Formation of giant plasmoids at the pulsar wind termination shock: A possible origin of the inner-ring knots in the Crab Nebula
附近的脉冲星风星云呈现出复杂的形态特征：喷流、环面、弧和节。在全球磁流体动力学模型的范围内，这些结构被很好地捕获和理解。然而，蟹状星云内部半径的结的起源仍然难以捉摸。在这项工作中，我们调查的冲击波前和下游流动的动力学，特别强调赤道电流片的重新连接。我们研究是否在重联过程中产生的巨大的等离子体团可能是很好的候选人的结。为此，我们在球形几何中进行大型半全球三维粒子模拟。采用分层合并等离子体团模型将数值结果外推到脉冲星风星云尺度。受冲击的材料坍缩到中平面，形成并供给大规模但薄的环状电流层。这个薄片分裂成一个由等离子体团合并而成的动力学链，让人联想到三维重联。胞质团生长到肉眼可见的大小。预测的等离子体团的最终数量完全由无量纲重连率的倒数决定。巨型等离子体团的形成是脉冲星风终止激波的一个强有力的特征。它们为蟹状星云的内环结提供了一个自然的解释，前提是星云是高度磁化的。
2021-11-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A corrugated termination shock in pulsar wind nebulae?
成功的脉冲星风星云唯象模型假设磁化电子-正电子风的坡印廷通量有效耗散，以及终止激波附近的电子对有效加速，但这是如何实现的还没有很好的理解。本文认为，在非线性开始时，终端冲击波的振荡可能会导致所需的现象。终端激波的非线性扰动将把一部分有序磁场转化为下游湍流，使流动减慢到亚相对论速度。湍流的耗散将进一步预热短长度尺度上的对群，接近于与磁场均分，从而将初始高磁化强度降低到单位阶的值。此外，据推测，由ESTA图案产生的湍流可能维持相对论费米过程，加速粒子接近辐射反应极限，如在蟹状星云中观察到的。下游星云湍流的快磁声模式可以引起所需的湍流，但它也可以由上游湍流产生，要么由风携带，要么由加速粒子本身在前体中播种。
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hadronic Re-Acceleration at the Crab Pulsar Wind Termination Shock as a Source of PeV Gamma-Rays
针对蟹状星云PeV伽马射线起源不明的问题，提出强子从超新星抛射物扩散入脉冲星风云并由终止激波再加速的机制，通过粒子输运模拟验证其可行性。
2023-10-11 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
Radio Emission by Soliton Formation in Relativistically Hot Streaming Pulsar Pair Plasmas
一些可能的脉冲星射电发射机制是基于相对论热电子-正电子对等离子体中的流不稳定性。在饱和时，不稳定波原则上可以形成稳定的孤立波，可以发出观测到的强烈无线电信号。我们寻找了合适的等离子体参数，这将导致孤子的形成，研究它们的性质和动力学，以及由此产生的振荡的电子和正电子可能导致无线电波发射。我们利用一个一维版本的相对论粒子在细胞代码ACRONYM初始化一个适当的参数化一维Maxwell-Jüttner速度空间粒子分布，研究脉冲星对等离子体中产生的流不稳定性的演变。我们发现，当等离子体的归一化逆温度为$ρ\geq 1.66$或相对漂移速度为洛伦兹因子$γ> 40$时，可以形成强的静电超光速L模孤子。孤子的参数满足波发射条件。在适当的脉冲星参数下，超光速孤子的能量密度可以达到$1.1 \times 10^5$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$，而亚光速孤子的能量密度只能达到$1.2 \times 10^4$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$ .估计的能量密度高达$7 \times 10^{12}$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$，足以解释脉冲星的纳米爆炸。
2021-07-19 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Fermi-type particle acceleration from magnetic reconnection at the termination shock of a relativistic striped wind
一颗自转脉冲星在脉冲星风星云（PWN）中产生相对论性条纹风。PWN的终端激波压缩坡印廷磁通主导的流动并驱动磁重联。通过对PWN终端激波的粒子模拟，研究了激波结构、能量转换过程和粒子加速机制。随着数值方法的发展，我们将模拟扩展到了体洛伦兹因子达到γ 0}=10^{6}的超相对论区域。在终端激波处的磁重联在将磁能转换为粒子动能和将粒子加速到高能量方面是高效的。我们发现，所得到的能谱主要依赖于λ/ d_{e} .当λ/ d_{e}很大（λ \gtrsim 40 d_{e}）时，在上游磁化参数σ {0}=10的磁主导相对论风场中，下游粒子谱形成幂律分布。通过对粒子运动轨迹和与粒子运动相关的统计量的分析，我们发现费米机制主导了粒子的加速和幂律的形成。我们发现，随着γ_{0}和σ_{0}增大到很大的值，粒子加速度的结果是可扩展的。当风的体洛伦兹因子γ 0} \approx 10^{6}和磁化参数σ 0}=10时，电子和正电子的最大能量可达数百TeV，这可以解释最近在脉冲星风星云（PWNe）中观测到的高能γ射线。
