Synchrotron X-ray emission from old pulsars
我们利用同步辐射作为观测到的老恒星（$\gtrsim1-10$ Myr）的非热X射线辐射来研究其磁层中的粒子加速。我们假设观测到的X射线谱的幂律分量是由磁层中电子和正电子的同步辐射引起的。我们考虑了X射线发射粒子的两种对产生机制：磁对产生和光子-光子对产生。高能光子通过加速粒子的曲率辐射而发射出来，这些光子点燃了对的产生。我们使用辐射转移的解析描述和估计的同步辐射的光度。我们发现，对于自旋光度为$L_{\rm sd}\lesssim10^{33}$ erg s $^{-1}$的中子星，粒子加速和非热X射线发射的位置都在距离产生磁对的中子星中心$\lesssim10^7$ cm以内.对于具有自旋向下光度$L_{\rm sd}\lesssim10^{31}$ erg s $^{-1}$的双星如J 0108 -1431，即使考虑到强的小尺度表面磁场结构的存在，同步辐射也难以解释观测到的非热分量。
2014-06-27 astro-ph.HE
X-ray Emission from Middle-Aged Gamma-Ray Pulsars
脉冲星磁层中产生的电子/正电子发射同步辐射，这被广泛认为是从脉冲星探测到的非热X射线发射的起源。粒子是由磁层中加速粒子发出的曲率光子产生的。这些曲率光子被探测为来自年龄为$\lesssim10^6$ yr的恒星的脉冲$γ$射线发射。利用$γ$射线观测和分析模型，我们对同步辐射作为非热X射线发射机制的作用进行了严格的限制。在大多数中年恒星（$\sim10^5-10^6$ yr）中，由于磁层中光子-光子对的产生效率较低，我们发现同步辐射模型很难解释观测到的非热X射线发射。
2015-03-02 astro-ph.HE
The location of the Crab pulsar emission region: Restrictions on synchrotron emission models
最近对蟹状星云脉冲星的观测表明，没有证据表明红外区存在光谱突变。有人认为，在整个可观察的红外-光学范围内的观察是一致的幂律谱。这是作为一个自洽的非相干同步加速器模型票价与观测比较评估的起点。列入同步自吸收证明是重要的，因为这样的限制所施加的相对论性聚束思想定义的脉冲轮廓的发射区域的观察到的大小。结果表明，观测结果可以用来推导出两个独立的约束条件的距离从中子星的发射区，除了一个直接的下限，间接的措施是从上限的磁场强度。这两个极限都表明，发射区位于远大于光圆柱半径的距离处。这一结果的影响进行了讨论，并强调，为了标准的非相干同步加速器模型，以适应内的光缸，而特殊的物理条件需要调用。
2010-04-01 astro-ph.HE
Polarized synchrotron emission from the equatorial current sheet in gamma-ray pulsars
偏振是一种强有力的诊断工具，可以用来确定γ射线源中高能脉冲发射和粒子加速的位置。最近对脉冲星磁层的粒子模拟表明，高能辐射是由赤道电流片中发射同步辐射的粒子加速产生的。在这项研究中，我们重新检查的模拟数据来计算相位分辨偏振特性。我们发现，辐射是轻度偏振的，并且在通量与线偏振度（开脉冲：~ 15%，关脉冲：~30%）之间存在着一种线性关系。脉冲过程中极化的降低主要归因于电流片中焦散线的形成。当视线通过电流片时，由于磁极性的变化，每个光脉冲系统地伴随着偏振角的快速摆动。在脉冲星倾角约60度和观测者视角约130度的情况下，可以很好地再现在蟹状星云中观测到的光学偏振图案。预测的高能极化是当前片发射情景的一个强大功能，可以通过未来的X射线和伽马射线偏振测量仪器进行测试。
2016-09-05 astro-ph.HE
Synchrotron-Loss Spectral Breaks in Pulsar-Wind Nebulae and Extragalactic Jets
同步辐射物质的流动可以在几个天体物理环境中找到，包括河外喷流和脉冲风星云（PWNe）。对于X射线同步辐射，流动时间通常比电子辐射寿命长，因此在给定X射线能量下的有效源尺寸是在该能量下辐射的电子在燃烧之前可以对流的距离。由于同步辐射损失随电子能量变化很大，因此源的大小随X射线能量的增加而下降，导致同步辐射光谱变陡。对于均匀源，这种烧蚀产生了众所周知的结果，即源的综合光谱指数陡化0.5。然而，对于不均匀的源，不同的陡化量是可能的。我展示了一个简单的相对论性电子流出的唯象图像，具有整体非相对论性流速，横向流管半径，磁场强度，物质密度和流速都随着距离注入点的不同幂而变化。对于这样一幅图，我计算了作为幂律指数函数的突变点以上的谱指数的值，并给出了可能的陡化范围。我表明，这些简单的计算证实了源光度，其中还包括光谱“凸点”以下的突破，从以前在较高的能量电子积累的完整集成。在许多情况下，河外喷流的X射线同步辐射比射电辐射陡0.5倍以上;许多脉冲风星云也表现出同样的现象。至少在某些情况下，源的不均匀性是可能的，因此谱陡化的量成为源动力学或几何性质的诊断。
2009-07-27 astro-ph.HE
Phase-resolved polarization properties of the pulsar striped wind synchrotron emission
自从五年多前费米望远镜发射以来，已经发现了许多新的伽马射线脉冲星，它们具有有趣的特性，挑战了我们目前对脉冲星物理学的理解。对蟹状星云脉冲星的观测提供了对脉冲光谱的宽带分析，相位分辨的变化允许改进现有的模型来解释脉冲形状，光谱和偏振特性。后者给出了发射区域的几何形状以及磁场的结构的内部。基于有限电流片厚度条纹风的精确解析解，详细分析了同步辐射产生的相位分辨偏振变化。我们假设，主要贡献的风发射率来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性，所谓的电流片。产生的辐射主要是线性偏振的。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星旋转轴在天空平面上的投影方向上。该属性是风模型所独有的，并且与Crab数据非常一致。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质在定性上不受风洛伦兹因子、轻子注入幂律指数、冷热粒子对比度、脉冲星倾角和视线倾斜度变化的影响。
2013-08-05 astro-ph.HE
High-energy emission from the pulsar striped wind: a synchrotron model for gamma-ray pulsars
