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
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
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
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
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
Interactions between Pulsars, Pulsar Nebulae and Supernova Remnants
蟹状星云很可能会膨胀成自由膨胀的超新星喷出物，尽管喷出物中的能量可能低于典型的II型超新星。尚未发现比蟹状星云年轻得多的脉冲星星云，它们可能具有不同的性质。通过核心坍缩超新星中的紫外线/光学谱线发射，或通过它们的X射线发射（可能显示出强吸收）来寻找这样的星云是有道理的。中子星现在已经在许多年轻的超新星遗迹中被发现。中子星和遗迹类型之间没有明确的联系，尽管有迹象表明正常的中子星会避开富含O的遗迹。在超新星遗迹的后期阶段，脉冲星风星云被反向激波阵面压碎。最近的模拟显示，这个过程是不稳定的，这可能导致热气体和相对论气体的混合，并且脉冲星星云很容易从脉冲星中位移出来，这可以解释船帆座脉冲星相对于船帆座X射电星云的位置。
2002-01-17 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
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
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
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
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
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
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
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 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
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
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
Recent Progress in Studies of Pulsar Wind Nebulae
由年轻恒星的高能风形成的同步辐射星云提供了有助于其结构的广泛现象的信息。高分辨率X射线观测揭示了许多系统中的喷流和环形结构，以及被观测到发射随时间变化的结状结构。在光学和射电图像中看到的大尺度细丝标志着不稳定区域，在那里膨胀的星云与周围的喷出物相互作用，光谱研究揭示了这些喷出物以热X射线发射的形式存在。红外线研究探测了演化和磁场效应共同作用而显著改变宽带同步加速器光谱的频率区域，对星云最内部区域的研究提供了进入星云的粒子光谱的限制。在最高能量下，TeV伽马射线观测提供了一个光谱区域的探测器，对于低磁场，对应于能量略低于X射线发射区的粒子。在这里，我总结了脉冲星风星云的结构，并回顾了几个新的观察，这些观察有助于推动这些系统的理论建模最近的复苏。
2007-11-07 astro-ph
On the Luminosities and Temperatures of Extended X-ray Emission from Planetary Nebulae
我们研究的机制，可以解释的光度和相对较低的温度扩展X射线发射行星状星云。通过建立一个简单的流动结构的风从中央恒星在原始，早期，行星状星云的阶段，我们估计的X射线发射气体的温度和它的总X射线光度。我们的结论是，为了解释X射线的温度和光度，从中央恒星的风和绝热冷却后的冲击风的材料的演变必须考虑。发射X射线的气体主要来自于行星状星云早期阶段（风速适中）喷出的激波段。或者，发射X射线的气体可能是由中心恒星的伴星吹来的准直快风造成的。在某些情况下，热传导和冷热区域之间的混合可能会发生，并可能决定星云的详细X射线形态，但不需要解释X射线发射气体的基本性质。
2002-09-09 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
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
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
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
Modeling Pulsar Wind Nebulae
在过去几年中，CHANNEL和XMM的新观测表明，脉冲星风星云呈现出复杂但相似的内部特征，存在轴对称环和喷流，通常被称为{ \it喷流环结构}。由于相对论流体动力学数值方案的准确性和鲁棒性的快速增长，现在有可能对负责发射的相对论等离子体的流动和磁结构进行建模。最近的结果已经澄清了喷流和环是如何形成的，这表明其形态与风的性质密切相关，因此，原则上，可以从星云发射中推断出无激波风的条件。我将在这里回顾脉冲星风星云建模的现状，特别是，数值模拟如何增加我们对流动结构，观测到的发射，偏振和光谱特性的理解。我还将指出现有模式今后可能的发展。