2020-10-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A global model of particle acceleration at pulsar wind termination shocks
脉冲星风星云是有效的粒子加速器，但其工作过程仍然难以捉摸。自生的微湍流在相对论磁化冲击中太弱，无法在很宽的能量范围内加速粒子，这表明星云的全球动力学可能参与了加速过程。在这项工作中，我们研究了冲击动力学的横向磁场剖面的大尺度各向异性所发挥的作用。我们进行了大范围的上游等离子体磁化的二维粒子模拟。大规模的速度剪切和电流片形成在赤道地区和两极，在那里他们通过开尔文-亥姆霍兹涡和扭结驱动强等离子体湍流。在下游流动的电流片的混合导致有效的非热粒子加速。幂律谱随着磁化强度的增加而变硬，类似于在相对论重联和动力学湍流研究中发现的那些。频谱的高端由在尾流上冲浪的颗粒组成，尾流是由在激波前沿形成的细长的矛头形空腔产生的，并穿透上游流。这些粒子通过玻姆极限附近的剪切流加速机制被有效地加速。磁化相对论激波是非常有效的粒子加速器。捕捉下游流的全球动态对理解它们至关重要，因此局部平面平行研究可能不适合脉冲星风星云和其他天体物理相对论磁化冲击。这种冲击的自然结果是在冲击波前腔产生的光谱高端的可变和多普勒增强的同步辐射，让人想起神秘的蟹状星云伽马射线耀斑。
2020-08-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle acceleration in superluminal strong waves
本文以脉冲星风星云的终端激波为背景，用数值方法计算了随机超光速强波（SLSW）中的电子加速及其辐射。我们通过求解解析表示的电磁场的运动方程来追踪电子。这些电磁波由一次SLSW和各向同性分布的二次电磁波组成。在次级波的支配下，所有电子获得几乎相等的能量。另一方面，当主波占主导地位时，发生选择性加速。与波的振荡相比，几乎沿着波矢量移动的电子感受到的初级波的相位变化非常缓慢，这被称为“锁相”，并且这样的电子被连续加速。SLSW的这种加速可能在冲击加速的预加速中起着至关重要的作用。一般来说，锁相粒子数的辐射不同于同步康普顿辐射。然而，当二次波的振幅并不比一次波的振幅弱得多时，可以通过使用二次波从同步康普顿理论估计典型频率。初级波对辐射没有贡献，因为SLSW几乎线性地加速电子。这种辐射在脉冲星风星云的终端激波的上游可以作为一个射电结被观测到，在较高的频率范围内没有对应部分。
2015-04-02 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
Toward understanding the physical underpinnings of spatial and spectral morphologies of pulsar wind nebulae
我们讨论了脉冲星风星云（PWNe）的观测特性，将它们与注入的（在终止激波处）电子光谱能量分布和脉冲星磁层参数联系起来。特别是，我们（1）提出了空间分辨的钱德拉ACIS谱图的12 PWNe和测量的斜率的未冷却PWN光谱下游的终止冲击波从这些地图，（2）考虑PWN的形态和预测的磁层发射模型之间的联系和（3）讨论的最大能量的PWNe的X射线和γ射线观测的限制。
2017-11-07 astro-ph.HE
Post-Periastron Gamma Ray Flare from PSR B1259-63/LS 2883 as a Result of Comptonization of the Cold Pulsar Wind
我们认为，脉冲双星\object{PSR B1259$-$63/LS2883}的明亮耀斑是由具有洛伦兹因子$Γ_0 \approx 10^4$的未受冲击的电子-正电子脉冲星风的逆康普顿散射引起的。这两种效应的结合都与星周盘（CD）有关，是所提出的模型中的一个关键因素。第一个效应与周围介质对脉冲星风终止的影响有关。在星盘内部，风的“提前”终止导致其伽马射线亮度受到抑制。当脉冲星脱离盘时，风终止的条件发生了重大变化。这将导致脉冲星风区的急剧增加，从而导致伽马射线通量的成比例增加。另一方面，如果被脉冲星扰动的CD部分能够提供足够高密度的红外光子，以使风有效地康普顿化，那么脉冲星风的几乎全部动能将被转换为辐射，因此风的伽马射线光度可以接近{ \it Fermi}合作报告的脉冲星自旋下降光度的水平。
2012-05-09 astro-ph.HE
Solution to the Sigma-Problem of Pulsar Wind Nebulae
我们提出的第一个结果的三维相对论磁流体动力学模拟的脉冲星风星云。他们表明，这些星云内部的扭结不稳定性和磁耗散可能是使他们的观测结果与脉冲星风理论相一致的关键过程。特别是，终端冲击的大小，在模拟中获得的，同意非常好的观察，即使是坡印廷主导的脉冲星风。由于磁耗散，模拟星云中的总压力是粒子主导的，并且或多或少是均匀的。虽然在模拟星云的主体中，磁场变得相当随机，接近终止激波，但它由脉冲星风新鲜注入的规则环向场主导。这个领域是负责驱动极地外流，并可能解释在脉冲星风星云中观察到的高极化。
2012-12-06 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 astro-ph.HE
Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: An Application to the Crab Nebula Gamma-Ray Flares
