的硬X射线线在78 keV和$γ$射线线在1157 keV的$^{44}$钛衰变链，在一个组合的意义为3.8 $σ$。测量的通量为$(2.1\pm0.4)~10^{-5}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$和$(3.5\pm1.2)~10^{-5}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$，分别对应于$^{44}$ Ti的$(1.5\pm0.4)~10^{-4}$和$(2.4\pm0.9)~10^{-4}~\mathrm{M}_{\odot}$。测得的线的多普勒增宽分别意味着$4300$和$2200~\mathrm{km~s^{-1}}$的膨胀速度。结合我们的结果与以前的研究，我们确定了更精确的估计喷出的$^{44}$ Ti的$(1.37…
2015-07-02 astro-ph.HE
The Circumstellar Medium of Cassiopeia A Inferred from the Outer Ejecta Knot Properties
利用1 Ms Chandra观测研究了仙后座A超新星遗迹中星周介质密度分布对外层喷射物结X射线辐射的影响。使用类似的技术，在以前的论文中设计的一些径向系列的喷出物结在不同的位置周围的残余物的光谱进行分析。对于与r^-2成比例的星周密度分布，我们可以得到与我们的数据相匹配的结果，这是由红超巨星的稳定致密风引起的，但是如果我们在模型中引入一个围绕着前身星的小的（0.2-0.3 pc）中心空腔，则可以改善这种匹配。如果在爆炸前的一小段时间内，母星会释放出快速稀薄的恒星风，那么就可能出现这样的轮廓。我们回顾了支持这一结论的其他证据。光谱还表明广泛存在的富铁等离子体，据推测是由完整的硅燃烧在爆炸过程中，可能通过富阿尔法冻结。该成分通常与比大部分富含O和Si的喷出物更热和更高度电离的气体相关联。
2009-08-18 astro-ph.HE
The fully developed remnant of a neutrino-driven supernova: Evolution of ejecta structure and asymmetries in SNR Cassiopeia A
节录。我们的目标是探索残骸在多大程度上保持对中微子加热层中由于流体动力学不稳定性（例如，对流翻转和静止吸积激波不稳定性）。我们将中微子驱动的SN爆炸的3D HD模型与残余物形成的3D MHD/HD模拟相耦合。模拟涵盖了2000年的扩张，包括所有相关的物理过程来描述SN演化的复杂性和随后的恒星碎片与祖星风的相互作用。在$\approx 350$ ~年时，大爆炸早期留下的大尺度不对称性与反向激波的相互作用产生了与Cas A.小规模的结构在大规模的富铁羽在SN的初始阶段，结合HD的不稳定性，开发后，通过的反向冲击，自然产生的模式的环和冠状结构的冲击喷出物。其结果是一个空间反演的喷出物层与富硅喷出物物理内部富铁喷出物。完整的残骸显示出最里面的未受冲击的喷出物中的空洞和空腔，这些空洞和空腔是由富铁羽流的膨胀和放射性物质的衰变引起的膨胀造成的。$^{44}$ Ti和$^{56}$ Fe的不对称分布及其丰度比与Chandra和NuSTAR的高能观测结果一致。在Cas A的喷出物分布中观察到的主要不对称性可以通过反向冲击与SN爆炸的第一秒期间起源的随机过程中产生的大规模不对称性的相互作用来解释。
2020-12-01 astro-ph.HE
The Three-Dimensional Structure of Cassiopeia A
我们使用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪绘制了仙后座A的几乎整个范围，范围在5-40微米之间。利用红外和钱德拉X射线多普勒速度测量，以及光学喷出物超出前向冲击的位置，我们构建了一个3-D模型的残骸。Cas A的结构可以被表征为球形组件、倾斜的厚盘、以及多个喷射物射流/活塞和光学快速移动的结，所有这些都填充在厚盘平面上。Cas A中的亮环表示厚平面/活塞和大致球形的反向激波之间的交点。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。一些喷射活塞是双极的，具有围绕膨胀中心的相反方向的流动，而一些喷射活塞没有显示出这样的对称性。一些喷出物活塞似乎保持了核燃烧层的完整性，而另一些则似乎穿透了外层。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。在3-D中，东南部的Fe喷流占据了Si组发射中的“孔”，并不像以前认为的那样代表“翻转”。虽然与星周介质的相互作用会影响残骸的详细外观，并可能影响东南Fe喷流的可见度，但大部分对称性和不对称性都是Cas A爆炸所固有的。
