Impact of electron spectra on morphology of pulsar halos at ultra-high energies
本文指出高能电子谱形状会塑造脉冲星晕的超高能γ射线形态，导致电子谱与扩散系数能量依赖性之间的简并，并强调在利用此类观测推导扩散系数时必须考虑电子谱。
2024-07-16 astro-ph.HE
Diagnosing Interstellar Magnetic Turbulence with TeV Pulsar Halos
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学与天体物理学教育部重点实验室（南京大学））；Deutsches Elektronen Synchrotron (DESY)（德国电子同步辐射中心）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
利用太勒电子伏脉冲星晕形态研究星际磁场的各向异性扩散特性及阿列夫数等参数。
2026-01-22 astro-ph.HE
Polar cap plasma loading and the morphology of pulsar $γ$-ray light curves
Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）
本研究基于分裂单极电流片几何，引入打破对称性的发射率参数，构建模型重现多种γ射线脉冲星光变曲线，揭示非对称发射率可解释其形态多样性，为高能脉冲星辐射提供新框架。
2026-08-03 astro-ph.HE
On the morphology of outbursts of accreting millisecond X-ray pulsar Aquila X-1
我们使用$2-20$ keV波段的全天X射线图像（MAXI）观测监视器，展示了著名吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）天鹰座X-1最近两次爆发（2014年和2016年）的X射线光变曲线。在将（MAXI）计数率校准到全天空监测器（ASM）水平后，我们报告说，2016年的爆发是Aql X-1有史以来从该来源观察到的最具活力的事件。根据Güngör等人提出的分类，我们发现2016年的爆发属于长-高级别，具有$\sim68$ cnt/s最大通量和$\sim60$天持续时间，而2014年的前一次爆发属于短-低级别，具有$\sim 25$ cnt/s最大通量和$\sim 30$天持续时间。为了了解爆发之间的差异，我们调查可能的依赖性的峰值强度的静止持续时间导致爆发，并发现爆发后较长的静止发作往往达到更高的峰值能量。
2017-04-09 astro-ph.HE
Fast moving pulsars as probes of interstellar medium
通过ISM的脉冲星在氢H $α$线发射中产生弓形激波。弓形激波星云的形态使人们能够在$\sim 0.01$ pc和更小的尺度上探测ISM的性质。我们对脉冲星弓形激波进行了二维RMHD模拟，并模拟了相应的H $α$发射形态。我们发现，即使是轻微的空间不均匀性的ISM密度，$δρ/ρ\sim 1$，导致显着变化的形状看到H $α$线发射的冲击。我们成功地再现了吉他星云的形态。我们推断准周期性的密度变化的温暖的组成部分，ISM的特征长度为$\sim0.1$ ~pc。这种规模的结构也可能是负责形成的精细功能，看到在前冲击第谷信噪比的X射线。在ISM的暖成分中形成如此短的周期性密度结构是令人困惑的，弓形激波星云为研究这一现象提供了独特的探针。
2020-06-03 astro-ph.HE
Modelling the light curves of PSR B1259-63/LS 2883-II.The effects of anisotropic pulsar wind and Doppler-boosting
PSR B1259-63/LS 2883是一个双星系统，其中一颗48-ms的脉冲星在高偏心轨道上围绕一颗Be星运行，其长轨道周期约为3.4年。它是特殊的，在X射线和TeV光变曲线中具有不对称的双峰轮廓。最近，$Fermi$伽玛射线天文台在最后一次近星点通过数周后发现了一个意想不到的GeV耀斑。在本文中，我们表明，这种观察到的GeV耀斑可以产生的多普勒助推同步辐射的弓形激波尾部。本文还采用了一个各向异性的脉冲星风模型，该模型主要影响不同轨道相位的能流注入到终端激波，我们发现脉冲星风的各向异性对产生X射线和TeV光变曲线的非对称双峰轮廓起着重要作用。近星点前的X射线和TeV光子主要由激波顶附近的激波电子产生，近星点后的光变曲线则由激波顶和激波尾的辐射共同贡献，导致光变曲线呈现不对称的双峰结构。
2012-05-11 astro-ph.HE
Constraining the geometry of PSR J0855-4644: A nearby Pulsar Wind Nebula with Double Torus/Jet Morphology
目的：PSR J 0855 -4644是一颗快速旋转的高能脉冲星，在超新星遗迹RX J0852.0-4622东南边缘附近的射电波长处被发现。后续的观测揭示了脉冲星的X射线对应物和略微不对称的PWN，这表明可能存在喷流结构。PSR J 0855 -4644是一颗\dot{E} /d^{2}最高的脉冲星之一，没有探测到GeV的γ射线脉动。研究方法：通过专门的钱德拉观测，我们进行了详细的空间建模，以约束PWN的几何形状，特别是脉冲星的视线线\rm PSR}。我们还进行了几何射电和γ射线光变曲线模拟，以进一步约束τ_{ \rm PSR}和磁饱和度α。结果如下：观测结果表明，紧凑的XMM源，被认为是X射线脉冲星，可以进一步分解为一个点源，被一个纵向长度为10”的细长轴对称星云包围。脉冲星通量仅代表XMM致密源的\sim 1\%，其光谱可以用温度kT=0.2 keV的黑体很好地描述，而周围星云的光谱要硬得多（幂律模型的Γ=1.1）。假设扩展发射的起源是来自双环面，则得到ε_{ \rm PSR}=32.5 \dg \pm 4.3 \dg。来自几何光变曲线建模的独立约束产生α \lesssim 55 \dg和α \lesssim 55 \dg和10 \dg \lesssim| β-α| \lesssim 30 \dg .对放射性光变曲线进行χ^2拟合，得到最佳拟合点为（α，α_{ \rm PSR}…
2016-10-21 astro-ph.HE
Young and middle age pulsar light-curve morphology: Comparison of Fermi observations with gamma-ray and radio emission geometries
