Chandra Detection of a Synchrotron Nebula Around the Vela-like Pulsar J1016-5857
本文报道了Chandra X射线天文台对脉冲星J1016-5857的19 k S观测。这颗“船帆座”脉冲星的自转周期为107 ms，特征年龄为21 kyr，自旋下降功率为2.6e36 ergs/s。在射电脉冲星位置周围，半径约为25”的相对明亮的中心峰值源的光谱很好地符合光子指数为1.32 ± 0.25的吸收功率定律。我们认为这是一个新发现的脉冲星风星云，我们将其命名为PWN G284.0-1.8。我们没有检测到脉冲星无论是作为一个点X射线源或作为一个脉冲源在55 ks的观测与罗西X射线定时探测器。在2-10 keV范围内，各向同性PWN的光度为3e 32 ergs/s，距离为3 kpc，这与测量的中性氢柱密度一致。来自脉冲星的非脉冲通量小于测量的PWN通量的30%。脉冲星附近PWN最亮的部分，显示了~2”的扩展发射，与其他年轻的脉冲星类似，这可能表明风终止激波。在钱德拉的影像中，我们也侦测到一个非常微弱的延伸结构，大小约为1'乘2'，在脉冲星位置上高度不对称。这个结构在宽度和位置角度上与无线电发射的“手指”尖端很好地匹配，似乎与附近的超新星遗迹G284.3-1.8相连，但我们无法用现有的数据进一步描述它。有一个可变的X射线点源只有1.5弧分的脉冲星，我们确定使用光谱吸积二进制。
2004-07-29 astro-ph
Nucleonic gamma-ray production in Pulsar Wind Nebulae
在甚高能量（VHE）伽马射线下对银河系盘内弧度的观测揭示了至少16个新的来源。除了壳型超新星遗迹外，脉冲星风星云（PWN）似乎是VHE γ射线源目录中的主要源群。除蟹状星云外，新发现的PWN在VHE γ射线下分辨为空间扩展（5-20 pc）。目前，至少有3个中年（$t>10$ kyrs）PWN（Vela X，G18.0-0.7和G313.3+0.6，在"笑翠鸟“区域）和1个年轻PWN MSH 15-5{ \it 2}（$t=1.55$ kyrs）已被鉴定为VHE发射PWN（有时称为" TeV Plerions”）。另外两个候选者“TeV Plerions”已经被确定，并已在本次会议上报告[1]。在这篇文章中，船帆座X的伽马射线发射是由脉冲星风中的核子成分解释的。测量的宽带光谱能量分布与预期的X射线发射的初级和次级电子。比较了三个中龄PWN的X射线辐射和TeV辐射。
2006-09-14 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
Rings and Jets around PSR J2021+3651: the `Dragonfly Nebula'
我们描述了最近钱德拉ACIS观测船帆座脉冲星PSR J2021 + 3651和它的脉冲星风星云（PWN）。这个"蜻蜓星云"显示出轴对称的形态，有明亮的内部喷流，一个双脊状内部星云和一个~30 "的极地喷流。PWN嵌入在微弱的弥散辐射中：一个类似弓形激波的结构，距离约1 '，将脉冲星包围在东方，辐射向西拖尾3 - 4'。热（kT = 0.16 +/-0.02 keV）和幂律发射检测到脉冲星。星云的X射线显示光谱变陡，从赤道环面的伽马= 1.5到外层星云的伽马= 1.9，表明同步加速器烧毁。与"Dragonfly"结构的拟合表明具有双赤道环面的大倾角（86 +/-1度）。Vela是目前唯一显示这种双重结构的PWN。脉冲星色散测量所暗示的大于12千秒差距的距离并没有得到X射线数据的支持;光谱、尺度和效率参数表明，这个距离是3 - 4千秒差距。
2008-02-25 astro-ph
The Variable Jet of the Vela Pulsar
钱德拉X射线天文台对船帆座脉冲星风星云（PWN）的观测揭示了一个复杂多变的PWN结构，包括内部和外部弧，一个脉冲星自行方向的喷流，以及一个相反方向的反喷流，嵌入在弥漫的星云发射中。通过对钱德拉在大约2.5年时间里的13次观测结果的分析，我们发现，这种外部喷流表现出特别强的可变性，改变了它的形状和亮度。我们观察到明亮的斑点在外部喷流远离脉冲星的表观速度（0.3-0.6）c和褪色的时间尺度上的天到星期。外喷流的光谱符合幂律模型，光子指数为1.3。外部喷流的X射线辐射可以解释为超相对论电子/正电子的同步辐射。这种解释允许人们估计外部喷流的磁场，~100微高斯，X射线发射电子的最大能量，$2 \times 10^{14}$ eV，和能量注入率，$8\times 10^{33}$ erg/s。在PWN图像中，我们看到一个微弱的，强烈弯曲的外部喷流延伸。更极端的弯曲更接近脉冲星，以及明显的侧运动的外喷流，可以与磁约束，捏喷流的扭结不稳定性。在合成图像中发现的另一个特征是一个暗淡的，2 '长的外部反喷流，它也显示了光子指数为1.2-1.5的幂律光谱。喷流/反喷流的西南（即，近似垂直于脉冲星自行的方向），可以看到扩散发射的扩展区域。产生这种辐射的相对论粒子显然是由外层喷流提供的。