2007-02-02 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
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
New Companions for the lonely Crab? VHE emission from young pulsar wind nebulae revealed by H.E.S.S
H.E.S.S.对银道面中心部分进行的更深入、更广泛的调查。在2005-2007年期间，发现了一些新的点状和扩展源。两个点状源可以与我们银河系中“蟹状”年轻而充满活力的恒星周围的两个引人注目的物体相关联：G21.5-0.9和Kes 75。每个来源的特点，并简要讨论了可能的解释。
2007-10-11 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
Pulsar wind nebulae in supernova remnants
本文提出了一个脉冲星风与超新星遗迹相互作用的球对称模型。这导致了一个脉冲星风星云，它的演化与周围超新星遗迹的演化相耦合。这种演变可以分为三个阶段。第一阶段的特征是脉冲星风星云以超音速膨胀进入自由膨胀的原始恒星喷出物。在下一个阶段，脉冲星风星云是不稳定的;由于与超新星遗迹的反向激波相互作用，脉冲星风星云在收缩和膨胀之间振荡：在遗迹中向前和向后传播的反射。在反向冲击波的回响几乎完全消失，超新星遗迹松弛到Sedov解之后，脉冲星风星云的膨胀以亚音速进行。在本文中，我们提出的结果从流体动力学模拟的脉冲星风星云通过所有这些阶段的演变。用通用平流程序进行了模拟。
2000-12-20 astro-ph
Polarization in the inner region of Pulsar Wind Nebulae
我们在这里提出的第一个努力计算合成脉冲星风星云（PWNe）的同步辐射偏振图。我们的目标是强调如何偏振可以作为一个额外的诊断工具，在这些星云的内部区域的流动结构。最近的数值模拟表明，在终端激波周围的流动速度约为0.5 ℃，其中大部分的高能量发射来自。我们构建的偏振图考虑到相对论效应，如多普勒提升和位置角摆动。不同的体积速度的效果是澄清与玩具模型的帮助下，由一个均匀发射的环面。我们还提出了一个地图的基础上最近的数值模拟整个星云，并将其与目前可用的数据进行比较。与即将到来的高分辨率观测结果的比较可以为星云的内部结构提供新的见解，并对磁场的几何特性进行限制。
2005-08-09 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
A deep search for pulsar wind nebulae using pulsar gating
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），我们拍摄了五个有希望的脉冲星候选者周围的领域，以寻找无线电脉冲星风星云（PWNe）。我们已经使用了ATCA在其脉冲星门控模式，这使得图像形成只包含关闭脉冲violet，从而大大提高了任何潜在的PWN的灵敏度。莫隆格洛天文台合成望远镜的数据也被用来提供更大空间尺度的灵敏度。该调查发现PSR B0906 - 49周围存在微弱的新PWN;在此，我们报告了PSR B1046 - 58、B1055 - 52、B1610 - 50和J1105 - 6107未检测到PWNe。我们对PSR B1055 - 52周围区域的无线电观测与之前关于脉冲星存在扩展X射线和无线电PWNe的说法相矛盾。如果这些恒星为看不见的致密射电PWN提供动力，那么射电通量的上限表明，它们的下旋能量中只有不到1e-6用于为这种发射提供动力。另外，PSR B1046 - 58和PSR B1610 - 50可能有类似于其他年轻恒星的相对论风，看不见的PWN被解析，比我们的表面亮度敏感度阈值更暗。然后，我们可以确定局域ISM密度的上限分别为2.2e-3 cm ^-3和1e-2 cm ^-3。此外，我们将这些恒星的空间速度限制为小于~450 km/s，从而排除了PSR B1610 - 50与SNR G332.4 + 00.1（Kes 32）的关联。强限制的比例，非脉冲脉冲发射也确定为三个pis…
1999-04-05 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
Theory of Pulsar Wind Nebulae
我们对脉冲星风星云（PWNe）的了解在过去几年中有了很大的提高，这要归功于哈勃、香奈儿和XMM卫星拍摄的前所未有的高分辨率图像。复杂但相似的内部特征的发现，与意想不到的轴对称环和喷流的存在下，促使一个新的调查与周围的SNR的脉冲星风的相互作用的动力学，其中，由于计算资源的改进，让这些对象的属性有了更好的理解。另一方面，非热发射弓形激波PWNe的发现，以及脉冲星和SNR之间复杂相互作用的系统，导致了更可靠的演化模型的发展。我将回顾PWNe的标准理论，它们的演化，以及它们的发射特性建模的现状，特别是我将表明我们的演化模型能够描述观测结果，并且X射线发射现在可以以足够的精度再现，以至于我们可以使用这些星云来研究相对论流出和粒子加速特性等基本问题。
