 Astronomy and Astrophysics 天文与天体物理, 2013, 1, 32-37 http://dx.doi.org/10.12677/aas.2013.12005 Published Online April 2013 (http://www.hanspub.org/journal/aas.html) Vela Jr.: Ejecta-Clump Interaction in the Vela Supernova Remnant Chih-Yueh Wang1,2 1Department of Physics, Chung-Yuan Christian University, Chung-Li, Taoyuan 2University Inter-Discipline Department, Honor College, National Taiwan University of Science and Technology, Taipei Email: cw5b@msn.com Received: Jan. 20th, 2013; revised: Feb. 22nd, 2013; accepted: Mar. 8th, 2013 Copyright © 2013 Chih-Yueh Wang. This is an open access article distributed under the Creative Commons Attribution License, which permits unre- stricted use, distribution, and reproduction in any medium, provided the original work is properly cited. Abstract: The ROSAT source RX J0852.0-4622, or Vela Jr., superposed on the Vela supernova remnant, has been iden- tified as a separate young supernova remnant based on its shell-like appearance in X-ray > 1.3 keV and on its detection as a source of the 44Ti γ-ray decay line. However, a re-examination of the observational facts suggests that Vela Jr. should be part of the Vela remnant. We suggest that the shell X-ray feature is produced by a fast ejecta clump (bullet) from the Vela supernova that deposited its kinetic energy in the supernova remnant shell. The estimated energy < 0.3 × 1049 erg could be supplied by a <~0.1M⊙ clump moving at 1700 km/s. Two-dimensional gas dynamic simulations show that a circular appearance can be produced in the supernova shell under proper conditions. We suggest that the nickel bubble effect is responsible for producing such heavy ejecta clumps in supernovae. There may be other similar X-ray features at a lower brightness level and there may be emission from heavy element ejecta in the object. Keywords: ISM (RX J0852.0-4622, Vela Jr.); Supernova Remnants (Vela Jr., Vela SNR, SN1572); Hydrodynamics; Instabilities; Shock Waves Vela Jr.：超新星喷发团块与 超新星遗骸的互动 王致悦 1,2 1中原大学物理系，中坜，桃园 2台湾科技大学荣誉学院不分系，台北 Email: cw5b@msn.com 收稿日期：2013 年1月20 日；修回日期：2013年2月22日；录用日期：2013 年3月8日 摘 要：重迭在船帆座超新星遗骸(Vela supernova remnant)视线上的 ROSAT X 射线源 RX J0852.0-4622，或称 Ve la Jr.，因 其 在1.3 千电子伏的波段上呈现圆壳外观和检测出44Ti 的γ射线衰变线，所以被认为是新发现的年轻超新 星遗骸。然而，观测证据指出Vela Jr.应属于船帆座超新星遗骸的一部份而非独立的物体。