Gamma-rays from the binary system containing PSR J2032+4127 during its periastron passage
高能脉冲星PSR J2032+4127是最近在未确认的HEGRA TeV伽马射线源（TeV J2032+4130）方向发现的。据推测，这颗脉冲星与Be型恒星MT 91 213形成了一个双星系统，预计将在2017年晚些时候到达近星点。我们通过应用一个简单的几何模型，对双星系统近星点附近产生的伽马射线辐射进行了详细的计算。在脉冲星和恒星风碰撞区加速的电子通过散射来自大质量伴星的软辐射而引发各向异性逆康普顿电子-正电子对级联。γ射线谱，从这样的康普顿化过程中，面临的扩展TeV γ射线发射的测量从HEGRA TeV γ射线源。我们讨论的条件内的二进制系统，在近星通道的脉冲星，从二进制的伽马射线发射可以克服扩展的，稳定的TeV伽马射线发射的HEGRA TeV伽马射线源。
2017-11-06 astro-ph.HE
The contribution of bulk Comptonization to the soft X-ray excess in AGN
体积速度超过热速度充分辐射压力为主的吸积流。我们模拟了活动星系核中体康普顿化对软X射线过剩的贡献。体康普顿化是由于湍流和背景剪切。我们计算光谱，考虑到和不考虑体积速度使用缩放的数据从辐射磁流体动力学（MHD）剪切箱模拟。我们的特点是我们的结果与温度和光学深度，使接触与其他温暖的康普顿化模型的软过剩。我们选择的基准质量$M = 2 \times 10^6 M_{\odot}$和吸积率$L/L_{\rm Edd} = 2.5$与超爱丁顿窄线Seyfert 1（NLS 1）RE 1034 +396相对应。温度，光学厚度，康普顿$y$参数，我们发现大致同意那些适合RE 1034 +396。体康普顿化的作用是将维恩尾移向更高的能量，降低气体温度，拓宽光谱。如果体康普顿化贡献可以与其他物理效应（例如反射和吸收）的贡献分开，那么对NLS 1中软过剩的观察可以限制盘湍流的性质。
2017-01-24 astro-ph.HE
Role of the disk environment in the gamma-ray emission from the binary system PSR B1259-63/LS 2883
PSR B1259-63/LS 2883是一颗非常高能量（VHE; E > 100 GeV）的伽马射线双星，由一颗48 ms的脉冲星组成，围绕一颗Be星运行，周期为3.4年。Be星有一个拱星盘，它相对于轨道倾斜，脉冲星在每个轨道上都会穿过它两次。拱星盘提供了一个额外的目标光子场，这可能有助于逆康普顿散射和伽马-伽马吸收，在观测到的高能量发射光谱和光变曲线中留下特征印记。我们研究康普顿支持的签名，VHE伽马射线诱导的对级联在拱盘的Be星和它们可能的贡献的GeV通量。我们还研究了可能的影响，在磁盘上观察到的TeV光变曲线的γ-γ吸收。我们表明，VHE伽马射线在恒星和磁盘光子场的累积吸收可以解释的调制流量在近星通道。
2015-09-04 astro-ph.HE
Gamma Ray Signal from the Pulsar Wind in the Binary Pulsar system PSR B1259-63/LS2883
双星脉冲星系统在脉冲星风终止之前和之后，由于脉冲星风的相对论电子对伴星的光辐射进行康普顿化，从而发射出潜在的可检测的伽马射线。最近对脉冲双星系统PSR B1259-63/LS 2883的光学观测揭示了伴星的辐射特性，与以前的测量结果有很大不同。在本文中，我们研究的影响，这些意见的未受冲击的脉冲星风与恒星光子的相互作用率和相关后果的高能量（HE）和甚高能量（VHE）的伽马射线通量。我们表明，信号应该是足够强的费米接近近星点通过检测，除非脉冲星风是强各向异性或风的洛伦兹因子小于$10^3$或大于$10^5$。光学星的高光度也有两个重要的含义：（i）由于光子-光子对的产生，伽马射线的衰减，以及（ii）未受冲击的风的康普顿阻力。虽然第一种效应对VHE伽马射线的光变曲线有影响，但第二种效应可能会显着减少风终止后可用于粒子加速的能量。
2011-04-01 astro-ph.HE
Pair Cascades in the Disk Environment of the Binary System PSR B1259-63/LS 2883
PSR B1259-63/LS 2883是一颗发射γ射线的甚高能双星，由一颗48 ms脉冲星组成，它围绕一颗Be星运行，周期为$\sim3.4$年。Be星有一个拱星盘，它相对于轨道倾斜，脉冲星在每个轨道上都会穿过它两次。拱星盘提供了一个额外的目标光子场，这可能有助于逆康普顿散射和γγ吸收，在观测到的高能发射光谱中留下特征印记。在2010年12月15日的近星点穿越中，在GeV能量下首次探测到了该源。费米大面积望远镜（LAT）报告了一个壮观的和意想不到的γ射线耀斑发生在近星点后30天左右，持续了大约7周。本文研究了Be星拱盘中康普顿支持的VHE γ射线感生对级联的特征及其对GeV通量的可能贡献。我们表明，级联排放产生的磁盘不能负责的GeV耀斑，但它可能解释观测到的GeV排放接近近星点。我们还表明，在磁盘中的γ-γ吸收可能解释所观察到的TeV光变曲线。
2014-08-27 astro-ph.HE
Implication of the striped pulsar wind model for gamma-ray binaries
伽马射线双星是一种大质量恒星，其伴随的致密天体被观测到在伽马射线范围内发射大部分能量。其中一个双星系统包含一颗射电脉冲星PSR B1259-63。在条纹状脉冲星风中，加速到光柱外的粒子的同步辐射和逆康普顿辐射被用来解释孤立脉冲星的X射线到高能（He，$>$ 100 MeV）γ射线辐射。这个脉冲星模型自然地扩展到双星环境，其中逆康普顿散射的种子光子由伴星提供。在这里，我们调查的可能性，从PSR B1259-63的条纹脉冲星风模型的框架中的γ射线发射。PSR B 1259 -63的轨道几何形状受到观测的很好约束，双无线电脉冲表明它是一个几乎正交的旋转体，因此条纹区域覆盖的立体角接近于$4π$。我们计算了轨道和旋转相位分辨光谱的变化和光变曲线的预期。
2011-06-23 astro-ph.HE
Is PSR J0855$-$4644 responsible for the 1.4 TeV electron spectral bump hinted by DAMPE?
宇宙射线电子谱的DAMPE观测暗示在$\sim$ 1.4 TeV处有一个狭窄的过剩。虽然过量的电子可以归因于暗物质粒子，但脉冲星和脉冲星风星云被认为是更自然的天体物理起源：由于辐射能量损失，早期从附近的脉冲星注入的电子可以在光谱中形成类似凸点的特征。本文通过对附近的双星的观测，发现了4个可能对$\sim$ 1.4TeV宇宙线电子有显著贡献的双星。其中，PSR J0855 $-$ 4644的自旋下降光度比其他的高50倍以上，并且可能主导来自它们的电子通量。然后利用对PWN G267.0 $-$ 01.0的内部致密部分（可能代表从脉冲星传输电子的隧道）的X射线观测来约束脉冲星注入的高能电子的光谱指数。我们发现PSR J 0855 $-$ 4644释放的高能电子确实可以再现DAMPE所暗示的1.4 TeV光谱特征。
2020-10-23 astro-ph.HE
Infrared Excess Sources: Compton Thick QSOs, low luminosity Seyferts or starbursts?
