Signatures of middle aged, nearby pulsars in the cosmic ray lepton spectrum?
PAMELA和ATIC实验报告的最新数据以及FERMI和H.E.S.S.的宇宙线轻子结果。合作引发了一系列的论文解释这些结果，无论是通过贡献的电子正电子对本地星际宇宙射线（CR）光谱的暗物质（DM）或恒星。在这里集中在脉冲星，我们认为，在目前，我们的知识粒子加速在脉冲星以及本地银河CR传播仍然是有限的，即最近的结果CR电子和正电子约束脉冲星和传播模型。因此，我们将不再试图通过双夸克对定域CR轻子通量的贡献来解释这些数据，而是强调这样做的注意事项。
2011-09-27 astro-ph.HE
Ultrahigh Energy Cosmic Ray Nuclei from Extragalactic Pulsars and the effect of their Galactic counterparts
在快速旋转的新生恒星中，高能核的加速可以解释观测到的高能宇宙射线的光谱，以及俄歇天文台报告的能量高于$10^{19}\,$ eV的重核趋势。脉冲星加速意味着由于脉冲星自旋下降导致的硬注入谱（$\sim E^{-1}$）和由于中子星自旋速率的限制导致的最大能量$E_{\rm max} \sim Z \, 10^{19}$ eV。我们以前已经表明，通过年轻的超新星遗迹逃逸软化了光谱，稍微降低了最大能量，并产生次级核。在这里，我们表明，脉冲星的出生周期的分布和传播的影响，在星际和星系间的媒体修改的组合频谱的所有脉冲星。通过假设脉冲星诞生周期的正态分布为中心在300毫秒，我们表明，河外脉冲星诞生的贡献的高能宇宙射线谱自然会引起非常高的能量宇宙射线（VHECR，之间的$10^{16}$和$10^{18}$ eV）的银河系脉冲星诞生的贡献。所需的注入成分，以适应观察到的光谱取决于绝对能量尺度，这是不确定的，不同的俄歇天文台和望远镜阵列。银河系脉冲星诞生的贡献也可以弥合超新星遗迹中宇宙射线加速预测与脚踝以下观测光谱之间的差距，这取决于逃离超新星遗迹的宇宙射线的成分和银河系中VHECR的扩散行为。
2013-02-18 astro-ph.HE
Region of Excessive Flux of PeV Cosmic Rays in the Direction Toward Pulsars PSR J1840+5640 and LAT PSR J1836+5925
通过对EAS MSU和EAS-1000原型阵列记录的大范围空气簇射（EAS）的到达方向进行分析，发现了一个PeV宇宙射线通量过大的区域，其方向是指向PSR J1840+5640和LAT PSR J1836+5925的方向，显著性水平高达4.5 σ。第一颗射电脉冲星是在大约30年前发现的，是一颗经过充分研究的古老射电脉冲星，位于距离太阳系1.7pc的地方。第二颗脉冲星属于费米空间伽马射线天文台发现的一种新型的脉冲星，其脉动在光波长和无线电波长范围内无法观测到，而只能在伽马射线能量范围内观测到（仅伽马射线脉冲星）。在我们看来，两个不同的阵列记录的宇宙射线的过度通量区域的存在提供了一个强有力的证据，孤立的恒星可以在PeV能量范围内对银河系宇宙射线的通量做出明显的贡献。
2010-04-23 astro-ph.HE
Gamma-ray halos around pulsars: impact on pulsar wind physics and galactic cosmic ray transport
本文综述了脉冲星周围TeV晕的观测现状、理论模型及其对脉冲星物理、银河宇宙线输运和暗物质探测的广泛影响，并展望了未来研究方向。
2024-09-01 astro-ph.HE
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
Constraining the production of cosmic rays by pulsars
强子宇宙射线（CR）的可能来源之一是新生的强子。如果情况确实如此，它们应该具有由CR与星际气体相互作用产生的扩散伽马射线晕。在本文中，我们试图确定扩展的伽玛射线辐射周围的年轻恒星，利用7年的费米-LAT数据。为此，我们选择和分析了一组八个最有可能拥有可检测的伽马射线晕的恒星。我们发现扩展发射，可能被解释为伽马射线晕的情况下，PSR J 0007 +7303。它的光度与注入的宇宙射线$\sim 10^{50}$ erg的总能量一致，尽管对这个来源的其他解释是可能的。不管这个源的性质，我们把边界的伽玛射线晕的光度表明，银河系CRs的整体能量预算的贡献是次主导的GeV-TeV范围内。
2016-09-09 astro-ph.HE
Testing the Newborn Pulsar Origin of Ultrahigh Energy Cosmic Rays with EeV Neutrinos
快速旋转的新生恒星是高能宇宙射线（UHECR）的有趣候选源。在河外脉冲星群的一小部分中，具有给定成分的粒子的加速可以为俄歇天文台的测量提供一致的解释。我们计算了当粒子穿过恒星周围的超新星喷出物时产生的相关漫射中微子通量。我们表明，在最小的脉冲星的情况下，是兼容的UHECR数据，有效的光学深度，强子核相互作用是大于1在1000000能量。因此，即使在最悲观的情况下，人们也可以预期$\sim 0.1 - 1 \,\rm EeV$中微子的能量通量应该在十年内被冰立方或阿斯卡里安射电阵列探测到。
2016-02-08 astro-ph.HE
The knee in the cosmic ray energy spectrum: a pulsar/supernova origin?