伽马射线辐射源是一类高能和极高能的辐射源，由于费米/大面积望远镜的出现，其已知数量正在稳步增加。本文用脉冲星风条纹粒子的同步辐射解释了它们的γ射线光度和光谱特征。除了辐射损失之外，粒子还受到恒定的再加速和再加热，例如通过磁重联感应电场。高能光度标度为$L_γ\approx 2\times10^{26} \textrm{W} \, (L_{\rm sd}/10^{28} \textrm{W})^{1/2} \, (P/1 \textrm{s})^{-1/2}$，其中$L_{\rm sd}$是脉冲星自旋下降光度，$P$是其周期。从这个关系出发，我们导出了脉冲星磁层和风理论的重要参数。实际上，我们发现风标度的体积洛伦兹因子为$Γ_{\rm v} \approx 10 \, τ_{\rm rec}^{1/5} \, (L_{\rm sd}/10^{28} \textrm{W})^{1/2}$，对多重性$κ$与磁化参数$σ$由$κ\,σ\, τ_{\rm rec}^{1/5} \approx 10^8$，和效率$η$自旋下的亮度转换成粒子动能根据关系$η\,σ\approx1$。对于相关的重新连接率的一个好的猜测是$τ_{\rm rec} \approx 0.5 \, (L_{\rm sd}/10^{28} \textrm{W})^{-5/12}$。最后，伽马射线中的脉冲只有在$L_{\rm…
2012-05-23 astro-ph.HE
Synchrotron spectra of GRB prompt emission and pulsar wind nebulae
粒子加速是许多高能天体物理环境中的一个基本过程，它决定了高能天体同步辐射的光谱特征。我们研究了磁流体动力学（MHD）湍流的基本动力学所产生的电子的绝热随机加速（ASA），并发现ASA的行为，有效地硬化注入的电子能谱。ASA在低能量下的优势和同步辐射冷却在高能量下的优势导致电子能谱和光子同步辐射谱的幂律形状被打破。此外，我们还应用ASA研究了伽马射线暴（GRB）和脉冲星风星云（PWNe）瞬发辐射的同步辐射谱。我们的理论和观测之间的良好的一致性，证实了粒子的随机加速是不可缺少的，在解释它们的同步辐射。
2019-11-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Synchrotron Emission From Young And Nearby Pulsars
PAMELA合作报告的宇宙射线正电子分数的上升引起了人们对高能电子和正电子的天体物理来源的极大兴趣，其中包括高能电子和正电子。在本文中，我们计算了从ATNF星表中包含的376颗年轻恒星（<10^6年）注入的电子和正电子的同步辐射光谱，并将我们的结果与观测结果进行了比较。我们发现，如果像船帆座和蟹状星云这样的天体注入了约10^48尔格或更多的高能电子和/或正电子，它们就有望在同步加速器的天空中产生明亮而独特的特征。有趣的是，我们预测硬同步辐射从这些地区的天空，这是定性相似的WMAP观察到的。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Particle Acceleration and Nonthermal Emission at the Intrabinary Shock of Spider Pulsars. II: Fast-Cooling Simulations
针对蜘蛛脉冲星双星内激波快冷却辐射问题，采用全局二维粒子网格模拟研究同步损失对激波结构和辐射的影响，发现激波张角、光变曲线双峰特征及硬幂律谱与观测相符。
2025-01-14 astro-ph.HE
On the broad-band synchrotron spectra of pulsar wind nebulae
宽波段观测表明，脉冲星风星云（PWNe）的特征是同步辐射的幂律谱被破坏。基于现代磁流体动力学（MHD）湍流理论，研究了PWN中电子的绝热随机加速（ASA）过程。ASA的作用是使低能量的电子注入能谱变平，而同步加速器冷却导致高能量的电子谱变陡。它们在不同能量范围内的优势导致了平坦的射电频谱（$F_ν$）和陡峭的X射线频谱。我们的分析光谱形状一般同意与观察到的同步辐射光谱的无线电和X射线明亮的PWNe。对应于ASA和同步加速器损耗之间的平衡的光谱中断提供了对ASA的加速时间尺度和PWN中的磁场强度的约束。
2018-12-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Twinkling pulsar wind nebulae in the synchrotron cut-off regime and the gamma-ray flares in the Crab Nebula
在脉冲星风星云中被加速的超相对论粒子的同步辐射可能支配其光谱，直到伽马射线能量。由于伽马射线发射电子的冷却时间短，伽马射线发射区紧邻加速部位。粒子加速可能发生在相对论性条纹风的终止激波处，在那里多次强制磁场重联提供了强的磁场涨落，促进了费米加速过程。加速机制意味着在粒子加速区域中存在随机磁场，这导致同步辐射的随机变化。这种变化在陡峭的伽马射线谱尾中特别强烈，在那里，磁场的适度波动会导致光谱通量的强烈耀斑。特别是，磁场的随机变化，这可能会导致准周期的伽玛射线耀斑，可以产生的相对论回旋离子不稳定性在终止冲击。我们的模型计算的同步辐射的光谱和时间演化的光谱截止制度表明，间歇性的磁场浓度占主导地位的伽马射线发射从最高能量的电子，并提供快速，强烈的变化，即使是准稳定分布的辐射粒子。模拟的光变曲线和光谱可以解释蟹状星云中观测到的非常强烈的伽马射线耀斑，以及在其他波长处缺乏强烈变化的现象。该模型预测耀斑阶段的高偏振，这可以用未来的偏振观测进行测试。
2011-12-14 astro-ph.HE
An X-ray Synchrotron Shell and a Pulsar: The Peculiar Supernova Remnant G32.4+0.1
本文通过深度Chandra观测证实超新星遗迹G32.4+0.1的X射线起源于非热同步辐射，推测其年龄较轻，并探讨了邻近脉冲星PSR J1850--0026及其潜在PWN与该遗迹是否相关的难题。
2024-02-16 astro-ph.HE
The Synchrotron Emission Pattern of IntraBinary Shocks