本文讨论了红外过剩源（IRX）的性质，它们被认为是亮度L_X（2- 10 keV）> 1 e43 erg/s的康普顿厚（N_H> 2 e24 cm ^{-2} $) QSOs at z~2. Lower redshift, z~1, analogues of the distant IRX population are identified by firstly redshifting to z=2 the SEDs of all sources with secure spectroscopic redshifts in the AEGIS (6488) and the GOODS-North (1784) surveys and then selecting those that qualify as IRX sources at that redshift. A total of 19 galaxies are selected. The mean redshift of the sample is $ z \approx 1 $. We do not find strong evidence for Compton Thick QSOs in the sample. For 9 sources with X-ray counterparts, the X-ray spect…
2010-03-26 astro-ph.HE
A simple framework for modelling the dependence of bulk Comptonization by turbulence on accretion disc parameters
活动星系核中软X射线过剩的温康普顿化模型不能自洽地解释康普顿化介质与吸积盘之间的关系。正因为如此，他们不能直接将拟合的康普顿化温度和光学深度与吸积盘参数联系起来。由于体积速度超过热速度在高辐射压力为主的磁盘，在这些系统中，散装康普顿化湍流可能提供一个物理基础，在磁盘本身的温暖康普顿化模型。我们模拟了体康普顿化对吸积盘基本参数的依赖关系，如质量、光度、半径、自旋、内边界条件和$α$。除了约束温康普顿化模型，我们的模型可以帮助区分从体康普顿化到软X射线过剩的贡献，由于其他物理机制，如吸收和反射。通过将体康普顿化的时间变化性与磁旋转不稳定性（MRI）湍流引起的盘垂直结构波动联系起来，我们的研究结果表明，软X射线过剩的观测结果可以用于研究辐射压力主导制度中的盘湍流。由于我们的模型以物理直观的方式将体康普顿化与一维垂直结构温度分布联系起来，因此它将有助于在未来的模拟中理解这种效应。
2018-04-03 astro-ph.HE
New insight into the origin of the GeV flare in the binary system PSR B1259-63 from the 2017 periastron passage
PSR B1259-63是一个伽玛射线双星系统，拥有一颗周期约为3.4年的射电脉冲星，围绕着一颗O9.5Ve恒星LS 2883运行。脉冲星风与LS 2883外流的相互作用导致无线电，X射线，GeV和TeV域的非脉冲宽带发射。虽然射电、X射线和TeV的光变曲线表现出相当相似的行为，但GeV的光变曲线却显得非常不同，因为它在近星点后一个月左右发生了一次巨大的爆发。在这次爆发过程中的能量释放似乎显着超过了脉冲星的自旋亮度和GeV的光变曲线和能量释放从一个轨道到下一个不同。在本文中，我们首次介绍了2017年该系统的光学观测结果，并重新分析了现有的X射线和GeV数据。我们提出了一个新的模型，在该模型中，GeV的数据被解释为结合的韧致辐射和逆康普顿发射的脉冲星风的未受冲击和弱冲击的电子。X射线和TeV辐射是由高能电子在恒星/脉冲星风碰撞产生的强烈冲击上加速的同步加速器和逆康普顿辐射产生的。在我们的模型中，GeV耀斑的亮度被解释为在耀斑发生期间，在观察者的方向上，在一个锥形定向中释放的能量的光束效应。
2020-06-25 astro-ph.HE
Combined significance of spatial coincidence of high energy neutrinos from PSR B1509-58 by Super-Kamiokande and MACRO
在寻找高能中微子的天体物理点源时，超级神冈中微子探测器和MACRO中微子探测器都发现了来自同一个源的最大角过剩，即PSR B1509-58。我们估计由{ \it both} Super-Kamiokande和MACRO观测到的事件数的概率是由于大气中微子背景的偶然巧合。我们发现该概率约为0.4%，对应于2.6 $σ$显著性。我们还提出了一些额外的测试，以确定是否这种过剩对应于一个天体物理信号或只是一个背景事件。
2022-06-24 astro-ph.HE hep-ph
A new approach to the GeV flare of PSR B1259-63/LS2883
PSR B1259-63/LS 2883是一个由脉冲星和Be星组成的双星系统。Be星有一个赤道环星盘（CD）。{ \it Fermi}卫星在最后两次近星点通过后大约30天发现了意想不到的伽马射线耀斑。耀斑的起源仍然令人费解。在这项工作中，我们探讨的可能性，GeV耀斑的后果的逆康普顿散射的软光子的脉冲星风。软光子来自脉冲星周围的一个吸积盘，它是由脉冲星引力在近星点前穿过吸积盘时捕获的CD物质组成的。在近星点之后的另一个盘交叉点，CD的密度不够高，因此吸积被脉冲星风激波阻止。该模型能较好地再现所观测到的SED和光变曲线。
2017-06-27 astro-ph.HE
Orbital Modulation of Gamma Rays from PSR~J2339$-$0533
利用费米大天区望远镜11年的观测数据，研究了$P_{\rm B}=4.6$ hr毫秒脉冲双星PSR J2339 $-$ 0533的100-600 MeV γ射线辐射的轨道调制。调制具有很高的意义（机会概率$p\approx 10^{-7}$），近似为正弦曲线，峰值位于脉冲星上合点附近，并且仅在低能量100-600 MeV频带中检测到。调制仅限于脉冲间隔，这表明变化是在2.9毫秒脉冲信号本身。这与其他几个已知的系统表现出GeV的轨道调制，因为这些是无脉冲的，通常与光束发射从一个intrabinary冲击。调制脉冲信号的起源尚不清楚，虽然我们描述了几种情况，包括康普顿上散射的光子从加热的同伴。这需要条纹脉冲星风的高度相干性。
2020-05-16 astro-ph.HE
Probing the Pulsar Wind in the gamma-ray Binary System PSR B1259-63/SS 2883
本文在一个简单的脉冲星风星云模型的框架内，研究了$γ$射线双星PSR B 1259 -63/SS 2883从X射线到甚高能区（$>100$ GeV）的光谱能量分布随轨道相位的变化。发射模型是基于X射线制度的同步辐射过程和逆康普顿散射过程的提升恒星光子从Be星伴星的非常高的能量（100 GeV-TeV）制度。有了这个模型，所观察到的时间行为，原则上，可以用来探测脉冲星风的属性在冲击作为轨道相位的函数。由于加速过程和磁能转化为粒子动能的详细微观物理理论的不确定性，整个轨道的观测X射线数据使用两种不同的方法拟合。
2009-07-22 astro-ph.HE
Suzaku Observation of a Hard Excess in 1H 0419-577: Detection of a Compton-Thick Partial-Covering Absorber
我们目前的结果从2007年7月期间采取的1H 0419-577 200 KS朱雀观测。该源显示出一个强大的过剩的计数超过10千电子伏相比，外推模型的基础上以前的数据在0.5-10千电子伏波段。1H 0419-577中的“硬过剩”可以解释为存在一个康普顿厚度的部分覆盖吸收体，覆盖了约70%的源。康普顿厚度的气体可能来自光学BLR内部的半径，并可能形成一部分的cloudspeaker盘风。朱雀号观测到的Fe Ka荧光光度与赤道盘风的观测结果一致。
2009-03-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-ray emission states in the redback millisecond pulsar binary system PSR J1227-4853
在毫秒脉冲星双星系统中，人们期待已久的自转驱动和吸积驱动的非热辐射之间的过渡态，最近在PSR J1023+0038，PSR J1824-2452和PSR J1227-4859三个天体中被观测到。令人惊讶的是，过渡与$γ$ -射线通量的显着变化有关，该变化是吸积盘存在下的几个更高的因素。这种增强发射的起源似乎与吸积盘穿透脉冲星磁层有关。我们提出，辐射过程，旋转动力脉冲星的特点，可以共存的吸积盘的存在下，在脉冲星磁层的内部。在我们的设想中，额外的$γ$射线发射是由次级轻子产生的，起源于加速间隙附近，康普顿将来自吸积盘的热辐射向上散射到GeV能量。吸积盘深入脉冲星的磁层，使物质落在NS表面产生脉冲X射线辐射。我们证明，在具有吸积盘证据的状态下，由初级电子在弯曲过程中产生的旋转动力脉冲星$γ$射线辐射和由次级轻子产生的$γ$射线辐射之和可以解释观测到的来自红背双星脉冲星PSR J 1227 -4853的高能辐射.