由于费米大面积望远镜自2008年6月以来收集了大量的伽马射线脉冲星光子，现在可以通过比较模拟和观察到的光变曲线形态特征来约束伽马射线几何模型。我们假设真空延迟偶极脉冲星磁场和测试模拟和观察形态光变曲线特性的框架内的两极发射几何形状，极帽（PC），无线电，和槽隙（SG），和外间隙（OG）/单极焦散（OPC）的发射几何形状。我们比较了模拟和观测/估计的光变曲线形态参数作为可观测和不可观测脉冲星参数的函数。PC模型给出了LAT脉冲星光变曲线形态的最差描述。OPC最好地解释了所观察到的伽马射线峰的多重性和形状类。OPC和SG模型分别描述了观测到的低峰和高峰分离的伽马射线峰分离分布。这表明OPC几何形状最好地解释了单峰结构，但不能将SG模型框架中预测的广泛分离的峰描述为来自两个磁半球的发射。的OPC无线电滞后分布显示出较高的协议与观测表明，假设极地无线电发射，伽马射线发射区可能位于外磁层。在OPC的框架内，模拟和LAT估计之间的较大一致性表明OPC模型最好地预测了所观察到的各种剖面形状。更大的协议之间的意见和OPC模型联合需要解释丰富的0.5分离峰与两极发射几何形状，要求薄的OPC间隙来解释单峰几何形状，但强调需要两极焦散发射几何形状来解释广泛分离的峰。
2016-02-01 astro-ph.HE
Energy dependent morphology of the pulsar wind nebula HESS J1825-137 with Fermi-LAT
利用超过11年的Fermi-LAT数据，我们对脉冲星风星云（PWN）HESS J1825-137进行了新的深入分析。把这个分析和最近的H.E.S.S.结果我们调查和约束的粒子输运机制在源内工作，以及系统的演变。PWN的研究使用11.6年的费米-LAT数据之间的1 GeV和1 TeV。特别是，我们提出的PWN HESS J1825-137在GeV能量的光谱分析和第一次能量分辨形态学研究的结果，这提供了新的见解的伽玛射线特征的星云。对源的优化分析返回大于2 $^{\circ}$的扩展发射区域，对应于约150 pc的固有尺寸，使得HESS J1825-137成为目前已知的最扩展的伽马射线PWN。该星云在GeV范围内呈现出强烈的能量依赖形态，从10 GeV以下的$\sim1.4^\circ$半径移动到100 GeV以上的$\sim$ 0.8 $^\circ$半径，质心位置发生了变化。由于大的延伸和独特的能量依赖形态，它是可能的，以限制PWN HESS J1825-137内的粒子传输机制。利用源的延伸和位置的变化，以及对粒子输运机制的约束，我们提出了一个方案的可能的系统的演化。最后，我们提供了一个估计的电子能量密度，我们讨论了它的性质在PWN和TeV晕状的情况。
2020-06-19 astro-ph.HE
Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton
CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。
2019-11-26 astro-ph.HE
On the Unusually Large Spatial Extent of the TeV nebula HESS J1825-137: Implication from the Energy-Dependent Morphology
高能立体系统（HESS）对最大的脉冲星风星云HESS J1825-137的深入观测揭示了增强的能量依赖形态，为星云中的粒子传输机制提供了有用的信息。我们发现，依赖于能量的形态是一致的扩散为主的电子/正电子的运输。它为异常大的空间范围（即，$\gtrsim 100$ pc），这可以归因于从致密的plerion逃逸的电子/正电子的扩散。在扩散主导的情况下，研究了各种模型参数对星云能量依赖程度的影响。我们还表明，星云的能量依赖的形态也可以用来研究自旋的脉冲星的历史。
2020-03-28 astro-ph.HE
Prospects for the characterization of the VHE emission from the Crab Nebula and Pulsar with the Cherenkov Telescope Array
切伦科夫望远镜阵列（CTA）将是下一代甚高能伽马射线天体物理学领域的仪器。与目前的设施相比，CTA的灵敏度有所提高，预计将揭示各种来源。特别是，我们将实现更深入的了解蟹状星云和脉冲星，这是最好的特点脉冲星风星云和旋转动力脉冲星，分别。我们的目标是通过模拟研究CTA关于这些对象的能力，使用目前正在开发的CTA未来数据分析的主要工具：Gammapy和ctools。我们的结论是，即使使用保守的仪器响应函数，CTA将能够解决许多关于脉冲星及其星云的光谱和形态的不确定性。CTA覆盖的大能量范围将使我们能够在不同的假设中解开星云光谱形状，对应于不同的潜在发射机制。此外，解析星云的内部结构（尺寸小于0.02度）并揭示它们的位置，将提供有关粒子在磁化介质中传播的关键信息。我们使用了一个理论上的非对称模型来描述星云的形态，我们表明，如果存在这种形态的预测，例如作为流体动力学或磁流体动力学模拟的结果，它可以直接与CTA结果进行比较。我们还测试了CTA探测蟹状星云脉冲星周期辐射的能力，获得了不同光变曲线形状的精确测量。
2019-12-04 astro-ph.HE
Point-symmetric morphology in supernova remnant G11.2-0.3: the jittering jets explosion mechanism
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究发现超新星残骸G11.2-0.3中存在点对称形态，由三对相反的形态特征组成，提出抖动喷流爆炸机制解释其形成过程。
2026-03-28 astro-ph.HE
Modeling the Morphology of Fast Radio Bursts and Radio Pulsars with fitburst
本文提出fitburst框架，用于建模射电脉冲星和快速射电暴的动态谱，可处理色散、散射展宽及相位缠绕，并在CHIME望远镜数据上验证了其有效性。
2024-02-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
The two tails of PSR J2055+2539 as seen by Chandra: analysis of the nebular morphology and pulsar proper motion
