A Spatially resolved X-ray Polarization map of the Vela Pulsar Wind Nebula
本文基于IXPE观测数据构建了Vela PWN的完整空间分辨X射线偏振图，发现其边缘区域偏振度极高并呈现环形磁场，揭示了与射电辐射一致的磁场结构及反向激波相互作用的影响。
2023-11-21 astro-ph.HE
The Vela X pulsar wind nebula through the eyes of H.E.S.S. and Suzaku
脉冲星风星云（PWNe）是银河系中最极端的粒子加速器之一，被认为是多TeV电子/正电子源，也是银河系γ射线源的主要类别之一。船帆座X是一个距离地球290 pc的近距离PWN，具有巨大的视尺寸（$>1^\circ$）。H.E.S.S.一组大气切伦科夫成像望远镜探测到船帆座X星是已知最亮的TeV伽马射线源之一。使用H.E.S.S.与X射线观测中已知的细长结构相吻合，并被称为茧，似乎是从脉冲星风终止激波区域发出的。茧的光谱能量分布在大约10 TeV处达到峰值，然后呈现出可以用H.E.S.S.精确测量的截止值。因为光源的亮度太高了在截止区辐射反康普顿伽马射线的电子是相同的负责在能量$> 1$ keV的X射线同步辐射。因此，Vela X提供了一个独特的测试案例，在其中我们可以用最少的建模假设来约束截止区加速轻子的密度和光谱以及磁场特性。由于源的接近/大的表观尺寸，这可以在PWN上以空间分辨的方式完成。我们将分析H.E.S.S.数据与朱雀太空望远镜的X射线数据相结合。我们将讨论粒子加速和传输背后的机制的影响，限制星云中不同位置的磁场强度，并探测磁场湍流。
2017-08-01 astro-ph.HE
The nature of the infrared counterpart and of the optical nebula associated with the Central Compact Object in Vela Jr.\
X射线源CXO\，J085201.4 $-$ 461753在几个kyr-old Vela Jr.超新星遗迹（G266.2-1.2）属于被称为“中央致密天体”（CCOs）的特殊孤立中子星类别。与仅在X射线中检测到的其他CCO不同，\cxo \也可能在其他波长处检测到。特别是，甚大望远镜（VLT）除了在H $α$中探测到一个6 \arcsec宽的星云外，还探测到一个候选的近红外对应物（H = 21.6 $\pm$ 0.1），解释为速度驱动的弓形激波。在这里，我们提出了新的近红外和光学VLT观测的候选对手\cxo \和它的星云，以确认拟议的协会。此外，我们使用档案钱德拉观测来测量第一次的CXO，J085201.4 $-$ 461753自行。间隔10.56年拍摄的两组近红外VLT图像之间的比较没有显示出CXO\，J085201.4 $-$ 461753的候选对应物的自行的证据，预期从其SNR几何中心的4 \arcmin \偏移，$3σ$上限为$\sim 10$ mas yr $^{-1}$。这比预期的$\sim$ 50- 100 mas yr $^{-1}$的自行小得多，而后者又低于我们用Chandra得到的$\sim$ 300 mas yr $^{-1}$的$3σ$上限。与此同时，VLT光谱解析了星云的光学发射，这是由NII在6548和6584的双重峰主导的，而不是由H $α$。总而言之…
2019-04-26 astro-ph.HE
Comparison between the emission torus and the measured toroidal magnetic field for the Crab and Vela nebula
本研究利用IXPE观测数据分析蟹状星云外环面与船帆星云弧的偏振磁场，发现蟹状星云偏振磁场与环面结构对齐且流速达0.8c、具备完整环向磁场，船帆星云则为不完整环向磁场。
2024-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Gamma-Ray Emission from the Vela Pulsar Wind Nebula with AGILE
众所周知，脉冲星可以驱动相对论性粒子风，这些粒子风可以通过与周围介质的相互作用产生明亮的星云。这些脉冲星风星云（PWNe）在无线电，光学，X射线，在某些情况下，也在TeV的能量，但在伽马射线波段的信息的缺乏，防止绘制一个全面的多波长的图片，他们的现象和发射机制。利用AGILE卫星的数据，我们探测到船帆座脉冲星风星云的能量范围从100 MeV到3 GeV。这一结果限制了负责GeV发射的粒子数量，探测多波长PWN模型，并建立了一类伽马射线发射器，可以解释一小部分未识别的银河系伽马射线源。
2010-01-01 astro-ph.HE
Synchrotron heating by a fast radio burst in a self-absorbed synchrotron nebula and its observational signature