AGILE和Fermi-LAT观测到的蟹状星云γ射线耀斑能量达到GeV，持续数天，这对脉冲星风星云粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器辐射反应的经典极限。先前的模型已经表明，如果电子经历静电加速，同步加速器的极限可以被超过，但是由此产生的光谱与数据不太一致。因此，仍然有一些重要的未解之谜，详细的粒子加速和排放过程中发生的耀斑。我们重新审视这个问题，使用一个新的分析方法的基础上的电子输运方程，其中包括条款描述静电加速，随机波粒子加速，冲击加速，同步辐射损失，和粒子逃逸。得到了电子分布的精确解，并用于计算相应的γ射线同步加速器谱。我们发现，在我们的模型中，γ射线耀斑主要由静电加速提供能量，但随机加速和冲击加速的贡献在产生观测到的谱形中起着重要作用。我们的模型可以再现所有的费米LAT和AGILE耀斑的光谱从蟹状星云，使用符合多波长观测约束的磁场强度。我们还计算了加速电子逃逸到脉冲星风终止激波下游侧区域后产生的同步辐射余辉的光谱和持续时间。余辉预计将在γ射线耀斑发生后的最长三周内消失。
2016-10-14 astro-ph.HE
Crab flares due to turbulent dissipation of the pulsar striped wind
我们解释$γ$ -射线耀斑从蟹状星云作为在脉冲星的电磁流出湍流的签名。湍流是由风的振荡磁场的动力学不稳定性在上游触发的，并加速了非热粒子。在撞击风终端激波时，这些粒子发射出明显的同步加速器分量$F_{ν,\rm flare}$，该分量不断受到上游等离子体流的不稳定性的调制。当$F_{ν,\rm flare}$的高能截止出现在0.1 - 1 GeV的快速下降的星云发射之上时，就观测到耀斑。在无力电动力学近似下进行的模拟预测，如果其终端洛伦兹因子为$\lesssim 10^4$，则条纹风将在风终止激波之前变得完全湍流。
2015-12-17 astro-ph.HE
Particle Acceleration in Pulsar Wind Nebulae: PIC modelling
我们讨论的作用，粒子在细胞（PIC）模拟揭示PWNe中的发射粒子的起源。在描述了PIC技术的基础知识后，我们总结了它对蟹状星云的静态和闪耀发射的影响，作为PWNe的原型。一个共识似乎正在形成，除了通过费米过程在脉冲星风的终端冲击粒子加速的标准方案，磁重联在风中，在终端冲击和星云中发挥了重要作用，在供电的多波长的PWNe签名。
2017-05-30 astro-ph.HE
Wave dispersion in pulsar plasma: 2. Pulsar frame
本文讨论了脉冲星等离子体中的波色散，强调了不同惯性系的相关性，特别是等离子体静止系${\cal K}$和等离子体以速度$β_{\rm s}$流动的脉冲星系${\cal K}'$。洛伦兹变换的效果上都亚光速，$|z|<1$，和超光速，$|z|>1$，波进行了讨论。有人认为，一个相对论流分布的首选应该是一个洛伦兹变换的尤特纳分布，这样的分布相比，包括相对论流高斯分布的其他选择。给出了介电张量的洛伦兹变换，并利用它导出了${\cal K}$和${\cal K}'$中相对论等离子体色散函数之间的显式关系。结果表明，色散方程可以写成一个不变的形式，这意味着在任何两个惯性系的波模式之间的一一对应。虽然在等离子体静止坐标系中只有三种模式，但${\cal K}$中的反向传播或负频率解有可能转化为${\cal K}'$中的附加正频率解，这些正频率解可被视为附加模式。
2019-06-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the thermal effects on radio waves propagating in the pulsar magnetosphere
分析了脉冲星磁层中四种电磁波传播特性的热效应。结果表明，热效应的变化只是定量的超光速普通O-模式自由逃离脉冲星磁层的色散特性，非凡的X-模式的属性保持不变。对于沿磁场线传播的两个亚光速波，热效应导致它们的本质吸收。然而，这种衰减发生在离中子星相当远的地方，因此它们的存在是毫无疑问的。
2019-12-08 astro-ph.HE
Externally-driven plasma models as candidates for pulsar radio emission
来自脉冲星的相干射电辐射起源于沿脉冲星开放磁场线流动的超相对论性和强磁化电子-正电子对等离子体中的激发等离子体波。传统的相干射电辐射模型依赖于这种对等离子体的不稳定性。最近有人提出了替代模型。这些模型呼吁直接耦合的外部电磁场的超光速O-模式（$lt_2$模式）的时间依赖的对级联过程中的极隙。这项工作的目的是提供通用的约束等离子体模型的基础上$lt_2$模式使用现实的脉冲星参数。我们发现，非常短的时间尺度与对级联不允许$lt_{2}$模式被激发在射频和脉冲能量转移只能增加动力学传播（“温度”）的对等离子体粒子。此外，在均匀等离子体条件下，O模式的两个分支上的等离子体波（即，超光速$lt_2$和亚光速$lt_1$）不能逃离等离子体。在强磁化对等离子体中，只有非常模（$t$模）能自由逃逸。我们表明，任何一般的虚拟机制不会导致波电场的$t$模式，以具有优势的取向平行或垂直于磁场平面观察。这种虚构的机制将不可避免地导致信号的去极化，并且不能解释在双极星中观察到的高度极化的单脉冲。我们建议相干曲率辐射作为一个有前途的候选脉冲星射电发射机制。
2022-08-15 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
Acceleration of Particles at the Termination Shock of a Relativistic Striped Wind
