Oblique Shocks at Supernova Remnants in Massive Star Clusters: A Model for the Cosmic-Ray Knee Observed by LHAASO
Universidade Estadual de Londrina (UEL)（隆德里纳州立大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Universidade Federal do Paraná (UFPR)（巴拉那联邦大学）；Universidade Federal do Espírito Santo (UFES)（圣埃斯皮里图联邦大学）；Universidade Tecnológica do Paraná (UTFPR)（巴拉那技术大学）；Universidade Federal da Integração Latino-Americana (UNILA)（拉丁美洲一体化联邦大学）
本文提出大质量恒星团中的斜激波是加速宇宙射线至能量谱膝部的主要机制，通过结合超新星和集体风激波的作用，解释了宇宙射线膝部的形成及多PeV能量的加速效率。
2026-04-09 astro-ph.HE hep-ph
Super-knee cosmic rays from interacting supernovae
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学前沿跨学科研究院）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文研究所）
超新星相互作用产生超膝宇宙射线，IIn 超新星主导高能宇宙射线通量并解释其重核组成。
2026-02-06 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray acceleration and escape from supernova remnants
只有当超新星遗迹激波前的磁场被逃逸的宇宙线强烈放大时，才有可能在几PeV处加速到谱中的拐点。一个模型制定的逃逸CR携带的电荷预测CR的最大能量和CR释放到周围介质中的能谱。我们发现，历史的SNR，如Cas A，第谷和开普勒可能是扩大太慢，以加速CR的膝盖在目前的时间。
2013-01-30 astro-ph.HE
Localized Galactic sources and their contribution beyond the second knee
宇宙射线能谱的脚踝附近的能量范围可能标志着我们银河系中加速源的耗尽，以及银河系禁闭的结束。此外，这是河外通量穿透星际介质并开始逐渐占主导地位的区域。虽然在较低的能量下，超新星遗迹的“平均”数量可能可以被定义为大部分宇宙射线通量，但随着能量的增加，这种假设越来越难以维持。一种可能性是，超新星仍然是沿踝区第一分支的主要贡献者，但现在的加速来自具有特征性星际介质的局部区域，或者是在特殊的星周环境中爆炸的超新星子群。这些可能性进行了分析，在目前的工作中使用的宇宙射线传播的二维扩散模型。特别强调的是内部200 pc的我们的银河系和旋臂结构与太阳的位置内的磁盘。
2009-08-20 astro-ph.HE
SN 1054 as a Pulsar-Driven Supernova: Implications for the Crab Pulsar and Remnant Evolution
针对SN 1054（蟹状星云前身）观测与标准56Ni驱动超新星模型的矛盾，采用脉冲星驱动超新星模型（类似超亮超新星模型），在特定初始参数下再现其光度和速度，为蟹状脉冲星及遗迹演化提供启示并提出检验方法。
2024-12-02 astro-ph.HE
3D MHD simulations of runaway pulsars in core collapse supernova remnants
本研究通过三维磁流体动力学模拟，揭示了超新星遗迹及环境介质对速逃脉冲星风云形态和射电辐射的显著重塑作用，并首次模拟了脉冲星向内穿越时的喷流弯曲特征。
2025-03-27 astro-ph.HE
Pulsar Wind Bubble Blowout from a Supernova
对于诞生于超新星中的脉冲星，受冲击的脉冲星风星云的膨胀最初是在超新星自由膨胀的喷出物中。当星云处于喷射物密度分布的内部平坦部分时，向上掠的加速壳层受到瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们进行了2和3维模拟表明，不稳定性引起在此初始阶段的粘性结构，但并没有很大地改变动态的扩展壳。流是有效的自相似。如果壳体被驱动到密度分布的外部陡峭部分，壳体会受到鲁棒的瑞利-泰勒不稳定性的影响，在这种不稳定性中，壳体会破碎，冲击脉冲星风会穿过壳体。在这个阶段，流动不是自相似的。风星云要达到这一阶段，需要沉积的脉冲星能量大于超新星能量，或者初始脉冲星周期在典型的$10^{51}$ erg超新星的ms范围内。I型超亮超新星的某些磁星模型满足这些条件。我们还考虑了蟹状星云，它可能与这种情况适用的低能量超新星有关。
2017-07-25 astro-ph.HE
The low rate of Galactic pevatrons
虽然超新星遗迹仍然是银河系宇宙射线的主要来源，但超新星的范例仍然有许多未解决的问题。这个结构中最薄弱的一点是，单个超新星遗迹可能会将粒子加速到膝盖的硬度，$\sim 10^{6}$ GV。这种情况在很大程度上依赖于激励电流驱动的非谐振混合模式的可能性，而冲击仍然在Sedov阶段的开始。这些模式可以提高粒子散射的速率，从而导致潜在的非常高的最大能量。在这里，我们计算了从不同类型的超新星残骸释放到星际介质中的粒子的光谱。我们发现，只有非常强大的，罕见的核心坍缩超新星爆炸的残余物可以加速轻元素，如氢和氦核，膝盖的刚度，和当地的宇宙射线的光谱直接限制这样的事件的速率，如果他们也是PeV的宇宙射线的来源。另一方面，对于典型的核心坍缩超新星爆炸的残余物，Sedov阶段是在后期达到的，此时最大能量太低，并且在非常高的能量下的光谱非常陡峭，主要是在喷出物主导阶段产生的。对于典型的热核爆炸，导致Ia型超新星，我们证实了以前的发现，这些对象只能产生宇宙射线高达$\lesssim 10^{5}$ GeV。讨论了在地球上观测到的整个宇宙射线谱和未来伽马射线观测站探测PeVatrons的影响。
2020-07-08 astro-ph.HE
No Dispersed Single Radio Pulses Detected in Archival Parkes Pulsar Observations Targeting Supernova Remnants and Anomalous X-ray Pulsars
本研究利用优化单脉冲探测的HEIMDALL和FETCH软件，重新分析帕克斯望远镜对8个目标的存档观测数据，未发现信噪比高于7的天体物理脉冲，并给出了单脉冲通量上限。
