Constraints on particle acceleration sites in the Crab Nebula from relativistic MHD simulations
蟹状星云是银河系中最有效的加速器之一，也是唯一显示PeV粒子直接证据的星系源。尽管如此，这种有效加速背后的物理过程仍然是一个谜。虽然粒子加速，至少在最高的能量，通常被认为发生在脉冲星风终止冲击，上游流的属性被认为是不均匀的沿冲击表面，和重要的约束机制在工作中来自准确的知识，沿这个表面粒子被加速。在这里，我们使用轴对称相对论MHD模拟，以获得在蟹状星云的不同能量的粒子的加速网站（S）的约束。各种方案被认为是注入粒子负责同步辐射在不同的频带，无线电，光学和X射线。由此产生的发射特性进行比较与现有的数据的多波长的时间变化的内部星云。我们的主要结果是X射线发射粒子在脉冲星风的赤道区域被加速。加速机制的性质上可能的影响进行了讨论。
2015-02-23 astro-ph.HE
Relativistic MHD modeling of magnetized neutron stars, pulsar winds, and their nebulae
中子星是最吸引人的天体物理源之一，它具有强引力、密度接近或超过核密度以及巨大的磁场等特征。在整个电磁波谱中，它们的观测特征可以是极其多样的，从射电望远镜的周期性和低频信号，到磁星的突然高能伽马射线耀斑，在磁星的耀斑中，能量约为10^46尔格在几秒钟内释放。快速旋转和高度磁化的中子星预计会发射强大的相对论风，其与超新星遗迹的相互作用会产生脉冲星风星云的非热发射，脉冲星风星云是已知的电子和正电子的宇宙加速器，能量高达PeV。在原磁星的极端情况下（磁场约为10 ^15 G，周期为毫秒），类似的机制可能为仍然神秘的伽马射线暴提供一个可行的引擎。中子星所有这些壮观的表现的关键因素是在其组成的等离子体中存在强磁场。在这里，我们将介绍Arcetri的高能天体物理组最近更新的几个最先进的数值研究：在广义相对论中旋转磁化中子星的稳态轴对称结构的综合建模，以及相对论脉冲星风及其相关星云的动态3-D MHD模拟。
2017-11-03 astro-ph.HE
Full-3D relativistic MHD simulations of Bow Shock Pulsar Wind Nebulae: dynamics
弓激波脉冲星风星云（BSPWNe）是已知的，显示出各种各样的形状和形态，无论是在比较不同的对象，并为同一对象在不同的能量带。目前还不清楚这种变化是否与脉冲星风特性的差异有关，或者与周围介质条件的差异有关。我们在这里提出了一套完整的三维，相对论性和磁流体动力学模拟BSPWNe，目的是确定如何在脉冲星风的注入条件的差异反映在星云动力学。为了实现一个很好的覆盖范围内的可用参数空间，我们已经运行了几个不同的参数，是最有代表性的风的特性：风能通量的纬度各向异性相对于脉冲星自旋轴，磁化水平，脉冲星自旋轴的倾斜度相对于脉冲星的运动方向。我们跟踪了这些系统的动力学，不仅在头部，而且在尾部，试图评估系统是否以及如何在距离脉冲星本身很远的地方保留注入的记忆。在本文中，我们集中我们的注意力在流体结构和磁场性质的表征。我们试图评估尾部的湍流水平，以及它与注入的关系，电流片的存活，以及受冲击的环境介质和相对论脉冲星风物质之间的混合程度。
2019-02-01 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
On the origin of jet-like features in bow shock pulsar wind nebulae
弓形激波脉冲星风星云是一个与古老的超新星有关的非热同步辐射源，它们从母超新星遗迹中出现，并直接与星际介质相互作用。在这一类中，一些物体显示出扩展的X射线特征，通常被称为“喷流”，这违背了所有的期望，从规范的MHD模型，强烈失调相对于脉冲星的运动方向。有人认为，这些喷流可能源自从系统逃逸的高能粒子。在这里，我们调查这种可能性，计算粒子的轨迹上的3D相对论MHD模型的流动和磁场结构，我们不仅表明，光束逃逸是可能的，但它可以很容易地不对称和电荷分离，这是我们将讨论的重要方面来解释已知的对象。
2019-10-04 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
Characterization of the optical and X-ray properties of the northwestern wisps in the Crab Nebula