相对论性旋转的类星体的风由相反磁场极性的环形条纹组成，由热等离子体的电流片隔开。通过二维和三维粒子模拟，我们研究了相对论条纹风终端激波处的粒子加速和磁场耗散。在激波处，气流压缩，交变磁场被驱动的磁重联湮灭。不管条纹波长“lambda”或风磁化强度“sigma”（在磁主导流的状态sigma>>1中）如何，激波驱动的重联将交变场的所有磁能转移到粒子上，其平均洛伦兹因子相对于激波前的值增加了一个sigma因子。激波后谱的形状主要取决于比值λ/（r_L*sigma），其中r_L是风中的相对论拉莫尔半径。随着λ/（r_L*sigma）值的增加，谱变得更宽，从相对论性麦克斯韦到斜率约为-1.5的平坦幂律尾部，由重联电场加速的粒子填充。在接近风的赤道面的地方，条纹是对称的，由磁重联产生的最高能量粒子可以在激波之前逃逸，并被注入到费米加速过程中。在冲击波后谱中，它们占据了斜率约为-2.5的幂律尾，延伸到重联产生的平坦分量之外。我们的研究表明，在脉冲星风星云的无线电和光学波段之间的光谱中断可以是一个自然的结果，粒子加速在条纹脉冲星风的终端冲击。
2011-07-05 astro-ph.HE
Lepton Acceleration in Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）充当从脉冲星光柱内发出的相对论性对风的热量计。它们在不同波段的辐射耗散与脉冲星中心引擎的辐射耗散有很大不同：PWNe的宽带光谱具有与脉冲星不同的特征，因此需要一个远离脉冲星磁层的轻子加速场。一个主要的候选人，这个地方是脉冲星风终止冲击波，puerously高度倾斜，超相对论性MHD不连续。本文总结了与PWNe密切相关的相对论激波加速的关键特性，主要使用蒙特卡罗模拟技术，与扩散-对流方程的半解析解比较好。潜在的对分布函数的光谱指数的阵列进行了探索，定义这些关键取决于在冲击环境中的湍流等离子体的参数。注入到加速过程中的效率也得到了解决。粒子散射的频率和场湍流的水平上的信息约束确定使用选定的PWNe的多波长观测。这些表明，终止激波可以舒适地调用作为一个主要的注入器的高能轻子到PWNe不诉诸不切实际的属性的激波层湍流或MHD结构。
2010-07-21 astro-ph.HE
On the origin of variable gamma-ray emission from the Crab Nebula
脉冲星风终端激波的倾斜几何形状保证了多普勒聚束对激波辐射的强烈影响。我们说明了这一点，使用最近的相对论MHD模拟的蟹状星云，也表明，所观察到的大小，形状和距离脉冲星的蟹状星云内结是一致的，其解释为多普勒增强发射的终止冲击。如果产生同步加速器伽马射线的电子只在终止激波处被加速，那么它们的短寿命确保了这些伽马射线产生于激波附近，并且也受到多普勒波束的强烈影响。因此，蟹状星云中观测到的大部分100 MeV左右的同步辐射伽马射线可能来自其内部结。这一假设与观测到的内结光通量是一致的，只要它的光伽马光谱指数与Kennel & Coroniti星云光谱模型中的注入光谱指数相同。在最近的数值模拟中发现的终端激波的不稳定性，可以引起同步辐射γ射线发射的观察到的变化。考虑到这个结的尺寸很小，2010年9月蟹状星云的伽马射线耀斑也可能来自这个结，尽管实际的机制仍然不清楚。该模型预测的时间变化的同步伽马射线通量的费米和AGILE窗口与非脉冲光通量的变化从1弧秒内的螃蟹脉冲星的相关性。
2011-01-31 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
A model for gamma-ray binaries, based on the effect of pair production feedback in shocked pulsar winds
我们分析了伽玛射线双星的模型，包括一个大质量的恒星和脉冲星与超相对论风。我们认为，从高能粒子的辐射，加速在脉冲星风终止冲击，并通过生产的次级电子-正电子对风反馈这种辐射。我们表明，对反馈限制了脉冲星风的洛伦兹因子，并创建了一个人口非常活跃的对，其辐射可能是负责所观察到的伽马射线信号。
2016-06-03 astro-ph.HE
Crab GeV flares from corrugated termination shock
由AGILE和费米卫星探测到的蟹状星云的极高能量伽马射线耀斑挑战了我们对脉冲星风星云的理解。耀斑的持续时间很短，只有几天，特别令人困惑，因为它比星云的动力学时间尺度短得多。在这项工作中，我们调查分析和通过数值模拟的电磁签名预计从大振幅低频磁声波内产生的蟹状星云引起的终端冲击波扰动。结果，斜终止激波产生时间相关的、轻度相对论性的激波后流。使用相对论MHD版本的RIEMANN程序，我们模拟了终端激波与下游扰动的相互作用。我们证明了在激波后流中同步辐射的温和多普勒增强可以产生明亮的短时间尺度耀斑。
2011-09-06 astro-ph.HE
Of Winds and Waves
本文综述了近年来脉冲星风中超光速波性质的研究工作。据推测，这些波在将风与周围星云分开的终止激波中起着重要作用。
2011-11-08 astro-ph.HE
Origin of Pulsar Radio Emission
自从半个多世纪前发现恒星是明亮的相干射电发射源以来，发射的原因一直是个谜。在这封信中，我们证明了相干辐射可以直接产生在非稳态对等离子体放电，这是负责充满脉冲星磁层等离子体。通过大规模的二维动力学等离子体模拟，我们表明，如果对创建跨磁场线是不均匀的，由新鲜产生的对等离子体的电场的屏蔽是伴随着电磁波的性质的发射。利用屏蔽过程的局部模拟，我们确定这些波作为超光速的普通（O）模式，这应该自由地逃离磁层的等离子体密度沿波的路径下降。波的频谱是宽带和频率范围是观测到的脉冲星无线电辐射。
2020-06-25 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae (PWNe) -- A Review
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
本文综述脉冲星风云（PWNe）的物理机制、观测特征及理论进展，重点讨论粒子加速过程、多波段辐射（射电至TeV）及未来伽马射线天文学的关键作用。
2026-06-09 astro-ph.HE