2007-10-01 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
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
The theory of pulsar winds and nebulae
我们回顾了当前关于脉冲星风及其周围星云的理论观点。相对论MHD模型的风对齐的转子，和条纹风，以及模型的磁耗散进行了讨论。结果表明，这种耗散的观测签名很可能是点状的，而不是延长，脉冲发射可能会产生。描述了可能的脉冲形状和偏振特性。粒子加速在终止冲击的风进行了讨论，有人认为，两个不同的机制必须操作，与一阶费米机制产生的高能电子（1 TeV以上）和磁湮灭或离子回旋波的共振吸收负责的100 MeV至1 TeV的电子。最后讨论了星云形态的MHD模型，并与观测结果进行了比较。
2007-07-18 astro-ph
Observations of Pulsar Wind Nebulae with the VERITAS Array of Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes
许多最近发现的银河系甚高能（VHE）伽马射线源与脉冲星风星云有关，脉冲星风星云是TeV能量最多的银河系源类别。在X射线波段观测到的这些天体的扩展同步加速器星云是相对论风的标志，相对论风是由年轻的高能中子星产生的，与超新星爆炸喷出的物质和周围的星际气体相互作用。相对论电子或质子在脉冲星风中或在其激波边界处加速，与磁场和低能种子光子相互作用，产生观测到的VHE伽马射线发射。VERITAS阵列的四个成像大气切伦科夫望远镜的目的是研究天体物理源的伽马射线的能量域从约100 GeV高达几十TeV。VERITAS阵列的灵敏度允许从PWNe的伽马射线发射的形态和光谱特征的详细研究。在2006年期间，VERITAS观测到了三个北方天空PWNe，G75.2+0.1，G106.6+2.9和3C58。没有证据表明TeV的伽马射线发射的位置与这些PWNe的脉冲星。
2007-09-25 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
Pulsar bow-shock nebulae. III. Inclusion of a neutral component, and H_{a lpha} luminosity
来自脉冲星（或者更一般地说来自恒星）的风与周围介质的相互作用导致了弓形激波星云的形成。我们提出了绝热弓形激波星云的模式l，包括在星际介质中存在中性成分。如前一篇论文（Bucciantini & Bandiera 2001}，以下简称论文I）所证明的，脉冲星的速度和光度以及星际介质（ISM）的特性在决定弓激波星云的性质方面起着至关重要的作用。特别是，巴尔末辐射强烈地受到氢电荷交换和碰撞激发速率的影响。到目前为止，只提出了单组分模型，将中性粒子视为一个小扰动。由我们的模型导出的星云中中性氢的分布，然后被用来确定h_{alpha}光度沿弓形激波的变化。我们发现，光度的趋势是不同的电荷交换和碰撞激发，扩散或电离等过程可能会减少在星云头部的发射。
2002-07-01 astro-ph
Neutrinos from the pulsar wind nebulae
在最近的论文中，我们计算了脉冲星风星云（PWNe）的$γ$射线谱，假设大量的脉冲星转动能量转换成相对论核。这些原子核加速了轻子，而轻子是PWNe观测到的大部分电磁辐射的来源。小部分的原子核也会与超新星的物质相互作用，产生$γ$射线，这也有助于观测到年轻星云的光谱。在这里，我们从星云内部原子核的相互作用计算中微子的光谱，并从1 km $^2$中微子探测器中计算预期的中微子事件率：蟹状星云（PSR 0531+21）、船帆座SNR（PSR 0833-45）、G 343.1-2.3（PSR 1706-44）、MSH 15 -52（PSR 1509-58）、3C 58（PSR J 0205 +6449）和CTB 80（PSR 1951+32）。结果表明，只有蟹状星云可以产生中微子事件率超过1公里的$^2$中微子探测器的灵敏度极限，提供核采取的大部分转动能量损失的脉冲星。船帆座SNR预计的中微子事件率与蟹状星云相当，但这些中微子的能量较低，并且从天空中更大的区域发射。因此，可能难以从大气中微子的较高背景中减去Vela SNR信号。
2003-05-22 astro-ph
Magnetohydrodynamic Models for the Structure of Pulsar-Wind Nebulae
Kennel和Coroniti（1984）用稳态磁流体动力学模型在可见光及以上波段对蟹状星云进行了很好的描述。这类模型能描述其他的脉冲风星云吗？我展示简单的概括KC模型，为各种值的西格玛，在风冲击的磁粒子通量输入的比率。我计算的电子光谱和同步辐射率的星云假设球对称的演变，一个稳定的状态，和一个纯粹的环形磁场。发射轮廓取决于初始磁场B_0，电子光谱指数s，和与视线，φ的环形轴的角度。我展示了各种情况下的综合光谱和径向轮廓，以及预测的光子指数伽马随X射线半径的变化。大多数模型预测的X射线尺寸要小得多，伽马（r）曲线与观测结果不相似。进一步阐述PWNe的动力学似乎是必要的。
2003-08-27 astro-ph
A Catalog of Diffuse X-ray-Emitting Features within 20 pc of Sgr A*: Twenty Pulsar Wind Nebulae?
