On the Contribution of Pulsars to the Positron Fraction in Cosmic Rays
几个宇宙射线实验已经测量了高达几百GeV的正电子分数。他们的数据揭示了超过10 GeV的过量正电子，这与这些粒子在星际介质中的二次产生不一致。像暗物质或天体物理学来源（如双星及其星云）这样的主要来源被认为是造成这种过剩的原因。在本文中，我们分析了由于中子星产生初级正电子的可能性。在正电子、电子和γ射线源的初始谱相等的假设下，我们用扩散模型研究了粒子谱在银河系中的传播。我们把分析的重点放在船帆座和蟹状星云及其相关的星云上，这些星云在伽马射线中被很好地观测到。与实验数据的比较报告。从这些源产生的正电子和电子的传播谱导致正电子比，这与PAMELA和AMS观察到的过量很大程度上不一致
2013-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pulsar interpretation for the AMS-02 result
AMS-02合作刚刚发表了宇宙正电子分数$e^+/(e^- + e^+)$的高精度测量结果，该分数随能量从$\sim 5$ GeV上升到$\sim 350$ GeV。结果表明，存在初级电子/正电子源来解释正电子过剩。在这项工作中，我们调查的可能性，附近的成熟恒星是主要的正电子源。通过对数据的拟合，我们发现来自附近单个脉冲星（如Geminga或Monogem）的正电子谱指数为$α\sim 2$的正电子谱可以解释AMS-02的结果。我们还调查了高能正电子产生的可能性，在ATNF目录中的多个已知的质子。这种情况也可以很好地拟合AMS-02数据。未来精确测量正电子光谱中的精细结构将支持脉冲星的设想。
2013-05-06 astro-ph.HE hep-ph
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
Features in the Spectrum of Cosmic-Ray Positrons from Pulsars
脉冲星被用来解释最近观测到的高能银河宇宙射线正电子的起源。由于正电子的传播距离随着能量的增加而减小，因此可以对所观察到的正电子做出贡献的粒子的数量从正电子能量为$E\gtrsim10$ GeV的$O(10^3)$减少到$E \gtrsim 500$ GeV的只有几个。因此，如果正电子能谱可以解释这些正电子，那么正电子能谱在更高的能量下会变得越来越不稳定。在这里，我们提出了一个功率谱分析，可以应用于寻求这样的宇宙射线正电子的能谱和组合的电子/正电子通量的能谱的光谱特征。我们占脉冲星分布的不确定性，产生数百个模拟光谱脉冲星分布符合目前的观测约束。虽然目前的AMS-02数据没有表现出光谱特征的证据，我们发现，这样的功能将是可检测的$\simeq 10\%$我们的模拟，与20年的AMS-02数据或三年的DAMPE测量的电子加正电子通量。
2018-07-17 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Pulsar interpretation of the lepton spectra measured by AMS-02
AMS-02最近公布了它的轻子谱测量结果。结果表明，正电子分数不再增加以上$\sim$ 200 GeV。本工作的目的是研究过量的正电子分数是由于双光子的可能性。从ATNF星表中可以看出，附近已知的中子星可能是高能正电子的一次正电子源。我们发现年龄为$T\simeq (0.45\sim4.5)\times10^{5}$ yr，距离为$d<0.5$ kpc的谱线可以解释AMS-02的正电子分数在高能区的行为。我们表明，四个源- Geminga，J1741-2054，Monogem和J 0942 -5552 -都能够成为满足所有考虑的物理要求的单一源。我们还讨论了这些高能量$e^{\pm}$来自多个核的可能性。多个正电子的贡献预言了在更高能量下具有某些结构的正电子分数。
2016-04-27 astro-ph.HE hep-ph
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
Probing the Pulsar Origin of the Anomalous Positron Fraction with AMS-02 and Atmospheric Cherenkov Telescopes
