Interpreting Crab Nebula synchrotron spectrum: two acceleration mechanisms
我们概述了一个蟹状星云脉冲星风模型，其中有两种不同的同步辐射粒子群，它们来自两种不同的加速机制：（i）由于终止激波赤道部分的费米-I加速而产生的成分I，粒子光谱指数$p_I \approx 2.2$位于注入中断上方，对应于$γ_{wind} σ_{wind} \sim 10^5$，在紫外线中达到峰值（$γ_{wind} \sim 10^2$是风的体洛伦兹因子，$σ_{wind} \sim 10^3$是风的磁化）;（ii）由于湍流星云体重联层的加速而产生的湍流-II，粒子指数为$p_{II} \approx 1.6$。该模型需要相对缓慢但高度磁化的风。对于这两种组分，总的冷却中断在红外线处为$\sim 0.01$ eV，使得超导体-I处于快速冷却状态（冷却频率低于峰值频率）。在光学波段中，双折射-I产生冷却光谱指数为$α_o \approx 0.5$的发射，由于辐射损失而朝向边缘软化。在冷却中断以上，在光学、UV和X射线中，CX-I主要是CX-II。我们假设，在湍流星云的大规模电流片（CENTANT-II）的加速延伸到同步加速器烧毁极限的$ε_s \approx 100$兆电子伏。因此，在我们的模型中，湍流重联加速（湍流-II）可以产生硬射电谱和偶尔的伽马射线耀斑。这个模型可能适用于更广泛的一类高能天体，如AGNe和GRB喷流，其中通常无线电电子形成与高能电子不同的群体。
2019-07-19 astro-ph.HE
Synchrotron spectra of GRB prompt emission and pulsar wind nebulae
粒子加速是许多高能天体物理环境中的一个基本过程，它决定了高能天体同步辐射的光谱特征。我们研究了磁流体动力学（MHD）湍流的基本动力学所产生的电子的绝热随机加速（ASA），并发现ASA的行为，有效地硬化注入的电子能谱。ASA在低能量下的优势和同步辐射冷却在高能量下的优势导致电子能谱和光子同步辐射谱的幂律形状被打破。此外，我们还应用ASA研究了伽马射线暴（GRB）和脉冲星风星云（PWNe）瞬发辐射的同步辐射谱。我们的理论和观测之间的良好的一致性，证实了粒子的随机加速是不可缺少的，在解释它们的同步辐射。
2019-11-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
On the broad-band synchrotron spectra of pulsar wind nebulae
宽波段观测表明，脉冲星风星云（PWNe）的特征是同步辐射的幂律谱被破坏。基于现代磁流体动力学（MHD）湍流理论，研究了PWN中电子的绝热随机加速（ASA）过程。ASA的作用是使低能量的电子注入能谱变平，而同步加速器冷却导致高能量的电子谱变陡。它们在不同能量范围内的优势导致了平坦的射电频谱（$F_ν$）和陡峭的X射线频谱。我们的分析光谱形状一般同意与观察到的同步辐射光谱的无线电和X射线明亮的PWNe。对应于ASA和同步加速器损耗之间的平衡的光谱中断提供了对ASA的加速时间尺度和PWN中的磁场强度的约束。
2018-12-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
New expansion rate measurements of the Crab Nebula in radio and optical
我们提出了新的无线电测量的蟹状星云的同步加速器星云的膨胀率超过30年的时间。我们找到了CE 1255 +-27射电同步加速器星云的收敛日期。我们还重新评估了光学线发射灯丝的膨胀率，我们表明，传统的估计，其收敛日期略有偏差。使用无偏贝叶斯分析，我们发现CE 1091 +- 34的细丝的收敛日期（比以前的估计早约40年）。我们的研究结果表明，自CE 1054爆炸以来，同步加速器星云和光学线发射细丝都被加速，但同步加速器星云被相对强烈地加速，而光学细丝只被轻微地加速。同步辐射的膨胀速度比灯丝快，这一发现支持了这样一种观点，即灯丝是脉冲星风星云和周围自由膨胀的超新星喷出物之间界面处的瑞利-泰勒不稳定性的结果，并排除了脉冲星风气泡直接与蟹状星云前身的前超新星风相互作用的模型。
2015-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA and NOEMA constraints on synchrotron nebular emission from embryonic superluminous supernova remnants and radio-gamma-ray connection
快速旋转的磁星和磁星被认为是超亮超新星（SLSNe）和快速射电暴的中心发动机，这种情况自然地预测了来自新生脉冲星风星云（PWNe）的非热同步辐射。本文报道了用ALMA和NOEMA对SN 2015 bn、SN 2016 ard和SN 2017 egm三个SLSNe的高频射电观测结果，并提出了一个详细的理论模型来计算PWNe的非热辐射，年龄约为1-3年。我们发现，ALMA数据不利于PWN模型的蟹状星云SN 2015 bn和SN 2017 egm的动机，并认为，这种紧张局势可以解决，如果星云的磁化是非常高或非常低。这种模型可以通过未来的MeV-GeV伽马射线望远镜（如AMEGO）进行测试。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scale hierarchy in Horava-Lifshitz gravity: a strong constraint from synchrotron radiation in the Crab nebula
Horava-Lifshitz引力模型包含由特征尺度抑制的高阶算子，该特征尺度要求在参数上小于普朗克尺度。我们表明，重新计算的同步辐射约束蟹状星云足以排除这种规模是相同的数量级的洛伦兹打破规模的物质部门的可能性。这突出了需要一种机制，抑制渗透的洛伦兹破坏的物质部门，是有效的高阶运营商以及。
