The gamma-ray visibility of supernova remnants: a test of cosmic ray origin
本文在现有宇宙线加速理论的基础上讨论了超新星遗迹中的γ射线产生。
1993-05-28 astro-ph
Three Supernova Remnants observed by BeppoSAX
我们介绍BeppoSAX观测的壳型超新星遗迹的三次观测结果。其中两个遗迹（N132D和Cas A）是富氧超新星遗迹。在PV阶段观察到这些变化。在A01期间观察到SN 1006。对于SN 1006，我们提出了初步的结果，丰度测量的基础上，从中心的残留物的排放。
1998-01-13 astro-ph
Ultra High Energy Neutrinos from Supernova Remnants
本文讨论了超新星遗迹可能产生的超高能（$\ge$ TeV）中微子辐射，特别是强子γ射线产生模型。最近的甚高能量（VHE）$γ$射线观测从SNRs是本研究背后的主要动机。
1999-01-15 astro-ph
Circumstellar Nebulae in Young Supernova Remnants
超新星起源于大质量恒星，其爆炸介质已被其祖先的质量损失和紫外线辐射改变。超新星喷出物首先会与演化后期的祖先所流出的星周物质相互作用，然后再与星际物质相互作用。超新星遗迹中的星周星云可以通过其小的膨胀速度和高的[N II]/H $α$比值来诊断。在已知的年轻超新星遗迹中，星周星云似乎无处不在。这些星云可以与进化的大质量恒星周围的星云进行比较，以评估其超新星祖先的性质。在超新星和/或年轻超新星遗迹中观察到三种类型的超新星祖先考古文物：（1）临终喷出物，（2）星周星云，（3）星际气泡。这三种类型的例子。
2000-12-29 astro-ph
Open clusters or their remnants: B and V photometry of NGC 1901 and NGC 1252
本文介绍了南星群NGC 1901和NGC 1252在B和V波段的测光结果。NGC 1901通常被描述为一个疏散星团，而NGC 1252则由大约20颗恒星组成，中心位于新星表原始坐标以北20'处，并且位于文献中以前分配给该天体的大区域的西南边缘。NGC 1901有一个清晰的主序，与毕宿星团有相似之处。我们得出红化值E（B-V）= 0.04，距太阳的距离d = 0.45 kpc（Z = -0.23 kpc），年龄0.6 +/- 0.1 Gyr。NGC 1901无疑是一个物理系统，在动力学上与毕宿星团相当，或者比毕宿星团更进化。NGC 1252的色星等图显示了一个断层和主层序，总共有12个可能成员。我们在同一方向模拟了银河场色星等图，发现它与NGC 1252的匹配很差，这表明NGC 1252不是一个场涨落。对可能成员的等时线拟合符合E（B-V）= 0.02，距离太阳d = 0.64 kpc（Z = -0.46 kpc），年龄为3 +/- 1 Gyr。根据现有的数据，NGC 1252不能被排除为一个物理群。如果是这样的话，就有证据表明它不是一个经典的疏散星团，而是一个疏散星团的遗迹。
2001-06-01 astro-ph
Supernova 1987A: A young supernova remnant in an aspherical progenitor wind
超新星1987A的喷出物与周围物质之间的相互作用正在产生稳定的增亮无线电和X射线辐射。新诞生的超新星遗迹已显着减速，这种相互作用，而其形态反映了轴对称性质的祖风。
1999-09-23 astro-ph
What Produced the Ultraluminous Supernova Remnant in NGC 6946?
