Ultra High Energy Electrons Powered by Pulsar Rotation
探讨了脉冲星（如蟹状星云脉冲星）转动慢化驱动粒子加速到超高能的一种新机制。旋转，通过依赖于时间的离心力，可以非常有效地激发不稳定的朗缪尔波的e-p等离子体的恒星磁层通过参数过程。这些波，然后，朗道阻尼电子加速他们的过程中。当波的增长和朗道阻尼时间相当并且与恒星自转时间相比都非常短时，能量的净转移是最佳的。我们表明，通过详细的计算，这些正是蟹状星云脉冲星的参数的条件。这种用于能量转移的高效途径允许初级束中的电子被弹射到多个TeV（$\sim 100$ TeV）甚至PeV能量域。预计提出的机制可能会部分解开超高能宇宙线电子起源之谜。
2013-03-08 astro-ph.HE
TeV cosmic ray electrons from millisecond pulsars
最近的γ射线观测表明，γ射线毫秒脉冲星（MSP）的人口分为两个子类的对多重。在这里，我们计算宇宙线电子/正电子谱从MSP。基于脉冲星风区电子能量均分的假设，计算出对重数为1阶的MSP发射电子/正电子的典型能量为\sim 50 TeV。在这种情况下，我们发现，在10 - 50 TeV的能量范围内的宇宙线电子/正电子谱将观察到一个大的峰值。即使对饥饿MSP的分数是10%，在未来的观察中也将检测到大峰。我们还计算了高对多重性的MSPs对电子/正电子谱的贡献。我们认为，如果主要MSP布居的多重数为\sim 10 ^3，那么来自它们的电子/正电子可能对观测到的背景电子/正电子通量和正电子分数的过剩有贡献。
2011-12-22 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Electron Excess from Pulsars is Spiky or Smooth?: Continuous and Multiple Electron/Positron injections
我们研究了观测到的宇宙射线电子和正电子的光谱从天体物理源，特别是天体，和物理过程，使光谱尖峰或平滑，通过连续和多个电子/正电子注入。我们发现：（1）从附近恒星预测的平均电子能谱与PAMELA、Fermi和H.E.S. S的结果一致;数据然而，500 GeV附近的ATIC/PPB-BETS峰很难由多个脉冲星贡献的总和产生，并且需要单个（或几个）高能脉冲星。(2)连续注入产生宽峰和高于峰的高能量尾部，这可以限制源持续时间（当前数据为$\lesssim 10^5$年）。(3)H.E.S.S. TeV范围内的数据表明，年龄小于$\sim 6 \times 10^4$ yr的年轻源的能量低于$\sim 10^{48}{\rm erg}$。(4)我们还预计，由于源的数量很少，TeV谱中存在较大的色散，这可能导致H.E.S.S.推断的高能截止。并可能为天体物理学的起源提供确凿的证据。这些光谱诊断可以在不久的将来通过CALET实验进行改进，以区分不同的天体物理和暗物质起源。
2009-11-30 astro-ph.HE
Pulsars in a Bubble? Following Electron Diffusion in the Galaxy with TeV Gamma Rays
TeV晕是TeV γ射线辐射在中年恒星周围的扩展区域，最近被确定为γ射线天文学中的一类新的源。这些晕圈被归因于相对论电子和正电子离开了靠近脉冲星的加速区，并在周围介质中扩散。测量TeV Halos的形态首次能够在数十秒差距的尺度上直接测量电子扩散。有迹象表明，相对论性粒子的存在影响了恒星周围环境中的扩散速率。了解电子扩散是必要的，以限制在几十GeV的宇宙射线正电子的明显的“过剩”的起源。TeV Halos也可以用来寻找未对准的脉冲星，以及研究银河系脉冲星群的某些特性。未来的VHE伽马射线仪器将探测到更多的TeV晕，并确定这些晕对观测到的宇宙射线电子和正电子通量有多大贡献，以及它们如何影响环境中的扩散。
2019-03-18 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae as a source of the observed electron and positron excess at high energy: the case of Vela-X
我们调查，在生产方面从恒星和他们的星云，宇宙射线正电子和电子通量以上$\sim10$ GeV，观察到的AMS-02实验高达1 TeV。我们专注于维拉X的案子从源的γ射线光子谱出发，通过同步加速器和逆康普顿过程产生，我们估计了电子和正电子注入谱。一些特征是从Vela-X的观测中确定的，未知的参数是从蟹状星云中借用的。在脉冲星风星云中产生的粒子光谱然后使用扩散模型传播到太阳系。与以前的工作不同，AMS-02数据和相应的本地星际谱之间的差异，得到了电子和正电子的全向强度过剩。观测到等量的电子和正电子过剩，我们将这种过剩（AMS-02数据中的$\sim$ 100 GeV以上）解释为来自Vela-X的供应。粒子的贡献是一致的模型预测的伽马射线发射源。也允许更多的年轻恒星的输入，而在$\sim$ 100 GeV以下，更多的年老恒星可能是主要的贡献者。
2015-08-07 astro-ph.HE
Nuclear physics of reverse electron flow at pulsar polar caps
在具有正共转电荷密度的中子星中，由反向电子流形成的电磁簇射产生的质子通常是时间平均极冠开口磁通量线电流的最大分量。虽然共转坐标系中的电场边界条件是与时间无关的，但在中等和短时间尺度上的不稳定性会导致电流在质子或正电子和离子形成主要成分的状态之间交替。简要讨论了这些性质的关系零和微观结构的射电望远镜，对生产的外部差距，和中子星与高表面温度。