2015-05-08 astro-ph.HE
A newly discovered VHE gamma-ray PWN candidate around PSR J1459-60
H.E.S.S.进行的银道面观测。天文望远镜阵列显示，PSR J1459-60是一颗相当古老的伽马射线脉冲星（64 kyr），自旋下降能量约为10^36 erg/s，由费米/LAT卫星在高能伽马射线中发现。最近使用朱雀卫星探测到了对应的X射线脉冲星。在这篇文章中，我们提出了一个新的VHE伽马射线源的发现，包括形态和光谱分析。它与伽玛射线脉冲星在PWN方案的关联将被讨论。
2012-05-03 astro-ph.HE
Theoretical modeling of Comptonized X-ray spectra of super-Eddington accretion flow: origin of hard excess in Ultraluminous X-Ray Sources
基于辐射流体动力学模拟数据，采用MonteCarlo辐射传输模拟方法研究了超爱丁顿吸积流的X射线连续谱，其中考虑了热散射和体康普顿散射.我们比较了质量为$M_{\rm BH} = 10, 10^2, 10^3$和$10^4 M_\odot$的黑洞周围吸积流的计算光谱，其中固定质量注入率（从$10^3 r_{\rm s}$的计算边界）为$10^3 L_{\rm Edd}/c^2$（$r_{\rm s}$、$L_{\rm Edd}$和$c$分别为史瓦西半径、爱丁顿光度和光速）。软X射线光谱表现出与标准盘关系的质量依赖性;最大表面温度按比例缩放为$T \propto M_{\rm BH}^{-1/4}$。相比之下，如果我们用$M_{\rm BH}$对辐射光度进行归一化，硬X射线带的光谱在不同的模型中看起来非常相似。这反映了硬组分是由源自过热和/或漏斗区域中的吸积流的软光子的热和体康普顿散射产生的，其温度没有质量依赖性。硬X射线谱可由温度为$T\sim 3$ keV的Wien谱再现，伴随着在光子能量高于几keV时的硬过剩。过量光谱可以很好地拟合与功率定律的光子指数$Γ\sim 3$。这一特征与最近NuSTAR对ULX（超发光X射线源）的观测结果一致。
2017-09-05 astro-ph.HE
Searching For Pulsars Associated With the Fermi GeV Excess
费米大天区望远镜已经探测到一个向银河系中心延伸的GeV辐射区域，目前认为该区域是由暗物质湮灭或年轻和/或毫秒星系提供动力的。在脉冲星假说的测试中，我们已经进行了初步的搜索，20度 **2的区域为中心的银河系中心GeV过剩的峰值。在干涉仪图像上，候选的射电星被确定为一个紧凑、陡峭的频谱连续射电源，随后进行了有针对性的单碟脉动搜索。我们报告发现的循环脉冲星PSR 1751-2737的自旋周期为2.23毫秒。PSR 1751-2737似乎是一个孤立的循环脉冲星位于我们的银河系的磁盘，它不是一个假定的隆起人口的星系，被认为是负责过量的GeV的排放。然而，我们在这个小型试点调查的初步成功表明，这种混合方法（即宽视场干涉成像，随后与单碟脉动搜索）可能是一个有效的替代策略，用于测试是否一个假定的膨胀人口的恒星是负责的GeV过剩。
2017-03-14 astro-ph.HE
A new study towards PSR J1826-1334 and PSR J1826-1256 in the region of HESS J1825-137 and HESS J1826-130
目标。本文的目的是探测脉冲星风星云HESS J1825-137的残余电子的同步辐射，并研究HESS J1826-130的$γ$射线辐射的起源。方法. HESS J1825-137的研究是在以PSR J1826-1334为中心的新射电观测的基础上进行的。配置B和C中1.4 GHz的Jansky超大阵列。为了研究HESS J1826-130的性质，我们重新处理了用XMM-牛顿获得的未发表的档案数据。结果朝向PSR J1826-1334的新射电连续图像揭示了一个明亮的射电源，脉冲星位于其中心，这表明这一特征可能是在高能量下检测到的PWN紧凑组件的射电对应物。新的1.4 GHz无线电数据没有显示出与HESS J1825-137源的$γ$ -射线中观察到的扩展相当的发射。另一方面，XMM-牛顿对包括PSR J1826-1256在内的区域的研究揭示了一个细长的非热X射线发射星云，脉冲星位于北部边界，尾部朝向极高能量源的峰值。该光谱的特征是幂律，光子指数从脉冲星周围的1.6到星云边缘的2.7，这与电子的同步加速器冷却一致。根据我们的X射线分析，我们提出HESS J1826-130可能是由PSR J1826-1256驱动的PWN通过逆康普顿机制产生的。
2019-02-06 astro-ph.HE
TeV Flux modulation in PSR B1259-63/LS 2883
PSR B1259-63/LS 2883是一个双星系统，其中一颗48毫秒的脉冲星围绕一颗大质量Be星运行，其轨道高度偏心（e=0.87），周期为3.4年。该系统表现出可变的，非热辐射可见从无线电到甚高能量（VHE）周围的近星点通道。这种辐射被认为是来自脉冲星风（PW）和恒星外流之间的激波区域中加速的粒子。H.E.S.S.数据与逆康普顿（IC）方案的背景下，占主导地位的轨道相位相关的绝热损失进行了研究。分析了观测到的TeV通量与分离距离的关系。模型计算的基础上IC散射冲击加速PW电子和紫外光子进行。不同的非辐射冷却配置文件建议的初级粒子人口占可变TeV通量。用H.E.S.S.在2004年和2007年似乎只依赖于二进制分离。研究结果表明，PSR B1259-63中VHE辐射在近星点附近有一个特殊的非辐射冷却廓线。由这种非辐射冷却廓线得到的星盘位置与射电观测推断的星盘位置吻合得很好。
2010-09-27 astro-ph.HE
Reanalysis of Data Taken by the CANGAROO 3.8 Meter Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope: PSR B1706-44, SN 1006, and Vela
根据H.E.S.S. S对PSR B1706-44、SN 1006和船帆座脉冲星区的观测结果，对1993 - 1998年CANGAROO 3.8 m大气切伦科夫成像望远镜观测的数据进行了重新分析。协作在我们的再分析中，伽马射线选择标准已经完全使用伽马射线模拟和关源数据作为背景样本来确定，从PSR B1706-44周围的紧凑区域或SN 1006的东北边缘内没有检测到显著的TeV伽马射线信号。我们讨论了为什么原始分析给出了源检测的原因。再分析确实导致了TeV的伽马射线信号从船帆座脉冲星区域在4.5西格玛水平使用1993年，1994年和1995年的数据。超出部分位于同一位置，0.13度。在船帆座脉冲星的东南方，正如最初的分析报告所述。我们已经调查了3.8米望远镜的视场中的接受分布的效果，它迅速减少对边缘的领域的相机，对检测到的伽马射线形态。通过对H.E.S.S.测量的HESS J 0835 -455的分布重新加权，得到了3.8米望远镜的预期过剩分布。用3.8米望远镜进行观测。该结果在形态上与CANGAROO过量分布相当，尽管接受重新加权的H.E.S.S.分布比CANGAROO更分散。本文对HESS J 0835 -455的积分γ射线通量进行了估算，计算区域与HESS J 0835 -455定义的区域相同。由CANGAROO 1993-1995年的数据得到F（> 4.0 +/- 1.6 T…
2009-08-19 astro-ph.HE
Testing warm Comptonization models for the origin of the soft X-ray excess in AGN