2003-05-27 astro-ph
Fermi LAT Observations of the Vela Pulsar
船帆座脉冲星是在GeV的天空中最明亮的持续源，因此是传统的第一个目标，新的伽马射线天文台。我们在这里报告的初步费米大天区望远镜观测验证阶段的指向曝光和早期的天空调查扫描。我们已经使用船帆座信号来验证费米定时和角分辨率。高质量的脉冲轮廓，在E>0.03 GeV时约有32，400个脉冲光子，显示出新的特征，包括精细至0.3ms的脉冲结构和明显的第三个峰，其相位随能量移动。我们研究了脉冲发射的高能行为，初始谱表明γ =1.51{+0.05/-0.04}的相位平均幂律指数，在E_c=2.9+/-0.1 GeV处有指数截止。用e^{-（E/E_c）^b}形式的广义截止值进行谱拟合要求b<1，这与磁对衰减不一致，因此有利于外磁层发射模型。最后，我们报告的上限，任何非脉冲成分，可能与周围的同步加速器风星云（PWN）。
2008-12-16 astro-ph
Implications of H.E.S.S. observations of pulsar wind nebulae
在这篇关于脉冲星风星云（PWN）的评论文章中，我们讨论了这种星云在遏制交叉场扩散的背景下的性质（相对于正常平流），反向冲击对偏移“类船帆”PWN演变的影响，对最大粒子能量学的约束，基于光谱和空间特性的磁场强度估计，以及这种场估计对风的组成的影响。讨论的重要部分是基于高能立体系统（{ \it H.E.S.S.}）。或{ \it HESS}）探测到两个演化的脉冲星风星云船帆座X（茧状星云）和HESS J1825-137。在船帆座X（茧）的情况下，我们还审查了强子与轻子解释的证据，表明轻子解释有利于{ \it HESS}信号。在这篇评论文章中讨论的限制设置了一个一般的框架，解释了一些偏移，充满中心星云看到的{ \it HESS}。这些源沿银道面分布，银道纬度为$|b|\sim 0$，存在大量的分子气体。在这些区域，我们发现星际介质是不均匀的，这对超新星激波膨胀的形态有影响。这种效应的结果之一是形成了观测到的偏移脉冲星风星云。
2008-03-02 astro-ph
Further Evidence for Collimated Particle Beams from Pulsars, and Precession
我们跟进我们（Radhakrishnan和Deshpande，2001年：RD01）从根本上不同的解释所观察到的结构和形态的X射线观测周围的年轻恒星星云（PWNe）。在我们的PWNe（RD 01）的一般模型中，最初是由船帆座X射线星云的Chandra观测所激发的，在这样的星云中的亮弧、喷流状特征和漫射成分可以一起详细解释，其中弧被理解为来自激波前沿的两个磁极的粒子束的轨迹。我们认为这是从类星体的磁极产生准直粒子束的重要证据。在本文中，我们讨论了Pavlov等人（2003）观测到的船帆座X射线星云特征的变化，并评估了我们的模型对蟹状星云和其他遗迹观测的相关性和意义。我们的基本图片后，将中心紧凑的对象的自由进动的签名可以很容易地解释的变化和显着的不对称性，包括弯曲的射流状功能，在观察到的形态。这些研究结果的影响进行了讨论。
2006-10-19 astro-ph
X-ray emission from PSR B1800-21, its wind nebula, and similar systems
We detected X-ray emission from PSR B1800-21 and its synchrotron nebula with the Chandra X-ray Observatory. The pulsar's observed flux is (1.4+/-0.2) 10^{-14} ergs cm^{-2} s^{-1} in the 1-6 keV band. The spectrum can be described by a two-component PL+BB model, suggesting a mixture of thermal and magnetospheric emission. For a plausible hydrogen column density n_{H} =1.4 10^{22} cm^{-2}, the PL component has a slope Gamma=1.4+/-0.6 and a luminosity L_{psr} ^{nonth}=4 10^{31}(d/4 kpc)^2 ergs s^{-1}. The properties of the thermal component (kT=0.1-0.3 keV, L^{bol}=10^{31}-10^{33} ergs s^{-1}) ar…