2012-12-18 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Vela pulsar wind nebula x-rays are polarized to near the synchrotron limit
脉冲星风星云是由相对论电子和正电子的流出物在冲击波前沿撞击周围的超新星遗迹或星际介质而形成的。船帆座脉冲星风星云由一颗年轻的脉冲星（B 0833 -45，年龄11 kyr）提供动力，位于一个名为船帆座X的扩展结构内，该结构本身位于超新星遗迹内。之前的X射线观察显示了两个明显的弧线，被喷流和反喷流一分为二。射电图显示，在星云的外部区域有60%的高线性偏振。在这里，我们报告的X射线观测星云的内部，其中偏振可以超过60%的前沿，这接近理论极限的同步辐射可以产生什么。我们推断，与超新星遗迹的情况相反，脉冲星风星云中的电子在高度均匀的磁场中被加速，几乎没有湍流。
2023-03-22 astro-ph.HE
Searching for the pulsar in G18.95-1.1: Discovery of an X-ray point source and associated synchrotron nebula with Chandra
使用钱德拉X射线天文台，我们精确定位了复合超新星遗迹G18.95-1.1中微弱X射线点源（CXOUJ 182913.1 -125113）和相关弥漫星云的位置。这些物体似乎是长期寻找的脉冲星和它的风星云。点源的X射线谱可用幂律吸收模型描述，γ =1.6，N_H约为1 × 10 ^（22）cm^（-2）。该模型预测了一个相对较低的未吸收X射线亮度，约为L_X（0.5-8.0keV）= 4.1 × 10 ^（31）D_2^2尔格·s^（-1），其中D_2是以2kpc为单位的距离。弥漫星云的最佳拟合模型是热辐射（kT = 0.48keV）和非热辐射（1.4 < Gamma < 1.9）的组合。在0.5- 8 keV能带，L_X = 5.4 × 10 ^（33）D_2^2 erg·s^（-1）的未吸收X射线亮度似乎主要由SNR的热分量所决定，在该能带提供了87%的L_X。未报告CXOUJ 182913.1 -125113的无线电或X射线脉动。如果我们假设G18.95-1.1的年龄约为5300年，并利用脉冲星和风星云的X射线光度以及自旋下降光度（通过磁偶极辐射）与周期之间的关系，我们估计脉冲星的周期为P = 0.4s。与其他旋转驱动的磁链相比，它在P-P点图中的位置暗示了2.2 × 10 ^（13）G的磁场，这个值接近量子临界场。
2010-07-14 astro-ph.HE
Extreme particle acceleration in magnetic reconnection layers. Application to the gamma-ray flares in the Crab Nebula
伽马射线空间望远镜AGILE和费米探测到蟹状星云中光子能量超过100 MeV的短而明亮的同步加速器伽马射线耀斑。这一发现表明，星云中的电子-正电子对在毫高斯磁场中被加速到PeV能量，这很难用粒子加速和脉冲星风星云的经典模型来解释。我们调查粒子加速在磁重联层是否可以解释耀斑的令人困惑的属性。我们数值积分的层附近的相对论测试粒子轨道，包括辐射反作用力，并使用大尺度电磁场的解析表达式。当它们被重联电场加速时，粒子被聚焦在磁场很小的电流层深处。电子受到同步加速器损失较少，并被加速到极高的能量。布居研究表明，在该层的末端，粒子分布在由电势降给出的最大能量处堆积，并聚焦成薄的扇形束。将该模型应用于蟹状星云，发现蟹状星云的同步辐射发射光谱的峰值在100 MeV以上，接近于单电子的光谱形状，耀斑逆康普顿辐射可以忽略不计，在其它波长处预计没有可探测到的辐射。这一机制为蟹状星云中的伽马射线耀斑提供了一个合理的解释，并可能在其他天体中起作用，例如活动星系核中的相对论喷流。
2012-01-05 astro-ph.HE
A systematic study of $γ$-ray flares from the Crab Nebula with Fermi-LAT: I. flare detection
AGILE和Fermi-LAT在多年前就发现蟹状星云发出了GeV $γ$射线的显著耀斑，这表明在年轻的脉冲星风星云中发生了极端的粒子加速和辐射。扩大耀斑样本并研究其统计性质，对于理解$γ$射线耀斑的性质是非常有用的。本文利用Fermi-LAT的11年观测资料研究了蟹状星云的耀斑辐射。我们确定了17个显着的耀斑在光变曲线的低能量（同步）组件的$γ$射线发射。耀斑速率约为每年1.5次，在11年的观测期间没有任何显着变化或聚集。我们探测到一个持续时间长达近一个月的特殊耀斑，发生在2018年10月，同步辐射光子的能量高达约1GeV。同步加速器分量可以由稳定的幂律背景和具有外势截止幂律谱的可变耀斑分量来拟合，不仅对于单个耀斑，而且对于组合数据，这可能有利于所有耀斑具有相似的发射机制。然而，我们没有发现耀斑的截止能量和能量通量之间的普遍关系，这可能反映了复杂的加速和/或冷却过程的参与粒子。
2021-02-23 astro-ph.HE
Discovery of a Synchrotron Bubble Associated with PSR J1015-5719
我们报告了与PSR J1015-5719有关的同步加速器星云G283.1-0.59的发现。使用莫隆格洛天文台综合望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列在36、16、6和3厘米处进行的射电观测揭示了一个复杂的形态。脉冲星嵌入星云的“头部”，具有扇形漫射发射。这连接到半径为20”的圆形气泡和延伸超过1“的准直尾部。偏振测量显示星云中有高度有序的磁场。它缠绕在头部的边缘，并在脉冲星附近显示方位角配置，然后在气泡附近和尾部准周期性地切换方向。结合观测到的平坦射电频谱，我们认为该系统最有可能是一个脉冲星风星云（PWN），其头部是一个低马赫数的弓形激波，气泡是一个在稠密环境中膨胀的壳层。这个气泡就像一个磁性的瓶子，可以捕获相对论性粒子。与其他具有较高马赫数的弓形激波PWNe的比较显示出类似的结构和B场几何形状，这意味着脉冲星速度可能不是决定这些系统的性质的最关键因素。我们还推导出了斜弓形激波的投射距离和形状的解析表达式。发现在三维空间中，投影距离总是大于真实距离。另一方面，投影形状在用投影间隔距离重新缩放后对倾斜不敏感。