宇宙射线能谱中几个PeV能量处突出的“膝盖”的起源仍然不确定。然而，最近的一种机制显示出了希望;这涉及来自非常年轻的脉冲星的粒子与来自非常年轻的超新星遗迹的辐射场相互作用。随后粒子与光子通过产生e+e-的方式发生核反应，从而引起特征拐点。在早期的一篇论文中，我们认为，如果要解释光谱形状，该机制将意味着只有一种非常罕见的来源。在这里，我们更详细地研究了这一机制，并得出结论，即使是一个单一的源工作，它的特性也需要如此不寻常，以至于这种机制对于任何已知类型的脉冲星-超新星组合都是不可能的。
2010-12-21 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
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
Gamma-ray halos around pulsars as the key to understanding cosmic ray transport in the Galaxy
脉冲星是相对论性电子和正电子的工厂，这些电子和正电子从脉冲星传播出去，后来渗透到我们的银河系。这些粒子的加速和传播是一个激烈争论的问题。在过去的几年里，我们有机会直接观察到这些粒子注入到星际介质通过发现周围的伽马射线晕。这种新型的伽马射线源是由脉冲星风星云中的电子和正电子扩散出来，散射周围的光子场产生伽马射线。这一新的研究领域伴随着不同波长的大量观测和限制，以及解释这些晕特征的各种理论模型。我们研究的宇宙射线的传播特性推断从观测的晕和它们的本地和全球的银河系中的粒子输运的影响。我们还讨论了在不久的将来用LHAASO、CTA或SWGO等设施观测这些源的前景。
2022-02-14 astro-ph.HE
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
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
Undiscovered pulsar in the Local Bubble as an explanation of the local high energy cosmic ray all-electron spectrum
宇宙线电子和正电子是粒子在星际介质中传播的示踪剂。最近使用H.E.S.S.将全电子（电子+正电子）光谱扩展到20 TeV，探测由于这些粒子的$\sim$ 10 kyr冷却时间而引起的非常局部的源和输运。另一个关键的地方测量是最近估计的ISM扩散系数周围Geminga使用HAWC。推断的扩散系数远低于通常假设的值。有人认为，如果这个扩散系数是本地ISM的代表，那么电子能谱将无法解释在地球上测量到的全电子谱。在这里，我们表明，在本地ISM的低扩散系数是兼容的脉冲星风星云起源的最高能量的电子，如果一个迄今未被发现的脉冲星的自旋功率为$\sim 10^{33-34}$ erg/s存在于地球的30至80秒差距。这样一颗脉冲星的存在与已知的星群大致一致，可能在不久的将来的巡天观测中被发现。
2019-01-07 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
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
Studying the Milky Way Pulsar Population with Cosmic-Ray Leptons
最近对能量从1 GeV到5 TeV的宇宙射线电子和正电子谱的测量，以及对脉冲星风星云的无线电、X射线和广泛的伽马射线观测表明，脉冲星是高能宇宙射线电子和正电子的重要来源。在这里，我们计算本地宇宙射线$e^\pm$能量谱从考虑模型（a）的分布的恒星自旋下降属性;（b）宇宙射线源光谱;和（c）宇宙射线传播的物理。然后，我们使用AMS-02，CALET和DAMPE测量的宇宙射线通量来约束脉冲星和宇宙射线传播模型的空间，特别是，本地宇宙射线扩散和能量损失，脉冲星的能量损失的时间依赖性，和注入的$e^{\pm}$光谱。我们发现，较低的估计本地$e^{\pm}$能量损失是不一致的数据。我们还发现，脉冲星制动指数为2.5或更少的源年龄超过10 kyr是强烈不赞成。此外，宇宙射线的数据是一致的$e^{\pm}$注入光谱特性和初始自旋下降功率的分布与广泛的假设。在能量超过TeV时，我们发现双光子双星可以很容易地解释观测到的$e^{+} + e^{-}$光谱斜率的变化。这些结论是有效的，只要在能量为$\gtrsim100$ GeV的观测到的宇宙线$e^\pm$中，有双星贡献$\gtrsim10\%$。
