ISM gas studies towards the TeV PWN HESS J1825-137 and northern region
HESS J1825-137是一个脉冲星风星云（PWN），其TeV辐射范围约为1 deg。它巨大的不对称形状表明，它的前身超新星与位于PWN北部的分子云相互作用，正如先前的CO银河系巡天（例如Lemiere，Terrier和Djannati-Ata）所探测到的那样2006年）。在这里，我们提供了对HESS J1825-137以北区域的ISM的详细图片，分析了来自我们的7毫米和12毫米Mopra调查的致密分子气体以及来自Nanten CO（1-0）和GRS $^{13}$ CO（1-0）调查的更弥散的分子气体。我们的重点是HESS J1825-137和北部未识别的TeV源HESS J1826-130之间的可能联系。我们报告了几个稠密的分子区域，其运动学距离与脉冲星的色散测量距离相匹配。其中，位于（RA，Dec）=（18.421h，-13.282 $^{\circ}$）的稠密分子气体显示出增强的湍流，我们认为这一区域的速度结构可以用云-云碰撞情景来解释。此外，H $α$边缘的存在可能是脉冲星PSR J 1826 -1334的祖先SNR的第一个证据，因为H $α$边缘和TeV源之间的距离与预测的SNR半径R $_{\text{SNR}}$ ~120 pc相匹配。根据我们的ISM研究，我们确定了HESS J1826-130发射的一些合理来源，包括PSR J1826-1334的前身SNR和…
2016-04-01 astro-ph.HE
Probing the Innermost Ejecta Layers in SNR Kes 75: Implications for the Supernova Progenitor
包含脉冲星风星云（PWNe）的超新星遗迹（SNR）具有不同的演化阶段。在非常年轻的系统中，PWN驱动冲击进入最里面的超新星（SN）材料，产生低激发线和来自加热尘埃颗粒的红外（IR）连续谱。这些观测特征使得有可能干净地测量最深的SN喷出物层的属性，这反过来又可以对SN祖源提供约束。我们提出了赫歇尔空间天文台远红外观测的PWN在银河SNR Kes 75，包含最年轻的已知脉冲星，表现出类似磁星的活动。我们检测到高度增宽的氧和碳线发射所产生的SN喷出物所遇到的PWN。我们还检测到少量（太阳质量的千分之几）的冲击加热的尘埃，空间上与喷出物材料相吻合，很可能是在SN爆炸形成的。我们使用流体动力学模型来模拟Kes 75的演化，发现PWN到目前为止已经扫除了0.05-0.1太阳质量的SN喷出物。使用爆炸和nucleosynthesis模型为不同的祖人群众与冲击模型相结合，我们比较预测的远红外辐射与观测到的线强度，发现较低的质量和爆炸能量SN祖人轻度混合喷出物的配置文件和可比丰度分数的碳和氧的青睐于较高的质量。我们的结论是，Kes 75可能是由一个8-12太阳质量的祖星产生的，这进一步证明了这种祖星的低能量爆炸可以产生磁星。
2019-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio Emission from Pulsar Wind Nebulae without Surrounding Supernova Ejecta: Application to FRB 121102
本文提出了一种新的设想：一颗快速旋转的强磁化脉冲星在周围没有任何超新星喷发物的情况下，通过某种机制反复产生快速射电暴（FRB），同时脉冲星产生的超相对论电子/正电子对风扫过周围稠密的星际介质，形成非相对论脉冲星风星云（PWN）.我们表明，从这样的PWN的同步辐射无线电发射是明亮的，足以占最近发现的持续无线电源与重复FRB 121102在合理的范围内的模型参数。此外，我们的PWN方案是一致的，从四年中观察到的所有重复爆发推断的分散措施的非演变。
2017-03-21 astro-ph.HE
New composite supernova remnant toward HESS J1844-030?
目标：HESS J1844-030是一个新确认的TeV源，位于X射线脉冲星风星云（PWN）候选者G29.4+0.1和复合射电源G29.37+0.1的方向，后者可能是由背景射电星系和银河系超新星遗迹（SNR）叠加而成。我们研究SNR，PWN G29.4+0.1和HESS J1844-030之间的可能联系，以揭示TeV发射的天体物理起源。方法：我们使用钱德拉和XMM-牛顿望远镜获得的档案观测数据对PWN G29.4+0.1的X射线发射进行了成像和光谱研究。公共无线电连续谱和HI数据被用于推导与G29.37+0.1相关的SNR的距离约束，并用于调查其正在膨胀的星际介质。我们应用SNR内PWN演化的简单模型来分析G29.4+0.1与G29.37+0.1的无线电发射之间的关联。我们比较了该系统的光谱特性与TeV PWNe的布居，以研究HESS J1844-030是否是X射线PWN G29.4+0.1的非常高的能量对应物。结果：我们得出结论，G29.4+0.1是一个PWN和嵌入其上的点源是供电脉冲星。HI数据显示，与G29.37+0.1相关的SNR是一个6.5 kpc的银河系源，并在不均匀的介质中膨胀。通过对脉冲星运动和X射线辐射边界压力平衡的分析，我们认为G29.4+0.1可能是一个位于其宿主残骸内部的PWN，形成了一个新的复合SNR。由X射线亮度得到的PWN磁场，我们发现产生keV波段同步…
2019-05-09 astro-ph.HE
Reverberation of pulsar wind nebulae (II): Anatomy of the "thin-shell'' evolution
在其早期演化过程中，脉冲星风星云（PWN）扫过超新星喷出物的内部，形成一个薄而大的壳层。后来，当超新星遗迹的反向冲击到达壳层时，演化变得更加复杂，在大多数情况下，膨胀恢复为压缩：这个后期阶段称为“混响”。到目前为止，为理解这一阶段所做的计算大多是在薄壳近似下进行的，其中PWN半径的演化被同化为在PWN的内部压力和超新星遗迹的外部压力的影响下的扫掠壳。尽管薄壳方法似乎相当合理，但其实现迄今为止并不准确，其正确性从未经过测试。外部压力被天真地假设为在整个演化过程中根据Sedov解（或其常数部分）进行缩放。薄壳假设本身在过程中失败了，因为与PWN的尺寸相比，壳不再薄。在这里，通过结合数值模型，尺寸参数和解析近似，我们提出了一个详细的分析的PWN与超新星遗迹的相互作用。我们提供了一个新的解析近似的外部压力，超越了Sedov解决方案，和一个修订后的“薄壳”能够再现数值模拟的结果。最后，我们计算的效率，PWN在混响期间被压缩在一个广泛的人口来源。
2023-01-10 astro-ph.HE
Discovery of a one-sided radio filament of PSR J0538+2817 in S147: escape of relativistic PWN leptons into surrounding supernova remnant?
