High resolution X-ray observations of pulsar winds
年轻的小行星自转速度快得令人难以置信，但也以非常快的速度减速。这个过程以相对论风的形式从恒星带走了巨大的能量。通过钱德拉X射线天文台现在提供的高分辨率，大量关于彗星及其风的新观测结果显示了彗星与周围环境相互作用的多样性和复杂性。本文回顾了我们对脉冲星风的基本认识，并简要总结了Chandra在激波结构、粒子加速和风成分方面提供的一些新见解。
2002-11-15 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
Jets and Disk-Winds from Pulsar Magnetospheres
我们讨论轴对称无力脉冲星磁层与磁准直喷流和盘风获得的脉冲星方程的数值解。这个解决方案代表了一种替代的准球形风的解决方案，其中的电流的主要部分是在一个电流片，这是不稳定的磁场湮灭。
2006-10-03 astro-ph
An improved solar wind electron-density model for pulsar timing
太阳风密度的变化给脉冲星定时观测带来了不同的延迟。目前的脉冲星定时分析程序只能实现简单的太阳风模型，这不仅限制了定时精度，而且会影响脉冲星旋转，天体测量和轨道参数的测量。我们描述了一个新的模型的太阳风电子密度的内容，它使用从太阳磁场的Wilcox太阳天文台观测。我们已经实现了这个模型到tempo 2脉冲星计时包。我们表明，该模型比以前的模型更准确，这些校正是必要的高精度脉冲星定时应用。
2007-09-02 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
Theory of Pulsar Winds
我讨论了最近的工作，从旋转动力脉冲星的相对论风的性质，他们如何从中央紧凑的对象到周围的世界，以及如何将能量转换为可观察到的同步辐射传输的能量的物理。
2002-01-27 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and the Non-thermal X-Ray Emission of Millisecond Pulsars
研究了金属表面活性剂的非热、非脉冲X射线发射。与年轻的双星一样，MSPs发出相对论风，与星际介质和/或双星伴星相互作用，可以显著促进这些双星的非脉冲发射。将一个新的再生沥青混合料的简单模型推广应用到旧的再生沥青混合料B1957+20上。研究发现，脉冲星风确实对分辨和未分辨的X射线辐射都有贡献。对于已经测量了非脉冲分量的光谱指数的银河场中的其他MSP（即，PSR B1937+21，J 0218 +4232）的脉冲星风对非脉冲X射线光度的贡献。对于球状星团核心区域的MSP，脉冲星风星云可能受到其与致密恒星环境相互作用的影响，可能导致对总X射线发射的贡献减少。在这种情况下，非热非脉冲X射线发射的存在更有可能是二进制的，而不是孤立的MSP与发射所产生的相对论脉冲星风与二进制伴侣的相互作用。我们的研究表明，在脉冲星风星云的MSP的磁化参数是显着大于蟹状星云的约10倍。来自高速运动的MSPs的辐射可能在空间上延伸，具有尾状形态，这可能有助于银河系中微弱的放射性X射线源亚群。
2006-02-28 astro-ph
Dissipation in Pulsar Winds
我审查的相对论脉冲星风的限制放在比较光学和X射线图像的内部蟹状星云一方面与二维MHD模拟的其他。在文献中的各种建议，实现低磁化所需的星云的内边缘，然后进行了讨论，强调耗散的条纹风图片。研究了直接观测风的可能性。基于预测的偏振矢量的方向，我概述了一个新的论点表明，蟹状星云脉冲星的光发射的脉冲分量起源于风。
2005-04-19 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and Particle Acceleration in the Pulsar Magnetosphere
本文讨论蟹状星云问题，指出粒子加速不仅发生在内部激波处，而且发生在星云中具有无序磁场的较大区域。Kennel和Cornoniti（1984）建立了蟹状星云的球对称模型，并得出结论：激发蟹状星云的脉冲星风是动能主导的（KED），因为KED风引起的星云流有利于解释星云的光谱和膨胀速度。这是真实的，即使是新的钱德拉观测，它提供了新的空间分辨光谱。我们已经用3D模型和钱德拉图像表明，纯环形磁场和KED风与钱德拉观测不相容。
2002-07-20 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