快速射电暴是一种神秘的瞬变源。如果是河外星系，正如它们相对较大的色散测量所表明的那样，它们的亮温一定非常高。一些FRB模型（如年轻脉冲星模型、磁星巨星耀斑模型、超大质量中子星坍缩模型）认为它们可能与同步加速器星云有关。在这里，我们研究了自吸收同步加速器星云中FRB的同步加热过程。如果FRB频率低于星云的同步辐射自吸收频率，星云中的电子会吸收FRB光子，导致更硬的电子光谱和增强的自吸收同步辐射。在此期间，FRB通量被星云电子吸收。我们计算了FRB加热的同步加速器星云的光谱，发现在自吸收频率附近，星云光谱在几十年内会出现一个明显的峰。识别这样的光谱特征将揭示同步加速器星云中嵌入的FRB。
2016-03-09 astro-ph.HE
NuSTAR observation of the Vela pulsar and its nebula
本文分析200 ks NuSTAR观测，研究Vela脉冲星相位分辨光谱及致密与西南PWN的硬X射线辐射，发现其需指数截断幂律模型并指示约150 TeV电子加速。
2024-09-09 astro-ph.HE
Modeling of the Vela complex including the Vela supernova remnant, the binary system gamma2 Velorum, and the Gum nebula
我们研究了船帆座复合体的几何和动力学，包括船帆座超新星遗迹（SNR），双星系统gamma 2 Velorum和Gum星云。我们表明，船帆座SNR属于一个子类的非Sedov绝热残余物在多云的星际介质（ISM），其动力学是由ISM云的加热和蒸发。我们解释了船帆座SNR的可观测特征，即在ISM的阶梯状边界附近发生了一次能量为1.4 × 10^50尔格的SN爆炸，云间密度较低（~ 10^{-3} cm^{-3}），东北部（NE）的激波蒸发云的体积平均密度大约是西南部（SW）的4倍。船帆座SNR的东北部和西南部之间观察到的不对称性可以解释为存在一个恒星风气泡（SWB）吹离地球最近的沃尔夫-拉叶星（WR）在伽玛2 Velorum系统。结果表明，γ 2 Velorum SWB的大小和运动学与数值计算对M_ini = 35 M * 星SWB演化的预测是一致的。在船帆座γ 2中WR星的低初始质量意味着由船帆座γ 2产生的26 Al核线的光度低于现有伽马射线望远镜的灵敏度。
2010-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Disentangling multiple high-energy emission components in the Vela X pulsar wind nebula with the Fermi Large Area Telescope
船帆座X是一个脉冲星风星云，其中两个相对论粒子群具有不同的空间和光谱分布，在不同的波长处占主导地位。一个扩展的$2^\circ \times 3^\circ$星云在射电和GeV伽马射线中被看到。在X射线和TeV伽马射线中，一个细长的茧占主导地位。我们使用9.5年的数据从费米大面积望远镜（LAT）解开两个组件的能量范围从10 GeV到2 TeV的伽马射线发射，弥合以前的测量之间的差距在GeV和TeV的能量。我们确定分别在100 GeV的能量与船帆座X相关的发射形态< 100 GeV and >，并将其与在其他波长处看到的形态进行比较。然后，我们推导出的光谱能量分布的两个伽玛射线分量在整个能量范围内。LAT数据的最佳拟合是由能量为100 GeV的两个分量的组合提供< 100 GeV and >的。第一个组成部分有一个柔软的光谱，光谱指数为$2.19\pm0.16^{+0.05}_{-0.22}$，并延伸到半径为$1.36^\circ\pm0.04^\circ$的区域，与射电星云一致。第二种成分的光谱较硬，光谱指数为$0.9\pm0.3^{+0.3}_{-0.1}$，并集中在半径为$0.63^\circ\pm0.03^\circ$的区域内，这与已经建立的X射线茧一致，以解释TeV能量下的大部分发射。测量的低能量分量的光谱证实了以前的证据翻转的电子光谱在几十个GeV的能量可能是由于扩散逃逸…
2018-06-29 astro-ph.HE
HST optical polarimetry of the Vela pulsar & nebula
极化测量的中子星提供了一个独特的洞察几何发射区的中子星磁层。因此，他们提供了观测约束的不同模型提出的脉冲星发射机制。船帆座脉冲星的光学偏振数据来自{ \em哈勃太空望远镜}（{ \em HST}）档案。这些数据是在两个滤波器（F606 W;中心波长= 590.70 nm，和F550 M;中心波长= 558.15 nm）中获得的，包括用{ \em HST}/高级巡天照相机（ACS）拍摄的一系列脉冲星观测数据，时间跨度为5天。这些数据已被用来进行第一次高空间分辨率和多时代的脉冲星的偏振研究。我们制作了脉冲星周围区域的偏振矢量图，并测量了脉冲星的线性偏振度（P.D.）。和位置角（P.A.）脉冲星的综合脉冲束我们获得了$\rm P.D.=8.1\%\pm0.7\%$和$\rm P.A.=146.3\degr\pm2.4\degr$，在这些观察所涵盖的时间跨度上取平均值。这些结果不仅证实了\citeauthor{Wagner00}和\citeauthor{Mignani07}最初使用甚大望远镜（VLT）获得的结果，而且精度更高。此外，我们确认，P.A.脉冲星偏振矢量的方向与脉冲星自行的方向一致。脉冲星风星云（PWN）在偏振光下和在非偏振光下一样无法探测到，其通量极限为26.8角秒$^{-2}$。
