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
Electron acceleration at pulsar wind termination shocks
我们研究了脉冲星风星云（PWNe）中电子和正电子在电磁修正的超相对论激波中的加速。我们模拟了由一个倾斜旋转的脉冲星在其终止激波附近产生的外流与双流体代码，使用磁剪切波来模仿风的属性。我们整合电子轨迹的测试粒子的限制，在所产生的背景电磁场分析注入机制。我们发现，冲击波前兆结构激发和反射了相当大一部分粒子，这些粒子可用于进一步加速。我们用蒙特卡罗程序研究了小尺度磁涨落维持的一阶费米过程。我们发现，在两个不同的制度进行的加速：当陀螺半径$r_{\textrm{g}}$超过波长的剪切$λ$，该过程是非常相似的相对论，平行冲击的一阶费米加速。这种状态对应于允许超光速波传播的低密度风。当$r_{\textrm{g}}<λ$时，其对应于驱动重连的场景，频谱更柔和。
2016-12-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
The spin evolution of young pulsars
通过对制动指数测量的汇编，回顾了目前对年轻恒星自旋演化的认识。一个直接的结论是，所有具有测量制动指数的恒星的自旋演化并不纯粹是由恒定的磁偶极子引起的。PSR J1734-3333的情况及其向磁星的向上运动被用作指导，试图理解为什么磁星以n < 3的方式演化。不同脉冲星家族之间的演化，由隐藏的内部磁场的出现所驱动，似乎是一种可能的图景。
2012-11-22 astro-ph.HE
The annular gap model for gamma-ray emission from young and millisecond pulsars
来自超新星的脉冲高能辐射还没有被完全理解。本文利用三维自洽环隙模型研究了费米伽玛射线空间望远镜观测到的年轻和毫秒双星的光变曲线。环形间隙可以产生高能量的短周期辐射。环形间隙区域如此之大，以至于它们具有足够的电势降来加速带电粒子以产生伽马射线光子。对于年轻的中子星，发射区是从中子星表面到大约一半的光柱半径，峰值发射率在零电荷表面附近。毫秒脉冲星的发射区远低于年轻脉冲星的发射区。更高能量的伽马射线发射来自磁层中更高的高度。利用环隙模型模拟了三颗年轻双星（蟹状星云、船帆座星云和Geminga星）和三颗毫秒双星（PSR J 0030 +0451、PSR J 0218 +4232、PSR J 0437 -3715）的光变曲线。我们的模拟可以再现所观察到的光变曲线的主要特性。
2010-04-19 astro-ph.HE
The Role of Superluminal Electromagnetic Waves in Pulsar Wind Termination Shocks
采用一维相对论双流体模拟方法，研究了坡印廷通量主导的相对论流动中驻波激波阵面的动力学行为。上游流包含一个圆偏振，正弦磁剪切波被认为是模仿波驱动的倾斜旋转脉冲星。当波的激波帧频超过等离子体固有频率时，波与激波相互作用，转换成具有超光速相速的大振幅电磁波。超光速波在上游传播，大大改变了激波结构，并在亚激波前形成了一个发育良好的前兆区。坡印廷通量的耗散发生在前体以及在下游区域通过参数不稳定性驱动的超光速波。下游区域中剩余的坡印廷通量完全由超光速波携带。因此，下游的等离子体基本上是未磁化的，相对论性的热等离子体，具有非相对论性的流速，正如脉冲星风星云的观测所表明的那样。
2013-05-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Annular gap model for multi-wavelength pulsed emission from young and millisecond pulsars
单极三维环隙和芯隙模型可以很好地模拟年轻双星和毫秒双星的多波长脉冲辐射。为了区分我们的单磁极模型和双磁极模型（例如外隙模型和双磁极焦散模型），磁倾角和视角的令人信服的值将起关键作用。
2012-10-22 astro-ph.HE
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
Discovery of a Young Gamma-ray Pulsar Associated with an Extended TeV Gamma-ray Source
自2008年6月发射以来，\emph{Fermi}伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）极大地增加了我们对伽马射线天体的了解。其精细的点扩散函数和大的有效面积，结合时间差分方法，使其成为第一台能够发现新的伽马射线天体群的伽马射线仪器。我们将介绍最近发现的最年轻的（~4600年）无线电安静的伽玛射线脉冲星发现的盲频率搜索到目前为止：PSR J1022-5746，脉冲星与扩展TeV源。我们还提出了多波长观测的源，包括X射线观测。