2009-09-21 astro-ph.HE
Morphology of Gamma-Ray Halos around Middle-Aged Pulsars: Influence of the Pulsar Proper Motion
最近，高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）在Geminga和PSR B0656+14这两颗中年恒星周围发现了几度扩展的γ射线晕。伽马射线辐射来自于逃离脉冲星风星云并在周围介质中扩散的相对论电子。扩散系数被发现是显着低于银河系盘的平均值。如果是这样的话，假设脉冲星的典型横向速度为$300-500{\,\rm km /s}$，那么它的位移可能对形成伽马射线晕的形态很重要。受此启发，我们研究了考虑脉冲星自行的脉冲星晕形态。我们定义了脉冲星晕的三个演化阶段来分类其形态特征。10 $\,$ TeV以下的脉冲星晕形态为双峰或单峰并有延长的拖尾，这取决于电子注入历史。在10 TeV以上，由于几十TeV电子的冷却时间尺度（$<50\,$ kyr）较短，脉冲星晕的形态接近球形.我们还定量地评估了脉冲星和伽马射线晕中心之间的分离，以及不同假设对脉冲星特性和注入电子的影响。我们的研究结果表明，超过10 $\,$ TeV的伽马射线晕的中心和相关的脉冲星之间的距离通常太小，HAWC或LHAASO观测。因此，我们的研究结果提供了一个有用的方法来限制在非常高的能量扩展源的起源。
2021-09-02 astro-ph.HE
On high frequency Cherenkov-type radiation in pulsar magnetospheric electron-positron plasma
研究了带电粒子在弯曲磁场介质中的发射过程。这种机制结合了传统切伦科夫和曲率发射的特点。因此，折射率大于1的介质的存在对于发射至关重要。本文考虑了上述机制产生的高频辐射。所产生的波是类似真空的电磁波，并且可以直接离开介质。因此，这种发射机制可能对脉冲星X射线和伽马射线发射产生的问题很重要。
2014-08-13 astro-ph.HE
Pulsar electrons detection in AMS-02 experiment. Model status and discovery potential
从宇宙射线测量电子已经开始了一个新的时代几年前与高精度的实验，如PAMELA和费米-LAT。正电子分数似乎表明在过去40年中描述的标准背景以上的未知成分，主要是由HEAT。在过去的几年里，PAMELA卫星已经证实了超过10 GeV的正电子分数，并研究费米LAT数据，电子通量似乎比预期的要陡峭。虽然这些新的测量还没有结束辩论，但AMS-02的结果预计将达到确定这种过量的完整描述所需的准确性，并可能提供一些可能来源的证据。在这篇笔记中，我们将介绍AMS-02在正电子产生的情况下的容量。
2010-02-22 astro-ph.HE
On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Numerical modelling of gamma-ray emission produced by electrons originating from the magnetospheres of millisecond pulsars in globular clusters
球状星团是伽马射线的辐射源。在GeV能量下，它们的发射归因于居住在星团中的毫秒磁星的磁层活动。相对论性粒子对周围光子场的逆康普顿散射被认为是球状星团GeV-TeV辐射的来源。利用对饥饿极帽模型模拟了合成毫秒脉冲星的γ辐射。除了脉冲星的发射特性外，合成脉冲星模型还产生了逃离脉冲星磁层的电子光谱。为了模拟球状星团的伽马射线发射，使用了合成毫秒脉冲星建模的两个产品。对居住在星团中的合成毫秒双星的伽马射线谱进行求和，以产生星团发射的磁层分量。这些电子被注入到合成的球状星团环境中。它们与团簇磁场和周围光子场的扩散和相互作用都用Bednarek & Sitarek（2007）模型进行，得到团簇发射的ICS分量。磁层分量和ICS分量之和给出了球状星团的合成γ能谱。合成的簇谱从GeV延伸到TeV能量。对两个球状星团：Ter 5和47 Tuc进行了详细的模拟。模拟能够再现（误差内）的形状和通量水平的GeV部分的光谱观察到的两个集群的费米/LAT仪器。在团簇光谱的TeV部分获得的合成通量水平与H.E.S.S.确定了47 Tuc的上限，最近检测到Ter 5的H.E.S.S.望远镜合成的球状星团模型，但是，是不能够再现的TeV光谱观察Ter 5的确切形状。
2013-04-26 astro-ph.HE
How Pulsars Shine II: TeV emission
本文通过Vela脉冲星的20 TeV辐射发现，证实了脉冲星辐射的亚里士多德电动力学图像，即脉冲星主要通过光柱面附近的坡印廷通量碰撞湮灭产生GeV曲率辐射，而超相对论性电子/正电子通过逆康普顿散射产生TeV辐射。
2023-10-20 astro-ph.HE
Laboratory gamma-ray pulsar
伽马射线闪烁的机制可能在实验室中重现。这一论断得到了三个观测结果的支持：（1）当测试电子辐射过阻尼时，适当聚焦几个脉宽的光激光产生一个所谓的阿斯特丽德区的电磁场;（ii）该电磁场的Goldreich-Julian数密度（光功率几乎完全转换成γ射线所需的元电荷的数密度）与固体中的电子数密度相当;（iii）在约$50$ PW以上，不需要外部电子源--电荷将由对产生雪崩产生。