Large-scale flow dynamics and radiation in pulsar gamma-ray binaries
几个伽马射线双星显示出扩展的X射线发射，这可能与外流与介质的相互作用有关。其中一些系统是，或者可能是，高质量的双星，里面有年轻的非吸积双星，恒星风和脉冲星风在其中碰撞，产生强大的外流，应该在周围介质的某个点终止。这项工作研究的演变和终止，以及相关的辐射，在高质量的双星托管强大的恒星产生的冲击风流。一个表征，以前的数值计算工作的基础上，给出了恒星/脉冲星风的相互作用。然后，分析研究了冲击流的进一步演化及其对周围介质的动力学影响。最后，预期的非热发射从流动终端激波，可能占主导地位的发射区域，计算。冲击风结构，最初强烈不对称，成为一个准球形，超音速膨胀的泡沫，其能量来自脉冲星和质量来自恒星风。这个气泡最终在~pc尺度上与环境相互作用，产生反向冲击，有时是正向冲击。非热轻子辐射在反向激波中是有效的。无线电辐射预计是微弱的，而X射线可以很容易地达到可检测的通量。在非常低的磁场和大的非热发光度下，伽马射线也可能是重要的。我们的结论是，恒星/脉冲星风相互作用的复杂性很可能是平滑的二元系统，风混合流加速，并最终终止在一个强大的反向冲击外。这种冲击波可能是在某些双星系统中观测到的扩展X射线的背后。对于非常强大的脉冲星，部分未受冲击的脉冲星风可能直接与大尺度环境相互作用。
2011-10-14 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
A rotation-driven pulsar radio emission mechanism
我们提出并讨论了另一种脉冲星无线电发射机制，依赖于旋转驱动的等离子体振荡，而不是在一个光束驱动的不稳定性，并建议它可能是通用的无线电发射机制的脉冲星。我们将这些振荡识别为脉冲星等离子体中的超光速纵波，并指出这些波可以直接以O模逃逸。我们认为，振荡的频率是$ω_0\approxω_{\rm p}(2\langleγ\rangle)^{1/2}/γ_{\rm s}$，其中$γ_{\rm s}$是整体流动的洛伦兹因子和$\langleγ\rangle$是平均洛伦兹因子在静止框架的等离子体。等离子体频率$ω_{\rm p}$对径向距离的依赖性意味着特定的频率-半径映射，$ω_0\propto r^{-3/2}$。如果这些振荡是在我们称为纤维的过密、场对准的区域中产生的，那么这些振荡中的能量逃逸是可能的;波能最初被折射到纤维之间的欠密区域，这些区域充当管道。讨论了该模型对解释脉冲星射电辐射的一些意义。
2020-11-12 astro-ph.HE
Diffusion in Pulsar Wind Nebulae: An Investigation using Magnetohydrodynamic and Particle Transport Models
我们使用三维MHD（详见Porth et al.（2014））和测试粒子模拟以及Fokker-Planck粒子输运模型研究了脉冲星风星云（PWN）中高能粒子的输运。后者包括辐射和绝热损失，扩散和平流的模拟MHD星云的背景流。通过结合这些模型，对G21.5-0.9、船帆座内部区域和3C 58三个星云的X射线同步辐射通量和光子指数的空间演化进行了模拟，从而导出了控制参数：磁场强度、平均流速和空间扩散系数。为了比较，星云也是用半分析的Kennel & Coroniti（1984）模型模拟的，但Porth等人（2014）的模型通常能更好地拟合观测数据。我们发现，在湍流星云（下游的终止冲击波）的高速波动引起有效的扩散传输的粒子，与平均Péclet数接近统一，表明平流和扩散在粒子传输中起着重要的作用。我们发现，$\sim2\times 10^{27} (L_{\rm s}/0.42\rm Ly) cm^{2}s^{-1}$级的扩散输运系数（$L_{\rm s}$是终止激波的大小）是独立的能量达到极端粒子洛伦兹因子的$γ_{p}\sim10^{10}$。
2016-04-12 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
Pulsar Wind Nebulae
当脉冲星风扩展到周围时形成的扩展星云提供了关于风的组成，来自主脉冲星的注入历史以及星云扩展的物质的信息。从整个电磁波谱的观测提供了对星云演化的限制，周围喷出物的密度和成分，中央发动机的几何形状，以及这些系统中产生的高能粒子的长期命运。这些观测揭示了喷流和风终止激波、随时间变化的致密发射结构、激波超新星喷出物和新形成的尘埃的存在。在这里，我提供了一个脉冲星风星云的结构的广泛概述，从无线电波段延伸到非常高的能量伽马射线的观测的具体例子，证明了我们有能力约束的历史和最终的命运的能量释放在年轻的恒星的自旋下降。
2017-03-27 astro-ph.HE
Dissipation of the striped pulsar wind and non-thermal particle acceleration: 3D PIC simulations
大规模电流片的形成是脉冲星磁层的一个普遍特征。如果磁轴与恒星自转轴不重合，电流片是一个振荡结构，充满了由倾角决定的赤道楔，称为条纹风。相对论重联可能会导致大量的磁能耗散和粒子加速，尽管这一过程的效率在这方面存在争议。在这项研究中，我们的目标是调和全球模型的脉冲星风动力学和重新连接在同一数值框架内的条纹，以揭示新的光耗散和粒子加速脉冲星风。为此，我们进行大型三维粒子模拟分裂的磁层，从恒星表面到50光柱半径远离脉冲星。等离子体支配的重联有效地将电流片分割成由次级电流片分隔的相互作用的通量绳的动态网络，次级电流片在所有半径处有效地消耗场，甚至超过快磁声点。我们的研究结果表明，有一个普遍的耗散半径完全由重联率在片，躺在上游的终止激波半径孤立对产生的双光子。风体洛伦兹因子的相对论性比以前认为的要小得多。在共动框架中，风是由被捕获在通量绳内的热对组成的，具有硬的宽幂律谱，其最大能量受到发射时风的磁化的限制。我们的结论是，条纹风最有可能完全消散时，它进入脉冲星风星云。预测的风粒子谱消散后，让人想起蟹状星云的无线电发射电子。