2014-09-05 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope observations of the Vela-X Pulsar Wind Nebula
利用费米大天区望远镜（LAT）11个月的观测数据，对船帆座脉冲星PSR B 0833 -45的非脉冲窗口进行了伽马射线观测。这颗脉冲星位于直径为8度的船帆座超新星遗迹中，其中包含几个在无线电，X射线和伽马射线波段检测到的非热发射区域。LAT探测到的伽马射线辐射位于其中一个区域内，即脉冲星Vela-X以南2*3度的区域。LAT通量在空间上显著扩展，对于假设的径向对称均匀圆盘，最佳拟合半径为0.88 +/- 0.12度。该源的200 MeV至20 GeV LAT谱符合幂律，谱指数为2.41 +/- 0.09 +/- 0.15，100 MeV以上的积分通量为（4.73 +/- 0.63 +/- 1.32）* 10^{-7} 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。详细的形态学和光谱分析给出了脉冲星风星云（PWN）系统的能量和磁场的强约束，并有利于两个不同的电子种群的情况。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
H.E.S.S. and Suzaku observations of the Vela X pulsar wind nebula
脉冲星风星云（PWNe）代表了银河系中最突出的极高能伽马射线源，被认为是轻子宇宙射线的有效来源。船帆座X是附近的一个中年PWN，它向一个被称为茧的细长结构发射明亮的X射线和TeV伽马射线。由于TeV发射可能是电子的逆康普顿发射，而X射线发射是相同电子的同步辐射，因此我们的目标是用最小的建模来推导相对论粒子和磁场的性质。我们使用的数据从朱雀XIS从船帆座X覆盖的距离从0.3 pc到4 pc的脉冲星沿茧的三个紧凑的区域得到的光谱。我们从H.E.S.S.观测值，并将辐射模型拟合到多波长光谱。TeV电子谱和磁场强度是一致的三个区域的不确定性内，与顺序$10^{-12}\rm\,erg\,cm^{-3}$的能量密度。数据表明，在$\sim$ 100 TeV的能量和磁场强度的$\sim$ $6\,\rmμG$的电子光谱中存在截止。对湍流磁场存在的限制很弱。茧中TeV电子和磁场的压力在动态上可以忽略不计，这需要另一个占主导地位的压力分量的存在。亚TeV电子不能完全解释丢失的压力，这可能是由相对论离子或喷射物与脉冲星风的混合提供的。的电子光谱是一致的预期从运输方案占主导地位的平流通过反向冲击或扩散。通过在$\gtrsim 10\rm\,keV$能量范围内进行光谱测量，可以改善对湍流磁场和电子截止形状的约束。（节略）
2019-07-09 astro-ph.HE
The imprint of pulsar parameters on the morphology of Pulsar Wind Nebulae
年轻的脉冲星风星云（PWN）的形态在很大程度上取决于脉冲星注入的风的性质。我们已经使用了最近的参数化的风从力自由电动力学模拟脉冲星磁层模拟星云不同的脉冲星参数。我们进行了轴对称相对论磁流体动力学模拟，以测试的形态依赖的星云上的脉冲星和脉冲星风的磁化强度上的磁密度。我们比较这些模拟的船帆座和螃蟹PWN的形态。我们发现，当脉冲星的入射角α ~ 45 °，风的磁化强度σ_0 ~ 3.0时，可以定性地再现船帆座的形态。与蟹状星云相似的形态仅在α>~ 45度的低磁化模拟中获得。有趣的是，我们发现开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生小规模的脉冲星风的反向冲击下游的不稳定性。
2016-08-03 astro-ph.HE
Escape from Vela X
船帆座脉冲星和它的伴生星云通常被认为是由一颗年龄为\sim 10^4岁的孤立中子星提供动力的系统的原型，但这个脉冲星风星云的光谱能量分布的许多特征既令人困惑又不寻常。在这里，我们开发了一个模型，第一次涉及系统中的主要结构，扩展射电星云（ERN）和X射线茧通过连续注入粒子与固定的光谱形状。我们认为，扩散逃逸粒子从ERN可以解释陡峭的费米-LAT谱。在这种情况下，船帆座X应该会在当地测量的宇宙射线电子光谱中产生一个非常高能量的独特特征。这一预测可以在未来使用切伦科夫望远镜阵列（CTA）进行测试。如果粒子确实在PWNe演化的早期被释放，并且可以避免严重的绝热损失，PWN为局部CR谱中正电子分数的上升提供了一个自然的解释。
2011-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Persistent Radio Emission from Synchrotron Heating by a Repeating Fast Radio Burst Source in a Nebula
