1) supernova remnant
超新星遗迹
1.
In the optical spectra of some young supernova remnants,Balmer line is often observed to have two components:a broad component produced by charge exchange between cold neutral atoms and high energy protons,and a narrow component produced mainly by collisional excitation of preshock cold neutral atoms.
但是,近来更细致的观测和理论计算表明,超新星遗迹中Balmer发射线的双线结构很可能还要受到其他因素的影响,并且与激波速度和电子-质子的热平衡有着密切的关系。
2.
SS433 is a famous high energy source in our Galaxy, W50 is the supernova remnant surrounding it.
SS433是银河系内一个著名的高能天体,W50是它周围的超新星遗迹,自20世纪70年代末SS433的运动模型建立以来,已经受到了越来越多的关注,取得了丰富的多波段观测资料。
3.
We list a sample of 50 pairs of pulsar (PSR) and supernova remnant (SNR) associations which have been suggested from over 230 SNRs and 1300 PSRs.
从所有已被提出和发现的230多颗超新星遗迹和1300多颗脉冲星中,总结出一个共50对脉冲星与超新星遗迹成协候选体的样本。
2) supernova remnants
超新星遗迹
1.
Laboratory study of hydrodynamic processes during the evolution of supernova remnants;
实验室模拟研究超新星遗迹演化动力学过程
4) vela supernova remnants
船帆超新星遗迹
5) plerionic supernova remnant
类蟹超新星遗迹
6) remnant of Tycho's star
第谷超新星遗迹
补充资料：超新星遗迹
超新星爆发时，星的外层向周围空间迅猛地抛出大量物质,这些物质在膨胀过程中和星际物质互相作用,形成丝状气体云和气壳，遗留在空间,成为非热射电源,这就是超新星遗迹。星的残骸可演化为中子星或白矮星。1976年D.H.克拉克等所列的射电源表中有 120个超新星遗迹，绝大部分是银河系内的射电源。
光学特征 大多数超新星遗迹具有丝状的亮云或壳层。根据自行和视向速度得知，丝状物都沿径向向外膨胀,不同的丝状物有不同的膨胀速度，例如仙后座A内就有快速运动（6,000公里／秒）和慢速运动(30公里/秒)的丝状物。观测丝状物的光谱可得到其密度、温度和化学组成等资料。
射电特征 各种射电波段上的亮温度分布观测表明，超新星遗迹都具有壳层结构，即源的外层辐射强，向内迅速减弱。普遍认为其辐射性质是相对论性电子的同步加速辐射。1960年，什克洛夫斯基首先根据这种非热辐射机制指出，超新星遗迹的表面亮度Σ和直径d 间存在着Σ∝dβ的演化关系(β 是负值常数,有人取为-4.0),并准确地预言了仙后座 A射电源流量密度随时间递减的规律。超新星遗迹的辐射是偏振的,但偏振度不大,对应的磁场强度一般在10-4～10-5高斯的量级上。表征射电流量密度Sv 随频率变化 Sv∝v-α 的射电频谱指数α 一般在 0.12～0.8之间，平均为0.5。
动力学演化 一般都采用沃尔哲的流体动力学模型，它分为四个阶段：①自由膨胀相：这是初始阶段，超新星抛出壳层的质量M 远大于它膨胀时冲击波所扫过的星际物质的质量m，抛出壳层匀速向外膨胀,星际物质被压缩，温度升高。②绝热相；当M<时，冲击波绝热地向外扩张，辐射损失可以忽略，系统的能量守恒。冲击波及其后面气体的运动规律，可用流体力学中著名的谢多夫相似解来描述。③辐射相；辐射损失的能量大于超新星爆发初始能量的一半时，即进入辐射相。此时，辐射损失已变为主要的，气体迅速冷却，但仍假定气体的径向动量守恒。④消失相:这是超新星遗迹的消失阶段,气体膨胀速度已经很小，当速度降到和星际气体的不规则速度同量级(10公里/秒)时,就消失于星际物质之中。目前所发现的超新星遗迹绝大部分是处于绝热相阶段，而处于后两个阶段的遗迹还未发现。
分布特点 统计表明,从银心到26,000光年以内,线直径小于98光年的超新星遗迹面密度近似一常数（每千万平方光年约0.5个）。离银心26,000光年以外,其面密度迅速下降；到33,000光年时，下降到上述常数值的一半。离银心52,000光年以外就没有超新星遗迹了。另外，这种遗迹有明显地集中于银道面的倾向,离银心愈近,这种倾向愈显著。还发现在银道面中性氢比较集中的旋臂上容易出现超新星遗迹。遗迹的分布和银河系星族 I恒星的分布类似。这使许多研究者认为，超新星爆发前的星体多数是属于星族I的恒星。
著名的超新星遗迹 迄今研究得最详细的超新星遗迹是蟹状星云。根据中国古代天文记载，确认它是1054年爆发的超新星的遗迹（见彩图）。仙后座 A是天空中除太阳以外最强的射电源。光学观测表明，它是一个有缺口的不完全壳层（上面有大量的丝状物和云斑）。缺口处有一向外延伸约4┡的亮斑,壳层的膨胀速度每秒约7,400公里。在银河系里它是迄今发现的最年轻的超新星遗迹，一般估计是十七世纪末的一次超新星爆发后遗留下来的。奇怪的是，没有关于这次事件的历史记载。天鹅座环是一个有名的年老的超新星遗迹。它的光学外形是一个破碎的壳层，膨胀速度已径很小,每秒约115公里。位于豺狼座的射电源MSH14-415 （又名PKS1459-41）是历史记载中最亮的超新星。它爆发于1006年，在中国、日本、阿拉伯和欧洲的史籍都有关于这一事件的观测记载，但到1976年才得到光学证认。它是一条长10┡、宽 1″～9″的非常暗弱的丝状云，位于射电亮度分布图的东北方向外边缘处。另外两个已知年龄的超新星遗迹是第谷超新星遗迹（即射电源3C10）和开普勒超新星遗迹(即射电源 3C358)。它们分别是1572年和1604年爆发的超新星。在超新星遗迹中，除蟹状星云中发现有光学脉冲星外，第二个光学脉冲星是在船帆座X、 Y、Z中发现的。除了开普勒超新星遗迹外,其余的超新星遗迹都是X射线源。上述超新星遗迹的射电参数见表。
参考书目
E.H.David, Supernova Remnants, Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, G.L. Verschuur and K.I.Kellermann eds, Springer-Verlag, Berlin,1974.