许多活动星系核（AGN）的X射线谱在高能幂律外推的基础上，在1-2 keV以下表现出软X射线过剩。该成分的来源不确定。它可能是相对论模糊、电离反射的特征，或者是在温暖（kT $\sim$ 1 keV）、光学厚度（$τ\simeq$ 10-20）的日冕中热康普顿化的高能尾部，产生光学/UV到软X射线发射。本文的目的是测试的暖日冕模型的统计显著样本的未吸收，无线电安静AGN与XMM-牛顿档案数据，同时提供光学/UV和X射线覆盖。样本有22个对象和100个观测值。我们使用两个热康普顿化组件，以适应宽带光谱，一个用于暖电晕发射和一个用于高能量连续谱。在光学紫外线中，我们还包括了红化，蓝色小凸起和银河系消光。在X射线中，我们包括WA和中性反射。该模型对90%以上的样品给出了良好的拟合（减少的$χ^2 <1.5$）。我们发现温暖的日冕的温度均匀分布在0.1-1千电子伏的范围内，而光学深度是在范围$\sim$ 10-40。这些值是一致的温暖的日冕覆盖了大部分的准被动吸积盘，即主要是再处理的温暖的日冕发射。盘固有发射不超过盘总发射的20%。根据这种解释，大部分吸积能量将在吸积流的上层释放。
2017-10-13 astro-ph.HE
Multi-GeV Fermi-LAT Detection of PSR B1259-63
费米-拉特探测到脉冲星B1259-63在多GeV范围内的高能辐射，揭示其高能活动范围扩展，为粒子加速和辐射过程提供新约束。
2025-12-17 astro-ph.HE
PSR J1311-3430: A Heavyweight Neutron Star with a Flyweight Helium Companion
我们获得了新发现的Pb= 94 min γ射线黑寡妇脉冲星PSR J1311-3430的初步光谱观测和补充测光结果。凯克光谱显示出一个以氦为主，几乎不含氢的光球层和一个609.5+/-7.5km/s的大径向速度振幅。同时七色GROND测光进一步探测了这颗伴星的加热，并显示了存在的红外线过剩。我们已经模拟了静态光变曲线，限制了轨道倾角和质量。简单的加热光变曲线拟合得到M_NS=2.7Msun，但显示出系统的光变曲线差异。添加额外的组件允许拟合更大的质量范围，但所有可行的解决方案都具有M_NS>2.1Msun。如果得到证实，那么这样大的M_NS将在很大程度上限制物质在超核密度下的物态方程。
2012-10-25 astro-ph.HE
Fermi Study of 5-300 GeV emission from the high-mass pulsar binary PSR B1259-63/LS 2883
我们报告的结果，从我们的详细分析费米大面积望远镜（LAT）的数据脉冲星二进制PSR B1259-63/LS 2883。在脉冲星处于近星点通道时发生的GeV耀斑期间，我们在双星的发射中探测到了$\simeq 5σ$处的5- 300 GeV分量。该检测验证了在先前的二元研究中少量发现的组分的存在。此外，我们还发现，即使在双星的静止状态，特别是平均异常相位0.7- 0.9时，这个分量也存在。该分量可用光子指数为$Γ\sim 1.4$的幂律方程描述，耀斑中的通量比平静时的通量大约高一个数量级。我们讨论了这个组件的起源。它很可能是由逆康普顿过程引起的：由于来自脉冲星和大质量伴星的风之间的相互作用，来自激波的高能粒子将伴星的种子光子散射到GeV/TeV的能量。基于这种情况下，模型拟合的宽带X射线-TeV光谱的二进制在耀斑和静止状态。
2016-04-18 astro-ph.HE
Modeling the multi-wavelength light curves of PSR B1259-63/SS 2883
PSR B1259-63/SS 2883是一个双星系统，其中一颗48-ms的脉冲星在高偏心轨道上围绕一颗Be星运行，其长轨道周期约为3.4年。广泛的宽带观测数据可用于该系统，从无线电波段到甚高能量（VHE）范围。多频辐射是非脉冲和非热的，通常被认为与脉冲星风和恒星风之间相互作用加速的相对论电子有关，其中X射线辐射来自同步加速器过程，VHE辐射来自逆康普顿（IC）散射过程。本文发展了一个随磁参数$σ$变化的激波风模型来解释观测结果。通过选择适当的参数，我们的模型可以再现X射线和TeV光变曲线中的双峰轮廓。圆盘的效应分别在X射线和TeV波段表现出发射和吸收分量。我们认为同步辐射谱的多普勒增强将产生一些GeV耀斑。该模型可用于LS I+61 o303和LS 5039等类似系统的检验。
2011-05-19 astro-ph.HE
Hubble Space Telescope non-detection of PSR J2144-3933: the coldest known neutron star
我们报告了哈勃太空望远镜在一个光学波段（F475 X）和两个远紫外波段观测中没有探测到$\sim 3\times 10^8$年龄大、速度慢、孤立的旋转动力脉冲星PSR J2144 $-$ 3933（F125 LP和F140 LP），分别在枢轴波长4940 nm、1438 nm和1528 nm处产生上界$F_{\rm F475X}< 22.7$ nJy、$F_{\rm F125LP}< 5.9$ nJy、$F_{\rm F140LP}< 19.5$ nJy。在黑体谱的假设下，我们推导出了脉冲星$T<42,000$ K的表面（未红移）温度的保守上限。这使得PSR~J2144--3933成为已知最冷的中子星，使我们能够研究老中子星的热演化模型。这个温度与直接或修改后的Urca反应（包括旋转化学加热）模型一致，并且考虑到中子涡旋线运动产生的摩擦加热，它为中子超流体$J<10^{44}\,\mathrm{erg\,s}$中的多余角动量设定了上限。
2019-03-28 astro-ph.HE
Suzaku Observations of PSR B1259-63: A New Manifestation of Relativistic Pulsar Wind
我们观察PSR B1259-63，一个年轻的非吸积脉冲星绕Be星SS 2883，8倍，与朱雀卫星在2007年，描述的X射线辐射之间的相互作用产生的脉冲星相对论风和Be星流出。X射线光谱在0.6-10 keV范围内显示出无特征的连续谱，由具有宽范围光子指数1.3-1.8的幂律建模。当结合朱雀PIN探测器，允许在硬15-50千电子伏波段的光谱分析，X射线光谱显示在5千电子伏在某个时代的突破。把该系统看作是一个致密化的脉冲星风星云，其中假设e+e-对在脉冲星风的内部激波前沿被加速，我们把X射线光谱突变归因于与相对论脉冲星风γ_1 = 4 × 10 ^5的洛伦兹因子相关的同步辐射的低能截止。我们的研究结果表明，恒星光子的康普顿化的未受冲击的脉冲星风将访问（或严格限制）的观测与费米伽玛射线太空望远镜在下一个近星通过。PSR B1259-63系统使我们能够直接探测脉冲星风的基本性质，是对大尺度脉冲星风星云研究的补充。
2009-04-07 astro-ph.HE
Inverse Compton X-ray Emissions from TeV blazar Mrk421 during a Historical Low-Flux State Observed with NuSTAR
我们报告的检测过量的硬X射线发射TeV BL紫胶对象Mrk 421在历史低通量状态的源在2013年1月。在MJD 56294和MJD 56312之间进行了四次NuSTAR观察，总暴露量为80.9 ksec。在3-40 keV范围内的源通量几乎是恒定的，除了MJD 56307，当平均通量水平增加了三倍。在整个曝光过程中，Mrk 421的X射线光谱由光子指数为3.1的陡峭幂律模型很好地表示，尽管当源处于最暗状态时，在MJD 56302数据中注意到20 keV以上的显著过量。此外，在MJD 56307和MJD 56302的40-79 keV计数图中，在超过4 σ水平下检测到Mrk 421，但在其余两次观察期间未检测到。探测到的过量硬X射线辐射与在源静止期间由费米-LAT约束的耀变体的高能伽马射线连续体的外推平滑地连接。这些研究结果表明，虽然Mrk 421的整体X射线光谱主要是由同步辐射连续谱的最高能量尾部，但20 keV以上的可变过量硬X射线发射（在一周的时间尺度上）与逆康普顿发射分量有关。我们讨论了由此产生的约束的变化和光谱特性的低能量段的电子能量分布在源。