NGC 6946中的超亮超新星遗迹（SNR）是已知最亮的X射线SNR，比Cas A亮1000倍。为了探索这个遗迹的性质和它的祖先，我们已经获得了高色散光学阶梯光谱。中阶梯光栅光谱检测H-α、[N Ⅱ]和[O Ⅲ]谱线，并将这些谱线分解为非冲击材料的窄谱（FWHM ~20- 40 km/s）和冲击材料的宽谱（FWHM ~250 km/s）。窄组分和宽组分都具有异常高的[N II]/H-alpha比值，约为1。使用中阶梯光栅观测，档案HST图像和档案ROSAT X射线观测，我们得出结论，SNR是由一个正常的超新星，其前身是一个大质量的恒星，无论是WN星或发光的蓝色变星。残骸的高亮度是由超新星喷出物膨胀成一个密集的，富含氮的星周星云的祖先所创造的。
1999-12-01 astro-ph
Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants: concluding remarks
在第270届WE-Heraeus中子星、脉冲星和超新星遗迹研讨会上的总结发言。
2002-08-30 astro-ph
Neutron Stars in Supernova Remnants
我简要地总结了超新星遗迹中存在中子星的一些事实和观点。虽然类似蟹状星云的源需要一个中心高能天体的存在，但像Cas A这样的壳型遗迹与释放弱相对论风的中子星的存在是相容的。
1999-11-22 astro-ph
Neutrinos from Supernovas and Supernova Remnants
超新星（SN）和超新星遗迹（SNR）在星系中具有重要作用，但它们的物理描述仍然不完整。因此，研究中微子辐射对更好地理解SN和SNR是有意义的。我们将讨论：（1）SN 1987 A的核塌缩产生的~10 MeV热中微子，可以通过几个现有或计划中的实验观察到。(2)10-100 TeV的中微子预计从银河SNR（特别是从RX J1713.7-3946）未来的水下中微子望远镜的目标。
2005-08-05 astro-ph
Association of Unidentified, Low Latitude EGRET Sources with Supernova Remnants
我们认为，在第一个EGRET星表（Fichtel et al. 1994）中列出的一些未确认的银河平面（-10度< b < 10度）源与附近的超新星遗迹有关。强EGRET源与超新星遗迹的关联是由于偶然对齐的概率被发现< 1/2200。其中三个最有说服力的协会是射电明亮，附近的贝壳遗迹，第四个是与一个plerion。我们研究了可能的伽马射线产生机制，并得出结论，高能质子与残余气体相互作用产生的π介子和衰变可以产生伽马射线。这个过程的能量学与通过超新星激波加速产生宇宙射线的理论是一致的。在超新星遗迹的伽马射线光谱中发现的π介子衰变特征将支持这一解释。
1994-09-16 astro-ph
X-ray High Resolution and Imaging Spectroscopy of Supernova Remnants
钱德拉和XMM-牛顿的发射导致了关于超新星遗迹X射线发射的重要新发现。这些发现是高空间分辨率的结果，成像光谱学现在是可能的，但也有一些有用的结果已经出来的光栅光谱仪的两个X射线天文台，尽管扩展性质的超新星遗迹。这里讨论的发现是快速超新星残余激波附近电子和离子温度缓慢平衡的证据，由于宇宙射线加速，残余激波附近的磁场放大，这是研究X射线同步辐射窄丝的结果，最后是最近关于Ia型超新星遗迹中富含Fe的喷出物和Ib型超新星遗迹Cas A中存在喷流/反喷流系统的发现。
2006-01-06 astro-ph
Non-thermal acceleration mechanisms in supernova remnant shells
在未来的X射线观测与Simbol-X的背景下，在超新星遗迹的粒子加速领域的主要问题的审查。在总结了非热加速机制的工作之后，我简要回顾了超新星遗迹在硬X射线和伽马射线中的观测。在这个框架内讨论了开放的问题。
2008-02-04 astro-ph
Young Supernova Remnants: Issues and Prospects
在回顾了最近关于年轻超新星遗迹（YSNRs）动力学的工作并讨论了如何将YSNRs用作物理实验室之后，我讨论了几个挑战：银河系中非常年轻的SNRs在哪里？非常年轻的信噪比能产生伽马射线暴吗？联系挑战：人们能否从YSNR的观测中推断出超新星及其前身星的性质？
2001-01-03 astro-ph
VLA Observations of J1228+441, a Luminous Supernova Remnant in NGC 4449