2020-08-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Multi-D magnetohydrodynamic modelling of pulsar wind nebulae: recent progress and open questions
在过去的十年中，脉冲星风星云，特别是蟹状星云的相对论磁流体动力学（MHD）建模非常成功，许多观测到的动力学和发射特性再现到最精细的细节。在这里，我们批判性地讨论了最近的一些研究结果：即调查的起源的射电发射粒子和追求的加速网站的不同能量的粒子沿终止冲击波，使用wisps运动作为诊断工具;本文用新的长期三重态方法研究了高磁化星云的磁耗散过程，脉冲星风星云演化的三维模拟;对变薄电流片中的相对论性撕裂不稳定性的调查，导致可能是蟹状星云伽马射线耀斑起源的快速重联事件。
2016-10-25 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
Confinement of the Crab Nebula with tangled magnetic field by its supernova remnant
脉冲星风是一种相对论性外流，其底部由坡印廷能量主导。基于具有有序磁场的脉冲星风星云（PWNe）的标准理想磁流体动力学（MHD）模型，观测到的慢膨胀$v_{\rm PWN} \ll c$要求其终端激波上游的风由动能主导，这与脉冲星风理论（$σ$ -problem）相矛盾。在本文中，我们扩展了PWNe的标准模型，唯象地考虑到有序的湍流磁场的转换和耗散的湍流磁场。磁结构的无序是从最近的三维相对论理想MHD模拟中推断出来的，而磁耗散是一种需要有限电阻率的非理想MHD效应。我们将这个模型应用到蟹状星云，发现转换效应是重要的流动减速，而耗散效应不是。即使对于坡印廷主导的脉冲星风，我们也采用$\sim 0.3$ yr的有限转换时标，得到蟹状星云的$v_{\rm PWN}$。磁耗散主要影响同步辐射特性。脉冲星风磁化强度$σ_{\rm w}$的任何值都允许在本模型的PWN动力学单独，即使是一个小的终端激波半径$\ll 0.1$ pc再现所观察到的蟹状星云的动力学特征。为了建立PWNe的高$σ_{\rm w}$模型，考虑宽谱及其空间分布，对现有模型进行扩展是很重要的。
2018-05-21 astro-ph.HE
Twinkling pulsar wind nebulae in the synchrotron cut-off regime and the gamma-ray flares in the Crab Nebula
在脉冲星风星云中被加速的超相对论粒子的同步辐射可能支配其光谱，直到伽马射线能量。由于伽马射线发射电子的冷却时间短，伽马射线发射区紧邻加速部位。粒子加速可能发生在相对论性条纹风的终止激波处，在那里多次强制磁场重联提供了强的磁场涨落，促进了费米加速过程。加速机制意味着在粒子加速区域中存在随机磁场，这导致同步辐射的随机变化。这种变化在陡峭的伽马射线谱尾中特别强烈，在那里，磁场的适度波动会导致光谱通量的强烈耀斑。特别是，磁场的随机变化，这可能会导致准周期的伽玛射线耀斑，可以产生的相对论回旋离子不稳定性在终止冲击。我们的模型计算的同步辐射的光谱和时间演化的光谱截止制度表明，间歇性的磁场浓度占主导地位的伽马射线发射从最高能量的电子，并提供快速，强烈的变化，即使是准稳定分布的辐射粒子。模拟的光变曲线和光谱可以解释蟹状星云中观测到的非常强烈的伽马射线耀斑，以及在其他波长处缺乏强烈变化的现象。该模型预测耀斑阶段的高偏振，这可以用未来的偏振观测进行测试。
2011-12-14 astro-ph.HE
Multiwavelength Observations of Pulsar Wind Nebulae
当脉冲星风扩展到周围时形成的扩展星云提供了关于风的组成，来自主脉冲星的注入历史以及星云扩展的物质的信息。从整个电磁波谱的观测提供了对星云演化的限制，周围喷出物的密度和成分，中央发动机的几何形状，以及这些系统中产生的高能粒子的长期命运。这些观测揭示了喷流和风终止激波、随时间变化的致密发射结构、激波超新星喷出物和新形成的尘埃的存在。在这里，我提供了一个脉冲星风星云结构的广泛概述，从无线电波段延伸到非常高能量的伽马射线的观测的具体例子，证明了我们有能力约束的历史和最终命运的能量释放在年轻的恒星旋转下来。
2010-08-27 astro-ph.HE
Unidentified Gamma-Ray Sources as Ancient Pulsar Wind Nebulae
在本文中，我们探讨的演化PWN，而脉冲星是自旋下降。采用MHD方法模拟了复合材料残骸的演化过程。特别注意的是绝热损失率和星云场强度随时间的演变。通过归一化双组分粒子注入光谱，（它可以再现无线电和X射线分量）在脉冲星风终止冲击的时间相关的自旋下降功率，并保持跟踪脉冲星/PWN/SNR诞生以来的损失，我们表明，平均场强随时间下降为$t^{-1.3}$，使同步辐射通量下降，而IC伽马射线通量增加，直到大部分的旋转减速功率已经被倾倒到PWN中。最终绝热和IC损失也将终止TeV的可见性，然后最终终止GeV的可见性。
2009-06-15 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae with Thick Toroidal Structure
