High Energy Studies of Pulsar Wind Nebulae
当脉冲星风扩展到周围时形成的扩展星云提供了关于风的组成，来自主脉冲星的注入历史以及星云扩展的物质的信息。从整个电磁波谱的观测提供了对星云演化的限制，周围喷出物的密度和成分，系统的几何形状，喷流的形成，以及星云中粒子的最大能量。在这里，我提供了一个脉冲星风星云的结构的广泛的概述，与具体的例子，证明我们有能力限制上述参数。脉冲星风星云与扩展的甚高能量γ射线辐射源的关联，以及这种高能量辐射的性质的限制进行了研究。
2008-11-12 astro-ph
Interaction of a magnetized pulsar wind with its surroundings. MHD simulations of Pulsar Wind Nebulae
磁流体动力学模拟的磁化脉冲星风直接与星际介质，或在周围的超新星遗迹的情况下，与相关的自由膨胀的喷出物的祖星相互作用。在这两种情况下的模拟表明，脉冲星风星云将被拉长，由于动力学的影响，环形磁场，这证实了从Begelman和李提出的半分析模型的预测。模拟如下脉冲星风星云的膨胀时，后者是有界的强烈冲击，并表明，膨胀可以模拟与标准的幂律膨胀率。通过不同的磁化参数进行不同的模拟，我发现，后者弱相关的脉冲星风星云的伸长率。从模拟的结果被应用到确定脉冲星风星云3C58的膨胀率的性质。它表明，有观测和理论证据支持的情况下，脉冲星风星云3C58已经赶上了相关的（但未被发现）超新星遗迹的反向冲击。
2003-03-31 astro-ph
Chandra observations of the pulsar wind nebula in SNR G0.9+0.1
我们目前的观测与钱德拉X射线天文台的脉冲星风星云（PWN）的超新星遗迹G0.9+0.1。在钱德拉的高分辨率下，PWN具有明显的轴对称性;沿着对称轴的微弱X射线点源可能对应于脉冲星本身。我们认为，星云的形态可以解释在脉冲星的赤道面和沿脉冲星自旋轴的喷气式飞机的发射环，是在其他年轻的恒星提供动力的X射线星云。PWN内明亮的发射团打破了轴对称，可能对应于脉冲星风中的中纬度特征。
2001-06-26 astro-ph
MHD Interaction of Pulsar Wind Nebulae with SNRs and the ISM
20世纪60年代末，蟹状星云脉冲星在其关联的超新星遗迹中的发现，为超新星遗迹研究开辟了一个新的领域：脉冲星驱动的超新星遗迹研究。在这些类型的遗迹中，脉冲星发出的相对论风将脉冲星风星云吹进超新星遗迹的内部。现在，在蟹状星云脉冲星被发现40多年后，由于观测设备的能力不断增加，已知的普列离子超新星遗迹超过50个。我将回顾我们目前对脉冲星风星云在与相关超新星遗迹相互作用时的不同演化阶段的理解。因此，我将讨论分析和最近的数值（M）HD模型。脉冲星风星云的四个主要阶段是：超音速膨胀级，反向激波干扰级，亚音速膨胀阶段，最后是由于脉冲星的超音速运动，气泡头部被弓形激波包围的阶段。最终，这个脉冲星风星云弓形激波将突破其相关的残余物，之后脉冲星动力弓形激波将直接与星际介质相互作用。我将讨论这些类型的脉冲星风星云和它们的形态的最新数值模型。
2005-04-12 astro-ph
A possible association of the new VHE gamma-ray source HESS J1825--137 with the pulsar wind nebula G18.0--0.7
我们报道了最近发现的极高能PDMATHAMM射线源HESS J1825- 137与$2.1\times 10^{4}$年的类船帆座脉冲星PSR B1823- 13的脉冲风星云（通常称为G18.0 - 0.7）的可能关联。HESS J1825- 137在H.E.S.S.进行的银河平面调查中被发现，其显著性为8.1 $σ$。2004年的文书。HESS J1825- 137的质心位置在脉冲星位置以南偏移11 \arcmin。\emph{XMM-Newton}观测揭示了一个不对称的脉冲星风星云的X射线同步辐射，该星云延伸到脉冲星的南部。我们认为，所观察到的形态和TeV光谱指数表明，HESS J1825- 137和G 18.0- 0.7可能是相关的：TeV发射电子的寿命预计将更长相比，{ \it XMM-牛顿} X射线发射电子，导致电子从较早的时代（当自旋下降功率较大）有助于目前的TeV通量。这些电子被认为是同步加速器冷却的，这解释了观测到的$\sim 2.4$的光子指数，而TeV发射电子的更长寿命自然解释了为什么TeV星云比X射线尺寸大。最后，超新星遗迹膨胀到一个不均匀的介质中，预计将在不同的时间与脉冲星风星云产生相互作用的反向冲击，导致偏移X射线和TeV $γ$射线形态。
2005-10-13 astro-ph
A search for pulsar wind nebulae using pulsar gating
以前对射电脉冲星风星云（PWN）的研究表明，只有最年轻和最有活力的射电脉冲星才能为PWN提供动力。然而，与这种搜索相关的选择效应是严重的，因为来自微弱紧凑PWN的发射将被来自其相关脉冲星的发射所掩盖。这促使我们使用脉冲星门控技术来搜索无线电PWN，这使我们能够“关闭”脉冲发射，看看下面隐藏着什么。这一搜索导致了迄今为止发现的最微弱的无线电PWN的检测，而其他恒星周围的未检测到对先前的星云发射和与附近超新星遗迹的关联有影响。
1998-11-05 astro-ph
TeV Gamma-rays from the Northern Sky Pulsar Wind Nebulae
我们估计TeV的伽马射线通量预期从人口的年轻的脉冲星风星云内的高能量过程的自洽的时间依赖强子轻子模型。这个辐射模型基于Arons和合作者的假设，他们假设轻子在星云内由于重核的共振散射而加速，而重核又在脉冲星风区或脉冲星内磁层中加速。我们的目标是找出在北半球的星云是最好的候选人检测能量超过60 GeV和200 GeV的下一代低阈值切伦科夫望远镜。
2005-09-29 astro-ph
Pulsars and Their Nebulae as EGRET Sources
在EGRET任务结束时，只有6-8个银河系源被确定为年轻的恒星。从那时起，在银河平面上的EGRET误差盒中发现了几个高能脉冲星，以及几个尚未发现脉动的脉冲星风星云。其中一些星云与中等变化的EGRET源有关，这表明伽马射线发射可能来自星云而不是脉冲星的磁层。在银河系中纬度也有一群身份不明的EGRET源，它们被认为是附近的中年彗星或毫秒彗星。我回顾了与EGRET源相关的γ射线观测研究的现状，以及它们表明即将到来的AGILE和GLAST γ射线任务可能会观察到的情况。