明亮的富氧超新星遗迹J1228+441位于不规则星系NGC 4449中，已经被无线电波观测了30年。对NGC 4449最近的VLA观测结果进行了分析，结合VLA存档数据和先前发表的VLA和WSRT观测结果，得出了1972年至2002年6厘米和20厘米处的光变曲线。所有射频的光变曲线都显示出无线电发射的显著下降，证实了过去的发现。本文介绍和讨论了1972年至2002年期间J1228 + 441的射电光变曲线和光谱指数α的变化，其中nu propto nu^（-α），并将J1228+441与其他射电超新星进行了比较。J1228+441的光谱指数在过去五年中似乎在更高的频率上变陡，从1996年的α =0.64 +- 0.02到2001-2002年的α =1.01 +- 0.02。
2007-01-13 astro-ph
X-ray Observations of Young Supernova Remnants
本文简要回顾了最近对年轻超新星遗迹的X射线观测，重点介绍了钱德拉和XMM牛顿天文台自去年发射以来所获得的结果。他们令人印象深刻的能力说明了光谱成像的结果，并为空间分辨光谱，隔离发射从个别喷出物结和从向前冲击。我还回顾了超新星遗迹的X射线动力学研究，这应该在这个新时代取得重大进展。
2001-02-08 astro-ph
Neutron Stars in Supernova Remnants and Beyond
我们讨论了偏心腔超新星爆炸的概念，适用于中子星/超新星遗迹协会，并展示了这个概念如何可以用来排除反人道斩首鸭（G5.4-1.2 + G5.27-0.9）和肢解天鹅（天鹅座圈），以及寻找与超新星遗迹RCW 86相关的恒星遗迹。
2002-12-26 astro-ph
Frequency Dependence of Radio Images of Supernova Remnants
在扩散模型框架下讨论了超新星遗迹的射电图像。对球形相对论电子注入源在不同频率下的同步辐射强度分布进行了简化。根据UTR-2上的观测数据，超新星遗迹在十米波下的尺寸大于在高频下的尺寸，给出了解释。
2007-12-10 astro-ph
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. II. The 2-D modelling of the evolution and X-ray emission of supernova remnant RCW86
给出了超新星遗迹RCW 86的二维模拟结果。该残余物的模型，这是第一次解释的绝热SNR在星际介质的演化的结果，具有大规模的密度梯度的表面亮度的各向异性，被认为是。本文对RCW 86及其周围介质的基本特性进行了估计，结果表明，RCW 86的观测表面亮度分布可以用迄今为止提出的两种不同的初始假设（一种是关于185年超新星爆发的假设，另一种是关于OB-asossiation的假设）得到。为了获得表面亮度的观测对比度，如果RCW 86的年龄为1800年，则必须有一个不均匀性特征尺度为11秒差距的介质，如果信噪比为2.8千秒差距，则必须有一个不均匀性特征尺度为20-25秒差距的介质。RCW 86西南部和东北部震前的密度差在3.5-4.5之间。
1999-01-25 astro-ph
Young Supernova Remnants in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中有六个左右年轻的超新星遗迹，它们显示出以下一个或多个特征：高速（>1000 km/s）发射，金属丰度增强，或快速旋转的脉冲星。我总结了这些遗迹的知识现状，并提出了一些最新的结果主要来自新的X射线天文卫星。
2001-02-21 astro-ph
The Structure of Active Merger Remnant NGC 6240 from IRAC Observations
NGC 6240是本地宇宙中一个罕见的天体：一个活跃的合并残骸，在合并点可以看到两个活跃的星系核。我们目前的IRAC数据的对象，提供高灵敏度的地图，在这个复杂的系统中的恒星和PAH的分布。我们使用光度法来分析这些分布随半径的变化，并提供四个IRAC波段的SED：3.6微米，4.5微米，5.8微米和8.0微米。我们将3.6微米波段的径向分布拟合到r = 0.25和指数分布，以评估残余物的结构。最后，我们将IRAC图像与多波长数据进行了比较，并研究了X射线，Halpha和CO中的流出与8微米发射的相关性。结果支持NGC 6240作为一个系统经历了一次重大的合并，并从盘状星系过渡到球状体的一般图片。IRAC对低表面亮度中红外特征的敏感性提供了关于这个罕见系统中恒星和尘埃扩展分布的详细信息。
2008-07-28 astro-ph
The Distance to the Vela Supernova Remnant