本研究在S147区域的PSR J0538+2817附近发现一条位于脉冲星前方的单侧暗弱射电纤维，推测其为充斥逃逸相对论电子的脉冲星风星云与星际介质的连接结构，是同类X射线纤维的射电对应体。
2023-11-09 astro-ph.HE
Confinement of the Crab Nebula with tangled magnetic field by its supernova remnant
脉冲星风是一种相对论性外流，其底部由坡印廷能量主导。基于具有有序磁场的脉冲星风星云（PWNe）的标准理想磁流体动力学（MHD）模型，观测到的慢膨胀$v_{\rm PWN} \ll c$要求其终端激波上游的风由动能主导，这与脉冲星风理论（$σ$ -problem）相矛盾。在本文中，我们扩展了PWNe的标准模型，唯象地考虑到有序的湍流磁场的转换和耗散的湍流磁场。磁结构的无序是从最近的三维相对论理想MHD模拟中推断出来的，而磁耗散是一种需要有限电阻率的非理想MHD效应。我们将这个模型应用到蟹状星云，发现转换效应是重要的流动减速，而耗散效应不是。即使对于坡印廷主导的脉冲星风，我们也采用$\sim 0.3$ yr的有限转换时标，得到蟹状星云的$v_{\rm PWN}$。磁耗散主要影响同步辐射特性。脉冲星风磁化强度$σ_{\rm w}$的任何值都允许在本模型的PWN动力学单独，即使是一个小的终端激波半径$\ll 0.1$ pc再现所观察到的蟹状星云的动力学特征。为了建立PWNe的高$σ_{\rm w}$模型，考虑宽谱及其空间分布，对现有模型进行扩展是很重要的。
2018-05-21 astro-ph.HE
Parkes Radio and NuSTAR X-ray Observations of the Composite Supernova Remnant B0453-685 in the Large Magellanic Cloud
本研究利用Parkes射电与NuSTAR X射线观测大麦哲伦云复合超新星遗迹B0453-685的脉冲星风星云，给出中心脉冲星射电流量、硬X射线脉冲分数上限及PWN光子指数，还发现一个新的大质量X射线双星候选体。
2024-10-10 astro-ph.HE
The Nonstandard Properties of a "Standard" PWN: Unveiling the Mysteries of PWN G21.5-0.9 Using its IR and X-ray emission
脉冲星风星云（PWN）的演化取决于其前身星、超新星和周围环境的性质。由于这些量中的一些是难以测量的，再现所观察到的动力学特性和光谱能量分布（SED）的进化模型往往是最好的方法，在估计其值。G21.5-0.9由脉冲星J1833-1034提供动力，是一个观测良好的PWN，以前的建模工作一直在努力重现观测到的SED。在这项研究中，我们重新分析档案红外（IR;赫歇尔，斯皮策）和X射线（钱德拉，NuSTAR，瞳）观测。在红外线和连续图像之间观察到的类似形态表明，这种发射的很大一部分是由周围的尘埃和气体产生的，而不是来自PWN的同步辐射。此外，我们发现该源的宽带X射线谱最好用一系列适合不同能带的幂律来描述。对于所有的X射线探测器，我们发现显着的软化和降低未吸收通量在较高的能量带。我们的模型的演化的PWN是能够再现这个源的属性时，超新星喷出物具有较低的初始动能$E_{\mathrm{sn}} \approx 1.2 \times 10^{50}\,\mathrm{ergs}$和频谱的粒子注入到PWN在终止冲击波是软的低能量。最后，我们的流体动力学模型的SNR可以再现其形态，如果有一个显着的密度增加的周围介质${\sim} 1.8$ PC北部的爆炸中心。
2020-09-23 astro-ph.HE
Detection of Diffuse Radio Emission inside the Supernova Remnant G338.3-0.0 associated with the Gamma-ray Source HESS J1640-465
该研究利用MeerKAT新观测数据，在SNR G338.3-0.0内发现与X射线PWN及伽马射线源重叠的弥漫射电辐射，通过模型表明其源于PSR驱动的PWN且正与反向激波相互作用，或为银河系PeV电子源。
2025-08-26 astro-ph.HE
The impact of circumstellar wind-blown bubbles on the dynamics of pulsar wind nebulae and supernova remnants
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（格兰萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究院格兰萨索国家实验室）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天文物理研究）
该研究通过一维流体力学模拟，发现星周风泡会显著增大脉冲星风云尺寸与能量，解释了部分脉冲星风云尺寸偏大、其母超新星遗迹未被探测的现象。
2026-08-26 astro-ph.HE
Multiband Emission from Pulsar Wind Nebulae: A Possible Injection
Spectrum
最近的一项研究表明，具有相对论麦克斯韦谱加上高能尾的粒子可以被相对论无碰撞激波加速。在脉冲星风星云（PWNe）多波长辐射研究的基础上，探讨了脉冲星风星云（PWNe）终止激波中注入新谱高能粒子的可能性。{The利用电子/正电子注入的动力学模型，研究了超新星遗迹（SNR）的动力学和遗迹内部PWN的多带非热辐射。在这个模型中，在非辐射超新星遗迹中的脉冲星风星云的动力学和辐射演化可以自洽地描述。{This模型应用于G0.9 + 0.1、MSH 15 - 52、G338.3 - 0.0三种复合信噪比，能很好地再现三种PWNe的多带观测辐射。{Our对这三个残留物的研究为注入PWN的被终止激波加速的粒子的新谱提供了证据。
2010-03-08 astro-ph.HE
Fermi-LAT Gamma-ray Emission Discovered from the Composite Supernova Remnant B0453-685 in the Large Magellanic Cloud
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