我们已经研究了蟹状星云脉冲星西北部的小束，作为可见光和X射线多波长活动的一部分。光学观测是利用拉帕尔马的北欧光学望远镜进行的，X射线观测是利用钱德拉X射线观测站进行的。观测活动于2010年10月至2012年9月举行。大约每年一次，我们观察到从（或附近）通常与脉冲星风的终止激波有关的区域形成和剥离的小束。我们发现，在光学和X射线的西北小束的确切位置是相似的，但不一致，与X射线小束优先位于更接近脉冲星。这表明光学和X射线束不是由相同的粒子分布产生的。我们的测量和它们的影响解释的多普勒增强环模型，有其起源的磁流体动力学（MHD）建模。虽然从X射线束推断的多普勒增强因子与当前脉冲星风星云（PWN）的MHD模拟一致，但光学增强因子却不一致，并且通常超过MHD模拟的值约3倍。
2013-07-03 astro-ph.HE
3D MHD simulations of runaway pulsars in core collapse supernova remnants
本研究通过三维磁流体动力学模拟，揭示了超新星遗迹及环境介质对速逃脉冲星风云形态和射电辐射的显著重塑作用，并首次模拟了脉冲星向内穿越时的喷流弯曲特征。
2025-03-27 astro-ph.HE
Turbulent magnetic relaxation in pulsar wind nebulae
我们提出了一个脉冲星风星云中磁能量耗散的模型。为了评估某些天体物理瞬变可能是由“毫秒磁星”的自旋下降提供动力的可能性，需要更好地理解这一过程。“例子包括超亮超新星、伽马射线暴和预期的电磁对应物，以引力波探测到双星中子星合并。我们的模型利用湍流磁弛豫理论的最新进展，指定一个耗散封闭的固定磁流体动力学（MHD）风方程，产生预测的整个星云的磁能量耗散率。同步加速器损失的处理自洽。为了证明该模型的有效性，我们表明，它可以重现蟹状星云的许多功能，包括其膨胀速度，辐射效率，峰值光子能量，和平均磁场强度。不像理想的MHD模型的螃蟹（导致所谓的西格玛问题），我们的模型占从超弱磁化等离子体流的过渡，并为相关的加热相对论电子。我们将讨论如何预测加热率可能被用来改善脉冲星风星云的粒子传输和加速模型。我们还讨论了蟹状星云的伽马射线耀斑的影响，并指出潜在的修改调用毫秒磁星自旋下降的天体物理瞬态模型。
2016-12-07 astro-ph.HE
Pulsar-Wind Nebulae: Recent Progress in Observations and Theory
在这篇综述中，我们描述了最近的观测和理论的发展，我们了解脉冲星风和脉冲星风星云（PWNe）。我们特别强调了对各种类型（例如，torus-jet和bowshock-tail），最近的MHD建模工作，以及外展蟹状PWN难题的现状。
2015-07-30 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 Modeling
脉冲星风星云（PWNe）是研究高能相对论现象的理想天体物理实验室。它们很接近，在我们的观测中得到了很好的解决，并且在他们的研究中获得的知识在许多其他领域都有很大的影响，从AGN到GRB。然而，仍然有一些未解决的问题，使我们无法完全清楚地了解这些物体。高分辨率X射线成像和数值代码的幸运组合，以处理相对论性MHD的流出和动力学性质，开辟了一条新的研究途径，在过去的几年里，导致了有趣的进展。尽管如此，我们仍然不了解粒子是如何加速的，以及脉冲星风和脉冲星磁层的功能，这为PWNe提供了动力。我将回顾一下现在通常被称为MHD范式的东西，特别是我将集中讨论已经和目前用于模拟这些系统的各种方法。对于每一种方法，我都将强调其优点、局限性和适用性。
2013-11-27 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor instability in Magnetohydrodynamic Simulations of the Crab Nebula
本文讨论了脉冲星风星云（PWN）轴对称模拟中瑞利-泰勒细丝的发展。高分辨率的自适应网格细化磁流体动力学（MHD）模拟来解决的非线性演化的不稳定性。星云中的湍流和丝状体的分级生长是丝状体典型分离的媒介。在最近的全球三维模拟PWN中发现的强磁耗散和场随机化表明，磁张力不足以抑制RT细丝的生长，与蟹状星云中突出细丝的观察结果一致。这里给出的长期轴对称结果证实了这一发现。
2014-05-21 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
Classical, large scale 3D MHD simulations of interacting pulsar wind nebulae