第一个重复的快速射电暴（FRB），FRB 121102，被发现与一个空间重合的，持续的非热射电源，但持续发射的起源仍然未知。在本文中，我们提出持续辐射是由FRB 121102在自吸收同步加速器星云中的多次爆发通过同步加热过程产生的。当重复FRB爆发的电子群被同步加速器星云吸收后，星云中电子的能量分布会发生显著的变化。结果，星云的光谱将稳定地呈现出一个驼峰。对于FRB 121102的持续发射，要求注入星云的爆发总能量约为$3.3\times10^{49}\,\unit{erg}$，爆发注入年龄超过$6.7\times 10^4\,\unit{yr}$，星云大小为$\sim0.02\,\unit{pc}$，电子数约为$3.2\times10^{55}$。我们预测，随着更多的爆发注入，星云的亮度将比目前的观测更亮，同时，峰值频率将变得更高。由于星云的同步辐射吸收，一些低频爆发会被吸收，这可能解释了为什么大多数爆发都是在$\sim1~\unit{GHz}$以上探测到的。
2020-04-27 astro-ph.HE
Suzaku Detection of Diffuse Hard X-Ray Emission outside Vela X
船帆座X（Vela X）是一个巨大的，3x 2度的无线电发射脉冲星风星云（PWN），由船帆座超新星遗迹中的船帆座脉冲星提供动力。利用朱雀/XIS的四次观测，我们发现船帆座X外的硬X射线辐射贯穿整个视场。硬X射线谱符合幂律。光子指数被测量为恒定的伽马值约为2.4，与船帆座X的南部外部相似。幂律通量随着与脉冲星距离的增加而减小。这些性质使我们提出，硬X射线发射与船帆座PWN。在这项工作中发现的较大的X射线延伸强烈表明，不同的相对论电子形成了X射线PWN和船帆座X，最近从船帆座X的多波长光谱模型中推断。
2011-03-24 astro-ph.HE
Anomalous scattering of pulsars towards the Gum Nebula
Radio Astronomy Centre, NCRA-TIFR（射电天文中心，NCRA-TIFR）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天体物理中心，塔塔基础研究所）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（日球物理学科学部，NASA戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美国天主教大学）
研究通过 GMRT 观测发现 Gum 神经区域对脉冲星散射的影响，并指出 Vela 脉冲星的散射可能由超新星残骸引起。
2026-08-21 astro-ph.HE
Investigating the Structure of Vela X
船帆座X是脉冲星风星云的典型例子，其形态和详细结构受到其宿主超新星遗迹的反向激波相互作用的影响。由此产生的复杂的结构和混合的喷出物嵌入在一个星云，是从脉冲星偏移提供了最好的例子，我们有这个中年状态的特点是一个显着的部分复合信噪比，也许所有的大直径PWNe被视为TeV源。在这里，我们报告了XMM-牛顿大型项目对船帆座X的研究，并补充了额外的钱德拉观测。通过广泛的光谱建模以及详细的光谱调查离散的发射区域，我们确认以前的研究报告的证据船帆座X内的喷出物材料，并表明，O VII和O VIII的等效宽度变化是一致的PWN内的温度图，显示低温区域，预计SNR发射似乎占主导地位的喷出物的排放。我们确定的光谱变化的非热发射，硬发射被集中在脉冲星附近。我们进行调查的船帆座X“茧”的结构，并与流体动力学模拟，表明其整体性能是一致的，在后期形成的复合SNR扩展到周围介质的密度梯度演化的结构，喷出物材料被扫过脉冲星和压缩成一个细长的结构在相反的方向上的高外部密度。
2018-08-12 astro-ph.HE
On the possible wind nebula of magnetar Swift J1834.9-0846: a magnetism-powered synchrotron nebula
最近，有报道称磁星Swift J1834.9 $-$ 0846可能存在风星云。结果表明，磁星和它的风星云在风制动的情况下是可以理解的。磁星的旋转能量损失率不足以为粒子亮度提供动力。所需的粒子发光度应约为$10^{36} \,\rm erg \,s^{-1}$至$10^{38} \,\rm erg \,s^{-1}$。它是通过三种不同的方法得到的：考虑斯威夫特J1834.9 $-$ 0846的风制动;风星云的光谱和空间观测;风星云X射线光度的经验上限。星云的磁场大约是$10^{-4} \,\rm G$。雨燕J1834.9 $-$ 0846可能的风星云应该是磁星风星云。它由磁星释放的磁能提供动力。
2016-05-18 astro-ph.HE
Toward explanation of the X-ray - radio correlation in the Vela pulsar
最近对船帆座脉冲星的观测揭示了它在软X射线和射电范围内的发射的特殊联系。提出了Vela脉冲星射电脉冲形成的模型，发展了射电光子再加工到高能的理论，并在此基础上解释了观测到的X射线-射电联系。研究了螺旋粒子对无线电波的自发散射和诱导散射过程及其观测结果。粒子被假定为获得相对论回转能量，由于共振吸收的无线电发射的外磁层的脉冲星。分析了自发散射功率的谱分布和角分布，并与粒子同步辐射的特性进行了比较。研究了感应散射过程中射束强度向背景强度传递的后果。它表明，诱导散射可以解释船帆座的无线电剖面和脉冲到脉冲的波动的基本特征。特别是，它可以解释一个更大的作用，领先的组成部分和它的更早到达更强的脉冲。在船帆座脉冲星上应用射电光子再处理到高能的研究表明，散射和同步辐射谱的峰值分别在0.8和0.2 keV，相应的光度分别为10 ^{29} erg s ^{-1}和10 ^{31} erg s ^{-1}。在我们的模型的框架内，所观察到的X射线无线电连接解释的感应和自发散射的无线电脉冲的过程之间的相互作用。