Pulsar wind nebulae around the southern pulsars PSR B1643-43 and PSR B1706-44
我们提出了高分辨率的VLA图像在波长λ 20厘米，λ 6厘米，和λ 3.6厘米附近的光谱PSR B1706-44（PSR J1709-4428）和PSR B1643-43（PSR J1646-4346）。这两颗恒星都很年轻（<30，000岁），并且有很大的自旋光度（e+35 erg/sec），因此是寻找由相对论脉冲星风激发的扩展同步加速器星云的好候选者。对于PSR B1643-43，我们发现了一个4 '彗星状星云的证据，暗示了一个快速移动的脉冲星留下的同步加速器“尾波”。PSR B1706-44看起来被一个直径约3 '的球状星云所包围。基于它们的形态、显著的线偏振（>20%）和平坦的射电光谱（α =0.25-0.3，其中S_nu aprox nu^-α），我们认为它们是风星云，由各自的恒星的旋转能量损失提供动力。
2001-03-06 astro-ph
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
Probing Pulsar Winds Using Inverse Compton Scattering
我们研究了旋转驱动双星中电子和正电子在无激波风中的逆康普顿散射效应。这个过程可以散射低能目标光子，产生能量从MeV到TeV的伽马射线。射电双星PSR B1259-63和PSR J 0045 -73都在明亮的主序星周围的近偏心轨道上，提供了巨大的低能目标光子密度。逆康普顿散射过程将动量从脉冲星风转移到散射的光子，因此提供了一个阻力，这往往会使脉冲星风减速。我们提出了详细的计算动力学的脉冲星风正在进行逆康普顿散射，表明PSR B1259-63的风的减速由于“逆康普顿阻力”是小的，但这个过程可能会限制风PSR J 0045 -73之前，它达到压力平衡与流出的伴星。我们计算了PSR B1259-63产生的逆康普顿发射的光谱和光变曲线，并表明，如果脉冲星风星云的大小与双星分离相当，那么来自未受冲击风的伽马射线发射可能会被大气切伦科夫探测器或新一代星载伽马射线探测器（如INTEGRAL和GLAST）探测到。因此，这一机制可能提供了一个直接探测脉冲星风自由膨胀区域的方法，以前人们认为这是不可见的。
1999-08-18 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
Pulsar bow-shock nebulae. II. Hydrodynamical simulation
我们提出了流体动力学模拟，使用2-D的两个组件模型（环境介质和脉冲星风有不同的比热比），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缠绕在脉冲星速度方向上的行为。此外，我们估计了弓形激波对ISM中性氢穿透的不透明度：这个量影响了星云的可观测性质，如它的大小，形状，速度和表面亮度分布。最后，我们比较这些数值结果与那些从分析模型。需要开发更真实的模型，以便调整搜索新的此类物体的标准，并解释已知物体的数据。
2002-03-28 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
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
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
Very-high-energy gamma radiation associated with the unshocked wind of the Crab pulsar
我们表明，在蟹状星云脉冲星，这是通常被认为是不可见的终止激波上游区域在R < 0.1 pc的相对论风，实际上可以直接观察到通过其逆康普顿γ射线发射。在蟹状星云的伽马射线光谱中寻找这种特定的辐射成分，可以提供关于未受冲击的脉冲星风的独特信息，这在其他波长下是无法获得的。
2000-03-11 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
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
Ubiquity: Relativistic Winds from Young Rotation-Powered Pulsars