光学特征 大多数超新星遗迹具有丝状的亮云或壳层。根据自行和视向速度得知，丝状物都沿径向向外膨胀,不同的丝状物有不同的膨胀速度，例如仙后座A内就有快速运动（6,000公里／秒）和慢速运动(30公里/秒)的丝状物。观测丝状物的光谱可得到其密度、温度和化学组成等资料。
射电特征 各种射电波段上的亮温度分布观测表明，超新星遗迹都具有壳层结构，即源的外层辐射强，向内迅速减弱。普遍认为其辐射性质是相对论性电子的同步加速辐射。1960年，什克洛夫斯基首先根据这种非热辐射机制指出，超新星遗迹的表面亮度Σ和直径d 间存在着Σ∝dβ的演化关系(β 是负值常数,有人取为-4.0),并准确地预言了仙后座 A射电源流量密度随时间递减的规律。超新星遗迹的辐射是偏振的,但偏振度不大,对应的磁场强度一般在10-4～10-5高斯的量级上。表征射电流量密度Sv 随频率变化 Sv∝v-α 的射电频谱指数α 一般在 0.12～0.8之间，平均为0.5。
动力学演化 一般都采用沃尔哲的流体动力学模型，它分为四个阶段：①自由膨胀相：这是初始阶段，超新星抛出壳层的质量M 远大于它膨胀时冲击波所扫过的星际物质的质量m，抛出壳层匀速向外膨胀,星际物质被压缩，温度升高。②绝热相；当M<
分布特点 统计表明,从银心到26,000光年以内,线直径小于98光年的超新星遗迹面密度近似一常数（每千万平方光年约0.5个）。离银心26,000光年以外,其面密度迅速下降；到33,000光年时，下降到上述常数值的一半。离银心52,000光年以外就没有超新星遗迹了。另外，这种遗迹有明显地集中于银道面的倾向,离银心愈近,这种倾向愈显著。还发现在银道面中性氢比较集中的旋臂上容易出现超新星遗迹。遗迹的分布和银河系星族 I恒星的分布类似。这使许多研究者认为，超新星爆发前的星体多数是属于星族I的恒星。
著名的超新星遗迹 迄今研究得最详细的超新星遗迹是蟹状星云。根据中国古代天文记载，确认它是1054年爆发的超新星的遗迹（见彩图）。仙后座 A是天空中除太阳以外最强的射电源。光学观测表明，它是一个有缺口的不完全壳层（上面有大量的丝状物和云斑）。缺口处有一向外延伸约4┡的亮斑,壳层的膨胀速度每秒约7,400公里。在银河系里它是迄今发现的最年轻的超新星遗迹，一般估计是十七世纪末的一次超新星爆发后遗留下来的。奇怪的是，没有关于这次事件的历史记载。天鹅座环是一个有名的年老的超新星遗迹。它的光学外形是一个破碎的壳层，膨胀速度已径很小,每秒约115公里。位于豺狼座的射电源MSH14-415 （又名PKS1459-41）是历史记载中最亮的超新星。它爆发于1006年，在中国、日本、阿拉伯和欧洲的史籍都有关于这一事件的观测记载，但到1976年才得到光学证认。它是一条长10┡、宽 1″～9″的非常暗弱的丝状云，位于射电亮度分布图的东北方向外边缘处。另外两个已知年龄的超新星遗迹是第谷超新星遗迹（即射电源3C10）和开普勒超新星遗迹(即射电源 3C358)。它们分别是1572年和1604年爆发的超新星。在超新星遗迹中，除蟹状星云中发现有光学脉冲星外，第二个光学脉冲星是在船帆座X、 Y、Z中发现的。除了开普勒超新星遗迹外,其余的超新星遗迹都是X射线源。上述超新星遗迹的射电参数见表。
参考书目
E.H.David, Supernova Remnants, Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, G.L. Verschuur and K.I.Kellermann eds, Springer-Verlag, Berlin,1974.
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