2009-01-05 astro-ph.HE
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
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
Fermi-LAT Search for Pulsar Wind Nebulae around gamma-ray Pulsars
费米-LAT（大面积望远镜）的高灵敏度为研究微弱和扩展的GeV源（如脉冲星风星云（PWNe））提供了第一次机会。经过一年的观察，LAT检测并识别了三个脉冲星风星云：蟹状星云、Vela-X和MSH 15-52内部的PWN。与此同时，土地增值税检测到的黑客名单稳步增加。这些整流器的特征在于高能量损失率，从~3 \times 10^{33} erg s $^{-1}$到5 \times 10 $^{38}$ erg s $^{-1}$，因此可能为PWN供电。本文总结了用16个月的巡天观测在54颗LAT探测到的类星体的非脉冲窗口中寻找PWNe的情况。10个来源显示出显著的发射，其中7个可能是磁层起源。在非脉冲间隔中探测到的显著发射为脉冲星磁层中的伽马射线发射区域提供了新的约束。其他三个具有显著发射的源是蟹状星云，Vela-X和一个新的脉冲星风星云候选者，与LAT脉冲星PSR J1023-5746有关，与TeV源HESS J1023-575一致。我们进一步探讨了H.E.S.S.并通过对其光谱能量分布进行建模来研究费米源。剩余的44个源导出的通量上限被用来提供新的约束著名的PWNe已被检测到在千电子伏和/或TeV的能量。
2010-11-09 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
Synchrotron Self-Compton Emission from the Crab and Other Pulsars
本文给出了一颗旋转脉冲星同步自康普顿辐射的模拟结果。辐射粒子被假定为加速的初级电子和在极冠附近级联产生的电子-正电子对的光谱。它们使用3D无力磁场几何形状在槽隙中遵循轨迹，通过无线电光子的共振回旋吸收获得俯仰角，在高海拔处辐射和散射同步辐射，并超出光柱。在散射中模拟了同步辐射光子密度的全角度依赖性，所有过程都在惯性观测者坐标系中处理。用这个模型模拟了蟹状星云和船帆座星云以及两颗高能毫秒级双星B1821-24和B1937+21的光谱。蟹状星云脉冲星辐射的模拟可以再现观测到的光学到硬X射线辐射的通量水平和形状，假设一对多重数为$M_+ = 3 \times 10^5$，以及由MAGIC和VERITAS探测到的50 GeV以上的极高能量辐射，同步加速器和SSC分量都反映了对光谱的形状。船帆座B1821 $-$ 24和B1937+21的模拟结果，从$M_+$到$10^5$，都没有产生能被现有望远镜探测到的SSC对发射，这表明只有类蟹状星云才产生显著的SSC成分。这对同步辐射与观测到的毫秒双星的X射线光谱相匹配，预测的1 - 10 MeV的峰值可以用计划中的康普顿望远镜探测到。
2015-08-25 astro-ph.HE
Synchrotron-Loss Spectral Breaks in Pulsar-Wind Nebulae and Extragalactic Jets
同步辐射物质的流动可以在几个天体物理环境中找到，包括河外喷流和脉冲风星云（PWNe）。对于X射线同步辐射，流动时间通常比电子辐射寿命长，因此在给定X射线能量下的有效源尺寸是在该能量下辐射的电子在燃烧之前可以对流的距离。由于同步辐射损失随电子能量变化很大，因此源的大小随X射线能量的增加而下降，导致同步辐射光谱变陡。对于均匀源，这种烧蚀产生了众所周知的结果，即源的综合光谱指数陡化0.5。然而，对于不均匀的源，不同的陡化量是可能的。我展示了一个简单的相对论性电子流出的唯象图像，具有整体非相对论性流速，横向流管半径，磁场强度，物质密度和流速都随着距离注入点的不同幂而变化。对于这样一幅图，我计算了作为幂律指数函数的突变点以上的谱指数的值，并给出了可能的陡化范围。我表明，这些简单的计算证实了源光度，其中还包括光谱“凸点”以下的突破，从以前在较高的能量电子积累的完整集成。在许多情况下，河外喷流的X射线同步辐射比射电辐射陡0.5倍以上;许多脉冲风星云也表现出同样的现象。至少在某些情况下，源的不均匀性是可能的，因此谱陡化的量成为源动力学或几何性质的诊断。
2009-07-27 astro-ph.HE
Inefficient cosmic ray diffusion around Vela X : constraints from H.E.S.S. observations of very high-energy electrons