利用Fermi-LAT在MeV-GeV波段发现第二个河外脉冲星风云B0453-685，通过多波段观测和半解析辐射演化模型，表明观测到的伽马射线辐射主要来自被超新星遗迹反向冲击影响的演化脉冲星风云，而非超新星遗迹本身。
2026-06-09 astro-ph.HE
Fermi-LAT Gamma-ray Emission Discovered from the Composite Supernova Remnant B0453-685 in the Large Magellanic Cloud
我们报告了费米LAT在MeV-GeV波段探测到的第二个河外脉冲星风星云（PWN），它位于大麦云云（LMC）内。唯一另一个已知的在银河系外发射费米带的PWN是N 157 B，它位于新探测到的伽马射线发射的西面，角距离为4度。在复合超新星遗迹（SNR）B 0453 -685的位置发现了微弱的点状伽马射线发射，能量为300 MeV - 2 TeV，具有~ 4 sigma的意义。我们提出了新的伽马射线源的费米-LAT数据分析，再加上详细的多波长调查，以了解所观察到的发射的性质。结合观测到的SNR特征和宽带模型的物理意义，我们认为SNR不太可能是伽马射线发射的原因。虽然伽玛射线发射太微弱的脉动搜索，我们试图区分任何脉冲星和PWN组件的SNR B 0453 -685，将负责观察到的伽玛射线发射使用半解析模型。我们确定最有可能的情况是，B 0453 -685内的旧PWN（t ~ 14，000年）受到SNR反向冲击的返回的影响，可能具有低于5 GeV的大量脉冲星分量。
2023-02-03 astro-ph.HE
Ancient Pulsar Wind Nebulae in light of recent GeV and TeV observations
在脉冲星风星云（PWN）中，逆康普顿发射电子的寿命超过了其前身脉冲星的寿命，但也超过了通过同步辐射发射的电子的年龄;即在PWN的演变过程中，它可以在IC中保持明亮，而它的GeV-TeV伽马射线（10 $^5-10^6$年）通量在比脉冲星寿命和X射线可见的PWN大得多的时间尺度上仍然很高。形成脉冲星的超新星爆炸的壳型遗迹的寿命也要短得多。在这种情况下，由祖星风引起的空腔中的磁场起着至关重要的作用。这与在TeV伽马射线带中发现的几个未识别的源相一致，而没有X射线对应物。此外，考虑到伽玛射线信号的轻子起源，其结果也是重要的，以便在TeV伽玛射线带中重新检测星暴星系。
2011-11-07 astro-ph.HE
Discovery of a Pulsar-powered Bow Shock Nebula in the Small Magellanic Cloud Supernova Remnant DEMS5
我们报告了在超新星遗迹（SNR）-DEM S5边缘发现的一个新的小麦哲伦云脉冲星风星云（PWN）。脉冲星动力物体具有类似于银河PWN类似物PSR B1951+32和“老鼠”的彗星形态。它正以超音速穿越星际介质。我们估计脉冲星的反冲速度在700-2000 km/s的范围内，年龄在28-10 kyr之间。这个SNR PWN脉冲星系统的射电光谱指数是平坦的（-0.29 $\pm$ 0.01），与其他类似物体一致。我们推断这颗脉冲星的射电光谱指数为-1.8，这是典型的银河系脉冲星。我们搜寻了高达1000 cm/pc ^3的色散测度（DM），但没有发现信噪比大于8的令人信服的候选值。我们在5500 MHz下为该PWN生成极化图，并找到P $\sim 23$百分比的平均分数极化。X射线幂律谱（Gamma $\sim 2$）表明了PWN脉冲星系统的非热同步辐射。最后，我们在红外（IR）波段检测DEM S5。我们的红外光度测量强烈表明存在冲击气体，这是预期的信噪比。然而，这是不寻常的，以检测这样的红外辐射在SNR与超音速弓形激波PWN。我们还发现一个低速HI云$\sim 107$公里/秒，这可能是相互作用的DEM S5。SNR DEM S5是第一次确认在银河系外发现的脉冲星动力弓形激波星云。
2019-04-11 astro-ph.HE
G11.2-0.3: The Young Remnant of a Stripped-Envelope Supernova
我们目前的结果，400-ks钱德拉观测的年轻壳超新星遗迹（SNR）G11.2 - 0.3，包含脉冲星和脉冲星风星云（PWN）。我们测量了自2000年以来壳层的平均膨胀率为每年0.0277 +/-0.0018%，这意味着年龄在1400到2400年之间，使G11.2 - 0.3成为银河系中最年轻的核心塌陷SNR之一。然而，我们发现非常高的吸收（$A_V \sim 16^m \pm 2^m$），证实了近红外测定，并排除了与386 CE可能的历史SN的相关性。PWN显示出强烈的喷流和一个微弱的环面，在一个更大、更弥散的射电辐射和非热X射线区域内。中心的软热X射线发射与PWN相关，以及更详细的形态学证据表明，反向冲击已经重新加热了所有喷出物并压缩了PWN。脉冲星特征能量损失时间尺度远远超过了剩余年龄，我们认为明亮的喷流是在再压缩后产生的。相对明显的壳层和内部弥漫的硬X射线发射，在壳层的内缘增强，表明G11.2 - 0.3膨胀进入的直接星周介质是相当各向异性的。我们提出G11.2 - 0.3可能起源于一个剥离的包层祖先，在各向异性风或由于双星相互作用，几乎失去了所有的包层质量，留下了一个紧凑的核心，其快速风将先前失去的质量扫入致密的不规则壳层，并爆炸为cIIb或Ibc型超新星。
2016-02-10 astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of Two Candidate Supernova Remnants
候选超新星遗迹G23.5+0.1和G25.5+0.0是XMM-牛顿在对银河平面内的plerionic和复合SNRs进行快照调查的过程中观测到的。在G23.5+0.1的视场中，我们探测到一个直径约为3'的扩展源，初步解释为中年射电脉冲星B1830-08的脉冲风星云。我们的分析表明PSR B1830-08和周围的弥漫性无线电发射之间存在联系。如果无线电辐射是由于信噪比，那么脉冲星必须比它的特征年龄年轻得多。或者，无线电发射可能来自遗留PWN。在包含扩展TeV源HESS J1837-069的G25.5+0.0场中，我们探测到了最近发现的年轻高能脉冲星J1838-0655，它嵌入在一个宽度为1.3 '的PWN中。我们还探测到另一个PWN候选者（AX J1837.3-0652），其范围为2'，在d=7 kpc时的未吸收光度L_（2-10 keV）~ 4 x 10^33 erg/s。第三个X射线源位于HESS J1837-069的范围内，有一个特殊的扩展射电对应物，可能是一个具有双核的射电星系或微类星体。我们在G25.5+0.0场中没有发现SNR发射的任何证据。我们提供了详细的多波长分析和识别的其他领域的来源，并讨论了鲁棒性的G25.5+0.0和G23.5+0.1分类信噪比。（摘要删节）