我们获得了船帆座超新星遗迹方向68颗OB星的高分辨率Ca Ⅱ和Na Ⅰ吸收线谱。恒星位于距离190 - 2800 pc的依巴谷和光谱视差估计确定。由于残留物沿某些视线的高速吸收，残留物的距离被限制在250+/-30 pc。这个距离与最近的几项研究一致，这些研究表明500 pc的正则剩余距离太大了。
1999-02-17 astro-ph
Tests for supernova explosion models: from light curves to X-ray emission of supernova remnants
成功的理论超新星爆炸模型应该能够解释超新星在任何演化阶段的任何特征。我们从两个不同的角度检查几个模型。利用多频辐射水文程序STELLA计算了伽马、辐射热和宽带UBVI光变曲线。然后，我们使用相同的模型来计算年轻超新星遗迹的发射。在这里，我们提出了新的图的伽马射线光度从几个超新星Ia模型和重新计算的辐射热和UBVRI光变曲线的模型13 C的SN 1993 J。
2003-09-04 astro-ph
Are the Models for Type Ia Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
我们探讨了Ia型超新星的祖先系统的模型和爆炸后演变的超新星遗迹的属性之间的关系。大多数Ia型祖先的模型在单一简并的情况下预测在前超新星演化过程中会有大量的外流。扩大以前的工作，我们估计这些流出的印记上的结构的星周介质在超新星爆炸的时候，和效果，这种修改后的星周介质上的演变，随后的超新星遗迹。我们比较我们的模拟与已知的Ia型超新星遗迹在银河系（开普勒，第谷，SN 1006），大麦云云（0509-67.5，0519-69.0，N103 B），和M31（SN 1885）的观测特性。我们发现，速度超过200公里/秒的来自白矮星表面的光学厚外流（有时称为吸积风）在祖星周围挖掘出大型低密度空腔。这样大的空洞与我们所研究的所有Ia型遗迹中的前向激波和激波喷出物的X射线发射的动力学是不相容的。
2007-03-13 astro-ph
A search for pulsars in supernova remnants
我们已经进行了一个敏感的搜索与超新星遗迹的76米洛弗尔射电望远镜在Jodrell银行的年轻恒星。观测频率为606兆赫，系统带宽为8兆赫，冷空噪声温度为50 K。调查针对北半球的33个残留物，在大多数情况下实现了~1 mJy的标称灵敏度。在这次巡天中发现了两颗脉冲星，并发现了已知的脉冲星PSR B1952+29。这两颗新的超新星J 0215 +6218和J1957+2831分别是在搜寻超新星遗迹G132.7+1.3和G65.1+0.6时发现的。基于对目前提出的脉冲星-超新星遗迹对样本的统计分析，我们得出结论，最多有17个协会可能是真实的。我们没有发现强有力的证据表明这两颗新发现的超新星和它们的目标超新星遗迹之间存在真正的联系。
1998-01-12 astro-ph
Supernova Remnants, Pulsars and the Interstellar Medium - Summary of a Workshop Held at U Sydney, March 1999
我们总结了1999年3月18日和19日在悉尼大学举行的“超新星遗迹、脉冲星和星际介质”研讨会的会议记录。
2000-01-06 astro-ph
Neutron Star/Supernova Remnant Associations
我们总结了超新星遗迹和中子星之间的关联，包括射电望远镜，建议“不活跃”的年轻中子星，“异常”的X射线望远镜，和软伽马射线中继器，并认为所有年轻的中子星是克拉布型的范式需要重新考虑。
1998-03-03 astro-ph
Shocks and Particle Acceleration in Supernova Remnants: Observational Features
在过去的十年里，大量的观测进展大大增加了我们对超新星遗迹中激波现象的了解。这一进展主要是由于最近X射线和伽马射线仪器的改进。很明显，一些壳型超新星遗迹，如SN 1006，具有由同步辐射主导的X射线发射，证明电子被加速到100 TeV。这仍然比3E 15 eV低一个数量级，在3E 15 eV的能量下，地球上的离子宇宙射线光谱显示出光谱中断。因此，主要目标之一是证明超新星遗迹能够至少将离子加速到该能量。在这里，我回顾的证据表明，离子和电子被加速到能量~100 TeV的超新星遗迹，此外，最近取得的进展，在理解物理学的碰撞冲击波阵面和磁场内超新星遗迹。
2003-04-09 astro-ph
Supernova remnants, planetary nebulae and superbubbles: prospects for new XMM-Newton observations