我们研究了一类脉冲星风星云的厚环形结构的同步辐射。对这类天体研究得最好的是船帆座脉冲星周围的小射电和X射线星云，它可以被解释为一个温和的超音速内向流与最近的脉冲星风相互作用的结果。超新星遗迹中心附近的这种流动可以在逆激波到达遗迹中心时的瞬态阶段产生。其他具有厚环状结构的星云是G106.6+2.9和G76.9+1.0。它们的结构与年轻的脉冲星星云形成对比，如蟹状星云和3C 38，它们在同步辐射中显示出更混乱的结构。在这两种情况下，一个环面喷流结构是本脉冲星风通过终端冲击波，表明流量最初是环形的。我们认为，这种差异是由于瑞利-泰勒不稳定性，当星云的外边界加速进入自由膨胀的超新星喷出物时，这种不稳定性起作用。这种不稳定性导致了蟹状星云和相关天体的混合，但在具有厚环形区域的星云中并不存在。
2011-09-08 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae as Cosmic Pevatrons: A Current Sheet's Tale
我从理论和个人的角度概述了脉冲星风星云作为宇宙加速器的重要特征。我讨论了脉冲星风星云（PWNe）的最新研究。我特别注意最近发现的伽玛射线耀斑在蟹状星云的排放，重点是可能性，提出的意见，即加速电场超过磁场，这表明重联在持续电流层（电流片）起着重要的作用，在这个良好的研究Pevatron的行为。我地址的终止冲击模型的粒子加速器，将风流能量所观察到的非热粒子谱的现状，得出结论，它有一些主要的困难有关的横向磁几何形状的冲击波。我讨论了最近的工作推断对流出率，这是超过现有的理论预测对创建，并利用这些结果指出，随之而来的风的质量载荷将风的整体流4-速度降低到这样一个程度，即在终端激波上游的脉冲星风中的磁场耗散将恢复到生命状态，作为一个可行的模型来求解“sigma问题”。我讨论了一些建议，支持结构化（“条纹”）的上游磁场的电流流中的电流饥饿诱导过渡到超光速波传播。我表明，目前的饥饿可能不会发生，因为这些电流进行的电流片分离有条纹，而不是在条纹本身。
2012-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Acceleration in the Crab Nebula
本文研究了条纹脉冲星风终端激波处的电子和正电子加速。沿着激波表面的漂移运动使电子或正电子--但不是两者--靠近脉冲星的赤道面，在那里它们被一阶费米过程加速。它们的能谱是幂律的，并且由NuSTAR测量的蟹状星云的X射线通量和光子指数都可以在足够大的下游湍流水平下重现。脉冲星风星云中电荷的一个符号被优先加速的暗示对于解释宇宙射线中的正电子分数具有潜在的重要性。
2019-09-13 astro-ph.HE
Dependence of the flux of gamma-ray pulsars on distance: A nonparametric analysis of the data in the second FERMI catalogue
脉冲星的伽玛射线光度被认为比射电光度高出几个数量级：这个概念是基于这样一个假设，即伽玛射线脉冲的通量随距离的衰减和射电脉冲的通量一样遵循平方反比定律。然而，通过Efron-Petrosian统计检验伽马射线双星的光度和距离独立性假设的结果意味着，第二个{ \it FERMI}星表中的观测数据与这些双星的通量密度$S$对它们的距离$D$的依赖性$S\propto D^{-3/2}$是一致的，其显著性水平远远高于它们与$S\propto D^{-2}$的依赖性。这与能量守恒的要求并不矛盾，因为Ardavan [{ \it Mon.没有R.宇航员协会}，{ \bf 507}，4530--4563（2021）]，其中显示出在中子星的磁层中的超光速运动电流片产生了观测到的伽马射线脉冲，它本质上是瞬态的：以恒星为中心的任何两个球体之间的功率通量的差异被包含在这些球体所包围的壳层内的能量随时间的变化所平衡。一旦对它们的数值的过高估计得到纠正，伽马射线双星的光度就变成了与射电双星的光度具有相同的数值范围。
2022-01-23 astro-ph.HE
Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Simulations of the Crab Nebula
在本文中，我们给出了第一个3D相对论磁流体动力学（MHD）模拟脉冲星风星云（PWN）的详细说明，最适合的蟹状星云的参数。为了阐明3D模型特有的新功能，还进行了参考2D模拟。与以前的二维模拟相比，我们认为脉冲星风具有更强的磁化强度，高达σ=3，并更准确地解释了这些风的条纹区中的预期磁耗散。虽然三维模型保留了分离后终止激波流到赤道和极地组件，其相对强度和意义不同。而高度磁化的2D模型产生高度相干和良好准直的极性射流能够有效地“钻孔”通过超新星壳，在相应的3D模型的射流被破坏的扭结模式电流驱动的不稳定性和“溶解”到PWN的主体后，传播几个冲击半径。我们的研究结果表明，相反的期望的基础上的一维解析和半解析模型，我们的数值解与高度磁化脉冲星风仍然产生终止冲击的半径从观测中推导出的。我们提出了偏振同步辐射地图构建的三维模拟，显示与哈勃和钱德拉观察到的形态特征的财富，可以很好地再现与3D-MHD模型。
2013-10-09 astro-ph.HE
Highly magnetized region in pulsar wind nebulae and origin of the Crab gamma-ray flares
最近在蟹状星云发现的伽玛射线耀斑，一般认为是星云内一个高磁化区域的磁能释放。我认为，这样一个区域自然出现在内部星云的极地区域。在脉冲星风中，坡印廷通量到等离子体能量的有效耗散只发生在赤道带，那里的能量主要是通过交变场转移的。在高纬度地区，脉冲星风仍然是高度磁化的，因此，在极地地区的终端激波是弱的，激波后的流动仍然是相对论的。我研究了这种流动的结构，并表明，流动在第一次扩大和减速，然后它收敛和加速。在流动的会聚部分，扭结不稳定性触发磁耗散。能量释放区出现在所观察到的射流的底部。一个特定的相对论收缩磁环湍流有效地加速粒子，使同步辐射在数百兆电子伏的波段，无论是持久的和耀斑，来自这个网站。