PAMELA、Fermi-LAT和AMS-02最近的观测结果已经明确表明，宇宙射线正电子分数上升到10 GeV以上，这一特征在自洽的银河系宇宙射线传播模型的次级正电子产生范式下是不可能模拟的。正电子比例上升的主要解释是电子-正电子对的额外来源，例如一个或多个成熟的，充满活力的，相对较近的恒星。我们指出，任何一个著名的附近的恒星，Geminga和Monogem，可以令人满意地提供足够的正电子再现AMS-02的观测。这种情况的一个确凿证据是宇宙射线电子和正电子到达方向的各向异性，这可能被现有或未来的望远镜探测到。目前，预测的各向异性水平与Fermi-LAT和AMS-02的限值一致。我们认为，大气切伦科夫望远镜（ACTs）的大收集面积，使它们成为检测这种各向异性的最佳工具。具体来说，我们表明，大部分的质子和伽马射线的背景，这会影响测量的宇宙射线电子-正电子光谱与ACT，可以控制在搜索各向异性。我们的结论是，使用档案ACT数据的观测已经可以约束或证实正电子异常的脉冲星起源，而即将到来的仪器（如切伦科夫望远镜阵列）将提供强有力的约束上升的正电子分数的来源。
2013-05-29 astro-ph.HE hep-ph
Disclosing the catalog pulsars dominating the Galactic positron flux
针对AMS-02观测到的正电子通量超额问题，通过对ATNF星表脉冲星发射建模，发现少数邻近中年脉冲星（如B1055-52等）与次级产生组合可拟合数据，主导100GeV以上80%通量，还给出需多波段观测的关键源列表。
2025-02-13 astro-ph.HE hep-ph
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
Quantitative study of the AMS-02 electron/positron spectra: implications for the pulsar and dark matter properties
AMS-02刚刚公布了对宇宙电子和正电子谱的空前精确的测量结果。本文通过对AMS-02的电子能谱和正电子能谱的整体拟合，结合更新的正电子分数数据，对AMS-02的结果进行了定量研究。采用马尔可夫链蒙特卡罗算法进行拟合。同时测定了贡献额外正电子的暗物质或暗物质的原电子能谱和参数。我们发现在$\sim 60$ GeV处初级电子能谱有硬化现象。有了这样一个背景光谱的新特征，暗物质和暗物质都可以很好地解释AMS-02的结果。在暗物质的情况下，正电子分数在$\sim 300$ GeV的下降，然而，受到费米$γ$射线观测非常强的约束。拟合结果还表明，有对流的传播模型可能比再加速模型更有利于轻子数据。
2015-02-15 astro-ph.HE hep-ph
GeV observations of the extended pulsar wind nebulae constrain the pulsar interpretations of the cosmic-ray positron excess
长期以来，人们一直认为，$\sim 1 \,{\rm kpc}$内的近中子星是PAMELA和其他实验测量到的10-500 GeV宇宙射线正电子过剩的主要候选者。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）最近对Geminga和PSR~ B 0656 +14周围TeV星云表面亮度剖面的测量表明，来自源的粒子扩散效率很低，这引起了对宇宙线正电子过剩脉冲星解释的争论。在这里，我们认为，GeV的观测提供了更直接的限制，在TeV星云的正电子密度在10-500 GeV的能量范围内，因此对所观察到的正电子过剩的起源。基于此，我们用\textsl{Fermi}大天区望远镜（LAT）寻找TeV星云的GeV辐射。没有空间扩展的GeV发射检测到这两个TeV星云的两区扩散空间模板的框架，这表明在TeV星云的GeV电子/正电子的密度相对较低。HAWC和\textsl{Fermi} -LAT的数据的联合建模不赞成Geminga和PSR~ B 0656 +14作为$\sim 50-500$ GeV的正电子过剩的主要来源，对于通常的柯尔莫哥洛夫型扩散，而对于能量无关的扩散，由它们贡献的正电子过剩的主要部分不能被当前的数据排除。
2019-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Possible Contribution to Electron and Positron Fluxes from Pulsars and their Nebulae
AMS-02实验证实，相对于星际介质中次级产生的正电子，能量超过10 GeV的宇宙射线中的正电子过剩。这被解释为这些粒子的主要来源存在的证据。可能的候选者是暗物质或天体物理来源。在这项工作中，我们讨论了由于恒星和它们的星云可能的贡献。我们的关键假设是，电子和正电子在源的主要频谱是相同的，从伽马射线望远镜观察到的众所周知的光子谱。利用银河系中的扩散模型，我们将源光谱传播到太阳系。我们比较了我们的结果与最近的实验和LIS模型