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats (ICREA)（加泰罗尼亚高级研究制度）
研究通过三维磁流体动力学模拟，探讨脉冲星风 nebula 形状与磁场方向角度的关系及其对无线电特性的影响。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle acceleration to PeV energies in Pulsar Wind Nebula: a two zone model
Astrophysical Sciences Division, Bhabha Atomic Research Centre（巴哈原子研究中心天体物理科学部）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立研究所）
研究通过双区模型探讨脉冲星风云中粒子加速至PeV能量的机制，发现低磁化参数环境和湍流均有利于加速过程。
2026-02-17 astro-ph.HE
Observations of "wisps" in magnetohydrodynamic simulations of the Crab Nebula
在这封信中，我们描述了新的高分辨率轴对称相对论MHD模拟脉冲星风星云的结果。模拟结果表明，赤道对称性和高度可变的结构脉冲星风终止冲击强烈的故障。合成的同步辐射图，使用一种新的更精确的方法构建，显示出与钱德拉和哈勃太空望远镜获得的蟹状星云的著名图像惊人的相似性。除了喷流环的结构，这些地图再现了蟹状星云著名的移动小束，其速度和产生率与观测结果一致。然后，使用各种统计方法，包括结构函数和小波变换的方法进行分析的变异性。结果表明，在1.5- 3 yr尺度下，湍流具有准周期性，而在1 yr尺度下，湍流具有MHD特性。本研究的完整报告将在后续文件中介绍。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
The MUSE Ultra Deep Field (MUDF). IV. A pair of X-ray weak quasars at the heart of two extended Lyα nebulae
本研究利用XMM-Newton对MUSE超深场中两个类星体进行X射线观测，发现它们X射线光度偏低且可能为内在性质，并表明类星体电离功率并非其周围莱曼α星云形态与大小的主要驱动因素。
2023-09-04 astro-ph.GA 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
3D MHD modeling of the expanding remnant of SN 1987A. Role of magnetic field and non-thermal radio emission
目的。我们研究了超新星爆发前（SN）周围磁场对SN 1987 A膨胀残骸动力学的影响，以及该残骸射电辐射的起源和演化，特别是在爆炸波与SN周围星云的相互作用过程中。方法.我们模拟了SN 1987 A从激波在恒星表面爆发到其残骸通过周围星云膨胀的演化过程。该模型考虑了辐射冷却，电离平衡的偏差，电子和离子之间的温度平衡的偏差，以及一个合理的配置的前SN环境磁场。从模拟中，我们合成了热X射线和非热射电辐射，并将模型结果与观测结果进行了比较。结果环境磁场的存在减少了致密赤道环在SN冲击波冲击后的侵蚀和破碎。因此，至少在模拟所涵盖的时间（40年）内，戒指在爆炸中幸存下来。我们的模型能够再现SN 1987 A在X射线和射电波段的形态和光变曲线。该模型再现了观测到的无线电发射，如果从反向冲击的流量是严重抑制。在这种情况下，射电辐射主要来源于穿过H II区的前向激波。研究了抑制反向激波发射的可能机制。我们发现，同步辐射自吸收和自由-自由吸收在与星云相互作用过程中对辐射的影响可以忽略不计。我们认为，在射频的反向冲击辐射可能受到高度磁化的喷出物的限制。
2018-11-30 astro-ph.HE
Superluminal Waves and the Structure of Pulsar Wind Termination Shocks
脉冲星风的终止激波大致位于冲压压力与周围介质压力相匹配的地方。在激波的下游，弥散星云发射的MHD模型表明等离子体是弱磁化的。然而，从坡印廷主导的MHD风到粒子主导的流动的转变还没有得到很好的理解。我们讨论了这个“西格玛问题”的解决方案，其中条纹风转换成一个强大的，超光速电磁波。这种模式在径向传播时会变慢，并且其冲压压力在大半径处趋于恒定值，这是我们用来将解决方案与周围星云相匹配的属性。因此，波形成了终止激波的前体，终止激波发生在波消散的点。定性地讨论了可能的阻尼和耗散机制。