2017-06-09 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope Observations of the Fast-dimming Crab Nebula in 60-600 MeV
内容：蟹状星云是相对论电子的起源，可以通过它们的同步辐射和逆康普顿辐射来观察。同步加速器主导和反康普顿主导的发射之间的跃迁发生在$\approx 10^9$ eV处。目的：利用费米大天区望远镜（LAT）在60 MeV ~ 600 MeV能量范围内10年的观测数据，研究了高能电子同步辐射的短期（数周至数月）通量变化。方法：利用相位分辨数据重建非脉冲光变曲线。相应的直方图的通量测量被用来确定分布的通量状态和统计意义的低通量分量估计与模拟光变曲线的专用模拟。重建了不同磁通状态的能谱。结果：我们确认存在遵循对数正态通量分布的耀斑状态。此外，我们发现了一个低通量状态，其中通量下降到低至中间状态平均通量的18.4%，并在那里停留了几个星期。观察到的过渡时间短至2天。在低通量状态下的能谱类似于在超过几个GeV能量的能量下测量的逆康普顿谱的外推，这意味着同步辐射的高能部分被显着抑制。结论：这里发现的低通量状态和最多10天的过渡时间表明，大部分（$>75$ %）的同步辐射高于$10^8$ eV起源于一个紧凑的体积与表观角大小为$θ\approx0.4" t_\mathrm{var}/(5 \mathrm{d})$。我们初步推断，所谓的内结功能的起源大部分的$γ$射线发射。
2020-05-05 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
X-ray analysis of the proper motion and pulsar wind nebula for PSR J1741-2054
我们使用$Chandra$ ACIS-S探测器获得了PSR J1741-2054的6个观测值，总计$\sim$ 300 ks。通过将这一新时期的观测记录到3.2年前在视场中使用X射线点源进行的存档观测，我们测量了$μ=109 \pm 10 {\rm mas\ yr}^{-1}$的脉冲星自行，其方向与观测到的H $α$星云的对称轴一致。我们调查了脉冲星的推断过去的轨迹，但没有发现令人信服的关联与OB协会的祖先可能起源。我们确认以前测量的脉冲星光谱作为一个吸收功率定律与光子指数$Γ$ =2.68 $\pm$ 0.04，加上一个黑体的发射半径为（4.5 $^{+3.2}_{-2.5})d_{0.38}$公里，DM估计的距离为$0.38d_{0.38}$千秒差距和温度为$61.7\pm3.0$ eV。来自致密星云的辐射可以用吸收幂律模型来描述，光子指数为$Γ$ = 1.67 $\pm$ 0.06，而扩散辐射被看作是脉冲星东北方向延伸的尾迹，没有同步辐射冷却的证据。我们还应用图像反卷积技术来搜索脉冲星附近的小尺度结构，但没有发现这种结构的确凿证据。
2015-02-21 astro-ph.HE
Detection of UHE gamma rays from the Crab Nebula: Physical Implications
蟹状星云是一个极端的粒子加速器，将电子的能量提高到几个PeV（$10^{15} \ \rm eV$），接近理论允许的最大能量。加速现场的物理条件和加速过程本身的性质仍然高度不确定。同步辐射和逆康普顿（IC）辐射通道分别包含了最高能量加速粒子的关键信息，能量分别在1~MeV和100~TeV以上。近年来，在蟹状星云中探测到了能量高达300 TeV的超高能γ射线信号，这使得我们能够确定最高能量电子的能量分布，并以无参数的方式导出加速区$B\leq120\rm\,μG$的磁场强度。这一估计带来了新的约束的非热粒子分布的属性，并提出了重要的约束MHD模型的蟹状星云，特别是可行的磁化和各向异性的脉冲星风。对同步辐射和IC辐射的计算表明，在未来的观测中，利用能探测到300 TeV以上和1 MeV以上能量的仪器，将能阐明蟹状星云中电子加速超过PeV能量的条件。具体而言，将（1）验证电子能量分布的假设多分量组成，以及（2）确定负责PeV电子加速的区域中的磁场强度。
2019-11-18 astro-ph.HE
Modeling Radio Circular Polarization in the Crab Nebula
在本文中，我们提出，第一次，模拟地图的圆偏振同步辐射从蟹状星云，使用多维国家的最先进的模型的磁场几何形状。同步辐射是非热辐射粒子的特征，是许多高能天体物理源的典型特征，包括银河系和河外的。它的光谱和偏振特性使我们能够推断粒子分布函数和磁场几何形状的关键信息。近年来，由于观测和数值模型的结合，我们对脉冲星风星云的理解有了很大的提高。一个强大的检测或检测不到圆偏振将使我们能够区分电子-质子等离子体和对等离子体，澄清一次为所有的无线电发射粒子的起源，设置强有力的限制对生产脉冲星磁层，和星云中的湍流的作用。以前测量圆偏振的尝试只提供了上限，但缺乏基于可靠模型的准确估计，使其解释模糊不清。我们在这里表明，这些结果是高于预期值，目前的极化技术是不够强大的结论性结果，这表明，在建设和校准的下一代无线电设施的改进是必要的，以实现所需的灵敏度。
2017-12-13 astro-ph.HE
The Energy-dependent $γ$-ray Morphology of the Crab Nebula Observed with the Fermi Large Area Telescope
