Пульсарные туманности в оптическом и инфракрасном диапазонах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

005006265

ЗЮЗИН ДМИТРИЙ АЛЕКСАНДРОВИЧ

ПУЛЬСАРНЫЕ ТУМАННОСТИ В ОПТИЧЕСКОМ И ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНАХ

Специальность 01.03.02 — астрофизика и звездная астрономия

1 5 ДЕК 2011

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург

2011

005006265

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Физико-техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН и ФГБОУ ВПО Санкт-Петербургском государственном политехническом университете.

Научный руководитель:

Официальные оппоненты:

Ведущая организация:

доктор физико-математических наук с.н.с. Шибанов Ю.А.

Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе доктор физико-математических паук, профессор Гнедин Ю.Н. Учреждение Российское академии наук Главная астрономическая обсерватория РАН; доктор физико-математических наук, профессор Малов И.Ф.

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН;

Учреждение Российской академии наук Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Защита состоится 29 декабря 2011 г. в 1530

на заседании диссертационного совета Д002.205.03 при Учреждении Российской академии наук Физико-техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН по адресу: 194021, Санкт-Петербург, ул. Политехническая, д. 26.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФТИ им. А.Ф. Иоффе.

Автореферат разослан 28 ноября 2011 г.

Учёный секретарь

диссертационного совета Д002.205.03 кандидат физико-математических наук /У/^^р Красильщиков A.M.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы диссертации

Магнитосферы быстро вращающихся и сильно замагниченных нейтронных звезд (НЗ), наблюдаемых в качестве радио пульсаров, являются эффективными природными ускорителями заряженных частиц до релятивистских энергий, недостижимых даже на самых мощных ускорителях, построенных на Земле. Источником энергии таких природных ускорителей является вращение нейтронной звезды. Ускоренные частицы излучают нетепловые фотоны, которые детектируются с помощью наземных и космических телескопов, в спектральном диапазоне от метрового радиодиапазона до нескольких тераэлектронвольт (ТэВ). Покидающие магнитосферу пульсара ускоренные частицы образуют так называемый пульсарный ветер, который распространяется в окружающее пространство и несет с собой также и магнитное поле. При взаимодействии пульсарного ветра с межзвёздной средой возникают ударные волны, на фронтах которых происходит дополнительное ускорение частиц. Излучение этих частиц, в основном синхротронной природы, наблюдается в виде протяженных объектов, которые принято называть туманностями пульсарного ветра.

Классическим примером пульсарной туманности является Крабовидная туманность, которая имеет на рентгеновских и оптических изображениях ярко выраженную торообразную структуру со струйными выбросами вдоль оси симметрии тора [1]. В этой и ряде других туманностей обнаружена достаточно сильная стохастическая переменность на масштабах от нескольких часов до месяцев и лет. В частности, в Крабовидной туманности недавно детектированы два эпизода резкого повышения потока излучения в гамма диапазоне в 2-3 раза, длившиеся около суток [2, 3, 4]. Отдельные компактные структуры туманности перемещаются со скоростями, близкими к скорости света, что, по-видимому, свидетельствует о сильных магнитогидродинамических неустойчивостях пульсарного ветра. Из-за высокой энергетики пульсаров и пульсарных туманностей их часто рассматривают в качестве основных источников космических лучей сверхвысоких энергий, детектируемых на Земле и с помощью космических аппаратов таких как Pamela.

Многие детали механизмов ускорения частиц в магнитосферах пульсаров, образования пульсарного ветра, его структуры, переменности и взаимодействия с окружающей средой не вполне ясны. Поэтому ведутся интенсивные исследования этих объектов во всём наблюдаемом диапазоне длин волн [5, 6]. Наиболее перспективными являются наблюдения молодых пульсаров, которые находятся в остатках сверхновых и ещё не утратили высокую скорость вращения, полученную при их рождении в результате вспышки сверхновой. С возрастом вращение тормозится из-за потерь на магнитодипольное излучение нейтронной звезды и на генерацию пульсарного ветра. Вокруг достаточно старых пульсаров (с возрастом > 105 лет) туманности вырождаются или трансформируются в так называемые туманности головной ударной волны, образующейся из-за сверхзвукового движения нейтронной звезды в межзвёздной среде. Иногда также образуются туманности типа кометного хвоста.

Более 50-ти пульсарных туманностей было обнаружено в рентгеновском

диапазоне (0.2—10 КэВ) [7], столько же в радио и порядка 25 в ТэВ диапазоне. Однако, до начала работы над диссертацией всего две пульсарные туманности наблюдались в оптическом и инфракрасном (ИК) диапазонах: вокруг пульсара в Крабовидной туманности и вокруг пульсара РБЯ В0540—69.3 в остатке сверхновой в Большом Магеллановом Облаке (БМО). Эти две системы обладают схожими основными характеристиками (возраст, энергетика и период вращения пульсара; морфология и размеры туманности), однако их многоволновые спектры имеют разный вид, сильно отличаясь друг от друга в оптическом и инфракрасном диапазонах, где они имеют существенно разный наклон [8]. Причина этих различий не вполне ясна. Для надежных выводов необходимы более детальные исследования и отождествления большого числа туманностей в оптическом и инфракрасном диапазонах. Необходимость расширения набора данных по пульсарным туманностям в данных диапазонах определяет актуальность темы диссертации.

Также актуальны наблюдения самих пульсаров в этих диапазонах. Их излучение носит, в основном, нетепловой характер: спектр излучения аппроксимируется кусочно-степенным законом, с различными спектральными индексами в разных диапазонах. Анализ этого излучения актуален для исследования процессов, происходящих в магнитосферах НЗ.

НЗ являются достаточно слабыми оптическими объектами и в настоящее время в оптическом и ИК диапазонах обнаружено всего лишь 25 нейтронных звёзд из ~2000 обнаруженных в других диапазонах [9]. Только 12 из них являются пульсарами, излучающими за счет энергии вращения. Долгое время единственным детально исследованным объектом в оптическом и ИК диапазонах был самый яркий пульсар, пульсар в Крабовидной туманности. Этот объект 16-ой звёздной величины наблюдался как в широкополосных фильтрах, так и в спектральном режиме. Недавно также были получены спектры пульсаров РБИ В0656+14, Вела, Геминга и РБК ,10437-4715. Остальные пульсары наблюдались лишь в одном или нескольких широких фильтрах, большей частью в голубой области видимого диапазона. Столь скромный наблюдательный материал (по сравнению, например, с сотней пульсаров, которые наблюдаются в рентгеновском и гамма диапазоне) не позволяет сделать определённых выводов о характере и механизмах излучения пульсаров в оптическом диапазоне. Исследования, выполненные в данной работе, вносят дополнительный вклад в эту, пока ещё мало освоенную, область и потому весьма актуальны.