2013-03-27 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
High sigma model of pulsar wind nebulae
脉冲星和长伽马射线暴的中心引擎-脉冲星-可能产生在稠密环境（星际介质或恒星材料）中膨胀的高度磁化（坡印廷通量主导）外流。对于某些注入条件，风的磁通量不能容纳在腔内。在这种情况下，理想（非耗散）MHD模型，类似于Kennel和Coroniti（1984）的蟹状星云模型，崩溃（所谓的sigma问题）。这通常意味着风应该在比空腔尺寸小得多的尺度上成为粒子主导的。然后，风被流体型（低磁化）反向冲击减慢。最近的费米结果表明，蟹状星云的同步辐射光谱远远超出了最有效的辐射反应限制加速的上限，与低σ反向冲击的存在相矛盾。我们提出了另一种可能性，即多余的磁通量在两个区域的重联过程中被破坏：旋转轴附近和赤道附近。我们构造了一个这样的高度磁化的风有两个不同的重联区域的例子，并建议这些重联城市被观察到的环面和喷流在脉冲星风星云。该模型再现，定性，观察到的蟹状星云的形态。在星云的某些部分，耗散发生在相对论运动的风中，减轻了对加速率的要求。
2009-11-02 astro-ph.HE
The theory of Pulsar Wind Nebulae: recent progress
脉冲星风星云在许多方面都是非常有趣的天体。它们是最明亮和最接近的相对论源，因此是相对论等离子体物理学的终极实验室：在其他相对论源中观察到（或推断发生）的几个过程可以在这里进行独特的详细研究，例如相对论流出的加速和准直，或者相对论冲击中粒子的加速。在这里，我回顾了我们的理论认识脉冲星风星云的最新的二维和三维MHD建模这些来源的现状。我将讨论这些研究如何将我们带到这样一个点，即我们可以可靠地使用这些星云的多波长观测来诊断脉冲星风的隐藏物理学，以及粒子在终止风的高度相对论性冲击中加速的机制。最后，我将简要地讨论最近的进展，在建模的演变脉冲星风星云和逃逸的粒子从这些系统。这一努力有助于合理评估脉冲星风作为宇宙射线轻子源的作用，最近被认为对银河系中的宇宙射线传输也有重要影响。
2020-01-13 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
The inner knot of the Crab nebula
我们将蟹状星云的内结模拟为来自相对论脉冲星风的非球形MHD终止激波的同步辐射。激波后的流动是温和的相对论性的，因此，多普勒波束对激波的外观有很大的影响。该模型可以再现结的位置，大小，伸长率，亮度分布，光度和偏振提供的脉冲星风的有效磁化产生的节是低的，$σ\leq 1$。在条纹风模型中，这意味着条纹区相当宽，与蟹状星云脉冲星$\ge 45^\circ$的磁倾角相同;这与先前基于脉冲星伽马射线发射的依赖模型的估计一致。我们的结论是，微小的结确实是一个亮点的表面上的准静态磁相对论冲击，这个冲击是一个网站的有效粒子加速。另一方面，推导出的低磁化的结等离子体意味着这是一个不太可能的网站螃蟹的伽马射线耀斑，如果它们是相关的快速相对论性磁重联事件。
2015-10-21 astro-ph.HE
Learning About the Magnetar Swift J1834.9-0846 from its Wind Nebula
最近在Swift~J1834.9 $-$ 0846周围的X射线中发现了磁星周围的第一个风星云。我们研究这颗磁星的整体能量学及其粒子风或外流的性质。Swift~J1834.9 $-$ 0846位于超新星遗迹（SNR）W 41的中心，距离$\sim4\;$ kpc，其半径为$\sim 19\;$ pc，比X射线星云（$\sim2\;$ pc）大一个数量级。与SNR W 41的相关性表明$\sim5-100\;$ kyr是常见的年龄，而其自旋下降年龄为$4.9$ ~kyr。一个小的出生踢速度可能部分解释了为什么风星云被检测到围绕这个磁星，但没有围绕其他磁星，其中大多数似乎有较大的踢速度，可能已经退出了他们的出生SNR。我们发现Fermi/LAT和H.E.S.S.探测到的GeV和TeV源，半径为$\sim11\;$ pc的粒子最有可能是强子起源的。星云的动力学和内部结构的分析检查，以解释星云的当前属性。其尺寸可以自然地对应于X射线发射$e^+e^-$对的扩散主导冷却长度。这也可能解释了X射线从星云内部到外部发射的光谱软化。对X射线同步加速器星云的分析表明：（i）星云的磁场是$\gtrsim 11\;μ$ G（很可能是$\lesssim30\;μ$ G），（ii）星云的主要动力不是磁星静止时的自旋下降的MHD风，而是其他的外流，贡献了星云的大部分能量。后者最有可能与磁星的爆发活动有关，并可能…