蟹状星云是一个明亮的非热辐射发射器，在整个可访问的波长范围内。从射电到硬X射线辐射，同步加速器星云的空间和光谱结构都很清晰。GeV至TeV能量的非脉冲发射主要是通过高能电子与同步辐射光子的逆康普顿散射产生的。在这些能量下观测到的空间结构提供了对电子分布的深入了解，并间接地限制了星云中迄今未知的磁场结构。通过对蟹状星云脉冲星的光谱模型进行适当改进，分析了$\sim$ 9.1年来积累的LAT数据，确定了蟹状星云在5- 500 GeV波段的68%包容半径（$R_{68}$）为$({0.0330\pm0.0025_{stat}}{^{+0.0012}_{-0.0075}}_{sys})^\circ$（${1.98'\pm0.15'_{stat}}{^{+0.07'}_{-0.45'}}_{sys}$）。估计的系统不确定性基于两个因素：（1）不同的分析方法，形态模型和事件类型，以及（2）用Mkn 421的观测值评估的点扩展函数。当比较\emph{Fermi} LAT和H.E.S.S.结果的空间扩展，我们发现的证据，能量依赖的收缩蟹状星云的$γ$射线的扩展（$R_{68}\propto E_\mathrm{IC}^{-α}$其中$α=0.155\pm0.035_{stat}{-0.037}_{sys}$）。
2021-02-01 astro-ph.HE
Atacama Compact Array Observations of the Pulsar-Wind Nebula of SNR 0540-69.3
我们对SNR为0540-69.3的脉冲风星云（PWN）区域进行了观测。这些观测是用阿塔卡马紧凑阵列（ACA）在波段4和6进行的。我们还增加了来自澳大利亚紧凑阵列（ATCA）的3厘米射电观测。对于1.449 - 233.50 GHz，我们获得了同步辐射谱$F_ν \propto ν^{-α_ν}$，谱指数为$α_ν = 0.17\pm{0.02}$。为了总结这如何在更高频率下加入同步加速器光谱，我们包括迄今未发表的AKARI中红外数据，并评估已发表的紫外（UV），光学和红外（IR）数据。特别是，由于光谱线发射的污染，光学中的一些宽带滤波器数据必须从我们的分析中丢弃。对于同步加速器光谱的UV/IR部分，我们得到$α_ν = 0.87^{+0.08}_{-0.10}$。如果在同步辐射光谱中有两个间断，一个在$\sim 9\times10^{10}$ Hz附近，另一个在$\sim 2\times10^{13}$ Hz，那么就有空间容纳$2.5\times10^{-3}$太阳质量的尘埃，其温度为$\sim 55$ K。然后，光谱指数在$\sim 9\times10^{10}$ Hz处从无线电中的$α_ν = 0.14\pm0.07$变化到毫米到远红外范围中的$α_ν = 0.35^{-0.07}_{+0.05}$。ACA Band 6数据略微解决了PWN。特别是，脉冲星西南1.5”处的强发射…
2020-06-09 astro-ph.HE
Variable jet Lorentz factors can explain soft self-absorbed radio spectra of accreting black-holes
我们研究了可变射流体积洛伦兹因子的影响，即，无论是喷流加速或减速，部分同步自吸收无线电频谱从核心的无线电响亮的活动星系核和黑洞双星在硬状态。在大约一半的类星体和射电星系中，观测到它们的核心射电光谱是软的，即，具有$α<0$的光谱指数。如果它们是由具有恒定洛伦兹因子的喷流发射的，那么这种柔软性意味着大量能量在离中心很远的地方沉积。我们在这里表明，这样的软频谱可以解释没有能量的要求，通过发射的射流与多普勒因子随距离增加。这可能发生在射流加速或减速时，具体取决于射流视角。我们发现我们的模型可以解释BL Lac天体Mrk 421和Mrk 501的静态射电-X射线谱。
2019-08-12 astro-ph.HE
An energy-conserving, particle dominated, time-dependent model of 3C58 and its observability at high-energies
我们提出了一个随时间变化的星云3C58的光谱模型，并与现有的数据进行比较。该模型是一个轻子星云，其中粒子受到同步加速器，逆康普顿，自同步康普顿，绝热和韧致辐射过程。我们发现3C58是一个粒子主导星云，磁场为35 $μ$ G。打破幂律注入符合多频数据，在约40 GeV的突破能量。我们发现3C58不会出现在VERITAS或MAGIC II中，除非当地的红外背景是银河系模型平均值的\sim 20倍。对于CMB占主导地位的逆康普顿贡献的情况下，我们发现，3C58将是不可见的切伦科夫望远镜阵列。
2012-12-10 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 statistical model for the $γ$-ray variability of the Crab nebula
提出了一个统计方案来解释最近由费米/LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线变率和耀斑。在这种情况下，电子被加速成一系列的结，其大小遵循幂律分布。这些结大概从脉冲星向外移动，并在多普勒增强因子中有一个分布。假设最大电子能量与结的大小成正比。在总电子分布的最高能量端的波动将导致通过同步加速器过程在$\sim 100$ MeV范围内的可变$γ$射线发射。由于高度增强的较大的节点比较小的节点更罕见，该模型预测同步辐射的可变性随着光子能量的增加而增加。我们用蒙特卡罗模拟实现了这样一种情况，发现该模型可以再现两个$γ$射线耀斑在一个周期的$\sim$年和每月尺度的$γ$射线通量波动所观察到的费米/LAT。观测到的稳态和耀斑态的$γ$射线谱也得到了很好的再现。
2011-02-16 astro-ph.HE
Constraints on the synchrotron self-Compton mechanism of TeV gamma ray emission from the Milagro TeV source MGRO J2019+37 within the pulsar wind nebula scenario