2009-12-19 astro-ph.HE
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
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
The Galactic Population of Young Gamma-ray Pulsars
我们已经模拟了银河系的年轻恒星人口，并与费米LAT样本进行了比较，限制了这些自旋动力物体的出生特性，光束和演化。利用与观测到的自旋和脉冲特性分布相一致的定量检验，我们发现短诞生周期P_0 ~ 50 ms和产生于外磁层的γ射线束是强优先的。模拟的无线电探测和无线电安静的对象的相对数量与数据吻合得很好。虽然样本是本地的，外推到整个银河系意味着伽玛射线脉冲星出生率1/（59年）。这被证明是在很好的协议与估计的银河系核心崩溃率和当地密度的OB恒星祖先。如果费米LAT观测持续10年，我们给出了预期的年轻脉冲星探测的数量的预测。与尚未解决的毫秒星的潜在重大贡献相比，我们发现年轻的毫秒星对银河伽马射线背景的贡献很小。
2010-11-24 astro-ph.HE
Low X-ray Efficiency of a Young High-B Pulsar PSR J1208-6238 Observed with Chandra
高磁场源（高B源）是连接磁星和常规旋转源的关键源，也是理解磁星活动起源的关键源。我们第一次对最年轻的高硼天体PSR J 1208 -6238的X射线通量进行了严格的上限估计;钱德拉10 ks的观测表明没有显著的源。根据发射模型，3sigma上限的内在0.5-7 keV通量为（2.2-10.0）e-14 erg/s/cm 2。
2020-11-06 astro-ph.HE
Connecting the Young Pulsars in Milky Way Globular Clusters with White Dwarf Mergers and the M81 Fast Radio Burst
本文提出银河系球状星团中的年轻脉冲星源于经历核坍缩星团中的白矮星并合，其自转减慢过程重现了观测特征，并推测其可能是M81快速射电暴的能源中子星后代。
2023-06-23 astro-ph.HE
On the polar cap cascade pair multiplicity of young pulsars
我们研究了在各种条件下年轻脉冲星极帽中电子对的产生效率，以估计脉冲星磁层中电子对等离子体的最大可能多重数。我们开发了一个半解析模型计算的级联多重性，它允许有效的探索参数空间，并证实它与直接的数值模拟。为了评估影响级联效率的不同因素，对创建过程被认为是分开的粒子加速，与最近的自洽非稳态模型对级联描述的初级粒子的加速。我们认为，最有效的级联工作在曲率辐射/同步加速器制度，在脉冲星磁层对等离子体的最大多重数是~几个× 10^5。年轻高能脉冲星磁层中的等离子体对多重数与磁场强度和磁场线的曲率半径的关系很弱，而与脉冲星倾角的关系较强。这一结果对脉冲星风星云理论中关于等离子体对多重性很高的假设提出了质疑。
2018-03-23 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
Signs of magnetic accretion in young Be/X-ray pulsar SXP 1062
本文讨论了新发现的年轻Be/X射线长周期脉冲星SXP 1062中中子星的自旋行为。观测到这颗恒星的自转周期为1062 s，自转速率为~ - 2.6 \times 10^{-12} Hz s^{-1}。我表明，所有的传统吸积的情况下遇到的主要困难解释的脉冲星的快速自旋下降。然而，这些困难可以避免磁吸积的情况下，中子星被假定为从磁化风吸积。只要中子星表面磁场为B_* ~ 4 \times 10^{13} G，脉冲星的自旋降速就可以在这种情况下得到解释。我证明了这种情况下脉冲星的年龄在（2-4）\times 10^4年的范围内，这与观测结果是一致的。简要讨论了脉冲星的自旋演化。
2012-05-27 astro-ph.HE
Searching for the optical counterparts of two young gamma-ray pulsars