2016-10-01 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
The Crab Nebula super-flare in April 2011: extremely fast particle acceleration and gamma-ray emission
2011年4月中旬，AGILE从蟹状星云中探测到了100 MeV以上的极强快速伽马射线。这一事件是蟹状星云在2007年至2011年中期期间产生的一系列重大伽马射线耀斑中的第四次。这些事件归因于蟹状星云内部强烈的辐射和等离子体不稳定性，它们的性质对于快速有效的粒子加速到10^15 eV的理论研究至关重要。在这里，我们研究了2011年4月16日达到创纪录的峰值F =（26 +/- 5）x 10^-6 ph cm^-2 s^-1的事件的非常快速的通量和光谱演化，我们确定上升时间尺度在6-10小时之间。峰值闪烁伽马射线谱在500 MeV附近达到明显的最大值，在1 GeV以上没有实质性的发射。蟹状星云快速的上升时间和整体演化强烈地限制了其加速机制，并对MHD模型提出了挑战。我们简要讨论我们的观察的理论含义。
2011-09-21 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku detection of an X-ray emitting shell around the pulsar wind nebula G54.1+0.3
最近的X射线观测已被证明是非常有效的检测以前未知的超新星遗迹壳周围的脉冲星风星云（PWNe），在这些情况下，壳的特征提供了进一步的线索嵌入PWN的演化阶段。然而，目前尚不清楚为什么一些PWNe仍然是“裸体”。我们进行了一次X射线观测活动，目标是PWN G54.1+0.3，螃蟹的“近亲”，目的是检测相关的SNR壳。分析了XMM-Newton和Suzaku对G54.1+0.3的观测结果，模拟了尘埃散射晕的贡献。我们检测到一个固有的微弱的弥漫X射线发射周围的硬光谱，这可以建模与幂律（伽马= 2.9）或热等离子体模型（kT=2.0千电子伏）。如果壳层是热的，我们得到爆炸能量E=0.5- 1.6 × 10^51尔格，冲击前ISM密度为0.2 cm^-3，年龄约为2000年。利用这些结果在PWN-SNR演化的MHD模型中，我们得到了一个很好的一致性之间的预测和观察到的位置的外壳和PWN冲击。
2010-04-20 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope Observations of the Crab Pulsar and Nebula
我们使用费米大天区望远镜（LAT）8个月的调查数据报告蟹状星云脉冲星和伽玛射线观测。利用南凯和约德雷尔班克射电望远镜提供的星历获得的高质量光变曲线显示出两个主峰，其相位与能量稳定。第一个伽玛射线峰超前射电主脉冲（281 \pm 12 \pm 21）μ s，对脉冲星磁层中非热辐射的产生地点提出了新的限制。LAT提供的更高的灵敏度和前所未有的统计数据使蟹状星云脉冲星光谱参数的精确测量成为可能：截止能量E_c =（5.8 \pm 0.5 \pm 1.2）GeV，伽马光谱指数=（1.97 \pm 0.02 \pm 0.06）和100 MeV以上的积分光子通量（2.09 \pm 0.03 \pm 0.18）x 10^{-6} cm^{-2} s^{-1}。第一个误差代表拟合参数的统计误差，而第二个是系统不确定性。脉冲伽马射线光子被观测到高达~ 20 GeV，这排除了在恒星表面附近的发射，低于大约4到5个恒星半径的高度，相位间隔包括两个主峰。星云在100 MeV - 300 GeV能量范围内的光谱可以用两个指数的幂律之和来描述：Gamma_{sync} =（3.99 \pm 0.12 \pm 0.08）和Gamma_{IC} =（1.64 \pm 0.05 \pm 0.07），分别对应于同步加速器的下降沿和逆康普顿分量的上升沿。后者与切伦科夫实验的光谱数据点自然联系起来，通过标准磁流体力学（M…
2009-11-12 astro-ph.HE
Modelling the bow shock Pulsar Wind Nebulae propagating through a non-uniform ISM