我们分析了PSR J2055+2539的两个Chandra观测（总积分时间为$\sim$ 130 ks），以测量其自行并研究其两个细长星云特征。我们没有检测到自行，设定的上限为240 mas yr $^{-1}$（3 $σ$水平），这转化为$\sim$的横向速度上限为700 km s $^{-1}$，假设距离为600 pc。深H $α$观测没有发现与经典脉冲星风星云相关的弓形激波，因此排除了自行方向的间接测量。我们使用一种基于滚动霍夫变换（RHT）的新方法确定了两个星云的主轴，它们之间的夹角为160.8 $^{\circ} \pm 0.7^{\circ}$。我们分析了第一个8'（XMM-牛顿看到的12'）的形状，更明亮，非常准直。根据我们的结果从一个标准的分析和从RHT获得的星云模型相结合，我们发现，最亮的星云是弧分尺度弯曲，厚度范围从$\sim9$“到$\sim31$“和可能的（单一或多个）螺旋图案。我们无法控制较暗星云的形状。我们讨论了我们的结果的背景下，其他已知的类似功能，特别强调灯塔星云（与PSR J1101 $-$ 6101）。我们推测，一个特殊的几何形状的供电脉冲星可能在形成这样的功能发挥了重要作用。
2019-03-06 astro-ph.HE
Quantitative exploration of the similarity of gamma-ray pulsar light curves
本文提出基于动态时间规整（DTW）的方法，定量比较 Third Fermi-Large Area Telescope Pulsar Catalogue 中的伽马射线光变曲线，揭示了不同脉冲星间显著且独立于其他属性的形态相似性。
2025-03-04 astro-ph.HE
Distinct Modes of Pulsar Glitch Activity Revealed by the Waiting-Time--Amplitude Morphology
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, CAS（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；College of Mathematics and Physics, Wenzhou University（温州大学数理学院）；Xinjiang Key Laboratory of Radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）
该研究通过KDE-HDR方法将349个脉冲星glitch样本分为紧凑、扩展两类，发现平均反向等待时间是核心预测因子，揭示了两类glitch的物理机制差异。
2026-08-31 astro-ph.HE
Late-time Evolution of Composite Supernova Remnants: Deep Chandra Observations and Hydrodynamical Modeling of a Crushed Pulsar Wind Nebula in SNR G327.1-1.1
为了更好地了解复合超新星遗迹（SNRs）的演化和它们的恒星注入的相对论粒子的最终命运，我们提出了一个多方面的调查脉冲星风星云（PWN）和它的主机SNR G327.1-1.1之间的相互作用。我们对SNR G327.1-1.1的350 ks钱德拉X射线观测揭示了一个高度复杂的形态;一个类似弓形激波的彗星结构，在SNR内部延伸到大弧的叉状特征，以及SNR壳的热发射。非热辐射的光谱分析提供了PWN结构起源的线索，而PWN区域的丰度增强为超新星喷出物与PWN物质的混合提供了证据。的SNR的整体形态和光谱特性表明，PWN经历了一个不对称的相互作用与SNR的反向冲击（RS），可以发生作为一个结果的密度梯度在周围介质和/或移动的脉冲星，取代PWN从中心的残余。我们对G327.1-1.1进行了流体动力学模拟，结果表明，它的形态和演化可以用一个约17,000年前的复合SNR来描述，该SNR扩展成一个密度梯度，方向垂直于脉冲星的运动。我们还表明，RS/PWN相互作用的情况下，可以再现的宽带频谱的PWN从无线电到伽马射线波长。在这项工作中提出的分析和建模有重要的意义，我们的结构和复合信噪比的演变的一般理解。
2015-06-09 astro-ph.HE
"The Goose" Pulsar Wind Nebula of PSR J1016-5857: The Birth of a Plerion
本文报道了由年轻脉冲星PSR J1016- 5857提供能量的脉冲星风星云（PWN）的X射线（CXO）和射电（ATCA）观测结果。在这两个波段的图像揭示了一个尾巴状的PWN形态，可以归因于脉冲星的运动。通过比较档案和新的CXO观测，我们测量脉冲星的自行$μ=28.8\pm7.3$ mas/yr，产生一个投影脉冲星速度$v \approx 440\pm110$ km/s（在d=3.2 kpc），其方向是一致的PWN形状。来自脉冲星核的射电辐射是极化的，磁场沿着脉冲星的尾部定向。射电尾连接到一个更大的射电结构（在X射线中看不到），我们将其解释为遗迹PWN（也称为plerion）。对CXO数据的谱分析表明，随着离脉冲星距离的增加，PWN谱从$Γ=1.7$软化到$Γ\approx2.3-2.5$。软化可以归因于快速的同步加速器燃烧，这可以解释缺乏X射线发射从旧的遗迹PWN。除了非热PWN发射，我们检测到热等离子体的热发射，我们归因于主机SNR。射电PWN的形态和脉冲星的自行表明，反向激波穿过脉冲星附近，并将PWN推向一侧。
2022-04-27 astro-ph.HE
Anisotropic Diffusion of $e^\pm$ in Pulsar Halos over Multiple Coherence of Magnetic Fields
本文研究了脉冲星晕中正负电子对在磁场多重相干尺度上的各向异性扩散，发现考虑有限磁场相干长度可缓解对特定磁场几何的要求，并使晕形态不对称性减弱，从而缓解模型预测与观测的矛盾。
2025-07-16 astro-ph.HE hep-ph
Electron-positron pair production by gamma rays in an anisotropic flux of soft photons, and application to pulsar polar caps
从脉冲星物理的应用角度研究了光子碰撞产生的电子-正电子对。我们计算了单个γ射线光子的吸收率，由任意各向异性分布的软光子，和能量和角谱的出射轻子。在1 mc 2 /E > /E的近似下，我们解析地计算了γ射线和软光子的最大能量E，mc 2为电子的质量能量.我们在这些小参数的领先秩序的结果。为了实用的目的，我们提供了表达式的形式洛朗级数，给出正确的反应速率在各向同性的情况下，平均误差为$\sim$ 7%。我们应用这种形式主义的伽玛射线向下或向上飞行的热中子星热辐射在10 6 K的均匀温度。其他温度可以很容易地推导出使用相关的标度定律。我们发现这两个极端方向之间的吸收差异几乎有两个数量级，远远大于我们的误差估计。磁层对向下的伽马射线完全不透明，而向上的伽马射线有高达$\sim$ 10%的机会被吸收。我们提供了向上和向下的伽马射线的能量和角谱。能谱显示出典型的双峰，在较大的伽马射线能量下具有较大的分离。角谱非常窄，随着伽马射线能量的增加，开角范围从10 - 3到10 - 7弧度。