我们报告的第一次深光学观测的两个$γ$射线天体，都是最早发现的{ \em费米}伽马射线太空望远镜。这两颗恒星分别是TeV脉冲星风星云MGRO\，J1908+06中的射电强PSR\，J1907+0602和Taz射电/X射线星云中的射电静PSR\，J1809 $-$ 2332。这两颗恒星相对年轻且能量充沛，都被\xmm在X射线中探测到，这使得它们成为光学观测的可行目标。我们在2015年6月/7月用甚大望远镜（VLT）观测了B和V波段的脉冲星场，以寻找它们的光学对应物。对于PSR 1，J1907+0602和PSR 1，J1809 $-$ 2332，两种干扰物均未检测到$3σ$极限值$m_{\rm v} \sim 26.9$和$m_{\rm v} \sim 27.6$。我们讨论了这些结果的框架内的多波长的发射特性的类星体。
2016-09-01 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
Diffuse emission of TeV Neutrinos and Gamma-rays from young pulsars by Photo-meson interaction in the galaxy
一般认为，年轻的快速旋转的质子星是粒子加速的重要场所，如果磁矩反平行于自旋轴（$\vecμ\cdot\vecΩ<0$），质子可以在极帽区以上被加速到相对论能量。为了获得TeV的银河系扩散中微子和γ射线，首先，我们用蒙特卡罗（MC）方法在银河系中产生了年龄小于$10^6$ yrs的年轻中微子样本;其次，高能质子与软X射线光子相互作用，通过光子过程产生中微子和高能γ射线（$p+γ\rightarrow Δ^+\rightarrow n+π^+/p+π^0$），这些X射线光子来自于中子星表面。结果表明，中微子的TeV扩散通量低于背景通量，这表明目前的中微子望远镜很难探测到它。
2013-04-14 astro-ph.HE
Braking indices of young radio pulsars: theoretical perspective
最近，Parthsarathy等人分析了85个年轻射电望远镜的长期定时观测。他们发现11个物体的制动指数范围为$\sim 10-100$，远离经典值$n=3$。他们还注意到$n$的测量值与射电脉冲星的特征年龄之间存在轻微的相关性。本文系统地分析了大制动指数的可能物理成因。我们发现，这些测量结果中的一小部分可能是由脉冲星的一个看不见的超宽伴星的引力加速度或岁差引起的。剩余的制动指数既不能用脉冲星双折射角演化来解释，也不能用极向磁场的复杂高阶多极结构来解释。最合理的解释是极向偶极磁场的衰减，在一些年轻的天体中，极向偶极磁场的时间尺度为$\sim 10^4-10^5$年，但在其他射电天体中，极向偶极磁场的时间尺度明显更长。这种衰减可以解释测量的$n$的幅度以及$n$与特征年龄之间的某些相关性。这种衰变可能是由某些孤立的射电星地壳中的晶体杂质增强引起的，或者更有可能是由于低质量中子星缓慢冷却导致电子散射声子而引起的电阻率增强。如果这种效应确实是磁场快速衰减的主要原因，表现为大的制动指数，我们预测，具有大制动指数的恒星比具有$n\approx 3$的恒星更热。
2020-08-26 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
Young neutron stars with soft gamma ray emission and anomalous X-ray pulsar
软伽玛重复站和中性X射线脉冲星（SGR/AXP）的观测特性表明，需要不同于中子星转动能的能量源。分析了强磁化中子星（磁星）中能量来源与磁场耗散相联系的模型。一些观察的不一致性表明这种解释。讨论了与低质量中子星非平衡层中超重核核能有关的替代能源。
2017-02-27 astro-ph.HE
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
Timing of young radio pulsars II. Braking indices and their interpretation
在本系列的论文I中，我们使用64米帕克斯射电望远镜的$\sim$ 10年定时观测，检测了19个年轻的高$\dot{E}$射电望远镜的制动指数（$n$）的显著值。在这里，我们调查这一结果更详细地使用贝叶斯脉冲星定时框架来建模定时噪声，并进行选择，以区分模型包含指数毛刺恢复和制动指数签名。我们表明，一致的值的$n$保持除了大量的档案数据，即使在故障的存在。我们提供了强有力的论据，我们的测量是不可能的，由于指数恢复信号从看不见的毛刺，即使毛刺在脉冲星的自旋频率的演变中发挥了关键作用。我们的结论是，至少在十年的时间尺度上，$n$的值可以显着大于典型的3，并讨论了演化的影响。
2020-03-30 astro-ph.HE
Einstein@Home discovery of four young gamma-ray pulsars in Fermi LAT data