2023-11-02 astro-ph.HE
Spin Tilts in the Double Pulsar Reveal Supernova Spin Angular-Momentum Production
PSR J 0737 -3039是目前已知唯一由两颗射电双星（PSR J 0737 -3039 A和PSR J 0737 -3039 B）组成的脉冲双星。这种独特的配置允许测量两颗脉冲星的自旋方向：脉冲星A的自旋与轨道角动量的倾斜不超过14度，置信度为95%;脉冲星B的自旋与轨道角动量的倾斜不超过130 +/- 1度，置信度为99.7%。这种自旋-自旋的错位要求B星现今大部分自旋的起源与形成脉冲星B的超新星有关。在超新星爆发过程中的单一瞬时反冲的简化假设下，自旋可以被认为是源于反冲的偏离中心性质，导致脉冲星B翻滚到它的未对准状态。在这个假设下，并利用当前对反冲幅度的限制，我们发现脉冲星B的瞬时反冲必须从爆炸恒星的质心偏移至少1公里，可能5- 10公里。不管反冲机制的细节和产生脉冲星B当前自旋的过程如何，在双脉冲星系统中测得的自旋-自旋不对准提供了对该超新星角动量产生的经验性直接约束。这个约束可以用来指导核心塌陷模拟和理解紧凑物体的旋转和踢的追求。
2011-10-30 astro-ph.HE
A study on the sharp knee and fine structures of cosmic ray spectra
本文利用加速源周围核-光子相互作用的方案，研究了膝区宇宙线谱的整体和细节特征。年轻的超新星遗迹可能是这类CR加速场的物理实体。结果表明，该模型可以用一组源参数同时很好地解释以下问题：CR谱的膝和膝的尖锐度，CR谱的详细不规则结构，所谓的银河系CR的“B分量”，以及最近观测报告的电子/正电子过剩。这种一致的解释证明，至少有一部分CRs可能在类似于年轻超新星遗迹的源处被加速，一组源参数表明这部分CRs主要来自标准源或单一源。
2010-04-28 astro-ph.HE hep-ph
Tracking the footprints of the radio pulsar B1727$-$47: proper motion, host supernova remnant, and the glitches
明亮的射电脉冲星B1727 $-$ 47的特征年龄为80 kyr，是50年前发现的第一批脉冲星之一。利用它的定时观测和三个历元的干涉位置，我们首次测量了$151 \pm 19$ mas yr $^{-1}$的脉冲星自行。在$\gtrsim 2.7$ kpc的色散测量距离处，这表明脉冲星$\gtrsim 1900$的横向速度为$^{-1}$ km s。然而，将脉冲星轨道向后外推到其诞生时期，发现它非常接近附近演化的超新星遗迹RCW 114的中心，这表明这两个天体确实存在关联。在这种情况下，脉冲星更接近（$\sim 0.6$ kpc）和更年轻（$\sim 50$ kyr），其速度（$\sim400$ km s $^{-1}$）与观测到的脉冲星速度分布一致。我们还发现了脉冲星的两个新故障。我们讨论了脉冲星和残余物的性质，我们的结果的影响。
2019-04-12 astro-ph.HE
Sharp knee phenomenon of primary cosmic ray energy spectrum
初级能谱模型进行了测试，在1-200 PeV的能量范围内使用标准化的广泛的空气簇射响应BASJE-MAS，西藏，伽马和KASCADE闪烁簇射阵列。结果指向两个组件的起源观测到的宇宙射线能谱在膝盖区域（GAPS光谱模型）组成的脉冲星组件叠加在刚性依赖的幂律扩散星系通量。双分量能谱模型解释了在50-100 PeV范围内的尖膝簇射谱现象和观测到的全粒子能谱的不规则性。另外，测试的多人口的初级能谱预测的非线性扩散冲击加速（DSA）模型描述了观察到的簇射谱在膝盖区域提供的截止磁刚度的加速粒子是6.0+/-0.3 PV和45+/-2 PV的前两个人口分别。两个测试的光谱模型证实了观测到的簇射光谱膝的主要H-He原生核起源。根据原始氢、氦、类氧和类铁核能谱的相应参数化、550-1085 g/cm ^2大气斜深范围内标准化簇射谱响应和近垂直μ介子截断谱，利用反问题解对测试能谱参数进行了估算。
2014-10-04 astro-ph.HE
Signatures of pulsars in the light curves of newly formed supernova remnants
我们探讨了超新星的影响，特别是那些出生的毫秒周期，对周围的超新星喷出物。当它们向下旋转时，快速旋转的超新星以相对论性磁化风的形式释放出巨大的旋转能量，这可以影响超新星的动力学和光度。我们估计这些特定物体的热和非热辐射，集中在爆炸发生后的几年。我们发现，辐射热光变曲线呈现出一个高的光度平台（可以达到$10^{43-44}\,$ erg/s）在几年。同样明亮的TeV伽马射线发射和较温和的X射线峰值（$10^{40-42}\,$ erg/s量级）也可能在爆炸后几个月到几年出现，因为脉冲星风星云出现，这取决于注入参数。通过跟踪大量超新星的发射来观测这些特征，可能对理解核心坍缩超新星和揭示残余致密天体的性质具有重要意义。
2013-04-19 astro-ph.HE
Dust formation in embryonic pulsar-aided supernova remnants
研究了高能脉冲星风星云（PWNe）对尘埃形成和演化的影响。在许多超新星遗迹中也观测到尘埃排放，这些超新星遗迹也有中子星作为致密的遗迹。我们研究了尘埃形成时间和尘埃大小对喷出物和中心脉冲星性质的依赖关系。我们发现，脉冲星的初始自旋周期$P \sim 1\mbox{-}10\,\rm ms$和偶极磁场$B \sim 10^{12\mbox{-}15}\,\rm G$可以加速或延迟尘埃的形成，与几个月到十几年的时间尺度，并减少尘埃的平均大小的一个因素相比，非脉冲星的情况下$\sim$ 10或更多。我们还发现，在爆发后的2-5年内，在典型的超亮超新星中可以检测到$\sim$ 100-1000 Mpc的红外尘埃辐射，尽管这敏感地取决于星云非热辐射的光谱指数。我们讨论了以前的超新星观测的影响。尘埃形成模型和观测之间的一些差异，如SN 1987 A的形成时间或蟹状星云中的尘埃大小，可以用脉冲星的影响来解释，尘埃排放的知识对未来ALMA观测超亮超新星非常重要。
2019-02-22 astro-ph.HE
Radio Emission from Pulsar Wind Nebulae without Surrounding Supernova Ejecta: Application to FRB 121102
本文提出了一种新的设想：一颗快速旋转的强磁化脉冲星在周围没有任何超新星喷发物的情况下，通过某种机制反复产生快速射电暴（FRB），同时脉冲星产生的超相对论电子/正电子对风扫过周围稠密的星际介质，形成非相对论脉冲星风星云（PWN）.我们表明，从这样的PWN的同步辐射无线电发射是明亮的，足以占最近发现的持续无线电源与重复FRB 121102在合理的范围内的模型参数。此外，我们的PWN方案是一致的，从四年中观察到的所有重复爆发推断的分散措施的非演变。