2005-03-22 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and Their Supernovae
包含脉冲星风星云的年轻超新星遗迹为超新星的内部和与周围介质的相互作用提供了诊断，提供了将这些物体与超新星类型联系起来的机会。在观测到的年轻星云中，有证据表明存在一系列超新星类型，包括IIP型（蟹状星云和SN 1054）和IIb/IIn/IIL型（G292.0+1.8）。
2003-10-24 astro-ph
The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44
我们目前的射电观测的一个区域附近的年轻脉冲星PSR B1853+01的超新星遗迹W 44。脉冲星位于一个具有彗星形态的扩展特征的顶点。我们认为，它的形态和光谱指数和偏振特性的基础上，这是一个同步加速器星云产生的自旋能量的脉冲星。这个脉冲星驱动的星云和W 44的几何和物理参数被用来导出三种不同的测量脉冲星的横向速度。一个范围内的估计315和470公里/秒之间的推导，导致在一个典型的值为375公里/秒。观测到的从无线电到X射线波长的同步辐射光谱被用来限制星云的能量，并推导出脉冲星风的参数。
1996-04-19 astro-ph
The properties of the putative pulsar associated with IGR J18135-1751/HESS J1813-178
内容：基于最近的γ射线观测和多波长观测资料，我们研究了与脉冲星风星云IGR J18135-1751/HESS J1813-178相关的脉冲星的可能理论性质。目的：我们表明，当使用磁偶极子辐射的标准方程与最近的软伽玛射线观测导致导出一组极端的参数（磁场，周期和自旋下降率）为假定的脉冲星。探索生成更典型的参数值的替代方案。研究方法：假定20-100 keV的亮度相当于Edot的1%，源距离4.5 kpc，脉冲星年龄为300年，计算了该脉冲星的性质，得到P = 0.55 s，Pdot = 3E-11 s/s，B = 1.28E 14 G。这是一个非常极端的一组相比，人口的已知的PWN系统中的病毒。使用磁偶极子损失的方程可以调整初始假设，看看需要什么才能得到一组更合理的脉冲星参数。结果如下：IGR J18135-1751/HESS J1813-178的当前测量属性（即光度，距离和年龄）导致PWN内看不见的脉冲星的极端属性。获得更合理的脉冲星性质的最简单方法是将脉冲星的自旋下降年龄与系统的实际年龄解耦。
2008-04-21 astro-ph
Relativistic MHD simulations of pulsar bow-shock nebulae
脉冲星弓形激波星云（英语：Pulsar bow-shock nebulae）是一类脉冲星风星云（PWNe），当脉冲星风受到周围介质的冲压压力时形成，通常与已经从超新星遗迹（SNR）中出现的老恒星有关。直到几年前，这些星云主要被观测为\halpha源;最近，也探测到了非热辐射。这是加速粒子在磁场中旋转的特征。正如\halpha辐射是研究激波星际介质（ISM）层的工具一样，非热辐射也可以用来推断激波脉冲星风的性质。然而，理论和数值模型已经提出到目前为止，只有在流体动力学（HD）制度，而为了正确地模拟这些星云的内部流动结构和发射特性的磁流体动力学（MHD）处理是必需的。我们在这里提出相对论MHD（RMHD）轴对称模拟脉冲星风弓激波星云。研究了脉冲星风磁化强度不同时这类天体的结构和流体动力学。模拟同步辐射图计算和比较的发射模式与观测进行了讨论。
2004-12-20 astro-ph
INTEGRAL detection of the pulsar wind nebula in PSR J1846-0258
我们交流了PSR J1846-0258脉冲星和脉冲星风星云的软（20- 200 keV）伽马射线的探测，目的是确定系统的组成部分，这是负责伽马射线发射。为了查明伽马射线发射的来源，我们将INTEGRAL伽马射线任务的光谱信息与钱德拉X射线天文台的档案数据相结合。我们的分析表明，从PSR J1846-0258探测到的软伽马射线包括脉冲星和脉冲星风星云的发射，但测量的光谱形状是由脉冲星风星云占主导地位。我们进一步讨论PSR J1846-0258的背景下，旋转动力的脉冲星具有高磁场强度和审查的过度高比例的自旋下的亮度转换为X-和伽马射线发射的光到这个脉冲星的距离可能高估。
2007-10-30 astro-ph
PSR J1856+0245: Arecibo Discovery of a Young, Energetic Pulsar Coincident with the TeV Gamma-ray Source HESS J1857+026
介绍了在Arecibo PALFA巡天中发现的类船帆射电脉冲星J1856+0245。PSR J1856+0245的自转周期为81毫秒，特征年龄为21 kyr，自旋下降光度Edot = 4.6 x 10^36尔格/秒。它与TeV伽马射线源HESS J1857+026的位置一致，没有其他已知的对应物。年轻的高能脉冲星会产生风星云，而超过12个脉冲星风星云与HESS望远镜发现的极高能（100 GeV-100 TeV）伽马射线源有关。从HESS J1857+026观测到的伽马射线发射可能是由PSR J1856+0245驱动的脉冲星风星云产生的; ASCA在脉冲星位置探测到的微弱X射线发射支持了这一假设。推测的伽马射线效率为γ_gamma = L_gamma/Edot = 3.1%（1- 10 TeV，距离为9 kpc），与在类似星协中观测到的相当。
2008-06-06 astro-ph
The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星通过相对论风稳定地耗散它们的旋转能量。这些外流的限制产生了明亮的脉冲星风星云，在同步加速器和逆康普顿发射的电磁波谱谱中可以看到，当它们冲击周围的介质时，可以看到光学发射线。这些源作为相对论激波、粒子加速和星际气体的重要探测器。我们回顾了脉冲星风星云研究的许多最新进展，特别关注这些天体在向周围扩展时所经历的演化阶段，以及这些星云内直接追踪粒子加速和外流物理过程的形态结构。最后，我们考虑一些令人兴奋的新的探测脉冲星风星云，包括TeV的伽马射线发射从这些来源的研究，并在密切的双星系统的脉冲星风的观测。