我们模拟了黑寡妇和红背系统中毫秒级恒星风与辐射驱动的伴风的碰撞。对于红背星，这种双星内激波（IBS）的几何形状对脉冲星外流中预期的赤道浓度相当敏感。因此，我们分析扩展IBS薄激波模型$\sim \sin^{2n}θ$脉冲星风。我们计算同步辐射从这样的冲击，包括建立和冷却的粒子人口，因为它沿着IBS加速。对于合理的参数，这IBS通量占主导地位的X射线波段的二进制发射。建模显示了IBS峰上光谱的细微变化，可用于敏感的X射线研究。作为示例应用，我们拟合档案CXO/XMM数据从黑寡妇脉冲星J1959+2048和红背PSR J2339-0533，发现该模型再现轨道光变曲线轮廓和能谱。结果显示了一个非常硬的注入电子光谱，表明可能的主导地位的重联。光变曲线拟合对几何参数敏感，包括非常重要的轨道倾角$i$。再加上伴星的光学拟合，这样的IBS X射线光变曲线模型可以强烈地约束双星的几何形状和MSP风的能量。
2019-05-29 astro-ph.HE
Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: An Application to the Crab Nebula Gamma-Ray Flares
AGILE和Fermi-LAT观测到的蟹状星云γ射线耀斑能量达到GeV，持续数天，这对脉冲星风星云粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器辐射反应的经典极限。先前的模型已经表明，如果电子经历静电加速，同步加速器的极限可以被超过，但是由此产生的光谱与数据不太一致。因此，仍然有一些重要的未解之谜，详细的粒子加速和排放过程中发生的耀斑。我们重新审视这个问题，使用一个新的分析方法的基础上的电子输运方程，其中包括条款描述静电加速，随机波粒子加速，冲击加速，同步辐射损失，和粒子逃逸。得到了电子分布的精确解，并用于计算相应的γ射线同步加速器谱。我们发现，在我们的模型中，γ射线耀斑主要由静电加速提供能量，但随机加速和冲击加速的贡献在产生观测到的谱形中起着重要作用。我们的模型可以再现所有的费米LAT和AGILE耀斑的光谱从蟹状星云，使用符合多波长观测约束的磁场强度。我们还计算了加速电子逃逸到脉冲星风终止激波下游侧区域后产生的同步辐射余辉的光谱和持续时间。余辉预计将在γ射线耀斑发生后的最长三周内消失。
2016-10-14 astro-ph.HE
Very high energy emission of Crab-like pulsars driven by the Cherenkov drift radiation
本文研究了Cherenkov漂移波对磁层电子分布反馈驱动的类蟹状星云中甚高能辐射的产生。我们发现，不稳定的切伦科夫漂移模式导致准线性扩散（QLD），保持俯仰角不消失，这反过来又维持同步加速器机制。考虑到类克拉布星系，它已被证明，切伦科夫漂移不稳定性（ChDI）的增长率是相当高的，表明该过程的高效率。通过对典型参数的机理分析，发现极紫外到硬$X$ -射线的切伦科夫漂移辐射与GeV波段的VHE同步辐射有很强的相关性。
2015-11-05 astro-ph.HE
The Effect of Diffusion on the Particle Spectra in Pulsar Wind Nebulae
计算脉冲星风星云中粒子光谱随位置变化的一种可能方法是求解福克-普朗克输运方程。本文给出了输运方程的数值解，其中包括对流、扩散、绝热损失和同步辐射过程。在第一部分的文件的稳态版本的传输方程作为一个功能的位置和能量。这样做是为了区分上述过程对输运方程解的各种影响。本文的第二部分涉及的输运方程的时间依赖性的解决方案，特别是考虑到移动外边界的影响。该文件强调了这样一个事实，即扩散可以发挥重要作用，减少同步辐射损失的量，导致预期的粒子光谱的修改。这些修正的光谱可以解释同步辐射的光子指数随位置的变化。本文的解并不局限于脉冲星风星云，而是可以应用于任何类似的中心源系统，例如球状星团。
2013-09-23 astro-ph.HE
Polarization of Synchrotron Emission from Rotation Powered Pulsars
Hiroshima University（广岛大学）；Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
本文研究外间隙模型中含向内辐射的脉冲星同步辐射偏振，发现强度峰值处偏振角变化且常伴高偏振度，重叠时变化超50度，并与IXPE观测对比确定PSR B1509-58的视线方向。
2026-09-18 astro-ph.HE
Coherent Radio Emission from Pulsars
我们回顾了一个物理模型，在脉冲星射电辐射中观察到的10 $^{25}-10^{30}$ K的高亮度温度是由在脉冲星磁层中的相对论电子-正电子等离子体中激发的相干曲率辐射解释的。
2015-10-01 astro-ph.HE
Global Kinetic Modeling of the Intrabinary Shock in Spider Pulsars
蜘蛛双星是由一颗毫秒脉冲星和一颗低质量伴星组成的紧凑双星系统。相对论性的以磁为主的脉冲星风撞击到伴星上，烧蚀它并慢慢消耗它的大气层。这种相互作用形成了二元内冲击，这是粒子加速的一个建议位置。我们进行全球完全动力学的粒子在细胞内模拟的intrabinary冲击，假设脉冲星风由平面平行条纹交替极性和冲击周围的同伴。我们发现，粒子有效地加速通过冲击驱动的重联。我们提取的第一性原理同步辐射光谱和光变曲线与X射线观测结果吻合得很好：（1）同步辐射光谱几乎是平坦的，即$F_ν\propto {\rm const}$ ;（2）当脉冲星自旋轴与轨道角动量接近一致时，光变曲线在脉冲星食前后出现两个峰值（脉冲星上合），相位由$\sim 0.8\, {\rm rad}$分开;（3）峰值通量超过下合处的峰值通量十倍。我们证明，双峰签名的光变曲线是由于多普勒增压后的冲击流。
2022-02-28 astro-ph.HE
Searching for the pulsar in G18.95-1.1: Discovery of an X-ray point source and associated synchrotron nebula with Chandra
使用钱德拉X射线天文台，我们精确定位了复合超新星遗迹G18.95-1.1中微弱X射线点源（CXOUJ 182913.1 -125113）和相关弥漫星云的位置。这些物体似乎是长期寻找的脉冲星和它的风星云。点源的X射线谱可用幂律吸收模型描述，γ =1.6，N_H约为1 × 10 ^（22）cm^（-2）。该模型预测了一个相对较低的未吸收X射线亮度，约为L_X（0.5-8.0keV）= 4.1 × 10 ^（31）D_2^2尔格·s^（-1），其中D_2是以2kpc为单位的距离。弥漫星云的最佳拟合模型是热辐射（kT = 0.48keV）和非热辐射（1.4 < Gamma < 1.9）的组合。在0.5- 8 keV能带，L_X = 5.4 × 10 ^（33）D_2^2 erg·s^（-1）的未吸收X射线亮度似乎主要由SNR的热分量所决定，在该能带提供了87%的L_X。未报告CXOUJ 182913.1 -125113的无线电或X射线脉动。如果我们假设G18.95-1.1的年龄约为5300年，并利用脉冲星和风星云的X射线光度以及自旋下降光度（通过磁偶极辐射）与周期之间的关系，我们估计脉冲星的周期为P = 0.4s。与其他旋转驱动的磁链相比，它在P-P点图中的位置暗示了2.2 × 10 ^（13）G的磁场，这个值接近量子临界场。