2017-03-21 astro-ph.HE
A Search for Radio Pulsars in Supernova Remnants Using FAST with One Pulsar Discovered
本文利用FAST对五个超新星遗迹进行射电脉冲星搜寻，发现新脉冲星PSR J1845$-$0306并给出其自转周期和色散量，同时重新探测到部分已知脉冲星。
2024-02-27 astro-ph.HE
Toward an Empirical Theory of Pulsar Emission XI. Understanding the Orientations of Pulsar Radiation and Supernova "Kicks"
自从近50年前发现超新星以来，有两个问题一直没有得到解决：它们的偏振发射相对于发射磁场的方向，以及假定的超新星"踢“相对于它们的旋转轴的方向。大多数恒星的旋转方向只能从其辐射的（"基准“）偏振角推断出来，当它们的波束直接指向地球，并且发射极通量管场与旋转轴成$\parallel$。早期的研究由于混合了不同类型的辐射（核心和圆锥，两种偏振模式），产生了$\parallel$或$\perp$排列，因此没有揭示。在本文中，我们分析了大约50个具有三个特点的天体：核心辐射光束，可靠的绝对偏振，和准确的自行。我们发现，核心辐射的“基准”偏振角通常是朝向天空中的适当运动方向的$\perp$。由于主核心发射是偏振的$\perp$，在船帆座和其他恒星的投影磁场中，X射线成像揭示了方向，这表明自行通常位于$\parallel$的旋转轴上。两个关键的物理后果随之而来：第一，超新星"踢“是脉冲星自行的原因，它们大多是$\parallel$到旋转轴;第二，大多数脉冲星辐射被磁层等离子体大量处理，使得最低高度的”母“核发射被极化为$\perp$到发射场，以非常（X）模式传播。
2015-02-18 astro-ph.HE
Implications of supernova remnant origin model of galactic cosmic rays on Gamma rays from young supernova remnants
人们普遍认为银河系宇宙射线起源于超新星遗迹（SNRs），在超新星爆炸波的扩散激波加速过程中，宇宙射线被超新星遗迹加速。在最近的理论发展的扩散冲击加速理论在信噪比，质子预计将加速在信噪比至少高达膝盖的能量。如果信噪比是真正的宇宙射线发生器，它不仅能加速质子，而且能加速比例合适的重核，重核的最大能量应该是质子的原子质量（Z）倍。在这项工作中，我们调查的影响，在信噪比的高能伽马射线产生的宇宙射线与周围物质的强子相互作用的重核加速。我们的研究结果表明，能量转换效率几乎是两倍的混合宇宙射线成分，而不是纯质子来解释观察，其次，如果宇宙射线粒子可以达到Z倍的膝盖能量，而不是200 TeV的能量，如前所述的非放大磁场的伽马射线通量将显着更高的几十TeV以上。这两种最大能量范式将在未来的伽马射线实验中得到区分，如切伦科夫望远镜阵列（CTA）。
2017-06-07 astro-ph.HE
A dispersion excess from pulsar wind nebulae and supernova remnants: Implications for pulsars and FRBs
年轻的恒星和围绕它们的脉冲星风星云（PWNe）或超新星遗迹（SNRs）是我们宇宙中最具活力和高能量的环境。随着更敏感的观测的增加，脉冲星-SNR和PWN关联（以下简称SNR/PWN）的数量也在增加，但我们不知道这种环境在多大程度上影响了脉冲星的脉冲无线电信号。我们研究了银河系恒星上SNR和PWNe的色散贡献，并考虑了它们与FRB 121102等快速射电暴（FRB）的关系。我们研究了色散测量（DM）的贡献SNR和PWNe通过比较测量DM的银河系恒星在SNR/PWN DM预期只从干预星际电子，使用NE 2001模型。我们发现SNR和PWNe对脉冲星信号的双$σ$ DM贡献是存在的，其值为$21.1 \pm 10.6$ pc cm $^{-3}$ .与SNR/PWN无关的天线的对照样品没有显示出过量。我们模型的SNR和PWN电子密度为每个年轻的脉冲星在我们的样本，并表明，这些确实预测超过这个幅度。通过外推到那种快速旋转，高磁场，年轻的恒星，可能的权力FRB，我们表明他们的SNR和PWN是能够显着地有助于所观察到的DM。
2020-01-16 astro-ph.HE
A possible explanation of the knee of cosmic light component spectrum from 100 TeV to 3 PeV
在ARGO-YBJ实验中发现了在$\sim 700$ TeV处明显变陡的氢氦混合谱。本文证明了用我们银河系超新星遗迹逃逸的宇宙射线模型可以很好地再现观测到的H + He谱。在该模型中，粒子通过非线性扩散激波加速机制在SNR中加速，并考虑了从SNR逃逸的高能轻核的三个分量。应该注意的是，如果加速效率更高，KASCADE观测到的质子谱也可以用这个模型来解释。
2017-07-18 astro-ph.HE
Long-period Pulsars as Possible Outcomes of Supernova Fallback Accretion
在大约半个世纪的时间里，射电脉冲星群被观测到在~0.002- 12 s的范围内旋转，不同的脉冲星类别具有显著不同的旋转周期演化，这取决于它们的磁场或过去的吸积历史。最近对几颗缓慢旋转的脉冲星的探测重新开启了长期存在的精确物理和观测偏差问题，推动了脉冲星种群周期范围的上限。在这项工作中，我们进行了参数研究的自旋周期演化的超新星回落物质相互作用的恒星，特别是看回落吸积盘的情况。根据形成时的初始条件，这种演化可能与典型的偶极自旋下降有很大的不同，从而导致星的自旋周期比同时代的同行更长。通过对脉冲星的自旋周期和诞生时的磁场、初始回退吸积率以及磁场衰减的一般假设，我们发现，在强的类磁星磁场（>10^{14}G）和中等的初始回退吸积率（~10^{22-27} g s^{-1}）的情况下，可以达到很长的自旋周期（> 100 s）。此外，我们还研究了最近发现的两个周期射电源，脉冲星PSR J 0901 -4046（P = 75.9s）和射电瞬变GLEAM-X\，J162759.5 -523504.3（P = 1091 s）。我们的结论是，超新星回落的情况下，可能是一个可行的渠道，以产生人口的长期孤立的恒星，只有最近的观测活动才开始揭开面纱。
2022-07-21 astro-ph.HE
Numerical simulations of composite supernova remnants for small $σ$ pulsar wind nebulae