在脉冲星风星云（PWN）方案中，使用与该物体相关的源的多波长信息，研究了Milagro实验发现的MGRO J2019+37的TeV伽马射线发射的起源。我们发现，PWN场景中观测到的TeV伽马射线的同步自康普顿（SSC）起源机制受到巨型米波射电望远镜（GMRT）给出的MGRO J2019+37周围区域的无线电通量上限以及SWIFT/XRT的x射线通量上限的严重限制。具体来说，对于SSC机制来解释从MGRO J2019+37观测到的TeV通量，而不违反射电和X射线区域的GMRT和/或Swift/XRT通量上限，发射区域必须非常紧凑，发射区域的特征尺寸限制在$\lsim{\mathcal O}(10^{-4}\pc)$，假设距离源$\sim$几kpc。这是至少四个数量级小于特征尺寸的发射区域通常调用在解释TeV的排放通过SSC机制在PWN的情况下。另一方面，星云高能电子在宇宙微波背景（CMB）光子上的逆康普顿（IC）散射可以在不违反GMRT和/或SWIFT/XRT通量边界的情况下，在合理的参数范围内解释观测到的TeV通量。
2015-05-22 astro-ph.HE hep-ph
Modeling the broadest spectral band of the Crab nebula and constraining the ions acceleration efficiency
虽然人们普遍认为脉冲星风星云（PWNe）的射电到极高能$γ$射线的电磁波谱都来自轻子，但脉冲星风中是否存在质子（或更一般的离子）并在PWN中进一步加速，这一点仍有待商榷。最近通过探测西藏AS $γ$和HAWC实验扩展的原型PWN螃蟹的宽带光谱超过100 TeV，可能有助于限制离子的加速效率。在这里，我们模拟最宽的能量谱的螃蟹，发现宽带光谱可以解释的一个区域轻子模型，其中的电子/正电子产生的辐射从无线电软$γ$ -射线通过同步过程，同时产生的GeV-TeV $γ$ -射线通过逆康普顿散射，包括同步自康普顿过程。在这个轻子模型的框架中，转换成高能质子的能量的分数被限制在$0.5\ (n_{\rm t}/10\ {\rm cm}^{-3})^{-1}$ %以下，其中$n_{\rm t}$是蟹状星云中的目标气体密度。然而，如果仅使用$γ$射线，则该分数可以高达$7\ (n_{\rm t}/10\ {\rm cm}^{-3})^{-1}$ %。
2020-08-04 astro-ph.HE
Reconnection-Powered Linear Accelerator and Gamma-Ray Flares in the Crab Nebula
最近在蟹状星云中发现了长达一天的伽马射线耀斑，推测是PeV（10^{15} eV）电子在毫高斯磁场中的同步辐射，这对粒子加速模型提出了强烈的挑战。在电场小于磁场的标准条件下，通过平衡加速率和同步辐射损失，观察到的光子能量超过了上限（~100 MeV）。我们认为，线性电加速器，操作在磁重联网站，是能够绕过这个困难。能量足够大的电子具有如此大的回旋半径，以至于它们的运动对重联层中的小尺度湍流结构不敏感，并且仅由大尺度场控制。我们表明，这样的粒子被引导到重联层的反向磁场，因为它们被加速的重联电场。当这些电子被限制在电流片内时，它们经历减小的垂直磁场，该垂直磁场可能下降到加速电场以下。这使它们能够在遭受辐射损失之前达到更高的能量，从而发射出超过100 MeV极限的同步辐射，为蟹状星云伽马射线耀斑悖论提供了一个自然的解决方案。
2011-05-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Understanding FRB 200428 in the synchrotron maser shock model: consistency and possible challenge
最近，与SGR 1935+2154的X射线爆发（XRB）相关的银河系FRB 200428的发现在FRB和磁星活动之间建立了一座桥梁。在本文中，我们假设XRB发生在磁星磁层。我们发现，FRB 200428和相关的XRB的观测特性是一致的同步脉泽发射在超相对论磁化冲击的预测，包括辐射效率，类似的能量发生频率分布，同时到达时间。它要求上游介质是由先前的耀斑喷射出的温和的相对论性重子壳层。射电爆发的耀斑能量注入将产生磁星风星云，它已被用来解释与FRB 121102相关的持久射电源。我们发现，SGR 1935+2154周围的无线电连续可以很好地理解磁星风星云模型，通过假设相同的能量注入率$\dot{E} \propto t^{-1.37}$ FRB 121102。根据GBT和FAST对FRB 121102的观测结果，估算了所需的重子质量。假设相同的辐射效率$η\sim 10^{-5}$，从中心磁星喷射出的重子总质量约为0.005太阳质量。这个值比磁星外壳的典型质量大得多，但与磁星外壳的总质量相当。
2020-08-13 astro-ph.HE
Discovery of An X-ray Photoionized Optical Nebula and A Radio Nebula Associated with the ULX NGC 4861 X-1
本研究通过长缝光谱观测和存档射电数据分析，发现ULX NGC 4861 X-1兼具X射线光电离光学星云与射电星云特征，是第四颗位于此类星云内的ULX，为超亮X射线源相关研究提供了新的多波段观测证据。
2023-11-08 astro-ph.HE
Signatures of extended radio emission from escaping electrons in the Lighthouse Nebula
最近在X射线中发现了几个具有喷流状伸展结构的超音速逃逸脉冲星风星云（sPWNe）。如果这些结构是电子逃离系统并扩散到周围的星际介质中的产物，它们可以在源周围产生延伸数弧分的射电晕。我们在灯塔星云sPWN中模拟了这种情况下的预期无线电发射。我们假设一个恒定的粒子注入率在源的寿命，和各向同性扩散到周围介质。我们的预测强烈依赖于粒子分布中给出的低能和高能截止值。我们的研究结果表明，扩展的无线电发射可以检测到灯塔星云，而不需要调用极端值的模型参数。我们提供了合成的同步辐射图，可以用来约束这些结果与目前的高灵敏度的无线电仪器的观测。
2021-09-01 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
Exploring the effects of magnetar bursts in pulsar wind nebulae