二维气体动力学模拟 显示，超新星快速的高密度喷发气体物(子弹)可以影响遗骸的外围，产生类似于Vela Jr.的圆环结构。估计Vela Jr. 的能量为<0.3 × 1049 erg，相当于 1700 km/s、<~0.1M⊙的超新星喷发物所注入的动能。我们认为子弹生成最有 可能的机制是镍泡效应(nickel bubble effect)。我们预测子弹应该产生辐射，而船帆座超新星遗骸在低X射线亮 度的波段上也应存在其它类似的结构。 关键词：星际介质(RX J0852-4622, Vela Jr.)；超新星遗骸(Vela Jr., Vela SNR, SN1572)；流体力学；不稳定性； 冲击波 Copyright © 2013 Hanspub 32  Vela Jr.：超新星喷发团块与超新星遗骸的互动 Copyright © 2013 Hanspub 33 1. 引言 ROSAT 射线源 RX J0852.0-4622，或称 Vela Jr.， 许多观测根据其在 1.3 千电子伏X射线波段上显现的 环状结构推论其为一个独立的超新星遗骸[1](图片请 见[1])。Vela Jr.迭加在船帆座超新星遗骸(Vela SNR， <~250 pc，~10,000岁[2])的视线方向上。Vela SNR 的 边缘有些像炮弹般的碎片突出[3,4]，而 Vela Jr.刚好位 于子弹“D”上(图片请见[4])。Iyudin 等检测 COMPTEL γ射线数据发现该区域有 44Ti 的辐射线[5]。由于 44Ti 只在超新星中产生，根据44Ti 的辐射强度、90年的半 衰期、和一般超新星遗骸应有的大小尺寸与震波速度 等性质，推测Vela Jr.为~680 岁、距离为 200 pc的超 新星遗骸[3,6]。南极冰芯的丰度测量也显示700 年前硝 酸盐突增，可能是Vela Jr.爆发的结果[7]。Vela Jr.因此 据信是本银河系中仅次于仙后座遗骸 Cas A的第二年 轻的超新星遗骸。 Combi 等无线电深度连续光谱调查发现 Vel a SNR在2.4 和1.42 GHz波段上也出现对应于Vela Jr. 的光环[8]。Combi 等认为子弹“D”是 Vela Jr.所有， 不属于 Vela SNR。RXTE 观测发现 Vela Jr.虽然是高能 量的射线源，却不含超新星的核融合反应产物——铁 K线辐射[9]。ASCA 观测则发现 Vela Jr.的能量来源为 非热辐射[10]，其中心存在一个非致密、弥漫性(diffusive) 的X射线源。 支持 Vela Jr.是年轻超新星遗骸的主要依据是 44Ti 的百万电子伏 γ射线辐射。然而，再分析 Vela Jr.的 COMPTEL 数据揭露其44Ti 信号只有 2~4 σ的信心水 平，强度因分析方法而异[11]。随后的观测发现Vela Jr. 同步辐射能量达到百兆电子伏[12]，是本银河系~250 个超新星遗骸中少数具有超高能量者。我们认为 Vel a Jr.应非独立的超新星遗骸，而是船帆座遗骸的一部分。 Vela Jr.的环形结构应是Ve l a超新星喷发物(ejecta)快 速接近遗骸冲击波(blast wave)的能量激发现象。以下 我们检视观测，概述二维模型，并根据观测讨论结果。 2. 互动模型 包括第谷超新星遗骸(SN1572，Ia 型超新星)与 Cas A等许多大质量超新星遗骸中都观察到明显的子 弹或团块接近或突出于超新星遗骸的冲击波。ASCA 观察到 Vela SNR的子弹“A”富含Si 线辐射[13]，子 弹“D”富含 O、Mg、与 Si[14]，证明子弹形成于恒星 核心而非来自于星际介质(ISM)。N63A 的主壳也发现 几个富含 Ne，Mg 和Si 的突起[15]。因此我们考虑 Vel a Jr.其实是 Vela SNR喷发团块与冲击波互动的结果 [16,17]。Vela 是重力塌缩的超新星，大质量恒星爆炸之 前可能有质量损失，确切的演化阶段不明。喷发物向 周围星际介质自由扩展时会形成反向震波(reverse shock)与正向震波(forward shock，或称冲击波)。震波 间的气体因不稳定(Rayleigh-Taylor instability)而向外 对流。我们使用 ZEUS2D 有限差分法程序集[18]以二维 (即2.5维)球坐标模拟震波间带的气体动力。 我们考虑 Ia 型超新星[19]或是重力塌缩型超新星 遗骸，喷发物质密度向外呈不同的指数幂律递减。由 于此密度分布只取决于爆炸质量和动能，因此遗骸的 演化阶段可由质量、动能、和星际介质密度所定义比 例参数来决定[16,19]。反向震波在参数时间t' = 2.5 时开 始往内移动；t' = 8 时到达遗骸中心。第谷超新星遗骸 的年龄约为 t' = 1.75。二维球坐标中团块/子弹其实是 一个轴对称的圆环(toroid)，而非一个球体的投影，但 我们预期二维演化性质应与三维模拟非常近似。气体 压力、磁性、热传导、和辐射在大尺度上对于气体动 力不会有显著的影响。 超新星的喷发物质最初是自由移动的(速度 = 半 径/时间)。团块一旦通过遗骸的反向震波进入震波间 带，会因为 RAM 压力过大而横向扩展、不稳定而后 碎裂。只有高密度团块才能穿越反向震波至冲击波之 间的震波间带而不被撕裂。团块碎裂的基本过程类似 于冲击波扫过星际云所造成的扰动[20]。 高密度团块最后达到冲击波时会造成遗骸的突 起。