2006-11-19 astro-ph
Discovery of a New Pulsar Wind Nebula in the Large Magellanic Cloud
我们提出了新的高分辨率的无线电和X射线观测超新星遗迹（SNR）B 0453 -685在大麦云云，分别与澳大利亚望远镜紧凑阵列和钱德拉X射线天文台进行。嵌入在SNR壳是一个紧凑的中央星云产生平谱偏振无线电发射和非热X射线，我们确定这个源作为脉冲星风星云（PWN）由一个看不见的中央中子星供电。我们提出了一种新的方法，通过该方法的SNR和PWN的属性可以用来推断上的初始自旋周期和表面磁场的看不见的脉冲星的上限，并得出结论，这颗星是一个初始的快速旋转器与电流属性类似的船帆座脉冲星。与其他类似年龄源的情况一样，目前PWN和SNR的反向冲击之间存在相互作用。
2003-07-29 astro-ph
Chandra Observation of PSR B1823-13 and its Pulsar Wind Nebula
We report on an observation of the Vela-like pulsar B1823-13 and its synchrotron nebula with Chandra.The pulsar's spectrum fits a power-law model with a photon index Gamma_PSR=2.4 for the plausible hydrogen column density n_H=10^{22} cm^{-2}, corresponding to the luminosity L_PSR=8*10^{31} ergs s^{-1} in the 0.5-8 keV band, at a distance of 4 kpc. The pulsar radiation likely includes magnetospheric and thermal components, but they cannot be reliably separated because of the small number of counts detected and strong interstellar absorption. The pulsar is surrounded by a compact, 25''x 10'', pu…
2007-07-24 astro-ph
An X-ray study of the supernova remnant G18.95-1.1
我们对伦琴卫星（ROSAT）和宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）的超新星遗迹（SNR）G18.95-1.1的数据进行了分析。我们发现G18.95-1.1的X射线辐射主要是热辐射，被强烈吸收，可以用NEI（非平衡电离）模型来描述，其温度约为0.9keV，电离时标为1.1 × 10^10/cm ~ 3/s。我们只发现了非太阳丰度的边缘证据。21厘米HI吸收数据和我们的光谱分析得出的参数之间的比较强烈建议一个相对较近的残留物（约2kpc的距离）。在4keV以上，我们确定了一个小区域的发射位于中央的尖端，平坦的频谱条形特征的无线电图像。我们研究两种可能性，这个发射区域：温度变化的残余物或脉冲星风星云（PWN）。目前的数据不允许我们区分这些可能的解释。在这个高能发射区对应于PWN的情况下，我们的分析表明，这颗看不见的脉冲星的旋转损失率约为7x10^35 erg/s，整个PWN的Lr/Lx比值约为3.6，略高于已知PWN中测得的最大比值（船帆座为3.4）。
2003-11-17 astro-ph
Associations of Very High Energy Gamma-Ray Sources Discovered by H.E.S.S. with Pulsar Wind Nebulae
H.E.S.S.切伦科夫成像望远镜阵列发现了一些以前未知的伽马射线源，这些伽马射线源位于100 GeV以上的甚高能量（VHE）区域。H.E.S.S.具有良好的角分辨率。（每个事件约0.1度），以及它的灵敏度（蟹状星云通量的百分之几）和宽5度视场，与以前的仪器相比，允许更好地约束搜索对应物。在一些情况下，H.E.S.S.与脉冲星风星云（PWNe）的结合支持的位置和形态的证据，多波长观测，和合理的PWN模型参数。其中包括复合超新星遗迹G 0.9+0.1和MSH 15-52中的振子，最近发现的船帆座X星云，笑翠鸟复合体中的两个新来源，以及HESS J1825-137与PSR B1823-13的关联。这些更好地建立协会的属性进行审查。H.E.S.S.发现的一些其他来源位于高自旋下降功率的恒星附近，但相关的证据不太完整。这些可能的关联也进行了讨论，在现有的多波长数据和合理的PWN的情况下。