船帆座X是附近的一个脉冲星风星云（PWN），由一颗$\sim 10^4$岁的脉冲星提供动力。Vela X PWN的光谱能量分布的建模表明，加速电子已经在很大程度上逃离了约束，这可能是由于SNR反向冲击破坏了最初约束的PWN。逃逸的电子传播到地球，并有助于测量本地宇宙射线（CR）电子谱。我们发现，如果使用星际介质的标准扩散系数，船帆座X逃逸的CR电子将大大超过HESS在$\sim 10$ TeV下测量的通量。我们提出，扩散可能是非常低效的船帆座X周围，并发现，空间依赖性扩散可以导致CR通量与HESS测量一致。利用Vela X周围扩散的双区模型，我们发现对于$\sim10$ TeV CR电子，几十秒差距内的扩散系数应为$<10^{28}{\rm cm^2 s^{-1}}$，比ISM的标准值低两个数量级. PWN周围的这种低效扩散类似于Geminga和Monogem PWNe的情况，这表明低效扩散在PWNe附近可能很常见，跨越了很宽的年龄范围。
2018-09-05 astro-ph.HE
Fermi Detection of the Pulsar Wind Nebula HESS J1640-465
本文介绍了HESS J1640-465的Fermi-LAT观测结果。该源被高置信度地检测为高能伽马射线的发射器。光谱缺乏任何证据表明与脉冲星发射相关的特征截止，表明发射主要来自脉冲星风星云。宽带模型暗示了一个低磁场的演化星云，导致了高的伽马射线与X射线的通量比。费米辐射超过了宽带模型的预测，并且具有更陡峭的光谱，可能是由于明显过量的低能电子导致的，类似于船帆座X和蟹状星云脉冲星风星云的推断。
2010-07-04 astro-ph.HE
A new nearby PWN overlapping the Vela Jr SNR
PSR J 0855 -4644是一颗高能脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P=65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0-4622（又名船帆座）东南边缘附近发现。脉冲星的位置与X射线和TeV伽马射线的增强在空间上一致，这可能代表它的脉冲星风星云（PWN）。我们用XMM-牛顿观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的建议。脉冲星的X射线吸收柱密度与12 CO观测值（追踪致密气体）的比较被用来推导脉冲星距离的上限（d< 900 pc），并讨论脉冲星与Vela Jr SNR的可能关联。这种新的距离估计意味着脉冲星就在附近，因此可能对观测到的宇宙射线轻子（e-/e+）光谱有很大贡献。
2011-09-20 astro-ph.HE
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
The helical jet of the Vela Pulsar
我们已经研究了附近船帆座脉冲星星云的迷人动力学，在一个由钱德拉X射线天文台（CXO）的11个40k观测组成的活动中。最深的图像揭示了2角分长的脉冲星喷流的形状，结构和运动。我们发现，喷流的形状和动力学与天空中投射的稳定旋转的螺旋线非常一致。我们讨论了我们的结果可能的影响，包括自由进动的中子星和MHD不稳定性的情况。
2012-11-02 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Multi-TeV Emission From the Vela Pulsar
最近，H.E.S.S.探测到船帆座脉冲星的脉冲辐射，能量超过3 TeV。II空气切伦科夫望远镜。我们提出了一个模型的宽带频谱船帆座从红外（IR）超过10 TeV。最近对全球脉冲星磁层的模拟表明，大多数粒子加速发生在光柱外的赤道电流片中，年轻的脉冲星的磁场结构几乎是无力的。我们采用这一图像来计算的辐射从两个电子-正电子对产生的极帽级联和初级粒子加速的分界线和电流片。在相对较低的高度共振吸收无线电光子对的同步辐射谱可以解释所观察到的红外光发射。我们在电流片中设置平行电场，通过曲率辐射产生费米GeV辐射，产生能量为30-60 TeV的粒子。这些粒子然后通过IR光发射的逆康普顿散射产生高达约30 TeV的极高能量发射。我们提出的模型光谱和光变曲线，可以匹配的IR-光学，GeV和多TeV的排放作出预测。
2018-11-27 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
The Vela Pulsar With an Active Fallback Disk
后备盘预计将在年轻的中子星周围形成。这些盘的存在可以通过它们在红外、光学和紫外波段的黑体光谱来揭示。我们提出了一个重新减少的船帆座脉冲星的档案光学和红外数据，连同现有的红外和紫外光谱船帆座，和模型的非脉冲成分的黑体光谱的超新星碎片盘。我们调用静态磁盘解决方案的Sunyaev和Shakura的描述的磁盘在螺旋桨阶段，并发现磁盘的内半径是轻圆柱半径内。我们用XMM-牛顿法进行了高分辨X射线分析，发现在0.57 keV处有一个窄的吸收特征，可以解释为类氦氧（OVII）的K $_α$线。这条线的强度表明，在我们的视线范围内，一种元素的丰度超过了ISM的预期。这一光谱特征可能来源于脉冲星风星云，部分原因可能是后退盘对X射线辐射的再处理。我们讨论了船帆座低于3的制动指数，部分原因是螺旋桨扭矩的贡献。我们的研究结果表明，脉冲星机制可以与螺旋桨过程同时工作，碎片盘可以生存的辐射压力至少$\sim 10^4$年。由于船帆座是一个相对较近的天体，并且是一颗原型脉冲星，如果确认存在盘，可能表明年轻中子星周围普遍存在碎片盘。