2013-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observing Signals of Spectral Features in the Cosmic-Ray Positrons and Electrons from Milky Way Pulsars
阿尔法磁谱仪（AMS-02）对电子和正电子宇宙射线通量以及正电子分数谱进行了前所未有的精确测量。在较高的能量下，作为高能局域辐射源的辐射源可能对两种宇宙射线都有贡献。源总体的离散性可以导致正电子分数测量以及相应的电子和正电子谱两者的特征。对于后者，它们在能量上是一致的，并且与粒子暗物质的平滑光谱的预测相反。在这项工作中，使用图书馆的脉冲星人口模型的本地部分的银河系，我们进行宇宙射线正电子分数的功率谱分析。我们还开发了一种技术来交叉相关的电子和正电子通量。我们表明，这两种分析，可用于搜索统计的存在下，宇宙射线数据的光谱摆动。对于我们的脉冲星模拟的很大一部分，这些技术已经足够敏感，可以在常规噪声之上给出这些特征存在的信号，即将到来的观测使它们更加敏感。最后，通过交叉关联AMS-02电子和正电子光谱，我们发现了一个有趣的第一个暗示，它们之间的正相关性，一个人口的本地天文学家所期望的那种。
2022-11-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraining positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
正电子的宇宙线通量是由星载粒子谱仪AMS-02高精度测量的。在Geminga和Monogem PWNe周围观测到TeV能量的$γ$射线后，脉冲星风星云（PWNe）对过量正电子（$e^+$）宇宙射线通量有显著贡献的假设得到了巩固。在这项工作中，我们进行了大量的模拟银河系的恒星人口，采用不同的分布，他们在银河系中的位置，固有的物理性质，对发射模型，以克服ATNF目录的不完整性。我们将$e^+$ AMS-02数据与初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量相拟合。我们发现，几个模拟星系有一个脉冲星人口能够解释所观察到的$e^+$流量，通常由几个明亮的来源。我们确定了主导$e^+$通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和$e^+$发射时间的影响。
2021-12-06 astro-ph.HE hep-ph
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
Discriminating the source of high-energy positrons with AMS-02
利用阿尔法磁谱仪AMS-02研究了PAMELA正电子过剩的暗物质和脉冲星起源的区别。我们模拟AMS-02的响应，以正电子（和电子）源自DM湮灭，并确定脉冲星参数（自旋下光度，距离和特征年龄），产生一个令人满意的拟合模拟AMS-02数据。事实证明，它总是有可能模仿DM信号与天线。虽然在某些情况下，拟合需要的自旋光度和特征年龄值与ATNF和费米LAT星表中已知的脉冲星不同，但这些星表是不完整的，因此很难排除脉冲星的解释。我们还表明，如果正电子过剩是由于一个脉冲星，它总是可以找到一个DM候选人，提供了一个很好的适合模拟AMS-02数据。因此，要区分这两种情况，就需要更好地了解基本来源或补充数据。
2010-12-22 astro-ph.HE hep-ph
Positron flux and gamma-ray emission from Geminga pulsar and pulsar wind nebula
附近的恒星被认为是地球上$\sim$ TeV $e^+/e^-$宇宙射线（CR）过剩的来源。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）在附近的两个中年恒星Geminga和PSR B 0656 +14的方向上探测到了扩展的TeV发射区。通过将TeV发射模拟为电子-正电子对在星际介质（ISM）中扩散的逆康普顿发射，HAWC合作得出了两个恒星附近的扩散系数远小于标准值，这使得它们不太可能是正电子过剩的起源。我们认为观测到的$γ$射线辐射来自遗迹脉冲星风星云。星云中慢扩散和ISM中快扩散的双区扩散模型可以同时解释HAWC表面亮度轮廓和正电子过剩。中年脉冲星周围的$γ$射线发射区的低效率扩散可能是一种普遍现象，可以通过未来的观测来检验。ISM中隐含的扩散系数小于标准CR传播模型所建议的扩散系数，但它与螺旋臂模型的预测完全一致。