最近对年轻的旋转动力脉冲星的X射线观测提供了一个前所未有的脉冲星风星云的详细视图。对于第一次，相干发射功能，包括小束，共同对齐的环形结构，和轴向射流完全解决在X射线的弧秒尺度。这些结构非常连贯和对称，与蟹状星云的光学特征相似。在这份报告中，我们提出了最新的高分辨率钱德拉X射线图像的六个年轻的旋转动力超新星遗迹。这些数据表明，X射线形态可能是所有年轻的旋转动力星云所共有的，并为开发下一代脉冲星风星云理论模型提供了指导。
2001-05-08 astro-ph
Observational Constraints on Pulsar Wind Theories
脉冲星风驱动星云的二维相对论MHD模拟对风本身的性质提供了强有力的约束。特别是，他们证实坡印廷通量必须转换成粒子能量接近或内部的终止激波前，强调了被称为$σ$悖论的难题。为了区分这个悖论的不同可能的解决方案，需要额外的观测约束。在本文中，我简要地讨论了这方面的两个最近的发展：高时间分辨率的光学偏振的蟹状星云脉冲星的建模，和脉冲星/Be星双星PSR 1259 - 63的TeV能量的伽玛射线探测。
2005-05-30 astro-ph
Rates of reconnection in pulsar winds
利用Lyutikov & Uzdensky（2002）的相对论性重联公式，我们利用玻姆电阻率公式估算了脉冲星风重联的可能速率上限。我们发现等离子体流入重联层的速度可能是相对论性的，在等离子体静止坐标系中的光速的数量级。这原则上可以允许风中的磁场能量的有效耗散和/或环形磁通量的破坏。在脉冲星风中实现重联的效率仍然是一个悬而未决的问题：它应该取决于等离子体的微物理性质和重联流的三维结构。
2002-10-15 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
Shock geometry and inverse Compton emission from the wind of a binary pulsar
PSR B1259-63是一颗47毫秒的射电脉冲星，具有高自旋光度，它围绕一颗明亮的伴星运行在一个近距离、高偏心率的3.5年轨道上。这个双星系统可能是一个可探测的硬伽马射线源，它是由来自B2 e恒星SS 2883的光子被脉冲星风中的电子和正电子逆康普顿散射而产生的。这颗恒星在脉冲星附近提供了巨大密度的可见光子，特别是在近星点附近的时期。我们计算了脉冲星风的未受冲击区域的发射，假设它终止于一个冲击，在那里它与同伴的风达到压力平衡。从激波终止风的逆康普顿辐射的光谱和光变曲线进行了比较与那些为一个unterminated风。如果脉冲星的风比伴星的风弱，风的终止会降低逆康普顿通量，特别是在近星点附近。终端激波的几何形状具有降低近星点周围伽玛射线光变曲线的不对称性的效果，这种不对称性是由于散射角的不对称变化而产生的。
2000-11-16 astro-ph
Shocks, Outflows and Bubbles: New Views on Pulsars and their Winds
一颗典型的年轻脉冲星会以一种难以察觉的速度减速，它的自转周期在一年中增加不到10微秒。然而，脉冲星的惯性是如此之大，以至于要实现这种微小的自转速率变化，恒星必须耗散大约10 ^46尔格的动能。对脉冲星及其周围环境的观测表明，这种“自旋向下的能量”以壮观的方式被驱逐到脉冲星的周围环境中，以带电粒子和磁场的相对论风的形式。在这篇评论中，我强调了最近的一些观测结果的脉冲星风在无线电，X射线和光学波长，并解释我们可以从这些数据了解有关的冲击波结构，粒子加速和星际介质。
2003-03-18 astro-ph
From Pulsar Spin to Pulsar Wind: The Spectral Connection?
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之间的经验关系; Gamma_{PWN} = 0.8倍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。
2002-08-30 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
Limits on radio emission from pulsar wind nebulae
本文报道了对27颗高能或高速射电脉冲星的射电脉冲星风星云（PWN）的灵敏观测。观测是在1.4千兆赫使用甚大阵列和澳大利亚望远镜紧凑阵列，并利用脉冲星门搜索脉冲外发射。这些观测参数导致了比以前的调查更敏感的搜索，并可以在更广泛的空间尺度（因此环境密度和脉冲星速度）范围内检测PWN。然而，没有发现明显对应于PWN的发射。基于这些未被探测到的现象，我们认为样本中年轻的高能恒星具有年轻恒星的典型风，但由于它们位于ISM的低密度（n约为0.003 cm^-3）区域，因此产生了不可观测的PWN。然而，在较老和较低能量的恒星周围没有探测到PWN，只能解释为它们风的射电光度小于它们的自旋光度的1 e-5，这意味着效率至少比年轻恒星小一个数量级。
