F. Aharonian, H. Ashkar, M. Backes, R. Batzofin, Y. Becherini, D. Berge, K. Bernlöhr, M. Böttcher, C. Boisson, J. Bolmont, F. Brun, B. Bruno, C. Burger-Scheidli… 展开作者
F. Aharonian, H. Ashkar, M. Backes, R. Batzofin, Y. Becherini, D. Berge, K. Bernlöhr, M. Böttcher, C. Boisson, J. Bolmont, F. Brun, B. Bruno, C. Burger-Scheidlin, T. Bylund, S. Casanova, D. Cecchin Momesso, J. Celic, M. Cerruti, A. Chen, M. Chernyakova, J. O. Chibueze, O. Chibueze, B. Cornejo, G. Cotter, G. Cozzolongo, J. de Assis Scarpin, M. de Bony de Lavergne, M. de Naurois, E. de Oña Wilhelmi, A. G. Delgado Giler, J. Devin, A. Dmytriiev, K. Egberts, K. Egg, J. -P. Ernenwein, C. Escañuela Nieves, P. Fauverge, K. Feijen, M. D. Filipovic, G. Fontaine, S. Funk, S. Gabici, Y. A. Gallant, M. Genaro, J. F. Glicenstein, J. Glombitza, P. Goswami, M. -H. Grondin, L. Heckmann, B. Heß, W. Hofmann, T. L. Holch, M. Holler, D. Horns, M. Jamrozy, F. Jankowsky, A. Jardin-Blicq, I. Jaroschewski, D. Jimeno, I. Jung-Richardt, E. Kasai, K. Katarzyński, D. Kerszberg, B. Khélifi, W. Kluźniak, N. Komin, K. Kosack, D. Kostunin, R. G. Lang, S. Lazarević, A. Lemière, M. Lemoine-Goumard, J. -P. Lenain, P. Liniewicz, A. Luashvili, J. Mackey, D. Malyshev, D. Malyshev, V. Marandon, M. G. F. Mayer, A. Mehta, A. M. W. Mitchell, R. Moderski, L. Mohrmann, E. Moulin, J. Niemiec, P. O'Brien, L. Olivera-Nieto, M. O. Moghadam, S. Panny, M. Panter, R. D. Parsons, P. Pichard, T. Preis, G. Pühlhofer, M. Punch, A. Quirrenbach, A. Reimer, O. Reimer, I. Reis, Q. Remy, H. X. Ren, B. Reville, F. Rieger, G. Rowell, B. Rudak, K. Sabri, V. Sahakian, M. Sasaki, F. Schüssler, J. N. S. Shapopi, W. Si Said, Ł. Stawarz, R. Steenkamp, S. Steinmassl, T. Tanaka, A. M. Taylor, G. L. Taylor, R. Terrier, Y. Tian, M. Tsirou, T. Unbehaunz, C. van Eldik, M. Vecchi, C. Venter, J. Vink, V. Voitsekhovskyi, T. Wach, S. J. Wagner, A. Wierzcholska, M. Zacharias, A. Zech, W. Zhong, F. Acero, L. Giunti
备注：
10 pages, 7 figures. Accepted to A&A; Corresponding authors: K. Feijen, B. Khélifi, R. Terrier, K. Kosack
HESS 首次在 TeV 能量范围内探测到 PSR J0855-4644 的脉冲星风云，利用 3D 分析技术，发现其光谱特征与脉冲星风云一致。
摘要：