在X射线观测的背景下，简要回顾了过去几年在超新星遗迹、行星状星云和超级气泡方面取得的重要成果。我打算回顾这些领域中重要的开放科学问题，以及XMM-牛顿可以做出的具体贡献。
2008-02-04 astro-ph
HI Study of Southern Galactic Supernova Remnants
简要总结了在南天寻找与银河系超新星遗迹（SNRs）有关的激波原子气体的HI 21 cm发射线的观测。对于G347.3-0.5，我们讨论了到SNR的距离以及HI结果的含义。
2003-11-06 astro-ph
A Critical Examination of Hypernova Remnant Candidates in M101. II. NGC 5471B
NGC 5471 B被认为含有超新星遗迹，因为它发出非常明亮的X射线。为了评估它的真实性质，我们已经获得了高分辨率的图像，在连续带和星云线与哈勃太空望远镜，高色散长缝光谱与基特峰国家天文台4米阶梯光栅摄谱仪。这些图像揭示了巨大的HII区域NGC 5471中的三个超新星遗迹（SNR）候选者，其中最明亮的是NGC 5471 B中的77 x60 pc壳层。NGC 5471 B的Ha速度剖面可分解为背景HII区的窄分量（FWHM = 41 km/s）和SNR壳层的宽分量（FWHM = 148 km/s）。利用从WFPC 2 Ha图像中测量的宽分量与窄分量的亮度比和Ha通量，我们得出SNR壳层的Ha光度为（1.4+-0.1 x10 ^39 ergs/s。利用[SII] 6716，6731中宽速度分量的二重态比，可以推导出SNR壳层中的电子密度约为700 cm^-3。因此，SNR壳的质量为4600 ± 500 Mo。广义分量的极限速度范围暗示了330 km/s的膨胀速度，由此确定SNR壳层的动能为5 × 10^51尔格。这需要爆炸能量大于10^52尔格，这可以由一颗超新星或多颗超新星提供。与附近活跃恒星形成区的SNR相比，NGC 5471 B的SNR壳层显得真正独特和充满活力。我们的结论是，光学观测支持在NGC 5471 B的超新星遗迹的存在。
2002-02-01 astro-ph
Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants I : Numerics and the Evolution of Remnants
各向异性热传导在各种天体物理系统中起着重要的作用。最严格的热传导测试之一可以在超新星遗迹中找到。本文研究了各向异性热传导问题，考察了经典极限和饱和极限下热传导通量的物理性质。我们还提出了一个时间上二阶精度的隐-显格式，用于数值MHD格式中热传导项的时间更新。几个模拟超新星遗迹的ISM参数范围。热传导的作用，在这样的残余物进行了研究。我们发现，热传导产生较低的温度和较高的密度在热气泡中形成的残留物。热传导在改变热气泡的热特性中的作用随着残余物通过更密集的ISM传播而增加。在更密集的ISM中，残留物的演变被证明可以更快地过渡到中心明亮的X射线形态，硬X射线中出现的趋势比软X射线中出现的更早。
2007-11-14 astro-ph
Discovery of a New X-ray Filled Radio Supernova Remnant Around the Pulsar Wind Nebula in 3EG J1809-2328
我们报告的部分~2deg的发现。直径的非热射电壳与Taz一致，脉冲星风星云（PWN）在明显可变的伽马射线源3EG J1809-2328的误差框中。我们建议，这个无线电壳是一个新发现的超新星遗迹（SNR G7.5-1.7）与PWN。SNR周围的档案ROSAT和ASCA观测发现的热X射线的非晶区域，把这个系统在超新星遗迹的混合形态类。G7.5-1.7是第五个与明亮的GeV源重合的超新星遗迹，第四个包含脉冲星风星云。
2008-02-26 astro-ph
Thermonuclear supernova explosions and their remnants: the case of Tycho
我们建议使用的热X射线发射的年轻超新星遗迹（SNRs）起源于Ia型超新星（SNe），以提取有关的信息爆炸机制。我们专注于数值1D和3D爆炸计算之间的差异，以及这些差异可能对年轻的SNR的影响。我们使用第谷超新星（SN 1572）的残骸作为测试案例，与我们的预测进行比较，讨论允许接受或放弃给定模型的观测特征。
2003-09-03 astro-ph
Neutron Star/Supernova Remnant Associations
综述了中子星与超新星遗迹之间存在关联的证据。在总结了年轻射电星的情况之后，我考虑了来自协会的证据，即年轻的中子星可以具有与射电星非常不同的性质。这一点虽然仍有争议，但动摇了我们对蟹状星云脉冲星作为年轻中子星原型的简单认识。
1999-12-14 astro-ph