2011-10-24 astro-ph.HE
Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton
CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。
2019-11-26 astro-ph.HE
Radio Study of the Pulsar Wind Nebula Powered by PSR B1706-44
PSR B 1706 $-$ 44是一颗位于超新星遗迹（SNR）G343.1 $-$ 2.3内部的高能伽马射线脉冲星，它为紧凑的脉冲星风星云（PWN）提供动力，该星云在X射线中显示出环面和喷流结构。利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）在3、6、13和21厘米波段的观测资料，对PWN进行了射电研究。我们发现在3和6.0 cm处的整体弧形形态，并且“弧形”在6.0 cm处显示出两个明显的峰。无线电发射在X射线PWN内部是微弱的，只有在X射线PWN之外才会变亮。我们发展了一个具有多普勒增强效应的厚环面模型来解释射电PWN的结构。该模型表明整体流速为$\sim 0.2c$，这可能表明X射线发射区域的流动显著减速。我们的极化结果揭示了PWN中的高度有序的环形$B$场。它的起源尚不清楚，因为超新星反向激波应该与PWN相互作用。在更大的尺度上，13厘米和21厘米射电图像探测到G343.1 $-$ 2.3的半圆形边缘和东西向脊。我们认为，后者可能是一个脉冲星的尾巴，而不是一个灯丝的SNR，作为支持的平坦的无线电频谱和磁场和它的伸长之间的对齐。
2023-01-31 astro-ph.HE
High-Energy Emission from the Composite Supernova Remnant MSH 15-56
MSH 15-56（G326.3-1.8）是一个复合超新星遗迹（SNR），由SNR壳层和射电中位移的脉冲星风星云（PWN）组成。我们提出了XMM-牛顿和钱德拉X射线观测的残余物，揭示了一个紧凑的源在无线电PWN的尖端和复杂的结构，提供证据的超新星（SN）喷出物与PWN材料混合后的反向冲击相互作用。的X射线光谱很好地拟合的非热幂律模型，其光子指数陡峭的距离从假定的脉冲星，和一个热组件的平均温度为0.55千电子伏。在某些地区，硅和硫的丰度增加，以及类似的温度和电离时间尺度，表明大部分X射线发射可以归因于SN喷出物，这些喷出物要么被反向冲击加热，要么被PWN扫过。我们发现一个区域具有较低的温度为0.3千电子伏，似乎是在电离平衡。假设Sedov模型，我们得到了一些SNR属性，包括16,500年的年龄。费米探测到的伽马射线发射的建模表明，发射可能来自反向冲击破碎的PWN。
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
A study of the composite supernova remnant MSH 15-56 with Suzaku
银河系超新星遗迹（SNR）MSH 15-56是复合超新星遗迹的一员，它由残骸壳和移位的脉冲星风星云（PWN）组成。早期的X射线观测报告了PWN的彗星状形态和SNR的喷出物分布。在这项工作中，我们提出了一个研究MSH 15-56使用档案朱雀数据。我们调查的残余物的发射和光谱参数的性质。的X射线光谱很好地拟合与温度~0.6千电子伏和光子指数~2.0的热和非热模型的组合。Ne、Mg、S的丰度略有增加，Si的丰度增加，证实了喷出物质的存在。
2019-05-29 astro-ph.HE
Radio Polarization Observations of the Snail: A Crushed Pulsar Wind Nebula in G327.1-1.1 with a Highly Ordered Magnetic Field
脉冲星风星云（PWNe）被认为是银河系中宇宙射线的加速场。虽然磁场在加速过程中起着重要的作用，以前的观测磁场配置的PWNe是罕见的，特别是对于发展中的系统。我们提出了一个射电偏振研究的“蜗牛”PWN内的超新星遗迹G327.1-1.1使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。这个PWN被认为是最近被超新星（SN）反向冲击压碎的。射电形态由一个圆形主体和一个指状突起组成。我们检测到一个强大的线性极化信号的发射，这反映了一个高度有序的磁场在PWN和与混乱的磁场通常预期从流体动力学模拟的湍流环境相比。这可能意味着特征湍流尺度大于无线电波束的大小。我们建立了一个玩具模型来探索这种可能性，并发现一个模拟的PWN，其湍流尺度约为星云半径的八分之一到六分之一，脉冲星风填充因子为50- 75%，提供了与观测结果的最佳匹配。这意味着在这个系统中SN喷出物和脉冲星风物质之间的大量混合。
2016-03-15 astro-ph.HE
Searching for compact objects in SNRs G27.8+0.6 and G28.8+1.5
我们分析了XMM-牛顿观测的两个中心填充的超新星遗迹，G27.8+0.6和G28.8+1.5，寻找脉冲星/脉冲星风星云（PWNe）和其他类型的中子星与这些遗迹。我们在G27.8+0.6的中心峰值无线电发射范围内发现了PWN候选者。PWN候选者的X射线形态及其相对于宿主超新星遗迹的位置表明，所谓的脉冲星可能正在以大约100-200 km/s的横向速度远离超新星遗迹的中心。在这两个领域中检测到的大多数X射线点源都被归类为主序星，基于它们明亮的光学对应物和相对较软的X射线光谱。剩下的中硬源和硬源最有可能是活动星系核或激变变星，尽管我们不能完全排除其中一些源是中子星的可能性。
2010-09-27 astro-ph.HE
Discovery of GeV gamma-ray emission from PWN Kes 75 and PSR J1846-0258