复合超新星遗迹由位于壳状遗迹内的脉冲星风星云组成。壳层的存在对星云的演化有一定的影响，尽管反过来一般是不正确的。本文件有两个目的。第一个目标是确定脉冲星的初始光度和自旋下降率，超新星喷出物的质量，和密度的星际介质的球对称，复合超新星遗迹膨胀成均匀的介质的演变的效果。第二个目标是研究脉冲星风星云中复合残骸膨胀到非均匀星际介质时磁场的演化。无粘流的欧拉守恒方程，连同磁流体动力学感应定律的运动学限制，数值求解的情况下，磁粒子能量的比例是$σ< 0.01$。本文第一部分中的模拟是在一维配置中求解的。在本文的第二部分中，使用二维轴对称配置研究了非均匀介质对演化的影响。
2013-09-24 astro-ph.HE
The Properties of the Progenitor Supernova, Pulsar Wind, and Neutron Star inside PWN G54.1+0.3
超新星遗迹（SNR）中脉冲星风星云（PWN）的演化对中心中子星、脉冲星风、前身超新星和星际介质的性质非常敏感。这些性质既难以直接测量，又对理解中子星的形成及其与周围介质的相互作用至关重要。在本文中，我们确定这些性质的PWN G54.1+0.3通过拟合其观察到的性能与模型的动力学和辐射演化的PWN内的SNR。我们的模型表明，G54.1+0.3的前身是一颗孤立的~15-20太阳质量的恒星，它在一个大质量的星团内爆炸，产生了一颗中子星，最初旋转周期为~30- 80毫秒。我们还发现，脉冲星的旋转能量的99.9%以上注入PWN的相对论电子和正电子的能量谱是由一个破碎的幂律很好的特点。最后，我们提出了未来的观测，既可以测试这个模型的有效性，更好地确定这个源的属性-特别是，它的距离和中心脉冲星的初始自旋周期。
2015-08-06 astro-ph.HE
XMMU J050722.1-684758: Discovery of a new Be X-ray binary pulsar likely associated with the supernova remnant MCSNR J0507-6847
利用XMM-Newton X射线观测发现了一颗新的高质量X射线脉冲双星XMMU J050722.1-684758，它可能与大麦云中的超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847有关。从Be X射线双星XMMU J050722.1-684758中发现了周期为570 s的脉冲，证实了它是一颗HMXB脉冲星。HMXB位于超新星遗迹MCSNR J 0507 -6847的几何中心附近（距离中心0.9弧分），支持XRB-SNR关联。超新星遗迹的估计年龄为43-63 kyr，这表明是一个中年到老年的超新星遗迹。超新星遗迹的大直径加上光学和无线电方面缺乏独特的壳对应物，表明SNR正在扩展到超级气泡N103的致密环境中。中子星的估计磁场强度是$B\gtrsim10^{14}$ G，假设自旋平衡条件，这是预期从估计的年龄的母残骸，并假设测量的质量吸积率始终保持不变。
2021-03-05 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae inside Supernova Remnants as Cosmic-Ray PeVatrons
我们认为宇宙射线PeVatron是超新星遗迹（SNRs）内的脉冲星风星云（PWNe）。PWN最初膨胀成自由膨胀的恒星喷出物。然后，PWN赶上SNR的冲击区域，其中粒子可以通过PWN和SNR之间的来回运动而略微加速，并且一些粒子扩散到PWN中。之后，PWN被SNR压缩，其中PWN中的粒子被绝热压缩加速。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，由SNR加速到0.1 PeV的粒子可以被重新加速到1 PeV，直到PWN压缩结束。
2018-06-07 astro-ph.HE
Constraining the Evolutionary Fate of Central Compact Objects: "Old" Radio Pulsars in Supernova Remnants
中心致密天体（CCO）是由射电宁静、自转缓慢（$\ge$ 100 ms）的年轻中子星组成的，它们具有极高的热X射线光度。它们的自旋下降特性意味着弱偶极磁场（$\sim$ $10^{10-11}$ G）和特征年龄远大于其宿主超新星遗迹（SNR）的年龄。然而，CCO可能拥有强大的“隐藏”内部磁场，可能在$\gtrsim$ 10 kyr的时间尺度上重新出现，中子星可能在这个过程中作为射电脉冲星激活。这表明，CCO的直系后代可能伪装成缓慢旋转的“旧”无线电信标。我们提出了一个X射线调查的所有普通的射电星在6千秒差距内，是位置一致的银河系的SNR，以测试之间的可能联系，所谓的老，但可能非常年轻的射电星，和SNR。这些目标都没有表现出异常高的热X射线光度，这表明它们是与叠加的SNR无关的真正的老的普通恒星。这意味着CCO要么是潜在的无线电干扰，在它们的SNR消失后很久才激活，要么它们保持永久的无线电静默。CCO的真正后代仍然逍遥法外。
2014-08-19 astro-ph.HE
Evolution of a Pulsar Wind Nebula within a Composite Supernova Remnant
脉冲星风星云（PWN）与其宿主超新星遗迹（SNR）之间的相互作用可以产生大量可观测的结构。这些结构中存在的不对称性源于复合系统的复杂性，其中许多因素在复合SNR演变的各个阶段轮流起主导作用。特别令人感兴趣的是系统的特点是在一个不均匀的星际介质（ISM），其中包含一个活跃的脉冲星具有相当大的“踢”速度（向上300公里秒$^{-1}$），因为这些系统往往会产生复杂的形态。我们提出了一个数值模型，采用这些和其他几个因素，努力产生类似于在各种X射线和无线电观测中看到的不对称性。我们发现，驱动结构的主要参数是ISM均匀性和脉冲星总自旋下降能量，其次是脉冲星轨道和初始自旋下降光度等因素。我们还调查了PWN“尾巴”背后的动力学，这可能会形成一个破碎的，遗迹星云的反向冲击传递活动的恒星。我们发现，这样的尾巴的方向是不是很好的指标脉冲星的运动，但方向揭示了反向冲击波的通道所产生的喷出物的流动。
2017-07-20 astro-ph.HE
An Extreme Pulsar Tail Protruding from the Frying Pan Supernova Remnant
煎锅（G315.9-0.0）是一个射电超新星遗迹，有一个特殊的线状特征（G315.78-0.23），从壳的边缘向外放射状延伸10'。我们目前的无线电成像和偏振观测从莫隆格洛天文台合成望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列，确认G315.78-0.23作为弓激波脉冲星风星云（PWN）的年轻脉冲星J1437-5959。这是射电观测到的最长的脉冲星尾之一，它的物理范围超过20 pc。我们发现弓形激波的间隔距离为0.002秒差距，在类似系统中是最小的，这表明脉冲星的速度超过1000 km/s，马赫数马赫数，约为200。从无线电偏振测量推断的磁场几何形状显示出与尾部方向的良好对准，这可能是高流速的结果。也有迹象表明，震后风的磁化强度较低，主要由电子和正电子的能量所控制。这项研究表明，PWNe可以提供一个强大的探测他们的当地环境，特别是对于弓激波的情况下，父母超新星壳也被检测到。