Цели работы

1. Поиск пульсаров и пульсарных туманностей в оптическом и инфракрасном диапазонах

2. Анализ распределения энергии излучения по спектру в данных диапазонах для этих объектов

3. Сравнение с данными, полученными в других диапазонах

4. Сравнительное исследование структуры пульсарных туманностей в инфракрасном, оптическом и рентгеновском диапазонах

Для выполнения поставленных целей использовались данные, полученные с использованием телескопов, которые обладают максимальными угловым разрешением и чувствительностью. В частности, были заказаны и прове-

дены наблюдения на телескопах Very Large Telescope (VLT), Nordic Optica! Telescope (NOT) и Hubble Space Telescope (HST).

Научная новизна

Работа основана на оригинальных впервые проведенных х^лубоких наблюдениях полей пульсаров на телескопах VLT, NOT, HST и на неопубликованных архивных данных инфракрасных телескопов Spitzer и AKAR1 и рентгеновского телескопа Chandra.

Торообразные пульсарные туманности вокруг молодых пульсаров PSR J0205+6449 и PSR J1124—5916 в остатках сверхновых ЗС 58 и SNR G292.0+1.8 соответственно, впервые обнаружены в оптическом (0.4-0.9 микрон), ближнем (1.65-2.15 микрон) и среднем (3.6-24 микрон) ИК диапазонах. Впервые измерены потоки и проанализированы распределения энергии их излучения по спектру. Плерион, наблюдаемый в радио и рентгеновском диапазонах в остатке сверхновой ЗС 58, впервые обнаружен в среднем ИК диапазоне. Оценены потоки излучения пульсаров, создающих эти пульсарные туманности, в оптическом и ближнем ИК диапазонах. Впервые детально исследована структура иульсарной туманности В0540-69.3 в оптическом и рентгеновском диапазонах.

Исследования, проведенные в данной диссертации, увеличивают количество пульсарных туманностей, наблюдаемых в оптическом и ИК диапазонах, в два раза.

Достоверность результатов.

Представленные в диссертации результаты получены с использованием самых современных и апробированных методов наблюдений, обработки и анализа данных. Уровень значимости всех детектируемых объектов существенно превышает Зет. Также достоверность обеспечена сравнением результатов, где это возможно, с результатами других авторов и с данными в других диапазонах.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Отождествление компактных торообразных частей пульсарных туманностей вокруг пульсаров PSR J0205+6449 и PSR J1124-5916 в оптическом и ИК диапазонах. Обнаружение протяженной структуры, плериона, вокруг пульсара PSR J0205+6449 в среднем ИК. Оценка потоков излучения пульсаров PSR J1124—5916 и PSR J0205+6449 в оптическом и ближнем ИК диапазонах.

2. Результаты анализа многоволновых спектров отождествленных пульсарных туманностей (п.1).

3. Обнаружение яркой компактной структуры на оптических изображениях пульсарной туманности В0540—69.3 и отождествление этой структуры в рентгеновском диапазоне. Построение реалистичного многоволнового спектра этой структуры с учетом межзвездного поглощения от Галактики, Большого Магелланового Облака и родительского остатка сверхновой. Построение спектра пульсара PSR В0540—69.3 и карты спектрального индекса всей пульсарной туманности в рентгеновском диапазоне.

Научная и практическая ценность работы

Полученные наблюдательные данные пригодны для непосредственного срав-

нения с теоретическими моделями и с результатами других наблюдений. Результаты данной работы могут применяться для теоретического моделирования излучения пульсарных туманностей, а также для планирования дальнейших более детальных наблюдений исследованных объектов и поиска других туманностей в оптическом и инфракрасном диапазонах.

Апробация работы и публикации

Результаты диссертационной работы представлялись и обсуждались на всероссийских и международных конференциях: Всероссийская конференция "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра"(ИКИ, Москва, 2006, 2009, 2010), Physics of Neutron Stars - 2007 (С.-Петербург, 2007), MODE-SNR-PWN Workshop (Bordeaux, 2010), CompStar School and Workshop (Catania, 2011), Physics of Neutron Stars - 2011 (С.-Петербург, 2011);

ФизикА.СПб (С.-Петербург, 2011), на семинарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН.

Основное содержание диссертации опубликовано в четырех работах в реферируемых научных журналах и в материалах конференций, перечисленных выше и в конце автореферата.

Структура и объём диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка литературы, содержит 123 страницы текста, в том числе 45 рисунков и 26 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 143 наименования.

ОСНОВНОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении дан краткий обзор состояния исследования пульсаров и пульсарных туманностей в оптическом и инфракрасном диапазонах на момент начала данной работы. Обоснована актуальность темы диссертации, сформулированы цель и научная новизна работы, достоверность результатов, практическая значимость и основные результаты, выносимые на защиту.

В Главе 1 освещены методические вопросы наблюдений пульсаров и пульсарных туманностей. Описаны характеристики использовавшихся в работе телескопов и инструментов. Наблюдения проводились по нашим заявкам на телескопах NOT (Nordic Optical Telescope, 2.4 м), VLT (Very Large Telescope, 8.2 м) и HST (Hubble Space Telescope, 2.4 м) в оптических UBVRI и ближне-инфракрасных HKS широкополосных фильтрах. Использовались данные в среднем ИК из архивов космических телескопов Spitzer и AKARI. Использовались рентгеновские данные из архива космического телескопа Chandra. Описаны методы редукции наблюдательных данных, особенности фотометрии слабых объектов, абсолютной и относительной астрометрии.

Глава 2 посвящена исследованию пульсарной туманности вокруг пульсара PSR J0205+6449 в остатке сверхновой ЗС 58 в оптическом и инфракрасном диапазонах. Результаты этого исследования опубликованы в работах [1А, 5А, 8А]. В разделе 2.1 освещены предыдущие исследования этого объекта в разных диапазонах длин волн. Пульсар имеет период Р = 65.68

миллисекунд [10j, производную периода Р = 1.93 х 10~1,!, характеристический возраст г = Р/2Р ~ 5400 лет, скорость потери энергии вращения Е = 2.7 х 10,!7 эрг с-1; расстояние до него оценивается в 3.2 кис. В разделе 2.2 описаны оригинальные наблюдения пульсарной туманности на телескопе NOT, выполненные в 2006 году, в оптических широкополосных фильтрах BV, архивные инфракрасные и рентгеновские наблюдательные данные орбитальных телескопов Spitzer и Chandra, соответственно, и анализ данных. В §2.2.1 описана обработка данных, включая первичную редукцию, фотометрическую калибровку и астрометрическую привязку. В §2.2.2 представлены результаты анализа наблюдений. Торообразная часть пульсарной туманности ЗС 58, видимая с ребра и обнаруженная ранее в рентгеновском диапазоне [11], впервые идентифицирована по положению (с точностью совпадения Oft2) и морфологии в оптическом и инфракрасном диапазонах. Измерены потоки излучения и проанализирован рентгеновский спектр этого объекта. Наблюдаемые потоки излучения равны О.Эб^ос ^У> 2.04^q¡sJy, I38.OI435 ¡j,Jy, 144.5^4 nJy, 218.8^43 ßJy, 263i^ fiJy для оптических В (0.44 микрон) и V (0.53 микрон) фильтров и для средне-ИК фильтров с эффективными длинами волн в 3.6, 4.5, 5.6 и 8 микрон, соответственно. Рентгеновский спектр описывается степенным законом со спектральным индексом аи = 0.88±0.08 и нормировочной константой С = (4.39 ±0.17) х Ю-4 фотонов см-2 с'1 КэВ-1. Построен многоволновой спектр торообразной части пульсарной туманности. Установлены верхние пределы на ноток излучения пульсара PSR J0205+6449 в оптическом диапазоне. Верхние пределы равны 0.1 /xJy и 0.21 ¡л J у для В и V фильтров, соответственно. В разделе 2.3 описаны последующие оригинальные наблюдения пульсарной туманности на телескопе NOT, выполненные в 2007 и 2008 годах, в оптических UI и ближне-инфракрасных HKS широкополосных фильтрах, и описаны архивные данные инфракрасного космического телескопа AKARI. В §2.3.1 описана обработка данных, включая первичную редукцию данных, фотометрическую калибровку и астрометрическую привязку. В подразделах 2.3.2—2.3.4 представлены результаты анализа наблюдений. В §2.3.2 показано, что торообразная структура пульсарной туманности идентифицируется и на этих данных. Построено исправленное на межзвездное поглощение распределение энергии по спектру для торообразной структуры от рентгеновского до среднего ЙК диапазонов (24 микрон —10 КэВ). Поглощение Ау = 1.9 определено по спектральным наблюдениям остатка сверхновой [12].