2018-08-07 astro-ph.HE
Interpretation of AMS-02 electrons and positrons data
我们进行了综合分析，最近的AMS-02数据的电子，正电子，电子加上正电子和正电子分数，在一个自洽的框架，我们实现了理论建模的所有天体物理组件，可以有助于在整个能量范围内观测到的通量。初级电子的贡献是通过从遥远的源和从本地超新星遗迹的流量在格林目录中的平均流量的总和建模。次级电子和正电子通量来源于初级宇宙射线在星际介质上的相互作用，我们利用AMS-02质子和氦数据推导了一种新的确定方法。ATNF星表中脉冲星风星云的原正电子和原电子被包括在内，并在不同的假设下（整个星表的平均贡献，单个主导脉冲星，几个主导脉冲星）研究了它们最重要的（虽然知之甚少）性质。我们获得了显着的协议之间的各种建模和AMS-02数据的所有类型的分析，表明整个AMS-02轻子数据承认自洽的解释，在天体物理的贡献。
2014-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Extinct radio pulsars as a source of subrelativistic positrons
在已灭绝的射电星系中，当自转停止时，相对论性电子-正电子等离子体的稳定、自我维持的产生变得不可能，这可能是正电子和电子的亚相对论性通量的来源。我们假设，在星系核球和星系盘中观测到的过量正电子与这些古老的中子星有关。在它们的磁层中产生对是由于银河系和河外背景的伽马量子的单光子吸收。等离子体产生的级联过程导致正电子从开放的磁层$\simeq 3 \times 10^{34} \text{ s}^{-1}$中逃逸。从所有转动周期为$1.5 < P < 35$ s的旧银河系中子星中产生的正电子总通量为$\simeq 3 \times 10^{43} \text{ s}^{-1}$。正电子的能量小于$\simeq 10$ MeV。估计的特性满足要求的正电子源负责511千电子伏银河湮没线。
2020-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
A self-consistent model of cosmic-ray fluxes and positron excess: Roles of nearby pulsars and a sub-dominant source population
使用我们银河系中的宇宙射线核相互作用计算的宇宙射线正电子通量不能解释10 GeV以上的观测数据。因此，测量到的正电子通量的过量是可以解释的。位于太阳系千秒差距范围内的邻近恒星，经常被认为是造成过剩的可能来源。我们表明，一个额外的，次主导人口的来源，以及从附近的几个恒星的贡献可以解释最新的正电子过剩数据从阿尔法磁谱仪（AMS）。我们同时模型，使用DRAGON代码，宇宙射线质子，氦，电子和正电子的传播，并适合各自的流量数据。我们的硼碳比数据拟合得到的扩散光谱指数为0.45，这是接近的Kraichnan湍流谱。
2017-08-29 astro-ph.HE
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
Impact of the spectral hardening of TeV cosmic rays on the prediction of the secondary positron flux
PAMELA卫星测量到的宇宙射线正电子分数的上升可能是由于地球周围kpc尺度上存在正电子的天体物理源，例如双星。然而，从正电子数据中评估这些源的性质需要对宇宙射线与星际气体相互作用产生的次级正电子成分有很好的了解。在本文中，我们调查的光谱硬化的宇宙射线质子和氦通量最近报告的ATIC 2和CREAM气球实验，二次正电子通量的预测的影响。我们发现，这种影响是不可忽略的，导致二次正电子通量的增加高达$\sim$ 60%以上的$\sim$ 100 GeV。我们提供了拟合公式，允许直接利用我们的结果，这可以帮助导出一个人最喜欢的主要正电子源，如电子或暗物质的约束。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Can we explain AMS-02 antiproton and positron excesses simultaneously by nearby supernovae without pulsars nor dark matter?