2010-07-14 astro-ph.HE
Multiwavelength Polarization of Rotation-Powered Pulsars
偏振测量提供了强有力的约束模型，从旋转动力的辐射。我们提出了多波长偏振预测表明，在一定范围内的频率的测量可以是特别重要的约束发射位置，辐射机制和系统的几何形状。结果假设一个通用的模型，从外磁层和电流片的发射，其中光学硬X射线发射产生的同步辐射的电子-正电子对和γ射线发射产生的曲率辐射或同步辐射的加速初级电子。假设无力磁层的磁场结构，并在惯性观测者的坐标系下计算了相位分辨和相位平均极化。我们发现，大的位置角摆动和深退偏谷发生在光变曲线的峰值在所有的能带。对于同步辐射，偏振特性强烈地依赖于光子发射半径，随着视线穿过电流片，对于光圆柱外部的发射，具有更大的、接近$180^\circ$的位置角摆动。对于同步辐射，在光柱内和光柱外发射的相位平均偏振度分别小于10%和20%左右，而曲率辐射的偏振度则大得多，可达40%-60%。在X射线和伽马射线光谱分量之间的过渡处观察到偏振度的急剧增加和位置角的变化将表明曲率辐射是伽马射线发射机制。
2017-04-20 astro-ph.HE
Vela pulsar wind nebula x-rays are polarized to near the synchrotron limit
脉冲星风星云是由相对论电子和正电子的流出物在冲击波前沿撞击周围的超新星遗迹或星际介质而形成的。船帆座脉冲星风星云由一颗年轻的脉冲星（B 0833 -45，年龄11 kyr）提供动力，位于一个名为船帆座X的扩展结构内，该结构本身位于超新星遗迹内。之前的X射线观察显示了两个明显的弧线，被喷流和反喷流一分为二。射电图显示，在星云的外部区域有60%的高线性偏振。在这里，我们报告的X射线观测星云的内部，其中偏振可以超过60%的前沿，这接近理论极限的同步辐射可以产生什么。我们推断，与超新星遗迹的情况相反，脉冲星风星云中的电子在高度均匀的磁场中被加速，几乎没有湍流。
2023-03-22 astro-ph.HE
Prospects for the detection of synchrotron halos around middle-age pulsars
能量超过10 GeV的宇宙射线正电子的起源是天体粒子物理学中最有趣的谜团之一。不同的解释被用来解决这个难题，如脉冲星风星云（PWNe），超新星遗迹或暗物质粒子的相互作用。HAWC和Milagro实验已经测量到在Geminga和Monogem PWNe方向上超过10 TeV的光子的扩展发射，这可以通过由这些源加速的正电子和电子通过逆康普顿散射发射的光子来解释。这些HAWC和Milagro探测对于估计PWN对正电子过剩的贡献非常重要。正电子和电子由PWNe发射并注入星际介质中，可以通过银河磁场的同步辐射产生能量介于射电和X射线之间的光子。在本白皮书中，我们展示了天体物理探测器任务概念，如AMEGO（全天空中能伽马射线天文台）和AdEPT（高级高能对望远镜），适合探测Monogem和Geminga PWNe的同步加速器晕，我们将报告AMEGO能够探测到的最有希望的PWNe列表。
2019-03-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Nature of Coherent Radio Emission from Pulsars
脉冲星的射电辐射来源于光柱半径10%以下的区域。这需要一种机制，其中相干发射在相对论对等离子体中以低于等离子体频率$ν_{\circ}$的频率$ν_{cr}$（即，$ν_{cr} < ν_{\circ}$）被激发。发射机制的一个可能的模型是带电聚束（带电孤子）沿弯曲的开放偶极磁场线能够激发相干曲率无线电发射相对论运动。在这篇文章中，我们回顾了高质量的观测结果，结合理论模型来揭示相干曲率射电辐射的本质。
2017-09-21 astro-ph.HE
Atacama Compact Array Observations of the Pulsar-Wind Nebula of SNR 0540-69.3
我们对SNR为0540-69.3的脉冲风星云（PWN）区域进行了观测。这些观测是用阿塔卡马紧凑阵列（ACA）在波段4和6进行的。我们还增加了来自澳大利亚紧凑阵列（ATCA）的3厘米射电观测。对于1.449 - 233.50 GHz，我们获得了同步辐射谱$F_ν \propto ν^{-α_ν}$，谱指数为$α_ν = 0.17\pm{0.02}$。为了总结这如何在更高频率下加入同步加速器光谱，我们包括迄今未发表的AKARI中红外数据，并评估已发表的紫外（UV），光学和红外（IR）数据。特别是，由于光谱线发射的污染，光学中的一些宽带滤波器数据必须从我们的分析中丢弃。对于同步加速器光谱的UV/IR部分，我们得到$α_ν = 0.87^{+0.08}_{-0.10}$。如果在同步辐射光谱中有两个间断，一个在$\sim 9\times10^{10}$ Hz附近，另一个在$\sim 2\times10^{13}$ Hz，那么就有空间容纳$2.5\times10^{-3}$太阳质量的尘埃，其温度为$\sim 55$ K。然后，光谱指数在$\sim 9\times10^{10}$ Hz处从无线电中的$α_ν = 0.14\pm0.07$变化到毫米到远红外范围中的$α_ν = 0.35^{-0.07}_{+0.05}$。ACA Band 6数据略微解决了PWN。特别是，脉冲星西南1.5”处的强发射…
2020-06-09 astro-ph.HE
The mechanism of coherent radio emission in some classes of pulsar
根据已发表的数据，对一组定义明确的均匀的29颗正常双星的射电光度进行了估算。给出了每个脉冲星的初级加速粒子束中每单位电荷的射频能量，并形成了宽度超过两个数量级的分布。发现的值表明，在电子-正电子和离子-质子等离子体的情况下，在1 - 10 GHz以下的辐射给定的运动学约束，在这里得到的EQUISARS是非常有效的发电机。我们的结论是，只有离子-质子等离子体源与正常和毫秒等离子体的光谱是一致的，我们列出和描述的因素，共同支持这一结论。
2014-09-02 astro-ph.HE