у-

Log Е [keV]

-3 -2 -1 О

Log v [ Hz]

Рис, 1: Исправленный на межзвездное поглощение многоволновой спектр торообразной части пульсарной туманности ЗС 58, составленный из данных, полученных на различных телескопах, названия которых отмечены на рисунке. Пунктирные линии соответствуют аппроксимациям данных степенными законами, индексы, которых указаны на рисунке.

Спектр представлен на Рис.1. Красным показан рентгеновский спектр, который описывается степенным законом со спектральным индексом а„ — 0.88±0.08 (F„ ~ черными точками показаны потоки излучения в опти-

ческом и ИК диапазонах. Черной штриховой линией показана экстраполяция рентгеновского спектра в оптическую область (на меньшие частоты). Синий штриховой линией показана аппроксимация оитического/ИК спектра степенным законом со спектральным индексом av = 1.16 ± 0.05. Видно, что спектр не описывается единым степенным законом во всем диапазоне частот, а имеет значительно более крутой наклон в оптическом и инфракрасном диапазонах, по сравнению с рентгеном. Это подразумевает двойной излом в спектре между оптическим и рентгеновским диапазонами. Также наблюдается излом спектра в области 20 микрон (Log v [Гц]~ 13.15). Такие же изломы наблюдаются в излучении пульсарной туманности, находящийся в остатке сверхновой В0540—69.3 [8]. Однако двойной излом не проявляется в Крабовидной туманности, спектр которой содержит только один излом между оптическим и рентгеновским диапазонами. Нетривиальный характер распределения энергии излучения по спектру говорит о сложном, не описывающимся единым степенным законом, как предполагалось ранее, спектре частиц, инжектированных в туманность и ответственных за её излучение.

311.4

52:00.0 51:00.0 | 64:50:00.0 49:00.0 48:00.0

52:00.0 51:00.0

£ 64:50:00.0

49:00.0 48:00.0

05:00.0

05:00.0

145.0

67.0 30.9

14.1

6.4

2.8

1.1

0.4

'0.0 т 2458

2454

2450

2445

2441

2437

2433

2428

2424

2420

2:06:00.0

2:06:00.0

Рис. 2: Рентгеновское (вверху) и инфракрасное (внизу) изображения пульсарной туманности в остатке сверхновой ЗС 58, полученные на инструментах СЬапс1га/АС15 и АКАШ/1ЯС в диапазонах (0.2 - 10 КэВ) и 15 микрон, соответственно. Внешний белый контур соответствует границе пульсарной туманности (плериона). Внутренний черный контур в центре изображений выявляет торообразную структуру, видимую с ребра, в центре туманности.

В §2.3.3 показано, что излучение протяженной структуры, так называемого плериона, наблюдаемого в рентгеновском и радио диапазонах вокруг торо-образной структуры, обнаруживается также в среднем ИК диапазоне (7—24 микрон) (Рис.2). Измерены потоки излучения: 0.14 ± 0.03 Ту, 0.13 ± 0.05 ]у и 0.4 ±0.1 для средне-ЙК фильтров с эффективными длинами волн 11, 15 и 24 микрон, соответственно. Построен многоволновой спектр плериона с использованием ранее опубликованных радио и рентгеновского спектров. Показано, что спектр плериона описывается одним степенным законом от

ИК до рентгена, что говорит о единой синхротронной природе излучения в этих диапазонах (Рис. 3, вверху) и об отсутствии тепловой компоненты от остатка сверхновой, которая наблюдается и является доминирующей над синхротронным излучением в среднем-ИК в других остатках сверхновых. В §2.3.4 делается вывод о возможном детектировании пульсара РБЕ Л0205+6449 в ближнем ИК в фильтре Ка. Оценён его поток излучения в этой полосе, который равен 2.031о.38 ^У- Отношение найденного потока излучения к рентгеновскому составляет 460_9о, что согласуется с эмпирическим соотношением указанных потоков для пульсаров Краб, Вела, В1509—58 и Геминга [13] 600 -1000). Это позволяет утверждать, что ИК детектирование пульсара РБК Л0205+6449 является правдоподобным. С учетом этого построен многоволновой спектр пульсара РЭП Л0205+6449 (Рис. 3) с использованием его рентгеновского спектра из работы [7] и измеренных нами верхних пределов в фильтрах ВУ. Показано, что спектр пульсара, скорее всего, также имеет двойной излом между оптическим и рентгеновским диапазонами, как и в случае то-рообразной части его туманности (и в случае пульсара В0540—69.3). Опроверга- Рис. 3: Исправленные на межзвездное поглощение много-ется возможное обнаружение волновые спектры плернона ЗС 58 (сверху) и пульсара РЭЯ пульсара РБК ,10205+6449 в -»»6+6448 (снизу) оптической Я полосе, заявленное в работе [14]. В разделе 2.4 кратко суммируются основные результаты Главы 2.