2011-12-08 astro-ph.HE
TRAPUM search for pulsars in supernova remnants and pulsar wind nebulae - II. Survey analysis and population study
The University of Manchester（曼彻斯特大学）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）；Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））；Leibniz Universität Hannover（汉诺威莱布尼茨大学）；Trinity College Dublin（都柏林三一学院）；Universität Bielefeld（比勒费尔德大学）
本文报道MeerKAT/TRAPUM对80个超新星遗迹和脉冲星风云的最终脉冲星搜寻，虽无新发现，但通过模拟族群量化选择效应，并指出更高频率、更灵敏观测的前景。
2025-10-18 astro-ph.HE
Non-Cosmological FRBs from Young Supernova Remnant Pulsars
我们提出了一个新的河外，但非宇宙学的解释快速射电暴（FRB）的基础上非常年轻的超新星遗迹中的恒星。在几百年的核心崩溃超新星的喷出物被限制在$\sim$ 1 pc，提供了足够高的柱密度的自由电子观测到375-1600 pc cm $^{-3}$的色散措施（DM）。通过在SN 1987 A这样的环境中将一颗类似蟹状星云的脉冲星外推到它的婴儿期，我们假设这样的天体可以偶尔发出超巨星脉冲，这些脉冲的亮度足以在几百兆秒差距内被看到。我们假设，这种超巨星脉冲将优先发生在脉冲星的生命早期，当自由电子密度仍然很高，这就是为什么我们没有看到大量的中等DM FRB（$\lesssim300$ pc cm $^{-3}$）。在这种情况下，源的法拉第旋转给出了比预期的宇宙学贡献大得多的旋转度量（RM）。如果发射是类似脉冲星的，那么偏振矢量可能会在爆发的持续时间内摆动，这在非旋转物体中是不可能的。在这个模型中，散射、大DM和公度RM都来自一个地方，这与宇宙学解释的情况不同。该模型还提供了可测试的预测的流量分布和重复率的FRB，并可以进一步验证的空间重合与光学超新星的过去几十年和交叉相关与附近的星系地图。
2015-09-15 astro-ph.HE
Observations of supernova remnants and pulsar wind nebulae at gamma-ray energies
在过去的几年里，由于两项重大突破，伽马射线天文学进入了黄金时代：地面上的切伦科夫望远镜和费米卫星上的大面积望远镜（LAT）。在伽马射线能量下探测到的超新星遗迹（SNRs）样本现在要大得多：它从与分子云相互作用的演化超新星遗迹到年轻的壳型超新星遗迹和历史超新星遗迹。SNRs的研究非常有趣，因为这些分析与银河系宇宙射线起源的长期问题直接相关。在这方面，脉冲星风星云（PWNe）也需要考虑，因为它们与SNR一起演化。因此，它们经常使从SNR看到的伽马射线发射的解释复杂化，并且它们也可以直接对局部宇宙射线谱，特别是轻子分量做出贡献。本文综述了信噪比和PWNe及其与宇宙线产生的关系的最新研究结果和思路。
2015-10-05 astro-ph.HE
Between the cosmic-ray `knee' and the `ankle': Contribution from star clusters
本文提出大质量年轻星团可加速膝与踝之间（10^7–10^9 GeV）的银河宇宙线，通过星风产生核素并考虑传播与再加速，模型要求源谱截断为5×10^7 Z GeV且注入份额约为星风动能5%，支持星团作为银河宇宙线第二成分的天然加速器。
2023-12-12 astro-ph.HE
HAWC Observation of Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
银河系TeV伽马射线源大多数是脉冲星风星云（PWNe）和超新星遗迹（SNRs），而最常见的不明来源是PWN。这些源中的许多都是在TeV中通过成像空气切伦科夫望远镜在银河平面的部分上使用重叠点观测发现的。HAWC天文台是北半球的一个测量型仪器，能量范围为100 GeV至100 TeV。对2013年以来部分完成的HAWC阵列记录的数据进行的初步分析显示，扩展的检测与已知的TeV SNR和PWNe一致。整个阵列于2015年初投入使用，此后一直在稳定地测量北方天空。我将讨论自2013年以来与PWNe和SNR相关的HAWC数据中的检测。
2015-08-29 astro-ph.HE
Two kinds of Galactic source populations could explain the cosmic-ray observation up to the "knee" region
Beihang University（北京航空航天大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究提出一个双组分源模型，用于解释到PeV范围内的宇宙射线谱和成分，指出在约100 TeV以下，超新星残骸是主要来源，而在更高能量下，微类星体是主要候选群体，该模型能解释最新的测量数据，而核依赖截断假设被数据排除。
2026-05-18 astro-ph.HE
A nearby recent supernova that ejected the runaway star zeta Oph, the pulsar PSRB1706-16, and 60-Fe found on Earth
在地球上探测到$\sim 1.5-3.2$ Myr年龄的$^{60}$ Fe表明最近附近的核心塌陷超新星。对于多颗恒星中的超新星，主恒星可能成为中子星，而以前的伴星可能变得不受束缚，成为失控星。我们编写了一个软件，用来追踪逃逸星和中子星的空间运动，直到大质量恒星的年轻组合。我们在这里应用它到附近的年轻天蝎座-半人马座-狼疮集团，所有已知的失控星可能来自那里，所有400颗中子星已知的横向速度。我们发现的运动学证据表明，失控的$ζ$ Oph和无线电脉冲星PSRB 1706 -16被释放的超新星在一个二进制$1.78 \pm 0.21$万年前在$107 \pm 4$ pc距离（脉冲星径向速度$260 \pm 43$公里/秒）;协会年龄和飞行时间确定的祖质量（16-18 M $_{\odot}$），这可以限制超新星核合成产量和地球上的$^{60}$ Fe吸收。此外，我们注意到天蝎座-半人马座-狼疮中唯一的高质量X射线双星（1H 11255 -567，带有$μ^{1}$和$μ^{2}$ Cru）可能包括一颗形成于另一个SN的中子星，直到$\sim 1.8$百万年前，在$89-112$ pc，也就是说，也产生地球上可检测到的$^{60}$ Fe。我们的假设将地球上发现的$^{60}$ Fe与多颗恒星中的一两颗超新星联系起来。