2006-01-04 astro-ph
On the evolution of the Gamma- and X-ray luminosities of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是银河系中一类重要的高能源（E > 0.1 TeV）。它们的伽马射线谱被解释为由于超相对论电子对周围光子的逆康普顿散射，而X射线谱是由于同步辐射。我们研究了γ射线和X射线辐射与类星体的下旋光度和特征年龄之间的关系。我们发现，星云的与距离无关的伽马射线与X射线通量比与自旋下降的光度（\propto \dot{E}^- 1.9）成反比，而与母脉冲星的特征年龄（\propto tau_c^2.2）成正比。我们解释这些结果是由于电子能量分布和星云动力学的演变，支持所谓的遗迹脉冲星风星云的想法。这些经验关系提供了一个新的工具，以分类不明的弥漫伽玛射线源，并估计自旋的亮度和特征年龄的旋转供电的脉冲星风星云的X-和伽玛射线的性质，没有检测到的脉动。我们应用这些关系来预测与风星云相关的四个候选恒星的自旋下降光度和特征年龄。
2008-11-03 astro-ph
Do we really observe a bow shock in N157B...?
我提出了一个模型的脉冲星风与其相关的超新星遗迹相互作用。我将用这个模型来论证，人们可以解释N157 B（大麦云星云中的超新星遗迹）内部脉冲星风星云的形态，而不需要弓形激波的解释。该模型使用的流体动力学代码模拟脉冲星风星云的演变，当脉冲星以高速（1000公里/秒）通过膨胀的超新星遗迹。模拟显示了脉冲星风星云的三个不同阶段：超音速膨胀阶段，亚音速膨胀阶段和弓形激波阶段。最后一个阶段发生在包含活跃脉冲星的脉冲星风星云的头部，由于脉冲星的运动变得超音速而变形为弓形激波。我认为N157 B内部的脉冲星风星云目前处于其演化的第二阶段，即脉冲星风星云的膨胀是亚音速的，并且脉冲星风泡周围没有弓形激波。脉冲星相对于它的脉冲星风星云的强烈偏心位置自然可以用反向激波与脉冲星风星云相互作用的结果来解释，正如模拟所证明的那样。
2003-10-15 astro-ph
Dependences of the X-ray luminosity and pulsar wind nebula on different parameters of pulsars and the evolutionary effects
本文讨论了相对论性粒子喷射产生的单颗恒星的X射线亮度（L $_x$）与电场强度、转动能量损失率（Rr）、磁场、周期和喷射粒子的能谱的关系。考虑了磁场和中子星其它参数对L $_x$ -时间和L $_x$ - $τ$（特征时间）依赖性的影响。进化因素在我们的考虑中也起着重要作用。我们发现只有L $_{2-10keV}$ $>10^{33}$ erg/s的恒星周围才有脉冲星风星云。观测到$γ$射线辐射的恒星一般具有低的X射线亮度。
2003-10-04 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae: Theoretical Aspects and Observational Constraints
在已知的脉冲星风星云中，有8个是处于早期演化阶段的很好的候选者，在那里风星云与自由膨胀的超新星喷出物相互作用。其中一些已经被确认为历史上的超新星。虽然SN 1181与3C 58的鉴别被认为是相对可靠的，但星云的大尺寸，被扫过的质量和内能的数量表明它的年龄更大。对于G11.2-0.3，星云的大小和内能与可能的超新星386一致。虽然蟹状星云似乎在粒子和磁场之间具有近似的能量均分，但星云3C 58和MSH 15-52似乎是粒子主导的。低磁场与星云是由脉冲星风冲击产生的模型相一致。
2004-01-04 astro-ph
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
2008-05-29 astro-ph
Gamma rays and neutrinos from the Crab Nebula produced by pulsar accelerated nuclei
我们调查的后果的加速重核（如铁核）的蟹状星云脉冲星。被加速的原子核在与脉冲星外隙产生的软光子碰撞时会发生光致裂变，注入高能中子，这些中子在蟹状星云内部或外部衰变。星云内部中子衰变产生的质子被蟹状星云的磁场捕获，并在星云内部积累，与星云中的物质碰撞产生伽马射线和中微子。蟹状星云外的中子衰变产生了银河系的宇宙射线。我们计算了伽马射线和中微子的预期通量，发现我们的模型可以解释在高能量下观察到的发射，并且可以通过目前处于设计阶段的未来中微子望远镜寻找高能中微子来进行测试。
1997-04-18 astro-ph
Hydrodynamical Models of Pulsar wind Bow-Shock Nebulae
我们提出了流体动力学模拟，使用2-D双流体模型，在一个有代表性的制度脉冲星风驱动的弓激波星云的弓激波。我们还研究了被动环形磁场围绕脉冲星速度方向缠绕的行为。此外，我们还估计了弓形激波对ISM中性氢穿透的不透明度。最后，我们比较这些数值结果与那些从分析模型。
2001-12-03 astro-ph
Chandra Spectroscopy of Pulsars and their Wind Nebulae
我们目前的初步结果，从一个系统的光谱研究的恒星和他们的风星云使用钱德拉X射线天文台。钱德拉望远镜高超的空间分辨率使我们能够将致密天体的光谱与其周围星云的光谱区分开来。具体而言，六蟹状的星云，我们比较光谱拟合的平均脉冲星风星云（PWN）的中央核心使用吸收幂律模型的排放。这些结果表明PWNe和脉冲星核心的体平均光子指数（Gamma）之间存在经验关系; Gamma_PWN = 0.8 X Gamma_core + 0.8。发现PWNe的光子指数落在1.3 < Gamma_PWN < 2.3的范围内。我们建议，在这里观察到的星的形态和光谱特征似乎表明一致的发射机制共同所有年轻的星。我们指出，以前的光谱结果获得的大多数X射线天体可能是由PWN发射污染。
2001-12-04 astro-ph
The X-ray jet in the Crab Nebula: radical implications for pulsar theory?