Глава 3 посвящена исследованию пульсарной туманности вокруг пульсара РЭП Л124—5916 в остатке сверхновой ЭЖ С292.0+1.8 в оптическом и инфракрасном диапазонах. Результаты этого исследования опубликованы в работах [2А, ЗА, 5А, 7А, 8А]. В разделе 3.1 освещены предыдущие исследования этого объекта в разных диапазонах длин волн. Период пульсара, Р = 135 миллисекунд, и производная периода Р = 7.4 х 10~13

0,5 РЭЯ10205+6449"

"К А„ = 1.9

0

0,5

-1

шт СЬапага/АСК-Э ^

16

Ьо8 V [ Ну. ]

дают характеристиче-

ский возраст т » 2900 лет, согласующийся с возрастом остатка сверхновой 2700—3700 лет, найденного по скорости разлета и размерам остатка [17, 18]. Скорость потери энергии вращения равна Е = 1.2х1037 эрг с-1. Расстояние до него «6 кпс. В разделе 3.2 описаны оригинальные наблюдения пульсар-ной туманности, связанной с пульсаром PSR J1124—5916, на телескопе VLT в оптических широкополосных фильтрах VRI и архивные наблюдательные данные Chandra. В §3.2.1 описана обработка данных, включая первичную редукцию данных, фотометрическую калибровку и астрометрическую привязку. В §3.2.2 представлены результаты анализа наблюдений. Видимая с ребра торообразная пульсарная туманность вокруг пульсара PSR J1124—5916, обнаруженная ранее в рентгеновском диапазоне [15], впервые идентифицирована по положению и морфологии в оптическом диапазоне. Измерены оптические потоки излучения и проанализирован рентгеновский спектр этого объекта. Наблюдаемые потоки излучения равны 0.692^^5 ßJy, 0.676^0^ 15 ^^У ДЛЯ оптических V, йи I фильтров, соответственно. Рентгеновский спектр описывается степенным законом со спектральным индексом av = 0.85 ± 0.02 и нормировочной константой С = (1.38 ± 0.08) х 10~~4 фотонов см-2 с-1 КэВ-1. Установлены верхние пределы на поток излучения пульсара PSR J1124—5916 и построен его ориентировочный многоволновой спектр, исправленный на межзвёздное поглощение, который представлен на Рис. 4 (внизу), с использованием оптических верхних пределов и рентгеновского спектра из работы [16]. Чтобы отождествить этот пульсар в оптическом диапазоне необходимы дальнейшие наблюдения с высоким пространственным разрешением и более длительной экспозицией. В §3.2.3 обсуждаются предварительные результаты. В разделе 3.3 подтверждается обнаружение пульсарной туманности в оптическом диапазоне за счет анализа архивных данных инфракрасного орбитального телескопа Spitzer в широких каналах с эффективными длинами волн 4.5, 8, 24 и 70 микрон. Торообразная пульсарная туманность вокруг пульсара PSR J1124—5916 обнаруживается в каналах 4.5 и 8 микрон. Источник не обнаружен в 24 и 70 микронах, в которых доминирует яркое излучение от оболочки и филаментов остатка сверхновой. Построен исправленный на поглощение Ау = 1.86 - 2.10, определенное по спектральным наблюдениям [19], многоволновой спектр пульсарной туманности от инфракрасного до рентгеновского диапазонов. Спектр представлен на Рис. 4 (вверху). Красным показан рентгеновский спектр, описывающийся степенным законом со спектральным индексом аи = 0.85 ± 0.02, желтым показана аппроксимация оптического/ИК спектра степенным законом со спектральным индексом а„ = 1.48 ±0.16. Видно, что характер спектра этого объекта подобен спектрам туманностей в остатках сверхновых ЗС 58 (Глава 2) и В0540—69.3 [8]. Также наблюдаются двойной излом между оптическим/ИК и рентгеновским диапазонами и излом на « 20 микрон (Log v [Гц] ~ 13.15). В разделе 3.4 дано заключение к Главе 3.

1х>8 Е 1кеУ]

-5 -4 -3 -2-10 1

LogV [ Нг]

0,5

0

71 -0,5

а

ад о

^ -1,5

-2

~'5Н 15 16 17 18

Ьоё V [ Нг ]

Рис. 4: Вверху: Многоволновой спектр пульсарной туманности вокруг пульсар РЭИ Л124—5916. Внизу: многоволновой спектр пульсара РЭП Л124—5916, красными треугольниками обозначены верхние пределы на поток излучения пульсара

Глава 4 посвящена детальному исследованию в оптическом и рентгеновском диапазонах структуры торообразной туманности пульсара РЭИ В0540-69.3, связанного с одноименным остатком сверхновой в БМО. Результаты этого исследования опубликованы в работе [4А, 6А]. В разделе 4.1 освещена история предыдущих исследований этого объекта в разных диапазонах длин волн. Пульсар имеет период 50.2 миллисекунд [20], характеристический воз-

раст т = Р/2Р ss 1660 лет, скорость потери энергии вращения Ё = 1.5 х 10'w эрг с-1; расстояние до него оценивается в 50 кпс. В разделе 4.2 описаны оригинальные оптические наблюдения пульсарной туманности на телескопе HST, а также архивные рентгеновские данные телескопа Chandra, и анализ данных.

WFPC2-K547M Od 1999 400 s

11.4 5:40:11.0 Right ascension

Рис. 5: 11" x 11" оптическое изображение пульсарной туманности В0540-69.3 (слева вверху), полученное в 1999 году на приборе HST/WFPC2 в фильтре F547M (А = 5400 А), и соответствующее рентгеновское изображение (слева внизу), полученное в 2000 году на приборе Chandra/HRC в диапазоне 0.2-10 КэВ. Белыми линиями помечены два разреза с размерами 0"8 х 10" вдоль главной и поперечной осей туманности, для которых построены одномерные профили яркости (средние и правые панели, соответственно). На всех профилях главный пик соответствует положению пульсара. Положение яркой компактной структуры ("blob") туманности, видимой на юго-заладе от пульсара, указано вертикальной прямой на средних панелях.

В разделе 4.3 представлены результаты прямых и поляризационных наблюдений пульсара РЭП В0540—69.3 и его туманности в оптическом диапазоне. Изображения с высоким пространственным разрешением получены

с помощью космического телескопа HST. Эти изображения сопоставлены с рентгеновскими данными, полученными обсерваторией Chandra. В §4.3.1 описана оптическая фотометрия отдельных частей пульсарной туманности. В частности, изучена яркая компактная область к юго-западу от пульсара, где в 1999 году наблюдался яркий сгусток излучения, который, как было отмечено в недавней работе [21], по-видимому, удаляется от пульсара с высокой скоростью ~ 0.04с, где с скорость света. В §4.3.2 построена поляризационная карта излучения пульсарной туманности в оптическом диапазоне. В §4.3.3 проведено отождествление яркого сгустка в рентгеновском диапазоне. На Рис. 5 представлены изображения пульсарной туманности в оптическом (сверху слева) и рентгеновском (снизу слева) диапазонах, полученные в сентябре 1999 года на HST в фильтре F547M (Л = 5470 Ä) и в июне 2000 года на Chandra на приборе HRC (High Resolution Camera) в диапазоне 0.2 - 10 КэВ. Яркая компактная структура хорошо идентифицируется на одномерных профилях интенсивности (средние панели), её положение указано вертикальной прямой.

В §4.3.4 произведена рентгеновская спектроскопия отдельных частей пульсарной туманности с учетом поглощения на луче зрения совместно от Галактики, Большого Магелланового Облака и родительского остатка сверхновой.

Рентгеновский спектр описывается наилучшим образом, если предположить наличие на луче зрения дополнительного кислорода, помимо кислорода межзвездного газа в ВМО ä и Млечном Пути. Этот дополнительный кисло-

г -69-.19

род связан с богатым кислородом остатком сверхновой. Взяв необходимое количество дополнительного кислорода, получаем массу предсверх-новой в диапазоне 20-25 М0, что соответствует верхнему диапазону масс прародителя сверхновой типа Ир и согласуется со спектральными наблюдениями остатка сверхновой в оптическом и рентгеновском диапазонах.