2006-11-22 astro-ph
The New Gamma-ray Pulsar PSR J2229+6114, its Pulsar Wind Nebula, and Comparison with the Vela Pulsar
PSR J2229+6114的周期为51.6 ms，自旋下降功率为2.2 × 10 ^{37} erg s^{-1}，是EGRET源3EG J2227+6122的一个令人信服的标识，它位于误差圆中。钱德拉X射线图像的显著特征是一个不完整的椭圆弧和一个可能的喷流，类似于船帆座PWN外观的主要结构。大约70%的2-10 keV的X射线辐射来自一个中心尖峰、半径为100”的弥散星云，其幂律谱的光子指数为1.45 +/- 0.19。脉冲星本身有一个稍微更硬的光谱，光子指数为0.99 +/- 0.27。对于3 kpc的假定距离，PSR J2229+6114的X射线光度与自旋下降功率的比率仅为8 x 10^{-5}。我们讨论了一个模型，其中这种低效率的X射线发射是一个高度磁化的脉冲星风，防止内部MHD冲击，在X射线弧的位置，强烈压缩流的签名。不完整的X射线弧与相对论性赤道外流的辐射一致，而周围的射电壳层可能是周围ISM中的前向激波。在这个位置的MeV源先前被CGRO上的COMPTEL实验检测到。这一点，加上2-10 keV波段的平坦X射线光谱，表明PSR J2229+6114是1 MeV最亮的恒星之一，即使它在X射线波段的射电中并不显眼，并且在100 MeV以上与蟹状星云一样陡峭。高能量恒星所显示的明显的宽带光谱的多样性支持了旋转动力恒星主导未被确认的银河EGRET源群的理论。
2001-11-30 astro-ph
Estimating the birth period of pulsars through GLAST/LAT observations of their wind nebulae
本文证明了成熟脉冲星风星云（PWN）GeV域中的高能$γ$射线通量的尺度是自诞生以来旋转动能$I(Ω_0^2-Ω^2)/2$的变化，而不是现在的自旋下降功率$IΩ\dotΩ$。只要逆康普顿发射电子的寿命超过系统的年龄，这一发现就成立。对于一个典型的$γ^{-2}$电子能谱，预测的通量主要取决于脉冲星的诞生周期，自旋功率相对论电子的转换效率和到PWN的距离，所以诞生周期的一阶估计可以从PWN的{ \it GLAST/LAT}观测评估。为此，我们推导出一个解析表达式。在GeV域中的相关的（"未冷却的“）光子光谱指数预期聚集在$\sim 1.5$周围，其在低能量处由固有光谱断裂界定，并且在较高能量处由第二光谱断裂界定，其中光子指数由于辐射损失而变陡到$\sim 2$。预期成熟的PWN已经扩展到比当前已知的PWN更大的尺寸，导致相对低的磁能密度，并且因此导致GeV逆康普顿发射电子的存活。尽管这样的PWN在同步辐射中可能是无线电和X射线安静的，但由于PWN中的残余电子，它仍然可以被检测为{ \it GLAST/LAT}源。
2008-03-14 astro-ph
Discovery of a 136 millisecond radio and X-ray pulsar in SNR G54.1+0.3
本文报道了在Arecibo射电望远镜对超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的深度观测中发现的一颗周期为P = 136 ms，色散测量值为308 pc/cc的脉冲星。对这颗新脉冲星J1930+1852的测时结果表明，它的特征年龄为Pdt/2dP = 2900 yr，自旋下降光度dE/dt = 1.2e37 erg/s。我们随后检索了档案ASCA X射线数据的SNR，并检测脉动与一致的周期。这些发现确保PSR J1930+1852是为“蟹状”SNR G54.1+.3提供动力的脉冲星。与现有的钱德拉观测的SNR一起，我们得到一个X射线脉冲分数（2-10 keV）的~ 27%。脉冲星风星云的冷却效率介于船帆座和蟹状星云之间：Lx（2-10 keV）~0.002 dE/dt。PSR J1930+1852是一个非常弱的射电源，在1180 MHz的周期平均通量密度为60 microJy。距离为5 kpc时，它的光度约为1 mJy kpc ^2，是已知年轻恒星中最低的。
2002-06-13 astro-ph
Multiwavelength appearance of Vela Jr.: Is it up to expectations?