The Radio Lifetime of Supernova Remnants and the Distribution of Pulsar Velocities at Birth
我们对三颗年轻超新星周围的磁场进行了VLA成像，发现了两颗新的超新星遗迹，并确认了第三颗。我们认为，在至少两种情况下，也许是第三种情况下，超新星与这些超新星遗迹的物理联系。对所有已知的年轻超新星的回顾表明，大多数都与超新星遗迹有关。我们表明，典型的密度的星际介质的超新星遗迹正在演变的密度为0.2厘米$^{-3}$，而不是低的值0.01厘米$^{-3}$已从其他研究计算，并在一个相当长的射电寿命的超新星遗迹的结果。超新星遗迹的形态和超新星的位置都意味着这些年轻的超新星大多数都具有很大的横向速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）。脉冲星速度分布中的这种高速度平均值似乎是脉冲星出生时的一般属性，由于选择效应，在自行研究中看不到。我们探讨了这一结果的影响，因为它涉及到这些速度的起源和银河系分布的星系。高速超新星可以在很短的时间内逃离超新星遗迹，与遗迹的寿命相当，甚至可能在延长遗迹的可观测无线电寿命方面发挥作用。很大一部分将能够逃离银河系的磁盘，产生一个扩展的光环人口。
1994-07-12 astro-ph
Stellar masers, circumstellar envelopes, and supernova remnants
本文综述了近年来星周脉泽和超新星遗迹脉泽的研究进展。该评论是由科学的重点领域，包括天体物理学的扩展恒星大气，恒星质量损失过程和外流，晚型演化恒星演化，恒星脉泽激发和化学，以及使用恒星脉泽作为独立的距离估计。朝向超新星遗迹的脉泽被单独涵盖。最新进展和开放的未来问题在这一领域进行了探讨。
2007-05-15 astro-ph
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
G65.2+5.7: A Thermal Composite Supernova Remnant With a Cool Shell
本文介绍了档案ROSAT PSPC观测G65.2+5.7超新星遗迹（也称为G65.3+5.7）。几乎没有材料掩盖了这一残余，所以它被很好地观察到，即使在ROSAT的带通的最软端（~0.11至0.28千电子伏）。这些软X射线图像揭示了残骸的中心填充形态，结合现有的射频观测，将G65.2+5.7置于超新星残骸的热复合（混合形态）类别中。G65.2+5.7不仅可能是已知最古老的热复合超新星遗迹，而且由于其光学显示的冷而致密的壳层，这个遗迹支持了热复合超新星遗迹缺乏X射线明亮壳层的提议，因为它们已经进化超过了绝热阶段。这些观测结果还揭示了一个稍微扩展的点源，其中心位置为RA = 19 h 36 m 46 s，dec = 30 deg 40'07“，在67波段图上半径为6.5弧分。这种辐射的来源尚未被发现，因为在这个位置没有已知的脉冲星。
2004-09-28 astro-ph
Six Years of Chandra Observations of Supernova Remnants
我们提出了审查的前六年钱德拉X射线天文台观测超新星遗迹。从仙后座A的官方“第一光”观测首次揭示了爆炸的致密残留物，到最近的百万秒光谱分辨观测揭示了原始爆炸的恒星组成和动力学的新细节，钱德拉观测为超新星现象提供了新的见解。我们提出了一个公认的偏见概述六年的这些观测，突出了新的发现可能钱德拉的独特能力。
2005-11-10 astro-ph
Pulsar wind nebulae in supernova remnants
本文提出了一个脉冲星风与超新星遗迹相互作用的球对称模型。这导致了一个脉冲星风星云，它的演化与周围超新星遗迹的演化相耦合。这种演变可以分为三个阶段。第一阶段的特征是脉冲星风星云以超音速膨胀进入自由膨胀的原始恒星喷出物。在下一个阶段，脉冲星风星云是不稳定的;由于与超新星遗迹的反向激波相互作用，脉冲星风星云在收缩和膨胀之间振荡：在遗迹中向前和向后传播的反射。在反向冲击波的回响几乎完全消失，超新星遗迹松弛到Sedov解之后，脉冲星风星云的膨胀以亚音速进行。在本文中，我们提出的结果从流体动力学模拟的脉冲星风星云通过所有这些阶段的演变。用通用平流程序进行了模拟。
2000-12-20 astro-ph
A Review of X-ray Observations of Supernova Remnants
我提出了一个审查的X射线观测超新星遗迹的重点是壳型遗迹。讨论的主题是观测新鲜的核合成产物、冲击加热和宇宙射线加速。
2003-11-17 astro-ph
The Imprint of Presupernova Evolution on Supernovae Remnants