2014-11-07 astro-ph.HE
Radio Study of Vela X Cocoon
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；Centre for Astro-Particle Physics, University of Johannesburg（约翰内斯堡大学星粒物理中心）
韦拉X茧的无线电研究揭示了脉冲星风云的复杂结构及极化特性，通过高分辨率观测发现其与PWN的关联，并探讨了无线电与X射线特征的差异。
2026-03-02 astro-ph.HE
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
The Effect of Diffusion on the Particle Spectra in Pulsar Wind Nebulae
计算脉冲星风星云中粒子光谱随位置变化的一种可能方法是求解福克-普朗克输运方程。本文给出了输运方程的数值解，其中包括对流、扩散、绝热损失和同步辐射过程。在第一部分的文件的稳态版本的传输方程作为一个功能的位置和能量。这样做是为了区分上述过程对输运方程解的各种影响。本文的第二部分涉及的输运方程的时间依赖性的解决方案，特别是考虑到移动外边界的影响。该文件强调了这样一个事实，即扩散可以发挥重要作用，减少同步辐射损失的量，导致预期的粒子光谱的修改。这些修正的光谱可以解释同步辐射的光子指数随位置的变化。本文的解并不局限于脉冲星风星云，而是可以应用于任何类似的中心源系统，例如球状星团。
2013-09-23 astro-ph.HE
A search for optical counterparts of the complex Vela X system
与船帆座脉冲星相关的脉冲星风星云（PWN）是射电、X射线和伽马射线波段的亮源，但不是光学波段。根据对脉冲星的射电和光学视差测量，这个源非常近，位于290 pc的距离处。船帆座PWN的亮度和结构的知识在光学上是重要的，以约束与此扩展源相关的底层粒子光谱（以及可能的B场特性和粒子损失）。我们使用数字巡天的结果，以及使用SAAO 1.0米望远镜配备成像CCD（STE4）和BV过滤器获得的结果，试图测量船帆座X的光辐射。为了扩大我们的视野，我们构建了一个由脉冲星位置周围的3x3帧组成的马赛克。我们目前的光谱测量从高能立体系统（H.E.S.S.），费米大面积望远镜（LAT），ASCA，哈勃太空望远镜（HST），甚大望远镜（VLT），新技术望远镜（NTT）和威尔金森微波各向异性探测器（WMAP），除了我们的光学结果。使用这些数据，我们调查是否可以顺利地外推到光学波段的无线电同步加速器组件。这将限制电子总数由单个或多个组件组成，这代表了我们对这种复杂的多波长源的理解的重大进步。
2015-01-01 astro-ph.HE
Modeling the effect of small-scale magnetic turbulence on the X-ray properties of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）构成了一个理想的天体物理环境来测试我们目前对相对论等离子体过程的理解。众所周知，磁场在它们的动力学和发射特性中起着至关重要的作用。目前，主要问题之一涉及这些系统中存在的磁湍流水平，在没有空间分辨X射线偏振测量的情况下，不能直接约束磁湍流水平。在这项工作中，我们调查，第一次使用模拟同步辐射映射，磁场的小尺度波动分量对X射线发射特性的影响。我们说明了如何包括在标准的PWNe排放模型的湍流分量的影响，以及预期的净发射率和去极化的后果，表明X射线表面亮度图可以提供已经有一些粗略的限制。然后，我们应用我们的分析，蟹状星云和船帆座星云，通过比较我们的模型与钱德拉和船帆座数据，我们发现，典型的能量在湍流分量的磁场是约1.5至3倍的有序领域。
2017-04-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
A new nearby pulsar wind nebula overlapping the RX J0852.0-4622 supernova remnant
高能脉冲星可以嵌入相对论轻子星云中，而相对论轻子星云是由脉冲星旋转能量的耗散提供动力的。PSR J0855 - 4644是一颗高能、快速旋转的脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P = 65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0 - 4622（又名Vela Jr）东南边缘附近发现。脉冲星的位置在空间上与X射线和TeV伽马射线的增强一致，这可能是由于它的假定脉冲星风星云（PWN）。本研究的目的是寻找PSR J0855 - 4644周围的扩散非热X射线辐射，以测试PWN的存在并估计到脉冲星的距离。利用XMM-牛顿卫星进行了X射线观测，以限制脉冲星及其星云的性质。来自脉冲星和SNR边缘不同区域的X射线中的吸收柱密度与来自原子（HI）和分子（12CO）气体沿相应视线分布的吸收进行了比较，以估计脉冲星和SNR的距离。观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的存在。柱密度的比较提供了脉冲星PSR J0855 - 4644和SNR RX J0852.0 - 4622距离的上限（d <900 pc）。虽然这两个对象是在兼容的距离，我们排除了脉冲星和信噪比相关联。在这个修正的距离下，PSR J0855 - 4644是第二个能量最高的脉冲星，仅次于船帆座脉冲星，半径为1千秒差距，因此可能对局部宇宙射线e-/e+谱有贡献。