С учетом этого найден фотонный индекс спектра пульсара (Г = 1.74±0.01) и колонковая плотность вещества N^NR в родительском остатке сверхновой.

Рис. 6: Сглаженная карта фотонного индекса пульсарной туманности В0540-69.3 (значение индекса указано цветом). Контуры соответствуют уровням интенсивности рентгеновского излучения туманности. "+"обо-значено положение пульсара.

Построена карта рентгеновского фотонного индекса туманности (Рис. 6), показывающая укручение спектра излучения при удалении от пульсара. Яркая структура хорошо выделяется на этой карте и характеризуется максимально жестким спектром по сравнению со всей туманностью и пульсаром. В §4.3.5 построен многоволновой спектр этой структуры от оптического до рентгеновского диапазона (Рис.7, вверху).

V | Нг ] и>% Е [ кеУ ]

Рис. 7: Вверху: Многоволновой спектр яркой компактной части пульсарной туманности В0540-69.3 по данным в оптическом и рентгеновском диапазонах. Внизу: Многоволновой спектр пульсарной туманности В0540-69.3, составленный из радио, ИК. оптического и рентгеновского потоков.

Показано, что оптический и рентгеновский спектральные индексы сильно отличаются и равны = 1.35±0.25 и а* = 0.65±0.04, соответственно. Вме-

15

сте с тем, в среднем, плотность оптического потока на уровне 2а сопоставима с экстраполяцией рентгеновского спектра в области низких частот. Отметим, что спектр всей туманности в оптическом/ИК и рентгеновском диапазонах также нельзя описать единым степенным законом (Рис. 7, внизу).

В разделе 4.4 суммируются результаты по Главе 4.

В заключении сформулированы основные результаты диссертационной работы:

1. Обнаружена торообразная часть пульсарной туманности вокруг пульсара РБИ Л0205+6449 в остатке сверхновой ЗС 58 в оптическом и инфракрасном диапазонах.

2. Обнаружен плерион в остатке сверхновой ЗС 58 в среднем ИК. Показано, что спектр плериона описывается одним степенным законом от ИК до рентгена, что говорит о единой синхротронной природе излучения в этих диапазонах (Рис. 3, вверху) и об отсутствии тепловой компоненты от остатка сверхновой, которая доминирует над синхротронным излучением в среднем-ИК в других остатках сверхновых.

3. Получены данные, свидетельствующие о возможном детектировании пульсара Р8Л Л0205+6449 в ближнем ИК. Установлены верхние пределы на поток его излучения в оптическом диапазоне.

4. Обнаружена пульсарная туманность вокруг пульсара РБЯ Л124—5916 в оптическом и инфракрасном диапазонах.

5. Установлены верхние пределы на потоки излучения пульсара РЭЙ Л124-5916 в оптическом диапазоне.

6. Показано, что многоволновые спектры обеих торообразных пульсарных туманностей описываются степенными законами со значительно более крутыми наклонами в оптическом и инфракрасном диапазонах, чем в рентгене (Рис. 1, 4). Это подразумевает двойной излом в спектре между оптическим и рентгеновским диапазонами. Наблюдается также излом спектра в области 20 микрон для обоих объектов. Такие же изломы наблюдаются и в излучении пульсарной туманности, находящейся в остатке сверхновой В0540—69.3 (Рис. 7, внизу), но не проявляются в Крабовидной Туманности, чей спектр содержит только один излом между оптическим и рентгеновским диапазонами. Двойной излом говорит о сложном, не описывающемся единым степенным законом, спектре частиц, инжектированных в туманность и ответственных за ее излучение.

7. Детально исследована структура пульсарной туманности В0540—69.3 в оптическом и рентгеновском диапазонах. Обнаружена яркая компактная структура на оптических изображениях пульсарной туманности В0540-69.3. Она отождествлена в рентгеновском диапазоне. Построен реалистичный многоволновой спектр этой структуры с учетом модели межзвездного поглощения, которая учитывает разные составляющие поглощения на луче зрения. С учетом этого получен также спектр пульсара РБЯ В0540—69.3 и построена карта спектрального индекса всей пульсарной туманности в рентгеновском диапазоне, из которой видно, что обнаруженная яркая компактная структура имеет максимально жесткий спектр по сравнению с остальными частями туманности.

8. Полученные результаты удваивают число пульсарных туманностей, отождествленных в оптическом и инфракрасном диапазонах. Наличие двойного

излома между оптическим и рентгеновским диапазонами в спектрах 3-х из 4-х отождествленных туманностей делают эту особенность достаточно распространенной, что необходимо учитывать при построении теоретических моделей данных объектов.

Публикации по теме диссертации

[1А] Shibanov Yu. A., Lundqvist N., Lundqvist P., Sollerman J., Zyuzin D.,

2008, Astronomy and Astrophysics, v. 486, pp. 273-282

[2A] Zharikov S. V., Shibanov Yu. A., Zyuzin D. A., Mennickent R. E., Komarova V. N., 2008, Astronomy and Astrophysics, v. 492, pp. 805-814

[ЗА] Zyuzin D. A., Danilenko A. A., Zharikov S. V., Shibanov Yu. A., 2009, Astronomy and Astrophysics, v. 508, pp. 855—858

[4A] Lundqvist N., Lundqvist P., Björnsson С.-I., Olofsson G., Pires S., Shibanov Yu. A., Zyuzin D. A., 2011, MNRAS, v. 413, pp. 611-627

[5A] Зюзин Д.А., Ю.А. Шибанов, C.B. Жариков, A.A. Даниленко, П. Люндквист, Е. Соллерман, Тезисы конференции ФизикА.СПб по физике и астрономии, 2011, стр. 24

[6А] Д.А. Зюзин, Ю.А. Шибанов, Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра 2006, Программа и тезисы, Москва, ИКИ РАН, 2006, стр. 10

[7А] Д.А. Зюзин, Ю.А. Шибанов, Даниленко A.A., Жариков C.B., Комарова В.Н., Mennickent R.E., Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра

2009, Программа и тезисы, Москва, ИКИ РАН, 2009, стр. 22

[8А] Д.А. Зюзин, Ю.А. Шибанов, Жариков C.B., Даниленко A.A., Комарова В.Н., Lundqvist N., Lundqvist P., Sollerman J., Mennickent R.E., Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра 2010, Программа и тезисы, Москва, ИКИ РАН, 2010, стр. 18

Список литературы

[1] Hester, J. J., ARAA. - 2005. - Vol. 46. - pp. 127 - 155

[2j Tavani, M. et al., 2011, Science, 331, 736

[3] Abdo, A. et al., 2011, Science, 331, 739

[4] Striani, E., Tavani, M., Piano, G, et al., 2011, ApJ, 741, 5

[5] Slane, P., High-Energy Emission from Pulsars and their Systems, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2011, p. 373

[6] Slane, P, HIGH ENERGY GAMMA-RAY ASTRONOMY: Proceedings of the 4th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings, vol. 1085, pp. 120-128 (2008)

[7] Kargaltsev, О. к Pavlov, G. G.; 40 YEARS OF PULSARS: Millisecond Pulsars, Magnetars and More. AIP Conference Proceedings, Volume 983, pp. 171-185 (2008).