2018-07-13 astro-ph.HE hep-ph
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
Search for Sources of Ultrahigh Energy Cosmic Rays
利用雅库茨克、AGASA和P.Auger资料，研究了高能广泛空气簇射（EAS）的到达方向。结果表明，雅库茨克和AGASA资料中EAS的到达方向与来自侧面输入的双射星相关，而P.Auger资料中EAS的到达方向与来自猎户座本旋臂输出的双射星相关。结果表明，这些脉冲星中的大多数都有一个短的旋转周期围绕其轴，比预期的脉冲星目录。
2010-11-10 astro-ph.HE
On ultra-high energy cosmic ray acceleration at the termination shock of young pulsar winds
脉冲星风星云（PWNe）是自然界中杰出的加速器，因为它们将电子加速到辐射反应极限。受此观察的启发，本文探讨了年轻的脉冲星风星云在脉冲星风的终止激波处将离子加速到超高能量的可能性。我们在这里考虑强大的PWNe，由出生时具有$\sim\,$毫秒周期的光子提供能量。假设这样的质子星存在，至少在中子星诞生后的几年内，并且它们将离子注入风中，我们发现，对于基准旋转周期$P\,\sim\,1\,$ msec和脉冲星磁场$B_{\star}\,\sim\,10^{13}\,$ G，质子可以被加速到Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止量级的能量，这意味着基准风光度$L_{\rm p}\,\sim\,10^{45}\,$ erg/s和自旋下降时间$t_{\rm sd}\,\sim 3\times 10^7\,$ s。主要的限制因素是由星云中的同步加速器损失和终止激波的大小决定的;因此，具有$Z\geq 1$的离子可能会被加速到更高的能量。我们推导出一个由源区相互作用产生的相关中微子通量。对于质子占主导地位的组合物，我们的最大通量略低于IceCube-86的5年灵敏度，高于Askaryan射电阵列的3年灵敏度。因此，它可能在未来十年内被探测到，这取决于这些毫秒脉冲星风星云对超高能宇宙射线通量的确切贡献水平。
2015-08-31 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 pulsars as sources of ultrahigh energy cosmic rays
新生的中子星提供了注入重核的有利场所，并使它们进一步加速到高能。一旦在脉冲星风中加速，原子核就必须从周围的超新星包层中逃逸。我们研究这种逃逸分析和数值，并讨论脉冲星源的情况下，最新的高能宇宙线（UHECR）的数据。我们的计算表明，在早期，当质子可以被加速到能量E>10^20 eV时，年轻的超新星壳层往往会阻止它们逃逸。相比之下，由于它们的电荷更高，铁峰核在稍后的时间仍然被加速到最高观测能量，当包层变得足够薄以允许它们逃逸时。超高能铁原子核可以从新诞生的具有毫秒周期和偶极磁场为~10^（12-13）G的超新星中逃逸出来。由于次级核子的产生，包线交叉导致了在几个EeV处从轻元素到重元素的成分转变，正如俄歇天文台所观察到的那样。逃逸还导致比最初经由单极感应注入的光谱斜率更软的光谱斜率，这允许与观察到的UHECR光谱良好拟合。我们的结论是，在一个合理的小部分（< 0.01%）的河外旋转动力的年轻恒星中，铁峰元素的加速将令人满意地再现当前的UHECR数据。这种情况下可能的签名进行了讨论。
2012-01-25 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
IceCube Constraints on Fast-Spinning Pulsars as High-Energy Neutrino Sources
快速旋转的恒星的相对论风被认为是宇宙线从甚高能（VHE）加速到高能（UHE）的潜在场所。我们重新检查的条件下，高能中微子的生产，考虑加速粒子与重子的膨胀超新星喷出物和风星云中的辐射场的相互作用。我们利用现有的IceCube对扩散高能中微子背景的敏感性，来约束作为VHE和UHE宇宙射线源的最极端中子星的参数空间。我们表明，目前没有观测到$10^{18}$ eV中微子的脉冲星的情况下提出了严格的限制。对于一个给定的模型，磁星源的诞生率，喷出物质量和加速效率可以被约束。当我们假设一个质子宇宙射线组成和球形超新星喷出物，我们发现冰立方限制几乎排除了它们的显着贡献所观察到的UHE宇宙射线通量。此外，我们考虑的情况下，一小部分的宇宙射线可以从喷射状结构穿透喷出物逃逸，没有显着的相互作用。这样的情景将使UHE宇宙射线的产生成为可能，并有助于消除EeV中微子产生与观测数据之间的紧张关系。