HESS J0852-463 是一个 TeV γ射线源，位于银河系平面内。该区域由一个壳状的超新星残骸（SNR，RX J0852.0-4622）组成，通常称为 Vela Junior，以及一个称为 PSR J0855-4644 的脉冲星组成。脉冲星是银河系中最高效的轻子加速器之一，因此研究该区域特别有意义。我们利用 H.E.S.S. 最新的数据，研究该区域中脉冲星 PSR J0855-4644 的 γ射线发射。我们对 H.E.S.S. 数据应用了完整的前向折叠方法。利用 3D 模型技术，我们评估了该复杂系统各个组成部分的 TeV γ射线发射。我们数据中观察到的具有能量依赖性的形态促使进一步研究该源。我们将 Vela Junior 区域的发射分解为多个组成部分，其中一些对应于 SNR 本身。特别是，我们发现一个新的扩展组成部分，其位置与 PSR J0855-4644 的位置重合。光谱遵循幂律分布，最佳拟合指数为 ΓE = 1.81 ± 0.07stat，与 Vela Junior SNR 周围的 γ射线发射特性不同。X射线（来自 XMM-Newton）和 γ射线（来自 H.E.S.S.）之间的单区轻子联合拟合得出磁场的下限为 1.6μG，光谱指数为 α = 1.88 ± 0.01，与脉冲星风云（PWNe）的预期一致。在本文中，我们报告了 H.E.S.S. 实验在 TeV 能量范围内首次探测到 PSR J0855-4644 的 PWN，显著性为 12.2σ。这归因于 3D 分析的先进技术。基于脉冲星的特性，其 PWN 与银河系中已知的 TeV PWNe 群体一致。
英文摘要：
HESS J0852-463 is a TeV γ-ray source located in the Galactic plane. The region consists of a supernova remnant (SNR, RX J0852.0-4622) with a shell-like morphology, commonly referred to as Vela Junior, and a pulsar denoted PSR J0855-4644. Pulsars are among the most efficient leptonic accelerators in our Galaxy, making this region particularly interesting to study. We utilise the most recent data taken by the High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), to investigate any γ-ray emission associated with the pulsar in this region, PSR J0855-4644. We applied a full forward folding method on the H.E.S.S. data. Utilising 3D modelling techniques, we evaluated the TeV γ-ray emission towards the various components of this complex system. The distinct energy-dependent morphology observed in our data motivates further investigation of this source. We resolved the emission in the Vela Junior region into various components, several of which correspond to the SNR itself. In particular, we find a new extended component which is coincident with the position of PSR J0855-4644. The spectrum follows a power-law distribution with a best-fit index of ΓE = 1.81 \pm 0.07stat which differs from the properties of the surrounding γ-ray emission of the Vela Junior SNR. A one-zone leptonic joint fit between the X-rays (from XMM-Newton) and γ-rays (from H.E.S.S.) leads to a lower limit on the magnetic field of 1.6μG and a spectral index of α = 1.88 \pm 0.01, in line with expectations of pulsar wind nebulae (PWNe). In this paper, we report the first detection of the PWN of PSR J0855-4644 at TeV energies with the H.E.S.S. experiment at a significance of 12.2σ. This is attributed to the advanced techniques of the 3D analysis. Based on the pulsar's characteristics, its PWN is consistent with the known TeV PWNe population in the Galaxy.