2017-10-11 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
Charged Anisotropic Pulsar SAX J1748.9-2021 in Non-Riemannian Geometry
本文在 $f(\mathbb{Q}, \mathcal{T})$ 理论下采用 Krori-Barua 度规研究带电各向异性脉冲星 SAX J1748.9-2021 的稳定性，求出场方程精确解并验证其物理性质，结果表明该脉冲星在修正理论下可行且稳定。
2025-05-01 astro-ph.HE gr-qc
Towards resolving the Galactic center GeV excess with millisecond-pulsar-like sources using machine learning
本文利用机器学习对Fermi-LAT源进行多类分类，评估银河系中心附近未关联的类毫秒脉冲星源对GeV伽马射线超出的贡献，发现其能谱、形态和源计数分布与MSP群体解释一致。
2025-03-11 astro-ph.HE
On the MHD modeling of the Crab Nebula radio emission
近年来，脉冲星风星云（PWNe）物理学的许多方面都可以在相对论MHD描述中得到充分解释，这已经成为一个公认的范式。数值模拟已经被证明非常成功地再现了蟹状星云的X射线形态，精确到非常精细的细节。相反，无线电发射是目前这些物体物理学中最模糊的方面之一，也是关于脉冲星属性及其作为反物质工厂的重要信息之一。在这里，我们解决的问题，从蟹状星云的无线电发射形态和综合频谱，通过使用第一次的轴对称动力学模型的参数选择，以最好地再现其X射线形态。根据我们的研究结果，我们讨论的无线电发射粒子的起源的限制。
2013-10-31 astro-ph.HE
Scattering analysis of LOFAR pulsar observations
本文测量了13颗具有简单脉冲形状的射电望远镜的星际散射对平均脉冲轮廓的影响。我们使用LOFAR高频段天线的数据，频率在110和190 MHz之间。我们应用前向拟合技术，并同时确定的内在脉冲形状，假设单高斯分量的档案。我们发现，常数$τ$，与散射由一个单一的薄屏幕，具有幂律依赖于频率$τ\propto ν^{-α}$，与指数范围从$α= 1.50$到$4.0$，尽管最简单的理论模型预测$α= 4.0$或$4.4$。模拟屏幕作为一个各向同性或极端各向异性散射体，我们发现各向异性散射适合导致更大的幂律指数，往往更好地与理论预期值。我们比较的散射模型的基础上推断，频率相关的参数的固有脉冲，以及由此产生的校正的色散测量（DM）。我们强调极端各向异性散射的情况下，适合是有吸引力的，同时强调，数据并不严格有利于任何13个historars模型。的散射显示异常的散射特性，是符合有限的散射屏幕和/或各向异性，但这些数据本身并不提供一个明确的表征屏幕的手段。我们重新审视经验$τ$与DM的关系，并考虑我们的结果如何支持频率依赖性的$α$。甚长基线干涉测量法以及对这些源在较高频率下的散射和闪烁特性的观测将提供进一步的证据。
2017-06-13 astro-ph.HE
Rotochemical heating of millisecond and classical pulsars with anisotropic and density-dependent superfluid gap models
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的逐渐减小使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力并导致偏离β平衡，引起释放热量的反应（旋转化学加热）。Fernández & Reisenegger（2005）在非超流中子星中研究过这种效应，Petrovich & Reisenegger（2010）在超流毫秒中子星中研究过这种效应。这两项研究都发现，类星体达到了一个准稳态，在这个准稳态中，使物质脱离β平衡的压缩被试图恢复平衡的反应所平衡。我们通过考虑超流能隙的密度依赖性和各向异性的影响来扩展以前的研究，对于主导反应是修改的Urca过程的情况，质子是非超导的，并且中子超流性由文献中提出的模型参数化。通过与毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715的表面温度和21个经典双光子星的上限温度的比较，我们发现毫秒脉冲星只能用有效能隙最大的模型（B型模型）来解释，经典双光子星则需要能隙在某个角度消失的模型（C型模型）和两种不同的包线组成。因此，没有一个单一的中子超流性模型可以同时解释非吸积中子星的所有观测结果的热发射，这可能是由于我们忽略了质子超导性。
2014-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching For Anisotropic Gravitational-wave Backgrounds Using Pulsar Timing Arrays
我们提出了模拟注射测试的第一个贝叶斯搜索管道能够调查的角度结构的引力波（GW）背景影响脉冲星信号的结果。来自许多nHz频率的吸入超大质量黑洞双星的非相干叠加的GW的随机背景可能是脉冲星定时阵列（PTA）可检测到的主要GW信号。即使人们可能期望由高红移宇宙学源群组成的背景是相当各向同性的，偏离各向同性可能表明局部GW热点或GW功率角分布中某种形式的连续各向异性。GWB会导致脉冲星信号的到达时间偏差，这些脉冲星信号在分离的脉冲星之间是相关的。在各向同性的背景下，这种互相关遵循一种独特的关系，称为海林斯和唐斯曲线，它只取决于两颗恒星的角间距。如果背景是各向异性的，则互相关是不同的，但是是可预测的，并且还取决于散射体的绝对位置。通过模拟包含GWB与各种各向异性配置的数据集，我们已经探索了使用不久的将来的数据约束各向异性的前景。我们发现，在中等到高信噪比的假设各向同性不再是一个适当的描述模拟的背景。此外，我们可以恢复注入的各向异性的性质在贝叶斯参数估计搜索，并提出了一个先验的各向异性搜索空间的动机的物理性的隐含分布的来源。
2013-07-19 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Modelling interaction of relativistic and non-relativistic winds in binary system PSR B1259-63/SS2883 - II. Impact of magnetization and anisotropy of the pulsar wind