Discovery of a Synchrotron Bubble Associated with PSR J1015-5719
我们报告了与PSR J1015-5719有关的同步加速器星云G283.1-0.59的发现。使用莫隆格洛天文台综合望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列在36、16、6和3厘米处进行的射电观测揭示了一个复杂的形态。脉冲星嵌入星云的“头部”，具有扇形漫射发射。这连接到半径为20”的圆形气泡和延伸超过1“的准直尾部。偏振测量显示星云中有高度有序的磁场。它缠绕在头部的边缘，并在脉冲星附近显示方位角配置，然后在气泡附近和尾部准周期性地切换方向。结合观测到的平坦射电频谱，我们认为该系统最有可能是一个脉冲星风星云（PWN），其头部是一个低马赫数的弓形激波，气泡是一个在稠密环境中膨胀的壳层。这个气泡就像一个磁性的瓶子，可以捕获相对论性粒子。与其他具有较高马赫数的弓形激波PWNe的比较显示出类似的结构和B场几何形状，这意味着脉冲星速度可能不是决定这些系统的性质的最关键因素。我们还推导出了斜弓形激波的投射距离和形状的解析表达式。发现在三维空间中，投影距离总是大于真实距离。另一方面，投影形状在用投影间隔距离重新缩放后对倾斜不敏感。
2017-06-09 astro-ph.HE
A multi-component Langmuir-mode source for the observed pulsar coherent emission
有几类中子星是频率在10^2 - 10^3 MHz的相干发射源，其他的则是无线电宁静的。初级发射谱在自转周期和极帽磁通量密度的多个数量级上具有广泛的普适性。在某些射电大射电望远镜中存在的零点和模式变化只能被理解为磁球双稳态的一种表现。一个离子质子等离子体与可能的背景的电子-正电子对形成在极冠的恒星具有积极的共转电荷密度，并在这里示出的相干发射的存在或不存在的物理基础和一个可能的原因，为什么双稳态可能存在于脉冲星寿命的后期阶段。
2015-04-08 astro-ph.HE
High energy emission from the nebula around the Black Widow binary system containing millisecond pulsar B1957+20
经典类星体和毫秒类星体的脉冲$γ$射线辐射特征表明，它们内磁层的高能辐射过程是以相似的方式发生的。在过去的十年中，在经典的类星体周围发现了几个TeV的$γ$射线星云。上述事实表明，$γ$ -射线也应该在毫秒双星的周围产生。本文讨论了包含毫秒脉冲星B1957+20的黑寡妇双星系统的弓形激波星云模型。这个模型预言了在这个系统周围存在同步加速X射线和逆康普顿$γ$射线星云。我们想知道B1957+20周围星云的$γ$射线发射是否能被未来和现在的切伦科夫望远镜探测到。利用蒙特卡罗方法，我们跟踪了相对论电子在脉冲星附近的传播。我们计算了它们在同步辐射过程中产生的甚高能量辐射以及微波背景辐射和银盘红外辐射的逆康普顿散射。我们还计算了同步辐射过程中电子产生的X射线辐射。我们发现，从附近的B1957+20观测到的硬X射线尾发射可以解释我们的模型。此外，我们预测，TeV的$γ$ -射线的电子在逆康普顿过程中产生的辐射应该是可检测的未来的切伦科夫望远镜阵列，并可能通过长期的观察与目前的切伦科夫阵列，如MAGIC和VERITAS。来自B1957+20的$γ$射线辐射预计将被扩展，不均匀，并从双星系统的当前位置移动一个与星云半径相当的距离。
2012-12-28 astro-ph.HE
Synthetic pulsar lightcurves from global kinetic simulations and comparison with the Fermi-LAT catalog
本文通过倾斜脉冲星磁层的全局粒子模拟生成合成光变曲线，并与Fermi-LAT第三版脉冲星星表对比，验证了磁重联供能的同步辐射和逆康普顿模型能够再现类Vela双峰结构等观测特征。
2025-02-04 astro-ph.HE
Radiation Mechanism of the Soft Gamma-ray Pulsar PSR B1509-58
用外能隙模型解释了自旋下降脉冲星PSR B 1509 - 58的X射线和软γ射线辐射的光谱和能量相关光变曲线。在外能隙模型中，能隙内的大部分电子对产生于零电荷表面附近，能隙的电场将两个电荷分离，使它们向相反的方向运动。因此，从零电荷表面到光柱的区域主要是由粒子流出，从零电荷表面到恒星的区域主要是由粒子流入。粒子的流入和流出沿着磁场线运动并发射曲率光子，进入的曲率光子被恒星的强磁场转化为对。这些对发射同步加速器光子。我们认为PSR B 1509 -58的X射线和软γ射线是由这两对辐射的同步辐射产生的，PSR B 1509 -58的视角只接收入射辐射。磁对的产生需要大的螺距角，这使得同步辐射的脉冲轮廓不同于曲率辐射的脉冲轮廓。我们仔细地跟踪了不同俯仰角的同步辐射的脉冲轮廓。我们发现不同能带的光变曲线之间的差异是由于次级对的不同俯仰角造成的，在E> 10 MeV处出现的第二个峰来自恒星附近的区域，那里较强的磁场允许次级对以较小的俯仰角产生。
2013-03-03 astro-ph.HE
Polarization of Intrabinary Shock Emission in Spider Pulsars
针对蜘蛛脉冲星双星内激波辐射偏振未被研究的问题，研究者基于IXPE的偏振能力和脉冲星星云有序磁场的结论，构建两种磁场构型下的IBS偏振模型，发现其X射线偏振度可达50%以上，偏振角可用于探测双星结构，为后续观测提供理论支撑。
2023-11-06 astro-ph.HE
Relativistic charge solitons created due to nonlinear Landau damping: A candidate for explaining coherent radio emission in pulsars
脉冲星等离子体中相干射电辐射产生的一个可能的解决方案是存在相对论电荷孤子，它是非线性薛定谔方程（NLSE）的解。在早期的研究中，Melikidze等人（2000）研究了这些电荷孤子的性质;然而，他们的分析忽略了非线性朗道阻尼的影响，这是脉冲星对等离子体中NLSE推导中固有的。在本文中，我们包括非线性朗道阻尼的影响，并获得解决方案的NLSE通过应用一个合适的数值方案。我们发现，在适当的三次非线性和非线性朗道阻尼参数下，类孤子强脉冲从初始的无序态朗缪尔波中产生，并在足够长的时间内稳定传播，在此期间，它们能够激发相干曲率辐射.我们强调，这种{ \em稳定}强孤子从无序状态的出现并不发生在纯立方NLSE中，因此，它是{ \em引起}的非线性朗道阻尼。