2014-04-15 astro-ph.HE
A Model of High Energy Activity of Millisecond Pulsars in Globular Clusters
本文介绍了在对饥饿极帽模式（PSPC）框架下对毫秒双星的三维数值模拟结果。在所研究的PSPC模型中，电场结构高度依赖于脉冲星倾角，这一点在计算的脉冲星磁层电子逃逸谱中清晰可见，随着倾角的增加，电子逃逸谱呈现双峰分布。这是一个重要的结果，非常高的能量辐射模拟球状星团目前使用的标准幂律或单能电子分布。
2010-08-06 astro-ph.HE
Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 astro-ph.HE
Circular Polarization of Pulsar Wind Nebulae and the Cosmic-Ray Positron Excess
PAMELA和AMS-02望远镜最近的观测发现，能量超过10 GeV的正电子分数异常上升。一个可能的解释是，这种过剩的生产初级电子/正电子对通过电磁级联脉冲星磁层。这一过程导致了脉冲星风星云（PWN）风终止激波中电子/正电子对的高度多样性。这种情况的结果是，在PWN中不应该观察到圆极化，因为电子和正电子的贡献正好抵消。在这里，我们注意到，目前的无线电仪器能够设置有意义的限制PWN，观测测试模型的脉冲星生产的本地正电子过剩的同步辐射的圆偏振。如果观测到PWN具有可探测的圆偏振，那么对脉冲星解释正电子过剩的解释就会产生强烈的怀疑，而对PWN圆偏振设置严格限制的观测则会使这些模型更加可信。最后，我们指出，脉冲星风星云可能提供最好的目标，AMS-02过剩的观测测试。
2014-06-23 astro-ph.HE
Pulsar Magnetosphere Dynamics
当中子星在一个产生单极感应的固定磁场下旋转时，电荷根据它们的符号被驱动到脉冲星表面，并沿着磁场线被上传到磁层。在正负电子等离子体存在下，脉冲星磁层表现为独特的磁流体动力学（MHD）等离子体。对两种组态的脉冲星无力平衡方程进行了解析求解。第一个是光柱引导的射流状开放磁层，第二个是光柱内的封闭磁层。重新考虑了封闭磁层（死区）稳定性的Goldreich Julian条件，这表明随着电子-正电子等离子体密度的增加，封闭磁层向开放磁层的过渡。这表明脉冲星周期可能是磁层动力学的结果，而不是脉冲星旋转的结果。
2021-12-16 astro-ph.HE
Comptonization of cosmic microwave background by cold ultra-relativistic electron-positron pulsar wind and origin of ~100 GeV lines
以前，[1207.0458]提出了费米/LAT [1205.4700]在银河系中心区域观察到的~100 GeV的窄伽马射线线状特征的天体物理解释。[1207.0458]的模型是基于冷的超相对论正负电子脉冲星风对外部紫外线/X射线辐射的逆康普顿散射。我们指出，超宽的~30 MeV分量应来自于宇宙微波背景辐射的康普顿化。我们估计这个组件的主要参数，并表明，它可以检测到MeV的望远镜，如CGRO/COMPTEL。CGRO/COMPTEL未确认源GRO J1823-12的位置接近超过105-120 GeV的发射（[1205.4700]的Reg.1），可以解释为支持~100 GeV狭窄特征的天体物理模型的论据。
2015-09-07 astro-ph.HE
Newly born extragalactic millisecond pulsars as efficient emitters of PeV neutrinos
在2010 - 2017年期间，在冰立方实验中检测到的宇宙起源PeV中微子的扩散通量的来源仍然不明。一个人口的河外新生的快速自旋中微子作为可能的候选人产生PeV的能量标度的中微子进行了调查。采用两步粒子加速机制将恒星旋转产生的能量传递给高能电子。电子可能会被提升到$\approx 0.01$ EeV能量或更高，当这些电子与加速区中的低能正电子和软辐射相互作用时，会产生超高能（UHE）中微子和伽马射线。理论推导的河外扩散μ介子中微子通量在能量范围[1-10] PeV被发现符合冰立方水平，如果只有一小部分（$η_{k} \approx 0.31\%$）的总辐射光度的恒星转移到能源PeV中微子。利用上述宇宙线电子载荷参数$η_{k}$的值，可以从该模型预测来自软辐射场中的UHE电子的逆康普顿散射的漫射伽马射线通量。
2021-11-08 astro-ph.HE
A Boundary-Consistent Two-Zone Electron Kernel for Distant Pulsar Contributions to Positron Flux and Anisotropy
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（物理与天文学院，上海交通大学）
提出半解析级数解求解双区扩散模型，处理近源慢扩散与星际标准扩散，结合同步辐射和逆康普顿冷却，应用于脉冲星对宇宙线轻子通量的贡献，发现遥远脉冲星在10-100 GeV贡献显著。
2026-06-26 astro-ph.HE
Spectral energy-loss bump and $γ$-ray pulsar halos
Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理重点实验室）
