[ca] Aquesta tesi està centrada en l'estudi de les nebuloses produïdes pel vent dels pulsars (acrònim anglès, PWNe), que es formen com a resultat de que la major part de l'energia rotacional del púlsar es perd per l'emissió d'un vent relativista de partícules. Els vents, supersònics respecte al medi interestel·lar, produeixen un xoc terminal on les partícules s'acceleren. Atès que la nebulosa conté fotons i camps magnètics, les partícules poden emetre a totes les freqüències, des de ràdio fins a energies TeV, mitjançant processos no tèrmics com el sincrotró i el Compton invers. Aquesta tesi estudia l'evolució d'aquesta radiació no tèrmica al llarg de la vida del púlsar, analitzant els canvis produïts a la distribució d'energia espectral com a resultat de l'expansió i la contracció del PWN a causa dels equilibris de pressió i la interacció amb l'entorn. La tesi considera en primer lloc el cas del complex format pel púlsar/PWN, PSR J0205 + 6449/3C 58, que és especial per la seva curta edat, la seva significativa potència i la seva similitud amb la nebulosa del Cranc (la millor estudiada). Es presenten els resultats de l'anàlisi de 8 anys de dades de Fermi-LAT. Utilitzant una efemèride contemporània per a la pulsació, s'ha pogut detectar significativament 3C 58 durant l'interval de fase fora del pic de PSR J0205 + 6449. He analitzat les dades amb un model de PWNe en funció del temps basat en el codi TIDE, desenvolupat pel grup en el que he treballat durant els darrers 8 anys. El meu model proporciona un ajust raonable a les dades; un en el que el PWN 3C 58 encara no reverbera. La reverberació és el període de l'evolució de les nebuloses quan el xoc invers creat per l'explosió de la supernova viatja cap al púlsar, comprimint-les. És un període relativament curt, però significatiu i que no ha estat gaire estudiat. La resta de la tesi estudia PWNe més antigues, o més joves com 3C 58, però evolucionant-les cap al futur per a analitzar el seu comportament durant la reverberació. Aquest estudi ha conduït al descobriment i caracterització de la supereficiència. La supereficiència succeeix quan, a causa de la seva compressió deguda al xoc invers que torna de l'explosió de la supernova, la nebulosa està sotmesa a un escalfament adiabàtic significatiu. Degut a la compressió, el camp magnètic de la PWN també augmenta, així com hi ha més partícules a energies més altes que les que hi havia abans. Vaig trobar que aquest procés pot produir PWNe que durant poc temps emeten més energia en raigs X i en altres freqüències que el que tenen com a energia de rotació en aquell moment. Aquesta aparent contradicció és conseqüència del fet que potència rotacional del púlsar ja no és el dipòsit d'energia del sistema. Aquest període finalitza quan la pressió del camp magnètic, que augmenta significativament, és capaç d'equilibrar la pressió cinemàtica proporcionada pel xoc invers. He estudiat tant PWNe ben caracteritzades com una àmplia gamma de models de PWN representatius dels púlsars observats per estudiar les seves propietats de reverberació i supereficiència. Finalment, he estimat, mitjançant simulacions de Monte Carlo, quantes PWNe galàctics s'espera que reverberin o estiguin en una etapa de supereficiència en un moment donat i he realitzat prediccions per a possibles deteccions futures amb la propera generació d'instruments. Aquesta tesi es presenta com un compendi de resultats publicats. Tres articles publicats a The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society conformen els capítols 2, 3 i 4 de la tesi.

[es] Esta tesis se centra en el estudio de las nebulosas producidas por los vientos de púlsares (de su acrónimo en inglés, PWNe), que se forman como resultado de que la mayor parte de la energía de rotación del púlsar se pierde a través de la emisión de un viento relativista de partículas. Los vientos, al ser supersónicos con respecto al medio interestelar, producen un choque terminal donde las partículas se aceleran. Dado que la nebulosa contiene campos magnéticos y de fotones, las partículas pueden emitir en todas las frecuencias, desde radio hasta las energías TeV, a través de procesos no térmicos como sincrotrón y Compton inverso. Esta tesis estudia la evolución de esta radiación no térmica a lo largo de la vida del púlsar, analizando los cambios producidos en la distribución espectral de energía como resultado de la expansión y contracción del PWN debido a los equilibrios de presión y la interacción con el entorno. La tesis primero considera el caso del complejo formado por el púlsar/PWN, PSR J0205 + 6449/3C 58, que es especial por su corta edad, significativa potencia y parecido con la Nebulosa del Cangrejo (la mejor estudiada). Se presentan los resultados del análisis de 8 años de datos de Fermi-LAT. Utilizando una efeméride contemporánea para la pulsación, se ha podido detectar significativamente 3C 58 durante el intervalo de fase fuera del pico de PSR J0205 + 6449. He analizado estos datos con un modelo de PWNe dependiente del tiempo basado en el código TIDE, desarrollado por el grupo en el que he trabajado durante los últimos 8 años. Mi modelo proporciona un ajuste razonable a los datos; uno en el que el PWN 3C 58 aún no está en reverberación. La reverberación es el período de evolución de las nebulosas que ocurre cuando el choque inverso creado por la explosión de la supernova viaja hacia el púlsar, comprimiéndolas. Es un período relativamente corto pero significativo y apenas estudiado. El resto de tesis estudia PWNe más viejas, o más jóvenes como 3C 58 pero evolucionándolas hacia el futuro para analizar el comportamiento que muestran durante reverberación. Este estudio ha llevado al descubrimiento y caracterización de la supereficiencia. La supereficiencia ocurre cuando, debido a su compresión debido al impacto del choque inverso de la explosión de la supernova, la nebulosa está sujeta a un calentamiento adiabático significativo. Debido a la compresión, el campo magnético del PWN también aumenta, así como también hay más partículas a energías más altas que antes. Descubrí que tal proceso puede producir PWNe que durante un corto tiempo emiten más rayos X y fotones a otras frecuencias de lo que existe como energía de rotación en ese momento. Esto es consecuencia de que la potencia rotacional del púlsar ya no es la reserva de energía del sistema. Este período de reverberación termina cuando la presión del campo magnético, aumentada debido al incremento del propio campo, es capaz de equilibrar la presión cinemática proporcionada por el choque inverso. He estudiado tanto varias PWNe bien caracterizadas como una amplia gama de modelos PWN representativos de los púlsares observados para estudiar sus propiedades de reverberación y supereficiencia. Finalmente, estimé a través de simulaciones de Monte Carlo cuántas PWNe galácticas se espera que estén reverberando o en una etapa de supereficiencia en un momento dado y realicé predicciones para posibles detecciones futuras con la próxima generación de instrumentos. Esta tesis se presenta como un compendio de resultados publicados. Tres artículos publicados en The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters y Monthly Notices of the Royal Astronomical Society conforman correspondientemente los Capítulos 2, 3 y 4 de la tesis.