2018-08-10 astro-ph.HE
Particle Acceleration and Nonthermal Emission at the Intrabinary Shock of Spider Pulsars. I: Non-Radiative Simulations
针对蜘蛛脉冲星双星内激波的X射线非热辐射，研究用二维PIC模拟揭示磁条带重联、上游电场及等离子体团随机相互作用对粒子的加速机制，并验证光谱和光变曲线与观测吻合。
2024-04-03 astro-ph.HE
Bunching Coherent Curvature Radiation in Three-Dimensional Magnetic Field Geometry: Application to Pulsars and Fast Radio Bursts
射电星和快速射电暴的极高亮温要求它们的辐射机制是相干的。聚束的相干曲率辐射作为射电暴和FRB的机制已经讨论了很长时间。假设脉冲星磁层中已经产生了聚束，我们计算了三维磁场几何条件下的相干曲率辐射谱。不同于以往的作品假设平行的轨迹和单能量的电子的能量分布，我们考虑了一个聚束，其特征在于它的长度，曲率半径的轨迹族，聚束张开角，和电子的能量分布。我们发现，聚束的曲率辐射谱具有多段破缺幂律的特征，其破缺频率取决于聚束特性和轨道结构。我们还强调，在脉冲星磁层中，只有净电荷相对于背景（Goldreich-Julian）流出的波动才能对相干辐射做出贡献。我们应用这个模型来约束观测到的光谱的恒星和FRB。对于一个典型的脉冲星（$B_p=10^{12}~{\rm G}$，$P=0.1~{\rm s}$），净电荷$δn_{\rm GJ}\sim 0.1 n_{\rm GJ}$的小波动可以提供可观测的通量。对于FRB，由于其突变性质，波动的净电荷可能更大。对于$δn_{\rm GJ}\sim n_{\rm GJ}$，需要一个具有强磁场和快速旋转的中子星来为自旋下降动力模型中的FRB提供动力。在宇宙梳模型中，这个要求不那么严格，这要归功于更大的截面和由梳理磁层的外部天体物理流形成的压缩电荷密度。
2018-10-03 astro-ph.HE
Optical Polarimetry of the Inner Crab Nebula and Pulsar
时间分辨的偏振测量提供了一个独特的洞察其发射区域的几何形状的光子。这种测量为脉冲星发射机制提出的不同模型提供了观测约束。蟹状星云的光学偏振数据来自HST档案。该数据集由HST/ACS对该星云的一系列观测组成。我们制作了内部星云的偏振矢量图，并首次测量了线性偏振度（P.D.）。和位置角（P.A.）脉冲星的综合脉冲束，以及它附近的同步加速器结。这就产生了脉冲星的$\rm P.D.=5.2\pm0.3%$和$\rm P.A.=105.1\pm1.6\degr$，以及同步加速器结的$\rm P.D.=59.0\pm1.9%$和$\rm P.A.=124.7\pm1.0\degr$。这是第一个高空间分辨率的内部星云和脉冲星的偏振多历元研究。在这些观测所涵盖的时期内，星云的主要特征都没有显示出显著的偏振演化的证据。在减去直流分量后，该脉冲星的结果与Sjuowikowska等人（2009）使用高时间分辨率光偏振仪OPTIMA获得的结果一致。我们的结果清楚地证明了结是直流分量的主要来源。
2013-05-29 astro-ph.HE
Gyro-orbit size, brightness temperature limit and implausibility of coherent emission by bunching in synchrotron radio sources
我们表明，自吸收的非相干同步辐射源的最大亮度温度的上限是从它的陀螺仪轨道的大小，这反过来又必须躺在总源范围内的限制。这些温度极限是在不依赖逆康普顿效应或磁场和相对论粒子之间能量均分的条件下获得的。对于射电变量，日内变率（IDV）意味着亮温$\sim 10^{19}$ K在源的同动静止帧。如果纯粹解释为非相干同步辐射，这意味着陀螺半径$>10^{28}$ cm，宇宙的大小，而从因果关系的论点推断，在这种情况下，源的最大大小是$\stackrel{<}{_{\sim}} 10^{15}$ cm。这种高亮度温度有时在文献中被建模为一些相干发射过程，其中以某种方式形成了同相辐射的非热粒子束。我们表明，不同于曲率辐射模型中提出的情况下，在同步辐射机制的相反电荷的粒子将有助于在一起的相干现象，而不需要形成单独的束的相反电荷。同时，我们表明，聚束将分散在尺寸大于一个波长的时间短于陀螺仪轨道周期（$\stackrel{<}{_{\sim}}0.1$秒）。因此，束团的相干发射不能成为河外射电源在几个小时或更长时间内表现出变化的高亮度温度的合理解释。
2012-04-02 astro-ph.HE
Coherent origin of peculiar polarization in radio pulsars
观测到的射电天文卫星的偏振包含几种特殊的效应，例如相当数量的正交偏振模（OPMs），它们通常具有与圆偏振V相同的旋向。在B1913+16和B1933+16的平均剖面中，观测到偏振角（PA）的正交跳跃发生在最大值V处，而不是V = 0。在核心组件中也观察到高水平的V（例如，在B1237+25中），其中它们伴随着来自旋转矢量模型的PA的强烈失真。在弱偏振发射中，在B1919+21和B0823+26中观察到45度的PA跳跃。它示出，所有这些特点可以解释在一个模型中，假设相干添加波的自然传播模式。
2017-12-04 astro-ph.HE
Long-term coherent timing of the accreting millisecond pulsar IGR J17062-6143
我们报告的163赫兹吸积毫秒X射线脉冲星IGR J17062-6143的相干定时分析。利用中子星内部成分探测器和XMM-牛顿收集的数据，我们研究了脉冲星演化超过四年的时间跨度。我们得到了一个独特的相位相干定时解决方案的恒星自旋，发现源旋转的速度为$(3.77\pm0.09)\times 10^{-15}$ Hz/s。我们进一步发现，$0.4-6$ keV脉冲分数逐渐变化的0.5%和2.5%之间的正弦振荡与$1210\pm40$天的周期。最后，我们补充了这个分析与档案罗西X射线定时探测器的观察，并获得了一个相位相干模型的双轨道跨越12年，产生一个轨道周期导数测量$(8.4\pm2.0) \times 10^{-12}$秒/秒。这个大的轨道周期导数与由引力波发射主导的双星演化不一致，并且暗示了双星系统中高度非保守的质量传递。
2021-03-23 astro-ph.HE