The two tails of PSR J2055+2539 as seen by Chandra: analysis of the nebular morphology and pulsar proper motion
我们分析了PSR J2055+2539的两个Chandra观测（总积分时间为$\sim$ 130 ks），以测量其自行并研究其两个细长星云特征。我们没有检测到自行，设定的上限为240 mas yr $^{-1}$（3 $σ$水平），这转化为$\sim$的横向速度上限为700 km s $^{-1}$，假设距离为600 pc。深H $α$观测没有发现与经典脉冲星风星云相关的弓形激波，因此排除了自行方向的间接测量。我们使用一种基于滚动霍夫变换（RHT）的新方法确定了两个星云的主轴，它们之间的夹角为160.8 $^{\circ} \pm 0.7^{\circ}$。我们分析了第一个8'（XMM-牛顿看到的12'）的形状，更明亮，非常准直。根据我们的结果从一个标准的分析和从RHT获得的星云模型相结合，我们发现，最亮的星云是弧分尺度弯曲，厚度范围从$\sim9$“到$\sim31$“和可能的（单一或多个）螺旋图案。我们无法控制较暗星云的形状。我们讨论了我们的结果的背景下，其他已知的类似功能，特别强调灯塔星云（与PSR J1101 $-$ 6101）。我们推测，一个特殊的几何形状的供电脉冲星可能在形成这样的功能发挥了重要作用。
The braking index of PSR B0540-69 and the associated pulsar wind nebula emission after spin-down rate transition
2011年12月，PSR B 0540 -69经历了一次自旋下降速率跃迁（SRT），之后脉冲星的自旋下降功率增加了约36%。在SRT之后大约1000天，发现脉冲星风星云（PWN）的X射线亮度变亮了32+/-8%。SRT后，PSR B 0540 -69的制动指数n从n=2.12变为n=0.03，然后保持该值约5年，然后在接下来的几年中上升至n=0.9。我们发现，大多数现有的模型在解释实测制动指数时存在困难。PSR B 0540 -69的制动指数演化的一个例外模型是增加的偶极磁场。我们认为，磁场的增加可能是由于脉冲星核内的某些不稳定性导致的，这些不稳定性以磁场的环向分量为代价增强了极向分量。偶极磁场的增加将导致PWN的X射线增亮。我们通过两种模型拟合PWN的X射线光变曲线：一种模型假设在增亮期间PWN内存在恒定的磁场，另一种模型假设增强的磁场与PWN的能量密度成比例。看起来这两个模型都很好地拟合了数据，尽管后一个模型似乎更好地拟合了数据。这提供了临界观测证据，证明PWN中的磁场是由终止激波产生的。需要未来的高质量和高节奏的数据来得出可靠的结论。
The near-infrared detection of PSR B0540-69 and its nebula
LMC中的PSR B 0540 -69被认为是蟹状星云脉冲星的孪生子，因为它具有相似的自旋参数、磁场和能量。它的光谱符合幂律，归因于同步辐射，就像年轻的蟹状星云和船帆座星云一样。近红外观测从未对PSR B 0540 -69进行过，对于确定光学幂律谱是否延伸到更长的波长或发生新的断裂至关重要，就像mIR中的蟹状星云和船帆座星云一样，暗示脉冲星磁层中的粒子能量和密度分布更加复杂。我们观察PSR B 0540 -69在J，H和Ks波段的VLT检测，第一次，在nIR和光谱的光学到nIR光谱。为了将脉冲星的辐射从脉冲星风星云中分离出来，我们利用NACO获得了高空间分辨率的自适应光学图像。我们可以在J、H和KS波段的图像中清楚地识别PSR B 0540 -69，并测量其通量（J=20.14，H=19.33，Ks=18.55，每个波段的总误差为+/- 0.1量级）。与可用的光学和近红外光度法的联合拟合与幂律光谱给出光谱指数α =0.70 +/-0.04。我们的NACO图像和HST光学图像之间的比较没有显示任何明显的差异，PWN形态作为波长的函数。PWN的光谱也符合单一的幂律，光谱指数α =0.56+/- 0.03，比脉冲星的略平坦。在VLT上使用NACO，我们在nIR中首次检测到PSR B 0540 -69及其PWN。由于PWN的角尺度很小（~4英寸），只有JWST的空间分辨率才能将脉冲星和PW…
Flux Evolution of PSR B0540--69 and the Spectral Energy Distribution of its Pulsar Wind Nebula
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Central China Normal University（华中师范大学）；Nanjing Normal University（南京师范大学）；TIANFU Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）
Scintillating insights into PSR~J0737$-$3039A and the interstellar plasma of the Gum Nebula from MeerKAT
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（澳大利亚研究理事会引力波发现卓越中心）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学乔德雷尔银行天体物理学中心）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（ASTRON，荷兰射电天文研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘农科克天文学研究所）
X-ray characterization of the pulsar PSR J1849$-$0001 and its wind nebula G32.64+0.53 associated with TeV sources detected by H.E.S.S., HAWC, Tibet AS$γ$, and LHAASO