我们报告了PWN Kes 75和PSR J1846-0258的γ射线发射探测。通过模拟光谱能量分布，结合新的Fermi-LAT数据，我们发现观测到的伽马射线辐射可能是PWN和脉冲星磁层的组合。这种磁层发射的光谱形状类似于费米-LAT探测到的旋转动力脉冲星的伽马射线光谱，并且我们的最佳拟合模型的结果表明脉冲星的磁层发射占当前自旋下降光度的1%。先前的工作试图描述这个系统的特性，并发现了一个低超新星爆炸能量和低SN喷出物质量。我们重新分析宽带发射纳入新的费米发射和比较我们的结果的影响，以前的报告。最佳拟合的伽马射线发射模型表明，第二个非常热的光子场可能是由嵌入星云内的沃尔夫-拉叶星的恒星风产生的，这支持了先前报告中发现的祖先的低喷出物质量，这里是在二元质量转移的情况下。
2022-11-16 astro-ph.HE
New developments in the ancient PulsarWind Nebulae scenario
在脉冲星风星云（PWN）中，逆康普顿发射电子的寿命超过了其前身脉冲星的寿命，但也超过了通过同步辐射发射的电子的年龄;即当PWN变老时，它可以在IC中保持明亮，而它的GeV-TeV伽马射线（$10^5-10^6$年）通量在比脉冲星寿命和X射线可见的PWN大得多的时间尺度上保持高水平。导致脉冲星形成的超新星爆炸的壳型遗迹的寿命也要短得多。在这种情况下，由祖先恒星的风引起的空腔中的磁场起着至关重要的作用，但星际介质中的磁场也不可忽略，并且其远离银河系盘的向外减小进一步降低了它们的X射线亮度。这与在TeV伽马射线带中发现的几个未识别的源相一致，而没有X射线对应物。此外，考虑到伽玛射线信号的轻子起源，其结果也是重要的，以便在TeV伽玛射线带中重新检测星暴星系。
2011-09-14 astro-ph.HE
Finding Supernova Ia Progenitors with the Chandra X-ray Observatory
我们检查前超新星钱德拉图像找到X射线光度Ia型超新星的祖先。目前，我们有一个可能的直接检测和上限的X射线光度的其他超新星祖先的数量。该方法还产生了一个可能的检测X射线双沃尔夫-拉叶系统作为一个Ib型超新星的祖先。
2011-01-31 astro-ph.HE
Observations of supernova remnants and pulsar wind nebulae at gamma-ray energies
在过去的几年里，由于两项重大突破，伽马射线天文学进入了黄金时代：地面上的切伦科夫望远镜和费米卫星上的大面积望远镜（LAT）。在伽马射线能量下探测到的超新星遗迹（SNRs）样本现在要大得多：它从与分子云相互作用的演化超新星遗迹到年轻的壳型超新星遗迹和历史超新星遗迹。SNRs的研究非常有趣，因为这些分析与银河系宇宙射线起源的长期问题直接相关。在这方面，脉冲星风星云（PWNe）也需要考虑，因为它们与SNR一起演化。因此，它们经常使从SNR看到的伽马射线发射的解释复杂化，并且它们也可以直接对局部宇宙射线谱，特别是轻子分量做出贡献。本文综述了信噪比和PWNe及其与宇宙线产生的关系的最新研究结果和思路。
2015-10-05 astro-ph.HE
Upper limits on bolometric luminosities of three type Ia supernova progenitors - New results in the ongoing Chandra archival search for type Ia supernova progenitors
我们目前分析钱德拉档案，爆炸前的三个附近（< 25 Mpc）Ia型超新星，SN 2011 iv，SN 2012 cu和SN 2012 fr的位置数据。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。将所有来源与明确的背景结合起来，也没有发现任何来自祖先的X射线发射的证据。我们计算了上的辐射热光度的祖先，假设它们是黑体有效温度在30和150 eV之间，对应于“典型的”超软X射线源。SN 2012 fr的上限跨越了典型超软源的爱丁顿光度，但这项研究不能排除更暗的典型超软源。我们还比较了我们的上限与已知的紧凑型二元超软X射线源。这项研究是直接检测或限制附近Ia型超新星祖先爆炸前观测的X射线特征活动的延续;根据尼尔森、沃斯和内勒曼斯报告的结果（见引言中的参考文献），Chandra档案中可获得爆炸前图像的附近Ia型超新星的数量现在是13颗，而且还在增加。
2013-08-27 astro-ph.HE
A LOFAR search for steep-spectrum pulsars in Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
在其母超新星遗迹（SNR）或由此产生的脉冲星风星云（PWN）中精确定位脉冲星是了解其形成历史和脉冲星风机制的关键。然而，只有大约一半的SNR和PWNe似乎与脉冲星有关。我们的目标是在八个已知的和新的SNR和PWNe的样本中找到这些信号。使用LOFAR射电望远镜以150兆赫的频率对每个源进行了3小时的观测。我们在需要的地方覆盖了整个遗迹，通过使用许多捆绑阵列光束来平铺甚至最大的物体。对于具有确认的点源或PWN的对象，我们将搜索限制在这些视线上。我们确定了一个有希望的射电脉冲星候选PWN G141.2+5.0。候选产品PSR J 0337 +61的周期为94 ms，DM为226 pc cm $^{-3}$。我们用30%和50%的灵敏度重新观察了两次，但没有重新探测到它，因此它仍然没有得到证实。对于我们的其他来源，我们得到非常严格的上限为0.8-3.1毫焦耳在150兆赫。一般来说，我们可以排除的是，在残留的旅行。从这些严格的限制，我们得出结论，我们对点源和PWNe的非检测是聚束和传播效应的结果。剩下的一些SNRs应该是黑洞而不是中子星。
2019-01-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
PSR J1631-4722: The Discovery of a Young and Energetic Pulsar in the Supernova Remnant G336.7+0.5
利用Parkes射电望远镜发现与超新星遗迹G336.7+0.5关联的年轻脉冲星PSR J1631-4722，其高色散量和自转减慢光度表明其可能为高能γ射线源。
2024-12-16 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 astro-ph.HE
Discovery of a spatially extended GeV source in the vicinity of the TeV halo candidate 2HWC J1912+099: a TeV halo or supernova remnant ?