我们解释了过量的反质子分数最近报道的AMS-02实验考虑宇宙射线质子加速的本地超新星遗迹（SNR）和周围的致密云之间的碰撞。同样的“$pp$ -碰撞”提供了正确的子粒子比例，以同时在自然模型参数中拟合观察到的正电子过剩。这颗超新星的金属丰度比主要的宇宙射线源要低。电子的截止能量标志着超新星的年龄为$\sim 10^{5}$年，而反质子过剩可能会延伸到更高的能量。反质子和正电子通量都与我们在Fujita，Kohri，Yamasaki and Ioka（2009）中的预测完全一致。
2015-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Pulsars versus Dark Matter Interpretation of ATIC/PAMELA
在本文中，我们研究的背景下，最近的ATIC，PAMELA，费米和HESS数据注入的电子和正电子的流量和湮灭或衰变的暗物质。我们回顾了从一个单一的脉冲星的流量，并从一个分布的脉冲星导出的流量。我们指出，脉冲星磁层中的粒子加速度不足以解释观测到的能量为E ~ 1 TeV的电子和正电子的过剩，必须考虑脉冲星与其风星云之间的终止激波处电子的附加加速度。我们表明，在能量小于几百GeV，通量从连续分布的星提供了一个很好的近似的预期通量从星在澳大利亚望远镜国家设施（ATNF）目录。在更高的能量下，我们证明在地球上测量的电子/正电子通量将由附近的一些年轻脉冲星主导，因此光谱将包含凹凸状特征。我们认为，在高能量的存在下，这样的功能将强烈建议脉冲星起源的异常贡献的电子和正电子通量。特征的缺失要么指向暗物质的起源，要么以抑制波动的方式限制脉冲星模型。此外，我们推导出的功能可以部分涂抹由于空间变化的能量损失在传播过程中。
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
New estimate for the contribution of the Geminga pulsar to the positron excess
正电子过剩的起源是天体粒子物理学中最令人感兴趣的谜团之一。最近在Geminga、Monogem和PSR J0621+3755等双星周围发现了扩展的$γ$射线晕，这为脉冲星风星云将$e^{\pm}$加速到非常高的能量提供了间接证据。虽然先前数据的精确度不允许对光谱参数进行精确评估，但我们能够使用HAWC和LHAASO于2020年和2021年发布的新数据找到更精确的注入光谱形状。我们发现，这是很好的拟合幂律与指数截止。光谱指数是相当硬的值约为1，而截止能量约为100 TeV。我们还推导出了星系周围扩散系数的强度，发现它比银河系的平均值低两个数量级。最后，我们利用上述结果估计了Geminga对正电子过剩的贡献。仅这个源就可以贡献大约1 TeV的整个正电子过剩。
2022-12-06 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Positrons Strongly Constrain Leptophilic Dark Matter
宇宙射线正电子一直被认为是暗物质湮灭的有力探测器。特别是，无数关于正电子分数意外上升的研究一直在争论它的暗物质或脉冲星起源。在本文中，我们反而研究了AMS-02探测硬亲轻子暗物质候选者的非常精确的正电子测量的潜力，这些候选者不具有与所观察到的大部分正电子过剩相似的光谱特征。利用一个详细的宇宙射线传播模型，其中包括一个主要的正电子通量产生的银河系恒星，除了由氦和质子测量约束的二次组件，我们产生了一个强大的适合当地的正电子通量和光谱。我们没有发现与亲轻子暗物质相关的光谱凸起的证据，并设置强约束的暗物质湮灭截面低于热湮灭截面的暗物质质量低于60 GeV和380 GeV的湮灭到$τ^+τ^-$和$e^+e^-$，分别在我们的默认模型。
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
On the contribution of the bow shock pulsar wind nebula PSR J0437-4715 to the observed fluxes of GeV-TeV positrons and antiprotons
Ioffe Institute（伊俄夫研究所）
研究PSR J0437-4715的弓形震波脉冲星风 nebula 对高能正电子和反质子通量的贡献，通过蒙特卡洛模拟和各向异性扩散模型解释观测到的正电子-反质子比。
2026-04-16 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
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 positrons from compact binary millisecond pulsars