[8] Serafimovich, N. I.; Shibanov, Yu. A.; Lundqvist, P.; Sollerman, J. 2004, A&A, 425, pp. 1041-1060

9] Mignani, R.P., 2011, AdSpR, 47, 1281M

10] Murray, S., Slane, P.O., Seward, F.D., et al. 2002, ApJ, 568, 226

11] Slane, P., Helfand, D., van der Swaluw, E. k Murray, S., 2004, ApJ, 616, 403

12] Fesen, R., Rudie, G., Hurford, A., & Soto, A. 2008, ApJS, 174, 379

13] Kaplan, D. k Moon D.-S., 2006, ApJ, 644, 1056

14] Shearer, A. k Neustroev, V. V., 2008, MNRAS, 390, 235

15] Hughes, J. P., Slane, P. O., Burrows, D. N., Garmire, G., 2001, ApJ, L153

16] J. P. Hughes, P. O. Slane, D. N. Burrows, et al., 2001, ApJL 559, pp. 153-156

17] Camilo, F., Manchester, R. N., Gaensler, B. M., et al. 2002, ApJ, 567, L71

18] Chevalier, R. 2005, ApJ, 619, 839

19] Winkler, P.F.,& Long, K.S 2006, AJ, 132, 360

20] Seward, F. D.; Harnden, F. R., Jr.; Helfand, D. J., 1984, ApJ, 287L, 19S

21] De Luca, A., Mignani, R. P., Caraveo, P. A. k Bignami, G. F., 2007, ApJ, 667, 77

Лицензия ЛР № 020593 от 07.08.97

Подписано в печать 25.11.201). Формат 60x84/16. Печать цифровая. Усл. печ. л. 1,0. Уч.-изд. л. 1,0. Тираж 100. Заказ 2814.

Отпечатано с готового оригинал-макета, предоставленного автором, в Цифровом типографском центре Издательства Политехнического университета. 195251, Санкт-Петербург, Политехническая ул., 29. Тел.:(812)550-40-14 Тел./факс: (812) 297-57-76

Введение

1 Методические вопросы исследования пульсарных туманностей в оптическом и инфракрасном диапазонах

1.1 Телескопы, приборы и методы наблюдений, использовавшиеся в данной работе

1.1.1 Оптические телескопы NOT (Nordic Optical Telescope) и VLT (Very Large Telescope)

1.1.2 Космический телескоп им. Хаббла (HST).

1.1.3 Инфракрасный орбитальный телескоп Spitzer.

1.1.4 Инфракрасный орбитальный телескоп AKARI.

1.1.5 Рентгеновская обсерватория Chandra.

1.2 Редукция фотометрических данных.

1.2.1 Первичная редукция

1.2.2 Астрометрическая привязка «прямых» изображений.

1.2.3 Фотометрическая калибровка.

1.2.4 Космический телескоп им. Хаббла.

2 Пульсар J0205+6449 и его пульсарная туманность в остатке сверхновой ЗС

2.1 Введение

2.2 Идентификация пульсарной туманности в остатке сверхновой ЗС58 в оптическом и ИК диапазонах с помощью NOT и Spitzer.

2.2.1 Наблюдения и обработка данных.

2.2.2 Результаты.

2.3 Последующие наблюдения пульсарной туманности в остатке сверхповой ЗС

58 с помощью NOT и AKARI

2.3.1 Наблюдения

2.3.2 Торообразная часть пульсарной туманности.

2.3.3 Плерион.

2.3.4 Пульсар PSR J0205+

4.4 Заключение

Представлены результаты прямых и поляризационных наблюдений пульсара PSR В0540—69.3 и его сильно-переменной туманности в оптическом диапазоне. Изображения с высоким пространственным разрешением получены с помощью космического телескопа им. Хаббла. Эти изображения были сопоставлены с рентгеновскими данными, полученными обсерваторией Chandra.

Произведена оптическая фотометрия отдельных частей пульсарной туманности. В частности, была изучена яркая область туманности к юго-западу от пульсара, где в 1999 году наблюдался яркий сгусток излучения.

Была построена поляризационная карта излучения пульсарной туманности в оптическом диапазоне. Эти данные показывают, что поляризационные свойства излучения заметно варьируются в той области пространства, где находился сгусток, в 1999 году, что является аргументом в пользу некоторого локального процесса выделения энергии. Несколько других точек, расположенных на оси пульсар-сгусток, демонстрируют аналогичные изменения поляризационных свойств, что является указанием на недавние или более слабые случаи локального выделения энергии.

Была произведена рентгеновская спектроскопия отдельных частей пульсарной туманности. Рентгеновский спектр описывается наилучшим образом, если предположить наличие на луче зрения дополнительного кислорода, помимо кислорода межзвёздного газа в БМО и Млечном Пути. Этот дополнительный кислород связан с богатым кислородом остатком сверхновой. Взяв необходимое количество дополнительного кислорода, получаем массу предсверхновой в диапазоне 20-25 М0, что соответствует верхнему диапазону масс прародителя сверхновой типа Пр и согласуется со спектральными наблюдениями остатка сверхновой в оптическом [Serafimovich et al., 2004], инфракрасном [Williams et al., 2008] и рентгеновском диапазонах [Park et al., 2010].

С учётом этого найден фотонный индекс рентгеновского спектра пульсара (Г = 1.74 ± 0.01) и колонковая плотность вещества N§nr в родительском остатке сверхновой. Построена карта рентгеновского фотонного индекса туманности (Рис. 4.10), показывающая укручение спектра излучения при удалении от пульсара. Яркий сгусток хорошо выделяется на этой карте и характеризуется максимально жестким спектром по сравнению со всей туманностью и пульсаром.

В рентгеновском диапазоне, спектр становится более крутым при удалении от сгустка, причем показатель спектра меняется быстрее в направлении ортогональном направлению пульсар-сгусток, чем вдоль этого направления. Это может означать, что энергия впрыскивается в пульсарную туманность главным образом вдоль направления пульсар-сгусток и затем передается филаментам туманности посредством ударных волн, что согласуется с поляризационными оптическими наблюдениями туманности.

Также был построен многоволновой спектр этого сгустка от оптического до рентгеновского диапазона (Рис. 4.12, вверху). Показано, что оптический и рентгеновский спектральные индексы сильно отличаются и равны = 1.35 ± 0.25 и а^ = 0.65 ± 0.04, соответственно. Вместе с тем, в среднем, плотность оптического потока на уровне 2сг сопоставима с экстраполяцией рентгеновского спектра в области низких частот. Отметим, что спектр всей туманности в оптическом/ИК и рентгеновском диапазонах также нельзя описать единым степенным законом (Рис. 4.12, внизу). жесткий спектр по сравнению с остальными частями туманности.

8. Полученные результаты удваивают число пульсарных туманностей, отождествленных в оптическом и инфракрасном диапазонах. Наличие двойного излома между оптическим и рентгеновским диапазонами в спектрах 3-х из 4-х отождествленных туманностей делают эту особенность достаточно распространенной, что необходимо учитывать при построении теоретических моделей данных объектов.