2016-06-12 astro-ph.HE
Modeling high-energy light curves of the PSR B1259-63/LS 2883 binary based on 3-D SPH simulations
基于脉冲星风与Be盘和风相互作用的三维SPH模拟，研究了脉冲星-Be双星PSR B1259-63/LS 2883 X射线到甚高能γ射线辐射的时间变化.我们专注于近星通过的二进制和计算的同步辐射和逆康普顿排放的变化，使用模拟的冲击几何和压力分布的脉冲星风。在致密Be盘条件下（基底密度~10^{-9} g cm^{-3}），我们的模拟再现了观测到的双峰X射线光变曲线特征。我们解释的前和后近星点峰值是由于显着增加的转换效率从脉冲星自旋功率的冲击加速粒子能量在轨道相位时，脉冲星穿过磁盘前近星点通道，当脉冲星风创建一个空腔后，近星点通道，分别在磁盘气体。而TeV模型的光变曲线也呈现双峰特征，第一个峰出现在近星相附近。冷却过程对TeV光变曲线的可能影响进行了简要讨论。
2012-03-13 astro-ph.HE
A deep X-ray view of the bare AGN Ark120. IV. XMM-Newton and NuSTAR spectra dominated by two temperature (warm, hot) Comptonization processes
我们执行X射线光谱分析的最明亮和最干净的裸活动星系核，迄今为止，方舟120，以确定在SMBH附近的工作过程。我们提出了光谱分析的数据，从一个广泛的运动观察方舟120在X射线与XMM牛顿（4 $\times$ 120 ks，2014年3月18日至24日），和NuSTAR（65.5 ks，2014年3月22日）。在这次非常深的X射线活动中，该源被捕获在类似于早期2003年XMM-牛顿观测的高通量状态下，大约是2013年低通量观测的两倍。光谱分析证实了方舟120的“更亮时更软”的行为。四个XMM-牛顿/pn光谱的特征在于存在一个突出的软X射线过剩和一个显着的FeK $α$复合物。在约3 keV以上，连续谱非常相似，而软X射线过量存在显著的变化。我们发现，从一个恒定的密度，平坦的吸积盘的相对论反射不能同时产生软过剩，广泛的FeK $α$复合物，和硬X射线过剩。相反，康普顿化再现宽带（0.3-79千电子伏）连续以及从一个温和的相对论磁盘反射光谱的贡献。在2014年的观测活动中，发现方舟120的软X射线光谱低于$\sim$ 0.5 keV，主要是由来自盘的种子光子的康普顿化所主导，这些光子是由温暖的（$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.5 keV）光学厚日冕（$τ$ $\sim$ 9）所产生的。高于此能量，X射线光谱将由热光学薄日冕中电子的康普顿化作用主导，而宽的FeK $α$线和温和…
2017-07-27 astro-ph.HE
Inverse Compton scattering of starlight in the kiloparsec-scale jet in Centaurus A: The origin of excess TeV $γ$-ray emission
半人马座A（Cen~A）是距离地球最近的活动射电星系，它有千秒差距（kpc）尺度的喷流和{射电和X射线频率范围内各种仪器探测到的巨瓣}。$Fermi$ --大面积望远镜和高能立体系统（HESS）证实了Cen~A是一个非常高能（VHE; $> 0.1$ ~TeV）的$γ$射线发射体，在几GeV到TeV的能量范围内具有已知的光谱软化。在这项工作中，我们考虑了一个同步辐射自康普顿模型的宽带谱的核{以下的破碎能量}和外部康普顿模型的kpc尺度喷流的$γ$射线过剩。我们的研究结果表明，所观察到的$γ$射线过剩可以适当地描述为逆康普顿散射的星光光子在kpc尺度的喷流，这是一致的，最近由HESS的TeV发射沿喷流的空间扩展的试探性报告。考虑到光谱拟合的结果，只有在Cen~A中才能看到这种过剩，这可能是由于两个因素：（1）宿主星系比其他典型的射电星系大约亮50倍;（2）由于核心3.8~G的大磁场导致$γ_{\rm c}=2.8 \times 10^3$的最大电子洛伦兹因子较低，核心$γ$射线谱在几MeV以上迅速衰减。通过与其它$γ$射线探测到的射电星系的比较，我们发现相对论喷流的磁场强度与中心黑洞$d$和$B (d) \propto d^{-0.88 \pm 0.14}$的距离成正比。
2019-05-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength emissions from the millisecond pulsar binary PSR J1023+0038 during an accretion active state
最近的观测强烈表明，毫秒脉冲星双星PSR J 1023 +0038自2013年6月以来已经形成了一个吸积盘。对PSR J1023+0038的多波长分析表明：1）它的γ射线在2013年6月/7月的几天内突然变亮，并在几个月内一直处于高γ射线状态; 2）紫外线和X射线通量都增加了大约一个数量级，γ射线通量突变后，谱能量分布发生了显著变化。与UV和X射线相关的时间变化分别为100-500秒和50-100秒的量级。我们的模型认为，由于恒星风突然增加而形成的新的吸积盘可以解释所有这些观测到的特征的变化。增加的紫外线是从圆盘中发射出来的，新的紫外线成分和脉冲星风之间的逆康普顿散射产生了新的伽马射线成分。X射线的增加是由于星风的增加使注入双星内激波的脉冲星风能量增加所致。我们还预测，无线电脉冲可能被来自盘的蒸发风阻挡，脉冲星仍然由旋转提供动力。
2014-03-03 astro-ph.HE
A weakening Compton hump and soft X-ray excess detected in the Seyfert-1 galaxy MCG-02-58-22
我们对裸露的塞弗特-1星系MCG--02--58--22进行了广泛的X射线光谱研究，以确定X射线后处理介质的性质，使用朱雀（2009）的观测以及XMM-牛顿和NuSTAR（2016）的同步观测。我们的调查最重要的结果是：1。日冕的初级X射线发射在这些观测中是恒定的，无论是在幂律斜率（$Γ=1.80$）和光度（$L_{2-10 \rm keV}= 2.55\times 10^{44} $ erg/s）方面。2. 2016年，软过剩通量减少了两倍，康普顿峰在2016年减弱/消失，窄的FeK $α$发射线变得稍微宽（$σ=0.35\pm0.08$ keV），其通量在2016年翻了一番。3.从物理模型拟合中我们发现，FeK $α$线窄分量的归一化在两个历元中没有变化，尽管康普顿峰在同一时间跨度内消失。由于初级X射线连续谱没有变化，我们假设再处理发射的任何变化一定是由于再处理介质的变化引起的。我们的主要结论是：A.康普顿峰在2016年的消失可能是由一个正在下降/流出的动态cluttertorus或极地环面风解释的。B.活动星系核中的环面可能有两种结构：赤道环盘（产生窄的FeK $α$辐射）和极盘（产生可变的康普顿峰）。在同一时期，软过剩通量减半和FeK $α$通量增加两倍的现象不能单独用电离盘反射模型来充分解释。
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Chandra search for the pulsar wind nebula around PSR B1055-52