在过去的十年中，出现了一种新的中子星：紧凑的毫秒双星（CBMSP）。由于这些双星和它们的伴星都在紧密的轨道上，典型的间距为$10^{11}$ cm，它们的风强烈地相互作用，形成双星内的激波。在冲击波中重新加速的电子-正电子对可以达到大约10 TeV的能量，这使得这个新的群体成为GeV-TeV宇宙射线正电子的潜在来源。我们提出了一个分析模型的流量和正电子从CBMSPs的二元内冲击谱。我们发现，最低能量$E_{\min}$的对进入冲击是至关重要的，以量化的能量谱的正电子注入到星际介质。我们首次测量CBMSPs的银河尺度高度，$z_e=0.4\pm0.1$千秒差距，校正后的观测偏差，发现他们接近银河平面。由此，我们估计银河系中的局部密度为5-9千秒差距$^{-3}$，外推总数为2-7千CBMSPs。然后，我们在各向同性扩散近似中传播的对，并发现从总人口的正电子通量是约两倍高于目前已知的52个系统。对于$E_{\min}$之间的1和50 GeV，我们的模型预测只有一个微小的贡献，从CBMSPs在100 GeV在地球上观察到的扩散正电子通量。我们还量化的各向异性运输的影响，由于有序的银河磁场，它可以改变扩散通量从附近的来源急剧。最后，我们发现，一个单一的“隐藏”CBMSP接近银河系平面可以产生一个正电子通量可比的AMS-02测量在600 GeV，如果它的视线到地球是沿着有序的银河系场线，而其…
2021-02-16 astro-ph.HE hep-ph
Detection of a $γ$-ray halo around Geminga with the Fermi-LAT and implications for the positron flux
HAWC合作组发现了一个$γ$射线辐射，其能量为$E_γ>5$ TeV，围绕Geminga和Monogem脉冲星风星云（PWNe）延伸约2度。我们分析，第一次，近10年的PDMATHAMM射线数据获得的费米大面积望远镜在$E_γ>$ 8 GeV的方向Geminga和Monogem。由于这两颗恒星靠近银河平面，我们使用10种不同的星际发射模型（IEM）进行分析，以研究由于该组件建模而产生的系统学。我们检测到一个$γ$射线晕盖明加周围的意义范围$7.8-11.8σ$取决于IEM考虑。这种测量与PWN发射的$e^+$和$e^-$兼容，PWN与位于距离脉冲星约100 pc的距离内的光子场进行逆康普顿散射（ICS），其中扩散系数估计为100 GeV时约$1.1 \times 10^{27}$ cm $^2$ /s。在我们的分析中，我们包括Geminga脉冲星的自行，这是相关的$γ$射线产生的ICS在费米-LAT能量范围。我们发现，大约$1\%$的效率转换的自旋下的能量的脉冲星到$e^+$和$e^-$是需要与$γ$射线数据从费米LAT和HAWC一致。根据AMS-02最高能量数据推断，Geminga对$e^+$通量的贡献至多为$20\%$。我们的结果是兼容的解释，从银河系恒星的累积发射解释了正电子过剩。
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
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
Positrons from pulsar winds
脉冲星，或者更一般的旋转动力中子星，是银河系中反物质的绝佳工厂，以电子和正电子对的形式存在。电子最初是通过强烈的旋转感应电场从恒星表面提取出来的，后来通过电磁级联转化为电子-正电子对。对脉冲星风星云（PWNe）的观测表明，脉冲星磁层中的级联必须确保$10^{4}-10^{5}$量级的对多重性。这些电子对最终成为脉冲星发出的相对论性磁化风的一部分。风的速度从其高度相对论性的整体运动减慢，在一个终止激波，这是由于它与周围的祖先超新星喷出物的相互作用而产生的反向激波。在（相对论性的）终止激波处，作为耗散过程的一部分，粒子对发生加速，这样冷风就转化为相对论性非热粒子的等离子体，加上一个潜在的热分量，然而这从未被观察到。只要脉冲星风嵌入超新星遗迹中，这些对就被迫喷出气泡，并通过辐射（由于膨胀）和辐射（由于磁场和辐射场）损失能量。我们在这里讨论的观测约束的能量和数量的内容，这样的对，并讨论的情况下，可能允许对逃逸的星际介质，并可能有助于最近已被发现的PAMELA卫星的正电子过剩。特别注意的是致力于脉冲星弓激波星云的情况下。在这些天体中产生的电子对可能被有效地带出超新星遗迹并释放到星际介质中。因此，弓形激波脉冲星风星云可能是银河系中正电子过剩的主要贡献者。
2010-07-27 astro-ph.HE
Cosmic rays of leptons from Pulsars and Supernova Remnants
PAMELA和FERMI实验的最新结果证实了改进银河系电子和正电子产生和传播理论模型的必要性。对于在能量大于10 GeV时观察到的正电子过剩，以及在电子和正电子的总通量中大约1 TeV的一些特征，有许多可能的解释。超新星是有可能解释这些观测结果的天体物理学对象。本文对轻子宇宙射线的天体物理来源进行了新的研究，并对这些异常现象的天体物理来源进行了可能和可能的解释。