HAWC和Milagro的观测已经探测到围绕中年（$t\sim100-400 \,{\rm kyr}$）恒星（如Geminga和PSR B 0656 +14）的空间扩展TeV源，它们被命名为“TeV晕”，代表由相对较老的恒星提供动力的非常扩展的TeV脉冲星风星云（PWNe）。还有一些HAWC探测到的源被认为是TeV晕的候选者。在本文中，我们寻找可能的GeV对应物的三个TeV晕候选人与费米大面积望远镜。我们在TeV晕候选者2HWC J1912+099附近探测到一个新的空间扩展GeV源，HESS（HESS J1912+101）也探测到了该源。我们发现，GeV源的大小是显着大于HESS测量的TeV的排放，和PWN的空间模板特性可以拟合的GeV数据。我们认为，GeV源是由中央中年脉冲星PSR J1913+1011供电的扩展PWN。这一发现有利于TeV源2HWC J1912+099（HESS J1912+101）的TeV晕场景，尽管HESS测量的可能的壳状形态挑战了这种解释。或者，TeV的发射可以通过强子过程由超新星遗迹（SNR）主导。未来的多波长观测源和更精确的测量TeV发射的空间分布将有助于区分这两种情况。
2019-11-22 astro-ph.HE
Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae in the Cherenkov Telescope Array era
切伦科夫望远镜阵列（CTA）计划作为（非常）高能伽马射线天文学的地面观测站，向广泛的天体物理学社区开放，提供对非热高能宇宙的深入了解。它预计在100 GeV以上的灵敏度提高约10倍，与目前的操作实验相比，具有更好的角度和光谱分辨率以及更宽的视场。CTA联盟正在研究不同的物理情况下，不同的阵列配置和子集。脉冲星风星云（PWNe）是最多的VHE银河系源，超新星遗迹（SNRs）被认为是大部分宇宙射线的加速场所，将是CTA的两个主要观测目标。在这方面的贡献，主要的科学目标PWNe和信噪比进行了讨论，CTA的能力，以实现这些目标的定量的例子。
2011-09-20 astro-ph.HE
PSR J1709-4429's Proper Motion and its Relationship to SNR G343.1-2.3
我们在2018-2019年的4个时期获得了PSR J1709-4429的显着脉冲星风星云（PWN）的深670 ks CXO ACIS图像。与2004年存档数据集的比较提供了一个脉冲星自行mu = 13 \pm 3 mas/yr，PA为86 \pm 9度（1 sigma组合统计和系统不确定性），排除了SNR G343.1-2.3中心附近的出生。在脉冲星的特征年龄为17 kyr，该协会可以保存通过组合的祖先风，出生踢和PWN流出。然而，相关的TeV辐射可能表明早期超新星的爆炸。X射线图像的时期间比较表明，PWN是动态的，但我们无法从斑点运动最终测量流速。脉冲星产生了一个无线电/X射线风泡，我们认为，PWN的狭长喷流扫回来的冲击脉冲星风从这个空腔。这些射流可能会跟踪PWN流的极性磁场线，这是数值模拟的一个有趣的挑战。
2020-12-02 astro-ph.HE
VERITAS Observations of Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae in the Fermi Era
超新星遗迹（SNRs）是解释膝盖以下约10 ^15 eV的宇宙射线通量的最有力的候选者之一。脉冲星风星云（PWNe）是由年轻的高能恒星旋转而产生的同步加速器星云，是最多的VHE伽马射线源之一。在GeV和TeV波段的伽马射线研究探测SNRs和PWNe中高能粒子的性质（离子与电子）、产生和扩散。对于在GeV和TeV波段都可见的源，例如IC 443，可以在前所未有的能量范围内研究伽马射线的空间和光谱分布。本报告将回顾最近的VERITAS结果，包括仙后座A，IC 443，PSR J1930+1852和SNR G106.3+2.7/Boomerang区域的研究，并讨论在费米和VHE伽马射线波段的SNR和PWNe的互补研究的前景。
2009-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitor's signatures in Type Ia supernova remnants
Ia型超新星的遗迹可以提供有关其祖先历史的重要线索。我们讨论了两个观察到的超新星遗迹（SNR），据信它们是由Ia型超新星造成的，并使用各种工具来阐明可能的祖先历史。我们发现开普勒的信噪比与一个由白矮星和AGB星组成的共生双星祖先是一致的。我们的水力模拟可以重现所观察到的运动学和形态学特性。对于第谷的残骸，我们使用的X射线光谱和运动学的特点，表明喷出物可能与致密的拱星气体相互作用。
2011-11-03 astro-ph.HE
Testing a stochastic acceleration model of pulsar wind nebulae: Early evolution of a wind nebula associated with SN 1986J
本文用 SN 1986J 中心可能最年轻的 PWN 的 5 GHz 增亮流量检验随机加速模型，测得电子/正电子加速与湍流衰减时间尺度，并提出年轻 PWN 的观测特征。
2023-08-17 astro-ph.HE
Unidentified Galactic High-Energy Sources as Ancient Pulsar Wind Nebulae in the light of new high energy observations and the new code
在脉冲星风星云（PWN）中，逆康普顿（IC）发射电子的寿命超过了它的祖先脉冲星（以及它的壳型残骸）的寿命，但它也超过了那些通过同步辐射发射的电子的年龄。因此，在其演化过程中，PWN可以在IC中保持明亮，因此其GeV-TeV伽马射线通量在比脉冲星寿命和X射线PWN寿命大得多的时间尺度（10^5 - 10^6年）内保持高水平。在这种情况下，由祖星风引起的空腔中的磁场起着至关重要的作用。这种情况与在TeV伽马射线波段发现的几个未识别或“暗”源一致，而没有X射线对应物;它也在最近的GeV伽马射线发现中得到证实。此外，这些后果也可能是重要的，重新解释检测的星暴星系在TeV的伽玛射线波段时，考虑轻子起源的伽玛射线信号。这两个理论方面和它们的观测证据将被讨论，以及我们的新的建模代码的第一个结果。
2012-10-04 astro-ph.HE
Are Models for Core-Collapse Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
最近的发现，在附近的SNR观测到的铁-钾线光度和能量质心是一个很强的判别祖星类型和拱星环境的影响，我们了解超新星的祖先演化。使用模型的核心塌陷超新星喷出物的化学成分，我们模拟的动力学和热X射线发射的冲击喷出物和拱星材料，建模为$r^{-2}$风，年龄为3000年。我们将这些模型的X射线光谱与朱雀卫星的观测结果进行了比较。我们还模拟了Ia型祖先模型的动力学和X射线发射。我们发现，在铁-钾线的能量质心之间的核心崩溃和Ia型模型有明显的区别。核心坍缩超新星模型预测更高的Fe-K线质心能量比Ia型模型，与观测一致。我们认为，更高的线质心的结果，发现在拱星环境中的缓慢移动的风从大规模的祖先的扩张所造成的密度增加。