2000-04-19 astro-ph
The pulsar wind nebula of the Geminga pulsar
钱德拉的高空间分辨率使我们能够探测到Geminga脉冲星后面的一个20 "长的尾巴，在0.5 - 8 keV波段具有硬光谱（光子指数1.0 +/-0.2）和光度（1.3 +/-0.2）10 ^{29}尔格/秒，假设距离为200 pc。尾部可能是一个脉冲星喷流，被大约100微高斯的环形磁场限制，或者它可以与超音速运动的脉冲星后面的冲击相对论风有关，受到迎面而来的星际介质的冲压压力的限制。我们还探测到脉冲星前方5 "-7"的弧形结构，垂直于尾部延伸，亮度低3倍。我们在钱德拉图像中看到一个3-sigma增强，显然是将弧与南部外尾连接起来，这可能是XMM-牛顿探测到的。观察到的结构意味着Geminga的脉冲星风本质上是各向异性的。
2006-03-17 astro-ph
Discovery of the candidate pulsar wind nebula HESS J1718-385 in very-high-energy gamma-rays
受最近在甚高能（VHE）伽马射线中探测到脉冲星风星云的启发，利用H.E.S.S.获得的数据，对与高能脉冲星相关的VHE伽马射线源进行了系统的搜索。(High能量立体系统）仪器。在脉冲星PSR J1718-3825附近寻找VHE伽马射线源，发现了新的VHE伽马射线源HESS J1718-385。我们报告的结果从HESS数据分析的这个来源和可能的协会与脉冲星和其他波长。我们研究了HESS J1718-385的能谱，该能谱显示出明显的峰。这是第二次观测到来自宇宙源的VHE伽马射线光谱最大值，第一次是船帆座X脉冲星风星云。
2007-09-27 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
Gamma-rays from binary system with energetic pulsar and Be star with aspherical wind: PSR B1259-63/SS2883
HESS望远镜最近在TeV伽马射线中发现了至少一个包含高能脉冲星PSR B1259-63/SS 2883的大质量双星系统。这些伽马射线很可能是由脉冲星附近和/或脉冲星风激波处加速的粒子产生的，这是大质量恒星软辐射的康普顿化。然而，由于辐射场的各向异性、脉冲星风终端激波的复杂结构以及可能吸收产生的伽马射线从而引发轻子级联，在这样的系统中产生伽马射线的过程可能相当复杂。在本文中，我们详细考虑所有这些影响。计算了PSR B1259-63/SS 2883双星系统不同几何结构的γ射线光变曲线和能谱，并与TeV γ射线观测结果进行了比较。我们的结论是轻子IC模型，它考虑到复杂的结构的脉冲星风激波由于非球面风的大质量恒星，可以解释观测到的伽马射线光变曲线的细节。
2008-01-23 astro-ph
The "sigma" problem of the Crab pulsar wind
考虑了蟹状星云脉冲星风从靠近恒星的坡印廷通量主导的风向终止激波处粒子生能主导的风的转换。Coroniti（1990）提出并受到Lyubarsky & Kirk（2001）批评的想法是，条纹风中的重联是负责任的，推广到包括先验未知耗散率的更快处方。证实了风的强加速度，较高的耗散率意味着完整的转换坡印亭通量到粒子生通量内的无冲击风。
2003-09-22 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
Shocks and Wind Bubbles Around Energetic Pulsars
蟹状星云表明，中子星可以与它们的环境以壮观的方式相互作用，它们的相对论风产生的星云在整个电磁波谱中都可以观察到。在以前的许多会议上，天文学家对蟹状星云的复杂结构进行了讨论、辩论和困惑，但仅限于将大多数其他脉冲星风星云（PWNe）视为脉冲星自旋能量的简单量热计。然而，随着现已获得的大量高质量数据，这一情况已发生巨大变化。我在这里回顾一下这些新测量中出现的一些主要的观测主题。亮点包括无处不在的脉冲星终止冲击，明确存在的相对论性喷流在PWNe，复杂的时间变化看到PWN结构，以及使用弓冲击探测脉冲星风与周围介质的相互作用。
2004-05-14 astro-ph
On the nature of eclipses in binary pulsar J0737-3039