我们提出了一个目录的34个弥漫的特点，确定在银河系中心的X射线图像与钱德拉X射线天文台。其中几个特征在以前的文献中已经讨论过，包括7个与表现出荧光线发射的分子云复合体有关，4个叠加在超新星遗迹Sgr A East上，2个与被认为是另一个超新星遗迹外壳的射电特征一致，另一个被认为是脉冲星风星云，从人马座A* 投射出来只有几角秒。然而，这留下了20个以前没有报道过的特征。基于铁发射在它们的光谱中的微弱性，我们认为它们大多数是非热发射。一个狭长的特征指向Sgr A*，因此我们认为这个特征是从超大质量黑洞喷出的同步辐射粒子喷流。对于其他星云，我们发现它们的大小（D=8 kpc时长度为0.1-2 pc）、X射线光度（在10^32和10^34 erg/s之间，2-8 keV）和光谱（伽马=1-3的幂律）与脉冲星风星云一致。根据银河系中心的恒星形成率，我们预计在过去的300 kyr中已经形成了大约20个脉冲星，并且可能正在产生脉冲星风星云。19个候选脉冲星风星云中只有一个在银河系中心的存档射电图像中被可靠地探测到;其余的上限对应于L_R<la 10^31 erg/s。这些射电极限并没有强烈地限制它们的性质，这就强调了对这一前所未有的银河系X射线发射结构样本进行进一步多波长研究的必要性。
2007-07-13 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
Future GLAST observations of Supernova remnants and Pulsar Wind Nebulae
壳型超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是超相对论性粒子的聚集地，它们在超新星激波中通过扩散激波加速机制被加速。电子存在的实验证据高达~100 TeV的能量首先由硬X射线同步辐射的检测提供，例如在年轻的SNR SN 1006的外壳中。此外，从理论上说，壳型超新星遗迹一直被认为是银河系中质子--宇宙射线--的主要加速器;然而，这一过程的确切证据仍然缺失。脉冲星风星云（Pulsar Wind Nebulae，PWN）--围绕年轻恒星的弥散结构--是另一类已知的银河系中粒子加速的天体，同样是通过硬同步加速器X射线的探测，如蟹状星云。100 MeV以上的伽马射线提供了加速过程的直接途径。GLAST大面积望远镜将在30 MeV至300 GeV的能量范围内运行，并将在以前探索得相当少的能带中提供出色的灵敏度、角度和能量分辨率。我们将描述用GLAST研究这些银河系粒子加速器的前景。
2007-09-20 astro-ph
Local Kelvin-Helmholtz instability and synchrotron modulation in Pulsar Wind Nebulae
本文对相对论热等离子体中Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展进行了一系列数值模拟。在未扰动状态下的物理参数被选择为脉冲星风星云（PWNe）中遇到的局部条件的代表，与一个主磁场垂直于一个温和的相对论剪切层。通过使用相对论MHD的数值代码，我们调查的效果，一个额外的磁场组件对齐的剪切速度，我们遵循的不稳定性的演变到饱和和湍流制度。基于由此产生的流结构，然后，我们计算同步辐射地图，以评估的签名开尔文-亥姆霍兹不稳定性的排放，我们调查的时间尺度和同步辐射调制的幅度取决于剪切速度和磁场。最后，我们比较我们的结果观察到的蟹状星云的变量功能。我们表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性不能解释的小束的变化，但它可能是负责的时间依赖性的结构中观察到的主环面。
2006-03-17 astro-ph
Gamma-rays from the pulsar wind nebulae
我们研究了由年轻超新星提供能量的超新星遗迹内部的辐射过程。利用脉冲星风星云对粒子加速的最新模型，我们得到了星云内轻子和核的平衡谱随时间的变化。我们计算了轻子和原子核产生的多波长光子谱，并与PWNe的观测结果进行了比较，即蟹状星云，船帆座超新星遗迹和PSR 1706-44周围的星云。发现蟹状星云的辐射可以很好地用轻子和原子核产生的γ射线辐射的成分来拟合。通过成功拟合Vela SNR的高能谱，进一步测试了该模型。然而，所考虑的模型并不能很好地拟合PSR 1706 -44的发射，对于这个源的可能参数，除非星云内部存在相对论轻子的额外目标，例如热红外发射。基于这些拟合得到的知识，我们预测了其他PWNe，即MSH 15 -52（PSR 1509-58），3C 58（PSR J 0205 +6449）和CTB 80（PSR 1951+32）在TeV能量范围内的γ射线通量。