小贝拉是已知的银河系超新星遗迹（SNRs）中最年轻和可能最近的一个。自1997年发现以来，人们一直在研究相当多的波长，这些波长在能量上传播了近20年。在这里，我们介绍和讨论小贝拉。这些多波长观测揭示的属性，并面对他们的SNR模型的期望。在Iyudin等人（2005年）的论文发表时仍然没有答案的问题，例如，SNR提出的中央紧凑源CXJ 085201.4 -461753的性质是什么，以及为什么与RX J 0852.0 -4622相关的ISM吸收柱密度明显大于Vela SNR的典型柱，可以使用小船帆座的最新无线电和X射线观测来解决。下文将讨论这些问题和其他相关问题。
2007-02-15 astro-ph
Correlation between X-ray Lightcurve Shape and Radio Arrival Time in the Vela Pulsar
我们报告的结果同时观测船帆座脉冲星的X射线和无线电从RXTE卫星和山普莱森特射电天文台在塔斯马尼亚州。我们在逐个脉冲的基础上寻找船帆座的X射线发射和无线电到达时间之间的相关性。在99.8%的置信水平下，我们发现在早到的无线电脉冲期间，船帆座主X射线峰值的通量密度显著较高。在稍后到达的无线电脉冲期间，这些多余的通量转移到第二个X射线峰值之后的“波谷”。我们的研究结果表明，产生无线电脉冲的机制与产生X射线的机制密切相关。目前的模型使用无线电发射的共振吸收外磁层作为X射线发射的原因进行了探讨，作为一个可能的解释的相关性。
2006-11-14 astro-ph
Correlations between pulsed X-ray flux and radio arrival time in the Vela pulsar
我们报告的结果同时观测船帆座脉冲星的X射线和无线电从RXTE卫星和山普莱森特射电天文台在塔斯马尼亚州。我们寻求船帆座的X射线和无线电通量密度之间的相关性和无线电到达时间的脉冲脉冲的基础上。我们发现，在船帆座的主要X射线峰值在无线电脉冲，提前到达显着更高的通量密度。在稍后到达的无线电脉冲期间，这些多余的通量转移到第二个X射线峰值之后的“波谷”。我们认为产生无线电脉冲的机制与产生X射线的机制密切相关。目前的模型使用外磁层的共振吸收作为无线电发射的原因，而不直接的X射线发射，探索作为一个可能的解释的相关性。
2007-01-04 astro-ph
INTEGRAL broadband spectroscopy of Vela X-1
在2003年6月至7月和11月至12月对船帆座区域进行的INTEGRAL核心计划观测期间，广泛观测到风吸积X射线脉冲双星和回旋线源船帆座X-1。在后一组观测中，震源显示出强烈的耀斑-另见Staubert等人（2004年），这些记录。我们提出的时间平均和时间分辨光谱的早期结果，这两个时代的观测。在INTEGRAL谱中清楚地检测到~53 keV处的回旋线特征，并且在SPI谱中分辨出其宽形状。仪器校准中的剩余问题无法解决20-25 keV处有争议的线特征问题。在第一次主耀斑期间，平均光度增加了10倍，但光谱形状仍然非常相似，除了适度的软化。
2004-06-02 astro-ph
Vela, its X-ray nebula, and the polarization of pulsar radiation
最近Lai等人（2001）在Vela脉冲星中发现了射电偏振的垂直模式，并根据Luo和Melrose（1995）提出的脉泽机制对该模式进行了解释。我们认为，这样的机制也可能是可操作的平行模式，这开辟了可能性占所有类型的偏振观察到的恒星。我们提出了另一种解释的弧在星云的X射线巴甫洛夫等人观察到。（2000）& Helfand et al.（2001）与钱德拉天文台，后者解释为赤道风。我们把这些弧解释为来自激波前沿两个磁极的粒子束的轨迹。我们还提出，与平分弧的喷气式特征的旋转轴的对齐是天空平面上的投影的效果，并且沿着旋转轴没有物理喷气。
2001-09-23 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
DA495 - an aging pulsar wind nebula