本文数值研究了双星系统中磁化各向异性脉冲星风与其周围环境碰撞产生的流的性质。我们将磁场和风各向异性的影响与Bogovalov等人（2008年）详细研究的各向同性风的纯流体动力学（HD）相互作用的基准情况进行了比较。在轴对称近似下考虑相互作用，即假设脉冲星自转轴沿脉冲星和光学星之间的直线，忽略与脉冲星轨道有关的影响。磁场的影响进行了研究的情况下，弱磁化（磁化参数$σ<0.1$），这是与传统的模型的脉冲星风。假设非磁化脉冲星风中的动能通量是强各向异性的，在脉冲星旋转轴上的最小值和在垂直方向上的最大值，与脉冲星风的各向异性的影响进行了建模。我们表明，虽然这两个考虑的影响改变了终止脉冲星风所占据的区域的形状，它们的影响似乎是小的。特别是，对于低于0.1的脉冲星风的磁化，磁场压力保持远低于等离子体压力在冲击后区域。因此，在脉冲星与恒星风环境的相互作用的情况下（与plerions的情况相反，即脉冲星与星际介质的相互作用，当磁场独立于风的磁化变得动态重要时），HD方法代表了数值模拟的可行近似。
2011-07-25 astro-ph.HE
Prospect of detecting TeV halos with LHAASO: in the framework of the anisotropic diffusion model
迄今为止观测到的三个TeV脉冲星晕的粒子扩散系数被推断为明显小于星际介质（ISM）的典型值。各向异性扩散模型将慢扩散归因于交叉场扩散，假设在观测者的视线（LOS）与局部平均场方向之间的视角很小时，脉冲星周围的ISM中存在亚阿尔夫{é}nic湍流。在一般情况下，TeV晕的形态在这个模型下高度依赖于视角，和一个细长的，不对称的形态预测，如果LOS是不近似对齐的本地平均场方向。虽然小视角的具体要求被认为只建立了一小部分TeV晕，TeV晕与明显的不对称形态尚未被检测到。在本文中，我们将研究的预期TeV-PeV γ射线探测器LHAASO测量的TeV晕的各向异性扩散模型的框架下，特别关注的视角上的可探测性的影响。我们发现，TeV晕是更可检测的较小的视角，这种选择效应可以解释为什么所有三个检测到的TeV晕的形态是一致的球形。我们还表明，LHAASO是能够检测不对称TeV晕经过几年的操作与合理的源参数。这可以作为各向异性扩散模型的关键测试。
2022-05-29 astro-ph.HE
Bow-shock Pulsar Wind Nebulae Passing Through Density Discontinuities
弓形激波脉冲星风星云是脉冲星风星云的一个子集，形成于脉冲星在超新星爆炸时由于出生反冲而具有高速时。快速运动的脉冲星产生的相对论风与星际介质相互作用产生弓形激波和尾迹，这在H $_α$辐射中是可以探测到的。在这样的弓形激波脉冲星风星云中，吉他星云以其独特的形态脱颖而出，它由一个突出的弓形激波头和一系列更后面的气泡组成。我们提出了一个方案，其中多个气泡可以产生脉冲星时，遇到一系列的密度不连续的ISM。我们使用2-D和3-D流体动力学模拟测试的情况下。如果脉冲星穿越一个密度下降的区域，吉他星云的形状就可以重现。我们还表明，如果一个脉冲星遇到倾斜的密度不连续，它会产生一个不对称的弓形激波头，与毫秒脉冲星J2124-3358的弓形激波的观测一致。
2016-10-09 astro-ph.HE
Constraining pulsar gap models with light-curve shapes of a simulated gamma-ray pulsar population
费米伽马射线太空望远镜已经发现了许多伽马射线天体，既有射电大声的天体，也有射电安静或射电微弱的天体，这些天体是通过盲期搜索确定的。后者可能具有源自磁层高海拔的伽马射线束，导致与无线电波束很少或没有重叠。高能辐射的指数截止也表明伽马射线起源于中海拔或高海拔地区。人口合成提供了手段来研究两个互补方面的伽玛射线脉冲星人口：能量和光变曲线形态。后者（峰多重性、位置、分离、不对称性等）可用于约束射束的几何形状（它们在开放磁层内的起源、辐射区域随脉冲星功率和年龄的演变.）。它也可以用来约束的加速器模型的框架内的脉冲星的准直性和方向。我们提出了新的模拟和光变曲线分析的初步结果表明，费米脉冲星的样本保留了大部分的几何信息的父伽马射线脉冲星人口。
2010-02-01 astro-ph.HE
Exploring the non-thermal physics behind the pulsar wind nebula PSR J2030+4415 through radio observations
本研究利用 uGMRT 双频段射电观测发现 PSR J2030+4415 的 X 射线脉冲星风云射电对应体，并结合多波段数据提出再准直激波加速与能量依赖扩散模型。
2025-01-09 astro-ph.HE
Properties of a hypothetical cold pulsar wind in LS~5039
LS~5039是一颗强大的伽马射线双星，可能拥有一颗非吸积脉冲星。尽管有丰富的数据，但非热发射器的电源仍然未知。我们使用一个动力辐射的数值模型和多波长的数据来约束的脉冲星风，可能会在LS~5039的非热发射器供电的属性。我们模拟了一种超相对论性（低$B$）冷$e^\pm$风，康普顿散射恒星光子，并与恒星风动态相互作用。能量损失对未受冲击的$e^\pm$ -风动力学的影响，以及两个风接触不连续的几何形状，计算不同的风模型。预测的未冲击$e^\pm$ -风辐射在近星点，预计将是最高的，进行了比较LS~5039数据。来自各向同性冷$e^\pm$风的最小可能辐射以$\sim 3$的因子高估了近星点处的X射线到伽马射线通量。在各向异性风的情况下，如果风轴位于视线的$\lesssim 20-40^\circ$处，则风辐射不会破坏X射线和$\gtrsim 100$ MeV数据（$\lesssim 6-24$ \%的概率），取决于各向异性风模型，或者如果风洛伦兹因子$\in 10^2-10^3$，在这种情况下，风力可以更高，但它需要$e^\pm$ -多重数分别为$\sim 10^6$和$10^9$，脉冲星周期为$10^{-2}$ ~s和10~s。所研究的模式预测，低$B$冷脉冲星$e^\pm$ -风LS~5039应该是强各向异性的，要么风洛伦兹因子$\in 10^2-10^3$和非常高的多重数或微…
2021-04-16 astro-ph.HE
Constraining the slow-diffusion zone size and electron injection spectral index for the Geminga pulsar halo
Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所，中国科学院粒子天体物理重点实验室）
通过HAWC实验数据约束Geminga晕的慢扩散区大小和电子注入光谱指数，结合两区扩散模型得出慢扩散区半径范围及光谱指数上限，验证预测正电子谱与AMS-02测量一致。
2024-02-18 astro-ph.HE
The 2006-2007 Active Phase of Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61: Radiative and Timing Changes, Bursts, and Burst Spectral Features
经过至少6年的沉寂，异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61在2006年3月进入了一个持续数月的活跃阶段，包括6次X射线爆发以及持续X射线发射的许多变化。这些爆发是罗西X射线定时探测器监测11年来首次从AXP看到的，都发生在2006年4月6日至2007年2月7日之间。爆发持续时间范围为0.4-1.8 \times 103 s。前五个爆发光谱很好地模拟了黑体，温度kT ~ 2-9 keV。然而，第六次爆发有一个复杂的光谱，其特征是一个黑体加上两个发射特征，其幅度在整个爆发中变化。最突出的特征是在14.0 keV。在进入活跃期后，脉冲星的脉冲形态发生了重大变化，可能出现了定时故障。这个小故障的总频率跳变为（1.9 \pm 0.4）\times 10-7 Hz，恢复的衰减时间为17 \pm 2天，比初始跳变多，这意味着脉冲星的净自旋下降。在磁星模型的框架内，恒星的净自旋下降可以用超流体中旋转速度比其他区域慢的区域来解释。爆发，通量增强，脉冲形态的变化可以解释为由于高度扭曲的内部磁场施加的应力引起的地壳变形。然而，与其他AXP爆发不同的是，我们无法解释磁层中植入的主要扭曲。
2011-05-13 astro-ph.HE
High Resolution X-ray Observations of the Pulsar Wind Nebula Associated with the Gamma-ray Source HESS$ $J1640-465
我们对极高能$γ$射线源HESS $ $ J1640-465进行了钱德拉X射线观测。我们确定了一个点源周围的扩散发射，填充了扩展对象先前检测到的XMM牛顿在HESS源的质心，在壳的射电超新星遗迹（SNR）G338.3-0.0。漫发射的形态非常类似于脉冲星风星云（PWN），并不对称地延伸到作为潜在脉冲星的点源的西南部。假定的脉冲星和致密星云的光谱可以很好地用吸收幂律模型来表征，对于合理的$N_{\rm H}$值$14\times 10^{22} \rm cm^{-2}$，该模型分别表现出1.1和2.5的指数，这是典型的船帆座类PWNe。我们表明，鉴于H $ $ I沿视线观察到的吸收功能，SNR和H $ $ II周围区域可能是连接的，位于8千秒差距和13千秒差距之间。该系统的年龄在10到30 kyr之间。对于10 kpc的距离（也与X射线吸收一致），假定的脉冲星和星云的2-10 keV X射线光度是$L_{\rm PSR} \sim 1.3 \times 10^{33} d_{10 \rm kpc}^{2} \rm erg.s^{-1}$和$L_{\rm PWN} \sim 3.9 \times 10^{33} d_{10}^{2} \rm erg.s^{-1}$（$d_{10} = d / 10{\rm kpc}$）。$L_{\rm PWN}/L_{\rm PSR} \sim 3.4…
2009-10-14 astro-ph.HE
An Investigation into Surface Temperature Distributions of High-B Pulsars
考虑到高磁场射电望远镜的应用，我们研究了中子星的二维热演化。我们特别注意不同的平衡构型对表面温度分布的影响。的平衡配置构造在一个系统的方式，其中环形和极向磁场确定自洽与广义相对论效应的列入。为了解决NS内部到地壳的二维热传递，我们开发了一个隐式代码，基于有限差分格式，该格式处理标准冷却方案中的各向异性热导率和相关冷却过程。与以往的研究结果一致，由于各向异性的传热，极附近的表面温度变得高于赤道附近的温度。我们的研究结果表明，最高的最低的表面温度的比例的变化最大的一个数量级，取决于平衡配置。尽管有这样的差异，我们发现，这样的热点和冷点的面积是如此之小，模拟的X射线光谱可以很好地再现由一个单一的温度黑体拟合。
2014-01-13 astro-ph.HE
Gamma-ray pulsar physics: gap-model populations and light-curve analyses in the FERMI era
本论文主要研究费米伽玛射线空间望远镜探测到的年轻高能孤立普通脉冲星星族。我们比较了四个排放模型和LAT数据的模型预期。我们发现，所有的模型未能重现LAT检测，特别是大量的高自旋下降功率对象观察。这种不一致性与模型无关。在观测样本和预测样本之间也发现了无线电大声/无线电安静对象比率之间的差异。伽马射线的光度成比例的0.5的权力的自旋下降的功率关系的所有假设的模型，特别是在缝间隙（SG）的情况下协议是有力地证实。在光度基础上，两极焦散SG模型的中间高度发射是有利的。聚束因子显示了在SG情况下略微可见的自旋下降功率依赖性。脉冲星方向的估计已经得到解释的同时伽马和无线电光变曲线。通过对解的分析，我们发现了观察到的能量截止与发射缝隙宽度之间的关系。这种关系已经在理论上得到了预测。一个可能的磁场强度与时间的对齐被拒绝-对于所有的模型-在百万年的时间尺度上。光变曲线形态学研究表明，外磁层隙发射有利于解释观测到的射电γ滞后。相反，光变曲线矩研究（对称性和锐度）有利于两极焦散槽隙发射。所有的模型预测建议一个不同的磁场布局与混合两极焦散和中等高度的发射来解释脉冲星光度和光变曲线形态。所做的所有试验都系统地否定了极帽模型的低磁层发射机制。
2013-09-23 astro-ph.HE
Investigating the TeV Morphology of MGRO J1908+06 with VERITAS
我们报告的扩展TeV伽马射线源MGRO J1908 + 06与VERITAS甚高能（VHE）伽马射线天文台的深度观测。在此之前，TeV辐射被认为是费米-LAT脉冲星PSR J1907 + 0602的脉冲风星云（PWN）。我们在14个标准差（14 sigma）的显著性水平下检测MGRO J1908 + 06，并测量2.20 +/-0.10_stat +/-0.20_sys的光子指数。TeV发射被扩展，覆盖PSR J1907 + 0602附近的区域，并且还向SNR G40.5 - 0.5延伸。当用2维高斯拟合时，固有扩展具有标准偏差sigma_src = 0.44 +/-0.02度。与其它年龄相近的TeV PWNe的TeV谱随离脉冲星距离的增加而变软的现象不同，在脉冲星位置附近测得的TeV谱与在G40.5 - 0.5，0.33度的边缘附近测得的TeV谱是一致的。