2010-11-17 astro-ph.GA 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
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
An HST Survey of the Highest-Velocity Ejecta in Cassiopeia A
我们提出了哈勃太空望远镜WFC 3/红外图像的仙后座A超新星遗迹，调查其高速，S-丰富的碎片在东北喷流和西南反喷流地区通过[S III] 9069，9531和[S II] 10，287 - 10，370线的排放。我们确定了近3400个硫排放节点集中在~120度宽的相对流中，几乎是以前已知数量的三倍。绝大多数这些喷出物结位于残骸的前向爆炸波和主壳喷出物的投影距离之外，从膨胀中心延伸到东北320”和西南260”的角距离。这样的角距离意味着未减速的喷出物结的横向速度分别为15，600和12，700 km/s，假设爆炸日期约为公元1670年，距离为3.4 kpc。东北喷出物流的最外端附近的节的光谱显示出强烈的S，Ca和Ar的发射线。我们估计，东北向喷流和西南向反喷流中的富硫喷出物的总质量约为0.1兆太阳能，动能至少约为1 × 10^50尔格。虽然它们的宽度和动能反对Cas~A SN是一个喷流引发的爆炸，但喷流在运动学和化学上都不同于其余的残骸。这可能反映了一种类似喷流的机制，这种机制加速了来自祖先核心附近富含Si、S、Ar、Ca的区域的内部物质，使其以大大超过快速膨胀的光球层的速度穿过地幔和富含H、He、N和O的外层。
2015-12-16 astro-ph.HE
X-ray Studies of the Inverted Ejecta Layers in the Southeast Area of Cassiopeia A
多维模拟结果表明，在超新星爆发过程中，核心坍缩超新星的中心强烈活动将导致富含Fe和Si/O的喷出物发生翻转。对超新星遗迹仙后座A的X射线观测表明，在东南部富Si物质的外围存在富Fe的喷出物，这与喷出物的反转假说是一致的。我们调查的运动学和nucleosynthetic属性的倒喷出物层的详细了解其形成过程中使用的数据由钱德拉X射线天文台。通过结合自行速度和视线速度，得到富Fe和富Si/O喷出物的三维速度分别为$>$ 4,500 km s $^{-1}$和$\sim$ 2000 - 3000 km s $^{-1}$，表明富Si/O喷出物的速度从爆炸早期开始就比富Fe喷出物的速度慢。为了限制它们的燃烧制度，Cr/Fe质量比在最外面的富Fe区域中被评估为$0.51_{-0.10}^{+0.11}$ %，在内部的富Fe/Si区域中被评估为$1.24 ^{+0.19}_{-0.20}$ %，这表明完整的Si燃烧层与不完整的Si燃烧层相反。所有的结果都支持了仙后座A在早期演化阶段或超新星爆发过程中喷出物的翻转。
2022-05-10 astro-ph.HE
Decadal brightening in the northeastern non-thermal filament of Cassiopeia A
本研究发现仙后座A东北非热纤维近二十年流量增亮后趋于平稳且形态分裂为两部分，分析其差异化行为的非线性成因，为超新星遗迹的粒子动力学和宇宙射线起源提供关键观测依据。
2025-10-28 astro-ph.HE
Examining Neutrino-Matter Interactions in the Cassiopeia A Supernova
本文提出利用仙后座A超新星遗迹富铁喷出物中的Mn/Fe质量比检验中微子-物质相互作用，证明无中微子核合成时Mn产量不足，从而支持该超新星中存在显著中微子相互作用，并表明该比值可用于约束中微子光度和温度等参数。