最近的蟹状星云的钱德拉图像显示了一个引人注目的轴对称极喷流。结果表明，喷流是在轴对称磁化脉冲星风中形成的，喷流光度与总光度的比例关系为（γ_0σ_{eq}）^{-4/3}，其中σ_{eq}为坡印亭通量与粒子流底部赤道处输出的动能之比，γ_0为流的初始洛伦兹因子。将结果应用于蟹状星云的图像，并对σ_{eq} \leq 100的蟹状星云脉冲星设定了极限。有人认为，传统的脉冲星理论需要重新审视这些限制。
2002-04-29 astro-ph
HESS J1825-137: A pulsar wind nebula associated with PSR B1823-13?
HESS J1825-137在H.E.S.S.进行的银河平面调查中被检测到8.1 $σ$的显著性。2004年的文书。HESS J1825-137和X射线脉冲星风星云G18.0- 0.7（与船帆座脉冲星PSR B1823-13有关）都偏南于脉冲星，这可能是SNR扩展到不均匀介质的结果。TeV尺寸（$\sim 35$ pc，对于4 kpc的距离）是X射线尺寸的$\sim 6$倍，这可能是由于TeV发射电子的较长寿命（与keV同步加速器发射电子的相对较短的寿命相比）导致的传播效应的结果。$\sim 2.4$的TeV光子光谱指数也可以与$\sim 2.3$的扩展PWN X射线同步加速器光子指数相关，如果该光谱由同步加速器冷却主导的话。如果脉冲星出生时具有相对较大的初始自旋下降功率和制动指数$n\sim 2$，并且SNR扩展到相对较低密度的热ISM（$\sim 0.003$ cm $^{-3}$），那么可以解释脉冲星风星云异常大的尺寸。
2005-10-15 astro-ph
The Vela Pulsar and its Synchrotron Nebula
（摘要）我们提出了PSR B 0833 -45的高分辨率钱德拉X射线观测，这颗89毫秒的脉冲星与船帆座超新星遗迹有关。我们已经获得了两次观测，间隔一个月，以寻找脉冲星及其环境在其旋转频率出现极端故障后的变化。我们发现了一个清晰的星云，其环形形态与蟹状星云中观察到的非常相似，还有一个轴向的蟹状喷流。在这两次观测中，来自脉冲星的通量稳定在0.75%以内;脉冲星X射线通量增加的3 σ极限小于推断出的毛刺能量的~10^-5。我们用这个极限来约束毛刺模型和中子星结构的参数。我们确实发现了星云外弧的流量显著增加;如果与故障有关，则推断的传播速度> 0.7c，类似于蟹状星云小束的增亮。我们提出了一个解释船帆座同步加速器星云的X射线结构的基础上最初开发的蟹状星云的模型。与Crab模型不同的是，船帆座脉冲星风的磁化参数“sigma”可以取为1阶;这与磁场从脉冲星到星云的最简单MHD传输是一致的，其中B < 4 X 10^-4 G。我们回顾的影响，可能会提高的概率之间的自旋轴和空间速度的脉冲星，并推测，短周期，缓慢移动的脉冲星是最适合生产同步加速器星云与这种对齐的结构。
2001-03-30 astro-ph
An X-ray Nebula Associated with the Millisecond Pulsar B1957+20
我们在毫秒脉冲双星B1957+20周围探测到一个X射线星云。一个狭窄的尾巴，对应于冲击脉冲星风，被认为是内部已知的H-α弓形激波，并证明了长期以来的假设，毫秒脉冲星的旋转能量是通过相对论风耗散。未分辨的X射线辐射可能代表脉冲星和它的伴星碰撞时产生的激波。这种发射表明，相对论性粒子在激波后流中加速的效率与年轻的脉冲星相似，尽管这颗毫秒脉冲星的激波接近和表面磁场要弱得多。
2003-02-28 astro-ph
The putative pulsar-wind nebulae of the three Musketeers PSR B1055-52, B0656+14 and Geminga revisited
我们报告的档案ASCA，ROSAT和BeppoSAX数据PSR B1055-52，PSR B 0656 +14和Geminga的分析，为了调查的真实性，推测~10-20弧分宽的X射线脉冲星风星云最近提出存在于这些恒星周围。在所有这些情况下，ROSAT和（或）BeppoSAX数据表明，ASCA发现的弥散X射线星云和云状X射线星云可以通过未识别点源的贡献来分辨，这些点源不太可能与双星有关。
1999-10-01 astro-ph
Compactified pulsar wind nebula model of gamma-ray loud binary LSI +61 303
我们表明，无线电TeV的二进制系统LSI +61 303的属性可以解释的紧凑的对象（一个年轻的脉冲星）的相互作用的不均匀性的风从伴星。我们开发了一个模型方案的“紧凑化”脉冲星风星云形成的结果，这种相互作用。为了测试关于系统几何形状的模型假设，我们重新分析了现有的X射线观测结果，以更详细地研究氢柱密度在长（轨道）和短（几千秒）时间尺度上的变化。
2007-01-05 astro-ph
Discovery of two candidate pulsar wind nebulae in very-high-energy gamma rays