2015-02-15 astro-ph.HE
ALMA and NOEMA constraints on synchrotron nebular emission from embryonic superluminous supernova remnants and radio-gamma-ray connection
快速旋转的磁星和磁星被认为是超亮超新星（SLSNe）和快速射电暴的中心发动机，这种情况自然地预测了来自新生脉冲星风星云（PWNe）的非热同步辐射。本文报道了用ALMA和NOEMA对SN 2015 bn、SN 2016 ard和SN 2017 egm三个SLSNe的高频射电观测结果，并提出了一个详细的理论模型来计算PWNe的非热辐射，年龄约为1-3年。我们发现，ALMA数据不利于PWN模型的蟹状星云SN 2015 bn和SN 2017 egm的动机，并认为，这种紧张局势可以解决，如果星云的磁化是非常高或非常低。这种模型可以通过未来的MeV-GeV伽马射线望远镜（如AMEGO）进行测试。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae: On their growing diversity and association with highly magnetized neutron stars
1968年在蟹状星云和船帆座星云的超新星遗迹（SNRs）中发现了蟹状星云和船帆座星云，证实了巴德和茨维基1934年的预测，即超新星形成了中子星。在过去的十年里，对脉冲星风星云（PWNe）的观测，特别是钱德拉X射线天文台的观测，打开了一个新的窗口，可以关注中子星的相对论风，研究它们与宿主SNR的相互作用，并找到以前错过的中子星。几十年来，蟹状星云一直被认为是PWNe的原型，但我们现在知道不同种类的中子星和PWNe的性质与蟹状星云不同。在这次演讲中，我回顾了中子星/PWNe-SNRs协会的现状，并强调了PWNe与高磁化中子星协会的X射线眼睛的日益多样性。最后，我展望了未来的高能研究。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the nature of radio filaments near the Galactic Center
我们认为，银河系中心附近的窄而长的射电细丝是作为动能喷流出现的--高能粒子流从冲压压力限制的脉冲星风星云（PWNe）中逃逸出来。PWN和星际磁场之间的重连允许脉冲星风粒子逃逸，形成狭长的特征。它们是在一些快速移动的行星周围看到的动力射流的低频类似物，例如吉他和灯塔PWNe。射电细丝追踪的是一群脉冲星，脉冲星风粒子的逆康普顿散射也产生了费米GeV的过剩。磁通量管被大尺度银河风径向拉伸。除了PWNe加速粒子可以注入超新星遗迹。该模型预测了最大细丝结构在$\sim$几十年尺度上的变化-较小的变化可能发生在较短的时间尺度上。我们还鼓励有针对性地观测暗条的最亮部分和相关的未解决的点源，以寻找供电的PWNe和辐射源。
2019-05-30 astro-ph.HE
X-ray Spectroscopy of the Highly Magnetized Pulsar PSR J1846-0258, its Wind Nebula and Hosting Supernova Remnant Kes 75
我们提出了构成超新星遗迹（SNR）Kesteven 75的高能成分的宽带X射线光谱，使用2017年8月17日至20日的XMM-Newton和NuSTAR观测，在此期间发现脉冲星PSR J1846-0258处于静止状态。年轻的遗迹拥有一个明亮的脉冲星风星云，由高能量（Edot = 8.1E36 erg/s）的孤立旋转动力脉冲星提供动力，其自旋年龄仅为P/2 Pdot ~ 728 yr。它的磁场（Bs = 4.9E13 G）是这些天体中已知最大的，可能是耀斑和爆发活动间隔的原因，表明磁星状态之间的转变。PSR J1846-0258的脉冲发射在2-50 keV范围内通过幂律模型进行了良好表征，光子指数Gamma_PSR = 1.24+/-0.09，2-10 keV未吸收通量为（2.3+/-0.4）E-12 erg/s/cm^2）。我们没有发现任何证据表明，在目前的状态下，一个额外的非热组件10千电子伏以上，这将是典型的磁星。与Chandra脉冲星光谱相比，在2-10 keV波段，本征脉冲部分为71+/-16%。PWN的幂律谱在1-55 keV波段内得到γ_PWN = 2.03+/-0.03，在这个范围内没有曲率的证据，2-10 keV的未吸收通量为（2.13+/-0.02）E-11 erg/s/cm^2。NuSTAR的数据揭示了一个硬X射线组件占主导地位的SNR频谱超过10千电子伏，我们…
2020-09-14 astro-ph.HE
A new nearby PWN overlapping the Vela Jr SNR
PSR J 0855 -4644是一颗高能脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P=65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0-4622（又名船帆座）东南边缘附近发现。脉冲星的位置与X射线和TeV伽马射线的增强在空间上一致，这可能代表它的脉冲星风星云（PWN）。我们用XMM-牛顿观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的建议。脉冲星的X射线吸收柱密度与12 CO观测值（追踪致密气体）的比较被用来推导脉冲星距离的上限（d< 900 pc），并讨论脉冲星与Vela Jr SNR的可能关联。这种新的距离估计意味着脉冲星就在附近，因此可能对观测到的宇宙射线轻子（e-/e+）光谱有很大贡献。
2011-09-20 astro-ph.HE
Supernova Remnants as Clues to Their Progenitors
超新星塑造了星际介质，化学上丰富了它们的宿主星系，并产生了强大的星际冲击，推动了未来几代恒星的形成。超新星事件产生的冲击波就像一台时间机器，探测到了前身系统的质量损失历史，可以追溯到爆炸前的$\sim$ 10 000年，而超新星遗迹则探测到了恒星演化的更早阶段，与前身系统更早演化过程中排出的物质相互作用。在本章中，我们将回顾超新星遗迹的观测如何使我们能够推断出祖先系统的基本性质。我们将提供详细的例子，说明残骸的整体特征，如化学成分和动力学，如何使我们能够推断祖先进化的性质。在本章的后半部分，我们将展示如何将这种练习从单个物体扩展到SNR作为物体的类别，以及如何在核心坍缩和热核超新星遗迹的动力学和光谱特征中存在明显的分叉。在本章结束时，我们将讨论大质量恒星建模的最新进展，以及超新星及其残余物的可观测性质的含义。