我们探讨磁星爆发对脉冲星风星云（PWN）的射电、X射线和伽马射线通量的可能影响。我们假设爆发注入电子-正电子对或为磁场供电，并探索注入时的总能量和所需的光谱指数，以便将X射线通量增加约一个数量级，以及其衰减时间，直到达到静止。我们还探讨了磁动力现象，可以解释暂时增加的PWN同步辐射通量，也许是相对常见的缺乏PWNe周围的磁星。这种现象学的研究是感兴趣的快速射电暴（FRB），以及磁星和这种系统之间的连接，最近已经建立了观测。
2020-09-16 astro-ph.HE
Turbulent model of Crab nebula radiation
我们建立了蟹状星云非热辐射的湍流模型。本模型解决了Kennel-Coroniti（1984）模型的一些长期存在的问题：（i）σ问题;（ii）射电电子的硬谱;（iii）γ射线耀斑的高峰值能量;（iv）红外（IR）发射的空间演化。星云包含两个注入粒子群：通过费米-I机制在风终止激波处加速的质子-I，以及在蟹状星云中心部分高度磁化（$σ$ $\gg 1$）等离子体中重连湍流时加速的质子-II。重联湍流湍流-II从射电扩展到伽马射线：它加速具有硬谱的射电电子，破坏大尺度磁通量（从而解决了西格玛问题），偶尔会产生伽马射线耀斑（来自最大尺度的重联事件）。该模型再现了蟹状星云的宽带光谱，从无线电中的低频同步辐射到TeV能量的逆康普顿辐射，以及红外和光学波段光谱指数的空间分辨演化。
2020-05-13 astro-ph.HE
Flares in the Crab Nebula Driven by Untwisting Magnetic Fields
最近从蟹状星云中发现了PeV电子，产生于一天或更短的快速时间尺度上，具有尖锐的峰值伽马射线光谱，没有硬X射线，挑战了传统的扩散冲击加速模型，然后是同步辐射。在这里，我们概述了一个加速模型，涉及一个直流电场平行于磁场在扭转环向场的脉冲星。扭转场局部区域电阻率的突然发展被认为会驱动粒子加速，达到PeV能量，导致耀斑。该模型能再现观测到的$T \approx 1$日的时间尺度、$U_{Φ,rr} \approx 1$ MeV的峰值光子能量、$U_{e,rr} \approx 1$ PeV的最大电子能量和$L \approx 10^{36}$ erg s $^{-1}$的亮度。
2012-04-30 astro-ph.HE
Properties and Spatial Distribution of Dust Emission in the Crab Nebula
最近对超新星遗迹（SNRs）中新形成的尘埃的红外（IR）观测发现，尘埃质量比理论模型预测的和从高红移观测中测量的要低得多。蟹状星云的脉冲星风被认为是席卷了新形成的超新星（SN）尘埃以及喷出的气体。这一尘埃的证据是在蟹状星云的积分光谱中发现的红外过量，以及在同步加速器星云的消光中发现的，后者揭示了灯丝核心中尘埃的存在。我们提出了第一个空间分辨的尘埃发射光谱的蟹状星云获得的红外光谱仪搭载斯皮策太空望远镜。红外光谱以同步辐射为主，并显示来自S，Si，Ne，Ar，O，Fe和Ni的禁带线发射。我们从3.6和4.5微米的图像中得到了同步辐射光谱图，并从我们的数据中减去了这一贡献，以产生尘埃残留连续辐射的地图。尘埃排放似乎是集中在沿喷出物长丝，是很好地描述了无定形碳或硅酸盐颗粒成分。我们发现硅酸盐的尘埃温度为55+/- 4 K，碳颗粒的尘埃温度为60 +/- 7 K。估计的尘埃总质量为0.0012-0.012太阳质量，远低于核心坍缩超新星的理论尘埃产量。我们的颗粒加热模型意味着尘埃颗粒半径相对较小，不像IIP型SN中形成的尘埃颗粒所预期的那样。
2012-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pulsar-wind-nebula-powered Galactic center X-ray filament G0.13-0.11: Proof of the synchrotron nature by IXPE
通过IXPE和Chandra观测，发现银心X射线丝状结构G0.13-0.11的辐射高度偏振（PD=57%），证实其同步辐射起源，并揭示磁场沿射电丝有序排列。
2024-03-09 astro-ph.HE
Three-dimensional relativistic pair plasma reconnection with radiative feedback in the Crab Nebula
蟹状星云中100 MeV以上的快速同步加速器伽马射线耀斑的发现引起了人们对脉冲星风星云中粒子加速机制的新兴趣。扩散激波加速不能解释耀斑，因为粒子加速和发射发生在单个甚至亚拉莫尔时间尺度内。在这种情况下，同步辐射能量损失在粒子运动上引起拖曳力，该拖曳力平衡电加速度并防止160 MeV以上的同步辐射的发射。先前的分析研究和二维粒子模拟（PIC）表明，相对论重联是一个可行的机制，以规避上述困难。位于X点的重联电场线性加速粒子，辐射能量损失很小。在本文中，我们检查这种机制是否生存在3D中，使用一组大的PIC模拟与辐射反作用力和指导领域。在协议与早期的工作，我们发现，相对论漂移扭结不稳定变形，然后破坏层，导致显着的等离子体加热，但很少的非热粒子。适度的引导场使层稳定并使粒子加速。我们报告说，3D磁重联可以加速粒子以上的标准辐射反应极限，虽然效果是不太明显，比在2D没有引导场。我们确认，最高能量的粒子形成紧凑的聚束内的磁通量绳，和一个光束紧紧地限制在重联层，这可能会导致观察到的蟹状耀斑时，偶然，光束穿过我们的视线。
2014-01-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Onset of particle acceleration during the prompt phase in gamma-ray bursts as revealed by synchrotron emission in GRB160821A