2016-04-07 astro-ph.HE
The slow rise and recovery of the 2019 Crab pulsar glitch
我们使用跨越$\sim$ 5个月的脉冲到达时间数据集，对2019年7月23日的蟹状星云脉冲星故障进行了更新测量。在MJD 58687上，这颗脉冲星经历了迄今为止观测到的第七大故障，其特征是瞬时自旋为$\sim$ 1 $μ$ Hz。在故障之后，脉冲星的旋转频率在大约一周的时间尺度上以指数方式向故障前的值放松，导致$\sim$ 0.5 $μ$ Hz的永久频率增量。由于我们对蟹状星云脉冲星的半连续监测，我们能够部分解决总自旋的一小部分。这种延迟的自旋上升在$\sim$ 18小时的时间尺度上呈指数级发生。这是第六次蟹状星云脉冲星故障，其中部分初始上升被及时解决，这种现象在任何其他故障的蟹状星云中都没有观察到，这为研究控制中子星内部和地壳之间相互作用的微物理过程提供了一个独特的机会。
2021-03-26 astro-ph.HE
Cosmic Ray Origin: beyond the Standard Model(s). The case of Pulsar Wind Nebulae and Unidentified very high energy gamma-ray sources
宇宙射线的起源之谜揭开了一个世纪。最近我们得到了超新星遗迹中强子加速的实验证明，但是新的问题又出现了，至今还没有给出最终的答案。超过100兆电子伏的伽马射线观测揭示了宇宙射线加速到不受太阳调制影响的能量的地点。在过去的几年里，在这一研究领域的知识广泛增加，但几乎50%的TeV（> 10^12 eV）银河系的来源仍然是未知的，在GeV（> 10^9 eV）的能量，67%的EGRET源是未知的，并且对于新一代的伽马射线卫星，我们也有相同的结果：事实上，在银河系低纬度地区（b<10度），费米LAT探测到的源中有62%没有正式的对应物。因此，了解高能量的不明来源将是解决整个宇宙射线起源之谜的关键砖。将显示几个例子，强调所谓的“暗源”的重要性。这两个理论方面（特别强调所谓的古代脉冲星风星云的情况）和他们的观测证据将进行讨论。
2018-02-11 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
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
Pulsar wind nebulae with bow shocks: non-thermal radiation and cosmic ray leptons
具有高自旋功率的脉冲星产生相对论风，辐射的功率仅为脉冲星风星云（PWNe）中从射电到伽马射线的一小部分。其余的功率在PWNe与星际介质（ISM）的相互作用中耗散。一些PWNe以超音速相对于ISM运动，产生弓形激波。在这种情况下，在脉冲星风终端表面加速的超相对论粒子可能在风终端激波流出和弓形激波流入形成的会聚流系统中被再加速。这种再加速的结果是产生了具有硬光谱的粒子分布，例如解释光子指数γ <~ 1.5的观测到的同步加速器光谱所需的粒子分布。这种硬分量的存在是特定于PWNe与弓形激波（BSPWNe）。被加速的粒子可能最终包含冲击压头压力的大部分。对于典型的ISM和脉冲星参数，这些系统释放的正电子数量足够多，足以贡献相当大一部分的正电子作为银河宇宙射线粒子检测到几十个和几百个GeV以上。超相对论粒子从BSPWN的逃逸及其在远紫外和X射线波段的出现取决于星际磁场的方向、天体层的速度和脉冲星的自转轴。在这方面，我们回顾了观察到的外观和多波长光谱的三种不同类型的BSPWNe：PSR J 0437 -4715，吉他和灯塔星云，船帆状物体。我们认为，这些对象的高分辨率成像提供了独特的信息脉冲星风和ISM。我们讨论了成像观测的解释和估计的BSPWN的贡献，在地球上观察到的正电子通量。（简略）
2017-05-02 astro-ph.HE
The unusual glitch recoveries of the high magnetic field pulsar J1119$-$6127