第谷超新星遗骸的边缘有两X射线团块，一富含 Si 另一富含Fe。两团块的游离比率(ionization ratio， 电子密度与时间的乘积 ne·t)相差约~100 倍，可知 Si 团块密度是 Fe 团块密度的100 倍[21]。我们的数值模 拟[16]发现第谷超新星需要~100 倍压缩的高密度团块 才能解释遗骸的突起。Vela 超新星遗骸甚至需要 ~1000 倍的密度压缩才可像子弹“D”般超越 Vela超 新星遗骸半径的40%[17]。遗骸凸起的程度还取决于团 块的喷射速度。超新星内层的喷发物速度低，即使存 在高密度团块也难以影响冲击波。因此，子弹现象应  Vela Jr.：超新星喷发团块与超新星遗骸的互动 仅存在于相对年轻的超新星遗骸。若要在重力塌缩的 超新星遗骸产生与Vela 相符的凸起，最佳的喷射速度 约是 V~3000 km/s[17]。Vela 以及其它数个重力坍缩超 新星遗骸所观察到的O的速度刚好符合此速度范围。 一旦喷发团块进入冲击波的区域，团块最终必然 减速并且被冲击波赶上。凸出的冲击波在冲击波主壳 形成微弱的震波，产生一种小规模的爆炸。震波相交 引发次震波与切线不连续面 (tangential discontinuity)， 于是形成 Vela Jr.的环形结构(图1)。 Vela Jr.角直径为 2˚，相应的无线电外径是1.8˚ ± 0.2˚[22]，约占 Vela SNR表面积(角直径为 8˚)的1%。 如果 Vela的动能是 1051 erg，Vela Jr.表面积便有1049 β erg的能量聚集，其中β ≤ 1。Vela冲击波速度估计约 600 km/s[23]。假设Vela SNR是在 Sedov 爆炸波自由扩 展的演化阶段，由于冲击波速度是喷发物的 2/5，估 计子弹的速度便是~1500 km/s。Vela 在250 pc的距离 上的半径是17 pc；将 17 pc 除以 Vela中央脉冲星的特 征年龄 10,000 岁也得出喷发速度为 1700 km/s [1]。 Figure 1. Snapshots of a clump with a density contrast of 100 in Type Ia supernova ejecta expanding into the intershock region at dynamical stages t' = 0.21, 0.33, 0.59, 0.72, 0.85, 1.16, 2.45 and 6.30. A ring is seen at t' = 1.16 when the protrusion on the remnant outlines is caught up by the blast wave. The age of Tycho’s remnant is t' = 1.75. The contour levels are exponentially distributed between the minimum and 2% of the maximum density at t' = 0.21. The model uses standard explosion mass and density with a constant ambient density of 2.34 × 10−24 gm·cm−3, as described in Wang (2011). The color bar denotes values of mass density in gm cm−3. The grid uses 600 × 300 zones 图1. 密度对比为100 倍的 Ia 型超新星喷发团块扩展至震波间带。所示时间为 t' = 0.21, 0.33, 0.59, 0.72, 0.85, 1.16, 2.45与6.30。团块于t' = 1.16 减速时被冲击波赶上形成环形结构。第谷超新星遗骸的年龄约为 t' = 1.75。等高线的上下限为 t' = 0.21 时最大气体密度的 2％和最小密度， 等高线呈指数递减分布。本模拟使用 Wang(2011)描述的模型：标准爆炸质量、动能、与恒定星际介质密度 2.34 × 10−24 gm·cm−3。彩条显示 气体密度，使用 cgs单位。模拟网格使用 600 × 300个格点 Copyright © 2013 Hanspub 34  Vela Jr.：超新星喷发团块与超新星遗骸的互动 利用 Vela Jr.对Vela 的面积比例可估计子弹质量是~0.1 β M⊙。 从X射线能量可估计 Vela Jr.的热能[6,24]。Vela Jr 的能量(假设 200 pc的距离)约为2.6 × 1049 erg，这比 超新星 1 × 1051 erg 的标准能量要低得多。Vela Jr.在X 射线频谱是非热辐射[9,10]，因此 X射线通量实际上限 定了热辐射的上限。Vela Jr.的X射线频谱为 F(ν) ~ ν−1.6 [10]，它所对应的同步辐射电子数频谱是N(E) ~ E−4.2。 电子数目密度分布若在高能处陡峭下降，一个小的能 量密度扰动就可能增强硬X射线辐射强度。我们推测 子弹的冲击提高了部分区域的电子能量，因而造成明 亮圆环。Vela Jr.只在 ROSAT 1.3~2.4 千电子伏的波段 观测到，表明电子密度没有非常大的跳跃。 