Radio pulsar polarization as a coherent sum of orthogonal proper mode waves
射电脉冲星极化表现出许多复杂的现象，这些现象被归类为“超越旋转矢量模型"的范畴。结果表明，这些效果可以理解的几何术语，作为一个结果的相干和准相干的椭圆偏振的自然模式波。相干求和意味着观测到的偏振角（PA）轨迹并不总是对应于自然传播模式（NPM）波。相反，它们是NPM波的相干和的统计平均值，并且可以在距离自然模式的任何（和频率相关的）距离处观察到。因此，PA的观测轨迹可以偏离RVM任意远，并且可以是非正交的。对于相等振幅的NPM波的两对正交偏振模式（OPMs），位移45度，可以观察到，这取决于滞后分布的宽度。观测到的脉冲星偏振主要是由两个相互独立的效应引起的：模式振幅比的变化和相位滞后的变化。在堆芯区域，两种效应相互叠加，这可以产生在PSR B1933+16、B1237+25和J 0437 -4715堆芯中观察到的如此复杂的行为。相位滞后随频率$ν$的变化是观测到的这些特征随$ν$的强烈演化的主要原因。正交自然波的相干叠加是解释观测到的射电脉冲星偏振的一个有用工具。
2019-02-28 astro-ph.HE
Pulsed high energy gamma-rays from thermal populations in the current sheets of pulsar winds
上下文到目前为止，费米伽马射线天文台的LAT望远镜已经探测到了100多个GeV的超新星，其峰值能量在几个GeV左右。电流模型提出，高能辐射来自外磁层间隙，但也研究了来自赤道电流片的辐射，该电流片将光柱外的两个磁半球分开。目标。在本文中，我们讨论的区域外的轻圆柱，或“近风”区。我们研究了这一区域脉冲星风赤道电流片中热粒子群发射的同步辐射解释Fermi/LAT观测到的光变曲线和光谱的可能性。方法.我们用解析估计和详细的数值计算计算了γ射线天体的γ射线光度、光变曲线和光谱。结果费米/LAT观测到的伽马射线脉冲星的许多特征都可以通过我们的模型再现，最值得注意的是这些物体在P-Pdot图中的位置以及伽马射线亮度的范围。可检验的结果是指数b = 0.35的次指数截止值。我们还预测存在一个人口的截止能量在兆电子伏范围内的cracar。它们的自旋光度系统地低于费米/LAT探测到的恒星。结论.脉冲星风的电流片中的电子和正电子的相对论布居有可能在光柱的正外部发射出同步辐射，其峰值在亚GeV到GeV的范围内，伽马射线效率与费米/LAT双星的观测结果相似。
2012-08-14 astro-ph.HE
The emerging population of pulsar wind nebulae in hard X-rays
脉冲星风星云（PWNe）的硬X射线同步辐射探测高能粒子，与目前脉冲星的注入功率密切相关。INTEGRAL揭示了硬X射线脉冲星/PWN系统的鲜为人知的人口。本文总结了这类星云的性质，重点介绍了第一个硬X射线弓形激波（CTB 80，由PSR B1951 + 32提供动力），并展望了Simbol-X任务对脉冲星风星云的研究前景。
2009-03-06 astro-ph.HE
Mechanism of the X-ray and Soft Gamma-ray Emissions from High Magnetic Field Pulsar: PSR B1509-58
利用外能隙模型解释了自旋下降的脉冲星PSR B 1509 - 58的X射线和软γ射线辐射的光谱和随能量变化的光变曲线。在外间隙模型中，间隙内的大多数对都是在零电荷表面周围产生的，并且间隙的电场将两个电荷分开以沿相反方向移动。因此，从零电荷表面到光柱的区域由流出电流主导，而从零电荷表面到恒星的区域由流入电流主导。我们认为PSR B1509 - 58的视角只接收流入辐射。入射的曲率光子被恒星的强磁场转化为光子对。PSR B1509 - 58的X射线和软γ射线来自这些对的同步辐射。磁对的产生需要大的螺距角，这使得同步辐射的脉冲轮廓不同于曲率辐射的脉冲轮廓。我们仔细地跟踪了不同俯仰角的同步辐射的脉冲轮廓。我们发现不同能带的光变曲线之间的差异是由于次级对的不同俯仰角造成的，并且在E> 10 MeV处出现的第二个峰来自恒星附近的区域，那里较强的磁场允许以较小的俯仰角产生次级对。
2012-12-12 astro-ph.HE
Emission mechanism of GeV-quiet soft gamma-ray pulsars; A case for peculiar geometry?
GeV宁静软γ射线脉冲星是一种新的年轻的下自旋动力脉冲星，它的光谱翻转出现在~ 10 MeV附近，20 keV以下的X射线光谱可用幂律描述，光子指数约为1.2，X射线/软γ射线波段的光变曲线为单宽脉冲。它们的发射特性不同于普通的γ射线双星，$νF_ν$的谱峰出现在GeV的能带内，X射线/γ射线光变曲线有尖锐的和双峰（或多峰）。本文讨论了GeV宁静软γ射线星的X射线/软γ射线辐射是由磁对产生过程中产生的电子/正电子对的同步辐射引起的。在我们的模型中，观测几何是区分正常伽玛射线源和软伽玛射线源的关键因素。我们的模型表明，软伽玛射线天体的磁倾角（$α$）和地球视角（$β$）之间的差异很小，因此来自极帽区周围高磁场区的同步辐射在观测到的辐射中占主导地位。此外，软伽马射线脉冲星的倾角相对较小，为$α\leq 30$ ~度，我们的视线在外隙中通过曲率辐射过程发射的伽马射线束之外。我们还分析了四个软γ射线源的六年$Fermi$数据，以确定GeV通量的上限。
2014-08-27 astro-ph.HE
The very-high energy emission from pulsars: a case for inverse Compton scattering
用费米-LAT探测器观测到的蟹状星的伽马射线发射，以及用切伦科夫望远镜VERITAS阵列探测到的蟹状星脉冲星的能量超过100 GeV，表明曲率辐射不可能是蟹状星和许多其他蟹状星中能量超过GeV的光子的主要来源。我们提出了一个模型，在同步自康普顿（SSC）框架内解释了宽UV-X射线分量和甚高能量γ射线辐射。我们认为，所观察到的辐射的大部分是由二次等离子体，这是在级联产生的外磁层间隙。我们发现，逆康普顿（IC）散射发生在克莱因-西名制度，这有利于同步辐射光子在紫外波段作为目标场的散射过程。初级射束在适度的电场中加速，该电场的场强大约是靠近光圆柱的磁场的百分之几。总的来说，在IC散射的Klein-Nishina制度中，间隙中的颗粒分布不会朝着静止分布演变，因此本质上是时间依赖的。本文指出，在辐射反应限制的粒子加速区，γ射线光度L_γ与脉冲星自旋下降功率\dot{E}，L_γ~ \dot{E}成线性比例，而不是象势能限制加速所期望的那样与\sqrt{\dot{E}}成正比。