2019-09-15 astro-ph.HE
On the cosmic ray spectrum from type II Supernovae expanding in their red giant presupernova wind
虽然从能量的角度来看，SNR是银河CR的可行来源，但它们是否能将质子加速到PeV的问题仍然没有解决。在这里，我们讨论粒子加速在前向冲击SN和讨论的可能性，逃逸粒子电流可能会激发非共振不稳定性，从而导致形成共振模式限制粒子接近冲击和增加的最大能量。这一机制贯穿于超新星爆发的整个扩展过程，从喷出物主导阶段（ED）到Sedov-Taylor阶段（ST）。由于它们更高的爆炸速率，我们专注于在缓慢，密集的红超巨星风中膨胀的II型超新星。当爆炸发生在这样的风中时，ED和ST阶段之间的转变可能会在几十年内发生。结果，加速粒子的光谱显示在ST阶段开始时达到的最大能量（Em）处斜率的中断。在这个能量之上，频谱变得更陡，但仍然是幂律，而不是指数截止。我们发现，对于II型SNae典型参数，质子EM可以很容易地达到PeV的能量，确认II型SNR是CR在膝关节的最佳候选来源。我们试图用我们的模型拟合KASCADE-Grande、ARGO-YBJ和YAC 1-Tibet阵列数据，但我们找不到任何可以解释所有数据集的参数组合。事实上，最近用ARGO-YBJ和YAC 1-Tibet阵列对膝区质子和氦谱的测量使情况非常混乱。这些测量结果表明，在轻组件的膝盖是在650 TeV，明显低于整体频谱膝盖。这一发现将解决在SNae中达到非常高的能量的问题，但另一方面，它将在银河系和河外CR之间的过渡区打开一个关键问题。
2015-03-10 astro-ph.HE
A new nearby pulsar wind nebula overlapping the RX J0852.0-4622 supernova remnant
高能脉冲星可以嵌入相对论轻子星云中，而相对论轻子星云是由脉冲星旋转能量的耗散提供动力的。PSR J0855 - 4644是一颗高能、快速旋转的脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P = 65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0 - 4622（又名Vela Jr）东南边缘附近发现。脉冲星的位置在空间上与X射线和TeV伽马射线的增强一致，这可能是由于它的假定脉冲星风星云（PWN）。本研究的目的是寻找PSR J0855 - 4644周围的扩散非热X射线辐射，以测试PWN的存在并估计到脉冲星的距离。利用XMM-牛顿卫星进行了X射线观测，以限制脉冲星及其星云的性质。来自脉冲星和SNR边缘不同区域的X射线中的吸收柱密度与来自原子（HI）和分子（12CO）气体沿相应视线分布的吸收进行了比较，以估计脉冲星和SNR的距离。观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的存在。柱密度的比较提供了脉冲星PSR J0855 - 4644和SNR RX J0852.0 - 4622距离的上限（d <900 pc）。虽然这两个对象是在兼容的距离，我们排除了脉冲星和信噪比相关联。在这个修正的距离下，PSR J0855 - 4644是第二个能量最高的脉冲星，仅次于船帆座脉冲星，半径为1千秒差距，因此可能对局部宇宙射线e-/e+谱有贡献。
2012-12-17 astro-ph.HE
Timing behavior of the Magnetically Active Rotation-Powered Pulsar in the Supernova Remnant Kestevan 75
我们在PSR J1846-0258中报告了一个大的自旋向上故障，与2006年5月31日的类磁星行为相吻合。我们表明，脉冲星经历了异常大的毛刺恢复，与Q=8.7+/- 2.5的恢复分数，导致脉冲频率的净减少。这种毛刺恢复以前从未在旋转动力脉冲星中观察到，然而，最近在磁星AXP 4U~0142+61中报道了类似但较小的毛刺过度恢复，并且可能发生在SGR 1900+14中。我们还报告了一个很大的增加，在源的定时噪声。我们讨论了PSR J1846-0258中不寻常的计时行为对它作为第一颗被确定为磁活动旋转动力脉冲星的地位的影响。
2010-01-08 astro-ph.HE
Deep X-ray Observations of the Young High-Magnetic-Field Radio Pulsar J1119-6127 and Supernova Remnant G292.2-0.5
强磁场射电双星是理解磁星与常规射电双星之间联系的重要过渡天体。我们提出了一个详细的研究，年轻的射电脉冲星J1119-6127，它的特征年龄为1900年和自旋向下推断的磁场为4.1e13G，其相关的超新星遗迹G292.2-0.5，使用深XMM牛顿和钱德拉X射线天文台曝光超过120千斯从每个望远镜。脉冲星的辐射在2.5keV以下表现出强烈的调制，具有单峰轮廓和0.48+/-0.12的大脉冲部分。利用部分电离氢的磁性大气模型，我们发现所观测到的脉冲轮廓可以由一个温度为0.13keV、覆盖约三分之一恒星表面的单一热点产生，并且我们对具有相同面积的对跖热点的上限设定为0.08keV。表面温度分布的不均匀性可能是在强磁场下各向异性热传导的结果，并且单峰分布在高B射电望远镜中似乎很常见。对于相关的残骸G292.2-0.5，它的大直径可以归因于低密度风腔中的快速膨胀，可能是由沃尔夫-拉叶星的前身星形成的，类似于其他两个高B射电双星。
2012-11-12 astro-ph.HE
Statistical tests of young radio pulsars with/without supernova remnants: implying two origins of neutron stars
年轻超新星的性质及其与超新星遗迹的关系一直是人们感兴趣的话题。目前已公布银河系中的383个SNR，它们与64个射电星和46个高能发射的射电星相关联。然而，我们注意到，有630颗自转周期小于0.5秒的年轻射电双星尚未观测到它们周围或附近的信噪比，这就产生了一个问题：这两类年轻射电双星是否具有明显的特征？在这里，我们采用统计检验的两组年轻的射电天文台（52）和无（630）信噪比，以揭示他们是否共享不同的起源。Kolmogorov-Smirnov（K-S）和Mann-Whitney-Wilcoxon（M-W-W）检验表明，两种样品的自旋周期（$P$）、自旋周期导数（$\dot P$）、表面磁场强度（$B$）和能量损失率（$\dot E$）参数具有不同的分布。同时，在$\rm10-20\,Kyr$之后，在不同的降转年龄下，有和没有SNR的转子之间的累积数量比显著降低。因此，我们提出，存在的两种类型的超新星（SNe），对应于它们的SNR寿命，这可以大致归因于低能量和高能量的SNe。此外，低能量SNe可以由$\rm8-12\,M_{\odot}$祖细胞形成，例如，而$\rm12-25\,M_{\odot}$的主序星可能通过铁芯坍缩产生高能SNe。