研究通过分析LHAASO J0248+6021的高曲率谱，提出该脉冲星晕的能损驼峰未显著偏离高能截止，从而统一解释年轻和年老脉冲星晕的广谱谱特征。
2026-10-22 astro-ph.HE
White Dwarf Pulsars as Possible Cosmic Ray Electron-Positron Factories
我们认为白矮星（WD）双星可以与中子星（NS）双星竞争产生PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验观测到的宇宙线电子/正电子过剩。合并的两个WD导致一个快速旋转WD的旋转能量可比NS的情况下。出生率也是相似的，为宇宙射线电子/正电子提供了正确的能量预算。应用NS理论，我们认为WD双光子晶体原则上可以产生高达10 TeV的电子/正电子。与NS模型相反，电子/正电子的绝热和辐射能量损失可以忽略不计，因为它们的注入在脉冲星风星云膨胀后继续进行，因此观察到的1%的WD被磁化就足够了。长时间的活动也增加了附近源的数量，这减少了通量的泊松波动。在10 GeV - 1 TeV的观测能量范围内，WD双星可以支配快速冷却的电子/正电子，甚至超过NS双星，为暗物质信号提供背景，为未来的AMS-02、CALET和CTA实验提供良好的目标。
2010-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Analysis of the possible detection of the pulsar wind nebulae of PSR J1208-6238, J1341-6220, J1838-0537 and J1844-0346
本研究利用脉冲星树这一图论工具，对PSR J1208-6238等4颗脉冲星的脉冲星风云探测可能性进行分析，通过时间依赖轻子模型预测其能谱分布并与观测台灵敏度比较，旨在发现可探测PWNe并测试脉冲星树的有效性。
2024-10-31 astro-ph.HE
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
Pair production in the millisecond pulsar J0030+0451
应用于毫秒级微中子星的Rehkhin-Arons极冠模型中的加速电子的电场是如此之高，以至于电子的洛伦兹因子要么受到辐射反应的限制，要么受到Breit-Wheeler过程的限制。在前一种情况下，有可能获得垂直于局部磁场的曲率辐射动量分量的上限，该上限与通量线的曲率曲率半径无关。单光子转换为光子对的阈值很高，但可能在J 0030 +0451中达到。然而，由于报道的极帽温度高，Breit-Wheeler过程的直接对生产可能更重要。如果假设毫秒射电星中相干射电辐射的存在需要高多重数对等离子体，那么初级电子也会产生费米-LAT能带中的伽马射线，而磁层对该能带是完全透明的。这些与射电辐射同相的缺失将直接表明J 0030 +0451中不存在超高能电子和活跃的阿隆-阿隆极冠。
2021-06-15 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中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的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
The Crab pulsar: ion-proton plasma and high-frequency radio spectrum
总结了蟹状星云脉冲星高频脉冲间的显著能带结构的显著特征。它的源必须位于一个电流片中，可能与开闭磁层分界线重合，其机制是一种单程自由电子激光。电流片中向外移动的电子分量与向内定向的离子-质子朗缪尔模式的纵向电场相互作用。因此，能带结构是离子不同荷质比的自然结果，这些荷质比是从极冠到光柱的加速离子的返回电流分量，几乎所有的质子都是如此。
2018-02-08 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
Explanations of the DAMPE high energy electron/positron spectrum in the dark matter annihilation and pulsar scenarios
许多研究表明，高能宇宙线（CR）$e^\pm$的起源需要附近的天体物理源或暗物质（DM）湮灭/衰变来解释，许多实验（如PAMELA和AMS-02）都测量到了这一现象。最近，暗物质粒子探测器（DAMPE）合作报告了其从$25 \,\mathrm{GeV}$到$4.6 \,\mathrm{TeV}$的高精度总CR $e^\pm$光谱的第一个结果。本文研究了DAMPE高能$e^\pm$谱的DM湮灭和脉冲星解释。在DM方案中，到$τ^+τ^-$、$4μ$、$4τ$和混合带电轻子末态的轻子湮灭通道能很好地拟合DAMPE结果，而$μ^+μ^-$通道被排除.另外，我们还发现混合带电轻子通道会导致$\sim$ $\mathrm{TeV}$的急剧下降.然而，这些DM解释几乎被γ射线和CMB的观测所排除，除非引入一些复杂的DM模型。在脉冲星的情况下，我们分析了21个附近已知的双星，并假设其中一个是高能CR $e^\pm$的主要来源，考虑到Fermi-LAT观测对$e^\pm$各向异性的约束，我们发现两个双星是可能解释DAMPE数据的。结果表明，用现有的DAMPE结果很难区分高能$e^\pm$的DM湮灭和单脉冲星解释。