2010-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Rays from Pulsars and Magnetars
我们比较了来自磁星和磁星的宇宙射线电子和正电子的预期丰度。我们假设，在银河系中的婴儿恒星和磁星的分布遵循高质量恒星的分布，并且宇宙射线的产生率分别与恒星和磁星的自旋下降和磁衰变功率成正比。结合其他来源（特别是超新星遗迹）的初级和次级宇宙射线轻子，我们发现磁星和磁星都可以很容易地解释观测到的宇宙射线谱，特别是HESS在几TeV处看到的下降和PAMELA发现的正电子分数的增加。
2010-05-06 astro-ph.HE hep-ph
The millisecond pulsar contribution to the rising positron fraction
来自毫秒双星（MSP）的成对级联可能是银河系电子和正电子的主要来源，它们导致PAMELA和AMS-02观测到的正电子通量增加到10 GeV以上。费米大面积望远镜（LAT）极大地增加了探测到的伽马射线MSP的数量。光变曲线模型进一步支持MSP磁层中丰富的对产生，因此来自于MSPs的初级宇宙射线正电子的模型应该包括来自大量MSP的贡献以及它们每个源潜在的更高的正电子输出。我们模型的贡献银河系MSP地球宇宙射线电子/正电子通量使用人口合成代码来预测的源属性，现今的MSP。我们模拟对光谱假设偏置偶极子磁场，提高对创建率。我们还考虑了在黑寡妇（BW）和红背（RB）双星系统中，正电子和电子在强烈的双星内冲击中被加速到非常高的能量。我们通过使用模型计算它们在银河系中的扩散和辐射能量损失来将这些粒子运送到地球。我们的模型粒子通量增加非零偏移的磁极帽。我们发现，对级联MSP磁层的贡献只有温和的几十个GeV左右的测量通量。BW和RB通量可能达到百分之几十的观测通量高达几TeV。在这种情况下，未来的观察应该限制源属性。
2015-08-19 astro-ph.HE
Slow diffusion is necessary to explain the gamma-ray pulsar halos
这表明Geminga周围的$γ$射线晕可能不能用慢扩散解释。如果考虑电子/正电子传播的弹道机制，即使扩散系数很大，也可以解释Geminga晕。在这项工作中，我们研究这种效果，通过采取广义Jüttner传播近似相对论格林函数的扩散，并发现Geminga晕的形态可以勉强适合在快速扩散的情况下。然而，最近在LHAASO的PSR J 0622 $+$ 3749周围发现的$γ$射线晕不能用相同的效应来解释，缓慢扩散是唯一的解决方案。此外，如果用这种弹道输运效应来解释，这两个脉冲星晕都要求从脉冲星自旋下降能量到高能电子/正电子的转换效率远大于100%.因此，我们的结论是，慢扩散是必要的，以占周围的$γ$射线晕恒星。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
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
Contribution of pulsars to cosmic-ray positrons in light of recent observation of inverse-Compton halos
在Geminga和Monogem PWNe周围观测到TeV能量的几度正电子（$e^+$）宇宙线辐射，以及在更大范围内观测到GeV能量的Geminga正电子（$γ$）宇宙线辐射之后，脉冲星风星云（PWNe）对过量正电子宇宙线通量有重要贡献的假设得到了巩固。这些PWNe周围的$γ$射线晕被解释为由于电子（$e^-$）和$e^+$被PWNe加速和逃逸，以及星际辐射场的逆康普顿散射低能光子。这些光环的延伸表明，相对于银河系的平均值，这些PWNe周围的扩散被抑制了两个数量级。我们实现了一个两区扩散模型的传播$e^+$加速银河人口的PWNe。我们考虑从ATNF目录中的恒星，并建立PWN银河系人口的模拟。在这两种情况下，我们发现，在一个两区扩散模型，从PWNe和次级$e^+$的总贡献是在AMS-02数据的水平，转换效率的脉冲星自旋能量在$e^\pm$的$η\sim0.1$。对于模拟的PWNe，一个$1σ$的不确定性带被确定，这是至少一个数量级从10 GeV到几TeV。提示减少$e^+$通量TeV的能量被发现，即使它是强连接到每个源周围的低扩散气泡的半径的选择值。
2020-01-30 astro-ph.HE hep-ph
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
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
Are pulsar halos rare ?