2023-07-07 astro-ph.HE
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the kinematics of the 44Ti ejecta of Cassiopeia A from INTEGRAL/SPI
中等寿命的44 Ti同位素是在核心坍缩的超新星中通过爆炸性的Si燃烧合成的。它对爆炸的动力学非常敏感，因此可以用来间接探测爆炸场景。年轻的超新星遗迹仙后座A是迄今为止唯一的来自44 Ti衰变的伽马射线线来源。用CGRO/COMPTEL、BeppoSAX/PDS和INTEGRAL/IBIS测量了辐射通量。INTEGRAL卫星上的高分辨率光谱仪SPI可提供有关发射的光谱信息。线轮廓反映了仙后座A中44 Ti的运动学，因此可以限制其核合成，并可能限制相关的爆炸过程。利用INTEGRAL/SPI的4年数据，我们从44 Ti同位素的衰变中寻找伽马射线特征。压倒性的仪器背景噪声需要精确建模和分析中系统误差的可靠评估。由于仪器背景噪声的强可变性，无法提取67.9和78.4keV的两条谱线。关于1157.0keV的高能谱线，在1140- 1170 keV波段没有看到明显的信号，从而表明来自仙后座A的谱线信号被多普勒效应加宽。从我们的光谱，我们得到一个~ 500公里/秒的下限在2西格玛的膨胀速度的44 Ti喷出物。我们的结果不允许我们限制44 Ti的位置，因为从光学和X射线研究中得出的整个残骸的速度都远远高于我们的下限。
2010-01-06 astro-ph.HE
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
High-entropy ejecta plumes in Cassiopeia A from neutrino-driven convection
最近的多维模拟表明，高熵浮力羽流有助于大质量恒星爆炸。在银河系超新星遗迹仙后座A中向外突出的富含铁的手指是这张照片的独特暗示。探测在高熵核燃烧状态下合成的特定元素的特征（即，富含$α$的冻结）将是最有力的证据之一。在这里，我们报告发现这样的元素，稳定的Ti和Cr，在大于5 $σ$的置信水平在冲击高速富含铁的喷出物仙后座A。我们发现所观察到的Ti/Fe和Cr/Fe质量比需要富含$α$的冻结，这为高熵喷出物羽流的存在提供了第一个观测证明，该羽流在爆炸时增强了冲击波。羽流的金属成分与强烈中微子处理的富含质子的喷出物的预测非常一致。这些结果支持了对流超新星引擎通过产生仙后座A的超新星中的中微子加热的操作。
2021-10-20 astro-ph.HE
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for past interaction with an asymmetric circumstellar shell in the young SNR Cassiopeia A
观测的SNR仙后座A（Cas A）显示的不对称性，在反向冲击，不能解释的模型描述的残留物通过一个球对称风的祖星扩展。我们调查是否可以解释所观察到的不对称性与一个不对称的拱壳过去的相互作用的Cas A。我们进行了3D MHD模拟，描述了从SN的残留物的演变，其与拱壳的相互作用。初始条件由一个三维中微子驱动的SN模型提供，其形态类似于Cas A。我们探索了壳的参数空间，寻找一组能够在350年的年龄产生类似于在Cas A中观察到的反向冲击不对称性的参数。残余物与壳层的相互作用可以产生类似于在反向激波中观察到的不对称性，如果壳层与西北方（NW）的近侧的致密部分不对称的话。逆激波在Cas A时代表现出以下不对称性：（1）在观测坐标系中，逆激波在NW区向内移动，而在其它区域向外移动;（2）逆激波的几何中心与正激波的几何中心向NW方向偏移; iii）西北地区的反向激波增强了非热辐射，因为，在那里，喷出物进入反向激波的速度（4000至7000公里/秒）高于其他区域（低于2000公里/秒）。在Cas A的反向激波中观察到的不对称性可以被解释为SN事件发生后180年至240年之间的残骸与不对称拱星壳相互作用的特征。我们认为，壳层很可能是在核心坍缩前$10^4$和$10^5$年之间发生的祖星大规模喷发的结果。我们估计壳层的总质量为2兆太阳。
2022-08-12 astro-ph.HE