研究了脉冲双星PSR J 0737 -3039中相对论脉冲星风与静磁层的磁流体动力学相互作用。我们构造了描述两个晶体分离界面形状的半解析模型。假设脉冲星B的真空偶极自旋下降导致日食持续时间比观测到的长十倍。我们讨论可能的脉冲星B的扭矩修改和磁场估计由于与脉冲星A风的相互作用。除非轨道倾角是$\leq 86 ^\circ$，否则日食的持续时间通常比日食区域的大小所暗示的要短。我们提出，日食发生由于同步辐射吸收的温和相对论粒子在冲击脉冲星A风。如果脉冲星A的风密度在允许的上限，相应的光学深度可能足够高。我们推导出在斜，相对论，磁流体动力学冲击的跳跃条件，并讨论了冲击脉冲星A风的结构。最后，我们推测了脉冲星B射电辐射轨道调制的可能机制。
2004-03-08 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
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
Reconnection in a striped pulsar wind
一般认为，脉冲星的大部分下旋功率都被坡印廷通量主导的MHD风带走了。在倾斜旋转体的情况下，这种能量的很大一部分可以被认为是低频波，由交替极性的环形磁场条纹组成，在赤道平面周围的区域传播。这种结构中的磁重联被认为是将坡印廷通量转化为脉冲星风中粒子能量的一种机制。我们重新研究了这一过程，并得出结论，风在重连过程中明显加速。这扩大了重联过程的时间尺度，因此风需要比以前认为的更大的距离才能将坡印廷通量转换为粒子通量。在蟹状星云的情况下，在从观测中推断出的立激波的半径处，风仍然是坡印廷主导的。对其他类星体的终止激波半径的估计意味着，除了毫秒类星体外，所有类星体都有坡印廷通量主导的风，一直到激波锋面。
2000-09-18 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
A Particle Simulation for the Global Pulsar Magnetosphere: the Pulsar Wind linked to the Outer Gaps
在1967年发现射电双星后不久，射电双星被确认为强磁性（典型的是$10^{12}$ G）快速旋转（$\sim 10^{2}-0.1$ Hz）的中子星。然而，脉冲星磁层中粒子加速的机制一直是一个长期存在的问题。核心问题是，为什么旋转的力量在伽马射线束和电子-正电子等离子体的高度相对论风中都表现出来，而这些等离子体会激发周围的星云，在X射线中观察到。在这里，我们显示与全球轴对称磁层的一个稳定的流出的电子-正电子对的三维粒子模拟形成相关的对源，这是光柱内的γ射线发射区。假设磁场为偶极磁场，为了保持磁场的一致性，对的产生率取小值，使得该模型可能适用于Geminga等老恒星。对源的零表面周围的电荷不足的地区，我们确定为外部的差距。风的机制是电磁感应，它导致快速的方位角运动，并最终在光圆柱附近和更远的地方由辐射阻力引起跨场漂移。风会导致系统中的颗粒流失。这维持了外能隙中的电荷不足和电子对的产生。因此，该模型处于稳定状态，平衡颗粒的损失和供应。我们的模拟暗示了风如何与脉冲星磁层中的伽马射线发射区共存。
2007-01-05 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
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
Polarization of high-energy pulsar radiation in the striped wind model
计算了条纹脉冲星风模型中产生的脉冲同步辐射的Stokes参数，并与蟹状星云脉冲星的光学观测结果进行了比较。我们假设风发射率的主要贡献来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性。场的径向分量被忽略，但增加了一个小的径向分量。产生的辐射是线性偏振的（斯托克斯V=0）。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星自转轴在天空的投影方向。这种特性是风模型所独有的，并且与数据吻合良好。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质定性上不受风洛伦兹因子、电子注入幂律指数和视线倾角的变化的影响。
2005-05-20 astro-ph
Modeling interaction of relativistic and nonrelativistic winds in binary system PSR 1259-63/SS2883. I.Hydrodynamical limit