附近的中年PSR B1055-52与Geminga脉冲星有许多共同的特性。受Geminga神秘而突出的脉冲星风星云（PWN）的启发，我们用Chandra ACIS搜索PSR B1055-52周围的扩展发射。对于能量范围为0.3-1千电子伏，我们发现了一个4西格玛通量增强在4.9-20弧秒环周围的脉冲星。在脉冲星附近，1.5-4角秒的辐射有轻微的不对称。在0.3-8 keV的能量范围内，对于350 pc的距离，过量发射的亮度约为10^{29} erg s^{-1}。总体而言，PSR B1055-52周围的微弱扩展发射与对准的旋转体以超音速沿着视线远离我们的PWN一致，但不能排除尘埃散射晕的贡献。通过比较附近其他中年脉冲星的性质，我们认为脉冲星的几何形状--自转轴、磁场轴和视线方向--是决定脉冲星是否具有明显PWN的决定因素。对于PSR B1055-52，我们还报告了2000年XMM-Newton和我们2012年Chandra观测之间至少30%的通量减少。我们暂时将这种通量减少归因于交叉校准问题，但需要对脉冲星进行进一步调查，以排除实际的内在通量变化。
2015-07-28 astro-ph.HE
High-Energy emissions from the Pulsar/Be binary system PSR J2032+4127/MT91 213
PSR J2032+4127是一颗射电强伽玛射线脉冲星，它围绕一颗高质量Be型恒星运行，轨道周期长达25- 50年，并将在2017年底/2018年初接近近星点。该系统由一颗年轻的脉冲星和一颗Be型星组成，这颗Be型星类似于所谓的γ射线双星PSR~B1259-63/LS 2883。因此，预计PSR J2032+4127显示出由脉冲星风和Be风/近星盘之间的相互作用引起的高能发射增强。Ho等人最近报道了来自该系统的X射线通量的快速增加。在本文中，我们还证实了快速增加的X射线通量沿轨道，而GeV通量没有显着的变化。我们讨论了脉冲星风和星风相互作用引起的激波的高能辐射，并研究了脉冲星风在这一双星系统中的性质。我们认为，Swift观测到的X射线通量的增加率表明：（1）两风相互作用区域的动量比沿轨道的变化，或者（2）脉冲星风的磁化参数随离脉冲星径向距离的变化。我们还讨论了脉冲星风/Be盘在近星通道的相互作用，并提出了在脉冲星周围形成吸积盘的可能性。我们通过逆康普顿散射过程的冷相对论性脉冲星风小康软光子从吸积盘的高能量的排放。
2017-02-15 astro-ph.HE
Thermal Comptonization in a changing corona in the changing-look active galaxy NGC 1566
我们基于XMM-Newton，Swift和NuSTAR卫星在2018年爆发下降阶段的五个不同时期同时进行的近紫外（NUV）和X射线观测，提出了变化外观的活动星系核NGC 1566的宽带UV/X射线光谱变化。我们发现，吸积盘，软X射线过剩，和X射线幂律成分是非常可变的。此外，X射线幂律通量与软过剩加盘和纯盘通量相关。我们的研究结果表明，在高通量水平的软X射线过剩和磁盘发射都提供了种子光子热康普顿在热日冕，而在低通量水平的软过剩是缺席的，纯磁盘发射单独提供的种子光子。X射线幂律光子指数只有微弱的变化（$Δ{Γ_{hot}}\leq0.06$），并且在下降的时间尺度上与X射线通量没有很好的相关性。另一方面，我们发现从2018年6月到2019年8月，随着种子光子数量的减少，日冕的电子温度从$\sim22$增加到$\sim200$ keV。同时，从$τ_{hot}\sim4$到$\sim0.7$，电晕的光学深度逐渐减小，散射分数从$\sim1\%$到$\sim10\%$逐渐增大。这些变化表明，在热日冕的结构变化，使它的大小增长，并成为下降阶段的吸积率降低热。活动星系核最有可能随着吸积率的降低而朝着类似于黑洞X射线双星的低/硬态的状态发展。
2022-03-17 astro-ph.HE
A broadband X-ray study of the Rabbit pulsar wind nebula powered by PSR J1418-6058
我们报告的宽带X射线特性的兔子脉冲星风星云（PWN）与脉冲星PSR J1418-6058使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据，和一个新的NuSTAR观测。NuSTAR数据超过10千电子伏，使我们能够检测到110毫秒的脉冲星的自旋周期，其硬X射线脉冲轮廓的特征，并解决硬X射线发射的PWN后，从脉冲星和其他重叠的点源去除污染。扩展的PWN被检测到$\sim$ 20千电子伏，并很好地描述了一个幂律模型与光子指数$Γ\approx$ 2。PWN的形状并不随能量而显著变化，其X射线光谱也没有显示出远离脉冲星的明显软化迹象。我们模拟了X射线谱的空间分布和射电到TeV波段的宽带谱能量分布，以推断PWN的物理性质。我们发现，低磁场强度（$B\sim 10$ $μ$ G）和有效扩散（$D\sim 10^{27}$ cm $^2$ s $^{-1}$）的模型符合PWN数据。扩展硬X射线和TeV发射，分别与同步辐射和相对论电子的逆康普顿散射，表明粒子被加速到非常高的能量（$\gtrsim500$ TeV），表明兔子PWN是银河系PeVatron候选者。
2023-02-07 astro-ph.HE
Long term X-Ray Observations of Seyfert 1 Galaxy Ark 120: On the origin of soft-excess
我们给出了对“裸型活动星系核”Ark 120的长期X射线谱和时间分析。我们考虑了2003年至2018年XMM-Newton，Suzaku，Swift和NuSTAR的观测。使用各种唯象和物理模型在文献中存在的光谱特性的研究。我们报告了（a）几个物理参数的变化，如电子云的温度和光学厚度，康普顿云的大小，以及吸积率在过去的15年。从吸积动力学的变化解释了光谱的变化;（b）在0.2-2 keV和3-10 keV光变曲线之间的X射线时间延迟在2003年表现为零延迟，在2013年表现为4.71 \pm 2.1 ks的正延迟，在2014年表现为4.15 \pm 1.5 ks的负延迟。考虑康普顿化、反射和光交叉时间来解释延迟;（c）使用nthcomp获得的软过剩和主连续谱的长期本征光度显示出与皮尔逊相关系数0.922的相关性。这表明软过剩和主连续统起源于同一个物理过程。根据物理模型拟合，我们推断方舟120的软过剩可能是由于康普顿云中的少量散射。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，实际上，对应于较少的散射光谱可以提供一个陡峭的软过剩的幂律在0.2-3千电子伏的范围。模拟的光度被发现是与观测值一致。
2021-01-20 astro-ph.HE
A broadband X-ray spectral study of the Seyfert 1 galaxy ESO 141--G055 with XMM-Newton and NuSTAR
我们利用现有的\xmm{}和\nustar{}观测资料，对ESO~141-G 055的宽频带X射线谱进行了广泛的研究。我们检测到一个突出的软过剩低于2 keV，一个狭窄的Fe线和康普顿驼峰（>10 keV）。软过剩的起源仍有争议。我们用两个模型来描述软过剩：从电离吸积盘和内禀热康普顿模型的模糊反射。我们发现，这两个模型同样很好地解释了软过剩。我们确认，我们没有检测到任何广泛的Fe线在这个源的X射线光谱，虽然这两个物理模型更喜欢一个最大的旋转黑洞的情况下（$>$ 0.96）。这可能意味着宽Fe线不存在或模糊到无法检测。估计源的爱丁顿速率为$λ_{Edd} \sim 0.31$。在反射模型中，康普顿峰有电离和中性反射分量的贡献。同时描述窄Fe K $α$和康普顿峰的中性反射体具有$\rm N_{H} \geq 7\times 10^{24} \rm cm^{-2} $的柱密度。此外，我们检测到一个部分覆盖电离吸收电离参数$\log ξ/\rm erg cm s^{-1}$ = $0.1^{+0.1}_{-0.1}$和柱密度$\rm N_{H} =20.6^{+1.0}_{-1.0}\times 10^{22} \rm cm^{-2}$与覆盖因子$0.21^{+0.01}_{-0.01}$。
2020-07-29 astro-ph.HE
Does the Geminga, Monogem and PSR J0622+3749 $γ$-ray halos imply slow diffusion around pulsars?