Ia型超新星双星系统祖先的演化是高度不确定的。几个演化模型预测，物质在白矮星上的吸积伴随着以强大的风的形式从双星中喷出的物质，但在超新星遗迹形成的初始阶段，当超新星喷出物与超新星前风的相互作用可以测试时，很少有观测。在这里，我们提出了流体动力学模拟的超新星喷出物与周围介质的相互作用修改前超新星风。超新星爆炸时周围介质的结构对风历史的细节非常敏感，超新星遗迹的演化可能会在数千年内受到影响。我们已经发现，前向激波膨胀参数是区分几种风模型的一个很好的工具。超新星遗迹的演化，在环境介质的存在下，通过与前超新星风的相互作用而改变，不能用相似性解决方案来描述。我们还排除了简单的模型的基础上顺利合并与均匀密度的环境介质的拱星介质。
2001-06-21 astro-ph
Supernova remnants in molecular clouds: on cosmic ray electron spectra
本文讨论了在激波附近湍流介质中存在二阶费米加速时，激波处的粒子加速过程，作为对分子云中超新星遗迹（SNRs）的平坦同步辐射谱的另一种解释。我们认为，Chevalier（1999，ApJ，in press）所考虑的中等Alfvén马赫数激波对于这样的信噪比自然会导致观测到的谱指数。
1998-12-23 astro-ph
Interaction of High-Velocity Pulsars with Supernova Remnant Shells
对超音速运动脉冲星产生的脉冲星风进行了流体动力学模拟。脉冲星穿过星际介质，或者在更有趣的情况下，穿过其诞生时产生的超新星遗迹。在这两种情况下，都存在一个三重结构，包括风终止激波，接触不连续和弓形激波的脉冲星风星云的边界。使用流体动力学模拟，我们研究了脉冲星风星云内的超新星遗迹的行为，特别是与外壳的星际物质和周围的残骸爆炸波席卷。这种相互作用发生在脉冲星从超新星遗迹中爆发出来时。我们假设残骸处于其演化的Sedov阶段。在突破之前，与脉冲星运动相关的马赫数等于${\cal M}_{\rm psr} = 7/\sqrt{5}$，{ \em independent}超新星爆炸能量和脉冲星速度。弓激波结构被证明是生存的突破事件。
2002-02-12 astro-ph
The Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9 at Millimeter Wavelengths
我们给出了超新星遗迹G21.5-0.9在94 GHz的角分辨率8.6”x 4.5”的BIMA图像。在比我们的合成光束更大的尺度上，我们的结果并没有表明在无线电波长发射的相对论粒子的加速或同步加速器损失过程中有任何径向或局部变化。然而，射电遗迹的半高宽尺寸明显大于X射线遗迹。任何低频频谱中断都分布在剩余部分上，或者更可能的是，中断频率实际上高于~100 GHz。
2001-10-05 astro-ph
Polarization Observations of 1720 MHz OH Masers toward the Three Supernova Remnants W28, W44, and IC443
我们提出了角秒分辨率的观测，从VLA的卫星线的羟基分子（OH）在1720.53兆赫对三个银河系超新星遗迹：W28，W44和IC 443。我们所有的观察是一致的模型中，OH（1720 MHz）的碰撞激发的H2分子在postshock气体加热的非解离冲击。具有OH（1720 MHz）脉泽发射的超新星遗迹可能是进行宇宙线加速场高能搜索的有希望的候选者。
1997-06-06 astro-ph
VERITAS Studies of the Supernova Remnants Cas A and IC 443
VERITAS在2007年观测了超新星遗迹仙后座A（Cas A）和IC 443，结果发现这两个来源都有强烈的TeV能量。Cas A是一个年轻的残骸，在射电和非热X射线中都很明亮，都是宇宙射线电子的示踪物。IC 443是一个与分子云相互作用的中年复合残骸;分子云为强子宇宙射线提供了更高密度的靶物质，通过π衰变产生TeV伽马射线。TeV形态-点样的Cas A和IC 443扩展-将讨论现有的多波长数据的残余物的背景下。
2008-10-05 astro-ph
NGC 3310 and Its Tidal Debris: Remnants of Galaxy Evolution
NGC 3310是一个局部星系，其强烈的恒星暴被认为是与伴星系合并的结果。它在主银盘周围的西北和南部地区有几个已知的潮汐特征，以及一个封闭的潮汐环，从银盘的东侧出现，并在北部重新加入。这个环似乎与NGC3310周围的其他壳层不同，并且是第一个在星暴星系中发现的此类环。在这项工作中，我们提出UBVR测光暗淡的表面亮度水平的碎片网络，我们探索各种策略建模NGC 3310的光盘，并减去其贡献，从每个区域的碎片。然后，我们将这些光度结果与GALEV光谱合成模型进行比较，并从入侵星系中找到可能的物质，这表明最近几个小星系的吸积正在推动NGC 3310的演化。