在本文中，我们提出了一个详细的流体动力学研究的性质所产生的脉冲星风碰撞与周围的双星系统的流动。这是首次尝试模拟超相对论流（脉冲星风）与非相对论恒星风的相互作用。得到的结果表明，风碰撞可能会导致形成一个“未关闭”（在空间尺度相当于双星系统的大小）脉冲星风终止冲击，即使当恒星风冲压压力超过显着的脉冲星风动力学压力。此外，激波后流动在一个相当窄的区域内传播，具有非常高的体洛伦兹因子（$γ\sim100$）。这种流动加速与纯流体动力学效应的气动损失有关。有趣的是，在这种特殊的情况下，没有磁场是需要形成的超相对论体流出。所得结果为脉冲双星系统PSR 1259-63/SS 2883的射电、X射线和γ射线信号的轨道变化提供了新的解释。
2007-10-10 astro-ph
An evolutionary model for pulsar-driven supernova remnants
我们提出了一个模型的脉冲星风星云内的相关超新星遗迹的演变。该模型使用流体动力学代码来模拟该系统的演化时，脉冲星具有高速。模拟区分了脉冲星风星云演化的四个不同阶段：超音速膨胀阶段，反向激波相互作用阶段，亚音速膨胀阶段和最终的弓形激波阶段。模拟证实，由于脉冲星的高速，脉冲星的位置是偏离中心的相对于它的脉冲星风星云，后通过的反向冲击。随后，脉冲星风星云以亚音速膨胀，直到弓形激波形成，这时脉冲星的运动变成超音速。弓形激波形成事件发生在大约一半的穿越时间，当脉冲星位于超新星遗迹爆炸波半径的0.677倍时，与分析预测完全一致。穿越时间是由超新星遗迹的年龄定义的，当脉冲星超过超新星遗迹的爆炸波时。模型的结果被应用到三个超新星遗迹：N157 B，G327.1-1.1和W 44。我们认为，头部的脉冲星风星云，包含活跃的脉冲星，在前两个系统内是没有约束的弓激波。然而，在W 44的情况下，我们认为脉冲星风星云因脉冲星的超音速运动而受到弓形激波的束缚。
2003-11-17 astro-ph
Fitting Pulsar Wind Tori
CXO成像显示，赤道环面，经常与极喷流，是非常常见的年轻脉冲星风星云（PWNe）。这些结构是有趣的，因为它们揭示了相对论风本身，以及它们提供的中子星自旋方向的（几乎）独立于模型的测量。后者是脉冲星辐射模型和中子星物理学的一个特别有价值的探索。我们在这里描述一个简单的3-D环面模型拟合的X射线数据，它提供了强大的几何参数的估计程序。6 PWN环面的应用程序给出了方向，PWN冲击尺度和冲击后的风速以及统计误差。我们说明使用这些数据的影响，踢物理和高能量光束模型的评论。
2003-10-06 astro-ph
The effects of spin-down on the structure and evolution of pulsar wind nebulae
我们提出了高分辨率的球对称相对论磁流体动力学模拟的脉冲星风星云内的超新星祖先的自由膨胀喷出物的演变。从超新星爆炸后的几年开始，一直到1500年的遗迹年龄。我们考虑不同的值的脉冲星风磁化参数，也不同的制动指数的自旋下降过程。我们比较的数值结果与那些通过近似半解析的方法，使我们能够跟踪的时间演化的位置的脉冲星风终止冲击和接触不连续的星云和超新星喷出物之间。我们还讨论了，只要比较是可能的，在何种程度上我们的数值结果同意与前自相似模型，以及如何适应这些模型可以考虑到系统的时间演化。推断的脉冲星风的磁化强度可能是一个数量级低于来自与时间无关的分析模型。
2004-04-16 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
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
Pulsar Wind Nebulae and the X-Ray Emission of Non-Accreting Neutron Stars
本文在脉冲星风星云模型的基础上，研究了旋转供能恒星非热非脉冲X射线辐射的一般性质。对来自ASCA的23颗脉冲星样品在2-10 keV能量范围内观测到的X射线发射的检验表明，X射线光度$L_x$与脉冲星自旋下降功率$\dot{E}$的关系对于非脉冲分量比对于脉冲分量更陡。具体地，$L_{x}^{npul} \propto \dot{E}^{1.4 \pm 0.1}$用于非脉冲分量，而$L_{x}^{pul} \propto \dot{E}^{1.2 \pm 0.08}$用于脉冲分量。前一种关系与脉冲星风星云模型的发射一致，其中$L_{x}^{npul} \propto \dot{E}^{p/2}$其中$p$是电子能量分布的幂律指数。脉冲分量的关系，另一方面，是一致的磁层发射模型。
2004-08-25 astro-ph