2003-04-02 astro-ph
Spherically symmetric relativistic MHD simulations of pulsar wind nebulae in supernova remnants
脉冲星是在超新星爆炸时形成的，是相对论性磁化风的来源，它与膨胀的超新星遗迹（SNRs）相互作用，产生了脉冲星风星云（PWN）。我们提出了脉冲星风与周围SNR相互作用的球对称相对论磁流体动力学（RMHD）模拟，无论是在粒子还是磁主导区域。如以前的模拟所示，演变可以分为三个阶段：自由膨胀，瞬态阶段的特点是压缩和混响的反向冲击，和最后的Sedov膨胀。只要总能量（磁加粒子）相同，PWN和SNR之间的接触不连续性（以及SNR本身）的演化几乎与星云的磁化无关。然而，在压缩-混响阶段，可观察到PWN内部结构的不同行为，这取决于磁化程度= 2 E。使用Del Zanna等人（2003）的三阶保守方案进行了模拟。
2003-03-21 astro-ph
Non-Thermal X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Their Wind Nebulae
利用Chandra和XMM-Newton观测数据，对27个年轻的旋转动力星云（RPP）和24个脉冲星风星云（PWNe）的非热X射线辐射进行了统计研究。我们分别得到了RPP和PWNe的X射线亮度和光谱，并研究了它们的分布和相互关系以及与脉冲星转动参数的关系。在对相关分析中，我们发现：（1）X射线脉冲星和PWN的（2-10 keV）光度（L_{psr}和L_{pwn}）与脉冲星自旋下降功率Edot和特征年龄有很强的相关性，由数据的简单线性拟合得到的标度为L_{psr} \propto Edot^{0.92 \pm 0.04}和L_{pwn} \propto Edot^{1.45 \pm 0.08}（2）L_{psr}与脉冲星周期P和周期导数Pdot也可能存在弱相关，而L_{pwn}只与Pdot存在类似的弱相关;（3）PWN光子指数Gamma_{pwn}与L_{pwn}及L_{pwn} /Edot呈正相关。我们还发现，PWN的X射线亮度通常是1至10倍大于从下面的脉冲星，和PWN的光子指数的范围跨越~1.5 ~2。PWN谱特性的统计研究支持粒子风模型，其中X射线发射电子被风的终端激波加速。
2008-03-27 astro-ph
Axially symmetric relativistic MHD simulations of Pulsar Wind Nebulae in Supernova Remnants - On the origin of torus and jet-like features
采用二维轴对称相对论磁流体动力学（RMHD）方法研究了脉冲星风星云（PWNe）的结构和演化。在钱德拉首次对蟹状星云成像之后，越来越多的天体被发现在X射线中显示出空间特征，如环和喷流，这显然不能在一维半解析模型的标准框架内解释。到目前为止，最有希望的解释是基于脉冲星风能通量的纬度依赖性的综合效应，形成风终止激波，自然提供更高的赤道发射，以及风磁化，可能是激波下游环向应力导致喷流准直的原因。这种情况下，在这里调查以下的演变PWN与封闭的超新星遗迹（SNR）的相互作用，从自由膨胀的混响阶段的开始。我们的研究结果证实了扁圆形的风终止激波和形成极射流超音速（v~0.5-0.7 c）足够高的值的赤道风磁化参数（σ ~0.01）。
2004-04-19 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
HESS Observations of Pulsar Wind Nebulae
高能立体系统（HESS）的高分辨率能力开创了伽马射线天文学的新纪元，并打开了脉冲星风星云（PWN）研究的新窗口。一个旋转诱导射流（与PSR B1509-58）解决了第一次在伽马射线，使我们能够直接跟踪粒子运输，而没有复杂的影响空间变化的场分布的同步辐射率。对于比蟹状星云更老或更长的PWN（即具有较低场强的PWN），HESS还揭示了对EUV/软X射线同步辐射带有贡献的电子的性质，而EUV/软X射线遭受严重的星际吸收效应。最后，HESS形态学研究evovled PWN也使我们能够直接测量由于SNR向前冲击膨胀到非均匀星际介质的不对称反向冲击相互作用的影响。
2006-02-03 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