HAWC协作组报告说，在Geminga和Monogem双星周围探测到了扩展的$γ$射线发射，其扩展程度为几度。最近，LHAASO合作组织还公布了脉冲星PSR J 0622 + 3749周围的扩展$γ$射线发射数据。这种通量可以用从这些源注入的电子和正电子以及它们在星际辐射场上的逆康普顿散射来解释。到目前为止，这种$γ-$射线晕的大小被解释为源周围的扩散系数比银河系的平均值小两个数量级。然而，这一结论是由以下假设驱动的：颗粒在注射后立即扩散传播，而不考虑弹道传播。考虑到从最近注入粒子的准弹道跃迁到扩散输运，本文研究了Geminga、Monogem和PSR J0622 + 3749等天体附近的宇宙线轻子的传播。对于典型的星际扩散系数值，准弹道制度占主导地位的轻子分布距离几十秒差距的脉冲星粒子能量以上$\sim 10$ TeV。在这种状态下，尽管粒子行进很长距离，但所得的$γ-$射线源往往相当紧凑。实际上，对于较大的扩散系数值，粒子以弹道方式传播到更大的距离，结果是更点状的$γ-$射线源。当考虑到这种过渡时，在Geminga、Monogem和PSR J0622 + 3749周围获得了与HAWC和LHAASO $γ-$射线数据的良好拟合，而不需要调用对扩散系数的强抑制。
2021-10-22 astro-ph.HE
Four hints and test candidates of the local cosmic expansion
宇宙在短距离尺度上的膨胀是研究暗能量的新前沿。双星系统中多余的轨道衰变可能与局部宇宙膨胀的加速有关，称为宇宙阻力。对两个独立的双星（PSR B1534+12和PSR B1913+16）的现代观测支持了这一解释，并导致了具有粘性均匀性的尺度无关膨胀，其中双星系统的膨胀率小于哈勃常数。本文展示了额外的证据双星（PSR J1012-5307和PSR J1906+0746），支持宇宙拖曳图片。常规模式的总距平约为$3.6\,σ$，包括两个已报道的证据双星。此外，还计算了NS-NS双星和NS-WD双星典型模型的宇宙阻力观测范围。在这个区域，列出了六个测试候选者，并预测了过量轨道衰变。
2022-11-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A propeller model for the sub-luminous disk state of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038
最近发现的毫秒射电星在由其磁场旋转或物质吸积提供动力的状态之间切换，证明了毫秒射电星和低质量X射线双星中的中子星之间的紧密联系。过渡毫秒双星也表现出一种神秘的中间状态，在这种状态下，中子星被一个吸积盘包围，它发出相干的X射线脉动，但相对于吸积的中子星，它在X射线中是亚发光的，在伽马射线中比旋转动力状态下的毫秒双星更亮。在这里，我们模拟的X射线和伽马射线发射观察到PSR J1023+0038在这样一个状态的基础上的假设，即大部分的磁盘流入被推离快速旋转的中子星磁层，电子可以被加速到几个GeV的能量在湍流磁盘磁层边界。我们表明，同步和自同步康普顿发射来自这样一个区域，连同硬盘发射典型的低状态的吸积紧凑的对象，是能够解释在X射线和伽马射线波段观察到的辐射。PSR J1023+0038观测到的平均发射是由速率为$(1-3)\times10^{-11} M_{\odot}/yr$的盘内流模拟的，在半径30至45公里范围内截断，与推进磁层的假设一致。我们比较了我们获得的结果与模型，而假设旋转动力脉冲星是打开的，显示如何在类似的情况下释放的自旋下降功率是很难解释观测到的发射的幅度。
2015-04-27 astro-ph.HE
Possible evidence for extended X-ray emission surrounding PSR B0656+14 with eROSITA
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究发现PSR B0656+14周围可能有扩展X射线发射，其光谱特征和磁场梯度暗示了脉冲星周围环境的高能粒子传输机制。
2026-01-30 astro-ph.HE
Astrophysical parameters of LS2883 and implications for the PSR B1259-63 gamma-ray binary
只有少数具有致密天体的双星系统显示TeV辐射。伴星的物理性质代表了理解这些所谓的伽马射线双星中粒子加速，发射和吸收过程背后的物理机制的基本输入。在这里，我们提出了LS 2883的高分辨率和高信噪比光谱，Be星与年轻的非吸积脉冲星PSR B1259-63形成伽马射线双星，显示它旋转得更快，比以前认为的要早得多，更明亮。对星际线的分析表明，该系统与CenOB 1的距离相同（因此很可能是CenOB 1的成员）。取到缔合的距离d=2.3kpc，并且对于LS 2883，色过量E（B-V）=0.85，得到Mv=-4.4。由于快速旋转，LS 2883是扁圆的（R_eq=9.7R_sun和R_pole=8.1R_sun），并且呈现温度梯度（T_eq= 27500 K，log g_eq=3.7; T_pole= 34000 K，log g_pole=4.1）。如果这颗恒星没有自转，它的参数就相当于一颗晚期的O型恒星。我们估计它的光度为log（L*/L_sun）=4.79，质量为M= 30 M_sun。质量函数意味着双星系统的倾角i_orb= 23度，略小于先前的估计。讨论了LS 2883的这些新的天体物理参数对PSR B1259-63/LS 2883 γ射线双星系统产生高能和甚高能γ射线的影响。特别是，恒星的性质是非常重要的预测的线状体康普顿化分量从未受冲击的超相对论脉冲星风。
2011-03-23 astro-ph.HE
A high-density relativistic reflection origin for the soft and hard X-ray excess emission from Mrk 1044
我们提出的第一个结果，从一个详细的光谱时序分析的长（$\sim$ 130千像素）XMM-牛顿观测和准同时NuSTAR和雨燕观测的高度吸积窄线塞弗特1星系Mrk 1044。宽带（0.3 $-$ 50 keV）光谱揭示了在$\sim$ 1.5 keV以下存在强软X射线过量发射，在$\sim$ 6 $-$ 7 keV存在铁K $_α$发射复合物，在$\sim$ 15 $-$ 30 keV存在“康普顿峰”。我们发现，相对论反射的高密度吸积盘与一个破碎的幂律发射率轮廓可以同时解释软X射线过剩，高度电离的宽铁线和康普顿驼峰。在低频率（$[2-6]\times10^{-5}$赫兹），幂律连续占主导地位的1.5 $-$ 5千电子伏频带落后于反射占主导地位的0.3 $-$ 1千电子伏频带，这是解释与传播波动和康普顿化过程相结合，而在较高的频率（$[1-2]\times10^{-4}$赫兹），我们检测到一个软滞后被解释为一个签名的X射线混响吸积盘。分数均方根（RMS）的变化的源随能量而降低，并很好地描述了两个变量组件：一个变量较少的相对论光盘反射和一个变量较多的直接冠状发射。我们结合光谱定时分析表明，观测到的宽带X射线变化的Mrk~1044主要是由光学薄，热日冕的位置或几何形状的变化。
2018-07-03 astro-ph.HE
Model of a `Warm Corona' as the Origin of the Soft X-ray Excess of Active Galactic Nuclei
本文提出吸积盘表面散射主导层可作为暖冕，通过垂直单区模型结合反常加热与康普顿冷却机制，解释了活动星系核软X射线超量中电子温度和光子指数对黑洞质量及吸积率不敏感的原因。
2023-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Luminous and Highly-variable Gamma-ray Flare Following the 2017 Periastron of PSR B1259-63/LS 2883