2006-07-05 astro-ph
Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants, Implications for the Interstellar Medium
我们提出了大量的二维半模拟超新星遗迹扩展到星际介质具有一定范围的密度，温度和磁场强度。产生的热气体的体积强烈地依赖于热传导和磁场的包含。热气体的四个体积和三个区域已经被编目，它们对星际参数的依赖性也被记录下来。超新星喷出的放射性物质的模拟线宽也被编入目录。
2007-11-14 astro-ph
High Energy Emission from Supernova Remnants
本文讨论了当前超新星遗迹高能辐射研究的几个方面，主要内容包括：1）超新星遗迹激波附近磁场放大的最新证据，它使宇宙射线比以前认为的更有效地被加速。2)有证据表明，在某些遗迹中的离子和电子具有非常不同的温度，只有通过库仑相互作用才能平衡。3)有证据表明，产生Cas A的爆炸是不对称的，似乎涉及喷流/反喷流结构。最后，4），我将论证与磁星候选者相关的超新星遗迹的不起眼的性质，表明磁星不是由快速（P ~ 1 ms）旋转的原中子星形成的，而是更有可能由具有高磁场的大质量祖星形成。
2006-01-05 astro-ph
The Interstellar Environment of Filled-Center Supernova Remnants: II. G63.7+1.1
对候选超新星遗迹G63.7+1.1及其周围的星际介质进行了多波长观测。根据射电连续谱数据，我们得出结论，该天体是一个充满中心的超新星遗迹，可能正在成为一个复合遗迹。残骸的形态，以及HI，12 CO和高分辨率IRAS数据表明，G63.7+1.1直接与ISM相互作用，而不是位于ISM的低密度区。这反过来又有力地表明，被探测到的星云并没有被超新星喷出物的看不见的光环所包围。SNR与HI和CO特征在切点附近之间的关联意味着G63.7+1.1的运动学距离为3.8 +/- 1.5 kpc。
1997-08-15 astro-ph
A search for radio supernovae and supernova remnants in the region of NGC1569's super star clusters
我们利用1.4GHz和5GHz的MERLIN在不规则矮星系NGC1569中，特别是在其超星团A和B区域中寻找射电超新星（RSNe）和超新星遗迹（SNRs）。在整个NGC1569中，我们发现了大约5个RSNe和SNR，但SSC及其周围环境基本上没有非热射电源。尽管SSC中的许多大质量恒星预计已经爆炸，但与M82和它的许多SSC相比，A和B中及其附近没有RSNe和SNRs似乎在统计上是合理的。然而，在A和B中及其附近没有RSNe和SNR也可能是由于恒星风和超新星喷射物质的剧烈和湍流外流，这并没有为SSC内及其附近的SNR的发展提供安静的环境。
2001-11-12 astro-ph
Radio supernovae, supernova remnants and HII regions in NGC 2146 observed with MERLIN and the VLA
我们提出了一个高分辨率的5 GHz无线电连续谱的星爆星系NGC 2146与MERLIN和VLA，在搜索无线电超新星和超新星遗迹预计已经产生的最大质量的恒星在星爆。在5 GHz下，Glendenning & Kronberg（1986）早些时候在NGC 2146中央800秒内检测到了大约20个点源。我们用MERLIN和VLA进行了高灵敏度和高分辨率的观测，证实了18个源的探测，并解决了其中的7个。额外的1.6 GHz MERLIN观测揭示了9个与5 GHz处检测到的源位置一致的源，这使我们能够推导出它们的光谱指数。只有3个源的指数与超新星遗迹或射电超新星的同步辐射一致，而其他的则有非常陡峭的倒置光谱。我们认为，具有正光谱指数的源是具有高电子密度和高发射测量值（EM > 10^（7）cm^（-6）pc）的光学厚超致密和/或超致密HII区。最低能量要求表明，这些区域可能包含多达1000个等价的O 6型恒星。与M 82相比，星系NGC 2146缺乏大量的超新星遗迹。我们认为，NGC 2146正在经历一个比M 82更强的恒星形成爆发，但处于一个年轻的阶段。然而，我们也不能排除另一种可能性，即前景电离气体在1.6 GHz处有很强的自由-自由吸收，具有很高的发射测量值（EM > 10^（8）cm^（-6）pc），隐藏了一定数量的超新星遗迹，从而使某些源的观测光谱倒置。
2000-04-06 astro-ph