我们提出了两个非常高的能量伽马射线源的发现，在一个正在进行的系统搜索发射超过100 GeV的脉冲星风星云的调查数据从H.E.S.S.望远镜阵列成像大气切伦科夫望远镜是寻找脉冲星风星云在甚高能量区域的扩展辐射的理想工具。上帝，它的5度大视场和高灵敏度为寻找这些物体提供了新的前景。在银河平面的-60度< l < 30度，-2度< b < 2度之间的区域内，正在进行一项系统的搜索，以寻找来自高能恒星的甚高能量辐射。对于最终的候选人，标准的H.E.S.S.应用分析并搜索多波长对应物。我们提出了两个新的候选伽玛射线脉冲星风星云，HESS J1718-385和HESS J1809-193的发现。H.E.S.S.已被证明是一个合适的仪器脉冲星风星云的搜索。
2007-05-11 astro-ph
The Devil is in the Details: Compact Structures in Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）的大尺度结构告诉我们关于它们的平均磁场、来自脉冲星风的总粒子输入以及它们外边界的围压的相当多的信息。然而，脉冲星外流的细节，冲击和粒子加速的网站，在磁场的不稳定性的影响，以及相对论风和周围的喷出物之间的相互作用包含在小尺度的结构，在那里我们观察到喷流和环形结构，随时间变化的发射从紧凑的团块，并在内部和外部的星云区域的细丝。在这里，我回顾了最近的观测研究的紧凑结构PWNe和目前的情况（和问题）关于它们的起源。
2005-04-05 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae as High Energy Gamma-Ray Emitters
越来越多的证据表明，一些可变的高能伽马射线源与脉冲星风星云有关。我们回顾了目前的X射线和无线电研究的来源最有可能是显着的发射器超过100兆电子伏。同步加速器过程中产生的伽马辐射的假设对磁场提出了一个下限，并表明可能有显着的多普勒增强导致这些星云的形态中看到的不对称。然而，这些来源也非常接近分子云，这表明可变的伽马射线发射可能来自致密介质中的冲压压力限制的脉冲星风星云。
2001-12-01 astro-ph
Measurement of Spectral Breaks in Pulsar Wind Nebulae with Millimeter-wave Interferometry
我们已经观察到脉冲星风星云在三个超新星遗迹G11.2-0.3，G16.7+0.1，和G29.7-0.3在89 GHz的伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会阵列，测量总通量密度，其中两个与档案数据在其他频率进行比较。在G16.7+0.1中，我们发现PWN的频谱在~26 GHz处有一个中断。在G29.7-0.3中，我们的数据表明中央星云的综合光谱在~55 GHz处有一个中断，低于先前的估计。然而，我们在这个星云的光谱中发现了空间结构。脉冲星J1846-0258北面的辐射有一个破碎的光谱，破碎频率< 100 GHz，与传统的脉冲星驱动星云一致。脉冲星南面的辐射具有从无线电到X射线的近幂律频谱：这个分量可能与PWN无关，或者可能是脉冲星能量输出的不对称性和/或时间演化的证据。我们提出了89 GHz的图像，每个遗迹。
2005-02-19 astro-ph
Non-detection of a pulsar-powered nebula in Puppis A, and implications for the nature of the radio-quiet neutron star RX J0822-4300
我们报告了在超新星遗迹船尾座A中对与无线电宁静的中子星RX J 0822 -4300有关的脉冲星风星云的深射电搜索。船尾座A的明确属性使我们能够将任何星云的大小限制在30弧秒以下;然而，我们在任何空间尺度上都没有发现这样一个源的证据。这些未被探测到的结果导致了任何脉冲星驱动星云的射电光度的上限，这比RX J 0822 -4300是一颗远离我们的高能年轻射电脉冲星时所预期的要低三个数量级，并对最近声称的来自这个来源的X射线脉动产生了怀疑。由于没有射电星云，我们得出结论，RX J 0822 -4300的性质与大多数年轻的射电巨星非常不同，它代表了一个独特的群体，可能与射电巨星一样多，甚至更多。
2000-05-18 astro-ph
Discovery of an X-ray nebula around PSR J1718-3825 and implications for the nature of the gamma-ray source HESS J1718-385
结合脉冲星风星云（PWN）的X射线同步辐射和逆康普顿γ射线观测，可能有助于阐明这些系统中的加速和能量损失过程。特别是，这样的观测提供了对这些物体中的粒子注入历史和磁场强度的约束。新发现的TeV伽马射线源HESS J1718-385被认为是高自旋下光度脉冲星PSR J1718-3825的可能PWN。以前没有灵敏的X射线测量这个脉冲星，和不寻常的能量谱的TeV源，激发了这个区域的观测与XMM-牛顿。所获得的数据揭示了PSR 1718-3825位置的硬谱X射线源和脉冲星附近扩散发射的证据。我们得到的HESS J1718-385的质心的千电子伏的排放限制，并讨论了这些研究结果的PWN性质的这个对象的影响。
2007-10-01 astro-ph
Energy dependent gamma-ray morphology in the Pulsar wind nebula HESSJ1825-137