PSR B1259 $-$ 63/LS 2883双星系统的三个近星点通道，由一颗48 ms旋转动力脉冲星和一颗$\sim30$ M $_{\odot}$ Be恒星组成，已被费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）在2010年，2014年和2017年观测到。在最近的近星点通过期间，在近星点之后立即观察到持续的低水平伽马射线发射超过$\sim3$ -周长的间隔，随后是无发射的间隔。在近星点后40天开始检测到零星的耀斑，持续了大约50天，在此期间，发射显示出显着的光谱曲率，时间尺度上的变化短至1.5分钟，峰值通量水平远远超过脉冲星自旋下降功率。相比之下，在2010年和2014年的近星点期间，直到近星点后30天和32天，LAT才分别观察到显著的伽马射线发射。以前的耀斑没有表现出光谱曲率，没有表现出短期的变化，并没有超过脉冲星的自旋下降功率。2017年观测到的高通量和短时间尺度表明，需要大量的发射光束，并限制了发射区域的大小。耀斑发生在近星点之后足够长的时间，中子星应该已经通过了扩展的盘状流出，从而限制了逆康普顿模型的目标材料和种子光子源的选择。
2018-07-12 astro-ph.HE
Einstein@Home Discovery of the Gamma-ray Millisecond Pulsar PSR J2039-5617 Confirms Its Predicted Redback Nature
费米大天区望远镜伽马射线源3FGL J2039.6 $-$ 5618包含一个周期性的光学和X射线源，被预测为“红背”毫秒脉冲星（MSP）双星系统。然而，结论性的识别需要检测来自推定MSP的脉动。为了更好地约束伽马射线脉动定向搜索的轨道参数，我们在2017年和2018年获得了新的光学光变曲线，揭示了伴星的长期变化。利用Einstein@Home分布式志愿者计算系统，将由此产生的轨道参数约束用于进行有针对性的伽马射线脉动搜索。这次搜索发现了周期为2.65毫秒的脉动，确认了源是一个二进制MSP，现在称为PSR J2039 $-$ 5617。光学光变曲线模型是复杂的，可能有偏见，不对称加热的伴星和长期的变化，但我们发现一个倾斜$i > 60°$，为低脉冲星质量之间的$1.1 M_{\odot} < M_{\rm psr} < 1.6 M_{\odot}$和伴星质量为0.15- 0.22 $M_{\odot}$，确认红背分类。伽马射线脉动的计时也揭示了轨道周期的显著变化，我们发现这与伴星的四极矩变化一致，暗示了对流活动。我们还发现，脉冲通量调制的轨道周期，可能是由于逆康普顿散射之间的高能轻子在脉冲星风和伴星的光学光子场。
2021-02-02 astro-ph.HE
Soft X-Ray Excess from Shocked Accreting Plasma in Active Galactic Nuclei
我们提出了一个新的理论模型来描述软X射线过剩的物理身份，无处不在地检测到在许多塞弗特星系，通过考虑一个稳态的，轴对称的等离子体吸积在最内层的稳定圆轨道（ISCO）周围的黑洞（BH）吸积盘。我们扩展了我们以前的理论研究广义相对论磁流体动力学（GRMHD）吸积，这意味着吸积等离子体可以发展成一个站立的冲击适当的物理条件，使下游流足够热，由于冲击压缩。我们数值计算研究，为基准等离子体参数，不同的BH自旋在强引力下的快速MHD冲击的物理性质。我们表明，从标准吸积盘的热种子光子可以有效地康普顿上散射的激发亚相对论性电子在热下游等离子体中产生的软过剩功能的X射线。作为一个实例，我们构造了一个包含倾角$θ_{\rm obs}$、盘光子温度$kT_{\rm in}$和下游电子能量$kT_e$的三参数康普顿化模型，并与一个典型的射电宁静Seyfert 1活动星系核Ark~120的60 ks { \it XMM-Newton}/EPIC-pn谱进行了比较.我们的$χ^2$ -分析表明，该模型是合理的，成功地描述了数据的非旋转和旋转BH的$61.3~{\rm keV} \lesssim kT_e \lesssim 144.3~{\rm keV}$，$21.6~{\rm eV} \lesssim kT_{\rm in} \lesssim 34.0~{\rm eV}$和$17.5\degr \lesssim…
2016-06-06 astro-ph.HE
Energy-dependent variability of the bare Seyfert 1 galaxy Ark 120
我们提出了一个详细的光谱定时分析的结果，长~486 ks XMM-牛顿观测的裸露的Seyfert 1星系方舟120，显示交替减少和增加的0.3-10 keV的X射线通量在2014年的四个连续的轨道。我们通过宽波段X射线光谱学、分数均方根（rms）光谱模型、硬度强度图和通量通量分析研究了Ark 120的能量相关变化。X射线（0.3-10 keV）光谱很好地拟合的热康普顿化的主要连续与两个（模糊的和遥远的）反射组件和光学厚，温暖的康普顿化组件的软X射线过量发射低于~2 keV。在第一次和第三次观测中，分数X射线变率幅度随能量的增加而减小，而在第二次和第四次观测中，X射线变率谱分别呈倒新月形和新月形。均方根变化光谱是很好的模拟两个恒定的反射分量，软过剩的组件与可变的光度和可变的固有连续与归一化和光谱斜率相关。软过剩和UV光度的源的光谱软化有利于康普顿化模型，其中软过剩和初级X射线发射分别通过假定的温暖和热日冕中的UV和UV/软X射线种子光子的康普顿上散射产生。我们的分析意味着，所观察到的能量依赖的变化方舟120是最有可能由于光谱形状和光度的热日冕和暖日冕的光度的变化，这两者都是由种子光子通量的变化驱动。
2017-07-28 astro-ph.HE
Modelling the multi-wavelength emissions from PSR B1259-63/LS 2883: the effects of the stellar disc on shock radiations
PSR B 1259 -63/LS 2883是一颗椭圆脉冲星/Be双星，发射的宽带射电射线可达TeV的$γ$射线。大质量恒星拥有一个赤道盘，它与脉冲星的轨道平面倾斜。从系统的非热辐射被认为是由脉冲星的风冲击和双峰轮廓中的X射线和TeV $γ$射线光变曲线的脉冲星的相位通过的磁盘区域的恒星。在本文中，我们调查的脉冲星风和恒星外流之间的相互作用，特别是与光盘的存在，并提出了一个多波长的模拟从这个系统的发射。我们发现X射线和TeV $γ$射线光变曲线的双峰轮廓是由在盘通道期间激波处的磁场和软光子的增强引起的。当脉冲星通过赤道盘时，赤道盘的附加压力推动激波表面靠近脉冲星，导致激波中的磁场增强，从而提高了同步辐射光度。TeV的$γ$ -射线由于冲击电子与种子光子从恒星的逆康普顿（IC）散射预计将达到峰值附近的近星点，这是不一致的观测。然而，恒星盘的冲击加热可以提供额外的种子光子IC散射过程中的磁盘通道，从而产生的双峰轮廓中观察到的TeV $γ$射线光变曲线。我们的模型也可以应用于其他类似的伽玛射线双星，如PSR J2032+4127/MT 91 213，HESS J 0632 +057和LS I+61 $^{\circ}$ 303。
2019-07-06 astro-ph.HE
Radiative damping and emission signatures of strong superluminal waves in pulsar winds
我们分析的阻尼辐射反应和康普顿阻力的强，超光速电磁波的背景下，脉冲星风。通过估计效率和特征辐射频率来找到相关的辐射特征。将这些估计应用到含有PSR B1259-63的伽马射线双星，我们表明，费米-LAT观测到的GeV耀斑可以理解为逆康普顿发射的粒子散射光子从伴星，如果脉冲星风终止冲击获得的超光速波的前兆约30天后，近星点。这将风的质量负载因子$μ=L/\dot{N}mc^2$（其中$L$是光度，$\dot{N}$是电子和正电子的损失率）限制为大约$6\times 10^4$。
2013-08-12 astro-ph.HE