高磁场中子星提供了磁星和射电星之间的联系，是研究爆发/磁层活动和制动扭矩变化如何与旋转故障联系起来的理想目标。2007年，高度磁化的脉冲星J1119 $-$ 6127的最后一次自旋故障是旋转供电的无线电脉冲星中第一次伴随辐射变化的故障。此外，随后是一个不常见的毛刺松弛，导致一个较小的自旋下降率相对于预测的前毛刺定时模型。在这里，我们提出了4年的新的无线电定时观测，并分析了16年的定时数据，这个源。新的数据揭示了自旋下降速率的持续演变，从而使我们能够排除外部或内部扭矩的永久变化作为故障恢复的特殊特征的独立原因。此外，没有额外的变化的无线电脉冲轮廓被检测到，加强了先前观察到的瞬态发射功能与毛刺活动的关联。制动指数的自洽测量产生值$n\simeq2.7$，指示在朝向磁星倾斜的$P-\dot{P}$平面中的轨迹。在2007年故障发生时，$n$中的$\sim15\%$可能会永久减少，从而加强这种潜在的进化联系。
2014-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reanalyze the pulsar scenario to explain the cosmic positron excess considering the recent developments
HAWC已经证实Geminga和PSR B 0656 +14周围存在TeV晕，因此宇宙射线的慢扩散在Geminga和PSR B 0656 + 14周围可能是普遍的，并且来自Geminga和PSR B 0656 +14的宇宙正电子能谱可能会发生显著的变化。因此，最有可能的脉冲星源的正电子过剩，Geminga，不再是一个可行的候选人下的额外限制费米-LAT。此外，AMS-02的最新测量显示，正电子谱中有一个明显的截止点，这对脉冲星源的年龄提出了严格的限制。考虑到这些新的发展，我们重新分析了这项工作的情况。通过检查所有观测到的双区扩散情景下，我们首次提出，PSR B1055-52是一个非常有前途的源的正电子过剩。B1055-52能很好地再现AMS-02正电子能谱的强度和高能切割，也能解释10 TeV附近的H.E.S.S $e^-+e^+$能谱。此外，如果慢扩散在局域星际介质中是普遍存在的，那么B1055-52将是所观测到的恒星中唯一合理的AMS-02正电子谱源。
2019-06-20 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
Particle acceleration in pulsars and pulsar wind nebulae
本文总结了脉冲星与脉冲星风云在宇宙射线视角下的物理学，探讨其作为银河系轻子PeVatron、高能强子源及TeV晕对宇宙射线传输的影响与未解之谜。
2024-01-15 astro-ph.HE
Gamma-ray Pulsar Halos in the Galaxy
脉冲星晕是电子和正电子从脉冲星风星云（PWNe）逃逸产生的扩展伽马射线结构，被认为是一类新的伽马射线源。它们是宇宙射线在银河系局部区域传播和PWNe粒子逃逸过程的理想指标。由脉冲星晕推断的宇宙线扩散系数比银河系平均值小两个数量级以上，引起了广泛的讨论。本文综述了脉冲星晕研究的最新进展，包括这类源的特征、已知的脉冲星晕、极慢扩散的可能机制、脉冲星晕在宇宙线传播和PWNe电子注入研究中的关键作用以及对宇宙正电子过剩和扩散TeV γ射线过剩问题的启示。最后，基于对更大样本的脉冲星晕和更深层次的亮源观测的期望，对这一方向的研究进行了展望。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
HAWC Observations Strongly Favor Pulsar Interpretations of the Cosmic-Ray Positron Excess
伽马射线望远镜HAWC最近对Geminga和B 0656 +14双星的测量（以及Milagro早期的测量）表明，这些天体产生了大量的高能电子通量。在本文中，我们使用的非常高的能量的伽马射线强度和光谱的这些恒星来计算和约束它们的预期贡献的本地宇宙射线正电子谱。在能够再现所观察到的伽马射线发射特征的模型中，我们发现，伽马星总是产生一个高能正电子通量，其在光谱和幅度上与PAMELA和AMS-02测量的正电子分数相似。根据这一结果，我们得出结论，很可能是双星提供了长期令人困惑的宇宙射线正电子过剩的主要贡献。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