Выражаю благодарности всем соавторам совместных публикаций за плодотворное сотрудничество, A.A. Даниленко и П.С. Штернину за помощь в оформлении диссертации, а также всем сотрудникам сектора теоретической астрофизики. Я особо благодарен своему научному руководителю Ю.А. Шибанову.

1. Anders, E., Grevesse, N. 1989, Geochim. Cosmochim. Acta, 53, 197

2. Becker, R., Helfand, D., & Szymkoviek, A., 1982, ApJ, 255, 537

3. Benjamini, Y., Hochberg, Y. 1995, J. R. Stat. Soc. B, 57, 289

4. Bessell, M. S. 1990, PASP, 102, 1181

5. Bietenholz, M., Kassim, N., Weiler, K. 2001, ApJ, 360, 772

6. Bietenholz, M., 2006, ApJ, 645, 1180

7. Bijaoui, A., Rué, F. 1995, Signal Proc. 46, 229

8. Biretta, J., McMaster, M. 1997, Instrument Science Report WFPC2 97-11 Bohlin R.C., Savage B.D., Drake, J.F. 1978, ApJ, 224, 132

9. Blinnikov, S., Lundqvist, P., Bartunov, O., Nomoto, K. & Iwamoto, K. 2000, ApJ, 532, 1132

10. Braun, R., Goss, W. M., Danziger, I. J., & Boksenberg, A. 1983, in Supernova Remnants and Their X-Ray Emission (IAU Symposium 101), ed. J. Danziger & P. Gorenstein, (Dordrecht: Reidel), p. 159.

11. Clark, D. H., Tuohy, I. R., Dopita, M. A., et al. 1982, ApJ, 255, 440

12. Camilo, F., Stairs, I.H., Lorimer, D.R., et al. 2002, ApJ, 571, L41

13. Camilo, F., Manchester, R. N., Gaensler, B. M., et al. 2002, ApJ, 567, L71

14. Camilo, F., Kaspi, V. M., Lyne, A. G., Manchester, R. N., Bell, J. F., D'Amico, N., McKay, N. P. F., & Crawford, F. 2000, ApJ, 541, 367

15. Caraveo, P. A., Mignani, R. P., De Luca, A., et al. 2000, in A decade of HST science, eds. Mario Livio et al. (Baltimore) 105, astro-ph/0009035.

16. Cardelli, J. A., Clayton, G. C., Mathis, J. S. 1989, ApJ, 345, 245

17. Chanan, G.A., k Helfand, D.J. 1990, ApJ, 352, 167

18. Chanan, G.A., Helfand, D.J., & Reynolds, S.P. 1984, ApJ, 287, L23118

19. Chevalier, R. 2004, ApJ, 619, 839 Chevalier, R. 2005, ApJ, 619, 839 Chevalier, R. A. 2006, astro-ph/0607422 Davis, J.E. 2001, ApJ, 562, 575

20. De Luca, A., Mignani, R. R, Caraveo, R A., Bignami, G. F. 2007, ApJ, 667, 77

21. Dickel, J., R., Mulligan, M., C., Klinger, R., J. et al. 2002, Neutron Stars in Supernova Remnants, ASP Conf. Series, 271, 195, Eds. Slane, P., O., Gaensler, B.

22. Fesen, R. 1983, ApJ, 270, L53

23. Fesen, R., Kirshner, R., & Becker, R, 1988, IAU Colloq. 101: Supernova Remnants and the Interstellar Medium, 55

24. Fesen, R., Rudie, G., Hurford, A., & Soto, A. 2008, ApJS, 174, 379

25. Fleishman, G.D. & Bietenholz, M.F. 2007, MNRAS, 376, 625

26. Frail, D. A.& Moffett, D. A. 1993, ApJ, 408, 637

27. Frail, D. A., Giacani, E. B., Goss, W. M., & Dubner, G. 1996, ApJ, 464, L165. Flaherty, K. M., Pipher, J.L., Megeath, S.T. et al. 2007, ApJ, 663, 1069 Frayer D.T. et al. 2006, ApJ, 647, L9

28. Fukugita, M., Shimasaku, K., Ichikawa, T. 1995, PASP, 107, 945

29. Gaensler, B. M. 2001, in Young Supernova Remnants (AIP Conference Proceedings Volume 565), ed. S. S. Holt & U. Hwang, (New York: AIP), p. 295.

30. Gaensler, B. M., Arons, J., Kaspi, V.M., Pivovaroff, M.J., Kawai, N. 2002, ApJ, 569, 878

31. Gaensler, B.M., & Wallace, B. J. 2003, ApJ, 594, 326

32. Gonzales, M. & Safi-Harb, S. 2003, ApJ, 583, L91.

33. Gotthelf, E. V., & Wang, Q. D. 2000, ApJ, 532, L117

34. Green, D. A. k Scheuer, P. A. G. 1992, MNRAS, 258, 833.

35. Green, D. A. 1994, ApJS, 90, 817

36. Gröningsson, P., Fransson, C., Lundqvist, P. et al. 2008, A&A, 479, 761 Hester, J. J., Mori, K.„ Burrows, D. et al. 2002, ApJ, 577, 49 Hester, J. J. 2008, ARA&A, 46, 127

37. Hughes, J. P., Slane, P. 0., Burrows, D. N. Garmire, G. 2001, ApJ, L153

38. Hughes, J. P., Slane, P. O., Park, S., et al. 2003, ApJ, 591, L139119

39. Hunt, L. K., Mannucci, F., Testi, L., et al., 1998, AJ, 115, 2594

40. Henize, K. G. 1956, ApJS, 2, 315

41. Hwang, U., Holt, S., & Petre, R. 2000, ApJ, 537, L1191.debetouw, R., Mathis, J.J., Babler, B.L. et al., 2005, ApJ, 619, 931

42. Jeffery, D. J. 1991, ApJS, 77, 405

43. Kalberla, P.M.W., Burton, W.B., Hartmann, D., et al., 2005, A&A, 440, 775 Kaplan, D. L., Chatterjee, S., Gaensler, B. M., Anderson, J. 2008, ApJ, 677, 1201 Kirshner, R. P., Morse, J. A., Winkler, P. F., Blair, W. P. 1989, ApJ, 342, 260

44. Marne, A.E. 1968, MNRAS, 139, 4611.ng, K.S., & Helfand, D.J. 1979, ApJ, 234, L771.ndqvist, P., Fransson, C. 1996, ApJ, 464, 942

45. Mignani, R.P. 2005, Proc. of "The Electromagnetic Spectrum of Neutron Stars eds. A. Baykal et al., Springer 210, 133

46. Mignani, R.P., Pavlov, G.G, k Kargaltsev, O. 2008, arXiv:0805.2586120

47. Mignani, R.P., 2011, AdSpR, 47, 1281M

48. Manchester, R. N., Durdin, J. M., & Newton, L. M. 1985, Nature, 313, 374. Murdin, R & Clark, D. H. 1979, MNRAS, 189, 501.