我们报告发现了四个伽马射线天体，发现在计算密集型盲搜索的数据从费米大面积望远镜（LAT）。这些行星是使用一种新颖的搜索方法发现的，这种方法结合了通过Einstein@Home进行的志愿者分布式计算和最初在引力波天文学中开发的方法。主星PSR J 0554 +3107、J1422-6138、J1522-5735和J1932+1916年轻而充满活力，特征年龄在35 - 56 kyr之间，自旋下降功率在$6\times10^{34}$ - $10^{36}$ erg s $^{-1}$范围内。它们位于银道面，自转速率小于10 Hz，其中PSR J 0554 +3107的自转频率为2.1 Hz，是已知伽马射线脉冲星中最慢的。对于其中两颗新脉冲星，我们发现超新星遗迹在天空中重合，并讨论了这种关联的可能性。深层射电跟踪观测没有发现脉动，这表明从地球上看，所有四颗双星都是无线电安静的。这些发现是志愿者计算发现的第一个伽马射线源，激发了对许多其他不明LAT伽马射线源的盲脉冲星搜索。
2013-11-25 astro-ph.HE
The Einstein@Home Gamma-ray Pulsar Survey. I. Search Methods, Sensitivity and Discovery of New Young Gamma-ray Pulsars
我们报告的结果，最近的一个盲目的搜索调查的伽马射线天体费米大面积望远镜（LAT）的数据正在进行的分布式志愿者计算系统，爱因斯坦@家。该调查已经在118个不明脉冲星样源中搜索了脉冲，需要大约10，000年的CPU核心时间。总的来说，这次调查发现了17个新的伽马射线天体，其中13个是本工作中新报道的，以及一份附带的论文。这些恒星都是年轻的、孤立的恒星，其特征年龄在12 kyr到2 Myr之间，自旋下降的功率在$10^{34}$和$4\times10^{36}$ erg/s之间。其中两颗是目前已知的旋转速度最慢的伽马射线天体。一颗脉冲星在费米任务期间经历了一次非常大的故障$Δf/f \approx 3.5\times10^{-6}$。在这篇文章中，我们描述了在这次调查中使用的搜索方案，并估计了我们的搜索在不明费米LAT源脉动的灵敏度。一个这样的估计结果是，与Cas A超新星遗迹相关的伽马射线源的脉冲发射的比例上限为57%，这限制了中子星在其中心产生的脉冲伽马射线光子通量。我们还提出了精确的时间分析的结果，为每一个新发现的恒星。
2017-01-09 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
Properties of Young Pulsar Wind Nebulae: TeV Detectability and Their Pulsar Properties
在几十个年轻的脉冲星风星云中，有些已经在TeV γ射线（TeV PWNe）中被探测到，而另一些则没有（非TeV PWNe）。TeV辐射的可探测性与它们的自旋下降功率和中心夸克的特征年龄都不相关，决定可探测性的因素是一个悬而未决的问题。为了研究这个问题，我们研究了五个年轻的非TeV PWNe，3C 58，G310.6-1.6，G292.0+1.8，G11.2-0.3和SNR B 0540 -69.3的光谱演化。我们使用的光谱演化模型已被开发应用于年轻的TeV PWNe在我们以前的工作。非TeV PWNe的TeV γ射线通量上限给出了参数的上限或下限，例如PWN的年龄和进入磁能注入的自旋下降功率的分数（分数参数）。结合其他独立的观测和理论研究，我们可以猜测每个对象的参数的合理值。对于3C 58，我们倾向于年龄为2.5 kyr的参数和3.0 x10 ^{-3}的分数参数，尽管光谱建模本身并不排除年龄较短和分数参数较高的可能性。分数参数3.0 × 10 ^{-3}对于其他非TeV PWNe也是一致的，因此认为该值对于包括TeV PWNe在内的年轻PWNe是共同的。此外，我们还发现，这些中心的类星体的内禀性质是相似的，初始转动能为10^{48-50}尔格，磁能为10^{42-44}尔格（表面的偶极磁场强度为2 × 10 ^{12} -3 × 10 ^{13}G）。TeV的可探测性与注入的总能…
2012-12-03 astro-ph.HE
Observed glitches in 8 young pulsars
脉冲星脉冲周期的突然变化称为脉冲星毛刺。本文介绍了利用Ooty射电望远镜（ORT）和升级后的巨米波射电望远镜（uGMRT）对8颗脉冲星进行的高频差定时观测中发现的11个脉冲星毛刺。从我们的数据中测得的毛刺的相对幅度（$Δν/ν$）的范围从$10^{-6}$到$10^{-9}$。在这些故障中，有三个是新发现，首次报道。我们还重新分析了最大的脉冲星毛刺在蟹状星云脉冲星（PSR J0534+2200）通过拟合ORT数据到一个新的唯象模型，包括缓慢上升的后毛刺的演变。我们测量了使用愈合因子$Q=5.8\times 10^{-3}$在MJD 57734上检测到Vela毛刺后30天的指数恢复。此外，我们报告了PSR J1731 $-$ 4744中迄今为止最大的故障（$Δν/ν= 3147.9 \times 10^{-9}$）。