伽玛暴瞬发相的γ射线发射和粒子加速的物理过程至今仍不清楚。为了对观测结果进行明确的物理建模，需要明确识别排放机制。GRB 160821 A中非常强的耀斑期间的同步辐射是一个明确的识别实例，它发生在135 s的瞬发阶段。在这里，我们表明，在这个耀斑的辐射电子的分布最初是非常狭窄的，但后来发展的幂律尾加速电子。因此，我们确定的第一次在伽玛射线暴射流粒子加速的发病。耀斑是一致的后期能量释放从中央引擎造成外部冲击，因为它遇到了一个预先存在的环星云的祖先沃尔夫-拉叶星。相对论正向和反向冲击的发展，导致两个不同的发射区具有相似的属性。粒子加速只发生在前向激波中，进入致密的星云物质。在这里，磁化强度也降低到临界值以下，这允许费米加速操作。利用这一事实，我们发现一个体积洛伦兹因子为$420 \simleq Γ\simleq 770$，和一个发射半径为$R \sim 10^{18}$厘米，表明一个稀薄的气体的直接环爆周围。因此，对粒子加速开始的观测给出了新的和独立的约束条件，这些约束条件对流的性质以及无碰撞天体物理冲击中粒子加速的理论都有约束。
2022-06-01 astro-ph.HE
Gamma-ray flare and absorption in Crab Nebula: Lovely TeV-PeV astrophysics
我们光谱适合GeV的伽玛射线耀斑最近观察到的蟹状星云考虑一个小的斑点洛伦兹推向我们。指出TeV-PeV区的逆康普顿耀斑比同步辐射增强了一个洛伦兹因子平方\sim <$^2，它已经排除了<$\gtrsim 200，并将被未来的TeV-PeV观测站CTA，Tibet AS + MD和LHAASO探测到。我们还表明，从蟹状星云发出的PeV光子被吸收的宇宙微波背景辐射通过电子-正电子对创建。
2012-05-25 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Klein-Nishina Effects on Optically Thin Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Spectrum
当Klein-Nishina（KN）效应很重要且对产生和外辐射场可以忽略时，我们给出了光学薄同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）谱的解析近似。这一理论对于天体物理源辐射的分析处理是有用的，如伽马射线暴（GRB），活动星系核和脉冲星风星云，其中KN效应可能是重要的。我们考虑一个连续注入的相对论性电子与幂律能量分布以上的一些典型的注入能量的源。我们发现，同步加速器SSC光谱可以描述一个破缺的幂律，并提供解析估计的断裂频率和幂律指数。在一般情况下，我们表明，KN横截面上的上散射电子的能量的依赖性的结果在硬化的能量分布的快速冷却的电子，因此在硬化所观察到的同步辐射光谱。结果表明，当忽略KN效应时，快冷电子在典型注入能量以下的同步辐射谱可以与$F_ν\propto ν^0$一样硬，而不是经典的$ν^{-1/2}$.同步加速器能量输出可以由具有高于典型注入能量的能量的电子主导。我们自洽地求解了冷却频率，发现同步加速器和SSC冷却之间的过渡会导致冷却频率以及同步加速器和SSC光谱的不连续变化。我们证明了我们的研究结果的理论应用，将它们应用到即时和余辉辐射模型的伽玛暴。
2009-09-23 astro-ph.HE
The optically thick homogenous SSC model: Application to radio galaxy NGC 1275
我们考虑了活动星系中喷流的同步辐射自康普顿（SSC）模型，其中产生的$γ$射线光子可以在与已经在发射区的同步辐射的碰撞中被吸收。在这种修改的SSC模型，我们认为，更高的发射阶段的特点应该是$γ$ -射线光谱延伸到较低的能量，由于最高能量的$γ$ -射线的有效吸收。作为一个例子，我们表明，不同的发射阶段的附近的射电星系NGC 1275可以解释这种情况。
2013-11-15 astro-ph.HE
Gamma-ray Thermalization and Leakage from Millisecond Magnetar Nebulae: Towards a Self-Consistent Model for Superluminous Supernovae
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种巨大的恒星爆炸，其亮度太高，无法由传统的能源（如放射性56 Ni）提供动力。这些瞬变可能是由一个中央引擎提供动力，例如毫秒脉冲星或磁星，它们的相对论风膨胀了一个由高能粒子和辐射组成的星云，位于膨胀的喷出物后面。我们提出了三维蒙特卡罗辐射转移计算遵循的生产和热能的高能量辐射从星云到光辐射，相反，确定的伽马射线发射逃逸的喷出物没有热化。我们跟踪的光子和物质的演化耦合两区（“风/星云”和“喷出物”）模型，占辐射过程的范围。我们确定了一种新的机制，通过这种机制，上游脉冲星风中的伽马-伽马对产生调节了爆炸后最初几年内进入星云的粒子的平均能量，使我们的结果在这个时间尺度上对（不确定的）内在风对多重性不敏感。为了解释观测到的SLSNe光学光变曲线的后期变陡是伽马射线泄漏的结果，星云的磁化强度必须非常低，epsB <~ 1 e-6- 1 e-4。对于较高的epsB，同步辐射很快开始主导热化星云辐射，并且由于其较低的光子能量而容易被吸收，导致SN光学光变曲线跟踪自旋下降功率，甚至晚到>~ 1年，与观测不一致。要使磁星仍然是SLSNe的有力竞争者，我们可以得出结论，要么磁星风/星云中的磁耗散非常有效，要么自旋下降的光度衰减速度明显快于正则偶极速率~1/t^2，这恰好模拟了伽马射线逃逸。
2021-01-13 astro-ph.HE
Particle acceleration model for the broadband baseline spectrum of the Crab nebula
我们开发了一个简单的单区模型的稳态蟹状星云光谱，包括无线电/软$X$射线和GeV/多TeV的观测。通过求解GeV-TeV电子在风终止冲击作为一个对数抛物线的动量分布，并通过能量损失演变的输运方程，我们确定分析所产生的差分能谱的光子。我们发现一个令人印象深刻的协议与观测到的同步辐射光谱，和同步辐射自康普顿组件再现以前无法解释的广泛的$200$ -GeV峰，匹配费米/LAT数据超过$1$ GeV的MAGIC数据。我们确定了单对数抛物线电子注入分布的参数，与文献中提出的多个破幂律电子谱。由此产生的光子微分光谱提供了一个自然的解释偏离幂律习惯上符合经验多重破幂律。我们的模型可以应用到无线电多TeV频谱的各种天体物理外流，包括脉冲星风星云和超新星遗迹，以及行星际冲击。