详细的形态和空间分辨光谱研究揭示了非常高的能量（VHE）伽马射线方面的这个对象前所未有的精度。我们确认以前的结果在2004年的银河系平面的调查。伽马射线辐射不对称地延伸到高能脉冲星PSR J1826-1334的南部和西南部，这被认为是脉冲星风星云的动力。整个发射区的差分伽马射线谱测量超过两个数量级，从270 GeV到35 TeV，并显示出偏离纯幂律的迹象。还测定了HESS J1825-137的空间分离区域的光谱。在不同区域的幂律拟合的光子指数显示出随着距离脉冲星的增加光谱软化，因此具有能量依赖的形态。这是第一次在VHE伽马射线机制中检测到能量依赖的形态。在VHE电子通过逆康普顿散射产生γ射线的情况下，唯象地讨论了HESS J1825-137的VHE γ射线发射。源的高伽玛射线亮度不能解释的基础上恒定的自旋功率的脉冲星，并需要更高的注入功率在过去。
2006-07-24 astro-ph
Two Pulsar Wind Nebulae: Chandra/XMM-Newton Imaging of GeV J1417-6100
我们报告钱德拉ACIS和XMM牛顿MOS/PN成像观测两个脉冲星风星云（K3/PSR J1420-6048和G313.3+0.1='兔子'）与银河系身份不明的伽马射线源GeV J1417-6100。在ACIS的出色成像下，高能脉冲星PSR J1420-6048与周围的星云分离。令人惊讶的是，这个星云几乎没有紧凑的结构，尽管在脉冲星附近可以看到一个微弱的弧形。同样，在兔子星云中也分辨出两个点源。大的XMM-牛顿收集区域对兔子和相关的点源提供了有用的光谱约束。基于光谱和X射线形态，我们确定一个点源作为一个合理的脉冲星对应。大的背景和低源计数限制脉冲搜索的灵敏度，但我们报告的脉冲上限和候选人108毫秒周期的兔子脉冲星的XMM-牛顿数据和ACIS CC观测的基础上。与高分辨率ATCA射电图的比较表明，非热X射线辐射与射电结构对应良好。
2005-03-31 astro-ph
Probing the Pulsar Wind Nebula of PSR B0355+54
本文介绍了对中年射电脉冲星PSR B 0355 +54的XMM-牛顿和钱德拉X射线观测。我们的X射线观测揭示了发射不仅来自脉冲星本身，而且来自一个紧凑的扩散分量，该分量在脉冲星自行的相反方向上延伸约50“。也有证据表明存在从点源延伸~5'的较弱的漫射发射。紧凑的弥漫功能是很好的拟合幂律，其中的指数是与其他脉冲星风星云的发现值一致。的扩散组件的形态是类似的冲压压力限制脉冲星风星云检测到的其他来源。来自脉冲星本身的X射线辐射可以用热辐射加幂律拟合来描述，热辐射很可能起源于热的极冠。
2006-05-03 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae in the Chandra Era
脉冲星风在周围介质中受到冲击，产生了壮观的星云，可以通过伽马射线从无线电中观测到。脉冲星风星云（PWN）的形状和光谱取决于从脉冲星磁层流出的风的角分布、磁化强度和能谱，以及脉冲星速度和周围介质的性质。钱德拉的出现，以其前所未有的角分辨率和高灵敏度，使我们不仅能够检测到许多新的PWNe，而且还研究他们的空间和光谱结构和动力学，这大大提高了我们对这些对象的理解。在这里，我们概述了最近的观测结果PWNe，重点是钱德拉观测。
2009-06-02 astro-ph
Supernova Remnant and Pulsar Wind Nebula Interactions
我回顾了超新星遗迹结构的几个主题。年轻残留物中的流体动力学不稳定性可能会导致有时观察到的细胞结构，尽管喷出物中的结构也可能发挥作用。在年轻残骸的前激波阵面附近出现的喷出物可能是喷出物团块或宇宙射线的动力学效应的结果。缓慢移动的喷出物团块会影响船帆座等较老残骸的外部激波结构。年轻的遗迹通常呈现圆形结构，但往往是单侧不对称的;可能的原因是不对称的星周介质，或脉冲星风星云的脉冲星速度。在较老的遗迹中，不对称的脉冲星风星云可能是由不对称的反向激波流和/或脉冲星速度造成的。
2003-10-16 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae in EGRET Error Boxes
相当数量的脉冲星风星云（PWN）与EGRET γ射线源重合。对不明EGRET源的X射线和射电成像研究发现了至少6个新的脉冲星风星云（PWN）。稳定PWN（SPWN）似乎与稳定EGRET源硬谱，典型的伽马射线源。它们的环形形貌可以帮助确定脉冲星的几何形状，这对于脉冲伽马射线发射的约束模型是有用的。快速移动的PWN（RPWN）与彗星的形态似乎与变量EGRET源的环境介质是密集的区域相比，什么是典型的ISM。
2004-09-06 astro-ph
The Vela Pulsar Wind Nebula at 6cm
使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在6厘米波长下进行的观测发现了船帆座脉冲星周围紧凑X射线星云的射电对应物。发现两个瓣围绕脉冲星的自旋轴定向，从X射线发射的边缘开始，它们延伸到三倍的大小。北瓣有一个明亮的，明确的边缘和0.14 Jy的综合通量，而南瓣的0.12 Jy更分散。
2001-12-07 astro-ph
Chandra Confirmation of a Pulsar Wind Nebula in DA 495