2017-12-10 astro-ph.HE
Implications for Galactic Electron Density Structure from Pulsar Sightlines Intersecting HII Regions
本文通过交叉匹配脉冲星与HII区星表，发现高DM和强散射脉冲星多位于HII区后方，HII区可贡献数十至数百 pc cm⁻³电子柱密度，对银河系及河外星系电子密度示踪研究具有重要意义。
2024-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
SPICE: Scintillation Pipeline for Interferometric Candidate Extraction
National Centre for Radio Astrophysics（国家射电天文中心）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
提出基于CASA的自动化管线SPICE，利用衍射星际闪烁特征从GMRT数据中识别脉冲星候选体，成功恢复已知脉冲星并验证闪烁参数。
2026-06-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
Cosmic-ray positrons from millisecond pulsars
费米大面积望远镜对伽玛射线毫秒脉冲星光变曲线的观测表明，它们的磁层中有大量的电子对产生，而不仅仅是年轻的脉冲星。这种成对级联可能是银河系电子和正电子的主要来源，有助于观察到的~10 GeV以上正电子通量的增强。费米还发现了许多新的毫秒双星，影响了银河系的恒星星族模型。我们研究了银河系毫秒双星对地球宇宙线电子和正电子通量的贡献。我们的人口合成代码预测的源属性，目前的毫秒星系。我们模拟他们的对光谱调用偏移偶极子磁场。我们还考虑了正电子和电子已被进一步加速到几个TeV的能量的黑寡妇和红背系统中的强intrabinary冲击。由于毫秒双星没有被脉冲星风星云或超新星壳包围，我们假设它们可以自由逃逸，只在星系际介质中发生损失。我们计算的传输对光谱在地球上，通过银河系的扩散和能量损失。预测的粒子通量增加的磁极帽的非零偏移。来自毫秒磁星磁层的对级联对AMS-02、PAMELA和费米测量的轻子通量只有几十GeV左右的贡献，之后这个分量就切断了。然而，黑寡妇和红背的贡献可能在几十TeV时达到百分之几十的水平，这取决于模型参数。
2015-06-03 astro-ph.HE
Constraining the Diffusion Coefficient with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
附近的电子/正电子加速器，主要是脉冲星风星云（PWNe），被认为是超过10 GeV的正电子过剩的潜在来源。HAWC天文台揭示了两个非常扩展的源，它们在空间上与附近的两个中年恒星重合：Geminga和PSR B 0656 +14，这表明超相对论电子/正电子在我们的后院加速。对这两种PWNe的形态学研究提供了在HAWC能量下扩散系数的约束。在这张海报中，我们将介绍这些PWNe的模型开发和形态学研究，以及最适合数据的衍生扩散系数。
2017-09-11 astro-ph.HE
Electron Acceleration in the Crab Nebula
本文研究了条纹脉冲星风终端激波处的电子和正电子加速。沿着激波表面的漂移运动使电子或正电子--但不是两者--靠近脉冲星的赤道面，在那里它们被一阶费米过程加速。它们的能谱是幂律的，并且由NuSTAR测量的蟹状星云的X射线通量和光子指数都可以在足够大的下游湍流水平下重现。脉冲星风星云中电荷的一个符号被优先加速的暗示对于解释宇宙射线中的正电子分数具有潜在的重要性。
2019-09-13 astro-ph.HE
Study of maximum electron energy of sub-PeV pulsar wind nebulae by multiwavelength modelling
最近，大型高空空气簇射天文台（LHAASO）报告发现了12个位于银河平面的超高能（UHE; $\mathrm{\varepsilon} \ge 100$ TeV）伽马射线源。这些UHE伽马射线发射区中的一些与脉冲星风星云（PWNe）在空间上重合。我们考虑了五个源的样本，其中两个是LHAASO源（LHAASO J1908+0621和LHAASO J2226+6057），其余三个是GeV-TeV伽马射线发射体。此外，X射线，无线电观测或上限也可用于这些对象。我们研究多波长辐射从这些来源考虑PWN的起源，其中的发射是由相关的恒星的自旋下降光度供电。在这个轻子辐射模型中，计算了辐射（同步辐射和逆康普顿）和绝热冷却下不同时刻的电子布居。通过假设径向对称膨胀，我们还包括PWN的混响阶段的开始。然而，在这项工作中，我们发现，多波长发射可以解释之前，这一阶段的发病。基于光谱拟合的电子的最大能量被发现高于0.1 PeV并且接近1 PeV。对于LHAASO J2226+6057，利用其对UHE伽马射线的射电观测，我们发现UHE伽马射线可以用最大能量为1 PeV的电子来解释。我们估计了电子的最小洛伦兹因子的上限，并由此导出了带电对的对重数的最小值。
2023-02-11 astro-ph.HE
Magnetic Flux Tubes Illuminated by Pulsar Winds
The University of Hong Kong（香港大学）；Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文与天体物理研究所）；Southwest Jiaotong University（西南交通大学）