2014-04-28 astro-ph.HE
Radio Polarization Observations of G319.9-0.7: A Bow-shock Nebula with an Azimuthal Magnetic Field Powered by Pulsar J1509-5850
我们报告的射电偏振观测G319.9-0.7（MSC 319.9-0.7）在3和6厘米获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列。该源显示出高度细长的形态，高能脉冲星J1509-5850位于尖端。我们发现了一个指数α=-0.26 +/- 0.04的平坦无线电频谱和高度的线性极化。这些结果证实了G319.9-0.7是一个弓形激波脉冲星风星云。极化图显示脉冲星后面有一个螺旋状的磁场，其对称轴平行于系统推测的运动方向。这是第一次在弓形激波星云中看到这样的场几何形状，它可能是脉冲星自旋轴与其空间速度对齐的结果。与其他弓形激波例子相比，G319.9-0.7在场结构和表面亮度分布方面表现出非常不同的特性，说明了种群的巨大多样性。
2010-02-09 astro-ph.HE
Free Energy of Anisotropic Strangeon Stars
本研究针对冷超核物质状态方程争议与高能天体现象能量来源问题，通过两种各向异性模型在广义相对论下计算固态奇异子星的弹性/引力自由能，发现极小各向异性下星震可释放超$10^{46}$ erg能量，为类脉冲星能量释放提供了无需强磁场的新机制。
2024-05-20 astro-ph.HE
Resistive Solutions for Pulsar Magnetospheres
脉冲星磁层建模的当前技术水平调用磁层等离子体的真空或无力极限。这两个极限都不能同时解释等离子体电流和加速电场，而加速电场是解释等离子体的形态和高能辐射光谱所必需的。为了更好地了解这种磁层的结构，我们结合加速场和力的解决方案，考虑模型的磁层充满电阻等离子体。我们制定欧姆定律在最小速度的流体框架，并构建了一个家庭的电阻解决方案，顺利桥接真空和无力磁层解决方案之间的差距。当等离子体电导率从零变化到无穷大时，自旋下降的光度、开放场线电位降和开放场线的分数都在真空和无力值之间过渡。对于固定的倾斜角，我们发现自旋下降的光度线性依赖于开场线的势降。我们认为我们的电阻解决方案的影响，在无线电脉冲星的间歇性的自旋下降和子脉冲漂移现象。
2011-11-17 astro-ph.HE
Magnetic Flux Tubes Illuminated by Pulsar Winds
The University of Hong Kong（香港大学）；Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文与天体物理研究所）；Southwest Jiaotong University（西南交通大学）
通过磁流管模型解释脉冲星风驱动的高能电子注入星际介质，并应用于脉冲星尾部和丝状结构的辐射研究。
2026-02-27 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
Science Using Single-Pulse Exploration with Combined Telescopes. I. The mode switching, flaring, and single-pulse morphology of PSR B1822-09
该研究利用uGMRT对PSR B1822-09进行550–750 MHz高灵敏度单脉冲观测，通过隐马尔可夫切换模型识别至少三种稳定模式及新的Bf耀发模式，并揭示同步/异步切换、涨落与微结构特征。
2025-03-10 astro-ph.HE
ASTRO-H White Paper - Older Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
大多数超新星遗迹（SNRs）都是古老的，因为它们的结构在与周围星际介质（ISM）的相互作用中发生了深刻的变化。旧的SNRs在外观上是非常异质的，反映了它们的进化状态、SNe爆炸的环境和爆炸产物的差异。一些旧的SNR主要被看作是与ISM相互作用的强冲击波的结果。其他的，即所谓的混合形态SNR，显示出发射的中心浓度，这可能仍然显示出喷出物发射的证据。还有一些，如脉冲星风星云（PWNe），被认为主要是脉冲星发射的结果;这些SNR通常缺乏来自主激波的可检测的热发射。所有对旧SNRs的研究的根本目标是了解这些差异，包括创造它们的SNe，它们正在扩展的ISM的性质以及控制它们演化的基本物理过程。在这里，我们确定了三个研究领域，ASTRO-H可以做出重要贡献。这些都是限制丰度和物理过程中的成熟的肢体增亮的信噪比，了解令人困惑的性质的混合形态的信噪比，并探讨PWNe的性质。ASTRO-H上的软X射线光谱仪（SXS）由于其高光谱分辨率，将成为解决与旧信噪比有关的问题的主要工具，并得到硬X射线成像仪（HXI）硬X射线观测的支持，以获得宽波段X射线覆盖范围。
2014-12-03 astro-ph.HE
Anisotropic inverse Compton scattering of photons from the circumstellar disc in PSR B1259-63
伽玛射线双星系统PSR B1259-63由一颗48毫秒的脉冲星围绕一颗Be星运行。该系统特别有趣，因为它是唯一的伽马射线双星系统，其中紧凑的对象的性质是已知的。来自系统的非热辐射由脉冲星的自旋下降光度提供动力，非脉冲辐射来自脉冲星和星风之间形成的隔离激波阵面。系统中的Be星/光学伴星从相关的拱星盘产生过量的红外通量。这种红外过量为逆康普顿散射提供了额外的光子源。我们讨论了近星点附近的红外过剩的影响，各向异性逆康普顿散射和相关的伽马射线的生产。我们确定的红外线过量的拱星盘使用的生长曲线的方法，它考虑到通过拱星盘在轨道上的变化的光学深度的修改版本。该模型的约束使用档案数据和额外的中红外观测与VLT在2011年1月。反康普顿散射率计算的三个方向的拱星盘。预测的伽玛射线光变曲线表明，光盘的贡献是一个最大值附近的近星点，而不是周围的光盘交叉的时代。这是由于圆盘在靠近恒星表面的地方最亮。获得了额外的光谱和近红外观测的系统，并讨论了在光盘交叉时期的冲击加热的可能性。
2012-09-04 astro-ph.HE
Is IGR J11014-6103 a Pulsar with the Highest Known Kick Velocity?