作为一个不寻常的射电超新星遗迹DA 495的多波长研究的一部分，我们提出的意见与钱德拉X射线天文台。成像和光谱分析证实了先前在环形射电星云中心探测到的X射线源，确定了两个关键发射成分的辐射特性：黑体温度为1 MK的软未分辨源与中子星一致，被直径为40“的非热星云包围，呈现出光子指数Gamma = 1.6+/-0.3的幂律光谱，典型的脉冲星风星云假设星云通量的转换效率与船帆座恒星相当，那么中子星的暗旋光度约为10^{35}尔格/秒，这也是几十万年前天体的典型光度。从形态学上看，星云通量沿一个方向略有增强，在天空中的投影，独立证明是在无线电偏振观测的意义，我们认为，这代表了脉冲星自旋轴的方向。在较小的尺度上，可以看到一个狭窄的X射线特征从点源延伸出5“，这个距离与许多类似船帆座的恒星周围解析出的风终止激波的大小一致。最后，我们认为，在估计的星云磁场，DA 495代表一个罕见的脉冲星风星云的电磁通量构成了一个重要的部分，连同粒子通量，中子星的风的基础上的同步加速器寿命，这种高磁化系数可能占星云的低光度。
2008-06-23 astro-ph
Ain't No Crab, PWN Got A Brand New Bag: Correlated radio and X-ray Structures in Pulsar Wind Nebulae
在蟹状星云的X射线和射电形态的支持下，对射电脉冲星风星云（PWN）的传统看法是，它们是其恒星风综合历史的结果。因此，射电辐射在很大程度上不受最近脉冲星活动的影响，因此与X射线星云结构的相关性最小。对几个PWN的观测，包括静止的（sPWN）和快速移动的（rPWN），现在显示了射电和X射线中结构之间清晰的形态关系，射电强度变化在统一的数量级上。我们提出了高分辨率的X射线和无线电图像的几个PWN的两种类型，并讨论了两个波段之间的形态关系。
2004-06-25 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae in Evolved Supernova Remnants
对于与蟹状星云类似的恒星，大部分能量输入到周围的风星云的时间尺度小于1000年;在这段时间内，星云膨胀成自由膨胀的超新星喷出物。在10，000年的时间尺度上，超新星与周围介质的相互作用驱动了一个反向冲击波阵面朝向遗迹的中心，在那里它粉碎了PWN（脉冲星风星云）。一维和二维，双流体模拟的破碎和再膨胀阶段的PWN表明，（1）这些阶段是瑞利-泰勒不稳定性，导致热流体和非热流体的混合，和（2）周围的星际介质的不对称性引起的不对称的位置的PWN相对于脉冲星和爆炸现场。由于无线电发射电子的寿命很长，这些效应预计将在演化的PWN的无线电发射中观察到。该方案可以解释船帆座X PWN相对于船帆座脉冲星的混沌和不对称外观，而无需求助于脉冲星附近的定向流。G327.1- 1.1、MSH 15 - 56（G326.3- 1.8）、G0.9+0.1和W 44中射电星云相对于X射线星云的位移可能是由于这种机制。在比星云破碎时间大得多的时间尺度上，初始的PWN可能与热气体混合而变得不可观测，因此即使是射电辐射也由最近注入的粒子主导。
2001-07-04 astro-ph
Detection of an X-ray Pulsar Wind Nebula and Tail in SNR N157B
我们报告钱德拉X射线观测的超新星遗迹N157 B的大麦云，这是一起档案HST光学图像和无线电连续谱图进行比较。这个遗迹包含最近发现的16 ms X射线脉冲星PSR J 0537 -6910，它是已知旋转最快的年轻脉冲星。使用相位分辨钱德拉成像，我们精确定位的脉冲星的位置，在小于1角秒的不确定性。PSR J 0537 -6910在任何其他波长带中均未检出。X射线观测解析了三个明显的特征：脉冲星本身，周围的紧凑风星云，它被强烈拉长，以及脉冲星尾部的大尺度弥散发射特征。后一个彗星尾巴形状的特征与增强的无线电发射共存，并且几乎垂直于脉冲星风星云的主轴。我们提出以下方案来解释这些功能。这个明亮致密的星云很可能是由相对论粒子的环形脉冲星风提供动力的，而脉冲星风的一部分是由脉冲星超音速运动产生的冲压压力所限制的。这些粒子在被挤出致密星云（彗星的头部）后，最终被倾倒到一个气泡（尾部）中，这是扩展的漫射X射线和无线电发射的主要原因。冲压压力的限制也可以自然地解释致密星云观测到的X射线亮度，以及与类似能量的星云相比，X射线与自旋下降的亮度之比异常小。我们估计N157 B的脉冲星风洛伦兹因子约为4 × 10 ^6（不确定度约为2，与蟹状星云模型中推断的结果一致）。
2001-05-18 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
Recent Observations of EGRET Pulsar Wind Nebulae
我们提出了最近的X射线和无线电观测脉冲星风星云发现EGRET错误框。两个XMM-牛顿观测显示了与可变伽马射线源3EG J1809-2328相关的快速移动PWN的X射线范围，以及来自高银河z的新毫秒脉冲星PSR J1614-2230的踪迹。我们还简要讨论了三个PWN HESS TeV源，包括一个新的HESS源，我们认为是与鳗鱼星云在3EG J1826-1302。
2006-12-21 astro-ph
Implications of the X-Ray Properties of Pulsar Nebulae