2021-10-01 astro-ph.HE
The Proper Motion of the Pulsar J1124-5916 in the Galactic Supernova Remnant G292.0+1.8
我们首次直接测量了年轻的富氧超新星遗迹G292.0+1.8中脉冲星J1124-5916的自行。使用2006年和2016年的Chandra ACIS-I深度观测，我们测量了$\sim$ 10年基线或$\sim$ $0.^{\prime\prime}02$ yr $^{-1}$上$0.^{\prime\prime}21$ $\pm$ $0.^{\prime\prime}05$的位置变化。在6.2 $\pm$ 0.9 kpc的距离处，这对应于$\mathrm{612\pm 152\,km \, s^{-1}}$的天空平面中的反冲速度。我们比较这种直接测量的速度推断出的估计的基础上的喷出物的质量中心。此外，我们使用这种新的自行测量比较中子星的光学发射喷出物的膨胀中心的运动。我们得到的超新星遗迹的年龄估计为$\gtrsim$ 2000年。高测量踢速度是符合最近的研究高自行中子星在其他银河系超新星遗迹，并符合流体动力学起源的中子星踢。
2022-05-16 astro-ph.HE
TRAPUM search for pulsars in supernova remnants and pulsar wind nebulae -- I. Survey description and initial discoveries
TRAPUM项目用MeerKAT望远镜以干涉波束形成技术搜寻超新星遗迹等关联脉冲星，发现两颗新脉冲星，助力理解中子星诞生率与年轻脉冲星能量学。
2024-05-20 astro-ph.HE
The Location of Young Pulsar PSR J0837$-$2454: Galactic Halo or Local Supernova Remnant?
我们提出了发现和年轻的（年龄$\sim 28.6$ kyr）脉冲星PSR J 0837 $-$ 2454的时间。根据它的高纬度（$b = 9.8^{\circ}$）和色散测量（DM $ = 143$ ~pc~cm $^{-3}$），脉冲星似乎处于$z$ -高度$>$ 1 kpc，在银河系的边缘附近。这是观测到的典型脉冲星群体的尺度高度的许多倍，这表明这颗脉冲星可能是在远离平面的地方诞生的。如果准确的话，年轻的年龄和高的$z$ -高度意味着这是已知的第一颗从失控的O/B星中诞生的脉冲星。在后续的成像与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），我们发现脉冲星的流量密度$S_{1400} = 0.18 \pm 0.05$ mJy。我们没有发现一个明显的超新星遗迹周围的脉冲星在我们的ATCA数据，但我们检测到一个共同定位，低表面亮度区域的$\sim$ 1.5 $^\circ$范围内的档案银河系和河外全天MWA调查数据。我们还检测到共同定位H $α$从南方H $α$巡天图集排放。基于这两个探测结果的距离估计分别为$\sim$ 0.9 kpc和$\sim$ 0.2 kpc，这两个距离都比NE 2001模型（$6.3$ kpc）和YMW模型（$>25$ kpc）预测的距离小得多，并且使脉冲星更接近银河系平面。如果脉冲星/残骸协会成立，这一结果也突出了固有的困难，在分类的瞬变作为“银河系”（脉冲星）或“…
2021-04-23 astro-ph.HE
Expansion and Brightness Changes in the Pulsar-Wind Nebula in the Composite Supernova Remnant Kes 75
我们报告了新的钱德拉X射线观测的壳超新星遗迹（SNR）Kes 75（G29.7-0.3）包含一个脉冲星和脉冲星风星云（PWN）。PWN的扩张在2000年、2006年、2009年和2016年这四个时期都很明显。我们发现，2000年至2016年期间，PWN西北边缘的膨胀率为0.249% +/- 0.023% yr^{-1}，膨胀年龄R/（dR/dt）为400 +/- 40年，膨胀速度约为1000 km s^{-1}。我们认为，PWN是膨胀成一个不对称的镍泡在一个传统的IIP型超新星。PWN的扩张可能会加速，给出了480 +/- 50年的真实年龄。脉冲星的诞生光度比当前值大3 - 8倍，而初始周期在其当前值的2倍之内。我们直接确认Kes 75包含已知最年轻的PWN，因此也是已知最年轻的脉冲星。脉冲星PSR J 1846 -0258的自旋下降磁场为5 x 10^{13} G;在2006年，它发出了5个类似磁星的短X射线爆发，但它的自旋下降光度没有显著变化。然而，PWN的通量在2009年至2016年期间减少了约10%，几乎完全在北半部。自2006年以来，一个明亮的结已经下降了30%。在此期间，幂律模型的光子指数没有变化。这种通量变化太快，是由于正常的PWN演变在一个区域模型。
2018-03-24 astro-ph.HE
Deep optical observations of the gamma-ray pulsar PSR J0007+7303 in the CTA 1 supernova remnant
费米大面积望远镜（LAT）发现了一颗无线电静默脉冲星的时间特征，与CTA 1超新星遗迹中心的一个plerion样X射线源RX J0007.0+7302重合。伽马射线脉冲星PSR J 0007 +7303的时间参数（P=315.8 ms;点{P} \sim 3.6 10^{-13} s ^{-1}）指向一颗类似船帆座的中子星，其年龄与CTA 1相当。PSR J 0007 +7303的低距离（\sim 1.4 kpc）、星际吸收（A_V \sim 1.6）和相对较高的能量损失率（点{E} \sim 4.5 10^{35} erg s^{-1}）使其成为光学随访的合适候选者。在这里，我们提出了PSR J 0007 +7303的深光学观测。在加那利群岛大望远镜（GTC）的图像中没有检测到该脉冲星，其极限为r' \sim 27.6（3 sigma），这是该脉冲星获得的最深值，而威廉赫歇尔望远镜（WHT）的图像产生的极限为V \sim 26.9。我们的r '带极限对应于光发射效率η_{opt}= L_{opt} /点{E} < 9.4 10^{-8}。这个极限比其他船帆座脉冲星的限制更严格，但仍然高于船帆座脉冲星的测量光学效率。我们比较了光学上限与XMM-牛顿X射线光谱的外推，发现光学发射与X射线幂律分量的外推是相容的，与所观察到的不同，例如在船帆座脉冲星中。