GeV-TeV Cosmic Ray Leptons in the Solar System from the Bow Shock Wind Nebula of the Nearest Millisecond Pulsar J0437-4715
我们考虑PSR J 0437 -4715弓形激波风星云中能量高达GeV-TeV的轻子加速及其随后通过星际磁场的扩散。在脉冲星风终止面上加速的轻子在碰撞激波流中被注入再加速。从加速电子和正电子同步辐射的模拟光谱与哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台对星云进行的远紫外和X射线观测一致。这些观测被用来限制相对论轻子的绝对通量，这些轻子从星云中逃逸，并最终到达太阳系，经过能量依赖的扩散，通过本地星际介质伴随着同步加速器和康普顿损失。结果表明，PSR J 0437 -4715星云中的加速轻子不仅可以使PAMELA和AMS-02谱仪观测到的正电子分数增加到几GeV以上，而且还可以使H.E.S.S.观测到TeV范围的轻子通量增加。VERITAS、Fermi、CALET和DAMPE。
2019-04-20 astro-ph.HE
Ultra-high energy cosmic rays from white dwarf pulsars and the Hillas criterion
超高能宇宙射线（$E\gtrsim10^{19}$ eV）的来源在天体粒子物理学中仍然是一个悬而未决的问题，在过去的几年里，人们做了一些努力来了解它的起源。在这项工作中，我们认为白矮星类星体（WDP）作为这些超高能粒子的可能来源。如果把软伽玛重复星（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）看作是白矮星，这些源可以在白矮星表面产生很大的电磁势，并有可能将粒子加速到接近光速，能量为$E \sim 10^{20-21}$ eV。结果表明，新的恒星表面磁场尺度和SGR/AXP的大小与最近发现的AR Sorpii和AE Aquarii白矮星一起在Hillas图中得到了很好的描述，被描述为磁星的SGR/AXP远高于Hillas线，并且对于正常的中子星磁星来说，可能会超出Hillas线。
2017-05-08 astro-ph.HE hep-th
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
A Physical Model of Pulsar X-ray Filaments
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）
本文提出脉冲星丝的物理模型，解释其由脉冲星生成的e±粒子驱动，通过宇宙射线增强的湍流导致粒子散射，无需强磁场。模拟结果与观测数据吻合，表明部分粒子逃逸并影响局部正电子谱。
2026-03-20 astro-ph.HE
Method for testing diffusive shock acceleration and diffusion propagation of 1-100 TeV cosmic electrons with multiwavelength observations of the Geminga halo and pulsar wind nebula
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）；Tianfu Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）；Beijing Planetarium（北京天文馆）；Beijing Academy of Science and Technology（北京市科学技术研究院）；The School of Physical Science and Technology, Southwest Jiaotong University（西南交通大学物理科学与技术学院）
通过Geminga环和脉冲星风云的多波段观测数据，研究1-100 TeV范围内宇宙电子的扩散冲击加速和扩散传播理论，并验证其在高能范围内的适用性。
2026-05-17 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
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
Gamma-rays from Pulsar Wind Nebulae in Starburst galaxies (HEAD 2010)