通过磁流管模型解释脉冲星风驱动的高能电子注入星际介质，并应用于脉冲星尾部和丝状结构的辐射研究。
2026-02-27 astro-ph.HE
The Contribution of Millisecond Pulsars to the Galactic Cosmic-Ray Lepton Spectrum
脉冲星被认为是相对论性电子和正电子的来源。费米大面积望远镜探测到的伽马射线毫秒脉冲星的丰富性，加上它们的光变曲线特征，意味着在它们的磁层中有丰富的对产生，促使我们研究这个古老的脉冲星人口作为银河系电子和正电子的来源，以及它们对增强宇宙射线正电子通量的贡献。我们使用人口合成代码来预测源属性（数量，位置和功率）的当今银河系毫秒星系，考虑到最新的费米和无线电观测校准模型输出。接下来，我们模拟对级联光谱，从这些双极使用一个模型，调用偏移偶极磁场。我们假设从脉冲星环境的对自由逃逸。然后，我们计算了在地球上传输的电子和正电子的累积光谱，它们在银河系中传播时的扩散和能量损失。我们的研究结果表明，预测的粒子通量增加非零偏移的磁极帽。将我们预测的光谱和正电子分数与AMS-02、PAMELA和Fermi的测量结果进行比较，我们发现毫秒级中微子在几十GeV的能量范围内贡献很小，之后轻子光谱分量就截止了。因此，正电子分数仅略微增强10 GeV以上相对于背景通量模型。这意味着其他来源，如年轻的，附近的恒星和超新星遗迹，应该在天体物理学场景中贡献额外的初级正电子。
2015-02-02 astro-ph.HE
H.E.S.S. and Suzaku observations of the Vela X pulsar wind nebula
脉冲星风星云（PWNe）代表了银河系中最突出的极高能伽马射线源，被认为是轻子宇宙射线的有效来源。船帆座X是附近的一个中年PWN，它向一个被称为茧的细长结构发射明亮的X射线和TeV伽马射线。由于TeV发射可能是电子的逆康普顿发射，而X射线发射是相同电子的同步辐射，因此我们的目标是用最小的建模来推导相对论粒子和磁场的性质。我们使用的数据从朱雀XIS从船帆座X覆盖的距离从0.3 pc到4 pc的脉冲星沿茧的三个紧凑的区域得到的光谱。我们从H.E.S.S.观测值，并将辐射模型拟合到多波长光谱。TeV电子谱和磁场强度是一致的三个区域的不确定性内，与顺序$10^{-12}\rm\,erg\,cm^{-3}$的能量密度。数据表明，在$\sim$ 100 TeV的能量和磁场强度的$\sim$ $6\,\rmμG$的电子光谱中存在截止。对湍流磁场存在的限制很弱。茧中TeV电子和磁场的压力在动态上可以忽略不计，这需要另一个占主导地位的压力分量的存在。亚TeV电子不能完全解释丢失的压力，这可能是由相对论离子或喷射物与脉冲星风的混合提供的。的电子光谱是一致的预期从运输方案占主导地位的平流通过反向冲击或扩散。通过在$\gtrsim 10\rm\,keV$能量范围内进行光谱测量，可以改善对湍流磁场和电子截止形状的约束。（节略）
2019-07-09 astro-ph.HE
A 3D Diffusive and Advective Model of Electron Transport Applied to the Pulsar Wind Nebula HESS J1825-137
该研究构建电子扩散—平流输运与辐射损失模型，解释 HESS J1825-137 的多波长辐射，并约束脉冲星年龄、转换效率、平流速度及北侧磁场环境。
2024-04-05 astro-ph.HE
Bunch Expansion as a cause for Pulsar Radio Emissions
脉冲星磁层级联过程产生的电子-正电子云（聚束）产生的电磁波被用来解释脉冲星的射电辐射。为了验证这一假设，我们第一次利用粒子在细胞（PIC-）代码模拟研究电子-正电子束的非线性演化依赖于电子和正电子的相对漂移速度，对初始等离子体温度，和束之间的初始距离。为此，我们利用PIC代码ACRONYM与高阶场求解器和粒子加权因子，适当地描述相对论对等离子体。我们发现，束团膨胀主要取决于电子-正电子的相对漂移速度。发现有限的漂移速度导致产生高达$E \sim 7.5 \times 10^{5}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 4.4$）的强电场和强等离子体加热。结果，高达15%的初始动能转化为电场能。假设电子和正电子的分布相同，我们发现连续发射的聚束中最快的（在聚束参考系中）粒子最终在动量（速度）空间中重叠。这种重叠导致双流不稳定性，产生（静电）亚腔L模式波，电场振幅高达$E \sim 1.9\times 10^{4}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 0.11$）。我们发现，电子位置聚束的相互作用导致等离子体加热，产生强电场和强烈的超光速L-模式波，原则上，可以在观测到的电磁辐射在无线电波范围内的恒星。
2021-06-25 astro-ph.HE
Utilizing cosmic-ray positron and electron observations to probe the averaged properties of Milky Way pulsars