2012-12-17 astro-ph.HE
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
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
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
GeV emission in the region of Vela: a new view of the supernova remnant
ECCI/CITIC, Universidad de Costa Rica（哥斯达黎加大学 ECCI/CITIC）；Escuela de Física, Universidad de Costa Rica（哥斯达黎加大学物理学院）
利用机器学习分类和费米-LAT数据分析，发现船帆座超新星遗迹区域内的多数点源是虚假的，而GeV伽马射线主要来自扩展源，其谱形更符合强子模型。
2026-04-18 astro-ph.HE
Probing the morphology of the Gum Nebula through pulsar observables and a novel distance estimation method
Indian Institute of Technology, Kanpur（坎普尔印度理工学院）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所射电天体物理国家中心）
通过脉冲星观测数据和新距离估计方法，研究Gum星云形态，改进电子密度模型并更准确估计脉冲星距离。
2026-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
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
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
GeV gamma-ray emission from pulsar wind nebula HESS J1356-645 with Fermi-LAT
HESS J1356-645被认为是一个与脉冲星PSR J1357-6429相关的脉冲星风星云（PWN）。利用费米大天区望远镜（LAT）13年多的观测数据，对HESS J1356-645方向的GeV γ射线辐射进行了重新分析。发现5 GeV以上的扩展γ射线发射在空间上与HESS J1356-645一致。在1 GeV-1 TeV的能量范围内的谱可以用指数为$Γ=1.51\pm0.10$的幂律来描述。HESS J1356-645的宽带谱可以用幂律电子谱破缺的轻子模型再现。此外，我们发现HESS J1356-645的GeV发射形态随能量变化的证据，这种行为与PWN Vela-X相似。更多的宽带观测将有助于研究HESS J1356-645的能量依赖特性。
2022-12-22 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
High energy emission from the nebula around the Black Widow binary system containing millisecond pulsar B1957+20
经典类星体和毫秒类星体的脉冲$γ$射线辐射特征表明，它们内磁层的高能辐射过程是以相似的方式发生的。在过去的十年中，在经典的类星体周围发现了几个TeV的$γ$射线星云。上述事实表明，$γ$ -射线也应该在毫秒双星的周围产生。本文讨论了包含毫秒脉冲星B1957+20的黑寡妇双星系统的弓形激波星云模型。这个模型预言了在这个系统周围存在同步加速X射线和逆康普顿$γ$射线星云。我们想知道B1957+20周围星云的$γ$射线发射是否能被未来和现在的切伦科夫望远镜探测到。利用蒙特卡罗方法，我们跟踪了相对论电子在脉冲星附近的传播。我们计算了它们在同步辐射过程中产生的甚高能量辐射以及微波背景辐射和银盘红外辐射的逆康普顿散射。我们还计算了同步辐射过程中电子产生的X射线辐射。我们发现，从附近的B1957+20观测到的硬X射线尾发射可以解释我们的模型。此外，我们预测，TeV的$γ$ -射线的电子在逆康普顿过程中产生的辐射应该是可检测的未来的切伦科夫望远镜阵列，并可能通过长期的观察与目前的切伦科夫阵列，如MAGIC和VERITAS。来自B1957+20的$γ$射线辐射预计将被扩展，不均匀，并从双星系统的当前位置移动一个与星云半径相当的距离。
2012-12-28 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