最近，附近的两个突出的星暴星系，M82和NGC253，已经被TeV能量的伽马射线望远镜探测到为点状源[1] [2]。有人声称，这些探测表明，星暴星系中的宇宙射线强度比银河系高出三个数量级，假设观测到的伽马射线是由于宇宙射线与周围气体相互作用产生的π介子。观测到的光谱比银河系中的宇宙射线光谱要平坦，这可能是由于星暴星系中的气体密度要高得多[3]。这种解释似乎与宇宙射线起源的金兹伯格模型一致，根据金兹伯格模型，宇宙射线在超新星遗迹的壳层中被加速。作为一个直接的推论，宇宙射线驱动的伽马射线光度应该与气体密度和超新星速率成比例。在较低的能量下，费米LAT仪器的伽马射线测量可以为这种缩放提供支持[4]。然而，对于在非常高的能量下观测结果的解释存在着令人不安的疑问。在观测星系的距离上，对于0.1度量级的角分辨率，点状源不能与漫射发射区分开来。因此，关于未分辨的点状源对伽马射线光度的贡献的问题出现了。
2010-10-12 astro-ph.HE
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
The Contribution of Fermi Gamma-Ray Pulsars to the local Flux of Cosmic-Ray Electrons and Positrons
本文分析了第一个费米大面积望远镜（LAT）星表中的γ射线天体对宇宙线电子和正电子（e+e-）局域通量的贡献。我们提出了新的距离估计所有费米伽玛射线天体，测量的伽玛射线通量和脉冲形状的基础上。然后，我们估计的贡献，伽玛射线暴的本地e+e-通量，在一个简单的模型的背景下，脉冲星e+e-发射。我们发现，10个费米介子可能会显着贡献的测量e+e-通量在100 GeV和1 TeV之间的能量范围。在这10颗双星中，2颗是旧的EGRET伽马射线双星，2颗是用射电星历表发现的，6颗是用费米脉冲星盲查活动发现的。我们认为，已知的射电望远镜落在参数空间的e+e-的贡献，预计通常是远小于费米-LAT望远镜存在的那些地区。然而，比较费米伽马射线通量的敏感性的脉冲星参数空间的区域，其中一个显着的e+e-的贡献是预测，我们发现，一些已知的无线电还没有被费米探测到也可以显着地促进当地的e+e-通量，如果（i）他们是接近2千秒差距，如果（ii）他们有一个特征年龄的顺序为1兆年。
2010-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
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
Proton acceleration in pulsar magnetospheres
脉冲星被认为是宇宙射线加速的好候选者，直到超高能量。然而，一个精确的描述在发挥作用的加速过程仍有待建立。利用二维粒子模拟方法，研究了轴对称脉冲星磁层中质子的加速问题。中子星自转产生的强电场将质子和电子从中子星表面引出，在磁层中通过对产生过程产生电子和正电子。由于对生产有至关重要的影响，对电磁场，间隙，从而对粒子加速，我们研究了它的影响的最大能量和亮度的质子逃离磁层。在我们所有的模拟中，质子都被加速并逃逸。然而，加速网站是不同的质子和对。如以前的研究所示，电子对在Y点和赤道电流片中被加速到最高能量，在那里磁重联起着重要的作用。相比之下，质子获得的大部分动能低于光柱半径内的分界线电流层，但它们并不局限于赤道电流片。它们的最大洛仑兹因子可以达到通过从极点到赤道的全真空势降加速获得的最大洛伦兹因子的$15\%$到$75\%$，并且随着对产生的减少而增加。它们的光度可以达到定向脉冲星理论自旋下降光度的$0.2\%$到$4\%$，最小光度出现在无力区和电球区之间的过渡区。这些估计支持了毫秒微扰星可以将宇宙射线加速到PeV能量，而新诞生的毫秒微扰星可以将宇宙射线加速到超高能量。
2020-03-23 astro-ph.HE
Consequences of Energetic Magnetar-Like Outbursts of Nearby Neutron Stars: $^{14}$C Events and the Cosmic Electron Spectrum