2013-01-02 astro-ph.HE
Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae in the Cherenkov Telescope Array era
切伦科夫望远镜阵列（CTA）计划作为（非常）高能伽马射线天文学的地面观测站，向广泛的天体物理学社区开放，提供对非热高能宇宙的深入了解。它预计在100 GeV以上的灵敏度提高约10倍，与目前的操作实验相比，具有更好的角度和光谱分辨率以及更宽的视场。CTA联盟正在研究不同的物理情况下，不同的阵列配置和子集。脉冲星风星云（PWNe）是最多的VHE银河系源，超新星遗迹（SNRs）被认为是大部分宇宙射线的加速场所，将是CTA的两个主要观测目标。在这方面的贡献，主要的科学目标PWNe和信噪比进行了讨论，CTA的能力，以实现这些目标的定量的例子。
2011-09-20 astro-ph.HE
Instability in supernova fallback disks and its effect on the formation of ultra long period pulsars
针对超长周期脉冲星起源不明的问题，本研究模拟带超新星回落盘的磁星演化，发现盘内热黏滞不稳定性显著影响其形成，且多数此类脉冲星为近对齐或正交自转体，仍需额外机制解释其射电辐射。
2024-10-08 astro-ph.HE
Late-time Evolution of Composite Supernova Remnants: Deep Chandra Observations and Hydrodynamical Modeling of a Crushed Pulsar Wind Nebula in SNR G327.1-1.1
为了更好地了解复合超新星遗迹（SNRs）的演化和它们的恒星注入的相对论粒子的最终命运，我们提出了一个多方面的调查脉冲星风星云（PWN）和它的主机SNR G327.1-1.1之间的相互作用。我们对SNR G327.1-1.1的350 ks钱德拉X射线观测揭示了一个高度复杂的形态;一个类似弓形激波的彗星结构，在SNR内部延伸到大弧的叉状特征，以及SNR壳的热发射。非热辐射的光谱分析提供了PWN结构起源的线索，而PWN区域的丰度增强为超新星喷出物与PWN物质的混合提供了证据。的SNR的整体形态和光谱特性表明，PWN经历了一个不对称的相互作用与SNR的反向冲击（RS），可以发生作为一个结果的密度梯度在周围介质和/或移动的脉冲星，取代PWN从中心的残余。我们对G327.1-1.1进行了流体动力学模拟，结果表明，它的形态和演化可以用一个约17,000年前的复合SNR来描述，该SNR扩展成一个密度梯度，方向垂直于脉冲星的运动。我们还表明，RS/PWN相互作用的情况下，可以再现的宽带频谱的PWN从无线电到伽马射线波长。在这项工作中提出的分析和建模有重要的意义，我们的结构和复合信噪比的演变的一般理解。
2015-06-09 astro-ph.HE
Observations of Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae: A VERITAS Key Science Project
超新星遗迹和脉冲星风星云的研究是VERITAS观测头两年的重点科学项目之一。VERITAS是位于亚利桑那州南部惠普尔天文台的四个切伦科夫成像望远镜阵列。超新星遗迹被广泛认为是膝盖以下宇宙射线最强的候选源，其能量约为10 ^15 eV。脉冲星风星云是由年轻的高能脉冲星向下自旋提供动力的同步加速器星云，是最多的甚高能量伽马射线源之一。这张海报将总结这次观察计划的结果。
2009-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A supernova remnant association for the fast-moving pulsar PSR J0908-4913
最近对PSR J 0908 -4913自行的测量表明，它是一个快速移动的物体，距离约为3 kpc。在这里，我们提出的证据表明，脉冲星位于一个以前未知的，充满中心的超新星遗迹，G270.4-1.0的边缘。脉冲星的速度矢量直接指向远离残骸中心的方向。这颗脉冲星的信噪比为G270.4-1.0，这意味着它的年龄约为12 kyr，远小于它的特征年龄110 kyr。我们证明了脉冲星的自转轴指向自行的方向。随着时间的推移，可以看到旋转测量和色散测量的变化，这可能表明脉冲星正在通过残骸的灯丝后面。
2021-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reinterpretation of the Fermi acceleration of cosmic rays in terms of the ballistic surfing acceleration in supernova shocks
Space Research Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院空间研究中心）
研究重新解释宇宙射线加速机制，指出费米机制不成立，球面冲浪加速能更准确描述超新星冲击中的加速过程及能谱特征。
2024-07-22 astro-ph.HE physics.space-ph
Constraints on Weak Supernova Kicks from Observed Pulsar Velocities
对球状星团中的双星和双星的观测表明，至少有一些双星在出生时受到了微弱的出生踢。如果所有的双星都受到强有力的出生撞击，超过\unit [50]{ \kms }，那些出生在球状星团的将主要逃逸，而宽双星将被破坏。另一方面，对孤立射电天体横向速度的观测表明，只有$5\pm2\%$的速度低于\unit [50]{ \kms }。我们探索这种明显的紧张局势与快速二进制人口合成模型。我们提出了一个模型，其中超新星具有典型的低出生踢（例如，电子捕获超新星）只有在祖先恒星通过与伴星的双星相互作用被剥离时才会发生。我们表明，该模型自然地再现了观测到的脉冲星速度分布，而不会减少预测的合并双中子星产额。我们估计，零年龄的电子捕获超新星的非相互作用的祖先的主序星质量范围不应该比${\approx}0.2 M_\odot$宽。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Acceleration Shifts from nearby Supernova Explosion
我们表明，当超新星爆炸时，附近的脉冲星信号会发生非常特定的变化。观测周期首先平滑变化，然后是时间导数的突然变化。一颗稳定的毫秒脉冲星可以让我们测量这种效应。这可能会改善我们的中微子释放的总能量的测量，也是超新星脉冲星系统的方向。
2016-02-09 astro-ph.HE gr-qc hep-th