许多脉冲星以超音速在星际介质（ISM）中传播，其脉冲星风与星际介质（ISM）相互作用，形成弓形激波和磁尾（PWN）。我们使用非相对论性轴对称磁流体动力学（MHD）模拟的非均匀ISM模型的传播。我们考虑到风从恒星，方位角和极向分量的磁场，并调查PWN在不同水平的磁化（磁物质的能量密度比）的风。我们考虑在不同的磁化强度值的小尺度和大尺度的不均匀性在ISM的PWN的相互作用。我们的结论是，在ISM的不均匀性可以改变的形状的弓激波和磁尾在不同的磁化值。我们比较我们的模拟结果与图像的吉他星云和其他PWN，显示其弓激波和磁尾的形状不规则。我们的结论是，这些不规则性可能是由PWN与ISM中的不均匀性的相互作用引起的。
2018-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Review of the Theory of PWNe
脉冲星风星云（PWNe）是研究高能相对论现象的理想天体物理实验室。它们很接近，在我们的观测中得到了很好的解决，并且在他们的研究中获得的知识在许多其他领域都有很大的影响，从AGN到GRB。然而，仍然有一些未解决的问题，使我们无法完全清楚地了解这些物体。高分辨率X射线成像和数值代码的幸运组合，以处理相对论MHD的流出和动力学性质，开辟了一条新的研究途径，导致了有趣的进展，在过去的几年里。尽管如此，我们仍然不了解粒子是如何加速的，以及脉冲星风和脉冲星磁层的功能，这为PWNe提供了动力。我将回顾一下现在通常被称为MHD范式的东西，特别是我将集中讨论已经和目前用于模拟这些系统的各种方法。对于每一个，我将强调其优点和局限性，以及适用程度。
2013-11-22 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
An extreme particle accelerator powered by pulsar PSR J1849-0001
LHAASO发现PSR J1849-0001驱动的脉冲星风云释放极高能伽马射线，其加速效率接近或超过单位，挑战了传统粒子加速理论。
2026-07-31 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
MUSE observations of the optical nebula surrounding the central compact object in the Vela Junior Supernova Remnant
本文利用MUSE积分场光谱首次对船帆座Jr超新星遗迹中CCO周围的光学星云进行空间分辨研究，发现其[N II]发射异常强且与Hα弧状结构不重合，提示该CCO可能源于一颗未形成黑洞的非常大质量恒星。
2023-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Waves in pulsar winds
围绕着许多恒星的射电、光学、X射线和伽马射线星云被认为是由同步加速器和逆康普顿辐射产生的。驱动这种发射的能量，以及磁场和相对论性粒子，都是由中心物体驱动的“风”提供的。风的内部部分可以用磁流体力学的方程来描述，但是当载流子的密度降到临界值以下时，这些方程在外部部分就失效了。本文回顾了内部（条纹风）的波动特性，并使用相对论双流体模型（冷电子和正电子）重新检查的非线性电磁模式，在外部传播。结果表明，在径向风，两个解决方案存在圆极化电磁模式。在大的距离，其中一个变成一个自由膨胀的流包含真空波，而另一个减速，对应于一个封闭的流。
2010-08-03 astro-ph.HE
NuSTAR study of Hard X-Ray Morphology and Spectroscopy of PWN G21.5-0.9
我们介绍了脉冲星风星云（PWN）/超新星遗迹G21.5-0.9的NuSTAR高能X射线观测。我们检测到的综合发射从星云高达~40千电子伏，并解决个人的空间功能在一个广泛的X射线波段的第一次。NuSTAR观察到的形态与XMM-Newton和Chandra在10 keV以下观察到的形态一致。在高能量下，NuSTAR清楚地探测到沿着超新星壳的东部和北部边缘延伸的高达~20 keV的非热辐射。宽带图像清楚地表明，X射线发射的北支和东翼的结果主要来自非热过程。我们检测到的空间积分X射线光谱在~9千电子伏，目前的SED模型不能再现，这意味着一个更复杂的电子注入光谱或一个额外的过程，如扩散相比，已经被认为是在以前的工作。我们使用空间分辨的地图，推导出一个能量依赖的冷却长度尺度，$L(E) \propto E^{m}$与$m = -0.21 \pm 0.01$。我们发现这与Kennel & Coroniti（1984）描述的形态演化与能量的模型不一致。这个值，以及观测到的射电和X射线之间的幂律指数变陡，可以定量地解释为雷诺（2009）简单标度模型中的能量损失谱突变，假设粒子平流超过扩散。这种解释需要从球形磁流体动力学（MHD），磁通量守恒流出，最合理的形式湍流磁场放大的实质性偏离。