2011-08-18 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
Unraveling the Eclipse Mechanism of a Binary Millisecond Pulsar Using Broadband Radio Spectra
致密双星系统中毫秒双星（MSP）射电辐射的频率相关食提供了一个了解食机制和确定食介质性质的机会。我们结合多频观测升级的巨型米波射电望远镜（uGMRT）和模型的宽带无线电频谱在光学厚到薄的过渡制度，以约束日食机制。日食相位谱的最佳拟合模型有利于相对论电子的同步辐射吸收。我们能够将日食发生的频率严格限制在345 $\pm$ 5 $\mathrm{MHz}$，这比以前的估计要精确一个数量级。同步辐射吸收对磁场强度的依赖性使我们能够估计日食介质的磁场强度为$\sim$ 13 $\mathrm{G}$，这与考虑入射脉冲星风和伴星风之间的压力平衡所获得的值非常相似。将此方法应用于其他毫秒双星，将使我们能够确定食机制是否都是相同的，也估计风和磁场的伴星的属性。该方法也可以应用于其他系统中的双星与伴风相互作用的双星系统，在所有情况下，它将导致更好地了解演变过程。
2021-10-14 astro-ph.HE
The High Time Resolution Universe Pulsar Survey-XIX. A coherent GPU accelerated reprocessing and the discovery of 71 pulsars in the Southern Galactic plane
本研究利用GPU加速的相干脉冲星搜索管线再处理HTRU-S LowLat巡天87%存档数据，新发现71颗脉冲星，达成巡天预期目标并分析了此前遗漏的原因。
2024-12-10 astro-ph.HE
Pulsar giant pulse: coherent instability near light cylinder
巨脉冲是射电脉冲星中极其明亮的单个脉冲。蟹状星云脉冲星是一个活跃的GP发射体，在其微暴流中观察到类似斑马图案的光谱结构，这让人想起在第四类太阳射电耀斑中观察到的“斑马带”。然而，频带间隔随着$\sim5-30$ 1，GHz的频带中心频率线性增加。在这项研究中，我们提出蟹状星云脉冲星GP可以起源于光柱附近等离子体的相干不稳定性。此外，相干不稳定性的增长可以归因于回旋共振激发波和背景等离子体振荡之间观察到的共振。由于光柱附近的磁重联，粒子可以注入到闭合场线区域。这些粒子引入了大量的自由能，这进一步导致回旋共振不稳定性，其在接近于电子回旋谐波的频率处生长并放大辐射波，该电子回旋谐波表现出斑马图案状光谱能带结构。此外，这些结构可以通过回旋共振激发波和背景等离子体振荡之间的共振来调制。在这种情况下，蟹状星云脉冲星的能带结构可以用相干不稳定性模型很好地拟合，其中轻圆柱的等离子体密度应该是$\sim10^{13-15}\,\rm{cm^{-3}}$，估计梯度为$>5.5\times10^5\,\rm{cm^{-4}}$。这一过程可能伴随着高能量排放。类似的现象预计将被检测到在其他类型的GP源，具有磁场的$\simeq10^6$ \，G在一个光圆柱。
2018-11-27 astro-ph.HE
Nonthermal emission model of isolated X-ray pulsar RX J0420.0-5022
本文对孤立脉冲星RX J 0420.0 -5022观测到的X射线谱的热辐射模型给出了另一种理论解释。众所周知，相对论粒子在脉冲星表面的分布函数是一维的。然而，回旋不稳定性导致相对论性电子的横动量的出现，其结果是，开始在同步加速器制度辐射。本文从Vlasov动力学方程出发，研究了由回旋不稳定性引起的准线性扩散过程。该机制提供了在光圆柱长度尺度上的光学和X射线发射的产生。对RX J0420.0-5022的三个存档XMM-牛顿观测值进行分析。考虑到同步辐射理论的不同方法，得到的光谱能量分布与观测数据符合得很好。用冷星际物质吸收的同步辐射模型谱和一般假定的黑体吸收模型对X射线谱进行了拟合。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetic energy dissipation and gamma-ray emission in energetic pulsars
一些能量最高的恒星在$0.1$到$100$ GeV波段表现出旋转调制的伽马射线辐射。这种辐射的亮度通常是脉冲星自旋下降功率（伽马射线效率）的$0.1\text{-}10\%$，这意味着可用电磁能量的很大一部分在磁层中耗散，并作为高能光子重新辐射。为了研究这种现象，我们使用具有强同步加速器冷却的3D粒子模拟来模拟脉冲星磁层。我们特别关注的动态赤道电流片的磁重联和能量耗散发生。我们的模拟表明，磁层电流片中耗散的自旋下降功率的一小部分是由微物理等离子体尺度下的磁重联速率控制的，并且仅取决于脉冲星倾角。我们证明了加速对的最大能量和分布函数由电流片附近的每个粒子的可用磁能，磁化参数控制。等离子体分布的形状和程度被印在所观察到的同步辐射中，特别是在所观察到的光谱的峰值和截止处。我们研究了同步辐射冷却的强度如何影响所观察到的各种光谱形状。我们的结论很自然地解释了为什么具有更高自旋下降功率的恒星具有更宽的光谱形状，因此伽马射线效率较低。
2023-03-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the very high energy (>25GeV) pulsed emission in the Crab pulsar
我们研究了最近探测到的蟹状星云脉冲星的甚高能脉冲辐射。根据观测证据，观测到的发射峰（> 25 GeV）与光谱处于同一相位。考虑到回旋不稳定性，我们表明，俯仰角成为非零导致有效的同步机制附近的轻圆柱表面。发射的相应光谱指数等于-1/2。通过对逆康普顿散射和曲率辐射的研究，认为上述机制对MAGIC探测到的VHE辐射没有贡献。
2009-07-11 astro-ph.HE
Pulsars as the Source of the WMAP Haze
WMAP烟雾是在WMAP的22至93 GHz频带中的过量，从银河系中心延伸约10度。我们表明，从电子-正电子对注入到星际介质的银河系人口的能量在1至100 GeV的范围内，同步辐射可以解释的频谱的WMAP烟雾和下降的平均烟雾功率与纬度。同样的光谱的高能电子-正电子对从恒星，这引起了雾，也可能产生所观察到的过量AMS，HEAT和PAMELA。我们讨论了脉冲星同步信号的空间形态及其偏离球对称性，这可能提供了一个途径来确定脉冲星的贡献霾。
2009-09-09 astro-ph.HE hep-ph