脉冲星在电磁波谱中的研究由来已久。它们的环境富含高能宇宙射线电子和正电子，可能使星际介质中充满了这种粒子。在这项工作中，我们使用最近的宇宙射线观测AMS-02，CALET和DAMPE合作研究本地银河系脉冲星人口的平均属性。我们进行模拟的本地银河系脉冲星的人口，星际介质的假设与宇宙射线核的测量范围。每一个这样的模拟包含独特的年龄，位置，初始自旋功率和宇宙射线电子/正电子光谱的$\sim 10^{4}$天体。我们产生了超过$7\times 10^{3}$这样的银河系脉冲星模拟。我们考虑和研究i）的恒星的出生率和随机性质，他们的出生，ii）他们的初始自旋功率分布，iii）他们的时间演化的制动指数和特征的自旋时间尺度，iv）的分数的自旋功率去宇宙射线电子和正电子和v）他们通过星际介质和日光层的传播。我们发现，年龄$\sim 10^{5}-10^{7}$ yr的驾驶员的制动指数平均为3或更大。鉴于对年轻脉冲星的电磁波谱观察发现制动指数低于3，我们的工作提供了强有力的暗示，脉冲星的制动指数随着年龄的增长而平均增加，使它们能够保留一些旋转能量。此外，我们还发现，作为宇宙射线电子和正电子的来源，中子星在它们产生的光谱方面具有相对均匀的性质，并且可能在ISM中向宇宙射线释放O（$10\%$）的旋转能量。最后，我们发现在$\simeq$ 12 GeV的正电子的光谱特征，这表明一个新的亚群的正电子源在这…
2021-11-10 astro-ph.HE hep-ph
On the origin of sub-TeV gamma-ray pulsed emission from rotating neutron stars
MAGIC和VERITAS合作组最近在蟹状星云脉冲星的脉冲$γ$射线辐射中发现了令人感兴趣的亚TeV尾。它们没有被任何脉冲星模型清楚地预测到。目前认为，这种发射是由电子在逆康普顿过程中产生的，该过程发生在脉冲星磁层的外隙或离光柱一定距离的脉冲星风区。我们分析了另一种情况，这是符合这种神秘的排放的基本特征。有人提出，这种发射是由电子加速非常接近光柱的地方，$e^\pm$等离子体不能饱和感应巨大的电场。在曲率辐射过程中，电子达到足以产生硬$γ$射线谱的能量。由于前导和拖尾磁场线的曲率半径不同，来自不同脉冲的$γ$射线谱应该延伸到不同的最大能量。该方案也可以解释较低水平的$γ$ -射线发射从脉冲间区域（P1和P2之间）观察到的蟹状星云脉冲星光变曲线。此外，我们认为，与船帆座脉冲星的参数接近的脉冲星也应该显示脉冲发射的截止在明显较低的能量（$\sim$ 50 GeV）比观察到的情况下的蟹状星云脉冲星。另一方面，这样的尾部发射预计不会在参数接近Geminga脉冲星的恒星。该模型还预测了某些参数极端的毫秒级恒星如PSR J 0218 +4243和PSR J 1823 - 3021 A的尾PDMATHAMM射线发射，其能量可达$\sim$ 50 GeV。
2012-05-22 astro-ph.HE
Electrodynamics of axisymmetric pulsar magnetosphere with electron-positron discharge: a numerical experiment
我们提出了第一个自洽的全球模拟脉冲星磁层与操作$e^\pm$放电。我们专注于一个简单的配置对齐或反对齐的转子。恒星从零（真空）状态旋转到一个高的角速度，我们跟踪其外部电磁场和等离子体粒子的耦合演化的“粒子在细胞”的方法。等离子体磁层开始通过从恒星提取粒子而形成;这些粒子被旋转感应电场加速，产生曲率辐射并点燃$e^\pm$放电。我们跟踪系统的演变几个革命周期，比达到准稳态所需的时间更长。我们的数值实验把测试以前的想法等离子体流和脉冲星磁层的差距。我们首先考虑能够通过光子-光子碰撞产生光子对的旋光器。我们发现，它们的磁层是类似于先前获得的力与电流片和Y点附近的轻柱的解决方案。磁层不断地喷发出$e^\pm$对和离子。电子对的产生由沿电流片的强电场维持。我们观察到强大的曲率和同步辐射的电流片，符合费米观测的伽玛射线双星。然后，我们研究了只能在中子星附近的强场区域中产生对的中子星，这些中子星正好在光柱内部。我们发现，无论是对齐和反对齐的转子放松到“死”的状态与抑制对创建和电流，无论放电电压。
2014-10-27 astro-ph.HE
Galactic factories of cosmic-ray electrons and positrons
我们提出了一个新的计算的电子和正电子的光谱从随机源，超新星遗迹和超新星，分布在银河系的旋臂。脉冲星发射率的电子-正电子对被认为是随时间变化的，磁偶极子自旋下的光度，和时间演化的潜在下降占。此外，每颗脉冲星的磁场和初始自旋周期都是从观测到的分布中随机选择的，只有在它离开母超新星之后，由于它的出生反冲速度（也是从观测到的分布中随机选择的），它才被认为是对的来源。我们表明，（i）电子的光谱的特点是在$\gtrsim 50$ GeV的一个功能，证明他们的运输是由辐射损失为主。在$E\gtrsim 1$ TeV的通量减少被解释为轻子传输的结果，从源的螺旋臂。(ii)正电子的光谱很好地描述了贡献的贡献和上升的正电子部分自然起源。本文还讨论了在极高能量下正电子分数的意义。(iii)在高能量制度的波动的作用进行了彻底的讨论，并得出结论的可能性，挑选出本地源的轻子谱与当前和即将到来的实验的贡献。
2021-04-13 astro-ph.HE
Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsars Do Not Produce Sharp Features in the Cosmic-Ray Electron and Positron Spectra
本文证明脉冲星不会因电子冷却在宇宙射线正电子能谱中产生尖锐截断特征，该错误源于将逆康普顿散射近似为连续能量损失过程，修正此近似后重新开启了利用此类特征确证暗物质的可能性。