如果 Vela Jr.是Vela 喷发物与遗骸互动的结果， Vela SNR中可 能也 有其 它子 弹团 块产 生类 似的 辐射 效应。然而，1.3千电子伏之上的 X射线[2]并无其它 相似的构造。我们的模型显示子弹在突出遗骸时动能 并未减损很多，主要能量仍是动能。可预期团块在横 向扩展开始破碎时会有一些X射线发射。此外，由于 Vela Jr.位于Ve l a的边缘，预期所观察到的圆环因投影 效应在半径方向上缩短，而在北–南方向显得较长。 Vela Jr.的东侧圆环不明显，不易辨别测试此效应。 子弹一旦减速，在冲击波附近激发的震波将随着 时间而减弱。Allen, Markwardt & Petre[9]发现，Vela Jr. 和Vela 在3~12 keV的波段内有非常相似的光谱，因 此Vela Jr.确实有高能量的 X射线辐射。Vela Jr.因为表 面亮度比 Vela 的其它地方高所以较显著。 关于 Vela Jr.无线电观测的讨论可见于 Combi 等[8] 和Duncan & Green[22]。Duncan & Green 基于以下理由 认为 Vela Jr.应是船帆座遗骸的一部分： 1) Vela Jr.表面亮度类似于Ve la 。在 X射线圆环发 现之前，这个区域被认为是 Vela的一部分。作为一超 新星遗骸，如果 Vela Jr.距离是 200 pc，其无线电表面 亮度会是不同寻常的低，甚至低于SN 1006。 2) Vela Jr.无线电辐射跟Vela 其它部分是连续的， 特别是东边向北的丝状结构显然属于 Vela。Combi 等 认为 Vela Jr.的一部分可以认定是 Vela结构的部分。 3) Vela Jr.北部无线电明亮部分的光通量F = να的 谱指数估计为α = −0.4 ± 0.15。此数值对年轻的超新 星遗骸而言是异常平坦，但符合Vela SNR外壳的谱 指数[25]。 4) Vela与Vela Jr.交接处没有任何磁场与偏振特 性的不连续性。如果 Vela Jr.是单独的超新星遗骸，一 定受到 Vela 超新星遗骸的辐射影响。 3. 讨论 我们发现超新星喷发气体如果受到高度压缩产 生团块，团块强硬到不被反向震波粉碎，一旦移动至 冲击波附近就会具有强大的破坏力量。Blondin, Bor- kowski & Reynolds[26]研究非均匀超新星喷出物与周 围介质的作用，发现喷出物如果包含比周围稀薄100 倍的镍泡，冲击波半径会有<5%至15%的变化。Vel a 的半径为 4˚；子弹“A”和子弹“E”分别位于 Vela 的边界外 1.2˚与2.4˚[4]。这样大的偏差表示 Vela 喷出 物含有非常致密的团块。 高密度团块的最可能成因是超新星外层的元素 因超新星中心元素 56Ni→56Co→56Fe的辐射衰变而受 到压缩(镍泡效应)。Li, McCray & Sunyaev[27]首先在 SN1987A 的中心发现 Fe 有非常大的体积充填系数， 认为是 56Ni衰变加热的结果。Vela SNR的Oλ6300 谱 线显示 O元素聚集成团[28]，子弹“D”的光谱也显示 有0.01M⊙的Si 元素[12]。Vela Jr.的中央区域没有 Si 辐射[10]，但低于一千电子伏能量的辐射来源是 O和 Ne。六个子弹的几何中心也指向 Vela SNR中心。这 些证据与镍泡效应的预期一致。 假设 56Ni的初始分布是球对称的，我们的一维辐 射流体力学模拟发现镍泡效应将压缩超新星核反应 的中间元素至 100 倍的密度对比[29,30]，这与子弹与遗 骸的二维互动模拟结果[15,16]相符。当喷发物变为 optically thin时，估计团块以~1500 km/s的速度冻结 在喷发物中。镍泡效应压缩的总质量约为~1M⊙，是 船帆座子弹重量的10~100 倍。 Vela Jr.的身份至今仍有高度争议。其百兆电子伏 的非热同步辐射的发现更增添其复杂性。许多研究将 超高能量辐射视为超新星震波加速星际介质粒子为 宇宙射线的证据。我们发现第谷遗骸的震波半径与速 度符合理想绝热的扩展模型，动能毫无减损。我们因 此怀疑宇宙射线并非来自于超新星震波[31]。 我们预测以下观测与理论需要进一步检测来澄 清Vela Jr.的性质。 Copyright © 2013 Hanspub 35  Vela Jr.：超新星喷发团块与超新星遗骸的互动 1) Vela Jr.不是 44Ti 的辐射源。INTEGRAL 观测确 实表明 Vela Jr.的γ射线并非 Iyudin 等所声称的 44Ti 辐射。 2) Vela Jr.中央应可检出子弹的 X射线辐射。 Tsunemi 等发现 ASCA 的X射线观测中 Ca钙含量在 Vela Jr.的一侧过高[27]。钙的存在可归因于44Ti 秒的衰 变，但也可能来自Vela 遗骸的喷出团块。Slane 等[10] 发现 Vela Jr.中心有弥漫性辐射，但也不排除是致密射 线源。致密星体不是我们模型所预期的。有可能是子 弹太小或碎裂成数块。M ereghetti[32]根据BeppoSAX 观测认为 Vela Jr.中央的致密星体可能是 Early-Type 高 温的恒星，但还有另有一个未解析出的射线源，可能 是中子星。Pavlov 等[33]根据 Chandra 观测认为 Vela Jr. 中心存在一紧凑的X射线源，属于一种年轻但无线电 静默的新型中子星。