2014-05-13 astro-ph.HE
Material mixing in pulsar wind nebulae of massive runaway stars
本文通过2.5维MHD模拟研究大质量逃逸星不同前身星类型和运动速度下脉冲星风、超新星抛射物与恒星风在脉冲星风云中的混合效率，揭示恒星演化历史对遗迹内元素分布和辐射机制的关键控制作用。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Analytical Description of Magnetised Winds from Oblique Pulsars
旋转的中子星，或称中子星，可能是许多天体物理系统背后的能量来源，如伽马射线暴、超新星、脉冲星风星云和超新星遗迹。在过去的几年里，三维数值模拟使得从第一性原理计算脉冲星自旋下降光度成为可能，并揭示了倾斜脉冲星风比对齐的更强大。然而，是什么原因导致这种斜置螺旋桨的功率输出增强还不清楚。在这项工作中，使用随时间变化的三维磁流体动力学（MHD）和无力模拟，我们表明，与标准的范式相反，开放的磁通量，携带能量远离脉冲星，横向不均匀。我们认为，这种不均匀性是斜星系光度增加的主要原因。为了证明这一点，我们构造简单的解析描述对齐和正交脉冲星风，并将它们结合起来，以获得一个准确的3D描述的脉冲星风的任何pronecity。我们的方法既描述了磁层电流片的弯曲，也描述了磁层电流片外脉冲星风性质的平滑变化，发现磁层电流片一般将以相对论速度运动的等离子体分离开来。这表明磁层重联是一种驱动重联，而不是自由重联。跨电流片的磁场分量中的跳跃随着双折射率的增加而减小，这可能是减少近正交双折射率中的耗散的机制。脉冲星风的解析描述可用于构建脉冲星伽玛射线发射、脉冲星风星云、磁星驱动的核心坍缩伽马射线暴和超新星等模型。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modelling the high-energy emission from gamma-ray binaries using numerical relativistic hydrodynamics
伽玛射线双星高能辐射的详细模拟是脉冲星风物理研究的一条重要途径。实现这一目标需要一个连贯的模型，在该地区的脉冲星风与其同伴的恒星风相互作用的流量和排放。我们开发了一个代码，以下的电子在冲击脉冲星风的基础上从相对论流体动力学模拟输入的演变和发射。该代码用于模拟LS 5039的光谱能量分布和轨道调制。脉冲星风完全被弓形激波和反向激波所限制。这些粒子分布在狭窄的麦克斯韦轨道上，主要发射GeV的光子，并且在从X射线到TeV伽马射线的广泛能量范围内非常有效地辐射幂律。大部分辐射来自弓形激波的顶点。多普勒增强使X射线和VHE光变曲线成形，将系统倾角限制为$i\approx 35^{\rm o}$。在硬VHE光谱和X射线到MeV的发射水平之间存在着紧张关系，这需要不同的磁场强度，而这在脉冲星风的恒定磁化强度$σ$和洛伦兹因子$Γ_{p}$的情况下很难实现。我们的最佳折衷方案意味着$σ\approx 1$和$Γ_{p}\approx 5\times 10^{3}$，分别高于和低于脉冲星风星云的典型值。这里推导出的$σ$的高值，其中风被限制在脉冲星附近，支持脉冲星风在发射时高度磁化的经典图像。然而，这样的磁化作用将需要进一步的调查，以相对论MHD模拟的基础上。
2015-05-07 astro-ph.HE
PeV proton acceleration in Gamma-ray Binaries
本研究通过相对论性MHD数值模拟证实，伽马射线双星中碰撞星风可将0.1 PeV质子加速至PeV以上，高磁化星风提供的高斯量级磁场是关键，且加速上限远超孤立脉冲星的电势降限制，为PeV粒子起源提供新可能。
2024-01-11 astro-ph.HE
PeV particle acceleration and non-thermal emission in the `minimalist' model of the extended jets in W50/SS433
针对W50/SS433延展喷流，提出“极简”模型，通过再准直激波加速粒子至PeV能量，解释偏振X射线及甚高能辐射，效率超10%。
2025-09-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