49. Murray, S. S., Slane, R 0., Seward, F. D., Ransom, S. M., & Gaensler, B. M. 2002, ApJ, 568, 226.

50. Mattila, S., Lundqvist, P., Gröningsson, R, Meikle, P. et al. 2010, sibmitted to ApJ, arXiv:1002.4195

51. Melatos, A., Scheltus, D., Whiting, M. T., Eikenberry, S. S. et al. 2005, ApJ, 633, 931

52. Middleditch, R., N., Pennypacker, C., R., Burns, M., S. 1987, ApJ, 315, 142

53. Mignani, R. P., Sartori, A., De Luca, A., et al. 2010, astro-ph/1003.0786

54. Mori, K., Burrows, D. N., Hester, J. J. 2004, ApJ, 609, 186

55. Morse, J. A., Smith, N., Blair, W. P., Kirshner, R. P. et al. 2006, ApJ, 644, 188

56. Milne, J.K., Caswell, J.L., & Haynes, R.F. 1980, MNRAS, 191, 469

57. Mathewson, D.S., Dopita, M.A., Tuohy, I.R., Ford, V.L., 1980, ApJ, 242, L73

58. Mathewson, D.S., & Clarke, J.N. 1973, ApJ, 180, 725

59. Nomoto, K., Hashimoto, M. 1988, Phys. Rep., 163, 13

60. Pacini, F. & Salvati, M. 1973, ApJ, 186, 249.

61. Panagia, N. 2005 in the Proceedings of IAU Colloquium 192: Supernovae (10 years of SN1993J), eds. J.M. Marcaide & K.W. Weiler (Springer Verlag), v.99, p. 585 astro-ph/0309416.

62. Park, S., Hughes, J.P., Slane, P.O., Burrows, D.N., Gaensler, B.M., Ghavamian P. 2007, ApJ, 670, L121

63. Park, S., Hughes, J.P., Slane, P.O., Mori, K., Burrows, D.N. 2010, ApJ, 710, 948

64. Petre, R., Hwang, U., Holt, S. S., et al. 2007, ApJ, 662, 997

65. Predehl, P. & Schmitt, J.H.M.M. 1995, A&A, 293, 889

66. Ray, P. S., Kerr, M., Parent, D., Abdo, A. A. et al. 2011, ApJS, 194, 17

67. Rudie, G. C. & Fesen, R. A. 2007, RMxAC, 30, 90

68. Riess, A., 2000, Instrument Science Report WFPC2, 04

69. Reynolds, S. P. & Chevalier, R. A. 1984, ApJ, 278, 630.

70. Schlegel, D. J., Finkbeiner, D. P., Davis, M. 1998, ApJ, 500, 525

71. Shearer, A. k Neustroev, V. V., 2008, MNRAS, 390, 235S121

72. Shibanov, Yu.A., Koptsevich, A.B., Sollerman, J., Limdqvist, P. 2003, A&A, 406, 645

73. Slane, P., Helfand D.J., & Murray, S.S. 2002, ApJ, 571, L45

74. Slane, P., Helfand D.J., van der Swaluw, E. & Murray, S.S. 2004, ApJ, 616, 403

75. Slane, P. 2007, conference proceedings, "Astrophysics of Compact Objects,"2007, Huangshan, China (astro-ph:0711.1002)

76. Slane, P. 2011, heep.conf, 373

77. Slane, P., Helfand, D. J., Reynolds. S.P., et al. 2008, ApJ, 676, L33

78. Sollerman, J. 2003, A&A, 406, 639

79. Stephenson, F., & Green, D. 2002,

80. Historical Supernovae and their Remnants (Oxford, Clarendon)

81. Sandberg, A., Sollerman, J. 2009, A&A, 504, 525

82. Slane, P., High-Energy Emission from Pulsars and their Systems, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2011, p. 373

83. Slane, P., HIGH ENERGY GAMMA-RAY ASTRONOMY: Proceedings of the 4th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings, vol. 1085, pp. 120-128 (2008)

84. Seward, F.D., Harnden, F.R., & Helfand, D.J. 1984, ApJ, 287, L19

85. Saio, H., Nomoto, K., Kato, M. 1988, Nature, 334, 508

86. Serafimovich N. I., Lundqvist, P., Shibanov, Yu. A., Sollerman, J. 2005, AdSpR, 35, 1106 Shigeyama, T., Nomoto, K. 1990, ApJ, 360, 242

87. Safi-Harb, S. & Gonzalez, M.E. 2002, in: "X-rays at Sharp Focus": Chandra Science Symp. ASP Comf. Series Vol 262, eds. E. Schlegel and S.D. Vrtilek

88. Tanabe, T., Sakon, I., Cohen, M., et al., 2008, PAS J, 60, 375

89. Tavani, M. et al., 2011, Science, 331, 736

90. Temim, T., Gehrz, R. D., Woodward, C. E. et al. 2006, AJ, 132, 1610

91. Temim, T., Gehrz, R. D., Woodward, C. E. et al. 2009, AJ, 137, 5155

92. T^iamtzis, A., Schirmer, M., Lundqvist, P., Sollerman, J. 2009, AAP, 497, 167122

93. Torii, K., Slane, P.O., Kinugasa, K., Hashimotodani, K., Tsunemi, H. 2000, PASJ, 52, 875van den Bergh, S. 1978, ApJ, 220, L9

94. Veron-Cetty, M. P., & Woltjer, P. 1993, ApJ, 270, 370

95. Weiler, K. & Seielstad, G. 1971, ApJ, 163, 455

96. Weiland, J. L., Odegard, N., Hill, R. S., et al., 2011, ApJS, 192, 19W

97. Winkler, P.F., Long, K.S. 2006, AJ, 132, 360

98. Wagner, S., J., Seifert, W. 2000, Pulsar astronomy 2000 and beyond ASP Conf. ser., Kramer, M., Wex, N., Wielebinski, R. eds., 202, 315

99. Weisskopf, M. C., Hester, J. J., Tennant, A. F. 2000, ApJ, 536L, 81

100. Williams, B. J. 2010, PhD Thesis (North Carolina State University, Raleigh) arXiv: 1005.1296. Wilms, J., Allen, A., McCray, R. 2000, ApJ, 542, 914

101. Williams, B. J., Borkowski, K. J., Reynolds, S. P. et al. 2008, ApJ, 687, 1054

102. Woltjer, L., Salvati, M., Pacini, F., & Bandiera, R. 1997, A&A, 325, 295.

103. Zavlin, V. E., Pavlov, G. G. 2004, ApJ, 616, 452

104. Zharikov, S., Shibanov, Yu., Koptsevich, A. et al. 2002, A&A, 394, 633

105. Zharikov, S., Shibanov, Yu., Mennickent R., et al. 2004, A&A, 417, 1017

106. Zharikov, S., Shibanov, Yu., Komarova, V. 2006, AdSpR, 37, 1979

107. Zharikov, S., Shibanov, Yu., Mennickent R., & Komarova, V. 2008, A&A, 479, 793

108. Zharikov, S., Shibanov, Yu., Zyuzin D.A. et al. 2008, A&A, 492, 805