由于以上所有有利于致密星的观 测研究皆有疑义，Iyudin 等在稍后 2005 年的 XMM Newton 观测[34]中改变其观点，推测 Vela Jr.是一个低 于Chandra-sehkar 质量的 Ia 型超新星，其中心不存在 致密射线源。 3) 当团块以均匀等向速度向外至冲击波时可以 激发电子、形成环形的切线不连续面。子弹上游应为 低压区，是否可形成X射线连续面可能与不稳定气体 的扰动高度有关。Wang & Chevalier[16]的高解析度模 拟(图8)显示子弹上游的扰动气体连接成一较完整的 环形。我们将以三维数值模拟计算 Vela超新星子弹所 引发的 X-ray 辐射，检验其在视线上所投影的亮度是 否与观测相符。 4) 子弹的速度、质量与作用时间与球对称镍泡效 应的估算相符，显示子弹为致密喷发物质。至于非球 对称的 56Ni 分布如何压缩气体、创建如 Vela子弹般 ~1000 倍的高密度团块，还需借由未来多维辐射流体 力学的模拟研究。 4. 结论 观测证据指出 Vela Jr.应属于船帆座超新星遗骸 的一部份而非独立的超新星。二维气体动力学模拟显 示Vela Jr.的圆环结构可起源于超新星的高密度喷出 物(子弹)与遗骸冲击波的作用。子弹的速度、质量、 作用时间与镍泡效应的估算相符。我们预测子弹应该 产生辐射，而船帆座超新星遗骸在低X射线亮度的波 段上也可能存在其它类似的结构。 5. 致谢 感谢我的老师 Roger Chevalier的指教与贡献以及 National Center for High-Performance Computing提供 计算设施。 参考文献 (References) [1] B. Aschenbach. Discovery of a young nearby supernova remnant. Nature, 1998, 396: 141-142. [2] A. N. Cha, K. R. Sembach and A. C. Danks. The distance to the vela supernova remnant. The Astrophysical Journal, 1999, 515(1): L25. [3] R. Strom, H. M. Johnston, F. Verbunt and B. Aschenbach. A radio-emitting X-ray “bullet” ejected by the Vela supernova. Nature, 1995, 373: 590. [4] B. Aschenbach, R. Egger and J. Trümper. Discovery of explosion fragments outside the Vela supernova remnant shock-wave boundary. Nature, 1995, 373: 587-590. [5] A. F. Iyudin, et al. Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova. Nature, 1998, 396: 142- 144. [6] B. Aschenbach, A. F. Iyudin and V. Schonelder. Constraints of age, distance and progenitor of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642. Astronomy and Astrophysics, 1999, 350: 997-1006. [7] C. P. Burgess, K. Zuber. Footprints of the newly discovered Vela supernova in Antarctic ice cores? Astroparticle Physics, 2000, 14(1): 1. [8] J. A. Combi, G. E. Romero and P. Benaglia. Radio detection of the supernova remnant RX J0852.0-4622. The Astrophysical Journal, 1999, 519(2): L177. [9] G. E. Allen, C. B. Markwardt and R. Petre. The high-energy RXTE X-ray spectrum of the recently-discovered remnent RX J0852-4622. Bulletin of the American Astronomical Society. 