在过去的几千年里，发生了四次重要的$^{14}$ C快速增加事件。这些快速增加的物理起源仍然是一个谜，但必须与极其活跃的宇宙过程有关。脉冲星是高度磁化的中子星，它能发出一束电磁辐射。任何储存在多极磁场中的能量的突然释放都会引发类似于磁星巨大耀斑的爆发。在这里，我们表明，从附近的脉冲星与星际介质相互作用爆发的相对论外流产生的冲击，加速电子到数万亿电子伏。激波的同步辐射产生的高能光子与地球大气层相互作用，产生宇宙成因核素$^{14}$ C，这可能导致树木年轮中发现的$^{14}$ C迅速增加。这些相同的相对论性电子可以在万亿电子伏特能量范围内占宇宙电子光谱的很大一部分，正如太空卫星所观察到的那样。由于这些爆发事件可以显着影响我们的环境，监测附近的火山爆发可能是重要的，在未来。
2019-11-08 astro-ph.HE
Cosmic String Interpretation of NANOGrav Pulsar Timing Data
脉冲星定时数据用于提供可能的随机引力波背景（SGWB）的上限。然而，NANOGrav合作最近报告了一个随机的共同频谱过程，我们解释为一个SGWB在宇宙弦的框架强有力的证据。可能的NANOGrav信号对应于68%置信水平的弦张力$Gμ\in (4 \times 10^{-11}, 10^{-10}) $，与超大质量黑洞合并的频率依赖性不同。由具有这样的$Gμ$值的宇宙弦产生的SGWB将超出LIGO的范围，但可以由其他计划和提议的探测器测量，如SKA，LISA，天琴，AION-1 km，AEDGE，爱因斯坦望远镜和宇宙探测器。
2021-02-01 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Is PSR J0855$-$4644 responsible for the 1.4 TeV electron spectral bump hinted by DAMPE?
宇宙射线电子谱的DAMPE观测暗示在$\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
Lessons from HAWC PWNe observations: the diffusion constant is not a constant; Pulsars remain the likeliest sources of the anomalous positron fraction; Cosmic rays are trapped for long periods of time in pockets of inefficient diffusion
最近用HAWC望远镜对附近的脉冲星进行的TeV观测被解释为脉冲星风星云内高能电子和正电子的扩散与星际介质的其他部分相比效率非常低的证据。如果星云外的扩散系数与星云内的扩散系数接近，那么这两颗观测到的双星产生的高能电子和正电子就不会对当地测量到的宇宙线通量有显著的贡献。因此，HAWC协作组的结论是，在各向同性和均匀扩散的假设下，这两个双星被排除为异常高能正电子通量的来源。在这里，我们认为，由于扩散系数可能不是空间均匀的，导致这一结论的假设是有缺陷的。我们解决了扩散方程与径向依赖的扩散系数，并表明HAWC观察到的电子束产生潜在的完美匹配所观察到的高能正电子通量。我们还研究了脉冲星风星云内的低效扩散对银河系尺度的影响，并表明宇宙射线很可能在低效扩散区域有很长的停留时间。我们描述了如何可以测试这个预测与弥漫的银河系发射的研究。
2018-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraining the Milky Way's Pulsar Population with the Cosmic-Ray Positron Fraction
对与附近的恒星相关的TeV晕的观测表明，这些天体向星际介质注入了大量的高能电子-正电子对，从而可能对宇宙射线正电子通量做出了主要贡献。在本文中，我们使用AMS-02合作组测量的宇宙线正电子分数来约束本地脉冲星的人口特征。对于合理的模型参数，我们发现，我们可以得到很好的协议与测量的正电子分数高达$E_e \sim 300 \, {\rm GeV}$的能量。在更高的能量下，正电子分数主要由少量的正电子组成，这使得很难可靠地预测预期正电子分数的形状。低能正电子能谱支持了这样的结论：类星体通常将其总自旋下降功率的大约$η\sim 5-20\%$转移到非常高能量的电子-正电子对的产生中，产生具有硬谱指数$α\sim 1.5-1.7$的这种粒子的谱。这样的转子通常在$τ\sim 10^4 \, {\rm years}$量级的时间尺度上减速。我们的最佳拟合模型中，无线电和伽马射线束从恒星是检测到28%和62%的周围观察者，分别。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