2019-12-18 astro-ph.HE
Fast radio bursts as giant pulses from young rapidly rotating pulsars
我们讨论了快速射电暴（FRB）与年轻恒星（年龄$\sim$几十到几百年）发出的超巨星脉冲的可能联系，这些恒星具有规则的磁场，但自旋周期很短--只有几毫秒。FRB是来自$d \lesssim 100$ Mpc距离的银河系外事件。大部分的分散措施（DM）来自新喷出的SNR壳的材料，对于一个给定的爆发DM应随时间而减少。由于膨胀的喷出物中的自由-自由吸收，预计在低于$\sim 300 $ MHz的频率下不会看到FRB。超新星可能在爆发前几年就被探测到了; FRB大多与恒星形成的星系有关。该模型要求一些脉冲星出生时具有非常快的旋转，大约为几毫秒。在年轻的高能恒星中观察到的自旋下降功率$\dot{E}$的分布与$\dot{E}$每十年的相等出生率是一致的。接受这种注入光谱和缩放的固有亮度的FRB与$\dot{E}$，我们预测以下性质的一个大样本的FRB：（i）最亮的观察事件来自一个广泛的分布的距离;（ii）对于重复爆发亮度要么保持几乎恒定（如果自旋下降时间比脉冲星的年龄长），否则随时间减小;在后一种情况下，DM $\propto \dot{E}$。
2016-03-09 astro-ph.HE
From young to old: the evolutionary path of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是迷人的系统，也是高能天体物理学的典型来源。由于它们的邻近，亮度，它们在多波长下发光的事实，特别是它们在伽马射线下的长寿命发射，模拟它们的属性对于正确解释可见星系特别重要。这方面的一个复杂因素是它们在不同年龄表现出的各种性质和形态。在这里，我们讨论了脉冲星风星云的演化阶段之间的差异，它们在过去是如何被模拟的，以及最近取得了哪些进展。我们从现象学，理论（特别是数值）和观测的角度来讨论，特别注意最近的结果和开放的问题，这些有趣的来源的物理。
2023-01-30 astro-ph.HE
Observations of one young and three middle-aged $γ$-ray pulsars with the Gran Telescopio Canarias
我们使用10.4米的加那利大望远镜来寻找四个孤立的$γ$射线天体的光学对应物，所有这些天体都被\xmm或\chan在X射线中探测到，但还没有被光学探测到。其中三颗是中年脉冲星- PSR\，J1846+0919（0.36百万年），PSR\，J2055+2539（1.2百万年），PSR\，J2043+2740（1.2百万年）-而一颗PSR\，J1907+0602，是一颗年轻的脉冲星（19.5万年）。对于PSR\，J1907+0602和PSR\，J2055+2539，我们发现一个物体靠近脉冲星位置。然而，在这两种情况下，这样的物体都不能成为脉冲星的可行候选对手。对于PSR\，J1907+0602，因为它意味着脉冲星的红色光谱，而对于PSR\，J2055+2539，因为脉冲星在假设的距离和星际消光下会不切实际地明亮（$r'=20.34\pm0.04$）。对于PSR\，J1846+0919，我们没有发现足够接近预期位置的物体来声称可能的关联，而对于PSR\，J2043+2740，我们证实了我们之前的发现，即最接近脉冲星位置的物体是一个不相关的场星。我们使用我们的亮度极限（$g' \approx 27$），第一次获得与PSR\，J1846+0919和PSR\，J2055+2539的大口径望远镜，以限制这些恒星的光发射特性，并调查在低能量的光谱翻转在其多波长光谱的存在。
2018-04-19 astro-ph.HE
Probing turbulence in the ionized interstellar medium using young pulsars. I. Dispersion measure variations
ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES, Observatoire de Paris（奥尔良大学 LPC2E 实验室）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究局空间科学分部）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
利用364颗年轻脉冲星18年的计时数据，通过DM变化约束电离星际介质湍流，发现多数变化符合Kolmogorov湍流，并识别出21颗短期DM变化超预期的脉冲星。
2026-10-07 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