2017-07-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
The dust content of the Crab Nebula
我们用贝叶斯SED模型模拟了蟹状星云的近红外到射电图像，同时拟合了它的同步加速器、星际和超新星尘埃发射。我们推断星际尘埃消光图的平均$A_{\text{V}}$ =1.08 $\pm$ 0.38等，与螃蟹的整体红外辐射的小贡献（<22%）一致。蟹状星云的超新星尘埃质量估计在0.032到0.049 M $_{\odot}$之间（对于无定形碳颗粒），尘埃的平均温度为$T_{\text{dust}}$ =41 $\pm$ 3 K，相当于尘埃的凝结效率为8- 12%。这个修正后的尘埃质量比以前的一些估计低了一个数量级，这可以归因于我们不同的星际尘埃修正，较低的SPIRE通量密度和较高的尘埃温度。蟹状星云内的尘埃主要存在于脉冲星南部的致密丝状体中，平均V波段尘埃消光为$A_{\text{V}}$ =0.20-0.39等，与最近的光学尘埃消光研究一致。模拟的同步加速器幂律谱与射电光谱指数$α_{\text{radio}}$ =0.297 $\pm$ 0.009和红外光谱指数$α_{\text{IR}}$ =0.429 $\pm$ 0.021一致。我们已经确定了一毫米的额外排放在螃蟹的中心地区，并认为它最有可能的结果从两个不同的人口同步辐射粒子。我们的结论是，蟹状星云的有效尘埃凝结（8-12%）提供了进一步的证据，证明超新星可以为星系中的星际尘埃预算提供实质性的贡献。
2019-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Absorbed relativistic jets in radio-quiet narrow-line Seyfert 1 galaxies
窄线塞弗特1（NLS 1）星系是一种特殊的活动星系核。它们中的大多数并没有表现出强烈的无线电发射，但最近七个无线电安静（或-沉默）的NLS 1已经被Metsähovi射电望远镜检测到在37 GHz处多次闪烁，表明这些特殊来源中存在相对论喷流。我们用卡尔G. Jansky超大阵列（JVLA）在1.6，5.2和9.0 GHz的A配置。我们的研究结果表明，这些来源是非常微弱的或没有检测到的JVLA波段。在这些频率下，来自它们的相对论性喷流的无线电辐射必须被吸收，要么通过同步加速器自吸收，就像在千兆赫兹峰值源中发生的那样，要么更有可能通过与星暴活动或冲击相关的电离气体屏蔽的自由-自由吸收。我们的研究结果对收音机响度标准投下了新的阴影，这似乎越来越频繁地成为一个误导性参数。新的高频率和高分辨率的无线电观测对验证我们的假设至关重要。
2020-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining Superluminal Electron and Neutrino Velocities using the 2010 Crab Nebula Flare and the IceCube PeV Neutrino Events
Ice Cube报告的两个PeV级中微子事件的观察原则上可以允许人们对中微子部门的洛伦兹不变性违反（LIV）进行限制。首先，我认为至少有一个冰立方事件是河外起源，推导出一个上限为{ \it的差异}之间的推定超光速中微子和电子速度的$\le \sim 5.6 \times 10^{-19}$在单位$c = 1$，确认所观察到的PeV中微子可能已经到达地球从河外来源。我进一步推导出一个新的约束的超光速电子速度，从同步辐射的观测蟹状星云耀斑的2010年9月。由耀斑同步辐射产生的$>$ 1 GeV $γ$ -射线是由能量高达$\sim 5.1$ PeV的电子产生的，这一推论表明这些电子不存在真空中的库伦科夫辐射。这意味着对超光速电子速度$δ_e \le \sim 5 \times 10^{-21}$有一个新的强约束。紧接着，我们就得到了超光速中微子速度的上限（仅\it）为$δ_ν \le \sim 5.6 \times 10^{-19}$，比SN 1987 A中微子爆发的飞行时间约束要好许多个数量级。然而，如果电子是{ \it subluminal}，那么从蟹状星云$γ$射线谱得到的对$|δ_e| \le \sim 8 \times 10^{-17}$的约束，对超光速中微子速度$δ_ν \le \sim 8 \times 10^{-17}$的约束就比较弱。
2014-02-12 astro-ph.HE hep-ph
The Highly Self-Absorbed Blazar, PKS\,1351$-$018
PKS 1351 $-$ 018是最稳定的同步辐射光源之一，其红移为$z=3.71$，光度为$> 10^{47}$，erg~s $^{-1}$ .在35年的时间里，同步辐射光度的变化似乎不超过$\sim 25\%$。为了理解这种显著的行为，如果它是在$z=0.5$，它将在15 GHz的$110 - 137$ \，Jy的范围内具有超过11年的通量密度。尽管这种稳定的行为，在2011年和2016年检测到两个强烈的$γ$射线耀斑$\lesssim 10^{49}$ \，erg~s $^{-1}$。类耀变体行为与稳态行为共存。本研究旨在阐明这一来源的双重性质。我们发现射电源非常紧凑，具有明亮的核心和陡峭的光谱次级分量，距离12\，mas，在1995年至2018年的六个时期内，其位置和通量密度似乎是恒定的。我们估计，一个时间平均功率为$(5.2 \pm 3.2) \times 10^{45}$ \，erg~s $^{-1}$的喷流终止于这个叶瓣，该叶瓣在距中心发动机的去投影距离$1-3$ \，kpc处推进$\gtrsim 0.9 c$。这是一个年轻的（$\sim 6000$ \，yr），非常强大的射电源，从喷流轴几度观察的罕见情况。我们发现了一个高速度（4000 km ~ sPDMATHABMP）、高电离风的证据.年轻的射电喷流在穿过强烈的类星体环境时似乎经历了适度的弯曲。
2021-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