2012-09-07 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
Point-like Off-pulse GeV Emission from the Millisecond Pulsar PSR J0437-4715
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（汤川研究所，上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室，上海交通大学）
研究PSR J0437-4715的GeV伽马射线辐射特性，通过分析Fermi-LAT数据确定脉冲和非脉冲相位区间，探讨伽马射线亮度与X射线亮度及弓形激波半径的关系，发现外间隙模型的转化效率与激波位置一致。
2026-10-09 astro-ph.HE
Modelling the light curves of PSR B1259-63/LS 2883-II.The effects of anisotropic pulsar wind and Doppler-boosting
PSR B1259-63/LS 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。它是特殊的，在X射线和TeV光变曲线中具有不对称的双峰轮廓。最近，$Fermi$伽玛射线天文台在最后一次近星点通过数周后发现了一个意想不到的GeV耀斑。在本文中，我们表明，这种观察到的GeV耀斑可以产生的多普勒助推同步辐射的弓形激波尾部。本文还采用了一个各向异性的脉冲星风模型，该模型主要影响不同轨道相位的能流注入到终端激波，我们发现脉冲星风的各向异性对产生X射线和TeV光变曲线的非对称双峰轮廓起着重要作用。近星点前的X射线和TeV光子主要由激波顶附近的激波电子产生，近星点后的光变曲线则由激波顶和激波尾的辐射共同贡献，导致光变曲线呈现不对称的双峰结构。
2012-05-11 astro-ph.HE
Maximally-hard spectra from diffusive shock-acceleration in pulsar-wind nebulae
导致脉冲风星云（PWNe）异常坚硬的射电光谱的过程尚未被理解。从文献中的$29$ PWNe之间的无线电光子谱指数显示出近似正态的$α=0.2\pm0.2$分布。我们目前的$\sim 3σ$证据PWNe的一个独特的子群，与硬频谱$α=0.01\pm0.06$附近的终止冲击和显着较软的其他地方，可能是由于最近疏散的冲击环境。这样的光谱，特别是在硬子群中，表明费米过程，如扩散冲击加速，在其极端，$α=0$限制。我们表明，这一限制接近充分各向异性的小角度散射，加强对任何一侧的冲击接近冲击波前的粒子。在上游，光谱硬化主要与增强的能量增益有关，可能是由穿过激波的相同束粒子驱动的。在下游，主要影响是逃逸概率减小，但这将加速效率降低到对于$α=0.3$为$\lesssim25\%$和对于$α=0.03$为$\lesssim1\%$。
2020-12-01 astro-ph.HE
A Tale of Two Current Sheets
我概述了一个新的模型的粒子加速在电流片分离的开放领域的线在无力模型的脉冲星磁层的封闭，重联的基础上发生在光柱和“极光”加速返回电流通道，连接光柱的中子星表面。我讨论了最近的研究脉冲星风星云，发现对流出率超过现有的理论预测的对创造发生，并利用这些结果指出，终端激波上游脉冲星风中的磁场耗散作为解决“$σ$“问题的可行模型，由于较低的风4-更大的质量负载所暗示的速度。
2010-09-14 astro-ph.HE
Bunch Expansion as a cause for Pulsar Radio Emissions
脉冲星磁层级联过程产生的电子-正电子云（聚束）产生的电磁波被用来解释脉冲星的射电辐射。为了验证这一假设，我们第一次利用粒子在细胞（PIC-）代码模拟研究电子-正电子束的非线性演化依赖于电子和正电子的相对漂移速度，对初始等离子体温度，和束之间的初始距离。为此，我们利用PIC代码ACRONYM与高阶场求解器和粒子加权因子，适当地描述相对论对等离子体。我们发现，束团膨胀主要取决于电子-正电子的相对漂移速度。发现有限的漂移速度导致产生高达$E \sim 7.5 \times 10^{5}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 4.4$）的强电场和强等离子体加热。结果，高达15%的初始动能转化为电场能。假设电子和正电子的分布相同，我们发现连续发射的聚束中最快的（在聚束参考系中）粒子最终在动量（速度）空间中重叠。这种重叠导致双流不稳定性，产生（静电）亚腔L模式波，电场振幅高达$E \sim 1.9\times 10^{4}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 0.11$）。我们发现，电子位置聚束的相互作用导致等离子体加热，产生强电场和强烈的超光速L-模式波，原则上，可以在观测到的电磁辐射在无线电波范围内的恒星。
2021-06-25 astro-ph.HE
Pulsar striped winds
根据磁流体动力学（MHD）模型，快速旋转的中子星的旋转能量被相对论风带走，并沉积在风终止激波下游的星云中。外流中的能量传输由坡印廷通量介导，但尚不清楚储存在场中的能量如何转移到发射粒子的赋能群体中。最合理的耗散机制被认为与风的“条纹”结构有关，特别是与电流片的存在有关，容易发生重连事件。在这个模型中，电流片是一个自然的地方，负责脉冲，高能发射粒子的内部耗散和加速。此外，重联是一个很有前途的方案，解释湮灭的领域在冲击和转换成动能的粒子的能量。然而，激波结构在低密度等离子体中可能有所不同，其中非MHD效应介入。在这种情况下，条纹风可以通过激波的电磁前兆来耗散其能量。
2017-02-02 astro-ph.HE