我们提出了一个无线电连续研究的脉冲星风星云（PWN）DA 495（G65.7+1.2），包括图像的总强度和线性偏振从408至10550 MHz的基础上，加拿大银河平面调查和观察与Effelsberg 100米射电望远镜。从叠加的\ion{H}{2}区域和致密河外源中去除通量密度的贡献，揭示了DA 495在1.3 GHz处的光谱中的一个中断，其光谱指数$α={-0.45 \pm 0.20}$低于中断，$α={-0.87 \pm 0.10}$高于中断（${S}_ν\propto{ν^α}$）。频谱中断的频率比在任何其他PWN中检测到的最低中断低三倍以上。光谱的中断可能是同步加速器冷却的结果，而年龄为20，000年的DA 495可能是从一个类似船帆座X星云的天体演化而来，拥有类似的能量脉冲星。我们在星云内部发现了1.3 mG的磁场。在对高内旋测量进行校正后，磁场结构非常简单，类似于投射到天空平面上的偶极场的内部部分，尽管也可能存在环形分量。偶极场轴应该平行于假定的脉冲星的自旋轴，位于北天极以东的${\sim}50\degr$角处，并指向远离我们的西南方向。在DA 495周围的任何壳型超新星遗迹的射电表面亮度上限为$Σ_{1 GHz} \sim 5.4 \times 10^{-23}$ OAWatt m $^{-2}$ Hz $^{-1}$ sr $^{-1}$（假设射电光谱指数为$α= …
2008-07-08 astro-ph
INTEGRAL observations of TeV plerions
在非常高的伽马射线中看到的源中，有几个与脉冲星风星云（“TeV plerion”）有关。对硬X射线/软伽马射线发射的研究为深入了解这些物体中存在的高能粒子群提供了重要线索。脉冲星/脉冲星风星云系统在INTEGRAL卫星可获得的能量范围内的非脉冲发射主要是其加速点附近高能和快速冷却电子的同步辐射。我们的公共INTEGRAL数据的地面切伦科夫望远镜检测到的TeV plerions的分析表明，这些TeV plerions和INTEGRAL检测到的脉冲星风星云之间有更深层次的联系。在笑翠鸟地区北翼新发现的TeV plerion（G313.3+0.6，由中年PSR J1420-6048提供动力）被发现有一个以前未知的INTEGRAL对应物，除了船帆座脉冲星之外，它是唯一一颗被INTEGRAL探测到的中年脉冲星。我们没有发现与X射线PWN“Rabbit”G313.3+0.1相关的TeV plerion的积分对应物，它可能由年轻的脉冲星提供动力。
2006-09-14 astro-ph
Demystifying an unidentified EGRET source by VHE gamma-ray observations
在观测高能伽马射线天文学的一种新方法中，通过成像大气切伦科夫望远镜进行的观测提供了必要的模板，以确定有趣的，但身份不明的EGRET伽马射线源的性质。利用CGRO EGRET探测到的GeV光子，并利用H.E.S.S.通过这些观测，我们能够对EGRET观测到的笑翠鸟复合体中的伽马射线发射进行新的研究，其先前在文献中的报道有些矛盾。3EGJ 1420 -6038很可能解释了两个GeV的伽马射线源（E>1 GeV），两者的位置都与最近HESS在笑翠鸟/兔子复合体中报告的脉冲星风星云（PWN）相吻合。在VHE能量的PWN协会，支持从无线电和X射线波段的观测积累的证据，是空间重合的PSR/plerionic起源的指示，但仍然身份不明的银河伽马射线源EGRET。这不仅支持了已经提出的变量之间的联系，但不明低纬度伽马射线源与脉冲星风星云（3EGJ 1420 -6038已被建议为PWN候选），它还记录了通过将从大口径天基伽马射线仪器测量的GeV辐射与窄视场辐射连接起来，解决明显混乱的EGRET源的能力。通过地面大气切伦科夫望远镜进行的观测，不仅可以看到，而且空间分辨率更高，这是一种非常有前途的识别技术，可在GLAST-LAT时代实现令人信服的单个源识别。
2006-11-22 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. V. The Complex Interior Structure of the N206 SNR
大麦云星云（LMC）中的N206超新星遗迹（SNR）一直被认为是典型的“混合形态”SNR。然而，最近的观测为这个熟悉的图增加了一个新的转折：在SNR面的投影中看到一个细长的径向无线电特征。利用哈勃太空望远镜，钱德拉和XMM-牛顿的高分辨率和灵敏度，我们已经获得了光学发射线图像和空间分辨的X射线光谱图，这个有趣的SNR。我们的研究结果目前的SNR本身作为一个残余在中期到后期阶段的演变。与射电“线性特征”相关的X射线辐射强烈表明它是一个脉冲星风星云（PWN）。在该特征的外尖端发现一个小的X线结。该特征的细长形态和周围的楔形X射线增强强烈建议弓形激波PWN结构。
2005-04-27 astro-ph