我们报告了对IGR J11014-6103的Chandra X射线和Parkes射电观测，IGR J11014-6103可能是一个脉冲星风星云，具有复杂的X射线形态和可能的射电对应物。随着钱德拉高超的角分辨率，我们发现的证据表明，一部分的扩展发射可能与弓激波，由于假定的脉冲星通过星际介质移动。推测的运动方向与IGR J11014-6103在产生超新星遗迹（SNR）MSH 11- 61 A的事件中诞生的一致。如果这种关联是正确的，那么先前对MSH 11- 61 A扩展的限制意味着IGR J11014-6103的横向速度为2，400 - 2，900 km/s，这取决于所使用的SNR模型。这将超过任何已知的彗星的反冲速度，并与任何与SNR相关的致密物体的速度相竞争或超过。虽然确认来源的性质很重要，但我们的无线电脉动搜索没有发现。
2012-04-12 astro-ph.HE
Assessing transitional pulsar candidates through a quantitative estimation of their light-curve similarity
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats (ICREA)（加泰罗尼亚高级研究学院）；Institute for Research in Technology (IIT), Universidad Pontificia Comillas（康普里亚斯宗座大学技术研究院）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（那不勒斯卡波迪蒙特天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（布雷拉天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）
本文提出基于动态时间规整的定量相似性框架，校准候选体与原型PSR J1023+0038的异质性，为过渡毫秒脉冲星候选体提供可复现排名，并指出光变曲线形状仅作筛选诊断。
2026-10-07 astro-ph.HE
Gamma Ray Signal from the Pulsar Wind in the Binary Pulsar system PSR B1259-63/LS2883
双星脉冲星系统在脉冲星风终止之前和之后，由于脉冲星风的相对论电子对伴星的光辐射进行康普顿化，从而发射出潜在的可检测的伽马射线。最近对脉冲双星系统PSR B1259-63/LS 2883的光学观测揭示了伴星的辐射特性，与以前的测量结果有很大不同。在本文中，我们研究的影响，这些意见的未受冲击的脉冲星风与恒星光子的相互作用率和相关后果的高能量（HE）和甚高能量（VHE）的伽马射线通量。我们表明，信号应该是足够强的费米接近近星点通过检测，除非脉冲星风是强各向异性或风的洛伦兹因子小于$10^3$或大于$10^5$。光学星的高光度也有两个重要的含义：（i）由于光子-光子对的产生，伽马射线的衰减，以及（ii）未受冲击的风的康普顿阻力。虽然第一种效应对VHE伽马射线的光变曲线有影响，但第二种效应可能会显着减少风终止后可用于粒子加速的能量。
2011-04-01 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton studies of the supernova remnant G292.2-0.5 associated with the pulsar J1119-6127
我们提出了第一个详细的成像和空间分辨光谱研究银河系超新星遗迹G292.2-0.5，与高磁场无线电脉冲星J1119-6127，使用钱德拉和XMM-牛顿。高分辨率的X射线图像揭示了西部部分边缘增亮的形态，与在无线电波长观察到的完整的贝壳状形态不同，散射发射集中在残骸的内部。残余物内的大多数扩散发射区域的光谱最好由热+非热模型描述。热分量由平面平行非平衡电离等离子体模型描述，温度范围从残骸西侧的1.3 keV到东侧的2.3 keV，柱密度从西侧的1.0e22 cm^-2增加到东侧的1.8e22 cm^-2，电离时间尺度较低，从SNR内部的5.7e9 cm^-3 s到西侧的3.6e10 cm^-3 s--这表明年轻的残骸在低密度介质中膨胀。整个SNR的空间和光谱差异与SNR东部存在的黑云一致，吸收了软X射线发射。一些地区的光谱还显示出Ne、Mg和Si的金属丰度略有增强，这暗示了反向冲击加热喷出物的第一个证据。比较我们推断的金属丰度的核心坍缩核合成模型的产量，我们估计一个高祖质量的~30太阳质量，这表明一个Ib/c型超新星。我们确认存在的非热硬X射线发射的区域接近脉冲星。我们估计SNR年龄范围在4.2 kyr（自由膨胀阶段）和7.1 kyr（Sedov阶段）之间，比测得的脉冲星年龄上限1.9 kyr高出几倍。
2012-05-25 astro-ph.HE
Exploring the central region of SNR 0540-69.3 with JWST I: 3D morphology
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；Stellenbosch Institute for Advanced Study (STIAS)（斯坦伦布什高等研究院）；Stellenbosch University（斯坦伦布什大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
利用JWST观测SNR 0540-69.3核心区域的三维形态，揭示了脉冲星风壳体与周围物质的相互作用，推断出脉冲星踢速并验证了II型超新星的分类。
2026-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Young Pulsars and the Galactic Center GeV Gamma-ray Excess
对费米数据的研究表明，银河系中心（GC）周围有过量的GeV伽马射线，这可能是由于暗物质。我们发现，年轻的伽马射线双星可以产生类似的信号。首先，高浓度的GC超新星自然会导致一群关于GC对称的被踢星。第二，当光谱较软的非常年轻的类星体位于银道面附近时，随着年龄的增长，光谱变硬的类星体会以更大的角度聚集。这种组合，包括未解决的前景光谱，跟踪的形态和光谱的过剩。
2015-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