Magnetic field decay in young radio pulsars
磁场衰减在正常射电望远镜中的作用仍有争议。在本文中，我们提出的结果表明，在热年轻中子星的磁场衰减的插曲可以解释最近测量的十几个源的制动指数的异常值。在总人口中有几十个这样的热NS就足以解释可观测性。相对快速的衰变在年龄$\lesssim$ ~few~ $\times100$ ~kyrs时进行，具有相似值的特征时间尺度。我们推测这种衰变可能与电子在中子星壳层的声子散射有关。这种衰变随着中子星冷却而饱和。后来，由于地壳杂质的影响，衰变速度要慢得多。最后，我们证明了这一结果与我们早期的研究是一致的。
2020-11-11 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
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
The Young Pulsar J1357-6429 and Its Pulsar Wind Nebula
我们用{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}天文台观测了年轻的脉冲星J1357- 6429。脉冲星光谱很好地符合吸收幂律模型（$Γ=1.7\pm0.6$）和黑体模型（$kT=140^{+60}_{-40}$ eV，$R\sim2$ km，距离2.5 kpc）的组合。在0.3- 1.1 keV的能量范围内，探测到了明显与热成分有关的$42%\pm5%$脉冲部分的强脉动。令人惊讶的是，在较高的能量，1.1- 10 keV的脉冲分数，似乎是较小的，$23%\pm4%$。小的热分量的发射区域对应于中子星（NS）表面的较热的部分或指示简单的黑体描述的不适用性。X射线图像还显示了一个脉冲风星云（PWN），它具有复杂的非对称形态，由一个较亮的紧凑PWN和一个较暗的更扩展的PWN组成，PWN的光谱斜率分别为$Γ=1.3\pm0.3$和$Γ=1.7\pm0.2$。扩展的PWN观测通量为$\sim7.5\times10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，比紧凑的PWN发光10倍。脉冲星及其PWN位于扩展TeV源HESS J1356- 645的中心附近，这强烈表明VHE发射是由脉冲星很久以前注入的电子提供动力的。X射线与TeV的通量比，$\sim0.1$，与其他遗迹PWNe相似。我们没有找到其他可行的候选人来为TeV源供电。从脉冲星向TeV源中心偏…
2011-09-16 astro-ph.HE
Investigating the neutron star physics through observations of several young pulsars in the dipole-field re-emergence scenario
本研究在偶极场重现场景下，利用年轻脉冲星观测数据探究中子星内部磁场与进动周期数，对蟹状星云脉冲星相关参数施严格约束，为中子星多领域研究提供参考。
2024-10-31 astro-ph.HE
Clumpy stellar winds and high-energy emission in high-mass binaries hosting a young pulsar
拥有年轻双星的高质量双星可能是强大的伽马射线发射体。该系统中大质量恒星的恒星风预计是clusified。由于高能辐射来自脉冲星-恒星风的相互作用，团块的存在会影响这种辐射的光谱和变化。我们寻找的两个风的相互作用区域和非热辐射上的团块的主要影响。一个简单的分析模型的两个风的相互作用动力学会计下的脉冲星风的影响下的团簇的寿命。这个时间对于团簇的演化、团簇-脉冲星风相互作用区的磁场以及非热粒子的无辐射冷却和辐射冷却都起着非常重要的作用。我们还计算了长寿命团簇与脉冲星风相互作用产生的高能辐射。对于合理的参数，团块将引起X射线和伽马射线辐射的小变化。偶尔，大的团块可以更接近脉冲星，增加磁场，触发同步加速器X射线耀斑，并削弱其他发射成分，如逆康普顿。由团块引起的发射体尺寸的减小也使得非辐射损失更快。恒星风团也可以增强不稳定性的发展和物质夹带在冲击脉冲星风时，它离开双星。来自风加速区域的团块的生长限制可能意味着最大团块需要不同的起源。在紫外线中观察到的离散吸收成分背后的大尺度风结构可能是这些大团块的来源。星风结构的存在可以产生大量的能量依赖的变化，不应该被忽视时，从高质量的双星托管年轻的恒星宽带发射研究。
2013-11-04 astro-ph.HE
The observed velocity distribution of young pulsars II: analysis of complete PSR$π$