1999, 31: 862. [10] P. Slane, J. P. Hughes, R. J. Edgar, P. P. Plucinsky, E. Miyata, H. Tsunemi and B. Aschenbach. RX J0852.0-4622: Another nonther- mal shell-type supernova remnant (G266.2-1.2). The Astrophy- sical Journal, 2001, 548(2): 814. [11] V. Schonfelder, et al. 44Ti gamma-ray line emission from Cas A and RXJ0852-4622/GROJ0852-4642. In: M. L. McConnell, J. M. Ryan, Eds., AIP Conference Proceedings 510, 5th Compton Symposium, AIP, Melville, 2000: 54-59. [12] R. Petre, U. Hwang and E. Allen. Evidence for cosmic-ray ac- celeration in supernova remnants from X-ray observations. Ad- vances in Space Research, 2001, 27(4): 647-652. [13] H. Tsunemi, E. Miyata and B. Aschenbach. Spectroscopic study of the Vela-shrapnel. Publications of the Astronomical Society of Japan, 1999, 51(5): 711-717. [14] P. Slane, J. P. Hughes, R. J. Edgar, P. P. Plucinsky, E. Miyata, H. Tsunemi and B. Aschenbach. RX J0852.0-4622: Another nonther- mal shell-type supernova remnant (G266.2-1.2). The Astro- physical Journal, 2001, 548(2): 814. [15] J. S. Warren, J. P. Hughes and P. O. Slane. Revealing new physical structures in the supernova remnant N63A through chandra imaging spectroscopy. The Astrophysical Journal, 2003, 583(1): 260. [16] C.-Y. Wang, R. A. Chevalier. Instabilities and clumping in type Ia supernova remnants. The Astrophysical Journal, 2001, 549(2): 1119. [17] C.-Y. Wang, R. A. Chevalier. Bullets in a core-collapse super- nova remnant: The vela remnant. The Astrophysical Journal, Copyright © 2013 Hanspub 36  Vela Jr.：超新星喷发团块与超新星遗骸的互动 Copyright © 2013 Hanspub 37 2002, 574(1): 155. [18] J. M. Stone, M. L. Norman. ZEUS-2D: A radiation magnetohy- drodynamics code for astrophysical flows in two space dimen- sions. I-The hydrodynamic algorithms and tests. Astrophysical Journal Supplement Series, 1992, 80(2): 753-790. [19] V. V. Dwarkadas, R. A. Chevalier. Interaction of type Ia super- novae with their surroundings. The Astrophysical Journal, 1998, 497(2): 807. [20] R. I. Klein, C. F. McKee and P. Colella. On the hydrodynamic interaction of shock waves with interstellar clouds. 1: Nonradia- tive shocks in small clouds. The Astrophysical Journal, 1994, 420(1): 213-216. [21] U. Hwang, E. V. Gotthelf. X-Ray emission-line imaging and spectroscopy of tycho’s supernova remnant. The Astrophysical Journal, 1997, 475(2): 665. [22] A. R. Duncan, D. A. Green. The supernova remnant RX J0852.0- 4622: Radio characteristics and implications for SNR statistics. Astronomy and Astrophysics, 2000, 364: 