扩展的伽马射线发射，解释为由电子-正电子对的环境光子的逆康普顿散射形成的晕，被观察到朝向一些中年的恒星。银河系中这种现象的物理起源和实际共性仍然不清楚。与最近的理论模型相比，对限制的条件似乎很极端。我们在J 0633 +1746和B 0656 +14中寻找尽可能减少晕中扩散抑制的程度和幅度的情景，并探讨了如果它们应用于所有附近的中年恒星，对局部正电子通量的影响。我们使用了一个唯象静态两区扩散框架，并将其预测与费米-LAT和HAWC观测的两个晕，并与AMS-02测量的本地正电子通量。虽然数据要求在~ 100 TeV处有2-3个数量级的强扩散抑制，但有可能找到两个对象的扩散抑制程度小至30 pc的解决方案。如果附近所有的中年恒星都发展出这样的晕，它们的正电子通量（包括Geminga的贡献）将使AMS-02测量的注入效率饱和，而注入效率比J 0633 +1746和B 0656 +14中的典型晕小得多，更普遍的是年轻脉冲星风星云的典型值。相反，如果来自其他邻近恒星的正电子在星际介质中释放，而没有任何限制，它们的总正电子通量符合观测到的光谱，对于所有恒星，从驱动脉冲星风星云的kyr-old天体到100 kyr-old天体，如J 0633 +1746和B 0656 +14，注入效率都是几十个百分点。似乎更简单的假设是，大多数中年人不会出现晕轮（略）。
2022-06-23 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
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 influence of small scale magnetic field on the heating of J0250+5854 polar cap
考虑了地球表面小尺度磁场对PSR J0250+5854极盖加热的影响。假设极帽仅由在脉冲星二极管中加速的反向正电子加热。假设脉冲星二极管处于静止状态，下极板靠近星表面（极冠模型），占据整个脉冲星管截面，工作在稳定的空间电荷限制电子流区。考虑了小尺度磁场对脉冲星二极管内部电场的影响。在计算正负电子对产生率时，我们只考虑了初级电子的曲率辐射及其在磁场中的吸收。假设部分正负电子对可以在束缚态（正电子偶素）中产生。随后这些正电子素被来自恒星表面的热光子光电离。
2020-04-10 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
'Half-bare' positron in the inner gap of a pulsar and shift of inter pulse position
蟹状星云脉冲星的脉冲辐射由主脉冲（MP）和间脉冲（IP）组成，以及在某些频率上出现的额外脉冲分量。它已经在许多频率进行了研究，并包含了独特的信息，这是大多数卫星无法获得的。莫菲特和汉金斯在20年前发现了这些数据的奥秘之一，即IP在高射频下与低射频下相比发生了偏移，并在更高频率的光学和X射线范围内恢复到以前的位置。我们提出的解释，这些神秘的变化与频率通过反射辐射的相对论性正电子从恒星表面。脉冲星在极区的磁场一定是倾斜于恒星表面的，并对所讨论的过程产生影响。正电子在内部间隙电场的作用下被加速射向恒星表面，以半裸露粒子的形式辐射。这种辐射的光谱角特性不同于间隙内的电子曲率辐射。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
TeV halos and the role of pulsar wind nebulae as sources of cosmic ray positrons
本研究基于HAWC对Geminga PWN的探测，计算证实脉冲星周围20-50 pc内存在受抑制的扩散，推断电子对能谱约束，并探讨TeV晕对质子加速及脉冲星物理的意义。
2023-05-13 astro-ph.HE
Slow diffusion around pulsar $γ$-ray halos and its impact on cosmic rays propagation
本文指出弹道—扩散传播无法拟合脉冲星γ射线晕且能量转化效率异常，论证慢扩散必要，并据此重新评估邻近脉冲星与暗物质湮灭对AMS-02正电子数据的贡献。
2023-08-16 astro-ph.HE hep-ph