了解中子星的出生踢，或出生速度，对于了解大质量双星的演化以及双中子星的形成至关重要。我们使用Verbunt等人发表的最大似然方法来分析Deller等人测量的新的大型数据集的松弛和自行。这个样本大约是以前可用的测量数量的三倍。对于完整的样本和它的年轻的部分（旋转下来的年龄$τ< 3$ Myr），我们发现，双峰麦克斯韦分布描述测得的松弛和自行车比一个单一的麦克斯韦概率分别为99.3%和95.0%。双峰麦克斯韦分布有三个参数：低速模式的分数和分布参数$σ_1$和$σ_2$的低速和高速模式。对于完整的样本，这些参数如下：$42_{-15}^{+17}$百分比、$σ_1=128_{-18}^{+22}$ km s $^{-1}$和$σ_2 = 298\pm 28$ km s $^{-1}$。对于被假定代表出生井涌的较年轻的井眼，这些参数如下：$20_{-10}^{+11}$百分比、$σ_1=56_{-15}^{+25}$ km s $^{-1}$和$σ_2=336\pm 45$ km s $^{-1}$。在年轻人口中，$5\pm 3$ %的人的速度低于60 km/s $^{-1}$。考虑到现实的观测选择，我们进行多个蒙特卡洛测试的方法。我们发现，该方法可靠地估计所有参数的natal踢分布。速度分析的结果是弱敏感的银河系脉冲星分布的尺度长度的精确值。
2020-04-06 astro-ph.HE
Discovery of a young, highly scattered pulsar PSR J1032-5804 with the Australian SKA Pathfinder
本文利用ASKAP VAST巡天发现了一颗年轻且高度散射的脉冲星PSR J1032-5804，并通过后续观测测定其关键参数，证实其为已知散射第三高的脉冲星，突显了利用射电连续谱图像发现极端脉冲星的潜力。
2023-11-25 astro-ph.HE
Braking index jumps in young pulsars
过去，所有测量到的脉冲星制动指数偏离“正则”偶极值3的原因有几个。对蟹状星云脉冲星的仔细监测揭示了自旋下降速率的永久性变化，这很可能是磁轴和自旋轴之间的角度$α$的小跳跃的积累。最近，在“蟹状双胞胎”脉冲星B 0540 -69中的制动指数发生了巨大的永久性变化，在高场脉冲星PSR 1846-0258中观察到的类似现象在故障后被观察到，而另一个类似的事件（PSR J119-6127）需要确认。我们认为，在这项工作中，一个共同的物理起源，所有这些意见可以归因于反对齐的轴没有严重违反所观察到的功能和非常温和的推断值的假设跳跃的$α$角。此外，事件发生后检测到的X射线亮度增加是这种解释的另一个因素。我们认为，一个组件的时间相关的扭矩已被确定，是一个重要的成分对一个完整的解决方案，观察到的脉冲星的定时行为，这是在寻找一个一致的建模。
2019-01-10 astro-ph.HE
Young radio-loud gamma-ray pulsar light-curve fitting
同时观测这些恒星的脉冲无线电和伽马射线辐射有助于限制其磁层内的几何形状和辐射机制，并定位多光子产生地点。本文拟合了年轻射电噪γ射线天体的γ射线光变曲线。我们假设一个偶极力免费磁层，无线电光子从高空以上的极冠和伽马射线起源于外的光柱，条纹风流片。我们计算了一个完整的图集的无线电和伽马射线脉冲的轮廓取决于磁轴倾斜度和视线倾斜度相对于中子星旋转轴。通过应用$\rchi^2$拟合技术，我们能够准确地确定磁层几何形状。进一步的约束条件，从无线电极化测量以下的旋转矢量模型，包括像差和延迟的影响。我们发现我们的模型和时间校准的单峰或双峰伽玛射线脉冲星观测之间有很好的一致性。我们推导出的磁倾角和观察者的视线相对于旋转轴在一个小的误差范围内。射电强或射电静伽玛射线暴或仅射电暴之间的区别可以完全与相关发射区的几何形状有关。高海拔极冠模型结合条纹风代表了一种极简的方法，能够再现丰富的年轻射电望远镜的伽马射线脉冲轮廓。基于自洽的无力模拟，它给出了一个完整的几何图片的排放性能，而不诉诸于个别粒子的动力学和能量学的详细知识。
2021-07-13 astro-ph.HE
Particle Transport in Young Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）的模型是一个冲击的，相对论性脉冲星风的磁流体动力学（MHD）下游流的结果，已经成功地再现了许多特征的星云靠近中央的恒星。然而，对蟹状星云、3C 58和G21.5--0.9等年轻星云的观测并没有显示出在MHD流模型中可能预期的更大尺度上的环形磁场;此外，由于同步加速器损失而引起的光谱指数的径向变化比MHD流模型中预期的要平滑。我们发现，纯扩散模型可以重现的基本数据的星云的大小和光谱指数的变化的螃蟹，3C 58，和G21.5 - 0.9。我们的大多数模型使用的能量无关的扩散系数，幂律变化的系数与能量退化的输入粒子的能量分布指数在稳态，传输边界的情况下的变化。能量依赖扩散是蟹状星云扩散系数较小的一个可能原因。蒙特卡罗模拟的粒子运输允许平流和扩散的粒子表明，扩散占主导地位的大部分总星云体积的螃蟹。平流在脉冲星附近占主导地位，并且可能在X射线半光半径中发挥作用。粒子的扩散和混合的来源是不确定的，但可能与年轻PWN的外边界处的瑞利-泰勒不稳定性或环形磁场结构中的不稳定性有关。