蟹状星云的一个合理模型是，来自脉冲星的粒子主导的高度相对论风穿过激波阵面，其中粒子达到幂律能量分布。电子和正电子失去能量辐射同步辐射。在这里，一个单区版本的模型开发和应用于观测的X射线脉冲星星云。如果观测到的电子处于同步辐射冷却状态，并且它们的能谱与蟹状星云中的相似，那么脉冲星自旋下降功率到X射线亮度的有效转换是可以预期的。在这种情况下，X射线光度和脉冲星自旋下降功率之间的关系仅弱依赖于模型参数。对于更陡的粒子谱，这种依赖性更强，如在N157 B中出现的，并且X射线产生的效率可能更低。如果电子不处于冷却状态，X射线的亮度可能会很低，船帆座脉冲星周围的致密星云似乎就是这种情况。缓慢冷却很可能是由辐射区域中的次均分磁场引起的。观测可以限制相对论性磁流体冲击的不确定物理。该模型与伽马射线暴余辉模型有关。
2000-06-01 astro-ph
Pulsar Wind Nebula candidates recently discovered by H.E.S.S
H.E.S.S.是目前最敏感的仪器在甚高能量伽马射线域，并揭示了许多新的来源沿银道面，其中很大一部分似乎是与高能伽玛射线源。HESS J1825-137和船帆座X被认为是这类源的原型，其中大的VHE星云是脉冲星风和超新星遗迹宿主的整个历史的结果，两者都在复杂的星际介质中演化。这些星云被认为是偏离脉冲星的位置，对于HESS J1825-137，测量到了离脉冲星越来越远的光谱变陡。在这方面，更新了H.E.S.S.给出了两个已发表的源HESS J1809-193和HESS J1912+101的结果，以及新发现的HESS J1356-645的初步结果。这些扩展的VHE源被认为分别与高能双星PSR J1809-1917、PSR J1913+1011和PSR J1357-6429有关。每个源的VHE制度中的属性，连同在无线电和X射线域中测量的，进行了讨论。
2008-11-10 astro-ph
Simulated synchrotron and Inverse Compton emission from Pulsar Wind Nebulae
我们提出了一套完整的诊断工具，旨在复制合成非热（同步加速器和/或逆康普顿，IC）发射率，综合通量能量，偏振和光谱指数模拟地图相比，观察。用激波捕获程序求解了含时相对论磁流体动力学（RMHD）方程组，并计算了最大粒子能量的演化。脉冲星风星云（PWNe）的应用。
2007-10-03 astro-ph
X-ray Spectra of Young Pulsars and Their Wind Nebulae: Dependence on Spin-down Energy
根据Chandra X射线天文台对9颗明亮的类蟹状脉冲星系统的观测研究，提出了一个年轻的旋转动力脉冲星及其星云光谱的观测模型。发现这些脉冲星（PSR）的X射线谱与其相关的脉冲星风星云（PWNe）的X射线谱之间存在显著的相关性，两者都是自旋下降能量Edot的函数。这些天体的2 - 10 keV光谱的特征在于吸收的幂律模型，光子指数，伽玛，在0.6 <伽玛_PSR < 2.1和1.3 <伽玛_PWN < 2.3的范围内，分别为恒星和它们的星云。将这两组指数相关的线性回归拟合产生Gamma_PWN = 0.86 +/- 0.20 +（0.72 +/- 0.13）X Gamma_PSR，相关系数为r = 0.96。发现这些恒星的光谱变陡为Gamma = Gamma_max + alpha / sqrt（Edot），Gamma_max提供了年轻旋转动力恒星光谱斜率的观测极限。这些结果揭示了年轻的脉冲星系统的基本特性，允许新的观测约束模型的脉冲星风发射，并提供了一种方法来预测这种系统的能量时，缺乏检测到的脉动。
2003-03-07 astro-ph
Ground-based Gamma-Ray Observations of Pulsars and their Nebulae: Towards a New Order
宽视场地基成像大气切伦科夫望远镜的出色灵敏度和高分辨率能力使我们能够首次解决脉冲星风星云（PWN）的形态结构，这些星云比蟹状星云更古老，更广泛。VHE对这种扩展星云（场强低于~ 20微高斯）的伽马射线观测探测了与看不见的极紫外（EUV）同步加速器分量相对应的电子分量，该分量测量了早期进化时期的电子注入。因此，PWN的VHE观测为PWN研究提供了一个新的窗口。本文还确定了PWN最大VHE可见性的条件。关于脉冲星的脉冲发射，现在越来越清楚的是，目前望远镜的阈值能量不足以探测来自正则脉冲星的脉冲伽马射线成分。对毫秒双星脉冲伽马射线发射的理论估计似乎趋于一致，很明显，除非几何形状有利，否则用目前的第三代望远镜进行这种探测是不可能的。
2005-11-03 astro-ph
The Pulsar Wind Nebula in G11.2-0.3
本文对超新星遗迹G11.2-0.3中脉冲星PSR J1811-1925周围的风星云进行了X射线和射电研究。利用钱德拉X射线天文台和VLA射电望远镜获得的高分辨率数据，我们发现脉冲星周围的X射线和无线电发射是不对称的，尽管后者的中心位置非常圆壳。新的X射线数据使我们能够将脉冲星风星云的同步辐射与周围的热辐射以及脉冲星本身的热辐射分开。基于两个历元的X射线数据，我们观察到脉冲星附近X射线热点位置的时间变化，表明相对论运动。我们比较了壳内观察到的热发射，这可能与脉冲星风星云的前向激波有关，从附近的残余壳部分的热发射，其温度意味着膨胀速度与公元386年历史事件的遗迹一致。射线和射电光谱指数的星云同步辐射被发现是一致的一个单一的同步冷却中断。如果假设星云是球形的，那么根据星云的表观大小和年龄，由断裂频率所暗示的磁场是非常大的，但与双极的形态是一致的。
2002-06-26 astro-ph