2023-04-27 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the slow-diffusion zone size and electron injection spectral index for the Geminga pulsar halo
Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所，中国科学院粒子天体物理重点实验室）
通过HAWC实验数据约束Geminga晕的慢扩散区大小和电子注入光谱指数，结合两区扩散模型得出慢扩散区半径范围及光谱指数上限，验证预测正电子谱与AMS-02测量一致。
2024-02-18 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 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
Mirage Sources and Large TeV Halo-Pulsar Offsets: Exploring the Parameter Space
Nanjing University（南京大学）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）
研究通过GPU加速模拟探索高能电子在脉星周围磁场中的非对称传播，揭示镜像源现象并挑战传统扩散模型，为解释LHAASO观测到的异常源提供新视角。
2026-02-01 astro-ph.HE
Pulsar emission: Langmuir modes in a relativistic multi-component plasma
离子、质子，可能还有少量的电子和正电子，从一颗正常或毫秒脉冲星的极冠向外加速，脉冲星的自转与其磁矩反平行。这种相对论性等离子体的朗缪尔模有几个重要的属性的起源相干无线电发射。该模式的特性由介电张量在实角频率下的奇异性序列决定，而该奇异性序列又由电子-正电子动量分布确定。我们发现，在一定的动量分布条件下，一个电子-正电子通量小于两个数量级的Goldreich-Julian通量稳定等离子体和消除模式。但更一般地，多组分朗缪尔模式的增长率和波数可以比双组分离子-质子模式的增长率和波数大一个数量级。它似乎是一个更有效的源等离子体湍流的衰减可能是负责所观察到的发射。
2014-09-17 astro-ph.HE
Electron positron pair flow and current composition in the pulsar magnetosphere
我们对脉冲星磁层进行了从头算粒子模拟，电子-正电子等离子体仅产生于靠近中子星表面的区域。我们研究了磁层如何从真空过渡到一个几乎没有力的配置。我们比较所得到的力免费的配置与粒子注入无处不在，以及宏观力免费模拟的PIC模拟中获得的。我们发现，尽管两种PIC解具有相似的电磁场结构和电流密度分布，但它们具有不同的粒子密度分布。事实上，在从表面溶液注入时，电子和正电子只沿着部分返回电流区域逆流，大多数粒子离开磁层而不返回恒星。我们还发现，在外磁层的对生产是不关键的充满整个磁层等离子体。通过分析粒子运动轨迹，研究了支撑全局电磁位形的电流密度分布是如何形成的。我们发现，电子通过穿过磁场线而沉淀到光圆柱内部的返回电流层，正电子通过穿过磁场线而沉淀到光圆柱外部的电流片上，从而形成了整体电动力学所要求的电荷密度分布。此外，在靠近Y点的区域中存在被捕获的电子群。另一方面，能量最大的正电子在Y点附近被加速。这些过程可能具有观测特征，通过进一步的建模工作，将有助于将这种特定的磁层配置与其他配置区分开来。
2018-03-03 astro-ph.HE
Three-dimensional non-vacuum pulsar outer-gap model: Localized acceleration electric field in the higher altitudes
我们研究了旋转中子星磁层中产生的粒子加速器。同时求解静电势的泊松方程、相对论电子和正电子的玻尔兹曼方程以及辐射转移方程，我们证明了电场基本上被加速器内产生和分离的对沿着磁场线屏蔽。结果，磁场对准的电场被定位在靠近光圆柱的较高高度，并有效地向外加速在较低高度产生的正电子，而不是向内加速电子。由此产生的光子通量变得主要向外，导致典型的双峰光变曲线，这通常从许多高能恒星中观察到。
2014-12-09 astro-ph.HE
Features of the gamma-ray pulsar halo HESS J1831$-$098
伽玛射线脉冲星晕是宇宙射线在银河系局部区域传播和脉冲星风星云电子注入的理想指示器。HESS~J1831 $-$ 098是两个H.E.S.S.观测到的候选脉冲星晕。HAWC实验我们采用H.E.S.S.的通量图。银道面巡天和H.E.S.S.的光谱测量。和\textit{Fermi} -LAT研究HESS~J1831 $-$ 098。我们发现HESS~J1831 $-$ 098符合脉冲星晕的所有标准。晕内的扩散系数和从脉冲星自旋下降能量到电子能量的转换效率与典型的脉冲星晕Geminga相似。注入光谱可以很好地描述指数截止的幂律。然而，所需的幂律项是非常困难的$p\lesssim1$，如果扩散系数是空间和时间独立的。考虑到慢扩散环境的可能来源，我们采用了两区扩散模型和时滞慢扩散模型。两种模型都能解释H.E.S.S.而\textit{Fermi} -LAT结果为较温和的$p$。修改的注射时间曲线可以具有类似的效果。
2022-07-27 astro-ph.HE