2012-04-19 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
XMM-Newton Observations of Young and Energetic Pulsar J2022+3842
我们报告的$XMM-Newton$ EPIC观测的年轻脉冲星J2022+3842，具有8.9 kyr的特征年龄。我们检测到X射线脉动，并发现脉动周期$P\approx 48.6$毫秒，其衍生物$\dot{P}\approx 8.6\times 10^{-14}$，比以前报道的值大两倍。脉冲星表现出两个非常窄（FWHM $\sim 1.2$ ms）的X射线脉冲每旋转，由$\approx 0.48$的周期，与脉冲部分$\approx 0.8$分开。利用正确的$P$和$\dot{P}$值，计算了脉冲星的自旋下降功率$\dot{E}=3.0 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$和磁场$B=2.1\times 10^{12}$ G.脉冲星的光谱很好地模拟了硬幂律（PL）模型（光子指数$Γ= 0.9\pm0.1 $，氢柱密度$n_H = (2.3\pm0.3) \times 10^{22}\,{\rm cm}^{-2}$）。我们检测到一个弱的关断脉冲发射，它可以用一个更软的PL（$Γ\approx 1.7\pm0.7$）建模，由于污染的EPIC-pn定时模式数据约束不良。这颗脉冲星在$0.5-8$ keV能量带（$η_{\rm PSR}= L_{\rm PSR}/\dot{E} = 2 \times 10^{-4} (D/10\,{\rm kpc})^2$）的X射线效率与…
2014-06-09 astro-ph.HE
Linearly polarized superluminal waves in pulsar winds
脉冲星风是研究非线性电磁波的理想环境。一般认为，脉冲星会发射一种条纹风，一种磁流体动力学熵波，其中等离子体片随气流一起分离交变磁场的区域。但是当密度下降到临界值以下，或者与脉冲星的距离大于临界半径时，强超光速波也可以传播。在这篇文章中，我们讨论了转换的赤道条纹风成线偏振超光速波，我们认为，这种模式是重要的坡印亭流量转换为动能流量前流出到达终止激波。
2012-02-08 astro-ph.HE
Time-dependent modeling of TeV-detected, young pulsar wind nebulae
随着X射线和TeV能量的仪器灵敏度的提高，已经发现了大量与明亮的恒星相关的星云。尽管有这么大的数据集，观测到的脉冲星风星云（PWNe）并没有表现出统一的行为，驱动光度，磁化等特征的主要参数仍然没有完全理解。为了评估可能存在的共同的演变趋势，并连接的特征的星云发射的动力脉冲星，我们选择了一个子集的10 TeV的检测可能归因于年轻的PWNe和模型的光谱能量分布与时间相关的描述星云的电子人口。在这些情况下，9个详细的PWNe模型，使用最新的多波长信息，提出。讨论了这些星云的最佳拟合参数，以及脉冲星的特征。我们的结论是TeV PWNe是粒子占主导地位的对象，具有较大的多重性，在一般远离磁均分，相对较大的光子场增强需要解释观察到的高水平的康普顿光子。我们没有发现显着的相关性之间的发射效率在不同的频率和磁化强度。注入参数似乎也没有特别相关的脉冲星的属性。我们发现SED的归一化比较（例如，具有相应的自旋下降通量）显著地减小了光谱分布色散。
2014-02-22 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
A Search for Pulsed Very High-Energy Gamma Rays from Thirteen Young Pulsars in Archival VERITAS Data
我们进行了搜索的周期性发射在非常高的能量伽马射线波段（VHE; E > 100 GeV）从档案VERITAS数据集中的总曝光超过450小时，共13颗恒星。这组恒星包括许多在北半球可见的最明亮的年轻伽马射线恒星。数据分析的结果是没有探测到来自每个脉冲星的脉冲VHE伽马射线。使用两种方法，在95%的置信水平以上的三个能量阈值的VHE γ射线通量的上限推导出一个潜在的。这是第一次这样的搜索脉冲VHE发射从每个的脉冲星，和所获得的限制约束可能的通量分量表现在VHE的蟹状星云脉冲星。
2019-04-19 astro-ph.HE