732-740. [23] F. Bocchino, A. Maggio and S. Sciortino. ROSAT PSPC obser- vation of the NE region of the Vela supernova remnant III. The two-component nature of the X-ray emission and its implica- tions on the ISM. Astronomy and Astrophysics, 1999, 342(3): 839-853. [24] W. Chen, N. Gehrels. The progenitor of the new COMPTEL/ ROSAT supernova remnant in vela. The Astrophysical Journal, 1999, 514(2): L103. [25] Cohen, G. Sheldon, Dunn and M. Louise. The lymphocytologists; abell and schenck on anaphylaxis. Allergy and Asthma Proceed- ings, 1991, 12(3): 199-205. [26] J. M. Blondin, K. J. Borkowski and S. P. Reynolds. Dynamics of Fe bubbles in young supernova remnants. The Astrophysical Journal, 2001, 557(2): 782. [27] H. Li, R. McCray and R. A. Sunyaev. Iron, cobalt, and nickel in SN 1987A. The Astrophysical Journal, 1993, 419: 824. [28] H. Tsunemi, E. Miyata, B. schenbach, J. Hiraga and D. Akutsu. Overabundance of calcium in the young SNR RX J0852-4622: evidence of over-production of 44Ti. Publications of the Astro- nomical Society of Japan, 2000, 52: 887-893. [29] C.-Y. Wang. Clump development by the nickel bubble effect in supernovae. The Astrophysical Journal, 2005, 626(1): 183. [30] C.-Y. Wang. Nickel Bubble expansion in type Ia supernovae: Adiabatic solutions. The Astrophysical Journal, 2008, 686(1): 337. [31] C.-Y. Wang. Rayleigh–Taylor instabilities in Type Ia supernova remnants undergoing cosmic ray particle acceleration-low adia- batic index solutions. Monthly Notices of the Royal Astronomi- cal Society, 2011, 415(1): 83-92. [32] S. Mereghetti. The X-ray sources at the center of the supernova remnant RX J0852.0-4622. The Astrophysical Journal, 2001, 548(2): L213. [33] G. G. Pavlov, D. Sanwal, B. Kiziltan and G. P. Garmire. The compact central object in the RX J0852.0-4622 supernova remnant. The Astrophysical Journal, 2001, 559(2): L131. [34] A. F. Iyudin, et al. XMM-Newton observations of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642. Astronomy and Astrophysics, 2005, 429(1): 225-234. 附录 动画 1. 密度轮廓说明 Ia型超新星喷发团块与遗 骸冲击波相互作用随时间的演化。如图 1，γ = 5/3。 Movie 1. Density contours illustrating the time evolution of the Type Ia supernova clump-remnant in- teraction using γ = 5/3, as in Figure 1. (动画可以在YouTube上观看；The animation can be viewed at Youtube) |