2017-02-10 astro-ph.HE
Type IIB Supernovae with Compact and Extended Progenitors
IIb型超新星的经典例子是SN 1993 J，它有一个被密集风包围的冷却扩展祖星。有证据表明另一类IIb型超新星有一个更紧凑的祖先，密度较低，可能是快速的风。致密类的显著特征是：早期来自激波加热包层的微弱光辐射;在星云晚期不存在或非常微弱的H辐射;快速演化的射电辐射;射电壳层的快速膨胀;以及预期的非热辐射，而不是热X射线辐射。IIb型超新星包括SNe 1996 cb、2001 ig、2003 bg、2008 ax和2008 bo。所有这些都有足够的无线电数据（最后四个）显示出超新星前风变率的证据。我们估计SN 2008 ax的祖先包络半径约为1 e11 cm，与紧凑的Wolf-Rayet祖先一致。SN 1993 J扩展类别的超新星包括SN 2001 gd，可能还有Cas A超新星。我们建议将紧凑型Ⅱ b型事件命名为cIIb型，将扩展型事件命名为eIIb型。划分这些类别的H包络质量约为0.1兆太阳。
2010-01-29 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
Pulsar-wind nebulae and magnetar outflows: observations at radio, X-ray, and gamma-ray wavelengths
我们回顾了几类中子星动力外流的观测：壳层超新星遗迹（SNRs）内的脉冲星风星云（PWNe），PWNe直接与星际介质（ISM）相互作用，以及磁星动力外流。我们描述了无线电，X射线，和伽马射线观测PWNe，集中在第一个集成的光谱能量分布（SED）和全球光谱特性。PWNe的高分辨率X射线成像显示了一系列令人困惑的形态，包括喷流、尾迹和其他结构。到目前为止，23个已确认的磁星中有几个显示出连续或零星的物质发射的证据，有时与巨大的耀斑有关，最近还发现了一些可能的“磁星风星云”。
2017-05-24 astro-ph.HE
Time-dependent Modeling of Pulsar Wind Nebulae
提出了一个空间独立的模型，计算电子光谱的时间演化在一个球形膨胀脉冲星风星云（PWN），使宽带预测PWN的非热辐射。在PWN的终端冲击处注入的电子的源谱被选择为破幂律。与以前的PWN模型类似的性质，源光谱有一个不连续的强度之间的过渡低，高能量的组件。为了检验该模型，它被应用到年轻的PWN G21.5- 0.9，其中发现，一个不连续的源光谱可以模拟在所有波长的发射比一个连续的。该模型也适用于HESS J1427- 608和HESS J1507- 622的未识别源。参数推导出这两个候选星云是与其他PWNe预测值一致。对于HESS J1427- 608，导出了$B\s{age}=0.4\,μ\text{G}$的现今磁场。由于现今的小磁场，这个源有一个低的同步加速器光度，而在GeV/TeV的能量保持明亮。因此，有可能在古PWN情景中解释HESS J1427- 608。对于第二候选PWN HESS J1507- 622，导出$B\s{age}=1.7\,μ\text{G}$的现今磁场。此外，对于这个候选PWN的情况下，HESS J1507- 622已被压缩的超新星遗迹的反向冲击在本文件中是有利的。
2013-09-27 astro-ph.HE
The class of supernova progenitors that result from fatal common envelope evolution
我构建了一类超新星和超新星的祖先，导致致命的共同信封演变（CEE）。致命的CEE祖先是恒星双星系统，其中一颗伴星螺旋进入巨星的外壳并与核心合并。伴星可以是一颗中子星（NS;或黑洞），它摧毁了核心，形成了一颗普通的包层喷流超新星（CEJSN），也可以是一颗白矮星（WD），它与核心合并，形成了一颗大质量的WD，后来可能会爆炸成Ia型超新星（核心简并的情况），或者是一颗主序星伴星。在后一种情况下，结果可能是蓝巨星的核心坍缩超新星（CCSN），IIb型或Ib型的CCSN。另一个成员是两颗巨星合并，两个核心相互螺旋，形成一个巨大的核心，后来爆炸为CCSN，带有大量的星周物质（CSM）。我讨论这个类的成员，他们的特点，以及他们的共同属性。我发现，致命的CEE事件占所有CCSNe的$\approx 6-10 \%$，并提出的可能性，一个奇特的和罕见的超新星的结果，从致命的CEE的大部分。对这些超新星祖先的研究将带来对其他类型的超新星祖先以及CEE结果的见解。
2019-03-27 astro-ph.HE
Detection of TeV emission from the intriguing composite SNR G327.1-1.1
超新星遗迹的激波和脉冲星风星云的风终止激波被认为是加速银河宇宙线离子和电子的主要候选者。承载PWN的SNR（称为复合SNR）为测试这些假设提供了极好的实验室。SNR G327.1-1.1属于这一类，并展示了一个外壳和一个明亮的中央PWN，两者都可以在无线电和X射线中看到。有趣的是，PWN的射电观测显示出一个扩展的发射斑点和一个奇怪的窄手指结构，指向偏移紧凑的X射线源，表明可能是一个快速移动的脉冲星在SNR和/或反向冲击的不对称通道。我们在这里报告的观测，共45小时，SNR G327.1-1.1与H.E.S.S.望远镜阵列，导致TeV伽马射线发射的探测与PWN的空间重合。
2012-01-02 astro-ph.HE
Theory & observations of the PWN-SNR complex
在这项工作中，我们研究的理论和观测问题的脉冲星（PSR），脉冲星风星云（PWNe）和超新星遗迹（SNRs）。特别是，年轻PWNe的光谱建模和与磁星的信噪比的X射线分析比较其特征与周围的典型的磁星的残余。PWNe的光谱范围从射电到$γ$射线。它们是$γ$射线中最大的一类已确认的银河系源，在过去的几年中，$\sim$射线的数量从1增加到$\sim$ 30。我们已经开发了一个详细的频谱代码，再现电磁波谱的PWNe在自由膨胀（$t_{age} \lesssim$ 10千年）。我们揭示，并试图了解的光谱，同步自康普顿优势的蟹状星云，粒子优势PWNe在TeV的能量检测和物理参数如何限制PWNe在TeV的可探测性的时间演化的问题。我们对所有银河系的TeV探测到的年轻PWNe进行了系统的研究，从而找到参数之间的相关性和趋势。我们还讨论了在TeV的PWNe没有检测到的频谱，如果模型与低磁化星云可以解释缺乏检测，或者相反，高磁化模型更有利。在信噪比的X射线分析方面，我们利用磁星信噪比的X射线光谱来讨论这种极端磁化的PSR的形成机制。20世纪90年代提出的α发电机机制产生的能量释放应该对SN爆炸的能量产生影响。我们扩展了以前所做的工作由\cite{vink06}的SN爆炸寻找这种能量释放的能量学，我们期待的元素电离和X射线光度，我们比较我们的结果与其他SNRs与相关的中心源。
2015-02-10 astro-ph.HE
